Gas-phase metallicity of 27 galaxies at intermediate redshift
这项工作的目的是提供新的气相氧丰度测量的一个偶然的样本的27个星系的红移0.35<z<0.52。我们测量了安装在甚大望远镜上的可见光多目标摄谱仪观测到的星系光谱中[O II]λ3727，Hβ和[O III]λ4959，5007发射线的等效宽度。对于每个星系，我们推导出金属敏感的发射线比R23，电离敏感的发射线比O32，和气相氧丰度12+log（O/H）。我们获得的样品星系的气相氧丰度12+log（O/H）的值是一致的，与以前的研究结果的星系在中等红移。
2012-07-10 astro-ph.CO
Chemical abundances and spatial distribution of Long Gamma-Ray Bursts
我们分析了长伽马射线暴的母星在宿主星系内的空间分布和化学性质随红移的变化。利用包括恒星形成、超新星反馈和化学富集在内的流体动力学宇宙学模拟，基于低金属丰度的Eksar模型假设，研究了0 < z < 3范围内的祖先星。我们的结果表明，这些现象的网站往往位于中心区域的主机在高红移，但向外移动较低的。我们发现，低金属丰度截止值的方案最适合目前的观察。对于这些情况下，长伽马射线暴往往是[Fe/H]穷人，并显示出强烈的α增强的红移减少向低值演变。典型爆发点随红移的变化意味着它们可能在不同的红移处追踪星系的不同部分。
2011-04-27 astro-ph.CO
Chemical abundances in high-redshift galaxies: A powerful new emission line diagnostic
这封信提出了一个新的，非常简单的诊断，专门设计用于获得高红移星系的化学丰度。它仅使用H α、[N II]和[S II]发射谱线，这些谱线通常可以在单个门控设定中观察到，并且在高达12+log（O/H）= 9.05的丰度下几乎呈线性。它可以在高红移星系中遇到的全部丰度范围内使用。通过使用波长上靠近在一起的发射线，它也与红化无关。我们的诊断关键取决于N/O比的校准。然而，通过使用真实的恒星大气，结合从恒星和H II区域局部导出的N/O与O/H丰度校准，并考虑到高红移H II区域具有高电离参数\emph{and}高气压的事实，我们发现高红移星系的观测可以简单地由模型解释，而不必调用N/O比的任意变化，或者这些星系中存在着不寻常数量的沃尔夫-拉叶星。
2016-01-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Chemical Abundances in Star-Forming Galaxies at High Redshift
一个星系的金属丰度提供了恒星形成、气体吸积和气体流出的记录，因此是在高红移下所能获得的最具信息量的测量之一。这也是最困难的之一。我回顾了确定遥远恒星形成星系中化学丰度的方法，并总结了1<z<3星系的结果。然后，我专注于质量金属丰度的关系，它的演变与红移，它的用途在约束流入和流出的气体，并结束了简短的讨论，未来的前景金属丰度测量在高红移。
2009-12-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Probing the low-redshift star formation rate as a function of metallicity through the local environments of type II supernovae
II型超新星可以追踪恒星的形成，以探测其在低红移的全球金属丰度分布。我们提出了避免许多以前的偏见来源的SN II祖区域的氧和铁丰度分布。由于Fe（而不是O）丰度驱动了CCSNe的祖先大质量恒星的晚期演化，并且由于Fe富集滞后于O富集，我们发现O丰度到Fe丰度的一般转换。我们在这里提出的分布是最好的比较标准，用于评估稀有类SNe如何依赖于祖金属丰度。我们测量了第一年PTF SN搜索中SNe II宿主的代表性子样本的气相O丰度，使用SN位置附近的SDSS光谱（9）和新的长缝光谱（25）。这34个寄主的金属丰度中位数为12+log（O/H）= 8.65，中位数误差为0.09。根据SDSS光度测量，主星系恒星质量的中位数是10^9.9太阳质量。它们没有显示出金属丰度或质量与MPA/JHU增值目录的红移匹配样本的系统性偏移。与以前的SN主机金属丰度研究相比，这个样本是从一个单一的区域调查。最低质量星系中的SNe并没有被系统地排除在外。我们发现的金属丰度分布是统计上无法区分的金属丰度分布的SN II主机发现有针对性的调查和样本从多个调查具有不同的选择功能。使用铁和O丰度之间的关系，发现银河系盘，球，晕星，我们翻译成铁丰度估计的SN II环境的O丰度分布。我们发现，虽然这个样品跨越只有0.65德克斯的O丰度，铁和O丰度之间的差距是50%，在我们的样品的低金属丰度端比在高金属丰度端宽。（节略）
2013-06-20 astro-ph.CO
The Radial Dependence of Temperature and Iron Abundance: Galaxy Clusters from z=0.14 to z=0.89
利用钱德拉和XMM-牛顿档案数据的35个星系团，我们测量的平均温度和金属丰度分布的集群的基础上分离的温度，冷却时间，和红移。我们的研究结果表明，没有证据表明，一旦考虑到这些选择效应的金属丰度或温度分布与红移的显着变化。
2009-06-14 astro-ph.CO
Physical conditions and element abundances in galaxies at redshift 0.001<z<3.4 : evolution trends
我们收集了一个红移为0.001<z<3.35的异质星系样本，目的是探索物理参数的演化和通过模拟观测光谱计算的元素丰度。计算结果表明：（1）活动星系核（AGN）和星暴（SB）星系的发射气体云在z=0.5处有一个密度宽峰，随着时间的推移，密度变小，长度变长; 2)活动星系核云发出的Ha通量在z= 0.1处有一个极大值。3)观测到的恒星温度随着时间的推移而增加，这表明在本地星系中有更年轻的恒星。4)O/H相对丰度在0.3<z<3处显示出太阳能和0.1太阳能之间的分裂。N/H也在该z范围内显示分裂，但它在z=0.1和z=0.001之间也具有宽的平坦最大值。5)在z >0.35时，活动星系核的窄线区和SB周围的区域显示出碎裂. 6)金属丰度（以O/H表示）与Ha光度（La）相关，因此与La > 10^{41} erg s^{-1}的SBs和AGN的恒星形成率有不同的趋势。对于N/H也可以看到粗略的相关性。对于低光度星系似乎没有相关性。
2013-10-21 astro-ph.CO
Testing subhalo abundance matching from redshift-space clustering
我们首次应用暗晕丰度匹配（SHAM）方法描述了包含非线性红移空间畸变的星系红移空间成团，上帝之指我们发现，标准的SHAM连接的星系的光度的最大圆速度的subhalos很好地再现了红移空间星系团在斯隆数字巡天在很宽的范围内从0.3到40 Mpc/h的光度依赖。结果表明，SHAM方法是非常有前途的红移空间星系成团的理论模型，没有额外的参数。我们还使用两种不同的颜色代理来测试颜色丰度匹配：根据Masaki等人（2013 b）的方法，晕下年龄和局部暗物质密度。观测到的红色星系团比蓝色星系团具有更强的上帝手指效应。我们发现暗晕年龄模型比局部暗物质密度模型更好地描述了观测到的颜色相关的红移空间聚类。结果表明，暗晕的年龄是决定星系颜色的关键因素。
2015-03-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Modelling the spectra of galaxies at redshift 0.4<z<1.15: the gas physical conditions and the element abundances
