Eruptive Behavior of Magnetically Layered Protoplanetary Disks in Low Metallicity Environments
一个原行星盘通常在离中心原恒星几个天文单位的距离处，在其中平面附近形成一个死区。通过这样一个磁性分层盘的吸积本质上是不稳定的，并且与年轻恒星物体的爆发有关。我们首次研究了低金属丰度环境对死区结构的影响以及由此导致的原行星盘的爆发行为。我们对薄盘极限下的原行星盘形成和演化进行了全球流体动力学数值模拟。金属丰度的后果被认为是通过其对磁盘的气体和尘埃的不透明度，磁活性表面层的厚度，和星前云核的温度的影响。我们发现，金属贫磁盘积累更多的质量在最里面的区域，相比，太阳金属丰度同行。爆发阶段的持续时间也因金属丰度而异-低金属丰度盘显示出更强大的光度爆发，爆发阶段较短，主要局限于盘演化的早期嵌入阶段。云核温度较高的金属丰度盘差异最显著。爆发的发生是相对罕见的低质量恒星周围的磁盘，这是特别是在最低的金属丰度。我们的结论是，磁盘环境的金属含量可以有深刻的影响盘的结构和演化的情节吸积。
2021-01-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dust and molecules in extra-galactic planetary nebulae
银河系外行星状星云（PNe）允许研究银河系以外金属丰度环境中的尘埃和分子。它们的已知距离降低了观测与模型比较中的自由参数的数量，为气相和固态天体化学模型提供了强有力的约束。对银河系和其他本星系群星系（如麦哲伦云）中的PNe的观测提供了证据，证明金属丰度影响尘埃的产生以及在其周星包层中形成复杂的有机分子和无机固态化合物。特别是，较低的金属含量MC环境似乎是不太有利的粉尘生产和碳质粉尘功能和复杂的富勒烯分子的频率一般较高的金属含量降低。在这里，我提出了一个观测审查的尘埃和分子含量在河外PNE相比，其较高的金属量银河系同行。特别注意粉尘处理水平和复杂有机分子的形成（例如，多环芳烃、富勒烯和石墨烯前体）。
2015-11-19 astro-ph.SR
On the Metallicity Gradient in the Galactic Disk
在银盘的化学成分梯度的问题进行了研究的基础上的一个样本的金属丰度估计的疏散星团，使用盖亚DR 2-改进的距离估计。一个明显的非单调的变化，观察到在星系团的平均金属丰度与银河系中心距离的增加。人们可以清楚地看到在银心距离约为9.5 kpc时，金属丰度跳升0.22 in [Fe/H]，这似乎与银盘最薄和最年轻的组成部分的外边界有关。在盘的内部（R<9 kpc）和外部（R>10 kpc）区域没有明显的金属丰度梯度，这表明在与所考虑的盘区域的年龄相对应的年龄级上，没有明显的金属富集。观测数据表明，磁盘经验显着的金属富集，只有在恒星爆发的时代。没有发现显着的依赖关系之间的平均金属丰度和年龄的集群。
2020-01-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Does Metallicity affect Protoplanetary Disk Fraction? Answers from the Outer Milky Way
本研究通过银河系外围18个低金属度年轻星团的JHK观测与文献样本，发现低金属度星团盘比例显著低于太阳金属度星团，且盘比例与金属度正相关。
2024-05-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the Intrinsic Continuum Linear Polarization of Classical Be Stars: The Effects of Metallicity and One-Armed Density Perturbations
我们报告的影响，两个磁盘上的经典Be星的连续线性偏振签名的属性。首先，我们调查的影响，包括金属丰度计算的热结构的拱星气体上产生的极化巴尔默跳跃。巴耳末跳跃是这些天体偏振特征的一个显著特征，因此，可以作为区分经典Be星和通过传统光度技术识别的类似H α发射体的工具。我们发现，虽然低金属丰度环境将有更热的磁盘温度平均，温度变化本身不能解释的差异之间的巴耳末跳跃的频率低金属丰度和太阳金属丰度恒星星族。其次，我们调查的影响，包括全球单臂振荡的气体密度分布的模拟磁盘。我们发现，一个非轴对称的扰动模式产生可辨别的变化，在预测的极化水平。如果这些密度振荡存在于经典Be星盘的内部区域，那么极化变化应该会产生周期性特征，这可以帮助描述恒星附近气体的动力学性质。
2013-07-23 astro-ph.SR
Radial metallicity gradients with Galactic nebular probes
研究银盘的径向金属丰度梯度是理解银盘形成和演化机制的有力工具。在这一过程中，我将把眼睛放在一些问题上，应该仔细解决，以获得金属丰度梯度的精确测定。
2018-10-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Metallicity Distribution of Galactic Halo Field RR Lyrae, and the Effect of Metallicity on their Pulsation Properties
我们提出了我们的大样本（超过150 K）的候选银河系RR天琴座（RRL）恒星的分析，我们得出高品质的光度在紫外线，光学和红外波长，使用公开的调查数据。对于这些恒星的子样本（约2，400个基模场RRL），我们使用Delta S方法测量了它们各自的金属丰度，从而获得了为RRL收集的最大和最均匀的光谱数据集。我们用这个样本来研究星系晕中的金属丰度分布，包括银河系球状星团中Oosterhoff二分法的长期问题。我们还分析了它们的脉动特性，特别是它们的红外线曲线的形状，从它们的[Fe/H]丰度的依赖。
2020-06-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Accretion bursts in low-metallicity protostellar disks
