Implications of the metallicity dependence of Wolf-Rayet winds
目的：最近对沃尔夫-拉叶星风的理论预测表明，它们的质量损失率与恒星的初始金属丰度成比例，我们的目标是研究这种预测的依赖性如何影响沃尔夫-拉叶星及其后代在不同化学环境中的模型。研究方法：我们计算模型的恒星结构和演化的沃尔夫-拉叶星不同的初始金属丰度，并探讨如何缩放的沃尔夫-拉叶质量损失率影响最终的质量，WN和WC亚型的寿命，以及如何两个人口的比例随金属丰度变化。结果：我们发现沃尔夫-拉叶星的金属丰度依赖的质量损失率的显着影响。对于包含质量损失率与初始金属丰度的比例关系的模型，所有WR星在两倍于太阳金属丰度时都变成中子星而不是黑洞;在较低的$Z$时，黑洞有更大的质量。我们还表明，我们的模型，包括质量损失的金属丰度标度密切再现观察到的下降相对人口的WC在WN星在低金属丰度。
2006-03-08 astro-ph
Spectroscopy of SMC Wolf-Rayet Stars Suggests that Wind-Clumping does not Depend on Ambient Metallicity
热的、大质量的、发光的恒星的质量损失率被认为是塑造这类恒星演化轨迹和影响星系尺度上的星际介质的决定性参数。这种风中无所不在的小尺度结构（团块）可能会使质量损失率的经验估计值降低3倍以上。到目前为止，还没有直接的观测证据表明，在环境金属丰度较低的环境中，风聚集可能会保持在同一水平，在那里，风驱动的不透明度降低。本文报道了小麦哲伦星云中三颗Wolf-Rayet星族I星的时间分辨光谱研究结果，其中环境金属丰度约为1/5 Z_Sun。我们探测到在星风加速部分中有许多向外移动的小尺度发射峰。这些运动特征的一般性质，如速度色散、发射率和平均加速度，密切匹配的小规模的不均匀性在银河系沃尔夫-拉叶星风的相应特征。
2007-01-18 astro-ph
On the metallicity dependence of the winds from red supergiants and Asymptotic Giant Branch stars
在初始质量函数的大部分时间里，恒星注定会变成明亮而凉爽的红巨星。然后，它们可能能够在被强烈的径向脉动提升的大气中产生尘埃，从而驱动风。以这种方式损失的质量可能是恒星质量的一个非常重要的部分，特别是在中等质量恒星的情况下，它高度富集。恒星诞生和反馈到环境之间的延迟从大质量恒星的几百万年到我们今天看到的最小质量红巨星的宇宙年龄不等。本文对红巨星风的金属丰度依赖性作一综述。我表明，最近的测量不仅证实了理论预期，但也告诫常见的误解，在低初始金属丰度反馈的影响。
2005-12-13 astro-ph
The metallicity dependence of WR wind models
近年来，随着恒星大气模型的发展，对Wolf-Rayet（WR）质量损失的理解取得了很大进展。在本文中，我们回顾了最新的发展，包括我们自己的结果，从流体动力学非LTE模型大气。特别是，我们解决的Z-依赖WR质量损失的重要问题。我们表明，辐射驱动风的模型意味着一个相当强的依赖于Z。此外，我们指出的WR型质量损失的L/M比的关键作用。
2005-11-07 astro-ph
Effects of the galactic winds on the stellar metallicity distribution of dwarf spheroidal galaxies
为了研究星系风对天龙座和小熊座矮球状星系的恒星金属丰度分布和演化的影响，我们比较了几种化学演化模型的预测，采用不同的处方的星系风，光度导出的恒星金属丰度分布的两个星系。天龙座和小熊座的化学演化模型能够再现这两个星系的几个观测特征，如几个丰度比，考虑到中等质量恒星和这两种超新星的最新核合成，以及这些物体对系统能量的影响。对于这两个星系，最适合数据的模型包含强烈的连续星系风，其发生率与恒星形成率成正比。假设风速只与超新星速率成正比的模型也能重现观测到的SMD，但与气体质量不匹配，而没有星系风的模型则无法重现观测到的SMD。在小熊座的情况下，与以前的作品相同的模型再现了观测到的分布非常好，不需要修改模型的主要参数。另一方面，Draco的模型略有修改。观测到的SMD需要一个具有较低Ia型超新星热化效率的模型（$η_{SNeIa}$ = 0.5而不是$η_{SNeIa}$ = 1.0），以延迟银河风，而所有其他参数保持不变。与观测结果相比，模型结果强烈表明，强烈和连续的星系风在当地dSphs的演变中起着非常重要的作用。
2007-04-16 astro-ph
Are WNL stars tracers of high metallicity?
