Conditions for supernovae driven galactic winds
我们指出，通常假设的条件，星系外流，超新星（SNe）加热是有效的，在中心地区的星暴星系，遭受无效的假设。我们表明，一个大的填充因子的热（$\ge 10^6$ K）气体是很难实现通过SNe加热，无论初始气体的温度和密度，它是均匀的或cluberous。相反，我们认为，如果分子表面密度为$> 10^3$ M $_{\odot}$ pc $^{-2}$，则来自中心区域分子云中OB协会的相关超新星可以驱动强大的外流。
2013-09-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Elemental and isotopic abundances and chemical evolution of galaxies
元素和同位素丰度是银河系考古学的化石。在标准的Λ-CDM图像和标准的恒星物理下，通过星系化学动力学模拟，粗略地再现了观测到的星系球和星系盘中的[X/Fe]-[Fe/H]关系以及星系的质量-金属丰度关系。像^{17，18}O和^{25，26}Mg这样的同位素比值可能需要对超新星和渐近巨星分支星的模型进行改进。最近对富碳阻尼莱曼α系统的观测只能用微弱的核心坍缩超新星来重现。这表明第一个星系中第一批恒星的化学富集不是由对不稳定超新星驱动的，而是由核心坍缩超新星（\sim 20- 50 M_ \odot）驱动的。观测到的F丰度可以用核心坍缩超新星的中微子过程再现。如F，在小系统中元素丰度的观测可能需要化学富集的进一步复杂化。在球状星团中，来自低质量超新星的相对贡献可能比在外场中小，而来自大质量超新星的贡献在矮球状星系中似乎比在太阳附近小。
2012-02-15 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Supernovae and their expanding blast waves during the early evolution of Galactic globular clusters
我们的论点处理银河系球状星团的早期演化，并显示为什么只有少数超新星的产品被保留在球状星团内，只有在最大的情况下（$M \ge 10^6$ Msol），而质量较小的集群没有被超新星污染。在这里，我们表明，超新星爆炸波在一个陡峭的密度梯度演变经历井喷，并最终释放其能量和金属到周围的集群介质。这抑制了第一代恒星遗留下来的气体的扩散和污染。只有来自中心位置良好的超新星的喷出物，在最大质量的星团中演化成可用于第二代恒星的高密度介质，才会被保留下来。这些可能会将它们的产物与剩余的气体混合，最终导致Fe污染的第二代恒星。
2015-11-09 astro-ph.GA
Galactic restrictions on iron production by various Types of supernovae
我们提出了一个统计方法分解的贡献，铁生产从各种来源：超新星II型和超新星Ia型的子群-提示（其祖先是短寿命的恒星年龄小于$\sim$ 100百万年）和迟缓（其祖先是长寿的恒星年龄$>$ 100百万年）。为了做到这一点，我们发展了一个理论的氧和铁的合成，考虑到螺旋臂的影响，上述元素的合成由超新星II型和提示超新星Ia。我们解决了这个问题，而没有任何关于由上述来源合成的铁的比例的初步假设。在银河系的一生中，由迟发超新星Ia合成的铁的相对比例是$\sim$ 35%（在目前的ISM中，这一比例是$\sim$ 50%）。相应地，II型超新星和Ia型瞬发超新星提供给盘的铁的总比例为$\sim$ 65%（在目前的ISM中，这一比例为$\sim$ 50%）。上面的结果稍微依赖于在一次超新星爆炸中合成的氧和铁的质量以及所谓的延迟时间分布函数的形状（双峰或光滑）。在短寿命超新星之间分布的铁质量的部分通常如下：取决于在一个II型超新星事件期间喷射的氧或铁的质量，根据其年龄提供给银河系圆盘的铁的相对部分在12%-32%的范围内变化。（在目前的ISM中为9- 25%）;由瞬发超新星Ia提供给银盘的部分为33 - 53%（在ISM中为26 - 42%）。
2011-11-09 astro-ph.GA
Chemical Signatures of the First Supernovae in the Sculptor Dwarf Spheroidal Galaxy
我们提出了一个均匀的化学丰度分析的五个最贫金属星的玉夫座矮球状星系。我们分析新的和档案高分辨率光谱从麦哲伦/MIKE和VLT/UVES和确定恒星参数和丰度在一个一致的方式为每颗恒星。我们样本中的两颗恒星，[Fe/H] = -3.5和[Fe/H] =-3.8，是我们对玉夫座进行Ca K巡天的新发现，而其他三颗恒星在文献中是已知的。我们确认Scl 07-50是在外部星系中发现的金属丰度最低的恒星，[Fe/H] =-4.1。两颗最贫金属的恒星都有非常不寻常的丰度模式，α元素明显不足，而其他三颗恒星类似于典型的极度贫金属的银河系晕星。结果表明，在相同的金属丰度范围内，玉夫座星中几种元素的星-星散射比晕星大。这种分散和最低金属丰度恒星的罕见丰度模式表明，最古老的幸存的玉夫座恒星被少量早期超新星富集，可能是来自星系形成的第一代恒星的高质量祖先。
2014-12-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Witnessing History: Rates and Detectability of Naked-Eye Milky-Way Supernovae
银河系平均每个世纪都会发生几次超新星爆炸，但在过去的一千年里，只有五颗超新星在历史记录中被确定。这种裸眼超新星的不足至少部分是由于银河系平面中的尘埃灭绝。我们探讨这种影响定量，发展的超新星概率分布的形式主义，占尘埃和观测者的通量限制。然后，我们构建了一个基准轴对称模型的超新星和尘埃密度，具有指数依赖于银河中心半径和高度，核心崩溃事件在薄磁盘和Ia型事件，包括厚磁盘组件。当没有通量限制时，我们的模型预测超新星本质上集中在银河系平面，Ia型事件延伸到更高的纬度，反映了它们的厚盘成分。然后，我们应用通量限制，包括灰尘的影响，预测历史超新星的天空分布。我们使用观测良好的超新星作为光变曲线的模板，并介绍了裸眼发现的标准。由此产生的天空分布与确信的历史超新星的位置惊人地不一致，没有一个位于我们模型的中心峰附近。事实上，SN 1054几乎完全位于反中心，而SN 1181位于银河系的第二象限。我们讨论这些差异的可能解释。我们计算了所有超新星的百分比，这些超新星的亮度足以被历史发现：核心坍缩的$\simeq 13\%$和Ia型事件的$\simeq 33\%$。使用这些和有信心的历史超新星，我们估计银河系超新星的内在率，发现与其他方法的一般协议。最后，我们敦促在南半球文明的历史记录中寻找超新星。
2020-12-11 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The population of planetary nebulae near the Galactic centre: chemical abundances
行星状星云是研究银河系和其他星系化学演化的重要工具，可以探测核合成过程、丰度梯度和星际介质的化学富集。特别是，银河系核球PNe（GBPNe）已被广泛用于文献中，以研究这种银河系结构的化学性质。然而，目前可用的GBPNe化学成分的研究是强烈的偏见，因为他们集中在明亮的物体，主要位于银河系的低星际红化区域。在这项工作中，我们报告的物理参数和丰度的样品17个高消光PNe位于内2 \degr的银河系的隆起，基于低色散光谱固定在SOAR望远镜使用古德曼摄谱仪。新的数据使我们能够扩展我们的数据库，包括微弱的对象，提供位于该地区的核凸起的PNE的化学成分和估计其祖先的质量，以探索银河系核凸起中心地区的化学富集历史。结果表明，与位于银河系核球外围的PNe相比，银河系中心PNe的N/O丰度比有所增加。这可能表明最近发生在银河系中心附近的恒星形成事件。
2017-02-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Galactic chemical evolution]{Galactic chemical evolution of the solar neighborhood, solar twins and exoplanet indicators
银河系化学演化（GCE）、太阳类似物或孪生体，以及孪生体太阳成分的特殊性是密不可分的。我们从文献中检查GCE参数，并使用二次拟合给出太阳年龄为零的新导出值（即，4.6 Gyr）。我们展示了如何GCE参数不仅可以用来“纠正”丰度的太阳能年龄，但预测相对元素丰度作为年龄的函数。我们解决的问题是，太阳能丰度是否耗尽耐火材料和增强挥发物，并发现答案是敏感的选择一个有代表性的标准。质量最好的数据集并不支持太阳的耐火材料耗尽和挥发物增加的概念。一个简单的模型使我们能够估计从太阳中缺失或添加到平均太阳孪生中的富耐火材料的数量。该模型给出了0到1.4个地球质量。
2022-03-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Are Faint Supernovae Responsible for Carbon-Enhanced Metal-Poor Stars?
