The M Dwarf Problem in the Galaxy
我们提出的证据表明，有一个M矮星的问题类似于以前确定的G矮星和K矮星的问题：低金属丰度的M矮星的数量是不够的，以匹配简单的闭盒模型的本地银河系化学演化。我们估计4141 M矮星的金属丰度与光谱从斯隆数字巡天（SDSS）使用分子带强度与金属丰度校准开发使用高分辨率光谱附近的M矮星。使用一个样本的M矮星测量的星等，弛豫和金属丰度，我们推导出一个关系，描述了绝对星等变化的金属丰度的函数。当我们检查SDSS恒星的金属丰度分布时，在对由星等限制巡天采样的不同体积进行校正后，我们发现存在M矮星问题，在[Fe/H] ~-0.5处的M矮星数量小于[Fe/H] = 0处的数量的1%，其中一个简单的银河系化学演化模型预测随着金属丰度的降低，恒星数量会逐渐减少。
2012-02-14 astro-ph.SR
Magnetic dynamos in white dwarfs -- II. Relating magnetism and pollution
我们研究了最近提出的旋转和结晶驱动发电机是否可以解释旧的金属污染的白矮星的磁性明显增加。我们发现，污染的磁性白矮星的有效温度分布是一致的，其中大多数/所有的结晶核心和增加的旋转速度预计由于吸积的行星材料，这是由金属吸收线证明。我们的结论是旋转和结晶驱动的发电机不仅提供了一个解释的强磁白矮星在密近双星中的不同出现率，但也为较弱的磁场在旧的金属污染的白矮星的高发病率。
2021-06-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
A Possible Correlation between Metallicity and Near-IR Color for Late-M and L Dwarfs
本文通过64个晚M型和L型矮星宽距伴星样本，结合统计检验、线性拟合与Drift-Phoenix模型，发现金属丰度升高与近红外颜色变红存在正相关。
2023-11-08 astro-ph.SR
The physical mechanism behind M dwarf metallicity indicators and the role of C and O abundances
我们提出了基于PHOENIX恒星大气模型的典型的早期和中期M矮星不同的C和O丰度的近红外合成光谱。我们应用多个最近公布的方法来确定M矮金属丰度我们的模型，以确定C和O丰度的金属丰度指标的影响。我们发现，伪连续水平是非常敏感的C/O和所有的金属丰度指标显示C和O丰度的依赖，特别是在较低的Teff模型。在某些情况下，当[C/Fe]和[O/Fe]独立变化+/-0.2时，推断的金属丰度范围超过一个完整的数量级（>1 dex）。我们还发现O和C丰度之差[（O-C）/Fe]比C/O更能反映准连续谱水平。中M矮星的[C/Fe]，[O/Fe]和[M/H]模型在银河系化学演化的背景下是现实的，表明[（O-C）/Fe]的变化是这里研究的M矮星金属丰度示踪剂背后的主要物理机制。经验校准的金属丰度指标对大多数邻近的M矮星仍然有效，因为在太阳附近的FGK星的光谱调查中，[（O-C）/Fe]和[Fe/H]之间存在紧密的相关性。C和O丰度的变化也会影响M矮星的光谱能量分布。允许[O/Fe]是一个自由参数提供了更好的协议之间的合成光谱和富金属M矮星的观测光谱。我们建议，通量校准，低分辨率，近红外光谱可以提供一个路径测量C和O丰度在M矮星和打破的C/O和[Fe/H]之间的简并存在于M矮星金属丰度指标。
2016-05-20 astro-ph.SR
White dwarf evolutionary sequences for low-metallicity progenitors: The impact of third dredge-up
我们提出了新的白矮星低金属丰度祖先的进化序列。白矮星序列是从完整的演化计算中得出的，该计算考虑了祖星的整个历史，包括热脉冲和后渐近巨星分支阶段。我们发现，对于范围在0.00003- 0.001的祖先金属丰度，并在没有碳富集，由于发生的第三次疏浚插曲，由此产生的H信封的低质量白矮星是足够厚，使稳定的H燃烧的最重要的能源，即使在低光度。这对白矮星的冷却时间有重大影响。这个结果是独立的热脉冲和后AGB阶段，和行星状星云阶段采用的质量损失率。我们的结论是，在第三次挖掘情节的情况下，低质量白矮星的演化的一个重要组成部分是由低金属丰度的祖先是由稳定的H燃烧。我们的研究开启了利用观测到的低金属量球状星团的白矮星光度函数来限制低金属量前身星的热脉冲AGB阶段第三次挖掘事件的效率的可能性。
2015-02-13 astro-ph.SR
Metallicity and Temperature Indicators in M dwarf K band Spectra: Testing New & Updated Calibrations With Observations of 133 Solar Neighborhood M dwarfs
我们给出了133颗附近（d < 33秒差距）M矮星的K波段光谱，其中包括18颗金属丰度估计可靠的M矮星（根据FGK型伴星推断）、11颗M矮行星宿主、北8 pc样本中超过2/3的M矮星以及LSPM目录中的几颗M矮星。从这些光谱中，我们测量的Ca和Na线的等效宽度，和光谱指数量化的吸收，由于水的不透明性（H2O-K2指数）。利用经验光谱类型标准和合成模型，我们校准了H_2 O-K_2指数作为M矮星光谱类型和有效温度的指标。我们还提出了一个修正的关系，估计[Fe/H]和[M/H]金属丰度的M矮星从他们的Na I，Ca I，和H2O-K2测量。模型大气的比较提供了一个定性验证我们的方法，但也揭示了模型预测的原子线强度与实际观测相比，整体偏移。我们的金属丰度估计也重现预期的相关性与银河系的空间运动和H α发射线强度，并返回统计相同的金属丰度的M矮星在一个共同的多重系统。最后，我们发现我们的H2O为基础的光谱类型和那些来自以前已知的恒星金属丰度的敏感性，如TiO的光谱特征之间的系统残差，并确定CaH 1指数作为一个有前途的光学指数诊断近太阳M矮星的金属丰度。
2011-12-20 astro-ph.SR
Investigating the magnetism of brown dwarfs
我们模拟了两颗棕矮星在几个旋转阶段的光谱，以推断它们的磁性。模拟的光谱包括强度信号（斯托克斯I/Ic）以及偏振信号（斯托克斯Q/Ic、U/Ic和V/Ic），所有这些信号都来自CrH分子的0-0振动带，约为100 ° C。8610 A.为了模拟的斯托克斯配置文件，我们解决了一组的辐射转移方程的CrH过渡中存在的外部磁场。我们提出的上限为观测对象的磁场强度的强度信号I/Ic和信号噪声信息的建模的基础上。极化信号的适当建模，这需要更仔细的数据减少，正在进行中。然而，我们的初步结果显示了两颗棕矮星的kG磁场的暗示，这与从另一颗射电脉动棕矮星的射电、Hα和X射线同时观测获得的结果很好地一致。
2013-09-18 astro-ph.SR
Calibration of the MEarth Photometric System: Optical Magnitudes and Photometric Metallicity Estimates for 1802 Nearby M-dwarfs
MEarth项目是一个测光调查，系统地搜索最靠近太阳的最小恒星，以寻找凌日的岩石行星。自2008年以来，MEarth已经拍摄了大约200万张1844颗被怀疑是M型中晚期矮星的恒星的照片。我们已经扩大了这一调查采取夜间曝光的光度标准星，并利用这些数据进行光度校准的$MEarth$系统，确定光度夜，并获得光学星等与$1.5\%$精度为每个M矮系统。每个光学星等都是多年数据的平均值，因此应该在很大程度上不受恒星变率和耀斑的影响。我们结合三角距离测量，光谱金属丰度测量，2 MASS红外星等测量，以获得一个颜色-星等-金属丰度的关系，在中期至晚期M矮星光谱序列，可以重现光谱金属丰度测定精度为0.1德克斯。我们发布了1567 M矮星的光学星等和金属丰度估计，其中许多在这项工作之前都没有准确的测定。对于另外277颗没有三角视差的恒星，我们提供了一个假设太阳附近金属丰度的距离估计。我们发现，在太阳20秒差距内的体积有限的恒星样本的中值金属丰度为[Fe/H] = $-0.03 \pm 0.008$，并且这些恒星中有29 / 565的金属丰度为[Fe/H] = $-0.5$或更低，类似于附近G矮星的低金属丰度分布。当与正在进行的和未来的行星调查的结果相结合，针对这些对象，金属丰度的估计将是重要的，在评估任何推定的行星金属丰度的相关性的意义。
