Element Segregation in Low Metallicity Stars and the Primordial Lithium Abundance
原始锂丰度的观测约束对于宇宙重子密度的评估是很重要的。然而，由于这种元素在恒星内部可能会耗尽，因此其精确测定存在不确定性。在这里，我们提出并讨论了新的结果，锂丰度流行II星获得最新的恒星模型，包括最好的物理。我们表明，它是可能的，以占在流行II星没有任何自由参数观察到的锂的一般行为。恒星内部的宏观运动是需要的，但没有必要指定它们的确切性质来解释观测数据。这种恒定允许导出锂原始丰度的无参数值：log（Lip）= 2.35 +/- .10，在log（H）= 12标度中。
1998-02-24 astro-ph
Does Amati Relation Depend on Luminosity of GRB's Host Galaxies?
为了检验Amati关系的系统性，我们将24个已确定$E_{γ,\mathrm{iso}}$和$E_{\mathrm p}$的长持续时间伽玛暴按其宿主星系的B带光度分为两个亚群。在不确定性范围内，两个子群的Amati关系是一致的。考虑到星系的光度-金属丰度关系已经建立得很好，本研究并不暗示伽玛暴的Amati关系与环境金属丰度之间存在强烈的演化关系。
2007-10-28 astro-ph
The Mass-Function of Low Mass Halo Stars: Limits on Baryonic Halo Dark Matter
我们推导出晕红矮星（最微弱的氢燃烧恒星）的质量函数（MF），然后外推到晕棕矮星（质量不足以燃烧氢的恒星）的总质量上。质量函数是从USNO视差巡天（Dahn \etal 1995）中114颗本地晕星的光度函数中得到的。我们使用Alexander \etal（1996）的恒星模型，并对样本中的金属丰度和可能的未解析双星做出不同的假设。我们发现当接近氢燃烧极限时，晕红矮星的MF不能比$1/m^2$上升得更快。使用最近的结果从恒星形成理论，我们推断的MF到棕矮星制度。我们看到，可能的外推意味着晕中棕矮星的总质量小于晕局部质量密度的$\sim 3\%$（我们考虑的更现实的模型是$\sim 0.3\%$）。我们的限制适用于晕中的棕矮星，它们与红矮星来自相同的恒星星族。
1996-06-18 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
The mass surface density in the local disk and the chemical evolution of the Galaxy
本文研究了在一个银河系化学演化模型中，采用不同的局部盘重子总质量面密度值的影响。我们已经比较了我们的模型结果与G-矮星金属丰度分布，气体，恒星，恒星遗迹的数量，在太阳附近的下降率和SN率，并与径向丰度梯度和气体分布在磁盘。这种比较有力地表明，最符合观测性质的局域盘中的重子总质量面密度值应该在50-75 Msun pc-2的范围内，而这个范围之外的值应该被排除。
2000-03-09 astro-ph
HD molecules at high redshift: A low astration factor of deuterium in a solar-metallicity DLA system at z=2.418
我们在zabs=2.418的阻尼莱曼α云中探测到了遥远宇宙中的氘分子氢（HD），该云朝向类星体SDSS J143912.04+111740.5。这是一个独特的系统，其中H2和CO分子也被检测到。这种来自ZnII和SII的气体的化学富集度与太阳一样高。我们测得N（HD）/2 N（H2）=1.5+0.6-0.4 x 10^-5，这比在银河系中测得的相同比值要高得多，而且接近于根据WMAP对重子物质密度Omega_b的约束估计的原始D/H比值。这表明氘的吸收系数低，与气体的异常高的化学富集形成对比。这可以被解释为原始气体强烈流入相关星系的结果。HD分子在高Z的检测也打开了获得一个独立的约束的宇宙时间变异性的μ，质子-电子质量比的可能性。
