Mass function of a young cluster in a low-metallicity environment. Sh 2-209
我们提出了深近红外（NIR）成像的Sh 2 - 209（S209），一个低金属（${\rm [O/H]} = - 0.5$ dex）的HII区域在银河系。根据近红外图像，结合盖亚EDR3的天体测量数据，我们估计S209的距离为2.5 kpc。这足够接近，使我们能够清楚地分辨出星团成员（$\simeq$ 1000 AU分离），直到$\simeq$ 0.1 $M_\odot$的质量检测极限，我们已经在S209中识别出两个恒星形成星团，单个星团尺度为$\sim$ 1 pc。我们采用了一组模型光度函数，以获得潜在的初始质量函数（IMF）和年龄的两个集群。我们获得的两个星系团的IMF表现出稍微平坦的高质量斜率（$Γ\simeq -1.0$）相比，萨尔彼得IMF（$Γ= -1.35$），和它们的$\simeq$ 0.1 $M_\odot$的折裂质量低于通常在太阳附近看到的（$\sim$ 0.3 $M_\odot$）。特别是，因为S209主星团是一个恒星形成的集群与更多的成员（$\sim$ 1500）比数量（$\sim$ 100）在以前研究的地区在这样的环境中，这是第一次有可能获得IMF在低金属丰度的环境，在广泛的质量范围0.1 - 20 $M_\odot$的高精度。
2022-10-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Metallicity fluctuation statistics in the interstellar medium and young stars -- II. Elemental cross-correlations and the structure of chemical abundance space
Australian National University（澳大利亚国立大学）；The Ohio State University（俄亥俄州立大学）；Durham University（杜伦大学）；Columbia University（哥伦比亚大学）
本文扩展了随机驱动扩散模型，用于解释多元素丰度相关性，并预测气体和年轻恒星中的相关程度，揭示了元素相关性的控制因素。
2025-11-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Metallicity relations in LMC and SMC from the slope of Red Giant Branch stars in globular clusters
基于23个LMC/SMC球状星团的近红外JHK测光，本文测量RGB斜率并建立其与年龄、金属丰度的关系，发现斜率无显著年龄依赖，但年轻与年老星团呈现不同正负趋势。
2024-06-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
CN Variations in High Metallicity Globular and Open Clusters
本文比较了高金属量球状星团NGC 6356和NGC 6528与老的疏散星团NGC 188、NCG 2158和NGC 7789中CN带强度的变化。恒星与恒星之间的丰度变化，CN差异是一个容易观察到的迹象，在中等金属丰度的晕球状星团中很常见，但在野外或疏散星团中看不到。我们发现，疏散星团有狭窄的，单峰分布的CN带强度，从文献中预期，而球状星团有广泛的，双峰分布的CN带强度，类似于中等金属丰度晕球状星团。这一结果有有趣的影响，提出了各种机制来解释球状星团丰度不均匀的起源，并建议在团簇形成的时代，当地的环境起着至关重要的作用，在调节团内富集过程。
2009-05-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dispersal timescale of protoplanetary disks in the low-metallicity young cluster Dolidze 25
原行星盘的分散设定了行星聚集的时间尺度，因此它是行星形成理论的基本参数之一。星盘的分散由中心恒星、星盘本身和周围环境的几个特性决定。特别是，盘的金属丰度可能会影响它们的演化，即使到目前为止存在争议的结果：在低金属丰度的星团中，盘似乎迅速分散，而在麦哲伦云中，一些证据支持存在几十万年的吸积盘。在本文中，我们研究了Dolidze~25，在太阳附近的最低金属丰度的年轻的集群盘的分散时间尺度，目的是了解磁盘的演化是否是由集群的低金属丰度的影响。我们分析了钱德拉/ACIS-I观测的集群，并结合现有的光学和红外目录的区域的源目录。我们选择了Dolidze 25的有磁盘群体和无磁盘群体。我们从拟合到色星等图的等时线推导出恒星参数。我们得出的磁盘分数约为34%，中位年龄为1.2百万年。通过将这一估计与现有的年龄小于1000万年的星团的磁盘部分估计进行比较，我们的研究表明Dolidze 25的磁盘部分低于仅从其年龄所预期的。即使我们的结果是不确定的内在不确定性恒星年龄估计等时线拟合色星等图，我们认为，磁盘的Dolidze 25可能会受到环境的影响。考虑到星团中O型星的数量和恒星密度都很低，盘的扩散时间尺度更可能是由星团的低金属丰度决定的，而不是外部光蒸发或动力学相遇。
2021-04-12 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
