Do galaxy global relationships emerge from local ones? The SDSS IV MaNGA surface mass density-metallicity relation
我们提出了恒星表面质量密度{ \it vs.} SDSS IV MaNGA巡天中包含的653个盘状星系样本中超过50万个空间分辨的恒星形成分辨率元素（spaxels）的气体金属丰度（$Σ_*-Z$）关系。我们发现这些本地属性之间的紧密关系，随着表面密度的增加，具有更高的金属。这种关系在表面质量密度上延伸了三个数量级，在金属丰度上延伸了四个数量级。我们发现，这种局部关系可以同时再现盘星系的两个众所周知的属性：它们的全球质量-金属丰度关系{ \it和}它们的径向金属丰度梯度。我们还发现，$Σ_* - Z$关系是在很大程度上独立的星系的总恒星质量和特定的恒星形成率（sSFR），除了在低恒星质量和高sSFR。这些结果表明，在当今的宇宙中，局部性质在决定典型盘星系的气相金属丰度方面起着关键作用。
2016-09-06 astro-ph.GA
Stellar Metallicity Gradients in SDSS galaxies
我们推断恒星金属丰度和丰度比梯度的样本中的红色星系的斯隆数字巡天（SDSS）主要星系样本。因为这个样本在一个星系中的不同半径处没有多个光谱，所以我们统计地测量这些梯度。我们将星系分成恒星质量仓，将它们的光谱叠加在红移仓中，并通过在相邻的红移仓中差分光谱来计算投影环中测量的吸收线指数。在确定了线指数之后，我们使用EZ\_Ages软件中的恒星星族模型来计算每个环内的年龄、金属丰度和丰度比。我们的数据覆盖了这些星系的中心区域，略高于$1 R_{e}$。我们发现可检测的梯度金属丰度和相对浅的梯度丰度比，发现直接测量单个星系的结果相似。梯度对恒星质量的依赖性很弱，这种依赖性与$R_e$随质量的变化有很好的相关性。基于这些数据，我们报告的平均等效宽度，金属丰度，丰度比作为SDSS早型星系的质量和速度色散的函数，固定孔径为2.5千秒差距和0.5 $R_e$。
2015-06-16 astro-ph.GA
The Stellar Metallicity Distribution Function of the Galactic Halo from SDSS Photometry
利用SDSS乌格利兹光度计研究了星系晕的恒星金属丰度分布函数。一组恒星等时线校准使用几个星团的观测和验证的比较中分辨率光谱值在很宽的范围内的金属丰度。我们估计的距离和金属丰度的个别主序星在多次扫描SDSS条纹82，在日心距离在5 - 8千秒差距和|b| > 35度的范围内，并发现，在现场光度金属丰度分布的形状相匹配的运动学选择本地晕星从瑞安和诺里斯。我们还研究了独立的运动学信息，从自行测量高银河系纬度的恒星在我们的样本。我们发现，在银河系静止坐标系中，逆行旋转的恒星通常比那些表现出逆时针旋转的恒星更贫金属，这与Alberlo等人的早期论点相一致，晕系统包括至少两个空间重叠的组件，具有不同的金属丰度，运动学和空间分布。观测到的光度金属丰度分布和Ryan & Norris的分布可以用Hartwick的一个简单的化学演化模型（或单一的高斯分布）来描述;然而，暗示性的金属丰度-运动学相关性与该模型中的基本假设相矛盾，即银河系晕主要由单一的恒星星族组成。当观测到的金属丰度分布使用峰值在[Fe/H] ~ -1.7和-2.3的两个高斯分量去卷积时，贫金属分量占该距离范围内整个晕总体的~20% - 35%。
2012-11-29 astro-ph.GA
Separate ways: The Mass-Metallicity Relation does not strongly correlate with Star Formation Rate in SDSS-IV MaNGA galaxies
我们提出的综合恒星质量金属丰度关系（MZR）的积分场面积SDSS-IV的MANGA调查中包括超过1700个星系。空间分辨的数据使我们能够使用一组异质的10个丰度校准物在相同的物理尺度（有效半径，单位为arcsec，$\mathrm{R_{eff}}$）下确定金属丰度。除了比例因子外，所有校准品的MZR形状相似，与先前使用单光纤和积分场光谱法报告的形状一致。我们比较这种关系的残差对恒星形成率（SFR）和特定的SFR（sSFR）。我们没有发现一个强大的二级关系的MZR与SFR或sSFR的任何校准品，与以前的单光纤光谱研究。我们的研究结果同意的情况下，金属富集发生在局部尺度上，与全球流出发挥次要作用，在塑造化学的星系和冷气体流入调节恒星的形成。
2017-06-29 astro-ph.GA
SDSS-IV MaNGA: Spatial Evolution of Gas-Phase Metallicity Changes Induced by Galaxy Interactions
本研究利用 SDSS-IV MaNGA 的 IFU 数据分析了星系相互作用中气相金属丰度梯度的空间演化，发现首次近心点后梯度变平，后期变化取决于相互作用强度，且部分阶段观测到更陡梯度与模拟预测不符，揭示了星系相互作用的复杂性。
2025-03-04 astro-ph.GA
G2C2 II: Integrated colour-metallicity relations for Galactic Globular Clusters in SDSS passbands
我们使用我们的综合SDSS测光的96个球状星团在$g$和$z$，以及$r$和$i$测光的一个子集的56个集群，推导出综合色金属丰度关系（CMR）的银河系球状星团。我们比较这种关系，以前的工作，包括河外星系团，并检查年龄的影响，现今的质量函数的变化，结构参数和形态的水平分支的关系。此外，我们仔细研究了前景消光（包括微分红化）引入的散射，并表明，在颜色-金属丰度关系的散射可以显着减少结合两个红化法律从文献中。在所有的CMR中，我们发现一些低红化的年轻GC是抵消CMR。这些异常值中的大多数与射手座系统有关。模拟表明，这与其说是由于年龄，不如说是由于不同的富集历史。最后，我们介绍了基于红外钙三重态的颜色-金属度关系，当与$(g^\prime-i^\prime)$和$(g^\prime-z^\prime)$颜色相比时，它们显然是非线性的。
2013-10-17 astro-ph.GA
Identifying High Metallicity M Giants at Intragroup Distances with SDSS
潮汐剥离和与中心超大质量黑洞的三体相互作用可能会将恒星从银河系中弹射出来。这些恒星将包括一组“群内”恒星，它们追溯了我们银河系邻居过去的相互作用历史。使用斯隆数字巡天DR 7，我们使用旨在排除附近M和L矮星的色彩分割来识别候选太阳金属丰度红巨星群内恒星。我们提出了677组内的候选人之间选择300千秒差距和2百万秒差距，要么是最红的组内候选人（M7-M10）或L矮星在更大的距离比以前检测到的。
2012-02-09 astro-ph.GA
Wolf-Rayet galaxies in SDSS-IV MaNGA. II. Metallicity dependence of the high-mass slope of the stellar initial mass function
沃尔夫-拉叶（WR）区或WR星系作为高质量恒星的宿主，是约束恒星初始质量函数（IMF）高质量端的理想对象。我们构建了一个大样本的910 WR星系/地区，涵盖了广泛的恒星金属丰度（从Z~0.001到Z~0.03），结合三个目录的WR星系/地区以前选择的SDSS和SDSS-IV/MANGA调查。我们测量了每个光谱在~4650 A处WR蓝色凸起的等效宽度。它们与恒星演化模型Starburst 99和BPASS的预测进行了比较，并采用了不同的IMF假设（IMF的高质量斜率α从1.0到3.3不等）。考虑了奇异演化和二元演化。我们还使用了贝叶斯推断代码进行全谱拟合WR光谱与恒星星族光谱从BPASS作为拟合模板。然后，我们在不同的α假设贝叶斯证据的基础上进行模型选择。这些分析一直导致IMF高质量斜率α与恒星金属丰度Z呈正相关，即在较高的金属丰度下，IMF更陡峭（更底重）。具体而言，α=1.00的IMF在最低金属丰度（Z~0.001）时优选，而Salpeter或甚至更陡的IMF在最高金属丰度（Z~0.03）时优选。即使采用二元总体模型，这些结论也成立。
