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
Self-enrichment by AGB stars in Globular Clusters: comparison between intermediate and high metallicities
我们提出了中等质量恒星（M=3-6.5太阳质量）与金属丰度Z=0.004的理论演化序列。我们的目标是检验大质量渐近巨星分支星的自富集方案是否适用于高金属丰度的球状星团，因为同一小组以前的工作表明，这类天体的理论产额可以再现在中等金属丰度（[Fe/H]=-1.3）下观察到的某些元素丰度之间的趋势，即O-Al和O-Na的关系。我们发现，在金属丰度的增加有利于只有一个温和的降低的光度和温度在底部的信封为相同的核心质量，也是第三次挖掘的效率几乎没有改变。相反，由于具有相同效率的过程对具有不同金属丰度的包层的总体丰度的不同影响，在产率中发现了差异。我们预期与中等金属丰度情况下相同的定性模式，但某些元素丰度之间的某些关系的斜率不同。我们比较了中间金属丰度（Z~0.001）和大金属丰度（Z~0.001）的团簇的钠-氧关系。虽然观测数据仍然太少，但只要只有M>5太阳质量的恒星有助于自我浓缩，模型就与观测到的趋势一致。
2008-01-17 astro-ph
Metallicity dependent calibrations of flux based SFR tracers
我们提出了新的校准广泛使用的H_α，[OII]，和UV光度与恒星形成率（SFR）的关系。使用我们的进化合成代码GALEV，我们计算5个金属丰度的不同校准，从1/50太阳到2.5太阳。我们发现显着的变化，较低的金属丰度的校准相比，使用太阳能输入物理的标准校准。
2005-10-09 astro-ph
A Catalogue and Analysis of Local Galaxy Ages and Metallicities
我们已经收集了一个目录的相对年龄，金属丰度和丰度比约150个本地星系的领域，集团和集群环境。星系的形态类型从cD和椭圆星系到晚期螺旋星系。使用Worthey & Ottaviani（1997）单颗恒星星族演化模型，根据高质量的谱线指数估算年龄和金属丰度。星系年龄作为基本面中的第四个参数（Forbes et al.1998）被我们更大的年龄样本所证实。我们调查年龄和金属丰度之间的趋势，并与其他物理参数的星系，如椭圆率，光度和运动学各向异性。我们证明了存在一个星系年龄金属丰度的关系，类似于当地的星系盘星，年轻的星系有高的金属丰度，而老星系跨越一个大范围的金属丰度。我们还研究了环境和形态对星系年龄和金属丰度的影响，特别是半解析层次聚类模型（HCM）的预测。我们证实，非集群椭圆形确实是年轻的平均比集群椭圆形预测的HCM模型。然而，我们也发现了一个趋势，更明亮的星系有一个更高的[Mg/Fe]比比较低的光度星系，这是相反的HCM模型的预期。
2001-10-18 astro-ph
Metallicities and Radial Velocities of Five Open Clusters Including a New Candidate Member of the Monoceros Stream
本文给出了10个银河系疏散星团和2个银河系球状星团中133颗红巨星的近红外光谱，它们的金属量跨度为2.2 dex，年龄跨度为11 Gyr。我们结合这个样本与10个集群科尔和合作者调查的钙II三线强度和它们的关系集群金属丰度和位置沿红巨星分支。我们表明，表征恒星表面重力使用Ks波段测光（相对于水平分支）从两微米全天巡天允许金属丰度测量至少一样精确的V或I波段数据。这有一个很大的优点，即可以对大量的星团进行统一的测光和可靠的天体测量。使用Ks波段测光也减少了在一个给定的集群内的差异红化的影响。我们没有发现显着的证据年龄或金属量的影响，线性钙II三重态金属量的关系在小范围内的幅度研究时，使用均匀的参考金属量。我们获得了五个疏散星团：Berkeley 81，Berkeley 99，IC 1311，King 2和NGC 7044的第一个光谱金属丰度和新的径向速度估计。国王2有一个异常的径向速度相比，当地的磁盘人口。我们讨论了它是独角兽潮汐流的一部分的可能性。
2008-11-18 astro-ph
A strong case for fast stellar rotation at very low metallicities
