Formation of a spiral galaxy in a major merger
我们用数值模拟来研究富含气体的螺旋星系碰撞产生的合并残留物的结构。当气体分数的祖先是小的，残留物的结构和运动学类似于椭圆星系，与早期的工作。然而，如果祖盘以气体为主，则可能出现新类型的结果。事实上，我们表明，一个突出的磁盘可能会在某些情况下生存。为了说明这种情况下，我们分析了一个极端的例子与祖先星系组成的暗物质晕，纯气体盘，没有隆起，可能是适当的合并在高红移。虽然在合并过程中由潮汐扭矩引发的快速恒星形成在残余物中形成了一个中心的旋转凸起，但并不是所有的气体都在爆发中消耗掉了。剩余的气体很快冷却下来，并沉降到一个扩展的恒星形成盘中，产生一个类似于螺旋星系的物体，而不是早期类型的星系。这与通常的观点相反，即主要的合并总是会破坏磁盘。因此，星系的形态演化可能比通常假设的更复杂，特别是需要重新评估基于螺旋盘脆弱性的理论约束。
2004-11-16 astro-ph
Using Spatial Distributions to Constrain Progenitors of Supernovae and Gamma Ray Bursts
我们进行了一个全面的理论检查的光学瞬变的空间分布和它们的祖先恒星的属性之间的关系。通过构建恒星形成星系的分析模型和其中恒星星族的演化，我们能够对核心坍缩超新星（SNe），长持续时间伽马射线暴和超新星Ia的候选祖先进行限制。特别是，我们首先构建模型的螺旋星系，再现观测的核心崩溃SNe，我们使用这些模型来约束的最小质量为SNe Ic祖约25太阳质量。其次，我们列出了一个矮不规则星系模型的参数，我们用它来表明，长时间伽马射线暴的祖先可能有大约43个太阳质量以上的质量。最后，我们介绍了一种新的方法来约束与超新星Ia相关的时间尺度，并将其应用到我们的螺旋星系模型，以显示如何更好地分析观测结果，以区分这些对象的领先祖先模型。
2008-08-27 astro-ph
The progenitor set of present-day early-type galaxies
我们提出了一个全面的理论研究，在一个完全现实的半分析框架内，在红移范围0<z<1的早型祖先的光度特性，作为一个功能的亮度和当地环境的早型遗迹在今天。我们发现，在z~1的所有环境中平均，今天以早期类型结束的恒星质量的不到50%实际上是在这个红移处的早期类型祖先。在集群中，由于在这种密集的环境中更快的形态转换，相应的值约为65%。我们开发的概率处方，提供了一种手段，包括螺旋（即非早期型）的祖先在中间和高红移，根据他们的光度和光学（BVK）的颜色。例如，在中等红移（z~0.5），大的（M_B<-21.5）红色（B-V>0.7）螺旋有75- 95%的机会成为祖先，而大的蓝色螺旋（M_B<-21.5，B-V<0.7）的相应概率为50- 75%。最后，我们探讨了真正的祖先集的现今早期类型和常用的“红色序列”，定义为一组星系内的颜色星等空间的一部分，这是占主导地位的早期类型的对象之间的对应关系。虽然“红色序列”中的大分子（M_V<-22）在数量和质量上准确地追踪了祖先集合，但在较暗的光度（M_V>-21）下，这种关系严重破裂。因此，红色序列通常不是早型星系祖先集合的好替代。
2006-02-16 astro-ph
Luminous compact galaxies at intermediate redshifts: progenitors of bulges of massive spirals ?
14个发光致密星系的VLT光谱显示出强的金属吸收线系统和窄而强的发射线。它们的气体消光很大（Av ~ 1.5等），导致它们的恒星形成率（SFR）向上修正为平均值~ 40 Mo/年。大的消光值也支持在一个领域的ISO观察到的大检测率。LCG中的气体金属丰度约为太阳值的一半。我们认为，LCG是今天的螺旋隆起的祖先。LCG的质量和光浓度与现在的凸起相似。与现今的星系凸起一样，LCG恒星的丰度范围很广。因此，观测LCG使我们能够直接见证大质量星系形成的一个重要阶段，即在盘形成之前形成隆起。供给观测到的恒星形成所需的气体很可能是从星系的外围落入，从相互作用的伴星系中被潮汐拉出来。一些LCG也显示了盘形成开始的证据。如果上述情况适用于大多数LCG，我们估计至少有20%的现今旋涡星系在相对较近的时期形成了它们的大部分恒星，在过去的8-9 Gyr期间，红移小于~ 1。由于它们的红移很大，我们预测它们的红外光度相对较大，大约为Lir = 10^11 Lsun，即接近或略低于ISO在相同红移范围内探测到的星系的光度。考虑到综合红外光度的LCG星系人口可以导致一个显着的向上修订的宇宙SFR密度的红移范围从0.5到1。
2000-11-10 astro-ph
Gas metallicities and early evolution of distant radiogalaxies
通过模拟一个高红移（HzRG，z \sim 2.5）射电星系样品的富发射线光谱，我们发现太阳和超太阳金属丰度在这些天体的扩展气体中是共同的。我们的模型和与高红移类星体的比较表明，z \sim 2.5的HzRG与强烈的恒星形成活动有关。这与巨型椭圆星系的化学演化模型是一致的，它支持了遥远的强大射电星系是巨型椭圆星系的祖先的想法。我们可能会在不同的对象中看到不同的进化状态。
2000-08-04 astro-ph
The Distribution Of Heavy Elements In Spiral And Elliptical Galaxies
