Clues to Globular Cluster Evolution from Multiwavelength Observations of Extragalactic Systems
我们提出了一个研究的球状星团（GC）系统附近的椭圆星系和S0星系在各种波长的X射线到红外线。我们的分析表明，大约一半的低质量X射线双星（LMXB），即吸积中子星或黑洞系统的发光示踪剂，在集群。有一个令人惊讶的LMXB频率和GC的金属丰度之间的强相关性，与富金属GC托管的三倍多的LMXB的金属贫乏的，并没有令人信服的证据与GC年龄的相关性到目前为止。在一些星系中，LMXB的形成率随GC颜色而变化，甚至在典型的双峰星系团颜色分布的红色峰值内也是如此，这提供了一些迄今为止最有力的证据，表明在富含金属的GC峰值内存在金属丰度变化，正如在分层星系形成场景中所预期的那样。我们还注意到，任何对GC颜色分布中细微变化的分析都必须仔细考虑统计误差和系统误差。我们警告说，一些已发表的GC相关性，如明显的“蓝色倾斜”或质量金属丰度效应可能没有物理起源，可能是由系统性观测偏差引起的。
2007-10-16 astro-ph
Clues on the evolution of the Carina dwarf spheroidal galaxy from the color distribution of its red giant stars
船底座矮球状星系的细长红巨星分支（RGB）乍一看非常令人困惑，似乎与几个不同的恒星形成爆发的存在形成对比。在这封信中，我们根据新的BVI宽视场观测提供了船底座红巨星颜色扩展的测量，并通过合成颜色-星等图模拟了RGB的宽度。测得的颜色扩散，Sigma{V-I}=0.021 +/- 0.005，是相当自然地占了星系的恒星形成历史。薄的RGB似乎基本上与其占主导地位的恒星星族的有限年龄范围有关，在给定的年龄不需要金属丰度分散。这个结果相对于假设的年龄-金属丰度关系的变化来说是相对稳定的，只要星系寿命的平均金属丰度与观测值相匹配（[Fe/H] = -1.91 +/- 0.12，经过年龄效应的校正）。光度数据的分析也对船底座的化学演化提出了一些限制，表明船底座的星际介质的化学丰度在恒星形成的每一幕中都很低，即使这些事件发生在许多Gyr上。
2003-04-23 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
Homogeneous age dating of 55 Galactic globular clusters. Clues to the Galaxy formation mechanisms
我们提出了一个大样本的银河系球状星团，其中约30%的银河系总人口的均匀年龄测定。对它们年龄分布的研究表明，从最贫金属的到中等金属丰度的所有集群都是同时代的，而在较高的[Fe/H]下存在年龄分布，以及年龄-金属丰度关系。与此同时，在一定的银河系中心距离内的所有星系团似乎都是同时代的，而距离银河系中心更远的星系团则存在年龄分布，与距离没有任何关系。[Fe/H]和银河距离的年龄传播的开始和年龄-金属丰度关系的斜率的精确值受到强烈的影响，但不确定的[Fe/H]规模。我们讨论了如何在所采用的[Fe/H]规模和集群样本量的差异可能会解释不同作者的集群年龄分布的差异性结果。利用我们的样本中包含的大量对象，我们还测试了年龄是决定水平分支形态的全局第二参数的可能性，并发现年龄可以解释第二参数效应的全局行为的迹象。
2002-04-24 astro-ph
Clues to the nature of high-redshift OVI absorption systems from their (lack of) small-scale structure
我们提出的高红移（<z>~ 2.3）OVI吸收系统沿平行视线对两个透镜类星体的第一次调查的结果。经过仔细和明确的搜索，我们发现了10个干预OVI系统。在误差范围内，所有的OVI系统出现在相同的红移，并有类似的线强度在前面的两个类星体的图像，而在大多数情况下，CIV或SiIV显示更多的差异跨越视线，无论是在径向速度或线强度。我们的结论是：（1）OVI的相干长度必须远大于~ 1 kpc，（2）CIV吸收体的重要部分可能不会驻留在与OVI相同的体积中。由于多普勒参数与光电离是一致的，我们提出了一个模型，其中CIV发生在两个不同的光电离阶段，一个大的，具有几百千秒差距和轴承OVI的特征尺寸，和另一个一个小的10倍，包含CIII。该模型能够解释观察到的柱密度和运动学的各种横向差异。我们成功地将该模型应用于两种吸收剂，具有低和高金属含量。在低金属丰度区[C/H]-2，我们发现[C/O]-0.7才能解释观测结果，这暗示了晚期（z < 6）而不是早期的金属富集。在高金属丰度区，观测到的OVI和CIV气体之间的解离可能是由星系外流产生的。总而言之，相对丰度，不均匀的CIV和无特征的OVI与最近在吸收发生之前处理过的气体一致（因此接近恒星形成区域）。最后，我们简要地讨论了三个关联系统（z_abs ~ z_em），也显示OVI。（节略）
2007-03-13 astro-ph
Spots on the surface of HgMn stars: Clues to the origin of Hg and Mn peculiarities
我们最近利用VLT的UVES和ESO 2.2 m望远镜的FEROS对大样本HgMn星进行了研究，取得了重要的结果，发现大多数HgMn星表现出各种化学元素的光谱变化，证明了这些恒星表面存在不均匀分布是一个相当普遍的特征，而不是一个罕见的现象。
2007-12-02 astro-ph
Wide-field (sub)millimeter continuum surveys of protoclusters: Clues to the origin of the IMF
