Investigating the Impact of Metallicity on Star Formation in the Outer Galaxy. I. VLT/KMOS Survey of Young Stellar Objects in Canis Major
本文利用VLT/KMOS近红外积分场光谱研究外银河CMa-ℓ224区域约120个YSO候选体的吸积性质，发现其吸积光度与太阳附近分子云相似，未显示低金属丰度影响。
2023-06-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Physical Conditions in a Young, Unreddened, Low Metallicity Galaxy at High Redshift
越来越多的星系样本现在被发现在红移z~5-6和更高。这些天体中的许多被推断为年轻、质量低、相对未变红，但在未来的设施出现之前，对它们的高质量光谱进行详细分析是不可能的。在本文中，我们通过分析Q2343-BX 418的静止框架光学和紫外光谱来阐明一个相似的低质量星系的物理条件，Q2343-BX 418是一个z=2.3的L* 星系，具有非常低的质光比和不寻常的性质：BX 418年轻（<1亿年），质量低（M_star ~ 10^9 Msun），金属丰度低（Z ~ 1/6 Zsun），未变红（E（B-V）~0.02，紫外连续斜率β =-2.1）。我们推断金属丰度12+log（O/H）=7.9 +/- 0.2从休息帧的光发射线。我们还通过直接电子温度法确定金属度，使用O III] 1661，1666/[O III] 5007的比率来确定电子温度，并发现12+ log（O/H）=7.8 +/- 0.1。这些测量将BX 418置于观测到的高红移发射中最贫金属的星系之列。静止坐标系的紫外光谱包含Lya（静止坐标系等效宽度为54 A）、He II 1640（恒星和星云）、C III] 1907、1909和O III] 1661、1666的强辐射。C IV/C III]比值表明电离源不太可能是活动星系核。对He Ⅱ、O Ⅲ和C Ⅲ谱线强度的分析表明，它具有很高的电离参数log U ~（-1），而Lya…
2010-06-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Metallicities of Young Massive Clusters in NGC 5236 (M83)
本文给出了富金属旋涡星系NGC 5236（M83）中8个年轻大质量星系团（YMC）的积分光谱。这些观测是用ESO甚大望远镜上的X-Shooter摄谱仪进行的。通过使用理论等时线和合成的积分光（IL）光谱，我们得到金属丰度和研究通过这些年轻的人口观察到的径向金属丰度梯度。对于星系的内部区域，我们观察到一个相对较浅的金属丰度梯度$-$ 0.37 $\pm$ 0.29德克斯R $_{25}^{-1}$，同意与化学演化模型的情况下，落入材料和相对较低的质量损失，由于在磁盘的内部部分的风。我们估计中心金属丰度为[ $Z$ ] = $+$ 0.17 $\pm$ 0.12 dex，发现与通过其他方法（例如蓝超巨星和J带）获得的结果非常一致。在R/R $_{25}$ = 0.4时，我们推断金属丰度为12+log（O/H）= 8.75 $\pm$ 0.08 dex，这符合蓝超巨星和IL研究的恒星质量-金属丰度关系（MZR）汇编。
2017-09-13 astro-ph.GA
Numerical Simulation of a possible origin of the positive radial metallicity gradient of the thick disk
我们分析了径向和垂直的金属丰度和[α/Fe]梯度的盘状星系的盘星模拟在一个完全的宇宙学设置与化学动力学星系演化代码，GCD+。我们研究了径向丰度梯度如何随高度的变化而变化，发现金属丰度（[α/Fe]）梯度随着高度的增加而变得更加积极（消极），在平面上方1.5 kpc左右改变符号。在最大的垂直高度（2 < |z| < 3 kpc），我们模拟的星系显示出正的径向金属丰度梯度。我们发现，正的金属丰度梯度是由年龄-金属丰度和年龄-速度色散关系引起的，年轻恒星具有较高的金属丰度和较低的速度色散。由于年龄-速度色散关系，在外围区域有更多的年轻恒星达到|z| > 2 kpc，因为星盘的重力回复力较低，即耀斑。因此，由于年龄-金属丰度关系，具有更高金属丰度的年轻恒星的比例在外半径处变得更高，这使得外半径处的金属丰度中值更高。结合最近观测到的银河系厚盘星的年龄-金属丰度和年龄-速度色散关系，我们认为在银河系厚盘星的大高度观测到的（小）正径向金属丰度梯度可以解释为年轻的厚盘星和/或薄盘星的耀斑。
2014-05-13 astro-ph.GA
Dispersal timescale of protoplanetary disks in the low-metallicity young cluster Dolidze 25
原行星盘的分散设定了行星聚集的时间尺度，因此它是行星形成理论的基本参数之一。星盘的分散由中心恒星、星盘本身和周围环境的几个特性决定。特别是，盘的金属丰度可能会影响它们的演化，即使到目前为止存在争议的结果：在低金属丰度的星团中，盘似乎迅速分散，而在麦哲伦云中，一些证据支持存在几十万年的吸积盘。在本文中，我们研究了Dolidze~25，在太阳附近的最低金属丰度的年轻的集群盘的分散时间尺度，目的是了解磁盘的演化是否是由集群的低金属丰度的影响。我们分析了钱德拉/ACIS-I观测的集群，并结合现有的光学和红外目录的区域的源目录。我们选择了Dolidze 25的有磁盘群体和无磁盘群体。我们从拟合到色星等图的等时线推导出恒星参数。我们得出的磁盘分数约为34%，中位年龄为1.2百万年。通过将这一估计与现有的年龄小于1000万年的星团的磁盘部分估计进行比较，我们的研究表明Dolidze 25的磁盘部分低于仅从其年龄所预期的。即使我们的结果是不确定的内在不确定性恒星年龄估计等时线拟合色星等图，我们认为，磁盘的Dolidze 25可能会受到环境的影响。考虑到星团中O型星的数量和恒星密度都很低，盘的扩散时间尺度更可能是由星团的低金属丰度决定的，而不是外部光蒸发或动力学相遇。
2021-04-12 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Mass function of a young cluster in a low-metallicity environment. Sh 2-209
我们提出了深近红外（NIR）成像的Sh 2 - 209（S209），一个低金属（${\rm [O/H]} = - 0.5$ dex）的HII区域在银河系。根据近红外图像，结合盖亚EDR3的天体测量数据，我们估计S209的距离为2.5 kpc。这足够接近，使我们能够清楚地分辨出星团成员（$\simeq$ 1000 AU分离），直到$\simeq$ 0.1 $M_\odot$的质量检测极限，我们已经在S209中识别出两个恒星形成星团，单个星团尺度为$\sim$ 1 pc。我们采用了一组模型光度函数，以获得潜在的初始质量函数（IMF）和年龄的两个集群。我们获得的两个星系团的IMF表现出稍微平坦的高质量斜率（$Γ\simeq -1.0$）相比，萨尔彼得IMF（$Γ= -1.35$），和它们的$\simeq$ 0.1 $M_\odot$的折裂质量低于通常在太阳附近看到的（$\sim$ 0.3 $M_\odot$）。特别是，因为S209主星团是一个恒星形成的集群与更多的成员（$\sim$ 1500）比数量（$\sim$ 100）在以前研究的地区在这样的环境中，这是第一次有可能获得IMF在低金属丰度的环境，在广泛的质量范围0.1 - 20 $M_\odot$的高精度。
2022-10-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Metallicity estimates of young clusters in the Magellanic Clouds from Stromgren photometry of supergiant stars
