Young star clusters: Metallicity tracers in external galaxies
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。这些新形成的星系团是由再循环的气体组成的，在相互作用的星系中预先富集到不同的水平。因此，不同年龄的星团代表了其宿主星系化学富集历史的化石记录，以及宿主星系的剧烈恒星形成历史。我们提出了一套新的进化合成模型，我们的GALEV代码，专门开发，包括目前正在形成的星团的气体排放，和一个新的工具来分析多色观测与我们的模型。本文介绍了矮星暴星系NGC1569中新生星系团的初步结果。
2003-09-04 astro-ph
Molecular tracers of high mass star-formation in external galaxies
在高红移的外部活动星系中，热核分子应该是可以探测到的。我们在这里提出了一个详细的研究化学物质的恒星形成区域的物理条件下，显着不同的那些可能是适当的银河系。我们研究，特别是，作为时间的函数的分子丰度的趋势，在相关的物理参数的变化。这些参数包括金属丰度、尘埃与气体的质量比、H $_{2}$的形成率、相对初始元素丰度、宇宙射线电离率和热核的温度。这些趋势表明不同的示踪剂如何提供有关物理条件和进化年龄的信息。我们确定几个观察到的星系，被认为是代表螺旋，活跃的星系，低金属量星系，高红移星系的热核示踪剂。即使在低金属丰度的例子中，许多潜在的分子示踪剂应该存在于足够高的水平，以允许未解决的检测活动星系在高红移含有大量的热核心。
2007-12-17 astro-ph
Spitzer 4.5 micron Luminosity-Metallicity and Mass-Metallicity Relations for Nearby Dwarf Irregular Galaxies
以25个距离D < 5 Mpc的矮不规则星系为样本，利用斯皮策空间望远镜的IRAC近红外成像，给出了恒星质量和星系光度的计算结果。我们构造了合适的亮度-金属度（L-Z）和质量-金属度（M-Z）关系，并将这些关系与Sloan数字巡天（SDSS）的对应关系进行了比较。我们得到以下结果。1.近红外L-Z关系中的色散相对于光学L-Z关系中的色散减小，这与在较长波长处与光学波长相比恒星质光比变化减小的预期一致。2.光学L-Z关系中的色散在大约11 mag的光学光度上是相似的。3.利用我们建立的M-Z关系，我们将SDSS M-Z关系推广到了较低质量，在恒星质量上约为2.5 dex。4. M-Z关系中的色散在恒星质量为5.5 dex的范围内似乎是相当的。
2006-03-27 astro-ph
The PAH Emission Deficit In Low-Metallicity Galaxies - A Spitzer View
档案观测的18个星爆星系，跨越了广泛的金属丰度揭示了第一次之间的相关性的发射线通量的比率[Fe II]在26微米和[NeII]在12.8微米和7.7微米的PAH强度，与[Fe II]/[NeII]通量比随PAH强度的增加而降低。我们还发现[Fe II]/[Ne II]通量比和宿主星系金属丰度之间存在很强的相关性，通量比随着金属丰度的增加而降低。由于[FeII]发射主要与超新星冲击有关，我们将低金属丰度星系中的高[FeII]/[NeII]比率归因于超新星活动的增强。我们认为这是PAH破坏的主要机制，而不是在年轻的大质量恒星周围的光电离区域的颗粒破坏。我们还考虑了低金属丰度星系的极端年轻是否是缺乏PAH排放的原因。
2005-12-15 astro-ph
Hot Dust and PAH Emission at Low Metallicity: A Spitzer Survey of Local Group and Other Nearby Dwarf Galaxies
我们目前斯皮策太空望远镜4.5和8.0微米成像的15个本星系群和附近的矮星系。我们的样本跨越了一个以上的范围内的dex在星云的金属丰度和超过三个数量级在当前的恒星形成率，使我们能够研究的依赖性的扩散8微米的排放，来自热尘埃和多环芳烃，对这些参数。我们在样本中最明亮的四个星系（IC 1613，IC 5152，NGC 55和NGC 3109）中检测到突出的8微米漫射发射，其他四个星系（DDO 216，六分仪A，六分仪B，WLM）的低表面亮度发射，其余天体没有漫射发射。我们观察到的弥漫8微米发射与当前的恒星形成率和星云的金属丰度在我们的样本中的星系的一般相关性。然而，我们也看到这些相关性的例外，这表明其他过程也可能对热尘/PAH排放的产生产生显着影响。这些星系都有年老和中等年龄恒星形成的证据，因此缺乏弥漫的8微米辐射不能归因于年轻的星系年龄。此外，我们发现风不太可能解释弥漫的8微米排放的缺乏，因为这些物体中的中性气体的高分辨率成像显示没有井喷的证据。此外，我们提出，在低金属含量系统中缺乏弥漫的8微米发射可能是由于超新星冲击破坏尘埃颗粒，假设再生尘埃颗粒和多环芳烃分子的时间尺度较长的破坏时间尺度。对于所观察到的微弱的弥漫性8微米发射，最可能的解释至少部分是由于一般不存在灰尘（包括多环芳烃），与其低金属丰度一致。
2006-03-31 astro-ph
Old open clusters as key tracers of Galactic chemical evolution. I. Fe abundances in NGC 2660, NGC 3960, and Berkeley 32
我们获得了高分辨率的UVES/FLAMES观测样本的九个老疏散星团跨越广泛的年龄和银河系中心半径。该项目的目标是调查盘中的径向金属丰度梯度以及关键元素（α和Fe峰元素）的丰度。本文给出了NGC 2660（年龄~ 1Gyr，银心距8.68kpc）、NGC 3960（年龄~ 1Gyr，银心距7.80kpc）和Be 32（年龄~6-7 Gyr，银心距11.30kpc）三个星系团的金属丰度的计算结果。对于Be 32和NGC 2660，我们的研究提供了第一个基于高分辨率光谱的金属丰度测定。我们使用光谱代码MOOG进行了等效宽度分析，这使我们能够定义金属丰度标度并构建均匀样品。我们发现NGC 3960和NGC 2660的金属丰度非常接近太阳（[Fe/H]分别为+0.02和+0.04），而更老的Be 32的[Fe/H]= $-$ 0.29。
