The physical mechanism behind M dwarf metallicity indicators and the role of C and O abundances
我们提出了基于PHOENIX恒星大气模型的典型的早期和中期M矮星不同的C和O丰度的近红外合成光谱。我们应用多个最近公布的方法来确定M矮金属丰度我们的模型，以确定C和O丰度的金属丰度指标的影响。我们发现，伪连续水平是非常敏感的C/O和所有的金属丰度指标显示C和O丰度的依赖，特别是在较低的Teff模型。在某些情况下，当[C/Fe]和[O/Fe]独立变化+/-0.2时，推断的金属丰度范围超过一个完整的数量级（>1 dex）。我们还发现O和C丰度之差[（O-C）/Fe]比C/O更能反映准连续谱水平。中M矮星的[C/Fe]，[O/Fe]和[M/H]模型在银河系化学演化的背景下是现实的，表明[（O-C）/Fe]的变化是这里研究的M矮星金属丰度示踪剂背后的主要物理机制。经验校准的金属丰度指标对大多数邻近的M矮星仍然有效，因为在太阳附近的FGK星的光谱调查中，[（O-C）/Fe]和[Fe/H]之间存在紧密的相关性。C和O丰度的变化也会影响M矮星的光谱能量分布。允许[O/Fe]是一个自由参数提供了更好的协议之间的合成光谱和富金属M矮星的观测光谱。我们建议，通量校准，低分辨率，近红外光谱可以提供一个路径测量C和O丰度在M矮星和打破的C/O和[Fe/H]之间的简并存在于M矮星金属丰度指标。
2016-05-20 astro-ph.SR
White dwarf evolutionary sequences for low-metallicity progenitors: The impact of third dredge-up
我们提出了新的白矮星低金属丰度祖先的进化序列。白矮星序列是从完整的演化计算中得出的，该计算考虑了祖星的整个历史，包括热脉冲和后渐近巨星分支阶段。我们发现，对于范围在0.00003- 0.001的祖先金属丰度，并在没有碳富集，由于发生的第三次疏浚插曲，由此产生的H信封的低质量白矮星是足够厚，使稳定的H燃烧的最重要的能源，即使在低光度。这对白矮星的冷却时间有重大影响。这个结果是独立的热脉冲和后AGB阶段，和行星状星云阶段采用的质量损失率。我们的结论是，在第三次挖掘情节的情况下，低质量白矮星的演化的一个重要组成部分是由低金属丰度的祖先是由稳定的H燃烧。我们的研究开启了利用观测到的低金属量球状星团的白矮星光度函数来限制低金属量前身星的热脉冲AGB阶段第三次挖掘事件的效率的可能性。
2015-02-13 astro-ph.SR
Metallicity and Temperature Indicators in M dwarf K band Spectra: Testing New & Updated Calibrations With Observations of 133 Solar Neighborhood M dwarfs
我们给出了133颗附近（d < 33秒差距）M矮星的K波段光谱，其中包括18颗金属丰度估计可靠的M矮星（根据FGK型伴星推断）、11颗M矮行星宿主、北8 pc样本中超过2/3的M矮星以及LSPM目录中的几颗M矮星。从这些光谱中，我们测量的Ca和Na线的等效宽度，和光谱指数量化的吸收，由于水的不透明性（H2O-K2指数）。利用经验光谱类型标准和合成模型，我们校准了H_2 O-K_2指数作为M矮星光谱类型和有效温度的指标。我们还提出了一个修正的关系，估计[Fe/H]和[M/H]金属丰度的M矮星从他们的Na I，Ca I，和H2O-K2测量。模型大气的比较提供了一个定性验证我们的方法，但也揭示了模型预测的原子线强度与实际观测相比，整体偏移。我们的金属丰度估计也重现预期的相关性与银河系的空间运动和H α发射线强度，并返回统计相同的金属丰度的M矮星在一个共同的多重系统。最后，我们发现我们的H2O为基础的光谱类型和那些来自以前已知的恒星金属丰度的敏感性，如TiO的光谱特征之间的系统残差，并确定CaH 1指数作为一个有前途的光学指数诊断近太阳M矮星的金属丰度。
2011-12-20 astro-ph.SR
Calibration of the MEarth Photometric System: Optical Magnitudes and Photometric Metallicity Estimates for 1802 Nearby M-dwarfs
MEarth项目是一个测光调查，系统地搜索最靠近太阳的最小恒星，以寻找凌日的岩石行星。自2008年以来，MEarth已经拍摄了大约200万张1844颗被怀疑是M型中晚期矮星的恒星的照片。我们已经扩大了这一调查采取夜间曝光的光度标准星，并利用这些数据进行光度校准的$MEarth$系统，确定光度夜，并获得光学星等与$1.5\%$精度为每个M矮系统。每个光学星等都是多年数据的平均值，因此应该在很大程度上不受恒星变率和耀斑的影响。我们结合三角距离测量，光谱金属丰度测量，2 MASS红外星等测量，以获得一个颜色-星等-金属丰度的关系，在中期至晚期M矮星光谱序列，可以重现光谱金属丰度测定精度为0.1德克斯。我们发布了1567 M矮星的光学星等和金属丰度估计，其中许多在这项工作之前都没有准确的测定。对于另外277颗没有三角视差的恒星，我们提供了一个假设太阳附近金属丰度的距离估计。我们发现，在太阳20秒差距内的体积有限的恒星样本的中值金属丰度为[Fe/H] = $-0.03 \pm 0.008$，并且这些恒星中有29 / 565的金属丰度为[Fe/H] = $-0.5$或更低，类似于附近G矮星的低金属丰度分布。当与正在进行的和未来的行星调查的结果相结合，针对这些对象，金属丰度的估计将是重要的，在评估任何推定的行星金属丰度的相关性的意义。
2015-10-22 astro-ph.SR
Metallicity determination of M dwarfs - Expanded parameter range in metallicity and effective temperature
上下文可靠的M矮星金属丰度值对于研究低质量环境下的化学演化和行星形成理论的发展具有重要意义。历史上，由于低质量恒星表面温度低，导致光球层中形成几个分子，因此确定低质量恒星的恒星参数一直具有挑战性。在我们的工作中，我们利用红外高分辨率光谱仪为研究M矮星开辟了一个新的窗口。目的。使用高分辨率光谱测定金属丰度比使用低分辨率光谱更准确，但相当耗时。在本文中，我们扩大了我们的样品分析与这种精确的方法在金属丰度和有效温度，以建立一个校准样品，为未来修订的经验校准。方法.由于J波段的分子谱线相对较少，连续谱校正对于高分辨率光谱是可能的，使得恒星参数的确定比使用光学光谱更精确。使用几种原子种类的合成光谱拟合确定金属丰度。结果我们分析了16个靶，有效温度范围为3350-4550 K。所得金属丰度在-0.5 < [M/H] <+0.4之间。一些目标以前已经分析了使用低分辨率光谱，我们发现一个相当好的协议与我们的值。与现有的光度校准的比较显示不同的协议，在所有的经验校准的蔓延是大的。结论.包括我们以前的论文中的目标，我们已经使用高分辨率红外光谱分析了28 M矮星。靶的金属丰度分布约为1 dex，有效温度约为1400 K。对于单个的M矮星，我们实现了平均0.05 dex和100 K的不确定性。
2017-05-24 astro-ph.SR
The age-metallicity dependence for white dwarfs
本文从理论上研究了初始$-$到$-$最终质量关系的金属丰度依赖性及其对白矮星年龄测定的影响。我们计算一个网格的演化序列从主序列到$\sim 3\, 000$ K的白矮星冷却曲线，通过所有的中间阶段。在热脉冲渐近巨星分支没有第三次疏浚情节被认为是，因此光球的C/O比低于单位的序列金属丰度大于$Z=0.0001$。我们认为初始金属丰度从$Z=0.0001$到$Z=0.04$，占恒星星族在银盘和晕，初始质量低于$\sim 3M_{\odot}$。我们发现了一个明确的依赖的形状的初始$-$到$-$最终质量与祖金属丰度的关系，在那里富含金属的祖导致质量较低的白矮星遗迹，由于增强的质量损失率与高金属丰度值。通过比较我们的理论计算与球状星团和老疏散星团的半经验数据，我们发现观测到的内禀质量分布可以用一组初始$-$到最终$-$的质量关系来解释。此外，我们确认，白矮星阶段之前所花费的寿命增加金属丰度。最后，我们估计了三个球状星团NGC 6397，M4和47 Tuc的白矮星冷却曲线顶部的平均质量，周围的$0.53 M_{\odot}$，老恒星星族的特点。然而，我们发现不同的值的祖先质量，较低的金属贫集群，NGC 6397，和较大的年轻和金属丰富的集群47 Tuc，从金属依赖性的初始$-$到$-$最终质量关系的预期。
2015-04-15 astro-ph.SR
A new visual -- near-infrared diagnostic to estimate the metallicity of cluster and field dwarf stars
