Damped Lyman-alpha systems in high-resolution hydrodynamical simulations
本文利用LambdaCDM模型的高分辨率和大盒尺寸宇宙流体动力学模拟研究了阻尼莱曼α系统的性质。使用的数字代码是GADGET-2的修改版，采用了自洽的金属富集机制（Tornatore等人，2007年）。我们探讨了一些相关的物理量的数值收敛，我们改变参数描述的性质的星系风，初始恒星质量函数，线性暗物质功率谱和金属富集模式的IGM（星系际介质）周围DLAs。我们发现，强星系风的速度约为600公里/秒，在一个能量驱动的风的情况下，需要为了匹配所观察到的列密度分布函数的DLAs和中性氢含量的红移的演变。动量驱动的银河风模型的实施，涉及到风的速度和质量负荷的暗物质晕的属性，显示出一种行为，这是中间的能量驱动的银河风的小（100公里/秒）和大（600公里/秒）的速度。在z=3时，质量在10^9 ~ 10^10 h^-1 M_sun之间的晕，对于直径小于10^20.8 cm^-2的DLA，对柱密度分布函数的贡献是显著的。通过插值物理量沿视线通过大量的晕，我们定性地显示不同的星系风模型的影响IGM周围的DLAs。此外，我们分析了与DLAs相关的SiII的速度宽度相关的统计数据：风中的金属丰度似乎是相当cluerous，这产生了低估所观察到的速度宽度。我们概述了这个问题的可能解决方案。
2009-04-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
How the First Stars Regulated Star Formation. II. Enrichment by Nearby Supernovae
来自第三星族（Pop III）超新星的金属导致了早期宇宙中质量较小的Pop II恒星的形成，改变了原始星系的演化过程和宇宙学的再电离。第一颗超新星的重元素被第二代恒星吸收的情况有很多种，但宇宙学模拟只在最大尺度上模拟它们。我们提出了小规模的，高分辨率的模拟化学富集的原始晕附近的超新星部分蒸发后的祖星。我们发现，从爆炸喷出物碰撞和混合激烈的烧蚀流赶走晕的恒星，创造密集，丰富的团块能够崩溃成流行II星。金属可能与部分暴露的晕核心混合效率较低，因此它可能形成Pop III或Pop II恒星。因此，如果喷出物没有从晕中剥离出所有的气体，那么波普II和III星都可能在碰撞后形成。爆炸前晕的部分蒸发对超新星后来的富集至关重要。
2017-06-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Inferring Dense Confined Circumstellar Medium around Supernova Progenitors via Long-term Hydrodynamical Evolution
超新星喷出物的星周相互作用是其演化过程中必不可少的一个过程，对超新星的观测发现，在超新星演化的早期和晚期都存在星周相互作用的特征。在这封信中，我们表明，如果SN前向激波从祖星附近的致密星周介质（CSM）坠入稀薄的恒星风（即，约束CSM），SN-CSM相互作用系统的后续时间演化偏离了自相似解的预测.在这种情况下，在所有受限CSM被SN前向激波扫起之后（大约在爆炸后$10$天），受冲击壳的传播将由受限CSM组件的自由膨胀冲压压力驱动，而不是SN喷出物。同时，一旦约束CSM分量达到同系膨胀，前向激波的减速比薄壳近似的预测快。这将持续到封闭CSM组件中的反向冲击到达SN喷出物的头部，导致系统恢复到没有封闭CSM的演化模型中，SN喷出物驱动系统的膨胀。我们还表明，这种特殊的演变将反映在观测签名起源于SN-CSM相互作用，以快速下降和重新明亮的无线电发射为例。我们的研究结果揭示了考虑初始SN-CSM相互作用的影响的重要性，即使我们专注于SNe爆炸后几年的观测特性。
2025-07-11 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Chemical Abundance Patterns and the Early Environment of Dwarf Galaxies
最近的观测表明，银河系恒星晕中的低金属丰度恒星和矮卫星星系中的低金属丰度恒星之间存在着丰度模式的差异。本文首先研究了银河系形成前的早期环境在塑造这些恒星星族中可能扮演的角色。特别是，我们认为是否在交叉污染的恒星晕和卫星的祖先之间的差异可能有助于解释丰度模式的差异。使用N体模拟，我们发现，主晕的祖先晕主要聚集在一起，在z=10，而卫星星系的祖先仍然在这个集群的外围。接下来，分析模拟的超新星驱动风表明，主晕祖细胞更有效地相互交叉污染，而卫星星系祖细胞仍然更加孤立。因此，不均匀的交叉污染，由于不同的高Z空间位置的每个系统的祖先可以帮助解释观测到的丰度模式的差异今天。相反，这些差异是早期金属富集不均匀性的标志。
2013-06-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
The survey of planetary nebulae in Andromeda (M 31) V. Chemical enrichment of the thin and thicker discs of Andromeda. Oxygen to argon abundance ratios for planetary nebulae and H II regions
我们使用低内部消光（祖先年龄>4.5 Gyr）和高消光（祖先年龄<2.5 Gyr）行星状星云（PNe）以及H II区的氧和氩丰度，来限制M31薄盘和厚盘的化学富集和恒星形成效率。氩元素在Ia型超新星（SNe）中产生的比例大于氧。我们发现，平均log（O/Ar）值的PNe作为其氩丰度的函数，12 + log（Ar/H），跟踪星际物质（ISM）的条件下，在M31盘PN祖先的诞生。因此，在恒星的[α/Fe]与[Fe/H]分布中编码的化学富集和恒星形成效率信息也被印在不同恒星演化阶段的星云发射的氧氩丰度比log（O/Ar）与氩丰度中。我们建议使用log（O/Ar）vs.（12 + log（Ar/H））分布来约束薄和厚的M31盘中的母恒星星族的恒星形成历史。对于内侧M31盘（R_{GC} < 14 kpc），化学演化模型将平均log（O/Ar）值再现为高消光和低消光PNe的氩丰度的函数，需要在富气（湿）卫星合并期间金属贫气的第二次下降。在M31中，薄盘较年轻，径向延伸较少，以更高的恒星形成效率形成恒星，并且比更延伸，更厚的盘具有更快的化学富集时间尺度。M31中的薄盘和厚盘都达到类似的高氩丰度（12 + log（Ar/H））~ 6.7。因此，M31中薄/厚盘的化学和结构性质与银河系薄盘和厚盘的化学和结构性质明显不同。
2022-08-03 astro-ph.GA
Chemical enrichment of the pre-solar cloud by supernova dust grains
在太阳系陨石中存在短寿命放射性同位素（SLR）被解释为太阳系在其形成前不久或形成期间暴露于超新星的证据。然而，SLR注入到原太阳云或盘的流体动力学模型的结果表明，气相混合可能不足以有效地再现所观察到的丰度。作为一种替代方案，我们探索通过尘埃颗粒的SLR注入作为克服混合障碍的一种方式。我们数值模拟的超新星遗迹包含SLR丰富的尘埃颗粒与附近的分子云的相互作用。尘埃颗粒受到拖曳力以及热和非热溅射。我们确认，不断扩大的气体壳层失速后，与致密的云和气相SLR注射发生缓慢，由于在云表面的流体动力学不稳定性的影响。相比之下，足够大的尘埃颗粒（> 1微米）与气体分离，并在0.1百万年内渗透到云中。一旦进入云内，尘埃颗粒就会被溅射破坏，释放出SLR并迅速丰富致密（潜在的恒星形成）区域。我们的研究结果表明，尘埃颗粒上的SLR传输是一个可行的机制来解释SLR富集。
2016-08-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Ranking Theoretical Supernovae Explosion Models from Observations of the Intracluster Gas
