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
Paleontology of Galaxies: Recovering the Star Formation & Chemical Enrichment Histories from Galaxy Spectra
最近在恒星星族建模方面取得的进展以及从大型巡天中获得的大量数据，重新唤起了人们对从综合光谱中提取星系演化信息的技术的兴趣。这一贡献提供了一个非正式的和（希望）教学，但不可避免的偏见和不完整的介绍这一领域。重点是几个选择一个必须在模拟星系光谱的过程中。
2007-01-31 astro-ph
Some aspects of the chemical evolution of 4He in the Galaxy: the He/H abundance gradient and the Delta Y/Delta Z enrichment ratio
本文以一个盘状行星状星云样品为基础，考虑了银河系中4 He化学演化的两个方面。首先分析了He/H的径向梯度，然后确定了金属丰度达到太阳值时氦与重元素的富集比。
2000-06-28 astro-ph
Feedback and metal enrichment in cosmological SPH simulations I. A model for chemical enrichment
我们讨论了一个模型来处理化学富集SNII和SNIa爆炸模拟宇宙学结构的形成。我们的模型包括金属依赖的辐射冷却和恒星形成致密的塌陷气体团。金属返回到弥漫的星际介质的恒星粒子使用本地SPH平滑内核。由于SNII和SNIa祖星的产率和寿命不同，在我们的治疗中出现了各种化学丰度模式的富集气体。在SNII化学品生产的情况下，我们采用金属依赖的产量。由于冷却速率对金属丰度的敏感依赖性，原则上，星系晕中金属的富集可以显着改变随后的气体注入和恒星成分的形成。事实上，在孤立星系的模拟中，我们发现，与原始冷却功能的模拟相比，金属依赖冷却的一致处理在中心区域之外产生了25%的恒星。然而，在高度富集的中心区域，重子的演化不受金属冷却的影响，因为这里的气体总是足够密集以冷却。在宇宙学模拟中也发现了类似的情况，因为我们没有考虑强反馈过程，这种过程可以将金属传播到很远的地方，并将它们混合到未富集的扩散气体中。我们证明了这一点明确的测试模拟，采用超太阳冷却功能，导致恒星质量和金属分布的巨大变化。我们还发现，金属丰度对星系恒星形成历史的影响可能取决于它们特定的演化历史。因此，我们的研究结果强调反馈过程的重要性，解释宇宙金属富集。
2006-07-10 astro-ph
The galactic evolution of neutron star mergers and their possible effect on the galactic chemical enrichment of r-process elements
一个人口数合成代码如下详细的人口演变的单星和密切的联星。我们用我们的程序模拟了中子星-中子星和黑洞-中子星双星的布居。然后，我们结合我们的人口数合成代码与银河系的化学演化模型，以遵循这些双致密星双星的形成和合并率的时间演化和由此产生的化学富集的r-过程元素，在整个银河系的寿命。由此可以得出结论，中子星/黑洞并合过程能够再现银河系r过程的富集。然而，我们发现，后者的结论严重依赖于物理的情况BB罗氏瓣溢出的二进制文件与中子星组件和氢缺乏的核心氦/氦壳燃烧的恒星质量之间的2.6钼和6钼。
2003-05-08 astro-ph
The role of Z=0 AGB stars on the early chemical enrichment
我们提出了质量范围为4< M/Mo <8的Z=0恒星从主序前到AGB阶段的理论演化模型。与之前的计算相反，我们发现这些恒星会产生正常的热脉冲和第三次挖掘事件。特别注意的是，由于上述机制，在信封中的化学富集进行了分析。因此，我们发现这些恒星变得富含碳和氮。使用不同的IMF在文献中提出的第三族恒星，我们研究他们的贡献，前银河系化学富集。发现Z=0的AGB星对~ 7 Li、~（12）C和~（14）N的贡献很大，并产生极端的非太阳源的~（24）Mg/~（25）Mg/~（26）Mg比值。然而，净贡献对所采用的IMF和进入恒星的原始物质的比例非常敏感。
2000-10-18 astro-ph
Inhomogeneous chemical evolution of the Galactic disk: evidence for sequential stellar enrichment?
