On the survival and disruption of Earth mass CDM micro-haloes
中微子暗物质导致了大量红移z \approx 60的地球质量暗物质晕的形成（Diemand et al. 2005）。这些丰富的CDM微晕具有尖点密度剖面，可以很容易地承受太阳半径的银河潮汐场。Zhao，Taylor，Silk & Hooper（astro-ph/0502049）的结论是：大部分质量为\sim 10^{-6}M_o的暗物质亚结构将由于与星系晕“中恒星的相互作用而被潮汐破坏。然而，这些作者假设恒星的晕密度至少比观测到的高一个数量级。我们表明，适当的应用程序的冲动近似是制度的多个遭遇，而不是单一的破坏性事件所采用的赵等，这导致了几个哈勃时间的生存时间。因此，我们不认为银河系恒星的潮汐加热会影响微晕的丰度。圆盘交叉会导致一些质量损失，但中央核心可能会幸存下来，并可能被检测为伽马射线源，每年有几个角分的自行。
2005-02-10 astro-ph
Ozone Abundance in a Nitrogen-Carbon Dioxide Dominated Terrestrial Paleoatmosphere
我们计算了一个模型陆地古大气中，目前的氧气丰度在很大程度上是由二氧化碳，我们认为这是一个合理的工作假设所取代的臭氧分布。原则上，与基于氮的模型相比，二氧化碳的存在可能会补充臭氧层，而没有高二氧化碳丰度，因此早期生命不需要像通常假设的那样抗紫外线。一颗具有高CO2大气层的太阳系外行星可能含有足够的O3，成为假阳性生物标志物的来源。我们发现，全球平均的O3柱密度可以是相同的，或高出近四倍（取决于O2分压），当使用CO2代替N2作为替换组件降低O2在1个大气压的类地行星与太阳辐射。这种效应对于从未来的数据中进行定量推断很重要，但不会使O3作为游离氧生物标志物的使用无效。这些结果使得探测太阳系外行星O3吸收的前景比以前更好。
2004-10-22 astro-ph physics.ao-ph physics.geo-ph
Carbon budget and carbon chemistry in Photon Dominated Regions
我们提出了一个研究的小碳链和环的光子主导区（PDR）在毫米波长进行。我们的样本包括马头星云（B33），rho，Oph L1688云界面和彗星状云IC 63。使用IRAM 30米望远镜、SEST和位于Effelsberg的Effelsberg 100米望远镜，我们绘制了\cch、c-C3 H 2和C4 H的发射图，并寻找重质烃如c-C3 H、l-C3 H、l-C3 H 2、l-C4 H 2和C6 H。大比例尺地图显示，小碳氢化合物一直存在到所有PDR的边缘，这是令人惊讶的，因为预计它们很容易被紫外线辐射破坏。它们的空间分布合理地同意在中红外波段映射的芳香族发射。它们相对于H2的丰度相对较高，与L134 N或TMC-1等被称为高效碳工厂的乌云中的丰度相当。特别是，我们报告的第一个检测C6 H在PDR。我们已经运行了稳态PDR模型，使用几个气相化学网络（UMIST 95和新的标准模型），并得出结论，这两个网络未能再现高丰度的一些这些碳氢化合物的数量级。PDR中烃的高丰度可能表明UV照射的大碳质化合物的光侵蚀可以有效地向ISM供给小碳簇或分子。碳链和碳环的这种新的生产机制可以克服紫外辐射场对它们的破坏。为了理解和实施这些额外的化学途径，需要专门的理论和实验室测量。
2004-01-15 astro-ph
Reheating during Hierarchical Clustering in the Universe Dominated by the Cold Dark Matter
在冷暗物质的层次聚类方案中，利用COBE数据归一化的扰动涨落，研究了早期恒星和类星体形成对宇宙再加热的影响。结果表明，如果有1- 2%的坍缩重子进入恒星，那么由标准初始质量函数给出丰度的OB星的电离紫外辐射通量足以将宇宙从$z\approx 30$演化到现在.这在小角度尺度下显著地减少了CMB各向异性。再电离也会使$z\lsim 10$的金斯质量增加到$M_{\rm luminous}\approx 10^9M_\odot$，这会导致正常星系的光度函数在暗侧截止。预计在$z\approx 2-5$处会有较强的紫外光通量，Gunn-Peterson检验的无效结果自然得到解释。早期的恒星形成也导致重元素的产生，观测到的金属丰度对光子能量注入星系际空间设置了很强的约束。
