Revisiting the Cosmic Cooling Crisis
最近对K波段光度函数的测量，现在为我们提供了对已经冷却的重子分数的强有力的、可靠的约束。在全球范围内，这一比例仅约为5%，并且没有强有力的证据表明它在集群中显着更高。没有一个有效的次网格反馈处方，冷却气体的分数在任何数值模拟超过这些观测约束，并增加分辨率。这损害了任何基于模拟结果的星系和星系团性质的讨论，其中包括冷却，但没有实现有效的反馈机制。
2001-04-03 astro-ph
Energetics of X-ray Cavities and Radio Lobes in Galaxy Clusters
描述了星系团高温气体中X射线空洞的形成和演化。这些空洞是由相对论性的宇宙射线形成的，这些宇宙射线最终会扩散到周围的气体中。我们探讨了宇宙射线扩散率范围很广的空洞的演变。在以前的数值模拟中，腔体是通过注入超热但非相对论性的气体形成的，这增加了全局热能，抵消了气体中的辐射损失，并有助于解决冷却流问题。与这些结果相反，我们发现仅由宇宙射线形成的X射线空腔具有全局冷却效应。当团簇气体被宇宙射线取代时，团簇气体的全局膨胀发生，伴随着冷却，冷却超过了空腔形成时冲击波的加热。在我们的腔演化中，大多数宇宙射线即使在1 Gyr之后也不会移动到冷却半径之外。气体密度被宇宙射线压低，变得有浮力，并在冷却半径内经历显著的向外质量转移，将宇宙射线和相对低熵的气体带到星系团中的遥远区域，在那里它在热气中停留的时间超过了局部冷却时间。宇宙线浮力导致的后空腔质量外流可能有助于解决冷却流问题。我们详细描述了X射线腔的能量学、大小、稳定性和浮力上升，展示了每个腔如何依赖于宇宙射线扩散的速率。
2008-05-16 astro-ph
Dust-cooling--induced Fragmentation of Low-metallicity Clouds
利用三维流体动力学计算研究了低金属丰度云核的动力学坍塌和碎裂，特别注意云核是否在尘埃冷却阶段碎裂。核心在这个阶段变得细长，由于温度突然下降而对非球形扰动不稳定。在10^{-6}-10 ^{-5}Z_sun金属丰度范围内，初始轴比>2的核达到轴比临界值（>30），碎裂成多个小团块。这提供了一种可能的机制，在极端贫金属环境中产生低质量恒星。
2006-03-17 astro-ph
Cooling Limits on Galaxy Formation; Gas dynamical simulations incorporating a background UV field and metal enrichment
我们提出了在10^9 - 10^13太阳质量范围内星系形成的流体动力学模拟，重点是气体冷却的效率。研究了背景紫外辐射场的影响，以及恒星形成和恒星演化引起的晕气体金属富集的影响。发现背景辐射场强烈抑制圆速度小于约50 km/s的星系的形成。然而，这种影响还不足以使层次聚类模型与观察结果相一致。金属富集的晕气体增加冷却速率在低红移。我们发现，在维里温度下的气体的质量分数可能会减少两个因素，在模拟中添加了紫外背景场。由于包含UV背景场而导致的气体冷却的总体效率的降低可以通过在晕圈气体的金属富集之后增加的冷却来补偿，但是效果可能强烈地取决于金属富集的假设模型。
1997-11-12 astro-ph
Star Formation at Very Low Metallicity. IV. Fragmentation Does Not Depend on Metallicity for Cold Initial Conditions
