The Globular Cluster System of NGC 5128: Ages, Metallicities, Kinematics, and Structural Parameters
本文综述了我们最近对NGC 5128的球状星团系统的研究。首先，我们已经获得了低分辨率，高信号噪声光谱的72球状星团使用Gemini-S/GMOS获得的年龄，金属丰度，和α富集的金属贫乏和金属丰富的球状星团子种群的水平。其次，我们已经探索了超过560个球状星团的径向速度测量的旋转签名和速度色散的星系晕。我们还比较了这些性质对银河中心距离、球状星团年龄和金属丰度的依赖性。用球状星团作示踪天体，分析了NGC 5128的质量和M/L比。最后，我们测量了570多个球状星团的结构参数，如半光半径，从一个极好的1.2平方度麦哲伦/IMACS图像。我们将介绍这些研究的结果，并讨论与NGC 5128形成和演化的联系。
2009-12-18 astro-ph.GA
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
Measuring M31 globular cluster ages and metallicities using both photometry and spectroscopy
该研究结合测光与近红外钙三线光谱约束金属丰度，测量M31球状星团年龄，发现子结构晕星团更年轻、金属丰度更高，支持平滑晕更早形成。
2024-01-25 astro-ph.GA
Constraining the Metallicities of Damped Ly$α$ Systems Using Extinction Curves
本文提出了一种新的方法，利用观测到的消光曲线来约束高红移阻尼Ly $α$（DLA）吸收体的金属丰度。这是第一次采用这种方法来限制河外吸收体的金属丰度。为了证明我们的方法，我们使用的光谱的13个类星体和伽玛暴DLA吸收沿其视线检测。通过使用Kramers-Kronig（KK）关系，它涉及到每个氢核子的尘埃所占的总体积的波长积分消光，我们设置了一些强大的金属丰度的DLAs的下限。所得下限均与文献中的DLA金属丰度一致。GRB消光曲线呈现出非常强的2175 A消光凸点.我们试图约束金属量的GRB DLA的GRB消光曲线建模使用灰尘模型与两个（石墨和硅酸盐）和三个（PAH，氢化无定形碳，硅酸盐）灰尘成分。双组分模型得出的金属度为$Z\sim$ $-$ 0.45，而三组分模型得出的金属度为$Z\sim$ $-$ 0.50。另一方面，该DLA的KK方法的下限为$Z\ge$ $-$ 0.60。用2175 A消光凸点和测量的DLA金属丰度对消光曲线的大样本进行建模将允许KK和模型依赖方法之间的彻底比较。在DLA的金属性的精确测量是不可能的情况下（例如，由于重要的吸收线的饱和），本文中提出的方法可以用来约束的金属性。
2021-01-07 astro-ph.GA
Constraining the metallicities, ages, star formation histories, and ionizing continua of extragalactic massive star populations
我们利用61个恒星形成星系的远紫外恒星连续谱来推断大质量恒星的星族性质：其中42个是用HST观测到的低z星系，19个来自Megasaura样本的z~2星系。我们适合每个恒星连续与线性组合多达50个单一的年龄和单一的金属丰度Starburst 99模型。从这些拟合，我们得到轻加权年龄和金属丰度，这与恒星风和光球光谱特征，并推断电离连续谱的光谱形状和强度。推断的轻重量恒星金属丰度跨度为0.05-1.5 Z $_\odot$，与测量的星云金属丰度相似。我们量化的电离连续使用的比率在900度的电离通量在1500度的非电离通量，并证明了这个比例的演化与恒星年龄和金属丰度使用理论单爆发模型。这些单一爆发模型只匹配一半样本的推断电离连续，而另一半则由恒星年龄的混合物描述。混合年龄人口产生更强和更硬的电离光谱比连续的恒星形成的历史，但与以往的研究，假设恒星形成不变，有类似的恒星和星云的金属丰度。恒星星族年龄和金属丰度以不同的和可区分的方式影响远紫外连续谱;假设恒星形成历史不变会降低诊断能力。最后，我们提供了简单的处方，以确定电离光子产生效率（$ξ_{ion}$）的恒星星族的属性。$ξ_{ion}$有一个log（$ξ_{ion})=24.4-25.7$ Hz erg $^{-1}$）的范围，它取决于恒星的年龄、金属丰度、恒星形成历史和双星演化的贡献。这些恒星星族性质必须通过观测来确定，以确定大质量恒…
2019-05-10 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
Photometric metallicity for 694233 Galactic giant stars from Gaia DR3 synthetic Stromgren photometry. Metallicity distribution functions of halo sub-structures
本研究利用Gaia DR3合成斯特龙格伦测光，通过两种定标方法为694233颗巨星推导光度金属丰度，验证其准确性，并用于揭示银河系晕亚结构的金属丰度分布。
2023-04-21 astro-ph.GA
The SAMI Galaxy Survey: the drivers of gas and stellar metallicity differences in galaxies
