Type Ia and II supernovae contributions to the metal enrichment in intra-cluster medium observed with Suzaku
利用朱雀X射线天文台对两个星系团（AWM 7和Abell 1060）和两个星系群（HCG 62和NGC 507）的团内介质（ICM）性质进行了研究。基于空间分辨能谱，我们首次测量了精确的累积ICM金属质量在0.1和~0.3 r_{180}。将我们的结果与超新星核合成模型进行比较，II型（SNe II）与Ia型（SNe Ia）的数量比估计为~3.5，假设ICM中的金属质量由SNe Ia和SNe II中合成的产物之和表示。以目前星系的K波段光度标准化，并包括恒星中的金属，过去SNe II爆炸的综合数量估计接近或略高于哈勃深场观测确定的恒星形成率。
2007-08-02 astro-ph
The origin of short-lived radionuclides and the astrophysical environment of solar system formation
根据早期太阳系中短寿命放射性核素（SR）的丰度，如$^{26}$ Al（T $_{1/2} = 0.74$ Myr）和$^{60}$ Fe（T $_{1/2} = 1.5$ Myr），人们经常断言太阳诞生于一个大星团中，其中一颗大质量恒星在超新星爆炸中用新合成的同位素污染了原行星盘。为了解释推测的太阳系初期短寿命放射性核素的丰度，这颗超新星必须接近年轻的（$\leqslant$ 1百万年）原行星盘（$\sim$ 0.3 pc）。在这里，我们表明，大质量恒星演化的时间尺度太长，相比嵌入式集群中恒星形成的典型时间尺度，它们在附近磁盘的寿命内爆炸为超新星。这在猎户座星云团（ONC）类型的背景下尤其如此，在那里，最大质量的恒星将在恒星形成开始后的$\sim$ 500万年爆炸为超新星，而附近的圆盘已经遭受了大量的光蒸发和/或形成了大的星子。我们量化的概率{ \it任何}原行星盘接收SR从附近的超新星在早期太阳系中观察到的水平。我们估计的关键限制是：（1）SR必须注入到一个新形成的（$\leqslant$ 100万年）磁盘，（2）磁盘必须生存紫外光蒸发，（3）原行星盘必须位于富集区，允许SR注入在太阳系水平没有磁盘中断。在最有利的情况下，超新星喷出物污染原行星盘的概率为3 $\times$ 10 $^{-3}$。
2008-05-05 astro-ph
Simulations of Cosmic Chemical Enrichment with Hypernova
我们用一个包含超新星和超超新星反馈的流体动力学模型模拟宇宙化学富集。我们发现，大多数恒星在今天的大质量星系形成在小得多的星系在高红移，尽管他们的后期组装时间。在低质量星系中，超新星反馈驱动星系外流，这些风将重元素喷射到星系际介质中。对于质量较小的星系，喷出的重子分数较大，与恒星金属丰度相关。观测到的质量-金属丰度关系很好地再现了质量依赖的星系风的结果。我们还预测了宇宙超新星和伽马射线暴的速率历史。
2006-11-27 astro-ph
Metal Enrichment in the Intra-Cluster Medium
综述了团簇内介质（ICM）重元素富集的研究进展。现在有很好的观测证据表明富集，包括丰度比和金属丰度分布。浓缩过程中所涉及的各种过程-冲压压力剥离、星系风、星系-星系相互作用、活动星系核外流和星系团内超新星-得到了描述。考虑到金属富集的ICM演变的模拟。
2006-11-20 astro-ph
The self-enrichment of galactic halo globular clusters : a clue to their formation ?
