The effect of mixing on metallicity gradients in the ICM
一般认为，大多数星系团都有冷却流，其中中心的辐射冷却导致缓慢的流入。然而，钱德拉和XMM最近的观测结果与预测的冷却流率相冲突。有人认为，位于星系团中心的射电喷流可以帮助减少冷气的沉积。射电喷流使热射电等离子体的空腔膨胀，这些空腔穿过星系团的大气层上升，从而搅动星系团内的介质。在这封信中，它是调查是否这种情况是一致的，已观察到的核心集群的金属丰度梯度明显。
2002-04-05 astro-ph
Deuterium chemistry in the primordial gas
我们回顾和更新后重组宇宙中氘化学的一些方面，特别强调HD的形成和破坏。我们详细研究了可用的理论和实验数据的领先反应的氘化学和我们强调的领域，在确定速率系数的改进是必要的，以减少剩余的不确定性。我们讨论了HD的冷却特性和宇宙辐射场的存在对标准冷却函数的修改。最后，我们考虑了氘化学对原始云在一个简单的“顶帽”方案中的动力学崩溃的影响，我们推测了云必须具有的最小质量，以便能够在哈勃时间内冷却。
2002-02-18 astro-ph
Uncertainties in H2 and HD Chemistry and Cooling and their Role in Early Structure Formation
在低温下，原始气体中的主要冷却剂是分子氢，H2。最近的研究表明，原始气体不是在引力作用下坍缩，而是从最初的电离状态冷却下来，形成氘化氢HD，其量足以将气体冷却到宇宙微波背景的温度。这种额外的冷却可以减少引力碎片的特征质量，并可能导致第III星族恒星特征质量的变化。由于原子和分子数据对宇宙学问题的重要性，我们评估了几个迄今为止被忽视的化学和辐射过程：低温H2冷却速率对正-H2与仲-H2的比率的敏感性，通过与H碰撞激发的H2的低温冷却速率的不确定性，通过与H+和e-碰撞激发的H2的冷却效果，以及负责确定气体中H2分数的几个反应的速率的大的不确定性。我们发现，最重要的被忽视的过程是激发H2的碰撞与质子和电子。这在早期更快地冷却气体，因此在后期形成较少的H2和HD。这一事实，以及这里提出的几个化学不确定性，显着影响气体的热演化。我们预计，这可能会导致明确的差异，在未来详细的三维研究的第一结构形成。最后，我们表明，虽然气体的热演化在原则上是敏感的邻-对位比，在实践中的标准假设的3：1的比例产生的结果，几乎是无法区分的，从那些产生的更详细的治疗。（节略）
2008-03-12 astro-ph
Cosmological Hydrodynamics with Multi-Species Chemistry and Nonequilibrium Ionization and Cooling
本文发展了一种求解膨胀FLRW宇宙中非平衡、自洽流体力学方程组的多组分化学反应流的方法。该方法是基于后向差分格式所需的稳定性，当求解刚性方程组，并设计为有效的三维计算，而不牺牲精度。总共解决了28个动力学反应，包括以下九个独立物种的碰撞和辐射过程：H，H+，He，He+，He++，H-，H2+，H2和e-。该方法确定这些反应（涉及H-和H2+）发生在最短的时间尺度上，将它们从网络的其余部分解耦，并在典型的宇宙动力学时间内以良好的精度施加平衡浓度。我们的代码的几个测试，包括辐射冲击波，宇宙片，守恒约束，并完全三维模拟CDM宇宙学的演变，我们比较我们的方法时，得到的结果包装常规LSODAR取代我们的算法。
1996-08-09 astro-ph
Interstellar Chemistry: Radiation, Dust and Metals
概述了在辐射、金属丰度和尘埃表面反应的影响下原始系统中发生的化学过程。结果发现，辐射反馈效应不同的UV和X射线光子在任何金属，与分子的存活相当好的X射线照射下。因此，星暴和活动星系核由于其致密的分子气体而具有完全不同的冷却能力。冷分子相的存在强烈依赖于金属丰度。强烈的宇宙射线辐射（大于银河系辐射值的100倍）迫使大部分CO气体进入中性碳。尘埃对于H2和HD的形成非常重要，在金属丰度为10^-4-10^-3的太阳系中，电子丰度低于10^-3。
