"Not too old" metal deficient stellar populations: the case of metallicity Z=0.00001
我们调查的金属缺乏恒星结构的演变，提出氢燃烧等时线覆盖集群年龄从800万年到7 Gyr。报道了贫金属氢燃烧红巨星金属丰度分布中选择效应的演化证据。进一步研究了恒星在中心和壳层氦燃烧过程中的演化，讨论了氦燃烧增子的出现与星系团年龄的关系。
1996-03-06 astro-ph
An empirical tool to derive metallicity, reddening and distance for old stellar populations from near IR Color Magnitude Diagrams
利用近红外色星等图中红巨星分支（RGB）的几个主要特征，提出了一种计算光度金属丰度、红化和到老恒星星族距离的经验方法.我们将观察到的RGB特征与一组将全球金属丰度[M/H]与合适的RGB参数（颜色，幅度和斜率）联系起来的方程相结合，这些参数是从具有不同金属丰度的银河系球状星团的均匀样本中校准的。从利用地面自适应光学和空间设施探测遥远星系的恒星含量的角度来看，该技术可用于有效地获得古老恒星系统的主要星族参数。
2006-05-19 astro-ph
Age and Metallicity Estimations in Old Stellar Populations from Stromgren Photometry
本文提出了一种新的方法，利用窄带（Strömgren）色的迭代主成分分析来确定老恒星星族（球状星团和椭圆星系）的年龄和金属丰度。我们的方法能够再现球状星团的[Fe/H]值为0.02 dex，CMD年龄为1.0 Gyrs。我们还提出了我们的技术的应用，以高质量，场椭圆和低质量，集群矮椭圆的样本的初步结果。我们证实了早期研究的结果，发现球状星团的金属丰度随着年龄的增长而增加，年龄和金属丰度随着星系质量而增加。然而，我们发现矮椭圆星系偏离椭圆序列，年龄和金属丰度之间几乎没有相关性。
2005-04-29 astro-ph
Zero metallicity stellar sources and the reionization epoch
我们重新考虑了恒星源引起的宇宙再电离问题。利用类似于Haiman & Loeb（1997）的方法，我们研究了改变恒星模型和恒星光谱对电离光子产生率的影响。特别是，我们研究的后果，采用零金属量的恒星，这是自然的选择，第一恒星星族。我们构建年轻的等时线代表人口III星从现有的演化模型（Forieri 1982; Cassisi & Castellani 1993），并计算一个合适的图书馆零金属模型的气氛。由这种零金属布居发射的电离光子的数目比由标准贫金属等时线产生的电离光子的数目高约40%。我们发现，采用合适的零金属丰度模型修改的再电离时代。然而，后者仍然在很大程度上受到当前其他重要物理过程的不确定性的影响，例如恒星形成的效率和逃逸的紫外光子的比例。
2000-02-25 astro-ph
The stellar content, metallicity and ionization structure of HII regions
对红外精细结构线的观测提供了有关HII区金属丰度和电离结构的直接信息，并间接提供了电离这些星云的辐射场强度的信息。我们分析了红外空间天文台（ISO）观测到的银河系和麦哲伦星云HII区域的样本，以研究恒星含量，金属丰度和HII区域电离结构之间的相互作用。所观察到的[SIV]10.5/[SIII]18.7妈妈和[NeIII]15.5/[NeII]12.8妈妈线比被证明是高度相关的超过两个数量级。我们比较了观测到的线比的结果，使用不同的恒星能量分布的光电离模型。电离星的衍生特征主要取决于所采用的恒星模型以及（恒星）金属丰度。我们已经比较了恒星的有效温度来自这些模型的研究，为一些研究充分的HII地区与出版的光谱类型的电离星的直接光谱测定。这种比较支持我们的解释，恒星和星云的金属丰度影响所观察到的红外离子线比。我们可以用[SIV]\[SIII]和[NeIII]\[NeII]线比来解释观测到的电离度的增加，这是由于金属丰度的降低导致的辐射场的硬化。我们的研究结果的影响，在星爆星系的星爆年龄的测定进行了评估。
2002-06-05 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
