The elemental abundance pattern in a galaxy at z=2.626
贫金属恒星（金属是任何比氦更重的元素）的发现使天文学家能够探索银河系的化学富集历史。最近，高红移星系内部气体中的元素丰度已经通过背景类星体光谱上的吸收线进行了探测，但这些通常只能测量到少数元素。此外，这些丰度的解释是复杂的事实，差异纳入金属尘埃可以产生一个丰富的模式类似于预期的核合成的大质量恒星。在这里，我们报告了在z=2.626的星系中观察到的超过25种元素。有了这些数据，我们可以独立于由耗尽引起的不确定性来研究核合成过程。我们发现该星系主要由大质量恒星（M > 15太阳质量）富集，并提出它是一个大质量椭圆星系的祖先。详细的丰度模式表明，硼是通过独立于金属丰度的过程产生的，并且可能需要锗的核合成的替代机制。
2003-04-30 astro-ph
Presupernova Evolution of Rotating Massive Stars II: -- Evolution of the Surface Properties
我们研究了旋转大质量恒星模型的表面性质的演化，即，它们的光度，有效温度，表面旋转速度，以及所有同位素的表面丰度，从零年龄主序到超新星阶段。我们的结果是基于Heger，Langer和Woosley的恒星模型网格，其中涵盖了初始质量范围为8 - 25太阳质量的太阳金属丰度恒星。结果参数化的初始质量，初始旋转速度和主要的不确定性，在大质量恒星的旋转混合内的治疗。旋转引起的混合过程扩大了主序列，增加了核心氢燃烧寿命，类似于对流过冲的影响。它还可以显著增加核心氢燃烧期间和之后的亮度，并强烈影响有效温度的演变。我们的模型预测了不同演化阶段的表面旋转速度，特别是蓝超巨星、红超巨星和前超新星阶段。讨论了主序星和后主序星旋转诱导混合引起的表面丰度变化。我们挑出两个特点，旋转混合的效果，可以区分从大规模的近距离二进制质量转移，唯一的替代过程，导致非标准的化学表面丰度在大质量恒星。在各种类型的大质量恒星观测到的丰度异常的比较支持的概念，在大质量恒星的旋转混合，并表示它是负责大多数观测到的丰度异常。
2000-05-05 astro-ph
On the Sensitivity of Massive Star Nucleosynthesis and Evolution to Solar Abundances and to Uncertainties in Helium Burning Reaction Rates
我们探讨了前超新星演化和超新星核合成产额的依赖关系的不确定性氦燃烧反应速率。使用Lodders（2003）修正的太阳丰度作为初始恒星组成，而不是Anders & Grevesse（1989）的结果，改变了超新星的产额，并限制了这些产额对12 C（a，g）16 O反应速率的限制。中等重量元素（A = 16-40）的生产因素被认为是在合理的协议与观察到的太阳能比在目前的实验不确定性的三重α反应速率。然而，两个反应速率或其中任何一个单独的相同数量的同时变化，可以引起核心碳点火时中心12 C丰度和超新星遗迹质量的显着变化。因此，对氦的燃烧速率进行实验测定仍然是重要的，这样就可以知道它们的比值和绝对值，精确度为10%或更好。
2007-12-09 astro-ph
How Efficient is Rotational Mixing in Massive Stars ?
大质量恒星的VLT火焰巡天（Evans 05，Evans 06）提供了麦哲伦星云中大质量恒星的旋转速度和氮表面丰度的精确测量。特别是，第一次，这样的丰度已经估计的恒星具有显着的旋转速度。这个非凡的数据集为我们提供了校准旋转和磁致混合过程的独特可能性。因此，我们计算了一个网格的恒星演化模型的质量，初始旋转速度和化学成分的变化。在我们的模型中，我们发现，虽然由Spruit-Taylor发电机产生的磁场对于理解内部角动量输运（以及旋转行为）是必不可少的，但为了重现观测结果，必须忽略相应的化学混合。此外，我们表明，对于低金属丰度详细的初始丰度是最重要的，太阳尺度的丰度可能会导致显着的校准误差。
2007-09-06 astro-ph
The Gemini Deep Deep Survey: III. The abundance of massive galaxies 3-6 billion years after the Big Bang
等级星系形成是一种模型，大质量星系是由较小的星系单元组合而成的。因此，质量最大的物体最后形成。该模型成功地描述了星系的聚集，但大质量星系的演化历史，如可见的恒星和气体所揭示的那样，并不能准确预测。近红外观测（使我们能够测量高红移星系的恒星质量）和深多色图像表明，大质量星系中的大部分恒星形成于前5 Gyr，但由于缺乏光谱来确认红移（根据颜色估计）和尘埃的遮蔽作用，仍然存在不确定性。在这里，我们报告的光谱红移调查的结果，探测最大质量和静止的星系回到一个时代只有3 Gyr后大爆炸。我们发现，至少有三分之二的大质量星系是在这个时代出现的，而且其中很大一部分已经在早期宇宙中存在。
2004-07-13 astro-ph
The Relic Abundance of Massive Colored Particles after a Late Hadronic Annihilation Stage
我们讨论了大量的长寿命的有色粒子的质量的顺序为1 TeV的遗迹丰度。我们首先考察大质量有色粒子只有标准颜色的情况。接下来我们考虑M.卢蒂，其中有色粒子在一个比粒子质量小得多的非阿贝尔规范群下变换。在这两种情况下，遗迹丰度减少通过一个“后期”强子湮灭阶段。在第二种情况下，残余夸克与普通夸克结合，形成分数带电体和反常重同位素，残余夸克丰度的界限变得非常严格。然而，夸克之间的力有一个新的限制部分，通过宏观弦表现出来，由此产生的有效的“非常晚”的湮灭将遗迹丰度降低到可接受的水平。讨论了在LHC上产生和探测这种粒子的前景以及所产生粒子的命运。
2007-12-17 astro-ph hep-ph
Fast rotating massive stars and the origin of the abundance patterns in galactic globular clusters
