The star formation history of damped Lyman alpha absorbers
中性氢气表面密度与恒星形成率（SFR）之间的局域幂律关系可以用来研究阻尼Lyman α（DLA）系统在高红移下的SFR性质.我们发现，虽然DLA系统的SFR密度是一致的，在红移低于z~0.6的发光恒星形成星系，在较高的红移，他们的SFR密度太低，他们提供了一个显着的贡献宇宙恒星形成历史（SFH）。这表明大多数DLAs可能是来自莱曼破裂星系（LBG）或亚毫米恒星形成星系的独特群体，这些星系共同主导了高红移的SFR密度。也有可能在高红移时，DLAs不追踪大部分中性气体。DLAs的金属丰度特性与这种解释是一致的。DLAs显示，在所有红移处的金属质量密度比从宇宙的SFH推断的低两个数量级。这些结果是一致的DLAs被占主导地位的低质量系统具有低SFR或晚发病的恒星形成，类似于在本地宇宙中的矮星系的恒星形成历史。
2005-05-19 astro-ph
Metal abundances at z<1.5: new measurements in sub-Damped Lyman-alpha Absorbers
阻尼莱曼α系统（DLAs）和子DLAs对背景类星体提供了最详细的元素丰度探测。有些矛盾的是，由于大气截止，这些测量在较低的红移下更加困难，因此几年前我们的小组开始了一个研究类星体吸收体中z < 1.5的丰度的计划。在本文中，我们提出了新的UVES观测的六个额外的类星体吸收线系统在z < 1.5，其中五个是sub-DLA。我们发现太阳或太阳以上的金属丰度，以锌的丰度衡量，假设不受尘埃的影响，在两个子DLA：一个，朝向Q 0138 -0005，[Zn/H]=+0.28 +/- 0.16;另一个朝向Q2335+1501，[Zn/H]=+0.07 +/- 0.34。在另一个系统中观察到相对较高的金属量：Q 0123 -0058，[Zn/H]=-0.45 +/- 0.20。仅对于我们的样品中的一个DLA，在Q 0449 -1645中，我们发现低金属丰度，[Zn/H]=-0.96 +/-0.08。我们还注意到，在这些系统中的一些大的相对丰度变化从组件到组件中观察到Si，Mn，Cr和Zn。
2008-03-11 astro-ph
Chemical Enrichment at High Redshifts: Understanding the Nature of Damped Ly$α$ Systems in Hierarchical Models
我们使用宇宙流体动力学模拟，包括恒星形成和金属富集，研究在高红移范围内的$0.25<z< 2.35$的星系类天体的化学性质的演化的层次聚类方案。当银河系物体被组装时，我们发现它们的气态成分表现出中性氢柱密度，其丰度和分散度与阻尼Lyman- $α$系统（DLA）中观察到的相当。丰度比的未加权平均值和模拟DLA的最小二乘线性回归产生了[Zn/H]和[Fe/H]的内在金属丰度演化，这与对现有观测结果进行类似分析所得的结果一致。我们的模型在统计上再现了宇宙中性氢含量的金属丰度的温和演化，如果考虑观测约束（如Boissée等人1998年所建议的），由质量加权平均值给出。对于$α$ -元素在模拟的DLAs，我们既没有发现增强，也不依赖于金属丰度。我们的研究结果支持的假设，DLAs跟踪各种银河系的对象具有不同的形成历史，SNI和SNII的气体成分的化学富集至少因为$z \approx 2$作出贡献。这项研究表明，DLAs可以被理解为在等级聚类场景中合并形成今天正常星系的构建块。
2001-04-18 astro-ph
Chemical Evolution of Damped Ly alpha galaxies: The [S/Zn] abundance ratio at redshift z > 2
相对元素丰度，特别是α/Fe比，是一个重要的诊断工具的阻尼Ly α系统（DLAs）的化学演化。的S/Zn比是不受差分粉尘损耗，是一个很好的估计的α/Fe比。我们报告了6个新的测定硫丰度的DLAs在zabs大于或等于2与已知的锌丰度。结合现有的数据从文献中提供了一个测量的S/Zn丰度比共11高红移DLA系统。观测到的[S/Zn]比值没有显示出在银河系贫金属恒星中在金属丰度（[Zn/H] ~ -1）水平上观察到的特征[α/Fe]增强。DLAs数据的行为与[S/Zn]比随金属度[Zn/H]增加而降低的总趋势一致。这将是在DLA系统的化学演化过程中α/Fe比预期降低的第一个证据。然而，与我们银河系中观察到的情况相反，当金属丰度仍然较低（[Zn/H] < -1）时，α/铁峰值比似乎达到太阳值，并在更高的金属丰度时降低到太阳值以下。α/Fe比的行为挑战了经常采用的假设，高红移DLA是螺旋星系的祖先，而有利于起源于低恒星形成率的星系，与低红移DLA的成像研究结果一致，候选DLA星系显示出各种形态类型，包括矮星和LSB，只有少数螺旋星系。
