The EAGLE simulations: atomic hydrogen associated with galaxies
在星系形成的EAGLE模拟中，我们研究了与星系有关的氢原子的性质。EAGLE的反馈参数进行了校准，重现恒星质量函数和星系的大小在$z=0.1$，我们评估这种校准是否也产生现实的HI属性。我们估计的自屏蔽密度与拟合函数校准使用辐射输运模拟，并校正分子氢的经验或理论关系。“标准分辨率”模拟系统地低估了HI柱密度，导致低质量（$M_\star < 10^{10}M_\odot$）星系的HI不足和所观察到的HI质量函数的再现性差。这些缺点在EAGLE模拟中基本上是不存在的，EAGLE模拟的质量（空间）分辨率提高了8（2）倍，其中星系的HI质量从$z=1$到$0$的演化比标准分辨率模拟更温和。最大体积的模拟再现所观察到的集群HI系统，其依赖于HI丰富。在固定的$M_\star$，星系获得更多的HI在模拟与更强的反馈，因为它们成为与更多的质量晕和更高的下降率。它们在模拟中获得较少的HI，具有更高的恒星形成效率，因为平衡下落速率所需的恒星形成和反馈是由较小的气藏产生的。模拟表明，当今星系的HI主要是通过$z\simeq1$上电离的星系际气体的平滑吸积（后来发生自屏蔽）来获得的，并且只有一小部分是由先前通过反馈强烈加热的气体的重新结合所贡献的。HI的储存库是高度动态的：与$40$星系相关的HI中，有超过10%被转化为恒星或被$z=0$喷射出去。
2016-11-01 astro-ph.GA
The oxygen abundance gradients in the gas discs of galaxies in the EAGLE simulation
我们使用EAGLE模拟来研究z=0时恒星质量范围[10^9.5，10^10.8]Mo内星系气体盘的氧丰度梯度。估计的中值氧梯度为-0.011（0.002）dex kpc^-1，比观测值要浅。当考虑所有星系时，没有发现模拟的盘氧梯度和星系恒星质量之间的明显趋势。然而，氧梯度显示出明确的相关性与气体盘的大小，使浅丰度斜率被发现增加气体盘的大小。正氧梯度检测到约40%的分析气体盘，在低质量星系的频率略高。具有安静合并历史的星系团显示氧梯度和恒星质量之间的正相关，因此质量更大的星系倾向于具有更浅的金属丰度梯度。在高恒星质量的情况下，在低密度区域有更大比例的旋转主导星系。在低恒星质量，非合并星系显示出大量的各种各样的氧梯度和形态。在非合并星系的盘氧梯度的归一化的有效半径删除的趋势与恒星质量。相反，经历合并的星系显示出氧梯度和恒星质量之间的弱关系。此外，分析的EAGLE光盘显示没有明确的依赖于当地环境的氧气梯度，与目前的观测结果一致。
2018-06-12 astro-ph.GA
Size matters: abundance matching, galaxy sizes, and the Tully-Fisher relation in EAGLE
塔利-费雪关系（TFR）将盘状星系$M_{\rm str}$的恒星质量与其旋转速度联系起来：它很好地近似于幂律，几乎没有散射，并且随着红移而微弱地演化。这种关系被解释为反映了暗物质晕的质量-速度标度（$M\propto V^3$），但这种解释受到了丰度匹配（AM）模型的质疑，该模型预测星系-晕质量关系是非单调和快速演化的。利用$Λ$ CDM宇宙学模拟的EAGLE集研究了发光螺旋的TFR及其与AM的关系。匹配这两个关系需要磁盘的大小，以满足由晕的浓度和它们对星系组装的反应给出的约束。鹰星系大致匹配这些限制，并显示出紧密的质量速度标度，与所观察到的TFR相媲美。的TFR是退化的变化，星系形成效率和质量大小的关系，模拟不匹配的星系恒星质量函数可能适合观察到的TFR，如果星系遵循不同的质量大小的关系。模拟的TFR结果中的小散射是因为，在固定的晕质量下，星系质量和旋转速度强烈相关，沿着主要关系散射星系。EAGLE星系的演化与回望时间近似遵循AM模型的规定和观测到的亮螺旋的质量-尺寸关系，导致弱TFR演化与观测到的$z=1$一致。$Λ$ CDM模型可以将星系的丰度和大小作为恒星质量的函数，这对于重现观测到的总飞行率及其演化没有任何困难。
2016-07-11 astro-ph.GA
The distribution of atomic hydrogen in EAGLE galaxies: morphologies, profiles, and HI holes
我们比较了来自100 Mpc EAGLE参考模拟和观测数据的2200个M_star > 10^10 M_Sun的现今中央星系中原子氢（HI）的质量和内部分布。使用来自辐射转移模拟的拟合公式校正原子氢分数的自屏蔽，并且使用来自文献的经验或理论处方校正分子氢的存在。对于M_星在10^10 ~ 10^11 M_日之间的星系，计算得到的中性氢分数M_（HI+H2）/M_星与观测值一致，优于0.1 dex。我们的基准，经验的H2模型的基础上的气体压力的结果在银河系HI的质量分数，M_HI/M_star，同意从GASS调查的观测，以优于0.3德克斯，但替代的理论H2公式导致负偏移M_HI/M_star的高达0.5德克斯。目视检查显示，大多数HI磁盘在模拟HI丰富的星系垂直干扰，可能是由于最近的吸积事件。许多星系（高达80%）包含虚假的大HI洞，这可能是由于EAGLE中的反馈实现而形成的。所有模拟星系的HI质量-尺寸关系接近（但比观察到的陡16%），当只考虑HI盘中没有大孔的星系时，一致性变得非常好（优于0.1 dex）。大的HI空洞的存在也使得中心的径向HI表面密度分布有些过低，在HI > 1 M_Sun pc^-2处（与Bluedisk的测量数据相比，低了约2倍）。在外层区域（NH_3_HI < 1 M_Sun pc^-2），模拟的廓线与观测值在数量上一致。按照HI大小的比例，富HI星系（M…
2015-11-16 astro-ph.GA
The abundance and physical properties of O VII and O VIII X-ray absorption systems in the EAGLE simulations
我们利用EAGLE宇宙学和流体动力学模拟方法预测了星系际O VII（$E=574$ eV）和O VIII（$E=654$ eV）吸收体在低红移处的柱密度和等效宽度分布。这两种离子预计占气相氧的40%，这意味着它们是宇宙金属的关键示踪剂。我们发现它们的柱密度分布在观测到的柱密度从1到0的范围内变化很小，并且它们对活动星系核的反馈很敏感，这大大减少了强（柱密度$N \gtrsim 10^{16} \, \mathrm{cm}^{-2})$）吸收体的数量。分布在$N \sim 10^{16} \, \mathrm{cm}^{-2}$处有一个中断，对应于$\sim 10^{2}$的过密度，可能是由从片/丝到晕气体的转变引起的。吸收系统与$N \gtrsim 10^{16} \mathrm{cm}^{-2}$主要由碰撞电离O VII和O VIII，而在较低的柱密度的氧的电离状态也受到光电离。在这些高柱密度下，在相同结构中产生的O VII和O VIII系统地探测不同的气体温度，这意味着它们的线比不能转化为温度的简单估计。虽然O VII和O VIII柱密度和覆盖分数与$N_{\mathrm{H \, I}} \gtrsim 10^{15} \, \mathrm{cm}^{-2}$处的H I柱密度相关性较差，但O VII和O VIII柱密度在该区域中高于更常见的较低H I柱密度。在UV中具有强吸收…
2019-06-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
The evolution of the oxygen abundance gradients in star-forming galaxies in the EAGLE simulations