这篇评论回顾了重要的结果，因为它们适用于非矮星系，包括银河系，螺旋盘和凸起，椭圆和透镜星系。本文所讨论的星系类型的结论如下。平均而言，所有星系的重元素丰度（金属丰度）从星系中心向外系统地减少，而其整体金属丰度则随着星系质量的增加而增加。在正常的旋涡星系中，绝对梯度最陡，从棒旋星系、椭圆星系到椭圆星系，绝对梯度逐渐变平。对于螺旋星系，局部金属丰度似乎与总（盘加凸起）表面密度相关。观察到的丰度模式表明，N生产主要是在低金属丰度和高金属丰度的次级过程的初级过程; C生产增加金属丰度增加;和O，Ne，S，和Ar产生的锁步独立的金属丰度。在椭圆星系中，核丰度在[Z/H] = 0.0到0.4的范围内，但元素混合物不是太阳尺度的。在大的椭圆星系中，[Mg/Fe]在0.3到0.5之间，在较小的椭圆星系中下降到~0。其他轻元素跟踪Mg增强，但较重的Ca跟踪Fe。速度弥散似乎是[Mg/Fe]调制的关键参数，但这种联系的原因尚不清楚。
1999-04-02 astro-ph
Spectroscopy of globular clusters in the low-luminosity spiral galaxy NGC 45
背景：在椭圆星系和一些明亮的旋涡星系中，人们已经对河外球状星团进行了研究，但对低光度旋涡星系中的球状星团却知之甚少。目标：ACS过去的观测表明，NGC 45拥有大量的球状星团（19），以及几个年轻的星团。在这项工作中，我们的目标是确认真正的球状星团的地位，为19个球状星团候选人中的8个，并获得金属丰度，年龄和速度。方法：VLT/FORS 2多狭缝光谱与Lick/IDS系统相结合，用于推导速度和限制金属丰度和[α/Fe]元素比的球状星团。结果：我们确认了这8个球状星团是真正的球状星团。它们的速度表明晕或隆起状运动学，很少或没有整体旋转。从H_β、H_γ、H_δ等吸收指数和结合的[MgFe]'指数，我们发现球状星团是贫金属的[Z/H]<=-0.33dex和[alpha/Fe]<=0.0元素比。这些结果支持了在星系的聚集过程中形成的球状星团。
2008-08-06 astro-ph
Cosmic Supernova Rate History and Type Ia Supernova Progenitors
采用具有金属丰度效应的Ia型超新星祖先的单一简并情景，将宇宙超新星速率历史预测为螺旋星系和椭圆星系超新星速率的合成，并与z ~ 0.55范围内的最新观测数据进行比较。
2001-02-14 astro-ph
Single star progenitors of long gamma-ray bursts I: Model grids and redshift dependent GRB rate
我们提出了网格的大质量恒星演化模型在四个不同的金属丰度（Z=0.004，0.002，0.001，0.00001）。考虑了旋转对恒星结构的影响以及角动量和化学元素通过Spruit-Tayler发电机和旋转引起的不稳定性的输运。在讨论了所采用的物理学的不确定性后，我们详细阐述了大质量恒星的最终命运作为初始质量和自旋速率的函数，在每个考虑的金属丰度。特别是，我们调查的初始条件长伽马射线暴（GRBs）预计将产生的框架内的Bracksar模型。然后，使用经验自旋分布的年轻大质量贫金属恒星和一个指定的金属依赖的恒星形成的历史，我们计算预期的伽玛暴率的金属丰度和红移的函数的基础上，我们的恒星演化模型。在我们的模型中，伽玛暴的产生被限制在Z \lsim 0.004的金属丰度，结果是大约50%的伽玛暴被预测在红移大于z = 4的地方被发现，大多数超新星发生在红移小于z \simeq 2.2的地方。我们的模型预测的全球平均GRB/SN比约为1/200，低红移时为1/1250。未来的战略测试考虑伽玛射线暴的祖先的情况进行了简要讨论。
2006-09-12 astro-ph
Chemical Evolution of Spiral Galaxies from Redshift 4 to the Present
我们使用我们的统一的化学和分光光度演化合成代码来描述各种哈勃类型的星系。利用5种不同金属丰度的恒星演化轨迹和元素产额，我们以化学一致的方式跟踪了复合恒星星族的分光光度演化和ISM丰度的化学演化，即，解释了连续几代恒星初始金属丰度的增加。演化的星系模型需要分别在SED、恒星吸收指数或HII区丰度方面与各种哈勃类型的模板附近星系达成一致。在一个给定的宇宙学模型的框架内，ISM丰度和丰度比的红移演化进行了比较阻尼莱曼$α$丰度。这提供了关于早期恒星形成和吸收星系核合成历史的信息，同时，我们的模型预测了它们的光谱能量分布。光学识别的DLA吸收剂，其光谱和化学性质，提供，当然，最强的约束模型参数。
1997-11-10 astro-ph
Stellar populations in the center of barred spiral galaxies
我们展示了观测所得的积分场光谱仪OASIS的样本棒星系的中心区域。该仪器的高空间分辨率允许区分这些区域内的各种结构，这些区域由不同年龄和金属丰度的恒星星族定义。从这些数据中，我们获得了有关恒星形成历史的重要线索。但我们建议，为了充分获得进化序列，化学和合成模型的组合可能是必要的。
2007-09-26 astro-ph
On the Nature and Redshift Evolution of DLA Galaxies
我们扩展了我们的螺旋星系模型，成功地描述附近的模板光谱，以及CFRS和HDF螺旋的红移演化，包括-在化学上一致的方式-一系列的个别元素的红移演化。与观察到的DLA丰度的比较表明，DLA很可能是今天的螺旋型Sa至Sd的祖先。我们的模型弥合了高红移DLA和附近螺旋HII区丰度之间的差距。DLA丰度的缓慢红移演化是盘的长SF时标的自然结果，在任何红移处的散射反映了从早期到晚期螺旋型的SF时标的范围。我们声称，虽然在高红移所有的螺旋祖类型似乎会引起DLA吸收，对低红移，早期类型的螺旋似乎退出DLA样品由于低气体和/或高金属和灰尘含量。模型的DLA星系人口的分光光度特性的影响进行了讨论的背景下，在低和高红移的DLA星系的光学识别运动。
