Star Formation and Metallicity History of the SDSS galaxy survey: unlocking the fossil record
使用MOPED，我们确定非参数化的恒星形成和金属丰度的历史超过37,000个高质量的星系光谱从斯隆数字巡天（SDSS）的早期数据发布。我们使用整个光谱范围，而不是集中在特定的功能，我们估计完整的恒星形成的历史没有事先假设其形式（通过构建所谓的“人口盒”）。这项初步研究的主要结果是，SDSS星系中的恒星形成率在~6 Gyr内一直在下降;恒星形成气体的金属丰度分布在~3 Gyr前达到峰值，大约在太阳金属丰度，与闭盒模型不一致，但与下落模型一致。我们还确定了在SDSS的气体的入流率，并表明，它已显着的最后3陀螺仪。我们调查的错误，使用蒙特卡洛马尔可夫链算法。此外，我们证明，恢复这样一个大样本的恒星形成和金属丰度的历史变得棘手的数据压缩方法，特别是探索的可能性表面。通过探索整个似然曲面，我们表明，年龄金属丰度简并不像只使用几个光谱特征那样严重。我们发现，65%的星系包含一个显着的老人口（年龄至少为8 Gyr），包括最近的星暴星系，并超过97%的一些恒星年龄超过2 Gyr。这是第一次，过去的恒星形成历史已确定从化石记录的今天光谱的星系。
2003-08-12 astro-ph
The redshift distribution of gamma-ray bursts revisited
在这封信中，我们计算了伽马射线暴的红移分布，假设它们跟踪（i）全球平均恒星形成率或（ii）宇宙中的平均金属丰度。在红移5及以下，恒星形成率和金属丰度都是由观测确定的，但在更高的红移下，几乎没有限制。我们外推恒星形成率和金属丰度更高的红移和探索模型，广泛符合WMAP结果的光学深度的界限。此外，我们还包括光度函数的参数描述，和伽玛暴的典型光谱。这些基本成分包括在建模中，我们发现，相当大的一部分75%的伽玛暴预计起源于红移低于4，与一些以前的估计。相反地，如果我们假设如预期的那样，伽马射线暴有利于低金属量的环境，因此，与伽玛暴率的平均金属量作为红移的函数的一个简单的模型，我们发现，一个较高的比例的爆发，约40%起源于红移大于4。我们的结论与SWIFT伽玛暴探测的影响。
2005-09-15 astro-ph
Star Formation History and Stellar Metallicity Distribution in a Cold Dark Matter Universe
利用流体动力学宇宙学模拟研究了Lambda冷暗物质宇宙中星系的恒星形成历史和恒星金属丰度分布。我们的模型预测恒星形成率呈指数下降的时间从早期时代到现在的时间尺度为6 Gyr，这是符合经验的马道图与适度的尘埃遮蔽。在L^* 星系中，恒星的形成间歇性地持续到现在，也是以类似时间尺度的指数下降速率进行的，而在小星系中，恒星的形成在早期就停止了。现存恒星的平均年龄随着红移的增加而缓慢下降，在z=3时超过1 Gyr。正常星系中的恒星具有广泛的金属丰度和年龄：在z<1时形成的恒星的金属丰度为0.1-1.0 Zsun，而老恒星的金属丰度范围从10^{-6} Zsun到3.0 Zsun。正常星系的平均金属丰度在0.1- 1.0Zsun之间。只有老恒星的矮星系有一个很宽的平均金属丰度范围（10^{-4}-1.0 Zsun），但平均来说，它们比正常星系缺乏金属。
2001-05-09 astro-ph
Models for Type I X-Ray Bursts with Improved Nuclear Physics
I型X射线爆发的多区模型，使用一个自适应的核反应网络前所未有的规模，高达1300同位素。最多15个爆发的序列如下两个选择的吸积率和金属丰度。在0.1爱丁顿（和0.02爱丁顿低金属），氢氦组合闪光发生。这些光变曲线的上升时间，形状和尾部是敏感的核燃烧的效率在不同的等待点沿rp过程的路径和这些敏感性进行了探讨。爆发显示出“成分惯性”，因为它们的性质取决于吸积发生在先前爆发的灰烬上，这些灰烬包含剩余的氢，氦和CNO核。这起到降低爆裂特性对金属性的敏感性的作用。对于所研究的吸积率，只有一个模型中的第一个异常爆发产生的核重为A=100，其他爆发主要产生A~64的核。氢-氦爆发后残留的碳量通常小于1%（质量），并随着灰烬被后续爆发周期性加热而进一步减少。在0.02爱丁顿和太阳金属丰度较低的吸积率下，爆发在无氢氦层中点燃。在这一层的底部，高达90%的氦在不稳定的点火之前已经燃烧成碳。这些氦点燃的爆发具有更短、更明亮的光变曲线，具有更短的尾部，非常快的上升时间（<0.1 s），并且灰烬比铁组轻。
2003-07-24 astro-ph