在EAGK模拟中，我们分析了恒星质量Mstar > 10^9 Mo的恒星形成星系在红移z=[0，2.5]范围内氧丰度梯度的演化。我们发现模拟星系的中值金属丰度梯度在所有z处都接近于零，而中值周围的散射随着z的增加而增加。单个星系的金属丰度梯度可以从强到弱，反之亦然，因为大多数低金属丰度气体吸积到星系上，导致恒星形成和富含金属的气体通过能量反馈喷射。这种增强吸积的情节，主要是由主要的合并，更常见于较高的z，因此有助于增加梯度的多样性。对于具有负金属丰度梯度的星系，我们发现其红移演化为~-0.03dex/kpc/δz$。在z< 0.5时，发现正的质量依赖性，当红移更高时，这种依赖性会稍微增强，主要是在M星< 10^9.5 Mo时。只有具有负金属丰度梯度的星系定义了与星系大小的相关性，与由内而外的形成情景一致。我们的研究结果表明，主要的合并和/或显着的气体吸积可以驱动强大的负或正的金属丰度梯度。第一个优先与盘主导的星系，第二个与色散主导的系统。与即将到来的观测在高红移的比较将允许更好地理解的潜在作用的金属丰度梯度作为星系形成的化学探针。
2021-12-13 astro-ph.GA
The distribution and properties of DLAs at z $\leq$ 2 in the EAGLE simulations
确定宇宙尺度上中性氢的空间分布和固有物理性质是下一代射电巡天的关键目标之一。我们使用EAGLE星系形成模拟来评估阻尼莱曼α吸收体（DLAs）与星系和它们的底层暗物质晕之间的0 $\leq$ z $\leq$ 2的属性。我们发现，DLAs的覆盖分数增加，在较高的红移;一个显着的部分中性原子氢（HI）驻留在星系的恒星质量大于或等于10 $^{10}$ M $_\odot$的外围;和DLAs的覆盖分数在环星系介质（CGM）中的增强相对于星际介质（ISM）的晕质量增加。此外，我们发现，在星系中的HI的平均密度随着恒星质量的增加而增加，而在高和低晕质量系统的DLAs具有较高的柱密度比那些在星系中的中间晕质量（~ 10 $^{12}$ M $_\odot$在z = 0）。这些在高恒星质量系统中的高影响CGM DLAs往往是贫金属的，可能追踪平滑的吸积。总的来说，我们的研究结果表明，CGM在高红移（z $\geq$ 1）的DLA研究中发挥着重要作用。然而，它们的性质受到数值分辨率和宇宙学模拟中采用的详细反馈处方的影响，特别是活动星系核。
2020-12-15 astro-ph.GA
The mass-size plane of EAGLE galaxies
目前的观测结果表明，晚型和早型星系都遵循紧密的质量尺寸平面，其物理性质，如年龄，速度色散和金属丰度与平面上的散射相关。我们研究的质量大小平面的星系在宇宙学流体动力学模拟，作为速度色散，年龄，化学丰度，椭圆率和自旋参数的函数，目的是评估在何种程度上目前的宇宙学范式可以重现这些意见，并提供一个物理解释。我们从EAGLE计划的（100 Mpc）^[3]模拟中选取了一个分辨率良好的星系样本。该样本由508个球状主导星系和1213个盘状主导星系组成。速度分散，年龄，金属丰度指标和梯度和自旋参数在整个质量大小平面的分布进行了分析。此外，我们还研究了形状和运动参数之间的关系。结果与观测结果进行了比较。除了速度色散大于约150 km/s的星系外，EAGLE星系的质量加权年龄在质量尺寸平面上沿常速度色散线变化。负的年龄梯度往往被发现在扩展盘星系与观测一致。然而，早型星系的年龄分布显示出较大比例的倒置径向轮廓。金属丰度梯度的分布没有显示出任何明显的依赖于这个平面。具有相似自旋参数（λ）的Galerkin随其动力学质量的增加而显示出更大的尺寸。在低椭圆率（ε）星系中，恒星加权年龄被认为是λ的良好替代。删节
2019-08-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
The signature of galaxy formation models in the power spectrum of the hydrogen 21cm line during reionization
本研究通过后处理三个星系形成流体模拟，发现不同模型的21厘米全局信号相近，但小、中尺度功率谱存在由反馈机制导致的独特印记，可用于约束高红移星系反馈理论模型。
2023-12-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
The origin of accreted stellar halo populations in the Milky Way using APOGEE, $\textit{Gaia}$, and the EAGLE simulations
最近的工作表明，附近的银河系晕是由一个主要的吸积事件的碎片为主。通过对晕星的APOGEE-DR 14元素丰度和$\textit{Gaia}$ -DR 2运动学的分析，我们证实了这一结果。我们发现，$\sim$ 2/3附近的晕星有高轨道偏心率（$e \gtrsim 0.8$），和丰富的模式典型的大规模银河系矮星系卫星今天，其特征是相对较低的[Fe/H]，[Mg/Fe]，[Al/Fe]，和[Ni/Fe]。高$e$恒星在[Mg/Fe]-[Fe/H]平面上的趋势显示出在[Fe/H] $\sim-1.3$处的斜率变化，这也是相对大质量矮星系中恒星种群的典型特征。低$e$星在观测到的[Fe/H]范围内没有表现出这样的斜率变化，并显示出略高的Mg，Al和Ni丰度。与低$e$的恒星不同，高$e$的恒星会有轻微的逆行运动，有更高的垂直偏移，并达到更大的远心半径。通过比较高$e$星与EAGLE宇宙学模拟中吸积星系在[Mg/Fe]-[Fe/H]空间中的位置，我们将吸积卫星的质量限制在$10^{8.5}\lesssim M_*\lesssim 10^{9}\mathrm{M_\odot}$范围内。我们发现，碎片的轨道偏心率中位数在很大程度上是不变的，因为合并时间，这意味着吸积事件可能发生在$z\lesssim1.5$。低$e$人口的确切性质尚不清楚，但我们假设它是一个组合的$\textit{in situ…
2018-10-30 astro-ph.GA
Towards Robustness Across Cosmological Simulation Models TNG, SIMBA, ASTRID, and EAGLE
针对宇宙学模拟模型多样性带来的鲁棒性挑战，开发模型不敏感估计器MIEST，通过提取多模型共同特征鲁棒估计$Ω_m$和$σ_8$，在未见过的模拟上性能提升显著，为模型不敏感研究星系形成提供方法。
2025-02-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
A large difference in the progenitor masses of active and passive galaxies in the EAGLE simulation
星系的累积数密度匹配是一种在观测上将后代星系与其典型的高红移的主要祖先联系起来的方法，从而评估星系性质的演化。这种方法的准确性是有限的，由于星系合并和分散的恒星质量增长历史中的个别星系。Behroozi等人（2013年）介绍了一种改进的方法，基于观测星系的丰度与Bolshoi暗物质模拟的匹配。EAGLE宇宙学流体模拟非常适合于测试这种方法，因为它再现了观测到的星系恒星质量函数和被动分数的演化。我们发现与Behroozi et al.（2013）的方法对于z = 0星系的主要祖先的完整样本是一致的，但我们也发现了对当前恒星形成率的强烈依赖。恒星质量高达10^10.75兆太阳的被动星系与相同质量的活动星系具有完全不同的中位质量历史。如果我们只选择中心星系，这种差异仍然存在。这意味着累积数密度方法应该分别应用于主动星系和被动星系。即使这样，典型的z = 0星系的主要祖先在z = 2时的恒星质量已经跨越了两个数量级。
2016-07-14 astro-ph.GA
Observing EAGLE galaxies with JWST: predictions for Milky Way progenitors and their building blocks
我们目前的预测，来自EAGLE LCDM宇宙流体动力学模拟，预计将在高红移的詹姆斯韦伯太空望远镜（JWST）检测到的星系的丰度和属性。我们认为星系人口作为一个整体，并专注于子人口的银河系（MW）的类似物，被定义为星系的吸积历史类似的MW的，也就是说，星系进行了合并类似的盖亚-土卫二-香肠（GES）事件，并包含一个类似的大麦云（LMC）卫星的今天。在红移z=2-8的范围内，考虑到尘埃遮蔽和不同的曝光时间，我们推导出了JWST NIRCam通带中所有EAGLE星系的光度函数。对于$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