1993-09-25 astro-ph
Modeling of Oxygen-Neon Dominated Accretion Disks in Ultracompact X-ray Binaries: 4U1626-67
我们报告的第一个结果计算合成光谱的H/He-贫吸积盘在超紧LMXB。我们的目标是确定非常低质量的施主星的化学成分，这是前C/O白矮星的核心。丰度分析可以得出结论，在WD的重力沉降，这是一个重要的过程，影响冷却时间和脉动g-模式周期。
2003-12-20 astro-ph
Two New Ejecta-Dominated Galactic Supernova Remnants: G337.2-0.7 and G309.2-0.6
本文分析了两颗银河系射电超新星遗迹G337.2-0.7和G309.2-0.6的X射线观测结果。这两个遗迹表现出丰富的热谱线，需要高度非太阳元素丰度比。在每种情况下，硅和S是明确过剩相比，纯粹基于测量的K $α$线复合物的等效宽度的太阳能。详细的非平衡电离光谱分析，这些残留物，使用一个单一的温度，单一的电离年龄模型，确认过剩，产生的Si，S和Ar丰度许多倍的太阳值：3至5倍太阳的G337.2-0.7和大于3至10倍太阳的G309.2-0.6。我们还发现，对于这两个残余，Ne和Mg相对于Si是相对不足的，并且对于G309.2-0.6，Ca和Fe也相对不足。这是第一次在这些残骸中探测到富含金属的非太阳丰度物质，将它们确定为年轻的喷出物主导的SNRs。我们根据拟合的柱密度估计的距离（G337.2-0.7小于15 kpc，G309.2-0.6小于$4 \pm 2$ kpc）进一步支持了它们的年轻。根据这些距离上残留物的大小，我们推断出相对年轻的年龄（G337.2-0.7为2000至4500年，G309.2-0.6为700至4000年）。最后，我们注意到在G337.2-0.7内还没有发现致密天体，但在G309.2-0.6的射电壳层内有一个X射线点源，尽管它的性质仍然未知。
2000-10-04 astro-ph
SPITZER/IRAC-MIPS Survey of NGC2244: Protostellar Disk Survival in the Vicinity of Hot Stars
我们提出的结果从调查的NGC 2244从3.6至24微米的斯皮策太空望远镜。这张24微米-8微米-3.6微米的彩色合成图像显示，围绕着NGC 2244的多颗O型和B型恒星的中央空洞包含了大量只有在24微米才能看到的冷尘埃。我们的调查提供了一个详细的看看磁盘的生存能力在这个腔中的热星为主的环境。使用中红外双色图（[3.6]-[4.5] vs [5.8]-[8.0]），我们在所有四个波段检测到的1084个物体中识别出337个II类和25个I类物体，光度不确定性优于10%。包括24微米的数据，我们发现了213个II类和20个I类来源的279颗恒星也在这后一个波段检测。II类密度等值线的中心与2 MASS图像中检测到的聚类中心非常一致。我们研究了II类源相对于O型星的分布，发现高质量恒星对星周盘的影响仅在其紧邻区域显着。
2007-01-25 astro-ph
Evidence for a merger of binary white dwarfs: the case of GD 362
GD 362是一颗巨大的白矮星，其光谱显示其大气中富含氢元素，同时还显示出钙、镁、铁和其他金属的丰度非常高。然而，对于纯H-大气的扩散时间尺度是如此之短，非常极端的假设，必须考虑到所观察到的金属丰度。最受欢迎的假设是，金属是从尘埃盘或小行星带吸积而来的。在这里，我们提出GD 362的包络线主要由He主导，在这些有效温度下，He在光谱中几乎完全不可见。这个假设强烈地解释了这个问题，因为扩散时标对于氦主导的大气来说要大得多。我们还提出GD 362的氦主导大气可能是双星白矮星合并的结果。
2007-04-10 astro-ph
Modeling CHANDRA Low Energy Transmission Grating Spectrometer Observations of Classical Novae with PHOENIX
我们使用PHOENIX代码包模型的X射线光谱的新星V4743人马座与钱德拉卫星上的LETGS观察到2003年3月19日。为了分析新星大气层和相关系统，在X射线波长下有一个潜在的核燃烧包层，有必要用新的微观物理来更新代码。我们表明，X射线的发射主要是由热韧致辐射和硬X射线的Fe和N的吸收占主导地位。初步模型是在假设太阳丰度的情况下计算的。结果表明，该模型可以用来确定元素丰度的新星喷出物中增加壳的吸收。