气相氧丰度和恒星金属丰度的结合可以为我们提供独特的见解星系的金属富集的历史。在这项工作中，我们比较了恒星和气相金属丰度测量1 $R_{e}$孔径的472恒星形成星系的SAMI星系巡天提取的代表性样本。我们确认，恒星和星际介质（ISM）的金属丰度是强相关的，与散射$\sim$ 3倍小于在以前的作品中发现的，和集成的恒星星族一般更贫金属比ISM，特别是在低质量星系。两种金属丰度之间的比率与几个综合星系属性密切相关，包括恒星质量，特定的恒星形成率和引力势代理。然而，我们表明，这些趋势主要是一个后果：（a）不同的恒星形成和金属富集的星系的历史，和（b）的事实，而恒星金属丰度跟踪主要是铁富集，气相金属丰度指标校准到富氧的ISM。事实上，一旦两种金属丰度转换为相同的“元素基础”，我们的所有趋势都变得明显减弱。有趣的是，气体与恒星金属丰度之比总是低于简单闭箱模型的预期值，这需要流出和流入在整个恒星质量范围内的富集历史中发挥重要作用。这项工作突出了恒星和气相金属丰度之间复杂的相互作用，并显示如何照顾必须采取比较它们约束模型的星系形成和演化。
2021-11-23 astro-ph.GA
The MUSE Atlas of Disks (MAD): Resolving Star Formation Rates and Gas Metallicities on < 100pc Scales
利用MUSE星系图集（MAD）中观测到的38个邻近的$\sim10^{8.5-11.2}$ M $_\odot$恒星形成主序星（SFMS）星系，研究了局部盘中电离气体的物理性质。具体来说，我们使用所有强发射线在MUSE波长范围4650-9300飞秒调查解决电离气体的性质$\sim$ 100 pc规模。这种空间分辨率使我们能够在计算恒星形成区的气体金属丰度和恒星形成率（SFR）时将HII区与弥漫电离气体（DIG）区分开。气体金属丰度一般随半径的增大而减小。HII区的金属丰度平均比DIG区高$\sim$ 0.1 dex，但两个组成部分的金属丰度径向梯度相似。内星系核的平均金属丰度与星系的总恒星质量相关。在我们的<100 pc尺度上，我们发现了之前在kpc尺度上报道的两种相关性：空间分辨质量-金属丰度关系（RMZR）和空间分辨SFMS（RSFM）。我们发现没有二级依赖的RMZR与SFR密度。我们发现，这两个解决的关系有一个本地的起源，因为它们不依赖于恒星的总质量。本文的观测结果与星系盘由内向外生长的假设是一致的。
2019-01-14 astro-ph.GA
Radial velocities and metallicities from infrared Ca II triplet spectroscopy of open clusters: Berkeley 26, Berkeley 70, NGC 1798, and NGC 2266
背景：疏散星团是研究银盘形成和演化的理想试验粒子。然而，具有关于其径向速度和化学成分的信息的星系团的数量在很大程度上仍然不足。目的：我们试图通过光谱学的径向速度和金属丰度的测定来增加疏散星团的数量。研究方法：我们用西班牙穆查丘斯天文台2.5米艾萨克牛顿望远镜的IDS长缝摄谱仪获得了四个疏散星团中几颗恒星红外Ca II三线态（~ 8500 nm）区域的中分辨率光谱（R~8000）。径向速度是通过将观测到的光谱与两个模板星的光谱互相关得到的。我们使用的红外钙II线和金属丰度的强度之间的关系，在文献中得到的金属含量的每个集群。结果如下：我们提供了疏散星团Berkeley 26，Berkeley 70，NGC 1798和NGC 2266的径向速度和金属丰度的第一个光谱测定。我们得到<V_r>=68 $\pm$ 12，-15 $\pm$ 7，2 $\pm$ 10，和-16 $\pm$ 15 km s $^{-1}$分别为伯克利26，伯克利70，NGC 1798，和NGC 2266。对于Berkeley 26，我们推导出[Fe/H]=-0.35 $\pm$ 0.17 dex的金属丰度。伯克利70的太阳金属丰度为[Fe/H]=-0.01 $\pm$ 0.14 dex，而NGC 1798的金属含量略低，为[Fe/H]=-0.12 $\pm$ 0.07 dex。最后，我们推导出NGC 2266的金属…
2012-07-13 astro-ph.GA
The Ages and Metallicities of the Globular Clusters in the Sparkler
本文使用 MCMAME 代码重新分析了 The Sparkler 星系中球状星团的测光数据，发现其年龄和金属丰度在 1σ 内一致，并证实该星团群体追踪了星系的自增丰历史。
2023-06-20 astro-ph.GA
Slow-then-rapid quenching as traced by tentative evidence for enhanced metallicities of cluster galaxies at z~0.2 in the slow quenching phase
我们探索了7个来自LoCuSS的z~0.2的星系团，其中1965个来自ACReS Hectospec调查的星系团成员的光谱覆盖了一个区域，该区域对应于每个星系团的大约三个维里半径。我们测量的五个发射线的集群成员的通量，使我们能够明确地获得O/H气体金属丰度，也SFR消光校正Halpha通量。我们比较我们的星系团的样本与现场样本的705个星系在类似的红移观察Hectospec。我们发现，恒星形成的星系团和场星系在一个给定的质量箱中显示出相似的中值比SFR，但它们的O/H值在投影半径R<R200时比在较大半径和场中的星系位移到更高的值。与金属性-SFR-质量模型预测的流入气体的比较表明，当星系通过R~R200时，通过停止气体的流入而开始扼杀的慢淬灭情景。R200内部星系团成员的金属丰度因此增加，但它们的SFR在一段时间内几乎不受影响，因为这些星系消耗了可用的盘气体。我们使用的恒星形成的星系团的星系团中心半径的函数相比，从千年模拟的预测，限制淬火时间尺度为1-2Gyrs的分数。这与先慢后快的猝灭方案一致。当星系通过R200时，气体流入停止时，缓慢淬火（扼杀）开始，在这个阶段中，星系团仍在形成恒星，但它们显示出金属丰度升高，追踪正在进行的淬火。这个阶段持续1-2Gyrs，同时星系向星系团更密集的内部区域移动，然后是一个“快速”阶段：由于向星系团中心的冲压压力增加，恒星形成迅速完全熄灭，这也…
2018-11-24 astro-ph.GA
