The extended star formation history of the star cluster NGC 2154 in the Large Magellanic Cloud
用Padova恒星模型分析了中等年龄大麦云（LMC）星团NGC 2154及其邻近区域的色星等图（CMD），确定了该星团的基本参数和恒星形成历史（SFH）。深$BR$ CCD测光，加上合成CMD和积分亮度函数（ILF），使我们能够推断该星团经历了一个延长的恒星形成期约1.2 Gyrs，开始约2.3 Gyrs和结束1.1 Gyrs前。然而，如此长时间的恒星形成的物理现实是值得怀疑的，可能是恒星演化轨迹本身不足的结果。NGC 2154中似乎存在相当一部分双星（70%）。
2006-12-07 astro-ph
The Star Formation History of the Small Magellanic Cloud
我们提出了空间分辨的恒星形成和化学富集的历史小麦哲伦云（SMC）在整个中央4度x 4.5度的主体区域，根据UBVI测光从我们的麦哲伦云光度调查。我们发现：1）在SMC中形成的恒星中，大约有50%在8.4 Gyr之前形成（WMAP宇宙学z >1.2），2）SMC在8.4和3 Gyr前形成的恒星相对较少，3）在最近的3 Gyr期间，平均恒星形成率上升，并在2.5，0.4，0.06 Gyr的爆发，2.5 Gyr和0.4 Gyr的爆发时间上与过去SMC进入银河系的近星系通道相一致，5）2.5 Gyr爆发中存在大尺度环状结构的初步证据，6）我们分析得出的化学富集历史与SMC星团的年龄-金属丰度关系相一致。一致的数据解释需要一个临时的0.1-0.2等的B-V颜色的25%的恒星的校正，这种异常的原因是未知的，但我们表明，它并没有强烈影响我们的结果。
2003-12-03 astro-ph
Chemical enrichment and star formation in the Milky Way disk; II. Star formation history
通过对552颗晚型矮星的色球年龄分布进行标度高度修正、恒星演化修正和体积修正，将其转化为恒星的形成历史。我们表明，我们的银河系的磁盘经历了增强情节的恒星形成在0-1 Gyr，2-5 Gyr和7-9 Gyr前，虽然后者爆发的现实仍然是不确定的。由于轨道扩散，恒星样本的诞生点分布在很大的距离范围内，因此可以估计出全球的恒星形成率。这些结果进行比较的金属富集率，给出的年龄-金属丰度的关系，与预期的时代，我们的银河系和麦哲伦云之间的密切接触，并与以前的恒星形成历史的测定。模拟被用来检查的恒星形成的历史，由于年龄的不确定性，和扩大的恢复功能，以及测量的概率水平，历史推导出由一个恒定的恒星形成的历史的统计波动产生的年龄相关的涂抹。我们以超过98%的置信度表明，我们银河系的恒星形成不是恒定的。
2000-08-03 astro-ph
Lithium and mass loss in massive AGB stars in the Large Magellanic Clouds
这项工作的目的是使用完整的进化模型来推导对上渐近巨支（AGB）恒星质量损失率的观测约束。用来约束模型的观测是麦哲伦云中发光的富锂AGB的相对数量和同一样品的s过程增强。我们发现，我们可以把下限和上限的质量损失率在AGB阶段。在这项工作中获得的质量损失校准意味着，大规模的AGB不显着贡献的锂富集的星际介质。
2001-01-22 astro-ph
The Enrichment History of the Intergalactic Medium: Measuring the CIV/HI Ratio in the Lyman Alpha Forest
为了研究IGM的金属富集，我们获得了一个异常高信噪比、高分辨率的引力透镜类星体Q1422+231的光谱。确定CIV的柱密度分布函数（CDDF），其通过指数为1.44 +/-0.05的幂律很好地拟合。一旦校正的不完整性，我们发现，CDDF是一致的幂律下降到log N（CIV）= 11.75，一个因素10比以前确定的更敏感。为了确定CIV富集是否延伸到更低的柱密度HI云，我们发现，单个像素的光学深度的分析是更强大的堆叠技术。从这种光学深度的方法得到的结果进行了比较与不同的CIV富集配方丰富的模拟光谱分析。从这些模拟中，我们得出结论，更多的CIV比目前直接检测到的Q1422+231需要重现的光学深度确定的数据，从考虑幂律分布得出的结论一致。（节录）
2000-05-23 astro-ph
Constraints on the star formation history of the Large Magellanic Cloud
本文分析了大麦哲伦星云中6个恒星场的深色星等图。在I和V滤波器中使用HST/WFPC 2获得数据，达到V=26.5。我们讨论并应用一种方法来校正CMD光度不完整性。提出了一种基于恒星形成历史模型生成人工CMD的方法。这种方法结合了光度误差的影响，未解决的二进制，红化，并允许使用不同形式的初始质量函数和SFH本身。我们使用的部分模型方法，由Gallart等人，CMD建模，并包括控制实验，以证明其有效性在搜索的约束条件在不同地区的大麦云恒星形成的历史。可靠的恒星形成的历史，每个字段恢复这种方法。在所有的领域，在恒星形成的差距与t=700万年观察。还观察到了场与场之间的变化。大麦哲伦星云棒附近的两个磁场呈现出一些重要的恒星形成事件，形成了年轻（t <1 Gyrs）和年老（t > 10 Gyrs）的恒星，在3-6 Gyrs之间有一个明显的间隔。另外两个区域显示出非常相似的SFH，在t=2-3 Gyrs和6 < t < 10 Gyrs时恒星形成增加。其余两个领域目前的恒星形成历史更接近统一，没有明确的事件增强恒星形成。
2004-12-20 astro-ph
Effects of metal enrichment and metal cooling in galaxy growth and cosmic star formation history
利用宇宙学流体动力学模拟方法，对金属富集和金属冷却对星系形成和宇宙恒星形成（SF）历史的影响进行了数值研究。我们发现，在有金属冷却的模拟中，与无金属冷却的模拟相比，（1）宇宙星形成率（SFR）在z=1和3处分别提高了50%和20%，（2）星系中气体的质量分数降低了;（3）重子总质量函数（气体+恒星）在z=3时没有显著差异，但在z=1时相对大质量星系的数量有所增加;（4）星系际介质（IGM）的重子质量分数在z<3时由于更有效的冷却和气体吸积而降低。我们的研究结果表明，金属冷却通过两种不同的机制促进星系的生长：（1）提高局部星际介质（ISM）中的SF效率，（2）增加星系对IGM的吸积。前一个过程在宇宙历史的大部分时间里都是有效的，而后一个过程只在z<3时有效，此时IGM由于反馈而被金属充分富集。
2008-12-11 astro-ph
What Can the Distribution of Intergalactic Metals Tell us About the History of Cosmological Enrichment?