我们提出了快速旋转大质量恒星风的设想来解释在球状星团中观测到的丰度异常的起源。我们计算并提出了初始金属丰度Z = 0.0005（[Fe/H]=-1.5），初始质量在20~120 Msun之间的快速旋转恒星模型。我们讨论了这些物体的氢燃烧核心的核合成，并介绍了它们喷出物的化学成分。我们考虑了相关核反应速率不确定性的影响。快速旋转的恒星在其演化开始时达到临界速度，并在主序星的其余部分和氦燃烧阶段保持在临界极限附近。因此，它们通过机械风失去了大量的物质，这可能导致形成一个缓慢的外流盘。在这种缓慢的风中的物质富含氢燃烧产物，并呈现出类似于在球状星团恒星中观察到的化学异常的丰度模式。特别是，C，N，O，Na和Li的变化很好地再现了我们的模型。然而，24Mg（p，γ）的速率必须在50 MK附近增加1000倍，以便再现所观察到的Mg-Al γ关系的整个幅度。我们讨论了目前在球状星团中观察到的长寿低质量恒星是如何从大质量恒星喷出的慢风物质中形成的。
2006-11-13 astro-ph
Substructure in dark matter halos: Towards a model of the abundance and spatial distribution of subclumps
我开发了一个模型的丰度和空间分布的暗物质子块。该模型表明，大规模的母晕的子块形成的时间早于子块相同的质量在较低的质量父母;相当于，在一个给定的时间在密集的区域的晕形成早于相同质量的晕在不太密集的区域。这可能为解释最近的观测结果提供了基础，这些观测结果表明，最大质量的椭圆星系的恒星星族也是最古老的。
2003-04-21 astro-ph
The metallicities of luminous, massive field galaxies at intermediate redshifts
我们计算了40个明亮（M_{B} < -19）的恒星形成星系的氧丰度，这些星系大部分是盘状场星系，它们的红移范围在0.2 < z < 0.8 $, with a median of <z> = 0.45. Oxygen abundances, relative to hydrogen, of the interstellar emitting gas are estimated by means of the empirically calibrated strong emission line ratio technique. The derived (12+log(O/H)) values range from 8.4 to 9.0, with a median of 8.7. Twenty of these galaxies have securely measured rotation velocities, in the range 50--244 km/s. The measured emission line equivalent widths and diagnostic ratios for the intermediate redshift galaxies cover similar ranges to those observed across a larg…
2006-03-23 astro-ph
Abundance and evolution of galaxy clusters in cosmological models with massive neutrino
利用星系团数密度的时间演化及其质量和温度函数来约束空间平坦暗物质模型中的宇宙学参数，该模型中除了冷物质和重子物质外，还包含一小部分热粒子（大质量中微子）.我们用宇宙引力波对修正的MDM模型进行了检验，结果表明它们既不能通过星系团演化检验，也不能再现观测到的$ΔT/T$谱中第一个声峰的高度，因此应该被排除。具有非零宇宙学常数的模型与观测更符合。我们估计了$Λ$ MDM中的自由宇宙学参数，其中引力波的丰度可以忽略不计，并发现在参数范围$h\in (0.6, 0.7)$，$n\in (0.9, 1.1)$内，（i）$Ω_Λ$的值受到一小部分热暗物质$f_ν\equivΩ_ν/Ω_m\in (0, 0.2)$的强烈影响：$0.45 <Ω_Λ<0.7$（ii）单独的星系团的红移演化揭示了$Ω_Λ$和$f_ν$之间的明确相关性：$Ω_Λ+0.5f_ν=0.65\pm 0.1$。目前观测数据的准确性只允许束缚热物质的一部分，$f_ν\in (0, 0.2)$（大质量中微子种类的数量仍然未定，$N_ν=1, 2, 3$）。
2002-02-21 astro-ph
Chemical abundances and winds of massive stars in M31: a B-type supergiant and a WC star in OB10
我们提供了OB 10星协中两颗大质量恒星M31的高质量光谱数据：OB 10 -64（B 0 Ia）和OB 10-WR 1（WC 6）。这两颗恒星的中等分辨率光谱是使用威廉·赫谢尔望远镜上的ISIS摄谱仪获得的。这是补充HST-STIS紫外光谱和OB 10 -64的HSTKI HIRES数据。一个非LTE模式的大气和丰度分析OB 10 -64表明，这颗恒星有类似的光球CNO，Mg和Si的丰度太阳附近的大质量恒星。对这颗早期B型超巨星的风场分析显示其质量损失率为M_dot= 1.6 × 10 ^-6 M_solar/yr，v_infty=1650 km/s。相应的风动量与银河系早期B超巨星的风动量-光度关系符合得很好。用非LTE的线覆盖程序对OB 10 W-R1的观测数据进行了分析，采用填充因子为10%的聚集风，得到了近似的恒星参数：log L/L_solar ~ 5.7，T~75 kK，v_infty ~ 3000 km/s，M_dot ~ 10^-4.3 M_solar/yr。与银河系WC 6恒星HD 92809（WR 23）的定量比较显示，OB 10-WR 1比HD 92809的亮度高0.4 dex，尽管它的C/He比低得多（~0.1比0.3）。我们的研究代表了仙女座B型超巨星或WR星的第一个详细的化学模型大气分析，并显示了这些研究如何提供有关星系化学演化和大质量恒星在局部宇宙中…
2001-02-19 astro-ph
Evolution of the Abundance of CO, O2, and Dust in the Early Universe
我们提出了一套通用的计算decribing年轻的大质量星系的化学演化和预测的CO，O2和尘埃丰度的年龄和金属丰度的函数的演变。
1997-08-12 astro-ph
Sources of carbon and the evolution of the abundance of CNO elements
