Metallicity effects on distances based on double-mode Cepheids
我们检验了麦哲伦云中两类双模造父变星系统金属丰度差异的影响。我们发现，降低金属丰度的短周期造父变星离开的距离在其规范值，并在同一时间，提高了观测和模型周期之间的协议。
2005-11-17 astro-ph
Study of the effect of metallicity on the amplitudes of Cepheids
基于大约200颗银河系经典造父变星的基本模式脉动，给出了光度和径向速度振幅对金属丰度的依赖关系的结果。还研究了造父变星[Fe/H]值的银河系分布。我们发现光度振幅比$A_\mathrm{I}/A_\mathrm{V}$与金属丰度无关。观测到的这个比值对脉动周期的依赖性与理论预测不一致。
2007-05-15 astro-ph
Analysis of metallicity effects in SPH cosmological simulations
我们报告在流体动力学宇宙学代码中实现的化学模型的结果。计算了不同红移下星系晕中气态组分的金属丰度。结果与观测结果相当吻合。特别是，我们预测的金属含量的今天星系的祖先作为红移的函数，并面对他们与DLA系统中观察到的。
1999-11-08 astro-ph
Metallicity Effects on RR Lyrae Variables
本文研究了在固定质量和光度水平下，重元素丰度对基频和一阶泛音RR型Lyrics粒子理论观测值的影响。采用三种不同的金属含量计算了非线性模型。研究发现，第一泛音反射器的辐射热振幅随金属丰度的增加而减小，而基频反射器的振幅与金属丰度呈正相关。
1996-05-23 astro-ph
On multicomponent effects in stellar winds of stars at extremely low metallicity
我们计算了适合于大质量第一代恒星的极低金属丰度恒星的多组分线驱动风模型。对于大多数的模式，我们发现，多分量风的性质是不重要的风动力学或风温层结。然而，对于最低金属丰度的恒星，我们发现多组分效应影响风结构。这些影响的范围从纯粹的加热到非吸收风分量的可能回落。我们提出了一个计算金属丰度的简单公式，其中多组分效应变得重要。我们表明，低金属丰度恒星的风的多组分性质的重要性，其特征不仅是由驱动离子的低密度，而且由较低的质量损失率。
2003-03-03 astro-ph
Metallicity Calibrations and the Mass-Metallicity Relation for Star-Forming Galaxies
我们使用斯隆数字巡天（SDSS）数据发布4中的27，730个恒星形成星系研究了金属丰度校准，AGN分类和孔径覆盖分数对局部质量-金属丰度（MZ）关系的影响。我们分析了SDSS MZ与10个金属丰度校准的关系，包括理论和经验方法。我们发现，金属丰度校准的选择有一个显着的影响的形状和y轴截距（12+log（O/H））的MZ关系。绝对金属丰度标度（y-int）变化高达0.7 dex，取决于所使用的校准，形状的变化是巨大的。这些结果表明，当比较不同的光度-金属度或质量-金属度关系时，使用相同的金属度校准是至关重要的。我们提出了新的金属丰度转换，使金属丰度已使用不同的强线校准被转换为相同的基础校准。这些转换方便不同的样品之间的比较，特别是在不同的红移星系之间的比较，不同的套房的发射线available.Our新的转换成功地消除了大0.7德克斯之间的金属丰度校准的差异，我们达成协议的MZ关系平均在0.03德克斯。我们发现不同的活动星系核分类方法对SDSS MZ关系的影响可以忽略不计。我们比较SDSS MZ的关系与核和全球的关系，从近场星系巡天（NFGS）。MZ关系的翻转取决于孔径覆盖率。我们发现z<0.04的红移下限不足以避免最高恒星质量星系的光纤光谱中的孔径效应。
2008-01-11 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
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
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
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
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
Metallicity Effects on Dust Properties in Starbursting Galaxies
