Metallicity Estimation of Core-Collapse Supernova HII Regions in Galaxies within 30 Mpc
本文介绍了在30 Mpc的光度距离内对核塌缩超新星（SNe）的局部HII环境金属丰度进行测量。在艾萨克牛顿望远镜上观测到76个目标，使用N2和O3 N2强发射线方法可以测量65个目标的环境金属丰度。Ib型和Ic型SNe的环境金属丰度的累积分布函数（CDF）比IIP型更倾向于高金属丰度，但Ic型也存在于低金属丰度，而Ib型则不存在。Ib型的频率分布比Ic和IIP分布窄（标准差$\sim$ 0.06 dex）（标准差$\sim$ 0.15 dex），这为大质量单祖星的存在提供了一些证据; Ic型的低金属丰度意味着大部分的致密双星祖星。然而，Kolmogorov-Smirnov检验和Anderson-Darling检验均表明三种SN类型的局部金属丰度差异无统计学意义。蒙特卡罗模拟揭示了这些测试的不确定性的派生金属丰度的强烈敏感性。鉴于强排放方法的不确定性，测试的适用性似乎有限。我们使用Galbany等人（2018）的Ib/Ic/IIP型SN样本数据扩展了我们的分析。使用他们的样本创建的CDF非常好地证实了我们的CDF。结合我们的样本和Galbany等人（2018）的样本进行的统计检验表明，Ib型和IIP型之间存在显著差异，它们来自同一亲本群体的概率<5%。
2022-03-28 astro-ph.GA
Stellar Loci V: Photometric Metallicities of 27 Million FGK Stars based on Gaia Early Data Release 3
我们结合LAMOST DR 7光谱数据和盖亚EDR 3光度数据，在高银河系纬度地区构建高质量的巨人（0.7 $< (BP-RP) <$ 1.4）和矮（0.5 $< (BP-RP) < $ 1.5）样本，精确校正的大小依赖的系统误差在盖亚光度和仔细的变红校正经验确定的颜色和变红相关系数。我们使用这两个样本，以建立金属依赖的恒星轨迹的盖亚颜色的巨星和矮星，分别。对于一个给定的$(BP-RP)$颜色，[Fe/H]的一个指数变化导致太阳型恒星的$(BP-G)$颜色变化约5毫等。这些关系用于确定EDR 3颜色的金属丰度估计值。尽管灵敏度较弱，但这些颜色的精致数据质量使得能够实现约$δ$ 1，[Fe/H] = 0.2 dex的典型精度。我们的方法对具有$G \leq 16$、[Fe/H] $\geq -2.5$和$E(B-V) \leq 0.5$的FGK星是有效的。$G$星等较暗、金属丰度较低或红化程度较大的恒星，其金属丰度的不确定性较高。凭借盖亚庞大的数据量，我们已经测量了几乎整个天空中大约2700万颗恒星的金属丰度估计值，其中包括600多万颗巨星和2000万颗矮星，这些恒星具有10个$< G \leq 16$，可用于许多研究。这些活动包括调查银河系的形成和演变，确定候选恒星以便随后进行高分辨率光谱跟踪，确定宽双星，并为星震学和系外行星研究获得恒星金属丰度估计。
2021-11-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
The stellar IMF at very low metallicities
第一个星族的形成理论（Pop III）预测了一个由高质量恒星主导的初始质量函数（IMF），与现今的IMF相反，它倾向于产生大多数质量小于1 M_Sol的恒星。关于特征恒星质量转变的主要理论预测，其原因是金属丰度增加所提供的额外冷却。特别是在很高的密度下，尘埃可以超过H_2成为主要的冷却剂。这项工作的目的是确定粉尘冷却对极低金属含量气体破碎的影响。为了研究这一点，我们利用高分辨率的流体动力学模拟与下沉粒子，以取代收缩的原恒星，并分析恒星形成云的崩溃和进一步分裂。我们通过求解完整的热能方程来跟踪气体的热力学响应，并且还跟踪尘埃温度和气体化学演化的行为。我们模拟了四个具有不同金属丰度（10^{-4}，10^{-5}，10^{-6} Z_Sol和0）的云，并确定了每个云在其经历引力破碎时的性质。我们发现在所有四种情况下的碎片的证据，因此得出结论，没有临界金属丰度低于碎片是不可能的。然而，在Z = 10^{-5} Z_Sol时，云的行为发生了明显的变化，这是由于在这个金属丰度下，碎裂比吸积需要更长的时间，导致在较低金属丰度下的质量函数平坦。
2012-03-30 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Metallicities of Classical Cepheids in the Inner Galactic Disk
本文利用近红外YJ波段高分辨率光谱首次测定银心距3–5.6 kpc处16颗经典造父变星的金属丰度，揭示内盘金属丰度梯度并发现其运动学特征与银河系棒引起的非圆轨道一致。
2023-08-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
A stellar census in globular clusters with MUSE -- Extending the CaT-metallicity relation below the horizontal branch and applying it to multiple populations
目的。我们使用超过30，000红巨星分支（RGB）恒星的光谱在25个球状星团（GC），在银河系球状星团的MUSE调查中获得的，校准钙II三重态（CaT）的金属丰度关系，并获得所有个别恒星的金属丰度。我们调查的整体金属丰度分布，以及每个集群内的不同人群。方法. Ca II三重态在8498、8542和8662 AA处的近红外线在光谱类型介于F和M之间的恒星中可见，可以用来确定它们的金属丰度。在这项工作中，我们校准的关系，使用平均集群金属丰度从文献和MUSE光谱，并将其扩展到水平分支以下-传统上是为了避免非线性关系的截止-使用二次函数。除了基于V-VHB的经典关系外，我们还提出了基于绝对星等和光度的校准。然后使用所获得的关系来计算样本中所有恒星的金属丰度，并推导出一个星团内不同种群的金属丰度分布，这些种群已使用基于HST测光的所谓“染色体图”进行分离。结果我们发现，尽管相对较低的光谱分辨率的MUSE（R=1900-3700），我们可以得到单星金属丰度的平均统计内集群的不确定性为~0.12 dex。我们目前的金属丰度分布的RGB恒星在25 GC，并调查不同的金属丰度的人口P3（和更高）在所谓的金属络合物或II型集群，发现金属丰度的变化，在所有这些。我们还在I型星团NGC 2808中发现了意想不到的金属丰度变化，并确认了NGC 7078的II型状态。
2020-01-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Ages, metallicities and structure of stellar clusters in the Magellanic Bridge
研究通过分析魔力桥中33个恒星团的结构参数、年龄、金属度等，发现13个团可能来自小魔力云，15个团可能在原地形成，并检测到两个金属度下降，揭示了桥的恒星质量估计。