我们提出了一个球状星团自富集模型。在原星系中，嵌入热原星系介质中的冷而致密的云被认为是星系晕球状星团的祖先。第一代无金属恒星的大质量恒星诞生于原球状星团云的中心区域，爆炸时成为II型超新星。相关的冲击波引发了超级壳层的膨胀，席卷了云的所有物质，这些大质量恒星释放的重元素丰富了超级壳层。第二代恒星就诞生在这些被压缩和富集的气体层中。这些恒星会发生坍缩并形成一个球状星团。这项工作的目的是修改最经常遇到的反对自富集的论点，即假设少数超新星有能力破坏原球状星团云。我们描述了一个模型的动力学的超壳层和其渐进的化学富集。我们表明，原始星团云所需的最小质量，以避免破坏几十个II型超新星是兼容的质量通常假设为原球状星团云。此外，相应的自富集水平与晕状球状星团的金属丰度一致。
1999-11-15 astro-ph
Hierarchical Growth and Cosmic Star Formation: Enrichment, Outflows and Supernova Rates
针对初始晕结构的不同最小质量，并考虑到现实的气体流出，评估了宇宙恒星形成历史。在10^{7} - 10^{8} M_odot的最小晕质量和中等的流出效率下，我们再现了IGM的当前重子分数和早期化学富集。“正常”恒星形成率的强度也受到观测的很好的限制：它必须由椭圆星系中的恒星形成所主导，除非可能是在非常低的红移。重子在恒星中的比例也被预测为Ia型和II型超新星事件的发生率。通过与红移范围z=0-2的SN观测结果进行比较，我们可以对Ia型超新星的时间延迟（需要\sim 4 Gyr的总延迟来拟合数据）、祖先质量范围的下限（2 - 8 M_odot）和再现Ia型超新星的白矮星的比例（约1%）设置强约束。对于270 M_ \odot以下的零金属丰度星，必须限制其初始星暴的强度，以避免IGM过早的重浓化。在z = 0的IGM中，只有大约10 - 20%的金属是由z很高的第三星族恒星产生的。剩下的80 - 90%后来被形成正常恒星的星系喷射出去，最大的外流效率发生在红移约为5。我们的结论是，重子的10^{-3}质量必须位于第一大质量恒星中，以产生足够的电离光子，使IGM能够通过z \sim 15提前再电离。
2005-09-07 astro-ph
On the typical timescale for the chemical enrichment from SNeIa in Galaxies
我们采用最流行的和最近的祖星模型计算不同的恒星形成历史的星系中的Ia型超新星的比率。我们表明，Ia型超新星速率的最大值，这也对应于最大富集的时间，时间尺度不是唯一的，但通过恒星寿命，初始质量函数和恒星形成率的强函数。这个时间尺度从瞬时星暴的$\sim 40-50$ Myr到典型椭圆星系的$\sim$ 0.3 Gyr，再到像银河系这样的螺旋星系盘的$\sim 4.0-5.0$ Gyr。我们还表明，1 Gyr的典型时间尺度，通常被引用为典型的时间尺度的Ia型超新星，正是在这个时候，在太阳附近，铁生产从超新星Ia开始变得重要，而不是在超新星Ia开始爆炸的时间。作为一个cosequence的，在[O/Fe]比的斜率的变化，预计在对应的时间尺度。我们的结论是，建议缺乏超新星Ia在低金属丰度产生的结果与观察到的[O/Fe]与[Fe/H]在太阳区域的关系。我们还计算了不同星系的超新星Ia速率作为红移的函数，并在假设星系在$z_f \sim 5$和$Ω_M = 0.3$，$Ω_Λ = 0.7$开始形成恒星的情况下，预言了椭圆星系的红移在$z \sim 3.6$和$z \sim 1.6$之间的扩展极大值，以及旋涡星系的两个极大值，一个在$z \sim 3$，另一个在$z \sim 1$。
2001-05-04 astro-ph
Self-enrichment of Galactic halo globular clusters: stimulated star formation and consequences for the halo metallicity distribution
