Low-metallicity Young Clusters in the Outer Galaxy. III. Sh 2-127
在Subaru/MOIRCS对低金属丰度（${\rm [O/H]}=-0.7$ dex）H II区Sh 2-127（S127）的深近红外成像中，我们在稍微扩展的H II区探测到了两个有413个成员的年轻星系团（S127 A），在紧凑的H II区探测到了另一个有338个成员的年轻星系团（S127 B）。极限量值为$K=21.3$ mag（10 $σ$），对应于$\sim$ 0.2 $M_\odot$的质量检测限。这些星团比以前研究的年轻低金属量星团大一个数量级，也比大多数太阳附近的年轻星团大。与K波段光度函数的拟合表明，S127 A和S127 B的年龄分别为0.5百万年和0.1-0.5百万年，这与大灭绝相一致（高达$A_V\simeq20$ mag）来自厚分子云和存在致密H II区域和I类源候选物，表明低金属丰度星系团的初始质量函数（IMF）与典型的太阳邻域IMF是不可区分的。S127 A的$28\% \pm 3\%$和S127 B的$40\% \pm 4\%$的盘分数明显低于年龄相似的太阳邻域星团（$\sim$ 50 $\%$ -60 $\%$）。S127 B的盘部分高于以前研究的低金属丰度星系团（$<$ 30 $\%$），可能是由于S127 B的年龄。这表明，在低金属量环境中，很大一部分非常年轻的恒星都有盘，但盘在很短的时间内消失。这些结果是一致的，与我们以前的研究低金属量的恒星…
2021-02-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
The binarity of Milky Way F,G,K stars as a function of effective temperature and metallicity
通过分析SDSS和LAMOST多历元恒星光谱的径向速度（RV）变化，我们估计了F，G，K星与近双星伴星的比例。我们采用贝叶斯方法来推断轨道周期为1000天或更短的双星的比例的极大似然，假设一个简单的模型分布的二进制人口与圆形轨道。从SDSS SEGUE的F、G、K星样本中，推断出有这样一个近距离双星伴星的总体比例为43.0% \pm 2.0%，而在LAMOST的类似样本中，这一比例为30% \pm 8.0%。视密近双星分数随恒星有效温度的增加而减小。我们将SEGUE和LEGUE数据分为三个具有不同金属丰度的子样本（[Fe/H]<-1.1;-1.1 <[Fe/H]<-0.6;-0.6 <[Fe/H]），推断的密近二元分数为56% \pm 5.0%，56.0% \pm 3%和30% \pm 5.7%。因此，我们样本中的富金属恒星与贫金属恒星相比，不太可能拥有近距离的双星伴星。银河系薄盘、厚盘和晕的不同年龄和形成环境可能有助于解释这些观测结果。另外，金属丰度可能对双星的形成和/或演化有重要影响。
2014-06-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Applying the metallicity-dependent binary fraction to double white dwarf formation: Implications for LISA
本研究首次结合金属丰度依赖的双星比例模拟LISA可观测的银河系双白矮星种群，发现该依赖性使LISA频带总种群减半并降低前景，但LISA可分辨种群在不同模型间仍难以区分。
2022-12-16 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Abundance ratios in GALAH DR2 and their implications for nucleosynthesis
使用GALAH光谱巡天第二次数据发布的70924颗恒星样本，我们构建了21种元素的[X/Mg]与[Mg/H]的中值序列，通过[Mg/Fe]的切割分离高$α$ /"低Ia“和低$α$ /"高Ia”恒星星族。以前的工作与近红外APOGEE调查表明，这样的序列几乎是独立的位置在银河系盘，这意味着它们是由恒星核合成产量与其他化学演化方面的敏感性很小。两个[X/Mg]序列之间的分离表明了即时和延迟富集机制的相对重要性，而序列的斜率表明了产率的金属丰度依赖性。GALAH和APOGEE测量同意他们的一些共同的元素，但不同的序列分离或金属丰度的趋势为他人。GALAH提供了九种新元素。我们推测太阳C的$75\%$来自核塌缩超新星，而$25\%$来自延迟机制。我们发现核心崩溃分数的$60-80\%$的Fe峰元素Sc，Ti，Cu，和Zn，具有很强的金属依赖性的核心崩溃铜产量。对于中子俘获元素Y，Ba和La，我们推断大延迟的贡献与非单调金属丰度的依赖。[Eu/Mg]序列的分离意味着至少Eu富集的$\sim30\%$相对于恒星形成是延迟的。我们将我们的结果与几个超新星和AGB产量模型的预测进行了比较; C，Na，K，Mn和Ca都显示出与模型的差异，这可能使它们成为核合成物理学的有用诊断。
