Old main-sequence turnoff photometry in the SMC: Star Formation History and Chemical Enrichment Law
我们提出了深地基{ \it B}和{ \it R}观测的12个领域的小麦哲伦云（SMC）。由此产生的色星等图（CMD）达到了最古老的主序（MS）在M $_{R}$ $\thicksim$ 3.5的关闭，并揭示了面对大麦云（LMC）的星系部分和对面区域之间的恒星星族差异。在银河系的南部，我们发现仍然有中等年龄的恒星，距离SMC中心4kpc。化学富集历史（CEH）在我们的SMC领域之一。
2007-03-09 astro-ph
Chemical enrichment and star formation in the Milky Way disk; II. Star formation history
通过对552颗晚型矮星的色球年龄分布进行标度高度修正、恒星演化修正和体积修正，将其转化为恒星的形成历史。我们表明，我们的银河系的磁盘经历了增强情节的恒星形成在0-1 Gyr，2-5 Gyr和7-9 Gyr前，虽然后者爆发的现实仍然是不确定的。由于轨道扩散，恒星样本的诞生点分布在很大的距离范围内，因此可以估计出全球的恒星形成率。这些结果进行比较的金属富集率，给出的年龄-金属丰度的关系，与预期的时代，我们的银河系和麦哲伦云之间的密切接触，并与以前的恒星形成历史的测定。模拟被用来检查的恒星形成的历史，由于年龄的不确定性，和扩大的恢复功能，以及测量的概率水平，历史推导出由一个恒定的恒星形成的历史的统计波动产生的年龄相关的涂抹。我们以超过98%的置信度表明，我们银河系的恒星形成不是恒定的。
2000-08-03 astro-ph
The Chemical Enrichment History of the Small Magellanic Cloud and Its Gradients
本文介绍了分布在SMC中心从$\sim$ 1 \arcdeg \@到$\sim$ 4 \arcdeg \@不同位置的13个场中的350多颗红巨星支星的Ca II三重态光谱的恒星金属丰度。在最里面的区域，平均金属丰度为[Fe/H] $\sim -1$。当我们向最外区域移动时，该值减小。这是第一次在这个星系中探测到金属丰度梯度。我们发现，金属丰度梯度与年龄梯度有关，在这个意义上，更多的富含金属的恒星，这也是年轻的，集中在星系的中心区域。
2008-06-27 astro-ph
The Enrichment History of the Intergalactic Medium: Measuring the CIV/HI Ratio in the Lyman Alpha Forest
为了研究IGM的金属富集，我们获得了一个异常高信噪比、高分辨率的引力透镜类星体Q1422+231的光谱。确定CIV的柱密度分布函数（CDDF），其通过指数为1.44 +/-0.05的幂律很好地拟合。一旦校正的不完整性，我们发现，CDDF是一致的幂律下降到log N（CIV）= 11.75，一个因素10比以前确定的更敏感。为了确定CIV富集是否延伸到更低的柱密度HI云，我们发现，单个像素的光学深度的分析是更强大的堆叠技术。从这种光学深度的方法得到的结果进行了比较与不同的CIV富集配方丰富的模拟光谱分析。从这些模拟中，我们得出结论，更多的CIV比目前直接检测到的Q1422+231需要重现的光学深度确定的数据，从考虑幂律分布得出的结论一致。（节录）
2000-05-23 astro-ph
Time-dependent Circulation Flows: Iron Enrichment in Cooling Flows with Heated Return Flows
本文描述了一种新的星系群和星系团中热气体的动力学模型，其中气体在两个径向方向同时运动。循环流与（1）未能在X射线光谱中观察到冷却气体，（2）在这些流的中心附近观察到多相气体，以及（3）中央星系中Ia型超新星的热气中铁的积累是一致的。稠密的流入气体冷却，产生正的中心温度梯度，就像在正常的冷却流中一样。热而有浮力的气泡向外流动。如果向外流动的气体传输质量但不传输热量，则循环流动最终会灾难性地冷却;为了维持循环，必须在大体积上向流入的气体提供质量和能量，延伸到冷却半径。气体的快速径向再循环在气体铁丰度中产生了一个平坦的中央核心，与许多观测结果相似。我们相信这里描述的环流是第一个气体动力学的长期演化模型，与在热气体中观察到的所有基本特征非常一致：很少或没有气体按照XMM光谱的要求冷却，气体温度在中心附近向外增加，气态铁丰度在中心附近约为太阳能，向外减少。
2004-07-17 astro-ph
What Can the Distribution of Intergalactic Metals Tell us About the History of Cosmological Enrichment?
我研究星系际金属的空间分布与产生它们的源的质量和喷射能量之间的关系。在各种各样的模型中，金属富集由最小的有效源控制，因为富集体积的尺度大致为E^{3/5} ~ M^{3/5}，而源的数密度为1/M。在所有的情况下，最早的来源有最大的影响，因为固定的同动距离对应于更高红移的更小的物理距离。这意味着大部分的富集量都是在稀有峰附近发现的，星系间的金属自然是高度聚集的。此外，这种聚类是如此强烈，以至于导致单个气泡之间的大重叠。因此，富集z ~ 3区域的典型半径应被解释为对源分组的约束，而不是典型源的喷射半径。类似地，富集区的聚集应被视为源偏置而不是质量的度量。
2005-04-04 astro-ph
The Reionization History and Early Metal Enrichment inferred from the Gamma-Ray Burst Rate
根据Yonetoku等人最近发现的谱峰能量-光度关系，估算了$4 \leq z \leq 12$红移处的伽马射线暴（GRB）事件率，我们通过观测得到了高红移宇宙中Pop III型恒星的恒星形成率。因此，我们发现Pop III星可以在$4 \leq z \leq 12$连续形成。使用导出的Pop III SFR，我们试图估计紫外（UV）光子发射率在$7 \leq z \leq 12$的红移范围内的电离辐射强度的观测信息尚未获得。我们发现，在$7 \leq z \leq 12$的紫外发射率可以作出显着的贡献，早期再电离。最大发射率高于保持电离星系际物质在$7 \leq z \leq 12$所需的水平。当Pop III天体电离光子的逃逸率小于10%时，IGM在一定的红移处被中和，可能导致双重再电离。至于富集度，Pop III天体中合成的所有金属的喷出与IGM金属丰度略有一致，尽管Pop III天体中金属的局限性可大大降低富集度。
2005-04-15 astro-ph
The enrichment history of omega Centauri: what we can learn from Stroemgren photometry