2006-07-19 astro-ph
[Ne II] 12.8 Micron Images of Four Galactic Ultracompact H II Regions: Ionized Neon Abundance as a Tracer of the Ionizing Stars
我们提出的[Ne II] 12.8微米线发射的超紧凑（UC）H II区域的地基成像光谱的结果; W51 d，G45.12+0.13，G35.20-1.74和Monoceros R2，与2arcsec的空间分辨率。我们发现，[Ne II]发射的总体分布一般是在良好的协议与无线电（5或15 GHz）VLA分布为每个源。Ne ~+丰度（[Ne ~+/H ~+]）分布也是由[Ne ~+ II]图和射电图导出的。G45.12+0.13和W51 d的Ne+丰度从图的外侧向射电峰急剧下降。另一方面，G35.20-1.74和Mon R2的Ne+丰度分布似乎相当均匀。这些结果可以用氖的电离结构的变化来解释，而这种变化主要取决于电离星的光谱类型。我们通过比较整个观测区域平均的Ne+丰度与基于最近非LTE恒星大气模型的H II区域模型计算的Ne+丰度，评估了电离星的有效温度：39,100（+1100，-500）K（O7.5V-O8V）W51d，37，200对于G45.12+0.13，为（+1000，-700）K（08 V-08.5V），对于G35.20-1.74，为35，000 - 37，600（+1500，-600）K（08 V-09 V），对于Mon R2，<34，000 K（<B 0 V）。这些有效温度与从观测到的Ne+丰度分布推断的温度是一致的。
2000-08-16 astro-ph
Metallicity Effects on Dust Properties in Starbursting Galaxies
我们目前的红外观测66星暴星系在广泛的氧丰度，测量金属量如何影响其尘埃性质。这些数据包括斯皮策太空望远镜的成像和光谱，并辅以地面近红外成像。我们证实了强相关性的芳香族排放与金属，在金属[12+log（O/H）]~8的阈值。这种行为的金属丰度和辐射硬度依赖性的大分散意味着它不是由于单一效应，而是由于某种组合。我们发现，大尘埃颗粒的远红外线色温增加对较低的金属丰度，在金属丰度为8达到峰值，然后翻转。我们计算尘埃质量，并将其与文献中的HI质量进行比较，以得出气体与尘埃的比率，该比率在太阳金属丰度和金属丰度为8之间增加了近3个数量级，低于该数量级则会被排除在外。因此，在中红外波长的芳香族发射的突然变化似乎反映在远红外特性，表明金属含量的变化影响了占主导地位的红外发射的尘埃颗粒大小的整个范围的组成。此外，我们发现，比值L（8微米）/L（TIR），校准高红移星系的24微米测量的重要性，略有增加的金属丰度从~太阳到~50%的太阳减少，然后减少了一个数量级的金属丰度进一步减少。虽然绝大多数星系都表现出类似的行为模式，但有三个例外，SBS 0335- 052 E，Haro 11和SHOC 391。它们的红外SED在能量上由24微米附近的中红外线主导，而不是由60 - 200微米区域主导。（节录）
2008-01-11 astro-ph
The Diverse Infrared Properties of a Complete Sample of Star-Forming Dwarf Galaxies
我们提出了中红外斯皮策空间望远镜观测的一个完整的样本的恒星形成矮星系从KPNO国际光谱调查。这些星系的中红外特性范围很广。与预期相反，一些星系在8微米处发出强烈的光，表明存在热尘和/或多环芳烃。这种中红外尘埃辐射与恒星辐射的比率与星系的光度、恒星形成率、金属丰度和光学红化进行了比较。我们发现，8.0微米的尘埃排放的恒星发射比的强度更强烈的相关性与恒星形成率比它是与金属丰度或光学红化在这些系统。尽管如此，8.0微米的光度和金属丰度之间还是有相关性的。这种光度-金属丰度相关性的斜率比B波段和3.6微米的相应斜率要浅。在这些星系中看到的8.0微米发射的精确性质（即，PAH与热尘或两者的某种组合）将需要未来的研究，包括深中红外光谱。
2005-09-19 astro-ph
Dust emission in the far-IR as a star formation tracer at z=0: systematic trends with luminosity
我们调查，如果尘埃排放在远红外连续提供了一个强大的估计恒星形成率（SFR）附近，正常的晚型星系。我们关注的是40 - 1000微米光度（L_dust）与远紫外（0.165微米光度）的比值，这与最近的恒星形成有关。现有的0.165、60、100和170微米的总测光将统计数据限制在30个星系，然而，这些星系在观测到的K波段（2.2微米）光度、形态和倾角（i）（因此被尘埃衰减）方面跨越了很大的范围。这个样本表明，L_dust与观测到的远紫外光度的比率不仅取决于i，正如预期的那样，而且还取决于形态，更严格地说，取决于观测到的K波段光度。我们发现L_dust/L_FUV与e ^（-tau_K）（alpha +0.62）（L_K）^（0.62）成正比，其中L_FUV和L_K分别是远紫外和K波段的未衰减恒星光度，alpha是0.165微米（tau_FUV）和2.2微米（tau_K）处的衰减光学深度之比。这种关系是零阶独立的i和形态。它可以进一步表示为与（L_K）^delta成比例的L_dust/L_FUV，其中delta = 0.61 - 0.02 α，在观测激发的假设下，对于平均倾角，e ^（-tau_K）与（L_K）^（-0.02）成比例。我们采用两种不同的模型的内部尘埃的恒星光衰减的计算，得到立体角平均值的α。我们发现，三角洲是积极的，并减少对0从更明亮的亮度较低的星系。这意味着对于附近的…
