The metallicity properties of simulated long-GRB galaxy hosts and the Fundamental Metallicity Relation
结合高分辨率N体模拟和星系形成的半解析模型，研究了长伽马射线暴（LGRB）的Eksar模型对宿主星系金属丰度性质的影响.我们使用的宇宙学模型再现了最近发现的SDSS星系的基本金属丰度关系，即金属丰度随着给定恒星质量的星系的恒星形成率的增加而降低。我们选择的主机星系住房口袋的气体粒子，年轻的和不同的金属丰度的阈值，可以网站的LRGB事件，根据Bracksar模型。模拟的样品进行了比较，与18个观测到的LGRB主机的目的是在判别金属丰度是否是一个主要参数。我们发现，在模型星系内的LGRB祖先的金属丰度的阈值，是没有必要的，以再现所观察到的主机金属丰度分布。观测到的LGRB宿主的低金属丰度是高恒星形成环境的结果。恒星形成率似乎是产生爆发事件的主要参数。最后，我们表明，只有少数的LGRB被观察到在大规模的，高度膨胀的星系，而这些星系预计将产生许多这样的事件。我们确定这些失踪的事件与暗LGRB的分数。
2011-05-06 astro-ph.CO
Spectra of globular clusters in the Sombrero galaxy: evidence for spectroscopic metallicity bimodality
我们提出了一个大样本的200多个已确认的球状星团（GC）与草帽（M104）星系与凯克望远镜上的DEIMOS仪器采取的集成光谱。很大一部分光谱的信噪比足够高，可以使用Brodie和Huchra（1990）的方法测量GC金属丰度。我们发现光谱金属丰度分布范围为-2.2 < [Fe/H] < +0.1，为双峰，峰值在[Fe/H] ~ -1.4和-0.6。因此，草帽星系的GC系统，像其他几个星系现在详细研究，揭示了双峰光谱金属丰度分布支持长期以来的信念，即颜色双峰反映两个金属丰度亚群。这进一步表明，从光学颜色到金属丰度的老恒星星族，如GC的转换，是不是强非线性。我们还探讨了GC亚群的金属丰度的径向和大小分布，但小的数字统计阻止这些分布中的任何明确的趋势。
2011-07-04 astro-ph.CO
Using Colors to Improve Photometric Metallicity Estimates for Galaxies
在恒星形成星系的质量和金属丰度之间有一个众所周知的相关性。由于质量与光度相关，当光谱学不可用时，这种关系经常被利用来基于单波段测光来估计星系的金属丰度。然而，我们发现，星系的颜色通常是更有效的比光度作为金属丰度的预测。这是颜色和星系质光比之间的相关性以及最近发现的恒星形成率（SFR）和质量金属丰度关系残差之间的相关性的结果。使用斯隆数字巡天光谱的180，000附近的星系，我们得出“LZC关系”，经验关系之间的金属（在七个常见的强线诊断），光度和颜色（在十个过滤器对和四种测光方法）。我们发现，这些关系允许光度金属丰度估计，基于光度和一个单一的光学颜色，这是50%以上的精确度比那些基于光度单独;星系金属丰度可以估计到0.05 - 0.1德克斯的光谱衍生值取决于所使用的金属丰度诊断。在金属丰度估计中包括颜色信息也减少了向高或低SFR环境倾斜的群体的系统偏差，正如我们使用超新星SN 2010 ay的宿主星系所示。这一新工具将为正在进行的和未来的广域成像调查中的星系群研究提供更多的统计能力，如超新星和伽马射线暴（GRB）宿主环境。
2013-08-12 astro-ph.CO
Constraints on star-formation driven galaxy winds from the mass-metallicity relation at z=0
我们扩展了一个化学演化模型，涉及星系恒星质量和气相氧丰度（质量金属丰度关系），明确考虑星系气体分数和流出的质量依赖性。利用经验推导的星系质量与晕维里速度的标度，结合最近对z~0总星系冷气分数和质量-金属丰度关系的观测，我们对恒星形成星系驱逐金属的效率的大小和标度提出了严格的全球约束。我们证明，在金属吸积可以忽略不计和恒星初始质量函数不变的假设下，需要有效的外流来重现质量-金属丰度关系;没有风，气体与恒星的质量比需要比观测值高出约0.3 dex。此外，z=0的气体分数是足够低的，虽然他们有一定的影响所需的流出量的大小，气体分数的斜率-恒星质量的关系并没有强烈影响我们的结论，风的效率必须与星系质量的比例。尽管在质量-金属丰度关系的标准化和斜率系统的不确定性，我们表明，金属驱逐效率zetaw=（Zw/Zg）etaw（其中Zw是风金属丰度和Zg是星际介质金属丰度）必须是高的和规模急剧与质量。具体来说，我们证明了zetaw >> 1，zetaw与vvir^-3成正比或更陡。相反，动量或能量驱动的外流模型表明etaw的标度应该分别为vvir^-1或vvir^-2，这意味着Zw-Mstar关系应该比Zg-Mstar关系更浅。[删节]
2011-07-16 astro-ph.CO
Haro15: Is it actually a low metallicity galaxy?
