An investigation of the luminosity-metallicity relation for a large sample of low-metallicity emission-line galaxies
本文给出了16个发射线星系28个HII区的8.2mVLT光谱观测和28个发射线星系38个HII区的3.6mESO望远镜光谱观测。这些发射线星系主要是从斯隆数字巡天（SDSS）的数据发布6（DR 6）中选出的，作为缺金属星系的候选者。我们收集光度和高质量的光谱数据，包括新的观测恒星形成星系的大型统一样本。我们的目的是研究邻近星系的光度-金属丰度（L-Z）关系，特别是在其低金属丰度端，并与高红移星系的光度-金属丰度（L-Z）关系进行比较。从我们的新观测中，我们发现在我们样品的66个HII区域中的61个中的氧丰度范围从12+logO/H=7.05到8.22。我们的样本包括27个12+logO/H<7.6的新星系，它们符合极贫金属恒星形成星系（XBCD）的条件。其中有10个HII区，12+logO/H<7.3。新的样本与另外93个低金属量星系相结合，这些星系具有我们以前研究中精确的氧丰度测定，总共产生了154个HII区域的高质量光谱数据集。主要基于Te方法，从SDSS中编译了9000多个具有氧丰度的星系。我们的数据集跨越了8等的范围，相对于它的绝对星等SDSS g（-12>Mg>-20）和近2倍的氧丰度（7.0<12+logO/H<8.8），使我们能够探测附近宇宙的L-Z关系，直到目前研究的最低金属丰度水平。在本样品的基础上建立的L-Z关系与以前获得的发射线星系是一致的。
2009-08-18 astro-ph.CO
Can the James Webb Space Telescope detect isolated population III stars?
孤立的第三星族恒星被假设存在于z=10-30之间，质量可能达到几百个太阳质量。詹姆斯韦伯太空望远镜（JWST）是下一个大型太空红外望远镜，计划于2014年发射。使用6.5米的主镜，它可能能够探测到早期宇宙中形成的一些第一个星系。一个自然的问题是，它是否也能看到任何孤立的第三星族恒星。在这里，我们计算的表观宽带AB星等为300太阳质量的人口III星在JWST过滤器在z=10-20。我们的计算是基于现实的恒星大气层，并考虑到潜在的流量从周围的HII区域的贡献。还考虑了通过前景星系团指向JWST时所实现的引力放大率提升。使用这种机器，我们得出的条件所需的JWST能够检测人口III星隔离。我们发现，在这些红移的JWST检测个别人口III星是不太可能的。然而，一旦考虑到引力透镜，主要问题不一定是这些恒星太暗，而是它们的表面数密度太低。
2011-03-07 astro-ph.CO
Metallicity Gradients and Gas Flows in Galaxy Pairs
我们提出了第一个系统的调查，金属丰度梯度在星系密偶。我们确定了8个星系的金属丰度梯度在密切的对使用HII区金属丰度获得高信噪比的多缝观测与凯克LRIS光谱仪。我们发现，金属丰度梯度在密切对显着浅比梯度孤立的螺旋星系，如银河系，M83，和M101。这些观测提供了第一个确凿的证据，表明相互作用星系中的金属丰度梯度与孤立螺旋星系中的金属丰度梯度有系统的不同。我们的研究结果表明，在星系相互作用和合并中，金属丰度梯度和气体动力学之间有很强的关系。
2010-08-12 astro-ph.CO
Interaction effects on galaxy pairs with Gemini/GMOS- I: Electron density
本文对7个相互作用星系中的\ion{H}{ii}区的电子密度进行了观测研究。这些数据由4400 - 7300 A范围内的长缝光谱组成，这些光谱是由南双子座（GMOS）的双子座多目标摄谱仪获得的。使用发射线[SII] 6716/6731的比率确定电子密度。我们的研究结果表明，从我们的样本相互作用星系的HII区域获得的电子密度估计系统高于孤立星系。相互作用星系的平均电子密度值在$N_{\rm e}=24-532$\，$ \rm cm^{-3}$的范围内，而孤立星系的平均电子密度值在$N_{\rm e}=40-137\: \rm cm^{-3}$的范围内。将观测到的发射谱线与光电离模型的预言进行比较，我们证实了星系AM 1054 A，AM 2058 B和AM 2306 B的几乎所有\ion{H}{ii}区都有激波气体激发的发射谱线。对于其余的星系，只有少数HII区域有由冲击激发的发射线，例如AM1.2322B（1点）和AM1.2322A（4点）。激波的存在和电子密度之间没有相关性。事实上，在我们的样品中发现的最高电子密度值不属于气体冲击激发的对象。我们强调考虑这些量的重要性，特别是当金属丰度是为这些类型的系统。