2015-10-22 astro-ph.SR
Metallicity determination of M dwarfs - Expanded parameter range in metallicity and effective temperature
上下文可靠的M矮星金属丰度值对于研究低质量环境下的化学演化和行星形成理论的发展具有重要意义。历史上，由于低质量恒星表面温度低，导致光球层中形成几个分子，因此确定低质量恒星的恒星参数一直具有挑战性。在我们的工作中，我们利用红外高分辨率光谱仪为研究M矮星开辟了一个新的窗口。目的。使用高分辨率光谱测定金属丰度比使用低分辨率光谱更准确，但相当耗时。在本文中，我们扩大了我们的样品分析与这种精确的方法在金属丰度和有效温度，以建立一个校准样品，为未来修订的经验校准。方法.由于J波段的分子谱线相对较少，连续谱校正对于高分辨率光谱是可能的，使得恒星参数的确定比使用光学光谱更精确。使用几种原子种类的合成光谱拟合确定金属丰度。结果我们分析了16个靶，有效温度范围为3350-4550 K。所得金属丰度在-0.5 < [M/H] <+0.4之间。一些目标以前已经分析了使用低分辨率光谱，我们发现一个相当好的协议与我们的值。与现有的光度校准的比较显示不同的协议，在所有的经验校准的蔓延是大的。结论.包括我们以前的论文中的目标，我们已经使用高分辨率红外光谱分析了28 M矮星。靶的金属丰度分布约为1 dex，有效温度约为1400 K。对于单个的M矮星，我们实现了平均0.05 dex和100 K的不确定性。
2017-05-24 astro-ph.SR
Observational Insights into Post-Main-Sequence Rotation and Magnetism: 20 Years of Science, from the Subgiant to the White Dwarf Phase
Institute of Science and Technology Austria (ISTA)（奥地利科学与技术研究所）；School of Physics and Astronomy, University of Birmingham（伯明翰大学物理与天文学学院）
本文概述了过去20年借助星震学、高精度分光偏振测量等技术获得的观测结果，揭示演化恒星自转与磁场性质超出理论预测，为理解低至中等质量恒星从亚巨星到白矮星阶段的演化提供了新洞察。
2026-08-12 astro-ph.SR
Multiple channels for the onset of magnetism in isolated white dwarfs
强磁场的存在是相当一部分简并恒星的共同特征，但人们对磁场的起源和演化知之甚少。新的观测限制，从体积有限的调查指向一个更复杂的情况比一个单一的机制，适用于所有恒星。我们表明，在大质量的白矮星中，这可能是合并的结果，磁场是非常普遍和非常强的，并立即出现在冷却阶段。这些字段可能是由合并期间活动的发电机生成的。质量较低的白矮星通常是单颗恒星演化的产物，在出生时很少有可检测到的磁场，但磁场出现得非常缓慢，而且非常微弱，大约有四分之一。我们可能看到的是一个在早期进化阶段产生的内部场，它逐渐从内部松弛到表面。磁场的频率和强度继续增加，最终与大质量恒星的磁场相媲美，特别是在恒星冷却到核心结晶开始之后，这种效应可能是导致类似于地球内部活跃的发电机机制的原因。
2022-08-04 astro-ph.SR
Atmospheric heating and magnetism driven by $^{22}$Ne distillation in isolated white dwarfs
本文提出冷磁白矮星GD 356的大气加热源于核心$^{22}$Ne蒸馏驱动发电机产生的欧姆耗散，该模型解释了极区加热现象及DAHe、DQe白矮星的磁场与色球发射特征。
2024-07-31 astro-ph.SR
The age-metallicity dependence for white dwarfs
本文从理论上研究了初始$-$到$-$最终质量关系的金属丰度依赖性及其对白矮星年龄测定的影响。我们计算一个网格的演化序列从主序列到$\sim 3\, 000$ K的白矮星冷却曲线，通过所有的中间阶段。在热脉冲渐近巨星分支没有第三次疏浚情节被认为是，因此光球的C/O比低于单位的序列金属丰度大于$Z=0.0001$。我们认为初始金属丰度从$Z=0.0001$到$Z=0.04$，占恒星星族在银盘和晕，初始质量低于$\sim 3M_{\odot}$。我们发现了一个明确的依赖的形状的初始$-$到$-$最终质量与祖金属丰度的关系，在那里富含金属的祖导致质量较低的白矮星遗迹，由于增强的质量损失率与高金属丰度值。通过比较我们的理论计算与球状星团和老疏散星团的半经验数据，我们发现观测到的内禀质量分布可以用一组初始$-$到最终$-$的质量关系来解释。此外，我们确认，白矮星阶段之前所花费的寿命增加金属丰度。最后，我们估计了三个球状星团NGC 6397，M4和47 Tuc的白矮星冷却曲线顶部的平均质量，周围的$0.53 M_{\odot}$，老恒星星族的特点。然而，我们发现不同的值的祖先质量，较低的金属贫集群，NGC 6397，和较大的年轻和金属丰富的集群47 Tuc，从金属依赖性的初始$-$到$-$最终质量关系的预期。
2015-04-15 astro-ph.SR
A new visual -- near-infrared diagnostic to estimate the metallicity of cluster and field dwarf stars
我们提出了一个新的金属丰度诊断的基础上的Stroemgren指数M1和视觉近红外（NIR）的颜色估计的全球金属丰度的集群和场矮星的理论校准。为了进行金属丰度校准，我们采用阿尔法增强的演变模型转换到观测平面，通过使用大气模型计算，采用相同的化学混合物。我们应用新的视觉近红外金属指数颜色（MIC）的关系，以两个不同的样本的领域矮星，我们发现，光度估计和光谱测量之间的差异平均小于0.1德克斯，与分散小于西格玛= 0.3德克斯。我们将同样的MIC关系应用于贫金属（M 92）和富金属（47 Tuc）的球状星团。我们分别发现-2.01+/-0.08（sigma = 0.30 dex）和-0.47+/-0.01（sigma = 0.42 dex）的峰值。
2012-07-16 astro-ph.SR
Radii of 88 M Subdwarfs and Updated Radius Relations for Low-Metallicity M Dwarf Stars
M次矮星是低金属量的M矮星，通常居住在银河系的晕人口中。金属丰度控制着恒星大气的不透明度;在贫金属恒星中，流体静力平衡在较小的半径处达到，从而导致给定有效温度下的较小半径。我们编译了一个样本的88颗恒星，跨越光谱类K7到M6，包括恒星的金属丰度类从太阳金属丰度矮星最低的金属丰度超次矮星，以测试如何金属丰度改变恒星半径。我们拟合模型的帕洛玛双摄谱仪（DBSP）的光谱，以获得有效的温度（$T_\mathrm{eff}$），我们测量辐射热光度（$L_\mathrm{bol}$）相结合的宽波长覆盖光度与盖亚反射。然后通过使用Stefan-Boltzman定律组合$T_\mathrm{eff}$和$L_\mathrm{bol}$来计算半径。我们发现，对于给定的温度，超次矮星可以比太阳金属丰度对应物小五倍。我们提出的颜色半径和颜色表面亮度的关系延伸到[Fe/H]的$-$ 2.0 dex，以帮助半径的测定M亚矮星，这将是特别重要的WFIRST系外行星微透镜调查。
