XMM-Newton high-resolution spectroscopy reveals the chemical evolution of M 87
我们在这里提出了一个巨大的椭圆星系M 87的化学丰度的研究，使用高分辨率的光谱与反射光栅光谱仪在两个深XMM牛顿观测。虽然我们确认了M 87的星际介质（ISM）的双温度结构，但我们也表明，连续的温度分布同样可以很好地描述数据。高的统计数据使我们第一次能够确定碳和氮的相对准确的丰度值。对M 87 ISM中C、N、O和Fe的丰度比与银河系恒星星族中C、N、O和Fe的丰度比的比较表明，核坍缩超新星对M 87 ISM富集的相对贡献明显小于银河系，并表明铁通过Ia型超新星富集ISM与碳和氮富集ISM是平行发生的。这表明M 87中碳和氮的主要来源是低质量和中等质量的渐近巨星分支星。根据热气体中氧与铁的丰度比，我们估计，对M87核内ISM富集有贡献的核坍缩和Ia型超新星的相对数量分别约为60%和40%。铁和氧的空间分布是不同的。虽然氧丰度分布是平坦的，但铁丰度在核心中达到峰值，并且在仪器的~4'宽视场中具有梯度，这表明核心塌陷超新星的早期富集和Ia型超新星的持续贡献。
2006-08-08 astro-ph
Formation of metal-poor gaseous halo in gas-rich galaxy mergers
为了探索椭圆星系中观测到的星际介质晕的基本化学性质的起源，我们数值研究了富气盘-盘星系合并过程中星际介质的化学动力学演化.本化学动力学研究的主要结果有以下三个。(1)由富气并合形成的椭圆星系表现出陡峭的负ISM金属丰度梯度，特别是在星系的外部。其根本原因是，ISM的化学演化进行在这样一个不均匀的方式，在合并的中心部分，金属富集的ISM是更有效的，由于径向流入的金属富集的ISM在耗散星系合并，而在外部部分，金属富集是不太有效的，由于大量的金属富集的ISM潮汐剥离合并。这一结果为最近ASCA揭示的椭圆晕气态金属丰度梯度的起源提供了线索。(2)由于并合过程中ISM的不均匀化学演化，一些并合遗迹的平均气态金属丰度明显小于恒星平均气态金属丰度。合并遗迹中恒星和气态金属丰度的差异程度取决于化学混合长度、星系质量和超新星反馈的有效性。(3)由多次合并形成的椭圆星系比由对合并形成的椭圆星系更可能具有贫金属的气体晕成分和陡峭的气体金属丰度梯度。这主要是因为在多次合并中，更大量的金属含量较低的ISM可以更有效地从星系中潮汐剥离。
1998-04-18 astro-ph
Metal-poor halo stars as tracers of ISM mixing processes during halo formation
我们引入了一个随机晕形成模型来计算晕的早期星际介质的化学富集。相反，1区的化学演化模型，我们能够解决本地的不均匀性在ISM所造成的单核心坍缩超新星。这些不均匀性导致了贫金属恒星中不同的元素丰度模式，这可以被看作是金属丰度[Fe/H] < 2.0的晕星丰度的分散。晕的早期化学演化经历了不同的富集阶段：当[Fe/H] <-3.0时，晕的ISM是非混合的，主要是由单个核塌缩超新星事件引起的局部不均匀性。当金属丰度[Fe/H] >-2.0时，晕ISM混合较好，显示出元素丰度模式在初始质量函数上的积分。在-3.0 < [Fe/H] < -2.0的范围内，发生从未混合的ISM到充分混合的ISM的连续转变。对于某些元素（Si，Ca，Eu），在贫金属晕星的观测中看到的元素-铁比[El/Fe]的分散可以重现。其他元素的恒星产额预测的散射，与观测相比，太大（O，Mg）或太小（Ni）。Cr和Mn表现出下降的趋势，较低的金属丰度，这不能解释的金属丰度独立的产量，只要喷出物与星际介质的混合不依赖于祖质量。这表明需要修订的，自洽的核心崩溃SN产量。
2000-02-14 astro-ph
Metal enrichment in galactic winds