原始恒星的形成似乎导致恒星的质量至少比现代恒星的形成大一个数量级。有人提出，从原始到现代的初始质量函数的转变是由于金属丰度Z/Z_sun = 10^{-3.5}时有效金属线冷却的开始。然而，这些模拟忽略了分子氢冷却。我们使用相同的初始条件进行模拟，但包括分子冷却，使用一个复杂的网络，遵循分子氢形成，也直接遵循一氧化碳和水。我们发现，分子氢冷却允许大致相当的碎片进行，即使在零金属这些初始条件。表观转变只是代表了金属线冷却变得比分子冷却更重要的点。在所有情况下，碎片的质量都足以与原始恒星质量的模型相一致，这表明向现代初始质量函数的转变可能是由其他物理学如尘埃形成决定的。我们的结论是，这种额外的冷却机制，结合宇宙学坍缩产生的确切的初始条件，可能比金属线冷却在确定初始质量函数方面更重要，因此，在Z/Z_sun = 10^{-3.5}时，初始质量函数不太可能有急剧的转变。
2009-01-28 astro-ph
Cooling Flows and Metallicity Gradients in Clusters of Galaxies
在星系团中心的热气体的X射线辐射通常是假设存在稳态的，不均匀的冷却流。我们得到的金属丰度配置文件的集群内介质预期从这样的模型。流入的气体在化学上被Ia型超新星和中央星系外部的恒星质量损失所富集，这可能会产生相当大的金属丰度梯度。星系团中心金属丰度增强的幅度与中心星系光度与质量流入率的比值成正比。较热相的金属丰度预计将高于较冷、较致密相的金属丰度。半人马座星系团的金属丰度分布图与最近从ASCA测量中推断的金属丰度梯度非常一致（azawa等人，1994年）。然而，目前的数据并不排除通过一些热源来平衡冷却的替代模型。金属丰度梯度并不需要存在于所有的星系团中，这取决于星系团中央星系周围气体的最近合并历史，以及中央星系中恒星质量与冷却流中气体质量的比率。
1995-11-10 astro-ph
Inhomogeneous Metallicities and Cluster Cooling Flows
这篇文章的主题是，在集群内介质（ICM）的金属可能是不均匀分布在小尺度上的想法。我们专注于这和冷却流过程之间可能的相互作用。首先，我们简要回顾了ICM中金属分布不均匀的一些证据。接下来，我们概述了一个简单的数值模型内的冷却流假说的框架。最后，我们提出了一些我们最近的结果，在所观察到的丰度分布梯度的存在。
2001-11-07 astro-ph
Implications of the central metal abundance peak in cooling core clusters of galaxies
最近的XMM-牛顿星系团的观测提供了详细的信息，在星系团的中心区域的重元素的分布与冷却核心提供了强有力的证据，这些金属大多来自最近的SN Ia型。在本文中，我们汇编信息的累积质量剖面的铁，最重要的金属丰度示踪剂。我们发现，长的富集时间（大于5 Gyr）是必要的，以产生中央丰度峰。经典的冷却流，强对流的团内介质，和一个完整的金属混合的集群合并将破坏观测到的丰度峰太快。因此，观察设置强大的集群演化模型的限制，要求集群中的冷却核心保存了很长一段时间。我们进一步得出结论，从观察到的最里面的一部分，团内介质是最有可能占主导地位的气体主要来自恒星质量损失的cD星系。
2004-02-10 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
Some effects of small-scale metallicity variations in cooling flows
为了使最近的光谱数据与标准冷却流模型的预测相一致，有人提出，团内介质（ICM）中的金属可能在小尺度上分布不均匀。我们调查这种情况下的框架内的冷却流场景的可能后果。使用标准的等压冷却流模型，我们研究的能力，这样的金属丰度的变化，优先抑制冷却流谱中的低温线发射。然后，我们使用简单的数值模拟研究的时间和空间的演化时，ICM的金属分布在这样的方式。模拟观测被用来研究约束条件的真实数据可以放置在ICM的条件。强调了以目前的观测限度排除小空间尺度上丰度变化的困难。我们发现，双峰分布的金属可能会引起有趣的影响，在所观察到的丰度分布，在明显的丰度梯度与中央丰度下降和偏离中心的峰值，类似于最近看到的一些集群，产生。不同的元件以不同的方式表现，这取决于它们的等效宽度的温度依赖性。我们的总体结论是，虽然这一过程本身似乎不太可能解释目前光谱数据中低温发射谱线的急剧减少，但在某种程度上的贡献是可能的，难以排除。在分析高分辨率星团X射线谱时，应考虑小尺度金属丰度变化的可能性。