我们研究了考虑自转的新恒星模型对银河系最早期化学演化的影响，计算了金属丰度Z = 10^{-8}。这些模型是在假设恒星的初始自转速度与临界速度之比大致与金属丰度保持恒定的情况下计算的。这自然会导致在较低的金属丰度下旋转得更快，因为贫金属恒星比富金属恒星更紧凑。我们发现新的Z = 10^{-8}恒星产额对log（O/H）+12 < 7的星际介质氮富集有巨大的影响（或[Fe/H]< -3）。我们表明，在化学演化模型中包含Z = 10^{-8}恒星产额时，在非常金属的贫金属度范围内获得了高的N/O和C/O比，这与观测结果一致。我们的结果进一步支持了这样一种观点，即金属丰度很低的恒星可能具有600-800 km s^{-1}的自转速度。
2006-02-21 astro-ph
Kinematics, ages and metallicities for F and G type stars in the solar neighbourhood
根据Nidever等人的视向速度数据，选取了437颗邻近的F和G关闭星和亚巨星，给出了一个新的金属丰度分布和年龄-金属丰度关系，光度金属丰度由uvby-Hβ光度法计算，用Clem等的方法将Bergbusch & VandenBerg等时线转换为$uvby$测光，得到了恒星年龄。X射线衍射结果表明，X射线衍射的结果与X射线衍射的结果一致Schuster等人的（恒星-种群）标准，结合了运动学和金属丰度信息，提供了22颗厚盘恒星。这些厚盘星的σ_{ \rm W} = 32 \pm 5 km s^{-1}，< V_{\rm rot} >= 154 \pm 6 km s^{-1}，<[M/H]> = -0.55 \pm 0.03 dex，这与以往对厚盘的研究结果一致。其中一些厚盘星的α元素丰度显示出典型的厚盘α元素特征，支持基于$X$标准的分类程序。无论是在金属丰度的分散在一个给定的年龄和年龄金属丰度关系中的老，富金属的恒星的存在，使它难以决定是否存在年龄金属丰度关系的老薄盘星。对于年龄大于3 Gyr的样品，我们的结果与最近的研究一致，即年龄与金属丰度之间几乎没有相关性，Δ（[M/Fe]）/Δ（年龄）= -0.01 \pm 0.005 dex Gyr^{-1}。22颗厚盘恒星的年龄范围为7-8 Gyr，但年龄和金属丰度之间几乎没有相关性。
2005-04-14 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
Mass-loss rates and dust-to-gas ratios for obscured Asymptotic Giant Branch stars of different metallicities
研究了小麦哲伦云和大麦云云（SMC & LMC）以及银河系中不同初始金属丰度的AGB星的质量损失率和尘埃气体比。它们的拱星包层的性质可以用一种一致的方式来解释，如果对于被遮蔽的M-型AGB星和被遮蔽的碳星，总的（气体+尘埃）质量损失率仅微弱地依赖于初始金属丰度，而尘埃-气体比近似线性地依赖于初始金属丰度。
1999-12-02 astro-ph
Complexity on Small Scales II: Metallicities and Ages in the Leo II Dwarf Spheroidal Galaxy
我们目前的金属丰度和年龄为52红巨星在遥远的银河系矮球状（dSPH）星系狮子座II。这些恒星覆盖了狮子座II的整个表面积，并且是径向速度成员。我们用ESO/VLT的FLAMES光谱仪获得了中等分辨率的多光纤光谱。基于近红外Ca II三重态确定金属丰度。由此产生的金属丰度分布（MD）是不对称的，在Carretta & Gratton标度上的[Fe/H]=-1.74 dex处达到峰值。金属丰度的完整范围从-2.4到-1.1 dex。与其他dSphs一样，没有发现极端贫金属的红巨星。我们将Leo II观测到的MD与文献中其他几个银河系dSphs的模型预测进行比较。狮子座II显然缺乏更多的贫金属恒星，类似于经典的G矮星问题，这可能表明一个类似的“K巨星问题”。此外，它的演化似乎受到银河风的影响。我们使用我们推断的金属丰度作为输入参数的等时线适合SDSS光度法，并得出近似的年龄。由此产生的年龄金属丰度分布覆盖了整个年龄范围从2-15 Gyr在我们采用的等时线尺度。在第一个7 Gyr相对于最古老的恒星[Fe/H]似乎几乎保持不变。在较高年龄时金属丰度几乎不变，此后略有下降约0.3德克斯，这可能表明低金属丰度气体的再生作用。总的来说，年龄-金属丰度关系似乎支持狮子座II从预富集气体形成。在最近的2-4 Gyr期间看到了浓缩的证据。我们的研究结果支持早期的光度测量结果狮子座II作为一个星系与一个突…