2023-07-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Star Clusters in M31: II. Old Cluster Metallicities and Ages from Hectospec Data
我们提出了新的高信噪比光谱数据的M31球状星团系统，获得与Hectospec多光纤光谱仪上的6.5米MMT。在5A的分辨率下，已经观察到300多个星团。本文的主要重点是确定平均金属丰度，年龄和红化。金属丰度估计使用校准舔指数与[Fe/H]提供的银河GC。金属丰度分布一般不是双峰的，与双峰的银河系球状分布有很大区别。相反，M31的分布显示了一个宽峰，中心在[Fe/H]=-1，这表明M31和银河系的星系团系统有不同的形成历史。用自动恒星星族分析程序EZ_Ages测定了[Fe/H] > -1的星团的年龄。我们没有发现M31中存在中等年龄的大质量星团的证据。此外，我们还发现，在金属丰度方面，古老GC的平均年龄在大约十年的时间里是非常稳定的（-0.95 < [Fe/H] < 0.0）。（节略）
2011-01-19 astro-ph.GA
A RAVE Investigation on Galactic open Clusters I. Radial velocities and metallicities
上下文银河系疏散星团（OCs）主要属于银河系盘中的年轻恒星星族，但是否存在OCs群或复合体可能定义恒星形成的另一个层次？目前的资料还不完整，无法解决这个问题，特别是关于径向速度（RV）和金属丰度（$[M/H]$）。目标。在这里，我们提供和讨论新获得的RV和$[M/H]$数据，这将使我们能够重新调查潜在的集团疏散星团和协会。方法：我们通过与疏散星团区星表（CSOCA）的交叉匹配，从射电速度实验（RAVE）中提取了额外的RV和$[M/H]$。对于在RAVE中识别的OC，我们从清洁的工作样品中推导出RV和$[M/H]$，并将结果与先前的发现进行比较。结果虽然我们的RAVE样本没有显示出与整个调查相同的准确性，但我们能够为110个银河系疏散星团得出可靠的RV。对于37个业主立案法团，我们首次公布RV。此外，我们确定了81个疏散星团的$[M/H]$，扩展了69个具有$[M/H]$的OC的数量。
2013-09-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Photometric Metallicities in Bootes I
我们提出了新的斯特朗格伦和华盛顿数据集的牧夫座矮星系，并将它们与现有的SDSS测光。该项目的目标是改进一种基于地面的、实用的、准确的方法，以确定牧夫座I中单个恒星的年龄和金属丰度，这些恒星可以在无偏成像调查中选择，而不必拍摄光谱。我们从Stromgren和Washington光度学中产生光度学金属丰度，用于具有$-1.0>[Fe/H]>-3.5$范围的恒星系统。为了避免在较低的红巨星分支的Stromgren金属丰度指数的灵敏度下降，我们取代Stromgren V-过滤器与更广泛的华盛顿C-过滤器，我们发现，$CT_1by$是最成功的过滤器组合，为个别恒星与$[Fe/H]<-2.0$，保持~0.2 dex $[Fe/H]$ -分辨率在整个红巨星分支。我们证明，我们可以打破这些过滤器的等时线的年龄金属丰度简并，使用的恒星log g=2.5-3.0，有不到2%的变化，在他们的$(C-T_1)$ -颜色由于年龄，在11-14 Gyr的范围。
2014-01-22 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Determination of robust metallicities for metal-rich red giant branch stars
对银河系的研究依赖于我们正确解释恒星发出的光的能力。这就需要重新调查我们能够确定的可靠性，例如，此类恒星中的铁丰度以及它们复制矮星铁丰度的程度。在这里，我们探索了确定富含金属的巨星铁含量的可靠方法。我们的目标是了解广泛应用的方法存在哪些偏见和缺点。在这项研究中，我们主要关注的标准方法来分析恒星光谱。这包括分析个别线条以确定恒星参数，分析某些线条的宽翼（例如，H $α$和钙线）来确定恒星的有效温度和表面重力。对于NGC 6528，我们发现[Fe/H] = $+0.04$ dex，具有$σ=0.07$ dex的散射，这给出了0.02 dex的导出平均丰度的误差。我们的工作对富金属红巨星分支星的分析有两个重要结论。1)对于S/N低于约35/减少像素的光谱，[Fe/H]变得太高。2）使用H $α$线的翼测定$T_{\rm eff}$导致[Fe/H]值比使用激发平衡时高约0.1 dex。最后的结论也许并不令人惊讶，因为我们预计NLTE效应在较冷的恒星中变得更加突出，并且我们不能使用H $α$线的翅膀来确定我们样本中的冷恒星的$T_{\rm eff}$。因此，我们建议在研究富含金属的红巨星时，需要注意获得足够的校准数据，以便也能够使用较冷的恒星。
2017-01-22 astro-ph.GA
A metallicity study of F, G, K and M dwarfs in the Coma Berenices open cluster from the APOGEE survey
我们提出了一个样本的光谱类型M，K，G和F（$T_{\rm eff}$ $\sim$ 3200 - 6500 K和日志$g$ $\sim$ 4.3 - 5.0 dex）属于太阳附近的年轻疏散星团后发座的主序星的金属丰度的研究。使用SDSS-IV APOGEE调查的高分辨率（R= $λ$ / $Δ$ $λ$ $\sim$ 22，500）NIR光谱（$λ$ 1.51 -$λ$ 1.69 $μ$ m）测定金属丰度。使用文献中先前的研究以及APOGEE径向速度和盖亚DR 2确认了该星系团的成员资格。采用平面平行MARCS模式大气和APOGEE DR 16谱线表进行LTE分析，计算合成光谱，并获得M矮星的大气参数（$T_{\rm eff}$和log $g$）和样品的金属丰度。推导出的金属丰度接近太阳，在预期的不确定性水平上是均匀的，特别是当考虑来自给定恒星类的恒星时。G、K和M型矮星的平均金属丰度为$\langle$ [Fe/H] $\rangle$ = +0.04 $\pm$ 0.02 dex;然而，F型恒星的金属丰度比温度较低、质量较小的成员略低，约为0.04 dex。原子扩散的模型可以解释F矮星的这种适度的丰度下降，表明后发座恒星中的原子扩散。[Fe/H]浸发生在几乎相同的有效温度范围内，发现在以前的分析中的锂和铍丰度后发座。
2021-05-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Homogeneous Metallicities and Radial Velocities for Galactic Globular Clusters
确定径向速度和丰度是分析银河系球状星团系统性质的基础。然而，超过50%的这些集群没有光谱测量其金属丰度。在这种情况下，这项工作提供了新的径向速度和丰度的20个银河系球状星团，缺乏或有很少知道这些数量的值。径向速度和丰度来自于使用VLT的FORS 2成像仪和摄谱仪在Ca II三重态获得的光谱，并使用许多具有良好丰度的星团中的红巨星光谱进行校准。对于我们样本中大约一半的星系团，我们对现有的速度或丰度，或两者都进行了重大修订。我们还确认了位于人马座矮星系中心的球状星团M54中存在相当大的丰度分布。此外，在明亮的遥远球状星团NGC 5824中，还存在一个小的内部丰度分布（σ [Fe/H]（int）~ 0.11-0.14 dex，类似于M54）。因此，这个星团加入了少数已知具有内部金属丰度（[Fe/H]）分布的银河系球状星团。