2000-01-07 astro-ph
New detections of Mn, Ti and Mg in damped Ly-alpha systems: Toward reconciling the dust/nucleosynthesis degeneracy
我们结合新的高分辨率UVES-VLT观测的样品的4个阻尼Ly-alpha系统（DLAs）在红移之间的z_abs = 1.7 - 2.5与现有的HIRES-Keck光谱进行全面的研究，其物理条件和他们的丰度多达15个元素。在本文中，我们提出了丰富的测量锰，钛和镁是第一次在文献中提出的这些红移。我们确认Mn相对于Fe的丰度不足，观察到在较低的红移DLAs和金属丰度下降的趋势非常相似的银河系贫金属恒星中观察到的。在DLAs和银河系恒星中Mn/Fe比率之间的这种一致性表明DLAs和银河系在它们的恒星形成历史中有一些相似之处。然而，这些相似性必须根据在DLA中观察到的所有元素进行谨慎解释和调查。我们已经从λ_rest> 3000 A处的Ti III线获得了Ti丰度在z_abs~2处的第一次测量和显著上限，并且我们讨论了如何使用这种高度贫化元素的相对丰度来明确地证明α元素相对于Fe峰元素的丰度的任何增强。除了文献中存在的单一Mg测量外，我们还提出了两种DLAs的Mg丰度。与从差异耗尽预期的趋势相反，[Mg/Si，S]比倾向于过度太阳能。这种效应是在测量误差的水平上，但值得在更大的样本中进行研究，因为它可能暗示着一种特殊的核合成效应。
2002-07-01 astro-ph
The First Detection of Co in a Damped Lyman Alpha System
对高红移阻尼莱曼α系统（DLAs）中元素丰度的研究是我们探索早期星系形成和化学演化的最佳机会之一。通过将高z DLAs中的测量与我们在本地确定的丰度知识以及核合成模型相结合，我们可以开始拼凑这些星系的恒星形成历史。在这里，我们讨论的线索，银河系的化学演化，可能是从研究丰富的钴在DLAs收集。我们提出了高分辨率阶梯光谱的两个类星体，Q2206-199和Q1223+17，都已经知道表现出干预阻尼系统。这些观测结果导致了有史以来第一次在高红移处探测到Co，与朝向Q2206-199的视线中的z= 1.92 DLA相关。我们发现Co的丰度约为太阳的1/4，并且相对于铁有明显的过剩，[Co/Fe] = +0.31 +/- 0.05。根据Zn的丰度，我们确定这是一个相对富含金属的DLA，金属丰度约为太阳的1/3。因此，这第一次检测到的钴是类似的显着过剩，相对于铁看到银河系核球和厚盘星。
2001-04-29 astro-ph
Elemental Abundance Measurements in Low-redshift Damped Lyman Alpha Absorbers
我们提出了9个阻尼Ly-alpha系统（DLAs）和1个sub-DLA在0.1 < z < 1.5的元素丰度测量，从最近的观测与多镜望远镜。这些吸收体中的大多数被发现是贫金属的，而2个被发现具有~ 30-50太阳金属丰度。结合我们的数据和文献中的其他数据，我们发现具有较高[Zn/H]的系统也具有较强的耗尽，如[Cr/Zn]和[Fe/Zn]所测量的。还研究了金属丰度与H I柱密度之间的关系。结合我们之前的MMT调查（Khare等人，2004），我们已经发现了z < 1.5的4种已知吸收体中的2种，它们位于“遮蔽阈值”之上（尽管接近）。这似乎是在我们的样品中选择具有强金属线的吸收体的结果。通过观察更大的样本来发现其他类似的系统，并研究这些系统对金属的宇宙预算有多大贡献，这将是有趣的。最后，对我们样本的N（H I）加权平均金属丰度与红移的分析结合了文献中的数据，支持了先前的结论，即N（H I）加权平均全球DLA金属丰度最多缓慢上升，即使在z=0时也低于太阳水平4倍。