在这方面的贡献，结果从CCD vby Stroemgren测光的一个统计上完整的样本红巨星和恒星的主序星关闭区在半人马座欧米茄。根据恒星在（b-y）图上的位置，确定了m_1图的金属丰度。我们认为，Stroemgren金属丰度的元素丰度有另一种含义比其他球状星团。通过与光谱元素丰度的比较，我们发现与C+N之和的相关性最好。高Stroemgren金属丰度，如果解释强CN-带，结果从逐步更高的N和C丰度相比，铁。我们看到贫金属人群中已经出现了富集现象，这很难仅用自我富集来解释。一个有吸引力的推测（以前做过）是，欧米茄Cen是一个矮星系的核心。我们提出了一个方案，其中欧米茄Cen经历了很长一段时间的质量流入，直到它的宿主星系的气体含量是如此之低，恒星形成欧米茄Cen停止，或者气体被剥离期间，其在银河系的潜力下降。这种大规模的流入可能发生在一个cluberous和不连续的方式，解释了第二个峰值的金属丰度，丰富的模式，和最富金属人口的不对称空间分布。
2002-03-19 astro-ph
The enrichment history of the intergalactic medium: O VI in Ly-alpha forest systems at redshift z ~ 2
在z_em ~ 2.4类星体HE 1122 -1648和HE 2217 -2818中，在对应于Ly-alpha线的红移处对O VI的搜索表明，在H I柱密度log N（HI）> 14（cm^{-2}）的类星体中，有相当一部分是高度电离的，并显示出一些重元素富集。如果这两条视线是典型的，那么O VI系统包含宇宙中重子和金属的宇宙学重要部分。对于大多数系统的温度来自线宽太低的碰撞电离负责的O VI线。具有大量硬紫外通量的光电离模型可以再现密度的观测结果，这些密度与假设局部流体静力平衡和重元素丰度在~ 10^{-3} - 10^{-2}太阳范围内的模型吻合得很好。在类星体占主导地位的背景下，紫外光通量比Haardt & Madau（1996）预测的要弱得多，因此可以排除这种光电离。最后，我们发现一个系统具有非常低的H I柱密度的光电离和碰撞电离模型产生的金属丰度接近太阳和密度是不一致的重力约束，除非气体部分是可以忽略不计的。
2002-06-18 astro-ph
Linking the Metallicity Distribution of Galactic Halo Stars to the Enrichment History of the Universe
我们比较了星系晕恒星的金属丰度分布与分层星系形成的3D实现。来自矮星系的流出物不均匀地富集了星系际介质，其速率取决于当地星系的密度。因此，在早期形成的小星系中形成的第一颗恒星的金属含量低于在更大质量的星系中形成的第一颗恒星，这些星系通常形成得更晚。由于大多数晕星可能起源于吸积矮星，而盘星是由流出的富集气体形成的，这种情况自然会为老盘星产生一个“金属丰度底”，我们发现这与我们预测的晕星金属丰度分布的高端大致一致，与观测结果一致。在我们的模型中，晕星金属丰度的广泛和中心峰值分布得到了很好的再现，自然分散取决于确切的吸积历史。我们的建模包括早期外流的重要“重子剥离”效应，它会刷掉邻近维里化前密度扰动中微弱的气体。这个剥离过程并没有显着修改晕星金属分布的预测形状，但抑制恒星的形成，因此吸积星的数量，有助于重现观测到的总星系晕光度，也缺乏低光度的本地矮星系相对于N体预测。
2001-02-06 astro-ph
The Enrichment History of Hot Gas in Poor Galaxy Groups
我们分析了17组ASCA SIS和GIS数据，并确定了热X射线发射气体的平均温度和丰度。对于气体温度小于1.5 keV的基团，我们发现，丰度与气体温度和光度。我们还独立地测定了具有足够计数的那些组的α元素和铁的丰度。我们发现，对于冷群（即kT <1.5 keV），α-元素与铁的比值约为1，约为星团中的一半。光谱拟合与S，Si和Fe的丰度允许分别不同的建议的S/Fe比是类似的集群中看到的，而Si/Fe比组的一半的值确定为更丰富的系统。随着温度的下降，单位蓝色发光度中的金属质量迅速下降。对这一下降有两种可能的解释。一个是，恒星的形成在群体中是非常不同的，在丰富的集群。另一种解释是，在椭圆星系的早期演化过程中，星系团通过风失去了大量富集的物质。如果后者是真的，我们发现，贫穷的群体将作出重大贡献（约1/3的金属）的星系际介质的富集。
1998-08-10 astro-ph
Abundances at High Redshifts: the Chemical Enrichment History of Damped Lyman-alpha Galaxies
在高红移类星体的光谱中发现的阻尼莱曼-α吸收系统被认为是高红移星系中星际气体的踪迹。本文利用10 m Keck望远镜获得的类星体高质量阶梯光谱，研究了14个阻尼Lyman-alpha系统样品中C、N、O、Al、Si、S、Cr、Mn、Fe、Ni和Zn的元素丰度。这些丰度与文献中的类似测量相结合，以研究红移范围为0.7<z<4.4的阻尼莱曼α星系的化学演化。研究的内容包括：阻尼Lyman-alpha星系的金属丰度分布，它随红移的演化（即年龄-金属丰度关系），重金属的相对丰度模式及其核合成起源的意义，尘埃的影响，阻尼Lyman-alpha星系恒星形成过程的性质，以及阻尼Lyman-alpha星系本身的性质。
1996-06-07 astro-ph
A Brief History of Star Formation and Chemical Enrichment in the Bulge of the Milky Way
观测银河系隆起的恒星含量可以为解释遥远星系的观测提供重要的指导方针，特别是了解它们的恒星含量和演变。在这个简短的概述中，我将首先强调最近的一些工作，这些工作是针对测量恒星形成的历史和银河系中央几个秒差距的化学成分。这些观测结果表明，在过去的1亿年里，中心区域的恒星形成经历了一个阶段性的历史，发生了几次爆发（例如Blum et al. 1996 b）。Ram 'ırez等人（1998）对该区域的发光M星进行的高分辨率光谱观测，通过直接测量铁谱线，得到了接近太阳的[Fe/H]值。然后，我将介绍我的同事和我自己正在进行的一个项目的一些结果，该项目的目标是描绘银河系中央100秒差距的恒星形成和化学富集历史，即“内凸”。从新的光度数据，我们得出结论，有一个小的增加，平均[Fe/H]从巴德窗口的银河系中心，并推导出近太阳值的恒星在中心地区。对于距离银河系中心大于1 $^{\circ}$的径向距离，我们无法找到比巴德窗中的恒星明显年轻的可测量恒星群。在1 $^{\circ}$内，我们发现了许多发光的M巨星，它们很可能是不超过一两个Gyr前的恒星形成事件的结果。
1998-12-02 astro-ph