2012-02-15 astro-ph.GA
Accurate, Precise, and Physically Self-consistent Ages and Metallicities for 400,000 Solar Neighborhood Subgiant Branch Stars
该研究结合Gaia DR3距离、多波段测光和消光图，为约40万颗太阳邻域亚巨星支恒星构建了准确、精确且物理自洽的年龄与金属丰度星表，揭示了太阳邻域恒星形成历史的三分量结构。
2024-07-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Theoretical wind clumping predictions from 2D LDI models of O-star winds at different metallicities
热的大质量恒星（OB）经历强烈的线驱动恒星风和质量损失。由于大部分有效驱动线都是金属的，因此风驱动和质量损失的量取决于恒星的金属丰度Z。此外，线驱动风本质上是不均匀和clusive的。然而，迄今为止，无论是理论还是经验研究的线驱动风调查如何风聚集也可能取决于Z。我们从理论上研究了由于线消影不稳定性（LDI）引起的风聚集程度随Z的变化。我们进行了二维流体动力学模拟的LDI与一个假设的一维辐射线力为网格的O-星风模型与固定的光度，但不同的金属含量通过改变累积线强度Qbar描述的总合奏的驱动线。我们发现，对于这个固定的光度，风聚集的量减少与金属丰度。在我们模拟的统计特性中可以清楚地看到这种下降，但仍然相当微弱;一个简单的幂律拟合成团因子f_cl = <rho^2>/ ^2对金属丰度的依赖关系<rho>得到f_cl ~ Z^（0.15 +/- 0.01）。这意味着经验得出的质量损失率Mdot对金属丰度的幂律依赖性-以前从光谱诊断中有效地推断出依赖于Mdot*sqrt（f_cl），但对f_cl（Z）没有任何约束-应该只通过聚集适度改变。我们希望这一预测可以直接使用哈勃太空望远镜紫外线年轻恒星遗产库作为基本标准（ULLYSES）项目的新数据进行测试。
2022-04-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Radial velocities and metallicities from infrared Ca II triplet spectroscopy of open clusters II. Berkeley 23, King 1, NGC 559, NGC 6603 and NGC 7245
背景：疏散星团是研究银河系圆盘形成和演化的关键。然而，文献中对疏散星团的径向速度和化学丰度的测定还存在不足。目的：我们打算增加疏散星团的径向速度和金属丰度的光谱测定次数。研究方法：我们用2.5米艾萨克牛顿望远镜（西班牙Roque de los Muchachos天文台）上的长狭缝IDS摄谱仪获得了5个疏散星团中几颗恒星在红外区Ca II三线态（~8500 AA）的中分辨率光谱（R~8000）。径向速度通过互相关拟合技术获得。在文献中的红外钙II线的强度和金属丰度之间的关系也被用来推导每个集群的金属丰度。结果：<V_r>Berkeley 23、NGC 559、NGC 6603和NGC 7245的平均速度分别为= 48.6+/-3.4、-58.4+/-6.8、26.0 +/-4.3和65.3 +/-3.2 km s-1。我们发现NGC 559和NGC 7245的[Fe/H]分别为-0.25+/-0.14和-0.15+/-0.18。Berkeley 23的金属丰度很低，[Fe/H] =-0.42+/-0.13，类似于银河系圆盘外围的其他疏散星团。相比之下，我们推导出NGC 6603的高金属丰度（[Fe/H] =+0.43+/-0.15），这使该系统成为已知最富金属的疏散星团之一。据我们所知，这是第一次从光谱学上确定这些星系团的径向速度和金属丰度，除了NGC 6603，它的径向速度以前已经…
2015-04-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Measuring Metallicities with HST/WFC3 photometry
我们量化和校准的金属丰度和温度灵敏度的颜色来自九个宽视场相机3（WFC 3）的过滤器搭载哈勃太空望远镜使用达特茅斯等时线和库鲁兹大气模型。理论上的等时线颜色是根据五个已被充分研究的星系团的观测结果进行测试和校准的：M92，NGC 6752，NGC 104，NGC 5927和NGC 6791，所有这些星系团的光谱测定的金属丰度范围为-2.30 < [Fe/H] <+0.4。我们发现了以下颜色星等图（CMD）（F555 W-F814 W，F814 W），（F336 W-F555 W，F814 W），（F390 M-F555 W，F814 W）和（F390 W-F555 W，F814 W）的达特茅斯等时线网格的经验校正。使用经验校正，我们测试的准确性和传播的光度金属丰度分配的CMD和颜色-颜色图（这是必要的，以打破年龄金属丰度简并）。测试三种颜色-颜色图[（F336 W-F555 W），（F390 M-F555 W），（F390 W-F555 W），vs（F555 W-F814 W）]，我们发现颜色（F390 M-F555 W）和（F390 W-F555 W）最适合测量光度金属度。颜色（F390 W-F555 W）需要的积分时间要少得多，但通常会产生更宽的金属丰度分布，并且在非常低的金属丰度下，来自（F390 W-F555 W）的反射率比来自（F390 M-F555 W）的反射率宽约60…
2013-10-17 astro-ph.GA
Chemical abundances of distant extremely metal-poor unevolved stars
目的：我们研究的目的是确定从斯隆数字巡天（SDSS）中提取的16颗候选极贫金属（EMP）矮星的化学组成。主要有两个目的：首先是为了验证从SDSS光谱得出的金属丰度估计值的可靠性;其次是为了看看以前研究的较亮较近恒星的丰度趋势是否也适用于较暗较远恒星的样本。方法：我们在VLT上使用UVES来获得程序星的高分辨率光谱。的丰度测定的自动分析与MyGIsFOS代码，与锂，其中的丰度测定从测量的等效宽度的Li I共振双峰。结果：所有候选星均为EMP星，[Fe/H]<=-3.0。恒星样本的化学成分与更明亮和更近的样本相似。我们测量了12颗恒星的锂丰度，并为另外三颗恒星提供了严格的上限，对于第四颗恒星，由于光谱的低信噪比，上限并不重要。Spite高原的“熔化”得到证实，但样品中一些金属丰度最低的恒星位于高原上。结论：高分辨率光谱的金属丰度与SDSS光谱的金属丰度的一致性表明，后者可用于研究晕的金属丰度分布。丰度模式表明，晕是很好的混合所有探测的金属丰度和距离。在最低的金属丰度，我们发现恒星在斯皮特高原上，这一事实表明，熔化至少取决于另一个参数，除了金属丰度。（节略）
