On the 3D structure of the mass, metallicity, and SFR space for SF galaxies
我们证明了由恒星形成率（SFR），气相金属丰度（Z）和恒星质量（M）形成的空间，可以减少到一个平面，首先由拉拉洛佩兹等人提出的。我们研究了三种不同的方法来找到这个3D空间的最佳表示，使用主成分分析，回归拟合，和binning的数据。PCA表明，该3D空间可以仅在2维中充分表示，即，飞机了我们发现，使所有变量的chi ^2最小的平面，从而提供了数据的最佳表示，对应于恒星质量作为SFR和$Z$的函数的回归拟合，M=f（Z，SFR）。我们发现，由我们的数据的箱中的中值得到的分布给出了最高的卡方面积。我们还表明，用于推导基本金属丰度关系（Nagao等人）的氧丰度的经验校准。有重要的局限性，这导致了明显的不一致。主要问题是这些经验校准没有考虑气体的电离度。此外，由于[NII]6584线在高金属度区域的饱和，使用N2指数来估计氧丰度不能应用于~8.8。最后，我们提供了一个更新的基本面来自劳拉-洛佩兹等人。
2013-01-05 astro-ph.CO
A fundamental plane for field star-forming galaxies
恒星形成率（SFR）、金属丰度和恒星质量是恒星形成星系的重要参数，是其形成和演化的特征。他们被称为是相互关联的低和高红移的质量-金属丰度，质量-SFR，和金属丰度-SFR的关系。在这项工作中，我们证明了在由恒星形成星系的轴SFR [log（SFR）（M_sun yr^-1）]，气体金属丰度[12+log（O/H）]和恒星质量[log（M_star/M_sun）]定义的3D空间中存在一个平面。我们使用了斯隆数字巡天-数据发布7（SDSS-DR 7）的“主要星系样本”中的恒星形成星系，其红移范围为0.04 < z < 0.1，r星等在14.5和17.77之间。金属丰度、SFR和恒星质量取自约翰霍普金斯大学马克斯-普朗克天体物理研究所（MPA-JHU）发射线分析数据库。从44214个星系的最后一个样本，我们发现第一次场星系的基本平面有关的SFR，气体金属丰度，恒星质量的恒星形成星系在当地的宇宙。这个平面的应用之一是从SFR和金属丰度估计恒星质量。来自文献的红移约为2.2和3.5的高红移数据没有显示出在这个基本平面上演化的证据。
2010-09-24 astro-ph.CO
The intrinsic SFRF and sSFRF of galaxies: comparing SDSS observation with IllustrisTNG simulation
观测得到的恒星形成率函数（SFRF）和比星形成率函数（sSFRF）受到爱丁顿偏差的影响，这是由于SFR的不确定性造成的。我们开发了一种新的方法来纠正爱丁顿的偏见，并获得了内在的SFRF和sSFRF从斯隆数字巡天数据发布7。内在的SFRF是在良好的协议，从以前的数据在文献中的测量依赖于紫外SFR，但它的高恒星形成端略低于那些红外和无线电示踪剂。我们证明了SDSS的内在sSFRF具有双峰形式，其中一个峰位于代表恒星形成对象的${\rm sSFR \sim 10^{-9.7} yr^{-1}}$，而另一个峰位于代表淬灭人口的${\rm sSFR \sim 10^{-12} yr^{-1}}$。此外，我们将我们的观察结果与来自IllustrisTNG和Illustris模拟的预测进行了比较，并表明“TNG”模型的性能比其前身好得多。然而，我们表明，模拟SFRF和宇宙恒星形成密度（CSFRD）的TNG模拟是高度依赖于分辨率，反映了该模型的局限性和当今最先进的模拟。我们表明，双峰，双峰sSFRF隐含的SDSS观测不出现在TNG，无论采用的盒子大小或分辨率。这种紧张局势反映了需要列入一个额外的有效淬火机制的TNG模型。
2020-06-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy Pairs in the Sloan Digital Sky Survey - V. Tracing changes in star formation rate and metallicity out to separations of 80 kpc
我们提出了一个样本的1899个星系与密切的同伴采取SDSS DR 7。选择的星系对的速度差小于300 km/s，投影间距（rp）小于80 kpc/h，质量比在0.1和10之间，恒星形成率和气相金属丰度的测量结果可靠。我们匹配的星系的总恒星质量，红移，和本地密度的一组10个控制星系每对星系。因此，对于每一对星系，我们可以计算与相互作用过程相关的恒星形成率（SFR）和金属丰度的统计变化。相对于对照样本，我们发现成对的星系显示出典型的SFR增强，平均而言，在rp < 30 kpc/h时比对照样本高60%。此外，这两对显示出更适度的SFR增强，约为30%，至少达到80 kpc/h（我们样本中最宽的分离）。在大合并和小合并的Galerkin在所有的rp都显示出显著的SFR增强，尽管最强的星爆（SFR增强了~10倍）似乎只出现在大合并中。这是第一次，我们还能够跟踪星系对中金属丰度的变化作为预测分离的函数。在星系对中，金属丰度通常被稀释约0.02 dex，在最小的分离处，平均金属丰度减少-0.03 dex。通过与理论模型的比较，解释了预测分离的SFR和金属丰度趋势。这些模拟表明，在小分离的SFR增强的峰值是由于合并过程接近尾声的系统。在SFR增强至少80千秒差距/小时的延长高原是由星系，已经取得了近心通道，现在正在经历触发恒星形成的轨道上对apogalacticon，或在随后的密切的做法。（节录…
2012-07-19 astro-ph.CO
The physics of the fundamental metallicity relation
我们提出了一个简单的，红移无关的分析模型，解释当地的基本金属丰度关系（FMR），考虑到恒星形成的物理过程，流入的金属贫星系际介质（IGM）气体，和流出的金属丰富的星际介质（ISM）气体。我们证明了FMR的物理学可以概括如下：对于恒星质量M * >= 10^11太阳质量的大质量星系，由于恒星形成而导致的ISM金属富集被贫金属IGM气体的流入所补偿，导致气体金属丰度随恒星形成率（SFR）的恒定值;由于这些星系的大势阱，流出可以忽略不计。另一方面，由于SFR较小，质量较小的星系产生的重元素也较少，而这些重元素由于其浅势阱而更有效地被抛射，因此，对于给定的M *，气体金属丰度随SFR减小。对于这样的星系，外流效率决定的斜率，和膝盖的金属性SFR关系。在不改变任何参数的情况下，这个简单的模型也成功地与大约260个邻近星系的样本中观察到的气体分数-气体金属丰度关系相匹配。
2013-01-18 astro-ph.CO
The electron temperatures of SDSS high-metallicity giant extragalactic HII regions
高金属丰度（12+log（O/H）> 8.2）HII区域的光谱是从斯隆数字巡天（SDSS）的第6期数据中提取的，在这些区域，O+和O++区域的氧极光线都是可测量的。我们的最终样本由181个星系中HII区域的SDSS光谱组成，红移范围从~0.025到~0.17。并对t2，O-t3，O图进行了分析。在SDSS HII区，电子温度t_2，O在给定的电子温度t_3，O值下有很大的离散性。大部分SDSS HII区位于邻近星系HII区的t2，O-t3，O关系式之下，即SDSS HII区的位置表现出向低t2，O温度或/和向高t3，O温度的系统性移动。如果SDSS HII区是由两个或多个不同温度的电离源激发的复合星云，那么它们在t2，O-t3，O图上的散射和位移就可以理解。
2009-12-14 astro-ph.CO
The metallicity of the long GRB hosts and the Fundamental Metallicity Relation of low-mass galaxies