我们提出了新的大气模型沃尔夫-拉叶星，包括风流体动力学的自洽解决方案。我们证明，光学厚WR风的形成可以解释由Fe线不透明的辐射驱动，这意味着强烈的依赖于金属丰度（Z）。对晚型WN星的Z依赖模型计算表明，这些天体是接近爱丁顿极限的大质量恒星，它们的形成强烈有利于高金属丰度环境。
2006-09-25 astro-ph
An explanation for metallicity effects on X-ray Binary properties
我们发现，辐射诱导的恒星风可以解释两个重要的金属丰度效应的X射线双星-更高的数字和更软的光谱的X射线双星的金属丰富的球状星团相比，金属贫乏的。正如Iben、Tutukov和Fedorova之前所指出的那样，由于线路冷却效率较低，金属含量较低时的风应该更强。这将加速贫金属簇中LMXB的演化，从而减少它们的数量。这些风也可以提供额外的材料附近的吸积对象，这可能会产生一个内在的吸收剂，硬化的X射线光谱的金属相对于富金属的集群系统，如观察建议。我们概述了模型的一些额外的观测预测。
2004-01-16 astro-ph
Dust-driven Winds and Mass Loss of C-rich AGB Stars with subsolar Metallicities
我们调查的质量损失的高度发展，低和中等质量的恒星和恒星样品与太阳下的金属。本文给出了适用于LMC/SMC型恒星星族的定性和定量描述。为此，我们采用相同的方法，我们没有为太阳金属丰度的恒星和计算流体动力学风模型，包括尘埃形成与LMC和SMC丰度下考虑一个适应模型假设。特别是，我们改进了治疗的辐射转移问题，以适应较大的非本地的贡献发生较小的不透明度。对于每个风模型，我们确定一个平均质量损失率。由此产生的，近似的质量损失公式，然后适用于良好的测试和校准的恒星演化计算，以量化恒星的质量损失。LMC和SMC金属丰度的动力学模型导致与太阳金属丰度模型相同数量级的质量损失率，这在这种基本方法中与观测一致。然而，流体动力学性质如流出速度（对于固定的C/O丰度比）明显不同。虽然LMC和太阳金属丰度模型的临界光度相当一致，但SMC模型需要更高的光度才能产生尘埃驱动的风。
2008-05-23 astro-ph
The Metallicity Dependence of Wolf-Rayet Mass Loss
我们生产的早期WN，WC和WO星的模型作为金属丰度Z的函数，使用分析CAK型的方法。当log（Z / Z_sun）>= -2时，WN和WC星都具有近似的相关性Mdot \propto Z^{0.5}。对于WN风，质量损失率迅速下降到log（Z / Z_sun）=-2以下，并且对于log（Z / Z_sun）<-3无法找到风解。对于WC和WO风，质量损失率在-3 <= log（Z / Z_sun）<= -2的范围内骤降，并且由于C和O的自富集而趋于平坦，对于log（Z / Z_sun）<=-4，质量损失率约为10^{-8} M_sun yr^{-1}。WC与WO星在低金属丰度下的Mdot无显著差异。
2007-10-31 astro-ph
On the metallicity dependence of Wolf-Rayet winds
我们已经进行了一个试点研究的质量损失预测晚型沃尔夫-拉叶星（WR）作为金属丰度的函数，在10^{-5} <（Z/Zsun）< 10。我们发现，富氮的沃尔夫-拉叶星的风主要由铁线，与质量损失的依赖Z类似的大质量OB星。对于更多的进化，富碳，WR星的风强度也被发现是依赖于铁丰度，使它们依赖于宿主星系的化学环境，但与质量损失金属丰度的依赖，是不太陡峭的OB星。我们发现WR的质量损失是Z依赖的是一个新的，具有重要的后果黑洞的形成和X射线人口研究在外部星系。我们的研究进一步发现，富C WR星的Z依赖性在金属丰度低于Z/Zsun < 1/10时变得较弱，一旦金属丰度低于（Z/Zsun）= 10^{-3}，质量损失不再下降。这是由于碳等中等质量元素的辐射驱动作用越来越重要。结合快速旋转和/或接近爱丁顿极限-可能与大质量的第三族恒星有关-这种效应可能表明质量损失在这些物体的外观和演化中的作用，以及恒星风在丰富早期宇宙的星系际介质中的潜在作用。
2005-07-14 astro-ph
The empirical metallicity dependence of the mass-loss rate of O- and early B-type stars