我们重新审视了Ramos Almeida等人（2013）从0.27<z<1.28的均匀星系样本中观察到的光谱，目的是通过一致的建模找出单个物体的特征。特别是，我们调查的最重要的物理参数和红移的元素丰度的趋势。观测到的校正线比覆盖了一个相对较大的范围。然而，计算出的物理条件与活动星系核和星暴星系相似。对于某些星系，主要的光致电离源是不明确的。N/H和O/H的相对丰度接近太阳的，但在z=0.7时显示下降。
2013-10-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraining Dynamical Dark Energy Models through the Abundance of High-Redshift Supermassive Black Holes
计算了不同动力学暗能量（DDE）宇宙学中z=6时星系中心大质量黑洞（BH）的数密度，并与现有观测下限进行了比较，得出了暗能量状态方程参数w演化的约束条件.我们的方法只假设结构形成的规范方案从过度密集的区域的崩溃的暗物质占主导地位的原始密度场在逐渐扩大的规模;黑洞吸积和合并率已被最大化的计算，以获得强大的约束w和它的回望时间导数w_a。我们的结果提供了独立的约束条件，与超新星、宇宙微波背景和重子声振荡相结合得到的约束条件是互补的;后者涉及w_0和w_a的组合，使得状态参数w_a的时间演化高度不受约束，BH丰度主要提供了w_a的上限，对w_0的依赖性很弱。结合现有的约束条件，我们的结果显着限制了DDE参数空间的允许区域，排除了DDE模型不能提供足够大的宇宙时间和快速增长因子来建立观测到的BH丰度;特别是，模型具有-1.2 \leq w_0 \leq -1和正红移演化w_a > 0.8 -与之前的约束完全一致-我们对BH丰度的独立限制强烈反对。这些参数范围对应于“Quintom”DDE模型，w交叉从较大值开始。
2011-11-16 astro-ph.CO
On the relative abundance of LiH and LiH+ molecules in the early universe: new results from quantum reactions
化学途径，可以导致LiH和LiH+分子的破坏，证实是存在于原始气体和控制分子冷却过程中的引力坍缩的后重组时代的相对效率，是通过使用精确的量子计算所涉及的几个反应。新的速率被用来调查这些分子在早期宇宙条件下感兴趣的红移处的相对丰度的行为。我们发现显着的差异与以前的计算，目前的产生LIH丰度高于LiH+在所有的红移。
2011-02-18 astro-ph.CO
An XMM-Newton spatially-resolved study of metal abundance evolution in distant galaxy clusters
我们提出了一个XMM牛顿分析的X射线光谱的39个星系团在0.4<z<1.4，覆盖的温度范围为1.5<=kT<=11 keV。我们进行了空间分辨光谱分析，研究如何丰富的红移不仅通过一个单一的发射措施，整个集群上进行，但也空间解决集群的发射演变。我们没有观察到一个统计上显着的（>2sigma）与红移丰度的演变。与无演变的最显著偏离（90% c.l.）在来自整个团簇的发射中观察到（r<0.6r500），其可以参数化为Z=A*（1+z）^（-0.8+/-0.5）。将排放分为3个径向箱，没有观察到丰度演变的显著证据，用幂律拟合数据。结果与前人的测量结果基本一致，3个红移面元空间分辨丰度的误差加权平均值与z一致。虽然加权平均丰度测量中的大误差条阻止我们声称任何显著的空间分辨演化，但0.15-0.4r500径向箱中z的趋势很好地补充了Maughan等人的测量，与理论预测基本一致。我们还发现，由空间分辨分析得到的数据点可以很好地拟合为Z（r，z）= Z 0 *（1+（r/0.15r500）^2）^（-a）*（（1+z）/1.6）^（-gamma），表明Z随半径的变化有显著的负趋势，而随红移的变化不明显。本研究是首次尝试在空间上解决红移的丰度演化。然而，样本中大多数聚类的样本大小和低统计数据使我们无法对聚类的不同区域可能经历的不同进化路径得出任何统计上有意义的结论。
2011-12-02 astro-ph.CO
LiHe$^+$ in the early Universe: a full assessment of its reaction network and final abundances
我们提出了量子计算的结果完全从头计算方法的基础上的各种分子过程和化学反应涉及的锂He $^+$离子极性分子。借助于这些计算，我们得到准确的反应速率和拟合表达式有效的气体温度范围内的典型条件的银河系前气体的代表。在全化学网络的帮助下，我们计算了早期宇宙中LiHe $^+$丰度随红移的演化。最后，我们比较了LiHe $^+$与其他极性阳离子在相同红移区间内形成的相对丰度。
2012-05-29 astro-ph.CO
The statistics of the subhalo abundance of dark matter haloes
我们研究了LCDM暗物质晕中幸存的子晕的种群统计，使用一组非常高分辨率的N体模拟。这些包括宇宙代表性区域的模拟和单个暗物质晕的超高分辨率重新模拟。我们发现，更大的质量晕往往有一个更大的质量分数在subhaloes。例如，星系团大小的晕通常有7.5%的质量在R200范围内，其子结构的质量分数大于1 e-5，这比星系晕高出25%。然而，有一个很大的变化，从晕到晕的质量分数，而次晕丰度显示出更高的规律性。对于固定质量的暗物质晕，暗物质晕丰度在红移2和0之间减少了30%。次晕丰度函数与主晕浓度参数和地层红移有关。然而，本征散射并没有显着减少的浓度参数或形成红移的范围很窄，表明它们不是决定在晕中的subhalo丰度的主导参数。
2010-08-31 astro-ph.CO
The First Observations of Low-Redshift Damped Lyman-α Systems with the Cosmic Origins Spectrograph: Chemical Abundances and Affiliated Galaxies
我们介绍了在COS-Halos巡天中偶然发现的8个0.083 <z <0.321阻尼Lyman-α（DLA）和亚阻尼Ly-α吸收系统中金属丰度的宇宙起源光谱仪（COS）测量结果。我们发现这些系统的金属丰度范围很大，-1.10 <[Z/H]<0.31，类似于在更高红移处发现的扩散。这些低红移系统平均具有太阳下的金属丰度，但与高红移系统相比，金属丰度确实在宇宙时间内有所上升。我们发现在所有红移处，平均亚DLA金属丰度都高于平均DLA金属丰度。在所有的吸收体中，氮相对于α族元素来说都是不足的，但也许只有一个吸收体除外。在某些情况下，[N/α]明显低于附近星系中最低的氮测量值。可以研究耗尽模式的系统显示出很少的耗尽，如果有的话，这是银河系晕型气体的特征。我们还确定附属星系的3个子DLAs使用从凯克/LRIS获得的光谱。这些次DLAs都不会出现在明亮星系的恒星盘中，相反，这些吸收体可能存在于星系晕中，其碰撞参量范围为38至92 kpc。多个星系存在于两个亚DLAs附近，星系间的相互作用可能在气体的扩散中发挥作用。许多这些低红移吸收体表现出简单的运动学，但一个子DLA有一个复杂的混合，至少有13个组件分布在150公里/秒。我们在这个亚DLA附近发现了三个星系，这也表明星系间的相互作用搅动了气体。这项研究加强了这样一种观点，即DLAs有各种各样的起源，而低红移研究对于理解银河系与星系的联系至关重…
2011-11-21 astro-ph.CO
Element Abundances at High-redshift: Magellan MIKE Observations of sub-Damped Lyman-alpha Absorbers at 1.7 < z <2.4
