We present radial velocities, equivalent widths, model atmosphere parameters, and abundances or upper limits for 53 species of 48 elements derived from high resolution optical spectroscopy of 313 metal-poor stars. A majority of these stars were selected from the metal-poor candidates of the HK Survey of Beers, Preston, and Shectman. We derive detailed abundances for 61% of these stars for the first time. Spectra were obtained during a 10-year observing campaign using the Magellan Inamori Kyocera Echelle spectrograph on the Magellan Telescopes at Las Campanas Observatory, the Robert G. Tull Coude Spectrograph on the Harlan J. Smith Telescope at McDonald Observatory, and the High Resolution Spectrograph on the Hobby-Eberly Telescope at McDonald Observatory. We perform a standard LTE abundance analysis using MARCS model atmospheres, and we apply line-by-line statistical corrections to minimize systematic abundance differences arising when different sets of lines are available for analysis. We identify several abundance correlations with effective temperature. A comparison with previous abundance analyses reveals significant differences in stellar parameters, which we investigate in detail. Our metallicities are, on average, lower by approx. 0.25 dex for red giants and approx. 0.04 dex for subgiants. Our sample contains 19 stars with [Fe/H] < -3.5, 84 stars with [Fe/H] < -3.0, and 210 stars with [Fe/H] < -2.5. Detailed abundances are presented here or elsewhere for 91% of the 209 stars with [Fe/H] < -2.5 as estimated from medium resolution spectroscopy by Beers, Preston, and Shectman. We will discuss the interpretation of these abundances in subsequent papers.

The globular cluster M15 is unique in its display of star-to-star variations in the neutron-capture elements. Comprehensive abundance surveys have been previously conducted for handfuls of M15 red giant branch (RGB) and red horizontal branch (RHB) stars. No attempt has been made to perform a single, self-consistent analysis of these stars, which exhibit a wide range in atmospheric parameters. In the current effort, a new comparative abundance derivation is presented for three RGB and six RHB members of the cluster. The analysis employs an updated version of the line transfer code MOOG, which now appropriately treats coherent, isotropic scattering. The apparent discrepancy in the previously reported values for the metallicity of M15 RGB and RHB stars is addressed and a resolute disparity of Δ(RHB − RGB) ≈ 0.1 dex in the iron abundance was found. The anti-correlative behavior of the light neutron-capture elements (Sr, Y, Zr) is clearly demonstrated with both Ba and Eu, standard markers of the s- and r-process, respectively. No conclusive detection of Pb was made in the RGB targets. Consequently for the M15 cluster, this suggests that the main component of the s-process has made a negligible contribution to those elements normally dominated by this process in solar system material. Additionally for the M15 sample, a large Eu abundance spread is confirmed, which is comparable to that of the halo field at the same metallicity. These abundance results are considered in the discussion of the chemical inhomogeneity and nucleosynthetic history of M15.

We report results from a survey of Mg ii absorbers in the spectra of background quasi-stellar objects (QSOs) that are within close angular distances to a foreground galaxy at z < 0.5, using the Magellan Echellette Spectrograph. We have established a spectroscopic sample of 94 galaxies at a median redshift of 〈z〉 = 0.24 in fields around 70 distant background QSOs (zQSO > 0.6), 71 of which are in an "isolated" environment with no known companions and located at ρ ≲ 120 h−1 kpc from the line of sight of a background QSO. The rest-frame absolute B-band magnitudes span a range from MB − 5log h = −16.4 to MB − 5log h = −21.4 and rest-frame BAB − RAB colors range from BAB − RAB ≈ 0 to BAB − RAB ≈ 1.5. Of these "isolated" galaxies, we find that 47 have corresponding Mg ii absorbers in the spectra of background QSOs and rest-frame absorption equivalent width Wr(2796) = 0.1–2.34 Å, and 24 do not give rise to Mg ii absorption to sensitive upper limits. Our analysis shows that (1) Wr(2796) declines with increasing distance from "isolated" galaxies but shows no clear trend in "group" environments; (2) more luminous galaxies possess more extended Mg ii absorbing halos with the gaseous radius scaled by B-band luminosity according to Rgas = 75 × (LB/LB*)(0.35 ± 0.03) h−1 kpc; (3) there is little dependence between the observed absorber strength and galaxy intrinsic colors; and (4) within Rgas, we find a mean covering fraction of 〈κ0.3〉 ≈ 70% for absorbers of Wr(2796) ⩾ 0.3 Å and 〈κ0.1〉 ≈ 80% for absorbers of Wr(2796) ⩾ 0.1 Å. The results confirm that extended Mg ii absorbing halos are a common and generic feature around ordinary galaxies and that the gaseous radius is a fixed fraction of the dark matter halo radius. The lack of correlation between Wr(2796) strength and galaxy colors suggests a lack of physical connection between the origin of extended Mg ii halos and recent star formation history of the galaxies. Finally, we discuss the total gas mass in galactic halos as traced by Mg ii absorbers. We also compare our results with previous studies.

High-dispersion observations of the Na i D λλ5890, 5896 and K i λλ7665, 7699 interstellar lines, and the diffuse interstellar band at 5780 Å in the spectra of 32 Type Ia supernovae are used as an independent means of probing dust extinction. We show that the dust extinction of the objects where the diffuse interstellar band at 5780 Å is detected is consistent with the visual extinction derived from the supernova colors. This strongly suggests that the dust producing the extinction is predominantly located in the interstellar medium of the host galaxies and not in circumstellar material associated with the progenitor system. One quarter of the supernovae display anomalously large Na i column densities in comparison to the amount of dust extinction derived from their colors. Remarkably, all of the cases of unusually strong Na i D absorption correspond to "Blueshifted" profiles in the classification scheme of Sternberg et al. This coincidence suggests that outflowing circumstellar gas is responsible for at least some of the cases of anomalously large Na i column densities. Two supernovae with unusually strong Na i D absorption showed essentially normal K i column densities for the dust extinction implied by their colors, but this does not appear to be a universal characteristic. Overall, we find the most accurate predictor of individual supernova extinction to be the equivalent width of the diffuse interstellar band at 5780 Å, and provide an empirical relation for its use. Finally, we identify ways of producing significant enhancements of the Na abundance of circumstellar material in both the single-degenerate and double-degenerate scenarios for the progenitor system.