2018-10-17 astro-ph.SR
Metallicity of M dwarfs IV. A high-precision [Fe/H] and Teff technique from high-resolution optical spectra for M dwarfs
目的。在这项工作中，我们开发了一种技术，以获得高精度的测量金属丰度和有效温度的M矮星的光学。方法.提出了一种利用530-690 nm光谱区4104条谱线信息的新方法。它包括伪等效宽度的测量及其与[Fe/H]和$T_{eff}$的既定尺度的相关性。结果我们的方法对[Fe/H]、$T_{eff}$和光谱类型分别在（-0.85，0.26dex）、（2800，4100 K）和（M0.0，M5.0）区间内有效，对[Fe/H]、$T_{eff}$和光谱类型的$rms$分别为0.08PDMATHABMO 0.01和91 $\pm$ 13 K。我们还计算了均方根误差$_{V}$，估计的不确定性的顺序为0.12德克斯的金属丰度和293 K的有效温度。该技术有一个活动限制，应该只用于与$\log{L_{H_α}/L_{bol}} < -4.0$的明星。我们的方法可在\url{http://www.astro.up.pt/resources/mcal}在线获得。
2014-07-11 astro-ph.SR
A common origin of magnetism from planets to white dwarfs
孤立的磁性白矮星的磁场强度从千高斯到千兆高斯不等。然而，迄今为止还没有阐明磁场的起源。这些磁场是否是化石，因此是原始弱磁场的残余，在其祖先恒星的演化过程中被放大，或者是双星相互作用的结果，或者最后，它们是在白矮星本身冷却过程中由其他内部物理机制产生的，仍然是一个谜。在足够低的温度下，白矮星会结晶。在凝固时，其主要成分12 C和16 O以及先前演化留下的杂质发生相分离。这一过程导致在固体核的顶部形成瑞利-泰勒不稳定的液态地幔。这个对流区域，就像它发生在太阳系行星如地球和木星，可以产生一个发电机，能够产生强度高达0.1 MG的磁场，从而提供了一个机制，可以解释单个白矮星的磁性。
2017-02-21 astro-ph.EP astro-ph.SR
Massive White Dwarfs in the 100 pc Sample: Magnetism, Rotation, Pulsations, and the Merger Fraction
本文完整分析100 pc内204颗大质量白矮星的光谱、磁场与自转，测定并合遗迹比例随质量升高，并将1.1–1.2 M⊙处的高比例归因于22Ne蒸馏导致的冷却延迟。
2024-07-05 astro-ph.SR
White Dwarf Merger Remnants with Cooling Delays on the Q Branch Lack Strong Magnetism
Boston University（波士顿大学）；Institute for Advanced Study（普林斯顿高等研究院）；Homer L. Dodge Department of Physics and Astronomy, University of Oklahoma（俄克拉荷马大学霍默·L·多德物理与天文系）；Université de Montréal（蒙特利尔大学）；University of Victoria（维多利亚大学）
研究发现Q分支白矮星因冷却延迟长而缺乏强磁性，可能源于无磁形成机制或磁性在冷却过程中耗散。
2026-02-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Surprisingly Weak Magnetism on Young Accreting Brown Dwarfs
利用FeH分子吸收线的高分辨光谱测量了四颗吸积的年轻棕矮星和一颗非吸积的年轻极低质量恒星的表面磁通量。其中一颗褐矮星2 MASS J1207334 $-$ 393254的磁场强度为1-2 kG，因为它与质量更高的金牛座T星相似，表现在吸积和喷流的存在。我们没有在任何一颗年轻的棕矮星中找到明确的证据证明有一个千高斯场，但在年轻的VLM恒星上确实找到了一个2千高斯场。我们的2 MASS J1207334 $-$ 393254中磁通量的3- $σ$上限仅达到1 kG。我们估计所需的磁场吸积在年轻的棕矮星所观察到的旋转，并发现只有几百高斯的磁场是足够的磁层吸积。这个预测值小于我们观察到的上限。我们的结论是，年轻棕矮星的磁场比大约一个太阳质量的年轻恒星低五倍或更多，并且在光谱类型类似于我们年轻棕矮星的老恒星中。有趣的是，在最初的几百万年里，磁场随着磁层吸积所需的质量而缩小，但在相同的有效温度范围内，在以后的年龄里没有观察到这种缩放。这种比例与自转的趋势相反，与吸积太阳质量的天体相比，非常年轻的吸积棕矮星的自转周期更短（在所有情况下都是非常低的罗斯比数）。我们推测，在年轻的天体中，磁层吸积和磁场强度之间可能存在更深层次的内在联系，或者褐矮星中产生磁场的效率可能低于恒星。这两种现象目前都没有简单的物理解释。
2009-03-04 astro-ph.SR
Refined Metallicity Indices for M Dwarfs Using the SLoWPoKES Catalog of Wide, Low-mass Binaries
我们报告的结果，从光谱观测的113超宽，低质量的二进制系统，主要由M0-M3矮星，从斯隆数字巡天确定的共同自行对的SLoWPoKES目录。每个二元成员的径向速度被用来确认它们是共同移动的，因此，进一步验证了SLoWPoKES目录的高保真度。10颗恒星似乎是光谱双星的基础上广泛或分裂的光谱特征，支持以前的发现，广泛的双星可能是层次系统。我们测量了样本中恒星的Hα等效宽度，发现81%的观测对的组分具有相似的Hα能级。具有相似质量的组分之间Hα等效宽度的差异小于单个物体的Hα变异范围。我们确认Lepine等人的δ（CaH 2 + CaH 3，TiO 5）指数跟踪了我们大部分M矮星样本的等金属丰度位点。然而，我们发现一个小的系统偏差，特别是在早型M矮星。我们使用我们的样本来重新校准“不”的定义。虽然在定义上有一个小的变化，但新的α是一个更好的等金属丰度的预测更高质量的M矮星。
2011-12-12 astro-ph.SR
A Volume-limited Sample of 63 M7-M9.5 Dwarfs II. Activity, magnetism, and the fade of the rotation-dominated dynamo
在光谱类型为M7-M9.5的63颗超冷矮星的体积有限的样品中，我们已经在超大望远镜和凯克天文台的HIRES上获得了高分辨率的UVES光谱。在这第二篇论文中，我们提出了预计的旋转速度，平均磁场强度，和色球发射的H α线。我们证实了较早的结果，归一化的Halpha光度的平均水平随温度降低，我们发现，在较低的温度下，Halpha光度之间的散射较大。我们测量的平均磁场在0和4kG之间，没有指示M7和M9.5之间的温度依赖性。对于给定的温度，H α光度与磁场强度有关，这与早期恒星的结果一致。一些旋转非常缓慢的恒星显示出非常弱的磁场和H α辐射，所有旋转速度超过我们检测极限的恒星都显示出至少几百高斯的磁场。与早期类型的恒星相比，我们在旋转速度超过~ 3 km/s的恒星中观察到弱于1 kG的磁场，但我们发现它们之间的旋转和磁通量产生之间没有相关性。我们将此解释为发电机机制的根本变化;在超冷矮星中，磁场产生主要是通过湍流发电机实现的，而其他机制可以在早期光谱类型下更有效地运行。
2009-12-21 astro-ph.SR
New insight into the magnetism of degenerate stars from the analysis of a volume limited sample of white dwarfs