最近对附近恒星形成区域的（亚）毫米连续谱调查揭示了大量新的冷云碎片。那些小尺度（直径< 10000 AU），无恒星，引力束缚的恒星是原恒星直接祖先的良好候选者，即，单个原恒星开始坍缩的结构。这些原星团凝聚的质谱让人想起恒星的初始质量函数（IMF），这表明IMF部分是由恒星形成的前恒星阶段的云碎片决定的。
2001-03-01 astro-ph
Clues to the origin of metals in the Ly-alpha forest
我们分析z=2 Ly-alpha和CIV森林沿两个相邻的视线在高S/N和光谱分辨率，以评估银河系介质中的金属起源的问题。我们发现，含有可检测量的金属的气体（如CIV吸收中所见）在几千秒差距的尺度上比没有金属的气体更不安静。虽然很难明确区分可能的富集来源和每种来源对视线差异的贡献程度，但这些都表明金属富集系统与星系有关（即，它们不会出现在IGM中，也不会出现在银河风中）。
2003-09-11 astro-ph
Oxygen Abundances in Nearby Stars. Clues to the formation and evolution of the Galactic disk
对523颗FGK盘星和晕星（d<150 pc）的铁和氧丰度进行了均匀测定，其金属丰度范围为-1.5<[Fe/H]<0.5。从777 nm O I三重态的限制性非LTE分析推断氧丰度。我们使用恒星运动学来计算我们的样本恒星的概率是薄盘，厚盘，或星系晕的成员。我们发现，大多数的运动学选择厚盘星显示较大的[O/Fe]比相比，薄盘星。仔细检查这种模式的盘星与模糊的概率表明，一个中间人口之间的薄和厚磁盘的属性是不存在的。排除具有不寻常运动学的恒星，我们发现厚盘恒星的[O/Fe]比在-0.8<[Fe/H]<-0.3范围内从0.5到0.4缓慢下降。使用一个简单的模型的厚盘的化学演化，我们表明，这种趋势直接从II型超新星产量的金属丰度依赖的结果。在[Fe/H]>-0.3时，我们没有发现突然降低的明显迹象（即，在厚盘恒星的[O/Fe]与[Fe/H]模式中，这将在高金属丰度时连接厚盘和薄盘趋势。我们的结论是，Ia型超新星（SN Ia）没有显着的厚盘的化学富集的贡献。[删节]
2007-01-12 astro-ph
An analysis of ultraviolet spectra of Extreme Helium Stars and new clues to their origins
利用哈勃空间望远镜空间成像光谱仪紫外光谱测定了7颗极端氦星（EHes）的丰度，其中包括重元素Y和Zr，它们是LSE 78，BD+10 2179，V1920 Cyg，HD 124448，PV Tel，LS IV-1 2和FQ Aqr。分析了BD+10 2179、V1920 Cyg和HD 124448三颗恒星的新光谱。丰度分析是使用LTE线的形成和LTE模型的气氛，特别是为这些EHe星。用紫外光谱和光谱得到的恒星参数符合得很好。七种EHE的采用丰度来自UV和光学分析的组合。另外10个EHes的公布结果提供了以几乎均匀的方式获得的总共17个EHes的丰度，这是有记录以来最大的样本。EHe的初始金属丰度由Al到Ni的元素丰度表示，Fe被用来代表初始金属丰度。铁的丰度范围从大约太阳能到大约太阳能的百分之一。EHe演化的线索包含在H、He、C、N、O、Y和Zr丰度中。两个新的结果是：（i）一些恒星的O丰度接近于预测的初始丰度，但N丰度表明初始C，N和O几乎完全转换为N的hoc循环;（ii）七颗恒星中有三颗的紫外光谱显示出Y和Zr的强烈增强归因于s过程。根据CO白矮星吸积He白矮星的预期，讨论了观测到的成分。
2005-10-06 astro-ph
Observational Clues to Brown Dwarf Origins
在过去的一年里，我们进行了一个多方面的计划，以调查褐矮星的起源和早期演化。使用高分辨率凯克光谱的~30个对象附近和低于亚恒星边界的几个恒星形成区域，我们提出了令人信服的证据，T金牛座一样的吸积阶段在年轻的棕矮星。我们系统地研究了红外L '波段（3.8微米）磁盘多余的光谱证实的年轻的非常低质量的对象显示，一个显着的比例棕矮星港口磁盘在一个非常年轻的年龄。它们的内盘寿命似乎与金牛T星周围的盘没有很大的不同。总的来说，我们的发现与大多数低质量恒星，棕矮星和孤立的行星质量物体的共同起源是一致的。
2003-06-11 astro-ph
Abundances of Cu and Zn in metal-poor stars: clues for Galaxy evolution
我们对90颗贫金属星的铜和锌丰度进行了新的观测，这些贫金属星的金属丰度范围为-3< [Fe/H] <-0.5。本研究是基于在上普罗旺斯天文台（R= 42000，S/N > 100）收集的高分辨率光谱测量。讨论了Cu和Zn丰度作为金属度[Fe/H]的函数的趋势，并与铁以外的其他重元素进行了比较。我们还估计空间速度和银河系轨道参数为我们的目标恒星，以解开人口的盘星晕星使用运动学标准。在没有一个坚定的先验知识的核合成机制控制铜和锌的生产，以及相对恒星的网站，我们得到这些最后的限制从观察到的比率[Cu/Fe]和[Zn/Fe]的趋势在整个银河系的历史，以及从一些良好的建立基本核合成过程中的恒星的属性。因此，我们确认，铜和锌的生产需要一些不同的来源（中子捕获在大质量恒星，S-处理在低和中等质量的恒星，爆炸性核合成在各种超新星类型）。我们还试图通过不同的生产机制所发挥的相对作用的排名，并验证这些提示通过一个简单的估计银河富集铜和锌。与先前提出的建议一致，我们发现了Ia型超新星必须发挥相关作用的证据，特别是对于铜的生产。
2002-09-19 astro-ph
Discovery of two magnetic massive stars in the Orion Nebula Cluster: a clue to the origin of neutron star magnetic fields?
