大麦云云外盘红巨星支星的金属丰度、年龄-金属丰度关系和动能

小麦哲伦云（S4MC）的斯皮策光谱巡天：探测低金属环境中多环芳烃的物理状态

The Spitzer Spectroscopic Survey of the Small Magellanic Cloud (S4MC): Probing the Physical State of Polycyclic Aromatic Hydrocarbons in a Low-Metallicity Environment

我们提出的中红外光谱测绘观测结果的六个恒星形成区域的小麦哲伦星云斯皮策光谱巡天的SMC（S4 MC）。我们检测到中红外发射多环芳烃（PAHs）在所有的映射区域，大大增加了环境的范围内，多环芳烃已被光谱检测到的SMC。我们调查的中红外波段在每个区域的变化，并比较我们的研究结果的PAH波段的SINGS样本和低金属丰度星暴星系的样本。SMC中多环芳烃排放的特征是6-9微米特征相对于11.3微米特征的比例较低，以及8.6和17.0微米特征较弱。根据实验室和理论研究解释这些波段比，我们发现，在SMC中的多环芳烃往往比那些在高金属丰度星系更小，更少的电离。基于对多环芳烃破坏的研究，我们认为，尺寸分布向较小的多环芳烃转移不能在星际介质中处理的结果，而是反映了在低金属丰度的多环芳烃形成的差异。最后，我们讨论了我们的意见，我们的理解PAH的生命周期在低金属量星系-即所观察到的赤字的多环芳烃可能是一个后果的多环芳烃形成较小的平均尺寸，因此更容易受到破坏，在典型的星际介质条件下。

作为历史和结构示踪剂的金属丰度梯度：麦哲伦云和M33星系

The metallicity gradient as a tracer of history and structure: the Magellanic Clouds and M33 galaxies

恒星的金属丰度及其梯度对星系的形成和演化构成制约。本文研究了LMC、SMC和M33星系的金属丰度梯度。的[Fe/H]丰度来自C-和M-型AGB星之间的比率，其变化作为银河系中心距离的函数进行了分析。星系结构参数采用了文献。大麦哲伦星云的金属丰度从中心到8 kpc呈线性下降，为-0.047+/-0.003 dex/kpc。在SMC中，[Fe/H]具有恒定值~ -1.25+/-0.01 dex直到~ 12 kpc。M33盘的梯度，直到~ 9 kpc，是-0.078+/-0.003 dex/kpc，而外部盘/晕，直到~ 25 kpc，有[Fe/H] ~ -1.7 dex。大麦哲伦星系的金属丰度，由不同的人口跟踪，承担两个主要的恒星形成事件的签名：第一个构成一个厚盘/晕人口和第二个薄盘和酒吧由于密切接触的MW和SMC。最近一幕的[Fe/H]支持流的LMC起源。SMC的金属丰度支持恒星形成，~ 3 Gyr ago，由LMC相互作用触发，并由星系外部区域的酒吧维持。SMC [Fe/H]与桥中现今的丰度一致，没有显示出明显的梯度。M33的金属丰度支持一种“由内而外”的盘状结构，这种结构是通过从星际介质吸积贫金属气体而形成的。

用近红外钙三重态从河外球状星团的积分光谱推算金属丰度

Deriving Metallicities From the Integrated Spectra of Extragalactic Globular Clusters Using the Near-Infrared Calcium Triplet