许多恒星演化为磁性白矮星，观测可能有助于了解磁场何时出现在恒星表面，在冷却阶段是否以及如何演化，以及产生它的机制是什么，在获得新的分光偏振观测结果并将其与以前的文献数据相结合后，我们已经检查了距离太阳20秒差距内的大约152颗白矮星，以确定是否存在磁场，其灵敏度范围从大多数光谱类DA的恒星优于1千吉，对于一些没有特征的白矮星来说是1毫克。我们发现在20 pc体积中有33颗白矮星是磁性的。统计数据是一致的可能性，即磁场发生的频率是类似的恒星的所有光谱类，除了在当地的20 pc的体积，无论是DQ星更频繁的磁性，或主机比平均强得多的领域。观测到的场强分布范围从40千克到300毫克，每十年是均匀的，与光谱测量产生的场频率分布形成鲜明对比。没有发现小于40 kG的磁场，我们证实磁场在质量高于平均值的白矮星中更频繁。我们发现了一个显着的磁性小于0.5 Gyr的白矮星的不足，磁场的发生频率显着更高的白矮星经历了核心结晶的过程比白矮星与完全液体的核心。没有明显的证据表明磁场强度随时间衰减。我们讨论了我们的研究结果的影响有关的一些建议，已提出来解释的起源和演化的磁场在退化的恒星，特别是那些预测存在的发电机作用在结晶阶段。
2021-06-21 astro-ph.SR
Metal-Rich M-dwarf Planet Hosts: Metallicities with K-Band Spectra
富含金属的环境有利于行星形成，这使得富含金属的恒星成为寻求探测新系外行星的最有利目标。然而，利用这一优势来识别可能的低质量行星宿主是困难的：到目前为止，确定M-矮星金属丰度的方法需要昂贵的观测数据（如X射线和高分辨率光谱），并且仅限于少数明亮的冷恒星。我们获得了17颗M矮星的中等分辨率（R~2700）K带光谱，并根据它们的FGK伴星估算了它们的金属丰度。对这些光谱的分析和理论合成光谱的检验表明，M矮星的金属性可以从其Na I双重线（2.206 μm和2.209 μm）和Ca I三重线（2.261 μm、2.263 μm和2.265 μm）的强度来推断。我们利用这些特征，以及一个温度敏感的水指数，构建了一个适用于近太阳金属丰度（-0.5<[Fe/H]<+0.5）的M矮星的经验金属丰度指标。该指标的准确度为+/- 0.15 dex，与现有的估计M-矮星金属丰度的技术相当，但更易于观测，只需要中等分辨率的K波段光谱。将这种方法应用于8个已知的M-矮星宿主，我们估计的金属丰度（[Fe/H]）超过太阳附近M-矮星的平均金属丰度，与FGK行星宿主的金属丰度分布一致。
2010-07-26 astro-ph.SR
Prospecting in Ultracool Dwarfs: Measuring the Metallicities of Mid- and Late-M Dwarfs
金属丰度是一个基本参数，有助于恒星的物理特性。然而，M矮星大气层中存在的低温和复杂分子使得很难使用通常用于类太阳恒星的技术来测量它们的金属丰度。虽然在过去的几年里，在开发测量M矮星金属丰度的经验方法方面取得了重大进展，但这些技术主要是针对早中期M矮星开发的。提出了一种利用中等分辨率（R~2000）K波段（2.2 μ m）光谱测量中晚M矮星金属丰度的方法。我们校准我们的公式使用44宽双星包含一个F，G，K，或早期M主已知的金属丰度和中期至后期M矮伴星。我们发现，类似的功能和技术用于早期M矮星仍然是有效的晚M矮星。我们的修正校准对于M4.5-M9.5矮星精确到0.07 dex，-0.58<[Fe/H]<+0.56，并且没有显示出光谱类型，金属丰度或用于确定主星金属丰度的方法的系统趋势。我们表明，我们的方法给出了一致的金属丰度的组件的M+M宽的二进制文件。我们验证了我们的新公式的作品未解决的双星光谱相结合的单星。最后，我们表明，我们的校准与Mann等人（2013 a）对重叠（M4-M5）恒星的研究一致，建立了两种校准可以结合使用，以确定整个M矮星序列的金属丰度。
2014-04-22 astro-ph.SR
Chemical Composition of Faint (I~21 mag) Microlensed Bulge Dwarf OGLE-2007-BLG-514S
本文给出了银河系核球中一颗微透镜G矮星的高分辨光谱，光谱温度T_eff = 5600 +/- 180 K。这颗I~21等的恒星在观测时被放大了1160到1300倍。它的高金属丰度（[Fe/H] = 0.33 +/- 0.15）使这颗恒星位于核球巨星金属丰度分布的上端。使用K-S检验，我们发现一个1.6%的概率，已公布的微透镜凸起矮星共享一个潜在的分布与凸起巨人，适当占径向凸起金属丰度梯度。我们获得了15种元素的丰度测量值，并进行了严格的误差分析，包括参数之间的协方差。这颗恒星，像具有相同金属丰度的球巨星一样，没有α增强。它证实了在以前分析的凸起矮星中观察到的化学丰度趋势。在超太阳的金属丰度，我们观察到的差异之间的凸巨人和凸矮钠丰度。
2009-10-07 astro-ph.SR
Consistent metallicity scale for cool dwarfs and giants. A benchmark test using the Hyades
在某些情况下，矮恒星和巨恒星的化学丰度被同时使用，假设它们共享相同的丰度标度。这种假设可能在不同的天体物理学背景下产生影响。我们的目标是确定一种方法，能够产生一个一致的金属丰度规模的巨人和矮人。为了实现这一点，我们分析了毕宿疏散星团中的巨星和矮星。所有这些恒星都有用HARPS和UVES获得的档案高分辨率光谱数据。此外，巨行星的角直径有干涉测量。我们用两种方法分析了样品。第一种方法独立于光谱学约束大气参数。为此，我们提出了一种新的基于三维模型大气的微湍流校准。第二种方法是基于Fe线的经典光谱法。我们还测试了两个行列表，试图最大限度地减少可能的非LTE影响，并优化巨人的治疗。我们表明，这是可能的，以获得一致的金属丰度标度之间的矮星和巨星。优选方法应约束独立于光谱的三个参数$T_{\rm eff}$、$\log~g$和$ξ$。特别是，在巨星的光谱中，应该选择没有混合的谱线。当注意线列表时，经典光谱方法也可以产生一致的结果。与约束良好的恒星参数集导出的金属丰度是一致的，独立于所使用的线列表。因此，对于该簇，我们倾向于使用该方法获得的金属丰度为+0.18 $\pm$ 0.03 dex。经典的光谱分析，使用的线列表优化的巨星，提供了+0.14 $\pm$ 0.03 dex的金属丰度，与以前的工作。
2015-09-29 astro-ph.SR
Exploring the Role of a Tachocline in M-Dwarf Magnetism
M型恒星正在迅速成为寻找可居住的类地系外行星的最佳候选者，然而许多M型矮星表现出非凡的耀斑事件，这些事件会用电离辐射轰击其他可居住的行星。近年来，观测者发现，表现出显著磁活动的M星的比例从比光谱型M3.5更早（质量更大）的主序星的大约$10\%$（0.35 M $_\odot$）急剧转变为比光谱型M3.5更晚的恒星的接近$90\%$。暗示它也晚于主序星完全对流的M3.5，并且可能不再包含速跃层。使用球形三维MHD模拟代码瑞利，我们比较的峰值场强，拓扑结构和时间依赖性的对流发电机内产生的快速旋转（2 $Ω_\odot$）M2（0.4 M $_\odot$）明星，与计算域终止于对流区的底部或包括速跃层。我们发现，虽然这两种模式产生强大的（$\sim$ 10千克），花环状的环向场表现出极性反转，速跃层模型提供了一个进一步的水库的环向场，减缓了平均反转周期从100旋转到超过220旋转，并增加了近地表径向场的低阶模式的光谱功率的一个因素为4。
2018-09-06 astro-ph.SR
The Dependence of Brown Dwarf Radii on Atmospheric Metallicity and Clouds: Theory and Comparison with Observations