我们提出了一个详细的研究的星云物质的物理性质在多个结的蓝色致密矮星系Haro 15。使用长缝和中阶梯光谱，在拉斯坎帕纳斯天文台获得的，我们研究的物理条件（电子密度和温度），离子和总化学丰度的几个原子，红化和电离结构。后者是通过比较氧和硫离子的比率与它们在星系不同区域相应的观测到的发射线比率（eta和eta'图）得出的。应用直接和经验的丰度测定方法，我们进行了比较分析，这些地区之间。
2009-12-15 astro-ph.CO
Metal Production in Galaxy Clusters: The Non-Galactic Component
星系团中的金属丰度可能来源于星系中的恒星，以大质量恒星为主的星群可能是最重要的恒星组成部分，特别是在富金属的星系团中。我们研究的金属丰度和星系的日珥之间的关系测量的恒星重子比，M $_*$ /M $_{bary}$。与预期相反，我们排除了金属丰度与M $_*$ /M $_{bary}$成正比的情况，其中最佳拟合是气相金属丰度随M $_*$ /M $_{bary}$而减小，或者气体金属丰度加上恒星的金属丰度与M $_*$ /M $_{bary}$无关。这意味着负责金属的恒星的数量在很大程度上与星系团的重子总质量成正比，而不是与星系团内的星系质量成正比。如果普遍适用，宇宙中的大多数重元素都不是在星系中产生的。
2010-05-11 astro-ph.CO
Exploring The Galaxy Mass-Metallicity Relation at 3 < z < 5
长持续时间的伽马射线暴（GRB）由于其极端的亮度和与大质量恒星的联系，为研究高红移恒星形成星系提供了首要工具。本文利用伽玛暴研究了z~3-5的星系质量-金属丰度（M*-Z）关系，这是传统的直接金属丰度测量极具挑战性的地方。我们使用的星际介质金属丰度的长时间GRB主机来自余辉吸收光谱（Z~0.01-1太阳），结合主机星系恒星质量确定从深斯皮策3.6微米观测20 GRB主机。我们探测到约1/4的I波段绝对星等为M ~ -21.5 ~-22.5AB等的恒星，并根据叠加分析对其余的恒星设定了M>-19等的界限。利用简单恒星星族（年龄在7000万年到2亿年之间）的质光比的保守范围，我们推断了宿主恒星的质量，并给出了z ~ 3-5（~ 3.5）处的星系质量-金属丰度测量<z>。我们发现，所检测到的伽玛射线暴主机，与M* ~ 2 e10太阳质量，显示了广泛的金属丰度，但平均金属丰度在这个质量尺度，Z~ 0.1太阳，低于测量z < 3。结合未检测到的宿主（M* <4 e9太阳质量和Z < 0.03太阳质量）的叠加，我们发现了在z ~ 3.5处存在M*-Z关系的证据，并且这种关系从z ~ 2开始持续演化为系统性的低金属丰度。
2011-02-04 astro-ph.CO
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 metallicity and dust content of a redshift 5 gamma-ray burst host galaxy
对长伽马射线暴（GRB）余辉的观测，使我们能够研究宇宙历史上大部分时期的恒星形成星系。在这里，我们提出了GRB 111008 A的观测，从中我们可以测量金属丰度，化学丰度模式，尘埃-金属比和GRB宿主星系在z=5.0的消光。主体吸收系统是阻尼莱曼-α吸收器（DLA），具有非常大的中性氢柱密度，log N（HI）/cm^（-2）= 22.30 +/- 0.06，金属度[S/H]= -1.70 +/- 0.10。它是具有如此精确金属丰度测量的最高红移伽玛暴。精细结构线的存在证实了z=5.0系统是伽玛暴的宿主星系，并使其成为Fe II精细结构线被探测到的最高红移。余辉呈轻微红色，A_V = 0.11 +/- 0.04等，宿主星系的尘埃与金属比等于或低于本星系群的典型值。
2014-03-12 astro-ph.CO
Measurement of a Metallicity Gradient in a z=2 Galaxy: Implications for Inside-Out Assembly Histories
我们提出了近红外成像光谱的强透镜z=2.00星系SDSS J120601.69+514227.8（“克隆弧”）。在Keck 2望远镜上使用OSIRIS和激光导星自适应光学，我们在诊断发射线[O III]，H α和[N II]上获得了0.20角秒半高宽分辨率的分辨光谱。透镜放大率使我们能够映射的速度和恒星形成的Halpha发射的物理分辨率为300 pc的星系源平面。综合恒星形成率约为50 Msun/yr，该星系是这个时代类似研究的典型来源。它的速度梯度为+/- 80 km/s，平均色散σ = 85 km/s;动力学质量为2.4 \times 10^{10} Msun，半光半径为2.9 kpc。在整个OSIRIS视场中对[N II]发射的稳健检测使我们能够以500 pc的分辨率追踪气相金属丰度分布。我们发现在[N II]/Halpha和[O III]/Halpha比值中都有很强的径向梯度，表明金属丰度梯度为-0.27 +/- 0.05 dex/kpc，中心金属丰度接近太阳。我们证明了梯度是独立地看到在两个多个图像。虽然物理梯度比在本地星系中观察到的要陡得多，但就该时期的有效半径而言，梯度是相似的。这表明，随后的增长发生在一个由内而外的方式与内部金属丰度梯度随着时间的推移减少，由于径向混合和富集恒星形成。
2010-10-07 astro-ph.CO
A new scaling relation for HII regions in spiral galaxies: unveiling the true nature of the mass-metallicity relation
我们证明了存在一个-本地-星系表面质量密度，气体金属丰度，恒星形成率密度使用空间分辨光谱的HII地区在当地宇宙之间的关系。这种分布的一个投影，即局部质量-金属丰度关系，在星系质量密度上延伸了三个数量级，在气体金属丰度上延伸了八个数量级。我们解释了新的关系的综合效果的微分径向分布的质量和金属的星系盘，和选择性的恒星形成效率。我们使用这种本地关系再现-显着的协议-在星系中看到的总质量-金属丰度关系，并得出结论，后者是一个规模扩大的综合效应的本地关系，支持由内而外的增长和缩小星系演化的场景。
2012-07-26 astro-ph.CO
Galaxy Mass, Metallicity, Radius and Star Formation Rates
