A Possible Solution for the M/L-[Fe/H] Relation of Globular Clusters in M31: A metallicity and density dependent top-heavy IMF
在M31的GC的大样本的观察到的质量与光（$M/L$）的比率显示出相反的趋势与金属丰度相比，从简单的恒星星族（SSP）模型与不变的典型恒星IMF的预期，在这个意义上，观察到的$M/L$的比例随着金属丰度的增加而减少。我们发现，结合动力学演化的影响，SSP模型与一个典型的IMF不能解释减少$M/L$比例增加金属丰度的M31 GC。最近推导出的顶重IMF作为金属丰度和嵌入集群密度的函数，提出了解释低于预期的$M/L$比率的富金属GC。我们发现，SSP模型与头重脚轻的IMF，保留了金属丰度和集群质量依赖的部分残留在集群内，并考虑到标准的动力学演化可以成功地解释所观察到的$M/L-[Fe/H]$关系的M31 GC。因此，我们建议，GCs的运动学数据可以用来约束顶重的GCs中的IMF。
2016-05-16 astro-ph.GA
On the relation between sSFR and metallicity
本文给出了气体金属丰度Z与比恒星形成率（sSFR）之间的一般解析表达式$Z(sSFR)=y/Λ(sSFR)+I(sSFR)$，验证和推广了Lilly等人提出的近似关系式。（2013，L13），其中$y$是每一代恒星的产量，$Λ(sSFR)$是流入率和恒星形成率之间的瞬时比率，表示为sSFR的函数，和$I$分别是过去富集历史的积分。然后，我们证明了自调节系统的瞬时金属丰度，使其sSFR随红移的减小而减小，可以很好地近似于上述公式中右手边的第一项，该公式提供了金属丰度的上限。金属丰度也很好地近似于L13理想调节器的情况，其提供了实际金属丰度的下限。我们将这些近似解析公式与数值结果进行了比较，并推断在金属丰度范围内的差异<0.1 dex，在sSFR中几乎有三个数量级。我们探讨的后果L13模型的质量加权金属丰度的恒星组成的星系。我们发现，恒星平均金属丰度滞后于气相金属丰度关系0.1 - 0.2 dex，与数据一致。（节略）
2014-03-24 astro-ph.GA
Upper stellar mass limit by radiative feedback at low-metallicities: metallicity and accretion rate dependence
我们研究了不同吸积率和金属丰度的形成中恒星辐射反馈所设定的恒星质量上限。为此，我们数值求解结构的原恒星和它周围的吸积信封假设一个球对称和稳定的流动。尘埃茧是吸积包层的尘埃部分，其光学深度在来自恒星光球层的直射光和作为尘埃热辐射重新发射的漫射光之间是不同的。因此，改变金属丰度定性地改变了辐射反馈抑制吸积流的方式。在固定的吸积速率$10^{-3}M_{\odot} {\rm yr^{-1}}$的情况下，直射光和漫射光两者共同操作以防止在$Z \gtrsim 10^{-1}Z_{\odot}$处的质量吸积。在$Z \lesssim 10^{-1}Z_{\odot}$，漫射光不再有效，直射光仅限制质量吸积。在$Z \lesssim 10^{-3}Z_{\odot}$，HII区的形成在吸积终止中起着重要作用。所得的质量上限随着金属量的降低而增加，从几个$\times~10~M_\odot$到$\sim 10^3~M_\odot$超过$Z = 1Z_{\odot} - 10^{-4}~Z_\odot$。我们还说明了大质量恒星形成核心的辐射光谱如何随着金属丰度的降低而变化。首先，位于$1Z_{\odot}$处的$30 μ{\rm m}$周围的光谱的峰值波长移动到$Z \lesssim 0.1 Z_\odot$处的$< 3 μ{\rm m}$。第二，由于无定形硅酸盐带，$10 μ\rm{m}$处的…
2017-10-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Characterizing epochs of star formation across the Milky Way disc using age-metallicity distributions of GALAH stars
我们根据GALAH DR 3和Gaia EDR 3的数据提供了银河系盘中关闭恒星的年龄和金属丰度的详细地图。从这张地图中，我们确定了以前未检测到的功能的年龄金属丰度分布的盘星，并解释这些结果表明银河系的三个阶段的形成历史。在第一阶段，内部盘星沿着单一的年龄-金属丰度序列形成，并且今天运动学上是热的。这一阶段的结束标志着在10 Gyr前的内部椎间盘年龄分布的局部最小值。此时，我们发现恒星星族的α元素丰度从高到低，垂直速度色散从高到低。在第二阶段，恒星在盘上形成，金属量向外减少。在这一阶段，内盘星形成于超太阳金属岩，延续了早期年龄-金属丰度关系，而外盘星开始形成时金属丰度至少低0.5 dex。最后，第三阶段是与最近爆发的恒星形成在当地的磁盘标记的年龄金属丰度分布4至6 Gyr前的本地最小值。未来观测到的年龄-金属丰度分布与模拟星系之间的定量比较可能有助于限制驱动每个恒星形成阶段的过程。
2021-12-15 astro-ph.GA
Low Masses and High Redshifts: The Evolution of the Mass-Metallicity Relation
我们首次对高红移质量-金属丰度（MZ）关系进行了可靠的测量，测量值为10^{8}< M/ M_{\sun} < 10^{10}，通过叠加83个发射线星系的光谱获得，这些星系的安全红移在1.3 < z < 2.3之间。对于这些红移，哈勃空间望远镜3号广角相机的红外棱镜光谱对R23金属丰度诊断敏感：（[OII] 3726，3729 + [OIII] 4959，5007）/Hβ。使用以四个质量四分位数堆叠的光谱，我们发现MZ关系随着质量的降低而显著下降，从M=10^{9.8} M_{\sun}时的12+log（O/H）= 8.8扩展到M =10^{8.2} M_{\sun}时的12+log（O/H）= 8.2。在校正了金属丰度指标之间的系统偏移后，我们将我们的MZ关系与M>10^{9.5} M_{\sun}和z~2.3的星系堆叠光谱的测量结果进行了比较。在统计不确定性范围内，我们的MZ关系与z~2.3的结果一致，特别是因为我们略高的金属丰度（约0.1 dex）与我们样品的较低平均红移z=1.76定性一致。对于我们的数据所探测的质量，MZ关系显示出一个陡峭的斜率，这是暗示能量驱动的风的反馈，以及宇宙学的缩小演化，其中高质量星系在较早的时候达到当地的MZ关系。此外，我们表明，我们的样本落在恒星形成的主序列（SFR- M_{*}关系）在这个红移的外推。该结果表明，棱镜发射线选择的样品不具有优先…
2013-09-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Ca, Fe, and Mg Trends Among and Within Elliptical Galaxies