我们目前获得的结果从Stromgren测光的13个年轻的（~30-220百万年）麦哲伦云（MC）集群，其中大部分缺乏文献中的直接金属丰度测量。我们从基于高色散光谱的黄超巨星和红超巨星（SGs）的Stromgren金属丰度敏感指数m1的经验校准中获得了它们的[Fe/H]值。在估计它们各自的不确定性时，特别注意。为了获得平均集群金属丰度，我们使用选定的SG的[Fe/H]值，我们需要将其定位在集群半径内，放置在集群颜色-星等图中的预期SG区域中，并且[Fe/H]值在观测到的集群金属丰度分布的FWHM内。由此产生的近75%的集群样本的金属丰度与最常用的平均MC的现代金属丰度值吻合得很好。其余集群的平均[Fe/H]值落在边缘附近的MC现今的金属丰度分布。当比较星系团的金属丰度与它们目前的位置时，我们发现了支持MC与银河系最近相互作用的证据，这可能导致一些星系团从它们的出生地分散开来。事实上，我们展示了金属含量典型的星系内部区域放置在它们外面的集群的例子。同样，我们发现年轻的星团，目前位于两个MC的内部区域，形成的气体，一直保持未混合，因为几个Gyr前。
2018-12-19 astro-ph.GA
Metallicity fluctuation statistics in the interstellar medium and young stars -- II. Elemental cross-correlations and the structure of chemical abundance space
Australian National University（澳大利亚国立大学）；The Ohio State University（俄亥俄州立大学）；Durham University（杜伦大学）；Columbia University（哥伦比亚大学）
本文扩展了随机驱动扩散模型，用于解释多元素丰度相关性，并预测气体和年轻恒星中的相关程度，揭示了元素相关性的控制因素。
2025-11-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Metallicity relations in LMC and SMC from the slope of Red Giant Branch stars in globular clusters
基于23个LMC/SMC球状星团的近红外JHK测光，本文测量RGB斜率并建立其与年龄、金属丰度的关系，发现斜率无显著年龄依赖，但年轻与年老星团呈现不同正负趋势。
2024-06-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Metallicity Gradients in Simulated Disk Galaxies
Stinson等人（2010）的基准晚型星系模拟的恒星金属丰度和丰度比梯度。在1-3标度范围内，梯度随时间变平，与高红移和低红移的经验证据一致。然而，包括径向迁移在内的运动学效应使这些本质上陡峭的梯度变平，使得红移z=0时，这些（现在）老恒星的测量梯度比年轻恒星更平坦，这与局部观察到的相矛盾。相反，恒星[O/Fe]梯度是（一阶）强大的反对移民，保持相当平坦的年轻和老年人口今天。
2012-02-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Distribution of Young Stars and Metals in Simulated Cosmological Disk Galaxies
我们研究了与一个模拟的L* 宇宙盘星系的螺旋臂相关的年轻恒星的分布。我们发现年龄模式正交的武器，这是不符合经典的密度波理论的预测，一个观点进一步支持最近的观察面上的大设计螺旋，如M51。在一个模拟的~0.1L* 磁盘内的金属分布，加强恒星形成，年龄-金属丰度关系，和金属丰度分布函数之间的联系。
2012-03-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Hierarchical black hole mergers in young, globular and nuclear star clusters: the effect of metallicity, spin and cluster properties
我们探讨层次黑洞（BH）合并在核星团（NSC），球状星团（GC）和年轻星团（YSC），占原始和动态组装的二进制黑洞（BBH）。我们发现，第一代和第n代动力学合并的中位质量是较大的GC和YSC相对于NSC，因为较轻的BH从较低质量的集群超新星踢弹出。此外，第一代和第n代黑洞的质量受到祖星金属丰度的强烈影响：在贫金属（富金属）的NSC中，第n代合并的初级黑洞的质量中值为$\sim{}24-38$ M $_\odot$（$\sim{}9-15$ M $_\odot$）。BH的最大质量主要取决于逃逸速度：在NSC中形成质量高达几千M $_\odot$的BH，而YSC和GC宿主质量高达几百M $_\odot$的BH。此外，我们计算的合并与至少一个组件中的对不稳定的质量间隙（$f_{\rm PI}$）和中等质量BH制度（$f_{\rm IMBH}$）的分数。在具有金属性$Z=0.002$的动力学BBH的基准模型中，我们分别在NSC、GC和YSC中发现了$f_{\rm PI}\approx{}0.05$、$0.02$和$0.007$（$f_{\rm IMBH}\approx{}0.01$、$0.002$和$0.001$）。$f_{\rm PI}$和$f_{\rm IMBH}$都在太阳金属丰度时下降至少一个数量级。最后，我们研究了GW190521的形成，假设它是一个几乎等质量的BBH或中间质量比i…
2021-05-06 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
NGC 6067: a young and massive open cluster with high metallicity
NGC 6067是一个年轻的疏散星团，在已知的50-150 Ma年龄段的银河系星团中拥有最多的演化恒星。因此，它代表了我们银河系中最好的实验室，以限制5-7 M $_{\odot}$恒星的演化轨迹。我们使用了大量明亮星团成员（45）的高分辨率光谱，结合档案测光，获得了星团的精确参数以及恒星大气参数。我们得到的距离为1.78 $\pm$ 0.12 kpc，年龄为90 $\pm$ 20 Ma，潮汐半径为14.8 $^{6.8}_{3.2}$ arcmin。我们估计初始质量超过5700 M $_{\odot}$，为目前的两个造父变星，两个A超巨星和12个红巨星与质量$\approx$ 6 M $_{\odot}$演化人口。我们还测定了红团簇星的Li、O、Na、Mg、Si、Ca、Ti、Ni、Rb、Y和Ba的化学丰度。我们发现了一个超太阳的金属丰度，[Fe/H]=+0.19 $\pm$ 0.05，以及一个与银河系金属丰度梯度一致的天王星化学成分。此外，还发现了一颗富含锂的红巨星，恒星276，A（Li）=2.41。发现Ba的过量，支持增强的$s$ -过程。红巨星与黄巨星的比例远小于1，这与适度过冲的模型一致，但造父变星团的性质似乎与目前的帕多瓦超日金属丰度模型不一致。
2017-04-05 astro-ph.GA
At the same age, metallicity, and alpha-enhancement, sodium is a more effective tracer of the young and old sequences of the Milky Way disc
利用GALAH DR3中6234颗太阳型恒星数据，发现[Na/Fe]在超太阳金属丰度的年老序列中显著富集，提出基于[Na/Fe]上升分离银河系厚薄盘的新方法，比传统[Mg/Fe]法更好解决中等年龄恒星重叠问题。
2024-10-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Unresolved versus resolved: testing the validity of young simple stellar population models with VLT/MUSE observations of NGC 3603
