Extragalactic Planetary Nebulae: tracers of the chemical evolution of nearby galaxies
星系外行星状星云化学成分的研究在恒星演化和星系化学富集史研究中具有重要意义。在过去的几年里，用6- 8米级望远镜进行了大量的光谱研究，提高了我们对盘星系径向金属丰度梯度的时间演化、矮星系的化学演化和低金属丰度下的恒星演化等方面的认识。
2012-01-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evidence of Environmental Dependencies of Type Ia Supernovae from the Nearby Supernova Factory indicated by Local Hα
我们研究了紧邻Ia型超新星（SNe Ia）的宿主星系区域，以分析SNe Ia事件的性质与其祖先形成的环境之间的关系。我们专注于本地Hα排放作为年轻环境的指标。邻近超新星工厂已经使用积分场光谱学获得了Ia超新星的通量校准光谱时间序列，允许同时测量SN及其邻近区域。对于89个Ia超新星，我们测量了Hα辐射，追踪了每个超新星周围1千秒差距半径内正在进行的恒星形成。这构成了对Ia超新星大样本的局部环境的第一次直接研究，也具有精确的光度，颜色和拉伸测量。我们发现，具有局部Hα发射的Ia超新星要红0.036+/-0.017等，并且先前提到的拉伸和宿主质量之间的相关性完全是由来自被动区的Ia超新星驱动的。最重要的是，Ia型超新星有局部Hα发射的平均标准亮度比没有H α发射的暗0.094+/-0.031等。这种偏移来自哈勃残差中的双峰结构，这也解释了先前已知的主机质量偏差。我们结合这种双峰与宇宙恒星形成率预测红移的平均超新星Ia亮度和主机质量偏差的变化。这一变化通过文献中的高红移Ia超新星得到证实。这些环境依赖性指向在SNe Ia标准化中剩余的系统误差。预测所观察到的亮度偏移会导致暗能量状态方程测量的显著偏差。对这些效应的认识提供了新的机会来改进超新星Ia作为宇宙学探测器--例如，具有局部Hα发射的超新星Ia更均匀，亮度色散为0.105+/-0.012马格。
2013-09-10 astro-ph.CO
Radial profiles of Fe abundance in the intracluster medium of nearby clusters observed with XMM-Newton
目的：测量附近（z<0.08）团簇内介质中Fe的丰度，直到0.3 $\sim$ 0.5 r $_{180}$。方法：我们分析了用XMM-牛顿观测到的28个星系团。我们推导出Fe丰度的Fe线的通量比连续的能量范围内的3.5- 6 keV，以尽量减少和评估系统的不确定性。结果：在X射线峰值处有一个cD星系的弛豫星系团的Fe丰度径向分布有相似的斜率。这些星团在0.1 $r_{180}$范围内表现出相似的Fe丰度增强，在0.1- 0.3 $r_{180}$范围内，它们在0.4 $\sim$-0.5太阳范围内具有较平坦的Fe丰度分布，具有小的散射。大多数其他集群，包括合并集群，也有类似的铁丰度超过0.1 $r_{180}$。这些团簇可能具有普遍的金属富集历史，并且在团簇形成的非常早期阶段合成了显著量的Fe。团簇的合并会破坏中心Fe峰。
2011-02-03 astro-ph.CO
The X-ray Zurich Environmental Study (X-ZENS). I. Chandra and XMM-Newton observations of AGNs in galaxies in nearby groups
本文描述了利用钱德拉和XMM-牛顿对苏黎世环境研究所（ZENS）的18个星系群（M_group ~ 1- 6 × 10^13 Msolar，z~0.05）的X射线观测。我们的目标是建立的频率和属性，不受宿主星系稀释和遮蔽，AGN在中央和卫星星系成员，也作为一个函数的晕中心距离。在观测到的177个星系中，有22个观测到了X射线点源，其极限为f_（0.5-8 keV）~ 5x 10 ^-15 erg cm^-2 s^-1，对应的极限光度为L_（0.5-8 keV）~3x10^40 erg s^-1。在大多数X射线源归属于中低能级（L/L_Edd>~10^-4）活动星系核的情况下，我们讨论了活动星系核对这一质量尺度和红移的星系晕的探测率，并比较了活动星系核活动星系和不活动星系在星系晕中不同级别和位置的结构/形态特征。我们看到活动星系核主机有一个轻微的趋势，要么相对较亮/致密的磁盘（或相对较暗/弥漫的隆起）比类似质量的非活动星系。在星系质量尺度小于10^11 M太阳系时，中央星系比类似质量的卫星星系更有可能成为活动星系核的宿主。这种效应，再加上活动星系核倾向于居住在大质量星系，解释了活动星系核倾向于优先在星系团内部区域发现的（弱）趋势，在卫星群内活动星系核的频率中没有可检测到的与晕心距离的趋势。最后，我们的数据支持其他分析发现，集团活动星系核活动的红移的下降率匹配的全球活动星系核人口，表明…