我们调查的起源类似年龄的F和G矮星在本地银河系盘之间观察到的丰度变化。我们提出的参数，在当地的银河系盘ISM的金属缺乏气体和连续的恒星世代的连续富集相结合的陨石坑的支持。我们表明，银河系的化学演化模型，同时考虑到这些过程是一致的观测到的丰度变化之间的类似年龄的矮星在太阳附近的本地磁盘ISM中观察到的丰度。对于合理的参数选择，这些模型可以再现单个元素M = C，O，Fe，Mg，Al和Si的[M/H]变化以及在丰度-丰度关系（如[O/Fe]）中观察到的分散。对于相同的模型，连续的恒星富集的贡献，所观察到的丰度变化的幅度可以高达50%。我们讨论了连续的恒星富集和贫金属气体的间歇性下降对银河系盘不均匀化学演化的影响。
1996-07-08 astro-ph
A Two-Phase Chemical Enrichment Model for the Milky Way Globular Cluster System
许多球状星团系统具有明显的双峰金属丰度分布函数，这在许多所有类型的大星系中具有惊人的相似特征。通过使用银河系的集群系统作为一个典型的例子，我们表明，双峰MDFs可以很好地匹配一个双“accreting-box”的化学富集模型，在该模型中的晕（贫金属）和隆起（富金属）的集群形成在早期阶段的气体流入与恒星形成的同时。然而，两相之间有效产额的差异本身并不足以重现所观察到的双相形状：两相都需要气体下落，并且初始气体或下落气体在两个单独的相中必须具有非常不同的金属丰度。
2003-11-10 astro-ph
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
The chemical enrichment of the ICM with BeppoSAX
我们回顾了利用BeppoSAX MECS数据进行的团内介质（ICM）化学富集观测。出现的图片是，非冷却流集群具有平坦的金属丰度分布，而在冷却流集群的中心区域发现了丰度的强烈增强。所有的非冷却流集群目前的证据表明，最近的合并活动，合并事件有效地重新分配ICM的金属含量。在冷却流星系团的中心区域观察到的丰度过剩可能是由于位于星系团核心的cD星系喷出的金属。相对于非冷却流团簇，冷却流团簇也增强了其核心中的镍丰度。
2001-08-28 astro-ph
Chemical Enrichment from Massive Stars in Starbursts
温暖的电离气体在低质量，贫金属的恒星形成星系是化学均匀的，尽管流行的大型H II地区，其中包含数百个演化的大质量恒星，超新星，沃尔夫-拉叶星与化学富集风。含有大量沃尔夫-拉叶星的星系在化学上与其他活跃的恒星形成星系无法区分。此外，没有显着的局部化学波动存在于附近的年轻星团，尽管大质量恒星的化学产额大。对大质量恒星喷出物的释放、分散和混合进行特别的微调可能会导致观察到的均匀性，但更可能的解释是，来自大质量恒星的新鲜喷出物处于难以观察的热或冷阶段。在任何情况下，观察到的化学均匀性表明，已经与温暖的星际介质混合的重元素（因此可以通过光谱学）均匀地分散在超过1千秒差距的尺度上。新鲜喷出物与周围温暖的ISM混合所需的时间显然比典型的H II区的寿命长（>10^7年）。缺乏观测到的局部化学富集与这样一种情景相一致，即来自大质量恒星的新合成金属在冷却和“雨”回到星系之前被超新星驱动的风以10^6 K的高温阶段驱逐到星系的晕中，在>1 kpc的空间尺度上逐渐富集。
1999-01-20 astro-ph
Chemical Enrichment and Energetics of the ICM with Redshift
在本文中，我们显示了初步的结果，化学和能量丰富的ICM的超新星驱动的风模型在椭圆星系。这些模型是通过考虑超新星遗迹在星际介质中演化的新规律而得到的。我们发现，模型，它可以重现的Fe丰度和[ $α$ /Fe]比观察到的ICM，预测SN的能量输入可以提供约0.3千电子伏的ICM粒子。我们通过假设每次SN爆炸注入ISM的平均能量不超过其初始冲击波能量的20%而得到了这个结果。预测的每个粒子的能量不足以打破集群的自相似性，但比以前的模型中预测的更多。
2001-09-26 astro-ph
Chemical Enrichment from Massive Stars in Starbursts II: NGC 1569
我们提出了一个长缝光学分光光度调查的不规则“post-starburst”星系NGC 1569搜索化学梯度和不均匀性的星际介质。尽管存在两个大规模的演化星团和众多的HII地区，我们没有发现任何证据的化学梯度或不均匀性，可能是由于从最近的恒星形成活动的富集。所有地点的化学性质均符合12+log（O/H）=8.19+/-0.04和log（N/O）=-1.40+/-0.05。没有发现来自大质量恒星演化的局部化学自富集（“污染”），即使数据对两到三颗大质量恒星的化学产额敏感。在低质量星系中，平坦的化学丰度剖面似乎是规则而不是例外。应检测到周围星际物质中的强化学特征，除非以下一项或多项属实：1）在整个研究的星系中，不同的恒星形成区域“合谋”，以保持恒星形成速率和全球丰度在任何时候都是一致的，2）来自恒星风和超新星的喷出物在<10^7年的时间尺度上被输送到星系的各个角落，并且瞬间均匀地混合在一起，或者3）新合成的元素没有与周围的星际介质混合，而是处于难以观察到的10^6 K高温相或冷的尘埃分子相。我们推进第三种情况是最合理的，我们建议的方法来定位在星爆星系中的大质量恒星形成的化学产品。
1997-06-23 astro-ph
Chemical Self-Enrichment of HII Regions by the Wolf-Rayet Phase of an 85 Msun star