2008-08-01 astro-ph
Star formation at very low metallicity. II: On the insignificance of metal-line cooling during the early stages of gravitational collapse
我们研究的影响，低水平的金属富集的冷却和崩溃的电离气体在小的原星系晕使用三维，平滑粒子流体动力学模拟。我们的初始条件代表了在化石HII区域内形成的原星系--一个先前电离的HII区域，还没有时间冷却和重组。在宇宙学再电离之前，这样的区域应该是相对常见的，因为可能的电离源的特征寿命明显短于哈勃时间。我们表明，在这些区域中，H_2是占主导地位的和最有效的冷却剂，这是H_2的形成量，决定了气体是否可以崩溃和形成恒星。在低金属丰度下（Z < 10^{-3} Z_sun）被认为与星族III向星族II早期恒星形成的转变有关，金属线冷却对低密度气体演化的影响几乎可以忽略不计，与密度低于1 cm^{-3}的无金属情况相比，气体的密度和温度变化小于1%温度超过2000 K尽管有证据表明，金属线冷却在更高的密度下变得更有效，但我们发现，在低于我们的下沉粒子产生阈值（n = 500 cm^{-3}）的任何密度下，与无金属情况下的行为没有显著差异。金属丰度的增加也增加了金属线冷却的重要性，但它不会显着影响低密度气体的动力学演化，直到Z = 0.1 Z_sun。无论是否存在紫外背景，该结果都成立。
2007-03-28 astro-ph
Metallicity Gradients in X-ray Clusters of Galaxies
本文给出了BeppoSAX卫星观测到的17个富星系团样品的金属丰度分布图。我们发现，8个非冷却流团具有平坦的金属丰度分布。相反，一个强大的增强丰度被发现在冷却流集群的中心区域。所有的非冷却流集群目前的证据表明，最近的合并活动，合并事件有效地重新分配的金属含量的集群内介质。对于具有更好统计数据和可用光学数据的冷却流星系团（A85，A496，A2029和英仙座），我们已经测试了所观察到的丰度过剩是否是由于位于星系团核心的星系喷射的金属。我们发现，在分辨率> 100 kpc的观测到的投影丰度过剩的配置文件是一致的起源于一个去投影的金属过剩分布跟踪的光学光分布。在一种情况下（即英仙座）与更高的分辨率（~ 50千秒差距），我们发现，观察到的金属丰度过剩分布比预测的更广泛。如果我们假设金属已经从它们的母喷射星系漂移了几十kpc，或者，如果我们假设由于自上次主要合并发生以来中央主导星系团的形成过程，星系团的光分布已经变得更加中心化，那么这种差异就可以调和。
2000-12-11 astro-ph
Metallicity effects in Photon Dominated Regions: Clumpy clouds
一些星系，如矮星系和不规则星系以及外星系云的金属丰度很低。在低金属丰度下，尘埃和重元素的减少对分子区域中气体的化学以及加热和冷却起着重要作用，称为光子主导区域（PDR）。在这里，我们提出了减少金属在PDR的影响，并研究了重要的PDR冷却线（[CII]，[CI]和CO）。此外，许多观测证据表明，分子云是clusional。我们从星系的分子发射模型纳入质谱的团块。我们还比较了我们的结果与Bolatto等人（1999）的半解析结果。
2003-02-17 astro-ph
Chemistry and Star Formation in the Host Galaxies of Type Ia Supervovae
