Deep Spectroscopy of Systematically Surveyed Extended Lyman-alpha Sources at z~3-5
在圆锥体中，空间扩展的Ly-alpha源是微弱和/或紧凑的，是极年轻（~< 10^7年）的高红移星系的候选者。我们提出了中等分辨率（R~2000）光谱的扩展Ly-alpha源在我们以前的研究中发现在z~3-5，使用VLT/VIMOS。深能谱表明，我们观察到的所有18个天体都具有超过100 A的大等效宽度（EW）。对于大约30%的样本（5个物体），我们在Ly-alpha线的轮廓上发现了明显的不对称。它们在红边显示出宽的机翼辐射成分，在Ly-alpha线的蓝边显示出尖锐的截止。这种不对称性在迄今已知的超风星系中经常可见，并且与超风活动的理论预测一致。有8个天体（8/18 ~ 40%）具有超过200 A的大EW，没有明显的超风活动特征。如此大的EW不能用中等年龄（>10^7岁）的恒星星族的光电离来解释，即使是头重脚轻的IMF或极低的金属丰度。这八个天体清楚地显示出Ly-alpha光度和速度宽度之间的正相关性。这表明这八个天体是在气体冷却阶段形成星系的良好候选者。
2007-05-10 astro-ph
Dispersal of massive star products and consequences for galactic chemical evolution
大质量恒星的产物从其诞生地分散的过程在确定观测到的丰度方面起着根本性的作用。我讨论参数化元素扩散和它们在化学演化中的作用，重点是理解当今的分散和均匀性的金属。湍流在混合过程中占主导地位，其特征时间尺度为10^8年，这意味着金属在ISM中的显著稀释。这允许一个粗略的估计富集事件的金属丰度分布函数。许多系统，包括银河系和附近的星系，显示出金属丰度分散，但似乎与纯粹的不均匀演化一致。也有像I Zw~18这样的系统表现出很强的均匀性，这可能与小星系尺寸，高恒星形成率和/或超级风有关。
2002-07-24 astro-ph
Mass-Metallicity Relation for the Local Group Dwarf Spheroidal Galaxies: A New Picture for the Chemical Enrichment of Galaxies in the Lowest Mass Range
研究了本星系群矮球状星系的维里质量（$M_{\rm vir}$）与金属丰度的关系. Hirashita、Takeuchi和Tamura指出，dSphs可以根据它们的维里质量和光度之间的关系分为两个不同的类别：低质量（$M_{\rm vir} \la 10^8 M_\odot$）和高质量（$M_{\rm vir} \ga 10^8 M_\odot$）组。我们看到，无论是质量-金属丰度和质量-光度关系的高质量dSphs被理解为一个低质量的扩展巨型椭圆星系。相反，我们发现，经典的银河风模型是有问题的，适用于低质量的dSphs，其低结合能是由几个超新星爆炸释放的。在它们的形成阶段，需要一个受到强烈调控的恒星形成来重现它们观察到的金属丰度。根据Nishi & Tashiro的观点，这种调节在具有原始元素丰度的气体云中是自然预期的。一个显着的分散在低质量dSphs的质量金属丰度关系也成功地解释了与平下和同事的情况。我们不仅提出了一个新的图片的dSphs的化学富集，但也建议，质量金属丰度和质量光度关系的理解在一个一致的上下文中。
2001-04-28 astro-ph
Evolution of Thermal Conducting Clouds Embedded in Galactic Winds
我们进行了高分辨率的流体动力学模拟密集的冷云嵌入超新星驱动的银河系超级风。在这里，我们提出了我们的参考模型，其中考虑到热传导的影响的初步结果。显着的动力学差异之间发生的模拟和没有热传导。在没有热传导的情况下，云在几个动力学时间尺度内碎裂。热传导的加入具有稳定云和抑制Kelvin-Helmholtz和Reyleigh-Taylor不稳定性增长的作用。此外，在我们的模拟中所满足的条件下，云边缘的强热通量产生压缩云的会聚激波。我们还计算了云的高能发射（O{ \sc vi}和软X射线）和O{ \sc vi}的吸收线性质，并与观测结果进行了比较。考虑到热传导的模型似乎更符合观测结果。一般来说，只有一小部分（0.1-0.4%）与云相交的风机械能被辐射出去。最后，我们的一些模型能够解释在超级风的X射线天文观测中看到的低金属丰度。
2004-11-17 astro-ph
Spherical Planetary Nebulae
通过研究它们的质量损失历史和它们在银河系中的分布，我认为球形行星状星云（PNe）是所有行星状星云中的一个特殊群体。大多数球形PNe的平滑表面亮度表明它们的祖先没有经历最终的强风（FIW，也称为超级风）阶段。虽然所有其他PNe群中有70%的PNe比太阳更接近银河系中心，但只有30%的球形PNe。这些，再加上众所周知的高尺度高度以上的银道面的球形PNe，建议的祖先球形PNe是低质量的恒星具有低金属丰度。虽然许多恒星都具有这些性质，但只有大约10%的PNE是球形的。通过比较球状PNe的星系分布和星系内金属丰度的演化，发现在[Fe/H] ~-0.4的临界金属丰度以上不形成球状PNe。我解释这一点，以及其他属性的球形PNe的背景下，同伴模型塑造PNe，认为球形PNe形成的恒星没有密切的同伴，恒星或亚恒星，围绕他们。
2001-05-09 astro-ph
On Extending the Mass-Metallicity Relation of Galaxies by 2.5 Decades in Stellar Mass