2006-05-01 astro-ph
Spectroscopy of GRB 051111 at z=1.54948: Kinematics and Elemental Abundances of the GRB Environment and Host Galaxy
本文介绍了用凯克Ⅰ 10米望远镜的HIRES摄谱仪获得的GRB 051111余辉的高分辨率、高信噪比光谱。光谱表现出三个红移吸收系统的最高，在z=1.54948，产生于伽玛射线暴的宿主星系。虽然Ly-alpha特征超出了我们的光谱范围，但弱贫化Zn的高柱密度表明宿主是一个N（HI）>10^21（Z/Z_sun）^-1的阻尼Lyman-alpha系统。大部分气体（>80%）被限制在|v| <30 km/s的窄速度范围内，表现出强的难熔元素如Fe和Cr的粉尘贫化。这种耗尽模式与在银河系暖盘云中观察到的相似。我们还检测到吸收从所有地面级精细结构状态的Fe II，第一个这样的例子在类星体DLA或GRB吸收光谱，这表明条件是一致的“暖盘”耗尽模式。Fe II和Mg II的吸收剖面延伸超过几百公里/秒，耗尽模式更接近类似于类星体-DLAs，这表明GRB 051111的视线探测了宿主星系的晕，除了致密的盘。因此，详细的诊断星际介质的伽玛射线暴宿主星系继续提供洞察地区，通常错过了类星体的调查。
2005-12-14 astro-ph
Chemical evolution and nature of Damped Lyman-Alpha systems
通过比较不同形态类型星系的观测丰度和化学演化模型，研究了阻尼莱曼-阿尔法系统（DLAs）的性质。特别是，我们第一次比较丰度比作为金属丰度和红移的函数与灰尘校正的数据。我们已经发展了详细的模型，以下几个化学元素（H，D，He，C，N，O，Ne，Mg，Si，S，Fe，Ni和Zn）的演化椭圆星系，螺旋星系和不规则星系。每个模型都经过校准，分别再现了大质量椭圆星系、银河系和大麦哲伦星系的主要特征。此外，我们还对矮不规则星暴星系进行了模拟。所有的模型共享相同的最新的核合成处方，但不同的恒星形成的历史。SNe的不同类型（II，Ia）的作用进行了研究，在每个星系模型连同详细的和最新的核合成处方。我们的主要结论是：1）当考虑尘埃贫化时，大多数声称的α/Fe过丰度消失，DLAs显示太阳或太阳下的丰度比。2)大部分的DLAs可以用在大银河系中心距离上观测到的螺旋盘来解释，或者用像大麦哲伦星系这样的不规则星系来解释，或者用在最后一次恒星形成爆发后不同时间观测到的不规则星暴矮星系来解释。3)椭圆星系不可能是DLA系统，因为它们在早期就达到了过高的金属丰度，并且它们的丰度比在[Fe/H]的大范围内显示出相对于Fe的$α$ -元素的过量。4)将观测到的中性气体宇宙演化与我们的预测进行了比较，但根据现有的数据还不能得出确切的结论。
2002-11-07 astro-ph
The Evolution of the Elemental Abundances in the Gas and Dust Phases of the Galaxy
我们提出的模型的气体和尘埃相的星际介质（ISM）的我们的银河系的动力学和化学演化的一般化标准模型的元素丰度的演变。在这些模型中，恒星出生率的历史是由原始气体的下落速率决定的，并由它对恒星和气体的质量表面密度的函数依赖性决定。我们采用了两个组件模型的银河系，包括一个中央隆起和一个指数盘不同的下降率和恒星出生率的历史。恒星风中的凝聚、Ia型和II型超新星，以及难熔元素在致密分子云中的先前存在的颗粒上的吸积，是尘埃中锁定的元素丰度的主要贡献者。在超新星遗迹中，溅射和蒸发的颗粒-颗粒碰撞造成的颗粒破坏是使这些元素返回气相的最重要机制。计算了不同尘埃源的尘埃产生率，分析了元素贫化模式的成因，研究了尘埃丰度与ISM金属丰度的关系，以及各银心半径处尘埃丰度和成分随时间的演化。尘埃质量与金属丰度的派生关系相比，所观察到的银河系尘埃丰度梯度，M $_{dust}$与日志（O/H）的关系，观察到在外部矮星系。尘埃成分对祖星质量的依赖性，以及低质量恒星将新合成的尘埃延迟再循环回ISM，导致尘埃成分随时间的变化。我们的模型提供了一个框架，自洽包含灰尘，
1997-07-03 astro-ph
Cosmological History of Stars and Metals