观测提供了星系际介质（IGM）中存在金属的证据。在星系形成的标准场景中，负责将氢和氦转化为更复杂原子的恒星不会在星系外形成。超新星驱动的风及其相关的反馈被认为是解释IGM富集的可能解决方案。事实证明，在湍流的星际介质（ISM）中对超新星爆炸进行适当的建模是一项艰巨的任务。最近的进展已经获得了使用多相的方法来解决的ISM的热状态，加上一些额外的食谱来考虑超新星的动力学效应的银河系气体。在这里，我们简要地描述我们的实施超新星反馈的RAMSES代码，并将其应用到各种质量和角动量的孤立星系的形成和演化。我们已经探索了在什么条件下，银河风可以发展，如果只考虑恒星形成的静态模式。我们还描述了在IGM中扩散的气体外流中金属丰度的分布和演化。
2006-11-14 astro-ph
The Physical Conditions and Metal Enrichment of Low-Redshift Interstellar and Intergalactic Media: The Benefits of High-Resolution Ultraviolet Spectra
为了强调低z类星体吸收线研究的高光谱分辨率的价值，我们简要介绍了空间望远镜成像光谱仪中阶梯光栅数据，演示了如何增加分辨率导致显着改善线测量。我们表明，即使R = lambda/Delta lambda = 20，000是不够的一些测量。分辨率越高越好，但是R ~ 50，000对于许多关于IGM和星系ISM的悬而未决的问题是足够的，这些问题可以使用类星体吸收线来探测。
2003-07-11 astro-ph
HI metal enrichment from massive star--forming regions: sudden or delayed?
现在可以对ISM进行从热相到分子相的多相研究。HI和HII在恒星-形成气体丰富的星系似乎表现出其金属成分的差异，在这个意义上，HII是不太丰富的氮，氩和可能的氧比HII电离气体。这一观察证据需要在更大的样本上得到证实，但仍然很难解释。我们回顾了一些可能的解释。另一方面，如果金属在高温气体中停留很长时间，它们可能最终冷却下来并与原始的星际介质混合，而不是被驱逐到星系际介质中。
2003-09-29 astro-ph
A Chandra View of the Normal SO Galaxy NGC 1332: II: Solar Abundances in the Hot Gas and Implications for SN Enrichment
我们提出了光谱分析的漫发射在正常的，孤立的，温和的Lx S0 NGC 1332，约束ISM的温度分布和金属丰度。点源总体和引力物质的特征在两篇配套论文中讨论。扩散发射包括热气体，具有~等温温度分布（~0.5 keV），以及来自未分辨点源的发射。与许多星系团和星系团的冷核相比，我们发现了一个小的中心温度峰。我们得到了几个关键元素：Fe，O，Ne，Mg和Si在20 kpc内的发射加权丰度约束。测得的铁丰度（Z_Fe = 1.1太阳单位;> 0.53在99%的置信度）强烈排除了非常亚太阳值通常在历史上报告的早期类型的星系，但同意最近的观测更明亮的星系和集团。其它元素相对于Fe的丰度比也很接近太阳能，但Z_o/Z_Fe明显较低（<0.4）。如此低的O丰度是不能用Ia型和II型超新星的ISM富集的简单模型来预测的，可能表明原始超新星的重要贡献。重访钱德拉观测的中等Lx，孤立的椭圆NGC 720，我们得到类似的丰度限制。采用标准SNIa和SNII金属产额，我们的丰度比约束意味着NGC 1332和NGC 720中分别有73 +/-5%和85 +/-6%的Fe富集来自SNIa。虽然这些结果是敏感的相当大的系统的不确定性，在SNe产量，他们是在更大规模的系统的观测很好的协议。这两个中等Lx早型星系揭示了一致的模式，从集群规模的中等Lx/Lb星系的金属富集。（节略）
2004-08-30 astro-ph
3D Simulations of the ISM pollution by SNII and SNI in dwarf spheroidal galaxies