At the same age, metallicity, and alpha-enhancement, sodium is a more effective tracer of the young and old sequences of the Milky Way disc
利用GALAH DR3中6234颗太阳型恒星数据，发现[Na/Fe]在超太阳金属丰度的年老序列中显著富集，提出基于[Na/Fe]上升分离银河系厚薄盘的新方法，比传统[Mg/Fe]法更好解决中等年龄恒星重叠问题。
2024-10-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Deriving physical parameters of unresolved star clusters. II. The degeneracies of age, mass, extinction, and metallicity
本文是第二个系列，调查的随机性和简并性问题，阻碍推导的年龄，质量，消光，和金属的未解决的星团在外部星系时，宽带测光。虽然论文我集中在推导年龄，质量和灭绝的星团一个固定的金属丰度，我们在这里推导出这些参数的情况下，金属丰度是让自由变化。使用几种不同的过滤系统（$UBVRI$，$UBVRIJHK$，GALEX+ $UBVRI$），这使得最佳地减少集群物理参数之间的不同退化的结果。年龄，质量，和灭绝的人造星团的样本是通过比较它们的宽带集成的大小与一个大网格的集群模型与各种金属丰度的大小。研究了大量人工集群，以在集群模型中考虑随机性时模拟年龄、质量、灭绝和金属性参数空间中的不同简并性。我们发现，没有先验知识的金属丰度，光学波段（$UBVRI$）未能允许一个正确的推导的年龄，质量和灭绝，因为不同的金属丰度模型之间的强简并。添加近红外信息（$UBVRI$ + $JHK$）略微有助于改善参数推导，但金属度除外。添加紫外线数据（GALEX+ $UBVRI$）对推导这些参数有很大帮助，并且当光度误差具有高斯分布时，允许限制金属丰度，其中$UBVRI$的标准偏差为0.05 mag，GALEX波段的标准偏差为0.15 mag。
2014-07-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Method for Simultaneous Determination of Metallicity and Reddening of a Globular Cluster based on the $V vs. (B-R)$ Color-Magnitude Diagram
本文介绍一种同时计算球状星团的金属丰度和红化的方法。该方法是基于对星系团Vvs.（B-R）色星等图上红巨星分支的形状和水平分支的V星等的分析。应用我们的方法对球状星团NGC 7006进行测光，得到了金属度$[Fe/H] = - 1.78 \pm0.11$和变红的$E_{B-R} = 0.^{m}25 \pm0.^{m}02$。
2009-03-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Mapping the Galactic Metallicity Gradient with Open Clusters: The State-of-the-Art and Future Challenges
在本文中，我们利用高分辨率光谱巡天和计划（即，APOGEE、Gaia-ESO、GALAH、OCCASO和SPA）。这些数据已被均匀化，然后作为一个整体进行分析。由此产生的目录包含251个银河系疏散星团的[Fe/H]和轨道参数。通过对175个疏散星团进行高质量的金属丰度测定，得到的径向金属丰度梯度的斜率为$-$ 0.064 $\pm$ 0.007 dex kpc $^{-1}$。由疏散星团追踪的径向金属丰度分布超过R $_{\rm Gal}$ =12.1 $\pm$ 1.1 kpc。疏散星团在[Fe/H]-L $_{\rm z}$图上的斜率为$-$ 0.31 $\pm$ 0.02 10 $^{3}$ dex km $^{-1}$ kpc $^{-1}$ s，但它大于L $_{\rm z}$ =2769 $\pm$ 177 km kpc s $^{-1}$。在本文中，我们还审查了一些高优先级的实际挑战周围的疏散星团的研究，这将显着推动我们的理解超越了国家的最先进的。最后，我们比较的形状的银河系径向金属丰度梯度的其他螺旋星系。
2022-02-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Radial Migration from Metallicity Gradient of Open Clusters and Outliers
径向迁移是银盘演化过程中的一个重要过程。疏散星团的金属丰度梯度及其异常值为探索这一过程提供了有效的途径。在这项工作中，我们编制了225个疏散星团的金属丰度，年龄和运动学参数，并进行了定量分析的径向迁移通过计算的迁移距离。基于年龄为$< 0.5$ Gyr的聚类，我们得到了$-0.074 \pm 0.007$ dex/kpc的现今金属丰度梯度。沿该梯度分布3个层序，上、中、下组分别为老的向外运移层序、原地运移层序和向内运移层序。迁移距离随年龄的增长而增加，但其最有效的时间可能小于3 Gyr。金属丰度梯度在$R_g$（引导中心半径）$\sim11.5$ kpc处爆发，这是由于外盘缺乏年轻的疏散星团，而在上部序列中存在年老的向外迁移星团。结果表明，这种边界与内外盘径向迁移的不同效应有关。在$R > 11$ kpc的外盘及其附近还发现了许多特殊的疏散星团，而从$R_g < 7$ kpc的内盘开始，我们还发现了一个较陡的金属丰度梯度，这反映了星系盘在恒星径向迁移的不同影响下的复杂演化历史.