2002-09-26 astro-ph
Impact of Cosmic Rays on Population III Star Formation
我们探讨了可能的宇宙射线（CR）背景产生的第一次超新星爆炸，结束了大规模的第三星族恒星的短暂生命的影响。我们发现，如果CR通量足以在微晕中心附近产生大于10^-19 s^-1的电离率，那么这种CR背景可能会对红移约为z ~ 15 - 20的微晕中的原始气体云的冷却和坍缩产生显著影响。能量小于约10^7 eV的CR的存在将间接增强这些区域的分子冷却，我们估计这些微晕中由此产生的较低温度将产生低至约10 M太阳的特征恒星质量。在z ~ 10 - 15附近宇宙结构形成的后期阶段，CRs对更大质量的暗物质晕（维里质量大于约10^8 M_sun）内部的原始气体云的冷却和坍缩的影响不太明显。在这些云中，即使没有CR通量，分子丰度已经足够允许冷却到由宇宙微波背景温度设定的下限。
2007-07-23 astro-ph
Feedback and metal enrichment in cosmological SPH simulations I. A model for chemical enrichment
我们讨论了一个模型来处理化学富集SNII和SNIa爆炸模拟宇宙学结构的形成。我们的模型包括金属依赖的辐射冷却和恒星形成致密的塌陷气体团。金属返回到弥漫的星际介质的恒星粒子使用本地SPH平滑内核。由于SNII和SNIa祖星的产率和寿命不同，在我们的治疗中出现了各种化学丰度模式的富集气体。在SNII化学品生产的情况下，我们采用金属依赖的产量。由于冷却速率对金属丰度的敏感依赖性，原则上，星系晕中金属的富集可以显着改变随后的气体注入和恒星成分的形成。事实上，在孤立星系的模拟中，我们发现，与原始冷却功能的模拟相比，金属依赖冷却的一致处理在中心区域之外产生了25%的恒星。然而，在高度富集的中心区域，重子的演化不受金属冷却的影响，因为这里的气体总是足够密集以冷却。在宇宙学模拟中也发现了类似的情况，因为我们没有考虑强反馈过程，这种过程可以将金属传播到很远的地方，并将它们混合到未富集的扩散气体中。我们证明了这一点明确的测试模拟，采用超太阳冷却功能，导致恒星质量和金属分布的巨大变化。我们还发现，金属丰度对星系恒星形成历史的影响可能取决于它们特定的演化历史。因此，我们的研究结果强调反馈过程的重要性，解释宇宙金属富集。
2006-07-10 astro-ph
Cosmic rays and the primordial gas
在早期结构形成的引力坍缩场景中，最突出的问题之一是原始气体的冷却，以允许小质量物体的形成。由于中性原始气体在温度（T \le 10^4 \unit{K}）下是一个较差的辐射体，因此需要分子氢来进一步冷却到温度（T \sim 100 \unit{K}）。分子氢的形成是由自由电子的存在催化的，自由电子可以由早期宇宙射线的电离提供。为了研究这种可能性，我们开发了一个代码来研究电离宇宙射线对原始气体的热演化和化学演化的影响。我们发现宇宙射线可以提供足够的自由电子来形成分子氢，因此可以在以下条件下增加这种原始气体的冷却能力：一个解离的光子流，（F<10^{-18} \unit{erg cm^{-2} Hz^{-1} s^{-1}}），气体的初始温度（\sim 10^{3} \unit{K}），总气体数密度（n \ge 1 \unit{cm^{-3}}），（\dot ε_{CR}>10^{-33} \unit{erg cm^{-3} s^{-1}}）的宇宙线源。
