METAL: The Metal Evolution, Transport, and Abundance in the Large Magellanic Cloud Hubble program. I. Overview and Initial Results
大麦哲伦星云中的金属演化、运输和消耗（Metal Evolution，Transport，and Abdeletion in the LMC，简称METAL）是哈勃太空望远镜上的一个大型第24周期计划，旨在测量大麦云（LMC）中半太阳金属丰度的尘埃消光特性和星际消耗。101轨道计划包括对33颗1150 A和3180 A之间的LMC大质量恒星的COS和STIS光谱，以及7个NUV-NIR滤波器的并行WFC 3成像。从光谱获得的气相中的硅的分数（耗尽）随着氢柱密度的增加而减少。硅的耗尽模式在银河系、大麦哲伦星云和SMC之间不同，硅的耗尽水平几乎完全抵消了金属丰度的差异，导致在给定的氢柱密度下，这些星系中的气相丰度恒定。硅耗尽与绝对选择性消光R $_V$呈线性相关，表明气体耗尽与尘埃粒度之间存在联系。消光图来自于并行成像中的恒星测光，可以与赫歇尔和斯皮策的FIR图像进行比较，以估计LMC金属丰度下尘埃的发射率。完整的METAL样品的消耗，紫外消光曲线和消光图将告知LMC中尘埃颗粒的丰度，大小，成分和光学性质，全面提高我们对尘埃性质的理解，以及估计附近和高红移星系中尘埃气体质量，恒星形成率和历史的准确性。这篇综述性论文描述了METAL调查的目标、设计、数据简化和初步结果。
2019-01-17 astro-ph.GA
METAL: The Metal Evolution, Transport, and Abundance in the Large Magellanic Cloud Hubble program. II. Variations of interstellar depletions and dust-to-gas ratio within the LMC
星系中重子循环的一个关键组成部分是中性ISM中金属从气体到尘埃相的耗尽。哈勃太空望远镜上的METAL（大麦云云中的金属演化、运输和吸收）计划获得了半太阳金属丰度LMC中朝向32条视线的紫外光谱，从中我们得到了Mg、Si、Fe、Ni、S、Zn、Cr和Cu的星际贫化（气相分数）。不同元素的消耗是紧密相关的，表明有一个共同的起源。氢柱密度是耗尽变化的主要驱动力。相关性较弱的体积密度，探测CI精细结构线，距离LMC中心。后者的相关性的结果从气相金属丰度的东西变化。东部的天然气，包括30剑鱼座和东南HI超密度的LMC压缩侧富集高达+0.3dex，而西部的天然气缺乏金属高达-0.5dex。在METAL探测的参数空间内，未发现与分子分数或辐射场强度的相关性，我们证实了远红外、21 cm和CO观测中观察到的扩散（logN（H）~20 cm-2）和分子（logN（H）~22 cm-2）ISM之间的尘埃-金属和尘埃-气体比增加了3-4倍。尘埃-金属和尘埃-气体比随柱密度的变化对化学演化的次网格物理学、整个宇宙时期的气体和尘埃质量估计以及通过阻尼莱曼-α系统的光谱学测量的宇宙化学富集具有重要意义。
2021-01-23 astro-ph.GA
Interstellar Ti II in the Milky Way and Magellanic Clouds
我们讨论了几套钛II吸收线数据，探测各种星际环境中，我们的银河系和麦哲伦云。高分辨率（FWHM ~ 1.3-1.5 km/s）的Ti II光谱的银河系目标与相应的高分辨率光谱的Na I，K I，和Ca II的比较揭示了相似性和差异的详细结构的吸收线轮廓-反映组件到组件的差异，这些物种的电离和耗尽行为。中等分辨率（FWHM ~ 3.4-4.5 km/s）光谱的更严重的红色银河系恒星提供了更广泛的信息钛耗尽在寒冷，密度云-其中超过99.9%的钛可能是在尘埃阶段。麦哲伦星云中恒星的中分辨率（FWHM ~ 4.5-8.7 km/s）光谱表明，在给定的N（H_tot）、E（B-V）或分子分数f（H_2）的情况下，大麦哲伦星云和小麦哲伦星云中的钛贫化一般比我们银河系中的要轻得多，这为这两个低金属丰度星系中钛贫化模式的差异提供了额外的证据。我们简要地讨论了这些结果的解释气相丰度在类星体吸收线系统和本地银河ISM的D/H比的变化可能产生的影响。