我们从恒星形成的角度探讨了球状星团形成的自富集假说。在这种情况下，第一代恒星的大质量恒星通过化学方法使球状祖先云富集到星系晕的金属丰度，并将其扫入一个不断膨胀的球形气体壳层。本文探讨了这种扫过的原球状云的能力，成为引力不稳定，因此，种子的形成第二代恒星，可能以后形成一个球状星团。我们使用一个简单的模型的基础上的线性微扰理论的横向运动在壳的气体来证明，祖云的约束压力和所需的超新星数量，以实现星系晕金属支持壳横向崩溃的成功发展。有趣的是，控制通过自富集实现的金属丰度的两个参数，即超新星的数量和外部压力，也决定了壳层的表面密度，从而决定了壳层进行横向坍缩的能力。这样一个超新星引起的起源的球状星团恒星，因此打开了道路的晕金属丰度分布的理解。该模型也能解释晕状球状星团金属丰度的下限。
2004-03-10 astro-ph
The First Supernova Explosions: Energetics, Feedback, and Chemical Enrichment
在真实的宇宙学背景下，利用三维光滑粒子流体动力学模拟研究了高红移宇宙中一颗200 M太阳对不稳定超新星的膨胀、反馈和化学富集性质.我们发现，SN残留物在z = 20的哈勃时间内传播到最终质量加权平均激波半径为2.5 kpc（正常），大约是HII区域大小的一半，在这个过程中，扫过的气体总质量为2.5*10^5 M_sun。冲击波的形态变得高度各向异性，一旦它离开宿主晕，遇到细丝和邻近的minihalos，而大部分的冲击波传播到星系际介质的空隙。SN完全破坏了宿主晕，并终止了至少2亿年的进一步恒星形成，而在我们的特定情况下，它通过冲击压缩其核心对邻近的迷你晕施加了积极的机械反馈。相比之下，我们没有观察到致密壳层中通过引力破碎形成的次级恒星，这是由于祖先恒星先前的光加热。我们发现，由金属线冷却是不重要的SN残留物的整个演变，而富含金属的，内部气泡膨胀到由冲击产生的空腔，并最终进入空隙，最大程度上类似于最终的质量加权平均冲击半径。最后，我们得出结论，至少M_vir > 10^8 M_sun的暗物质晕必须被组装起来才能吸收扫掠气体的所有成分。
2009-10-20 astro-ph
SNe heating and the chemical evolution of the intra-cluster medium
我们计算的化学和热历史的集群内介质在丰富和贫穷的集群的假设下，超新星（I，II）是主要负责的化学富集和加热的集群内气体。我们假设只有椭圆星系和S 0星系通过超新星驱动的风对团内气体的富集和加热有贡献，并探索了几种描述超新星与星系中星际介质之间反馈的方法。然后，我们整合的化学和能量的贡献，从单个星系团星系团的光度函数，并得出这些量的变化作为宇宙时间的函数。我们得出以下结论：i）虽然II型超新星主导了星系内部的化学富集和能量学，但Ia型超新星在星系团内介质中起着主导作用，ii）星系模型再现了星系团内介质中观察到的化学丰度和丰度比，预测每个粒子的能量输入最大为0.3-0.4 keV，假设Ia型超新星贡献了100%的初始冲击波能量，而II型超新星只贡献了其初始能量的几分之一。
2002-04-09 astro-ph
Chemical Enrichment and Energetics of the ICM with Redshift
在本文中，我们显示了初步的结果，化学和能量丰富的ICM的超新星驱动的风模型在椭圆星系。这些模型是通过考虑超新星遗迹在星际介质中演化的新规律而得到的。我们发现，模型，它可以重现的Fe丰度和[ $α$ /Fe]比观察到的ICM，预测SN的能量输入可以提供约0.3千电子伏的ICM粒子。我们通过假设每次SN爆炸注入ISM的平均能量不超过其初始冲击波能量的20%而得到了这个结果。预测的每个粒子的能量不足以打破集群的自相似性，但比以前的模型中预测的更多。
2001-09-26 astro-ph
The first chemical enrichment in the universe and the formation of hyper metal-poor stars