A Deep Survey of the Fornax dSph I: Star Formation History
基于深度成像观测，我们给出了天炉座矮球状（dSph）星系的第一个同质恒星形成历史（SFH）。我们获得了天炉座（银河系中最亮的dSph）整个表面B ~ 23深度的双滤光片测光，并利用CMD拟合技术导出了它的SFH。我们表明，天炉座产生了最复杂的恒星形成和化学富集的历史，所有的银河系dSphs。这个系统支持了恒星形成的多个时代。在早期宇宙中形成了大量的恒星，但最主要的是中间年龄的恒星。这包括大约3到4 Gyr前的恒星形成的强烈爆发。人口梯度也很明显。与其他dSphs类似，我们发现最近的恒星形成集中在系统的中心。此外，我们表明，中心区域窝藏比外部天炉座的化学富集速度更快。在中心，古老的恒星（年龄> 10 Gyr）显示平均金属丰度为[Fe/H] ~-1.4，有证据表明金属丰度分布中有三个峰值。总的来说，天炉座的浓缩效率很高：最近的恒星形成爆发产生了接近太阳金属丰度的恒星。我们的研究结果支持这样一种情况，即天炉座经历了一个早期阶段的快速化学富集，产生了广泛的丰度。恒星形成逐渐减少，直到大约4 Gyr前，当天炉座经历了一个突然爆发的强烈的恒星形成活动伴随着大量的化学富集。随后是较弱的恒星形成事件，我们已经发现了年龄小于1亿年的恒星的初步证据。
2008-05-09 astro-ph
Metal Enrichment in the Early Galactic Halo
本文研究了星系晕中金属富集的早期历史。我们使用随机化学演化模型研究化学不均匀性。该模型与长寿命晕星的金属丰度分布函数进行了比较，发现这是获得最佳模型处方的一个线索。我们发现，恒星形成的光环几乎终止了约1 Gyr和晕从来没有化学均匀的恒星形成的历史。这一结论与是否考虑晕的质量损失无关。观测到的α-元素与铁的比例在[α/Fe]-[Fe/H]平面上没有显示散射，但这并不意味着晕中的星际物质是均匀的，因为在这个图上的化学演化路径在恒星形成速率中是简并的。另一方面，[Sr/Fe]比值在贫金属晕星之间的表观分布并不反映金属富集的不均匀性，相反，这是由于锶的生产率急剧增加，而锶的生产率可能是在质量略小于产铁SNII的恒星中合成的。
1999-06-14 astro-ph
Metal Enrichment of The Primordial Interstellar Medium through 3-D Hydrodynamical Evolution of The First Supernova Remnant
计算了具有非均匀结构的原始星际介质中超新星遗迹的长期演化，研究了原始气体中金属的富集。为此，我们已经建立了一个并行的三维流体动力学程序，包括辐射冷却和自重力。自引力和辐射冷却发展的非均匀结构的ISM从一个小的扰动与幂律谱。所得密度范围为0.5 cm $^{-3}$至10 $^6$ cm $^{-3}$。作为我们一系列研究的第一步，对一颗母星质量为20太阳质量的超新星进行了计算。结果表明，单个超新星将新合成的重元素分布到ISM的致密丝中，其密度范围为100 ~ 10 $^4$ cm $^{-3}$，取决于超新星爆发的位置。因此，被SN喷出物污染的致密细丝的金属度[Mg/H]变为$-2.7\pm0.5$。从这些细丝中，第一批星族II恒星将形成。该值与之前的分析工作（Shigeyama & Tsujimoto 1998）一致，准确度为$\sim 0.3$ dex。
2000-07-28 astro-ph
Intracluster Stars and the Chemical Enrichment of the Intracluster Medium
我们探讨了团内恒星（ICS）的化学富集的团内介质（ICM）的历史的贡献。与所有的金属都起源于星系团星系然后被输送到ICM的情况相反，团内恒星在原地富集ICM，从而将100%的超新星喷出物直接贡献到ICM。模拟ICS作为一个古老的，单一的爆发恒星星族与正常的初始质量函数，我们产生ICM铁丰度的观测值的范围内的十分之几个太阳。大的观测和理论上的不确定性使我们无法得出结论，即一般来说，团内恒星是ICM的主要金属贡献者。然而，对于我们样本中的两个星团，以及文献中的一个，所有需要的观测约束都存在，我们能够重现一半到全部的ICM铁。由于星团内恒星的普遍存在及其与ICM的直接联系，我们得出结论，ICM的化学富集历史和能量预算的所有模型都应该考虑ICS的影响。
2004-08-24 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
GCD+: A New Chemodynamical Approach to Modeling SNe and Chemical Enrichment
为了研究星系形成和演化，我们开发了一个新的星系化学动力学演化程序GCD+。这个代码是基于我们原来的三维树N-体/光滑粒子流体动力学代码，其中包括自引力，流体动力学，辐射冷却，恒星形成，超新星反馈，和金属富集。GCD+包括一个新的II型（SNe II）和Ia型（SNe Ia）超新星模型，考虑到祖星的寿命和中等质量恒星的化学富集。我们将GCD+应用于椭圆星系形成的模拟，并检验了模拟最终产物的色-星等关系（CMR）、Kormendy关系和[Mg/Fe]-星等关系。GCD+是一个有用的和独特的工具，使我们能够比较模拟结果与观测数据直接和定量。我们的模拟证实了Kawata（2001）的结果，他使用了一个更简单的化学动力学演化代码。我们新发现，辐射冷却变得更加有效，因此气体的入流率增加，随着星系质量的减少，这有助于CMR的斜率。此外，在GCD+中对SNe II和SNe Ia的复杂处理表明，来自SNe Ia的反馈在椭圆星系的演化中起着至关重要的作用。因此，在研究椭圆星系演化过程中，Ia超新星的反馈效应是不可忽视的。
2002-12-18 astro-ph
The Chemical Enrichment History of the Fornax Dwarf Spheroidal Galaxy from the Infrared Calcium Triplet
为了研究恒星的金属丰度分布，提高色星等图中红巨星分支（RGB）的年龄-金属丰度简并度，利用VLT上的FORS 1摄谱仪，获得了天炉座矮球状星系中117颗红巨星的近红外光谱。金属丰度是由红外钙三线态线在8498、8542和8662 A的等效宽度计算出来的，并用球状星团、疏散星团M67和大麦哲伦星云的数据进行了校准。对于相当大一部分样本，钙三重态的强度出乎意料地高，清楚地表明天炉座的主要恒星星族比从CMD中RGB的位置推断出的更富含金属。我们表明，在天炉座的RGB的相对狭窄是由非常不同的年龄和金属丰度的恒星的叠加。天炉座的金属丰度分布集中在[Fe/H]~=-0.9处，有一个贫金属的尾部延伸到[Fe/H] ~=-2。虽然我们的观测对高金属丰度的分布不太确定，但与LMC数据的比较表明，它扩展到[Fe/H] ~-0.4。通过比较恒星的金属丰度与它们在CMD中的位置，我们得到了复杂的天炉座年龄-金属丰度关系。在最初的几个Gyr中，金属丰度上升到[Fe/H] ~ -1.0 dex。在过去约1-4 Gyr，富集加速，达到[Fe/H] ~ -0.4 dex。超过一半的样本是由小于4 Gyr的恒星组成的，这表明天炉座中持续的近期恒星形成。这些结果表明，矮球状星系保留它们产生的重元素的能力比预期的要大。（节录）
