Estimating stellar ages and metallicities from parallaxes and broadband photometry - successes and shortcomings
要深入了解银河系，它的形成和演化需要对大量恒星进行观测。因此，恒星测光提供了一种获得恒星内禀参数的经济方法。随着距离信息的增加，从测光中获得可靠的年龄是可能的。我们已经开发了一种贝叶斯方法，生成一个恒星的年龄和金属丰度的2D概率图从测光和视差使用等时线。我们的合成测试表明，包括近紫外线通带使我们能够打破恒星的年龄和金属量之间的退化为某些进化阶段。对于具有U带和不确定度小于20%的视差的关闭和次巨星，有可能找到严格约束的年龄和金属丰度。主层序和巨型分支可能只有金属丰度。当我们将我们的方法应用于盖亚基准恒星时，我们发现与文献很好的一致性，特别是对于关闭和年轻的恒星。然而，对旧的疏散星团NGC 188的进一步测试揭示了恒星等时线的明显局限性。星团恒星的年龄随演化阶段而变化，因此关闭年龄与亚巨星分支的年龄不一致，金属丰度在整个过程中变化很大。此外，参数根据推导中使用的颜色组合而明显变化。我们确定了这些不匹配的原因，并表明，需要改进的巨大的分支恒星的建模和合成近紫外测光的创建和校准。我们的研究结果警告不要不加区别地应用等时线拟合。特别是，恒星模型的不确定性应定量考虑。进一步努力改进这些模型将大大提高我们研究银河系的能力。
2018-11-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Constraining the metallicities, ages, star formation histories, and ionizing continua of extragalactic massive star populations
我们利用61个恒星形成星系的远紫外恒星连续谱来推断大质量恒星的星族性质：其中42个是用HST观测到的低z星系，19个来自Megasaura样本的z~2星系。我们适合每个恒星连续与线性组合多达50个单一的年龄和单一的金属丰度Starburst 99模型。从这些拟合，我们得到轻加权年龄和金属丰度，这与恒星风和光球光谱特征，并推断电离连续谱的光谱形状和强度。推断的轻重量恒星金属丰度跨度为0.05-1.5 Z $_\odot$，与测量的星云金属丰度相似。我们量化的电离连续使用的比率在900度的电离通量在1500度的非电离通量，并证明了这个比例的演化与恒星年龄和金属丰度使用理论单爆发模型。这些单一爆发模型只匹配一半样本的推断电离连续，而另一半则由恒星年龄的混合物描述。混合年龄人口产生更强和更硬的电离光谱比连续的恒星形成的历史，但与以往的研究，假设恒星形成不变，有类似的恒星和星云的金属丰度。恒星星族年龄和金属丰度以不同的和可区分的方式影响远紫外连续谱;假设恒星形成历史不变会降低诊断能力。最后，我们提供了简单的处方，以确定电离光子产生效率（$ξ_{ion}$）的恒星星族的属性。$ξ_{ion}$有一个log（$ξ_{ion})=24.4-25.7$ Hz erg $^{-1}$）的范围，它取决于恒星的年龄、金属丰度、恒星形成历史和双星演化的贡献。这些恒星星族性质必须通过观测来确定，以确定大质量恒…
2019-05-10 astro-ph.GA
The SAMI Galaxy Survey: the drivers of gas and stellar metallicity differences in galaxies
气相氧丰度和恒星金属丰度的结合可以为我们提供独特的见解星系的金属富集的历史。在这项工作中，我们比较了恒星和气相金属丰度测量1 $R_{e}$孔径的472恒星形成星系的SAMI星系巡天提取的代表性样本。我们确认，恒星和星际介质（ISM）的金属丰度是强相关的，与散射$\sim$ 3倍小于在以前的作品中发现的，和集成的恒星星族一般更贫金属比ISM，特别是在低质量星系。两种金属丰度之间的比率与几个综合星系属性密切相关，包括恒星质量，特定的恒星形成率和引力势代理。然而，我们表明，这些趋势主要是一个后果：（a）不同的恒星形成和金属富集的星系的历史，和（b）的事实，而恒星金属丰度跟踪主要是铁富集，气相金属丰度指标校准到富氧的ISM。事实上，一旦两种金属丰度转换为相同的“元素基础”，我们的所有趋势都变得明显减弱。有趣的是，气体与恒星金属丰度之比总是低于简单闭箱模型的预期值，这需要流出和流入在整个恒星质量范围内的富集历史中发挥重要作用。这项工作突出了恒星和气相金属丰度之间复杂的相互作用，并显示如何照顾必须采取比较它们约束模型的星系形成和演化。
2021-11-23 astro-ph.GA
The VANDELS survey: the stellar metallicities of star-forming galaxies at 2.5 < z < 5.0
我们提出了一项研究的结果，利用超深，休息帧紫外光谱，恒星质量和恒星金属丰度之间的关系进行量化的681恒星形成星系在$2.5<z<5.0$（$\langle z \rangle = 3.5 \pm 0.6$）从VANDELS的调查。通过与高分辨率恒星种群模型的比较，我们确定了恒星金属丰度的一组复合光谱形成的质量和红移选择的子样本。在整个恒星质量范围$8.5 < \mathrm{log}(\langle M_{\ast} \rangle/\rm{M}_{\odot}) < 10.2$，我们发现恒星金属丰度和恒星质量之间有很强的相关性，恒星金属丰度从$\langle M_{\ast} \rangle = 3.2 \times 10^{8} \rm{M}_{\odot}$的$Z_{\ast}/\mathrm{Z}_{\odot} < 0.09$单调增加到$\langle M_{\ast} \rangle = 1.7 \times 10^{10} \rm{M}_{\odot}$的$Z_{\ast}/Z_{\odot} = 0.27$。相比之下，在一个给定的恒星质量，我们发现没有证据表明显着的金属丰度演变整个红移范围内的样本。然而，比较我们的结果与$z=0$恒星质量-金属丰度关系，我们发现，$\langle z \rangle = 3.5$关系是一致的被移动到较低的金属丰度的$\simeq 0…
2019-05-22 astro-ph.GA
On the Incorporation of Metallicity Data into Star Formation History Measurements from Resolved Stellar Populations