2021-10-02 astro-ph.GA
Constraints on the assembly history of the Milky Way's smooth, diffuse stellar halo from the metallicity-dependent, radially-dominated velocity anisotropy profiles probed with K giants and BHB stars using LAMOST, SDSS/SEGUE, and Gaia
我们分析的各向异性配置文件的银河系的平滑，弥漫的恒星晕使用SDSS/SEGUE蓝水平分支恒星和SDSS/SEGUE和LAMOST K巨星。这些本质上发光的恒星使我们能够探测距离银河系中心约100 kpc的晕。所有恒星的视线速度、距离、金属丰度和自行都可以通过SDSS/SEGUE、LAMOST和盖亚获得，我们使用这些数据构建了一个完整的7 D集合，包括位置、空间运动和金属丰度。我们删除子结构从我们的样品使用积分的运动的基础上的方法薛等。我们发现径向占主导地位的运动剖面几乎恒定的各向异性在20千秒差距内，超过该各向异性剖面轻轻下降，但仍然径向占主导地位的最大程度上我们的样本。独立于恒星类型或子结构移除，各向异性取决于金属丰度，这样恒星的轨道随着金属丰度的降低而变得不那么径向。对于$-1.7<$ [Fe/H] $<-1$，在银心距离$\sim20$ kpc处，平滑的弥散晕各向异性轮廓开始下降，K巨星从$β\sim0.9$下降到0.7，蓝色水平分支星从$β\sim0.8$下降到0.1。对于[Fe/H] $<-1.7$，平滑，弥漫晕各向异性保持不变，沿所有距离与$0.2<β<0.7$金属丰度范围探测，虽然独立于恒星类型。这些样本是理想的估计总银河系质量，因为它们代表了维里化的恒星晕系统。
2021-04-30 astro-ph.GA
SDSS-IV MaNGA: Variations in the N/O -- O/H relation bias metallicity gradient measurements
在本文中，我们使用强线校准的N/O和O/H的MaNGA spectrometry数据，探讨系统的各种强线金属丰度诊断的N/O的变化。我们发现在固定的O/H与总星系恒星质量相关的N/O的径向变化，并可以诱导$\sim 40 \%$系统的不确定性时，使用氮依赖丰度校准的氧丰度梯度。从经验上讲，我们发现，这些差异与当地的恒星形成效率的变化，最近的化学演化模型预测的星系，但我们不能排除其他过程，如径向迁移和吸积的被动矮星系也发挥了作用。
2019-12-06 astro-ph.GA
The gas-phase metallicities of star-forming galaxies in aperture-matched SDSS samples follow potential rather than mass or average surface density
本文比较研究了星形成星系的质量（$\mathrm{M \equiv M_*}$）、平均势（$Φ\equiv \mathrm{M_*/R_e}$）和平均表面质量密度（$Σ\equiv \mathrm{M_*/R_e^2}$，其中$\mathrm{R_e}$是有效半径）与基于孔径的气相金属丰度之间的关系。我们使用的体积有限的样品从公开可用的SDSS DR 7，并根据我们的分析孔径匹配的采样，通过选择一组星系的SDSS光纤探针固定分数的$\mathrm{R_e}$。我们发现，在0.5和1.5 $\mathrm{R_e}$之间，气相金属度与$Φ$的相关性比与$\mathrm{M}$或$Σ$的相关性更紧密，因为对于所有孔径匹配的样品，电势-金属度关系具有（i）较小的分散性，（ii）与质量-金属丰度关系和平均表面密度相比，$\mathrm{R_e}$具有更高的Spearman等级相关系数和（iii）更小的残差趋势-金属丰度关系我们的结果与目前的天然气富集和金属损失模型基本一致。然而，对于我们的发现，一个更自然的解释是气相金属丰度和逃逸速度之间的局部关系。
2018-05-30 astro-ph.GA
Catalogue of nearby blue and near-solar gas metallicity SDSS dwarf galaxies
本文基于SDSS DR16构建了包含3459个邻近蓝色恒星形成矮星系的星表，并给出稳健金属丰度估计，发现其平均金属丰度比太阳低约0.2 dex，为研究矮星系金属丰度演化提供基础。
2024-02-21 astro-ph.GA
New fully empirical calibrations of strong-line metallicity indicators in star forming galaxies
我们得到新的经验校准的强线诊断气相金属在本地恒星形成星系统一应用Te方法在整个金属探测范围内的斯隆数字巡天（SDSS）。为了测量高金属丰度下的电子温度，在单个星系中无法检测到所需的极光线，我们将SDSS中超过110，000个星系的光谱堆叠在log[O II]/H $β$和log[O III]/H $β$的箱中。这个叠加方案并没有假设金属丰度与质量或恒星形成率有任何关系，而只是假设具有相同线比的星系具有相同的氧丰度。我们提供的校准跨度超过1德克斯的金属丰度，完全定义在一个一致的绝对Te金属丰度尺度的星系。我们应用我们的校准SDSS样品，发现它们提供一致的金属丰度估计在0.05 dex。
2016-10-21 astro-ph.GA
SDSS-IV MaNGA: drivers of stellar metallicity in nearby galaxies
恒星金属丰度在星系内和星系间的分布是宇宙时间内化学演化的一个极好的遗迹。我们提出了一个详细的分析空间分辨恒星星族的基础上$>2.6$万空间箱从7439个附近的星系在SDSS-IV的MANGA调查。为了解释准确的倾斜校正，我们推导出一个方程的形态依赖的星系倾角的测定。我们的研究超越了众所周知的全球质量-金属丰度关系和径向金属丰度梯度提供了一个统计上合理的探索恒星金属丰度$[Z/H]$，恒星表面质量密度$Σ_\star$和银河系中心距离之间的局部关系在全球质量形态平面。我们发现一个显着的解决质量密度金属丰度关系$\rm rΣ_\star ZR$的所有类型和质量以上$10^{9.8}\,\mathrm{M_\odot}$的星系。不同的径向距离对关系的扩展做出重要贡献。特别是，在低和中等质量的星系，我们发现，在固定的$Σ_\star$金属丰度增加与半径的形态无关。对于高质量，这种径向依赖性只在螺旋星系的高$Σ_\star$区域观察到。这一结果要求除了$Σ_\star$之外，还有一个金属丰度的驱动因素，它促进了星系外部比内部更强烈的化学富集。我们讨论了气体吸积，外流，再循环和径向迁移作为可能的情况。
2021-09-23 astro-ph.GA
The fundamental metallicity relation from SDSS (z~0) to VIPERS (z~0.7) Data selection or evolution
目的。我们专注于如何均匀的星系样本具有不同的特性之间的比较。我们检查的基本金属丰度关系（FMR）的投影和这些投影在$z\sim0$（SDSS）和$z\sim0.7$（VIPERS）选择的样品之间的演变。我们特别检查选择标准是否以及在多大程度上影响结果。方法.我们检查了不同的偏见的影响，无论是由物理约束（光度函数的演变和蓝色星系的分数的差异）或数据选择（的信噪比和质量的光谱）的FMR和它的预测。为了区分红移星系的物理演化与这些偏差模拟的虚假演化之间的差异，我们首先分析了这些偏差对SDSS样本的影响，然后从SDSS数据出发，建立了一个与VIPERS等价的$z \sim 0$样本，复制了$z\sim0.7$的VIPERS样本的主要特征，以便进行公平的比较。结果我们发现FMR投影对信噪比的选择和光谱中发射线测量的质量标志引入的偏差都很敏感，特别是$\left[\text{O{\,\sc{iii}}}\right]λ4959$线。例外的是金属丰度与sSFR平面，其对这些偏差不敏感。光度函数的演化只在平面金属丰度与恒星形成率（SFR）之间引入了偏差，而蓝色星系的分数对结果没有影响。