Colour pairs for constraining the age and metallicity of stellar populations
利用一个广泛应用的恒星星族合成模型，研究了AB系色对打破恒星年龄-金属丰度简并的能力，并给出了对两个恒星族参数（年龄和金属丰度）的约束。提出了与u、B、g、V、r、R、i、I、z、J、H和K带有关的AB系统颜色的相对年龄和金属丰度灵敏度，并用不确定性参数（UP）方法量化了各种颜色对打破年龄-金属丰度简并的能力。我们的结果表明，几对颜色可以用来限制上述两个恒星的人口参数。这对于探索遥远星系的恒星星族将是非常有用的。详细地说，[（r-K），（u-R）]和[（r-K），（u-r）]色对是估算恒星年龄和金属丰度的最佳色对。他们可以约束两个恒星人口参数平均年龄的不确定性小于3.89 Gyr和金属丰度的不确定性小于0.34德克斯典型的颜色不确定性。一些其他颜色对，例如[（R-K），（u-R）]，[（I-K），（u-R）]，[（R-K），（u-r）]和[（i-J），（u-R）]，也可以用于约束这两个参数。作为一个整体，我们的研究结果表明，有关的颜色都UBVRIJHK和ugriz的幅度是远远优于任何UBVRIJHK颜色或ugriz颜色打破众所周知的简并。研究结果还表明，斯隆数字巡天（SDSS）和2微米全天巡天（2 MASS）观测到的星系的恒星年龄和金属丰度可以通过测光数据进行估算。它还表明，颜色可以与线指数一起使用，以测量恒星的人口参数。
2007-11-12 astro-ph
Age, metallicity and alpha-elements abundance in stellar population
我们建立了高分辨率和可变α元素增强的恒星星族的模拟光谱。分析银河系球状星团的光谱，我们表明，它是可能的，可靠和有效地获得[Mg/Fe]使用沿视线积分的光谱。这些详细的测量为研究星系和星团的浓缩过程开辟了前景。
2007-08-13 astro-ph
Comprehensive analytic formulae for stellar evolution as a function of mass and metallicity
我们提出的解析公式，近似恒星的演化范围广泛的质量和金属丰度。对于从零年龄主序到残余阶段（包括残余阶段）的所有阶段，恒星的亮度、半径和核心质量都是年龄M和Z的函数。在大多数情况下，我们发现连续公式精确到详细模型的5%以内。这些公式是有用的目的，如人口的合成，需要非常快速，但准确的评价恒星的性质，特别是与N体代码结合使用。我们描述了一个质量损失处方，可以使用这些公式，并调查由此产生的恒星残骸分布。
2000-01-17 astro-ph
Potential of colors for determining age and metallicity of stellar populations
颜色通常不被用来约束恒星星族，因为它们被认为具有著名的年龄金属度简并，但最近的一些工作表明，颜色也可以使用。一个简单的恒星星族合成模型被广泛使用，但没有对其颜色进行分析。我们试图找到颜色，可以潜在地用于确定年龄和金属丰度的恒星星族的标准模型。在这项工作中使用主成分分析和相对敏感参数技术。结果表明，U-K、U-H、U-J、B-K、B-H、U-I、B-J和V-K对种群的研究具有重要意义。在高分辨率模型下，B-K和B-V等颜色对可以用来解释恒星年龄-金属丰度简并度，而在低分辨率模型下，U-K和R-I等颜色对可以用来解释恒星年龄-金属丰度简并度。此外，低分辨率模型的u-g和r-i颜色似乎具有相同的潜力，但高分辨率模型没有这样的颜色。总之，一些颜色被证明具有确定恒星星族年龄和金属丰度的潜力，但不同的恒星星族合成模型中颜色的相对金属丰度和年龄敏感性通常是不同的。此外，小恒星的形成会使恒星系统看起来比它们的主要种群更年轻，更富含金属。
2007-01-08 astro-ph
Beat Cepheids as Probes of Stellar and Galactic Metallicity
在周期比与周期图（彼得森图）中，Beat造父变星模型的位置对其金属丰度Z有非常严格的限制。用线性非绝热湍流对流模型重新审视了拍造父变星Peterson图，并评估了它们作为恒星金属丰度探测器的准确性。它们在很大程度上独立于氦含量Y，并且它们也仅弱依赖于在其构造中使用的质光关系。然而，它们被发现显示出对集中到金属丰度参数Z中的元素的相对丰度的敏感性。旋转估计，但有一个小的影响，“脉动金属性”。提出了一种复合彼得森图，它允许人们从测量的周期P0和周期比P1/P0读出金属度Z的上限和下限。