2003-08-21 astro-ph
AGB stars as tracers of metallicity and mean age across M33
JHKs宽视场近红外观测覆盖面积为1.8x1.8平方米。°的以M33为中心，在UKIRT使用WFCAM获得。这些数据显示了大量的中等年龄的渐近巨星分支星（AGB）。我们已经使用了C型和M型AGB星，以确定整个星系的金属丰度和平均年龄的空间变化。我们从它们在色星等图（J-Ks，Ks）中的位置来区分C型和M型AGB星。这些恒星的分布得到了我们的样本和光学确认的长周期变星目录之间的交叉识别的支持，以及斯皮策在中红外探测到的源列表。我们计算了C/M比和星系在天空中的方向，并将Ks星等分布与跨越一系列金属丰度和恒星形成率（SFR）的理论分布进行了比较。的C/M比表面图证实了金属丰度梯度在星系中对应的传播[Fe/H]=0.6德克斯与内部和外部星系的子结构。星等和颜色的变化表明了星系盘上的方向和消光效应。从KS方法得到的平均年龄和金属丰度分布图表明：外星系盘/晕比核区域金属贫乏，内星系中富含金属的团块随时间改变位置。外环和核恒星星族的平均年龄约为6 Gyr，而中心区域则年轻几Gyr。
2008-05-08 astro-ph
Gamma-Ray Bursts May Be Biased Tracers of Star Formation
基于在标准宇宙学模型中对星系形成的模拟，我们提出了一个一致的伽马射线暴和恒星形成的图像，这与观测结果基本一致：伽玛暴优先形成于低金属丰度环境和亮度比L* 低得多的星系中。我们发现，计算的恒星的形成率小于0.1 Zsun符合非常好的速度演化的伽马射线暴观察到的雨燕从z=0到z=4，而总的恒星形成率的演化弱约4倍。鉴于这一发现，我们警告说，任何推断恒星形成率的基础上观察到的伽玛射线暴率可能需要一个更复杂的练习比一个简单的比例。
2007-10-24 astro-ph
Field and cluster RR Lyrae stars as stellar tracers
本文综述了银河系和本星系群矮星系中RR型天琴座星的脉动特性。我们讨论的关键信息，RR天琴座可能会提供对他们的父母的人口，特别是对他们的金属丰度分布。
2003-02-24 astro-ph
Understanding the 8 micron vs. Pa-alpha relationship on sub-arcsecond scales in Luminous Infrared Galaxies
这项工作详细探讨了在10个低z LIRG样品中确定的122个HII区域的8微米和Pa-α发射之间的关系，这些低z LIRG具有几乎恒定的金属丰度（12 + log（O/H）~ 8.8）。我们使用Gemini/T-ReCS高空间分辨率（<~ 0.4”~ 120 pc，我们的样品的平均距离为60 Mpc）中红外成像（8.7微米或10.3微米）以及HST/NICMOS连续谱和Pa-α图像。LIRG HII区将高金属丰度SINGS星系中HII结的L_8微米与L_Pa-α关系扩展了约两个数量级。由于LIRG样品的金属丰度几乎是恒定的，我们可以排除这种影响作为关系中看到的散射的原因。反过来，它归因于两个效应：年龄和PAH特征。在LIRG HII区，L_8 μ m/L_Pa-α比值的变化为10倍，这一比值由瞬时恒星形成和年龄为400万~ 750万年的模型再现。对于给定的年龄，模型预测周围的剩余分散可能是由于PAH特征（在我们的情况下为8.6微米）对星系之间8微米发射的不同贡献。
2008-03-14 astro-ph
Methanol masers : Reliable tracers of the early stages of high-mass star formation
GLIMPSE和MSX巡天已被用来检查统计上完整的6.7 GHz甲醇脉泽样品的中红外特性。与甲醇脉泽相关的GLIMPSE点源与大多数都有明显的区别，通常具有极红的中红外颜色，类似于低质量0级年轻恒星物体的预期。与甲醇脉泽相关的GLIMPSE源的强度在8.0微米处比在3.6微米处通常亮4个数量级。对[3.6]-[4.5] > 1.3和8.0微米量级小于10的GLIMPSE点源进行有针对性的搜索将探测到80%以上的II类甲醇脉泽。许多甲醇脉泽与红外暗云（IRDC）内的源有关，这些源被认为是高质量恒星形成处于非常早期阶段的区域。II类甲醇脉泽在IRDC的一个重要部分的存在表明，高质量的恒星形成是常见的，在这些地区。不同的脉泽种类被认为是追踪大质量恒星形成过程的不同演化阶段。与II类甲醇脉泽和其他脉泽物种相关的GLIMPSE源的性质的比较显示出有趣的趋势，与I类甲醇脉泽跟踪一般较早的进化阶段和OH脉泽跟踪较晚的进化阶段相一致。
2005-10-07 astro-ph
The Spitzer View of Low-Metallicity Star Formation: I. Haro 3
我们目前的斯皮策观测的蓝色致密矮星系（BCD）哈罗3，与氧丰度为12+log（O/H）=8.32。这些数据是对低金属环境中恒星形成和尘埃的更大研究的一部分。Haro 3的IRS光谱显示出强窄的多环芳烃（PAH）发射，具有高的等效宽度。还可以看到气态星云的精细结构线。尽管没有光学高激发线，但25.89微米处的微弱高电离[O IV]线表明存在强度高达54.9 eV的辐射。一个云模型表明，和平号线起源于两个区域：一个低消光的光学发射区域，和一个光学不可见的高得多的消光。Haro 3的形貌随波长变化而变化。IRAC 4.5微米的痕迹扩展恒星光球发射从身体的星系和热尘埃连续主要来自恒星形成的地区; 8微米的探针扩展PAH排放主要来自一般的ISM; MIPS 24和70微米的图像映射紧凑的小颗粒温暖的尘埃排放与活跃的恒星形成，和160微米反映较冷的扩展尘埃与老年恒星星族。我们导出了Haro 3中最亮的恒星形成区A的光-射光谱能量分布。SED的最佳拟合DUSTY模型给出电离星团的总光度为2.8e9 Lsun，质量为2.8e6 Msun。我们推断消光A（V）<3，介于光学A（V）~0.5和射电A（V）~8之间，这与较长波长观测更深入地探测恒星形成区域的图像一致。