研究了金属丰度在$Z=1.0-0.01~Z_\odot$范围内的原恒星盘的早期演化，特别强调了引力不稳定性的强度和低金属丰度系统中原恒星吸积的性质。数值流体动力学模拟在薄盘限制，功能单独的气体和尘埃温度，和磁盘的质量加载从下落的父母云核。模型的云核相似的初始质量和旋转模式，但不同的金属丰度被认为是区分金属丰度的初始条件的影响。在低金属丰度模型中，盘演化的早期阶段以剧烈的引力不稳定和碎裂为特征。盘的不稳定性是由来自坍缩核心的持续质量负荷维持的。与金属丰度较高的模型相比，$Z=0.01~Z_\odot$模型中不稳定阶段所涵盖的时间要短得多，这要归功于塌陷核心内部较高的气体温度（与较低的尘埃温度脱钩）导致的较高的质量下落率。原恒星吸积率是高度可变的低金属模型，反映了相应的原恒星盘的高度动态性质。低金属量系统的特点是短，但充满活力的事件所造成的质量吸积向内迁移的气体团块，形成通过引力破碎的原恒星盘的下落。与$Z=0.01~Z_\odot$病例相比，$Z=0.1~Z_\odot$模型中的这些爆发似乎更多，持续时间更长。变易的原恒星吸积并不是太阳金属丰度盘的一个特殊特征。它也是引力不稳定盘所固有的，金属丰度比太阳低100倍。
2020-06-30 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The effect of metallicity on the abundances of molecules in protoplanetary disks
我们研究了不同金属丰度对原行星盘的物理、热和化学性质的影响，特别是对碳基分子的形成和破坏的影响。用热化学程序ProoDIMO研究了低金属丰度对辐射场、盘温度和不同分子（H $_2$ O、CH $_4$、CO、CO $_2$、HCN、CN、HCO $^+$和N $_2$ H $^+$）丰度的影响。我们使用基准盘模型作为参考模型，并产生两个模型具有较低的金属丰度。不同的化学物种所产生的影响进行了研究，通过分析其丰度分布在整个磁盘和他们的垂直柱密度。此外，研究了化学物种的形成和破坏反应。结果表明，盘的金属丰度与盘内恒星辐射场的强度有一定的关系。随着金属丰度的降低，辐射场能够穿透盘的更深区域。因此，在具有较低金属丰度的盘中总体上存在较强的辐射场，这也加热了盘。这引发了不同化学物种的化学形成和破坏效率的一系列变化。在大多数情况下，可用物种丰度发生变化，与按常数因子缩小的丰度相比，其值更大。金属含量对这里研究的分子的雪线也有明显的影响。随着金属含量的减少，雪线被进一步推出去，现有的雪环尺寸缩小。
2022-08-19 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The effects of metallicity on the Galactic disk population of white dwarfs
长期以来，人们一直认为恒星金属丰度在确定银河系不同恒星星族的年龄中起着重要的作用。在这里，我们分析的作用，金属丰度发挥的白矮星光度函数的银河系盘，这是经常被用来确定其年龄。我们采用蒙特卡罗人口合成代码，占人口的银河系盘白矮星的属性。我们的代码采用了最先进的进化冷却序列的白矮星与富氢和缺氢的气氛，碳-氧和氧-氖核心。我们使用两种不同的模型来评估的金属丰度的演变，其中一个采用的金属丰度随时间是恒定的，但具有适度的分散，和第二个金属丰度随时间增加。我们发现，我们的理论结果是在一个非常令人满意的协议，从斯隆数字巡天（SDSS）和从SuperCOSMOS巡天（SSS），独立于所采用的年龄金属丰度法获得的观测光度函数。特别地，我们发现年龄-金属丰度关系对白矮星光度函数的亮支的形成没有明显的影响，而且其截止点的位置对所采用的年龄-金属丰度关系几乎不敏感。由于白矮星光度函数明亮分支的形状对年龄-金属丰度定律不敏感，它可以安全地用来检验理论上的演化序列，而由于下降位置对金属丰度分布的敏感性有限，它的位置提供了银河系盘年龄的可靠指标。
2014-04-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Quantitative Spectroscopy of Blue Supergiant Stars in the Disk of M81: Metallicity, Metallicity Gradient and Distance
对巨螺旋星系M81盘中蓝超巨星的低分辨率Keck LRIS光谱进行定量光谱分析，确定恒星的有效温度、重力、金属丰度、光度、星际红化和利用通量加权重力-光度关系（FGLR）确定的新距离。大量的红化和消光被发现与E（B-V）的范围在0.13至0.38等，平均值为0.26等。个别红化校正后获得的距离模量为27.7+/-0.1等。结果进行了讨论，最近测量的TRGB和造父变星距离。金属丰度（以铁、钛、镁等元素为基础）在内盘（R<= 5 kpc）为超日性（~0.2 dex），在外盘（R>10 kpc）为轻微的次日性（~ -0.05 dex），金属丰度梯度为0.034 dex/kpc。与已公布的行星状星云的氧丰度和金属丰度的比较，确定通过适合的HST色星等图表明，在过去的5个Gyrs的晚期金属富集和平坦的丰度梯度。这可能是来自富含金属的卫星星系的气体注入的结果。结合这些M81的金属丰度与发表的蓝超巨星丰度的研究在本地组和雕塑家组的星系质量金属丰度的关系完全基于恒星光谱研究，并与最近的研究SDSS恒星形成星系。
2011-12-16 astro-ph.CO astro-ph.SR
The Age-Metallicity Relation in the Thin Disk of the Galaxy
HST三角距离，光度金属丰度，等时年龄从第二次修订版本的日内瓦-哥本哈根调查，和统一的光谱Fe和Mg丰度从我们的主目录被用来构建和分析的年龄-金属丰度和年龄相对Mg丰度的薄盘的恒星关系。详细讨论了选择效应的影响。它表明，恒星的径向迁移不会导致明显的扭曲的年龄依赖的金属丰度。在薄盘形成的最初几十亿年里，盘中的星际物质平均来说含有相当丰富的重元素（<[Fe/H]> ~-0.2），并且混合很差。金属丰度离散度随年龄的增加而不断减小，从σ [Fe/H]}~0.22减小到~0.13。Mg的平均相对丰度一直略高于太阳值（<[Mg/Fe]>~0.1）。大约四十亿到五十亿年前，平均金属丰度开始系统性增加，同时保持相同的分散度;此后平均相对镁丰度立即开始下降。这个子系统中的恒星数量同时急剧增加。这些性质表明，在薄盘形成的初始阶段，恒星形成率很低，但在大约40亿至50亿年前突然增加。