最近发现的一颗超贫金属（HMP）恒星，其金属量Fe/H小于太阳比的1/100，000，以及一颗早期的HMP恒星，提出了一个具有挑战性的问题，如果这些HMP恒星是宇宙中真正的第一代低质量恒星。我们认为，这些HMP星是第二代恒星正在形成的气体化学丰富的第一代超新星。这个解决方案的关键是这些HMP恒星非常不寻常的丰度模式，具有重要的相似性和差异性。我们可以重现这些丰富的功能与核心崩溃的“微弱”超新星模型，经历了广泛的物质混合和回落期间爆炸。
2005-05-26 astro-ph
The Evolution of Protoplanetary Disks Around Millisecond Pulsars: The PSR 1257 +12 System
以PSR 1257+12为例，模拟了毫秒级恒星周围原行星盘的演化过程.初始条件的选择与超新星回落盘和伴星潮汐破裂形成的盘预期的初始角动量相对应。模型运行在两个模型的粘性演化盘：完全粘性和分层的吸积盘模型。超新星回退盘导致固体的分布局限在1-2天文单位内，并产生必要的材料形成PSR 1257+ 1 - 2周围的三颗已知行星。潮汐破裂盘倾向于稍微减少形成脉冲星行星所需的1 AU内部的固体，而在没有月球质量或更大的物体存在的情况下，固体的数量过多。在“分层”吸积下演化的粒子扩散得更少，并在盘中沉积了更高密度的固体柱。在所有的情况下，环绕脉冲星的气体都以$\lesssim 10^{5}$年的时间尺度消散，使得气体巨行星的形成非常不可能。
2007-06-06 astro-ph
The Supernova Relic Neutrino Background
利用宇宙金属富集历史的观测，得到了过去所有II型超新星遗迹中微子背景的上限。我们表明，一个明确的检测这些遗迹中微子的超级神冈探测器是不可能的。我们还分析了萨德伯里中微子天文台的事例率（其中来自反nu_e + D --> n + n + e+的符合中子可能会增强背景抑制），得出了同样的结论。如果观测到的残余中微子通量超过了我们的上限，并且对金属富集历史的观测（z<1）没有相当大的误差，那么要么II型超新星速率不跟踪金属富集历史，要么某种机制可能是导致反nu_{mu,tau} -->反nu_e转变的原因。
2000-03-28 astro-ph hep-ph
Supernova outflows in galaxy formation
我们调查的背景下，SPH宇宙学模拟的超新星反馈的银河系外流的产生。我们使用的代码GADGET-2的修改版本，其中包括化学富集和能量反馈的超新星。我们发现，能量反馈在星系的演化中起着至关重要的作用，它加热了晕中心的冷物质，并引发了有效地将气体从中心输送到星系外围的外流。反馈的影响被发现依赖于系统的维里质量与较小的系统，如矮星系，受到更强烈的影响。流出有助于建立一个自我调节的恒星形成过程，并将大量的金属输送到晕中，甚至从系统中排出。根据我们的研究结果，超新星的能量反馈可能是星系际介质化学富集的机制。
2005-09-15 astro-ph
The Multiplicity of Main Sequence Turnoffs in Globular Clusters
我们给出了自富集和预富集模型下球状星团的色星等图。如果球状星团在超新星爆炸中损失的质量分数不超过95- 97%，则自富集模型在色星等图中有两个或更多的主序转折点。具有预富集的模型只能有一个主层序转折点。我们认为，集群wCen演变根据自我富集的情况。
2008-08-06 astro-ph
The N Enrichment and Supernova Ejection of the Runaway Microquasar LS 5039