Near-Infrared Colors of Gamma-Ray Burst Afterglows and Cosmic Reionization History
利用{ \it Swift}卫星对高红移（$5 \la z \la 25$）伽马射线暴（GRB）余辉的近红外（NIR）观测，讨论了一种研究宇宙再电离历史的方法。原则上，宇宙再电离历史的细节很好地印在伽玛暴余辉的近红外光谱中。然而，需要使用太空望远镜的光谱学来获得非常高红移（$z\ga 15$）的此类信息，除非高$z$宇宙的中性部分小于$10^{-6}$。宽带测光比光谱学具有更高的灵敏度，因此，近红外测光跟踪伽玛暴余辉对研究宇宙再电离历史是很有希望的。用8米级地面望远镜对高$z$伽玛暴的余辉进行几分钟的曝光，将揭示宇宙中发生了多少次再电离。
2003-10-06 astro-ph
Metallicity and Nuclear Star Formation in Nearby Galaxy Pairs: Evidence for Tidally Induced Gas Flows
我们推导出的第一个大的客观选择的本地星系对的样本的光度-金属丰度关系，我们比较对LZ关系与近场星系巡天（NFGS）的关系。具有小投影间距（s<20 kpc/h）的星系对成员的金属丰度（平均约为0.2 dex）系统性地低于场星系，或者在相同光度下比更广泛的间距对。在星系对中，金属丰度和中心爆发强度之间存在着很强的相关性。所有五个星系对样本具有强烈的中心爆发有密切的同伴和金属丰度低于可比的场星系。我们的研究结果提供了强有力的观测证据合并的情况下，星系相互作用导致气体流向中心区域，携带较少的富集气体从星系的外围到中心区域。较低浓缩的气体稀释了预先存在的核气体，以产生比在相互作用之前获得的金属丰度更低的金属丰度。这些气体流触发了恒星形成的中心爆发，造成了强大的中心爆发强度，并可能有助于蓝色凸起的形成。我们表明，这种情况下所需的时间尺度和中心气体稀释与流体动力学合并模型的预测是一致的。
2005-11-04 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
A Simple Law for the Average Time History of Gamma-Ray Bursts and Their Time Dilations
单个的伽马射线暴（GRB）具有非常不同的时间行为-从单个脉冲到不同时间尺度的长的复杂混沌脉冲序列。我利用CGRO的BATSE实验的数据研究了伽玛暴的光变曲线，发现460个暴的平均峰后时间历史服从一个独特而简单的分析定律：$I \sim \exp(-(t/t_0)^{1/3})$，其中$t$是从事件峰值测量的时间，$t_0$是一个常数，范围从强暴的0.3秒到弱暴的$\sim 1$秒。平均峰对齐曲线遵循该定律，在可用于分析的整个范围内具有良好的准确度（从峰后几分之一秒到$\sim$ 150秒）。这样一个以单一时间常数表征整个伽玛暴样本的规律应该具有重要的物理意义。给出了$t_0$与伽玛暴亮度的关系。$t_0$依赖于亮度的事实，明显地证实了最近发现的弱爆发的时间膨胀效应，它具有可能的宇宙学解释。在$7σ$的置信水平下检测到时间膨胀，并且它略大于先前报告的时间膨胀。
1995-09-29 astro-ph
3rd Interplanetary Network Localization, Time History, Fluence, Peak Flux, and Distance Lower Limit of the February 28, 1997 Gamma-Ray Burst
1997年2月28日发生的伽马射线暴是利用到达时间分析方法，利用BeppoSAX和WIND航天器定位的。其结果是一个正负31.5弧秒（3西格玛）宽的可能到达方向的环，它与由SAX宽视场照相机独立确定的爆发位置和由SAX聚焦X射线望远镜检测到的衰落X射线源的位置相交，并分别将这些源的位置区域减小了7倍和1.5倍。环和SAX位置的组合，0.76平方角分的误差框，是一致的光学瞬态源和扩展对象，可能是一个星系。我们还提出了这个事件的时间历史，峰值通量和通量，并推导出一个独立于模型的下限~11000 AU的源距离。
1997-05-16 astro-ph
Probing the Cosmic Star Formation History by Brightness Distribution of Gamma-Ray Bursts