2013-10-11 astro-ph.CO
Spitzer observations of molecules and dust in evolved stars in nearby galaxies
在渐近巨星分支（AGB）恒星和超新星（SNe）内部和周围形成分子和尘埃，并通过恒星风喷射到星际介质（ISM）中。尘埃和气体中含有恒星新合成的元素，因此，垂死恒星对星系ISM的化学富集起着重要作用。然而，在我们的银河系之外，对这些恒星中的分子和尘埃进行定量分析是很困难的。斯皮策太空望远镜上的高灵敏度仪器使我们能够研究附近星系中这些恒星的尘埃和分子。邻近星系的金属丰度变化范围很广，因此可以研究金属丰度对尘埃和气体产生的影响。这项研究将有助于研究星系从低金属丰度到高金属丰度的化学演化。
2009-09-27 astro-ph.CO astro-ph.SR
The Supernova that Destroyed a Protogalaxy: Prompt Chemical Enrichment and Supermassive Black Hole Growth
第一个原始星系在z ~ 15时由吸积和合并形成，并主要负责宇宙学的再电离和早期宇宙的化学富集。但是，这些星系中的一些可能是在强烈的莱曼-沃纳紫外线通量的存在下形成的，这种紫外线通量使它们没有H_2，从而阻止它们在组装之前形成恒星或将重元素排入IGM。在质量为10^8 M，维里温度为10^4 K时，这些晕开始通过原子线迅速冷却，可能形成了10^4 ~ 10^6 M的波普III型恒星，后来，形成了超大质量黑洞的种子。我们已经模拟了爆炸的超大质量的Pop III星的致密核心的线冷却原星系的ZEUS-MP代码。我们发现超新星（SN）膨胀到半径约为1千秒差距，短暂地吞没了整个星系，但随后又坍缩回暗物质的势阱中。后退将原星系的内部与金属完全混合，点燃了一场猛烈的星暴，并为其中心的一个巨大黑洞的快速增长提供了燃料。星暴将使原星系中的恒星数量更多，金属丰度也更高，而不是附近演化缓慢的晕。SN残余物成为一个强同步加速器源，可以用eVLA和eMERLIN观察到，并且具有独特的特征，可以很容易地将其与能量较低的SN残余物区分开来。这样的爆炸，以及随之而来的恒星爆发，很可能标志着天空中超大质量黑洞的诞生。
2013-07-09 astro-ph.CO
Core-collapse supernova enrichment in the core of the Virgo Cluster
使用深（574 ks）钱德拉观测M87，附近的室女星系团的主导星系，我们提出了最好的测量迄今为止的径向分布的金属在中央团内介质（ICM）。我们的测量，在36个独立的环与$\sim$ 250，000计数每个，延伸到半径r $\sim$ 40千秒差距，并表明，丰富的配置文件的Fe，Si，S，Ar，Ca，Ne，Mg和Ni都是中央峰值。有趣的是，Si和S的丰度分布-其测量可靠且精度高-甚至比Fe更集中，而Si/S比相对平坦。这些测量结果挑战了星系团中化学富集的标准图像，其中来自演化的恒星星族的Ia型超新星（SN Ia）被认为主导了中央富集。观测到的丰度模式最有可能是由于以下一个或多个过程：由SNCC产品预富集的恒星星族的风持续富集;中央冷却核中大质量恒星的间歇性形成;低熵气体的早期富集。我们还讨论了其他过程，可能有助于观察到的径向配置文件，如恒星初始质量函数的变化与半径;在核心坍缩超新星祖先的预富集的变化;和多样性的元素产量的超新星Ia。虽然系统的不确定性，使我们无法测量的O丰度稳健，迹象表明，它是约2倍，低于预测的富集模型。
2011-08-22 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The Metallicity of the Intracluster Medium Over Cosmic Time: Further Evidence for Early Enrichment
我们使用钱德拉X射线数据测量的245个大质量星系团的簇内介质（ICM）的金属丰度从X射线和Sunyaev-Zel'dovich（SZ）效应调查，跨越红移$0<z<1.2$。金属丰度测量在三个不同的径向范围内，通过他们的郊区跨越集群核心。我们探索这些测量的趋势作为集群红移，温度和表面亮度“峰值”（集群中心的气体冷却效率的代理）的函数。在大半径（0.5- 1 $r_{500}$）的数据与恒定的金属丰度一致，而在中等半径（0.1-0.5 $r_{500}$），我们看到富集的后期增加，与预期的金属在簇核中的产生和混合一致。在集群中心，有强烈的趋势，金属与温度和峰值，反映了增强的金属生产在最低熵气体。在冷核/尖锐的峰值集群人口，有一个大的内在分散在中央金属丰度和没有整体的演变，表明显着的天体物理变化的富集效率。表面亮度分布平坦的星系团中心金属丰度较低，内禀散射较小，但红移越低，中心金属丰度越高。我们的结果是一致的，与其他最近的测量ICM金属丰度的红移的函数。他们加强了附近星系团外围均匀金属分布的观测所暗示的画面，其中ICM的大部分富集发生在团簇形成之前，随着中央星系的恒星星族的演化，后期的显著富集只发生在星系团中心。