2022-06-06 astro-ph.GA
How well do local relations predict gas-phase metallicity gradients? Results from SDSS-IV MaNGA
星系中的气相金属丰度梯度为研究星系的形成历史提供了重要线索。使用SDSS-IV的MANGA数据，我们以前证明了气体金属丰度梯度的变化系统和显着的星系质量大小平面：在恒星质量超过约$10^{10}$ $\mathrm{M_\odot}$，更扩展的星系显示陡峭的梯度（单位为$\mathrm{dex/R_e}$）在给定的恒星质量。在这里，我们着手制定一个物理解释这些调查结果，通过检查本地$\sim$千帕尺度关系的能力，以预测沿质量-尺寸平面的梯度行为。我们发现，当地的恒星质量表面密度，当结合总恒星质量，是足够的再现整体质量-尺寸的趋势在定性的意义上。我们进一步发现，我们可以通过校正与恒星形成区最近的恒星形成历史有关的残余趋势来改进预测。然而，我们也发现，最扩展的星系显示更陡峭的平均梯度比预测的，即使在校正剩余的金属丰度趋势与其他本地参数。从这些结果中，我们认为，气相金属丰度梯度在很大程度上可以理解在已知的本地关系，但我们也讨论了一些可能的物理原因的差异梯度。
2022-06-14 astro-ph.GA
SDSS-IV MaNGA: environmental dependence of stellar age and metallicity gradients in nearby galaxies
利用MANGA积分场谱的STARLIGHT软件，对1105个星系的恒星年龄和金属丰度分布进行了研究。我们得到的年龄和金属丰度梯度拟合直线的径向配置文件，并探讨其与总恒星质量M*，NUV-r颜色和环境，确定的大尺度结构（LSS）类型和局部密度的相关性。我们发现，平均年龄和金属丰度梯度接近于零，但略负，这是一致的由内而外形成的情况。在我们的样本中，我们发现，无论是年龄和金属丰度梯度显示弱或没有相关性与LSS类型或局部密度环境。此外，我们还研究了年龄和金属丰度值在有效半径的环境依赖性。年龄和金属丰度值与M* 和NUV-r高度相关，也取决于LSS类型以及局部密度。低质量星系往往更年轻，在低密度环境中具有较低的金属丰度，而高质量星系受环境影响较小。
2016-12-05 astro-ph.GA
Multi-wavelength observations of SDSS J105621.45+313822.1, a broad-line, low-metallicity AGN
与具有太阳或超太阳气相金属丰度的大质量星系相比，在低金属丰度矮星系中很少发现活动星系核（AGN）。这样的人口可以提供对超大质量黑洞起源的深入了解。在这里，我们报告的近红外光谱和X射线观测SDSS J105621.45+313822.1，一个低质量，低金属量的星系与恒星形成星系的光学窄线比一致，但广泛的H $α$线和中红外颜色一致的活动星系核。我们探测到了[Si VI] 1.96 $μ$ m日冕线和一条宽的Pa $α$线，其半高宽为$850 \pm 25$ ~km~s $^{-1}$ .结合SDSS光谱中的光学宽线和日冕线，我们确认了一个质量为$(2.2 \pm 1.3) \times 10^{6}$ ~M $_{\odot}$的高度吸积黑洞的存在，基于日冕线光度的测热光度为$\approx10^{44}$ ~erg~s $^{-1}$，这意味着一个高度吸积的活动星系核。钱德拉观测揭示了一个弱核点源，其$L_{\textrm{X,2-10 keV}} = (2.3 \pm 1.2) \times 10^{41}$ $L_{\textrm{X,2-10 keV}} = (2.3 \pm 1.2) \times 10^{41}$ ~erg~s $^{-1}$，$\sim 2$的数量级低于中红外光度预测的数量级，这表明活动星系核尽管在光谱中显示出宽谱线，但仍然是高度模糊的。J1056+31…
2020-04-23 astro-ph.GA
Supernovae SDSS Host Metallicity Catalog and Resulting Metallicity Distributions by SNe Type
为了支持正在进行的项目，我们已经编制了一个超新星数据库，其主金属丰度由斯隆数字巡天（SDSS）中的光谱学确定，我们将其作为社区一般使用的目录提供。在这里，我们提供了KK 04（Kobulnicky & Kewley 2004），T04（Tremonti et al. 2004）和D16（Dopita et al. 2016）诊断中的金属丰度值以及相关线通量的汇编，以允许用户计算自己的金属丰度。这里提供的样本有大约1700个物体的金属丰度至少在一个诊断中，KK 04中大约有1200个物体，其中300多个是核心塌陷SNe，或者是Kelly & Kirshner（2012）汇编中核心塌陷物体数量的两倍，反映了最近SNe探测能力的显著改善。我们发现一些差异的金属丰度分布的亚型的II型和Ia型SNe和推测，金属丰度可能发挥作用，如果发生II型SNe事件IIb和IIn或作为标准的II型。
2019-05-30 astro-ph.GA astro-ph.HE
Gas phase metallicity determinations in nearby AGNs with SDSS-IV MaNGA: evidence of metal poor accretion
我们推导出的金属丰度（跟踪的O/H丰度）的窄线区（NLR）的108塞弗特星系以及径向金属丰度梯度沿其星系盘和这些匹配的控制样本没有活动的星系。有鉴于此，考虑了SDSS-IV MaNGA调查的观测数据和文献中的强发射线校准。每个活动星系核（AGN）的NLR %获得的金属丰度值进行了比较，从径向氧丰度梯度的外推，从沿星系盘的\ion{H}{ii}区域估计，到宿主星系的中心部分。我们发现，对于大多数对象（$\sim 80\,\%$），NLR金属丰度低于外推值，这些估计值之间的平均差异（$<D>$）范围从0.16到0.30 dex。我们认为，$<D>$是由于贫金属气体吸积到活动星系核中，从而供给核超大质量黑洞（SMBH），这些气体来自SMBH周围的储存分子和/或中性氢。此外，我们寻找$D$和电子密度（$N_{\rm e}$），[ \ion{O}{iii} ] $λ$ 5007和H $α$光度，消光系数（$A_{V})$的NLR，以及恒星质量（$M_{*}$）的宿主星系之间的相关性。发现$D$与参数$N_{\rm e}$、$M_{*}$和$A_{\rm v}$之间存在负相关的证据。
2022-03-16 astro-ph.GA
SDSS IV MaNGA - Metallicity and nitrogen abundance gradients in local galaxies
我们研究了气相金属丰度（O/H）和氮丰度梯度跟踪恒星形成区域的代表性样本的550个附近的星系在恒星质量范围$\rm 10^9-10^{11.5} M_\odot$与解决光谱数据从SDSS-IV MANGA调查。使用强线比诊断（R23和O3 N2的金属丰度和N/O的N2 O2）和参考有效（半光）半径（$\rm R_e$），我们发现，金属丰度梯度陡峭的恒星质量，躺在大致平坦的星系之间的$\rm log(M_\star/M_\odot) = 9.0$，但表现出陡峭的斜率为-0.14 dex $\rm R_e^{-1}$在$\rm log(M_\star/M_\odot) = 10.5$（使用R23，但使用O3 N2得到了等效的结果）。在更高的质量下，这些斜率在我们样品的外部区域（$\rm R > 1.5 ~R_e$）中保持典型，但在中心区域（$\rm R < 1~ R_e$）中观察到平坦化。在外部区域（$\rm R > 2.0 ~R_e$），我们检测到金属丰度梯度在堆叠配置文件中的温和平坦化，虽然具有较低的意义。N/O比梯度提供了对平均化学富集历史的补充约束。与氧丰度不同，在大质量星系的中心区域，平均N/O分布并不平坦。的金属丰度和N/O的配置文件都偏离显着的指数形式，表明化学富集和恒星质量表面密度在本地尺度上的断开。在光盘的由内而外的增长的背景下，我们的研究结果表明，今天的大规模星系的…
