The Effect of Stellar Metallicity on the Sizes of Star Clusters
观测表明，蓝色球状星团的半光半径系统地大于红色球状星团的半光半径。在本文中，我们测试是否不同的金属依赖的恒星演化的时间尺度和质量损失率的集群可以影响他们的早期动力学演化。通过包括恒星演化配方的N体模拟，我们模拟了有和没有原始质量分离的小中心集中星系团的早期演化。我们的模拟包括精确的金属性依赖于大质量恒星的质量损失。我们发现蓝色集群是大于红色集群，无论集群是否已primordially大规模隔离。此外，大小差异被认为是较大的，并与低中心浓度的初始模型的观察结果一致。这些结果表明，红色和蓝色星系团之间的系统性大小差异，至少可以部分归因于不同的恒星演化历史的动力学效应，由金属丰度驱动。
2011-10-26 astro-ph.GA
Young Open Star Clusters: The Spatial Distribution of Metallicity in the Solar Neighborhood
我们对年轻（<5000万年）疏散星团和具有不同金属丰度的造父变星的空间分布进行了比较分析。一个显着的部分年轻的集群被证明具有低金属非典型领域造父变星。这两种类型的物体都表现出近似相等的（在大小上）负径向金属丰度梯度，而它们的方位角金属丰度梯度在误差范围之外不同，并且具有相反的符号。在由年轻星团鉴定的恒星复合体中，最贫金属的星团被归类在英仙座复合体中。年轻星团中的径向和方位向金属丰度梯度是由这个复合体中的星团决定的。所描述的性质表明，在那里的恒星形成开始之前，星际物质的混合很弱。具有不同金属丰度的疏散星团和场星的空间分布之间的显着差异表明形成这些类型的物体所需的不同条件。
2013-05-15 astro-ph.GA
On the scatter of the present-day stellar metallicity-mass relation of cluster dwarf galaxies
在宇宙学模拟中，我们研究了星系团矮星系的恒星质量与恒星金属丰度之间关系的离散性。质量-金属丰度关系表现出最小的内在散射在星系的峰值恒星质量的时间，这表明恒星质量剥离是目前相当广泛的关系负责的主要影响。然而，对于大约40%的星系中的高金属量的尾巴的关系，我们发现质量剥离，以符合恒星金属量的增加，可能是由剥离低金属量的恒星在星系郊区的富集。
2018-04-16 astro-ph.GA
Toward the general RGB slope-metallicity-age calibration: I Metallicities, Ages and Kinematics for Eight LMC Clusters
本文利用8.2米VLT/UT 1的FORS 2多目标摄谱仪的数据，讨论了8个大质量LMC星团的CMD、年龄、金属丰度和视向速度的性质。利用RGB星的高信噪比近红外Ca II三线态（CaT）谱线，确定了星系团成员的金属丰度和视向速度。我们报告的第一次光谱测定的金属丰度值为4个集群的基础上平均[Fe/H]值的10个集群成员。我们发现两个集中的年龄分布的目标集群。其中六颗的年龄在0.8-2.2 Gyr之间，另外两颗NGC 1754和NGC 1786非常古老。六个中间年龄星团的金属丰度为-0.49，平均年龄为1.5 Gyr，离散度仅为0.04。这种紧密的分布表明，LMC和SMC之间的紧密相遇可能不仅导致了LMC中团簇形成的重新开始，而且还导致了中心棒的产生。这两个古老星系团的金属丰度与其他古老的贫金属大麦哲伦星系团相似。我们发现，LMC集群系统表现出磁盘状旋转，没有集群出现晕运动学和有没有证据表明，在LMC的金属丰度梯度，在相反的恒星星族的MW和M33，其中金属丰度减少的银河系中心距离的增加。LMC的恒星棒可能是导致LMC中任何类型梯度稀释的因素。
2009-12-28 astro-ph.GA
Radial Velocity and Metallicity of the Globular Cluster IC4499 Obtained with AAOmega
我们目前的径向速度和金属丰度的测量银河系遥远的南部球状星团IC 4499。我们从2 MASS点源星表中选取了几百颗位于星团内部和周围的红巨星，利用AAOmega摄谱仪获得了近红外钙三重态的光谱。对球状星团M4、M22和M68中的巨星进行了观测，以提供径向速度和金属丰度的比较对象。根据速度数据，我们得出结论，我们的目标中有43个是星团成员，这是迄今为止光谱研究的最大的IC 4499巨星样本。我们确定该星团的平均日心径向速度为31.5 ± 0.4 km/s，并发现最可能的中心速度色散为2.5 ± 0.5 km/s。这导致了一个动态的质量估计为93 ± 37000太阳质量的集群。我们是敏感的集群旋转的幅度约为1公里/秒，但没有证据表明集群旋转。在Carretta-Gratton标度上，团簇的金属丰度为[Fe/H] = -1.52 ± 0.12。星团的径向速度，以前高度不确定，是一致的成员在麒麟潮汐流，但也与晕的起源。该星团的水平分支形态比其金属丰度的平均值略红，但与晕的其他星团相比，它可能并不异常年轻。对星团运动学和金属丰度的新约束可能会使人们深入了解RR型天琴座恒星极高的比频率。
2010-10-04 astro-ph.GA
Star Clusters in M31: VII. Global Kinematics and Metallicity Subpopulations of the Globular Clusters
我们进行了一个联合的空间-运动学-金属丰度分析的球状星团（GC）周围的仙女座星系（M31），使用均匀的，高质量的光谱数据集。特别是，我们删除了污染的年轻集群，困扰了许多以前的分析。我们发现这些团簇可以根据其径向分布分为三个主要的金属丰度组：（1）内部富金属组（[Fe/H] > -0.4），（2）中间金属组（[Fe/H]中值=-1），（3）贫金属组（[Fe/H] <-1.5）。富含金属的星系团具有像M31圆盘一样的运动学和空间特性，而另外两个贫金属的星系团总体上表现出温和的顺时针旋转，分散度更大-与之前声称的更强的旋转相反。贫金属的GC是最不集中的一组，这样的集群发生在中央隆起的频率比集群的金属含量高的五倍。尽管M31和银河系GC系统之间存在一些众所周知的差异，但我们修订后的分析指出它们的化学动力学性质具有显着的相似性，这可能有助于阐明星系及其GC的不同形成阶段。特别是，M31的结果激发了进一步探索富含金属的GC形成模式原位，高红移，cluerous星系盘内。
2016-03-22 astro-ph.GA
The difference in metallicity distribution functions of halo stars and globular clusters as a function of galaxy type: A tracer of globular cluster formation and evolution
对巨型椭圆星系Cen A和旋涡星系M31晕中的球状星团（GC）和场星的观测表明，星团与恒星的数量比（“特定频率”）范围很大。星团与恒星的比率随着金属丰度的增加而减少，在所有的银河系中心半径上，其斜率似乎并不取决于半径。在矮星系中，GC也比场星平均更贫金属。这些观察结果表明，无论是团簇形成效率或团簇破坏率的金属丰度和环境的强烈依赖。我们的目标是解释这些趋势，考虑各种影响，可能会影响观察到的集群恒星比作为金属丰度，环境和宇宙学历史的函数。我们发现，无论是团簇形成效率和最大团簇质量的增加与金属丰度，所以他们不能解释所观察到的趋势。潮汐剥离和动力摩擦破坏GC破坏星系团在太小的范围内的银河中心半径。我们表明，集群破坏的潮汐冲击巨大的分子云在高密度的形成环境中的GC变得越来越有效，对高星系质量，因此，对高金属丰度。预测的星团与恒星的比率在高金属丰度的情况下会降低100-1000倍，并且应该只对银河系中心半径有微弱的依赖，这是由于星系合并过程中的轨道混合，与观测结果一致。所观察到的，强烈的依赖性的集群，恒星比的金属丰度和独立性的斜率对银河半径可以解释集群的破坏和星系的层次增长。因此，我们发现，金属度依赖的集群到星的比例并不反映GC的形成效率，但存活分数。（节录）
2017-06-03 astro-ph.GA
