Linking dust emission to fundamental properties in galaxies: The low-metallicity picture
在这项工作中，我们的目标是通过将它们与基本的银河系参数联系起来，对从金属贫乏到金属丰富的环境中的尘埃特性进行一致的分析。我们考虑两个样本的星系：矮星系巡天（DGS）和KINGFISH，共109个星系，跨越近2德克斯的金属丰度。我们收集两个样品的红外（IR）到亚毫米（submm）数据，并给出DGS样品的完整数据集。我们用一个物理驱动的尘埃模型来模拟观测到的光谱能量分布（SED），以了解尘埃的性质。使用不同的SED模型（修改后的黑体），尘埃成分（无定形碳），或在submm波长的波长覆盖范围的结果在一个因素的两个到三个的尘埃质量估计的差异，表明该参数是不可忽略的系统建模的不确定性。对于我们样本中的八个星系，我们发现在500微米处有一个相当小的过量（< 1.5 sigma）。我们发现，低金属丰度星系的尘埃SED是更广泛的，峰值在较短的波长相比，更多的金属丰富的系统，一个迹象，在矮星系中的一个clumpier介质。PAH的质量分数和尘埃温度分布被发现主要是由特定的恒星形成率，SSFR，与金属丰度的次要影响。金属丰度与尘埃质量或总红外光度之间的相关性是恒星质量-金属丰度关系的直接结果。富金属源的尘埃与恒星质量比遵循研究充分的趋势，即SSFR降低时，尘埃与恒星质量比也会降低。对于高度恒星形成的低金属量星系，这种关系更为复杂，并取决于源的化学演化阶段（即，气尘质量比）。在ISM的尘埃生长过程中发挥…
2015-07-20 astro-ph.GA
The First Robust Constraints on the Relationship Between Dust-to-Gas Ratio and Metallicity in Luminous Star-forming Galaxies at High Redshift
我们提出了一个样本的四个星系在阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列哈勃超深场（ALMA HUDF）的休息光学光谱特性。这些星系跨越红移范围$1.41 \leq z \leq 2.54$和恒星质量范围$10.36\leq\log(M_*/{\rm M}_{\odot})\leq10.91$。他们有现有的远红外线和无线电测量尘埃连续体和分子气体排放量热恒星形成率（SFR），尘埃质量和分子气体质量已估计。我们使用来自Keck/MOSFIRE摄谱仪的新的$H$和$K$波段近红外光谱来估计来自灰尘校正的H $α$发射（SFR（H $α$））的SFR和来自[NII] $λ6584$ /H $α$比率的气相氧丰度。我们发现，灰尘校正的SFR（H $α$）是系统低于测热SFR的几个因素，并测量气相氧丰度在一个狭窄的范围内，$12+\log(\mbox{O/H})=8.59-8.69$（$0.8-1.0\: (\mbox{O/H})_{\odot}$）。相对于一个大的$z\sim 2$比较样本的MOSDEF调查，ALMA HUDF星系分散大致对称的最佳拟合的线性质量金属丰度关系，提供了初步的证据，在高恒星质量的金属丰度的SFR依赖平坦。结合氧丰度与尘埃和分子气体质量的估计，我们表明，没有显着的演变，在规范化的尘埃-气体比DGR与金属丰度关系从$z\sim0$到$z\sim2$。这一结果与一些描述星系尘埃演化…
2020-10-28 astro-ph.GA
Dust processing in elliptical galaxies
我们重新考虑椭圆星系中尘埃的起源和过程。我们从理论上制定的粒度分布的演变，考虑到尘埃供应的渐近巨星分支（AGB）的恒星和尘埃的破坏溅射在热星际介质（ISM），其温度演化处理包括两个冷却路径：气体排放和尘埃排放（即气体冷却和尘埃冷却）。与我们的新的全面治疗的粒度分布，我们确认，尘埃破坏溅射是太有效的解释所观察到的尘埃丰度，即使AGB星继续提供尘埃颗粒，而且，除了在热气体中的初始尘埃气体比高达$\sim 0.01$的情况下，尘埃冷却是可以忽略不计的气体冷却相比。然而，我们表明，与以前的预期相反，冷却并不能帮助保护灰尘，相反，溅射效率提高了气体压缩作为冷却的结果。我们还考虑了气体冷却后的晶粒生长。如果尘埃在冷介质中通过气相金属的吸积而增长的过程持续大于10/（n_H/10^3 cm^{-3}）Myr，则尘埃与气体的比率将增加到$\sim 10^{-3}$，其中$n_\mathrm{H}$是氢核的数密度。我们发现，气相金属的吸积是一个可行的机制，增加椭圆星系中的尘埃丰度与观测一致的水平，并观察到的消光曲线的陡峭度更好地解释与颗粒生长的吸积。
2015-09-14 astro-ph.GA
Dust at sub-solar metallicity: the case of post-AGB stars in the Large Magellanic Cloud
中低质量恒星是星系星际介质中重要的尘埃源之一。从这些恒星喷出的尘埃的成分可能会影响ISM中的成分。我们调查后渐近巨星分支（AGB）的恒星，这是在低和中等质量的恒星，并产生各种各样的尘埃颗粒的后期演化阶段的尘埃。我们特别针对后AGB星在大麦云（LMC），其中有大约一半的太阳的金属丰度，调查亚太阳的金属丰度对尘埃成分的影响。使用斯皮策太空望远镜，我们获得了5-30微米光谱的24后AGB候选人在LMC。其中五颗是富碳的后AGB恒星，本报告的重点是这些恒星的光谱。我们发现银河系中罕见的尘埃特征，例如21微米的不明特征，通常在LMC后AGB恒星中发现。6-8微米的光谱与银河系天体的光谱进行了比较。四个光谱匹配银河系模板的多环芳烃（PAH）的功能。然而，我们发现这三个物体显示出7.85微米的特征，这在银河系后AGB星中没有发现。低金属含量条件肯定会影响粉尘的形成过程和成分。
2010-11-06 astro-ph.GA
Observed cosmic evolution of galaxy dust properties with metallicity and tensions with models
星际介质中的尘埃丰度在星系物理、物质的化学演化以及恒星光的吸收和再发射中起着重要的作用。在过去的几年里，观测和理论研究激增，将星系的尘埃丰度限制在$z\sim5$以内。在这项工作中，我们收集了最新的观测测量（重点是吸收研究，涵盖金属丰度范围$6.8 < 12 + \log{(O/H)}<9$）和理论预测（从六个不同的星系形成模型）的尘埃气体（DTG）和尘埃金属（DTM）比的星系。DTG和DTM与气相金属丰度之间的观测趋势可以用线性关系来描述，并且没有显示出从$0<z<5$的演化。重要的是，DTG金属丰度关系的拟合为从毫米尘埃连续观测推断的基于尘埃的气体质量估计提供了一个精确的工具。在观测到的关系中缺乏演化表明，尘埃的形成和破坏之间迅速达到了平衡（当宇宙年龄为1.2 Gyr时），并且在宇宙时间内，恒星形成的时间尺度是恒定的。没有一个模型能够重现在金属丰度和红移探测的整个范围内观察到的趋势。模型和模拟之间的比较，进一步排除了一些目前的实现星系形成模型中的尘埃的生长和破坏，并对恒星形成的预测时间尺度进行了严格的限制。
2022-03-17 astro-ph.GA
METAL: The Metal Evolution, Transport, and Abundance in the Large Magellanic Cloud Hubble program. III. Interstellar Depletions, Dust-to-Metal, and Dust-to-Gas Ratios Versus Metallicity
星际消耗的金属丰度和气体密度依赖性，尘埃-气体（D/G）和尘埃-金属（D/M）比对我们如何准确地追踪宇宙的化学富集有重要的影响;无论是通过使用FIR尘埃排放作为ISM的示踪剂;还是通过使用阻尼莱曼-α系统（DLAs）的光谱学来测量广泛的红移范围内的化学丰度。我们收集和比较大样本的消耗测量银河系（MW），LMC（Z=0.5 Zsun），SMC（Z=0.2 Zsun）。不同元素的消耗之间的关系在三个星系之间没有很大的变化，这意味着丰度比应该精确地追踪到20%的太阳金属丰度。从损耗出发，我们导出了D/G和D/M。D/G随密度的增加而增加，这与在密度更大的ISM中气相金属更有效地吸附到尘埃颗粒上是一致的。当log N（H）> 21 cm^-2时，金属丰度示踪物（S、Zn）的损耗超过-0.5 dex，即使在太阳金属丰度为20%的情况下也是如此。从MW到LMC（因子3）和SMC（因子6），金属的气体分数增加，补偿了总重元素丰度的减少，并导致这三个星系具有相同的中性气相金属丰度。来自消耗的D/G比来自FIR、21 cm和CO排放的D/G高2倍（LMC）和5倍（SMC），这可能是由于尘埃FIR不透明度和碳和氧消耗的综合不确定性。
2022-02-09 astro-ph.GA
A systematic metallicity study of DustPedia galaxies reveals evolution in the dust-to-metal ratios