2003-10-30 astro-ph
The Chemical Enrichment History of the Large Magellanic Cloud
Ca II三重态光谱已被用来计算位于沙洲以北的银河系中心距离为3 \arcdeg、5 \arcdeg、6 \arcdeg和8 \arcdeg的四个大麦哲伦星系场中单个恒星的恒星金属丰度。观察到的金属丰度分布显示出一个明确的峰值，尾部朝向低金属丰度。在6 \arcdeg之前，平均金属丰度保持恒定（[Fe/H] $\sim$ -0.5 dex），而对于最外层区域，在8 \arcdeg，平均金属丰度显著低于盘的其余部分（[Fe/H] $\sim$ -0.8 dex）。光谱学与深CCD光度学的结合使我们能够打破RGB年龄-金属丰度简并计算光谱观察到的物体的年龄。我们的四个领域所获得的年龄-金属丰度的关系是统计上难以区分的。我们的结论是，较低的平均金属丰度在最外层的领域是一个结果，它有一个较低的比例的中间年龄的恒星，这是更丰富的金属比老恒星。盘年龄-金属丰度关系与星系团相似。然而，在实地人口中没有观察到缺乏年龄在3至10 Gyr之间的物体。最后，我们使用的数据从文献中得到一致的年龄-金属丰度的关系酒吧。简单的化学演化模型已被用来重现所观察到的年龄-金属丰度的关系，目的是调查的机制参与了磁盘和酒吧的演变。我们发现，虽然磁盘年龄-金属丰度的关系是很好地再现了封闭的盒子模型或模型与小程度的流出，酒吧只再现了模型与组合的流入和流出。
2007-10-16 astro-ph
The Enrichment History of Baryons in the Universe
我们提出的预测宇宙金属预算在不同阶段的重子从红移z=6-0，从宇宙流体动力学模拟，其中包括一个良好的约束模型丰富的星系外流。我们发现，大量的金属被发现在每个重子阶段在所有的时代，弥漫星系际气体占主导地位的金属预算在早期的时代和恒星和晕气体占主导地位，在最近的时代。我们提供了一个完整的会计金属的背景下，在z~2.5的金属失踪的问题，表明~40%的金属是在星系中，其余的是分散的IGM气体和冲击气体的晕和附属结构。与现有的金属丰度和金属质量分数的演变观察比较显示出广泛的一致性。我们预测恒星在z=6时的平均金属丰度已经是太阳的十分之一，今天慢慢增加到太阳的一半，而今天刚刚形成的恒星通常具有太阳的金属丰度。我们的HI柱密度加权平均金属丰度（与阻尼Ly-alpha系统金属丰度相当）从z=6-1缓慢地从十分之一增加到三分之一太阳，然后在z=0时下降到四分之一太阳。宇宙的全球平均金属丰度在z~1时比扩散阶段高出约50%，到z=0时，它的值约为十分之一个太阳。随着时间的推移，金属会向更高的密度和温度移动，在z=2时达到平均宇宙密度的峰值，在z=0时达到100的超密度。我们研究了碳和氧离子如何在相空间中追踪金属的路径，并表明OIII-OVII线为限制z<2的星系际介质金属提供了最实用的选择。
2006-10-11 astro-ph
Enrichment and Pre-Heating in Intragroup Gas from Galactic Outflows
在宇宙学流体动力学模拟中，我们研究了T_X~0.5- 2keV星系群的金属含量和熵含量.我们的模拟包括一个约束良好的处方银河外流动量驱动的风缩放，和一个复杂的化学演化模型。我们的模拟没有流出再现观察到的铁丰度的X射线发射气体，但氧丰度太低，包括流出产生的铁和氧的丰度与数据吻合得很好。X射线测量的[O/Fe]主要反映了金属在热气体中的分布机制，而不是该组中Ia型超新星与II型超新星的比例。铁丰度从z=1-0增加x2，与团的大小无关，与团簇中观察到的一致，而[O/Fe]下降约30%。核心熵与温度的升高超过自相似的预测，而不管由于辐射冷却去除低熵气体的流出，但流出提供了低于1 keV的额外熵贡献。如观察到的，这导致在低于IkeV的L_X-T_X关系中的显著中断。重要的是，外流有助于将恒星的含量减少到观察到的水平。模拟的径向轮廓与观测结果基本一致，但仍然存在不小的差异，这可能反映了我们模拟的中央星系群中晚期恒星形成过多。我们的外流模型表明，星系形成的物理过程之间的连接，预热和富集的组内气体，虽然更明确的结论必须等待一个模型，同时抑制冷却流观察。
2008-09-23 astro-ph
Metal Abundances in the ICM as a Diagnostics of the Cluster History
具有致密冷却核心的星系团，其核心内介质的金属丰度会增加。最近的XMM-牛顿研究对几种重元素的相对丰度的详细结果表明，高的中心丰度主要是由于Ia型超新星的贡献。主要来源是中央星团星系的恒星星族。通过对椭圆星系中重元素起源和Ia型超新星观测率的分析，中心丰度峰可以作为星系团核心区历史的诊断依据。我们发现，附近的四个冷却的核心集群的中心峰的富集时间大于6 - 10 Gyrs，即使在过去的一个较高的SNIa率。这表明这些集群核心区域的历史悠久，历史相对平静。元素丰度比的详细分析提供的证据表明，在中央星系团星系的SN Ia产量更丰富的中等质量的元素，如Si和S，相比SN Ia模型用于解释我们的银河系中的重元素富集。
2005-07-19 astro-ph
Chemical enrichment of galaxy clusters from hydrodynamical simulations
本文对星系团进行了宇宙学流体动力学模拟，旨在研究团内介质（ICM）的金属富集过程。这些模拟已经通过在Tree-SPH \gd代码中实现化学演化的详细模型来进行。该模型允许我们跟踪SNII，SNIa和AGB恒星的金属释放，通过适当地考虑不同质量的恒星的寿命，以及改变恒星的初始质量函数（IMF），寿命函数和恒星产额。因此，我们对化学进化的研究是一个强大的工具，可以用来追踪金属生产的宇宙历史。这里提出的模拟已经进行了双重目的，检查数值效应，以及改变化学演化模型的影响和恒星反馈的效率。
2007-05-12 astro-ph
The Supernova Relic Neutrino Background
利用宇宙金属富集历史的观测，得到了过去所有II型超新星遗迹中微子背景的上限。我们表明，一个明确的检测这些遗迹中微子的超级神冈探测器是不可能的。我们还分析了萨德伯里中微子天文台的事例率（其中来自反nu_e + D --> n + n + e+的符合中子可能会增强背景抑制），得出了同样的结论。如果观测到的残余中微子通量超过了我们的上限，并且对金属富集历史的观测（z<1）没有相当大的误差，那么要么II型超新星速率不跟踪金属富集历史，要么某种机制可能是导致反nu_{mu,tau} -->反nu_e转变的原因。