2006-09-26 astro-ph
The Effects of Age on Red Giant Metallicities Derived from the Near-Infrared Ca II Triplet
我们获得了5个银河系球状星团和6个老的疏散星团（5个已公布金属丰度，一个以前未测量）中116颗红巨星在7500-9500埃区域的光谱，分辨率为2.5埃。信噪比范围为20 - 85。我们测量的红外钙II三重吸收线在每个恒星的等效宽度，并比较集群的金属丰度从文献中。利用Carretta & Gratton标度的球状星团丰度和Friel等人编制的疏散星团丰度，我们发现[Fe/H]和Ca II线强度之间存在线性关系，范围为-2 < [Fe/H] < -0.2，年龄为2.5 - 13 Gyr。没有证据表明年龄对金属丰度校准的影响。利用这种校准，我们发现旧的疏散星团Trumpler 5的金属丰度为[Fe/H] = -0.56 +/-0.11。考虑到已知金属丰度的10个簇移动到一个共同的距离和变红，我们发现，由水平分支/红团的大小与金属丰度和年龄的变化引入的额外的金属丰度误差是+/-0.05德克斯的顺序，这可以忽略不计相比，在我们的方法中的内在散射。结果进行了讨论的背景下，丰富的测定红巨星在本群星系。
2003-09-23 astro-ph
Quantifying orbital migration from exoplanet statistics and host metallicities
我们研究如何统计分布的太阳系外行星可能与知识相结合的宿主恒星的金属丰度产生的气体巨行星的迁移历史的约束。在任何半径下，几乎无法在金属丰度最低的恒星周围形成的行星都会在气体盘消散时吸积它们的包层，因此金属丰度与半长轴图中行星的较低包层定义了一个非迁移行星的样本，这些行星在间隙打开后遭受的迁移低于平均水平。在假设金属丰度在很大程度上控制了星子的初始表面密度的情况下，我们使用简化的核心吸积模型来计算行星形成所需的最小金属丰度如何随半长轴而变化。不包括核心迁移之前的差距开放（I型迁移）的模型预测，临界金属丰度是很大程度上平坦的雪线和半长轴约6 AU之间，与弱依赖于初始表面密度轮廓的星子。当包括缓慢的I型迁移时，发现临界金属丰度从1-10 AU稳步增加。因此，大型行星样本，包括轨道半径略大于目前调查的行星，有可能量化I型和II型制度的迁移程度。
2005-05-30 astro-ph
Calibrating M dwarf metallicities using molecular indices
我们报告的进展校准的方法来确定冷矮星金属丰度使用分子带强度指数。利用高分辨光谱中原子线等效宽度测量值计算出的化学丰度，可以校正分子带指数与金属丰度的关系。在以前工作的基础上，我们已经测量了32个额外的M和K矮星的Fe和Ti丰度，以扩大覆盖的温度和金属丰度的范围。用暖星-冷星双星对我们的分析方法进行了检验，结果表明我们可以计算出温度高于3500 K的恒星的可靠丰度。我们已经使用了较温暖的双星或星团同伴的丰度测量来估计另外6个冷矮星的丰度。添加在我们以前的工作和其他文献中测量的恒星，提供了76颗恒星的Fe丰度和CaH 2和TiO 5指数测量。CaH 2分子指数与温度直接相关。TiO 5取决于温度和金属度。在我们的校准范围内，金属丰度可以估计为± 0.3 dex，其范围从大约[Fe/H] = +0.05延伸到-1.0，有限延伸到-1.5。
2005-10-05 astro-ph
Protostellar Collapse with Various Metallicities
研究了引力坍缩的原恒星云的热演化和化学演化，重点关注它们对金属丰度的依赖性。计算进行了一系列的金属丰度跨越本地星际值为零。在云对连续辐射透明的时间内，金属丰度较低的云的温度较高，反映出较低的辐射能力。然而，一旦云变得不透明，在瞬态核的绝热收缩过程中，它们在密度-温度平面上的演化轨迹收敛到一条唯一的曲线，该曲线仅由物理常数决定。此后，轨迹彼此重合。因此，无论母云的气体成分如何，形成时恒星核心的大小都是相同的。
2000-03-15 astro-ph
Kinematics of nearby subdwarfs
给出了一个具有精确空间速度和标准化金属丰度的次矮星样品。这是通过将依巴谷天体运动和自行与Carney等人（1994; CLLA）的径向速度和金属丰度相结合而构建的。精确的依巴谷星群导致CLLA测光距离尺度的向上校正因子为11%。亚矮星的运动学行为进行了讨论，特别是在其金属丰度。大多数恒星都是厚盘星，但样本中也包含许多真正的晕星。虽然极端贫金属晕不旋转，但金属丰度在-1.6 < [Fe/H] < -1.0 dex范围内的亚矮星似乎以约100 km/s的平均旋转速度围绕银河系中心旋转。