利用银河系化学演化的标准下落模型，我们探讨了碳的起源，并计算了8种不同恒星核合成产额模型下CNO元素的丰度演化。结果表明，在银河系的早期阶段，大质量恒星是碳的主要生产者，随着银河系演化到晚期，寿命较长的中低质量恒星发挥着越来越重要的作用，同时，富含金属的沃尔夫-拉叶星通过辐射驱动的恒星风将大量的碳喷射到ISM中。然而，从目前已发表的核合成产额来看，我们无法区分银河系晚期的主要碳源是仅仅是大质量恒星（$M>8M_{\odot}$），还是仅仅是中等质量、低质量恒星和没有经过沃尔夫-拉叶阶段的$M\leq 40M_{\odot}$大质量恒星。$^{12}$ C $(α,γ)^{16}$ O反应速率在恒星核合成计算中非常重要：较低的反应速度将给出较高的碳产率。对氮的贡献主要来自中低质量恒星，大质量恒星的次级来源不能解释贫金属恒星中观察到的[N/Fe]。大部分氧气是由大质量恒星产生的。在贫金属恒星中，来自\ion{O}{i} 7771 $-$ 7775三重态的O丰度比来自6300的禁戒[ \ion{O}{i} ]线的O丰度高，这一事实提出了一个问题。
2001-06-09 astro-ph
The Prompt Inventory from Very Massive Stars and Elemental Abundances in Ly Alpha Systems
有人提出，在达到金属丰度阈值[Fe/H]=-3之前，大质量恒星（VMS）主导重元素的产生。这导致了元素的瞬发（P）清单，其丰度是通过观测[Fe/H]=-3的星系晕星确定的。我们从IGM中大量元素的P库存计算Omega_P（E）。利用Ly α体系中C Ⅳ、O Ⅵ和Si Ⅳ的Omega（E_ion）数据，我们发现由Omega（E_ion）/Omega_P（E）计算的电离分数在合理的不确定度范围内与Ly α体系电离模型估算的值是一致的。这种一致性似乎在z=0.09到4.6之间保持不变，表明重子物质的大部分仍然以固定的化学成分分散。我们得出结论，P库存是在z=4.6之前的时期建立的。被处理的重子物质扩散到一般IGM被认为是高能VMS爆炸的结果，这些爆炸破坏了重子聚集体，直到达到金属丰度阈值才允许正常的疏散。大多数星系的形成被认为是在IGM达到这个金属丰度阈值之后发生的。
2002-03-13 astro-ph
Massive black hole remnants of the first stars I: abundance in present-day galactic haloes
我们调查的可能性，今天的星系和它们的暗物质晕包含人口的大质量黑洞（MBH），形成的分层合并的黑洞残余物的第一批恒星在宇宙中。一些MBH可能足够大或足够接近银河系的中心，它们在哈勃时间内合并。我们估计在多大程度上这一过程可能有助于超大质量黑洞（SMBHs）的质量在银河系中心的今天观察。在我们的模型中，SMBH和星系核球质量之间的关系显示出与观测中发现的相同的斜率。然而，许多MBH不会到达主晕的中心，而是继续在主晕内运行，这样，MBH可能仍然与它们以前是其中一部分的卫星晕系统的残余物有关。使用一个半解析的方法，明确占动力摩擦，潮汐破坏和遇到银河系盘，我们遵循层次合并MBH系统及其随后的动力学演化内各自的主机晕。我们预测的质量和丰度的MBH在现今的星系晕，并估计MBH质量吸积率以及两种不同的吸积方案的辐射光度。没有经历最近合并的MBH将保留相关的暗物质尖点，这些尖点被黑洞吸积增长所增强，并且可能是通过中性伴子湮灭的伽马射线的可能来源。
2003-07-09 astro-ph
Sulphur chemistry in the envelopes of massive young stars
我们目前的SO，SO2，H2S，H2 CS，OCS，NS和HCS+对9个大质量的年轻恒星的亚毫米观测。在15- 20“束流中，外流对SO和SO2排放的贡献约为50%，大于CS的贡献，CS的贡献为10%。SO2的丰度从外层（T<100 K）的暗云水平增加到内层（T>100 K）的热核和冲击中看到的水平。分子丰度是一致的冰蒸发模型的温度和密度梯度的化学年龄为30000年的信封。OCS的高丰度、T_ex（OCS）>> T_ex（H_2S）以及固态OCS和H_2S的数据都表明，颗粒地幔中硫的主要载体是OCS而不是H_2S。对于大多数其他含硫分子，源到源的丰度变化的因素高达10不相关与以前建立的温度示踪剂的演变趋势。这些物种探测化学活性不高的外壳。我们的数据集不限制H2S和SO的丰度在内部信封，这与SO2一起，需要使用硫作为一个时钟。
2002-12-13 astro-ph
Lithium and zirconium abundances in massive Galactic O-rich AGB stars
锂和锆的丰度（后者作为代表的s-过程富集）确定了大规模的银河系富O AGB星的样品，其中高分辨率的光学光谱已获得（R= 40，000 - 50，000）。这是通过计算合成光谱的基础上，经典的流体静力学模型的气氛，冷星使用广泛的线列表。在热底燃烧（HBB）和核合成模型的框架内讨论了所获得的结果。完整的样本进行了研究，注意到各种观测特性，如IRAS双色图中恒星的位置（[12]-[25] vs [25]-[60]），银河系分布，膨胀速度（来自OH脉泽发射）和变化周期（如果可用）。我们的结论是，相当一部分的源观察到的实际上是大质量的AGB星（M > 3-4太阳质量）经历HBB，推断从强Li过丰度found.A比较我们的结果与类似的研究进行了麦哲伦云（MC）在过去的显示，在对比MC AGB星，我们的银河系样品没有显示出任何迹象的S-过程元素富集。观察到的差异被解释为金属丰度效应的结果。最后，我们讨论了在恒星演化的框架内获得的结果，通过比较我们的结果与文献中的银河系后AGB星和PNE的数据。
2006-09-05 astro-ph
Methane Abundance Variations toward the Massive Protostar NGC 7538 : IRS9
在NGC 7538：IRS 9的高分辨率（R= 25，000）红外L波段光谱中发现了源自气相CH 4的nu 3 C-H伸缩流形的吸收和发射谱线。这些观测结果为大质量恒星形成区域的复杂动力学和化学提供了诊断。线的形状类似于天鹅座P剖面，吸收和发射分量相对于系统速度移动了约7 km/s。在CO中观察到类似的速度分量在4.7微米，但在对比CH 4，CO显示深吸收由于高速流出以及吸收在系统速度由于冷的外壳。结果表明，在这条观测线上，气相CH 4的丰度变化在一个数量级上：在包层和流出层中的丰度较低（X[CH 4]<0.4e-6），而在中心核中的丰度至少大10倍。在独立的地面和空间数据集中发现的固体CH 4表明，甲烷几乎完全冻结在信封中的颗粒上。因此，看来甲烷是由颗粒表面反应形成的，在原恒星核心温暖的内部区域蒸发成气相，并在与外流有关的冲击中被有效地破坏。