上下文恒星星族是包括银河系在内的星系的基石。大多数（如果不是所有的话）河外星系研究都与恒星星族模型的使用纠缠在一起，因为它们的观测性质尚未解决。河外星系包含多个具有复杂恒星形成历史的恒星星族。然而，他们的研究主要基于简单恒星星族（SSP）的原理。因此，检验SSP模型的有效性至关重要。目标。本研究旨在实证检验SSP模型的有效性。这是通过比较SSP模型对空间分辨年轻恒星星族的观测，在确定其物理性质，即年龄和金属丰度。方法.利用银河系中一个年轻星团NGC 3603的积分场谱研究了该星团作为分辨和未分辨恒星星族的性质。用H $α$等效宽度作为年龄指标，用强发射线的比率来推断金属丰度，对未分辨的恒星星族进行了分析。此外，使用STARLIGHT的光谱能量分布（SED）拟合用于从积分光谱推断这些特性。独立地，解析的恒星星族分析使用的颜色星等图（CMD）的年龄和金属丰度的测定。由于SSP模型代表的是未分辨的恒星星族，因此，我们检验了由此得到的年龄和金属丰度与由分辨恒星得到的结果是否一致。结果NGC 3603的年龄和金属丰度的估计来自综合光谱被证实是在那些来自CMD的解决恒星星族，包括在文献中发现的其他估计的范围内。初步研究的结果支持SSP模型研究未分辨年轻恒星星族的可靠性。
2016-07-13 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
A new study of stellar substructures in the Fornax dwarf spheroidal galaxy
利用深V、B-V宽视场测光技术，通过色星等图分析确定了天炉座矮球状星系的详细恒星形成历史，对恒星过密度进行了新的研究。我们集中在相对年轻的恒星组成部分（<4 Gyr），并将其与下面的天炉座场人口进行比较。我们更详细地研究了以前已知的内壳状结构，并表明它具有明确的年龄-金属丰度关系，峰值在~1.5 Gyr，[Fe/H]=-0.6 dex。与天炉座中心的比较表明，过密特征与年轻场星的年龄-金属丰度关系一致，可能是由天炉座气体形成的。这与超密度是由先前排出的气体再吸积形成的情况一致。我们还发现了一个新的恒星超密度，位于距离中心0.3度（0.7千秒差距），只有1亿年的历史，具有太阳金属丰度。这一特征构成了迄今为止在天炉座观测到的最年轻、最富含金属的恒星。目前还不清楚年轻的高密度是如何形成的，尽管恒星的年龄和金属含量表明这一特征可能代表了天炉座dSph最后的恒星形成活动。
2013-01-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
A multiline study of a high-mass young stellar object in the Small Magellanic Cloud with ALMA: The detection of methanol gas at 0.2 solar metallicity
利用ALMA对小麦哲伦星云中的一颗大质量年轻恒星进行了亚秒差距尺度的亚毫米波观测。还介绍了AKARI卫星和双子座南望远镜获得的补充红外数据。目标红外点源在空间上被分解为两个致密的分子云核心;一个与高质量年轻恒星天体（YSO核心）相关，而另一个与红外源（东核心）无关。这两个核心是动态相关的，但表现出不同的化学特征。在观测区探测到CS、C33 S、H2 CS、SO、SO2、CH 3OH、H13 CO+、H13 CN、SiO和尘埃连续谱的发射线。还报告了HDS的初步检测。在SMC中首次检测到CH 3OH对我们理解在贫金属环境中形成复杂有机分子有很大影响。根据CH_3OH谱线的旋转分析，估计气体温度约为10 K。东核中CH 3OH气体的丰度分数估计为（0.5-1.5）× 10^（-8），与银河系中类似冷源的丰度相当或略高，尽管SMC中的金属丰度低5倍。这项工作提供了观测证据，表明像CH 3OH这样的有机分子，主要形成于谷物表面，即使在与太阳附近相比金属含量明显较低的环境中也可以产生。讨论了致密核中冷CH 3OH气体的可能来源。
2018-07-11 astro-ph.GA
Young stars and ionized nebulae in M83: comparing chemical abundances at high metallicity
本文给出了富金属旋涡星系M83中14颗A型超巨星的光谱。我们得到了恒星参数和金属丰度，并测量了光谱距离模m-M = 28.47 ± 0.10（4.9 ± 0.2Mpc），与其它方法一致.我们使用恒星的特征金属丰度的M83和其他系统来讨论一个版本的星系质量金属丰度关系，是独立的分析星云发射线和相关的系统的不确定性。我们重现的径向金属丰度梯度的M83，这在大半径，与化学演化模型，约束气体流入和流出的过程。我们进行了比较分析的金属丰度，我们来自恒星光谱和公布的HII区线通量，利用直接的，基于Te的方法和不同的强线丰度诊断。直接丰度与恒星的金属丰度相对较好的协议，一旦我们应用一个适度的修正星云的氧丰度由于耗尽到尘埃。流行的经验校准强线诊断往往提供星云丰度低估恒星金属丰度以上的太阳值~0.2德克斯。这一结果可能与难以选择高金属丰度的校准样品有关。Pettini和Pagel校准的O3 N2方法与我们的恒星金属丰度最吻合。我们证实，金属复合线产生星云丰度同意恒星丰度高金属系统，但发现证据表明，在更多的金属贫乏的环境中，他们往往低估了恒星金属丰度的一个显着的量，相反的行为的直接方法。
2016-07-22 astro-ph.GA
Aligned and misaligned metallicity gradients in young stars and star-forming regions in the EAGLE discs
Pontificia Universidad Católica de Chile（智利天主教 Pontificia 大学）；Instituto de Astrofísica, Pontificia Universidad Católica de Chile（智利天主教 Pontificia 大学天体物理研究所）；Centro de Astro-Ingeniería, Pontificia Universidad Católica de Chile（智利天主教 Pontificia 大学天文工程学院）
研究通过分析年轻恒星和星形气体的金属丰度梯度对齐情况，探讨其对银河系近期演化历史的约束作用，揭示不同演化路径的特征。
2026-02-17 astro-ph.GA
High Dispersion Measure Fast Radio Bursts from Young, Dust-Poor H II Regions
University of California Berkeley（加州大学伯克利分校）
本研究构建半解析模型并开展辐射流体模拟，发现年轻贫尘埃H II区可产生高DM，解释FRB的低金属丰度宿主偏好，或助力获得更纯净的FRB样本以研究星系际介质。
2026-08-31 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The Vertical Metallicity Gradient of the Galactic Disk for Mono-Age Stellar Populations in LAMOST
本研究利用LAMOST年轻恒星样本、疏散星团和经典造父变星，发现银河系盘单年龄恒星群体的垂直金属丰度梯度趋近于零，支持了“自上而下”的盘形成理论。
2025-04-02 astro-ph.GA
Young, Star-forming Galaxies and their local Counterparts: the Evolving Relationship of Mass-SFR-Metallicity since z ~ 2.1
我们利用一组256个宇宙星系和GOODS星系在红移1.90 < z < 2.35范围内研究了恒星质量-恒星形成率-金属丰度关系的演化。我们提出的星系的静止帧光发射线通量来自红外棱镜光谱与哈勃太空望远镜，并结合这些数据与恒星形成率和恒星质量从深，多波长（静止帧紫外到红外）测光。然后，我们将这些测量结果与一个在恒星质量（7.5 < log（M*/Msol）< 10.5）和恒星形成率（-0.5 < log（SFR）< 2.5，以Msol/yr^-1计）方面仔细匹配的星系局部样本的测量结果进行了比较。我们发现z ~ 2.1星系在恒星质量-SFR-金属丰度空间中的分布明显不同于我们对相似亮（L_H \b{eta} > 3 . 10^40尔格·秒^-1）的局部星系，这种偏移不能用导出量中的简单系统偏移来解释。当恒星质量大于10^9 Msol，恒星形成速率大于10 Msol/yr^-1时，z ~ 2.1星系的氧丰度高于其本地对应星系，而对于质量较低、SFR较低的系统，情况正好相反。
2015-11-25 astro-ph.GA
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
