Chemical Abundances in our Galaxy and Other Galaxies Derived from H II Regions
本文讨论了我们银河系和其它星系中H Ⅱ区丰度测定的准确性。我们着重讨论了由丰度测定得出的对银河系化学演化模型有影响的主要观测约束：a）氦氢丰度比He/H，b）氧氢丰度比O/H，c）碳氧丰度比C/O，d）氦氧和氦重元素丰度比Delta Y/ Delta O和Delta Y/ Delta Z，以及它们的相互关系。e）原始氦丰度Yp。
2000-07-20 astro-ph
The origin of the double main sequence in Omega Centauri: Helium enrichment due to gas fueling from its ancient host galaxy ?
最近由{ \it Hubble Space Telescope}对半人马座$ω$进行的观测研究发现，在其恒星星族的色星等图（CMD）中存在一个双主序。观测表明，蓝色主序星（bMS）的恒星星族比红色主序星（rMS）的氦丰度大得多（$ΔY\sim 0.12$）。通过使用有些理想化的模型，恒星的bMS形成的气体喷射的rMS，我们定量研究是否氦过剩的bMS可以导致自富集从大质量AGB星，从质量损失非常大的年轻恒星，或从II型超新星在$ω$岑。我们表明，只要氦富集是由于喷出物从rMS形成早于bMS，上述三个富集方案都不能解释所观察到的合理IMF的bMS自洽的属性。在所有情况下，共同的，严重的问题是，所观察到的bMS的数量分数不能解释，而不假设异常头重脚轻的IMF。自我浓缩设想的失败意味着形成bMS所需的大部分富氦气体来自其他外部来源。因此，我们提出了一个新的设想，即大多数第二代恒星（即，在$ω$ Cen中的bMS）可能是由围绕着$ω$ Cen的场恒星星族喷出的气体形成的，当时它是一个古老的矮星系的核心。
2005-12-15 astro-ph
CXOU J121538.2+361921 in the galaxy NGC 4214: a double neutron star in the making?
CXCRJ 121538.2 +361921是星系NGC 4214中最明亮的X射线源，X射线光度高达0.7 x 10^39 erg/s。观测到的3.62小时的周期被解释为系统的轨道周期。它被认为是一颗低质量的氦星，有一颗质量较低的致密伴星。如果这一想法是正确的，那么CX121538.2 +361921将演化成一颗双中子星，即由一颗射电脉冲星和另一颗中子星组成的双星。在这项研究中，我们将进一步研究这种可能性。我们发现氦星-中子星双星的X射线光度与超爱丁顿吸积是一致的。当氦星施主处于氦壳层燃烧阶段时，双星系统处于传质阶段。需要一颗当前质量在2.2 - 3.6 Msun范围内的施主星来解释观测到的轨道周期。在这个质量范围内的氦星质量足以在超新星爆炸中坍缩，使CX121538.2 +361921成为双中子星的直接祖先。
2006-07-05 astro-ph
The Chemical Evolution of Helium
我们报告的测量4 He丰度朝向外星系HII区域S206与NRAO绿岸望远镜。在S206的射电连续谱峰值位置观测到8-10 GHz之间的氢和氦射电复合线。我们推导出4 He/H = 0.08459 +/- 0.00088（随机）+/- 0.0010（已知系统），比光学复合线结果低20%。即使考虑到温度、密度、电离结构或尘埃的消光效应，也很难调和光学值和射电值之间的巨大差异。仅使用M17和S206，我们确定银河系中的dY/dZ = 1.41 +/- 0.62，与标准化学演化模型一致。椭圆星系中古老的恒星星族中氦的丰度很高，这有助于解释波长在2000到1200埃之间的紫外线辐射的增加，称为紫外线上升或UVX。我们较低的dY/dZ值是一致的正常氦丰度在较高的金属丰度，并建议其他因素，如一个变量红巨星分支质量损失与金属丰度，可能是重要的。当结合4 He丰度在贫金属星系HII地区，麦哲伦云HII地区，和M17已确定的光学复合线，包括温度波动的影响，我们的无线电4 He/H丰度比S206是一致的氦演化dY/dZ = 1.6。线性外推到零金属丰度预测4 He/H原始丰度比约5%，低于威尔金森微波各向异性探测器和标准大爆炸核合成。测得的4 He丰度可能会被系统低估了百分之几，如果在这些HII地区存在结块。