[摘要]我们提出了一个全面的研究的金属丰度依赖的质量损失率在静止恒星风的热大质量恒星。假设质量损失对金属丰度Mdot \propto Z^{m}的幂律依赖性，并采用终极速度和金属丰度之间的理论关系v_inf \propto Z^{0.13}（Leitherer等人），通过对亮度大于10^{5.2} Lsun的恒星的风动量光度关系（WLR）的分析，我们发现非聚集外流的m = 0.83 +/- 0.16。在误差范围内，这一结果与预测的m = 0.69 +/- 0.10从温克等人。对于高光度的恒星，我们发现的质量损失率要大于预测，这意味着风聚集因子在其线形成区域的~4。对于光度较低的恒星，风是如此微弱，以至于它们的强度不能可靠地从光学线中得出，必须依赖于紫外线的分析。在低光度区域，发现银河系WLR比理论预期的要陡得多，导致在光度L ~ 10^{4.75} Lsun时，紫外质量损失率与预测值相差100倍，其原因尚不清楚。我们强调，即使目前的热发光恒星的质量损失率被高估的风聚集的结果，聚集的程度可能是独立的金属丰度，因此在这项研究中得出的标度预计将保持正确。
2007-08-15 astro-ph
Understanding B-type Supergiants in the Low Metallicity Environment of the SMC
利用VLT上的UVES高分辨光学数据，对7颗SMC B型超巨星和1颗巨星进行了光谱分析。FASTWIND，一个非LTE的，球形的，线覆盖的模式大气代码被用来获得这些恒星的大气和风参数以及它们的绝对丰度。讨论了这些结果对恒星演化和线驱动风理论的意义。
2003-12-09 astro-ph
Wind properties of Wolf-Rayet stars at low metallicity: Sk41 (SMC)
Sk 41（AB 4，WN 5 h）是SMC中唯一已知的Wolf-Rayet单星，利用紫外（IUE）、光学（AAT）和近红外（NTT）光谱研究了它的恒星性质。与预期相反，Sk 41的恒星性质是银河系和大麦哲伦星系中的典型WN星，T= 42 kK，log（L/Lo）=5.7，v_inf=1300 km/s，Mdot/sqrt（f）= 3x 10 ^-5 Mo/yr，H/He=2，其中f是体积填充因子。在SMC的金属丰度下，SK 41的恒星光度比单星演化模型预测的最小值低50%。SMC WR星中HeII 4686 A和CIV 5801- 12 A的发射线光度并不系统地低于银河系和LMC对应物。43颗晚型WN星和59颗早型WN星的log L（HeII）分别为36.0 erg/s和35.8 erg/s，而25颗早型WC星的log L（CIV）为36.5 erg/s。这种新的校准在推导年轻星暴星系的WR人口的应用。合成WN模型计算相同的参数，除了金属丰度不同。根据Smith等人的WN分类方案，CNO平衡模型显示，较早的光谱类型在较低的金属丰度下预测，即在0.04 Z（太阳）的WN 3 - 4与在1.0 Z（太阳）的WN 6。这提供了一个解释的趋势，早期WN光谱类型在低金属丰度。
2000-01-13 astro-ph
Luminous Blue Variable Stars In The Two Extremely Metal-Deficient Blue Compact Dwarf Galaxies DDO 68 and PHL 293B
我们目前的光度和光谱观测的两个发光的蓝变星（LBV）在两个极端的金属缺乏的蓝色紧凑矮（BCD）星系，DDO 68与12+logO/H = 7.15和PHL 293 B与12+logO/H = 7.72。这两个BCD是已经探测到LBV星的金属丰度最低的星系，允许研究极低金属丰度区域的LBV现象，并揭示了从原始气体中诞生的第一代大质量恒星的演化。我们发现DDO 68中LBV星的强烈爆发发生在2007年2月至2008年1月之间的某个时候。我们比较了低金属丰度LBV和高金属丰度LBV的宽谱线发射特性。我们发现，在DDO 68中的LBV星，在H和He I发射线中都可以看到具有天鹅座P轮廓的宽发射。另一方面，对于PHL 293 B中的LBV星，天鹅座P型的轮廓只在H线中被检测到。对于两个LBV，没有检测到重元素发射线，如Fe II。这两个星系中LBV星的H α光度与NGC 2363（Mrk 71）中的LBV星相当，后者具有更高的金属丰度12+logO/H = 7.89。另一方面，两个低金属丰度LBV中恒星风的终极速度都很高，约为800 km/s，比高金属丰度LBV中恒星风的终极速度高4倍。这表明，低金属丰度的恒星风与高金属丰度的恒星风是由不同的机制驱动的。
2008-09-18 astro-ph