从恒星演化和对WR星的观测中可以清楚地看到，大质量恒星在沃尔夫-拉叶阶段通过它们的恒星风释放出富含金属的气体。虽然HII区的光谱可以作为判断星际介质现今化学成分的诊断工具，但是HII气体已经被化学处理过的恒星风污染到何种程度还远未被理解。因此，我们分析了我们的模型的辐射和风气泡的孤立85 Msun恒星与太阳金属（Kröger等。2006）相对于化学富集的拱星HII区域。热的星风泡（SWB）在WN阶段富含14 N，在WC阶段富含12 C和16 O。在85 Msun恒星处于WC阶段的短时间内，富集的SWB物质与太阳丰度的温暖HII气体混合，从而增强了HII区的金属丰度。然而，在恒星寿命结束时，温暖电离气体中痕量元素N和O的质量比并不显着高于太阳，而C的丰度比太阳高出22%。从本研究的重要问题包括一个陡峭的径向梯度的C比O和减少的影响，自富集的金属贫乏的星系。
2006-03-08 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
The delayed contribution of low and intermediate mass stars to chemical galactic enrichment: An analytical approach
考虑到中低质量恒星（LIMS）作为代表性恒星对星际介质的延迟贡献，我们得到了一个新的化学演化方程的解析解，该解仅适用于恒星形成速率与气体质量成正比的封闭箱模型.我们得到增加的C/O和N/O比与O/H，行为不可能匹配的瞬时再循环近似（IRA）。我们的结果，得到两个分析方程，是非常相似的数值模型，考虑到每个恒星的寿命。这个延迟模型成功地再现了太阳附近的C/O-O/H和Y-O关系的演化。这种分析近似是一个有用的工具，研究化学演化的LIMS产生的元素时，银河系的化学演化代码是不可用的。
2008-07-09 astro-ph
The first chemical enrichment in the universe and the formation of hyper metal-poor stars
最近发现的一颗超贫金属（HMP）恒星，其金属量Fe/H小于太阳比的1/100，000，以及一颗早期的HMP恒星，提出了一个具有挑战性的问题，如果这些HMP恒星是宇宙中真正的第一代低质量恒星。我们认为，这些HMP星是第二代恒星正在形成的气体化学丰富的第一代超新星。这个解决方案的关键是这些HMP恒星非常不寻常的丰度模式，具有重要的相似性和差异性。我们可以重现这些丰富的功能与核心崩溃的“微弱”超新星模型，经历了广泛的物质混合和回落期间爆炸。
2005-05-26 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
Spectral evolution of and radiation energy generation by coeval stellar populations with different initial composition and chemical enrichment
本文给出了用作者开发的演化综合程序包计算不同初始金属丰度Z的恒星星族光谱特性的结果，并进行了讨论。此外，它们对最常见的核合成元素He，C和O的产生的贡献也被跟踪。这些计算是在日内瓦和帕多瓦小组的两个可用但不同的同质多组分恒星演化轨迹网格和库鲁茨模型大气的基础上进行的。在讨论化学成分引起的总体效应和演化差异的基础上，我们还提出并评述了恒星星族辐射能量输出的归一化标准表，以及He、C和O产生量表。它们可能成为研究宇宙学问题以及研究宇宙中重元素积累和星系富集的有用工具。来自于恒星星族
2004-12-31 astro-ph
Chemical Enrichment at High Redshifts: Understanding the Nature of Damped Ly$α$ Systems in Hierarchical Models
我们使用宇宙流体动力学模拟，包括恒星形成和金属富集，研究在高红移范围内的$0.25<z< 2.35$的星系类天体的化学性质的演化的层次聚类方案。当银河系物体被组装时，我们发现它们的气态成分表现出中性氢柱密度，其丰度和分散度与阻尼Lyman- $α$系统（DLA）中观察到的相当。丰度比的未加权平均值和模拟DLA的最小二乘线性回归产生了[Zn/H]和[Fe/H]的内在金属丰度演化，这与对现有观测结果进行类似分析所得的结果一致。我们的模型在统计上再现了宇宙中性氢含量的金属丰度的温和演化，如果考虑观测约束（如Boissée等人1998年所建议的），由质量加权平均值给出。对于$α$ -元素在模拟的DLAs，我们既没有发现增强，也不依赖于金属丰度。我们的研究结果支持的假设，DLAs跟踪各种银河系的对象具有不同的形成历史，SNI和SNII的气体成分的化学富集至少因为$z \approx 2$作出贡献。这项研究表明，DLAs可以被理解为在等级聚类场景中合并形成今天正常星系的构建块。
2001-04-18 astro-ph
Tests of Chemical Enrichment Scenarios in Ellipticals Using Continuum Colors and Spectroscopy
我们结合光谱金属丰度值与综合窄带连续色，探讨早型星系的内部金属丰度分布。确定金属丰度的不同技术（指数与颜色）允许估计主要富含金属的人口中的贫金属恒星的贡献，这反过来又限制了星系金属丰度分布函数的形状和宽度。的颜色光谱数据进行了比较，封闭的盒子，下落和不均匀的化学演化模型。G-矮星问题，与闭盒模型相比缺乏金属的恒星，在数据集中很明显，并表明这种缺陷是所有早期类型星系的共同问题。然而，即使是简单的坠落模型预测的星系颜色与观测结果相比也太蓝了。提出了一个简单的分析模型，它匹配的椭圆数据和最近的HST观测M31（Worthey等2005年）和NGC 5128（Harris & Harris 2000年），通过减少贫金属星的数量在一个系统的方式。虽然没有物理上的理由，但这些模型的形状类似于对非均匀浓缩情景的预测。
2008-10-22 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
