The metallicity - redshift relations for emission-line SDSS galaxies: examination of the dependence on the star formation rate
分析了不同质量的SDSS星系中氧丰度和比恒星形成率随红移的变化。我们发现sSFR的最大值sSFRmax随星系质量Ms的增大而减小，随星系红移的减小而减小。对于大质量星系，sSFRmax可以超过时间平均的sSFR大约一个数量级。对于sSFR = sSFRmax和sSFR = 0.1sSFRmax的星系子样本，金属丰度-红移关系在大质量（log（Ms/Mo）> 10.5，恒星质量Ms为太阳单位）星系中一致，而在低质量星系中不同。这表明在大质量星系中氧丰度和sSFR之间没有相关性，而在低质量星系中氧丰度与sSFR相关。我们发现的证据表明，不规则星系显示，平均而言，较高的sSFR和较低的氧丰度比类似质量的螺旋星系和螺旋星系的质量-金属丰度关系略有不同，从不规则星系。事实上，我们的低质量星系样本是螺旋星系和不规则星系的混合物，这可能是金属丰度-红移关系对低质量SDSS星系观察到的sSFR的依赖性的原因。对不规则SDSS星系所得到的质量-金属丰度和光度-金属丰度关系与附近不规则星系直接测定的相应关系是一致的。我们发现孔径效应对SDSS星系氧丰度的红移变化没有显著的贡献。
2013-03-31 astro-ph.CO
Star formation trends in high-redshift galaxy surveys: the elephant or the tail?
恒星形成速率和模拟恒星质量是描述形成中星系演化状态的两个基本物理量。最近两次试图通过解释红移为z~4的恒星形成星系样本来确定这些量之间的关系，得出了相反的结论。我们使用一个模型星系人口调查可能的原因，这种差异，并得出结论，在转换从观测到物理量的微小错误可能会导致重大误报时，没有意识到样本选择。我们还调查，在一般的方式，恒星形成速率和恒星质量之间的相关性的物理起源分层星系形成理论。
2010-11-29 astro-ph.CO
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
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
Individual Elemental Abundances in Elliptical Galaxies
使用合成光谱来衡量改变个别元素的丰度的观测后果，我确定了新的舔IDS风格的指标，旨在针对个别元素的可观测性。然后利用这些新的指数和单颗恒星星族模型，研究了一种确定Sloan数字巡天静止星系总平均数中巴耳末系辐射的新方法。我还调查了一个老的金属贫恒星星族的近紫外光谱的影响，通过使用这些新的指数，并发现存在一个小的老金属贫人口占指数之间的差异观察到的趋势在近紫外线和光学光谱制度。指数趋势的74个指数和三个数据集的介绍和讨论。最后，我们用74个指标测定了18个红序椭圆室女星系团星系的近核线强度梯度。
2010-09-15 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
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
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
Fitting trends in quasar emission and absorption line redshifts
Indian Institute of Science Education and Research（印度科学教育与研究所）
本研究针对类星体发射线与吸收线红移的系统趋势，基于MgII和CIV吸收线数据建立了可预测对应最低吸收线红移的线性模型，模型拟合度优异，为类星体相关研究提供了可靠的参考工具。
2026-08-18 astro-ph.CO astro-ph.HE
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
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
Hubble Space Telescope studies of low-redshift Type Ia supernovae: Evolution with redshift and ultraviolet spectral trends
本文分析了用哈勃太空望远镜（HST）获得的32颗低红移（0.001<z<0.08）Ia型超新星（SNe Ia）的最大光近紫外（NUV; 2900-5500 A）光谱。我们将此光谱样品与机器人望远镜获得的高质量gri光变曲线相结合，以测量光度参数，如拉伸，光学颜色和亮度。通过将我们的数据与中等z（0.4<z<0.9）的超新星Ia的可比样本进行比较，我们检测到适度的光谱演化（3-sigma），在这个意义上，我们的平均低z NUV光谱与其中等z对应物相比具有降低的通量。我们还看到，随着波长的减小，平均值的色散大大增加，这证实了早期调查的结果。这些趋势与现代超新星Ia光谱模型预测的金属丰度变化一致。我们还研究了各种NUV光谱诊断在个别光谱的属性。我们发现拉伸和速度（或位置）的许多NUV光谱特征之间的一般相关性。特别是，我们观察到，更高的拉伸SNe有更大的钙II H&K速度，这也与宿主星系恒星质量。后一种趋势可能是由拉伸和恒星质量之间的良好相关性驱动的。我们没有发现紫外光谱特征和光学颜色之间的趋势。根据SN是否具有正或负哈勃残差构建的平均光谱在NUV波长处显示出非常小的差异，这表明我们识别的NUV演化和变化与哈勃残差不直接相关。我们的工作证实并加强了早先关于超新星Ia在NUV光谱区的复杂行为的结论，但表明我们发现的相关性在约束祖先模型方面比改进超新星Ia作为宇宙学探测器的使用更有用。