2006-10-13 astro-ph
SCUBA observations of galaxies with metallicity measurements: a new method for determining the relation between submm luminosity and dust mass
使用一种新的技术，我们已经确定了一个值之间的比例常数亚毫米排放量和灰尘质量，灰尘质量吸收系数在850微米。我们的方法比以前的方法有一个优势，我们避免了假设的星际介质中的灰尘的属性。我们唯一的假设是，尘埃中金属的含量是一个普适常数。为了实现我们的方法，我们需要的对象，有亚毫米和远红外线通量测量以及气体质量和金属丰度估计。我们目前的数据与适当的测量，包括五个星系的新的亚毫米地图的所有星系。我们发现kappa（850微米）=0.07 m^2/kg
2002-04-30 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
Aromatic Features in M101 HII Regions and Starburst Galaxies
利用Spitzer/IRS光谱研究了M101 HII区和星暴星系中芳香特征随金属丰度/辐射场硬度的变化。这些光谱表明，6.2，7.8+8.6，和11.3微米的芳香族化合物具有不同的依赖于金属度/辐射场硬度。具体而言，6.2和7.8+8.6微米的芳烃在金属度12+log（O/H）约为1.5时较弱或不存在。8.0而11.3微米的特征保持相对较强。这些结果适用于M101 HII区域和星爆，表明HII区域确实可以被认为是“迷你星爆”。"这项工作与各种候选材料的比较结果与淬火碳质复合材料（QCC）的退火行为很好地匹配，QCC是一种无定形的氢化碳质固体。
2006-05-22 astro-ph
Planetary nebulae, tracers of stellar nucleosynthesis
我们回顾了行星状星云及其直接的祖先，后AGB对象，可以提供探测核合成和混合在低和中等质量的恒星的信息。我们强调新的方法的基础上高信号噪声光谱的行星状星云和他们的中心恒星。我们提到了一些仍然需要克服的问题。我们强调，正如几位作者所发现的那样，低金属环境中的行星状星云不能用来探测形成其祖先的星际介质中的氧丰度，因为在恒星演化过程中丰度发生了变化。
2007-08-31 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
Tracing the [FeII]/[NeII] ratio within star forming dwarf galaxies: a Spitzer IRS archival study
斯皮策对41个星爆星系的档案观测首次揭示了[Fe II]/[NeII] 26.0/12.8微米的比率与电子气密度之间的相关性，如18.7/33.4微米的[SIII]比率所追踪的那样，[Fe II]/[NeII]比率随着气体密度的增加而降低。我们还发现气体密度和PAH峰连续强度之间存在很强的相关性。使用冲击和光电离模型，我们看到所观察到的[Fe II]/[Ne II]比率的驱动因素是金属丰度。在低金属丰度星系的[Fe II]发射的大部分可能是冲击衍生的，而在高金属丰度，[Fe II]的发射可能是占主导地位的贡献，从HII，特别是从密集的PDR地区。然而，观测到的[Fe II]/[Ne II]比值可能遵循金属丰度-丰度关系，在低金属丰度星系中，铁较少耗尽到颗粒上-这一结果将对使用铁发射线作为冲击的明确示踪剂产生深远的影响。
2008-03-24 astro-ph
Submillimeter Observations of Low Metallicity Galaxy NGC 4214
本文介绍了利用JCMT上的SCUBA对邻近的矮不规则星系NGC 4214进行亚毫米（450微米和850微米）观测的结果。我们的目的是研究远红外到亚毫米光谱能量分布（SED）和低金属丰度环境中的尘埃热辐射的性质，选择NGC 4214，其中气体金属丰度（log O/H + 12）为8.34。我们发现SED与IRAS亮星系样本（IBGS）非常相似，IBGS是局部的亮恒星形成星系，其金属丰度与太阳丰度相当。用单温灰体模型拟合得到的NGC 4214的尘埃温度和发射率指数分别为Td = 35 \pm 0.8 K和β = 1.4 \pm 0.1，这是IBGS的典型值。通过对邻近类似矮不规则星系的研究发现，NGC 1569和NGC 4214的结果相似，而NGC 4449和IC 10 SE的SED和低发射率指数不同。贫金属矮不规则星系中似乎存在着各种各样的SED。我们研究了星际辐射场强度和双温度模型的依赖性，但差异的来源尚不清楚。除了金属丰度和星际辐射场之外，还有其他机制控制着尘埃的发射特性。
2004-08-29 astro-ph
Tracing the [FeII]/[NeII] ratio and its relationship with other ISM indicators within star forming dwarf galaxies: a Spitzer IRS archival study
斯皮策对41个星爆星系的档案观测首次揭示了[Fe II]/[NeII] 26.0/12.8微米的比率与电子气密度之间的相关性，如18.7/33.4微米的[SIII]比率所追踪的那样，[Fe II]/[NeII]比率随着气体密度的增加而降低。早期论文中发现的[FeII]/[NeII]比、PAH峰与连续强度和金属含量的相关性在更大的样本中得到了证实。我们还发现气体密度和PAH峰连续强度之间存在很强的相关性。使用冲击和光电离模型，我们看到所观察到的[Fe II]/[Ne II]比率的驱动因素是金属丰度。在低金属丰度星系的[Fe II]发射的大部分可能是冲击衍生的，而在高金属丰度，[Fe II]的发射可能是占主导地位的贡献，从HII，特别是从密集的PDR地区。然而，观测到的[Fe II]/[Ne II]比值可能遵循金属丰度-丰度关系，在低金属丰度星系中，铁较少耗尽到颗粒上-这一结果将对使用铁发射线作为冲击的明确示踪剂产生深远的影响。
