The PAH Emission Deficit In Low-Metallicity Galaxies - A Spitzer View
档案观测的18个星爆星系，跨越了广泛的金属丰度揭示了第一次之间的相关性的发射线通量的比率[Fe II]在26微米和[NeII]在12.8微米和7.7微米的PAH强度，与[Fe II]/[NeII]通量比随PAH强度的增加而降低。我们还发现[Fe II]/[Ne II]通量比和宿主星系金属丰度之间存在很强的相关性，通量比随着金属丰度的增加而降低。由于[FeII]发射主要与超新星冲击有关，我们将低金属丰度星系中的高[FeII]/[NeII]比率归因于超新星活动的增强。我们认为这是PAH破坏的主要机制，而不是在年轻的大质量恒星周围的光电离区域的颗粒破坏。我们还考虑了低金属丰度星系的极端年轻是否是缺乏PAH排放的原因。
2005-12-15 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
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
Global Emission Line Trends in Spiral Galaxies: The Reddening and Metallicity Sequences
我们研究了近场星系巡天正常旋涡星系积分光谱中的发射线趋势，以探讨尘埃消光、金属丰度与旋涡星系某些宏观性质之间的关系。我们发现了一个非常强的相关性之间的Hbeta和Halpha等效宽度，这意味着恒星和星云光的消光之间的差异只取决于星系的固有颜色，是更大的红色星系。通常用于巨HII区的金属丰度指标（[OIII] 4959，5007 + [OII] 3726，3729）/H β不适用于旋涡星系的积分光谱，可能是由于金属丰度梯度的原因。更好的定性金属丰度指标是[NII]6584/[OII] 3726，3729和[NII]6584/Halpha，后者的优点是不受红化影响，也适用于发射线较弱的星系。有了这些指标，我们发现，来自巴尔末减量星云消光强烈相关的发射线区域的有效金属丰度。发射线区域的总体金属丰度与星系颜色的相关性要比与形态类型的相关性好得多。一个7维参数空间的主成分分析表明，方差产生，首先，由金属丰度和参数与恒星星族，并在第二位，由表面亮度，这是与星系的动力学历史。与星系质量相关的绝对星等仅排在第三位。
2001-06-18 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
On the Metallicity of Star-forming Dwarf Galaxies
我们构建了三个极端不同的情况下，适用于样本的矮星系的恒星形成的历史，无论是根据他们目前的金属丰度或光度。这三种可能的情况意味着不同的机械能输入率和这些我们比较的理论下限建立的弹射处理后的物质出矮星系。这种比较强烈地指出了这些星系中存在着扩展的气体晕，它们作为屏障允许星系保留它们的金属并增加它们的丰度。与此同时，我们的发现强烈地指向一个连续的恒星形成过程，而不是同时代的爆发，作为我们星系样本中整体金属丰度的主要贡献者。
2001-06-23 astro-ph
Sigma-drop in galaxies and the sigma-metallicity degeneracy
在某些星系中，中心速度色散σ相对于周围是低的。这种下降现象可能有不同的物理起源，承载着宿主星系内部动力学的信息。在这篇文章中，我们强调的重要性，也是由于观测文物的sigma金属丰度简并：当人口的光谱与模板的不匹配的金属丰度进行比较，速度色散可能会被错误地估计。σ下降可能出现在金属丰度峰的位置。讨论说明使用VLT/FORS光谱的弥漫椭圆星系。一些sigma-drop星系的文献报道可能是分析文物。
2008-09-30 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
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 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
A metallicity-flattening relation for dwarf elliptical galaxies
结果表明，明亮的星团矮椭圆星系遵循金属丰度和视扁平之间的关系。更圆的矮星往往更富含金属。证据是基于颜色以及光谱线强度数据从文献中。在平均金属度-光度关系附近的dEs的大的分散，通常归因于大的观测误差，原来是一个椭圆效应。在$-14 \ga M_B \ga -18$星等范围内，dEs的金属丰度更强烈地依赖于椭圆率而不是光度。一个可能的解释是，质量在$10^{9}$ $M_{\odot}$周围的星系沿着其短轴遭受了富含金属的气体的部分喷出，使椭圆率成为金属丰度的关键参数（De Young & Heckman 1994）。