2005-01-05 astro-ph
Tracing Galaxy Formation with Stellar Halos II: Relating Substructure in Phase- and Abundance-Space to Accretion Histories
本文探讨了恒星晕在相空间和丰度空间中的可观测性质与母星系的吸积历史之间的映射关系，即吸积的特征时期、祖天体的质量和轨道。这项研究利用了一套11恒星晕模型的背景下，一个标准的LCDM宇宙学。结果表明，坐标空间的研究是敏感的最近（0-8 Gyears前）的合并历史的星系（这个时间尺度对应的最后几个到百分之几十的银河系的质量吸积）。特别是，{ \it频率，天空覆盖率}和{ \it恒星分数}在恒星晕的子结构作为表面亮度的函数是最近合并的重要性和亮度功能的指标下降的矮星。{ \it形态}的特征可以作为这些矮星轨道分布的指南。对早期合并历史的限制（> 8 G年前）可以从晕星的丰度模式中收集到：在我们的模型中，吸积的主导时期或祖先天体的光度函数的巨大差异在恒星晕的[α/Fe]和[Fe/H]分布中留下了清晰的特征--由非常早期的吸积主导的晕具有更高的平均[α/Fe]，而以高光度卫星为主的卫星具有较高的[Fe/H]。这种直觉可以用来从当前和未来的数据集重建附近星系的合并历史。
2008-07-24 astro-ph
Can Ejecta-Dominated Supernova Remnants be Typed from their X-ray Spectra? The Case of G337.2-0.7
在本文中，我们使用最近的X射线和无线电观测的富含喷出物的银河系超新星遗迹（SNR）G337.2-0.7，以确定的超新星（SN）爆炸，形成这个源的属性。来自澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）的H I吸收测量将G337.2-0.7的距离限制在2.0 +/- 0.5和9.3 +/- 0.3 kpc之间。结合外部爆炸波的清晰无线电图像，这个距离使我们能够根据XMM-牛顿和钱德拉天文台获得的全球X射线光谱估计动力学年龄（750至3500年）。喷出物的存在是由拟合的相对丰度模式证实的，其显示Mg、Ar和Fe的富集度（与太阳相比）低于Si、S或Ca，并且Ca与Si的比率为太阳值的3.4 +/- 0.8倍（在单电子温度和单电离时间尺度的假设下）。随着从爆炸波发射的太阳丰度分量的增加，这些丰度（Fe除外）类似于Ia型的喷出物，而不是核心塌陷，SN。直接比较模型的喷出物和爆炸波X射线发射计算的进化现实超新星Ia爆炸的残余阶段，使我们能够推断出，一维延迟爆轰和脉冲延迟爆轰模型确实可以重现全球频谱的主要功能。特别是，分层的喷出物，与铁冲击最近，需要解释缺乏突出的Fe-K排放。
2006-04-11 astro-ph
The survival of dark matter halos in the cluster Cl0024+16
在冷暗物质主导的宇宙中，结构形成的理论预测，大质量的星系团是由低质量的暗晕分层合并而成的。利用从全景HST成像数据推断的强和弱引力透镜信号，我们提出了一个高分辨率重建的质量分布在大规模的，透镜星系团Cl 0024 +16。应用星系-星系透镜技术，我们跟踪的命运暗物质subhalos作为一个函数的投影集群中心半径到5百万秒差距，远远超出维里半径。我们报告的第一个检测的统计透镜信号的暗物质subhalos与晚型星系团。一个典型的暗物质子晕，主机的L* 星系的质量增加与预期的潮汐剥离假说的预测集群中心半径。与晚型星系相比，早型星系似乎平均存在于更大质量的暗物质下晕中。我们将我们的发现解释为星系团中通过潮汐剥离进行质量活跃组装的证据。暗物质subhalos的质量函数作为一个函数的投影集群中心半径，相比来自集群的千禧年运行模拟填充星系使用半解析模型的等效质量函数。透镜确定的质量函数的形状是在非常好的协议与来自千禧年运行模拟的subhalo质量函数。然而，模拟subhalos似乎更有效地剥离比透镜观测建议。（节录）
2008-11-05 astro-ph
Strong Line Metallicity Calibrators Applied to SDSS Galaxies