本文报道了用斯皮策红外线列阵照相机测量的27个邻近（D < 5 Mpc）矮不规则星系的4.5微米光度。我们利用安全距离和星际介质氧丰度测量，建立了25个矮星系的4.5微米光度-金属丰度（L-Z）关系。4.5 μ m处的L-Z关系为12+log（O/H）=（5.78 +/-0.21）+（-0.122 +/-0.012）M_[4.5]，其中M_[4.5]为4.5 μ m处的绝对量。近红外L-Z关系中的色散小于光学L-Z关系中的相应色散。随后导出的恒星质量-金属丰度M-Z关系为12+log（O/H）=（5.65 +/- 0.23）+（0.298 +/- 0.030）log Mstar。并将SDSS M-Z关系向较低质量扩展约2.5 dex。我们发现，在恒星质量的五个数量级上，M-Z关系中的色散是相似的，恒星质量和星际介质金属丰度之间的关系从高质量到低质量都是相似的.我们发现在低质量时，有效产额与重子总质量的关系有较大的离散。事实上，有几个矮星系的产量很大，如果星系风在矮星系中无处不在，这很难解释。L-Z和M-Z关系中的低散射很难理解，如果银河系超级风或井喷是低质量或低光度下的低金属丰度的原因。天真地，人们会期望在较低质量下散射不断增加，这是没有观察到的。
2006-05-01 astro-ph
Lower Metal Enrichment of Virialized Gas in Minihalos
我们区分金属富集的气体在维里化的迷你晕和星系际介质在高红移，宇宙学再电离有关，与最初的期望，气体在高密度区域内形成的暗物质晕可能更强大，从而抵抗与低密度星系际介质混合。作为一个例子，我们对小晕中的气体云进行了详细的流体动力学模拟，发现对于速度为10- 100 km/s的实际激波，小晕中rho>500 rhob的高密度气体中有90%以上（65%）在质量z=10处维里化（10^7，10^6）Msun的金属丰度仍然低于星系际介质的3%，红移z=6。可以预期，当它们被纳入更大的晕中时，小晕中的高密度气体成为随后恒星形成的燃料，在那里有效的原子冷却可以诱导气体冷凝，从而形成恒星。由于小晕在高红移时会维里化，而此时宇宙并没有显著的再电离，这意味着维里化的小晕中的气体可能提供了丰富的原始气体库，从而可能允许第三族无金属恒星的形成延伸到比基于星系际介质富集的其他预期低得多的红移。
2007-04-26 astro-ph
The origin of carbon, investigated by spectral analysis of solar-type stars in the Galactic Disk
利用8727 A的[C I]禁戒线，对80颗晚F型和早G型矮星的金属丰度范围为-1.06 < [Fe/H] < 0.26的样品进行了碳元素的光谱分析。这条线大概是不太敏感的温度，大气结构和偏离LTE比替代碳标准。我们发现[C/Fe]随着[Fe/H]的增加而缓慢下降，总斜率为-0.17 +-0.03。我们的研究结果与富金属大质量恒星的超级风对碳的富集是一致的，但与低质量恒星中碳的主要来源不一致。这一点特别是从银河系恒星的[C/O]与金属丰度的关系与矮不规则星系观察到的相应关系之间的比较得出的。中等质量恒星对于银河系中碳的产生的重要性仍然不太清楚。
1998-11-20 astro-ph
Recent data, e.g. from SDSS and 2dF, reveal a robust bi-modality in the distribution of galaxy properties, with a characteristic transition scale at stellar mass M_*~3x10^{10} Msun (near L_*), corresponding to virial velocity V~100 km/s. Smaller galaxies tend to be blue disks of young populations. They define a "fundamental line" of decreasing surface brightness, metallicity and velocity with decreasing M_*, which extends to the smallest dwarf galaxies. Galaxies above the critical scale are dominated by red spheroids of old populations, with roughly constant high surface brightens and metallic…
2004-01-23 astro-ph
The NOAO Fundamental Plane Survey - III. Variations in the stellar populations of red-sequence galaxies from the cluster core to the virial radius
我们分析了94个邻近星系团中约3000个红序星系的吸收线强度指数，以研究它们的恒星含量随主星系团位置的系统变化。这些数据来自NOAO基本平面调查。我们采用的方法是Nelan等人介绍的方法的推广。从同一调查中确定全球年龄-质量和金属性-质量关系。我们发现强有力的证据表明，在固定质量的星系属性的变化，在一个范围内，从集群中心的维里半径，R_200。例如，在星系团中较远的红色序列星系比在星系团核心中具有相同速度色散的星系具有较弱的Mgb 5177（在~8 sigma显著性）和较强的H β和H γ吸收（~3 sigma，~4 sigma）。Fe 5270和Fe 5335指数仅显示出非常弱的半径趋势。使用共12个指数，集群中心梯度的模式被认为是在光的恒星年龄和化学成分的不同依赖。所有12个指数的测量梯度可以通过一个模型来重现，在这个模型中，在~1 R_200的红序星系比相同速度色散但位于星系团中心附近的星系平均年龄更小（15+/-4%），α元素丰度比更低（10+/-2%）。对于总金属丰度，Z/H，没有发现明显的梯度（在R_200处比岩芯中大2+/-3%）。以星系团为中心的年龄和α/Fe梯度是在这个意义上的预期，如果星系团核心的星系在更早的时代比那些在更大的半径吸积，如果这种早期的吸积有助于早期停止恒星形成。观测到的年龄趋势的大小与半解析模型对分层星系形成的预测相当。
2006-03-31 astro-ph
On Dwarf Galaxies as the Source of Intracluster Gas