2002-09-09 astro-ph
Reconciling the Metallicity Distributions of Gamma-ray Burst, Damped Lyman-alpha, and Lyman-break Galaxies at z=3
我们测试的假设，长持续时间的伽马射线暴（GRB）以及类星体选择阻尼莱曼α（DLA）系统的宿主星系的紫外线选择的恒星形成，高Z星系（通常称为莱曼破裂星系）的人口。具体来说，我们比较的金属丰度分布的GRB和DLA人口简单的模型，这些星系是随机绘制的恒星形成星系的分布，根据他们的恒星形成率和HI截面分别。我们发现，这是可能的，以配合观测分布假设非常简单和约束的关系，光度，金属丰度和HI的大小。通过观测伽玛暴宿主星系的光度分布和测量DLA选定星系的光度和碰撞参量作为金属丰度的函数，可以检验这个简单的模型。我们的研究结果支持的期望，伽玛射线暴和DLA样品，在星等有限的调查相比，提供了一个几乎完整的人口普查z=3恒星形成的星系，没有严重的尘埃遮蔽。
2008-04-13 astro-ph
Searches for Low-Metallicity Galaxies and Preliminary Results from the KPNO International Spectroscopic Survey
本文综述了低金属量星系的氦丰度测量方法，主要集中在发现与测量原始氦丰度有关的系统方面。蓝星系或发射线星系的宽视场物镜棱镜巡天在这一领域发挥了重要作用。以前的调查和搜索技术突出显示。我们的新的调查的发射线星系，KPNO国际光谱调查（KISS）的初步结果。KISS比以前的摄影测量要深得多，代表了下一代宽视场无缝光谱测量。
1998-06-17 astro-ph
The DEEP Groth Strip Survey VII: The Metallicity of Field Galaxies at 0.26<z<0.82 and the Evolution of the Luminosity-Metallicity Relation
利用深河外星系演化探测器（Deep Extragagaltic Evolutionary Probe，DEEP）的Groth Strip巡天（DGSS）的光谱数据，分析了红移范围为0.26<z<0.82的64个发射线场星系的热电离介质中的气相氧丰度。相对于氢的氧丰度范围在8.4<12+log（O/H）<9.0之间，典型的内部加系统测量不确定度为0.17 dex。64个DGSS星系集体表现出金属丰度与B波段光度的增加。在最高红移区间（z=0.6-0.82）的DGSS星系平均比最低DGSS红移区间（z=0.26-0.40）的星系亮约1等，比局部（z<0.1）发射线场星系亮约2.4等。另外，在最高红移区间（z=0.6-0.82）的DGSS星系，平均而言，在固定光度下，比本地（z<0.1）发射线场星系多40%（0.15 dex）的金属贫乏。对于0.6<z<0.8的星系，低光度端（M_B>-19）的天体相对于局部L-Z关系的偏移最大，而高光度端（M_B ~ -22）的天体相对于局部L-Z关系的偏移几乎为零。简单的星系演化模型可以产生合理的协议与低质量星系的观察时，至少有两个以下是正确的：1）低质量星系有较低的有效化学产额比大质量星系，2）低质量星系组装在较长的时间尺度比大质量星系，3）低质量星系开始的组装过程在较晚的时代比大质量星系。（节略）
2003-10-14 astro-ph
Star-forming galaxies in SDSS: signs of metallicity evolution
星系在宇宙时间中的演化在高红移下已经得到了广泛的研究，但在低红移下的研究还很少。然而，低红移的研究将为星系的演化提供重要的线索，提供本地和高红移宇宙之间所需的联系。在这项工作中，我们专注于在低红移的螺旋星系中的气体的金属丰度，寻找化学演化的迹象。本文分析了在不同红移下光度相近的成星星系的金属丰度含量，利用SDSS-DR 5（Sloan Digital Sky Survey-Data Release 5）数据，采用0.1 ~ 0.4的不同红移间隔，对成星星系的金属丰度进行了研究。我们使用SDSS-DR 5的公开数据，用STARLIGHT光谱合成代码处理，校正尘埃消光的通量，使用R23方法估计金属丰度，并根据[NII]6583/[OII]3727线比分析样品。在最后的207个星系样本中，我们发现12+log（O/H）相对于其余星系的红移区间0.3 < z < 0.4减少了~0.1 dex，这可以解释为低z星系金属丰度演化的证据。
2008-12-14 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
The Metallicity-Luminosity Relation, Effective Yields, and Metal Loss in Spiral and Irregular Galaxies