2000-03-28 astro-ph hep-ph
Structure and evolution of super-Earth to super-Jupiter exoplanets: I. heavy element enrichment in the interior
我们研究了当前行星模型的不确定性，并量化了它们对行星冷却历史和质量半径关系的影响。这些不确定性包括：（i）用于表征重物质物理性质的各种状态方程之间的差异，（ii）重元素在行星内部的分布，（iii）它们的化学成分和（iv）它们对行星演化的热贡献。我们的模型，其中包括一个气态的H/He信封，固体，无气体类地行星的模型进行比较，以检查冷却和由此产生的半径的气体信封的影响。我们发现，对于大于行星质量20%的重物质的一小部分，重元素在行星内部的分布会显著影响演化，从而影响给定年龄的半径。对于具有大核心质量分数（$\simgr$ 50%）的行星，例如海王星质量的凌日行星GJ 436 b，来自核心的重力和热能对行星冷却历史的贡献是不可忽略的，在1 Gyr之后产生$\sim$ 10%的半径影响。我们表明，目前的质量和半径的大质量行星Hat-P-2b的测定需要至少200 $\mearth$的重物质在内部，在边缘的核心吸积模型目前预测的行星形成。我们表明，如果行星作为大规模的$\sim$ 25 $\mjup$可以形成，改进的核心吸积模型预测，氘是能够燃烧的H/He层以上的核心，即使是大的核心质量为$\sim$ 100 $\mearth$。我们提供了从10 $\mearth$到10 M $_{\rm Jup}$的行星演化模型的广泛网格，具有不同的重元素分数。
2008-02-13 astro-ph
Oxygen-rich droplets and the enrichment of the ISM
我们认为，在HII区观测到的光学复合线（ORL）和碰撞激发线（CEL）的丰度之间的差异很可能是Tenorio-Tagle（1996）提出的星际介质（ISM）富集情景的标志。在这种情况下，只要超新星继续爆炸，大规模超新星爆炸释放的新鲜氧气就被限制在热的超级气泡中。只有在最后一次大规模超新星爆炸后，富含金属的气体才开始冷却，并以富含金属的液滴形式落在星系上。这些富含金属的液滴和ISM的完全混合发生在下一代大质量恒星的光电离过程中。在此过程中，富含金属的液滴引起金属的强复合线，导致观察到的ORL-CEL差异。(The这项工作的完整版本提交给天文学和天体物理学。
2007-04-02 astro-ph
Simulations of Cosmic Chemical Enrichment
利用一个新的宇宙化学演化数值模型，研究了超新星反馈对宇宙恒星形成和金属富集历史的影响。对于在个别星系的理想化坍缩模型中产生合理结果的假设，我们对标准Lambda-CDM宇宙学的宇宙学模拟显示，宇宙恒星形成率在z~4处达到峰值，约10%的重子变成恒星。我们发现，大多数恒星在今天的大质量星系中形成的小得多的星系在高红移，给他们一个平均恒星年龄为10 Gyr，尽管他们的后期组装时间。在低质量星系中，超新星反馈驱动星系外流，这些风将重元素喷射到星系际介质中。对于质量较小的星系，抛出的重子比例较大，与恒星金属丰度相关，占所有重子的20%。由此产生的丰富的历史大致上是一致的观测到的丰富的莱曼break星系，阻尼莱曼α系统，和星系际介质。星系中冷气体的金属丰度随着星系质量的增加而增加，这与具有显著分散的观测结果相当。模拟模型很好地再现了观测到的星系人口的恒星质量-金属丰度关系，作为质量依赖的星系风的结果。然而，在我们的模型中，恒星的形成并没有在大质量星系的后期终止，而且很少有矮星系仍然在形成恒星。这些问题可能是由于缺乏分辨率，对超新星反馈的不适当建模，或忽视其他反馈过程，如活动星系核。
2007-01-29 astro-ph
Deep HST Imaging of Sextans A. III. The Star Formation History
我们利用WFPC 2测光系统测量了六分仪A的恒星形成历史，完成了50%的测量，测量值为V=27.5（M_V ~+ 1.9），I=27.0。通过对CMD模型的模拟，测量了恒星的形成历史和化学富集历史。我们发现证据表明，在最年轻的恒星星族和内在的金属丰度分布在所有年龄的增加变红。六分仪A在大约2.5 Gyr前一直在以高速率活跃地形成恒星，并且在大约0.1 Gyr前开始增加速率。我们发现了一个非零的恒星年龄大于2.5 Gyr，由于测光的深度有限，详细的恒星形成历史中，老年人有相当大的不确定性。该星系的平均金属丰度为[M/H] ~- 1.4，大部分富集发生在10 Gyr以上的年龄。我们还发现，在所有年龄的均方根金属丰度的传播0.15德克斯允许最适合所观察到的CMD。我们使用BHeB恒星重新测定了最近的恒星形成历史（年龄<= 0.7 Gyr），发现除了最后的2500万年外，所有恒星都有很好的一致性，这主要是由于两种分析中使用的距离不同以及最年轻种群的差异灭绝造成的。这表明，恒星形成的历史确定单独从BHeB星应限于CMD地区没有污染的红MS星是本。
2003-04-04 astro-ph
The Star Formation History of the Pegasus Dwarf Irregular Galaxy
研究了距离银河系0.95 Mpc的可能的本星系群成员飞马座dIr的恒星形成历史。我们用两个基本函数来描述SFH：恒星形成率psi（t）和化学富集定律Z（t）。它是通过比较飞马座中分辨恒星的色星等图而得出的，共有189个模型图是由不同的psi（t）和Z（t）定律产生的。飞马座的恒星形成开始于大约15 Gyr前，平均来说，在银河系生命的前半段比后半段更大。在最近的时期，恒星形成似乎是以爆发模式产生的。对于化学富集定律，解释星系金属丰度（Zf=0.002（+0.002/-0.001））的最好方法是它经历了一个快速的初始化学富集。如果说星系的坍缩是重要的，并指向一幅星系在坍缩的早期阶段开始形成恒星并丰富其星际介质的图像，那么情况就是这样。飞马座和NGC 6822是唯一的dIr，这类分析在这里已经完成。事实上，这两个星系都显示出一个重要的老年到中等年龄的恒星星族，这表明在大多数dIr中观察到的Baade片实际上可能是一个重要的老年恒星群体的签名，并表明dIr实际上是由大量老年恒星组成的老年天体。飞马座中的暗物质占92%。
1997-04-16 astro-ph
The Role of Heating and Enrichment in Galaxy Formation
我们发现，与高红移低质量星系确定的风可能会强烈影响更大质量的星系，后来形成的恒星的形成。通过简单线性生长模型的3D实现，我们跟踪了气体冲击、金属富集和冷却以及黑暗晕的形成。我们表明，外流通常剥离重子物质的崩溃中间质量晕，抑制恒星的形成。更大质量的晕可以捕获加热的气体，但崩溃较晚，导致广泛的双峰红移分布，与较大的特征质量与较低的红移峰相关。这种情况占了观测到的早期类型星系的钟形光度函数，解释了相对于冷暗物质模型预测的银河系卫星星系的数量很少，并提供了一个可能的解释，在太阳附近缺乏金属贫G-矮星和更普遍的缺乏低金属丰度恒星在大质量星系相对于“封闭盒”模型的化学富集。星系际介质从外流加热应产生光谱失真的宇宙微波背景，将可测量的下一代实验。