The reliability of gas-phase metallicities immediately adjacent to non-star-forming spaxels in MaNGA
本研究评估MaNGA中与non-SF spaxel相邻的spaxel气相金属丰度偏差，发现基于[NII]₆₅₈₄/Hα的校准会因相邻non-SF spaxel出现金属丰度偏高偏移，建议用更严格BPT截断或非[NII]₆₅₈₄/Hα校准获取干净样本。
2024-12-06 astro-ph.GA
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$\simeq 0…
2019-05-22 astro-ph.GA
Young stars and ionized nebulae in M83: comparing chemical abundances at high metallicity
本文给出了富金属旋涡星系M83中14颗A型超巨星的光谱。我们得到了恒星参数和金属丰度，并测量了光谱距离模m-M = 28.47 ± 0.10（4.9 ± 0.2Mpc），与其它方法一致.我们使用恒星的特征金属丰度的M83和其他系统来讨论一个版本的星系质量金属丰度关系，是独立的分析星云发射线和相关的系统的不确定性。我们重现的径向金属丰度梯度的M83，这在大半径，与化学演化模型，约束气体流入和流出的过程。我们进行了比较分析的金属丰度，我们来自恒星光谱和公布的HII区线通量，利用直接的，基于Te的方法和不同的强线丰度诊断。直接丰度与恒星的金属丰度相对较好的协议，一旦我们应用一个适度的修正星云的氧丰度由于耗尽到尘埃。流行的经验校准强线诊断往往提供星云丰度低估恒星金属丰度以上的太阳值~0.2德克斯。这一结果可能与难以选择高金属丰度的校准样品有关。Pettini和Pagel校准的O3 N2方法与我们的恒星金属丰度最吻合。我们证实，金属复合线产生星云丰度同意恒星丰度高金属系统，但发现证据表明，在更多的金属贫乏的环境中，他们往往低估了恒星金属丰度的一个显着的量，相反的行为的直接方法。
2016-07-22 astro-ph.GA
Refining open cluster parameters with Gaia XP metallicities
Radboud University（拉德堡德大学）；Leiden University（莱顿大学）；University of Groningen（格罗宁根大学）
本文利用 Gaia XP 低分辨率光谱金属丰度结合等龄线拟合与近似贝叶斯计算，对 20 个疏散星团测定年龄、距离模量和消光，证明该方法可打破年龄-金属丰度简并，达到与高分辨率光谱相当且优于纯测光神经网络方法的精度。
2025-10-12 astro-ph.GA
Metallicity Estimation of Core-Collapse Supernova HII Regions in Galaxies within 30 Mpc
本文介绍了在30 Mpc的光度距离内对核塌缩超新星（SNe）的局部HII环境金属丰度进行测量。在艾萨克牛顿望远镜上观测到76个目标，使用N2和O3 N2强发射线方法可以测量65个目标的环境金属丰度。Ib型和Ic型SNe的环境金属丰度的累积分布函数（CDF）比IIP型更倾向于高金属丰度，但Ic型也存在于低金属丰度，而Ib型则不存在。Ib型的频率分布比Ic和IIP分布窄（标准差$\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
Cluster induced quenching of galaxies in the massive cluster XMMXCSJ2215.9-1738 at z~1.5 traced by enhanced metallicities inside half R200
我们用Halpha和[NII]的KMOS光谱探测了z~1.5的大质量星系团XMMXCSJ2215.9-1738，覆盖了一个维里半径的区域。利用已发表的108个星系的光谱红移，我们计算了星系在投影速度与位置相空间中的位置，将我们的星系团样本分成一个维里化的区域，该区域是较长时间前（大约在R200的一半以内）吸积的物体和一个落星系区域。我们测量了10个星系团星系的氧丰度与检测到的[NII]线在个别星系光谱和比较的MZR的星系内的一半R200与落星系和现场样品在类似的红移。我们发现，在各自的恒星质量，较高的本地SDSS金属丰度值的单个z~1.5恒星形成星系团内的一半R200的氧丰度是可比的。我们发现，[NII]/H α线内的一半R200的比率高0.2德克斯和星系团的内部部分的星系的合成金属丰度高约0.1德克斯，在一个给定的质量，比落星系和场星系在z~1.5的金属丰度。在R200内z~1.5的星系团星系的金属丰度增强表明，在这个大质量的星系团中的ICM的密度变得足够高的集群中心，使冲压压力超过了星系团星系的热气库的恢复压力。这可以消除引发猝灭的气体库;尽管星系继续形成恒星，尽管速率略低，使用盘中未剥离的可用冷气体。
2019-05-02 astro-ph.GA
Two stellar populations with different metallicities in the low-mass globular cluster Gran 5
本研究对银心附近的低质量球状星团Gran 5开展高分辨率近红外观测，首次在该类天体中发现两个不同金属丰度的恒星族，且其化学动力学性质符合原位星团特征，为理解球状星团演化提供新线索。
2024-10-28 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
Population gradients and photometric metallicities in early- and transition-type dwarf galaxies: Clues from the Sculptor group