团内介质（ICM）是宇宙历史上不同类型超新星（SNe）合成的重元素的储存库。不同的富集机制导致不同的相对金属产量，主要是由不同的SNe型优势造成的。使用空间分辨X射线光谱法，可以探测每种金属富集机制的贡献。然而，大量物理上可行的超新星爆炸模型使得ICM浓缩历史的分析更加不确定。本文提出了一种非参数PDF分析排名不同的理论SNe产量模型，通过比较他们的性能与观察。具体来说，我们应用这种新的方法来排名7192核心塌陷SN和Ia型SN模型的组合使用8丰度比从$Suzaku$观测18个星系系统（集群和集团），以测试他们的预测。这种新技术可以比较许多SN模型，并最大限度地提高光谱信息提取，考虑所有个人的可测量丰度比和它们的不确定性。我们发现，II型超新星与非零初始金属丰度的祖先一般表现优于对不稳定SN和Hypernova模型和3D SNIa模型（与WD祖中心密度$2.9\times10^9 \mathrm{g\,cm^{-3}}$）在所有测试的SN模型对中表现最好。
2022-07-01 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Progenitor mass and ejecta asymmetry of SN 2023ixf from nebular spectroscopy
通过分析SN 2023ixf爆炸后259天的星云光谱，发现抛射物存在不对称性，并基于通量比与光谱模型比较确定其前身星质量为12至15太阳质量，支持低质量前身星结论。
2024-05-31 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Physical properties of galaxies: toward a consistent comparison between hydrodynamical simulations and SDSS
我们研究了应用观测技术来获得模拟星系的属性的影响，目的是在观测和模拟之间进行无偏的比较。在我们的研究中，我们使用了15个星系在宇宙学背景下使用三种不同的反馈和化学富集模型进行模拟，并将它们的z=0属性与斯隆数字巡天（SDSS）的数据进行了比较。我们表明，直接从模拟中获得的物理性质，而无需后处理，可以是非常不同的模仿观测技术。为了给模拟器提供一种方法来可靠地比较他们的星系与SDSS数据，对于我们研究的每个物理属性-颜色，星等，气体和恒星金属丰度，平均恒星年龄和恒星形成率-我们给出了尺度关系，可以很容易地应用于从模拟中提取的值。这些标度一般有很高的相关性，除了星系平均恒星年龄和气体氧金属丰度。我们模拟的星系在光度上与蓝云/绿谷中的星系相似，但一般来说，与SDSS中的大多数螺旋星系相比，它们看起来更老，更被动，金属含量更低。由于仔细评估与观测的一致性/不一致性是流体动力学代码中重子物理学的主要测试，我们的研究表明，在推导星系属性时考虑观测偏差对于决定星系形成模型的失败/成功至关重要。
2016-07-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Athena X-IFU synthetic observations of galaxy clusters to probe the chemical enrichment of the Universe
宇宙金属产生的答案可以在星系团中找到，特别是在它们的星系团内介质（ICM）中。下一代欧洲X射线天文台雅典娜（2030年）上的X射线积分场单元（X-IFU）将在空间分辨光谱学方面提供必要的飞跃，以解开这种化学富集的复杂机制。在本文中，我们探讨了未来的能力的X-IFU探测热气体内的星系团。从宇宙学流体动力学模拟中提取的四个集群的测试样本，我们提出了全面的综合观测这些集群在不同的红移（z = 2）和缩放半径R500内使用仪器模拟器SIXTE。通过100 ks曝光，我们证明了X-IFU将提供ICM物理特性的空间分辨标测，几乎没有偏倚（<5%），并且在统计不确定性范围内。对R500内丰度分布和丰度比的详细研究还突出了X-IFU在对各种富集模型提供约束方面的能力。从合成观测到z = 2，我们还量化了它在整个宇宙时间内以极高的精度跟踪化学元素的能力，从而研究金属生产机制的演变以及与恒星初始质量函数的联系。我们的研究证明了X-IFU在揭示ICM特性方面的前所未有的能力，但也强调了未来高分辨率X射线任务（如雅典娜）所面临的数据分析挑战。
2018-09-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Chemodynamics of a Simulated Disc Galaxy: Initial Mass Functions and SNIa Progenitors
我们跟踪的形成和平流的几个元素内的宇宙学自适应网格细化模拟的L* 星系。我们使用9个实现相同的初始条件与不同的恒星初始质量函数（IMF），质量限制的II型和Ia型超新星（SNII，SNIa）和恒星寿命来约束这些亚网格现象。我们的代码包括自引力，流体力学，恒星形成，辐射冷却和宇宙学框架内的多个来源的反馈。根据我们的核合成的假设，我们发现，SNII与祖质量高达100 Msun需要匹配低金属丰度气体氧丰度。延迟SNIa是必要的，以重现经典的化学演化膝[O/Fe]-[Fe/H]：更迅速的SNIa延迟时间分布不重现这一功能。在我们的框架内的流体动力学混合的金属和星系合并，我们发现，化学演化是敏感的IMF的形状，并存在着与SNII的质量范围的简并。我们看了丰度平面，并呈现了不同区域的特性，注意到卫星和一系列具有更大速度分散的嵌套圆盘的独特化学特性，随着年龄的增长，它们更富含α，金属更贫乏。
2014-08-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Probing cosmic chemical enrichment with next-generation gravitational-wave observatories
本文提出利用下一代引力波探测器观测不同金属度偏好的BBH子种群，以同时约束高红移恒星形成率与金属度分布。
2025-02-18 astro-ph.GA astro-ph.HE gr-qc
A Modified Initial Mass Function of the First Stars with Explodability Theory under Different Enrichment Scenarios
National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）
本文基于爆炸性理论修改了第一星的初始质量函数，提出了一个极极端或接近平坦的初始质量函数，以解释最早金属富集过程中的超新星爆炸性。
2024-09-13 astro-ph.GA
When galaxies align: intrinsic alignments of the progenitors of elliptical galaxies in the Horizon-AGN simulation
今天的椭圆星系似乎与宇宙的大尺度结构成一直线，但它们何时获得这种排列仍然是一个悬而未决的问题。目前的观测数据不足以提供约束的时间演化的内在的路线，因此现有的模型范围从假设星系获得一些原始的排列在形成，建议他们立即作出反应的潮汐相互作用的大尺度结构。利用宇宙学流体动力学模拟Horizon-AGN，我们测量了星系长轴与潮汐场本征矢量之间的相对排列随红移的变化。我们专注于约束的大质量$z=0$椭圆星系，在低红移的主要弱透镜污染物的主要祖先的排列的时间演化。我们表明，这个人口，在$z=0$有一个恒星质量以上$10^{10.4}$ M $_\odot$，过渡到没有对齐的潮汐场在$z=3$，一个显着的对齐由$z=1$。从$z=0.5$开始，它们以近似恒定的水平保持其对齐，直到$z=0$。我们发现了一个质量依赖性的椭圆祖细胞的对齐信号，即椭圆，是质量较低的今天（$10^{10.4}<M/{\rm M}_\odot<10^{10.7}$）不成为对齐，直到后来的红移（$z<2$），相比更大的同行。我们还提出了一个扩展的研究祖先的路线在参数空间的恒星质量和星系动力学，形状定义和潮汐场平滑的影响。
2019-11-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
The imprint of a symbiotic binary progenitor on the properties of Kepler's supernova remnant