在尘埃与金属的比例演变的观察，使我们能够限制占主导地位的尘埃处理机制。在这项工作中，我们提出了一个研究的尘埃-金属和尘埃-气体的比例在一个子样本的~500 DustPedia星系。使用文献和MUSE发射线通量，我们推导出气相金属丰度（氧丰度）超过10000个单独的区域，并确定每个星系的特征金属丰度。我们研究如何相对尘埃，气体和金属含量的星系的演变，使用金属丰度和气体分数作为代理的演化状态。全球的氧丰度和氮氧比被发现单调增加星系的演变。此外，未演化的星系（气体分数> 60%，金属丰度12 + log（O/H）< 8.2）的尘埃与金属比大约是2.1倍（气体分数> 80%的星系低6倍），比更演化的来源的典型尘埃与金属比（Md/MZ ~ 0.214）低。然而，对于高气体分数，散射是较大的，由于较大的观测不确定性，以及潜在的依赖性的尘埃颗粒生长的时间尺度和超新星尘埃产量对当地条件和恒星形成的历史。我们发现，化学演化模型与尘埃颗粒生长的强大贡献，合理地描述了这些意见。尘埃与金属的比率也被发现在低恒星质量和高比恒星形成率的情况下较低（除了一些经历星暴的来源）。最后，金属丰度梯度与HI-恒星质量比、有效半径和尘埃-恒星质量比的相关性较弱，但与恒星质量无关。
2019-10-25 astro-ph.GA
A Nearby Galaxy Perspective on Dust Evolution. Scaling relations and constraints on the dust build-up in galaxies with the DustPedia and DGS samples
方法.我们模拟了一个约800个邻近星系的样本，涵盖了广泛的金属丰度，气体分数，特定的恒星形成率和哈勃阶段。我们已经从每个物体的光谱能量分布中得出了它的尘埃性质。通过进一步的分析，我们推断出了超新星喷发物中尘埃凝结的时间尺度，冷云中的颗粒生长和冲击波对尘埃的破坏。在本文中，我们采用了分层贝叶斯方法，得出所有星系的所有参数的单一大概率分布，以确保对我们的数据进行最严格的解释。结果我们证实了激烈的演变与金属的灰尘-金属的质量比（两个数量级），发现以前的研究。我们表明，核心坍缩超新星的尘埃生产是有效的，只有在非常低的金属，一个单一的超新星平均生产小于0.03 Msun/SN的尘埃。我们的数据表明，晶粒生长是占主导地位的形成机制，在金属丰度超过1/5太阳，与晶粒生长的时间尺度短于太阳金属丰度约50万年。冲击波的破坏是相对有效的，一颗超新星平均清除至少1200 Msun/SN的气体尘埃。当假设不同的恒星初始质量函数时，这些结果是稳健的。此外，我们还发现早型星系在几种标度关系中是异常值。这一特征可能是由热X射线发射气体中的颗粒热溅射造成的，这一假设得到了尘埃与恒星质量比和每颗粒X射线光子率之间的负相关性的支持。最后，我们确认了众所周知的芳香特征发射颗粒质量分数的演变作为金属丰度和星际辐射场强度的函数。我们的数据表明，与金属丰度的关系明显更强。
2021-01-02 astro-ph.GA
ALMA observations of cool dust in a low-metallicity starburst, SBS0335-052
利用阿塔卡玛大型毫米/亚毫米波阵列（ALMA）第0周期波段7观测了本机宇宙中的一个贫金属矮星暴星系SBS 0335 -052（12+log（O/H）~7.2）。通过这些观测，在870微米（ALMA波段7）处检测到尘埃，但该波段87%的通量是来自星暴的自由-自由辐射。我们已经编制了一个SBS 0335 -052的光谱能量分布（SED），它跨越了近6个数量级的波长，并将其与一个由单年龄恒星星族加热的球形尘埃壳相拟合;最佳拟合模型给出的尘埃质量为（3.8+/-0.6 x10 ^4 Msun）。我们还构建了一个SED，其中包括另一个低金属丰度矮星爆IZw 18（12+log（O/H）=7.17）的赫歇尔档案数据，并将其与类似的模型拟合，得到尘埃质量为（3.4+/-1.0 x10 ^2 Msun）。与它们的原子气体质量相比，SBS 0335 -052的尘埃质量远远超过了尘气质量比与金属丰度呈线性趋势的预测，而IZw 18则远远低于。我们使用气体标度关系来评估两个星系中假定的缺失气体成分，并发现在SBS 0335 -052中缺失的可能是分子的气体比从观察到的HI柱密度推断的值高6倍;在IZw 18中缺失的成分小4倍。最终，尽管它们的金属丰度同样低，但SBS 0335 -052和IZw 18中气体和尘埃柱密度的差异表明，金属丰度并不能唯一地定义恒星形成过程。在某种程度上，自屏蔽和分子的生存可能取…
2013-12-03 astro-ph.GA
How Does Metallicity Affect the Gas and Dust Properties of Galaxies?
比较大范围的贫金属星系与正常的富金属星系的ISM特性，揭示了显着的差异。我们发现，低尘埃丰度和活跃的恒星形成相结合，导致一个非常多孔的ISM充满硬光子，加热矮星系中的尘埃整体温度高于其金属丰富的同行。这导致分子云的光解离到更大的深度，留下相对较大的PDR信封和难以检测的CO核心。从详细的建模的低金属ISM，我们发现显着的分数的CO-暗H2 -一个水库的分子气体不跟踪CO，但目前在[CII]和[CI]发射信封。对中性和电离气体诊断以及尘埃SED的自洽分析是揭示星系多相结构的必要途径
2016-03-15 astro-ph.GA
Dust Grain Growth & Dusty Supernovae in Low-Metallicity Molecular Clouds
我们提出了3-D流体动力学模型的超级气泡的演变提供动力的恒星风和超新星从年轻的同时代的大质量星团内的低金属（$Z = 0.02$ Z $_{\odot}$），cluerous分子云。我们探讨了超泡演化的初始阶段，包括对不稳定性和核心坍缩超新星的发生。我们的目的是研究尘埃颗粒生长的发生在轨道尘埃团，并在超级气泡的扫超壳。我们还致力于解决连续超新星产生的尘埃颗粒的生存问题。该模型考虑了星团的引力势和母云的自引力。它还考虑了辐射冷却（包括由尘埃引起的）和最先进的人口合成模型的同时代集群。如前所示，嵌入到clusional介质中的超级气泡变得高度扭曲，主要由于热气体流过低密度通道而膨胀。我们的研究结果表明，在大规模的情况下，（$\sim10^7$ M $_{\odot}$）分子云，承载着超级星团（$\sim5.6\times10^5$ M $_{\odot}$），在超级气泡演化的第一个$2.5$ Myr期间，颗粒生长以速率$\sim4.8\times10^{-5}$ M $_{\odot}$ yr $^{-1}$增加尘埃质量，虽然对不稳定性和核心坍缩超新星对超级气泡尘埃预算的净贡献是$\sim1200$ M $_{\odot} (M_{SC}/5.6\times10^{5}$ M $_{\odot})$，其中$M_{SC}$是星暴的恒星质量。因此，尘埃颗粒的生长和超新星的尘埃注入导致在低金…
2022-06-13 astro-ph.GA
IR SED and Dust Masses of Sub-solar Metallicity Galaxies at z~2.3
我们目前的结果从ALMA 1.2毫米连续观测的样本27恒星形成星系z=2.1-2.5的MOSFIRE深演化场（MOSDEF）调查。这些星系有来自Hb、[OIII]、Ha和[NII]的气相金属丰度和恒星形成率测量。利用Spitzer、Herschel和ALMA测光（静止坐标系~ 8-400 $μ$ m）的叠加，我们研究了高红移太阳下金属丰度（~0.5 $Z_{\odot}$）LIRGs的IR SED。我们发现，数据吻合得很好的平均SED模板较高的光度本地低金属丰度矮星系（减少$χ^2$的1.8）。当与太阳金属丰度本星系或高红移LIRG和ULIRG的常用模板比较时，即使在最有利的情况下（约化的$χ^2$为2.8），模板也在>98%的置信水平下被拒绝。本地矮星系和高红移太阳下金属丰度星系的更广泛和更热的IR SED可能是由于不同的颗粒特性，尘埃几何形状，或更硬/更强的电离辐射场将尘埃加热到更高的温度。太阳下金属丰度星系的远红外辐射所指示的遮蔽SFR仅占总SFR的约60%，远低于局部LIRG的遮蔽分数（约96-97%）。由于演变的IR SED形状，拟合到中IR数据的局部LIRG模板可能高估z~2处的瑞利-金斯尾测量值2-20倍，并且如果拟合到观测到的ALMA通量，则这些模板低估IR光度>0.4dex。在给定的恒星质量或金属丰度下，z~2.3处的尘埃质量比z~0处的尘埃质量高一个数量级。考虑…
2022-02-21 astro-ph.GA
Galactocentric variation of the gas-to-dust ratio and its relation with metallicity
（节录）背景：气体与尘埃质量比（γ）的假设是估算分子云基本性质的常用方法，例如从尘埃的（亚）毫米连续观测中估算分子氢的总质量和柱密度。在银河系中，所有的银河中心半径都使用一个单一的值，与观测到的金属丰度梯度无关。这两个模型和河外观测表明，这个数量的增加减少金属丰度Z，典型的外区域的磁盘，更少的重元素可用于形成尘埃颗粒。目标：我们的目标是调查的气体-尘埃比的变化作为一个函数的galactocentric半径和金属丰度，允许更准确的表征分子气体的数量在整个银盘，来自观测的尘埃。研究方法：用APEX望远镜观测了银河系远外侧（银河系中心距离大于14 kpc）23个大质量致密恒星形成区的光学薄C ^{18} O（2-1）跃迁。根据这条线的模型和选定团块的光谱能量分布，我们计算了气体与尘埃的比率，并将其与来自ATLASGAL TOP 100样本的内星系盘中经过充分研究的源进行了比较。结果：气尘比的梯度为0.0 87 dex/kpc（或等效γ与Z-1.4成正比）。尘埃与金属的比率，随着银河中心半径的减小而减小，这也是外部晚型星系最常见的情况。这表明，晶粒生长比破坏占主导地位。在适当的Z值下，预测的气尘比与麦哲伦云中的估计非常一致。