在一个跨越大范围质量的椭圆星系样本中，以前未使用的Ca指数CaHK显示，[Ca/Fe]和[Ca/Mg]随着椭圆星系质量的增加而系统地降低。金属丰度混合物，年龄效应，恒星色球发射效应，和低质量初始质量函数（IMF）的提升效应被排除的原因。小于0.3 dex的[Ca/Fe]范围足以覆盖所有观察结果。星系内的功能梯度意味着全球钙赤字，而不是一个依赖于半径的现象。一些（但不是全部）II型超新星核合成产额的计算表明，在更大质量的超新星中，Ca/Fe产额比会降低，这可能支持了更大质量的椭圆星系具有有利于更大质量恒星的IMF的假设。没有II型超新星核合成产率计算显示出显着的杠杆作用，在钙/铁比作为一个功能的祖先金属丰度。因此，钙的行为似乎不太可能被解释为一种内在的金属丰度效应，这与只改变II型到Ia型超新星富集率的解释相反。
2012-12-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dependence of the IRX-$β$ dust attenuation relation on metallicity and environment
我们利用一个z=2.0-2.5的恒星形成场和原团星系的样本，结合Keck/MOSFIRE K波段光谱、大量的静止坐标系紫外测光、Spitzer/MIPS和Herschel/PACS观测，分析了红外/紫外光度比（IRX）与紫外斜率（$β$）之间的关系，它是气相金属丰度（12+log（O/H）~8.2-8.7）的函数。我们发现IRX- $β$趋势对环境没有显著的依赖性。然而，我们发现，在一个给定的$β$，IRX与金属丰度高度相关，与质量，年龄和sSFR相关性较低。我们的结论是，在这里测试的物理性质，金属性是IRX- $β$散射的主要物理原因，IRX与质量的相关性可能是由于金属性的质量依赖性。我们的研究结果表明，UV衰减曲线随着金属丰度的降低而变陡，并且跨越了从我们样本中金属丰度最高的星系（12+log（O/H）~8.6）的浅Calzetti型曲线到12+log（O/H）~8.3的陡峭SMC样曲线的全部斜率可能性。使用Calzetti（SMC）曲线的低（高）金属量星系可以导致高达3倍的高估（低估）的紫外线衰减和模糊的SFR。我们推测，这种变化是由于不同属性的尘埃颗粒存在于ISM的低和高金属丰度星系。
2020-10-20 astro-ph.GA
Modelling the chemical evolution of molecular clouds as a function of metallicity
银河系正处于持续的元素进化中。由于垂死恒星产生的新元素被输送到星际介质，新一代恒星和行星系统的形成受到这种金属富集的影响。我们的目标是研究金属丰度对星际介质气相化学的作用。使用一个系统的耦合常微分方程模型的化学反应，我们模拟了不同的初始星际元素组成的气相中的分子丰度的演变。这些不同的初始元素组成考虑了银河系元素演化的自洽模型预测的“元素丰度”的变化。据我们所知，这是首次尝试将银河系的元素演化和分子云的化学演化结合起来。金属丰度被发现有一个强大的整体气相组合物的影响。随着金属度的降低，长碳链的数量增加，小分子物种的时间尺度增加，氧的主要形式从O和CO转变为O2。这些影响主要是由于电子、H3+和原子氧丰度的变化。
2014-03-04 astro-ph.GA
The High-Redshift Gas-Phase Mass-Metallicity Relation in FIRE-2
利用 FIRE-2 高红移模拟（z=5-12）研究气相质量-金属丰度关系，发现其红移演化极弱，与 JWST 观测吻合，且离散度随恒星质量减小而增大。
2024-05-23 astro-ph.GA
Survival of Massive Star-forming Galaxies in Cluster Cores Drives Gas-Phase Metallicity Gradients : The Effects of Ram Pressure Stripping
最近对z=0.35星系团中星系的观测表明，它们的综合气相金属丰度随着星系团中心距离的减小而增加。为了测试冲压压力剥离（RPS）是否是根本原因，我们使用半分析模型来量化RPS引入到基于孔径的金属丰度测量中的“观察偏差”。我们采取积分场光谱的本地星系，从他们的外星系盘通过RPS去除气体，然后在z=0.35的星系团星系进行模拟狭缝观测。我们的RPS模型预测一个典型的集群规模的金属丰度梯度为-0.03 dex/Mpc。通过从外星系盘中移除气体，RPS在固定恒星质量下引入了+0.02 dex的平均金属丰度增强。这种气体的去除和随后的恒星形成的淬灭优先从观察到的恒星形成人口中去除低质量的星系团星系。由于只有质量较大的恒星形成星系才能到达团核，RPS产生了一个-0.05 log（M */M sun）/Mpc的星系团尺度恒星质量梯度。这种质量分离驱动预测的簇尺度金属丰度梯度为-0.03 dex/Mpc。然而，RPS单独的影响不能解释在z=0.35的星系团中测量到的较高的金属丰度。我们假设，额外的机制，包括陡峭的内部金属丰度梯度和自富集由于气体扼杀需要重现我们的观察在z=0.35。
2017-05-23 astro-ph.GA
The Role of Large-Scale Environment in Shaping the Stellar Mass-Gas Metallicity Relation Across Time
University of Hull（赫尔大学）；Università degli Studi di Catania（卡塔尼亚大学）；The University of Nottingham（诺丁汉大学）；Korea Institute for Advanced Study (KIAS)（韩国高等研究院）；Korea Astronomy and Space Science Institute（韩国天体宇宙科学研究所）；Institut d’Astrophysique de Paris, UMR 7095, CNRS, Sorbonne Université（巴黎天体物理学研究所，CNRS，索邦大学）；Kyung Hee University（庆熙大学）；Woodmansey Primary School（伍德曼西小学）；University of Exeter（埃克塞特大学）
研究揭示了大尺度环境对不同时间点恒星质量-气体金属licity关系的影响，指出节点和空洞中星系的金属licity变化与冷气体吸积密切相关。
2026-01-24 astro-ph.GA
Ultraviolet spectra of extreme nearby star-forming regions --- approaching a local reference sample for JWST
附近的矮星系提供了一个独特的实验室，在其中测试低于$Z_\odot/2$的恒星种群模型。这些测试对于解释近年来在$z>6$检测到的令人惊讶的高电离紫外线发射特别重要。我们目前的HST/COS紫外光谱的10个附近的贫金属恒星形成星系选择显示氦II发射的SDSS光谱。这些目标的气相氧丰度（$7.8<12+\log\mathrm{O/H}<8.5$）几乎是一个指数，并且呈现出一致的大比恒星形成率（sSFR $\sim 10^2$ $\mathrm{Gyr}^{-1}$）。紫外光谱证实，贫金属恒星群体可以在高电离紫外线的极端星云发射功率，达到C III]等效宽度相比，在$z\sim 6-7$的系统中看到的。我们的数据揭示了一个显着的过渡，在UV光谱特性与金属丰度降低，与系统低于$12+\log\mathrm{O/H}\lesssim 8.0$（$Z/Z_\odot \lesssim 1/5$）提出最小的恒星风的功能和突出的星云发射在He II和C IV。这是一致的电离光子生产超出了$\mathrm{He^+}$电离边缘相对于H-电离通量的金属丰度低于五分之一太阳，远远超过标准的恒星人口合成预测的数量级增加。我们的研究结果表明，经常被忽视的高能辐射源，如剥离的二元产品和非常大质量的O-星产生更尖锐的变化，在电离光谱的金属丰度比预期的减少。因此，星云发射的C IV和He II由这些恒星提供动力…