2019-10-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Binarity at LOw Metallicity (BLOeM): Enhanced multiplicity of early B-type dwarfs and giants at $Z=0.2\,{\rm Z}_\odot$
本研究利用SMC中309颗早B型星的光谱数据，发现其密近双星比例（约80%）显著高于LMC和银河系，表明金属丰度与双星比例存在反相关，对早期宇宙恒星演化有重要影响。
2025-05-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar Population Diagnostics of the Massive Star Binary Fraction
大质量恒星的数量直接反映了恒星演化的物理过程。计算大质量恒星的亚型和不同演化状态下大质量恒星的比率已经被广泛地用作年龄和金属丰度效应的诊断。虽然大质量恒星的双星比例很重要，但推论往往是基于只包含单星演化的模型。在这项工作中，我们利用自定义的合成恒星星族的二进制人口和恒星合成（BPASS）代码，以确定恒星双星的数量计数比的不同演化阶段的年轻大质量星系团和星系的大规模恒星星族的影响。我们发现，许多比率是简并的金属丰度，年龄，和/或二进制分数。我们使用这些恒星计数比来开发诊断图，以帮助打破这种简并，并使用这些图来比较我们的预测在银河系和本地集团的观测数据。这些数据表明，大质量恒星双星分数和金属丰度之间可能存在相关性。我们还研究了我们的预测在不同程度的完整性样本的鲁棒性。我们发现，包括二进制文件，并施加一个完整性限制都可以引入$\gtrsim0.1$索引的变化推断的年龄。我们的研究结果突出了双星演化通道对大质量恒星种群的影响。
2018-11-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Short Lifetime of Protoplanetary Disks in Low-metallicity Environments
利用Subaru 8.2 m望远镜的深$JHK$图像，用[O/H $] \sim -0.7$]方法研究了6个年轻星系团在低金属丰度环境中的近红外盘分数.我们发现，在$<$ 1，Myr中，低金属丰度星系团的盘部分迅速下降，这比在太阳金属丰度星系团中观察到的$\sim$ 5- 7，Myr快得多，这表明盘寿命随着金属丰度的降低而缩短，可能具有$\sim$ $10^Z$依赖性.由于盘的寿命较短，减少了行星形成的时间，这可能是行星-金属丰度相关性强的主要原因之一。虽然更多的定量观测和理论评估是必要的，我们的研究结果提出了第一个直接的观测证据，可以有助于解释行星-金属丰度的相关性。
2010-10-08 astro-ph.SR
Effect of Binary Fraction on Horizontal Branch Morphology under Tidally Enhanced Stellar Wind
潮汐增强的星风可能通过增强双星演化过程中主星的质量损失来影响球状星团（GC）中的水平支（HB）形态。Lei等人（2013a，2013 b）详细研究了这种风对HB形态的影响，他们的结果表明，双星是GC中可能的第二参数（2P）候选者。双星分数是潮汐增强星风模式中一个非常重要的事实。在本文中，我们研究了影响HB形态的二元分数通过去除金属丰度和年龄的影响。五个不同的二进制分数（即，10%、15%、20%、30%和50%）。在不同的金属丰度和年龄下，获得了具有不同二元分数的合成HB形貌。我们发现，由于金属丰度和年龄的影响很大，二进制分数对HB形态的影响可能被这两个参数掩盖。然而，当去除金属丰度和年龄的影响时，HB形貌随着二元分数的增加而变得更蓝的趋势被清楚地呈现。此外，我们将我们的结果与Milone et al.（2012）的观察结果进行了比较。我们的结果是一致的，以及在富金属和贫金属GC的观察。对于具有中等金属丰度的GC，当年龄对HB形态的影响被删除时，HB形态随着二元分数的增加而变得更蓝的微弱趋势在GC的所有区域中呈现，这与我们在该金属丰度范围内获得的结果一致。
2014-07-17 astro-ph.SR
The puzzle of metallicity and multiple stellar populations in the Globular Clusters in Fornax
