Evolution of the Luminosity-Metallicity-Stellar Mass correlation in a hierarchical scenario
在宇宙学框架下，通过数值模拟研究了恒星质量-金属丰度关系和光度-金属丰度关系的演化。我们发现亮度-金属丰度关系的斜率和零点是这样演化的，在给定的金属丰度下，系统在z=3时比本地宇宙中的星系亮约3 mag，这与观测趋势一致。局部恒星质量-金属丰度关系也与最近的观测结果吻合得很好。我们确定了一个特征恒星质量M_c ~ 10^（10.2）M_sun/h，在此质量下，恒星质量-金属丰度关系的斜率随着恒星质量的增大而减小。我们的结果表明，M_c是由结构的层次结构自然产生的。
2006-03-02 astro-ph
The near-IR luminosity-metallicity relation of dwarf irregular galaxies
本文报道了我们对邻近星系群中矮不规则星系的近红外光度-金属丰度关系的长期研究的最新进展。从我们的观测数据库中出现了一个非常明确的关系，并对其影响进行了初步讨论。
2005-05-17 astro-ph
Velocity-Metallicity Correlation for high-z DLA Galaxies: Evidence for a Mass-Metallicity Relation?
我们使用我们的VLT-UVES类星体光谱数据库建立了70个阻尼莱曼α（DLA）或强亚DLA系统的样本，其总中性氢柱密度为log N（HI）>20，红移范围为1.7<z_abs<4.3。对于每个系统，我们测量的金属丰度相对于太阳能，[X/H]（与X=锌，或S或Si），和低电离线轮廓的速度宽度，三角洲V。我们提供的第一次证据DLA金属丰度和线轮廓速度宽度之间的相关性，这是在6.1sigma的显着性水平检测。这证实了Wolfe和Prochaska（1998年）以前在小得多的样本中观察到的趋势。最佳拟合线性关系为[X/H]=1.55（\pm 0.12）log Delta V-4.33（\pm 0.23），Delta V以km/s表示。DLA速度-金属丰度关系的斜率在我们样本的较高（z_abs>2.43）和较低（z_abs<2.43）红移的一半之间的不确定性内是相同的。然而，这两种系统在统计上是不同的。在平均金属丰度和平均速度宽度随红移减小而增大的意义上，存在着强烈的红移演化。我们认为，DLA速度金属相关性的存在，超过100传播金属的因素，可能是一个潜在的质量-金属关系的星系负责DLA吸收线的后果。假设一个简单的线性标度的星系光度与暗物质晕的质量，我们发现的DLA速度-金属丰度关系的斜率是一致的本地星系导出的光度-金属丰度关系。[...]节略。
2006-06-08 astro-ph
Study of the Origin of the Luminosity-Metallicity and the Stellar Mass-Metallicity Relations in Hierarchical Universes
本文研究了星系团体系中的光度-金属丰度关系（LMR）和恒星质量-金属丰度关系（MMR）。我们进行了数值流体动力学模拟与Scannapieco等人的化学GADGET-2。05 The Universe（2005）我们发现我们模拟的星系系统再现了观测到的局部LMR及其在零点和斜率上的演化。模拟的MMR也与最近的观测结果一致。通过对MMR演化过程的分析，我们发现在~10^（10.2）M_sun / h处存在一个特征质量，它将两个具有不同天体物理性质的星系群分开。更大质量的系统倾向于在z > 2时形成恒星，并且比较小的系统表现出更少的演化。因此，这种特征质量是由分层方案中结构的形成决定的。我们的研究结果还表明需要重要的超新星反馈。
2006-05-02 astro-ph
The mass-metallicity relation at z~0.7
选取了双子座深空巡天（GDDS）和加拿大-法国红移巡天（CFRS）的66个0.4<z<1星系样本，研究了ISM金属丰度和恒星质量。我们观察到的质量金属丰度的关系类似于在z~0.1 SDSS星系，但位移向更高的质量和/或更低的金属丰度。利用这个样本，和一个小样本的z~2.3的LBG，红移依赖的质量-金属丰度关系，提出了描述的观测结果。
2004-12-01 astro-ph
Toward a galaxian luminosity-metallicity relation spanning ten magnitudes
我们描述了两个项目，我们正在组装一个数据库的近红外光度和直接氧丰度的高质量和低质量的恒星形成星系在附近的宇宙。这将最终使我们能够构建第一个可靠和均匀的光度-金属丰度关系，与星系演化的理论模型进行比较，并在更高的红移星系的关系。
2007-02-01 astro-ph
The Effect of Metallicity on the Cepheid Period-Luminosity Relation
我们目前的初步结果的观测活动，致力于建立化学成分的造父变星的周期光度关系的影响。这些数据与基于非线性对流模型的理论预测吻合得很好，这表明周期-光度关系对金属丰度的依赖性相当强，因为更多的富含金属的恒星本质上比预期的要微弱。我们的数据表明，如果忽略金属丰度的作用，推断距离的误差可能高达10%。
2003-12-04 astro-ph
The Self-Enrichment of Galactic Halo Globular Clusters: the mass-metallicity relation
本文讨论了星系晕球状星团之间质量-金属丰度关系的存在性。在球状星团系统中，光度与金属丰度之间没有任何相关性，这一直被用来作为反对团簇形成的自富集模型的论据。我们表明，这样的关系是统计存在于银河系的老晕球状星团。这种观测相关性意味着质量最小的老星系团是最富金属的。这与以下观点相矛盾：如果球状星团是自富集系统，那么最富金属的星团也将是最大的。我们进一步表明，这种反相关性是预测的自富集模型。
2001-08-28 astro-ph
The Metallicity Dependence of the Cepheid Period-Luminosity Relation