New estimates of the contribution of Wolf--Rayet stellar winds to the Galactic 26Al
我们提出了新的产量的26铝从沃尔夫-拉叶星风的基础上旋转恒星模型，以及大量的大质量恒星的许多观察到的属性。我们研究了初始质量、金属丰度和初始自转速度的变化对产额的影响。我们还考虑了在沃尔夫-拉叶阶段的质量损失率的变化的影响。我们表明，表面旋转速度在核心H-燃烧相匹配的观察到的，一个给定的初始质量和金属丰度的恒星喷出的26铝的数量大约是一倍时，旋转的影响被考虑在内。另一方面，产率的金属丰度依赖性与从非旋转模型获得的非常相似。我们估计，在银河系中探测到的~（26）Al中至少有20%~ 50%（如0.6 ~ 1.4Msun）来自Wolf-Rayet星风。我们显示了一个很好的知识，目前的金属丰度梯度和恒星形成率在我们的银河系建模的变化与galactocentric距离和全球贡献的沃尔夫-拉叶星风到目前的银河系质量的26铝的26铝的表面密度的重要性。
2004-11-17 astro-ph
Massive star evolution at high metallicity
在回顾了金属丰度对旋转和非旋转恒星演化的许多影响之后，我们讨论了高金属丰度对大质量恒星种群和恒星核合成的影响。高金属丰度最显著的影响是增加了恒星风损失的质量。通常在金属丰度$Z=0.001$的情况下，非旋转大质量恒星返回的总质量中只有9%是由风喷出的（91%是由超新星爆炸喷出的），而在太阳金属丰度下，这一比例可能超过40%。高金属丰度有利于沃尔夫-拉叶星和Ib型超新星的形成。然而，它不利于Ic型超新星的发生。我们估计经验产率的碳的基础上观察到的人口WC星在太阳附近，并获得WC星喷出0.2%和0.4%的质量最初锁定到恒星的形式下，新的合成碳。模型给出的值与这些经验产量吻合得很好。化学演化模型表明，这样的碳产量可能有重要的影响，在高金属丰度的碳。
2006-11-08 astro-ph
Zero-metallicity stars II. Evolution of very massive objects with mass loss
我们提出的零金属丰度非常大的物体，初始质量在120 Msun- 1000 Msun的范围内，覆盖其静态演化中心碳点火的演化模型。为了探索恒星风引起的质量损失的可能性，本文利用最近发展起来的辐射压（Kudritzki 2002）和恒星自转（Maeder & Meynet 2000）驱动的质量损失率公式进行了计算，完成了Marigo等（2001）关于原始恒星恒质量演化的分析。我们的结果表明，辐射压力（假设最小金属丰度Z = 10^{-4} Zsun）不是质量损失的有效驱动力，除了M >= 750 Msun的超大质量恒星。另一方面，一旦接近（Omega-Gamma）极限，恒星自转可能在触发强大的恒星风方面发挥关键作用。然而，这种剧烈质量损失的临界条件可以维持很短的时间，因为由于质量喷射导致的角动量损失很快导致恒星的旋转。作为副产品，目前的工作，风的化学产额从大质量零金属丰度恒星。氦和金属的富集，以及由此产生的Delta（Y）/Delta（Z）比进行了简要讨论。
2002-12-03 astro-ph
Understanding B-type supergiants in the low metallicity environment of the SMC II
尽管在过去的十年中，在大质量恒星领域的努力重新抬头，但它们的演化路径，表面丰度的污染以及恒星风的行为仍然模糊不清。本文用统一的大气模式程序FASTWIND对10颗SMC B型超巨星的中分辨率光谱进行了分析。结合文1中分析的8个目标，本文提供了SMC中B型超巨星的风性质和化学成分的观测结果。本文强调和充实的影响恒星演化从文件1，目前的理论模型需要产生较大程度的表面氮增强在较低的旋转速度。此外，一个显着的理论和观察到的质量损失率之间的差异进行了讨论，这将有重要的影响，从恒星演化计算得到的旋转速度。在此基础上，给出了低金属丰度环境（Z = 0.004）下B型超巨星风-动量光度关系的初步标定。
2005-01-12 astro-ph
Simulations of galactic winds and starbursts in galaxy clusters