Survival of Massive Star-forming Galaxies in Cluster Cores Drives Gas-Phase Metallicity Gradients : The Effects of Ram Pressure Stripping
最近对z=0.35星系团中星系的观测表明，它们的综合气相金属丰度随着星系团中心距离的减小而增加。为了测试冲压压力剥离（RPS）是否是根本原因，我们使用半分析模型来量化RPS引入到基于孔径的金属丰度测量中的“观察偏差”。我们采取积分场光谱的本地星系，从他们的外星系盘通过RPS去除气体，然后在z=0.35的星系团星系进行模拟狭缝观测。我们的RPS模型预测一个典型的集群规模的金属丰度梯度为-0.03 dex/Mpc。通过从外星系盘中移除气体，RPS在固定恒星质量下引入了+0.02 dex的平均金属丰度增强。这种气体的去除和随后的恒星形成的淬灭优先从观察到的恒星形成人口中去除低质量的星系团星系。由于只有质量较大的恒星形成星系才能到达团核，RPS产生了一个-0.05 log（M */M sun）/Mpc的星系团尺度恒星质量梯度。这种质量分离驱动预测的簇尺度金属丰度梯度为-0.03 dex/Mpc。然而，RPS单独的影响不能解释在z=0.35的星系团中测量到的较高的金属丰度。我们假设，额外的机制，包括陡峭的内部金属丰度梯度和自富集由于气体扼杀需要重现我们的观察在z=0.35。
2017-05-23 astro-ph.GA
A Tale of Two Clusters: An Analysis of Gas-Phase Metallicity and Nebular Gas Conditions in Proto-cluster Galaxies at z~2
ZFIRE巡天使用Keck 1上的MOSFIRE仪器在光谱上确认了两个原星系团：一个在COSMOS中z=2.095，另一个在UDS中z=1.62。在这里，我们使用一个更新的ZFIRE数据集，通过提取发射线H $β$ 4861，[OIII] 5007，H $α$ 6563，[NII] 6585，和[SII] 6716，6731的流量，得到原星系团星系的电离气体区域的属性。我们测量气相金属丰度的成员在两个原团簇使用两个指标，包括一个强线指标相对独立的电离参数和电子密度。UDS和COSMOS中的原星系团和场星系都具有相同的质量-金属丰度关系。我们将我们的结果与最近的IllustrisTNG结果进行了比较，该结果报告称，直到z=1.5，原星系团和场星系之间没有显着的气相金属丰度偏移。这与我们观察到的金属丰度一致，在原簇和场种群之间没有测量到偏移。我们测量的堆叠光谱，UDS高质量的原星系团和场星系有不同的[OIII]/H $β$的比例，但这些结果是依赖于高质量堆栈的样本大小的初步证据。
2019-08-19 astro-ph.GA
Nonlinear Color-Metallicity Relations of Globular Clusters. X. Subaru/FOCAS Multi-object Spectroscopy of M87 Globular Clusters
用Subaru/FOCAS MOS模式获得了室女座中央cD星系M87的140个球状星团的光谱。利用简单的恒星星族模型研究了GC的年龄、金属丰度和$α$元素丰度等基本性质。它被证实，大多数的M87 GC是一样古老的，更丰富的金属，并在$α$ -元素比银河系GC增强。我们的高质量，同质数据集使我们能够测试的理论预测的弯曲颜色$-$金属丰度关系（CMR）。非线性CMR假设需要一个替代的解释，广泛观察到的GC颜色双峰，其中即使是单峰金属分布产生双峰颜色分布凭借非线性金属-颜色转换。M87中旧的、高信噪比GC的新推导的CMR（83个GC的$V-I$ CMR和78个GC的$M-T2$ CMR）证实了显著拐点的存在。此外，从结合目录与以前的研究M87 GC光谱，我们发现，共有185个老GC表现出广泛的，单峰的金属丰度分布。结果证实了非线性CMR解释的GC颜色双峰，进一步阐明了星系形成的理论。
2021-09-16 astro-ph.GA
Nonlinear Color-Metallicity Relations of Globular Clusters. VIII. Reproducing Color Distributions of Individual Globular Cluster Systems in the Virgo and Fornax Galaxy Clusters
早型星系中球状星团的颜色分布在形态上表现出很大的差异。基于GC的颜色和金属丰度之间的传统的“线性”关系，从颜色推断的GC金属丰度分布，反过来他们的形成历史，应该是多样的，因为他们出现。相比之下，在这里，我们表明，一个替代方案植根于“非线性”性质的金属到颜色的转换点到一个更简单，更连贯的图片。我们对ACS室女座星系团巡天和天炉座星系团巡天的早型星系中$\sim$ 80 GC系统颜色分布的模拟表明，大多数早型星系（$\sim$ 70 $\%$）具有古老（$\sim$ 13 Gyr）和同时代的GC。它们在颜色分布形态上的变化主要源于一个参数，即GC系统的平均金属丰度。此外，剩余（$\sim$ 30 $\%$）GC系统的颜色分布也可通过非线性方案进行解释，假设额外的年轻或中年GC的数量分数为$\sim$ 20 $\%$。我们的结果加强了GC色双峰的非线性解释，并提供了一个新的视角，早期型星系形成在集群环境中，如室女座和天炉座星系团。
2018-12-04 astro-ph.GA
Asymmetric spatial distribution of sub-solar metallicity stars in the Milky Way nuclear star cluster
我们目前的恒星金属丰度测量600多晚型恒星在中央10 PC的银河系中心。加上我们以前发表的KMOS数据，这个数据集使我们能够调查，第一次，核星团的金属丰度分布的空间变化。使用积分场摄谱仪KMOS（VLT），我们观察到几乎一半的区域所包围的核星团的有效半径。我们提取光谱在中等光谱分辨率，并应用全光谱拟合利用PHOENIX库的合成恒星光谱。恒星的金属丰度从[M/H]=-1.25 dex到[M/H]> +0.3 dex，大多数恒星的金属丰度都超过太阳。我们能够测量恒星金属丰度分布的各向异性。在银河系北部，[M/H]<0.0 dex的亚太阳金属量恒星的比例是银河系南部的两倍多。一个可能的解释是，在星团的不同部分，亚太阳金属量恒星的比例不同，这是最近的合并事件。我们建议用高分辨率光谱来检验这一假设，并将金属丰度信息与运动学数据相结合。
2020-03-12 astro-ph.GA
A Possible Solution for the M/L-[Fe/H] Relation of Globular Clusters in M31: A metallicity and density dependent top-heavy IMF
在M31的GC的大样本的观察到的质量与光（$M/L$）的比率显示出相反的趋势与金属丰度相比，从简单的恒星星族（SSP）模型与不变的典型恒星IMF的预期，在这个意义上，观察到的$M/L$的比例随着金属丰度的增加而减少。我们发现，结合动力学演化的影响，SSP模型与一个典型的IMF不能解释减少$M/L$比例增加金属丰度的M31 GC。最近推导出的顶重IMF作为金属丰度和嵌入集群密度的函数，提出了解释低于预期的$M/L$比率的富金属GC。我们发现，SSP模型与头重脚轻的IMF，保留了金属丰度和集群质量依赖的部分残留在集群内，并考虑到标准的动力学演化可以成功地解释所观察到的$M/L-[Fe/H]$关系的M31 GC。因此，我们建议，GCs的运动学数据可以用来约束顶重的GCs中的IMF。
2016-05-16 astro-ph.GA
Nonlinear Color--Metallicity Relations of Globular Clusters. VI. On Calcium II Triplet Based Metallicities of Globular Clusters in Early-type Galaxies