2006-08-21 astro-ph
Metal-rich globular clusters of the Galaxy: morphology of the helium-burning "clump," and the determination of relative ages through the "$ΔV$" method
在水平支星和红巨星支星恒星演化模型的基础上，分析了富金属球状星团$V, \bv$图的形态学特征。这些已被纳入详细的合成HB模型，微分红化后的影响也进行了讨论。合成HB模型被发现是非常clusified在颜色星等图，虽然更多的扩展结构偶尔会导致由于远离零年龄HB的进化效果。特别地，对于足够高的氦丰度，可以自然地预期“倾斜的”团块。差异变红被发现有一个较小的影响比进化本身的形态上的团块。在“$ΔV$“方法的基础上，还利用合成的HB模型研究了富金属团簇之间的年龄差异。我们强调的重要性，提前知道的相对丰度的氦和金属，以估计这种年龄差异定量。我们提出的化学演化模型，用于说明的效果，并表明，对于两个集群的相同的[Fe/H]和$ΔV$，一个丰富的主要是由喷出物超新星II型爆炸将出现比其他也遭受富集超新星Ia型喷出物。根据最近的观测和理论结果，讨论了红巨星分支特征“凸点”的隐含位置。我们的相应预测应该与哈勃太空望远镜获得的精确观测数据进行核对。
1995-11-07 astro-ph
Theoretical models for classical Cepheids. VIII. Effects of helium and heavy elements abundance on the Cepheid distance scale
在超太阳金属丰度（Z=0.03，0.04）和选定的氦-金属富集比DeltaY/DeltaZ的条件下，用新的计算方法实现了金属含量Z <= 0.02的经典造父变星的先前非线性基本脉动模型。在此基础上，我们表明，到HR图的造父变星不稳定带的位置是依赖于金属和氦丰度，移动到更高的有效温度，减少金属含量（在固定Y）或增加氦含量（在固定Z）。氦和金属的贡献预测的周期亮度和周期亮度颜色的关系进行了讨论，以及造父变星距离尺度的影响。基于这些新的结果，我们最后表明，造父变星观测建议的经验金属丰度修正在星系M101的两个领域可以解释，提供所采用的氦-金属富集比是合理的高（Δ Y/Δ Z ~ 3.5）。
2002-05-10 astro-ph
Monte Carlo Study of Cosmic-Ray Propagation in the Galaxy and Diffuse Gamma-Ray Production
本文利用全三维蒙特卡罗模拟对银河系中宇宙线的时间依赖性传播进行了初步的模拟。宇宙射线（质子和氦核）在银河系中的分布进行了研究，在不同的空间尺度上的恒定和可变的宇宙射线源。对宇宙射线在传播过程中产生的连续漫γ射线辐射进行了计算。
2007-06-04 astro-ph
Helium abundance in galaxy clusters and Sunyaev-Zeldovich effect