Photometric identification and MMT spectroscopy of new extremely metal-poor galaxies: towards a better understanding of young stellar populations at low metallicity
极贫金属恒星形成星系（XMP）是我们唯一的实验室之一，用于研究我们预计在早期遇到的低金属量恒星。但随着我们对$z>6$宇宙的理解不断加深，我们已经清楚地看到，大多数已知的100 Mpc以内的XMP都拥有比再电离时代的XMP明显更不突出的大质量恒星群，这严重限制了它们作为解释最高红移处光谱特征的试验台的实用性。在这里，我们提出了一个新的光度选择技术，旨在确定附近的XMP占主导地位的年轻恒星星族的预期在再电离时代。我们应用我们的技术来发现候选XMP在SDSS成像的幅度$16<i'<23$，扩展显着低于SDSS光谱调查的完整性限制。MMT的光谱观测证实，我们观察到的53个均匀贫金属和高比恒星形成率的目标中有32个具有气相氧丰度$12+\log\mathrm{O/H}<7.7$（$Z/Z_\odot<0.1$），包括已知金属丰度最低的星系$Z/Z_\odot<0.05$中的两个。我们的观察揭示了新的光到长期以来的神秘的He II发射在恒星形成的星系：我们发现，He II $λ4686$高电离发射线的等效宽度不缩放与H $β$在我们的样本，这表明，二进制演化或其他过程的$>10$ Myr时间尺度上的贡献很大的$\mathrm{He^+}$电离光子预算在这个金属度制度。将这种选择技术与深光谱学相结合，应用于LSST等下一代光度测量，最终可能为缺乏金属的大质量恒星的经验理解提供基础。
2019-01-05 astro-ph.GA
Metallicity Fluctuation Statistics in the Interstellar Medium and Young Stars. I. Variance and Correlation
星系的气体和恒星在化学空间中的分布编码了大量关于该星系物理性质和组装历史的信息。然而，目前用于从化学分布中提取信息的方法是基于在星系尺度上测量的粗略平均值（例如，金属丰度梯度）或在化学空间中寻找可以在$\sim 1$ PC尺度上与单个星团或气体云识别的星团。这些方法丢弃了大部分信息，因为在星系中，气体和年轻恒星被观察到是分形分布的，在所有尺度上都有相关性，金属也可能是如此。在本文中，我们介绍了第一个理论模型，基于随机强迫扩散，能够预测金属场的多尺度统计。我们从第一性原理推导出金属分布的方差、关联函数和功率谱，并确定这些量如何依赖于元素的天体物理起源地点和星系的大尺度性质。在其他结果中，我们解释了为什么在附近星系的星际介质中观察到的典型的丰度散射是$\approx 0.1$ dex的第一次，我们预测，这种散射将相关的空间尺度上的$\sim 0.5-1$ kpc，并在时间尺度上的$\sim 100-300$百万年。我们讨论了我们的研究结果对未来的化学标记研究的影响。
2018-01-17 astro-ph.GA
Low-metallicity star formation: Relative impact of metals and magnetic fields
低金属量恒星的形成是宇宙学的核心问题，因为它决定了我们宇宙中形成的第一代和第二代恒星的特征质量尺度和分布。在这里，我们提出了一个全面的调查评估金属和磁场，这可能都存在于低金属量恒星形成的相对影响。我们表明，通过小规模发电机产生的磁场的存在稳定的原恒星盘，并提供一定程度的支持，对碎片。在没有磁场的情况下，在我们的模型中的碎裂时间尺度在从Z = 0到Z> 0的过渡处减小了~10倍，随后仅对金属丰度有弱的依赖性。类似地，星系团的吸积时标是由大尺度动力学而不是局域热力学决定的。在存在磁场的情况下，原始盘可以变得完全稳定，因此只形成一个中心碎片。在Z> 0时，在存在磁场的情况下，碎片的数量有所减少，尽管质谱的形状在统计不确定性的限度内没有受到强烈的影响。然而，在存在磁场的情况下，碎裂时间尺度大约增加3倍。事实上，我们的研究结果表明，在没有磁场的原始运行和Z> 0运行与磁场相当的碎裂时间尺度。
2014-06-02 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
The turbulent fragmentation of the interstellar medium: The impact of metallicity on global star formation
我们研究了气体金属丰度、湍流和非平衡化学对两相星际介质（暖原子相和冷原子相）演化的影响，从而限制了湍流气体中恒星形成的初始条件。我们进行高分辨率的模拟在三个维度，包括一个现实的非平衡处理的电离状态的气体，并检查驱动和衰减湍流。这使我们能够探索金属丰度Z的变化。本文研究了太阳金属丰度Z= Zsun和低金属丰度Z=1d-3 Zsun气体。对于驱动，大规模的湍流，我们发现，在冷气体成分的质量的量的金属的影响是小的。然而，在动荡的条件下，这种情况发生了很大变化。虽然寒冷地区在太阳金属丰度的情况下幸存下来，但它们很快被加热并分散在低金属丰度气体中。这一结果表明，恒星的形成可以在低金属含量的环境中被抑制，除非一个强大的湍流驱动程序是在短于几个湍流穿越时间的时间尺度上起作用。除此之外，这一发现可以解释整体低效的恒星形成以及在贫金属，富含气体的系统中发现的恒星形成的爆发模式，如矮星系。
2011-04-08 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Binary black holes in young star clusters: the impact of metallicity
年轻星团是大质量恒星最常见的诞生地，是动态活跃的环境。在这里，我们研究了年轻星团中的黑洞（BH）和双黑洞（BBHs）的形成，通过6000 N体模拟耦合的二进制人口合成。我们探测了三种不同的恒星金属丰度（Z=0.02、0.002和0.0002）和两种初始密度状态（分别在致密和松散星团中半质量半径处的密度$ρ_{\rm h}\ge{}3.4\times10^4$和$\ge{1.5\times10^2}$ M $_\odot$ pc $^{-3}$）。贫金属团簇比富金属团簇倾向于形成更大质量的BH。我们发现具有质量$m_{\rm BH}>60$ M $_\odot$的BH的$\sim{}6$、$\sim{}2$和$<1$ %分别在Z=0.0002、0.002和0.02处。在贫金属团簇中，我们形成质量高达$\sim{}320$ M $_\odot$的中等质量黑洞。通过动力学交换产生的BBH合并（交换BBH）可能比通过双星演化形成的BBH合并更大：前者（后者）达到总质量高达$\sim{}140$ M $_\odot$（$\sim{}80$ M $_\odot$）。在我们的模拟中，最大的BBH合并具有原始质量$\sim{}88$ M $_\odot$，在对不稳定质量间隙内，质量比为$\sim{}0.5$。只有来自贫金属祖先的年轻星团中诞生的BBH才能与O1和O2中质量最大的事件GW 17072…
2020-07-27 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Stellar population astrophysics (SPA) with the TNG. Revisiting the metallicity of Praesepe (M44)
疏散星团精确地跟踪着银河系盘的化学性质及其时间演化;大量的研究和大型光谱调查主要集中在相对较老的星团（年龄$\gtrsim$ 1 Gyr）的化学成分上。有趣的是，研究较少的年轻对应物在太阳周围被发现是太阳（最多），令人惊讶的是缺乏年轻的富含金属的物体。虽然毕宿星团的组成在太阳系之上的程度上有广泛的共识，但Praesepe的金属丰度仍然存在争议。最近的研究表明，这两个星团具有相同的化学成分和年龄，但这一结论是有争议的。为了重新评估Praesepe的金属丰度，以及它与毕宿星团的差异（如果有的话），本文对10个太阳型矮星成员进行了光谱研究。我们利用TNG的$GIARPS$获得高分辨率、高质量的光学和近红外光谱，并通过使用严格微分（逐线）方法导出恒星参数、金属丰度（[Fe/H]）、轻元素、$α$和铁峰元素。我们还以同样的方式分析了太阳光谱和毕宿二太阳模拟物HD 28099。我们的研究结果表明，Praesepe比Hyades更富金属，在$Δ$ [Fe/H]=+0.05 $\pm$ 0.01 dex的水平，[Fe/H]=+0.21 $\pm0.01$ dex。所有其他元素都与铁成比例，正如预期的那样。这一结果似乎否定了这两个疏散星团有共同起源的假设。最重要的是，Praesepe是目前太阳附近最富金属、最年轻的疏散星团。