本文研究了大质量X射线双星LS 5039中质量施主星的新光谱和紫外光谱。光谱的光学波段谱线强度表明该恒星大气富氮贫碳，光谱类型为ON 6.5 V（（f））。在NV 1240和C IV 1550的天鹅座P星风线中也发现了N-强和C-弱的斑图。我们认为，N-富集可能是由于内部混合，如果O-星出生作为一个快速旋转，或O-星可能吸积富N气体之前，一个共同的信封与超新星的祖先相互作用。我们重新评估了轨道要素，发现轨道周期为P=4.4267 +/- 0.0010 d。我们将谱线剖面与新的非LTE、线覆盖模型谱进行了比较，从中我们得出有效温度T_eff = 37.5 +/- 1.7 kK，重力log g = 4.0 +/- 0.1，预计旋转速度V sin i = 140 +/- 8 km/s。我们使用模型光谱和消光定律拟合UV、光学和IR通量分布，参数E（B-V）= 1.28 +/- 0.02和R= 3.18 +/- 0.07。我们确认的协变观测到的X射线通量和恒星风质量损失率来自H-α配置文件，这支持风吸积的情况下，在LS 5039的X射线生产。风吸积模型表明致密伴星的质量为M_X/M_sun = 1.4 +/- 0.4，与它作为中子星的身份一致。只有当中子星由于超新星爆炸的轻微不对称性（在此期间喷射出大于5个太阳质量）而获得适度的反冲速度时，观测到的双星的离心率和逃逸速度才能协调一致。
2003-09-26 astro-ph
Reply to ``Roles of SNIa and SNII in ICM Enrichment'' by Y. Ishimaru and N. Arimoto
我们解决了Y. Ishimaru和N. Arimoto关于Mushotzky等人（1996，ApJ，466，686）以及Loewenstein和Mushotzky（1996，ApJ，466，695）的论文。特别是，我们强调，在这些文件中的观测和模型之间的比较自洽假设一个特定的（光球）值的太阳铁丰度。我们还简要地重新讨论了Ia型超新星对团内介质铁富集的贡献问题。
1997-02-21 astro-ph
The Enrichment of the Intracluster Medium
在椭圆星系超新星驱动风模型的框架内，在两种极端的结合能-质量-半径关系假设下，研究了星系团团内介质的富集。除非在风开始时的结合能，对于一个给定的星系质量，比现在的关系式预测的低大约5倍，否则至多20%的ICM气体可能起源于星团椭圆星系本身，其余的是原始起源。
1996-12-13 astro-ph
SNII enrichment and the star cluster mass function
改变星团质量函数的形式可以有效地改变恒星初始质量函数的上限。超新星产生的能量对母星的质量非常敏感.我们表明，通过改变CMF的参数，有可能改变氧和镁的产量的一个因素的$\sim 1.5$和一般的金属的一个因素的$\sim 1.8$。
2004-10-04 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
Enrichment of Very Metal-Poor Stars with Both r-Process and s-Process Elements from 8-10 M_\odot Stars
最近的光谱研究显示，存在许多碳增强的贫金属恒星，[Fe/H] < -2.0，表现出强烈的s过程元素增强。这些恒星被认为是前渐近巨支（AGB）伴星经历s-过程核合成的质量转移事件的结果。然而，几颗这样的恒星表现出比太阳s过程丰度低得多的Ba/Eu比。这可能是解释，如果有一个额外的贡献，从r-过程，从而稀释了Ba/Eu比的额外生产的Eu。我们提出了一个模型，在这个模型中，r过程和s过程元素的双重增强起源于一个宽双星系统中的前8-10 M_ \odot伴星，它可能在AGB阶段经历s过程，然后在随后的超新星爆发过程中经历r过程。Eu的质量（作为代表的r-过程元素）捕获的次级通过风从超新星估计，这是假定成比例的几何分数的次级（低质量，主序星）相对于主要（爆炸）的恒星。我们发现，估计的质量是在很好的协议与约束的Eu产量每超新星事件从银河系化学演化研究，当初始轨道分离被认为是\sim 1年。如果假设轨道周期为5年，那么超新星造成的风污染效率必须提高\sim 10倍。事实上，如果超新星最里面的喷射物（r-过程发生在其中）的膨胀速度非常慢，导致引力聚焦的吸积效率提高，这一点就可能实现。
2005-09-27 astro-ph
Self-Enrichment in Globular Clusters: Is There a Role for the Super-Asymptotic Giant Branch Stars?
