The SLUGGS Survey: Calcium Triplet-based Spectroscopic Metallicities for Over 900 Globular Clusters
虽然大质量星系中球状星团的颜色分布是双峰分布，但只有少数星系的光谱金属丰度分布被测量到。在重新定义了钙三重态指数-金属丰度关系之后，我们用这个关系计算了11个早型星系中903个球状星团的金属丰度。这是迄今为止收集到的最大的光谱球状星团金属丰度样本。我们比较这些金属丰度与那些来自舔指数找到很好的协议。在6的8个星系有足够数量的高质量的光谱，我们发现双峰的光谱金属丰度分布。我们的研究结果意味着，大多数大规模的早型星系有双峰金属丰度，以及颜色，分布。这种双峰性表明，大多数大质量星系的早期型星系经历了两个时期的恒星形成。
2012-07-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Toward the general RGB slope-metallicity-age calibration: I Metallicities, Ages and Kinematics for Eight LMC Clusters
本文利用8.2米VLT/UT 1的FORS 2多目标摄谱仪的数据，讨论了8个大质量LMC星团的CMD、年龄、金属丰度和视向速度的性质。利用RGB星的高信噪比近红外Ca II三线态（CaT）谱线，确定了星系团成员的金属丰度和视向速度。我们报告的第一次光谱测定的金属丰度值为4个集群的基础上平均[Fe/H]值的10个集群成员。我们发现两个集中的年龄分布的目标集群。其中六颗的年龄在0.8-2.2 Gyr之间，另外两颗NGC 1754和NGC 1786非常古老。六个中间年龄星团的金属丰度为-0.49，平均年龄为1.5 Gyr，离散度仅为0.04。这种紧密的分布表明，LMC和SMC之间的紧密相遇可能不仅导致了LMC中团簇形成的重新开始，而且还导致了中心棒的产生。这两个古老星系团的金属丰度与其他古老的贫金属大麦哲伦星系团相似。我们发现，LMC集群系统表现出磁盘状旋转，没有集群出现晕运动学和有没有证据表明，在LMC的金属丰度梯度，在相反的恒星星族的MW和M33，其中金属丰度减少的银河系中心距离的增加。LMC的恒星棒可能是导致LMC中任何类型梯度稀释的因素。
2009-12-28 astro-ph.GA
Ca Triplet Metallicities and Velocities for twelve Globular Clusters towards the Galactic Bulge
球状星团（GCs）是研究银河系形成和早期演化的重要线索。球丘GC（BGC）特别重要，因为它们可以揭示有关银河系最古老的原位成分的重要信息。我们的目标是获得平均金属丰度和径向速度为13个GC的谎言对隆起，一般与此组件。我们使用近红外低分辨率光谱与FORS 2仪器上的VLT测量的波长和等效宽度的钙三重态（CaT）线的恒星数每个集群。我们推导出径向速度，确定成员资格和应用已知的校准，以确定金属丰度的集群成员，平均每个集群11名成员。我们得出的平均集群RV值为3公里/秒，平均金属丰度为0.05德克斯。我们的样品具有介于-0.21和-1.64之间的金属丰度，并且分布在[Fe/H]附近的传统富金属BGC峰之间。-0.5和在[Fe/H]约0.5附近的更贫金属峰。-1.1，最近被发现。如果蓝色水平分支存在的话，后者是银河系中最古老的GC的候选者，包括BH 261，NGC 6401，NGC 6540，NGC 6642和Terzan 9。最后，泰山10号的金属含量更低。然而，从动力学上看，泰山10很可能是来自光环的入侵者，可能与盖亚-土卫二或海怪吸积事件有关。根据我们的结果，Terzan 10也被确认为Oosterhotype II GC。在我们的样本中，Terzan 10是唯一的晕入侵者，它的金属丰度也是迄今为止最低的，这让人怀疑金属丰度低于约1000的任何真正的BGC的可能性。-1.5.
2022-10-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Galactic Bulge exploration III.: Calcium Triplet Metallicities for RR Lyrae Stars
本文利用钙三重线定标 Gaia RVS 和 BRAVA-RR 光谱，测定银河系核球天琴座 RR 型星的金属丰度，将不确定度提升至 0.25 dex，并发现低能量、无显著旋转的贫金属核球成分占主导，支持其原位形成起源。
2024-07-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar Metallicities and Gradients in the Isolated, Quenched Low-Mass Galaxy Tucana
本研究利用HST窄带成像测量了孤立矮星系杜鹃座的374颗红巨星支恒星金属丰度，得到更陡的金属丰度梯度、分叉RGB的不同金属丰度等结果，与FIRE-2模拟预测一致，并提供了后续观测用星表。
2024-04-17 astro-ph.GA
Ca II Triplet Spectroscopy of Small Magellanic Cloud Red Giants. V. Abundances and Velocities for 12 Massive Clusters
我们的目标是分析小麦哲伦云的化学演化，在我们现有的具有准确和均匀的金属丰度的样品中添加12个额外的簇。我们特别感兴趣的是，看看年龄和金属丰度之间是否有任何相关性，为不同的结构组成部分，其中集群所属。红巨星的光谱金属丰度是由近红外钙三重态线的等效宽度测量得到的。集群成员进行了分析，使用的标准，包括径向速度，金属丰度，自行车和距离集群中心。星系团的平均径向速度和金属丰度的测定，典型误差分别为2.1公里/秒和0.03德克斯。我们将这些信息添加到文献中使用相同方法研究的其他集群中，编译了48个金属丰度均匀确定的集群的最终样本。最后一个样本的星团分布在约70 deg^2的区域内，年龄范围从0.4 Gyr到10.5 Gyr。我们的新集群样本的金属丰度分布显示出较低的概率是双峰比以前的研究中提出的。对六个组成部分（主体，反桥，西晕，翼/桥，北桥和南桥）中的集群进行单独的化学分析表明，只有属于北桥的集群似乎呈V形，显示出外部区域金属丰度梯度的明显反转。有一个建议的金属丰度梯度在西晕，类似于以前发现的场星。然而，它存在很大的不确定性。此外，集群属于西晕，翼/桥和南桥表现出明确的年龄金属丰度的关系，相对较小的分散在固定的年龄相比，其他地区。
2022-03-13 astro-ph.GA
Radial velocities and metallicities from infrared Ca II triplet spectroscopy of open clusters II. Berkeley 23, King 1, NGC 559, NGC 6603 and NGC 7245