我们提出了一个新的金属丰度诊断的基础上的Stroemgren指数M1和视觉近红外（NIR）的颜色估计的全球金属丰度的集群和场矮星的理论校准。为了进行金属丰度校准，我们采用阿尔法增强的演变模型转换到观测平面，通过使用大气模型计算，采用相同的化学混合物。我们应用新的视觉近红外金属指数颜色（MIC）的关系，以两个不同的样本的领域矮星，我们发现，光度估计和光谱测量之间的差异平均小于0.1德克斯，与分散小于西格玛= 0.3德克斯。我们将同样的MIC关系应用于贫金属（M 92）和富金属（47 Tuc）的球状星团。我们分别发现-2.01+/-0.08（sigma = 0.30 dex）和-0.47+/-0.01（sigma = 0.42 dex）的峰值。
2012-07-16 astro-ph.SR
Radii of 88 M Subdwarfs and Updated Radius Relations for Low-Metallicity M Dwarf Stars
M次矮星是低金属量的M矮星，通常居住在银河系的晕人口中。金属丰度控制着恒星大气的不透明度;在贫金属恒星中，流体静力平衡在较小的半径处达到，从而导致给定有效温度下的较小半径。我们编译了一个样本的88颗恒星，跨越光谱类K7到M6，包括恒星的金属丰度类从太阳金属丰度矮星最低的金属丰度超次矮星，以测试如何金属丰度改变恒星半径。我们拟合模型的帕洛玛双摄谱仪（DBSP）的光谱，以获得有效的温度（$T_\mathrm{eff}$），我们测量辐射热光度（$L_\mathrm{bol}$）相结合的宽波长覆盖光度与盖亚反射。然后通过使用Stefan-Boltzman定律组合$T_\mathrm{eff}$和$L_\mathrm{bol}$来计算半径。我们发现，对于给定的温度，超次矮星可以比太阳金属丰度对应物小五倍。我们提出的颜色半径和颜色表面亮度的关系延伸到[Fe/H]的$-$ 2.0 dex，以帮助半径的测定M亚矮星，这将是特别重要的WFIRST系外行星微透镜调查。
2018-10-17 astro-ph.SR
Metallicity of M dwarfs IV. A high-precision [Fe/H] and Teff technique from high-resolution optical spectra for M dwarfs
目的。在这项工作中，我们开发了一种技术，以获得高精度的测量金属丰度和有效温度的M矮星的光学。方法.提出了一种利用530-690 nm光谱区4104条谱线信息的新方法。它包括伪等效宽度的测量及其与[Fe/H]和$T_{eff}$的既定尺度的相关性。结果我们的方法对[Fe/H]、$T_{eff}$和光谱类型分别在（-0.85，0.26dex）、（2800，4100 K）和（M0.0，M5.0）区间内有效，对[Fe/H]、$T_{eff}$和光谱类型的$rms$分别为0.08PDMATHABMO 0.01和91 $\pm$ 13 K。我们还计算了均方根误差$_{V}$，估计的不确定性的顺序为0.12德克斯的金属丰度和293 K的有效温度。该技术有一个活动限制，应该只用于与$\log{L_{H_α}/L_{bol}} < -4.0$的明星。我们的方法可在\url{http://www.astro.up.pt/resources/mcal}在线获得。
2014-07-11 astro-ph.SR
Refined Metallicity Indices for M Dwarfs Using the SLoWPoKES Catalog of Wide, Low-mass Binaries
我们报告的结果，从光谱观测的113超宽，低质量的二进制系统，主要由M0-M3矮星，从斯隆数字巡天确定的共同自行对的SLoWPoKES目录。每个二元成员的径向速度被用来确认它们是共同移动的，因此，进一步验证了SLoWPoKES目录的高保真度。10颗恒星似乎是光谱双星的基础上广泛或分裂的光谱特征，支持以前的发现，广泛的双星可能是层次系统。我们测量了样本中恒星的Hα等效宽度，发现81%的观测对的组分具有相似的Hα能级。具有相似质量的组分之间Hα等效宽度的差异小于单个物体的Hα变异范围。我们确认Lepine等人的δ（CaH 2 + CaH 3，TiO 5）指数跟踪了我们大部分M矮星样本的等金属丰度位点。然而，我们发现一个小的系统偏差，特别是在早型M矮星。我们使用我们的样本来重新校准“不”的定义。虽然在定义上有一个小的变化，但新的α是一个更好的等金属丰度的预测更高质量的M矮星。
2011-12-12 astro-ph.SR
Metal-Rich M-dwarf Planet Hosts: Metallicities with K-Band Spectra
富含金属的环境有利于行星形成，这使得富含金属的恒星成为寻求探测新系外行星的最有利目标。然而，利用这一优势来识别可能的低质量行星宿主是困难的：到目前为止，确定M-矮星金属丰度的方法需要昂贵的观测数据（如X射线和高分辨率光谱），并且仅限于少数明亮的冷恒星。我们获得了17颗M矮星的中等分辨率（R~2700）K带光谱，并根据它们的FGK伴星估算了它们的金属丰度。对这些光谱的分析和理论合成光谱的检验表明，M矮星的金属性可以从其Na I双重线（2.206 μm和2.209 μm）和Ca I三重线（2.261 μm、2.263 μm和2.265 μm）的强度来推断。我们利用这些特征，以及一个温度敏感的水指数，构建了一个适用于近太阳金属丰度（-0.5<[Fe/H]<+0.5）的M矮星的经验金属丰度指标。该指标的准确度为+/- 0.15 dex，与现有的估计M-矮星金属丰度的技术相当，但更易于观测，只需要中等分辨率的K波段光谱。将这种方法应用于8个已知的M-矮星宿主，我们估计的金属丰度（[Fe/H]）超过太阳附近M-矮星的平均金属丰度，与FGK行星宿主的金属丰度分布一致。
2010-07-26 astro-ph.SR
Prospecting in Ultracool Dwarfs: Measuring the Metallicities of Mid- and Late-M Dwarfs
金属丰度是一个基本参数，有助于恒星的物理特性。然而，M矮星大气层中存在的低温和复杂分子使得很难使用通常用于类太阳恒星的技术来测量它们的金属丰度。虽然在过去的几年里，在开发测量M矮星金属丰度的经验方法方面取得了重大进展，但这些技术主要是针对早中期M矮星开发的。提出了一种利用中等分辨率（R~2000）K波段（2.2 μ m）光谱测量中晚M矮星金属丰度的方法。我们校准我们的公式使用44宽双星包含一个F，G，K，或早期M主已知的金属丰度和中期至后期M矮伴星。我们发现，类似的功能和技术用于早期M矮星仍然是有效的晚M矮星。我们的修正校准对于M4.5-M9.5矮星精确到0.07 dex，-0.58<[Fe/H]<+0.56，并且没有显示出光谱类型，金属丰度或用于确定主星金属丰度的方法的系统趋势。我们表明，我们的方法给出了一致的金属丰度的组件的M+M宽的二进制文件。我们验证了我们的新公式的作品未解决的双星光谱相结合的单星。最后，我们表明，我们的校准与Mann等人（2013 a）对重叠（M4-M5）恒星的研究一致，建立了两种校准可以结合使用，以确定整个M矮星序列的金属丰度。
2014-04-22 astro-ph.SR
Chemical Composition of Faint (I~21 mag) Microlensed Bulge Dwarf OGLE-2007-BLG-514S
本文给出了银河系核球中一颗微透镜G矮星的高分辨光谱，光谱温度T_eff = 5600 +/- 180 K。这颗I~21等的恒星在观测时被放大了1160到1300倍。它的高金属丰度（[Fe/H] = 0.33 +/- 0.15）使这颗恒星位于核球巨星金属丰度分布的上端。使用K-S检验，我们发现一个1.6%的概率，已公布的微透镜凸起矮星共享一个潜在的分布与凸起巨人，适当占径向凸起金属丰度梯度。我们获得了15种元素的丰度测量值，并进行了严格的误差分析，包括参数之间的协方差。这颗恒星，像具有相同金属丰度的球巨星一样，没有α增强。它证实了在以前分析的凸起矮星中观察到的化学丰度趋势。在超太阳的金属丰度，我们观察到的差异之间的凸巨人和凸矮钠丰度。
2009-10-07 astro-ph.SR
Consistent metallicity scale for cool dwarfs and giants. A benchmark test using the Hyades