2017-10-16 astro-ph.GA
Dusty Clump Survival in Supernova Ejecta: Dust-Mediated Growth vs. Crushing by the Reverse Shock
本研究通过比较冷却时标与云团粉碎时标，发现高尘埃-气体比下尘埃诱导冷却可保护超新星抛射物团块免受反向激波摧毁，促进尘埃生长并注入星际介质。
2025-09-10 astro-ph.GA
Dust-depletion sequences in damped Ly-α absorbers II. The composition of cosmic dust, from low-metallicity systems to the Galaxy
我们的目标是评估什么是最占主导地位的尘埃物种或类型，包括硅酸盐和氧化铁颗粒存在于ISM中，通过使用最近的观测尘埃耗尽的星系在不同的演化阶段。我们使用在不同环境中观测到的几种金属（O，S，Si，Mg和Fe）尘埃中的元素丰度，考虑具有不同金属丰度和尘埃含量的系统，即阻尼莱曼-α吸收体（DLAs）朝向类星体和银河系。我们推导出一个可能的尘埃成分，通过计算发现在尘埃中的统计预期元素丰度假设一组关键的尘埃物种与铁含量作为一个自由参数。本研究未考虑碳质粉尘。金属铁（可能以硅酸盐颗粒中夹杂物的形式存在）和氧化铁是无碳粉尘质量组成的重要组成部分。氧化铁占含氧粉尘的重要质量分数（在某些情况下约为1/4），并且有充分的理由相信金属铁占粉尘的类似质量分数。铁铁矿（FeO）可以简单地解释铁和氧的消耗，因为它很容易形成。似乎没有硅酸盐物种明显占主导地位的硅酸盐质量，而是铁贫以及富铁橄榄石和辉石的混合物。硫化物在多大程度上导致硫的消耗仍不清楚。一般来说，尘埃成分（不考虑含碳尘埃）从低金属量系统到银河系似乎没有什么演变。
2019-02-02 astro-ph.GA
Super-Eddington accretion of dusty gas onto seed black holes: metallicity-dependent efficiency of mass growth
超爱丁顿吸积到中间种子黑洞上是早期宇宙中超过$10^9~M_\odot$的超大质量黑洞的一种可能形成方式。在这里，我们调查如何快速吸积可能发生的气体和尘埃中含有有限数量的重元素。在我们的一维辐射流体动力学模拟中，辐射转移解决了吸积盘发出的直接紫外光和尘埃颗粒热发射的漫射红外光。我们的结果表明，由红外光辐射力引起的强烈反馈调节质量吸积。金属丰度越高，吸积速率越低，并存在一个临界金属丰度$Z \sim 10^{-2}~Z_\odot$，在此临界金属丰度以上，红外光的辐射压阻止了超爱丁顿吸积。考虑到这一点，我们研究是否尘埃超爱丁顿吸积发生在年轻星系使用一个简单的模型。我们表明，足够数量的星系在$z \gtrsim 10$可以这样的潜在网站，如果黑洞吸积冷稠密气体与$T \sim 10^2$ K，近似的热平衡值在$Z = 10^{-2}~Z_\odot$。我们认为BH通过快速吸积生长的效率取决于金属丰度，并且金属丰度略低于$10^{-2}~Z_\odot$为最有效的生长提供了机会。
2019-07-09 astro-ph.GA
The Chocolate Chip Cookie Model: dust-to-metal ratio of HII regions
本文基于“巧克力曲奇饼干”模型统计推导HII区光学深度，发现星系尘埃气体比随恒星质量单调增加，且尘埃金属比仅为恒星质量的函数，并揭示了其随金属丰度的幂律变化特征。
2023-04-03 astro-ph.GA
HD/H2 as a probe of the roles of gas, dust, light, metallicity and cosmic rays in promoting the growth of molecular hydrogen in the diffuse interstellar medium
我们模拟了最近的观测紫外吸收的HD和\HH \在银河系和阻尼/亚阻尼莱曼α系统在z=0.18和z $>$ 1.7。N（HD）/N（\HH）比率反映HD和\HH的单独自屏蔽以及由氘代化学引入的耦合。局部地，如果从\H 3 \p \和OH \p推断出每个H-核\zetaH $= 2\times 10^{-16}\ps$的宇宙射线电离率，则用$ 16 \pccc \la$ n（H）$\la 128 \pccc $的扩散分子气体解释观测。对N（HD）/N（\HH）的主要影响是宇宙射线电离率，在太阳金属丰度下对n（H）的向下依赖性要弱得多，但尘埃消光可以驱动N（HD）和N（\HH）一样高。在z $>$ 1.7时，N（HD）与银河系相当，但N（\HH）小10倍，N（\HH）/N（H I）也略小。我们的银河系和麦哲伦云的比较表明，较小的\HH /H预计在亚太阳的金属丰度，我们通过建模表明，HD/ \HH \增加与密度在低金属丰度，相反的银河系。HD的观测结果可以用低金属丰度下较高的n（H）来解释，但高z系统在金属丰度为0.04 $\la$ Z $\la$ 2太阳时具有较高的HD/ \HH \。同时，我们跟踪灰尘消光和自屏蔽效应。\HH \向\HH /H $\approx$ 1-10%的突然转变主要发生在自屏蔽中，尽管它受到n（H）$\la 16 \pccc$消光的帮助。低于$\la 32\pcc…
2014-11-18 astro-ph.GA
Using dust, gas and stellar mass selected samples to probe dust sources and sinks in low metallicity galaxies
我们结合附近星系的样本与赫歇尔测光选择他们的灰尘，金属，HI，和恒星的质量含量，并比较这些化学演化模型，以区分不同的尘埃源。在一篇配套论文中，我们使用了HI选择的邻近星系样本，揭示了非常富含气体（气体分数> 80%）的源的子样本，其尘埃质量明显低于简单化学演化模型的预测，并且远低于在尘埃和恒星选择的本地星系样本中看到的$M_d/M_*$和$M_d/M_{gas}$标度关系。我们使用化学演化模型来解释这些尘埃贫乏，但富含气体的来源，以及观察到的恒星形成率（SFR）和尘埃与气体的比例。我们发现，（i）延迟的恒星形成的历史是必需的，以模拟所观察到的SFR;（ii）流入和流出是必需的，以模拟所观察到的金属丰度在低气体分数;（iii）从超新星（SNe）的尘埃的贡献减少，需要解释的尘埃贫源与高气体分数。这些缺乏尘埃的低恒星质量星系需要一个典型的核心坍缩SN来产生0.01 - 0.16 $M_{\odot}$的尘埃。为了匹配所观察到的尘埃质量在较低的气体分数，显着的晶粒生长，需要抵消减少的贡献，从SN冲击的尘埃在SNe和尘埃破坏。这些发现在统计学上是可靠的，尽管由于固有的分散性，并不总是能够找到一个单一的模型来成功地描述所有的数据。我们还表明，粉尘与金属的比例降低对较低的金属。
2017-05-05 astro-ph.GA
Radiative Cooling II: Effects of Density and Metallicity
This work follows Lykins et al. discussion of classic plasma cooling function at low density and solar metallicity. Here we focus on how the cooling function changes over a wide range of density (n_H<10^12 cm^(-3)) and metallicity (Z<30Z _sun ). We find that high densities enhance the ionization of elements such as hydrogen and helium until they reach local thermodynamic equilibrium. By charge transfer, the metallicity changes the ionization of hydrogen when it is partially ionized. We describe the total cooling function as a sum of four parts: those due to H&He, the heavy elements, electron-e…
2014-05-08 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Effects of dust evolution on the abundances of CO and H$_2$