近红外波段的Ca三重态（CaT）特征已被用作单个恒星以及银河系球状星团（GC）和星系的综合光的金属丰度指标，取得了不同程度的成功，有时也会产生令人困惑的结果。使用凯克的DEIMOS多目标摄谱仪，我们获得了144个完整的光谱样本的GC周围的最亮的星系NGC 1407来测试是否CaT指数可以作为一个金属丰度指标的河外GC。不同的单恒星星族模型对CaT作为金属丰度函数的行为做出了不同的预测。在这项工作中，使用经验转换从CaT指数值获得NGC 1407周围GC的金属丰度。测得的CaT/金属丰度分布显示出意想不到的功能，最显着的是，最明亮的红色和蓝色GC具有相似的CaT值，尽管他们的平均颜色差异很大。对NGC 1407 GC系统中这种行为的建议解释是：1）CaT可能受到热蓝色恒星的影响，2）CaT可能比模型预测的更早饱和，和/或3）颜色可能不是线性跟踪金属丰度。直到这些可能性被理解，使用的CaT作为金属丰度指标的综合光谱的河外GC将仍然存在问题。

星系中金属丰度、恒星质量和恒星形成之间的关系：观测和模式数据的分析

The relation between metallicity, stellar mass and star formation in galaxies: an analysis of observational and model data

我们研究恒星质量，恒星形成和气相金属丰度之间的关系，在一个样本的177,071独特的发射线星系的SDSS-DR 7，以及在一个样本的43,767恒星形成星系在z=0的宇宙学半解析模型L-GALAXIES。我们表明，金属丰度是依赖于恒星形成率在固定的质量，但低和高质量星系的趋势是相反的。正在活跃地形成恒星的低质量星系比静止的低质量星系更缺乏金属。另一方面，如果恒星形成率很小，高质量星系的气相金属丰度就较低。值得注意的是，在我们的模型星系样本中也发现了同样的趋势。我们发现，低气相金属丰度的大规模模型星系在过去经历了一个富含气体的合并，导致恒星暴耗尽了它们的冷气库，关闭了恒星形成。这导致这些系统的气相金属丰度通过气体的吸积逐渐稀释。这些模型星系具有低于平均水平的气体与恒星质量比和高于平均水平的中心黑洞质量。我们确认，在我们的观测样本中，具有低气相金属丰度的大质量星系也有非常大的黑洞。我们建议，吸积因此可能发挥重要作用，在调节气相金属丰度的大质量星系。

模拟长伽玛暴宿主星系的金属丰度特性和基本金属丰度关系

The metallicity properties of simulated long-GRB galaxy hosts and the Fundamental Metallicity Relation

结合高分辨率N体模拟和星系形成的半解析模型，研究了长伽马射线暴（LGRB）的Eksar模型对宿主星系金属丰度性质的影响.我们使用的宇宙学模型再现了最近发现的SDSS星系的基本金属丰度关系，即金属丰度随着给定恒星质量的星系的恒星形成率的增加而降低。我们选择的主机星系住房口袋的气体粒子，年轻的和不同的金属丰度的阈值，可以网站的LRGB事件，根据Bracksar模型。模拟的样品进行了比较，与18个观测到的LGRB主机的目的是在判别金属丰度是否是一个主要参数。我们发现，在模型星系内的LGRB祖先的金属丰度的阈值，是没有必要的，以再现所观察到的主机金属丰度分布。观测到的LGRB宿主的低金属丰度是高恒星形成环境的结果。恒星形成率似乎是产生爆发事件的主要参数。最后，我们表明，只有少数的LGRB被观察到在大规模的，高度膨胀的星系，而这些星系预计将产生许多这样的事件。我们确定这些失踪的事件与暗LGRB的分数。

HII星系中的气体和恒星金属丰度

Gas and stellar metallicities in HII galaxies

我们研究的气体和恒星的金属丰度的样本HII星系的斯隆数字巡天，其中可能包含最大的均匀样本的HII星系光谱的日期。我们排除了所有信噪比不足的光谱，没有强发射谱线，也没有[OII] 3727 λ谱线，这是确定气体金属丰度所必需的。这排除了红移<~ 0.033的星系。我们最终的样本包含了大约700个HII星系的光谱。通过发射线强度校准和详细的恒星星族分析采用进化恒星合成的方法，我们已经在以前的工作中使用，我们确定的气体和这些星系的恒星含量的金属丰度。我们发现，在恒星质量达到5 \cdot 10^9 M_sol的HII星系中，富集机制不随星系质量而变化，平均而言，低质量和高质量星系是相同的。不过，它们似乎在高质量端呈现出更大的多样性，这表明高质量星系的组装历史更复杂。在大约23%的HII星系中，我们发现金属丰度在最后几个Gyr中有所下降。我们的研究结果有利于星系演化模型，其特征是不断下降的低金属丰度云，保留了部分星系风。当恒星质量超过5 \cdot 10^9 M_sol时，星系引力势对高金属丰度气体的保留占主导地位。