星系中球状星团（GCs）的金属丰度分布函数是理解星系形成和演化的关键。钙II三重态（CaT）指数由于其对GC金属丰度的敏感性，最近已成为一种流行的金属丰度指标。在这里，我们重新审视和评估的可靠性CaT作为金属丰度指标，使用我们的新的恒星星族合成模拟的基础上经验，高分辨率通量。该模型表明，旧（$>$ 10 Gyr）GC的CaT强度与低于$-0.5$的${\rm [Fe/H]}$成正比。然而，在适度的富金属区，由于最冷的红巨星对CaT吸收的贡献很小，CaT不再随${\rm [Fe/H]}$增加。色- $CaT$关系的非线性性质被附近早型星系GC的观测所证实。这表明在计算富金属恒星星族的金属丰度时应谨慎使用CaT。我们的结果提供了一个解释的颜色和$CaT$分布的GC在同一星系中观察到的急剧差异。我们把这作为一个类比，认为金属-颜色和金属-舔指数的GC的非线性是主要负责他们观察到的“双峰”分布的颜色和吸收指数。
2016-01-04 astro-ph.GA
Insights into Pre-Enrichment of Star Clusters and Self-Enrichment of Dwarf Galaxies from their Intrinsic Metallicity Dispersions
已知星团比矮星系具有更小的内在金属丰度分布，因为它们的恒星形成时间尺度更短。在这里，我们使用个人的光谱[Fe/H]测量的恒星在19个本星系群矮星系，13个银河系疏散星团，和49个球状星团显示，星团和矮星系线性金属丰度分布是二项式的形式，与所有的对象表现出很强的相关性之间的平均线性金属丰度$\bar{Z}$和内在的金属丰度$σ(Z)^{2}$传播。$σ(Z)^{2}$与$\bar{Z}$的关系图表明，矮星系与星团的相关关系是偏移的。这些线性金属丰度分布的共同二项式性质可以用简单的非均匀化学演化模型来解释（例如，Oey 2000），其中星团和矮星系的行为在$σ(Z)^{2}-\bar{Z}$图中再现的富集事件的数量，覆盖分数，和丰富的区域的内在大小。自富集的不均匀性决定了观测到的矮星系$σ(Z)^{2}-\bar{Z}$相关性的斜率。从矮星系的星团序列的偏移是由于预富集，和星团序列的斜率代表的残余签名的自富集的历史，他们的宿主星系。这个偏移量可以用来将星团从矮星系中分离出来，而不需要事先知道它们的光度或动力学质量。非均匀模型在$σ(Z)^{2}-\bar{Z}$关系中的应用提供了一种数值形式，可以使用物理激发的化学富集参数将星团和矮星系之间的自富集和预富集联系起来。
2012-09-20 astro-ph.GA
Metallicity estimates of young clusters in the Magellanic Clouds from Stromgren photometry of supergiant stars
我们目前获得的结果从Stromgren测光的13个年轻的（~30-220百万年）麦哲伦云（MC）集群，其中大部分缺乏文献中的直接金属丰度测量。我们从基于高色散光谱的黄超巨星和红超巨星（SGs）的Stromgren金属丰度敏感指数m1的经验校准中获得了它们的[Fe/H]值。在估计它们各自的不确定性时，特别注意。为了获得平均集群金属丰度，我们使用选定的SG的[Fe/H]值，我们需要将其定位在集群半径内，放置在集群颜色-星等图中的预期SG区域中，并且[Fe/H]值在观测到的集群金属丰度分布的FWHM内。由此产生的近75%的集群样本的金属丰度与最常用的平均MC的现代金属丰度值吻合得很好。其余集群的平均[Fe/H]值落在边缘附近的MC现今的金属丰度分布。当比较星系团的金属丰度与它们目前的位置时，我们发现了支持MC与银河系最近相互作用的证据，这可能导致一些星系团从它们的出生地分散开来。事实上，我们展示了金属含量典型的星系内部区域放置在它们外面的集群的例子。同样，我们发现年轻的星团，目前位于两个MC的内部区域，形成的气体，一直保持未混合，因为几个Gyr前。
2018-12-19 astro-ph.GA
The Fornax3D project: The environmental impact on gas metallicity gradients in Fornax cluster galaxies
环境在星系演化中所扮演的角色是目前天文学中的一个争论。环境可以改变，重新塑造或驱动星系演化的程度是观测和模拟两个方面讨论的主题。本文分析了作为Fornax 3D项目一部分的MUSE观测到的10个天炉座星系团星系的气体金属丰度梯度。详细的发射谱线图可以精确确定气体金属丰度和金属丰度梯度。我们的天炉座星系团星系的综合气体金属丰度显示略高的金属丰度（~0.045 dex）相比，控制样本。此外，我们发现的质量和金属偏析的迹象，从中心到外围的集群。通过将我们的天炉座星系团金属丰度梯度与对照样本进行比较，我们发现一般的中值偏移为~0.04 dex/Re，其中8个星系显示出更平坦或更正的梯度。我们发现没有系统的差异梯度的最近和中间infallers时，考虑到每个星系到集群中心的投影距离。为了确定金属丰度梯度中观测到的偏移的起源，我们对TNG 50模拟的数据进行了类似的分析。我们确定了12个subhalos在天炉座样集群和比较其金属丰度梯度与控制样本的字段subhalos。这项工作也显示了一个平坦的金属丰度梯度的星系在天炉座状晕，与一个中位数偏移约0.05德克斯/Re我们还分析了合并的历史，马赫数（M），和冲压压力剥离我们的TNG 50样品。我们的结论是，所观察到的金属丰度梯度的平坦化可能是由于以超音速（M>1）运动的星系正在经历高冲压压力剥离和飞越的组合。
2022-02-08 astro-ph.GA
Radial Distribution Of ISM Gas-phase Metallicity In CLASH Clusters at z~0.35: A New Outlook On Environmental Impact On Galaxy Evolution
我们提出了第一个观察到的星系团规模的径向金属丰度梯度恒星形成的星系。我们使用凯克II望远镜上的DEIMOS摄谱仪观测了两个z~0.35的CLASH星系团：MACS 1115 +0129和RXJ 1532 +3021。基于我们测量的星系团中心半径为2.5 Mpc的恒星形成星系的星际介质（ISM）性质，我们发现星系金属丰度在MACS 1115 +01中作为投影的星系团中心距离（-0.15+/-0.08 dex/Mpc）的函数而减小。在质量-金属丰度关系（MZR）上，在一定的质量范围内，MACS 1115 +01中的恒星形成星系的金属丰度（~ 0.2dex）比本地SDSS星系偏高。相比之下，RXJ 1532 +30的MZR与当地对比样品一致。RXJ 1532 +30表现出双峰径向金属丰度分布，其中一个分支显示出与MACS 1115 +01相似的负梯度（-0.14+/-0.05 dex/Mpc），另一个分支显示出正径向梯度。RXJ 1532 +30中的正梯度分支很可能是由闯入星系或面内合并引起的，这表明星团尺度的丰度梯度探测了星团的子结构，从而探测了星团的动力学状态。最引人注目的是，我们发现，无论是径向金属丰度梯度，也不是从MZR的偏移是由恒星质量。我们将我们的观测结果与Rhapsody-G宇宙学流体动力学放大模拟的松弛星系团进行了比较，发现模拟的星系团也表现出负的丰度梯度，尽管斜率较浅（…
2016-10-11 astro-ph.GA
Deriving physical parameters of unresolved star clusters III. Application to M31 PHAT clusters
这项研究是一系列的第三个，调查的退化和随机性问题，在确定物理参数，如年龄，质量，灭绝，金属量的部分解决或未解决的星团人口位于外部星系时，使用宽带测光。本工作测试了WFC 3 +ACS测光系统中固定和自由金属丰度模型对人造星团参数的推导。然后，该方法被应用到一个样本的203个星团的仙女座星系的观测与HST的参数。继论文I \& II，星团参数推导出使用一个大网格的随机模型，观察到的集群宽带综合WFC 3 +ACS的幅度相比。我们得出的年龄，质量和灭绝的M31星团的样本与一个固定的金属丰度与以前的研究一致。使用人工测试，我们证明了WFC 3 +ACS测光系统的能力，以获得星团的金属丰度。我们发现，36个大质量的M31星团的光度测定得出的金属丰度是在一个很好的协议与以前得出的金属丰度采用光谱从文献中。
2015-02-17 astro-ph.GA
Slow Cooling in Low Metallicity Clouds: An Origin of Globular Cluster Bimodality?