我们提出了SN 1604的Ia型超新星遗迹（SNR）的模型，也被称为开普勒的SNR。我们发现它的主要特征可以用一个由一颗白矮星和一颗初始质量为4-5 M太阳的AGB施主星组成的共生双星的祖先模型来解释。从施主星发出的缓慢的、富含氮的风部分被白矮星吸积，但也产生了一个环绕恒星的气泡。根据观测证据，我们假设该系统以250 km/s的速度移动。由于系统运动，风和星际介质之间的相互作用导致了弓形激波的形成，这可以解释单侧富氮壳层的存在。我们提出了两个二维流体动力学模拟壳的形成和SNR的演变。SNR模拟结果与观测到的开普勒SNR的运动学和形态学特性吻合得很好。具体来说，该模型再现了观测到的膨胀参数（m=V/（R/t）），在开普勒的SNR的北部m=0.35，南部m=0.6。我们讨论了我们的流体动力学模拟之间的变化，根据观察，并表明，部分冲击波可能已经完全穿过单面壳。模拟结果显示，超新星SN 1604与开普勒的信噪比之间的距离为6 kpc，或者说SN 1604是一个次高能的Ia型爆炸。最后，我们讨论了我们的模型Ia型超新星及其残余物的一般可能的影响。
2011-03-28 astro-ph.GA
Abundances of planetary nebulae and evolved stars: Iron and sulfur depletion, and carbon and nitrogen enrichment, in low- and intermediate-mass stellar populations in the Milky Way
本文通过对比银河系行星状星云与其RGB/AGB前身恒星的元素丰度，量化了铁和硫的尘埃耗损及碳氮富集，为未来星云与恒星样本比较研究提供基准。
2024-07-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical Signatures of the First Galaxies: Criteria for One-Shot Enrichment
我们利用局部超暗矮星系（UFDs; L_tot < 10^5 L_sun）中的贫金属星来经验性地限制第一个星系的形成过程。由于UFD的恒星形成历史比银河系的晕简单得多，它们的恒星星族应该保留了它们长寿的低质量恒星中第一颗超新星爆炸的化石记录。最近的流体动力学模拟的第一个星系形成的指导下，我们开发了一套恒星丰度的签名，这样一个早期系统的核合成的历史，如果它被观察到在当今的宇宙。具体来说，我们认为，第一个星系是化学“一枪”事件的产物，只有一个（长寿）恒星一代的形式后，第一，人口III，SN爆炸。因此，我们的丰度标准限制了第一个星系内部负反馈效应的强度。我们比较恒星的UFD的内容与这些一次性标准。有几个系统（大熊座II，后发座Berenices，牧夫座I，狮子座IV，Segue 1）在很大程度上满足了这些要求，这表明它们的高红移前辈确实经历了关闭恒星形成的强烈反馈效应。我们把研究矮星系的整个恒星星族，以推断第一个星系的性质和起源的细节称为“矮星系考古学”。这将为第一个星系、幸存的贫金属矮星系和银河系的构建块之间的联系提供线索。
2012-09-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the Impact of Neutron Star Binaries Natal-Kick Distribution on the Galactic r-process Enrichment
研究了中子星双星的出生反冲分布对银河系r过程富集的影响。我们根据N体模拟结果模拟了一个银河系型晕的生长过程，并利用多历元丰度匹配技术模拟了它的恒星形成历史。我们认为NSB的合并远远超出了星系的有效半径（$>2\times R_\mathrm{eff}$）不有助于银河系r-过程富集。假设幂律延迟时间分布（DTD）函数（$\propto t^{-1}$）与$t_\mathrm{min}=30$ Myr的二进制合并的时间尺度，和指数分布的出生踢分布的平均值为180公里秒$^{-1}$，我们表明，高达$\sim$ 40%的所有形成的NSB不有助于r-过程富集$z=0$，要么是因为它们在远离星系的给定红移（达到$\sim$ 25%）处合并，要么是因为它们到今天还没有合并（$\sim$ 15%）。我们的结果在很大程度上对DTD函数的细节不敏感。假设1亿年的恒定聚结时间尺度很好地接近所采用的DTD，其中30%的NSB对r-过程富集没有贡献。我们的研究结果，虽然相当依赖于所采用的出生踢分布，代表了第一步，估计出生踢和DTD功能的影响r-过程富集的星系，将需要纳入流体动力学模拟。
2017-07-24 astro-ph.GA astro-ph.HE
The chemical imprint of the bursty nature of Milky Way's progenitors
低中子俘获元素丰度的碳增强贫金属星（CEMP-无星）是银河系中普遍存在的贫金属星。最近的观测发现了它们的两个亚组，它们的碳/镁（[C/Mg]）丰度比不同。在这里，我们表明，类似的丰度模式也存在于银河系的星系中的EAGLE宇宙流体动力学模拟，这些模式起源于这样一个事实，即恒星可能形成的气体主要由渐近巨星分支（AGB）恒星或II型超新星富集。这发生在恒星形成于混合不良的星际介质中，这些星际物质是正在经历爆发性恒星形成的银河系祖先星系。具有较低[C/Mg]的CEMP-no恒星在星暴开始时由低金属丰度的II型超新星富集的气体形成，这些超新星提供了强大的外流，淬灭了进一步的恒星形成。当宇宙学气体吸积后恒星形成恢复时，具有较高[C/Mg]的CEMP-无恒星形成，AGB喷出物富集明显的钡丰度较高，镁丰度较低。这表明，银河系祖先中爆发性的恒星形成在CEMP恒星的丰度模式中留下了永久的印记。
2018-10-14 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Structure, Kinematics, and Chemical Enrichment Patterns after Major Gas-Rich Disc-Disc Mergers
我们使用了N-体平滑粒子流体动力学算法，详细处理恒星形成，超新星反馈和化学富集，进行8个模拟气体丰富的盘星系之间的合并。我们改变的质量比的祖先，他们的旋转轴，和他们的轨道参数和分析的残余物的运动学，结构和化学性质。这些模拟结果中的六个合并残留物的形成与光盘形态作为一个结果的残留物的大气体部分。我们发现，恒星合并过程中形成（突然的星爆发生在我们的模拟和持续0.2-0.3 Gyr）和合并后形成的那些有不同的运动学和化学性质。第一类位于厚盘或晕中。它们部分受到速度弥散的支持，即使在金属丰度高达[Fe/H]=-0.5时也具有高[α/Fe]比。前者-年轻的组件-位于旋转支撑的薄圆盘中，并且具有较低的[α/Fe]比。这两个组件的旋转支持的差异导致厚盘的旋转滞后的薄盘的多达两个因素，最近observed.We发现，而合并残留的运动学和结构特性强烈依赖于合并的轨道参数，有一个显着的均匀性的合并的化学性质。这表明，可以得出关于富气合并的化学特征的一般结论。
2009-11-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraining the PopIII IMF with high-z GRBs
利用数值N体/流体动力学模拟方法，研究了在高红移的PopII GRBs（GRBIs）观测中，从不同初始质量函数（IMF）、产额和寿命的恒星星族中探测和区分PopIII星富集特征的可能性。PopIII和PopII的恒星形成制度，同时采用头重脚轻和Salpeter-like IMF的原始PopIII恒星形成。我们发现，部分GRBIIs托管在介质中以前丰富的PopIII星（PopIII为主）是模型独立的。典型的丰度比，如[Si/O] vs [C/O]和[Fe/C] vs [Si/C]，可以帮助从大质量和中等质量的PopIII恒星中分离富集，而低质量的第一颗恒星则与常规的PopII世代退化。拥有PopIII主导的GRBII的星系的性质对第一颗恒星质量的特定假设并不十分敏感。
2016-10-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Precision Pollution - The effects of enrichment yields and timing on galactic chemical evolution
我们提出了一个更新的光滑粒子流体动力学模型的化学富集成分的星系形成在Scannapieco等人。（2005年），以解决在现实的宇宙学环境中模拟星系化学演化的需要。将星系尺度的丰度模式归因于个别的富集机制，如渐近巨星分支（AGB）恒星的风或Ia型超新星的瞬发分数的存在，由于它们与气体冷却，随后的恒星形成和气体喷射之间的相互作用而变得复杂。在这项工作中，我们解决了由此产生的退化扩展我们的实施，包括不同的IMF的一套机制，从上述恒星的产量模型，模型的延迟时间分布（DTDs）的即时组件Ia型SNe和金属依赖的气体冷却速率，然后将这些应用到孤立的初始条件和宇宙流体动力学变焦模拟。我们发现DTDs与一个大的提示分数（如双峰和幂律模型），在z=0，类似的丰度模式相比，低提示成分的时间分布（均匀或宽高斯模型）。然而，也出现了一些差异，如前者具有系统性较高的[X/Fe]比和较窄的[O/Fe]分布相比，后者，和[Fe/H]丰度的一个明显的演变。