本文首次对矮球状星系恒星形成过程中的星际介质演化进行了三维流体模拟。恒星的形成被认为是发生在一个序列的瞬时爆发分离的静止期。不同的模型是通过改变爆发的数量和强度来制造的，这样形成的恒星的最终质量保持不变。我们遵循ISM的浓缩，同时考虑到Ia型和II型超新星的贡献。我们的模型的目的是找到一个恒星形成的历史兼容的恒星年龄和金属在这样的星系中观察到的传播，并重现所观察到的质量-金属丰度关系。
2005-05-02 astro-ph
Effects of metal enrichment and metal cooling in galaxy growth and cosmic star formation history
利用宇宙学流体动力学模拟方法，对金属富集和金属冷却对星系形成和宇宙恒星形成（SF）历史的影响进行了数值研究。我们发现，在有金属冷却的模拟中，与无金属冷却的模拟相比，（1）宇宙星形成率（SFR）在z=1和3处分别提高了50%和20%，（2）星系中气体的质量分数降低了;（3）重子总质量函数（气体+恒星）在z=3时没有显著差异，但在z=1时相对大质量星系的数量有所增加;（4）星系际介质（IGM）的重子质量分数在z<3时由于更有效的冷却和气体吸积而降低。我们的研究结果表明，金属冷却通过两种不同的机制促进星系的生长：（1）提高局部星际介质（ISM）中的SF效率，（2）增加星系对IGM的吸积。前一个过程在宇宙历史的大部分时间里都是有效的，而后一个过程只在z<3时有效，此时IGM由于反馈而被金属充分富集。
2008-12-11 astro-ph
Chemical Enrichment from Massive Stars in Starbursts
温暖的电离气体在低质量，贫金属的恒星形成星系是化学均匀的，尽管流行的大型H II地区，其中包含数百个演化的大质量恒星，超新星，沃尔夫-拉叶星与化学富集风。含有大量沃尔夫-拉叶星的星系在化学上与其他活跃的恒星形成星系无法区分。此外，没有显着的局部化学波动存在于附近的年轻星团，尽管大质量恒星的化学产额大。对大质量恒星喷出物的释放、分散和混合进行特别的微调可能会导致观察到的均匀性，但更可能的解释是，来自大质量恒星的新鲜喷出物处于难以观察的热或冷阶段。在任何情况下，观察到的化学均匀性表明，已经与温暖的星际介质混合的重元素（因此可以通过光谱学）均匀地分散在超过1千秒差距的尺度上。新鲜喷出物与周围温暖的ISM混合所需的时间显然比典型的H II区的寿命长（>10^7年）。缺乏观测到的局部化学富集与这样一种情景相一致，即来自大质量恒星的新合成金属在冷却和“雨”回到星系之前被超新星驱动的风以10^6 K的高温阶段驱逐到星系的晕中，在>1 kpc的空间尺度上逐渐富集。
1999-01-20 astro-ph
The feedback of massive stars on the ISM: XMM-Newton view of the LMC superbubble N51D
N51 D（= DEM L 192）乍看上去是一个近似圆形、直径120 pc的电离气体泡，围绕着LMC OB缔合LH 54。更深入的观察揭示了一个复杂的纤维网和径向膨胀的偏差。使用以N51 D为中心的深XMM-牛顿X射线指向，我们发现扩散的软X射线发射气体填充了整个超级气泡，如H-α细丝所描绘的。与最近对银河风的发现相反，H-α和X射线表面亮度之间的相关性并不好。这种弥漫气体的X射线光谱不能与大麦哲伦星云的丰度模式相吻合，但至少意味着氧和氖的过剩，这与最近从II型超新星中富集的情况一致。一些迹象表明，增强混合在最明亮的区域的H-α壳和开始外流的热气体也被检测到。
2002-11-15 astro-ph
Star Formation and Metal Production as a Function of Redshift: The Role of the Multi-Phase ISM