已知CO至H $_2$转换因子（$X_\mathrm{CO}$）与金属丰度（$Z$）相关。与金属丰度有关的尘埃丰度通过尘埃屏蔽解离光子和尘埃表面H $_2$的形成对这种相关性负责。在本文中，我们探讨如何尘埃与气体的比例和金属（$\mathcal{D}$ - $Z$关系）之间的关系影响的H $_2$和CO丰度（和$X_\mathrm{CO}$）的“分子”云。对于$\mathcal{D}$ - $Z$关系，我们采用了在我们以前的工作中发展的尘埃演化模型，它不仅处理了尘埃丰度的演化，而且还处理了星系中颗粒大小的演化。电离光子的屏蔽和H $_2$在尘埃上的形成与尘埃丰度和粒度一致。因此，我们的模型{预测一致的金属依赖性的$X_\mathrm{CO}$与观测数据}。在驱动尘埃演化的各种过程中，由吸积引起的晶粒生长对$X_\mathrm{CO}$ - $Z$关系的影响最大。其他过程也有一些影响的$X_\mathrm{CO}$ - $Z$关系，但他们的影响是轻微的分散相比，在金属丰度范围（$Z\gtrsim 0.1$ Z $_\odot$），其中CO可以检测到的观测数据。我们还发现，在恒星喷出物中的尘埃凝聚有显着的影响H $_2$丰度在低金属丰度（$\lesssim 0.1$ Z $_\odot$），相关的阻尼莱曼$α$系统和附近的矮星系，和H $_2$形成率的晶粒尺寸的依赖性也很重要。
2017-01-18 astro-ph.GA
The dust-to-gas mass ratio of luminous galaxies as a function of their metallicity at cosmic noon
我们的目标是量化之间的关系的尘埃-气体质量比（DTG）和气相金属丰度的$z=$ 2.1-2.5发光星系和对比这种高红移的关系对类似的限制在z $=$ 0。我们提出了一个样本的10个恒星形成的主序星星系的红移范围$2.1<z<2.5$与静止光学发射线信息可从MOSDEF调查和ALMA 1.2毫米和CO J $=$ 3-2后续观测。这些星系的恒星质量从$10^{10.3}$到$10^{10.6}\,\rm{M}_\odot$不等，恒星形成率从35到145 $\rm{M}_\odot\,\rm{yr}^{-1}$不等。我们从静止光学星云发射线（8.4 < $12 + \log{(\rm{O/H})} < 8.8$，对应于0.5 - 1.25 Z $_\odot$）计算了这些星系的气相氧丰度。我们分别从1.2~mm和CO J $=$ 3-2的观测值估算了星系的尘埃和H $_2$质量（使用金属度相关的CO到H $_2$转换因子），并由此估算了DTG。我们发现，在这个样本中的星系遵循已经观察到的趋势之间的CO线光度和尘埃连续光度从$z=0$到$z=3$，扩展这种趋势，以更暗的星系在$2.1<z<2.5$比观察到的日期。我们发现在这项工作中提出的星系的CO尘埃连续光度关系中没有二阶金属丰度依赖。在$2.1<z<2.5$的主序星星系的DTG是一致的DTG与气相金属丰度的增加。DTG的金属性依赖性由…
2022-12-19 astro-ph.GA
Shatter or not: role of temperature and metallicity in the evolution of thermal instability
我们测试金属丰度变化（背景梯度和波动）如何影响物理的局部热不稳定性，使用分析计算和理想化的，高分辨率的一维流体动力学模拟。虽然冷却函数（$Λ[T,Z]$）和冷却时间（$t_{\rm cool}$）取决于气体温度和金属丰度，我们发现，热不稳定性的增长率是明确地只依赖于冷却函数相对于温度的导数（$\partial \ln Λ/\partial \ln T$），而不是对金属丰度导数（$\partial \ln Λ/ \partial \ln Z$）。对于大多数$10^4~{\rm K} \lesssim T \lesssim 10^7~{\rm K}$，等压和等容模式（分别发生在小于和大于冷却时间[ $c_s t_{\rm cool}$ ]中所覆盖的声速的尺度上）线性增长，并且在较高的温度（$\gtrsim 10^7~{\rm K}$）下，等容模式是稳定的。我们表明，即使是非线性演化也取决于等容模式是线性稳定还是不稳定。对于稳定的等容模，我们观察到的小规模的等压模的增长，但这是不同的非线性破碎的致密冷却区域。对于不稳定的等容扰动，我们在小尺度上没有观察到大的密度扰动。虽然非常小的云（$\sim {\rm min}[c_st_{\rm cool}]$）形成于稳定的等容热不稳定性的非线性演化的瞬态，但它们中的大多数最终合并。
2021-03-10 astro-ph.GA
Dependence of the IRX-$β$ dust attenuation relation on metallicity and environment
我们利用一个z=2.0-2.5的恒星形成场和原团星系的样本，结合Keck/MOSFIRE K波段光谱、大量的静止坐标系紫外测光、Spitzer/MIPS和Herschel/PACS观测，分析了红外/紫外光度比（IRX）与紫外斜率（$β$）之间的关系，它是气相金属丰度（12+log（O/H）~8.2-8.7）的函数。我们发现IRX- $β$趋势对环境没有显著的依赖性。然而，我们发现，在一个给定的$β$，IRX与金属丰度高度相关，与质量，年龄和sSFR相关性较低。我们的结论是，在这里测试的物理性质，金属性是IRX- $β$散射的主要物理原因，IRX与质量的相关性可能是由于金属性的质量依赖性。我们的研究结果表明，UV衰减曲线随着金属丰度的降低而变陡，并且跨越了从我们样本中金属丰度最高的星系（12+log（O/H）~8.6）的浅Calzetti型曲线到12+log（O/H）~8.3的陡峭SMC样曲线的全部斜率可能性。使用Calzetti（SMC）曲线的低（高）金属量星系可以导致高达3倍的高估（低估）的紫外线衰减和模糊的SFR。我们推测，这种变化是由于不同属性的尘埃颗粒存在于ISM的低和高金属丰度星系。
2020-10-20 astro-ph.GA
The Dust-to-Gas and Dust-to-Metals Ratio in Galaxies from z=0-6
我们提出的星系尘埃气体（DGR）和尘埃金属（DTM）的比例从z=0到6的演变预测，使用模型的生产，生长和破坏的尘埃颗粒实施到\simba \宇宙流体动力学星系形成模拟。在我们的模型中，尘埃在恒星喷出物中形成，通过金属的吸积而生长，并被热溅射和超新星摧毁。我们的模拟再现了z=0时观测到的尘埃质量函数，但在z ~ 1-2时适度低估了质量函数x3。z=0的DGR与金属丰度的关系显示出紧密的正相关的恒星形成的星系，而它是不相关的淬火系统。在z=0-6之间，DGR-金属丰度关系几乎没有演变。我们使用机器学习技术来搜索与DGR和DTM最相关的星系物理特性。我们发现，DGR主要与气相金属丰度相关，但与耗尽时间尺度，恒星质量和气体分数的相关性是不可忽略的。我们提供了DGR和DTM与气相金属丰度的粗略拟合关系，以及一个公共代码包，该代码包估计DGR和DTM给定一组星系的物理特性。
2019-09-20 astro-ph.GA
MusE GAs FLOw and Wind (MEGAFLOW) V. The dust/metallicity-anisotropy of the Circum-Galactic Medium
我们研究环银河系介质（CGM）的尘埃含量是否取决于类星体视线相对于星系主轴的位置，使用13个星系-MgII吸收体对（9 - 81 kpc距离）从MusE GAs流动和风（MEGAFLOW）调查在0.4 < z < 1.4。CGM的粉尘含量是使用紫外线和可见中阶梯光谱仪（UVES）数据从[Zn/Fe]获得的。当[Zn/Fe]的直接测量不可用时，我们从一种方法来估计灰尘的消耗，该方法包括解决多个单离子化离子（例如MnII，CrII，ZnII）的消耗，因为每个离子以不同的速率消耗灰尘颗粒。我们发现方位角和[Zn/Fe]之间呈正相关，Pearson r = 0.70 +/- 0.14。沿长轴的视线显示[Zn/Fe] < 0.5，而沿短轴的[Zn/Fe]> 0.8。这些结果表明，CGM沿短轴平均更丰富的金属（由~ 1德克斯）比气体位于沿星系的主轴提供的尘埃耗尽是金属丰度的代理。这种各向异性的分布是一致的流出和吸积流体动力学模拟的最新结果。
2021-01-06 astro-ph.GA
The MOSDEF Survey: the Variation of the Dust Attenuation Curve with Metallicity
本文导出了z=1.4-2.6星系的紫外光学星尘衰减曲线与气相金属丰度的关系。我们使用218个恒星形成星系的样本，不包括那些非常年轻或严重模糊的恒星形成，从MOSFIRE深演化场（MOSDEF）调查与H $α$，H $β$，和[NII] $λ6585$光谱测量。我们通过比较星系的平均通量密度来限制衰减曲线的形状，这些星系被分类到使用巴耳末递减的尘埃遮蔽箱中，即，H $α$对H $β$光度。高金属丰度样本（12+log（O/H）>8.5，对应于$M_*\gtrsim10^{10.4}\,M_{\odot}$）的平均衰减曲线具有与Calzetti局部星爆曲线相同的浅斜率，以及显著的UV 2175 A消光凸起，其强度为银河系凸起的$\sim 0.5\times$。另一方面，低金属丰度样品（12+log（O/H）$\sim 8.2-8.5$）的平均衰减曲线具有与SMC曲线相似的更陡斜率，仅在$3σ$水平上与Calzetti斜率一致。在低金属丰度曲线中没有检测到紫外线凸起，这表明在低金属丰度下引起凸起的小尘埃颗粒相对缺乏。此外，我们发现，平均而言，星云红化（E（B-V））是一个因素的2倍大的恒星连续体的低金属丰度的星系，而星云和恒星红化是类似的高金属丰度的星系。后者可能是由于高表面密度的尘埃云嵌入恒星形成区，但也使高金属丰度星系的连续体变红。