2008-03-20 astro-ph
Three-micron spectra of AGB stars and supergiants in nearby galaxies
利用大、小麦哲伦星云（LMC和SMC）和人马座矮椭球星系中AGB星（富碳和富氧）和M型超巨星的红外L波段光谱，研究了恒星分子带与金属丰度的关系。富氧星的光谱包括SiO带，富碳AGB星的光谱包括乙炔（C2 H2）、CH和HCN带。乙炔的等效宽度被发现是高的，即使在低金属。高C2 H2丰度可以用低金属碳星的高碳氧比（C/O）来解释。相比之下，HCN的等效宽度较低：不到一半的河外碳星显示3.5微米的HCN带，只有少数LMC星显示高的HCN等效宽度。HCN丰度受氮和碳元素丰度的限制。合成氮的量取决于初始质量，高光度（即高初始质量）的恒星可能具有高HCN丰度。CH带在河外和银河系的碳星中都有发现。没有一颗富氧的大麦哲伦星系恒星显示出SiO带，除了一个可能的低质量光谱。SiO带的等效宽度的限制低于LMC金属丰度高达30埃的预期。几种可能的解释进行了讨论。观测结果表明，LMC和SMC碳星的质量损失率可能与银河系碳星一样高，因为有更多的碳原子可用，可以形成更多的碳质尘埃。另一方面，缺乏一氧化硅意味着在低金属丰度的富氧恒星中，尘埃较少，质量损失率较低。并讨论了对ISM粉尘富集的影响。
2005-01-13 astro-ph
Effects of Metallicity on the Chemical Composition of Carbon Stars
我们目前的\emph{Spitzer} IRS数据的19个渐近巨星分支（AGB）的恒星在大麦云，补充现有的公布的数据集的碳星在麦哲伦云和银河系，调查的影响金属的尘埃和分子光谱特征所产生的拱星信封。我们发现，在7.5微米的C $_2$ H $_2$ P和R分支受到尘埃稀释的影响，在较高的质量损失率-虽然在较小的程度上在麦哲伦云的来源，相比银河系-而狭窄的13.7微米的C $_2$ H $_2$ Q分支只显示在低质量损失率的尘埃稀释的效果。一个强大的金属依赖性是没有观察到的Q分支。独立的金属性，我们还提供了一个解释所观察到的SiC发射功能的中心波长的变化，因为我们表明，这些主要是由分子带吸收的尘埃发射功能的两侧，占主导地位的自吸收引起的中心波长的变化。我们设计了一种方法来研究在不同的金属丰度环境中的富碳AGB星的尘埃凝聚的历史，通过测量的强度的11.3 \um SiC和30 \um MgS功能相对于连续，作为质量损失率的函数。利用这种方法，可以在最终沉积MgS层之前区分SiC和石墨以何种顺序凝聚，这被认为对金属度敏感。
2008-03-20 astro-ph
The 21 micron and 30 micron circumstellar dust features in evolved C-rich objects
21微米和30微米波段是在演化中的低质量和中等质量富碳恒星（即渐近巨星分支（AGB）恒星、原行星状星云（PPN）和行星状星云（PN））中探测到的最强尘埃辐射特征。虽然21微米的特征是罕见的，只存在于短暂的PPN阶段，30微米的特征是更常见的，在整个恒星演化的后期阶段，从AGB到PPN和PN阶段，以及在低金属丰度星系：大麦云（LMC）和小麦哲伦云（SMC）。这些特征的携带者仍然不明。12个21微米来源中有11个也发射30微米波段，这表明它们的载体可能有某种联系。
2008-12-10 astro-ph
Very Large Telescope three micron spectra of dust-enshrouded red giants in the Large Magellanic Cloud
我们目前的ESO/VLT光谱在2.9--4.1微米范围内的大样本的红外星在大麦云（LMC），选择的基础上的MSX和2 MASS的颜色是非常灰尘笼罩的AGB恒星候选人。在30个目标中，有28个被确定为碳星，大大增加了LMC中已知的光学不可见碳星的数量。我们还提出了六个红外明亮的恒星或附近的三个集群在大麦哲伦星系的光谱，确定其中四个碳星和两个富氧超巨星。我们分析了C2 H2在3.1和3.8微米处的分子带，HCN在3.57微米处的分子带，以及我们归因于C2 H2的在3.70- 3.78微米区域中的尖锐吸收特征。有证据表明大麦哲伦星系碳星中C2 H2的丰度普遍较高，这表明大麦哲伦星系中金属丰度较低的碳氧丰度比较高。初始金属丰度较低也可能导致HCN和CS丰度较低。红外碳星的样品表现出一个范围内的C2 H2：HCN丰度比。我们没有发现强烈的相关性之间的性质的分子大气和拱星尘埃信封，但所观察到的吸收带的强度和形状的差异可以解释激发温度的差异。高质量损失率和强脉动将被视为与大尺度的分子大气高度相关。
2005-10-18 astro-ph
Evolution of the X-ray luminosity and metallicity of starburst blown superbubbles
我们计算了随时间变化的金属生产预期从星爆，并使用它们作为边界条件，在我们的2D模拟不断发展的超级气泡。我们假设产生的金属（氧和铁）与喷出的恒星包层彻底混合，和/或与从超级气泡冷外壳热蒸发的物质混合。金属生产过程决定了热超级气泡内部随时间变化的金属丰度，并导致Z值大于或等于太阳能，当氧被用作示踪剂时，和太阳能下的金属丰度相对于铁测量。无论哪种情况，金属丰度的增加都会提高超级气泡的X射线发射率，使理论和观测更加接近。
2000-09-06 astro-ph
Planetary nebulae as tracers of galaxy stellar populations
本文讨论了行星状星云（PN）数的一般性问题，定义为α = N（PN）/L（gal），以及它与母恒星星族的年龄和金属丰度的关系。我们的分析依赖于简单的恒星星族和更详细的星系模型沿哈勃形态序列的整个恒星形成范围的人口合成模型。这个理论框架进行了比较与更新的人口普查的PN人口在本地组星系和外部椭圆的狮子座集团，室女座和天炉座星系团。