2007-05-31 astro-ph
Metal-Absorption Column Densities in Fast Radiative Shocks
在本文中，我们提出了计算的综合金属离子柱密度产生的后冲击冷却层背后的快速，辐射冲击波。为此，我们已经构建了一个新的冲击代码，计算非平衡电离和冷却;遵循的辐射转移的冲击自辐射通过后冲击冷却层;考虑到由此产生的光电离和加热速率;遵循的动力学的冷却气体;和自洽计算的前体气体的初始光电离状态。我们讨论了激波结构和辐射，并研究了激波速度，磁场和气体金属丰度的依赖关系。我们提出了一套完整的综合后冲击和前体金属离子柱密度的所有电离阶段的元素H，He，C，N，O，Ne，Mg，Si，S和Fe，冲击速度为600和~2000 km/s，对应于初始后冲击温度为5e 6和5e 7 K，冷却到1000 K。我们考虑的冲击，其中的磁场是可以忽略的（B=0），使冷却发生在近似恒定的压力（“等压”），和冲击中的磁压力占主导地位的无处不在，使冷却发生在恒定的密度（等容）。我们目前的结果，气体金属丰度Z范围从1 e-3到太阳的重元素丰度的两倍，我们研究了快速辐射冲击的观测特征如何依赖于Z。我们以方便的在线图和表的形式呈现我们的数值结果，可在http://wise-obs.tau.ac.il/~orlyg/shocks/上获得
2008-11-11 astro-ph
Can radiative cooling and nongravitational heating explain simultaneously the global X-ray properties of clusters and the unresolved cosmic X-ray background ?
使用一个简单的分析方法，我们解决的问题，是否辐射冷却，非引力加热和冷却加加热模型可以同时解释所观察到的全球X射线属性（熵和X射线光度分布）的集团和集群和剩余的软X射线背景（XRB）后，离散源被删除。在典型的冷暗物质结构形成的框架内，其特征在于由物质功率谱σ_8 =0.9的振幅，有人认为，虽然辐射冷却单独是能够勉强再现在中心区域的集团和集群检测到的熵地板，它是不足以解释陡峭的X射线亮度-温度关系的集团和未解决的软XRB。一个唯象的预热模型，其中一个额外的特定的能量预算或熵地板被添加到组和集群中的热气体，在恢复的至少一个X射线观察到的功能失败。最后，我们的组合模型的冷却加加热预测的软XRB超过观测上限的一个因素~2，如果该模型是需要重现观测到的熵和X射线光度-温度关系的集团和集群。如果这种差异不是我们的分析模型过于简化的结果，这意味着我们目前对热气体物理过程的理解仍然不完整，或者目前功率谱的归一化被系统地高估了。对于后者，如果归一化参数σ_8 \approx取较低值0.7，则由预热模型和冷却加加热模型预测的团簇和团簇的X射线性质以及XRB都能与X射线观测值相一致。
2002-10-23 astro-ph
Feedback Heating by Cosmic Rays in Clusters of Galaxies
最近的观测表明，星系团中心区域的冷却流受到高度抑制。观察到的活动星系核诱导的空腔/气泡是抑制冷却的主要候选者，通常通过某种形式的机械加热。与此同时，观察到的X射线腔和同步辐射指向一个重要的非热粒子群。以前的研究集中在宇宙射线压力支持的动力学效应上，但没有一个成功的模型，其中宇宙射线加热是显着的。在这里，我们研究了一个新的模型AGN加热，其中的内部集群介质被有效地加热的宇宙射线，这是注入ICM通过扩散或撕裂的气泡瑞利-泰勒或开尔文-亥姆霍兹不稳定性。我们也包括热传导。利用数值模拟，我们表明，冷却灾难有效地抑制。该星系团迅速驰豫至准平衡态，吸积率大幅降低，温度和密度分布与观测结果相符。与仅传导的情况不同，不需要微调斯皮策传导抑制因子f。宇宙线压P_c/P_g <~ 0.1，dP_c/dr <~ 0.1 ρg，在观测范围内。宇宙射线加热是机械加热的一个非常有吸引力的替代方案，如果GLAST探测到星团中宇宙射线的伽马射线特征，它可能会变得特别引人注目。