1998-11-27 astro-ph
Metallicity of M dwarfs I. A photometric calibration and impact on the mass-luminosity relation at the bottom of the main sequence
我们获得了高分辨率的ERADIE和CORALIE光谱的两个组成部分的20个宽的视觉双星组成的F-，G-或K-矮星小学和M-矮星中学。我们分析了很好理解的光谱的原色，以确定金属丰度（[Fe/H]）为这20个系统，因此为他们的M矮星组件。我们池这些金属丰度与文献中的测定，以获得精确的（+- 0.2 dex）光度校准M矮金属丰度。这种校准代表了一个突破，在一个领域的讨论一直保持在很大程度上是定性的，它有助于我们证明，金属丰度解释了大部分的经验V波段质光关系的大色散。我们研究了两个已知的M矮行星宿主星，Gl 876（+0.02 dex）和Gl 436（-0.03 dex）的金属丰度，在优先行星形成的背景下，周围的金属丰富的恒星。最后，我们确定了47个最亮的单M矮星的金属丰度在一个体积有限的样本，并比较太阳型和M矮星的金属丰度分布在太阳附近。
2005-07-22 astro-ph
On the Cepheid Metallicity Dichotomy
借助于恒星大气模型，我们用OGLE B，V，I测光法计算了麦哲伦云造父变星的铁丰度[Fe/H]。我们发现，在这两个云的平均金属丰度的第一泛变量低于基本的（由~0.2和~0.3德克斯在LMC和SMC，分别）。因此，整体[Fe/H]和光度之间存在相关性;低光度的恒星往往也具有较低的金属量。这些金属丰度的依赖关系是一致的，来自两种类型的双模造父变星脉动理论。这种二分法的另一个支持来自演化理论，它要求蓝环低光度恒星的金属丰度低于高光度恒星。我们还评论使用周期光度颜色关系，以获得更准确的金属丰度的可能性。
2008-02-28 astro-ph
Carbon star populations in systems with different metallicities: statistics in Local Group galaxies
我们提出了演化的人口合成模型的冷和发光的中间年龄恒星星族在解决星系，特别强调碳星人口的研究。研究了恒星形成历史、年龄和金属丰度对中等质量恒星星族的影响。在瞬时爆发的情况下，我们证实，较低的金属丰度的结果在较高的贡献碳星的总恒星数，并在较高的碳星的数量比晚型M星。利用化学自洽模型研究了恒星形成历史对碳星种群性质与母星系整体参数（年龄、金属丰度）之间关系的影响。我们的模型能够解释，第一次，这些相关性，在本星系群的星系中观察到的。对于年龄大于1 Gyr的恒星星族，碳恒星族的性质与当前的金属丰度有联系，这种联系与恒星形成的情况无关。从碳星到晚型M星的数量形成了一个金属丰度序列，沿着这个序列可以发现具有非常不同的恒星形成历史的恒星星族。
2002-09-03 astro-ph
On the metallicity dependence of the 24micron luminosity as a star formation tracer
我们调查使用的休息帧24微米光度作为一个指标的恒星形成率（SFR）在不同的金属丰度的星系通过比较它（消光校正）的H α光度。我们分两步进行分析：首先，我们比较了金属丰度在12+log（O/H）= 8.1和8.9之间的不同星系中HII区域的发射。我们发现，24微米和消光校正的H α光度从个别HII地区遵循相同的相关性为所有星系，独立于其金属丰度。第二，金属丰度的作用进一步探讨的积分亮度在一个样本的星系金属丰度的范围为12+log（O/H）= 7.2 - 9.1。对于这个样本，我们比较了整个星系的24微米和Halpha光度，发现对于低金属量的物体，给定的Halpha光度缺乏24微米的发射，可能反映了低尘埃含量。这些结果表明，24 μ m光度是一个很好的金属丰度无关的示踪剂的SFR在个别HII区。另一方面，当使用24微米光度作为整个星系SFR的示踪剂时，必须考虑金属丰度。
2007-08-20 astro-ph
Metallicities for Double Mode RR Lyrae in the Large Magellanic Cloud