最近的观测证据陡峭的矮星系光度函数在几个丰富的集群导致猜测，他们的前体可能是大多数气体和金属的来源推断，从集群内介质（ICM）的x射线观测。它们沉积到ICM中被认为是通过早期超新星驱动的风发生的，由此产生的系统反映了我们在当地观察到的低光度矮椭球体和椭圆体的光度和化学性质。我们认为这种情况下，利用自洽模型球状光化学演化和气体喷射通过银河系超级风。坚持风后矮星服从观察到的颜色-光度-金属丰度关系，我们得出结论，ICM气体和金属的大部分并不起源于它们的前体。
1996-12-13 astro-ph
ASCA Measurements of Metallicity and Temperature Distributions in Three Clusters: A4059, MKW 3s and 2A 0335+096
本文给出了A4059、MKW 3s和2A 0335+096三个明亮近星系团金属丰度和温度分布的ASCA结果。在A4059中检测到金属丰度的显著梯度，而其他簇表明具有低显著性的类似梯度。这些特征与AWM 7和英仙座星系团的最新结果一起表明，注入ICM的金属在星系团空间中没有有效地混合。GIS数据的分析，没有明确包括冷却流模型，显示没有实质性的温度下降，在大半径（维里半径的一半）的3个系统。这与Markevitch等人（1998）最近对30个星系团的结果相反，他们假设了相当强的冷却流。这些星系团的气体质量分数在1 Mpc内为10-15%，这表明包括恒星质量在内的重子质量分数约为20%是星系团和星系团的常见水平。
1999-03-30 astro-ph
Linking the Metallicity Distribution of Galactic Halo Stars to the Enrichment History of the Universe
我们比较了星系晕恒星的金属丰度分布与分层星系形成的3D实现。来自矮星系的流出物不均匀地富集了星系际介质，其速率取决于当地星系的密度。因此，在早期形成的小星系中形成的第一颗恒星的金属含量低于在更大质量的星系中形成的第一颗恒星，这些星系通常形成得更晚。由于大多数晕星可能起源于吸积矮星，而盘星是由流出的富集气体形成的，这种情况自然会为老盘星产生一个“金属丰度底”，我们发现这与我们预测的晕星金属丰度分布的高端大致一致，与观测结果一致。在我们的模型中，晕星金属丰度的广泛和中心峰值分布得到了很好的再现，自然分散取决于确切的吸积历史。我们的建模包括早期外流的重要“重子剥离”效应，它会刷掉邻近维里化前密度扰动中微弱的气体。这个剥离过程并没有显着修改晕星金属分布的预测形状，但抑制恒星的形成，因此吸积星的数量，有助于重现观测到的总星系晕光度，也缺乏低光度的本地矮星系相对于N体预测。
2001-02-06 astro-ph
Systematic Variations in Age and Metallicity Along the Early-Type Galaxy Sequence
早期型星系尺度关系的形式（基本平面或FP）是星系序列潜在物理起源的直接指示。观察到的FP特性包括：（1）斜率随波长增加;（2）斜率在所有波长下偏离维里期望值（假设同源性和常数M/L）;（3）截距随红移被动演变;（4）斜率随红移缓慢下降。第一个性质意味着恒星星族对FP的斜率有贡献，第二和第四个性质排除了金属丰度效应作为斜率的唯一原因，第三个性质意味着“平均”早型星系的恒星含量形成于高红移。一个复合模型-包括年龄和金属丰度的变化，以及波长无关的影响，如同源性断裂-提出了它可以适合所有四个观察到的属性。这一模型表明，最明亮的早型星系包含最古老和最富金属的恒星，而最低光度星系的大部分恒星形成于最近的z_f~1。
1998-08-18 astro-ph
On the Dynamical Origin of the ICM Metallicity Evolution
利用星系团的N体/SPH（smoothed particle hydrodynamics）无辐射数值模拟，应用星系形成的半解析模型，研究了星系团内介质（ICM）金属丰度演化的起源.半分析模型包括气体冷却、恒星形成、超新星反馈和金属富集，并与基础模拟的扩散气体相关联，以便气体粒子的化学性质动态地、一致地从星系中的恒星产生。这种混合模型让我们有关于ICM中金属的空间分布的信息。对一组维里质量为~1.5*10^15 h^{-1} M_sun的星系团的结果有助于对最近观测到的X射线数据的理论解释，这些数据表明，随着红移的增加，星系团内气体的平均铁含量减少。我们发现这种演变主要是由于铁丰度在~ 0.15R_vir范围内逐渐增加的结果。星系团的z~1值相当大，而最近恒星形成的贡献很小。在高红移处富集的低熵气体汇到星系团中心，对金属丰度分布的演化做出贡献。
2008-02-07 astro-ph
The Metallicity of Diffuse Intrahalo Light
我们对从小旋涡星系到丰富的星系团的系统中弥漫恒星成分的金属丰度进行了预测。我们扩展了Purcell et al.（2007）的形式，其中漫射恒星质量是通过星系破裂产生的，我们将这个结果与观测到的星系质量-金属丰度关系进行卷积，以分析维里质量为10^10.5 M_sun < M_host < 10^15 M_sun的宿主晕中晕内光（IHL）的化学丰度。我们预测，从小到大的螺旋星系的尺度，大约两个德克斯在IHL金属丰度急剧上升。根据所考虑的宿主系统的总动力学质量Mhost，我们预测漫射光金属丰度范围从Mhost ~ 10^11Msun的ZIHL < -2.5到Mhost ~ 10^12Msun的ZIHL ~ -1.0。在更大的系统中，我们预测这种趋势会逐渐变平，M_host ~ 10^13 M_sun的Z_IHL ~ -0.4，M_host ~ 10^15 M_sun的Z_IHL ~ 0.1。这种行为是一致的，随着主机质量的增加，内晕金属丰度分布的缩小。在估计具有多个起源的晕内种群的化学丰度时，旧的、贫金属的IHL恒星和更富金属的、动态更年轻的潮汐流之间的表面亮度的可观察到的区别是至关重要的。
2008-09-10 astro-ph
Statistical Properties of X-ray Clusters: Analytic and Numerical Comparisons