我们专注于解决恒星星族的早期和四个过渡型矮星系的玉夫座集团，目的是研究潜在的存在的人口梯度和限制其平均金属丰度。我们使用深HST图像来构建CMD，从中我们选择跟踪不同演化阶段的恒星星族，以限制它们的年龄和金属丰度范围，以及检查它们的空间分布。此外，我们使用RGB中的解析恒星来推导光度金属丰度。所有被研究的矮星都包含年龄为~1Gyr和更老的中等年龄恒星，由明亮的渐近巨星分支和红团星追踪，而过渡型矮星也包含年龄小于~1Gyr的恒星，由年轻的主序星和垂直红团星追踪。此外，追踪不同演化阶段的恒星的空间分布在所有过渡型矮星中显示出人口梯度。假设纯粹是古老的恒星星族，推导出的误差加权平均金属丰度范围从ESO 294-G 010的-1.5dex到Scl-dE 1的-1.9dex，应该被认为是它们真实金属丰度的下限。假设中间年龄的恒星星族占主导地位的矮星，我们得出的金属丰度的上限是0.3至0.2德克斯高于假设纯粹的老人口的金属丰度。我们讨论了光度金属丰度梯度如何受到年龄金属丰度简并度的影响，这阻碍了关于其实际存在的强有力的结论。最后，过渡型矮星位于其最近的明亮星系的维里半径之外，这也是LG过渡型矮星所观察到的。Scl-dE 1是我们样本中唯一的dSph，并且是潜在形态距离关系中的异常值，类似于LG，Tucana和Cetus的两个孤立的dSph。
2013-05-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Contrasting evolutionary pathways of fast- and slow-rotating galaxies in the green valley
INAF-Osservatorio Astronomico di Brera（意大利国家天体物理研究所布雷拉天文台）；INAF - Osservatorio Astronomico di Capodimonte（意大利国家天体物理研究所卡波迪蒙特天文台）；Centro de Astrobiología (CAB), CSIC-INTA（西班牙国家科学技术研究委员会-国家航空技术研究所天体生物学中心）
研究通过SDSS-IV/MaNGA调查数据，比较绿色谷星系中快速和慢速旋转星系的金属licity差异，揭示其不同的演化路径，包括恒星形成历史和化学丰度变化。
2026-03-18 astro-ph.GA
Metallicities and ages for 35 star clusters and their surrounding fields in the Small Magellanic Cloud
在这项工作中，我们研究了小麦哲伦云（SMC）中的35个星团，以提供它们的平均金属丰度和年龄。我们还提供了平均金属周围的集群领域。我们使用Strömgren测光获得的4.1米SOAR望远镜，并利用$(b - y)$和$m1$的颜色，其中有一个金属丰度校准的文献。利用Strömgren光度测量结果研究了SMC中星系团的金属丰度和年龄的空间分布。我们证实了早期的观测结果，即更年轻，更富含金属的星团集中在星系的中心区域，而更老，更贫金属的星团位于离SMC中心更远的地方。我们构建的年龄-金属丰度关系的研究集群和发现良好的协议与理论模型的化学富集，并与其他文献年龄和金属丰度值为这些集群。我们还提供了平均金属丰度的老的和年轻的人口的场星周围的集群，并发现后者是在很好的协议与最近的研究SMC造父变星人口。最后，为这项研究获得的斯特伦格伦测光公开。
2021-04-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemodynamic evolution of dwarf galaxies in tidal fields
质量-金属丰度关系表明，质量最小的星系具有最低的金属丰度。由于大多数矮星系都处于群体环境中，潮汐等相互作用可能会导致这种趋势。我们进行了一系列的光滑粒子流体动力学（SPH）模拟的矮星系在外部潮汐场的金属丰度和金属丰度梯度的影响，研究潮汐。在我们模拟的星系中，引力不稳定性将气体向内驱动，并产生集中的恒星形成和显着的金属丰度梯度。强烈的潮汐可能会导致这些不稳定性，但它们的主要作用是剥离外部的低金属含量气体，产生一个具有大金属含量的截断气盘。这表明潮汐对质量-金属丰度关系的作用是将矮星系移动到更高的金属丰度。
2016-08-24 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
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
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
The MOSDEF Survey: Direct-Method Metallicities and ISM Conditions at $z\sim1.5-3.5$
我们目前的探测[OIII] $λ$ 4363和直接方法金属丰度的恒星形成星系在$z=1.7-3.6$。我们结合新的测量从MOSFIRE深演化场（MOSDEF）调查与文献来源，构建一个样本的18个星系的直接方法金属丰度在$z>1$，跨越$7.5<1$ 2+log（O/H $)<8.2$和log（M $_*$ /M $_{\odot})=7-10$。我们发现，强线校准的基础上本地类似物的高红移星系可靠地再现平均$z>1$样本的金属丰度。我们纯粹基于直接方法O/H在$z>1$上构建了第一个质量-金属丰度关系，找到了与强线结果一致的斜率。直接方法O/H在固定M $_*$和SFR下通过$\lesssim0.1$ dex从$z\sim0-2.2$演化。我们采用光电离模型来约束高红移样品的电离参数和电离光谱。恒星模型与超太阳O/Fe和大质量恒星的二元演化需要重现所观察到的强线比。我们发现$z>1$样品符合电离参数与O/H之间的$z\sim0$关系，表明该关系没有从$z\sim0$演化到$z\sim2$。这些结果表明，从本地激发序列的这个样本的强线比的偏移驱动主要是由一个更硬的电离光谱在固定的星云金属丰度相比，是典型的在$z\sim0$，自然解释了超太阳O/Fe在高红移所造成的快速形成的时间尺度。鉴于我们的$z>1$样本的极端性质，代表性的$z\sim2$星系样本在$\sim10^{10}$ M …