我们检查天炉座集群的光度数据，集中我们的注意力在其水平分支的颜色分布，并在可用时，对RR天琴座变量分数和周期分布。根据我们对HB形态的理解，在多个恒星世代的背景下，不同的氦含量，我们表明，集群F2，F3和F5必须包含相当大比例的第二代恒星（~54-65%）。一个简单的化学演化模型的基础上，我们表明，氦在这些集群中的分布可以复制的集群初始质量范围从等于~4 ~10倍大于当前的质量的值的模型。具有非常短的第二代恒星形成情节的模型也可以重现观测到的氦分布，但需要更大的初始质量，最高可达当前质量的20倍。虽然这一范围内的可能的初始GC质量的下限是一致的低金属丰度场星的观测所建议的，我们还讨论了场星的金属丰度尺度（基于CaII三重态光谱）和天炉座中的集群得出的金属丰度可能不一致的可能性。F2、F3、F5的HB形态再现需要两个有趣的假设：1）第一代HB星都是“红色”的。根据这一解释，天炉座视场中的低金属丰度恒星，其分布在HB上的颜色比天琴座RR的蓝边更蓝（（V-I）o<=0.3或（B-V）o<=0.2），应该是在星团中诞生的第二代恒星;对天炉座视场现有颜色巡天的初步分析提供了一个分数~20%的蓝HB星，在低金属丰度范围内; 2）第二代红巨星的质量损失比第一代恒星的质量损失大几个太阳质量的百分比。
2013-06-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical abundances of primary stars in the Sirius-like binary systems
研究具有不同质量WD伴星和轨道间距的类钡星系统中的主星是理解钡星起源和性质的关键之一。本文基于高分辨率和高信噪比光谱，对天狼星类系统的18颗FGK主星（包括6颗巨星和12颗矮星）的光球丰度进行了系统分析。大气参数、恒星质量和24种元素（C、Na、Mg、Al、Si、S、K、Ca、Sc、Ti、V、Cr、Mn、Fe、Co、Ni、Cu、Sr、Y、Zr、Ba、La、Ce和Nd）的丰度被均匀地测定。这些样本星的丰度模式表明，我们样本中的大多数元素遵循具有相似金属丰度的场星的行为。正如预期的那样，在四个已知的Ba巨星中，s过程元素显示出过剩。发现s过程元素丰度异常与轨道间距之间存在弱相关性，表明双星的轨道间距不能成为区分强Ba星和弱Ba星的主要限制。我们的研究表明，在双星系统中，WD伴星的大质量（>0.51 M）不是形成Ba星的充分条件，即使两个组分之间的距离很小。由于在观测样本中没有发现低质量WDs的Ba星，因此这似乎是一个必要条件，我们的结果支持Ba星的[s/Fe]和[hs/ls]比与金属丰度反相关的结论。然而，Ba星之间的s-过程丰度的不同水平可能并不主要由金属丰度决定。
2018-01-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
Testing the universality of star formation - II. Comparing separation distributions of nearby star-forming regions and the field
我们已经测量了七个年轻的恒星形成区的多重分数和分离分布使用一个统一的样本的年轻的双星。在不同的区域，多重性分数和分离度分布是相似的。随着恒星密度的增加，多重性分数的试探性下降是明显的，即使是对于距离太近（19- 100 au）而无法进行动力学处理的双星系统。在大多数的分离范围内，不同区域的分离分布在统计上是无法区分的，并且密度较高的区域并没有表现出较低比例的宽（300- 620 au）相对于接近（62- 300 au）的双星，这可能是从较宽的双星对的优先破坏中预期的。只有最近的（19- 100天文单位）分离范围，这将是不受动力学处理，显示了不同区域之间的分离分布可能存在差异。然而，年轻双星的组合与野外双星相比有明显的不同，在年轻双星中有大量的近距离（19- 100 au）系统。基于单个区域之间的相似性和差异，以及所有七个年轻区域和场之间的相似性和差异，特别是在分离范围太近而无法通过动力学处理进行修改的情况下，我们得出结论，多恒星形成并不普遍，并且推而广之，恒星形成过程也不普遍。
2012-09-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Intrinsic Metallicity Variation in the Intermediate Mass Type II Globular Cluster NGC 1261