我研究星系际金属的空间分布与产生它们的源的质量和喷射能量之间的关系。在各种各样的模型中，金属富集由最小的有效源控制，因为富集体积的尺度大致为E^{3/5} ~ M^{3/5}，而源的数密度为1/M。在所有的情况下，最早的来源有最大的影响，因为固定的同动距离对应于更高红移的更小的物理距离。这意味着大部分的富集量都是在稀有峰附近发现的，星系间的金属自然是高度聚集的。此外，这种聚类是如此强烈，以至于导致单个气泡之间的大重叠。因此，富集z ~ 3区域的典型半径应被解释为对源分组的约束，而不是典型源的喷射半径。类似地，富集区的聚集应被视为源偏置而不是质量的度量。
2005-04-04 astro-ph
High Mass X-ray Binaries and Recent Star Formation History of the Small Magellanic Cloud
研究了小麦哲伦云中高质量X射线双星（HMXB）的星族分布与恒星形成历史的关系。利用光学SMC观测资料，我们用模型恒星星族近似了恒星族的色星等图，这样，重建了银河系过去1亿年的空间分辨SFH。我们分析了这种方法确定最近SFH的误差和稳定性，并表明大质量恒星演化后期模型的不确定性是限制SFH的主要因素。它的准确性。通过结合SFH的空间分布的HMXB从XMM-牛顿观测，我们推导出的HMXB数的依赖性的时间流逝，因为恒星形成事件。年龄为1000万年的年轻系统的数量比基于II型超新星速率的预测要少。在恒星形成事件后，HMXB的数量达到最大值约20-50百万年。这可能至少部分归因于所研究的X射线源总体中的低亮度阈值，Lmin~ 1 e +34 erg/s。Be/X系统对这一种群的贡献占主导地位，而带有黑洞的HMXB的贡献相对较小。
2007-10-16 astro-ph
Carbon Abundances in the Small Magellanic Cloud Planetary Nebulae
作为麦哲伦云PNe的一个正在进行的研究，我们已经获得了9 PNe在SMC的紫外光谱，以测量其碳丰度。使用ACS HRC/PR 200 L和SBC/PR 130 L采集光谱。ACS棱镜在1200 - 2500 A的范围内提供了合理的分辨率，以检测C IV，C III]和C II]星云发射，这对PNe的化学研究至关重要。SMC PNe的碳丰度，连同那些以前确定的LMC与STIS光谱，将允许星云富集的比较研究，并提供与恒星演化模型在不同的金属丰度比较的基础。
2006-05-31 astro-ph
The Reionization History and Early Metal Enrichment inferred from the Gamma-Ray Burst Rate
根据Yonetoku等人最近发现的谱峰能量-光度关系，估算了$4 \leq z \leq 12$红移处的伽马射线暴（GRB）事件率，我们通过观测得到了高红移宇宙中Pop III型恒星的恒星形成率。因此，我们发现Pop III星可以在$4 \leq z \leq 12$连续形成。使用导出的Pop III SFR，我们试图估计紫外（UV）光子发射率在$7 \leq z \leq 12$的红移范围内的电离辐射强度的观测信息尚未获得。我们发现，在$7 \leq z \leq 12$的紫外发射率可以作出显着的贡献，早期再电离。最大发射率高于保持电离星系际物质在$7 \leq z \leq 12$所需的水平。当Pop III天体电离光子的逃逸率小于10%时，IGM在一定的红移处被中和，可能导致双重再电离。至于富集度，Pop III天体中合成的所有金属的喷出与IGM金属丰度略有一致，尽管Pop III天体中金属的局限性可大大降低富集度。
2005-04-15 astro-ph
The enrichment history of omega Centauri: what we can learn from Stroemgren photometry
在这方面的贡献，结果从CCD vby Stroemgren测光的一个统计上完整的样本红巨星和恒星的主序星关闭区在半人马座欧米茄。根据恒星在（b-y）图上的位置，确定了m_1图的金属丰度。我们认为，Stroemgren金属丰度的元素丰度有另一种含义比其他球状星团。通过与光谱元素丰度的比较，我们发现与C+N之和的相关性最好。高Stroemgren金属丰度，如果解释强CN-带，结果从逐步更高的N和C丰度相比，铁。我们看到贫金属人群中已经出现了富集现象，这很难仅用自我富集来解释。一个有吸引力的推测（以前做过）是，欧米茄Cen是一个矮星系的核心。我们提出了一个方案，其中欧米茄Cen经历了很长一段时间的质量流入，直到它的宿主星系的气体含量是如此之低，恒星形成欧米茄Cen停止，或者气体被剥离期间，其在银河系的潜力下降。这种大规模的流入可能发生在一个cluberous和不连续的方式，解释了第二个峰值的金属丰度，丰富的模式，和最富金属人口的不对称空间分布。
2002-03-19 astro-ph
The MACHO Project Large Magellanic Cloud Variable Star Inventory. VIII. The Recent Star Formation History of the LMC from the Cepheid Period Distribution
我们提出了一个分析的周期分布的$\sim 1800$造父变星在大麦云，根据所获得的数据的微透镜实验和以前的目录Payne-Gaposchkin。使用恒星演化和脉动模型，我们构建理论的周期频率分布进行比较的意见。这些模型显示，最近在大麦哲伦星云（$\sim 1.15\times 10^8$年）发生了一次显著的恒星形成爆发。我们还表明，在过去的$\sim 10^8$年，恒星形成的主要中心一直沿着酒吧从东南向西北传播。我们发现造父变星的演化质量仍然小于$\sim 7$ %的脉动质量，造父变星不稳定带的红边可能比理论所指示的略蓝。有周期小于$\sim 2.5$天的$\sim 600$造父变星不能用进化论解释。我们认为它们是反常的造父变星，其中一些是双模造父变星。
1998-11-16 astro-ph
The enrichment history of the intergalactic medium: O VI in Ly-alpha forest systems at redshift z ~ 2
