The Halo Stars in NGC 5128. III: An Inner-Halo Field and the Metallicity Distribution
我们为NGC 5128中距离星系中心投影距离8 kpc的红巨星提供了新的HST/WFPC 2（V，I）测光，它探测了其内晕和外凸起的混合物。色星等图显示了一个古老的红巨星分支，它的颜色比我们之前研究的两个外晕场（21和31 kpc）更宽，有相当数量的恒星延伸到太阳金属丰度和更高。金属丰度分布函数的峰值频率在[m/H] ~-0.4处，贫金属星比外晕区的少。我们发现，晕圈的主要特征可以通过一个简单的化学演化模型来再现，在该模型中，早期恒星的形成是同时进行的，在该模型中，非常贫金属的气体快速下沉的初始阶段，之后，下沉指数消失。与NGC 5128球状星团的比频比较表明，随着金属丰度的增加，比频$S_N$（每单位晕光的星团数）明显降低，从[Fe/H] < -1.6时的SN ~ 4-8下降到[Fe/H] >-1时的SN = 1.5。这种趋势可能表明，球状星团的形成效率是一个强大的功能的金属的原团簇气体。
2002-04-26 astro-ph
Linking the Metallicity Distribution of Galactic Halo Stars to the Enrichment History of the Universe
我们比较了星系晕恒星的金属丰度分布与分层星系形成的3D实现。来自矮星系的流出物不均匀地富集了星系际介质，其速率取决于当地星系的密度。因此，在早期形成的小星系中形成的第一颗恒星的金属含量低于在更大质量的星系中形成的第一颗恒星，这些星系通常形成得更晚。由于大多数晕星可能起源于吸积矮星，而盘星是由流出的富集气体形成的，这种情况自然会为老盘星产生一个“金属丰度底”，我们发现这与我们预测的晕星金属丰度分布的高端大致一致，与观测结果一致。在我们的模型中，晕星金属丰度的广泛和中心峰值分布得到了很好的再现，自然分散取决于确切的吸积历史。我们的建模包括早期外流的重要“重子剥离”效应，它会刷掉邻近维里化前密度扰动中微弱的气体。这个剥离过程并没有显着修改晕星金属分布的预测形状，但抑制恒星的形成，因此吸积星的数量，有助于重现观测到的总星系晕光度，也缺乏低光度的本地矮星系相对于N体预测。
2001-02-06 astro-ph
SED, Metallicity and Age of Halo Globular Clusters in M33
本文研究了邻近旋涡星系M33中十个晕状球状星团的性质。M33的CCD图像是作为BATC天空颜色巡天的一部分，在3800到10000流明的13个中间波段滤波器中获得的。通过孔径测光，我们得到了这些球状星团的光谱能量分布。我们估计我们的样本集群的年龄，通过比较每个对象的测光与理论恒星星族合成模型的不同值的金属丰度。我们的结果表明，10个样本晕球状星团中有8个具有“中等”年龄，即在1到8 Gyr之间。
2002-01-28 astro-ph
The Old Halo metallicity gradient: the trace of a self-enrichment process
基于前一篇论文中提出的球状星团自富集模型，我们提出了一个解释整个银河系老晕中观测到的金属丰度梯度。我们的自富集模型是基于球状星团的祖先云保留第一代II型超新星的喷出物的能力。关键是，这种能力取决于周围原银河系介质施加在祖云上的压力，因此取决于云在原银河系中的位置。由于没有显着的（如果有的话）在整个晕的金属丰度梯度，我们也提出了一个审查赞成星系晕部分建立通过吸积和合并的卫星系统。其中一些带有自己的球状星团，因此“污染”了“原位”形成的球状星团系统，即在银河系的原始势阱中。因此，我们的自富集模型和观测数据之间的比较应该限于真正的银河系球状星团，即所谓的老晕群。
2000-09-29 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
Photometry and the Metallicity Distribution of the Outer Halo of M31. II. The 30 Kpc Field
我们提出了一个广泛的领域（V，I）测光研究的红巨星分支（RGB）恒星在M31的外晕，在一个字段位于30至35千秒差距的星系中心沿东南短轴的结果。在这个遥远的位置，我们发现，属于M31的RGB恒星稀疏，但肯定存在，统计减去现场污染。我们推导出的金属丰度分布（I-I）的晕星使用内插的RGB演化轨迹的标准（I，V-I）网格。晕环的宽度很宽，但主要是由中等高的金属丰度组成，峰值在[m/H] ~-0.5，与银河系外晕的特征[m/H] ~ -1.3明显不同。然而，这个区域的形状和峰值金属丰度与其他研究中发现的M31晕内部区域的形状和峰值金属丰度完全相似，特别是我们以前使用类似数据对20 kpc区域进行的研究（Durrell，Harris，& Pritchet 2001）。总之，我们没有发现任何证据的金属丰度梯度或系统的变化，在相当大的距离外的M31晕：它似乎是一个均匀的和适度的金属丰富的子系统的星系在所有位置。在30 kpc区域的恒星数也符合r^1/4定律，该定律适用于M31球状体表面亮度剖面的内部区域。富含金属的椭球和r^1/4的球状体表明，M31比其他类似银河系的螺旋星系更像一个巨大的椭圆星系。
2004-05-20 astro-ph
Photometry and the Metallicity Distribution of the Outer Halo of M31
我们已经进行了宽视场CCD镶嵌研究的解决红巨星分支（RGB）恒星的M31，在一个领域位于20千秒差距的核心沿SE短轴。在我们的（I，V-I）色星等图中，在M31晕的前三个星等中的RGB星强烈存在。用测光法减去较远的控制场的污染，导出了M31晕场的“干净”光度函数和金属丰度分布函数。从前景晕星的颜色分布中，我们得到了这个视场的红化E（V-I）= 0.10 +/- 0.02，从RGB尖端的光度中，我们确定了距离模（m-M）_o = 24.47 +/- 0.12（= 783 +/- 43 kpc）。RGB模型是由RGB模型的一个广泛的新网格内插得到的（Vandenberg et al. 2000）。M31晕区的金属丰度（[m/H]~ -0.5）高于银河系晕区的[m/H]~ -1.5水平。一个显着的（~30% -40%，取决于AGB星的贡献）贫金属人口也存在。一阶，的形状类似于一个简单的，单组分的化学演化模型从原始气体与有效产量y=0.0055预测。它与最近在巨大椭圆星系NGC 5128的外晕中发现的暗物质非常相似（Harris et al. 2000），尽管NGC 5128的低金属丰度恒星比例更低。有趣的是，在NGC 5128和M31中，M31中球状星团的金属丰度分布与晕星并不匹配;这些星团对贫金属天体的权重更大。我们认为，在形成和早期演化的大规模，球状恒星系统的相似之处。
2001-01-24 astro-ph