在某些情况下，矮恒星和巨恒星的化学丰度被同时使用，假设它们共享相同的丰度标度。这种假设可能在不同的天体物理学背景下产生影响。我们的目标是确定一种方法，能够产生一个一致的金属丰度规模的巨人和矮人。为了实现这一点，我们分析了毕宿疏散星团中的巨星和矮星。所有这些恒星都有用HARPS和UVES获得的档案高分辨率光谱数据。此外，巨行星的角直径有干涉测量。我们用两种方法分析了样品。第一种方法独立于光谱学约束大气参数。为此，我们提出了一种新的基于三维模型大气的微湍流校准。第二种方法是基于Fe线的经典光谱法。我们还测试了两个行列表，试图最大限度地减少可能的非LTE影响，并优化巨人的治疗。我们表明，这是可能的，以获得一致的金属丰度标度之间的矮星和巨星。优选方法应约束独立于光谱的三个参数$T_{\rm eff}$、$\log~g$和$ξ$。特别是，在巨星的光谱中，应该选择没有混合的谱线。当注意线列表时，经典光谱方法也可以产生一致的结果。与约束良好的恒星参数集导出的金属丰度是一致的，独立于所使用的线列表。因此，对于该簇，我们倾向于使用该方法获得的金属丰度为+0.18 $\pm$ 0.03 dex。经典的光谱分析，使用的线列表优化的巨星，提供了+0.14 $\pm$ 0.03 dex的金属丰度，与以前的工作。
2015-09-29 astro-ph.SR
The Dependence of Brown Dwarf Radii on Atmospheric Metallicity and Clouds: Theory and Comparison with Observations
采用现实和一致的大气边界条件，我们已经产生了不同的金属丰度（[Fe/H]），有云和无云的棕矮星和极低质量恒星（VLMs）的演化模型。我们发现，在一个给定的质量和年龄的半径的蔓延可以高达$\sim$ 10%至$\sim$ 25%，与较高的金属丰度，较高的云厚度的大气中产生的更大的半径相当自然。[Fe/H]每增加0.1 dex，半径增加$\sim$ 1%至$\sim$ 2.5%，这取决于年龄和质量。我们还发现，而较小的质量和年龄较大的褐矮星半径随氦分数（$Y$）的增加而减小（如预期的那样），对于更大质量的褐矮星和广泛的年龄范围内，他们增加与氦分数。从$Y=0.25$到$Y=0.28$的半径增加可高达$\sim$ 0.025 \rj \（$\sim$ 2.5%）。此外，我们发现，对于VLMs大气金属丰度从0.0增加到0.5 dex，半径增加$\sim$ 4%，从-0.5至0.5 dex增加$\sim$ 10%。因此，我们认为，由于较高的金属丰度的不透明度可能会自然地解释在一些食VLM系统的表观半径异常。半径的百分之十到二十五的变化超过了仅仅由状态方程的不确定性引起的误差。这有助于强调棕矮星半径的凌日和日食测量共同限制了许多效应，重要的是包括大气和冷凝云模型，而不仅仅是状态方程。在任何时候，我们都是在检验一个多参数理论，而不是一个普适的半径$-$质量关系。
2011-05-04 astro-ph.SR
Evolution and colors of helium-core white dwarf stars with high-metallicity progenitors
受最近在富金属星系团中发现的单氦核和双氦核白矮星的启发，我们提出了一套适合于研究此类白矮星的演化计算和颜色。本文还旨在研究稳定的氢燃烧是否可能构成由高金属丰度祖先产生的大质量He核白矮星的主要能量来源。白矮星序列是通过考虑具有超太阳金属丰度的祖星的演化历史而得到的。我们还纳入了一个自洽的，依赖于时间的重力沉降和化学扩散，以及剩余的核燃烧的治疗。我们发现，在白矮星演化的后期阶段，残余核燃烧的影响强烈依赖于富氢包层底部化学扩散的发生。当不考虑扩散时，残余氢燃烧强烈影响白矮星冷却的高级阶段，引入几个Gyr的演化延迟。相比之下，当考虑扩散时，残余核燃烧的作用被强烈地减轻，并且演化仅由存储在离子中的热含量决定。此外，对于我们所有的序列，我们提供了准确的颜色和幅度的基础上，新的和改进的非灰色模型大气，其中明确包括赖氨酸$α$准分子不透明度。
2009-05-12 astro-ph.SR
Mid-Infrared Photometry of Cold Brown Dwarfs: Diversity in Age, Mass and Metallicity
本文给出了12颗极晚型T矮星的Spitzer IRAC测光结果，其中9颗有[3.6]、[4.5]、[5.8]和[8.0]测光，3颗只有[3.6]和[4.5]测光。我们调查的趋势与类型和颜色的规划和解释调查最冷的T或Y矮星。有效温度T_eff低于700 K的棕矮星在3um以上的波长处有一半以上的辐射，并且中红外辐射与近红外辐射的比值对T_eff非常敏感。颜色H-[4.5]是T_eff的一个很好的指标，对金属丰度和重力的依赖性相对较弱。相反，颜色H-K和[4.5]-[5.8]对金属丰度和重力敏感。因此，近红外和中红外测光为褐矮星的基本性质提供了有用的指标，如果温度和重力是已知的，那么质量和年龄可以从演化模型中确定。已知有12颗H-[4.5]>3.0且500< T_eff K < 800的矮星，我们详细研究了它们。这些矮星的年龄从非常年轻（0.1-1.0 Gyr）到相对较老（3-12 Gyr）不等。质量范围可能低至5个木星质量，高至70个木星质量。金属丰度范围也很大，从[m/H] -0.3到[m/H]+0.3。到目前为止，UKIRT红外深空巡天发现的少量T8-T9矮星似乎大多是年轻的低质量矮星。为了获得冷褐矮星的重要中红外数据，并发现更多的这些罕见的物体，需要对中红外空间任务warm-Spitzer和WISE进行扩展。（节录）
2010-01-06 astro-ph.SR
A physically motivated and empirically calibrated method to measure effective temperature, metallicity, and Ti abundance of M dwarfs
对类太阳的F-、G-和K-型恒星进行详细化学分析的能力是一个强大的工具，具有许多应用，包括研究银河系的化学演化和限制行星形成理论。不幸的是，模拟较冷恒星大气的复杂性阻碍了对M矮星的类似分析。经验校准的方法来衡量M矮金属丰度从中等分辨率的光谱目前仅限于测量整体金属丰度和依赖于天体物理丰度的相关性在恒星星族。我们提出了一个新的，经验校准的合成M矮星光谱，可用于推断有效温度，铁丰度，钛丰度。我们用凯克II上的NIRSPEC获得了29 M矮星的高分辨率（R~ 25，000），Y波段（~1微米）光谱。使用PHOENIX恒星大气建模代码（版本15.5），我们生成了一个涵盖温度，金属丰度和α增强范围的合成光谱网格。从我们观察到的和合成的光谱，我们测量了多个Fe I和Ti I线的等效宽度和基于FeH带头的温度敏感指数。我们使用从广泛分离的太阳型同伴测量的丰度，以经验校准转换到观察到的指数和等效宽度，迫使协议与模型。我们的校准分别实现了60 K、0.1 dex和0.05 dex的Teff、[Fe/H]和[Ti/Fe]的精度，并且针对3200 K < Teff < 4100 K、-0.7 < [Fe/H] <+0.3和-0.05 < [Ti/Fe] <+0.3进行校准。这项工作是朝着M矮星的详细化学分析迈出的一步，其精度与FGK恒星相似。
2017-10-27 astro-ph.SR
The NLTE Barium Abundance in Dwarf Stars in the Metallicity Range of -1 < [Fe/H] < +0.3
本文给出了172颗金属丰度范围为-1< [Fe/H] <+0.3的矮星中考虑非LTE（NLTE）效应的钡丰度的测定结果，这些矮星按运动学判据被分配到不同的银河系亚结构中。我们使用了一个模型的Ba原子与31个级别的Ba I和101个级别的Ba II。用新的不透明度分布函数修改了ATLAS 9程序，计算了所研究恒星的大气模型。计算未混合Ba II（4554 A，5853 A，6496 A）的NLTE曲线，然后与观察到的曲线进行比较。也使用了6141 A线，但考虑到它与铁线的相关性。薄盘和厚盘中的平均钡丰度分别为0.01 +/- 0.08和-0.03 +/- 0.07。与Serminato等人（2009）的银河系化学演化计算进行了比较。Ba丰度与[Fe/H]的趋势表明，在薄盘和厚盘中存在复杂的钡生产过程。
2011-04-04 astro-ph.SR
Pulsations powered by hydrogen shell burning in white dwarfs
由于在渐近巨星分支阶段没有第三次挖掘事件，由低金属丰度祖先演化而来的白矮星模型具有较厚的氢壳层，这使得氢壳层燃烧成为最重要的能量来源。我们调查的脉动稳定性的白矮星模型与厚信封，看看是否非径向$g$模式的脉动是由氢燃烧引发的，目的是把限制氢壳燃烧在冷白矮星和第三次疏浚在渐近巨星分支演化的祖星。利用全演化计算方法构造了低金属丰度的母星白矮星序列，并分析了它们在有效温度$T_{\rm eff} \sim 15\,000\,-\, 8\,000$ K范围内的脉动稳定性。我们证明了，对于从低金属丰度祖先演化而来的质量为$M_{\star} \lesssim 0.71\,\rm M_{\sun}$、有效温度为$8\,500 \lesssim T_{\rm eff} \lesssim 11\,600$ K的白矮星模型，（$Z= 0.0001$、$0.0005$和$0.001$）偶极子（$\ell= 1$）和四极杆（$\ell=2$）$g_1$模式主要由于氢燃烧壳层通过$\varepsilon$机制而被激发，除了由$κ-γ$或对流驱动机制驱动的其它$g$模式之外。然而，$\varepsilon$机制不足以驱动这些模式在白矮星从太阳金属丰度祖先演变。我们建议，应努力观察偶极$g_1$模式的白矮星与低金属丰度的环境，如球状星团和/或星系晕，放置在冷却的白矮星的氢壳燃烧和第三个疏浚情节在前面的渐近巨星分…