在假设伽玛暴发生率与宇宙恒星形成率有关的前提下，详细研究了伽马射线暴（GRB）的亮度分布。分别分析了4 B BATSE星表中长持续时间和短持续时间爆发的两个总体。考虑到目前恒星形成率（SFR）观测估计的不确定性，我们尝试了各种宇宙恒星形成历史的模型，发现如果标准烛光近似成立，则$z$ = 0--1的SFR演化受GRB分布的强烈约束。从紫外观测推断出的从$z$ = 0到1的$\sim$ 15倍的强SFR演化太陡，与任何距离尺度的伽玛暴分布都不一致。一些可能性，以调和这种差异进行了讨论，包括固有的亮度色散的伽玛暴和/或修改的恒星形成历史估计的紫外观测。我们认为，SFR增加因子从$z$ = 0到1可能是低至约4，如果我们选择不同的宇宙学参数集和/或考虑的演变的金属丰度和尘埃消光的紫外数据，这将显着补救的差异。
1998-08-20 astro-ph
The Birthplaces of Gamma-Ray Bursts
我们使用人口合成构建不同的祖先模型的伽马射线暴（GRB）的分布。我们使用的恒星形成的描述，考虑到与红移和星系质量的金属丰度的演变，星系质量与红移的演变，和恒星形成率与星系质量和红移。我们比较预测的分布与红移和金属丰度的观测伽玛暴宿主星系，并发现，简单的模型不能产生所观察到的分布，但目前的理论模型可以重现的观测在一定的约束范围内的部分回落黑洞，产生伽玛暴。
2007-03-14 astro-ph
Chemical Evolution of the Galaxy Based on the Oscillatory Star Formation History
我们结合一个陷落模型和一个星际介质的极限环模型来模拟恒星的形成历史（SFH）和银河系盘的化学演化。最近的观测表明，银河系盘的SFH剧烈变化或振荡。我们模拟的基础上的ISM的三个组件的分数质量的极限环行为的振荡SFH。在自然参数范围内再现了观察到的振荡周期（$\sim 1$ Gyr）。这意味着我们可以将振荡的SFH解释为ISM的极限环行为。然后，我们测试的极限环模型的框架内的恒星和气体的化学演化，因为SFH的振荡行为可能会导致金属丰度的振荡演化。然而，我们发现，金属丰度的振荡行为并不突出，因为金属丰度反映了过去的综合SFH。这表明，金属丰度不能用来区分一个振荡的SFH从一个没有振荡。
2001-01-30 astro-ph
Properties of a Gamma Ray Burst Host Galaxy at z ~ 5
利用双子座北8米望远镜观测到的GRB 060510 B的余辉光谱，描述了该伽马射线暴的宿主星系的性质。该星系的红移为z = 4.941，使其成为第四高光谱确定的爆发宿主。然而，它是第二个红移最高的星系，其光谱的质量允许详细的金属丰度分析。中性氢柱密度的对数值为21.0--21.2 cm^-2，Ni、S和Fe的弱金属线表明其金属丰度超过太阳的十分之一，远高于高红移阻尼莱曼α吸收体中的金属丰度。最严格的约束来自Fe线，其使[Fe/H]超过-0.8。我们认为，结果表明，金属丰度偏差可能是一个严重的问题，从伽玛暴人口推断恒星形成，并考虑如何未来更高质量的测量可以用来解决这个问题。
2007-05-28 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
The Chemical Enrichment History of the Small Magellanic Cloud and Its Gradients
本文介绍了分布在SMC中心从$\sim$ 1 \arcdeg \@到$\sim$ 4 \arcdeg \@不同位置的13个场中的350多颗红巨星支星的Ca II三重态光谱的恒星金属丰度。在最里面的区域，平均金属丰度为[Fe/H] $\sim -1$。当我们向最外区域移动时，该值减小。这是第一次在这个星系中探测到金属丰度梯度。我们发现，金属丰度梯度与年龄梯度有关，在这个意义上，更多的富含金属的恒星，这也是年轻的，集中在星系的中心区域。
2008-06-27 astro-ph
The Chemical Enrichment History of the Large Magellanic Cloud
Ca II三重态光谱已被用来计算位于沙洲以北的银河系中心距离为3 \arcdeg、5 \arcdeg、6 \arcdeg和8 \arcdeg的四个大麦哲伦星系场中单个恒星的恒星金属丰度。观察到的金属丰度分布显示出一个明确的峰值，尾部朝向低金属丰度。在6 \arcdeg之前，平均金属丰度保持恒定（[Fe/H] $\sim$ -0.5 dex），而对于最外层区域，在8 \arcdeg，平均金属丰度显著低于盘的其余部分（[Fe/H] $\sim$ -0.8 dex）。光谱学与深CCD光度学的结合使我们能够打破RGB年龄-金属丰度简并计算光谱观察到的物体的年龄。我们的四个领域所获得的年龄-金属丰度的关系是统计上难以区分的。我们的结论是，较低的平均金属丰度在最外层的领域是一个结果，它有一个较低的比例的中间年龄的恒星，这是更丰富的金属比老恒星。盘年龄-金属丰度关系与星系团相似。然而，在实地人口中没有观察到缺乏年龄在3至10 Gyr之间的物体。最后，我们使用的数据从文献中得到一致的年龄-金属丰度的关系酒吧。简单的化学演化模型已被用来重现所观察到的年龄-金属丰度的关系，目的是调查的机制参与了磁盘和酒吧的演变。我们发现，虽然磁盘年龄-金属丰度的关系是很好地再现了封闭的盒子模型或模型与小程度的流出，酒吧只再现了模型与组合的流入和流出。