我们目前的红外观测66星暴星系在广泛的氧丰度，测量金属量如何影响其尘埃性质。这些数据包括斯皮策太空望远镜的成像和光谱，并辅以地面近红外成像。我们证实了强相关性的芳香族排放与金属，在金属[12+log（O/H）]~8的阈值。这种行为的金属丰度和辐射硬度依赖性的大分散意味着它不是由于单一效应，而是由于某种组合。我们发现，大尘埃颗粒的远红外线色温增加对较低的金属丰度，在金属丰度为8达到峰值，然后翻转。我们计算尘埃质量，并将其与文献中的HI质量进行比较，以得出气体与尘埃的比率，该比率在太阳金属丰度和金属丰度为8之间增加了近3个数量级，低于该数量级则会被排除在外。因此，在中红外波长的芳香族发射的突然变化似乎反映在远红外特性，表明金属含量的变化影响了占主导地位的红外发射的尘埃颗粒大小的整个范围的组成。此外，我们发现，比值L（8微米）/L（TIR），校准高红移星系的24微米测量的重要性，略有增加的金属丰度从~太阳到~50%的太阳减少，然后减少了一个数量级的金属丰度进一步减少。虽然绝大多数星系都表现出类似的行为模式，但有三个例外，SBS 0335- 052 E，Haro 11和SHOC 391。它们的红外SED在能量上由24微米附近的中红外线主导，而不是由60 - 200微米区域主导。（节录）
2008-01-11 astro-ph
Metallicity dependence of the Blazhko effect
微透镜巡天，如OGLE或OOO，已经在银河隆起和麦哲伦云中发现了数千颗天琴座RR星，允许对这些恒星进行详细的研究，特别是仍然神秘的Blazhko现象。Blazhko（BL）变星在更富金属的银河系隆起中的发生率高于LMC，表明Blazhko效应的发生与金属丰度相关（Moskalik and Poretti 2003）。为了研究这个问题，我们校准光度测定的RRab星（Kovacs和Zsoldos 1995）的金属丰度的I-波段的方法，并将其应用到OGLE银河系膨胀和大麦哲伦星云的数据。在这两个系统中，非Blazhko和Blazhko变量的金属丰度彼此接近。LMC Blazhko精炼机更喜欢稍低的金属丰度。银河系隆起和大麦哲伦星系的不同金属丰度，不能解释观测到的发生率。作为我们金属丰度估算的副产品，我们研究了光度-金属丰度关系，发现光度对[Fe/H]的陡峭依赖性
2005-03-29 astro-ph
New light on the driving mechanism in roAp stars. Part I. Effects of metallicity
观测表明，roAp星脉动的驱动机制与这些恒星中的重元素分布之间存在着某种关系。我们试图研究局部和全局金属丰度变化对A星模型中高阶p模激发机制的影响。我们开发了恒星演化模型来描述不同的全球金属丰度或本地金属积累配置文件的磁性A星。这些模型是用CLES（“Code Liègeois d 'évolution stellaire”）计算的，我们的模型的稳定性是用非绝热振荡代码MAD评估的。我们的模型再现了roAp星不稳定带的蓝色边缘，但产生了一个比观察到的红边热，无论金属丰度。令人惊讶的是，我们发现，在驱动区域内的不透明度的增加可以产生较低的驱动量，我们称之为“逆$κ$ -机制”。
2008-11-21 astro-ph
Metallicity effects on the modified wind momentum of CSPN
最近对行星状星云（CSPN）中心恒星的研究表明，基于模型大气的质量可能比理论质光关系得到的质量大得多。此外，修正后的风动量和光度之间的关系的色散取决于CSPN的质量扩散，并且比在大质量热星中观察到的要大。由于风的特性可能取决于金属丰度，我们分析了修改后的风动量的影响，通过考虑由恒星金属丰度引起的这个量的分散。我们的CSPN质量是基于核心质量和星云丰度之间的关系。我们的结论是，这些质量同意与已知的质量分布CSPN和白矮星，并在修改后的风动量的传播可以解释所观察到的金属丰度的变化。
2008-02-22 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
The Mass of the Convective Zone in FGK Main Sequence Stars and the Effect of Accreted Planetary Material on Apparent Metallicity Determinations
FGK型主序星的外对流层质量随恒星质量的增加而显著减小。因此，任何被吸积行星物质污染的恒星大气层，对较热恒星的影响都应该比对较冷恒星的影响大得多。如果最近的建议，即高金属丰度的恒星与行星是由星子吸积是正确的，那么金属丰度增强的早期类型的恒星与行星应该是非常明显的。然而，没有看到这种趋势。
2001-05-15 astro-ph
An explanation for metallicity effects on X-ray Binary properties
我们发现，辐射诱导的恒星风可以解释两个重要的金属丰度效应的X射线双星-更高的数字和更软的光谱的X射线双星的金属丰富的球状星团相比，金属贫乏的。正如Iben、Tutukov和Fedorova之前所指出的那样，由于线路冷却效率较低，金属含量较低时的风应该更强。这将加速贫金属簇中LMXB的演化，从而减少它们的数量。这些风也可以提供额外的材料附近的吸积对象，这可能会产生一个内在的吸收剂，硬化的X射线光谱的金属相对于富金属的集群系统，如观察建议。我们概述了模型的一些额外的观测预测。