2007-11-07 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
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
Cosmic Rays and Their Radiative Processes in Numerical Cosmology
本文介绍了一个宇宙流体动力学程序，它包括一个计算宇宙线加速和输运的程序。该程序的目的是遵循明确的扩散加速冲击，二阶费米加速和绝热损失的顺利流动。也可以遵循电子群体的同步加速器冷却。更新后的程序除了研究热气体的热韧致辐射特性外，还将用于研究星系团中电子宇宙射线的非热同步辐射和逆康普顿散射特性。使用网格的$128^3$细胞的测试模拟的结果，宇宙射线和磁场已被被动处理和宇宙射线电子的同步加速器冷却没有被包括在内。
1999-12-15 astro-ph
Constraining the population of cosmic ray protons in cooling flow clusters with gamma-ray and radio observations: Are radio mini-halos of hadronic origin?
我们希望能限制星系团中的宇宙射线质子（CRp）数量。通过强子与团内介质（ICM）的热气体相互作用，CRp产生γ射线，我们发展了一种解析形式来推导它们的光谱分布。假设CR p与热能密度比X_CR p和CR p谱指数在空间上是常数，我们导出了γ射线通量和X射线辐射热通量F_gamma和F_X之间的解析关系。基于我们的关系，我们编译了一个样本的合适的集群，这是有前途的候选人，为未来的探测伽马射线产生强子CRp相互作用。与EGRET上限相比，我们将冷却流团Perseus和Virgo中的CRp粒子数限制为X_CRp <20%。假设CRp扩散系数kappa的值是合理的，我们发现M 87的中心CRp注入光度被限制在10^43 erg s^-1 kappa/（10^29 cm^2 s^-1）。同步辐射产生的次级电子在CRp强子相互作用允许更严格的限制，放置在CRp人口使用无线电观测。我们获得了很好的协议之间的观测和理论的无线电亮度配置文件英仙座，但不是后发座没有径向增加CRP-热能密度分布。由于CRp和磁能密度复制所观察到的无线电通量是非常合理的，我们建议同步辐射从次级电子作为一个有吸引力的解释发现在冷却流集群的无线电迷你晕。这个模型可以用未来对伴随的π 0衰变的灵敏伽马射线观测来检验。我们确定英仙座（A 426），处女座，蛇夫座，后发座（A 1656）作为最有前途的候选集群，这样的意见。
2004-08-11 astro-ph
Cooling in the Universe
宇宙学课程中的一个重要问题是根据热力学经典概念，讨论宇宙流体膨胀过程中的冷却机制。在这篇简短的教学论文中，我们引用了这些问题，并给出了一个自然的方法来处理这个问题，通过测量粒子在宇宙流体中的分散速度，由一个共同运动的观察者。我们表明，宇宙流体中粒子的热运动偏离哈勃流，并遵循由均匀宇宙引力支配的测地线。粒子的“热奇速”动力学导致在膨胀的宇宙中，粒子的动量以膨胀因子的倒数松弛，结果是失去粒子的能量，从而冷却宇宙。
2006-03-10 astro-ph physics.ed-ph
Star formation at very low metallicity. I: Chemistry and cooling at low densities