采用现实和一致的大气边界条件，我们已经产生了不同的金属丰度（[Fe/H]），有云和无云的棕矮星和极低质量恒星（VLMs）的演化模型。我们发现，在一个给定的质量和年龄的半径的蔓延可以高达$\sim$ 10%至$\sim$ 25%，与较高的金属丰度，较高的云厚度的大气中产生的更大的半径相当自然。[Fe/H]每增加0.1 dex，半径增加$\sim$ 1%至$\sim$ 2.5%，这取决于年龄和质量。我们还发现，而较小的质量和年龄较大的褐矮星半径随氦分数（$Y$）的增加而减小（如预期的那样），对于更大质量的褐矮星和广泛的年龄范围内，他们增加与氦分数。从$Y=0.25$到$Y=0.28$的半径增加可高达$\sim$ 0.025 \rj \（$\sim$ 2.5%）。此外，我们发现，对于VLMs大气金属丰度从0.0增加到0.5 dex，半径增加$\sim$ 4%，从-0.5至0.5 dex增加$\sim$ 10%。因此，我们认为，由于较高的金属丰度的不透明度可能会自然地解释在一些食VLM系统的表观半径异常。半径的百分之十到二十五的变化超过了仅仅由状态方程的不确定性引起的误差。这有助于强调棕矮星半径的凌日和日食测量共同限制了许多效应，重要的是包括大气和冷凝云模型，而不仅仅是状态方程。在任何时候，我们都是在检验一个多参数理论，而不是一个普适的半径$-$质量关系。
2011-05-04 astro-ph.SR
Metallicity of M dwarfs III. Planet-metallicity and planet-stellar mass correlations of the HARPS GTO M dwarf sample
目标。本工作的目的是利用HARPS GTO M矮星子样方法研究M矮星的行星-金属丰度和行星-恒星质量相关。我们使用一种新的方法，利用HARPS高分辨率光谱的优势，以提高金属丰度的精度，使用以前的光度校准[Fe/H]和有效温度作为起始值。结果在这项工作中，我们使用我们的新的校准（rms = 0.08 dex）来研究我们的样品的行星金属丰度关系。众所周知的巨行星FGKM主机与金属丰度的相关性是存在的。关于海王星和较小的主机没有发现相关性，但有一个提示，与[Fe/H]可能存在反相关性。我们将我们的样本与加州行星调查的晚K和M型矮星样本相结合，以增加我们的统计数据，但没有发现新的趋势。我们用两种不同的方法拟合了我们的样本和组合样本的木星宿主频率直方图的幂律f_p = C10^α[Fe/H]：直接箱拟合和baker-fitting过程。我们得到的C值在0.02 ~ 0.04之间，α值在1.26 ~ 2.94之间。关于恒星质量，发现了与行星的假设相关性，但被发现是探测偏差的结果。
2012-12-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
Evolution and colors of helium-core white dwarf stars with high-metallicity progenitors
受最近在富金属星系团中发现的单氦核和双氦核白矮星的启发，我们提出了一套适合于研究此类白矮星的演化计算和颜色。本文还旨在研究稳定的氢燃烧是否可能构成由高金属丰度祖先产生的大质量He核白矮星的主要能量来源。白矮星序列是通过考虑具有超太阳金属丰度的祖星的演化历史而得到的。我们还纳入了一个自洽的，依赖于时间的重力沉降和化学扩散，以及剩余的核燃烧的治疗。我们发现，在白矮星演化的后期阶段，残余核燃烧的影响强烈依赖于富氢包层底部化学扩散的发生。当不考虑扩散时，残余氢燃烧强烈影响白矮星冷却的高级阶段，引入几个Gyr的演化延迟。相比之下，当考虑扩散时，残余核燃烧的作用被强烈地减轻，并且演化仅由存储在离子中的热含量决定。此外，对于我们所有的序列，我们提供了准确的颜色和幅度的基础上，新的和改进的非灰色模型大气，其中明确包括赖氨酸$α$准分子不透明度。
2009-05-12 astro-ph.SR
Spin and Magnetism of White Dwarfs
研究了白矮星（WD）的磁性和自转与其前身星壳层燃烧阶段的磁流体发电机的关系。对流包层中角动量的向下泵送，结合行星的吸收或双星伴星的潮汐自旋，可以在核心-包层边界附近触发强烈的发电机作用。有几个论点指出外核是WD残留物中磁场的来源：$\sim 0.55\,M_\odot$ WD的外三分之一是在祖先的外壳燃烧阶段处理的;磁螺旋度通过信封的逃逸介导了WD的生长。（补偿）地核中的螺旋度，这是在残余物中维持稳定的磁场所需要的;并且在核心边界处的强辐射通量促进了相对厚的速跃层内的磁浮力。螺旋度通量进入不断增长的核心是由一个动态的不平衡与纬度依赖的旋转应力。沉积在孤立的块状WD中的磁场集中在质量为$\lesssim 0.1\,M_\odot$的外壳中，并且可以达到$\sim 10\,$ MG。埋置环向场在年龄$\sim 0.3$ Gyr以上经历适度的欧姆衰减，这可能导致外部磁场的增长或衰减。最后的WD旋转周期与临界旋转速率有关，低于该临界旋转速率，磁活动就会关闭，核心和包层就会解耦;它通常在几小时到几天的范围内。WD周期范围长达一年是可能的，如果信封重新扩大后，后期热脉冲。
2015-07-31 astro-ph.SR
An H-band Spectroscopic Metallicity Calibration for M Dwarfs
我们提出了一个经验近红外（NIR）光谱方法估计M矮金属丰度，H-波段的功能的基础上，以及在K-波段的一个类似的方法公布的实施。利用NASA的IRF-SpeX光谱仪获得了M矮星样品的R~2000近红外光谱，其中包括22个M矮星的金属丰度校准靶，这些靶含有已知金属丰度的FGK伴星。H-波段和K-波段校准提供了与这些双星的金属丰度相当的拟合，精确度为+/- 0.12 dex。我们得出的第一个经验校准的光谱金属丰度估计的巨行星托管M矮星GJ 317，确认其超太阳的金属丰度。结合这一结果与其他八个M矮行星主机的观察，我们发现，M矮星与巨行星相比，那些主机质量较小的行星优先富含金属。我们的H波段校准依赖于H波段中强烈的金属性依赖特征，这将有助于使用中高分辨率NIR M矮星光谱进行成分研究，例如由SDSS-III APOGEE等多重调查产生的光谱。这些结果也将立即用于正在进行的M矮星光谱调查。
2012-02-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
Trends in Ultracool Dwarf Magnetism. II. The Inverse Correlation Between X-ray Activity and Rotation as Evidence for a Bimodal Dynamo
对太阳型恒星磁活动指标的观测显示出与自转的关系，在最快的自转体中，磁活动指标增加，直至达到“饱和”水平，而磁活动指标则适度减少（“过饱和”）。虽然X射线数据表明，这种关系在超冷矮星（UCD;光谱类型>M7）中被强烈破坏，但有限的X射线探测次数阻止了确定的结论。本文分析了38个超冷矮星的X射线活度-转动关系。我们的样本代表了迄今为止最大的X射线活动超冷矮星目录，包括7个新的和4个以前未发表的钱德拉观测结果。我们确定了大量的快速旋转的UCD与X射线活动延伸两个数量级低于预期的饱和水平，并测量旋转和X射线活动之间的“过饱和”型的关系。UCD X射线活动在固定旋转时的散射比早期类型的恒星大3倍。我们讨论了几种机制，已被提出来解释的数据，包括离心剥离的电晕，并发现它们与观察到的趋势不一致。相反，我们认为，一个额外的参数与X射线活动和旋转是负责观察到的效果。UCD磁场的塞曼多普勒成像的结果和我们的同伴研究的无线电/X射线通量比的基础上，我们认为，这个参数是磁场拓扑结构，并在UCD X射线通量的大散射反映了两个发电机模式，产生不同的拓扑结构的存在。
2014-02-20 astro-ph.SR
Mid-Infrared Photometry of Cold Brown Dwarfs: Diversity in Age, Mass and Metallicity