在z_em ~ 2.4类星体HE 1122 -1648和HE 2217 -2818中，在对应于Ly-alpha线的红移处对O VI的搜索表明，在H I柱密度log N（HI）> 14（cm^{-2}）的类星体中，有相当一部分是高度电离的，并显示出一些重元素富集。如果这两条视线是典型的，那么O VI系统包含宇宙中重子和金属的宇宙学重要部分。对于大多数系统的温度来自线宽太低的碰撞电离负责的O VI线。具有大量硬紫外通量的光电离模型可以再现密度的观测结果，这些密度与假设局部流体静力平衡和重元素丰度在~ 10^{-3} - 10^{-2}太阳范围内的模型吻合得很好。在类星体占主导地位的背景下，紫外光通量比Haardt & Madau（1996）预测的要弱得多，因此可以排除这种光电离。最后，我们发现一个系统具有非常低的H I柱密度的光电离和碰撞电离模型产生的金属丰度接近太阳和密度是不一致的重力约束，除非气体部分是可以忽略不计的。
2002-06-18 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
The Enrichment History of Hot Gas in Poor Galaxy Groups
我们分析了17组ASCA SIS和GIS数据，并确定了热X射线发射气体的平均温度和丰度。对于气体温度小于1.5 keV的基团，我们发现，丰度与气体温度和光度。我们还独立地测定了具有足够计数的那些组的α元素和铁的丰度。我们发现，对于冷群（即kT <1.5 keV），α-元素与铁的比值约为1，约为星团中的一半。光谱拟合与S，Si和Fe的丰度允许分别不同的建议的S/Fe比是类似的集群中看到的，而Si/Fe比组的一半的值确定为更丰富的系统。随着温度的下降，单位蓝色发光度中的金属质量迅速下降。对这一下降有两种可能的解释。一个是，恒星的形成在群体中是非常不同的，在丰富的集群。另一种解释是，在椭圆星系的早期演化过程中，星系团通过风失去了大量富集的物质。如果后者是真的，我们发现，贫穷的群体将作出重大贡献（约1/3的金属）的星系际介质的富集。
1998-08-10 astro-ph
The Binarity of the Magellanic Clouds and the Formation of the Magellanic Stream
HST自行（PM）测量的云有严重的影响，他们的相互作用历史与银河系（MW）和彼此。云很可能是第一次通过MW，SMC围绕LMC的轨道更好地描述为准周期而不是圆形。满足相互作用历史观测约束条件的双星L/SMC轨道（例如，约3亿年前云之间碰撞期间麦哲伦桥的形成）可以位于平均PM的1 sigma范围内。然而，这些双星轨道并不与麦哲伦流（MS）共同定位时，投影在天空的平面上，沿着LMC的轨道的视线速度梯度明显比沿着MS更陡。潮汐在没有多次近心通过的情况下是无效的，并且既不能减小速度梯度，也不能解释极轨道配置中的偏移流。或者，扩展的气体盘的冲压压力剥离可以自然地解释偏差。偏移还表明，在RA 21 h和23 h之间很少探索的区域的观测对于表征MS的完整范围至关重要。
2008-09-24 astro-ph
Abundances at High Redshifts: the Chemical Enrichment History of Damped Lyman-alpha Galaxies
在高红移类星体的光谱中发现的阻尼莱曼-α吸收系统被认为是高红移星系中星际气体的踪迹。本文利用10 m Keck望远镜获得的类星体高质量阶梯光谱，研究了14个阻尼Lyman-alpha系统样品中C、N、O、Al、Si、S、Cr、Mn、Fe、Ni和Zn的元素丰度。这些丰度与文献中的类似测量相结合，以研究红移范围为0.7<z<4.4的阻尼莱曼α星系的化学演化。研究的内容包括：阻尼Lyman-alpha星系的金属丰度分布，它随红移的演化（即年龄-金属丰度关系），重金属的相对丰度模式及其核合成起源的意义，尘埃的影响，阻尼Lyman-alpha星系恒星形成过程的性质，以及阻尼Lyman-alpha星系本身的性质。
1996-06-07 astro-ph
A Brief History of Star Formation and Chemical Enrichment in the Bulge of the Milky Way
观测银河系隆起的恒星含量可以为解释遥远星系的观测提供重要的指导方针，特别是了解它们的恒星含量和演变。在这个简短的概述中，我将首先强调最近的一些工作，这些工作是针对测量恒星形成的历史和银河系中央几个秒差距的化学成分。这些观测结果表明，在过去的1亿年里，中心区域的恒星形成经历了一个阶段性的历史，发生了几次爆发（例如Blum et al. 1996 b）。Ram 'ırez等人（1998）对该区域的发光M星进行的高分辨率光谱观测，通过直接测量铁谱线，得到了接近太阳的[Fe/H]值。然后，我将介绍我的同事和我自己正在进行的一个项目的一些结果，该项目的目标是描绘银河系中央100秒差距的恒星形成和化学富集历史，即“内凸”。从新的光度数据，我们得出结论，有一个小的增加，平均[Fe/H]从巴德窗口的银河系中心，并推导出近太阳值的恒星在中心地区。对于距离银河系中心大于1 $^{\circ}$的径向距离，我们无法找到比巴德窗中的恒星明显年轻的可测量恒星群。在1 $^{\circ}$内，我们发现了许多发光的M巨星，它们很可能是不超过一两个Gyr前的恒星形成事件的结果。
1998-12-02 astro-ph
Rotational Mixing in Magellanic Clouds B Stars - Theory versus Observation
我们已经使用VLT FLAMES数据来约束恒星演化模型中旋转混合的不确定物理。我们模拟了一个单星群体，发现了两组无法解释的观测恒星：（1）一组没有旋转混合证据的快速旋转恒星和（2）一组具有强N富集的慢旋转恒星。可以考虑用双效应和古磁场来解释这两类。我们建议，元素硼可以用来区分旋转混合和二进制的情况。我们的单星人口模拟量化的预期量的硼在快速和慢速旋转，并允许与测量的氮和硼丰度的B星进行比较。
2009-01-21 astro-ph
The Star Formation History of the Large Magellanic Cloud
使用哈勃太空望远镜上的WFPC 2，我们已经在V和I通带中创建了大约100，000颗恒星的深色星等图，这些恒星位于LMC棒中心的一个区域和另一个区域。从19等< V < 23.5等的主序光度函数（LFs）、红团和水平支的形态以及两个场的微分赫斯图都强烈地暗示盘和棒具有显著不同的恒星形成历史（SFHs）。在过去的15 Gyr中，盘的SFH相对平滑和连续，而棒的SFH主要由中间年龄的恒星形成事件所主导。比较的LF对帕多瓦理论恒星演化模型和假设的年龄-金属丰度关系的基础上的预测，使我们能够确定占主导地位的恒星星族在酒吧的恒星形成的情节，发生在4至6和1至2 Gyr前。这些事件分别占其恒星质量的25%和15%。磁盘领域可能会分享一个温和的增强SF的年轻的插曲，因此，我们确定了4至6 Gyr插曲与形成的LMC酒吧。