背景：疏散星团是研究银河系圆盘形成和演化的关键。然而，文献中对疏散星团的径向速度和化学丰度的测定还存在不足。目的：我们打算增加疏散星团的径向速度和金属丰度的光谱测定次数。研究方法：我们用2.5米艾萨克牛顿望远镜（西班牙Roque de los Muchachos天文台）上的长狭缝IDS摄谱仪获得了5个疏散星团中几颗恒星在红外区Ca II三线态（~8500 AA）的中分辨率光谱（R~8000）。径向速度通过互相关拟合技术获得。在文献中的红外钙II线的强度和金属丰度之间的关系也被用来推导每个集群的金属丰度。结果：<V_r>Berkeley 23、NGC 559、NGC 6603和NGC 7245的平均速度分别为= 48.6+/-3.4、-58.4+/-6.8、26.0 +/-4.3和65.3 +/-3.2 km s-1。我们发现NGC 559和NGC 7245的[Fe/H]分别为-0.25+/-0.14和-0.15+/-0.18。Berkeley 23的金属丰度很低，[Fe/H] =-0.42+/-0.13，类似于银河系圆盘外围的其他疏散星团。相比之下，我们推导出NGC 6603的高金属丰度（[Fe/H] =+0.43+/-0.15），这使该系统成为已知最富金属的疏散星团之一。据我们所知，这是第一次从光谱学上确定这些星系团的径向速度和金属丰度，除了NGC 6603，它的径向速度以前已经…
2015-04-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Ca II Triplet Spectroscopy of Small Magellanic Cloud Red Giants. VI. Analysis of chemical properties of the Main Body
利用GEMINI-S上的GMOS仪器，计算了6个SMC星团中150多颗红巨星的视向速度和CaT金属丰度。得到的星团平均径向速度和金属丰度的平均误差分别为2.2 km\s $^{-1}$和0.03 dex，而平均场金属丰度的平均误差为0.13 dex。我们将此信息添加到另外51个集群和30个领域的CaT金属丰度在相同的规模。用这个扩大的样品，我们分析了SMC主体的化学性质，定义为半长轴内3.4度。我们发现主体簇的金属丰度分布很可能是双峰的，具有富金属和贫金属簇组，具有平均金属丰度，分别为$μ= -0.80$、$σ= 0.06$和$μ= -1.15$、$σ= 0.10$ dex。另一方面，主体场星的金属丰度呈单峰分布，峰值在$[Fe/H] \sim -1$，分散在$0.3$。无论是富金属还是贫金属的集群呈现金属丰度梯度。然而，完整的主体星团样本和场星具有相互一致的负金属丰度梯度，但由于该区域所研究的星团中存在较大的金属丰度分散，因此对应于星团的负金属丰度梯度具有较大的误差。富金属的星系团呈现出明显的年龄-金属丰度关系，而贫金属的星系团在整个星系生命周期中没有化学富集。我们目前的观测证据表明，化学富集是复杂的SMC主体。两个来源可能不同的分组可在主体内共存。需要更多的精确和均匀的金属丰度和距离的数据，并需要动力学模拟来了解两个可能的集群群可能的不同起源。
2022-05-30 astro-ph.GA
Confirming the intrinsic abundance spread in the globular cluster NGC 6273 (M 19) with calcium triplet spectroscopy
本文基于钙三重态区的中分辨率GMOS-S谱，给出了球状星团NGC 6273中红巨星的金属丰度。对于42个径向速度成员与可靠的钙三线态强度测量，我们得到的金属丰度，[Fe/H]，使用标准球状星团建立校准。我们确认了Johnson等人（2015）确定的固有丰度分散的存在。[Fe/H]的总范围约为1.0 dex，考虑测量误差后，本征丰度分散度为σ [Fe/H]= 0.17 dex。在银河系的球状星团中，NGC 6273的丰度分散度仅被认为是破裂矮星系的残余的omega Cen和人马座矮星系的核星团M 54超过。如果这三个球状星团具有相同的形成机制，那么NGC 6273也可能是一个破裂的矮星系的残余核。
2016-03-29 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
Deriving Metallicities from Calcium Triplet Spectroscopy in combination with Near Infrared Photometry
上下文[...]最有效的方法之一是测量钙II三重态（CaT）的等效宽度（EW），并通过与水平分支（HB）的星等差异来校正亮度和温度效应。方法.我们使用恒星和HB最红部分（RHB）之间的Ks星等差，从Saviane et al.（2012）和Rutledge et al.（1997）提供的数据集生成约化等效宽度（rEW）。随后，我们根据三种不同的金属度（met）尺度校准了这些rEW：Carretta等人（2009）提出的金属度，Harris（2010）给出的金属度值以及通过高分辨率光谱金属度校正的前者。结果我们计算了两个数据集和三个计量尺度的校准关系，发现它们近似相等，差异几乎可以忽略不计。我们将我们的近红外校准与相应的光学校准进行了比较，发现它们是等效的，建立了使用Ks星等的亮度校正的rEW与从V星等获得的rEW兼容。然后，我们使用从校准获得的金属离子来研究GC的内部金属离子分布。结论.我们已经建立了（[Fe/H]：rEW）关系与光度校正所用的mag无关，并且发现对于不同的met标度，校正关系只略有变化。因此，使用近红外光度法的CaT技术是一种强有力的工具，以获得满足。特别是，它可用于研究GC的内部金属扩散。我们确认了NGC 6656中至少存在两个Met种群，并发现其他几个GC呈现奇特的Met分布。
2013-12-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
On the relation between metallicity and RGB color in HST/ACS data
星系外恒星金属丰度及其梯度的测定是一项困难的任务，但对于理解星系形成和演化至关重要。红巨星分支（RGB）的颜色可以用来确定只有浅测光的恒星星族的金属丰度。我们将量化广泛使用的HST ACS过滤器F606 W和F814 W中金属丰度和颜色之间的关系。我们使用一个样本的球状星团从ACS球状星团调查和测量它们的RGB颜色在给定的绝对星等，推导出的颜色金属丰度关系。我们特别调查的分散性和不确定性，在这种关系，并显示其局限性。金属丰度和RGB颜色之间存在明显的关系。与等时线的比较表明，相当不错的协议与BaSTI模型，一个小的偏移达特茅斯模型，和一个较大的偏移帕多瓦模型。即使是现有的最好的球状星团数据，一个简单的恒星星族的金属丰度也只能从RGB中确定，当[M/H]<-1时，精确度只有0.3dex，当[M/H]>-1时，精确度只有0.15dex。对于混合种群，因为它们是在外部星系中观察到的，由于灭绝，年龄等的不确定性，不确定性将更大，因此在解释光度金属丰度时必须谨慎。
2014-01-13 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Characteristics of the two sequences seen in the high-velocity Hertzsprung-Russell diagram in Gaia DR2