The Chemical Compositions of the SRd Variable Stars. III. KK Aquilae, AG Aurigae, Z Aurigae, W Leo Minoris, and WW Tauri
化学成分来自高分辨率光谱的五个领域SRd变量。这些以前没有分析过的超巨星被证明是贫金属的：KK Aql [Fe/H] =-1.2，AG Aur [Fe/H] =-1.8，Z Aur [Fe/H] =-1.4，W LMi [Fe/H] =-1.1，WW Tau [Fe/H] =-1.1。除了两个异常外，它们的成分与次矮星、次巨星和演化程度较低的巨星的成分相同[Fe/H]。一个异常是s-过程富集KK Aql，第一个这样的富集报告的SRd变量。第二个和更显着的异常是一个强大的锂富集的W LMi，也是第一场SRDs。Li I 6707 A的剖面不仅是一条光球线，而且还包括来自红移气体的强吸收，这表明富锂气体的吸积可能导致锂的富集。这种潜在的线索，锂富集的讨论中提出的各种建议，在进化的恒星锂合成。
2000-08-28 astro-ph
Chemical Abundances and the Hierarchical Clustering
在宇宙流体动力学模拟中，我们研究了星际介质的化学富集和构成当前典型星系的恒星星族。模拟包括SNIa和SNII化学富集的详细建模。在我们的模拟中，金属缺失的问题是由化学元素锁定在恒星的中心区域（或凸起）引起的。超新星能量反馈可以通过将金属驱逐到星系际介质来帮助降低这种浓度。
2003-10-20 astro-ph
Probing the evolution of early-type cluster galaxies through chemical enrichment
描述了一个简单的星系团早期型星系的化学富集模型，其中考虑的机制在演化模型中的原始气体，外流和恒星形成效率的可能变化的下降。我们发现，在我们的模型的框架内，只有外流可以产生一个合适的范围内的金属丰度。化学富集轨道可以与最新的人口合成模型相结合，以模拟在很宽的红移范围内的集群，一套玩具模型。局部星系团的颜色-星等关系被用作约束条件，固定绝对光度和从外流中喷出的气体分数之间的相关性。结果表明，颜色或质光比与绝对亮度之间的相关性对于大多数输入参数都是退化的。然而，预测的红移$z\simgt 1$的单片和分层模型之间的显着变化。预测和观测的质光比之间的比较产生一个近似的线性偏差之间的总质量和恒星质量：$M_{\rm Tot}\propto M_{\rm St}^{1.15\pm 0.08}$在早期类型的星系。如果我们假设外流构成了在星系团早期类型星系中观察到的颜色的驱动机制，则可以将团内介质（ICM）的金属丰度与外流联系起来。色星等的限制要求暗淡的$M_V\sim -16$星系喷射出85%的气体，这意味着ICM中的大多数金属可能起源于这些矮星系。
1999-10-21 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
Chemical Enrichment and the Origin of the Colour-Magnitude Relation of Elliptical Galaxies in a Hierarchical Merger Model
在本文中，我们提出了一个椭圆星系的形成和化学富集的模型，在两个方面不同于传统的图片：1）椭圆星系不形成在一个单一的整体崩溃和爆发的恒星形成在高红移。相反，它们的大部分恒星以适度的速度在盘状星系中形成，然后合并形成椭圆星系。2)镓不经历闭箱化学演化。相反，金属可以在恒星、冷气体和星系的热气晕之间转移。据推测，金属在超新星爆炸时被喷射出盘星系，这些金属进入热气体成分。金属更容易从小星系中喷射出来的事实导致了盘系统的质量-金属丰度关系的建立。大的椭圆星系更富含金属，因为它们是由更大的圆盘合并而成的。我们使用半解析技术，遵循的形成，演化和化学富集的集群椭圆形的合并层次的暗物质晕。包括新的金属依赖的光谱合成模型的Bruzual和Charlot使我们能够计算这些星系的颜色，线指数和质光比。如果反馈被认为是有效的，我们能够再现的斜率和散射的颜色幅度和Mg 2-西格玛关系。我们还研究了这些关系到高红移的演化。我们表明，光度金属丰度关系保持固定，但星系的平均恒星年龄的规模与宇宙的年龄。最后，研究了团内天然气的富集历史。我们发现，80%的金属喷射的低质量星系的红移大于1。因此，ICM的金属丰度在z > 1时几乎没有变化。
1997-04-15 astro-ph
Uncovering the chemical enrichment and mass-assembly histories of star-forming galaxies
我们探索的质量组装和化学富集历史的恒星形成星系的人口合成方法，从斯隆数字巡天数据发布5的84828个星系的样本。我们的方法将整个观测到的光谱分解为跨越广泛年龄和金属丰度的简单恒星星族的总和，从而可以重建星系的历史。星系演化的比较研究，星系被分组到箱星云丰度或质量。我们发现，星系的温暖的星际介质是贫穷的重元素是缓慢的形成恒星。它们的恒星金属丰度也会随着时间缓慢上升，在最后的$\sim 100$百万年进化中达到它们的当前值（$Z_\star \sim 1/3 Z_\odot$）。另一方面，富含金属的星云系统在很久以前就聚集了大部分质量并完成了化学演化，在回顾几个Gyr的时候就已经达到了$Z_\star \sim Z_\odot$。这些相同的趋势，最终是星系缩小的结果，出现在星系根据恒星质量分组时。重建星系的历史，这种程度的详细的综合光谱提供了有前途的前景，在星系演化理论领域。
2006-10-27 astro-ph
Role of disk galaxies in the chemical enrichment of the intracluster medium