2019-10-26 astro-ph.GA
Metallicities of Outer Halo M31 Globular Clusters from Integrated Light Calcium-II Triplet Spectroscopy
本文介绍了仙女座星系M31外晕中GC的[Fe/H]比，基于中等分辨率，积分光（IL）光谱的钙-II三重态（CaT）线。CaT强度通过拟合Voigt轮廓线和整合这些轮廓来测量;定义的带通的整合也被考虑。[Fe/H]比使用CaT线强度的经验校准来确定，如从先前在高分辨率下研究的M31 GC的另一个样品得到的。新GC的[Fe/H]比表明，外晕GC确实比典型的内晕GC更贫金属，尽管有几个更富金属的GC看起来是从矮卫星吸积而来的。这些GC的金属丰度也对外晕的子结构的性质和创建该子结构的矮卫星产生了重要的限制。
2022-03-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Temperature Structure and Metallicity in H II Regions
H II区重元素的碰撞激发线（CEL）所暗示的金属丰度系统地低于复合线（RL）所暗示的金属丰度的2倍，从而在任何恒星形成星系的星际介质的金属丰度推断中引入了相同数量级的不确定性。对这种差异的大多数解释是基于CEL和RL对电子温度的不同敏感性，并调用一些额外的加热机制，在电离区域产生温度波动，或者在富含金属的包裹体中加入冷气体，或者被宇宙射线或X射线电离。这些解释将改变电离气体的温度结构，从简单的光电离模型预测的温度结构，并根据哪一个是正确的，将意味着不同的金属发射气体。我们选择了9个H II区域与观察到的光谱的高品质，并表明，简单的模型与金属丰度接近的氧CELs所暗示的容易再现其温度结构，测量与Te（[N II]）/Te（[O III]），和他们的氧CELs发射。我们讨论了强烈的约束，这种协议的地方可能的解释的差异，并建议最简单的解释，即错误的线重组系数的因素~2，可能是正确的。在这种情况下，CEL将提供金属丰度的最佳估计值。
2009-12-02 astro-ph.GA
Optically-thick Structure in Early B Type Supergiant Stellar Winds at Low Metallicities
本文利用哈勃望远镜ULLYSES计划的紫外光谱，证明可从单历元光谱识别低金属丰度下早期B型超巨星星风结构，发现结构 prevalence 与金属丰度正相关，但与有效温度和终端速度无关，为约束大质量恒星质量损失率提供了新手段。
2024-01-02 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
Modeling the Ages and Metallicities of Early-Type Galaxies in Fundamental Plane Space
最近的观测通过跟踪恒星星族参数、年龄和金属丰度与进入基本面的结构参数、半径和速度色散σ之间的相关性来探测附近椭圆星系的形成历史。这些研究发现了这四个参数之间有趣的相关性。在这项工作中，我们利用一个半解析模型，从Bolshoi宇宙学模拟提取的晕合并树的基础上，预测的结构特性的球状主导星系的分析模型的基础上，已被测试和校准对一个广泛的套流体动力学+N体二进制合并模拟。我们预测的半径，西格玛，光度，年龄和金属的球状为主的星系，使我们能够直接比较观察。我们的模型预测了早期型星系的年龄和西格玛之间的强相关性，年龄和半径之间没有显着的相关性，与观测结果一致。此外，我们预测金属丰度和西格玛之间的强相关性，金属丰度和半径之间的弱相关性，与观测定性一致。我们发现，与西格玛的相关性出现作为一个结果，西格玛和星系组装时间之间的强联系。较小的合并会产生半径的较大变化，而sigma几乎相同，这解释了半径的较弱趋势。
2014-07-08 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
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
Enhanced gas-phase metallicities and suppressed outflows for galaxies in a rich cluster core at cosmic noon
本研究利用 Keck/MOSFIRE 光谱观测发现，宇宙正午时期富星系团核心中星系的气相金属丰度增强且外流受抑制，揭示了气体吸积模式从冷流向热模式的转变。
2025-06-01 astro-ph.GA
Stellar Ages and Metallicities of Central and Satellite Galaxies: Implications for Galaxy Formation and Evolution
利用一个大型SDSS星系群星表，我们研究了恒星年龄和中心星系和卫星星系的金属丰度如何依赖于恒星质量和晕质量。我们发现卫星比相同恒星质量的中心更古老且金属含量更丰富。此外，年龄-恒星质量和金属度-恒星质量关系的斜率在密度较大的环境中变浅。这是由于低质量卫星星系的平均年龄和金属丰度随着它们所在的晕的质量而增加。与Wang et al.（2008）的半解析模型的比较表明，它成功地再现了卫星比相同恒星质量的中心更老的事实，并且年龄差异随着卫星晕质量的增加而增加。这是扼杀的结果，它使卫星的恒星星族被动地进化，而中心恒星的长期恒星形成活动使它们的平均年龄更年轻。在质量更大的环境中，所产生的年龄偏移更大，因为它们的卫星更早地被吸积。然而，该模型未能再现晕质量的低质量卫星的金属丰度的依赖性，产生的金属丰度恒星质量和年龄恒星质量的关系是太浅，并预测卫星星系具有相同的金属丰度中心相同的恒星质量，在不同意的数据。我们认为，这些差异可能表明需要（i）修改超新星反馈和活动星系核反馈的配方，（ii）使用更现实的描述扼杀，（iii）包括适当的处理潮汐剥离，加热和卫星星系的破坏。[摘要]