我们提出了化学丰度测量的高分辨率观测5次阻尼莱曼α吸收体在1.7 < z < 2.4观测麦哲伦稻盛京瓷Echelle（MIKE）光谱仪上的6.5米麦哲伦II粘土望远镜。检测Zn II、Mg I、Mg II、Al II、Al III、S II、Si II、Si IV、C II、C II*、C IV、Ni II、Mn II和Fe II的谱线，并测定柱密度。从几乎未耗尽的元素Zn推断，吸收气体的金属丰度在我们样本中的五个吸收体的< -0.95到+0.25 dex的范围内，其中三个系统是近太阳或超太阳。我们还调查了电离的影响，所观察到的丰度使用光电离建模。结合我们的数据与其他子DLA和DLA的数据从文献中，我们报告了最完整的现有的测定的金属丰度与红移关系的子DLAs和DLAs。我们证实了以前的调查，子DLAs的建议，平均而言，更丰富的金属比DLAs和发展更快。我们还讨论了这些吸收体的相对丰度和丰度比。更多的金属丰富的系统显示出显着的粉尘消耗水平，建议的比值[Zn/Cr]和[Zn/Fe]。对于我们样本中的大多数系统，[Mn/Fe]与[Zn/H]的趋势与先前在低红移亚DLA中看到的一致。我们还测量的速度宽度值的子DLAs在我们的样品中的Fe II 2344，2374，2600 A的不饱和吸收线，并检查这些系统位于金属丰度与速度色散的图。最后，我们研究冷却速率与H I柱密度在这些子DLAs，并比…
2013-07-26 astro-ph.CO
Improved Mock Galaxy Catalogs for the DEEP2 Galaxy Redshift Survey from Subhalo Abundance and Environment Matching
根据观测数据中星系的性质，我们发展了模拟星系种群和填充宇宙学N体模拟的经验方法。我们使用这些技术来产生一组新的模拟目录的深度2星系红移调查的基础上输出的高分辨率Bolshoi模拟，以及其他两个模拟不同的宇宙学参数，所有这些我们发布供公众使用。模拟目录创建技术使用暗物质晕下丰度匹配来分配星系光度模拟暗物质晕。然后，它将颜色信息添加到所产生的模拟星系中，其方式取决于当地的星系密度，以便在数据中重现测量的颜色-环境关系。在构建目录的过程中，我们测试各种模型，包括晕质量和星系光度之间的关系的散射，在丰度匹配的框架。我们发现，有没有恒定的散射模型，可以同时再现的光度函数和自相关函数的深度2。这一结果对星系形成理论有影响，它限制了模拟可以有效应用的背景范围。尽管如此，仔细的比较表明，我们的新模拟准确地再现了广泛的其他属性的DEEP 2目录，这表明它们可以用来获得详细的了解各种选择效果的DEEP 2。
2013-06-23 astro-ph.CO
Extremely metal-poor gas at a redshift of 7
在典型的天体物理环境中，重元素的丰度范围为太阳浓度的0.001至2倍。在银河系晕中的某些恒星和两个红移z = 3的类星体吸收系统中，发现了较低的丰度。这些被广泛解释为早期宇宙的遗迹，当时所有的气体都具有原始的化学性质。在此之前，还没有直接测量大爆炸后第一个Gyr的丰度，当时最早的恒星开始合成元素。在这里，我们报告了在z = 7.04的类星体光谱中观测到的氢和重元素吸收，当时宇宙的年龄只有7.72亿年（是现在年龄的5.6%）。我们探测到一个大的中性氢柱，但没有相应的重元素，如果气体处于引力束缚的原星系中，化学丰度将限制在太阳能水平的1/10，000以下，或者如果它是扩散和未束缚的，则小于1/1，000太阳能。如果吸收是真正的星系间的，这将意味着宇宙既没有被星光电离，也没有在z~7附近化学富集。如果它是受重力束缚的，则推断的丰度太低，无法促进有效的冷却，而该系统将是一个可行的位置，在早期宇宙中形成预测但尚未观测到的大质量第三星族恒星。
2012-12-03 astro-ph.CO
The nature of Long-GRB host galaxies from chemical abundances
伽马射线暴（GRB）是宇宙大爆炸后能量最高的事件，在很高的红移下观测到。通过测量现在可用于承载此类事件的星系的化学丰度，认为这些事件起源于非常强大的超新星（Ib/c型）的爆炸，我们有机会研究这些宿主星系的性质。本文的目的是确定在低和高红移观测到的长伽玛暴（LGRB）的宿主，看看宿主是否可以是在不同宇宙时代观测到的同一类型的星系。我们采用了详细的化学演化模型，为不同形态类型的星系（椭圆形，螺旋，不规则），以下几个化学元素（H，He，$α$ -元素，Fe）的丰度的时间演化，并与观测到的丰度和丰度比的结果进行了比较，在星系的LGRB。我们发现，为典型的不规则星系设计的模型所预测的丰度和丰度比，无论在高红移还是在低红移，都能很好地拟合宿主星系的丰度。我们还发现，预测的Ib/c型超新星的不规则星率是在很好的协议与观测。螺旋星系的模型，特别是椭圆星系的模型，既不适合高红移的LGRB宿主（DLA系统），也不适合低红移的宿主：特别是，椭圆星系不可能是低红移的伽玛射线暴的宿主，因为它们没有任何恒星形成，因此没有超新星Ib/c。我们的结论是，在LGRB宿主星系中观测到的丰度和丰度比表明，这些宿主星系是不规则星系，无论是在高红移还是在低红移，从而表明宿主星系属于一个演化序列。
2010-11-02 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Deuterium at high-redshift: Primordial abundance in the zabs = 2.621 damped Ly-alpha system towards CTQ247
报道了在zabs = 2.621的低金属丰度阻尼莱曼α系统中对类星体CTQ 247的中性氘的探测。使用高信噪比和高光谱分辨率（R = 60000）光谱从甚大望远镜紫外和视觉中阶梯摄谱仪，我们精确地测量氘氧比log N（DI）/N（OI）= 0.74+/-0.04，以及总的氧丰度，log N（OI）/N（HI）=-5.29+/-0.10（或相对于太阳值，等效地[O/H]=-1.99+/-0.10）。假设整个系统的金属丰度一致，我们的测量结果可以转化为（D/H）=（2.8+0.8 - 0.6）× 10 ^-5。这个比值在误差范围内（<0.4 sigma）与原始比值（D/H）p =（2.59+/-0.15 x10 ^-5）是一致的，原始比值是用重子宇宙学密度的WMAP 7值（100 Ω_b h^2 = 2.249+/-0.056）通过标准大爆炸核合成预测的。观察到DI吸收线比OI吸收线宽。从一个一致的拟合的轮廓，我们得出的湍流加宽为5.2公里/秒和气体的温度为T = 8800+/-1500 K，对应于一个温暖的中性介质。
2012-05-16 astro-ph.CO
Tracing the Evolution of High Redshift Galaxies Using Stellar Abundances
本文介绍了化学演化模型的第一个结果，该模型可应用于N体宇宙学模拟，并与大型天文调查中测得的恒星丰度进行定量比较。该模型将一系列恒星核合成计算（包括AGB星、Ia型和II型超新星以及恒星风模型）的化学产额集与用户指定的恒星初始质量函数（IMF）和金属丰度进行卷积，以计算均匀金属丰度和形成时间的“简单恒星星族“的随时间变化的化学演化模型。这些简单的恒星星族模型相结合的星系形成和演化的半解析模型，使用合并树从N体宇宙学模拟跟踪几个$α$ -和铁峰元素的恒星和多相星际介质成分的几千个星系在早期（$z \geq 6$）宇宙。模拟的星系人口，然后定量比较两个互补的数据集的丰度在银河系恒星晕，并能够再现许多观察到的丰度趋势。观测到的丰度比分布与我们的模型定性匹配良好，观测数据是最好的再现与Chabrier IMF，化学富集的恒星形成效率的$0.2$，和再电离的红移$7$。
2015-09-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
First measurement of Mg isotope abundances at high redshifts and accurate estimate of Delta alpha/alpha
