Chemical Abundance Calibrations for the Narrow-Line-Region of Active Galaxies
利用[OIII] $λλ$ 4959，5007/H $β$，[NII] $λλ$ 6548，84/H $α$和[OII] $\lambda3727/$ [OIII] $λλ$ 4959，5007这三种容易观测到的光学发射线比值，研究了活动星系窄线区的两种化学丰度刻度.校准是从一个网格模型的假设，负责生产这些线的主要过程是光电离的一个“典型的”活动星系核连续。化学元素的丰度随氧而变化，但氮除外，氮被认为是次级核合成的产物。计算范围为$8.4 \le 12+log(O/H) \le 9.4$的校准，并使用在细胞核附近具有HII区的Seyfert和LINER样品的NLR数据进行测试。这些HII区的气体丰度已确定在以前的工作中，和NLR丰度的假设，他们可以外推的HII区。的校准工作非常好的塞弗特的，给的丰度值，同意从HII地区获得的，因此可以用于快速估计的化学丰度的NLR的。对于LINER的，校准给出的值低于来自相应的HII区域的值，这表明模型的假设不适用于它们，并且在LINER的NLR中有不同的物理过程。
1997-11-25 astro-ph
The Calibration of the O/H Abundance Indicators for Extragalactic H II Regions Based on O II Recombination Lines
基于O Ⅱ复合线，我们提出了一种新的Pagel O 23指示剂刻度（称为O Ⅱ [RL]），用于确定河外H Ⅱ区和发射线星系的O/H丰度比。O II（RL）校准产生的O/H丰度比T（4363）方法（t2 = 0.00）产生的O/H丰度高约2倍。的O II（RL）校准的不同性质的发射线星系的研究，如它们的金属丰度，恒星形成率，和初始质量函数的影响。O II（RL）校准也会影响基于其他O/H指标的丰度测定，包括碰撞激发线，如O3 N2，N2，S23，Ar 3 O3和S3 O3。我们认为，T（4363）方法和光电离模型方法之间的争议，以获得O/H值主要是由于所观察到的H II区域内的温度变化。
2006-08-21 astro-ph
Elemental Abundance Ratios in Stars of the Outer Galactic Disk. III. Cepheids
我们目前的金属丰度，[Fe/H]，和元素丰度比，[X/Fe]，为24造父变星的外银河系盘的样本。该样本的银心距离为12 <RGC（kpc）< 17.2，使其成为最远的银河系造父变星，对其进行了详细的丰度分析。我们发现太阳下的[Fe/H]比和[α/Fe]、[La/Fe]和[Eu/Fe]的过量。所有丰度比都表现出超过测量不确定性的分散性。正如我们以前对旧的疏散星团和场巨星的研究所看到的，[alpha/Fe]和[Eu/Fe]的增强比率表明，最近的恒星形成发生在外盘。外盘造父变星似乎呈现[Fe/H]和[alpha/Fe]的双峰分布。大多数造父变星延续了Andrievsky的较大造父变星样本所展示的银心距离趋势，我们将这些恒星称为“银河造父变星”。少数造父变星显示出相当低的[Fe/H]和较高的[alpha/Fe]，我们将这些恒星称为“合并造父变星”。合并事件的一个标志是“银河系”造父变星和“合并”造父变星之间的成分差异。造父变星满足这一要求，我们推测，不同的组成表明，“合并造父变星”可能已经形成的影响下，重大的合并或吸积事件。造父变星的短暂寿命表明，合并事件可能正在进行中，麒麟座环和大犬座星系可能是合并的候选者。[删节]
2005-12-13 astro-ph
The dependence of some metallicity calibrations of strong-line ratios on nitrogen enrichment history
我们显示的贝叶斯和N2衍生的氧丰度的恒星形成星系的N-富集的历史的依赖。我们从SDSS数据库中选择了531个贫金属和~ 20，000个富金属星系进行这项研究。它们的O/H丰度分别由Te法和P法得到。贝叶斯丰度和N2丰度与这两个“精确”丰度的差异与log（N/O）丰度比有明显的相关性。
2007-01-09 astro-ph
Self-Consistent Theory of Halo Mergers
暗物质晕的合并速率是研究结构和星系形成的绝对必要的组成部分。然而，值得注意的是，我们对晕合并率的定量理解仍然相当有限，目前基于扩展的Press-Schechter形式主义的分析描述存在根本性缺陷。我们表明，一个数学上自洽的合并率必须符合以下意义上的晕丰度的演变：合并率必须，当插入到Smoluchowski凝聚方程，产生正确的演变晕丰度。然后，我们描述了一个数值技术，以找到合并率是一致的这种演变。我们目前的结果从一个初步的研究中，我们发现合并率，复制的演变的晕丰度根据按Schechter幂律功率谱。我们讨论了目前的方法的局限性，并概述了仍然必须回答的问题之前，我们有一个完全一致的和正确的理论晕合并率。
2004-07-07 astro-ph
A High-Abundance Arc in the Compact Group of Galaxies HCG 62: An AGN- or Merger-Induced Metal Outflow?