我们探讨了小规模的碎片化和全球崩溃的相对作用，在低金属丰度云，指出，在这样的云的冷却时间可能比动态的时间更长，使云崩溃全球之前，它可以碎片。我们认为，这可能有助于解释低金属量球状星团人口的形成，因为这样密集的恒星系统需要大量的气体被收集在一个小区域（没有显着的反馈过程中的崩溃）。为了进一步探索这一点，我们进行了数值模拟的低金属丰度邦纳-埃伯特稳定的气体云，表明存在一个临界金属丰度（0.001和0.01之间$Z_\odot$），低于该云崩溃全球没有碎片。我们还进行了包括背景辐射热源的模拟，表明这也可以产生不碎裂的云，并且临界金属丰度-可以超过无辐射的情况-随着加热速率而增加。
2018-06-28 astro-ph.GA
Globular Cluster Intrinsic Iron Abundance Spreads: II. Protocluster Metallicities and the Age-Metallicity Relations of Milky Way Progenitors
内在铁丰度在球状星团中分布，虽然通常很小，但非常普遍，是自我富集的标志：星团内的一些恒星已经被来自同一星团内其他恒星的超新星喷出物富集。我们使用Bailin（2018）自富集模型来预测原星系团的性质-其质量和原星系团气体云的金属丰度-与今天最终可观察到的性质-其当前金属丰度和内部铁丰度分布之间的关系。我们将此模型应用于银河系球状星团的初始质量和/或铁丰度分布的更新目录，以重建其初始金属丰度。我们发现，除了已知的异常隆起集群泰山5和三个集群强烈怀疑是核星团剥离矮星系，该模型提供了一个很好的镜头，了解他们的铁传播和初始金属丰度。然后，我们使用这些初始金属丰度构建年龄金属丰度关系的运动学确定的主要吸积事件在银河系的历史。我们发现，使用初始的金属丰度，而不是当前的金属丰度不会改变银河系的历史的整体图片，因为差异通常是小的，但确实提供了信息，可以帮助区分吸积事件的一些个人球状星团与模糊的运动学应该与，并指出吸积事件本身的潜在复杂性。
2021-10-27 astro-ph.GA
An in-depth view of the metallicity distribution of the Small Magellanic Cloud
本文研究了小麦哲伦云星团的空间金属丰度分布，发现使用实际距离而非椭圆框架半长轴时，双峰分布和V形梯度消失，仅年老公星团呈现与位置角无关的浅金属丰度梯度。
2023-09-11 astro-ph.GA
The Age-Metallicity-Specific Orbital Energy Relation for the Milky Way's Globular Cluster System Confirms the Importance of Accretion for Its Formation
球状星团可以在它们的宿主星系内部形成，在高红移时，气体密度较高，富含气体的合并是常见的。它们也可以在低质量星系内部形成，这些星系已经被吸积和潮汐破坏，留下它们的球状星团补充物与高质量晕结合在一起。我们认为，星系球状星团系统中年龄-金属丰度-特定轨道能量关系可以用来确定其起源。富含气体的合并应该产生紧密结合的系统，其中富含金属的集群比缺乏金属的集群年轻。球状星团形成于大质量盘中，然后分散成晕，它们的年龄和比轨道能量之间应该没有关系。吸积的球状星团应产生弱束缚系统，其中年龄和金属丰度相互相关，但与特定轨道能量呈负相关。我们使用精确的相对年龄，自洽的金属丰度，和基于空间的自行通知轨道表明，银河系的金属贫乏的球状星团系统位于一个平面中的年龄金属丰度特定的轨道能量空间。我们发现，相对年轻或贫金属的球状星团与银河系的结合较弱，而相对古老或富金属的球状星团与银河系的结合较紧密。虽然富含金属的球状星团可能是在原位或非原位形成的，但我们的研究结果表明，贫金属的星团是在银河系外的矮星系中形成的。我们预测，这种年龄之间的关系，金属丰度，和特定的轨道能量在$L^{*}$星系的球状星团系统是一个自然的结果星系形成的$Λ$ CDM宇宙。
2021-04-21 astro-ph.GA
Nonlinear Color-Metallicity Relations of Globular Clusters. IX. Different Radial Number Density Profiles between Blue and Red Clusters
大部分早型星系中的球状星团（GC）的光学色是双峰的。蓝色和红色GC在其表面数密度的径向分布中显示出明显的差异，在这个意义上，红色GC比蓝色GC更集中。一个即时的解释是存在两个具有不同径向分布的不同GC子系统。然而，这一观点受到了一种情况的挑战，在这种情况下，由于旧的（$\gtrsim$ 10 Gyr）GC的GC金属量-颜色转换的非线性性质，宽单峰金属量分布可以表现出双峰颜色分布。在这里，我们表明，通过模拟的径向趋势的GC颜色分布的四个附近的巨大的椭圆星系（M87，M49，M60，和NGC 1399），在径向轮廓之间的差异蓝色和红色GC的天然干从金属度颜色的非线性加上众所周知的径向金属度梯度的GC系统。该模型表明，即使到$\sim$ 20 ${R}_{\rm eff}$，GC年龄也没有或只有很小的径向变化。我们的研究结果提供了一个更简单的解决方案，以不同的径向分布的蓝色和红色的GC，不一定会引起两个GC子系统的存在，并进一步加强非线性的情况下，GC颜色双峰现象。
2020-11-24 astro-ph.GA
SMC west halo: a slice of the galaxy that is being tidally stripped? Star clusters trace age and metallicity gradients
麦哲伦星云的演化和结构目前仍有争议。大麦哲伦云和小麦哲伦云（LMC，SMC）都围绕银河系运行的经典场景受到了另一种选择的挑战，其中LMC和SMC是第一次接近我们的银河系。对星系中恒星星族的详细研究应该会限制所提出的设想。特别是，西晕的SMC最近的特点与径向趋势的年龄和金属，这表明潮汐中断。我们增加了样本的星团在西晕的SMC均匀的年龄，金属丰度，距离导数，以确定更好的年龄和金属丰度梯度。比较观测到的和合成的V，（B-V）色星等图被用来推导西晕星团的参数。我们推导出的年龄和金属丰度的参考星系团NGC 152与文献参数兼容。年龄和金属丰度梯度在西晕中得到确认：分别为2.6 +/- 0.6 Gyr/deg和-0.19 +/- 0.09 dex/deg。西晕的丰度-金属丰度关系具有较低的金属丰度离散度，与化学富集的爆发模式相一致。所有WH星团似乎都遵循相同的预测恒星分布，除了AM-3应该属于反桥。布鲁克6号只有1.3亿+/-4000万年的历史，它可能是在最近的SMC-LMC潮汐相互作用中形成的。我们认为，这是至关重要的分裂SMC集群人口组：主体，翼/桥，反桥和西晕。这是分析我们邻居复杂的恒星形成和动力学历史的方法。特别是，我们表明，西晕具有明确的年龄和金属丰度梯度和年龄-金属丰度关系，也符合LMC对SMC的潮汐影响的动力学模型。
2016-04-22 astro-ph.GA
Search for a metallicity spread in the multiple population Large Magellanic Cloud cluster NGC 1978
