The Distribution of Metallicity in the IGM at z~2.5: OVI and CIV Absorption in the Spectra of 7 QSOs
本文提出了一种直接测量高红移星系际介质金属丰度分布函数的方法。我们确定的形状，这个函数使用生存统计，占检测和非检测OVI和CIV与HI吸收类星体光谱。我们的OVI样品探测了z~2.5的所有重子中~50%的金属含量。我们发现星系际丰度的中值为[O，C/H]=-2.82，微分丰度分布近似为对数正态分布，平均<[C，O/H]>~-2.85，σ=0.75 dex.大约60-70%的Lya森林线富集到可观察的水平（[O，C/H]>-3.5），而剩余的~30%的线具有甚至更低的丰度。因此，我们还没有发现一个普遍的金属丰度底，已建议为一些第三人口富集区。事实上，我们认为大部分星系际金属的形成晚于被认为引发再电离的第一批恒星。我们没有观察到一个显着的趋势，减少金属丰度向低密度IGM，至少在区域内，将其特征在于作为细丝在数值模拟。然而，[O/H]增强可能存在于稍高的密度。我们估计，在这些红移的所有重子中，大约有一半已经富集到[O/H]>=-3.5。我们开发了一个简单的模型的金属丰度演化的IGM，估计的化学产额之前形成的星系z~2.5。我们发现，在大爆炸后的第一个3 Gyr，典型的星系将其质量的0.1-0.4%作为重元素回收到IGM中。
2004-01-07 astro-ph
Chandra Detection of X-ray Absorption Associated with a Damped Lyman Alpha System
我们用钱德拉X射线天文台上的ACIS-S观测了PKS 1127-145、Q 1331+171和Q 0054 +144三个类星体，以测量与21-cm和阻尼Ly $α$吸收体有关的软X射线吸收。对于PKS 1127-145，我们检测到吸收，如果与干预z_{abs} =0.312吸收剂相关，则意味着23%太阳能的金属丰度。如果吸收不在z_{abs} =0.312，则金属丰度仍被限制为小于23%太阳能。X射线测量的优点是，所导出的金属丰度对电离、分子中原子的包含或晶粒上的耗尽不敏感。X射线的吸收主要是由于氧，是一致的30%的太阳氧丰度来自光学星云发射线在前景星系的吸收体的红移。对于Q 1331 +171和Q 0054+144，只获得了上限，尽管曝光时间故意很短，因为对于这两个物体，我们主要感兴趣的是测量通量水平，以规划未来的观测。成像结果在配套文件。
2001-06-30 astro-ph
Fitting the spectrum of the X-ray background: the effects of high metallicity absorption
Risaliti et al.的最新工作（1999）提出，在本宇宙中，超过一半的塞弗特2星系都具有康普顿厚度（N_H > 10^24 cm^-2）。这对活动星系核合成模型的X射线背景（XRB），其中的灵活性，包括大量的高Z型2源，我们在这里检查的影响。我们强调了康普顿下散射在确定单个源光谱和XRB光谱拟合中的重要性，并演示了如果假设吸收材料具有超太阳铁丰度，参数空间将如何大大打开。这是说明了一个模型，满足目前的限制，但它预测大量的2型源在微弱的通量水平不久将首次探测的钱德拉和XMM任务。我们还证明了强负K校正如何有助于探测红移为10^~24 < N_H < 10^25 cm^-2的源，直到它们可能存在的最高红移。
1999-07-15 astro-ph
Measuring age, metallicity and abundance ratios from absorption line indices
在这项研究中，我们详细计算了Lick系统的吸收线指数的基础上的恒星模型的Salasnich等（2000）计算增强混合的α元素。利用Tripicco & Bell（1995，TB 95）的响应函数（RFs），计算了不同年龄、金属丰度和增强程度的SSP指数。利用<Fe>Trager等（2000，TFWG 00）提出的三重态Hb、Mgb和最小距离法，对Gonzalez（1993）样本星系的年龄、金属丰度和增强度进行了估算，并与TFWG 00和Thomas等（2003）的结果进行了比较。由于发现了非常大的差异，特别是就年龄而言，我们非常详细地分析了所有可能的分歧来源，从恒星模型和SSP到计算指数的程序的许多技术细节，最后是化学元素的模式（特别是当采用α增强混合物时）。分析的关键问题是，在给定的金属丰度Z和增强因子下，某些元素（例如O、Mg、Ti和可能的其他元素）采用的特定丰度比[Xel/Fe]占主导地位，因为对于TB 95 RF，它们可能会反过来强烈影响Hb和年龄等指标。最后，我们得出了一些意见的解释早型星系的分布在流行的两个指数平面，如血红蛋白与[MgFe]。我们认为，在这个平面上观察到的沿Hb轴的部分散射可以归因于年龄，而不是目前的解释，在增强的程度和一些丰度比的传播。这项研究的主要结论是，推导年龄，金属丰度和程度的增强线指数是一个繁琐的事情，其结果仍然是不确定的。
2004-06-16 astro-ph
A near-solar metallicity damped Lyman-alpha system toward the BAL quasar Tol 1037-2703
我们报告了在Tol 1037-2703光谱中检测到宽吸收线（BAL）流出，其中三种主要BAL的流出速度为36000、25300和22300~ \kms。虽然整个流动是由高电离线，如C IV，最高速度的气体显示从Mg I，Mg II和Fe II的吸收。覆盖因子的论证表明，吸收复合物与类星体物理上相关联，并且具有小于紫外连续辐射区的横向尺寸（r<0.1 pc）。我们发现，在\zabs =2.082的C IV吸收有一个覆盖因子$\sim$ 0.86，吸收曲线在过去的四年中有所不同。从激发精细结构水平的C II和Si II嵌入在C IV槽窄组件的吸收检测揭示了大的密度不均匀性。红外泵浦是最有可能的激发过程。\zabs =2.139系统是log N（H I）~ 19.7的阻尼系统。金属线的弱点加上数据的高质量使得金属丰度测量特别可靠。绝对金属丰度接近太阳，[Zn/H]=-0.26。$α$链元素的金属丰度与太阳系一致（对于[Mg/H]、[Si/H]、[P/H]和[S/H]分别为+0.05、-0.02、-0.03和-0.15）和铁峰元素贫化约2倍（[Fe/Zn]、[Cr/Zn]、[Mn/Zn]和[Ni/Zn]等于-0.39、-0.27、-0.49、-0.30）。检测到来自C1的细胞系，但不存在分子分数小于8 $\times10^{-6}$的H $_2$。高的金属丰度和低的氮丰度[N/Zn]=-1…
2001-05-10 astro-ph
High-Resolution Absorption Spectroscopy of Multi-phase, High-Metallicity Gas Associated with the Luminous Quasar HE 0226-4110
本文介绍了射电宁静X射线亮类星体HE 0226 -4110（z = 0.495，V=15.2）发射红移附近吸收线系统的FUSE和HST/STIS观测结果。光谱覆盖的休息帧波长范围610- 1150 A，我们检测到广泛的电离物种，包括四个相邻阶段的氧（O III-VI），这揭示了一个显着的变化，气体运动学电离。OVI 1031、1037双峰谱的检查没有发现部分覆盖或未分辨的饱和结构的证据。O III只在一个狭窄的特征中被检测到，H I和C III也能追踪到，这表明它们产生于同一种气体中。以相同的速度吸收也存在于其他物种N IV，O IV-VI，S IV，并可能N VIII，但运动学不同于O III，这意味着在单独的气相生产。中的H I，O II-IV和C III信息产生了含O III气体的光电离参数和金属度的估计：[O/H]=+0.12（-0.03/+0.16），log U=-2.29（-0.23/+0.02）。我们讨论了两个可能的位置的气体在这个相关的吸收线系统：狭窄的发射线区域的类星体，类星体宿主星系的晕。另外一个仅在O VI中检测到的窄（因此，光电离）成分出现在含O III的气体的58 km/s红色，-0.35 < log U < 0.02。在相关的吸收剂中检测到另外的结构，其形式为两种广泛的组分，其仅出现在中等至高电离物质中。[高度简化]
2006-03-17 astro-ph
XMM-Newton observations of the BL Lac MS0205.7+3509: a dense, low-metallicity absorber