暗超新星模型中的混合和后退模型被认为是重现观测到的星系晕中碳增强贫金属（CEMP）星的丰度模式。需要对单个恒星的模型参数进行微调，以重现观测到的碳与铁的比例。我们专注于极贫金属的恒星形成的喷出物的混合和回落模型，使用化学演化模型。我们的化学演化模型考虑到个别恒星的贡献，化学富集在主机晕连同他们的进化的背景下的层次聚类。在化学演化模型中，采用参数化的Pop. III型暗超新星混合模型和后退模型，并用合并树重现了观测到的CEMP星。对恒星形成和暗超新星金属污染模型参数的多种选择，都不能再现观测到的[Fe/H] < -4和[C/H] >-2的恒星，这是大多数低金属丰度恒星中的CEMP星。唯一可能的解决方案是从小质量的喷出物中形成恒星，这会产生不一致的金属丰度分布函数。我们的结论是，不是所有的CEMP星的混合和回落模型的解释。我们还测试了来自AGB星的二进制质量转移的贡献，AGB星也应该再现已知CEMP星的丰度。只有当我们假设长周期双星在[Fe/H] <-3.5时更有利时，这个模型才能合理地同时再现碳和铁丰度的分布。
2020-01-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Global Simulations of Galactic Discs: Violent Feedback from Clustered Supernovae during Bursts of Star Formation
本文采用自适应网格加密程序{ \sc ramses}模拟了一套理想化的、全球性的、引力不稳定的、具有2 pc空间分辨率的恒星形成星系盘，并预测了超新星反馈的涌现效应。模拟包括一个简化的处方形成的质量$\sim 100 \, M_{\odot}$，辐射冷却，光电加热，外部引力势的暗物质晕和一个老恒星盘，自引力，和一个新的实施超新星反馈的单恒星星族。这些模拟的结果表明，重力不稳定盘可以产生猛烈的超音速风的质量加载因子$η\gtrsim 10$，其次是银河喷泉阶段。这些猛烈的风是由高度聚集的超新星在引力不稳定性造成的稠密环境中爆炸产生的，并且它们在没有自引力的情况下不会在模拟中产生。猛烈的风极大地扰乱了圆盘的垂直结构，后来在银河喷泉阶段重新建立。气体重新进入一个准稳定的，高度湍流的磁盘与体积加权速度分散$σ> 50 \, {\rm km/s}$。新的配置驱动较弱的星系风与质量加载因子$η\leq 0.1$。整个循环发生在$\leq 10$动态时间内。这种高的时间变化需要考虑到解释观测星系风从星暴和后星暴星系。
2019-12-03 astro-ph.GA
Chemical Diversity in the Ultra-faint Dwarf Galaxy Tucana II
我们提出了第一个详细的化学丰度的超微弱矮星系杜鹃II的高分辨率麦哲伦/MIKE光谱的基础上的四个红巨星的研究。这些恒星的金属丰度介于[Fe/H] = -3.2至-2.6之间，所有恒星的中子捕获丰度都很低（[Sr/Fe]和[Ba/Fe] < -1）。然而，存在一些异常的化学特征。三颗恒星是碳强化的，包括最富金属的恒星。这颗恒星（[Fe/H]=-2.6）显示[Na，$α$，Sc/Fe] < 0，暗示了一个由AGB星和Ia型超新星贡献的扩展的恒星形成历史。其他碳增强型恒星的[Fe/H] < -3，可能与暗超新星的富集相一致，如果这种超新星可以产生中子捕获元素的话。第四颗[Fe/H] = -3的恒星是碳正常的，并且表现出与碳增强恒星不同的轻元素丰度比。碳正常恒星意味着至少有两个不同的核合成源，都可能与第三星族恒星有关，有助于该星系早期的化学富集。尽管它的光度非常低，但Tucana II显示出多样的化学特征，使其无法成为简单的“一次性”第一个星系，但仍然提供了一个窗口，以了解早期宇宙中的恒星和星系形成。
2016-09-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Modelling the chemical enrichment of Population III supernovae: The origin of the metals in near-pristine gas clouds
最贫金属、高红移的阻尼莱曼α系统（DLAs）为研究最初几代恒星提供了一个窗口。在本文中，我们提出了一个新的模型来调查近原始DLA人口的化学富集。这个模型解释了富集的恒星星族的质量分布，超新星的典型爆炸能量，以及有助于富集这些DLA的恒星的平均数量。我们进行了极大似然分析，这些模型参数使用所观察到的相对元素丰度（[C/O]，[Si/O]，和[Fe/O]）的11个最贫金属DLA目前已知的。我们发现，富集了这个贫金属DLA样品的恒星的质量分布可以很好地描述为Salpeter-like IMF斜率在M > 10 M_sun，一个典型的贫金属DLA已经富集了< 72颗大质量恒星（95%的置信度），质量< 40 M_sun。推断的典型爆炸能量（E_exp = 1.8^{+0.3}_{-0.2} x10^51 erg）略低于最近的贫金属晕星富集模型所发现的能量。这些限制表明，我们样本中的一些贫金属DLAs可能已经被星族II恒星富集。使用我们的富集模型，我们还推断出一些典型的物理性质的最贫金属的DLAs。对于氧相对丰度[O/H] ~-3.0的系统，我们估计恒星的总质量含量为log 10（M_*/M_sun）= 3.5^{+0.3}_{-0.4}，总气体质量为log 10（M_gas/M_sun）= 7.0^{+0.3}_{-0.4}。
2019-08-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Galactic Distribution of Supernovae and OB Associations
本文更新了银河系平面N II强度纵向轮廓模型，结合恒星质量与星团分布函数，预测了核坍缩超新星的时空分布，并公开了python代码SNOB。
2025-03-06 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Abundance of Fluorine in Normal G and K Stars of the Galactic Thin Disk
氟的丰度是从（2-0）R9 2.3358微米的HF分子的功能确定的几十个正常的G和K星在银河系薄盘从光谱获得的凤凰红外光谱仪上的2.1米望远镜在基特峰。的丰度分析的背景下，银河系的化学演化探索的贡献超新星和渐近巨星分支（AGB）的恒星的氟的丰度在薄盘。薄盘中氟的平均丰度为[F/Fe] = +0.23 +/- 0.03，[F/Fe]比在我们估计的不确定度范围内，随着金属丰度的变化，在-0.6 < [Fe/H] <+0.3范围内是平稳的或缓慢下降的。在银河系薄盘星中测得的氟丰度和缺乏金属丰度的变化表明，II型超新星中的中微子对银河系氟丰度的贡献很大，尽管AGB星的贡献也很重要。
2015-07-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evidence for sub-Chandrasekhar Type Ia supernovae from the last major merger