在这项研究中，我们使用了大约900万个SkyMapper恒星的样本，金属丰度调查的两个恒星星族的属性中看到的高速（$V_{\rm T} > 200$ km/s）盖亚DR 2赫兹-罗素图。基于10，000颗红巨星分支（RGB）恒星（75，000颗高速），我们发现这两个序列具有不同的金属丰度分布函数;一个峰值在$-1.4$ dex（蓝色序列），另一个峰值在$-0.7$ dex（红色序列）。年龄在$11$ - $13.5$ Gyr范围内的等时线，以及为匹配每个序列的观测结果而选择的金属丰度，都很好地拟合了转折点和广泛的RGB，表明这两个群体在不确定性范围内的可比时间形成。我们发现，盘星的平均切向速度随着金属丰度的降低而稳步增加，红色序列是由厚盘人口中金属丰度最低的高速星组成的。使用相对数密度，我们进一步发现，红序星更集中在银河系的中心，我们估计这个人口的径向尺度长度为$2$ - $3$ kpc的顺序。另一方面，蓝序星的径向密度分布几乎是平的。这些发现加强了红序恒星和化学定义的厚盘之间的联系。
2019-08-12 astro-ph.GA
Measuring Detailed Chemical Abundances From Co-added Medium Resolution Spectra I. Tests using Milky Way dwarf spheroidal galaxies and globular clusters
利用中等分辨率光谱（$R \approx 6000$）测量单个红巨星分支（RGB）恒星的金属丰度和α元素丰度的能力，是破译银河系矮卫星性质和星系晕历史的宝贵工具。将这样的研究扩展到像仙女座这样更遥远的系统，超出了目前这一代望远镜的能力，但是通过将类似恒星的光谱相加，我们可以获得必要的信噪比来进行详细的丰度测量。本文提出了一种利用中等分辨率光谱的联合叠加确定金属丰度和α元素丰度的方法。我们测试的方法，光谱共添加使用高S/N光谱的银河系球状星团和矮球状星系获得的1300多个RGB恒星的凯克II望远镜/DEIMOS摄谱仪。我们使用光度标准对相似的恒星进行分组，并将每组中单个恒星的加权系综平均丰度（[Fe/H]，[Mg/Fe]，[Si/Fe]，[Ca/Fe]和[Ti/Fe]）与相应的共添加光谱的测量结果进行比较。我们发现这两种方法之间有很高的一致性，这使我们能够将这种共同添加的光谱技术应用于更遥远的RGB恒星，如M31卫星星系中的恒星。本文概述了我们的光谱共添加和丰度测量方法，并描述了在这些测量的潜在偏差。
2013-03-05 astro-ph.GA
From K giants to G dwarfs: stellar lifetime effects on metallicity distributions derived from red giants
我们研究固有的偏见时，从红巨星分支（RGB）选择目标的化学丰度分布，使用模拟的巨型分支创建的等时线。我们发现，即使恒星是从RGB恒星的整个颜色范围和广泛的星等范围内选择的，不同年龄和金属丰度的恒星的相对数量，综合所有恒星类型，并没有准确地表示在巨大的分支样本。其结果是，来自RGB恒星样本的金属丰度分布函数需要进行校正，然后才能通过化学演化模型进行拟合。我们推导出简单的校正因子，为过代表和代表不足的人口的限制情况下，单年龄人口的金属丰度范围广泛，并在恒定的金属丰度连续恒星形成的一个重要的一般性结论是，中年人口（~1 - 4Gyr）是过度代表的RGB样本。我们应用我们的模型的情况下，大麦云云酒吧和显示，所观察到的金属丰度分布低估了真正的金属贫星的数量超过25%，因此，推断的重要性，气体流动的化学演化模型可能被高估。RGB寿命的年龄和金属性依赖性需要仔细建模，如果他们不导致关于星系化学富集历史的虚假结论。
2017-08-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
A MUSE study of the inner bulge globular cluster Terzan 9: a fossil record in the Galaxy
上下文中等贫金属的内球球状星团是银河系早期形成的一代长寿恒星的遗迹。Terzan 9投影于距离银河系中心4d 12处，是银河系最中心的球状星团之一，其轨道仍然局限于内部1 kpc。目标。我们的目标是推导出星系团的金属丰度，以及精确测量平均径向速度。在文献中，金属丰度的范围之间已经估计泰山9的基础上的颜色星等图和CaII三重态（CaT）线。目的。我们的目标是推导出星系团的金属丰度，以及精确测量平均径向速度。在文献中，根据色星等图和CaII三重态（CaT）线估计Terzan 9的金属丰度在-2.0和-1.0之间。方法.考虑到它的紧凑性，Terzan 9是使用甚大望远镜的多单元光谱探测器（MUSE）观测到的。从数百颗恒星中提取光谱，使我们能够推导出它们的径向速度，金属丰度和[Mg/Fe]。使用ETOILE代码通过全光谱拟合分析用MUSE获得的光谱。结果我们得到的平均金属丰度为[Fe/H] -1.10 ~0.15，日心径向速度为vhr = 58.1 ~ 1.1 km/s，镁-铁[Mg/Fe] = 0.27 ~ 0.03。Terzan 9的金属性特征使其成为中等贫金属的蓝色水平分支星系团HP 1、NGC 6558和NGC 6522的一员。
2019-10-22 astro-ph.GA
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
The role of mass loss in constraining quenching time in dwarf galaxies from AGB and RGB star counts
INAF, Observatory of Rome（意大利国家天体物理研究所罗马天文台）；Vatican Observatory（梵蒂冈天文台）；Department of Astronomy, University of Michigan（密歇根大学天文学系）；Dipartimento di Matematica e Fisica, Università degli Studi Roma Tre（罗马第三大学数学与物理系）；Dipartimento di Fisica e Astronomia Augusto Righi, Università degli Studi di Bologna（博洛尼大学奥古斯托·里基物理与天文学系）
通过更新恒星模型和星族合成方法，研究质量损失如何影响矮星系中AGB与RGB星数比，从而约束星系90%恒星形成完成时间（T90），并给出约1 Gyr的不确定性。
2026-03-10 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
Major Substructure in the M31 Outer Halo: Distances and Metallicities along the Giant Stellar Stream