亚阻尼Lyman-alpha体系高金属丰度起源的再探讨

Revisiting the origin of the high metallicities of sub-damped Lyman-alpha systems

亚阻尼莱曼-α系统（sub-DLAs）以前被发现表现出比经典阻尼莱曼-α系统（DLAs）更陡峭的金属丰度演化，演化到接近太阳金属丰度z~1。从17个亚DLA的新的高分辨率光谱中，我们将z<1.7的[Fe/H]测量次数增加了25%，并编制了迄今为止最完整的亚DLA和DLA丰度的文献样本。我们发现，子DLAs确实比DLAs更富含金属，但仅在z<1.7时;子DLAs和DLAs在z>1.7时的金属丰度分布在统计学上是一致的。我们还提出了第一个证据表明，子DLAs遵循速度宽度金属丰度相关性在相同的速度范围内的DLAs，但这种关系是抵消更高的金属丰度比DLA的关系。在这些结果的基础上，我们重新审视了以前的解释，即在亚DLAs中观察到的系统性较高的金属丰度表明宿主星系的质量较高。我们讨论了这种解释遇到的各种问题，并得出结论，在一般情况下，子DLAs不是唯一的大规模星系的同义词。我们排除了与物理相关的偏差来源（灰尘，环境，电离效应），并研究与低红移子DLAs的选择和分析相关的系统学。我们认为，在z<1.7的亚DLAs的高金属丰度驱动了明显陡峭的演化，这可能是由于大多数低红移亚DLAs基于其高MgII等效宽度的选择。

Evolution of the stellar metallicities of galaxies in the EAGLE simulations

We study the correlation between stellar mass and stellar metallicity in the Evolution and Assembly of GaLaxies and their Environments (EAGLE) suite of cosmological hydrodynamical simulations. At a given stellar mass, simulated galaxies with lower stellar metallicities show, on average, higher gas fractions, higher specific star formation rates and younger stellar populations. Active galactic nuclei feedback seems to play an important role on the determination of the stellar metallicity at high stellar masses. In general, simulated systems follow a well-defined anticorrelation between stellar …

SLUGGS巡天：900多个球状星团的钙三重态光谱金属丰度

The SLUGGS Survey: Calcium Triplet-based Spectroscopic Metallicities for Over 900 Globular Clusters

虽然大质量星系中球状星团的颜色分布是双峰分布，但只有少数星系的光谱金属丰度分布被测量到。在重新定义了钙三重态指数-金属丰度关系之后，我们用这个关系计算了11个早型星系中903个球状星团的金属丰度。这是迄今为止收集到的最大的光谱球状星团金属丰度样本。我们比较这些金属丰度与那些来自舔指数找到很好的协议。在6的8个星系有足够数量的高质量的光谱，我们发现双峰的光谱金属丰度分布。我们的研究结果意味着，大多数大规模的早型星系有双峰金属丰度，以及颜色，分布。这种双峰性表明，大多数大质量星系的早期型星系经历了两个时期的恒星形成。

由宽视场Washington测光研究大麦云云星群的年龄-金属丰度关系

The age-metallicity relationship of the Large Magellanic Cloud field star population from wide-field Washington photometry