我们调查的贡献sub-Ekrasekhar质量Ia型超新星的化学富集的盖亚香肠星系，在银河系的早期生命的一个重要的合并事件的祖先。使用Nissen & Schuster（2010）、第三次GALAH数据发布（1D NLTE丰度校正）和APOGEE数据发布16的数据组合，我们将分析化学演化模型拟合到9维化学丰度空间（Fe，Mg，Si，Ca，Cr，Mn，Ni，Cu，Zn），特别关注铁峰元素Mn和Ni。我们发现，需要低[Mn/Fe] $\sim-0.15\,\mathrm{dex}$和低[Ni/Fe] $\sim-0.3\,\mathrm{dex}$ Ia型产率来解释盖亚香肠的[ $α$ /Fe]膝关节以外（大约在[Fe/H] $=-1.4\,\mathrm{dex}$）观察到的趋势。与理论产额计算结果的比较表明，在这个系统中，亚克拉塞卡质量的Ia型超新星的贡献很大（从$\sim60$ %到$100$ %，取决于理论模型，另外$\pm10$ %来自NLTE修正）。我们比较的结果，从其他本地组环境，包括矮球状星系，麦哲伦云和银河系的凸起，发现Ia型[Mn/Fe]产量必须是金属依赖。我们的研究结果表明，子Brackasekhar质量通道是一个显着的，甚至可能是占主导地位的，在金属贫乏的系统中的Ia型超新星的贡献，而更多的金属丰富的系统可以解释的金属依赖的子Brackasekhar质量产量，可…
2021-06-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
The interaction between feedback from active galactic nuclei and supernovae
来自超新星（SNe）和活动星系核（AGN）的能量反馈都是重要的过程，被认为控制了多少气体能够凝聚成星系并形成恒星。我们发现，尽管活动星系核和超新星都抑制了恒星的形成，但在两种反馈过程都有效的质量范围内（10^11.25 M_sun < m_200 < 10^12.5 M_sun），它们在晕中相互削弱了彼此的影响，最高可达一个数量级。这些结果表明，在星系形成的模型中，这两个过程的同时，非独立的包含估计总的反馈强度的重要性。这些结果是特别相关的半解析模型，这隐含地假设两个反馈过程的影响是独立的，也是流体动力学模拟模型的反馈过程之一。
2013-04-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
From Galactic Chemical Evolution to Cosmic Supernova Rates Synchronized with Core-Collapse Supernovae Limited to the Narrow Progenitor Mass Range
大质量（$\geq$ 8 $M_\odot$）恒星的死亡有两种：核心坍缩超新星（CCSNe），释放出合成的重元素，或者失败的超新星，从而形成黑洞。在传统的银河系化学演化（GCE）方案中，大质量恒星的很大一部分，例如，所有质量在8-100 $M_{\odot},$之间的恒星都被假定以它们的核合成产物富集银河系。然而，这一假设与观测相冲突，即，很少有CCSNe的祖星比$\sim$ 18 $M_{\odot}.$更大的质量在这里，我们表明，由本地薄盘星形成的化学特性是兼容的预测富集通过CCSNe限于质量较小的祖星在新的范式银河系动力学，允许恒星从内盘迁移。这个更新的GCE模型预测，爆发恒星形成事件$-$，被认为是发生在银河系的隆起，以及在厚盘$-$产生更多的低质量CCSNe比那些预期的本地确定的正则初始质量函数。这一发现表明早期星系中CCSNe的比率很高，这反映了CCSN比率的独特宇宙历史。在早期宇宙中，这些星系对宇宙恒星形成率有相当大的贡献，我们预测CCSN率随着红移的增加而增加的斜率比与宇宙恒星形成成比例的斜率更陡。这一预测的红移演化与0 $\lesssim$ z $\lesssim$ 0.8的测量速率吻合得很好;然而，其预测的更高- $z$的CCSN速率需要来自未来调查的更精确的数据。
2022-11-16 astro-ph.GA
The Open Cluster Chemical Abundances and Mapping Survey: VI. Galactic Chemical Gradient Analysis from APOGEE DR17
疏散星团化学丰度和绘图（OCCAM）调查的目标是通过构建和分析数百个疏散星团中恒星的大量、全面、统一的红外光谱数据集来限制关键的银河系动力学和化学演化参数。这是OCCAM巡天的第六份贡献，介绍了对150个疏散星团中恒星样本的SDSS/APOGEE数据发布17（DR 17）结果的分析，其中94个我们根据它们的色星等图的外观指定为“高质量”。我们发现APOGEE DR 17衍生的[Fe/H]值与以前的高分辨率光谱疏散星团丰度研究结果吻合得很好。使用高质量样品的一个子集，银河系的丰度梯度测量16个化学元素，包括[Fe/H]，银心半径（$R_{GC}$）和引导中心半径（$R_{Guide}$）。我们发现在$6 < R_{GC} < 11.5$ kpc的范围内，银河系[Fe/H]对$R_{GC}$的整体梯度为$-0.073 \pm 0.002$ dex/kpc，[Fe/H]对$R_{Guide}$也有类似的梯度。O、Mg、S、Ca、Mn、Na、Al、K和Ce也有明显的银河系丰度梯度。我们的大样本还允许我们探索其余15种元素在四个年龄段中的梯度演变。
2022-06-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical abundances in Galactic planetary nebulae from faint emission lines
深度分光光度学已被证明是一个基本的工具，以提高我们对行星状星云的化学成分的知识。随着安装在最大的地面望远镜上的非常高效的摄谱仪的到来，已经获得了出色的光谱。这些数据是必不可少的约束国家的最先进的核合成模型在渐近巨星分支恒星，并在一般情况下，了解我们的银河系的化学演化。本文综述了近年来基于甚深紫外光谱观测到的微弱发射线资料对行星状星云电离气体化学组成的研究进展。
2016-12-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Uniform Contribution of Core-Collapse and Type Ia Supernovae to the Chemical Enrichment Pattern in the Outskirts of the Virgo Cluster
我们提出的第一个测量的丰度的$α$ -元素（镁，硅，和S）延伸到超出星系团的维里半径。我们的研究结果，基于朱雀重点项目观测的室女星系团，表明该集群内的介质的化学成分是一致的，在大尺度上是恒定的，与平坦的分布的Si/Fe，S/Fe和Mg/Fe的比率作为半径和方位角的函数到1.4 Mpc（1.3 $r_{200}$）。由于核心坍缩超新星（SNcc）导致的星系际介质的化学富集被排除在外，具有非常高的意义;相反，测量的金属丰度比通常与太阳值一致。今天观测到的均匀的金属丰度比可能是早期富集和混合的结果，SNcc和Ia型超新星（SNIa）在红移为2-3的恒星形成活动高峰期间对金属预算做出了贡献。我们估计SNIa的数量和超新星总数之间的比率丰富的星系际介质之间的12- 37%，大致符合我们自己的银河系中的金属丰度模式或SNIa的贡献估计的集群核心。
2015-09-07 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
How Supernovae Launch Galactic Winds