2007-10-16 astro-ph
Age, Metallicity and Star Formation History of Cluster Galaxies at z~0.3 F
我们研究了z=0.31的富星系团AC 118的色星等分布。样本是通过光度红移技术选择的，可以研究恒星星族的广泛特性，并且在K波段是完整的，可以研究给定星系质量的这些特性。我们使用星系模板的人口合成模型的基础上翻译的物理性质的恒星星族-形成时代，恒星形成的时间尺度，和金属丰度-到观察到的大小和颜色。在这种方式中，我们表明，一个尖锐的光度金属丰度关系推断没有任何假设的星系形成的情况下（无论是单片或分层）。我们的数据排除了显着的差异，在恒星形成的历史沿颜色-星等关系，因此确认了一个纯金属丰度解释其起源，早期（z~5）形成时代的大部分恒星星族。色星等图中的色散意味着我们的样本（K~18）中较暗的星系在z~0.5时停止形成恒星，这与这些星系最近被吸积到星系团环境中的图像一致。总恒星质量的红移趋势表明，AC 118中一半的发光质量已经在z~2时形成，但也有20%的恒星在z<1时形成。
2003-02-07 astro-ph
Gamma-Ray Burst Neutrino Background and Star Formation History in the Universe
我们估计的GRB中微子背景的流量和计算的事件率在SK和TITAND在Bracksar模型，假设GRB的形成率成正比的恒星形成率。我们发现，流量和事件率敏感地依赖于质量吸积率。虽然从伽玛暴的信号的检测似乎是困难的SK，我们发现，我们可以检测到他们的TITAND（乐观地约20事件，每年的能量范围内的反电子中微子的能量大于50兆电子伏）。因此，我们表明，我们将获得的质量吸积率的信息，通过观察伽玛暴中微子背景，这反过来，应该给我们的伽玛暴的总爆炸能量的信息。
2002-03-27 astro-ph
Periodic Thermonuclear X-ray Bursts from GS 1826-24 and the Fuel Composition as a Function of Accretion Rate
我们分析了1997年11月至2002年7月期间Rossi X射线计时探测器观测到的来自GS 1826-24的24个I型X射线爆发。1997-98年间观察到的爆发与5.74 +/- 0.13小时的稳定复发时间一致。GS 1826-24的持续强度在1997-2000年间增加了36%，此时爆发间隔已降至4.10 +/- 0.08小时。2002年7月复发时间再次缩短，在3.56 +/- 0.03小时。每个时期内的爆发在整个大约有非常相同的光变曲线。150 s的爆发持续时间;从峰值开始的初始衰减时间尺度和爆发通量都随着持续通量的上升而略有增加。爆发复发时间的减少与Mdot^（-1.05+/-0.02）成比例（其中假设Mdot与X射线通量成线性比例），因此积分的持续通量和爆发通量之间的比率α与Mdot成负相关。α的平均值为41.7 +/- 1.6。α值和长的爆发持续时间都表明氢在爆发期间通过快速质子（rp）过程燃烧。α随Mdot的变化意味着氢在爆发之间稳定燃烧，需要太阳吸积层中的金属丰度（Z ~ 0.02）。我们发现，太阳金属丰度点火模型自然再现观测到的爆发能量，但不匹配观测到的复发时间和爆发通量的变化。低金属丰度模型（Z ~ 0.001）再现了观察到的复发时间和通量趋势，但被α的变化排除在外。我们讨论了可能的解释，包括额外的加热之间的爆发，或所覆盖的中子星的部分与Mdot的吸积燃料增加。
2003-10-02 astro-ph
Gamma ray bursts, supernovae and metallicity in the intergalactic medium
在星系团内和没有星系团的星系际介质（IGM）中观测到的平均铁丰度与宇宙中每单位体积的平均铁量是一致的，这是由标准超新星（SN）爆炸产生的，其速率与宇宙恒星形成速率成正比。如果大部分SNe发生在星系内部，那么IGM可能已经被星系风和喷流富集了金属，这些喷流将大部分星系气体与SNe喷出物一起扫入IGM。然而，早期SNe的很大一部分可能发生在星系外或矮星系内，后来被潮汐相互作用和/或通过快风，SN喷出物和喷流的质量损失破坏。对于这种高红移的星系际超新星，我们知之甚少。它们可能主要发生在高度隐蔽的环境中，避免被发现。支持星系间超新星的证据是与没有宿主星系的伽马射线暴（GRB）有关的超新星，以及有和没有宿主星系的局部GRB的比率。要直接测试星系际超新星是否对IGM中的铁丰度有显著贡献，需要测量它们每单位体积的同向运动速率作为红移的函数。这可能是可行的红外望远镜，如斯皮策太空望远镜。