在四个球状星团（GC）中，一个不可忽略的恒星部分只能被解释为一个非常富氦的人口。证据来自$ω$ Cen和NGC 2808中存在的“蓝色”主序列，以及NGC 6441和NGC 6388中非常特殊的水平分支形态。虽然人们普遍认为，自富集是GC的共同特征，但这些恒星所需的氦含量是Y $\simgt$ 0.35，很难理解如何在没有任何-或者对于$ω$ Cen来说，没有相当大的-相关金属增强的情况下产生氦。我们研究了超级AGB星可能的作用，并表明它们可能提供所需的高氦。然而，最大质量的超级AGB的喷出物显示出全球CNO富集的$\simeq$ 4倍，由于疏浚-出过程发生在第二个疏浚阶段。如果这些星团没有证据表明CNO的富集，我们可以排除至少最大质量的超AGB演化成O-Ne白矮星并参与第二代恒星的形成。后一种假说可能有助于解释GC中存在大量中子星的原因。最大质量的超级AGB实际上会演变成电子捕获超新星。它们的外壳很容易被弹出星团，但残留的中子星仍然留在星团中，这要归功于它们的小超新星诞生踢。
2008-03-03 astro-ph
GCD+: A New Chemodynamical Approach to Modeling SNe and Chemical Enrichment
为了研究星系形成和演化，我们开发了一个新的星系化学动力学演化程序GCD+。这个代码是基于我们原来的三维树N-体/光滑粒子流体动力学代码，其中包括自引力，流体动力学，辐射冷却，恒星形成，超新星反馈，和金属富集。GCD+包括一个新的II型（SNe II）和Ia型（SNe Ia）超新星模型，考虑到祖星的寿命和中等质量恒星的化学富集。我们将GCD+应用于椭圆星系形成的模拟，并检验了模拟最终产物的色-星等关系（CMR）、Kormendy关系和[Mg/Fe]-星等关系。GCD+是一个有用的和独特的工具，使我们能够比较模拟结果与观测数据直接和定量。我们的模拟证实了Kawata（2001）的结果，他使用了一个更简单的化学动力学演化代码。我们新发现，辐射冷却变得更加有效，因此气体的入流率增加，随着星系质量的减少，这有助于CMR的斜率。此外，在GCD+中对SNe II和SNe Ia的复杂处理表明，来自SNe Ia的反馈在椭圆星系的演化中起着至关重要的作用。因此，在研究椭圆星系演化过程中，Ia超新星的反馈效应是不可忽视的。
2002-12-18 astro-ph
An ASCA Study of the Heavy Element Distribution in Clusters of Galaxies
我们进行了空间分辨X射线光谱研究的一组11个放松星系团观测的ROSAT/PSPC和ASCA/SIS。利用基于ROSAT图像的ASCA PSF的能量依赖效应的校正方法，我们约束了每个团簇中Ne、Si、S和Fe的空间分布。Ia型和II型超新星的化学产率的理论处方，然后允许确定的Fe富集从这两种类型的超新星作为半径的函数在每个集群。使用文献中的光学测量，我们还确定了铁的质光比（IMLR）分别为铁合成的两种类型的超新星。对于具有最佳光子统计的团簇，我们发现总Fe丰度随半径显著降低，而Si丰度要么是平坦的，要么降低得不太快，导致Si/Fe比随半径增加。这一结果表明，更大的优势II型超新星富集在大半径的集群。我们认为，高Si/Fe比的外围丰富的集群可能会产生富集II型超新星释放到ICM通过银河系恒星爆发驱动风。节录。
2000-07-12 astro-ph
Chemical enrichment of the complex hot ISM of the Antennae Galaxies: II. Physical properties of the hot gas and supernova feedback