2013-10-29 astro-ph.CO
Detection of isolated population III stars with the James Webb Space Telescope
第一颗第三星族恒星被预测形成于红移约为10-30的小晕中。詹姆斯韦伯太空望远镜（JWST）暂定于2018年发射，可能能够探测到第一批星系，但它是否也能够探测到第一批恒星仍然是个疑问。在这里，我们探索的前景，检测一个孤立的人口III星或一个小集群的人口III星下降到红移2，无论是在透镜或unlensed领域。我们的计算是基于现实的恒星大气层，并考虑到潜在的流量从周围的HII区域的贡献。我们发现，没有透镜的第三族恒星超出了JWST的范围，即使有透镜的第三族恒星也很难被探测到。然而，后一种方法的主要问题不一定是透镜恒星太暗，而是它们的表面数密度太低。要探测到一颗60个太阳质量的第三星族恒星，当JWST指向星系团MACS J0717.5+3745时，迄今为止探测到的爱因斯坦半径最大的透镜星团，第三星族恒星的宇宙恒星形成率需要比目前最乐观的模型预测的高出大约一个数量级。
2013-01-24 astro-ph.CO
The globular cluster system of NGC 1316. II - The extraordinary object SH2
SH 2被描述为一个孤立的HII区，位于NGC 1316（天炉座A）的核心以南约6.5弧分，是天炉座星系团外围的合并残骸。我们给出了第一个，初步的描述恒星的内容和环境的这个显着的对象。我们使用华盛顿系统的光度数据和哈勃遗产档案馆的HST光度数据进行形态描述和初步孔径光度测定。低分辨率光谱学提供了SH 2中最亮的星团和附近一个中等年龄星团的径向速度。SH 2不是一个正常的HII区，被非常年轻的恒星电离。它包含了许多年龄约为0.1 Gyr的星团。一个环形的形态是惊人的。SH 2似乎与一个中等年龄的大质量球状星团有着相似的径向速度，而球状星团本身是一组较暗星团的主要天体。根据发射谱线估算金属丰度仍然不明确。目前的数据还不允许关于SH 2的性质或起源的确切结论。它可能是一个矮星系，经历了一次极其密集的恒星形成。我们可以见证球状星团是如何捐赠给母星系的。
2012-03-12 astro-ph.CO
Discovery of New Dwarf Galaxy near The Isolated Spiral Galaxy NGC 6503
我们报告了在斯巴鲁扩展紫外（XUV）盘调查期间发现的一个新的矮星系（NGC 6503-d1）。它可能是螺旋星系NGC 6503的伴星。B、V、R、i和H α的解析图像显示出不规则的外观，这是由于明亮的恒星具有潜在的、平滑的和未解析的恒星发射。它被归类为过渡类型（dIrr/dSph）。它的结构性质与本星系群中的矮星相似，V绝对星等~-10.5，半光半径~400 pc，中心表面亮度~25.2。尽管恒星表面的亮度很低，但还是探测到了一个HII区域，虽然它的H α光度很低，这表明在当前的时代没有任何明显的O-星。多个恒星星族的存在由约300颗明亮恒星的色-星等图和矮星的总颜色表示，其总恒星质量的大部分约为4 × 10^6 Msun，属于古老的恒星星族。
2015-04-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Stellar Metallicity of the Extended Disk and Distance of the Spiral Galaxy NGC 3621
利用低分辨率ESO VLT/FORS光谱分析了螺旋星系NGC 3621扩展盘中蓝超巨星的金属丰度（基于Fe、Ti、Mg等元素）。对于7千秒差距以上的外部天体，发现了轻微的太阳下金属丰度（-0.30 dex），与银河系中心半径无关，并且与不存在金属丰度梯度相一致，证实了最近对星际介质HII区域气体氧丰度的调查结果。恒星金属丰度略高于HII地区的基础上测量的弱禁极光氧线在4363 AE，但低于与R23强线方法获得的。它表明，目前的金属丰度水平在扩展盘不能是化学演化的结果，在磁盘的年龄与目前的速度在原位恒星形成。必须有其他机制参与。除了金属丰度，恒星的有效温度，重力，星际红化，和测热星等的确定。在对每个目标应用单独的红化校正后，蓝超巨星的通量加权重力-光度关系被用来获得29.07+/-0.09等的距离模（距离D=6.52+/-0.28 Mpc）。这个新的距离进行了讨论，造父变星和红巨星分支距离的尖端。