2004-07-13 astro-ph
Evolution and Nucleosynthesis of Metal-Free Massive Stars
计算了不同金属丰度的大质量恒星（M=13-25 Mo）的前超新星演化和超新星爆炸。我们发现以下特征丰度模式的核合成在无金属（波普III）的明星。(1)α核（从C到Zn）比其他同位素更有效地产生，α核的丰度模式可以与太阳丰度相似。特别是，接近太阳的阿尔法元素/铁的比率可能是Pop III的标志，它可以产生大量的铁。(2)金属丰度越低，奇偶Z元素的丰度比（Na/Mg、Al/Mg）越小。然而，在Z <~ 10^{-5}和[Na，Al/Mg] ~-1以下，这些比值几乎饱和，用于Pop III和低金属Pop II核合成。这一结果与贫金属星的丰度模式一致，其中这些比值也在-1附近饱和。我们认为这些具有最低[Na/Mg]或[Al/Mg]的恒星可能包含Pop III核合成的丰度模式。(3)贫金属星的[Cr，Mn，Co/Fe]比值呈现有趣的变化趋势。我们讨论，这些趋势不是由金属丰度的差异，而是由完整的和不完整的硅燃烧层之间的相对厚度来解释。大[Co/Fe]和小[Cr，Mn/Fe]值的观察中发现的解释，如果质量切割是深的，或者如果物质从完整的Si燃烧层喷射的形式的射流或子弹。(4)我们还发现，初级^{14}N的产生发生在大质量的Pop III星，因为这些恒星具有富氢的辐射信封，使对流层的He壳燃烧区可以达到富氢区。
1999-12-13 astro-ph
Massive Particle Decay and Cold Dark Matter Abundance
分析了衰变粒子主导的宇宙演化过程中冷遗迹的退耦现象，用数值和半解析方法计算了遗迹密度，并对结果进行了比较.使用合理的价值观（从超对称模型的角度来看）的质量和热平均截面倍的速度的冷遗物，我们调查的平衡或非平衡生产的热平衡。在这两种情况下，通过约束衰变粒子的再加热温度、其质量和产生的冷遗迹的平均数量，可以获得暗物质丰度的可接受结果。所需的再加热温度在任何情况下都低于约$20 {\rm GeV}$。
2005-03-08 astro-ph hep-ph
The Ionization Fraction in Dense Molecular Gas II: Massive Cores
我们提出了一个观测和理论研究的电离分数在几个大规模的核心位于地区，目前正在形成星团。获得了每个核的C18 O、DCO+、N2 H+和H13 CO+的J = 1-> O跃迁以及CS的J = 2 -> 1和J = 3 -> 2跃迁的发射图。岩心密度是通过大速度梯度分析确定的，典型值为10^5 cm^-3。利用观测结果来约束化学计算中的变量，我们得到了与恒星形成直接相关的5个核心和2个明显无星核心的整体样本的电子分数。电子丰度在-6.9 <log_（10）（x_e）<-7.3范围内，与前人的工作一致。我们发现，没有相关的恒星形成活动的核心之间的电离分数的量没有差异，也没有发现任何差异的边缘和中心的发射区之间的电子丰度。因此，我们的模型与宇宙射线作为分子离子电离的主要来源的标准图像是一致的。随着先前确定的电子丰度低质量的核心，甚至更大的核心与O和B集群，我们系统地研究了电离分数作为恒星形成活动的函数。分析表明，质量最大的源具有最低的电子丰度（x_e < 10^-8）。
1998-09-20 astro-ph
Light-Cone Distortion of the Clustering and Abundance of Massive Galaxies at High-Redshifts
星系的观测调查与计算机模拟的单历元快照并不是无关紧要的。从观测上看，沿视线距离的增加对应于被测星系群的属性可能发生变化的更早的宇宙时间。在星系的质量函数随红移呈指数变化的情况下，必须考虑沿光锥观测巡天体积的影响。这发生在考虑中的晕是罕见的，也就是说，当他们非常大或在高红移观察。虽然光锥的影响是可以忽略不计的莱曼α发射器的窄带调查，它可以是显着的莱曼break星系（LBG）的光度带的选择功能是广泛的辍学调查。由于在巡天的低红移端有指数级更多的晕，因此选择函数的低红移尾部包含了巡天中观测到的星系的不成比例的部分。这导致了一个红移概率分布（RPD）的辍学LBG的平均值小于光度选择函数（PHSF）的数量的顺序的PHSF的标准偏差。在一个单一的红移，推断的星系质量函数比真实的质量函数浅，在高质量端的丰度是预期的两倍或更多。此外，忽略光锥效应计算的星系计数统计矩与实际值有偏差。
2008-03-13 astro-ph
The VLT-FLAMES survey of massive stars: Evolution of surface N abundances and effective temperature scales in the Galaxy and Magellanic Clouds
我们提出了一个高分辨率的VLT火焰光谱的61个B型恒星的光谱相对窄线位于4个领域集中在银河系星团：NGC 3293和NGC 4755和大，小麦哲伦星系团：NGC 2004和NGC 330。对每个物体都使用非LTE模式大气代码TLUSTY进行了定量分析，从而确定了其大气参数和主要金属种类（C、N、O、Mg、Si、Fe）的光球丰度。讨论的结果与我们以前的工作有关的3个年轻的星系团在这些星系中; NGC 6611，N11和NGC 346特别注意的氮丰度，这是一个重要的探针的作用，旋转的恒星的演化。这项工作与年轻的星团一起提供了三个星系中超过100颗B型恒星的丰度和大气参数的一致数据集。我们提供了有效的温度尺度的B型矮星在所有三个星系和巨人和超巨星的SMC和LMC。在每一个星系的依赖光度之间的三个类与未进化的矮天体具有显着更高的有效温度。SMC和银河系矮天体之间存在金属丰度依赖关系，虽然LMC恒星仅比SMC恒星稍冷，但它们比银河系的对应恒星热得多。
2007-06-12 astro-ph
Low and intermediate mass star yields: The evolution of carbon abundances