1999-04-16 astro-ph
Spectroscopy of Outlying H II Regions in Spiral Galaxies: Abundances and Radial Gradients
本文给出了13个旋涡星系中186个H Ⅱ区的低色散光谱结果。几种元素（氧，氮，氖，硫，氩）的丰度被确定为185的H II区域。正如预期的那样，在这些螺旋星系的外围H II区域发现了低金属丰度。11个主星系的径向丰度梯度是从其他旋涡星系的结果类似，导出的丰度梯度通常是-0.04到-0.07 dex/kpc。
1998-08-27 astro-ph
Spiral density wave triggering of star formation in SA and SAB galaxies
螺旋臂上的方位角颜色（年龄）梯度是密度波理论的主要预测之一;梯度是螺旋波触发恒星形成的结果。在13个A型和AB型螺旋星系的样本中，我们发现其中10个存在与理论预测相匹配的区域。将观测到的梯度与恒星星族合成模型进行了比较，确定了主共振的速度和位置。从这个分析中推断出的共振位置表明，其中9个天体的旋臂延伸到了外部林德布拉德共振（OLR）;其中一个星系的旋臂达到了共转半径。还讨论了尘埃、恒星密度、速度和金属丰度对颜色梯度的影响。
2008-12-18 astro-ph
On the relative frequencies of core-collapse supernovae sub-types: the role of progenitor metallicity
我们发现，所观察到的亚型Ib，C和II核心塌陷超新星的比例取决于宿主星系的金属丰度，正如理论上所预期的那样。然而，观察到的关系与基于质量损失的单星非旋转模型的预期有很大不同。我们认为，最近的模型与旋转的预测提供了一个更好的协议与观测，至少对祖先恒星与太阳的金属丰度;计算模型与更高和更低的金属丰度，以证实这些结论。我们还建议，系统的调查核心坍缩超新星的红移为1与SNAP卫星将允许探测金属丰度对超新星性质的影响，在过去的宇宙历史。
2003-05-20 astro-ph
The Molecular ISM of Low Surface Brightness Spiral Galaxies
我总结了Matthews等人（2005）最近对晚型低表面亮度（LSB）螺旋星系的CO巡天的一些结果。我们现在已经检测到CO排放6晚型，LSB螺旋，表明，尽管其典型的低金属丰度和低的平均气体表面密度，一些LSB星系包含的分子介质，是由CO跟踪。我们发现，CO检测LSB螺旋坚持相同的M_H2-FIR相关的明亮的星系。我们还发现，在Vrot <~90 km/s的中低表面亮度星系中，CO的可探测性显著下降，这表明ISM的物理条件随着盘质量的减小而发生了根本性的变化。
2005-09-15 astro-ph
New Metallicities of RR Lyrae Stars in omega Centauri: Evidence for a Non He-Enhanced Metal-Intermediate Population
我们提出了新的光谱金属丰度的74 RR天琴座星在欧米茄Cen获得的火焰。众所周知的金属丰度分布在天琴座RR型变星中可见。中间金属（MInt）RR型天琴座星（[Fe/H] ~ -1.2）比占主导地位的贫金属星族（[Fe/H] ~ -1.7）更暗，与相应的零年龄水平分支模型（宇宙学氦丰度Y = 0.246）符合得很好。这一结果与MInt RR型天琴座恒星的祖先对应于异常蓝色主序星的假设相冲突，这些恒星具有相似的金属丰度，但其性质目前通过假设它们具有较大的氦增强来解释。因此，在这种情况下，必须考虑两个具有相似金属丰度（[Fe/H] ~ -1.2）和不同氦丰度的不同种群在星系团内共存的可能性。
2006-02-02 astro-ph
Dwarf Galaxies of Tidal Origin -- Relevant for Cosmology ?
潮汐矮星系（TDGs）的进化合成模型，允许有不同比例的年轻恒星形成的合并引起的星暴和合并的螺旋盘的恒星。特定的金属丰度以及气体排放的积极恒星形成TDGs一贯占。模型与观测数据的比较（例如Duc，本卷）给出了TDG目前演化状态和未来可能的光度演化的信息。合并率和气体含量和金属丰度的螺旋星系的红移演化被用来估计在不同的红移的TDG的数量，并调查他们的贡献，星等有限的调查。
1998-05-27 astro-ph
The End of Amnesia: A New Method for Measuring the Metallicity of Type Ia Supernova Progenitors Using Manganese Lines in Supernova Remnants
提出了一种利用年轻超新星遗迹X射线谱中Mn和Cr谱线测量Ia型超新星祖先金属丰度的新方法。我们发现，在Ia型超新星喷出物中的Mn，Cr的质量比是密切相关的祖先的初始金属丰度，确定由中子过剩的白矮星材料之前热核失控。我们使用这种相关性，以及朱雀最近探测到的第谷超新星遗迹中的Cr和Mn K α X射线线通量（Tamagawa等人，2008年）得出金属丰度log（Z）= -1.32（+0.67，-0.33），相当于log（Z/Zsun）= 0.60（+0.31，-0.60），根据Asplund et al.（2005）对太阳金属丰度的最新测定。测量的不确定性很大，但金属丰度比太阳值小得多，可以放心地放弃。我们讨论了这一结果对未来Ia型超新星祖先研究的影响。
2008-05-21 astro-ph