通过将Freedman等人（2001）的造父变星周期-光度关系的V波段残差与68颗银河和麦哲伦云造父变星的[Fe/H]联系起来，评估了恒星铁含量对造父变星周期-光度关系的影响。铁的丰度测量从FEROS和UVES高分辨率和高信噪比的光学光谱。我们的数据表明，恒星的金属丰度增加，直到一个平台或周转点达到太阳的金属丰度。这种行为似乎与PL关系独立于铁丰度以及造父变星随着金属丰度的增加而变得单调明亮（例如Kennicutt等人1998，Sakai等人2004）。
2005-10-18 astro-ph
Metallicity effects on the chromospheric activity-age relation for late-type dwarfs
我们发现，有一个年龄过剩之间的关系，定义为恒星等时线和色球年龄之间的差异，和金属丰度的指标[Fe/H]晚型矮星。贫金属恒星的色球年龄往往低于等时线年龄，而富金属天体的情况则相反。我们认为，这可能是忽略校准色球发射年龄关系的金属丰度依赖的影响。我们提出了一个修正来解释这种依赖性。我们还调查了这些恒星的金属丰度分布，并显示有不同的趋势，根据色球活动水平。不活跃恒星的金属丰度分布类似于太阳邻域恒星的金属丰度分布（Rocha-Pinto & Maciel 1996），而活跃恒星似乎集中在log R 'HK- [Fe/H]图上的活动带中。我们对这些趋势提供了一些解释，并表明色球发射年龄关系可能在Vaughan-Preston间隙两侧有不同的斜率。
1998-03-18 astro-ph
Outliers from the Mass--Metallicity Relation II: A Sample of Massive Metal-Poor Galaxies from SDSS
我们提出了一个样本的42个高质量的低金属丰度离群恒星形成星系的质量-金属丰度关系。这些星系的恒星质量范围为log（M_*/M_sun）~9.4 ~ 11.1，在12+log（O/H）中偏离质量-金属丰度关系-0.3 ~-0.85dex。一般来说，它们是极蓝的，有很高的恒星形成率，并且在形态上受到干扰。潮汐相互作用预计会引起大规模的气体流入星系的中心区域，我们发现，这些星系的气相氧丰度是一致的，从大的银河系中心半径稀释中央富含金属的气体的大量的低金属含量的气体。我们的结论与推断气相金属丰度的个别星系的光度的基础上，特别是在长伽马射线暴宿主星系的情况下，仅与影响。
2008-11-09 astro-ph
On the relation between electron temperatures in the O+ and O++ zones in high-metallicity HII regions
我们提出了一种新的方法来建立高金属丰度（12+log（O/H）> 8.25）HII区[OIII]带内电子温度t3和[OII]带内电子温度t2之间的关系。通过将我们的方法应用于372个HII区域的样本来构建t2 - t3图。我们发现，t2和t3之间的相关性是紧密的，可以近似为一个线性表达式。新的t2 - t3关系可以用来确定t2和精确的丰度在高金属丰度HII区与实测t3。它也可以与ff关系结合使用，用于确定在没有检测到[OIII]4363极光线的高金属丰度HII区域的t3和t2以及氧丰度。导出的t2 - t3关系与HII区的光电离模型无关。
2006-05-29 astro-ph
The Metallicity dependence of the Cepheid Period-Luminosity relation: methodology and results
我们提出的观测活动的结果进行评估的铁含量的造父变星的周期光度关系的影响。我们的数据表明，这种依赖性是不能很好地表示一个简单的线性关系。相反，该行为是显着的非单调性，与校正峰值在太阳的金属丰度和下降的[Fe/H]的较高和较低的值。
2004-11-08 astro-ph
Stroemgren metallicity calibration: the m1, b-y relation
我们进行了一个新的校准的Stroemgren金属丰度指数m1的基础上的b-y颜色的集群红巨星。目前的金属度指数颜色关系在0.40 < b-y < 1.0的颜色范围内不是线性的，但提供了星团和场红巨星的铁丰度，精度约为0.25 dex。
2007-11-22 astro-ph
Age-metallicity relation and Chemical evolution of the LMC from UVES spectra of Globular Cluster giants
我们报告的第一个高分辨率光谱的10个巨人在大麦哲伦球状星团在很宽的年龄范围内，获得了新委托光谱仪UVES在VLT UT 2。这些观测结果被用来推导这些星系团的氧和铁的含量，然后使用丰度铸造一个更精确的视图，不仅在大麦哲伦星系的年龄-金属丰度关系，而且在这个矮不规则星系的化学演化。
2000-09-18 astro-ph
LSD and AMAZE: the mass-metallicity relation at z>3
本文介绍了两个项目LSD（Lyman-break galaxies恒星星族和动力学）和AMAZE（Assessing the Mass Abscribed Redshift Evolution）在z>3时星系金属丰度演化的初步结果。这些项目利用对约40个LBG样品的深近红外光谱观测，从发射线估计气相金属丰度。我们推导了z $>$ 3处的质量-金属丰度关系，并与低红移处的相同关系进行了比较。观测到从z=0和z=2到z=3的强烈演化，这一发现对星系演化模型提出了强约束。这些初步结果表明，有效氧产额不随恒星质量的增加而增加，这意味着简单的外流模型在z>3时不适用。
2008-08-14 astro-ph
The Age-Metallicity Relation of the SMC
小麦哲伦星云（SMC）是本星系群中唯一一个已知在过去12 Gyr中连续形成和保存人口稠密的星团的矮星系。这些集群提供了一个独特的，密集的单年龄，单金属丰度示踪剂的SMC的年龄-金属丰度关系的详细研究。然而，只有6个星团的光谱金属丰度测量存在。在这里，我们提出了7个额外的SMC集群的基础上钙II三重态观测金属。总样本包括跨越12 Gyr年龄范围的集群。补充年龄估计从文献中这些对象为我们提供了一个良好的采样，定义明确的年龄金属丰度关系。我们比较了我们的第一个结果与SMC的化学演化历史的一个简单的闭箱模型。我们发现，一般的趋势是很好地再现了这个模型。