2017-09-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
XMM-Newton view of X-ray overdensities from nearby galaxy clusters: the environmental dependencies
在这项工作中，我们研究了十个附近的（$z$ $ \leq$ 0.038）星系团，以了解热等离子体和成员星系之间可能的相互作用。应用多波段源检测来检测簇内介质内的点状结构。我们研究了星系团势阱中391个X射线点源的光谱特性。在2-10 keV的能量范围内研究Log $N$ - Log $S$，以测量X射线过密度。还计算了光学超密度，以解决附近星系团的抑制/触发现象。研究了光学鉴别成员星系的X射线-光通量/光度特性（$X/O$、$L_{X}$ / $L_{B}$、$L_{X}$ / $L_{K}$）。我们的点源的X射线光度值被发现是微弱的（40.08 $\leq$ log（$L_{X}$）$\leq$ 42.39 erg s $^{-1}$）。点源的光度范围揭示了大射电星系群、X射线双星和恒星形成对X射线辐射的可能贡献。我们估计$\sim$ 2倍高的X射线过密度从星系内的星系团相比，领域。我们的结果表明，光学超密度远高于X射线超密度在集群的中心，而X射线超密度增加通过集群的外围。我们的结论是，来自星系团中心的高压影响了星系的平衡，它们失去了大量的燃料，因此，成团过程淬灭了成员星系的X射线发射。我们还发现了星系团环境中X射线亮源的存在可以用两种主要现象来解释：来自非核源的贡献和/或由星系相互作用引起的活动星系核触发，而不是活动星系核燃料。
2017-09-01 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Chemical abundances in the outskirts of nearby galaxy groups measured with joint Suzaku and Chandra observations
我们报告的结果来自深朱雀和主要是快照钱德拉观测附近的四个星系群：MKW 4，Antlia，RXJ1159 + 5531和ESO 3060170。它们的峰值温度在2 - 3 keV之间变化，使它们成为气体性质受限于病毒半径的最小系统。在群内介质（IGrM）外围（R $>$ 0.25 R $_{200}$）的平均Fe丰度为$Z_{\rm Fe}=0.309\pm0.018$ $Z_\odot$，其中$χ^2$ = 14，对于12个自由度，这与大质量星系团的平均Fe丰度非常一致，与IllustrisTNG宇宙学模拟的数值预测完全一致.我们的研究结果支持早期富集的情况下，星系之间的数量级的质量，甚至在他们的形成。当积分到R $_{200}$时，我们开始看到ICM中测量到的Fe含量与超新星产额的预期之间的紧张关系。我们进一步限制其O，Mg，Si，S和Ni的丰度。这些元素相对于Fe的丰度比与来自IllustrisTNG的预测（如果可用）一致。它们的Ia型超新星比例在14%-21%之间。一个纯粹的核心坍塌超新星在集团外围富集可以排除。它们在R $_{200}$中累积的铁质光比是英仙座星系团的一半，这可能意味着星系群并没有保留所有的富集气体，因为它们的引力势阱较浅，或者星系群和星系团可能有不同的恒星形成历史。
2022-08-12 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
A uniform metal distribution in the intergalactic medium of the Perseus cluster of galaxies
星系团成员星系中的恒星所产生的大多数金属（比氦重的元素）目前都存在于炽热的、发射X射线的星系团内气体中。对这种星系际介质的X射线线发射的观测表明，在星系团中心之外有一个相对较小的星系团与星系团之间的散射，并且在大半径范围内有铁的富集，这导致了金属富集发生在宇宙历史早期的想法。早期富集的模型预测在大半径的集群中均匀的金属分布，而后期富集，一些以前的研究所青睐的，预计将引入显着的空间变化的金属丰度。为了清楚地区分这些竞争模型，有必要通过测量集群中沿多个方向的大半径的丰度来测试潜在的不均匀性，这是迄今为止还没有做到的。在这里，我们报告了一个非常均匀的测量铁丰度，作为半径和方位角的函数，这在统计上与附近英仙座星系团边缘的恒定值0.306+/-0.012太阳一致。这种均匀的分布意味着星系际介质中的大部分金属富集发生在星团形成之前，可能超过100亿年前，在最大的恒星形成和黑洞活动期间。