椭圆星系通常被认为是团内介质（ICM）中重元素的主要来源，其他形态类型的贡献可以忽略不计。在本文中，我们认为，螺旋星系的化学演化的ICM的作用也很重要。这一说法是基于我们最近对盘星系通过热稳态星系风和恒星辐射压驱逐尘埃颗粒而损失重元素的计算。我们发现，一个典型的盘星系是几乎一样有效的丰富ICM作为一个椭圆星系的相同质量。在估计了单个星系的氧和铁损失后，我们将它们整合到星系质谱中。我们表明，从螺旋星系的“有效”损失（每单位光度）是从椭圆星系的损失相媲美。早型星系在富星系团中占主导地位是因为它们的数量超过了旋涡星系。
1999-02-15 astro-ph
Chemical enrichment of the complex hot ISM of the Antennae galaxies: I. Spatial and spectral analysis of the diffuse X-ray emission
我们提出了一个分析的热星际介质（ISM）的合并对星系被称为银河系（NGC 4038/39），使用深，coadded ~411 ks钱德拉ACIS-S数据集进行的属性。这些深X射线观测和钱德拉的高角分辨率使我们能够以前所未有的空间和光谱分辨率研究热ISM的性质。通过空间分辨光谱分析，我们发现了各种温度（从0.2到0.7 keV）和Nh（从银河系到2x10^21 cm^-2）。Ne、Mg、Si和Fe的金属丰度在整个ISM中变化很大，从亚太阳值（~0.2）到太阳值的几倍。
2005-09-01 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 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
Galactic chemical enrichment with new metallicity dependent yields
新的详细的恒星产额的几个元素物种的大质量恒星在广泛的质量（从6到120 Msol）和金属丰度（Z = 0.0004，0.004，0.008，0.02，0.05）。我们的计算是基于帕多瓦的演化轨迹，并考虑到最近的结果恒星演化，如超调和静态质量损失，主要关注的影响，初始化学成分的恒星。最后，我们还介绍了Woosley & Weaver 1995年关于SNae爆炸核合成的现代结果。还讨论了超大质量天体（从120到1000 Msol）的化学产额问题。我们的大质量恒星产额网格与Marigo等人（1996，1997）关于中低质量恒星的演化和核合成的结果是互补的，后者也是基于Padova演化轨迹。总之，它们代表了一套完整的恒星产额，具有前所未有的均匀性和自洽性。根据Talbot & Arnett（1971，1973，1975）和Chiosi（1980）首次提出的公式，我们的新恒星产额被插入到一个计算原始气体流入时银河系圆盘化学演化的代码中。作为第一个应用程序，该代码被用来开发一个模型的化学演变的太阳附近，与现有的观测约束条件进行了详细的比较。
1997-11-27 astro-ph
Chemical enrichment of the intra-cluster and intergalactic medium in a hierarchical galaxy formation model
我们使用高分辨率N体模拟和半解析技术相结合的方法来跟踪Lambda CDM宇宙中团星系的形成、演化和化学富集。我们模拟了恒星之间的金属输运，星系中的冷气体，暗物质晕中的热气体，以及维里化晕外的星系际气体。我们比较了三种不同的反馈方案。“保留”模型假设被超新星爆炸重新加热的物质能够离开星系，但不能离开暗物质晕。“喷射”模型假定这种物质离开晕，然后在结构大规模坍塌时重新结合。“风”模型使用的处方是由本地星暴星系的观测动机。我们要求我们的模型再现集群LF从2dF调查，恒星质量，气体质量和金属丰度之间的关系推断新的SDSS数据，并在ICM中观察到的金属量。通过适当调整模型中的自由参数，三种反馈方案都能得到与红移为零时观测结果的合理拟合。所有这三个预测，ICM的化学富集发生在高红移与60- 80%的金属目前在ICM喷射的红移大于1。大质量星系是化学污染的重要贡献者。观察到的重子分数从丰富的星系团到星系群的下降，只有在一个“极端”的喷射计划，其中从暗物质晕喷射的物质被重新纳入的时间尺度相当于宇宙的年龄再现。我们探讨了星系际介质中的金属丰度作为红移的函数如何约束星系如何以及何时喷射金属。
2004-01-08 astro-ph
Stochastic chemical enrichment in metal-poor systems I. Theory
提出了核心坍缩（II型）超新星对贫金属系统化学富集的随机模型，允许富集物质通过湍流运动和云碰撞在星际介质中进行大规模混合。通过跟踪介质中气体密度的演变来考虑原始物质的侵入。解析表达式推导出了由给定数量的超新星富集的恒星数量，以及超新星喷出的物质在被锁定在随后形成的恒星中之前与其混合的质量。结果表明，对于星系晕的气体密度（~0.1 cm-3）和超新星爆发率（~0.25 kpc-3Myr-1）的合理值，由此得到的极端星族II星的金属丰度分布在[Fe/H]~=-4处显示出明显的截止。事实上，假设没有低质量的第三星族恒星能够从原始星际介质中形成，那么[Fe/H]=-4以下的恒星的比例与观测结果是一致的。此外，即使是迄今为止观测到的最贫金属的恒星，也很有可能被几颗超新星所富集。这部分解释了最近几项观测研究发现，在许多化学丰度比低至[Fe/H]=-4的恒星中，恒星与恒星之间的散射相对较小。从热核（Ia型）超新星的贡献被认为是几乎可以忽略不计的整个极端贫金属制度。（* 删节 *）
2005-04-27 astro-ph
Chemical Enrichment at High Redshifts