2006-07-04 astro-ph
Mass-Metallicity Relation for the Local Group Dwarf Spheroidal Galaxies: A New Picture for the Chemical Enrichment of Galaxies in the Lowest Mass Range
研究了本星系群矮球状星系的维里质量（$M_{\rm vir}$）与金属丰度的关系. Hirashita、Takeuchi和Tamura指出，dSphs可以根据它们的维里质量和光度之间的关系分为两个不同的类别：低质量（$M_{\rm vir} \la 10^8 M_\odot$）和高质量（$M_{\rm vir} \ga 10^8 M_\odot$）组。我们看到，无论是质量-金属丰度和质量-光度关系的高质量dSphs被理解为一个低质量的扩展巨型椭圆星系。相反，我们发现，经典的银河风模型是有问题的，适用于低质量的dSphs，其低结合能是由几个超新星爆炸释放的。在它们的形成阶段，需要一个受到强烈调控的恒星形成来重现它们观察到的金属丰度。根据Nishi & Tashiro的观点，这种调节在具有原始元素丰度的气体云中是自然预期的。一个显着的分散在低质量dSphs的质量金属丰度关系也成功地解释了与平下和同事的情况。我们不仅提出了一个新的图片的dSphs的化学富集，但也建议，质量金属丰度和质量光度关系的理解在一个一致的上下文中。
2001-04-28 astro-ph
Metallicity distribution of bulge planetary nebulae and the [O/Fe] x [Fe/H] relation
本文比较了银河系和M31核球区不同行星状星云样品的O/H金属丰度分布。O/H丰度转换成[Fe/H]金属丰度的理论[O/Fe] x [Fe/H]的关系，无论是在凸起和太阳附近。结果发现，这些关系意味着偏移的[Fe/H]丰度的一个因素高达0.5德克斯的隆起星云。系统误差的O/H丰度建议的一些最近的重组线工作，ON循环和统计的不确定性是无法解释所观察到的偏移，这表明所采用的关系的凸起可能高估了相对于铁的氧增强。
1999-10-27 astro-ph
The effect of metallicity on the Cepheid Period-Luminosity relation from a Baade-Wesselink analysis of Cepheids in the Galaxy and in the Small Magellanic Cloud
我们将Fouque & Gieren（1997）校准的Baade-Wesselink方法的近红外Barnes-Evans实现应用于小麦哲伦云中5颗周期在13 - 17天之间的贫金属造父变星以及34颗银河系造父变星的样本，以确定金属丰度对周期-光度（P-L）关系的影响。对于十个银河造父变星，我们提出了新的准确和良好的采样径向速度曲线。Baade-Wesselink分析提供了两个样本中造父变星的精确距离和光度，使我们能够以纯粹的差分方式直接约束造父变星P-L关系的金属丰度效应。对于银河系造父变星，我们提供了一套新的P-L关系，它的零点与天体测量和干涉测量的结果非常一致。这些关系可以直接用于确定距离太阳的造父变星在遥远的星系中的金属丰度样本的距离，绕过任何金属丰度的影响的零点和斜率的P-L关系的修正。我们在我们的数据中发现了这两种金属丰度效应的证据。比较我们的两个造父变星样本的平均周期约为15天，我们发现一个微弱的金属丰度对光度的影响类似于HST的关键项目在河外距离尺度上采用。
2004-01-12 astro-ph
The evolution of the mass-metallicity relation at z~3
我们提出了一个ESO-VLT大型计划（AMAZE）的初步结果，旨在确定的质量金属丰度关系的演变在z~3的深近红外光谱。本文测量了z~3.3的九个恒星形成星系的初始样品的气体金属丰度和恒星质量。与以前的调查相比，在z~3.3处推断的质量-金属丰度关系显示出比在较低红移处观察到的更强的演化。还有一些迹象表明，低质量星系的金属丰度演化相对于高质量系统更强，这种效应可以被认为是星系缩小的化学版本。在z~3.3处观察到的质量-金属丰度关系与一些等级演化模型的预测很难调和。我们很快讨论这种差异的可能影响。
2007-12-18 astro-ph
On the Metallicity-Color Relations and Bimodal Color Distributions in Extragalactic Globular Cluster Systems
我们进行了一系列数值实验，研究不同星族模型预测的非线性金属丰度-颜色关系对河外球状星团系统中观测到的颜色分布的影响。我们提出了模拟的基础上，五个不同的简单的恒星星族（SSP）模型的$UBVRIJHK$带通。也包括颜色中光度散射的存在。我们发现单峰金属丰度分布经常“投影”成双峰颜色分布。这种效应的可能性取决于金属丰度分布的平均值和离散度，当然也取决于用于转换的SSP模型。在参考Teramo-SPoT SSP模型的基础上，我们发现光学到近红外的颜色应该优先于其他颜色，以避免\citet{yoon06}讨论的球状星团颜色分布中的偏置效应。特别地，诸如\vh\或\vk的颜色对于金属度-颜色关系的非线性更稳健，并且在这样的颜色中观察到的双峰分布更可能指示真实的潜在双峰金属度分布。类似的结论来自不同的SSP模型的基础上的模拟，虽然我们也确定了例外的这一结果。
2007-09-07 astro-ph
Metal Abundances of KISS Galaxies. I. Coarse Metal Abundances and the Metallicity-Luminosity Relation