我们利用UVES/VLT观测到的类星体HE 0001 -2340的高分辨率光谱，测量了高红移处中间吸收线系统中的Mg同位素丰度。根据单个暴露之间可能的变化编制线轮廓。由于所选系统的独特组成-存在相同离子的几个跃迁-我们可以测试波长标度校准的局部精度，这是子像素线位置测量中的主要误差来源。在zabs = 0.45的系统中（可能是高金属丰度白矮星（s）的SN Ia爆发引起的外流的碎片），我们测量了MgII和MgI线相对于其他线（FeI，FeII，CaI，CaII）的速度位移：Δ V（MgII）= -0.44 +/- 0.05 km/s和Δ V（MgI）= -0.17 +/- 0.17$ km/s。这转化为同位素比24 Mg：25 Mg：26 Mg =（19 +/- 11）：（22 +/- 13）：（59 +/- 6），与太阳比24 Mg：25 Mg：26 Mg = 79：10：11和（25 Mg +26 Mg）/24 Mg = 0.3相比，重Mg同位素的相对丰度较强，（25 Mg +26 Mg）/24 Mg = 4。在zabs = 1.58时，我们对α的假定变化施加了强约束：Δ α/α =（-1.5 +/- 2.6）x10^{-6}，这是从类星体的光谱中获得的最严格的限制之一。我们发现，在7500 A以上的范围内的波长校准受到系统的波长依赖性漂移。
2011-02-15 astro-ph.CO
The Abundance of Star-Forming Galaxies in the Redshift Range 8.5 to 12: New Results from the 2012 Hubble Ultra Deep Field Campaign
我们提出了最深的搜索结果，迄今为止的恒星形成星系超越红移z~8.5利用一个新的序列的近红外宽视场相机3图像的哈勃超深场。2012年9月完成的这一“UDF 12”活动使WFC 3/IR在这一领域的早期曝光量增加了一倍，使用于定位此类遥远星系的关键F105 W滤光片的曝光量增加了四倍。结合F140 W滤波器中的额外成像，大大提高了高红移候选者的保真度。使用光谱能量分布拟合技术对从深多波段近红外堆叠中选择的对象进行拟合，我们发现7个有希望的z>8.5的候选者。由于之前声称的8.5<z<10的UDF候选者都没有被我们更深的多波段成像证实，我们的活动已经改变了在这个红移范围内测量的星系丰度。虽然我们恢复了候选的UDFj-39546284（先前提出的z=10.3），但在新添加的F140 W图像中没有检测到它，这意味着它位于z=11.9或z = 2.4的强烈发射线星系。虽然没有物理上合理的模型可以解释所需的线强度缺乏莱曼α或宽带紫外线信号，没有红外光谱，我们不能排除外来的闯入者。无论如何，我们强大的z ~ 8.5 - 10样本显示了亮度密度，继续使用JWST在6个< z 10星系上观察到的平滑下降< 8. Such continuity has important implications for models of cosmic reionization and future searc…
2012-11-29 astro-ph.CO
Localized Enhancements of the Primordial Power Spectrum and the Abundance of Early Bright Galaxies
Sharif University of Technology（谢里夫理工大学）；Federal University of Paraíba（帕拉伊巴联邦大学）
研究局域高斯增强的原初功率谱对早期亮星系丰度的影响，通过Sheth-Tormen质量函数和半解析光度映射，发现小尺度凸起可增强高红移稀有晕并解释JWST观测，但受小尺度约束限制，仅为部分贡献。
2026-09-29 astro-ph.CO
Can Early Dark Energy be Probed by the High-Redshift Galaxy Abundance?
本研究探讨了高红移星系丰度能否独立探测早期暗能量（EDE）模型，发现EDE在z>10时与JWST观测更一致，但在z~7-10需引入额外的星系形成抑制机制以拟合所有数据。
2024-09-27 astro-ph.CO
A halo model for cosmological neutral hydrogen: abundances and clustering
我们扩展了以前的分析结果对约束的丰度和集群后再电离（$z \sim 0-5$）中性氢（HI）系统使用晕模型框架。我们的工作与一个全面的HI数据集，包括小规模的集群，柱密度和质量函数的HI星系在低红移，强度映射测量在中等红移和紫外/光学观测的阻尼莱曼阿尔法（DLA）系统在较高的红移。我们使用马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）的方法来约束最佳拟合模型的参数，无论是HI晕质量关系和HI径向密度分布。我们发现，径向指数轮廓的结果在一个很好的适合低红移HI的观测，包括集群和列密度分布。的配置文件的形式也被发现，以匹配高红移DLA的意见，结合使用时，与一个三参数HI晕质量关系和红移演化的HI浓度。晕模型的预测与观测到的低红移星系的HI面密度分布，以及高红移DLAs的碰撞参量和覆盖分数观测的一般趋势吻合得很好。我们提供了方便的表格，总结了最佳拟合晕轮模型预测。
2017-04-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Elemental gas-phase abundances of intermediate redshift type Ia supernova star-forming host galaxies
Ia型超新星（SNe Ia）的最大光度取决于它们爆炸所在的宿主星系区域的氧丰度。这种金属丰度的依赖性减少了哈勃图（HD）中的色散时，包括与传统的双参数校准的超新星Ia光变曲线（LC）参数和绝对星等。在这项工作中，我们使用经验校准仔细估计的星系托管SNe Ia从SDSS-II/SNe调查在中等红移的氧丰度，通过测量它们的发射线强度。我们还推导出电子温度的直接方法的一小部分对象的一致性。我们发现，对于最大质量的星系，随着红移的增加，氧丰度有减少的趋势。此外，我们研究了HD残差（HR）与星系氧丰度的依赖关系，获得了与其他工作中发现的相关性。特别地，HR对氧丰度显示-0.186 $\pm$ 0.123 mag dex $^{-1}$（1.52 $σ$）的斜率，与理论预期良好一致。这意味着较小的距离modulii后，在富含金属的星系SNe Ia校正。根据我们以前的结果，本地超新星Ia，我们建议这种依赖是由于较低的光度的超新星Ia产生在更富金属的环境。
2018-02-01 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Redshift Evolution in the Iron Abundance of the Intracluster Medium
星系团提供了一个封闭的盒子，人们可以在其中确定气态重子随宇宙时间的化学演化。通过对29个星系团在红移0.3 < z < 1.3范围内的XMM-牛顿观测数据的分析，我们研究了热X射线发射重子中金属丰度的演化。单独来看，这一数据集并没有显示出显著进化的证据。然而，当我们还包括Chandra（Maughan et al. 2008）观察到的115个星系团的可比样本和XMM在z < 0.3时观察到的70个星系团的较低红移样本（Snowden et al. 2008）时，有明确的证据表明金属丰度下降。从z = 0到z \approx 1，这种降低大约是2的因子，在其上我们找到最小二乘最佳拟合线Z（z）/ Z_{\odot} =（0.46 \pm 0.05）-（0.38 \pm 0.03）z。演化中最大的不确定性来自最高红移区间中约束较差的金属丰度。
2009-04-06 astro-ph.CO astro-ph.HE
Predictions for the Abundance of High-redshift Galaxies in a Fuzzy Dark Matter Universe