我目前的结果之间的相关性星系质量，光度和金属丰度的样本的螺旋和不规则星系有良好的测量丰度配置文件，距离和旋转速度。从文献中的低表面亮度星系的额外数据也包括比较。结合这些数据研究了旋涡星系和不规则星系的金属度-光度和金属度-转速的相关性。金属丰度光度相关性显示了这些星系熟悉的形式，即在B光度的11个星等上，现今O/H丰度的平均值大约有100倍的均匀变化。然而，O/H-V（rot）关系显示在约125 km/sec的旋转速度下斜率的变化。在较快的V（rot）下，平均金属丰度和旋转速度之间似乎没有关系。在较低的V（rot）下，金属丰度与旋转速度相关。这种行为的变化可能是由于超新星驱动的风中较小星系的金属损失增加。这个想法是通过观察有效产量的变化来测试的，来自观察到的丰度和气体馏分假设封闭盒化学演变。对于旋涡星系和不规则星系，从V（rot）约5 km/s到V（rot）约300 km/s，得到的有效产额增加了10-20倍，当V（rot）> 150 km/s时，渐近增加到近似常数y（eff）。这一趋势表明，V（rot）< 100-150 km/sec的星系可能会失去大部分SN喷出物，而高于此值的星系则倾向于保留金属。
2002-09-01 astro-ph
Near-infrared properties of blue compact dwarf galaxies: the link between solar and low metallicity
我们获得了三个亚太阳中等金属丰度的蓝色致密矮星系Tol~35、Tol~3和UM 462的近红外图像和光谱。这项工作是一个更大的项目的一部分，该项目旨在研究近红外低金属量星系的恒星形成和恒星星族。在这个框架中，中等金属量星系是理解填补太阳和极低金属量星系之间空白的最极端情况的重要一步。我们在这三个星系中都观测到了类似于HII区的光谱，在所有情况下，恒星形成事件都只有几百万年的历史。与年轻的年龄一致，我们的光谱没有证据表明恒星吸收功能的典型超巨星，也没有[铁]排放典型的超新星。K波段的气体分数范围从20%到40%，表明气体排放可以显着污染宽带近红外线的颜色在年轻的贫金属恒星爆发。我们在这三个物体中都检测到了氢分子的发射。所有的光源都显示出叠加在较低表面亮度包络上的明亮节点。这些纽结被认为是超级星团，其中六个存在于UM 462中。在所有的星系中，我们都探测到古老的恒星星族的存在。
2002-05-31 astro-ph
Metallicity and age gradients in round elliptical galaxies
我们探测了迄今为止最大范围内邻近椭圆星系的恒星星族年龄和金属丰度分布。长缝光谱学是由俄罗斯科学院特殊天体物理观测台6米望远镜的光谱仪SCORPIO进行的。计算了4个星系的Lick指数H β，Mg b，Fe 5270和Fe 5335，其中4个星系的Lick指数在半径为1.3 ~ 3r_e范围内，第5个星系的Lick指数在半径为0.5r_e范围内。与简单恒星星族的演化合成模型的比较，使我们能够解开年龄和金属丰度，并测量两者。我们发现，在5个星系中，只有一个星系的平均恒星年龄沿半径是恒定的。其他4个星系的平均恒星年龄表现出相当不同的行为：在3种情况下，外部比中心更老，在一种情况下更年轻。金属丰度梯度不能近似为一个单一的幂律在整个径向延伸在4个星系的5。0.5r_e以内的内金属丰度梯度都相当陡，比-0.4金属丰度dex/半径dex都陡，与椭圆星系的起源不一致。
2007-02-22 astro-ph
The N/O abundance ratio in the lowest-metallicity blue compact dwarf galaxies
本文介绍了利用大型望远镜（Keck，VLT，MMT，4 mKPNO）新的分光观测资料，对一个低金属丰度蓝致密矮（BCD）星系样品进行N/O丰度测定的结果。我们发现，N/O丰度比在最低金属丰度< Zsun/20时是恒定的，证实了以前的发现，并强烈支持氮作为主要元素的起源。
2001-09-27 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
On the metallicity distribution in the nuclei of elliptical galaxies
利用目前的单年龄、单金属丰度恒星星族的分光光度特性模型，我计算了金属丰度分布的恒星星族的Mg 2、H β、Fe 52和Fe 53谱线强度。将这些模型与早型星系的核指数进行了比较，得出了以下主要结论。用封闭盒的简单星系化学演化模型计算的金属丰度分布不能解释椭圆星系核中大部分Mg 2和Fe 52、Fe 53的金属丰度分别超过0.27、3和2.7的现象。为了重现这些星系中的谱线强度，需要高的平均金属丰度、小的金属丰度离散度和老的年龄。特别是，0.3的Mg 2值仅在金属丰度分布范围为0.5 \Zsun至3 \Zsun和15 Gyr年龄的恒星星族的情况下重现。我解释的数据表明，气体的椭圆形的核形成的预富集，以更大的金属丰度增加\Mgtw。金属丰度分散的存在下，不改变镁和铁指数之间的关系，相对于SSP模型。因此，需要在最强的内衬星系的Mg/Fe过剩的确认，我提出了一个简单的方法来估计[Mg/Fe]比的基础上，现有的模型与太阳丰度比。