我们报告的[Fe/H]值在大规模的大麦云星系团NGC 1978，最近证实窝藏多个人口几乎相同的年龄。我们使用精确的斯特龙格伦测光仔细选择的集群红巨星分支恒星随着高色散光谱为基础的校准的金属敏感指数m1。考虑到测光质量，通过广泛的人造恒星测试来跟踪测光不确定性作为星团中心位置以及恒星亮度的函数，以及金属丰度校准，我们发现NGC 1978表现出0.035 dex的小金属丰度分布（+- 0.019-0.023），取决于是否考虑单个sigma[Fe/H] < 0.15 dex的恒星或位于星团外部区域的恒星。这样的传播[Fe/H]是一致的团簇形成模型与自富集，如果质量损失高于90%，由于恒星演化和银河系潮汐效应的假设。然而，不应排除明显的[Fe/H]变化反映氯化萘丰度异常或不太极端的质量损失模型与环境相关的自我富集的情况。
2018-12-03 astro-ph.GA
Revealing Potential Initial Mass Function variations with metallicity: JWST observations of young open clusters in a low-metallicity environment
本研究利用JWST深度成像首次探测了低金属丰度恒星形成星团中的褐矮星，发现其初始质量函数峰值质量显著低于以往研究，揭示了其随金属丰度降低的变化趋势，为理解恒星形成提供了重要约束。
2024-08-27 astro-ph.GA
On the Metallicity Gradients in the Galactic Disk using Open Clusters
基于1879个疏散星团样本，研究银河系盘面金属丰度随银心距、垂直距离和年龄的演化，发现垂直与径向金属丰度梯度均呈分段线性关系，且年龄大于240 Myr的星团具有更陡的负AMR斜率。
2024-03-28 astro-ph.GA
A stellar stream remnant of a globular cluster below the metallicity floor
恒星喷出物逐渐富集气体，随后形成恒星，使化学物质最少的恒星系统直接形成早期宇宙中形成的结构化石。虽然银河系中已知有几百颗恒星的金属含量低于太阳铁含量的千分之一，但它们都没有居住在球状星团中，而球状星团是已知最古老的恒星结构。这些显示金属含量至少为太阳金属丰度的0.2%（[Fe/H] > -2.7）。这个金属丰度底似乎是普遍存在的，有人提出，合并成我们今天观察到的星系的原星系的质量不足以形成存活到今天的星系团。在这里，我们报告发现了一个恒星流，C-19，其金属丰度小于太阳金属丰度的0.05%（[Fe/H]=-3.38 +/- 0.06（统计）。+/- 0.20（系统））。C-19恒星的低金属丰度色散和化学丰度表明，这条流是迄今发现的最贫金属的球状星团的潮汐遗迹，并且明显低于所谓的金属丰度底：金属丰度明显低于今天观测到的星团在过去存在，并将它们的恒星贡献给银河系晕。
2022-01-04 astro-ph.GA
An old, metal-poor globular cluster in Sextans A and the metallicity floor of globular cluster systems
我们报告确认了一个古老的，贫金属的球状星团在附近的矮不规则星系六分仪A，第一个球状星团已知在这个星系。我们将这个星系团命名为六分仪座A-GC 1，它位于星系中心西南方约4.4角分（$\sim1.8$ kpc）处，在亚角秒的地面观测图像中可以清晰地分辨出恒星。我们测量了一个积分星等$V=18.04$，对应于一个绝对星等$M_{V,0} = -7.85$。这给出了推断的质量$M\sim$ 1.6 $\times10^5~M\odot$，假设为Kroupa IMF。六分仪A-GC 1的综合光谱揭示了日心径向速度$v_{\rm helio}=305\pm15$ ~ km/s，与六分仪A的系统速度一致。候选红巨星分支星在星团中的位置，以及星团综合光谱的恒星族群分析，显示金属丰度[Fe/H] $\sim$ --2.4，年龄$\sim9$ Gyr。我们测量半光半径，$R_h = 7.6\pm0.2$ pc。归一化到星系积分星等，我们得到一个$V$波段的特定频率，$S_N=2.1$ .我们收集了28个星系中1,928个GC的光谱金属丰度样本，发现六分仪A-GC 1的低金属丰度接近于银河系、M31、M87和大麦哲伦云等球状星团中[Fe/H] $\sim-2.5$处的“金属丰度底”。这种金属丰度底似乎在宿主星系恒星质量的6 dex范围内保持不变，并且在有和没有吸积GC亚群的星系中都可以看到。
2019-05-23 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
The galaxy cluster AC114 -- II. Stellar populations and the mass-metallicity relation
本研究利用ESO-VLT的VIMOS/MR观测数据，结合恒星族合成模型分析Abell星系团AC114的成员星系光谱，发现活动星系质量和金属丰度均低于宁静星系，且该星系团的质量-金属丰度关系比局域宇宙更陡。
2023-10-04 astro-ph.GA
Simultaneous Estimates of Star-cluster Age, Metallicity, Mass, and Extinction (SESAMME) I: Presenting an MCMC Approach to Spectral Stellar Population Fitting
本文介绍SESAMME，一种基于MCMC的星团光谱拟合工具，可同时估计年龄、金属丰度、质量与消光，并在低和高金属丰度环境下验证了其与文献结果的一致性。
2023-10-13 astro-ph.GA
A Possible Solution for the $M/L-\mathrm{[Fe/H]}$ Relation of Globular Clusters in M31. II. the Age-Metallicity Relation
这是一系列论文中的第二篇，我们提出了一个新的解决方案，以协调单恒星星族（SSP）模型的预测与观测到的恒星质量光（$M/L$）比的球状星团（GCs）在M31和它的趋势相对于$\mathrm{[Fe/H]}$。在目前的工作中，我们的重点是年龄和金属丰度的GC之间的经验关系和它对$M/L$比的影响。假设M31 GC的年龄与其金属丰度之间存在反相关关系，我们发展了GC的动力学SSP模型，以建立$M/L$比值（在$V$和$K$波段）与金属丰度之间的关系。然后，我们证明了所建立的$M/L-\mathrm{[Fe/H]}$关系与M31 GC的关系完全一致。在我们的模型中，我们考虑了由Marks等人独立从银河系GC和超致密矮星系导出的依赖于星系团诞生密度和金属丰度的正则初始质量函数（IMF）和顶重IMF。我们的结果表明，依赖于密度和金属丰度的顶重IMF，年龄和金属丰度之间的反相关，恒星演化和标准动力学演化的结果与观测到的M31 GC的$M/L-\mathrm{[Fe/H]}$趋势最吻合。
2017-03-14 astro-ph.GA
Globular cluster metallicity distributions in the E-MOSAICS simulations