我们比较了欧拉流体动力学模拟的结果团簇形成对维里标度关系之间的四个散装量：团簇质量，暗物质速度色散，气体温度和团簇光度。在三种不同的宇宙学模型（CHDM，CDM和OCDM）的红移范围内的大量集群的比较。我们发现，解析公式提供了一个很好的描述的四个数值量之间的关系。第四个（光度）也同意，一旦我们引入一个程序来纠正固定的数值分辨率。我们还计算了维里关系的归一化，并与现有文献进行了广泛的比较，发现非常好的一致性。Press-Schechter处方与模拟校准，再次发现结果与其他作者一致。我们还研究了相关的问题，如维里关系中的散射的大小，金属性与固定的通带的影响，和晕的结构。所有这一切都是为了建立一个坚实的基础，使用集群作为宇宙学探测器。模型的影响进行了简要讨论。
1997-10-10 astro-ph
Probing the absorbing haloes around two high-redshift radio galaxies with VLT-UVES
本文报道了两个高红移射电星系0200+015（z=2.23）和0943-242（z=2.92）的空间扩展莱曼α辐射中HI和CIV吸收的VLT-UVES阶梯光谱。与之前的低分辨率光谱相比，0943-242中的吸收体几乎没有表现出额外的结构，主要吸收体仍然与HI柱密度一致，约为10^19 cm^-2。这与吸收气体具有低密度和低金属性并且分布在位于发射线气体之外的光滑吸收壳中的图片是一致的。然而，0200+015中的主要吸收体非常不同。先前的HI柱密度为10^19 cm^-2的单个吸收体拟合，现在分裂成两个约4 x 10^14 cm^-2的吸收体，它们延伸超过15 kpc，以掩盖在这些高分辨率观测中与射电瓣重合的附加Ly-alpha发射。尽管与吸收系统的壳状分布一致，但0200+015需要比0943-242高得多的金属富集。根据CIV吸收推断，0943-242中的金属丰度远低于0200+015。我们解释了这些差异的基础上的大小的无线电源的进化方案。在这两个来源的HI吸收气体来源于一个丰富的气体合并或原始的集群气体冷却和坍缩的中心的暗物质晕。较大的射电源（0200+015）中较高的金属丰度可能是由星暴驱动的超级风（与射电源发射的触发同时发生）吞没了这个较老源的外晕。
2002-09-10 astro-ph
Photo-evaporation by thermal winds in dwarf galaxies
我们重新研究了矮星系气体被来自第一批恒星和活动星系核的紫外光电离并分别加热到T~10^4K和2 × 10^4K后的蒸发过程。早期的估计，基于压力和重力之间的平衡，表明维里速度低于Vevap ~ 11-13 km/s的暗晕在动力学时间内失去了大部分气体。在电离通量有效的时期，我们遵循热成风的连续蒸发。我们发现，显着蒸发的临界维里速度显着较高。例如，如果电离开始于z-ion =10，并一直维持到z=2，则在T ~ 10^4K（或2x10^4K）时，Vevap ~ 25（或35 km/s）的晕中会发生一个e倍的质量损失。Vevap ~ 21 km/s（或29 km/s）的晕在z=10的第一个哈勃时间内失去一个e-折叠。任何维里速度小于Vevap的矮星系都必须在z-离子之前从一小部分气体形成恒星，然后通过光蒸发失去其余的气体。这可能解释了贫气体、低表面亮度的矮球状星系。当z<1时，大多数IGM气体至少从矮星系蒸发一次，从而提供了其金属丰度的下限。
2003-05-28 astro-ph
Origin and Destiny of Dark Matter Halos: Cosmological Matter Exchange and Metal Enrichment
[摘要]我们分析了暗物质之间的交流晕，subhalos，和他们的环境中的高分辨率宇宙学N体模拟的Lambda CDM宇宙学。在每一个分析的红移z，我们分为4个组成部分的暗物质粒子：（i）孤立的星系晕，（ii）subhalos，（iii）集团和集群晕的扩散介质，（iv）外的维里化晕的背景。我们遵循这些组件之间的质量分布和流量的时间演化，并提供拟合函数的汇率。我们使用我们推导出的交换率来衡量宇宙中金属重新分布的重要性，这仅仅是由于引力引起的相互作用。在z=0时，星系团中的弥散金属丰度预计为孤立星系（约55%的星系团）的40%，并且在z=1时仅略低，与观测结果一致。在z~2处，预期差组中扩散介质的金属性降低5倍，与阻尼Ly $α$系统的观察到的金属性一致。背景IGM的金属丰度预计为z=0星系团的（1-3）× 10 ^{-4}，也与观测结果一致。预测和观察到的趋势的协议表明，引力相互作用单独可能发挥重要作用，在金属富集的星系团内和星系际介质。
2000-10-11 astro-ph
Evolution of the metal content of the intra-cluster medium with hydrodynamical simulations
我们提出了一个比较模拟结果和X射线观测数据的演化的金属丰度的集群内介质（ICM）。对星系团的模拟是用Tree-SPH Gadget 2程序进行的，该程序包括一个详细的化学演化模型，并假设三种不同形状的恒星初始质量函数（IMF），即Salpeter（1955）、Kroupa（2001）和Arimoto-Yoshii（1987）IMF。我们的模拟预测显着的径向梯度的铁丰度，延伸到整个集群维里化区域。在更大的半径，我们没有检测到任何平坦的金属丰度轮廓。至于ICM金属（铁）丰度到z=1的演化，我们发现它是由（i）已经富集的气体下沉，（ii）星系中正在进行的金属生产和（iii）ICM金属锁定在新生恒星中的综合作用决定的。因此，在z=1时停止恒星的形成，并不能抑制金属丰度的演化，反而会导致发射加权ICM金属丰度演化过快，在低红移时数值过高。最后，我们将模拟结果与观测到的每单位B波段光度的Ia型超新星发生率（SnU_B）进行比较。我们发现，我们的模拟集群不再现SnU_B的下降趋势，在低红移，除非恒星形成截断z=1。
2008-02-15 astro-ph
Three-dimensional simulations of the interstellar medium in dwarf galaxies - II. Galactic wind