根据最近在恒星质量大于10^9.2 Msun的SDSS星系中发现的基本金属丰度关系（FMR）、金属丰度与质量的紧密关系以及SFR，研究了长伽马射线暴（GRB）宿主星系的金属丰度性质.由于大多数伽玛暴宿主的质量都低于这个极限，因此FMR只能在向更低质量扩展后使用。为此，我们研究了质量低至~10^8.3 Msun的星系的FMR，发现FMR在较低质量时确实平滑地扩展，尽管散射要大得多。然后，我们比较所得到的FMR与18个宿主星系的长GRB的金属丰度特性。虽然伽玛射线暴的主机显示出系统的偏移相对于质量金属丰度的关系，他们是完全符合FMR。这表明，质量-金属丰度关系的差异是由于高于平均的SFR，并且具有光学余辉的GRB不会优先选择恒星形成星系中的低金属丰度宿主。因此，明显的低金属丰度是在低质量、活跃的恒星形成星系中发生长GRB的结果，已知这些星系在当前的宇宙SFR中占主导地位。
2011-02-05 astro-ph.CO
A fundamental metallicity relation for galaxies at z = 0.84 - 1.47 from HiZELS
我们获得了Subaru FMOS观测的H α发射星系从HiZELS窄带调查，调查恒星质量，金属丰度和恒星形成率之间的关系，在z = 0.84 - 1.47，与基本金属丰度关系在低红移。我们的研究结果表明，第一次与均匀选择的样本，在z = 1 - 1.5的典型恒星形成星系存在的关系，它是令人惊讶的相似，在当地看到的。因此，在z = 1 - 1.5的恒星形成星系的金属丰度并不比在z = 0.1的类似质量和恒星形成率（SFR）的星系少，这与一些早期研究的说法相反。我们的结论是，大部分的金属富集这个恒星形成星系人口发生在4 Gyr之前z = 1.5。我们拟合了一个新的质量金属丰度SFR平面，这与其他高红移研究是一致的。然而，有一些证据表明，这个高红移平面的质量-金属丰度分量是平坦的，在所有SFR，与z = 0.1相比，这表明恒星形成驱动风等过程，被认为是从低质量晕中去除富集气体，在这个早期时代还没有产生如此大的影响。SFR-金属丰度关系在这个新平面上的负斜率与z > 1的典型星系的SFR的升高是由贫金属气体的流入而不是主要的合并所推动的这一图像是一致的。
2013-09-26 astro-ph.CO
Cosmic Evolution of Star Formation In SDSS Quasar Hosts Since z=1
我们介绍了一个完整的57个SDSS 1型类星体样品在z~1的斯皮策IRS观测。在大约一半的样本中检测到6.2和/或7.7微米的芳香特征，并显示出与正常星系在低和高红移时相似的轮廓，表明这些特征是恒星形成的起源。根据z~1处正常恒星形成星系的芳香族与恒星形成红外光度之比（SFIR），构造了z~1类星体的SFIR光度函数（LF）。正如我们之前对低红移PG类星体的发现一样，这些z~1类星体比z~1场星系显示出更平坦的SFIR LF，这意味着类星体宿主星系群比场星系群平均具有更高的SFR。从它们的SFIR LF测量，单个类星体宿主平均具有LIRG水平的SFR，主要出现在环核区域。通过与低红移PG类星体的类似测量结果比较，我们发现类星体宿主中的同向SFIR光度密度随红移的增加比场星系中的大得多。这种行为与纯密度演化一致，因为类星体宿主中的平均SFR和平均SFR/BH吸积率几乎不随红移而演化。对于单个类星体，我们已经发现了芳香基的SFR和核辐射的光度之间的相关性，与一些理论模型的预测一致。我们建议，1型类星体居住在一个独特的星系人口，显示椭圆形的形态，但窝藏了显着比例的中间年龄的恒星，并正在经历激烈的环核恒星形成。
2009-08-06 astro-ph.CO
What stellar populations can tell us about the evolution of the mass-metallicity relation in SDSS galaxies
在过去的30年里，许多论文报道了所有类型星系的光度-金属丰度或质量-金属丰度（M-Z）关系：质量越大的星系，其星际介质也越丰富。利用光谱合成程序STARLIGHT估算的恒星金属丰度，得到了斯隆数字巡天（SDSS）中同一组星系在不同回视时间的质量-金属丰度关系。使用恒星金属丰度有几个优点：我们没有影响星云金属丰度校准的偏差;我们可以在我们的研究对象中包括无法测量的星云金属丰度，例如AGN主机和被动星系;我们可以探测星系演化的不同时期的金属丰度。我们发现，在更高的红移SDSS星系的M-Z关系陡峭和跨越更广泛的范围内的质量和金属丰度。我们还模拟了恒星金属丰度的时间演化与一个封闭的盒子化学演化模型，为不同类型和质量的星系。我们的结果表明，对于现今恒星质量小于10^10太阳质量的星系，M-Z关系主要是由恒星形成历史驱动的，而不是由流入或流出驱动的。
2009-10-01 astro-ph.CO
The metallicity - redshift relations for emission-line SDSS galaxies: examination of the dependence on the star formation rate
分析了不同质量的SDSS星系中氧丰度和比恒星形成率随红移的变化。我们发现sSFR的最大值sSFRmax随星系质量Ms的增大而减小，随星系红移的减小而减小。对于大质量星系，sSFRmax可以超过时间平均的sSFR大约一个数量级。对于sSFR = sSFRmax和sSFR = 0.1sSFRmax的星系子样本，金属丰度-红移关系在大质量（log（Ms/Mo）> 10.5，恒星质量Ms为太阳单位）星系中一致，而在低质量星系中不同。这表明在大质量星系中氧丰度和sSFR之间没有相关性，而在低质量星系中氧丰度与sSFR相关。我们发现的证据表明，不规则星系显示，平均而言，较高的sSFR和较低的氧丰度比类似质量的螺旋星系和螺旋星系的质量-金属丰度关系略有不同，从不规则星系。事实上，我们的低质量星系样本是螺旋星系和不规则星系的混合物，这可能是金属丰度-红移关系对低质量SDSS星系观察到的sSFR的依赖性的原因。对不规则SDSS星系所得到的质量-金属丰度和光度-金属丰度关系与附近不规则星系直接测定的相应关系是一致的。我们发现孔径效应对SDSS星系氧丰度的红移变化没有显著的贡献。
2013-03-31 astro-ph.CO
Herschel Far-IR counterparts of SDSS galaxies: Analysis of commonly used Star Formation Rate estimates
我们研究了100个星系的光谱斯隆数字巡天与个人检测的远红外赫歇尔PACS波段（100或160 $μ$米）和GALEX远紫外波段z $\sim$ 0.4的COSMOS和洛克曼洞领域。星系可分为4种光谱类型和4种形态类型。对于恒星形成和不可分类的星系，我们从UV斜率，H $α$ /H $β$比值和$L_{\rm IR}/L_{\rm UV}$比值计算尘埃的消光系数。尘埃消光与$L_{\rm IR}$和金属丰度之间有密切的相关性。我们计算SFR $_{total}$，并将其与其他SFR估计（H $α$，UV，SDSS）进行比较，发现它们之间有很好的一致性，分散度比典型的SFR不确定性小。我们研究了质量和金属性的影响，发现它只在高质量的SFR $_{Hα}$显着。对于活动星系核和复合星系，我们发现SFR和L $_{IR}$之间有很好的相关性（$σ\sim$ 0.29），而SFR和L $_{UV}$之间的相关性较大（$σ\sim$ 0.57）.星系遵循M-Z-SFR空间中基本平面的规定。
2014-03-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Gas-Phase Metallicity of Central and Satellite Galaxies in the SDSS
本文利用Yang等人的SDSS星系群星表研究了成星星系的气相金属丰度与环境的关系。我们发现卫星星系和中央星系遵循一个定性相似的恒星质量（M_*）-气相金属丰度关系。然而，相对于同样质量的中心星，土星的气相金属丰度更高，并且这种差异随着M_* 的减小而增大。我们还发现，气相金属丰度的卫星增加晕质量在固定的恒星质量。对于质量较小的星系，这种增量更为明显。我们还表明，低质量的卫星星系有更高的气相金属丰度比相同的恒星金属丰度的中心星系。对于金属丰度与太阳相近的大质量星系来说，这种差异可以忽略不计。我们证明，在固定M * 时，所观测到的星系核和卫星星系气相金属丰度的差异，既不是Pasquali等人为了解释类似的差异而提出的恒星质量剥离（stellar mass stripping）的结果，也不是由表面质量密度或气体质量分数所量化的这些星系过去的恒星形成历史的结果。相反，我们认为这些趋势可能源于三种环境影响的组合：（i）绞窄作用，防止卫星星系吸积新的、低金属含量的气体，否则这些气体会稀释它们的ISM，（ii）外部气体盘的冲压压力剥离，从而抑制低金属含量气体的径向流入，以及（iii）由主晕的热气体提供的外部压力，其防止富含金属的流出物逃离星系。[删节]
