Age and Metallicities of Cluster Galaxies: A1185 and Coma
本文介绍了富星系团A1185和后发座星系团的年龄和金属丰度的窄带连续色测定。使用一种新的技术来提取非恒星形成星系的光度加权年龄和[Fe/H]值，我们发现，这两个集群有两个独立的人口基于这些参数。其中一个种群很古老（$τ>$ 11 Gyrs），具有明显的质量-金属丰度关系。第二个星族稍年轻（$τ\approx$ 9 Gyrs），金属丰度较低，恒星质量也较低。我们发现年龄和星系质量之间的相关性，在这两个人口，使老星系更大的质量和更高的平均金属丰度，确认以前的工作与线指数为同一类型的星系在其他集群（凯尔森等2006年，托马斯等2005年）。我们的研究结果意味着更短的持续时间更高质量的星系，在矛盾的经典星系风模型的预测。由于我们也发现了这些星系的质量与金属丰度之间的明确关系，因此我们得出结论，恒星形成在质量更高的星系中更有效，这是逆风模型下描述的一种情况（Matteucci 1994）。关于星系团的环境效应，我们发现星系的平均年龄和离星系团中心的距离之间存在着显著的相关性，因此，较老的星系居住在核心。这种关系名义上支持星系形成的层次方案（较低密度区域的年龄较年轻）;然而，环境效应可能在样本中有更大的签名，现在的星系是最初恒星形成淬火时代的残余物，这将导致相同的年龄梯度。
2006-11-17 astro-ph
Evidence for Solar Metallicities in Massive Star-forming Galaxies at z>~2
本文给出了7个恒星形成星系在2.1<z<2.5处的近红外光谱测量结果。这些星系是根据它们的U_nGR色光度预选在z~2的星系的大型分光巡天中选出的，它们的明亮的静止坐标系光学光度（K_s<=20.0）。最引人注目的是，大多数7个星系的样本表现出[NII]/Ha星云发射线比，至少太阳HII区域的金属丰度，在10.5 Gyr的回望时间。K_s亮样本的宽带颜色表明，大多数恒星在z~2处的形成时间超过了一个陀螺，并且已经形成了超过10^11 Msun的恒星质量。这些星系在局域宇宙中的后代很可能是富含金属的大质量螺旋星系和椭圆星系，而它们的祖先可能是z~3 Lyman Break星系。K_s亮z~2星系是一个高度演化的星系，但它们的大Ha光度和24-60 Msun/yr的未校正Ha星形成率表明它们仍处于活跃的恒星形成过程中。这里呈现的发光紫外选择物体包括目前K波段选择样本（如K20和Gemini Deep Deep巡天）的一半以上的高红移（z>1.5）尾部。
2004-05-10 astro-ph
Emission Line Abundances of Absorption Selected Galaxies at z<0.5
我们获得了与Mg Ⅱ类星体吸收体有关的四个星系在红移0.10 < z < 0.45处的光谱。我们使用经验R23强线方法计算了这些星系的气相氧丰度。星系B带绝对星等跨度为-20.6 < M_B <-18.3。如果金属丰度位于R23的上支（8.4 < log（O/H）+ 12 < 8.9），则这些吸收选择星系的金属丰度范围在0.5- 1.4太阳级之间，符合著名的0.10 < z < 0.45发射线星系的光度-金属丰度关系。然而，这样的金属丰度将是0.5- 1.0 dex比阻尼莱曼α系统（DLAs）中观察到的通过吸收线测量在类似的红移。相反，较低的R23分支校准产生的金属丰度约为太阳的1/7，与低红移时的DLA吸收金属丰度一致。在这种情况下，吸收选择的星系将明显低于z<0.5的发射线星系的光度-金属丰度关系。我们讨论了每种情况的影响和可能的解决方案。
2004-11-29 astro-ph
A Catalogue and Analysis of Local Galaxy Ages and Metallicities
我们已经收集了一个目录的相对年龄，金属丰度和丰度比约150个本地星系的领域，集团和集群环境。星系的形态类型从cD和椭圆星系到晚期螺旋星系。使用Worthey & Ottaviani（1997）单颗恒星星族演化模型，根据高质量的谱线指数估算年龄和金属丰度。星系年龄作为基本面中的第四个参数（Forbes et al.1998）被我们更大的年龄样本所证实。我们调查年龄和金属丰度之间的趋势，并与其他物理参数的星系，如椭圆率，光度和运动学各向异性。我们证明了存在一个星系年龄金属丰度的关系，类似于当地的星系盘星，年轻的星系有高的金属丰度，而老星系跨越一个大范围的金属丰度。我们还研究了环境和形态对星系年龄和金属丰度的影响，特别是半解析层次聚类模型（HCM）的预测。我们证实，非集群椭圆形确实是年轻的平均比集群椭圆形预测的HCM模型。然而，我们也发现了一个趋势，更明亮的星系有一个更高的[Mg/Fe]比比较低的光度星系，这是相反的HCM模型的预期。
2001-10-18 astro-ph
Impact of sub-solar metallicities on photometric redshifts
随着深度测光测量的出现，利用各种技术获得的测光红移的使用变得越来越普遍。这些巡天观测可以观测到光度范围很广的星系，甚至可以观测到高红移，其中包括许多具有明显亚太阳金属丰度的暗淡星系。我们使用我们的化学一致的星系进化合成代码GALEV产生一个大的网格的模板光谱能量分布（SED）的光谱类型E和Sa通过Sd的星系-一个会计在化学上一致的方式为连续恒星世代的初始金属丰度的增加，另一个专门的太阳金属丰度-进行比较。我们使用我们的新的光度红移代码GAZELLE的基础上观察到的和模型的SED比较。比较光度红移使用太阳的金属丰度模板时，工作在一个目录的人工创建的化学一致的SED，典型的低金属丰度本地晚型星系和固有的低光度，因此低金属丰度，星系在高红移宇宙，我们发现一个显着的偏见导致这种金属丰度不匹配。这种偏差包括系统性地低估了光度红移，通常是Δ z ~ 0.1。0.2直到z ~ 1.2，取决于星系类型，如果用太阳金属丰度模板分析，遥远、微弱和低金属丰度星系。
2008-11-19 astro-ph
Colors, magnitudes and velocity dispersions in early-type galaxies: Implications for galaxy ages and metallicities
本文分析了斯隆数字巡天中39320个早型星系的色-星等-速度色散关系。我们证明，颜色星等关系是完全的事实，即这些星系的光度和颜色与恒星速度色散的后果。先前对红移范围内的色-星等关系的研究表明，早型星系的光度是其金属丰度的指标，而该关系的颜色残差则是其恒星光度加权年龄的指标。我们表明，这一点，当我们发现速度色散起着至关重要的作用相结合，有一些有趣的影响。首先，具有大速度色散的星系往往更老（即，它们向颜色-幅度关系的红色散射）。类似地，具有大动力学质量估计的星系也往往更老。此外，在固定的光度下，较小的星系，或具有较大的速度色散，或更大的质量，往往更老。其次，速度色散最大的星系也是最缺乏金属的星系的模型很难与我们的数据相一致。然而，在固定的速度色散下，星系有一个年龄和金属丰度的范围：较老的星系有较小的金属丰度，反之亦然。最后，速度色散与光度的关系图可以用作年龄指标：恒定年龄的线与速度色散和光度之间的相关性平行。
2004-09-23 astro-ph
Ages and metallicities of faint red galaxies in the Shapley Supercluster
我们目前的结果的恒星星族的232个静止星系的沙普利超星系团，光谱的基础上，从AAOmega摄谱仪在AAT。这次巡天的主要特点是覆盖了许多低光度天体（sigma ~ 50 km/s），信噪比高（~45/埃）。巴耳末线年龄估计恢复与~25%的精度，即使是最微弱的样本成员。我们总结了观测和吸收线数据，并提出了派生的年龄和金属丰度与质量和光度的相关性。我们强调年龄和α-元素丰度比之间的强相关性，以及年龄和金属丰度在固定质量下的反相关性，这被证明是延伸到低光度制度。
2007-12-03 astro-ph