1996-09-30 astro-ph
Metallicity determination in gas-rich galaxies with semiempirical methods
本文研究了用于测定富气星系化学丰度的半经验方法的精度。为了做到这一点，总共438个星系的氧丰度测定使用电子温度，$R_{23}$和P方法。P方法的新校准给出了低金属丰度区域和高金属丰度区域的较小离散度，而转向区域中的最佳数字由$R_{23}$方法给出。我们还发现，分散与金属丰度。最后，可以说，这里研究的所有半经验方法都对金属度相当不敏感，$8.0\pm0.2$ dex值超过总样品的50%。\keywords{ISM: abundances; (ISM): H {\sc ii} regions}
2008-12-04 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 Cosmic Evolution of Metallicity from the SDSS Fossil Record
我们给出了SDSS星系的恒星金属丰度的时间演化，该星系的样本跨越恒星质量的五个数量级（10 ^7 - 10^{12} Msun）。假设BC 03的恒星星族模型，我们发现，更大质量的星系是更丰富的金属比质量较小的在所有的红移，质量-金属丰度的关系是烙印在星系的形成时代。对于目前恒星质量大于10^{10} Msun的星系，恒星金属丰度的时间演化非常弱，在哈勃时间内至多为0.2-0.3 dex-因此质量-金属丰度关系几乎不随红移而演化。然而，对于目前恒星质量< 10^{10} Msun的星系，演化是显著的，从红移3到现在，金属丰度增加了十多年。通过能够恢复的金属丰度的历史，我们已经设法确定最近从星云线和吸收线恢复的金属丰度之间的差异的起源。正如预期的那样，我们表明，年轻人口占主导地位的前者，而老年人口的后者。我们已经调查了依赖于所使用的恒星模型，发现旧的恒星星族合成代码不产生一个明确的结果。最后，我们探讨了星系团环境与金属丰度之间的关系，发现在高密度区的星系具有高金属丰度的意义上，有很强的相关性。
2008-04-18 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
The Metallicity of 0.5<z<1 Field Galaxies
我们测量了34个红移在0.5 < z < 1.0之间的CFRS成星星系的发射线比，并利用Pagel等（1979）提出的R_23金属丰度估算器计算了它们的金属丰度。目前的分析集中在15个L_H β> 1.2 × 10^41 erg s-1的星系。虽然我们的结果只能被认为是初步的，直到近红外光谱的Halpha和[NII]6583是可用的，这些星系的金属丰度似乎是非常相似的本地星系选择以同样的方式，似乎有很小的变化之间的关系，金属丰度和线和连续光度从z~1到今天。在这一阶段，我们的结果不支持这样的想法，即这些星系，已知一般是小的，晚型的形态，是矮星系亮的大爆发的恒星形成，从以前的研究已经提出。相反，我们的发现与这些系统是今天大量富含金属的星系的祖先的图片更加一致。
2000-11-19 astro-ph
The DEEP Groth Strip Survey XII: The Metallicity of Field Galaxies at 0.26<z<0.82 and the Evolution of the Luminosity-Metallicity Relation
利用深河外星系演化探测器（DEEP）的Groth Strip巡天（DGSS）的光谱数据，我们分析了56个发射线场星系在红移0.26<z<0.82范围内的气相氧丰度。氧相对于氢的丰度范围在8.4<12+log（O/H）<9.0之间，典型的不确定度为0.17 dex。56个DGSS星系共同表现出B波段光度和金属丰度之间的相关性，即，L-Z关系DGSS星系的红移分组的子集也表现出L-Z相关，但有不同的零点。最高红移区间（z=0.6-0.82）的星系比最低红移区间（z=0.26-0.40）的星系亮约1等，比局部（z<0.1）场星系亮约1-2等。对于低光度端（M_B ~ -19）的天体，这种偏离局部L-Z关系最大，而对于高光度端（M_B ~ -22）的天体，这种偏离几乎为零。因此，L-Z关系的斜率和零点似乎都在演变。要么是由于恒星形成水平的降低，最不明亮的DGSS场星系已经褪色了1- 2等，要么是它们经历了星际介质的平均金属丰度增加了1.3- 2倍（0.1-0.3 dex）。在过去的8 Gyr中，在较低光度（sub L*）星系中看到的相对较大程度的光度和金属丰度演化意味着一个更漫长的组装过程，或者与更明亮的L* 星系相比，一个更近的形成时代。（节略）