球状星团（GCs）几乎普遍地表现出多重星族（MP）。HST紫外线遗产调查的大量银河系GC在紫外线过滤器优化探索MP发现，一小部分GC，称为II型，也显示出更复杂，异常的行为。几个研究充分的II型GC显示内在的Fe丰度变化，这表明其他研究较少的II型GC也应该表现出类似的行为。我们的目标是对NGC 1261（一个中等质量的II型GC）进行第一次详细的金属丰度分析，以确定该天体是否显示出内在的Fe变化。我们使用Magellan-MIKE和UVES-FLAMES高分辨率，高信噪比光谱仪测定了8颗红巨星成员的Fe丰度。来自光谱的整个样品的[Fe/H]的全范围为-1.05至-1.43 dex，观察到的扩展sigma_obs=0.133 dex。与总内误差σ tot= 0.06相比，σ int=0.119 dex的本征金属丰度分布显著。我们发现了一个非常相似的变化[Fe/H]使用一个独立的方法来推导基于近红外测光的大气参数。更重要的是，五颗正常金属量恒星的平均金属量为-1.37+/-0.02，而三颗异常/高金属量恒星的平均金属量为-1.18+/-0.09。该差异在$\pm$ 2.4 Sigma水平上具有显著性。我们从其他II型GC的现有数据中发现迹象，其中几个假定具有真实金属丰度差异的GC实际上可能没有。GC获得本征Fe扩散所需的最小质量似乎是$\pm$ 10^5 Msun。我们发现没有很强的…
2021-06-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Modelling the formation of the galactic bulge
在这项工作中，我们已经假设了一个Hernquist模型与一个由内而外形成的银河系的凸起，并使用化学演化模型，我们能够获得的凸起金属丰度分布函数（ESTA）为不同的径向区域。初步结果显示，在球核的内部区域，贫金属星的比例较高，而这一比例随着球核向外移动而逐渐减少。这些结果可以解释在银河系核球中观测到的金属丰度梯度。
2017-12-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Exemplar T8 Subdwarf Companion of Wolf 1130
我们发现了一个距离很宽的（188.5”）T8亚矮星伴星，它是sdM1.5+WD双星Wolf 1130的伴星。WISE J200520.38+542433.9的伴随性通过约3年基线的常见自行验证。沃尔夫1130距离太阳15.83 +/- 0.96秒差距，这颗褐矮星与太阳的距离约为3000天文单位。近红外彩色和中等分辨率（R~2000-4000）光谱学确定了该系统作为高重力、低金属丰度基准的独特性。虽然在文献中有许多低金属丰度的T矮星，但WISE J200520.38+542433.9是迄今为止最极端的金属丰度，根据Wolf 1130，[Fe/H] = -0.64 +/- 0.17。与这个典型的晚型亚矮星的模型比较支持它有一个老的年龄，一个低的金属量，和一个小的半径。然而，WISE J200520.38+542433.9的光谱特性强调了开发最新大气模型的低金属含量参数空间的重要性。
2013-10-01 astro-ph.SR
A high fraction of close massive binary stars at low metallicity
本研究利用甚大望远镜对小麦哲伦云中139颗O型星的多历元视向速度测量，发现低金属丰度环境下近距离大质量双星比例极高，表明双星相互作用主导大质量恒星演化。
2025-09-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
The statistical properties of stars and their dependence on metallicity
我们报告的统计性质的恒星和棕矮星的恒星团簇形成，金属丰度的范围从1/100到3倍的太阳值的辐射流体动力学模拟。与以前类似的调查的金属丰度对恒星性质的影响，这些新的计算处理尘埃和气体的温度分开，并包括一个热化学模型的弥漫星际介质。对星际介质的更高级处理在四种计算中产生了非常不同的气体和尘埃温度分布，较低的金属丰度通常导致较高的温度和恒星形成的延迟。尽管如此，一旦恒星形成开始，所有四种计算都以相似的速率产生恒星，并且它们的恒星星族的许多统计特性很难相互区分，也很难与观测到的恒星系统区分开来。然而，我们确实发现，由于低金属丰度下的低不透明度，在高气体密度下的较大冷却速率增加了小空间尺度上的碎片化（盘、丝和核碎片化）。这产生了一个反相关的密切的二元分数的低质量的恒星和金属类似的观察，并在原恒星合并的分数在低金属的增加。也有迹象显示，在较低的金属丰度下，密近双星可能有较低的质量比，而棕矮星与恒星的丰度可能会略有增加。然而，后两种效应相当弱，需要用更大的样本来证实。
2019-01-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Binaries drive high Type Ia supernova rates in dwarf galaxies