光谱恒星金属丰度和解析恒星色星等图（CMD）的组合有可能约束整个恒星形成和化学富集历史（SFH）的星系比单独拟合CMD（这是最常见的SFH研究使用解析恒星星族）。本文提出了两种将外部金属丰度信息纳入色星等图拟合技术的方法。总的来说，金属丰度和CMD信息的联合拟合可以提高测量年龄-金属丰度关系和恒星形成率的精度，比单独的CMD拟合提高约10%。然而，恒星等时线的系统学以及光谱和光度金属丰度测定之间的不匹配会降低恢复的SFH的准确性。我提出了一个简单的缓解这些系统，可以降低这些系统的幅度，从CMD拟合单独获得的水平，同时确保年龄-金属丰度的关系是一致的光谱金属丰度。在CMD拟合分析的情况下，改进的恒星模型和光谱和光度金属丰度之间的校准是目前的主要障碍，从联合拟合恒星金属丰度和CMD的SFH精度的收益。
2016-05-05 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Fuzzy Cluster Analysis: Application to Determining Metallicities for Very Metal-poor Stars
本文首次尝试将模糊聚类分析应用于恒星光谱分析。采用FCA对LAMOST低分辨率光谱中测得的谱线指数进行分类，并自动去除对金属敏感性最低的指数。FCA处理的指数，然后转移到人工神经网络（ANN），以获得金属丰度的147个非常贫金属（VMP）已被高分辨率光谱分析的恒星。FCA-ANN方法可以得到稳健的VMP星金属丰度，与高分辨率分析相比，精度为0.2 dex。该测试的推荐FCA阈值λ在0.9965和0.9975之间。在通过FCA降低线指数的维数之后，所导出的金属丰度仍然是稳健的，没有损失精度，并且FCA-ANN方法对于[Fe/H]从-1.8到-3.5的不同光谱质量稳定地执行。与传统的分类方法相比，FCA考虑了分组的模糊性和数据的不连续性，因此更适合于观测数据分析。虽然这个早期的测试使用FCA来分析低分辨率光谱，并将输入输入到ANN方法中以获得金属丰度，但在大数据时代，FCA还应该能够分析无缝光谱和多波段测光，并为恒星物理学领域的其他研究（例如，恒星分类，特殊物体的识别。文献收集的高分辨率样本可以帮助改善管道，以获得恒星金属丰度，和系统的偏移VMP星的金属丰度为三个已公布的LAMOST目录进行了讨论。
2022-02-21 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Extensive Observational Evidence for Massive Star Stellar Wind Variability at Low Metallicities: implications for mass-loss rate determination
University College London（伦敦大学学院）；Space Science Institute（太空科学研究所）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）
研究通过紫外光谱观测揭示低金属licity环境中恒星风变异性，发现质量损失率确定存在约45%的固有不确定性，并指出现有模型对喷流中窄吸收成分的考虑不足。
2025-12-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar Ages and Metallicities of Central and Satellite Galaxies: Implications for Galaxy Formation and Evolution
利用一个大型SDSS星系群星表，我们研究了恒星年龄和中心星系和卫星星系的金属丰度如何依赖于恒星质量和晕质量。我们发现卫星比相同恒星质量的中心更古老且金属含量更丰富。此外，年龄-恒星质量和金属度-恒星质量关系的斜率在密度较大的环境中变浅。这是由于低质量卫星星系的平均年龄和金属丰度随着它们所在的晕的质量而增加。与Wang et al.（2008）的半解析模型的比较表明，它成功地再现了卫星比相同恒星质量的中心更老的事实，并且年龄差异随着卫星晕质量的增加而增加。这是扼杀的结果，它使卫星的恒星星族被动地进化，而中心恒星的长期恒星形成活动使它们的平均年龄更年轻。在质量更大的环境中，所产生的年龄偏移更大，因为它们的卫星更早地被吸积。然而，该模型未能再现晕质量的低质量卫星的金属丰度的依赖性，产生的金属丰度恒星质量和年龄恒星质量的关系是太浅，并预测卫星星系具有相同的金属丰度中心相同的恒星质量，在不同意的数据。我们认为，这些差异可能表明需要（i）修改超新星反馈和活动星系核反馈的配方，（ii）使用更现实的描述扼杀，（iii）包括适当的处理潮汐剥离，加热和卫星星系的破坏。[摘要]
2009-12-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Investigating the Consistency of Stellar Evolution Models with Globular Cluster Observations via the Red Giant Branch Bump
合成RGBB星等是由最新的理论恒星演化模型生成的，该模型是用达特茅斯恒星演化计划（DSEP）代码计算的。它们与Nataf等人的观测工作进行了比较，他们给出了72个球状星团的RGBB星等。使用具有增强的$α$捕获[ $α$ /Fe] $ =+0.4$的化学成分和13 Gyr的年龄的DSEP模型显示，在从[Fe/H] = $0$到[Fe/H] $\approx-1.5$的金属丰度范围内，与观察结果一致，在较低的金属丰度下出现差异。
2015-10-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Framework for Empirical Galaxy Phenomenology: The Scatter in Galaxy Ages and Stellar Metallicities
我们开发了一个理论框架，提取更深层次的理解星系形成的星系属性之间的关系，通过扩展的主序列积分方法计算星系恒星形成的历史。我们妥善占散射的恒星质量恒星形成率的关系和不断发展的被动系统的分数，发现后者的效果几乎是唯一负责的年龄分布与恒星质量以上$\sim 10^{10}\,{\rm M_{\odot}}$的$z\sim0$星系。然而，虽然我们定性地同意所观察到的恒星金属丰度中位数作为恒星质量的函数，我们归因于我们无法重现的分布在很大程度上是不完美的气相金属丰度和$α$ /Fe比校准的组合。我们的形式主义将受益于新的观测约束，反过来，通过提供自洽的恒星形成历史的人口合成建模，提高未来数据的解释。
2015-01-28 astro-ph.GA
Stellar loci III: Photometric metallicities for half million FGK stars of Stripe 82