2008-09-22 astro-ph
The Mass-Metallicity Relation at z~2
我们使用87个平均光谱红移z=2.26的静止坐标系紫外选择恒星形成星系样本来研究高红移下金属丰度与恒星质量之间的相关性。使用从SED拟合到0.3-8微米测光确定的恒星质量，我们将样本分成6个恒星质量仓，并从每个仓中的所有对象构建6个复合H-α +[NII]光谱。我们从[NII]/H-alpha比率估计每个仓中的平均氧丰度，并发现金属丰度随着恒星质量的增加而单调增加，从= 2.7e9 Msun的星系的12+log（O/H）< 8.2<M_star>到= 1 e11 Msun的星系的12+log（O/H）= 8.6<M_star>。我们使用恒星形成率密度和气体密度之间的经验关系来估计星系的气体分数，发现气体分数随着恒星质量的减小而增加。这些气体分数与观测到的金属丰度相结合，使估计的有效产量y_eff作为恒星质量的函数，在过去的观测表明，y_eff随着重子质量的减少而减少，在当地的宇宙，我们发现略有增加。这种金属丰度随气体分数的变化最适合于一个具有超太阳产额和流出速率约为恒星形成速率4倍的模型。我们的结论是，在高红移的质量-金属丰度的关系是由金属丰度的增加驱动的气体部分减少通过恒星形成，并可能调制的金属损失从所有质量的星系强流出。没有证据表明，在低质量星系中的金属的优先损失已建议在本地宇宙。[删节]
2006-02-21 astro-ph
The peculiar motions of early-type galaxies in two distant regions - V. The Mg-sigma relation, age and metallicity
我们研究的早期型星系的EFAR样本和它的依赖于集群属性的Mg-西格玛关系。极大似然拟合给出Mgb '= 0.131 log（sigma）-0.131和Mg 2 = 0.257 log（sigma）-0.305的全局Mg-sigma关系，其中Mgb'中的固有散射为0.016 mag，Mg 2中的固有散射为0.023 mag。cD星系的零点高于E/S 0星系，这意味着在相同的sigma下，cD星系比E/S 0星系更古老和/或更富含金属。星系团之间的镁-西格玛零点的变化与每个星系团观察到的星系数量和镁-西格玛的全球内在散射是一致的。我们发现在很宽的星系团质量范围内，Mg-σ零点和星系团速度色散、X射线光度或X射线温度之间没有显著的相关性。我们比较了内禀散射的Mg-西格玛和基本平面（FP）的关系与恒星星族模型，以限制在年龄，金属丰度和M/L比的分散的早期类型的星系在固定的西格玛。年龄或金属丰度的变化不能单独解释Mg-σ和FP中测量的固有散射。我们推导出一个简单的高斯模型中的Mg-σ和FP关系的分散所隐含的年龄和金属丰度的分散的联合约束。我们发现上限的分散体在固定的西格玛32%的dt/t和38%的dZ/Z，如果年龄和金属丰度的变化是不相关的，只有强烈的反相关的变化导致显着更高的上限。从镁西格玛和FP关系的残差的联合分布是只有轻微的年龄和金属丰度之间没有相关性的模型相一致，是更好地匹配的年龄和…
1998-11-05 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
Analysis of a Hubble Space Telescope Search for Red Dwarfs: Limits on Baryonic Matter in the Galactic Halo