在ASAS-SN和DES中测量的特定Ia型超新星（SN Ia）率与宿主星系恒星质量$\dot{N}_\text{Ia} / M_\star \sim M_\star^{-0.3}$的比例关系强烈表明，由恒星星族产生的SN Ia的数量与其金属丰度成反比。我们估计所需的金属丰度依赖的强度相结合的平均恒星形成历史（SFHs）的星系作为其恒星质量的函数与质量金属丰度关系（MZR）的星系和常见的参数化的SN Ia延迟时间分布。在恒星质量为$M_\star = 10^{10}$和$10^{7.2} M_\odot$的恒星之间，SFH的差异只能解释比超新星Ia速率增加的30%。我们发现，需要一个额外的金属丰度依赖性约$\sim$ Z $^{-0.5}$来解释所观察到的缩放。这种缩放匹配的金属丰度的依赖关系密切的二元分数在APOGEE中观察到的，这表明，在低质量星系的增强SN Ia率可以解释由其更广泛的SFHS和更高的二元分数，由于其较低的金属丰度的组合。由于MZR的形状，只有低于$M_\star \approx 3\times10^9 M_\odot$的星系才受到金属性依赖的SN Ia速率的显著影响。随着红移的增加，$\dot{N}_\text{Ia} / M_\star \sim M_\star^{-0.3}$标度变浅，在我们的$\sim$ $Z^{-0.5}$标度下，在$z = 0$和$1$…
2022-10-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Fragile Binary Candidates in the SDSS DR8 spectroscopic archive
我们提出了一个目录的80个非常广泛的脆弱的二进制候选人（预计分离> 10000 AU）从SDSS DR 8光谱档案。这些对是根据自行、径向速度、金属丰度和光度视差标准选择的。这些对的角间距范围从3”到250”。这些对的金属丰度分布的峰值约为太阳金属丰度的-0.5倍。空间运动和约化自行图表明所有这些对都是盘的成员。测量了38个高信噪比候选双星和3个疏散星团（NGC 2420、M67和NGC 6791）成员星的色球活动指数SHK。这些候选双星的SHK与颜色的关系与这些疏散星团中看到的趋势一致。这种关系所暗示的年龄表明，脆弱的宽对可以生存超过8 Gyr。
2011-11-11 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
Extension of the Asfgrid for correcting asteroseismic large frequency separations
本研究针对星震学标度关系精度提升需求，对广泛使用的恒星模型网格插值工具Asfgrid进行扩展，拓展了质量覆盖范围并提升低金属丰度区网格密度，以更精准地校正大频率间隔。
2023-05-05 astro-ph.IM astro-ph.SR
On The Orbital Separation Distribution and Binary Fraction of M Dwarfs
我们提出了一个新的估计的二进制分数（一个单一的伴侣恒星的分数）的M矮星使用对数正态拟合的轨道分离分布。我们使用点估计的二进制分数（二进制分数在特定的分离和伴侣质量比范围内）从四个M矮调查采样不同的轨道半径，以适应对数正态函数的轨道分离分布。该模型与Reggiani & Meyer（2013）给出的伴星质量比分布一起，用于计算质量比（q）和轨道间距（a）范围内的伴星频率，在这些范围内，参考调查是集体敏感的- [0.60 $\leq$ q $\leq$ 1.00]和[0.00 $\leq$ a $\leq$ 10，000 AU]。然后外推该方法以计算包含[0.10 $\leq$ q $\leq$ 1.00]和[0.00 $\leq$ a < $\infty$ AU]的较宽范围的二元分数。最后，这些计算的结果进行了比较，其他光谱类型的二进制馏分。在[0.60 $\leq$ q $\leq$ 1.00]和[0.00 $\leq$ a $\leq$ 10，000 AU]的约束区域上的二进制分数计算为$0.229 \pm 0.028$。然后在q（0.10 - 1.00）和a（0.00 - $\infty$ AU）的较宽范围内外推该量，发现为$0.462^{+0.057}_{-0.052}$。我们使用转换因子从二元分数估计多重性分数，发现在[0.60 $\leq$ q $\leq$ 1.00]和…
2021-09-13 astro-ph.SR
Horizontal Branch evolution, metallicity and sdB stars