本文给出了12颗极晚型T矮星的Spitzer IRAC测光结果，其中9颗有[3.6]、[4.5]、[5.8]和[8.0]测光，3颗只有[3.6]和[4.5]测光。我们调查的趋势与类型和颜色的规划和解释调查最冷的T或Y矮星。有效温度T_eff低于700 K的棕矮星在3um以上的波长处有一半以上的辐射，并且中红外辐射与近红外辐射的比值对T_eff非常敏感。颜色H-[4.5]是T_eff的一个很好的指标，对金属丰度和重力的依赖性相对较弱。相反，颜色H-K和[4.5]-[5.8]对金属丰度和重力敏感。因此，近红外和中红外测光为褐矮星的基本性质提供了有用的指标，如果温度和重力是已知的，那么质量和年龄可以从演化模型中确定。已知有12颗H-[4.5]>3.0且500< T_eff K < 800的矮星，我们详细研究了它们。这些矮星的年龄从非常年轻（0.1-1.0 Gyr）到相对较老（3-12 Gyr）不等。质量范围可能低至5个木星质量，高至70个木星质量。金属丰度范围也很大，从[m/H] -0.3到[m/H]+0.3。到目前为止，UKIRT红外深空巡天发现的少量T8-T9矮星似乎大多是年轻的低质量矮星。为了获得冷褐矮星的重要中红外数据，并发现更多的这些罕见的物体，需要对中红外空间任务warm-Spitzer和WISE进行扩展。（节录）
2010-01-06 astro-ph.SR
ODUSSEAS: A machine learning tool to derive effective temperature and metallicity for M dwarf stars
目标。M型矮星光谱参数的推导在恒星和系外行星表征领域具有重要意义。这项工作的目标是创建一个自动计算工具，能够快速和可靠地推导出的T $_{\mathrm{eff}}$和[Fe/H]的M矮星通过使用它们的光谱，可以得到不同的光谱仪具有不同的分辨率。方法. ODUSSEAS（Observing Dwarfs Using Stellar Spectroscopic Energy Absorgy-Absorption）基于对4000多条恒星吸收线的伪等效宽度的测量，并使用机器学习Python包“scikit-learn”来预测恒星参数。结果我们表明，我们的工具是能够准确地获得参数，具有高精度，具有约30 K的T $_{\mathrm{eff}}$和~0.04 dex的[Fe/H]的精度误差。对于分辨率在48000和115000之间并且SNR高于20的光谱，结果是一致的。
2020-02-21 astro-ph.SR
A Physically-Motivated Photometric Calibration of M Dwarf Metallicity
M矮星在V-K_s-M_Ks色星等图（CMD）上的位置与金属丰度有关。我们表明，以前的经验测光校准M矮金属利用这种相关性系统低估或高估金属在其范围的极端。我们从三个方面改进了以前的校准。我们利用来自Geneva-Copehnagen巡天（GCS）的F和G矮星的体积有限和运动学匹配样本来推断太阳邻域中M矮星的平均金属丰度，我们利用M矮星内部和大气的理论模型来确定金属丰度对V-K_s-M_Ks CMD中M矮星的影响，我们的最终校准完全基于具有M矮星伴星的FGK原色的高分辨率光谱学。其结果是，我们解释了一个数量级以上的校准样本的方差比以前的光度校准。我们非参数量化的观察，M矮星的主机系外行星优先在一个区域的V-K_s-M_Ks平面填充富含金属的M矮星的意义。我们发现，行星托管的M矮星分布在V-K_s-M_Ks CMD的概率p是P = 0.06 +/- 0.008场M矮星以同样的方式。有趣的是，拥有海王星和次海王星质量行星的M矮星子样本也可能优先位于由高金属丰度M矮星组成的V-K_s-M_Ks平面区域。这种偶然发生的概率是p = 0.40 +/- 0.02，这一观测结果暗示，在富含金属的M矮星周围可能更有可能发现低质量行星。在富含金属的M型矮星周围，低质量行星出现率的增加是行星形成的核心吸积模型的自然结果。（节略）
2010-06-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
A physically motivated and empirically calibrated method to measure effective temperature, metallicity, and Ti abundance of M dwarfs
对类太阳的F-、G-和K-型恒星进行详细化学分析的能力是一个强大的工具，具有许多应用，包括研究银河系的化学演化和限制行星形成理论。不幸的是，模拟较冷恒星大气的复杂性阻碍了对M矮星的类似分析。经验校准的方法来衡量M矮金属丰度从中等分辨率的光谱目前仅限于测量整体金属丰度和依赖于天体物理丰度的相关性在恒星星族。我们提出了一个新的，经验校准的合成M矮星光谱，可用于推断有效温度，铁丰度，钛丰度。我们用凯克II上的NIRSPEC获得了29 M矮星的高分辨率（R~ 25，000），Y波段（~1微米）光谱。使用PHOENIX恒星大气建模代码（版本15.5），我们生成了一个涵盖温度，金属丰度和α增强范围的合成光谱网格。从我们观察到的和合成的光谱，我们测量了多个Fe I和Ti I线的等效宽度和基于FeH带头的温度敏感指数。我们使用从广泛分离的太阳型同伴测量的丰度，以经验校准转换到观察到的指数和等效宽度，迫使协议与模型。我们的校准分别实现了60 K、0.1 dex和0.05 dex的Teff、[Fe/H]和[Ti/Fe]的精度，并且针对3200 K < Teff < 4100 K、-0.7 < [Fe/H] <+0.3和-0.05 < [Ti/Fe] <+0.3进行校准。这项工作是朝着M矮星的详细化学分析迈出的一步，其精度与FGK恒星相似。
2017-10-27 astro-ph.SR
The NLTE Barium Abundance in Dwarf Stars in the Metallicity Range of -1 < [Fe/H] < +0.3
本文给出了172颗金属丰度范围为-1< [Fe/H] <+0.3的矮星中考虑非LTE（NLTE）效应的钡丰度的测定结果，这些矮星按运动学判据被分配到不同的银河系亚结构中。我们使用了一个模型的Ba原子与31个级别的Ba I和101个级别的Ba II。用新的不透明度分布函数修改了ATLAS 9程序，计算了所研究恒星的大气模型。计算未混合Ba II（4554 A，5853 A，6496 A）的NLTE曲线，然后与观察到的曲线进行比较。也使用了6141 A线，但考虑到它与铁线的相关性。薄盘和厚盘中的平均钡丰度分别为0.01 +/- 0.08和-0.03 +/- 0.07。与Serminato等人（2009）的银河系化学演化计算进行了比较。Ba丰度与[Fe/H]的趋势表明，在薄盘和厚盘中存在复杂的钡生产过程。
2011-04-04 astro-ph.SR
Metallicity of M dwarfs II. A comparative study of photometric metallicity scales
恒星参数不容易从M矮星光谱中得到，这是由双原子和三原子分子的复杂带占主导地位，并没有很好地描述在逐线水平的大气模型。因此，M矮星的金属丰度通常是通过不太直接的技术获得的。最近的一些出版物提出的校准，提供了一个M矮星的金属丰度从它的Ks波段绝对星等和它的V-Ks颜色，但不同意在\pm 0.1 dex水平。我们比较了这些校准的23 M矮星的样本，我们选择了宽（> 5角秒）的同伴F-，G-或K-矮星的金属丰度测量均匀的规模，我们需要有V带测光测量优于\sim 0.03等。我们发现Schlaufman & Laughlin（2010）校准相对于我们的样本具有最低的偏移和残差，并使用我们改进的统计数据来略微改进该校准。与更严格地选择光度比以前的研究中，周围的校准的分散是远远超过[Fe/H]和光度的不确定性。这表明，剩余色散的起源是天体物理学的，而不是观测的。