我们发展了一种估算光度金属丰度的方法，通过同时拟合来自SDSS的去红颜色u-g，g-r，r-i和i-z与由金属丰度依赖的恒星轨迹预测的那些。用SDSS DR 9和三个疏散星团中的主序星光谱样本对该方法进行了测试。采用1%光度法，该方法能够在金属度为0.0、-1.0和-2.0时分别提供精确到约0.05、0.12和0.18 dex的光度金属度，与信噪比为10时低分辨率光谱法可达到的精度相当。我们将这种方法应用于重新校准的Stripe 82星表，并获得了大约50万颗颜色为0.3 < g-i < 1.6等，距离为0.3 - 18 kpc的恒星的金属丰度。潜在的系统学的金属丰度，从而得出，由于污染的巨星和双星，进行了调查。也计算光度距离。大约91%、72%和53%的样本恒星的亮度分别超过r = 20.5、19.5和18.5等。整个样本的金属丰度误差中位数分别约为0.19、0.16、0.11和0.085 dex，而亮度大于r = 20.5、19.5和18.5等的恒星的金属丰度误差中位数分别约为0.19、0.16、0.11和0.085 dex。上述四组恒星的距离误差中位数分别为8.8%、8.4%、7.7%和7.3%。这些数据是公开的。简要讨论了这些数据在研究银河系恒星星族的分布、（子）结构和化学方面的潜在应用。研究结果将在今后的论文中介绍。
2015-02-03 astro-ph.GA
Dust coagulation in star formation with different metallicities
尘埃颗粒在稠密的气体中凝结成较大的聚集体。这改变了它们的大小分布，并可能影响恒星形成云的热演化。在这里，我们研究尘埃凝聚在坍缩的前星核不同金属丰度考虑的热运动的颗粒。我们表明，即使在低金属性$\sim 10^{-6} \Zsun$也会发生凝血。然而，我们也发现（i）H $_2$的形成率尘埃颗粒上的H $_2$的大部分形成后，才减少;和（ii），尘埃不透明度修改后，只有在核心变得光学厚。因此，我们得出结论，尘埃凝聚的影响可以安全地忽略在讨论任何金属丰度的前星核的温度演化，只要晶粒运动是热的。
2009-07-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
An empirical template library of stellar spectra for a wide range of spectral classes, luminosity classes, and metallicities using SDSS BOSS spectra
我们提出了一个库的经验恒星光谱使用光谱从斯隆数字巡天的重子振荡光谱巡天（BOSS）。这些模板涵盖光谱类型O5到L3，按金属丰度从-2.0 dex到+1.0 dex分类，并分为主序星（矮星）和巨星。利用最近开发的M矮金属丰度指标，我们能够将金属丰度箱向下扩展到光谱亚型M8，使其成为第一个具有这种温度\emph{and}金属丰度覆盖度的经验库。模板的波长覆盖范围从3650埃到10200埃，分辨率优于R~2000。使用这些模板，我们可以通过金属丰度和表面重力来识别颜色空间中的趋势，这对于分析LSST等即将到来的任务的大型数据集非常有用。除了模板，我们还发布了一个代码，用于自动（和/或视觉）识别恒星的光谱类型和金属丰度。
2017-03-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Core-collapse supernovae ages and metallicities from emission-line diagnostics of nearby stellar populations
大质量恒星是照亮H II区域的主要天体，它们迅速演化，以核心坍缩超新星（CCSNe）结束生命。因此，研究CCSNe和H II区之间的关联是重要的。在本文中，我们提出的发射线诊断的恒星星族附近的CCSNe，其中包括其主机H II区，从PMAS/PPAK积分场超新星主机COMPilation（PISCO）。然后，我们使用BPASS恒星星族模型，以确定年龄，金属丰度和气体参数的H II区域与CCSNe，对比模型，考虑单独的单星演化或将相互作用的双星。我们发现双星模型，允许电离光子损失，提供了一个更现实的适合所观察到的CCSN主机与金属丰度更接近那些来自O3 N2中的氧丰度。我们还发现II型和Ibc型SNe起源于年龄相似的祖星，大部分年龄在700万年到4500万年之间，对应于质量小于20太阳质量的恒星。然而，这两种类型的SNe在它们的宿主环境中几乎没有偏好，通过氧丰度或祖细胞初始质量测量金属丰度。然而，我们注意到，在较低的金属丰度超新星更有可能是II型。
2018-09-18 astro-ph.GA
Ages, metallicities and structure of stellar clusters in the Magellanic Bridge
Universidade Federal do Rio de Janeiro（里约热内卢联邦大学）
研究通过分析魔力桥中33个恒星团的结构参数、年龄、金属度等，发现13个团可能来自小魔力云，15个团可能在原地形成，并检测到两个金属度下降，揭示了桥的恒星质量估计。
2023-07-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar Metallicities and Kinematics in a Gas-Rich Dwarf Galaxy: First Calcium Triplet Spectroscopy of RGB Stars in WLM
首次测定了孤立矮不规则星系WLM中78颗红巨星的视向速度和金属丰度。利用位于VLT-UT 2的FORS 2在WLM的两个分离视场中对这些恒星中的钙II三重态进行了观测，[Fe/H]值符合Carretta & Gratton（1997）金属丰度标度。平均金属丰度为<[Fe/H]> = -1.27 +/- 0.04 dex，标准偏差为0.37。我们发现，内场的恒星更富金属，[Fe/H] =0.30 +/- 0.06 dex.这些结果与先前的光度研究一致，发现了径向人口梯度，以及在中央恒星形成区域的金属丰度较高的预期。使用Escheria-Regina恒星模型的年龄估计显示，样本中最年轻的恒星（< 6 Gyr）的金属含量更高，[Fe/H] = 0.32 +/- 0.08 dex。与贫金属恒星相比，这些恒星在所有椭圆半径处的速度色散都较低。整个红巨星样本的动能表明，气体旋转曲线的速度梯度约为一半，恒星成分占据了一个较厚的磁盘从HI旋转平面解耦。两者合计，运动学，金属丰度，和年龄在我们的样本中建议一个年轻的金属丰富，和运动学冷恒星星族在中央气体丰富的地区WLM，由一个单独的动态热晕包围的老年人，金属贫穷的恒星。
2009-04-03 astro-ph.GA
Interplay of Stellar and Gas-Phase Metallicities: Unveiling Insights for Stellar Feedback Modeling with Illustris, IllustrisTNG, and EAGLE
