Auto-consistent metallicity and star formation history of the nearest blue compact dwarf galaxy NGC 6789
我们提出了一个详细的自洽研究最近的蓝色致密矮星系NGC 6789的光学和紫外档案测光数据和光学长缝ISIS-WHT光谱观测的五个最亮的恒星形成的结。对所有节点的光谱分析允许使用高激发电子温度和低激发电子温度的测量来推导氧、氮、硫、氩和氖的离子化学丰度，从而得出结论，NGC 6789是化学均匀的，氧丰度在12+log（O/H）= 7.80-7.93的范围内，但同时呈现出比其金属状态所预期的更高的氮氧比值。我们使用NGC 6789的档案HST/WFPC 2 F555 W和F814 W观测数据，对分辨的恒星星族的色星等图（CMD）进行光度学研究，并推导出其恒星形成历史（SFH），这与不同的年轻和年老恒星星族的存在是相容的，这些恒星族的金属丰度不一定随年龄而增加。我们使用STARLIGHT代码和从CMD获得的SFH之后的单个恒星星族的组合来拟合在所有五个节点中观察到的光谱。我们比较由此产生的恒星质量和相对分数的电离人口与非约束SFH的情况下。使用云光电离模型得到的年轻人口的属性，在所有的结在3-6百万年的范围内，并估计灰尘吸收因子，这与观测到的GALEX FUV-NUV颜色指数相关的类似的年龄。最后用总光度消光和尘埃吸收校正的Hα通量计算恒星形成率。
2012-03-09 astro-ph.CO
Red star-forming and blue passive galaxies in clusters
本文研究了位于低红移（z<0.12）星系团及其周围的6，000多个星系（M_r<=-20.5）的颜色与比恒星形成率（由SDSS DR 4获得的光谱）的关系。尽管大多数红色星系很少或没有正在形成的恒星，大多数蓝色星系目前正在形成恒星，但仍有大量的红色恒星形成（SF）和蓝色被动星系。本文探讨属于后两类星系的各种属性。这些特征包括形态参数、内消光、EW（H_delta）和4000角间断等光谱特征以及金属丰度。我们的分析表明，蓝色被动星系的性质非常相似，他们的SF同行，除了他们的大范围的EW（H_delta）表明最近截断的恒星形成。红色SF星系分为两大类，一类是星系团核心中的大质量星系，主要由古老的恒星星族组成，但核心中有恒星形成的证据。对于其余的红色SF星系，从各种金属丰度测量和平均恒星年龄可以明显看出，它们的颜色是由富含金属的恒星星族占优势造成的。这些SF星系的性质对环境研究的影响，如布彻Oemler效应，进行了讨论。
2009-08-17 astro-ph.CO
Mapping the galaxy NGC 4486 (M87) through its Globular Cluster System
如以前的工作所示，球状星团可以用来追踪早期类型星系中弥漫的恒星星族的整体结构，如果每单位恒星质量的星团数量取决于金属丰度。在本文中，我们进一步测试这个假设在星系NGC 4486（M 87），结合几个数据源。结果表明，球状星团允许映射的星系的表面亮度轮廓，综合颜色梯度，化学丰度，质量和光度比高达1000弧秒（或80.4千秒差距），从它的中心（即约10个有效半径）。分析表明，存在一个占主导地位的高金属丰度凸起与红色球状体，其椭圆度向外增加，和一个更扁平的低金属丰度晕与蓝色球状体连接。复合恒星星族的化学丰度梯度与热气体的X射线观测结果非常相似。原则上，恒星星族的质量-金属丰度谱可以用非均匀富集模型来理解。反过来，最蓝的GC和金属丰度最低的晕星的分布与暗物质的分布有着有趣的相似性，这一特征与NGC 1399相同。此外，在这两个星系中，每个暗质量单位的蓝色GC数量在误差范围内是相同的，\approx 1.0（\pm 0.3）\times 10^{-9}。NGC 4486的恒星总质量为6.8（\pm 1.1）\times 10^{11} M \odot，重子质量分数fb = 0.08（\pm 0.01）。
2011-12-08 astro-ph.CO
The Calibration of Star Formation Rate Indicators for WISE 22 Micron Selected Galaxies in the SDSS