The Host Galaxies of Short-Duration Gamma-Ray Bursts: Luminosities, Metallicities, and Star Formation Rates
一些短持续时间的伽马射线暴（GRB）与椭圆星系的关联表明，它们的祖先与长GRB不同，属于古老的恒星星族。然而，大多数短伽玛暴似乎发生在恒星形成星系中，这增加了一些祖先与最近的恒星形成活动有关的可能性。在这里，我们提出了这些主机的光谱和测量它们的光度，恒星形成率和金属丰度。恒星形成率为0.2-6 Msun/yr，金属丰度为12+log（O/H）~8.5-8.9（Z~0.6-1.6 Zsun）。通过与长伽玛暴宿主的详细比较，发现长伽玛暴系统地具有较高的光度，较低的比恒星形成率（SFR/L_B）约为一个数量级，而金属丰度约为0.6 dex。短伽马射线暴和长伽马射线暴宿主来自同一个星系分布的K-S概率仅为10^-3。另一方面，在z~0.1-1范围内，短伽玛暴宿主与场星系的比恒星形成率和光度-金属丰度关系具有很好的一致性。因此，我们得出结论，短伽玛暴主机不像长伽玛暴主机年轻的恒星星族占主导地位。相反，短伽玛射线暴的宿主似乎是均匀地从底层星系分布，这表明祖先有一个广泛的年龄分布的几个陀螺仪。
2008-05-04 astro-ph
Ages, metallicities and $α$-element enhancement for galaxies in Hickson compact groups
本文用1.3 ${\rm Å}$分辨率的长缝光谱测定了希克森致密星系群中16个椭圆星系的中心速度色散和8个线强度Lick指数。这些数据被用来确定星系的性质（年龄、金属丰度和$α$元素的增强），并可以与González（1993）研究的低密度环境中星系样本的参数进行比较。通过与Thomas等人（2003）的单恒星星族模型和一组新的基于合成光谱的指数Mg $_2$、Fe 5270和Fe 5335的SSP模型进行比较，得出了恒星星族参数。这些模型基于Barbuy等人（2003年）提出的拟合函数的更新版本，在这里进行了全面描述。我们的主要结果是：（1）两个样本的金属丰度和[ $α$ /Fe]比值的平均值相似，（2）致密星系群中的大多数星系似乎都很老（8个星系的中位年龄为14 Gyr，可以推导出年龄），这与Proctor等人（2004）最近的工作一致。这些发现支持了两种可能的情况：紧密群体要么是年轻的系统，其成员最近才聚集在一起，没有足够的时间来经历任何合并，要么是旧系统，自形成以来一直避免合并。
2005-03-04 astro-ph
Binary Formation in Star-Forming Clouds with Various Metallicities
本文用三维嵌套网格模拟方法研究了不同金属丰度的云的演化过程，其中初始云的转动能与重力能之比β 0（=10^-1 - 10^-6）和云的金属丰度Z（=0 - Z_ \odot）为参数。从中心数密度n = 10^4 cm^-3开始，计算了48个模型的云演化，直到原恒星形成（n \simeq 10^23 cm^-3）或发生碎裂。碎裂条件取决于初始转动能和云的金属丰度。云的旋转促进了碎片化，而在金属丰度较高的云中，碎片化往往受到抑制。当β_0 > 10^-3时，在具有太阳金属丰度的云中发生碎裂，而当β_0 > 10^-5时，在原始气体云中发生碎裂。较低金属丰度的云有较大的碎裂概率，这表明二进制频率是云金属丰度的递减函数。因此，早期宇宙（或较低金属丰度环境）的双星频率高于现今（或较高金属丰度环境）。此外，从低金属丰度云中诞生的双星比从高金属丰度云中诞生的双星有更短的轨道周期。这些趋势解释的热历史的崩溃云。
2008-03-01 astro-ph
Chemical Abundances in SFG and DLA
我们研究了导致阻尼莱曼阿尔法线的本地恒星形成星系的化学丰度。构造了一个金属丰度与红移的关系图，并在此图上比较了低红移恒星形成星系群与高红移阻尼莱曼α星系群的化学丰度。我们对单个恒星形成星系进行了两种类型的实验。在第一种情况下，阻尼莱曼阿尔法线是针对恒星形成集群或超新星爆炸产生的内部紫外线光源而创建的。在第二张照片中，可以看到背景类星体上的阻尼莱曼阿尔法线。在恒星形成区域的电离气体和阻尼莱曼阿尔法系统中的中性气体测量的金属丰度，相互比较的情况下，逐个案例的基础上。我们强调了恒星形成星系/类星体对SBS 1543+593/HS 1543+5921的存在，其中发射线和吸收线导出的丰度给出了相同的结果。我们认为，我们因此可以在原则上，解释阻尼莱曼阿尔法系统金属丰度的恒星形成星系金属丰度的延伸到更高的红移，支持气体丰富的星系有较低的化学丰度时，年轻。
2005-04-22 astro-ph
Fundamental properties of pre-main sequence stars in young, southern star forming regions: metallicities
目的：这个项目的主要动机是寻找富含金属的恒星形成区域，在这些区域中，将产生超太阳金属量的恒星，希望是围绕它们运行的太阳系外行星！结果如下：我们发现狼疮、变色龙和CrA靶的（前主序）模型依赖的等时年龄分别为$9.1 \pm 2.1$ Myr、$4.5 \pm 1.6$ Myr和$9.0 \pm 3.9$ Myr。大多数恒星的Li I 6707.8A等效宽度与质量相近的昴星团相似或更高，这证实了它们的年轻。大多数恒星都是它们所在区域的运动学成员，要么是单星，要么是双星。我们发现一个平均径向速度的对象在狼疮云是${\bar {RV}}=+2.6 \pm 1.8$公里秒$^{-1}$，对于Chamaeleon I和II云，${\bar {RV}}=+12.8 \pm 3.6$公里秒$^{-1}$，而对于CrA云，我们发现${\bar {RV}}=-1.1 \pm 0.5$公里秒$^{-1}$。所有的恒星都是日冕和色球层活跃的恒星，其X射线和H $α$的发射水平略低于、近似等于或高于它们的老恒星IC 2602/2391和/或昴星团。根据它们在J $-$ K/H $-$ K $^{'}$图中的位置，所有三个目标都显示出很少或没有来自星周环境的吸积迹象。我们对Chamaeleon中的5颗星、Lupus中的4颗星和CrA星形成区中的3颗星进行了金属丰度分析。这些结果表明，所有三个区域都是轻微的金属…
2005-10-20 astro-ph
The Ages and Metallicities of Early Type Galaxies in the Fornax Cluster
我们测量了天炉座星系团中一个完整的早型星系样本的中心线强度，它包括11个椭圆星系和11个透镜星系，亮度大于M_B=-17。与冈萨雷斯研究的样本中的椭圆星系相反（最近由特雷格重新访问），我们发现天炉座椭圆星系遵循Worthey模型中固定年龄星系的轨迹，金属丰度从大约太阳到三倍太阳。然而透镜状星系的光度加权年龄向年轻星系的扩散很大，这表明它们的恒星形成历史更长。我们目前的测量更敏感的指数：C4668和Hgamma_A，这些确认和加强的结论，椭圆星系是同时代的，只有透镜状星系表现出后期恒星形成的症状。透镜星系和椭圆星系之间年龄分布的推断差异是一个强有力的结论，因为模型使用不同的年龄和金属丰度指标产生一致的相对年龄，即使绝对年龄仍然不确定。天炉座星系团中S 0星系的年轻光度加权年龄与最近的发现相一致，即中等红移星系团中S 0星系的比例比当地发现的低2-3倍，并表明星系团螺旋星系群的一部分在5 Gyr间隔从z=0.5到现在已经演化到静止。在我们的样本中，两个最暗的透镜状星系有蓝色的连续谱和强烈的巴耳末线吸收，这表明\la 2 Gyrs前的星暴。这些星系可能是z=0.3星系团中星暴或星暴后星系的低红移类似物，类似于后发座星系团中的H δ强星系。
1997-10-16 astro-ph
Star Formation Rates and Metallicities of K-selected Star Forming Galaxies at z~2