本研究对比Illustris、TNG、EAGLE三类流体动力学模拟的恒星质量-金属丰度关系，发现其归一化和红移演化有差异，但均存在对比恒星形成率的三级依赖，且该依赖与反馈爆发程度相关。
2024-03-11 astro-ph.GA
Two stellar populations with different metallicities in the low-mass globular cluster Gran 5
本研究对银心附近的低质量球状星团Gran 5开展高分辨率近红外观测，首次在该类天体中发现两个不同金属丰度的恒星族，且其化学动力学性质符合原位星团特征，为理解球状星团演化提供新线索。
2024-10-28 astro-ph.GA
Young stars and ionized nebulae in M83: comparing chemical abundances at high metallicity
本文给出了富金属旋涡星系M83中14颗A型超巨星的光谱。我们得到了恒星参数和金属丰度，并测量了光谱距离模m-M = 28.47 ± 0.10（4.9 ± 0.2Mpc），与其它方法一致.我们使用恒星的特征金属丰度的M83和其他系统来讨论一个版本的星系质量金属丰度关系，是独立的分析星云发射线和相关的系统的不确定性。我们重现的径向金属丰度梯度的M83，这在大半径，与化学演化模型，约束气体流入和流出的过程。我们进行了比较分析的金属丰度，我们来自恒星光谱和公布的HII区线通量，利用直接的，基于Te的方法和不同的强线丰度诊断。直接丰度与恒星的金属丰度相对较好的协议，一旦我们应用一个适度的修正星云的氧丰度由于耗尽到尘埃。流行的经验校准强线诊断往往提供星云丰度低估恒星金属丰度以上的太阳值~0.2德克斯。这一结果可能与难以选择高金属丰度的校准样品有关。Pettini和Pagel校准的O3 N2方法与我们的恒星金属丰度最吻合。我们证实，金属复合线产生星云丰度同意恒星丰度高金属系统，但发现证据表明，在更多的金属贫乏的环境中，他们往往低估了恒星金属丰度的一个显着的量，相反的行为的直接方法。
2016-07-22 astro-ph.GA
The stellar IMF at very low metallicities
第一个星族的形成理论（Pop III）预测了一个由高质量恒星主导的初始质量函数（IMF），与现今的IMF相反，它倾向于产生大多数质量小于1 M_Sol的恒星。关于特征恒星质量转变的主要理论预测，其原因是金属丰度增加所提供的额外冷却。特别是在很高的密度下，尘埃可以超过H_2成为主要的冷却剂。这项工作的目的是确定粉尘冷却对极低金属含量气体破碎的影响。为了研究这一点，我们利用高分辨率的流体动力学模拟与下沉粒子，以取代收缩的原恒星，并分析恒星形成云的崩溃和进一步分裂。我们通过求解完整的热能方程来跟踪气体的热力学响应，并且还跟踪尘埃温度和气体化学演化的行为。我们模拟了四个具有不同金属丰度（10^{-4}，10^{-5}，10^{-6} Z_Sol和0）的云，并确定了每个云在其经历引力破碎时的性质。我们发现在所有四种情况下的碎片的证据，因此得出结论，没有临界金属丰度低于碎片是不可能的。然而，在Z = 10^{-5} Z_Sol时，云的行为发生了明显的变化，这是由于在这个金属丰度下，碎裂比吸积需要更长的时间，导致在较低金属丰度下的质量函数平坦。
2012-03-30 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Galaxy metallicities depend primarily on stellar mass and molecular gas mass
在这项工作中，我们提出了一个四维参数空间定义的恒星质量，金属丰度，恒星形成率，和分子气体质量的星系的行为分析。我们分析了227个星系的组合样本，这些样本来自于红移范围0 < z < 2的一些调查（> 90%的样本在z~0），并涵盖> 30年的恒星质量。使用主成分分析，我们证明，我们的样本中的星系位于一个二维平面内的这个4D参数空间，表明星系存在于气体流入和流出之间的平衡中。此外，我们还发现星系的金属丰度只取决于恒星质量和分子气体质量。换句话说，一旦考虑到分子气体含量的相关影响，气相金属丰度对恒星形成率的依赖性可以忽略不计。因此，众所周知的“基本金属丰度关系”描述了金属丰度与SFR（在固定恒星质量下）之间的密切和紧密关系，完全是与分子气体质量的基本物理关系（通过施密特-肯尼库特关系）的副产品。
2016-06-13 astro-ph.GA
Stellar Loci. VII. Photometric Metallicities of 5 Million FGK Stars Based on GALEX GR6+7 AIS and Gaia EDR3
本文结合GALEX NUV测光与Gaia EDR3数据，建立恒星轨迹与金属丰度的关系，实现对全天约500万颗FGK恒星的高精度测光金属丰度估算，矮星精度达0.11 dex，并证明NUV波段受碳增丰影响较小，为未来中国空间站望远镜的NUV应用奠定基础。
2024-01-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
The masses and metallicities of stellar haloes reflect galactic merger histories
有越来越多的观测和理论证据表明，对于具有银河系恒星质量的星系，金属丰度和恒星晕质量之间存在相关性。使用的插图宇宙流体动力学模拟，我们发现，这种关系的出现，因为一个单一的大规模的大规模祖贡献的大部分质量的吸积恒星组件，以及设置其金属丰度。此外，在Illustris模拟中，这种关系在中央星系的吸积恒星质量中延伸了3个数量级。我们发现，对于银河系般的质量星系，吸积金属丰度在一个固定的吸积恒星质量的分散编码的信息占主导地位的吸积祖恒星质量，而径向密度和金属丰度梯度的吸积恒星组件编码的信息占主导地位的祖吸积的时间。我们证明，对于银河系般的质量星系，Illustris模拟预测，总吸积恒星成分的金属丰度和恒星质量可以重建从沿短轴边缘盘星系的恒星晕的孔径测量。这些相关性突出了恒星晕观测研究的潜力，以量化我们对星系生长历史中最主要事件的理解。我们探索我们的模型的影响，我们的银河系，M31和NGC 5128的吸积历史的理解。特别是，一个相对较晚的大规模吸积有利于M31，此外，我们提供了第一个估计的吸积恒星质量的NGC 5128。
2017-11-27 astro-ph.GA
The competing effects of recent and long-term star formation histories on oxygen, nitrogen, and stellar metallicities
本研究利用MaNGA数据，发现星系气体和恒星金属丰度关系可用引力势统一解释：深势阱对应早期恒星形成历史，而浅势阱中SFR变化源于近期气体流入。