研究了宽视场红外巡天探测器（WISE）22 μm选定的Sloan数字巡天中0.01 < z < 0.3的恒星形成星系的恒星形成率（SFR）指标。使用消光校正的Hα光度和总红外光度作为参考SFR估计值，我们校准了WISE中红外（MIR）相关SFR指标。12 μ m和22 μm单色光度与参考SFR估计值相关良好，但倾向于低估贫金属星系的SFR（低于太阳金属丰度），与以前的研究一致。我们使用观测到的Hα和WISE MIR光度的线性组合来估计SFR，从而减轻了这种金属丰度依赖性。该组合提供了稳健的SFR测量，如Kennicutt等人（2009）应用于Spitzer数据。然而，我们发现LH α（obs）+aLMIR中的系数a随着SFR的增加而增加，并且表明观测到的Hα和MIR光度的非线性组合给出了最好的SFR估计，具有小的散射和对物理参数的依赖性。这种结合Hα和MIR光度进行SFR估算的方法首次应用于WISE数据。我们利用WISE数据提供了几种适用于0.1 <~ SFR（M_sun yr^-1）<~ 100星系的SFR配方。
2013-07-15 astro-ph.CO
Fake star formation bursts: blue horizontal branch stars masquerade as young stars in optical integrated light spectroscopy
低金属丰度球状星团的模型色星等图通常显示热演化恒星相对于观测的不足。我们定量研究的影响，这种建模的不准确性的意义上的恒星形成历史重建获得的光学积分光谱。为此，我们用STECKMAP（Ocvirk et al.）分析了Schiavon等人的银河系球状星团的光谱样本。以及Vazdekis等和Bruzual & Charlot的恒星星族模型，并重点讨论了重建的恒星年龄分布。首先，我们表明，背景/前景污染与E（B-V），这使我们能够定义一个干净的子样本的未污染的GC，在E（B-V）过滤的基础上。然后，我们确定了一个“混淆区”，假年轻的恒星形成爆发弹出的恒星形成的历史，虽然观察到的人口是真正的老。这些伪影出现在70-100%的情况下，具体取决于所使用的群体模型，并且在光学中贡献高达12%的光。它们与水平分支比的相关性表明，这种混淆是由HB形态驱动的：红色水平分支星团与旧的恒星星族模型拟合得很好，而蓝色HB的水平分支星团则需要额外的热组分。混淆区延伸到[Fe/H]=[-2，-1.2]，尽管我们缺乏探测极高和极低金属丰度区域的数据。因此，在这个金属丰度范围内，任何叠加在老恒星星族上的年轻恒星暴，如果其重量小于可见光的12%，并且没有HII区典型的发射线，都可以被视为模拟伪像。
2009-11-16 astro-ph.CO
Near-infrared spectroscopy of the Blue Compact Dwarf galaxy Markarian 59
我们提出了近红外（NIR）光谱观测的蓝色紧凑矮（BCD）星系Mrk 59，获得了与TripleSpec光谱仪安装在3.5米APO望远镜。Mrk 59的近红外光谱覆盖了0.90 - 2.40微米的波长范围，显示出原子氢、分子氢、氦、硫和铁的发射线。SDSS光谱补充了近红外数据。我们发现BCD中的消光很低[A（V）=0.24 mag]，并且在光学和NIR范围内是相同的。近红外光并不能揭示隐藏的恒星形成。H2发射来自致密的团块，并且H2振动发射线强度可以由光子激发来解释。不需要冲击激励。Mrk 59的云光化模式很好地再现了观测到的光学和近红外发射线通量。[Fe II] 1.257和1.643微米的发射谱线通常被用作低激发高金属量星暴星系中的超新星激波指示器，但在高激发低金属量的HII区（如Mrk 59）中不能起到这样的作用。
2009-08-18 astro-ph.CO
Red vs. Blue: How metallicity shapes black hole dynamics and mergers in dense star clusters
University of California, San Diego（加州大学圣地亚哥分校）；Adler Planetarium（阿德勒天文馆）；Northwestern University（西北大学）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）
通过蒙特卡罗模拟研究金属丰度对致密星团中黑洞质量函数、并合率及延迟时间分布的影响，发现高金属丰度星团可产生与GW241011和GW241110一致的低质量层级并合事件。