我们计算的氧丰度~45,000恒星形成星系选择SDSS使用九个流行的“强线”金属丰度诊断。我们发现，个别星系可以有不同的金属丰度的因素高达~4，这取决于丰度诊断的选择。由此产生的质量-金属丰度关系随后表现出显着的偏移，在一个给定的质量金属丰度的范围为0.5德克斯。这表明，不同的金属丰度诊断不应互换使用，以确定氧丰度。我们还表明，SDSS光谱主要由中央银河系的组成部分，引入了一个显着的光圈效应。
2005-08-29 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
Chemical Abundances and Milky Way Formation
恒星的化学元素比率有明确的系统趋势作为丰度的函数，这些趋势与运动学定义的恒星星族有很好的相关性。这是值得注意的，并对星系演化有重要的影响。源函数，即恒星的初始质量函数，必须几乎不随时间、地点和金属丰度而变化。每一颗正在形成的恒星都必须有一个混合的质量平均IMF产量，这意味着恒星形成率很低，大多数恒星形成在最多几个具有相似演化历史的区域。这些公认的结果很难与标准的等级形成模型相一致，该模型聚集了许多恒星单位：星系演化似乎是由气体组装和随后的恒星形成所主导的。本文介绍了最近关于银河系球核、恒星晕和厚盘的研究结果，以及一些新的结果。
2004-11-26 astro-ph
Lithium Production in Hot Advection-Dominated Accretion Flows in Soft X-Ray Transients
在五个软X射线瞬变（SXT）的晚型次周期中，V404 Cyg、A0620-00、GS 2000 +25、Nova Mus 1991和Cen X-4都报告了高Li丰度。由于Li很可能在这种类型的恒星中耗尽，Li的起源令人费解。Li在类似的激变变星中还没有出现，这表明Li丰度高并不是由于密近双星中Li贫化的异常抑制。在静止状态下的SXTs有热对流为主的吸积流（ADAF），其中的离子基本上是在维里温度。在这样的温度下，可以通过$α-α$溅射来生产Li。我们发现，静态SXTs可以产生足够的锂通过spiritual解释V404 Cyg，A0620-00，GS 2000 +25，和新星Mus 1991年的观察。根据锂耗尽的时间尺度在二次，这可能是$10^7-10^9$年之间的范围，该模型需要$\sim 10^{-4}-10^{-6}$的吸积质量被拦截的二次后，经历锂生产和被弹出。在Cen X-4的情况下，只有当质量吸积速率是爱丁顿速率的$\sim 10^{-3}$倍，并且由于螺旋桨效应存在增强的喷射时，我们才能解释观察到的Li。我们讨论了可能的观测测试这一建议。锂生产在爆发期间可能是相当重要的，甚至可能主导生产在平静期间，但估计的锂产量是不确定的。我们计算预期的亮度在伽马射线线由于生产的激发锂和Be核，但得出的结论是，该线不能检测到与当前的仪器。
1997-04-28 astro-ph
Modeling CHANDRA Low Energy Transmission Grating Spectrometer Observations of Classical Novae with PHOENIX. I. V4743 Sagittarii
我们使用PHOENIX代码包来模拟2003年3月在Chandra卫星上用LETGS观测到的人马座新星V4743的X射线光谱。我们的大气模型是1D球形的，扩展的，线覆盖的，并且是完全NLTE的。为了分析新星大气层和相关系统，在X射线波长下有一个潜在的核燃烧包层，有必要更新代码与新的微观物理，如本文所讨论的。我们表明，X射线的发射主要是由热韧致辐射和硬X射线的Fe和N的吸收占主导地位。在T_eff = 5.8 x 10^5 K，L_bol = 50 000 L_sun时，观测值最佳拟合。这些模型是根据太阳丰度计算的。结果表明，该模型可以用来确定丰度的新星喷出物。
2004-10-15 astro-ph
Mid-UV Determination of Elliptical Galaxy Abundances and Ages