2004-01-16 astro-ph
The effect of mixing on metallicity gradients in the ICM
一般认为，大多数星系团都有冷却流，其中中心的辐射冷却导致缓慢的流入。然而，钱德拉和XMM最近的观测结果与预测的冷却流率相冲突。有人认为，位于星系团中心的射电喷流可以帮助减少冷气的沉积。射电喷流使热射电等离子体的空腔膨胀，这些空腔穿过星系团的大气层上升，从而搅动星系团内的介质。在这封信中，它是调查是否这种情况是一致的，已观察到的核心集群的金属丰度梯度明显。
2002-04-05 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
Evolution of 3-9 Mo Stars for Z=0.001 - 0.03 and Metallicity Effects on Type Ia Supernovae
最近的观测显示Ia型超新星（SNe Ia）不是完美的标准烛光，但在绝对星等、光变曲线形状和光谱上都有一些变化。Ia型超新星的祖先（C-O白矮星）的C/O比可能与这种变化有关。本文通过计算从主序星到第二次挖掘结束的恒星演化，系统地研究了恒星质量（M）和金属丰度（Z）对C-O白矮星中C/O比及其分布的影响，其中M=3-9 Mo，Z=0.001-0.03。我们发现，总碳质量分数就在超新星爆炸前的变化范围在0.36 - 0.5。我们还计算了Ia型超新星前身白矮星的主序质量范围与金属丰度的关系。结果表明，形成C-O白矮星的最大主序质量随金属丰度的降低而显著降低，如果忽略金属丰度的影响，可能会低估Ia型超新星的前身星数量。讨论了这些结果对Ia超新星的变化、宇宙学参数的确定、白矮星的光度函数以及星系化学演化的意义。
1998-10-25 astro-ph
On the Enhancement of Mass Loss in Cepheids Due to Radial Pulsation. II. The Effect of Metallicity
已经观察到，在麦哲伦云中的造父变星在相同的光度下比银河系中的造父变星质量要低。Neilson & Lester（2008）的造父变星脉动驱动质量损失模型被应用于造父变星的理论模型，其金属丰度与银河系和大小麦哲伦云一致。利用周期光度关系的金属丰度修正对质量损失模型进行了分析，比较了低金属丰度造父变星和太阳金属丰度造父变星的质量损失率。据确定，质量损失可能是更大的低金属造父变星，违反直觉的辐射驱动估计。此外，理论造父变星模型的质量损失率被发现是$5\times 10^{-9}$的银河造父变星，$5\times 10^{-8}$的大麦云造父变星，和$2\times 10^{-7}M_\odot /yr$的小麦哲伦云造父变星。有人认为，对于周期小于20天的造父变星，质量损失随着金属丰度的降低而增加，并且质量损失在更长的时间内会降低。假设尘埃在造父变星的风中在一定距离处形成，计算模型的红外过量，发现由于质量损失，红外亮度大约大了一个数量级。红外星等进行了比较，最近公布的周期亮度关系作为我们的预测测试。
2008-09-16 astro-ph
Binaries at Low Metallicity: ranges for case A, B and C mass transfer
低金属丰度的单星演化引起了人们极大的兴趣，而金属丰度对双星演化的影响仍然相对未被探索。我们研究了金属丰度对经历不同情况下的质量传递的二元系统的数量的影响。我们发现，在低金属丰度的二进制文件更有可能开始转移质量后，中央氦燃烧，通常被称为情况C传质发病。换句话说，贫金属双星中的施主星更有可能在质量转移开始之前形成一个巨大的CO核心。在太阳金属丰度下，导致C演化的初始双星分离范围对于大质量恒星来说是非常小的，因为它们在氦点燃后不会膨胀太多，而且由于恒星风导致系统的质量损失导致轨道变宽，阻止主星填满其洛希叶。这种效应很可能对通过双星演化通道形成的各种天体的金属丰度依赖性产生重要影响，例如长伽玛暴、双中子星和双白矮星。
2007-10-04 astro-ph
Effects of Metallicity on the Chemical Composition of Carbon Stars
我们目前的\emph{Spitzer} IRS数据的19个渐近巨星分支（AGB）的恒星在大麦云，补充现有的公布的数据集的碳星在麦哲伦云和银河系，调查的影响金属的尘埃和分子光谱特征所产生的拱星信封。我们发现，在7.5微米的C $_2$ H $_2$ P和R分支受到尘埃稀释的影响，在较高的质量损失率-虽然在较小的程度上在麦哲伦云的来源，相比银河系-而狭窄的13.7微米的C $_2$ H $_2$ Q分支只显示在低质量损失率的尘埃稀释的效果。一个强大的金属依赖性是没有观察到的Q分支。独立的金属性，我们还提供了一个解释所观察到的SiC发射功能的中心波长的变化，因为我们表明，这些主要是由分子带吸收的尘埃发射功能的两侧，占主导地位的自吸收引起的中心波长的变化。我们设计了一种方法来研究在不同的金属丰度环境中的富碳AGB星的尘埃凝聚的历史，通过测量的强度的11.3 \um SiC和30 \um MgS功能相对于连续，作为质量损失率的函数。利用这种方法，可以在最终沉积MgS层之前区分SiC和石墨以何种顺序凝聚，这被认为对金属度敏感。