We present a renewed look at M31's Giant Stellar Stream along with the nearby structures Stream C and Stream D, exploiting a new algorithm capable of fitting to the red giant branch (RGB) of a structure in both colour and magnitude space. Using this algorithm, we are able to generate probability distributions in distance, metallicity and RGB width for a series of subfields spanning these structures. Specifically, we confirm a distance gradient of approximately 20 kpc per degree along a 6 degree extension of the Giant Stellar Stream, with the farthest subfields from M31 lying ~ 120 kpc more dis…
2016-03-02 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Manganese Abundances in the Globular Cluster Omega Centauri
我们目前的锰丰度在10个红巨星成员的球状星团欧米茄半人马座; 8颗恒星是从最贫金属的人口（RGB MP和RGB MInt 1），而两个目标是成员的金属更丰富的群体（RGB MInt 2和MInt 3）。这是第一次在这个特殊的恒星系统中研究Mn丰度。欧米茄Cen中[Mn/Fe]的LTE值与贫金属欧米茄Cen中银河系恒星的LTE值重叠（[Fe/H] ~ -1.5至-1.8），但与在银河系晕和盘星中观察到的不同，[Mn/Fe]在两个更富金属的RGB MInt 2和MInt 3目标中下降。进行非LTE计算，以获得对LTE Mn丰度的校正。Omega Cen的非LTE结果与银河系获得的非LTE [Mn/Fe]与[Fe/H]趋势相比，证实并加强了Omega Cen中锰行为独特的结论。这些结果表明，II型或Ia型的低金属丰度超新星（金属丰度< -2）主导了欧米茄Cen中金属丰度更高的恒星的富集。低金属丰度恒星在欧米茄Cen化学演化中的主导地位已经在S-过程元素中被注意到，其中贫金属AGB恒星的富集被指示。此外，铜也具有金属丰度依赖性产量，在RGB MInt 2和MInt 3 Omega Cen群体中表现出较低的[Cu/Fe]值。
2010-05-13 astro-ph.GA
The WAGGS project - II. The reliability of the calcium triplet as a metallicity indicator in integrated stellar light
利用银河球状星团光谱WiFeS图集的数据，我们研究了钙三重态（CaT）的行为，钙三重态是河外恒星星族研究中一个流行的金属丰度指标。这些研究的一个主要警告是，对其他恒星星族参数，如年龄，钙丰度和初始质量函数的潜在敏感性尚未进行经验评估。在这里，我们提出了在银河系及其卫星星系的113个球状星团的CaT功能的强度的测量。我们推导出CaT指数与铁丰度（[Fe/H]）和钙丰度（[Ca/H]）之间的经验校准，发现[Ca/H]比[Fe/H]更紧密的关系。对于3 Gyr及以上的恒星星族，CaT可以用来可靠地测量0.1 dex水平的[Ca/H]，但对于$\sim 2$ Gyr及以下的年龄，CaT变得不那么可靠。我们发现，CaT是相对不敏感的水平分支形态。然而，恒星质量函数只在低金属丰度时才显着影响CaT强度。使用我们新得出的经验校准，我们将我们测得的钙指数转换为[Ca/H]值的球状星团在我们的样本。
2018-09-20 astro-ph.GA
The Integrated Calcium II Triplet as a Metallicity Indicator: Comparisons with High Resolution [Fe/H] in M31 Globular Clusters
本文给出了M_（31）球状星团积分光谱中Ca Ⅱ近红外线（8498、8542和8662）的中等分辨率（R= 4，000 ~ 9，000）光谱。在个别恒星的钙II三重态（CaT）的痕迹恒星金属丰度，本文比较集成CaT的强度，以及确定，高精度[Fe/H]值从高分辨率的综合光谱。目标球状星团的金属丰度范围很广（[Fe/H] = -2.1 ~-0.2）。虽然大多数年龄超过10年，但有些可能是中间年龄（2-6年）。少数（3-6）有详细的丰度（例如低[Ca/Fe]），表明它们可能是从矮星系吸积而来的。使用各种测量和CaT强度的定义，证实了对于[Fe/H] < -0.4和2 Gyr以上的GC，积分CaT迹线簇[Fe/H]在约0.2 dex内，与年龄无关。富金属GC中的CaT线对附近的原子线（以及大多数富金属GC中的TiO分子线）非常敏感，这主要是由于连续区中的线覆盖。[Ca/Fe]比对贫金属GC中的综合CaT强度具有温和的影响。因此，集成的CaT可以安全地用于确定粗糙的金属丰度为遥远的，未解决的集群，只要注意到测量技术的限制。
2015-11-20 astro-ph.GA
The Pristine survey XXVIII. Journey to the Galactic outskirts: Mapping the outer halo red giant stars down to the very metal-poor end
University of Groningen（格罗宁根大学）；University of Edinburgh（爱丁堡大学）；University of Victoria（维多利亚大学）；Université Côte d’Azur（蔚蓝海岸大学）
通过Pristine调查数据研究外晕红巨星星团的金属分布及流体动力学特性，揭示晕外金属贫乏区域的结构和可能的星系吞噬遗迹。
2026-11-06 astro-ph.GA
Metallicity Gradients at Large Galactocentric Radii Using the Near-infrared Calcium Triplet
我们描述了一种新的光谱技术，用于测量径向金属丰度梯度到大的银河系中心半径。我们使用凯克望远镜上的DEIMOS多目标摄谱仪和Proctor等人（2009）的星系光谱提取技术。我们还利用金属丰度敏感的近红外（NIR）钙三重态（CaT）功能与单恒星星族模型，以获得金属丰度。我们的技术是作为一个试点研究的样本三个相对较近（<30 Mpc）的中间质量到大质量的早期型星系。结果与以前的文献内区域值进行了比较，一般表现出良好的一致性。我们还包括一个比较与配置文件从dissipendisdisk-disk主要合并模拟。基于我们新的扩展金属丰度梯度结合其他观测证据和理论预测，我们讨论了我们样本中星系可能的形成场景。我们的新技术的局限性进行了讨论。
2009-08-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Atmospheric Parameters and Metallicities for 2191 stars in the Globular Cluster M4