我们介绍了斯巴鲁深场中15个K（AB）<23的恒星形成BzK星系（sBzKs）的光谱学，其中Halpha和一些其他发射线在0.9至2.3微米的光谱中被检测到，分辨率为R=500。使用Halpha光度，我们得到恒星形成率（SFR），然后比SFR（SSFR）除以恒星质量，这是来自SED拟合BVRi 'z'K测光。研究发现，具有较高恒星质量的sBzKs具有较大的SFR。恒星质量与SSFR之间存在负相关关系，这与前人对z~2星系的研究结果一致。这意味着恒星质量的较大增长发生在质量较小的星系中。此外，气相氧丰度，12+log（O/H），来自NII（λ 6584）的比率，以Halpha使用N2指数的方法。我们发现恒星质量与氧丰度之间存在着相关性，即质量越大的sBzK越富金属，这与紫外选择的z~2星系的关系在性质上是一致的。然而，sBzKs的金属丰度比具有类似恒星质量的UV选择星系高约0.2 dex，考虑到小的不确定性，这是显着的。我们样本中的sBzKs具有比紫外选择星系更红的R-K颜色。这种氧丰度的星系颜色依赖性可能是由在z~2处具有较高金属丰度的较老或较尘埃的星系引起的。
2008-09-30 astro-ph
Obtaining Global Galaxy Metallicities Using Emission Line EWs
利用由[O II] 3727、[O III] 4959、5007和β星云发射线的等效宽度形成的比值EWR_{23}，我们提出了一种估算遥远恒星形成星系星际介质氧丰度的方法。这种EWR_{23}方法基本上与Pagel等人（1979）的广泛使用的R_{23}方法相同。利用附近星系的三个光谱调查的数据，我们得出结论，发射线等效宽度比是一个很好的替代发射线通量比在活跃的恒星形成的星系。EWR_{23}和发红校正的R_{23}值之间的RMS离散度为sigma（log R_{23}）\leq 0.08 dex。这种色散与许多光谱星系巡天中遥远星系的发射线测量不确定性相当，并且比强线金属丰度校准中固有的σ（O/H）~0.15 dex的不确定性略小。由于等效宽度比对星际红化效应部分不敏感，当红化校正不可用时，发射线等效宽度比应优于通量比。这里提出的EWR_{23}方法可能是最有用的统计估计的平均金属丰度的大样本的星系跟踪其化学性质作为一个函数的红移或环境。这里开发的方法是在一个配套文件（Kobulnicky等人2003），以测量恒星形成星系的金属丰度在z=0.2 - 0.8的深河外进化探测光谱调查的格罗斯带。
2003-10-15 astro-ph
The formation of disk galaxies in a cosmological context: Populations, metallicities and metallicity gradients
我们提出了有关在宇宙学模拟中形成的星系的金属丰度和恒星星族的第一个结果。计算包括暗物质、气体动力学、辐射过程、恒星形成、超新星反馈和金属富集。质量为$8\,10^{11}\,$ \Msol \的旋转过密球体作为初始模型。会聚区和金斯不稳定区可以形成恒星，恒星的金属量来自于它们形成的气体。通过超新星，富含金属的气体被送回星际介质。形成中的星系显示了螺旋星系的主要特征：一个富含金属的凸起，一个贫金属的恒星晕和一个接近太阳组成的盘。晕和核球主要由老恒星（$>10.5\,$陀螺）组成。圆盘的金属丰度梯度为$\dd(\log Z) / \dd r = - 0.05\,$ kpc $^{-1}$，而晕则没有。模型还显示了Pop~II星的金属丰度与小尺度涨落功率之间的相关性。膨胀区的恒星是由最初位于原始密度波动最大值的气体形成的，而晕星则是由积累在不太明显的最大值中的气体形成的。
1993-12-05 astro-ph
A photometric and spectroscopic study of dwarf and giant galaxies in the Coma cluster -- III. Spectral ages and metallicities
（abr.）本文分析了Mobasher等人提出的后发座星系团的光谱星表，该星表包含了大约300个星等M_B =-20.5~-14的星系团成员的光谱，分布在星系团中心和西南区两个大约1 × 1.5Mpc的区域。本文的分析仅限于257个光谱中没有发射线的星系。年龄敏感指数的强度与星系的星等在整个星等范围内。类似地，金属性敏感指数与量值相关。通过比较观测指标与模型网格的基础上帕多瓦等时线，我们得到亮度加权年龄和金属丰度。给出了不同星等箱中星系年龄和金属丰度的分布。平均金属丰度随着星系的星等而降低，在给定的光度下，后发座西南区域的星系似乎普遍低于星系团的中心。在任何大小的星系中都发现了广泛的年龄范围，从小于3 Gyr到大于9 Gyr。然而，系统的年龄与光度的趋势是目前在中央领域的星系。在后发座的Mpc中心，任何光度的大部分星系（50 - 60%的巨星，> 30%的矮星）在其中心区域没有证据表明恒星形成发生在红移z <2处，而在中等（0.35 <z <2）和低（z <0.35）红移处发生显著恒星形成的星系比例被发现取决于星系的光度。年轻的光度加权年龄的微弱星系似乎有一个双峰金属丰度分布，如果得到证实，将指向一个复合形成的情况。最后，我们提出了一个解释的指数大小的关系观察。
2001-09-27 astro-ph
Metallicities of 0.3<z<1.0 Galaxies in the GOODS-North Field
我们使用凯克红移巡天（TKRS）的光谱测量了大天文台起源深巡天北（GOODS-N）场中204个红移为0.3<z<1.0的发射线星系的星云氧丰度。我们还提供了一个更新的分析处方估计氧丰度使用传统的强发射线比，R_{23}，基于Kewley和Dopita（2003）的光电离模型。我们包括一个非常粗略的金属丰度估计使用[NII]6584/Halpha比率的分析公式。GOODS-N星系的氧丰度范围为8.2< 12+log（O/H）< 9.1，相当于金属丰度为太阳值的0.3至2.5倍。这个星系样本显示出静止坐标系蓝色光度和气相金属丰度之间的相关性（即，L-Z关系），与先前研究的中间红移样本的L-Z相关性一致。L-Z关系的零点随红移的变化而变化，在这个意义上，给定光度的星系在更高的红移处变得更贫金属。在光度箱-18.5<M_B<-21.5中的镓离子显示出从z=0到z=1平均氧丰度降低0.14 \pm 0.05 dex。这种金属富集率意味着自z=1以来，28个\pm 0.07%的金属在本地星系中已经合成，这与基于已发表的恒星形成率密度的预测合理一致，该预测表明宇宙中约38%的恒星在同一时间间隔内形成。（节录）
2004-08-06 astro-ph
The ages and metallicities of galaxies in the local universe
我们从斯隆数字巡天数据发布2（SDSS DR 2）中获得了175，128个星系的星等有限样本的恒星金属丰度，轻量年龄和恒星质量。我们计算这些参数的中位似然估计使用一个大的图书馆的模型光谱在中高分辨率，涵盖了全面的恒星形成的历史。我们得到的约束条件是由五个光谱吸收功能，这是很好地再现了我们的人口合成模型的同时拟合。通过设计，这些约束仅微弱地依赖于α/Fe元素丰度比。我们的样本包括所有类型的星系，涵盖了恒星形成活动的全部范围，从休眠的早期类型到活跃的恒星形成星系。我们发现，在平均值，星系遵循一个序列的增加恒星金属丰度，年龄和恒星质量在增加4000 AA-断裂强度（D4000）。对于中等质量的星系，在固定的D4000更强的巴耳末吸收与更高的金属丰度和更年轻的年龄。我们研究恒星的金属丰度和年龄如何依赖于总星系恒星质量。低质量星系通常是年轻且贫金属的，而大质量星系则是年老且富金属的，在恒星质量范围3x10^9<M/Msun<3x10^10之间会有快速的过渡。无论是高浓度和低浓度的星系遵循这些关系，但有一个大的分散在恒星的金属量在固定的恒星质量，特别是对于低浓度的星系的中间质量。尽管有很大的散射，恒星金属丰度和恒星质量之间的关系类似于恒星形成星系的气相氧丰度和恒星质量之间的相关性。[删节]
2005-06-22 astro-ph
VLT Spectroscopy of Globular Cluster Systems, II. Spectroscopic Ages, Metallicities, and [alpha/Fe] Ratios of Globular Clusters in Early-Type Galaxies