我们研究的恒星含量的演变和化学富集的宇宙平均在整个人口的星系通过一系列的化学分光光度计模型，考虑到金属丰度和尘埃遮蔽效应。我们调查了各类宇宙恒星形成率（CSFR）的历史与目前的估计一致。我们能够再现各种观测的限制，如在静止帧0.44，25，60和100 $μ$ m的本地宇宙的发射率，也从UV/NIR星系计数和宇宙红外背景（CIB）的DIRBE/FIRAS测量的河外背景光的整体形状。我们发现，在140 $μ$ m的CIB是至关重要的区分CSFR的历史。这个约束的最佳拟合模型似乎有利于中红外推导CSFR在低- $z$和一个平坦的CSFR在较高的$z$与最近的估计一致，虽然CSFR的形状在高红移对FIR/亚毫米部分的河外背景的影响不大。我们认为，CIB能量的大部分是由位于$0\le z \le 1$的中等遮蔽的正常星系群产生的。然后，我们推导出全球化学富集和恒星的宇宙含量，并发现该模型预测的金属丰度在DLAs中的金属丰度良好的协议，假设一些富含金属的气体流出星系，但它过度生产目前的恒星质量密度和近红外光度密度。
2001-01-26 astro-ph
Constraining the star formation histories of GRB Host Galaxies from their observed abundance patterns
长持续时间的伽马射线暴（GRB）与大质量恒星的坍缩有关，它们的宿主被认为是活跃的恒星形成星系。在红移1.5 <z < 4的高光谱分辨率下观测到的四个长伽玛暴允许确定一组不同化学元素的元素丰度。在本文中，第一次，通过详细的化学演化模型，考虑到尘埃的产生，我们试图约束这些伽玛暴的宿主星系的恒星形成历史的研究中测量的化学丰度在他们的ISM。我们也能够提供的年龄和对伽玛射线暴主机的灰尘含量的限制。我们的研究结果支持的假设，长持续时间的伽玛暴优先发生在低金属，恒星形成的星系。我们比较特定的恒星形成率，即每单位恒星质量的恒星形成率，预测这些伽玛射线暴的主机与观测值分布在一个大的红移范围内的伽玛射线暴主机。我们的模型预测，随着红移的减少，特定的恒星形成率（SSFR），与观测到的宇宙SFR密度在z ~2和z=0之间的减少一致。另一方面，观察到的伽玛暴主机似乎遵循相反的趋势，在SSFR与红移图，增加的SSFR减少红移。最后，我们比较了GRB 050730主机的SSFR与类星体阻尼莱曼α系统的样本得出的值。结果表明，这些伽玛暴的丰度分布和宿主星系的比星形成率与类星体阻尼Lyman α系统的结果基本一致，表明它们具有相似的化学演化路径。
2008-11-10 astro-ph
The Chemistry of the Local Group
模拟的10个本地集团（LG）矮星系的化学富集的历史，采用的恒星形成历史（SFHS），同位素和元素的核合成产量丰富的网络，和一系列的处方超新星（SN）驱动的外流。我们的主要结论是：（i）中子俘获元素模式（特别是Ba/Y）表明低质量和中等质量恒星的贡献很大，（ii）中子星合并可能在矮星的核合成中发挥相对较大的作用，（iii）SN反馈单独可以解释观测到的矮不规则星（dIrrs）中的气体分数，但是矮椭球体（dSphs）需要通过冲压压力和/或潮汐剥离来去除几乎所有的气体，（iv）在矮星的星际介质中预测的重Mg同位素增强可能为不同精细结构的主张提供另一种解决方案（v）在红移2<z<4处，从矮星中丢失的气体具有与星系间介质丰度大致一致的O，Si/C丰度;（vi）dSphs的化学性质通过防止星系风再吸积而很好地匹配，而dIrrs的化学性质通过结合金属性依赖的冷却和热风的再吸积而更好地匹配。最后，人们对LG dSph UMaII和高速云复合体A之间的联系提出了质疑。
2007-03-23 astro-ph
Oxygen, Carbon and Nitrogen evolution in galaxies
采用详细的化学演化模型，讨论了不同形态类型星系中氧、碳和氮的演化，并讨论了不同恒星形成历史（连续恒星形成或星爆）下氧、碳和氮的演化。我们开始计算化学演化模型的银河系不同的恒星核合成处方。然后，模型结果和“关键”观测约束之间的比较使我们能够选择最佳的恒星产额。一旦确定了银河系的最佳产额，我们就将同样的核合成处方应用于其他螺旋星系（特别是M101）和矮不规则星系。我们比较我们的模型预测与[C，N，O/Fe]与[Fe/H]，log（C/O）与12+ log（O/H），log（N/O）与12+ log（O/H）和[C/O]与[Fe/H]的关系在太阳附近，沿磁盘和其他星系中观察到。考虑到所有研究的星系（银河系，M101，矮星系和DLAs）的结果，我们的主要结论是：a）一旦现有的观测数据得到适当的解释，没有令人信服的证据，需要在大质量恒星（M> 10 Msun）的生产初级N; b）我们今天在ISM中看到的C和N主要来自低质量和中等质量的恒星。特别是，没有必要调用强大的恒星风，以解释太阳附近的C/O比的演变，经常声称在文献（删节）。