通过对108，786个斯隆数字巡天低红移星系的研究，我们主要在星系的中心部分研究了星系质量、金属丰度、半径和恒星形成率之间的关系。我们将样本中覆盖的红移范围（0.07<z<0.3）细分为三个较窄的红移区间和三组径向尺寸。我们发现，对于72%的星系，观测到的气体金属丰度Zx符合：（i）通过金属丰度Zi = 0.125x10^-3 +/- 1.25x10^-3的气体的幕式下降形成恒星的定量物理关系;（ii）在恒星形成开始之前，下降气体和天然气的彻底混合;（iii）恒星形成率（SFR）与下落质量率Mi的3/2次方成正比;和（iv）缺乏恒星形成的间歇性静止阶段，在此期间，星系中的天然气体表现出特征性的气体金属丰度升高，Z 0，取决于星系质量M*，以及恒星质量与天然气体质量Mg的特征比率。大多数（如果不是全部的话）M* < 2.0x10^10 Msun的恒星形成星系，以及许多M* > 2.0x10^10 Msun和大半径的恒星形成星系似乎都是由坍缩提供的。具有高Zx和高恒星形成率的小质量星系表现出更复杂的行为。平均场论的模型解释了（SFR）\propto Mi^（3/2）关系，并允许我们估计穿过SDSS星系可能嵌入其中的暗物质晕的重子物质团的平均密度和速度。
2012-02-09 astro-ph.CO
Do the environmental conditions affect the dust-induced fragmentation in low-metallicity clouds ?: Effect of pre-ionization and far-ultraviolet/cosmic-ray fields
我们研究了完全电离的初始状态，或预电离，在不同强度的外部远紫外（FUV）和宇宙射线（CR）场下的低金属丰度云的后续热演化的影响。预电离显著影响的热量和动力学演变的无金属云没有FUV/CRs通过有效的HD的形成。另一方面，在极低密度区（[Z/H] >-4）或在中等FUV（>10^{-3}）或CR场（>0.1的现今银盘能级）下，预电离对热演化的影响有限。在任何情况下，对于>10^8 cm^{-3}，初始电离态和辐照FUV强度都不会影响热演化。尘埃冷却是在低金属丰度气体中产生亚太阳质量碎片的重要机制。由于这种碎裂发生在尘埃冷却的最低温度>10^{10} cm^{-3}，因此这种过程不容易受到初始电离状态或外部辐射的影响。
2012-05-01 astro-ph.CO
An empirical prediction for stellar metallicity distributions in nearby galaxies
我们将高红移星系的恒星形成历史与气相金属丰度、恒星质量和恒星形成率之间的z~0关系的测量相结合，在近场和远场星系观测之间建立了一个明确的、完全经验的联系。我们的方法依赖于两个基本假设：1）星系在恒星质量与恒星形成率空间中的平均时间路径由一系列由星系最终恒星质量决定的光滑函数表示，2）星系生长并富含重元素，因此它们总是沿着质量-金属丰度-恒星形成率关系演化。通过对这些路径进行积分，我们可以以独立于模型的方式跟踪星系中恒星的化学演化，而不需要对气体流入，流出或恒星形成效率进行明确的假设。使用这种方法，我们提出了恒星金属丰度的预测（即，O/H）分布函数以及z~1以来α元素恒星金属度-质量关系的演化。金属丰度分布函数被很好地描述为高斯分布，在高金属丰度处截断，在低金属丰度处具有幂律尾部。我们发现，银河系质量星系的恒星金属丰度分布与我们银河系的观测结果是合理的一致，并且在z=0时预测的恒星质量与平均恒星金属丰度关系与星系巡天的结果相当吻合。这验证了我们简单方法中隐含的假设。接下来的观测将通过测量z~1范围内的平均恒星质量与金属丰度的关系，以及测量一系列星系质量范围内的恒星金属丰度分布，进一步检验这些假设及其有效性范围。
2012-10-08 astro-ph.CO
Galaxy And Mass Assembly (GAMA): The M-Z relation for galaxy groups
恒星质量和金属丰度是星系的基本参数之一。了解这些性质之间的相互作用以及它们对环境的依赖性，将使我们对星系群中正在进行的物理和反馈过程有一个大致的了解。我们研究的恒星质量之间的关系和环境的依赖性，气体金属丰度超过1900星系群的红移0.35使用星系和质量大会（GAMA）的调查。使用超过28，000个恒星形成场星系的对照样本，我们发现了星系群中气体金属丰度减少的证据。
2012-10-10 astro-ph.CO
Systematics in Metallicity Gradient Measurements I : Angular Resolution, Signal-to-Noise and Annuli Binning
随着高红移金属丰度梯度研究的快速发展，深入理解高红移金属丰度梯度测量的系统学意义显得尤为重要。这项工作研究了如何[NII]/H α比值的金属丰度梯度的变化与角分辨率，信号噪声（S/N），和环形分箱参数。使用两种方法：1。我们降低了引力透镜星系的高角分辨率积分场数据，并重新推导了不同角分辨率下的金属丰度梯度。利用一个已知梯度的局域星系，模拟了不同角分辨率和信噪比条件下的高红移积分场光谱（IFS）观测。我们发现，测量的金属丰度梯度的变化系统的角分辨率和环形分仓。与较高角分辨率的观测相比，可见度有限的观测产生明显更平坦的梯度。存在一个临界角分辨率极限，超过该极限，测量的金属丰度梯度与本征梯度显著不同。这个临界角分辨率取决于星系的内在梯度，对于我们模拟的星系来说，它小于0.02角秒。我们发现，看到有限的高红移金属丰度梯度很可能受到强烈的影响，分辨率驱动的梯度平坦化。由于弱的线拖尾，具有少量环的环形分箱产生比固有梯度更平坦的梯度。对于3-annuli bin，[NII]线上的最小S/N为~5是最微弱的环所需的，以限制具有有意义误差的梯度。
2013-02-25 astro-ph.CO
Modeling The GRB Host Galaxy Mass Distribution: Are GRBs Unbiased Tracers of Star Formation?
我们模拟了长伽马射线暴（GRB）宿主星系的质量分布，最近的结果表明，GRB发生在低金属丰度的环境。通过测量星系的质量-金属丰度（M-Z）关系的红移演化，以及Modjaz及其合作者提出的一个尖锐的宿主金属丰度截止值，我们估计了一个星系的恒星质量的上限，该星系可以有效地产生GRB作为红移的函数。通过采用一致的丰度指标，我们发现，太阳下的金属丰度截止有效地限制伽玛暴低恒星质量的螺旋和矮星系在低红移。在更高的红移下，随着宇宙中星系的平均金属丰度下降，能够容纳伽马射线暴的星系的质量范围扩大，其上限甚至接近最大的螺旋星系的质量。我们将这些预测的限制与越来越多的已公布的GRB宿主质量进行比较，发现大量的中等质量星系在低红移时有效地排除了0.1至0.5太阳能的极低金属丰度截止值。在金属丰度大于12+log（O/H）_（KK_（04））~ 8.7的星系中，质量函数包含了产生伽玛暴的效率的平稳下降，但它可以容纳大部分测量的宿主星系质量。我们发现，在z ~ 1，在观测到的伽玛暴主机质量分布的峰值是不一致的，在星系的质量窝藏大部分的恒星形成的预期峰值。这表明，伽玛射线暴的金属偏置示踪剂的恒星形成在低和中等的红移，虽然我们的模型预测，这种偏见应该消失在更高的红移，由于不断变化的金属含量的宇宙。
2009-05-12 astro-ph.CO
Is the metallicity of their hosts a good measure of the metallicity of Type Ia supernovae?