2012-06-15 astro-ph.CO
SDSS superclusters: morphology and galaxy content
我们比较了附近宇宙（180 < d < 270 Mpc）中不同形态超星系团中的星系种群，以了解超星系团的内部结构和整体形态是否对超星系团中星系的性质具有重要影响。超星系团形态是用Minkowski泛函发现的。我们分析的概率密度分布的颜色，形态类型，恒星质量，恒星形成率（SFR）的星系，和特殊的速度的主要星系群中的超星系团的细丝和蜘蛛型，并在外地。我们发现，红色的，早期型，低SFR星系的比例在超星系团中的不对称型超星系团高于蜘蛛型超星系团;在低密度的全球环境中，它们的比例低于超星系团。在所有的环境中，红色，高恒星质量，低SFR的星系在丰富的群体的比例高于穷人群体。在蜘蛛形态的红色超星系团中，高SFR星系的恒星质量比服从型超星系团更高。组的等丰富主机星系具有较大的恒星质量，早期型和红色星系的一个较大的部分，和一个较高的分数低SFR星系，如果它们位于超星系团的灯丝形态。在丝状超星系团中，星系群中主要星系的特有速度比蜘蛛状超星系团中的要高。超星系团中主星系的高特徴速度的星系群比低特徴速度的星系群处于高密度环境中。最富有的超星系团的星系群之间存在着显着的差异。因此，无论是局部（群）和全球（超星系团）的环境，甚至超星系团的形态在星系的形成和演化中起着重要的作用。
2014-01-14 astro-ph.CO
Exploring Systematic Effects in the Relation Between Stellar Mass, Gas Phase Metallicity, and Star Formation Rate
有证据表明，星系中公认的质量-金属丰度关系与第三个参数有关：恒星形成率（SFR）。这种相关性的强度可以用于解开不同物理过程的相对重要性（例如，原始气体的流入，富含金属的流出）控制化学演化。然而，所有这三个参数都容易受到偏差的影响，这可能会影响它们之间关系的观察强度。我们分析了可能的系统误差来源，包括样品偏差，应用信噪比削减发射线，金属丰度校准的选择，恒星质量测定的不确定性，孔径效应和尘埃。我们使用Dopita等人（2013）的强线丰度诊断法首次分析了Sloan Digital Sky Survey中约130，000个恒星形成星系的恒星质量，气相金属丰度和SFR之间的关系，并在附录中提供了这些诊断的详细比较。使用这些丰度诊断产生30-55%的金属丰度和固定恒星质量的SFR之间的反相关性比Mannucci等人（2010年）报告的弱。我们发现，对于所有的丰度诊断，与SFR的反相关性较强的相对较少的星系，其当前的SFR高于他们过去的平均SFR。Dopita et al.（2016）的新丰度诊断也是如此，该诊断仅在高比星形成率（sSFR）制度中给出了金属丰度和SFR之间的反相关性，与Kashino et al.（2016）的最近结果相反。在化学演化的理论研究中，必须仔细考虑恒星质量、金属丰度和SFR之间关系的约束强度。
2016-10-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
The mass-metallicity and fundamental metallicity relations at z>2 using VLT and Subaru near-infrared spectroscopy of zCOSMOS galaxies
在局域宇宙中，有很好的证据表明，在一个给定的恒星质量M，气相金属丰度Z是反相关的恒星形成率（SFR）的星系。也有人声称，由此产生的Z（M，SFR）关系是不变的红移-所谓的基本金属丰度关系（FMR）。由于在确定金属丰度时存在许多困难，特别是在较高的红移时，Z（M，SFR）关系的形式以及它是否真的与红移无关仍然存在很大的争议。为了探索z>2时的这个问题，我们使用VLT-SINFONI和Subaru-MOIRCS对20个zCOSMOS深星系在2.1<z<2.5时的近红外光谱进行了测量，以测量多达五条发射线的强度：[OII]，Hbeta，[OIII]，Halpha和[NII]。这种近红外光谱使我们能够获得O/H金属丰度，也从消光校正的Halpha测量SFR。我们发现，这些恒星形成星系在z~2.3处的质量-金属丰度关系（MZR）比本地SDSS MZR低3到5倍，比Erb等人（2006）使用[NII]/Halpha堆叠光谱的金属丰度发现的变化更大。我们讨论了如何不同的选择的样品和金属丰度校准可能是负责这种差异。星系显示直接的证据表明，SFR仍然是在这些红移的质量金属丰度关系的第二个参数。然而，确定Z（M，SFR）关系是否随历元不变取决于从局部样本使用的外推法的选择，因为给定质量的z>2星系比局部SDSS星系具有更高的SFR。我们发现，如果我们使用Lilly等人（2003）的Z（M，SFR）关系…
2014-06-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Metallicity-Dependent quenching of Star Formation at High Redshift in Small Galaxies
低金属丰度星系的恒星形成率（SFR）敏感地依赖于气体金属丰度，因为金属对于介导从中温原子气体到冷分子气体的转变至关重要，这是恒星形成的必要前体。我们研究了这种效应对星系恒星形成历史的影响。我们将金属依赖的恒星形成和金属富集在一个简单的模型，遵循晕主祖进化。我们的模型表明，在质量小于~ 10^11 Msun的暗晕中，包含金属丰度的影响会导致红移z>2的恒星形成受到抑制，而在质量小于~10^9.5-10 Msun的暗晕中，这种抑制几乎达到了全部。我们发现，在高红移的SFR不能赶上气体流入率（IR），因为SFR是有限的自由落体时间，因为它是进一步抑制缺乏金属。因此，在每个星系中，SFR在时间上的增长速度比IR快，并且综合宇宙SFR密度随着时间的推移而上升。在高z时，原位SFR的抑制使得恒星质量的增长主要由非原位SFR控制，这意味着比SFR（sSFR）随时间保持恒定。在高z处强烈吸积的气体作为原子气体储集层聚集。这为恒星形成提供了额外的燃料，在10^10 - 10^12 Msun晕中，z ~ 1-3，这使得SFR超过瞬时IR，并可能实现更高的流出率。在z<1时，在IR由于普遍膨胀而随时间自然下降之后，SFR和sSFR预计会下降。我们指定的预期依赖的sSFR和金属量对恒星质量和红移。在给定的z和临界质量以下，这些关系被预测为分别是平坦的和上升的。我们的模型预测定性地匹配一些令人费解的功能，在…
2012-05-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Stellar Masses and SFRs for 1M Galaxies from SDSS and WISE
我们将SDSS和WISE测光结合起来，用于完整的SDSS光谱星系样本，为858，365个现代星系的前所未有的大而全面的样本创建覆盖λ =0.4-22微米的SED。使用MAGPHYS，我们同时和一致的衰减恒星SED和尘埃排放在12微米和22微米，产生强大的新的校准单色中红外恒星形成率代理。这些模拟结果提供了第一个中红外为基础的看法，在星系之间的恒星形成活动的双模态，表现出一系列的恒星形成星系（主序列）的斜率dlogSFR/dlogM*=0.80和0.39 dex的分散。我们发现，这些新的恒星形成率沿SF的主要序列是系统的1.4倍，比那些来自光学光谱。我们发现，对于大多数现今的星系，0.4-22微米的SED拟合可以精确地预测赫歇尔在更长的波长下测量的通量。我们的分析还表明，当今宇宙中的大多数恒星都是在色-光平面的绿色谷内及其周围的发光星系（~L*）中形成的。我们使相匹配的测光目录和SED建模结果公开。