利用Chandra ACIS-S的411 kS深度共加数据，研究了一对合并星系--银河系（NGC 4038/39）中的星际介质的物理性质.分析方法和光谱分析的一些主要结果，如金属丰度及其在~0.2至~20-30倍太阳光范围内的变化，见论文I（Baldi等人提交）。在本文中，我们详细研究了热发射气体的物理学，推导出了热气体质量（~10^ M_sun）、冷却时间（10^7-10^8年）和压力（3.5 × 10 ^-11 ~ 2.8 × 10 ^-10达因·cm^-2）的测量值。至少在两个核之一（NGC 4038）的热气体压力显着高于CO压力，这意味着冲击波可能被驱动到CO云。比较的金属丰度与平均恒星产量预测的SN爆炸的理论模型点SNe的II型的主要贡献者的金属热ISM。没有证据表明射电-光学恒星形成指标与测量的金属丰度之间有任何关联。虽然由于平均气体密度的不确定性，我们不能排除混合可能发挥了重要作用，但产生所观察到的金属质量所需的时间很短（<= 200万年），这表明相关性不太可能被有效混合破坏。更有可能的是，SN II喷出物的很大一部分可能处于冷态，以颗粒形式存在，或在热风中逃逸。在每一种情况下，任何这样的喷出物部分将保持软X射线观测无法检测。
2005-09-01 astro-ph
X-ray Evidence for Spectroscopic Diversity of Type Ia Supernovae: XMM observation of the elemental abundance pattern in M87
我们提出了一个详细的元素丰度研究的结果，在M87的热气体，观察XMM-牛顿。我们选择了两个温度几乎恒定的辐射箱，1“-3”和8“-16”（EMOS为8“-14”;以下称为中心区和外区），使用EPIC-PN（EPN）和-MOS（EMOS）数据进行了O，Ne，Mg，Si，S，Ar，Ca，Fe和Ni的详细丰度测量。首先，我们发现，在中央相比，在M87的外部区域的元素丰度模式的特点是SN Ia富集的高（大致太阳）比的Si族元素（Si，S，Ar，Ca）的铁，这意味着在SN Ia的Si燃烧是高度不完整的。在核合成模型中，这与较低密度的爆燃-爆轰过渡和/或较低的C/O和/或较低的中心点火密度有关，并在早期星系中被观测到为光学亚发光的Ia型超新星。第二，我们发现，SN Ia富集有一个系统的Si族元素Fe的比例较低的0.2德克斯在与ICM的室女星系团的外区。我们发现，这样的比例，甚至更低的值由另一个0.1德克斯是ICM在许多集群使用观察到的硅：硫：铁的比例发现ASCA的一个特点。第三，M87中心区域的Ni/Fe比为1.5+/-0.3太阳（陨石），而其他星团的数值约为3倍太阳。在Ia型超新星的建模中，这意味着快速爆燃Ia型超新星模型在M87 ISM的化学富集中的影响降低。因此，要描述超新星Ia金属富集在集群中，既需要爆燃，以及延迟爆炸的情况下，支持一个类似的结论，来自超新星Ia的光学研究。节录。
2001-10-23 astro-ph
The Old Halo metallicity gradient: the trace of a self-enrichment process
基于前一篇论文中提出的球状星团自富集模型，我们提出了一个解释整个银河系老晕中观测到的金属丰度梯度。我们的自富集模型是基于球状星团的祖先云保留第一代II型超新星的喷出物的能力。关键是，这种能力取决于周围原银河系介质施加在祖云上的压力，因此取决于云在原银河系中的位置。由于没有显着的（如果有的话）在整个晕的金属丰度梯度，我们也提出了一个审查赞成星系晕部分建立通过吸积和合并的卫星系统。其中一些带有自己的球状星团，因此“污染”了“原位”形成的球状星团系统，即在银河系的原始势阱中。因此，我们的自富集模型和观测数据之间的比较应该限于真正的银河系球状星团，即所谓的老晕群。