Origin of the metallicity distribution of the NGC 5128 stellar halo
最近的{ \it哈勃太空望远镜}在附近椭圆星系NGC 5128中的测光显示，它的晕场恒星群体主要是中等金属丰富的恒星，峰值在[m/H] $\simeq$ -0.4处，并且有非常小的一部分贫金属（[m/H] $<$ -1.0）恒星。为了研究可能产生这种金属丰度分布函数的物理过程，我们考虑了一个模型，其中NGC 5128是由两个主要的旋涡星系合并形成的。我们发现以这种方式形成的椭圆形晕主要由[m/H] $\sim$ -0.4的中等富金属恒星组成，这些恒星最初位于两个合并盘的外部，并在合并过程中被潮汐剥离。为了匹配NGC 5128的数据，我们发现，祖先的螺旋盘必须有相当陡峭的金属丰度梯度类似于银河系疏散星团，以及稀疏的贫金属晕（5%或更少的盘质量）。在旋涡星系的中央隆起中，只有极少数恒星最终进入晕圈，因此结果对初始隆起的相对大小（隆起与盘的比率）或金属丰度并不敏感。最后，我们讨论了对球状星团系统的影响。出射的椭圆星系最终将与来自原始螺旋晕的贫金属晕团，但与来自祖先盘的中等金属富集的晕星，从而在晕星和GCS的MDF之间产生平均偏移。
2002-12-27 astro-ph
An Aligned Stream of Low-Metallicity Clusters in the Halo of the Milky Way
现代天文学中一个长期存在的问题是银河系球状星团的奇怪划分，即“奥斯特霍夫二分法”，根据它们的天琴座RR型恒星的性质。在这里，我们发现，大多数最低的金属丰度（[Fe/H]<-2.0）的集群，这是必要的理解这一现象，显示在外部晕平面排列。这种排列，结合运动学和恒星星族的证据，表明它是从卫星星系捕获的。我们发现，与水平分支进化效应一起，产生二分法的因素可能是银河系和卫星星系团形成时期之间的小时间差。这些结果与传统观点相反，传统观点认为金属最贫乏的星团代表银河系的土著和最古老的人口。
2002-07-28 astro-ph
The Galaxy and its stellar halo: insights on their formation from a hybrid cosmological approach
我们使用一系列的高分辨率模拟的一个'银河系'晕耦合到半解析方法来研究我们自己的银河系和恒星晕的形成。我们的模型银河系的物理性质，以及不同组成部分中恒星的年龄和金属丰度分布，与观测测量结果比较吻合。假设恒星晕是从与银河系合并的卫星星系的核心在其一生中形成的，我们就能够研究这个组成部分的物理和结构特性。与以前的工作一致，我们发现对恒星晕的最大贡献应该来自于一些相对大的（10^8 - 10^10 Msun）卫星，它们在早期吸积。我们的“恒星晕”并没有表现出任何明显的金属丰度梯度，但高金属丰度的恒星比低丰度的恒星更集中。这表明观测到低金属量晕星的概率随着距离银河系中心的距离而增加。我们发现，建议的“双重”性质的银河系恒星晕可以解释在我们的模型作为一个质量金属丰度关系印在这个组件的积木的结果。
2008-09-02 astro-ph
The Metallicity Distribution in the Outer Halo of M33
本文给出了本星系群旋涡星系M33东南短轴附近晕星的深I和深V波段测光结果。（I，V-I）色星等图清楚地显示了红巨星分支星在色星等图的明亮端。利用背景场消除银河系前景星和遥远未分辨星系的污染影响，得到了I波段的光度函数，揭示了红巨星分支（m-M）_{I}=20.70的尖端存在。假设红巨星分支M_{I,TRGB}的绝对星等为-4.1，前景红化为E（V-I）=0.054，则M33的距离模数为（m-M）=24.72（880 kpc）。在红巨星分支模型演化轨迹间插值得到的金属丰度分布函数主要由相对贫金属的恒星星族组成，平均金属丰度为[m/H]=-0.94或[Fe/H]=-1.24。我们拟合的漏盒化学富集模型的晕数据，这表明，晕是很好地代表了单组分模型的有效产率为y_{eff} =0.0024。
2004-06-10 astro-ph
The Metallicity Distribution in the Halo Stars of NGC 5128: Implications for Galaxy Formation
哈勃太空望远镜已经被用来获得WFPC 2（V，I）测光的样本10，000红巨星外晕的巨大椭圆NGC 5128。与银河系球状星团的基准RGB和模型等时线的比较表明，这个外晕人口完全由老恒星主导，具有极其广泛的金属丰度范围，从[Fe/H] = -2的最贫金属的银河系球状星团延伸到太阳丰度。通过在基准线内进行插值，我们得到了晕的金属丰度分布函数（α），它具有明显的双组分结构：大约2/3的恒星属于一个尖峰形的富含金属的组成部分（[Fe/H] =-0.3，sigma = 0.22 dex），而其余三分之一属于更广泛的贫金属分布，逐渐向低金属度倾斜。一个简单的化学富集的封闭箱模型可以很好地匹配该丰度，其中第一组分以初始丰度Z_0 =0开始，第二组分以Z_0 = 0.18Z_Sun开始。一个基本的“原位”形成的图片与两个不同的恒星形成时期适合的观测比其他模型涉及吸积或合并的主要贡献。
1998-10-08 astro-ph
Zero-metallicity very low mass stars as halo dark matter
哈勃太空望远镜（HST）对晕状暗物质（DM）数量的限制是以接近氢燃烧极限的极低质量（VLM）恒星的形式存在的，这被解释为排除了这些恒星作为可行的候选者。然而，这些限制假设恒星是平滑分布的，并且至少具有星族II恒星的金属丰度，而一些重子DM形成理论预测它们可能会聚集成球状星团构型，并且金属丰度接近于零。我重新分析的HST数据采用零金属丰度VLM星模型Saumon等。（1994），预测V-I颜色低于以前的分析低于0.2 Mo的恒星削减。从模型中，我得到新的限制允许的晕分数包括VLM星的非集群和集群的情况下。在非集群制度，我发现一个95%的置信上限允许的晕分数为1.4%，从20 HST字段推断，可比的限制由以前的研究非零金属丰度人口。在星系团的情况下，我证明了质量为M、半径为R的星系团可以同时满足HST和最近的天文台引力微透镜效应的结果，这表明在R < 1.2（M/10^4 Mo）^0.74 pc的条件下，标准晕模型中透镜晕的比例为40%。然而，现有的动力学极限将允许的范围限制在一个以M \sim 4 × 10^4 Mo和R \sim 3 pc为特征的微小区域。此外，CHTO和HST之间的一致性要求当前的集群效率达到92%或更高。然而，有趣的是，这些限制所暗示的星团质量在理论上是有充分动机的，VLM恒星的情况也可能有助于解释最近报道的另一个星系周围微弱的红色“晕”光。
1997-03-17 astro-ph
Chronology of the halo globular cluster system formation