中子星中磁场的起源，以及磁星和强磁化射电星之间的物理差异，仍处于激烈的争论之中。有人认为，中子星的祖先（大质量OB星）的性质，如旋转，磁场和质量，可能在导致II型SNe的核心坍缩的结果中起着重要的作用。因此，了解OB星祖先的磁性，对于限制导致中子星诞生的恒星演化模型，将是一个重要的资产。在这里，我们提出了一个广泛的研究的开始，其目标是表征主序星的磁性大质量OB星。我们报告了在猎户座星云星团中发现的两颗新的大质量磁星：Par 1772（HD 36982）和NU Ori（HD 37061），估计的偶极极强度（1 σ误差棒）分别为1150（+320，-200）G和650（+220，-170）G。
2008-03-18 astro-ph
Clues to the origin of parsec to kilo-parsec jet misalignments in EGRET sources
耀变体中秒差距喷流和千秒差距喷流的视位置角差$Δ$ PA与喷流的弯曲特性有关。我们提出了一个$γ$射线耀变体样本的未对准$Δ$ PA和射电与宽线发射之比之间的相关性。本研究仅限于EGRET源，因为这些源的无线电和光学特性的统一数据很容易获得。宽谱线辐射是陡谱类星体和平谱类星体吸积能力的一个很好的指示。我们发现$Δ$ PA和无线电通量（总流量和无线电核心流量分别）的比宽线通量，这是一致的光束的情况下，显着的相关性。$Δ$ PA和扩展射电与宽线通量之比之间的弱相关性可能意味着喷流的内禀弯曲与喷流机械功率与吸积功率之比有关。
2000-01-11 astro-ph
Clues from microquasars to the origin of radio-loudness of quasars
我们分析了四个微类星体（GRS 1915+105，Cyg X-1，Cyg X-3和Sco X-1）在无线电和X射线中的长期变化。我们的分析结果表明存在两种不同的能量输出模式，我们称之为“耦合”模式和“燃烧”模式。耦合模式负责轻微波动，平坦频谱的无线电发射，与X射线发射耦合;耀斑模式产生强大的，陡峭频谱的无线电耀斑，在X射线中没有明显的对应物。我们发现，一个典型的微类星体在耀斑模式所花费的时间的分数是类似的类星体的无线电响亮的分数。这与类星体的射电响度是观测源的时代的函数的假设是一致的。
2006-11-06 astro-ph
The Sightline to Q2343-BX415: Clues to Galaxy Formation in a Quasar Environment
我们发现了一个与暗类星体Q2343-BX 415（R = 20.2，z_em = 2.57393）在红移上一致的强DLA。在中间光谱分辨率的后续观察表明，与此“接近”DLA的金属线由两组吸收成分。其中一组正以约150-600 km/s的速度向类星体移动;这种气体是高度电离的，并没有完全覆盖连续源，这表明它在物理上接近活动核。另一个是占大部分中性气体的，相对于类星体是蓝移的，最强的成分在~ -160 km/s。我们认为，PDLA产生的可能性，在流出的星际介质的宿主星系Q2343-BX 415，在附近的速度强的C IV和N V吸收的解释支持，并通过强烈的辐射场longward的莱曼极限暗示的高C II*/H I比。如果Q2343-BX 415是这些UV光子的主要来源，那么PDLA位于距离活性核约8或约37 kpc处。或者，吸收体可能是一个与类星体无关的前景恒星形成星系，并且巧合地处于相同的红移，但我们对Q2343-BX 415的深度成像和后续光谱学尚未产生可能的候选者。我们测量了PDLA中14种元素的丰度，发现总体金属丰度为太阳的1/5，并且该金属丰度的相对元素丰度为正常模式。因此，在这个PDLA中，没有证据表明某些邻近的高电离系统具有超太阳金属丰度。
2007-08-01 astro-ph
An Imaging and Spectroscopic Study of the z=3.38639 Damped Lyman Alpha System in Q0201+1120: Clues to Star Formation Rate at High Redshift
我们提出了一系列的成像和光谱观测的结果，旨在确定和研究负责z = 3.61类星体Q 0201 +1120中的z = 3.38639阻尼lya系统的星系。我们发现，DLA是一个物质集中体的一部分，该物质集中体至少包括4个（可能更多）线性共动维度大于5 h ^-1 Mpc的星系。在碰撞参量为15 h^-1 kpc时，吸收体可能是一个0.7 L* 的星系，但仍需要后续的光谱学来进行确认。气体是湍流的，有许多吸收成分分布在大约270 km/s的范围内，有一个大的自旋温度，T_s大于4000 K。对于这个红移，金属丰度相对较高，Z（DLA）约为1/20 Z（太阳）。从具有不同核合成时标的元素的相对比例考虑，似乎在这个DLA中最后一次主要的恒星形成事件发生在z大于4.3时，比我们观察到它的时间早了大约5亿年。
2000-10-20 astro-ph
Asteroseismology of exoplanets hosts stars : tests of internal metallicity
与没有探测到行星的恒星相比，系外行星的宿主恒星呈现出明显的金属丰度过剩，平均过剩量为0.2 dex。这种过剩可能是原始的，在这种情况下，恒星应该是过度金属化的，直到它们的中心，或者它可能是由于在行星形成的早期阶段的吸积，在这种情况下，恒星只会在它们的外层过度金属化。在本文中，我们显示的差异，在内部结构的恒星，根据所选择的方案。也就是说，具有相同可观测参数（光度，有效温度，外部化学成分）的两颗恒星，根据它们过去的历史，它们的内部是完全不同的，我们通过计算它们的演化轨迹来重建它们的历史。可能发生的情况是，具有初始过金属丰度的恒星具有对流核心，而遭受吸积的恒星则没有。我们声称，对这些系外行星宿主恒星的星震研究可以提供有关其内部结构和金属丰度的线索，这可能有助于理解行星的形成。
2004-08-31 astro-ph
Observations and modelling of a clumpy galaxy at z=1.6: Spectroscopic clues to the origin and evolution of chain galaxies