我们提出了一个钱德拉研究的金属分布在X射线明亮的致密星系群HCG 62。我们发现扩散X射线辐射在中心星系NGC 4778的核心处达到峰值，并且主要是由热气体的贡献。漫射发射在\simeq 0.25^{ \prime }内大致对称，其被沿东北-西南方向排列的双侧X射线腔跨越。通过绘制发射硬度比分布图和进行二维谱分析，我们在距离X射线峰约2^{ \prime }（33.6 h_{70} ^{-1} kpc）处确定了一个显著的高丰度弧区，该弧区从南到西北横跨一个广阔的区域，其中一部分大致与西南X射线空腔的外缘重合。在这个弧中测得的平均丰度比在其邻近地区高约2倍，其中的丰度比是很好的一致性与SNIa产量的优势。我们估计弧中所含铁的质量为>3 \times 10^{6} h_{70} ^{-2.5}太阳质量，占银河系合成铁的>3%。高丰度弧可能是活动星系核活动的结果。然而，也有可能弧是在最近的合并中形成的，正如最近的光学运动学研究（Spavone et al. 2006）所暗示的那样，这意味着合并可能与活动星系核活动在早期类型星系及其相关星系群或星系团的金属再分布中一样重要。
2007-01-05 astro-ph
Empirical strong-line oxygen abundance calibrations from galaxies with electron temperature measurements
我们确定的气相氧丰度为695星系和H II区域的样品与可靠的检测[O III]4363，使用温度敏感的Te方法。我们的目的是评估经验方法的有效性，如R23，R23-P，log（[N II]/H α）（N2），log[（[O III]/H β）/（[N II]/Halpha）]（O3N2），和log（[SII]/Halpha）（S2），尤其是重新推导（或增加）R23，N2，O3 N2和S2指数的氧丰度的基础上，这个大样本的星系与Te为基础的丰度。我们从SDSS-DR 4中选取了531个恒星形成星系，并从文献中选取了164个星系和H II区进行研究。它们的（O/H）丰度大多在7.1<12+log（O/H）<8.5之间。对于大约一半的SDSS样品，MPA/JHU小组获得的贝叶斯丰度与基于Te的（O/H）测量值相比高估了约0.34 dex，这可能是由于在他们使用的模型中处理了氮富集。R23和R23-P方法系统地高估了O/H丰度，分别为~0.20 dex和~0.06 dex。N2指数，而不是O3 N2指数，提供相对一致的O/H丰度与Te-方法，但有一些分散。N2、O3、N2、S2与log（O/H）的关系与Kewley & Doptita（2002）的光电离模型计算结果一致，但R23与log（O/H）的关系不一致。然后，我们从R23，N2，O3 N2和S2指数的基础上，这个大样本的星系，特别是…
2006-10-03 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
Dark matter halo abundances, clustering and assembly histories at high redshift
我们使用一套高分辨率的N体模拟来研究高红移下高质量晕的性质、丰度和成簇，包括它们的质量组装历史和合并。我们发现，最适合的分析形式的丰度晕敏感地依赖于假设的定义晕质量，与常见的定义晕质量不同的两个因素，这些低浓度，大规模的晕。大量的巨大晕正在经历快速的质量增长，主要的合并活动是常见的。我们比较的合并和质量吸积的历史，扩展的Press-Schechter形式主义。我们考虑如何主要合并引起的恒星形成或黑洞吸积可能会改变从崩溃晕光子生产的分布，从而再电离，使用一些简化的例子。在所有这些中，给定质量的晕的光子分布获得大的散射。如果罕见的高质量晕对光子产生率有显著贡献，则光子产生率的散射可以转化为电离气泡尺寸的额外散射。
2008-01-04 astro-ph
A sulphur abundance study of NGC 300 by an empirical calibration method
我们提出了一种基于H II区强硫发射线[S II] 6716、6731和[S III] 9069、9531的经验硫丰度测定方法。根据文献数据的汇编，我们对硫丰度与（[S II] + [S III]）/H β进行了校准，类似于广泛用于更容易观察到的等电子元素氧。这使得在河外H II区的丰度测定，而无需测量用于模型计算的弱温度敏感线。作为经验校准的第一个应用，我们采用专门设计的多孔径狭缝掩模，同时观测了螺旋星系NGC 300中不同星系心距离处的H II区，获得了波长范围为3650-10000 AA的15个光谱。硫和氧丰度的确定和氧梯度与以前发表的工作中发现，以及一个有点陡峭的硫丰度梯度。这导致log S/O随半径增加而略微降低。相当低的S/O值似乎证实了Diaz等人（1991年）所证明的在高金属丰度时log S/O下降的趋势，但在得出任何明确的结论之前还需要更多的数据。我们发现，正如预期的那样，辐射柔软度参数η随半径的增加而减小，并且斜率与类似金属丰度的螺旋星系相当。