用XMM-牛顿法观察了两次高频率峰值BL Lac，MS 0205.7 +3509。这两个X射线谱都是同步加速器控制的，0.2- 10 keV的平均通量分别为2.80+/-0.01和3.34+/-0.02 E-12 erg/cm^2/s。X射线光谱符合幂律，吸收率高于银河值，但没有检测到吸收边，这意味着低金属量吸收体（Z_ \sun = 0.04（+0.03）（-0.01））或红移大于1的吸收体（最佳拟合z=2.1的吸收体与太阳丰度）。在任何一种情况下，吸收柱密度必须为~ 9 E21 cm^-2。提出了一种新的光谱，在z=0.351处检测到MgII吸收双峰，但没有其他显著特征。光谱显示出很小的红化，这意味着在吸收器中的低尘埃气体比。因此，MS 0205.7 +3509必须透过一个高柱密度、低金属含量的气体云来观察，可能在z=0.351处，并且与已经被证明在BL Lac ~2”范围内的星系有关。
2004-02-04 astro-ph
Synthesis of H-alpha absorption in old stellar systems: Formation of the cluster red sequence by "Downsizing"
我们计算人口合成模型的H-α吸收指数（HaA和HaF）的变化，作为年龄和金属丰度在旧恒星系统的函数。该模型是基于STELIB光谱库，并定义在3埃的FWHM的分辨率。这些指标被认为是高度敏感的年龄变化，只有中度响应金属丰度。对于未受星云辐射污染的星系，我们的HaA指数在打破年龄/金属丰度简并方面比H-β或H-γ_F更强大。使用精心挑选的红团星系样本排除发射的物体，我们发现HaA随着速度分散而急剧下降（斜率为-0.75 +/- 0.07埃/dex）。斜率可以转化为年龄和金属丰度标度关系的约束，将测量和模型误差。如果HaA-sigma斜率仅由年龄引起，则我们得到年龄与sigma^{0.95 +/- 0.12}成比例。由于HaA对[Fe/H]的依赖性很弱，因此金属丰度的解释需要Fe/H与σ ^[1.2]成正比或更陡。HaA-σ斜率与Nelan等人根据经典Lick指数报告的年龄和金属丰度标度关系相一致。Thomas等人获得的关系显著低估了观测到的斜率。的差异可能会出现在样品compositions.We的差异，详细讨论了排放污染的影响的结果，并得出结论，这些是不太可能产生的Ha-sigma关系中观察到的行为。陡峭的年龄-质量关系支持一个“缩小”的形成场景：较暗的红色序列星系在较低的红移z < 0.5时变得静止。这幅图符合最近在z ~ 0.7的簇中观察到的截断红色序列。
2005-02-21 astro-ph
Gradients of Absorption Line Strengths in Elliptical Galaxies
我们重新研究了80个椭圆星系的线强度梯度。典型的金属丰度梯度为d[Fe/H]/dlogr =-0.3。金属丰度梯度与星系的任何物理性质无关，包括中心和平均金属丰度、中心速度色散σ 0、绝对B星等MB、绝对有效半径Re和星系的动力学质量。利用金属丰度梯度，我们计算了单个椭圆星系的平均恒星金属丰度。典型的恒星平均金属丰度<[Fe/H]> =-0.3。平均金属丰度与σ 0和动力学质量相关，但MB和Re的关系包括显着的散射。我们发现由表面亮度SBe，<[Fe/H]>和Re（或MB）定义的基本面，其散射比<[Fe/H]>-Re（或MB）关系的散射小得多。<[Fe/H]>-σ 0关系与[Fe/H]0-σ 0关系几乎平行，但系统地低0.3 dex。金属度-质量关系，或者等价地，色-星等关系不仅对星系的中心部分成立，而且对整个星系的部分也成立。用Mg ~ 2和Fe ~ 1计算，发现在大多数椭圆星系中<[Mg/Fe]> = +0.2。<[Mg/Fe]>与星系质量示踪剂没有相关性。如果在大部分Ia型超新星开始爆炸之前，恒星的形成已经停止在椭圆星系中，那么这就可以得到最自然的解释。椭圆星系可能有显著不同的金属丰度梯度和<[Fe/H]>，即使它们有相同的星系质量。这可能是由于星系合并，但没有证据表明，从目前可用的数据来支持相同的起源金属丰度梯度，周围的金属丰度-质量关系的散射，和动力学扰动。这可能表明，散…
1999-07-07 astro-ph
The Ionization and Metallicity of the Intervening O VI Absorber at z = 0.1212 in the Spectrum of H1821+643
利用STIS和FUSE获得的射电宁静类星体H1821+643（z_em = 0.297）的高分辨率紫外光谱，研究了一个介于中间的O-VI吸收线系统在z（abs）= 0.1212处的电离和金属性。这个吸收体具有以下显著的性质：（1）在吸收体红移处有几个星系靠近视线，包括一个在投影距离为144 kpc的活跃的恒星形成星系。(2)在O VI红移附近有一个复杂的H I lya吸收线簇，包括至少五个分布在~700 km/s速度范围内的分量。(3)星团中最强的lya线似乎是由一个典型b值的轻度饱和分量与一个b = 85 km/s的宽分量混合组成的。(4)OVI吸收不与最强的HI吸收对准，而是与宽分量良好对准。(5)唯一检测到的物种（> 4 σ）是O VI和H I，尽管覆盖了其他丰富元素的强跃迁。基于这些约束条件，我们发现在碰撞电离的气体中可以产生吸收线特性，大约为5.3 < log T < 5.6和-1.8 < [O/H] <-0.6。然而，我们发现，如果通过吸收气体的路径长度l足够长，光电离也是可行的;简单的光电离模型需要85 < l < 1900 kpc和-1.1 < [O/H] <-0.3。我们简要地讨论了如何观测的X射线吸收线由于O VII和O VIII可以使用，在原则上，打破电离机制简并。
2001-08-23 astro-ph
C IV absorption in damped and sub-damped Lyman-alpha systems: correlations with metallicity and implications for galactic winds at z~2-3
利用高分辨率（6.6km/s）、高信噪比的VLT/UVES光谱数据集，研究了红移范围为1.75<zabs <3.61的63个阻尼Lyman α（DLA）系统和11个亚DLA的CIV吸收。窄和宽的C IV吸收线分量表明存在温暖的光致电离和热的碰撞电离气体。我们报告的金属丰度（在中性相测量）和每个C IV列密度，C IV总线宽，和最大C IV速度之间的新的相关性。我们探讨了这些相关性的子DLAs，近DLAs（定义为那些在5 000 km/s的类星体），饱和吸收体，和金属线用于测量金属丰度的影响，我们发现相关性是强大的。没有证据表明DLA C IV和sub-DLA C IV的测量性质之间存在任何差异。在25个DLAs和4个子DLAs中，覆盖[Z/H]中的2.5 dex，我们直接观察到C IV移动到逃逸速度以上，其中v_esc来自中性气体轮廓的总线宽。这些高速的C IV云，从中心势阱中释放出来，可以被解释为高度电离的外流风，这是通过星系反馈的数值模拟预测的。DLAs和次DLAs中的C IV柱密度分布与Lyman Break星系中的分布相似，在那里可以直接观察到风，支持超新星反馈在DLAs中产生电离气体的想法。未结合的C IV吸收体显示出每年约22（r/40 kpc）太阳质量的中值质量流率，其中r是特征C IV半径。它们的动能通量足够大，需要每年2个太阳质量的恒星形成率（SFR）才能为它们提…
2007-09-04 astro-ph
Metallicity of the Intergalactic Medium Using Pixel Statistics: I. Method
对高z类星体吸收光谱的研究表明，当气体密度超过平均宇宙密度的几倍时，z ~ 2-3处的星系际介质富集到约0.1%-1%的太阳能，但还没有得到精确的金属丰度估计，也没有限制金属丰度随密度、红移或空间位置的变化。本文讨论了类星体光谱分析的“像素光学深度”（POD）方法，使用来自宇宙学模拟的真实模拟光谱。在该方法中，Ly-alpha中的吸收在逐像素的基础上与相应的金属吸收进行比较，为每个分析的光谱产生编码金属富集信息的单个统计相关性。我们的模拟允许测试和优化技术实施的每一步。测试表明，以前的研究可能是有限的C IV自污染和O VI污染HI线，我们已经开发和测试了一种有效的方法来纠正这两种污染物。我们总结了这些和其他研究结果，并提供了一个有用的配方POD技术的应用程序观察到的光谱。我们的测试表明，POD技术适用于目前可用的质量的光谱是有效的恢复有用的金属丰度信息，即使在密度不足的气体。我们提出了一个扩展的POD技术直接恢复星系际金属丰度作为气体密度的函数。对于给定的电离背景，可以使用单个高质量光谱测量氧和碳丰度，其中在密度的至少一个数量级上的误差最多为几个因子。
2002-07-04 astro-ph
