Turn-off of Deuterium Astration in the Recent Star Formation of the Galaxy Disk
当地恒星盘的化学特征已经确定，长期，连续的恒星形成一直伴随着稳定的低金属气体从晕吸积率。我们现在认为，最近在银河系中发现的增强的氘（D）分数与这张照片是一致的。我们考虑两个过程：D在恒星内部的毁灭（天体毁灭）和与气体下降有关的几乎原始的D的供应。传统的银河系化学演化模型预测D/H随时间单调下降，目前的D/H丰度远低于最近发现的本地值。这一预测的特征是高水平的氘原子吸收参与形成的局部金属增强盘的结果。在这里，我们提出了一个新的通道来解释所观察到的D/H增强。我们的模型调用了持续的气态下沉和在过去几个回转中下降的恒星形成率，预测在相同的时间间隔内，天球会被抑制。
2010-09-05 astro-ph.GA
Deuteration of Organic Molecules as a Probe of Starless Core and Filament Evolution in Barnard 10
Steward Observatory, The University of Arizona（斯图尔德天文台，亚利桑那大学）
本研究以巴纳德10区域的11个低质量无恒星核为对象，观测氘代分子，发现氘代甲醛存在气相形成，不同纤维的核氘分馏有差异，提示无恒星核的氘代特征可用于研究其演化。
2026-09-02 astro-ph.GA
On the deuterium abundance and the importance of stellar mass loss in the interstellar and intergalactic medium
我们量化的气相丰度的氘和恒星质量损失的气体在宇宙学放大模拟在现实环境中的反馈项目的分数贡献。在低金属丰度下，我们的模拟证实氘丰度非常接近原始值。氘丰度的化学演化，我们在这里得到同意定量分析化学演化模型。我们还发现，氘和氧丰度之间的关系表现出非常小的分散性。我们将我们的模拟结果与现有的高红移观测结果进行了比较，以确定原始氘的分数为2.549 +/- 0.033 x 10^-5，并强调未来在更高金属丰度下的观测结果也可以用来限制这个值。在固定的金属丰度下，氘的分数随着红移的减小而略有下降，这是由于中等质量恒星质量损失的重要性增加。我们发现，在一个星系的平均氘分数的演变与其恒星形成的历史。我们的模拟结果与银河系星际介质的观测结果一致：太阳圈的氘含量是原始氘含量的85- 92%。我们使用模拟来预测未来的观测结果。特别是，氘丰度在较小的银河系中心半径和较高质量的星系中较低，表明恒星质量损失对这些制度中的恒星形成更为重要（甚至可以占主导地位）。吸积到星系上的气体的氘分数高于星系星际介质的氘分数，但低于原始分数，因为它是从星系际介质吸积的气体和之前从星系喷射或剥离的气体的混合物。
2018-03-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the Deuterium-to-Hydrogen Ratio of the Interstellar Medium
观测结果表明，局域星际介质（ISM）中的氘氢比（D/H）约为大爆炸核合成预言的原始比的90%。高（D/H）$_{ISM}$意味着只有一小部分星际气体经过恒星的处理，这破坏了它们出生时的任何氘。使用分析参数的一个区域的化学演化模型，包括吸积和外流，我表明，氘丰度是紧密耦合的核心坍缩超新星（CCSN）元素，如氧的丰度。这些模型预测（D/H）$_{ISM}$与原始丰度的比率为$\approx 1/(1+r Z_O/m_O)$，其中r是再循环分数，$Z_O$是ISM氧质量分数，并且$m_O$是氧的群体平均CCSN产率。使用适合Kroupa（2001）初始质量函数的$r=0.4$和$m_O=0.015$值和最近的CCSN产额计算，太阳氧丰度对应的ISM（D/H）为原始值的87%，与观测结果一致。这种近似值对于大范围的参数值是准确的，物理参数表明，它应该对更复杂的化学演化模型保持准确，使得氘丰度几乎可以对任何再现所观察到的ISM金属丰度的模型进行稳健的预测。与观测到的（D/H）$_{ISM}$值上限的良好一致性支持了长期以来的建议，即氘的视线到视线变化是尘埃耗尽的结果，而不是由原始成分气体的局部吸积增强的低全球（D/H）$_{ISM}$。这一协议限制了偏离常规产量和回收值，这意味着银河系流出物喷射ISM氢的效率与喷射CCSN金属一样高。