2011-07-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dispersal timescale of protoplanetary disks in the low-metallicity young cluster Dolidze 25
原行星盘的分散设定了行星聚集的时间尺度，因此它是行星形成理论的基本参数之一。星盘的分散由中心恒星、星盘本身和周围环境的几个特性决定。特别是，盘的金属丰度可能会影响它们的演化，即使到目前为止存在争议的结果：在低金属丰度的星团中，盘似乎迅速分散，而在麦哲伦云中，一些证据支持存在几十万年的吸积盘。在本文中，我们研究了Dolidze~25，在太阳附近的最低金属丰度的年轻的集群盘的分散时间尺度，目的是了解磁盘的演化是否是由集群的低金属丰度的影响。我们分析了钱德拉/ACIS-I观测的集群，并结合现有的光学和红外目录的区域的源目录。我们选择了Dolidze 25的有磁盘群体和无磁盘群体。我们从拟合到色星等图的等时线推导出恒星参数。我们得出的磁盘分数约为34%，中位年龄为1.2百万年。通过将这一估计与现有的年龄小于1000万年的星团的磁盘部分估计进行比较，我们的研究表明Dolidze 25的磁盘部分低于仅从其年龄所预期的。即使我们的结果是不确定的内在不确定性恒星年龄估计等时线拟合色星等图，我们认为，磁盘的Dolidze 25可能会受到环境的影响。考虑到星团中O型星的数量和恒星密度都很低，盘的扩散时间尺度更可能是由星团的低金属丰度决定的，而不是外部光蒸发或动力学相遇。
2021-04-12 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The Rotation-Metallicity Relation for the Galactic Disk as Measured in the Gaia DR1 TGAS and APOGEE Data
以往的研究发现，薄盘和厚盘的银河系自转速度-金属丰度（V-[Fe/H]）关系分别呈现负斜率和正斜率。第一个盖亚数据发布包括Tycho-Gaia天体测量解决方案（TGAS）信息，我们使用它来分析严格选择的样本的V-[Fe/H]关系，具有足够高的天体测量精度。我们的目标是达到的V-[Fe/H]关系的斜率的解释。我们测量了根据[ $α$ /Fe]和[Fe/H]丰度分类的薄盘星和厚盘星的V-[Fe/H]关系。我们发现，对于薄盘中的恒星，dV/d[Fe/H]= -18 +/- 2 km/s/dex，而对于厚盘中的恒星，dV/d[Fe/H]= +23 +/- 10 km/s/dex，因此我们确认了斜率的不同符号。厚盘星dV/d[Fe/H]的负值与以前的研究一致，但TGAS和APOGEE数据的组合提供了更高的精度，即使系统误差可能超过+/-5 km/s/dex。我们对局部厚盘星dV/d[Fe/H]的平均测量显示出比以前的研究更平坦的斜率，但我们确认了一个显着的扩展和斜率对恒星[α/Fe]比的依赖性。使用一个简单的N体模型，我们证明了所观察到的趋势厚和薄盘可以解释所观察到的径向金属丰度梯度和轨道偏心率和金属丰度之间的相关性在厚盘。
2016-11-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Mapping the Galactic Metallicity Gradient with Open Clusters: The State-of-the-Art and Future Challenges
在本文中，我们利用高分辨率光谱巡天和计划（即，APOGEE、Gaia-ESO、GALAH、OCCASO和SPA）。这些数据已被均匀化，然后作为一个整体进行分析。由此产生的目录包含251个银河系疏散星团的[Fe/H]和轨道参数。通过对175个疏散星团进行高质量的金属丰度测定，得到的径向金属丰度梯度的斜率为$-$ 0.064 $\pm$ 0.007 dex kpc $^{-1}$。由疏散星团追踪的径向金属丰度分布超过R $_{\rm Gal}$ =12.1 $\pm$ 1.1 kpc。疏散星团在[Fe/H]-L $_{\rm z}$图上的斜率为$-$ 0.31 $\pm$ 0.02 10 $^{3}$ dex km $^{-1}$ kpc $^{-1}$ s，但它大于L $_{\rm z}$ =2769 $\pm$ 177 km kpc s $^{-1}$。在本文中，我们还审查了一些高优先级的实际挑战周围的疏散星团的研究，这将显着推动我们的理解超越了国家的最先进的。最后，我们比较的形状的银河系径向金属丰度梯度的其他螺旋星系。
2022-02-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Not that simple: the metallicity dependence of the wide binary fraction changes with separation and stellar mass
宽双星部分（WBF）的金属丰度依赖性是研究宽双星形成的关键。虽然近年来发现了一些有争议的结果。在这里，我们结合了广泛的二元目录承认从盖亚EDR 3和恒星参数LAMOST调查这一主题。考虑到恒星温度在给定间距下的偏差，我们发现，对于s > 200 AU的薄盘，WBF和金属丰度之间的关系取决于温度。在4000 ~ 7500 K温度范围内，随着温度的升高，它由负变正.这种温度/质量的依赖性是没有看到厚盘。此外，WBF和金属丰度之间的总体趋势随着分离而变化，与以前的结果一致。它在小的分离处显示出反相关性，对于薄圆盘s < 200 AU，对于厚圆盘s < 600 AU。然后，在较大的分离处（数百到数千AU），它变成一个“弓形”形状，在薄盘的[Fe/H] ~ 0.1和厚盘的[Fe/H] ~ -0.5处达到峰值。最后，在1000 < s < 10000 AU时，薄圆盘的表面变得大致平坦。我们的工作为双星形成和演化的理论研究提供了新的观测证据。
2022-05-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Asymmetric Mean Metallicity Distribution of the Milky Way's Disk