2019-11-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
UV-extended E-MILES stellar population models: young components in massive early-type galaxies
我们提出了紫外扩展的E-MILES恒星星族合成模型，覆盖光谱范围1680- 50000 A，在中等高分辨率。利用NGSL空间恒星库计算了波长范围为1680 ~ 3540 A的单年龄、单金属丰度恒星星族的光谱。这些模型在分辨率和年龄/金属丰度覆盖率方面比以前基于早期天基库的研究有了重大改进。这些模型光谱与我们使用MILES在可见光中计算的光谱以及其他红色波长的经验库相结合。模型涵盖了金属丰度范围-1.79<[M/H]<+0.26和3000万年以上的年龄，适用于一套具有不同斜率的IMF类型。我们专注于行为的颜色，光谱和线强度指数在紫外线范围内作为相关的恒星星族参数的函数。虽然有些指数随着年龄和金属丰度的增加而增强，但大多数金属丰度指标都是可见的，其他指数在富含金属的恒星星族中在3 Gyr左右达到峰值，例如Mg在2800 A。我们的模型提供了合理的好适合的综合颜色和大多数线强度的星团的牛奶路和LMC。我们的全光谱适合在紫外范围内的一组具有代表性的ETG的不同质量产额年龄和金属丰度的估计非常好的协议，在光学范围内获得的。与我们的模型的大规模ETG的紫外线颜色和线强度的比较显示，年轻的恒星成分的存在下，年龄在0.1-0.5 Gyr和质量分数0.1- 0.5%的范围内，在一个老的恒星星族的顶部。
2016-12-04 astro-ph.GA
Evolution of Galaxy Star Formation and Metallicity: Impact on Double Compact Objects Mergers
我们研究了不同的星系统计和经验的金属丰度标度关系的合并率和紧凑的对象二进制文件的属性的影响。首先，我们分析了使用恒星形成率函数或恒星质量函数作为星系统计量来计算宇宙恒星形成率密度的异同。然后，我们研究了采用基本金属丰度关系或经典的质量金属丰度关系来分配具有给定性质的星系的金属丰度的效果。我们发现，当利用基本金属丰度关系，大部分的恒星形成发生在相对较高的金属丰度，甚至在高红移;相反的情况下，当采用质量金属丰度关系，因为在这种情况下，大多数恒星形成的金属丰度强烈减少与红移。我们讨论了产生这种差异的各种原因和可能的偏见。最后，我们表明，这些不同的天体物理处方的合并率和紧凑的对象二进制的属性的影响，具体而言，我们目前的结果红移相关的合并率和啁啾的质量和时间延迟分布的合并二进制。
2020-12-04 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
ALMA resolves the molecular gas in a young low-metallicity starburst galaxy at z=1.7
我们介绍了阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列观测的CO线和尘埃连续辐射的源RCSGA 032727- 132609，一个年轻的$z=1.7$低金属丰度星暴星系。探测到CO（3-2）和CO（6-5）谱线以及静止帧$450\,μm$的连续谱，并在像平面上显示出分辨结构。我们使用相应的透镜模型，以获得源平面重建的检测到的排放揭示本征通量密度的$S_{450\,μm}=23.5_{-8.1}^{+26.8}$ $μ$ Jy和本征CO光度$L'_{\rm CO(3-2)}=2.90_{-0.23}^{+0.21}\times10^{8}$ ${\rm K\,km\,s^{-1}\,pc^{2}}$和$L'_{\rm CO(6-5)}=8.0_{-1.3}^{+1.4}\times10^{7}$ ${\rm K\,km\,s^{-1}\,pc^{2}}$。我们利用源平面的解析性质分别得到了$Σ_{\rm H2}=16.2_{-3.5}^{+5.8}\,{\rm M}_{\odot}\,{\rm pc}^{-2}$和$Σ_{\rm SFR}=0.54_{-0.27}^{+0.89}\,{\rm M}_{\odot}\,{\rm yr}^{-1}\,{\rm kpc}^{-2}$的分子气体面密度和恒星形成率面密度。RCSGA 032727--132609的内在性质显示，与具有类似分子气体密度的局部螺旋星…
2017-08-25 astro-ph.GA
Spatial variations in the Milky Way disc metallicity-age relation
恒星年龄是研究银河系演化的重要组成部分。使用盖亚DR 2距离估计，现在可以通过等时线匹配来估计更大体积的演化恒星的恒星年龄。这项工作提出了[M/H]-年龄和[ $α$ /M]-年龄的关系，在银河系盘不同的空间位置。这些关系是通过分层建模恒星形成历史的恒星在一个给定的化学丰度箱。对于第一次，我们直接观察到，显着的变化是明显的[M/H]-年龄关系的函数的银心半径和距离盘中平面。的[M/H]-年龄关系支持声称，径向迁移有一个显着的影响，在平面的光盘。在圆盘平面的每个径向区域使用平均年龄最小的[M/H]仓，测量到现今的金属丰度梯度为$-0.059 \pm 0.010$ dex kpc $^{-1}$，与造父变星和年轻的场星一致。我们发现一个垂直耀斑分布的年轻恒星在外盘，证实了模型和以前的观测预测。太阳邻域[M/H]-[ $α$ /M]分布的平均年龄表明，高[M/H]星不是低$α$序列的演化延伸。我们的观测结果是重要的限制银河系模拟和化学演化模型。
2019-08-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
The host of the Type I SLSN 2017egm: A young, sub-solar metallicity environment in a massive spiral galaxy
在这里，我们提出了一个大规模的，高金属丰度的螺旋NGC 3191，SN 2017 egm的主机，最接近SLSN I型迄今的积分场研究。我们使用的数据从PMAS/CAHA和公共的MANGA调查揭示SLSN网站的属性和恒星形成的起源在这个非星爆螺旋星系。我们绘制了整个星系不同\ion{H}{II}区域的物理特性，并使用STARLIGHT拟合代码表征了它们的恒星星族。运动学信息允许研究与邻近星系的可能相互作用，作为可能导致SLSN的最近恒星形成活动的起源。NGC 3191的西部有强烈的恒星形成，有三个大的低金属量SF区域。主恒星的中心区域具有较高的金属丰度，较低的比恒星形成率和较低的电离。对恒星星族的建模给出了一个不同的图景：SLSN区域有两个年龄不同的主要恒星星族，最年轻的一个年龄为2-10百万年，金属丰度较低，可能是SN祖先的起源。NGC 3191的发射线运动学表明，它与其邻近的MCG+08-19-017在$\sim$ 45 kpc处相互作用，这可能是最近星暴的原因。事实上，这对星系总共拥有4个SNe，1988 B（Ia型），SN 2003 ds（MCG+08-19-017中的Ic型），PTF 10 bgl（SLSN-II型）和2017 egm，这是由于相互作用导致两个星系中增强的SF的基础。我们的研究表明，人们必须仔细解释全球主机，甚至气体属性，而不看该地区的恒星星族历史。SLSN…
2017-10-02 astro-ph.GA astro-ph.HE
Dynamics of stellar black holes in young star clusters with different metallicities - II. Black hole-black hole binaries