2006-02-21 astro-ph
AEGIS: Extinction and Star Formation Tracers from Line Emission
强的星云发射线是星系中恒星形成和消亡的敏感探针，[O II]线检测到z>1的恒星形成种群。然而，从发射线的恒星形成率取决于消光和[O II]/H-α线比的校准，并从活动星系核发射分离恒星形成。我们使用校准线光度从DEEP 2调查和帕洛玛K星等表明，发射线的行为取决于星系的大小和颜色。对于颜色双峰的蓝色一侧的星系，绝大多数显示出恒星形成的发射特征，并且有很强的消光和[O II]/H-α与restframe H星等的相关性。[O II]到修正后的H-α的转换以及由此到恒星形成率的转换与M_H有一个显著的斜率，为0.23 dex/ma.有发射线的红星系在它们的线比上有更高的散射，并且超过一半的红星系有活动星系核的特征.我们使用24微米的流量从斯皮策/MIPS展示不同的人口探测星云发射和中红外光度。虽然消光与光度相关，但在z~1处仍有98%的红外发光星系位于[O II]线。中红外探测到的星系大多是明亮和中等颜色的，而在24微米处很少探测到具有高[O II]光度的较暗、较蓝的星系。
2006-10-27 astro-ph
Massive stars as important contributors to two micron light
2微米的近红外线对星系中炽热的年轻恒星和尘埃的存在相对不敏感，最近人们有兴趣将其用作螺旋星系的质量示踪剂。我提出的证据表明，年轻，凉爽的超巨星，其存在是由强CO吸收在2.36微米的带通，占主导地位的2微米的光从活跃的恒星形成区域的星系NGC 1309。相比之下，银河系的静止区域没有年轻超巨星的证据。因此，2微米的光来自不同地方的不同恒星星族，2微米表面亮度的巨大变化并不意味着星系质量分布的相应大特征。
1995-03-20 astro-ph
Warm dust and aromatic bands as quantitative probes of star-formation activity
我们结合样本的螺旋星系和星暴系统观察ISOCAM调查的可靠性中红外（MIR）尘埃排放作为定量示踪剂的恒星形成（SF）活动。总样本涵盖了非常多样化的银河系环境和探测器更广泛的动态范围SF率密度比以前类似的研究。我们发现，单色的15微米的连续和5-8.5微米的发射构成良好的指标的SF率量化的莱曼连续光度L_Lyc，在指定的有效性范围内，这是不同的两种示踪剂。归一化到投影表面积，15微米光度S_15ct在几个数量级上与S_Lyc成正比。两个制度是区别于所观察到的关系中的相对偏移量：在螺旋星系的静止磁盘之间的比例因子增加了~ 5倍，并在螺旋和星爆系统的环核区域的中度到极端的恒星形成环境。这种转变发生在S_Lyc ~ 10^2 L_sun pc^{-2}附近，并被解释为是由于非常小的尘埃颗粒开始在15微米处占主导地位，超过了高于该阈值的芳香族物质。单位面积5 ~ 8.5微米的光度也与S_Lyc成正比，从样品中最静止的物体到S_Lyc ~ 10^4 L_sun pc^{-2}，有一个单一的转换因子，此时关系式成立。营业额是由于在极端星爆盛行的恶劣条件下，芳香带载体的耗尽。所观察到的关系提供了经验校准，用于估计SF率从中红外观测深深嵌入HII地区和模糊的星爆，并从进化合成模型的预测。
2004-02-16 astro-ph
Constraining the AGN Contribution in a Multiwavelength Study of Seyfert Galaxies
我们研究了103个Seyfert星系样品的高、低电离[O IV] λ 25.89 μ m、[Ne III] λ 15.56 μ m和[Ne II] λ 12.81 μ m发射线之间的关系，目的是限制活动星系核（AGN）和恒星形成的贡献。我们用[O IV]和[Ne II]辐射作为活动星系核功率和恒星形成的示踪物，研究了辐射线气体的电离状态。我们发现，Seyfert 2星系的[O IV]/[Ne II]比值平均比Seyfert 1星系的低。这一结果表明了两种可能的情况：1）Seyfert 2星系具有内在较弱的活动星系核，或2）Seyfert 2星系具有相对较高的恒星形成率比Seyfert 1星系。我们估计的分数[Ne II]直接与活动星系核，并发现，塞弗特2星系有一个更大的贡献，从恒星形成的一个因素，平均约1.5倍，比发现在塞弗特1星系。使用[Ne II]的恒星成分作为当前恒星形成的示踪剂，我们在Seyfert 1和Seyfert 2星系中发现了类似的恒星形成率。我们研究了中红外和远红外连续光谱，发现[Ne II]与60微米处的连续光谱光度有很好的相关性，而[Ne III]和[O IV]与25微米处的连续光谱光度的相关性比与更长波长处的连续光谱光度的相关性好，这表明中红外连续光谱光度主要由活动星系核控制，而远红外光度主要由恒星形成控制。总的来说，这些结果测试AGN的统一模型，并建议，塞…
2008-08-29 astro-ph
VLT-ISAAC 3-5 micron spectroscopy of low-mass young stellar objects: prospects for CRIRES
我们目前的结果，从广泛的光谱调查中的3-5微米波长区域的低质量的年轻恒星天体使用VLT-ISAAC。年轻恒星的中红外线中分辨率光谱（R ~ 1000-10000）允许对分子气体、星际冰和多环芳烃（PAHs）的振转谱线进行详细研究。通过利用在几个光谱设置中可用的这种广泛的分子示踪剂，该调查有助于限制低质量恒星形成区域中冷分子材料的化学演化以及原恒星周围圆盘的物理学。在这篇文章中，我们将回顾各种光谱诊断的分子物质，这需要地基高分辨率红外光谱。高分辨率光谱能力的重要性，将由CRIRES提供的低质量恒星形成的物理和化学的背景下进行了讨论。
2004-05-31 astro-ph