本文用DeltaS方法估算了大麦云云中六个双模RR型天琴座（RRd）的金属丰度。推导出的[Fe/H]值在[Fe/H] = -1.09至-1.78（或-0.95至-1.58，采用[Fe/H]对Δ S的不同校准）范围内。在我们的样本中的两颗恒星是在所有的RDD的金属丰度已经估计，无论是通过直接测量（现场对象）或托管系统（球状星团或外部星系的对象）的基础上非常丰富的金属极限。这些金属丰度，再加上从脉动模型和彼得森图的质量测定，被用来比较场和集群RR Lyrant变量的质量金属丰度分布。我们发现，在观测误差范围内，场和星团的RRd似乎遵循相同的质量-金属丰度分布，加强了场和星团变量之间性质一致的情况。与通常的假设不同，我们发现不同金属丰度和Oosterhoff类型的球状星团中RR天琴座的质量没有显著差异，甚至可能存在与通常接受的相反的差异。这取决于用于导出质量的金属丰度标度。质量-金属丰度关系的这一"不寻常“结果可能至少部分是由于在计算与金属有关的脉动模型时纳入了更新的不透明度表。
2001-03-30 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
Dust-driven Winds and Mass Loss of C-rich AGB Stars with subsolar Metallicities
我们调查的质量损失的高度发展，低和中等质量的恒星和恒星样品与太阳下的金属。本文给出了适用于LMC/SMC型恒星星族的定性和定量描述。为此，我们采用相同的方法，我们没有为太阳金属丰度的恒星和计算流体动力学风模型，包括尘埃形成与LMC和SMC丰度下考虑一个适应模型假设。特别是，我们改进了治疗的辐射转移问题，以适应较大的非本地的贡献发生较小的不透明度。对于每个风模型，我们确定一个平均质量损失率。由此产生的，近似的质量损失公式，然后适用于良好的测试和校准的恒星演化计算，以量化恒星的质量损失。LMC和SMC金属丰度的动力学模型导致与太阳金属丰度模型相同数量级的质量损失率，这在这种基本方法中与观测一致。然而，流体动力学性质如流出速度（对于固定的C/O丰度比）明显不同。虽然LMC和太阳金属丰度模型的临界光度相当一致，但SMC模型需要更高的光度才能产生尘埃驱动的风。
2008-05-23 astro-ph
Color and Metallicity Distributions of M81 Globular Clusters
本文给出了M81球状星团（GCs）的光度和光谱数据。该星表包括95个GC的B-和V-光度和红化数据，以及M81中40个GC的光谱金属丰度。利用这些数据，我们做了一些统计相关性。结果表明，银河系和M31的B、V色和金属丰度呈双峰分布，金属丰度峰值分别位于[Fe/H]=-1.45和-0.53。光谱金属丰度与内禀B色和V色之间的关系也存在于银河系和M31中。
2005-03-29 astro-ph
The S2N2 metallicity calibrator and the abundance gradient of M 33
我们引入log（Ha/[SII]6717+6731）与log（Ha/[NII]6583）（S2 N2）诊断图作为外星系HII区的金属丰度和电离参数指标。从实验和理论两方面研究了HII区在S_2N_2图中的位置。我们发现，对于广泛的金属丰度，S2 N2图给出单值的结果在金属丰度电离参数平面。我们证明了S2 N2图是估算高红移（z ~ 2）HII星系金属丰度的有力工具。最后，我们从S2 N2图中导出了M33中76个HII区域的金属丰度，并计算出该星系的O/H丰度梯度为-0.05（+-0.01）dex kpc^-1。
2007-08-16 astro-ph
Age and metallicity for six LMC clusters and their surrounding field population
本文利用CCD Stroemgren测光方法，研究了六个大麦哲伦星系团及其周围星群的年龄和金属丰度。簇和金属度是：NGC1651（在[Fe/H]=-0.65 dex至-0.41 dex范围内），NGC 1711（-0.57+/-0.17 dex）、NGC 1806（-0.71+/-0.23 dex）、NGC 2031（-0.52+/-0.21 dex）和NGC 2136/37（-0.55+/-0.23 dex）和NGC 2257（-1.63+/-0.21 dex）。在星团周围，我们发现了大约650个场星，适合用于确定年龄-金属丰度关系（AMR）。我们的方法是估计年龄的基础上的Stroemgren等时线与个别测量的金属丰度个别恒星。用这种方法，我们能够采样的AMR的现场人口高达8 Gyr。我们的金属丰度数据与预测许多贫金属恒星的模型（G矮星问题）不一致。从大约2 Gyr前开始，现场人口的金属丰度增加了6倍。建议的AMR与LMC星系团系统（包括ESO 121 SC 03和3个年龄为4 Gyr的星系团）的AMR一致。