我们使用理想化的三维流体动力学模拟的全球星系盘研究发射的星系风超新星（SNe）。模拟解决了大多数超新星遗迹（SNRs）的冷却半径，从而自洽地捕捉SNe如何驱动星系风。我们发现，SNe发射高度超音速风的属性，同意合理以及从分析模型的期望。在我们的模拟风的能量负载（$η_E = \dot{E}_{\rm wind} / \dot{E}_{\rm SN}$）收敛与空间分辨率，而风质量负载（$η_M = \dot{M}_{\rm wind} / \dot{M}_\star$）减少与分辨率在我们实现的分辨率。我们提出了一个简单的分析模型的基础上的概念，即信噪比与冷却半径大于当地规模的高度突破的光盘和电源的风。这个模型成功地解释了$η_E$（并通过扩展$η_M$）对气体表面密度、恒星形成效率、盘半径和SNe聚集的依赖性（或缺乏依赖性）。我们大多数模拟中的风都比现实中预期的要弱，这可能是因为我们优先在密度峰值处播种SNe。在时间和空间上聚集SNe实质上增加了风力。
2017-04-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Quantifying Supernovae-Driven Multiphase Galactic Outflows
星系外流在恒星形成的盘状星系中随处可见，并且对星系形成至关重要。超新星（SNe）在推动外流方面发挥着关键作用，但对于它们可以从磁盘中发射出多少能量，质量和金属没有达成共识。我们进行3D，高分辨率的流体动力学模拟研究SNe驱动的分层介质流出。假设SN速率与气体表面密度$Σ_{\rm{gas}}$的比例在Kennicutt-Schmidt（KS）关系，我们发现的质量负载因子，$η_m$，定义为质量流出通量除以恒星形成表面密度，随着增加$Σ_{\rm{gas}}$为$η_m \propto Σ^{-0.61}_{\rm{gas}}$。当$η_m \gtrsim$ 1时，大约$Σ_{\rm{gas}}$ $\lesssim$ 50 $M_\odot/\rm{pc}^2$标记。SNe产生的大约10- 50%的能量和40- 80%的金属最终进入流出物。稀薄的热相（$T>3\times 10^5$ K）在中平面处填充60- 80%的体积，携带流出物中的大部分能量和金属。我们讨论了各种物理过程，包括SNe的垂直分布，光电加热，外部引力场和SN率，如何影响加载效率。气体和SNe的相对刻度高度是决定装载效率的一个非常重要的因素。
2017-05-09 astro-ph.GA
The Effect of Different Type Ia Supernova Progenitors on Galactic Chemical Evolution
我们的目标是展示关于Ia型超新星祖先的不同假设如何影响银河系的化学演化。我们包括不同的Ia型SN祖模型，确定其分布的时间延迟，在一个非常详细的化学演化模型，为银河系以下几个化学物种的演变。我们测试超新星Ia祖先的单简并和双简并模型，以及其他基于时间延迟分布差异的经验模型。我们发现，假设单简并或双简并情况，预测的[O/Fe]与[Fe/H]关系的差异可以忽略不计。另一方面，假设瞬时（在前1亿年爆炸）Ia型超新星的百分比为50%，或者如几位作者所建议的那样，在恒星形成开始后3-4 Gyr达到最大Ia型速率，对[O/Fe]趋势产生更明显的影响。然而，考虑到观测数据中仍然存在的扩散，仅根据[O/Fe]比，不能完全排除任何模型。另一方面，当不同模型的预测与G矮星的金属丰度分布进行比较时，可以排除很少有即时Ia型超新星的情况。模型包括单简并或双简并的情况下，10-13%的提示Ia型超新星的百分比产生的结果与观测非常吻合。如果一部分的Ia型超新星大于30%，那么与观测结果的一致性就会被破坏，如果不允许有Ia型超新星，情况也会如此。特别是，Ia型超新星祖先的两个经验模型可以被排除在外：一个没有即时Ia型超新星，一个假设延迟时间分布像t^{-0.5}。
2009-05-04 astro-ph.GA
Using failed supernovae to constrain the Galactic r-process element production
快速中子俘获过程（r-过程）元素已经在大部分贫金属晕星中被检测到，相对于铁（Fe）的丰度变化超过两个数量级。在较年轻的银河系盘星中，这种散射减少到不到3倍。早期银河系中r过程元素的大量分散表明r过程是由罕见的事件造成的，比如紧凑的双星合并和罕见的超新星子类。虽然是罕见的，中子星合并单独有困难，以解释所观察到的增强r-过程元素的金属丰度最低的恒星相比，铁。产生这两颗中子星的超新星已经提供了大量的铁元素，并合产生的r过程喷出物将注入其中。在这项工作中，我们调查另一个互补的情况下，r-过程发生在中子星黑洞合并除了中子星合并。中子星与黑洞的合并会喷射出与中子星合并相似数量的r-过程物质，但只有中子星的前身会产生Fe。此外，降低效率的铁生产从单星显着改变年龄的金属丰度关系，这将转移发病的r-过程生产较低的金属丰度。我们使用高分辨率[（20 pc）3/细胞]不均匀化学演化工具“ICE”来研究这些影响的结果。在我们的模拟中，一个适当的组合中子星合并和中子星-黑洞合并定性再现银河系中观测到的r-过程丰度。
2019-08-15 astro-ph.GA
Topics on Galactic Chemical Evolution
我讨论了三个不同的主题在银河系的化学演化：“令人费解的”没有任何观测签名的次要元素;银河星系晕晕的层次星系形成的框架内建设，从它的金属丰度分布证明;和潜在的重要作用，径向迁移可能在星系盘的演化，根据最近的研究。
2011-01-11 astro-ph.GA
Clustered Supernovae Drive Powerful Galactic Winds After Super-Bubble Breakout
我们使用三维流体动力学模拟的垂直分层补丁的星系盘，研究如何时空集群的超新星（SNe）增强的权力，银河风。随机分布在星系盘中的超新星驱动着低效的星系风，因为大多数超新星遗迹在爆发出星系盘之前就已经失去了辐射能量。考虑到大多数恒星的形成都是聚集在一起的这一事实，这一问题就更加复杂了。由星系团SNe的联合效应驱动的超级气泡传播得足够快，足以在星系团SNe停止之前很久就从星系盘中爆发出来。爆发后的辐射损失急剧减少，SNe释放的能量的很大一部分（$\gtrsim 0.2$）进入光晕，为强大的星系风提供动力。这些高能风能够提供强大的预防性反馈，并从星系中喷射出大量物质，其流出率与恒星形成率相当。风中的动量通量仅与SNe注入的动量通量相同，因为热气在对周围环境做显著的功之前就排出了。我们表明，我们的结论适用于一系列星系性质，无论是在本地宇宙（例如，M82）和高红移（例如，$z \sim 2$恒星形成星系）。我们进一步表明，如果形成星团的效率随着气体表面密度的增加而增加，如理论参数所建议的那样，星团驱动的超级气泡从星系盘中爆发的条件对应于星系风$\sim 0.03$ M $_\odot$年$^{-1}$千分之$^{-2}$的开始的阈值恒星形成率表面密度，观察到的顺序。
2018-07-23 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Galactic Simulations of r-process Elemental Abundances
我们使用化学动力学模拟，其中包括四个不同的中子捕获过程：磁旋转超新星，中子星合并，中微子驱动的风，和电子捕获超新星的元素丰度比的分布。我们研究了简单孤立的矮盘星系和银河系型星系的宇宙学放大模拟，并将[Eu/Fe]和[Eu/α]演化与最近的观测结果进行了比较，包括HERMES-GALAH调查。我们发现，无论是电子捕获超新星或中微子驱动的风能够充分产生重中子捕获元素，如Eu的数量，以配合观测。中子星合并和磁旋转超新星都能够产生足够数量的这些元素。此外，低金属丰度（[Fe/H] < -1）时[Eu/Fe]和[Eu/α]的分散性以及高金属丰度（[Fe/H] > -1）时[Eu/（Fe，α）]对[Fe/H]梯度的变化都可能是优势r-过程位的指示。利用[Eu/（Fe，α] - [Fe/H]]的分布，我们预测单独的中子星合并不能解释观测到的Eu丰度，但可能与磁旋转超新星一起解释。