1996-11-15 astro-ph
Revised Stroemgren metallicity calibration for red giants
本文提出了一种新的红巨星铁丰度Stroemgren（b-y），m_1图刻度。这个校准是基于半人马座球状星团omega、M22和M55中的巨星以及Anthony-Twarog & Twarog（1998）列表中的场巨星的均匀样本。对于高金属丰度，新的校准与Grebel & Richtler（1992年）的先前校准有关，该校准对低于-1.0 dex的铁丰度不满意。修正后的刻度适用于丰度范围为-2.0 < [Fe/H]r $< 0.0 dex, and a color range of 0.5 < (b-y) < 1.1 mag. As shown for red giants in $ ω$半人马座的CN-弱/正常红巨星，在（b-y），m_1图上不能将Stroemgren金属丰度大于-1.0 dex的CN-弱星与铁丰度较低但CN带强度较高的星区分开来。
1999-11-19 astro-ph
The oxygen abundance in the inner HII regions of M101. Implications for the calibration of strong-line metallicity indicators
我提出了深光谱的四个HII区域的内部，金属丰富的区域的螺旋星系M101获得的LRIS摄谱仪在凯克望远镜。从两个目标HII区，H1013和H493的碰撞激发线的分析，我已经得到氧丰度12+log（O/H）=8.52和12+log（O/H）=8.74，分别。这些测量扩展了通过直接方法对M101的氧丰度梯度的测定，使其距离中心仅为3 kpc。H1013中CII 4267线的强度导致碳丰度12+log（C/H）=8.66，相当于太阳值的近两倍。通过比较由巴耳末不连续性导出的连续温度T（Bac）=5000 K和由[OIII]4363/5007导出的线温度T[OIII]=7700 K，导出了平均温度T0=5500 K和均方温度涨落t^2=0.06。考虑到温度的空间不均匀性，从氧极光线获得的氧丰度提高到12+log（O/H）=8.93。这些调查结果进行了讨论的背景下，校准的强线金属丰度指标，特别是上支的R23。没有证据表明，理论上预测的富金属HII区的温度梯度所产生的强烈的丰度偏差。
2006-10-23 astro-ph
Mixing and Transfer of Elements by Interactions and Mergers
星系间的相互作用会产生强大的扭矩，从而产生径向气体流。在丰度梯度方面，这些流动有两种相反的趋势：低丰度化和梯度平坦化，中心恒星形成增强，梯度陡峭化。机制，以创建丰度梯度进行了讨论，并与观测比较详细，关于螺旋（如碰撞环，星爆。）或椭圆形（形成或不合并）。回顾N体模拟预测，考虑到恒星的形成，也提出。
1997-12-11 astro-ph
The oxygen abundance gradient in M101: the reliability of the P method
本文给出了大设计星系M101内部90个HII区氧丰度的测定结果。采用P方法推导丰度（Pilyugin 2001 a）。与以前的测定使用另一种校准和直接测量的电子温度，以获得氧丰度的比较。结果表明，从电子温度法得到的丰度的协议，也表明，旧的校准是不准确的P方法。
2004-04-29 astro-ph
Interaction in Abell 2256: the BeppoSAX view
我们提出的合并集群阿贝尔2256的空间分辨光谱分析的结果。BeppoSAX星载MECS的长积分时间（135 ks）和良好的空间分辨率使我们能够获得一种新的和大大改进的温度结构测量。我们发现，在集群的中心区域，合并的影响是可见的ROSAT表面亮度图像，方位角平均投影温度是非常平坦的，在这个区域以外的投影温度迅速下降。BeppoSAX号卫星的数据还清楚地表明，在4 '-8'（0.4-0.8 Mpc）径向仓中存在方位角温度梯度，其方向与合并本身的方向相同。我们的金属丰度剖面首次显示了在一个丰富的合并集群中存在丰度梯度的确凿证据。有趣的是，丰度图显示，在东南区，即离合并最远的区域，在与星团核心半径相当的半径处，丰度急剧下降了两倍。一种可能的解释是，在合并事件之前，在下降子群的核心已经形成了冷却流，正如Fabian和Daines（1991）所建议的那样。子结构之间的相互作用会破坏冷却流，从而重新加热和重新混合气体。由于A2256中的合并仍处于相对早期的阶段，位于合并事件相对侧的气体仍将保持与冷却流中断之前的团簇内介质（ICM）相关联的低丰度。
2000-03-04 astro-ph
Is HCG31 undergoing a merger or a fly-by interaction?