2018-07-31 astro-ph.GA
Stochastic Chemical Evolution of Radioactive Isotopes with a Monte Carlo Approach
短寿命放射性核素（SLR）的平均寿命$τ$为几百万年，提供了独特的机会来探测最近的星际介质中的核合成事件，以及太阳形成的物理条件。在这里，我们量化的不确定性，在一个包裹的星际气体的恒星富集事件的随机性的预测演变的SLR。我们假设在每个时间间隔$γ$处形成富集祖细胞。对于每个祖先，我们随机采样的延迟时间之间的形成和富集事件，基于几个延迟时间分布（DTD）的功能，涵盖了广泛的天体物理学网站。对于每一组$τ$、$γ$和DTD函数，我们跟踪15 Gyr的SLR丰度，并重复此过程数千次，以获得它们的概率分布。对于$τ/γ\gtrsim2$，分布取决于DTD函数，我们提供了列表值和分析表达式来量化扩散。相对丰度不确定度达到最大值$\sim$ 60%的$τ/γ=1$。对于$τ/γ\lesssim1$，我们提供了SLR丰度携带仅一个富集事件的特征的概率，当$τ/γ\lesssim0.3$时，该概率大于50%。对于$0.3\lesssimτ/γ\lesssim 2$，少量事件导致SLR丰度增加。这种情况需要用单独的统计方法进行调查。我们发现，太阳诞生的隔离时间大约为$9-13$百万年，这与在早期太阳系中观测到的$^{60}$ Fe、$^{107}$ Pd和$^{182}$ Hf的丰度是一致的，假设这些同位素为$τ/γ\sim3$。
2019-11-13 astro-ph.GA
Chemo-dynamical simulations of galaxies
我们用自洽的三维流体动力学模型模拟了星系的形成和演化，包括恒星形成、超新星反馈和化学富集。超新星反馈不仅在解决[Zn/Fe]问题中起着重要的作用，而且在再现宇宙恒星形成速率历史和质量-金属丰度关系中也起着重要的作用。在银河型星系中，由于不同的恒星形成历史和Ia型超新星的贡献，球、盘和厚盘的运动学和化学丰度是不同的。
2009-11-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Globular Cluster Intrinsic Iron Abundance Spreads: II. Protocluster Metallicities and the Age-Metallicity Relations of Milky Way Progenitors
内在铁丰度在球状星团中分布，虽然通常很小，但非常普遍，是自我富集的标志：星团内的一些恒星已经被来自同一星团内其他恒星的超新星喷出物富集。我们使用Bailin（2018）自富集模型来预测原星系团的性质-其质量和原星系团气体云的金属丰度-与今天最终可观察到的性质-其当前金属丰度和内部铁丰度分布之间的关系。我们将此模型应用于银河系球状星团的初始质量和/或铁丰度分布的更新目录，以重建其初始金属丰度。我们发现，除了已知的异常隆起集群泰山5和三个集群强烈怀疑是核星团剥离矮星系，该模型提供了一个很好的镜头，了解他们的铁传播和初始金属丰度。然后，我们使用这些初始金属丰度构建年龄金属丰度关系的运动学确定的主要吸积事件在银河系的历史。我们发现，使用初始的金属丰度，而不是当前的金属丰度不会改变银河系的历史的整体图片，因为差异通常是小的，但确实提供了信息，可以帮助区分吸积事件的一些个人球状星团与模糊的运动学应该与，并指出吸积事件本身的潜在复杂性。
2021-10-27 astro-ph.GA
Chemical enrichment in the Ophiuchus cluster core studied by high-resolution XRISM spectroscopy
Institute of Space and Astronautical Science, JAXA（宇宙科学研究所）；Department of Physics, Tokyo Metropolitan University（东京都立大学物理系）；Department of Astrophysics and Atmospheric Sciences, Kyoto Sangyo University（京都产业大学天体物理学与大气科学系）；Department of Physics, Hiroshima University（广岛大学物理系）；Department of Physics, Saitama University（埼玉大学物理系）
利用高分辨率XRISM光谱学研究Ophiuchus团核心的化学富集，发现其X/Fe比值与太阳一致，通过核心坍缩和Ia型超新星模型解释丰度模式，揭示Ca的不足可能由Ca-rich gap transients贡献。
2026-01-03 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The ramp-up of interstellar medium enrichment at z>4
氟是原子核和恒星天体物理学中最有趣的元素之一。1992年首次测量了太阳以外的恒星的氟丰度，然后是少数几颗贫金属恒星，这些恒星可能在宇宙早期形成。氟的主要产生地点仍在争论之中，包括渐近巨星分支（AGB）星、核心坍缩超新星中的$ν$过程和沃尔夫-拉叶（WR）星。由于祖先恒星的质量和寿命的差异，对氟的高红移观测有助于限制大质量星系中氟产生的机制。在这里，我们报告的检测HF（S/N = 8）的吸收引力透镜尘埃恒星形成星系在红移z=4.4与$N_{\rm HF}$ / $N_{\rm{H_2}}$高达$\sim2\times10^{-9}$，表明一个非常快速的斜坡上的化学富集在这个高z星系。在z=4.4时，只有几个太阳质量的AGB星不太可能主导浓缩。相反，我们表明，WR星需要在这个时候产生所观察到的氟丰度，其他生产机制在以后的时间变得重要。因此，这些观测结果提供了一个深入了解的基本过程驱动的“斜坡”阶段的化学浓缩，同时快速恒星质量组装在一个年轻的大质量星系。
2021-11-04 astro-ph.GA
Multiple Populations and a CH Star Found in the 300S Globular Cluster Stellar Stream
University of Chicago（芝加哥大学）；University of Toronto（多伦多大学）；Carnegie Mellon University（卡内基梅隆大学）；Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）；Australian National University（澳大利亚国立大学）
研究发现300S球状星团前身具有较低的富集恒星比例，可能处于MSPs形成的关键质量阈值，同时发现一个可能来自双星伴星的CH星。
2026-01-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Accretion History of the Milky Way: III. Hydrodynamical Simulations of Galactic Dwarf Galaxies at First Infall
本文通过流体动力学模拟研究了首次落入银河系晕的矮星系，重现了Sculptor、Antlia II和Crater II的结构特征，揭示了冲压剥离、潮汐冲击及不同初始条件导致矮星系处于非平衡演化阶段。
2023-11-23 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
r-process enrichment of ultra-faint dwarf galaxies by fast merging double neutron stars