星系中球状星团（GC）系统的金属丰度分布是对任何GC形成假设的重要检验。在这项工作中，我们调查的预测GC金属丰度分布的星系中的MODelling星团人口大会在宇宙模拟EAGLE（E-MOSAICS）模拟的一个代表性的宇宙学体积（$L = 34.4$共动Mpc）。我们发现，从基准E-MOSAICS GC形成模型预测的GC金属丰度分布和中值金属丰度与观察到的分布一致，除了质量为$M_\ast \sim 2 \times 10^{10}$ M $_\odot$的星系，其中含有过量的富金属GC。双峰GC金属丰度分布的星系的预测分数（$37 \pm 2$百分比总数; $45 \pm 7$百分比为$M_\ast > 10^{10.5}$ M $_\odot$）是在良好的协议与观察分数（$44^{+10}_{-9}$百分比），因为是金属贫和富金属峰的平均金属丰度。我们发现，对于大质量星系（$M_\ast > 10^{10}$ M $_\odot$），双峰GC分布主要是由于从初始单峰分布的集群中断，而不是作为集群形成过程的结果。基于银河系中类GC丰度的场星分布，我们认为银河系GC的双峰GC金属丰度分布也是由于星系团破裂而发生的，而不是形成过程。我们的结论是，不需要单独的形成过程来解释贫金属和富金属的GC，并且GC可以被认为是年轻的大质量星团的幸存类似物，这些星团很容易在今天的本地宇宙中观察到。
2023-01-25 astro-ph.GA
Formation of Globular Cluster Systems: From Dwarf Galaxies to Giants
围绕着巨大质量范围的星系的球状星团（GC）系统显示出非常简单的标度关系。所有GC的总质量是一个恒定的分数的总星系质量和GC系统的平均金属丰度和金属丰度分散度的规模与星系质量弱。大质量的贫金属（蓝色）星团的金属丰度随着星团质量的增加而增加，而富金属（红色）星团的金属丰度则不增加。通过分析银河系GC中已解析的恒星星族和附近星系中未解析的恒星族，出现了显着的年龄-金属丰度关系。值得注意的是，所有这些趋势都可以解释一个简单的合并为基础的模型在以前的工作和更新在这里使用最近的观测星系标度关系在高红移。我们发现，GC金属丰度分布与星系质量的增加分散是一个强大的预测模型。它产生于更大的星系有更多的合并，结合卫星GC系统。晕团的平均金属丰度比3 dex增加0.6 dex。模型显示GC系统质量和宿主星系质量之间存在非线性趋势，这与数据一致。该模型不考虑GC自富集，但预测的大规模蓝色集群的集群质量和金属丰度之间的相关性。年龄-金属丰度关系是该模型的另一个可靠预测。所有的星系团中有一半被预测形成在红移范围$5<z<2.3$内，对应于$10.8-12.5$ ~Gyr的年龄，质量为$10^{11}-10^{12.5} M_{\odot}$的晕。
2018-08-23 astro-ph.GA
A spectroscopic study of a rich cluster at z=1.52 with Subaru $\&$ LBT: the environmental impacts on the mass-metallicity relation
本文介绍了我们利用Subaru/MOIRCS和LBT/LUCI在$z=1.52$（4C65.22）上对一个射电星系周围的富星系团候选者的近红外光谱观测结果。在这个星系团环境中，我们观测了71个星系，它们大多位于我们以前的宽波段（照片- $z$）和窄波段H $α$成像观测所选择的恒星形成主序上。我们成功地确认了39个星系的红移，并得出结论，这是一个引力束缚的，真正的星系团在$z=1.517$。我们的光谱数据还表明，在最高密度的集群核心交叉的大规模的细丝或片状的三维结构的暗示。通过叠加光谱，基于[NII]/H $α$发射线通量比计算星际介质（ISM）的平均气相金属丰度，发现4C65.22星系团环境中的质量-金属丰度关系（MZR）与H $α$ -选择场星系在相似红移下的MZR是一致的.我们的研究结果表明，环境对MZR的影响是小的，在高红移，但更大的样本的高$z$星系团和他们的成员星系仍然需要充分解决的影响，以及它的集群的变化。
2019-04-27 astro-ph.GA
GASP and MaNGA surveys shed light on the enigma of the gas metallicity gradients in disk galaxies
利用MUSE对85个星系的观测数据和MANGA（Mapping Nearby Galerkin at Apache Point Observatory survey）的大样本数据，研究了星系团和场星系的气体金属丰度梯度分布与恒星质量的关系。总的来说，金属丰度曲线随着恒星质量的增加而变陡，直到$10^{10.3}\,{\rm M_\odot}$，并在更高的质量上变平。结合从金属丰度配置文件和恒星质量表面密度梯度的结果，我们提出，所观察到的陡峭是由于在盘星系的内向外形成过程中的原位恒星形成的局部金属富集的后果。的金属丰度梯度恒星质量的关系的特点是由一个相当大的散射，特别是$10^{9.8}<{\rm M_\star/M_\odot}<10^{10.5}$，我们证明，金属丰度梯度反相关的星系气体分数。聚焦于星系环境，在任何给定的恒星质量下，星系团的金属丰度分布比它们的场对应物系统地平坦。许多子群共存于星系团中：金属丰度剖面较浅的星系似乎更早地落入了它们现在的宿主晕中，并且比金属丰度剖面较陡的星系团星系经历了更长时间的环境影响。最近的星系坠落者，像目前正在经历冲压压力剥离的星系，显示出与场星系更相似的金属丰度梯度，这表明它们还没有感受到星系团的影响。
2021-09-06 astro-ph.GA
Red Supergiants as Cosmic Abundance Probes: massive star clusters in M83, and the mass-metallicity relation of nearby galaxies
本文对M83星盘中的7个超星团进行了丰度分析。这些星团的近红外光谱以红超巨星为主，而这类恒星在均匀金属丰度下J波段的光谱相似性意味着可以使用与单颗恒星相同的工具来分析来自星团的整合光。使用VLT/KMOS的数据，我们估计样品中每个簇的金属丰度。我们发现M83内部区域的丰度梯度是平坦的，中心金属丰度[Z] = 0.21 $\pm$ 0.11，相对于太阳值$Z_\odot$ =0.014，这与同一区域亮热星的分析结果非常一致。将这一最新研究与我们最近的其他工作结合起来，我们完全基于对RSG的分析，为附近星系构建了一个质量-金属丰度关系。我们发现极好的协议与其他恒星为基础的技术，蓝超巨星，以及与温度敏感（“极光”或“直接”）\hii区域的研究。在所有的HII区强线校准，那些经验校准直接方法研究（N2和O3 N2）提供最一致的结果。
2017-08-29 astro-ph.GA
Ca II Triplet Spectroscopy of Small Magellanic Cloud Red Giants. VI. Analysis of chemical properties of the Main Body