利用最新的恒星模型和等时线，我们确定了25个星系晕星团的年龄。根据金属丰度的不同，这些团簇可分为四组。我们测量每个组中一个参考聚类的绝对年龄，然后找到其他聚类相对于这个聚类的相对年龄。这种组合产生最可靠的结果。我们发现，最古老的星系团平均年龄为11.8+-0.9 Gyr或12.3+-0.3 Gyr，这取决于我们是否包括Arp 2和Rup 106。所有星团的平均年龄约为10.5 Gyr。所有集群的共同年龄和金属丰度和年龄之间的关系的问题得到解决。较低的金属丰度的群体似乎是同时代的，但我们的研究结果表明，在全球范围内的样本有一个年龄分布没有一个简单的年龄金属丰度的关系。
1997-04-24 astro-ph
Red Giants in the Halo of the S0 Galaxy NGC 3115: A Distance and a Bimodal Metallicity Distribution
利用哈勃空间望远镜，我们解析了S 0星系NGC 3115晕中的红巨星分支。我们测量恒星的星等和$(V-I)$颜色，直到红巨星分支尖端以下1.5等。从最亮的恒星，我们估计距离模数$(m-M)_0=30.21 \pm 0.30$，对应于距离$11.0 \pm 1.5$ Mpc。这与从行星状星云光度函数确定的值$(m-M)_0=30.17 \pm 0.13$非常一致。我们的研究结果排除了较短的距离模量$(m-M)_0=29.65$确定的表面亮度波动。$(V-I)$颜色的直方图显示出明显的双峰性，表明存在两个大小大致相等的不同晕圈群。一个具有[Fe/H] $\sim -0.7$，一个具有[Fe/H] $\sim -1.3$。这是第二星族晕被解析的最遥远的星系，也是第一次在任何早期类型星系的晕星中观察到颜色双峰。
1996-12-06 astro-ph
Formation of the Galactic stellar halo. Origin of the metallicity-eccentricity relation
基于对银河系贫金属星的运动学和化学性质的认识，我们对银河系星晕的形成过程进行了数值模拟，并对观测结果进行了解释。作为银河系收缩的模型，我们采用了当前标准的基于冷暗物质涨落分级组装的星系形成理论。我们发现，对于含[Fe/H] $\le-1.0$的模拟星，金属丰度与轨道偏心率之间没有很强的相关性，与观测结果吻合较好。此外，所观察到的低偏心率恒星的比例是正确的复制[Fe/H] $\le-1.6$和近似的$-1.6<$ [Fe/H] $\le-1.0$的中间丰度范围。我们表明，这种成功的再现的星系晕的运动学是一个自然的结果，从冷暗物质密度波动播种的亚星系团的层次演化。
2000-04-07 astro-ph
Globular Cluster Mass and Metallicity Distributions: Reconstructing the Events During Halo Formation
大多数大型星系中的球状星团是贫金属和富金属的混合体（双峰），但晕星几乎完全是富金属的。这一证据和其他证据表明，贫金属的球状星团形成于广泛分布的10^8-10^9太阳质量的气体云（超巨星GMC）中，在早期的爆发中，大部分气体被喷射或未被使用，直到后来的恒星形成。对早期宇宙中银河系前势阱增长的新模拟表明，球状星团质量分布的初始幂律形式（dN/dM ~ M^-1.8）是SGMC自身质量分布的微型复制品，SGMC在大型原星系的CDM势阱中分层增长。
2001-08-22 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
The Leo Elliptical NGC 3379: A Metal-Poor Halo Emerges
我们使用HST上的ACS相机获得了5300颗红巨星的（V，I）测光，这些红巨星位于通常被认为是经典的正常巨椭圆星系的主导成员NGC 3379的晕中。我们使用这个样本的恒星，以获得金属丰度分布函数（ψ）的外晕场恒星33千秒差距的星系中心。NGC 3377明显不同于我们有类似数据的所有其他E星系（包括本星系群矮椭圆星系、中等光度的NGC 3377和巨大的NGC 5128）。首先，NGC 3379的外晕是宽而平的，在每一个间隔（m/H）都有许多恒星。第二，我们在ACS场中看到了一个金属丰度梯度，在它的最外层区域，蓝色的低金属丰度恒星（[m/H] < -0.7）开始占主导地位，而高金属丰度恒星正在迅速减少。我们的目标场的中心投影距离约等于12 R_e，以有效半径为单位，是我们所观测过的任何其他星系的两倍。如果NGC 3379确实是大E/S 0星系的代表，我们预测这类星系一般会显示出弥散的低金属量亚族，但要清楚地看到微弱的低金属量组分，必须在半径r ~ 10 - 15 Re处进行测光。
2007-06-13 astro-ph
The [Zn/Fe] -- [Fe/H] trend for disk and halo stars
根据6362.35AZnI谱线的模式大气分析，给出了44颗薄盘星、10颗厚盘星和8颗晕矮星的Zn丰度，金属丰度范围为-1.0 [Fe/H]+0.2。结果表明，薄盘星的[Zn/Fe]随金属丰度的降低而略有增加，当[Fe/H] =-0.6时，[Zn/Fe] ~ +0.1。金属丰度范围为-0.9 < [Fe/H] < -0.6的厚盘星的平均[Zn/Fe] ~+0.15dex，而同一金属丰度范围内的5颗贫α和贫Ni晕星的平均[Zn/Fe] ~ 0.0dex。这些结果表明，锌是不是一个确切的示踪剂的Fe经常假设在阻尼莱曼α系统（DLAs）的丰度研究。更好地了解锌的核合成是必要的，以获得更详细的信息，在过去的历史上的恒星形成的DLAs从例如观察到的硫/锌比。
2004-06-28 astro-ph
The formation of disk galaxies in a cosmological context: Populations, metallicities and metallicity gradients
我们提出了有关在宇宙学模拟中形成的星系的金属丰度和恒星星族的第一个结果。计算包括暗物质、气体动力学、辐射过程、恒星形成、超新星反馈和金属富集。质量为$8\,10^{11}\,$ \Msol \的旋转过密球体作为初始模型。会聚区和金斯不稳定区可以形成恒星，恒星的金属量来自于它们形成的气体。通过超新星，富含金属的气体被送回星际介质。形成中的星系显示了螺旋星系的主要特征：一个富含金属的凸起，一个贫金属的恒星晕和一个接近太阳组成的盘。晕和核球主要由老恒星（$>10.5\,$陀螺）组成。圆盘的金属丰度梯度为$\dd(\log Z) / \dd r = - 0.05\,$ kpc $^{-1}$，而晕则没有。模型还显示了Pop~II星的金属丰度与小尺度涨落功率之间的相关性。膨胀区的恒星是由最初位于原始密度波动最大值的气体形成的，而晕星则是由积累在不太明显的最大值中的气体形成的。
1993-12-05 astro-ph
Low-mass supernovae in the early Galactic halo: source of the double r/s-process enriched halo stars?