最近aLIGO/aVirgo对中子星合并（NSM）GW 170817的引力波的发现和后续的kilonova观测表明，NSM产生了大量的r过程物质。然而，这是很难调和的大出生踢和长的平均合并时间的双中子星（DNS），在超暗矮（UFD）星系，如网状II和杜鹃座III中看到的r-过程富集的水平。假设这样的矮系统通过潮汐剥离失去了相当大一部分的恒星质量，我们得出结论，与目前大多数模型相反，它是具有相当大的出生踢，但非常短的合并时间尺度，可以丰富UFD型星系的DNS。这些双星要么在高度偏心的轨道上，要么由于第一个出生的中子星和第二个出生的中子星的祖先裸氦星之间的额外质量转移而以非常短的间隔形成。这些DNS出生的频率，同意的r-过程UFD的统计数据，以及合并的维里半径内的主机晕，因此显着贡献的r-过程富集。
2019-01-12 astro-ph.GA astro-ph.HE
Identifying the progenitors of present-day early-type galaxies in observational surveys: correcting `progenitor bias' using the Horizon-AGN simulation
局域早型星系的恒星星族作为星系分级质量聚集过程的端点，编码了星系在宇宙时间内的聚集历史。我们使用地平线AGN，宇宙学流体动力学模拟，研究合并的历史，当地的早期型星系和跟踪如何形态混合的祖先随着时间的推移而演变。我们提供了一个框架，以减轻“祖偏见”-偏见，如果只使用早期类型的星系研究祖人口发生。早期类型在相对较早的时期达到其最后形态-到$z\sim1$时，今天大约60%的早期类型已经进行了最后一次重要的合并。在所有的红移中，大多数的合并都有一个晚型的祖先，其中晚-晚合并在$z>1.5$占主导地位，而早-早合并只在$z<0.5$才变得重要。除了最低红移之外，祖星偏差都很严重--例如，在$z\sim0.6$中，当今早期类型中只有不到50%的恒星质量实际上存在于具有早期类型形态的祖星中，而在$z\sim2$中，仅研究早期类型错过了几乎所有（80%）最终进入局部早期类型系统的恒星质量。在高红移下，几乎所有大质量的晚型星系，不管它们的局部环境或恒星形成率如何，都是局部早型星系的祖先，低质量（M $_\star$ $<$ 10 $^{10.5}$ M $_{\odot}$）的晚型星系，只要它们居住在高密度环境中。在这个大型观测调查（例如LSST，JWST）的新时代，这项研究为研究今天的早期类型星系如何在宇宙时间内建立提供了一个框架。
2017-12-06 astro-ph.GA
Observing EAGLE galaxies with JWST: predictions for Milky Way progenitors and their building blocks
我们目前的预测，来自EAGLE LCDM宇宙流体动力学模拟，预计将在高红移的詹姆斯韦伯太空望远镜（JWST）检测到的星系的丰度和属性。我们认为星系人口作为一个整体，并专注于子人口的银河系（MW）的类似物，被定义为星系的吸积历史类似的MW的，也就是说，星系进行了合并类似的盖亚-土卫二-香肠（GES）事件，并包含一个类似的大麦云（LMC）卫星的今天。在红移z=2-8的范围内，考虑到尘埃遮蔽和不同的曝光时间，我们推导出了JWST NIRCam通带中所有EAGLE星系的光度函数。对于$T=10^5$ s的曝光时间，在大多数条带中可观察到早至z~6的平均MW祖细胞，并且对于GES和LMC祖细胞，这分别变为z~5和z~4。GES和LMC类似物的祖细胞平均比MW祖细胞在大多数红移处暗约2和约1等。它们在任何时候都位于未来MW宿主的平均约60和约30角秒内，因此将出现在JWST NIRCam的视野内。我们的结论是，星系类似的主要祖的MW和其主要吸积组件应与JWST观测超过红移2，提供了一个新的和独特的窗口，在研究我们自己的星系的形成历史。
2022-12-05 astro-ph.GA
The colour-magnitude relation of Globular Clusters in Centaurus and Hydra - Constraints on star cluster self-enrichment with a link to massive Milky Way GCs
我们研究了Hydra和Centaurus星系团中贫金属球状星团的颜色-星等关系，并限制了星团自富集的原始条件。利用FORS 1@VLT资料，分析了Hydra和Centaurus中心区域约2500个球状星团的U、I测光。我们将测得的颜色-星等关系转换为质量-金属丰度空间，并获得半人马座GC的Z \propto M^{0.27 \pm 0.05}和水螅GC的Z \propto M^{0.40 \pm 0.06}的标度，与其他环境中的结果一致。我们发现，GC质量-金属丰度关系在现今太阳质量只有10^5倍的时候就已经成立，并且在像半人马座ω这样的大质量MW星团的光度范围内也得到了很好的建立。我们将质量-金属丰度关系与Bailin & Harris（2009）的星团自富集模型的预测进行了比较。为此，我们包括动力学和恒星演化的影响和物理上动机良好的原始质量半径缩放。自富集模型较好地再现了原始半光半径r_h ~ 1-1.5 pc，恒星形成效率f_* ~ 0.3-0.4，[Fe/H] ~ -1.7 dex的观测关系。在自我富集的情况下，观察到的蓝色倾斜意味着GC质量和恒星金属丰度分布的宽度之间的相关性。我们发现，这种隐含的相关性与银河系GC中测量的GC质量的宽度趋势相匹配，包括像欧米茄Cen和M54这样的极端情况。我们得出结论，1。一个原始星团的质量半径关系提供了一个显着的改善自我富集模型拟合。2…
2014-06-16 astro-ph.GA
Chemical enrichment in groups and clusters
作为尘埃、岩石行星甚至复杂生命的基石，比氢（H）和氦（He）重的化学元素--在天文学中被称为“金属”--在我们的宇宙及其演化中发挥着至关重要的作用。直到Fe和Ni，这些金属都是由恒星和恒星残骸通过核聚变产生的，并被喷射到它们的周围环境中以丰富新的恒星世代。然而，一个惊人的发现是，这些加工过的元素甚至在恒星系统之外也能找到，特别是在早期星系周围的炽热的X射线大气中，以及遍布星系团和星系群中。因此，这些大尺度结构是我们宇宙富集的完整历史的非凡化石记录。在本章中，我们将简要讨论这种团内介质（ICM）的化学性质。在介绍了化学丰度的概念，并回顾哪些恒星源产生的元素，我们回顾的方法来获得丰度测量的ICM观测和详细的一些化学模型中实现的宇宙结构的数值流体动力学模拟。特别是，我们探讨如何X射线观测和数值模拟之间的协同作用，帮助我们了解（一）宇宙时代的大部分富集发生，（二）这些恒星源的物理负责这种富集，和（iii）负责金属扩散和混合星系外的主要机制。
2022-02-14 astro-ph.GA astro-ph.HE
Using $^{26}$Al to detect ongoing self-enrichment in young massive star clusters
本研究提出通过探测年轻大质量星团中的放射性$^{26}$Al来验证球状星团的自富集理论，评估了利用ALMA、COSI等设备探测$^{26}$Al的可行性，并指出大麦哲伦云的R136是最有希望的候选目标。
2024-09-24 astro-ph.GA
LYRA II: Cosmological dwarf galaxy formation with inhomogeneous Population III enrichment
我们模拟了一个$2\times10^9 M_\odot$晕质量的宇宙学矮星系在4个太阳质量的气体分辨率下运行到$z=0$。我们比较了三个简单的子网格实现人口III恒星的不均匀化学富集，并将其与本星系群矮星系的约束进行比较。所采用的模型LYRA是一个新的高分辨率星系形成模型，它是为移动网格程序AREPO建立的，它的特点是分辨出的多相星际介质、单个恒星和单个超新星事件。由此产生的再电离遗迹的特征是一个短暂的（$<1.5$ Gyr）恒星形成历史，反复被反馈的剧烈爆发所停顿。恒星的形成在$z\approx4$和$z\approx0.2-0$的合并过程中被重新点燃一段短暂的时间，然后在持续的气体吸积之后再次点燃。我们的模型$z=0$星系与本星系群矮星系的恒星质量、大小、恒星运动学和金属丰度关系相匹配。暗物质的轮廓在任何版本的模型中都没有表现出核心。我们表明，第三族恒星的主机晕质量影响矮星系的组装历史。这表现在初始气体崩溃的祖先晕，影响中心密度的恒星组成部分，并通过吸积发光的子结构。
2022-07-06 astro-ph.GA
Can Neutron-Star Mergers Explain the r-process Enrichment in Globular Clusters?