有效地利用Ia型超新星（SNIa）进行宇宙学研究，需要知道任何可以以系统或统计方式影响其光度的参数。SNIa的观测样本通常使用宿主星系的金属丰度Z_host作为超新星前身星系金属丰度Z_Ia的估计值，Z_Ia是影响SNIa星等的主要因素之一。本文从理论上研究了Z_Ia和Z_host之间的关系。我们遵循均匀星系模型的化学演化以及超新星速率的演化，以评估金属丰度分布函数，δ Z，即SNIa爆炸的金属丰度的对数与其宿主的金属丰度的对数相差小于δ Z的概率。我们分析了几个模型星系，旨在代表从主动到被动星系，包括矮星系容易经历超新星驱动的外流。我们分析的灵敏度的不确定成分：国际货币基金组织，恒星形成法，恒星寿命，恒星产量，和SNIa延迟时间分布。当用CNO丰度测量时，星系中的平均Z_Ia和它的Z_host之间的一致性非常显著，特别是当DTD在小的时间延迟处达到峰值时，而在被动星系中，host和SNIa的平均Fe丰度可能相差0.4-0.6 dex。在活动星系模型中，Z_Ia的离散度很小，这意味着Z_host是超新星金属丰度的一个很好的估计值。被动星系呈现出较大的色散，这在低质量星系中更为明显。我们讨论了使用不同的金属丰度指标：铁与O，气相金属丰度与恒星金属丰度。我们的形式主义的应用程序的银河目录（VESPA）的结果大致与我们的理论估计一致。（节略）
2011-02-08 astro-ph.CO
A type IIn supernova with coronal lines in the low-metallicity compact dwarf galaxy J1320+2155
我们报道了在低金属量矮星系J1320+2155中发现的一颗IIn型超新星，氧丰度为12+logO/H = 8.0+/-0.2。这一发现基于SDSS（2008年2月）和3.5米阿帕奇角天文台（2009年2月）相隔一年的光谱，并根据以下观测结果：H β和H α发射线显示出对应于~1600 km/s的气体膨胀速度的宽分量;巴耳末减量非常高：H α/H β通量比大于30，意味着一个非常稠密的环境（>10^7 cm^-3）;而H α的宽光度则缓慢下降，一年中只有1.8倍，典型的IIn型超新星的缓慢光度演化。在SDSS光谱中还可以看到[Fe VII]和[Fe X]的几条弱日冕线，这意味着激波诱导的X射线辐射使激波前的星周介质电离。星系J1320+2155是有史以来第一个被发现的矮星系，它的光谱中有一颗IIn型超新星显示出日冕线。
2009-10-30 astro-ph.CO
Low metallicity and ultra-luminous X-ray sources in the Cartwheel galaxy
低金属丰度（Z <~ 0.05 Zsun）大质量（>~40 Msun）恒星可能直接坍缩成大质量黑洞（BH，30 <~ m_BH/Msun <~ 80）而结束生命。在过去的10^7年里，在贫金属的环形星系车轮中，可能有超过10^5个大质量黑洞通过这种机制产生。我们表明，这种BH可能会电源的超发光X射线源（ULXs）中观察到的车轮。我们还考虑了一个样本的ULX丰富的星系，我们发现一个可能的反相关的ULX的数量每个星系和这些星系的金属丰度。然而，这些数据不足以得出任何关于这种反相关性的可靠结论，需要进一步的研究。
2009-02-20 astro-ph.CO astro-ph.HE
A Photometric Analysis of the Relationship Between Type Ia Supernova UV Flux and Host Galaxy Metallicity
Ia型超新星（SNe Ia）的母星金属丰度的影响具有重要的宇宙学意义，因为需要在大的宇宙时间跨度内比较这些可测量的蜡烛，其中母星可能具有不同的性质。关于金属丰度差异影响的波长范围，理论模型得出了不同的结论，导致对紫外线观测样本的不同解释。最近的工作声称，从雨燕棱镜光谱测量的超新星Ia的中紫外线通量与其宿主星系的气相金属丰度之间存在相关性。在这里，我们检查紫外光度相同的对象。我们没有发现显着的相关性之间的紫外光学颜色（或紫外/光学计数率比）的超新星Ia和宿主星系的质量或金属丰度的属性。缺乏一个显着的相关性与宿主星系金属丰度意味着另一个物理差异以外的祖先金属丰度占主导地位的紫外线通量的差异。我们不再受到缺乏紫外线观测的限制。相反，理解现有的观测结果需要改进的理论模型和更大的物理差异参数空间。
2019-09-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Deep CO Observations and the CO-to-H_2 Conversion Factor in DDO 154, a Low Metallicity Dwarf Irregular Galaxy
本文对矮不规则星系DDO 154中的CO发射进行了深光谱研究。DDO 154的氧丰度只有太阳的1/20。进行观察以限制低金属丰度下CO至$\mathrm{H_2}$的转换因子。然而，没有检测到CO，尽管这是对这种类型星系的敏感观测之一。我们成功地把一个强大的下限转换因子，至少10倍的银河值。我们的研究结果支持了以前的研究，认为在低金属丰度的高转换因子。
2010-11-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
The role of the cosmic web in the scatter of the galaxy stellar mass - gas metallicity relation
理解宇宙网和星系气体含量之间的关系是理解星系演化的关键一步。然而，宇宙网对星系和暗物质晕生长的影响还没有得到正确的理解。利用SDSS观测数据，研究了宇宙网对低红移恒星形成星系的恒星质量-气相金属丰度关系的影响。星系与节点的接近程度，与恒星质量和密度无关，会影响其气相金属丰度，靠近节点的星系比远离节点的星系显示出更高的化学富集度。我们发现一个类似的，但显着较弱的影响相对于灯丝。我们补充我们的观测分析与宇宙学流体动力学模拟的研究illustrisTNG（TNG 300），找到与我们的结果定性一致。使用IllustrisTNG，我们的研究结果可以解释为两个晕组件的偏见和气体供应结合在节点中的方式，显着调制的气体的金属丰度，有助于在星系演化的这种基本关系的分散。
2022-03-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
The galaxy counterpart of the high-metallicity and 16 kpc impact parameter DLA towards Q0918+1636 - a challenge to galaxy formation models?