2000-04-03 astro-ph
The Infrared Ca II triplet as metallicity indicator
通过对银河系29个疏散星团和球状星团中近500颗RGB星的观测，我们研究了红外Ca II三重态（8498、8542和8662）在13 $\leq$年龄/Gyr $\leq$ 0.25和金属丰度$-2.2\leq$ [Fe/H] $\leq$ +0.47范围内的行为。这些是最广泛的年龄和金属丰度的行为的钙II三线已被调查在一个均匀的方式。我们报告的第一个经验研究的变化的CaII三线强度，对于给定的金属丰度，相对于光度。我们发现在Luminosity- $Σ$ Ca平面上由每个簇定义的序列不是精确的线性。然而，当只观测到小星等间隔的恒星时，序列可以被认为是线性的。我们在三个金属丰度标度上研究了Ca Ⅱ三重线。虽然在\citet{cg97}和\citet{ki03}标度中发现了约化等效宽度（$W'_V$或$W'_I$）与金属丰度之间的线性相关性，但当采用\citet{zw84}标度时，需要添加二阶项。我们调查的年龄从我们的样本所涵盖的广泛的年龄范围的作用。我们发现，年龄对最终的关系有微弱的影响。最后，这里导出的关系被用来估计三个研究不足的疏散星团的金属丰度：伯克利39，Trumpler 5和Collinder 110。对于后者，这里导出的金属丰度是第一个可用的光谱估计。
2007-05-23 astro-ph
Consistency of the metallicity distributions of nearby F, G and K dwarfs
研究了F、G和K矮星金属丰度分布的一致性。利用紫外光度法测定的K矮星金属丰度，提出了一个新的K矮星金属丰度分布。与G矮星问题类似，贫金属K矮星的数量非常少。我们发现，晚型矮星具有一致的金属丰度分布。我们还提出了初步的修正这些分布，以考虑到污染的紫外线指数由于色球活动在这些恒星，因为附近的晚型矮星约30%的活跃色球。我们认为较冷恒星的金属丰度分布可能不同于较热恒星的金属丰度分布，这是由于（i）金属增强的恒星形成和（ii）附近恒星目录中的金属丰度偏差。我们的结论是，这些假设是不可能产生重要的差异，在晚型矮星的金属丰度分布。
1998-08-28 astro-ph
Detailed Analysis of Nearby Bulgelike Dwarf Stars III. Alpha and Heavy-element abundances
目前的样本附近的球状矮星的运动学和金属丰度的特点，可能是一个内部磁盘或隆起的起源。用等时线得到的年龄为10-11 Gyr，金属丰度为-0.80< [Fe/H]<+0.40。利用光谱数据计算了恒星参数，并利用光谱合成方法计算了Mg、Si、Ca、Ti、La、Ba、Y、Zr和Eu的化学丰度。我们发现[α-元素/Fe]根据元素的不同显示出不同的模式。Si、Ca和Ti与铁的比值随着金属丰度的增加而平稳下降，基本上遵循圆盘模式。O和Mg，大质量超新星的产物，以及r-过程元素Eu，相对于盘星来说是过量的，当金属丰度[Fe/H] > -0.3 dex时，下降幅度更大。[s-元素/Fe]大致跟踪太阳值，当[Fe/H] < 0时，没有明显的金属丰度趋势，显示出太阳下富金属恒星的值。这两个运动学和化学性质的bulgelike星表明一个独特的身份时，这个人口相比，盘星。
2003-04-30 astro-ph
M31 Globular Clusters: Colors and Metallicities
本文给出了一个新的M31球状星团的光度和光谱数据表。该目录包括新的光学和近红外测光的435个集群和集群候选人的很大一部分。我们使用这些数据来确定单个星系团的变红和固有颜色，并发现银河系和M31的消光规律没有显着差异。有显着的（高达0.2等的V-K）之间的集群的固有颜色和简单的恒星星族的颜色预测人口合成模型的偏移，我们认为，这些是由于系统误差的模型。M31团簇的金属丰度和金属丰度敏感色的分布呈双峰型，峰值分别位于[Fe/H]-1.4和-0.6。在椭圆星系的球状星团系统中，V-I的分布往往是双峰的，但在M31和星系团系统中，V-I对金属丰度的敏感性不足以显示双峰性。两个M31金属丰度组的径向分布和运动学意味着它们类似于银河系的“晕”和“盘/球”星系团系统。M31中的球状星团有一个小的径向金属丰度梯度，表明在GCS形成过程中发生了一些耗散。M31 GC的光度与金属丰度之间缺乏相关性，表明自富集在GC形成中并不重要。