2014-04-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Warm Molecular Hydrogen Tail Due to Ram Pressure Stripping of a Cluster Galaxy
我们在Abell 3627星系团的一个螺旋星系ESO 137-001中发现了一个显著的热（130-160 K）氢分子尾，其H_2质量约为4*10^7太阳质量，延伸距离为20 kpc。至少有一半的气体会永久地流失到团内介质中，因为尾部延伸到星系的潮汐半径之外。我们还检测到一个热（400-550 K）组件的尾巴，约1%的质量。在尾部的大的H_2线与红外连续光谱的光度比表明，恒星形成不是主要的激发源，气体可能是激波加热的。这一发现证实了该星系目前正在经历冲压压力剥离，正如之前发现的X射线和Halalpha尾巴所表明的那样。我们估计银河系正在以每年约2-3个太阳质量的速度失去其温暖的H_2气体。如果我们考虑冷的分子气体和原子气体，真实的质量损失率可能更高。我们预测，星系将在一次通过核心的过程中失去大部分气体，并在1 Gyr的冲压压力时间尺度上设置一个强大的上限。我们还研究了星系及其尾部的恒星形成特性。我们确定了大多数以前发现的外部Halpha源在我们的8微米的数据，但不是在我们的3.6微米的数据的尾巴; IRS光谱的区域包含这些Halpha源还揭示了芳香族功能通常与恒星形成。从这些HII区域的位置来看，恒星的形成似乎并不是发生在整个氢分子尾部，而是发生在星系的下游。其中一些HII区域位于星系潮汐半径之外，表明冲压压力剥离可能是星团内恒星的来源。
2010-05-06 astro-ph.CO
Metal Abundances of 12 Dwarf Irregulars from the ADBS Survey
分析了阿雷西博双光束巡天（ADBS）中12个矮不规则星系的长缝光谱。这些星系代表了ADBS探测到的物体的异质样本，但平均而言，它们相对富含气体，表面亮度低，质量低，因此代表了银河系人口中通常不包括在光学调查中的区域。这些星系的金属度光度关系进行了分析，在本文中讨论的星系似乎是在一个给定的光度下丰富的样本相比，从文献中。我们试图确定一个“第二个参数”负责的内在散射和明显的不足，我们的星系。我们没有找到一个明确的第二个参数，但注意到可能的迹象表明，原始气体的下落或混合可能是负责任的。我们推导出多个HII区域在我们的许多星系中的氧丰度，但没有发现任何强烈的迹象金属丰度变化的星系内，除了在一种情况下，我们看到一个孤立的HII区域和其余的星系之间的变化。我们的数据集包括已知最大的HI-光学尺寸比的星系，ADBS 113845+2008。我们对这个星系的丰度分析表明，与光度相似的星系相比，它强烈地过度富集，这表明它不是一个年轻的物体，并证实了Cannon等人的结果。al（2009）认为，这个星系在本星系中似乎本质上是罕见的。
2013-01-31 astro-ph.CO
First measurement of HI 21cm emission from a GRB host galaxy indicates a post-merger system
我们报道了伽马射线暴980425的宿主星系ESO 184-G82的HI 21 cm发射氢原子的探测和绘图。这是第一次从一个拥有伽马射线暴的星系中检测到发射中的HI。ESO 184-G82是一个孤立的星系，在伽马射线暴和超新星SN 1998 bw附近有一个沃尔夫-拉叶区域。这是在本地宇宙中发现的最明亮的HII区域之一，具有非常高的恒星形成密度。HI 21厘米的观测结果显示该星系的HI质量很高，是恒星质量的两倍。HI 21 cm辐射的空间和速度分布揭示了一个扰动的旋转气体盘，这表明该星系最近经历了一次小合并，破坏了它的旋转。我们发现沃尔夫-拉叶区和伽马射线暴都位于星系中HI柱密度最高的区域。我们推测，合并事件导致了气体的冲击压缩，引发了极端的恒星形成活动，并导致沃尔夫-拉叶地区和伽马射线暴的形成。GRB的高HI柱密度环境与高红移伽马射线暴的宿主星系中的高HI柱密度吸收相一致。
2015-08-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
High resolution simulations of the reionization of an isolated Milky Way - M31 galaxy pair