我们报告了银河系球状星团M4恒星的新金属丰度，使用了在任何星团中以高光谱分辨率观察到的最大数量的恒星。我们分析了7250光谱的2771星团恒星收集的VLT火焰+GIRAFFE摄谱仪在VLT。这些中等分辨率光谱覆盖小的波长范围，并且通常具有非常低的信噪比。我们通过从头到尾重新考虑大型恒星样本丰度分析的整个方法来攻击这个数据集。我们开发了一种新的算法，可以自动确定恒星的大气参数。几乎所有光谱分析的数据准备步骤都是在合成上进行的，而不是在观察到的光谱上。对于322颗具有$V \leq 14.7$的红巨星支星，我们得到了一个几乎恒定的金属丰度，$<[{\rm Fe}/{\rm H}]> = -1.07$（$σ$ = 0.02）。在由\cite{Monelli:2013us}鉴定的两个RGB序列之间没有观察到$0.01 ~\textrm{dex}$水平下的金属丰度差异。对于1869颗次巨星和主序星$V > 14.7$，在固定微湍流速度后，我们得到了$<[{\rm Fe}/{\rm H}]> = -1.16$（$σ$ = 0.09）。这些值与以前的研究是一致的，这些研究在更高的光谱分辨率和波长覆盖范围内对更亮的RGB恒星进行了详细的分析。目前尚不清楚较亮和较暗的M4成员之间微小的平均金属丰度差异是真实存在的，还是较暗恒星的低信噪比特征的结果。我们的方法的强度是通过恢复一个金属丰度接近一个单一的…
2013-11-11 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
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
Global Properties of M31's Stellar Halo from the SPLASH Survey: II. Metallicity Profile
我们提出的金属丰度分布的红巨星分支（RGB）恒星在M31的恒星晕，来自光度金属丰度估计超过1500光谱确认的RGB晕星。恒星样本来自凯克/DEIMOS摄谱仪观测到的38个晕场，距离M31中心的投影距离从9到175千秒差距不等，其中包括52颗已确认的超过100千秒差距的M31晕星。虽然在整个晕中可以看到各种各样的金属丰度，但随着半径的增加，金属丰度分布函数的富金属峰变得不那么突出。M31恒星晕的金属丰度剖面显示出从9到~100 kpc的连续梯度，震级为-0.01 dex/kpc。在每个领域的恒星速度分布被用来识别恒星可能与潮汐碎片功能。潮汐碎片特征的去除并没有显著改变M31晕的金属丰度梯度：梯度保持在10至90千秒差距的区域。我们分析的晕金属丰度配置文件，以及与潮汐碎片功能和底层晕人口的恒星的相对金属丰度，在当前模拟恒星晕形成的背景下。我们认为，在M31的晕大规模的梯度意味着M31吸积至少一个相对大规模的祖在过去，而场到场的变化中看到的金属丰度剖面表明，多个较小的祖可能有很大的贡献M31的外晕。
2014-09-12 astro-ph.GA
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
Physical characterization of recently discovered globular clusters in the Sagittarius dwarf spheroidal galaxy II. Metallicities, ages and luminosities
球状星团是重建星系吸积历史的重要工具。在人马座矮星系中发现了一些新的GC，它们可以作为银河系吸积事件的探测器。我们的主要目的是通过测量其主要物理参数来表征Sgr GC系统。我们使用Via Lactea扩展巡天（VVVX）近红外数据库中的VISTA变量，结合Gaia EDR 3光学数据库，为21个新的Sgr GC构建了光学和近红外色星等图（CMD）。我们得出的金属丰度和年龄的所有目标，使用等时线拟合方法和RGB斜率和金属丰度的关系。计算了近红外和可见光下的总光度。我们构造了Sgr GC系统的金属丰度分布（MD）、球状星团光度函数（GCLF）和年龄-金属丰度关系。在新的Sgr GC样品中发现了17个富金属GC（-0.9<[Fe/H]<-0.3）和4个贫金属GC（-2.0<[Fe/H]<-1.1）。尽管我们的年龄估计是粗略的，但我们发现，贫金属GC与平均年龄约为13 Gyr的老年人群一致，而富金属GC显示出更广泛的年龄范围，在6-8 Gyr和10-13 Gyr之间。我们比较了Sgr GC系统与MW、M31和大麦云（LMC）星系的MD和GCLF。我们的结论是，大多数富金属GC位于Sgr星系的主体。我们确认，GCLF是不是一个普遍的分布，因为Sgr GCLF的峰值比MW，M31和LMC的GCLF的亮度更暗。MD显示出双峰分布，我们注意到富含金属的群体看起来像MW凸起GC。我们将我们的结果与文…
2021-07-21 astro-ph.GA
Accurate radial velocity and metallicity of the Large Magellanic Cloud old globular clusters NGC 1928 and NGC 1939
本文介绍了对位于大麦云云（LMC）、球状星团（GCs）、NGC 1928和NGC 1939中的红巨星的光谱观测结果。我们使用GMOS和AAOmega+2dF光谱仪获得以CaII三重态为中心的光谱，从中我们推导出个体径向速度（RV）和金属丰度。由星系团成员计算得到RV_NGC 1928和RV_NGC 939的平均RV分别为249.58 ± 4.65 km/s和258.85 ± 2.08 km/s，[Fe/H]_NGC 1928和[Fe/H]_NGC 1939的平均金属丰度分别为-1.30 ± 0.15 dex和-2.00 ± 0.15 dex。我们发现这两个GC都有RV和位置，与LMC盘的一部分一致，因此我们排除了任何可能的起源，但在同一个星系中。通过计算完全包含每个GC的圆盘的最佳解，我们获得了15个已知LMC GC的圆周速度。我们发现11/15的GC共享由$HST$和$Gaia$ DR 2自行导出的LMC旋转。这一结果表明，大麦哲伦星系盘自星系形成的非常早期就存在，并经历了GC金属丰度所显示的急剧相对快速的化学富集。剩下的四个GC原来具有与原位团簇形成不相容的圆速度，而是与从SMC剥离的圆速度。
2018-08-21 astro-ph.GA
Gaia's brightest very metal-poor (VMP) stars. Metallicity catalogue of a thousand VMP stars from Gaia's radial velocity spectrometer spectra
针对盖亚DR3中VMP恒星光谱参数缺失问题，利用RVS光谱推断其金属丰度，生成含1500颗恒星（1000颗VMP）的全天目录，为银河系早期演化研究提供关键数据。
2025-04-15 astro-ph.GA
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
Revisiting the near infrared Calcium triplet as metallicity indicator