Synthetic Spectra and Colors of Young Giant Planet Atmospheres: Effects of Initial Conditions and Atmospheric Metallicity
我们研究了Teff < 1400 K的低温甲烷主导大气的光谱和红外颜色，预计年轻的气体巨行星。我们将这些光谱计算与Marley et al.（2007）巨行星热演化模型的更新版本相结合，该模型包括核心吸积气体捕获形成。这些相对较冷的“年轻彗星”可能比包括传统初始条件的标准冷却轨迹预测的要暗1-6个星等，这可以提供对形成的诊断。如果正确的话，这将使真正的类地行星在年轻时比以前想象的更难被发现。由于木星和土星是明显的超太阳的组成，我们研究发射光谱的模型行星在太阳的金属丰度和5倍太阳的金属丰度。这些金属增强的年轻恒星的光球压力比同样有效温度的褐矮星低，这是由于较低的表面重力和增强的大气不透明度造成的。我们强调几个诊断增强金属性。一个较强的CO吸收带在4.5 $μ$ m的最温暖的对象的预测。在所有温度下，由于H $_2$的碰撞诱导吸收减少，预期$K$带中的通量增强。这导致了相应的更红的近红外颜色，这是红色比太阳金属丰度模型与相同的表面重力高达0.7在$J-K$和1.5在$H-K$。分子吸收带的深度也增加了，对于最冷的物体最明显。我们还定性评估的变化，由于非平衡化学发射光谱。
2008-05-07 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
The Absorption Signatures of Dwarf Galaxies: The z=1.04 Multicloud Weak MgII Absorber toward PG 1634+706
本文分析了一个多云弱吸收系统[定义为W_r（Mg Ⅱ）<0.3A]沿PG 1634+706视线方向的高分辨光谱。该系统产生部分莱曼极限突破和吸收Mg II、Si II、CII、Si III、Si IV、CIV和OVI。较低的电离跃迁出现在两个运动学子系统中，间隔约为150 km/s。每个子系统被分解成几个窄的组件，具有3-10公里的多普勒宽度。对于这两个子系统，OVI吸收出现在一个单独的更高的电离阶段，在30-40公里/秒的范围内的体积运动为主的区域。两个OVI吸收曲线相对于两个较低电离子系统中的每一个在运动学上偏移约50 km/s。在较强的子系统中，SiIII吸收是强的，具有独特的、平滑的轮廓形状，并且可能部分地出现在冲击加热的气体中。此外，SiIV的运动学子结构的痕迹，较低的电离镁II，但可能会被抵消约3公里/秒。基于光电离模型，部分莱曼极限突破的约束下，我们推断在这两个子系统的低电离气体的~0.03太阳的低金属丰度。更广泛的OVI阶段有一个较高的金属性，他们是一致的光电离，配置文件是不够广泛，以暗示生产OVI通过碰撞电离。各种模型，包括外盘，矮星系，和超级风，讨论占相结构，金属丰度，和运动学的吸收系统。我们倾向于这样一种解释，即这两个子系统是由远离多层矮星系超级风的相反极端的凝聚云产生的。
2004-03-04 astro-ph
First Comparison of Ionization and Metallicity in Two Lines of Sight Toward HE 1104-1805 AB at z=1.66
利用引力透镜双类星体HE 1104-1805 AB的新HST/FOS、NTT/EMMI和Keck/HIRES谱（z=2.31，θ=3.2），并假设紫外光电离的超星系辐射场，我们推导出的物理条件，（电离水平，金属丰度和云的大小沿视线）在五个CIV+MgII吸收系统聚集在z=1.66沿两个视线。其中三个系统与logN（HI）=20.85的阻尼Ly-alpha（DLA）系统相关联，该系统在A中观察到。另外两个系统与logN（HI）=17.57（B）的莱曼极限系统相关联。A谱中的CIV和Mg II谱线轮廓与B谱中的相似，跨度Δv=360 km/s。假设这些吸收系统中的相对金属丰度与DLA系统中观察到的相同，我们发现观察到的N（CIV）/N（MgII）比意味着电离参数logΓ=-2.95至-2.35。因此，这些云应该很小（0.5-1.6千秒差距，氢密度n_H<=0.01 cm-3），并且相对高度电离。发现B的吸收系统具有比产生DLA系统的气体的金属量低0.63倍的金属量，Z（DLA）= 0.1*Z（太阳能）。我们在两个类星体光谱中都检测到z=1.66253的OVI，但没有相关的NV。我们的模式计算使我们得出结论，CIV云应该被大的（>= 100 kpc）高度电离的低密度云（n_H \sim e-4 cm-3），其中OVI，但只有弱的CIV吸收发生。在这种状态下，log r>=-1.2再现了观…
1998-10-26 astro-ph
A Limit on the Metallicity of Compact High Velocity Clouds
类星体TonS 210和致密的H Ⅰ高速云CHVC 224.0 -83.4-197在天空中的位置有一个偶然的重合。利用远紫外光谱探测器对该云团金属线吸收的观测和帕克斯天文台多光束系统对H I 21 cm辐射的灵敏观测，我们确定了该云团的金属丰度为（O/H）<0.46太阳能，置信度为3 σ。高速气体的金属丰度与河外或麦哲伦云的起源一致，但与银河系内的位置不一致，除非气体的化学历史与银河系盘和晕中的星际介质有很大不同。结合高速度下的高度电离物质（C III和O VI）的测量，这个金属丰度极限表明云有大量的电离气体晕;直接沿着Ton S210视线，电离气体和中性气体一样多。我们提出了几个观测测试，将大大提高金属丰度的测定，并有助于区分可能的高速气体的起源。对这条视线的额外观测将是有价值的，因为位于足够亮的背景源前面的紧凑型HVC的数量非常有限，足以进行高分辨率吸收线研究。
2002-03-13 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
High Resolution STIS/HST and HIRES/Keck Spectra of Three Weak MgII Absorbers Toward PG 1634+706
高分辨率光学（HIRES/Keck）和紫外（STIS/HST）光谱，涵盖了大范围的化学跃迁，分析了三个单云弱MgII吸收系统沿视线向类星体PG 1634+706。类星体光谱中微弱的MgII吸收线追踪着富含金属的环境，这些环境很少与最明亮的星系（> 0.05 L ^*）密切相关。z=0.81和z=0.90的两个弱MgII系统被限制为具有>=太阳的金属丰度，而z=0.65系统的金属丰度没有那么好的限制，但与>1/10太阳一致。这些弱的MgII云很可能是低金属量环境中高金属量的局部口袋。所有这三种系统都具有两相气体，较高密度区域产生较窄的吸收线用于低电离跃迁，如MgII，而较低密度区域产生较宽的吸收线用于高电离跃迁，如CIV。一个系统（z=0.81）的CIV廓线可以用一个宽分量（b~10 km/s）拟合，而另外两个系统的CIV廓线则需要一个或两个附加的偏置高电离云。两种可能的物理图片相结构进行了讨论：一个低电离，密度较大的相嵌入在一个较低的密度周围的介质，和其他更密集的团块周围更高度电离的气体。
2003-02-19 astro-ph
Colour Evolution of Disk Galaxy Models from z=4 to z=0
我们计算了合成UBVRIJHKLM图像，集成的光谱和颜色的磁盘星系形成模型的Samland和Gerhard（2002），从红移z=4到z=0。两个模型被认为是，吸积模型的基础上LambdaCDM结构形成模拟，和一个经典的崩溃模型中的暗物质晕。这两个模型提供了恒星形成的历史和动力学的重子组件内的三维化学动力学的描述。为了转换为光谱和颜色，我们使用Westera等人（2002）的最新金属性校准光谱库，包括内部吸收。作为第一个应用程序，我们比较推导出的颜色与哈勃深场北隆起的颜色，并找到很好的协议。利用我们的模型，我们解开了金属性效应和吸收效应对综合颜色的影响，发现吸收效应在红移z < 1.5时占主导地位。此外，我们还证实了m_K作为质量示踪剂的性质，并发现了（J-K）和金属丰度梯度之间的相关性。
2002-03-13 astro-ph
High Metallicity, Photoionised Gas in Intergalactic Large-Scale Filaments