我们提出了一套低和中等质量的恒星产量的基础上的TP-AGB阶段，影响生产的氮和碳的建模。这些收益率进行评估，使用它们在银河系化学演化模型，我们分析了碳丰度的演变。通过与其他产额集的结果以及大量的观测数据的比较，我们得出结论：利用这些产额集和Woosley & Weaver（1995）的大质量恒星产额集建立的模型能够正确地再现所有的观测数据。该模型再现了随着O/H丰度的增加，C/O的增加。由于这些大质量恒星产额不包括恒星风，这意味着这些恒星风可能比通常假设的对金属丰度有更平滑的依赖，并且大量的碳来自LIM恒星。
2004-11-28 astro-ph
Outflow and Infall in a Sample of Massive Star Forming Regions
我们提出了单点观测的SiO，HCO $^+$和H $^{13}$ CO $^+$从詹姆斯克拉克麦克斯韦望远镜对23个大质量的恒星形成区域以前已知的包含分子外流和超紧凑的HII地区。我们检测到SiO对14个来源，并建议在其他9个来源的非检测可能是由于这些流出是旧的，没有持续的冲击，以补充SiO。我们偶然发现SO $_2$对17个源在相同的调谐HCO $^+$。我们检测到HCO $^+$对所有的来源，并建议它是跟踪在9个案件的下降。对于7个坠落候选者，我们估计了1 $\times10^{-2}$和2 $\times10^{-5}$ M $_{\odot}$/$^{-1}$之间的质量坠落率。7个源显示SiO检测（年轻流出）和HCO $^+$入流特征。我们还发现，H $^{13}$ CO $^+$的丰度往往随着我们可以确定丰度的源中SiO的丰度而增加。我们讨论这些结果与目前的理论，通过吸积大质量恒星形成。从这次调查中，我们认为，也许这两种模式的电离吸积和停止吸积可能是重要的，在描述一个大规模的原恒星（或原恒星）超越形成的HII区域的演变。
2007-04-10 astro-ph
Nucleosynthesis of PopIII Core Collapse Supernovae and the Abundances of Extremely Metal Poor Stars
基于新一代理论超新星前模型和零金属量大质量恒星的爆炸，以及[Fe/H]<-2.5的均匀恒星样本的新丰度分析，我们提出了对极端贫金属恒星中观测到的丰度的新分析（Cayrel et al. 2004）。
2005-07-14 astro-ph
Inhomogeneous big bang nucleosynthesis with late-decaying massive particles
我们研究了在重子密度不均匀性和后衰变大质量粒子（X）的影响下，用大爆炸核合成解释D，3 He，4 He和7 Li的原始丰度的可能性，并探讨了在这种情况下闭合密度Omega_b的重子分数的允许范围.我们发现，根据这个复合模型的参数（不均匀性的特征尺寸和密度对比度; X粒子的质量密度、寿命和衰变中的有效重子数），高达Ω_{b} h_{50} ^{2} \simeq 0.25-0.35的值可以与轻核素的原始丰度相容。我们考虑了中子和质子在各个阶段的扩散，并考虑了X粒子对能量密度的贡献，它们衰变产生的熵，X粒子的衰变产物可能使核合成前几个阶段产生的轻核发生光离解的可能性，以及X粒子的衰变产物中可能包含相当大一部分强子的可能性。对Be的原始丰度进行了具体的预测。
1998-04-22 astro-ph
Carbon and Oxygen Galactic Abundance Gradients: A Comparative Study of Stellar Yields
化学演化模型的银河系盘下由内而外形成的情况下，提出了七套恒星产量，所有的金属依赖。特别是，收益率从大质量和低，中等质量的恒星上的C/O的化学历史的太阳附近和丰度梯度的影响进行了讨论，比较附近的HII地区，B-星，矮星，和太阳的丰度比的预测。在太阳附近，C/O随金属丰度的增加是由于大质量恒星本身。Maeder（1992）或Portinari、Chiosi和Bressan（1998）的产量模型再现了观察到的碳氧比随金属丰度的增加而增加的情况，而Woosley和Weaver（1995）以及Woosley、Langer和Weaver（1993）假设产量的模型则没有。Maeder（1992）基于产量的模型与C/O梯度一致，而Portinari等人（1998）或Woosley & Weaver（1995）和Woosley等人（1993）基于产量的模型与C/O梯度不一致。为了使太阳邻域的C/O富集历史和C/O局部梯度两者相匹配，模型需要：i）考虑到与金属相关的恒星风的产额; ii）对于大质量恒星，金属丰度依赖性不像Z^{0.5}那么简单的质量损失率。Marigo，Bressan，& Chiosi（1996，1998）用产量预测的C/O丰度比高于Renzini & Voli（1981）用产量预测的C/O丰度比，Renzini & Voli（1981）用产量预测的C/O丰度比又高于van den H…
2000-09-27 astro-ph
The Amplitude of Mass Fluctuations
我们确定的线性振幅的质量波动在宇宙中，sigma_8，从丰富的大规模集群在红移z=0.5至0.8。大质量星系团的演化指数地依赖于质量涨落的幅度，因此提供了一个强有力的测量这一重要的宇宙学参数。在z>0.5时观测到的相对较高的大质量星系团丰度，以及它们丰度随时间的相对缓慢的演化，表明质量波动的幅度很大：对于Omega_m=0.4，σ_8 =0.9 +-10%，对于Omega_m=0.25，σ_8 =0.95;对于Omega_m=0.1，σ_8 =1.0（平坦CDM模型）。我们利用在z=0.5 ~ 0.8观测到的星系团丰度，从高红移星系团中推导出一个标准化关系式，该关系式仅弱依赖于Ω_m：σ_8 * Ω_m^0.14 = 0.78 +-0.08。当结合最近从现今星团质量函数得到的限制（σ_8 *Omega_m^0.6=0.33 +-0.03）时，我们发现σ_8 =0.98 +-0.1和Omega_m=0.17 +-0.05。低σ_8值（<0.7）是不可能的，它们产生的大质量星系团比观测到的少一个数量级。
2003-04-16 astro-ph
Developments in physics of massive stars
对大质量恒星的大规模观测、干涉观测和星震学对恒星模型提出了新的限制。在回顾了迄今为止获得的主要结果后，我们提出了旋转模型的新结果，并讨论了与观测特征的比较。我们的结论是，旋转是大质量恒星物理的一个关键特征。
2008-02-20 astro-ph
To what Extent are Mg2 and <Fe> indicators of Mg and Fe Abundances?