2010-01-20 astro-ph.GA
The Relationship Between Molecular Gas, HI, and Star Formation in the Low-Mass, Low-Metallicity Magellanic Clouds
麦哲伦云提供了唯一的实验室，以研究金属丰度和星系质量对分子气体和恒星形成的影响，在高分辨率（~20 pc）。我们利用Heritage Herschel数据中的尘埃排放来绘制麦哲伦云中的分子气体，避免了已知的CO排放作为H $_{2}$示踪剂的偏差。使用我们基于尘埃的分子气体估计，我们发现在1 kpc尺度下，LMC和SMC中的分子气体耗尽时间约为0.4 Gyr，约为0.6 Gyr。这些耗尽时间落在正常盘状星系的范围内，但比平均值短，这可能是由于最近的恒星形成爆发。我们没有发现证据的分子气体耗尽时间对金属丰度的强烈内在依赖性。我们研究了气体和恒星形成率之间的关系，从20秒差距到~1千秒差距的尺度范围内，包括如何分散在分子气体耗尽时间的大小尺度的变化，并讨论了物理机制驱动的关系。我们将Ostriker，McKee和Leroy（2010）以及Krumholz（2013）的金属丰度依赖的恒星形成模型与我们的观测结果进行了比较，发现它们都预测了数据的趋势，这表明在较低的金属丰度下包含弥散中性介质是重要的。
2016-04-25 astro-ph.GA
Interstellar Extinction and Elemental Abundances: Individual Sight Lines
虽然银河系星际消光曲线和尘埃形成元素的气相丰度在不同的视线之间表现出相当大的变化，但大多数尘埃消光建模工作都是针对银河系平均消光曲线，这是通过对许多不同气体和尘埃性质的云进行平均而获得的。因此，关于尘埃性质和星际环境之间关系的任何细节都丢失了。在这里，我们利用空间望远镜获得的大量灭绝和元素丰度数据，探索大量个体视线的尘埃特性。我们对每个视线的观测消光曲线进行建模，并推导出主要尘埃形成元素的丰度（即，C、O、Si、Mg和Fe）需要捆绑在灰尘中（即，粉尘损耗）。然后，我们面对的衍生粉尘损耗与所观察到的气相丰度的这些元素，并调查环境对粉尘的属性和元素损耗的影响。研究发现，对于大多数的视线，星际氧原子完全被气体和尘埃所容纳，因此似乎不存在“丢失氧气”的问题。对于那些视缐上氢柱密度为$A_V/N_H$ $>$ 4.8 $\times$ 10 $^{-22}$ mag cm $^2$ /H的恒星，即使星际C/H、Si/H、Mg/H和Fe/H丰度被假设为银河系化学演化增加的原太阳丰度，也缺乏制造尘埃的C、Si、Mg和Fe元素来解释观测到的消光。
2021-11-06 astro-ph.GA
Modeling CO, CO$_2$ and H$_2$O ice abundances in the envelopes of young stellar objects in the Magellanic Clouds
麦哲伦云中的大质量年轻恒星天体显示出红外吸收特征，对应于沿视线的CO、CO $_2$和H $_2$ O冰的显著丰度，这些冰的相对丰度在麦哲伦云和银河系之间不同。在小麦哲伦云的来源中没有检测到CO冰，上限使其相对丰度远低于大麦云和银河系的来源。我们使用我们的气体颗粒化学代码MAGICKAL，具有多个晶粒尺寸和晶粒温度，并进一步扩展它，增加星际辐射场强度的处理，以模拟在MC中观察到的尘埃温度升高。我们还调整元素丰度的化学模型中使用的，在这些贫金属卫星星系的HII区域的观测指导。与网格模型，我们能够重现MC大规模年轻恒星物体（MYSO）中观察到的相对冰分数，表明金属耗尽和晶粒温度升高是MYSO信封冰成分的重要驱动因素。麦哲伦云元素丰度有一个亚银河系的C/O比，增加H $_2$ O冰丰度相对于其他冰;升高的晶粒温度有利于CO $_2$生产H $_2$ O和CO。该模型表明，辐射场强度的变化很大，需要匹配观测到的LMC丰度的范围。CH $_3$ OH丰度被发现在低金属含量模型中增强，为麦哲伦云中复杂有机分子的形成提供了种子材料。