我们给出了低z类星体HS 0624 +6907（z=0.3700）吸收线系统的高分辨率紫外光谱。再加上光谱星系红移，我们发现，许多这些吸收体的星系际气体云分布在大尺度结构。气体温度低（T<10^5 K），金属丰度相对较高（Z/Z_sol>0.9）。STIS数据揭示了一个集群的13 HI莱曼α线在1000公里/秒的间隔在z=0.0635。我们发现有10个星系的碰撞参量在135 h^-1 kpc到1.37 h^-1 Mpc之间。我们把HI Lya的吸收归因于群内的中等气体，可能来自沿其长轴观察的大尺度灯丝。值得注意的是，它的金属丰度接近太阳，[M/H] = -0.05 +/- 0.4（2 sigma不确定性），但可能污染IGM的最近星系至少距离我们135 h_70^-1 kpc。来自附近星系的潮汐剥离似乎是这种高度浓缩的冷气体最有可能的来源。在4度的视线范围内发现了6个以上的阿贝尔星系团，这表明类星体的视线经过了宇宙网的一个节点附近。在z~0.077，我们发现吸收系统以及星系的红移附近的集群Abell 564和Abell 559。我们的结论是，视线穿透的气体和星系进入这些星系团的灯丝。与Abell 564/559相关的z_abs = 0.07573的吸收体也有很高的金属丰度，[C/H] >-0.6，但最近的星系距离视线相对较远（293 h^-1 kpc）。
2006-08-21 astro-ph
Abundances in the H I envelope of the extremely low-metallicity Blue Compact Dwarf Galaxy SBS 0335-052 from Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer observations
我们介绍了SBS 0335-052的FUSE光谱，SBS 0335-052是已知的第二个最缺金属的蓝致密矮星（BCD）星系（log O/H = -4.70）。除了H I莱曼系外，我们还检测到C II、N I、N II、O I、Si II、Ar I和Fe II吸收线，这些吸收线主要来自SBS 0335-052嵌入的扩展H I包络。未观察到H2吸收线。没有弥漫的H2意味着通过红外辐射探测到的暖H2一定是非常致密的，与恒星形成区有关，这些团块的密度应该超过~ 1000 cm^-3，温度应该超过~ 1000 K，并且占H I总质量的5%以上。虽然SBS 0335-052可能是一个年轻星系，但它的中性气体并不是原始的。中性气体的金属丰度与电离气体的金属丰度相似，均为logO/H ~-5。这一金属丰度与其他四个BCD的H I包层中发现的金属丰度相当，电离气体金属丰度范围从log O/H = -4.8到log O/H =-3.8，以及Ly-alpha吸收体中的金属丰度，这使得人们推测，可能存在先前富集原始中性气体到log O/H ~-5的共同金属丰度水平，可能是由第III星族恒星。
2004-11-16 astro-ph
Spectroscopy of GRB 050505 at z=4.275: A logN(HI)=22.1 DLA Host Galaxy and the Nature of the Progenitor
我们目前的发现的光学余辉GRB 050505和光学吸收光谱获得的凯克我10米望远镜。光谱表现出三个红移吸收系统的最高，在z=4.2748，产生于伽玛射线暴的宿主星系。宿主吸收系统的特征是中性氢柱密度为logN（HI）=22.05+/-0.10，比迄今为止探测到的任何类星体DLA都要高，但与最近从GRB光谱中测量到的其他几个类似。此外，我们检测到的吸收线从低和高电离的物种，从中我们推断出的金属丰度，Z~0.06 Z太阳能，与耗尽模式，大致类似的银河系暖晕，暖盘，或磁盘+晕。更重要的是，我们探测到了来自SiII* 的强吸收，这表明在爆发附近存在一个高密度环境，n_H>10^2 cm^-3，其大小约为4 pc。此外，CIV吸收系统跨越约1000 km/s的速度范围，这在任何其他吸收特征中都没有检测到。我们表明，最有可能的解释，这一广泛的速度范围是吸收风从祖星。在这种情况下，缺乏相应的SiIV吸收表明，前身星的质量<25 M_solar，金属丰度<0.1 Z_solar，因此在伽玛射线暴爆炸之前需要一个双星伴星来喷射它的氢包层。最后，通过将GRB-DLA样本扩展到z~4.3，我们发现这些天体似乎遵循与类星体-DLA相似的金属丰度-红移关系，但具有系统性的更高金属丰度。这一趋势是否仅仅是由于GRB-DLAs中较高的中性氢柱，或者它是否是GRB-DLAs中不同恒星形成特性的表现，还有待观察。[…
2005-11-16 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
Evidence of thick obscuring matter revealed in the X-ray spectrum of the Z=4.28 quasar RXJ1028.6-0844
我们报告发现了一个明确的，大量的低能量截止的宽带X射线光谱的射电类星体RXJ 1028.6 -0844的红移为4.276获得的ASCA卫星，我们最好解释为过量的X射线吸收的迹象。吸收物质的等效氢柱密度，取决于红移和金属丰度，范围从2.5x10**21 cm**（-2）的局部吸收到2.1x10**23 cm**（-2）（太阳金属丰度）或1.6x10**24 cm**（-2）（10%太阳金属丰度）的类星体红移吸收。这样的数值是在高红移射电类星体中发现的最大值之一。这种吸收，如果解释为产生于类星体附近，可能表明在早期宇宙的类星体环境中存在大量的遮蔽物质。讨论了吸收物质的可能起源的结果的影响，特别是银河系的干预物质，冷的团内气体，周围的类星体喷流和环境介质。类星体本身有一个巨大的视光度，至少约为2.6 × 10 **47 erg/s（H 0 =50，q 0 =0.5），在源静止坐标系中2- 50 keV波段的幂律光子指数为1.67（+0.07，-0.04）。
2000-08-13 astro-ph
Absorption-Line Probes of Gas and Dust in Galactic Superwinds
本文讨论了32个远红外亮星暴星系样品中NaD吸收线的中等分辨率光谱。在18种情况下，这条线主要是由星际气体产生的，其中12种情况下，它相对于星系系统速度的蓝移超过100 km/s。在这些流出源的吸收线配置文件跨越的范围从附近的星系系统速度的最大蓝移400至600公里/秒。流出发生在星系系统地看更接近于面对比其他人。因此，我们认为，吸收材料由周围的星际气体加速沿短轴的星系由热恒星爆发驱动的超风。NaD谱线的光学厚度很大，但间接的证据表明氢柱的总密度为N_H =几× 10^{21} cm^{-2}。这意味着超级风正在以与恒星形成速率相当的速率驱逐物质。这种流出的物质非常多尘：我们发现NaD剖面的深度和视线变红之间有很强的相关性（E（B-V）= 0.3到1，区域大小为几到十千秒差距）。从这些数据和现存的X射线数据推断出的超级风的终极速度通常为400至800 km/s，与星系的旋转速度无关，并且与$L_*$（矮）星系的逃逸速度相当（大大超过）。由此产生的金属损失可以建立质量-金属丰度关系的球状体，产生所观察到的金属丰度的ICM，并丰富了一般IGM到10 $^{-1}$太阳金属丰度。如果流出的尘埃颗粒在进入IGM的过程中幸存下来，它们对宇宙学上遥远物体的观测影响是显着的。
2000-02-29 astro-ph
The Metallicity of Intergalactic Gas in Cosmic Voids
我们已经使用了哈勃/STIS和FUSE的明亮活动星系核的紫外光谱档案，以确定在附近（z < 0.1）空洞星系际的Lya吸收。从651个Lya吸收体的母样本中，我们确定了61个空洞吸收体，其位置距离最近的L* 或更亮的星系超过1.4/h_70 Mpc。在高质量（S/N > 10）光谱中在三个诊断金属线（O VI 1032、C IV 1548、Si III 1206）的位置处搜索金属吸收，我们使用像素共添加技术在任何单个吸收体或任何吸收体组中未检测到金属线。使用四种N（H I）> 10^{14} cm^-2的强Lya吸收剂，设定了空隙中金属线吸收的最佳极限，3-sigma等效宽度极限范围为8 mA（O VI）、7-15 mA（C IV）和4-10 mA（Si III）。光电离建模产生金属丰度极限Z < 10^{-1.8+/-0.4} Z_sun，来自未检测到的C IV和O VI，比在z < 0.1时在Lya和OVI吸收剂中观察到的那些低约6倍。虽然空洞的Lya吸收体可能是原始的材料，但需要相当深的光谱来排除早期恒星形成爆发产生的普遍金属性地板，而空洞中没有随后的恒星形成。从这些低z结果和z = 3-5的类似搜索中得出的最一致的结论是，自z = 3以来，星系细丝的平均IGM金属丰度增加了30-100倍。
2007-08-31 astro-ph
Metal enrichment in near-IR luminous galaxies at z~2: signatures of proto-ellipticals?