长期以来，人们一直认为团内等离子体中的氦核可以很好地沉积在团引力势中。一些对松弛星系团核心的理论估计预测，氦丰度比其原始值高出几倍。星系团内的氦丰度无法直接测量。这为基于X射线导出的星系团数量（如气体质量、总质量和气体质量分数）的宇宙学测试提供了一个重要的不确定性来源，所有这些都取决于假设的氦丰度。我们指出，通过结合Sunyaev-Zeldovich（SZ）和X射线数据得出的集群距离也取决于氦丰度。这种依赖性可以用来测量丰度，只要距离是独立已知的。例如，如果采用WMAP的H_0值，那么Bonamente和他的合作者最近的H_0测量值，根据38个假设原始氦丰度的星团的SZ数据，对应于在r~1 Mpc内丰度过剩1.9 ± 0.8倍（仅使用他们的统计误差）。这表明，有趣的准确性是触手可及的。我们还简要地讨论了如何将SZ和X射线星系团数据结合起来解决d_a（z）宇宙学检验中氦丰度的依赖性。
2011-07-11 astro-ph astro-ph.CO astro-ph.HE
A New Evolutionary Path to Type Ia Supernovae: Helium-Rich Super-Soft X-Ray Source Channel
我们发现了一个新的演化路径Ia型超新星（SNe Ia）已被忽视在以前的工作。在这个假设中，一颗碳氧白矮星（C+O WD）不是起源于一颗拥有C+O核心的渐近巨星分支星，而是起源于一颗拥有$\sim 0.8-2.0 M_\odot$氦核心的红巨星。氦星是在第一次共同包层演化之后形成的，它演化为一个C+O WD $\sim 0.8-1.1 M_\odot$，并将一部分氦包层转移到次级主序星上。这条新的进化路径，加上质量吸积的白矮星产生的光学厚风，为超新星Ia提供了比以前更宽的通道。一部分的祖先系统被确定为发光的超软X射线源或像U Sco这样的复发新星，其特征是富氦物质的吸积。这颗白矮星以临界速率从一颗充满叶瓣、稍微进化的伴星上吸积富含氢、氦增强的物质，并将多余的物质随风吹散。这颗白矮星的质量增长到了克拉塞卡质量极限，并爆炸成为超新星Ia。理论估计表明，这个通道在我们银河系中的Ia型超新星的推断速率中占了相当大的一部分，即，这个速率比先前对有轻微进化伴星的白矮星的理论估计大约大10倍。
1999-02-21 astro-ph
A dusty X-ray absorber in the Perseus Cluster ?
我们分析了在Astro-1任务中使用宽带X射线望远镜（BBXRT）收集的英仙座星团中心的0.35-7.5 keV X射线谱。由于BBXRT的灵敏度在0.35和1.0 keV之间，这些光谱对于检查冷却流中X射线吸收体的性质特别有用。我们证实，有X射线吸收高于预期的气体在我们自己的星系。此外，吸收介质缺乏氦。然而，氧的K边的能量与中性物质（在团簇的红移处）一致，并且与氧的任何电离状态不一致。不可能在完全吸收氦的同时使氧保持中性，因此明显的氦缺乏不可能是由于电离。我们认为X射线吸收是由于尘埃颗粒从氦保持电离状态的介质中凝结而成的。这个模型满足所有的观测约束，但很难从理论上理解。
1998-02-03 astro-ph
The chemical evolution of Omega Centauri's progenitor system
提出了反常的球状星团欧米茄半人马座的化学演化模型。在证明了欧米茄Cen的化学特征不能在封闭盒自富集情景的框架中再现之后，我们讨论了一个模型，在该模型中，该集群是一个矮球状星系在孤立中演化的残余，然后被银河系吞噬。原始物质和富含金属的气体外流的下降都必须考虑，以重现恒星金属丰度分布函数，年龄-金属丰度关系和几个丰度比。然而，只要假设一个普通的恒星质量函数和标准的恒星产额，我们就无法得到解释蓝色主序星（也许还有极水平分支）恒星数据所需的巨大氦增强。大质量恒星的旋转模型在低金属丰度下产生大量氦过剩的恒星风，已被提出作为解决欧米茄Cen“氦之谜”的有希望的候选者（Maeder & Meynet，2006，A&A，448，L37）。然而，我们表明，对于任何合理的选择的初始质量函数的氦-金属富集的综合恒星星族是无可争议的远低于70，并得出结论，在欧米茄岑氦增强的问题仍然等待一个令人满意的解释。我们简要地推测一下可能的解决办法。
2007-01-07 astro-ph