2000-10-11 astro-ph
Feedback from Intra-Cluster Supernovae on the ICM in Cooling Flow Galaxy Clusters
研究了星系间超新星（SNe）的加热和金属富集对星系团内介质（ICM）的影响。最近的观测表明，在星系团中，相当一部分（~ 20%）的Ia型超新星母恒星星族是星系际的。通过考虑它们对冷却流簇的松弛祖细胞的影响，我们提出簇内SNe可以作为一个分布式热源，这可能会影响冷却流形成的初始阶段。我们调查的增加冷却时间作为一个函数的能量输入提供SNe和他们假设的空间分布，并得出结论，集群内SNe代表一个热源，在某些集群可以导致延迟的冷却流的形成。这意味着一些冷却流比以前认为的要年轻。我们还讨论了一个大的人口集群内SNe可能对冷却流集群的ICM的化学演化的影响。
2004-05-25 astro-ph
The Star Formation History of the Small Magellanic Cloud
我们提出了空间分辨的恒星形成和化学富集的历史小麦哲伦云（SMC）在整个中央4度x 4.5度的主体区域，根据UBVI测光从我们的麦哲伦云光度调查。我们发现：1）在SMC中形成的恒星中，大约有50%在8.4 Gyr之前形成（WMAP宇宙学z >1.2），2）SMC在8.4和3 Gyr前形成的恒星相对较少，3）在最近的3 Gyr期间，平均恒星形成率上升，并在2.5，0.4，0.06 Gyr的爆发，2.5 Gyr和0.4 Gyr的爆发时间上与过去SMC进入银河系的近星系通道相一致，5）2.5 Gyr爆发中存在大尺度环状结构的初步证据，6）我们分析得出的化学富集历史与SMC星团的年龄-金属丰度关系相一致。一致的数据解释需要一个临时的0.1-0.2等的B-V颜色的25%的恒星的校正，这种异常的原因是未知的，但我们表明，它并没有强烈影响我们的结果。
2003-12-03 astro-ph
The Hottest Horizontal-Branch Stars in omega Centauri - Late Hot Flasher vs. Helium Enrichment
对一些大质量球状星团的紫外线观测发现，在水平分支（HB）的热端下方有大量非常热的恒星，即所谓的蓝钩星。这一特征可能被解释为后期热闪情景的结果，即恒星在白矮星冷却曲线上经历氦闪，或者被最近假设存在于某些星团中的富氦子种群的后代所解释。使用LTE和非LTE模型大气分析了欧米茄Cen蓝色HB热端恒星的中等高分辨率光谱的大气参数和丰度。在30，000 K到50，000 K的温度范围内，我们发现35%的恒星是贫氦的（log（n_He/n_H）< -2），51%的恒星的太阳氦丰度在3倍以内（-1.5 <= log（n_He/n_H）<= -0.5），14%的恒星是富氦的（log（n_He/n_H）> -0.4）。我们还发现碳富集与氦富集同步，最大碳富集为3质量%。至少有14%的半人马座最热的HB星的氦丰度远高于氦富集情景的最高预测值（Y = 0.42对应于log（n_He/n_H）~ -0.74）。此外，最富氦的恒星显示出强烈的碳富集，正如后期热闪光情景所预测的那样。我们的结论是，富含氦的HB星在欧米茄Cen不能被解释的氦富集的情况下调用来解释蓝色的主序列。（节录）
2007-09-18 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
An analytical model for the history of cosmic star formation
我们使用简单的分析推理，以确定物理过程，驱动宇宙恒星形成密度在冷暗物质宇宙的演变。基于我们的分析，我们制定了一个模型来解释恒星形成历史的红移依赖性，并将其与一组流体动力学模拟（包括恒星形成和反馈）的结果进行比较。在早期，密度足够高，冷却时间足够短，大量的恒星形成气体存在于所有可以通过原子过程冷却的暗物质晕中。因此，恒星形成密度一般随z的减小而呈指数上升，与恒星形成物理模型的细节无关，但取决于宇宙学功率谱的归一化和形状。这部分的演化是由引力驱动的晕质量函数的增长。在低红移时，密度随着宇宙膨胀到冷却被抑制的程度而下降，从而限制了可获得的恒星形成气体的数量。我们发现，在这一制度的恒星形成率规模约成比例的冷却速度内晕。我们推导出完整的恒星形成历史的解析表达式，并表明它们与我们的模拟结果相匹配，优于~ 10%。使用各种近似，我们减少了一个简单的解析拟合函数，可用于计算全球宇宙学量，直接相关的恒星形成历史的表达式。作为例子，我们考虑的综合恒星密度，超新星和伽马射线暴率可观察到的地球上，宇宙的金属富集的历史，和致密物体的密度。（节略）
2002-09-10 astro-ph
Lower Metal Enrichment of Virialized Gas in Minihalos
我们区分金属富集的气体在维里化的迷你晕和星系际介质在高红移，宇宙学再电离有关，与最初的期望，气体在高密度区域内形成的暗物质晕可能更强大，从而抵抗与低密度星系际介质混合。作为一个例子，我们对小晕中的气体云进行了详细的流体动力学模拟，发现对于速度为10- 100 km/s的实际激波，小晕中rho>500 rhob的高密度气体中有90%以上（65%）在质量z=10处维里化（10^7，10^6）Msun的金属丰度仍然低于星系际介质的3%，红移z=6。可以预期，当它们被纳入更大的晕中时，小晕中的高密度气体成为随后恒星形成的燃料，在那里有效的原子冷却可以诱导气体冷凝，从而形成恒星。由于小晕在高红移时会维里化，而此时宇宙并没有显著的再电离，这意味着维里化的小晕中的气体可能提供了丰富的原始气体库，从而可能允许第三族无金属恒星的形成延伸到比基于星系际介质富集的其他预期低得多的红移。
2007-04-26 astro-ph
Carbon Nitrogen, and Oxygen Galactic Gradients: A Solution to the Carbon Enrichment Problem
银河系化学演化的11个模型，不同的碳，氮，和氧的产量采用，已计算重现银河系的O/H值从H II地区。所有的模型都适合氧梯度，但只有两个模型也适合碳梯度，那些基于碳产量的增加与金属丰度由于恒星风在大质量恒星（MS）和金属丰度减少由于恒星风在低和中等质量恒星（LIMS）。成功的模型也适合从恒星观测获得的太阳附近的C/O与O/H的演化历史。我们还比较了我们的两个最佳模型所预测的太阳附近的现今N/H梯度、N/O与O/H、C/Fe、N/Fe、O/Fe与Fe/H的演化历史与来自H Ⅱ区和恒星观测的演化历史。虽然我们的两个最好的模型适合的C/H和O/H梯度以及C/O与O/H的历史，只有模型1适合的N/H梯度和N/O值的贫金属星，但未能适合的N/H值的富金属星。因此，我们得出结论，我们的两个最好的模型解决了C富集问题，但需要做进一步的工作对N富集问题。通过添加的C和O的生产，因为太阳形成的模型1和2预测的观测到的太阳值，我们发现一个很好的协议与O/H和C/H值的太阳附近来自H II区O和C复合线。本文最重要的结果之一是，由于MS和LIMS在星际介质中的碳的分数是强烈依赖于时间和银河中心的距离，目前约有一半的碳在太阳附近的星际介质已产生的MS和LIMS的一半。