本文利用N体模拟方法研究了年轻星团中黑洞-黑洞（BH-BH）双星的形成和动力学演化。模拟包括金属依赖的配方恒星演化和恒星风，并已运行三个不同的金属丰度（Z = 0.01，0.1和1 Zsun）。根据最近的风质量损失和核心坍缩超新星的理论模型，我们假设恒星残骸的质量取决于祖星的金属丰度。我们发现BH-BH双星由于动力学交换而有效地形成：在我们的模拟中，我们发现BH-BH双星比双中子星双星多10倍。模拟的BH-BH双星在贫金属的YSC中形成得更早，因为贫金属的YSC比富金属的YSC中拥有更多的大质量黑洞（BH）。模拟的BH-BH双星具有非常大的啁啾质量（高达80 Msun），因为BH质量被假设取决于金属丰度，并且因为BH可以由于与恒星合并而增加质量。模拟的BH-BH双星的轨道周期跨度很大（10^-3- 10 ^7年），预计其中只有一小部分（0.3%）会在哈勃时间内合并。我们讨论了我们的模拟估计合并率和先进的处女座和LIGO的影响。
2014-05-20 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
A comprehensive study of NGC 2345, a young open cluster with a low metallicity
NGC 2345是一个年轻的疏散星团，拥有7颗蓝超巨星和红超巨星，金属丰度低，Be星比例高，使其成为研究恒星演化的特权实验室。我们的目标是改善集团参数的测定和研究Be现象。我们的目标也是通过推导出它们的大气参数和化学丰度来确定它的七颗演化恒星。我们首次将$ubvy$光度法与光谱法以及$Gaia$ Data Release 2相结合，进行了完整的分析。我们获得了76颗恒星的光谱，并对蓝色和红色演化恒星进行了深入分析。我们确定了一个新的红超巨星和145个B型可能的成员，半径为18.7 $\pm$ 1.2弧分，这意味着初始质量，$M_{\textrm{cl}}\approx$ 5200 M $_{\odot}$。我们发现NGC 2345的距离为2.5 $\pm$ 0.2 kpc，将其置于$R_{\textrm{GC}}$ =10.2 $\pm$ 0.2 kpc。等时线拟合支持56 $\pm$ 13 Ma的年龄，这意味着超巨星的质量约为6.5 M $_{\odot}$。发现了高比例的Be星（$\approx$ 10 $\%$），根据光谱分析，我们估计该星团的平均$v_{\textrm{rad}}$ = $+58.6\pm0.5$ kms $^{-1}$和低金属丰度，[Fe/H]= $-$ 0.28 $\pm$ 0.07。我们还确定了演化恒星的Li，O，Na，Mg，Si，Ca，Ti，Ni，R…
2019-09-11 astro-ph.GA
Revealing Potential Initial Mass Function variations with metallicity: JWST observations of young open clusters in a low-metallicity environment
本研究利用JWST深度成像首次探测了低金属丰度恒星形成星团中的褐矮星，发现其初始质量函数峰值质量显著低于以往研究，揭示了其随金属丰度降低的变化趋势，为理解恒星形成提供了重要约束。
2024-08-27 astro-ph.GA
Chemistry and Kinematics of Red Supergiant Stars in the Young Massive Cluster NGC 2100
利用K波段多目标摄谱仪（KMOS）对大麦云（LMC）中的年轻大质量星团NGC 2100中的14颗红超巨星（RSG）进行了近红外光谱观测。包括金属丰度在内的恒星参数是使用J波段分析技术估计的，该技术已在本地宇宙中进行了严格的测试。我们发现NGC 2100的平均金属丰度为[Z]= $-$ 0.43 $\pm$ 0.10 dex，与文献中对LMC的估计值非常一致。将我们在NGC 2100中的结果与具有类似质量和年龄的银河系星团（在太阳类金属丰度下）的结果进行比较，我们发现RSG在Hertzsprung-Russell图中的位置没有显着差异。我们结合所观察到的KMOS光谱，形成一个模拟的集成光团簇光谱，并表明，通过分析这个光谱作为一个单一的RSG，结果是一致的集群的平均属性。径向速度估计的目标和动力学性质估计的第一次在这个集群。这些数据与平坦的速度色散剖面一致，在95%的置信水平下，星团速度色散的上限为3.9公里/秒。然而，固有速度色散是未解决的，因此，可能会显着小于这里报告的上限。在维里平衡的假设下，得到了团簇动力学质量的上限为$M_{dyn}$ $\le$ $15.2\times10^{4}M_{\odot}$。
2016-04-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Local stellar kinematics from RAVE data: II. Radial Metallicity Gradient
我们调查径向金属丰度梯度的样本矮星的径向速度实验（RAVE）数据发布3（DR 3）。我们选择了总共约17000 F-型和G-型矮星使用的颜色，log g，和不确定性推导出的空间运动的选择，计算每个恒星的概率（运动学）人口分配厚或薄光盘使用空间运动，以及另外一个（动力学）分配使用恒星的垂直轨道偏心率。我们还按颜色进行子采样，以提供偏向于年轻薄盘星和老年薄盘星的样本。对于最年轻的样本，即垂直轨道偏心率e_V<=0.04的F-型恒星，我们导出了金属丰度梯度作为银心径向距离的函数，即d[M/H]/dR_m=-0.051+/-0.005 dex kpc^-1。偏向于较老的薄盘星的样品显示出系统性的较浅的丰度梯度。
2011-09-29 astro-ph.GA
The cosmic merger rate density of compact objects: impact of star formation, metallicity, initial mass function and binary evolution
本文计算了黑洞双星、黑洞-中子星双星和中子星双星合并的红移分布，探讨了主要的不确定性来源：恒星形成率密度、金属丰度演化、公共包层、洛希叶溢出质量转移、出生反冲、核心坍缩超新星模型和初始质量函数。在二进制的演化过程中，不确定性的共同信封喷射有重大影响：本地合并率密度的BNS变化从$\sim{}10^3$ $\sim{}20$ Gpc $^{-3}$ YR $^{-1}$，如果我们改变共同的信封效率参数从$α_{\rm CE}=7$到0.5，而本地合并率的BBH和BHNS变化的一个因素$\sim{}2-3$。当考虑$1 σ$对金属丰度演化的不确定性时，BBH合并率变化了一个数量级。相比之下，BNS合并率几乎对金属丰度不敏感。因此，BNS是对不确定的二元进化过程（如共同包络和出生踢）施加约束的理想测试平台。只有模型假设值的$α_{\rm CE}\gtrsim{}2$和适度低的出生踢（取决于喷出的质量和SN机制），导致在90%的可信区间内的本地BNS合并率密度从第二个引力波瞬态目录推断。
2021-02-11 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
MUSE spectroscopic observations of the Young Massive Cluster NGC1850
NGC 1850是本星系群中距离最近的年轻大质量星团，其质量与银河系中的球状星团相似。最近的研究揭示了其MSTO的扩展形态，这可以解释为年龄或内部旋转的扩展。其化学性质的精确光谱测定仍然缺失。我们分析了光谱与MUSE在自适应光学模式的1167颗恒星在这两个组成部分的集群（NGC 1850 A和NGC 1850 B）。由于这个数据集，我们测量到平均金属丰度<[M/H]>=-0.31 +/- 0.01，平均Ba丰度<[Ba/Fe]>=+0.40 +/- 0.02，系统径向速度< v_{LOS} >=251.1 +/- 0.3 km/s。径向速度的分散表明log（M/Ms）=4.84 +/- 0.1的动力学质量，而没有检测到显著的系统旋转。在NGC 1850 A的TO星中，我们检测到一个明显的双峰性OI线强度，其中约66%的恒星[O/Fe]~-0.16，其余的没有检测到线。大多数O-弱星优先分布在MSTO的红色一侧，并在发射中显示H线，这表明它们是以接近临界速度旋转的Be星。在正常的MSTO恒星中，红色恒星的平均线轮廓比蓝色的更宽，这表明颜色和旋转速度之间存在相关性。根据年龄-金属丰度关系，该星团的平均金属丰度位于大麦哲伦星云金属丰度分布的富金属一侧。Ba和O的丰度与在该星系的酒吧中测量的一致。观测到的MS星间OI谱线宽度的扩展可以解释为O-弱星包层中发生的旋转混…