在过去的几十年里，高红移星系静止系紫外光度函数（$z \geq 6$）的测量取得了迅速的进展。在这些红移的星系LF的暗端提供了强大的约束不同的暗物质模型，抑制小尺度结构的形成。在这项工作中，我们执行完整的流体动力学宇宙学模拟的星系形成使用的另一种DM模型组成的极轻玻色子粒子（$m \sim 10^{-22}$ eV），也被称为模糊暗物质（FDM），并检查在$z \geq 6$的FDM质量范围内的星系恒星质量函数和光度函数的预测。我们发现，对于玻色子质量为$m = 5\times10^{-22}$ eV的FDM模型，恒星质量为$\rm M_* \sim 10^7 M_{\odot}$的星系数密度在z = 9时被$\sim 40\%$抑制，在z = 5时被$\sim 20\%$抑制，在-16 < $M_{\rm UV}$ < -14星等范围内的紫外LF在$z = 9$时被$\sim 60\%$抑制，在$z = 5$时被$\sim 20\%$抑制.比较我们的预测与当前测量的模糊端LF（$-18 \leqslant M_{\rm UV} \leqslant -14$），我们发现，FDM模型与$m_{22} < 5\times10^{-22}$被排除在$3σ$置信水平。我们预计，未来的LF测量詹姆斯韦伯太空望远镜（JWST），这将延伸到$z \lesssim 10$的$M_{\rm UV} …
2019-04-02 astro-ph.CO
Cosmological concordance or chemical coincidence? Deuterated molecular hydrogen abundances at high redshift
本文报道了在$z > 2$上对类星体吸收线系统中氘分子氢（HD）的两次探测。对于J2123-0500，我们发现具有金属性$\simeq 0.5Z_{\odot}$的亚DLA的$N$（HD）$= 13.84 \pm 0.2$，并且在$z = 2.0594$处$N$（H $_2$）= $17.64 \pm 0.15$。对于FJ 0812 +32，我们发现$N$（HD）$= 15.38 \pm 0.3$对于太阳金属丰度DLA，$N$（H $_2$）= $19.88 \pm 0.2$ at $z = 2.6265$。这些系统的HD与H之比$_2$高于在银河系盘内的致密云中观察到的比率，并且显然与从宇宙学的D/H比率进行的简单转换一致。这些比例不容易解释任何可用的模型HD化学和有没有明显的趋势与金属或分子含量。两者合计，这两个系统和两个已发表的$z > 2$ HD轴承DLAs表明，HD要么是不太有效地解离或更有效地产生高红移星际气体，即使在低分子分数和/或太阳金属丰度。令人困惑的是，如此不同的系统应该显示如此一致的HD/H $_2$比率。在没有对HD化学的所有方面有清楚的了解的情况下，我们得出结论，这些系统可能比D/H本身更能揭示气体化学，并且使用这样的系统来限制高红移的D/H还为时过早。
2010-06-30 astro-ph.CO
Near-pristine gas at high redshifts: a window on early nucleosynthesis
现在人们已经认识到，阻尼莱曼α系统在帮助我们解开化学元素的起源方面发挥着重要作用。在本报告中，我们描述了最近完成的调查的最贫金属的DLAs的主要结果，旨在补充和扩展银河系中最古老的恒星的研究。这项调查澄清了一些悬而未决的问题，关于C，N，O的丰度在低金属度制度，揭示了存在DLA类似物的碳增强贫金属恒星，并提供了一些最精确的措施的原始丰度氘。
2012-09-21 astro-ph.CO
A flexible subhalo abundance matching model for galaxy clustering in redshift space
我们开发了一个扩展的subhalo丰度匹配（SHAM），能够准确地再现真实的和红移空间的星系集群在一个国家的最先进的流体动力学模拟。我们的方法使用低分辨率的重力模拟，它包括孤儿和潮汐破坏处方的卫星星系，和一个灵活的量的星系组装的偏见。此外，它还包括基于暗物质吸积率的恒星形成率（SFR）公式。我们测试我们的模型对恒星质量和SFR选择的星系在TNG 300流体动力学模拟目录的准确性。通过拟合少量的自由参数，我们的扩展SHAM再现投影相关函数和红移空间多极数密度$10^{-3} - 10^{-2}\, h^{3}{\rm Mpc}^{-3}$，在$z=1$和$z=0$，和尺度$r \in [0.3 - 20] h^{-1}{\rm Mpc}$。同时，SHAM的结果也检索正确的晕占领分布，星系组装的偏差水平，和高阶统计TNG 300星系目录中存在的。作为一个应用，我们表明，我们的模型同时适合投影关联函数的SDSS在3个不相交的恒星质量箱，与TNG 300星系的精度相似。即使使用低分辨率和中等分辨率的模拟，此SHAM扩展也可用于获得准确的聚类预测。
2020-12-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Assessing the dust selection bias in quasar absorbers at 0.7 < z< 1.6: Zn/Fe abundances in a radio-selected sample
完整的光学和无线电吸收线系统（CORALS）调查以前曾被用来证明z>1.6阻尼莱曼α系统的数密度，气体和金属含量在震级有限的调查中没有被显著低估。本文选取了在红移0.7 < z < 1.6范围内光学完全0.7 < z <0.5的Mg Ⅱ强吸收体样品< 1.6 CORALS sample of Ellison et al. is used to assess the potential of dust bias at intermediate redshifts. From echelle spectra of all CORALS absorbers with MgII lambda 2796 and FeII lambda 2600 rest equivalent widths >，测定了Zn、Cr、Fe、Mn和Si的柱密度。的范围内的灰尘，金属比和推断的数密度的DLAs从D-指数是一致的光学样品。我们还报道了在红移范围1.7 < z< 2.0的阶梯光栅数据中发现的4个新吸收体，其中两个是确认的DLA，一个是亚DLA，而第四个Lya线没有被覆盖。
2009-04-21 astro-ph.CO
Exploring the chemical link between local ellipticals and their high-redshift progenitors
我们目前的凯克/MOSFIRE K带光谱的第一个质量选择的星系样本在$z\sim2.3$。目标是从3D-HST财政部调查中选择的。这六个星系的平均[NII] $λ$ 6584/H $α$比值为$0.27\pm0.01$，标准差为0.05。这个平均值与相同质量的紫外选择星系的平均值相似。从[NII]/H $α$比率推断的平均气相氧丰度取决于校准方法，并且范围从{Pettini} & {Pagel}（2004）校准的12+log（O/H）$_{gas}=8.57$到{Maiolino} {et~al.}的12+log（O/H）$_{gas}= 8.87$。（2008）校准。对具有相同数密度的邻近静止星系的恒星氧丰度的测量表明12+log（O/H）$_{stars}= 8.95$，类似于$z\sim2.3$星系的气相丰度，如果{Maiolino} {et~al.}（2008）使用校准。这表明这些高红移的恒星形成星系可能是今天大质量早期星系的祖先。主要的不确定性是气相氧丰度的绝对校准和$z\sim2.3$样本的不完整性：检测到H $α$的星系往往比没有检测到H $α$的星系更大，并且具有更高的恒星形成率，我们可能仍然错过了大多数尘埃遮蔽的祖先。
2013-10-25 astro-ph.CO
ETHOS -- an effective theory of structure formation: predictions for the high-redshift Universe -- abundance of galaxies and reionization