我们提出了一个调查的星系风和合并驱动的星暴的星系团内介质（ICM）的金属富集。我们使用相结合的N体/流体动力学模拟与半数值星系形成模型。通过计算由热、宇宙线和MHD波压驱动的稳态外流的跨音速解，得到了星系风引起的质量损失。由这些过程引起的金属分布的不均匀性是揭示星系团动力学状态的理想工具。我们目前的表面亮度，X射线发射加权温度和金属地图，我们的模型集群，因为它们将被观察到的X射线望远镜，如XMM-牛顿。我们表明，X射线加权金属地图区分前或合并后的星系团通过比较金属丰度分布与星系密度分布：合并前有一个金属丰度差距的子集群，合并后的高金属丰度的子集群之间。我们将我们的方法应用到两个观测到的星系团，Abell 3528和Abell 3921，以显示它们是否是合并前或合并后的系统。在我们的模拟中发现的金属丰度分布的不均匀性的生存时间是几个陀螺仪。我们发现，星系风和合并驱动的恒星爆发丰富ICM非常有效地后，z=1的中心（~ 3 Mpc半径）区域的星系团。
2005-10-31 astro-ph
The Origin of the Galaxy Mass-Metallicity Relation and Implications for Galactic Outflows
（摘要）使用宇宙学流体动力学模拟结合分析建模，我们表明，星系恒星质量-金属丰度关系（MZR）提供了强有力的约束星系流出整个宇宙时间。我们比较了三种外流模型：无外流，模拟流行的Dekel & Silk（1986）情景的“恒定风”（cw）模型，以及"动量驱动风”（vzw）模型。我们发现只有vzw标度再现了观测到的z~2 MZR的斜率、振幅和散射。通过与简单的单区化学演化模型的比较，我们发现MZR可以用三个参数来理解：（1）平衡金属量Z_eq=y*SFR/ACC（其中y=真实产额），反映了恒星形成速率SFR和气体吸积速率ACC之间的富集平衡;（2）稀释时间t_d=M_g/ACC，代表星系在金属性扰动相互作用后回到Z_eq的时间尺度;（3）爆发质量M_bowl，即星系恒星质量超过M_bowl时，星系风可以逃离星系晕。当存在质量负荷因子为MLF的外流时，M_bowl以下的星系服从Z_eq = y/（1+MLF），M_bowl以上的星系服从Z_eq->y。我们的cw模型的M_bowl约为10^10 M_sun，这使得MZR在该尺度以上急剧上升，而在该尺度以下则是一个平坦的MZR，并有很大的散射，这与观测结果非常不一致。我们的vzw模型再现了观测到的Z_g \propto M_*^0.3，因为当MLF >> 1时（即在低质量时），Z_eq \propto MLF^-1 \propto M_*^1…
2008-01-22 astro-ph
Metallicity in the Galactic Center: The Arches cluster
我们提出了一个定量的光谱分析的五个非常巨大的恒星在拱门集群，位于银河系中心附近，以确定恒星参数，恒星风的性质，最重要的是，金属含量。该分析使用了一种新的技术，在这里首次提出，并使用线覆盖的NLTE风/大气模型适合高分辨率的近红外光谱的晚型富氮沃尔夫-拉叶星和OfI+恒星的集群。它依赖于这样一个事实，即大质量恒星在WNL阶段达到最大的氮丰度，这与初始金属丰度有关。我们确定了现今的WNL恒星的拱群中的氮丰度为1.6%（质量分数），并限制在集群中的恒星金属量是太阳。这一结果对于质量-光度关系、质量损失率和旋转速度的假设是不变的。此外，从这一分析，我们发现拱门集群的年龄是2- 2.5万年，假设同生形成。
2004-07-09 astro-ph
NLTE models of line-driven stellar winds II. O stars in SMC
我们计算了小麦哲伦云（SMC）中O 4到O 9光谱范围内选定O星的NLTE线驱动风模型。我们比较预测的基本风属性，即终极速度和质量损失率与观测值。我们发现理论和观测到的终极速度之间有较好的一致性。另一方面，预测的质量损失率和来自观察的质量损失率是在一个很好的协议，只有较高的质量损失率。理论质量损失率低于10^{-7} M_o/年，明显高于观测值。这些结果证实了以前报道的弱风问题，因为我们计算的质量损失率与Vink等人（2001）的预测相当一致。我们研究这些风的多组分模型。为此，我们开发了一个更详细的描述风解耦。我们表明，与个别风元素的解耦的不稳定性可能会发生低密度风。在观测到的质量损失率非常低的风的情况下，多分量效应对风的结构是重要的，但是这不能一致地解释预测的质量损失率和从这些恒星的观测中得出的质量损失率之间的差异。与以往的研究类似，我们发现风参数对金属丰度的依赖性。我们的结论是，风的质量损失率随着金属丰度的增加而显著增加，dM/dt ~ Z^0.67，而风的平均终极速度仅轻微地取决于金属丰度，即v_infty ~ Z^0.06（对于所研究的恒星）。