利用GEMINI-S上的GMOS仪器，计算了6个SMC星团中150多颗红巨星的视向速度和CaT金属丰度。得到的星团平均径向速度和金属丰度的平均误差分别为2.2 km\s $^{-1}$和0.03 dex，而平均场金属丰度的平均误差为0.13 dex。我们将此信息添加到另外51个集群和30个领域的CaT金属丰度在相同的规模。用这个扩大的样品，我们分析了SMC主体的化学性质，定义为半长轴内3.4度。我们发现主体簇的金属丰度分布很可能是双峰的，具有富金属和贫金属簇组，具有平均金属丰度，分别为$μ= -0.80$、$σ= 0.06$和$μ= -1.15$、$σ= 0.10$ dex。另一方面，主体场星的金属丰度呈单峰分布，峰值在$[Fe/H] \sim -1$，分散在$0.3$。无论是富金属还是贫金属的集群呈现金属丰度梯度。然而，完整的主体星团样本和场星具有相互一致的负金属丰度梯度，但由于该区域所研究的星团中存在较大的金属丰度分散，因此对应于星团的负金属丰度梯度具有较大的误差。富金属的星系团呈现出明显的年龄-金属丰度关系，而贫金属的星系团在整个星系生命周期中没有化学富集。我们目前的观测证据表明，化学富集是复杂的SMC主体。两个来源可能不同的分组可在主体内共存。需要更多的精确和均匀的金属丰度和距离的数据，并需要动力学模拟来了解两个可能的集群群可能的不同起源。
2022-05-30 astro-ph.GA
The Absence of an Environmental Dependence in the Mass-Metallicity Relation at z=2
我们调查的质量金属丰度关系在z=2与MOSFIRE/凯克的ZFIRE调查的一部分，环境的依赖性。在这里，我们提出了一个室女座样祖细胞的化学丰度在z=2.095，具有一个既定的红色序列。我们确定了43个星系团（$<z>=2.095\pm0.004$）和74个场星系（$<z>=2.195\pm0.083$），我们可以测量金属丰度。我们首次证明了场星系和团星系的质量-金属丰度关系在0.02dex以内没有明显的差别。我们的场星系和团星系的质量-金属丰度关系与最近的场星系研究在z~2是一致的。我们提出了流体动力学模拟，我们得出的场和星系团的质量金属丰度关系。我们发现最多0.1dex偏移到更多的金属丰富的模拟星系团。我们的模拟和观测结果表明，环境影响，如果存在的话，是小的，是次要的正在进行的流入和流出的过程，是由星系晕质量。
2015-03-18 astro-ph.GA
Detailed Abundances for the Old Population near the Galactic Center: I. Metallicity distribution of the Nuclear Star Cluster
我们报告的第一个高光谱分辨率的研究17 M巨星运动学确认位于几个秒差距的银河系中心，使用R=24,000光谱从凯克/NIRSPEC和一个新的红外K波段的lineros。我们考虑它们的光度和运动学，将这些恒星归类为较老的恒星星族和中央星团的成员。我们发现中值金属丰度<[Fe/H]>=-0.16，并且从大约-0.3到+0.3（四分位数）有很大的分布。我们发现最高的金属丰度是[Fe/H]<+0.6，大多数恒星的铁丰度等于或低于太阳的铁丰度。的丰度和丰度分布非常类似的银河系的隆起，而不是磁盘或晕，在我们的小样本，我们没有发现统计证据的速度分散金属丰度的依赖。
2017-10-23 astro-ph.GA
Simulations of globular clusters within their parent galaxies: Metallicity spreads and anomalous precursor populations
最近对球状星团（GC）的观测表明，第一代（1G）恒星之间可能存在元素丰度的变化。我们建议，金属丰度（“金属度”）的GC内传播形成巨大的分子云（GMCs）可以影响未来集群成员的铁丰度。为了研究这一点，我们使用原来的流体动力学模拟GMC形成在高红移矮星系。我们的模拟自洽模型的物理过程，如恒星反馈，尘埃的形成和破坏，以及尘埃颗粒上的分子气体形成，使它们非常适合GMC形成的研究。我们的结论是铁丰度的变化是由于合并的气体团块和自富集过程。GC形成团块的金属丰度分散度约为0.1 dex，反映了越来越多的研究声称GC内存在非零分散度。银河系的气体分数是一个关键参数的团块的形成和金属丰度'地板'观察到的银河系和河外GCs与母星系的能力，形成大规模的GMC。最后，我们认为，GMCs有可能捕获周围的贫金属星系盘星，我们解释为前体人口（0 G）。这些低金属量的恒星代表了主星矮星的[Fe/H]值，因此这颗0 G的化学成分可能是母星系的一个简化记录。这些结果依赖于星系的初始金属丰度和径向梯度，恒星形成的阈值气体密度，以及恒星形成的处方。
2021-12-28 astro-ph.GA
NGC 6067: a young and massive open cluster with high metallicity
NGC 6067是一个年轻的疏散星团，在已知的50-150 Ma年龄段的银河系星团中拥有最多的演化恒星。因此，它代表了我们银河系中最好的实验室，以限制5-7 M $_{\odot}$恒星的演化轨迹。我们使用了大量明亮星团成员（45）的高分辨率光谱，结合档案测光，获得了星团的精确参数以及恒星大气参数。我们得到的距离为1.78 $\pm$ 0.12 kpc，年龄为90 $\pm$ 20 Ma，潮汐半径为14.8 $^{6.8}_{3.2}$ arcmin。我们估计初始质量超过5700 M $_{\odot}$，为目前的两个造父变星，两个A超巨星和12个红巨星与质量$\approx$ 6 M $_{\odot}$演化人口。我们还测定了红团簇星的Li、O、Na、Mg、Si、Ca、Ti、Ni、Rb、Y和Ba的化学丰度。我们发现了一个超太阳的金属丰度，[Fe/H]=+0.19 $\pm$ 0.05，以及一个与银河系金属丰度梯度一致的天王星化学成分。此外，还发现了一颗富含锂的红巨星，恒星276，A（Li）=2.41。发现Ba的过量，支持增强的$s$ -过程。红巨星与黄巨星的比例远小于1，这与适度过冲的模型一致，但造父变星团的性质似乎与目前的帕多瓦超日金属丰度模型不一致。
2017-04-05 astro-ph.GA
GASP XXVII: Gas-phase metallicity scaling relations in disk galaxies with and without ram-pressure stripping
利用MUSE（GASP）巡天星系中GAs剥离现象的数据，我们研究了29个经历冲压压力剥离的星系团样本和一个没有明显气体扰动迹象的参考样本（16个星系团和16个场）星系的气相金属丰度标度关系。我们采用PYQZ程序推导了有效半径处的平均气体金属丰度，并在恒星质量范围$10^{9.25}\le M_\star \le 10^{11.5}\,{\rm M_\odot}$内得到了一个定义良好的质量-金属丰度关系（MZR），其离散度为0.12 dex。在任何给定的质量，参考星系团和剥离星系有类似的金属丰度，而场星系与$M_\star < 10^{10.25}\,{\rm M_\odot}$显示平均气体金属丰度低于星系团中的星系。我们的结果表明，在有效半径的剥离星系的化学性质是独立的冲压压力剥离机制。尽管如此，在最低的质量，我们检测到4个剥离星系远高于共同的MZR，这表明一个更复杂的情况。总的来说，我们发现金属丰度与恒星形成率和星系大小之间存在反相关性，这与以前的研究一致。没有显着的趋势，而不是发现与晕质量，星系团中心距离和星系团中的局部密度。总之，我们建议更详细的分析空间分辨的气体金属丰度图的星系，能够突出气体重新分配的影响，由于冲压压力剥离磁盘内。
2020-04-24 astro-ph.GA
Light element variations within the different age-metallicity populations in the nucleus of the Sagittarius dwarf