2003-05-01 astro-ph
ISM properties in low-metallicity environments I. mid-infrared spectra of dwarf galaxies
我们提出了新的ISOCAM中红外光谱的三个恒星爆发附近的矮星系，NGC 1569，IIZw 40，NGC 1140和30 Dor地区的LMC和探索的ISM在低金属环境中的属性，还使用额外的来源从文献中。我们分析了ISM探测的中红外观测的各个组成部分，并将它们与其他银河系和河外天体进行比较。低金属丰度星暴源的MIR光谱主要由[NeIII]和[SIV]线以及急剧上升的尘埃连续体组成。PAH带一般都很微弱，无论是局部还是整个星系的平均值，与尘埃星爆星系形成鲜明对比，那里的PAH特征非常明显，甚至在全球范围内占主导地位。的硬度建模的星际辐射场的矮星系增加PAH带发射的存在变得不那么明显。在整个星系中，[NeIII]/[NeII]的平均比值非常高，通常大于10。因此，硬辐射场是明显的和普遍的。我们发现一个显着的相关性之间的多环芳烃/VSGs和[NeIII]/[NeII]的比率为广泛的对象，包括低金属丰度星系以及银河系HII地区和其他富含金属的星系。这种效果是一致的硬度的星际辐射场发挥了重要作用，多环芳烃在低金属ISM的破坏。我们看到了多环芳烃/挥发性葡萄糖和金属含量之间的相关性，Engelbracht等人（2005年）在一项更大的调查中也发现了这一点。金属丰度和辐射场的共同作用对多环芳烃在低金属丰度体系中的行为有重要影响。
2005-10-04 astro-ph
Halos of Spiral Galaxies. III. Metallicity Distributions
我们报告了一项活动的结果，以图像的恒星星族在晕的高度倾斜的螺旋星系，与领域约10千秒差距（投影）从核。我们使用F814W（I）和F606W（V）过滤器在宽视场行星相机2，在哈勃太空望远镜上。在所有的星系中都检测到扩展的晕群。色星等图似乎完全被巨分支恒星所控制，没有证据表明任何区域存在年轻的恒星星族。我们发现，金属丰度分布函数的主要金属丰富的人口，与尾部延伸到金属穷人端。一阶，金属丰度分布函数的整体形状是类似于简单的，单组分模型的化学演化与有效产量增加星系光度的预测。然而，金属丰度分布显着窄于简单的模型中观察到的一些最明亮的星系的样本。很明显，更明亮的螺旋星系也有更多富含金属的恒星晕。对于更明亮的星系，与闭箱模型的偏离越来越大，这表明除了单个产率之外，还需要一个参数来描述化学演化。这个参数，这可能是有关的气体流入或流出无论是在原位或在祖矮星系，后来合并形成恒星晕，往往会采取行动，使金属丰度分布窄，在高金属丰度。
2005-10-09 astro-ph
K-luminous galaxies at z~2. Metallicity and B stars
本文给出了五个近红外亮（K < 20）星系在z~2处的合成光谱的分析结果。几条最强的吸收线出现在合并星系NGC 6090的紫外光谱中，而在z~3处的Lyman Break Galerkin光谱中却没有。它们被鉴定为Si III 1296、CIII 1428、Si III 1485和Fe 1380，是B星的典型光球线。通过比较被称为1425 AA指数（Si III，CIII，FeV）的纯光球线与Starburst 99模型，建议金属丰度高于太阳。高金属丰度的证据，加上高质量，高恒星形成率，以及可能的强大集群，表明这些星系是成为大质量球状体的候选者。
2004-11-11 astro-ph
Outliers from the Mass--Metallicity Relation I: A Sample of Metal-Rich Dwarf Galaxies from SDSS
我们已经从Tremonti等人（2004）测量的恒星形成星系的质量-金属丰度关系中识别出41个低质量高氧丰度异常值的样本。这些星系在-14.4 > M_B > -19.1和7.4 < log M_*/M_solar < 10的范围内具有8.6 < [12 + log（O/H）] < 9.3，令人惊讶地是非病理性的。它们有典型的特定恒星形成率，相当孤立，除了少数例外，没有明显的同伴。在形态上，它们类似于矮椭球星系或矮椭圆星系。我们预测，他们观察到的高氧丰度是由于相对较低的气体质量，得出的结论是，这些过渡矮星系接近其恒星形成活动的结束。
2008-07-02 astro-ph
Gas Metallicity of Narrow-Line Regions in Narrow-Line Seyfert 1 Galaxies and Broad-Line Seyfert 1 Galaxies