2001-09-25 astro-ph
Luminous carbon stars in the Magellanic Clouds
我们提出了基于地面的3微米光谱的模糊的渐近巨星分支（AGB）恒星的麦哲伦云（MC）。我们根据HCN和C2 H2分子的3.1微米吸收来识别碳星。我们证明了碳星存在的证据，最高AGB光度（Mbol=-7等，距离模数为18.7等的LMC）。这证明了热底燃烧（HBB）本身不能阻止大质量AGB恒星在离开AGB之前变成碳星。它还设置了一个上限的距离模数的大麦云的18.8马格。的吸收带的等效宽度减少与红色（K-L）的颜色时，尘埃连续发射变得比光球发射强。具有类似（K-L）的碳星似乎在MC和银河系中具有同样强的3微米吸收。我们讨论了碳星的恒星光球的碳和氮富集的影响。
1999-02-19 astro-ph
Quantifying the Drivers of Star Formation on Galactic Scales. I. The Small Magellanic Cloud
我们使用的恒星形成的历史小麦哲伦云（SMC）的潮汐相互作用和气体的恒星形成和化学富集的SMC历史上的影响的定量限制。最近两次（< 4 Gyr）恒星形成率增加和SMC/银河系（MW）近心通道的同时发生，表明SMC中的全球恒星形成至少部分是由MW产生的潮汐力驱动的。大麦云云（LMC）是恒星形成的另一个潜在驱动力，但在最近的爆发中只靠近SMC。LMC-SMC轨道约束较差是我们的主要不确定性。为了进一步探索爆发和MW近心通道之间的对应关系，我们使用连续和潮汐触发的恒星形成相结合的SMC模型中的恒星形成。潮汐触发模式的行为是SMC-MW分离的一个强反函数（优选行为约为r^-5，导致近心点和远心点潮汐触发恒星形成速率相差约100倍）。尽管这些闭箱演化模型成功地再现了最近的SMC恒星形成历史和当前的化学丰度，但它们存在一些系统性的缺陷，这些缺陷可以通过假设大约4 Gyr前发生了一个相当大的撞击事件（约占总气体质量的50%）来弥补。无论是否包括这个坠落事件，SMC中通过潮汐触发模式形成的恒星比例> 10%，可能高达70%。
2003-12-04 astro-ph
A Deep Survey of the Fornax dSph I: Star Formation History
基于深度成像观测，我们给出了天炉座矮球状（dSph）星系的第一个同质恒星形成历史（SFH）。我们获得了天炉座（银河系中最亮的dSph）整个表面B ~ 23深度的双滤光片测光，并利用CMD拟合技术导出了它的SFH。我们表明，天炉座产生了最复杂的恒星形成和化学富集的历史，所有的银河系dSphs。这个系统支持了恒星形成的多个时代。在早期宇宙中形成了大量的恒星，但最主要的是中间年龄的恒星。这包括大约3到4 Gyr前的恒星形成的强烈爆发。人口梯度也很明显。与其他dSphs类似，我们发现最近的恒星形成集中在系统的中心。此外，我们表明，中心区域窝藏比外部天炉座的化学富集速度更快。在中心，古老的恒星（年龄> 10 Gyr）显示平均金属丰度为[Fe/H] ~-1.4，有证据表明金属丰度分布中有三个峰值。总的来说，天炉座的浓缩效率很高：最近的恒星形成爆发产生了接近太阳金属丰度的恒星。我们的研究结果支持这样一种情况，即天炉座经历了一个早期阶段的快速化学富集，产生了广泛的丰度。恒星形成逐渐减少，直到大约4 Gyr前，当天炉座经历了一个突然爆发的强烈的恒星形成活动伴随着大量的化学富集。随后是较弱的恒星形成事件，我们已经发现了年龄小于1亿年的恒星的初步证据。
2008-05-09 astro-ph
Ages and metallicities of five intermediate-age star clusters projected towards the Small Magellanic Cloud
本文首次给出了L32、L38、K28（L43）、K44（L 68）和L116等投射到小麦哲伦云（SMC）外围的星团的色星等图。测光是在华盛顿系统$C$和$T_1$过滤器中进行的，允许通过红巨星团块和主序转折点之间的星等差以及红巨星分支轨迹的金属丰度来确定年龄。这些星系团的年龄在2-6 Gyr之间，金属丰度在$-1.65<$ [Fe/H] $<-1.10$之间，增加了SMC中中等年龄星系团的样本。L116，投影到SMC上的最外层星团，是一个前景星团，比大麦云云离我们更近。我们的研究结果，结合文献中的其他集群，显示时代的突然化学富集的年龄-金属丰度平面，这有利于一个爆裂的恒星形成的历史，而不是一个连续的SMC。
2001-03-29 astro-ph
AGB stars in the Magellanic Clouds. I. The C/M ratio
利用光谱型C和M的渐近巨星分支星的比值，在麦哲伦星云中鉴别出不同金属丰度的区域。在大麦云云中，这个比值似乎呈放射状下降，而在小麦哲伦云中，没有明显的趋势，这反映了大麦哲伦云沿视线的大范围延伸，或者是更复杂的恒星形成历史。C/M比的分布是clusterian，对应于两个云中[Fe/H]的0.75 dex的分布。有一个迹象表明，增加C/M比，从而减少金属，对桥梁地区连接两个云。
2003-02-04 astro-ph
AGB nucleosynthesis in the Large Magellanic Cloud. Detailed abundance analysis of the RV Tauri star MACHO47.2496.8
上下文后AGB对象作为AGB核合成探针的初步分析。目标。详细的光球丰度的研究是在LMC的富碳后AGB候选MACHO 47.2496.8。方法.高分辨率，高信号噪声ESO VLT-UVES光谱的MACHO 47.2496.8进行了分析，通过执行详细的光谱合成建模，使用国家的最先进的富碳MARCS大气模型。结果MACHO 47.2496.8的光谱不仅由含碳分子的谱带主导，而且还由s过程元素的原子跃迁谱线主导。[Fe/H]=-1.4的金属丰度对于场LMC星来说是令人惊讶的低。C/O比（尽管很难量化）大于2，s过程富集程度很大：轻s过程元素比铁增加了1.2 dex（[ls/Fe]=+1.2），而重s过程元素的富集程度更高：[hs/Fe]=+2.1。铅的丰度与[hs/Fe]相当。由于其低的内禀金属丰度和在碳星光度函数低端的光度，这颗恒星可能代表了低初始质量恒星的最后阶段。结论. LMC RV Tauri星MACHO 47.2496.8富含碳和s过程，很可能是一颗真正的后C（N型）AGB星。这是迄今为止第一次对河外后AGB恒星进行详细的丰度分析。
2006-10-09 astro-ph
Are the Magellanic Clouds on their First Passage about the Milky Way?