2026-06-24 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
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
Modeling the Metallicity Distribution of Globular Clusters
观测到的球状星团的金属丰度反映了它们高红移宿主星系的星际介质的物理条件。大多数大型星系中的球状星团系统显示出双峰的颜色和金属丰度分布，这通常被解释为表明团簇形成的两种不同模式。富金属和贫金属星系团在其宿主星系中具有系统性的不同位置和运动学。然而，红色和蓝色星团具有相似的内部性质，例如质量，大小和年龄。因此，有趣的是，探索是否富金属和贫金属的集群可以形成一个共同的机制，仍然是符合双峰分布。我们提出了这样一个模型，它规定形成的球状星团半分析使用星系组装历史的宇宙学模拟再加上观测到的比例关系的数量和金属量的冷气体可用于恒星形成。我们假设大质量的星团只形成在合并的大规模的富含气体的星系和调整模型参数，以重现在银河系中观察到的分布。一个广泛的，但不是全部的，范围内的模型实现产生的金属丰度分布与数据一致。我们发现，早期合并的较小的主机创建专门的蓝色集群，而随后合并的更大的星系创建红色和蓝色集群。因此，双峰性是少数晚期大规模合并事件的自然结果。这一结论并没有受到我们对高红移星系中恒星质量和冷气体质量的知识的巨大不确定性的显著影响。锁定在球状星团中的银河系恒星质量的比例从z>3时的10%以上下降到目前的0.1%。
2010-05-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Galaxy Population of Abell 1367: The Stellar Mass-Metallicity Relation
使用宽基线宽带测光，我们分析了恒星星族的一个样本的72个星系，跨越了广泛的恒星质量和形态类型，在附近的螺旋丰富和动态年轻的星系团阿贝尔1367的属性。样本星系分布在从星系团中心到大约一半的星系团阿贝尔半径。的光学/近红外颜色进行了比较与简单的恒星星族合成模型，从光度加权的恒星星族年龄和金属丰度的确定。椭圆星系的颜色轨迹在一个狭窄的光度加权恒星年龄范围内跟踪一系列不同的金属丰度。然而，在红色序列中的透镜状星系表现出光度加权的恒星金属丰度和年龄的巨大差异。对于红序透镜星系和蓝云星系，低质量星系平均倾向于由较年轻的亮度加权年龄的恒星星族占主导地位。样本星系表现出很强的综合恒星质量和光度加权恒星金属丰度之间的相关性。星系的形态紊乱和正在进行的恒星形成活动的迹象，往往是相对于被动星系在红色序列可比恒星质量不足。我们认为，这可能是由于潮汐驱动的气体流向恒星形成区，携带较少的富集气体和稀释预先存在的气体，以产生较低的金属丰度比之前的相互作用更年轻的恒星星族。最后，我们没有发现统计上显着的证据，无论是红色序列或蓝云星系的光度加权年龄和金属丰度的变化，在固定的恒星质量，在集群内的位置。
2011-01-11 astro-ph.CO
Metallicity of high stellar mass galaxies with signs of merger events
我们专注于分析高恒星质量和低金属量的星系。我们交叉相关的千禧年星系目录（MGC）和斯隆数字巡天（SDSS）星系目录，以提供一个样本的MGC对象与高分辨率成像和光谱和光度信息可在SDSS数据库。对于我们样本中的每个星系，我们通过使用它们的光度轮廓对MGC图像进行目视检查进行了系统的形态分析。星系被分为扰动或未扰动物体。我们将样品分为三个金属丰度区域，在此范围内，我们比较了扰动和未扰动物体的性质。我们发现，被强烈干扰的星系的比例，合并残留物的指示，被认为是较低的金属丰度对象时，是较高的。分析的三个箱包括大约15%，20%和50%的干扰星系（分别为高，中，低金属丰度）。此外，在低金属丰度区间，种群年龄指标Dn（4000）的扰动与未扰动相对分布的比率表明，扰动天体的恒星星族比未扰动天体的年龄要小得多。此外，我们发现，颜色分布的分析提供了类似的结果，表明低金属丰度星系与扰动形态比那些不受干扰的蓝。较蓝的颜色和较年轻的人口低金属，形态干扰的对象表明，他们经历了最近的合并与相关的增强恒星形成率。[删节]
2010-02-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