介绍了Hickson致密群31（HCG 31）星系的法布里-珀罗光谱和多天体光谱。根据我们的H $α$数据立方体，星系A和C是一个单一的实体，显示没有不连续的运动学。运动学上，星系E可能是A+C复合体的一个组成部分;否则它就是一个新近分离的碎片。从运动学和化学上看，星系F似乎是由从A+C复合体中潮汐移动的物质形成的。半乳糖醛酸B和G在运动学上与该复合物不同。Q星系也有一个与群成员相容的径向速度。星系A、B、C和F的氧丰度几乎相同，尽管它们的光度范围都是5 $ $。星系B的氧丰度对于它的光度来说是正常的，而星系F的氧丰度是预期的，因为它的起源是A+C复合体的潮汐碎片。如果A+C复合体是一个晚期螺旋星系，由于潮汐相互作用而遭受强烈的气体流入和恒星形成，那么星系A和C中的氧丰度也是可以理解的。考虑到星系和\ion{H}{i}气体的运动学、氧的丰度以及星系G的位置，我们提出星系G与A+C复合体的相互作用，而不是星系A和C的合并，是对HCG 31潮汐特征和其他性质的更完整的解释。在这种情况下，A+C复合体不一定是正在进行的合并，尽管不排除这种可能性。
2002-11-03 astro-ph
Measuring Chemical Abundances in Extragalactic Metal-Rich HII Regions
富含金属的HII区域的分析对广泛用于测量恒星形成星系的化学含量的丰度诊断的校准产生了深远的影响，无论是在本地还是在高红移。我回顾的主要困难，影响直接丰度测定温度敏感的碰撞激发线，并简要讨论强线的方法，特别是他们的经验校准。在不久的将来，将有可能使用金属复合线校准强线方法，提供几乎对星云温度结构的不确定性不敏感的丰度。
2006-08-19 astro-ph
Searching for merger debris in the Galactic halo: Chemodynamical evidence based on local blue HB stars
我们报告的发现，一组本地A型蓝色水平分支（HBA）的恒星在一个类似彗星的轨道上移动，具有非常相似的运动学和丰度。这个偶然发现的星团包含5或6颗非常接近银河系中心的HBA恒星，它们的[Fe/H]约为-1.7，并且它们似乎至少在Mg，Si，Ti，Fe，Al和Cr丰度方面表现出最小的分散。这个“彗星轨道群”（COG）是在我们测试一种新方法来探测与较小的特定原星系实体合并到我们的星系中有关的碎片时发现的。该方法主要旨在识别具有类似运动学和详细的多物种丰度模式的HBA恒星，如在幸存遗迹的成员中所见（例如，半人马座ω）。很有可能，COG是在相对遥远的过去发生的合并事件（即，（至少一次革命）。
2005-07-02 astro-ph
The Mass Assembly History of Spheroidal Galaxies: Did Newly-Formed Systems Arise Via Major Mergers?
我们研究了GOODS场中0.4<z<1.0球状星系的形态选择样本的性质，以确定它们的丰度随时间的增加是否主要来自合并。为了解决这个问题，我们确定从恒星速度色散确定的动力学质量之间的比例关系，并从光学和红外测光确定的恒星质量。我们利用这些关系在更大的样本，我们有恒星质量，以构建第一个统计上稳健的估计的演变动力学质量函数在0<z<1。观测到的趋势与邦迪等人2005年关于球状星系丰度自上而下增长的恒星质量函数中所见的趋势相匹配。通过参考我们的动力学质量的晕维里质量，我们比较的增长率在丰富的球状体的预测组装的暗物质晕。我们的比较表明，主要的合并并不能完全解释新的球状体的出现，因为z~1和额外的机制，如形态的变化，需要驱动观察到的演变。
2007-07-02 astro-ph
On The Survival and Abundance of Disk-dominated Galaxies
我们研究了Lambda CDM宇宙中盘控星系的形成。它们的存在被认为是对Lambda CDM宇宙学的一个挑战，因为星系合并会使恒星盘各向同性，并触发气体盘中的角动量传输，从而促进中心恒星球状体的形成。在这里，我们假设，从气体丰富的磁盘恒星球状体的形成是由两个参数，星系合并，合并暗物质晕的质量比，和维里速度较大的合并晕的特点。我们利用合并的历史产生的宇宙学密度场的实现来计算的暗物质晕，避免了球体形成的分数，并比较派生的统计数据与球体的占领分数在调查附近的星系。例如，我们发现，如果导致中心球状体形成的合并是质量比M2/M1 > 0.3和维里速度Vvir，1 > 55 km/s的合并，那么盘主导星系在Lambda CDM中的存活率就足以解释宇宙中观察到的盘主导星系的分数表示。我们讨论这个标准的物理起源。
2007-11-19 astro-ph
Calibration of Nebular Emission-line Diagnostics: II. Abundances
我们研究测量星云化学丰度的标准方法，包括基于直接T_e测量的估计，以及亮线诊断。我们使用4个LMC HII区域的观测，其电离恒星的分类范围从O 7到WN 3。我们假设T_e结构为两区结构，计算离子丰度。我们比较了与光电离模型定制的个别对象的属性，并强调了正确的T_e在这两个区域，否则可能会导致~0.2 dex的丰度估计的误差的重要性。任何天体都没有0.1 - 0.15 dex的空间变化，即使是一个拥有3颗WR恒星的天体。我们的数据与O和S的R23和S23诊断模型一致。我们提出了S23的第一个理论轨道，这与一个更大的数据集非常一致。然而，与先前的建议相反，S23对电离参数比R23敏感得多，因为S23不对SIV进行采样。因此，我们引入S234 =（[SII]+[SIII]+[SIV]）/H-β。与S23相比，S234中的预测和观察到的空间变化显著减少。[SIV]10.5微米的强度很容易从[SIV]/[SIII]和[OIII]/[OII]之间的简单关系估计。这种估计S234的方法与我们的模型非常吻合，因此我们给出了S234的理论校准。S23和S234的双值结构仍然是R23的一个重要问题，目前我们认为S诊断仅在Z < 0.5 Z_sol时可靠。然而，略大的动态范围和良好的兼容性与理论预测表明，S诊断更有效的丰度指标比R23。
2000-03-22 astro-ph
Chandra Observations of Abell 2029: No Cooling Flow and a Steep Abundance Gradient