我们推导出一个大样本的恒星爆发发射线星系（ELG）的金属丰度估计。我们的样品来自KPNO国际光谱调查（KISS），该调查迄今已发现了2000多个ELG候选者。后续光学光谱已获得约900这些对象。一个三步的过程是用来获得这些星系的金属丰度。我们首先计算了12个星系的准确星云丰度，这些星系的光谱覆盖了从[OII] 3726，29到[SII] 6717，31的整个光学区域，并包括[OIII]4363的探测。使用次级金属丰度指标R_23和P_3，我们计算了另外59个星系的金属丰度，其光谱覆盖类似的波长范围，但缺乏[OIII]4363。结果被用来校准金属丰度和两个容易观察到的发射线比之间的关系，这使我们能够估计粗金属丰度为519个星系。后一种丰度估计值的不确定性为0.16 dex。从大的，均匀观测的恒星形成星系的样本，我们确定未来的研究和调查的金属度低的候选人的光度关系。我们发现金属度-光度的线性关系为：12 + log（O/H）= 4.059 - 0.240 M_B，均方根散射为0.252。这一结果意味着，金属丰度-光度关系的斜率比单独考虑矮星系时更陡，这可能是证据表明，在样本的整个光度范围内，这种关系不是线性的。
2002-02-15 astro-ph
Cepheids in external galaxies. I. The maser-host galaxy NGC 4258 and the metallicity dependence of P-L and P-W relations
我们对NGC 4258、麦哲伦云和银河系中的造父变星进行了详细的分析，以验证基于大量非线性对流脉动模型的理论方案的可靠性。我们从合成的BVI幅度的reflectors推导出Weseneirs函数，我们表明，预测的周期Weseneirs（PW）关系的金属丰度的影响的符号和程度的变化，根据所采用的通带。这些P-W关系适用于测量的BVI星等的NGC 4258，麦哲伦和银河造父变星在文献中提供。我们发现，麦哲伦和银河造父变星同意预测的P-W关系的金属依赖性。关于NGC 4258造父变星，结果强烈依赖于银盘上采用的金属丰度梯度。最近的星云氧丰度支持一个较浅的梯度，并提供了一个金属丰度的依赖，同意与当前的脉动预测。此外，比较造父变星距离的基础上，VI级的距离估计的基础上修订TRGB方法的外部星系，对银河造父变星的HST三角视差，并在麦哲伦星云食双星似乎有利于金属丰度修正预测的脉动模型。的周期-Weseneirs和周期-亮度关系的金属量依赖的符号和程度的变化，根据所采用的通带。因此，基于不同方法和/或波段的距离不应取平均值。使用河外造父变星来限制金属丰度效应需要新的精确和广泛的星云氧测量。
2008-05-12 astro-ph
The near-IR luminosity-metallicity relationship for dwarf irregular galaxies
本文简要介绍了我们正在进行的星系群中矮不规则星系的近红外光度-金属丰度关系的研究。介绍了该项目的动机和观测数据库，并给出了初步结果。在12+log（O/H）vs.H平面上必须有更多的低光度星系才能得出明确的结论。
2003-12-06 astro-ph
Simulating galaxy Clusters -II: global star formation histories and galaxy populations
宇宙学（LambdaCDM）TreeSPH模拟星系群和星系团的形成和演化已经完成。模拟调用恒星形成，化学演化与非瞬时回收，金属依赖的辐射冷却，强恒星爆发和（可选）AGN驱动的星系超级风，元银河系紫外线场和热传导的影响。本文讨论了两个星系团（室女座星系团（T~3 keV）和（亚）后发座星系团（T~6 keV））中星系的总体性质。星系团星系的整体恒星形成率随时间从红移z=2到0显著降低，与观测结果一致。星系团的总K波段光度与星系团的总质量密切相关，对于没有附加活动星系核反馈的模型，这种关系的零点与观测到的零点相当吻合。与观测星系光度函数的匹配是合理的，除了明亮星系的不足（M_B < -20），这与超风强度变得越来越明显。高分辨率测试的结果表明，这种缺陷不是由于“过度合并”。从z=1到0的亮度函数的红移演化主要是由亮度演化驱动的，但也受到明亮星系与cD合并的驱动。星系团星系的颜色-星等关系与观测到的“红色序列”非常吻合，平均而言，星系金属丰度随光度增加。由于较亮的星系基本上是同时代的，因此颜色-星等关系是由金属丰度而不是年龄效应引起的。
2005-06-01 astro-ph
Distance Dependence in the Solar Neighborhood Age-Metallicity Relation
根据Edvardsson等人（1993）的恒星金属丰度数据，太阳附近的F和G矮星的年龄-金属丰度关系显示，考虑到金属丰度和年龄的不确定性，明显的分散比预期的要大。已经提出了许多理论模型来解释大的散射。然而，我们根据Edvardsson等人（1993）的数据，以及依巴谷天体年龄和新的年龄估计，提出了年龄-金属丰度关系的分散取决于样本中恒星的距离的证据，例如距离太阳30 pc以内的恒星在[Fe/H]方面的分散明显较少。Edvardsson等人在距离太阳30-80秒差距的样本中发现的中等年龄恒星比那些离太阳更近的恒星系统性地更贫金属。我们还发现，表观年龄金属丰度关系的斜率是不同的恒星在30秒差距比那些恒星更遥远。这些结果很可能是Edvardsson等人的明星样本中选择偏差的产物。我们的结论是，在固定年龄的金属丰度的内在分散是< 0.15德克斯，与银河系疏散星团和星际介质的< 0.1德克斯分散一致。
1999-12-01 astro-ph
Metallicity effects on synthetic Cepheid Period-Luminosity relations
在新的理论结果的基础上，对光学星等和红外星等的周期-亮度（PLR）和周期-亮度-颜色（PLCR）关系给出了有用的预言。结果表明，不稳定带的金属丰度的依赖性，有一个不可忽略的依赖性的PLR和PLCR的脉动星的金属丰度，主要是光学波段。特别是理论结果预测的PLR对金属的依赖性，这是相反的，相对于目前的经验评估。为了给出一个可能的解释，这种差异的典型的观测程序，用于估计通过造父PLRs河外距离在这里测试，目的是解开，如果可能的话，红化和金属丰度的影响。为此目的，合成PLR不同的金属丰度，并作为典型的观察样品。
1999-04-08 astro-ph
Towards Understanding the Mass-Metallicity relation of Quasar Absorbers: Evidence for bimodality and consequences