2012-04-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Low Mass Group Environments have no Substantial Impact on the Circumgalactic Medium Metallicity
利用$\langle z_{abs}\rangle=0.25$观测到的13个低质量星系群（2-5个星系），研究了环境对环星系介质（CGM）金属丰度的影响。利用HST/COS和Keck/HIRES或VLT/UVES的类星体光谱，我们测量了CGM吸收线的柱密度，或确定了CGM吸收线的极限。我们使用马尔可夫链蒙特卡罗方法与多云估计金属丰度的冷（$T\sim10^4$ K）CGM气体组内，并比较它们的CGM金属丰度的47个孤立的星系。群组和孤立CGM金属丰度跨越宽范围（$-2<$ [Si/H] $<0$），其中平均群组（$-0.54\pm0.22$）和孤立（$-0.77\pm0.14$）CGM金属丰度相似。作为碰撞参量的函数，组和隔离环境具有相似的{ \HI }柱密度分布。然而，与孤立星系相反，我们没有发现{ \HI }柱密度与最近的星系群碰撞参量之间存在反相关性。我们还通过成员光度比（即，星系-星系和星系-矮星群）。虽然它们的平均金属丰度没有显着差异，但样本量的适度增加应该允许人们在统计上确定与星系-星系组相比，星系-矮星系组的CGM金属丰度更高。我们的结论是，无论是环境的影响没有发挥重要作用的CGM在这个阶段的金属丰度，并预计这可能只发生在星系强烈相互作用或合并，或一些孤立的星系有较高的CGM金属丰度由于过去的相互作用。因此，环境似乎不是CGM金属丰度双峰性的原因。
2020-05-02 astro-ph.GA
A geostatistical analysis of multiscale metallicity variations in galaxies [II]: Predicting the metallicities of Hii and diffuse ionised gas regions via universal kriging
扩散电离气体（DIG）的金属丰度不能使用强发射线诊断来确定，强发射线诊断被校准以计算Hii区域的金属丰度。正因为如此，从积分场光谱（IFS）数据解析的金属丰度图在很大程度上仍然不完整。在本文中（一系列的第二），我们介绍了地质统计技术的通用克里格，它允许完整的二维金属丰度分布的星系进行重建从金属丰度测量在Hii地区，占附近的数据点之间的空间相关性。我们应用这种方法来构建高保真的金属丰度地图的本地螺旋星系NGC 5236使用的数据从台风/PrISM调查。我们发现Hii地区的金属丰度之间存在显著的相关性，最高可达0.4-1.2千秒差距。使用这种方法构建的预测进行了测试，使用交叉验证在Hii地区，我们表明，他们优于显着插值的金属丰度梯度的基础上。此外，我们应用克里格预测的金属丰度占主导地位的地区的DIG发射，考虑7个额外的螺旋星系的高分辨率（<100 pc）的金属丰度图。我们比较克里金地图DIG金属丰度计算与新的电离校正，并发现这种校正引入了系统的偏移量高达$\pm0.1$德克斯的任何单个星系，与0.02-0.07德克斯的样本的散射。总的来说，我们建议通用克里格，连同校准的地质统计模型，作为优越的方法推断DIG为主的地区在当地的旋涡星系的金属丰度，进一步展示了应用地质统计方法的空间分辨星系观测的潜力。
2022-05-26 astro-ph.GA astro-ph.IM
The Fornax 3D project: Globular clusters tracing kinematics and metallicities
球状星团（GCs）在大质量星系中随处可见，由于其古老的年龄，它们被认为是星系演化的化石记录。GC系统的光谱研究通常局限于星系的外围，在那里GC在星系背景中脱颖而出，并作为星系组装的明亮示踪剂。在这项工作中，我们使用的多单元探测器摄谱仪（MUSE）的能力，以提取光谱样本的722 GC的内部区域（$\lesssim 3 R_\text{eff}$）的32个星系的天炉座星系团。这些星系是作为Fornax 3D项目的一部分被观测到的，这是一项MUSE调查，目标是Fornax维里半径内的早期和晚期星系。在考虑了GC光谱中的星系背景后，我们提取了238个GC子样本的视线速度并确定了金属丰度。我们发现GC系统内的旋转的签名，并比较GC运动学和恒星的身体表明，GC跟踪星系的球体。虽然红色GC被证明密切遵循宿主星系的金属丰度分布，但蓝色GC显示金属丰度分布很广，但它们通常比宿主星系更贫金属。
2020-05-13 astro-ph.GA
Beyond spectroscopy. I. Metallicities, distances, and age estimates for over twenty million stars from SMSS DR2 and Gaia EDR3
对大量完整的恒星样本进行恒星参数和距离的精确测定是对银河系形成和演化进行详细研究的关键。在这里，我们提出了恒星大气参数（$T_{\rm eff}$，光度分类，和[Fe/H]）估计约2400万颗恒星的SMSS DR 2和盖亚EDR 3的恒星颜色，根据训练数据集与以前的高/中/低分辨率光谱测量。在过去十年中，具有光度-金属丰度估计的恒星数量比目前迄今为止最大的光谱调查- LAMOST -收集的数量大4-5倍。外部检查表明光度-金属丰度估算的精度相当高，与光谱学的结果相当或略好，对于[Fe/H]> $-$ 1.0的矮星和巨星，其典型值约为0.05- 0.15 dex，对于$-$ 2.0<[Fe/H]< $-$ 1.0的巨星，其典型值约为0.10- 0.20 dex。而对于[Fe/H]< $-$ 2.0的巨星，则为0.20- 0.25 dex，并包括了[Fe/H]~ $-$ 3.5贫金属恒星的估算值，大大低于以前的测光技术。获得了前所未有数量的贫金属恒星的光度-金属丰度估计值，包括总共超过300万颗贫金属（MP; [Fe/H] < $-$ 1.0）恒星，超过50万颗非常贫金属（VMP; [Fe/H]< $-$ 2.0）恒星和超过25，000颗极贫金属（EMP; [Fe/H]< $-$ 3.0）恒星。此外，在我们的样本中确定了超过2000万颗恒星的距离。对于1800多万颗具有精确盖亚视差的样…
2021-09-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Using cosmological simulations and synthetic absorption spectra to assess the accuracy of observationally derived CGM metallicities