我提出的平均金属丰度分布的恒星在银河系的测光的基础上，从斯隆数字巡天。我利用经验校准的恒星等时线在以前的工作中开发的一套估计个别恒星的金属丰度的精度为$0.2$ dex合理明亮的恒星在整个调查区域。我还获得了更精确的金属丰度估计使用先验的$Gaia$相对较近的恒星。在银河系中面（$|Z|<2$ kpc）附近，平均金属丰度图揭示了南北半球之间镜像对称的偏差，显示出波浪状的振荡。观测到的金属丰度不对称结构几乎平行于银河系中平面，与先前已知的恒星数密度分布的不对称性相吻合。这一结果加强了以前的概念，平面平行的垂直波传播通过磁盘，其中一个本地金属丰度扰动的平均垂直金属丰度梯度诱导的相位空间包裹的恒星在$Z$ - $V_Z$平面。金属丰度不对称性的最大幅度（$Δ$ [Fe/H] $\sim0.05$）意味着这些恒星作为一个巨大的晕子结构（如人马座矮星系）从银河系中被拉离了$Δ|Z|\sim80$ pc数量级。这项工作提供的证据表明，$Gaia$相空间螺旋可能会继续到$|Z|\sim1.5$ kpc。
2019-06-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Radial Migration from Metallicity Gradient of Open Clusters and Outliers
径向迁移是银盘演化过程中的一个重要过程。疏散星团的金属丰度梯度及其异常值为探索这一过程提供了有效的途径。在这项工作中，我们编制了225个疏散星团的金属丰度，年龄和运动学参数，并进行了定量分析的径向迁移通过计算的迁移距离。基于年龄为$< 0.5$ Gyr的聚类，我们得到了$-0.074 \pm 0.007$ dex/kpc的现今金属丰度梯度。沿该梯度分布3个层序，上、中、下组分别为老的向外运移层序、原地运移层序和向内运移层序。迁移距离随年龄的增长而增加，但其最有效的时间可能小于3 Gyr。金属丰度梯度在$R_g$（引导中心半径）$\sim11.5$ kpc处爆发，这是由于外盘缺乏年轻的疏散星团，而在上部序列中存在年老的向外迁移星团。结果表明，这种边界与内外盘径向迁移的不同效应有关。在$R > 11$ kpc的外盘及其附近还发现了许多特殊的疏散星团，而从$R_g < 7$ kpc的内盘开始，我们还发现了一个较陡的金属丰度梯度，这反映了星系盘在恒星径向迁移的不同影响下的复杂演化历史.
2021-06-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Metallicity of Galactic RR Lyrae from Optical and Infrared Light Curves: II. Period-Fourier-Metallicity Relations for First Overtone RR Lyrae
我们提出了新的周期- $ϕ_{31}$ -[Fe/H]关系的第一泛音RRL星（RRc），校准了广泛的金属丰度（$-2.5 < \textrm{[Fe/H]}< 0.0$）利用目前最大的一套银河系晕场RRL均匀的光谱金属丰度。我们的关系定义在光学（ASAS-SN $V$ -波段）和红外（WISE $W1$和$W2$波段）。我们的$V$ -带关系可以再现单个RRc光谱金属丰度，在我们的校准样品的整个金属丰度范围内具有0.30 dex的分散度（RMS小于我们在文献中发现的其他关系，包括非线性项）。我们的红外关系在低和中等金属丰度范围（$\textrm{[Fe/H]} < -0.5$）有类似的色散，但往往低估了太阳金属丰度周围的[Fe/H]丰度。我们测试了我们的关系，通过测量的金属丰度的雕塑dSph和银河系球状星团的样本，丰富的RRc和RRab恒星。我们得到的平均金属丰度的组合RRL样品在每个集群是$\pm 0.08$指数的光谱金属丰度。在这项工作中提出的红外和光学关系将能够在光谱测量不可行的条件下导出可靠的光度RRL金属丰度;例如，在遥远的星系或变红的区域（用即将到来的极大望远镜和詹姆斯韦伯太空望远镜观测），或者在大面积时域测光调查（如LSST和罗马太空望远镜）中发现的新RRL的大样本中。
2022-04-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Heavy element enrichment of gas in surface-accretion disks: A possible origin of the mass-metallicity anti-correlation in exoplanets
Tokyo Institute of Technology（东京工业大学）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）
本文提出表面吸积盘模型，通过缓慢漂移的脆弱冰尘在雪线内富集水汽，解释了系外行星大气金属丰度与行星质量的反相关关系。
2026-05-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
On the metallicity distribution of classical Cepheids in the Galactic inner disk
我们使用高光谱分辨率（R $\sim$ 40，000）和高信噪比（S/N $\ge$ 100）的光学光谱，在VLT上用UVES收集了近47个银河造父变星的均匀和准确的铁丰度。样品（32）的显著部分位于内盘（RG $le$ 6.9 kpc）中，其中一半我们提供了新的铁丰度。目前的研究结果表明，当接近薄盘的最内部区域时，铁丰度稳步增加。其金属丰度为超太阳级，范围从RG $\sim$ 6.5 kpc的0.2 dex到RG $\sim$ 5.5 kpc的0.4 dex。此外，我们没有发现铁丰度与银河系平面距离之间相关的证据。我们在文献中收集了类似的数据，最终得到了420个造父变星的样本。目前的数据表明，平均金属丰度和金属丰度分散在银河系盘的四个象限达到类似的值。第一-第二象限显示出更长的贫金属尾部，而第三-第四象限显示出更长的富金属尾部，但大部分样品处于太阳铁丰度。最后，我们发现位于靠近内盘边缘的造父变星（[Fe/H] $\sim$ 0.4）和位于银河棒或核凸起的年轻恒星（[Fe/H] $\sim$ 0）之间的铁丰度存在显着差异。这表明，上述地区有不同的化学富集历史。同样的结果也适用于银河系凸起的金属丰度梯度，因为越来越多的经验证据表明，当从外部到内部凸起区域移动时，平均金属丰度会增加。