2013-10-29 astro-ph.CO astro-ph.HE
Witnessing the Formation of a Brightest Cluster Galaxy in a Nearby X-ray Cluster
星系团中的中央主导星系构成了宇宙中最大质量和最明亮的星系。尽管如此，这些最亮的星系团（BCGs）的形成及其对周围星系团环境的影响仍然知之甚少。在这里，我们提出了多波长观测附近的穷人X射线集群MZ 10451，在这两个过程中可以研究前所未有的细节。钱德拉对星系团核心的团内介质（ICM）的观测表明，该系统保留了一个冷的核心和一个中心金属过剩。这表明，任何合并引起的ICM加热和混合在这一阶段保持适度。潮汐剥离的恒星周围看到的任何星系可能代表一个新兴的集群内的光组件，中央ICM丰度的增强可能有显着的贡献，从原位富集提供这些恒星。较小的合并星系显示出保留了热气晕的证据，以及一些模糊的恒星形成的初步证据，这表明并非所有低红移的BCG主要合并都是完全无耗散的。这两个星系都稍微偏离了ICM发射的峰值，所有三个星系都位于一个大致与ICM大尺度伸长一致的轴上。我们的数据是一致的图片中，中央BCGs建立的合并靠近集群的核心，由星系落在径向轨道上与宇宙细丝喂养集群对齐。
2010-05-19 astro-ph.CO
A uniform metallicity in the outskirts of massive, nearby galaxy clusters
朱雀号对附近英仙座星团外围$Z\sim0.3$ Solar的均匀金属分布的测量表明，化学元素在星团形成之前就沉积并混合到星系际介质中，可能超过100亿年前。对这种早期富集现象的一个关键预测是，所有大质量星系团中的星系团内介质应该均匀地富集到类似的水平。在这里，我们证实了这一预测，通过确定铁的丰度在郊区（$r>0.25r_{200}$）的一个样本的其他10个附近的星系团观察朱雀的铁-K线的基础上，可以进行强大的测量。在我们的样品中，铁丰度与恒定值$Z_{\rm Fe}=0.316\pm0.012$ Solar（$χ^2=28.85$用于25个自由度）一致。这与使用Asplund等人（2009）的太阳丰度尺度对$Z_{\rm Fe}=0.314\pm0.012$ Solar的英仙座星团的测量非常相似。
2017-06-15 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The origin of ICM enrichment in the outskirts of present-day galaxy clusters from cosmological hydrodynamical simulations
附近星系团外围的星系团内介质（ICM）富集水平的均匀性表明，在团簇形成之前，化学元素就已经沉积并广泛扩散到星系际介质中。这一观测证据得到了宇宙学流体动力学模拟的数值结果的支持，如Biffi et al.（2017）所述，包括来自活动星系核的热反馈效应。在这里，我们进一步调查这一图片，通过追溯时间的空间起源和金属丰度演化的气体居住在z=0的模拟星系团的外围。在这些区域，我们发现铁丰度的大分布，包括高度富集气体的成分，已经存在于z=2。在z>1时，现在外围的气体分布在主星团数十维里半径的范围内，并且已经在高红移晕中富集。在z=2时，z=0时最富铁的气体中约有40%没有存在于该地区任何质量超过1 e11 Msun/h的晕中，但其平均铁丰度已经是0.4，w.r.t.。Anders & Grevesse（1989）的太阳值。这证实了ICM在现今星系团外围的原位富集并没有发挥重要作用，其均匀的金属丰度是低金属丰度和预富集（z>2）气体从扩散组分和通过合并子结构吸积的结果。这些发现不依赖于集群的质量，也不依赖于其核心属性。
2018-02-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Revealing infrared populations of nearby galaxies using the Spitzer Space Telescope
由于它们在红外波段的亮度，渐近巨星分支（AGB）恒星处于重要的演化阶段，需要在这个波长下进行理解。特别是，在未来几十年，当红外优化望远镜，如JWST和ELT投入使用时，将AGB阶段更精确地纳入人口合成模型将是至关重要的。然而，AGB相仍然是恒星演化中遗留下来的主要问题之一。这是因为AGB恒星演化受到恒星质量损失过程的强烈影响。更准确地描述质量损失对于将其纳入恒星演化模型是非常重要的。最近使用斯皮策太空望远镜（SST）的观测使我们能够在理解AGB恒星的质量损失方面取得重大进展。此外，SST大巡天有助于我们理解AGB星在星系化学富集过程中的作用。在此，我们总结了我们最近的进展。
2009-09-27 astro-ph.CO astro-ph.SR