我们试图在Chiba & Nath（1997）提出的双成分模型框架内理解Ly $α$森林云中与金属丰度相关的最新观测结果。我们发现，即使小晕被较早一代的恒星化学富集，使[C/H] $\simeq$-2.5，在红移为3时，小晕贡献的柱密度为$>10^{12} cm^{-2}$的C IV谱线的数量也仅为总谱线数量的10%左右，而星系中的化学富集率为$(1+z)^{-3}$。最近Lu等（1998）报道的H I柱密度在$10^{13.5} cm^{-2}$和$10^{14} cm^{-2}$之间的大多数Ly $α$谱线都没有重元素谱线，如果正确的话，给出的[C/H]的上限为-3.7，不仅在小型晕中，而且在星系晕的外部也是如此。这与数值模拟的结果一致，根据数值模拟，与Ly $α$云相关的化学元素是在云中原位形成的，而不是在早期的恒星中形成的。然而，Cowie和Songaila（1998年）在低莱曼α光学深度下测定的C IV和H I柱密度比的$7 \times 10^{-3}$平均值表明，小型晕和大部分星系晕中的[C/H]丰度为-2.5，推测是由早期恒星富集的。CIV的红移和柱密度分布与观测结果相当吻合。
1998-08-09 astro-ph
Metal Enrichment of the ICM: a 3-D Picture of Chemical and Dynamical Properties
我们开发了一个模型的金属富集的星系团内介质（ICM），结合了宇宙学的非辐射流体动力学N体/SPH模拟的星系团，和半解析模型的星系形成。我们的混合模型的新特点是，在底层模拟的扩散气体的化学性质是动态和一致的产生从星系中的恒星。我们遵循生产的几种化学元素，提供了低和中等质量的恒星，核心崩溃和Ia型超新星。我们分析了ICM中金属的空间分布，研究了化学富集的进行方式，并使用铁发射率作为气体运动的示踪剂。在最后一个Gyr，由于富集气体团向团中心汇聚，Fe和O的径向丰度分布在100 h^-1 kpc的内部得到增强。我们的研究结果支持这样一种假设，即部分团内气体来自红移范围在z~0.2 ~0.5的气体团，这些气体团已经富集到太阳值，并且距离团中心很远（从~1 ~6 h^-1 Mpc），以非常高的速度（从~1300 ~~2500 km s^-1）移动。团簇内部的湍流气体运动起源于团簇组装过程中的非均匀气体流入，在发射加权速度图中可以看到，在几百kpc的距离上，其梯度可以达到~1000 km·s^-1。在沿着通过星团中心的视线的速度分布中也可以看到这种量级的动量。多普勒频移和加宽所遭受的铁K 6.7千电子伏的发射线沿这样的视线可以用来探测这些气体的大规模运动时，他们是在一个区域内产生的特点是高铁线发射率。
2006-03-10 astro-ph
Mass-Metallicity Relation for the Local Group Dwarf Spheroidal Galaxies: A New Picture for the Chemical Enrichment of Galaxies in the Lowest Mass Range
研究了本星系群矮球状星系的维里质量（$M_{\rm vir}$）与金属丰度的关系. Hirashita、Takeuchi和Tamura指出，dSphs可以根据它们的维里质量和光度之间的关系分为两个不同的类别：低质量（$M_{\rm vir} \la 10^8 M_\odot$）和高质量（$M_{\rm vir} \ga 10^8 M_\odot$）组。我们看到，无论是质量-金属丰度和质量-光度关系的高质量dSphs被理解为一个低质量的扩展巨型椭圆星系。相反，我们发现，经典的银河风模型是有问题的，适用于低质量的dSphs，其低结合能是由几个超新星爆炸释放的。在它们的形成阶段，需要一个受到强烈调控的恒星形成来重现它们观察到的金属丰度。根据Nishi & Tashiro的观点，这种调节在具有原始元素丰度的气体云中是自然预期的。一个显着的分散在低质量dSphs的质量金属丰度关系也成功地解释了与平下和同事的情况。我们不仅提出了一个新的图片的dSphs的化学富集，但也建议，质量金属丰度和质量光度关系的理解在一个一致的上下文中。
2001-04-28 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
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
Early chemical enrichment of the universe and the role of very massive pop III stars
在本文中，非常大质量的流行III星在早期宇宙的化学富集的作用进行了讨论。我们首先将我们的预测与在高红移莱曼α森林中测量的丰度比进行比较，以检查它们是否与假设早期宇宙由大质量流行III星富集的预测值相兼容。我们的结论是，为了解释观测到的C/Si比在星系际介质中，从流行II星碳富集的贡献是必要的，已经在红移z = 5。然后，我们估算了使宇宙达到临界金属丰度Z_cr（即使宇宙从大质量恒星区（m> 100 M_sun）过渡到低质量区（m <100 M_sun）的金属丰度值）所需的对不稳定超新星（SN_（gamma gamma））的数量。结果表明，对于不同的初始质量函数，在110~115SN_（γ-γ）之间，足以使高红移的星系际介质化学富集立方百万秒差距。计算了这些SN_（gamma gamma）和最终成为黑洞的Pop III星所提供的电离光子数，我们得出结论：没有足够的光子来重建宇宙，至少减少了~3倍。最后，我们计算的丰度比产生的流行III星，并将其与低金属量阻尼莱曼α系统（DLAs）中观察到的。我们认为，流行III星单独不能负责在这些对象的丰度比，中等质量的流行II星必须发挥了重要作用，特别是在丰富的DLAs在氮。
2005-04-28 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
Chemical Enrichment in Damped Lyman Alpha Systems From Hierarchical Galaxy Formation Models