2017-03-28 astro-ph.GA
SDSS-IV MaNGA: the chemical co-evolution of gas and stars in spiral galaxies
我们研究考古学如何在恒星和气体成分的不同质量的螺旋星系的金属丰度随时间的推移而演变，使用的数据从SDSS-IV MANGA调查。对于恒星成分，我们可以通过将星系吸收线光谱分解为不同年龄的种群并确定其金属丰度来直接测量这种演化。对于气体成分，我们只能直接从发射谱线测量现在的金属丰度。然而，气体金属丰度、恒星质量和恒星形成率之间有一个很好的关系，它不会随着红移而显著变化;由于后两个量可以直接从吸收线光谱的分解中确定任何时期，我们可以使用这个关系来推断气体金属丰度在宇宙时间内的变化。用这种方法得到的数值与直接从发射谱线得到的数值的比较证实了该方法的有效性。将这种方法应用于1619个螺旋星系的样本，揭示了自宇宙正午以来，这些系统的金属丰度在过去100亿年中的变化。对于较低质量的星系，恒星和气体的金属丰度一起增加，正如人们在混合良好的孤立系中所期望的那样。在更高质量的系统中，恒星的平均金属丰度并没有随着推断的气体金属丰度的增加而增加，实际上随着时间的推移而减少。如果这些更大质量的系统在其一生中吸积了大量的原始气体，并且这些物质没有很好地混合到星系中，那么这种不相交的行为就是人们所期望的。
2022-08-18 astro-ph.GA
Constraints on galactic outflows from the metallicity-stellar mass-SFR relation of EAGLE simulation and SDSS galaxies
恒星反馈驱动的外流调节恒星的形成和星系的化学富集，但星系性质的质量外流率的基本依赖仍然在很大程度上是未知的。利用SDSS在$z{=}0$观测到的金属度-恒星质量-SFR关系，我们发展了一个简单而全面的非平衡化学演化模型~（NE-CEM）来约束外流的质量加载因子$η$。我们的NE-CEM通过明确跟踪恒星形成和质量加载的历史来预测化学富集。探索EAGLE模拟后，我们发现一个紧凑而灵活的模型，准确地描述了星系的平均恒星形成历史。将一种新的$η$的化学测量方法应用于EAGLE，我们发现$η$可以通过它对恒星质量和比SFR的依赖性参数化为$\logη\propto M_*^αs{\mathrm{SFR}}^β$，EAGLE中有$α{=}{-}0.12$和$β{=}0.32$.我们的化学推断$η$同意非常好的运动学测量米切尔等人。经过广泛的测试与EAGLE，我们应用NE-CEM贝叶斯分析的SDSS数据，产生一个严格的约束$\log(η/0.631)=0.731{\pm}0.002\times(M_*/10^{9.5}M_{\odot})^{-0.222\pm0.004} (s{\mathrm{SFR}}/10^{-9.5}yr^{-1})^{0.078\pm0.003}$，在良好的协议与下桶测量。我们的最佳拟合NE-CEM不仅精确地描述了$z{=}0$处的金属度-恒星质量-SFR关系，而且成功…
2023-03-12 astro-ph.GA
SDSS-IV/MaNGA: Can impulsive gaseous inflows explain steep oxygen abundance profiles \& anomalously-low-metallicity regions?
气体流入是星系恒星形成燃料的必要供应者，但很难在调查尺度上描述。我们使用积分场光谱测量的气相金属丰度和单碟射电测量的总原子气体质量来估计的幅度和频率的气体流入恒星形成的星系事件。我们揭示了$0.25-1.5 R_e$之间陡峭的氧丰度分布之间的相互关系，金属丰度之间的变化增加$1.25-1.75 R_e$，并在固定的总星系恒星质量的HI含量升高。采用一个简单但直观的流入模型，我们发现，总恒星质量小于$10^{10.1} {\rm M_{\odot}}$的星系有本地的氧丰度曲线与流入的再活力一致。大约10- 25%的低质量星系具有最近吸积的特征，估计局部气体质量表面密度典型地增加了大约10- 90%。质量较大的星系对这种流入的证据有限。HI质量的巨大差异意味着流入的相关气体应该远离恒星形成盘。因此，我们建议采用高HI质量、$0.25-1.5 R_e$之间的陡峭金属丰度剖面和$1.25 - 1.75 R_e$之间的宽金属丰度分布函数的组合来针对可能的流入气体宿主进行高分辨率无线电跟踪。
2020-12-23 astro-ph.GA
MgII 2797, 2803 emission in a large sample of low-metallicity star-forming galaxies from SDSS DR14
根据斯隆数字巡天的数据发布14构建了一个大样本的MgII发射恒星形成星系，其金属丰度[O/H] = log（O/H）-log（O/H）sun在-0.2和-1.2 dex之间。我们选择了4189个星系的MgII 2797，2803发射线的红移范围z~0.3-1.0或35%的总斯隆数字巡天恒星形成样本的红移z>0.3。我们研究了镁-氧和镁-氖丰度比对金属丰度的依赖性。外推到[Mg/Ne]=0和太阳金属丰度，我们得到了[Mg/Ne]~-0.4（太阳金属丰度）的镁亏损。我们更倾向于用氖而不是氧来评估星际介质中镁的消耗，因为氖是一种稀有气体，与氧相反，它不会被并入尘埃。因此，我们发现质量越大、金属含量越丰富的星系，镁的消耗越高。我们的样本的全球参数，如质量的恒星星族和恒星形成率，与以前获得的结果从文献中进行了比较。这些结果证实了MgII发射有一个星云的起源。我们的星际镁氧丰度比相对于太阳值的数据与银河系恒星，在银河系卫星矮星系的巨星，和低金属阻尼莱曼-α系统的类似测量是非常一致的。
2019-02-28 astro-ph.GA
SDSS-IV MaNGA: galaxy gas-phase metallicity gradients vary across the mass-size plane
气相丰度和丰度梯度提供了许多关于过去恒星世代的信息，并且是星系如何演化的有力探针。星系中的气体丰度梯度已经被研究为星系质量和大小的函数，但在很大程度上没有被考虑到整个星系质量-大小平面。因此，我们调查气相丰度梯度在这个平面上，使用的样本超过1000个星系的MApping附近Galerkin在APO（MANGA）光谱调查。我们发现，梯度变化系统，使以上$10^{10}M_{\odot}$，较小的星系显示平坦的梯度比较大的星系在给定的恒星质量。这种质量大小的行为不能用仪器效应来解释，也不能简单地反映梯度和形态之间的已知趋势。我们探索了这种模式的物理起源的多种可能性，但需要进一步的工作来建立一个坚定的物理解释。
2020-12-04 astro-ph.GA
A Survey of CN and CH Variations in Galactic Globular Clusters from SDSS Spectroscopy
我们提出了一个均匀调查的CN和CH带强度在8个银河系球状星团观察过程中的斯隆扩展银河系的理解和探索（SEGUE）的SDSS子调查。我们证实了在所有金属丰度大于[Fe/H] = -1.7的星系团中，RGB星之间存在CN双峰分布;具有CN双峰的最低金属丰度星系团是M53，[Fe/H] ~-2.1。在M92、M2和M13的次巨星分支上，以及在M92和NGC 5053的红巨星分支上也有个别CN群存在的证据。最后，我们量化的整体集群金属丰度和CN带强度-光度图的斜率之间的相关性，作为进一步证明集群巨人CN富集水平的一种手段。我们的研究结果与文献报道的研究结果一致。
2011-05-26 astro-ph.GA
SDSS IV MaNGA -- Metallicity and ionisation parameter in local star-forming galaxies from Bayesian fitting to photoionisation models