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
Observations of metals in the $z\approx3.5$ intergalactic medium and comparison to the EAGLE simulations
我们研究$z\approx3.5$星系际介质（IGM）的比较新的，高质量的吸收光谱的八个类星体与$\langle z_{\rm QSO} \rangle=3.75$，虚拟观测的鹰宇宙学流体动力学模拟。我们采用像素光学深度的方法，并揭示HI，CIII，CIV，SiIII，SiIV和OVI的各种组合之间的强相关性。我们发现许多模拟和观察到的相关性，包括OVI（HI）之间的良好协议。然而，观察到的CIV（HI）和SiIV（HI）关系的中值光学深度高于从模拟光谱测量的那些。差异从$τ_{\rm HI}=1$的$\approx0.1$ dex增加到$τ_{\rm HI}=10^2$的$\approx1$ dex，我们可能在小的银河系中心距离探测密集区域。作为可能的解决方案，我们调用（a）电离辐射软化超过4 Ryd的模型来解释延迟完成的HeII再电离;（b）模拟运行在更高的分辨率;（c）包括额外的线加宽由于未解决的湍流;和（d）增加元素丰度;然而，这些因素都不能完全解释观察到的差异。通过本地源增强HI的光致电离，这是没有模拟的，可以提供一个解决方案。然而，更好的协议与所观察到的OVI（HI）的关系，我们发现探针热的和可能的碰撞电离的气相，表明模拟没有紧张的热相的IGM，并表明模拟的流出可能夹带不足的冷气体。
2016-08-24 astro-ph.GA
Size evolution of normal and compact galaxies in the EAGLE simulation
我们提出的星系大小的演变，从红移2到0，积极的恒星形成和被动星系的宇宙流体动力学1003 cMpc 3模拟的EAGLE项目。我们发现，大小增加与恒星质量，但这种关系减弱与增加红移。分离星系的恒星形成活动，我们发现，被动星系通常小于活跃星系在固定的恒星质量。这些趋势与观测中发现的趋势一致，预测和观测到的尺寸-质量关系之间的一致性水平在z < 1时为0.1 dex，在红移1至2时为0.2-0.3 dex。我们使用模拟来比较单个星系的演化与整个星系群的演化。虽然主动星系的大小-恒星质量关系的演化为单个星系的演化提供了一个很好的替代，但由于被动星系的数量密度不断变化，单个被动星系的演化并不能很好地用观测到的大小-质量关系来表示。对z \approx 2星系的观测揭示了大量的大质量红色致密星系，它们在z \approx 1以下耗尽。我们发现，类似的人口自然形成的模拟。将这些星系与它们的z = 0的后代进行比较，我们发现所有紧凑星系的大小都会由于高红移恒星向外迁移而增加。大约60%的致密星系由于新的恒星形成和/或合并而进一步增大。
2015-10-19 astro-ph.GA
The evolution of the star formation rate function in the EAGLE simulations: A comparison with UV, IR and H$α$ observations from z ~ 8 to z ~ 0
在EAGLE模拟中研究了$z\sim 0-8 $星系的恒星形成率函数（SFRF）和宇宙恒星形成率密度（CSFRD）的演化.此外，我们提出了一个汇编的UV，IR和H $α$ SFRF和比较这些从EAGLE套件的宇宙流体动力学模拟的预测。我们发现，对于z < 2的最高恒星形成物体，不同指标所暗示的约束相互不一致，这可能与选择偏差和尘埃衰减效应的不确定性有关。EAGLE的反馈参数经过校准，以再现z = 0.1时的真实星系大小和恒星质量。在这项工作中，我们测试，如果以及为什么这些选择产生现实的恒星形成率（SFR）的$z \sim 0-8$以及。我们证明，SNe反馈在设置星系的丰度在所有恒星形成制度，特别是在高红移发挥了重要作用。相反，活动星系核（AGN）的反馈在较低的红移变得更加突出，并且是一种主要的机制，只影响最高的恒星形成系统。此外，我们还发现，在红移z < 5时，具有SFR $\sim 1-10 \, {\rm M_{\odot} \, yr^{-1}}$的星系在CSFRD中占主导地位，而稀有的高恒星形成星系（SFR $\sim 10-100 \,{\rm M_{\odot} \, yr^{-1}}$）仅在峰值时代（$z \sim 2$）有短暂的贡献，然后被活动星系核反馈淬灭。如果没有这个处方，具有SFR $\sim 10-100 \,{\rm M_{\odot} \, yr^{-1…
2017-08-06 astro-ph.GA
CEMPlifying reionization
使宇宙电离的大质量恒星的寿命很短，只能在形成时附近进行研究，但任何同时形成的低质量恒星都可能在今天的本地宇宙中被观察到。我们研究了EAGLE宇宙流体动力学模拟中这些重电离子的丰度模式和空间分布。与铁相比，SoR中的$α$元素往往富集到超太阳水平。在类似银河系的{ \sc eagle}星系中，$\sim 40$ %的碳增强贫金属（CEMP）恒星是SoR。相反，所有SoR中的$\sim 10$百分比是CEMP星。对于金属丰度[Fe/H] $<-4$的SoR，这一比例增加到$\gtrsim 50$ %，并且在如此低的金属丰度下，大多数CEMP恒星都属于缺乏中子捕获元素的CEMP-no亚型。虽然这些数字可能很好地依赖于EAGLE中实现的物理模型的细节，但我们描述的趋势是稳健的，因为它们来自早期星系中恒星形成的强烈反馈，这本身就是当前大多数星系形成模型的关键成分。我们进一步发现，大多数SoR今天居住在质量为$M_h\gtrapprox 10^{12}$ M $_\odot$的晕中，其中50%位于其中心星系的晕中（距离$>10$ kpc），主要是因为它们被吸积到当前的宿主上，而不是在原位形成。在一个很好的近似下，SoR是居住在大质量星系的恒星晕中的CEMP-无恒星，其中近一半的恒星对集团和星系团中的团内光做出了贡献。
2018-05-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Revealing the properties of void galaxies and their assembly using the EAGLE simulation
利用EAGLE宇宙学流体动力学模拟，我们探索了生活在空洞中的中央星系的性质。基于最小空洞中心距离，我们定义了四个星系样本：内部空洞，外部空洞，壁和骨架。我们发现，内部空洞星系的主机晕质量$<10^{12}M_\odot$有较低的恒星质量和恒星质量分数比那些在密集的环境中，和恒星形成（SF）的活动和原子氢（HI）气体的星系的分数随着空中心距离的增加而减少，与观测结果一致。为了减轻恒星（晕）质量的影响，我们比较内部的空星系固定恒星（晕）质量的子样本。与密度更大的环境相比，具有$M_{*}= 10^{[9.0-9.5]}M_\odot$的内空星系具有可比的SF活动和HI气体分数，但淬灭星系分数最低。具有$M_{*}= 10^{[9.5-10.5]}M_\odot$的内空星系具有最低的HI气体分数、最高的猝灭分数和最低的气体金属丰度。另一方面，具有$M_{*}>10^{10.5}M_\odot$的内空星系具有与密度更大的环境中的类似物相当的SF活动和HI气体分数。它们保留了最高的金属丰度气体，这可能与在密度不足的区域中效率较低的物理过程有关，例如AGN反馈。此外，内空星系具有最低比例的正气相金属丰度梯度，这通常与外部过程或反馈事件有关，这表明它们比密度更大的星系有更安静的合并历史。我们的发现揭示了星系如何受到其大尺度环境的影响。
2022-09-08 astro-ph.GA
The origin of diverse $α$-element abundances in galaxy discs