基于Puzia等人（2004，本系列论文I）总结的Lick指数测量结果，对早型星系中球状星团系统的年龄、金属丰度和[α/Fe]比进行了分析。鉴于校准和测量的不确定性，年龄金属丰度简并性，以及Lick指数的相对动态范围，以及丰度比变化（特别是[α/Fe]比的变化）引入的系统学，我们发现，我们的数据集最可靠的年龄指标是Lick Balmer线指数HgammaA，Hbeta和HdeltaA的组合。[MgFe]-用作受[α/Fe]变化影响最小的光谱金属丰度指示剂。我们引入了一个插值程序，同时获得年龄，金属丰度，和[α/Fe]比从诊断网格从利克指数。通过对高质量观测数据与SSP模型预测结果的比较，我们发现早型星系中约2/3的球状星团年龄大于10 Gyr，约1/3的球状星团年龄在5-10 Gyr之间，只有少数星团年龄小于5 Gyr。我们的球状星团样本涵盖了从[Z/H] = -1.3到~0.5 dex的金属丰度。我们发现富金属的球状星团比贫金属的球状星团平均年龄小，年龄离散度大。[α/Fe]诊断图显示早型星系中球状星团系统具有超太阳α/Fe丰度比，平均[α/Fe] = 0.47+/-0.06 dex，色散约为0.3 dex。我们发现的证据之间的相关性[α/Fe]和金属丰度，在这个意义上说，更多的富含金属的集群表现出较低的α-元素增强。[删节]
2005-05-20 astro-ph
The DEEP2 Galaxy Redshift Survey: Mean Ages and Metallicities of Red Field Galaxies at z ~ 0.9 from Stacked Keck/DEIMOS Spectra
作为DEEP 2星系红移巡天的一部分，我们分析了在红移0.7 <= z <= 1处，具有弱到没有发射线的红场星系的堆叠Keck/DEIMOS光谱中的吸收线强度。与恒星星族合成模型的比较表明，在z ~ 0.9的红星系的平均光度加权年龄的顺序只有1 Gyr和至少太阳的金属丰度。这一结果与所有恒星在非常高的z形成后被动演化的情况不一致。相反，相当一部分恒星的年龄不超过1 Gyr，这意味着恒星的形成至少持续到z ~ 1.2。此外，使用恒星星族合成模型对这些遥远星系与本地SDSS样本进行的比较表明，Hdelta的等效宽度从z ~ 0.9到0.1的下降小于被动演化模型的预测。这有两种解释：要么每个星系都经历着持续的低水平恒星形成，要么z ~ 0.9到0.1的红色序列星系群不断地被新的星系和年轻的恒星所加入。
2006-02-13 astro-ph
Measuring Global Galaxy Metallicities Using Emission Line Equivalent Widths
利用由[O II] 3727、[O III] 4959、5007和β星云发射线的等效宽度形成的比值EWR_{23}，我们提出了一种估算遥远恒星形成星系星际介质氧丰度的方法。这种R_{23}方法基本上与广泛使用的Pagel et.等（1979）。利用附近星系的三个光谱调查的数据，我们得出结论，发射线等效宽度比是一个很好的替代发射线通量比在活跃的恒星形成的星系。EWR_{23}和发红校正的R_{23}值之间的RMS离散度为sigma（log（R_{23}））< 0.08 dex。这种色散与许多光谱星系巡天中遥远星系的发射线测量不确定性相当，并且小于强线金属丰度校准中固有的σ（O/H）~ 0.15 dex的不确定性。由于等效宽度比是，一阶，惰性星际红化，发射线等效宽度比实际上可能优于流量比红化校正时不可用。这里提出的EWR_{23}方法可能是最有用的统计估计的平均金属丰度的大样本的星系跟踪其化学性质作为一个函数的红移或环境。在这里开发的方法是用在一个配套文件（Kobulnicky等。al 2003），以测量恒星形成星系的金属丰度在z=0.2-0.8的深河外进化探测光谱调查的格罗斯带。
2003-05-01 astro-ph
The transition from Population III to normal galaxies: Ly-a and HeII 1640 emission and the ionising properties of high redshift starburst galaxies
我们研究的电离连续谱，莱曼break，和Ly-A和HeII 1640重组线在星爆的光谱特性。从原始星系的过渡到目前观察到的金属丰度，检查。对于星爆的平均性质，主要的发现是：1）莱曼连续通量随金属丰度的减小而增大。对于1-100 Msun的通用Salpeter IMF，太阳金属丰度和Pop III天体之间的增强通常达到~3倍。2)当金属丰度Z >~ 1/50 Zsun时，莱曼破裂的振幅对Z的依赖性很小，在较低的Z处，由于平均恒星温度的强烈升高，莱曼破裂的振幅减小了~2倍。3)使用理论模型和经验约束，我们讨论了预期的发展硬度的He+ H电离光子的金属性和可能的不确定性。我们还提供了一个简单的估计热WR类星的可能影响Q（He+）/Q（H）在非常低的金属丰度。4)校准恒星形成率的测定，从各种复合线在所有金属丰度和各种IMF的派生。对于年轻的爆发的最大Ly-a等效宽度示出强烈增加，减少金属丰度相同的IMF。然而，由于众所周知的原因，预测的Ly-a排放可能代表上限。不可忽略的HeII 1640发射由于恒星光电离似乎仅限于非常低的金属丰度和人口III对象。（摘要摘录）
2002-10-21 astro-ph
Stellar masses, star formation rates, metallicities and AGN properties for 200,000 galaxies in the SDSS Data Release Two (DR2)
斯隆数字巡天提供了大量客观选定的星系样本的高质量的均匀光度和光谱数据，从而能够以前所未有的精确度和详细程度对星系和活动星系核的物理性质进行统计研究。在这里，我们公开发布了211，894个星系的衍生物理特性目录，其中包括33，589个窄线AGN。这些都是完整的样本，具有很好理解的选择标准，来自第二次SDSS公开数据发布（DR 2）中的正常星系光谱样本。我们列出了从SDSS光谱和测光使用建模技术中已经发表的论文中提出的我们的小组获得的属性。这些属性包括：恒星质量;恒星质光比;尘埃对星光的衰减;最近主要恒星爆发的指示;目前的总恒星形成率和特定恒星形成率，包括光谱区域和整个星系;气相金属丰度;根据标准发射线比率诊断图和活动星系核[OIII]发射线光度进行的活动星系核分类。我们还列出了我们自己的吸收线指数和发射线通量的测量，这些量来自，以及一些数量从标准的SDSS管道在我们的工作中发挥了重要作用。这些星系的许多其他观测性质可以从SDSS DR 2星表中获得。我们将在此发布网站上添加更多的物理性质，因为相关论文已被接受出版。包含这些参数的目录可以在http://www.mpa-garching.mpg.de/SDSS/上访问。
2004-06-08 astro-ph
On the Ly-alpha emission from gamma-ray burst host galaxies: evidence for low metallicities
我们报告的结果，寻找Ly-alpha发射的宿主星系的z=2.140 GRB 011211和其他星系在其周围的领域。我们检测到Ly-alpha发射从主机以及从其他六个星系在该领域。来自GRB 011211宿主的Ly-alpha线的剩余框架等效宽度约为21 AA。这是在GRB宿主星系的五个可能的探测中第五次探测到Ly-alpha发射，强烈表明GRB宿主，至少在高红移时，是Ly-alpha发射体。这是有趣的，因为只有大约25%的Lyman-Break选择的星系在类似的红移有Ly-alpha发射线的restframe等效宽度大于20 AA。可能的解释是：i）GRB祖先的偏好是贫金属的预期中的Mesosar模型，ii）对尘埃主机的光学余辉选择偏差，和iii）高Z星系的光度函数的暗端的Ly-alpha发射体的比例较高。其中，目前的证据似乎支持i）。