本文分析了K20巡天中5个K光星系在z~2处的共加静止坐标系UV谱（1200<z<2000 A）。复合光谱的特征在于在不同电离阶段的C，N，O，Al，Si和Fe的紫外连续谱上的强吸收线。虽然其中一些线是星际的，但其中几个最强的反射被确定为恒星光球线。在z~3处，K光合成光谱中的光球和星际特征大多比LBG中的强。这意味着更高的金属丰度，也可能是宏观运动造成的更大的星际速度色散。吸收线和紫外线连续谱的斜率与附近正在合并的亮红外星系NGC 6090的光谱很好地匹配。通过比较纯光球谱线（Si Ⅲ，C Ⅲ，Fe V）与星暴模型，提出了一个高于太阳的金属丰度。高金属丰度的证据，加上高质量，高恒星形成率，可能强大的集群，以及资格这些星系作为本地大质量椭圆星系的祖先。
2004-04-01 astro-ph
Gemini Near-infrared Spectroscopy of Luminous z~6 Quasars: Chemical Abundances, Black Hole Masses, and MgII Absorption
我们目前双子座近红外光谱观测六个发光类星体在z = 5.8 $\sim$ 6.3。其中5个是用Gemini-South/GNIRS观测的，它在交叉色散模式下提供了0.9 - 2.5 $μ$ m的同时波长覆盖。另一个源用Gemini-North/NIRI在K波段观测。我们计算所有检测到的发射线的线强度，并使用它们的比率来估计气体金属丰度在宽线区域的类星体。金属丰度被发现是超太阳的典型值$\sim$ 4 Z_{\sun}，与低红移观测的比较表明，没有强烈的演变，金属丰度z $\sim$ 6。类星体的FeII/MgII比率为4.9 +/-1.4，与低红移测量结果一致。我们估计中心BH的质量为10 ^9~10 ^{10} M_{\sun}，爱丁顿光度比为1级。我们确定了两个MgII $λλ$ 2796，2803吸收体，其在2.2 <z <3处具有静止等效宽度W_0 ^{\lambda 2796}> 1 μ m，并且在z> 3处具有W_0 ^{\lambda 2796}> 1.5 μ m，其中两个最远的吸收体分别在z = 4.8668和4.8823处。W_0 ^{\lambda 2796}> 1.5 Å的MgII吸收体的红移数密度（dN/dz）与z> 4之前没有宇宙演化一致。
2007-07-11 astro-ph
The Mg-sigma Relation of Elliptical Galaxies at Various Redshifts
Mg吸收指数与局域椭圆星系的速度色散（σ）之间的相关性非常紧密。由于镁的吸收取决于金属丰度和年龄的基本恒星星族的Mg-σ关系约束的金属丰度和年龄的可能变化为一个给定的速度色散。在金属丰度没有变化的时间间隔内，Mg指数的任何变化都是由恒星的老化引起的。我们测量了三个团簇中z=0.37的椭圆星系的Mg吸收和速度色散，并建立了它们的Mg-σ关系。对于任何给定的西格玛，测得的镁吸收是弱于平均值为本地椭圆。由于z=0.4和今天之间的明亮的星团椭圆星系的演变是最有可能的只是“被动的”，这种减少镁可以完全归因于年轻的年龄的恒星星族。远星系的Mg吸收相对于本星系的吸收减弱，这意味着椭圆星系团中的大多数恒星都是在高红移（z_f > 2.5）下形成的。4）。Mg-sigma检验是研究椭圆星系演化的一种非常稳健的方法，与使用光度的传统方法相比具有几个优点。剩下的一个问题是校准不同距离星系观测所需的孔径校正。在这里，我们表明，我们的一般结论的时代的形成仍然成立时，孔径校正计算假设依赖的径向梯度σ星系的有效半径，而不是假设没有依赖性，因为在所有以前的研究。
1997-01-15 astro-ph
Clouds, Gravity and Metallicity in Blue L dwarfs: The Case of 2MASS J11263991-5003550
本文介绍了新发现的奇特L矮星2 MASS J11263991-5003550的光学和近红外光谱。Folkes等人根据其在1.4微米处的强H2O吸收，将该源确定为高自行L9+/-1矮星。我们发现2 MASS J1126-5003的光谱实际上与一个正常的L4.5矮星的光谱是一致的，在9896 A处有明显增强的FeH吸收。然而，它的近红外光谱是不寻常的蓝色，具有强H2O和弱CO带，与最近发现的几个“蓝色L矮星”相似。使用2 MASS J1126-5003作为案例研究，并在Burrows等人和Marley等人的凝析云模型趋势的指导下，我们发现，与正常场L矮星相比，这些源的观测光谱特性可以通过薄的和/或大颗粒的凝结云的存在来充分解释。非典型的表面重力或金属含量不能单独再现所观察到的特性，尽管它们可能是不寻常的冷凝物性质的部分原因。我们还排除了未解决的多重性作为2 MASS J1126-5003光谱特性的原因。我们的分析得到了库欣等人对斯皮策中红外光谱数据的检验的支持，这些数据表明，蓝L矮星往往具有较弱的10微米吸收，这一特征暂时与硅酸盐氧化物颗粒有关。像2 MASS J1126-5003这样的蓝L型矮星，凭借其独特的光谱特性，在研究低温大气中凝结物和凝结云的形成和性质方面应该是有用的。
2007-10-05 astro-ph
Metal Lines in Cosmological Models of Lyman-Alpha Absorbers
与中等到高HI柱密度的\lya吸收体相关的金属吸收线包含了关于吸收体内金属丰度和电离条件的有价值的信息，并提供了对\sim 3 $ than HI absorption lines alone. We have developed a method to predict the strengths of metal absorption lines within the framework of cosmological models for the \lya forest. The method consists of evaluating a quantity, the Line Observability Index, for a database of hundreds of candidate metal lines, allowing a comprehensive identification of the lines the model predicts to be detectable associated with a \lya absorber of a given HI column density and metallicity. Applying this technique to a particular class of models at \sim…
1997-09-09 astro-ph
Evolutionary Population Synthesis for Binary Stellar Population at High Spectral Resolution: Integrated Spectral Energy Distributions and Absorption-feature Indices
使用EPS，我们提出了高分辨率（0.3毫米，HRes）ISED从3000到7000毫米和舔/IDS吸收线指数，为一组广泛的瞬时爆发二进制恒星星族（BSP）与二进制相互作用。BSPs的年龄范围为1 - 15 Gyr，金属丰度范围为0.004 - 0.03。这种HRes合成结果可以满足现代光谱星系调查的需要，并可应要求提供。通过比较合成连续的BSP在高和低分辨率（LRes），我们表明，有一个很好的协议Z=0.02和一个可容忍的分歧非太阳金属丰度。所有金属丰度的巴耳末线在HRes处的强度均大于LRes处的强度。LRes和HRes处的Lick/IDS吸收线指数（两者均由拟合函数（FF）获得）的比较表明，对于Z=0.004和Z=0.02的BSP，除TiO_1和TiO_2之外的所有指数的差异均不显著。对于Z=0.01和Z=0.03的BSP，HRes的Ca 4227、Fe 5015和Mg b指标比相应的LRes指标偏红，降低了BSP的推断年龄和金属丰度。高分辨率的Mg_1、Fe_（5709）和Fe_（5782）指数比LRes的更蓝，这提高了年龄和金属丰度。与Z=0.01相比，Z=0.03的BSP在这六个指数中的差异更大。在HRes处，我们比较了用FFS得到的Lick/IDS光谱吸收指数和直接从合成光谱中得到的Lick/IDS光谱吸收指数，发现用FFS得到的Ca 4455、Fe 4668、Mg_b…
2005-08-30 astro-ph
K-luminous galaxies at z~2. Metallicity and B stars
本文给出了五个近红外亮（K < 20）星系在z~2处的合成光谱的分析结果。几条最强的吸收线出现在合并星系NGC 6090的紫外光谱中，而在z~3处的Lyman Break Galerkin光谱中却没有。它们被鉴定为Si III 1296、CIII 1428、Si III 1485和Fe 1380，是B星的典型光球线。通过比较被称为1425 AA指数（Si III，CIII，FeV）的纯光球线与Starburst 99模型，建议金属丰度高于太阳。高金属丰度的证据，加上高质量，高恒星形成率，以及可能的强大集群，表明这些星系是成为大质量球状体的候选者。
2004-11-11 astro-ph
On The Origin Of Metallicity In Lyman-Alpha Forest Systems
我们调查的假设，$\lyal$吸收线出现在两个群体的晕-minihalos的小圆速度（$V_c \la 55$公里的$^{-1}$），其中恒星的形成和金属的生产被抑制的紫外背景辐射的光电离，和大的星系晕（$55 \la V_c \la 250$公里的$^{-1}$），其中拥有恒星和金属。基于$\lyal$吸收气体被限制在两种晕群中的模型，我们试图解释最近观测到的（1）可见星系与低红移$\lyal$线的关联，以及（2）金属线与$z \sim 3$中不可忽略的低H I柱密度$\lyal$线的关联。对于星系晕，我们发现，光电离的气体云被限制在周围的热气体的压力，可以产生$\lyal$碰撞与H I柱密度低至$10^{14}$ cm $^{-2}$，和这样的碰撞的视线的影响参数匹配以及在一个典型的发光星系的气体包层的半径观测。使用按Schechter处方的质量函数的晕，我们还表明，部分的$\lyal$线与相关的金属线可以理解的部分$\lyal$吸收剂，与星系晕。特别是，所报告的分数的$\sim 0.5--0.75$在$z \sim 3$再现时，$V_c$分离的迷你或星系晕的边界值为$40 \sim 60$公里秒$^{-1}$，这是一致的光电离下的星系形成的理论预测。.....