2020-07-06 astro-ph.GA
Extended, Dusty Star Formation Fueled by a Residual Cooling Flow in the Cluster of Galaxies Sersic 159-03
虽然星系团核心的团内热介质（ICM）的冷却主要被来自中央活动星系核（AGN）的加热所抵消，但这种平衡并不完美。这可能会导致残余冷却流和低水平恒星形成，其物理机制尚未得到很好的理解。在这里，我们提出了一个详细的研究，在中心的低质量星系团Sersic 159-03（A S1101）使用远紫外成像从哈勃太空望远镜和远红外（FIR）光谱和测光从赫歇尔空间天文台，以及丰富的档案数据。我们在紫外线，远红外线和[CII]探测到扩展发射，表明恒星形成率为1-3 Msun/年，这取决于指标和假设。最近形成的恒星在空间上与最低熵ICM重合。我们推测，这种低熵气体已被中央活动星系核约7.5千秒差距的cD星系北部。这些数据表明，从中央活动星系核附近的冷却核心的位移可以暂时打破反馈循环，并导致冷却和恒星形成偏离星系中心。我们在星团中心发现了大量的冷尘埃（约10^7 Msun），在中央星系以北约30 kpc处还有第二个FIR峰。如果证实与冷却细丝有关，这将是在冷核心星团中发现的最广泛的尘埃复合体。
2014-11-10 astro-ph.GA
ALMA Chemical Evolution (ACE) survey: the dust content of subsolar metallicity galaxies at cosmic noon
Centro de Astrobiología (CAB), CSIC-INTA（天体生物学中心）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Leiden Observatory, Leiden University（莱顿大学天文台）；Department of Astronomy, University of Massachusetts, Amherst（马萨诸塞大学阿默斯特分校天文学系）；Departamento de Física de la Tierra y Astrofísica, Facultad de Ciencias Físicas, Universidad Complutense de Madrid（马德里康普顿斯大学物理科学学院地球与天体物理学系）；Department of Physics and Astronomy, University of California, Riverside（加州大学河滨分校物理与天文学系）；Department of Astronomy, University of Florida（佛罗里达大学天文学系）
该研究利用 ALMA 观测 25 个 z~2.3 的亚太阳金属丰度星系，发现其尘埃质量比同金属丰度、同恒星质量的近邻星系高 3-9 倍，且 DtS 比值与 sSFR 正相关，表明分子气体比例驱动了尘埃过量。
2026-11-09 astro-ph.GA
The spatially resolved relation between dust, gas, and metal abundance with the TYPHOON survey
利用TYPHOON巡天数据研究11个邻近星系中尘埃-气体质量比与金属丰度的空间分辨关系，发现中等金属丰度星系DGR散射大，低金属丰度星系Sextans A恒星形成区DGR异常偏高，表明尘埃晶粒生长可能在低金属丰度下早期启动。
2024-10-03 astro-ph.GA
The role of dust destruction and dust growth in the evolution of the interstellar medium
我们使用类似银河系的化学动力学模拟与一个新的治疗尘埃的破坏和增长，调查这两个过程如何影响星系中的星际介质的属性。我们关注两个特定参数的作用：f_des（一个新的参数，决定了超新星周围单个气体粒子中被摧毁的尘埃的比例）和C_s（金属原子或离子在碰撞后粘在尘埃颗粒上的概率，即，粘附系数）在调节星系中尘埃、冷气体和金属的数量和分布方面的作用。我们发现，低fdes和/或高Cs值的模拟星系不仅产生更多的尘埃，而且尘埃面密度与总气体面密度的相关性较弱，尘气比与金属丰度的相关性较陡。只有当fdes值在0.01 ~ 0.02之间，Cs值在0.5 ~ 1之间时，我们的模拟才能得到与观测一致的尘气比与金属丰度关系的平均斜率。f_des值对应于被单个超新星摧毁的尘埃的总分数在0.42和0.44之间的范围。最后，我们比较了几个模拟的预测（不同的恒星形成配方，气体分数，中心金属丰度和金属丰度梯度）的空间分辨M101星系，并得出结论，金属丰度是尘埃空间分布的主要驱动因素，而尘埃-气体比控制冷气体分布，因为它调节原子到分子的氢转化率。
2020-09-17 astro-ph.GA
Metals and dust content across the galaxies M101 and NGC 628
本文对邻近的旋涡星系M101（NGC 5457）和NGC 628（M74）中尘埃与金属丰度之间的关系进行了空间分辨研究。我们探讨了它们的气体和恒星的化学丰度与它们的尘埃含量和它们的化学演化之间的关系。经验空间分辨的氧的有效产额和气体尘埃质量比（GDR）在两个盘星系的推导，采样一个德克斯在氧丰度。我们发现NGC 628盘和M101盘的大部分金属收支似乎与简单化学演化模型的预测一致，氧产额在半个太阳和一个太阳之间，而M101的最外层区域（R<0.8R25）则存在偏差，表明存在气体流。GDR-金属丰度关系显示出两个斜率的行为，在12+log（O/H）~8.4处出现转折，这是星尘产生等于晶粒生长时理论尘埃模型预测的临界金属丰度。GDR与分子云在总气体中所占的比例Sigma（H2）/Sigma（gas）之间也存在着一定的关系，并提出了GDR与12+log（O/H）（金属丰度）和Sigma（H2）/Sigma（gas）（分子云比例）之间的经验关系。GDR是密切相关的金属丰度低，并与西格玛（H2）/西格玛（气体）为较高的金属丰度表明ISM尘埃的增长。在这两个星系中，Sigma（尘埃）/Sigma（恒星）的比值与12 + log（O/H）有很好的相关性，与log（N/O）有很强的相关性。对于低于临界值的丰度，“星尘”的生产给我们一个恒定的值，这表明恒星尘埃产量类似于氧气产量。
2018-11-26 astro-ph.GA
The Star Formation Factory revisited I. The impact of metallicity on collapsing star-forming clouds
Astronomical Institute of the Czech Academy of Sciences（捷克科学院天文研究所）；Faculty of Mathematics and Physics, Charles University（查理大学数学物理学院）；Instituto Nacional de Astrofísica Óptica y Electrónica（国家天体物理学、光学和电子研究所）
研究探讨恒星风和超新星如何影响不同金属licity、质量和大小的坍缩气体云中的星形成，发现金属licity在调节反馈中起关键作用，影响星形成效率和持续时间。
2026-03-31 astro-ph.GA
Metallicity Effects on Machine Learning Classification of Dusty Stellar Sources in the Magellanic Clouds
School of Astronomy, Institute for Research in Fundamental Sciences (IPM)（基础科学研究院天文学系）；Lennard-Jones Laboratories, Keele University（基尔大学伦纳德-琼斯实验室）；Jodrell Bank Centre for Astrophysics, Alan Turing Building, University of Manchester（曼彻斯特大学艾伦·图灵大楼乔德雷克银行天体物理学中心）；Iranian National Observatory, Institute for Research in Fundamental Sciences (IPM)（基础科学研究院伊朗国家天文台）
针对麦哲伦云尘埃恒星源分类任务，本研究通过四种训练方案测试概率随机森林模型，证实金属丰度对分类性能无显著影响，支持跨星系合并数据集建模。
2025-11-15 astro-ph.GA
The impact of cosmic ray heating on the cooling of the low-metallicity interstellar medium
本研究通过磁流体动力学模拟发现，在低金属丰度星际介质中，宇宙射线加热可主导光电加热，均匀CR电离率会抑制或延迟恒星形成，而可变CR电离率下恒星主要形成于低加热率的原始区域。
2025-01-30 astro-ph.GA
ALMA Chemical Evolution (ACE) survey: an overview -- extending dust and gas inference to low metallicities at cosmic noon