2015-06-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraints on the star-formation rate of z~3 LBGs with measured metallicity in the CANDELS GOODS-South field
我们分析了z~2.8-3.8的14个LBG，这是唯一一个既有金属丰度光谱测量又有深红外观测（CANDELS+HUGS调查）的样品。将星族合成模型的金属丰度固定到观测值，我们在关于恒星形成历史的不同假设下确定了最佳拟合的物理参数，并考虑了星云发射的影响。为了比较，我们确定了物体的UV斜率，并使用它来估计它们的SFR_UV99，方法是按照Meurer等人（1999）的方法校正UV光度。通过SED拟合获得的SFR（SFR_fit）与SFR_UV99之间的比较表明，无论假设的SFH如何，后者都被低估了2-10倍。其他SFR指标（无线电，远红外线，X射线，复合线）相干指示SFR比SFR_UV99大2-4倍，并与SFR_fit更接近一致。这种差异是由于通常的beta-A1600转换因子所暗示的太阳金属丰度。我们提出了一个适用于亚太阳的金属丰度LBG的精确关系：A1600 = 5.32+ 1.99 β。这种关系使灰尘校正的UV与SED配件和其他SFR指示器协调一致。我们发现，z~3星系具有亚太阳金属丰度的事实意味着全球SFRD向上修正了约1.5-2倍，这取决于对恒星星族年龄的假设。我们为所有对象找到非常年轻的最佳年龄（10-500百万年）。通过仔细研究拟合的不确定性和巴耳末突变的幅度，我们得出结论，在我们的样本中，至少有一半的长周期星系中几乎没有证据表明存在古老的恒星星族，这表明这些天体可能是在…
2014-04-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Study of star-forming galaxies in SDSS up to redshift 0.4: I. Metallicity evolution
星系中气体的化学成分与宇宙时间的关系为理解星系演化提供了一个非常重要的工具。虽然在高红移处的研究很多，但在低红移处的研究却很少。然而，低红移的研究可以提供重要的线索，星系的演化，提供必要的联系本地和高红移宇宙。在这项工作中，我们专注于低红移的恒星形成星系的气体的金属丰度，寻找化学演化的迹象。分析光度和质量相似但红移不同的恒星形成星系的金属丰度。为此目的，我们提出了一个研究的相对大质量（log（M_star/M_sun）>10.5）恒星形成星系的SDSS-DR 5（斯隆数字巡天-数据发布5），使用不同的红移间隔从0.04到0.4。我们使用STARLIGHT光谱合成代码处理的数据，校正尘埃消光的通量，使用R_23方法估计金属丰度，并根据[NII]6583/[OII]3727线比的值分离样品，以打破R_23简并选择上分支。我们分析了光度和质量-金属丰度的关系，以及斯隆纤维直径的影响，寻找可能的偏差。通过将我们的红移样本划分为相似幅度的间隔并进行比较，发现了金属丰度演化的显着迹象。金属丰度与红移呈负相关：从红移0到0.4，发现12+log（O/H）减少约0.1 dex。
2009-07-02 astro-ph.CO
Outflows and complex stellar kinematics in SDSS star forming galaxies
我们研究了恒星形成驱动的外流的性质，通过使用一个大型光谱样本的~160,000本地“正常”恒星形成星系，从SDSS，跨越广泛的恒星形成率和恒星质量。在M_*-SFR参数空间中，将星系样本划分为一个细网格，对每个细网格，我们将包含在该网格中的星系的SDSS谱叠加在一起，生成一个合成谱。我们利用堆叠光谱的高信噪比来研究光学发射线的微弱特征的出现，这些光学发射线可能会追踪星系外流，否则在单个星系光谱中会太微弱而无法检测到。我们采用了一种新的方法，该方法依赖于电离气体的视线速度分布（LoSVD）（由[OIII]5007和Halpha+[NII] 6548，6583发射线跟踪）和恒星的LoSVD之间的比较，这些恒星被用作跟踪维里运动的参考。从恒星运动学的气体运动学在高速尾部的LoSVDs的显着偏差被解释为外流的签名。我们的研究结果表明，电离外流的发生率增加与SFR和sSFR。当SFR>1 M_Sun/yr时，外流速度（v_out）与SFR密切相关，而在较低的SFR时，v_out对SFR的依赖性几乎是平坦的。流出速度虽然有较大的散射，但也随恒星速度色散的增加而增加，我们推断流出速度高达v_out~（6-8）*sigma_stars。引人注目的是，我们只在M_*-SFR图中位于恒星形成星系主序（MS）之上的星系中检测到了电离外流的特征，并且这种外流的发生率随着偏离MS而急剧增加。我们对恒星运动学…
2016-01-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Mass-Metallicity Relation with the Direct Method on Stacked Spectra of SDSS Galaxies
星系恒星质量和气相金属丰度之间的关系是驱动星系演化的主要过程的敏感诊断，即宇宙学气体流入，恒星中的金属生产，以及通过星系风的气体流出。我们采用直接方法测量了SDSS中约200，000个恒星形成星系的金属丰度，这些星系堆叠在（1）恒星质量和（2）恒星质量和恒星形成率（SFR）的箱中，以显着提高应用直接方法所需的弱[O III] 4363和[O II] 7320，7330极光线的信噪比。这些金属丰度测量跨越三十年的恒星质量从log（Mstar/Msun）= 7.4-10.5，这使得直接方法的质量-金属丰度关系，同时捕获高质量的周转和延长整整十年的质量低于以前的研究，采用更不确定的强线方法。直接法的质量-金属丰度关系在低质量（O/H ~ Mstar^{12}）时急剧上升，直到log（Mstar/Msun）= 8.9时翻转，在高质量时渐近线至12 + log（O/H）= 8.8。直接方法的质量金属丰度关系有一个陡峭的斜率，较低的周转质量，和一个因素的两到三个更大的依赖SFR比强线质量金属丰度关系。此外，SFR的依赖性似乎单调的恒星质量，不像强线质量金属丰度的关系。我们还测量了N/O丰度比，一个重要的恒星形成历史的示踪剂，并找到了明确的签名，初级和次级氮富集。N/O与氧丰度密切相关，与恒星质量的关系更是如此。
2013-02-05 astro-ph.CO
Uncertainties in the calibrations of star formation rate
恒星形成率（SFR）的刻度容易受到金属丰度、初始质量函数（IMF）、演化布居合成（EPS）模型等多种因素的影响，本文以云南地区的EPS模型BC 03、SB 99、B 03、B 04、B 05、B 06、B 07、B 08、B 09、PEGASE和POPSTAR。包含的二元相互作用使这些SFR转换系数较小（小于0.2dex），这些差异与金属丰度增加。SFR定标系数与$\rm Hα$复合线亮度的差异（C $_{\rm Hα}$）和1500和2800时SFR与紫外（UV）通量之间的关系，$\rm Å$（C $_{i, {\rm UV}}$），由IMF引起，与金属丰度无关（0.03- 0.33\，dex），使用POPSTAR时的PDMATHBMQ C PDMATHBMR和使用PEGASE模型时的$Δ$ C $_{i, {\rm UV, IMF}}$除外。此外，我们发现$L_{\rm 2800}$不适用于低金属丰度的SFR线性校正。最后，我们比较了这几个因素对本文所考虑的SFR校准的影响。金属丰度/IMF和EPS模型对$_{\rm Hα}$和$_{\rm FIR}$（SFR与远红外通量的转换系数）的影响最大。对于SFR和C $_{i, {\rm UV}}$之间的校准，这几个因素的影响相当。
2013-05-14 astro-ph.CO astro-ph.SR
Re-examining High Abundance SDSS Mass-Metallicity Outliers: High N/O, Evolved Wolf-Rayet Galaxies?