我们对比预测的高红移星系人口和再电离的历史之间的冷暗物质（CDM）和另一种自相互作用的暗物质模型的基础上，最近开发的ETHOS框架，阐明了小规模CDM的挑战，在本地组。我们进行了最高分辨率的流体动力学宇宙学模拟（一个36兆秒差距的$^3$体积与气体细胞质量的$\sim10^5\mathrm{M}_{\odot}$和$\sim180$ ~pc的最小气体软化）内ETHOS的日期-加上CDM对应-量化的丰富的星系在高红移和它们对再电离的影响。我们发现，ETHOS预测的星系具有更高的紫外（UV）光度比他们的CDM同行和更快的建立的暗端的UV光度函数。然而，这些效应使得再电离的光学深度对功率谱截止不太敏感：ETHOS模型与CDM $τ$值的差异仅为10%，如果紫外光子的有效逃逸分数为0.1-0.5，则与普朗克极限一致。我们的结论是，目前的观测高红移光度函数不能区分ETHOS和CDM模型，但深JWST调查强透镜，固有的暗淡星系有可能测试非CDM模型，提供有吸引力的解决方案CDM的本地组问题。
2019-01-09 astro-ph.CO hep-ph
Redshift evolution of the hot intracluster gas metallicity in the C-EAGLE cluster simulations
金属在星系团中的丰度和分布包含了有关其化学历史和演化的宝贵信息。通过观察金属丰度如何随着红移而演变，有可能限制不同的金属生产渠道。我们使用的C-EAGLE集群，一个样本的30个高分辨率（$m_{gas} \simeq 1.8\times 10^{6}$ M $_{\odot}$）集群变焦模拟，研究红移的金属丰度的演变，特别是对集群的外围。早期的富集模型，其中大部分的金属产生在核心的集群祖先在高红移，表明在集群外围的金属没有显着的演变，因为$z=2$。对于C-EAGLE样品，我们发现与早期富集模型的合理一致性，因为在整个样品的大半径处金属丰度的分散性非常小，至少达到$z=2$。唯一的例外是铁，它的金属丰度的径向依赖性被发现在低红移处演化，这是因为它主要是由Ia型超新星产生的，而Ia型超新星比核心坍缩超新星更有可能在较晚的时间形成。我们还发现了相当大的红移演化的金属丰度在核心的C-EAGLE集群，这还没有看到在其他模拟或基于观测的金属丰度研究。由于我们发现这种演化是由低金属丰度气体的吸积驱动的，这表明外流的活动星系核加热物质与周围气体之间的相互作用对于确定星系团核心丰度是重要的。
2020-05-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
The redshift evolution of oxygen and nitrogen abundances in emission-line SDSS galaxies
研究了发射线SDSS星系中氧和氮丰度随红移和星系恒星质量的演化。这是第一次对氮丰度进行这样的研究，它为研究星系的化学演化提供了额外的限制。我们设计了一个标准，以识别和排除考虑AGN和恒星形成星系的线通量测量误差大。为了选择恒星形成的星系与准确的线通量测量，我们要求，对于每个星系，氮丰度与各种校准的基础上不同的发射线同意。使用这种选择标准，恒星形成星系的子样本已被提取的MPA/JHU集团的目录。我们发现，在过去的3 Gyr中，质量最大的星系，即质量大于10^11.2 M_sun的星系，并没有同时富集氧和氮：它们在遥远的过去形成了恒星，以至于在z=0.25之前，它们的核合成产物已经返回到了星际介质中。质量范围从10^11.0 M_sun到10^11.2 M_sun的星系没有明显的氧富集，但确实显示出一定的氮富集：它们也在z=0.25之前形成恒星，但与最高质量的星系相比要晚;这些恒星在z=0.25之前没有将氮返回到星际介质，因为它们没有足够的时间进化。这表明，寿命为2-3 Gyr的恒星有助于氮的产生。最后，质量小于10^11 M_sun的星系在最后3 Gyr期间显示出氧和氮的富集：它们经历了可观的恒星形成，并在此期间将其质量的20%转化为恒星。
2010-02-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraining the CO intensity mapping power spectrum at intermediate redshifts
我们编译一氧化碳（CO）1-0光度函数和丰度在红移0-3可用的限制。这是用来开发一个数据驱动的晕模型的CO星系丰度和集群跨越中间红移的演变。研究发现，最近CO功率谱巡天（$z \sim 3$ ; Keating et al. 2016）的限制，当与现有的本地星系观测（$z \sim 0$ ; Keres et al. 2003）相结合时，导致预测与中等红移的较小巡天（$z \sim 1-2$）的结果一致。我们提供了方便的拟合形式的CO光度晕质量关系的演变，并估计在未来的强度映射实验的背景下，在CO功率谱的平均值和不确定性。
2017-12-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Cosmic Abundance of Classical Milky Way Satellites
我们研究了斯隆数字巡天中与银河系和M31大小和孤立度相似的星系周围最明亮的经典矮椭球体卫星的丰度。从光度和光谱红移的组合，我们绑定的平均值和内在散射的卫星数量下降到10个星等比银河系暗。限制的幅度比人马座亮，我们表明，银河系是不是一个显着的统计离群值在其人口的经典矮椭球。在较暗的星等，我们发现一个上限为13的卫星比天炉座矮椭球亮的平均数。利用全光度红移分布来改善这些限制的方法是有希望的，但目前在最低红移处受到不完整性的限制。理论模型被用来解释为什么大多数环绕银河系的暗物质暗晕在制造最亮的矮椭球体的光度尺度上效率低下，或者为什么这些暗晕不存在。
2012-07-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Projected gravitational wave constraints on primordial black hole abundance for extended mass distributions
本研究针对扩展原初黑洞质量分布，结合下一代引力波探测器Einstein Telescope与LISA，从可分辨并合和随机引力波背景两方面投影约束原初黑洞丰度，发现高红移并合约束受质量分布影响显著，且两台探测器约束可互补。
2024-10-29 astro-ph.CO gr-qc
Constraints on Dynamical Dark Energy Models from the Abundance of Massive Galaxies at High Redshifts
我们比较了在不同的动力学暗能量（DDE）模型中预测的大质量系统的最大丰度，在高红移z = 4-7与观测到的最大质量星系的测量丰度已经在这样的红移。我们的目的是推导出的暗能量方程的状态参数w，这是补充现有的探头的演变的约束。我们采用标准参数化的DDE演化的本地值w_0和回望时间导数w_a的状态方程。我们推导出组合的约束条件（w_0，w_a）：（i）由CANDELS巡天观测到的z = 6的大质量天体的恒星质量函数，（ii）由观测到的z = 4的大质量恒星形成星系的质量晕的体密度估计，（iii）由观测到的z = 6的大质量恒星形成星系的质量晕的体密度估计，（iv）由观测到的z = 4的大质量恒星形成星系的质量晕的体密度估计。（iii）在z = 7处观测到的最大质量系统（估计气体质量超过3 10^11 M_sun）的稀有性，这是南极望远镜（SPT）最近探测到的一个远红外发光物体。最后，我们表明，我们的结果从上述三个探针的组合排除了DDE参数空间w_a > -3/4 -（w_0 + 3/2）目前允许（甚至青睐）现有的探针相当大的一部分。
2020-08-15 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Neutral carbon in diffuse interstellar medium: abundance matching with H2 for DLAs at high redshifts
该研究利用化学与热平衡模型分析弥散冷中性介质中CI/H₂丰度比的影响因素，重现了高红移DLAs的观测结果，并估算出相关介质参数，证明估算结果对几何与辐射源假设具有稳健性。