本文研究了窄线Seyfert 1星系（NLS 1 s）和宽线Seyfert 1星系（BLS 1 s）中窄线区域的气体金属丰度，以检验两个群体的Seyfert 1星系之间的气体金属丰度是否存在差异。我们采用两种方法来研究这个问题。一种是将[N Ⅱ]6583/H_α的发射线通量比与其他一些光学发射线通量比结合使用。这种方法，这已被经常应用于塞弗特2星系，表明窄线区域的气体金属丰度是无法区分的，或可能高于在BLS 1比NLS 1。与此相反，另一种方法，其中只有禁用的发射线通量的使用结果，NLS 1 s往往拥有更丰富的金属比BLS 1的窄线区域的气体。我们指出，这种不一致性可能是由于污染的广泛组成部分的允许线的窄组成部分的第一种方法。由于只用禁射谱线通量导出的结果不受巴耳末谱线宽分量拟合函数的任何不确定性的影响，因此这种方法的结果比用允许谱线导出的结果更可靠。因此，我们得出结论，窄线区域的气体金属丰度往往是更高的NLS 1 s比BLS 1 s。
2002-04-10 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
Metallicity distributions of globular cluster systems in galaxies
我们收集了100个星系的样本，不同的观察者已经确定了球状星团候选者的颜色指数。样本包括各种形态类型和不同光度的星系的代表。根据Kissler-Patig（1998）的关系，颜色指数（大多数情况下为（V-I），但也有（B-I）和（C-T1））转化为金属度[Fe/H]。用KMM软件分析这些数据，以估计分布与单峰或双峰高斯分布的相似性。我们发现，100个系统中有45个具有双峰金属丰度分布。这些星系贫金属组分的平均金属丰度为<[Fe/H]>=-1.40 \pm 0.02，富金属组分<[Fe/H]>=-0.69 \pm 0.03。分布的离散度分别为0.15和0.18。单峰金属丰度分布较广。这些数据将在随后的论文中进行分析，以找到与星系和星系环境参数的相关性。
2002-12-23 astro-ph
Metal Abundances of KISS Galaxies III. Nebular Abundances for Fourteen Galaxies and the Luminosity-Metallicity Relationship for HII Galaxies
我们报告的结果，从第三个在一系列的星云丰度研究的发射线星系的KPNO国际光谱巡天（KISS）。选择金属丰度估计值为12 + log（O/H）小于8.2 dex的镓进行观测。给出了从[OII] 3727，3729到[SII] 6717，6731的14个星系的光谱，计算了N，O，Ne，S和Ar的丰度比。极光[OIII]4363线在所有14个星系中都被探测到。通过直接电子温度T_e法测定的氧丰度证实样品为贫金属，其值为7.61 <= 12 + log（O/H）<= 8.32。通过结合文献中其他基于T_e的测量结果，我们证明了HII星系和更安静的矮不规则星系遵循相似的金属度-光度（L-Z）关系。主要的区别是零点之间的相关性，使HII星系的亮度平均为0.8 B级在一个给定的金属丰度。这种偏移可以作为证据来证明低光度的HII星系通常会经历两倍的光度增强，而将其宿主星系的光度提升2至3等的恒星爆发并不常见。我们还表明，包括相互作用的星系可以增加L-Z关系中的散射，并可能迫使观察到的相关性朝向较低的金属丰度和/或较大的光度。这必须考虑到当试图推断金属丰度演化时，通过比较本地L-Z关系与基于高红移样本的关系，因为相互作用星系的比例应该随着回望时间的增加而增加。
2004-08-18 astro-ph
On the origin of nitrogen in low-metallicity galaxies: Blue compact galaxies versus damped Lya absorbers
最近发现低金属丰度蓝致密星系（BCG）中HII区的N/O比值非常小。由此得出结论，N和O都是由大质量恒星产生的。相反，阻尼Lya吸收体（DLA）中的N/Si比显示出大的分散。这一结果提供了支持的时间延迟模型的氮生产在中等质量的恒星，氮生产在大质量的恒星不需要。这项研究的目的是测试这些观测数据是否相互兼容，以及与现有的星系化学演化理论是否兼容。我们发现，在以下三个假设下，有可能调和低金属丰度BCGs中N/O比的恒定性和DLAs中N/Si比的分散性：1）氮的很大一部分是由中等质量恒星产生的，2）BCGs和DLAs中的恒星形成发生在由静止期分隔的爆发中，（3）BCGs中HII区重元素丰度的测量值与早期的恒星形成事件有关。由于DLAs中低N/Si比的现实并非毫无疑问，因此在没有额外观测的情况下，低金属丰度BCGs中的氮可能是由大质量恒星产生的。
1999-04-13 astro-ph
On the origin of the luminosity - metallicity relation for late-type galaxies: Spirals to irregulars transition