通过对57个Ia型超新星宿主星系积分光谱的分析，研究了环境对Ia型超新星性质的影响。我们推断从光谱的金属丰度，目前的恒星形成率，恒星形成的历史的主机和比较这些超新星的下降率。此外，我们比较主机属性的哈勃残差为每个SN。我们的研究结果表明，在高金属丰度的螺旋星系主机暗淡的Ia型超新星的方向统计上不显著的相关性。然而，我们提出的定性证据表明，祖先年龄比金属丰度更可能是超新星峰值光度变化的来源。我们没有发现超新星下降率与宿主星系绝对B星等和当前/过去宿主星系恒星形成率之间的相关性。超新星哈勃残差和宿主星系金属丰度之间存在微弱的相关性。最后，我们通过比较两个更大的，更一般的星系分布使用Kolmogorov-Smirnov测试的环境属性分布的特点Ia型超新星宿主星系。结果表明，宿主星系的金属丰度分布与NFGS和SDSS星系的金属丰度分布相似。在NFGS和SDSS中，观察到SN Ia的绝对B星等分布和恒星形成历史与相应的星系分布之间的显着差异。其中之一是一个突然的上限观察到的分布中的恒星形成的历史的宿主星系样本表明一个Ia型超新星的特征延迟时间的下限约为2.0 Gyrs。其他分布的差异进行了调查，并对超新星性质的影响进行了讨论。
2005-08-08 astro-ph
Giant cavities, cooling and metallicity substructure in Abell 2204
我们目前的结果，从深钱德拉和XMM牛顿观测的放松X射线发光星系团阿贝尔2204。我们在不同距离尺度上探测到了团内介质中的金属丰度不均匀性，从中心含有数倍于10^7兆太阳的铁的~12 kpc增强区到半径为400 kpc的区域，超过了数倍于10^9兆太阳。从X射线图像中减去平均表面亮度分布图，得到星团北部和南部的两个表面亮度凹陷。它们的形态与在团簇核心中观察到的空洞相似，但它们的半径分别为240 kpc和160 kpc，总焓为2 × 10^62 erg。如果它们是化石射电泡，那么它们的浮力时标意味着总的机械加热功率为5 × 10^46 erg/s，这是已知的最大的射电泡加热功率。更有可能的是，它们是过去许多泡沫累积的结果。从能量上讲，这是更可行的，因为这些区域的焓可以在大约2 Gyr的时间内对抗该集群中500 kpc半径的X射线冷却。星团的核心还含有5 ~ 7个半径约为4kpc的表面亮度凹陷，这些凹陷与观测到的射电辐射无关。如果它们是由原子核产生的气泡，它们太小了，无法平衡核心中一个数量级的冷却。然而，如果无线电轴接近视线，投影效果可能会掩盖更多的正常气泡。使用RGS光谱，我们检测到FeXVII线。光谱拟合显示温度低至~0.7 keV;因此，集群显示的X射线温度范围至少为15倍。低温气体的量与65 Msun/yr的质量沉积速率一致。
2008-11-05 astro-ph
Critical Metallicity and Fine-Structure Emission of Primordial Gas Enriched by the First Stars
第一颗恒星对第二代高红移天体形成的影响，可能部分取决于其周围气体的金属富集。在临界金属丰度Zcrit下，原始气体通过CII（157.74 μ m）、OI（63.18 μ m，145.5 μ m）、SiII（34.8 μ m）和FeII（25.99 μ m，35.35 μ m）的精细结构线比通过HI或H2发射更有效地冷却。这种冷却可能会改变分裂成更小单元的过程。我们研究了原始气体的冷却随时间的变化，这些气体富含早期大质量恒星的重元素，特别是O，Si和Fe。我们将Zcrit定义为当金属加H2的总冷却速率等于绝热压缩加热时的点。我们探讨了两种金属丰度方案：（1）所有重元素的单一金属丰度方案;（2）由理论超新星产额计算的单个金属丰度方案（Z_C，Z_O，Z_Si，Z_Fe）。对于含有相对太阳丰度的金属的致密气体[n > 10^3 cm^（-3）]，碎裂发生在Zcrit ~ 10^（-3.5）Z_sun处。然而，对于密度较低的气体[n = 1-100 cm^（-3）]，特别是在富含Si、O和Fe的晕中，我们发现Zcrit = 0.1- 1%Zsun。临界金属丰度接近最小值，在高n设置有效的LTE冷却，与热化水平人口的精细结构状态和H2旋转状态（J = 2和J = 3）。在200 K时，在红移的精细结构谱线中可以探测到10^8兆太阳的原始云，其远红外通量在10^-22和10^-21 W/m^2…
2005-09-05 astro-ph