2021-06-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Zwicky Transient Facility and Globular Clusters: The RR Lyrae gri-Band Period-Luminosity-Metallicity and Period-Wesenheit-Metallicity Relations
利用Zwicky瞬变观测站（ZTF）的时间序列观测资料，推导了球状星团RR型天琴座的周期-光度-金属丰度（PLZ）和周期-Wesenfeld-金属丰度（PWZ）关系。我们已经应用了各种选择标准来排除有问题或虚假光变曲线的RR Lyrics。这些选择标准利用关于每个光变曲线的数据点的数量、振幅、颜色和关于周期-光度和/或周期-韦森关系的残差的信息。由于混合，球状星团中的一些RR天琴座被发现是异常明亮的，并且它们的ZTF光变曲线振幅很小。我们用我们最终的~750 RR天琴座的46个球状星团的样本，覆盖了一个宽的金属丰度范围（-2.36 < [Fe/H] < -0.54 dex），导出了GRI带的PLZ和PWZ关系。此外，我们还推导出了周期颜色金属丰度（PCZ）和第一次，PQZ关系，其中Q指数是无反射的建设。我们已经比较了我们的各种关系的经验和理论的关系，在文献中，并发现了一个很好的协议与大多数研究。最后，我们将我们推导的PLZ关系应用于矮星系Crater II，发现它的真实距离模量应该大于最近的测定。
2022-03-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Hierarchical black hole mergers in young, globular and nuclear star clusters: the effect of metallicity, spin and cluster properties
我们探讨层次黑洞（BH）合并在核星团（NSC），球状星团（GC）和年轻星团（YSC），占原始和动态组装的二进制黑洞（BBH）。我们发现，第一代和第n代动力学合并的中位质量是较大的GC和YSC相对于NSC，因为较轻的BH从较低质量的集群超新星踢弹出。此外，第一代和第n代黑洞的质量受到祖星金属丰度的强烈影响：在贫金属（富金属）的NSC中，第n代合并的初级黑洞的质量中值为$\sim{}24-38$ M $_\odot$（$\sim{}9-15$ M $_\odot$）。BH的最大质量主要取决于逃逸速度：在NSC中形成质量高达几千M $_\odot$的BH，而YSC和GC宿主质量高达几百M $_\odot$的BH。此外，我们计算的合并与至少一个组件中的对不稳定的质量间隙（$f_{\rm PI}$）和中等质量BH制度（$f_{\rm IMBH}$）的分数。在具有金属性$Z=0.002$的动力学BBH的基准模型中，我们分别在NSC、GC和YSC中发现了$f_{\rm PI}\approx{}0.05$、$0.02$和$0.007$（$f_{\rm IMBH}\approx{}0.01$、$0.002$和$0.001$）。$f_{\rm PI}$和$f_{\rm IMBH}$都在太阳金属丰度时下降至少一个数量级。最后，我们研究了GW190521的形成，假设它是一个几乎等质量的BBH或中间质量比i…
2021-05-06 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The Effect of Age and Stellar Model Choice on Globular Cluster Color-to-Metallicity Conversions
本文基于既有光谱校准研究，检验不同恒星模型与球状星团年龄假设对颜色-金属丰度转换关系的影响，发现模型差异虽明显，但对所得 GCS 金属丰度分布的净影响较小。
2024-06-13 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
Towards a photometric metallicity scale for open clusters
在研究与恒星演化有关的几个主题时，疏散星团是一个有用的工具;例如，年龄或距离可以比场星更准确地确定。然而，一个重要的参数，金属丰度，只知道一个边际百分比的疏散星团。我们的目标是在我们的光度三角洲调查化学奇特的恒星的疏散星团的参数一致。特别注意扩大我们的知识集群金属丰度和验证其规模。利用一种基于标准化演化网格和光度数据的方法，计算了疏散星团的距离、年龄、红化和金属丰度。为了将光度测量转换为有效温度以用作我们方法的输入，编译了一组用于最常用的颜色指数和光度系统的温度校准。我们总共分析了58个疏散星团。我们推导出的金属丰度值与大约30个光谱研究目标非常一致。发现绝对偏差的平均值为0.03 dex，没有明显的偏移或梯度。该方法也适用于最近的进化模型的基础上，目前接受的较低的太阳丰度值Z=0.014。与使用前一种采用的太阳值Z=0.02的网格相比，没有发现显著差异。此外，一些不同的光度数据集进行了鉴定和讨论。该方法提供了一个准确的方式来获得适当的缩放的金属度值的疏散星团。根据目前和未来的均匀测光巡天，星团的样本可以扩展到银河系的外围，那里的光谱研究几乎是不可能的。这将有助于更详细地确定银河系金属丰度梯度。
2013-07-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Linking globular cluster formation at low and high redshift through the age-metallicity relation in E-MOSAICS
我们开始比较年龄金属丰度关系（AMR）的大规模集群的麦哲伦云质量星系的E-MOSAICS套件的数值宇宙学模拟与合并的观测数据的大规模集群的大，小麦哲伦云（LMC/SMC）。我们的目标是测试：（1）恒星团簇形成遵循普遍的物理过程，暗示了大质量星系团（YMC）、中龄星系团（IAC）和古老球状星团（GC）的共同形成机制;（2）所有年龄的大质量星系团都遵循连续的AMR;（3）与大质量星系相比，小质量星系的AMR关系较浅。我们的研究结果表明，在不确定性，预测AMR的L/SMC质量的星系与类似的恒星形成历史的L/SMC遵循相同的关系，观测。我们还发现，AMR饱和的金属丰度随着星系质量的增加而增加，这也被发现为场星AMR。这表明相对低金属量的星系团仍然可以在矮星系中形成。鉴于我们的研究结果，我们认为，古老的GC共享其形成机制与IACs和YMCs，其中GC是一个普遍的过程中的恒星团簇形成在其宿主星系的恒星形成的早期情节的结果。