2008-03-20 astro-ph
Massive star evolution at high metallicity
在回顾了金属丰度对旋转和非旋转恒星演化的许多影响之后，我们讨论了高金属丰度对大质量恒星种群和恒星核合成的影响。高金属丰度最显著的影响是增加了恒星风损失的质量。通常在金属丰度$Z=0.001$的情况下，非旋转大质量恒星返回的总质量中只有9%是由风喷出的（91%是由超新星爆炸喷出的），而在太阳金属丰度下，这一比例可能超过40%。高金属丰度有利于沃尔夫-拉叶星和Ib型超新星的形成。然而，它不利于Ic型超新星的发生。我们估计经验产率的碳的基础上观察到的人口WC星在太阳附近，并获得WC星喷出0.2%和0.4%的质量最初锁定到恒星的形式下，新的合成碳。模型给出的值与这些经验产量吻合得很好。化学演化模型表明，这样的碳产量可能有重要的影响，在高金属丰度的碳。
2006-11-08 astro-ph
The Effects of Metallicity and Grain Size on Gravitational Instabilities in Protoplanetary Disks
观测研究表明，在恒星周围发现气体巨行星的可能性随着恒星的金属丰度而增加。我们最新的模拟磁盘经历重力不稳定性（GI）与现实的辐射冷却表明，原行星盘与较低的金属通常冷却得更快，从而显示出更强的整体GI活动。更重要的是，在我们的模拟中，全球冷却时间太长，磁盘碎片不会发生，磁盘不会碎片成密集的原行星团块。我们的研究结果表明，通过盘的不稳定性直接形成气态巨行星形成不太可能是产生大多数观测到的行星的机制。尽管如此，地理标志可能仍然发挥了重要的作用，在一个混合的情况下，与观察到的金属丰度趋势，地理标志创建的结构加速核心吸积行星形成兼容。
2006-04-13 astro-ph
Metallicity Effects in NLTE Model Atmospheres of Type Ia Supernovae
我们已经计算了一个网格的光球相大气的Ia型超新星（SNe Ia）的金属丰度从十倍到三十分之一的太阳金属丰度在C+O层的爆燃模型，W7。我们模拟了光谱使用多用途NLTE模型大气和频谱合成代码，PHOENIX。我们展示了爆炸后第7、10、15、20和35天的模型。当与在大致对应的时期获得的观测光谱相比时，这些合成光谱相当好地拟合。光谱显示的变化，在整体水平的紫外线连续低通量的模型具有较高的金属在未燃烧的C+O层。这与C+O外层金属的经典表面冷却和线阻塞效应相一致。紫外线特征也一致地移动到蓝色，具有较高的金属含量，表明它们在大气中较浅和较快的层中形成。潜在的最有用的效果是Si II特征在6150埃处随着C+O层金属丰度的增加而向蓝移动。我们还证明了更复杂的影响，金属含量的变化，通过修改54 Fe含量的不完全燃烧区在W7在最大光。我们简要地解决一些缺点的W7最后，我们确定分裂的Ca H+K功能产生的W7和观察到的一些超新星Ia是由于混合效应的钙II和硅II，并不一定代表一个复杂的丰度或电离效应的钙II。与观察结果相比。
1999-09-03 astro-ph
Metallicity Evolution of Damped Lyman Alpha Systems In Lambda CDM Cosmology
利用一个新的，高质量分辨率的流体动力学模拟，我们计算阻尼莱曼α系统（DLAs）的金属丰度演化，并找到一个合理的协议与观测。特别是，观察到的DLA金属丰度的缓慢演变自然发生在模拟中，由于物理和观测选择的综合影响。缓慢的金属丰度演变是由于稳定的转变，随着时间的推移，最高的金属丰度系统的“星系”，从而耗尽这一类，而所有较低的金属丰度系统显示，个别地，金属丰度的增加。虽然DLA金属丰度随红移的变化趋势与观测结果吻合较好，但在探测的红移范围内（z=0-5），模拟DLA的平均金属丰度似乎比观测值高0.3-0.5 dex。我们的研究表明，这种差异可能归因于观测选择效应，由于尘埃遮蔽。如果我们考虑到尘埃遮蔽效应，我们的模型再现了所观察到的金属丰度演化的幅度和斜率。我们发现DLAs不是一个简单的总体，而是探测一系列不同的系统，并且混合随红移而变化。从z=5到z=1，气相中大约50%的金属都处于DLAs中，当金属被冲入IGM中较热的成分并被锁定在恒星中时，在z \le 1处迅速下降到z=0时的约20%。虽然不是本研究的主要重点，我们发现，该模型提供了很好的匹配观测相对于柱密度分布和中性气体含量的演变，如果考虑到相同的尘埃遮蔽。我们发现Omega_{DLA,comp} =（1-3）E-3，这取决于尘埃遮蔽的影响。
2003-07-29 astro-ph
The s process in massive stars at low metallicity. Effect of primary N14 from fast rotating stars