描述和理解HI选择星系的一种方法是研究它们的金属丰度特性。特别是，我们表明，吸收剂的金属性是一个双变量函数的HI列密度（NHI）和MgII的等效宽度（Wr（2796））。因此，对Wr（2796）的选择不等同于对介入吸收体的HI选择。对于NHI>20.3的阻尼吸收体，从双变量金属丰度分布得到的直接结果是，金属丰度[X/H]和速度宽度（或Wr（2796））之间的任何相关性都来自HI切割，因此不能被解释为类似于正常场星系的质量-金属丰度关系的特征。因此，DLA样品本质上是不均匀的。另一方面，一个样本的MgII选择的吸收剂，这是统计上占主导地位的最低NHI系统（子DLAs），被发现有一个更均匀的金属丰度分布。我们假设，双变量金属丰度分布可以解释两个不同的物理起源的吸收，即视线通过ISM的小星系和视线通过流出的物质。几个已发表的结果遵循这种双变量[X/H]分布，例如（a）Wolfe等人报道的两类DLA，和（b）镁吸收剂的恒定尘气比。
2008-06-23 astro-ph
The relationship between cooling flows and metallicity measurements for X-ray luminous clusters
我们探讨的星系团，由X射线光谱，并存在冷却流的星系团内气体的金属丰度之间的关系。使用ASCA光谱和ROSAT图像，我们证明了一个明确的隔离之间的金属丰度的集群和没有冷却流。平均而言，冷却流集群的排放加权金属丰度比非冷却流系统高1.8倍。我们认为，这是由于存在的金属丰度梯度的冷却流集群，再加上尖锐的峰值X射线表面亮度轮廓的这些系统。非冷却流团具有更平坦的X射线表面亮度分布，并被认为经历了最近的合并事件，这可能混合了中心的高金属丰度气体与周围的金属含量较低的材料。我们没有发现证据的演化在z~0.3内的集群的发射加权金属丰度。
1998-03-02 astro-ph
Fingerprints of the Hierarchical Building up of the Structure on the Mass-Metallicity Relation
利用化学流体动力学模拟方法研究了Lambda CDM情景下恒星质量大于10^9 Mo的星系系统的质量-金属丰度关系。我们发现，这种关系自然产生的结果，形成的结构在一个层次的情况。这种结构的分级结构决定了M_c ~10^10.2 Moh^-1的特征恒星质量，其金属丰度在z ~ 3到z=0之间。这个特征质量将星系系统分成两组，大质量的星系形成了大部分的恒星和高红移的金属。我们发现的质量-金属丰度关系的零点和斜率的演变主要是由低质量的系统，表现出较大的化学性质的变化。虽然恒星质量和圆速度直接相关，圆速度和金属丰度之间的相关性显示了更大的演变与红移，使这种关系更适合面对模型和观测。在这两种关系中发现的色散是恒星质量的函数，反映了系统演化的不同动力学历史。
2005-08-31 astro-ph
Metallicity gradients as detectors of matter distribution in elliptical galaxies
在这项工作中，我们讨论的瞬时回收近似的基础上，确定的物质分布（亮和暗）在椭圆星系和所观察到的金属丰度梯度之间的关系的可能性。一个特殊的情况下，详细产生上述关系的analitycal表达式。
1997-06-04 astro-ph
The metallicity-luminosity relation at medium redshift based on faint CADIS emission line galaxies
Calar Alto Deep Imaging Survey（CADIS）中的发射线巡天通过使用成像法布里-珀罗干涉仪探测具有非常低连续亮度的星系。利用VLT上的FORS 2和TNG上的DOLORES对MB>-19个CADIS星系进行了光谱跟踪观测，得到了5个星系z~0.4和10个星系z~0.64的氧丰度。将这些测量结果与已发表的MB<-19星系的氧丰度相结合，我们发现在中等红移处存在金属度-光度关系的证据，但与局域宇宙中的金属度-光度关系相比，它被移位到更低的丰度和更高的光度。将观测到的z<3时星系的金属丰度和光度与飞马座2的化学演化模型进行比较，我们发现了一个有利的情况，即星系的金属丰度在z~0.7和今天之间增加了~2倍，而它们的光度减少了~0.5- 0.9等。
2004-02-02 astro-ph
Oxygen abundances in dwarf irregular galaxies and the metallicity - luminosity relationship
研究了低光度矮不规则星系。利用最近提出的P -方法，从已发表的光谱数据重新计算了矮不规则星系HII区的氧丰度。已经发现，除了少数例外，低光度矮不规则星系的金属丰度与星系光度有很好的相关性。Richer和McCall（1995）发现，金属丰度-光度关系附近的氧丰度的分散度随着星系光度的降低而增加。Hidalgo-Gamez和Olofsson（1998）得到的不规则星系的氧丰度和蓝波段绝对星等之间没有关系，这可以用Te方法得到的氧丰度的大不确定性来解释，而Te方法中使用的弱氧线[OIII]4363的强度测量的大不确定性又可以解释。
2001-05-21 astro-ph
The mass-metallicity relation of interacting galaxies
我们使用Tremonti等人（2004）导出的恒星质量和氧丰度，研究了从SDSS-DR 4中获得的成对和孤立星系的质量-金属丰度关系。根据相互作用符号的强弱，对投影间距r_p <25 kpc/h，径向速度Δ_V < 350 km/s的近星系对进行了形态学分类。我们发现，只有对显示出强相互作用的迹象，质量金属丰度关系显着不同的星系隔离。在这样的星系对中，具有低恒星质量（M星~< 10^9 Msun/h）的星系的平均气相氧丰度超过0.2 dex。相反，在较大质量（M星>~ 10^10 M太阳/小时）的星系中，金属丰度系统性地较低，尽管差异较小（-0.05 dex）。类似的趋势，如果g波段的星等，而不是恒星质量。在未成年人的相互作用，我们发现，质量较轻的成员是系统地丰富，而一个星系在与一个可比的恒星质量的同伴相互作用显示出相对于孤立的星系金属丰度递减。我们认为，富含金属的恒星爆发引发的一个更大的组件，和低金属含量的气体流入引起的可比或质量较小的同伴星系，提供了一个自然的情况来解释我们的发现。
2008-02-26 astro-ph
The solar neighbourhood age-metallicity relation - does it exist?