2018-12-18 astro-ph.GA
Diffuse Galactic antimatter from faint thermonuclear supernovae in old stellar populations
我们的银河系每秒钟都会发生几个$\times 10^{43}$低能正电子的湮灭。能够提供这种正电子的放射性同位素是在恒星、恒星残骸和超新星中合成的。然而，几十年来，一直没有确定一个主要的恒星正电子源，导致许多正电子来自外来来源的建议，如银河系中心的超大质量黑洞或暗物质湮灭。%，但这样的来源不能解释最近从扩展的银河系盘探测到的正电子信号。在这里，我们表明，一个单一类型的瞬态源，来自年龄3 - 6 Gyr的恒星星族和产生~0.03 $M_\odot$的正电子发射体$^{44}$ Ti，可以同时解释的强度和形态的银河系正电子湮没信号和太阳系丰度的$^{44}$ Ti衰变产物$^{44}$钙。这种瞬变可能是两颗低质量白矮星的合并，在外部星系中观察到的亚发光热核超新星，称为SN 1991 bg。
2017-05-24 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
Diversity of Type Ia Supernovae Imprinted in Chemical Abundances
Ia型超新星爆发的时间延迟阻碍了它们的核合成对恒星丰度的影响。然而，一些偶然的情况下诞生的恒星避免了大质量恒星对其化学成分的富集，从而表现出类似SN Ia的元素特征，包括非常低的[Mg/Fe]（~-1）。我们强调的元素特征的Fe族元素的两个低Mg/Fe对象在附近的星系中检测到的，并提出了存在的一类SNe Ia产生低丰度比的[Cr，Mn，Ni/Fe]。我们的新的化学演化模型表明，我们提出的类超新星Ia（慢超新星Ia）是与爆炸的恒星诞生后，在很长的时间尺度上，并给出了一个显着的影响化学富集在大麦云（LMC）。另一方面，在银河系中，这种效应是看不见的，因为Ia型超新星的主要类别迅速爆炸（即Ia型超新星）并喷射出大量的铁族元素。这很好地解释了两个星系之间不同的[Cr，Mn，Ni/Fe]特征，以及在LMC恒星中看到的令人困惑的特征，表现出非常低的Ca，但正常的Mg丰度。此外，通过对0.8+0.6太阳质量的白矮星合并产生的Ia型超新星的详细核合成计算，给出了Ia型超新星的相应通道。
2012-10-29 astro-ph.GA
The combined effect of AGN and supernovae feedback in launching massive molecular outflows in high-redshift galaxies
我们最近改进了我们的活动星系核（AGN）模型，将超大质量黑洞（SMBH）附加到大质量核星团（NSC）上。在这里，我们研究了这种新模型在大规模的，富含气体的星系与几个不同的反馈配方与流体动力学代码RAMSES模拟的影响。这些模拟与没有任何反馈的参考模拟进行了比较，在参考模拟中，冷却晕气体在恒星形成的爆发中迅速消耗。在强烈的超新星反馈存在下，我们观察到星系喷泉的形成，它在较长的时间内调节恒星的形成，但不会停止它。如果只考虑AGN反馈，一旦SMBH达到临界质量，就会发射出强烈的热气体流出，阻止冷却的晕气体到达盘，从而有效地停止恒星的形成，导致所谓的“淬火”。如果这两种反馈机制同时起作用，我们观察到一种非线性耦合，在这个意义上说，在超新星驱动的星系喷泉中的致密气体是由活动星系核驱动的热外流推动的，其半径比没有活动星系核的大得多。我们认为，这些特殊的外流能够解开致密气体从星系晕，感谢SN和AGN反馈的综合作用。我们推测，这种机制发生在SMBH的快速增长阶段结束时，是在许多大质量高红移星系中观察到的致密分子外流的起源。
2018-01-24 astro-ph.GA
Realistic modeling of wind and supernovae shocks in star clusters: addressing ${\rm ^{22}Ne/^{20}Ne}$ and other problems in Galactic cosmic rays
宇宙线（CR）源在CR的同位素丰度中留下签名。目前的银河系CRs模型认为超新星（SNe）冲击作为粒子加速的主要场所，不能令人满意地解释较高的${\rm ^{22}Ne/^{20}Ne}$比CRs相比，星际介质。虽然已经调用了来自大质量恒星的恒星风，但它们相对于SNe喷出物的贡献一直被视为自由参数。在这里，我们提出了一个理论计算的相对贡献的风终止冲击（WTS）和SNe冲击的超级气泡，基于流体动力学的风在集群中，标准的恒星质量函数，恒星演化理论。我们发现，WTS对总CR生产的贡献至少是$25\%$，这上升到$\gtrsim 50\%$年轻（$\lesssim 10$ Myr）集群，并解释了观察到的$^{22}{\rm Ne}/^{20} {\rm Ne}$比。我们认为，由于显然孤立的超新星遗迹（SNRs）的祖先出生在大规模的星团，无论是WTS和SNe冲击可以集成到一个组合的情况下，CR被加速在大规模的集群。这种情况是一致的观测比率的SNRs $γ$ -射线亮（$L_γ\gtrsim 10^{35}$ erg s $^{-1}$）星团，作为预测的星团质量函数。此外，WTS可以将CR加速到PeV能量，并解决CR加速标准超新星范式的其他长期问题。
2019-10-22 astro-ph.GA astro-ph.HE
Effect of Supernovae on the Local Interstellar Material
一系列天文数据表明，古代超新星创造了太阳的银河系环境，并塑造了日光层附近星际介质的物理特性。在本文中，我们回顾了本地星际介质的特点，已被超新星的影响。最近的星际物质的运动学、磁场、元素丰度和结构支持这样的观点，即太阳位于圈I超级气泡的边缘，而圈I超级气泡已经合并到低密度的局部气泡中。局部气泡中的高温X射线等离子体的能量来源尚不确定。来自大质量恒星和附近超新星的风，可能来自斯科-岑星协，可能贡献了地质记录和银河宇宙射线群中发现的放射性同位素。猎户座和天蝎座区域的嵌套超新星壳层表明了空间上不同的恒星形成地点。日球层的性质随周围星际云的压力而变化。附近的超新星会改变这种压力平衡，从而严重破坏日光层以及当地的星际介质。
2018-01-18 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
A simple and general method for solving detailed chemical evolution with delayed production of iron and other chemical elements
我们提出了一个理论方法来解决化学演化的星系，假设一个瞬时回收近似的化学元素恢复的大质量恒星和延迟时间分布形式主义的延迟化学富集Ia型超新星。星系气体质量组装的历史，以及假设的恒星产额和初始质量函数，代表了这个方法的出发点。我们推导出一个简单而通用的方程，它密切相关的星系气体吸积历史和恒星形成历史的拉普拉斯变换，它可以用来简化问题的恢复这些量的星系演化模型假设线性施密特-肯尼库特定律。我们发现，一旦从我们的假设中重建了星系恒星形成的历史，化学元素$X$演化的微分方程可以用经典方法适当地求解。我们应用我们的模型来重现[O/Fe]和[Si/Fe]与[Fe/H]的化学丰度模式，在太阳附近观察到的，通过假设一个衰减的指数下降率的气体和不同的延迟时间分布的Ia型超新星，我们还探讨了假设一个非线性施密特-肯尼库特定律的影响，指数的幂律是$k=1.4$。虽然近似，我们的结论是，我们的模型与Ia型超新星的单一退化的情况下，提供了最好的协议与观测数据集。我们的方法也可用于其它互补星系恒星星族合成模型，预测星系的化学演化。