对银河系的光谱观测显示，它的盘状恒星在固定的$\mathrm{[Fe/H]}$上表现出$\mathrm{[α/Fe]}$的扩散，在某些位置表现为双峰。银河系圆盘中这些不同的、可能是不同的恒星星族的起源还没有很好的了解。我们通过EAGLE模拟研究了133个类银河星系的Fe和$α$元素演化，探讨了它们的$\mathrm{[α/Fe]}$ - $\mathrm{[Fe/H]}$分布的起源和多样性。我们发现，双峰$\mathrm{[α/Fe]}$分布出现在星系的气体吸积的历史表现出显着的情节在早期和晚期的时间，与前者培养更激烈的恒星形成比后者。较短的特征消耗时标的气体增生在早期的情节抑制其富集与铁合成的Ia型SNe，导致形成高- $\mathrm{[α/Fe]}$序列。我们发现，在$\mathrm{[α/Fe]}$中类似于在银河系中看到的双峰是罕见的，在我们的样本中大约有5%的星系出现。我们认为，这是一个早期的气体吸积插曲的结果，需要质量吸积历史的星系的暗物质晕表现出一个阶段的快速增长，在早期的时代。鹰星系在$\mathrm{[α/Fe]}$ - $\mathrm{[Fe/H]}$平面上表现出不同序列的稀缺性可能因此表明银河系的元素丰度模式及其吸积历史并不能代表更广泛的$\sim L^\star$盘星系。
2018-01-11 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
Galaxy mergers in EAGLE do not induce a significant amount of black hole growth yet do increase the rate of luminous AGN
利用EAGLE宇宙流体动力学模拟研究了星系-星系合并与增强型黑洞（BH）生长之间的关系。我们通过三种分析方法来研究：活动星系核的合并分数，合并系统的活动星系核分数和有密切同伴的星系的活动星系核分数。在每一种情况下，我们发现一个增加的丰度合并系统内活动星系核相对于控制样本的不活跃或孤立的星系（由$\approx 3$取决于所使用的分析方法的一个因素），确认合并提高BH吸积率至少一个子集的星系人口。通过合并触发的活动星系核的最大过剩是在低质量（$M_* \sim 10^{10}$ ~ \Msol）的富气（$f_{\mathrm{gas}} > 0.2$）中心星系中发现的，这些星系具有低质量的BH（$M_{\mathrm{BH}} \sim 10^{7}$ ~ \Msol）和较低的红移（$z<1$）。我们发现在更大质量的星系（$M_* \gtrsim 10^{11}$ ~ \Msol）中没有通过合并触发活动星系核的增强。活动星系核的增强在合并的各个阶段并不均匀，而是在合并系统的早期\emph{remnants}达到峰值（通常滞后于$z=0.5$的两个星系合并后的$\approx 300$ ~Myr）。我们认为，无论是主要的（$M_{\mathrm{*,1}} / M_{\mathrm{*,2}} \geq \frac{1}{4}$）或次要的合并（$\frac{1}{10} < M_{\m…
2020-05-07 astro-ph.GA
The Abundance of Molecular Hydrogen and its Correlation with Midplane Pressure in Galaxies: Non-Equilibrium, Turbulent, Chemical Models
对旋涡星系的观测表明，氢分子与氢原子的表面密度比R_mol与中面压力之间存在很强的线性相关。为了解释这一点，我们模拟了三维磁化湍流，包括非平衡化学的简化处理和解离辐射的传播，以跟踪冷原子气体形成H_2的过程。H_2的形成时间尺度足够长，在分子云的20-30百万年寿命内不会达到平衡。尘埃颗粒上的辐射离解和H_2生成之间的平衡不能预测我们发现的随时间变化的分子分数。一个简单的、随时间变化的H_2形成模型可以再现总体的行为，尽管湍流密度扰动使分子分数增加了几个因子。与平衡模型相反，由于H_2的有效自屏蔽，在我们的模型中，分子的辐射解离对强度小于太阳邻域的十倍的漫射辐射场起不了什么作用。如果银盘冷中性介质中的有效温度大致恒定，则观测到的Rmol与压力的相关性对应于与局域气体密度的相关性。我们确实发现了这种R_mol与密度的相关性。如果我们在我们的局部模型中检查在其平均密度下自由落体时间后的R_mol值，正如对大尺度引力不稳定性形成分子云的模型所预期的那样，我们的模型再现了在超过一个数量级的密度范围内观察到的相关性。
2011-11-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
The chemical imprint of the bursty nature of Milky Way's progenitors
低中子俘获元素丰度的碳增强贫金属星（CEMP-无星）是银河系中普遍存在的贫金属星。最近的观测发现了它们的两个亚组，它们的碳/镁（[C/Mg]）丰度比不同。在这里，我们表明，类似的丰度模式也存在于银河系的星系中的EAGLE宇宙流体动力学模拟，这些模式起源于这样一个事实，即恒星可能形成的气体主要由渐近巨星分支（AGB）恒星或II型超新星富集。这发生在恒星形成于混合不良的星际介质中，这些星际物质是正在经历爆发性恒星形成的银河系祖先星系。具有较低[C/Mg]的CEMP-no恒星在星暴开始时由低金属丰度的II型超新星富集的气体形成，这些超新星提供了强大的外流，淬灭了进一步的恒星形成。当宇宙学气体吸积后恒星形成恢复时，具有较高[C/Mg]的CEMP-无恒星形成，AGB喷出物富集明显的钡丰度较高，镁丰度较低。这表明，银河系祖先中爆发性的恒星形成在CEMP恒星的丰度模式中留下了永久的印记。
2018-10-14 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
The Impact of Inelastic Collisions with Hydrogen on NLTE Copper Abundances in Metal-Poor Stars
我们研究了具有更新模型原子的\ion{Cu}{1}线的非局域热力学平衡（NLTE）分析，该模型原子包括Belyaev等人（2021）最近研究的Cu\，$+$ \，H和Cu $^+$\，$+$ \，H $^-$非弹性碰撞的量子力学速率系数。这些数据对NLTE丰度测定的影响已被用于金属丰度范围为$-$ 2.59\，dex $\,\le$ \，[Fe/H]\，$\le$ \，$-$ 0.95\，dex的6颗贫金属星.对于\ion{Cu}{1}线，应用精确的原子数据导致与LTE的偏离减少，并且与用Drawin理论近似获得的相比，铜丰度更低。为了验证我们采用的铜原子模型，我们还推导了样本星的\ion{Cu}{2}线的LTE铜丰度。从\ion{Cu}{1}（NLTE）和\ion{Cu}{2}（LTE）谱线得到了一致的铜丰度，这表明我们的铜原子模型是可靠的。值得注意的是，当$\sim$ \、$-$ 2.0\，dex\、$<$ \、[Fe/H]\、$<$\、$\sim$ \、$-$ 1.0\，dex时，[Cu/Fe]比随着金属度的增加而增加，有利于二次（金属度依赖性）铜的产生。
2022-08-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Investigating the impact of reactions of C and CH with molecular hydrogen on a glycine gas-grain network
通过敏感性分析，包括在气体-颗粒网络中的分子氢的C和CH的反应的影响进行评估。为此，我们改变了3个参数，即反应效率\ce{C + H2 -> CH2}，和宇宙射线电离率，第三个参数是最终密度的坍缩暗云。运行12个模型的网格以研究所有参数对化学网络的最终分子丰度的影响。我们发现，包括与分子氢的反应改变了网络的氢经济性;由于一些物种被分子氢氢化，原子氢被释放。氢化产生的简单分子如\ce{CH4}、\ce{CH3OH}和\ce{NH3}的丰度增加，同时，更复杂的物质如甘氨酸及其前体的最终丰度显著降低。我们发现甘氨酸的前体被优先氢化，因此甘氨酸本身的生产效率较低。