在相当数量的老的、贫金属的球状星团中观测到了r过程元素的星-星色散。我们调查早期的中子星合并作为这种富集的机制。通过数值模拟和分析参数，我们表明，中子星合并不能通过动力学相互作用诱导早期的集群的历史，即使是最自由的假设中子星隔离。因此，如果中子星合并是球状星团中r过程弥散的主要机制，那么它们很可能是星团中孤立的原始双星演化的结果。通过人口建模，我们发现，只有当大量的双中子星祖星通过案例BB质量转移进行时，中等比例的富集GC才是可能的-在对球状星团初始性质的各种假设下，如果这种质量转移稳定地（不稳定地）进行，则在约15-60%（约30-90%）的球状星团中将发生具有浓缩潜力的中子星合并。由于超新星的质量损失，超新星爆发前的轨道分离和超新星爆发后的系统速度之间存在强烈的反相关性，这导致大多数浓缩候选物从其宿主星团中有效地喷射出来。因此，大多数浓缩事件发生在双中子星诞生后不久。这就要求在恒星形成的初始爆发后，在球状星团中存在能够吸收r过程喷出物的恒星形成气体。如果气体在球状星团中重新分布的情景不能在这些时间尺度上起作用，中子星合并富集候选者的数量就会严重下降，很可能是另一种机制在起作用，比如来自于中微子的r过程富集。
2019-11-13 astro-ph.GA astro-ph.HE
Unmixed metals: Variations in the enrichment of z~4 sub-damped Lyman alpha systems
基于XQ-100巡天数据，研究了z~4极贫金属subDLAs的化学丰度，提出逐分量电离校正新方法，发现各分量间的化学不均匀性源于不同核合成事件的未充分混合气体。
2025-07-15 astro-ph.GA
Chemical Taxonomy of $ω$~Centauri: Ten Populations Reveal a Multi-Phase Enrichment History
Institute of Graduate Studies in Science, Istanbul University（伊斯坦布尔大学研究生科学院）；Faculty of Science, Department of Astronomy and Space Sciences, Istanbul University（伊斯坦布尔大学理学院天文与空间科学系）；Department of Space Sciences and Technologies, Faculty of Science, Akdeniz University（安塔利亚阿特纳兹大学理学院空间科学与技术系）
研究通过高分辨率近红外光谱分析ω~半人马座成员，发现十种化学不同的恒星群体，揭示了多阶段富集历史，包括铁峰、α元素、CNO循环和高温质子捕获过程。
2026-04-30 astro-ph.GA
EDGE-INFERNO: The chemical signatures of assembly history in reionization fossils
American Museum of Natural History（美国自然历史博物馆）；University of Bath（巴斯大学）；University of Chicago（芝加哥大学）；Kavli Institute for Cosmological Physics, University of Chicago（芝加哥大学卡弗里宇宙学物理研究所）；NSF-Simons AI Institute for the Sky (SkAI)（NSF-Simons 天空人工智能研究所 (SkAI)）；University of Surrey（萨里大学）；Lund University（隆德大学）；Carnegie Observatories（卡内基观测站）；Carnegie Theoretical Astrophysics Center, Carnegie Observatories（卡内基观测站卡内基理论天体物理学中心）；Columbia University（哥伦比亚大学）；Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森尼天体物理中心）
本研究通过EDGE-INFERNO恒星级宇宙学模拟，揭示低质量矮星系的并合历史会产生不同化学特征，金属丰度分布函数可初步约束并合历史，多元素丰度分析能提升成分识别效果。
2026-10-14 astro-ph.GA
Metal enrichment signatures of the first stars on high-z DLAs
我们使用数值N体流体动力学模拟与不同的波普III恒星模型，以调查的可能性，检测第一个恒星签名与高红移阻尼Ly $α$吸收器（DLAs）的意见。模拟包括原子和分子冷却，恒星形成，能量反馈和金属扩散，由于恒星的质量和金属丰度范围的演变。采用不同的初始质量函数和相应的金属相关的产额和寿命来模拟原始恒星星族。模拟中的DLA根据局部气体温度（所选温度）或主体质量（所选质量）来选择。我们发现，3\%（40\%）的质量（温度）选择高$z$（$z\ge5.5$）的DLAs保留污染的签名，从第一个恒星模型。这类DLAs的晕质量（$<10^{9.6}\,\rm M_{\odot}$）、金属丰度（$<10^{-3}\,\rm Z_{\odot}$）和恒星形成率（$<10^{-1.5}\,\rm M_{\odot}\,yr^{-1}$）都很低。类星体光谱中DLAs的金属丰度比可以作为推断污染恒星产生的性质和限制第一恒星质量范围的有用工具。通过与$z\ge5$观测到的DLAs的丰度比比较，我们发现这些DLAs中的大多数在误差范围内与PopII星主导的富集相一致，并且强烈地反对超大质量第一星（即100~ $\rm M_{\odot}$ -500~ $\rm M_{\odot}$）的污染模式。然而，其中一些仍然可能是由质量范围在[0.1，100]~ $\rm M_{\odot}$的第一颗恒星的污染造成的。特别是…
2017-07-24 astro-ph.GA
Seeding the Second Star: enrichment from population III, dust evolution, and cloud collapse
我们研究了在星系晕和邻近的超暗矮星系中观测到的极贫金属（EMP）恒星的形成。它们的低金属丰度（${\rm [Fe/H]} < -3$）表明，它们的母云是由第一颗恒星（Pop III）的一颗或几颗超新星（SNe）富集的。在这项研究中，我们进行数值模拟的整个形成序列的EMP星通过反馈效应的光电离和金属富集的Pop III SN。我们第一次采用了与祖先模型一致的金属/尘埃性质计算，并解决了所有相关的辐射冷却过程和化学反应，包括金属分子的形成和晶粒生长，直到原恒星形成。在质量为$1.77\times 10^{6} \ {\rm M}_{\bigodot}$的微晕（MH）中，一颗质量为$13 \ {\rm M}_{\bigodot}$的Pop III星在红移为$z=12.1$时形成。在SN爆炸后，受冲击的气体落回中心MH，在内部富集自身。在蚀变区的金属丰度为$2.6\times 10^{-4} \ {\rm Z}_{\bigodot}$（${\rm [Fe/H]} = -3.42$）。在氢、CO和OH分子的作用下，对流云发生冷却，并伴随着H $_2$的形成而发生加热。最终，由于颗粒生长和尘埃冷却，在SN驱动的湍流的帮助下，在中央100 au区域出现了多节的细丝，导致形成了存活到今天的低质量EMP星。
2018-10-30 astro-ph.GA
Neutron-capture element abundances in the planetary nebula NGC 5315 from deep optical and near-infrared spectrophotometry
我们分析了行星状星云（PN）NGC 5315的化学成分，通过高分辨率（R = 40000）光谱与UVES在甚大望远镜，和中分辨率（R = 4800）近红外光谱与火在麦哲伦巴德望远镜，覆盖了从0.31到2.50微米的宽光谱范围。本工作的主要目的是调查中子（n）俘获元素丰度，以研究NGC 5315的AGB祖星中慢n俘获（“s-过程”）的操作。我们检测到700多条发射线，包括n-捕获元素Se，Kr，NH3，可能还有Br的离子。我们计算的物理条件，从大量的诊断线的比率，并获得离子丰度的物种与现有的原子数据。总丰度使用最近的电离校正因子（ICF）或通过加总离子丰度计算。共同元素的总丰度与以前的工作在这个对象是很好的协议。根据我们对NGC 5315的丰度分析，包括缺乏s-过程富集，我们推测最可能的情况是，祖星是在一个双星系统中的径向速度研究暗示，与其同伴的相互作用截断了AGB之前的s-过程富集可能发生。然而，它的演化还有另外两种可能性，不能被排除：i）它的前身星是一颗没有经历第三次被挖出来的低质量单星; ii）NGC 5315的前身星初始质量为4- 6个太阳质量，在AGB阶段，任何s过程的增强都被大质量的包层严重稀释。
2017-06-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Recurrent Novae: Progenitors of SN Ia?