The Effects of Metallicity and Grain Size on Gravitational Instabilities in Protoplanetary Disks
观测研究表明，在恒星周围发现气体巨行星的可能性随着恒星的金属丰度而增加。我们最新的模拟磁盘经历重力不稳定性（GI）与现实的辐射冷却表明，原行星盘与较低的金属通常冷却得更快，从而显示出更强的整体GI活动。更重要的是，在我们的模拟中，全球冷却时间太长，磁盘碎片不会发生，磁盘不会碎片成密集的原行星团块。我们的研究结果表明，通过盘的不稳定性直接形成气态巨行星形成不太可能是产生大多数观测到的行星的机制。尽管如此，地理标志可能仍然发挥了重要的作用，在一个混合的情况下，与观察到的金属丰度趋势，地理标志创建的结构加速核心吸积行星形成兼容。
2006-04-13 astro-ph
Chemistry and Kinematics in the Solar Neighborhood: Implications for Stellar Populations and for Galaxy Evolution
邻近太阳系的星系应该是本地星系的一个公平样本。然而，非常靠近太阳的长寿盘状恒星的化学丰度分布包含了五到十倍的贫金属恒星，$-1 \simlt {\rm [Fe/H]} \simlt -0.4$ dex，比现代更大规模的银河系结构的恒星计数模型。长期以来，长寿恒星完整样本的金属丰度分布一直被认为是对银河系化学演化早期阶段的独特限制，因此人们希望解决这一异常。我们提出了一个新的推导本地G矮星金属丰度分布，结合奥尔森（1983）Strömgren光度计的基础上，第三格利泽目录。这些恒星的运动学数据，以及Edvardsson { \sl et al.}研究的高精度样本。（1993）提供了明确的证据，证明[Fe/H] $\sim -0.4$下面的丰度分布包含两个重叠的分布，厚盘和薄盘。我们实现了一个可靠的反卷积的相对数量在每个人口的比较本地金属丰度分布与最近的测定（Gilmore，Wyse \& Jones 1995）的金属丰度分布的F/G星{ \sl在原位}一些1500 pc的太阳。银河势的引力筛作用于第二个样本，分离出本地样本中的低速色散、薄盘成分，主要留下第二个较高速度的色散成分。这两个数据集的组合使我们能够确定本地悖论的来源：薄盘（运动学定义）金属丰度分布有一个实质性的尾部，它延伸到${\rm [Fe/H] \approx -0.4}$ dex以下。这是一个强有力的结论，与恒星数量、…
1995-09-01 astro-ph
Metallicity Effects in PDRs
光解离区的几乎所有性质都取决于它的金属丰度。决定气体和尘埃温度的加热和冷却效率、尘埃成分以及影响PDR化学结构的元素丰度只是证明金属丰度效应在PDR中重要性的三个例子。PDR通常与恒星形成的地点有关。如果我们想了解我们自己的银河系和遥远的低金属量天体的恒星形成历史，我们需要了解金属量如何作用于PDR物理和化学。
2008-01-30 astro-ph
The Impact of HD Cooling on the Formation of the First Stars
我们使用数值模拟研究HD的形成和冷却的重要性，在LCDM宇宙学的第一代无金属恒星。我们已经实施和测试非平衡HD化学自适应网格细化模拟代码，并将其应用于两种情况。(1)它首先应用于在没有任何电离源的情况下形成的10^5 - 10^6 Msun晕的形成。我们表明，在与以前的工作，HD冷却是最晕的重要性只有边际，但是，我们发现，对于最低质量的晕，HD冷却可以等于或超过H2的冷却速率。这导致了一群恒星形成于具有有效HD冷却的晕中，与H2冷却主导的晕相比，这些晕的质量要小约6倍。(2)在本文的第二部分中，我们研究了在存在大量自由电子的情况下HD冷却的影响。这导致较低的温度（由于电子催化产生H2）和较低的原恒星质量。添加HD化学品进一步降低温度，达到CMB的水平。我们发现，在10^2 cm^-3到10^6 cm^-3的密度范围内，HD冷却比H2冷却更占主导地位，但在此密度以上，温度升高，H2冷却再次占主导地位。正因为如此，原恒星的吸积率几乎与H2的情况相同（至少对于吸积质量低于50-100 Msun的情况），因此我们认为，HD冷却电离晕可能不会导致人口显着较低的质量恒星。