利用简单的星族合成模型研究了丰度和年龄对恒星星族中紫外光谱和Mg_{2}强度的影响。这些模型被用来约束附近的四个椭圆星系和螺旋凸起的恒星形成历史。演化后的恒星星族（> 1 Gyr）的中紫外（1800 - 3200 nm）光主要由主序星关闭所控制，而不像光学光主要由红巨星分支所控制。对椭圆星系中紫外线特征的详细研究可能有助于打破困扰光学技术的年龄-金属丰度简并性。此外，更好地了解这一波长区域是有用的0.5 $\leq$ z $\leq$ 1.5星系的研究，其休息帧中紫外红移到可见光。我们创建简单的，单一的年龄（3-20 Gyr），单一的金属丰度（Z = 0.0004 - 0.05）光谱能量分布（SED）延伸到紫外线使用库鲁茨模型恒星通量。与标准恒星的中紫外光谱的比较表明，库鲁茨模型通量准确地模拟了FeI和MgI在2538 ° C（Bl 2538）的混合特征和2600和3100 ° C（S2850）之间的连续斜率。我们发现，我们简单的单年龄，单金属丰度的SED同意与这些中紫外球状星团的功能。然而，大多数星系不同意由这些简单的模型给出的BL 2538，S2850和Mg_{2}值。中紫外特征似乎需要旧的富金属和小的旧的贫金属（Z $\leq$ 0.001）人口。尽管受到模型恒星通量质量的限制，我们的研究已经产生了两个有前途的中紫外光谱诊断（BL 2538和S2850），并提出了独特的和复杂…
1999-11-12 astro-ph
Sodium abundances in nearby disk stars
我们目前的钠丰度附近的恒星样本。所有的结果都来自NLTE统计平衡计算。与电子和氢原子的碰撞相互作用的影响进行评估，通过比较的太阳光谱非常精确的适合钠I线的核心。NLTE效应在贫金属恒星中更为明显，因为统计平衡主要由碰撞控制，碰撞中至少电子成分大大减少。对钠丰度测定的影响方向与以前发现的Mg和Al相反。在[Fe/H]约为-0.6的厚盘星中，NLTE修正约为-0.1。我们的[Na/Fe]丰度比是关于厚盘和薄盘恒星的太阳。证实了Edvardsson等人（1993）发现的富金属恒星[Na/Fe]随[Fe/H]的增加而增加的现象。我们的研究结果表明，钠产额增加的金属丰度，相当大量的钠可能是由AGB星产生。我们发现，[Na/Fe]比，与[Mg/Fe]比，运动学数据或恒星演化年龄，使薄和厚盘成员之间的个人歧视。
2004-05-27 astro-ph
Metal abundances in extremely distant Galactic old open clusters. I. Berkeley 29 and Saurer 1
本文报道了银河系古老的疏散星团Berkeley~29和Saurer~1中四颗巨星的高分辨光谱。这两个星团拥有迄今为止已知的疏散星团中最大的银河系中心距离，因此是探测银河系盘外围化学模式和演化的关键对象。我们发现，$[Fe/H]=-0.38\pm0.14$和$[Fe/H]=-0.44\pm0.18$分别为Saurer 1和Berkeley~29。基于这些数据，我们首先修正了星系团的基本参数，然后在银河系盘径向丰度梯度的背景下讨论它们。这两个星系团似乎都明显偏离了总的趋势，这表明银河系圆盘的外部与内部圆盘相比经历了完全不同的演化。特别是Berkeley~29显然与Monoceros流有关，而Saurer~1则表现出非常不同的性质。丰度比表明，外盘的化学演化是由星系晕。
2004-06-30 astro-ph
The Formation of Cosmic Structures in a Light Gravitino Dominated Universe
我们分析了宇宙结构的形成模型中，暗物质占主导地位的轻引力子质量为$ 100$ eV- 1千电子伏，规范介导的超对称性（SUSY）破缺模型预测。在评估了引力子退耦（$g_*$）的自由度后，我们计算了物质波动的传递函数，并表明引力子的行为就像温暖的暗物质（WDM）的自由流规模可比的星系质量尺度。我们考虑不同的低密度的WDM模型的变体，无论有和没有宇宙学常数，并比较预测的中性氢丰度内高红移阻尼Ly- $α$系统和本地星系团的数量密度与相应的观测约束。我们发现，没有一个模型同时满足这两个约束，除非一个相当小的$Ω_0$值（$\mincir 0.4$）和一个相当大的哈勃参数（$\magcir 0.9$）被假定。此外，在一个模型与温暖+热的暗物质，与热成分提供的大质量中微子，强烈的抑制尺度上的$\sim 1\hm$的波动排除了高红移天体的形成，当低- $z$集团的丰度是必需的。我们的结论是，所有不同的变种轻引力子DM占主导地位的模型表现出强烈的困难，什么关系到宇宙结构的形成。这给规范介导的超对称性破缺方案一个严格的宇宙学约束。
1997-09-05 astro-ph hep-ph