2009-12-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
CLASH-VLT: Strangulation of cluster galaxies in MACSJ0416.1-2403 as seen from their chemical enrichment
我们用CLASH-VLT巡天的VIMOS/VLT光谱探测了z = 0.3972的前沿场星系团MACS J0416.1 - 2403，该星系团覆盖了几乎三个维里半径的区域。我们测量通量的5个发射线的76个集群成员，使我们能够毫不含糊地获得O/H气体金属丰度，也SFR从Halpha。对于中等质量，我们发现一个类似的分布的集群和场星系的MZR和质量与sSFR图。与盘状星系相比，膨胀主导的星系团星系平均具有较低的sSFR和较高的O/Hs。我们使用的位置的星系在投影速度与位置相空间分离我们的集群样本到一个区域的物体吸积较长的时间前，最近吸积和下落的星系的区域。我们发现吸积富金属星系的比例更高（63%），而落区富金属星系的比例为28%。第一次发现中等质量星系落入星系团与基本金属丰度关系的预测一致。相比之下，对于已经吸积的恒星形成星系类似的质量，我们发现平均金属丰度高于预测的模型。这一趋势是加剧吸积星系团的最低质量仓，显示金属丰度2 - 3倍高于原始气体流入模型预测。因此，环境效应强烈地影响log（M/Msun）<10.2（Salpeter IMF）星系团的气体调节和控制气体金属丰度。我们还研究了有和没有气体流入的模型星系的化学演化路径，表明需要扼杀来解释吸积星系团的高金属丰度。我们的研究结果有利于扼杀方案中，气体流入停止log（M/Msun）<10.2星系时，星系团吸积。
2017-05-05 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 Pristine survey -- XVI. The metallicity of 26 stellar streams around the Milky Way detected with the STREAMFINDER in Gaia EDR3
我们使用全景原始调查提供的光度金属丰度研究的准确性，并推导出金属丰度的众多恒星流发现的应用程序的STREAMFINDER算法的盖亚EDR 3数据。Pristine中存在的所有26个流都显示出清晰的金属丰度分布函数，这提供了对这些结构的真实性的独立检查，支持STREAMFINDER在寻找流方面的可靠性以及Pristine测量精确金属丰度的能力。我们进一步提出了6个候选结构的相干相空间和金属丰度信号，是非常可能的流。大多数研究的物流金属含量非常低（14种结构[Fe/H]<-2.0），并包括3种[Fe/H]<-2.9的系统（C-11、C-19和C-20）。这些流可能是最近的低光度矮星系的碎片，也可能来自金属量明显低于任何已知的当前银河系球状星团的球状星团。我们的研究表明，质量测光金属丰度可以大大加强盖亚数据对银河系考古学研究的承诺，使我们能够追溯到银河系形成的最早时期及其恒星晕成分。
2022-08-25 astro-ph.GA
Magellanic Mayhem: Metallicities and Motions
我们从$Gaia$任务的数据发布2中收集麦哲伦云红巨星的目录，并利用机器学习方法，获得它们的光度金属丰度估计。通过这样做，我们能够一次用化学方法绘制整个麦哲伦星系的地图。我们的高分辨率地图揭示了过多的子结构，大麦云（LMC）酒吧和旋臂是显而易见的。我们在LMC盘的南部发现了一个奇怪的螺旋状特征，拥有相对丰富的金属巨人，可能是与小麦哲伦云（SMC）历史遭遇的副产品。将LMC模拟为倾斜的薄圆盘，我们发现从矮星中心到$\sim 12^{\circ}$的金属丰度梯度为$-0.048 \pm 0.001$ dex/kpc。我们看到了小麦哲伦星云正在分裂的证据，其外部等密度轮廓显示出潮汐剥离的S形症状。在研究SMC巨星的自行时，我们观察到它们中的一部分被猛烈地拖向更大的云。受扰的恒星主要位于SMC的前面，我们解释说，它们存在的潮汐尾的矮星，在其运动中落后，并受到严重的破坏，从LMC。我们发现在麦哲伦桥地区的金属丰度结构是复杂的，在这个恒星星族，包括LMC和SMC碎片的复合性质的证据。
2020-10-12 astro-ph.GA
The COS CGM Compendium. II: Metallicities of the Partial and Lyman Limit Systems at z<1
我们介绍了我们的COS环星系介质（CGM）概要（CCC）的结果，使用HI选择的吸收剂在z<1处对CGM进行了调查，其中15<log N（HI）<19。本文主要研究了82个偏Lyman极限系统（pLLS，16.2<log N（HI）<17.2）和29个偏Lyman极限系统（17.2<log N（HI）<19）。使用贝叶斯技术和马尔可夫链蒙特卡罗抽样的网格的光电离模型，我们推导出后验概率分布函数（PDF）的CCC中的每个吸收剂的金属丰度。我们表明，在z<1处的组合pLLS金属丰度PDF在[X/H]=-1.7和-0.4处具有两个主峰，在[X/H]=-1处具有强烈的下降。LLS的金属丰度PDF可能比单峰或双峰分布更复杂。pLLS和LLS探测到金属丰度-3<[X/H]<+0.4的类似范围，但pLLS的[X/H]<-1.4的极贫金属吸收剂的分数比LLS大得多。相比之下，log N（HI）>19的吸收体在z<1时大多具有-1<[X/H]<0。由pLLS和LLS探测到的富含金属的气体证实了星系在数十亿年的时间里一直在丰富它们的CGM。令人惊讶的是，尽管这种富集，也有丰富的贫金属CGM气体（41-59%的pLLS的[X/H]<-1.4），代表了z<1星系周围的近原始气体库。我们将我们的经验结果与最近的宇宙学变焦模拟进行比较，发现一些差异，包括模拟中富含金属的CGM气体过多。