星团M54位于人马座矮球状星系的中心，因此可能是最接近核星团的例子。无论是原地恒星形成，螺旋形球状星团，或组合已被援引来解释各种各样的恒星子群的核星团。已知球状星团会表现出轻元素的变化，这可以用称为染色体图的光度结构来识别。在这封信中，我们创建了三个不同的年龄金属丰度亚群在附近的M54的染色体图谱。我们发现，老年人，金属贫人口显示轻元素变化的签名，而年轻和中年金属丰富的人口没有。我们的结论是人马座的核心是通过原位恒星形成和球状星团吸积的结合而形成的。这封信表明，正确构建的铁复合球状星团的染色体图可以提供洞察不同的恒星星族的形成位置。
2019-09-30 astro-ph.GA
A stellar census in globular clusters with MUSE. Metallicity spread and dispersion among first-population stars
该研究基于MUSE对21个银河系球状星团8000余颗RGB恒星的光谱，结合HST伪色划分P1、P2星族，测得金属度展宽与弥散均随星团质量变化，支持自增丰模型。
2025-01-16 astro-ph.GA
Smooth kinematic and metallicity gradients reveal that the Milky Way's nuclear star cluster and disc might be part of the same structure
本研究利用测光、自行和光谱星表分析银河系中心核星团与核盘恒星，发现平滑的运动学和金属丰度梯度及双峰金属丰度分布，表明二者可能同属一个连续结构。
2023-10-27 astro-ph.GA
On the relationship between metallicity distributions of globular clusters and of circumgalactic gas
在球状星团的恒星中，α元素和铁的丰度显示了它们形成的气体介质的组成。本文讨论了在红移为0.1<z<1.1的100 - 130 kpc星系附近观测到的环星系气体稠密云（部分莱曼极限系统和莱曼极限系统）作为其中形成了球状星团的云的残余部分的可能性。根据对球状星团和环星系云中镁和铁丰度的统计分析以及这两类天体的空间位置得出了结论。
2018-09-22 astro-ph.GA
CN Variations in High Metallicity Globular and Open Clusters
本文比较了高金属量球状星团NGC 6356和NGC 6528与老的疏散星团NGC 188、NCG 2158和NGC 7789中CN带强度的变化。恒星与恒星之间的丰度变化，CN差异是一个容易观察到的迹象，在中等金属丰度的晕球状星团中很常见，但在野外或疏散星团中看不到。我们发现，疏散星团有狭窄的，单峰分布的CN带强度，从文献中预期，而球状星团有广泛的，双峰分布的CN带强度，类似于中等金属丰度晕球状星团。这一结果有有趣的影响，提出了各种机制来解释球状星团丰度不均匀的起源，并建议在团簇形成的时代，当地的环境起着至关重要的作用，在调节团内富集过程。
2009-05-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Are the Effects of Structure Formation Seen in the Central Metallicity of Galaxy Clusters?
钱德拉观测到的46个邻近星系团的样本被分析，以产生径向密度，温度，熵和金属丰度分布，以及其他形态测量。熵配置文件计算到更大的径向范围比以前的钱德拉集群样本分析。我们发现，在内部0.15 R500测量的铁的质量分数显示了更大的分散在整个样品的低质量的集群，比它的样品的高质量的集群。我们将这一发现解释为大星系团中比小星系团中混合更多的晕的结果，这导致大星系团中金属含量的平均化，从而导致高质量星系团的金属丰度分散度较小。这种解释支持了这样一种观点，即合并晕中的低熵、富含金属的气体到达了星系团的中心，这解释了核心塌陷超新星产物金属丰度峰值的观测，并在流体动力学模拟中看到。为了支持我们的解释，这些合并晕中的气体必须到达星系团的中心，而不会在外部区域混合。另一方面，金属丰度分散度不随团簇外部区域的质量而变化，这表明大多数外部金属来自金属丰度水平更均匀的来源，例如在预富集期间。我们还测量了低质量团簇中的金属含量和它们的团簇内介质（ICM）在形态上受到干扰的程度之间的相关性，如通过质心位移测量的。这表明了另一种解释的金属丰度分布在低质量的集群，从而在低质量集群的中心的金属丰度提高诱导作为一个过渡状态，在合并过程中的大宽度。
2015-03-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
N-body models of globular clusters: metallicity, half-light radii and mass-to-light ratios
大小差异接近。在球状星团的红色（富金属）和蓝色（贫金属）子群体之间观察到20%的差异，这引起了一个持续的争论，即这些差异是来自投影效应还是金属丰度的差异。我们提出了直接N体模拟的富金属和贫金属的恒星星族演化研究金属丰度对集群演化的影响。该模型开始与N = 100000恒星，包括原始的二进制。我们还考虑了与金属丰度相关的恒星演化和外部潮汐场。我们发现这些模型的半质量半径没有显着差异，表明集群结构相似。然而，利用观测工具来拟合半光（或有效）半径证实，与恒星演化相关的金属丰度效应与质量分离等动力学效应相结合，产生了平均17%的表观尺寸差异。金属丰度对整个星系团光度的影响也导致富金属星系团的质光比更高。
2012-08-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Deriving physical parameters of unresolved star clusters. II. The degeneracies of age, mass, extinction, and metallicity
本文是第二个系列，调查的随机性和简并性问题，阻碍推导的年龄，质量，消光，和金属的未解决的星团在外部星系时，宽带测光。虽然论文我集中在推导年龄，质量和灭绝的星团一个固定的金属丰度，我们在这里推导出这些参数的情况下，金属丰度是让自由变化。使用几种不同的过滤系统（$UBVRI$，$UBVRIJHK$，GALEX+ $UBVRI$），这使得最佳地减少集群物理参数之间的不同退化的结果。年龄，质量，和灭绝的人造星团的样本是通过比较它们的宽带集成的大小与一个大网格的集群模型与各种金属丰度的大小。研究了大量人工集群，以在集群模型中考虑随机性时模拟年龄、质量、灭绝和金属性参数空间中的不同简并性。我们发现，没有先验知识的金属丰度，光学波段（$UBVRI$）未能允许一个正确的推导的年龄，质量和灭绝，因为不同的金属丰度模型之间的强简并。添加近红外信息（$UBVRI$ + $JHK$）略微有助于改善参数推导，但金属度除外。添加紫外线数据（GALEX+ $UBVRI$）对推导这些参数有很大帮助，并且当光度误差具有高斯分布时，允许限制金属丰度，其中$UBVRI$的标准偏差为0.05 mag，GALEX波段的标准偏差为0.15 mag。
2014-07-17 astro-ph.GA 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