我们提出了四个矮星系的新MMT光谱观测，这些矮星系代表了斯隆数字巡天（SDSS）观测到的较大样本，并被Peeples等人（2008）确定为质量-金属丰度关系中的低质量，高氧丰度异常值。Peeples等人（2008年）表明，这四个天体（金属丰度估计值为8.5 =< 12 + log（O/H）=< 8.8）的氧丰度与M_B光度-金属丰度关系的偏差为0.4-0.6 dex。我们的新观测扩展了波长覆盖范围，包括[OII] 3726，3729双峰，这增加了氧丰度估计的杠杆作用，并允许测量N/O比。所有四个光谱都是低激发的，具有相对高的N/O比（N/O >~ 0.10），其中每一个都倾向于使基于强发射线的估计偏向于高氧丰度。这些光谱都落在一个政权的“标准”强线的金属丰度测定方法没有很好地校准经验或光电离建模。通过将我们的光谱直接与光电离模型进行比较，我们估计氧丰度在7.9 =< 12 + log（O/H）=< 8.4的范围内，与质量-金属丰度关系的分散一致。我们讨论了这些星系的物理性质，导致他们的不寻常的光谱（和以前的分类为离群值），发现他们的低激发，升高的N/O，和强大的巴耳末吸收是一致的，从过去的“沃尔夫-拉叶星系”阶段的星系演化的预期属性。我们将我们的结果与Peeples等人（2008）的“主要”样本进行比较，并得出结论，它们是异常值，主要是由于氮相对于氧的富集，而不是由于其质量或光度的…
2011-05-23 astro-ph.CO
The Gas-phase Metallicity Profiles of Star-forming Galaxies in the Modified Accretion Disk Framework
模拟表明，恒星形成星系的气体流入几乎是共面的，并与气体盘共同旋转，恒星风和/或超新星爆炸驱动的气体流出优先垂直于磁盘。这表明银河系气体盘可以作为一个修正的吸积盘来处理。在这项工作中，我们专注于在这种情况下的气体吸积星系盘的金属增强。假设恒星形成率面密度（$Σ_{\rm SFR}$）为指数形式，我们得到了仅含$Σ_{\rm SFR}$标度长度（$h_{\rm R}$）、流入气体金属度和质量负载因子（定义为每$Σ_{\rm SFR}$的风驱动流出率面密度）的气相金属度的解析解.根据这个简单的模型，气相金属丰度的负梯度是冷气体径向流入的自然结果，当它向盘中心移动时，冷气体通过原位恒星形成而不断富集。我们适合的模型，以观察到的金属丰度配置文件附近的六个星系选择有良好的测量金属丰度配置文件延伸到非常大的半径。我们的模型可以很好地描述所观察到的金属丰度剖面的整体特征。观察到的配置文件通常显示在磁盘的外部区域的地板，对应于流入气体的金属丰度。此外，我们发现从这些拟合推断的$Σ_{\rm SFR}$的$h_{\rm R}$与从$Σ_{\rm SFR}$配置文件的独立估计值一致，支持基本模型。
2022-03-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Metallicities of Low Stellar Mass Galaxies and the Scatter in the Mass-Metallicity Relation
在这项调查中，我们量化的低质量星系的金属丰度构建最全面的普查。我们使用星系从SDSS和DEEP 2调查和估计金属从他们的光学发射线。我们还使用了两个较小的样品从文献中的金属丰度确定的直接方法使用的温度敏感的[OIII]4363线。我们研究了分散在本地的质量金属丰度（MZ）的关系确定从~ 20，000恒星形成星系的SDSS，并表明，它是较大的恒星质量较低，一致的理论分散在MZ的关系确定从流体动力学模拟。我们确定了恒星质量为~10^7 M_solar的星系金属丰度散射的下限，该下限仅略小于从SDSS MZ关系推断出的预期散射，并明显大于文献中先前建立的散射。恒星形成星系的平均金属丰度随恒星质量的增加而增加。通过研究SDSS MZ关系中的散射，我们发现这主要是由于金属丰度最低的星系。人口的低质量，富含金属的星系的属性是一致的，与以前确定的星系，可能是过渡对象之间的气体丰富的矮不规则和气体贫乏的矮椭球和椭圆。
2012-03-02 astro-ph.CO
The Redshift Evolution of the Relation between Stellar Mass, Star Formation Rate, and Gas Metallicity of Galaxies
利用Sloan数字巡天数据Release 7的星系样本，研究了星系的恒星质量（$M_\star$）、恒星形成率（SFR）和金属丰度（$Z$）之间的关系，即基本金属丰度关系。我们把星系分成窄的红移区间，比较了不同红移下的关系，发现了统计上显著的（$> 99$ %）演化。我们测试了各种可能导致看似$Z$演化的观测效应，发现仅用观测效应很难解释关系的演化。在当前的低红移星系样本中，从不同的红移采样到了具有不同$M_\star$和SFR的星系，并且在$M_\star$ /SFR和红移之间存在简并。因此，区分$Z$和SFR之间的关系与$Z$和红移之间的关系并不简单。从红移演化效应中分离出星系的内禀关系是理解星系演化的一个关键问题。
2012-10-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Revisiting the fundamental metallicity relation with observation and simulation
University of Science and Technology of China（中国科学技术大学）；Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics, Peking University（北京大学科维理天文与天体物理研究所）；Durham University（杜伦大学）
本研究利用MaNGA巡天和TNG50模拟数据，重探星系基本金属丰度关系，发现星系尺度比恒星形成率对气相金属丰度的影响更显著，且恒星形成率的作用在高红移宇宙中会增强。
2024-07-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
The metallicity's fundamental dependence on both local and global galactic quantities
本文研究了kpc尺度上的局部成星星系中气相金属丰度、恒星质量面密度（$Σ_*$）、恒星形成速率面密度（$Σ_{SFR}$）和分子气体面密度（$Σ_{H_2}$）之间的标度关系。我们采用光学积分场光谱的MANGA调查，和ALMA数据的一个子集的MANGA星系。我们使用偏相关系数和随机森林回归，以确定相对重要性的本地和全球银河系的属性设置气相金属丰度。我们发现，当地的金属丰度主要取决于$Σ_*$（解决的质量-金属丰度关系，rMZR），并有一个次要的反相关与$Σ_{SFR}$（即空间分辨版本的“基本金属丰度”，rFMR）。我们发现，$Σ_{H_2}$是不太重要的比$Σ_{SFR}$在确定当地的金属丰度。这一结果表明，气体吸积，导致局部金属丰度稀释和局部恒星形成的助推，是不太可能的rFMR的主要来源。局部金属丰度还取决于星系的整体性质。我们发现一个强烈的依赖于总恒星质量（$M_*$）和较弱的（逆）依赖于总SFR。因此，全球金属丰度标度关系并不简单地源于它们的对应关系;全球性质和过程，如全球引力势阱、星系尺度风和全球金属再分配/混合，除了当地的生产和保留外，可能还有助于当地的金属丰度。