我们使用自适应网格细化流体动力学宇宙学模拟的$z=1$银河系型星系和$z=0$矮星系，并产生合成类星体的环星系介质（CGM）的吸收线光谱。我们的目标是评估标准的观测光谱分析方法是否准确地再现固有的柱密度，金属丰度[Si/H]，和氢密度$n_{H}$，在模拟的吸收线系统。在不了解固有模拟性质的情况下（盲法研究），我们使用Voigt轮廓拟合结合马尔可夫链蒙特卡罗单相{ \sc Cloudy}建模技术分析了具有固定$S/N=30$的合成COS和HIRES光谱，以确定柱密度、金属丰度和$n_{H}$。为了量化固有的模拟吸收气体特性，我们客观地确定了沿视线（LOS）的气体细胞有助于检测到的吸收光谱，并采用这些气体细胞特性的未加权几何平均值。在这项试点研究中，我们对银河系中的五个LOS和矮星系中的五个LOS进行了实验。我们发现，“观察到的”和内在的金属丰度之间的平均协议高估内$0.8σ$或$0.2$ dex的“牛奶路”的CGM和高估内$1.4σ$或$0.2$ dex的矮星系CGM。我们发现，光谱派生的$n_{H}$被低估的$0.8σ$或$0.4$ dex的内在$n_{H}$的“牛奶路”CGM和高估的$0.3σ$或$0.3$ dex的矮星系CGM。总体协议表明，对于单相电离建模的系统，有大量的气体性质的蔓延，全球金属丰度测量类星体吸收线研究捕获的平均金属丰度和电离参数在一个给定的天体物理环境。
2021-10-04 astro-ph.GA
Mapping the Local Halo: Statistical Parallax Analysis of SDSS Low-Mass Subdwarfs
我们提出了一个统计视差研究近2,000 M次矮星的光度和光谱从斯隆数字巡天。统计视差分析产生的平均绝对星等，平均速度和速度椭球的均匀样本的恒星。我们根据次矮星的光度颜色和光谱外观选择了同质的次矮星群。我们研究了低质量次矮星的色星等关系，并量化了它们对新改进的金属丰度参数zeta的依赖。我们还根据低质量恒星的g-r和r-z颜色开发了一个光度金属丰度参数delta（g-r），并使用它来选择具有相似金属丰度的恒星。低质量次矮星的运动学作为颜色和金属丰度的函数也进行了研究，并与主序星M矮星进行了比较。我们发现SDSS次矮星与内晕和厚盘具有相似的运动学特征。在这种分析中得出的颜色-星等关系将是一个强有力的工具，用于识别和表征低质量的贫金属亚矮星在未来的调查，如GAIA和LSST，使它们成为重要的和丰富的恒星晕示踪剂。
2012-11-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
The impact of gas inflows on star formation rates and metallicities in barred galaxies
恒星形成率（SFR）和金属丰度的样本294星系与视觉分类，强大的，大规模的酒吧相比，控制样本的unbarbed盘星系从斯隆数字巡天数据发布4。棒星系的纤维（内部数kpc）金属丰度均匀高于（在给定的质量）比unbarred样品~0.06 dex。然而，只有在恒星总质量log M > 10的星系中，目视分类的棒星系的纤维SFR才高出约60%。log M<10时的金属增强没有伴随SFR的增加，这可能是由于过去早期棒触发恒星形成的短暂阶段，而在更高质量的棒星系中，恒星形成率正在增强。棒的长度和棒的轴比与恒星形成率的增加没有相关性。为了评估由棒和星系-星系相互作用触发的恒星形成的相对重要性，还确定了一个近距离星系对样本的SFR。这两种机制似乎在触发log M>10的星系的中心恒星形成方面同样有效。然而，由于对的比例比棒低得多，棒的触发中心恒星形成比相互作用多3.5倍。
2011-06-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Refining open cluster parameters with Gaia XP metallicities
本文利用 Gaia XP 低分辨率光谱金属丰度结合等龄线拟合与近似贝叶斯计算，对 20 个疏散星团测定年龄、距离模量和消光，证明该方法可打破年龄-金属丰度简并，达到与高分辨率光谱相当且优于纯测光神经网络方法的精度。
2025-10-12 astro-ph.GA
The Keck/DEIMOS Stellar Archive: I. Uniform Velocities and Metallicities for 78 Milky Way Dwarf Galaxies and Globular Clusters
Yale University（耶鲁大学）；University of California Observatories, University of California, Santa Cruz（加州大学天文台，加州大学圣克鲁兹分校）；Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe（卡弗里宇宙物理与数学研究所）；Division of Science, National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台科学部）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；University of California, Santa Barbara（加州大学圣塔芭芭拉分校）
基于Keck/DEIMOS光谱数据，对78个银河系卫星星系和球状星团中的22339颗恒星进行均匀处理，提供径向速度、金属丰度和成员星估计，精度优于文献20-50%。
2026-05-29 astro-ph.GA
The Distribution of Metallicities in the Local Galactic Interstellar Medium
本研究通过分析84条视线的22种元素柱密度数据，结合尘埃耗竭与金属丰度偏移的同步测定方法，发现太阳邻域中性星际云金属丰度弥散极小，未发现极低金属丰度气体，支持局域星际介质化学均匀的结论。
2023-05-12 astro-ph.GA
WIYN Open Cluster Study LXXIX. M48 (NGC 2548) I. Radial Velocities, Rotational Velocities, and Metallicities of Stars in the Open Cluster M48 (NGC 2548)
用Li 6708 $\unicode{x212B}$周围400 $\unicode{x212B}$区域的WIYN/Hydra光谱（R $\sim$ 13，500，信噪比像素$^{-1}$ = 50-1000）来确定疏散星团M48的287个候选成员的径向和旋转速度。样本范围从关闭A星到晚K矮星和八颗巨星。我们结合我们的$V_{\rm{RAD}}$测量和功率谱分析与视差和自行数据从盖亚DR 2评估成员和多重性。我们将152颗恒星分类为单个星团成员，11颗为二元成员，16颗为不确定多重性成员，56颗为单个非成员，28颗为单个“可能”非成员，2颗为单个“可能”成员，1颗为二元“可能”成员，5颗为二元非成员，10颗为不确定多重性“可能”成员，3颗为不确定多重性非成员，三个是“可能”的非成员，不确定的多样性。从95个单一成员的子样本中，我们推导出$V_{\rm{RAD}}$ = 8.512 $\pm$ 0.087 km s $^{-1}$（$σ_μ$和$σ$ = 0.848 km s $^{-1}$）。对于99个单一成员的子样本（具有$σ_{T_{\rm{eff}}}$ $<$ 75 K（来自$UBVRI$的10种颜色）、$v$ sin $i$ $<$ 25 km s $^{-1}$和性能良好的Fe I线），使用16个孤立的Fe I线，[Fe/H] $_{\rm{M48}}$ = -0.063…