2007-01-12 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
Metallicities for 13 nearby open clusters from high-resolution spectroscopy of dwarf and giant stars. Stellar metallicity, stellar mass, and giant planets
本文对13个疏散星团IC 2714、IC 4651、IC 4756、NGC 2360、NGC 2423、NGC 2447（M93）、NGC 2539、NGC 2682（M67）、NGC 3114、NGC 3680、NGC 4349、NGC 5822、NGC 6633中的39颗巨星和16颗矮星进行了精确的恒星参数和铁丰度的研究。分析是使用UVES光谱仪（VLT）获得的一组高分辨率和高S/N光谱进行的。目前正在使用精确的径向速度搜索这些星团中的行星。对于所有的星系团，推导出的平均金属丰度接近太阳。有趣的是，导出的值似乎取决于所使用的行列表。这种依赖性及其对巨星化学丰度研究的影响进行了讨论。我们表明，仔细选择的线可能是至关重要的推导巨恒星的金属丰度相同的金属丰度尺度的衍生矮星。最后，我们讨论了衍生丰度的金属丰度和质量巨行星的相关性的影响。我们的结论是，一个很好的知识，这两个参数是必要的，以正确地解开它们的影响，形成巨大的行星。
2008-11-14 astro-ph
Planet Consumption and Stellar Metallicity Enhancements
研究了主序星恒星包层内巨行星的演化，作为太阳系外行星系统母星金属丰度增强的一种可能机制。对行星与恒星物质碰撞的三维流体动力学模拟表明，在太阳质量恒星的外恒星对流区，一颗类彗星巨行星的外壳可以被完全剥离。相比之下，类木星和质量较小的类土星巨行星能够通过1.22太阳质量恒星的对流区底部。虽然强烈依赖于行星内部模型的细节，但巨行星的部分或全部溶解可能导致质量在1.0到1.3太阳质量之间的宿主恒星的金属丰度显着增强。简要讨论了这些结果与行星轨道迁移的影响。
1998-08-12 astro-ph
GMASS Ultradeep Spectroscopy of Galaxies at redshift z~2. I. The stellar metallicity
内容：用R23和N2方法测量了星系金属丰度，并利用星际介质的气相氧丰度测量了星系金属丰度，使z~2红移。银河系恒星金属丰度为化学演化模型提供了重要数据，但在本地宇宙之外还没有得到可靠的评估。目的：我们测定了作为星系质量组合超深光谱巡天（GMASS）的一部分观测到的恒星形成星系（SFG）在红移z~2处的铁丰度和恒星金属丰度。研究方法：我们计算了一个静止帧中紫外，光球吸收线指数，1978年的指数发现单调变化的恒星金属丰度由里克斯和合作者的等效宽度。我们归一化和合并75 SFG光谱从GMASS调查，以产生一个光谱对应的总积分时间1652.5小时（和信噪比~100为我们的1.5埃的binning）的FORS 2光谱观测在甚大望远镜。结果如下：我们测量了一个铁丰度，恒星金属丰度log（Z/Z太阳）= -0.574+/-0.159，我们的光谱代表了一个恒星质量为9.4 x 10^9 M太阳的星系，假设是夏布里耶IMF。我们发现log（Z/Zsolar）= -0.699太阳金属丰度的R 04模型SFG谱提供了我们的GMASS共加谱的最佳描述。对于类似的星系恒星质量，我们的恒星金属丰度是~0.25德克斯低于氧丰度，气相金属丰度量化的Erb和合作者的紫外线选择的恒星形成星系在z=2。结论：我们的结论是，我们正在见证建立一个轻元素过剩的星系，因为它们正在形成红移z~2。我们的测量结果让人想起在低红移、…
2008-01-08 astro-ph
The Age, Metallicity and Alpha-Element Abundance of Galactic Globular Clusters from Single Stellar Population Models