University of Surrey（萨里大学）；INAF-Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio（意大利国家天体物理研究所天文与空间科学观测站）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利群岛天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉帕鲁纳大学）；INAF – Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切特里天文台）；Space Science Data Center – ASI（ASI空间数据中心）；Universita degli Studi di Bologna（博洛尼亚大学）
本文重新审视近红外钙三重线作为金属度指示器，提出修订的[Fe/H]校准方法，并评估了光谱分辨率、质量及算法对金属度测量的影响。
2025-12-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
The TRGB-SBF Project. IV. A Color Calibration of the TRGB in the JWST F090W+F150W Filters
Special Astrophysical Observatory of the Russian Academy of Sciences（俄罗斯科学院特别天文台）；Institute for Astronomy, University of Hawaii（夏威夷大学天体物理研究所）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；NSF’s NOIRLab（美国国家科学基金会NOIR实验室）；Utah Valley University（犹他谷大学）
TRGB-SBF项目第四部分通过JWST F090W+F150W滤镜校准TRGB，用于更精确推导16个星系距离。
2026-03-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Wide Field Near-Infrared Photometry of 12 Galactic Globular Clusters: Observations Versus Models on the Red Giant Branch
本文报道了银河系中12个球状星团的宽视场近红外测光，这些星团通常从红巨星分支（RGB）的顶端延伸到主序星的分岔处。使用最近的均匀值的集群距离，红化和金属丰度，由此产生的光度直接比较最近的几个图书馆的恒星演化模型的预测。在所研究的模型中，达特茅斯和里贾纳模型最好地再现了所观察到的RGB形态，尽管J-Ks颜色的偏移量在所有观测不确定性来源的意义上有所不同。因此，我们还提出了新的近红外光度指数之间的关系，描述了上RGB与集群铁丰度以及全球金属丰度。分析了α元素和氦元素的增强效应，发现前者对上RGB的形态影响与模型预测一致。同时，我们得出的经验关系与以前的结果吻合得很好，微小的差异可能是由于假设的聚类距离和红化的差异。此外，我们目前的水平分支（HB）和RGB凹凸幅度的测量，发现一个不可忽略的依赖近红外HB幅度集群金属丰度。最后，我们讨论了假设的集群距离，reddenings和金属对我们的结果的影响，发现我们的经验关系一般是不敏感的，这些因素在其不确定性。
2015-11-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Lithium abundance and stellar rotation in the Galactic halo and thick disc: Contribution from low-mass giant field stars
Observatório Nacional（国家天文台）；Centro de Astrobiología (CAB), CSIC-INTA（天体生物学中心（CAB），西班牙科学理事会-国家航空航天技术研究所）；Instituto de Astrofísica de Andalucía, CSIC（安达卢西亚天体物理研究所，西班牙科学理事会）；Observatorio Astronómico de Córdoba, Universidad Nacional de Córdoba（科尔多瓦天文台，科尔多瓦国立大学）；Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas (CONICET)（国家科学研究委员会）
研究通过分析低质量巨星级恒星的锂丰度和自转，揭示了银河晕和厚盘中锂富集的机制及自转特征。
2025-12-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Multiple Stellar Populations of Globular Clusters From Homogeneous Ca-CN-CH-NH Photometry. VII. Metal-Poor Populations in 47 Tucanae (NGC 104)
本文报道了富金属球状星团47 Tuccenda（NGC 104）的新的大视场（$\sim$ 1° $\times$ 1°）Ca-CN测光。我们的结果如下。(1)红巨星支（RGB）和红水平支（RHB）的种群数量比非常一致：n（CN-w）：n（CN-s）= 30：70（$\pm$ 1- 2），其中CN-w和CN-s分别代表CN-弱种群和CN-强种群。氯化萘的RGB和RHB种群比氯化萘的w种群更集中。(2)每个星群中单个RGB星的光度金属丰度可以用双峰分布很好地描述，其中有两个金属丰度峰，[Fe/H] $\sim$ $-$ 0.72和$-$ 0.92 dex，其中贫金属组分占RGB星总数的$\sim$ 13%。贫金属种群比富金属种群更显著地集中，显示出与我们在M3中发现的类似的结果。(3)单个粒子数的RGB凸点$V$值表明，两种贫金属粒子数之间的氦丰度没有差别，而两种富金属粒子数之间的氦丰度需要增加到$ΔY$ 0.02--0.03。(4)47 Tuc的RHB形态似乎支持我们的想法的双峰金属丰度分布的集群。我们认为47 Tuc可能是两个类似于M3和M22的球状星团合并残留物的另一个例子。
2022-10-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
The GIRAFFE Inner Bulge Survey (GIBS) III. Metallicity distributions and kinematics of 26 Galactic bulge fields
最近的一些研究表明，银河系核球有两个不同平均金属丰度的组成部分，可能有不同的空间分布和运动学。因此，无论是金属丰度分布和径向速度的核球星不同的视线。在这里，我们提出了在26个领域的红色团簇星的金属丰度分布函数分布在一个广泛的区域的凸起，特别强调领域接近银河平面，在纬度b=-2和b=-1，以前没有探索。本文包括新的金属丰度约5000 K巨星的样本，观察光谱分辨率R=6500，在钙II三重态区域。它们是GIRAFFE Inner Bulge Survey的主要数据集。作为同一巡天的一部分，我们先前已经发表了纬度b=-4的600颗K巨星样本的结果，这些结果来自更高分辨率的光谱（R= 22，500）。结果组合的样品使我们能够追踪和表征金属贫和金属富凸起人口下降到内部凸起。我们提出了一个密度图的两个组件。与以前的工作的预期相反，我们发现金属穷人人口集中比金属丰富的，并具有更轴对称的空间分布。另一方面，富含金属的人口以四方形分布排列，与边缘上的酒吧一致。通过耦合金属丰度和径向速度，我们表明，金属穷人人口的速度分散，而温和的纬度变化。相反，富金属粒子群在远离平面的地方有一个低的速度色散（b=-8.5），但它有一个随纬度而变陡的梯度，在最里面的场中变得比贫金属粒子群高（b=-1）。[删节]