2025-06-19 astro-ph.GA
Upper stellar mass limit by radiative feedback at low-metallicities: metallicity and accretion rate dependence
我们研究了不同吸积率和金属丰度的形成中恒星辐射反馈所设定的恒星质量上限。为此，我们数值求解结构的原恒星和它周围的吸积信封假设一个球对称和稳定的流动。尘埃茧是吸积包层的尘埃部分，其光学深度在来自恒星光球层的直射光和作为尘埃热辐射重新发射的漫射光之间是不同的。因此，改变金属丰度定性地改变了辐射反馈抑制吸积流的方式。在固定的吸积速率$10^{-3}M_{\odot} {\rm yr^{-1}}$的情况下，直射光和漫射光两者共同操作以防止在$Z \gtrsim 10^{-1}Z_{\odot}$处的质量吸积。在$Z \lesssim 10^{-1}Z_{\odot}$，漫射光不再有效，直射光仅限制质量吸积。在$Z \lesssim 10^{-3}Z_{\odot}$，HII区的形成在吸积终止中起着重要作用。所得的质量上限随着金属量的降低而增加，从几个$\times~10~M_\odot$到$\sim 10^3~M_\odot$超过$Z = 1Z_{\odot} - 10^{-4}~Z_\odot$。我们还说明了大质量恒星形成核心的辐射光谱如何随着金属丰度的降低而变化。首先，位于$1Z_{\odot}$处的$30 μ{\rm m}$周围的光谱的峰值波长移动到$Z \lesssim 0.1 Z_\odot$处的$< 3 μ{\rm m}$。第二，由于无定形硅酸盐带，$10 μ\rm{m}$处的…
2017-10-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dynamics of stellar black holes in young star clusters with different metallicities - II. Black hole-black hole binaries
本文利用N体模拟方法研究了年轻星团中黑洞-黑洞（BH-BH）双星的形成和动力学演化。模拟包括金属依赖的配方恒星演化和恒星风，并已运行三个不同的金属丰度（Z = 0.01，0.1和1 Zsun）。根据最近的风质量损失和核心坍缩超新星的理论模型，我们假设恒星残骸的质量取决于祖星的金属丰度。我们发现BH-BH双星由于动力学交换而有效地形成：在我们的模拟中，我们发现BH-BH双星比双中子星双星多10倍。模拟的BH-BH双星在贫金属的YSC中形成得更早，因为贫金属的YSC比富金属的YSC中拥有更多的大质量黑洞（BH）。模拟的BH-BH双星具有非常大的啁啾质量（高达80 Msun），因为BH质量被假设取决于金属丰度，并且因为BH可以由于与恒星合并而增加质量。模拟的BH-BH双星的轨道周期跨度很大（10^-3- 10 ^7年），预计其中只有一小部分（0.3%）会在哈勃时间内合并。我们讨论了我们的模拟估计合并率和先进的处女座和LIGO的影响。
2014-05-20 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The ability of intermediate-band Stromgren photometry to correctly identify dwarf, subgiant, and giant stars and provide stellar metallicities and surface gravities
[摘要]几个大规模的光度和光谱调查正在进行，以提供一个更详细的图片银河系。鉴于在确定，例如，恒星参数当考虑成千上万颗恒星时，提供独立、详细的研究来验证测量中使用的方法仍然很重要。我们评估可用的校准衍生[M/H]从斯特龙格伦光度法和开发的标准序列的矮星，以反映其金属丰度的依赖性和测试如何以及来自ugriz光度法重现金属丰度来自久经考验的系统斯特龙格伦光度法。我们使用的是一个由Stromgren紫外光度法和光谱法测定的铁丰度的矮星目录（总共451颗0.3<（b-y）_0<1.0的矮星）。我们还评估了确定log g的可用校准。一个更大的星表，其中金属丰度是直接从紫外光度测定，用于跟踪金属丰度相关的标准序列的矮星。对于0.40 <（b-y）_0 < 0.95和1.10 <（v-y）_0 < 2.38的矮星，我们导出了c_1，0对（b-y）_0平面和c_1，0对（v-y）_0平面的新标准序列。我们推荐Ramirez & Me'endez（2005）的校准方法，用于从Stromgren光度法推导金属丰度，并发现中间带光度法（如Stromgren光度法）比宽带光度法更准确地再现光谱测定的[Fe/H]。斯特龙格伦测光法在区分矮星和巨星方面也做得更好。我们的结论是，额外的调查之间的差异来自ugriz光度法和中间带光度法，如斯特龙格伦光度法，金属丰度是必需的。
2010-08-23 astro-ph.GA
Stellar Loci V: Photometric Metallicities of 27 Million FGK Stars based on Gaia Early Data Release 3
我们结合LAMOST DR 7光谱数据和盖亚EDR 3光度数据，在高银河系纬度地区构建高质量的巨人（0.7 $< (BP-RP) <$ 1.4）和矮（0.5 $< (BP-RP) < $ 1.5）样本，精确校正的大小依赖的系统误差在盖亚光度和仔细的变红校正经验确定的颜色和变红相关系数。我们使用这两个样本，以建立金属依赖的恒星轨迹的盖亚颜色的巨星和矮星，分别。对于一个给定的$(BP-RP)$颜色，[Fe/H]的一个指数变化导致太阳型恒星的$(BP-G)$颜色变化约5毫等。这些关系用于确定EDR 3颜色的金属丰度估计值。尽管灵敏度较弱，但这些颜色的精致数据质量使得能够实现约$δ$ 1，[Fe/H] = 0.2 dex的典型精度。我们的方法对具有$G \leq 16$、[Fe/H] $\geq -2.5$和$E(B-V) \leq 0.5$的FGK星是有效的。$G$星等较暗、金属丰度较低或红化程度较大的恒星，其金属丰度的不确定性较高。凭借盖亚庞大的数据量，我们已经测量了几乎整个天空中大约2700万颗恒星的金属丰度估计值，其中包括600多万颗巨星和2000万颗矮星，这些恒星具有10个$< G \leq 16$，可用于许多研究。这些活动包括调查银河系的形成和演变，确定候选恒星以便随后进行高分辨率光谱跟踪，确定宽双星，并为星震学和系外行星研究获得恒星金属丰度估计。
2021-11-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Kinematics and Metallicities in the Bootes III Stellar Overdensity: a Disrupted Dwarf Galaxy?