利用Chandra ACIS-S仪器获得了Abell 2029星系团的高空间分辨率温度和丰度剖面。我们的观察结果表明，光谱是很好的拟合由单相气体在每个环。虽然星系团内介质的温度从3弧分（260千秒差距）时的~9 keV下降到星系团中心5弧秒（5千秒差距）时的3 keV，但没有证据表明在低于3 keV的温度下有气体发射。增加冷却流组件并没有改善配合，尽管先前声称有大量的冷却流。也没有超过银河系N_H值的过量吸收的证据。我们还观察到一个陡峭的Fe丰度梯度，这样Z_Fe >= 2 Z_太阳（假设陨石太阳Fe丰度）在核心，从富Fe的Ia型超新星在cD星系的显着富集一致。Fe丰度在3弧分（260千秒差距）时降至~0.5 Z太阳能，与以前的BeppoSAX测量结果吻合得很好。高分辨率图像既没有显示出强的中心点源，也没有显示出任何与冷却流或合并有关的对流结构。强烈的合并签名的情况下反对创建的广角尾射电源形态的合并事件。（为astro-ph修改）。
2002-05-22 astro-ph
Impact of the new solar abundances on the calibration of the PMS binary system RS Cha
内容：在最近的一项工作中，我们试图通过理论恒星模型获得前主序星双星系统RS Cha的两个组成部分的校准。我们发现，用标准恒星模型重现RS Cha观测参数的唯一方法是将来自GN 93太阳重元素混合物的碳和氮的初始丰度减少十分之几dex。目的：在这项工作中，我们的目标是再现的RS查星的观测特性的恒星演化模型的基础上，新的AGS 05太阳混合物最近来自一个三维太阳模型大气。相对于GN 93混合物，AGS 05混合物贫碳、氮和氧。方法：我们使用AGS 05混合物和适当的不透明度表计算RS Cha组分的新恒星模型。我们寻求的模型，同时满足两个组件（质量，半径，光度，有效温度和金属丰度）的观察。结果：我们发现用基于标准输入物理的AGS 05模型再现RS Cha星的观测数据是可能的。根据这些模型，该系统的初始氦含量为Y~0.255，年龄为9.13 +-0.12Myr。
2007-07-17 astro-ph
Stellar Abundances in Young and Intermediate Age GCs
球状星团（GC）的形成似乎是一种普遍的恒星形成模式，在极端的恒星爆发所触发的强相互作用和合并的大质量气体丰富的星系。我们使用我们详细的化学一致的进化合成模型的螺旋星系预测恒星的丰度和丰度比的第二代GC作为其年龄或形成红移的函数。与观测到的最近在正在进行的交互作用（NGC 4038/39）和合并残留物（NGC 7252）中形成的年轻星团的光谱进行比较是令人鼓舞的。年轻星系团和中间星系团以及具有双峰色分布的椭圆星系团/S 0星系团的红峰色分布的丰度和丰度比（及其各自的分布），预示着这些星系团的形成过程和环境的大量信息。在10米级望远镜上，不仅可以观测到明亮的年轻星系团，而且可以观测到E/S 0星系中具有代表性的“老”GC种群。
2003-10-21 astro-ph
Probing Elemental Abundances in SNR 1987A Using XMM-Newton
我们报告了XMM-牛顿任务对超新星遗迹（SNR）1987 A的最新观测结果（2007年1月）。自2003年5月Haberl等人（2006年）的观测以来，11条发射线的通量增加了约3至10倍，其中O VIII的775 eV线显示出最大的增加;我们观察到了XMM-牛顿以前未报道的Fe XVII和Fe XVIII的6条线。代表非平衡电离等离子体的两个冲击模型拟合到EPIC-pn谱，产生~ 0.4和~ 3 keV的温度，以及N，O，Ne，Mg，Si，S和Fe的元素丰度。我们证明了N和O的丰度比可以被限制到小于~20%的准确度。在相同的置信区间内，同样的分析表明，C+N+O丰度在~ 1.1 × 10^-4到1.4 × 10^-4之间变化。用Hughes，Hayashi & Koyama（1998）的大麦云云（LMC）值对我们获得的丰度进行归一化，我们发现O、Ne、Mg和Fe丰度不足，而Si和S丰度过高，这与Aschenbach（2007）的发现一致。这样的结果对SNR 1987 A的前身星的单星和双星吸积/合并模型都有影响。在Morris & Podsiadlowski（2006，2007）提出的双星合并假设中，形成赤道内环的物质在合并后被排出，这意味着我们推导出的铁丰度与典型的LMC值不一致，或者在SNR 1987 A的祖星位置铁丰度不足。
2007-11-17 astro-ph
Galaxy Mergers: A Search for Chemical Signatures
我们已经收集了二十多个高速贫金属场恒星的高分辨率阶梯光谱，包括BD+80 245，一颗以前已知具有极低[alpha/Fe]丰度的恒星，以及G4-36，一颗新的具有异常大[Ni/ Fe]的低alpha恒星。在这个运动学选择的样本中，还发现了其他化学异常的恒星。除了推导α元素丰度，我们还分析了铁族和S过程元素。晕中不仅存在化学亚结构，而且所有元素族中的化学异常也不尽相同。
2000-07-06 astro-ph
Calibration of the CH and CN Variations Among Main Sequence Stars in M71 and in M13
Cohen（1999 a，b）对在M71和M13主序星的大样本中测量的CN和CH带强度进行了分析，使用合成光谱来量化潜在的C和N丰度。在M71的情况下，我们发现观测到的CN和CH带强度与{ \it{identical} } C/N/O丰度最匹配，这与亮巨星相吻合，这意味着：1）在M71的红巨星分支上升过程中几乎没有发生任何混合，2）C和N丰度不均匀性的重要组成部分在主序关闭之前就已经存在。混合的不可能性，而对主序列需要解释的丰度变化，这是目前的恒星（原始的不均匀性或内集群自我富集）之外。对于M13，它表明，3883 CN带太弱，无法在光谱中测量任何合理的预期组合物。CH也存在类似的情况。然而，两颗更明亮的程序星的碳丰度似乎比明亮的巨星中的碳丰度大得多，这表明在M13红巨星分支上发生了深度混合。
2001-04-05 astro-ph
Coalescing Neutron Stars: A Solution to the R-Process Problem?