我们研究了红移为1.57的团簇星系的性质。在光学观测中，这个星系的形态主要是由8个恒星形成的团块所控制，并具有大多数团块星系和链星系的典型光度特性。它复杂的不对称形态使人们认为这个系统是几个最初分离的原星系的合并。我们在VLT UT 4上用SINFONI对该系统进行了H_α积分场谱分析。这些观测结果揭示了整个系统的大尺度速度梯度，但具有大的局部运动学扰动。利用一个富气盘碎裂的数值模型，我们发现，团块的相互作用和迁移可以解释所观察到的扰动旋转。另一方面，对于多重合并系统，不期望全局旋转。我们进一步发现，该系统遵循恒星质量与金属丰度，恒星形成率和大小的关系，预期在这个红移的磁盘，并表现出类似磁盘的径向金属丰度梯度，使内部磁盘碎片的情况是最有可能的。在这个原螺旋星云中，一个红色的金属中心集中区似乎是一个凸起。在同一视场中，一个红移为2.07的链状星系也显示出类似圆盘的旋转。这样的系统很可能是现在明亮的螺旋星系的祖先，通过团块迁移和分裂形成指数盘，并为它们的膨胀提供燃料。我们目前的研究结果表明，扰动的形态和运动学并不一定是星系合并和相互作用的标志，而可能是原始盘内部演化的结果。
2008-04-09 astro-ph
Chemical Evolution and Starbursts
本文的第一部分涉及非太阳和-晚型，矮，高红移星系-一般subsolar丰度对星暴星系的观测数据的解释的影响。它指出了颜色，亮度，发射线等的差异，从一个模型中获得的低金属输入物理的恒星暴的恒星星族的星系顶部相比，在其他相同的模型，仅使用太阳金属输入物理。第二部分涉及恒星暴期间的化学演化，并将模型预测与观测线索进行对比。
2001-01-23 astro-ph
Star-forming galaxies in SDSS: signs of metallicity evolution
星系在宇宙时间中的演化在高红移下已经得到了广泛的研究，但在低红移下的研究还很少。然而，低红移的研究将为星系的演化提供重要的线索，提供本地和高红移宇宙之间所需的联系。在这项工作中，我们专注于在低红移的螺旋星系中的气体的金属丰度，寻找化学演化的迹象。本文分析了在不同红移下光度相近的成星星系的金属丰度含量，利用SDSS-DR 5（Sloan Digital Sky Survey-Data Release 5）数据，采用0.1 ~ 0.4的不同红移间隔，对成星星系的金属丰度进行了研究。我们使用SDSS-DR 5的公开数据，用STARLIGHT光谱合成代码处理，校正尘埃消光的通量，使用R23方法估计金属丰度，并根据[NII]6583/[OII]3727线比分析样品。在最后的207个星系样本中，我们发现12+log（O/H）相对于其余星系的红移区间0.3 < z < 0.4减少了~0.1 dex，这可以解释为低z星系金属丰度演化的证据。
2008-12-14 astro-ph
Dark galaxies or tidal debris? Kinematical clues to the origin of massive isolated HI clouds
最近在室女星系团中发现了一个质量为$\sim10^8$ M $_{\odot}$的扩展HI云（VIRGOHI 21），没有明显的光学对应物。为了了解明显孤立的HI云的物理性质的起源，如VIRGOHI 21，我们数值研究潮汐HI碎片的物理性质，形成星系团中的星系-星系相互作用。我们的流体动力学模拟表明，总HI质量为$10^8-10^9$ M $_{\odot}$的潮汐碎片可以有（1）宽HI速度宽度（$>200$ km s $^{-1}$），（2）小质量分数的恒星（$\sim$ 10%），（3）平均$B$带表面亮度的恒星组件比30 mag arcsec $^{-2}$。这些结果表明，室女座HI 21，这是在投影距离$\sim$ 150千秒差距的单臂，HI丰富的螺旋星系M99（NGC 4254），是潮汐碎片。我们建议，HI云的模拟和观测速度场之间的比较使我们能够更好地理解它们的性质和起源（例如，无论它们只是潮汐碎片还是只有HI气体并被暗物质晕嵌入的“暗星系”）。我们还讨论了孤立的HI气体通过热的团内气体的热传导蒸发的时间尺度。
2005-05-29 astro-ph
On the nature of the z=0 X-ray absorbers: I. Clues from an external group
在河外视线的高质量Chandra谱中观测到OVII的零红移吸收线。产生这些线的吸收体的位置，无论是来自银河系的日冕还是来自本星系群，甚至是更大规模的结构，一直是一个争论的问题。在这里，我们研究另一个像我们的本星系团这样的穷人群体，以了解从星系到群体尺度的柱密度分布。我们表明，我们还不能排除组起源的z=0系统。我们进一步认为，关于z=0系统的银河系与河外起源的争论还为时过早，因为它们可能包含两种成分，并预测未来更高分辨率的观测将把z=0系统分解为多个成分。
2007-09-18 astro-ph
Merging between a Central Massive Black Hole and a Compact Stellar System: A Clue to the Origin of M31'S Nucleus
观测到M31的中央隆起有两个明显的亮度峰，峰间距为$\sim$ 2 pc。Tremaine（1995）最近提出了一个新的观点，认为M31的核心实际上是一个围绕着中心超大质量黑洞的厚偏心盘。为了探索偏心盘的起源，我们数值研究了一个中心质量为$\sim$ $10^7$ $M_{\odot}$的大质量黑洞与一个质量为$\sim$ $10^6$ $M_{\odot}$、星系核中央10 pc大小为几pc的致密恒星系统合并的动力学演化.我们发现，恒星系统被大质量黑洞的强潮汐场破坏，从而形成一个旋转的核厚恒星盘。在已发展的盘中，每个恒星的轨道都是相当偏心的，平均偏心率为$\sim$ 0.5。这些结果意味着Tremaine（1995）提出的M31核偏心盘可能是由中心大质量黑洞与致密恒星系统合并形成的。我们进一步讨论了一个紧凑的恒星系统是何时以及如何转移到核区域周围的一个大质量黑洞。
2000-12-16 astro-ph
The Origin of X-shaped Radio Galaxies: Clues from the Z-symmetric Secondary Lobes
现有的一些X形射电星系的射电图像显示Z对称的形态在其较弱的次级叶，不能自然地解释的星系合并或射电叶回流的情况下，这两个占主导地位的模型，这些X形射电源。我们表明，合并的图片可以解释这些形态考虑到，在合并之前的超大质量黑洞，较小的星系释放大量的气体到ISM的占主导地位的活跃星系。这种旋转的气体，其角动量轴通常不会与原始喷流对齐，很可能在距离核约10 kpc的距离处提供足够的冲压压力，以弯曲从中央发动机出现的现有喷流，从而在一对射电瓣中产生Z对称。一旦两个黑洞在大约10^7年后合并，喷流的快速重新定向将沿着一个方向，该方向接近被吞噬星系相对于主星系的轨道角动量，这将产生X形射电星系的年轻主叶。这幅图自然解释了为什么这样的源通常具有接近FR I/II突变的功率。我们认为，纯粹的Z对称射电源往往是在合并和伴随的大量引力辐射的排放，而X形的已经合并和辐射。
2003-08-05 astro-ph
Stellar Rotation: A Clue to the Origin of High Mass Stars?