Centro de Astrobiología (CAB), CSIC-INTA（西班牙太空生物研究中心）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Leiden Observatory, Leiden University（莱顿大学莱顿天文台）；Department of Astronomy, University of Massachusetts, Amherst（马萨诸塞大学阿默斯特分校天文学系）；Department of Physics, University of California, Santa Barbara（加州大学圣塔芭芭拉分校物理系）；Cosmic Dawn Center at the Niels Bohr Institute, University of Copenhagen and DTU-Space, Technical University of Denmark（哥本哈根大学尼尔斯·玻尔学院宇宙黎明中心及丹麦技术大学DTU空间）；Université Paris-Saclay, Université Paris Cité, CEA, CNRS, AIM（巴黎萨克雷大学、巴黎西岱大学、法国原子能和替代能源委员会、法国国家科学研究中心）；Research School of Astronomy and Astrophysics, Australian National University（澳大利亚国立大学天体物理学研究学院）；Department of Physics and Astronomy（物理与天文学系）
ACE巡天通过ALMA观测25个z~2低金属丰度星系，测量其CO、尘埃和金属含量，建立新的标度关系，首次全面揭示宇宙正午亚太阳金属丰度星系中气体、尘埃与恒星形成的相互作用。
2026-09-21 astro-ph.GA
A solar metallicity galaxy at $z >$ 7? Possible detection of the [N II] 122 $μ$m and [O III] 52 $μ$m lines
我们提出了第一次检测的[N II] 122 $μ$ m和[O III] 52 $μ$ m线的再电离时代的星系。基于这些线和以前的[C II] 158 $μ$ m和[O III] 88 $μ$ m测量，使用两种不同的星际介质辐射传输模型，我们估计的电子密度的上限$\lesssim$ 500厘米$^{-3}$和气相金属丰度$Z/Z_\odot \sim 1.1 \pm 0.2$为A1689-zD 1，引力透镜，尘埃星系在$z$ = 7.133。到目前为止，在$z \gtrsim$ 6的星系星际介质中，其他金属丰度的测量或指标通常比这低一个数量级。异常高的金属丰度使得A1689-zD 1与基本的金属丰度关系不一致，尽管可能有显著的尘埃遮蔽恒星质量，这可能部分解决不一致的问题。考虑到太阳的金属丰度，尘埃与金属的比率比预期的要低几个因子，暗示$z \sim$ 7以外的星系可能有较低的尘埃形成效率。最后，与氧相比，推断出的氮富集，金属丰度测量所依赖的，表明该系统中的恒星形成年龄超过2.5亿年，将该星系的起源推到了$z >$ 10。
2023-03-08 astro-ph.GA
ALMA Chemical Evolution (ACE) survey: dust-to-gas ratios in sub-solar metallicity galaxies at cosmic noon
European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Leiden Observatory, Leiden University（莱顿大学莱顿天文台）；Centre for Astrobiology, Madrid（马德里天体生物学中心）；Department of Astronomy, University of Massachusetts, Amherst（马萨诸塞大学阿默斯特分校天文学系）；Research School of Astronomy and Astrophysics, Australian National University（澳大利亚国立大学天文学与天体物理学研究学院）；Department of Physics and Astronomy, University of California, Riverside（加州大学河滨分校物理与天文学系）；Department of Astronomy, University of Florida（佛罗里达大学天文学系）；Cosmic Dawn Center at the Niels Bohr Institute, University of Copenhagen and DTU-Space, Technical University of Denmark（哥本哈根大学尼尔斯·玻尔研究所宇宙黎明中心及丹麦技术大学DTU空间部）
基于ALMA化学演化巡天，测量宇宙正午亚太阳金属丰度星系的尘埃与分子气体比，发现其随金属丰度增加而增加，为尘埃增丰模型提供新约束。
2026-09-21 astro-ph.GA
Dust Cooling in Supernova Remnants in the Large Magellanic Cloud
红外线与X射线（IRX）的通量比追踪了在超新星遗迹（SNRs）等天体物理等离子体中尘埃冷却与气体冷却的相对重要性。我们推导出IRX比率的信噪比在LMC使用斯皮策和钱德拉信噪比调查数据，并比较它们与银河系的信噪比。在样品中的所有SNR的IRX比率被发现是适度大于统一，表明尘埃颗粒是一个更有效的冷却剂比气体，虽然气体冷却可能是不可忽略的。LMC SNR的IRX比率系统地低于银河SNR。由于尘埃冷却和气体冷却都属于星际介质的性质，LMC SNR的较低IRX比可能反映了LMC的特性，而较低的尘埃-气体比（银河值的四分之一）可能是最重要的因素。所观察到的IRX比与理论预测，产生IRX比一个数量级更大。这种差异可能源于残留物中的尘埃缺乏，这是由于震前介质中的尘埃丰度相对于正则丰度的局部变化或震后介质中的尘埃破坏造成的。热气体的非平衡电离冷却，特别是对于年轻的SNR，也可能导致差异。最后，我们讨论了在低金属丰度星系的SNRs的主导冷却机制的影响。
2015-06-26 astro-ph.GA astro-ph.HE
Dust Production around Carbon-Rich Stars: The Role of Metallicity
背景资料：宇宙中的大多数恒星将在热脉冲渐近巨星分支（TP-AGB）阶段失去它们的包层，从而结束它们的演化，使星系的星际介质富含重元素，部分凝结成尘埃颗粒，形成在它们扩展的拱星包层中。在这些恒星中，富碳的TP-AGB星（C星）与星系的化学富集特别相关。本文从理论上探讨了金属丰度在尘埃形成过程中的作用。研究方法：我们将尘埃生长和尘埃驱动风的最新描述（包括冲击的时间平均效应）与FRUITY恒星演化轨迹相结合。我们比较了我们的预测与观测的C-恒星在我们的银河系中，在麦哲伦云（LMC和SMC）和星系晕，其特征是金属丰度之间的太阳和1/10的太阳。结果：我们的模型解释了由IRS Spitzer光谱得到的C星周围气体和尘埃含量的变化。我们的描述很好地再现了C星在不同金属丰度下的风速。我们预测的风速在金属量下降到1/10的太阳在一个广泛的质量损失率。
2021-07-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Supernova dust yields: the role of metallicity, rotation, and fallback
超新星（SNe）被认为在高红移星系的尘埃富集中起着重要作用，并且由于星际颗粒的寿命很短，在本星系的尘埃补充中起着重要作用。在这里，我们将探讨如何SN尘埃产量取决于质量，金属丰度，和祖星的旋转速率，以及爆炸的属性。为此，假设喷出物内均匀混合，我们量化的尘埃质量与祖质量$13~M_{\odot} \leq M \leq 120~M_{\odot}$，金属度$\rm -3 \leq [Fe/H] \leq 0$，旋转速率$\rm v_{\rm rot} = 0$和$300$ ~km/s的SN模型的样本产生的，爆炸与固定的能量$1.2 \times 10^{51}$ ~erg（FE模型）或校准的爆炸属性，以重现从SN观测（CE模型）推断的$\rm ^{56}Ni$ - $M$关系。我们发现，旋转有利于更有效的尘埃生产，特别是对于更大的质量，低金属量的恒星，但金属量和爆炸性能对尘埃质量及其组成的影响最大。在FE模型中，带有$M \leq 20 - 25 ~M_{\odot}$的SNe在形成粉尘方面更有效：单次爆炸中形成的$M_\odot$在0.1到1之间，当使用$\rm [Fe/H] = 0$时，其成分主要由硅酸盐、碳和磁铁矿颗粒组成，当使用$\rm [Fe/H] < 0$时，其成分主要由碳和磁铁矿颗粒组成。在CE模型中，喷出物是大量的，富含金属，粉尘的产生效率更高。尘埃质量随着$M$的增加…
2018-11-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