2020-11-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Young massive star clusters
年轻的大质量星团是年轻恒星的密集聚集体，它们构成了星系的基本组成部分。在银河系和本星系群中有几个例子，但它们在星暴和相互作用的星系中特别丰富。几个年轻的大质量星团，是足够接近，以解决的主要兴趣，研究恒星的质量函数和生态之间的相互作用恒星演化和恒星动力学。遥远的未分辨星系团可以有效地用于研究星团质量函数，它们对年轻星系团的形成机制提供了很好的约束。年轻的大质量星团被认为是许多不寻常物体的摇篮，包括各种奇异的恒星和双星。到目前为止，在年轻的大质量星团中只发现了少数这样的天体，尽管它们的老表亲球状星团中有着异常丰富的恒星。在这篇综述中，我们关注的星团比$\sim100$ Myr年轻，比几个当前的交叉时代老，比$\sim10^4$ \Msun更大，无论集群的大小或环境。我们描述了目前已知的年轻的大质量星团的本地组和超越的全球性的属性，并讨论了这些系统的观测和动力学建模的艺术状态。为了使这篇评论能够被观测者、理论家和计算天体物理学家阅读，我们还回顾了跨学科的术语。
2010-02-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Does Metallicity affect Protoplanetary Disk Fraction? Answers from the Outer Milky Way
本研究通过银河系外围18个低金属度年轻星团的JHK观测与文献样本，发现低金属度星团盘比例显著低于太阳金属度星团，且盘比例与金属度正相关。
2024-05-08 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
Near-Infrared Photometry of Globular Clusters Towards the Galactic Bulge: Observations and Photometric Metallicity Indicators
本文给出了在2 MASS测光系统上标定的16个银河系球状星团的宽视场JHK测光结果。差分红化校正和统计领域的明星净化之前，所有这些集群拟合基准序列的集群红巨星分支（RGBs）。观测值和不确定性报告的几个光度特征，包括RGB凹凸，提示，水平分支（HB）和上RGB的斜率的大小。最新的光谱测定的化学丰度被用来建立距离和红独立的关系观察到的光度特征和集群金属，优化样本大小和金属基线这些关系的补充我们的样本与文献中的结果。我们发现，HB和RGB凸块之间的幅度差异可以用来预测金属丰度，在铁丰度[Fe/H]和全球金属丰度[M/H]方面，在所有三个近红外带通相对富含金属（[M/H] $\gtrsim$ -1）集群的精度优于0.1德克斯。同时，尽管模型预测RGB斜率在高（近太阳）金属丰度下可能变得不可靠，但上部RGB的斜率和RGB尖端与凸起之间的幅度差在整个采样金属丰度范围（-2 $\lesssim$ [M/H] $\lesssim$ 0）上都是有用的金属丰度指标，精度为0.2 dex或更好。我们的研究结果同意与以前的校准，根据相关的不确定性，我们讨论了有争议的金属丰度集群的影响，以及进一步调查的方向。
2016-09-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar population astrophysics (SPA) with the TNG. Revisiting the metallicity of Praesepe (M44)
疏散星团精确地跟踪着银河系盘的化学性质及其时间演化;大量的研究和大型光谱调查主要集中在相对较老的星团（年龄$\gtrsim$ 1 Gyr）的化学成分上。有趣的是，研究较少的年轻对应物在太阳周围被发现是太阳（最多），令人惊讶的是缺乏年轻的富含金属的物体。虽然毕宿星团的组成在太阳系之上的程度上有广泛的共识，但Praesepe的金属丰度仍然存在争议。最近的研究表明，这两个星团具有相同的化学成分和年龄，但这一结论是有争议的。为了重新评估Praesepe的金属丰度，以及它与毕宿星团的差异（如果有的话），本文对10个太阳型矮星成员进行了光谱研究。我们利用TNG的$GIARPS$获得高分辨率、高质量的光学和近红外光谱，并通过使用严格微分（逐线）方法导出恒星参数、金属丰度（[Fe/H]）、轻元素、$α$和铁峰元素。我们还以同样的方式分析了太阳光谱和毕宿二太阳模拟物HD 28099。我们的研究结果表明，Praesepe比Hyades更富金属，在$Δ$ [Fe/H]=+0.05 $\pm$ 0.01 dex的水平，[Fe/H]=+0.21 $\pm0.01$ dex。所有其他元素都与铁成比例，正如预期的那样。这一结果似乎否定了这两个疏散星团有共同起源的假设。最重要的是，Praesepe是目前太阳附近最富金属、最年轻的疏散星团。
2019-11-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the metallicity distribution of the peculiar globular cluster M22
在我们以前的研究中，我们发现特殊的球状星团（GC）M22包含两个不同的恒星星族，即具有不同物理性质的Ca-w和Ca-s族，它们具有不同的化学组成、空间分布和运动学特征。我们认为M22最有可能是在矮星系环境中通过两个具有异质金属丰度的GC合并形成的，后来吸积到我们的银河系中。在最近的研究中，Mucciarelli等人声称M22是一个正常的单金属球状星团，在两组恒星之间没有任何可感知的金属量分布，这对我们的结果和其他人的结果提出了挑战。我们设计了新的策略，本地热力学平衡（LTE）丰度分析的红巨星分支（RGB）的恒星在GC中，并显示存在一个蔓延的铁丰度分布在M22。
2016-08-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
High Dispersion Measure Fast Radio Bursts from Young, Dust-Poor H II Regions
University of California Berkeley（加州大学伯克利分校）
本研究构建半解析模型并开展辐射流体模拟，发现年轻贫尘埃H II区可产生高DM，解释FRB的低金属丰度宿主偏好，或助力获得更纯净的FRB样本以研究星系际介质。
2026-08-31 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
CFBDSIR 2149-0403: young isolated planetary-mass object or high-metallicity low-mass brown dwarf??