The single degenerate channel for the progenitor of type Ia supernovae
我们对Ia型超新星（SNe Ia）前身星的单简并通道进行了详细的研究。在该模型中，一颗碳氧白矮星（CO WD）从一颗未演化或轻微演化的非简并伴星中吸积富氢物质，使其质量增加到克拉塞卡质量极限。将\cite{HAC99a}的吸积效率公式推广到Eggleton的恒星演化程序中，并假设该公式对所有金属丰度都有效，我们对25，000多个不同金属丰度的近距离WD双星系统进行了双星恒星演化计算。Ia型超新星的初始参数空间在每个$Z$的轨道周期-次级质量（$\log P_{\rm i}, M_{\rm 2}^{\rm i}$）平面中给出。采用上述结果，我们研究了SNe Ia的出生率为不同的$Z$通过二元人口合成。从研究中我们看到，当$Z$高时，如果假设是一次星爆，则Ia型超新星系统性地出现得更早，诞生率的峰值也更大。银河系的出生率低于（但可与）从观测推断。给出了超新星爆发时刻双星系统参数的分布以及超新星爆发后伴星性质的分布。前者为模拟超新星喷出物与伴星之间的相互作用提供物理输入，后者有助于在超新星遗迹中寻找伴星。
2008-05-26 astro-ph
Fossil Imprints of the First Generation Supernova Ejecta in Extremely Metal-Deficient Stars
利用核合成理论计算不同质量的核心坍缩超新星模型的结果，表明[Fe/H] < -2.5的极端缺金属恒星中C、Mg、Si、Ca和H的丰度分布与单个第一代超新星遗迹（SNRs）中的丰度分布相似。这表明大多数[Fe/H] < -2.5的恒星都是由单个超新星（SN）事件形成的。为了获得重元素与氢的比值，推导了在原始丰度的星际物质中，信噪比扫过的氢质量的估算公式。我们用[Mg/H]代替[Fe/H]来表示金属丰度。从这些SNRs预测的金属丰度[Mg/H]范围从~-4到~-1.5，SN中Mg的质量与其祖先的质量有很好的相关性。因此，在一个极度缺乏金属的恒星中观察到的[Mg/H]与其前身的质量是一致的。较大的[Mg/H]对应于较大的祖细胞质量。因此，所谓的“年龄-金属丰度关系”对于[Fe/H] <-2.5的恒星不成立。与此相反，[Mg/Fe]比的理论信噪比有一个不同的趋势，从那些极端缺乏金属的恒星。它还表明，观察到的趋势[Mg/Fe]可以预测每个SN的铁产量的对应关系[Mg/H]的祖细胞的质量。由此获得的Fe产率与SN光变曲线分析的结果一致。这表明，在爆炸或质量削减开始时对核心坍缩超新星进行建模仍然存在问题。
1998-09-16 astro-ph
The Progenitors of Dwarf Spheroidal Galaxies
矮球状（dSPH）星系提出了一个进化的难题，我们探索在40早期和晚期型矮星的本地组和附近的领域。虽然dSphs形成恒星的时间很长，但今天除了一个外，所有的dSphs都没有可探测的星际物质（ISM），即使在天炉座dSphs中，恒星仍然在1亿年前形成。结合红巨星的金属丰度与HI数据从文献中，我们发现，著名的偏移的光度金属丰度（L-Z）的关系dSphs和矮不规则（dIrr）星系也存在时，只比较他们的老恒星星族：dSphs有较高的平均恒星金属丰度为一个固定的光度。显然，年轻的dSphs经历了更有效的富集比年轻的dIrrs。矮星系，其轨迹在L-Z图是一致的dSphs，甚至重子光度，是"过渡型矮星“凤凰，DDO 210，LGS 3，Antlia和KKR 25。它们具有混合的dIrr/dSph形态，低恒星质量，低角动量，HI含量小于几个10^6太阳质量。与dIrrs不同的是，许多过渡型矮星在去除气体后会非常类似于dSph，它们很可能是dSph的祖先。由于气体去除是关键，我们认为各种气体去除过程的经验证据。我们认为，内部气体去除机制是不够的，有利于冲压压力汽提，使dSphs。初始条件和环境的结合似乎支持dSphs的形成，它似乎是从具有活跃的早期恒星形成的小星系形成的，其演化由于外部诱导的气体损失而停止。过渡型矮星则是保持其ISM的dSphs，因此应该在剥离无效的孤立位置取代dSphs。（节录）
2003-01-02 astro-ph
Detection of a red supergiant progenitor star of a type II-plateau supernova
我们在附近的螺旋星系M74中发现了一颗红超巨星，它以超新星2003 gd的形式爆炸。哈勃太空望远镜（HST）和双子座望远镜在超新星爆发前6至9个月拍摄到这个星系，随后的HST图像证实了超新星与一颗恒星的位置重合，这颗恒星是一颗8 + 4/-2太阳质量的红超巨星。这证实了恒星演化模型和超新星理论，它们预测II型高原超新星有冷的红超巨星作为它们的直接祖先恒星。
2004-01-13 astro-ph
Population Synthesis of the GRB Progenitors and their Brightness and Redshift Distribution
我们估计了相对论性双星合并率和红移分布，以及演化密近双星系综的总体合成。这种模拟的结果肯定依赖于宇宙恒星形成率的历史，这是不同类型的星系不同。这导致了螺旋星系和椭圆星系合并率的差异，原则上可以作为GRB模型的观测检验。还进行了BATSE长爆发\lns的拟合，表明只有宽的（2-3个数量级）光度函数提供了良好的拟合。
1999-10-25 astro-ph
Abundances in Spiral Galaxies: Evidence for Primary Nitrogen Production