2020-04-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
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
The VANDELS survey: the stellar metallicities of star-forming galaxies at 2.5 < z < 5.0
我们提出了一项研究的结果，利用超深，休息帧紫外光谱，恒星质量和恒星金属丰度之间的关系进行量化的681恒星形成星系在$2.5<z<5.0$（$\langle z \rangle = 3.5 \pm 0.6$）从VANDELS的调查。通过与高分辨率恒星种群模型的比较，我们确定了恒星金属丰度的一组复合光谱形成的质量和红移选择的子样本。在整个恒星质量范围$8.5 < \mathrm{log}(\langle M_{\ast} \rangle/\rm{M}_{\odot}) < 10.2$，我们发现恒星金属丰度和恒星质量之间有很强的相关性，恒星金属丰度从$\langle M_{\ast} \rangle = 3.2 \times 10^{8} \rm{M}_{\odot}$的$Z_{\ast}/\mathrm{Z}_{\odot} < 0.09$单调增加到$\langle M_{\ast} \rangle = 1.7 \times 10^{10} \rm{M}_{\odot}$的$Z_{\ast}/Z_{\odot} = 0.27$。相比之下，在一个给定的恒星质量，我们发现没有证据表明显着的金属丰度演变整个红移范围内的样本。然而，比较我们的结果与$z=0$恒星质量-金属丰度关系，我们发现，$\langle z \rangle = 3.5$关系是一致的被移动到较低的金属丰度的$\simeq 0…
2019-05-22 astro-ph.GA
Mass, Morphing, Metallicities: The Evolution of Infalling High Velocity Clouds
我们重新审视的可靠性的金属丰度估计的高速云的帮助下，流体动力学模拟。我们量化吸积和视角对金属丰度估计来自吸收线的影响。模型参数的选择，以提供强有力的下限云污染环境气体。与先前的结果一致，穿过分层晕的云被周围的物质污染，以至于中性氢中小于10%的质量是由原始云物质组成的。污染随时间几乎呈线性发展，并且从头到尾增加。因此，金属丰度的估计将取决于云的演化状态和位置。虽然金属丰度随时间的变化超过10倍，远远超出了观测的不确定性，但大多数视线范围仅在任何给定时间的所有位置的不确定性范围内。金属丰度的估计值在观测不确定性范围内随云的倾斜角度而变化。由于周围的气体在云的尾流中不断地冷凝和冷却，因此云通过晕而幸存下来，从而出现在中性阶段。因此，在任何固定时间观察到的云都不是一个明确的结构，因为材料不断被替换。云的热相在很大程度上取决于环境压力。内部云动力学从由剪切不稳定性引起的阻力梯度发展到由冲压压力屏蔽引起的复杂模式，导致珀洛东效应，其中最初滞后的气体可以赶上甚至超过云头。
2021-10-31 astro-ph.GA
Extremely precise age and metallicity of the open cluster NGC 2506 using detached eclipsing binaries
疏散星团中恒星的精确恒星参数有助于约束恒星结构和演化的模型。在这里，我们希望确定疏散星团NGC 2506的年龄和金属丰度。为此，我们研究了三个分离的食双星（DEB; V2032，V4和V5），我们确定了它们的质量和半径，以及四个红巨星分支星，我们确定了它们的有效温度，表面重力和金属丰度。DEB中有三颗恒星的质量接近星团的关闭质量，这使得年龄测定非常精确。比较的质量和半径的二进制BaSTI等时线的值，我们估计集群年龄的$2.01 \pm 0.10$陀螺仪。这确实取决于比较中使用的模型，我们发现，包括对流核心过冲是必要的，以正确地模拟集群。从红巨星分支星，我们确定的有效温度，表面重力和金属丰度的值。从这些我们发现一个簇金属丰度$-0.36 \pm 0.10$ dex。使用这个值和有效温度的值，我们确定的红化是E $(b - y) = 0.057 \pm 0.004$马格。此外，我们推导出的距离从盖亚星系团，并发现$3.101 \pm 0.017$ kpc，我们已经执行了径向速度成员确定的恒星在该领域的集群。最后，我们报告的振荡信号的检测$γ$多尔和$δ$ Scuti成员的数据从TESS任务，包括可能检测到的类太阳振荡的两个红巨星。
2020-09-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Atmospheric Parameters and Metallicities for 2191 stars in the Globular Cluster M4
我们报告了银河系球状星团M4恒星的新金属丰度，使用了在任何星团中以高光谱分辨率观察到的最大数量的恒星。我们分析了7250光谱的2771星团恒星收集的VLT火焰+GIRAFFE摄谱仪在VLT。这些中等分辨率光谱覆盖小的波长范围，并且通常具有非常低的信噪比。我们通过从头到尾重新考虑大型恒星样本丰度分析的整个方法来攻击这个数据集。我们开发了一种新的算法，可以自动确定恒星的大气参数。几乎所有光谱分析的数据准备步骤都是在合成上进行的，而不是在观察到的光谱上。对于322颗具有$V \leq 14.7$的红巨星支星，我们得到了一个几乎恒定的金属丰度，$<[{\rm Fe}/{\rm H}]> = -1.07$（$σ$ = 0.02）。在由\cite{Monelli:2013us}鉴定的两个RGB序列之间没有观察到$0.01 ~\textrm{dex}$水平下的金属丰度差异。对于1869颗次巨星和主序星$V > 14.7$，在固定微湍流速度后，我们得到了$<[{\rm Fe}/{\rm H}]> = -1.16$（$σ$ = 0.09）。这些值与以前的研究是一致的，这些研究在更高的光谱分辨率和波长覆盖范围内对更亮的RGB恒星进行了详细的分析。目前尚不清楚较亮和较暗的M4成员之间微小的平均金属丰度差异是真实存在的，还是较暗恒星的低信噪比特征的结果。我们的方法的强度是通过恢复一个金属丰度接近一个单一的…
2013-11-11 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Metallicity differences between Type IIP and stripped-envelope supernova environments
本研究通过最大光谱样本测量超新星环境金属丰度，发现Ib/Ic型比IIP型更富金属，且差异显著，表明其前身星物理性质不同。
2025-09-08 astro-ph.GA
Disentangling Milky Way halo populations at low metallicities using [Al/Fe]
利用[Al/Fe]区分银河系晕中低金属度下的本地与吞噬星群，通过高精度光谱分析验证其区分能力。
2025-11-12 astro-ph.GA
Fabry-Perot Absorption Line Spectroscopy of the Galactic Bar. II. Stellar Metallicities