最近的计算对超新星产生正确数量的r过程核的能力提出了质疑。本文给出了等质量中子星双星合并的三维牛顿SPH计算结果。我们发现喷射质量的数量是非常有前途的解释所观察到的r-过程丰度。初步的丰度计算表明，实际上所有的材料都受到r-过程的条件。计算的丰度模式很好地再现了太阳r过程丰度的基本特征。特别是在A= 195附近的峰值很容易再现，而无需对初始熵进行任何调整。因此，最终所有观测到的r过程物质都可以用中子星合并过程中的物质抛射来解释。
1998-05-11 astro-ph
An Empirical Test and Calibration of H II Region Diagnostics
本文介绍了银河系和麦哲伦星云中39个H Ⅱ区的3600-9700 A区的分光光度测量结果，这些光谱区的电离星的光谱类型和有效温度都有独立的信息。光谱已被用来评估恒星温度，金属丰度和电离参数的星云诊断，并比较观测到的行为的线指数与星云光电离模型的预测。我们观察到强烈的退化之间的禁止线序列产生的恒星Teff和金属丰度的变化，这严重复杂的应用程序的许多禁止线诊断河外H II地区。然而，我们的数据证实，埃德蒙兹和Pagel [O II]+[O III]丰度指数和Vilchez和Pagel 'eta'指数提供了更强大的诊断金属丰度和恒星有效温度，分别。H II区的氦电离分数与恒星温度的比较证实了在Teff < 38000 K的相关温度范围内谱型与Teff校准的可靠性。我们使用星云硬度指数和Teff之间的经验关系，重新调查的情况下，在星系外的H II地区的大质量恒星的恒星有效温度和上IMF的系统变化。这些数据是一致的，随着金属丰度的增加，特别是Z小于太阳的电离光谱显着软化（与较冷的恒星温度一致）。然而，Z和Teff之间未解决的简并仍然使该结果的解释复杂化。
2000-02-08 astro-ph
Kinematics and physical properties of Southern interacting galaxies: the minor merger AM 2306-721
本文对星系对AM 2306 -721的运动学、恒星星族和各组成部分丰度的相互作用进行了观测研究。获得了主星系和伴星系的旋转曲线，显示出分别为175 km/s和185 km/s的解投影速度振幅。主星系和伴星系之间的相互作用是用数值N体/流体动力学模拟来模拟的，结果表明，目前的合并阶段将在近银河系之后大约2.5亿年。通过拟合不同年龄组的恒星星族模型组合，分析了两个星系中恒星星族组分分布的空间变化。主星系的中心区域主要是由一个老的（5-10 Gyr）人口，而年轻的（2亿年）和中间（1 Gyr）组件的显着贡献被发现在磁盘中，被增强的潮汐功能的方向。伴星星系的恒星星族总体上要年轻得多，主要由1 Gyr或更少的成分组成，相当广泛地分布在整个盘上。氧丰度的空间分布是从使用R23线比的光电离模型的网格获得的。主星系的盘显示出明显的径向梯度，而伴星系则呈现出相对均匀的氧丰度。次级星系中丰度梯度的缺失被解释为由于与更大质量的主星系的引力相互作用，从星系外部到星系中心的气体流的混合。
2008-08-06 astro-ph
Red Giant Branch Stars as Probes of Stellar Populations I: 2MASS Calibration and Application to 2MASS GC01
本文用2微米全天巡天光度测量的27个银河系球状星团的空前大样本研究了红巨星分支（RGB）的近红外行为与丰度的关系。我们提出了一个新的简化分析，涉及的RGB斜率拟合的零点，并推导出校准的RGB斜率，零点，和提示。零点的金属丰度敏感性弱，导致一个“风扇”状的图表，用于获得解决恒星系统的丰度分布，和红化的估计。最后，我们将新的刻度应用于最近发现的银河系球状星团2 MASS GC 01，得到[Fe/H]_H96=-1.19+/-0.38 mag，其不确定性主要是由严重的前景污染所决定的。我们估计该星团的消光为A_V=21.07+/-2.20等。
2002-04-29 astro-ph
Tracing Galaxy Formation with Stellar Halos II: Relating Substructure in Phase- and Abundance-Space to Accretion Histories