2008-08-01 astro-ph
Formation and Disruption of Cosmological Low Mass Objects
我们研究宇宙学低质量（低维里温度）天体的演化和第一个发光天体的形成。首先，显示了低质量物体的“冷却图”。考虑到H_2的贡献，我们用一个简单的时间尺度参数来评估冷却速率，H_2通常不处于化学平衡。H_2的反应速率和冷却速率取自Galli & Palla（1998）的最新结果。利用这个冷却图，我们还估计了发光物体的形成条件，同时考虑到超新星（SN）破坏的维里化云。我们发现第一个发光物体的质量是10^7太阳质量的几倍，因为较小的物体在发光之前可能会被SNe破坏。还讨论了低质量（Ly-alpha）云的金属污染。云的金属丰度约为太阳金属丰度的1/1000。
1999-08-20 astro-ph
Chemical evolution of galaxies. I. A composition-dependent SPH model for chemical evolution and cooling
我们描述了一个SPH模型的化学富集和辐射冷却的结构形成的宇宙学模拟。该模型包括：（一）通过概率方法从恒星延迟恢复气体，该方法旨在减少统计噪声，从而能够研究具有中等数量粒子的物体的内部化学结构; ii）金属生产完全依赖于恒星粒子的详细化学成分，首次在SPH代码中使用，将每个核合成产物与其来源联系起来的Qij矩阵形式;以及iii）辐射冷却完全依赖于气体粒子的详细化学成分，通过使用新的金属性参数zeta（T）的快速算法实现，该参数给出了每个元素在总冷却函数上的权重。从这个SPH化学模型的分辨率效果和获得的结果进行了测试，通过比较其预测在不同的问题与已知的理论解。我们还提出了一些初步的结果，发现在自洽宇宙学模拟的椭圆星系的化学性质。这样的模拟表明，上述zeta冷却方法是重要的，以防止高估的金属性依赖的冷却速率，而Qij形式主义是重要的，以防止显着低估的[α/Fe]比在模拟的类星系物体。
2008-04-23 astro-ph
The Influence of Metallicity on Star Formation in Protogalaxies
在冷暗物质宇宙学模型中，第一批形成的恒星被认为是在小的原星系中形成的。我们希望了解，一旦形成这些早期原星系的气体富含少量重元素，它们的演化是如何变化的，这些重元素是由第一颗超新星产生并分散到星系际介质中的。我们的初始条件代表了在化石H II区域内形成的原星系，这是一个先前电离的区域，还没有时间冷却和重组。我们研究的影响低水平的金属富集的冷却和崩溃的电离气体在小型原星系晕使用三维，平滑粒子流体动力学（SPH）模拟，将适当的化学和热过程的影响。我们之前的模拟表明，对于金属丰度Z < 0.001 Z_sun，与密度低于1 cm-3和温度高于2000 K的无金属情况相比，金属线冷却改变了气体的密度和温度演化不到1%。在这里，我们提出了高分辨率模拟的结果，使用粒子分裂，以提高在感兴趣的区域的分辨率。这些模拟使我们能够解决的问题，是否有一个关键的金属量以上的精细结构冷却金属允许有效的碎片发生，产生初始质量函数（IMF）类似于当地的萨尔彼得IMF，而不是只有高质量的恒星。
2007-08-31 astro-ph
Towards simulating the photometry, chemistry, mass loss and pulsational properties of AGB star populations in resolved galaxies
扩展和更新网格的TP-AGB轨道已实施的TRILEGAL人口合成代码，它产生模拟恒星目录的星系给定的质量，距离，恒星形成历史和年龄-金属丰度的关系，包括银河系前景人口。在模拟的恒星参数中，我们现在包括表面化学，质量损失率，脉动模式和LPV周期。这使我们能够在AGB模型预测和观测之间执行一系列一致性检查，我们刚刚开始探索。我们提出了几个例子的模型-数据比较，主要是关于近红外和变化数据的AGB恒星在麦哲伦星云。