2016-06-14 astro-ph.SR
Probing Late-type T dwarf J-H Color Outliers for Signs of Age
我们介绍了Keck/NIRSPEC对13颗晚型T矮星（T6-T9）的后续调查结果，其中12颗具有异常的红色或蓝色J-H颜色。以前的工作表明，J-H颜色异常值可能代表了晚型T矮星人口的高重力，低金属丰度（旧）和低重力，太阳金属丰度（年轻）的极端。我们使用中等分辨率的Y-和H-波段光谱探测区域的T矮大气比J波段的重力和金属丰度的变化更敏感。我们发现，我们的样品的光谱形态在很大程度上是均匀的，峰值归一化，Y-和H-波段形态与光谱标准一致。然而，有三个天体可能很老，与它们各自的光谱标准相比，Y波段光谱过亮，第四个天体可能很年轻，Y波段不亮。在这四个物体中，有三个先前已被确定为潜在的金属丰度/重力异常值，包括我们样本中具有正常J-H颜色的一个物体。我们适合公开可用的大气模型网格，我们的光谱，并发现最适合的物理参数取决于所使用的模型。当我们继续探索晚T群体的特征时，对于相同的物理参数，Y波段蓝翼中约10-20%的合成光谱和1.65微米处约45%的合成光谱之间的差异必须得到协调。还建议进一步开发和公开提供非太阳金属丰度模型。未来破译重力、金属丰度和晚型T矮星种群变化的影响的进展还需要高信噪比、多波长和多历元的测光和光谱学。
2018-10-14 astro-ph.SR
Rubidium abundances in solar metallicity stars
在具有太阳金属丰度的M矮星中，发现了相对于太阳的Rb亏损2倍。从观测和核合成的观点来看，这种缺陷是很难理解的。为了测试这种Rb缺乏的可靠性，我们研究了从AMBRE项目中提取的类似金属丰度范围内的KM型巨星样本中的Rb和Zr丰度。通过光谱合成方法计算了54颗金属丰度接近太阳的巨星的Rb和Zr丰度。还研究了RbI谱线塞曼展宽的影响。LTE分析的结果在巨星的Rb不足小于M矮星，但NLTE [Rb/Fe]比值非常接近太阳在全金属丰度范围。这与在M矮星中发现的数字形成对比。我们调查的影响，重力沉降和磁活动的可能原因的Rb缺乏发现在M矮星。虽然前者对表面Rb丰度的影响可以忽略不计，但如果不考虑塞曼展宽效应，M矮星中存在的平均强度磁场可能会导致Rb丰度的系统性低估。新的[Rb，Zr/Fe] vs. [Fe/H]关系可以在考虑旋转大质量星和中低质量星的Rb产生时得到解释，而不需要像以前所建议的那样偏离AGB星的标准s-过程核合成。
2021-02-04 astro-ph.SR
Metallicity of M dwarfs III. Planet-metallicity and planet-stellar mass correlations of the HARPS GTO M dwarf sample
目标。本工作的目的是利用HARPS GTO M矮星子样方法研究M矮星的行星-金属丰度和行星-恒星质量相关。我们使用一种新的方法，利用HARPS高分辨率光谱的优势，以提高金属丰度的精度，使用以前的光度校准[Fe/H]和有效温度作为起始值。结果在这项工作中，我们使用我们的新的校准（rms = 0.08 dex）来研究我们的样品的行星金属丰度关系。众所周知的巨行星FGKM主机与金属丰度的相关性是存在的。关于海王星和较小的主机没有发现相关性，但有一个提示，与[Fe/H]可能存在反相关性。我们将我们的样本与加州行星调查的晚K和M型矮星样本相结合，以增加我们的统计数据，但没有发现新的趋势。我们用两种不同的方法拟合了我们的样本和组合样本的木星宿主频率直方图的幂律f_p = C10^α[Fe/H]：直接箱拟合和baker-fitting过程。我们得到的C值在0.02 ~ 0.04之间，α值在1.26 ~ 2.94之间。关于恒星质量，发现了与行星的假设相关性，但被发现是探测偏差的结果。
2012-12-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
An H-band Spectroscopic Metallicity Calibration for M Dwarfs
我们提出了一个经验近红外（NIR）光谱方法估计M矮金属丰度，H-波段的功能的基础上，以及在K-波段的一个类似的方法公布的实施。利用NASA的IRF-SpeX光谱仪获得了M矮星样品的R~2000近红外光谱，其中包括22个M矮星的金属丰度校准靶，这些靶含有已知金属丰度的FGK伴星。H-波段和K-波段校准提供了与这些双星的金属丰度相当的拟合，精确度为+/- 0.12 dex。我们得出的第一个经验校准的光谱金属丰度估计的巨行星托管M矮星GJ 317，确认其超太阳的金属丰度。结合这一结果与其他八个M矮行星主机的观察，我们发现，M矮星与巨行星相比，那些主机质量较小的行星优先富含金属。我们的H波段校准依赖于H波段中强烈的金属性依赖特征，这将有助于使用中高分辨率NIR M矮星光谱进行成分研究，例如由SDSS-III APOGEE等多重调查产生的光谱。这些结果也将立即用于正在进行的M矮星光谱调查。
2012-02-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
A Physically-Motivated Photometric Calibration of M Dwarf Metallicity
M矮星在V-K_s-M_Ks色星等图（CMD）上的位置与金属丰度有关。我们表明，以前的经验测光校准M矮金属利用这种相关性系统低估或高估金属在其范围的极端。我们从三个方面改进了以前的校准。我们利用来自Geneva-Copehnagen巡天（GCS）的F和G矮星的体积有限和运动学匹配样本来推断太阳邻域中M矮星的平均金属丰度，我们利用M矮星内部和大气的理论模型来确定金属丰度对V-K_s-M_Ks CMD中M矮星的影响，我们的最终校准完全基于具有M矮星伴星的FGK原色的高分辨率光谱学。其结果是，我们解释了一个数量级以上的校准样本的方差比以前的光度校准。我们非参数量化的观察，M矮星的主机系外行星优先在一个区域的V-K_s-M_Ks平面填充富含金属的M矮星的意义。我们发现，行星托管的M矮星分布在V-K_s-M_Ks CMD的概率p是P = 0.06 +/- 0.008场M矮星以同样的方式。有趣的是，拥有海王星和次海王星质量行星的M矮星子样本也可能优先位于由高金属丰度M矮星组成的V-K_s-M_Ks平面区域。这种偶然发生的概率是p = 0.40 +/- 0.02，这一观测结果暗示，在富含金属的M矮星周围可能更有可能发现低质量行星。在富含金属的M型矮星周围，低质量行星出现率的增加是行星形成的核心吸积模型的自然结果。（节略）
2010-06-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
Metallicity of M dwarfs II. A comparative study of photometric metallicity scales
恒星参数不容易从M矮星光谱中得到，这是由双原子和三原子分子的复杂带占主导地位，并没有很好地描述在逐线水平的大气模型。因此，M矮星的金属丰度通常是通过不太直接的技术获得的。最近的一些出版物提出的校准，提供了一个M矮星的金属丰度从它的Ks波段绝对星等和它的V-Ks颜色，但不同意在\pm 0.1 dex水平。我们比较了这些校准的23 M矮星的样本，我们选择了宽（> 5角秒）的同伴F-，G-或K-矮星的金属丰度测量均匀的规模，我们需要有V带测光测量优于\sim 0.03等。我们发现Schlaufman & Laughlin（2010）校准相对于我们的样本具有最低的偏移和残差，并使用我们改进的统计数据来略微改进该校准。与更严格地选择光度比以前的研究中，周围的校准的分散是远远超过[Fe/H]和光度的不确定性。这表明，剩余色散的起源是天体物理学的，而不是观测的。
2011-11-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
Quiescent nuclear burning in low-metallicity white dwarfs