2024-02-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
A comparison of pre-existing $Λ$CDM predictions with the abundance of {\it JWST} galaxies at high redshift
针对JWST观测到的z≳12处大量明亮星系与ΛCDM模型的冲突问题，本研究对比Cowley等人2018年用galform模型的早期预测与JWST数据，发现z≈10以下吻合良好，z≳12需扩展模型考虑尘埃生长及金属丰度依赖，并揭示了高红移星系的演化路径与后代特性。
2024-11-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Starbursts and High-Redshift Galaxies are Radioactive: High Abundances of $^{26}$Al and Other Short Lived Radionuclides
像$^{26}$ Al这样的短寿命放射性核素（SLR）是由大质量恒星合成的，是恒星形成的副产品。恒星形成星系的气体中SLR的丰度与气体消耗时间成反比。正常星系的比恒星形成率（SSFR）的快速演化意味着它们在z = 2时的平均SLR丰度高出3- 10倍。在太阳系形成时期，如果大质量恒星的SLR产额不依赖于金属丰度，银河系的背景SLR丰度高达目前的两倍。如果SLR在星系气体中是均匀的，正常星系的高SSFR可以部分解释早期太阳系中$^{60}$ Fe和$^{26}$ Al等SLR丰度的升高。星暴星系仍然有更高的SSFR，并且有巨大的$^{26}$ Al平均丰度（$^{26}$ Al/ $^{27}$ Al ~ $10^{-3}$代表太阳金属丰度气体）。主要的不确定性是SLR是否与恒星形成的分子气体混合：它们可能被困在高温气体中并在进入较冷的阶段之前衰变，或者被星暴风吹走。我认为如何在恒星形成率的变化影响的SLR丰度，我讨论如何SLR运输可能会有所不同，在这些星系。恒星爆发增强的$^{26}$ Al可能保持中等的电离率（$10^{-18}$ -- $10^{-17}$ s $^{-1}$），可能在没有被宇宙射线穿透的稠密云层中占主导地位。类似的电离率将保持在恒星爆发的原行星盘中，如果SLR混合良好，星子的辐射加热同样会高得多。通过这种方式，星系演化可以影响行星系统的地质历史。
2014-05-03 astro-ph.CO astro-ph.EP astro-ph.GA
The abundance of Lyman-(α) emitters in hierarchical models
我们提出了预测的丰富的赖氨酸- $α$发射器的分层结构形成模型。我们使用{ \tt GALFORM}半分析模型来探索有关Ly- $α$光子逃逸分数、宇宙再电离红移和宇宙学密度参数的不同假设对预测计数的影响。一个模型与一个固定的逃逸分数给出了一个非常好的匹配观察到的计数在一个很宽的红移间隔。我们提出了预测的预期计数在一个典型的观察与多单元光谱探测器仪器提出的甚大望远镜。
2004-11-08 astro-ph astro-ph.CO
Chemical abundances of damped Lyman alpha systems in the XQ-100 survey
XQ-100巡天利用X-Shooter摄谱仪提供了100个红移3-4.5类星体的高信噪比光谱。给出了XQ-100样品中41个阻尼莱曼α系统（DLA）中13个元素的金属丰度，并对各种DLA类的丰度进行了调查。XQ-100 DLA样本包含5个距离宿主类星体5000 km/s以内的DLA（近距离DLA; PDLA），以及3个视线，其中两个DLA沿着同一视线距离10，000 km/s以内（多个DLA; MDLA）。结合文献中先前的观察，我们证明了logN（HI）<21.0的PDLA显示出较低的[S/H]和[Fe/H]（相对于具有类似红移和N（HI）的介入系统），而在logN（HI）>21.0的PDLA中观察到较高的[S/H]和[Si/H]。这些丰度差异与它们与宿主类星体的视线速度分离以及金属线的速度宽度（v90）无关。与以前的研究相反，MDLA显示相对于在金属丰度和红移中匹配的单个DLA，[α/Fe]没有差异。此外，我们提供了J 0034 +1639的后续UVES数据，该视线包含三个DLA，包括一个贫金属DLA，[Fe/H]=-2.82（迄今为止确定的DLA中第三低的[Fe/H]），z=4.25。最后，我们研究了尘埃校正的[Zn/Fe]，强调X-Shooter的近红外覆盖范围提供了前所未有的MgII，CaII和TiII线（在红移3-4），以提供更多的证据为太阳下[Zn/Fe]比在DLAs。
2016-09-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Metal-rich absorbers at high redshifts: abundance patterns
（略）从6个高z类星体的光谱中，我们选择了11个富含金属的类星体，Z>=Z_solar，对电离辐射来说光学薄，N（HI）<10^17 cm^-2，吸收系统在z=1.5和z=2.9之间，并在随后的电离阶段显示出不同离子的谱线。大多数的系统（10从11）显示丰富的模式，将它们与流出的低和中等质量的恒星。所有的系统都有沿着视线的sub-kpc线性尺寸，其中许多小于20 pc。在一些系统中，硅是缺乏的，可能是由于在尘埃形成恒星的外壳中的尘埃颗粒和随后的气尘分离的耗尽。在任何[C/H]值下，氮可以是缺乏的，[N/C]<0，或增加的，[N/C]>0，这假定氮富集不规则地发生。在某些情况下，Mg II 2796、2803的谱线似乎发生了偏移，这可能是由于吸收气体中重同位素25 Mg和26 Mg的含量相对于太阳同位素组成有所增加。7个吸收体的平均电离参数U较低，log U<-2.3，其中只有一个系统的红移z>2，而其它吸收体的红移z均在1.8左右。将富金属吸收体的空间数密度与z ~= 2时的恒星形成星系的同向运动密度进行比较，我们估计每个星系的环星系体积中有10^7 - 10^8个这样的吸收体，它们的总质量≤恒星星系质量的1/100。讨论了高金属含量对恒星形成和活动星系核活动峰值的可能影响。
2009-08-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
GRB 100219A with X-shooter - abundances in a galaxy at z = 4.7
由于类星体视线中的Ly α森林覆盖和高红移类星体的数量很少，很难从阻尼Ly α（DLA）系统中获得红移z > 4的星系丰度。伽马射线暴（GRB）具有较高的亮度，非常适合研究星系，直到z > 10的第一颗恒星的形成。它的大波长覆盖范围使X-射手摄谱仪成为研究高红移星系的星际介质的极好工具，特别是在红移事先不知道的情况下。在这里，我们确定的伽玛射线暴主机在z = 4.66723从一些共振低和高电离和精细结构的吸收线的属性。这是最高的红移之一，可以用中等分辨率的数据进行详细的分析。我们在z = 2.18处检测到一个介入系统。吸收线的速度分量与Voigt轮廓拟合，我们确定金属丰度[M/H] = -1.0 \pm 0.1。吸收线显示了一个复杂的运动学结构，这可能表明合并正在进行中。Si II* 与从GROND数据确定的restframe UV能量释放一起给出了吸收材料与GRB的距离为0.3至1 kpc。我们测量的低消光AV = 0.24 \pm 0.06 mag使用X射线光谱信息和通量校准的X-射手光谱。GRB-DLAs的金属丰度随红移的演化比类星体吸收体浅，HI柱密度和电离分数没有演化。在红移与LZ关系中，高红移的GRB宿主可能会继续向低金属丰度方向发展，但样本太少，无法得出明确的结论。虽然用现有的卫星探测z > 4的伽玛暴仍然很困难，但它们对于我们理解恒星和星系形成的早期时期非常重要。
2012-06-11 astro-ph.CO astro-ph.HE
Origin of Cosmic Chemical Abundances