The role of cold gas and environment on the stellar mass - metallicity relation of nearby galaxies
我们研究了恒星质量、金属丰度和气体含量之间的关系，从孤立星系到室女星系团成员，选取了260个不同环境中的邻近晚型星系作为样本。我们使用新的集成，漂移扫描光谱和Kewley & Ellison（2008）的基本金属丰度校准来获得氧丰度估计。结合紫外-近红外测光和HI 21 cm谱线观测，我们研究了恒星质量、金属丰度、气体质量分数和恒星形成率之间的关系。我们发现，在固定的恒星质量，具有较低气体分数的星系通常也具有较高的氧丰度。我们还观察到气体分数和金属含量之间的关系，从而气体贫乏的星系通常更富含金属，并表明，从螺旋的外围气体的去除增加了约0.1德克斯所观察到的平均金属丰度。虽然有些星系团是缺乏气体的天体，但从统计上看，恒星质量的金属丰度关系对环境几乎是不变的，这与最近的研究一致。这些结果表明，内部的演化过程，而不是环境的影响，在塑造恒星质量金属丰度关系中发挥了关键作用。此外，我们提出的金属丰度估计的基础上观测附近的478个星系。
2012-07-17 astro-ph.CO
Enrichment of the hot intracluster medium: observations
四十年前，在英仙座星团的X射线光谱中，铁-钾发射特征的坚定探测揭示了铁在其热的星团内介质（ICM）中的存在。在过去20年里，随着更先进的任务的成功发射，这一发现已经扩展到许多其他金属和许多其他星系团、星系群和巨大椭圆星系的热大气层，作为生命的元素砖--由恒星和超新星合成--在宇宙的最大尺度上也被发现的证据。由于ICM发射X射线，处于碰撞电离平衡，其元素丰度原则上可以精确测量。反过来，这些丰度测量对于限制Ia型和核心坍缩超新星的物理和环境条件是有价值的，这些超新星在整个星团体积内爆炸并富集了ICM。另一方面，整个ICM的金属的空间分布构成了一个显着的签名的化学历史和演化的集群，集团和椭圆。在这里，我们总结了ICM中测量元素丰度的最重要成就，从最初的尝试到XMM-牛顿，钱德拉和朱雀的时代，以及Hitomi获得的前所未有的结果。我们还讨论了目前这些测量系统的局限性，以及未来的任务XRISM和雅典娜将如何进一步提高我们目前对ICM浓缩的认识。
2019-02-06 astro-ph.CO astro-ph.HE
A redshift survey of the nearby galaxy cluster Abell 2199 : No upturn of the faint-end slope of galaxy luminosity function
Seoul National University（首尔大学）；Chungnam National University（忠南国立大学）
研究通过补充数据确定阿贝尔2199星系团内星系的光度函数，发现微弱端斜率与邻近星系团及模拟结果一致，驳斥了此前关于星系团微弱端斜率上升的结论。
2026-03-24 astro-ph.CO
Origin of central abundances in the hot intra-cluster medium - II. Chemical enrichment and supernova yield models
炽热的星系团内介质（ICM）富含金属，这些金属是由超新星（SNe）合成的，并随着时间的推移积累到星系团的深引力势阱中。由于X射线中可见的大多数元素都是由Ia型超新星（SNIa）和/或核心坍缩（SNcc）超新星形成的，测量它们的丰度可以为我们提供自恒星形成高峰期（z~2-3）以来数十亿SNe的核合成产物的直接信息。在这项研究中，我们比较了最准确的平均X/Fe丰度比（编译在以前的工作从XMM-牛顿EPIC和RGS观测的44个星系团，集团，和椭圆形），在附近的ICM的化学富集的代表，各种SNIa和SNCC核合成模型中发现的文献。使用SNCC模型结合任何青睐的标准SNIa模型（爆燃或延迟爆轰）未能再现我们的丰度模式。特别是，Ca/Fe和Ni/Fe比值被模型显著低估。我们表明，Ca/Fe比可以更好地再现，无论是采取SNIa延迟爆轰模型相匹配的第谷超新星遗迹的观测，或通过添加从富钙间隙瞬态SNe，其材料应该很容易混合到热ICM的贡献。另一方面，假设爆燃和延迟爆轰SNIa对ICM富集的贡献比例相似，则可以更好地再现Ni/Fe比。在任一情况下，SNIa占SNe总数的分数（SNIa+SNcc）有助于ICM富集的范围在29- 45%内。这个分数被发现系统地高于相应的SNIa/SNe分数，有助于原太阳能的富集（15-25%）。我们还讨论和量化两个有用的限制SNIa和SNCC，可以推断出ICM丰度比。
2016-08-12 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The relation between mid-plane pressure and molecular hydrogen in galaxies: Environmental dependence