研究了盘状矮星系在星系际介质中运动时星系风的流体动力学演化。与以前的调查，我们发现，当冲压压力剥离不扰乱ISM，它通常有一个可以忽略不计的影响，银河风动力学。只有当IGM冲压压力与中心ISM热压力相当时，汽提和超风才相互影响，从而提高气体去除率。在这种情况下，有几个参数调节ISM喷射过程，如ISM的原始分布和IGM-星系相互作用的几何形状。当ISM没有被冲压压力或风移除时，它会失去对星爆事件的记忆，并在50-200万年的时间尺度内恢复几乎其爆发前的分布。在这段时间之后，另一个恒星形成事件原则上是可能的。显然，星系风与周期性爆发的恒星形成历史是一致的。与ISM含量相反，星系保留的富含金属的喷出物的量对冲压压力作用更敏感。部分喷出物首先被困在IGM-ISM相互作用产生的低密度面外气体中，然后被推回星系盘。运动星系中捕获的金属数量可能是静止星系中捕获金属数量的三倍。这一预测可以通过比较附近贫星系团或星系群（如室女座或天炉座）中矮星系的金属丰度与场对应星系的金属丰度来检验。金属捕获效率对相互作用几何形状的敏感性可以解释矮星系金属度-光度关系中观测到的部分散射。
2004-04-26 astro-ph
Near-Infrared Imaging of Early-Type Galaxies III. The Near-Infrared Fundamental Plane
利用251个星系团和星系群中早型星系的近红外成像数据，构造了近红外基本面（FP）r_eff ~ sigma_0 ^1.53<Sigma_K>_eff^-0.79。因此，FP的斜率在所有可见光和近红外波段上都偏离了维里期望值r_eff ~ sigma_0^2<Sigma>_eff^-1，这可能是M/L沿椭圆星系序列变化的结果，或者是椭圆星系家族中同源性的系统性破坏。近红外FP的斜率排除了金属丰度变化作为FP斜率的唯一原因。然而，不排除年龄效应、同系动力学偏差或这些的任何组合（有或没有金属丰度）。近红外和光学FP的散射几乎相同，并且大大大于观测的不确定性，这表明FP在所有波长上都具有小但重要的内在宇宙学散射。近红外FP残差与Mg_2-sigma关系残差之间缺乏相关性，表明这些关系的厚度不能仅归因于年龄或金属丰度效应。由于这种金属丰度的独立性，近红外FP的小散射排除了年龄和金属丰度影响“合谋”保持光学FP薄的模型。所有这些结果都表明，由于椭圆星系中恒星星族和结构参数变化的综合影响，FP关系的可能物理起源是复杂的。
1998-06-23 astro-ph
Molecular Gas in Nearby Dwarf Galaxies: Single Dish and Interferometric Results
我们目前的结果，从一个广泛的调查分子气体在附近的矮星系。这项调查包括一个单碟搜索CO排放的UASO基特峰12米望远镜和干涉后续使用伯克利-伊利诺伊州-马里兰州阵列。我们已经探测到41个新的来源，大约是文献中探测到的此类物体数量的两倍。在本文中，我们讨论了两个结果的调查，使我们同意最近的建议，以上的金属丰度为12+log[O/H]~8.0，似乎有很小的变化，在CO到H2的转换因子的恒星形成的分子气体。我们发现了两个主要的证据：1）从各种来源的干涉仪观测中发现的维里质量与分子质量比没有明显的金属丰度变化趋势;和2）矮星系似乎表现出一个CO到无线电连续体的关系，类似于在较大的，可能富含金属，星系留下一个大的系统变化的CO到H2的转换因子与恒星形成气体中的金属丰度的空间很小。
2003-11-11 astro-ph
Pathways to massive black holes and compact star clusters in pre-galactic dark matter haloes with virial temperatures > 10000K
对Tvir~10000 K的前星系DM晕中原子冷却驱动的气体坍缩的大动态范围数值模拟表明，在转动支撑开始之前，气体损失了90%以上的角动量。在这些晕的一小部分中，金属丰度低，紫外线辐射抑制了H_2冷却，因此条件非常有利于大质量黑洞的快速形成。根据金属富集的进展，外部和内部紫外辐射对H_2冷却的持续抑制以及捕获引力能释放产生的熵的能力，预计晕中心的气体将形成超大质量恒星，一个恒星质量的黑洞以超爱丁顿吸积速率吸积，或者一个紧凑的星团经历碰撞运行，远离中心的大质量恒星在这三种情况下，一个初始质量适中的大质量黑洞发现自己处于气体快速流入的中心，流入速率为~1 M太阳\yr。大质量黑洞将因此迅速增长到10^5到10^6太阳质量，直到进一步的流入停止，要么是由于恒星形成消耗气体，要么是由于不断增长的大质量黑洞不断增加的能量和动量反馈。以这种方式形成大质量种子黑洞的条件在T_vir~15000 K和V_vir~20 km \s的晕中是最有利的，其中质量较小的晕不允许通过原子冷却使气体坍缩，而质量较大的晕更容易碎裂。这应该会在银河系前晕中的大质量黑洞种子的早期种群的质谱上留下一个特征质量，这些黑洞种子后来将成长为银河系凸起中观测到的超大质量黑洞种群。
2008-10-15 astro-ph
Feedback and the fudamental line of low-luminosity LSB/dwarf galaxies
我们用简单的术语研究了反馈在建立低表面亮度星系和恒星质量在6 × 10^5 <M*<3 × 10^10 Msun范围内的矮星系的标度关系中的作用。根据SDSS和本星系群的测量，这些星系的内部速度、金属丰度和表面亮度（或半径）与M* 有紧密的相关性。它们定义了一条基本线，将它们与表面亮度和金属丰度高的较亮星系区分开来。理想化模型假设CDM晕的球形崩溃维里平衡和角动量守恒。通过假设M* 是晕质量M的一个常数，再现了亮星系的关系。低光度LSB的上限与超新星反馈能显著抑制恒星形成的晕的维里速度一致，V<100 km/s（Dekel & Silk 1986）。我们认为，尽管存在辐射损失，但供给气体的能量服从E_sn \prop M*，并将其与气体的结合能等同，得到M*/M \prop V ^2。这个理想化的模型提供了令人惊讶的良好拟合低光度LSB和矮星的标度关系，这表明超新星反馈在确定基本线方面发挥了主要作用。星系在V~ 10 km/s处的视下限可能是由于T~ 10^4K处的冷却势垒。由于邻近星系的超新星风或z_ion处宇宙学再电离后的辐射反馈将气体完全清除，部分暗晕可能没有恒星。辐射反馈也可以解释矮椭球体（dE）和不规则星（dI）的区别，其中V<30 km/s的dE在z_ion之前形成恒星，然后被清除气体，而V> 30 km/s的dI保留了富含气体的盘，具有反馈调节的恒星形成。