我们提出了三维流体动力学模拟分离的二进制RS Ophiuchi（RS Oph），一个经常性的新星和潜在的祖先SN Ia。RS Oph由一颗红巨星（RG）和一颗质量接近于克拉塞卡极限的白矮星（WD）组成。在等温的情况下，WD吸积约10%的20公里/秒的RG风的非开普勒吸积盘与强大的螺旋冲击，和约2%的60公里/秒的RG风，我们称之为"湍流吸积球"。对热力学的影响要大得多。在绝热情况下，只有约0.7%的20公里/秒的RG风吸积。由于系统的质量和角动量损失，系统分离的变化率在所有三种情况下都是负的，但对于快速RG风（60 km/s）比慢速RG风（20 km/s）小十倍。结果表明，现有的新星模型和观测到的复发时间很好地配合在一起，三维风吸积和RS Oph是最有前途的系统之一，成为一个超新星Ia。
2009-12-13 astro-ph.GA
Chemical abundances from planetary nebulae in local spiral galaxies
虽然在本地螺旋星系的明亮行星状星云中观察到的化学物质比矮星中的对应物变化更少，但它们提供了新的见解。与原始丰度相比，它们的氦丰度通常富集不到50%。氮素丰度总是表现出一定程度的次生富集，但绝对富集并不极端。特别是，I型PNe是罕见的亮PNe中的本地螺旋。氧和氖的丰度是非常好的相关性，并遵循在恒星形成星系中观察到的这些丰度之间的关系，这意味着要么这些PNe的祖先恒星既不修改丰度实质上或他们修改两者以保持比例（理论上没有预测）。根据理论，这些结果意味着，在局部螺旋星系中，明亮PNe的祖先星的质量大约为$2\,\mathrm M_{\odot}$或更小。如果是这样，这些PNe的祖先星就有相当长的寿命，使我们能够利用它们来研究其宿主星系的近代历史，包括与邻居星系的引力相互作用。需要进一步研究的领域包括通过狭缝和光纤获得的光谱之间观察到的系统差异，分配给化学丰度的不确定性，包括电离校正因子的影响，以及产生PN光度函数的物理学。事实上，只要我们不了解最后一个星系是如何产生的，我们使用明亮的PNe作为探测器来了解其宿主星系演化的能力就仍然有限。
2015-09-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
The metal enrichment of passive galaxies in cosmological simulations of galaxy formation
大质量的早型星系比质量较小的星系具有更高的金属丰度和更高的$α$元素与铁的比率。在半解析模型和宇宙学流体动力学模拟中，再现这些相关性一直是分层星系形成理论的一个问题。我们表明，在大规模的黑暗晕中的气体冷却淬灭的无线电模式的活动星系核（AGN）反馈的模拟自然再现观测到的趋势之间的$α$ /Fe和星系的速度色散，$σ$。对于质量较大的星系，淬灭发生得更早。因此，这些星系在$α$ /Fe被Ia型超新星稀释之前就完成了恒星的形成。对于质量大于$\sim 10^{11}~M_\odot$的星系，其$α$ /Fe与恒星质量正相关，我们发现质量-金属丰度关系呈负相关。这是一个常见的问题，在模拟中，恒星形成的大质量星系是淬火无论是类星体或无线电模式活动星系核反馈。大质量星系的前身气体冷却的早期抑制阻止了它们重新捕获以风形式喷出的浓缩气体。因此，在当前的星系形成框架中，同时再现[ $α$ /Fe]- $σ$关系和质量-金属丰度关系是困难的。
2016-10-27 astro-ph.GA
Metal enrichment in a semi-analytical model, fundamental scaling relations, and the case of Milky Way galaxies
气流在星系形成和演化中扮演着重要的角色，为恒星形成过程提供燃料。这些机制在重元素的数量上留下了印记。因此，对这种金属丰度特征的分析为星系形成的情景提供了额外的约束。我们的目标是区分四个不同的星系形成模型的基础上两个吸积的情况下，两个不同的恒星形成食谱。我们解决的双峰吸积的情况下，一个强有力的监管恒星形成配方的影响。我们提出了一个新的扩展eGalICS模型，它允许我们跟踪金属富集过程。我们的新的化学动力学模型适用于从无金属原始吸积非常丰富的星际气体内容的情况。我们使用这个新工具来预测恒星星族和气相的金属丰度演化。我们还解决了气体金属丰度与恒星形成率（SFR）的演变。然后，我们重点关注类银河系星系的子样本。我们比较了宇宙恒星质量大会和金属富集过程的星系与观测和详细的化学演化模型。我们的模型，基于一个强大的恒星形成规则，使我们能够很好地再现恒星质量气相金属丰度关系在当地宇宙中观察到的。然而，我们观察到一个系统性的向高质量的转变。我们的$Mstar-Zg-SFR关系与最近的测量结果非常一致：我们最好的模型预测了与SFR的明显依赖性。我们的银河系类星系的SFR和金属富集的历史是一致的观测测量和详细的化学演化模型。最后，我们表明，银河系的祖先开始他们的演变低于所观察到的主序列，并逐步达到这一观察到的关系在z = 0。
2016-03-04 astro-ph.GA
The Aurora radiation-hydrodynamical simulations of reionization: calibration and first results
我们介绍了一套新的辐射流体动力学模拟的星系形成和再电离称为极光。极光模拟利用了空间自适应辐射转移技术，使我们能够在宇宙体积中以流体力学的分辨率准确地捕获气体中的小尺度结构。除了电离辐射外，极光还包括恒星形成所驱动的银河风以及恒星中合成的金属对宇宙的富集。我们的参考模拟使用2 × 512 ^3暗物质和气体粒子在一个大小为25 Mpc/h的盒子中，力软化尺度最多为0.28 kpc/h。它伴随着模拟在更大和更小的盒子和更高和更低的分辨率，采用高达2x1024^3粒子，研究数值收敛。所有的模拟校准产生模拟的恒星形成率（SFR）的功能在密切的协议与观测约束在红移z = 7，并实现再电离在z = 8.3，这是与观测到的光学深度再电离。我们专注于模拟的设计和校准，并提出了一些初步的结果。z = 6的低质量星系的恒星金属丰度中值与本星系群中的矮星系的金属丰度一致，这些矮星系被认为是在高红移下形成了它们的大部分恒星。再电离后，平均光电离率随分辨率的增加而系统地降低。这与IGM中中性氢吸收剂丰度的系统性增加相一致。
2016-11-05 astro-ph.GA
CRIMSONS: An Online Tool for Modeling Chemical Enrichment with Stochastic IMF Sampling
Alma Mater Studiorum, Università di Bologna（博洛尼亚大学）；INAF, Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio（意大利国家天体物理研究所）；INAF, Osservatorio Astrofisico di Arcetri（阿切特里天文台）；Kapteyn Astronomical Institute, University of Groningen（格罗宁根大学卡普坦天文研究所）；Cosmic Dawn Center (DAWN)（宇宙黎明中心）
本文介绍CRIMSONS，首个在线化学增丰建模工具，自洽整合随机IMF采样、核合成产额不确定性和PopIII预增丰，通过封闭箱模型量化这些因素对预测丰度模式的影响。
2026-09-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Metal enrichment of the intracluster medium: SN-driven galactic winds