我们重新检查了{ \it哈勃太空望远镜}对红矮星的深空光束搜索，红矮星是质量足以燃烧氢的恒星。这项研究的作者（Bahcall，Flynn，Gould \& Kirhakos 1994）发现红矮星占星系晕的不到6%。首先，我们将这个结果外推到包括褐矮星，即质量不足以燃烧氢的恒星;我们假设一个$1/{\cal M}$质量函数。那么红矮星和棕矮星的总质量是晕的$\leq$ 18\%。这个结果是一致的微透镜的结果，假设一个流行的晕模型。然而，使用新的恒星模型和视差观测的低质量，低金属丰度的恒星，我们得到更严格的限制低质量的恒星。我们发现晕红矮星的密度是晕的$<1\%$，而我们对这个值的最佳估计是0.14- 0.37%.因此，我们对红矮星晕质量密度的估计比Bahcall等人（1994）报道的结果小16-40倍。对于$1/{\cal M}$质量函数，这表明红矮星和棕矮星的总密度为$\sim$ 0.25-0.67\%的晕，\ie，$(0.9-2.5)\times 10^9\msun$达50 kpc。如此低的结果将与\macho小组的微透镜估计值相冲突（Alcock \etal 1995 a，b）。
1995-11-03 astro-ph
Physical Properties and Baryonic Content of Low-Redshift Intergalactic Ly-alpha and O VI Absorption Systems: The PG1116+215 Sight Line
本文介绍了在900-3000 A光谱区对PG 1116 +215星系际吸收的HST和FUSE观测结果。我们在静止坐标系等效宽度W_r > 30 mA处探测到25个Ly-alpha吸收体，在0.162的无阻塞红移路径上得到（dN/dz）_Ly-alpha = 154+/-18。另外还存在两个W_r ~ 15-20 mA的弱Ly-alpha吸收体。八个Ly-alpha吸收体具有大线宽（b > 40 km/sec）。在z=0.06244的宽Ly-alpha吸收体中检测到窄OVI，这支持了Ly-alpha分布在T > 10^5 K的气体中热展宽的观点。当W_r > 30 mA，b > 40 km/sec时，宽Ly-alpha吸收体的dN/dz ~ 50。如果宽的Ly-alpha谱线是由热气体中的热加宽所主导，那么这些吸收体中的重子物质的数量是巨大的，可能是低红移宇宙中重子质量的一半。我们检测OVI吸收在几个Ly-alpha云沿视线。在z=0.13847和z=0.16548处的两个检测通过在这些红移处存在其他离子来确认，而在z=0.04125、0.05895、0.05928和0.06244处的检测仅基于Ly-alpha和OVI检测。假设金属丰度为0.1太阳能，OVI电离分数< 0.2，沿5条视线的13个W_r > 50 mA的低红移OVI吸收体的可用信息得到（dN/dz）_OVI ~ 14和…
2004-07-27 astro-ph
On Extending the Mass-Metallicity Relation of Galaxies by 2.5 Decades in Stellar Mass
本文报道了用斯皮策红外线列阵照相机测量的27个邻近（D < 5 Mpc）矮不规则星系的4.5微米光度。我们利用安全距离和星际介质氧丰度测量，建立了25个矮星系的4.5微米光度-金属丰度（L-Z）关系。4.5 μ m处的L-Z关系为12+log（O/H）=（5.78 +/-0.21）+（-0.122 +/-0.012）M_[4.5]，其中M_[4.5]为4.5 μ m处的绝对量。近红外L-Z关系中的色散小于光学L-Z关系中的相应色散。随后导出的恒星质量-金属丰度M-Z关系为12+log（O/H）=（5.65 +/- 0.23）+（0.298 +/- 0.030）log Mstar。并将SDSS M-Z关系向较低质量扩展约2.5 dex。我们发现，在恒星质量的五个数量级上，M-Z关系中的色散是相似的，恒星质量和星际介质金属丰度之间的关系从高质量到低质量都是相似的.我们发现在低质量时，有效产额与重子总质量的关系有较大的离散。事实上，有几个矮星系的产量很大，如果星系风在矮星系中无处不在，这很难解释。L-Z和M-Z关系中的低散射很难理解，如果银河系超级风或井喷是低质量或低光度下的低金属丰度的原因。天真地，人们会期望在较低质量下散射不断增加，这是没有观察到的。