2003-12-12 astro-ph
On spatial distributions of old globular clusters in clusters of galaxies
利用高分辨率的宇宙学模拟方法，研究了在高红移（z>6）下形成的、位于星系团维里化星系晕内外的古老贫金属球状星团（GC）的结构性质。我们主要在14个模型的基础上推导了团簇内GCs（ICGCs）物理性质的参数依赖关系。我们的主要结果总结如下。(1)在不同M_CL的星系团中，ICGC的投影径向密度分布（Sigma_GC）是不同的，尽管在大多数模型中ICGC的分布是不均匀的、不对称的，并且有些拉长。如果Sigma_GC（R）~ R^alpha，则对于簇中的GC，alpha的范围为-1.5至-2.5。(2)虽然在不同的星系团中，0.05 Mpc（N_GC，0.05）和0.2 Mpc（N_GC，0.2）的GC总数是不同的，但它们对M_CL的依赖性很弱，M_CL越大，N_GC，0.05和N_GC，0.2都可能越大. (3)每个星系团质量的GC总数（星系团GC的特定频率）在更大质量的星系团中更有可能更大，主要是因为更大数量的早期维里化物体可以位于更大质量的星系团中。(4)团簇中旧GC的空间分布可以取决于GC形成的截断时期（z_trun），使得它们在具有较高z_trun的模型中可以更陡峭和更紧凑。(5)星系团中ICGC的平均金属丰度比星系团成员星系晕中GC的平均金属丰度小~ 0.3 [Fe/H]。ICGCs的金属丰度分布函数（MDF）在[Fe/H]-1.6附近出现峰值，没有明显的双峰性。
2006-08-11 astro-ph
Mayall II = G1 in M31: Giant Globular Cluster or Core of a Dwarf Elliptical Galaxy ?
Mayall II = G1是仙女座星系M31中最明亮的球状星团之一。我们对HST/WFPC 2的观测提供了（I vs. V-I）和（V vs. V-I）色星等图的数据。从模型拟合，我们确定了一个相当高的平均金属丰度[Fe/H] = --0.95 +- 0.09，有点类似于47 Tuccino。我们发现一个更大的传播V-I比可以解释的测量误差，我们把这归因于一个内在的金属丰度之间的恒星G1分散。到目前为止，只有半人马座欧米茄，巨大的银河系球状星团，已经知道表现出这样的内在金属丰度分散。这个球状星团的总质量有三个估计值：King质量= 15 x 10^6，M/Lv ~ 7.5;维里质量= 7.3 x 10^6，M/Lv ~ 3.6; King-Michie质量在14到17 x 10^6之间。虽然不确定，但所有这些质量估计都使G1的质量是半人马座ω的两倍多。如此大的质量与金属丰度分布有关，其来源仍然未知（要么是自富集，要么是不均匀的原星团云，要么是矮星系的剩余核心）。当考虑G1在Kormendy（1985）定义的不同图中的位置时，G1总是出现在由球状星团定义的序列上，并且肯定远离由椭圆星系、凸起星系和矮球状星系定义的序列。半人马座ω星和矮椭圆星系NGC 205的核心也是如此。这并不能证明所有（大质量）球状星团都是有核矮星系的残余核心。
2001-05-01 astro-ph
The Photo-Evaporation of Dwarf Galaxies During Reionization
在再电离期间，宇宙充满了电离辐射的宇宙学背景。到那个时候，宇宙气体的一个显着的部分已经被纳入塌陷的星系晕维里温度低于约10000 K，无法有效地冷却。我们表明，这种气体的光电离的新鲜的宇宙紫外线背景沸腾的气体的引力势阱的主机晕。我们计算了球对称暗物质晕内气体的光电离加热，并假设气体被加热到其维里温度以上时被排出。在流行的冷暗物质模型中，普雷斯-谢克特晕丰度意味着大约50-90%的坍缩气体在再电离时蒸发。气体来自于低于10-15 km/s的临界圆速度的晕。由此产生的矮星系群在红移5-10处的外流影响了周围星系际介质的金属丰度、热和流体动力学状态。我们的研究结果表明，恒星系统的速度色散低于约10公里/秒，如球状星团或矮球状星系的本集团，没有形成直接通过宇宙学崩溃在高红移。
1999-04-08 astro-ph
Hubble Space Telescope Observations of cD Galaxies and their Globular Cluster Systems
我们使用哈勃空间望远镜上的WFPC 2获得了4个cD星系（Abell 194中的NGC 541、Abell 779中的NGC 2832、Abell 1656中的NGC 4839和Abell 2666中的NGC 7768）在5400 < cz < 8100 km s^{-1}范围内的F450 W和F814 W图像。对于NGC 541，HST数据由VLT上FORS 1获得的地基B和I图像补充。我们目前的表面亮度和颜色配置文件的四个星系，确认其分类为cD星系。等光度分析显示，在NGC 541和NGC 7768的核中存在亚弧秒尺度的尘埃盘。尽管这些星系在空间范围和光度方面具有极端的性质，但我们对它们的球状星团系统的分析表明，在特定频率、金属丰度梯度、平均金属丰度或球状星团和宿主星系之间的金属丰度偏移方面没有异常。我们发现，后者的偏移量似乎大致恒定在Δ[Fe/H] ~ 0.8 dex的早型星系跨越大约四个数量级的光度范围。我们结合球状星团的金属丰度分布与一系列早期的论文中描述的经验技术，调查这些cD星系的原星系质谱的形式。我们发现，所观察到的GC金属丰度分布是一致的，如果cD星系的形成，通过大量的星系和原星系碎片，形成他们的恒星和球状星团捕获和破坏之前的同类相食。然而，它们的GC系统的性质表明，动力学摩擦不是这些星系组装的主要机制。我们认为，CD，而不是迅速形成，通过层次合并，集群viria…
2003-09-29 astro-ph
Can Supermassive Black Holes Form in Metal-Enriched High-Redshift Protogalaxies ?