上下文在Teff> 11 000 K的球状星团中，无论星团金属丰度如何，几乎所有的水平支（HB）星和sdB场星都观测到了异常。目标。其目的是确定预计在sdB星和HB星的金属丰度Z \geq 0.0001和观察到的丰度告诉我们的流体动力学过程与原子扩散竞争的丰度变化。方法.完整的恒星演化模型，包括原子扩散和辐射加速的影响，已经计算出的零年龄主序列的金属丰度为Z 0 = 0.0001，0.001，0.004和0.02。在HB上，选择质量以覆盖从7000到37000K的Teff区间。约60进化HB模型进行了计算。水平分支期间地表丰度异常的计算取决于一个参数，即地表混合质量。结果对于所有观测到的星团中Teff为11 000 K的sdB星，独立于金属丰度，发现大多数观测到的丰度异常（甚至高达~x 200）在误差条内与预期的丰度是相容的。< 37000K and for HB stars with Teff >通过与观察结果进行比较，确定了~1.E-7 M \odot的混合质量。结论.对Teff> 11 000 K的球状星团HB星和Teff <37 000 K的sdB星的观测表明，大多数观测到的丰度异常可以用质量分数为~1.E-7 M \odot的辐射加速驱动的元素分离来解释。质量损失或湍流似乎限制了1.E-7 M \odot和表面之间的分离。
2011-02-09 astro-ph.SR
Fundamental properties of solar-like oscillating stars from frequencies of minimum $Δν$ : II. Model computations for different chemical compositions and mass
类太阳恒星的振荡频率之间的巨大间隔是恒星平均密度的度量。在观测到的频率范围内，分离被认为是基本恒定的。然而，详细的研究表明，它们不是恒定的，它们的变化也不是随机的，而是对我们理解恒星结构和演化具有很强的诊断潜力。在这方面，最小大间隔的频率是非常有用的工具。从这些频率，除了大的分离和最大振幅的频率，Yıldız等人最近开发了新的方法来找到几乎所有的基本恒星属性。在本研究中，我们的目标是从频率中找到金属丰度和氦丰度，并将Yıldız等人给出的关系推广到更宽的恒星质量范围和任意金属丰度（$Z$）和氦丰度（$Y$）。我们发现，金属丰度的影响是{显着}的基本参数。例如，对于恒星质量，表达式必须乘以$(Z/Z_{\sun})^{0.12}$。对于任意氦丰度，$ M \propto (Y/Y_{\sun})^{0.25} $。从纯星震量确定$Z$和$Y$的方法是根据振荡频率间隔中振荡分量的振幅（\Dnu最大值和最小值之间的差异）。此外，我们证明了第一个最大值和第二个最小值之间的差异是非常敏感的$Z$。它还取决于$ν_{\rm min1}/ν_{\rm max}$和频率之间的小间隔。这种依赖性使我们开发了一种从振荡频率中找到$Z$（和$Y$）的方法。估计值和模型$Z$值之间的最大差异约为14%，而$Y$值为10%。
2015-05-15 astro-ph.SR
The binary fraction, separation distribution, and merger rate of white dwarfs from SPY
从ESO-VLT超新星-Ia始祖星巡天（SPY）的439颗白矮星的光谱样本中，我们测量了两个历元（通常为两个历元，最大间隔为470 d）之间的径向速度最大变化（DRVmax），并通过蒙特卡罗模拟对观测到的DRVmax统计进行建模，以约束双白矮星（DWD）的布居特征。WD中的DWD分数为fbin=0.100+/-0.020（1-sigma，随机）+0.02（系统），在分离范围~<4AU内，数据对二进制敏感。假设在最后一个共包络相位结束时和单独引力波驱动的双星演化开始时，双星分离的分布a是幂律分布，dN/da ~ a^alpha，则数据的约束为alpha=-1.3+/-0.2（1-sigma）+/-0.2（systematic）。如果这些参数扩展到小的分离，那么银河系每单位恒星质量的WD合并率为R_merge=（1-80）e-13 /yr/Msun（2-sigma），似然加权平均值为R_merge=（7+/-2）e-13 /yr/Msun（1-sigma）。银河系的Ia型超新星（SN Ia）的速率可能是R_Ia~1.1e-13 /yr/Msun，因此，就速率而言，所有合并的DWD（例如那些具有足够多的原始WD的DWD）中可能有一小部分就足以产生大部分或全部的Ia型超新星。
2017-01-13 astro-ph.SR
Stellar loci I. Metallicity dependence and intrinsic widths