Spitzer observations of acetylene bands in carbon-rich AGB stars in the Large Magellanic Cloud
我们利用斯皮策太空望远镜（SST）上的红外光谱仪（IRS）在5- 38微米范围内研究了大麦云（LMC）中富碳AGB星的分子谱带。所有26个低分辨率光谱显示乙炔（C2 H2）带在7和14微米。在这些波长处的氰化氢（HCN）带非常弱或不存在。这与LMC中的低氮丰度一致。所观察到的14微米C2 H2带在500 K的激发温度下合理地再现。14微米波段没有明显的被星周尘埃的排放所稀释。这个14微米的波段来源于这些高质量损失率恒星的星周包层中的分子气体，与之前对银河系恒星的发现一致。从13.7微米波段得到的C2 H2柱密度表明，气体质量损失率在3 × 10 ^-6到5 × 10 ^{-5} Msun yr-1之间。这与从光谱能量分布估计的这些恒星的总质量损失率相当。此外，我们比较了我们的LMC样品的13.7微米C2 H2带的线强度与银河系样品。尽管大麦哲伦星系的金属丰度很低，但大麦哲伦星系和银河系恒星之间的C2 H2丰度没有明显的差异。这反映了第三次疏浚的效果，将自产的碳带到表面，导致在低金属含量下的高C/O比。
2006-06-13 astro-ph
Metallicity Dependence of Starburst Spectra
我们讨论的基础上，我们的演化光谱模型的化学成分的影响，在星爆形成的恒星星族的光谱。它们的金属量范围Z=0.0001 - 0.05（0.1）完全覆盖了可观测的金属量;根据年龄、波长区域和IMF，极端成分之间的紫外线通量至少相差十倍，通常更多。与年龄无关，紫外辐射通量短的巴尔末跳跃单调下降的金属丰度的增长。光学和特别是红外区域也受到影响，在波长>1微米时，通量的典型差异为10-50倍。在IR中，哪种组合物是最亮的发射体的情况随着年龄而逆转。
1999-05-23 astro-ph
The ACS LCID Project: RR Lyrae stars as tracers of old population gradients in the isolated dwarf spheroidal galaxy Tucana
我们提出了一个研究的径向分布RR天琴座变量，它提出了一系列的光度和脉动特性，在矮球状星系杜鹃。我们发现，较暗的RR天琴座恒星，有一个较短的周期，更集中的比更明亮，较长的周期RR天琴座变量。通过与恒星演化和恒星脉动理论模型的比较，我们将较暗的RR型天琴座星解释为更富金属的子样本。此外，我们还证明了它们的年龄必须大于10 Gyr。因此，金属丰度梯度在这个星系的历史中很早就出现了。
2008-03-07 astro-ph
The Mid-Infrared Spectral Energy Distribution, Surface Brightness and Color Profiles in Elliptical Galaxies
我们描述了在中红外通带（1.2 - 24微米）的18个椭圆星系的样本测光。所有的表面亮度分布都类似于de Vaucouleurs的轮廓，表明大部分的发射来自红巨星的光球或拱星区域。光谱能量分布在1.6微米附近达到峰值，但半光或有效半径在K带附近（2.15微米）具有明显的最小值。除了24微米的通带，所有样品平均径向颜色分布具有约两倍（K波段）有效半径内的可测量斜率。显然，这种变化的出现是因为恒星金属丰度向星系核心方向增加。例如，采样平均的颜色轮廓（K - 5.8微米）有一个正的斜率，虽然没有明显的吸收功能，在光谱的椭圆星系附近5.8微米。这一点，以及有效半径的最小值，表明K波段可能在星系核心富含金属的恒星中异常明亮。涉及24微米通带的不寻常的径向颜色剖面可能表明，一些24微米的发射来自星际而不是拱星尘埃颗粒。
2007-09-15 astro-ph
[O I] 63 micron Emission from High and Low Luminosity AGN Galaxies
红外空间天文台被用来寻找一个示踪剂的温暖和密集的中性星际介质，[O I] 63.18微米线，在四个超铝红外天文台的来源，在0.6和1.4之间的红移。虽然这些源是类星体，但它们的红外连续辐射表明存在大量的星际介质。没有[O I]通量探测后，安全地检测到3西格玛的灵敏度水平足以检测线发射类似的连续发射的星爆。然而，如果检测阈值稍微放宽，则检测到一个具有2.7 sigma显著性的目标。对于这个无线电安静的类星体，可能存在一个相当致密和温暖的星际介质;三个无线电大声源的上限并不排除相同的结论。使用一个新的，统一处理的数据库的ISO河外远红外光谱观测，它表明，附近的塞弗特星系通常有较高的[O I]-远红外比正常的恒星形成星系，所以缺乏强[O I] 63微米的发射这些高红移超铝源不能归因于他们的活动核心。
2003-12-09 astro-ph
A Spitzer mid-infrared spectral survey of mass-losing carbon stars in the Large Magellanic Cloud
我们提出了一个斯皮策太空望远镜光谱调查的质量损失碳星（和一个富氧星）在大麦云云。光谱覆盖5- 38微米的波长范围。它们表现出不同的组合的灰尘连续，灰尘排放功能（SiC，MgS）和分子吸收带（C2 H2，HCN）。一组四个窄带，被称为曼彻斯特系统，用于定义尘埃碳星的红外连续谱。研究了连续色与尘埃强度和分子特征之间的关系，并与类似颜色的银河系恒星进行了比较。星周7微米的C2 H2带被发现在较低的金属丰度更强，从银河系中的恒星，LMC和SMC的比较。这是由碳的疏浚，导致较高的C/O比在低金属（少O）。在我们的光谱中看到的一个可能的10微米吸收特征可能是由于C3。这个波段也被星际硅酸盐或硅-亚硝酸盐尘埃识别。的线连续比theSiC和MgS带显示出一些迹象，在低金属丰度较低。MgS谱带仅在尘埃温度低于600 K时出现。我们讨论了选择的碳与富氧AGB星使用的J-K与K-A的颜色，并表明，这些颜色是相对不敏感的化学类型。贫金属的碳星从自身产生的碳形成无定形碳尘。富氧尘埃的形成效率更强烈地依赖于金属丰度。我们认为，在较低的金属丰度的环境中，尘埃输入到星际介质的AGB星是有效的，但可能强烈偏向于碳质尘埃，相比银河系。