我们对候选的自由浮动行星CFBDSIR~J214947.2-040308.9进行了多波长，多仪器观测表征，这是一颗可能具有低重力特征的晚期T矮星，以限制其物理性质。我们分析了9个小时的X-射手光谱与信号检测从0.8- 2.3 $μ$ m，以及额外的测光在中红外使用斯皮策太空望远镜。结合VLT/HAWK-I天体测量视差，这使得从可见光到5 $μ$ m的绝对通量的完整特征，包括超过90%的预期能量由这样一个冷的晚期T型物体发射。我们的频谱分析还提供了径向速度，因此确定其完整的三维运动学。虽然我们的新光谱证实了CFBDSIR 2149的低重力和/或高金属丰度，但视差和运动学安全地排除了任何已知的年轻运动群的成员资格，包括AB~Doradus。我们使用的KI在1.25 $μ$ m的双峰的等效宽度作为一个有前途的工具来区分低重力的影响，从高金属丰度的冷大气的发射光谱的影响。在CFBDSIR 2149的情况下，观察到的KI双峰明显有利于低重力溶液。因此，CFBDSIR 2149是一颗特殊的晚T矮星，可能是一颗年轻的行星质量天体（2- 13兆木星，$<$ 500百万年），可能类似于系外行星51 Erib，或者可能是一颗2- 40兆木星的棕矮星，具有超太阳的金属丰度。
2017-03-02 astro-ph.EP astro-ph.SR
Li in Open Clusters: Cool Dwarfs in the Young, Subsolar Metallicity Cluster M35 (NGC 2168)
本文分析了年轻星系团M35中Li 6708埃线附近的85颗G-K矮星的水螅谱。根据速度和盖亚天体测量，78个可能是单星成员，结合以前的工作，产生了108个成员，T_eff范围从6150到4000 K，由EHF，宽带测光定义，E（B-V）= 0.20和[Fe/H] =-0.15，尽管有迹象表明金属丰度可能更接近太阳。A（Li）遵循一个很好的下降曲线，从最热恒星的3.15下降到最冷矮星的上限<= 1.0。与早期的工作相反，M35包含了系统性地高于平均星团关系的A（Li）的单颗恒星。这个子集的V_ROT比Li更贫的样品更高，从光度旋转周期来看，主要是对流（C）星，其他都是界面（I）星。冷，高锂快速旋转器是一致的模型，同时考虑快速旋转和半径膨胀;快速旋转器比太阳热表现出过剩的锂耗尽，模型预测。A（Li）的颜色和自转周期分布与毕宿星/Praesepe和昴星团相比，与陀螺年代学分析一致，将M35的年龄置于较老的M34和较年轻的昴星团之间。然而，在低Li、慢旋转的分布一侧，昴星团显示出比M35更大的A（Li）和旋转周期范围，在给定的T_eff下，昴星团中的年轻恒星旋转得更慢，A（Li）比M35减少了四倍以上。
2018-06-14 astro-ph.SR
Ice chemistry in massive Young Stellar Objects: the role of metallicity
我们提出了三个最重要的冰成分（水，CO和CO2）的大规模年轻恒星天体（YSO）的信封，在不同的金属丰度的环境中的比较：银河系，大麦云云（LMC），并首次，小麦哲伦云（SMC）。我们目前的观测水，CO和CO2冰在4 SMC和3 LMC YSO（获得斯皮策IRS和VLT/ISAAC）。虽然在所有麦哲伦YSO中检测到水和CO2冰，但在SMC物体中没有检测到CO冰。与高光度的银河系YSO相比，LMC中的CO和CO2冰丰度都有所增强。根据这两种物质似乎以一致的方式增强的事实，这种效应不太可能是先前认为的在较热的YSO包层中增强的CO2产生的结果。相反，我们建议，这是由于在LMC YSO的信封，更强的紫外线辐射场和降低的尘埃气体比在较低的金属含量的直接后果，水柱密度降低。在SMC中，环境条件更苛刻，我们观察到CO2柱密度降低。此外，低气相CO密度和较高的灰尘温度在YSO信封在SMC似乎抑制CO冻结。我们提出的方案可以通过进一步的观察来检验。
2010-11-11 astro-ph.SR
Stellar wind properties of the nearly complete sample of O stars in the low metallicity young star cluster NGC346 in the SMC galaxy
大质量恒星是驱动恒星形成星系演化的主要宇宙引擎之一。它们强大的电离辐射和恒星风为星际介质注入了大量的能量。此外，通过辐射驱动风的质量损失（$\dot{M}$）在大质量恒星的演化中起着关键作用。即便如此，在恒星演化模型、星族合成和恒星反馈模型中使用的风的质量损失公式，往往与根据低金属量大质量恒星紫外光谱经验测量的质量损失率不一致。在低金属量的小麦哲伦星系中，最大的年轻星团是NGC 346。这个星团包含了迄今为止在这个星系中发现的所有O型恒星的一半以上。相似的年龄，金属丰度（$Z$）和灭绝，O型星在NGC 346集群是唯一适合于比较研究的恒星风在O型星的不同亚型。我们的目标是使用NGC 346内的O型星样本来研究低金属丰度下的恒星风。我们用{ \em哈勃太空望远镜}上的太空望远镜成像光谱仪（STIS）进行的长缝紫外观测绘制了NGC 346的中心1”，并用档案观测补充了这些新的数据集。多时期观测可以探测风的变化。紫外数据集由光谱学和光度学补充。使用非本地热平衡模式大气代码（PoWR），以确定风参数和电离通量的光谱进行了分析。有效的映射技术使我们能够获得几乎整个星团的马赛克，并解决其核心的恒星。在提取的数百个恒星光谱中，有21个属于O型星。其中9颗是首次被列为O星。我们详细分析了19颗O星的紫外光谱。（续）