我们报告的结果进行了光谱研究的牧夫座III（BooIII）恒星过密度与Hectospec多光纤光谱仪的MMT望远镜。已经测量了193颗BooIII候选星的径向速度，这些候选星的星等和颜色与其上部主序和下部红巨星分支以及一些水平分支候选星一致。从20个确定的BooIII成员中，我们测得系统速度Vsun =197.5 ± 3.8 km/s，速度色散sigma_o=14.0 ± 3.2 km/s。我们使用较大的速度色散和隐含的高度径向轨道，以及Grillmair（2009）和恒星丰度的形态学证据，认为BooIII可能是第一个在束缚矮星系和完全不受束缚的潮汐流之间的过渡状态中观察到的已知物体。
2009-08-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Stellar metallicities from SkyMapper photometry I: A study of the Tucana II ultra-faint dwarf galaxy
本文利用澳大利亚Siding Spring天文台1.3米SkyMapper望远镜的深测光对超暗的银河系矮卫星星系Tucana II进行了研究。SkyMapper滤波器组包含一个金属性敏感的中频带$v$滤波器，覆盖3933.7 A处的显著Ca II K特征。结合SkyMapper $u, g$和$i$滤波器的测光，我们证明了$v$波段测光可以用来获得恒星金属丰度，当[Fe/H] $> -2.5$时，精度为$\sim0.20$ dex，当[Fe/H] $< -2.5$时，精度为$\sim0.34$ dex。由于$u$和$v$滤波器包含了3646 A处的巴耳末跃变，我们还发现，该滤波器组可以用来导出表面重力。因此，我们推导出光度金属丰度和表面重力的所有恒星下降到$g\sim20$等$\sim$ 75角分的杜鹃II。光度金属丰度和地表重力切割几乎消除了所有的前景污染。通过将盖亚自行，我们得到定量的成员资格概率，恢复所有已知的成员红巨星分支的杜鹃II。此外，我们确定了多个可能的新成员在系统的中心和候选成员几个半光半径从系统的中心。最后，我们提出了一个金属丰度分布函数来自光度金属丰度的可能杜鹃II成员。这一结果表明，在研究UFD，并在一般情况下，低表面亮度人口的贫金属恒星的SkyMapper过滤器设置的宽视场成像的实用程序。接下来的工作将澄清几颗被确定为Tucana II候选成员的遥远恒星的成…
2020-01-21 astro-ph.GA
The Keck/DEIMOS Stellar Archive: II. Dynamical Masses and Metallicities for a Uniform Sample of Milky Way Satellites
Yale University（耶鲁大学）
基于凯克/DEIMOS光谱分析，研究银河卫星星系和球状星团的动力学质量、金属度及质量-金属度关系，揭示恒星质量-金属度关系的转折点及不同质量范围内的趋势差异。
2026-02-10 astro-ph.GA
Quantifying stochasticity-driven uncertainties in H II region metallicities
随着积分场单位（IFU）的出现，巡天现在可以测量附近星系盘上$\lesssim 100~$ pc尺度的金属丰度。在如此小的尺度下，这些区域中的许多区域包含的恒星太少，无法完全采样所有可能的恒星质量和演化状态，导致电离连续统中的随机波动。这些波动对用来推断星系金属丰度的线诊断的影响知之甚少。在本文中，我们量化了六种最常用的诊断方法的影响。我们产生随机恒星星族的星系补丁与恒星形成率变化的一个因素的$1000$，计算星云的发射，结果当这些恒星电离气体在很宽的范围内的密度，金属丰度，并确定有多少推断的金属丰度变化与波动的驱动恒星光谱。我们发现，从测量其目标元素的多个电离状态（例如~电子温度方法）受到弱影响（变化$< 0.1$ dex），但是对于依赖于单个电离状态的诊断，出现较大的波动（$\sim 0.4$ dex）。在推断的金属丰度的散射一般是最大的恒星形成率和金属丰度低，更灵敏的观测比浅的更大。波动的主要原因是星云中电离状态的随机变化，以响应沃尔夫-拉叶星的缺席，这主导了$\gtrsim 2-3$里德光子的产生。我们的研究结果量化了线亮度和诊断准确性之间的权衡，并可用于优化未来IFU活动的观察策略。
2021-10-01 astro-ph.GA
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
Galaxy evolution across environments as probed by the ages, stellar metallicities and [alpha/Fe] of central and satellite galaxies
我们探讨了恒星形成和金属富集的历史，现今的星系已受到环境相结合的恒星星族参数估计和SDSS DR 7组环境表征。我们比较恒星年龄，恒星金属丰度和元素丰度比[α/Fe]的卫星和中央星系，作为其恒星和主机组晕质量的函数，控制当前的恒星形成率和陷落时代。我们确认，低于log（Mstar/Msun）=10.5的卫星比同等质量的中央星系更古老，更富含金属。相反，我们没有发现它们的[α/Fe]有任何差异：这主要取决于恒星质量，而不是集团等级或宿主晕质量。我们还发现，在恒星质量低于10^{10.5}Msun的卫星和中心的中位年龄和金属丰度的差异主要是由于卫星和作为晕质量的函数被动星系的比例较高。我们认为，在低质量的观察到的趋势揭示了行动的卫星特定的环境影响的“延迟，然后快速”的方式。当考虑到不同的静止分数时，与同等质量的中心星系相比，由古老的恒星星族主导的卫星在年龄、金属丰度和[α/Fe]方面出现了小的剩余过剩，这些卫星居住在质量大于10^{14} M太阳的晕中。这种年龄、金属丰度和[alpha/Fe]的过剩属于古老的infallers，即在5 Gyr之前已经吸积到当前晕上的卫星。这一结果表明，在靠近宇宙密度峰值的星系中，在恒星形成的早期阶段，环境起了作用。
2021-01-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
The SLUGGS survey: Combining stellar and globular cluster metallicities in the outer regions of early-type galaxies
早型星系的外晕区域携带着关于它们过去吸积历史的关键信息。然而，在这样的银河系中心半径下用光谱探测恒星成分仍然具有挑战性。利用Keck/DEIMOS，我们测量了12个早型星系中恒星和球状星团组分的金属丰度，其范围大于$10~\rm{R_{e}}$。我们发现类似的金属丰度梯度的贫金属和富金属的球状星团亚群，这表明一个共同的形成过程的两个亚群。这与目前大多数理论预测相冲突，其中贫金属的球状星团被认为是纯粹的吸积，而富金属的球状星团大多是在原位形成的。此外，我们还发现球状星团的金属丰度梯度随星系质量的变化而变化，在低质量星系中比在高质量星系中更陡。这与我们在最外层星系恒星中发现的相似，表明在最大质量的星系中，吸积历史更活跃，主要合并发挥了更大的作用。这一结论与两相星系集合体模型的预期在质量上是一致的。最后，我们发现，在$1~\rm{R_{e}}$的星系恒星和富含金属的球状星团之间的金属丰度的微小差异可能与星系质量。这种差异的根源目前尚不清楚。
2015-05-18 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
Stellar Metallicity of Galaxies: New Insight on the Formation and Evolution of Low Surface Brightness Galaxies in the IllustrisTNG Simulation
本研究基于 IllustrisTNG100-1 模拟对比了低表面亮度星系与高表面亮度星系的恒星金属丰度，发现低红移下呈现双峰分布，LSBGs因径向梯度和较慢的金属富集机制而更贫金属。
2024-03-25 astro-ph.GA
Contrasting evolutionary pathways of fast- and slow-rotating galaxies in the green valley