2017-08-22 astro-ph.GA
Nuclei of early-type dwarf galaxies: insights from stellar populations
本文对室女星系团中26个早型矮星系的空间分辨恒星星族性质进行了综合分析。利用Lick/IDS吸收线指数，我们得到了简单恒星星族（SSP）等效年龄、金属丰度和[ $α$ /Fe]丰度比。特别是，我们集中在中央核和周围的银河系主体之间的恒星星族的比较。对于大多数dE来说，核心的恒星星族明显比各自银河系主体的恒星族年轻，平均相差3.5 Gyr。我们发现只有五个dEs的显着年龄比他们的银河系主体的核。此外，我们观察到大多数dE核更丰富的金属相比，他们的宿主星系。这些年龄和金属丰度的行为所示的几乎所有的dEs比M $_{\it r}$ = -17马格。我们还研究了径向梯度的存在下，在SSP参数的一个子集的13 dEs（高达1.2千秒差距或15弧秒半径）。我们注意到两种不同类型的梯度，即包括核在内的平滑轮廓，以及核与星系其余部分之间发生断裂的轮廓。然而，总体趋势是年龄增加，金属含量随半径降低，这与早期的研究一致。
2010-12-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Exploring metallicity-dependent rates of Type Ia supernovae and their impact on galaxy formation
Ia型超新星在星系中的恒星反馈和元素富集中起着关键作用。最近的瞬变观测，如全天超新星自动巡天（ASAS-SN）和暗能量巡天（DES）发现，在z ~ 0处，低质量星系的比Ia速率可能比银河系质量高15-50倍。独立地，银河系的观测表明，太阳型恒星的近双星比例在金属丰度较低时较高。受这些观测的启发，我们使用FIRE-2宇宙学放大模拟来探索不同Ia速率模型的影响，包括金属丰度依赖性，对恒星质量范围为10^7 Msun - 10^{11} Msun的星系的影响。首先，我们将模拟的恒星形成历史（SFH）与观测结果进行比较。我们发现，假设SFH和恒星质量函数发挥了重要作用，在确定之间的紧张程度的意见和金属独立的Ia速率模型，并可能导致ASAS-SN和DES的意见是更加一致的，彼此比可能天真地出现。Ia速率随金属丰度降低而增加的模型（从~ Z^{-0.5}到Z^{-1}）提供了与观测值更好的一致性。令人鼓舞的是，这些Ia速率的增加（在低质量星系中> 10倍）并没有显著影响星系的恒星质量和形态：有效半径，轴比和v/sigma基本上不受影响，除了我们最极端的速率模型。我们探讨[Fe/H]和[α/Fe]富集的影响：金属度依赖的Ia速率模型可以提高与低质量星系中观测到的恒星质量-金属度关系的一致性。我们的研究结果表明，广泛的金属依赖Ia模型是可行的星系形成和激励未来的工作在这一领域。
2022-02-21 astro-ph.GA
CLEAR: The Gas-Phase Metallicity Gradients of Star-Forming Galaxies at 0.6 < z < 2.6
我们报告了264个恒星形成星系样本的气相金属丰度梯度，在0.6 <z <2.6，通过深近红外哈勃太空望远镜无缝光谱测量。这些观测包括12轨道深度的哈勃/WFC3 G102棱镜光谱，这是CANDELS Lya再电离发射（CLEAR）调查的一部分，以及与CLEAR足迹重叠的档案WFC3 G102 + G141棱镜光谱。该样本中的大多数星系（84%）在探测的整个质量范围内（8.5 <log M */M sun <10.5）金属丰度梯度为零或略正。我们测量的金属丰度梯度的固有人口分散，并表明，它随着恒星质量的降低而增加-与文献中以前的报告一致，但在这里证实了一个更大的样本。为了理解这种散射的物理机制，我们寻找观测到的梯度和固定质量的各种恒星星族属性之间的相关性。然而，我们没有发现与我们考虑的星系属性相关的证据--包括恒星形成率，大小，恒星形成率表面密度和每重力势能的恒星形成率。我们使用观察到的这些相关性的弱点，从理论模型预测的内在相关性提供材料的限制。
2020-11-12 astro-ph.GA
The mass-metallicity gradient relation of early-type galaxies
我们提出了一个新观察到的星系质量与早型星系径向金属丰度梯度之间的关系。我们的51个早期型星系样本涵盖了从矮星系到最亮星系团星系的全面质量范围。通过将几乎所有的Lick吸收线指数与最近的单个恒星星族模型进行比较，可以测量出一个有效半径的金属丰度梯度。该关系在低质量和高质量时表现出非常不同的行为，在质量约为3.5 x 10^10太阳质量时（速度色散约为140 km/s，M_B约为-19），可以看到一个急剧的转变。低质量星系与质量形成紧密的关系，因此金属丰度梯度随着质量的减少而变浅，并且在非常低质量的一端为正。在质量转变点上方，几个大质量星系的梯度更陡，但可以看到明显的下降，其特征是广泛的分散。与竞争模型预测的结果进行了解释。我们发现，早期的恒星形成坍缩可能是低质量星系形成的主要机制，恒星形成效率随着星系质量的增加而增加。高质量的下降可能是合并的结果，观察到的更大的散射是不同合并属性的自然结果。这些结果表明，质量阈值在~ 3.5 × 10^10太阳质量阈值以上的星系可能最初是由富含气体的盘状星系合并形成的，然后通过干合并事件演化而来。耗散合并引起的星爆和反馈过程的不同效率塑造了这些高质量系统中的径向金属丰度梯度。
2009-01-05 astro-ph.GA
TOPoS VI. The metal-weak tail of the metallicity distribution functions of the Milky Way and of the Gaia-Sausage-Enceladus structure
上下文TOPoS项目的目标是寻找和分析金属丰度极低的关闭（TO）恒星。为了选择高光谱分辨率的光谱跟踪目标，我们依赖于斯隆数字巡天的低分辨率光谱。目的。在本文中，我们使用的金属丰度估计，我们已经从我们的SDSS光谱的分析，以构建银河系的金属丰度分布函数（），特别强调其金属弱尾。目标是提供从中提取TOPoS样本的底层分布。方法.我们利用SDSS测光，盖亚测光和来自盖亚天体的距离估计，以获得超过2400万颗TO恒星的大样本的金属丰度估计。该样品用于推导可获得SDSS光谱的样品的金属丰度偏差。结果我们确定，光谱样本是强烈的偏见，有利于贫金属的恒星，正如预期的那样。与无偏光度计样本进行比较可以校正选择偏差。我们选择了一个子样本的恒星与可靠的银河系，我们结合SDSS径向速度与盖亚自行和银河系计算的行动和轨道参数的潜在的。这使我们能够动态地描述恒星的特征，特别是选择属于盖亚-香肠-土卫二（GSE）吸积事件的子样本。因此，我们也能够提供GSE的服务。结论.在我们的研究中得出的金属弱尾是非常相似的H3调查和汉堡/ESO调查。这使我们能够平均三个MDF，并为每个金属丰度箱提供误差条。由于GSE结构是与银河系碰撞的祖先星系的代表，与银河系相比，该星系似乎严重缺乏贫金属恒星，这表明后者的金属弱尾主要是由低质量星系而不是大质量星系（如GSE祖先星系）的吸积形成的。