2016-12-23 astro-ph.GA
Chemical evolution of elliptical galaxies I: supernovae and AGN feedback
我们研究椭圆星系的形成和演化，以及它们如何抑制恒星的形成并保持其熄灭。采用了一个单区化学模型，该模型详细描述了主动和被动演化过程中气体质量及其化学丰度的时间演化。该模型包括气体流入和流出以及详细的恒星核合成。椭圆星系与不同的质量下降，在恒星形成的情况下，被认为是缩小。在化学演化模拟中，我们包括一个新的计算的反馈过程。我们包括恒星风加热、核心坍缩SNe、Ia型SNe（通常在星系形成模拟中不突出显示）和活动星系核反馈。活动星系核反馈是这类模型中的一个新现象，它是通过考虑中心超大质量黑洞的Bondi-Eddington有限吸积来计算的。我们成功地再现了几个观测特征，如[ $α$ /Fe]比值随星系质量增加，质量金属丰度，$\rm M_{BH}-σ$和$\rm M_{BH}-M_{*}$关系。此外，我们表明，恒星的反馈，特别是Ia型超新星，有一个主要的作用，在维持淬火的恒星形成后，发生的主要星系风，特别是在低质量的椭圆。对于较大的系统，活动星系核对气体热能的贡献似乎是必要的。然而，除非假设活动星系核效率不合理或恒星反馈极低，否则活动星系核对主银河风发展的影响可以忽略不计。我们强调了Ia型超新星在早型星系能量收支中所起的重要作用。
2022-10-21 astro-ph.GA
Core-Collapse Supernovae in Binaries as the Origin of Galactic Hyper-Runaway Stars
有几颗恒星被探测到以接近或超过银河系逃逸速度的速度移动，可能起源于银河系圆盘。我们定量探讨的“二进制超新星的情况下”的假设，其中这些“超失控”的恒星被抛出时，他们的密切，大规模的二进制同伴进行核心坍缩超新星和二进制被打乱了大的奇特的速度。我们进行了广泛的二进制人口合成模拟不断发展的大规模系统，以确定的假设和参数，最影响快速恒星的弹射率。在一个模拟量身定制的喷射快星，我们发现最有可能的超逃逸恒星的祖先二是由一个大质量的（$\sim$ $30\,\mathrm{M_{\odot}}$）的主要和一个$\sim$伴星的轨道周期收缩到$\lesssim$ 1天之前的核心崩溃后，一个共同的信封阶段。由主星形成的黑洞残骸必须接受出生踢$\gtrsim$ 1000 $\mathrm{km\ s^{-1}}$，以破坏双星并以很大的速度喷射伴星。我们比较在这些模拟中产生的快速恒星的早期型银河系超逃逸恒星候选人的当代人口普查。我们发现，这些罕见的对象可能会产生足够的数量，只有当约束不佳的二进制演化参数的强度，核心崩溃后，残余的出生踢和共同的包络效率调整到目前不支持的值-但不排除-由文献。我们讨论了观测的影响，可能会限制这些假定的祖系统的存在。
2020-08-18 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Gas removal in the Ursa Minor galaxy: linking hydrodynamics and chemical evolution models
我们目前的结果从非宇宙学，三维流体动力学模拟的气体在矮球状星系小熊座。假设一个初始重子暗物质的比例来自宇宙微波背景辐射，我们进化的银河系气体分布超过3 Gyr，考虑到Ia型和II型超新星的影响。这是第一次，我们在我们的模拟中使用的瞬时超新星速率来自化学演化模型应用于光谱观测数据的小熊座。我们表明，在这个过程中损失的气体量是可变的，随着时间和半径，是在我们的模拟中观察到的最高速率在最初的6亿年。我们的研究结果表明，Ia型和II型超新星必须是小熊座星系（可能还有其他类似的矮星系）气体损失的重要驱动因素，但最终是这些超新星驱动的星系风和环境效应（例如，柱塞压力汽提），其导致气体内容物的完全去除。
2017-03-19 astro-ph.GA astro-ph.HE
Galactic Positrons from Thermonuclear Supernovae
本研究通过蒙特卡洛模拟和种群合成，评估了不同爆炸场景下Ia型超新星正电子的逃逸比例与能谱，发现其对银河系正电子的总贡献小于2%，且受磁场形态影响。
2025-10-26 astro-ph.GA astro-ph.HE
JINA-NuGrid Galactic Chemical Evolution Pipeline
银河系化学演化是一个涉及核物理、恒星演化、星系演化、观测和宇宙学的课题。这些领域之间的持续交流和反馈是提高我们对星系如何形成以及元素如何在星系和星系际空间中产生和循环的理解的关键组成部分。在本论文中，我们介绍了JINA-NuGrid化学演变管道的现状。它的目的是探索核天体物理学的不确定性对银河系化学演化的影响，以提高我们的知识，在宇宙学背景下的元素的起源，并创建所需的跨学科的连接。
2016-09-29 astro-ph.GA
Progenitors of Supernovae Type Ia and Chemical Enrichment in Hydrodynamical Simulations -I. The Single Degenerate Scenario
Ia型超新星（SNIa）祖先的性质仍然不确定。这是星系演化模型的一个主要问题，因为化学和能量反馈在气体动力学、恒星形成以及整个恒星演化中都起着重要作用。在文献中可用的SNIa的祖先模型提出了不同的分布来调节这些事件的爆发时间。这些函数被称为延迟时间分布（DTD）。这项工作是第一个在一系列的文件，旨在研究五个不同的DTD SNIA。在这里，我们实现和分析的单一退化的情况下（SD）在星系中占主导地位的快速淬火的恒星形成，显示大部分的恒星集中在凸起组件。我们发现一个很好的适合目前观察到的SNIa率在球状为主的星系，和[O/Fe]比所示的银河系的凸起。此外，SD的情况下，发现重现特定SNIa率和特定的恒星形成率之间的相关性，这非常类似的观测趋势，与以前的作品。我们的研究结果表明，在具有非常低和非常高的特定恒星形成率的星系中，SNIa观测可以帮助对DTD施加更严格的约束，从而对SNIa祖先施加更严格的约束。
2015-06-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Chemical evolution of the Galactic disk(s)
我们强调我们的高分辨率光谱元素丰度调查的F和G矮星在太阳附近的一些结果。
2012-01-10 astro-ph.GA
Preserving chemical signatures of primordial star formation in the first low-mass stars
我们的模型早期恒星形成区域和他们的化学富集人口III（Pop III）超新星具有高[C/Fe]比和对不稳定超新星（PISN）签名的核合成产量。我们的目标是测试在形成第一颗长寿的低质量恒星（或第二代恒星）之前，这些化学丰度特征在气体中的保存情况。我们的研究结果表明，第二代恒星可以保留其Pop III祖先的核合成签名，即使在核合成正常的Pop III核心坍缩超新星的存在下。我们发现，碳增强的贫金属恒星可能是在迷你晕中形成的第二代恒星。此外，很可能大多数Pop III超新星产生高[C/Fe]产额。相比之下，PISN喷射出的金属并不集中在第一颗恒星形成的晕中，这可能解释了在贫金属恒星中没有观测到PISN的特征。我们还发现，独特的Pop III丰度签名的气体迅速消灭了Pop II超新星的出现。我们警告说，观测到的具有Pop III特征的恒星的比例不能直接解释为产生该特征的Pop III恒星的比例。这种解释需要对第二代恒星形成之前的金属富集过程进行建模，包括模拟金属混合的结果。恒星考古学的全部潜力可能在超微弱的矮星系中实现，在那里简单的形成历史可能允许直接识别第二代恒星。