2007-01-18 astro-ph
On the soft X-ray spectrum of cooling flows
在许多星系团的低分辨率X射线成像和光谱中已经发现了冷却流的强有力证据。然而，来自XMM-牛顿上的反射光栅光谱仪（RGS）的几个团簇的高分辨率X射线光谱现在显示出与简单冷却流不一致的软X射线光谱。主要的问题是缺少预期的从低于1- 2keV的气体冷却的发射谱线。即使在高温星系团如A1835中，也观察到来自约2- 3 keV气体的谱线，表明气体正在冷却到约2- 3 keV，但在较低温度下没有发现。在这里，我们讨论几个解决方案的问题;加热，混合，差分吸收和不均匀的金属。连续或间歇加热产生进一步的问题，包括在较冷气体处的热量的目标以及所需的高总能量。到目前为止，除了只占据部分体积的射电瓣之外，还没有明确的观测证据表明星团核心中存在广泛的加热或激波。暗示的冷却流的年龄很短，约为1 Gyr。混合。或者吸收冷却气体是其它的可能性。或者，如果在簇内介质中的金属不是均匀分布的，而是成团的，那么从低于1千电子伏的气体冷却中预计很少有线发射。低金属量部分冷却而没有线发射，而来自富含金属的气体的软X射线线的强度取决于该气体的质量分数而不是丰度，因为软X射线线发射在低于2keV时主导冷却功能。
2000-10-25 astro-ph
The Chemistry of Galaxy Clusters
通过对星系团的X射线观测，我们可以得到星系团内介质的质量及其化学成分。光学/红外观测被用来估计星系中恒星成分的质量，以及它们的化学成分和年龄。综合这些信息，可以得出几个有趣的推论，包括：（1）星系失去的金属比保留的多;（2）星系团和一般场将相同比例的重子转化为恒星，因此整个$z = 0$宇宙的金属丰度与我们在星系团中看到的几乎相同，为$\sim$ 1/3太阳;（3）星系际介质的热含量与星系团的预热能量基本相同：（4）如果Ia型超新星（SN）产生大部分的宇宙铁，则SN的发生率将随回望时间的增加而增加;（5）$z\approx 3$宇宙的全球金属丰度已经是$\sim$的1/10太阳;（6）银河系盘形成的物质被核球恒星星族预先富集到$\sim$的1/10太阳。
2003-07-08 astro-ph
The Chemistry of the Early Universe
本文在Friedmann宇宙学模型的框架内，考虑了从红移z= 1 e ~ 4到z=0的原始气体中分子形成的过程。首先，87气相反应速率（碰撞和辐射）相关的物理环境中的膨胀宇宙的全面分析和批判性的讨论。在此基础上，计算了21种分子的丰度随红移的变化，一致地评价了H_2、HD和LiH分子的加热和冷却。这项工作的主要改进之一是使用了更好的处理H重组，导致在冻结出的电子和H+的丰度减少了2-3倍，相对于以前的研究。我们发现在标准模型中，在z=1处的剩余电离分数为3.02 e-4，主要分子种类的分数丰度H2/H=1.1e-6，HD/H2=1.1e-3，HeH +/H=6.2e-13，LiH+/H=9.4e-18，LiH/LiH+=7.6e-3.最后，我们提供了精确的冷却功能的H2，HD和LiH在很宽的密度和温度范围内，可以方便地用于各种宇宙学应用。
1998-03-27 astro-ph
Star Formation at Very Low Metallicity. V. The Greater Importance of Initial Conditions Compared to Metallicity Thresholds