2018-05-12 astro-ph.GA
Deuterium fractionation as a multi-phase component tracer in the Galactic Centre
中央分子区（CMZ）包含了银河系的大部分质量，但其恒星形成率比银河系圆盘低一个数量级。这可能与CMZ中的大部分气体处于温暖（$>$ 100 K）和湍流阶段，几乎没有物质处于恒星前阶段的事实有关。在这封信中，我们提出了对HCN，HNC，HCO $^{+}$，和N $_{2}$ H $^{+}$朝向CMZ分子云G+0.693-0.027的氘分馏（D/H比）的观测。这些观测首次清楚地表明，除了具有$\sim$ 20 km s $^{-1}$线宽的温暖的、密度较小的和湍流较弱的宽分量外，还存在一个更冷、密度较大和湍流较小的窄分量，其线宽为$\sim$ 9 km s $^{-1}$。HCO $^{+}$和N $_{2}$ H $^{+}$的D/H比$\le$ 6 $\times$ 10 $^{-5}$非常低，接近宇宙值（$\sim$ 2.5 $\times$ 10 $^{-5}$），而衍生自广泛组分的HCN和HNC的高D/H比$>$ 4 $\times$ 10 $^{-4}$证实了腈类存在高温氘化途径。对于窄组分，我们推导出D/H比$>$ 10 $^{-4}$和激发温度的$7$ K的所有分子，这表明动力学温度$\le$ 30 K和H $_2$密度$\ge$ 5 $\times$ 10 $^{4}$ cm $^{-3}$，至少一个数量级大于宽组分。这封信中提出的方法可以识别恒星形成边缘的云，即…
2022-02-08 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
JOYS: The [D/H] abundance derived from protostellar outflows across the Galactic disk measured with JWST
该研究利用JWST的JOYS项目数据，通过旋转图分析测量银河系盘内10个原恒星外流的气相[D/H]，发现低质量源间差异达4倍且整体低于模型预期，提出氘在碳质尘埃上的耗尽可能是原因，需进一步观测验证。
2025-01-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
An analysis of the deuterium fractionation of star-forming cores in the Perseus molecular cloud
利用亚利桑那射电天文台亚毫米波望远镜和基特峰12米望远镜对英仙座分子云中64个N2 H+明亮的无星和原恒星核心的N2 D + 2-1和N2 D + 3-2发射进行了定点观测。结果表明，氘在N_2H ~+中的平均分馏率R_D = N（N_2D ~+）/N（N_2H ~+）= 0.08，最大分馏率R_D = 0.2。在检测到的来源，我们没有发现显着差异的氘分馏无星和原恒星的核心，也没有核心之间的集群或孤立的环境。我们比较了氘馏分N2 H+与先进的核心演变的参数。我们只发现氘分数和增加的H_2柱密度之间的显着相关性，以及与增加的中央核心密度，为所有的核心。对于原恒星源，我们还发现R_D与辐射热温度之间存在显著的反相关。我们发现，英仙座的核心的特点是低的CO消耗值相对于以前的研究恒星形成的核心，类似于最近的结果在蛇夫座分子云。我们认为，低的平均CO消耗是占主导地位的机制，限制了英仙座核心的平均氘分馏小的值。虽然当前的平衡和动态化学模型能够重现我们在英仙座中发现的氘分馏值范围，但重现整个核心的散射需要改变参数，例如电离分数或整个云的正氢与仲氢之比，或核心演化时间尺度的范围。
2013-01-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Deuterium and $^{15}$N fractionation in N$_2$H$^+$ during the formation of a Sun-like star