The gas, metal and dust evolution in low-metallicity local and high-redshift galaxies
星系星际介质中的化学富集受几个物理过程的控制：恒星演化、颗粒形成和破坏、星系流入和流出。了解这些过程对于追踪星系在整个宇宙时期的化学富集以及解释观测结果至关重要。尽管这些主题的重要性，驱动星系中重子演化的不同过程的效率仍然存在争议。我们修改了目前的描述，在本地低金属丰度矮星系的金属和尘埃的演变，我们开发了一个描述莱曼Break galvanic。我们的主要目标是再现i）在几百万年内观测到的尘埃质量超过恒星质量的峰值（sMdust）; ii）sMdust在以后的时间减少。用“银河系发射研究代码”（CIGALE）拟合了星系的光谱能量分布，估算了恒星和尘埃的质量以及恒星的形成率。对于一些矮星系，金属和气体含量也是可用的。我们对星系中的化学演化进行了不同的计算，并通过模型预测拟合了观测到的性质。我们发现：i）一个头重脚轻的初始质量函数，有利于大质量的恒星和尘埃凝结分数的II型超新星（SNe II）的50%或更高的帮助再现峰值后观察到的100万年以来的周期开始; ii）银河系外流发挥了至关重要的作用，在再现下降的smM尘埃随着年龄的增长，他们比从SNe II颗粒破坏更有效; iii）恒星形成效率（转化为恒星的气体质量）的百分之几，需要解释当地矮星系的金属丰度; iv）在ISM的尘埃增长是没有必要复制的SMDust，如果存在，其影响被擦除星系外流。
2020-06-26 astro-ph.GA
BEDE: Bayesian Estimates of Dust Evolution For Nearby Galaxies
我们建立了一个严格的统计框架，以提供约束的化学和尘埃演化参数附近的晚型星系与广泛的气体分数（$3\%<f_g<94\%$）。贝叶斯蒙特卡罗马尔可夫链框架提供了对化学演化模型中使用的参数的统计约束。近一百万个单区化学和尘埃演化模型与340个星系进行了比较。相对概率计算数据和模型之间的$χ^2$，边缘化的不同的时间步长，星系质量和恒星形成的历史。我们应用这种方法来找到“最佳拟合”的模型参数与金属含量，并随后固定这些金属参数来研究粉尘参数。对于金属参数，在初始质量函数的选择、超新星金属产额表和流出公式之间发现了简并。对于粉尘参数，除了可用于晶粒生长的金属比例受到很好的约束外，最佳拟合值的不确定性通常很大。我们发现了一些退化之间的灰尘参数，限制了我们的能力，仅使用观察区分化学模型。例如，我们表明，低金属量星系的低尘埃含量可以通过减少超新星尘埃产量和/或包括光碎裂来解决。我们还表明，超新星尘埃占主导地位的尘埃质量的低金属丰度星系和晶粒生长占主导地位的高金属丰度星系。转变发生在$12+\log({\rm O/H})=7.75$附近，低于文献中大多数研究的结果。
2021-07-07 astro-ph.GA
The influence of dust destruction on gas cooling
P.N. Lebedev Physical Institute of the Russian Academy of Sciences（俄罗斯科学院列别杰夫物理研究所）；M.V. Lomonosov Moscow State University, Faculty of Space Research（莫斯科国立大学空间研究系）
研究早期宇宙尘埃丰度超模型预测的情况，通过考虑尘埃冷却等因素，针对不同初始温度和金属丰度研究气体等容冷却，揭示尘埃对气体冷却的影响及颗粒尺寸分布、气体不均匀性等因素的作用。
2026-07-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Formation History of Polycyclic Aromatic Hydrocarbons in Galaxies
多环芳烃（PAHs）是星际介质（ISM）中的主要尘埃组分之一。我们提出了我们的进化模型的丰度多环芳烃在ISM上的星系演化时间尺度。我们认为，粉碎的碳质尘埃颗粒在星际湍流的多环芳烃的形成机制，而多环芳烃的丰度可以减少凝聚到尘埃颗粒，破坏超新星冲击，并纳入恒星。我们实现这些过程中的一个区域的化学演化模型，以获得在星系中的PAH丰度的演变。我们发现，PAH的形成变得加速以上一定的金属粉碎成为有效的。对于PAH的破坏，而超新星冲击是在金属贫乏的环境中的主要机制，凝聚是在金属丰富的环境中占主导地位。我们比较了我们的模型中的PAH丰度的演变与星系中观测到的丰度具有广泛的金属丰度范围。我们的模型再现了低金属丰度星系中PAH检测的缺乏和高金属丰度星系中PAH丰度的金属依赖性。多环芳烃丰度的强金属依赖性出现作为强金属依赖性的尘埃质量增加的结果，通过吸积的金属到尘埃颗粒，最终粉碎成多环芳烃。我们的结论是，观测到的趋势的多环芳烃丰度可以是一个自然的结果粉碎的碳颗粒的来源多环芳烃。为了建立我们的PAH形成方案，通过粉碎形成PAH的观察证据将是至关重要的。
2014-01-16 astro-ph.GA
Cooling timescale of dust tori in dying active galactic nuclei
我们估计了一旦活动星系核（AGN）淬灭，尘埃环冷却的时间尺度。在尘埃环系统中，一旦入射光子被抑制，一个尘埃团从$T_{\rm dust}=1000$ K到几个$10$ K的冷却时间尺度小于$10$年，这表明尘埃环的冷却时间主要取决于来自中心引擎的光穿过环的时间。在考虑了光穿过环面的时间后，活动星系核的环面发射在猝灭后的$100$年内，在$12~μ$ m处减弱了两个数量级以上。我们还提出了用不同物理尺度的活动星系核指示剂$R$ m波段光度示踪活动星系核环（$R \sim 10$ pc）和光学[OIII] $\lambda5007$发射线窄线区（$R=10^{2-4}$ pc）来寻找“垂死”活动星系核。
2017-06-09 astro-ph.GA astro-ph.HE
Quasar 2175 Å dust absorbers I: metallicity, depletion pattern, and kinematics
我们提出了13个新的2175尘埃吸收器在z_abs = 1.0 - 2.2的背景类星体从斯隆数字巡天。这些吸收剂的详细审查使用的数据从Echelle光谱仪和成像仪（ESI）的凯克II望远镜。许多低电离线包括Fe II、Zn II、Mg II、Si II、Al II、Ni II、Mn II、Cr II、Ti II和Ca II存在于产生2175 μ m凸点的同一吸收体中。相对的金属丰度（相对于锌）表明，我们的2175年的尘埃吸收器的耗尽模式类似于银河系的云，虽然有些是盘状的，有些是晕状的。与文献阻尼莱曼-α吸收器（DLA）和subDLA相比，2175型除尘器的消耗水平明显更高。粉尘消耗水平指标[Fe/Zn]倾向于与撞击强度反相关。从凯克/ESI光谱的速度分布也提供了动力学信息的灰尘吸收器。尘埃吸收器被发现有多个速度分量的速度宽度从~100 ~~ 600 km/s，这是大于那些大多数DLAs和subDLAs。假设速度宽度是恒星质量的可靠示踪剂，2175个尘埃吸收体的宿主星系预计比DLA/subDLA宿主星系质量更大。并不是所有的2175尘埃吸收体都是背景类星体的介入系统。朝向类星体J1006+1538和J1047+3423的吸收体是可能与类星体本身或宿主星系有关的邻近系统。
2017-08-14 astro-ph.GA
Growth of dust grains in a low-metallicity gas and its effect on the cloud fragmentation
在低金属丰度气体中，尘埃热辐射引起的快速冷却被认为是导致云碎裂的原因，并在贫金属环境中对低质量恒星（<1 M太阳）的形成起着至关重要的作用。我们调查如何增长的尘埃颗粒通过吸积的重元素在气相颗粒表面上改变了热演化和破碎的塌陷气体云的属性。我们直接计算晶粒生长和尘埃排放冷却的自洽方式。我们表明，MgSiO 3晶粒充分生长的气体密度nH = 10^{10}，10^{12}，和10^{14} /cc的金属丰度Z = 10^{-4}，10^{-5}，和10^{-6} Zsun，分别在那里的塌缩气体云的冷却得到加强。有效冷却粉尘的条件在0.001- 0.1的实际范围内对预先存在的颗粒的初始凝结因子不敏感，但对金属丰度敏感。当初始晶粒半径r_{MgSiO3,0} <~ 0.01 μ m时，临界金属丰度为Zcrit ~ 10^{-5.5} Zsun，当初始晶粒半径r_{MgSiO3,0}>~ 0.1 μ m时，临界金属丰度为Zcrit ~ 10^{-4.5} Zsun。最近发现的一颗金属丰度极低（<= 4.5 × 10 ^{-5} Zsun）的低质量恒星的形成可能是由晶粒生长引发的。
2013-02-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gas, dust, and the CO-to-molecular gas conversion factor in low-metallicity starbursts
本研究通过尘埃法结合ALMA和VLT数据，量化了三个邻近贫金属星暴在250pc和40pc分辨率下的XCO值，发现XCO存在大离散且与空间分辨率、金属licity及CO亮温均相关，证实了XCO的多变量依赖性。
2023-05-11 astro-ph.GA
Where does galactic dust come from?