2016-10-28 astro-ph.GA
TESS Asteroseismology of Red Giants in the Old Metal-Rich Open Clusters NGC 188 & NGC 6791
The Ohio State University（俄亥俄州立大学）；University of Florida（佛罗里达大学）
本文利用TESS数据研究了两个古老金属丰度高的开放星团中的红巨星，发现TESS数据中存在系统性偏移，同时确定了星团的平均演化相质量损失，并识别出三个可能的二星体相互作用候选星。
2026-04-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Pristine Dwarf-Galaxy survey -- IV. Probing the outskirts of the dwarf galaxy Boötes I
我们提出了一个新的光谱研究矮星系牧夫座I（Boo I）的数据从英国-澳大利亚望远镜和AAOmega摄谱仪与二度场多目标系统。我们观察到了36颗高概率Boo I恒星，这些恒星是使用盖亚早期数据第3版自行和Pristine调查中的光度金属丰度选出的。其中，27人被发现是Boo I的明星，导致75%的成功率在寻找新成员。我们的分析使用了一个新的管道开发，估计径向速度和等效宽度的钙三重线高斯和Voigt线轮廓拟合。计算了16颗成员的金属丰度，包括3颗极贫金属星（[Fe/H] < -3.0），这意味着用Pristine和Gaia组合找到它们的成功率为25%。使用我们的新成员的大空间范围，跨越高达4.1半光半径和光谱从文献中，我们发现一个系统的速度梯度为0.40 +/- 0.10公里/秒/弧分和一个小的，但解决金属丰度梯度-0.008 +/- 0.003德克斯/弧分。最后，我们发现Boo I比以前认为的更长，椭圆率为0.68 +/- 0.15。它的速度和金属丰度梯度以及它的伸长表明Boo I可能受到潮汐的影响，这一结果得到了直接动力学模型的支持。
2022-06-22 astro-ph.GA
Chemical Composition of Extremely Metal-Poor Stars in the Sextans Dwarf Spheroidal Galaxy
利用斯巴鲁望远镜高色散摄谱仪的高分辨率（R= 40，000）光谱测量了六分仪矮球状星系中6颗极贫金属（[Fe/H]<-2.5）星的化学丰度。(1)从高分辨率光谱中获得的Fe丰度与从低分辨率光谱中的Ca三线态线估计的金属丰度吻合得很好。在六分仪中缺乏[Fe/H]=<-3的恒星，这是通过之前对Ca三重态的估计发现的，我们的测量证实了这一点，尽管我们注意到，需要对更大样本的恒星进行高分辨率光谱分析，以估计具有如此低金属丰度的恒星的真实比例。(2)虽然其中一个天体显示出镁的过剩（类似于星系晕星），但其余五颗恒星的镁/铁比值与太阳值相似。这是第一次在矮球状星系中发现如此低金属丰度的低Mg/Fe比。在这五颗恒星中没有发现钙和钛过度丰度的证据，尽管对这些元素的测量不太确定。相对于星系晕星，产生低Mg/Fe比的可能机制进行了讨论。(3)Ba在四个天体中含量不足，而其余两颗恒星则表现出大量和适度的过剩。Ba的丰度分布与星系晕相似，表明重元素的富集与星系晕相同，可能是从金属丰度[Fe/H] <-2.5开始的r过程。
2009-04-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the dark matter formation scenario of NGC 4147
本研究通过观测带强潮汐尾的银河系球状星团NGC 4147的外围速度弥散，反驳了无潮汐尾星团才会出现外围速度弥散上升的模拟结论，同时支持其形成于被银河系吸积的带核型暗物质剖面矮星系的图景。
2025-05-16 astro-ph.GA
The ACS Nearby Galaxy Survey Treasury IX. Constraining asymptotic giant branch evolution with old metal-poor galaxies
在试图限制演化模型的渐近巨星分支（AGB）阶段在低质量和低金属丰度的限制，我们已经研究了光度函数和数量比之间的AGB和红巨星分支（RGB）恒星从一个样本的解决星系从ACS附近星系调查金库（ANGST）。该数据库提供了HST光学光度测量以及4 Mpc内数十个星系的完整性，光度测量误差和恒星形成历史的地图。我们选择了12个星系，其特征在于主要是金属贫人口所示的一个非常陡峭和蓝色的RGB，并没有提出任何迹象表明最近的恒星形成的颜色-星等图。数以千计的AGB恒星比RGB（TRGB）的尖端更亮，存在于样本中（每个星系60至400之间），因此泊松噪声对我们测量AGB/RGB比率的影响很小。我们使用几组热脉冲AGB（TP-AGB）进化模型对光度数据进行建模，这些模型具有不同的质量损失处方。这种技术使我们能够对低质量贫金属星（M<1.5 Msun，[Fe/H]<~-1.0）的TP-AGB模型设置严格的约束。事实上，那些令人满意地再现所观察到的AGB/RGB比率的TP-AGB寿命在1.2和1.8百万年之间，并在0.51和0.55 Msun之间完成其核燃烧寿命。这也与最近在M4老球状星团中观测到的白矮星质量非常一致。这些限制可以添加到那些已经从麦哲伦星云星团作为重要的里程碑校准AGB演化模型的艰巨过程中。
2010-09-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Kinematics, Metallicities, and Orbits of Six Recently Discovered Galactic Star Clusters with Magellan/M2FS Spectroscopy
Carnegie Mellon University（卡内基梅隆大学）；University of Edinburgh（爱丁堡大学）；University of Cambridge（剑桥大学）；Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics（哈佛-史密森天体物理中心）；University of Michigan（密歇根大学）；The University of Arizona（亚利桑那大学）
本文利用 Magellan/M2FS 光谱和 Gaia 天体测量数据，测定了六个新发现银河系星团的运动学、金属丰度与轨道，证实了 Gaia 在星团发现中的关键作用及星团普查的不完整性。
2023-09-08 astro-ph.GA