分子氢（H2）是我们银河系中为恒星形成提供燃料的冷而致密的气体库的主要成分。虽然H2丰度最终是由星际介质（ISM）中小尺度上的物理过程来调节的，但观测结果显示，附近螺旋星系中氢分子与原子的比例与其圆盘中平面的压力之间存在密切的相关性。这种经验关系已被用来预测H2丰度的星系与潜在的非常不同的ISM条件，如金属缺乏星系在高红移。在这里，我们测试这种方法的有效性，通过研究的压力- H2关系的ISM环境参数的依赖性。为此，我们明确遵循H2的形成和破坏在一套不同的ISM参数的星系的流体动力学模拟。我们发现，压力- H2的关系自然出现在我们的模拟各种尘埃气体比或强度的星际辐射场在ISM。固定的尘埃-气体比和紫外线辐射场的值在太阳附近的结果在公平的协议与附近的星系中观察到的关系，大致太阳的金属丰度。然而，压力- H2关系的参数（斜率和归一化）以系统的方式随ISM特性而变化。一个特别强烈的趋势是，随着ISM的尘气比的降低，关系的正常化程度降低。我们表明，这种趋势和其他属性的压力- H2关系是自然的后果，从原子到分子氢与气体表面密度的过渡。
2012-08-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Unraveling Chemical Enrichment in Extreme Emission-Line Galaxies: A Multi-Element Bayesian View of Bursty Star Formation and Galaxy Evolution in DESI
The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）；Swinburne University of Technology（斯威本科技大学）
研究通过多元素贝叶斯模型分析极端发射线星系的化学演化，揭示了爆发性恒星形成和星系演化中的气体循环过程，重点探讨了金属丰度与恒星形成效率的关系。
2026-04-21 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Effects of grain size distribution on the interstellar dust mass growth
星际云中金属吸积造成的颗粒增长（称为“颗粒增长”）可能是决定星系中尘埃含量的主要过程之一。本文论证了晶粒尺寸分布对晶粒长大的重要性。首先，我们推导出一个分析公式，给出了在任何初始粒度分布的单个云的晶粒生长后的粒度分布。晶粒生长的时间尺度对晶粒尺寸分布非常敏感，因为晶粒生长主要受晶粒的表面积与体积比的调节。接下来，我们实施的结果，随着星际介质中的颗粒形成和破坏的整个星系系统的尘埃富集模型的颗粒生长，发现在云的颗粒生长在附近的星系中的尘埃含量，除非颗粒大小是强烈的偏见的大小大于$\sim 0.1 \micron$或功率指数的颗粒大小分布是浅于$\sim -2.5$。在一定的金属丰度水平下（Asano et al. 2011和Inoue 2011中称为临界金属丰度），云中的颗粒生长有助于尘气比的快速增加，我们发现这对颗粒尺寸分布很敏感。因此，颗粒生长不仅有效地增加了附近星系的尘埃质量，而且还增加了金属丰度大于临界值的高红移类星体的尘埃质量。我们的晶粒生长配方适用于任何粒度分布，并很容易实现到任何框架的尘埃富集星系。
2011-05-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Metal-poor Galaxies in the Local Universe
一个星系的平均金属丰度通常与它的光度和质量密切相关。因此，在本地宇宙中最缺乏金属的星系是矮星系。蓝致密矮星和潮汐矮星倾向于偏离金属-光度关系，分别是太贫金属或太富金属的光度。矮球状星系（dSph）和矮不规则星系之间有一个不太明显的偏移，使得前者的光度过于金属丰富，这表明这两种类型的矮星的形成条件不同。虽然环境（光蒸发，通过本地再电离的大质量星系，潮汐和冲压压力剥离）支配观察到的形态距离关系，内在属性（特别是总质量）在矮星系演化的时间和持续时间的恒星形成和富集量方面发挥决定性作用。附近矮星的金属丰度分布函数可以通过考虑预富集、气体注入和风来理解。许多矮星显示出不均匀的局部富集的证据。超暗的dSphs可能是通过H2冷却在高红移下形成贫金属恒星的，与（内部）星系晕相比，它们显示出过多的贫金属恒星，但可能与经典的dSphs一起，对外晕的形成做出了重大贡献。在不规则的大麦云星云中测量到的丰度比与早期不规则天体吸积形成内星系晕的假设是一致的。
2012-08-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Environmental Impact of Galaxy Evolution