2023-01-11 astro-ph.GA physics.chem-ph
Hydrogen Fluoride in High-Mass Star-forming Regions
氟化氢已被证实是扩散云中分子氢的一种很好的示踪剂。然而，在密度较高的环境中，HF丰度已被证明大约低两个数量级。我们提出了Herschel/HIFI观测HF J=1-0对两个高质量恒星形成地点，NGC 6334 I和AFGL 2591。在NGC 6334 I中，HF谱线在前景云和源本身的吸收中被看到，而在AFGL 2591中，HF部分在发射中。我们发现一个HF丰度相对于H2的1.5e-8在弥漫的前景云，而在较密集的部分NGC 6334 I，我们得出的HF丰度的下限为5e-10。稠密云层中较低的HF丰度很可能是由于HF分子冻结在高密度气体中的尘埃颗粒上造成的。在AFGL 2591中，由于大量外流中的吸收，热核心的视图被阻挡，其中由于溅射的解吸，HF也非常丰富3.6e-8）。这些观测提供了进一步的证据，证明星际氟的化学性质是由冻结在气体颗粒上控制的。
2012-07-02 astro-ph.GA
Electron Densities and Nitrogen Abundances in Ionized Gas Derived Using [NII] Fine-structure and Hydrogen Recombination lines
本文提出了一种利用[NII] 205 μ m谱线强度与氢射电复合谱线强度之比来推算电离气体电子密度的方法。我们使用这种方法来获得电子密度的21个速度分量在11条视线通过银河系，包括银河系中心。我们观察到，在高光谱分辨率，[NII] 205 μ m线与赫歇尔/HIFI和SOFIA/GREAT仪器和无线电复合线与绿岸望远镜和美国宇航局深空网络深空站43（DSS-43）望远镜。我们发现，典型的电子密度在6 ~ 170 cm^-3之间，这与在低光谱分辨率下使用[NII] 205 μ m/122 μ m线比用Herschel/PACS在银河平面上的较大样本视线上得到的结果一致。通过匹配由[NII] 205 μ m/RRL强度比和[NII] 122 μ m/205 μ m强度比导出的电子密度，我们导出了大多数速度分量的氮分数丰度。我们研究了内星系（R_gal<6 kpc，这是由于尘埃消光而无法进行光学研究的）N/H比与银心距的关系。我们发现，来自我们的数据的内部星系中的氮丰度的分布有一个斜率，是一致的，发现在外部星系的光学研究。这一结果与星系内部氮丰度分布较平坦的一些建议不一致。
2019-09-23 astro-ph.GA
On the Relationship Between Molecular Hydrogen and Carbon Monoxide Abundances in Molecular Clouds
最常见的分子气体示踪剂是来自CO的线发射。然而，在不同于银河系的环境中，这种示踪剂的可靠性长期受到质疑。我们研究了H2和CO丰度之间的关系，使用一个完全动态模型的磁化湍流耦合到一个化学网络简化到只遵循H2和CO的形成和破坏的主导途径，并包括使用六射线近似的光解。我们发现，H2的丰度主要是由其形成的时间，这是成比例的密度和金属丰度的产品，但不敏感的光解量。光解离只有在视星等的十分之几的振幅下才变得重要，这与观测和先前的理论工作一致。另一方面，CO形式迅速，在一个动态的时间内，但其丰度主要取决于光解，只有一个弱的二级依赖H2丰度。结果表明，在平均视反射率A_V < 3时，CO丰度有一个明显的截止值.在较低的A_V值下，我们发现H_2柱密度与CO发射率之比X_CO与A_V^（-3.5）成正比。这解释了在低金属量系统中观测到的来自CO观测和其他技术（如红外发射）的云量之间的差异。我们的工作预测，低金属丰度系统中的CO明亮云应该比银河系云更大或更密集，或者两者兼而有之。我们的研究结果进一步解释了作为阈值效应的分子云柱密度的窄范围，而不需要维里平衡的假设。
2010-11-02 astro-ph.GA
CH+ depletion by atomic hydrogen: accuracy of new rates in photo-dominated and self-shielded environments
对ISM中起关键作用的离子反应进行了详细的量子分析，用量子方法生成了从头算反应截面。从他们，我们得到了相应的CH+耗尽率在很宽的温度范围内。新的速率进一步与一个复杂的化学网络相关联，该网络显示了光解离区（PDR）和分子云（MC）环境中CH+丰度的时间演变。CH+的演化丰度给出了一个大的耦合，一阶动力学方程的数值解，采用新的化学包KROME。通过一个简单的数值模型，连接低T截面减少共线的方法，其中非绝热交叉占主导地位的低T实验的所有现有的计算之间的差异进行解释。CH+演化丰度的分析表明，本研究的耗尽反应的重要区域是在100 K以上，因此表明，至少对于该反应，与现有低温实验的差异在天体化学环境中基本上是不重要的。涉及CH+的化学网络的详细分析还表明，初始氧丰度的略微降低可能导致更高的CH+丰度，因为主要的化学碳离子耗尽通道的效率降低。这种简化的观测可能提供一个替代的出发点，以了解天体化学模型在匹配观测到的CH+丰度的问题。
2013-12-20 astro-ph.GA
The low abundance and insignificance of dark discs in simulated Milky Way galaxies
我们调查的存在和重要性的暗物质光盘在24个模拟银河系星系的样本中的APOSTLE项目，在拉姆达CDM宇宙学的流体动力学模拟的EAGLE计划的一部分。有人认为，银河系中的暗盘可能会增加暗物质的密度，并改变相对于太阳位置的光滑晕的速度模量，这对直接探测实验产生了影响。从暗物质的运动学分解和所有24个晕的真实空间分析，我们发现，只有一个模拟的银河系类似物具有可检测的暗盘组件。这一独特的事件是由一颗LMC质量的卫星在很低的掠射角下与一颗LMC质量的卫星合并造成的。考虑到即使是这种罕见的情况下，只增加了35%的暗物质密度在太阳半径和影响的高能量尾部的暗物质速度分布不到1%，我们得出结论，在银河系中的暗盘的存在是不太可能的，是非常不可能有一个显着的影响直接检测实验。
2016-06-02 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Production of interstellar hydrogen peroxide (H2O2) on the surface of dust grains
上下文水在星际介质中的尘埃颗粒上的形成可能会以过氧化氢（H2 O2）作为中间体进行。最近，在ρ Oph A中检测到气相H2 O2，其相对于H2的丰度为~ 1 E-10。目标。我们的目标是定量重现在ρ Oph A中检测到的H2 O2和其他物种的观测丰度。方法.我们利用的化学网络，其中包括气相反应，以及对晶粒的过程，也包括通过化学反应从晶粒表面的解吸。我们针对一系列物理参数运行该模型。结果H_2O_2的丰度在~ 6E_5年时可以得到最好的再现，这与ρ OphA的动力学年龄接近。其他物种，如H2 CO，CH 3OH和O2的丰度也可以合理地再现在这个时候。在早期，H2 O2的气相丰度可以远高于当前检测值。我们预测O2 H的气相丰度与H2 O2的数量级相同，而ρ Oph A中气相水的丰度为1 E-8。还讨论了其他一些感兴趣的物种。结论.我们证明，H2 O2可以产生的尘埃颗粒和释放到气相中通过非热解吸通过表面放热反应。颗粒上的H2 O2分子是水形成的重要中间体。对于一系列物理条件，H2 O2在气相中过量产生的事实表明，其在当前气相网络中的破坏通道可能是不完整的。
2011-11-28 astro-ph.GA physics.chem-ph
Stellar initial mass function variation in massive early-type galaxies: the potential role of the deuterium abundance