Kallivayalil等人（2006 a，b）最近对大麦哲伦云和小麦哲伦云（分别为LMC和SMC）的自行测量表明，云的三维速度比以前估计的要高得多（约100 km/s），现在接近银河系的逃逸速度（MW）。以前的研究也假设银河系可以被充分地模拟为大距离的等温球体。在这里，我们使用新的速度和位力质量Mvir = 1 e12 Msun的LCDM激发的MW模型重新检查云的轨道历史（例如Klypin等人，2002）。我们的结论是，云要么是目前第一次通过MW，要么是，如果MW可以通过等温球精确地模拟到>200 kpc的距离（即，Mvir > 2 e12 Msun），它们的轨道周期和远银河系距离必须比以前估计的大两倍，分别增加到3 Gyr和200 kpc。第一次通过的情况与LMC和SMC与MW的其他卫星星系相比似乎是异常值的事实是一致的：它们的外观不规则，并且移动得更快。我们讨论了这种轨道分析的影响，我们的理解的恒星形成的历史，在MW磁盘和麦哲伦流（MS）的起源，HI气体带落后的LMC和SMC，延伸约100度的整个天空的翘曲的性质。具体来说，由于新的轨道历史的云，MS的起源可能无法解释目前的潮汐和冲压压力剥离模型。
2007-03-08 astro-ph
Metal Enrichment in the Early Galactic Halo
本文研究了星系晕中金属富集的早期历史。我们使用随机化学演化模型研究化学不均匀性。该模型与长寿命晕星的金属丰度分布函数进行了比较，发现这是获得最佳模型处方的一个线索。我们发现，恒星形成的光环几乎终止了约1 Gyr和晕从来没有化学均匀的恒星形成的历史。这一结论与是否考虑晕的质量损失无关。观测到的α-元素与铁的比例在[α/Fe]-[Fe/H]平面上没有显示散射，但这并不意味着晕中的星际物质是均匀的，因为在这个图上的化学演化路径在恒星形成速率中是简并的。另一方面，[Sr/Fe]比值在贫金属晕星之间的表观分布并不反映金属富集的不均匀性，相反，这是由于锶的生产率急剧增加，而锶的生产率可能是在质量略小于产铁SNII的恒星中合成的。
1999-06-14 astro-ph
Old Main-Sequence Turnoff Photometry in the Small Magellanic Cloud. I. Constraints on the Star Formation History in Different Fields
我们提出了基于地面的B和R波段色星等图（CMD），达到了最古老的主序列关与良好的光度精度为12个领域的小麦哲伦云（SMC）。我们的磁场位于距离银河系中心约1到4度之间，位于SMC的不同部分，例如“Wing”区域，并朝向西部和南部。在本文中，我们进行了第一次分析的恒星内容在我们的SMC领域通过比较与理论等时线和颜色函数（CF）。我们发现，潜在的球状分布的人口是由中年和老年恒星，其年龄组成并没有表现出强烈的银河系中心梯度。位于东翼区域的三个区域显示出非常活跃的恒星形成。然而，只有在最靠近中心的东部区域，我们发现相对于恒定的SFR（t），最近的恒星形成有所增强。对应于SMC西侧的场呈现出一个少得多的年轻MS，CF分析表明，SFR（t）在这些部分大约2 Gyr前大大减少。区域smc 0057是最靠近星系中心的区域，位于星系南部，显示了最近的恒星形成，而其余的南部区域则几乎没有明亮的MS星。在所有的CMD中，红团的结构与从CMD和色函数推断的大量的中等年龄恒星是一致的。没有一个SMC领域在这里是由老的恒星星族，这是一个事实，这是在所有这些SMC CMD缺乏一个明显的水平分支协议。这可能表明，在所有观测到的区域中，一个盘状种群正在统治一个可能的旧晕。
2007-04-09 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
Metal Abundances at z < 1.5: Fresh Clues to the Chemical Enrichment History of Damped Lyman alpha Systems
我们探讨了阻尼莱曼α系统（DLAs）的金属含量的红移演化与新的观察四个吸收在z < 1.5。主要结论是，柱密度-加权平均金属丰度[<Zn/H>] = -1.03 +/- 0.23（对数标度），在z < 1.5时并没有明显高于早期，尽管宇宙的共动恒星形成率密度在这个红移接近其最大值。对于四个DLA中的三个，我们的观测包括Si、Mn、Cr、Fe和Ni以及Zn的吸收线。我们认为，这些元素的相对丰度是一致的适度的尘埃耗尽，一旦占，没有留下任何空间的α-元素在银河系中的贫金属恒星中看到铁的增强。这与先前的断言相反，即DLAs仅由II型超新星富集，但如果所研究的系统中恒星形成的速度比我们银河系早期的历史更慢，则可以理解。这些结果增加了越来越多的数据，所有这些数据都指向这样一个结论，即已知的DLAs并没有追踪到负责大部分恒星形成的星系人口。可能的原因是，通过富含金属气体的视线系统性地代表不足，因为背景类星体是红色的，最活跃的恒星形成星系也是最紧凑的，呈现出太小的横截面，以目前样本的有限统计数据还无法探测。
1998-08-03 astro-ph
The Metallicity and Dust Content of HVC 287.5+22.5+240: Evidence for a Magellanic Clouds Origin
我们估算了银河系方向l~287，b~23的高速云HVC 287.5+22.5+240中S和Fe的丰度。HVC 287.5 + 22.5+240相对于当地静止标准速度为+240 km/s。测量是基于这些元素的紫外线吸收线在哈勃太空望远镜光谱的NGC 3783，一个背景的塞弗特星系，以及新的H I 21厘米干涉数据与澳大利亚望远镜。我们发现S/H=0.25+/-0.07和Fe/H=0.033+/-0.006太阳能，S/Fe=7.6+/-2.2倍太阳能比率。S/H值提供了HVC中化学富集水平的准确测量，而超太阳S/Fe比清楚地表明存在尘埃，这耗尽了Fe的气相丰度。这里获得的金属丰度和耗尽信息，再加上HVC在天空中的速度和位置，强烈建议HVC起源于麦哲伦云。很可能（虽然不是必要的），产生麦哲伦流的同一过程也是造成HVC 287.5+22.5+240的原因。