2006-01-06 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
Broad Line Emission in Low-Metallicity Blue Compact Dwarf Galaxies: Evidence for Stellar Wind, Supernova and Possible AGN Activity
我们提出了一个大样本的低金属含量的蓝色致密矮星系，表现出广泛的组成部分，在其强发射线，主要是在H β，[O III]4959，5007和H α的光谱。23个光谱已获得与MMT，其中14个显示宽发射。剩下的21个宽发射光谱是从斯隆数字巡天的第5版数据中选出的。宽谱线辐射最可能的起源是大质量恒星的演化及其与星周和星际介质的相互作用。具有最低H $α$光度（10^36 - 10^39 erg/s）的宽发射可能产生于热Ofp/WN 9和/或LBV恒星周围的拱星包层中。具有最高H α光度（10^40 - 10^42 erg/s）的宽发射可能来自IIp型或IIn型超新星（SNe）。它也可以来自包含中等质量黑洞的活动星系核（AGN），尽管我们在样本星系中没有发现强有力的非热辐射证据。具有SN候选者的宿主星系中的氧丰度较低，并且在12 + log O/H = 7.36 - 8.31的范围内变化。然而，只有在12 + log O/H < 7.99的星系中才能发现I型In SN / AGN候选者。在几年的时间尺度上对这些I型In SN / AGN候选者进行光谱监测是必要的，以区分这两种可能性。
2007-09-23 astro-ph
Constraining GRB progenitor models by probing Wolf-Rayet wind geometries in the Large Magellanic Cloud
长持续时间伽马射线暴（GRB）的最佳祖先是快速旋转的沃尔夫-拉叶（WR）星。然而，大多数银河系WR恒星都是缓慢旋转的，因为恒星风被认为会带走角动量。这对Bronzar模型提出了挑战。最近的观测表明，伽玛暴主要发生在低金属量（Z）的环境中，这可能解决这个问题：较低的Z导致较少的质量损失，这可能会抑制角动量的去除，使WR星保持快速旋转直到崩溃。我们希望确定是否低Z WR星旋转平均速度比银河系WR星，并执行甚大望远镜（VLT）的线性分光偏振调查WR星在低Z环境的大麦云（LMC）和比较我们的结果与银河系样本。我们发现，13颗LMC WR星中只有2颗（即15%）表现出线偏振效应，而银河WR星的这一比例同样很低，约为15-20%。LMC WR星的线偏振效应的低发生率表明，WR旋转特性发生显著差异的阈值金属丰度低于LMC（Z ~ 0.5 Zsun），可能将GRB祖通道限制在该上限金属丰度。
2007-04-20 astro-ph
Stellar and Wind Properties of LMC WC4 stars - A metallicity dependence for Wolf-Rayet mass-loss rates
我们利用紫外天基（FUSE，HST）和光学/红外地基（2.3 m MSSSO，NTT）光谱仪测定了大麦云云中六颗WC 4型沃尔夫-拉叶星的物理参数。相对于Grafener等人（1998年），恒星参数根据改进的观测和更复杂的模型大气代码进行了重大修订，这些代码解释了线覆盖和聚集。我们发现恒星的光度向上修正了0.4 dex，表面丰度跨越了0.1<C/He<0.35（20-45%碳质量）和O/He<0.06（<10%氧质量）的较低范围。相对于已知距离的银河系WC 5 -8恒星，以类似的方式分析，LMC WC 4恒星具有系统性的更高恒星光度，0.2dex低的风密度，但类似的表面化学物质范围。我们说明了如何分类CIII 5696线是非常敏感的风密度，这样，这是LMC和银河系早期型WC星的亚型分布之间的主要差异。温度差异确实起作用，但碳丰度不影响WC光谱类型。我们说明了不同的温度和质量损失率的WC光谱类型的HD 32257（WC 4，LMC）和HD 156385（WC 7，银河系）具有相似的丰度和光度的效果。使用最新的演化模型，LMC WC 4恒星的超新星前恒星质量预计在11-19 Mo之间，银河系已知距离的WC恒星的超新星前恒星质量为7-14 Mo。这些数值与明亮的Ic型超新星的前身一致，例如SN 1998 bw（别名GRB 980425），其C和O的最小总质量为14 Mo。
2002-06-14 astro-ph
Intense Mass Loss from C-rich AGB Stars at low Metallicity?