2013-06-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Radiation Hydrodynamics Simulations of Photoevaporation of Protoplanetary Disks by Ultra Violet Radiation: Metallicity Dependence
原行星盘被认为在太阳附近有几百万年的寿命，但最近的观测表明，在低金属含量的环境中，盘的寿命更短。利用辐射流体力学方法模拟了原行星盘的光蒸发过程，研究了盘的结构及其$\sim 10000$年的长期演化，以及质量损失率与金属丰度的关系.我们的模拟遵循流体力学，极端和远紫外辐射传输，和非平衡化学在一个自洽的方式。通过求解恒星辐射和尘埃颗粒（再）发射的辐射传输，一致地计算了尘埃颗粒的温度。我们在很宽的$10^{-4}~ Z_\odot \leq Z \leq 10 ~Z_\odot$范围内改变盘气体金属丰度。在$10^{-1} \,Z_\odot \lesssim Z \lesssim 10 \,Z_\odot$范围内，金属丰度越高，光蒸发率越低，因为灰尘屏蔽有效地防止了远紫外（FUV）光子穿透并加热盘的致密区域。光蒸发率急剧下降，甚至更低的金属含量在$10^{-2} \,Z_\odot \lesssim Z \lesssim 10^{-1}\,Z_\odot$，因为FUV光电加热变得不如有效的尘埃气体碰撞冷却。中性区域的温度降低，光蒸发流仅在盘的外部区域被激发。在$10^{-4}\,Z_\odot \leq Z \lesssim 10^{-2}\,Z_\odot$，HI光电离加热作为一个主要的气体加热过程，并驱动光蒸发流大致恒定的速率。在$Z=0.3~Z_\odot$上的典型盘寿命比在$…
2018-03-23 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Peculiarities of the abundances of neutron-capture elements in Galactic open clusters
本文利用一个包含90~疏散星团各种核合成过程中产生的14~元素光谱丰度测定的星表，研究了快中子俘获元素和慢中子俘获元素的相对丰度性质。星表还包括星团的位置、年龄、速度和银河系轨道的元素。在具有高、细长轨道的星团和银河系薄盘的场星中，$r$-元素（Eu）和$s$ -元素（Y、Ba、La和Ce）的相对丰度显示出对金属丰度、年龄、银心距和银河系轨道元素的不同依赖性，支持了这些天体具有不同性质的观点。在年轻的星团中，不仅钡，而且其他三个研究的$s$ -元素显示出显着较高的相对丰度比场星相同的金属丰度。Eu的相对丰度在高金属量的集群（${\rm [Fe/H]} > -0.1$）与高，细长的轨道比在外地巨星，平均而言，而[Eu/Fe]比在低金属量的集群是相同的那些在外地的明星，平均而言，虽然有一个大的分散。[O，Mg/Eu]比率的金属丰度的依赖性在具有高，拉长的轨道和场星的集群有很大的不同。如果两种高速云与银盘的星际介质相互作用形成了具有不同金属丰度的高、细长轨道的星系团，那么Eu丰度的这些和其他描述的性质，以及原生$α$元素丰度的性质，就可以以自然的方式理解：由“原始”气体形成的低金属量高速云，以及在“银河喷泉”中形成的中等速度的高金属量云。
2016-02-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spitzer Mid-infrared Study of Sh 2-208: Evolution of Protoplanetary Disks in Low-metallicity Environments
本文介绍了用Spitzer/IRAC对Sh 2-208（S208）中的一个年轻星系团进行的灵敏的MIR测光，该星系团位于银河系金属丰度最低的HII区之一，${\rm [O/H]} = -0.8$ dex。先前的研究表明，该星团的年龄为50万年，距离为$\sim$ kpc，这与盖亚EDR 3的天体测量距离一致。在$\sim$ $3.5 \times 4$ -arcmin场中，在$\ge$ 10 $σ$的至少一个MIR波段中探测到96个源，覆盖了$\sim$ 1.0- $M_\odot$质量探测极限的中等质量恒星。根据近红外$K_S$和IRAC波段的光谱能量分布斜率的空间分布和源的位置，共识别出41个可能的星系团成员。的累积分布的SED斜率的S208集群是没有显着不同的其他集群在太阳金属丰度环境中与大约相同的年龄的中等质量的恒星，如果一个人也认为未检测到的MIR源确定为S208集群成员从近红外观测。这表明粉尘生长/沉降的程度不会随着金属丰度的显著变化而变化，如$\sim$ 1 dex那样不同。对于$\ge$ 1- $M_\odot$质量的星团成员，具有MIR盘发射的恒星比例为64%-93%，这与太阳金属丰度环境中的结果相当。虽然这可能表明，占主导地位的磁盘分散机制的中等质量的恒星要么没有，或非常弱，依赖于金属丰度，它可以说，这可能意味着磁盘分散过程并没有有效地在这个年轻的阶段。
2021-04-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Standard Galactic Field RR Lyrae II: A Gaia DR2 calibration of the period-Wesenheit-metallicity relation
天琴座RR型星长期以来一直是流行的标准烛光，但近年来在方法和技术方面取得了重大进展，以提高其作为距离指示器的精度。我们提出了多波长（光学$UBVR_cI_c$和盖亚$G, BP, RP$ ;近红外$JHK_s$ ;中红外$[3.6], [4.5]$）周期光度金属量（PLZ），周期Weseneirs金属量（PWZ）的关系，校准使用从卡内基RR天琴座计划获得的测光和从盖亚第二次数据发布的55银河场RR天琴座星。金属丰度斜率，这一直是预测的理论关系，现在可以在所有通带测量。在PLZ关系的分散是在0.2等的顺序，并仍然是由不确定性的不确定性的控制。作为PLZ关系的一致性检验，我们还测量了到球状星团M4、大麦云云（LMC）和小麦哲伦云（SMC）的距离模，结果与前人的估计非常吻合.