2021-06-17 astro-ph.GA
Protostellar-disc fragmentation across all metallicities
宇宙金属丰度的演化可能导致了不同时期恒星形成模式的多样性。星周盘的引力碎裂是多恒星系统（包括密近双星）形成的重要通道。我们在这里研究光盘碎片的性质，系统地进行了一套二维辐射流体动力学模拟，在广泛的金属丰度，从原始的太阳值。特别是，我们遵循相对长期的光盘演化超过15千年后，光盘形成，纳入加热的原恒星辐射的影响。我们的研究结果表明，磁盘碎片发生在所有金属丰度$1$ - $0$ $Z_{\odot}$，产生自引力块。团簇的物理性质，如它们的数量和质量分布，由于不同的气体热演化的金属丰度的变化。例如，在$10^{-2}$ -- $10^{-5}$ $Z_{\odot}$的中间金属丰度范围内，团块的数量是最大的，在这种情况下，尘埃冷却只在盘的致密部分有效，并导致螺旋臂的碎裂。$1$ -- $0.1$ $Z_{\odot}$的星盘破碎程度较低，这要归功于恒星辐射对星盘的稳定作用。这种金属丰度的依赖性与观察到的趋势一致，即在$1$ - $10^{-3}$ $Z_{\odot}$范围内，密近双星分数随着金属丰度的降低而增加。
2022-06-07 astro-ph.GA
Binary Formation with Different Metallicities: Dependence on Initial Conditions
利用三维嵌套网格流体动力学方法研究了不同金属丰度的坍缩云团的碎裂过程。初始云由三个参数确定：云的金属丰度、初始旋转能量和初始云的形状。对于这些参数的不同组合，我们总共计算了480个模式，并研究了云的演化，碎裂条件，轨道分离和二进制频率。对于在坍缩过程中碎裂的云，初始角动量必须高于一个阈值，该阈值随着金属丰度的降低而降低。虽然确切的碎裂条件也取决于初始云的形状，但这种依赖性只是适度的。我们的研究结果表明，在低金属含量的气体较高的二进制频率。特别是，在中等自转参数与太阳邻域相同的情况下，大多数恒星都是在小于10^-4 Z_sun的情况下作为双星/多星系统的成员诞生的。当初始质量小于0.1Msun时，如果碎片在胚胎中通过多体相互作用从宿主云中喷出，它们将演化为亚星质量的物体。这为低质量恒星在零或低金属量环境中的形成提供了通道。
2009-07-19 astro-ph.GA
Constraints on the assembly history of the Milky Way's smooth, diffuse stellar halo from the metallicity-dependent, radially-dominated velocity anisotropy profiles probed with K giants and BHB stars using LAMOST, SDSS/SEGUE, and Gaia
我们分析的各向异性配置文件的银河系的平滑，弥漫的恒星晕使用SDSS/SEGUE蓝水平分支恒星和SDSS/SEGUE和LAMOST K巨星。这些本质上发光的恒星使我们能够探测距离银河系中心约100 kpc的晕。所有恒星的视线速度、距离、金属丰度和自行都可以通过SDSS/SEGUE、LAMOST和盖亚获得，我们使用这些数据构建了一个完整的7 D集合，包括位置、空间运动和金属丰度。我们删除子结构从我们的样品使用积分的运动的基础上的方法薛等。我们发现径向占主导地位的运动剖面几乎恒定的各向异性在20千秒差距内，超过该各向异性剖面轻轻下降，但仍然径向占主导地位的最大程度上我们的样本。独立于恒星类型或子结构移除，各向异性取决于金属丰度，这样恒星的轨道随着金属丰度的降低而变得不那么径向。对于$-1.7<$ [Fe/H] $<-1$，在银心距离$\sim20$ kpc处，平滑的弥散晕各向异性轮廓开始下降，K巨星从$β\sim0.9$下降到0.7，蓝色水平分支星从$β\sim0.8$下降到0.1。对于[Fe/H] $<-1.7$，平滑，弥漫晕各向异性保持不变，沿所有距离与$0.2<β<0.7$金属丰度范围探测，虽然独立于恒星类型。这些样本是理想的估计总银河系质量，因为它们代表了维里化的恒星晕系统。
2021-04-30 astro-ph.GA
The stellar metallicity gradients of Local Group dwarf galaxies
通过对红巨星光谱文献资料的均匀性分析，确定了本星系群中30个矮星系的径向金属丰度分布。我们探索计算的金属丰度梯度与恒星质量，恒星形成历史和环境之间的相关性，提供迄今为止此类最大的汇编。在我们的样本中的矮星系大多数显示金属丰度轮廓随半径减小，有些表现出相当陡峭的轮廓。作为半光半径$\nabla_{\rm [Fe/H]} (R/R_e)$的函数，导出的金属丰度梯度与星系的形态类型相比没有统计学差异，也与它们与银河系或M31的距离无关。没有发现与恒星质量或恒星形成时间尺度的相关性。特别是，我们没有发现之间的线性关系$\nabla_{\rm [Fe/H]} (R/R_e)$和星系的年龄中位数$t_{50}$，而不是在文献中所示的一组模拟系统。在我们的一些星系中存在高的角动量似乎并没有对梯度值产生影响。在我们的样本中，最强的梯度是在可能经历过合并事件的系统中观察到的。通过排除它们，分析的矮星系显示出温和的梯度（$\sim -0.1$ dex $R_e^{-1}$），它们之间几乎没有散射，无论它们的恒星质量，动力学状态和恒星形成历史如何。这些结果与文献中提出的不同模拟集吻合良好，并使用与观察到的样品相同的方法进行分析。在矮星系中，可能驱动金属丰度梯度形成的众多因素之间的相互作用可能以复杂的方式结合在一起，产生一般可比的值。
2022-06-17 astro-ph.GA
NGC 6822 as a probe of dwarf galactic evolution
NGC 6822是距离银河系最近的孤立矮不规则星系。它的接近度和恒星质量（$10^8 M_\odot$，对于矮星系来说很大）允许对其运动学特性进行详细的研究。星系中心的红巨星分支（RGB）恒星特别有趣，因为它们在垂直于星系更扩展的HI盘的轴上排列。我们使用凯克DEIMOS的光谱检测到RGB种群之间的速度梯度。该旋转与HI盘对齐，但是旋转的方向是围绕中心RGB群体的主轴。我们测量了五个金属丰度箱中RGB种群的旋转速度（$v$）和速度色散（$σ$）。我们发现随着金属丰度的增加，旋转支持（$v/σ$）增加，主要是由分散度降低驱动的。通过NGC 6822的HI速度曲线将观测到的恒星运动学与位置联系起来，我们还推导出在$-0.5$ ~kpc/dex处低金属量恒星的径向距离增加。虽然倒置的金属丰度梯度可以被解释为由外向内形成的证据，但它可能表明恒星反馈随着时间的推移扰乱了中心恒星形成的星系。
2020-09-09 astro-ph.GA