2018-01-24 astro-ph.GA
The abundances of O, N, S, Cl, Ne, Ar, and Fe in H II regions of the Magellanic Clouds
我们利用甚大望远镜紫外-可见中阶梯摄谱仪获得的甚深光谱，测定了大麦云云和小麦哲伦云的4个H Ⅱ区的物理条件、化学丰度和铁贫化因子。覆盖的光谱范围为3100-10400 $\mathring{A}$，分辨率为$Δλ\sim λ/ 8800$。我们测量每个物体中多达200条发射线的强度。电子温度和电子密度的确定使用不同的线强度比。的离子和总的丰度来自使用碰撞激发线O，N，S，Cl，Ne，Ar和Fe。使用蒙特卡罗模拟计算不确定度。这是麦哲伦星云中H II区域最大的高质量光谱集。因此，我们可以推导出化学丰度和消耗因子，并以比以前的研究更好的精度限制它们在每个星系中的变化。特别是，我们发现，在麦哲伦星云的H II区域的尘埃颗粒上耗尽的Fe量与银河系H II区域中发现的相似。
2017-01-09 astro-ph.GA
Chemical depletion in the Large Magellanic Cloud: RV Tauri stars and the photospheric feedback from their dusty discs
目的：通过研究的光球丰度的4 RV金牛星在LMC，我们测试是否耗尽模式的难熔元素，在类似的银河系的来源，也是常见的河外来源。由于这种耗尽过程可能只发生在一个稳定的磁盘通过相互作用，我们调查这些来源的拱星环境。方法：使用高分辨率UVES光谱进行了详细的光球丰度研究。为了研究星周环境，我们使用光度数据来构建恒星的光谱能量分布，并确定星周环境的几何形状，而低分辨率的斯皮策-IRS红外光谱用于跟踪其矿物学。结果如下：我们的研究结果表明，同样在LMC中，金牛座RV星的光球通常受到耗尽过程的影响，尽管它的强度在不同的源之间有很大的不同。从我们详细的盘建模和矿物学研究，我们发现，这一过程，在银河系中，似乎密切相关的稳定开普勒盘的存在。新研究的河外天体具有与被尘埃盘包围的银河系后AGB双星相似的观测特征，因此也被认为是双星系统的一部分。一个源显示出非常小的红外线过剩，这对于盘源来说是不典型的，但仍然有耗尽的证据。我们推测这可能指向一个非常进化的圆盘的存在，类似于年轻恒星周围的碎片圆盘。
2009-10-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evolution of dust and molecular hydrogen in the Magellanic System
我们调查的星际介质（ISM）的演变在自洽的，化学动力学模拟的麦哲伦云（MC）在他们最近（z<0.3）过去。尘埃和分子氢的生命周期的明确建模，使我们的模型对ISM的观察到的属性，包括从气相元素耗尽的比较。结合这个模型与潮汐主导的范式形成的麦哲伦流和桥，我们重现的年龄金属丰度的关系，长气体耗尽的时间尺度，目前观察到的尘埃和分子氢质量的MC在各自的不确定性。我们发现，这些模型的富集敏感地依赖于ISM内的尘埃的处理和外部潮汐/恒星酒吧的动力学影响。在我们的SMC和LMC模型中，特征尘埃破坏时间尺度的比率是我们模型演变的一个控制参数，与基于观测到的超新星（SN）速率的估计一致。我们的参考MC模型往往表现出有争议的通用灰尘-金属比，我们认为这源于采用高SNe II冷凝效率。我们的模型是第一个再现的太阳金属量的流/领先的手臂潮汐剥离SMC的假设，即LMC有助于丰富的金属丝流，所暗示的最近的运动学和丰度分析，也在这项研究中进行了评估。
2014-06-06 astro-ph.GA