2022-12-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Mass-Metallicity-SFR Relation at z >~ 2 with 3D-HST
我们提出了新的精确测量的物理性质的统计上显着的样本103个星系在z~2使用近红外光谱作为3D-HST调查的一部分。我们从[OII]，[OIII]和Hbeta星云发射线获得红移，金属丰度和恒星形成率（SFR），并利用CANDELS中的多波长测光来测量恒星质量。我们发现，从我们的数据得出的质量-金属丰度关系（MZR）在0<z<3的范围内具有与以前的测定相同的趋势，质量较低的星系具有较低的金属丰度。然而，我们发现与Erb等人2006 b先前确定的z~2 MZR相比，该关系存在偏移，Erb等人使用[NII]/Halpha比率测量金属丰度，在给定质量下金属丰度较低。通过对SFR信息的分析，我们发现我们的星系偏离基本金属丰度关系（FMR）约0.3 dex。我们研究了光电离条件，发现我们的星系与以前报道的高红移星系的高电离参数是一致的。使用的BPT图，我们认为，如果是这种情况下，金属丰度指标的基础上[NII]和Halpha可能不一致，通过氧线和Hbeta获得的。使用最近确定的理论演化的恒星形成序列中的BPT图，我们将我们测量的[OIII]/H β线比[NII]/H α比。从[NII]/Halpha比，我们推断系统更高的金属丰度更好地与FMR协议。因此，我们的研究结果表明，以前报道的z~2-3处的FMR演化可能是金属丰度指标差异演化的假象，并警告不要使用在高红移处局部校准的金属丰度关系，因为它不能…
2014-04-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Relationship between Stellar Mass, Gas Metallicity, and Star Formation Rate for Halpha-selected Galaxies at z~0.8 from the NewHalpha Survey
利用z~0.8的299个Ha选择星系样本，研究了星系恒星质量、气相金属丰度和恒星形成率之间的关系，并与前人的结果进行了比较。我们使用麦哲伦望远镜IMACS摄谱仪获得的深光谱来测量强氧谱线。我们将这些光谱和金属丰度与（1）静止帧UV到光学成像相结合，这使我们能够确定恒星质量和尘埃衰减校正，以及（2）Ha窄带成像，它提供了一个强大的瞬时SFR测量。我们的样本涵盖恒星质量为10^9至6*10^11太阳质量，SFR为每年0.4至270太阳质量，金属丰度为12+log（O/H）~8.3-9.1（~0.4-2.6太阳金属丰度）。我们发现的基于Ha的SFR和恒星质量之间的相关性（即，恒星形成“主序”）以及恒星质量与金属丰度之间的关系，都与以往对恒星形成星系的z~1研究相一致。然后，我们使用各种平面拟合技术（Lara-Lopez等人）研究这三个属性之间的关系。和曲线拟合投影（Mannucci等人）。在所有情况下，我们排除了强烈的依赖性的M-Z关系的SFR，但无法区分中度和无依赖性。我们的研究结果与以前的质量金属丰度SFR研究是一致的。我们检查数据集的限制是否可能掩盖了强烈的依赖SFR使用模拟样本从SDSS。这些实验表明，所采用的信号噪声削减可能会有显着的影响，测量的依赖性。需要进一步的工作来调查这些结果，并测试是否有一个“基本金属丰度关系”或“基本平面”描述了整个宇宙时间的恒星形成星系。
2014-11-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Ultra-luminous X-ray sources and remnants of massive metal-poor stars
大质量贫金属恒星可能会通过直接坍缩形成质量为25<=mBH/Msun<=80的大质量恒星黑洞（BH）。我们推导出通过这种机制预计每个星系形成的大质量黑洞（NBH）的数量。这种大质量的黑洞可能为大多数观测到的超亮X射线源（ULX）提供动力。我们选择了一个样本的64个星系的X射线覆盖，恒星形成率（SFR）和金属丰度的测量。我们发现NBH与该样本中每个星系观察到的ULX（NULX）数量相关。我们讨论了我们的模型对SFR和金属丰度的依赖性。SFR被认为是至关重要的，与以前的研究一致。在我们的模型中，金属丰度起着一定的作用，因为较低的金属丰度增强了大规模BH的形成。与我们的模型相一致，数据表明，NULX，归一化到SFR，和金属丰度之间可能有一个很好的关系。为了证实我们的结果，需要更大和更均匀的金属丰度测量样品。
2010-05-19 astro-ph.CO astro-ph.HE
The Dependence of Star Formation Activity on Stellar Mass Surface Density and Sersic Index in zCOSMOS Galaxies at 0.5<z<0.9 Compared with SDSS Galaxies at 0.04<z<0.08
星系演化研究中一个尚未回答的关键问题是，星系内部的物理过程驱动了单个星系中SFR的变化，这些变化共同导致了自z~2以来全球恒星形成率密度（SFRD）对红移的大幅下降。许多研究的SFR在中等红移已作为一个功能的综合恒星质量的星系，但这些没有使用的信息的内部结构特性的星系。本文利用zCOSMOS和SDSS巡天资料，比较研究了不同形态类型星系在z~1范围内SFR对平均表面质量密度（SigmaM）的依赖关系。关于这些相对大质量星系演化的主要发现是：1）有证据表明，对于SDSS和zCOSMOS星系，（无论是盘主导还是凸起主导）与SigmaM无关; 2）在所有研究的红移中，观测到的SSFR - SigmaM阶跃函数关系是由于，随着表面密度的增加，以及盘状星系和凸起星系之间平均SSFR的巨大差异，盘状星系和凸起星系的混合比例不断变化。3）中位SSFR - SigmaM关系的形状是相似的，但在整个SigmaM范围内，无论是球状星系还是盘状星系，zCOSMOS星系的中位SSFR值都比SDSS高5-6倍。这种增加与整个宇宙的全球SFRD相匹配，强调所有类型的星系都在按比例贡献宇宙中SFRD的全球增加，回到这些红移（删节）。
2009-06-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
The metallicity properties of long-GRB hosts
最近发现的基本金属丰度关系（FMR）是金属丰度与星系质量和SFR的紧密依赖关系，它被证明是研究各类星系金属丰度性质的一个非常有用的工具。我们用FMR研究了长伽玛暴的星系。虽然伽玛射线暴宿主的金属丰度低于相同质量的典型星系，即，它们低于质量-金属丰度关系，它们与FMR完全一致。这表明，质量-金属丰度关系的差异是由于高于平均的SFR，并且具有光学余辉的GRB不会优先选择恒星形成星系中的低金属丰度宿主。
2011-10-05 astro-ph.CO astro-ph.HE
Scaling relations of metallicity, stellar mass, and star formation rate in metal-poor starbursts: I. A fundamental plane