我们提出了模型的宇宙学恒星形成和金属生产历史的（原）星系具有不同的轴比。更大质量和/或大致球形的系统达到过渡到多相星际介质的阈值金属丰度比质量较小，更扁平的系统更早。因此，更扁平、质量更低的系统开始以更小的红移活跃地形成恒星。一个自然的解释是发现在整体的鲁棒性的星际介质对完全驱逐（吹走）在高的总质量，并在防止金属富集在外部地区由于轴向外流沿对称轴的非球形原星系（吹出）。我们认为，在高红移观测到的球状系统的优势，例如在哈勃深场，是由于这种效应：在z>2，圆形（原）星系与总（暗+重子）质量为~ 10 ^11 M_o和/或类似质量的扁平系统的内部球状核维持着多相星际介质，因此恒星形成率很高，其大小取决于系统中重子物质的比例。相反，在z~1-2处观测到的宇宙学金属生产率的峰值与低质量球状体的恒星形成时期以及大质量原星系盘的恒星形成时期相吻合。
1997-03-18 astro-ph
Probing the ISM Near Star Forming Regions with GRB Afterglow Spectroscopy: Gas, Metals, and Dust
通过分析余辉光谱中发现的阻尼Lya系统，研究了高z伽马射线暴（GRB）周围星际介质的化学丰度。这些GRB-DLAs的特征是大HI柱密度N（HI）和金属丰度[M/H]，范围从1/100到接近太阳，中值[M/H]>-1。大多数GRB-DLA的[M/H]值超过z>2时原子气体的宇宙平均金属丰度，即如果有任何变化的话，GRB-DLA偏向于更大的金属丰度。我们还观察到：（i）大的[Zn/Fe]值（>+0.6）和太阳下的Ti/Fe比，这意味着存在着显著的差异亏损;（ii）大的a/Fe比，表明大质量恒星的核合成富集;（iii）低的C^0/C^+比（<10^{-4}）。从数量上看，观测到的气体的耗尽水平和C^0/C^+比率并不是银河ISM中冷而致密的HI云的特征。我们认为GRB-DLAs代表了GRB附近的ISM，而不是直接位于GRB附近的气体（例如其分子云或拱星物质）。我们将这些观测结果与DLAs干预背景类星体（QSO-DLAs）进行了比较。GRB-DLAs比类星体DLAs具有更高的N（HI）值、更高的α/Fe和Zn/Fe比值，以及更高的金属丰度。我们认为，这些差异主要是由于在ISM的银河系中心的半径依赖的差异：GRB-DLAs优先探测密度更大，更耗尽，更高的金属丰度gaslocated在内部几个千秒差距，而类星体-DLAs更有可能相交的密度较小，不太丰富，星系的外部区域。最后，我们调查尘埃遮蔽是…
2007-03-26 astro-ph
Cosmic evolution of metal densities: the enrichment of the Inter-Galactic Medium
利用不同形态类型星系的化学光度模型，我们对球状和矮不规则星系的元素产生历史进行了详细的研究。球状星系在早期经历了一个强烈的恒星形成期。在矮不规则星中，SFR以低的状态但连续地进行。这两种类型的星系通过星系风使IGM富含金属。我们假设星系数密度是固定的，并归一化为在局部宇宙中观测到的光学光度函数的值。我们的模型使我们能够详细研究锁定在球状体和矮不规则星，在ISM和喷射到IGM的金属馏分如何随着宇宙时间的变化。通过放松瞬时回收近似，并考虑到恒星的寿命，我们第一次研究了化学丰度比在IGM的演变，并比较了我们的预测与一组由不同作者的观察。我们的研究结果表明，IGM富集的大部分是由于球体，与矮不规则星系起着微不足道的作用。我们的预言大体上解释了IGM在高红移时观测到的[O/H]，但高估了[C/H]。此外，似乎很难重现在高红移IGM中观察到的丰度比。文中讨论了一些可能的解释。这是第一次尝试研究丰度比的IGM详细的化学演化模型，考虑到恒星的寿命。采用我们的化学演化处方的数值模拟可能有助于提高我们对IGM化学富集的理解。
2006-03-21 astro-ph
Feedback and metal enrichment in cosmological SPH simulations - II. A multiphase model with supernova energy feedback