线强度指标的梯度，如Mg 2和<Fe>（Alberlo & Danziger 1994 a，b; 1993），以及它们向大质量系统的增长（Worthey等人，1992年，Faber等人，1992年，Davies等人，1993年，Weiss等，1995）在椭圆星系中观测到的，通常被认为是Mg和Fe化学丰度梯度的指示器，并给出了Mg增强的论据（$α$ -一般的元素）相对于Fe朝向这些星系的中心或从矮椭圆星系到大质量椭圆星系。在本文中，我们提出了一个详细的分析，旨在了解如何指数Mg 2和依赖<Fe>于化学丰度和年龄的恒星混合的星系的整个问题。我们发现，Mg ~（2<Fe>+）和Mg ~（2+）不仅与Mg和Fe的丰度以及Mg/Fe比值有关，而且还取决于不同金属丰度仓N（Z）中恒星的分布，或者等价地取决于过去的恒星形成历史。在实际应用中，由于需要一些关于N（Z）的信息，推断Mg和Fe的丰度及其比值受到阻碍。最后，Mg 2和Mg3的观测梯度<Fe>并不自动意味着化学丰度的梯度。
1997-10-10 astro-ph
First stars VI - Abundances of C, N, O, Li, and mixing in extremely metal-poor giants. Galactic evolution of the light elements
我们利用论文V中测定的C和O丰度，测定了35颗极度贫金属的晕巨星（22颗恒星的[Fe/H]<-3.0）中的N丰度，从而研究了早期银河系中氮的起源。由于任何经过CNO处理的物质被挖掘到表面可能会使巨星中CNO丰度的解释复杂化，我们还测量了锂的表面丰度。我们的样本显示了两组恒星之间的明显二分法。第一组显示通过CN循环和强Li稀释的C到N转化的证据，这是混合的标志。第二组没有显示出C到N转换的证据，Li只是适度稀释，我们得出结论，它们的C和N丰度非常接近于它们在早期银河系中形成的气体。这些“未混合”的恒星反映了早期银河系的丰度：[C/Fe]比是恒定的（约+0.2 dex），[C/Mg]比在低金属丰度时接近太阳，有利于大规模零金属超新星产生高C。[N/Fe]和[N/Mg]比值分布很广。这些比值的较大值限定了平坦的上平台（[N/Mg]= 0.0，[N/Fe]= +0.1），这可以反映零金属Sne II的产率的宽范围内的较高值。或者，与DLA的类比，较低的丰度（[N/Mg]=-1.1，[N/Fe]= -0.7）可能反映了第一颗Sne II的产额普遍较低，其他恒星的N被大质量渐近巨星分支（AGB）恒星的风增强。目前还不能确定原生N主要是在SNe II还是在大质量AGB星中产生，或者两者都产生。恒星N丰度和[N/O]比与阻尼莱曼α（DLA）系统中发现的一致。
2005-01-26 astro-ph
Evolution of O Abundance Relative to Fe
我们提出了一个三组分混合模型的O丰度相对于Fe的演变，考虑到大爆炸碎片形成的第一个非常大质量（> 100太阳质量）的恒星的贡献。我们表明，在银河系中的贫金属星的O和Fe丰度的Israelian等人和Boesgaard等人的观察。可以很好地表示定性和定量的这个模型。在假设初始Fe（[Fe/H] = -3）和O存量是由于第一颗超大质量恒星的瞬发产生，在-3 < [Fe/H] < -1处的数据被解释为仅来自II型超新星（SNII）的O和Fe加入瞬发存量的结果。在[Fe/H] =-1时，SNII仍然贡献O，而SNII和Ia型超新星都贡献Fe。在这个后期阶段，（O/Fe）急剧下降到0.8（O/Fe）_sun的渐近值。当[Fe/H] = -3时，（O/Fe）= 20（O/Fe）_sun。这一结果表明，具有低“金属性”的原星系应该表现出高的（O/Fe）值。第一颗超大质量恒星产生的C/O比预计远小于1，因此所有的C都应该以CO的形式存在，而在[Fe/H] <-3的时期，C尘和碳氢化合物应该非常罕见。
2000-10-23 astro-ph
Radiative decay of a massive particle and the non-thermal process in primordial nucleosynthesis
本文研究了长寿命大质量粒子辐射衰变对大爆炸核合成的影响。如果高能光子在BBN时期（$t \sim 1 - 10^3$ sec）之后发射，它们可能会通过光解离过程改变轻元素的丰度，这可能导致标准BBN和观测之间的显著差异。考虑到这一领域最近的观测和理论发展，我们修改了我们以前的研究，限制了辐射衰变粒子的丰度。特别是，在理论方面，最近有人声称，由$\hefour$的光解引起的$^6$ Li的非热产生最严重地限制了辐射衰变粒子的丰度。然而，我们将看到，强调$^6$ Li的非热产生的重要性还为时过早，因为（i）由于缺乏对$^6$ Li产生截面的精确理解，$^6$ Li丰度的理论计算具有很大的不确定性，以及（ii）$^6$ Li丰度的观测数据具有很大的误差。
2000-12-21 astro-ph hep-ph
Gas-phase H2O and CO2 toward massive protostars
利用红外空间天文台（ISO）上的短波光谱仪（SWS）对14颗大质量原恒星的气相H2O和CO2进行了研究。使用激发温度T_ex恒定的均匀模型对H2O光谱进行建模，结果表明H2O丰度随温度增加而增加，对于最热的源（T_ex ~500 K），H2O丰度可达H2的10^-5倍。这仍然比在蒸发不显著的冷源观测到的H2O冰丰度低10倍（Keane等人，2001年）。在我们的来源中，气相CO2并不丰富。当T_ex>~100 K时，丰度几乎保持不变，为10^-7的几倍，远低于固态丰度的~1--3倍10^-6（Gerakines等人，1999）。对于H2O和CO2的气/固比随温度增加，但增加是更强的H2O比CO2，表明不同类型的化学。除了均匀模型，幂律模型已被开发为我们的来源之一，根据该地区的物理结构，确定从亚毫米数据由van der Tak等人（1999年）。所得H2O模型光谱与数据拟合良好。