我们使用SDSS-IV MaNGA调查的积分场光谱测量了1795个代表性本地恒星形成星系的气相金属丰度、电离参数和尘埃消光。我们自洽地得出这些数量通过比较观察到的线通量与光电离模型使用贝叶斯框架。我们还提出了[SIII] $λλ$ 9069，9532星云线，这一直被预测为理想的示踪剂的电离参数的第一个全面的研究。不幸的是，我们发现，目前的光电离模型基本上过度预测[SIII]线强度，而广泛复制其他观察到的光学线比。我们讨论如何利用[SIII]线提供的信息，通过设置电离参数的先验。按照这种方法，我们得到的金属丰度和电离参数的空间分辨地图和径向配置文件。的金属丰度的径向配置文件与以前的作品，与金属丰度下降的外部和平坦的中心区域，在协议的星系形成，预测螺旋盘建立通过吸积的材料，这导致了一个由内而外的增长的下落模型。另一方面，电离参数径向配置文件是平坦的低质量星系，而它们的斜率成为积极的星系质量的增加。然而，我们得到的电离参数图是clusified，特别是对于低质量星系。电离参数与H $α$等效宽度[EW（H $α$）]密切相关，遵循几乎普遍的关系，我们将其归因于由于HII区域老化引起的电离源光谱形状的变化。我们得到了电离参数和金属丰度之间的正相关性在固定的EW（H $α$），与以前的理论工作预期的反相关性的分歧。
2020-02-13 astro-ph.GA
Chemical abundances of Seyfert 2 AGNs $-$II. N2 metallicity calibration based on SDSS
给出了Seyfert 2活动星系核金属丰度（$Z$）与发射线强度比（$N2$ =log（[N II] $λ$ 6584/H $α$））之间的半经验校准.该校准是通过[O III] $λ$ 5007/[O II] $λ$ 3727与$N2$图导出的，该图包含观测数据和使用Cloudy代码获得的光电离模型结果。观测样本由463个确认的Seyfert 2核（红移$z < 0.4$）组成，取自斯隆数字巡天DR 7数据集。所获得的$Z$关系对于对应于$-0.7 < \: (N2) < 0.6$的范围$0.3 < (Z/Z_{\odot}) < 2.0$是有效的。改变电离参数（$U$），电子密度和$Z$估计的光谱能量分布的斜率的影响是由$N2$的误差测量产生的不确定性的顺序。这一结果表明我们的$Z-N2$校准的可靠性很高。得到了$U$与[O III]/[O II]谱线比的关系，几乎与其他星云参数无关。
2020-01-20 astro-ph.GA
SDSS-IV MaNGA: Radial Gradients in Stellar Population Properties of Early-Type and Late-Type Galaxies
我们得出的年龄，金属丰度，和个别元素丰度的早期和晚期型星系（ETG和LTG）到1.5 R $_e$。我们研究了一个大样本的1900个星系跨越$8.6 - 11.3 \log M/M_{\odot}$的恒星质量，通过堆叠光谱的SDSS-IV/MANGA调查的关键吸收功能。我们使用模拟星系光谱与扩展的恒星形成历史，以验证我们的方法为LTG和使用校正转换成光度和质量加权的数量派生的年龄。我们发现平坦的年龄和负金属丰度梯度的ETG和负年龄和负金属丰度梯度的LTG。LTG的年龄梯度随着星系质量的增加而变陡，从最低质量星系的$-0.05\pm0.11~\log$ Gyr/R $_e$到最高质量星系的$-0.82\pm0.08~\log$ Gyr/R $_e$。这种强梯度-质量关系的斜率为$-0.70\pm0.18$。比较本地年龄和金属丰度梯度与速度色散$σ$星系内的全球关系与$σ$表明，内部过程调节金属丰度ETGs，但年龄，反之亦然的LTG。我们进一步发现，相对于本地$σ$的金属丰度梯度表现出更强的依赖于星系质量比径向金属丰度梯度。两种类型的星系都显示出平坦的[C/Fe]和[Mg/Fe]梯度，以及负的[Na/Fe]梯度，而只有LTG显示出[Ca/Fe]和[Ti/Fe]梯度。ETG的[Na/Fe]梯度越来越陡，最高质量的局部$σ$达到$6.50\pm0.78$ dex/ $\log$ km/s。…
2021-02-12 astro-ph.GA
"Direct" Gas-Phase Metallicity in Local Analogs of High-Redshift Galaxies: Empirical Metallicity Calibrations for High-Redshift Star-Forming Galaxies
我们研究了直接气相氧丰度使用良好的检测极光[OIII]4363线的堆叠光谱的样本的本地类似物的高红移星系。在鲍德温-菲利普斯-特列维奇图上，这些局部类似物与$z\sim2$恒星形成星系的位置相同。这种类似物具有与高红移星系相同的电离星际介质（ISM）特性。我们在本地类似物中建立了直接气相氧丰度（$7.8<12+\log(\rm{O/H})<8.4$）和N2/O3 N2指数之间的经验金属丰度校准。我们发现显着的系统性偏移的金属丰度校准我们的本地类似物的高红移星系和那些来自本地HII地区和样本的本地参考星系从斯隆数字巡天（SDSS）。如果简单地将以往研究中的局域金属丰度校准应用于高红移星系，则N_2和O_3N_2的金属丰度相对于我们的校准将被低估0.05-0.1倍。局部金属丰度校准也会导致使用N2和O3 N2指标测量高红移星系金属丰度的差异。相比之下，我们的新校准在这两个指标之间产生一致的金属丰度。我们还得到了我们的本地类似物中的R23，O32，log（[OIII]/Hβ）和log（[NeIII]/[OII]）指数的金属丰度校准，与SDSS参考星系相比，它们显示出显着的偏移。通过与MAPPINGS光电离模型的比较，可以看出局域类似星系和SDSS参考星系中不同的经验金属丰度定标关系主要是由于电离ISM条件的改变。
2021-10-22 astro-ph.GA
SDSS-IV MaNGA: The Impact of Diffuse Ionized Gas on Emission-line Ratios, Interpretation of Diagnostic Diagrams, and Gas Metallicity Measurements
弥漫电离气体（DIG）在恒星形成星系中普遍存在。使用365个近面对面的MaNGA观测到的恒星形成星系的样本，我们演示了如何在恒星形成星系的DIG影响的发射线比的测量，因此诊断图和气相金属丰度测量的解释。在金属丰度固定的情况下，DIG主导的低Hα表面亮度区域显示出增强的[SII]/Hα、[NII]/Hα、[OII]/Hβ和[OI]/Hα。这些线比率的梯度由金属丰度梯度和Hα表面亮度决定。在线比诊断图中，DIG的污染使HII区域向复合或LI（N）ER样区域移动。需要更硬的电离光谱来解释DIG线比率。泄漏的HII区模型只能相对于HII区模型轻微地移动线比率，因此不能解释DIG显示的复合/LI（N）ER线比率。我们的结果有利于电离的演化恒星作为一个主要的电离源的DIG与LI（N）ER类发射。DIG可以显着偏置气体金属丰度和金属丰度梯度的测量使用强线方法。使用N2 O2获得的金属丰度是最佳的，因为它们表现出最小的偏差和误差。使用O3 N2、R23、N2=[NII]/Hα和N2 S2 H α（Dopita等人，2016年）推导金属丰度，在推导的金属丰度梯度中引入了与梯度本身一样大的偏差。Blanc等人（2015; IZI）的强线方法不能应用于DIG以获得准确的金属丰度，因为它目前只包含无法描述DIG的HII区域模型。
2017-01-26 astro-ph.GA
SDSS-IV MaNGA: the "G-dwarf problem" revisited
恒星中重元素的水平是前几代恒星增强的产物，而这种金属丰度在种群中的分布包含了星系形成过程的线索。最著名的是，“G矮星问题”强调了银河系中少量的低金属量G矮星，这与由气体“封闭盒子”形成的星系的最简单图像不一致。可以通过将银河系视为一个在其整个生命周期中吸积气体的开放系统来解决这个问题。这种观测传统上只在银河系中进行，但SDSS-IV MaNGA的高质量光谱数据的可用性和新分析技术的发展意味着我们现在可以对大样本的螺旋星系进行等效测量。我们的分析表明，高质量的螺旋一般表现出类似的低金属丰度恒星的赤字，这意味着银河系的气体吸积的历史是常见的。相比之下，低质量的螺旋星系几乎没有表现出G矮星问题的迹象，呈现出金属丰度分布，如果这样的系统演化成几乎封闭的盒子的话。这种区别可以从不同质量的星系中恒星形成的不同时间尺度来理解。