1999-11-09 astro-ph
Ages and Metallicities of Globular Clusters in NGC 4472
我们利用与巨椭圆星系NGC 4472有关的131个球状星团的共加光谱，计算了它们的年龄和金属丰度。基于对银河系球状星团的校准，我们发现NGC 4472中的球状星团的金属丰度范围约为-1.6 <= [Fe/H] <= 0 dex。有证据表明，在球状星团系统中存在着径向金属丰度梯度，这比在下面的星光中看到的要陡峭。球状星团的绝对年龄还不确定，但正式地说，球状星团中贫金属的年龄为14.5 +/- 4 Gyr，富金属的年龄为13.8 +/- 6 Gyr。蒙特卡罗模拟表明，这些数据中的球状星团人口是在95%的置信水平超过6 Gyr。我们发现，在不确定性，球状星团是古老的和同时代的，这意味着双峰看到的宽带颜色主要反映金属丰度，而不是年龄差异。
2000-07-06 astro-ph
Numerical simulations of the metallicity distribution in dwarf spheroidal galaxies
最近的观测表明，在银河系的矮球状卫星中，金属丰度非常低的恒星数量很少，尽管这些系统中恒星的平均金属丰度很低。我们进行数值模拟的恒星形成和金属富集的矮星系，以验证这一结果是否可以复制与“标准”的假设。答案很可能是否定的，除非观测中存在对金属丰度非常低的恒星的选择偏差。
2006-12-08 astro-ph
The impact of stellar rotation on the CNO abundance patterns in the Milky Way at low metallicities
我们调查新的恒星模型，其中考虑到旋转，计算非常低的金属丰度的化学演化的最早阶段的银河系的影响。我们检查这些新的恒星产量的影响模型的银河系的晕，可以重现所观察到的晕金属丰度分布。通过这种方式，我们试图更好地约束ISM富集时间尺度，这在我们以前的工作中没有做到。本文所采用的恒星模型是在恒星的初自转速度与临界速度之比与金属丰度大致相等的假设下计算的。这自然会导致在较低的金属丰度下旋转得更快，因为贫金属恒星比富金属恒星更紧凑。我们发现，当log（O/H）+12 < 7（或[Fe/H]< -3）时，在大自转速度下计算的Z = 10-8的新恒星产额对星际介质的氮富集有很大的影响。我们表明，在包含新的恒星计算的化学演化模型的星系晕与流入和流出，高的N/O和C/O的比例得到非常金属贫金属量的范围内与观测一致。我们的结果进一步支持了这样一种观点，即在非常低的金属丰度下，恒星的初始自转速度可能在600- 800 kms-1的量级。一个重要的贡献，N从AGB星仍然需要，以解释在中间金属丰度的观测。一种可能性是，AGB星在非常低的金属丰度下也旋转得很快。一旦快速旋转AGB星的恒星演化模型可用，这一点可以在未来进行测试。
2007-04-13 astro-ph
Detection of Beat Cepheids in M33 and Their Use as a Probe of the M33 Metallicity Distribution
我们对深CFHT M33变率调查数据库的分析发现了5个以基波和第一泛音模式脉动的Beat造父变星（BC）。借助于恒星脉动理论和由演化轨迹导出的质量-光度（M-L）关系，我们可以用{ \it only}精确地确定这些恒星的金属丰度Z。从这些造父变星的M33星系中心距离和它们的“脉动”金属丰度推断出的[O/H]金属丰度梯度为-0.16 dex/kpc，与从H II区、早期B超巨星和行星状星云确定的标准光谱金属丰度梯度非常一致。因此，拍造父变星可以提供一个额外的，独立的探测银河系金属丰度分布。
2006-10-25 astro-ph
A semianalytical model for the observational properties of the dominant carbon species at different metallicities
我们提出了一个简单的，半解析的方法来计算线发射的C+，C和CO在光解离区域的不同金属依赖于非常少的参数，自然地将成块的星际介质的计算。我们用它研究了I_[CI]/I_CO和I_[CI]/I_CO谱线比值与金属丰度的关系。我们展示了如何修改它，包括密度和辐射场的影响，我们比较了它与观测数据。我们发现，该模型解释了所观察到的趋势，增强[C II]/CO线比与金属性降低的自然结果的光解离气体在一个集群的增强部分。我们发现，提高[C II]/CO的比例可以通过降低的团块大小分布的上限，可能会发生在30剑鱼。我们还发现，现有的数据有利于[C I]/CO的强度比基本上独立的金属丰度，虽然观测的缺乏并不排除其他的可能性。这是很难理解的，如果大部分的C是由紫外光子产生的，就像C+的情况一样。最后，研究了X_CO因子随金属丰度变化趋势的模型预测。与以前的观察性研究比较，结果一致。