我们认为，脉动的能量注入可能是更重要的AGB星的质量损失率比金属丰度，和金属丰度的质量损失趋势并不像有时假设的那样简单。使用我们详细的辐射流体动力学模型，包括灰尘的形成，我们说明了脉动能量对风特性的影响。我们发现，质量损失率与脉动输入的动能成比例，只要尘埃饱和风不发生，所有其他恒星参数保持不变。这包括可凝聚碳的绝对丰度（不结合在CO中），这比在比较不同金属量的恒星时保持C/O比恒定更相关。当金属丰度降低时，恒星大气中的压力和温度梯度分别变得更陡和更平坦，而大气变得不透明的半径通常与更高的气体压力有关。这种影响可以通过调整可变内边界（活塞）的速度幅度来补偿，该速度幅度用于模拟脉动的影响，以获得具有可比动能输入的模型。因此，比较具有相似能量注入的模型比比较具有相似速度幅度的模型更相关。由于没有证据表明低金属丰度AGB星的脉动较弱，因此我们得出结论，低金属丰度C星不太可能比具有类似恒星参数的金属丰度更高的恒星具有更低的质量损失率，只要它们具有相当数量的可凝聚碳。
2008-04-23 astro-ph
The Metallicity of Galaxy Disks: Infall versus Outflow
气体吸积（流入）和风（流出）都会改变星系的金属丰度和气体比例，降低有效产量。旋转速度< 120 km/s的星系的低有效产额被广泛解释为低于特征星系质量的SN驱动风的开始，但气体吸积也是一个可行的解释。然而，这里的计算证明：（1）富含金属的外流是唯一能显著降低有效产额的机制，但仅限于富含气体的系统;（2）几乎不可能降低缺乏气体的系统的有效产额，无论有多少气体损失或吸积;（3）任何随后的恒星形成都会使有效产额回到封闭的数值。因此，只有富含气体且恒星形成率较低的星系（如矮不规则星系）才能产生并维持较低的有效产额，而缺乏气体的大质量星系即使在经历了大量的流入和/或流出之后，也永远不会显示出较低的有效产额。因此，在低质量星系中看到的有效产额的下降不太可能是由于SN驱动风的开始，而不是星系的表面密度完全低于Kennicutt SF阈值。额外的计算证实，通过风损失的重子质量分数只随星系质量的变化而变化，在任何质量尺度下都没有急剧上升，并且不需要任何质量的星系损失超过15%的重子。因此，SN反馈不太可能有效地从低质量盘星系中去除大量气体。此外，金属损失和星系质量之间的依赖性是足够弱的，大质量星系主导的IGM的金属富集。本文中的计算为任何任意的化学演化历史提供了极限情况，如附录中所证明的。
2006-08-28 astro-ph
Mass loss of rotating stars at very low metallicity
一些间接的观察，如低金属丰度的Be星比例高，或大质量恒星是主要氮的重要来源的必要性，似乎表明非常贫金属的恒星是快速旋转的。由于这种快速旋转，这些恒星，与目前的智慧相反，可能会在其一生中失去大量的质量。在本文中，我们回顾了各种机制引发的旋转，可能会导致强烈的质量损失在很低的金属丰度。最有效的过程来自于CNO元素的表面富集，然后通过恒星风驱动质量损失。由于该过程，金属丰度在$Z=10^{-8}$和$10^{-5}$范围内的快速旋转的60 M $_\odot$可损失其初始质量的30%至55%。这种旋转风喷射的物质参与了星际介质的化学演化，使其只富含氢和氦燃烧产物。特别是，贫金属快速旋转的恒星可能发挥关键作用，解释了在极端贫金属富C星表面观察到的特殊丰度模式的起源，解释了球状星团中观察到的化学不均匀性，以及$ω$ Cen中存在具有非常高的氦含量的恒星。
2006-09-18 astro-ph
Quantitative Spectroscopy of O Stars at Low Metallicity. O Dwarfs in NGC 346