建立可靠的恒星星族参数可以测量是至关重要的河外天文学。银河GC提供了一个很好的媒介来测试单一恒星星族（SSP）模型的一致性，因为它们应该是我们对均匀（单一）恒星星族的最佳模拟。在这里，我们提出了年龄，金属丰度和$α$ -元素丰度测量的48个银河系球状星团（GC）确定的综合光谱使用舔指数和SSP模型从托马斯，马拉斯顿和科恩，Lee & Worthey和Vazdekis等人通过将我们的新测量结果与独立测定结果进行比较，我们能够评估这些SSP得出一致结果的能力-这是应用于像星系这样的异质恒星星族之前的一个关键要求。我们发现，金属丰度的测定是非常强大的，在这里检查的所有模型，包括一系列的增强方法显示出良好的协议。年龄和$α$元素丰度对于我们模型的一个子集是准确的，但需要注意的是，这些参数在银河系GC中的范围是有限的。我们能够表明，已公布的利克指数响应函数的应用程序与固定的丰度比模型，使我们能够测量合理的$α$元素丰度从各种模型。我们还研究了SSP模型预测的年龄-金属丰度和[ $α$ /Fe]-金属丰度关系，并讨论了不同模型水平分支形态对我们整体结果的可能影响。
2007-05-31 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
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
Age and Metallicity Estimation of Globular Clusters from Stromgren Photometry
提出了一种利用Stromgren滤波器测定复合恒星星族年龄和金属丰度的新方法。使用主成分（PC）分析的多色模型，我们隔离的范围内的值必须独特地确定年龄和金属丰度的影响。本文提出的方法只适用于由简单恒星星族组成的老（τ> 3 Gyrs）恒星系统，如球状星团和椭圆星系。使用新的光度学方法对40个球状星团进行了校正，用光谱[Fe/H]值和主序拟合年龄将PC值与Strömgren颜色联系起来，金属丰度的准确度为0.2 dex，年龄为0.5 Gyrs。
2004-12-08 astro-ph
Star Formation History and Stellar Metallicity Distribution in a Cold Dark Matter Universe
利用流体动力学宇宙学模拟研究了Lambda冷暗物质宇宙中星系的恒星形成历史和恒星金属丰度分布。我们的模型预测恒星形成率呈指数下降的时间从早期时代到现在的时间尺度为6 Gyr，这是符合经验的马道图与适度的尘埃遮蔽。在L^* 星系中，恒星的形成间歇性地持续到现在，也是以类似时间尺度的指数下降速率进行的，而在小星系中，恒星的形成在早期就停止了。现存恒星的平均年龄随着红移的增加而缓慢下降，在z=3时超过1 Gyr。正常星系中的恒星具有广泛的金属丰度和年龄：在z<1时形成的恒星的金属丰度为0.1-1.0 Zsun，而老恒星的金属丰度范围从10^{-6} Zsun到3.0 Zsun。正常星系的平均金属丰度在0.1- 1.0Zsun之间。只有老恒星的矮星系有一个很宽的平均金属丰度范围（10^{-4}-1.0 Zsun），但平均来说，它们比正常星系缺乏金属。
2001-05-09 astro-ph
The G dwarf Metallicity Distribution and the Problem of Stellar Lifetimes Lower than the Disk Age
我们研究的可能性，包括对象的寿命低于磁盘年龄的数据库中最近确定的G矮星金属丰度分布的太阳附近。作为初步的步骤，通过（b-y）或质量与[Fe/H]之间的关系，从零年龄主序星的演化模型中识别出寿命可能低于盘龄的恒星。我们将这些结果应用于Rocha-Pinto和Maciel（1996）以及Wyse和Gilmore（1995）的G矮星样本。我们发现，这些样品中的大多数G矮星可以被视为长寿命的对象的化学演化的目的，提供的磁盘年龄大于12 Gyr。我们还发现G矮星问题不是恒星寿命金属丰度依赖性的影响。
1997-05-12 astro-ph
The Metallicity of Stars with Close Companions
我们研究了近距离伴星（轨道周期< 5年的恒星和行星伴星）的频率与其类太阳（~ FGK）宿主金属丰度之间的关系。我们确认和量化的~4西格玛主机金属丰度和行星同伴之间的正相关性。我们发现很少或没有依赖于光谱类型或距离在这种相关性。与行星伴星的金属丰度依赖性相反，恒星伴星往往在低金属丰度宿主周围更丰富。在~2 σ水平，我们发现主机金属丰度和恒星伴星的存在之间的反相关。在将我们的样本分成FG和K个子样本后，我们发现FG子样本中的反相关性可以忽略不计，而K子样本中的反相关性为3 sigma。运动学分析表明，这种反相关是由低金属丰度、高双星密度的厚盘星和高金属丰度、低双星密度的薄盘星的组合产生的。