我们讨论了具有极低金属丰度祖先（$Z=0.0001$）的富氢DA白矮星冷却序列中剩余核燃烧的影响。这些冷却序列适用于研究非常古老的恒星星族。这里介绍的结果是自洽的，完全进化计算的产物。具体来说，我们遵循的演化白矮星的祖先从零年龄的主序列通过所有的演化阶段，即核心氢燃烧阶段，氦燃烧阶段，和热脉冲渐近巨分支阶段的白矮星阶段。这是对最相关的主序星质量范围进行的，包括白矮星质量最常见的区间--从$0.53\, M_{\sun}$到$0.83\, M_{\sun}$。由于母星的金属丰度较低，白矮星在诞生时就有较厚的氢包层，导致其氢燃烧壳层比太阳系中的同类更强烈。我们研究了核反应仍然很重要的阶段，发现核能源在很长一段时间内起着关键作用，大大增加了标准白矮星模型预测的冷却时间。特别是，我们发现，对于这种金属丰度和白矮星质量小于约$0.6\, M_{\sun}$，核反应的主要贡献者恒星光度低至$\log(L/L_{\sun})\simeq -3.2$。反过来，这应该对低金属量恒星星族的白矮星光度函数有明显的影响。
2013-08-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
An Increase in Small-planet Occurrence with Metallicity for Late-type Dwarf Stars in the Kepler Field and Its Implications for Planet Formation
虽然巨行星的出现率随着主星金属丰度的增加而迅速上升，但目前还不清楚晚型矮星周围的小行星是否取决于主星的金属丰度。使用开普勒数据发布25行星候选名单及其完整性数据产品，我们探索行星的出现作为开普勒领域的晚型矮星恒星星族的金属丰度的函数。我们发现，行星的出现增加与金属丰度的所有行星半径$R_{\mathrm{p}}$下降到至少$R_{\mathrm{p}}\approx2~R_{\oplus}$和范围内的$2~R_{\oplus}\lesssim R_{\mathrm{p}}\lesssim 5~R_{\oplus}$行星出现尺度与金属丰度线性$Z$。外推我们的结果，我们预测，短周期行星与$R_{\mathrm{p}}\lesssim 2~R_{\oplus}$应该是罕见的早期M矮星与$\mathrm{[M/H]}\lesssim-0.5$或晚M矮星与$\mathrm{[M/H]}\lesssim+0.0$。这种依赖性的行星发生在开普勒领域中观察到的金属量强调需要控制金属量的估计行星发生的晚型矮星，如开普勒的K2扩展和凌日系外行星调查卫星（TESS）的目标。我们证实了理论预期的小行星出现-宿主恒星金属丰度关系是强的低质量恒星比太阳型恒星。我们确定，在开普勒场中晚型矮星周围行星的预期固体质量与它们的原行星盘中形成行星的固体总量相当。我们认为，这种高效率的行星形成有利于小行星吸积卵石吸积作…
2020-09-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
Metallicity Dependence of Giant Planets around M Dwarfs
本研究通过对比有无巨行星的M型矮星样本的均匀测量金属丰度，发现M型矮星巨行星偏好富金属宿主，热、温木星起源可能相似，且巨行星质量、行星数量及恒星光谱型与宿主金属丰度无显著关联。
2024-12-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
Constraining the solar neighbourhood age-metallicity relation from white dwarf-main sequence binaries
年龄-金属丰度关系是制约银盘化学演化的基本工具。在这项工作中，我们分析的观测特性，这种关系使用双星，没有相互作用的白矮星-从它我们可以得到系统的总年龄-和主序星-从它我们可以得到金属丰度跟踪的[Fe/H]丰度。我们的样本包括46个广泛分离，但未解决的光谱双星在斯隆数字巡天，189白矮星加上主序列共同自行对确定在第二次数据发布的盖亚。这是目前已确定其祖先金属丰度的最大的白矮星样本。我们发现一个平坦的年龄-金属丰度关系显示分散的[Fe/H]丰度约0.5德克斯周围的太阳金属丰度在所有年龄。这独立地证实了在以前的研究中发现的太阳附近的年龄和金属丰度之间缺乏相关性，这些研究集中在分析单个主序星和疏散星团。
2021-05-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
The effects of metallicity on the Galactic disk population of white dwarfs
长期以来，人们一直认为恒星金属丰度在确定银河系不同恒星星族的年龄中起着重要的作用。在这里，我们分析的作用，金属丰度发挥的白矮星光度函数的银河系盘，这是经常被用来确定其年龄。我们采用蒙特卡罗人口合成代码，占人口的银河系盘白矮星的属性。我们的代码采用了最先进的进化冷却序列的白矮星与富氢和缺氢的气氛，碳-氧和氧-氖核心。我们使用两种不同的模型来评估的金属丰度的演变，其中一个采用的金属丰度随时间是恒定的，但具有适度的分散，和第二个金属丰度随时间增加。我们发现，我们的理论结果是在一个非常令人满意的协议，从斯隆数字巡天（SDSS）和从SuperCOSMOS巡天（SSS），独立于所采用的年龄金属丰度法获得的观测光度函数。特别地，我们发现年龄-金属丰度关系对白矮星光度函数的亮支的形成没有明显的影响，而且其截止点的位置对所采用的年龄-金属丰度关系几乎不敏感。由于白矮星光度函数明亮分支的形状对年龄-金属丰度定律不敏感，它可以安全地用来检验理论上的演化序列，而由于下降位置对金属丰度分布的敏感性有限，它的位置提供了银河系盘年龄的可靠指标。
2014-04-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Absence of a Correlation between White Dwarf Planetary Accretion and Primordial Stellar Metallicity
本文通过宽双星系统中伴星金属丰度作为白矮星原初金属丰度的代理，比较受污染与未受污染白矮星的金属丰度分布，发现两者无显著差异且吸积率与金属丰度无显著趋势，表明巨行星并非白矮星吸积事件的主导原因。
2024-06-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
The NIR Ca II triplet at low metallicity - Searching for extremely low-metallicity stars in classical dwarf galaxies
近红外Ca II三重吸收线已被证明是本星系群中单个红巨星分支恒星的定量光谱学的重要工具，提供了更好地了解银河系和矮星系中恒星的金属丰度，从而有机会限制其化学演化过程。这个领域中一个有趣的谜题是，使用这种技术在银河系周围的经典矮星系中发现了[Fe/H]=-3以下的极度贫金属恒星。问题是这些恒星是否真的不存在，或者用于研究这些系统的经验Ca II三重态方法是否偏向于低金属量区域。在这里，我们提出的合成光谱分析的Ca II三重态，这是集中在更好地了解低金属量巨星的光谱测量的结果。当[Fe/H]<-2时，我们的结果开始严重偏离广泛使用的线性经验校准。我们为Ca II三重态研究提供了一种新的校准，其在-0.5<[Fe/H]<-4时有效。随后，我们应用这种新的校准到目前的数据集，并建议经典矮星系是不是那么缺乏极低金属丰度的恒星，因为以前认为。
2010-04-28 astro-ph.CO astro-ph.SR
Metallicity of M dwarfs: the link to exoplanets
M型矮星的恒星参数的确定在星系天文、恒星天文和行星天文学领域具有重要意义。M星是研究最少的银河系组成部分，就其基本参数。然而，它们是银河系中数量最多的恒星，并贡献了银河系总（重子）质量的大部分。特别是，我们对它们的金属丰度感兴趣，以便研究恒星与行星的联系并改进行星参数。作为初步结果，我们提出了Bonfils等人（2005年），Johnson & Apps（2009年）和Schlaufman & Laughlin（2010年）的金属丰度校准测试，使用了17个具有精确V波段测光的新样本。
2011-01-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
The White Dwarfs of the Old, Solar Metallicity Open Star Cluster Messier 67: Properties and Progenitors