A Detailed Look at Chemical Abundances in Magellanic Cloud Planetary Nebulae. I. The Small Magellanic Cloud
本文分析了麦哲伦云行星状星云（PNe）中He、N、O、Ne、S和Ar的元素丰度，并初步研究了小麦哲伦云（SMC）中的14个PNe。我们从斯皮策太空望远镜的深，高色散光谱，以及中红外（IR）光谱的组合得出的丰度。与之前SMC PN研究的详细比较表明，尽管分析方法相似，但相对发射线通量测定作者之间的显着差异导致研究之间推导出的元素丰度存在系统差异，>~0.15 dex。我们使用的离子丰度来自红外发射线，包括那些从电离阶段不可观察的光学，检查一些常用的电离校正因子（ICF）的配方的准确性。这些ICF，这是为在光学和紫外线中观察到的离子而开发的，将离子丰度与总元素丰度联系起来。我们发现，大多数这些ICF工作得很好，即使在基本上亚太阳金属丰度的限制，除了PNE非常高的电离。我们的丰度分析表明，增强的He和N的预测从以前的挖掘过程的祖先的AGB，以及众所周知的相关性之间的O，Ne，S，Ar的影响不大，在这个质量范围内的核合成。我们确定MG 8是一个有趣的极限情况下，PN中心星与一个~3.5 M的太阳祖星，热底燃烧没有发生在其先前的AGB演化。我们没有发现O耗尽的祖先AGB星通过O-N循环，这是一致的低质量恒星的预测。我们还发现低的S/O比相对于SMC H_II区，与赤字已被发现的银河系PNe。
2010-05-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dust-depletion sequences in damped Ly-α absorbers II. The composition of cosmic dust, from low-metallicity systems to the Galaxy
我们的目标是评估什么是最占主导地位的尘埃物种或类型，包括硅酸盐和氧化铁颗粒存在于ISM中，通过使用最近的观测尘埃耗尽的星系在不同的演化阶段。我们使用在不同环境中观测到的几种金属（O，S，Si，Mg和Fe）尘埃中的元素丰度，考虑具有不同金属丰度和尘埃含量的系统，即阻尼莱曼-α吸收体（DLAs）朝向类星体和银河系。我们推导出一个可能的尘埃成分，通过计算发现在尘埃中的统计预期元素丰度假设一组关键的尘埃物种与铁含量作为一个自由参数。本研究未考虑碳质粉尘。金属铁（可能以硅酸盐颗粒中夹杂物的形式存在）和氧化铁是无碳粉尘质量组成的重要组成部分。氧化铁占含氧粉尘的重要质量分数（在某些情况下约为1/4），并且有充分的理由相信金属铁占粉尘的类似质量分数。铁铁矿（FeO）可以简单地解释铁和氧的消耗，因为它很容易形成。似乎没有硅酸盐物种明显占主导地位的硅酸盐质量，而是铁贫以及富铁橄榄石和辉石的混合物。硫化物在多大程度上导致硫的消耗仍不清楚。一般来说，尘埃成分（不考虑含碳尘埃）从低金属量系统到银河系似乎没有什么演变。
2019-02-02 astro-ph.GA
Gas phase Elemental abundances in Molecular cloudS (GEMS) VII. Sulfur elemental abundance
分子云中的气相元素丰度（GEMS）是一个IRAM 30米的大型程序，旨在确定选定的一组原型恒星形成细丝中的碳（C），氧（O），氮（N）和硫（S）的元素丰度。特别是，S的元素丰度仍然不确定的几个数量级，其测定是该计划最具挑战性的目标之一。我们对CO、HCO $^+$、HCN、HNC、CS、SO、H $_2$ S、OCS和HCS $^+$的分数丰度进行了广泛的化学建模，以确定GEMS数据库中244个位置的硫耗尽。这些位置的样品可见光范围从A $_V$ $\sim$ 3 mag到$>$ 50 mag，分子氢密度范围从几个10 $^3$ ~cm $^{-3}$到3 $\times$ 10 $^6$ ~cm $^{-3}$，和T $_k$ $\sim$ 10 $-$ 35 K。金牛座和英仙座的大多数位置最适合假设早期化学，t=0.1百万年，$ζ_{H_2}$ $\sim$（0.5 $-$ 1）$\times$ 10 $^{-16}$ s $^{-1}$，[S/H] $\sim$ 1.5 $\times$ 10 $^{-6}$。相反，猎户座的大部分位置都符合t=1~Myr和$ζ_{H_2}$ $\sim$ 10 $^{-17}$ s $^{-1}$。此外，假设未贫化硫丰度，[S/H] $\sim$ 1.5 $\times$ 10 $^{-5}$，猎户座中40%的位置最适合。我们的研究结果表明，…