我们提出的结果，氮和氧丰度测量的185 HII地区跨越半径范围内的13个旋涡星系。正如预期的那样，氮氧比随着高金属量HII区域的氧丰度线性增加，表明氮主要是次要元素。然而，当氧丰度低于1/3太阳时（12+log（O/H）< 8.45），氮氧比会趋于稳定，这在低金属量的矮星系中也可以看到。这一结果表明，在矮星系中观察到的趋势并不是由于在浅引力势中富集的物质流出。虽然原始物质和延迟的氮输送的影响仍然不受约束，但在所有类型的星系中，氮在低金属丰度下似乎都有主要和次要成分。
1998-02-11 astro-ph
The effect of progenitor age and metallicity on luminosity and 56Ni yield in Type Ia supernovae
Timmes、Brown和Truran发现，金属丰度的变化理论上可以解释Ia型超新星（SNe Ia）中合成的56 Ni质量的25%变化，因此可以解释观测到的SNe Ia光度的很大一部分散射。高金属量的母核更富含中子，相对于放射性56 Ni，产生更稳定的燃烧产物。我们开发了一种新的方法来估计在SNe Ia的热光度和56镍产量，并使用它来测试的理论与超新星遗产调查的数据。我们发现，Ia超新星的平均~（56）Ni产额确实在高金属丰度环境中下降，但理论只能解释~（56）Ni质量和光度弥散的7%-10%.这是因为该效应在金属丰度显著高于太阳能时占主导地位，而我们发现SN主机主要具有太阳能下或仅适度高于太阳能的金属丰度。我们还表明，允许在O/Fe与金属度[Fe/H]的变化不会有重大影响的理论预测的Timmes，布朗和Truran，只要一个是使用O/H作为自变量。年龄可能比金属丰度有更大的影响--我们发现宿主星系的光度加权年龄与56 Ni产量相关，因此更大质量的祖星会产生更明亮的爆炸。如果大部分的Ia超新星在其主恒星达到克拉塞卡质量时爆炸，这是很难理解的。最后，我们测试了Gallagher等人的发现，Ia超新星的残差与主星系的金属丰度相关，但我们没有发现这种相关性。
2008-09-30 astro-ph
A Catalogue and Analysis of Local Galaxy Ages and Metallicities
我们已经收集了一个目录的相对年龄，金属丰度和丰度比约150个本地星系的领域，集团和集群环境。星系的形态类型从cD和椭圆星系到晚期螺旋星系。使用Worthey & Ottaviani（1997）单颗恒星星族演化模型，根据高质量的谱线指数估算年龄和金属丰度。星系年龄作为基本面中的第四个参数（Forbes et al.1998）被我们更大的年龄样本所证实。我们调查年龄和金属丰度之间的趋势，并与其他物理参数的星系，如椭圆率，光度和运动学各向异性。我们证明了存在一个星系年龄金属丰度的关系，类似于当地的星系盘星，年轻的星系有高的金属丰度，而老星系跨越一个大范围的金属丰度。我们还研究了环境和形态对星系年龄和金属丰度的影响，特别是半解析层次聚类模型（HCM）的预测。我们证实，非集群椭圆形确实是年轻的平均比集群椭圆形预测的HCM模型。然而，我们也发现了一个趋势，更明亮的星系有一个更高的[Mg/Fe]比比较低的光度星系，这是相反的HCM模型的预期。
2001-10-18 astro-ph
The Progenitors of Subluminous Type Ia Supernovae
我们发现光谱上奇特的亚亮Ia超新星来自一个古老的星群。在已知的16个亚亮Ia超新星中，有10个在E/S 0星系中发现，其余的在早期螺旋星系中发现。这是偶然发生的概率仅为0.2%。亚亮Ia型超新星与较老的恒星星族有关的发现表明，在足够长的回望时间内（在目前的高红移搜索中已经可以找到），它们是不会被发现的。由于较老的恒星族稀少，氢、氦主序星和经历洛希叶溢出的氦红巨星不太可能是亚亮Ia型超新星的祖先。证实了早期发现的过亮SNe Ia（dM 15（B）< 0.95）来自年轻的祖先群体。亚亮Ia型超新星和过亮Ia型超新星来自不同的祖先群体，也具有不同的性质，这一事实是对CO白矮星合并祖先情景的预测。
2001-05-15 astro-ph
Distribution of $^{56}$Ni Yields of Type Ia Supernovae and its Implication for Progenitors
Ia型超新星爆发产生的$^{56}$ Ni的量可能是Ia型超新星光度与其光变曲线相关性的最重要的物理参数。基于$^{56}$ Ni质量与光变曲线参数$\triangle m_{15}$之间的经验关系，我们获得了附近超新星Ia大样本的$^{56}$ Ni质量的粗略估计，目的是探索超新星Ia的多样性。我们发现，不同SNe Ia的推导出的$^{56}$ Ni质量可以变化十倍（例如，$M_{\rm Ni}=0.1 - 1.3$ $M_{\odot}$），这不能用标准的拉塞卡质量模型（$^{56}$ Ni的质量产量为0.4 - 0.8 $M_{\odot}$）来解释。对于不同的Ia超新星，特别是对于那些极贫镍和富镍的生产者，显然需要不同的爆炸和/或祖先模型。富镍（含$M_{\rm Ni}$ $>$ 0.8 $M_{\odot}$）SNe Ia非常明亮，并且可能具有大量的超过克拉塞卡质量极限的原始体，因为需要额外的原始体燃料来产生更多的$^{56}$ Ni，从而为光变曲线提供动力。这也与本质上明亮的Ia超新星更喜欢出现在年轻和大质量恒星的恒星环境中的发现相一致。例如，75%的Ia超新星在螺旋星系中具有$Δm_{15} < 1.2$，而在E/S 0星系中这一比例仅为18%。另一方面，贫镍的Ia型超新星（$M_{\rm Ni}$ $<$ 0.2 $M_{\odot}$）可能符合亚克拉塞卡模型，因为…
2008-02-27 astro-ph