Cygnus X-3 and the problem of the missing Wolf-Rayet X-ray binaries
天鹅座X-3是一个强X射线源（L_X约为10^38 erg/s），它被认为是由一个致密的物体组成，吸积了来自氦星的物质。我们分析发现，天鹅座X-3的质量损失率和轨道周期导数的估计范围与两个模型一致：i）该系统是分离的，系统的质量损失来自大质量氦星的恒星风，其中只有一小部分允许观测到的X射线光度被吸积，或ii）系统是半分离的，并且罗奇瓣溢出的低质量或中等质量氦供体将质量传递到致密物体，随后从系统中喷射超过爱丁顿速率的过量氦供体。这些分析结果似乎与进化计算相一致。通过粒子数合成，我们发现目前银河系中可能存在一个~1 X射线双星和一个X射线双星，其中一个黑洞是从一个大于~ 7 MSun的Wolf-Rayet星吸积而来的，而一个中子星是从一个质量小于~ 1.5 MSun的Roche瓣溢出氦星吸积而来的。Cyg X-3可能就是其中之一。
2005-07-12 astro-ph
Thermodynamic evolution of the cosmological baryonic gas : II. Galaxy formation
利用欧拉流体动力学数值模拟方法研究了大尺度结构形成过程中的星系形成及其对热力学性质的依赖性问题。全球星系的性质进行了探讨模拟，包括引力，冲击加热和冷却过程，并遵循自洽的化学演化的原始组成的氢氦等离子体，而不假设碰撞电离平衡。星系形成模型主要是基于对会聚稠密冷气体区的识别。我们表明，在低红移的观测到的宇宙恒星形成率密度的演化再现，和星系般的物体质量函数是由低质量的物体。星系质量函数很好地描述了两个幂律Schechter函数的参数是在很好的协议与观测拟合的星系光度函数。星系质量函数的高质量端包括在早期形成的物体，并居住在高质量的暗物质晕中，而低质量端包括在后期形成的星系，并在其“恒星”质量形成中活跃。最后，讨论了宇宙等离子体中的光电离和电子、离子和中性粒子之间的非均分过程对星系形成的影响。
2004-12-10 astro-ph
New HST Views at Old Stellar Systems
HST最近揭示了许多最大质量的球状星团中拥有多个恒星星族，最令人惊讶的是，其中一些非常富含氦。这些星团是如何设法产生如此复杂的恒星星族的，以及是什么过程导致如此戏剧性的氦富集，是今天恒星系统天体物理学中最令人兴奋的谜题之一。HST还有助于证明我们银河系和M31的凸起都是由古老的恒星星族主导的，与银河系球状星团同时代。超深HST影像也显示，M31晕的一个主要组成部分是富含金属的，而且比古老的球状星团年轻得多。
2007-08-09 astro-ph
Studies of the Relativistic Binary Pulsar PSR B1534+12. II. Origin and Evolution
我们最近测量了PSR B1534+12的自旋和轨道角动量之间的角度为25+/-4度或155+/-4度。几乎可以肯定的是，这种错位是由形成它的伴星中子星的超新星爆炸的不对称性造成的。在这里，我们结合了测量的脉冲星和同伴的质量，轨道要素，自行和星际闪烁的错位测量。我们表明，在银河系中的双星的轨道是不一致的速度踢大到足以产生一个几乎不对准的自旋轴，所以真正的错位必须是~25度。类似的论点导致了在超新星爆发前伴星的质量界限：3+/-1 Msun。其结果是一个连贯的方案形成的观测双星。在第一次超新星爆发后，最终成为被观测到的脉冲星的中子星处于Be/X射线型双星系统中，伴星至少为10- 12 Msun。在氢（或可能是氦）壳燃烧期间，质量转移发生在一个共同的包层阶段，使中子星与一颗质量超过~3.3 Msun的氦星处于大约半天的轨道上。第二阶段的质量转移是在壳层氦燃烧期间由洛希瓣溢出引发的，进一步减少了氦星的质量和第二颗超新星之前的轨道周期。避免洛希瓣溢出的氦星的情况下，需要更大的氦星质量和预测的空间速度与我们的测量不一致。伴星中子星在诞生时经历了230+/-60 km/s的速度反冲，导致系统反冲到180+/-60 km/s。