2015-09-23 astro-ph.GA
Imaging of Four Galactic Supernovae Remnants in the Mid-Infrared, and their Interaction with the Interstellar Medium
我们根据银河遗产红外中面巡天非凡计划（GLIMPSE）得出的数据，提供银河系超新星遗迹（SNR）G001.0-00.1、G355.9-02.5、G355.6-00.0和W28的中红外（MIR）成像、测光和轮廓。所有的来源都显示了与星际介质（ISM）相互作用的证据，导致ISM中弯曲的锋面结构和明显的空洞。分析的光谱能量分布（SED）的I类年轻恒星对象（YSO）的西北相互作用区域内的W28，和SNR的边界内的恒星的密度，表明其中许多可能已被触发的SN事件。二维辐射转移模型允许我们约束的物理参数的来源。还值得注意的是，I类YSO的位置在G001.0-00.1的周边，靠近与SNR G355.9-02.5相关的额弧，表明恒星的形成也可能是由这些SNR触发的。最后，它被发现，MIR颜色的锋面结构出现一致的冲击激发的v = 0->0跃迁的H2，虽然它是可以想象的，多环芳烃（PAHs）的排放也可能发挥作用。如果后一种机制是相关的，那么它是可能的排放来自破碎较大的颗粒在正面地区，导致体积密度增加的PAH携带颗粒。
2010-06-22 astro-ph.GA
Effects of Galactic fountains and delayed mixing in the chemical evolution of the Milky Way
大多数星系化学演化模型都采用瞬时混合近似（IMA）。这种假设可能是不现实的，因为存在化学不均匀性，虽然目前的银河系化学演化模型可以重现大多数观测限制下的IMA。本文的目的是测试是否放松这种近似在一个详细的化学演化模型可以改善或恶化的协议与观察。为了做到这一点，我们研究了瞬时混合松弛的两个可能原因：i）“银河喷泉时间延迟效应”和ii）“金属冷却时间延迟效应”。我们发现，银河喷泉的影响是可以忽略不计的，如果一个平均的时间延迟为0.1 Gyr，在以前的论文中建议，假设。较长的时间延迟会产生结果差异，但这是不现实的。我们还发现，在磁盘中的O丰度梯度是不受银河喷泉。只有当我们采用依赖于金属丰度的恒星产额时，金属冷却时间延迟才对化学丰度的演化产生强烈的影响。相反，如果采用根据太阳化学成分计算的产额，则产生的影响可以忽略不计，就像银河喷泉延迟的情况一样。通过银河喷泉模型，延迟只考虑大质量恒星和只在磁盘中的IMA的松弛，不影响化学演化结果。与金属相关的产额和从晕相开始的所有恒星化学富集的时间延迟相结合，反而产生与观测不同的结果。
2009-06-18 astro-ph.GA
QED V: Variations in metal loading of galactic winds with element nucleosynthetic origin
Research School of Astronomy and Astrophysics, Australian National University（澳大利亚国立大学天文与天体物理研究学院）；Department of Physics and Astronomy, Michigan State University（密歇根州立大学物理与天文学系）
通过高分辨率模拟，研究不同核合成来源（Ia型超新星、II型超新星和AGB星）产生的金属在星系风中的载荷差异，发现约0.3 dex的变化，称为差异金属载荷，并质疑基于丰度诊断的星系形成解释。
2026-01-12 astro-ph.GA
Cascading from the winds to the disk: the universality of supernovae-driven turbulence in different galactic interstellar media
University of California, Santa Cruz（加州大学圣克鲁兹分校）；Canadian Institute for Theoretical Astrophysics, University of Toronto（加拿大理论天体物理研究所，多伦多大学）；Princeton University（普林斯顿大学）
研究发现超新星驱动的湍流在不同银河环境中具有普遍的级联结构，且压缩湍流模式决定了银河盘的体积填充相结构。
2026-01-09 astro-ph.GA astro-ph.HE
VLT/FLAMES high-resolution chemical abundances in Sculptor: a textbook dwarf spheroidal galaxy
我们提出了详细的化学丰度的99红巨星分支恒星中心的玉夫座矮球状星系，从高分辨率VLT/火焰光谱。这包括丰富的锂（在99颗恒星中检测到1颗），钠，$α$ -元素（O，Mg，Si，Ca Ti），铁峰元素（Sc，Cr，Fe，Co，Ni，Zn），r-和s-过程元素（Ba，La，Nd，Eu）。该样本覆盖-2.3< [Fe/H]<-0.9，除了非常低的金属丰度尾之外，填充了星系的整个金属丰度分布。在我们的样品中，[ $α$ /Fe]有一个明显的下降，从低[Fe/H]时的星系晕平台值，然后在一个“膝盖”之后，在高[Fe/H]时下降到太阳下[ $α$ /Fe]。这与核心坍缩超新星在早期占主导地位的产物是一致的，其次是早在12 Gyrs前爆发的Ia型超新星。低质量渐近巨星分支星的产物，如s-过程所追踪的，也参与了玉夫座的化学演化，其时间尺度与Ia型超新星相当。r-过程是一致的，没有时间延迟相对于核心崩溃SN在后期阶段的化学演化在雕塑。我们推导出经验的限制超新星II型和Ia型的相对重要性的核合成的个别铁峰和$α$ -元素。Ia型超新星最重要的贡献是铁峰元素：Fe，Cr和Mn;但也有一个适度的，但不可忽略的贡献，这两个较重的$α$ -元素：S，Ca和Ti，以及一些铁峰元素：Sc和Co。在玉夫座观测到的化学丰度显示，没有证据表明一个显着不同的初始质量函数相比，银河系。
2019-04-17 astro-ph.GA
Cosmological Galaxy Evolution with Superbubble Feedback II: The Limits of Supernovae
我们探索超新星何时可以（不能）调节恒星的形成和星系的基础上的样本18个模拟星系的隆起的增长。模拟包括关键物理，如蒸发和传导，在以前的工作中被忽视，并需要正确建模由恒星反馈产生的超级气泡。我们表明，对于具有维里质量$>10^{12}\;M_\odot$的星系，超新星本身不能阻止过多的恒星形成。这种故障是由于银河风的关闭而发生的，风的质量载荷从$η\sim10$下降到$η<1$。在更大质量的系统中，这种重子向环星系介质的转移在早期就开始动摇，星系与观测到的星系标度关系和形态显著不同。效率降低仅仅是由于防止气体逸出的加深的潜在井。这意味着非超新星反馈机制必须成为主导的星系与恒星质量大于$\sim4\times10^{10}\;M_\odot$。与黑洞增长密切相关的中央恒星核球的失控增长表明，来自活动星系核的反馈是可能的机制。在这个质量以下，超新星本身就能够产生真实的恒星质量分数，恒星形成历史和圆盘形态。