1997-10-04 astro-ph
The Chemical Enrichment History of the Fornax Dwarf Spheroidal Galaxy from the Infrared Calcium Triplet
为了研究恒星的金属丰度分布，提高色星等图中红巨星分支（RGB）的年龄-金属丰度简并度，利用VLT上的FORS 1摄谱仪，获得了天炉座矮球状星系中117颗红巨星的近红外光谱。金属丰度是由红外钙三线态线在8498、8542和8662 A的等效宽度计算出来的，并用球状星团、疏散星团M67和大麦哲伦星云的数据进行了校准。对于相当大一部分样本，钙三重态的强度出乎意料地高，清楚地表明天炉座的主要恒星星族比从CMD中RGB的位置推断出的更富含金属。我们表明，在天炉座的RGB的相对狭窄是由非常不同的年龄和金属丰度的恒星的叠加。天炉座的金属丰度分布集中在[Fe/H]~=-0.9处，有一个贫金属的尾部延伸到[Fe/H] ~=-2。虽然我们的观测对高金属丰度的分布不太确定，但与LMC数据的比较表明，它扩展到[Fe/H] ~-0.4。通过比较恒星的金属丰度与它们在CMD中的位置，我们得到了复杂的天炉座年龄-金属丰度关系。在最初的几个Gyr中，金属丰度上升到[Fe/H] ~ -1.0 dex。在过去约1-4 Gyr，富集加速，达到[Fe/H] ~ -0.4 dex。超过一半的样本是由小于4 Gyr的恒星组成的，这表明天炉座中持续的近期恒星形成。这些结果表明，矮球状星系保留它们产生的重元素的能力比预期的要大。（节录）
2003-10-30 astro-ph
Neon and Sulfur Abundances of Planetary Nebulae in the Magellanic Clouds
本文给出了麦哲伦星云中25个行星状星云的氖和硫的化学丰度。这些丰度主要是利用斯皮策太空望远镜的红外数据得出的。这些元素的化学演变的影响进行了讨论。并与银河系PNE区、HII区和麦哲伦云HII区的丰度作了比较。大麦哲伦云和小麦哲伦云的氖平均丰度分别为6.0 × 10 ~（-5）和2.7 × 10 ~（-5）。这些是我们比较的银河系行星状星云平均丰度的1/3和1/6。LMC和SMC的平均硫丰度分别为2.7 × 10 ~（-6）和1.0 × 10 ~（-6）。Ne/S比值（23.5）平均高于银河系PNe（16）中的比值，但两个数据集中的大多数天体的数值范围相似。在PNe区和HII区发现的氖丰度彼此一致。样品中可能有少数（3-4个）PNe经历了一定程度的氖富集，但其中两个天体的高Ne/S比可以解释为它们的硫丰度非常低。本文中推导出的氖和硫的丰度也比较以前发表的丰度使用光学数据和光电离模型。
2007-09-20 astro-ph
Three aspects of red giant studies in the Magellanic Clouds
有三个重要方面的研究红巨星，特别是渐近巨星分支（AGB）恒星在麦哲伦星云。它们是：表面分布，光度函数和可变性。AGB星的空间分布是通过分析富碳和富氧AGB星之间的比例来研究星系结构和金属性的有效工具。光度函数的形状携带着关于星云中恒星形成率的信息，它可以在数学上与它们的历史联系起来。大多数AGB星的星等在几年到几百年的时间内变化;大麦哲伦云和小麦哲伦云AGB星的一个历元DENIS星等都概述了作为周期函数的相同关系。
2002-07-29 astro-ph
The Unusual Variability of the Large Magellanic Cloud Planetary Nebula RPJ 053059-683542
我们目前的图像和光变曲线的双极行星状星云RPJ 053059-683542中发现的里德-帕克AAO/UKST的H-α调查的大麦云（LMC）。从这个物体发出的辐射看起来完全是星云，中央恒星显然被一个中央吸收带所掩盖，该吸收带将星云一分为二。光变曲线，这是来自于图像的超级卫星项目在CTIO，显示出显着的，空间分辨的变化在2002年1月至2005年12月期间。值得注意的是，来自星云两个明亮叶的辐射要么独立变化，要么相似，但至少有一年的相位滞后。光谱显示出低水平的星云激发，只有适度的N富集。来自2 MASS和SAGE调查的红外测光表明存在大量的尘埃。现有的数据表明，中央恒星有一个近距离的双星伴星，并且该系统经历了某种爆发事件，导致星云发射首先变亮，然后消失。进一步的监测，高分辨率成像，以及详细的红外偏振测量和光谱学将揭示这个星云的性质和看不见的电离源。
2007-09-17 astro-ph
Hubble Space Telescope Images of Magellanic Cloud Planetary Nebulae
我们目前的图像和无狭缝光谱中获得的行星状星云（PNe）在大，小麦哲伦云的HST调查，使用空间望远镜成像光谱仪。这些关于59个PNe（54个在LMC，5个在SMC）的新数据使我们能够确定几条发射线的单色光中的星云尺寸和形态：Ha，[N II] lambda 6583和[O III] lambda 5007，以及其他不同电离的，包括[O I]，He I和[S II]。我们详细描述了星云的形态和相关特征。这项调查，当结合类似的数据，从我们以前的HST计划和其他存档的PN图像，使总的星云成像与HST 114在LMC和35在SMC。我们描述了样品的各种基本性质，包括尺寸，形态，密度和完整性。[O III] lambda 5007通量，表面亮度和电子密度与物理半径的趋势表明，许多星云，特别是那些具有双极形态，可能是光学厚，即使在大尺寸。双极型的[N II]/H α通量比值也显示出最大值，这是一个粗略的N富集指示。
2006-08-15 astro-ph
Chemical Evolution in the Large Magellanic Cloud
我们提出了一个新的输入参数设置的Pagel模型（Pagel & Tautvai $\rm \breve{s}$ ien $\rm \dot{e}$ 1998）的大麦云（LMC），以重现的意见，包括恒星形成率（SFR）的历史。结果表明，（3-8）颗$M_{\odot}$星在大麦哲伦星云爆发为Ia型超新星的概率很高（$\sim 0.17$）。结果表明，不需要陡峭的初始质量函数（IMF）斜率和外流的存在，以达到低的[O/Fe]比在LMC。对于目前的超新星比率，新的参数组得出了一个高比率（$\sim 1.3$），这与最近的X射线观测结果是一致的。