2000-09-29 astro-ph
Supernova Rates in Galaxy Clusters
在不同环境下测量超新星速率和红移可以揭示超新星-Ia祖先的性质，恒星形成历史和化学富集历史。我总结了我们小组最近在这方面的一些工作，并讨论了影响。目前的证据表明，ICM（也许到处都是）中的大部分铁都是由核心坍缩的SNe而不是SNe-Ia产生的。这些SNe可能是由第一代头重脚轻的IMF恒星产生的，这些恒星使宇宙重新电离。改进的速率测量可以使图像更加清晰，我描述了我们最近在这个方向上的努力。
2005-01-23 astro-ph
A Survey for Supernovae in Massive High-Redshift Clusters
我们描述了我们正在进行的计划，旨在测量的SN-Ia率在一个大规模的z=0.5-0.9星系团的样本。SN-Ia速率是一个知之甚少的观测值，特别是在高z和集群环境中。SN率及其红移依赖性可以作为天体物理学和宇宙学中许多关键问题的有力解释。我们的观测将对超新星-Ia的“延迟时间”特征提出明确的限制，延迟时间是一个恒星星族的形成和它的一些成员作为超新星-Ia爆炸之间的典型时间。这样的约束可以排除整个类别的SN-Ia祖先模型，因为不同的模型预测不同的延迟。这些数据也将有助于解决以下问题：在团内介质（ICM）中高金属丰度的主要来源- SNe-Ia，或来自具有头重脚轻IMF的早期恒星星族的核心坍缩SNe，也许是那些负责宇宙早期再电离的第III族恒星。由于星团是研究富集的绝佳实验室（它们通常有一个简单的恒星形成历史，物质不能离开它们的深势），因此这些结果将与理解一般的金属富集以及第一代恒星在早期宇宙富集中的可能作用有关。到目前为止，在周期14和15期间获得的观测结果在我们的星系团场中产生了许多SNe，但我们的后续活动显示大多数都不在星系团中。
2006-11-29 astro-ph
Enrichment of the Intracluster Medium
分析了不同光度和质量的星系与团内介质化学富集的关系。为此，我采用Trentham（1998）的星系团复合光度函数，它在非常暗的一端表现出显著的上升。该模型采用了一个通用的Salpeter IMF模型，并根据团簇中观测到的M_Fe/L_tot、M_Fe/M_* 和α/Fe比值对模型进行了标定。虽然对总光度和ICM金属的贡献在L* 星系（M* 约为-20）周围达到峰值，但M_B>-18的微弱天体仍然提供ICM中至少30%的金属。与{ASCA}确定的太阳α/Fe比值一致，该模型预测ICM铁的60%来自Ia型超新星。团内气体质量和集群光度之间的关系出现的预测斜率比观察到的浅，表明原始气体的分数增加集群丰富。
1998-11-25 astro-ph
Intracluster Stars and the Chemical Enrichment of the Intracluster Medium
我们探讨了团内恒星（ICS）的化学富集的团内介质（ICM）的历史的贡献。与所有的金属都起源于星系团星系然后被输送到ICM的情况相反，团内恒星在原地富集ICM，从而将100%的超新星喷出物直接贡献到ICM。模拟ICS作为一个古老的，单一的爆发恒星星族与正常的初始质量函数，我们产生ICM铁丰度的观测值的范围内的十分之几个太阳。大的观测和理论上的不确定性使我们无法得出结论，即一般来说，团内恒星是ICM的主要金属贡献者。然而，对于我们样本中的两个星团，以及文献中的一个，所有需要的观测约束都存在，我们能够重现一半到全部的ICM铁。由于星团内恒星的普遍存在及其与ICM的直接联系，我们得出结论，ICM的化学富集历史和能量预算的所有模型都应该考虑ICS的影响。
2004-08-24 astro-ph