本文的目的是分析一个初级中子源对晕金属丰度下大质量恒星s过程核合成的影响。最近的恒星模型，包括旋转在非常低的金属丰度预测一个强大的生产的主要N14。在氢燃烧的外壳中产生的部分氮通过旋转混合扩散到He核心，在那里它被转化为Ne 22，为s过程提供额外的中子。本文计算了一颗25 Msun的恒星在[Fe/H] =-3，-4时的核合成，在对流核中燃烧He的质量中约有0.8%是由初生Ne 22组成的。通常的弱s-过程的形状被改变的额外的中子源与Sr和Ba之间的峰值，其中的s-过程的产量增加的数量级相对于没有旋转获得的产量。铁种被充分消耗，达到Sr、Y和Zr的最大产量。另一方面，S-过程的效率超过Sr和Sr/Ba的比率强烈影响的量的Ne 22和核的不确定性，首先由Ne 22（α，n）Mg 25反应。最后，假设Ne 22是主要的在考虑的金属丰度范围内，s-过程效率降低与金属丰度由于主要中子毒物Mg 25和Ne 22的影响。这项工作是第一步的主要中子源效应的研究在快速旋转的大质量恒星，其影响进行了讨论，在晕金属丰度的重元素的光谱观测。
2008-10-01 astro-ph
Color-Magnitude Diagrams of Merged Globular Clusters: Metallicity Effects
曾经与矮球状（dSph）星系相关的球状星团（GC）的合并最近被认为是一些银河系GC的双峰水平分支（HB）的解释，最著名的是NGC 1851，NGC 2808和NGC 6229。通过对天炉座和人马座dSph星系中GC的色星等图及其金属丰度分布的分析，我们认为两个GC的合并很可能会产生红巨星分支（RGB）颜色的双峰分布，或者至少是RGB的显着加宽，这是由于两个合并球状体之间金属丰度的预期差异。目前已知没有具有双峰RGB的GC，并且上述双峰-HB GC中RGB序列的紧密性意味着它们的HB双峰的合并起源是不可能的。
1997-01-14 astro-ph
Low Mass X-Ray Binaries in Globular Clusters: A New Metallicity Effect
银河系球状星团（GC）包含明亮的X射线源（L_x > 10^{36} erg/s），通常与低质量X射线双星（LMXB）有关，被发现比银河系和M31中的正常非X射线星团密度更大，金属更丰富。在GC中的LMXB是通过在高密度星团中的潮汐捕获和在低密度球状星团中的（2+1）相遇产生的框架内，随着金属丰度的增加，LMXB的发生率较高，这是{ \it内在的}，而不仅仅是其他效应的副产品。两种可能的机制进行检查：第一个假设的集群IMF金属丰度的依赖，最近发表在文献中。所观察到的LMBXs，更频繁地发生在富含金属的集群，同意NS的预测数量，只有当金属占所观察到的IMF斜率的变化的微小贡献。其他的替代方案，如观察到的IMF斜率的总变化是由于（a）金属丰度和（b）金属丰度和银河系中的位置的组合导致与数据的明显分歧。第二种机制假设，在固定的集群密度，潮汐捕获率取决于半径和捕获恒星的质量。根据标准的恒星模型，金属含量高的恒星具有更宽的半径和更大的质量，因此潮汐捕获率随着金属含量的增加而增加。从数量级的计算，这种新的影响本身可以解释之间的X射线集团的频率，我们观测确定的富金属和贫金属组的观察比率为4。然而，没有理由排除这两种机制都在发挥作用。
1994-07-26 astro-ph
On the behaviour of B and Be stars at low metallicity
我们提出了新的结果与VLT GIRAFFE的大样本的B和Be星属于麦哲伦云，即在低金属丰度。首先，我们展示了环境的金属含量对它们旋转的影响（线性，角度和ZAMS）。其次，我们分析了金属丰度和演化对Be星外观的影响。我们也给出了Be星和B星的比例的新结果。第三，通过与大型测光调查，如OOO和OGLE的互相关，我们报告的第一次检测到的短期多周期性的9 Be星在小麦哲伦星云，这可以解释的脉动。
2007-09-19 astro-ph
Metallicity Effects on Mid-Infrared Colors and the 8 micron PAH Emission in Galaxies
我们研究的颜色从3.6微米到24微米的金属丰度（O/H）的函数为34个星系的样本。这些星系的金属丰度超过2个数量级。它们在8微米到24微米的颜色中显示出金属丰度在太阳值的1/3到1/5之间的突然变化。低于和高于12 + log（O/H）= 8.2的平均8微米与24微米通量密度比分别为0.08 +/-0.04和0.70 +/-0.53。我们使用中红外颜色和光谱来证明，该偏移主要是由于8微米通量密度的减少而不是24微米通量密度的增加。这一结果是最简单的解释，由于在低金属含量的中红外发射波段通常归因于多环芳烃（多环芳烃）相对于小颗粒粉尘排放的削弱。然而，现有的经验光谱能量分布模型不能解释观察到的短波长（即，低于8微米）的颜色的低金属量星系仅仅通过减少强度的PAH功能;一些其他的发射源（例如，热尘）。
2005-06-09 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
Are Stars with Planets Polluted?