观测到的恒星初始质量函数（IMF）似乎各不相同，在最大质量、富含金属的早型星系中心变得底部重。目前还不清楚是什么物理过程可能导致这种IMF变化。在本文中，我们证明了形成恒星的诞生云中氘的丰度可能是重要的，在设置IMF。我们使用模型的光盘吸积到低质量的原恒星，以表明那些形成贫氘气体预计将有零年龄的主要序列质量显着低于那些形成原始（高氘分数）的材料。在我们的简单模型中，这种氘丰度效应取决于恒星质量，因此所产生的IMF将变得底部重-正如观测所见。恒星的质量损失是完全不含氘的，在整个宇宙时间内为恒星形成提供燃料是很重要的。使用EAGLE模拟，我们表明，恒星质量损失引起的氘的变化是最强的IMF的变化被观察到的相同地区：在最大的，金属丰富的，被动星系的中心。虽然我们的分析不能证明氘丰度是观测到的IMF变化的根本原因，但它为未来研究这种可能性的理论和观测尝试奠定了基础。
2020-09-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Role of the Critical Ionization Velocity Effect in Interstellar Space and the Derived Abundance of Helium
高斯分析新的，高角分辨率的星际21厘米中性氢的发射轮廓结构更清楚地揭示了存在以前报道的签名的临界电离速度（{ \it CIV}）的氦（34公里秒$^{-1}$）。目前的分析包括1496个组成部分的线宽为178中性氢配置文件在两个地区的天空在银河纬度周围的$-$ 50 $^\circ$，远离银道面。这里考虑的新数据允许计算氦的星际丰度，并且导出的0.095 $\pm$ 0.020的值与基于太阳数据的宇宙丰度的0.085的值非常好地比较。虽然在星际空间中引起{ \it CIV}效应的确切机制还不清楚，但我们的研究结果可能为进一步理论研究该机制如何运作提供额外的动力。
2020-04-10 astro-ph.GA
On the Deuterium-to-Hydrogen Ratio of the Interstellar Medium
观测结果表明，局域星际介质（ISM）中的氘氢比（D/H）约为大爆炸核合成预言的原始比的90%。高（D/H）$_{ISM}$意味着只有一小部分星际气体经过恒星的处理，这破坏了它们出生时的任何氘。使用分析参数的一个区域的化学演化模型，包括吸积和外流，我表明，氘丰度是紧密耦合的核心坍缩超新星（CCSN）元素，如氧的丰度。这些模型预测（D/H）$_{ISM}$与原始丰度的比率为$\approx 1/(1+r Z_O/m_O)$，其中r是再循环分数，$Z_O$是ISM氧质量分数，并且$m_O$是氧的群体平均CCSN产率。使用适合Kroupa（2001）初始质量函数的$r=0.4$和$m_O=0.015$值和最近的CCSN产额计算，太阳氧丰度对应的ISM（D/H）为原始值的87%，与观测结果一致。这种近似值对于大范围的参数值是准确的，物理参数表明，它应该对更复杂的化学演化模型保持准确，使得氘丰度几乎可以对任何再现所观察到的ISM金属丰度的模型进行稳健的预测。与观测到的（D/H）$_{ISM}$值上限的良好一致性支持了长期以来的建议，即氘的视线到视线变化是尘埃耗尽的结果，而不是由原始成分气体的局部吸积增强的低全球（D/H）$_{ISM}$。这一协议限制了偏离常规产量和回收值，这意味着银河系流出物喷射ISM氢的效率与喷射CCSN金属一样高。
2018-05-12 astro-ph.GA
The 35Cl/37Cl isotopic ratio in dense molecular clouds: HIFI observations of hydrogen chloride towards W3A
我们报告的检测与HIFI仪器上的赫歇尔卫星的两个氯化氢同位素，H35 Cl和H37 Cl，对大规模的恒星形成区域W3 A。用HIFI仪器的接收器1b在625.9和624.9 GHz处观察到这两个物种的J=1-0线。不同的超精细组分被分辨。观测结果采用非局部、非LTE辐射转移模型进行建模，该模型包括超精细线重叠和尘埃辐射泵浦。这两种效应被发现发挥重要作用，新兴的强度从不同的超精细组件。推断出的H35 Cl柱密度（1 e 14 cm^-2的几倍）和相对于H核的丰度分数（~ 7.5 e ^-10）支持气相氯贫化的上限为~200。我们对H35 Cl/H37 Cl丰度比的最佳拟合模型估计值为~2.1+/-0.5，略低，但仍与太阳同位素丰度比（~3.1）相一致。由于这两种物质是同时观测到的，这是第一次对分子云中[35 Cl]/[37 Cl]同位素比值的准确估计。我们的模型表明，即使是大的线不透明度和可能的超精细强度异常，H35 Cl和H37 Cl J=1-0集成线强度比提供了一个很好的估计35 Cl/37 Cl同位素丰度比。
2010-05-16 astro-ph.GA
Non-LTE abundances of zinc in different spectral type stars and the Galactic [Zn/Fe] trend based on quantum-mechanical data on inelastic processes in zinc-hydrogen collisions
我们提出了一个新的模型原子的Zn I-II的基础上最新的光电离截面，电子碰撞激发率，和速率系数的Zn I + H I和Zn II + H-碰撞。后者是使用基于Born-Oppenheimer方法的多通道量子渐近处理计算的。首次对两颗贫金属参考星HD 84937和HD 140283的紫外光谱中的Zn I和Zn II谱线进行了非LTE分析。我们发现一致的非LTE丰度从共振Zn I 2138 A线，从属线，和Zn II线。在这两颗星，非LTE导致0.17德克斯更高的平均丰度从锌I，而对于锌II线，非LTE的修正是轻微的，不超过0.06德克斯。利用高分辨率光谱中的Zn I线，我们确定了80颗恒星样本的非LTE丰度，其金属丰度范围为-2.5 < [Fe/H] < 0.2。[Zn/Fe]与[Fe/H]的关系图显示了下降，在最贫金属的恒星中[Zn/Fe] = 0.3，[Fe/H] =-1.2接近太阳值，而[Zn/Fe]则增加厚盘恒星中的[Zn/Fe]高达0.3。接近太阳的恒星的金属丰度平均为太阳下的[Zn/H] =-0.1。首次导出了7颗F-B型参考星的非LTE锌丰度。我们提供了非LTE丰度校正的网格。
2022-06-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
OH absorption in the first quadrant of the Milky Way as seen by THOR
羟基自由基（OH）存在于星际介质（ISM）的扩散分子和部分原子相中，但其相对于氢的丰度尚不清楚。我们的目标是评估丰富的OH相对于分子氢使用OH吸收厘米连续源在第一银河象限。这项OH研究是HI/OH/电离线调查（THOR）的一部分。索尔是卡尔·G。Jansky甚大阵列大程序，在15° $\leq$ 1 $\leq$ 67°和|b| $\leq$ 1°范围内的原子、分子和电离气体。这是迄今为止对该地区进行的最高分辨率的无偏OH吸收调查。我们将导出的光学深度与文献13 CO（1-0）和HI观测相结合，以确定OH丰度。我们检测到的吸收在1665和1667 MHz的过渡连续源强于$F_{\rm cont}\geq$ 0.1焦耳/梁。OH吸收被发现对$\sim$ 15%的这些连续源与更强的源增加分数。大部分的吸收与银河系HII区域有关。我们发现OH和13 CO气体具有相似的运动学性质。OH丰度随氢柱密度的增加而降低。相对于总氢核柱密度（原子和分子相）的OH丰度与$A_V$ < 10-20的恒定丰度一致。朝向最低的柱密度，我们发现源表现出OH吸收，但没有13 CO排放，表明OH是一个很好的适合示踪剂的低柱密度分子气体。我们提出了对W 43的空间分辨OH吸收。THOR调查的无偏见性质为ISM的气体性质打开了一扇新的窗口。在大范围的氢气柱密度的OH丰度的表征有助于理解OH作为一种分子气体示踪剂，并为…
2018-09-16 astro-ph.GA
First detection of Hydrogen Chloride towards protostellar shocks