2016-04-29 astro-ph.GA
Feedback effects of aspherical supernovae explosions on galaxies
利用一个新的化学动力学模型研究了非球面超新星（A-SNe）爆炸对矮星系恒星形成历史和化学演化的影响。我们主要给出两个比较模型的数值结果，以便更清楚地看到星系的A-SN反馈效应。质量大于30M_sun的恒星的SNe在“S-SNe”模型中为A-SNe，而在“SSN”模型中为S-SNe。假设每个S-SN和A-SN分别释放10^{51} erg和10^{52} erg的反馈能量，并且A-SN喷出物的化学产额和反馈能量取决于对称轴与喷出方向之间的角度。我们发现，由于A-SNe的能量反馈，与SSN模型相比，恒星形成至少可以降低3倍。因此，化学演化可以进行得非常缓慢，在ESTA模型。A-SN反馈效应可以在巨型气体空穴和高能气体流出以及独特的化学丰度（例如，高[Mg/Ca]）。基于这些结果，我们提供了一些A-SN反馈效应对星系形成和演化的影响。
2012-10-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Chemical evolution models: the role of type Ia supernovae in the $α$-elements over Iron relative abundances and their variations in time and space
本文利用MulChem模型研究Ia型超新星的延迟时间分布和元素产额对银河系α元素相对铁丰度的影响，通过180个模型与观测数据比较，发现STROLG1 DTD与LN20181产额组合拟合最佳，且多数最佳模型涉及MCh或近MCh爆炸机制及单简并情形。
2024-06-30 astro-ph.GA
Galactic chemical evolution: the observational side
在这篇评论中，我概述了化学演化的一些想法，必要的了解星系的演化测量元素丰度比。然后讨论了本群矮星系和球状星团欧米茄的大量研究结果。我提出了一个定性的情况下，长期的化学富集在一个漏水的盒子，可以解释在这些系统中观察到的丰度比。由于篇幅所限，无法对这一广阔领域进行全面的评述，因此我将讨论范围限制在矮星系。
2010-11-23 astro-ph.GA
Early chemical evolution of Zn driven by magnetorotational supernovae and the pathway to the solar Zn composition
锌的产生地点仍然是天体物理学中一个难以捉摸和具有挑战性的问题。星系晕中贫金属恒星的[Zn/Fe]比值的大幅增强表明短寿命大质量恒星的死亡，即，核心塌陷超新星（CCSNe），作为一个主要的网站锌生产。以前的研究声称，一些特定的CCSNe可以产生足够数量的锌。然而，目前尚不清楚哪些模型能够经受住观测的关键考验。使用锌丰度的功能类似的R-过程中的元素在暗淡的卫星星系，我们发现的证据表明，锌生产发生通过更罕见的事件比典型的CCSNe。这一发现可以与隐含的减少锌生产率的金属丰度增加的星系晕星，缩小了锌生产的主要网站在早期星系的磁旋转SNe（MR-SNe）。另一方面，在星系演化的后期，我们预测主要的锌生产网站切换从MR-SNe热核SNe（SNe Ia）。根据这一假设，两种SNe贡献的积累最终导致了Zn的太阳同位素组成，其主要归属于MR-SNe的66，68 Zn和由He爆炸触发的SNe Ia的64 Zn。在超新星Ia中产生锌的需要为超新星Ia祖先的情景的激烈争论提供了新的线索，这表明He爆炸模型可能是超新星Ia的一个主要通道。
2018-08-07 astro-ph.GA
Simple Yet Powerful: Hot Galactic Outflows Driven by Supernovae
超新星（SNe）驱动多相的星系外流，影响星系的形成;然而，宇宙学模拟大多使用\textit{ad hoc}反馈模型的外流，使流出相关的预测从第一原理的问题。最近的小盒子模拟解决个别SNe残留在星际介质（ISM），自然驱动外流，并允许确定风的能量加载因子$η_E$，质量$η_m$，和金属$η_Z$。在这封信中，我们汇编了小盒子的结果，并发现热流出比冷流出更强大的共识：（i）热流出通常主导能量通量，（ii）它们的比能$e_{s,h}$比冷流出高10-1000倍。此外，热外流的性质非常简单：$e_{s,h} \propto η_{E,h}/η_{m,h}$在恒星形成表面密度的四个数量级上几乎不变。此外，我们初步发现，$η_{E,h}/η_{Z,h} \sim$ 0.5。如果通过更多的模拟数据证实，这些相关性将三个热相负载因子减少为一个。最后，这一个参数与ISM是否具有“突破”条件密切相关。\esh \的窄范围表明热流出不能以log $M_{\rm{halo}}\ [M_\odot] \gtrsim 12$逃离暗物质晕。这个质量也是星系质量-金属丰度关系达到其平台的地方，这意味着\textit{hot}流出和星系形成之间有着深刻的联系。我们认为，热外流应明确包括在宇宙学模拟和（半）星系形成的分析建模。
2020-02-05 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Impact of Nuclear Physics Uncertainties on Galactic Chemical Evolution Predictions
模拟银河系中元素的演化是一项多学科和具有挑战性的任务。除了模拟银河系130亿年的演化之外，化学演化模拟还必须跟踪从每个感兴趣的天体物理位置合成和喷射的元素（例如，超新星，致密双星合并）。这种喷出物的元素丰度是化学演化代码的基本输入，通常取自核天体物理学界进行的理论核合成计算。因此，几乎所有的化学演化预测都依赖于这些计算背后的核物理。在这篇论文中，我们强调了核物理不确定性对星系化学演化预测的影响。我们证明，核物理和星系演化的不确定性都对解释太阳系中中子捕获元素的起源产生重大影响。这些结果是建立和维持核天体物理学和星系演化领域之间合作的动力。
2019-10-31 astro-ph.GA
The r-process in Magnetorotational Supernovae
涉及r过程元素演化的最热门的开放问题之一是早期宇宙中的快速富集。在星系晕中极贫金属恒星的丰度中，可以看到r-过程元素化学富集的明确证据。然而，小质量星系是研究r-过程富集的演化特征的理想实验平台，因为产生重r-过程元素的生产事件可能很罕见。它们的出现变得可数，因此可以在恒星丰度中找到每个事件的富集路径。本文研究了天龙座和玉夫座矮球状（dSph）星系中${\rm[Fe/H]} \lesssim -2$早期Eu丰度的化学特征。因此，我们限制的Eu生产的早期dSphs的属性。我们发现，天龙座dSph经历了几个Eu生产事件，而Eu富集发生更连续的雕塑dSph由于其较大的恒星质量。Eu产生的事件率估计约为一个$100$ - $200$核心坍缩超新星，和Eu的质量$\sim (1-2) \times 10^{-5}$ \ms每个单一事件的关联频率与观测到的平台值的${\rm [Eu/H]} \sim -1.3$的${\rm [Fe/H]} \gtrsim -2$。观察到的平台意味着早期Eu富集在${\rm [Fe/H]} \approx -2$停止。这种选择性的操作，只有在低金属量的恒星支持磁旋转超新星，这需要非常快的旋转，作为网站的早期铕生产。我们表明，从化学演化推导出的Eu产额符合相应的超新星模型的核合成结果。
2015-09-24 astro-ph.GA