2019-10-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gravitational instability in protostellar disks at low metallicities
原恒星盘的碎裂控制着原恒星的生长，并在决定新生恒星的最终质量方面起着关键作用。在本文中，我们研究了原恒星盘的结构和引力稳定性的全金属量范围从零到太阳值。使用质量吸积率评估的前星核的崩溃阶段的热演化，我们计算的磁盘结构和它们的演化框架中的标准稳定盘。总的来说，随着金属丰度的增加，更有效的冷却导致更低的吸积速率和更低的盘内温度：在金属丰度为零时，吸积速率为~ 1 e-3 Msun/yr，盘温度为~ 1000 K，而在太阳金属丰度为~ 1 e-6 Msun/yr，盘温度为10 K。尽管这些值相差很大，但零金属盘和太阳金属盘具有相似的稳定性：引力稳定性的Toomre参数，可以用盘和包层中的温度之比Q ~（T_disk/T_env）^3/2表示，> 1，即，边缘稳定。然而，在金属丰度为1 e-5--1e-3 Zsun的中间值时，由于尘埃的冷却作用（由于尘埃的密度很高（> 1 e 10 cm^-3），这种冷却作用只在尘埃盘中有效）使得尘埃盘中的温度低于包层中的温度，因此发现尘埃盘在Q ~ 0.1 ~-1时非常不稳定。这表明，在这个金属丰度范围内，由原恒星盘碎片形成的单个恒星的质量可能比它们的母核小得多。在这种情况下，典型的恒星质量将是几个Msun，这与观测建议的极端贫金属恒星的质量尺度一致。
2014-01-13 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
The Bulge Metallicity Distribution from the APOGEE Survey
阿帕奇点天文台的星系演化实验（APOGEE）提供了光学测量无法获得的银河系内部区域的光谱信息。我们提出了第一个大型研究的金属丰度分布的最里面的银河系区域的基础上均匀的测量从SDSS数据发布12 7545红巨星在4.5千秒差距的银河系中心，目标是阐明的结构和起源的银河系隆起。通过多重高斯分解，发现恒星金属丰度分布在几个分量中，表明存在各种恒星星族，如酒吧，或薄和厚盘。超太阳（[Fe/H]=+0.32）和太阳（[Fe/H]=+0.00）的金属丰度分量，暂时分别与薄盘和银河棒有关，似乎是中平面附近的主要贡献者。太阳金属丰度分量在中平面向外延伸，但在最里面的区域没有观察到。另一方面，中心区域（在银河系中心3千秒差距以内）则显示出一个显著的贫金属星族（[Fe/H] =-0.46），暂时与厚盘有关，并成为远离中平面（$ |Z| > +0.75千秒差距）的主要成分。这些不同组分的不同贡献产生了一个过渡区，其位置为+0.5 kpc < |Z| < +1.0 kpc，其特征是具有显著的垂直金属丰度梯度。
2017-12-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
The WFC3 Galactic Bulge Treasury Program: Metallicity Estimates for the Stellar Population and Exoplanet Hosts
我们提出了新的紫外到红外恒星测光的四个低消光窗口在银河系的隆起，获得了与宽视场相机3的哈勃太空望远镜（HST）。使用我们的五个带通，我们已经定义了红自由光度指数恒星有效温度和金属丰度敏感。我们发现，隆起人口类似于通过经典耗散崩溃形成的：每个领域是由一个老（~10 Gyr）人口占主导地位，表现出广泛的金属丰度范围（-1.5 < [Fe/H] < 0.5）。我们检测到的凸出人口的金属丰度梯度，与恒星的比例在超太阳金属丰度下降从41%到35%，从银河系中心的距离从0.3到1.2千秒差距。一个领域包括在SWEEPS HST过境调查中发现的候选系外行星宿主。我们对其中11个宿主的测量表明，在不同的凸起环境中的系外行星优先在高金属量恒星周围发现，就像在太阳附近一样，支持行星在富含金属的环境中更容易形成的观点。
2010-11-01 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Low-metallicity Young Clusters in the Outer Galaxy. III. Sh 2-127
在Subaru/MOIRCS对低金属丰度（${\rm [O/H]}=-0.7$ dex）H II区Sh 2-127（S127）的深近红外成像中，我们在稍微扩展的H II区探测到了两个有413个成员的年轻星系团（S127 A），在紧凑的H II区探测到了另一个有338个成员的年轻星系团（S127 B）。极限量值为$K=21.3$ mag（10 $σ$），对应于$\sim$ 0.2 $M_\odot$的质量检测限。这些星团比以前研究的年轻低金属量星团大一个数量级，也比大多数太阳附近的年轻星团大。与K波段光度函数的拟合表明，S127 A和S127 B的年龄分别为0.5百万年和0.1-0.5百万年，这与大灭绝相一致（高达$A_V\simeq20$ mag）来自厚分子云和存在致密H II区域和I类源候选物，表明低金属丰度星系团的初始质量函数（IMF）与典型的太阳邻域IMF是不可区分的。S127 A的$28\% \pm 3\%$和S127 B的$40\% \pm 4\%$的盘分数明显低于年龄相似的太阳邻域星团（$\sim$ 50 $\%$ -60 $\%$）。S127 B的盘部分高于以前研究的低金属丰度星系团（$<$ 30 $\%$），可能是由于S127 B的年龄。这表明，在低金属量环境中，很大一部分非常年轻的恒星都有盘，但盘在很短的时间内消失。这些结果是一致的，与我们以前的研究低金属量的恒星…
2021-02-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Vertical Metallicity Gradient of the Milky Way Disk: Transitions in [a/Fe] Populations