2004-08-25 astro-ph
Hydrodynamic Simulations of Galaxy Formation. II. Photoionization and the Formation of Low Mass Galaxies
高红移紫外辐射背景的光电离在低密度气体落入暗物质势阱之前加热低密度气体，并且消除了在$10^4-10^5$ K温度下主导原始气体冷却的中性氢和单电离氦。我们调查的影响，光电离星系形成使用高分辨率模拟与1维，球对称，拉格朗日流体力学/重力代码。我们发现，光致电离背景的存在抑制星系的形成与圆速度$v_{circ} \simlt 30\,$ \kms \和大幅度减少系统中的冷却重子的质量与圆速度高达$v_{circ} \sim 50\,$ \kms。高于$v_{circ} \sim 75\,$ \kms，光电离没有显著影响。光电离主要通过在坍缩之前加热气体来发挥其影响;消除线冷却过程不太重要。我们讨论了这些结果的影响，分层理论的星系形成。
1995-10-31 astro-ph
The Production of Anti-Matter in our Galaxy
在宇宙射线流中发现一个反氦核，无疑将指向恒星的存在，甚至指向由反物质组成的整个星系。反核在宇宙射线中的存在实际上对宇宙的重子不对称性这一基本问题有着深刻的影响。因此，确定我们自己的星系通过高能质子在银盘的星际气体上的散射已经产生的反物质的数量是至关重要的。我们在这里使用了一个合并模型来评估反氘和反氦3的量存在于宇宙射线与反质子。宇宙射线在星系中的传播是通过一个两区扩散模型，正确地描述了所观察到的丰度。我们发现，反氘/质子的比例超过$10^{-9}$以上的反核子的动量约4 GeV/c。如果宇宙纯粹是由物质组成的，AMS合作应该能够在实验的空间站阶段探测到一些反氘。然而，反氦3/质子丰度不超过$4 10^{-13}$。更重的反核甚至被进一步抑制。
1997-05-15 astro-ph hep-ph
The Initial Helium Abundance of the Galactic Globular Cluster System
我们根据最近发布的HST色星等图快照数据库（Piotto等人2002）进行的新恒星计数，估计了约30%的银河系球状星团（GGC）中的初始He含量。更详细地说，我们使用所谓的$R$参数和估计的He含量从校准的基础上最近更新的一组恒星模型。我们进行了准确的统计分析，以评估是否GGC显示其初始He丰度的统计学显着的传播，以及是否有与金属丰度的相关性。我们没有发现任何显着的依赖关系，他丰富的GC金属丰度，这提供了一个重要的约束模型的星系形成和演化。除了具有最蓝HB形态的GGC之外，在个体He丰度中观察到的扩散在统计上与个体误差相容。这意味着在GGC之间不存在固有的He扩散，或者这被误差掩盖。在后一种情况下，我们已经估计了一个坚定的1 $σ$上限为0.019可能的内在蔓延。在具有最蓝HB形态的GGC的情况下，我们检测到与个体误差不一致的朝向更高丰度的显著扩散。在假设单个He丰度的固有色散为零的情况下，考虑到单个R参数估计的误差以及GGC [M/H]标度和理论校准的不确定性，我们已经确定了初始He丰度Y（GGC）= 0.250 \pm 0.006 a值与当前基于CMB辐射分析和宇宙学核合成计算的估计完全一致。
2004-03-25 astro-ph
The Imprint of Cosmic Reionization on Galaxy Clustering