用法布里-珀罗（FP）吸收谱测量了3360颗恒星在银条（1，b）~（+/-5.0，-3.5）和Baade窗三条视线上的Ca Ⅱ 8542谱线强度。这是第一次尝试表明，可靠的吸收线强度可以使用FP光谱测量。Ca II 8542线是一个很好的金属丰度指示器，它的[Fe/H]刻度在以前的研究中被确定为球状星团红巨星。我们推导出这样一个膨胀巨星的校准，并用它来推断我们的全部红色团块样本（2488颗恒星）在所有三条视线上的金属丰度。我们提出了恒星金属丰度分布沿长轴的酒吧。在Baade窗中，我们发现[Fe/H] = -0.09 +/-0.04 dex，并且发现在这个区域的分布与以前的工作很好地吻合。我们发现在l =+5.5时，平均金属丰度的梯度及其相对于Baade窗口的离散度分别为-0.45和-0.20 dex，在l =-5.0时，分别为-0.10 dex和-0.20 dex。我们检测到一个可能的潮汐流签名在l =+5.5，在我们的速度和金属丰度分布。它的径向速度表明它与人马座流无关。我们还在Baade窗口场中测量了一个凸起的球状星团NGC 6522的金属丰度为-0.90 +/- 0.10 dex，与Zoccali等人（2008）最近的测量结果一致。这种一致性证明了我们的金属丰度测量的可靠性。
2009-06-29 astro-ph.GA
Metallicities and ages for star clusters and their surrounding fields in the Large Magellanic Cloud
我们研究了大麦云星云（LMC）中的147个星团，以确定它们的平均金属丰度和年龄，以及周围80个区域的平均金属丰度。我们构建了一个年龄-金属丰度关系（AMR）的集群在LMC。为此，我们使用了斯特伦格伦测光获得的SOI相机上的4.1米SOAR望远镜。我们找到了110个星团的平均金属丰度和年龄。对于其余37人，我们仅提供年龄估计。据我们所知，从我们的样本中，29个集群，我们提供了金属丰度和年龄的第一次，而66个集群，我们提供了第一次确定的金属丰度，和43个集群，第一次估计的年龄。我们还计算了星团周围80个区域的恒星的平均金属丰度。古老的贫金属星团出现在大麦哲伦星系棒区域内外，而中等年龄的星团大多位于棒的外部。大多数小于1 Gyr的星团都位于棒区。我们发现我们的AMR和LMC化学富集的理论模型之间有很好的一致性，以及与AMR的集群从文献中。接下来，我们利用了26个星团的优势，从我们的样本主机造父变星，并使用它们作为一个独立的检查我们的年龄测定程序的正确性。我们使用造父变星的周期-年龄关系来计算给定星团的平均年龄，并将其与等时线拟合得到的年龄进行比较。我们发现这些年龄之间有很好的一致性，特别是对于考虑了额外物理过程的模型（例如，旋转）。我们还比较了大麦哲伦星云和小麦哲伦星云（SMC）的AMR，我们注意到，它们表明这两个星系之间可能存在相互作用。
2022-12-30 astro-ph.GA
Ca II Triplet Spectroscopy of Small Magellanic Cloud Red Giants. V. Abundances and Velocities for 12 Massive Clusters
我们的目标是分析小麦哲伦云的化学演化，在我们现有的具有准确和均匀的金属丰度的样品中添加12个额外的簇。我们特别感兴趣的是，看看年龄和金属丰度之间是否有任何相关性，为不同的结构组成部分，其中集群所属。红巨星的光谱金属丰度是由近红外钙三重态线的等效宽度测量得到的。集群成员进行了分析，使用的标准，包括径向速度，金属丰度，自行车和距离集群中心。星系团的平均径向速度和金属丰度的测定，典型误差分别为2.1公里/秒和0.03德克斯。我们将这些信息添加到文献中使用相同方法研究的其他集群中，编译了48个金属丰度均匀确定的集群的最终样本。最后一个样本的星团分布在约70 deg^2的区域内，年龄范围从0.4 Gyr到10.5 Gyr。我们的新集群样本的金属丰度分布显示出较低的概率是双峰比以前的研究中提出的。对六个组成部分（主体，反桥，西晕，翼/桥，北桥和南桥）中的集群进行单独的化学分析表明，只有属于北桥的集群似乎呈V形，显示出外部区域金属丰度梯度的明显反转。有一个建议的金属丰度梯度在西晕，类似于以前发现的场星。然而，它存在很大的不确定性。此外，集群属于西晕，翼/桥和南桥表现出明确的年龄金属丰度的关系，相对较小的分散在固定的年龄相比，其他地区。
2022-03-13 astro-ph.GA
The Keck/DEIMOS Stellar Archive: II. Dynamical Masses and Metallicities for a Uniform Sample of Milky Way Satellites
Yale University（耶鲁大学）
基于凯克/DEIMOS光谱分析，研究银河卫星星系和球状星团的动力学质量、金属度及质量-金属度关系，揭示恒星质量-金属度关系的转折点及不同质量范围内的趋势差异。
2026-02-10 astro-ph.GA
The Mass-Metallicity-SFR Relation at z >~ 2 with 3D-HST
我们提出了新的精确测量的物理性质的统计上显着的样本103个星系在z~2使用近红外光谱作为3D-HST调查的一部分。我们从[OII]，[OIII]和Hbeta星云发射线获得红移，金属丰度和恒星形成率（SFR），并利用CANDELS中的多波长测光来测量恒星质量。我们发现，从我们的数据得出的质量-金属丰度关系（MZR）在0<z<3的范围内具有与以前的测定相同的趋势，质量较低的星系具有较低的金属丰度。然而，我们发现与Erb等人2006 b先前确定的z~2 MZR相比，该关系存在偏移，Erb等人使用[NII]/Halpha比率测量金属丰度，在给定质量下金属丰度较低。通过对SFR信息的分析，我们发现我们的星系偏离基本金属丰度关系（FMR）约0.3 dex。我们研究了光电离条件，发现我们的星系与以前报道的高红移星系的高电离参数是一致的。使用的BPT图，我们认为，如果是这种情况下，金属丰度指标的基础上[NII]和Halpha可能不一致，通过氧线和Hbeta获得的。使用最近确定的理论演化的恒星形成序列中的BPT图，我们将我们测量的[OIII]/H β线比[NII]/H α比。从[NII]/Halpha比，我们推断系统更高的金属丰度更好地与FMR协议。因此，我们的研究结果表明，以前报道的z~2-3处的FMR演化可能是金属丰度指标差异演化的假象，并警告不要使用在高红移处局部校准的金属丰度关系，因为它不能…
2014-04-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Ages and metallicities of stellar clusters using S-PLUS narrow-band integrated photometry: the Small Magellanic Cloud
本研究利用S-PLUS窄带积分光度数据，通过BAGPIPES拟合首次测定了小麦哲伦云中多个星团的年龄和金属丰度，建立了其年龄-金属丰度关系，并确认了年龄梯度但未发现显著金属丰度梯度。
2023-11-30 astro-ph.GA
What Sets the Metallicity of Ultra-Faint Dwarfs?