我们分析年龄和金属丰度分布在整个大麦云（LMC）主体，从CCD华盛顿CT 1测光约550万颗恒星。我们产生了一个全面的场星丰度-金属丰度关系（AMR），从最早的时代，直到~1 Gyr前。这个AMR揭示了大麦哲伦星系的化学演化并不完全是一个封闭的盒子或爆发系统，而是两种情况的结合，在星系的一生中，这两种情况的相对强度有所不同，尽管爆发模型更接近于一般的数据。此外，虽然旧的和贫金属的恒星优先在外盘形成，但年轻的和富含金属的恒星大多在内盘形成，证实了由外向内的形成。我们提供的证据之间形成的恒星5和12 Gyr，在集群的年龄差距，虽然在此期间的化学富集是最小的。我们没有发现显着的金属丰度梯度在LMC。我们还发现，在金属丰度的LMC字段的范围内发生了变化，在生命周期的LMC。特别是，我们发现只有一个小范围的金属丰度在外盘领域，而平均范围的Delta（[Fe/H]）= +0.3 \pm 0.1 dex出现在内盘领域。

通过高级巡天照相机棱镜光谱学观测小麦哲伦星云行星状星云中的碳丰度：在低金属丰度下限制恒星演化

Carbon abundance in Small Magellanic Cloud planetary nebulae through Advanced Camera for Surveys prism spectroscopy: constraining stellar evolution at low metallicity

我们对11个小麦哲伦云行星状星云进行了近紫外ACS棱镜光谱分析，主要目的是获得碳的丰度。对ACS光谱的分析提供了除了几个目标之外的所有目标的可靠的原子碳丰度;计算了所有目标PNe的离子C^（2+）丰度。与本文件中，我们增加了一倍以上的SMC PNe与已知的碳丰度的数量，提供了一个很好的数据库，以研究在低金属丰度的低和中等质量的恒星的元素演化。在恒星演化模型框架下研究了麦哲伦云PNe的碳丰度和元素产额。通过计算的最终产额和观测到的CNO丰度的比较，约束SMC和LMC恒星演化模型现在是可能的。我们发现，SMC PNe几乎完全是富碳的，并且在大多数情况下，它们没有经历热底部燃烧阶段，与所研究的LMC PNe的一半相反。用LMC和SMC金属丰度模型计算的结果与观测结果基本一致。特别是，M $_{\rm to}<3.5 {\rm M}_{\odot}$的进化产量很好地涵盖了SMC中圆形和椭圆形PNe的丰度。我们发现，碳排放线是SMC PNe的主要冷却剂，比LMC对应物更重要，表明金属含量对PNe的物理性质有影响，正如Stanghellini等人（2003）所预测的那样。

Photo-Met：一种根据光度观测估算恒星金属丰度的非参数方法

Photo-Met: a non-parametric method for estimating stellar metallicity from photometric observations

获得良好信噪比的光谱比光度观测多花了几个数量级的时间。建立在星系的光度红移估计技术的基础上，我们开发并演示了一种非参数光度方法，用于估计银河系恒星的化学成分。我们调查我们的方法使用光谱确定的恒星金属丰度SDSS DR 7的效率。该技术是通用的，因为它不限于某些恒星类型或恒星参数范围，并且可以获得比光谱测量所允许的更大样本的金属丰度和误差估计。我们发现，我们的方法表现良好，特别是对于较亮的恒星和较高的金属丰度，与许多其他技术相比，我们能够可靠地估计预测的金属丰度的误差。

非线性色-金属度关系下的球状星团质量-金属度关系

The Mass-Metallicity Relation of Globular Clusters in the Context of Nonlinear Color-Metallicty Relations