2001-05-15 astro-ph
Anatomy of a Young Massive Star Cluster: NGC 1569-B
我们提出了新的H波段阶梯光栅光谱，获得与NIRSPEC摄谱仪在凯克II，大质量星团“B”在附近的矮不规则星系NGC 1569。从光谱合成和等效宽度测量，我们得到的丰度和丰度模式。我们得到的Fe丰度为[Fe/H]=-0.63+/-0.08，超太阳[alpha/Fe]丰度比为+0.31+/-0.09，O丰度为[O/H]=-0.29+/-0.07。我们还测量到低的12 C/13 C = 5+/-1同位素比。利用HST上高级巡天照相机的存档成像，我们为该星团构建了一个颜色星等图（CMD），其中我们识别了大约60颗红超巨星（RSG），与H波段光谱中看到的强RSG特征一致。这些RSG的平均有效温度，从它们的观测颜色和加权的估计H-带光度，是3790 K，在极好的协议与我们的光谱估计Teff = 3800+/-200 K。根据CMD，我们得出的年龄为1500 - 2500万年，比以前基于综合宽带颜色的估计略老。我们得到的径向速度为-78+/-3 km/s和速度色散为9.6+/-0.3 km/s。结合从HST数据中估计的0.20”+/-0.05”的半光半径，这导致动力学质量为（4.4+/-1.1 E5 Msun。动力学质量与简单的恒星星族模型对这个年龄和光度的星团所预测的质量非常吻合，假设是一个正常的恒星IMF。在较长的波长下，星团核心的半径似乎较小，这是以前在其他河外年轻星团中发现的。
2007-10-02 astro-ph
Massive stars and globular cluster formation
首先，我们提出了化学动力学模拟研究如何恒星风的大质量恒星的影响形成球状星团（GC）的早期动力学和化学演化。在我们的数值模型中，GC形成于湍流的高密度巨分子云（GMC）中，这些云嵌入在高红移的大质量暗物质晕中。我们展示了如何形成高密度，紧凑的恒星系统GMC的物理过程与恒星形成和潮汐场的主机晕的影响。我们还表明，来自大质量恒星的恒星风对GC形成GMC的化学污染可能导致轻元素之间的恒星丰度不均匀性（例如，C、N和O）。本模型与正则初始质量函数（IMF）也显示了一个C-N的关系，在GC中具有较小的[C/Fe]的恒星具有较大的[N/Fe]。虽然这些结果意味着来自大质量恒星的恒星风对形成GC的GMC的“自污染”会导致GC的丰度不均匀性，但目前具有不同参数和正则IMF的模型不能显示在某些GC中观察到的[N/Fe] ~ 0.8的富N星（例如，NGC 6752）。我们讨论了这种明显的失败的背景下，大质量的恒星形成之前的低质量的GC形成GMC（“双峰恒星形成GMC”）。我们还表明，虽然几乎所有的恒星（~97%）显示正常的He丰度（Y）~0.24，一些恒星后来形成的GMC可以有Y高达~0.3在某些模型。然而，在大多数模型中，Y >0.26的富氦恒星的数量比例很小（~10^-3）。
2007-05-06 astro-ph
First Stars II. Elemental abundances in the extremely metal-poor star CS 22949--037: A diagnostic of early massive supernovae
CS 22949--037是已知最贫金属的巨星之一（[Fe/H] $ \approx-4.0$），它表现出碳和氮的大量过剩（诺里斯等人）。使用VLT-UVES光谱前所未有的质量，关于分辨率和S/N比，覆盖了宽的波长范围（从$λ= 350$到900 nm），我们已经确定了21种元素在这颗恒星的原子质量范围内的丰度。主要的新发现是一个非常大的氧增强，[O/Fe] $= 1.97\pm0.1$，从[OI]线在630.0 nm处测量。我们发现$2.56\pm 0.2$的[N/Fe]增加，[C/Fe] $= 1.17\pm$ 0.1的[C/Fe]增加，与文献中已经报道的类似。这意味着$Z_{\star}=0.01 Z_{\odot}$。我们还发现碳同位素比值$^{12}$ C/ $^{13}$ C $ =4\pm2.0$和$^{13}$ C/ $^{14}$ N $ =0.03 ^{+0.035}_{-0.015}$，接近CN循环的平衡值。未检出锂。Na强烈增强（[Na/Fe] $= +2.1 \pm 0.2$），而S和K未检测到。烧硅元素Cr和Mn含量不足，而Co和Zn含量过高（[Zn/Fe] $ = +0.7$）。这是首次在这样一颗极度贫金属的恒星中测量到Zn。中子俘获元素Sr、Y和Ba的丰度随着元素的原子序数而显著降低：[Sr/Fe] $\approx +0.3$、[Y/Fe] $\a…
2002-05-15 astro-ph
A Model for Abundances in Metal-Poor Stars
认为-3<[Fe/H]<-1的恒星中r过程相关元素的丰度可以用三个源的贡献来解释。资料来源如下：由大爆炸碎片形成的第一代非常大质量（>100太阳质量）的恒星，与SNII不同，以及两种类型的SNII，H和L事件，它们只能在[Fe/H]>-3时发生。H事件发生的频率很高，产生的主要是重的r元素（A>130），但没有Fe（可能会留下黑洞）。L事件的频率较低，产生Fe和主要是轻（A<130）的r-元素（基本上没有Ba以上）。利用两颗超贫金属星的观测丰度和太阳r丰度，可以确定第一代超大质量恒星产生的元素的初始或瞬时清单以及H和L事件的产额。恒星中大量元素的丰度可以通过只使用观测到的Eu和Fe丰度来计算。为了使模型结果与-3<[Fe/H]<-1的恒星的观测数据相匹配，需要太阳Sr、Y、Zr和Ba的r丰度必须从标准值显著增加。这里用来拟合恒星数据的这些元素的太阳r分量是否可以与通过减去从模型计算的s分量而从太阳丰度获得的太阳r分量相一致尚不清楚。