INAF-Osservatorio Astronomico di Brera（意大利国家天体物理研究所布雷拉天文台）；INAF - Osservatorio Astronomico di Capodimonte（意大利国家天体物理研究所卡波迪蒙特天文台）；Centro de Astrobiología (CAB), CSIC-INTA（西班牙国家科学技术研究委员会-国家航空技术研究所天体生物学中心）
研究通过SDSS-IV/MaNGA调查数据，比较绿色谷星系中快速和慢速旋转星系的金属licity差异，揭示其不同的演化路径，包括恒星形成历史和化学丰度变化。
2026-03-18 astro-ph.GA
The PICS Project. I. The impact of metallicity and helium abundance on the bright end of the planetary nebula luminosity function
本文提出PICS框架，研究金属丰度与氦丰度对行星状星云光度函数的影响，发现高金属丰度可使年老恒星族群产生明亮PNe，并揭示IFMR的关键作用，为解释PNLF普适截断奠定基础。
2025-06-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
New empirical mass-loss recipe for UV radiation line-driven winds of hot stars across various metallicities
本文基于银河系和麦哲伦云热恒星样本，建立了以爱丁顿参数和金属丰度为变量的通用经验质量损失公式，可统一描述不同演化阶段热恒星的紫外辐射驱动星风，并显著改变低金属丰度下大质量恒星演化结局的预测。
2025-04-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Ages and metallicities of quiescent galaxies: confronting broadband ($UVJ$) colours with stellar absorption lines
本研究利用LEGA-C光谱测量约700个静止星系的年龄与金属丰度，发现其与UVJ颜色关系偏离恒星种群合成模型预测，提示仅依赖光度拟合可能产生系统性偏差。
2025-05-26 astro-ph.GA
Different regulation of stellar metallicities between star-forming and quiescent galaxies -- Insights into galaxy quenching
本文通过大样本星系分析发现恒星形成星系的金属丰度主要由恒星质量驱动，而宁静星系主要由速度弥散驱动，从而将黑洞反馈、气体饥饿与星系淬灭联系起来。
2024-08-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
DEVILS: Cosmic evolution of SED-derived metallicities and their connection to star-formation histories
星系的气相金属丰度通常通过极光或星云发射线测量，但金属丰度也会对星系的整体光谱能量分布（SED）留下印记，并可以通过SED拟合进行估计。我们使用ProSpect SED拟合代码与灵活的参数恒星形成历史和不断变化的金属丰度历史自洽地测量金属丰度，恒星质量和其他星系属性的$\sim90\,000$星系从深河外可见遗产调查（DEVILS）和星系和质量大会（GAMA）调查。我们用这些来跟踪的质量金属丰度关系（MZR）的演变，并表明，MZR只有在恒星质量$M_\star = 10^{10.5}\,M_\odot$的$\sim0.1\,$指数规范化的演变。我们没有发现星系之间的MZR有和没有SED证据的活动星系核发射在低红移（$z<0.3$）的差异。我们的研究结果表明，在固定的恒星质量的星系与$M_\star > 10^{10.5}\,M_\odot$的$z<0.3$的金属丰度和恒星形成活动之间的反相关。使用使用ProSpect提取的恒星形成历史，我们探索高阶相关的MZR与恒星形成历史的属性，包括年龄，宽度和形状。我们发现，在一个给定的恒星质量，具有较高的金属丰度的星系形成的大部分质量在较短的时间尺度，并在其峰值恒星形成率。这项工作突出了探索星系当前气相金属丰度与其恒星形成历史之间联系的价值，以了解形成MZR的物理过程。
2022-10-25 astro-ph.GA
Metallicities and ages of stellar populations at a high Galactic latitude field
我们提出了一个分析的$UBVRI$数据从选定的地区SA 141。通过应用重新校准的测量紫外线过剩（UVX）的方法，我们近似的丰度和绝对星等的368颗恒星超过1.3平方度的距离超过10千秒差距。与密度分布的约束，从我们以前的光度视差调查，并充分考虑在UVX方法中的金属丰度偏差，我们能够比较的垂直丰度分布，在以前的研究中测量。我们发现，丰度分布有一个潜在的均匀组成部分与以前的光谱结果一致，即一个monastonium厚的磁盘和晕的丰度$[Fe/H]$ = $-$ 0.8和$-$ 1.4，分别。然而，有一些外围数据点可能表明更多富含金属的晕流的污染。银河系恒星星族中不存在垂直丰度梯度，而且可能存在穿插的晕流，这与星系形成的合并模型的预期是一致的。我们发现，我们的UVX方法在探索遥远的星系晕的金属丰度分布的灵敏度有限，由于穷人的约束非常贫金属恒星的$UBV$属性。从宽频带$UBV$光度测定法推导金属丰度对于晕的探索仍然是基本合理的，但需要改进的校准和更好的数据。
2009-02-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Ages and metallicities of stellar clusters using S-PLUS narrow-band integrated photometry: the Small Magellanic Cloud
本研究利用S-PLUS窄带积分光度数据，通过BAGPIPES拟合首次测定了小麦哲伦云中多个星团的年龄和金属丰度，建立了其年龄-金属丰度关系，并确认了年龄梯度但未发现显著金属丰度梯度。
2023-11-30 astro-ph.GA
Photometric metallicities of 0.8 million KiDS stars
本文提出一种基于KiDS和VIKING测光数据的数据驱动算法，结合多源光谱数据训练，估算了约80万颗恒星的金属丰度、有效温度和绝对星等，为银河系结构与化学演化研究提供了大规模星表资源。
2025-02-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
The mass-metallicity relation of high-z type-2 active galactic nuclei
利用高z射电星系（HzRGs）和X射线选择射电宁静活动星系核（AGN）研究了1.2 < z < 4.0的2型活动星系核（AGN）的质量-金属丰度关系（MZR）。我们将斯巴鲁望远镜FOCAS获得的两个射电宁静2型活动星系核的新的静止框架紫外（UV）光谱与现有的静止框架紫外发射线相结合，即，CIV 1549，HeII 1640，和CIII]1909，16个HzRG和另外6个X射线选择的2型活动星系核的样本，其宿主恒星质量已经在文献中估计。我们将我们的样本分成三个恒星质量仓，并计算了CIV 1549/HeII 1640和CIII 1909/CIV 1549的平均发射线通量比。比较观测到的发射线通量比与光电离模型的预测，我们估计窄线区（NLR）金属丰度为每个质量箱。我们发现，在z ~ 3处，NLR金属丰度与2型活动星系核的恒星质量之间存在正相关关系。这是第一个表明活动星系核的金属丰度与它们的宿主有关的迹象，即，恒星质量由于NLR金属丰度和恒星质量遵循类似的关系，在恒星形成星系的MZR在类似的红移，我们的研究结果表明，NLR金属丰度与宿主星系。这项研究强调了除了射电星系外，考虑低质量X射线选择活动星系核的重要性，以探索高红移的NLR的金属丰度特性。
2018-07-24 astro-ph.GA