2022-07-19 astro-ph.SR
Binary black holes in young star clusters: the impact of metallicity
年轻星团是大质量恒星最常见的诞生地，是动态活跃的环境。在这里，我们研究了年轻星团中的黑洞（BH）和双黑洞（BBHs）的形成，通过6000 N体模拟耦合的二进制人口合成。我们探测了三种不同的恒星金属丰度（Z=0.02、0.002和0.0002）和两种初始密度状态（分别在致密和松散星团中半质量半径处的密度$ρ_{\rm h}\ge{}3.4\times10^4$和$\ge{1.5\times10^2}$ M $_\odot$ pc $^{-3}$）。贫金属团簇比富金属团簇倾向于形成更大质量的BH。我们发现具有质量$m_{\rm BH}>60$ M $_\odot$的BH的$\sim{}6$、$\sim{}2$和$<1$ %分别在Z=0.0002、0.002和0.02处。在贫金属团簇中，我们形成质量高达$\sim{}320$ M $_\odot$的中等质量黑洞。通过动力学交换产生的BBH合并（交换BBH）可能比通过双星演化形成的BBH合并更大：前者（后者）达到总质量高达$\sim{}140$ M $_\odot$（$\sim{}80$ M $_\odot$）。在我们的模拟中，最大的BBH合并具有原始质量$\sim{}88$ M $_\odot$，在对不稳定质量间隙内，质量比为$\sim{}0.5$。只有来自贫金属祖先的年轻星团中诞生的BBH才能与O1和O2中质量最大的事件GW 17072…
2020-07-27 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The Gaia-ESO Survey: metallicity of the Chamaeleon I star forming region
上下文最近对年轻的疏散星团和恒星形成区的金属丰度测定表明，后者的特征可能是金属丰度略低于太阳和太阳附近的老星团。然而，这些结果是基于小的统计数据和不均匀的分析。Gaia-ESO巡天正在观测和均匀分析几个年轻星团和恒星形成区域中的大样本恒星，从而使我们能够进一步研究这个问题。目的。我们提出了一个新的金属丰度测定的Chamaeleon I恒星形成区域，分布在第一次内部发布的盖亚-ESO调查的产品的基础上。方法.利用UVES高分辨率摄谱仪对48个Chamaeleon I候选成员进行了观测。我们使用的表面重力，锂线等效宽度和位置的赫兹-罗素图，以确认集群成员，我们使用铁丰度推导出该地区的平均金属丰度。结果在48个目标中，我们确认了15个高概率成员。通过对其中9个天体的金属丰度测量，发现Chamaeleon I的铁丰度略低于太阳，平均值[Fe/H]=-0.08+/-0.04dex。这一结果与附近其他恒星形成区的金属丰度测定结果一致，表明太阳附近最年轻恒星的化学模式确实比太阳更贫金属。我们认为，这一证据可能与古尔德带的化学分布有关，古尔德带包含了附近大部分的恒星形成区和年轻星团。
2014-06-11 astro-ph.SR
Variability in stellar granulation and convective blueshift with spectral type and magnetic activity. II. From young to old main-sequence K-G-F stars
太阳中小尺度对流的抑制主导了长期径向速度（RV）的变化：因此，它对使用RV技术的轻型系外行星探测能力有着关键影响。在这里，我们扩展我们以前的分析恒星对流蓝移及其对磁活动的依赖，以扩大Teff范围的恒星样本，研究其他恒星属性的影响，并最终提高所观察到的RV抖动和预期的RV变化之间的比较。我们估计不同深度的Fe和Ti线的差分速度位移，并推导出一个绝对对流蓝移使用太阳作为参考的360 F7-K4恒星的样本具有不同的属性（年龄，Teff，金属丰度）。我们确认对流蓝移与Teff和它的依赖性（如在纸I中的线列表中所示）活动水平的强烈变化。虽然我们没有观察到年龄或周期活动的显着影响，但具有较高金属丰度的恒星往往具有较低的对流蓝移，其影响比数值模拟预期的要大。最后，我们估计，在我们的样本中的71%的恒星的RV和LogR'HK的变化是兼容的对流活动的影响，在太阳的情况下观察到的，而对于其他恒星，其他来源（如双星或同伴）必须调用来解释大RV的变化。我们还确认了LogR'HK和金属丰度之间的关系，这可能会影响金属丰度和系外行星之间可能存在的关系的讨论，因为RV调查偏向于低LogR'HK，并可能偏向于高金属丰度恒星。我们的结论是，活动和金属丰度强烈影响的小尺度对流水平在F7-K4范围内的恒星，低质量的恒星和低金属丰度的恒星具有较低的振幅和较大的振幅。