在星系晕的低金属丰度极端（[Fe/H]=-2.5）的几颗恒星显示出s过程和r过程元素的强烈增强。主序星中s过程元素的存在是通过双星系统中AGB伴星的质量转移来解释的。r-过程元素起源于II型超新星，也需要质量转移。然而，目前还不清楚AGB恒星和超新星的污染是如何发生的。在这里，我表明，初始-最终质量的关系陡峭的金属丰度低，由于低质量损失效率。这可能会导致低Z、高质量AGB星的简并核心达到阿雷塞卡质量，导致Iben & Renzini 1.5型超新星。这样的超新星可以解释双增强晕星的增强模式和金属丰度依赖性。减少质量损失效率预示着在贫金属的球状星团中会有更多的大质量残留物。简要讨论了球状星团核心存在高M/L数的证据。
2003-12-18 astro-ph
We determine the metallicity distribution function (MDF) of the Galactic halo by means of a sample of 1638 metal-poor stars selected from the Hamburg/ESO objective-prism survey (HES). The sample was corrected for minor biases introduced by the strategy for spectroscopic follow-up observations of the metal-poor candidates, namely "best and brightest stars first". [...] We determined the selection function of the HES, which must be taken into account for a proper comparison between the HES MDF with MDFs of other stellar populations or those predicted by models of Galactic chemical evolution. The…
2009-09-30 astro-ph
The Metallicity Distribution of Distant F and G type stars in the CFHT Legacy Survey Deep Field
我们利用加拿大-法国-夏威夷望远镜遗产巡天D4场研究了银河系盘和晕中F和G型星的金属丰度。对于距银道面7千秒差距以内的恒星样本，我们得到厚盘的平均丰度值为Fe/H=-0.77（+/-0.36）dex，恒星晕的平均丰度值为Fe/H=-1.42（+/-0.98）dex。这些金属岩与斯隆数字巡天数据发布6的金属丰度估计一致。我们没有发现一个垂直丰度梯度厚盘之间的1千秒差距和4千秒差距。然而，在我们的数据集中，距离银河平面1千秒差距以内的恒星是饱和的，因此我们不能排除在SDSS中观察到的厚盘星的垂直金属丰度梯度。此外，我们发现一个负的趋势，在晕金属丰度增加距离银河系平面。这种趋势可能是由于越来越多的属于外晕的贫金属恒星的贡献。然而，光度金属丰度的系统效应对于大多数贫金属恒星来说是最大的，因此这些效应不能被排除。
2008-09-17 astro-ph
Formation of metal-poor gaseous halo in gas-rich galaxy mergers
为了探索椭圆星系中观测到的星际介质晕的基本化学性质的起源，我们数值研究了富气盘-盘星系合并过程中星际介质的化学动力学演化.本化学动力学研究的主要结果有以下三个。(1)由富气并合形成的椭圆星系表现出陡峭的负ISM金属丰度梯度，特别是在星系的外部。其根本原因是，ISM的化学演化进行在这样一个不均匀的方式，在合并的中心部分，金属富集的ISM是更有效的，由于径向流入的金属富集的ISM在耗散星系合并，而在外部部分，金属富集是不太有效的，由于大量的金属富集的ISM潮汐剥离合并。这一结果为最近ASCA揭示的椭圆晕气态金属丰度梯度的起源提供了线索。(2)由于并合过程中ISM的不均匀化学演化，一些并合遗迹的平均气态金属丰度明显小于恒星平均气态金属丰度。合并遗迹中恒星和气态金属丰度的差异程度取决于化学混合长度、星系质量和超新星反馈的有效性。(3)由多次合并形成的椭圆星系比由对合并形成的椭圆星系更可能具有贫金属的气体晕成分和陡峭的气体金属丰度梯度。这主要是因为在多次合并中，更大量的金属含量较低的ISM可以更有效地从星系中潮汐剥离。
1998-04-18 astro-ph
The origin of the lead-rich stars in Galactic halo: investigation of the model parameters for the s-process
在星系晕的低金属量极端的几颗恒星显示出大的[Pb/hs]分布。从理论上讲，一颗具有固定金属丰度和初始质量的AGB星应该具有s-过程模式。对于第三次挖掘和s-过程模型，几个重要的属性主要取决于AGB星的核心质量。Zijlstra（2004年）报告说，由于质量损失效率低，初始-最终-质量关系在金属丰度低时变陡。这可能会影响AGB星的模型参数，例如重叠因子和中子辐照时间，特别是在低金属丰度。计算结果表明，在低金属丰度时，重叠因子和中子辐照时间确实很小，特别是对于3.0Msun的AGB星。因此，当改变低质量AGB星的初始质量时，在低金属丰度中发现的[Pb/hs]的分散可以自然地解释。
2006-03-02 astro-ph
Age Gradient and the Second Parameter Problem in the Galactic Halo
本文建立了一个确定银河系球状星团绝对年龄的框架，并利用这些年龄研究了36个年龄数据最可靠的星团的年龄-金属丰度和年龄-银心距关系。星系团的银河中心距离从4到100 kpc，金属丰度范围从$[Fe/H] = -0.6$到$-2.3$。采用目前合理的选择之间的关系集群的金属丰度和水平支光度，α增强比，我们发现，大多数球状星团形成的年龄分布与分散$σ(t)$约$10^9$年，和总的年龄分布小于4 Gyr。在最低金属丰度组（$[Fe/H] < -1.8$）的星系团似乎是相同的年龄，在银河系晕的所有位置都在1 Gyr之内，这表明恒星的形成在整个晕的最早阶段几乎同时开始。我们没有发现统计上显着的相关性，平均集群年龄和银河系中心距离（无年龄梯度）从4至100千秒差距。星团年龄和水平分支类型之间的相关性表明，除了金属丰度和年龄的原因，需要了解恒星沿水平分支的分布在球状星团颜色星等图。
1996-01-12 astro-ph
Inhomogeneous Chemical Evolution of the Galactic Halo
我们描述了一个Monte Carlo模型的基本特征，该模型是专门设计来跟踪星系晕的非均匀化学演化的，同时考虑到局部富集和混合晕气体的影响，并特别强调由r-过程核合成产生的元素，如Eu。我们将我们的结果与贫金属晕星和球状星团如M13、M5、M92、M4的光谱数据进行了比较，并推断了在星系演化的第一个时期，晕星的恒星形成历史和超新星的速率和质量谱的一些限制。