我们提出了一项旨在评估低质量和高质量恒星是否形成类似的研究结果。我们的方法是：（1）检查在质量范围在0.2到50 M之间的新形成恒星的大样本中观测到的投影旋转速度;（2）寻找旋转特性不连续的证据，这可能表明在某些特征质量下恒星形成过程中的差异。我们的数据库包括最近发表的值v sin i的年轻的中等和低质量的恒星在猎户座，以及新的观测O星位于年轻的集群和OB协会。我们发现，v_obs/v_c（观测到的旋转速度/赤道分裂速度）的中值通常约为0.15，在整个恒星质量范围内没有不连续性的证据，而Jsini/M（导出的每单位质量角动量）随着质量的增加呈现缓慢的单调上升，没有不连续性的证据。我们认为，这些观测结果最简单地解释为一个单一的恒星形成和角动量调节机制的指示：一个结果在旋转速率远低于解体，和角动量每单位质量的系统差异不超过3-4倍的质量范围跨越一个因素250。
2006-04-25 astro-ph
Metals in Star-Forming Galaxies at High Redshift
高红移星系的化学成分是一个重要的性质，可以为它们过去的历史和未来的演化提供线索。用目前的技术测量遥远星系的丰度往往是一个挑战，而典型的金属丰度指标往往不能应用。我讨论了目前可用的金属丰度指标的基础上恒星和星际吸收和发射线，并评估其局限性和系统的不确定性。最近的研究表明，恒星形成星系在红移3左右的重元素丰度已经接近太阳，与宇宙学模型的预测一致。
2005-06-13 astro-ph
The RR Lyrae Period-Amplitude Relation as a Clue to the Origin of the Oosterhoff Dichotomy
Oosterhoff I型星团M3和M107以及Oosterhoff II型星团M9和M68中具有“正常”光变曲线的RRab星（基模增辐器）的周期-V振幅关系的检验表明，给定周期的V振幅不是金属丰度的函数。相反，它是Oosterhoff类型的函数。这一结果被已发表的对M4、M5和M92中RRab星的观测所证实。Jurcsik和Kovacs设计的一种方法被用来确定RRab星的光变曲线是“正常的”还是“特殊的”。虽然M3被认为属于奥斯特霍夫I型星群，但它有三颗明亮的RRab星，似乎符合奥斯特霍夫II型RRab星的周期-振幅关系。有证据表明这些明亮的恒星比M3中的其他RRab星处于更高级的演化状态，因此得出奥斯特霍夫二分法是由于演化的结论。我们的结果支持李，德马克和津恩假设，大多数RR天琴座变量在Oosterhoff I型集群是ZAHB对象，而那些在Oosterhoff II型集群更进化。这可能对Oosterhoff II型星系团的年龄产生重要影响。如果它们的RR天琴座变星都是从ZAHB演化而来的，那么在假设它们是ZAHB天体的研究中，它们的年龄被高估了。
1999-02-19 astro-ph
Study of the Origin of the Luminosity-Metallicity and the Stellar Mass-Metallicity Relations in Hierarchical Universes
本文研究了星系团体系中的光度-金属丰度关系（LMR）和恒星质量-金属丰度关系（MMR）。我们进行了数值流体动力学模拟与Scannapieco等人的化学GADGET-2。05 The Universe（2005）我们发现我们模拟的星系系统再现了观测到的局部LMR及其在零点和斜率上的演化。模拟的MMR也与最近的观测结果一致。通过对MMR演化过程的分析，我们发现在~10^（10.2）M_sun / h处存在一个特征质量，它将两个具有不同天体物理性质的星系群分开。更大质量的系统倾向于在z > 2时形成恒星，并且比较小的系统表现出更少的演化。因此，这种特征质量是由分层方案中结构的形成决定的。我们的研究结果还表明需要重要的超新星反馈。
2006-05-02 astro-ph
MMT Extremely Metal Poor Galaxy Survey I. An Efficient Technique to Identify Metal Poor Galaxies
我们展示了一个成功的战略，以确定极端金属贫星系。我们对24个候选星系的初步调查包含10个贫金属星系，其中4个12+log（O/H）<7.65，是迄今已知的金属丰度最低的蓝色致密星系。有趣的是，我们的贫金属星系样本的光度比蓝色致密星系，dIrrs和正常恒星形成星系的可比样本具有系统性较低的金属丰度。然而，我们的贫金属星系与附近长持续时间伽马射线暴（GRB）的宿主星系有着非常相似的性质，包括相似的金属丰度、恒星年龄和恒星形成速率。我们用Hβ来测量银河系中存在的OB星的数量，并估计出核心坍缩超新星的速率约为10^-3年^-1。一个更大的贫金属星系样本可能会提供新的线索，伽玛射线暴形成的环境，并可能提供一个潜在的伽玛射线暴主机的列表。
2007-09-27 astro-ph
New Clues on the Calcium Underabundance in Early-Type Galaxies
我们使用我们新的恒星星族模型，其中包括可变元素丰度比的影响，模拟早型星系的Ca 4227吸收线指数（Trager等人），并导出钙元素丰度。我们发现，钙虽然是一种α元素，但相对于其他α元素，钙的抑制高达2倍。这从数量上证实了早期的推测，即早期类型的星系钙含量不足。我们发现α/Ca比和中心速度色散之间存在明显的相关性，这意味着质量越大的星系钙含量越低。有趣的是，这种相关性延伸到本星系群的矮球状星系，它们的α/Ca比值已经从单个恒星的高分辨率光谱中测量出来（Shetrone等人）。随着星系质量的增加，钙的丰度不足平衡了更大质量星系的总金属丰度，因此早型星系中的钙丰度相当恒定，特别是不会随着星系质量的增加而增加。这一结果可能是理解为什么早型星系在8600埃处的CaII三重态吸收在很大的速度色散范围内保持在5%以内的关键（Saglia等人; Cenarro等人）。早型星系中钙丰度不足的起源仍有待了解。我们认为，形成的时间尺度不利于产生钙丰度不足，和金属丰度依赖的超新星产量的选择可能是最有前途的跟踪。
2003-03-27 astro-ph
Spectral Modelling of Star-Forming Regions in the Ultraviolet: Stellar Metallicity Diagnostics for High Redshift Galaxies