大多数星系遵循金属丰度（O/H）、恒星形成率（SFR）和恒星质量的明确标度关系。然而，低金属量的恒星爆发，在本地宇宙中罕见，但在高红移更常见，偏离这些标度关系显着。在恒星形成的“主序”上，这些星系对于给定的M* 具有高的SFR;在质量-金属丰度关系上，它们由于金属丰度低而具有过剩的M*。在本文中，我们从大约1100个星系的样本中选择了这些偏离的“低金属丰度星暴”，描述了它们的O/H、M* 和SFR，这些星系的金属丰度几乎跨越了两个数量级，SFR的因子为大约10^6，恒星质量的因子为大约10^5。我们的样本包括静止的恒星形成星系和蓝色紧凑型矮星在红移0，发光的紧凑型星系在红移0.3，和莱曼破裂星系在红移1-3.4。对我们样本中M*<10^{10} Msun的星系进行主成分分析（PCA），得到一个标度关系的基本平面（FP）; SFR和恒星质量定义了平面本身，O/H定义了它的厚度。我们的样本在飞机的边缘视图中的色散是0.17 dex，与红移无关，包括贫金属星暴。同样的FP之后是从斯隆数字巡天中选出的55100个星系，色散为0.06dex。在配套文件中，我们开发的多相化学演化模型，成功地预测所观察到的标度关系和FP;从主要标度关系的偏差是由不同的（星爆或“活跃”）恒星形成模式。这些比例关系并没有真正演化，而是由不同宇宙学时期占主导地位的不同星系群定义的。
2012-09-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
The 21-cm signal from the Cosmic Dawn: metallicity dependence of high mass X-ray binaries
来自大质量X射线双星（HMXB）的X射线可能是宇宙黎明（CD）期间星系际介质（IGM）在再电离完成之前的主要加热源。这个加热时期（EoH; $z\sim 10-15$）应该很快就能通过中性氢的红移21厘米谱线探测到，这使我们能够间接研究看不见的第一个星系中HMXB的性质。低红移观测以及理论模型表明，在早期星系典型的贫金属环境中，HMXB（$L_{\rm X}/{\rm SFR}$）的积分X射线光度与恒星形成率的比值应该增加。在这里，我们研究的影响，金属（$Z$）依赖性的$L_{\rm X}/{\rm SFR}$在EoH。在我们的基准模型中，恒星形成率为$10^{-3} - 10^{-1}$ $M_\odot$ yr $^{-1}$和金属丰度为$10^{-3} - 10^{-2}$ $Z_\odot$的星系是这一时期X射线背景（XRB）的主要贡献者。不同的$L_{\rm X}/{\rm SFR}$ - $Z$关系导致在这些范围内，以及在平均IGM温度和大规模的21厘米功率，在一个给定的红移因子的$\sim$ 3的差异。我们计算模拟21厘米的观测，采用作为基线的1000小时集成与即将到来的平方公里阵列（SKA），两个不同的$L_{\rm X}/{\rm SFR}$ - $Z$关系。我们使用常数$L_{\rm X}/{\rm SFR}$的常见简化对这些模拟观测进行推断，发现常数$L_{\…
2022-05-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
SDSS-IV MaNGA: Modelling the metallicity gradients of gas and stars - radially dependent metal outflow vs IMF
在我们以前的工作中，我们发现，只有两个方案是能够再现所观察到的综合质量金属丰度关系的气体和恒星成分的本地恒星形成星系同时。一种情况调用了一个依赖于时间的金属流出负荷因子，在早期有更强的流出。另一种情况是使用依赖于时间的IMF斜率，在早期IMF更陡。在这项工作中，我们扩展我们的研究，调查气体和恒星金属丰度的径向配置文件在本地恒星形成星系使用空间分辨光谱数据从SDSS-IV的MANGA调查。我们发现，大多数星系的气体和恒星金属丰度都呈现负梯度，而恒星金属丰度的梯度更陡。恒星的金属丰度梯度往往是质量相关的，在更大质量的星系中，梯度更陡，而气体金属丰度梯度没有明显的质量依赖性。然后，我们比较的气体和恒星金属丰度的径向分布的化学演化模型的预测的意见。我们确认，在我们以前的工作中提出的两个方案也需要解释的金属丰度梯度。基于这两个方案，我们成功地再现了气体金属丰度，恒星金属丰度，恒星质量表面密度，和恒星形成率（SFR）表面密度的径向配置文件同时。恒星金属丰度负梯度的起源是由径向依赖的金属外流或IMF斜率驱动的。相比之下，气体金属丰度的径向依赖性是较少的约束，因为模型参数的简并。
2018-02-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
How Universal is the SFR - H2 Relation?
恒星形成率的表面密度，Sigma_SFR，与分子氢的表面密度，Sigma_H2，至少在大尺度（~kpc）上平均时，有很强的相关性，这是一个公认的经验事实。然而，对于Sigma_SFR-Sigma_H2关系是否（以及如何）依赖于环境参数，如星际介质（ISM）中的金属丰度或紫外辐射场，我们知之甚少。此外，观测表明，Sigma_SFR-Sigma_H2关系中的分散性随着平均尺度的减小而迅速增加。尺度相关散射是如何产生的，以及如何首先恢复紧密的~ kpc尺度Sigma_SFR-Sigma_H2关系仍然存在很大争议。在这里，这些问题进行了探讨与流体动力学模拟，以下的形成和破坏的H2，包括辐射转移的紫外线辐射，并解决ISM的~60 pc规模。我们发现，在所考虑的H2表面密度范围内（10-100 Msun/pc^2），在低金属丰度和/或高辐射场的环境中（与银河系相比），Sigma_SFR-Sigma_H2关系更陡峭，在给定的H2表面密度下，恒星形成速率更大，散射增加。偏离“普遍”的Sigma_SFR-Sigma_H2关系对于z~0处的高红移星系或低金属量矮星应该是特别相关的。我们还发现，使用时间平均的SFR产生一个大的，规模依赖的分散在Sigma_SFR-Sigma_H2关系。鉴于大量的观测数据，预计从即将到来的调查，如ALMA的尺度散射关系可能确实成为一个有价值的工具，以确定连接恒星形成和H2…
2011-03-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Metallicity Dependence of the High-Mass X-ray Binary Luminosity Function
我们提出了详细的限制金属依赖的高质量X射线二进制（HMXB）X射线光度函数（XLF）。我们分析了55个活跃的恒星形成星系在D < 30 Mpc的气相金属丰度跨越12 + log（O/H）= 7-9.2的钱德拉数据的~5 Ms。在银河系足迹内，我们的样本总共包含1311个X射线点源，其中约49%预计是HMXB，其余的源可能是低质量X射线双星（LMXB;约22%）和不相关的背景源（约29%）。我们构建了一个模型，成功地表征了整个金属丰度范围内的平均HMXB XLF。我们证明，SFR标准化的HMXB XLF显示出明显的趋势与金属丰度，稳步增加的发光和超铝X射线源（logL（erg/s）= 38-40.5）与金属丰度下降。然而，我们发现低光度（logL（erg/s）= 36-38）HMXB XLF似乎显示出几乎恒定的SFR标度和斜率与金属丰度。我们的模型提供了一个修订的综合LX/SFR与12 + log（O/H）的标度关系和一个新的表征其SFR依赖的随机散射。这种关系的总体趋势与过去基于综合星系发射的研究大致一致;然而，我们的模型表明，这种关系主要是由HMXB XLF的高光度端驱动的。我们的研究结果对二进制人口合成模型，超爱丁顿吸积物体的性质（例如，超铝X射线源），最近的努力，以确定活动星系核候选人在矮星系，和X射线辐射场在宇宙加热的时代在早期宇宙在z > 10。
2020-11-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Scaling relations of metallicity, stellar mass, and star formation rate in metal-poor starbursts: II. Theoretical models