Star formation in metal-poor gas clouds
对贫金属环境中的分子云的观察通常会发现，它们的恒星形成率比人们根据观察到的CO光度和从中推断的分子气体质量所预期的要高得多。如果假设CO光度和H2质量之间的转换因子在这些低金属丰度系统中比在附近的分子云中大得多，则可以理解这一发现。然而，目前还不清楚这是否是唯一的因素，或者云的恒星形成率是否对气体的金属含量直接敏感。为了研究这一点，我们已经进行了数值模拟的耦合动力学，化学和热演化的模型云的金属丰度范围从0.01 Z太阳能Z太阳能。我们发现，在我们的模型云的恒星形成率的金属丰度几乎没有敏感性。将气体的金属丰度降低两个数量级，会使星云中恒星形成的时间延迟不超过一个星云自由落体的时间，并使时间平均恒星形成率最多降低两倍。另一方面，云的化学状态对金属丰度高度敏感，在金属丰度最低时，云完全由原子气体控制。我们的研究结果证实，在这些系统中的CO到H2的转换因子强烈地依赖于金属丰度，但也表明，精确的值是高度依赖于时间的，因为最贫金属的云的集成CO光度主要由短寿命的重力塌陷区域的排放。最后，我们发现的证据表明，每单位H2质量的恒星形成率随着金属丰度的降低而增加，这是由于我们的低金属丰度云中存在的H2分数要小得多。
2012-07-18 astro-ph.GA
Feedback Regulated Star Formation: Implications for the Kennicutt-Schmidt Law
在星系盘中恒星形成的反馈调节模型中，导出了恒星形成速率面密度（Sigma_{SFR}）与气体面密度（Sigma_{g}）之间的金属丰度依赖关系.在这个模型中，恒星形成发生在引力束缚的原星团中，原星团质量函数遵循幂律函数，斜率为-2。依赖于金属丰度的反馈是由OB星（M > 5 Msol）的风在团块中形成的。恒星形成的猝灭发生在金属含量逐渐减少的团块中，这是由于风的光度较弱，从而导致最终恒星形成效率较高（SFE_{exp}）。通过结合SFE_{exp}与气体排出发生的时间尺度，我们得出了在这个模型中，每单位时间的金属丰度依赖的恒星形成率作为Sigma_{g}的函数。这与分子气体分数相结合，以导出Sigma_{SFR}对Sigma_{g}的全局依赖性。该模型再现很好地观察到的恒星形成的法律延伸到低气体表面密度的星爆制度。此外，我们的研究结果表明，$Σ_{SFR}$的金属丰度的依赖性在整个范围内的气体表面密度相比，其他模型，也可以解释部分的分散在观察。我们提供了一个表格形式的恒星形成的法律，可以很容易地纳入到数值模拟或半解析模型的星系形成和演化。
2011-07-07 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
The effect of dust cooling on low-metallicity star-forming clouds
第一个星族的形成理论（Pop III）预测IMF主要由高质量恒星组成，与现今的IMF形成对比，它倾向于产生质量小于1 M_Solar的恒星。特征恒星质量转变的主要理论预测，原因是金属丰度增加提供的额外冷却，特别是尘埃在高密度下提供的冷却。这项工作的目的是测试粉尘冷却是否会导致碎片化，并负责这种转变。为了研究这一点，我们利用高分辨率的流体动力学模拟。我们通过求解全热能方程来跟踪气体的热力学演化，同时也跟踪了尘埃温度的演化和气体的化学演化。我们模拟云与不同的金属丰度，并确定云的属性，在这一点上，它经历了重力破碎。当我们用一个简单的非气态物体（一个下沉粒子）替换非常致密、引力束缚和坍缩的区域时，我们将进一步坍缩到一个AU的尺度。我们的研究结果表明，对于金属丰度为10^{-5}Z_Solar，尘埃冷却产生低质量的碎片，因此有可能形成低质量的恒星。我们的结论是，尘埃冷却影响低金属丰度气体云的碎片，并在塑造恒星IMF中发挥重要作用，即使在这些非常低的金属丰度。我们发现，随着金属丰度的降低，特征碎片质量增加，但没有发现在我们目前的研究中检查的金属岩的范围内的IMF的行为的突然转变的证据。
2011-02-08 astro-ph.GA
TOPoS VII. Age-metallicity relation in the Galactic halo and assembly of the Milky Way
Univ Rennes, CNRS, IPR (Institut de Physique de Rennes) - UMR 6251（雷恩大学）；Dipartimento di Fisica e Astronomia, Università degli Studi di Firenze（佛罗伦萨大学）；INAF/Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切特里天文台）；Department of Physics and Astronomy, University of Bologna（博洛尼亚大学）；INAF, Astrophysics and Space Science Observatory（意大利国家天体物理研究所天体物理学与空间科学观测站）；Universidad Andres Bello, Facultad de Ciencias Exactas, Departamento de Física y Astronomía – Instituto de Astrofísica（安德烈斯贝略大学）；LIRA, Observatoire de Paris, Université PSL, Sorbonne Université, Université Paris Cité, CY Cergy Paris Université, CNRS（巴黎天文台）；UPJV, Université de Picardie Jules Verne（亚眠大学）
利用TOPoS样本中次巨星的高精度Gaia视差和贝叶斯推断代码SPInS，结合BaSTI恒星演化轨迹，研究银河晕的年龄-金属丰度关系，发现多模态分布揭示了晕、厚盘和薄盘的三条年龄-金属丰度关系，并支持并合在银河系早期演化中的重要作用。
2026-06-17 astro-ph.GA
A Possible Solution for the $M/L-\mathrm{[Fe/H]}$ Relation of Globular Clusters in M31. II. the Age-Metallicity Relation
这是一系列论文中的第二篇，我们提出了一个新的解决方案，以协调单恒星星族（SSP）模型的预测与观测到的恒星质量光（$M/L$）比的球状星团（GCs）在M31和它的趋势相对于$\mathrm{[Fe/H]}$。在目前的工作中，我们的重点是年龄和金属丰度的GC之间的经验关系和它对$M/L$比的影响。假设M31 GC的年龄与其金属丰度之间存在反相关关系，我们发展了GC的动力学SSP模型，以建立$M/L$比值（在$V$和$K$波段）与金属丰度之间的关系。然后，我们证明了所建立的$M/L-\mathrm{[Fe/H]}$关系与M31 GC的关系完全一致。在我们的模型中，我们考虑了由Marks等人独立从银河系GC和超致密矮星系导出的依赖于星系团诞生密度和金属丰度的正则初始质量函数（IMF）和顶重IMF。我们的结果表明，依赖于密度和金属丰度的顶重IMF，年龄和金属丰度之间的反相关，恒星演化和标准动力学演化的结果与观测到的M31 GC的$M/L-\mathrm{[Fe/H]}$趋势最吻合。