在星系形成的光滑粒子流体动力学模拟中，我们提出了一种新的处理多相星际介质的方案。该方案可以表示冷和热ISM分量的共空间混合，并且没有尺度相关参数。因此，它特别适合于宇宙学结构形成的研究，其中具有广泛质量的星系同时形成。我们还提出了新的算法的能量和重元素注入超新星，并表明，这些计划可以重现几个重要的观察到的星系演化的影响。在坍缩系统和静止星系中，我们的代码都可以再现气体表面密度和恒星形成表面密度之间的肯尼库特关系。在这两种情况下产生强烈的金属增强风的质量损失的比率，恒星形成这是类似的观察。这导致了恒星形成活动的自我调节周期。反馈的总体影响取决于星系质量。在大质量星系中，恒星的形成最多被抑制几个因素，但在低质量系统中，这种影响可能要大得多，使恒星的形成具有偶发性和突发性。假设反馈中可用的能量分数越大，流出的质量越大，最终恒星质量越低。来自形成盘的风垂直于盘平面准直，达到1000 km/s的速度，并有效地将金属运输出星系。在我们理想化的星系中，从最小质量到最大质量，渐近未束缚的重子比例从> 95%下降到~ 30%，但所有金属的比例都超过60%，无论质量如何。这样的风可能会使星系间介质浓缩到可观测的水平。
2006-08-23 astro-ph
Detection of Magnesium-Rich Ejecta in the Middle-Aged Supernova Remnant N49B
大麦云中的中年超新星遗迹（SNR）N49 B是由{ \it钱德拉X射线天文台}观测到的。{ \it Chandra}的卓越角分辨率解决了SNR上X射线发射灯丝的复杂结构。所有观察到的功能是软（$E <$ 3千电子伏），我们没有发现任何证据点样或扩展硬发射的SNR内。存在来自O、Ne、Mg、Si、S和Fe的光谱线。检测到的元素物种和空间分辨光谱分析的等效宽度图像显示的SNR内的镁丰富的喷出物的存在。我们没有发现这样的富集在O或Ne，这可能反映了核合成过程的细节或加热和冷却的喷出物，因为它演变。明亮的周向细丝是来自受冲击的致密星际介质（ISM）的发射。我们探测到微弱的弥漫X射线辐射，它向西和东南方向延伸到X射线亮丝之外。这些特征似乎是爆炸波冲击波阵面扩展到投影中看到的ISM的低密度部分。我们设置了一个上限的$\sim$ $2\times 10^{33}$ ergs $^{-1}$上的0.5 $-$ 5 keV波段X射线光度的任何嵌入式紧凑型对象。
2003-06-16 astro-ph
X-ray Absorption Spectroscopy of the Multi-phase Interstellar Medium: Oxygen and Neon Abundances
X射线吸收光谱技术为确定星际介质各相态的金属丰度提供了一个潜在的强有力的工具。我们提出了一个案例研究的视线朝向4U 1820-303（银河系坐标l，b=2.79，-7.91和7.6千秒差距），根据钱德拉光栅观测。OI，OII，OIII，OVII，OVIII和NeIX K α吸收线的检测使我们能够通过银河系盘的大部分测量ISM的中性，热电离和热相的原子柱密度。通过与21厘米氢辐射和脉冲星色散测量沿同一视线的比较，我们估计在中性和总电离阶段的平均氧丰度为0.3（0.2，0.6）和2.2（1.1，3.5）Anders & Grevesse（1989）太阳值的单位。这种显着的氧丰度差异显然是分子/尘埃颗粒破坏和最近的金属富集在温暖的电离和热阶段的结果。我们还从氖的吸收边测量了氖的柱密度，得到中性加暖电离气体的Ne/O比为2.1（1.3，3.5）太阳能。考虑到分子和尘埃颗粒中所含的预期氧，Ne/O比将降低约1.5倍。从联合分析的OVII，OVIII，和NeIX线，我们得到的热相的Ne/O丰度比为1.4（0.9，2.1）太阳能，这是不敏感的吸收线建模中假设的准确的温度分布。因此，这些可比较的高温和低温气体的ISM Ne/O比远小于最近从类太阳恒星的日冕发射中推断的值（2.85+-0.07; 1 σ）（Drake & Testa 2005）。（节略）
2005-12-19 astro-ph