2005-01-24 astro-ph
Oxygen pumping II: Probing the Inhomogeneous Metal Enrichment at the Epoch of Reionization with High Frequency CMB Observations
在再电离阶段，当高红移星系际介质（IGM）富集金属时，OI的63.2 μ m精细结构线被~ 1300 AA软紫外背景泵浦，并在宇宙微波背景（CMB）中引入光谱畸变。在这里，我们使用一个玩具模型的空间分布的中性氧，假设金属泡周围的暗物质晕，并计算这种扭曲的波动，和角功率谱它印记的CMB。我们讨论的功率谱的依赖性的速度的风污染的IGM与金属，产生这些风的晕的最小质量，和宇宙时代时，OI泵发生。我们发现，虽然CMB失真的聚类信号是弱的δ y_{rms} ~ 10^{-7}（大致对应于几个nK的温度各向异性），它可能是可达到的深集成与高灵敏度红外探测器。即使没有探测，这些仪器也应该能够对IGM的重元素富集历史进行有用的限制。
2007-09-20 astro-ph
Oxygen abundances in the Galactic Bulge: evidence for fast chemical enrichment
目标：我们光谱特征的银河系隆起推断其恒星形成的时间尺度，相比其他银河系的组成部分，通过其个别恒星的化学签名。方法：我们推导出铁和氧丰度的50 K巨星在四个领域向银河系的隆起。目标星的高分辨率（R= 45，000）光谱是在VLT上用FLAMES-UVES收集的。研究结果：在6300 ° F的禁限线上测量到的氧，显示出[Fe/H]的明确趋势，其中[O/Fe]在膨胀型恒星中高于厚盘型恒星，而厚盘型恒星比薄盘型恒星的氧含量更高。结论：这些结果支持了一种情况下，隆起形成之前，更迅速地比磁盘，因此MW隆起可以被视为一个原型的老球体，与早期类型（椭圆形）星系的形成历史相似。
2006-09-05 astro-ph
The Star Formation History of Late Type Galaxies
在过去的几年里，巨大的星系光谱数据库和进化合成模型的进展相结合，重新引起了人们对一个老问题的兴趣：如何从星系的综合光谱中估计星系的恒星形成历史？对这个经典问题的新方法使人们有可能从两个世界中提取最好的东西，用最先进的恒星星族模型制作精美的逐像素拟合星系光谱，同时探索大型调查的神话般的统计数据，以前所未有的详细程度推导出不同类型星系的恒星形成和化学富集历史。这篇评论涵盖了其中的一些最新进展，重点是晚型恒星形成星系的结果，并概述了一些问题，这将使我们在未来几年里忙碌。
2007-01-31 astro-ph
Hot Gas In and Around Elliptical Galaxies
本文综述了椭圆星系和相关星系群中热气体的起源、演化和物理性质。最近钱德拉和XMM进行的出乎意料的X射线观测表明，冷却比以前预期的要少得多。因此，需要重新审查或放弃许多长期持有的假设，必须探索新的方法。其中主要是活动星系核加热的作用，射电瓣对热气的影响，冷却过程的细节，椭圆星系中热气体和冷气体之间可能的关系，以及恒星富集热气的复杂性。
2003-09-20 astro-ph
Cosmological History of Stars and Metals
我们研究的恒星含量的演变和化学富集的宇宙平均在整个人口的星系通过一系列的化学分光光度计模型，考虑到金属丰度和尘埃遮蔽效应。我们调查了各类宇宙恒星形成率（CSFR）的历史与目前的估计一致。我们能够再现各种观测的限制，如在静止帧0.44，25，60和100 $μ$ m的本地宇宙的发射率，也从UV/NIR星系计数和宇宙红外背景（CIB）的DIRBE/FIRAS测量的河外背景光的整体形状。我们发现，在140 $μ$ m的CIB是至关重要的区分CSFR的历史。这个约束的最佳拟合模型似乎有利于中红外推导CSFR在低- $z$和一个平坦的CSFR在较高的$z$与最近的估计一致，虽然CSFR的形状在高红移对FIR/亚毫米部分的河外背景的影响不大。我们认为，CIB能量的大部分是由位于$0\le z \le 1$的中等遮蔽的正常星系群产生的。然后，我们推导出全球化学富集和恒星的宇宙含量，并发现该模型预测的金属丰度在DLAs中的金属丰度良好的协议，假设一些富含金属的气体流出星系，但它过度生产目前的恒星质量密度和近红外光度密度。
2001-01-26 astro-ph
Chemical evolution of galaxies. I. A composition-dependent SPH model for chemical evolution and cooling
我们描述了一个SPH模型的化学富集和辐射冷却的结构形成的宇宙学模拟。该模型包括：（一）通过概率方法从恒星延迟恢复气体，该方法旨在减少统计噪声，从而能够研究具有中等数量粒子的物体的内部化学结构; ii）金属生产完全依赖于恒星粒子的详细化学成分，首次在SPH代码中使用，将每个核合成产物与其来源联系起来的Qij矩阵形式;以及iii）辐射冷却完全依赖于气体粒子的详细化学成分，通过使用新的金属性参数zeta（T）的快速算法实现，该参数给出了每个元素在总冷却函数上的权重。从这个SPH化学模型的分辨率效果和获得的结果进行了测试，通过比较其预测在不同的问题与已知的理论解。我们还提出了一些初步的结果，发现在自洽宇宙学模拟的椭圆星系的化学性质。这样的模拟表明，上述zeta冷却方法是重要的，以防止高估的金属性依赖的冷却速率，而Qij形式主义是重要的，以防止显着低估的[α/Fe]比在模拟的类星系物体。
2008-04-23 astro-ph
Chemical enrichment of the intracluster medium by FR II radio sources
我们提出了二维轴对称流体动力学模拟研究FR II射电星系对周围星系团内介质（ICM）的金属分布的长期影响。将一个光射流注入冷却流大气中，持续10-30百万年。然后，我们按照随后的演变为3陀螺仪的球面网格跨越3百万秒差距的半径。将一系列被动示踪粒子放置在团簇核心周围的环中以模拟携带金属的云，以计算金属丰度（Z）作为时间和距团簇中心的径向距离的函数。喷流在整个3 Gyr周期内对ICM有显著的影响。在模拟结束时，喷流产生的金属丰度约为星系团核心初始金属丰度的10%。喷流不仅在混合区输送金属，而且还通过喷流后面的ICM上涌，在长距离和短距离上富集团簇。