高红移星系的化学成分是一个重要的性质，它提供了线索，他们过去的历史和未来的演化，但很难测量与目前的技术。在本文中，我们调查新的金属丰度指标，根据恒星光球功能的强度在静止帧紫外波长。通过将演化光谱合成代码Starburst 99与非LTE模型大气代码WM-基本的输出相结合，我们开发了一个代码，该代码可以模拟恒星形成区域在1/20和两倍太阳金属丰度之间的综合紫外恒星光谱。我们使用我们的模型来探索一些对金属丰度敏感的光谱区域，并清除其他光谱特征。最有希望的金属丰度指标是1935 A和2020 A之间的吸收特征，这是由许多Fe III跃迁的混合引起的。我们比较了我们的模型光谱的观测两个研究高红移恒星形成星系，MS 1512-cB 58（莱曼break星系在z = 2.7276），和Q1307-BM 1163（一个UV明亮的星系在z = 1.411）。模型很好地再现了在这些星系中观测到的光球吸收特征的轮廓。此外，从它们的等效宽度推断的金属丰度与以前基于星际吸收和星云发射线的测定结果吻合得很好。我们的新技术似乎是一个有前途的替代品，或补充，已建立的方法，只有一个有限的适用性在高红移。
2004-07-14 astro-ph
On the origin of the luminosity - metallicity relation for late-type galaxies: Spirals to irregulars transition
我们考虑了晚型星系中两种被广泛引用的金属度-光度相关机制的作用：较高的散射水平和随着光度增加重元素损失效率降低。我们发现这两种机制对低光度星系（logL_B = 8）和高光度星系（logL_B = 10.5）氧丰度范围的贡献大致相等。我们还考虑了从螺旋到不规则星系的过渡，发现氧丰度不足（表明星系与其环境之间的质量交换程度）和气体分数沿序列平稳变化。因此，我们没有发现“不规则与螺旋二分法”。
2000-01-05 astro-ph
Clues on the Physical Origin of the Fundamental Plane from Self-consistent Hydrodynamical Simulations
我们报告的研究的参数特征的质量和速度分布的两个样本的放松椭圆状物体（ESPs）确定，在z=0，在一组自洽流体动力学模拟操作的背景下的和谐宇宙学模型。恒星的形成（SF）已经实现了唯象的模拟框架中的湍流序列的情况下，通过阈值气体密度和效率参数。每个ELO样本的特征在于这些参数所取的值。我们已经发现，（的）ELO恒星质量，投影恒星半质量半径，和恒星中心视线（LOS）速度色散定义动力学基本平面（FP）。零点取决于SF参数采用的特定值，而斜率不变。已发现的ELO样品的重子和暗质量ELO成分的相对含量和相对分布与质量尺度的系统趋势。这些趋势的物理起源在于系统的减少，随着ELO质量的增加，重子质量分量沿ELO质量组件经历的相对耗散，导致动力学FP相对于维里平面的倾斜。两个ELO样品的动力学FP与SDSS椭圆样品在相同变量下的动力学FP是一致的，不再需要任何来自恒星星族效应的相关贡献来解释观测到的倾斜。然而，这些效应可能导致了观测到的FP的散射，因为动态FP被发现比观测到的要薄。我们报告的结果提示，第一次，在一个可能的方式来理解所观察到的FP在宇宙学背景下的倾斜。
2005-11-17 astro-ph
Clues to the nature of damped Lyman alpha systems from chemical evolution models
研究了阻尼莱曼α系统金属丰度的演化，以了解这些系统的性质。DLAs的化学丰度的观测数据进行了分析与强大的统计方法，并对丰度进行了修正的灰尘耗尽。这种分析的结果进行了比较，几类化学演化模型的预测：一区矮星系模型，多区磁盘模型，和化学动力学模型代表矮星系。我们比较了观测数据的[α/Fe]和[N/α]比从模型的预测。在DLAs中，矮星系单带模型和盘模型只能部分再现这些比值。另一方面，矮星系的化学动力学模型再现了几乎所有DLAs的性质。我们推导了矮星系的形成年代，发现矮星系对DLAs中的总中性气体密度有显著的贡献，并且这种贡献在高红移（z > 2-3）时更为重要。我们提出了一个方案，其中DLA人口占主导地位的矮星系在高红移和磁盘在较低的红移。我们还发现，莱曼Break galvanism（LBG）可能构成一个序列，而不是提出一个尖锐的二分法之间的两个人口。我们也出现了这样的可能性，我们可能会错过整个人口的高HI密度柱对象，与金属丰度之间的DLAs和LBG的。最后，我们讨论的可能性，仅依赖于DLAs的观测可能会导致低估的高红移宇宙的金属含量。
2003-04-07 astro-ph
A Survey for NV Absorption at z~z_GRB in GRB Afterglow Spectra: Clues to Gas Near the Progenitor Star
我们调查了长持续时间的伽马射线暴（GRB）的余辉光谱中的NV吸收，目的是研究这些事件的星系中的高度电离气体。我们发现，在z~z_GRB中出现NV气体的光谱发生率很高（6/7），而且大多数都显示出大的柱密度NV > 10^14 cm^-2。除了一个例外，观察到的谱线轮廓在运动学上是“冷”的，即它们很窄，与中性气体的吸收线有很小的速度偏移（Dv < 20 km/s）。此外，NV吸收具有与UV泵浦精细结构线类似的速度，表明这些高离子位于GRB余辉的约1 kpc内。这些特征与在银河系的晕/盘中或沿高z阻尼Lya系统的视线检测到的NV气体不同，但类似于与类星体和一些高z星爆相关的窄吸收线系统。我们证明了γ射线暴余辉在r~ 10 pc时将氮光化为NV。这个过程可以产生NV吸收的特性类似于我们的大多数样品，我们认为这是沿伽玛射线暴视线NV的主要机制。因此，观测提供了这一距离的物理条件的快照。在这种情况下，观测结果意味着前身星的星风被限制在r<10 pc，这表明伽玛暴前身星出现在致密（n > 10^3 cm^-3）的环境中，这是典型的分子云。因此，观测结果主要限制了伽玛射线暴周围（前）分子云区域内气体的物理条件-金属丰度、密度、速度场。
2008-06-02 astro-ph
Formation of metal-poor gaseous halo in gas-rich galaxy mergers
为了探索椭圆星系中观测到的星际介质晕的基本化学性质的起源，我们数值研究了富气盘-盘星系合并过程中星际介质的化学动力学演化.本化学动力学研究的主要结果有以下三个。(1)由富气并合形成的椭圆星系表现出陡峭的负ISM金属丰度梯度，特别是在星系的外部。其根本原因是，ISM的化学演化进行在这样一个不均匀的方式，在合并的中心部分，金属富集的ISM是更有效的，由于径向流入的金属富集的ISM在耗散星系合并，而在外部部分，金属富集是不太有效的，由于大量的金属富集的ISM潮汐剥离合并。这一结果为最近ASCA揭示的椭圆晕气态金属丰度梯度的起源提供了线索。(2)由于并合过程中ISM的不均匀化学演化，一些并合遗迹的平均气态金属丰度明显小于恒星平均气态金属丰度。合并遗迹中恒星和气态金属丰度的差异程度取决于化学混合长度、星系质量和超新星反馈的有效性。(3)由多次合并形成的椭圆星系比由对合并形成的椭圆星系更可能具有贫金属的气体晕成分和陡峭的气体金属丰度梯度。这主要是因为在多次合并中，更大量的金属含量较低的ISM可以更有效地从星系中潮汐剥离。
1998-04-18 astro-ph