2007-10-22 astro-ph
Carbon stars in populations of different metallicity
我们目前的知识碳星在本地集团和超越，进行了讨论。虽然许多碳星和晚期M星已经在外部星系中被发现，但对于星系的化学演化和恒星形成速率的历史仍然缺乏连贯的理解。需要解决的问题是：1）对于一些较大的星系，到目前为止只有一小部分区域被调查，2）调查已经使用不同的技术进行，并且可能在热星等上不完整，3）只有一些星系有关于晚期M星人口的信息，4）不是本星系群中的所有星系都被调查过，5）只有恒星的子集才有热星等。从现有的观测结果可以得出以下结论：碳星的形成既是金属丰度的函数，也是恒星形成的函数。在恒星形成速率历史相似的星系中，金属丰度较低的星系中形成的碳星相对较多。另一方面，在一些金属丰度最低的系统中，AGB型碳星的稀缺性表明，这些星系在过去几个Gyrs中的恒星形成率很低。
1998-11-09 astro-ph
Evolution of rapidly rotating metal-poor massive stars towards gamma-ray bursts
最新的旋转大质量恒星模型（包括磁场）证明，单个恒星的核心很难保持足够的角动量来产生一个双星和伽马射线暴。在低金属丰度时，即使是非常大质量的恒星，由于恒星风的微弱，也可能保留大量的氢包层，这对双星系统模型构成了额外的障碍。在这里，我们考虑的大质量，磁性恒星的快速旋转诱导几乎化学均匀的演变。我们发现，在这种情况下，如果金属丰度足够小，则很容易满足氦星模型的要求：1）快速旋转的氦星形成时不需要去除氢包层，避免了质量损失引起的自旋下降。2)从氦核到氢包层的角动量输运是由磁矩引起的。我们证明了这一点，通过计算各种金属丰度的大质量恒星的演化模型，并根据目前提出的质量损失率推导出这种情况下的金属丰度上限。我们的模型还表明，存在一个较低的CO核心质量限制约10 Msun -这涉及到我们的情况下，只有约20 Msun的初始质量-GRB生产。我们认为，考虑伽玛射线暴祖通道的相对重要性相比，任何通道相关的双星，可能会增加减少金属丰度，这个通道可能是伽玛射线暴从第一恒星的主要路径。
2005-08-10 astro-ph
Gamma-ray bursts and the history of star formation
伽马射线暴（GRB）起源的流行模型包括短寿命的大质量恒星作为火球的祖先。因此，伽玛暴的红移分布应该准确地跟踪大质量恒星的宇宙恒星形成率。大部分的高质量恒星形成活动似乎发生在被星际尘埃遮蔽的光学波段区域。通过观测被年轻恒星加热的尘埃在远红外和亚毫米波段产生的热辐射，估计了被尘埃包裹的恒星形成活动的数量。在这里，我们讨论一个替代探针-红移分布的伽玛暴。伽玛暴在最高的红移下是可以探测到的，因为伽玛射线不会被尘埃吸收，所以伽玛暴的红移分布应该不会受到尘埃消光的影响。目前，伽玛暴的红移只能从相关的光学瞬变辐射来确定，然而，关于尘埃遮蔽恒星形成的流行程度的有用信息也可以从有和没有相关的光学瞬变的伽玛暴的比率中获得。目前有八个伽玛射线暴具有光谱红移。一旦知道大约100个红移，伽玛暴的数量将为宇宙恒星形成历史的不同模型提供重要的测试。
2000-01-28 astro-ph
CO in blue compact and star burst galaxies
本文给出了34个蓝色致密星系和恒星爆发星系的$^{12}CO(J=1 \to 0)$观测结果。虽然这些星系在当前时期正在经历蓬勃的恒星形成，但只有其中五个星系中检测到了CO。本文报道的五个探测结果都是在相对红色的星系中，（B-V）_0 > 0.4。新的观测结果，当结合先前发表的数据CO在BCGs，表明CO光度与BCGs的绝对光度下降。由于星系的绝对光度与其金属丰度相关，这些结果证实了低金属丰度的BCGs具有低的CO气体丰度。我们还表明，由$H_β$光度确定的恒星形成率低于由远红外光度确定的恒星形成率。
1998-04-06 astro-ph
On The Origin Of The Highest Redshift Gamma-Ray Bursts