古老的太阳金属量疏散星团Messier 67一直被认为是研究和理解太阳型恒星结构和演化的关键。对于恒星残骸来说也是如此--M67的白矮星种群为理解和解释白矮星种群和演化提供了至关重要的观测数据。在这项工作中，我们确定白矮星的质量，并推导出他们的祖先恒星质量使用高信噪比光谱的温暖（$\gtrsim10,000$ K）DA白矮星在集群。由此，我们能够推导出每个白矮星在初始-最终质量关系中的位置，以及平均$M_{\mathrm WD} = 0.60\pm 0.01 M_{\odot}$和祖先质量$M_i = 1.52\pm 0.04 M_{\odot}$。这些值是完全符合最近发表的线性和分段线性拟合的半经验的初始-最终质量关系，并提供了一个至关重要的，精确的锚点的初始-最终质量关系的太阳金属丰度，低质量的恒星。M67白矮星的平均质量也与局部场白矮星质量分布中的尖锐窄峰相一致，这表明大多数新近形成的场白矮星来自质量为$\approx 1.5 M_{\odot}$的恒星。我们的研究结果，使更精确的建模编码的领域WD质量分布的银河系恒星形成率。
2021-03-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Ensemble Properties of the White Dwarf Population of the Old, Solar Metallicity Open Star Cluster Messier 67
白矮星是研究低质量和中等质量恒星生命终结问题的绝佳工具，而古老的太阳金属丰度疏散星团Messier 67是研究太阳型恒星恒星演化的可靠实验室。在本文中，我们提出了一个详细的光谱研究，（M_g < 12.4）白矮星，结合之前发表的自行成员测定，我们确定了一个干净的，有代表性的星团白矮星样本，包括13个以氢为主的成员，其中至少有一个是候选的双简并，和5个以氦为主的成员。使用这个样本，我们测试围绕太阳型恒星的恒星演化的最后阶段的多个预测。特别是，~1.5太阳质量的恒星损失的综合质量的随机性小于白矮星残余质量的7%。我们确定了可能是由双星演化产生的白矮星，包括至少一个蓝离散星遗迹和两个氦核白矮星。我们没有观察到一个显着的人口的氦核心白矮星形成的增强质量损失的红巨星分支的集群。白矮星大气成分的分布是完全一致的领域，限制了提出的机制，抑制氦大气白矮星形成的星团。简而言之，Messier 67的白矮星数量与太阳金属丰度恒星的单星和多星恒星演化理论的基本预测完全一致。
2018-07-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
The age-metallicity relation in the solar neighbourhood from a pilot sample of white dwarf-main sequence binaries
年龄-金属丰度关系（AMR）是理解银河系盘如何形成和演化的基本观测约束。然而，目前还没有一个协议的观测性能AMR的太阳附近，主要是由于难以获得准确的恒星年龄的个别领域的明星。我们已经开始了一项观测活动，通过使用宽白矮星-主序星（WDMS）双星来提供急需的观测输入。白矮星是天然的时钟，可以用来推算准确的年龄。金属丰度可以从主层序伴生物中获得。由于白矮星和主序星的祖先是同时诞生的，WDMS双星提供了一个独特的机会，以观测约束在一个强大的方式AMR的属性。在这项工作中，我们提出了AMR来自分析的试点样本23 WDMS双星，并提供明确的观测证据，年龄和金属丰度之间缺乏相关性，在年轻和中间年龄（0-7 Gyrs）。
2016-08-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
The metallicity distribution in the core of the Sagittarus dwarf spheroidal: minimising the metallicity biases
我们目前的金属丰度和径向速度为450个真正的成员人马座矮球状（Sgr dSph）星系，测量高分辨率（R~18000）FLAMES@VLT光谱。这些目标是经过仔细挑选的：（a）对Sgr dSph主体的核心进行取样，同时避免中央恒星核的污染;（b）根据盖亚视差和自行选择目标，以防止金属丰度分布出现任何偏差。所有的靶都被确定为径向速度构件。我们用这个样本来推导第一个金属丰度分布的核心的Sgr dSph几乎不受金属丰度偏差。观测到的分布范围从[Fe/H]~ -2.3到[Fe/H]~ 0.0，在[Fe/H]~ -0.5附近有一个强的、对称的、相对窄的峰，以及一个弱的、延伸的贫金属尾，只有13.8 +/-1.9%的恒星的[Fe/H]<-1.0。我们确认以前的证据之间的相关性的化学和运动学性质的恒星在核心的Sgr。在我们的样本恒星中，[Fe/H]>= -0.6的恒星比[Fe/H]<-0.6的恒星显示出更低的速度色散和更高的旋转振幅，证实了之前关于该系统祖星盘/晕结构的建议。
2022-11-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Measuring the alpha-abundance of subsolar-metallicity stars in the Milky Way's central half-parsec: testing globular cluster and dwarf galaxy infall scenarios
虽然银河系核心星团已经被广泛研究，但它是如何形成的还不确定。研究表明，它包含一个太阳和超太阳的金属丰度人口，可能已经形成的现场，随着太阳下的金属丰度人口，可能已经形成了通过合并的球状星团和矮星系。恒星丰度测量对于区分不同的形成情景至关重要。我们提出了新的测量[ $M/H$ ]和$α$ -元素丰度[ $α/Fe$ ]的两个太阳下的金属量恒星在银河系中心。这些观测是用自适应光学辅助高分辨率（R= 24，000）光谱仪NIRSPEC在K波段（1.8 - 2.6微米）进行的。这是第一次对银河系核星团中亚太阳金属丰度恒星的$α$元素丰度进行测量。我们测量[ $M/H$ ]= $-0.59\pm 0.11$，[ $α/Fe$ ]= $0.05\pm 0.15$和[ $M/H$ ]= $-0.81\pm 0.12$，[ $α/Fe$ ]= $0.15\pm 0.16$的两颗恒星在银河系中心的不确定性占主导地位的光谱模板的系统不确定性。恒星的[$α/Fe$]介于球状星团和矮星系的[ $α/Fe$ ]之间，具有相似的[ $M/H$ ]值。它们的丰度与核星团中的大部分恒星非常不同。这些结果表明，银河系核星团中的亚太阳金属丰度群体可能起源于下落的矮星系或球状星团，不太可能在原地形成。
2021-12-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
The effects of $^{22}$Ne sedimentation and metallicity on the local 40 pc white dwarf luminosity function
通过研究不同银河系金属丰度模型下的情景，分析了$^{22}$ Ne的沉积作用对本地白矮星光度函数的影响。我们利用一个最新的人口合成代码的基础上蒙特卡罗技术来获得合成光度函数。恒定太阳金属丰度模型不能同时再现白矮星光度函数的峰值和截止值。由于$^{22}$ Ne沉降而释放出的额外能量，使更多的物体堆积在光度函数暗端的较亮的仓中。一个单一的爆发厚盘人口的贡献增加了恒星的数量，在星等间隔为中心的$M_{\rm bol}=15.75$。在所研究的金属丰度模型中，遵循Twarog轮廓的模型是一次性的。我们的最佳拟合模型时，周围的太阳能金属丰度值的分散被认为是随着$^{22}$ Ne沉降模型，厚盘的贡献和年龄的薄盘的$8.8\pm0.2$陀螺仪。我们的人口合成模型是能够再现本地白矮星光度函数与高度的精度时，在太阳值模型周围的金属丰度分散。尽管$^{22}$ Ne沉降的影响很小，厚盘种群的贡献也很小，但它们都有助于更好地拟合白矮星光度函数的峰值和截止区域。
2019-06-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the Metal-Richness of M Dwarfs with Planets
关于M矮星金属丰度的知识主要依赖于邦菲尔斯和合作者的测光校准，该校准预测太阳附近的M矮星，包括那些已知的行星，与它们的高质量对应物相比，是系统性的贫金属。我们测试这一预测使用体积有限的样本低质量的恒星，连同一个子集的M矮星与高金属丰度，F，G和K宽的二元同伴。我们发现Bonfils等人的光度校准系统地低估了我们的高金属丰度M矮星的金属丰度，平均为0.32 dex。我们推导出一个新的光度金属丰度校准，并表明，M矮星的行星似乎是系统的金属丰富，这一结果是一致的FGK矮星的行星的金属丰度分布。
2009-04-21 astro-ph.EP astro-ph.SR
Metallicity calibrations for dwarf stars and giants in the Geneva photometric system