恒星轨迹被广泛用于选择感兴趣的异常值，红化测定和校准。然而，迄今为止，恒星轨迹对金属丰度的依赖性还没有得到充分的探讨，其内在的宽度是不清楚的。在本文中，通过结合光谱和重新校准的成像数据的SDSS条纹82，我们已经建立了一个大的，干净的样品的矮星准确的颜色和确定的金属丰度调查的金属丰度依赖性和内在的SDSS恒星轨迹的宽度。典型地，金属度的一个dex降低分别导致颜色u-g和g-r中0.20和0.02 mag的降低，以及颜色r-i和i-z中0.02和0.02 mag的增加。富金属星的变化大于贫金属星，F/G/K星的变化大于A/M星。使用该样品，我们对作为颜色g-i和金属度[Fe/H]的函数的u-g、g-r、r-i和i-z颜色进行了二维多项式拟合。残差，在0.029，0.008，0.008和0.011 mag的u-g，g-r，r-i，和i-z的颜色，分别可以完全占测光误差和金属丰度的不确定性，这表明，在最大的几个毫等的轨迹的内在宽度。剩余的分布是不对称的，揭示了相当一部分恒星是双星。在一个配套文件中，我们将提出一个无偏估计的二进制分数场星。简要讨论了与金属丰度相关的恒星轨迹的其他潜在应用。
2014-12-03 astro-ph.SR
Effect of metallicity on the detectability of rotational periods in solar-like stars
恒星自转周期的准确测定对于估算恒星年龄、了解恒星活动和演化具有重要意义。虽然在开普勒磁场中大约有三万颗恒星的自转周期可以确定，但有超过十万颗恒星的自转周期是未知的，特别是光度变化很小且变化模式不规则的恒星。在这里，我们调查的金属丰度的旋转周期的可探测性的效果。这是通过合成假想恒星的光变曲线来完成的，这些恒星与我们的太阳相同，除了金属丰度。这些光变曲线然后被用作周期确定算法的输入。我们发现，恢复旋转信号的成功率有一个最小值接近太阳金属丰度值。这可以通过光斑和光斑贡献的补偿效应来解释。此外，选择类太阳恒星与近太阳的有效温度，近太阳光度变化，并与M/H = -0.35和M/H = 0.35之间的开普勒样本的金属，我们分析的恒星的旋转周期已被检测到的金属的函数的分数。在协议与我们的理论估计，我们发现了一个局部最小的检测分数接近太阳的金属丰度。首次报道了87颗类日开普勒星的自转周期。
2020-01-07 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Close Binary Properties of Massive Stars in the Milky Way and Low-Metallicity Magellanic Clouds
为了了解Ia型和Ib/c型超新星、X射线双星、引力波源和伽马射线暴的速率和性质随银河系环境和宇宙年龄的变化，我们必须测量O型和B型恒星的近距离双星性质如何随金属丰度而变化。我们研究了三个星系中具有不同金属丰度的早B主序原色的食双星：大麦哲伦云和小麦哲伦云（分别为LMC和SMC）以及银河系（MW）。在MW、LMC和SMC中，观测到的深食0.25 < Delta（m）（mag）< 0.65和轨道周期2 < P（d）< 20的早B星的比例范围很窄，为（0.7-1.0）%，这是一个与模型无关的结果。在校正了几何选择效应和对低质量伴星的不完整性之后，我们发现早期B星在所有三种环境中：（1）在轨道周期2 < P（天）< 20和质量比q = M_2/M_1 > 0.1时，密近双星的比例为（22+/-5）%，（2）相对于log P均匀分布，内禀轨道周期分布稍微向短周期倾斜，（3）质量比分布向低质量伴星加权，和（4）q > 0.9的孪晶的小的、几乎可以忽略的过量分数。我们的拟合参数得出的MW食双星匹配的属性推断附近，早期型光谱双星，这进一步验证了我们的结果。金属丰度没有统计学上显著的趋势，表明大质量恒星的近双星性质在金属丰度-0.7 < log（Z/Z_sun）< 0.0的范围内没有变化，超出了测量的不确定性。
2013-09-13 astro-ph.SR
The Efficiency of Stellar Reionization: Effects of Rotation, Metallicity, and Initial Mass Function