使用G矮星从斯隆扩展银河系的理解和探索（SEGUE）的调查，我们已经确定了一个垂直的金属丰度梯度在一个大体积的银河系的磁盘，并研究了这种梯度如何变化不同的[a/Fe]子样本。该样本包含超过40，000颗恒星，在144条视线范围内具有低分辨率光谱。我们采用SEGUE恒星参数管道（SSPP）来获得每个恒星的有效温度，表面重力，[Fe/H]和[a/Fe]的估计值，并提取多个体积完整的子样本，每个样本约1000颗恒星。基于调查的一致目标选择算法，我们调整每个子样本，以确定[Fe/H]和[a/Fe]中磁盘的无偏图像;因此，每个单独的恒星代表许多属性。SEGUE样本使我们能够限制大量恒星的垂直金属丰度梯度超过一个显着的磁盘体积，从银河平面到~0.3和1.6千秒差距之间，并检查原位结构，与以前的分析相比，范围更有限。这项工作并没有预先假设一个磁盘结构，无论是由一个单一的复杂人口或不同的薄和厚磁盘组件。整个样品的金属丰度梯度为-0.243 +0.039 -0.053 dex/kpc，我们将其与各种文献结果进行了比较。每个[a/Fe]子样本在银河系平面上方的不同高度范围内占主导地位，这在样本中作为一个整体发现的梯度中表现出来。在[a/Fe]有限范围内的恒星，其[Fe/H]中位数随高度的变化很小。如果我们将[a/Fe]与年龄联系起来，我们与[a/Fe]一致的垂直金属丰度梯度表明，在不同时代形成的恒星表…
2014-05-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Near-Infrared Photometry of Globular Clusters Towards the Galactic Bulge: Observations and Photometric Metallicity Indicators
本文给出了在2 MASS测光系统上标定的16个银河系球状星团的宽视场JHK测光结果。差分红化校正和统计领域的明星净化之前，所有这些集群拟合基准序列的集群红巨星分支（RGBs）。观测值和不确定性报告的几个光度特征，包括RGB凹凸，提示，水平分支（HB）和上RGB的斜率的大小。最新的光谱测定的化学丰度被用来建立距离和红独立的关系观察到的光度特征和集群金属，优化样本大小和金属基线这些关系的补充我们的样本与文献中的结果。我们发现，HB和RGB凸块之间的幅度差异可以用来预测金属丰度，在铁丰度[Fe/H]和全球金属丰度[M/H]方面，在所有三个近红外带通相对富含金属（[M/H] $\gtrsim$ -1）集群的精度优于0.1德克斯。同时，尽管模型预测RGB斜率在高（近太阳）金属丰度下可能变得不可靠，但上部RGB的斜率和RGB尖端与凸起之间的幅度差在整个采样金属丰度范围（-2 $\lesssim$ [M/H] $\lesssim$ 0）上都是有用的金属丰度指标，精度为0.2 dex或更好。我们的研究结果同意与以前的校准，根据相关的不确定性，我们讨论了有争议的金属丰度集群的影响，以及进一步调查的方向。
2016-09-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Metallicities of old open clusters: A new Galactic map
本文利用 Gaia 分光光度数据测定约600个年老疏散星团的均匀金属丰度，揭示银河系盘面金属丰度呈膝状径向梯度、垂直梯度及随年龄变化特征，并发现低径向混合证据。
2025-06-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Super-Solar Metallicity Stars in the Galactic Center Nuclear Star Cluster: Unusual Sc, V, and Y Abundances
我们提出了自适应光学辅助近红外高光谱分辨率观测晚型巨星在银河系的核星团。这些恒星的金属丰度和元素丰度测量为我们提供了一个了解核星团形成和演化的机会。此外，它们与超大质量黑洞（$\sim 0.5$ pc）的接近为在这种极端环境下的恒星形成和化学富集提供了独特的探测。我们观察到两颗恒星被中等光谱分辨率的观测确定为可能具有非常高的金属丰度。我们使用光谱模板拟合与PHOENIX网格和贝叶斯推断，同时约束的整体金属丰度，[M/H]，α-元素丰度[ $α$ /Fe]，有效温度和表面重力的这些恒星。我们发现其中一颗恒星的金属丰度非常高（[M/H] $> 0.6$），另一颗略高于太阳的金属丰度。银河系中心的两颗恒星都有来自钪（Sc）、钒（V）和钇（Y）的谱线，这些谱线比凤凰网格所允许的要强得多。我们发现，使用光谱合成代码光谱容易，[Sc/Fe]可能是一个数量级以上的太阳能。为了进行比较，我们还在已知的最高金属丰度簇（[M/H] $\sim 0.4$）NGC 6791中观察到经验校准物。校准星和银河系中心星之间的大多数谱线都匹配得很好，除了Sc、V和Y，这证实了它们在这些恒星中的丰度一定非常高。这些不寻常的丰度可能是核星团的独特特征，为测试该区域的化学浓缩模型提供了机会。
2018-03-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical Cartography with LAMOST and Gaia Reveal Azimuthal and Spiral Structure in the Galactic Disk
本研究利用LAMOST和Gaia DR3的恒星样本开展银盘化学制图，测得径向与垂直金属丰度梯度，发现约0.10 dex的方位角金属丰度变化，且该变化在部分数据中与旋臂位置重合，为银盘结构研究提供新观测约束。
2023-04-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Globular clusters in the outer Galactic halo: new HST/ACS imaging of 6 globular clusters and the Galactic globular cluster age-metallicity relation