我们提出了一个简化的化学和热模型，旨在允许计算效率高的研究贫金属气体的热演化在大型数值模拟。我们主要的简化是忽略了重元素的分子化学。模型中唯一保留的分子化学是分子氢的形成和破坏。尽管这个主要的简化，该模型允许在一个大体积的参数空间内的气体的热演化的准确治疗。它适用于温度50 < T < 10000 K和金属丰度0 < Z < 0.1 Z_solar。在金属丰度Z = 0.1 Z_solar的气体中，在没有入射紫外辐射场的情况下，氢的数密度n_H < 500 / t_char cm^-3是有效的，其中t_char是该问题中感兴趣的特征物理时标的百万年尺度。如果Z << 0.1 Z_solar，或者如果存在强紫外辐射场，则模型在显著更高的密度下保持准确。我们还讨论了这个模型的一些可能的应用。
2007-08-23 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
Iron Abundance Profiles of 12 Clusters of Galaxies Observed With BeppoSAX
本文导出了用BeppoSAX观测的12个红移为0.03 < z < 0.2的星系团中X射线气体的方位角平均径向铁丰度分布。我们发现的证据表明，在大多数集群的负金属丰度梯度，特别是显着的集群，具有冷却流。12个星团的合成轮廓与Metzler & Evrard（1997）的星团模拟相似。这种丰度梯度可能是星系团内气体损失星系的空间分布比原始热气体更集中的结果。无论是内部和外部的核心区域，我们发现一个更高的丰度在冷却流集群比非冷却流集群。在冷却区域之外，这种差异不可能是在冷却流团簇中更有效地将金属溅射到气相中的结果，而是可能是在合并期间来自团簇的外部区域的低金属性气体混合的结果。
2000-09-15 astro-ph
Carbon-Enhanced Metal-Poor Stars, the Cosmic Microwave Background, and the Stellar IMF in the Early Universe
由于宇宙微波背景（CMB）的存在，早期恒星的特征质量可能比现在高。这项研究提出，（1）这种“CMB-IMF”假设的可检验预测是碳增强贫金属（CEMP）恒星的比例增加，金属丰度下降，并且在单一金属丰度（例如盘到晕）下从年轻到年老的人口增加，（2）这些特征已经在最近的CEMP恒星样本中看到，可以更好地用预期的数据进行检验。预期的空间变化可以解释CEMP频率之间的差异公布的调查。宇宙微波背景辐射的普遍性和时间依赖性将极大地改变本星系群和早期宇宙中恒星形成历史的重建。
2007-06-20 astro-ph
The evolution of cosmic star formation, metals and gas
我们重建的宇宙恒星形成的历史，以及在宇宙中的金属的宇宙生产的详细化学演化模型的不同形态类型的星系。我们认为一个图片coeval，非相互作用的不断发展的星系，椭圆形的经历激烈和快速的星爆内的第一Gyr后，他们的形成，和螺旋和不规则继续形成恒星以较低的速度到目前为止。我们发现，螺旋是主要贡献者的亮度密度在z=1和z=0之间的所有波段的下降。
2002-11-08 astro-ph
A Chandra archival study of the temperature and metal abundance profiles in hot Galaxy Clusters at 0.1 < z < 0.3