我们研究化学富集在阻尼莱曼α（DLA）系统的层次结构形成的情况下，使用半解析模型的星系形成。由Nagashima，Totani，Gouda和Yoshii开发的模型考虑了高红移星系的各种选择效应，可以显示星系的基本观测性质，如光度函数和数-星等/红移关系。DLA系统提供了比微弱星系更精确地测量金属丰度的可能性。例如，最近对锌丰度的测量可以为理解DLA系统中的金属污染和恒星形成过程提供很好的证据，因为锌几乎不受尘埃耗尽的影响。在这里，我们专注于这一优势的观察，以探讨在DLA系统在高红移的金属丰度的演变。我们可以一致地显示合理的模型，也再现了本地星系人口的基本属性的金属丰度的演变。这一结果表明，DLA系统的化学演化与典型星系的观测特征是一致的。我们还研究了DLA系统的其他性质（柱密度分布和冷气体质量密度），发现大质量星系中的恒星形成应该比低质量星系中的恒星形成更加活跃。这与Nagashima等人和Cole等人的研究结果一致，他们通过再现本地螺旋星系中的冷气质量分数来确定恒星形成的时间尺度。最后，我们讨论了与DLA系统有关的宿主星系。我们的结论是，他们主要由sub-L* 和/或矮星系的观测。
2003-11-25 astro-ph
Heavy elements and chemical enrichment in globular clusters
高分辨率在VLT-Kueyen装置上用UVES获得了R > 40000和高信噪比的光谱（智利ESO帕拉纳尔天文台）的几颗主序星（V ~ 17等）和红巨星分支底部的次巨星（V ~ 16星等）在三个不同金属丰度（[Fe/H] = -2.0; -1.5;-0.7 $）的球状星团（NGC 6397，NGC 6752和47 Tuc/NGC 104）中的观测结果。25个场晕次矮星样本的光谱也以相同的分辨率拍摄，但S/N更高。这些数据已被用来确定在这三个集群中的几个中子捕获元素的丰度：锶，钇，钡和铕。这是对这三个球状星团中未演化恒星的重元素丰度的首次测定。这些值，连同[Ba/Eu]和[Sr/Ba]丰度比，已被用来测试自富集的情况。与场晕星和其他已知的银河系球状星团进行了比较，其中重元素在过去已经被测量过，至少在亮巨星（V > 11-12等）中。我们的研究结果清楚地表明，球状星团已被均匀富集的r-和s-过程的合成，而且它们中的大多数似乎遵循完全相同的丰度模式场晕星，这放弃了“经典”的自我富集方案的起源金属丰度和重元素的球状星团。
2004-08-18 astro-ph
Star Formation and Chemical Evolution at High Redshift
本文综述了中高红移恒星形成星系的观测特征，包括恒星形成率、尘埃分离、ISM运动学和化学组成。本文证明，在恒星形成星系中，由星云氧丰度测量所确定的平均金属富集率Δ {Z}/Δ {z}（z=0- 3），对于亮度大于M_B=-20.5的星系，为0.15 dex/红移单位。这种化学富集的速率与银河系盘星的化学上升是一致的。它比阻尼Ly α系统中每红移单位0.18--0.26+/-0.07 dex的富集率要小，但可能与之一致，而且它比许多宇宙学演化模型预测的要小得多。到目前为止，观测到的高红移星系是那些时期最明亮的例子，因此，只能追踪最大的宇宙学超密度。在第一个1-2 Gyr的恒星形成似乎足以提高周围的金属丰度接近或高于太阳的值，这意味着有效的生产和保留的金属在这些dennial环境。
2004-10-28 astro-ph
Metal Enrichment of Ly alpha Clouds and Intergalactic Medium
本文利用星系风模型研究了星系际介质（IGM）的金属富集。由超新星驱动的星系风将金属气体带到IGM，但不会超出引力势太远。外流的膨胀速度取决于恒星形成的时间尺度。通过对CDM模型中IGM的三维计算，我们发现在$z=3$处只有10%的区域金属丰度大于$10^{-2}Z_{\odot}$.对于固定的HI柱密度，IGM金属丰度的宽范围产生各种CIV柱密度。
1997-09-12 astro-ph
SNe heating and the chemical evolution of the intra-cluster medium
我们计算的化学和热历史的集群内介质在丰富和贫穷的集群的假设下，超新星（I，II）是主要负责的化学富集和加热的集群内气体。我们假设只有椭圆星系和S 0星系通过超新星驱动的风对团内气体的富集和加热有贡献，并探索了几种描述超新星与星系中星际介质之间反馈的方法。然后，我们整合的化学和能量的贡献，从单个星系团星系团的光度函数，并得出这些量的变化作为宇宙时间的函数。我们得出以下结论：i）虽然II型超新星主导了星系内部的化学富集和能量学，但Ia型超新星在星系团内介质中起着主导作用，ii）星系模型再现了星系团内介质中观察到的化学丰度和丰度比，预测每个粒子的能量输入最大为0.3-0.4 keV，假设Ia型超新星贡献了100%的初始冲击波能量，而II型超新星只贡献了其初始能量的几分之一。
2002-04-09 astro-ph
The Helium and Heavy Elements Enrichment of the Galactic Disk
我们提出了化学演化模型的银河系盘。我们还提出了一个新的确定的X，Y和Z的M17银河系金属丰富的HII地区。我们比较我们的模型与银河系HII地区的丰度银河系盘。从银河系化学演化模型预测的$ΔY/ΔO$比是在非常好的协议与$ΔY/ΔO$值来自M17和原始氦丰度，Yp，考虑到存在的温度变化，在这个Hii地区。从M17的观测结果中我们得到了$ΔY/ΔZ = 1.97 \pm 0.41$，它与太阳附近K矮星的两个$ΔY/ΔZ$测定值（分别为$2.1 \pm 0.4$和$2.1 \pm 0.9$）非常一致。我们还比较了我们的模型与太阳丰度。太阳和猎户座星云的O/H值与我们的化学演化模型符合得很好。
2008-08-01 astro-ph
Can a "standard" Initial Mass Function explain the metal enrichment in clusters of galaxies?