我们比较恒星的金属丰度与径向速度行星的样本场矮星的金属丰度。我们确认最近的工作表明，恒星与行星样本作为一个整体是富铁的。然而，最低质量的恒星往往是贫铁的，有几颗的[Fe/H]<-0.2，表明高金属丰度并不是形成短周期恒星质量行星的必要条件。我们表明，平均[Fe/H]增加与恒星质量（质量低于1.25太阳质量）在两个样本中，但增加是更快的恒星与行星样本。两个样本的金属丰度随恒星年龄的变化也有所不同。我们研究了可能的选择效应与恒星质量和金属丰度的径向速度测量的灵敏度变化有关，并确定了一个颜色截止值（B-V>0.48），该颜色截止值有助于但不能解释恒星与行星样本中的质量-金属丰度趋势。我们使用蒙特卡罗模型表明，增加平均6.5个地球质量的铁到每颗恒星可以解释质量金属丰度和年龄金属丰度的恒星与行星样本的关系。然而，对于至少一颗恒星HD 38529，有很好的证据表明其整体金属丰度很高。我们的结论是，所观察到的金属丰度和金属丰度的趋势是三种效应相互作用的结果;吸积约6地球质量的富铁物质，选择效应，并在某些情况下，高内在的金属丰度。
2001-06-17 astro-ph
The Metallicity Dependence of the Fourier Components of RR Lyrae Light Curves is the Oosterhoff/Arp/Preston Period Ratio Effect in Disguise
由西蒙和后来由科瓦奇及其同事发现的RR Lyrant变星的光变曲线的特定傅立叶分量与金属丰度的相关性，与具有相同颜色、振幅和光变曲线形状但金属丰度不同的RRab Lyrant变星之间的周期比（log P中的周期偏移）具有相同的解释。本文的目的是证明预测周期-金属丰度关系的模型是颜色、振幅和光变曲线形状的介导参数，并解释Simon/Kovacs等人的周期、Phi_31和金属丰度之间的相关性。证明是通过证明的组合的第一和第三阶段的条款在傅立叶分解RRab光变曲线，称为Phi_31的西蒙和李，单调变化的RR Lyrant不稳定带以同样的方式，振幅，颜色和上升时间随周期内的带。该模型的前提是，如果在RR天琴座带的水平分支是堆叠在光度根据金属丰度，那么一定有一个对数周期之间的移动RR天琴座不同的金属丰度在相同的Phi_31值。然而，该模型也有例外。(...)
2004-05-24 astro-ph
The Effect of Metallicity on Cepheid-Based Distances
我们使用哈勃太空望远镜上的宽视场和行星照相机2获得了7个邻近星系的V和I图像。对于每一个，我们都使用红巨星分支（TRGB）方法测量了距离。通过比较TRGB距离公布的造父变星的距离，我们调查的造父变星的周期光度关系的金属依赖性。我们的样本是补充10个额外的星系，TRGB和造父变星的距离在文献中，从而提供了一个统一的覆盖范围造父变星丰度之间的1/20和2（O/H）太阳。我们发现造父变星和TRGB距离之间的差异随着造父变星丰度的增加而单调减小，这与造父变星距离模的平均金属丰度依赖性（delta（m-M））/（delta[O/H]）= -0.24 +- 0.05 mag/dex一致。
2004-02-20 astro-ph
Baade-Wesselink distances and the effect of metallicity in classical cepheids
本文的目的是调查的$PL$ -关系的金属依赖性在$V$和$K$的基础上的68个银河系造父变星的样本与个人的Baade-Wesselink距离（一些恒星也有一个基于HST的视差）和单独确定的高分辨率光谱的金属丰度。文献值的$V$ -带，$K$ -带和径向速度数据已收集的68个经典造父变星的样品，有其金属丰度在文献中确定的高分辨率光谱。基于$(V-K)$表面亮度关系和投影因子在以前的文件中导出，距离已从Baade-Wesselink分析。导出了$V$和$K$中的$PL$ -和$PLZ$ -关系。采用的投影因子对周期的依赖性的影响进行了研究。从恒定的$p$ -因子到最近文献中提出的对$\log P$有轻度依赖性的因子的变化导致斜率降低0.1个单位，这大约是斜率本身的1 σ误差线。LMC中$V$的$PL$ -关系中观察到的斜率与两种假设一致。在$K$中，银河系和大麦哲伦星系斜率之间的差异更大，这将有利于$p$因子的温和周期依赖性。在$V$和$K$的金属丰度的依赖被认为是边际的，和独立的选择的$p$ -因子的周期。这一结果受到银河系造父变星金属丰度范围小的严重限制。
2008-07-08 astro-ph
The effect of progenitor age and metallicity on luminosity and 56Ni yield in Type Ia supernovae