2021-01-26 astro-ph.GA
SDSS-IV MaNGA: Modelling the metallicity gradients of gas and stars - radially dependent metal outflow vs IMF
在我们以前的工作中，我们发现，只有两个方案是能够再现所观察到的综合质量金属丰度关系的气体和恒星成分的本地恒星形成星系同时。一种情况调用了一个依赖于时间的金属流出负荷因子，在早期有更强的流出。另一种情况是使用依赖于时间的IMF斜率，在早期IMF更陡。在这项工作中，我们扩展我们的研究，调查气体和恒星金属丰度的径向配置文件在本地恒星形成星系使用空间分辨光谱数据从SDSS-IV的MANGA调查。我们发现，大多数星系的气体和恒星金属丰度都呈现负梯度，而恒星金属丰度的梯度更陡。恒星的金属丰度梯度往往是质量相关的，在更大质量的星系中，梯度更陡，而气体金属丰度梯度没有明显的质量依赖性。然后，我们比较的气体和恒星金属丰度的径向分布的化学演化模型的预测的意见。我们确认，在我们以前的工作中提出的两个方案也需要解释的金属丰度梯度。基于这两个方案，我们成功地再现了气体金属丰度，恒星金属丰度，恒星质量表面密度，和恒星形成率（SFR）表面密度的径向配置文件同时。恒星金属丰度负梯度的起源是由径向依赖的金属外流或IMF斜率驱动的。相比之下，气体金属丰度的径向依赖性是较少的约束，因为模型参数的简并。
2018-02-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
SDSS-IV MaNGA: Evidence for enriched accretion onto satellite galaxies in dense environments
我们调查的环境依赖性的本地气相金属丰度的样本中的恒星形成星系的MANGA调查。恒星质量在$9<\log(M_{*}/M_{\odot})<10$范围内的卫星星系的金属丰度比类似恒星质量的中心星系高$\sim 0.05 \, \mathrm{dex}$。在低质量的卫星人口，我们发现，星际介质（ISM）的金属丰度最强烈地依赖于恒星质量的星系是中央的晕，虽然没有明显的差异，在金属丰度梯度。在固定的恒星总质量，卫星的高质量（$M_{*}>10^{10.5} \, \mathrm{M_{\odot}}$）的中心是$\sim 0.1 \, \mathrm{dex}$更丰富的金属比卫星的低质量（$M_{*} < 10^{10} \, \mathrm{M_{\odot}}$）的中心，控制当地的恒星质量表面密度和气体分数。拟合气体调节器模型的spectrometer数据，我们能够占当地的气体分数，恒星质量表面密度和当地的逃逸速度依赖的外流的变化。我们发现，金属丰度差异的最好解释是不同环境之间的吸积气体的平均金属丰度的变化，这取决于每个晕中的主导星系的恒星质量。这被解释为最近模拟预测的稠密环境中星系之间交换富集气体的证据。
2019-09-10 astro-ph.GA
Chemical abundances of Seyfert 2 AGNs I. Comparing oxygen abundances from distinct methods using SDSS
我们比较了Seyfert 2活动星系核窄线区（NLR）的氧丰度（O/H）的强线方法和直接测量电子温度（Te方法）。本研究的目的是探讨不同方法对低红移（z < 0.4）活动星系核金属丰度范围和质量-金属丰度关系的影响。利用Sloan数字巡天（SDSS）和NASA/IPAC河外星系数据库（NED），选取了463个已确认的Seyfert 2活动星系核的光学（3000 < A < 7000）谱线强度。利用Storchi-Bergmann等人的理论校准、半经验N_2O_2校准、baidian Hii-Chi-mistry代码和Te方法估计NLR的氧丰度。我们发现，通过强线方法的氧丰度估计彼此之间的差异高达~0.8 dex，在低金属度制度（12 + log（O/H））的差异最大。8.5）。我们证实，Te方法低估了NLR中的氧丰度，产生了不真实的太阳下值。我们没有发现宿主星系的恒星质量与其活动星系核的金属丰度之间有任何相关性。该结果与用于估计Z的方法无关。
2019-12-09 astro-ph.GA
SDSS-IV MaNGA: What Shapes The Distribution Of Metals In Galaxies? Exploring The Roles Of The Local Gas Fraction And Escape Velocity
我们确定了超过$9.2\times 10^5$恒星形成区（spaxels）位于1023附近的星系包括在SDSS-IV MANGA IFU调查的电离气体的局部金属丰度。我们使用的尘埃消光来自巴尔末减量和恒星模板拟合在每个spectum估计本地气体和恒星的质量密度，分别。我们还使用测量的旋转曲线来确定局部逃逸速度（$\mathrm{V_{esc}}$）。然后，我们分析了局部金属丰度和局部气体分数（$μ$）和$\mathrm{V_{esc}}$之间的关系。我们发现，金属性降低增加$μ$和减少$\mathrm{V_{esc}}$。通过研究这些关系中的残差，我们发现，气体馏分在局部化学富集中起着比$\mathrm{V_{esc}}$更主要的作用。我们表明，气体调节器模型的化学演化提供了一个合理的解释局部尺度上的金属丰度。该模型的最佳拟合参数与动量驱动的星系外流造成的金属损失一致。我们还认为，气体分数和本地逃逸速度都与本地恒星表面密度有关，而本地恒星表面密度又是主导本地恒星星族形成时代的示踪剂
2017-11-28 astro-ph.GA
Metallicity Calibration and Photometric Parallax Estimation: II. SDSS photometry
我们使用了168个F-G型矮星的更新的[Fe/H]丰度，并将它们校准到约化紫外过量的三阶多项式，$δ_{0.41}$由SDSS中的$ugr$数据定义。我们估计了相同恒星的$M_g$绝对星等，通过重新减少依巴谷星等，并校准了绝对星等偏移，$ΔM_g$，相对于毕宿星的内在序列的三阶多项式的$δ_{0.41}$。校准范围为$-2<$ [Fe/H] $\leq$ 0.3 dex和$4<M_g\leq6$ ma g。金属丰度校准的残差平均值和相应的标准差分别为0和0.137 mag;而绝对星等校准的残差平均值和相应的标准差分别为0和0.179 mag。我们将我们的程序应用于银河系中的23,414颗矮星，银河系坐标为$85^{\circ}\leq b\leq90^{\circ}$，$0^{\circ}\leq l\leq360^{\circ}$，大小为78度$^{2}$。我们估计了绝对星等$M_g$依赖的垂直金属丰度梯度作为垂直距离$Z$的函数。梯度在$0<Z\leq5$ kpc的范围内很深，而它们是超出$Z=5$ kpc的非常小的正数。所有$5<M_g\leq6$等的矮星都是薄盘星，它们的分布在$(g-r)_0\approx 0.38$等上呈现一个模，而$4<M_g\leq5$的绝对星等主要由厚盘星和晕星组成，即表面上明亮的（$g_0\leq18$等）是厚盘星，模在$(g-r)_0\sim0…
2017-09-01 astro-ph.GA
Zero-metallicity hypernova uncovered by an ultra metal-poor star in the Sculptor dwarf spheroidal galaxy