The CaFe Project: Optical Fe II and Near-Infrared Ca II triplet emission in active galaxies -- simulated EWs, the co-dependence of cloud sizes and metal content
活动星系核低电离线（LIL）的模拟在解释观测到的等效宽度（EW）方面仍然面临问题。我们研究的光学Fe II和近红外钙II三重态（CaT）的发射强度使用光电离代码云。利用I Zw 1 -一个典型的1型窄线Seyfert星系的入射连续谱，我们可以恢复光学Fe II（即R $_{\rm{Fe II}}$）和近红外CaT（即R $_{\rm{CaT}}$）的谱线比，与观测估计一致.然而，不幸的是，再现一致线比率的（U，$\rm{n_{H}}$）对与一致线EW不相关。因此，我们建议，LIL地区的BLR云没有看到相同的连续看到一个遥远的观察者，是从吸积盘发出，而是看到一个过滤版本的原始连续。假设过滤的连续作为BLR辐射源恢复现实EWs的LIL物种。然而，我们的研究发现，为了解释足够的R $_{\rm{Fe II}}$（Fe II/H $β$通量比）发射，BLR需要选择性地过量铁。另一方面，R $_{\rm{CaT}}$（CaT/H $β$通量比）的发射范围从太阳到超太阳的金属丰度。在所有这些模型中，发现BLR云密度与我们从以前的工作，即$\rm{n_{H}} \sim 10^{12}$ cm $^{-3}$的结论是一致的。这里得到的一个有趣的结果是减少的值的金属量的R $_{\rm{Fe II}}$的情况下，当调用的微湍流高达10倍，这表明微湍流可以作为一个明显的金属量控制器的Fe II。相反…
2021-03-29 astro-ph.GA astro-ph.HE
Neutral oxygen spectral line formation revisited with new collisional data: large departures from LTE at low metallicity
我们提出了一个详细的研究的非本地热力学平衡（非LTE）的高激发中性氧777 nm三重态在MARCS模型大气中的光谱类型为F至K的晚型恒星的代表形成。我们使用统计平衡代码MULTI进行了计算，包括对元素丰度分析影响的估计。所采用的原子模型包括，特别是，最近的量子力学电子碰撞数据。我们证实，O I三重态线的形式在非LTE条件下的晚型星，遭受负丰度修正相对于LTE。在低金属丰度时，大的谱线不透明度源于三重态-五重态系间电子碰撞，这是一种以前没有考虑或严重低估的耦合形式。对于具有较高T_eff的模型（包括巨星和矮星），非LTE效应通常变得严重。有趣的是，在贫金属的关闭恒星中，负的非LTE丰度修正往往会迅速变得更严重，朝向较低的金属丰度。当忽略H碰撞时，它们分别在[Fe/H]=-3和[Fe/H]=-3.5时达到~ 0.9 dex和~ 1.2 dex。即使当包括这样的碰撞时，LTE丰度仍然是严重高估的，在这样低的金属丰度下相应地高估了~ 0.5 dex和~ 0.9 dex。虽然鲜为人知的非弹性氢碰撞因此仍然是一个重要的不确定性，大的金属依赖非LTE效应似乎指向一个“低”（与LTE相比）[O/Fe]的贫金属晕星。
2009-02-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Panchromatic calibration of Ca II triplet luminosity dependence
背景。钙II三重态（CaT）线的线强度是从明亮红巨星的单个恒星光谱测量金属丰度的代理。在将谱线转换为金属丰度之前，必须从谱线的等效宽度（EW）中去除星等（重力、温度和光度的代理）依赖性。几十年来使用的工作经验程序是使用相对于水平分支水平的相对震级。目的。V滤波器被广泛采用作为参考幅度，尽管一些作品使用了不同的滤波器（例如I和Ks）。在这项工作中，我们调查的依赖性的CaT校准使用的Griz过滤器从DECam和GMOS，G从盖亚，BVI过滤器从MCPS，YJK过滤器从VIRCAM。我们使用原始样品分析中使用的FORS 2 V滤波器作为参考。方法.来自已知金属丰度和可用的CaT等效宽度的星团的红巨星被用作参考。公共光度星表取自SMASH DR 2、VMC、Gaia、MCPS巡天以及VISCACHA-GMOS数据，用于选择小麦哲伦星云团。斜率采用两条和三条线拟合，适用于大多数金属丰度尺度。结果CaT EW的幅度依赖性很好地描述了使用任何过滤器在这项工作中分析的线性关系。斜率随着滤波器的波长而增大。零点（A.K.A.）减少的等效宽度），即金属量指标，保持不变。结论.如果相同的线轮廓函数用于相同的带通和连续区，并且总EW来自相同数量的线（2或3），则无论使用的滤波器如何，减小的EW都是相同的。因此，对于给定的CaT校准，可以使用任何滤波器将CaT等效宽度转换为金属丰度。
2020-08-18 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Gemini/GRACES Spectroscopy of Stars in Triangulum II
利用Gemini-GRACES装置的高分辨率、中等信噪比光谱，测定了最近发现的三角座II暗矮星系中两颗恒星的化学丰度比和视向速度。这些恒星的恒星参数和金属丰度与它们的测光和中分辨率Ca II三重态光谱相似，并支持三角座II的金属丰度分布与矮星系的化学演化一致。元素丰度显示，这两颗恒星都有典型的钙丰度和钡的金属丰度上限，但镁和钠含量较低。这种化学成分类似于矮星系中的一些恒星，归因于低恒星形成环境中的不均匀混合，和/或仅来自少数超新星事件的产量。我们的目标之一（恒星40）的钾含量增加，与不寻常的外晕星团NGC 2419中的一些恒星相似。我们的另一个目标（恒星46）似乎是一个基于径向速度变化的双星（Delta v（rad）= 24.5 +/- 2.1 km/s）。这与在其他矮星系中发现的双星的变化是一致的。虽然这提醒人们这些超暗矮星系中的双星比例很高，但这个特殊的物体对先前确定三角座II中的速度色散几乎没有影响。
2016-12-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Improving metallicity estimates for very metal-poor stars in the Gaia DR3 GSP-Spec catalog
本文通过结合测光信息并利用 Ca 三重线等值宽度重新分析 Gaia DR3 GSP-Spec 数据，显著提高了极贫金属星的金属丰度估计精度，并将可靠样本数量增加了 2-3 倍。
2023-07-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Metallicity Catalog of Very Metal-poor Main-sequence Turn-off and Red Giant Stars from LAMOST DR10
本研究基于LAMOST DR10低分辨率光谱，利用经优化的钙三重线等值宽度经验校准法，构建了含8440颗极贫金属主序拐点星与红巨星的星表，经对比验证其金属丰度估算准确性较高。
2025-06-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