2017-11-07 astro-ph.SR
On the metallicity of open clusters. III. Homogenised sample
疏散星团被认为是银河系研究中各种主题的优秀工具。例如，它们可以精确地追踪银河系圆盘的化学结构。然而，已知的金属丰度只占疏散星团人口的相当低的百分比，这些值是基于各种方法和数据。因此，非常需要大且均匀的样品。在本系列的第三部分中，我们使用各种不同的来源汇编了一个均质疏散星团金属丰度的大样本。这些数据和造父变星的样本被用来研究径向金属丰度梯度，年龄效应，并测试当前的模型。我们使用光度和光谱数据来推导集群金属丰度。对不同来源进行了检查和测试，以确定可能的偏移和相关性。总共计算了172个疏散星团的金属丰度。我们利用100个天体的光谱数据研究了金属丰度的径向分布和年龄-金属丰度关系。我们发现金属丰度可能随着年龄的增长而增加，如果得到证实，将为放射状迁移提供观测证据。虽然给出了统计学意义，但肯定需要更多的研究来排除选择效应。疏散星团和造父变星与最近的银河系模型的比较大体上吻合得很好。然而，这些模型并没有再现外盘中疏散星团的平坦梯度。因此，径向迁移的影响要么在模型中被低估，要么是一种额外的机制在起作用。[删节]
2015-11-28 astro-ph.SR
Mass loss on the red giant branch: the value and metallicity dependence of Reimers' η in globular clusters
通过金属丰度对水平分支星参数的影响，研究了金属丰度对红巨星分支星质量损失率的影响。根据Reimers（1975）和Schroder & Cuntz（2005）的研究结果，我们对56个已被充分研究的银河系球状星团（GC）进行了标度因子的测定。聚类中的中值分别为η_R = 0.477 +/- 0.070（+0.050/-0.062）和η_SC = 0.172 +/- 0.024（+0.018/-0.023）（分别为标准差和系统不确定度）。RGB上的质量损失机制对金属丰度的依赖性很小：在铁丰度的200倍以上，η变化<~ 30%，在目前星系团年龄和演化模型的系统不确定性范围内。由于η包含了聚类年龄，聚类之间η的低标准差（~ 14%）表明年龄几乎可以完全解释“第二参数问题”。η的剩余扩展与团簇质量和密度相关，表明氦富集提供了解释GC HB形态的第三个参数。如果球状星团比通常认为的更同时代，金属丰度的变化会进一步减少。这也将更好地再现所观察到的AGB尖端光度，这是不能很好地通过外推RGB η到后来的进化时期来建模的。
2015-01-05 astro-ph.SR
Evolution of long-lived globular cluster stars. II. Sodium abundance variations on the asymptotic giant branch as a function of globular cluster age and metallicity
GC中的长寿恒星相对于它们的晕对应物表现出化学特性。特别是，钠富集的恒星被认为属于一个2d恒星星族，它是由第一个恒星星族的氢燃烧灰烬污染的星团物质产生的。它们在CMD的不同位置的存在和数量对自浓缩情景提供了重要的限制。特别是，最近发现AGB上贫钠星和富钠星的比例在星团之间变化很大，而RGB上的比例相对恒定。我们调查的年龄和金属丰度的影响，理论上的钠传播沿AGB的框架内的快速旋转的大质量恒星的GC自富集的情况。(tb（续）
2015-12-10 astro-ph.SR
On the metallicity of open clusters I. Photometry
金属丰度是在将等时线拟合到星系团序列时通常考虑的四个自由参数之一。不幸的是，在大多数论文中，这个参数经常被忽略或假设为太阳能。因此，一个未知的偏见是在估计的其他三个集群参数（年龄，红化和距离）。此外，研究疏散星团的金属丰度不仅可以使我们得到全球范围内的银河丰度梯度，而且可以更详细地追踪当地的太阳环境。在一系列的三篇论文中，我们从广泛不同的光度学和光谱学方法研究了疏散星团已发表的金属丰度的现状。详细的比较结果，使我们能够建立更可靠的光度校准和校正等时线拟合技术。建立良好的数据库，如WEBDA帮助我们执行一个均匀的分析大量的疏散星团的可用测量。根据任何可用过滤器系统中的光度校准，检索文献中的[Fe/H]估计值。在Tadross发表的结果的基础上，我们证明了校准选择及其可能的影响的警告。总的来说，我们发现406个人的金属丰度值188疏散星团内64出版物。最后，这些值被不加权地平均。我们的最终样本包括188个疏散星团的[Fe/H]值。在4000 x4000 pc**2范围内追踪太阳环境，我们发现一个斑片状的金属丰度分布是对局部气泡的扩展，它显著影响了银河系金属丰度梯度的估计，即使在全球范围内。此外，为了获得银河系中心距离超过10 000 pc的更深刻的图像，显然需要对更遥远的疏散星团进行进一步的研究。