2006-05-01 astro-ph
Mass and Metallicity of Five X-ray Bright Galaxy Groups
我们目前ASCA X射线观测的一个样本的五个群体，从交叉相关的ROSAT全天调查与怀特等人。光学目录的群体。这些X射线亮组显著增加了温度在2和3 keV之间的已知系统的数量。它们的元素丰度约为太阳的0.3倍，是典型的星团，但它们的有利Si/Fe丰度比低于星团值。结合ASCA结果和ROSAT成像数据，我们计算出在0.5 Mpc半径范围内，总质量为10^13 M太阳的几倍到几倍，气体质量分数约为10%，重子质量分数至少为15-20%。气体与星系质量之比和铁质量与星系光度之比的上限与在富星系团中观察到的范围重叠，并延伸到较低的值，但不会像在更贫穷的星系团中看到的那样低。这些结果支持的想法，集团，不像集群，是受到他们的原始和加工气体的损失，并表明，这种转变发生在2-3千电子伏集团的质量尺度。ASCA校准问题的讨论以及ROSAT和ASCA温度的比较包含在附录中。
1998-12-02 astro-ph
Constraints on Galaxy Evolution and the Cosmological Constant From Damped Ly-alpha Absorbers
我们使用现有的阻尼莱曼-阿尔法（DLA）系统的目录上的星系的重子含量和宇宙学常数的值的演变量的限制。在红移z=3+-1处的冷气体密度由每宇宙学路径长度的DLAs的平均HI柱密度得到。每单位红移的路径长度反过来又是真空密度参数Omega_v的敏感函数。我们将高红移时冷气体的总推断质量与今天在恒星中观察到的平坦宇宙学进行比较。我们定义“eta”为自z=3以来被驱逐的本星系重子含量的净分数，并使用贝叶斯推断在（eta，Omega_v）平面上得到置信区域。在所有的宇宙学中，我们发现，如果当前恒星星族中有25%的恒星在z=3之前形成，那么eta<0.4，置信度至少为95%。eta最可能的值是负值，这意味着自z=3+-1以来，星系的重子质量净增加了几十个百分点。另一方面，最近对富金属星系团的团内介质中高金属丰度的观测（Loewenstein & Mushotzky 1996）要求富金属气体从星系中排出的量大约等于恒星的当前质量。根据我们的结果和在z>2时在DLAs中观察到的低金属丰度，我们推断，在z=2之后，超过一半的重子质量必须被聚集并部分地从星系中排出。我们希望我们的限制将大大改善DLA样本的大小将增加与即将到来的斯隆数字巡天。
1997-03-11 astro-ph
Zero-metallicity very low mass stars as halo dark matter
哈勃太空望远镜（HST）对晕状暗物质（DM）数量的限制是以接近氢燃烧极限的极低质量（VLM）恒星的形式存在的，这被解释为排除了这些恒星作为可行的候选者。然而，这些限制假设恒星是平滑分布的，并且至少具有星族II恒星的金属丰度，而一些重子DM形成理论预测它们可能会聚集成球状星团构型，并且金属丰度接近于零。我重新分析的HST数据采用零金属丰度VLM星模型Saumon等。（1994），预测V-I颜色低于以前的分析低于0.2 Mo的恒星削减。从模型中，我得到新的限制允许的晕分数包括VLM星的非集群和集群的情况下。在非集群制度，我发现一个95%的置信上限允许的晕分数为1.4%，从20 HST字段推断，可比的限制由以前的研究非零金属丰度人口。在星系团的情况下，我证明了质量为M、半径为R的星系团可以同时满足HST和最近的天文台引力微透镜效应的结果，这表明在R < 1.2（M/10^4 Mo）^0.74 pc的条件下，标准晕模型中透镜晕的比例为40%。然而，现有的动力学极限将允许的范围限制在一个以M \sim 4 × 10^4 Mo和R \sim 3 pc为特征的微小区域。此外，CHTO和HST之间的一致性要求当前的集群效率达到92%或更高。然而，有趣的是，这些限制所暗示的星团质量在理论上是有充分动机的，VLM恒星的情况也可能有助于解释最近报道的另一个星系周围微弱的红色“晕”光。