The spatially resolved host of GRB 060505 and implications for the nature of the progenitor
我们对2006年5月5日发生的伽马射线暴（GRB 060505）的宿主星系进行了研究。主机是空间分辨的成像数据和长缝光谱，包括伽玛射线暴网站。我们发现该星系是一个SBC螺旋，这是不寻常的一个长GRB宿主星系。伽玛暴的位置与星系的其他部分有很大的不同，恒星形成强烈，金属丰度低，年龄年轻。这表明一个大质量的恒星祖先，而不是一个紧凑的物体合并，已经建议的基础上，相对较短的T_90=4s的即时发射的持续时间。
2007-06-05 astro-ph
Progenitors of Core-Collapse Supernovae
核心坍缩超新星的前身是初始质量大于8M（太阳）的恒星。了解这些恒星的演化对于理解超新星之间的演化和差异是必要的。我们已经构建了新的和独特的不透明度表，以提高模型的准确性在恒星演化的最新阶段。我们研究了初始质量，初始组成和质量损失如何影响祖细胞和它们的种群。有很多减肥的处方。不同的研究小组使用他们喜欢的利率。我们比较了12种不同的处方，并确定哪种处方最适合观察结果。我们使用我们首选的质量损失计划，提出建议，从我们的祖先模型的超新星类型之间的差异的来源。双星演化被认为是为了寻找低光度SN祖星和祖星类型不可能从单星。去除的氢信封是更常见的，我们发现相当不同的氢缺乏SN祖。我们讨论了我们的超亮X射线源和伽马射线暴的二元模型的影响。我们提出了一个估计的质量分布的黑洞在不同的metallcities表明，大规模的黑洞不形成，直到非常低的金属。最后，我们结合单星和双星的结果，以确定其相对人口和观测比较。然而，由于迄今为止的观察结果不确定，因此无法得出许多确切的结论。
2005-02-02 astro-ph
Measuring the fading of S0 galaxies using globular clusters
我们测试的假设，即S 0星系的恒星形成已被关闭，通过使用其球状星团（GC）系统的属性衰落螺旋的后代。我们估计的GC特定的频率（每单位V波段光度的GC数）的量是增强S 0相对于螺旋。如果转换假设是正确的，并且在这个过程中没有GC被创建或破坏，那么这个差异提供了一个测量S 0的V波段亮度相对于其螺旋祖先的亮度已经消退的程度。我们还探讨了GC特定频率在S 0中增强的程度是否与恒星星族的颜色相关，这也是星系褪色时变红的假设所预测的。我们发现，平均而言，GC的特定频率是一个因素~3大的S 0比螺旋，这可以解释为这意味着被动进化的S 0已经从他们的螺旋祖先褪色约3倍。这个值非常符合恒星星族合成计算的预测，以及S 0和螺旋Tully-Fisher关系之间的偏移。我们还发现，S 0星系的整体颜色与它们的GC特定频率密切相关：S 0的恒星星族越红，其特定频率就越大，正如我们所期望的那样，如果我们在被动褪色和变红的不同阶段捕捉不同的S 0。与恒星星族合成模型的预测比较表明，这种解释在定量和定性上都有效。这些测试有力地支持了这样的假设，即S 0星系曾经是正常的螺旋星系，其恒星形成被切断，可能是由于环境的变化。
2006-07-28 astro-ph
The nature of dusty starburst galaxies in a rich cluster at z=0.4: the progenitors of lenticulars?
本文报道了在z=0.4的富星系团C10024 +16中，用斯皮策红外光谱仪（IRS）对24 μ m选定的亮红外星系（LIRGs，L_IR > 10^11 L_sun）进行巡天的结果。在光学上，这些LIRG类似于不起眼的旋涡星系，光谱分类为e（a）/e（c），[Oii]衍生的恒星形成率（SFR）<2 Msun/yr，通常无法与星团中的“静止”恒星形成人口区分开来。我们的IRS光谱表明，大多数24 μ m探测星系都有多环芳烃（PAH）发射，其SFR约为30-60 Msun/yr，只有一个（<10%）样品在中红外波段显示出活动星系核的明确证据。这证实了在遥远的星系团中存在着大量被遮蔽的星暴星系，这些星系团包括了在z~0.5的环境中发生的大部分恒星形成。我们认为，虽然有几种机制可能在起作用，这些尘埃星爆可能是一个重要的进化过渡转换的签名丰富的气体螺旋星系在遥远的星系团到被动，凸起为主的透镜状星系，成为越来越丰富的核心丰富的集群在~ 4 Gyr到今天。
2008-09-24 astro-ph
The formation of disk galaxies in a cosmological context: Populations, metallicities and metallicity gradients
我们提出了有关在宇宙学模拟中形成的星系的金属丰度和恒星星族的第一个结果。计算包括暗物质、气体动力学、辐射过程、恒星形成、超新星反馈和金属富集。质量为$8\,10^{11}\,$ \Msol \的旋转过密球体作为初始模型。会聚区和金斯不稳定区可以形成恒星，恒星的金属量来自于它们形成的气体。通过超新星，富含金属的气体被送回星际介质。形成中的星系显示了螺旋星系的主要特征：一个富含金属的凸起，一个贫金属的恒星晕和一个接近太阳组成的盘。晕和核球主要由老恒星（$>10.5\,$陀螺）组成。圆盘的金属丰度梯度为$\dd(\log Z) / \dd r = - 0.05\,$ kpc $^{-1}$，而晕则没有。模型还显示了Pop~II星的金属丰度与小尺度涨落功率之间的相关性。膨胀区的恒星是由最初位于原始密度波动最大值的气体形成的，而晕星则是由积累在不太明显的最大值中的气体形成的。
1993-12-05 astro-ph
Young star clusters: Progenitors of globular clusters!?