本文对位于SMC H Ⅱ区的NGC 346中的6颗O型矮星进行了详细的紫外光谱和光学光谱分析。恒星参数，化学丰度，和风参数已被确定使用NLTE线覆盖模型计算的光球代码，Tlusty，与风代码，CMFGEN。结果，特别是铁的丰度，获得了两个NLTE代码比较非常有利，表明基本的光球参数O矮星可以可靠地确定使用NLTE静态模型大气。这两个NLTE代码需要一个微湍流速度，以匹配所观察到的光谱。我们的研究结果表明，从早期的O型星到晚期的O型星，微湍流速度是减小的。类似的银河系，LMC和SMC星最近的几项研究中，我们得到的有效温度低于预测的光谱类型和Teff之间的广泛使用的关系，导致较低的恒星光度和较低的电离通量。从HR图的演化轨迹中，我们发现NGC 346的年龄为3 × 10^6年。在我们的样本中，大多数恒星在MS阶段的表面都显示出经过hoc循环处理的物质，这表明恒星旋转速度很快，混合过程非常有效。我们得到一个整体的金属丰度，Z = 0.2 Zsun，与其他最近的分析SMC星，在很好的协议。这三颗最明亮的恒星的质量损失率与最近的理论预测一致。然而，我们样本中的其他三颗恒星显示出非常微弱的风信号。我们得到的质量损失率明显低于10^{-8} Msun/yr，这比辐射线驱动风理论的预测低一个数量级或更多。（节略本）
2003-06-25 astro-ph
Clues to the Origin of the Mass-Metallicity Relation: Dependence on Star Formation Rate and Galaxy Size
本文利用Sloan数字巡天数据Release 4中选取的43，690个星系样本，研究了比恒星形成率（SSFR）和星系大小（用半光半径rh测量）对质量-金属丰度关系的系统性影响。我们发现，相对于恒星质量而言，SSFR高或rh大的星系比SSFR低或rh小的星系具有系统性的低气相金属丰度（最高可达0.2dex）。我们讨论了这些依赖关系的可能起源，包括星系风/外流，丰度梯度，环境和恒星形成率效率。
2007-11-29 astro-ph
Stellar winds from Massive Stars
我们回顾了各种技术，通过它的风性质的大质量恒星- O型星，AB超巨星，发光蓝变星（LBV），沃尔夫-拉叶星（WR）和冷超巨星-推导。风动量-光度关系（例如Kudritzki et al. 1999）提供了一种预测O型星和蓝超巨星质量损失率的方法，它优于以前的参数化方法。假设理论上的sqrt（Z）金属丰度依赖性，麦哲伦云O恒星的质量损失率通常在各种校准的两个因素内匹配。来自LBV的恒星风通常比同等的B超巨星密度更大，速度更慢，在巨大爆发期间具有异常的质量损失率Mdot=10^-3。10^-1 Mo/yr（Drissen et al. 2001）。最近银河系WR星的质量损失率表明，由于成团，相对于以前的校准值向下修正了2-4（例如Schmutz 1997），尽管金属丰度依赖性的证据仍然不确定（Crowther 2000）。从其他技术得到的发光（> 10^5 Lo）黄超巨星和红超巨星的质量损失性质仍然是高度矛盾的。最近银河系和大麦哲伦星云对RSG的观测结果显示，RSG的质量分散度很大，典型的质量损失率在10^-6之间。10^-4 Mo/年，少数病例显示10^-3 Mo/年。
2000-10-27 astro-ph
Pre-supernova models at very low metallicity
为了解释在CEMP星表面观测到的表面丰度，特别是氮的丰度，计算了一系列在极低金属丰度（Z= 1 e-8）下的快速旋转模型。主要结果如下：-强烈的混合发生在He-燃烧，并导致重要的初级氮生产。- 对于大多数大质量模型，重要的质量损失发生在RSG阶段。85太阳质量的模型失去了大约四分之三的初始质量，成为一颗WO星，并可能产生GRB。- HE 1327 -2326的CNO元素可能是在大质量旋转恒星中产生的，并被它们的恒星风喷出。
2006-10-10 astro-ph
The Effects of an Early Galactic Wind on the Evolution of D, \he3 and Z
根据大爆炸核合成（BBN）对D和\he 3丰度的预测以及最近对这两种同位素的观测，表明需要开发新的化学演化模型。特别是，我们研究的作用，大规模的恒星形成的早期插曲，这将导致一个强大的破坏D和银河风。我们讨论了这些模型的能力，以配合所观察到的太阳附近的气体质量分数，氧丰度，年龄-金属丰度关系，和现今的质量函数（PDMF）的本地属性。我们还详细研究了讨论的化学演化模型的能力，以重现明显缺乏低质量，低金属量的恒星在太阳附近，即G-矮星分布。事实上，我们发现的模型，满足上述限制，而在同一时间允许一个大的原始D/H比，据报道，在一些类星体吸收系统中测量高$z$，而没有生产过剩的重元素。后者的约束是通过采用一个简单的动力学模型的银河风。
1996-08-28 astro-ph