2007-10-31 astro-ph
Rotating massive stars: Pre-SN models and stellar yields at solar metallicity
我们提出了一套新的恒星产量获得旋转恒星模型在太阳金属覆盖大质量恒星范围（9-120太阳质量）。恒星模型是用Hirschi等人2004 a中描述的最新版本的日内瓦恒星演化程序计算的。分别计算了恒星风和超新星爆炸对恒星产额的贡献。然后将这两个贡献相加以计算总的恒星产额（Hirschi et al 2004 b）。旋转对超新星爆发前模型的影响在15到30个太阳质量之间是显著的。在20倍太阳质量以上，自转可能会改变超新星祖先的半径或颜色（蓝色而不是红色超巨星）和超新星类型（IIb或Ib而不是II）。旋转使氦和CO的核心尺寸增加了约1.5倍。因此，旋转使总金属产率，特别是碳和氧的产率增加1.5-2.5倍。对于沃尔夫-拉叶星（M>30太阳质量），自转增加了氦和其他氢燃烧产物的产率，但不会显着影响重元素的产率。
2004-11-24 astro-ph
A Photometric System for Metallicity Mapping in Galaxies
提出了一种适合于深、精、快星系金属丰度填图的新光度系统。我们发现我们的金属丰度指数和Mg 2指数的恒星，球状星团，早期型星系光谱和模型的简单恒星星族的光谱能量分布之间的线性相关性。
1999-06-22 astro-ph
Metallicity indicators across the spectrum of composite stellar populations
随着化学上一致的进化合成方法，我们遵循ISM中单个化学元素的富集。我们描述的时间与化学一致的进化合成方法，我们遵循的ISM中的个别化学元素的富集。我们描述了宽带颜色U到K和金属指数（Fe 5335，Fe 5270，Mg 2，Mgb）的时间演化，考虑到连续几代恒星的初始金属丰度增加。使用特定的恒星形成处方的不同光谱类型的星系，我们显示我们的模型星系宽带颜色，合成光谱，ISM丰度与附近的样品和模板星系的各自的光谱类型的观测结果一致。我们比较我们的合成Mg 2指数与观测和研究的时间演化的恒星指数[MgFe]的复合椭圆星系模型和简单的恒星星族的各种金属丰度。我们展示了从U到K不同波段的光度加权恒星金属丰度指标如何相互比较，以及它们如何随时间演变。我们分析作为波长的函数的光度贡献的恒星子群在不同的星系类型具有不同的金属。不同通带的光度加权恒星金属丰度指标、恒星吸收指数和ISM丰度之间的关系显示出显著依赖于恒星形成历史和演化阶段。
1996-07-04 astro-ph
A standard stellar library for evolutionary synthesis. III. Metallicity calibration
我们将广泛使用的BaSeL标准恒星库（Lejeune，Cuisinier，& Buser 1997，1998）的色标扩展到非太阳金属丰度，直到[Fe/H] ~ -2.0 dex。令人惊讶的是，我们发现，在目前的时代，它几乎是不可能建立一个独特的校准UBVRIJHKL颜色恒星金属丰度[Fe/H]，这是一致的同时与色温关系和颜色绝对星等图（CMD）的基础上观察到的球状星团测光数据和出版，目前流行的标准恒星演化轨迹和等时线。这个问题似乎与我们对晚型恒星演化中对流的理解长期以来的不完整性有关，但也是由于严重缺乏相关的观测校准数据，这将有助于解决这个问题，或者至少在解决这个问题方面取得进一步的重大进展。考虑到BaSeL库的重要应用，我们提出了两种不同的金属丰度校准版本：（1）“WLBC 99”库，它与经验色温关系一致，因此应该成为研究单个恒星的理想工具;以及（2）“PADOVA 2000”库，其提供来自Padova 2000网格的等时线（Girardi等人，2000年），成功地复制了银河系球状星团的颜色绝对星等图，因此应该证明特别有用的集群和星系中的恒星星族的集体现象的研究。
2001-10-25 astro-ph
Beat Cepheids as Probes of Stellar and Galactic Metallicity: The New AGS Abundances