本文探讨了恒星晕在相空间和丰度空间中的可观测性质与母星系的吸积历史之间的映射关系，即吸积的特征时期、祖天体的质量和轨道。这项研究利用了一套11恒星晕模型的背景下，一个标准的LCDM宇宙学。结果表明，坐标空间的研究是敏感的最近（0-8 Gyears前）的合并历史的星系（这个时间尺度对应的最后几个到百分之几十的银河系的质量吸积）。特别是，{ \it频率，天空覆盖率}和{ \it恒星分数}在恒星晕的子结构作为表面亮度的函数是最近合并的重要性和亮度功能的指标下降的矮星。{ \it形态}的特征可以作为这些矮星轨道分布的指南。对早期合并历史的限制（> 8 G年前）可以从晕星的丰度模式中收集到：在我们的模型中，吸积的主导时期或祖先天体的光度函数的巨大差异在恒星晕的[α/Fe]和[Fe/H]分布中留下了清晰的特征--由非常早期的吸积主导的晕具有更高的平均[α/Fe]，而以高光度卫星为主的卫星具有较高的[Fe/H]。这种直觉可以用来从当前和未来的数据集重建附近星系的合并历史。
2008-07-24 astro-ph
On the reliability of CIV 1549 as an abundance indicator for high redshift star-forming galaxies
我们重新考虑使用CIV 1549的等效宽度EW（CIV）作为恒星形成星系中氧丰度的指标，正如Heckman等人提出的那样。我们改进了本地校准EW（CIV）与日志（O/H）通过使用限制波长窗口，最大限度地减少与星际吸收线的混合。当应用于两个具有良好质量光谱的高红移星系MS 1512-cB 58中的复杂CIV 1549特征的恒星成分时，（z = 2.7268）和Q1307-BM 1163（z = 1.4105），通过局部校准，得到的氧丰度值与其他基于星云发射和星际吸收的金属丰度测定结果吻合得很好线我们的主要结论是，这种方法要在高红移下给出可靠的结果，它应该只用于足够高的光谱分辨率（R > 1000）的数据，以便清楚地分离恒星和星际CIV分量。如果将局域定标应用于目前许多宽视场巡天的低分辨力（R ~ 200-300）获得的高z星系光谱，将系统地高估氧丰度。在我们能够确信在高z时从局部关系中得出推论之前，还必须更好地理解局部关系中分散的原因。
2006-02-09 astro-ph
The Mg-sigma Relation and the Genesis of Early-Type Galaxies
收集和比较了2000个早型星系的镁-速度色散（Mg-sigma）关系。如前所述，来自拟合线的Mg残差在平均值附近大致为高斯分布，但有一个不对称的蓝尾，可能来自相对年轻的恒星的子群。我们定义的统计分散和不对称的分散在镁维度，并发现令人印象深刻的数据集之间的均匀性。我们构建的星系形成模型是建立在尽可能公正的合并在早期类型的星系形成的重要性的问题。观测约束（Mg σ宽度，不对称性，平均Mg强度，加上平均年龄和丰度分布的宽度）是严重到足以消除几乎所有的模型。伤亡人员包括：合并率与（1+z）^n成比例且n>0的模型，假设早期形成后有新恒星出现的模型，合并次数超过~80的仅合并模型，合并次数少于~20的仅合并模型，以及即使包含偏置，仍具有冷暗物质功率谱的模型。最成功的模型是那些合并概率随时间变化的模型，形成星系所需的合并次数约为40次。这些模型的特点是平均轻重量年龄为7-10 Gyr（与光谱研究一致），一个狭窄的丰度分布，和回望时间的行为几乎无法区分的被动演化的老恒星星族。
2002-06-24 astro-ph
The Oxygen Abundances of Luminous and Ultraluminous Infrared Galaxies
在z > 1的宇宙中，发光和超亮红外星系（LIRGs和ULIRGs）主导着恒星形成率预算，但没有对它们的重元素丰度进行局部测量。我们测量核或近核氧丰度的样本中的100恒星形成的LIRGs和ULIRGs使用新的，以前发表的，和档案光谱的强发射线（包括[O II] 3727，3729 A）在星系的红移<z>约0.1。当与相似光度和质量的本地发射线星系（使用近红外光度-金属丰度和质量-金属丰度关系）相比时，我们发现LIRGs和ULIRGs的平均丰度不足2倍。作为推论，LIRG和ULIRG也具有较小的有效产量。我们的结论是，所观察到的丰度下的结果从组合的丰度减少，在祖星系和强大的，相互作用或合并引起的气体流入星系核的半径增加。这一结论表明，当地的丰度标度关系是不普遍的，一个事实，必须占解释宇宙历史早期的丰度时，合并引起的恒星形成的主导模式。我们使用我们的本地样品进行比较，高红移样品和评估丰度的演变LIRGs和ULIRGs。我们发现，在这些系统中的丰度增加了约0.2德克斯从z ~ 0.6到z ~ 0.1。从z ~ 2亚毫米星系到z ~ 0.1 ULIRGs的演化似乎也存在，尽管由于光谱限制的不确定性很大。
2007-08-13 astro-ph
On the metallicity of the Milky Way thin disc and photometric abundance scales