2010-08-20 astro-ph.SR
An updated survey of globular clusters in M 31. III. A spectroscopic metallicity scale for the Revised Bologna Catalog
我们提出了一个新的均匀的金属丰度估计的基础上舔指数的245老球状星团的M31星系修订博洛尼亚目录。简要讨论了M31球状星团的金属丰度分布，并与银河系的金属丰度分布进行了比较。简单的参数统计表明，[Fe/H]分布可能不是单峰的。在以前的研究中发现的金属丰度和运动学之间的强相关性得到证实。大多数富含金属的GC倾向于聚集在系统的中心，并分享由HI盘跟踪的银河系旋转。虽然曲线周围的速度色散随着金属丰度的降低而增加，但[Fe/H]<-1.0的星系团也显示出明显的旋转模式，与银河系的对应物不一致。
2009-10-13 astro-ph.CO 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
Massive AGB models of low metallicity: the implications for the self-enrichment scenario in metal poor Globular Clusters
背景：我们提出了低金属量的中等质量恒星模型的物理和化学性质，沿着热脉冲阶段演变。目的：这项工作的目标是扩展到低金属丰度，Z = 1，2和6 × 10 ^{-4}，以前计算的化学模型的典型球状星团的中间金属丰度（Z = 0.001），以及我们银河系中发现的最富金属的星系团（Z = 0.004）;主要目标是测试贫金属球状星团的自富集情况。我们计算了金属丰度Z = 10 ^{-4}、2 × 10 ^{-4}和6 × 10 ^{-4}的三个中质量模型网格;在整个AGB阶段，进化序列从主序前开始，几乎直到整个包膜的排出。我们讨论的喷出物的化学，特别是质量分数的那些元素，已被调查期间的许多，深，spectrocopic调查的球状星团结果：虽然氧和钠的数据是稀缺的低金属含量球状星团，少数数据的未进化的恒星在NGC6397是兼容的模型。此外，我们发现与星团M15中未演化恒星的C-N关系很好的一致。然而，在这个星团中，没有发现低氧（[O/Fe]=-1）的恒星。根据目前的模型，最大的，非常贫金属的星团应该包含这样的恒星。在最低金属丰度Z = 10 ^{-4}时，由于氧丰度的急剧下降，质量最大的AGB的喷出物具有C/O> 1。我们讨论了这一预测的可能影响。
2009-03-05 astro-ph.SR
Ages and Age Spreads in Young Stellar Clusters
我审查进展了解恒星和团簇形成的时间尺度和年轻恒星的绝对年龄。我特别关注的领域中，弗朗切斯科Palla作出了非常重要的贡献-解释的赫茨伯格-罗素图的年轻的集群和光球锂的作用作为一个年龄诊断。
2017-09-06 astro-ph.SR
Stellar spots cause measurable variations in atmospheric metallicity
本研究通过创建包含恒星黑子的合成红外光谱并对比两种拟合模型，发现恒星黑子会在年轻恒星金属丰度推断中引入高达0.05 dex的系统不确定性，其影响随年龄减弱，可能限制相关种群研究。
2023-06-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dynamics of stellar black holes in young star clusters with different metallicities - I. Implications for X-ray binaries
本文对中等质量（3000-4000 Msun）的三种不同金属丰度（Z=0.01，0.1和1 Zsun）的年轻星团（SC）进行了N体模拟，包括金属依赖的恒星演化配方和双星演化。根据最近的理论模型的风质量损失和核心坍缩超新星，我们假设的恒星残骸的质量取决于祖星的金属丰度。特别是，大质量贫金属恒星（Z<=0.3 Zsun）能够通过直接坍缩形成大质量恒星黑洞（MSBH，质量>=25 Msun）。我们发现，三体相遇，特别是动力学交流，占主导地位的MSBH在我们的模拟中形成的演变。在Z=0.01和0.1 Zsun的SC中，大约75%的模拟MSBH由单星形成，并在SC生命的第一个1亿年中通过动态交换成为双星的成员。这比低质量（<25 Msun）恒星黑洞的效率高3倍。一小部分但不可忽略的MSBH为风吸积（10- 20%）和罗氏瓣溢出（RLO，5- 10%）二元系统提供动力。绝大多数经历风吸积和/或RLO的MSBH双星都是从动力学交换中诞生的。这一结果表明MSBH可以为低金属丰度年轻SC中的X射线双星提供能量，并且非常有希望解释许多超铝X射线源与低金属丰度和活跃的恒星形成环境的关联。
2013-01-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