2011-11-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
Quiescent nuclear burning in low-metallicity white dwarfs
我们讨论了具有极低金属丰度祖先（$Z=0.0001$）的富氢DA白矮星冷却序列中剩余核燃烧的影响。这些冷却序列适用于研究非常古老的恒星星族。这里介绍的结果是自洽的，完全进化计算的产物。具体来说，我们遵循的演化白矮星的祖先从零年龄的主序列通过所有的演化阶段，即核心氢燃烧阶段，氦燃烧阶段，和热脉冲渐近巨分支阶段的白矮星阶段。这是对最相关的主序星质量范围进行的，包括白矮星质量最常见的区间--从$0.53\, M_{\sun}$到$0.83\, M_{\sun}$。由于母星的金属丰度较低，白矮星在诞生时就有较厚的氢包层，导致其氢燃烧壳层比太阳系中的同类更强烈。我们研究了核反应仍然很重要的阶段，发现核能源在很长一段时间内起着关键作用，大大增加了标准白矮星模型预测的冷却时间。特别是，我们发现，对于这种金属丰度和白矮星质量小于约$0.6\, M_{\sun}$，核反应的主要贡献者恒星光度低至$\log(L/L_{\sun})\simeq -3.2$。反过来，这应该对低金属量恒星星族的白矮星光度函数有明显的影响。
2013-08-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
An Increase in Small-planet Occurrence with Metallicity for Late-type Dwarf Stars in the Kepler Field and Its Implications for Planet Formation
虽然巨行星的出现率随着主星金属丰度的增加而迅速上升，但目前还不清楚晚型矮星周围的小行星是否取决于主星的金属丰度。使用开普勒数据发布25行星候选名单及其完整性数据产品，我们探索行星的出现作为开普勒领域的晚型矮星恒星星族的金属丰度的函数。我们发现，行星的出现增加与金属丰度的所有行星半径$R_{\mathrm{p}}$下降到至少$R_{\mathrm{p}}\approx2~R_{\oplus}$和范围内的$2~R_{\oplus}\lesssim R_{\mathrm{p}}\lesssim 5~R_{\oplus}$行星出现尺度与金属丰度线性$Z$。外推我们的结果，我们预测，短周期行星与$R_{\mathrm{p}}\lesssim 2~R_{\oplus}$应该是罕见的早期M矮星与$\mathrm{[M/H]}\lesssim-0.5$或晚M矮星与$\mathrm{[M/H]}\lesssim+0.0$。这种依赖性的行星发生在开普勒领域中观察到的金属量强调需要控制金属量的估计行星发生的晚型矮星，如开普勒的K2扩展和凌日系外行星调查卫星（TESS）的目标。我们证实了理论预期的小行星出现-宿主恒星金属丰度关系是强的低质量恒星比太阳型恒星。我们确定，在开普勒场中晚型矮星周围行星的预期固体质量与它们的原行星盘中形成行星的固体总量相当。我们认为，这种高效率的行星形成有利于小行星吸积卵石吸积作…
2020-09-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
Metallicity Dependence of Giant Planets around M Dwarfs
本研究通过对比有无巨行星的M型矮星样本的均匀测量金属丰度，发现M型矮星巨行星偏好富金属宿主，热、温木星起源可能相似，且巨行星质量、行星数量及恒星光谱型与宿主金属丰度无显著关联。
2024-12-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
Constraining the solar neighbourhood age-metallicity relation from white dwarf-main sequence binaries
年龄-金属丰度关系是制约银盘化学演化的基本工具。在这项工作中，我们分析的观测特性，这种关系使用双星，没有相互作用的白矮星-从它我们可以得到系统的总年龄-和主序星-从它我们可以得到金属丰度跟踪的[Fe/H]丰度。我们的样本包括46个广泛分离，但未解决的光谱双星在斯隆数字巡天，189白矮星加上主序列共同自行对确定在第二次数据发布的盖亚。这是目前已确定其祖先金属丰度的最大的白矮星样本。我们发现一个平坦的年龄-金属丰度关系显示分散的[Fe/H]丰度约0.5德克斯周围的太阳金属丰度在所有年龄。这独立地证实了在以前的研究中发现的太阳附近的年龄和金属丰度之间缺乏相关性，这些研究集中在分析单个主序星和疏散星团。
2021-05-27 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
Absence of a Correlation between White Dwarf Planetary Accretion and Primordial Stellar Metallicity
本文通过宽双星系统中伴星金属丰度作为白矮星原初金属丰度的代理，比较受污染与未受污染白矮星的金属丰度分布，发现两者无显著差异且吸积率与金属丰度无显著趋势，表明巨行星并非白矮星吸积事件的主导原因。
2024-06-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
The NIR Ca II triplet at low metallicity - Searching for extremely low-metallicity stars in classical dwarf galaxies
近红外Ca II三重吸收线已被证明是本星系群中单个红巨星分支恒星的定量光谱学的重要工具，提供了更好地了解银河系和矮星系中恒星的金属丰度，从而有机会限制其化学演化过程。这个领域中一个有趣的谜题是，使用这种技术在银河系周围的经典矮星系中发现了[Fe/H]=-3以下的极度贫金属恒星。问题是这些恒星是否真的不存在，或者用于研究这些系统的经验Ca II三重态方法是否偏向于低金属量区域。在这里，我们提出的合成光谱分析的Ca II三重态，这是集中在更好地了解低金属量巨星的光谱测量的结果。当[Fe/H]<-2时，我们的结果开始严重偏离广泛使用的线性经验校准。我们为Ca II三重态研究提供了一种新的校准，其在-0.5<[Fe/H]<-4时有效。随后，我们应用这种新的校准到目前的数据集，并建议经典矮星系是不是那么缺乏极低金属丰度的恒星，因为以前认为。
2010-04-28 astro-ph.CO astro-ph.SR
Metallicity of M dwarfs: the link to exoplanets
M型矮星的恒星参数的确定在星系天文、恒星天文和行星天文学领域具有重要意义。M星是研究最少的银河系组成部分，就其基本参数。然而，它们是银河系中数量最多的恒星，并贡献了银河系总（重子）质量的大部分。特别是，我们对它们的金属丰度感兴趣，以便研究恒星与行星的联系并改进行星参数。作为初步结果，我们提出了Bonfils等人（2005年），Johnson & Apps（2009年）和Schlaufman & Laughlin（2010年）的金属丰度校准测试，使用了17个具有精确V波段测光的新样本。
2011-01-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
The White Dwarfs of the Old, Solar Metallicity Open Star Cluster Messier 67: Properties and Progenitors