我们使用最均匀的$Geneva$七色测光系统，以获得新的金属丰度校准早期的A到K型恒星，包括矮星和巨星。校准是基于几个光谱数据集，合并到一个共同的规模，我们将它们应用到疏散星团数据，以获得金属丰度规模和准确性的额外证据。总共给出了54个疏散星团的金属丰度。单颗恒星的校准精度一般低于0.1 dex，但对于疏散星团样本，我们发现基于几颗恒星的平均值的精度要好得多，分散度低至约0.03 dex。此外，我们结合新的结果与另一个全面的光度数据集，提出了一个目录的平均金属丰度超过3000 F和G型矮星与$σ\sim 0.06$ dex。利用$Geneva$新的金属丰度校准中几乎不变红的特点，该列表增加了1200多颗温度高达8500 K（或光谱类型A3）的较热恒星。这两个大样本非常适合作为其他数据的主要或次要校准品，我们已经确定了大约20个光谱数据集，这些数据集显示出高达约0.4 dex的偏移。
2017-05-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Testing the Planet-Metallicity Correlation in M-dwarfs with Gemini GNIRS Spectra
虽然拥有巨行星的FGK主序星的行星-金属丰度相关性已经很好地建立起来，但对于M-矮星，结果并不那么清楚，因为精确的金属丰度测量并不简单。然而，使用近红外光谱的新技术显示出有希望的结果。使用这些，我们确定恒星参数和金属丰度的样本16 M-矮星，其中11个主机行星，近红外光谱从双子座近红外光谱仪（GNIRS）。我们发现有行星的M矮星比没有行星的M矮星更富含金属。这一基于GNIRS光谱的结果得到了分析的支持，分析了相对较大的具有行星的M颗恒星样本（总共18颗）和213颗没有已知行星的M颗恒星的对照样本，这些样本来自Terrien等人（2015）的目录。一方面，这与文献中报道的趋势（不仅是M-恒星，也是太阳型恒星）相吻合，另一方面，这表明GNIRS光谱在获得M型恒星的可靠恒星参数方面的实用性。我们还发现，拥有巨行星的M矮星比那些与低质量行星（海王星或超级地球类型）相关的矮星更倾向于金属。这一趋势也与以前报道的太阳型恒星的趋势一致。这些结果将有利于行星形成的核心吸积模型。
2017-11-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
The behaviour of lithium at high metallicity in the Milky Way -- Selection effects in the samples and the possible role of atomic diffusion
我们重新审视文献中场星的大型光谱数据集，以推导出银河系高金属丰度区的Li上包层。我们利用盖亚EDR 3数据和最先进的恒星模型来精确确定样本矮星在赫兹-罗素图中的位置。最高的锂丰度被发现在现场金属丰富的暖矮星从GALAH调查，位于热侧的锂浸。他们的平均Li值与最近从富含金属的星系团中的暖矮星得出的结果一致，指向Li的持续增加，直至超太阳金属丰度。然而，如果在GALAH中只考虑冷矮星，就像在其他文献调查中所做的那样，人们发现，在超太阳金属丰度处，上Li包层减少，模糊了实际的Li演化图像。我们确认的建议，外地和疏散星团调查，发现相反的锂行为在高金属度制度不采样相同类型的恒星：第一个，除GALAH，错过温暖的矮星，可以潜在地保留其原来的锂含量。虽然我们可以放弃弯曲的锂上信封在高金属量来自冷星样品的分析，我们仍然需要评估原子扩散的影响，温暖，富含金属的早F和晚A型矮星在推导出实际的锂丰度在高金属量。
2021-04-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Calibrating the metallicity of M dwarfs in wide physical binaries with F-, G-, and K- primaries - I: High-resolution spectroscopy with HERMES: stellar parameters, abundances, and kinematics
我们调查了近500颗恒星分布在193个由晚F，G-或早K原色和晚K或M矮伴星候选者组成的双星或多星系统中。我们收集或测量了所有这些星系的坐标、J波段星等、光谱类型、距离和自行，利用这些数据，我们建立了192个物理束缚星系的样本。同时，我们用HERMES/Mercator进行了观测，获得了192个原色和5个副色的高分辨率光谱。我们使用这些光谱和自动STEPAR代码推导出精确的恒星大气参数：Teff，log g，Vmicro和化学丰度为13种原子，包括[Fe/H]。在计算了所有主星的银心空间速度之后，我们进行了运动学分析，并将它们分类为不同年龄的不同银河系种群和恒星运动学群，这与我们自己的金属丰度测定和等时年龄估计相匹配。特别是，我们确定了三个系统的光环和33个系统的年轻的本地协会，大熊座和蓖麻移动集团，IC 2391和毕宿超星系团。最后，我们研究了193个初选中的系外行星与金属丰度的关系，并列出了13个具有非常高金属丰度的M-矮伴星，这些伴星可以成为新的专门系外行星调查的目标。总的来说，我们的数据集将是很大的帮助，为未来的工作，准确地确定金属丰度的M矮星。
2018-05-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
Examining the relationships between colour, $T_{\rm eff}$, and [M/H] for APOGEE K and M dwarfs
我们提出的有效温度（$T_{\rm eff}$），金属丰度，并在SDSS，2 MASS，和WISE过滤器的颜色，3834晚K和早M矮星的样本从斯隆数字巡天APOGEE光谱调查ASPCAP目录中选择。我们确认，ASPCAP $T_{\rm eff}$值之间的3550 K $<T_{\rm eff}<$ 4200 K是准确的$\sim$ 100 K相比，干涉$T_{\rm eff}$值。在相同的$T_{\rm eff}$范围内，ASPCAP金属丰度在$-1.0<$ [M/H] $<0.2$之间精确到0.18 dex。对于这些冷矮星来说，几乎每种颜色都对$T_{\rm eff}$和金属丰度敏感。值得注意的是，我们发现，$g-r$是不是一个很好的指标，近太阳的金属丰度早M矮星的金属丰度。我们证实了$J-K_S$颜色强烈地依赖于金属丰度，并发现$W1-W2$颜色是一个有前途的金属丰度指示剂。晚K和早M矮星的颜色、金属丰度和$T_{\rm eff}$与来自三个不同模型网格的结果的比较表明，$r-z$和$J-K_S$颜色的一致性是合理的，但$u-g$、$g-r$和$W1-W2$的一致性较差。KM矮星样品的金属丰度的比较，从以前的颜色金属丰度关系揭示了缺乏共识的光度金属丰度指标晚K和早M矮星。我们还提出了经验关系的$T_{\rm eff}$作为$r-z$颜色的函数结合无论是[M/H]或$W1-W2…
2016-05-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Deuterium-Burning Mass Limit for Brown Dwarfs and Giant Planets
没有公认的标准来区分棕矮星和行星。许多研究都使用或建议了一个基于物体质量的定义，以~13-木星质量（M_J）为氘的点火极限。在这里，我们调查各种氘燃烧质量的一系列模型。我们发现，虽然13 M_J通常是一个合理的经验法则，氘聚变质量取决于氦丰度，初始氘丰度，模型的金属丰度，以及一个对象的初始氘丰度的一部分必须燃烧，以使该对象有资格燃烧氘。尽管在大多数原棕矮星的情况下，如果物体的质量为~（13.0 +/- 0.8）M_J，50%的初始氘将燃烧，但全部可能性的范围要大得多。对于从零金属丰度到三倍太阳以上的模型，氘燃烧质量从~11.0 M_J（三倍太阳金属丰度时，燃烧初始氘量的10%）到~16.3 M_J（零金属丰度时，燃烧初始氘量的90%）。
2010-11-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
HR-pyPopStar II: high spectral resolution evolutionary synthesis models low metallicity expansion and the properties of the stellar populations of dwarf galaxies
Max-Planck Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理研究所）；Departamento de Investigación Básica, CIEMAT（基础研究部，CIEMAT）；Centro de Astrobiologí´a (CSIC/INTA)（天文生物学中心（CSIC/INTA））；FRACTAL S.L.N.E.