我们考虑了晚型星系中两种被广泛引用的金属度-光度相关机制的作用：较高的散射水平和随着光度增加重元素损失效率降低。我们发现这两种机制对低光度星系（logL_B = 8）和高光度星系（logL_B = 10.5）氧丰度范围的贡献大致相等。我们还考虑了从螺旋到不规则星系的过渡，发现氧丰度不足（表明星系与其环境之间的质量交换程度）和气体分数沿序列平稳变化。因此，我们没有发现“不规则与螺旋二分法”。
2000-01-05 astro-ph
Optical and Near-Infrared Color Profiles in Nearby Early-Type Galaxies and The Implied Age and Metallicity Gradients
我们目前的年龄和金属丰度梯度分析推断，从光学和近红外表面测光的结果。该分析基于斯隆数字巡天和2微米全天巡天的早期数据发布中获得的36个邻近早期类型星系的样本。每个波段的表面亮度分布图都被用来研究星系的颜色梯度。利用简单的光学和近红外色的恒星星族模型，我们可以用星系的年龄和金属丰度梯度来解释颜色梯度。使用$g_Z \equiv d \log Z_{\rm met} / d \log R $和$g_A = d \log {\rm Age} / d \log R $来表示金属丰度和年龄梯度，我们发现金属丰度梯度的$g_Z=-0.25\pm 0.03$的中值，具有分散$σ_{g_Z}=0.19\pm0.02$。年龄梯度的相应值为$g_A=0.02\pm 0.04$和$σ_{g_A}=0.25\pm0.03$。这些结果与最近的观测结果以及最近的模拟结果非常一致，这些模拟结果表明整体坍缩和主要合并在早期星系的形成中发挥了重要作用。我们的研究结果表明，使用从当前和未来的光学和红外调查中获得的多波段的颜色在约束早期类型的星系的年龄和金属丰度梯度的潜力。
2004-12-02 astro-ph
Halos of Spiral Galaxies. II. halo metallicity-luminosity relation
利用哈勃太空望远镜，我们已经解决了八个附近的螺旋星系晕中的单个红巨星分支恒星。磁场位于沿星系短轴的投影距离2到13千秒差距之间。该数据集允许在晕恒星星族的系统趋势的第一次看看。我们发现，明亮的星系往往有广泛的红巨星分支恒星的颜色分布与红色的平均颜色，这表明重元素丰度的传播与母星系的光度增加。恒星晕的平均金属丰度，使用红巨星分支恒星的平均颜色估计，与母星系的光度相关。银河系晕的金属丰度比这个光度-金属丰度关系低近1倍，这表明银河系的晕对于螺旋星系来说是例外而不是规则;即，具有贫金属晕的巨大螺旋是不寻常的。光度晕恒星丰度的关系是一致的恒星系统嵌入在占主导地位的晕预期的比例关系，这表明大部分的晕恒星星族可能已经形成在原地。
2005-10-09 astro-ph
Metallicity Effects on Dust Properties in Starbursting Galaxies
我们目前的红外观测66星暴星系在广泛的氧丰度，测量金属量如何影响其尘埃性质。这些数据包括斯皮策太空望远镜的成像和光谱，并辅以地面近红外成像。我们证实了强相关性的芳香族排放与金属，在金属[12+log（O/H）]~8的阈值。这种行为的金属丰度和辐射硬度依赖性的大分散意味着它不是由于单一效应，而是由于某种组合。我们发现，大尘埃颗粒的远红外线色温增加对较低的金属丰度，在金属丰度为8达到峰值，然后翻转。我们计算尘埃质量，并将其与文献中的HI质量进行比较，以得出气体与尘埃的比率，该比率在太阳金属丰度和金属丰度为8之间增加了近3个数量级，低于该数量级则会被排除在外。因此，在中红外波长的芳香族发射的突然变化似乎反映在远红外特性，表明金属含量的变化影响了占主导地位的红外发射的尘埃颗粒大小的整个范围的组成。此外，我们发现，比值L（8微米）/L（TIR），校准高红移星系的24微米测量的重要性，略有增加的金属丰度从~太阳到~50%的太阳减少，然后减少了一个数量级的金属丰度进一步减少。虽然绝大多数星系都表现出类似的行为模式，但有三个例外，SBS 0335- 052 E，Haro 11和SHOC 391。它们的红外SED在能量上由24微米附近的中红外线主导，而不是由60 - 200微米区域主导。（节录）
2008-01-11 astro-ph
The study about the revised R23-P method for metallicity estimates based on ~20,000 SDSS galaxies
我们从SDSS-DR 2中选取了约20000个富金属恒星形成星系，研究了Pilyugin等人提出的R23-P方法的金属丰度估计。由他们修订的R23-P方法得到的氧丰度比以前的方法低约0.19 dex，比MPA/JHU小组得到的贝叶斯丰度低约0.60 dex。这些丰度差异与P参数密切相关，对log（R23）参数的依赖性较弱。
2007-01-09 astro-ph