原银河系暗物质（DM）晕中的原始气体，其维里温度Tvir > 10^4 K，开始冷却并通过氢原子冷凝。如果这种气体受到强紫外线（UV）通量的照射，并且不含H2和其他分子，那么Tvir ~10^4 K的晕可能会避免碎裂，并导致质量为M=10^5-10^6 Msun的超大质量黑洞（SMBH）的快速形成。这种"头启动“有助于解释推测质量为几× 10^9兆太阳的SMBH的存在，它为斯隆数字巡天中发现的红移z>~6的明亮类星体提供了动力。然而，Tvir~10^4K的高红移DM晕可能已经富含至少痕量的金属和尘埃，这些金属和尘埃是在它们的祖先中由先前的恒星形成产生的。在这里，我们研究的热和化学演化的低金属气体暴露在极强的紫外辐射场。我们在单带模型中获得的结果表明，气体碎裂在临界金属丰度以上是不可避免的，临界金属丰度的值介于Zcr~ 3 x 10 ^{-4} Zsun（在没有尘埃的情况下）和低至Zcr~ 5 x 10^{-6} Zsun（尘埃与气体的质量比约为0.01 Z/Zsun）之间。我们认为，当金属丰度超过这些临界值时，低质量恒星的致密星团可能在晕核处形成。在这样的星团中，相对大质量的恒星可以迅速合并成一个更大质量的天体，这可能会产生一个中等质量的BH残留物，其质量可达M <~10^2-10^3 Msun。
2008-07-09 astro-ph
X-ray Cluster Properties in SPH Simulations of Galaxy Clusters
本文利用一组扁平LCDM宇宙学中星系团的流体动力学SPH模拟结果研究星系团的X射线性质。气体的物理模型包括辐射冷却，恒星形成，能量反馈和SNe II型和Ia型爆炸后的金属富集。冷却函数的金属丰度依赖性也被考虑在内。结果表明，模拟得到的团簇的亮度-温度关系与实验数据符合得很好，冷团簇的X射线性质不受加热团簇内介质的反馈能量的影响.高温气体$f_g$在维里半径处的分数随着$T_X$的增加而增加，模拟得到的团簇样品的分布与观测范围一致。
2003-10-08 astro-ph
Thermal and non-thermal nature of the soft excess emission from Sersic 159-03 observed with XMM-Newton
几个附近的集群表现出过量的软X射线辐射，这不能归因于热维里化的集群内介质。迄今为止，关于过量辐射的起源还没有达成共识：它可能是热起源，也可能是由于宇宙微波背景的逆康普顿散射。使用Sersic 159-03的高分辨率XMM-牛顿数据，我们首先表明，检测到的径向距离为0.9 Mpc的强软过量发射。使用两个可用的可行模型解释数据，即，通过调用热气体或相对论电子的温暖水库，这是宇宙射线人口的一部分。过量排放的热解释，稍微有利于拟合优度分析，表明负责排放的温暖气体质量高，金属丰度低。
2005-04-05 astro-ph
Revealing the Warm-Hot Intergalactic Medium with OVI Absorption
对宇宙结构生长的流体动力学模拟表明，z=0时30-50%的重子可能处于温度约为10^5-10^7K的温热星系际介质（WHIM）中。在类星体光谱的FUV部分，OVI λλ1032，1038吸收线偶线提供了这种气体的一个重要探针。利用最近的流体动力学模拟，发现应该有~5 O VI吸收线每单位红移与等效宽度>= 35 mA，迅速减少到~0.5每单位红移在>= 350 mA。大约10%的重子物质或20-30%的WHIM预计将在等效宽度>= 20 mA的O VI吸收线系统中;剩余的WHIM气体可能太热或金属丰度太低而无法在O VI中检测到。我们发现，模拟结果与观测吻合得很好，在这些系统中包含的线丰度和总质量。一些O-VI系统是碰撞电离的，一些是光电离的，但大部分的质量是在碰撞电离系统。我们表明，产生的O VI吸收线的气体并不居住在维里化的区域，如星系，星系团或星系团，而是有一个10-40倍的平均密度的过密度。这些区域形成了一个稍微相连的细丝网络。这些地区的典型金属丰度为0.1-0.3Zsun。
2001-08-17 astro-ph
Formation of globular clusters in hierarchical cosmology
利用高分辨率的宇宙学模拟研究了银河系大小的星系中球状星团的形成。在我们的模型中，星系团形成于高红移星系气体盘中超巨分子云的致密核心。团簇的性质估计使用物理动机的亚网格模型的等温云崩溃。模拟中的第一簇在z ~ 12处形成，而我们推测GC形成的最佳条件似乎在z ~ 3-5处。大多数星系团形成于维里质量大于10^9兆太阳的前体星系中，星系团的总质量与其宿主星系的质量密切相关，其中约2x 10 ^-4的星系重子以GC的形式存在。此外，GC人口的质量和在给定区域的最大星团质量与当地的平均恒星形成率密切相关。我们发现，在模拟中确定的集群人口的质量，大小和金属丰度分布是非常相似的银河系球状星团的相应分布。我们没有发现明显的质量金属丰度或年龄金属丰度的相关性的老集群。零年龄星团的质量函数可以近似为幂律dN/dM ~ M^-α，α ~ 2，与恒星爆发星系中年轻星团的质量函数一致。然而，零年龄质量函数的形状可能更好地描述为对数正态分布的高质量尾部，其峰值约为10^3 Msun。详细讨论了球状星团质量函数的起源、普适性和动力学演化。我们的研究结果表明，在LCDM宇宙学中，具有与观测到的星团相似性质的球状星团可以在z >~ 3的年轻致密气体盘中自然形成。