虽然化学模型预测N $_2$ H $^+$中的氘分馏是恒星形成过程中一个很好的演化示踪剂，但氮的分馏仍然是一个知之甚少的过程。最近的模型质疑了类似的演变趋势，预计在N $_2$ H $^+$的两个分馏机制，基于一个经典的情况下，在冷气体中发生的离子中性反应应该引起的N $_2$ D $^+$，$^{15}$ NNH $^+$，和N $^{15}$ NH $^+$的丰度增强。在ASAI IRAM-30 m大型计划的框架内，我们研究了氘和$^{15}$ N在N $_2$ H $^+$中的分馏，这是类太阳恒星形成过程不同演化阶段的最佳代表。我们的目标是最终确认（或否认）经典的“离子中性反应”的情况下，预测一个类似的趋势D和$^{15}$ N分馏。我们没有发现从$^{15}$ NNH $^+$和N $^{15}$ NH $^+$同位素同源物的$^{14}$ N/ $^{15}$ N比的任何演化趋势。因此，我们的研究结果证实，在类太阳恒星的形成过程中，核心演化与$^{15}$ N的分馏无关。$^{14}$ N/ $^{15}$ N比值与时间无关，这一点也在高质量恒星形成核心中发现，这表明在彗星和原行星盘中发现的$^{15}$ N富集不太可能发生在核心尺度上。然而，我们已经坚定地证实了H/D比的演化趋势，N $_2$ H $^+$ /N $_2$ D $^+$比在前恒星核心阶段之前下降，在原恒…
2018-01-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Deuterium chemistry of dense gas in the vicinity of low-mass and massive star forming regions
氘与氢原子的标准星际比（D/H）是$\sim 1.5 \times 10^{-5}$。然而，氘分馏实际上被发现在不同程度上增强，在冷的，黑暗的核心，大质量恒星形成区域周围的热核心，不冷的核心，以及低质量恒星形成区域周围的温暖核心（{ \it，热corino）。在本文中，我们调查的整体差异，氘化学之间的热核和热corino。我们用气体颗粒化学模型模拟了低质量和大质量恒星形成区周围致密气体的化学性质。我们研究了不同的核心密度、气体物质对尘埃颗粒的消耗效率、坍缩模式和原恒星的最终质量对恒星形成区化学演化的影响。我们发现，氘化学是，在一般情况下，最敏感的变化的耗尽效率的粮食表面上，与观察一致。此外，结果表明，在热的核心比在热corino的化学是更敏感的坍缩核心的最终密度的变化。最后，我们发现，氘硫轴承物种在致密气体周围的热核心和corinos的比例可能是很好的演化指标，以类似的方式作为他们的非氘同行。
2014-06-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Deuterium fractionation and the degree of ionisation in massive clumps within infrared dark clouds
（删节）我们的目标是确定与IRDC相关的七个巨大团块样本中CO消耗、氘分馏和电离的程度。用APEX望远镜观测了C17 O（2-1）、H13 CO+（3-2）、DCO+（3 -2）、N2 H+（3-2）和N2 D+（3-2）向团簇的跃迁。CO分子在观察到的团块中似乎没有明显耗尽。DCO+/HCO+和N2 D +/N2 H+柱密度比分别约为0.0002-0.014和0.002-0.028。前者的比例被发现作为气体动力学温度的函数减少。一个简单的化学分析表明，电离度的下限在x（e）~10^{-8}-10 ^{-7}的范围内，而估计的上限在几个10^{-6}到~10^{-4}的范围内。x（e）的下限意味着H2的宇宙射线电离率在zeta_H2~10^{-17}-10 ^{-15} s^{-1}之间。这是迄今为止报告的大规模IRDC的x（e）和zeta_H2的首次估计。在观测到的来源中，CO没有耗尽的发现符合这样一个事实，即它们显示了恒星形成活动的证据，据信恒星形成活动将CO从冰粒地幔释放回气相。观察到的氘化程度低于低质量的无星核心和原恒星包层。随着温度的升高，氘的减少可能反映了团簇的演化。另一方面，与年轻的高质量恒星的关联可以将zeta_H2和x（e）提高到通常在低质量恒星形成区发现的水平之上。在我们观测到的尺度上，双极扩散不可能是团块演化的主要驱动力，除非它发生在>>10^6年的时间尺度上…
2011-08-29 astro-ph.GA
Universes without the Weak Force: Astrophysical Processes with Stable Neutrons