金属丰度（O/H）、恒星形成率（SFR）和恒星质量的标度关系为星系演化提供了重要的见解。它们被本宇宙中的大多数星系所遵守，并且在高红移。在另一篇配套论文中，我们收集了约1100个星系的样本，这些星系的红移从0到3，金属丰度几乎跨越了两个数量级，是SFR的$\sim10^6$倍，恒星质量约为10^5倍。我们的特点是经验的恒星形成的“主序列”（SFMS）和质量-金属丰度关系（MZR）为这个样本，还确定了一类低金属丰度的恒星爆发，罕见的本地，但更常见的在遥远的宇宙。这些星系偏离显着的主要标度关系，高SFR和低金属含量为一个给定的M*。在本文中，我们的标度关系模型，并解释这些偏差，他们与一组多相化学演化模型的基础上的想法，独立的红移，初始物理条件在星系的演化历史可以决定其位置的标度关系。我们的模型能够成功地再现O/H，M*，和SFR标度关系到z~3，也成功地预测分子云分数作为恒星质量的函数。这些结果表明，标度关系是由不同的恒星形成模式：一个“主动”的星爆模式，更常见的高红移，和一个静态的“被动”模式，是占主导地位的本地和管理的主要趋势。
2012-09-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dirt-cheap Gas Scaling Relations: Using Dust Absorption, Metallicity and Galaxy Size to Predict Gas Masses for Large Samples of Galaxies
我们采用新的生存分析技术，以探讨一些星系的属性和它们的原子（$M_\mathrm{HI}$）和分子（$M_{\mathrm{H_2}}$）气体质量之间的关系，目的是设计高效，有效的经验估计的冷气体含量的星系，可应用于大型光学星系调查。我们发现，尘埃衰减，{ \AV }，连续和星云的发射，显示出显着的偏相关性与$M_{\mathrm{H_2}}$，控制恒星形成率（SFR）的影响。然而，{ \AV }和$M_\mathrm{HI}$之间的偏相关性很弱。这是预料之中的，因为在尘埃屏蔽较差的地区，氢分子会被远紫外光子解离。我们还发现恒星的半光半径$R_{50}$与$M_{\mathrm{H_2}}$和$M_\mathrm{HI}$都有显著的偏相关。这暗示了环境的重要性（例如，星系的气体含量和气体和SFR之间的相互作用。我们拟合多元回归以总结$M_{\mathrm{H_2}}$、{ \AV }、金属丰度和/或$R_{50}$之间的中位数、平均值和$0.15/0.85$分位数多变量关系。{ \AV }和金属丰度（从恒星质量推断）或{ \AV }和$R_{50}$的线性组合可以估计分子气体质量，其范围在观测质量的$\sim 2.5-3$倍之内。如果另外使用SFR，则可以预测$M_\mathrm{H_2}$在因子$\lesssim 2$内。在这种情况下，{ \AV }和$R_{50}$是改善$M_…
2019-10-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Elevated Hot Gas and High-Mass X-ray Binary Emission in Low Metallicity Galaxies: Implications for Nebular Ionization and Intergalactic Medium Heating in the Early Universe
与恒星形成相关的高能辐射被认为是低金属丰度星暴中星际介质电离的重要来源，也是高红移（$z > 8$）宇宙中星系际介质加热的重要贡献者。利用Chandra对$D \approx$ ~200- 450 Mpc的30个星系样本的观测，我们提供了平均0.5- 8 keV谱形和单位恒星形成率（SFR）归一化的新测量结果。这些星系具有3- 9 GyrPDMATHABMO的高比恒星形成率和$Z \approx 0.3 Z_\odot$附近的金属丰度。我们将样品组合的X射线谱建模为热气体和高质量X射线二进制（HMXB）种群的组合，并限制它们的相对贡献。我们推导出$\log L_{\rm 0.5-8 keV}^{\rm HMXB}$ /SFR $= 40.19 \pm 0.06$和$\log L_{\rm 0.5-2 keV}^{\rm gas}$ /SFR $= 39.58^{+0.17}_{-0.28}$的标度关系;与局部关系相比，标度关系显著升高。HMXB的标度也比文献中的$L_{\rm 0.5-8 keV}^{\rm HMXB}$ -SFR- $Z$关系略高，这可能是由于我们的星系具有相对较低的HMXB遮蔽度和年轻的X射线发光恒星种群。热气体比例关系的升高处于预期的水平，因为金属减少导致衰减减小;但是，我们不能得出结论，$L_{\rm 0.5-2 keV}^{\rm gas}$ -SFR- …
2022-03-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Consistent Study of Metallicity Evolution at 0.8 < z < 2.6
本文给出了LUCI、KMOS/zC-SINF和KMOS 3D巡天中0.8 < z < 2.6和log（M*/Msun）=9.0-11.5的222个星系的恒星质量、恒星形成率（SFR）和[NII]/Ha通量比之间的相关关系，作为气相金属丰度的指标。该样本使用一致的数据分析技术和强线金属丰度指标，在扩展的红移范围内提供了质量-金属丰度关系（MZR）的独特分析。我们发现关系式的低质量端有一个恒定的斜率，并且可以通过特征翻转质量的演化来充分描述其红移演化，其中关系式在渐进金属丰度处开始变平。在固定质量和红移的情况下，我们的数据没有显示出[NII]/Ha比值与SFR之间的相关性，这与最近文献中讨论的恒星质量、SFR和金属丰度之间的“基本关系”所预测的[NII]/Ha的0.2-0.3dex偏移不一致。然而，在较早的时间向较低的[NII]/Ha的总体演变大致同意这些预测。
2014-06-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Star Formation Rate Indicators in Wide-Field Infrared Survey Preliminary Release
为了研究宽视场红外巡天探测器（WISE）中的MIR光度跟踪SFR的程度，我们分析了> 140，000个恒星形成星系或恒星形成区样本中的3.4，4.6，12和22 μm数据，这些星系或恒星形成区覆盖了金属丰度7.66 < 12 + log（O/H）< 9.46的广泛范围，红移z < 0.4。这些恒星形成星系或恒星形成区是通过将WISE初步发布星表与JHU/MPA 1提供的SDSS DR 8中的恒星形成星系星表进行匹配而选出的。我们研究了WISE的3.4，4.6，12和22 μm光度与SDSS DR 8中Hα光度之间的关系。从这些比较中，我们得出参考SFR指标用于我们的分析。发现SFR与3.4，4.6，12和22 μm光度之间存在线性相关关系，并提出了基于L（3.4），L（4.6），L（12）和L（22）的SFR定标方案。校准的星系与验证光谱观测。3.4，4.6，12和22 μm光度与SFR之间的色散关系与星系的性质有关，如4000 °A突变和星系颜色。
2012-03-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