河外球状星团（GC）星族研究的两个最新经验进展是蓝色GC的色-星等关系（“蓝色倾斜”）和光学GC色与金属丰度的非线性关系。颜色-星等关系被解释为质量-金属丰度关系，被认为是自富集的结果。非线性颜色-金属丰度关系已经被证明可以从单峰金属丰度分布产生双峰颜色分布。我们模拟GC人口，包括质量金属丰度标度关系和非线性颜色金属丰度关系的理论和观测的动机。根据假设的金属丰度范围和GC光度函数（GCLF）的宽度，我们发现，模拟的人口可以有双峰的颜色分布与“蓝色倾斜”类似的观察，即使金属丰度分布出现单峰。产生这些特征的模型具有相对高的平均GC金属丰度和几乎相等的蓝峰和红峰，这是巨大椭圆星系的特征。在矮椭圆星系典型的金属丰度模型中，蓝色倾斜不太明显;这些星系中较窄的GCLF在降低其色星等斜率的重要性方面具有更大的影响。我们严格审查的证据，非线性与双峰金属丰度的解释的特点双峰颜色直方图的巨型椭圆，并得出结论，这个问题仍然是开放的。我们讨论了进一步的理论和观测进展的前景，在约束这里提出的模型，并揭示真正的河外球状星团系统的金属丰度分布。

紫外光谱研究Ia型超新星前身星的金属丰度差异

Metallicity Differences in Type Ia Supernova Progenitors Inferred from Ultraviolet Spectra

两颗Ia型超新星（SNe Ia），SNe 2011 by和2011 fe，具有非常相似的光学光变曲线形状、颜色和光谱，但在哈勃太空望远镜光谱中有不同的紫外线（UV）连续谱和可测量的不同峰值光度。我们属性的差异，在紫外线连续显着不同的祖金属丰度。这是第一次对Ia超新星祖先的不同金属丰度进行稳健检测。理论推理表明，金属丰度的差异也会导致光度的差异。对于相同的光变曲线形状，具有更高的祖先金属丰度的超新星Ia具有更低的56 Ni产额和更低的光度。SNe 2011 by和2011 fe具有不同的峰值亮度（Δ M_V = 0.6 mag），其对应于不同的56 Ni产率：M_11fe（56 Ni）/M_11by（56 Ni）= 1.7^+0.7_-0.5。根据解释不同中子质子比的理论模型，SNe 2011 by和2011 fe的56 Ni产额的差异意味着它们的祖星分别高于和低于太阳金属丰度。虽然我们可以区分祖金属丰度在定性的方式从紫外线数据，定量解释丰度是有限的，目前的理论模型。

M81盘中蓝超巨星的定量光谱：金属丰度、金属丰度梯度和距离

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。

The metallicity distribution of HI systems in the EAGLE cosmological simulation

The metallicity of strong HI systems, spanning from damped Lyman-alpha absorbers (DLAs) to Lyman-limit systems (LLSs) is explored between z = 5->0 using the EAGLE high-resolution cosmological hydrodynamic simulation of galaxy formation. The metallicities of LLSs and DLAs steadily increase with time in agreement with observations. DLAs are more metal rich than LLSs, although the metallicities in the LLS column density range (NHI = 10^17 -10^20 cm^-2) are relatively flat, evolving from a median HI-weighted metallicity of Z<10^-2 Zsol at z = 3 to ~10^-0.5 Zsol by z = 0. The metal content of HI sy…

用3D- HST研究z >~ 2时的质量-金属丰度-SFR关系

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…

DLA金属丰度色散的成因

The origin of dispersion in DLA metallicities

最近的阻尼Ly-alpha吸收体（DLAs）的化学丰度测量揭示了其金属度的内在分散性，约为0.5 dex到z~5。为了探索这种散射的起源，我们建立了一个半解析模型，该模型可以追踪宇宙中具有不同平均密度的小区域中星际物质的化学演化，从过密区域到欠密区域。我们发现，在这些地区，即晕丰度，质量和恒星含量的结构形成的不同的历史，反映在原星系的化学性质，特别是DLAs。我们计算平均金属性红移的关系，并表明，金属性分散所产生的这种环境效应的金额为~0.25德克斯，是一个重要的贡献者所观察到的整体内在的散射。