我们研究一类宇宙中的弱相互作用是不运作的。我们考虑天体物理过程是如何改变的弱力的情况下，包括大爆炸核合成（BBN），星系形成，分子云组装，恒星形成，和恒星演化。没有了弱相互作用，中子就不再衰变，宇宙从早期的时代就以质子、中子、氘和氦的混合物出现。重子-光子比必须小于我们宇宙中的正则值，才能让自由核子在BBN时代存活下来，而不被合并到更重的原子核中。在稍后的时间里，自由中子很容易与质子结合，在星际介质足够密集的部分产生氘，并在它们被纳入恒星之前提供能量来源。几乎所有的中子在恒星形成之前都被纳入氘核。因此，恒星演化主要是通过强相互作用进行的，氘首先燃烧成氦，然后氦融合成碳。低质量的氘燃烧恒星可以是长寿的，而更高质量的恒星可以合成生命所必需的更重的元素。虽然与我们的宇宙有些不同，但这样的宇宙仍然可能适合居住。
2018-01-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Linking the dust and chemical evolution: Taurus and Perseus -- New collisional rates for HCN, HNC, and their C, N, and H isotopologues
HCN、HNC和它们的同位素体是普遍存在的分子，可以作为化学温度计和演化示踪剂来表征恒星形成区域。尽管它们在携带对恒星形成区域的化学和演化研究至关重要的信息方面很重要，但其中一些分子的碰撞率在过去还没有用于严格的研究。我们进行了最新的气体和尘埃的化学特性的两个不同的恒星形成区域，TMC 1-C和NGC 1333-C7，使用新的碰撞速率的HCN，HNC，和他们的同位素。我们研究了环境和恒星反馈在它们的化学和演化中可能产生的影响。通过毫米波观测，我们得到了它们的柱密度、C和N同位素分数、同分异构比和氘分馏。在3毫米和850 $μ$米的连续数据，使我们能够计算的发射率光谱指数，并寻找晶粒生长作为一个进化的示踪剂。H $^{13}$ CN/HN $^{13}$ C比率与HCN的氘分数呈线性相关，因此其可容易地用作温度的代表。光谱指数$(β\sim 1.34-2.09)$与H $^{13}$ CN/HN $^{13}$ C比值呈试探性的负相关关系，表明在演化的、较热的和较少氘代的源中晶粒生长。与TMC 1-C不同，NGC 1333-C7观测到的尘埃温度和光谱指数的南北梯度表明来自NGC 1333主云的反馈。通过对这两个恒星形成区的最新表征，我们发现化学和物理性质是密切相关的。尘埃温度，氘分数，和光谱指数是互补的演化示踪剂。大尺度环境因素可能主导着星团形成区的化学和演化。
2022-12-15 astro-ph.GA
Molecular Cloud Cores with High Deuterium Fraction: Nobeyama Single-Pointing Survey
我们提供了对分布在五种不同环境（$λ$ Orionis、Orion A、B、银河平面和高纬度）的普朗克银河冷团中嵌入的207个致密核心进行单点测量的结果，以识别处于恒星形成边缘的致密核心，以研究恒星形成的初始条件。我们观察到这些核心的8个分子线在76-94 GHz的Nobeyama 45米望远镜。我们发现早期类型的分子（例如，CCS）具有低检测率，并且晚型分子（例如，N $_2$ H $^+$，c-C $_3$ H $_2$）和氘代分子（例如，N $_2$ D $^+$，DNC）具有高检测率，表明大多数核是化学进化的。发现氘分数（D/H）随着距离的增加而减小，这表明对于远芯（$>$ 1 kpc），氘分数遭受D/H对线之间的差分束稀释。对于位于相似距离的$λ$ Orionis、Orion A和B，D/H没有显著差异，这表明在这三个区域中观察到的化学性质没有系统差异。我们在猎户座地区确定了至少八个高D/H核心，两个在高纬度地区，这是最有可能接近恒星形成的开始。没有明确的证据表明在无星阶段湍流的演化变化，这表明湍流的耗散不是恒星形成开始的主要机制，从0.04 pc的光束大小的观测判断。
2020-07-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Molecular Cloud Cores with High Deuterium Fractions: Nobeyama Mapping Survey
我们提出的44个领域，包含107个SCUBA-2核心的发射线的分子，N $_2$ H $^+$，HC $_3$ N，和CCS在82 $-$ 94 GHz的使用Nobeyama 45米望远镜的飞行测绘观测结果。这项研究的目的是调查核心的物理性质，显示高氘分数，并可能接近恒星形成的开始。我们发现，N $_2$ H $^+$和HC $_3$ N谱线发射的分布与850- $μ$ m尘埃连续谱线发射的分布近似，而CCS谱线发射往往未被探测到，或分布在850- $μ$ m尘埃连续谱线发射峰位周围的团簇结构中。偶尔（12%），我们观察到CCS排放，这是一个早期型气体示踪剂对年轻的恒星对象，可能是由于当地的高激发。朝向恒星形成的演化不会立即影响非热速度色散。