2003-06-19 astro-ph
The metallicities of luminous, massive field galaxies at intermediate redshifts
我们计算了40个明亮（M_{B} < -19）的恒星形成星系的氧丰度，这些星系大部分是盘状场星系，它们的红移范围在0.2 < z < 0.8 $, with a median of <z> = 0.45. Oxygen abundances, relative to hydrogen, of the interstellar emitting gas are estimated by means of the empirically calibrated strong emission line ratio technique. The derived (12+log(O/H)) values range from 8.4 to 9.0, with a median of 8.7. Twenty of these galaxies have securely measured rotation velocities, in the range 50--244 km/s. The measured emission line equivalent widths and diagnostic ratios for the intermediate redshift galaxies cover similar ranges to those observed across a larg…
2006-03-23 astro-ph
Ages and metallicities of early-type galaxies in the SDSS: new insight into the physical origin of the colour-magnitude and the Mg2-sigmaV relations
我们利用最新的限制在斯隆数字巡天（SDSS）的早期型星系的年龄和金属丰度获得新的洞察到这些星系服从的两个基本关系的物理起源：颜色星等和Mg 2-sigmaV关系。我们的样本由26,003个星系组成，这些星系是根据它们的集中光分布从SDSS DR 2中选出的，我们以前已经推导出了恒星金属丰度、光加权年龄和恒星质量的中位似然估计。我们的分析提供了迄今为止最明确的证明，这两种关系主要是恒星质量的序列，以及总恒星金属丰度，α-元素-铁丰度比和轻重量年龄都随着质量沿两个关系增加。对于高质量的椭圆星系，年龄的离散度很小，与误差一致。在低质量端，有一条朝向年轻年龄的尾巴，它主导着固定质量下颜色和指数强度的分散。一个小的，但可检测的，内在的质量-金属丰度关系的散射也有助于在两个观测的标度关系的散射，即使在高质量。我们的研究结果表明，早型星系的化学成分与其动力学质量（包括恒星和暗物质）的关系比与恒星质量的关系更密切。在我们的样本中，恒星质量和动力学质量之间的比率似乎从质量最小的星系到质量最大的星系逐渐减小。
2006-06-07 astro-ph
Checking the reliability of equivalent width R23 for estimating metallicities of galaxies
我们验证了用当量宽度（EW）R23代替经折射率校正的光通量R23是否可以计算星系的O/H丰度，并提出了一种改进方法，以提高这种经验方法的可靠性，这种方法常用于星系的非光通量定标谱。我们从SDSS-DR2中选择了37，173个恒星形成星系，它提供了广泛的属性来测试EW方法。EW-R23方法带来了显著的偏差：对于大部分SDSS星系，它可能会影响log（O/H）的确定，影响的因素范围从-0.2到0.1 dex，对于某些星系，影响的因素范围从-0.5到0.2 dex。我们用α =（I_[OII]/I_H β）/（EW_[OII]/EW_H β）来描述这种差异（或偏差），它实际上与尘埃消光无关，而与Dn（4000）密切相关，尽管在较低的显著性下，与（g-r）颜色密切相关。EW-R23方法不能用作经折射率校正的通量R23方法的替代。从分析三阶多项式拟合的阿尔法与（g-r）的颜色，我们已经能够纠正EW-R23方法。通过这种额外的和简单的校正，EW-R23方法提供了O/H丰度值类似于那些来自双折射校正的通量R23方法，对于> 92%的SDSS星系，精确度为~0.1 dex。
2007-08-28 astro-ph
Carbon star populations in systems with different metallicities: statistics in Local Group galaxies
我们提出了演化的人口合成模型的冷和发光的中间年龄恒星星族在解决星系，特别强调碳星人口的研究。研究了恒星形成历史、年龄和金属丰度对中等质量恒星星族的影响。在瞬时爆发的情况下，我们证实，较低的金属丰度的结果在较高的贡献碳星的总恒星数，并在较高的碳星的数量比晚型M星。利用化学自洽模型研究了恒星形成历史对碳星种群性质与母星系整体参数（年龄、金属丰度）之间关系的影响。我们的模型能够解释，第一次，这些相关性，在本星系群的星系中观察到的。对于年龄大于1 Gyr的恒星星族，碳恒星族的性质与当前的金属丰度有联系，这种联系与恒星形成的情况无关。从碳星到晚型M星的数量形成了一个金属丰度序列，沿着这个序列可以发现具有非常不同的恒星形成历史的恒星星族。
2002-09-03 astro-ph
Stellar populations of early-type galaxies in different environments II. Ages and metallicities
这是第二个文件的一系列致力于研究的恒星内容的早期型星系。该系列的目标是对这些对象的进化状态设置约束。我们使用一套新的模型，其中包括一个改进的恒星库（MILES），以获得简单的恒星星族（SSP）的样本中的98个早型星系的等效参数。样本中包含了外场星系、贫星系团以及室女座和后发座星系团中的星系，我们发现低密度环境星系的SSP年龄和金属丰度范围比高密度环境中的星系要大，低σ星系有年轻化的趋势。低密度环境中的早型星系比高密度环境中的早型星系平均年轻约1.5 Gyr，金属含量也更高。低密度环境星系的样本显示年龄金属丰度的关系，其中年轻的星系被发现是更丰富的金属，但只有当金属丰度与铁敏感指数测量。相反，当用Mg敏感指数测量金属丰度时，没有年龄-金属丰度关系。只有当用Mg敏感指数测量金属丰度时，低密度环境星系的质量-金属丰度关系才是可感知的，而不是当用其他指标测量金属丰度时。相反，对于高密度环境的星系，这种关系是独立的用于测量金属丰度的指标。这表明质量-金属丰度关系依赖于星系的环境。我们的数据有利于这样一种情况，即低密度环境中的星系比后发座星系团中的星系经历了更长的恒星形成历史，后发座星系团中的星系似乎拥有更同质的恒星星族。
2006-04-27 astro-ph
A Photometric Study of the Ages and Metallicities of Early-type Galaxies in A2218
我们提出了深光学和近红外成像的丰富的集群A2218在z=0.17。我们的光学成像来自新的多色哈勃太空望远镜WFPC 2在F450 W（B），F606 W（V）和F814 W（I）通带的观测。这些观测得到了4.2米威廉·赫歇尔望远镜上新的INGRID成像仪的深近红外、KS波段成像的补充。这种组合提供了独特的高精度多色光学红外测光和形态信息的大样本的星系在这个丰富的集群的核心，在回视时间约3 Gyrs。我们分析的（B-I），（V-I）和（I-Ks）的颜色的星系跨越的范围内的K-波段光度的一个因素，在这个地区和比较这些网格的恒星星族模型。我们发现，在明亮（>0.5L*）的早型星系，椭圆星系和S 0的恒星星族的颜色轨迹，跟踪在一个单一的年龄变化的金属丰度序列。在较暗的光度（<0.1L*），这个序列被形态分类的椭圆星系扩展到较低的金属丰度。然而，最暗的S 0表现出非常不同的行为，显示出广泛的颜色范围，包括很大一部分（30%）具有相对蓝色的颜色，其恒星星族的亮度加权年龄似乎更年轻，为2- 5 Gyrs。我们发现，这些年轻的S 0的集群人口的比例是一致的，观察到的减少在遥远的星系团看到的S 0人口时，在一个两步的光谱和形态的框架内解释吸积的螺旋场星系到集群S 0的转换。