恒星团簇形成是在星系相互作用和剧烈的星暴的极端条件下恒星形成的一种主要模式。年轻的星系团被观测到形成于各种这样的星系中，相当数量的星系团在质量和大小上类似于球状星团的祖先，但金属丰度显著增强。通过对星系中贫金属和富金属星团的研究，我们可以了解这些星系的剧烈恒星形成历史，并最终了解星系形成和演化。我们提出了一套新的进化合成模型，我们的GALEV代码，特别强调目前形成的星团的气体排放，和一个新的工具，比较广泛的模型网格与多色宽带观测，以确定个别集群的质量，金属丰度，年龄和灭绝值独立。本文给出了矮星暴星系NGC 1569中年轻星团的初步结果。年轻的星团的质量分布确定动态星团系统演化模型提供了宝贵的输入，关于集群的生存和破坏。我们计划调查星系合并的年龄序列，以了解过程中的动力学破坏效应。
2003-09-04 astro-ph
The Geneva-Copenhagen survey of the Solar neighbourhood: Ages, metallicities, and kinematic properties of 14,000 F and G dwarfs
我们提出并讨论了新的测定金属丰度，旋转，年龄，运动学和银河系轨道的一个完整的，有限的星等，和运动学无偏的样本16,682附近的F和G矮星。我们对近13，500颗恒星进行了63，000次新的精确径向速度观测，可以识别样本中的大多数双星，并与已公布的数据一起完成了14，139颗恒星的运动学信息。一个主要的努力一直致力于确定新的等时线年龄的所有恒星，这是可能的。特别注意的是对统计偏差和误差估计的现实处理，因为标准技术往往会低估这些影响，并在年龄分布中引入虚假的特征。然而，我们展示了如何强大的观测和理论偏差导致观察到的年龄的分布是非常不同的真实年龄分布的样本。我们的第一个结果证实了相对于闭箱模型预测缺乏贫金属的G矮星（"G矮星问题“），盘中径向金属丰度梯度的存在，薄盘自形成以来平均金属丰度的微小变化以及所有年龄金属丰度的大量分散，以及薄盘的持续运动学加热，其效率与螺旋臂和巨大分子云的组合的预期一致。空间运动的V分量的分布中的独特特征在年龄和金属丰度方面得到扩展，对应于随机螺旋波而不是经典移动群的影响，并且可能使从运动学标准识别厚盘星变得复杂。（节略）
2004-05-11 astro-ph
CNO Abundances in Dwarf and Spiral Galaxies
星系中CNO丰度与星系演化、恒星演化和核合成等问题有关。关于矮星系和旋涡星系的知识主要依赖于H II区域的发射线，以及本星系群中恒星和超新星遗迹的信息。氧丰度可以涉及到本地和全球的母星系，如气体分数，表面亮度，星系光度，旋转速度和形态类型的属性，并在H II区域，它们的范围从1/30太阳（使用新的校准）略高于太阳。C/O是O/H的一个或多或少平滑增加的函数，在低金属丰度处平坦，在12+log（O/H）= 8.0以上以45度的斜率上升。N/O的行为非常类似于传统的“一级接着二级”的风格，但有很大的分散至少在O-丰度8.0左右。C/N比值与金属丰度没有明显的趋势。
2002-12-11 astro-ph
On the origin of the neutral hydrogen supershells: the ionized progenitors and the limitations of the multiple supernovae hypothesis
在这里，我们解决的问题，是否与巨大的HII区域的电离壳可以在银河系和其他螺旋和矮不规则星系中发现的较大的HI壳状物体的祖先。我们使用Relaño等人（2005，2007）最近提出的12个HII壳样本进行分析。我们计算了这些壳层的演化轨迹，如果它们的膨胀是由来自母星团的多颗超新星爆炸驱动的话。我们发现，与Relaño等人（2007）相反，他们的样品HII壳层的演化轨迹与最大和质量最大的中性氢超壳层的观测参数不一致。我们的结论是，在巨大的HII区域内发现的HII壳层可能代表了小型或中型HI壳层的祖先，但它们不能演变成最大的HI物体，除非除了多个超新星爆炸之外，还有一个额外的能量源有助于它们的膨胀。
2008-03-27 astro-ph
Predicting Spectral Properties of DLA Galaxies
我们的化学一致的模型与观测到的DLA丰度的螺旋星系的比较表明，在高红移DLA星系很可能是正常的螺旋盘的所有类型的从Sa到Sd的祖先。然而，当红移z </= 1.5时，由于低气体或/和高尘埃含量，早期类型的螺旋从DLA样品中消失。我们使用我们的统一的光谱，化学和宇宙学演化模型的分光光度方面来预测预期的光度在不同波段的DLA星系在不同的红移和比较，可用的几个光学鉴定。
1998-12-18 astro-ph
On the Progenitor of the Type II Supernova 2004et in NGC 6946
超新星2004 et是在邻近的螺旋星系NGC 6946中发现的第八颗超新星。在这里，我们报告早期的光度和光谱监测这个对象。SN 2004 et是一个II型事件，在其光变曲线中呈现出一个平台，但它的光谱和颜色演变似乎与其他更正常的II型平台（II-P）SNe有显着不同。我们分析了加拿大-法国-夏威夷望远镜（CFHT）拍摄的SN爆炸前的宿主星系图像，确定了SN的候选祖先。这颗恒星的绝对星等和内在颜色暗示它是一颗黄色而非红色的超巨星，估计零龄主序星质量为$15^{+5}_{-2} M_\odot$。虽然这一质量估计与其他更正常的SN II-P的祖先的估计和上限一致，SN 2004 et祖先的不寻常颜色可能进一步暗示了爆炸前的进化历史类似于特殊的II-P SN 1987 A或IIb SN 1993 J的祖先，但不那么极端。当SN显著变暗时，需要验证祖先候选者的身份。
2004-12-17 astro-ph
Passive spiral formation from halo gas starvation: Gradual transformation into S0s
最近的光谱和高分辨率$HST$成像观测揭示了遥远星系团中大量的“被动”螺旋星系，具有螺旋星系的所有形态特征（特别是螺旋臂结构），但恒星形成较弱或不存在。这些螺旋星系究竟是如何形成的，以及它们是否是现在S0星系的祖先，目前还不清楚。基于分析参数和数值模拟的螺旋星系的晕气体（这是一个可能的候选人的气体补充源的恒星形成的螺旋）的流体动力学演化，我们表明，被动螺旋的起源可能与晕气体剥离。这种剥离主要是晕气体和热的团内气体之间的流体动力学相互作用的结果。我们的数值模拟表明，即使一个螺旋轨道的近心距离$\sim$ 3倍以上的集群核心半径，$\sim$ 80%的晕气体剥离在几个Gyr，因此，不能被吸积的螺旋。此外，我们的研究表明，这种急剧下降的气体流入率导致稳步增加的$Q$参数的磁盘，与螺旋臂结构，虽然持续，成为不太明显的恒星形成率逐渐下降。这些结果表明，以这种方式形成的被动螺旋逐渐演变成红色星团S0s。