1999-09-21 astro-ph
Origin and Destiny of Dark Matter Halos: Cosmological Matter Exchange and Metal Enrichment
[摘要]我们分析了暗物质之间的交流晕，subhalos，和他们的环境中的高分辨率宇宙学N体模拟的Lambda CDM宇宙学。在每一个分析的红移z，我们分为4个组成部分的暗物质粒子：（i）孤立的星系晕，（ii）subhalos，（iii）集团和集群晕的扩散介质，（iv）外的维里化晕的背景。我们遵循这些组件之间的质量分布和流量的时间演化，并提供拟合函数的汇率。我们使用我们推导出的交换率来衡量宇宙中金属重新分布的重要性，这仅仅是由于引力引起的相互作用。在z=0时，星系团中的弥散金属丰度预计为孤立星系（约55%的星系团）的40%，并且在z=1时仅略低，与观测结果一致。在z~2处，预期差组中扩散介质的金属性降低5倍，与阻尼Ly $α$系统的观察到的金属性一致。背景IGM的金属丰度预计为z=0星系团的（1-3）× 10 ^{-4}，也与观测结果一致。预测和观察到的趋势的协议表明，引力相互作用单独可能发挥重要作用，在金属富集的星系团内和星系际介质。
2000-10-11 astro-ph
The Metal-Poor Halo of the Andromeda Spiral Galaxy (M31)
我们目前的光谱观测红巨星分支（RGB）的恒星在一个大的扩展在晕的仙女座螺旋星系（M31），收购与DEIMOS仪器的凯克II 10米望远镜。利用五种光度/光谱诊断方法的组合--（1）径向速度，（2）中等宽度DDO 51光度，（3）Na I等效宽度（表面重力敏感），（4）颜色-星等图中的位置，（5）光度法和光谱法[Fe/H]估算值之间的比较--我们在距离M31中心R = 12- 165 kpc的12个视场中分离出了250多颗真正的M31核球和晕RGB星（其中47颗是R > 60 kpc的晕成员）。我们推导出M31 RGB星在这些领域的光度和光谱金属丰度分布函数。所得M31椭球体的平均值（凸起和晕）金属量分布被发现随着半径的增加而系统地更贫金属，从<[Fe/H]>偏移= -0.47+/-0.03（σ = 0.39）至在R < 20 kpc时<[Fe/H]> = -0.94+/-0.06（σ = 0.60）至在R > 60 kpc时<[Fe/H]> = -1.26+/-0.10（σ = 0.72），假设[α/Fe] = 0.0。这些结果表明，在至少R = 160 kpc的大径向距离处存在贫金属的RGB种群，从而支持了我们最近在M31中发现的恒星晕：其晕和凸起（分别定义为具有R^{-2}幂律和de Vaucouleurs R^{1/4}律表面亮度轮廓的结构成分）具有明显的金属丰度分布。如果我…
2006-05-06 astro-ph
On the early evolution of the Galactic Halo
结果表明，银河系晕的简单外流模型预测的恒星金属丰度分布的低金属丰度尾部敏感地依赖于是否采用或放松瞬时再循环。在这两种情况下，目前的-仍然是初步的-数据表明光环的“G矮星问题”（让人想起本地磁盘）。我们认为，这个问题可以通过引入（物理激励）早期下降阶段来解决。我们指出这样的修改，涉及几个重要的影响：推定的流行。III（超级）大质量恒星，预计在非常低的金属丰度的恒星数量，初级氮和晕星丰度比的分散的问题。
2003-03-07 astro-ph
Deep HST V- and I-Band Observations of the Halo of M31: Evidence for Multiple Stellar Populations
本文介绍了在M31晕中沿SE短轴距离M31中心32'和50'的两个视场中分别在M31 GC G302和G312位置的深V & I WFPC 2测光。M31晕LF并不符合单一的高金属丰度族群，而是符合50%至75%的富金属恒星和25%至50%的贫金属恒星的混合。这与RGB形态、HB光度和M31晕中的天琴座RR型星一致。RGB形态显示金属丰度分布为-2 < [m/H] < -0.2，大多数恒星的[m/H] =-0.6，使得M31晕比星系晕或M31 GC系统更富含金属。HB主要由一个类似于47 Tuc HB的红色团块组成，但也有少量的蓝色HB星可见，这支持了M31晕中存在贫金属成分的结论。HB星的数量比从观测到的金属丰度分布中预期的要少，但尚不清楚这是由于我们数据的光度限制还是第二参数效应。我们发现He丰度Y >~ 0.20至0.27，与银河系相当。LF显示弱的证据表明，R = 50'字段包含更高的分数的金属贫星比R = 32'字段，但RGB星的金属丰度分布强烈表明，这两个字段有相同的混合恒星星族。
1996-06-13 astro-ph
Deep VLT spectroscopy of high redshift radio galaxy MRC 2104-242: Evidence for a metallicity gradient
在这篇文章中，我们将介绍围绕z=2.49射电星系MRC 2104-242的巨型发射线晕的深VLT光谱观测。晕的形态主要是由两个空间分辨区域。Lya沿射电轴延伸>12”，C IV和He II延伸约8”。整个光谱是典型的高红移射电星系。有趣的是，NV存在于与星系中心相关的区域的频谱中，该区域是射电源所在的北部区域，而南部区域则没有。使用一个简单的光电离模型，可以解释由于晕内的金属丰度梯度的N V的差异。这与晕是由大规模冷却流形成或起源于两个或多个星系合并的碎片的情况一致。然而，其他机制，如喷云相互作用或星暴风也可能是重要的。
2001-02-21 astro-ph
Sc and Mn abundances in disk and metal-rich halo stars
测定了119颗F和G型主序星的Sc和Mn丰度，其值为-1.4 < [Fe/H] <+0.1，分别代表薄盘、厚盘和晕。结果表明，Sc的行为类似于α元素，在盘星中[Sc/Fe]随金属丰度的增加而减小，在运动学选择的晕星中表现为双重模式。相比之下，Mn显示从[Fe/H] = -1.4时的[Mn/Fe] = -0.5增加到太阳金属丰度时的零。在[Fe/H] = -0.7处，[Mn/Fe]出现不连续或急剧增加，对应于厚盘和薄盘之间的过渡。它讨论了如果Ia型超新星是一个主要的来源，锰在银河系的磁盘或[Mn/Fe]与[Fe/H]的趋势可以解释的核合成在II型超新星的产量具有很强的金属依赖性。
1999-12-14 astro-ph
Cosmological Origin of the Lowest Metallicity Halo Stars