The WHIQII Survey: Metallicities and Spectroscopic Properties of Luminous Compact Blue Galaxies
作为WIYN High Image Quality Indiana Irvine（WHIQII）巡天的一部分，我们展示了123个发射线星系的光谱，这些光谱是从中等红移（.4<z<.8）星系中选出的，这些星系具有蓝色，物理上看起来很紧凑。该样品包括15个真正的发光紧凑型蓝色玻璃（LCBG）和另外27个稍微不那么极端的发射线系统。这些星系代表了一个高度演化的类别，可能在z~1以来恒星形成的衰退中发挥重要作用，但它们的确切性质和演化路径仍然是一个谜。在这里，我们使用发射线来确定金属丰度和电离参数，限制它们的内在属性和恒星形成状态。一些LCBG金属丰度与“爆发矮”的情况是一致的，而其他人的很大一部分不是，进一步证实了LCBG是一个高度异质性的人口，但广泛地与中间红移场一致。与以前的研究一致，我们观察到在中间红移的光度-金属丰度关系的整体演变。我们的样本，特别是LCBG，占据了经验R23-O32平面中的一个区域，该区域不同于发光的本地星系，并且与当前时代的矮不规则星更加一致，这表明即使在描述恒星形成的最基本参数中也可以观察到宇宙“缩小”。我们样本的这些性质也与位于本地星系和高红移星系之间的情况基本一致，正如这种情况所预期的那样。令人惊讶的是，我们的样本在致密性和金属丰度之间没有表现出可检测到的相关性，这强烈表明在这些快速恒星形成的时期，致密恒星形成星系的形态在很大程度上是短暂的。
2009-11-09 astro-ph.CO
Mid-infrared Period-Luminosity Relations of RR Lyrae Stars Derived from the WISE Preliminary Data Release
星际尘埃提出了一个重大的挑战，以扩大光学观测到的脉动变量的距离，以更大的体积。距离阶梯工作在中红外波段，尘埃的影响可以忽略不计，金属丰度的相关性最小化，主要集中在几个时代的造父变星的研究。在这里，我们提出了第一次确定中红外周期光度（PL）关系的RR天琴座恒星的相位分辨成像使用的初步数据发布的宽视场红外巡天探测器（WISE）。我们提出了一种新的统计框架，预测后的距离76观察良好的RR天琴座，使用光学构建的先验距离模量，同时施加一个幂律PL关系到WISE确定的平均幅度。我们发现最蓝WISE滤波器的绝对星等为M_W1 =（-0.421+-0.014）-（1.681+-0.147）*log（P/0.50118天），没有证据表明与金属丰度相关。结合三个最蓝的WISE滤波器的结果，我们发现我们样本中的典型恒星的距离测量不确定度为0.97%（统计）加上1.17%（系统）。我们并没有从根本上改变RRc星的周期，以改善它们对关系的拟合。取希巴科斯导出的平均V带星等，我们使用距离后验来确定一个新的光学金属性-光度关系，我们在第5节中提出。这项分析的结果将很快通过HST视差测量进行测试，并最终通过盖亚天体测量任务进行测试。
2011-06-27 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
Imaging Polarization of the Blue-Excess Hot Dust-Obscured Galaxy WISE J011601.41-050504.0
我们报告了WISE J011601.41-050504.0（W 0116 -0505）的$R_{\rm special}$波段的VLT/FORS 2成像偏振测量观测，该波段是$z=3.173$的一个严重遮蔽的超亮类星体，根据其中红外颜色被归类为热的尘埃遮蔽星系（Hot DOG）。最近，Assef等人（2020）确定W 0116 -0505具有过量的静止帧光学/紫外发射，并得出结论，这种过量的发射很可能是来自严重模糊的活动星系核的散射光。我们发现宽带静止坐标系紫外光通量是强线偏振的（10.8 $\pm$ 1.9%，偏振角为74 $\pm$ 9 °），证实了这一结论。我们分析这些意见的背景下，一个简单的模型的基础上散射的自由电子或光学薄的尘埃，假设一个经典的尘埃环极开口。两者都可以复制的偏振度和散射分量的光度范围内的几何形状和列密度，但我们认为，在ISM光学薄尘埃是更可能的情况。我们还探讨了散射介质对应于最近确定的W 0116 -0505流出的可能性。如果流出分量是双圆锥形的，并且大部分散射发生在后退流出的底部，则这是一个可行的选择。在这种情况下，即使正面观察，类星体仍然会被遮蔽，但一旦流出物膨胀，可能会显示为红色的1型类星体。我们讨论了蓝色过剩的热狗，极红类星体（ERQs），红1型类星体，和unreddened类星体，取决于演化和观看几何的组合之间的可能的连接。