虽然真正的不含金属的“第三星族”恒星至今还没有被发现，但它们的性质以及它们的超新星的性质，在下一代恒星留下的化学产物中得到了揭示。本文报道了在玉夫座矮球状星系AS 0039中发现的一颗贫金属恒星。由于[Fe/H] $_{\rm LTE}=-4.11$，它是迄今为止在任何外部星系中发现的最贫金属的恒星。与大多数处于这个金属丰度的银河系恒星相反，AS 0039的碳显然没有增加，[C/Fe] $_{\rm LTE}=-0.75$和A（C）=+3.60，使其成为迄今为止在任何恒星中检测到的最低碳丰度。此外，它缺乏$α$元素的均匀性，[Mg/Ca] $_{\rm NLTE}=-0.60$和[Mg/Ti] $_{\rm NLTE}=-0.86$极低，与银河系晕内C-正常恒星的近太阳比形成鲜明对比。独特的丰度模式表明，AS 0039形成的物质主要是由$\sim$ 20 $ M_\odot$祖星富集的，具有异常高的爆炸能量$E=10\times10^{51}$ erg。因此，恒星AS 0039是零金属丰度超新星的第一个观测证据之一，并为研究第三星族恒星的多样性提供了一个独特的机会。
2021-06-24 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
HI gas content of SDSS galaxies revealed by ALFALFA: implications for the mass-metallicity relation and the environmental dependence of HI in the local Universe
中性氢~（HI）气体是星系中恒星形成和金属富集活动的重要晴雨表。我开发了一种新的统计方法预测HI-恒星质量比$f_{gas}$的星系从他们的恒星质量和光学颜色，并将其应用到体积有限的星系样本共同观察到的斯隆数字巡天和阿雷西博遗产快速ALFA调查。我消除了Malmquist偏见对HI缺陷系统的$f_{gas}$预测的影响，适当占HI检测概率的每个星系的分析。最佳拟合的$f_{gas}$预测因子（估计离散度为$0.272$ dex）为观察到的HI质量函数提供了极好的描述。在定义了HI过剩参数作为观测到的$f_{gas}$从预期值的偏差，我确认存在一个很强的二次依赖的质量金属丰度关系HI过剩。通过进一步研究的二维金属丰度分布上的特定的恒星形成率与HI过剩平面，我表明，金属丰度对HI的依赖可能是更根本的比特定的恒星形成率。此外，我发现HI过剩与红星系过密度$ρ_{cc}{=}-0.18$之间的互相关系数可以有效地描述HI在局域宇宙中的环境依赖性。这种弱的反相关性也成功地解释了所观察到的HI聚类对$f_{gas}$的依赖性。我的方法提供了一个有用的框架，学习HI气体演化之间的协同作用，未来HI和光学星系调查。
2020-07-30 astro-ph.GA
Vertical and radial metallicity gradients in high latitude galactic fields with SDSS
利用1，437，467颗F-G型主序星的ugr星等（金属丰度-2<[Fe/H]<+0.2dex），估算了银河系高银纬区（b>50）的径向和垂直金属丰度梯度。对于1.31<z<=1.74 kpc的恒星，径向金属丰度梯度d[Fe/H]/dR=-0.042（0.011）dex/kpc，这归因于薄盘星族。然而，在更高的垂直距离上的恒星的径向梯度接近于零，这表明厚盘和晕至少在银河系的高纬度地区没有经历过径向坍缩阶段。对于三个不同银河系纬度的恒星，50<b <=65，65<b<=80和80<b<=90，我们估计的垂直金属丰度梯度并没有显示出强烈的银河系纬度依赖于我们的梯度。薄圆盘，0.5<z<=2 kpc，垂直金属丰度梯度d[Fe/H]/dz= -0.308（0.018）dex/kpc，仅在银河系中心距（R）区间6<R<=10 kpc处占优势，而厚盘（2<z<=5 kpc）可以在6<R<=10和10<R<=15 kpc的间隔内观察到，并具有相容的垂直金属丰度梯度，即d[Fe/H]/dz= -0.164（0.014）dex/kpc和d[Fe/H]/dz= -0.172（0.016）dex/kpc。在6<R<=10、10<R<=15和15<R<=20 kpc的3个R距离区间内，估计了晕（z>5 kpc）的5个垂直金属丰度梯度。第一个对应于间隔6<R<=10 kpc的值等于d[Fe/H]/dz= -…
2018-10-29 astro-ph.GA
Searching for the Lowest Metallicity Galaxies
本文报道了一种从斯隆数字巡天（SDSS）图像数据中识别候选低金属丰度蓝致密矮星系（BCD）的方法，并给出了3米Lick天文台和10米W.M.凯克天文台用这种方法对94个新发现的系统进行了光谱观测。候选BCD基于它们的光度颜色和形态从SDSS的数据发布12（DR 12）中选择。使用3米望远镜上的Kast光谱仪，我们确认候选的低金属丰度BCD是发射线星系，我们使用经验R和S校准方法进行金属丰度估计。在凯克使用低分辨率成像光谱仪（LRIS）对最低金属丰度系统的一个子集进行了后续观测，这使得可以直接测量氧丰度。我们确定了45个已报道的BCD是低金属丰度候选者，12 + log（O/H）<= 7.65，其中包括6个已被证实或预测为已知金属丰度最低的星系，为太阳氧丰度的1/30，或12 + log（O/H）~ 7.20。
2018-07-11 astro-ph.GA
Mass Metallicity Relationship of SDSS Star Forming Galaxies: Population Synthesis Analysis and Effects of Star Burst Length, Extinction Law, Initial Mass Function and Star Formation Rate
本文对SDSS约20万个恒星形成星系的吸收线光谱进行分质量叠加与星族合成，评估星暴时长、RV、IMF等因素，揭示质量–金属丰度关系及星系演化特征。
2023-03-20 astro-ph.GA
Direct-method metallicity gradients derived from spectral stacking with SDSS-IV MaNGA
本研究通过叠加SDSS-IV MaNGA巡天中4140个恒星形成星系的积分场光谱，用直接法测定电子温度与金属丰度，得到了不同恒星质量下的金属丰度梯度变化趋势，验证了强线法的相关结果。
2024-11-12 astro-ph.GA
The Open Cluster Chemical Analysis and Mapping Survey: Local Galactic Metallicity Gradient with APOGEE using SDSS DR10
疏散星团化学分析和绘图（OCCAM）调查旨在为数百个疏散星团生成一个全面，统一，基于红外的数据集，并从这个样本中限制关键的银河系动力学和化学参数。这是OCCAM巡天的第一个贡献，它分析了28个疏散星团中的141颗成员星，这些成员星的高分辨率金属丰度来自SDSS-III/Apache Point Observatory星系演化实验（APOGEE）收集的大型均匀样本。这个样本包括对22个疏散星团的首次高分辨率金属丰度测量。利用这个有史以来最大的均匀观测到的疏散星团恒星样本，我们研究了银河系盘的[M/H]和[alpha/M]梯度。我们在[alpha/M]中发现在这个范围内基本上没有梯度，但是[M/H]确实显示出R_{GC} < 10 kpc的梯度和超过R_{GC} = 10 kpc的显著平坦化。特别是，然而，拟合一个单一的线性趋势产生的[M/H]梯度为-0.09 +/-0.03 $ dex/kpc -类似于以前在13 kpc内测量的梯度-通过分别在10 kpc内外独立拟合，我们发现太阳附近的梯度明显更陡（7.9 <= R_{GC} <= 10）比以前发现的（-0.20 +/- 0.08 dex/kpc）和超过10 kpc的几乎持平的趋势（-0.02 +/- 0.09 dex/kpc）。
2013-08-20 astro-ph.GA
SDSS-IV MaNGA: Blueberry Candidates Associated with LSB Galaxies $-$ Merger or Tidal Dwarf Systems ?