HR-pyPopStar II通过高光谱分辨率模型研究低金属丰度恒星群体，分析矮星系恒星群体性质及金属丰度特征。
2025-10-03 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Photometric Calibrations of M-dwarf Metallicity with Markov Chain Monte Carlo and Bayesian Inference
M型矮星的恒星大气参数（$T_{\rm eff}$，$\log{g}$，[Fe/H]）可以用来约束理论恒星模型和银河系化学演化模型，并指导系外行星的搜索，但由于其冷大气光谱的复杂性，它们的确定是困难的。在我们正在进行的描述M矮星，特别是它们的化学成分的工作中，我们对早期和中期型M矮星的金属丰度进行了多波段光度校准。第三次盖亚数据发布提供了高精度天体测量和三波段测光。这些信息，结合2 MASS和CatWISE 2020红外测光调查和4919 M矮星的样本，通过加农和APOGEE光谱的高分辨率光谱测定金属丰度值，使我们能够研究金属丰度在颜色-颜色和颜色-星等图中的影响。我们将该样本分为两个子样本：我们使用1000颗恒星使用贝叶斯统计和马尔可夫链蒙特卡罗技术进行训练校准，其余3919颗恒星用于检查估计的准确性。我们推导出几个光度校准的金属适用于M矮星的范围内的$-0.45\leq\text{[Fe/H]}\leq +0.45$ dex和光谱类型下降到M5.0 V，产生的不确定性下降到$0.10$ dex水平。最后，我们比较了我们的结果与其他光度估计发表在文献中的一个额外的样本的46 M矮星在宽的双星系统与FGK型主星，并发现一个伟大的预测性能。
2023-01-19 astro-ph.EP astro-ph.GA 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
Searching for chemical signatures of brown dwarf formation
最近的研究表明，质量在35-55 M $_{\rm Jup}$之间的褐矮星几乎没有作为恒星的伴星，这表明质量在这个差距之上和之下的物体可能有不同的形成机制。我们确定的基本恒星参数，以及个人的丰度已知有一个亚恒星伴侣在褐矮星制度的大样本恒星。样本被分为“大质量”和“低质量”棕矮星的恒星。根据先前的工作，考虑了42.5 M $_{\rm Jup}$的阈值。我们的研究结果证实，恒星与棕矮星的同伴不遵循公认的气体巨行星金属丰度相关性在主序星的主机。拥有“大质量”棕矮星的恒星显示出与没有已知行星或有低质量行星的恒星相似的金属丰度和丰度分布。我们发现一种趋势，恒星窝藏“小质量”的棕矮星有稍大的金属丰度，[X $_{\rm Fe}$ /Fe]值，和丰富的Sc II，Mn I，和Ni I相比，恒星有大质量的棕矮星。这些数据表明，正如以前报道的那样，大质量和低质量的褐矮星可能在周期和离心率上存在差异。我们发现了一个非金属依赖机制的证据，形成大质量的棕矮星。我们的研究结果与大质量褐矮星形成为恒星的情景一致。在高金属丰度时，核心吸积机制可能在低质量棕矮星的形成中变得有效，而在低金属丰度时，低质量棕矮星可能通过湍流原恒星盘中的引力不稳定性形成。
2017-02-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
EDGE: The sensitivity of ultra-faint dwarfs to a metallicity-dependent initial mass function
受暗矮星中观测到的底光初始质量函数（IMF）的启发，我们研究了金属性依赖的IMF如何影响超暗矮星系的反馈预算和观测值。我们模拟的演化低质量（$\approx 8 \, \times \, 10^{8} \, \rm M_{\odot}$）暗物质晕与宇宙学，放大流体动力学模拟能够解决个别超新星爆炸，我们补充与经验激励的亚网格处方系统IMF的变化。在这个框架下，在典型的微弱矮星的低气体金属丰度下，新生恒星星族的IMF变得头重脚轻，增加了超新星和光电离反馈调节恒星形成的效率。在固定动力学质量下，这导致矮星的最终恒星质量比典型IMF减少了100倍。尽管如此，反馈预算的增加是由更多的大质量恒星增加的金属生产所满足的，导致$z=0$的铁含量几乎不变。因此，一个金属丰度依赖的IMF提供了一种机制，以产生低质量（$\rm M_{\star}\sim 10^3 \rm M_{\odot}$），但丰富（$\rm [Fe/H]\approx -2$）场矮星系，从而打开了一个自洽的途径，以填充高原$\rm [Fe/H]$的质量-金属丰度关系的最暗端。
2022-05-02 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Progenitors of type Ia supernovae and the metallicity distribution of G-type dwarfs
我们调查的贡献形成Ia型超新星的单（白矮星吸积从一个非简并的同伴）和双（两个合并的白矮星）简并的情况下，以及各个方面的二元演化过程中导致这样的祖系统。我们的目标是通过组合建模更好地了解不确定性和参数空间，从而减少可能的模型方法的数量。如将示出的，这种排除部分参数空间通常与建模中的不确定性无关。我们使用的组合的人口合成代码与详细的二进制演化和银河系化学演化模型预测的金属丰度分布的G型矮星在太阳附近。由于这些恒星的寿命很长，这种分布是一个区域整个化学历史的良好指标。通过将观测到的分布与假设不同的Ia型超新星祖先和演化参数（例如关于质量和角动量损失以及共同的包络演化）所预测的分布进行比较，有可能限制假设的可能组合。我们发现，为了重现所观察到的G-矮星金属丰度分布，它是绝对必要的，包括单和双简并的情况。当所有合并的C-O白矮星都对后者有贡献时，得到最佳匹配。这种对应关系也严重依赖于关于星系和恒星形成的假设，例如使用两个坠落模型与恒星形成速率恒定。然而，这并不影响先前的结论，这与研究星暴星系中Ia型超新星延迟时间分布的结果一致。
2014-03-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Preparation & Scientific Explotation of CARMENES: The Metallicity of M-dwarfs
CARMENES是由德国和西班牙研究所组成的一个财团正在建造的下一代仪器，用于对300颗M型矮星进行勘测，目的是通过径向速度测量探测系外地球。从不同的联机目录中收集由F、G或K主星和一颗M矮星（或晚K星）伴星组成的209个双星或多星系统的有关资料。为了证明这对双星是否确实是一个物理对，利用这些双星系统在K波段获得不同的金属丰度刻度。在VizieR星表和文献中检索了每颗恒星的数据汇编。此外，物理配对检查已经完成，研究收集的自行从两个恒星（主要和次要），并使用两个工具，从虚拟天文台：阿拉丁和TopCat。从一系列合适的系统中，获得了两种不同类型的校准：光谱和光度。为了确定这些校准，我们认为，由CARMENES UCM研究小组确定的主星的金属丰度等于副星。
2022-06-08 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