2000-01-18 astro-ph
The Magellanic Bridge: The Nearest Purely Tidal Stellar Population
我们报告的观测恒星星族在12个领域跨越麦哲伦云之间的区域，在塞罗-托洛洛美洲天文台的4米望远镜上的马赛克-II相机。观测的两个主要目标是描述年轻的恒星星族（可能是在桥中原位形成的，因此代表了最近的由潮汐碎片形成的恒星星族），以及寻找较老的恒星组成部分（可能是被形成气体桥的相同潮汐力从云中剥离出来的）。我们确定的年轻的云间人口，这提供了一个约束的引力相互作用，形成了桥梁的时间的恒星形成历史。在我们的任何领域，我们都没有探测到属于麦哲伦桥的更古老的恒星星族，这意味着从星云中剥离出来形成麦哲伦桥的物质几乎是纯气体。
2006-12-04 astro-ph
The Enrichment History of Baryons in the Universe
我们提出的预测宇宙金属预算在不同阶段的重子从红移z=6-0，从宇宙流体动力学模拟，其中包括一个良好的约束模型丰富的星系外流。我们发现，大量的金属被发现在每个重子阶段在所有的时代，弥漫星系际气体占主导地位的金属预算在早期的时代和恒星和晕气体占主导地位，在最近的时代。我们提供了一个完整的会计金属的背景下，在z~2.5的金属失踪的问题，表明~40%的金属是在星系中，其余的是分散的IGM气体和冲击气体的晕和附属结构。与现有的金属丰度和金属质量分数的演变观察比较显示出广泛的一致性。我们预测恒星在z=6时的平均金属丰度已经是太阳的十分之一，今天慢慢增加到太阳的一半，而今天刚刚形成的恒星通常具有太阳的金属丰度。我们的HI柱密度加权平均金属丰度（与阻尼Ly-alpha系统金属丰度相当）从z=6-1缓慢地从十分之一增加到三分之一太阳，然后在z=0时下降到四分之一太阳。宇宙的全球平均金属丰度在z~1时比扩散阶段高出约50%，到z=0时，它的值约为十分之一个太阳。随着时间的推移，金属会向更高的密度和温度移动，在z=2时达到平均宇宙密度的峰值，在z=0时达到100的超密度。我们研究了碳和氧离子如何在相空间中追踪金属的路径，并表明OIII-OVII线为限制z<2的星系际介质金属提供了最实用的选择。
2006-10-11 astro-ph
Chemical enrichment of galaxy clusters from hydrodynamical simulations
本文对星系团进行了宇宙学流体动力学模拟，旨在研究团内介质（ICM）的金属富集过程。这些模拟已经通过在Tree-SPH \gd代码中实现化学演化的详细模型来进行。该模型允许我们跟踪SNII，SNIa和AGB恒星的金属释放，通过适当地考虑不同质量的恒星的寿命，以及改变恒星的初始质量函数（IMF），寿命函数和恒星产额。因此，我们对化学进化的研究是一个强大的工具，可以用来追踪金属生产的宇宙历史。这里提出的模拟已经进行了双重目的，检查数值效应，以及改变化学演化模型的影响和恒星反馈的效率。
2007-05-12 astro-ph
Quantitative studies of the Far-UV, UV and optical spectra of late O and early B-type supergiants in the Magellanic Clouds
利用远紫外FUSE、紫外IUE/HST和光学VLT-UVES光谱对麦哲伦星云中的8颗晚O型和早B型超巨星进行了定量研究。温度、质量损失率和CNO丰度是使用Hillier & Miller（1998）的非LTE、球形、线覆盖模式大气代码获得的。我们支持最近的结果，OB型超巨星的温度较低的恒星风和覆盖的结果，这相当于~2000 K在B 0 Ia。在一般情况下，H $α$得出的质量损失率与紫外和远紫外光谱是一致的，虽然从考虑的SIV $λλ$ 1063-1073双峰，聚集风优于均匀的模型。AV 235（B 0 Iaw）是一个值得注意的例外，它具有异常强的H $α$轮廓，与其他Balmer线和UV风诊断不一致。我们还推导出我们的样品的CNO丰度，揭示了大量的氮富集，碳和氧耗尽。我们的研究结果得到了银河系超巨星HD 2905（BC0.7 Ia）的近太阳CNO丰度的比较支持。这支持了以前的建议，即“正常”的OB型超巨星表现出的大气成分表明粒子CNO处理。
2004-04-12 astro-ph
High-Velocity Clouds Related to the Magellanic System
通过几个与麦哲伦云相连的高速复合体，揭示了银河系与麦哲伦云相互作用的结果。它们形成的确切机制还存在一些争议，但它们仍然是唯一一组我们有起源和大致距离的高速云（HVC）。鉴于此，麦哲伦HVC可以用作其他HVC的校准器，同时也提供了密切研究相互作用系统残余物的机会。这些HVC可能持有的关键，恒星形成的历史，运动学结构，并目前哈勃类型的麦哲伦云，和他们的接近银河系允许我们估计关键的银河系参数。与麦哲伦星系有关的HVC可以分为三个主要的复合体：麦哲伦桥，云之间的HI连接;麦哲伦流，它跟随云，是我们银河系以外天空中最大的HI特征之一;和引导臂，一个更分散的HI灯丝，引导云。就HVC而言，这些特征已被广泛研究。在这篇综述中，我将首先描述每个复杂的观察结果，随后讨论它们的起源和整体HVC人口的关系。所有的HI数据都来自HI Parkes全天巡天（HIPASS）（Barnes et al. 2001; Putman et al. 2001）。
2001-03-08 astro-ph
Constraints on Intervening Stellar Populations Toward the Large Magellanic Cloud