星系演化不仅通过星系本身的演化特性，而且通过其对周围环境的影响来揭示自己。特别是星系际介质保存着过去星系活动的化石记录，这些记录印刻在它的热力学和化学性质上。这在小星系群中最容易被发现，在那里，这种气体的引力加热使它可以被X射线望远镜观测到，同时仍然使其性质非常容易受到星系反馈的影响。因此，对热气体的X射线观测可以提供星系反馈历史的观点，可以补充对活动星系核和恒星形成活动在低和高红移的专门研究。基于高质量的X射线数据的样本附近的群体，我们提出了这样的研究的初步结果，并讨论了一些影响的活动星系核和恒星形成的历史的群体成员。
2009-02-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Impact of H$_{\rm 2}$-driven star formation and stellar feedback from low-enrichment environments on the formation of spiral galaxies
分子气体（H $_{\rm 2}$）的储存器代表了星系恒星形成（SF）的燃料。在星系形成的宇宙学模拟中，将恒星形成率（SFR）与可用的H $_{\rm 2}$联系起来是精确模拟SF的关键。我们调查如何修改的基本模型H $_{\rm 2}$和描述的恒星反馈在低金属量的环境（LMF，即低金属量恒星反馈）在宇宙学，放大模拟银河系大小的晕影响的形成历史的形成，螺旋星系及其最终属性。我们利用两种不同的模型来计算冷气体的分子分数（f $_{\rm H_{\rm 2}}$）：$i)$是Krumholz等人（2009 b）的理论模型，而$ii)$是Blitz & Rosolowsky（2006）的唯象公式。我们发现，采用的模型来估计f $_{\rm H_{\rm 2}}$起着关键作用，在确定最终的属性和塑造的星系的形态。Krumholz等人（2009 b）模型预测的更笨重的星际介质（ISM）和更复杂的H $_{\rm 2}$分布与附近盘星系的观测结果更一致。这表明将SFR与恒星形成分子ISM的物理性质联系起来是多么重要。LMF在贫金属ISM中提供的额外能量来源是控制高红移SF和调节整个宇宙时间SF库的关键。LMF不仅能够调节ISM的冷却特性，而且还可以减少星系凸起的恒星质量。这些发现可以促进宇宙学模拟中SF数值模拟的改进。
2022-10-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Star Formation Relation in Nearby Galaxies
我回顾了观测研究的大规模恒星形成过程中，在附近的星系。丰富的新的多波长数据提供了一个前所未有的看法，在几百秒差距的规模在100多个星系的所有类型的星际介质和（年轻）恒星星族的相互作用。这些观测使我们能够将银河系中恒星形成的详细研究与遥远宇宙中的星系动物园联系起来。在螺旋星系的盘内，最近的恒星形成强烈地与分子气体的局部量（如CO所追踪的）成比例，分子气体的耗尽时间为~2 Gyr。这与恒星形成于具有宇宙性质的巨大分子云中的图像是一致的。星系中心和星爆星系偏离了这一正常趋势，因为它们显示出每单位气体质量的恒星形成增强，这表明分子气体性质，特别是致密气体部分发生了系统性变化。在螺旋星系的外盘和矮星系中，原子气体的减少不可避免地限制了恒星形成的数量，尽管局部变化很大。因此，气体恒星循环的关键步骤似乎是形成一种分子气相，这种分子气相显示出对各种环境特性的复杂依赖性，目前正在通过密集的模拟工作进行研究。
2012-10-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Exploring chemical enrichment of the intracluster medium with the Line Emission Mapper
本研究介绍线发射测绘仪（LEM）任务概念，指出其可通过空间测绘近邻星系团元素分布、测量高红移原星系团金属丰度，革新星系团内介质化学增丰研究，约束宇宙大尺度结构化学历史并解决相关天体物理问题。
2023-10-06 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
A Search for Satellite Galaxies of Nearby Star-Forming Galaxies with Resolved Stars in LBT-SONG