古老的太阳金属量疏散星团Messier 67一直被认为是研究和理解太阳型恒星结构和演化的关键。对于恒星残骸来说也是如此--M67的白矮星种群为理解和解释白矮星种群和演化提供了至关重要的观测数据。在这项工作中，我们确定白矮星的质量，并推导出他们的祖先恒星质量使用高信噪比光谱的温暖（$\gtrsim10,000$ K）DA白矮星在集群。由此，我们能够推导出每个白矮星在初始-最终质量关系中的位置，以及平均$M_{\mathrm WD} = 0.60\pm 0.01 M_{\odot}$和祖先质量$M_i = 1.52\pm 0.04 M_{\odot}$。这些值是完全符合最近发表的线性和分段线性拟合的半经验的初始-最终质量关系，并提供了一个至关重要的，精确的锚点的初始-最终质量关系的太阳金属丰度，低质量的恒星。M67白矮星的平均质量也与局部场白矮星质量分布中的尖锐窄峰相一致，这表明大多数新近形成的场白矮星来自质量为$\approx 1.5 M_{\odot}$的恒星。我们的研究结果，使更精确的建模编码的领域WD质量分布的银河系恒星形成率。
2021-03-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Ensemble Properties of the White Dwarf Population of the Old, Solar Metallicity Open Star Cluster Messier 67
白矮星是研究低质量和中等质量恒星生命终结问题的绝佳工具，而古老的太阳金属丰度疏散星团Messier 67是研究太阳型恒星恒星演化的可靠实验室。在本文中，我们提出了一个详细的光谱研究，（M_g < 12.4）白矮星，结合之前发表的自行成员测定，我们确定了一个干净的，有代表性的星团白矮星样本，包括13个以氢为主的成员，其中至少有一个是候选的双简并，和5个以氦为主的成员。使用这个样本，我们测试围绕太阳型恒星的恒星演化的最后阶段的多个预测。特别是，~1.5太阳质量的恒星损失的综合质量的随机性小于白矮星残余质量的7%。我们确定了可能是由双星演化产生的白矮星，包括至少一个蓝离散星遗迹和两个氦核白矮星。我们没有观察到一个显着的人口的氦核心白矮星形成的增强质量损失的红巨星分支的集群。白矮星大气成分的分布是完全一致的领域，限制了提出的机制，抑制氦大气白矮星形成的星团。简而言之，Messier 67的白矮星数量与太阳金属丰度恒星的单星和多星恒星演化理论的基本预测完全一致。
2018-07-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
The age-metallicity relation in the solar neighbourhood from a pilot sample of white dwarf-main sequence binaries
年龄-金属丰度关系（AMR）是理解银河系盘如何形成和演化的基本观测约束。然而，目前还没有一个协议的观测性能AMR的太阳附近，主要是由于难以获得准确的恒星年龄的个别领域的明星。我们已经开始了一项观测活动，通过使用宽白矮星-主序星（WDMS）双星来提供急需的观测输入。白矮星是天然的时钟，可以用来推算准确的年龄。金属丰度可以从主层序伴生物中获得。由于白矮星和主序星的祖先是同时诞生的，WDMS双星提供了一个独特的机会，以观测约束在一个强大的方式AMR的属性。在这项工作中，我们提出了AMR来自分析的试点样本23 WDMS双星，并提供明确的观测证据，年龄和金属丰度之间缺乏相关性，在年轻和中间年龄（0-7 Gyrs）。
2016-08-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
The metallicity distribution in the core of the Sagittarus dwarf spheroidal: minimising the metallicity biases
我们目前的金属丰度和径向速度为450个真正的成员人马座矮球状（Sgr dSph）星系，测量高分辨率（R~18000）FLAMES@VLT光谱。这些目标是经过仔细挑选的：（a）对Sgr dSph主体的核心进行取样，同时避免中央恒星核的污染;（b）根据盖亚视差和自行选择目标，以防止金属丰度分布出现任何偏差。所有的靶都被确定为径向速度构件。我们用这个样本来推导第一个金属丰度分布的核心的Sgr dSph几乎不受金属丰度偏差。观测到的分布范围从[Fe/H]~ -2.3到[Fe/H]~ 0.0，在[Fe/H]~ -0.5附近有一个强的、对称的、相对窄的峰，以及一个弱的、延伸的贫金属尾，只有13.8 +/-1.9%的恒星的[Fe/H]<-1.0。我们确认以前的证据之间的相关性的化学和运动学性质的恒星在核心的Sgr。在我们的样本恒星中，[Fe/H]>= -0.6的恒星比[Fe/H]<-0.6的恒星显示出更低的速度色散和更高的旋转振幅，证实了之前关于该系统祖星盘/晕结构的建议。
2022-11-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Measuring the alpha-abundance of subsolar-metallicity stars in the Milky Way's central half-parsec: testing globular cluster and dwarf galaxy infall scenarios
虽然银河系核心星团已经被广泛研究，但它是如何形成的还不确定。研究表明，它包含一个太阳和超太阳的金属丰度人口，可能已经形成的现场，随着太阳下的金属丰度人口，可能已经形成了通过合并的球状星团和矮星系。恒星丰度测量对于区分不同的形成情景至关重要。我们提出了新的测量[ $M/H$ ]和$α$ -元素丰度[ $α/Fe$ ]的两个太阳下的金属量恒星在银河系中心。这些观测是用自适应光学辅助高分辨率（R= 24，000）光谱仪NIRSPEC在K波段（1.8 - 2.6微米）进行的。这是第一次对银河系核星团中亚太阳金属丰度恒星的$α$元素丰度进行测量。我们测量[ $M/H$ ]= $-0.59\pm 0.11$，[ $α/Fe$ ]= $0.05\pm 0.15$和[ $M/H$ ]= $-0.81\pm 0.12$，[ $α/Fe$ ]= $0.15\pm 0.16$的两颗恒星在银河系中心的不确定性占主导地位的光谱模板的系统不确定性。恒星的[$α/Fe$]介于球状星团和矮星系的[ $α/Fe$ ]之间，具有相似的[ $M/H$ ]值。它们的丰度与核星团中的大部分恒星非常不同。这些结果表明，银河系核星团中的亚太阳金属丰度群体可能起源于下落的矮星系或球状星团，不太可能在原地形成。
2021-12-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
The effects of $^{22}$Ne sedimentation and metallicity on the local 40 pc white dwarf luminosity function
通过研究不同银河系金属丰度模型下的情景，分析了$^{22}$ Ne的沉积作用对本地白矮星光度函数的影响。我们利用一个最新的人口合成代码的基础上蒙特卡罗技术来获得合成光度函数。恒定太阳金属丰度模型不能同时再现白矮星光度函数的峰值和截止值。由于$^{22}$ Ne沉降而释放出的额外能量，使更多的物体堆积在光度函数暗端的较亮的仓中。一个单一的爆发厚盘人口的贡献增加了恒星的数量，在星等间隔为中心的$M_{\rm bol}=15.75$。在所研究的金属丰度模型中，遵循Twarog轮廓的模型是一次性的。我们的最佳拟合模型时，周围的太阳能金属丰度值的分散被认为是随着$^{22}$ Ne沉降模型，厚盘的贡献和年龄的薄盘的$8.8\pm0.2$陀螺仪。我们的人口合成模型是能够再现本地白矮星光度函数与高度的精度时，在太阳值模型周围的金属丰度分散。尽管$^{22}$ Ne沉降的影响很小，厚盘种群的贡献也很小，但它们都有助于更好地拟合白矮星光度函数的峰值和截止区域。
2019-06-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