在这里，我们调查的尘埃质量（Mdust）在银河系（MW）中观察到的尘埃标度关系的DGS和KINGFISH调查的本地星系的样本中发现的起源。为了这个目的，我们模拟尘埃生产的渐近巨星分支（AGB）恒星和超新星（SNe）在模拟星系形成沿组装的银河系般的晕在一个良好的解决宇宙体积的4cMpc使用GAMESH管道。我们探讨了不同的金属丰度和质量依赖的AGB和SN尘埃产量的影响上预测的Mdust。我们的研究结果表明，考虑到SN反向激波造成的颗粒破坏的模型预测MW中的总尘埃质量比观测值低4倍，并且不能再现观测到的尘埃和恒星质量之间的星系尺度关系，以及尘埃与气体的比率和金属丰度，在低金属丰度（12 + log（O/H）< 7.5）和低恒星质量（Mstar < 10^7 Msun）的星系中，差异较小。与以前的研究一致，我们认为星际介质中的竞争过程必须在解释观察到的趋势。我们的结果加强了这一结论，表明它持有独立的AGB和SN尘埃产量。
2017-10-01 astro-ph.GA
The Relationship between CO Emission and Visual Extinction Traced by Dust Emission in the Magellanic Clouds
为了测试理论上的理解，发现明亮的CO排放主要取决于尘埃屏蔽，我们调查之间的关系CO排放（$I_{\rm CO}$）和尘埃量（估计从红外发射和表示为“$A_V$“）在大麦哲伦云，小麦哲伦云，和银河系。我们发现，在我们的共同分辨率为10 pc尺度，$I_{\rm CO}$给定一个固定的视线$A_V$是相似的，尽管在金属丰度的差异在所有三个系统。我们发现了一些证据的二次依赖$I_{\rm CO}$的辐射场，在LMC中，$I_{\rm CO}$在给定的$A_V$是较小的高$T_{\rm dust}$的地区，也许是因为增加了光解辐射场。我们提出了一个简单但有用的图片，其中CO到H的$_2$转换因子（\xco）取决于两个可分离的因素：（1）气柱密度的分布，通过尘埃与气体的比例映射到消光分布;（2）$I_{\rm CO}$对$A_V$的依赖性。假设本地银河系云的概率分布函数（PDF）是普遍的，这种方法预测的依赖性\xco\$Z$之间的$Z^{-1}$和$Z^{-2}$以上约三分之一的太阳金属丰度。低于此金属丰度，CO仅从云的高柱密度部分出现，因此非常敏感地依赖于所采用的PDF和H $_2$ /{ \sc Hi}处方。因此，低金属丰度云的PDF具有相当大的意义，即使在非常低的金属丰度下，与\xco \的理想处方相关的不确定性也很大。
2015-04-10 astro-ph.GA
Non-equilibrium cooling rate for a collisionally cooled metal-enriched gas
我们提出了自洽计算的非平衡（随时间变化）冷却速率的无尘碰撞控制气体在宽的温度（$10 K\le T\le 10^8 K$）和金属丰度（$10^{-4} Z_\odot \le Z \le 2 Z_\odot$）范围。我们证实，分子氢占主导地位的冷却在$10^2 \simlt T\simlt 10^4$ K和$Z\simlt 10^{-3} Z_\odot$。我们发现H $_2$对$T\sim (4-5)\times 10^3$ K附近冷却速率的贡献在金属丰度范围$Z\simlt 10^{-2} Z_\odot$内刺激了热不稳定性。等压冷却速率通常低于等容冷却速率，因为气体密度的相关增加导致更有效的氢重组和精细结构水平种群的平衡。等容冷却使电离分数在$T\simlt10^4$ K下保持相当高：在$T\simeq 10^3$ K和$Z\simlt 0.1 Z_\odot$下高达$\sim0.01$，并且在更高的金属丰度下甚至更高，与等压冷却相反，其中它至少低一个数量级。尽管电离分数增加，但分子氢的气相形成速率（通过H $^-$）随着金属丰度降低，因为较高的金属丰度缩短了演化时间。我们实现我们的自洽冷却速率到多维并行代码ZEUS-MP，以模拟超新星遗迹的演变，并将其与类似的模型与以前的作品中发表的列表冷却速率进行比较。我们发现这两种描述之间存在显著差异，例如，在星周介质中混合喷射出的金属…
2013-02-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dust emissivity and absorption cross section in DustPedia late-type galaxies
目的：我们比较了远红外测量的高银河系纬度卷云与204晚型DustPedia星系的样本中确定的亚毫米尘埃发射特性。其目的是验证是否适合使用银河系的尘埃属性来推导外部星系中的尘埃质量。研究方法：我们利用赫歇尔观测和原子分子气体质量来估算250微米处的圆盘平均尘埃发射率，并由此估算每个H原子和尘埃质量的吸收截面。发射率需要一个假设，即CO到H_2的转换因子，并且对于每个H原子的吸收截面还需要粉尘温度;对于吸收截面粉尘质量，还需要另一个取决于金属性的对粉尘-氢比D/H的约束。结果：我们发现，对于4 < F（250）/F（500）< 5的星系，ψ（250）= 0.82 +/- 0.07 MJy sr^-1（1 E20 H cm^-2）^-1。这仅弱地依赖于所采用的CO到H_2的转换因子。在相同的颜色比例下，该值几乎与银河系相同。相反，当F（250）/F（500）> 6时，Δ F（250）低于其对加热条件的依赖性所预测的值。这种减少表明，早期类型的螺旋，较高的金属含量，并具有较高的分子气体分数的尘埃排放特性的变化。当银河卷云的标准发射特性被用于这些星系时，它们的尘埃质量可能被低估了两倍。银河系金属丰度的吸收截面值也接近卷云。发现吸收截面与金属丰度的温和趋势，尽管结果取决于所作的假设。
2019-09-27 astro-ph.GA
CII*/CII ratio in high-redshift DLAs: ISM phase separation drives the observed bimodality of [CII] cooling rates
讨论了类星体中高红移干扰阻尼Lyman- $α$系统中由于[CII] $\,$ 158 $μ$ m辐射引起的CII*/CII比和冷却速率的观测结果。我们发现，所观察到的双峰的CII冷却速率实际上反映了双峰的CII*/CII-金属丰度平面，可以自然地解释中性介质的相分离，而不调用恒星形成的情况下的差异。假设现实的物理参数的分布来计算相图，我们也重现定性的金属依赖性的双峰。我们强调，高z DLAs主要探测低金属含量气体（$Z\lesssim 0.1 Z_{\odot}$），其中加热主要由宇宙射线（和/或湍流），而不是由光电加热。因此，即使DLA的气体主要是冷的（其中冷却由[CII]主导），CII的激发也可以用于导出宇宙射线电离率（和/或湍流加热），但不能导出UV场，如先前所考虑的。或者，如果DLA中的气体主要是热的，则可以使用CII*/CII来约束其数密度。最后，我们还讨论了电离介质的重要性，如果电离介质也沿视线存在，则可以显著增加平均CII*/CII比率。
2021-12-20 astro-ph.GA