1997-02-05 astro-ph
Absorption line indices in the UV. Empirical and theoretical stellar population models
（节录）。恒星的光学吸收线已经被广泛研究，并构成了一个重要的恒星星族诊断星系在本地宇宙和中等红移。当往后看的时间越长时，星系就越年轻，紫外线就变成了占主导地位的恒星星族发光的相关光谱区域。然而，对恒星星族模型的紫外吸收线的综合研究还很缺乏。我们研究吸收线指数在远，中紫外线，以确定年龄和金属指标的紫外线明亮的恒星星族在当地的宇宙，以及在高红移。我们探索经验和理论的光谱库，并使用进化的人口合成计算合成线指数的恒星星族模型。从经验方面，我们利用IUE-低分辨率恒星光谱库和吸收线系统。从理论方面，我们使用高分辨率库库鲁茨合成光谱。为了选择指数，可以用来作为年龄和/或金属丰度指标，遥远的星系和球状星团，我们比较的模型，从麦哲伦云的模板球状星团的数据。我们提供了在1200埃到3000埃波长范围内，不同年龄和金属丰度的恒星星族的合成线指数。这增加了几个新的指标，充分研究的CIV和SiIV的选择。在与球状星团数据比较的基础上，我们选择了一组2000埃静止框架蓝向的11个指数，可以很好地恢复星团的年龄和金属丰度。这些指数是研究高红移年轻星系的理想指标。我们还提供了合成的高分辨率恒星星族SED。
2008-11-04 astro-ph
The Magellanic zoo: Mid-infrared Spitzer spectroscopy of evolved stars and circumstellar dust in the Magellanic Clouds
利用斯皮策空间望远镜的红外光谱仪观测了大麦哲伦云和小麦哲伦云中的演化恒星样本。比较来自SMC、LMC和银河系的样本，发现尘埃产生率取决于富氧恒星的金属丰度，但具有类似脉动特性的碳恒星产生类似数量的尘埃，而不管它们的初始金属丰度如何。富氧恒星的其他性质也取决于金属丰度。随着金属丰度的降低，裸星（即无尘）的比例增加，其中的裸星，从SiO的8 μ m吸收带的强度降低。我们的样本包括LMC中的几颗大质量恒星，它们具有长的脉动周期，产生了大量的尘埃，这可能是因为它们年轻且相对富含金属。在SMC和LMC的拱星壳中可以看到很少的氧化铝尘埃，这与银河系样品不同。三个富氧源也显示了富镁结晶硅酸盐的排放。许多还在14 μ m处显示出发射特征。我们样本中的一颗S星显示了一个新探测到的中心在13.5 μ m的发射特征。在较低的金属丰度下，壳层中具有相似数量的无定形碳的碳星对分子乙炔（C_2H_2）的吸收较强，而对SiC和MgS尘埃的发射较弱。
2008-07-18 astro-ph
The Cosmic Evolution of Metallicity from the SDSS Fossil Record
我们给出了SDSS星系的恒星金属丰度的时间演化，该星系的样本跨越恒星质量的五个数量级（10 ^7 - 10^{12} Msun）。假设BC 03的恒星星族模型，我们发现，更大质量的星系是更丰富的金属比质量较小的在所有的红移，质量-金属丰度的关系是烙印在星系的形成时代。对于目前恒星质量大于10^{10} Msun的星系，恒星金属丰度的时间演化非常弱，在哈勃时间内至多为0.2-0.3 dex-因此质量-金属丰度关系几乎不随红移而演化。然而，对于目前恒星质量< 10^{10} Msun的星系，演化是显著的，从红移3到现在，金属丰度增加了十多年。通过能够恢复的金属丰度的历史，我们已经设法确定最近从星云线和吸收线恢复的金属丰度之间的差异的起源。正如预期的那样，我们表明，年轻人口占主导地位的前者，而老年人口的后者。我们已经调查了依赖于所使用的恒星模型，发现旧的恒星星族合成代码不产生一个明确的结果。最后，我们探讨了星系团环境与金属丰度之间的关系，发现在高密度区的星系具有高金属丰度的意义上，有很强的相关性。
2008-04-18 astro-ph
Super-solar Metallicity in the NLS1 Galaxy Markarian 1044
在类星体和活动星系核中，由于观测到的谱线很少，而且电离修正未知，所以很难确定各种元素的体金属丰度和丰度混合。大多数活动星系核丰度的研究都假设N/C比例是金属丰度（氮是金属丰度的平方），因此可以作为金属丰度的指标。利用远紫外光谱探测器（FUSE）的O-VI柱密度测量以及哈勃太空望远镜（HST）的C-IV、N-V和H-I观测，对窄线Seyfert 1（NLS 1）星系Markarian 1044的金属丰度进行了精确测定.在吸收线研究中，我们发现Mrk 1044的环核气体的金属丰度至少是太阳的5倍。这与NLS 1具有高金属丰度的预期一致，类似于在高红移类星体中发现的金属丰度。更令人惊讶的是，我们发现吸收材料需要接近太阳的混合物。换句话说，N/C与太阳比一致，而不与金属丰度成比例。这表明，化学富集的情况下，这个对象，也许对AGN一般，可能是不同的传统模型的银河系金属富集，至少在高金属度制度。
2005-04-06 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
Absorption Line Studies in the Halo
在过去几年中，通过吸收光谱学探索银河系的气体晕已经取得了重大进展。我回顾了最近的结果，吸收线研究的晕使用各种仪器，如远紫外光谱探测器，空间望远镜成像光谱仪，和其他。新的研究表明，低金属含量气体的下降，与麦哲伦云的相互作用，以及银河喷泉是造成晕中中速和高速云现象的原因。对银河系附近高度电离气体的新测量表明，这些云嵌入在延伸到星系际空间深处的热气日冕中。
2003-09-25 astro-ph
Multiwavelength Monitoring of the Dwarf Seyfert 1 Galaxy NGC 4395. IV. The Variable UV Absorption Lines
我们报告的可变紫外吸收线在NGC 4395的检测，紫外线观测的基础上与HST STIS在2004年4月和7月进行的，作为混响映射活动的一部分。O I、N I、Si II、C II和Fe II的低电离线出现在低态光谱（2004年4月）中，速度为v_shift=-250 km/s（系统A_l），另外C IV和N V的高电离线出现在高态光谱（2004年7月）中，速度为v_shift=-250 km/s（系统A_h）和v_shift=-840 km/s（系统B）。没有来自Si II的低亚稳能级的吸收意味着系统A_1的密度<~10^3 cm^（-3），表明其位于窄线区（NLR）之外。A_h体系是一个特殊的体系，只有N V吸收被清楚地检测到.预计高的N V/C IV吸收比的高金属量的吸收剂，但这是排除在这里的主星系和核气体的金属量是显着subsolar。对于系统A_h和B，一个简单的可接受的模型是位于宽线区（BLR）和NLR之间的吸收体，它只吸收连续谱和BLR。在低态下，C IV和N V的强窄发射线主导光谱，使得吸收不可见。在高态下，吸收的连续谱和BLR发射占主导地位。因此，所观察到的吸收的变化并不反映吸收体的变化，而是来自吸收体后面的连续谱和BLR发射相对于来自吸收体前面的NLR的发射的变化。因此，对高度可变物体的吸收线可变性的研究可以打破单历元研究所固有的吸收体距离确定中的简并性。
2008-04-01 astro-ph
New response functions for absorption-line indices from high-resolution spectra
基于Munari等人在logT、log g、[Fe/H]以及太阳和α-增强丰度比[a/Fe]的大范围内计算的大量1-A分辨率光谱库，我们给出了Lick系统的理论吸收线指数。首先，我们推导出所谓的响应函数（RF）的Tripicco和贝尔为广泛的范围内的logT，log g，[Fe/H]和[a/Fe]=+0.4 dex。RF通常用于将具有太阳能[a/Fe]比的指数校正为具有[a/Fe]>0的指数。不仅RF随恒星类型的不同而变化，而且随金属丰度的不同而变化。其次，借助于这一点和Worthey等人的拟合函数（FF），我们导出了单颗恒星星族的指数，并与以前的作者，如Tantalo和Chiosi得到的指数进行了比较。新的RF不仅取代了Tripicco和Bell的旧RF，而且还表明Hb随着增强程度的增加而增加，这与Tantalo和Chiosi的结果一致。单恒星星族的新指标是用来获得与援助的递归最小距离法的年龄，金属丰度和程度的增强的银河系球状星团的样本，这些关键参数已独立地来自色-星等图和/或光谱研究。协议非常好。