2022-02-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Red Giants in the Small Magellanic Cloud. II. Metallicity Gradient and Age-Metallicity Relation
我们目前的结果，从最大的CaII三线金属丰度研究的小麦哲伦云（SMC）场红巨星的日期，涉及3037对象分布在约37.5平方米。度，围绕着这个星系我们发现[Fe/H]=-0.99+/-0.01的中值金属丰度，有明显的证据表明丰度梯度为-0.075+/-0.011 dex / deg。在内部5度上。我们解释的丰度梯度是一个越来越大的分数的年轻恒星的银河系中心半径减小的结果，再加上一个统一的全球年龄金属丰度关系。我们还表明，年龄-金属丰度关系的中间年龄人口位于10千秒差距前的东北部的云是无法区分的星系的主体，支持先前的猜想，这是一个恒星模拟的麦哲伦桥。我们的RGB恒星样本中贫金属和富金属的四分位数（麦哲伦云光度测量的互补光学光度测量）分别比大约6 Gyr更老和更年轻。因此，我们画了一个运动学签名之间的联系，暂时由我们与盘状结构，并在恒星起源的高潮印在SMC的中心地区的恒星形成历史。我们的结论是，5- 6 Gyr前恒星形成率的增加很可能是由SMC和LMC之间的相互作用引发的。
2014-05-26 astro-ph.GA
NGC 3105: a young open cluster with low metallicity
NGC 3105是一个年轻的疏散星团，拥有蓝色、黄色和红色的超巨星。这种罕见的组合使其成为约束大质量恒星演化模型的绝佳实验室。对它的研究很少，其年龄或距离等基本参数也没有很好的定义。我们打算以一种准确的方式来描述集群以及其演变的恒星，我们第一次获得大气参数和化学丰度。我们确定了126 B型可能的成员半径为2.7 $\pm$ 0.6弧分，这意味着初始质量，$M_{cl}\approx$ 4100 M $_{\odot}$。我们发现NGC 3105的距离为7.2 $\pm$ 0.7 kpc，将其置于$R_{GC}$ =10.0 $\pm$ 1.2 kpc。等时线拟合支持28 $\pm$ 6 Ma的年龄，这意味着超巨星的质量约为9.5 M $_{\odot}$。高比例的Be星（$\approx$ 25%）被发现在主序列的顶部，直到光谱类型b3。根据光谱分析，我们估计星团a $v_{rad}$ =+46.9 $\pm$ 0.9 km s $^{-1}$和一个低金属丰度，[Fe/H]=-0.29 $\pm$ 0.22.我们还首次确定了演化恒星的Li、O、Na、Mg、Si、Ca、Ti、Ni、Rb、Y和Ba的化学丰度。星团的化学成分与银河系薄盘的化学成分一致。发现Ba过量，支持增强的$s$ -过程。NGC 3105的金属丰度较低，与典型的LMC恒星相当。这是一个有价值的螺旋示踪剂在一个非常遥远的…
2018-05-01 astro-ph.GA
The impact of metallicity-dependent mass loss versus dynamical heating on the early evolution of star clusters
我们已经运行了直接N体模拟来研究恒星演化和动力学对具有不同金属丰度（Z= 1，0.1，0.01太阳金属丰度）的年轻大质量（3 × 10^4太阳质量）星团（SC）结构性质的影响。金属丰度驱动恒星风和超新星（SNe）的质量损失，在高金属丰度时，SC损失更多的质量。我们模拟了三组初始条件，具有不同的初始弛豫时间尺度。我们发现，半质量半径的SC的演变取决于如何快速的两体弛豫是相对于大质量恒星的寿命。如果核心崩溃是缓慢的恒星演化相比，恒星风和SNe的质量损失是主导机制驱动SC的演变，和富金属的SC扩展比贫金属的。相比之下，如果核心坍缩发生在一个可比的时间尺度相对于大质量恒星的寿命，那么SC的演变取决于质量损失和三体相遇之间的相互作用：动力学加热三体相遇（质量损失恒星风和SNe）是主要的过程，驱动膨胀的核心贫金属（富金属）SC。因此，贫金属SC的半质量半径比富金属SC的半质量半径扩大得更多。我们还发现了核心半径振荡，随着金属丰度的降低，振荡的数量和幅度都会增加。
2014-09-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Very Massive Star Models: I. Impact of Rotation and Metallicity and Comparisons with Observations
本文利用GENEC代码研究自转和金属丰度对极大质量恒星演化的影响，发现低金属丰度模型对自转敏感而高金属丰度模型受质量损失主导，并通过与LMC及R136星团观测比较，约束了质量损失、初始自转速度及黑洞形成质量上限。
2023-09-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
The galaxy counterpart of the high-metallicity and 16 kpc impact parameter DLA towards Q0918+1636 - a challenge to galaxy formation models?
类星体Q 0918 +1636（z=3.07）沿着视线有一个高金属量的阻尼莱曼α吸收体（DLA），红移为z=2.58。DLA位于16.2 kpc的大碰撞参量处，具有接近太阳的金属丰度。结果表明，一种新型的宇宙学星系形成模型，调用一个新的SNII反馈处方，Haardt & Madau（2012）UVB场和显式处理UVB自屏蔽，可以再现观察到的DLA的特性。分析中还考虑了来自星系中年轻恒星星族的紫外线辐射，特别是在光子能量范围10.36-13.61 eV（与硫II丰度有关）内。发现a）对于L~L* 星系（z=2.58），在碰撞参量16.2 kpc时，大约10%通过星系的视线将显示出硫II柱密度N（SII）$>$ 10 $^{15.82}$ cm $^{-2}$（DLA的观测值），以及b）仅考虑在16.2千秒差距碰撞参量下探测到近太阳金属丰度的情况，星系SFR的概率分布峰值接近DLA星系对应物的观测值~27 Msun/yr。有人认为，大部分的α-元素，如硫，追踪高金属柱密度，b=16.2 kpc的吸收线，是由演化中的年轻恒星在银河系内部产生的，后来被银河风向外输送。
2016-10-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Impact of radial migration on stellar and gas radial metallicity distribution
径向迁移的定义是恒星和气体的引导中心半径的变化所造成的增益或损失的角动量的重力相互作用与非轴对称结构。这已经被证明对银河系盘中的金属丰度分布有重大影响，因此影响了银河系考古学的解释。我们使用一个银河系大小的星系的模拟研究恒星和气体径向金属丰度分布的径向迁移的效果。我们发现恒星和气体组分都表现出明显的径向迁移。恒星的径向金属丰度梯度几乎保持不变，但恒星的径向金属丰度分布被扩大，在所有半径产生更大的分散。然而，气体的金属丰度分布仍然很窄。我们发现，气体金属丰度分布演化的主要驱动力是金属富集和混合：更有效的金属富集在内部区域保持一个负斜率的径向金属丰度分布，和金属混合确保气体金属丰度与半径的紧密关系。的金属丰度分布函数再现的趋势，年龄-金属丰度的关系，发现在银河系中的恒星年龄小于1.0 Gyr的观测。
2015-01-07 astro-ph.GA
Deciphering stellar metallicities in the early Universe: Case study of a young galaxy at z = 4.77 in the MUSE eXtremely Deep Field
直接描述遥远星系中第一代恒星的特征是观测宇宙学的一个关键任务。我们提出了一个案例研究的ID 53在z=4.77，紫外线最亮（但L*）恒星形成星系在z>3的MUSE eXtremely深场与$10^9$ M $_{\odot}$的质量。除了非常强的Lyman- $α$（Ly $α$）发射，我们清楚地检测到（恒星）连续谱和NV P-Cygni功能，星际吸收，精细结构发射和星云CIV发射线在140小时的光谱。在哈勃空间望远镜数据中的两个空间分辨组件的连续发射混合在MUSE数据中，但我们表明，星云CIV发射起源于星系的子组件。紫外光谱可以与最近的BPASS恒星星族模型相结合的单次爆发或连续的恒星形成历史（SFHS），一个标准的初始质量函数，和衰减规律。具有年轻年龄和低金属量（log 10（年龄/年）=6.5-7.6和[Z/H]=-2.15至-1.15）的模型是优选的。最佳拟合模型的内禀H $α$光度比从斯皮策/IRAC数据推断的H $α$光度高一个数量级，这表明电离光子的逃逸分数高，星云到恒星尘埃的相对衰减高，或者是复杂的SFH。在z=3-5时，金属丰度似乎低于更大质量星系的金属丰度，这与较年轻星系具有较低金属丰度的情况一致。这种化学不成熟可能促进了Ly $α$逃逸，解释了为什么Ly $α$等效宽度与恒星金属丰度反相关。最后，我们强调，SFHS的不确定性对未来年轻星系的恒星金属丰度的推断提…