我们提出了一套数值模拟的结果，旨在研究在银河系尺度的再电离。我们使用高分辨率的银河系-M31系统的形成模拟本地集团的再电离。再电离计算是用后处理辐射转移程序ATON进行的，而基本的宇宙学模拟是作为CLUES计划的一部分进行的。我们改变源模型，以括号中的文献中使用的源属性的范围。我们调查的结构和传播的星系电离锋的视觉检查我们的再电离地图。我们发现，在祖细胞内，再电离是不规则的，局部地由内而外进行。随着源光子输出的减少，该过程变得不规则。它通常由一个主要的HII区域和1-4个额外的孤立的较小气泡主导，这些气泡最终重叠。更高的发射率导致更快和更早的局部再电离。在所有的模型中，银河系和M31的再电离持续时间都是相似的，根据源模型的不同，在2.03亿年和2200万年之间，它们的zreion在8.4和13.7之间。在所有的模型中，除了最极端的模型，MW和M31的祖先在内部重新电离，忽略了彼此，尽管即使在再电离的时期彼此相对接近。只有在强超新星反馈抑制质量小于10^9太阳质量的晕中的恒星形成的情况下，并且使用我们的最高发射率，我们才发现MW被M31再电离。
2013-09-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Deep learning approach for identification of HII regions during reionization in 21-cm observations -- II. foreground contamination
本文提出SegU-Net v2卷积神经网络框架，用于在受前景污染的21厘米信号中识别中性区和电离区，并验证其对多种前景去除方法的独立性及在z>9时测量孤立电离气泡体积的能力。
2024-02-28 astro-ph.CO astro-ph.IM
Non-explosive pre-supernova feedback in the COLIBRE model of galaxy formation
Università degli Studi di Milano Bicocca（米兰比可卡大学）；University of Vienna（维也纳大学）；Leiden University（莱顿大学）；University of Hull（赫尔大学）；Lorentz Institute for Theoretical Physics, Leiden University（莱顿大学洛伦兹理论物理研究所）；University of Portsmouth（朴茨茅斯大学）；University of Durham（杜伦大学）
COLIBRE模型中通过非爆炸性预超新星反馈调节恒星形成，提升数值收敛性并促进自调节星系生长。
2026-02-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the massive star content of the nearby dwarf irregular Wolf-Rayet galaxy IC 4662
目的：我们调查了附近的矮不规则Wolf-Rayet星系IC 4662的大质量恒星含量，并考虑了其他贫金属星系，SMC，IC 10和NGC 1569的背景下，它的全球恒星形成特性。研究方法：甚大望远镜/FORS 2成像和光谱学加上存档的哈勃太空望远镜/ACS成像数据集使我们能够在空间上识别该星系内沃尔夫-拉叶星的位置，数量和可能的亚型。我们还调查了两个巨大的HII区域A1和A2的电离光子的一个显着的部分深深地嵌入在这些区域内的建议。结果如下：沃尔夫-拉叶星与IC 4662-A1和A2内的一些源以及A1西北方的第三个致密HII区（A1-NW）有关。一些源似乎是孤立的、单个（或双星）发光的氮序WR星，而扩展源则是质量超过猎户座星云团至多两倍的星团。IC 4662缺乏光学可见的年轻大质量致密星系团，而这些星系团在附近的其他矮不规则星系中很常见。A1和A2的射电和Halalpha电离通量之间的比较表明，它们的总莱曼连续通量的30-50%深深地嵌入在这些区域内。结论：IC 4662的恒星形成面密度不足以让这个星系符合星暴星系的资格，根据它的光度半径R_25。相反，如果我们采用亨特和埃尔默格林的V波段标度长度R_D，IC 4662将完全符合星暴星系的条件，因为它的恒星形成强度将超过0.1 M_sun/yr/kpc ^[2]。
2009-03-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