我们计算的电离莱曼连续体（LyC）的H I（λ < 912 A），He I（λ < 504 A），和He II（λ < 228 A）的光子的生产率使用最近的恒星演化轨迹耦合到一个网格的非LTE，线覆盖（WM-基本）模型大气。LyC产生效率的中位数为Q_LyC =（6+/-2 x10 ^60 LyC光子/Msun恒星形成）（范围[3.1-9.4]x10^60），对应于10^{53.3+/-0.2}光子/秒/Msun/年的修正校准。氦连续统中的效应在太阳金属丰度下为Q_HeI ~ 10^60光子/Msun，Q_HeII ~ 10^56光子/Msun，在低金属丰度下更大。在z = 7时维持再电离对抗再组合所需的临界恒星形成速率为rho_SFR =（0.012 Msun/yr/Mpc ^3）[（1+z）/8]^3 [（C_H /3）（0.2/ f_esc），其中IGM聚团因子C_H = 3，LyC逃逸分数f_esc = 0.2。LyC生产效率的提高与金属性、C_H和f_esc一起是评估IGM再电离是否在z ~ 7完成的重要因素。在远紫外线（1500 A）、LyC（900 A）和莱曼边缘（912 A），同时期恒星爆发的蒙特卡罗采样光谱的内禀通量比分别为F（1500）/F（900）= 0.4-0.5和F（912^-）/F（912^+）= 0.4-0.7。这些比率可以用来校准恒星爆发中的LyC逃…
2015-01-08 astro-ph.SR
Multiplicity of the Galactic Senior Citizens: A high-resolution search for cool subdwarf companions
冷次矮星是低质量恒星星族中最古老的成员。次矮星主要存在于星系晕中，其特征是金属丰度低。测量它们的双星比例，并将其与太阳金属丰度恒星进行比较，可以对银河系历史早期的恒星形成过程提供关键的见解。然而，由于它们的低光度和相对罕见的太阳附近，冷亚矮星的双星调查遭受了小样本和不完整。以前的调查表明，红次矮星的双星比例比它们的主序星堂兄弟低得多。使用高效的RoboAO系统，我们提出了最大的高分辨率调查的次矮星，敏感的角度分离，下降到0.15弧秒，和对比度，高达6个星等的差异，在过去的调查中看不见。在344个目标冷次矮星中，有40个在多个系统中，16个是新发现的，二元分数为11.6%，误差为1.8%。我们还发现了6个三星系统，三重态分数为1.7%，误差为0.7%。与太阳金属丰度矮星的类似调查相比，伴星之间的光度相差3 sigma，次矮星缺乏低对比度的伴星。
2014-11-12 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
Compact multi-planet systems are more common around metal poor hosts
在探测到行星的系统中，热彗星和多行星的紧凑系统几乎是相互排斥的。我们比较了这两个架构的相对发生率作为检测到的行星系的一部分，以确定金属丰度在行星形成中所起的作用。我们表明，紧凑的多行星系统更频繁地发生在恒星周围的金属丰度越来越低，使用光谱导出的丰度超过700个行星主机。在更高的金属丰度，紧凑的多行星系统包括一个几乎恒定的比例的行星主机，尽管急剧上升的比例主机包含热和冷的闪烁。由于贫金属星在行星搜索中的代表性不足，这意味着致密多星的出现率高于以前的报道。由于观测的限制，径向速度行星的搜索主要集中在高金属量的恒星上，在那里他们有更高的机会找到巨行星。新的极精密径向速度仪器即将上线，可以检测这些紧凑的多行星系统，可以瞄准金属丰度较低的恒星来找到它们。
2018-10-23 astro-ph.EP astro-ph.SR
Observed Fractions of Core-Collapse Supernova Types and Initial Masses of their Single and Binary Progenitor Stars
我们分析观察到的分数的核心坍缩SN类型的利克天文台SN搜索，我们讨论了相应的影响大质量恒星的演化。对于一个标准的国际货币基金组织，观察到的SN类型的分数不能与单星演化的预期相协调。WR星的质量范围，摆脱他们的H信封通过自己的质量损失占不到一半的观测分数SNeIbc。SNeIbc的祖先必须延伸到一个更低的初始质量范围比经典WR星，我们认为，大多数SNIbc和SNIIb的祖先必须产生二进制罗氏瓣溢出。SNeIc仍然追踪到更高的质量和金属丰度，因为WR阶段的线驱动风去除了He层，并推动了从SNIb到Ic的转变。SNeIb和IIb的质量较小的祖先星可能不是经典的WR星;它们可能在弱风下不亮，可能被过亮的质量增加的伴星所隐藏，这些伴星看起来像B[e]超巨星或具有非球面拱星材料的相关物体。其余的SN类型（II-P、II-L和IIn）在整个初始质量范围内重新分布。我们考虑直接坍缩到没有可见SNe的黑洞，但发现这是有问题的。剩下的不确定性主要有：（1）双星分离、自转和金属丰度的影响;（2）SNeII-L和II-P相比，SNeII-N的前身星质量的差异;（3）SNeIc是由爆发性质量损失的单颗恒星产生的，它对金属丰度的依赖，以及它与SNIc子类内多样性的关系。（节略）
2010-06-19 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