2021-06-08 astro-ph.GA
Measurement of [HDCO]/[H2CO] Ratios in the Envelopes of Extremely Cold Protostars in Orion
我们目前的观测HDCO和H2 CO的排放量对样本的15个0级原恒星在猎户座A和B云。其中，11颗原恒星是赫歇尔发现的PACS亮红源（PBRS），4颗是以前发现的原恒星。我们的观测首次揭示了PBRS包层的化学性质。HDCO和H2 CO的柱密度来自于单碟观测，角分辨率约为20弧秒（约8400 AU）。H2 CO的氘代度（[HDCO]/[H2 CO]）估计为0.03至0.31。大多数PBRS源的氘分馏（70%）与非PBRS源的氘分馏相似。三个PBRS（30%）表现出高氘分馏，大于0.15。整个PBRS样品中H_2CO氘分馏的变化很大，可能反映了恒星形成核心初始条件的多样性。[HDCO]/[H_2CO]比值与原恒星的演化序列没有明显的相关性。
2015-10-13 astro-ph.GA
From Prestellar to Protostellar Cores II. Time Dependence and Deuterium Fractionation
我们调查的分子演化和D/H丰度比，发展作为恒星形成的收益从致密云核心的原恒星核心，通过求解气体颗粒反应网络应用到1-D辐射流体动力学模型与下落流体包裹。气体和冰地幔物种的空间分布计算在第一个核心阶段，并在一个原恒星诞生后的时间。气相甲醇和甲烷比CO更丰富的半径$r\lesssim 100$ AU在第一个核心阶段，但随着时间的推移逐渐减少，而更大的有机物种的丰度增加。当复杂的有机分子有效地形成时，对于在后期阶段落入的那些流体包裹来说，预热阶段的寿命更长。不饱和碳链的形成（热碳链化学）在后期也更有效;与CH $_4$反应形成碳链的C $^+$随着包膜密度的降低而增加。大的有机分子和碳链是强烈的氘代，主要是由于高的D/H比在母体分子，确定在冷相。我们还扩展了我们的模型，简单地模拟化学拱盘，通过暂停1-D的流体包裹在恒定的磁盘半径的下降。物种CH $_3$ OCH $_3$和HCOOCH $_3$的丰度增加在$10^4-10^5$年在固定的温暖的温度;两者也有很高的D/H比。
2012-10-16 astro-ph.GA
A High Precision Survey of the D/H Ratio in the Nearby Interstellar Medium
本研究通过高精度测量16个银河系目标的H I Ly alpha吸收线，结合FUSE氘柱密度数据，确认了Local Bubble外D/H比率的空间变异性，并发现该变异性并非仅由尘埃消耗引起，为富氘气体落入银河系平面提供了支持。
2023-02-19 astro-ph.GA
Topics on Galactic Chemical Evolution
我讨论了三个不同的主题在银河系的化学演化：“令人费解的”没有任何观测签名的次要元素;银河星系晕晕的层次星系形成的框架内建设，从它的金属丰度分布证明;和潜在的重要作用，径向迁移可能在星系盘的演化，根据最近的研究。
2011-01-11 astro-ph.GA
HD depletion in starless cores
目的：我们的目标是调查轻氘轴承的物种，如HD，H2 D+和D2 H+的气体颗粒化学模型，包括广泛的描述氘和自旋态化学，在物理条件下适合的无星核心的中心。方法：我们结合气体-颗粒化学模型和辐射转移计算来模拟无星核的密度和温度结构。该化学模型包括具有多达4个原子的物质的氘代形式和轻物质H2、H2+和H3+的自旋态以及它们的氘代形式。结果如下：我们发现HD最终会从气相中耗尽，因为氘被有效地结合到谷物表面HDO中，导致谷物上的HD生产效率低下。HD耗尽不仅对例如H2 D+和D2 H+的丰度有影响，其产生取决于HD的丰度，而且当与重元素不影响化学的完全耗尽模型相比时，对各种轻物质的自旋态丰度比也有影响。结论：虽然最终的HD耗尽导致轻氘轴承物种从气相中在一个相对较短的时间尺度在高密度的消失，我们发现，在核心演化的后期阶段的H2 D+和D2 H+的丰度增加向核心边缘和distributions变得延长。HD耗尽的时间尺度增加，如果更少的氧气最初存在于气相中，由于气体和尘埃之间的化学相互作用包围的无星核心阶段。如果允许H2在晶粒表面隧穿，我们的结果会受到很大影响，因此不仅需要更多的隧穿实验数据，而且还需要更多的O + H2表面反应实验数据。