2018-11-26 astro-ph.GA
Stars in the Local Galactic Thick Disk and Halo in Gaia EDR3: A catalogue of Half a Million Local Main-sequence Stars with Photometric Metallicities
我们提出了一个目录的551,214主序星在本地（$d < 2$千秒差距）银河系厚盘和晕，根据搜索的恒星与大自行（$μ_{\mathrm{tot}} > 40.0$ mas/yr）在盖亚早期数据发布3。我们从20，047颗具有光谱金属丰度的恒星的颜色-光度-金属丰度分布中校准光度金属丰度，这些恒星是从各种光谱调查中收集的，包括SDSS SEGUE/APOGEE，GALAH DR 3和LAMOST DR 6。我们结合这些结果来构建一个经验的颜色星等金属丰度网格，它可以用来估计光度金属丰度的K和M亚型的低质量贫金属恒星的绝对$G$的星等和颜色值。我们发现，在我们的目录中的低质量，高速度的恒星共享类似的运动学在最近的研究更明亮的星系晕星。我们的样本的伪运动学分析恢复了主要的本地晕结构，包括盖亚-土卫二流和海尔米流;除了这些本地晕星似乎在速度空间中显示出非常平滑的分布。由于未来的盖亚数据发布将只提供少量样本的径向速度测量，因此我们的目录为未来的光谱观测计划提供了高度关注的目标，如SDSS-V，DESI MW调查，WEAVE和/或4 MOST。
2021-12-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
The gas-phase metallicities of star-forming galaxies in aperture-matched SDSS samples follow potential rather than mass or average surface density
本文比较研究了星形成星系的质量（$\mathrm{M \equiv M_*}$）、平均势（$Φ\equiv \mathrm{M_*/R_e}$）和平均表面质量密度（$Σ\equiv \mathrm{M_*/R_e^2}$，其中$\mathrm{R_e}$是有效半径）与基于孔径的气相金属丰度之间的关系。我们使用的体积有限的样品从公开可用的SDSS DR 7，并根据我们的分析孔径匹配的采样，通过选择一组星系的SDSS光纤探针固定分数的$\mathrm{R_e}$。我们发现，在0.5和1.5 $\mathrm{R_e}$之间，气相金属度与$Φ$的相关性比与$\mathrm{M}$或$Σ$的相关性更紧密，因为对于所有孔径匹配的样品，电势-金属度关系具有（i）较小的分散性，（ii）与质量-金属丰度关系和平均表面密度相比，$\mathrm{R_e}$具有更高的Spearman等级相关系数和（iii）更小的残差趋势-金属丰度关系我们的结果与目前的天然气富集和金属损失模型基本一致。然而，对于我们的发现，一个更自然的解释是气相金属丰度和逃逸速度之间的局部关系。
2018-05-30 astro-ph.GA
On the far-infrared metallicity diagnostics: applications to high-redshift galaxies
在早期的论文中，我们模拟了从恒星形成星系的远红外线发射光电离代码云，并提出了基于远红外线精细结构线比的金属丰度敏感诊断。在这里，我们专注于[OIII]88/[NII]122微米线比作为一个气相金属丰度指标在高红移亚毫米发光星系的适用性。[OIII]88/[NII]122微米的比率强烈依赖于电离参数（其与电离光子的总数有关）以及气体电子密度。我们演示了88/122美元连续通量测量的比率如何提供电离参数的合理估计，而[NII]205微米线的可用性可以限制电子密度。使用[OIII]88/[NII]122微米线比从附近的正常和恒星形成的星系的样本，我们测量它们的气相金属丰度，发现它们的质量金属丰度关系是一致的使用光学发射线导出的。使用新的，以前未发表的，Herschel光谱观测的z~3星系HLSW-01的关键远红外精细结构线和额外的高z亚毫米发光星系的远红外精细结构线的测量，我们推导气相金属利用其[OIII]88/[NII]122微米线比。我们发现这些z~3亚毫米发光星系的金属丰度与太阳的金属丰度是一致的，它们似乎遵循z~3系统的质量-金属丰度关系。
2017-09-22 astro-ph.GA
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
Photometric metallicities of 0.8 million KiDS stars
本文提出一种基于KiDS和VIKING测光数据的数据驱动算法，结合多源光谱数据训练，估算了约80万颗恒星的金属丰度、有效温度和绝对星等，为银河系结构与化学演化研究提供了大规模星表资源。
2025-02-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
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。
2015-06-22 astro-ph.CO 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
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
The Metal Abundances across Cosmic Time ($\mathcal{MACT}$) Survey. II. Evolution of the Mass-Metallicity Relation over 8 Billion Years, using [OIII]$λ$4363Å-based Metallicities