类星体Q 0918 +1636（z=3.07）沿着视线有一个高金属量的阻尼莱曼α吸收体（DLA），红移为z=2.58。DLA位于16.2 kpc的大碰撞参量处，具有接近太阳的金属丰度。结果表明，一种新型的宇宙学星系形成模型，调用一个新的SNII反馈处方，Haardt & Madau（2012）UVB场和显式处理UVB自屏蔽，可以再现观察到的DLA的特性。分析中还考虑了来自星系中年轻恒星星族的紫外线辐射，特别是在光子能量范围10.36-13.61 eV（与硫II丰度有关）内。发现a）对于L~L* 星系（z=2.58），在碰撞参量16.2 kpc时，大约10%通过星系的视线将显示出硫II柱密度N（SII）$>$ 10 $^{15.82}$ cm $^{-2}$（DLA的观测值），以及b）仅考虑在16.2千秒差距碰撞参量下探测到近太阳金属丰度的情况，星系SFR的概率分布峰值接近DLA星系对应物的观测值~27 Msun/yr。有人认为，大部分的α-元素，如硫，追踪高金属柱密度，b=16.2 kpc的吸收线，是由演化中的年轻恒星在银河系内部产生的，后来被银河风向外输送。
2016-10-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evolution of Galaxy Star Formation and Metallicity: Impact on Double Compact Objects Mergers
我们研究了不同的星系统计和经验的金属丰度标度关系的合并率和紧凑的对象二进制文件的属性的影响。首先，我们分析了使用恒星形成率函数或恒星质量函数作为星系统计量来计算宇宙恒星形成率密度的异同。然后，我们研究了采用基本金属丰度关系或经典的质量金属丰度关系来分配具有给定性质的星系的金属丰度的效果。我们发现，当利用基本金属丰度关系，大部分的恒星形成发生在相对较高的金属丰度，甚至在高红移;相反的情况下，当采用质量金属丰度关系，因为在这种情况下，大多数恒星形成的金属丰度强烈减少与红移。我们讨论了产生这种差异的各种原因和可能的偏见。最后，我们表明，这些不同的天体物理处方的合并率和紧凑的对象二进制的属性的影响，具体而言，我们目前的结果红移相关的合并率和啁啾的质量和时间延迟分布的合并二进制。
2020-12-04 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Metallicity gradients in the globular cluster systems of early-type galaxies: In-situ and accreted components?
大质量早型星系通常有两个球状星团（GC）的子群，它们经常显示径向颜色（金属丰度）梯度。整理从文献中的梯度，我们表明，在富含金属和贫金属的GC子群的梯度是相同的，在测量的不确定性，在一个给定的星系。此外，这些GC梯度在强度上类似于宿主星系的{ \it stellar}金属丰度梯度。在非常大的半径（例如大于8个星系有效半径），有一些证据表明GC梯度变得平坦，平均金属丰度接近恒定。使用恒星金属丰度梯度作为代理，我们探测大规模的早型星系的组装历史与流体动力学模拟的Magneticum套件的模型。特别是，我们测量的恒星金属丰度梯度的原位和吸积组件在一个类似的径向范围内观察到的GC子群。我们发现，在原位和吸积恒星的金属丰度梯度是相似的，但有一个更大的分散比富金属和贫金属的GC子种群梯度在一个给定的星系。我们的结论是，虽然富金属GC主要形成在原位阶段和贫金属GC在吸积阶段的大质量星系形成，他们没有严格的一对一的联系。
2018-07-05 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
Star Formation and Metallicity Gradients in Semi-analytic Models of Disk Galaxy Formation
我们更新了星系形成的径向分辨SAM，它跟踪ISM的原子和分子气相。这些模型是从Guo等人的模型中改编而来的，使用了与Fu等人类似的方法，并在MS和MS II的晕合并树上运行，主要变化如下：（1）我们采用了一个简单的恒星形成定律，其中SFR \propto H_2（2）我们将超新星产生的重元素直接注入晕热气体中，而不是首先将它们与盘中的冷气体混合。(3)我们使用形式为v_influx = αr的模型来考虑圆盘中的径向气体流入。这些模型被用来研究恒星形成率和气相金属丰度的径向分布。L* 星系中的V_H_2剖面对流入速度有很强的限制，有利于在10 kpc的银河系中心半径处v_influx ~ 7 km/s的模型。径向气体流入对气相和恒星金属丰度梯度的影响很小，而直接注入到晕气体中的金属的比例对气相和恒星金属丰度梯度的影响要大得多，而不是与冷气体混合。早期从星系中喷射出的金属导致了早期富集气体的晚期流入和现今更平坦的气相金属丰度梯度。将80%的金属注入到晕气体中的计算结果与恒星质量大于10^10 Msun的星系中观测到的平坦金属丰度梯度以及星系盘外部气相金属丰度与sSFR之间的关系拟合良好。我们研究了气相金属丰度梯度和全球星系属性之间的相关性，发现它与星系的膨胀与总比率的相关性最强。这是因为在星系合并过程中，当隆起形成时，气体会被消耗，而气相金属丰度梯度则由新吸积的气体决定。
2013-06-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
The stellar metallicity gradients in galaxy discs in a cosmological scenario
盘状星系的恒星金属丰度梯度提供了有关盘状星系组装、恒星形成过程和化学演化的信息。它们还可能存储有关动力学过程的信息，这些过程可能影响气相和恒星成分中化学元素的分布。我们在宇宙学模拟中研究了恒星盘的恒星金属丰度梯度。我们探讨了恒星金属丰度梯度对恒星年龄和恒星盘的大小和质量的依赖性。我们使用的星系从宇宙学流体动力学模拟包括物理动机的超新星反馈和化学演化。估算了不同年龄恒星的金属丰度分布。我们面对我们的数字调查结果从加州调查。模拟的恒星盘被发现有金属丰度剖面的斜率在全球协议与观测。低恒星质量星系的金属丰度斜率变化更大。当标准化的半质量半径，恒星的金属丰度梯度没有表现出任何依赖性和色散显着增加，无论星系质量。在$10^{10}$ M $_{\odot}$周围具有恒星质量的镓，其金属丰度负梯度较陡。恒星金属丰度梯度与半质量半径相关。然而，当它们被半质量半径归一化时，相关信号不存在。正年龄梯度的星盘被检测到有负和正的金属丰度梯度，这取决于最近的恒星形成活动在中心地区的相对重要性。作为恒星质量函数的金属丰度梯度的大分散可以归因于动力学过程的影响，例如合并/相互作用和/或迁移，以及那些调节气体转化为恒星的过程。[删节]