Timmes、Brown和Truran发现，金属丰度的变化理论上可以解释Ia型超新星（SNe Ia）中合成的56 Ni质量的25%变化，因此可以解释观测到的SNe Ia光度的很大一部分散射。高金属量的母核更富含中子，相对于放射性56 Ni，产生更稳定的燃烧产物。我们开发了一种新的方法来估计在SNe Ia的热光度和56镍产量，并使用它来测试的理论与超新星遗产调查的数据。我们发现，Ia超新星的平均~（56）Ni产额确实在高金属丰度环境中下降，但理论只能解释~（56）Ni质量和光度弥散的7%-10%.这是因为该效应在金属丰度显著高于太阳能时占主导地位，而我们发现SN主机主要具有太阳能下或仅适度高于太阳能的金属丰度。我们还表明，允许在O/Fe与金属度[Fe/H]的变化不会有重大影响的理论预测的Timmes，布朗和Truran，只要一个是使用O/H作为自变量。年龄可能比金属丰度有更大的影响--我们发现宿主星系的光度加权年龄与56 Ni产量相关，因此更大质量的祖星会产生更明亮的爆炸。如果大部分的Ia超新星在其主恒星达到克拉塞卡质量时爆炸，这是很难理解的。最后，我们测试了Gallagher等人的发现，Ia超新星的残差与主星系的金属丰度相关，但我们没有发现这种相关性。
2008-09-30 astro-ph
Aperture effects on Star Formation Rate, Metallicity and Reddening
本文利用近场星系巡天（NFGS）中的101个星系，研究了孔径大小对星系的恒星形成率、金属丰度和红化率的影响。我们比较了恒星形成率，金属丰度和红化来自核光谱的综合光谱。对于捕获<20%的B（26）光的孔径，核和全球金属丰度，消光和恒星形成率之间的差异是巨大的。我们使用我们的核光谱计算出“预期”的恒星形成率，并应用常用的孔径校正方法。预期的恒星形成率高估了早期螺旋的全球值，所有哈勃类型的恒星都有很大的分散，特别是晚期类型。预期的恒星形成率和全球恒星形成率之间的差异可能是由于假设发射线气体和连续体的分布是相同的。我们讨论了这些结果的影响金属光度关系和恒星形成历史的研究的基础上纤维光谱。为了减少孔径效应带来的系统误差和随机误差，我们建议选择能够捕获20%以上星系光的光纤样本。对于斯隆数字巡天和2dFGRS，红移z>0.04和z>0.06分别是必需的，以确保覆盖率>20%的星系类似于我们样本中观察到的平均大小，类型和光度。更高光度的样本和包含许多晚型星系的样本需要更大的最小红移，以确保>20%的星系光被光纤包围。
2005-01-12 astro-ph
The Effects of Metallicity and AGN Activity on the Mid-Infrared Dust Emission of Galaxies
利用斯隆数字巡天第4版数据中的$Spitzer$ SWIRE场星系的光谱样本，研究了这些星系的MIR尘埃辐射与它们的金属丰度和活动星系核活动之间可能存在的相关性。我们发现，活动星系核的金属丰度和活动星系核的活动性都与多环芳烃（PAH）与恒星的比值、VSG与恒星的比值和PAH与VSG的比值有很好的相关性，这三个比值分别可以用$νL_ν[8μm({\rm dust})]/νL_ν[3.6μm]$、$νL_ν[24μm]/νL_ν[3.6μm]$和$νL_ν[8μm({\rm dust})]/νL_ν[24μm]$来表征。我们认为，我们的MIR-metallicity相关性可以解释的尘埃（正在进行的尘埃形成）或尘埃破坏（多环芳烃和VSG可以被摧毁的硬和强辐射场）的数量，和MIR-AGN相关性可能会出现由于PAH破坏或增强VSG连续的中央AGN。
2007-06-22 astro-ph
On the metallicity dependence of HMXBs
通常认为高质量X射线双星（HMXB）的星族几乎不受金属丰度的影响。然而，组成其祖先系统的大质量恒星在许多方面依赖于金属丰度，尤其是通过它们的风。我们目前的模拟，以及匹配的银河系HMXB，这表明，无论是数量和平均周期的HMXB祖细胞可以随金属丰度，太阳能和SMC金属丰度之间的数量增加了约三个因素。然而，SMC星群本身不能简单地用金属丰度效应来解释;它要求观测到的HMXB主要是HMXB星群中较老的一端，并且在它们形成时的恒星形成率非常大。
2006-06-08 astro-ph
Stellar Activity and the Stromgren Photometric Metallicity Calibration of Intermediate-Type Dwarf Stars