2017-03-14 astro-ph.GA
Explaining the Weak Evolution of the High-Redshift Mass-Metallicity Relation with Galaxy Burst Cycles
针对高红移（z≳5）质量-金属丰度关系（MZR）弱演化的观测现象，本研究利用FIRE-2模拟揭示星系爆发循环是关键驱动因素，开发简化爆发模型解释其演化机制并与基本金属丰度关系（FMR）定性一致。
2025-08-20 astro-ph.GA
The Fornax 3D project: PNe populations and stellar metallicity in edge-on galaxies
上下文河外行星状星云（PNe）是有用的距离指示器，通常用于追踪外部星系中的暗物质含量。同时，PNe还可以作为宿主星系恒星星族的探测器，并有助于了解恒星演化的后期阶段。以前的研究表明，每颗恒星光度的PNe的具体数量在不同的星系中可能会有所不同，并且是恒星种群特性的函数，例如随着恒星金属丰度的降低而增加。目的。在这项研究中，我们进一步探讨恒星金属丰度的重要性，在驱动的PNE人口的属性在早期类型的星系，使用三个边缘上的天炉座星系团提供了一个清晰的视图到他们的主要金属丰富和贫金属区域附近的赤道平面或低于和高于它，分别。方法.使用VLT-MUSE积分场观测和专用的PNe检测程序，我们构建了PNe光度函数，并计算了我们的边缘系统的平面内和平面外区域中PNe alpha的光度特定数量。结果将这些α值与基于相同MUSE数据的金属丰度测量值进行比较，我们没有发现在富金属和贫金属区域之间过渡时PNe的特定丰度增加的证据。结论.我们的分析强调了确保空间一致性的重要性，以避免误导性的结果时，调查PNE和他们的父母恒星星族之间的联系，并建议在被动发展的系统中的具体数量的PNE的变化可能涉及到相当极端的金属丰度制度，发现无论是在最里面或最外面的地区的星系。
2021-06-22 astro-ph.GA
A Census of Sub-kiloparsec Resolution Metallicity Gradients in Star-forming Galaxies at Cosmic Noon from HST Slitless Spectroscopy
我们提出了迄今为止最大的样品的气相金属丰度径向梯度测量在次千秒差距的分辨率在恒星形成星系的红移范围内的$z\in[1.2, 2.3]$。这些测量是通过哈勃太空望远镜近红外通道的无缝光谱学和前景星系团的透镜放大的协同作用实现的。我们的样本由76个星系组成，恒星质量范围从10 $^7$到10 $^{10}$ $M_\odot$，瞬时恒星形成率范围为[1，100] $M_\odot$ /年，全球金属丰度[ $\frac{1}{12}$，2]太阳。在2- $σ$置信水平下，我们样本中的15/76个星系显示负径向梯度，而7/76个显示反向梯度。结合我们的和所有其他金属丰度梯度获得类似的分辨率目前在文献中，我们测量的内在散射$σ=0.060\pm0.006$超过四个数量级的恒星质量的负质量依赖性的$Δ\log({\rm O/H})/Δr~ [\mathrm{dex~kpc^{-1}}] = \left(-0.020\pm0.007\right) + \left(-0.016\pm0.008\right) \log(M_\ast/10^{9.4} M_\odot)$。我们的研究结果是一致的强反馈，而不是长期的过程中，在宇宙中午的磁盘质量大会的恒星形成星系的化学结构演化的主要总督。我们还发现，金属丰度梯度的内禀散射随着恒星质量的减小和比恒星形成率的增大而增大。这种内在散射的增加很可能是由冷模气体吸…
2020-07-22 astro-ph.GA
An empirical mass-loss law for Population II giants from the Spitzer-IRAC survey of Galactic globular clusters
本工作的主要目的是导出第一和第二上升红巨星分支中星族II恒星的经验质量损失（ML）定律。我们使用斯皮策望远镜红阵列照相机（IRAC）测光获得的3.6-8微米范围内的15个银河系球状星团，跨越整个金属丰度范围和采样的水平分支（HB）形态的巨大的动物学仔细选择的样本。我们用近红外数据补充了IRAC测光，以建立合适的颜色-星等和颜色-颜色图，并识别质量损失的巨星。我们发现，虽然大多数恒星显示出典型的冷巨星的颜色，但有些恒星显示出过量的中红外线，这比其光球发射的预期要大，这可能是由于大量的尘埃形成。对于这些恒星，我们估计尘埃和总（气体+尘埃）ML率和时间尺度。最后，我们校准人口II红色和渐近巨星分支恒星的经验ML法律与不同的金属丰度。我们发现，在一个给定的红巨星分支光度只有一小部分的恒星正在失去质量。由此，我们得出结论，ML是偶发性的，只有一小部分时间是活跃的，我们将其定义为占空比。随着恒星光度和金属丰度的增加，质量损失恒星的比例也随之增加。根据对气尘比和膨胀速度的合理假设估计的ML率取决于金属丰度，并随着金属丰度的降低而缓慢增加。相比之下，占空比随着金属量的增加而增加，净结果是总ML随着金属量的增加而适度增加，[Fe/H]中的每dex约为0.1 Msun。对于星族II渐近巨星分支星，我们估计总的ML <0.1 Msun，随着金属丰度的变化几乎是常数。
2014-03-17 astro-ph.GA
Dynamical evolution of star clusters with top-heavy IMF
一些观测和理论研究表明，球状星团（GC）中大质量恒星的初始质量函数（IMF）斜率取决于初始云密度和金属丰度，因此随着金属丰度的降低和气体密度的增加，IMF变得越来越头重脚轻形成物体。使用N体模拟的GC开始与头重脚轻的IMF和经历早期的气体驱逐在银河系的潜力，我们展示了这样的集群将如何演变。通过改变头重脚轻的程度，我们计算的溶解时间和集群生存后12 Gyr的演变所需的最小集群质量。
2020-12-16 astro-ph.GA physics.comp-ph
Alpha Enhancement and the Metallicity Distribution Function of Plaut's Window
本文利用Blanco 4 m望远镜和Hydra多光纤摄谱仪获得的高分辨率（R~ 25，000）光谱，给出了61颗巨星在Plaut窗口（l=-1，b =-8.5）的Fe、Si和Ca丰度，以及另外31颗巨星在第二近场（l=0，b=-8）的Fe丰度。普劳特场中的红巨星分支（RGB）恒星的金属丰度中值比巴德窗中的低约0.4 dex，并证实了沿球核短轴存在铁丰度梯度。我们的（偏置的）RGB样本的完整金属丰度范围跨越-1.5<[Fe/H]<+0.3，这与在其他凸起区域中发现的相似。在（l=-1，b =-8.5）场中，我们还导出了RGB星的光度金属丰度分布函数，并发现与光谱金属丰度分布非常一致。的径向速度和色散数据的凸出RGB星与以前的结果的BRAVA调查，我们发现的证据，随着[Fe/H]的增加，速度色散降低。普劳特场恒星的[alpha/Fe]增强与巴德窗观测到的几乎相同，这表明在b=-4和-8之间不存在[alpha/Fe]梯度。此外，我们的样本（23颗恒星）的一个子集似乎是前景红丛星，是非常金属-丰富，表现出小的金属丰度和径向速度色散，并在α元素增强。虽然这些恒星可能属于银河系内盘人口，但它们的[α/Fe]比在薄盘和厚盘之上都有所增强。