在文献中经常争论的是，一个“标准”的初始质量函数（IMF）--也就是通常用来解释局部太阳邻域化学演化的那种IMF--是否可以解释星系团中观测到的金属富集和铁质光比。我们解决这个问题，通过简单的估计，应该保持独立的化学演化模型的细节。通过考虑由给定IMF预测的恒星质光比，自洽地计算恒星中锁定的质量和金属量是至关重要的。很明显，一个“标准的”太阳邻域IMF不能提供足够的金属来解释星系团中观察到的化学性质：星系团和当地环境必须以不同的IMF为特征。或者，如果我们要求IMF是普遍的，为了解释集群，这样的IMF必须在金属生产中比通常估计的太阳附近更有效。在这种情况下，太阳邻域和盘星系一般都需要大量的金属损失。这种局部化学演化的“非标准”情景将挑战我们目前对银河系和盘状星系形成的理解。
2003-12-13 astro-ph
Observations of [S IV] 10.5 micron and [Ne II] 12.8 micron in Two Halo Planetary Nebulae: Implications for Chemical Self-Enrichment
我们在晕族行星状星云（PN）DdDm 1中探测到了[S IV] 10.5微米和[Ne II] 12.8微米的精细结构谱线，并在晕族行星状星云PN H 4-1中确定了它们的强度上限。我们还基于覆盖3800 A至1微米光谱范围的高色散光谱，对DdDm 1的S、Ne、O和H各种离子的光学线进行了新的测量。这些星云的O/H丰度相似，（O/H）= 1 e-4，但H 4-1的S/H和Ne/H比DdDm 1低半个数量级，因此H 4-1似乎属于更贫金属的星群。这支持了以前的建议，PNe所产生的贫金属的祖星可以有升高的氧丰度，由于内部核合成和对流疏浚。人们普遍认为，许多PNe中的高丰度碳是自富集的结果。由于氧气也会受到影响，因此使用星云O/H值来推断母恒星星族（例如，在外部星系中）的总体金属丰度可能是可疑的，特别是对于低金属丰度。
2002-10-16 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
Stochastic chemical enrichment in metal-poor systems II. Abundance ratios and scatter
核心坍缩超新星对贫金属系统化学富集的随机模型被用来研究恒星丰度比的分散。由此产生的分散丰度比，例如作为整体金属丰度的函数，被证明是至关重要的依赖于尚未确定的超新星产量。因此，观测到的丰度比和它们的散射具有关于产率的诊断能力。在许多化学丰度比中观测到的相对较小的星间散射，例如Cayrel等人（2004）对[Fe/H] =-4的恒星观测到的，可以通过大量贡献超新星的平均值和宇宙选择效应来初步解释，宇宙选择效应有利于在一定质量范围内的超新星对大多数贫金属恒星的贡献。α-元素的观测丰度的分散被理解为仅在观测误差方面，而在产量或核合成位点的额外的扩散可能会影响奇偶元素Na和Al。对于铁族元素，我们发现系统过高的预测Cr/Fe和Cr/Mg比，以及不同的产量之间的差异，无论是在预测的丰度比和分散。Francois等人（2004年）最近提出的半经验产额在应用于非均质模型时，发现导致丰度比的分散性明显大于观测值。“马刺”，在丰度比图中非常狭窄的序列，可能揭示序列上恒星元素的单一超新星起源。验证这种被称为单超新星序列（SSSs）的特征的存在是具有挑战性的。这将需要数百颗恒星的样本，观测到的丰度比精度为0.05 dex或更高。
2005-04-27 astro-ph
Jupiter's composition: sign of a (relatively) late formation in a chemically evolved protosolar disk
有人提出，伽利略在木星大气层中发现的稀有气体的富集可以用它们在冷的微行星中的传递来解释。相反，我们认为这是一个迹象，表明行星形成于化学演化的磁盘，惰性气体主要是在行星的信封捕获阶段以气态形式获得的。我们表明，在寒冷的外层的磁盘中平面的颗粒，惰性气体的冷凝到这些颗粒在温度低于20- 30 K，并从高磁盘高度的蒸发相结合的沉淀有效地导致了一个渐进的，适度的磁盘富集。惰性气体从热的内盘区域（例如木星形成区域）的颗粒中蒸发的事实并不是一个问题，因为负温度梯度阻止对流将物质带入蒸发区域。我们发现，~2倍太阳富集的Ar，Kr，Ar在木星，因此自然地解释了一个连续的增长的行星所控制的粘性扩散在原太阳盘与蒸发盘和其渐进的富集在100万年的时间尺度。
2006-01-03 astro-ph
The First Supernova Explosions: Energetics, Feedback, and Chemical Enrichment
在真实的宇宙学背景下，利用三维光滑粒子流体动力学模拟研究了高红移宇宙中一颗200 M太阳对不稳定超新星的膨胀、反馈和化学富集性质.我们发现，SN残留物在z = 20的哈勃时间内传播到最终质量加权平均激波半径为2.5 kpc（正常），大约是HII区域大小的一半，在这个过程中，扫过的气体总质量为2.5*10^5 M_sun。冲击波的形态变得高度各向异性，一旦它离开宿主晕，遇到细丝和邻近的minihalos，而大部分的冲击波传播到星系际介质的空隙。SN完全破坏了宿主晕，并终止了至少2亿年的进一步恒星形成，而在我们的特定情况下，它通过冲击压缩其核心对邻近的迷你晕施加了积极的机械反馈。相比之下，我们没有观察到致密壳层中通过引力破碎形成的次级恒星，这是由于祖先恒星先前的光加热。我们发现，由金属线冷却是不重要的SN残留物的整个演变，而富含金属的，内部气泡膨胀到由冲击产生的空腔，并最终进入空隙，最大程度上类似于最终的质量加权平均冲击半径。最后，我们得出结论，至少M_vir > 10^8 M_sun的暗物质晕必须被组装起来才能吸收扫掠气体的所有成分。
2009-10-20 astro-ph