2016-04-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evidence of very low metallicity and high ionization state in a strongly lensed, star-forming dwarf galaxy at z=3.417
我们调查的气相金属丰度和莱曼连续体（LyC）逃逸分数的强引力透镜，极端发射线星系在z=3.417，J1000+ 0221 S，最近发现的CANDELS团队。我们从H+K波段LBT/LUCI中分辨率光谱中获得电离和金属丰度敏感的发射线比。J1000+ 0221 S显示出高电离条件，如其增强的[OIII]/[OII]和[OIII]/H β比率所证明的。一致地，基于可用线比率的强线方法表明，J1000+ 0221 S是一个极贫金属的星系，金属丰度为12+log（O/H）< 7.44（< 5%太阳能），使其成为迄今为止发现的z > 3的最贫金属的恒星形成星系之一。结合它的低恒星质量（2 × 10^8 Msun）和高恒星形成率（5 Msun/yr），J1000+ 0221 S的金属丰度与莱曼破裂星系在z > 3时追踪的质量-金属丰度关系外推到低质量的结果一致，但它比z < 2.5时基本金属丰度关系预测的结果低0.55 dex。这些观测结果显示了一个快速增长的星系的图像，可能是由原始气体的大量吸积提供的。此外，深LBT/LBC在UGR带被用来获得限制的LyC逃逸分数，从而使我们能够探索的第一次制度的sub-L* 星系在z > 3。我们发现逃逸分数的1 sigma上限为23%，这为最近的理论模型增加了一个新的观测约束，预测在高z的sub-L* 星系具有高逃逸分数，因此是宇宙reioization…
2014-03-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Choirs HI Galaxy Groups: The metallicity of dwarf galaxies
我们重新校准了富含气体的恒星形成矮星的光度-金属丰度关系，使其亮度达到M $_R$-13。我们使用Dopita等人（2013）的金属丰度校准来校准本分析中所有数据的关系。在金属度-光度空间中，我们在高置信度的SDSS DR 8恒星形成星系样本中发现了两个子群; 52%是富含金属的巨星，48%是金属介质星系。在文献中被归类为潮汐矮星系（TDG）候选者的富金属矮星的金属丰度通常为12 + log（O/H）= 8.70 $\pm$ 0.05，而比M $_R$ = -16更暗的SDSS矮星的平均金属丰度为12 + log（O/H）= 8.28 $\pm$ 0.10，无论它们的光度如何，这表明低光度星系的金属丰度存在一个大致的底限。我们的流体动力学模拟预测，TDGs应该有金属丰度高于正常的光度-金属丰度关系。因此，金属丰度可以是一个有用的诊断识别TDG候选人群在没有潮汐尾巴。在亮于M $_R$ ~ -16的星等上，我们对9个HI富气星系团中的53个成星星系进行的取样与SDSS样品定义的正态关系是一致的。在较暗的幅度有一个增加的分散在我们的样品中的金属丰度，暗示了广泛的HI含量和环境。在我们的样本中，我们确定了三个（16%的矮星）强TDG候选者（12 + log（O/H）> 8.6），和四个（21%）非常贫金属的矮星（12 + log（O/H）< 8.0），它们可能是最近点燃的恒星形成的富含气…
2014-01-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Origin and Evolution of the Galaxy Mass-Metallicity Relation
我们使用高分辨率宇宙学放大模拟的反馈在现实环境（FIRE）项目研究星系质量金属丰度关系（MZR）从z=0-6。这些模拟包括多相ISM，恒星形成和恒星反馈的显式模型。这些模拟涵盖了z=0时晕质量Mhalo=10^9-10^13 Msun和恒星质量Mstar=10^4-10^11 Msun，并且已经证明在z=0-6时产生了许多观测到的星系性质。这是第一次，我们的模拟符合相当好的观察到的质量-金属丰度关系在z=0-3的范围广泛的星系质量。我们预测，在z=0-6范围内，气相和恒星金属丰度的MZR演化分别为log（Zgas/Zsun）=12+log（O/H）-9.0 = 0.35 [log（Mstar/Msun）-10]+0.93 exp（-0.43 z）-1.05和log（Zstar/Zsun）=[Fe/H]-0.2 = 0.40 [log（Mstar/Msun）-10]+0.67 exp（-0.50 z）-1.04。我们的模拟表明，MZR的演变与恒星/气体质量分数在不同的红移的演变，表明恒星质量，气体质量和金属丰度之间存在着普遍的金属丰度关系。在我们的模拟中，Mstar=10^6 Msun以上的星系能够将大部分金属保留在晕内，因为富含金属的风无法完全逃逸，并被回收到星系中。这解决了长期存在的“子网格”风模型（和半解析模型）和观测之间的差异，其中常见的子网格模型不能同时再现MZR和恒星质量…
2015-10-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evidence for Two Phases of Galaxy Formation from Radial Trends in the Globular Cluster System of NGC 1407
在这里，我们提出了巨大的椭圆星系NGC 1407周围的单个球状星团（GC）的颜色，以140千秒差距或17星系有效半径（R $_e$）的投影银河中心半径。这些数据是晕金属丰度的代表。在5-8.5 R_e（40-70 kpc）范围内，蓝色（贫金属）和红色（富金属）GC亚群的金属丰度梯度均为-0.4 dex/dex。在较大的半径，平均GC颜色（金属丰度）是恒定的。在对M87 GC系统的广域研究中，以及在我们自己的银河系中，也可以看到类似的行为。我们解释这些径向金属丰度的趋势，以表明早期原位耗散过程形成的内部区域和正在进行的吸积低质量星系及其GC形成的外晕。这些结果为大质量星系由内而外形成的两个阶段的星系形成模型提供了观测支持。我们还搜索了文献中其他大规模的早型星系报告GC金属丰度梯度在其内部区域。没有发现与星系质量或环境的明显相关性，但目前样本很小。