2000-08-10 astro-ph
Gas metallicities and early evolution of distant radiogalaxies
通过模拟一个高红移（HzRG，z \sim 2.5）射电星系样品的富发射线光谱，我们发现太阳和超太阳金属丰度在这些天体的扩展气体中是共同的。我们的模型和与高红移类星体的比较表明，z \sim 2.5的HzRG与强烈的恒星形成活动有关。这与巨型椭圆星系的化学演化模型是一致的，它支持了遥远的强大射电星系是巨型椭圆星系的祖先的想法。我们可能会在不同的对象中看到不同的进化状态。
2000-08-04 astro-ph
Distances, Metallicities, and Ages of Dwarf Elliptical Galaxies in the Virgo Cluster from Surface Brightness Fluctuations
我们利用FORS 1/2+VLT获得了室女星系团方向16个矮椭圆星系的深B和R CCD图像。对于每个矮星，我们测量的R-波段表面亮度波动（SBF）的幅度\bar{m}_R和（B-R）的颜色在一些领域在不同的银河系中心的距离。根据这两个量的场与场之间的变化，我们通过（B-R）- \bar{M}_R关系确定SBF距离。矮星的距离在14.9-21.3Mpc之间，平均1 sigma不确定度为1.4Mpc，证实早期型星团成员的距离分布有相当大的深度。对于IC 3388，我们的SBF距离为17.0+-1.5Mpc，与Harris等人基于HST观测和红巨星分支尖端星等的结果非常一致。结合我们的研究结果与现有的距离巨大室女座椭圆形，我们确定了两个主要的星系集中：一个广泛的主要集群约15.8Mpc和一个狭窄的次级集群约18.5Mpc。自适应核分析发现两种浓度在99%和89%水平下具有显著性。虽然近侧的室女座早型星系团可以与以M87为中心的子星系团联系在一起，但第二个星系团被认为主要是由于M86周围的背面下沉星系群。将观测到的（B-R）色与Worthey的恒星星族合成模型相结合，估算了dE恒星星族的年龄和金属丰度。看来室女座dE比天炉座dE覆盖了更广泛的金属丰度范围。导出的金属丰度将Virgo dEs置于由局域群dEs定义的[Fe/H]-M_V关系的扩展上。这些数据进一步表明，年龄范围从像IC 301…
2003-10-28 astro-ph
Ages and Metallicities of Hickson Compact Group Galaxies
希克森致密星系群（Hickson Compact Groups，HCGs）在星系所处的环境中构成了一个有趣的极端，因为这些小星系群中星系的空间密度只有在更大的星系团的中心才能找到。这里介绍的工作使用Lick指数，使年龄和化学成分的星系在HCG与其他环境（集群，松散集团和字段）的比较。"$α$-元素"的金属丰度和相对丰度显示出与星系年龄和中心速度色散的强相关性，在所有环境中都发现了类似的趋势。然而，我们发现，以前报道的$α$元素丰度比和速度色散之间的相关性消失时，充分考虑到的丰度比模式的校准星。因此，发现这种相关性是对Lick系统的不完全校准的伪像。不同环境中星系的年龄、金属丰度和$α$元素丰度比的范围和平均值存在差异。年龄分布支持的层次形成预测，场星系平均年轻比他们的集群同行。然而，HCG星系的年龄被证明是更类似于那些团星系比那些在外地，目前的层次模型的预期相反。还发现了低速弥散星系更年轻的趋势。这是再次不符合分级崩溃模型，但定性与最新的N体SPH模型的基础上，整体崩溃，恒星形成继续为许多陀螺在低质量晕。
2004-01-08 astro-ph
Two formation paths for cluster dwarf galaxies?
我们最近对后发座星系团进行的光谱调查的一个令人惊讶的结果是，在$M_B>-17$发现了暗淡星系金属丰度可能的双峰分布。我们确定了一组光度加权金属丰度在太阳附近的矮星和一组[M/H]在-1.5左右的矮星。相似光度的星系之间的金属丰度双峰性是出乎意料的，这表明微弱的星系团星系可能是通过不止一条进化路径形成的异质种群，可能是星系团环境的结果。
2003-10-15 astro-ph
Characterizing Supernova Progenitors via the Metallicities of their Host Galaxies, from Poor Dwarfs to Rich Spirals
我们研究了不同类型的超新星是如何相对影响其宿主星系的金属丰度。我们将SAI超新星目录与SDSS-DR 4恒星形成星系目录进行了匹配，并测量了金属丰度。这些超新星宿主星系的氧丰度范围从12 + log（O/H）= 7.9到9.3（约0.1到2.7太阳），绝对星等范围从MB = -15.2到-22.2。为了减少各种观测偏差，我们选择了一个红移范围从0.01到0.04的具有良好特征的超新星子样本，这使得我们有58个SN II，19 Ib/c和38个Ia。我们发现了强有力的证据表明，SN Ib/c发生在比SN II金属丰度更高的宿主星系中，而我们没有看到SN Ia相对于SN II的影响。我们注意到一些极端和有趣的超新星-宿主对，包括最近的SN Ia 2007 bk的贫金属（~ 1/4太阳）宿主，在那里超新星被发现在这个矮星系之外。为了将超新星宿主的光度范围扩展到更暗的星系，我们还将所有z < 0.3的历史超新星与SDSS-DR 6天空图像进行了匹配，结果是1225个匹配。这使我们能够识别一些更极端的情况，例如最近的SN Ic 2007 bg，其中可能的宿主具有绝对星等MB ~-12，使其成为有史以来观测到的最不明亮的超新星宿主之一。这个低光度的宿主肯定是非常贫金属的（~ 1/20太阳），因此这颗超新星是与离轴伽玛暴相关的绝佳候选者。我们已经构建的两个目录可以在网上找到，并将定期更新。最后，…
2007-10-17 astro-ph
Stellar Populations in Bulges
我们目前的线强度的38个星系在本地宇宙中的凸起和内部磁盘，包括几个星系的凸起以前被确定为是盘状的颜色或运动学，看看他们的光谱特性揭示长期演化的证据。我们发现，所有哈勃类型的红色凸起都类似于其中心恒星星族的发光椭圆星系。它们具有大的光度加权年龄、金属丰度和α/Fe比值。蓝色凸起可以分为贫金属类和年轻的富金属类，贫金属类仅限于速度色散小的晚期类型，而年轻的富金属类包括所有哈勃类型和速度色散。亮度加权金属丰度和α/Fe比是敏感的中心速度分散和最大磁盘旋转速度。红色凸起和椭圆星系遵循相同的比例关系。我们看到了蓝色和红色凸起之间以及有棒星系和无棒星系凸起之间的标度关系的差异。大多数核球的金属丰度随半径的增加而降低;中心金属丰度较大的星系有较陡的梯度。在正年龄梯度（中心区域更年轻）存在的地方，它们总是在棒星系中。凸起的金属丰度与其盘的金属丰度相关。虽然这和酒吧和unbarred星系之间的差异表明，长期的演变不能被忽视，我们的研究结果是一致的假设，合并一直是主要的机制负责隆起形成。
2005-12-13 astro-ph
Ages and Metallicities of Early-Type Void Galaxies from Line Strength Measurements
根据Grogin & Geller（1999）的研究，我们给出了位于空洞中的26个E型和S 0型星系的光谱观测。给出了所有这些星系的红移、速度色散和四个利克线指数Mgb、Fe 5270、Fe 5335和H β的测量值及其误差，以及这些天体的一个子集的H β、[OIII]、H α和[NII]发射线强度。这些源在低密度区域比M星亮，在高密度区域比对应的早期型天体更蓝。使用Thomas et al.（2003）的模型，给出了金属丰度和年龄，α增强的中值[alpha/Fe] =+0.13，金属丰度的中值[Z/H] =+0.22，与星团中E和S 0星系的值相当，但[Z/H]的分布范围更广，接近低值。如果发射谱线二次样本被解释为较年轻，则年轻天体的比例高于密度较高区域的早期类型。在样品中有一个显着的发生率的来源，其光谱中的发射线（46%与Hbeta和[OIII]和69%与Halpha或[NII]），以及壳和环在其形态（19%）。诊断log[NII/Halpha]，log[OIII/Hbeta]图将12个发射线星系中的10个放置在恒星形成和线性区域或附近，两个在Seyferts之间。Halalpha通量表明恒星形成率为每年0.2至1.0兆太阳。这些早期类型的空洞星系经历恒星形成的百分比似乎比它们的星团同行更高，年龄范围更广。