The Metallicity Dependence of the CO-to-H$_2$ Conversion Factor from Observations of Local Group Galaxies
将IC 10中9个分子云的高分辨率CO图与到这个附近贫金属星系的距离的新测量相结合，精确测量了CO到H2的转换因子。IC 10的结果与其他四个本星系群星系（M31，M33，NGC 6822，SMC）的公布数据相结合，以跟踪CO到H2转换因子对氧丰度的依赖性。这些数据最终表明，CO到H的$_2$转换因子随着宿主星系金属丰度的降低而增加，金属丰度降低10倍时，转换因子增加4.6倍。
1995-06-20 astro-ph
F stars, metallicity, and the ages of red galaxies at z > 1
我们探讨是否休息帧近紫外光谱区，通过光学光谱学在高红移星系中观察到的，包含足够的信息，让年龄和金属丰度之间的简并被解除。我们这样做是通过测试进化合成模型的能力，以收回正确的金属丰度时，安装到近紫外光谱的F星已知（太阳下和超级太阳）的金属丰度。F星特别令人感兴趣，因为z > 1的最古老已知椭圆星系的静止坐标系近紫外光谱似乎是由靠近主序星转折点的F星主导的。我们发现，在F星的情况下，HST的紫外光谱具有高信号：噪声，模型拟合金属丰度允许变化作为一个自由参数是相当成功的导出正确的金属丰度。结果表明，由模型拟合得到的这些恒星的熄灭年龄得到了很好的约束。受此鼓舞，我们用凯克望远镜获得的z \simeq 1.5 mJy射电星系53 W 091和53 W 069的深可见光光谱拟合了同样的可变金属丰度模型。虽然年龄金属丰度简并不那么容易解除这些星系，我们发现，即使当金属丰度允许作为一个自由参数，他们的年龄的最佳估计仍然是\geq 3 Gyr，年龄小于2 Gyr现在强烈排除。此外，我们发现，使用MOPED搜索金属丰度和恒星形成历史的整个参数空间（Heavens等人，2000）得出同样的结论。因此，我们的研究结果继续强烈反对爱因斯坦-德西特宇宙，并支持一个以恒星为主导的宇宙，其中至少这些特定的椭圆星系中的恒星形成是在红移范围z = 3 - 5的某处完成的。
2002-09-09 astro-ph
The Predicted Metallicity Distribution of Stars in Dwarf Spheroidal Galaxies
我们预测了恒星的金属丰度分布和年龄-金属丰度关系的6个矮球状（dSph）星系的本星系群的化学演化模型，该模型能够再现几个观测到的丰度比和这些星系的总质量和气体含量的今天。该模型采用了最新的核合成，并考虑到不同类型的超新星（II，Ia）所发挥的作用，使我们能够详细了解几种化学元素（H，D，He，C，N，O，Mg，Si，S，Ca和Fe）的演变。每个星系模型都由恒星形成率和星系风效率的处方指定，以重现这些星系的主要特征。这些数量的限制，恒星形成历史的星系所推断的观察到的颜色星等图（CMD）。主要结论如下：i）6个dSphs星系中有5个具有非常低的恒星形成效率（$ν= 0.005 - 0.5 Gyr ^{-1}$）只有射手座的比你高（$ν= 1.0 - 5.0 Gyr ^{-1}$）; ii）所有星系的风效率都很高，在$w_i$ = 6 - 15的范围内; iii）为了再现星系的丰度比和现今的气体质量，需要很高的风效率; iv）dSphs恒星的年龄-金属丰度关系表明，dSphs恒星在2 - 6 Gyr量级的时间尺度内达到太阳金属丰度; v）dSphs恒星的金属丰度分布在[Fe/H] $\sim$ -1.8到-1.5 dex附近呈现峰值，人马座除外（[Fe/H] $\sim$ -0.8 dex）; iv）预测的恒星金属丰度分布表明，dSphs中的大多数恒星形成于与观测到的恒星一致的金属丰度范…
2004-03-25 astro-ph
Wolf-Rayet Galaxies in the Sloan Digital Sky Survey: the metallicity dependence of the initial mass function
我们使用了一个大样本的174沃尔夫-拉叶（WR）星系从斯隆数字巡天研究是否以及如何恒星初始质量函数的斜率取决于金属丰度。我们计算每个对象的氧丰度，根据我们将我们的样本分为四个金属丰度子样本。对于每个子样本，我们然后测量三个量：\hb发射线的等效宽度，WR凸点的等效宽度约4650欧姆，和WR凸点到\hb强度比，并与Schaerer和Vacca的进化合成模型的预测相同的数量进行比较。这样的比较导致了一个明确的依赖性的初始质量函数（$α$）的金属丰度，在较高的金属丰度的星系往往有陡峭的初始质量函数，从$α\sim$ 1.00的最低金属丰度的$Z=0.001$到$α\sim$ 3.30的最高金属丰度$Z=0.02$的斜率指数范围。我们已经仔细地检查了模型或观测测量中可能的系统误差的来源，并表明这些来源不会改变这一结果。
2006-10-14 astro-ph