第一批恒星是由不含金属的气体形成的，这似乎导致恒星的质量比现在的情况至少大一个数量级。我们在这里考虑是什么控制着从原始到现代的初始质量函数的转变。已经提出，当在Z/Z_sun > 10^{-3.5}的金属丰度阈值处发生有效金属线冷却时，会发生这种情况。我们研究的影响，低水平的金属富集的冷却和崩溃的初始电离气体在小原星系晕使用三维，平滑粒子流体动力学模拟粒子分裂。我们的初始条件代表原星系内形成的一个先前电离的H ii区域，尚未有时间冷却和重组。这与预测金属丰度阈值的模拟结果有很大不同，在模拟中，气体最初是冷的，只有部分电离。在中心凝聚势，我们在这里研究，各种各样的初始条件的气体产生一个整体的中心崩溃。我们的模型显示，在数密度高达10^5 cm^{-3}的坍缩过程中没有碎裂，在一个旋转的情况下，金属丰度高达10^{-1} Z_sun，远高于以前工作提出的阈值。旋转允许在当地哈勃时间的大部分时间内形成引力稳定的气体盘。湍流稍微减慢了中心密度的增长，但是球对称和湍流初始条件都崩溃并形成单个下沉粒子。因此，我们认为，在中等密度的碎片取决于恒星形成的初始条件比金属丰度本。
2009-01-28 astro-ph
The Insignificance of Global Reheating in the Abell 1068 Cluster: X-Ray Analysis
我们报告的钱德拉观测的大规模，中等红移（z=0.1386）冷却流集群阿贝尔1068。我们检测到一个明确的温度梯度的X射线发射气体从kT ~ 5千电子伏的外部的集群下降到大约2千电子伏的核心，和一个显着增加的金属丰度的气体对集群中心。星系团的总光谱可以用冷却流模型拟合，总质量沉积速率为150太阳质量/年。在核心（r < 30 kpc），质量沉积速率为40太阳质量/年，与光学数据估计的恒星形成速率相当。我们发现一个明显的相关性cD星系的光学等照度线和增强的金属丰度等值线在中央~100千秒差距的集群。我们发现，与cD的金属丰度的近似加倍可以解释与cD的环境恒星星族和最近的恒星爆发超新星爆炸。最后，我们计算了由于热传导的加热量，并表明这一过程是不可能抵消阿贝尔1068冷却。
2003-10-01 astro-ph
Atmospheric Chemistry in Giant Planets, Brown Dwarfs, and Low-Mass Dwarf Stars II. Sulfur and Phosphorus
热化学平衡和动力学计算用于模拟巨行星、棕矮星和太阳系外巨行星（EGPs）中的硫和磷化学。单个含硫和含磷气体和凝析油的化学行为被确定为压力、温度和金属丰度的函数。结果是独立的特定模型的气氛，原则上，沿着任何对象的压力-温度分布的平衡组成可以确定。硫化氢（H2S）是整个亚恒星大气中主要的含硫气体，近似代表了大气中的硫存量。硫化硅（SiS）是一种潜在的星下大气天气示踪剂。大约代表大气磷总量的磷化氢（PH 3）的不平衡丰度预计将向上混合到巨行星和T矮星的可观测大气中。在较热的物体中，几种含磷气体（例如，P2、PH 3、PH 2、PH、HCP）在高温下变得越来越重要。
2006-06-06 astro-ph
Rapid Cooling of Dusty Gas in Elliptical Galaxies
我们提出了一个恒星起源的中央尘埃云在大多数巨大的椭圆星系。在E或cD星系中，从演化中的红巨星喷出的尘埃气体即使在进入炽热的X射线发射气体后也会迅速冷却。与尘埃粒子的热碰撞冷却可以比银河系势中的动力学时间或粒子溅射时间更快。有些颗粒在冷却的气体中存活下来。在恒星金属丰度较高的中心区域，尘埃恒星外流冷却得更有效。与富含气体和尘埃的矮星系的合并偶尔会发生，但不需要解释观测到的尘埃云。
2003-05-22 astro-ph
Physical Mechanism for the Intermediate Characteristic Stellar Mass in the Extremely Metal-poor Environments