GRB 080913和GRB 090423是迄今为止已知的最遥远的伽马射线暴（GRB），光谱测定的红移分别为z=6.7和z=8.1。在宇宙的这个早期阶段对爆发的探测极大地限制了伽马射线暴及其前身的性质。我们对早期恒星的形成和演化进行了总体综合研究，并计算了高红移下短持续时间和长持续时间的伽玛暴的形成率。第二星族恒星的伽玛暴速率峰值出现在z=7时，对于一个有效/快速混合的金属模型，而对于一个低效/缓慢的金属丰度演化模型，它出现在z=3时。结果表明，在红移范围6<z<10内，无论金属丰度演化模型如何，基本上所有的伽玛暴都起源于星族II星。这些恒星（金属丰度小，但不为零）是这一时期最有可能产生长伽玛暴和短伽玛暴（NS-NS或BH-NS合并）的祖先。虽然预测的内在率长和短的伽马射线暴是类似的，在这些高红移，观测选择效应导致更高（10倍）的观测率长伽马射线暴。我们的结论是，最近观察到的两个高Z伽玛暴事件是最有可能的长伽玛暴起源于人口II的双星。
2009-11-21 astro-ph
Cosmic Gamma-Ray Bursts as a Probe of Star Formation History
从长持续时间伽玛暴的光变关系导出了宇宙伽马射线暴（GRB）的形成率，并与宇宙恒星的形成率进行了比较。如果伽玛暴与大质量恒星的坍缩有关，那么伽玛暴的速率应该与恒星的形成速率近似成正比。我们发现这两个速率在低红移处有相似的斜率。这表明伽玛射线暴确实跟踪宇宙的恒星形成率，这反过来又意味着产生伽玛射线暴的大质量恒星的形成率与总的恒星形成率成正比。这也意味着我们可以利用伽玛暴作为探测宇宙恒星在高红移下的形成速率。我们发现，由光变率-光度关系推断的宇宙恒星形成率在z > 3时随红移的增加而急剧增加。这与从场星系的光学观测得到的宇宙恒星形成率的测量结果形成明显的对比，这表明即使在对尘埃消光进行了校正之后，光学观测仍然遗漏了许多高z恒星的形成。
2000-10-29 astro-ph
On the detection of very high redshift Gamma Ray Bursts with Swift
我们计算的概率检测长伽马射线暴（GRB）在z>5与斯威夫特，假设GRB的形式优先在低金属环境。该模型很好地拟合了观测到的BATSE和Swift GRB微分峰值通量分布，并与2年Swift数据中z>2.5的探测次数一致。我们发现，当光子通量P<1 ph s^{-1} cm^{-2}时，观测到z>5处爆发的概率大于10%，这与已确认的探测数量一致。在雨燕星表中，z>5的爆发所占的比例约为10%-30%，这取决于所采用的伽玛暴形成的金属丰度阈值。我们建议使用计算的概率作为一种工具，以确定高红移伽玛暴。通过联合考虑Swift提供的可靠信息和模型结果，我们可以在几个小时内从BAT检测中选择可靠的z>5候选者。我们根据去年的Swift数据测试了这个过程：只有三个爆发符合我们的所有要求，其中两个在z>5时得到了确认。其他三个可能的候选人是通过稍微放宽所采用的标准挑选出来的。在六个候选者中没有发现低z闯入者。
2007-06-05 astro-ph
Gamma-Ray Bursts: Astronomical Constraints
在简要介绍了伽马射线暴（GRB）研究的历史之后，我们讨论了目前天文观测对GRB模型的限制。我们专注于已知的红移和协会的本地化的伽玛暴与恒星形成地区在遥远的星系的伽玛暴的能量。我们还讨论了所观察到的伽玛暴率的影响。参数有利于可能的连接的GRBs与大规模沃尔夫-拉叶星的核心崩溃。伽玛暴的可能性是一个短暂的现象，在银河系恒星形成的早期历史有关的非常大质量的无金属恒星的演化进行了简要概述。
2000-10-09 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 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
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
Nebular and stellar properties of a metal poor HII galaxy at z=3.36
我们的特点是电离气体的物理性质（电子温度，密度，金属丰度）和电离人口（年龄，金属丰度，WR星的存在）在天猫弧在z=3.36。这是一个低金属量（~10%太阳）的HII星系，正在经历一个小于500万年的恒星形成爆发。解释猞猁弧的发射线光谱，氮线和HeII发射的大强度的一种可能的情况是，该物体经历了一次合并事件，引发了恒星形成的爆发。WR星的形成有助于ISM的快速富集和氮的过剩。
2004-09-14 astro-ph
Gamma-ray Burst host galaxy gas and dust