2012-08-11 astro-ph.CO astro-ph.SR
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
Radial Trends in IMF-Sensitive Absorption Features in Two Early-Type Galaxies: Evidence for Abundance-Driven Gradients
早期型星系的样本显示了恒星速度色散和恒星初始质量函数（IMF）之间的相关性，这是从星系中心区域的引力敏感吸收线推断出来的。为了寻找IMF的空间变化，我们用Keck/LRIS观测了两个早型星系，并测量了4000-5500 $\,$和8000- 10000吸收特征强度的径向梯度。我们提出了空间分辨测量的矮敏感光谱指数NaI（8190）和Wing-Ford FeH（9915），以及H，C $_2$，CN，Mg，Ca，TiO和Fe的物种的指数。我们的测量结果表明，在这两个对象的金属丰度梯度，和Mg/Fe一致的α增强的浅梯度，匹配广泛观察到的大规模早期型星系的趋势。在4160 μ $\,$处的NaI指数和CN $_1$指数显示出明显更陡的梯度，在$r \sim 0.1 r_{\rm eff}$处有一个突变（$r \sim 300$ pc）。在这个半径内，NaI强度朝着星系中心急剧增加，与[Na/Fe]的快速中心上升一致。相反，FeH与Fe指数强度之比向星系中心减小。如果IMF是一个单一的幂律函数，那么$0.1 r_{\rm eff}$内部的陡峭IMF就不能再现这种行为。虽然在$\sim 0.4 M_\odot$之上的质量函数中可能会出现梯度，但需要格外小心才能将这些IMF变化与星系中心附近单个元素丰度的极端变化区分开来。
2016-02-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
On Silicon Group Elements Ejected by Supernovae Type Ia
有令人信服的证据表明，Ia型超新星的峰值亮度受到爆炸时电子分数Ye的影响。电子分数由白矮星的原始成分和爆炸前对流燃烧过程中发生的反应决定。到目前为止，确定白矮星祖先的组成依赖于间接的代理，例如宿主恒星星族的平均金属丰度。在本文中，我们提出的分析计算支持的想法，即电子分数的祖系统影响的核合成的硅族喷出物在Ia型超新星。特别是，我们建议在准核统计平衡中产生的丰度在随后的冻结过程中被保留。这使得一个潜在的恢复Ye爆炸的丰度恢复从观察到的光谱。我们表明，测量28Si，32S，40Ca，和54Fe的丰度可以用来构建叶在富硅地区的超新星。如果这四个丰度被精确测定，它们足以将Ye恢复到6%。这是因为在准核统计平衡中，这些同位素控制了富硅物质和富铁物质的组成。分析表明，28Si丰度对Ye不敏感，32S丰度与Ye呈近似线性变化趋势，40Ca丰度与Ye呈近似二次曲线变化趋势。我们验证了这些趋势与后处理的一维模型，并表明这些趋势反映在模型合成光谱。
2014-05-08 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Environmentally Driven Global Evolution of Galaxies
利用标准冷暗物质模型的高分辨率大尺度星系形成模拟，我们研究了星系演化的全球趋势，由于引力冲击加热的大晕和大尺度结构的崩溃。我们发现两个主要的全球趋势。(1)在给定的星系质量下，平均比恒星形成率（sSFR）是随红移增加而单调增加的函数。(2)在给定的红移下，平均sSFR是星系质量递减的单调递增函数，随着红移的减小而变陡。随时间的总体变暗趋势仅仅反映了气体流入速率随时间增加而总体下降。不同质量星系的差异演化和红移是由于引力冲击加热气体的结果，这是由于形成大晕（星系团和星系团）和大尺度结构，将越来越多的星系及其卫星移动到气体熵太高而无法冷却的环境中，以继续为居民星系提供食物。较大晕优先位于的过密区域在任何给定时间开始较早被加热，并且具有比低密度区域更高的温度，导致较大星系的sSFR在较高红移处低于一般变暗趋势，而质量较小的星系和具有高sSFR的星系在较低红移处逐渐转移到较低密度环境。我们发现，几个著名的宇宙缩小现象是这些总趋势的不同表现。我们还发现，星系从蓝色云到红色序列的大迁移以及色密度关系等现象可能在这幅图像中自然出现。
2011-04-26 astro-ph.CO astro-ph.HE
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
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
How stars in globular clusters reveal the depletion of the Spite plateau of lithium
我总结了15年来对球状星团中恒星表面丰度的研究结果。球状星团恒星为塑造斯皮特高原及以外恒星表面丰度的物理过程提供了独特的视角，因为人们可以研究处于不同进化阶段且出生时成分相同的恒星。主要结果是发现了重元素（Mg、Ca、Ti、Cr、Fe、Ba）表面丰度的观测趋势，其范围从~0.1 dex（M4 at [Fe/H]=-1.1）到~0.3 dex（M30 at [Fe/H]=-2.3），关闭星和次巨星的丰度通常低于巨星。任何试图通过恒星物理学解决宇宙学锂差异的模型都必须同时描述矮星和巨星之间的这些系统性重元素趋势。通过一些额外的混合调节的原子扩散模型确实可以解释观察到的丰度趋势，并对锂的耗尽进行定量预测。推测的Spite-plateau恒星的诞生云锂丰度高出约0.3 dex，留下一个小的（约0.15 dex）名义偏移的原始值。
2021-11-01 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