众所周知，拍造父变星模型在周期比\vs周期图（Petersen图）中的位置限制了它的金属丰度Z。但是这些界限对集中到参数$Z$中的元素的混合是敏感的。在这篇简短的论文中，我们更新了以前的结果，是基于Grevesse-Noels太阳混合最近，修订的Asplund，Grevesse & Sauval（2005）（AGS）太阳混合。我们还研究了包络深度对计算脉动周期的准确性的影响。我们发现，低周期造父变星与高Z的包络脉动的习惯近似打破。这是必要的计算恒星模型，延伸到中心，并包括燃烧和成分不均匀性的建模。然而幸运的是，迄今为止观察到的大多数Beat造父变星似乎都避开了这种机制。
2008-03-24 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
Evolutionary models of zero metallicity stars
我们提出了新的零金属丰度恒星的演化模型，涵盖了大范围的初始质量（从0.8到100 M太阳）。模型计算与过冲从恒星核心和对流信封，并假设从最大质量的恒星的质量损失。我们讨论了这些恒星的主要演化特征，并提供了新合成的元素疏浚到恒星表面的量的估计，并可能失去了恒星风从最大质量的恒星。这些模型的全部细节将在Marigo等人（2000年，准备中）中给出。
1999-11-05 astro-ph
Possible Stellar Metallicity Enhancements from the Accretion of Planets
一些最近发现的太阳系外行星候选者有令人惊讶的小轨道，这可能表明相当大的轨道迁移发生在原行星系统。轨道迁移的一个自然结果是一系列行星被吸积、毁灭，然后彻底混合到中央恒星的对流包层中。我们研究了行星吸积对恒星最终主序金属丰度的影响。如果盘的最大寿命是在1000万年的数量级，质量接近1个太阳质量的恒星被预测几乎没有金属丰度的增强。另一方面，早期的F型和晚期的A型恒星，质量为1.5- 2.0太阳质量，可以经历显着的金属丰度增强，由于其相当小的对流区在第一个1000万年前的主序演化。我们表明，未演化的F星聚集的金属丰度是一致的，平均恒星吸积约2个千万亿质量的行星从一个原行星盘具有10万年的分散时间。
1997-10-10 astro-ph
Stellar populations of early-type galaxies in different environments III. Line-strength gradients
我们目前的线强度梯度的22个光谱指数测量的样本中的82个早型星系在不同的环境中，包括高密度核心的后发座星系团，室女星系团，穷人集团，和场星系。我们推导出年龄和金属丰度梯度，并比较不同的星系形成模型的预测的平均值。我们用不同的指标推导出金属丰度梯度，探讨了单个化学物种的行为，发现由恒星星族模型推导出的金属丰度梯度的强度依赖于所采用的Lick指数。特别是，用CN 2和C4668与Hb组合获得的金属丰度梯度比用Ca 4227或Fe 4383测量时更陡。金属丰度梯度与其他参数的相关性也取决于所采用的具体指数。如果用CN2和Mgb得到金属丰度梯度，那么它与星系的中心年龄相关。相反，如果使用Fe 4383或Ca 4227，则金属丰度梯度与速度弥散梯度相关，这可能表明多种机制有助于确定早型星系的年龄和金属丰度梯度。虽然我们没有发现任何金属丰度梯度和中心的速度分散在低密度环境中的星系之间的相关性，我们发现金属丰度梯度和星系的后发座星系团的中心的质量之间的边缘相关性。我们还发现了一个趋势，即星系在密集的环境比星系在较低的密集environment.We解释这些结果的光不同的模型来解释星系之间的差异作为一个功能的环境。
2006-04-27 astro-ph
Spitzer 4.5 micron Luminosity-Metallicity and Mass-Metallicity Relations for Nearby Dwarf Irregular Galaxies
以25个距离D < 5 Mpc的矮不规则星系为样本，利用斯皮策空间望远镜的IRAC近红外成像，给出了恒星质量和星系光度的计算结果。我们构造了合适的亮度-金属度（L-Z）和质量-金属度（M-Z）关系，并将这些关系与Sloan数字巡天（SDSS）的对应关系进行了比较。我们得到以下结果。1.近红外L-Z关系中的色散相对于光学L-Z关系中的色散减小，这与在较长波长处与光学波长相比恒星质光比变化减小的预期一致。2.光学L-Z关系中的色散在大约11 mag的光学光度上是相似的。3.利用我们建立的M-Z关系，我们将SDSS M-Z关系推广到了较低质量，在恒星质量上约为2.5 dex。4. M-Z关系中的色散在恒星质量为5.5 dex的范围内似乎是相当的。
2006-03-27 astro-ph