2011-03-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Near-Eddington mass loss of hydrogen-rich Wolf-Rayet stars
本文模拟近爱丁顿极限下富氢WNh星的星风，揭示质量损失率和终端速度随温度、金属丰度变化的复杂趋势及不连续性，并指出低金属丰度下氮与连续谱作用超过铁。
2025-06-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Impact of radiative feedback on the initial mass function of metal-poor stars
通过辐射流体动力学模拟，研究发现金属丰度降低使恒星初始质量函数从萨尔皮特型变为顶部重型，辐射反馈调节恒星形成效率，可解释JWST观测到的早期紫外亮星系。
2023-12-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
SDSS-IV MaNGA: What Shapes The Distribution Of Metals In Galaxies? Exploring The Roles Of The Local Gas Fraction And Escape Velocity
我们确定了超过$9.2\times 10^5$恒星形成区（spaxels）位于1023附近的星系包括在SDSS-IV MANGA IFU调查的电离气体的局部金属丰度。我们使用的尘埃消光来自巴尔末减量和恒星模板拟合在每个spectum估计本地气体和恒星的质量密度，分别。我们还使用测量的旋转曲线来确定局部逃逸速度（$\mathrm{V_{esc}}$）。然后，我们分析了局部金属丰度和局部气体分数（$μ$）和$\mathrm{V_{esc}}$之间的关系。我们发现，金属性降低增加$μ$和减少$\mathrm{V_{esc}}$。通过研究这些关系中的残差，我们发现，气体馏分在局部化学富集中起着比$\mathrm{V_{esc}}$更主要的作用。我们表明，气体调节器模型的化学演化提供了一个合理的解释局部尺度上的金属丰度。该模型的最佳拟合参数与动量驱动的星系外流造成的金属损失一致。我们还认为，气体分数和本地逃逸速度都与本地恒星表面密度有关，而本地恒星表面密度又是主导本地恒星星族形成时代的示踪剂
2017-11-28 astro-ph.GA
PHANGS-JWST First Results: Variations in PAH Fraction as a Function of ISM Phase and Metallicity
我们目前的地图跟踪的灰尘的分数在IC 5332，NGC 628，NGC 1365，和NGC 7496从JWST/MIRI观测的多环芳烃（PAHs）的形式。我们跟踪PAH馏分相结合的F770 W（$7.7~μ$ m）和F1130 W（$11.3~μ$ m）过滤器跟踪电离和中性PAH排放，分别，和比较PAH排放F2100 W的痕迹小，热的尘埃颗粒。我们发现IC 5332、NGC 628、NGC 1365和NGC 7496的平均$R{\rm_{PAH} = (F770W+F1130W)/F2100W}$值分别为3.3、4.7、5.1和3.6。我们发现，H II区域跟踪MUSE H $α$显示系统低PAH分数。PAH分数在其他星系环境中保持相对恒定，略有变化。我们用CO + H I + H $α$来追踪星际气相，发现在所有四个星系中，PAH分数都降低到I $_{Hα}/Σ_{H~I+H_2}$ $\sim~10^{37.5}$ erg s $^{-1}$ kpc $^{-2}$（M $_\odot$ pc $^{-2}$）$^{-1}$的值以上。径向配置文件也显示了减少PAH分数与半径增加，与较低的金属丰度，与以前的结果显示出强烈的金属丰度依赖的PAH分数。我们的研究结果表明，在电离气体中的PAH破坏过程中的操作类似的四个目标。
2023-01-03 astro-ph.GA
Metallicity Gradients in Modern Cosmological Simulations I: Tension Between Smooth Stellar Feedback Models and Observations
本文比较 EAGLE、Illustris、IllustrisTNG 和 SIMBA 中恒星形成星系的径向金属丰度梯度，发现平滑恒星反馈导致高红移负梯度过强，需更强反馈或亚网格金属扩散。
2025-07-29 astro-ph.GA
The systematically varying stellar IMF
一些超紧凑的矮星系有很大的动力学质量与光（M/L）比，似乎也包含了过多的LMXB源，而一些银河系球状星团的浓度很低，似乎缺乏低质量的恒星。这些观测结果可以解释，如果恒星IMF变得越来越头重脚轻的金属量减少和增加气体密度的形成对象。因此，受约束的恒星IMF，然后占观察到的趋势的金属丰度和M/L比之间发现的M31球状星团。它也占了整体转移的观测推断的星系范围内的IMF从顶部轻到头重脚轻的星系之间的恒星形成率增加。如果IMF的变化与这里推导的相似，那么在高红移处观察到的非常年轻的超大质量恒星爆发星团将看起来像类星体（Jerabkova et al. 2017）。
2019-10-15 astro-ph.GA
Constraining IGM enrichment and metallicity with the C IV forest correlation function
星系际弥散介质中金属的产生和分布对星系形成模型和重子循环过程具有重要意义。高电离态与低电离态金属的相对丰度也被认为对宇宙的再电离历史敏感。然而，在z~4处IGM的背景金属丰度的测量是稀疏的并且彼此之间的一致性较差，并且在近红外中的降低的灵敏度使得检测单个金属吸收体几乎是不可能的。我们提出了一种新的聚类为基础的技术，使这些弱IGM吸收剂的检测统计平均在所有的光谱像素，这里适用于C IV森林。我们模拟了z=4.5 IGM与不同的模型的不均匀金属分布，并调查其两点关联函数（2 PCF）使用模拟串的C IV森林。2 PCF在C IV线的双峰分离处显示出清晰的峰。峰值振幅与金属丰度成二次方关系，而富集形态影响2 PCF的形状和振幅。富集拓扑结构的影响也可以在金属质量和体积填充因子方面，我们显示它们的趋势作为富集拓扑结构的函数。对于与z~3处金属分布一致的模型，我们发现我们可以将[C/H]限制在0.2 dex以内，将log $\,M_{\rm{min}}$限制在0.4 dex以内，将$R$限制在15%以内。我们表明，从星系的环星系介质产生的强吸收体可以很容易地识别和掩盖，使之能够恢复潜在的IGM信号。金属线森林的自相关性提供了一种新的和令人信服的途径，可以在z>4时以高精度同时限制IGM金属丰度和富集拓扑结构，从而将此类测量推入再电离时代。
2022-01-25 astro-ph.GA