我们考虑恒星活动的影响，作为测量的X射线光度，太阳附近的F和G矮星来自斯特龙格伦测光的金属丰度。Rocha-Pinto和Maciel发现证据表明Stromgren颜色系统地低估了具有极高Ca II H & K发射的恒星的[Fe/H]。我们调查了Martell & Laughlin最近的光度金属丰度校准是否可能受到这种影响，以及预测不足的量是否可以可靠地表示为log（L_X/L_bol）的函数。在Martell & Laughlin使用的那些也在亮星目录中并在ROSAT全天巡天中探测到的校准星中，没有证据表明光度金属丰度与恒星活动之间存在相关性。然而，Rocha-Pinto和Maciel结果所依据的许多“非常活跃的恒星”是相互作用双星的成员，或者年龄非常年轻，并且不包括在我们使用的X射线样本中。在正常的矮星中，恒星活动似乎对斯特龙根色的金属丰度校准影响不大。
2004-08-20 astro-ph
Theoretical Models for Classical Cepheids: VII. Metallicity effects on the Cepheid distance scale
我们使用理论周期亮度和周期亮度颜色关系的VI通带，基于非线性，非本地和随时间变化的对流脉动模型，预测的红化和真正的距离模量的遥远的造父变星观察到的哈勃太空望远镜。通过依赖于金属含量Z=0.008的脉动模型，我们发现，理论预测同意的值由河外距离尺度关键项目的经验周期亮度关系的基础上参考LMC变量。同时，从Z=0.004和0.02的理论关系式中，我们发现，随着所采用的金属含量的增加，预测的E（B-V）和μ_0减小。这意味着对基于LMC的距离的金属丰度修正约为-0.27 mag/dex。这样的理论修正似乎得到了造父变星距离和给定星系群或星系团内星系的[O/H]金属丰度之间的现有的（尽管很弱）相关性的支持，也得到了H_0估计值和校准SNIa光度的星系的[O/H]金属丰度之间的类似相关性的支持。相反，先前根据经验提出的金属丰度修正似乎被排除在外。最后我们建议<H_0>由重点项目组提供的平均值~ 67 km/s/Mpc至少应增加到~ 69 km/s/Mpc。
2000-06-16 astro-ph
Synthetic Spectra and Colors of Young Giant Planet Atmospheres: Effects of Initial Conditions and Atmospheric Metallicity
我们研究了Teff < 1400 K的低温甲烷主导大气的光谱和红外颜色，预计年轻的气体巨行星。我们将这些光谱计算与Marley et al.（2007）巨行星热演化模型的更新版本相结合，该模型包括核心吸积气体捕获形成。这些相对较冷的“年轻彗星”可能比包括传统初始条件的标准冷却轨迹预测的要暗1-6个星等，这可以提供对形成的诊断。如果正确的话，这将使真正的类地行星在年轻时比以前想象的更难被发现。由于木星和土星是明显的超太阳的组成，我们研究发射光谱的模型行星在太阳的金属丰度和5倍太阳的金属丰度。这些金属增强的年轻恒星的光球压力比同样有效温度的褐矮星低，这是由于较低的表面重力和增强的大气不透明度造成的。我们强调几个诊断增强金属性。一个较强的CO吸收带在4.5 $μ$ m的最温暖的对象的预测。在所有温度下，由于H $_2$的碰撞诱导吸收减少，预期$K$带中的通量增强。这导致了相应的更红的近红外颜色，这是红色比太阳金属丰度模型与相同的表面重力高达0.7在$J-K$和1.5在$H-K$。分子吸收带的深度也增加了，对于最冷的物体最明显。我们还定性评估的变化，由于非平衡化学发射光谱。
2008-05-07 astro-ph
An Estimate of the Age Distribution of Terrestrial Planets in the Universe: Quantifying Metallicity as a Selection Effect
像地球这样的行星不能形成，除非有比氦更重的元素。这些重元素，或称“金属”，不是在大爆炸中产生的。它们来自恒星内部的聚变，并在宇宙的一生中逐渐积累。最近的观测表明，太阳系外巨大行星的存在与其宿主恒星的高金属丰度密切相关。这些近轨道巨星的存在与类地行星的存在不相容。因此，可能存在适居选择效应：金属量太少，地球因缺乏物质而无法形成，金属量太多的巨行星会摧毁地球。在这里，我量化这些影响，并获得的概率，作为金属丰度的函数，恒星系统的港湾类地行星。我将这个概率与目前对恒星形成率和宇宙中金属逐渐积累的估计相结合，以估计宇宙中类地行星的年龄分布。这里所做的分析表明，宇宙中四分之三的类地行星比地球年龄大，它们的平均年龄比地球大18 +/-9亿年。如果生命在类地行星上很容易形成-正如地球上生命的快速出现所表明的那样-这种分析为我们提供了这些行星上生命的年龄分布，以及关于我们如何与可能居住在宇宙中的其他生命进行比较的罕见线索。
2001-03-09 astro-ph physics.bio-ph