2008-03-31 astro-ph
Distances and Metallicities for 17 Local Group Galaxies
我们用艾萨克·牛顿望远镜广角照相机（INT WFC）获得了大量本群星系的Johnson V和Gunn i测光结果。这些星系中的大多数都是M31亚群的成员，观测的深度足以研究每个系统中红巨星分支的前几个星等。我们先前测量了仙女座I，仙女座II和M33的红巨星分支（TRGB）的尖端位置，其系统不确定性通常小于0.05 mags（McConnachie等人，2004）。由于TRGB在古老的、缺乏金属的恒星星族中起着标准蜡烛的作用，我们能够推导出这些星系的距离。在这里，我们推导出TRGB距离的巨大的螺旋星系M31和13个额外的矮星系-NGC 205，NGC 185，NGC 147，飞马座，WLM，LGS 3，鲸鱼座，宝瓶座，AndIII，AndV，AndVI，AndVII和新发现的矮球状AndIX。对每个矮星系的观测都是在测光条件下进行的。除了距离，我们还自洽地从红巨星分支的颜色中得出每个系统的金属丰度中值。这使我们能够考虑到TRGB的绝对I星等的小金属丰度变化。我们的数据的同质性和应用于17个本群星系中的每一个的相同分析确保了这些估计形成了一组可靠的距离和金属丰度测定，这是比较研究本群星系性质的理想选择。
2004-10-20 astro-ph
On the metallicities of UM 133, UM 283 and UM 382
研究贫金属富气体局域矮星的群性质对于理解高红移下的星系形成过程具有重要意义。在Kunth & Ostlin（2000）最近的综述中，从文献中挑选了大约20个这样的物体。然而，这些星系中的一部分由于早期的观测而获得了低金属丰度，并且在其引用的元素丰度中可能具有相当大的不确定性。在对某些极端星系群进行详细研究之前，对它们的金属丰度进行修正是有用的。我们提出的SAO 6米望远镜分光光度法的两个蓝色紧凑型Galerkin（BCG）的结果，从早期的研究报告，作为非常贫金属的对象。测量良好的[O III]线4363 A允许推断HII区域的温度并获得化学元素的可靠丰度。对于UM 133，我们推导出12+log（O/H）= 7.63+/-0.02，与公布的值一致。根据我们的数据，UM 382明显更富含金属：其12+log（O/H）= 7.82+/-0.03，而公布的值为7.45。第三个星系，UM 283似乎由于印刷错误而得到了非常低的12+log（O/H）= 7.59。我们使用其公布的发射线强度，并推导出7.95的值。因此，后两个星系不应该被认为是极端贫金属的BCGs。
2001-02-27 astro-ph
Gradients of Absorption Line Strengths in Elliptical Galaxies
我们重新研究了80个椭圆星系的线强度梯度。典型的金属丰度梯度为d[Fe/H]/dlogr =-0.3。金属丰度梯度与星系的任何物理性质无关，包括中心和平均金属丰度、中心速度色散σ 0、绝对B星等MB、绝对有效半径Re和星系的动力学质量。利用金属丰度梯度，我们计算了单个椭圆星系的平均恒星金属丰度。典型的恒星平均金属丰度<[Fe/H]> =-0.3。平均金属丰度与σ 0和动力学质量相关，但MB和Re的关系包括显着的散射。我们发现由表面亮度SBe，<[Fe/H]>和Re（或MB）定义的基本面，其散射比<[Fe/H]>-Re（或MB）关系的散射小得多。<[Fe/H]>-σ 0关系与[Fe/H]0-σ 0关系几乎平行，但系统地低0.3 dex。金属度-质量关系，或者等价地，色-星等关系不仅对星系的中心部分成立，而且对整个星系的部分也成立。用Mg ~ 2和Fe ~ 1计算，发现在大多数椭圆星系中<[Mg/Fe]> = +0.2。<[Mg/Fe]>与星系质量示踪剂没有相关性。如果在大部分Ia型超新星开始爆炸之前，恒星的形成已经停止在椭圆星系中，那么这就可以得到最自然的解释。椭圆星系可能有显著不同的金属丰度梯度和<[Fe/H]>，即使它们有相同的星系质量。这可能是由于星系合并，但没有证据表明，从目前可用的数据来支持相同的起源金属丰度梯度，周围的金属丰度-质量关系的散射，和动力学扰动。这可能表明，散…
1999-07-07 astro-ph
Uncovering Extremely Metal-Poor Stars in the Milky Way's Ultra-Faint Dwarf Spheroidal Satellite Galaxies
我们提出了新的金属丰度测量298个红巨星分支星在8个最不发光的矮球状星系（dSphs）在银河系（MW）系统。我们的技术是基于中等分辨率Keck/DEIMOS光谱加上光谱合成。我们给出了矮星系中[Fe/H] < -3.0恒星的第一光谱金属丰度，个别恒星的金属丰度低至[Fe/H] =-3.3。由于我们的[Fe/H]测量不依赖于经验金属丰度校准器，并且对任意低的金属丰度敏感，因此我们能够准确地探测这种极贫金属的状态。这些dSphs中恒星的金属丰度分布与贫金属端的MW晕相似。我们还证明了以前在更明亮的dSph星系（M_V = -13.4到-8.8）中看到的光度-金属丰度关系平滑地延伸到M_V =-3.7的绝对星等。在dSphs中发现极贫金属的恒星支持了LCDM星系组装范例，其中矮星系溶解形成MW的恒星晕。
2008-08-23 astro-ph
Star Formation Histories of Local Group Dwarf Galaxies
目前已知或怀疑有40个星系是本星系群成员，半径为1.8 Mpc。其中37个星系是M_B > -18.5等的矮星系。本文对本星系群中的矮不规则星系、矮椭圆星系和矮椭球星系的恒星形成历史进行了汇编，并通过Hodge的星族盒可视化了它们的演化历史。这些恒星形成历史的研究是一个多参数的问题：年龄，金属丰度，人口分数，和空间变化必须确定，这在很大程度上取决于知识的红化和距离。即使是质量最低的矮球状星系，在恒星形成、年龄和金属丰度方面也会表现出显著的空间变化。所有的本星系群矮星系似乎都包含了年老（>10 Gyr）和中龄（1-10 Gyr）的星系群，而与其形态类型无关。没有两个星系是一样的。它们在恒星形成历史、金属丰度、分数和亚群年龄上差异很大，即使在同一形态类型内。恒星的形成要么是在不同的时期发生，要么是在很长一段时间内连续发生。
1998-06-16 astro-ph
The Age and Metallicity Range of Early-Type Galaxies in Clusters
我们提出了一个无偏的方法来评估的年龄和金属丰度的范围所允许的光度特性的恒星星族，占主导地位的早型星系团的光。该方法是基于对17个星系团中红移为0.3<z<0.9的早型星系和附近后发座星系团中的早型星系的形态分类分析，使用了最近的恒星星族合成模型，这些模型涵盖了广泛的金属丰度。我们确认，金属丰度效应必须发挥作用的颜色星等关系的斜率的起源集群早型星系。然而，我们发现，小的散射的颜色-星等关系的红移z=1并不正式意味着一个共同的时代的主要恒星形成的所有早期型星系。相反，它要求最近聚集的星系平均比类似光度的老星系更富含金属。无论早型星系的真实年龄和金属丰度在允许的范围内，他们的光度特性和几个常用的光谱指数的隐含强度被发现是一致的，显然是被动演化的恒星星族。此外，隐含的依赖性的质量与光的比率对星系光度是一致的观察到的趋势。我们的无偏分析的结果定义的年龄和金属丰度的边界，必须满足的理论研究，旨在解释早期型星系团的形成和演化。