Quasars Probing Quasars III: New Clues to Feedback, Quenching, and the Physics of Massive Galaxy Formation
z~2类星体所在的银河系是当今大质量“红死”星系的高$z$祖先。由于类星体的近配对具有不同的红移，背景类星体可以用来研究前景类星体的晕气体吸收，提供大量关于反馈、淬火和大质量星系形成的物理信息。我们给出了一个明亮背景类星体的Keck/HIRES光谱，它位于一个角距为13.3”的投影对中，对应于前景类星体的红移z_fg=2.4360 +/- 0.0005处的108 kpc，由Gemini/GNIRS近红外光谱精确测定。我们的中阶梯光谱揭示了光学厚的气体（NHI~10^19.7），与前景类星体的红移相一致。伴随金属线的离子跃迁揭示了前景类星体晕的以下性质：（1）运动学极端，吸收范围达相对于z_fg的+780km/s，（2）金属丰度接近太阳，（3）主要电离气体的温度T<~20, 000 K，（4）主要电离气体的温度T<~20, 000 K，（5）主要电离气体的温度T<~20, 000 K。（4）电子密度为n_e~1 cm^-3，表明吸收性“云”的特征尺寸为~10 - 100 pc;（7）在10^5K < T < 10^6K的温度范围内，存在可忽略不计的暖气体;（8）气体不太可能被前景类星体照亮，这意味着各向异性或间歇性发射。我们的观测结果所暗示的T~10^4K冷气体的质量是重要的，相当于前景类星体在r~ 100 kpc处暗晕的重子总质量密度的百分之几。这种材料的起源仍然不清楚，我们讨论了…
2008-09-15 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
On the Dynamical Origin of the ICM Metallicity Evolution
利用星系团的N体/SPH（smoothed particle hydrodynamics）无辐射数值模拟，应用星系形成的半解析模型，研究了星系团内介质（ICM）金属丰度演化的起源.半分析模型包括气体冷却、恒星形成、超新星反馈和金属富集，并与基础模拟的扩散气体相关联，以便气体粒子的化学性质动态地、一致地从星系中的恒星产生。这种混合模型让我们有关于ICM中金属的空间分布的信息。对一组维里质量为~1.5*10^15 h^{-1} M_sun的星系团的结果有助于对最近观测到的X射线数据的理论解释，这些数据表明，随着红移的增加，星系团内气体的平均铁含量减少。我们发现这种演变主要是由于铁丰度在~ 0.15R_vir范围内逐渐增加的结果。星系团的z~1值相当大，而最近恒星形成的贡献很小。在高红移处富集的低熵气体汇到星系团中心，对金属丰度分布的演化做出贡献。
2008-02-07 astro-ph
Origin of Color Gradients in Elliptical Galaxies
椭圆星系中的颜色梯度的起源进行检查，通过比较模型梯度与哈勃深场观测到的。模型的构建，以便再现本地椭圆星系的颜色梯度，无论是由金属丰度梯度或年龄梯度。通过回溯一系列颜色梯度随红移的变化，求解了年龄-金属丰度简并度。在$z=0.1-1.0$观测到的椭圆星系的颜色梯度与金属丰度梯度的预测结果非常吻合，但即使在$z \sim 0.3$观测到的颜色梯度与年龄梯度的预测结果也有很大的偏差，而且这种偏差随着红移的增大而增大。这一结果不依赖于宇宙学参数和星系演化模型的参数。因此，我们的结果清楚地表明，颜色梯度的起源不是年龄，但恒星的金属丰度。
2000-01-11 astro-ph
Young Star Clusters in The Antennae: A Clue to their Nature from Evolutionary Synthesis
我们利用我们的分光光度演化合成模型分析了Whitmore & Schweizer（1995）用HST WFPC 1探测到的相互作用星系对NGC 4038/39中亮星团的种群。我们得到了所有具有V-I色的星系团的年龄，并跟踪了它们的光度函数（LF）的时间演化。年龄分布清楚地揭示了一些来自母星系的古老球状星团（GC）的存在。它们的有效半径与年轻星团的有效半径没有显著差异。我们证实了Meurer（1995）的猜想，即如果考虑年龄扩散效应，LF的形状在进化过程中会发生变化。我们发现，在哈勃望远镜的时间内，所观察到的指数LF的年轻星团将演变成一个典型的高斯GCLF参数M $_{V_0} = -7.1$马格和$σ(M_{V_0}) = 1.3$马格。我们讨论了金属丰度的影响，不均匀的内部尘埃分布的影响，以及可能的影响内部-通过恒星质量损失-和外部动力学效应的长期演变的LF。将YSC的光度参照到均匀年龄，结合M/L模型，我们恢复了YSC系统的内禀质量分布。这是高斯形状的良好近似，因此代表一个准平衡分布，根据Vesperini（1997）的银河系GC系统$-$的动力学模型，$-$的形状在哈勃时间的动力学演化中不会改变，尽管大量的星团将被摧毁。在相互作用/合并和合并残余星系的年龄序列中比较年轻星团的人口将直接揭示外部动力学效应的作用。
1998-03-12 astro-ph
Internal kinematics and stellar populations of dE galaxies: Clues to their formation/evolution
星系团中众多弥散椭圆星系的起源是什么？这些星系在几十亿年前形成了恒星，并失去了气体。虽然恒星形成过程中产生的恒星风以及恒星与环境的相互作用无疑发挥了作用，但它们各自的作用以及这种演化机制的细节仍然存在争议。在这次演讲中，我们将回顾少数dE星系的第一个3D光谱观测。这些数据揭示了复杂的运动学结构，嵌入盘和反向旋转的核心，他们打开了非常有前途的前景，研究历史的恒星星族在这些不同的功能。盘的存在，这是已经知道从详细的图像分析，和复杂的运动学和新的约束恒星星族的强制执行dEs和盘星系之间的进化联系的假设。
2005-10-13 astro-ph
Origin of Two Distinct Populations in Dwarf Spheroidal Galaxies
利用高分辨率宇宙学数值模拟方法研究了第一批高红移星系的化学和运动学性质，并与Tolstoy等人最近对玉夫座矮球状星系的观测结果进行了比较，他发现了两种截然不同的恒星星族：金属丰度较低的恒星比金属丰度较高的恒星在空间上延伸得更广，速度色散也更大。我们的计算再现这些意见作为一个陡峭的金属丰度梯度的结果，在一个单一的人口，引起的耗散崩溃的气体成分。我们还预测强烈的[N/O]增强在矮球状体中的最低金属丰度的恒星，由于优先保留从中等质量的恒星喷出的气体相比，II型超新星。
2006-03-27 astro-ph
On the origin of nitrogen in low-metallicity galaxies: Blue compact galaxies versus damped Lya absorbers