2022-06-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Blue Tilt in the Globular Cluster System of the Milky Way-like Galaxy NGC 5170
在这里，我们提出的HST/ACS成像，在B和I波段，边缘上的Sb/Sc星系NGC 5170。不包括中心盘区域，我们检测到142个物体的颜色和大小典型的球状星团（GC）。我们的主要结果是发现了一个“蓝色倾斜”（质量金属丰度关系），在3sigma水平，在这个银河系的金属贫GC子群。这种倾斜与大质量椭圆星系中的倾斜一致，也与Bailin & Harris的自富集模型一致。对于线性质量-金属丰度关系，倾斜的形式为Z ~ L^{0.42 +/- 0.13}。我们得出GC系统的总人口为600 +/- 100，比银河系丰富得多。然而，当这个数字被宿主星系光度或恒星质量归一化时，它与M31相似。最后，我们报告了一个潜在的超致密矮星的存在，其大小约为6pc，亮度M_I ~-12.5，假设它与NGC 5170有物理联系。
2009-11-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
The nature of V39: an LBV candidate or LBV impostor in the very low metallicity galaxy IC 1613?
[摘要]背景：很少有亮蓝变星（LBV）或候选亮蓝变星（LBVc）的例子是已知的，特别是在低于SMC的金属丰度。LBV阶段对于大质量恒星的演化至关重要，而它与金属丰度的关系却知之甚少。IC 1613中的V39是一个著名的光度变星，B波段的变化大于1等。在其期间。这颗恒星之前被认为是室女座W星系和IC 1613红超巨星的投影，显示出可能是LBVc的特征。方法：我们调查中分辨率的蓝色和红色VLT-VIMOS光谱的V39，覆盖40天的时间跨度，并进行定量分析的组合光谱使用模式大气代码CMFGEN。结果：我们识别出了强的巴耳末和FeII P-Cygni轮廓，以及类似于蓝色B-A超巨星和红色G星的混合光谱。没有显着的Vrad变化被检测到，光谱变化是在光度周期小。我们的分析将V39置于LBV和LBVc区域的低光度部分，但它也与sgB[e]星一致。结论：V39的径向速度表明它属于IC 1613。缺乏Vrad变化和光谱变化排除了二元情景。观察到的特征与室女座W星不一致，这种可能性也被排除。我们认为这颗恒星是一颗B-A LBVc或sgB[e]星，周围有一个厚的盘在进动。如果得到证实，V39将是迄今为止已知的金属丰度最低的LBV候选者。或者，它可能代表了大质量恒星演化的一个新的瞬态阶段，一个LBV冒名顶替者。
2010-03-03 astro-ph.CO astro-ph.SR
Properties of free-free, dust, and CO emissions in the starbursts of blue compact dwarf galaxies
用亚毫米阵列（SMA）在340 GHz（880微米）波段以5角秒的分辨率观测了三个蓝色致密矮星系（He 2-10，NGC 5253和II Zw 40）的中心恒星形成区。在所有这些星系中都探测到了与中央恒星形成复合体有关的连续辐射。SMA 880微米通量分解为自由自由发射和粉尘发射通过使用厘米波长的数据在文献中。我们发现，在这三个星系的中央星爆中，自由-自由辐射贡献了一半或更多的SMA 880微米通量。尽管在880微米处的自由-自由发射占主导地位，但中心恒星形成区域的无线电-远红外（FIR）比并不明显高于整个系统的无线电-远红外（FIR）比，显示了无线电-FIR关系的鲁棒性。基于无线电FIR关系的鲁棒性，我们认为，在880微米的发射自由-自由的分数是由尘埃温度调节。我们还分析了CO（J = 3- 2）排放数据。我们发现CO是太阳-金属丰度天体He 2-10中总气体质量的一个很好的示踪剂。低金属量的天体，NGC 5253和II Zw 40，具有明显的高恒星形成效率，然而，这可能是在低金属量环境中CO显著解离的人工制品。我们还指出了一个潜在的低估的尘埃质量，因为尘埃跟踪的排放是偏向于最明亮的高温区域，特别是当一个系统主机的致密恒星形成区域的尘埃温度高。