2005-01-13 astro-ph
From First Galaxies to QSOs: feeding the baby monsters
我们提出了一个大质量球状星系与其中心活动核共同演化的物理模型。超新星加热在减缓恒星形成和驱动越来越小的暗物质晕中的气体流出方面越来越有效。因此，早期形成的质量较大的原星系是恒星形成速度较快的地方。相应地，较高的辐射阻力导致气体的角动量损失较快，并导致中心黑洞的吸积速率较大。反过来，由活性核提供动力的流出物的动能可以在更短的时间内使残留气体脱离，从而形成更大的晕。该模型考虑了早型星系的各种动力学、光度学和金属丰度性质，以及M_BH - σ关系和局域超大质量黑洞质量函数。
2004-09-24 astro-ph
The Fate of the First Galaxies. III. Properties of Primordial Dwarf Galaxies and their Impact on the Intergalactic Medium
在之前的两篇论文中，我们模拟了宇宙中具有代表性的第一个星系。模拟是独特的，因为我们的模型反馈调节星系形成，使用时间依赖性，空间不均匀的辐射转移耦合到流体力学。在这里，我们研究了模拟的原始矮星系的性质，质量小于2x10^8 Msolar，并调查它们对星系际介质的影响。虽然许多原始星系都是暗星系，但每同向运动约有100--500个Mpc ^[3]是亮星系，但相对较暗。它们优先形成链状结构，并且具有低表面亮度的恒星球状体，延伸到维里半径的20%。它们的星际介质的平均密度n_H约为10- 100 cm^-3，金属丰度Z约为0.01- 0.1 Z太阳能，并且可以维持多相结构。在大散射的情况下，恒星形成的平均效率与晕质量成比例，<f_*> \propto M_dm ^2，与红移无关。由于反馈，小于临界质量M_crit（z）的晕中没有大部分重子。更有趣的是，我们发现暗晕的M_crit（z）总是比亮晕小。星系际介质中金属的富集是不均匀的，[Z/H]>-3.0时，富集气体的体积填充因子只有1%~ 10%，[Z/H]>-5.0时，富集气体的体积填充因子只有10%~ 50%。在z=10时，金属丰度Z<10^-3的恒星占恒星总质量的比例为10^-6。虽然用詹姆斯·韦伯太空望远镜探测高红移矮星系将是一个挑战，但由于它们的空间密度很大，对它们在本地宇宙中的化石记录的研究是有希望的。
2008-02-19 astro-ph
Intense Star-formation and Feedback at High Redshift: Spatially-resolved Properties of the z=2.6 Submillimeter Galaxy SMMJ14011+0252
我们提出了一个详细的分析透镜亚毫米星系SMMJ 14011 +0252在z=2.56的空间分辨特性，结合深近红外积分场数据与SPIFFI获得的VLT与其他多波长数据集。SMMJ 14011 +0252的广泛特征与我们对局部大质量球状星系早期演化的预期一致。从连续和线通量，速度和色散图，我们测量的运动学，恒星形成率，气体密度和灭绝的各个子组件。恒星形成强度类似于低红移的“最大恒星爆发”，而线通量和发射线气体的动力学提供了直接证据，表明恒星爆发驱动的风具有与当地超级风非常相似的物理特性。我们还发现间接证据的“自我调节”的恒星形成内J1。蓝色伴星J2的相对速度给出了J1的动力学质量估计，其值在20 kpc以内，M_dyn \sim 1 \times 10^{11} M_sun。J2的相对金属丰度比J1 n/s低0.4 dex，表明不同的恒星形成历史。连续峰J1 c的SED拟合证实并证实了先前的建议，即该组分是z=0.25的插入物。当去除J1 c时，恒星连续谱和H-α线发射在两个单独的分量J1 n和J1 s中出现良好的空间对齐，并且与速度图中两个运动学上不同的区域相一致，这很可能表明合并系统。这突出了SMG和ULIRGs之间的密切相似性，它们通常是合并驱动的最大恒星爆发，并表明恒星形成的内在机制和相关的反馈类似于低红移的强恒星形成系统。
2006-11-25 astro-ph
Stellar Masses of Luminous Compact Blue Galaxies at Redshifts z=0.4-1.2
我们提出了恒星质量测量的样本36发光紧凑型蓝色星系（LCBG）在红移z = 0.4-1.2周围的哈勃深场北侧翼领域。该技术是基于拟合的两个组件的星系人口模型多宽带测光。最佳拟合模型被发现在很大程度上是独立的国际货币基金组织和金属丰度的恒星星族的假设值，但灭绝的数量和灭绝法采用的敏感。平均而言，最佳拟合模型对应于E（B-V）=0.5的LMC消光定律。然而，恒星质量的估计与最终模型的选择是非常独立的。使用Salpeter IMF，得出该样本的恒星质量中值为5 x 10^9 Mo，即，比之前的维里质量估计值小~2倍。尽管有2-3倍的不确定性，我们的结果加强了先前的说法，即中等红移的L* CBG平均比今天典型的L* 星系小10倍。
2003-02-12 astro-ph