我们得到恒星年龄，从演化轨迹，和金属丰度，从斯特龙格伦测光，为样本的5828矮和亚矮星依巴谷星表。这个恒星盘样本被用来研究太阳附近的年龄-金属丰度图。这种图解经常被用来推导所谓的年龄-金属丰度关系。由于我们的样本的大小，我们能够量化的影响，这样的图，并推导出的关系，由于不同的选择效果。其中一些影响比较微妙，会导致错误的结论。特别是，我们证明了[1]年龄-金属丰度图在所有年龄都很好地填充，特别是老的，富含金属的恒星确实存在，[2]在任何给定年龄的金属丰度分散大于观测误差，[3]从年龄-金属丰度样本中排除较冷的矮星优先排除了老的，富含金属的恒星，耗尽了年龄-金属丰度图的右上角，[4] Garnett & Kobulnicky在Edvardsson等人的样本中发现的距离依赖性是由于原始样本的构造而引起的预期伪影。我们的结论是，虽然它的一些可以归因于恒星在银盘迁移，所观察到的散射的很大一部分是内在的恒星的形成过程。
2001-08-10 astro-ph
The Gemini Deep Deep Survey. VII. The Redshift Evolution of the Mass-Metallicity Relation
利用双子座深空巡天和加拿大-法国红移巡天中0.4<z<1.0的星系研究了质量-金属丰度（M-Z）关系。深K和z'波段测光使我们能够测量69个星系的恒星质量。从一个子样本的56个星系，其中的星际介质的金属丰度也进行了测量，我们确定了一个强大的质量和金属丰度之间的相关性，在遥远的宇宙中的第一次。这是可能的，因为样品在金属量（7倍）和质量（400倍）方面的基线比以前的作品更大。这种相关性比光度-金属丰度更强更紧密，证实了恒星质量是一个比光度更有意义的物理参数。我们发现明确的证据，在这个意义上，在一个给定的质量，在z=0.7的星系往往有较低的金属丰度比当地的星系类似的质量的M-Z关系的时间演化。我们利用z=0.1的SDSS M-Z关系，以及已知质量和金属丰度的z=2.3的Lyman break星系的小样本，提出了一个依赖红移的经验M-Z关系，根据这个关系，小星系中恒星质量和金属丰度的演化时间比大星系中的长.这个关系式预测，一般来说，贫金属阻尼莱曼α星系的恒星质量在z=0.2到z=4的范围内都是10^8.8 M太阳（色散为0.7 dex）。观测到的M-Z关系的红移演化可以通过一个简单的闭盒模型很好地再现，其中的关键假设是恒星形成的e-折叠时间更高，或者换句话说，恒星形成的时间在质量较小的星系中比在质量较大的星系中持续更长。这样的图像支持了星系形成的缩小方案。
2005-08-18 astro-ph
Chemical enrichment and star formation in the Milky Way disk; I. Sample description and chromospheric age-metallicity relation
利用552颗晚型矮星的样本研究了太阳邻域的年龄-金属丰度关系。这个样本是由测光目录与威尔逊山组的色球活动调查的交叉建立的。对于这些恒星，金属丰度是从紫外线数据估算的，年龄是从它们的色球发射水平使用Rocha-Pinto和Maciel（1998）开发的一种新的金属丰度依赖的色球活动-年龄关系计算的。对色球年龄的误差作了仔细的估计。色球指数中的误差部分地包括恒星磁周期的影响，虽然这个错误的详细处理仍然超出了我们的知识。结果表明，结果不受影响的存在下，未解决的二进制的样品。我们得出的年龄金属丰度的关系，证实了以前的工人发现的平均趋势。平均金属丰度随时间缓慢而稳定地增加，在15 Gyr中至少为0.56 dex。盘的初始金属丰度约为-0.70 dex，与G矮星的金属丰度分布一致。根据我们的数据，金属丰度的内在宇宙色散约为0.13 dex，比Edvardsson等人（1993）发现的小两倍。我们表明，色球年龄与等时线年龄是兼容的，在预期的误差范围内，所以在散射的差异不能引起我们的年龄和金属丰度的准确性。这加强了一些建议，Edvarsson等人。的样品不适合测定年龄-金属丰度关系。
2000-08-03 astro-ph
Metallicity Dependence of the Cepheid Calibration
我们指出，银河系造父变星的绝对星等，这已被用于本地校准造父变星的周期光度关系，显示出一个意想不到的大金属丰度效应。这表明造父变星的周期光度关系有很大的金属丰度依赖性，比恒星脉动模型中预期的要大得多，或者到星团的未红化距离包含由于忽略金属丰度效应而产生的大系统误差。这种效应可能会在使用造父变星PL关系估计的到LMC的距离中引入-0.4到+0.1等的不确定性。
1997-07-21 astro-ph
Clues to the Origin of the Mass-Metallicity Relation: Dependence on Star Formation Rate and Galaxy Size
本文利用Sloan数字巡天数据Release 4中选取的43，690个星系样本，研究了比恒星形成率（SSFR）和星系大小（用半光半径rh测量）对质量-金属丰度关系的系统性影响。我们发现，相对于恒星质量而言，SSFR高或rh大的星系比SSFR低或rh小的星系具有系统性的低气相金属丰度（最高可达0.2dex）。我们讨论了这些依赖关系的可能起源，包括星系风/外流，丰度梯度，环境和恒星形成率效率。
2007-11-29 astro-ph
The galactic disc age-metallicity relation
根据Edvardsson等人（1993年）的数据集计算了太阳邻域中恒星的新年龄。通过依巴谷天体的距离获得了一部分恒星的可靠年龄（不确定度小于12%）。年龄小于10 Gyr的恒星没有明显的年龄-金属丰度关系。只有当我们考虑较老的恒星时，才会出现~0.07 dex/Gyr的斜率。并将此关系与其他方法，即疏散星团、恒星星族合成（星数）和化学演化模型所得到的结果进行了比较。
1997-09-18 astro-ph
A Relation Between Supermassive Black Hole Mass and Quasar Metallicity?