本文分析了Chandra资料库中12个红移范围在0.1- 0.3的星系团的温度和金属丰度分布，它们的净ACIS计数至少为20，000，kT>6 keV。我们将样本分为7个冷却核心（CC）和5个非冷却核心（NCC）集群根据其中央冷却时间。我们发现，单一的幂律可以正确地描述在CC和NCC系统的半径大于0.1 r_180的温度和金属丰度的配置文件，显示NCC对象陡峭的配置文件向外。仅在内部0.1 r_180中存在显著偏差。我们将我们的样本与De Grandi & Molendi BeppoSAX的本地CC和NCC集群样本进行了比较，发现CC集群配置文件完全一致，NCC集群内部区域的值略高（约为1 sigma）。描述kT（r）在0.1 r_180以内的幂律斜率与宇宙在星系团红移处的冷却时间和年龄之间的比值密切相关，在CC系统中斜率>0，τ_c/τ_age<=0.6。
2007-05-25 astro-ph
On the Collapsar Model of Long Gamma-Ray Bursts: Constraints from Cosmic Metallicity Evolution
我们探讨了新的观测和理论证据的后果，长伽马射线暴更喜欢低金属丰度的环境。使用最近推导出的质量金属丰度相关性和质量函数的SDSS研究，并采用平均宇宙金属丰度演化\citet{kewley2005}和\citet{savaglio2005}，我们推导出表达式的相对数量的大质量恒星形成低于一个给定的太阳金属丰度，$ε$，作为函数的红移。我们证明了大约十分之一的恒星是由$ε< 0.1$形成的。因此，大多数伽玛暴是由$ε< 0.1$形成的，这与1/1000的经验全球SN/GRB比率并不矛盾。这意味着：（1）伽玛暴的峰值在一个显着更高的红移比超新星;（2）大质量恒星的演化在低金属丰度可能是定性的不同;（3）较大的低金属丰度伽玛暴的偏差，不太可能的双演化通道可以显着的伽玛暴生产者。
2005-12-11 astro-ph
Strings in the Eta Carinae Nebula: Hypersonic Radiative Cosmic Bullets
我们提出了一个数值研究的结果，重点是受辐射冷却的高超声速子弹的传播。我们的目标是探索在Eta Carinae Homunculus星云中观察到的“弦”形成模型的可行性。我们的模拟是在圆柱对称的自适应网格细化代码AstroBEAR。Dalgarno和McCray（1972）使用冷却曲线跟踪系统的辐射冷却。在这封信中，我们讨论了系统的演变和整体形态以及关键的运动学特性。我们发现，辐射子弹可以产生的结构与性能类似的海山二字符串，即高的长宽比和哈勃型流的形式的线速度增加从基地的尾流的子弹头。这些特征，以及周期性“环状”结构的出现，也可能使这个模型适用于其他天体物理系统，如行星状星云，例如CRL 618和NGC 6543，年轻的恒星物体等。
2003-09-30 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
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
Cosmological Cosmic Rays and the observed Li6 plateau in metal poor halo stars
最近对晕星中Li6同位素的观测显示，Li6平台比预测的BBN丰度高出约1000倍。我们计算了从宇宙宇宙射线（CCR）的初始爆发到银河系形成的Li6随红移的演化。我们发现，银河系前生产的锂6同位素可以解释在贫金属晕星中观察到的锂6平台，而无需额外的过剩生产的锂7。CCR能谱的振幅和CCR初始产生的红移之间的关系限制了天体的物理和历史，例如对这些早期宇宙射线负责的流行III星。因此，我们考虑银河系中Li6的演化。由于Li6也产生于银河系宇宙射线核合成，我们认为，晕星的金属丰度之间[Fe/H]=-2和-1，必须在一定程度上耗尽Li6。
2005-04-18 astro-ph
Where are the missing cosmic metals ?