2001-06-05 astro-ph
Pop III Hypernova Nucleosynthesis and Abundances in Very Metal-Poor Halo Stars
计算了M = 13 ~ 270 Msun的大质量Pop III星的演化和核合成，并与贫金属晕星的丰度进行了比较。观测到的丰度可以用M < ~ 130 Msun的高能核心坍缩超新星（"hypernovae“）来解释，但不能用M ~ 140-270 Msun的对不稳定超新星（PISNe）来解释。这一结果限制了Pop III和非常贫金属的Pop II恒星的IMF。
2002-05-22 astro-ph
ESO-VLT and Spitzer spectroscopy of IRAS05328-6827: a massive young stellar object in the Large Magellanic Cloud
本文首次给出了位于大麦云星云HII区LHA 120-N148的河外年轻恒星天体IRAS 05328 -6827的热红外光谱。观测到的和模拟的光谱能量分布揭示了一个巨大的YSO，M=20 Msun，这是沉重的嵌入式，可能仍然吸积。由于LMC的金属含量较低而导致的粉尘含量减少允许对该物体进行独特的观察，并且与高C/O比一起可能是观测到的水冰丰度低和甲醇和CO2冰丰度相对较高的原因。
2005-09-22 astro-ph
Massive Decaying Tau Neutrino and Big Bang Nucleosynthesis
将大爆炸核合成预测与由观测数据推断的轻元素丰度进行比较，可以得到中微子种类数、质量、寿命等性质的强约束。最近在高红移类星体吸收系统中测量了氘丰度。预计它们接近原始值，然而，两个小组报告的值不一致，相差一个数量级。在本文中，我们展示了如何我们可以约束$τ$中微子的质量和它的寿命在每种情况下，当我们采用高或低氘数据。我们发现，如果是$0.01 \sec \lesssim τ_{\nutau} \lesssim 1 \sec$和$10\mev \lesssim m_{\nutau} \lesssim 24\mev$，理论预测与低D/H丰度相一致。另一方面，如果我们采用高D/H丰度，我们得到了$τ$中微子质量的上界$m_{\nutau}\lesssim 20 \mev$ .
1998-02-23 astro-ph hep-ph
Big Bang Nucleosynthesis with Long Lived Charged Massive Particles
我们考虑大爆炸核合成（BBN）与长寿命的带电大质量粒子。在衰变之前，长寿命的带电粒子与轻元素复合，形成像氢原子那样的束缚态。这种效应通过改变库仑场和捕获的轻元素的运动学来改变BBN时期的核反应速率，这可以改变轻元素丰度。重核丰度如$^7$ Li和$^7$ Be可能大幅度降低，而比值$Y_p$、D/H和$^3$ He/H保持不变。这可能解决目前BBN预测与观测到的$^7$ Li丰度之间的差异。如果未来的对撞机实验在探测器内部发现了长寿命带电粒子的信号，那么它的寿命和衰变特性的信息不仅可以为理解粒子物理模型提供见解，还可以反过来理解早期宇宙中的现象。
2007-09-18 astro-ph hep-ph
Primordial Nucleosynthesis with Massive Tau Neutrinos
一个巨大的长寿命的τ中微子在MeV制度修改了原始轻元素丰度预测的大爆炸核合成（BBN）计算。这种效应被用来推导τ中微子质量的极限。由于最近的观测情况变得有些混乱，部分，本质上不一致，我们重新考虑的τ中微子质量的BBN限制。为此，我们使用我们新开发的BBN代码来计算原始丰度作为tau中微子质量和宇宙重子密度η的函数。我们推导出几组所谓的原始丰度的η-τ-中微子-质量-平面的一致性区域。在某些情况下，一致区只存在于τ中微子质量不为零时。目前，BBN并没有提供支持或反对τ中微子质量的明确证据。
2000-04-17 astro-ph hep-ph
Nucleosynthesis constraints on massive, stable, strongly interacting particles
我们发现约束重，稳定的，强相互作用的大质量粒子（X）从搜索包含它们的异常核，在原始核合成过程中形成。使用现有的数据，我们得到的丰度比$C_X\equiv n_X/n_B$的范围内的$3\times 10^{-8}$的$3\times 10^{-13}$的质量高达10 TeV的限制，如果$X-N$相互作用是足够强的结合在低Z核。我们还发现了一个粗略的$X-N$相互作用的下限，这意味着在大部分的$M_X$范围内的兴趣与$A\geq 200$的核结合，并解决地球上这种异常核的相对丰度。
1998-08-28 astro-ph hep-ph
Quantum Kinetic Equations and Dark Matter Abundances Reconsidered
从系统与环境相互作用的Caldeira-Leggett模型出发，Joichi，Matsumoto和Yoshimura重新考虑了量子玻尔兹曼方程的推导。他们发现了一个额外的项来解释虚粒子的影响，并且极大地改变了稳定的弱相互作用大质量粒子（WIMP）的残余密度以及不稳定粒子的衰变产物的结果。然而，我们发现，这个修改后的玻尔兹曼方程并没有正确地考虑大质量粒子（这是衰减或湮灭）和轻粒子的热浴之间的相互作用能。我们认为，传统的玻尔兹曼方程给出了正确的结果。
1999-08-02 astro-ph cond-mat.stat-mech hep-ph