2006-09-25 astro-ph
Age and metallicity of a globular cluster in the dwarf spheroidal galaxy DDO78
本文报道了M81群矮球状星系DDO~78中一个球状星团的中分辨光谱学研究结果。用6米望远镜（SAO RAS，俄罗斯）的长缝摄谱仪观测了DDO 78球状星团、4个银河系球状星团、光谱标和视向速度标。在Burstein等人（1984）采用的带通中测定舔分光光度指数。根据几个吸收特征的强度，对金属丰度进行加权平均，得到DDO 78中球状星团的平均金属丰度为[Fe/H] = -1.6 +-0.1dex。我们估计的球状星团的年龄为9-12 Gyr，与银河系球状星团NGC 362的年龄相似，后者在化学丰度和综合分光光度特性上与我们的星团相似。
2002-08-23 astro-ph
A Comparison of Absorption and Emission Line Abundances in the Nearby Damped Lyman-alpha Galaxy SBS 1543+593
我们利用HST上的空间望远镜成像光谱仪（STIS）测量了附近阻尼莱曼α（DLA）吸收星系SBS 1543+593的星际介质（ISM）中的硫丰度[S/H] = -0.41 +/-0.06。这类星体的吸收线丰度的一个方面，和从HII区发射线诊断测量的丰度的另一方面，产生相同的结果之间的直接比较：在中性ISM中的硫的丰度是在良好的协议，在HII区3千秒差距测量的氧。我们的结果与其他最近的研究，声称HI（吸收）和HII（发射）区域丰度之间的数量级差异。我们还推导出镍的丰度为[Ni/H] <-0.81，比硫的丰度低约三倍，并认为这种贫化是由于尘埃造成的，尽管我们不能排除α元素过量是金属丰度较低的原因。如果电离气体中出现了一些SII，那么我们对[S/H]的测量可能被高估了;采用一个合理的沿着视线的星系恒星形成率，以及从SBS 1543+593检测到的CII* 1335.7吸收线的测量，我们确定金属丰度不太可能比我们推导的小0.25 dex以上。我们估计冷中性介质的冷却速率为log [l_c（ergs s^{-1} H atom^{-1}）] =-27.0，与在高红移DLA布居中看到的值相同。
2005-08-31 astro-ph
Near-infrared properties of blue compact dwarf galaxies: the link between solar and low metallicity
我们获得了三个亚太阳中等金属丰度的蓝色致密矮星系Tol~35、Tol~3和UM 462的近红外图像和光谱。这项工作是一个更大的项目的一部分，该项目旨在研究近红外低金属量星系的恒星形成和恒星星族。在这个框架中，中等金属量星系是理解填补太阳和极低金属量星系之间空白的最极端情况的重要一步。我们在这三个星系中都观测到了类似于HII区的光谱，在所有情况下，恒星形成事件都只有几百万年的历史。与年轻的年龄一致，我们的光谱没有证据表明恒星吸收功能的典型超巨星，也没有[铁]排放典型的超新星。K波段的气体分数范围从20%到40%，表明气体排放可以显着污染宽带近红外线的颜色在年轻的贫金属恒星爆发。我们在这三个物体中都检测到了氢分子的发射。所有的光源都显示出叠加在较低表面亮度包络上的明亮节点。这些纽结被认为是超级星团，其中六个存在于UM 462中。在所有的星系中，我们都探测到古老的恒星星族的存在。
2002-05-31 astro-ph
Determination of the gas-to-dust ratio in nearby dense clouds using X-ray absorption measurements
我们比较了附近六个恒星形成区（d<500 pc）致密星际物质的气体和尘埃性质：rho Oph，Cha I，R CrA，IC 348，NGC 1333和Orion。我们从钱德拉和XMM-牛顿观测中测量了没有吸积盘的前主序星（PMS）的X射线吸收（即，III类源），以获得总氢柱密度N_{H,X}。对于这些源，我们从文献中获得相应的尘埃消光在近红外，A_J，或者当不可用时，我们从SED拟合使用现有的DENIS，2 MASS，ISOCAM和其他数据。然后，我们比较每个对象的N_{H,X}和A_J，达到前所未有的高消光。对于具有20个真正的III类源的相对较大样本的rho Oph暗云，我们探测了A_J <~ 14（A_V <~ 45）的消光，并采用标准ISM丰度找到了最佳拟合的线性关系N_{H,X} /A_J = 5.6（+/-0.4）x10^{21} cm^{-2} mag^{-1}。其它地区的N_{H,X} /A_J比值显示出很大的分散性，但由于缺乏足够的IR数据，这些研究仍然局限于中等的分散性（A_J <~ 1.5或A_V <~5）。对于rho Oph，N_{H,X} /A_J比值明显低于（>~2 sigma）银河值，使用标准消光曲线（R_V = 3.1）得出。这一结果与最近对太阳和太阳附近恒星金属丰度的向下修正是一致的。我们发现，rho Oph致密云具有相同的金属丰度比本地ISM时，…
2003-06-23 astro-ph
The O VI Absorbers Toward PG0953+415: High Metallicity, Cosmic-Web Gas Far From Luminous Galaxies
低红移的类星体PG 0953 + 415的光谱显示出两个强的、相互干扰的O VI吸收系统。为了研究这些吸收体的性质，我们利用双子座多目标摄谱仪在以类星体为中心的5 'x5'视场中进行了深光谱星系红移测量。该调查对于r '<19.7是完全完成的，对于r'<21.0是73%完成的。我们发现三个星系的红移较高的z O VI系统（z = 0.14232），包括一个星系在投影距离ρ = 155千秒差距。我们在双子场中没有发现低z OVI吸收体红移（z = 0.06807）的星系，这表明最近的星系距离我们超过195 kpc，或者L <0.04 L *。先前较浅的巡天覆盖了更大的区域，显示z = 0.06807的O VI吸收体隶属于一个星系群/星系丝，但最近的已知星系的ρ = 736 kpc。z = 0.06807的吸收体由于几个原因而值得注意。吸收曲线揭示了静态材料的简单运动学指示。HI线宽度和HI线与金属线的良好对准有利于光电离，并且此外，列密度比意味着高金属性：[M/H]=-0.3 +/-0.12。z = 0.14232 O VI系统更复杂，限制更少，但也表明金属丰度相对较高。使用星系红移从SDSS，我们表明，这两个PG 0953 + 415 O VI吸收体位于大规模的宇宙网的细丝。显然，纤维网长丝的一些区域是高度富集金属的。我们讨论了高金属丰度气体的起源，并提出富集可能发生在很久以前（在…
2006-04-19 astro-ph
Probing the absorbing haloes around two high-redshift radio galaxies with VLT-UVES
本文报道了两个高红移射电星系0200+015（z=2.23）和0943-242（z=2.92）的空间扩展莱曼α辐射中HI和CIV吸收的VLT-UVES阶梯光谱。与之前的低分辨率光谱相比，0943-242中的吸收体几乎没有表现出额外的结构，主要吸收体仍然与HI柱密度一致，约为10^19 cm^-2。这与吸收气体具有低密度和低金属性并且分布在位于发射线气体之外的光滑吸收壳中的图片是一致的。然而，0200+015中的主要吸收体非常不同。先前的HI柱密度为10^19 cm^-2的单个吸收体拟合，现在分裂成两个约4 x 10^14 cm^-2的吸收体，它们延伸超过15 kpc，以掩盖在这些高分辨率观测中与射电瓣重合的附加Ly-alpha发射。尽管与吸收系统的壳状分布一致，但0200+015需要比0943-242高得多的金属富集。根据CIV吸收推断，0943-242中的金属丰度远低于0200+015。我们解释了这些差异的基础上的大小的无线电源的进化方案。在这两个来源的HI吸收气体来源于一个丰富的气体合并或原始的集群气体冷却和坍缩的中心的暗物质晕。较大的射电源（0200+015）中较高的金属丰度可能是由星暴驱动的超级风（与射电源发射的触发同时发生）吞没了这个较老源的外晕。
2002-09-10 astro-ph
Spitzer Space Telescope evidence in NGC 6791: no super-mass-loss at super-solar metallicity to explain helium white dwarfs?