根据原子和分子化学（e $^-$，H，H $^+$，H $^-$，He，He $^+$，He $^{++}$，D，D $^+$，H $_2$，H $_2^+$，HD，HeH $^+$）、气体冷却、恒星形成和重元素（C，N，O，Ne，Mg，Si，S，Ca，Fe等）的产生进行宇宙学N体流体动力学计算来自不同质量和金属丰度的恒星的数据被用来探索几种化学丰度模式的起源，并研究模拟星系组装过程中的金属和分子含量。由此产生的趋势显示出一个显着的相似性，以最新的观测最贫金属阻尼莱曼- $α$吸收体在红移$z\gtrsim 2$。这些表现出瞬态性质，并代表坍塌的气体结构，而冷却是有效地降低温度低于$\sim 10^4\,\rm K$，在他们被破坏的恒星形成或潮汐效应的插曲。我们的理论结果与已有的典型元素比，如[C/O]，[Si/Fe]，[O/Fe]，[Si/O]，[Fe/H]，[O/H]在红移$z\sim 2-7$处的数据一致. HI和H $_2$丰度之间的相关性显示了时间和局部变化以及大的扩散，这是从$z\sim 6$到$z\sim 3$的宇宙恒星形成活动增加的结果。我们发现的丰度比的分散与观测数据是兼容的，并解释了来自不同恒星相位或属于不同恒星种群的来源同时富集。模拟的合成光谱支持在$z\sim 6$处存在具有大光学厚度的贫金属冷团簇，这些冷团簇可能是低或中等红移的潜在的~III居点。预计的粉…
2015-09-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmic Outliers: Low-Spin Halos Explain the Abundance, Compactness, and Redshift Evolution of the Little Red Dots
提出LRDs起源于暗物质晕角动量分布极端低自转尾部的理论模型，解释了其丰度、致密度及红移分布，并指出LRDs并非独特星系种群，而是最低角动量环境下星系形成的自然表现。
2025-07-07 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Clustering and Halo Abundances in Early Dark Energy Cosmological Models
考虑早期暗能量（EDE）的LCDM宇宙学模型被提出来解决哈勃常数H_0 = 100 h km/s/Mpc的局部测量值（h ~ 0.73）和由普朗克宇宙微波背景（CMB）和其他早期宇宙测量值加上LCDM的结果（h ~ 0.67）之间的矛盾。EDE模型通过增加一个标量场来实现这一点，该标量场在红移z ~ 3500的辐射主导时代结束时临时增加了相当于宇宙学能量密度约10%的暗能量。在这里，我们比较了线性和非线性预测的普朗克归一化LCDM模型，包括EDE给h = 0.728与标准普朗克归一化LCDM与h = 0.678。我们发现非线性演化减小了低红移处涨落功率谱之间的差异。因此，在z = 0时，星系尺度上的晕质量函数几乎相同，只有1- 2%的差异。然而，在高红移时，差异显著增加。EDE模型预测，在z = 1时，星系团的质量会增加50%，在z = 4时，星系团的质量会增加两倍。在更高的红移处，星系质量晕的丰度甚至会更大地增加，这可能会使用EDE重新定义宇宙变得更容易。预测的星系丰度和集群将很快通过JWST观测进行测试。重子声振荡（BAO）和关联函数的位置在两个模型之间相差约2%--这种效应不会被非线性所消除。这里研究的标准LCDM和EDE模型与目前可用的声学尺度观测结果吻合良好，但DESI和欧几里得测量将提供严格的新测试。
2020-06-26 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
UV Luminosity Functions from HST and JWST: A Possible Resolution to the High-Redshift Galaxy Abundance Puzzle and Implications for Cosmic Strings
McGill University（麦吉尔大学）；The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）；Cosmic Frontier Center, The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校宇宙前沿中心）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；Center for Theoretical Physics, A Leinweber Institute, Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院莱因韦伯理论物理中心）
研究利用半解析代码Zeus21整合宇宙弦来预测紫外光度函数，探讨恒星形成天体物理学与宇宙弦现象学参数简并，发现宇宙弦可解释高红移星系丰度，还给出弦张力新上限。
2026-07-07 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
AMBER: A Semi-numerical Abundance Matching Box for the Epoch of Reionization
再电离时期的绝对匹配盒（AMBER）是一个模拟宇宙黎明的半数字代码。新算法不是基于再电离的偏移集理论，而是采用新的方法计算再电离-红移场$z_\mathrm{re}(\boldsymbol{x})$，假设遇到较高辐射强度的氢气更早被光电离。根据给定的质量加权电离分数$\bar{x}_\mathrm{i}(z)$，在匹配电离质量丰度的同时分配红移值。该代码具有独特的优势，允许用户直接指定通过红移中点$z_\mathrm{mid}$，持续时间$Δ_\mathrm{z}$，和不对称$A_\mathrm{z}$输入参数的再电离历史。再电离过程由星系形成的最小晕质量$M_\mathrm{min}$和辐射转移的辐射平均自由程$l_\mathrm{mfp}$进一步控制。我们实现了改进的方法来构建密度，速度，晕，辐射场，这是必不可少的组成部分建模再电离观测。我们比较琥珀与其他两个半数值方法，发现我们的代码更准确地再现辐射流体动力学模拟的结果。并行代码比辐射转移模拟快四个数量级，将有效地实现大体积模型，全天空模拟观测和参数空间研究。AMBER将公开提供，以促进和改变EoR的研究。
2022-05-10 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Constraining high-redshift stellar-mass primordial black holes with next-generation ground-based gravitational-wave detectors
恒星质量窗中可能存在的原始黑洞已经引起了相当大的关注，因为它们的合并可能有助于当前和未来的引力波探测。原始黑洞合并，以及起源于第III族恒星的黑洞合并，预计将在高红移（$z\gtrsim 10$）占主导地位。然而，原始黑洞的合并率密度将随红移单调上升，而第III族的合并只能在第一颗恒星诞生后才能发生。新一代的引力波探测器如宇宙探测器（CE）和爱因斯坦望远镜（ET）可以利用这一特征，直接测量两种粒子的丰度，从而对原始黑洞的丰度进行严格的限制。我们模拟了CE-ET检测器网络观察到的四个月的数据，并进行分层贝叶斯分析，以恢复合并率密度。我们发现，如果宇宙中没有质量为$\mathcal{O}(10M_{\odot})$的原始黑洞，那么它们的丰度$f_{\rm PBH}$作为暗物质能量密度的一部分的预计上限可能低至$f_{\rm PBH}\sim \mathcal{O}({10^{-5}})$，比这个质量范围内的当前上限低两个数量级。如果换成$f_{\rm PBH}\gtrsim 10^{-4}$，未来的引力波观测将在95%可信区间排除$f_{\rm PBH}=0$。
2022-04-25 astro-ph.CO astro-ph.HE gr-qc