如果尘埃中有很大一部分金属，则金属丰度高于临界值~10^{-6}-10 ^{-5}Z_sun的恒星形成核心能够通过尘埃冷却而碎裂，从而产生低质量的核心。尽管高于临界金属丰度，但发现在10^{-5}-10 ^{-4}Z_sun附近存在金属丰度范围，在该范围内禁止低质量碎裂。在这个温度范围内，三体H_2的形成始于低温（~ 100 K），由此产生的加热引起剧烈的温度跃变，使恒星形成核心的中心部分瞬时流体静力学，从而形成高度球形。由于伸长量很小，芯在随后的粉尘冷却阶段不会发生碎裂。最小碎裂质量是在H_2生成加热前的Jeans质量，其值可达~10M_sun。当金属丰度高于~10^{-4}Z_sun时，在三体反应开始之前，H_2的形成几乎已通过尘埃表面反应完成，从而有可能形成低质量恒星。这一机制可能解释了贫金属恒星的特征质量高于从碳增强恒星的统计数据中推测的太阳附近的特征质量。
2008-02-07 astro-ph
Thermal and Fragmentation Properties of Star-forming Clouds in Low-metallicity Environments
The thermal and chemical evolution of star-forming clouds is studied for different gas metallicities, Z, using the model of Omukai (2000), updated to include deuterium chemistry and the effects of cosmic microwave background (CMB) radiation. HD-line cooling dominates the thermal balance of clouds when Z \~ 10^{-5}-10^{-3} Z_sun and density ~10^{5} cm^{-3}. Early on, CMB radiation prevents the gas temperature to fall below T_CMB, although this hardly alters the cloud thermal evolution in low-metallicity gas. From the derived temperature evolution, we assess cloud/core fragmentation as a functio…
2005-03-01 astro-ph
On the Minimum Metallicity and Mass of the Population II Stars
在坍缩的原星系中，热不稳定性导致了一群冷碎片的形成，这些碎片被残余的热背景介质的压力所限制。冷云变得重力不稳定并形成恒星所需的临界质量由其内部温度和外部压力决定。我们进行了系统的研究低金属丰度云的冷却性能，我们确定，适当的外部压力和金属丰度的范围内，最低温度云可以达到附近的大质量恒星形成之前。大质量恒星强烈的紫外线辐射会使星云发光，从而抑制恒星的形成。我们还确定了这些云必须达到的最低金属丰度，以形成目前可观察到的第二星族恒星。基于我们的结论，低质量的恒星不能有效地形成在金属缺乏的环境中，我们认为，褐矮星是不可能的主要贡献者质量的星系晕。
1997-08-08 astro-ph
Time-Dependent Ionization in Radiatively Cooling Gas
我们提出了新的计算的平衡和非平衡冷却效率和电离状态的低密度辐射冷却气体含有宇宙丰度的元素H，He，C，N，O，Ne，Mg，Si，S，和Fe。我们目前的结果为气体温度在1 e4和1 e8 K之间，假设无尘和光学薄的条件下，没有外部辐射。对于非平衡冷却，我们解决了耦合的时间相关的电离和能量损失方程的辐射气体冷却从最初的热，> 5e 6 K平衡态，下降到1 e4 K。我们提出的结果范围从1 e-3到2倍的元素丰度在太阳的重元素成分。我们考虑气体冷却在恒定密度（等容）和恒定压力（等压）。我们计算了临界柱密度和温度，在辐射冷却云的动力学过渡等压等容演变。我们构造了辐射冷却气体中温度和金属丰度的离子比诊断。我们提供的最大云柱密度的气体保持光学薄的冷却辐射的数值估计。我们将计算结果以方便的在线图和表的形式呈现出来（见http：//wise-obs.tau.ac.il/wiorlyg/cooling/）。
2006-08-08 astro-ph