我们探讨的预测标准的层次聚类的情况下，星系形成，关于PopIII恒星的数量和金属丰度可能会被发现在我们的银河系今天。PopIII指的是在大红移（$z>4$）、低金属丰度（$[Z/Z_{\odot}]<-2.5$）和小系统（总质量$\simlt$ $2\times 10^{8} M_{\odot}$）中形成的恒星，这些恒星对恒星反馈极其敏感，并通过规定的合并历史（Lacey & Cole 1993）最终成为今天银河系的一部分。一个分析的，扩展的Press-Schechter形式主义是用来得到晕的质量函数，将主机PopIII恒星在一个给定的红移，并最终在银河系大小的系统今天。每一个都被建模为一个迷你星系，详细处理的暗晕结构，角动量分布，最终的气体温度和磁盘的不稳定性，所有这些都决定了重子的分数是受恒星形成。使用新的原始金属丰度恒星演化模型，使我们能够追溯恒星形成的历史，给出准确的估计，他们今天的预期数量，和他们的位置在$L/L_{\odot}$与$T/K$ HR图。与观测数据的第一次比较表明，第一批恒星的IMF越来越高的质量权重向高红移，在$z\simgt 9$稳定在一个特征恒星质量尺度$m_s=10-15 M_\odot$。
2001-01-16 astro-ph
The Metallicity Distribution Function of the Halo of the Milky Way
我们报告的金属丰度，[Fe/H]，非常贫金属的恒星在银河系的晕的分布。虽然关于金属丰度分布函数（Metallicity Distribution Function，简写为ESF）的主要信息是从最近两次主要的贫金属恒星巡天（HK Survey of Beers and collaborators）和汉堡/欧洲南方天文台（Hamburg/ESO Survey of Christlieb and collaborators）中获得的，我们还讨论了从斯隆数字巡天第三次数据发布中包含的恒星光谱和光度学的公开数据库中导出的恒星光谱（SDSS DR-3）。尽管SDSS最初并没有计划作为恒星调查，但迄今为止已经观察到了大量的恒星- DR-3包含超过70，000颗恒星的光谱，其中至少有一半适合于丰度测定。在DR-3中有许多非常贫金属（[Fe/H] < -2.0）的恒星，这是从所有以前的调查工作中获得的总和。我们还讨论了从最近资助的SDSS扩展中获得的贫金属恒星列表的显着扩展前景，其中包括SEGUE项目：Sloan扩展银河系理解和探索。
2005-08-19 astro-ph
Exploring Halo Substructure with Giant Stars: The Dynamics and Metallicity of the Dwarf Spheroidal in Bootes
我们报告的光谱研究的牧夫座（Boo）矮球状（dSph）星系进行的WIYN望远镜和水螅多纤维摄谱仪的结果。已经测量了58颗Boo候选星的径向速度，这些候选星的星等和颜色与它的红色和渐近巨星分支一致。在13'半光半径范围内，七个Boo成员的系统速度为V_r=95.6 ± 3.4km/s，速度色散为6.6 ± 2.3km/s。这意味着它的质量约为1 × 10^7太阳质量，与其他银河系dSphs的推断质量相似。采用Boo的总光度L=1.8 x 10^4 L_sun到8.6 x 10^4 L_sun意味着M/L ~ 610到130，使得Boo成为已知银河系中最扭曲的矮星系，也可能是最黑暗的。根据Boo成员星的光谱，我们估计它的金属丰度为[Fe/H] ~-2.5，这将使它成为迄今为止已知的最贫金属的dSph。
2006-08-28 astro-ph
Physical properties of DLA metallicity and neutral hydrogen column density
基于盘状星系形成理论的半解析模型，研究了阻尼莱曼α系统的一些基本性质。在假设暗晕中心形成盘的基础上，推导了DLA的金属丰度、柱密度、数密度、气体含量和宇宙星形成率，并根据晕的性质分布，采用蒙特卡罗模拟选取了模拟的DLA.我们发现，DLA主机是占主导地位的小星系和偏向扩展星系。根据模型的结果，在$Λ$ CDM宇宙中，DLA可以自然地从暗物质晕中的辐射冷却气体中产生。然而，模型预测金属丰度和柱密度之间的反向相关性时，与观测相比，无论提出的观测偏差。我们认为，这可能是由于模型的局限性，或施密特型恒星形成模式在高红移的不足，或/和DLA人口的dilemma。
2003-10-15 astro-ph
The Galaxy and its stellar halo - insights from a hybrid cosmological approach
我们使用一系列高分辨率的N体模拟的'银河系'晕，再加上半解析技术，研究我们自己的银河系和恒星晕的形成。我们的模型银河系是一个相对年轻的系统，其物理性质与观测结果相当吻合。在我们的模型中，恒星晕主要是由星系生命早期吸积的几个大质量卫星形成的。晕中的恒星并没有表现出任何金属丰度梯度，但金属丰度高的恒星比丰度低的恒星更集中。这是因为构成恒星晕的质量最大的卫星也更富含金属，动力学摩擦将它们拉向主晕的内部区域。
2008-07-07 astro-ph
Chemical Inhomogeneities in the Milky Way Stellar Halo
我们从最近的文献中收集了699颗具有详细化学丰度信息的恒星样本（跨度为-4.2 < [Fe/H] < +0.3），并计算了它们的空间速度和银河系轨道参数。我们确定成员的内部和外部恒星晕人口在我们的样本中只基于他们的运动学性质，然后比较这些人口的丰度比作为[Fe/H]的函数。在两个群体重叠的金属丰度范围内（-2.5 < [Fe/H] < -1.5），外晕的平均[Mg/Fe]比内晕低约0.1倍。对于[Ni/Fe]和[Ba/Fe]，内晕的恒星间丰度离散度始终小于外晕。两个群体的[Na/Fe]、[Y/Fe]、[Ca/Fe]和[Ti/Fe]比值显示出相似的平均值和分散水平。我们的内晕人口是化学均匀的，这表明银河系恒星晕的一个重要组成部分起源于一个良好的混合ISM。相比之下，我们的外晕人口是化学多样性的，这表明银河系恒星晕的另一个重要部分是在偏远地区形成的，那里的化学富集主要是由当地的超新星事件。我们没有发现丰度的趋势，从银河系中心的最大径向距离或从银河系盘的最大垂直距离。我们还发现，没有共同的运动学签名组的金属贫星与特殊的丰度模式，如阿尔法穷人的明星或明星显示独特的中子捕获富集模式。一些恒星和dSph系统具有独特的丰度模式，大部分时间都在银河系恒星晕的遥远区域，这表明银河系真正的外晕可能与当地的恒星晕几乎没有相似之处。
2008-10-20 astro-ph
Inhomogeneous Chemical Evolution of the Galactic Halo: Abundance of r-process Elements
本文提出了一个基于蒙特卡罗技术的随机模型来研究星系晕的非均匀化学演化。特别是，我们认为本地富集和随后的混合星际气体产生的恒星形成的爆发，明确的星际气体云的碎片和合并。该模型考虑了云-云碰撞过程中晕气体的混合以及超新星喷出物进入星际介质的延迟混合。本文还讨论了晕气体落入银盘的后果。在不同的时间，云的质量谱，年龄-金属丰度的关系，和G-矮星的分布进行了调查。我们详细分析了我们的模型的预测丰富的元素，如铕，钡，锶在星系晕，生产后的$r$过程核合成的超新星质量范围的不同假设。最后，我们比较了贫金属晕星的化学成分的光谱数据与我们的结果。