我们目前的结果，从解决恒星星族搜索矮卫星星系附近的6个（D $<5$ Mpc），亚银河系的质量主机使用深（$m\sim27$马格）光学成像的大双筒望远镜。我们进行图像模拟，以量化我们的检测效率在很大范围内的亮度和大小的矮星，并开发一个快速的基于目录的仿真器，其中包括未解决的光度混合的治疗。我们没有发现新的矮星卫星，但我们恢复了两个以前已知的矮星（DDO 113和LV J1228+4358）与$M_{\text{V}}<-12$，躺在我们的调查体积。我们预览了一个新的理论框架，使用解析概率分布函数来预测卫星光度函数，并将其应用于我们的样本，发现我们预测的经典矮星和暗矮星（$M_{\text{V}}\sim-7.5$）比我们在观测样本中发现的少一个（即，观察样本略微头重脚轻）。然而，观测样本（2）中的矮星总数与理论预期非常一致。有趣的是，DDO 113显示出环境淬灭的迹象，LV J1228+4358则是潮汐干扰，这表明低质量宿主可能比以前认为的更严重地影响它们的卫星。
2021-08-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
SDSS-IV MaNGA: Environmental dependence of gas metallicity gradients in local star-forming galaxies
在ΛCDM宇宙中的等级星系形成的标准模型中，星系的环境被认为在驱动星系形成和演化中起着关键作用。本文研究了气体金属丰度和恒星形成面密度是否以及如何依赖于星系环境。为此，我们分析了1162个本地的恒星形成星系的样本，从星系巡天映射附近的Galerkin在APO（MANGA）。一般来说，这两个参数对环境没有明显的依赖性。然而，与以前的研究一致，我们发现低质量卫星星系是这一规则的例外。这些天体的气体金属丰度随环境密度的增加而增加，而它们的CO2 SFR略有下降。目前的分析MANGA数据使我们能够扩展到空间分辨的属性。我们的研究表明，低质量卫星的气体金属丰度梯度变平，其CO2 SFR梯度随着环境密度的增加而变陡。通过广泛探索的化学演化模型，我们确定了两种情况下，能够解释这种模式：富含金属的气体吸积或原始气体流入不同的吸积时间尺度。后一种情况更好地匹配了观察到的CSSFR梯度，因此是我们的首选解决方案。在这个模型中，在较大的半径较短的气体吸积时标是必需的。这表明，“由外向内的淬火”控制着致密环境中低质量卫星星系的恒星形成过程。
2019-09-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Unveiling Chemical Enrichment in the Abell 2029 Core with XRISM, XMM-Newton, and Chandra
Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；University of Arkansas（阿肯色大学）；University of Waterloo（滑铁卢大学）；The University of Alabama in Huntsville（亨茨维尔阿拉巴马大学）；University of Maryland, College Park（马里兰大学帕克分校）；University of Chicago（芝加哥大学）；Nara Women's University（奈良女子大学）
利用XRISM、XMM-Newton和Chandra观测揭示阿贝尔2029核心的化学丰度模式，发现其最佳由低金属licity前体和双简并Ia型超新星模型组合解释，并发现钙丰度异常。
2025-11-19 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Cleaning spectroscopic samples of stars in nearby dwarf galaxies: The use of the nIR MgI line to weed out Milky Way contaminants
矮星系提供了对恒星形成过程和星系质量函数低端的化学富集以及小尺度上暗物质聚集的见解。在本星系群矮星系的研究中，单个恒星的光谱样本被用来推导这些星系的内部运动学和丰度特性。因此，从与矮星系无关的银河系恒星中清除这些样本是很重要的，因为它们可能会污染对这些物体性质的分析。在这里，我们介绍了一种新的诊断分离银河系污染星-主要组成的矮星-红巨星分支星在矮星系的目标。我们使用8806.8 nm处的nIR MgI谱线的等效宽度的趋势作为CaII三线态谱线的等效宽度的函数。这种方法是特别有用的作品处理多对象的中间分辨率光谱聚焦在该地区的近红外钙三重态。我们用合成光谱研究了不同性质（重力、有效温度、金属丰度）的恒星的谱线等效宽度的变化，发现在[Fe/H]> -2 dex时，用这种方法可以区分水平分支以上的巨星和矮星。对于-2\f25 $\le$ [Fe/H] $\le$-2\f25-1，该方法也适用于区分水平分支以下约一个星等的矮星和巨星。使用前景模型，我们预测使用这种新的歧视方法附近的矮球状星系，包括超微弱。随后，我们使用VLT/FLAMES数据的六分仪，雕塑家和天炉座dSphs来验证预测的理论趋势。
2012-01-17 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