我们提出的第一个结果，从MMT和凯克光谱的$0.1\leq z\leq1$发射线星系的大样本选择从我们的窄带成像在斯巴鲁深场。我们测量了164个星系的弱[OIII] $λ$ 4363发射线（66个至少有3个$σ$检测，98个有显着的上限）。这条线的强度由电离气体的电子温度决定。因为气体温度由金属含量调节，所以气相氧丰度与[OIII] $λ$ 4363线强度呈负相关。我们的基于温度的金属丰度研究是第一个跨越宇宙时间的$\approx$ 8 Gyr和恒星质量的$\approx$ 3 dex的低质量星系，$\log{\left(M_{\rm star}/M_{\rm sun}\right)}\approx6.0-9.0$。使用广泛的多波长测光，我们测量的恒星质量-气体金属丰度关系的演变及其依赖于尘埃校正的恒星形成率（SFR）。后者是从高信噪比的巴耳末发射线测量获得的。我们的质量-金属丰度关系与Andrews & Martini在$z\leq0.3$的结果一致，并且在给定的恒星质量$\log{({\rm O/H})}\propto(1+z)^{-2.32^{+0.52}_{-0.26}}$下向低丰度方向发展。我们发现，具有较低的金属丰度的星系有较高的SFR在一个给定的恒星质量和红移，虽然散射是大的（$\approx$ 0.3德克斯），和趋势是弱于当地的研究。我们还比较了我们的质量-金属丰度…
2016-09-21 astro-ph.GA
Selecting M-giants with infra-red photometry: Distances, metallicities and the Sagittarius stream
利用LAMOST巡天的M巨星、M矮星和类星体的光谱确认样本，我们评估了WISE $\&$ 2 MASS色切在选择M巨星时的应用效果。WISE带在分离M-巨星和M-矮星方面非常有效，我们提出了一个简单的分类，可以产生一个干净的和相对完整的M-巨星样本。我们推导出一个新的光度关系来估计M-巨星的金属丰度，使用APOGEE调查的数据进行校准。我们发现$(W1-W2)$颜色和$\rm [M/H]$之间有很强的相关性，几乎所有的散射都是由于光度的不确定性。我们发现，以前的光度距离关系，这主要是基于恒星模型，可能是有偏见的，并制定一个新的经验距离关系，调查与金属丰度和恒星形成历史的趋势。基于这些关系，我们研究了人马座流中M-巨星的性质。在轨道平面之间的领先和落后的尾巴的偏移是复制，并通过确定遥远的M-巨星在银河系的反中心的方向，我们确认，以前检测到的碎片在外晕是远心的落后的尾巴。我们还发现了初步的证据，支持在北银河系半球的领先的尾巴附近的现有的密度过大，可能是拖尾的尾巴（所谓的分支C）的延伸。我们已经测量了沿流的金属丰度分布，发现一个明确的金属丰度之间的领先和落后的尾巴，在协议模型的流形成。我们包括一个M-巨人的在线表，以方便进一步的研究。
2016-04-14 astro-ph.GA
The origin of the enhanced metallicity of satellite galaxies
对本地宇宙中星系的观测表明，卫星的电离气体和恒星都比同等质量的中心更富含金属。为了深入了解这种金属丰度增强与中心和卫星之间的其他差异之间的联系，例如它们的恒星形成率，气体含量和生长历史，我们在宇宙流体动力学EAGLE 100 Mpc“参考”模拟中研究了>3600个M_star > 10^10 M_sun的星系的金属丰度，包括在星系群和星系团附近的~1500（M_200 >= 10^13 M_sun）。模拟预测卫星中的过剩气体和恒星金属丰度与观测结果一致，除了在M_star <~ 10^10.2 M_sun处的恒星金属丰度，预测的过剩量小于观测值。这种效应的确切大小取决于星系的选择、孔径，以及金属丰度是否由恒星质量或光度加权。星团中恒星金属丰度过剩对恒星形成反馈的效率标度也很敏感。我们确定剥离低金属丰度气体从星系外围，以及抑制金属贫流入星系中心，气体金属丰度增强的关键驱动因素。在卫星上的恒星金属丰度高于在现场作为一个直接的后果，更富含金属的恒星形成气体，而剥离的恒星和抑制恒星质量的增长，以及在吸积与原位恒星形成卫星和现场之间的差异，是次要的。
2016-09-12 astro-ph.GA
First Co-spatial Comparison of Stellar, Neutral-, and Ionized-gas Metallicities in a metal-rich galaxy: M83
我们进行了比较分析的金属丰度恒星，中性气体和电离气体成分中的金属丰富的螺旋星系M83。我们分析了哈勃太空望远镜（HST），大双筒望远镜（LBT）和甚大望远镜（VLT）的光谱观测。我们检测到一个明确的HI气体耗尽，从这个螺旋星系的核区域的HI柱密度观察。我们发现在银河系中心距离为0.18千秒差距的地方，柱密度为log[ $N$（HI）cm $^{-2}$ ] $<$ 20.0，而在银盘中的柱密度为log[ $N$（HI）cm $^{-2}$ ] $\sim$ 21.0，这是在附近其他旋涡星系中观察到的趋势。我们测量了电离气体的金属丰度梯度$-$ 0.03 $\pm$ 0.01 dex kpc $^{-1}$，与49个附近恒星形成星系的局部基准$-$ 0.026 $\pm$ 0.002 dex kpc $^{-1}$的金属丰度梯度相当。我们的多相气体和恒星星族的同空间金属丰度比较显示出在星系核之外的极好的一致性，暗示了一种情况，即星团中最大质量恒星的新合成金属的混合需要比它们的寿命更长的时间（$\sim$ 10百万年）。最后，我们的工作表明，在研究恒星形成星系中中性气体成分的金属丰度梯度时必须谨慎，因为这可能会有很大的偏差，因为这些环境可能由分子气体主导。在这些地区，典型的金属丰度示踪剂可能提供不准确的丰度，因为它们可能跟踪中性和分子气体成分。
2020-12-23 astro-ph.GA