我们提出了第一次检测氢氯在原恒星冲击，通过观察在626 GHz的基本过渡与赫歇尔HIFI光谱仪。我们检测到三条超精细线中的两条，从中我们得出线不透明度< 1。使用非LTE LVG代码，我们约束HCl柱密度、温度和排放气体的密度。排除了发射起源于分子云的假设，因为这意味着太密集的气体。相反，假设发射起源于先前在IRAM PdB干涉仪上观察到的10”-15”尺寸的冲击气体，我们得到：N（HCl）=0.7-2 × 10（13）cm-2，温度> 15 K，密度> 3 × 10（5）cm-3}。结合Herschel HIFI CO（5-4）观测，可以进一步限制气体密度和温度，10（5）-10（6）cm-3和120-250 K，以及HCl柱密度，2 x 10（13）cm-2，最后，丰度：3-6 x 10（-9）。估计的HCl丰度与之前在低质量和高质量原恒星中观察到的丰度一致。L1157-B1激波中来自挥发性和难熔颗粒组分的物种增强，这一令人困惑的结果表明，与先前的化学模型预测相反，HCl不是气相中氯的主要储存库，或者L1157-B1中元素氯的丰度很低。天体化学模拟表明，HCl实际上是在低温下，在冲击发生之前在气相中形成的，而后者并没有增加其丰度。
2011-10-18 astro-ph.GA
Origins of carbon-enhanced metal-poor stars
我们调查的性质，碳增强贫金属（CEMP）恒星在银河系（MW）类似物选择从EAGLE宇宙流体动力学模拟。EAGLE中的恒星演化模型包括渐近巨星分支（AGB）恒星、大质量恒星风以及I型和II型超新星（SNe）的富集物理。在模拟中，由于有效的恒星反馈，年轻MW祖星的恒星形成是突发性的，这导致了不良的金属混合，导致形成极端丰度模式的CEMP恒星。在这种情况下，出现了两类CEMP恒星：那些主要由低金属丰度II型SNe富集的低Fe产量驱动银河系外流，以及那些主要由AGB恒星富集的贫气体祖星吸积原始气体。第一类类似于CEMP-no星，具有高[C/Fe]和低[C/O]，第二类类似于CEMP-s星，具有丰富的s过程元素和高[C/O]。这种情况解释了数据中看到的几种趋势：（一）在低和降低[O/H]时[C/O]的分散度和中值增加，（二）具有非常低[Fe/H]或[C/H]的恒星趋向于CEMP-no类型，以及（三）在贫金属恒星中具有原子序数的[α/Fe]分散度减少。在这种解释中，CEMP-没有恒星被使星系能够重新电离宇宙的恒星所富集。
2017-12-15 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Characterizing the chemical pathways for water formation -- A deep search for hydrogen peroxide
2011年，人们首次在太阳系外观测到过氧化氢（HOOH）（Bergman et al.，A&A，2011，531，L8）。这一发现似乎是很自然的，因为HOOH是尘埃颗粒表面形成水的中间产物。在这种检测之后，我们在不同环境中的各种来源样本中搜索HOOH，包括低质量原恒星和具有非常高柱密度的区域，如红外暗云（IRDC）。我们在除Oph A外的任何其他来源中均未检测到该分子，并推导出HOOH相对于H $_2$丰度的3个$σ$上限，低于大多数来源的Oph A。这一结果为我们对Oph A中HOOH检测的理解提供了不同的见解，并将谜题转移到为什么这个来源似乎是特殊的。因此，我们重新讨论了Oph A中HOOH的检测，以及HOOH低丰度的含义，及其与O $_2$的相似性。我们的化学模型表明，HOOH的产生对温度极其敏感，并且仅在20 $-$ 30 K范围内有利。在Oph A中观察到的相对高丰度的HOOH表明，该材料的主体位于20 $-$ 30 K的温度范围内。
2014-07-02 astro-ph.GA
A Simple and Accurate Network for Hydrogen and Carbon Chemistry in the ISM
化学在星际介质（ISM）中起着重要的作用，调节气体的加热和冷却，并确定观测中跟踪气体性质的分子种类的丰度。虽然求解与时间相关的方程对于动态ISM中的精确丰度和温度是必要的，但是完整的化学网络在计算上太昂贵而不能并入数值模拟中。本文提出了一种新的原子分子ISM中氢和碳化学的简化网络。我们将我们的化学网络的结果与完整的光解离区域（PDR）代码的结果进行了详细的比较，并与Nelson & Langer（1999）（NL 99）网络先前在模拟文献中采用的结果进行了比较。我们发现，我们的化学网络给出了类似的结果，PDR代码中的平衡丰度的所有物种在很宽的范围内的密度，温度和金属，而NL 99网络显示出显着的分歧。应用我们的网络在一维模型中，我们发现，$\mathrm{CO}$占主导地位的制度界定最冷的气体和相应的温度跟踪宇宙射线电离率的分子云。我们提供了一个简单的适合的轨迹的$\mathrm{CO}$占主导地位的区域作为气体密度和列的函数。我们还比较了弥漫和半透明云的观测。我们发现，$\mathrm{CO}$，$\mathrm{CHx}$和$\mathrm{OHx}$丰度是一致的平衡预测密度$n=100-1000~\mathrm{cm^{-3}}$，但预测的平衡$\mathrm{C}$丰度高于观测，信号的非平衡/动力学效应的潜在重要性。
2019-04-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Do Hydrogen-deficient Carbon Stars have Winds?
我们目前的高分辨率光谱的五个已知的氢缺乏碳（HdC）恒星在附近的10830埃线的中性氦。在北冕座R（RCB）恒星中，He I线被认为是强而宽的，通常具有天鹅座P的轮廓，并且必须在这些恒星的强大风中形成。RCB星的化学丰度与HdC星相似，并且18 O丰度也大大增强，这表明这两类恒星有共同的起源，被认为是白矮星合并。一条狭窄的He I吸收线可能存在于较热的HdC恒星中，但在较冷的恒星中看不到任何线，并且在任何一颗恒星中都没有发现风的证据。RCB星中风线的存在与尘埃形成事件密切相关，因此HdC星中没有风线，这并不产生尘埃，这是预期的。
2009-04-27 astro-ph.GA
Cumulative Oxygen Abundances of Spiral Galaxies
研究螺旋星系的全球演化需要确定它们的整体化学成分。然而，由于螺旋往往具有梯度的化学成分，确定其总体化学丰度构成了挑战。在这项研究中，建立了一个新提出的方法来确定磁盘的整体氧丰度的框架。通过分别整合的绝对量的氢和氧的大半径，累积的氧丰度接近一个渐近值。通过这种方式，揭示了磁盘整体化学状态的可靠说明。
2012-04-08 astro-ph.GA
Molecular ion abundances in the diffuse ISM : CF+, HCO+, HOC+, and C3H+
氢原子和氢分子之间的转变与星际云结构的重要变化有关，标志着星际化学的开始。由于控制其丰度的相对简单的网络，分子离子通常是潜在物理条件的良好探针，包括例如分子形式的气体分数或分数电离。在本文中，我们专注于三个可能的探针的分子氢柱密度，HCO+，HOC+，CF+。我们提出了高灵敏度ALMA吸收数据对样品的紧凑HII区域和明亮的类星体具有突出的前景吸收，在基态跃迁的分子离子HCO+，HOC+，CF+和中性物种HCN和HNC，和从激发态跃迁的C3 H+（4-3）和13 CS（2-1）。这些数据与HF和p-H_2 O的基态跃迁的Herschel吸收谱进行了比较。我们发现，HCO+，HOC+，CF+柱密度是很好的相互关联。HCO+和HOC+与p-H2O密切相关，而它们与HF的相关模式则取决于吸收物质是位于银河系盘还是位于中心分子区。我们报告新的检测C3 H+确认，这种离子是无处不在的扩散物质，与丰富的相对于H2的~ 7 E-11。我们证实，CF+丰度低于预测的简单的化学模型，并提出的主要形成反应的速率是由一个因素约3比通常假设的低。在没有CH或HF数据的情况下，我们建议使用HCO+、CCH和HOC+的基态跃迁来追踪扩散分子氢，相对于H2的平均丰度为3E-9、4 E-8和4 E-11。