2006-02-24 astro-ph
[O II] as a tracer of current star formation
[O II] λ 3727埃经常被用作中等红移（z > 0.4）恒星形成的示踪剂，在那里不容易观察到H α。我们使用的分光光度数据的近场星系巡天调查的范围和系统的变化，在观测到的[O II]/Halpha发射线比作为星系光度的函数在低红移。我们发现，在M_B ~* 附近，观测到的[O Ⅱ]/H α比值变化为7倍。[O II]/Halpha比值与光度呈负相关。分散在[O II]/Halpha比率和依赖的比率对光度是由于在相等的部分红化和金属依赖的激发ISM。因此，从[O II]通量得出的恒星形成率的不确定性很大。如果不能观察到H α，高S/N H β通量是更可取的[O II]通量推导恒星形成率。我们提出了几个纯粹的经验修正灭绝。
2000-12-22 astro-ph
Unveiling the nature of Seyfert nuclei with 1 - 100 micron spectral energy distributions
红外线是探测活动星系尘埃、模糊的核区域的关键波长区域。我们目前的结果从87个附近的塞弗特星系使用斯皮策太空望远镜和地面望远镜的红外研究。结合详细的建模的3 - 100微米的光谱能量分布与中红外光谱诊断和近红外观测，我们发现广泛的支持活动星系核的统一模型。塞弗特1 s和2s的红外辐射与它们在不同方向上具有相同类型的中央发动机一致。假定的环面的性质越来越清楚，特别是我们提出的证据表明，它很可能是一个clustrial媒体。恒星形成的示踪物和活动星系核电离光度之间的中红外相关性揭示了黑洞/核球质量关系所暗示的星暴-活动星系核的联系，但是还不清楚这是否是由于反馈。
2008-07-25 astro-ph
Variations in 24 micron morphologies among galaxies in the Spitzer Infrared Nearby Galaxies Survey: New insights into the Hubble sequence
为了研究邻近星系的恒星形成和尘埃排放的分布，我们测量了斯皮策红外邻近星系巡天（SINGS）中的65个星系和SINGS偶然观测到的8个星系在3.6和24微米波段的5个形态参数。的形态参数表现出强烈的变化沿哈勃序列，包括统计上显着的差异S 0/a-Sab和Sc-Sd星系。早型星系通常被发现是紧凑的，集中的，对称的源在24微米波段，而晚型星系通常被发现是扩展的，不对称的源。这些结果表明，增加星系凸起的实际或表观尺寸的过程也导致了更集中的24微米尘埃排放。有几种现象，如强核恒星形成，塞弗特活动，或外环结构，可能会导致星系偏离24微米观察到的一般形态趋势。我们还注意到，24微米的Sdm-Im星系的形态是相当不同的，一些对象出现非常紧凑和对称，而其他人出现弥漫和不对称。这些变化反映了在其他波长观测到的不规则星系中恒星形成的广泛变化。哈勃序列中24微米形态参数的变化反映了ISM其他示踪剂和恒星发射中的许多形态趋势。然而，该样本中星系的24微米形态参数与恒星波段测量的形态参数不匹配。这意味着尘埃辐射的分布与恒星辐射的分布有关，但并不等价。
2007-07-09 astro-ph
Hunt for cold H2 molecules
星系中的大部分分子成分是由冷H2组成的，这是不能直接观察到的，但其丰度来自间接示踪剂，如CO排放。CO到H2的转化率仍然是不确定的，并且在具有不同激发或金属性的特殊环境中可能变化很大。回顾了最近发现的冷气体（通过γ射线或冷尘埃发射），并讨论了未来最有希望的示踪剂，如原始分子HD和LiH，或激发H2* 的纯转动谱线。
2006-01-30 astro-ph
Globular Clusters as Tracers of Stellar Bimodality in Elliptical Galaxies: The Case of NGC 1399
球状星团系统（GCS）的星团积分颜色经常呈现双峰分布。这项工作探讨的论点，以支持相同的功能是共享的弥漫恒星星族的星系，他们是与。在NGC 1399的特殊情况下，结果表明，星系亮度剖面和颜色梯度以及球状星团累积特定频率的行为，与两个主要的恒星星族的存在是相容的，与所谓的“蓝色”和“红色”球状星团家族。这些球状星团家族的特征在于不同的固有频率（根据每个恒星星族定义）：红色球状星团的Sn=3.3 +/- 0.3，蓝色球状星团的Sn=14.3 +/- 2.5。我们强调，这一结果并不一定与最近的作品，指出（解决）晕星和球状星团的金属丰度分布之间的明显差异时，比较他们的数量统计相矛盾。推断出的特定频率意味着，就其相关的恒星星族而言，蓝色球状体的形成效率比红色球状体高出约6倍。蓝色球状体的空间分布与推断的暗物质的相似性，以及与NGC 1399相关的发射热气体的X射线的相似性。一个相对不显眼的低金属丰度人口的影响，共享的蓝色球状星团的属性，作为一个可能的来源的化学富集早期的星系的形成历史也简要讨论。
2004-11-02 astro-ph
H2 Mid-IR Pure Rotational Emission from Young Stars: The TEXES/IRTF Survey
我们描述了TEXES调查中红外氢纯旋转发射年轻的恒星和报告早期的成功。H2辐射是星周盘中暖气体的潜在示踪剂。从地面可以得到三条纯旋转谱线：J=3=>1、J=4=>2和J=6=>4，分别在17.035微米、12.279微米和8.025微米处跃迁。使用NASA IRTF 3 m的TEXES，我们正在对大约30颗前主序星进行调查。到目前为止，探测到的谱线都得到了分辨，一般FWHM<10 km/s。初步分析表明，气体温度在400到800 K之间。从工作到目前为止，我们得出结论，高光谱和空间分辨率是至关重要的调查H2在磁盘。
2004-03-15 astro-ph