本研究通过宇宙学模拟和半解析模型发现，星系际介质增丰并非决定超微弱矮星系恒星金属丰度的主导机制，内部增丰与反馈外流导致的金属损失之间的平衡才是关键，并确定了可重现观测结果的外流质量载荷因子范围。
2025-10-06 astro-ph.GA
On the relation between metallicity and RGB color in HST/ACS data
星系外恒星金属丰度及其梯度的测定是一项困难的任务，但对于理解星系形成和演化至关重要。红巨星分支（RGB）的颜色可以用来确定只有浅测光的恒星星族的金属丰度。我们将量化广泛使用的HST ACS过滤器F606 W和F814 W中金属丰度和颜色之间的关系。我们使用一个样本的球状星团从ACS球状星团调查和测量它们的RGB颜色在给定的绝对星等，推导出的颜色金属丰度关系。我们特别调查的分散性和不确定性，在这种关系，并显示其局限性。金属丰度和RGB颜色之间存在明显的关系。与等时线的比较表明，相当不错的协议与BaSTI模型，一个小的偏移达特茅斯模型，和一个较大的偏移帕多瓦模型。即使是现有的最好的球状星团数据，一个简单的恒星星族的金属丰度也只能从RGB中确定，当[M/H]<-1时，精确度只有0.3dex，当[M/H]>-1时，精确度只有0.15dex。对于混合种群，因为它们是在外部星系中观察到的，由于灭绝，年龄等的不确定性，不确定性将更大，因此在解释光度金属丰度时必须谨慎。
2014-01-13 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
High-resolution Spectroscopic Metallicities of Milky Way Cepheid Standards and their impact on the Leavitt Law and the Hubble constant
本研究利用高分辨率光谱测量了75颗银河系造父变星标准星的金属丰度，结合最新视差推导多波长周期-光度-金属丰度关系，并应用于距离阶梯测得 Hubble 常数为 72.9±1.0 km/s/Mpc，表明金属丰度标度差异对局部 H0 的影响极小。
2023-09-06 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
A spectroscopic study of blue supergiant stars in Local Group spiral galaxies: Andromeda and Triangulum
分析了分布在本星系群旋涡星系M31和M33盘上的蓝超巨星的低分辨率LAMOST和Keck光谱，以确定恒星的有效温度、重力、金属丰度和红化。测量了M31和M33的$0.30\pm0.09$和$0.11\pm0.04$的星系中心对数金属丰度（太阳单位）和$-0.37\pm0.13$ dex/ $R_{25}$和$-0.36\pm0.16$ dex/ $R_{25}$的金属丰度梯度。对于M 33的金属丰度的二维分布表明偏离方位角对称与偏心峰。利用蓝超巨星的通量加权重力-光度关系确定了M 31的距离模为24.51 $\pm$ 0.13等，M 33的距离模为24.93 $\pm$ 0.07等。对于M31，通量加权的重光关系（FGLR）距离与其他方法一致。对于M 33，基于FGLR的距离大于造父变星研究的距离，但它与食双星、行星状星云、长周期变星和红巨星分支的尖端的工作非常一致。
2022-04-26 astro-ph.GA
The metallicities of little red dot host galaxies: LRDs are metal poor, but not pristine
Cosmic Dawn Center (DAWN)（宇宙黎明中心）；Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯·玻尔研究所）；Department of Astronomy, University of Geneva（日内瓦大学天文学系）
利用 JWST/NIRSpec 光谱数据，通过直接 Te 方法测量 24 个小红点（LRD）宿主星系的气相金属丰度，发现其平均金属丰度约为 0.08 太阳丰度，属于贫金属但非原始星系，挑战了原始气体塌缩模型。
2026-07-01 astro-ph.GA
Relationship between the Metallicity of the Circumgalactic Medium and Galaxy Orientation
本文研究了“多相星系晕巡天”中$47$、$z<0.7$星系周围环星系介质中气体金属丰度的几何分布。利用HST/COS和Keck/HIRES或VLT/UVES的类星体光谱组合，我们测量了CGM吸收线的柱密度或确定其极限。然后，我们使用Monte-Carlo马尔可夫链方法与多云估计冷（T $\sim$ $10^4$ K）CGM气体的金属丰度。我们也使用HST图像来确定宿主星系的倾角和类星体-星系的方位角。我们的样品跨越$13.8$ cm s $^{-1}<{\log N_{HI}}<19.9$ cm s $^{-1}$的HI柱密度范围。我们发现（1）当金属丰度分布呈现双峰分布时，Hartigan浸渍检验不能排除单峰分布（$0.4σ$）。(2)CGM金属丰度是独立的晕质量，跨越三个数量级在固定的晕质量。(3)CGM金属丰度不依赖于星系的方位角和倾角，而与HI柱密度、碰撞参量和星系颜色无关。(4)电离参数与方位角无关。我们认为，部分莱曼极限金属丰度双峰不是由空间方位双峰驱动。我们的研究结果是一致的模拟CGM是复杂的，流出，吸积，和再循环气体在$z<0.7$均匀。在所有方向的低金属气体的存在表明，冷流的吸积细丝不一定与星系平面在低红移或星系际转移可能占主导地位。最后，我们的研究结果支持模拟表明，强金属吸收可以掩盖存在的低金属气体的综合线的视线CGM金属丰度。
2019-08-01 astro-ph.GA
Integral field spectroscopy of nearby QSOs: I. ENLR size-luminosity relation, ongoing star formation & resolved gas-phase metallicities
我们对19个z<0.2的类星体的通量限制样品进行了光学积分场光谱分析，并在2- 5 kpc的物理分辨率下空间分辨了它们的电离气体性质。扩展窄线区（ENLR），光电离的活动星系核的辐射，有几个千秒差距的大小和相关性更强的类星体连续光度比与集成的[OIII]光度。我们发现log（r）~（0.46+-0.04）log（L_5100）形式的关系，加强了ENLR电离云电离参数近似恒定的图象。除了ENLR外，我们还发现在kpc尺度上超过50%的星系中存在由年轻大质量恒星电离的气体。在超过一半的样本中，特定的恒星形成率的基础上的消光校正的哈光度是一致的不活跃的盘为主的星系，即使是一些膨胀为主的类星体主机。增强SFR高达70 Msun/yr是罕见的，总是与重大合并的签名。与基于60+ 100 μ m远红外光度的SFR的比较表明，远红外光度系统地受到活动星系核辐射的污染，Ha似乎是一个更强、更灵敏的恒星形成速率示踪剂。有效的活动星系核反馈的证据是稀缺的，在我们的样本，但我们的一些类星体主机缺乏正在进行的恒星形成的签名，导致减少特定的SFR相对于主要序列的星系。基于12个类星体，我们可以进行测量，我们发现，平均膨胀为主的类星体宿主星系往往低于质量金属丰度关系相比，他们的光盘为主的同行。虽然对我们的小样本来说还没有统计学意义，但如果这种金属稀释可以被证明与最近或正在进行的星系相互作用有关，这可能会为未来…
2014-06-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Are LGRBs biased tracers of star formation? Clues from the host galaxies of the $Swift$/BAT6 complete sample of bright LGRBs III: Stellar masses, star formation rates and metallicities at $z>1$
长伽马射线暴（LGRB）由于与大质量恒星的核心坍缩有关，被认为是恒星形成的有希望的示踪物。这项工作的目标是确定在1 < z < 2的LGRB的宿主星系的数量，研究在这些红移下LGRB形成的条件，并评估它们作为恒星形成示踪剂的作用。我们进行分光光度分析，以确定恒星质量，恒星形成率，比恒星形成率和金属丰度的完整的，公正的宿主星系样本的斯威夫特/BAT 6 LGRB样本在1 < z < 2。我们将这些属性的分布与来自MOSDEF和COSMOS 2015 Ultra Deep调查的典型恒星形成星系的分布进行了比较，在相同的红移范围内。我们发现，类似于z < 1，LGRB在1 < z < 2时并不直接追踪恒星形成，它们倾向于避开高质量、高金属丰度的宿主星系。我们还发现证据的增强分数之间的LGRB主机样本恒星形成的星系人口的星爆。尽管如此，我们表明，驱动因素统治的LGRB效率是金属。LGRB的宿主分布可以通过施加12+logOH ~ 8.55的金属丰度上限来与星系巡天的预期分布相协调。金属丰度决定了LGRB的产生效率，在Z > 0.7 Zsun时受到抑制。在这个假设下，我们可以预期LGRB在z > 3时追踪恒星形成，一旦大部分恒星形成星系的特征是金属丰度低于这个极限。发现的适度高的金属丰度阈值与在密近双星系统中快速产生快速旋转的沃尔夫-拉叶星a所需的条件一致，并且可以通过具有非常快速旋转和弱磁…
2019-01-24 astro-ph.GA astro-ph.HE