我们研究了超新星驱动的星系风在团内介质化学富集中的作用。星系尺度上的这种外流起源于巨大的恒星形成区，并将富含金属的物质从星系中驱逐到周围，例如在附近的星暴星系NGC 253中观察到的。当OB-associations中的大质量恒星相继爆炸时，冲击波被驱动到星系的星际介质中并合并，形成超级气泡（SB）。这些SB沿着ISM的密度梯度在垂直于盘平面的方向上扩展。我们使用Kompaneets（1960）的二维解析近似来模拟指数分层ISM中SB的扩展。这是修改，以描述SN爆炸的序列作为一个时间依赖的过程，考虑到SN-祖先的主序星的寿命，并使用初始质量函数，以获得每个质量间隔的大质量恒星的数量。解析计算了气泡在空间和时间上的演化，由此可以确定壳体中瑞利-泰勒不稳定性的发生。在其进一步的演化过程中，壳层将破裂，高金属含量的气体将被喷射到星系的晕中，甚至进入ICM。我们推导出的恒星数量需要井喷取决于规模的高度和密度的环境介质，以及分数的α和铁峰元素包含在热气体。最后，银河系型星系注入ICM的金属量的计算证实了这一富集过程的重要性。
2009-08-10 astro-ph.GA
Enrichment of Strontium in Dwarf Galaxies
Sr等轻的反式铁元素是理解重元素天体物理位置的关键。贫金属恒星的光谱研究已经揭示了大的星-星散射的比值[Sr/Ba]，这表明有多个网站的生产Sr。在这里，我们提出了丰富的历史Sr的一系列的$N$ -体/平滑粒子流体动力学模拟的矮星系的恒星质量为3 $\times$ 10 $^{6}$ $M_{\odot}$。我们发现，双中子星合并（NSMs）和渐近巨星分支（AGB）星有助于富集Sr的金属丰度范围[Fe/H] $\gtrsim$ $-$ 3和[Fe/H] $\gtrsim$ $-$ 1，分别。然而，似乎不足以解释Sr的整体观测趋势，只考虑这些网站。我们发现，包括电子捕获超新星（ECSNe）和旋转的大质量恒星（RMS）的模型，除了NSM和AGB，合理地再现了Sr在矮星系中的富集历史。ECSNe和NSM的贡献使[Sr/Fe]、[Sr/Ba]和[Sr/Zn]中的$\approx$散射为0.2 dex，这在金属丰度范围[Fe/H] $<$ $-2$的观测恒星中可以看到。我们还发现ECSN祖细胞的质量范围应该基本上小于$1\, M_\odot$（例如，0.1-$0.2\, M_\odot$）以避免[Sr/Ba]和[Sr/Zn]比率的过度预测。我们的研究结果表明，NSMs，AGB，ECSNe和RMS都在本群矮星系的富集历史中发挥作用，尽管需要更多的观测数据来解开这些来源的相对贡献。
2019-09-19 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
A subgrid model for chemical enrichment in cosmological simulations
Leiden University（莱顿大学）；University of Portsmouth（朴茨茅斯大学）；Università degli Studi di Milano Bicocca（米兰比可卡大学）；University of Durham（杜伦大学）；University of Vienna（维也纳大学）；University of Hull（赫尔大学）
本文提出了一种用于宇宙学模拟中恒星核合成、恒星质量损失和湍流扩散的子格模型，重点研究了12种元素的化学富集过程，包括超新星、Ia型超新星和渐近巨星分支恒星的贡献。
2026-04-01 astro-ph.GA
Dust enrichment from core-collapse supernovae and extinction curves in the high-redshift universe
The University of Tokyo（东京大学）；Dipartimento di Fisica, “Sapienza” Università di Roma（罗马大学物理系）；INAF/Osservatorio Astronomico di Roma（意大利国家天体物理研究所罗马天文台）；INFN, Sezione Roma I（意大利国家核物理研究所罗马第一分所）；Sapienza School for Advanced Studies（萨皮恩扎高等研究学院）；INAF/Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切尔天文台）；Cosmic Dawn Center (DAWN)（宇宙黎明中心）；Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯玻尔研究所）；Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe (WPI)（宇宙物理与数学科学卡弗里研究所）
研究了恒星坍缩超新星对尘埃富集的影响，探讨了不同参数下尘埃粒径分布和消光曲线的演化，发现反冲冲击波显著影响尘埃生成和消光曲线特性。
2026-04-29 astro-ph.GA
Detailed Chemical Abundance Analysis of the Brightest Stars in the Turranburra and Willka Yaku Stellar Streams
Texas A&M University（德克萨斯农工大学）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）；University of Chicago（芝加哥大学）；Kavli Institute for Cosmological Physics, University of Chicago（芝加哥大学卡弗里宇宙物理学研究所）；University of Toronto（多伦多大学）；Dunlap Institute for Astronomy & Astrophysics, University of Toronto（多伦多大学邓普勒天文与天体物理研究所）；Data Sciences Institute, University of Toronto（多伦多大学数据科学研究所）；Australian National University（澳大利亚国立大学）；Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP)（波茨坦阿尼姆山莱布尼茨天体物理研究所）；University of Surrey（萨里大学）；Institute for Astronomy, University of Edinburgh（爱丁堡大学天文学研究所）；Institute of Astronomy, University of Cambridge（剑桥大学天文学研究所）；Lowell Observatory（洛厄尔天文台）；School of Physics, University of New South Wales（新南威尔士大学物理学院）；Department of Astronomy, University of Virginia（弗吉尼亚大学天文学系）；Department of Astronomy, University of Washington（华盛顿大学天文学系）；Macquarie University（麦考瑞大学）
通过对Turranburra和Willka Yaku恒星流中亮度最高恒星的化学丰度分析，研究发现其可能源于矮星系或球状星团的富集历史。
2025-12-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