2011-01-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
The 21cm "Outer Arm" and the Outer-Galaxy High-Velocity Clouds: Connected by Kinematics, Metallicity, and Distance
利用HST/空间望远镜成像光谱仪（STIS）和远紫外光谱探测器获得的高分辨率紫外光谱，我们研究了银河系外的气体“外臂”（OA）和高速云（HVC）的金属丰度，运动学和距离。我们在两个类星体H1821+643和HS 0624 +6907的各种吸收线中检测到OA。我们搜索了八颗银河系恒星的OA吸收，并在一种情况下检测到它，这将OA银心半径限制在9< R_{G} <18 kpc。我们还探测到HVC复合体G，它以相似的速度投射在OA附近，吸收朝向两颗恒星;因此，复合体G在R_{G} = 8 - 10 kpc的同一区域。已知HVC复合体C的半径与银河系中心半径相似。向H1821+643方向，低电离吸收线由多个窄分量组成，表明存在多个冷云，并迅速冷却和碎裂。一些高度电离的气体也令人惊讶地冷。考虑到电离校正，我们发现OA金属丰度为Z=0.2-0.5 Z_{solar}，但氮是不丰富的，一些物种可能是温和的尘埃贫化。OA的金属丰度，银心位置和运动学的相似性，邻近的外银河系HVC，包括不符合银河系旋转的高速度，表明OA和外银河系HVC可能有一个共同的起源。
2011-12-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Mass-Metallicity Relation from Cosmological Hydrodynamical Simulations and X-ray Observations of Galaxy Groups and Clusters
最近对星系团的X射线观测表明，星系团内介质（ICM）金属丰度在空间和时间上的分布是非常均匀的。在本文中，我们分析了大样本的模拟物体，从贫团到富团簇，以研究金属丰度和相关量对系统质量的依赖关系。模拟进行了改进版本的平滑粒子流体动力学\texttt{GADGET-3}代码，并考虑各种天体物理过程，包括辐射冷却，金属富集和反馈的恒星和活动星系核（AGN）。在模拟中获得的金属丰度和温度之间的标度在趋势和演变上与从两个数据样本中获得的观测结果一致，其特征在于广泛的质量和大的红移覆盖范围。我们发现团簇核心的铁丰度（$r<0.1R_{500}$）与温度没有相关性，也没有明显的演化。当金属丰度与总质量直接相关时，尺度不变性得到了证实。最佳拟合关系的斜率在最里面的区域（$r<0.5R_{500}$）是浅的（$β\sim-0.1$），并且在外面与零一致。我们调查的活动星系核反馈的影响，并发现它在产生一个恒定的值的外围金属丰度从集团集群的关键作用。这一发现进一步证实了早期浓缩的说法。
2019-01-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
The evolution of galaxy metallicity scaling relations in cosmological hydrodynamical simulations
星系金属含量的演化及其与其他全局性质[如恒星总质量（M*）、圆速度、恒星形成率（SFR）、晕质量等]的关系为星系形成的模型提供了重要的限制。在这里，我们研究模拟星系的星系-星系际介质相互作用计算宇宙学模拟套件的金属丰度标度关系的演变。我们进行比较，以观察气相丰度与M*（质量金属丰度关系，MZR），以及与M* 和SFR或气体质量分数（所谓的三维基本金属丰度关系，FMR）的相关性。模拟的星系遵循观测到的局部MZR和FMR超过M* 的数量级，但过度预测了大质量星系的金属丰度（log M* > 10.5），这可能是由于这种机制中的反馈效率低下。我们讨论的背景下，银河系外流和气体吸积的MZR和FMR的起源。我们研究的质量，金属丰度关系的演变定义使用不同的元素，探测三个富集通道（SNII，SNIa和AGB星）。主要由SNII产生的元素的基础上的关系发展弱，而那些优先在SNIa/AGB产生的元素的基础上表现出较强的演变，由于与这些渠道的时间尺度较长。最后，我们比较了中央星系和卫星星系的关系，发现卫星星系的金属丰度较高。我们表明，这是由于去除了通常围绕星系的贫金属气体储层，并起到稀释其气相金属丰度的作用（通过冷却/吸积到磁盘上），但由于卫星的冲压压力剥离而丢失。
2015-06-09 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
The Lowest Metallicity Stars in the LMC: Clues from MaGICC Simulations
使用宇宙流体动力学模拟的星系类似的质量的大麦云（LMC），我们研究其最低金属丰度人口的预测特征。特别是，我们强调的空间分布的第一代（流行III）和第二代（污染的只有直接流行III的祖先）恒星。我们发现，原始组成的恒星不仅形成在中央星系的祖先，但也在局部坍塌的子晕在早期阶段的星系形成。这些次晕中金属丰度最低的恒星最终在宿主周围相对较长的分布，这些吸积恒星拥有现今的银河系中心距离约为40kpc。相比之下，在中央星系内形成的最早的恒星仍然在内部区域，在整个模拟过程中，绝大多数恒星形成都发生在那里。因此，来自最早一代的恒星的比例随着半径的增加而强烈增加。
2013-07-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
The physics of gas phase metallicity gradients in galaxies