1997-03-17 astro-ph
On The Cosmic Origins Of Carbon And Nitrogen
我们分析的N/O和C/O丰度比作为金属丰度的函数的行为作为衡量的O/H在大，现存的银河系和河外H II区丰度样品。数值化学演化模型计算使用发表的恒星产量通过比较分析模型的意见。我们的研究结果表明，碳和氮来自不同的生产基地，并相互解耦。大质量恒星（M>8M_sun）主要产生碳，而中等质量恒星在4到8个太阳质量之间，形成后的特征喷射延迟时间为2.5亿年，主要产生氮。在大质量恒星中，碳的产生通过质量损失过程对金属丰度正敏感，并具有伪次级特征。在中等质量恒星中，氮的产生在低金属丰度时是主要的，但当12+log（O/H）>8.3时，明显是次要的（也许是第三次的）。在贫金属星系中观察到的N/O与O/H的平坦行为是通过调用低恒星形成率来解释的，低恒星形成率使年龄-金属丰度关系变平，从而使N/O在低金属丰度时上升到观察到的水平。观测到的N/O数据点的分散和分布挑战了流行的观点，即大质量恒星的氧气间歇性污染发生在恒星爆发之后。气体流入银河系对碳二次生成氮的影响可能会在高金属丰度时引入一些分散的N/O比。
2000-04-20 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
The Birmingham-CfA cluster scaling project - II. Mass composition and distribution
我们研究了66个维里化系统中重子和非重子质量分量的空间分布。我们已经使用X射线测量来确定星系际介质的反投影温度和密度结构，并利用这些来绘制潜在的引力势。此外，我们已经测量了这个样本的一个子集，跨越20多年的质量星系光度的空间分布。通过这种结合X射线/光学研究，我们研究了重子的标度特性，并解决了星系群和星系团中的质光比（M/L）问题。我们在静止坐标系B_j波段测量了224 h70 M/L（太阳）的中值质光比，与其他基于X射线确定质量的测量结果吻合得很好。M/L没有随X射线温度变化的趋势，质量增加的速度也没有明显快于光度的趋势：M PDMATHABMM_{B，j}^{1.08 +/- 0.12}。这意味着恒星形成效率没有明显的变化，这表明气体冷却不能在群体中大大增强，除非它退出形成重子暗物质。相应地，我们的研究结果表明，非引力加热必须发挥了重要作用，在建立观察到的偏离自相似性在低质量系统。我们的样本的重子分数中值为0.162 h70^{-3/2}，这使我们能够将宇宙学物质密度的上限设定为Omega_m <= 0.27 h70^{-1}，这与WMAP的最新结果非常一致。我们发现的证据表明，一个系统的趋势，更高的中心密度浓度在最冷的晕，早期形成时代的指示和分层形成模型相一致。
2004-02-29 astro-ph
The elliptical galaxy NGC 5044: Stellar population and ionized gas
本文利用长缝光谱和恒星星族综合方法研究了椭圆星系NGC 5044中的恒星星族、金属丰度分布和电离气体。我们发现沿星系的金属线剖面的斜率存在差异，这表明α元素的增强，特别是朝向中心区域。非热电离源的存在，如低光度活动星系核和/或冲击电离，是由在所有采样区域观察到的比值（N II]）Ha的大值暗示。然而，在外部区域观察到的发射线表明存在额外的电离源，可能是热的后AGB恒星。
2007-11-27 astro-ph