2000-09-11 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
Cosmic Chemical Evolution
标准宇宙学场景的数值模拟现在已经达到了为基本问题提供初步答案所需的复杂程度：重元素是在何时何地形成的？取全球平均值，这些模拟得出的金属丰度从$z=3$太阳值的1%增加到目前的20%。事实上，这个结论是误导性的，因为它掩盖了金属丰度对局部密度的强烈依赖性。在每一个时期，高密度区域的金属丰度都比低密度区域高得多。此外，密度最高的区域很快接近太阳金属丰度附近，然后饱和，而更典型的区域则慢慢赶上。这些结果与观测数据的一致性要比金属丰度随时间逐渐、准均匀增加的简单图像（许多人采用）高得多。
1999-04-12 astro-ph
Further constraints on white dwarf galactic halos
星系晕的质量大约有一半可能是以白矮星的形式存在，加上对红外背景光和星系盘初始金属丰度的限制，这将对星系晕的初始质量函数（IMF）产生很大的限制。特别的IMF已经被提出，以切断低质量恒星的数量有助于红外背景和高质量恒星的数量，这些恒星有助于金属丰度的增长，当它们迅速爆炸为引力坍缩（II型和Ib/c型）超新星时。在这里，我们研究了Ia型（热核）超新星对金属丰度的进一步贡献，这些超新星后来将从晕白矮星种群中产生。我们发现，对于大多数Ia型超新星祖先系统的演化方案，到目前为止，对白矮星质量分数的限制，从预测的铁的生产将是非常严重的。当预测的铁过剩不是那么大时，那么目前预测的极高的Ia型超新星发生率也将排除白矮星对晕质量的主要贡献。在所有情况下，白矮星的贡献应该低于5- 10%。此外，对于所考虑的IMF，晕爆发的持续时间应该短于1 Gyr，以避免在第二星族晕矮星的铁丰度中有太大的分布，并且预测的晕$[O/Fe]$比将与观测结果不一致。
1997-08-20 astro-ph
Low-Metallicity Gas Clouds in a Galaxy Proto-Cluster at Redshift 2.38
我们提出了一个类星体的高分辨率光谱，其视线通过一对椭圆星系的光环在红移2.38。这对星系可能位于一个星系原星团的中心，并嵌在一个明亮的扩展Ly-alpha星云中。类星体的视线在这个光环中与两个小的气体云相交。这些云的性质与银河系晕中的高速云（HVC）相似。该气体处于冷态（< 2 x 10^4 K），至少有20%的中性相，金属丰度在-3.0 < [Fe/H] < -1.1范围内，中性氢柱密度约为10^19.5 /cm ^2。这些云的起源尚不清楚。在这个可能的原星系团中存在低金属丰度气体意味着要么星系团内的介质在这个红移处没有富集金属，要么这些云嵌入在一个热的、电离的、富含金属的气相中。
2004-01-14 astro-ph
Globular Clusters in the Sombrero Galaxy (NGC 4594)
草帽星系NGC 4594是附近螺旋星系中数量最多的球状星团系统。它是研究球状星团并与本星系群螺旋星系进行对比的理想对象。在这里，我们提出了从CTIO施密特望远镜的B和I成像，它提供了31 'x 31'的视野。我们用DAOPHOT探测了400多个球状星团，并导出了它们的星等、B-I色和光度金属丰度。我们试图根据星系中的位置，将我们的样本分为盘状和隆起/晕状球状星团种群。有一些证据表明，盘人口是更多的金属-比隆起/晕球状星团丰富，但污染，尘埃红化和小数字的统计，使这一结果非常试探性。结果表明，球晕球状星团的金属丰度中值为[Fe/H]=-0.8。这一金属丰度与先前基于较小样本的估计值一致。它也类似于球状星团金属度-星系光度关系所预测的金属度。与我们的银河系一样，在晕状球状星团中没有径向金属丰度梯度。这表明NGC 4594的球状组成部分不是通过耗散过程形成的。
1997-01-20 astro-ph
The Chemical Residue of a White Dwarf-Dominated Galactic Halo
晕初始质量函数（Halo initial mass functions，IMF），严重偏向于白矮星（white dwarf，WD）的前体（即1->8 M_sun），已经被认为是解释沿大麦哲伦星云视线方向微透镜统计的合适机制。这样的IMF显然可以调用，而不违反目前观察到的WD光度函数。通过采用一个简单的化学演化参数，我们证明，调和所观察到的晕族II矮人丰度（即[C，N/O]=-0.5），从假定的“WD重”IMF（即[C，N/O]=+0.5），是困难的。
1996-12-13 astro-ph
Low-Metallicity Inhibition of Type Ia Supernovae and Galactic and Cosmic Chemical Evolution
我们在银河系和宇宙化学演化模型中引入了Ia型超新星（SNIa）速率与金属丰度的关系。在我们的超新星Ia的祖先场景中，吸积的白矮星（WD）吹出一股强风，达到了克拉塞卡质量极限。如果祖先的铁丰度低至[Fe/H] <-1，则风太弱，不可能发生Ia超新星。我们的模型成功地再现了太阳附近观察到的化学演化。我们作出了以下的预测来检验这种金属丰度效应：1）在低铁丰度的环境中，如矮星系和旋涡星系的外围，没有发现Ia超新星。2)宇宙超新星Ia的速率在z \sim 1-2处下降，这是由于铁丰度低，可以用下一代太空望远镜观测到。在z > 1-2时，Ia超新星只能在金属富集时间尺度足够短的环境中被发现，如星暴星系和椭圆星系。Ia型超新星的低金属丰度抑制可以为以下问题提供新的线索：1）Ia型超新星祖先有限的金属丰度范围意味着使用高红移的Ia型超新星来确定宇宙学参数的“演化效应”相对较小。2)晕人口的WD是穷人生产SNe Ia，所以WD的贡献晕质量不受限制的铁丰度的晕。3)星系晕中的球状星团和场星尽管年龄相差几个旋回，但丰度分布却缺乏Ia超新星的特征，这可以用Ia超新星的低金属丰度抑制来解释。4)这也可以解释为什么在阻尼Lyα系统中，在很宽的红移范围内没有观察到Ia超新星的污染。
1998-06-25 astro-ph
Metallicity and Kinematics of M31's Outer Stellar Halo from a Keck Spectrocscopic Survey