最近发现低金属丰度蓝致密星系（BCG）中HII区的N/O比值非常小。由此得出结论，N和O都是由大质量恒星产生的。相反，阻尼Lya吸收体（DLA）中的N/Si比显示出大的分散。这一结果提供了支持的时间延迟模型的氮生产在中等质量的恒星，氮生产在大质量的恒星不需要。这项研究的目的是测试这些观测数据是否相互兼容，以及与现有的星系化学演化理论是否兼容。我们发现，在以下三个假设下，有可能调和低金属丰度BCGs中N/O比的恒定性和DLAs中N/Si比的分散性：1）氮的很大一部分是由中等质量恒星产生的，2）BCGs和DLAs中的恒星形成发生在由静止期分隔的爆发中，（3）BCGs中HII区重元素丰度的测量值与早期的恒星形成事件有关。由于DLAs中低N/Si比的现实并非毫无疑问，因此在没有额外观测的情况下，低金属丰度BCGs中的氮可能是由大质量恒星产生的。
1999-04-13 astro-ph
On the Origin of the Colour-Magnitude Relation in the Virgo Cluster
利用沿色-星等关系（CMR）选取的6个椭圆星系的高信噪比光谱，探讨了室女星系团早型星系CMR的起源。数据进行了分析，使用一个新的进化恒星星族合成模型，以产生星系光谱的分辨率由其速度色散。特别是，我们使用了一种新的年龄指标，几乎没有金属丰度的影响。我们发现室女座椭圆星系的光度加权平均年龄大于~8Gyr，且与星系光度没有明显的变化趋势。我们还发现，金属丰度与光度，颜色和速度色散的正相关。我们的结论是CMR主要是由发光度-金属丰度相关性驱动的。然而，并不是所有的元素都随着总金属丰度的增加而增加，我们推测CMR可能是由总金属丰度的增加和沿CMR的一些元素的太阳丰度比的系统偏离所驱动的。要充分了解总金属丰度、丰度比和年龄在产生CMR中所起的作用，需要对室女座和其他星系团中大量星系的高质量光谱进行分析。
2001-04-04 astro-ph
Evolved stars hint to an external origin of enhanced metallicity in planet-hosting stars
系外行星优先在高金属量的主序星周围发现。我们的目标是调查进化的恒星是否也具有这种性质，以及这对行星形成有什么启示。统计工具和恒星演化理论的基本概念被应用到发表的结果以及我们自己的径向速度和化学分析的演变恒星。我们发现，行星托管（P-H）的矮星和巨星的金属分布是不同的，后者不赞成富金属系统。相反，这些恒星遵循与我们样本中没有行星的巨星相同的年龄-金属丰度关系。简单的解释是，将矮星和巨星之间的差异归因于巨星对流包层的质量要大得多。如果主序上的金属过剩是由于污染造成的，那么稀释效应自然就解释了为什么在演化的恒星中没有观察到它。虽然我们不能排除其他解释，但在P-H巨星中缺乏对富金属系统的偏好可能是富金属物质吸积的强烈迹象。我们将讨论进一步的测试，以及这个假设的一些预测和后果。
2007-07-05 astro-ph
The Origin of the Mass--Metallicity Relation: Insights from 53,000 Star-Forming Galaxies in the SDSS
我们利用斯隆数字巡天成像和光谱的~ 53，000恒星形成星系在z~0.1研究恒星质量和气相金属丰度之间的关系。我们推导出气相氧丰度和恒星质量使用新技术，利用最新的恒星演化合成和光电离模型。我们发现恒星质量和金属丰度之间的紧密（+/-0.1 dex）相关性跨越恒星质量的3个数量级和金属丰度的10倍。在10^{8.5} - 10^{10.5} M_sun范围内，光度与金属丰度的关系相对较陡，与已知的光度与金属丰度的变化趋势一致，但在10^{10.5} M_sun以上，光度与金属丰度的关系相对较陡。我们使用间接估计的气体质量的基础上的H-α光度比较我们的数据，从简单的闭盒化学演化模型的预测。我们发现，金属损失是强烈的反相关重子质量，与低质量矮星系的5倍以上的金属贫化比L* 星系在z~0.1。金属耗尽的证据并不局限于矮星系，而是在质量高达10^{10} M_sun的星系中发现。我们将其解释为银河风无处不在的有力证据，以及它们在从星系势阱中去除金属方面的有效性。
2004-05-27 astro-ph
New clues to the evolution of dwarf early-type galaxies
Gavazzi等人（2001）在H波段（1.65微米）和B波段（0.44微米）对18个室女星系团矮椭圆星系（dE）和矮透镜星系（dS 0）进行的表面测光表明，这些恒星系统在B波段和H波段的有效半径之比r_{e B} / r_{e H}在0.7和2.2之间。特别是，矮椭圆星系和具有红色总色指数B-H（即3.2 < B-H < 4）的望远镜在这两个通带中具有相等的有效半径。相比之下，蓝色（即2.5 < B-H < 3.1）dEs和dS 0的B波段有效半径平均比H波段长约50%。一致地，沿银河系半径的B-H强负梯度被发现与蓝色的总颜色。在后发座星系团的29个巨型E和S 0星系的样本中没有发现这种趋势，文献中有类似的数据。这些早期型巨星的r_{e B} / r_{e H}（0.2--2.2）范围很广，平均r_{e B} / r_{e H}约为1.1，但（红色）范围很窄（3.3 < B-H < 4.2）。在这些恒星系统中，颜色梯度通常被解释为由于沿径向坐标的年龄/金属丰度梯度或尘埃衰减，无论系统的总颜色是什么。假设对颜色梯度起源的这三种不同解释中的每一种，我们讨论了在所研究的早期型矮星中发现的强负颜色梯度与蓝色关联的起源，并与当前的dE和dS的形成和演化情景相关0星系。
2001-11-19 astro-ph
An Estimate of the Age Distribution of Terrestrial Planets in the Universe: Quantifying Metallicity as a Selection Effect
像地球这样的行星不能形成，除非有比氦更重的元素。这些重元素，或称“金属”，不是在大爆炸中产生的。它们来自恒星内部的聚变，并在宇宙的一生中逐渐积累。最近的观测表明，太阳系外巨大行星的存在与其宿主恒星的高金属丰度密切相关。这些近轨道巨星的存在与类地行星的存在不相容。因此，可能存在适居选择效应：金属量太少，地球因缺乏物质而无法形成，金属量太多的巨行星会摧毁地球。在这里，我量化这些影响，并获得的概率，作为金属丰度的函数，恒星系统的港湾类地行星。我将这个概率与目前对恒星形成率和宇宙中金属逐渐积累的估计相结合，以估计宇宙中类地行星的年龄分布。这里所做的分析表明，宇宙中四分之三的类地行星比地球年龄大，它们的平均年龄比地球大18 +/-9亿年。如果生命在类地行星上很容易形成-正如地球上生命的快速出现所表明的那样-这种分析为我们提供了这些行星上生命的年龄分布，以及关于我们如何与可能居住在宇宙中的其他生命进行比较的罕见线索。
2001-03-09 astro-ph physics.bio-ph