Zaritsky & Lin认为大麦云（LMC）的色星等图中红色团块特征的垂直延伸与大麦哲伦云的大量前景星相一致，这可能解释了观测到的微透镜光学深度，但这一建议受到了各种研究人员的挑战。我们通过（1）检查提出的每一个挑战和（2）提出新的光度和光谱数据来应对。我们的结论是，虽然CMD数据并不强制存在前景人口，他们是完全一致的前景人口与LMC的贡献显着（约50%）所观察到的微透镜光学深度。从我们的新数据中，我们得出结论，<40%的VRC恒星是年轻的大质量红团星，因为（1）使用独立于HST数据的恒星形成历史创建的合成颜色-星等图表明< 50%的VRC恒星是年轻的大质量红团星，（2）VRC星的角分布比年轻星均匀（年龄< 1 Gyr）主序星，（3）ZL观测到的VRC星在大麦哲伦星云区域内的速度色散与年轻星盘星族的预期不一致。这些论点都是基于假设，结论是不确定的。因此，精确确定各种假设的前景种群对微透镜光学深度的贡献，以及随后关于晕MACHO存在的结论，需要对许多复杂的天体物理问题，如IMF，恒星形成历史和主序后恒星演化的详细知识。（节略）
1999-02-05 astro-ph
The Formation of Constellation III in the Large Magellanic Cloud
我们提出了一个详细的重建的恒星形成历史的星座III地区的大麦云，以约束这一神秘的功能的形成机制。星座III中的恒星形成似乎发生在两个不同的时期：一个是之前已经认识到的800万至1500万年的时期，但我们也看到了2500万至3000万年前恒星形成的独立“爆发”的有力证据。星群III形成的“超级超新星”或伽玛射线暴爆炸波模型很难与如此长的两个时期的恒星形成历史相吻合，因为冲击波应该同时在整个结构中引发恒星形成，任何未消耗的气体都会迅速消散，没有留下任何东西来形成随后的活动爆发。我们提出了一个“真正的随机”自传播恒星形成模型，不同于典型的模型，在该模型中，恒星形成的收益在一个径向定向波从星座III的中心到其周边。正如其他人所指出的，我们现在证实，这样一个模型所要求的整体年龄梯度在星座III中根本不存在。在我们的场景中，星前气体以某种方式被推入这些大规模的弧形结构，而不会同时引发整个结构中立即和猛烈的恒星形成。相反，恒星的形成是根据气体的局部物理条件在弧中进行的。自我传播的恒星形成当然是可能的，但以一种真正随机的方式，没有一个有方向的，大规模的模式。
2008-01-30 astro-ph
Simulations of Cosmic Chemical Enrichment
利用一个新的宇宙化学演化数值模型，研究了超新星反馈对宇宙恒星形成和金属富集历史的影响。对于在个别星系的理想化坍缩模型中产生合理结果的假设，我们对标准Lambda-CDM宇宙学的宇宙学模拟显示，宇宙恒星形成率在z~4处达到峰值，约10%的重子变成恒星。我们发现，大多数恒星在今天的大质量星系中形成的小得多的星系在高红移，给他们一个平均恒星年龄为10 Gyr，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，抛出的重子比例较大，与恒星金属丰度相关，占所有重子的20%。由此产生的丰富的历史大致上是一致的观测到的丰富的莱曼break星系，阻尼莱曼α系统，和星系际介质。星系中冷气体的金属丰度随着星系质量的增加而增加，这与具有显著分散的观测结果相当。模拟模型很好地再现了观测到的星系人口的恒星质量-金属丰度关系，作为质量依赖的星系风的结果。然而，在我们的模型中，恒星的形成并没有在大质量星系的后期终止，而且很少有矮星系仍然在形成恒星。这些问题可能是由于缺乏分辨率，对超新星反馈的不适当建模，或忽视其他反馈过程，如活动星系核。
2007-01-29 astro-ph
Deep HST Imaging of Sextans A. III. The Star Formation History
我们利用WFPC 2测光系统测量了六分仪A的恒星形成历史，完成了50%的测量，测量值为V=27.5（M_V ~+ 1.9），I=27.0。通过对CMD模型的模拟，测量了恒星的形成历史和化学富集历史。我们发现证据表明，在最年轻的恒星星族和内在的金属丰度分布在所有年龄的增加变红。六分仪A在大约2.5 Gyr前一直在以高速率活跃地形成恒星，并且在大约0.1 Gyr前开始增加速率。我们发现了一个非零的恒星年龄大于2.5 Gyr，由于测光的深度有限，详细的恒星形成历史中，老年人有相当大的不确定性。该星系的平均金属丰度为[M/H] ~- 1.4，大部分富集发生在10 Gyr以上的年龄。我们还发现，在所有年龄的均方根金属丰度的传播0.15德克斯允许最适合所观察到的CMD。我们使用BHeB恒星重新测定了最近的恒星形成历史（年龄<= 0.7 Gyr），发现除了最后的2500万年外，所有恒星都有很好的一致性，这主要是由于两种分析中使用的距离不同以及最年轻种群的差异灭绝造成的。这表明，恒星形成的历史确定单独从BHeB星应限于CMD地区没有污染的红MS星是本。
2003-04-04 astro-ph
The Star Formation History of the Pegasus Dwarf Irregular Galaxy
研究了距离银河系0.95 Mpc的可能的本星系群成员飞马座dIr的恒星形成历史。我们用两个基本函数来描述SFH：恒星形成率psi（t）和化学富集定律Z（t）。它是通过比较飞马座中分辨恒星的色星等图而得出的，共有189个模型图是由不同的psi（t）和Z（t）定律产生的。飞马座的恒星形成开始于大约15 Gyr前，平均来说，在银河系生命的前半段比后半段更大。在最近的时期，恒星形成似乎是以爆发模式产生的。对于化学富集定律，解释星系金属丰度（Zf=0.002（+0.002/-0.001））的最好方法是它经历了一个快速的初始化学富集。如果说星系的坍缩是重要的，并指向一幅星系在坍缩的早期阶段开始形成恒星并丰富其星际介质的图像，那么情况就是这样。飞马座和NGC 6822是唯一的dIr，这类分析在这里已经完成。事实上，这两个星系都显示出一个重要的老年到中等年龄的恒星星族，这表明在大多数dIr中观察到的Baade片实际上可能是一个重要的老年恒星群体的签名，并表明dIr实际上是由大量老年恒星组成的老年天体。飞马座中的暗物质占92%。
1997-04-16 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