2013-04-15 astro-ph.GA
JINA-NuGrid Galactic Chemical Evolution Pipeline
银河系化学演化是一个涉及核物理、恒星演化、星系演化、观测和宇宙学的课题。这些领域之间的持续交流和反馈是提高我们对星系如何形成以及元素如何在星系和星系际空间中产生和循环的理解的关键组成部分。在本论文中，我们介绍了JINA-NuGrid化学演变管道的现状。它的目的是探索核天体物理学的不确定性对银河系化学演化的影响，以提高我们的知识，在宇宙学背景下的元素的起源，并创建所需的跨学科的连接。
2016-09-29 astro-ph.GA
Chemical evolution of the Galactic disk(s)
我们强调我们的高分辨率光谱元素丰度调查的F和G矮星在太阳附近的一些结果。
2012-01-10 astro-ph.GA
The effect of secular galactic growth on the evolution of star clusters
星系通过暗物质的绝热吸积而成长是星系演化的主要驱动力之一。通过将其与合并等其他过程隔离开来，我们分析了它如何影响星团的演化。我们的研究包括一个快速和近似的探索轨道和内在的集群参数空间，更详细的监测其演变，通过N体模拟的少数情况下。我们发现，今天的星团和它们的潮汐尾的属性差异很小，无论是集群嵌入在一个不断增长的星系晕为12 Gyr，或在一个静态的。
2015-03-16 astro-ph.GA
The Impact of Nuclear Physics Uncertainties on Galactic Chemical Evolution Predictions
模拟银河系中元素的演化是一项多学科和具有挑战性的任务。除了模拟银河系130亿年的演化之外，化学演化模拟还必须跟踪从每个感兴趣的天体物理位置合成和喷射的元素（例如，超新星，致密双星合并）。这种喷出物的元素丰度是化学演化代码的基本输入，通常取自核天体物理学界进行的理论核合成计算。因此，几乎所有的化学演化预测都依赖于这些计算背后的核物理。在这篇论文中，我们强调了核物理不确定性对星系化学演化预测的影响。我们证明，核物理和星系演化的不确定性都对解释太阳系中中子捕获元素的起源产生重大影响。这些结果是建立和维持核天体物理学和星系演化领域之间合作的动力。
2019-10-31 astro-ph.GA
Water deuterium fractionation in the high-mass star-forming region G34.26+0.15 based on Herschel/HIFI data
了解水的氘分馏作用对于限制星际云中水的形成机制是非常重要的。用赫歇尔空间天文台上的HIFI仪器以及地面单碟望远镜对高质量恒星形成区G34.26+0.15进行了HDO和H $_2^{18}$ O跃迁观测。检测到10条HDO谱线和3条H $_2^{18}$ O谱线，覆盖了22-204 K的高能级范围。我们使用非LTE 1D分析来确定作为包络中半径的函数的HDO/H $_2$ O比率。考虑了具有不同水丰度分布的模型，以重现所观察到的线剖面。发现热芯（$\sim$ 3.5 $\times$ 10 $^{-4}$ - 7.5 $\times$ 10 $^{-4}$）中的HDO/H $_2$/O比低于较冷包层（$\sim$ 1.0 $\times$ 10 $^{-3}$ - 2.2 $\times$ 10 $^{-3}$）中的HDO/H $_2$/O比。这是第一次发现HDO/H $_2$ O比率的径向变化发生在高质量源中。该源的化学演化被建模为其半径的函数，并且观察结果相对较好地再现。化学模式与观测结果的比较得出红外暗云阶段后$\sim$ 10 $^5$年的年龄。
2014-09-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
The chemical evolution of the Galactic Bulge seen through micro-lensing events