The DECam MAGIC Survey: Investigating the Jet Stellar Stream with Photometric Metallicities
University of Chicago（芝加哥大学）；Stanford University（斯坦福大学）；University of Washington（华盛顿大学）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）；NSF NOIRLab（美国国家光学-红外天文研究实验室）
利用DECam窄带滤光片获取的光度金属度，结合Gaia DR3自行，识别出213颗喷流流成员候选星，揭示流体形态变化及暗物质子halo影响。
2026-04-16 astro-ph.GA
New Stellar Parameters, Metallicities, and Elemental Abundance Ratios for 311 Metal-Poor Stars
该研究通过改进的模型大气参数和LTE/NLTE分析，重新推导了311颗贫金属星的温度、表面重力、金属丰度及元素丰度，结果与先前小样本研究更一致。
2025-02-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
The importance of preventive feedback: inference from observations of the stellar masses and metallicities of Milky Way dwarf galaxies
矮星系由于强烈的反馈而具有非常低的恒星形成效率。以银河系矮星系为实验室，探索一个灵活的半解析星系形成模型，以了解反馈过程如何塑造银河系卫星星系。使用马尔可夫链蒙特卡罗，我们详尽地搜索了一个大的参数空间的模型和严格的强流出作为主要的反馈机制的一般智慧不能同时解释恒星的质量函数和银河系卫星的质量-金属丰度关系。一个扩展的模型，假设一小部分重子被阻止坍缩成低质量的晕摆在首位，可以准确地限制，同时重现这些观察。这一推论表明，需要两种不同的物理机制来解释这两个不同的数据集。特别是，温和的流出弱晕质量依赖需要解释的质量-金属丰度的关系，并防止重子落入浅引力势的低质量晕（如“预热”）需要解释低恒星质量分数为一个给定的subhalo质量。
2017-08-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Star formation and gas flow history of a dwarf irregular galaxy traced by gas-phase and stellar metallicities
研究矮星系的演化可以提供对系统特征的深入了解，这些系统可以作为大质量星系的组成部分。本文从气相和恒星化学丰度的角度讨论了本星系群NGC 6822中一个矮不规则星系的恒星形成和气体流动（流入和流出）的历史。气相氧丰度，恒星金属丰度分布和气体分数的数据进行比较，在连续的恒星形成和气体流动假设的化学演化模型。如果假设星系是一个封闭的或吸积主导的系统，其中允许陡峭的恒星初始质量函数，可以同时解释观测到的气相氧丰度和气体分数;然而，模型预测的金属丰度分布似乎与观测到的分布不一致，这表明恒星形成，气体流动和/或化学富集比模型假设的更复杂。当假设NGC 6822是一个外流主导的系统时，气相氧丰度和气体分数的观测值可以得到解释，部分模型预测的金属丰度分布在-2.0<[Fe/H]<-0.5的金属丰度范围内也与观测值大致一致。应该注意的是，这个结果并不一定意味着气体的吸积被完全排除。更多的可观测数据，如化学丰度比和详细的建模，可以提供更深入的了解系统的演变。
2019-11-17 astro-ph.GA
Charting the evolution of the ages and metallicities of massive galaxies since z=0.7
中红移星系的恒星星族可以揭示过去80亿年中大质量星系的成长。我们利用IMACS/Magellan对E-CDFS中的~70个星系进行了深层多目标静止坐标光谱学研究，这些星系的红移为0.65<z<0.75，视星等R>22.7，恒星质量>10^{10}Msun。根据以往低红移研究中采用的贝叶斯方法，我们从恒星吸收特征中约束了单个星系的恒星质量、平均恒星年龄和恒星金属丰度。我们的特征的第一次恒星的金属丰度和年龄的依赖恒星质量在z~0.7的所有星系和静止和恒星形成星系分别。整个样本的这些关系与z=0.1的SDSS类似物具有相似的形状，但年龄偏移了-0.28 dex，金属丰度偏移了-0.13 dex，与简单的被动演化不一致。我们发现，没有额外的恒星形成和化学富集所需的z=0.7静止星系演变成今天的静止人口。然而，这必然伴随着一小部分z=0.7 Mstar>10^{11}Msun的恒星形成星系的淬灭，这些星系的金属丰度与静止星系相当，因此增加了年龄的分散，而不影响金属丰度分布。然而，在z=0.7时，大质量恒星形成星系的整个人口的快速淬火将与整个人口的年龄/金属量-质量关系不一致，并且仅与恒星形成星系的金属量分布不一致，这些星系的平均金属含量比当地同行少0.12 dex。这表明至少在一小部分z=0.7的大质量恒星形成星系中存在化学富集。[删节]
2014-04-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Ages and metallicities for quiescent galaxies in the Shapley Supercluster: Driving parameters of the stellar populations
我们使用高信噪比光谱学方法对沙普利超星系团中的232个静止星系样本进行了研究，以探讨它们的恒星星族是如何依赖于速度色散、光度和恒星质量的。样品的速度色散（σ从30-300 km/s）和光度（M_R从-18.7到-23.2）范围很大。年龄、总金属丰度（Z/H）和α-元素丰度比（a/Fe）的估计值来自吸收线分析，使用单爆发模型。年龄，Z/H和a/Fe都与速度色散呈正相关，但我们也发现了显着的剩余趋势与光度：在给定的sigma，较亮的星系更年轻，α含量较少，Z/H较高。从表面上看，这些结果可能表明，恒星星族取决于恒星质量以及速度色散。然而，我们发现，所观察到的趋势可以复制的模型，其中的恒星星族系统地依赖于西格玛，并独立于恒星质量Mstel。对于年龄，观测到的光度相关性的出现是因为年轻星系更亮，在固定的Mstel。对于金属丰度，观测到的光度依赖性的出现是因为富含金属的星系，在固定的质量下，也往往更年轻，因此更明亮。我们发现观测到的光度相关性与年龄~ σ ^[0.40]、Z/H ~ σ ^[0.35]、a/Fe ~ σ ^[0.20]很好地吻合，其斜率与拟合传统标度关系时发现的斜率很接近。我们的结论是，恒星的形成和星系的富集历史主要是由它们的引力势阱的深度。观测到的光度的残差相关并不意味着相应的恒星质量的依赖。
2009-08-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Photometric Metallicities for 367,324 stars of Omega Centauri
Institute for Frontiers in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（北京师范大学前沿天体物理研究所）；School of Physics and Astronomy, Beijing Normal University（北京师范大学物理与天文学院）；Department of Physics and Astronomy, University of Notre Dame（圣母大学物理与天文系）；Joint Institute for Nuclear Astrophysics – Center for the Evolution of the Elements (JINA-CEE)（核天体物理联合中心——元素演化中心）
通过HST光度和MUSE光谱数据，研究omega巨蟹座多人口星团的光度金属度分布，构建包含20778颗巨星和346546颗矮星的金属度目录，发现半光度半径内无显著金属度梯度，且环状结构不明显，表明子群体已充分混合。
2026-04-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