从第一性原理出发，提出了一个新的星系气相金属丰度梯度演化模型。我们发现，金属丰度梯度取决于四个比率，共同描述的金属平衡的时间尺度，生产，运输，消费和损失。我们的模型发现，大多数星系的金属丰度梯度在所有的红移处于平衡状态。当通过金属扩散标准化时，金属丰度梯度由径向平流、金属生产和来自宇宙网的贫金属气体的吸积之间的竞争决定。该模型自然地解释了在本地螺旋，本地矮星和高红移恒星形成星系中测量到的变化梯度。我们使用该模型来研究宇宙的红移梯度演化，表明在银河系类星系的梯度随着时间的推移，在很好的协议与观测和模拟。我们还预测了使用匹配的恒星质量和匹配的丰度构建的星系样本中的金属丰度梯度与红移的演变。我们的模型表明，大质量星系过渡从平流为主的吸积为主的制度从高红移到低，这反映了从引力驱动的恒星形成反馈驱动的湍流的过渡。最后，我们表明，在本地的超亮红外星系（主要合并）和倒置的梯度在本地和高红移星系的梯度可能不平衡。在本系列的后续论文中，我们将证明该模型还解释了星系质量与金属丰度梯度之间以及金属丰度梯度与星系运动学之间的观测关系。
2021-02-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Non-Uniformity of Galaxy Cluster Metallicity Profiles
我们研究了207个附近的星系群和星系团的样本与XMM-牛顿观测。该样本的关键方面包括大尺寸，高数据质量和集群动力学状态的多样性。我们确定了0.3 R $_{500}$内的总金属丰度和金属的径向分布。平均而言，我们发现一个温和的核心金属丰度与系统的平均温度的依赖性与以前的结果一致。然而，我们确定的原因，这种轻微的依赖是由于放松系统，受干扰的系统不显示这种趋势，平均。在这种关系中观察到的大散射与系统的动态状态密切相关：放松的系统平均在核心中的金属丰度高于受干扰的物体。弛豫系统的径向分布在中心达到峰值，并随半径急剧减小，在0.3- 0.4 R $_{500}$以上变平。受干扰系统的金属丰度在中心也较高，但其值远低于松弛物体所观察到的值。这一发现与星系团合并通过诱导大尺度运动来混合丰度分布的观点是一致的。的径向分布的散射是相当大的，但对于放松的系统，它几乎单调地减少作为半径的函数，扰动系统，它显示出显着的提升在大半径。具有中心射电源的系统具有较平坦的剖面，表明中心活动星系核是提升和重新分配ICM中金属的有效机制。
2018-11-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Galactic dust-to-metals ratio and metallicity using gamma-ray bursts
银河系的金属丰度和尘埃与金属的比例是理解ISM的基本参数，但围绕这些参数仍然存在不确定性。本文利用几百个伽马射线暴（GRB）样品的X射线余辉的光电吸收来确定金属柱密度，结合银河系尘埃图来确定GRB方向上通过银河系的视线尘埃消光，从而确定银河系中的尘埃-金属比。伽玛射线暴的余辉通常有很大的河外软X射线吸收，因此伽玛射线暴样本的上限将定义银河系尘埃与金属的关系。使用一个二维的两个样本KS测试，我们确定这个上限，从而得出银河系的尘埃金属比。我们发现N_H = 2.2^{+0.3}_{-0.4} e21 cm^-2 A_V，假设太阳能，Anders & Grevesse（1989），金属丰度。这一结果与先前使用银河系中明亮X射线源的发现一致。使用同样的技术，但取代HI地图从莱顿阿根廷波恩调查的尘埃地图，使我们能够把一个限制在银河系的金属丰度。我们发现金属丰度与Anders & Grevesse（1989）太阳值一致，通常用于X射线拟合。基于这一点和以前的研究，我们认为，一个典型的ISM视线通过银河系的金属丰度是~0.25德克斯高于目前最好的估计太阳金属丰度。我们进一步表明，尘埃-气体比似乎与总气柱密度相关，这可能是由于朝向银河系中心观察到的金属丰度梯度。基于尘气比的非常数性质，我们提出，在N_H = 2.2e21 cm^-2 A_V处的尘柱密度比HI图更能代表软X射线吸收柱密度。
2011-07-29 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The Large-Scale Environments of Type Ia Supernovae: Evidence for a Metallicity Bias in the Rate or Luminosity of Prompt Ia Events
利用斯隆数字巡天（SDSS）和SDSS-II超新星巡天的数据，我们研究了附近宇宙中已确认的Ia型超新星（SNe Ia）的局部环境。在0.05 < z < 0.15时，我们发现，相对于类似恒星质量和恒星形成速率的星系，蓝色恒星形成星系中的超新星Ia事件优先发生在星系密度较低的区域，而附近红色星系中的超新星Ia事件在测量不确定度范围内没有明显的环境依赖性。尽管我们的样本SNe在红色主机的数量相对较少，模拟星系样本的测试表明，观察到的分布环境的红色超新星Ia主机是在较差的协议与集群类型Ia率相对于场率大幅上升。最后，在考虑了星系形态、恒星年龄、恒星金属丰度和其他相关星系属性的影响后，我们得出结论，在恒星形成星系群中观察到的超新星Ia速率和环境之间的相关性可能是由气相金属丰度效应驱动的，这样，在贫金属系统中，Ia型超新星更经常发生或更明亮。
2009-08-26 astro-ph.CO astro-ph.SR
The Metal Aversion of LGRBs
最近，有人提出，长持续时间的伽马射线暴（LGRB）的金属丰度厌恶不是其形成的内在原因，而是在一般星系人口中看到的恒星形成和金属丰度之间的反相关的结果。为了研究这一建议，我们比较了LGRB，宽线Ic型（Ic-bl）超新星（SNe）和II型SNe的主机的金属丰度彼此和恒星形成星系的金属丰度分布使用SDSS代表星系在本地宇宙和TKRS星系在中间红移。不同的金属丰度分布的LGRB主机和恒星形成的本地星系迫使我们得出结论，低金属丰度的LGRB的偏好主要不是由恒星形成和金属丰度之间的反相关驱动，而是必须压倒性地由于天体物理学的LGRB本身。我们的LGRB样本中有四分之三的金属丰度低于12+log（O/H）< 8.6，而不到十分之一的本地恒星形成是在类似的低金属丰度。然而，我们的SN样本与一般星系群的金属丰度分布在统计上是一致的。使用TKRS星系人口，我们能够排除的可能性，LGRB主机金属厌恶是由于星系金属丰度随红移的减少。LGRB和Ic-bl SNe之间存在强烈的金属丰度差异，这在很大程度上消除了观测到的LGRB金属丰度偏差是星系群初始质量函数差异的副产品的可能性。相反，低于半个太阳的金属丰度必须是一个基本组成部分的演化过程中，分离的LGRB从绝大多数的Ic-BL SNe和大部分的本地恒星形成。
2013-08-21 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