1998-12-09 astro-ph
Gradients of Absorption Line Strengths in Elliptical Galaxies
我们重新研究了80个椭圆星系的线强度梯度。典型的金属丰度梯度为d[Fe/H]/dlogr =-0.3。金属丰度梯度与星系的任何物理性质无关，包括中心和平均金属丰度、中心速度色散σ 0、绝对B星等MB、绝对有效半径Re和星系的动力学质量。利用金属丰度梯度，我们计算了单个椭圆星系的平均恒星金属丰度。典型的恒星平均金属丰度<[Fe/H]> =-0.3。平均金属丰度与σ 0和动力学质量相关，但MB和Re的关系包括显着的散射。我们发现由表面亮度SBe，<[Fe/H]>和Re（或MB）定义的基本面，其散射比<[Fe/H]>-Re（或MB）关系的散射小得多。<[Fe/H]>-σ 0关系与[Fe/H]0-σ 0关系几乎平行，但系统地低0.3 dex。金属度-质量关系，或者等价地，色-星等关系不仅对星系的中心部分成立，而且对整个星系的部分也成立。用Mg ~ 2和Fe ~ 1计算，发现在大多数椭圆星系中<[Mg/Fe]> = +0.2。<[Mg/Fe]>与星系质量示踪剂没有相关性。如果在大部分Ia型超新星开始爆炸之前，恒星的形成已经停止在椭圆星系中，那么这就可以得到最自然的解释。椭圆星系可能有显著不同的金属丰度梯度和<[Fe/H]>，即使它们有相同的星系质量。这可能是由于星系合并，但没有证据表明，从目前可用的数据来支持相同的起源金属丰度梯度，周围的金属丰度-质量关系的散射，和动力学扰动。这可能表明，散…
1999-07-07 astro-ph
Bump Cepheids in the Magellanic Clouds: Metallicities, the Distances to the LMC and SMC, and the Pulsation-Evolution Mass Discrepancy
我们利用非线性脉动模型再现所观察到的光和颜色曲线的两个样本的凹凸造父变星，19个从大麦云和9个从小麦哲伦云。这种分析确定了恒星样本的基本参数质量、光度、有效温度、金属丰度、距离和红化。光变曲线形状单独用于确定金属丰度是这里介绍的一种新的建模技术。这两个样品的金属丰度、距离和红化分布与文献中相似的恒星星族的分布一致。大麦云的距离模数为18.54 $\pm$ 0.018，小麦哲伦云的距离模数为18.93 $\pm$ 0.024。LMC和SMC的造父变星平均金属丰度分别为$Z = 0.0091\pm0.0007$和$0.0050\pm0.0005$。来自脉动分析的质量显着小于恒星演化模型预测没有或轻度对流核心过冲。我们表明，这种差异不能占我们的输入不透明度或质量损失物理的不确定性。我们解释所观察到的质量差异增强内部混合在附近的对流核心在主序列的寿命，并发现，过冲参数$Λ_{c}$上升从0.688 $\pm$ 0.009H_p在平均LMC金属丰度0.746 $\pm$ 0.009H_p在SMC。
2006-01-10 astro-ph
Modeling age and metallicity in globular clusters: a comparison of theoretical giant branch isochrones
考虑到红巨星在星系团和星系中老恒星星族演化合成计算中对积分光的重要贡献，我们分别比较了Padova、Geneva和Yale演化轨道计算的理论等时线。利用Lejeune等人（1999）最新版本的理论恒星光谱的颜色校准库，将等时线以统一的方式转换为观测的色星等图（M（T1），C-T1）和（M（I），V-I），并与观测到的跨越大范围金属丰度的典型球状星团的巨型分支进行比较。我们发现，红巨星分支的三个不同的等时线具有显著不同的斜率和曲率，一般情况下，当金属丰度小于[M/H]-1时，差异更大。在整个金属丰度范围内（~ -2<[M/H]<0），耶鲁等时线是唯一一个显示出与观测到的巨分支和由RGB颜色得出的相关金属丰度标度非常匹配的等时线，而帕多瓦等时线在低金属丰度方面表现出显著的差异。这些差异对单个恒星星族的综合模型颜色的影响，特别是年龄和金属丰度的测定，简要讨论。
1999-05-26 astro-ph