大爆炸后20亿年（红移z~3）恒星产生的大多数重元素在这些时期目前尚未被检测到。我们提出了一个解决这个宇宙中的“失踪的金属”的问题，这些元素被存储在气体晕周围的恒星形成星系的超新星爆炸产生的。通过使用ESO/VLT大型计划的数据，我们发现：（i）只有5%-9%的生产金属位于冷相中，其余的位于热相中（log T=5.8-6.4）;（ii）1%-6%（3%-30%）的观察到的CIV（OVI）位于热相中。我们的结论是，在z~3超过90%的恒星形成历史中产生的金属可以放置在IGM的热相，而不违反任何观测约束。观测到的星系质量-金属丰度关系、星系际介质和团内介质金属丰度演化也自然地用这一假说来解释。
2005-10-18 astro-ph
The Role of Sub-damped Lyman-alpha Absorbers in the Cosmic Evolution of Metals
低平均金属丰度的阻尼莱曼α（DLA）类星体吸收体在所有的红移研究的观测似乎矛盾的全球平均星际金属丰度的星系从宇宙化学演化模型的预测。另一方面，最近已经鉴定了许多富含金属的亚DLA系统，并且富含金属的亚DLA的分数似乎显著大于富含金属的DLA的分数，特别是在z < 1.5时。有鉴于此，我们在这里调查的亚DLAs的金属丰度的演变。我们发现观测到的次DLAs的平均Zn金属丰度可能高于观测到的DLAs，特别是在低红移处，在z <~ 1时达到近太阳水平。这种趋势似乎不是样本选择、Zn的使用、N_{HI}加权或观察灵敏度的人为因素。虽然在某些情况下，亚DLA样品中可能存在对极低金属丰度的偏倚，但这不能解释低z下DLA和亚DLA金属丰度之间的差异。DLA和亚DLA之间的差异的主要原因似乎是缺乏富含金属的DLA。我们估计分DLA的贡献，总金属预算使用的措施，其金属丰度和共动气体密度。这些计算表明，在z <~ 1时，亚DLA对总金属预算的贡献可能是DLA的几倍。在更高的红移下，也有迹象表明，亚DLAs可能对宇宙金属收支有显着贡献。
2007-02-12 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
Star Formation History up to z = 7.4: Implications for Gamma-Ray Bursts and the Cosmic Metallicity Evolution
目前的雨燕样本的伽马射线暴（GRB）与测量的红移允许测试的假设，伽玛射线暴跟踪恒星形成的宇宙。一些作者声称伽玛暴的速率随宇宙红移的增加比恒星形成速率更快，其原因尚不清楚。基于宇宙金属丰度随红移而变化以及伽玛暴更倾向于发生在低金属丰度星系的观测结果，本文研究了用宇宙金属丰度演化解释伽玛暴速率历史与恒星形成速率历史之间的差异的可能性。首先，我推导出一个恒星形成的历史，红移z=7.4从一个更新的样本的恒星形成率密度通过添加新的紫外测量Bouwens等人。和新的紫外和红外测量Reddy等人。现有的样本由霍普金斯和Beacom编译。然后，采用Langer & Norman提出的GRB产生与宇宙金属丰度历史关系的简单模型，证明了观测到的Swift GRB红移分布可以相当准确地再现。虽然结果是有限的小尺寸的GRB样本和了解甚少的选择偏差在检测和定位的GRB和红移的测定，他们认为，GRB跟踪恒星的形成和金属丰度的演变。如果能用其他方法精确测量恒星的形成历史，这在不久的将来是可能实现的，那么通过研究伽玛暴的红移分布来确定宇宙金属丰度的演化就有可能。
2008-05-20 astro-ph
Galaxy Clusters: Cosmic High-Energy Laboratories to Study the Structure of Our Universe
这一贡献说明了星系团作为天体物理实验室以及宇宙大尺度结构的探测器的研究。使用REFLEX集群调查，测量的大尺度结构的统计尺度高达500 $h^{-1}$ Mpc的说明。结果显然有利于低密度宇宙。此外，星系团构成了一个明确的天体物理实验室环境，在那里可以研究一些非常有趣的大尺度现象。作为一个例子，我们展示了一些壮观的新的XMM X射线光谱的冷却流的热结构和活动星系核与这个热的团内介质的相互作用效果的结果。XMM-牛顿的X射线观测显示，在被认为拥有强大冷却流的星系团中心，缺乏大量冷却和冷凝气体的光谱证据。为了解释这些发现，我们考虑加热的核心区域的集群喷流从中央活动星系核。我们发现活动星系核喷流的能量输出是足够的.这样的加热模型必须满足的要求进行了探索，我们发现一个非常有前途的方案，自我调节的中央黑洞的邦迪吸积。
2001-10-29 astro-ph