Chronology of our Galaxy from Gaia Colour-Magnitude Diagram-fitting (ChronoGal). I. The formation and evolution of the thin disk from the Gaia Catalogue of Nearby Stars
本研究提出CMDft.Gaia方法，通过拟合Gaia邻近恒星目录的CMD，重建了银河系薄盘的恒星形成历史，揭示了年龄-金属丰度关系中的断裂及多个恒星族群，实现了对太阳附近恒星年龄和金属丰度的高精度测定。
2024-02-14 astro-ph.GA
Detection of a distinct metal-poor stellar halo in the early-type galaxy NGC 3115
本文给出了透镜星系NGC~3115的内晕和外晕中的恒星星族分布。使用深HST观测，我们分析恒星两个星等暗于红巨星分支（TRGB）的尖端。我们研究了沿该星系短轴的三个场，分别距中心19、37和54千秒差距，对应于7、14、21个有效半径（r_{e}）。即使在这些大的银河系中心距离，所有的领域是由一个相对丰富的人口占主导地位，在金属丰度分布的主峰随着半径从[Z/H]~-0.5至-0.65。贫金属星（[Z/H]<-0.95）的比例从16 - 37 kpc的17%增加到~54 kpc的28%。我们观察到一个明显的低金属丰度群体（峰值在[Z/H]~-1.3，总质量为2 * 10 ^{10} M_{\odot}~星系恒星质量的14%），并认为这代表了一个潜在的低金属丰度恒星晕的检测。这种晕通常被星系形成理论所预言，并在包括银河系和M31在内的几个晚型星系中被观测到。NGC~3115恒星晕的金属丰度和空间分布与该星系的球状星团系统一致，后者具有类似的低金属丰度人口，在这些大半径处占主导地位。这一发现支持使用球状星团作为星系晕明亮的化学动力学示踪剂。这些数据也使我们能够对TRGB的星等进行精确的测量，由此我们得出NGC~3115的距离模为30.05 \pm 0.05 \pm 0.10_{sys}（10.2 \pm 0.2 \pm 0.5_{sys} Mpc）。
2014-12-08 astro-ph.GA
Is the stellar mass-stellar metallicity relation universal in the Milky Way satellites and beyond?
观测结果表明，在不同类型的本群矮星$Z_*\propto M_*^α$和$α=0.30\pm0.02$中存在着一个普遍的恒星质量-恒星金属丰度关系（MZR）。在这项工作中，我们调查的“普适性”的MZRs卫星和中央星系在大量的不同的主机暗物质晕覆盖大质量范围的$10^9$ - $10^{15}h^{-1}M_\odot$，通过使用半解析星系形成和演化模型。我们得到以下结果。(1)与银河系晕质量相同但个体组装历史不同的晕中卫星MZRs的指数（$α$）大多为$\sim$ 0.2-0.4，即，具有$\sim 0.2$的散射;并且$α$的散射随着晕圈质量的降低而增加。(2)当多个质量相同的晕叠加在一起时，晕质量的变化以及中心星系与卫星星系的分类对MZR关系的影响不大。(3)中心星系和堆叠卫星星系的MZR关系都存在双幂律，在$10^3M_\odot< M_*<10^{8} M_\odot$处$α\sim$为0.2-0.4，在$10^8M_\odot<M_*<10^{11}M_\odot$处$α\sim0.5$相对较高。(4)堆积卫星的单次幂律拟合结果表明，大质量卫星（$M_*>10^8M_\odot$）主要存在于高质量晕中，可导致$α$随宿主晕质量的增加而明显增加（从$\sim0.2$到$\sim0.4$）。MZR的普适性表明，恒星形成和星系化学演化中的共同物理过程可以在大范围的星系质量和晕质…
2019-03-14 astro-ph.GA
The mass distribution of stars stripped in binaries: The effect of metallicity
该研究通过种群合成代码预测剥离恒星的质量分布，发现低质量端与金属丰度无关，但在低金属丰度下大质量端出现“氦星荒漠”，影响超新星和电离辐射。
2025-05-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Synthetic horizontal branch morphology for different metallicities and ages under tidally enhanced stellar wind
我们认为，除了金属丰度外，还需要其他一些参数来解释球状星团（GC）的水平分支（HB）形态。此外，这些参数被认为与红巨星分支（RGB）恒星的质量损失相关。在我们以前的工作中，我们提出了潮汐增强的恒星风在双星演化过程中可能会影响HB的形态，通过加强红巨星的质量损失的主要。作为进一步的研究，我们现在调查的金属丰度和年龄HB形态的影响，考虑潮汐增强恒星风在二进制的演变。在Eggleton的恒星演化程序中加入了潮汐增强的星风模型来研究双星的演化。为了研究金属丰度和年龄对我们最终结果的影响，我们进行了两组模型计算：（i）对于固定的年龄，我们使用三种金属丰度，即Z=0.0001，0.001和0.02。(ii)对于固定的金属丰度，Z=0.001，我们在模型计算中使用了五个年龄：14，13，12，10和7 Gyr。我们发现GC的HB形态随着金属丰度的降低而变蓝，并且老GC呈现出比年轻GC更蓝的HB形态。这些结果与以前的工作是一致的。虽然潮汐增强星风产生的零年龄HB星的质量分布对于不同的金属丰度是相似的，但Z=0.02的潮汐增强星风下的合成HB在红色和蓝色HB之间呈现出明显的差距。然而，在Z=0.001和0.0001的合成HB中没有清楚地看到该特征。我们还发现，更高的二进制分数可能会使HB形态变得更蓝，我们讨论了最近的观察结果。
2013-05-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Formation of massive stars under protostellar radiation feedback: Very metal-poor stars
研究了在原恒星辐射反馈作用下极贫金属星的形成。我们使用宇宙学模拟来识别低质量的暗物质晕和其中的恒星形成气体云。然后，我们遵循原恒星的形成和随后的长期质量吸积阶段超过一百万年使用二维辐射流体动力学模拟。我们表明，设置最终质量的关键物理过程是双极HII区域的形成和扩展。这个过程类似于大质量原始恒星的形成，但在低金属量的情况下，施加在尘埃颗粒上的辐射压力也有助于停止吸积流。我们发现，在金属性$Z = 10^{-2}~Z_{\odot}$的情况下的净反馈效应比在$Z \sim 1~Z_{\odot}$的情况下更强。随着金属丰度的降低，辐射压效应变弱，但由于尘埃衰减的减少，星周气体的光电离加热更有效。在$Z = 10^{-2}~Z_{\odot}$的情况下，中心恒星的质量增长到200个太阳质量，类似于原始恒星形成的情况。我们的结论是，尽管有很强的辐射反馈，但几百个太阳质量的贫金属恒星可以通过气体吸积形成。
2021-04-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