2018-11-19 astro-ph.GA
Efficiency of the top-down PAH-to-fullerene conversion in UV irradiated environments
多环芳烃和富勒烯在星际介质的物理和化学中起着重要作用。基于最近的实验和理论研究，我们开发了一个模型，其中多环芳烃受到光解（碳和氢的损失）和氢化。我们考虑到脱氢的多环芳烃可能会折叠成封闭的结构-富勒烯。而富勒烯也可以被氢化，变成富勒烷，并被光解，失去碳和氢原子。碳的损失导致富勒烯笼收缩成更小的笼。我们计算了不同尺寸的多环芳烃和富勒烯的丰度和氢化程度取决于外部条件：气体温度，辐射场强度，氢原子，碳原子和电子的数密度。我们强调的条件，这是有利于富勒烯形成的多环芳烃，我们得出结论，这种机制不仅在H-穷人的环境，但也在适度的值的氢密度高达10 $^{4}$ ~cm $^{-3}$。我们发现，富勒烯可以形成在ISM中，虽然在它们中锁定的碳原子的分数可以是最大的约10 $^{-9}$。我们将我们的模型应用于两个光解区域，Orion Bar和NGC 7023。我们比较我们的估计的富勒烯丰度和合成带强度在这些对象与观测，并得出结论，我们的模型给出了良好的结果电离恒星的最接近的环境。我们还表明，额外的富勒烯形成通道应与紫外线诱导的形成，以解释丰富的富勒烯远离紫外线源。
2022-10-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
The excess of molecular hydrogen in chemical networks without oxygen
University of Vienna（维也纳大学）
研究发现，在无氧化学网络中，分子氢的过剩现象主要由缺失的含氧反应导致，建议在最小化学网络中包含氧对分子氢的破坏作用以提高计算准确性。
2026-03-02 astro-ph.GA
Hydrogen cyanide and isocyanide in prestellar cores
为了寻找与高密度气体有关的物质，我们研究了星前核样品中HCN、H13 CN和HN 13 C的丰度。我们使用IRAM 30米射电望远镜沿L1498，L1521 E和TMC 2的长轴和短轴进行观测，这三个核心是根据它们的CO耗尽特性选择的。我们映射了HCN、H13 CN和HN 13 C朝向源样品的J=1-0跃迁加上TMC 2中N2 H+的J=1-0跃迁和C18 O的J=2-1跃迁。我们使用了两种不同的辐射转移代码，利用最近的碰撞率计算，为了更准确地确定激发温度，导致更准确的评价柱密度和丰度。我们发现H13 CN（1-0）和HN 13 C（1-0）的光学深度是不可忽略的，这使我们能够估计三个源中许多位置的这些跃迁的激发温度。所观察到的激发温度与最近计算的这些物种的碰撞率是一致的，它们与从尘埃排放推断的氢柱密度相关。我们的结论是，HCN和HNC在高密度区相对丰富，n（H2）约为10^5 cm-3，在那里CO被耗尽。相对丰度[HNC]/[HCN]与统一值相差最多30%，与化学预期一致。HCN（1-0）的三个超精细卫星在所绘制的区域中光学厚度较大，但随着光学深度的增加，剖面变得越来越偏向蓝色（L1498和TMC 2）或红色（L1521 E），表明被前景层吸收。
2011-08-25 astro-ph.GA
Ambipolar diffusion and the molecular abundances in prestellar cores
我们研究磁超临界和亚临界星前核之间的分子丰度的差异，进行三维非理想磁流体动力学（MHD）模拟与不同的密度和磁场强度，和后处理的结果与时间相关的气体颗粒化学代码。大多数分子物种显示出显着更多的中心耗尽在亚临界模型，由于崩溃的持续时间较长。然而，直接可观察到的量-分子与氢柱密度比-通常太相似，观测数据无法区分模型。的配置文件的N $_2$ H $^+$和HC 0 $^+$显示超临界和亚临界模型的尺度上的$0.01 \, {\rm pc}$，这可能会允许这两种情况下进行区分的定性差异。然而，这需要氢柱密度的知识，这是不能直接测量的，并且来自辐射转移建模的预测线强度分布对于这些分子是相似的。其他经常观察到的物质，如HCN和CH $_3$ OH，其谱线强度分布在不同的模型之间差异更大，因此更有希望作为云坍缩机制的示踪剂。
2019-07-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Production of atomic hydrogen by cosmic rays in dark clouds
在21厘米的光谱线上，以吸收凹陷的形式检测到的少量氢原子的存在，是乌云的一个众所周知的特征。在分子云致密区测得的氢原子丰度只能用宇宙射线引起的H $_2$的离解来解释。我们希望利用宇宙射线低能光谱特性的最新发展和它们在分子云中传播的模拟进展，评估银河系宇宙射线在原子氢形成中的作用。我们建立了星际宇宙射线进入云的衰减模型，并计算了由于与宇宙射线质子和电子以及快速氢原子碰撞而产生的分子氢的解离速率。我们将我们的结果与现有的观测结果进行比较。宇宙射线的离解速率完全由初级电离碰撞中产生的次级电子决定。这些次级粒子构成了柱密度高于$\sim10^{21}$ cm $^{-2}$的原子氢的唯一来源。我们还发现，解离速率随柱密度降低，而解离和电离速率之间的比率在约0.6和0.7之间变化。通过与观测结果的比较，我们得出结论，一个相对平坦的星际宇宙射线质子谱，如最近的旅行者1号数据所建议的那样，只能为观测到的原子氢分数提供一个下限。需要一个增强的低能质子光谱来解释大多数观测结果。我们的发现表明，对宇宙射线分解的分子氢的仔细描述可以解释暗云中原子氢的丰度。在高密度下准确描述这一过程对于理解恒星形成区域的化学演化至关重要。
2018-09-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
The study of AF And. I. Hydrogen abundance constraints and dynamically-consistent wind model of the hot state
Special Astrophysical Observatory（特别天文台）
本文通过 CMFGEN 非LTE建模和动力学一致速度场，约束了M31中亮蓝变星AF And热态的氢丰度（20%-30%）及当前质量（15.6-17.7 M⊙），并估计初始质量约50 M⊙。
2026-09-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Methoxymethanol Formation Starting from CO-Hydrogenation
甲氧基甲醇（CH 3 OCH 2 OH，MM）已被确定通过气相签名在高质量和低质量的恒星形成区域。该分子预期在富含CO的冰中通过CO氢化产物的自由基重组在氢加成和提取反应后形成。这项工作的目标是从实验和理论上研究暗星际云条件下最有可能的固态MM反应通道--CH 2 OH和CH 3 O自由基的复合，并将其形成效率与其他物种的形成效率进行比较。被证明沿着CO加氢线形成。氢原子和CO或H2 CO分子共沉积在预沉积的H2O冰的顶部，以模拟与“快速”CO冻结出的开始相关的条件。四极杆质谱法用于分析气相COM组合物后的程序升温解吸。蒙特卡罗模拟用于天体化学模型，比较MM与其他COM的形成效率。在CO+H和H_2CO +H实验中，新形成的MM的非生物学检测是可能的。所得MM相对于CH 3OH的丰度约为0.05，比NGC 6334 I观察到的值小约6倍，比IRAS 16293 B报告的值小约3倍。天体化学模拟的结果预测一个类似的值MM丰度相对于CH 3OH的因素范围在0.06至0.03之间。我们发现MM是由CO和H_2CO通过CH_2OH和CH_3O自由基的复合与H原子共沉积形成的。在这两个实验和建模研究中，这个通道的效率是不足以解释所观察到的丰富的MM。这些结果表明不完整的知识的反应网络或替代固态或气相形成机制的存在。
2021-12-16 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