本文研究了再电离对中等红移（z~0.3-5.5）星系样品成团性质的影响。目前的星系际氢再电离模型预测，过密的区域将被提前再电离，从而延迟了大质量低红移星系的祖先中恒星质量的积累。因此，在中等红移星系中观察到的恒星星族要年轻一些，因此在宇宙的过密区域中更亮。因此，星系巡天对过密区域中暗物质质量稍低的星系很敏感。观测到的星系数密度的相应增加可以被参数化为由于再电离引起的星系偏差。我们模拟这一过程合并树结合恒星合成代码。我们的模型表明，再电离有一个显着的影响，根据其恒星形成的属性选择星系样本的聚类特性。对于质量为10^12太阳质量的晕，莱曼破裂星系（包括那些在z<1的重子振荡巡天中的星系）的偏差校正在10-20%的水平，导致从测量的集群长度推断的晕质量的校正因子为1.5-2。氦的再电离也可能导致z~3处星系关联函数振幅的急剧增加。我们发现，再电离偏置是近似独立的规模和晕质量。然而，由于传统的星系偏置是质量依赖的，再电离偏置变得相对更重要的低质量系统。在z<1的亮红星系巡天中，由于再电离引起的偏差修正非常小。
2007-06-26 astro-ph
Near-infrared observations of the Fornax dwarf galaxy. I. The red giant branch
利用JHK成像测光方法研究了矮球状星系天炉座中演化的恒星星族。观测覆盖了一个18.5x18.5弧分的中心区域，并镶嵌了NTT/SOFI图像。我们的数据采样了整个区域的所有红巨星分支。在4.5 x 4.5弧分的区域内，也获得了更深入的观测结果，可以到达燃烧氦的红色恒星团。近红外测光法基于RGB尖端和红色团块的K波段位置测量到天炉座的距离。一旦校正了星系中恒星星族的平均年龄，得出的距离模数为20.74，对应于141千秒差距的距离，与光学数据的估计吻合得很好。在考虑年龄效应的基础上，我们从单个恒星的光红外色导出了一个全球金属丰度[M/H]的分布函数。我们的光度金属丰度分布函数覆盖范围为-2.0<[M/H]<-0.6，主峰在[M/H]~-0.9，贫金属星有一个长尾巴，富金属星比最近的光谱学结果少。如果来自CaII三线态线的金属丰度是正确的，则这一结果证实了在最后1-4 Gyr中增强的金属富集的情景。
2007-03-19 astro-ph
Populating the Galaxy with low-mass X-ray binaries
我们进行二进制人口合成计算，以调查低质量的X射线双星的发生率和他们的出生率在银河系。我们使用一个二进制的进化算法，模型的所有相关过程，包括潮汐循环和同步。进化算法中的参数是不确定的，可能会影响X射线二进制的形成，允许在调查过程中变化。我们同意以前的研究，在标准的假设下的二进制演化的形成率和黑洞低质量X射线二进制的数量模型预测的是超过一个数量级小于所指示的观测。我们发现，共同包络过程不能被操纵，以产生大量的黑洞低质量X射线双星。然而，通过简单地降低标准模型中采用的氦星的质量损失率，使其与最新数据一致，我们得到了与观测结果很好的匹配。包括从中等质量系统演化而来的低质量X射线双星也会导致有利的结果。我们强调，约束的X射线二进制人口提供的观测在这里仅仅作为一个指导，因为调查遭受不完整性和很大的不确定性是参与结果的解释。
2006-05-03 astro-ph
Population synthesis for double white dwarfs. II. Semi-detached systems: AM CVn stars
我们研究了两种模型的AM CVn星：白矮星吸积（i）从一个氦白矮星伴星和（ii）从一个氦星施主。我们表明，在第一个模型中可能没有吸积盘的形式在开始的质量转移。质量转移的稳定性和速率则取决于吸积体和轨道运动之间的潮汐耦合。在第二个模型中，CO白矮星吸积体的爆炸和系统的破坏可能会阻止AM CVn星的形成。在最有利于形成AM CVn型恒星的条件下，我们发现银河系目前的出生率为6.8 × 10^{-3}年^{-1}。不利条件下的寿命为1.1 × 10^{-3}年^{-1}。银河系统的预计总数分别为9.4 × 10^{7}和1.6 × 10^{7}。我们建立了非常简单的选择效应模型，以了解当前预期的可观察群体，并讨论与观察到的系统的（相当好的）一致性。
2001-01-09 astro-ph