2006-12-13 astro-ph
The chemical enrichment of the ICM from hydrodynamical simulations
对星系团内和星系际介质（ICM和IGM）金属富集的研究是重建过去恒星形成历史、反馈过程的作用和决定宇宙重子演化的气体动力学过程的直接手段。在本文中，我们回顾的方法，迄今已遵循的模型丰富的ICM在宇宙学的背景下。虽然我们的演讲将集中在流体动力学模拟所发挥的作用，我们也将讨论其他方法的基础上半解析模型的星系形成，也批判性地讨论了不同方法的利弊。我们将首先回顾化学演化模型的概念，以实现任何化学动力学的描述。我们将强调这个模型的预测如何严格依赖于恒星初始质量函数的选择，恒星的寿命和恒星产量。然后，我们将概述到目前为止，ICM富集的X射线观测和模型预测之间的比较。我们将展示如何最新的化学动力学模型能够捕捉到的ICM及其演变的观察到的金属含量的基本特征。最后，我们将强调在这项研究中的开放性问题和宇宙化学动力学模型的下一代改进的方向。
2008-01-07 astro-ph
The Era of Massive Population III Stars: Cosmological Implications and Self-Termination
第一代恒星的诞生和死亡对早期宇宙星系际介质的热状态和化学性质具有重要意义。在复合后的某个时候，中性的、化学上原始的气体被第一批恒星发出的紫外光子重新电离，但当这些恒星以高能超新星的形式结束生命时，这些气体也富含重元素。利用先前对早期结构形成（包括辐射转移）的高分辨率宇宙学模拟结果，我们表明IGM的显著体积分数可以被金属污染，也可以被电离，大质量第三星族恒星形成于小质量（10^6-10^7 Msun）晕。如果大多数早期恒星都以能量高达10^{53}尔格的对不稳定超新星的形式死亡，体积平均的平均金属丰度将迅速达到Z ~ 10^{-4}Zsun，红移为15-20，可能导致迅速过渡形成以低质量恒星为主的恒星星族。在这种情况下，早期的化学富集历史应该紧密地追踪IGM的再电离历史，并且第三星族时代的结束以在z=15时完成再电离和预富集为标志。我们的结论是，虽然预富集可能部分占的“金属性地板”在高红移莱曼α云，它并没有显着影响元素丰度在集群内介质。
2004-01-08 astro-ph
Origin of the galaxy morphology
在目前最合理的冷暗物质（CDM）宇宙学中，较大的团块通过较小团块的逐渐合并来增加它们的质量。在演变过程中，发生了几次合并事件，例如，许多小的和一些主要的合并事件，强烈影响星系的形态，在半解析模型假设。我们的物理上最详细的高分辨率SPH模型，我们试图解决星系形态的起源。我们计算了SCDM宇宙学中50个过密度峰的演化，并分析了模型的性质。我们已经获得了许多不同类型的恒星形成历史。作为初步结果，我们发现了模型星系的形态与其恒星形成历史之间的关系。我们还给出了全球恒星形成历史和金属富集历史随红移的变化，这些都是通过对所有结果的求和得到的。
2001-10-26 astro-ph
Cool white dwarfs : cooling theory and Galactic implications
本文综述了近年来在暗白矮星模型大气和内部结构方面的进展。我们导出了一个冷却理论，它说明了各种物理过程对冷白矮星的能量收支和冷却历史的影响。我们特别考虑结晶时化学分馏的影响。这个过程虽然释放出少量的能量，但对低光度阶段的白矮星的冷却时间有很大影响。这修改了有史以来观测到的最微弱的白矮星ESO 439-26的年龄，并对白矮星演化的银河系意义、银河系盘的年龄和对晕质量的预期贡献产生了重要影响。我们简要地考虑其余的主要不确定性白矮星冷却理论。
1997-05-09 astro-ph
Testing CNO Enrichment Scenarios in Metal-poor Galaxies with HST Spectroscopy
利用哈勃空间望远镜的紫外光谱和地基光谱，我们测量了三个金属丰度相似但N/O不同的贫金属星系的C/O和N/O比。由C Ⅲ] A1909和[O Ⅲ] A5007测得的C/O比值与C Ⅱ] A2326和[O Ⅱ] A3727测得的C/O比值一致。我们发展了C^+/O^+比值作为HII区碳丰度的合理替代诊断。C II] H2326多重峰与[O II] H3726，3729谱线的接近性使得这些跃迁成为测量高红移天体中碳丰度的潜在工具。衍生的化学性质是一致的，在金属贫乏的河外HII地区的N和C丰度之间的显着相关性。如果具有类似金属丰度的星系之间的N/O分散是由大质量恒星的局部、暂时的化学富集引起的，那么这一结果是出乎意料的。相关性的存在表明，大部分的N和C的生产耦合，从化学演化模型，其中C主要是由低质量的恒星和N主要是由中等质量的恒星产生的预期。由于恒星形成星系中局部化学“污染”的发生率似乎很低，在某些星系中与其他类似金属丰度的星系相比，N的相对过剩最有可能被解释为全球长期化学富集历史的指标。N/O和C/O的比值可以作为一个“时钟”来估计恒星形成的最后一个主要事件的时间。
1997-09-27 astro-ph
The Star Formation History of the Local Group
总结了本星系群的恒星形成历史。这三个大的螺旋是单独讨论的，而本星系群矮星的讨论集中在差异和共性上。虽然本星系群在其恒星形成和富集历史中表现出惊人的多样性，即使在相同的形态类型中，它们也具有许多共同的全球性质。其演化的主要决定因素是星系质量和环境效应，如冲压压力和潮汐剥离。低质量的矮不规则星系很可能演化成矮球状体。
2000-05-14 astro-ph
Cosmological Simulations of X-ray Clusters: The Quest for Higher Resolution and Essential Physics
我回顾宇宙学模拟的X射线集群。模拟的分辨率显著提高，辐射冷却、恒星形成反馈和化学富集对ICM的影响也在模拟之中。非辐射X射线团簇的结构和演化现在已经得到很好的表征。这些模型不能再现所观察到的L_x-T关系，这意味着需要额外的物理。增加辐射冷却的模拟会产生太多的冷气体和不合理的高X射线亮度。包括恒星形成和反馈的模拟似乎更有希望，但需要进一步完善。在这方面，新的意见应有所帮助。
2004-03-02 astro-ph
Diquark Condensates and Compact Star Cooling
研究了色超导对大夸克核的夸克星和中子星冷却的影响。各种已知的和新的夸克中微子过程进行了研究。因此，处于色味锁定（CFL）彩色超导阶段的恒星冷却得非常快。没有地壳的夸克星冷却得太快，与X射线数据不符。N_f =2色超导（2SC）相恒星的冷却与已有的X射线观测结果是一致的。此外，具有假设的π凝聚核和地壳的恒星的冷却历史与数据并不矛盾。
1999-11-17 astro-ph nucl-th