Chemical Abundances of H II Regions in the Starburst Galaxy NGC 1705
本文首次报道了NGC 1705和[O III] 4363中16个H II区的光学光谱。直接从测量的电子温度得到的平均氧丰度为12+log（O/H）= 8.21 +/- 0.05，相当于[O/H] =-0.45，或太阳值的35%。有没有显着的空间不均匀性在[O III] 4363氧丰度从H II区在半径约10弧秒的超级星团。在H II地区，[O III] 4363没有测量，氧丰度与明线方法（准确度仅为0.2德克斯）是在协议的直接值的氧丰度。在两个H II区发现微弱的窄He II 4686发射，但O^+3对总氧丰度的隐含贡献仅为0.01 dex。有趣的是，电离H II气体中的氮-氧丰度比与中性H I的值一致，即使中性气体的金属丰度可能比电离气体低6倍。这可能表明在星系晕中存在低金属含量的气体。消光值，A_V，来自观测到的巴耳末线的比例沿视线到H II区域的范围在0和0.9马格之间。相对于金属性光度和金属性气体分数诊断，测得的NGC 1705的氧丰度是可比的本地集团矮不规则星在一个给定的光度和气体分数。
2004-06-26 astro-ph
The Spitzer View of Low-Metallicity Star Formation: II. Mrk 996, a Blue Compact Dwarf Galaxy with an Extremely Dense Nucleus
（删节）我们提供了斯皮策、UKIRT和MMT对蓝色致密矮星系（BCD）Mrk 996的新观测，其氧丰度为12+log（O/H）=8.0。这个星系的特点是拥有一个非常致密的核恒星形成区，中心密度约为10^6 cm^{-3}。Mrk 996的核区域具有几个不寻常的特性：非常红的颜色J-K = 1.8，宽和窄的发射线分量，以及高达54.9 eV的电离辐射，这是由OIV 25.89微米线的存在所暗示的。核心位于指数盘内，颜色与年龄>1 Gyr的单个恒星星族一致。Mrk 996的红外形貌随波长变化。IRS光谱显示出强烈的窄多环芳烃（PAH）发射，窄线宽和等效宽度对于Mrk 996的金属含量来说很高。还可以看到气态星云的精细结构线。云模型要求它们起源于两个不同的HII区：一个是半径约为580 pc的非常密集的HII区，其密度从中心的约10^6 cm^{-3}下降到外半径的几百cm^{-3}，大部分光线都出现在那里;另一个是密度约为300 cm^{-3}的HII区，它隐藏在光学波段，但在MIR波段可以看到。我们认为，红外线主要出现在光学模糊的HII区域，而它们强烈抑制碰撞退激在光学可见的。解释OIV 25.89微米谱线所需的硬电离辐射很可能是由于在星际介质中传播的快速辐射激波。隐藏的WNE-w型沃尔夫-拉叶星或隐藏的活动星系核作为硬电离辐射源的可能性较小。
2008-09-18 astro-ph
A CCD Study of High Latitude Galactic Structure: Testing the Model Parameters
我们解释了已发表的CCD UBVI数据，推导出距离银道面2-8 kpc区域的恒星密度分布和金属丰度分布函数，并将我们的结果与几种恒星计数模型进行了比较。现存的恒星计数模型的一个特点是薄盘和厚盘所采用的标度高度之间的简并性，以及它们的局部归一化。我们说明了这个小的数据集，和未来的更大的集（如SDSS）的效用，明确考虑导出的密度定律之间的一致性，和隐含的太阳邻域光度函数。我们的数据集，从霍尔等人。（1996）（l=52，b=-39）包含566颗恒星，选择与颜色-颜色图中的恒星轨迹一致。我们的分析支持陈等最近的SDSS星系模型的参数化。（2001），除了更喜欢恒星晕轴比为0.84。光度金属丰度已获得329颗恒星使用新的校准。垂直距离相关的金属丰度分布函数，如果参数化的一个单一的平均值，可以描述为一个金属丰度梯度-0.2 $ dex/kpc for the thin disk and thick disk, and -0.1$ dex/kpc的内晕。然而，数据更好地描述为三个离散分布函数的总和，每个分布函数的内部梯度很小或为零。薄盘，厚盘和晕人口的变化与距离平面的混合产生一个平滑梯度的错觉。