2022-01-14 astro-ph.GA
Spitzer Mid-infrared Study of Sh 2-208: Evolution of Protoplanetary Disks in Low-metallicity Environments
本文介绍了用Spitzer/IRAC对Sh 2-208（S208）中的一个年轻星系团进行的灵敏的MIR测光，该星系团位于银河系金属丰度最低的HII区之一，${\rm [O/H]} = -0.8$ dex。先前的研究表明，该星团的年龄为50万年，距离为$\sim$ kpc，这与盖亚EDR 3的天体测量距离一致。在$\sim$ $3.5 \times 4$ -arcmin场中，在$\ge$ 10 $σ$的至少一个MIR波段中探测到96个源，覆盖了$\sim$ 1.0- $M_\odot$质量探测极限的中等质量恒星。根据近红外$K_S$和IRAC波段的光谱能量分布斜率的空间分布和源的位置，共识别出41个可能的星系团成员。的累积分布的SED斜率的S208集群是没有显着不同的其他集群在太阳金属丰度环境中与大约相同的年龄的中等质量的恒星，如果一个人也认为未检测到的MIR源确定为S208集群成员从近红外观测。这表明粉尘生长/沉降的程度不会随着金属丰度的显著变化而变化，如$\sim$ 1 dex那样不同。对于$\ge$ 1- $M_\odot$质量的星团成员，具有MIR盘发射的恒星比例为64%-93%，这与太阳金属丰度环境中的结果相当。虽然这可能表明，占主导地位的磁盘分散机制的中等质量的恒星要么没有，或非常弱，依赖于金属丰度，它可以说，这可能意味着磁盘分散过程并没有有效地在这个年轻的阶段。
2021-04-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
News on the s process from young open clusters
最近对比太阳年轻的疏散星团（[Fe/H]>=0）进行的光谱测量表明，太阳形成后银河系中富中子元素的丰度持续增加，大致保持类似太阳的分布。这种趋势需要比目前假设的更大的中子注量，因为后者每个铁种子的中子太少了。我们认为，如果低质量AGB星（M <1.5 M \odot）从^{13}C（α，n）^{16}O反应中释放出的中子比大质量AGB星（M > 1.5 M \odot）中假设的大4倍，那么观测到的增强可以通过核合成产生。采用这样一个更强的中子源作为贡献者的丰度在太阳形成的时候，我们表明，这也影响了太阳的S-过程分布，使其主要组成部分是很好地再现，而不需要假设特设的主要来源的S元素合成到A \sim 130，相反的建议从其他作品。我们发现的预期丰度的变化主要是由于以下原因。i）增强中子源增加了s过程的效率，因此随后的恒星产额现在模仿太阳分布，金属丰度高于以前（[Fe/H]>=-0.1）。ii）在金属丰度范围内，年龄-金属丰度关系在几个Gyr中相当平坦，因此这些条件保持稳定，而维持类似太阳的丰度模式所必需的核产额增加，可以支配形成后续恒星的星际介质的组成。
2011-12-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical abundances of Young Massive Clusters in NGC 1313
我们分析了棒旋星系NGC 1313中五个年轻大质量星系团（YMC）的光谱观测结果，从它们的积分光中获得详细的丰度。我们的YMCs样本是用甚大望远镜（VLT）上的X-Shooter摄谱仪观察到的。我们利用理论上的等时线来生成合成的积分光谱，迭代单个元素的丰度，直到收敛到最适合观测的值。我们测量了[Ca/Fe]、[Ti/Fe]、[Mg/Fe]、[Cr/Fe]和[Ni/Fe]的丰度比。我们估计Fe丰度梯度为$-$ 0.124 $\pm$ 0.034 dex kpc $^{-1}$，$α$梯度略浅，为$-$ 0.093 $\pm$ 0.009 dex kpc $^{-1}$。这与之前专注于气相丰度的金属丰度研究形成对比，后者发现NGC 1313是已知没有径向丰度梯度的最高质量棒星系。我们建议，不同的研究之间的梯度差异源于金属丰度校准用于研究气相丰度。我们还观察到一个年龄-金属丰度趋势，这支持了整个星系恒星形成的恒定情景，在YMC NGC 1313-379所在的西南地区可能有恒星形成的爆发。
2022-07-05 astro-ph.GA
ISM metallicity variations across spiral arms in disk galaxies: the impact of local enrichment and gas migration in the presence of radial metallicity gradient
ISM中的化学丰度变化提供了有关星系演化、恒星形成和富集历史的重要信息。最近对盘状星系的观测表明，如果ISM中出现大尺度的方位角金属丰度变化，它们与旋臂有关。在这项工作中，我们使用一组化学动力学模拟的银河系的螺旋星系，量化的影响，气体径向运动~（迁移）在预先存在的径向金属丰度梯度和本地ISM富集的平均ISM金属丰度在螺旋臂附近的全球和本地的变化。在所有的模型中，我们发现气体金属丰度\approx 0.04-0.06 dex在给定的银河系中心距离的分散。在大尺度上，我们观察到的螺旋状金属丰度模式的存在下，在ISM的径向金属丰度梯度的模型更突出。然而，在我们的模拟中，大规模ISM金属丰度分布的形态显着不同的螺旋臂结构中的恒星/气体成分，导致沿螺旋臂的正和负的剩余~（减去径向梯度后）金属丰度趋势。我们讨论了剩余的ISM金属丰度值与恒星形成率，气体运动学和偏移的螺旋臂的相关性，得出的结论是存在的径向金属丰度梯度是必不可少的方位角变化的金属丰度。与此同时，局部富集本身不太可能驱动整个螺旋的金属丰度的系统变化。
2022-09-29 astro-ph.GA
On the Metallicity Gradient in the Galactic Disk
在银盘的化学成分梯度的问题进行了研究的基础上的一个样本的金属丰度估计的疏散星团，使用盖亚DR 2-改进的距离估计。一个明显的非单调的变化，观察到在星系团的平均金属丰度与银河系中心距离的增加。人们可以清楚地看到在银心距离约为9.5 kpc时，金属丰度跳升0.22 in [Fe/H]，这似乎与银盘最薄和最年轻的组成部分的外边界有关。在盘的内部（R<9 kpc）和外部（R>10 kpc）区域没有明显的金属丰度梯度，这表明在与所考虑的盘区域的年龄相对应的年龄级上，没有明显的金属富集。观测数据表明，磁盘经验显着的金属富集，只有在恒星爆发的时代。没有发现显着的依赖关系之间的平均金属丰度和年龄的集群。
2020-01-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Metallicity gradients of disc stars for a cosmologically simulated galaxy
我们首次分析了用我们的三维、完全宇宙学的化学动力学星系演化代码GCD+模拟的盘星系盘星的径向丰度梯度。研究了[Fe/H]、[N/O]、[O/Fe]、[Mg/Fe]和[Si/Fe]随银河系中心半径的变化规律。对于盘中的年轻恒星，[Fe/H]和[N/O]与半径的斜率为负，而[O/Fe]、[Mg/Fe]和[Si/Fe]与半径的斜率为正。通过分析不同半径下的恒星形成率（SFR），我们发现模拟的圆盘在外部区域包含更大比例的年轻恒星，而老恒星往往集中在圆盘的内部。这可以解释正的[α/Fe]梯度以及负的[N/O]梯度与半径。这种径向的趋势是一个自然的结果，由内而外形成的光盘，无论其大小，因此可以解释最近观察到的积极的[α/Fe]梯度在银河系盘疏散星团。
2011-03-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