我们报告的研究结果，以获得限制的吸收柱病房的初始样品的10个长伽马射线暴观察BeppoSAX，使用一种新的方法来SED拟合近红外，光学和X射线余辉数据，在计数空间，包括金属丰度的影响。当测试MW，LMC和SMC消光定律时，我们发现SMC类消光在大多数情况下提供了最佳拟合。对于这些源中的任何一个，类似MW的提取曲线都不是优选的，主要是因为2175A的隆起，原则上在所有这些余辉中都可以检测到，但在数据中不存在。我们排除了SMC样的气体尘埃比或更低的值为这里分析的主机（假设SMC金属丰度和消光定律），而其余的样品有太大的误差来区分。我们提供了一个准确的估计的视线消光，改善了不确定性的消光测量在以前的研究中，这个样本。
2007-01-02 astro-ph
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
Young Globular Clusters in an old S0: Clues to the Formation History of NGC 4570
在这里，我们提出了我们的第一次尝试使用球状星团作为其母星系的形成历史的示踪剂。大多数早型星系的球状星团系统的光学色分布具有双峰特征。蓝峰球状星团通常被认为是古老而贫金属的。关于红峰球状星团的年龄、金属丰度和起源，人们一直在争论。我们在这里提出我们的年龄和金属丰度的红峰球状星团在室女座S0 NGC 4570使用深KS波段测光从NTT/SOFI（ESO程序ID 079.B-0511）的红峰球状星团结合HST-ACS档案数据打破年龄金属丰度简并。我们分析相结合的G，Z，和Ks光谱能量分布的比较与一个大网格的GALEV演化合成模型的星团具有不同的年龄和金属丰度。这一分析揭示了大量的中间年龄（1 - 3 Gyr）和金属丰富（太阳金属丰度）的球状星团。我们讨论了它们的年龄和金属丰度分布，以及文献中关于母星系的信息，以深入了解该星系的形成历史。我们的研究结果证明了这种方法的权力，揭示（暴力）恒星的形成和化学富集历史的星系的基础上结合光学和近红外测光。
2008-04-08 astro-ph
Probing the Cosmic Reionization History and Local Environment of Gamma-Ray Bursts through Radio Dispersion
讨论了电离介质的色散延迟对伽马射线暴射电辐射的影响。对于高红移伽玛暴（$z \ga 3$），电离星系际介质（IGM）应该是色散的主要来源，而没有大量的局部或前景污染，通过测量不同红移的自由电子柱密度提供了宇宙再电离时期的独特探测。从$z \sim 10$开始的延迟时间在100 MHz下可以是$\sim$ 1小时，在30 MHz下可以是$\sim$ 10小时。另一方面，如果伽玛暴发生在致密的分子云内部或后面，则本地电离物质的色散对较低红移的伽玛暴可能很重要，这为伽玛暴环境提供了线索;在这种情况下，自由-自由吸收也可能很重要。由于相关频率下的低通量，检测已知无线电余辉发射中的色散延迟应该是极具挑战性的，但对于{ \it平方公里阵列}的罕见明亮余辉，可能是勉强可能的。如果伽玛暴也像Sagiv & Waxman（2002）预测的那样发射瞬发、相干射电辐射，观测前景会好得多;由{ \it低频阵列}探测到足够多的高$z$伽玛暴样本，就可以区分不同的再电离历史。有趣的限制，低红移，温暖的热IGM也可以通过色散获得。
2003-10-30 astro-ph
The Supernova Gamma-Ray Burst Connection
普通超新星和长时间的软伽马射线暴（GRB）之间的主要区别是大质量恒星死亡时内部几个太阳质量的差异旋转程度，GRB的罕见主要是因为难以达到必要的高旋转速率。提供必要的角动量的模型进行了讨论，重点是一个新的单星模型，其快速旋转导致完全混合的主序星，避免红巨星的形成。这种祖先进化的通道也比以前的模型给出了更宽的质量范围，并允许在双星之外和高红移处大量产生爆发。然而，即使产生了一个几乎在分裂时旋转的裸露氦核，其本身也不是产生伽马射线暴的充分条件。沃尔夫-拉叶质量损失必须很低，并且在低金属量的区域也很低。这表明，平均而言，在高红移（低金属丰度）的爆发将比附近的爆发更有活力，有更多的时间结构，持续时间更长。每一次爆发都由三个部分组成：极区喷流（约0.1弧度）、高能量的次相对论性物质抛射（约1弧度），以及在初始爆发后可以回落的低速赤道物质。这三种成分的相对比例可以给出各种各样的超新星和高能瞬变，其性质可能随红移而变化。
2006-04-06 astro-ph
Metallicity Dependent Wolf-Rayet Winds
观测和理论证据支持金属丰度依赖风沃尔夫-拉叶星被认为是。众所周知，沃尔夫-拉叶亚型分布在银河系，LMC和SMC的差异可能是由于亚型风密度的敏感性。沃尔夫-拉叶星在低金属丰度的影响包括硬化的电离通量分布，增加WR人口由于减少光学线通量，再加上支持的作用，单个WR星的伽马射线暴的祖先。