我们分析了578个活动星系核的光谱，研究了宽发射线性质与中心超大质量黑洞（SMBH）质量之间的关系。我们估计SMBH质量应用维里定理的C IV λ 1549宽发射线。虽然CIV和H β的FWHMs在单个对象中几乎不相关，但当在我们的数据库中的子样本上平均时，这些FWHMs具有很好的相关性。因此，这些线同样有效地指示了类星体样本中SMBH的平均质量。我们的样本在SMBH质量上跨越了5个数量级，在光度上跨越了6个数量级，并且红移范围从0 <= z <= 5。大多数谱线的等效宽度随着黑洞质量的增加而减小（通常的“鲍德温效应”），并且没有红移的趋势。最近的研究表明，SMBH质量与周围星系的整体凸起/球状分量质量之间存在关系。这个关系，连同著名的星系之间的质量-金属丰度关系，预测SMBH质量和类星体金属丰度之间的关系。我们估计的金属丰度在宽发射线区域通过比较几个线的比率，涉及氮的理论预测。我们发现，这些数据是一致的SMBH质量和金属丰度之间的趋势，与一些线比表明一个非常强大的趋势，但在其他几个重要的线比的不确定性太大，以确认或测试这种相关性。
2003-07-11 astro-ph
The Age-Metallicity Relation of the Universe in Neutral Gas: The First 100 Damped Lya Systems
我们提出了精确的金属丰度测量121阻尼Lya系统在0.5<z<5，包括约50个新的测量，从我们最近发表的Echellette光谱仪和成像仪调查。分析该数据集以确定宇宙中中性气体的年龄-金属丰度关系。与以前的数据集相反，该样本显示平均金属丰度的统计学显着变化。金属丰度与红移的最佳线性拟合率为-0.26 +/- 0.07 dex，对应于z=3时每个Gyr的因子约为2。DLA继续维持在1/700太阳的金属量的地板独立的观测效果。这个金属丰度阈值限制了高红移星系中原始气体的普遍存在，并强调了阻尼系统与恒星形成（即星系形成）之间的对应关系。这个地板是从Lya森林的金属丰度显着抵消，因此我们认为它是更多的相关活动的恒星形成在这些星系比在非常早期的宇宙富集的情况。最后，我们对一个明显的“金属缺失问题”进行了评论：阻尼系统的平均金属丰度比从其观测到的恒星形成历史中预期的值低10倍。这个问题在目前化学演化和星系形成的理论处理中是明显的;它可能表明我们对恒星形成和金属产生之间相互作用的理解存在严重缺陷。
2003-05-16 astro-ph
The Stellar Halo Metallicity - Luminosity Relationship for Spiral Galaxies
旋涡星系的恒星晕具有重要的星系形成的化学动力学特征。我们在这里提出了89个半宇宙学的旋涡星系模拟的分析，跨越~ 4个星系的总光度。这些模拟采样了各种各样的合并历史，并在给定的总光度下显示出晕金属丰度的显著分散-金属丰度的十倍以上。我们的初步分析表明，具有更长的合并历史的星系拥有的晕具有更年轻和更丰富的金属恒星星族比恒星晕与星系更简短的大会。晕金属丰度与其表面亮度之间也存在相关性，反映了晕金属丰度与其恒星质量之间的相关性。我们的模拟与最近的哈勃太空望远镜观测解决恒星晕附近的螺旋。
2005-07-12 astro-ph
The metallicity dependence of the Cepheid PL-relation
一个样本的37个银河系，10个LMC和6 SMC造父变星的汇编个人金属丰度估计存在和BVIK测光在几乎所有的情况下。银河系造父变星都有一个单独的距离估计。对于MC对象不同的测光来源相结合，以获得改进的周期和平均星等。一个多参数的周期-亮度关系拟合的数据，也解决了到LMC和SMC的距离。当所有三个星系被认为是，没有金属丰度的影响，一个显着的二次项log P被发现，如以前所观察到的，也预测在一些理论计算。对于本样本，根据经验确定，对于log P < 1.65，可以采用线性PL关系，但这将样本限制为仅4个LMC和1个SMC造父变星。考虑到银河系的样本，在VIWK PL关系的零点处发现了金属丰度效应（-0.6 \pm 0.4或-0.8 \pm 0.3 mag/dex，取决于一个物体的存在或排除），在这个意义上，富含金属的造父变星更亮。重要性很小主要是因为银河系样本的金属丰度范围很窄。该误差的很大一部分是由于金属丰度测定中的误差，而不是由于拟合中的误差。包括5 MC造父变星扩大了观测到的金属丰度范围，在VIWK中发现零点的金属丰度效应约为-0.27 \pm 0.08 mag/dex，与以前的一些经验估计一致，但现在是使用造父变星本身的直接金属丰度测定得出的。
2004-03-08 astro-ph
Halos of Spiral Galaxies. II. halo metallicity-luminosity relation
利用哈勃太空望远镜，我们已经解决了八个附近的螺旋星系晕中的单个红巨星分支恒星。磁场位于沿星系短轴的投影距离2到13千秒差距之间。该数据集允许在晕恒星星族的系统趋势的第一次看看。我们发现，明亮的星系往往有广泛的红巨星分支恒星的颜色分布与红色的平均颜色，这表明重元素丰度的传播与母星系的光度增加。恒星晕的平均金属丰度，使用红巨星分支恒星的平均颜色估计，与母星系的光度相关。银河系晕的金属丰度比这个光度-金属丰度关系低近1倍，这表明银河系的晕对于螺旋星系来说是例外而不是规则;即，具有贫金属晕的巨大螺旋是不寻常的。光度晕恒星丰度的关系是一致的恒星系统嵌入在占主导地位的晕预期的比例关系，这表明大部分的晕恒星星族可能已经形成在原地。
2005-10-09 astro-ph
Period - luminosity - color - radius relationships of Cepheids as a function of metallicity: evolutionary effects
基于一致的演化和脉动计算，我们分析了恒星模型中的金属丰度和不同的对流处理对周期-星等，-颜色和-半径关系的影响。为了与观测结果进行准确的比较，我们计算了不同金属丰度的大气模型和合成光谱的网格，涵盖了造父变星相关的有效温度和重力范围。该模型进行了比较，最近的观测银河系和麦哲伦云造父变星。模型和观测结果之间的一致性达到了前所未有的水平。我们发现，在银河系和麦哲伦云的金属丰度范围内，预测在低时期，由于核心He燃烧期间蓝色环的减少，周期-光度（PL）关系的斜率变化。经历蓝环的最小质量以及因此发生这种斜率变化的临界期取决于恒星模型中的金属丰度Z和对流处理。然而，除了这种斜率的变化，我们没有发现任何显着的影响，金属丰度的周期-震级的关系，从V到K波段，并在IR颜色的周期-颜色的关系。我们仅发现$Z$对$(B-V)$颜色的可检测影响。这些结果不受当前恒星模型固有的不确定性的影响，主要是由于对流处理。
1999-01-21 astro-ph
On the calibration of Red Giant Branch metallicity indicators in Globular Clusters: new relations based on an improved abundance scale