我们使用档案斯皮策太空望远镜测光的老，超太阳的金属丰度大规模疏散星团NGC 6791寻找证据的增强质量损失，这已被假定为解释光学光度函数和低白矮星质量在这个基准集群。我们发现一个明显缺乏证据的多产的拱星尘埃生产，本来预计伴随着这样的质量损失。我们还构造了光学和红外光度函数，并证明这些完全符合理论预期。因此，我们的结论是，没有证据表明超太阳金属量红巨星的质量损失足够高，以至于它们可以避免红巨星分支尖端的氦闪光。
2008-04-29 astro-ph
The Nature of Associated Absorption and the UV-X-ray Connection in 3C 288.1
我们讨论新的哈勃太空望远镜光谱的射电大声类星体，3C 288.1。在类星体静止框架中，数据覆盖~590 A到~1610 A.他们揭示了丰富的相关吸收线（AALs），没有伴随莱曼极限吸收。金属AAL的电离范围从C III和N III到Ne VIII和Mg X。我们利用这些数据和光电离模型推导出AAL气体的以下性质：1）在AAL区域内存在多个电离区，电离参数至少跨越~50倍。2)总的电离是一致的“温暖”的X射线连续吸收测量塞弗特1核和其他类星体。然而，3）3C 288.1中的AAL暗示的柱密度太低，在任何UV-X射线波长下都不能产生显著的束缚-自由吸收。大量的X射线吸收将需要另一个区域，其具有比主AAL区域高得多的电离或低得多的速度色散。4)AAL气体中的总氢柱密度为logN_H（cm-2）= 20.2。5)其金属量大约是太阳的一半。6)AAL的去卷积宽度约为900 km/s，它们的质心与类星体系统速度没有变化（保守地在+/-1000 km/s内）。7)在我们的数据中没有直接的指标表明吸收体的位置，但高电离和高金属丰度都表明与类星体/宿主星系环境有密切的物理关系。最后，紫外线连续谱的形状在更高的能量下没有给出“蓝色凸点”的指示。在~1030 A处有一个明显的未知来源的突变，并且向更高能量的下降（对于f_nu ~ nu^alpha，光谱指数α =-1.73）甚至比从1030 A到软X射线…
2000-02-08 astro-ph
Probing the Dark Ages with Metal Absorption Lines
最近对z~6高红移类星体的观测终于揭示了完全Gunn-Peterson吸收。然而，这最多只能将体积加权和质量加权的氢中性分数分别限制在10^-3和10^-2以上;由于氢莱曼跃迁的光学深度很高，更强的限制是不可能的。在这里，我建议用某些金属线作为氢中性部分的示踪剂。当IGM几乎为全中性时，如果被污染到Z ~ 10^-3.5--10 ^-2.5Z_solar，这些谱线将引起不饱和吸收。在再电离的中后期，这种最低程度的金属污染是不可避免的，除非类星体而不是恒星是电离光子的主要来源。在1302埃处的OI线特别有希望：OI和H电离势几乎相同，OI应该与H处于非常紧密的电荷交换平衡。也可以观察到SiII 1260埃跃迁。在高红移时，过密区域首先被污染成高金属丰度，但最后由于复合时间短而保持永久电离。这些地区应该产生波动的OI和SiII森林，如果观察到，将表明大量的中性氢。在SDSS z=6.28类星体中可能已经可以检测到OI森林。如果在未来的高红移类星体中看到，OI和SiII森林将探测早期宇宙中再电离和金属污染的拓扑结构。如果能从高红移伽马射线暴的阻尼翼测量到HI光学厚度，它们将产生高红移宇宙金属丰度的非常可靠的测量。
2002-01-30 astro-ph
Metallicity measurements using atomic lines in M and K dwarf stars
我们报告的第一次调查的化学丰度在M和K矮星使用原子吸收线的高分辨率光谱。我们已经测量了35 M和K矮星的Fe和Ti丰度，使用从（λ/Δ λ）= 33，000光谱测量的等效宽度。我们的分析利用了低温矮星模型大气层的最新改进。恒星的温度在3300到4700 K之间，大多数低于4100 K。它们覆盖了-2.44 < [Fe/H] <+0.16的铁丰度范围。我们的测量结果显示[Ti/Fe]随着[Fe/H]的增加而减少，这一趋势类似于对更温暖的恒星测量的趋势，其中丰度分析技术已经得到了更彻底的测试。这项研究是一个步骤的观测校准程序，估计金属的低质量矮星使用光度和低分辨率光谱指数。
2004-10-19 astro-ph
Velocity-Metallicity Correlation for high-z DLA Galaxies: Evidence for a Mass-Metallicity Relation?
我们使用我们的VLT-UVES类星体光谱数据库建立了70个阻尼莱曼α（DLA）或强亚DLA系统的样本，其总中性氢柱密度为log N（HI）>20，红移范围为1.7<z_abs<4.3。对于每个系统，我们测量的金属丰度相对于太阳能，[X/H]（与X=锌，或S或Si），和低电离线轮廓的速度宽度，三角洲V。我们提供的第一次证据DLA金属丰度和线轮廓速度宽度之间的相关性，这是在6.1sigma的显着性水平检测。这证实了Wolfe和Prochaska（1998年）以前在小得多的样本中观察到的趋势。最佳拟合线性关系为[X/H]=1.55（\pm 0.12）log Delta V-4.33（\pm 0.23），Delta V以km/s表示。DLA速度-金属丰度关系的斜率在我们样本的较高（z_abs>2.43）和较低（z_abs<2.43）红移的一半之间的不确定性内是相同的。然而，这两种系统在统计上是不同的。在平均金属丰度和平均速度宽度随红移减小而增大的意义上，存在着强烈的红移演化。我们认为，DLA速度金属相关性的存在，超过100传播金属的因素，可能是一个潜在的质量-金属关系的星系负责DLA吸收线的后果。假设一个简单的线性标度的星系光度与暗物质晕的质量，我们发现的DLA速度-金属丰度关系的斜率是一致的本地星系导出的光度-金属丰度关系。[...]节略。
2006-06-08 astro-ph