本文给出了由哈勃空间望远镜（HST）F606 W、F814 W高级巡天照相机测光得到的6个球状星团的色星等图（CMD）。这6个星系在银河中心距离（Rgc）上形成了两个松散的分组：IC 4499、NGC 6426和鲁普雷希特106在约15-20 kpc，NGC 7006、帕洛马15和Pyxis在约40 kpc。CMD允许在每种情况下从主序列关闭来估计年龄。此外，Palomar 5的年龄（Rgc ~ 18 kpc）是使用档案HST宽视场行星照相机2 V，I测光估计的。年龄分析显示：IC 4499，Ruprecht 106和Pyxis比具有类似金属丰度的内晕GC年轻1-2 Gyr; NGC 7006和Palomar 5比它们的内晕对应物稍微年轻; NGC 6426和Palomar 15是样品中最贫金属的两个GC，在不确定性范围内与所有其他贫金属GC同时代。结合我们以前的努力，目前的样本提供了强有力的证据，银河系GC年龄-金属丰度关系由两个不同的分支。一个表明在银河系内部的快速化学富集，而另一个则表明在外晕中长时间的GC形成。后者是一致的外晕GC形成于矮星系，后来被银河系吸积。
2011-06-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Metallicity-Dependent Galactic Isotopic Decomposition for Nucleosynthesis
所有核合成的恒星演化模型都需要一个初始同位素丰度集作为起点。一般来说，除了太阳系外，我们对恒星同位素丰度的了解相当不完整。我们提出了第一个完整的平均同位素分解模型作为金属丰度的函数。我们的模型是基于基本的核天体物理过程，并拟合观测数据，而不是传统的前向星系化学演化模型，集成恒星产量开始从大爆炸核合成。我们首先分解的同位素太阳丰度模式的贡献天体物理来源。每个贡献，然后假设规模作为金属丰度的函数。由此产生的总同位素丰度的元素丰度和拟合到可用的晕和磁盘恒星数据来约束模型的自由参数值。这个过程使我们能够使用现有的元素观测数据来重建和约束急需的完整的同位素演化，这是目前的观测无法访问，以及潜在的天体物理过程。我们的模型发现，最适合的Ia型贡献\simeq 0.7的太阳铁丰度，和Ia型发生在[Fe/H] \simeq-1.2。
2013-07-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Protoplanetary Disk Evolution in a Low-Metallicity Environment: JWST's First Mid-Infrared Census of Low-Mass Stars
National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；SOKENDAI (The Graduate University for Advanced Studies)（综合研究大学院大学）；Graduate School of Science, Nagoya University（名古屋大学理学研究科）；Institute of Astronomy, School of Science, University of Tokyo（东京大学理学部天体物理系）；Kiso Observatory, Institute of Astronomy, School of Science, University of Tokyo（东京大学理学部天文科学系木曾观测站）；Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology（加州理工学院喷气推进实验室）
本文利用JWST观测了低金属licity环境中的原行星盘，通过高分辨率中红外成像研究了盘的演化特性，发现低金属licity条件下盘的保留率较高，且存在吸积迹象。
2026-03-30 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Constraints on the Metallicity-dependent Explodability of Massive Stars from Galactic Chemical Evolution: Toward Alleviating the Red Supergiant Problem
Kyoto University（京都大学）；The University of Tokyo（东京大学）
本文通过构建银河化学演化的框架，研究大质量恒星爆炸性与金属性依赖性，揭示爆炸性对化学演化的约束，并提出缓解红超巨星问题的方法。
2026-07-14 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Large Metallicity Variations in the Galactic Interstellar Medium
星际介质（ISM）包括不同温度和密度的气体，包括电离的、原子的、分子的物质和尘埃颗粒。中性ISM由中性氢主导，电离分数高达8%。比氦重的化学元素的浓度（金属丰度）跨越银河系恒星的数量级，因为它们形成于不同的时间。相反，在传统的化学演化模型中，太阳附近的气体被认为是混合良好的，并且具有太阳的金属丰度。ISM的化学丰度可以准确地测量与紫外吸收线光谱。然而，尘埃贫化的影响，从可观察到的气相中去除部分金属并将其纳入固体颗粒，直到最近，还阻止了对ISM金属丰度的更深入研究。在这里，我们报告的尘埃校正的金属丰度的中性ISM测量对25颗恒星在我们的银河系。我们发现金属丰度的变化超过10倍（平均55 +/- 7%太阳能和标准差0.28 dex），包括许多低金属丰度的地区，低至~17%太阳能，可能更低。原始气体以高速云的形式落在圆盘上，可以引起数十pc尺度上观察到的化学不均匀性。我们的研究结果表明，这种低金属含量的吸积气体不能有效地混合到ISM中，这可能有助于我们了解附近同时代恒星的金属含量偏差。
2022-05-09 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