2003-04-29 astro-ph
Hydrogen Clouds before Reionization: a Lognormal Model Approach
我们用对数正态模型研究了再电离前宇宙中的重子气体云（IGM）。近年来，对数正态模型在描述准线性和非线性区域的涨落演化方面被证明是动力学合理的。LN模型中质量场的概率分布函数是长尾的，因此在稀有事件中起着重要的作用，例如第一代重子天体的形成。我们在很高的空间分辨率下计算了IGM的密度和速度分布，并在LCDM宇宙学模型中模拟了分辨率为0.15kpc（z=7到15）的分布。我们进行了统计的氢云，包括列密度，聚集因子，大小，质量和空间数密度等，我们的目标之一是确定哪些氢云将要崩溃。通过对云的质量密度剖面和速度剖面的观测，我们发现在质量较小的云中，尽管云的质量大于Jeans质量，但速度外流显著地推迟了云的坍缩过程。因此，只有大质量（> 10^5太阳质量）的云才能形成红移较高的天体，而质量较小（10^4-10^5）的坍缩天体则会在稍后形成。例如，虽然在z=15时，尺寸大于金斯长度的云的质量分数已经大于1，但在那时坍缩的云中只有很小一部分质量（10^{-8}）。如果所有的电离光子和在低红移下观测到的10^{-2}金属丰度都是由坍缩的重子云的前1%质量产生的，那么这些第一代物体中的大多数在z=10之前都不会发生。
2003-08-06 astro-ph
Signatures of Stellar Reionization of the Universe
星系际气体在红移z<5时的高电离水平和普遍金属丰度（1%太阳）意味着非线性结构在宇宙中开始形成的时间比我们目前探测的时间更早。在冷暗物质（CDM）宇宙学中，第一代重子天体出现在红移z=10-50。在这里，我们研究的可能性，早期一代的恒星再电离的宇宙，并导致在莱曼α森林的金属丰度观察到的后果。即将进行的微波各向异性实验将对由再电离时期的自由电子散射所引起的各向异性阻尼敏感。对于一个大范围的CDM模型与Scalo恒星质量函数，我们发现，再电离发生在红移z>10和阻尼幅度的各向异性的角度尺度<10度的可检测的量，数量级为10- 25%。然而，如果初始恒星质量函数将大部分重子转化为低质量恒星，则再电离将大大延迟。在这种情况下，前星系恒星的质量分数可以从星系晕或沿着类星体的视线的微透镜事件的统计数据约束。未来太空望远镜（如SIRTF或下一代太空望远镜）的深红外成像将能够探测z>5的明亮星团。这些星团累积的韧致辐射对微波背景光谱产生了可测量的扭曲。
1997-08-29 astro-ph
The Rest-frame Optical Colors of 99,000 SDSS Galaxies
我们使用SDSS光谱从数据发布1中选择99，088个星系合成静止框架Stroemgren颜色。这套窄带~200 AA测光系统（uz，vz，bz，yz）最初是为测定恒星的有效温度、金属丰度和引力而设计的，它测量了静止坐标系3200-5800 AA波长范围内星系的连续光谱斜率。在所得到的色-色图中，镓形成了一个非常窄的轨迹（~0.03等）。Bruzual和Charlot的人口合成模型表明，沿着这个轨迹的星系的位置是由金属丰度和年龄的优势恒星星族的简并组合控制。沿轨迹的星系分布是双峰的，与当地的最低值对应的~1 Gyr老的单恒星星族。垂直于轨迹的位置是独立的金属丰度和年龄，并反映了星系的尘埃含量，所暗示的模型和IRAS检测的统计数据。将该轨迹与Kauffmann等人（2003）用来估算恒星质量的H_delta-D_n（4000）图中的星系轨迹进行比较，发现两者存在紧密的相关性，尽管两个分析的光谱范围几乎不重叠。总的来说，在整个紫外到近红外范围内的星系光谱能量分布可以被描述为一个单参数族，精度为0.1等或更好。在测量参数的多维空间中，星系的这种几乎一维的分布强烈支持了Yip等人（2004）基于主成分分析的结论，即SDSS星系光谱可以用少量的本征光谱来描述。显然，控制星系光辐射的恒星星族的贡献以一种简单而明确的方式结合在一起。