2012-12-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Globular Cluster System in M87: A Wide-Field Study with CFHT/Megacam
利用CFHT Megacam的（g '，r'，i '）数据对M87周围的球状星团系统（GCS）进行深宽视场测光。研究中包括了6200个亮度大于MI = -8.5的GC，基本上包含了星系中几乎所有亮GC的一半。经典的双峰贫金属和富金属序列的GC显示清楚，而GC的空间分布可以追溯到可检测向外超过100千秒差距，蓝色，金属贫乏的亚群是非常多的空间扩展比红色亚群。红色和蓝色GC子系统都具有径向金属丰度梯度，其中平均重元素丰度与投影的银河系距离的比例为Z ~ R^{-0.12}（蓝色）和R^{-0.17}（红色）。蓝色序列表现出非常显著的质量/金属丰度关系（MMR），当光度范围M_I <-10时，平均金属丰度随星系团光度的增加而逐渐增大，Z ~ L^{0.25 \pm 0.05}。然而，这种关系也明显是非线性的，在较暗的水平上变得垂直。MMR可以被理解为在其形成过程中最大质量的贫金属GC内的自富集的结果。在巨大的椭圆星系中，红色的GC很可能代表了在几次主要的恒星爆发中形成的广泛的复合种群。如果是这样，红色序列可能显示基于人群的MMR，原则上可能是阳性或阴性。
2009-08-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Blue Monsters. Why are JWST super-early, massive galaxies so blue?
最近JWST尝试性地发现了一群超早期（红移$z> 10$）、相对质量（恒星质量$M_* = 10^{8-9} M_{\odot}$）和演化（金属丰度$Z \approx 0.1 Z_{\odot}$）的星系，但它们显示出蓝色（$β\simeq -2.6$）光谱和非常小的尘埃衰减（$A_{\rm V} \leq 0.02$），这对我们对这些系统的解释提出了挑战。为了解决这个难题，我们提出了两种解决方案，其中尘埃要么（a）由辐射压力喷出，要么（b）相对于紫外线发射区域隔离。我们澄清了这两种情况适用的条件，并表明，它们可以区分ALMA观测，如最近没有检测到的$88μm$尘埃连续GHZ 2（$z\simeq 12$）有利于尘埃喷射。
2023-01-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Modelling realistic horizontal branch morphologies and their impact on spectroscopic ages of unresolved stellar systems
在恒星星族中存在扩展的蓝色水平分支（HB），这会影响由光谱拟合到恒星星族合成模型中推断的年龄。然而，大多数人口合成模型仍然依赖于理论等时线，其中不包括现实的建模扩展HB。在这项工作中，我们为一系列古老的简单恒星星族（SSP）创建了详细的模型，以创建各种真实的HB形态，从扩展的红色团块到极蓝的HB。我们实现这一目标，利用恒星轨道从BaSTI数据库和实施不同的质量损失处方为每个SSP创建，从而在不同的HB形态。我们发现，对于每一个金属丰度，有一些HB形态，最大化Hbeta，使一个潜在的14 Gyr人口看起来5- 6 Gyr的低和中等金属丰度的情况下，和年轻的2Gyr的太阳金属丰度SSP。我们探索是否有任何光谱指数能够打破一个老的SSP与扩展蓝色HB和一个真正的年轻或中间年龄的SSP之间的简并性，并发现玫瑰（1984年）的Ca II指数和强度的Mg II双峰在2800 A是有前途的候选人，结合Hbeta和其他金属丰度指标，如Mgb和Fe 5406。我们还进行了蒙特卡罗模拟来研究典型星团光谱中的统计涨落水平。我们发现，即使是平均到大的球状星团，光谱指数的波动是显着的，并且各种光谱指数以不同的方式受到影响，这对全光谱拟合方法有影响。因此，我们敦促谨慎，如果这些类型的星团是用来作为经验校准对象的各个方面的SPS模型。（节录）
2010-11-30 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