1998-06-18 astro-ph
Single Star-forming galaxies and Star-forming galaxies in SF+SF and mixed pairs
我们将单个恒星形成星系的SFR与成对恒星形成星系的SFR进行了比较。从2dFGRS中选择体积有限的样本进行比较，应用最大幅度差异标准。我们发现，SF + SF对中的SF星系通常会增加它们的SFR，因为它们变得更暗，而这不会发生在混合（SF +被动）对中的SF星系。我们提供的证据表明，单个SF和SF对之间的差异变得更加显着时，SF星系的混合对被排除在对样本。我们的分析证实，增强的SFR和伴星系（0.5 h^-1 Mpc尺度）的存在是相关量，前提是星系既不太亮也不太暗，并且触发的星系本身就是一个SF星系。
2004-11-05 astro-ph
Numerical simulations of the metallicity distribution in dwarf spheroidal galaxies
最近的观测表明，在银河系的矮球状卫星中，金属丰度非常低的恒星数量很少，尽管这些系统中恒星的平均金属丰度很低。我们进行数值模拟的恒星形成和金属富集的矮星系，以验证这一结果是否可以复制与“标准”的假设。答案很可能是否定的，除非观测中存在对金属丰度非常低的恒星的选择偏差。
2006-12-08 astro-ph
Super star clusters as probes of massive star evolution and the IMF at extreme metallicities
年轻的超级星团和年轻的致密大质量恒星形成区可以提供有用的信息，他们的爆发属性（年龄，爆发持续时间，SFR），IMF的上端，并产生新的限制大质量恒星的演化。通过对它们的恒星星族的研究，我们可以特别地将我们对大质量恒星的认识扩展到本星系群中这类恒星无法获得的极端金属丰度。在这里，我们总结了最近的研究的两个金属丰度极端的主要结果：沃尔夫-拉叶和O星的人口非常贫金属BCD，和金属丰富的紧凑的核SF地区。
2000-01-31 astro-ph
Central stellar populations of early-type galaxies in low-density environments
我们研究了从AAO 2度场星系红移巡天中精心挑选的一个体积和星等有限的邻近早期型星系样本的性质。我们使用来自DSS的图像来确认E/S 0形态，并使用Colbert等人2001年的场星系来增强这个样本。我们目前的光谱观测的22个星系的合并样本，从中心速度色散和利克恒星星族指数进行了测量。在仔细校正了星云发射光谱后，我们得出了光度加权年龄、金属丰度和α元素丰度比。我们将这些孤立星系与室女座和后发座星系团中的早期星系样本进行了比较，并与Kuntschner等人（2002）的低密度区域星系样本进行了比较。我们发现，在低密度环境中的星系是年轻的，并有一个更大的年龄相比，星系团星系的蔓延。在给定的速度色散下，它们的金属丰度范围也比只显示超太阳金属丰度的星系团更广。平均而言，星系团和孤立星系的α元素丰度比都是非太阳的，这表明恒星的形成与星系环境无关，时间尺度很短。我们的理由是，早期型星系在低密度环境中经历了合并引起的恒星形成事件在一个更长的时间和更近的一段时间相比，集群环境，并推测，相当一部分的恒星形成的低金属晕气体物质在合并事件之间的恒星盘的缓慢增长。
2006-05-24 astro-ph
Dwarf Galaxies of Tidal Origin -- Relevant for Cosmology ?
潮汐矮星系（TDGs）的进化合成模型，允许有不同比例的年轻恒星形成的合并引起的星暴和合并的螺旋盘的恒星。特定的金属丰度以及气体排放的积极恒星形成TDGs一贯占。模型与观测数据的比较（例如Duc，本卷）给出了TDG目前演化状态和未来可能的光度演化的信息。合并率和气体含量和金属丰度的螺旋星系的红移演化被用来估计在不同的红移的TDG的数量，并调查他们的贡献，星等有限的调查。
1998-05-27 astro-ph
Star-forming galaxies in the 2dFGRS
我们研究了在2dFGRS中选择的恒星形成星系的环境。我们发现，明亮的恒星形成星系显示出显着的赤字相对于被动星系的微弱的邻居。如果缺少较暗的伴星意味着较小的质量晕，那么数据支持一种预测，即在所有质量大于10^{13} M_sun的系统中，恒星形成都将受到抑制，而不仅仅是在星团中。
2003-09-09 astro-ph
On the metallicity dependence of the 24micron luminosity as a star formation tracer
我们调查使用的休息帧24微米光度作为一个指标的恒星形成率（SFR）在不同的金属丰度的星系通过比较它（消光校正）的H α光度。我们分两步进行分析：首先，我们比较了金属丰度在12+log（O/H）= 8.1和8.9之间的不同星系中HII区域的发射。我们发现，24微米和消光校正的H α光度从个别HII地区遵循相同的相关性为所有星系，独立于其金属丰度。第二，金属丰度的作用进一步探讨的积分亮度在一个样本的星系金属丰度的范围为12+log（O/H）= 7.2 - 9.1。对于这个样本，我们比较了整个星系的24微米和Halpha光度，发现对于低金属量的物体，给定的Halpha光度缺乏24微米的发射，可能反映了低尘埃含量。这些结果表明，24 μ m光度是一个很好的金属丰度无关的示踪剂的SFR在个别HII区。另一方面，当使用24微米光度作为整个星系SFR的示踪剂时，必须考虑金属丰度。
2007-08-20 astro-ph
Ages and Metallicities in Elliptical Galaxies from the H_beta, <Fe>, and Mg2 Diagnostics
在<Fe>椭圆星系中以及从一个物体到另一个物体观测到了线强度指数H_β、Mg_2和Mg_3的系统变化。此外，参数给出了增强镁（\alfa一般）相对于铁对这些星系的中心。在这项研究中，我们研究了H_β，Mg_2和<Fe>诊断评估椭圆星系的金属丰度，[Mg/Fe]比和年龄的能力。为此，首先，我们推导出变化dH_β、dMg 2和d<Fe>作为Dlog（t）、Dlog（Z/Zo）和D[Mg/Fe]的函数的基本校准。其次，我们分析了外部值和中心值之间的差dH_beta、dMg 2和d如何<Fe>转化为D[Mg/Fe]、Dlog（Z/Zo）和Dlog（t）。第三，我们探讨了H_β，Mg_2的核值在星系间的变化，并<Fe>限于Gonzales（1993）列表中的一个子样本。将差值dH_β、dMg 2和d<Fe>转换为差值Dlog（t）、Dlog（Z/Z 0）和D[Mg/Fe]。年龄，金属丰度和增强变化之间的各种相关性进行了探讨。特别地，我们彻底地检查关系Dlog（t）-Mv。研究发现，在这个平面上可能存在一种年龄极限，由具有轻微或没有复兴迹象的星系追踪。在这些天体中，恒星形成活动的持续时间可能会随着星系质量的减少而增加。结果进行了讨论的背景下，目前的星系形成和演化的理论。即合并和隔离。最后，建议先进的模型与时间和空间相关的IMF可能能够减轻一些困难所遇到的标准SN驱动的星系风模型。
1998-03-16 astro-ph
Radio Observations of High Redshift Star Forming Galaxies
我总结了最近的结果从无线电观测高红移恒星形成星系，讨论无线电连续辐射作为衡量恒星形成率，并考虑未来的能力在厘米到红外波长。
2000-11-11 astro-ph
[ArIII]/[OIII] and [SIII]/[OIII]: well-behaved oxygen abundance indicators for HII regions and star forming galaxies
我们提出了两种统计方法来获得氧丰度在HII地区和恒星形成的星系和校准他们与数百个巨大的HII地区的螺旋和蓝色紧凑星系以及从斯隆数字巡天星系的样本。我们展示了我们新的丰度指标比以前的优势。
2006-06-19 astro-ph