2006-06-23 astro-ph
Gamma-Ray Bursts and the Cosmic Star Formation Rate
我们已经测试了几个模型的伽玛暴光度和红移分布函数的兼容性与BATSE 4B数与峰值流量的关系。我们的研究结果不同意最近的说法，目前的伽玛射线暴观测可以用来强烈约束宇宙恒星形成的历史。相反，我们发现，放松假设，伽玛暴是标准蜡烛呈现一个非常广泛的模型一致的BATSE数通量关系。我们明确构建两个样本分布，一个跟踪恒星形成的历史，一个具有恒定的共动密度。我们发现，这两种分布是兼容的观测到的流量和红移的爆发GRB 970508，GRB 971214，和GRB 980703，我们讨论了所需的测量来区分这两种模式。
1998-08-23 astro-ph
SDSS 0809+1729: Connections Between Extremely Metal Poor Galaxies and Gamma Ray Burst Hosts
我们讨论了一个极其贫金属星系SDSS 0809+1729的偶然发现，该星系在斯隆数字巡天（SDSS）中被归类为恒星。该星系的红移z = 0.0441，B波段绝对星等M_B =-17.1。该星系的金属丰度为log（O/H）+12 7. 44或约1/20太阳，是已知的10个最缺乏金属的发射线星系之一。SDSS 0809+1729是一个蓝色致密星系（BCG），恒星年龄约为450万年，恒星形成速率为0.18 Msun/yr，气相电子密度约为367/cm^3。这些参数的类似值在其他极端贫金属星系中很常见，包括IZw 18。然而，SDSS 0809+1729在BCGs中是不寻常的，因为它与两个金属丰度最低的长持续时间伽马射线暴（GRB）宿主位于同一区域。对于一个给定的B波段光度，附近的GRB宿主和SDSS 0809+1729都有系统地比矮不规则星系、大多数BCGs和正常的恒星形成星系低的金属丰度。由于SDSS 0809+1729的恒星形成性质与附近的长持续时间GRB宿主相似，SDSS 0809+1729可能是一个潜在的GRB宿主。识别类似的极端贫金属物体的较大样本可能会提供重要的洞察力所需的条件，以产生长时间的伽玛射线暴。
2006-09-11 astro-ph
UVES/VLT High Resolution Spectroscopy of Gamma Ray Burst Afterglows
我们提出了早期的时间，高分辨率光谱的三个伽玛射线暴余辉：GRB 050730，050922 C和060418。这些数据为我们提供了宝贵的信息GRB宿主星系的星际物质的运动学，电离和金属丰度的红移z = 4，和干预吸收沿视线。
2007-01-22 astro-ph
Reconstructing the Cosmic Expansion History up to Redshift z=6.29 with the Calibrated Gamma-Ray Bursts
最近，伽马射线暴（GRB）被认为是Ia型超新星（SNIa）的补充宇宙学探测器。自从几个经验的伽玛暴光度关系被提出作为距离指示器以来，伽玛暴一直被提倡作为标准烛光。然而，在直接使用伽玛暴时存在所谓的循环问题。最近，一个新的想法，以完全宇宙学无关的方式校准伽玛暴已被提出，并解决了圆度问题。在目前的工作中，按照梁{ \it et al.}提出的方法，我们用307个SNIa用Amati关系标定了70个伽玛暴。然后，按照Shafieloo { \it et al.}提出的方法，我们用标定的伽玛暴平滑地重建了直到红移$z=6.29$的宇宙膨胀历史。我们在重建结果中发现了一些新的特征。
2009-08-31 astro-ph gr-qc hep-th
First Stellar Binary Black Holes: Strongest Gravitational Wave Burst Sources
大质量无金属双星的第一个人口的演化。由于金属丰度较低，恒星可以形成较大的初始质量，并且在没有显著质量损失的情况下演化。因此，在金属丰度为零时的演化可能导致大规模遗迹的形成。特别是，中等质量（100-500 Msun）的黑洞预计在早期宇宙中形成，与目前形成的低得多的质量恒星黑洞（10 Msun）形成对比。遵循一个自然的假设，即这些第三族恒星中的一些形成的双星，第一恒星双星黑洞的物理性质。我们发现，这样的二元黑洞合并的哈勃时间内的一个显着的部分。我们指出，在干涉探测器中可以观测到来自最终合并的引力波的爆发和随后的双星黑洞合并的振铃。我们估计，先进的LIGO探测率，这样的合并至少有几个事件，每年与高信噪比（>10）。
2004-03-15 astro-ph gr-qc