2002-06-13 astro-ph
Evidence for Solar Metallicities in Massive Star-forming Galaxies at z>~2
本文给出了7个恒星形成星系在2.1<z<2.5处的近红外光谱测量结果。这些星系是根据它们的U_nGR色光度预选在z~2的星系的大型分光巡天中选出的，它们的明亮的静止坐标系光学光度（K_s<=20.0）。最引人注目的是，大多数7个星系的样本表现出[NII]/Ha星云发射线比，至少太阳HII区域的金属丰度，在10.5 Gyr的回望时间。K_s亮样本的宽带颜色表明，大多数恒星在z~2处的形成时间超过了一个陀螺，并且已经形成了超过10^11 Msun的恒星质量。这些星系在局域宇宙中的后代很可能是富含金属的大质量螺旋星系和椭圆星系，而它们的祖先可能是z~3 Lyman Break星系。K_s亮z~2星系是一个高度演化的星系，但它们的大Ha光度和24-60 Msun/yr的未校正Ha星形成率表明它们仍处于活跃的恒星形成过程中。这里呈现的发光紫外选择物体包括目前K波段选择样本（如K20和Gemini Deep Deep巡天）的一半以上的高红移（z>1.5）尾部。
2004-05-10 astro-ph
The Progenitor of Supernova 2004dj in a Star Cluster
II型高原超新星（SN）2004 dj的前身是一颗超巨星，位于附近的螺旋星系NGC 2403中的一个紧凑星团中，被称为“Sandage Star 96”（S96），这是在SN 2004 dj之前的1995年2月至2003年12月期间，北京-亚利桑那州-台湾-康涅狄格州（BATC）多色巡天计划的一部分。S96的BATC影像是用14个覆盖3000- 10000光年的中波段滤光片拍摄的，其卓越的光度测定明确地确定了S96的星团性质，其年龄为$\sim 20$ Myr，变红为$\hbox{E}(B-V)\sim 0.35$等，总质量为$\sim 96,000$ M $_{\odot}$。S96的紧凑星团性质也与过去十年中缺乏光变相一致。估计SN祖细胞的主序列质量为$\sim$ 12 M $_{\odot}$。我们的S96的中间波段数据与爆发后的测光结果进行比较，因为SN已经明显变暗，可能最终确定祖先的性质。
2005-05-14 astro-ph
The Baryonic Mass Function of Spiral Galaxies: Clues to Galaxy Formation
我们计算的重子质量函数（BMF）的盘星系使用最好的LF和重子M/L比可靠的这个目标。对于重子质量（M_b）在10 ^8到10^{11}太阳质量之间的情况，BMF是无特征的，即它的标度为M_b^{-1/2}。在此质量范围外，BMF是M_b的强反函数.不同质量的天体对重子密度Omega_b的贡献突出了大约2 × 10 ^{11}太阳质量的螺旋体的特征质量标度，超过50%的重子总质量集中在其周围。积分值Omega_b= 1.4x10^{-3}，以更高的精度证实了以前的证据（Persic & Salucci 1992），即盘星系中BBN重子的比例可以忽略不计，并且与高z阻尼莱曼α系统（DLAs）相匹配。我们调查的情况下，DLA是当今的螺旋的祖先，并找到一个简单的关系，他们的群众和HI列密度的DLA质量函数密切匹配的螺旋BMF。
1999-06-25 astro-ph
Violent star and star cluster formation in nearby and distant galaxies
我提出了最近的观察和分析恒星团簇形成在各种各样的环境-从年轻的星团和超级星团在正常的积极恒星形成的螺旋和不规则的恒星爆发矮星和螺旋螺旋合并。相互作用星系中的团簇形成可以局限于中央星暴区，也可以扩展到整个合并体，甚至可以沿着扩展的潮汐结构形成。我地址的方法和结果，为确定星团的年龄，金属丰度，质量和大小，并讨论这些星团人口的性质，可能的寿命和未来的签名，以及相对重要性的领域恒星形成与恒星团簇形成。
2005-09-14 astro-ph
On the Ly-alpha emission from gamma-ray burst host galaxies: evidence for low metallicities
我们报告的结果，寻找Ly-alpha发射的宿主星系的z=2.140 GRB 011211和其他星系在其周围的领域。我们检测到Ly-alpha发射从主机以及从其他六个星系在该领域。来自GRB 011211宿主的Ly-alpha线的剩余框架等效宽度约为21 AA。这是在GRB宿主星系的五个可能的探测中第五次探测到Ly-alpha发射，强烈表明GRB宿主，至少在高红移时，是Ly-alpha发射体。这是有趣的，因为只有大约25%的Lyman-Break选择的星系在类似的红移有Ly-alpha发射线的restframe等效宽度大于20 AA。可能的解释是：i）GRB祖先的偏好是贫金属的预期中的Mesosar模型，ii）对尘埃主机的光学余辉选择偏差，和iii）高Z星系的光度函数的暗端的Ly-alpha发射体的比例较高。其中，目前的证据似乎支持i）。
2003-06-19 astro-ph
On the Nature of the Strong Emission-Line Galaxies in Cluster Cl 0024+1654: Are Some the Progenitors of Low Mass Spheroidals?
我们提出了新的大小，线比，和速度宽度测量的六个强发射线星系的星系团，Cl 0024+1654，在红移z~0.4。Keck谱的速度宽度都很窄（30<sigma<120 km/s），有三个剖面显示双峰。四个星系的质量较低（M<10^{10} Mo）。虽然之前有三个星系被报道可能是活动星系核，但没有一个星系表现出类似活动星系核的发射线比率或速度宽度。两个或三个看起来非常蓝色的螺旋，其余的更类似于发光的H-II星系，正在经历恒星形成的强烈爆发。我们认为，在爆发消退后，这些星系将转变为静止的矮星，因此是某些星系团球状体的祖先（我们采用Kormendy & Bender（1994）建议的命名法，即，低密度的矮椭圆星系，如NGC 205，被称为“球状体”，而不是今天看到的“矮椭圆”。
1997-01-17 astro-ph