利用Keck 10-m望远镜/LRIS对99颗M31晕红巨星候选者进行了多狭缝Ca Ⅱ近红外三重态光谱观测，观测范围为20<I<22，在SE短轴视场，R= 19 kpc。光谱被用来隔离M31晕红巨星从前景银河系矮星，背景致密场星系和M31盘巨星。观测到的径向速度分布显示了M31晕巨星和前景星系矮星的均匀混合，其中M31晕巨星由宽度为150 km/s的高斯分布拟合，中心速度为-300 km/s（M31系统速度），前景星系矮星的v<~ 0 km/s。一个安全的29颗M31红巨星的样本是根据径向速度（在4个案例中，B-I颜色）确定的。对于该样品，光度和光谱[Fe/H]估计之间存在粗略的一致性。M31晕巨星的[Fe/H]分布的均方根值>0.6 dex，跨越了[Fe/H]测量方法校准的整个2dex范围，平均值/中值约为<[Fe/H]>=-1.9到-1.1dex，可能更高，因为我们的样品没有很好地限制分布的高端[Fe/H]。我们对M31场晕巨星的数据表明，它们比银河系的同行更富含金属，类似于M31和银河系球状星团，这与晕是由小恒星子系统吸积而成的情景相一致。在M31的安全样本中，有4颗恒星具有异常强的Ca线（>~太阳[Fe/H]），其共同速度为-340 km/s，接近M31的系统速度，类似于M31盘巨星在短轴上的预期。M31盘必须很大和/或弯曲才能解释这些恒星。更有可能的是，这些恒星是来自M3…
2002-04-23 astro-ph
M Subdwarfs: The Population II Luminosity Function
我们目前的研究结果非常低的质量晕星。使用的自行恒星的样本确定从板块材料作为第一次和第二次帕洛玛巡天的一部分，我们测量的空间密度，金属丰度分布，和运动学的人口II M次矮星。我们的整体光度函数与以前对附近极低质量晕次矮星空间密度的分析吻合得很好，并证实了局部分析与从深HST恒星计数推断的空间密度之间的差异。我们第一次表明，晚型晕次矮星的金属丰度分布和运动学与它们的高质量贫金属对应物是一致的。将我们的样本按丰度划分，我们没有发现场晕星的质量函数依赖于金属丰度的证据。我们提供了三个附近的亚矮星的数据，可能值得额外的观测。
1998-10-05 astro-ph
Chemical and Dynamical Properties of the Stellar Halo
不同密度峰对暗物质晕贡献的密度分布的差异导致了对银河系恒星晕的某些期望。我们将模拟的晕星分为两个种群：在最后一次大合并之前/期间形成的，以及在最后一次大合并之后吸积的。前一个星群更集中地位于z=0，而在低质量晚期形成的原星系中形成的恒星则散布在晕中。观察到的结合能的差异区分这两个群体。我们研究了这两个种群可能的化学丰度特征。我们还表明，在孤立的低西格玛峰形成的星系将形成从原始材料。因此，即使最古老的恒星集中在早期坍缩的致密区域，原始恒星也会分布在整个晕中。因此，缺乏观测到的无金属恒星可以被视为直接限制了第三星族IMF，而观测到的金属丰度最低的恒星可以被解释为持有第三星族恒星化学产额的线索。
2007-06-03 astro-ph
The chemical content of nearby galaxies from planetary nebulae: NGC 147
本文报道了用GEMINI多目标摄谱仪对M31的伴星矮球状星系NGC 147中的8个行星状星云（PNe）的光谱观测结果。六个最亮的PNe的物理化学性质（Corradi等人，2005年）是使用经验ICF方法和CLOUDY光电离建模得出的。利用化学丰度之间的关系，分析了低金属丰度环境中低质量和中等质量恒星演化的不同方面。此外，还研究了NGC 147化学演化的某些特征。特别是，PNe的平均金属丰度，O/H=8.06（对应于[Fe/H]（PNe）~-0.97），接近旧恒星星族的金属丰度，[Fe/H]=-1.0（Butler & Martinez-Delgado），表明在相当长的时间内化学富集可以忽略不计。最后讨论了本星系群矮星系的光度-金属丰度关系。dSphs在光度-金属丰度图中的位置并不排除它们是从古老的矮不规则星系（dIrs）中形成的，但它确实排除了它们是从现在的dIrs中形成的，因为它们的金属丰度之间的差异已经存在于它们的古老种群中。光度-金属丰度关系的偏移表明dSphs的富集速度更快，并且与不同的平均丰度比[O/Fe]一起展示了这两种类型星系不同的恒星形成历史。
2006-11-24 astro-ph
The Andromeda Project. I. Deep HST-WFPC2 V,I photometry of 16 fields toward the disk and the halo of the M31 galaxy. Probing the stellar content and metallicity distribution
HST-WFPC 2 F555 W和F814 W测光是针对附近明亮的旋涡星系M31的16个视场进行的，采样的是距中心不同距离的盘和晕的恒星含量，从~ 20到~ 150弧分（即~ 4.5到35千秒差距），下降到极限V和I星等~ 27。色星等图（CMD）显示了复杂的恒星星族，包括一个中间年龄/年轻的人口和较老的人口与广泛的金属丰度的存在。这些叠加在M31盘面上的磁场通常显示出一个蓝色的恒星羽流，我们认为它们是主序星。因此，在过去的0.5 Gyr，恒星形成率似乎随着盘中位置的变化而变化。所有的CMD都显示出一个明显的红巨星分支（RGB），在V波段有一个下降的尖端，其特征是金属丰度高于1/10太阳。在所有的视野中检测到红色的团块，并且经常存在弱的蓝色水平分支。用球状星团模板比较RGB星得到的金属丰度分布（MD）在所有采样场中基本相似：它们都显示出一个长的、尽管很少填充的贫金属尾和一个在[Fe/H] ~-0.6的主成分。然而，也存在一些差异，例如，在某些区域中存在非常富含金属（[Fe/H] >= -0.2）的组分。贫金属星的比例在所有的场域中似乎是近似恒定的，而富金属星的比例则随位置而变化，并且在叠加在盘上和/或存在流或子结构的场域中似乎更为突出。这可能指示并可能追踪与某些伴星（例如M32）的相互作用效应。
2002-12-23 astro-ph
On The Origin Of Metallicity In Lyman-Alpha Forest Systems
我们调查的假设，$\lyal$吸收线出现在两个群体的晕-minihalos的小圆速度（$V_c \la 55$公里的$^{-1}$），其中恒星的形成和金属的生产被抑制的紫外背景辐射的光电离，和大的星系晕（$55 \la V_c \la 250$公里的$^{-1}$），其中拥有恒星和金属。基于$\lyal$吸收气体被限制在两种晕群中的模型，我们试图解释最近观测到的（1）可见星系与低红移$\lyal$线的关联，以及（2）金属线与$z \sim 3$中不可忽略的低H I柱密度$\lyal$线的关联。对于星系晕，我们发现，光电离的气体云被限制在周围的热气体的压力，可以产生$\lyal$碰撞与H I柱密度低至$10^{14}$ cm $^{-2}$，和这样的碰撞的视线的影响参数匹配以及在一个典型的发光星系的气体包层的半径观测。使用按Schechter处方的质量函数的晕，我们还表明，部分的$\lyal$线与相关的金属线可以理解的部分$\lyal$吸收剂，与星系晕。特别是，所报告的分数的$\sim 0.5--0.75$在$z \sim 3$再现时，$V_c$分离的迷你或星系晕的边界值为$40 \sim 60$公里秒$^{-1}$，这是一致的光电离下的星系形成的理论预测。.....
1997-02-05 astro-ph