2006-06-14 astro-ph
The Evolution of Dwarf Galaxies with Star Formation in Outward Propagating Super Shell
利用三维N-body/SPH模拟程序结合恒星星族合成，模拟了一个嵌入暗物质晕中的矮星系的动力学和化学演化.初始条件采用符合$10^{10}M_\odot$维里化球的1-sigma CDM微扰，包含10%的重子质量。一个超音速的球形外流是由星系中心附近的第一个恒星爆发驱动的，并产生了一个膨胀的超级壳层，恒星随后在其中形成。恒星在膨胀壳层中的凝聚形成使恒星系统具有指数亮度剖面、正金属丰度梯度和反色梯度，这与矮星系的观测特征一致。因此，我们提出，通过恒星风和超新星的能量反馈是一个决定性的机制，形成不太紧凑，小系统，如矮星系。
1997-01-13 astro-ph
The Impact of Feedback on Disk Galaxy Scaling Relations
我们使用一个盘状星系演化模型来研究质量外流（也称为星系演化）的影响。反馈）的盘星系的标度关系。我们的模型遵循的吸积，冷却，恒星形成和喷射的重子质量内增长的暗物质晕，宇宙学动机的特定角动量分布。没有反馈的模型产生的圆盘太小，旋转太快。反馈减少了星系的重子质量，导致更大的圆盘具有更低的旋转速度。有反馈的模型可以再现旋转速度、恒星质量和盘大小之间标度关系的零点，但仅在没有绝热收缩的情况下。我们的反馈机制在排出质量方面是最有效的，但我们成功的模型需要25%的SN能量或100%的SN动量来驱动外流。这种高效率是否现实，还有待观察。我们的能量和动量驱动的风模型导致不同的斜率的各种标度关系，如大小恒星质量，恒星质量晕质量，和金属丰度恒星质量。在恒星质量低于10^{10.5} Msun时，观测结果支持能量驱动风，但在高质量时，动量驱动风模型。在我们的模型中，重子的比角动量与晕的比角动量之比（j_gal/m_gal）并不一致。然而，这是盘状星系形成模型的标准假设。反馈优先蒸发低角动量物质，因为恒星形成在较小的星系半径更有效。这导致（j_gal/m_gal）随着晕质量的减小而增大。这种效应有助于解决矮星系观测到的高自旋参数与LCDM预测的低自旋参数之间的差异。[删节]
2009-05-04 astro-ph
Metal Enrichment of the Intergalactic Medium at z=3 by Galactic Winds
类星体吸收线研究表明，z ~ 3处的低密度星系际介质富集到0.001-0.01太阳金属丰度。这种富集可能发生在红移z >~ 10的早期第三星族恒星中，发生在6 <~ z <~ 10的原星系中，或者发生在3 <~ z <~ 6的较大星系中。本文通过计算重子质量大于~ 10^8.5太阳质量的星系在z >~ 3处对IGM的富集来讨论第三种可能性。我们使用已经完成的宇宙学模拟，我们添加了一个处方的化学演化和金属喷射风，假设风有类似于当地的星爆和莱曼破裂星系中观察到的属性。结果给出了一些有代表性的模型，我们还研究了负责的富集以及负责风逃逸和传播的物理效应的星系的属性。我们发现，风速>~ 200-300 km/s的风能够使IGM富集到观测到的平均水平，尽管许多低密度区域仍将保持无金属。通过对莱曼破裂星系的观测进行校准，我们的计算表明，大多数z >~ 3的星系应该驱动可以逃逸并传播到大半径的风。在我们的方案中，限制低密度IG气体富集的主要影响是从高密度区域到低密度区域的旅行时间，这意味着低密度气体的金属丰度是红移的强函数。
2001-06-08 astro-ph