我们在这里报告我们发现的两个新的蓝莓星系使用光学IFU光谱数据从MANGA调查。这两个蓝莓被发现是紧凑的（$\leq$ $1 - 2$ kpc）星暴系统位于低表面亮度（LSB）星系的外围。我们的蓝莓在当地已知的蓝莓星系中具有最低的恒星质量$\sim$ 10 $^{5}$ M $_{\odot}$。我们发现蓝莓来源和它们相关的LSB之间有一个显著大的平均金属丰度差异（$\sim$ 0.5 dex）。此外，我们的蓝莓中的径向金属丰度梯度也不同于它们各自的LSB-这表明它们具有显着不同的金属丰度历史。这些蓝莓TDGs的生存的可能性进行了分析，根据其结构和运动学特性。我们的分析表明，尽管这两个蓝莓在内部运动中是稳定的，但它们不会在宿主星系的潮汐力中幸存下来。基于宿主LSB和蓝莓之间的速度差异，它们似乎是紧凑的，星暴系统，处于合并的高级阶段，这些LSB位于密集的环境中。我们的研究结果的影响进行了讨论。
2021-02-16 astro-ph.GA
New candidates for extremely metal-poor emission-line galaxies in the SDSS/BOSS DR10
我们提出了一个光谱研究的8个极低的金属丰度候选人的发射线星系的氧丰度可能低于12 +log O/H = 7.35。这些星系是从斯隆数字巡天/重子振荡光谱巡天（SDSS/BOSS DR 10）的数据发布10中选出的。我们将这些极端缺乏金属的星系称为XMD星系。电子温度敏感发射线[O~{ \sc iii}] $λ$ 4363在三个星系中被探测到，在两个星系中被边缘探测到，允许通过“直接”方法确定丰度。由于[O { \sc iii}] $λ$ 4363线通量存在较大的不确定性，我们还用强线半经验方法计算了这些星系以及其余三个星系的氧丰度。这种方法给出的氧丰度高于7.35的三个星系检测到的[O { \sc iii}] $λ$ 4363线和低于7.35的样品的其余五个对象。新发现的星系是用最大的望远镜进行后续光谱观测的极好目标，以改善氧丰度的测定，并增加这些非常罕见的低金属量天体的数量。最大质量和最明亮的XMD星系和XMD候选者在恒星质量-金属丰度图中的极端位置意味着这些星系可能是真正的年轻天体。恒星质量高达$\sim$ 10 $^7$ - 10 $^8$ $M_{\odot}$，星系没有化学富集，并强烈偏离到较低的金属丰度相比，获得了一个大样本的低红移，恒星形成星系的关系。
2015-05-14 astro-ph.GA
Deep SDSS optical spectroscopy of distant halo stars I. Atmospheric parameters and stellar metallicity distribution
我们分析了数以万计的晕关闭恒星的光谱样本，获得了斯隆数字巡天（SDSS）的光学摄谱仪，以表征恒星晕人口“原位”到距离太阳几十千秒差距。本文介绍了大气参数的推导。我们还推导出整体恒星金属丰度分布的基础上观察到的F-型恒星作为通量校准的重子振荡光谱调查（BOSS）。我们的分析是基于一个自动化的方法，确定一组参数的模型大气，再现每个观察到的光谱最好。我们使用了一种优化算法，并通过在预先计算的网格中插值来评估模型通量。在我们的分析中，我们解释了光谱仪的不同分辨率作为光纤和波长的函数。我们的早期SDSS（前BOSS升级）数据的结果与SEGUE恒星参数管道（SSPP）的结果相比，除了logg（cgs单位）低于2.5的恒星。对球状星团M13中恒星的分析表明，对于logg < 2.5的恒星，推断的金属丰度与表面重力的关系，证实了与SSPP比较中确定的系统学。我们发现，我们的金属丰度估计是显着更精确的比SSPP的结果。我们得到了一个晕金属丰度分布，这是更窄，更不对称比以前的研究。在我们的样本中，重力最低的恒星，距离太阳数十kpc，表明金属丰度分布向较低丰度的转变，与银河系中的双晕系统的预期一致。
2014-06-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
SDSS-IV MaNGA: Data-Model Discrepancy in Temperature-sensitive Line Ratios for Star-forming Galaxies
SDSS-IV MaNGA研究发现直接方法测量的金属度低于光离子化模型，揭示了一维模型无法准确反映真实复杂情况。
2025-09-23 astro-ph.GA
Transformations between WISE and 2MASS, SDSS, BVI photometric systems: II. Transformation equations for red clump stars
我们提出的颜色转换转换的宽视场巡天探测器（WISE）的W1，W2和W3的幅度的约翰逊-帕金斯（BVIc），斯隆数字巡天（GRI），和两个微米的所有巡天JHKs测光系统，红色团块（RC）的明星。RC星是从第三次径向速度实验（RAVE）数据发布（DR 3）中选出的。视星等是通过将该样本的坐标与不同的光度星表相匹配来收集的。最后的样品（355 RC星）用于获得金属依赖和自由的金属-WISE和约翰逊-费米子，SDSS，2 MASS测光系统之间的转换。这些转换结合已知的绝对星等在较短的波长可以用于空间密度测定的银河系（薄和厚）盘在距离大于单独与JHK测光评估，因此提供了一个强大的工具，在分析银河系结构。
2012-02-02 astro-ph.GA
TOPoS VI. The metal-weak tail of the metallicity distribution functions of the Milky Way and of the Gaia-Sausage-Enceladus structure
上下文TOPoS项目的目标是寻找和分析金属丰度极低的关闭（TO）恒星。为了选择高光谱分辨率的光谱跟踪目标，我们依赖于斯隆数字巡天的低分辨率光谱。目的。在本文中，我们使用的金属丰度估计，我们已经从我们的SDSS光谱的分析，以构建银河系的金属丰度分布函数（），特别强调其金属弱尾。目标是提供从中提取TOPoS样本的底层分布。方法.我们利用SDSS测光，盖亚测光和来自盖亚天体的距离估计，以获得超过2400万颗TO恒星的大样本的金属丰度估计。该样品用于推导可获得SDSS光谱的样品的金属丰度偏差。结果我们确定，光谱样本是强烈的偏见，有利于贫金属的恒星，正如预期的那样。与无偏光度计样本进行比较可以校正选择偏差。我们选择了一个子样本的恒星与可靠的银河系，我们结合SDSS径向速度与盖亚自行和银河系计算的行动和轨道参数的潜在的。这使我们能够动态地描述恒星的特征，特别是选择属于盖亚-香肠-土卫二（GSE）吸积事件的子样本。因此，我们也能够提供GSE的服务。结论.在我们的研究中得出的金属弱尾是非常相似的H3调查和汉堡/ESO调查。这使我们能够平均三个MDF，并为每个金属丰度箱提供误差条。由于GSE结构是与银河系碰撞的祖先星系的代表，与银河系相比，该星系似乎严重缺乏贫金属恒星，这表明后者的金属弱尾主要是由低质量星系而不是大质量星系（如GSE祖先星系）的吸积形成的。
2021-06-17 astro-ph.GA
The Assembly of the Halo System of the Milky Way as Revealed by SDSS/SEGUE -- The CEMP Star Connection
近年来，大量新的光谱数据集，如SDSS（特别是SEGUE子巡天）期间获得的50多万个恒星光谱，提供了制定银河系组装和演化的连贯故事所需的定量细节。我们银河系的盘和晕系统已经被证明比以前想象的更复杂，更有趣。在这里，我们集中在银河系的晕系统。SDSS/SEGUE的新数据显示，晕系统至少包括两个组成部分，即内晕和外晕，它们具有明显不同的特征（金属丰度分布、密度分布、运动学等）。除了提出新的方法来检查这些数据外，内/外晕二分法还使人们能够理解至少一个长期存在的观测结果，即碳增强贫金属（CEMP）恒星的比例随着金属丰度的降低而增加。
2011-11-11 astro-ph.GA
An empirical template library of stellar spectra for a wide range of spectral classes, luminosity classes, and metallicities using SDSS BOSS spectra
我们提出了一个库的经验恒星光谱使用光谱从斯隆数字巡天的重子振荡光谱巡天（BOSS）。这些模板涵盖光谱类型O5到L3，按金属丰度从-2.0 dex到+1.0 dex分类，并分为主序星（矮星）和巨星。利用最近开发的M矮金属丰度指标，我们能够将金属丰度箱向下扩展到光谱亚型M8，使其成为第一个具有这种温度\emph{and}金属丰度覆盖度的经验库。模板的波长覆盖范围从3650埃到10200埃，分辨率优于R~2000。使用这些模板，我们可以通过金属丰度和表面重力来识别颜色空间中的趋势，这对于分析LSST等即将到来的任务的大型数据集非常有用。除了模板，我们还发布了一个代码，用于自动（和/或视觉）识别恒星的光谱类型和金属丰度。
2017-03-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Mass-Metallicity Relation for Local Analogs of High-Redshift galaxies: Implications for the Evolution of the Mass-Metallicity Relations
我们通过使用高红移星系的局部类似物的样本，重新审视了低和高红移星系的质量-金属丰度关系的演化。在[OIII]/H $β$和[NII]/H $α$星云发射线诊断图（或BPT）上，这些类似物在$z\sim2$处共享相同的紫外选择恒星形成星系的位置。它们的物理性质非常类似于$z\sim2$紫外线选择的恒星形成星系，其特点是高电离参数（$\log q\approx7.9$）和高电子密度（$n_e\approx100~\rm{cm}^{-3}$）。利用完整的静止坐标系光学诊断谱线，利用经验关系式和光电离模型，我们测量了SDSS星系和这些局部类似星系中的气相氧丰度。我们发现，SDSS星系和我们的本地类似物之间的金属丰度差异在$8.5<log(M_*/M_{\odot})<9.0$恒星质量仓变化从-0.09至0.39德克斯，取决于强线金属丰度测量方法。由于这种差异，在与宇宙学模拟进行比较时，应谨慎使用质量金属丰度的演化。我们使用[SII]/H $α$和[OI]/H $α$ BPT图来减少我们的本地类似物中潜在的活动星系核和冲击污染。我们发现活动星系核/激波的影响是可以忽略的金属丰度估计。
2016-11-25 astro-ph.GA