星系核球是理解星系形成和演化的核心。在这里，我们报告了最近的研究，利用微透镜事件，以获得高分辨率和中等高的信噪比的矮恒星在银河系隆起的光谱。通常，这对于银河系核球中暗淡的关闭恒星是不可行的，但微透镜提供了这种可能性。元素丰度的趋势，在银河系的隆起所跟踪的矮星是非常相似的矮星在太阳附近看到的。我们讨论的年龄和金属丰度分布函数推导出的银河系核球的微透镜矮星的影响。
2011-10-26 astro-ph.GA
Galactic outflows and the chemical evolution of dwarf galaxies
矮星系中的星系风是由超新星爆炸释放的能量驱动的，恒星形成后的恒星风产生了一个超压的热气腔。虽然恒星形成阶段的光度和星系的质量在决定星系风的发生和新产生的金属的命运方面起着关键作用，但其他参数也起着同样重要的作用。在这方面的贡献，我们解决了以下问题：（一）什么是超级气泡的后期演变和超级气泡腔的最终命运是什么？(ii)ISM的多相性，特别是热气体与嵌入云的共存，如何影响星系风的发展？(iii)星系的扁平化和两极星系风的发展之间有什么关系？
2009-01-14 astro-ph.GA
Galactic chemical evolution]{Galactic chemical evolution of the solar neighborhood, solar twins and exoplanet indicators
银河系化学演化（GCE）、太阳类似物或孪生体，以及孪生体太阳成分的特殊性是密不可分的。我们从文献中检查GCE参数，并使用二次拟合给出太阳年龄为零的新导出值（即，4.6 Gyr）。我们展示了如何GCE参数不仅可以用来“纠正”丰度的太阳能年龄，但预测相对元素丰度作为年龄的函数。我们解决的问题是，太阳能丰度是否耗尽耐火材料和增强挥发物，并发现答案是敏感的选择一个有代表性的标准。质量最好的数据集并不支持太阳的耐火材料耗尽和挥发物增加的概念。一个简单的模型使我们能够估计从太阳中缺失或添加到平均太阳孪生中的富耐火材料的数量。该模型给出了0到1.4个地球质量。
2022-03-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Contributions of supernovae type II & Ib/c to the galactic chemical evolution
超新星SN II和Ib/c在星系化学演化过程中对稳定核素的清单做出了重要的恒星核合成贡献。一个案例研究是在这里进行的帮助下，最近开发的数值模拟的银河系的化学演化在太阳附近的了解的贡献SN II和Ib/C的恒星核合成产量的比较，在该领域的两个领先的团体。这些恒星核合成产额在处理恒星演化和核合成方面有所不同。银河系化学演化的公式是在最近修订的太阳金属丰度为0.014的情况下发展起来的。此外，最近的核合成产额的恒星模型的基础上修订的太阳金属丰度也被使用。分析表明，它可能是难以解释的自洽的方式与元素的演化趋势在银河系的时间尺度上的任何单一采用的恒星核合成模型的SN II和Ib/c的各种功能。
2014-01-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evolution of Broad-line Emission from Active Galactic Nuclei
活动星系核的内禀宽线辐射除了与观测相关的遮蔽外，还遵循一个演化序列：$1 \to 1.2/1.5 \to 1.8/1.9 \to 2$型，因为吸积到中心黑洞上的速率逐渐减小。这种光谱演化至少部分由参数$L_{\rm bol}/M^{2/3}$控制，其中$L_{\rm bol}$是活动星系核的热光度，$M$是黑洞的质量。这种依赖性和沿着序列出现的双峰轮廓都是在活动星系核宽线区域的盘风情景中自然产生的。
2013-12-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
From the cosmological Li problem to the Galactic Li evolution
李是一个给天体物理学提出深刻见解但又带来许多问题的元素。在这篇论文中，我首先介绍了宇宙学Li问题的恒星解，它揭示了Li在这些恒星诞生后不久首先被摧毁并重新积累，然后讨论了Li在星际介质中以分子LiH的形式存在，以及利用Gaia-ESO巡天数据在银河系厚盘和薄盘中观察到的不同Li富集历史。
2020-06-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