本文根据Carretta & Gratton（1997）提出的新的球状星团金属丰度标度，并基于24个球状星团中160颗恒星的直接高分辨率光谱，提出了一种改进的光度金属丰度指标的定标方法。我们已经仔细地重新校准了传统的丰度指数的基础上红巨星分支（RGB）的形态，无论是在V，B-V和V，V-I平面，即在亮度水平的水平分支（HB），和HB和RBG之间的大小差异，在一个给定的去红颜色的去红颜色。最后，我们给出了新的精确关系，用于Sarajedini（1994）的同时金属丰度变红方法，也与Carretta & Gratton（1997）丰度标度有关。
1997-08-27 astro-ph
The effect of metallicity on the Cepheid P-L relation, from a Baade-Wesselink analysis of SMC Cepheids
我们目前的结果的基础上的Baade-Wesselink分析造父变星在小麦哲伦星云。Baade-Wesselink分析提供了这些贫金属造父变星的个别光度，结合Gieren等人（1998）最近关于太阳金属丰度的Baade-Wesselink结果，银河造父变星限制了金属丰度对造父变星P-L关系零点的影响。初步分析得出dMv / d[Fe/H]= -0.45 +-0.15，富金属的造父变星更亮，与最近几个独立的测定结果一致。这种量级的效应显著减少了LMC的长距离和短距离估计之间的当前不一致，并且有利于较短的值。
1998-11-24 astro-ph
Quantitative Spectroscopy of 24 A supergiants in the Sculptor galaxy NGC 300: Flux weighted gravity luminosity relationship, metallicity and metallicity gradient
本文对距离为1.9Mpc的玉夫座星系群旋涡星系NGC 300中的24颗A超巨星进行了定量光谱分析。本文介绍了一种分析低分辨率（~ 5AE）光谱的新方法，该方法能得到精确到0.2dex的金属丰度，包括由Teff（5%）和log g（0.2dex）误差引起的不确定性。首次研究了本星系群以外星系中基于钛、铁等元素的恒星金属丰度梯度。太阳金属丰度在中心测量，在外围测量为0.3太阳，对数梯度为-0.08 dex/kpc。平均红化值为E（B-V）~0.12等，但在0.07 ~ 0.24等范围内变化很大。我们还测定了恒星的半径、光度和质量，并讨论了其演化状况。最后，研究了观测到的绝对测热星等M_{bol}和通量加权重力g_{F} = g/Tef ^[4]之间的关系。在高温下，巴耳末线的强度仅取决于通量加权重力，这允许以0.05至0.1 dex的精度精确地直接测定log g_{F}。我们发现M_{bol}和log g_{F}之间有着紧密的联系，这与恒星演化理论是一致的。结合这些新的结果与以前的工作，本集团星系，我们得到一个新的通量加权重力光度关系（FGLR），这是非常好的定义，似乎是一个很好的替代工具，以确定星系的距离。
2008-03-26 astro-ph
The Effects of Metallicity on the Cepheid P-L Relation and the Consequences for the Extragalactic Distance Scale
利用已发表的25个星系的HST造父变星观测数据，我们发现主星系的P-L色散与主星系金属丰度在V波段的~3sigma水平上存在显著的相关性。这一结果支持了造父变星P-L关系的金属丰度依赖性可能比预期的更强的建议。在HST造父变星P-L关系中观测到的高色散有进一步的结果，即在微弱的星等下P-L关系中由于不完整而产生的偏差比以前认为的更重要。在HST样本中，距离较远的星系往往具有较高的金属丰度。这意味着，当进行完整的金属丰度/不完整性校正时，在已公布的造父变星距离中可以看到尺度误差，因为在更大的距离上，已公布的距离模量越来越被低估。这导致到室女星系团核心的四个星系的平均距离模数从（m-M）_0=31.2+-0.19增加到（m-M）_0=31.8+-0.17，天炉座和大熊座星系团也有类似的增加。对于18个Tully-Fisher距离较好且（m-M）_0>29.5的HST星系，造父变星的TF距离模平均残差从0.44 ± 0.09等增加到0.82 ± 0.1等，表明TF距离存在明显的标度误差，导致Pierce & TullyTF估计值H_0=85降为H_0=58 ± 7。最后，对于8个HST星系与SNIa，金属丰度校正造父变星的距离现在意味着SNIa峰值光度的金属丰度依赖的意义上说，贫金属的主机有较低的光度SNIa。因此，SNIa哈勃图对H_0和q_0的估计也可能需要进行重要的金属丰度修正。
2001-02-26 astro-ph
Low-Mass X-ray Binaries and Globular Clusters in Early-Type Galaxies. II. Globular Cluster Candidates and their Mass-Metallicity Relation
我们提出了一个天体测量学和测光目录的球状星团（GC）的候选人检测与HST WFPC 2的样本中的19个早型星系，适当的比较与钱德拉观测到的低质量X射线二进制（LMXB）人口。在配套文件中，我们提出了钱德拉数据，并调查这些人口之间的关系。我们证明，虽然有一个颜色的GC星等相关性的证据很少，估计质量和金属丰度的测光后，假设一个单一的年龄简单的恒星星族，有一个显着的质量和金属丰度之间的正相关性。我们约束[Z/H] =（-2.1+/-0.2）+（0.25+/-0.04）log M，金属丰度的1-sigma内在散射为0.62 dex。如果GC是双峰的金属丰度这种关系是一致的，最近建议的质量金属丰度的关系，只为贫金属的集群。采用一种新的方法对GC光度函数（GCLF）进行拟合，并考虑了不完全性和爱丁顿偏差，计算了各星系V波段的局部GC比频率（Sn）和比光度（Sl）。我们表明，SI是更强大的测量GC人口的丰富性，其中一个显着的部分是未检测到由于源检测不完整。我们发现，GCLF营业额的绝对幅度表现出内在的散射从星系到星系的~0.3mag（1-西格玛），限制其作为一个标准的距离测量的准确性。
2008-09-03 astro-ph
Luminosity-metallicity relation for stars on the lower main sequence
我们提出了一个比较的恒星模型的预测与低主序星（$5.5 < M_V < 7.3$）的光度使用依巴谷星表中的K矮星。我们的比较星的亮度已知好于15%，金属丰度最近已经通过测光确定。我们的比较的一个主要优点是，我们的样本中的距离是已知的，具有良好的准确性，而涉及开放和球状星团的测试是由潜在的不准确的距离限制。我们表明，较低的主序列相对于基准（太阳金属丰度）等时线的光度是一个简单的函数的金属丰度：$ΔM_V = 0.84375 \times {\rm [ Fe/H]} - 0.04577$。我们比较了一系列的等时线从文献中的数据。没有一个模型适合所有数据，尽管有些模型明显优于其他模型。特别是，富金属等时线似乎很难构建。K矮星的光度、颜色和金属丰度之间的关系非常紧密。因此，我们能够推导出K矮星的金属丰度的基础上，他们的位置在依巴谷色星等图的精度优于0.1德克斯。K矮星的金属性-光度关系导致了一个新的距离指示器，具有广泛的应用前景。
2002-03-07 astro-ph