在太阳附近的银河系薄盘的平均金属丰度仍然是一个有争议的问题，最近已被向上修订（海伍德，2001年）。我们的恒星样本是从一组具有光度金属丰度的太阳邻域矮星中提取的。在最近的一项研究中，Reid（2002）认为我们基于日内瓦光度法的金属丰度校准存在偏差。我们在这里表明，里德检测到的效果是不是我们所采用的金属丰度尺度的后果，我们证实，我们的研究结果是强大的。相反，Schuster & Nissen金属丰度表在Stromgren光度法中的应用是有问题的。在色间隔0.22< b-y <0.59的富金属星（包括F星和G星）中，约0.1 - 0.3 dex的系统差异影响光度测定金属丰度。对于F星，这是由于Schuster & Nissen用来标定其金属丰度标度的毕星团标准序列m_1（b-y）与Olsen（1993，1994 ab）的系统不匹配的结果。这意味着，虽然Schuster & Nissen定标和Olsen测光在本质上是正确的，但对于富金属的F型星，它们是不相容的。对于G星，这种差异很可能是同一问题的延续，尽管缺乏光谱校准星令人担忧。提出了一种修正的定标方法，使Schuster & Nissen的定标方法适用于Olsen星表。我们还给出了一个简单的校准参考毕宿星序列，有效的相同的颜色和金属丰度范围。
2002-06-28 astro-ph
Good Abundances from Bad Spectra: I. Techniques
我们已经开发出技术，以提取真正的铁丰度和表面重力的类型提供的光谱的多对象光纤馈分光径向速度调查正在进行的2dF，HYPENDIX，NESSIE，和即将到来的斯隆调查。我们的方法是优化的低S/N，中间分辨率的G星的蓝色光谱。对铁丰度和重力敏感的光谱指数是从一组窄（几埃）波长间隔定义的，并使用合成光谱进行校准。我们还定义了一个单一的丰度指标，它能够提供有用的铁丰度信息，从光谱具有低至10每埃的S/N比。本文介绍了合成光谱法的理论基础和定标方法。Jones、Wyse和Gilmore（PASP 1995年7月）中描述了通过应用于观测数据对这些技术进行的经验校准。该技术提供了精确的铁丰度，零点校正到$\sim 0.1$ dex，并且是可靠的，典型的不确定度为$\approxle 0.2$ dex。Gilmore、Wyse和Jones（AJ 1995 v109 p1095）使用这些技术推导了{ \it原位\/}厚盘金属丰度分布。
1995-07-24 astro-ph
Metallicity Gradients in X-ray Clusters of Galaxies
本文给出了BeppoSAX卫星观测到的17个富星系团样品的金属丰度分布图。我们发现，8个非冷却流团具有平坦的金属丰度分布。相反，一个强大的增强丰度被发现在冷却流集群的中心区域。所有的非冷却流集群目前的证据表明，最近的合并活动，合并事件有效地重新分配的金属含量的集群内介质。对于具有更好统计数据和可用光学数据的冷却流星系团（A85，A496，A2029和英仙座），我们已经测试了所观察到的丰度过剩是否是由于位于星系团核心的星系喷射的金属。我们发现，在分辨率> 100 kpc的观测到的投影丰度过剩的配置文件是一致的起源于一个去投影的金属过剩分布跟踪的光学光分布。在一种情况下（即英仙座）与更高的分辨率（~ 50千秒差距），我们发现，观察到的金属丰度过剩分布比预测的更广泛。如果我们假设金属已经从它们的母喷射星系漂移了几十kpc，或者，如果我们假设由于自上次主要合并发生以来中央主导星系团的形成过程，星系团的光分布已经变得更加中心化，那么这种差异就可以调和。
2000-12-11 astro-ph
The chemical enrichment of the ICM with BeppoSAX
我们回顾了利用BeppoSAX MECS数据进行的团内介质（ICM）化学富集观测。出现的图片是，非冷却流集群具有平坦的金属丰度分布，而在冷却流集群的中心区域发现了丰度的强烈增强。所有的非冷却流集群目前的证据表明，最近的合并活动，合并事件有效地重新分配ICM的金属含量。在冷却流星系团的中心区域观察到的丰度过剩可能是由于位于星系团核心的cD星系喷出的金属。相对于非冷却流团簇，冷却流团簇也增强了其核心中的镍丰度。
2001-08-28 astro-ph
Predicting Metallicities and Color Distributions for Secondary GCs Forming in Spiral Galaxy Mergers at Various Redshifts
在第一个$^{\rm st}$步骤中，我提出了我们的新的一套进化合成模型的结果，为简单（=单爆发）恒星星族（{ \bf SSP}）的各种金属丰度，并在第二个$^{\rm nd}$步骤中，我结合这些结果与我们的信息有关的红移演变的螺旋星系的ISM丰度。其目的是提供一个网格的颜色和光度分布的任何次级GC人口形成在过去的某个时候，在这些合并与观测比较。
2001-06-07 astro-ph