2002-10-16 astro-ph
Iron as a tracer in galaxy clusters and groups
收集和整理了关于星系团和星系群的铁和气体含量以及星系团星系的光学光度、质量和铁丰度的现有X射线数据。一些天体物理学的推论，然后得出，包括证据丰富的集群已经演变没有太多的重子交换与周围，并经历了非常相似的恒星形成的历史。与星系团相比，星系团中的气体要少得多，而且看起来已经失去了它们原来在宇宙中所占的重子份额的大部分，这表明星系团不可能是通过组装类似于现在的星系团而形成的。有人认为，这有利于低$Ω$宇宙，其中丰富的集群的增长几乎是在高红移完成。也有人认为，星团中的元素丰度比接近太阳，这与Ia型和II型超新星的相似比例是一致的，这些超新星富集了整个太阳系和星团。星团中的大部分铁似乎都存在于星团内的介质中，而不是星系内部。看来，星系团中的重子到恒星的转换几乎和目前整个宇宙的转换一样有效。然而，星系团的金属丰度比附近宇宙采用的全球金属丰度高出$\sim 5$倍。它的结论是，星系际介质应具有金属丰度$\sim 1/3$太阳，如果恒星核合成进行了恒星内的场星系与恒星内的星系团的效率相同。
1997-06-09 astro-ph
Chemical similarities between Galactic bulge and local thick disk red giant stars
银河系膨胀的演化及其与其他银河系人口的关系仍然知之甚少。这种膨胀被认为是由合并驱动的经典膨胀，或者是内盘动力学不稳定性的产物。为了探索核球的恒星形成历史、初始质量函数和恒星核合成，我们对核球红巨星进行了元素丰度分析。我们还完成了对当地薄盘、厚盘和晕巨星的相同研究，以确定不同种群之间的化学差异和相似性。用双子座/凤凰号探测器获得了太阳附近19颗核球巨星和49颗比较巨星的高分辨率红外光谱。所有恒星都有相似的恒星参数，但金属丰度范围很广。一个标准的1D局部热力学平衡分析得出的C，N，O和Fe的丰度。对球、晕、薄盘和厚盘星的均匀和微分分析确保了系统误差最小化。我们确认了当地薄和厚磁盘之间的[O/Fe]（在给定的金属丰度）的既定差异。对于调查的元素，我们发现没有化学的区别之间的凸起和当地厚盘，这是在以前的研究依赖于文献值在太阳附近的盘矮星。我们的研究结果表明，凸起和局部厚盘经历了类似的，但不一定共享，化学演化历史。我们认为，它们的形成时间尺度，恒星形成率和初始质量函数是相似的。
2008-04-25 astro-ph
Europium, Samarium, and Neodymium Isotopic Fractions in Metal-Poor Stars
我们推导出了两颗贫金属巨星中铕、钐和钕的同位素分数，它们具有不同的中子俘获核合成历史。这些同位素分数是从麦克唐纳天文台2.7米史密斯望远镜的2d Coude摄谱仪获得的新的高分辨率（R ~ 120，000），高信噪比（S/N ~ 160-1000）光谱中测量的。合成光谱是使用最近的高精度实验室测量这些元素的几个过渡的超精细和同位素子成分，并定量匹配所观察到的光谱。我们解释我们的同位素分数的恒星模型，再现S-过程核合成的物理条件下，预期在低质量，热脉冲星的AGB的核合成预测，和经典的方法，它近似S-过程核合成的稳定中子通量撞击在Fe峰种子核。我们在HD 175305中的Eu同位素分数与经典方法的r-过程起源一致，并且与恒星模型的r-或s-过程起源一致。我们的Sm同位素馏分HD 175305建议一个主要的r-过程的起源，和我们的Sm同位素馏分HD 196944是一致的S-过程的起源。钕同位素分数，而符合r-过程或s-过程的起源，有非常小的能力来区分任何物理值的同位素分数在任何恒星。这项研究首次将贫金属恒星中多种稀土元素的n-捕获起源从元素丰度扩展到同位素水平，加强了HD 175305的r-过程解释和HD 196944的s-过程解释。
2007-12-16 astro-ph