2022-12-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
DUNE: Dust depletion UNified method across cosmic time and Environments
本研究提出DUNE统一方法，利用17种金属的相对丰度多维线性相关，测定不同星系环境下的尘埃消耗强度与各元素消耗情况，可用于星系化学演化研究。
2024-10-08 astro-ph.GA
Disentangling protoplanetary disk gas mass and carbon depletion through combined atomic and molecular tracers
原行星盘的总气体质量和元素C，N，O组成是我们理解行星形成的关键因素。测量气体质量是复杂的，因为H $_2$不能在盘的冷块中检测到，并且在所有盘模型中，相对于氢的元素丰度随气体质量简并。我们提出了新的NOEMA观测CO，$^{13}$ CO，C $^{18}$ O和光学薄C $^{17}$ O $J$ =2-1线，并使用额外的高角分辨率阿塔卡马大毫米阵列毫米连续谱和CO数据来构建一个代表性的LkCa 15模型。最能限制气体质量和碳丰度的跃迁是C $^{17}$ O 2-1、N ${_2}$ H $^+$ 3-2和HD 1-0。使用这三种分子，我们发现LkCa 15盘中的气体质量是$M_\mathrm{g}=0.01 ^{+0.01}_{-0.004} M_{\odot}$，比以前估计的低六倍。碳丰度为C/H =（$3 \pm 1.5) \times10^{-5}$），这意味着元素碳的中度消耗为3-9倍。所有其他分析的转换也同意这些数字，在一个因素的建模不确定性。使用解析的\ce{C2H}图像，我们发现C/O比为$\sim$ 1，这与该盘中H $_2$ O耗尽的文献值一致。LkCa 15盘中缺乏严重的碳消耗与盘的年轻年龄一致，但与较老的冷过渡盘中看到的更高的消耗形成对比。结合光学薄CO同位素线与N $_2$ H $^+$有望打破气体质量和CO丰度之间的简并性。这个来源与冷，但年轻的磁…
2022-09-19 astro-ph.EP astro-ph.GA
Cold water emission cannot be used to infer depletion of bulk elemental oxygen [O/H] in disks
本文重新分析赫歇尔数据，表明原行星盘冷水发射可用星际介质氧丰度和标准气尘比解释，无需大规模氧耗损；冷水发射主要由光致解吸决定且光学厚，对温度更敏感。
2024-06-06 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Gas phase Elemental abundances in Molecular cloudS (GEMS) I. The prototypical dark cloud TMC 1
GEMS是IRAM的一个30米大型计划，其目的是确定一组原型恒星形成区域的元素耗尽和电离分数。本文介绍了原型暗云TMC 1的第一个结果。用IRAM 30米望远镜进行了广泛的毫米波观测（3毫米和2毫米）和40米Yebes望远镜（1.3cm和7 mm）以确定在三个切口中CO、HCO+、HCN、CS、SO、HCS+和N2 H+的丰度分数，所述三个切口在众所周知的位置TMC 1-CP、TMC 1-NH 3和TMC 1-C处与致密细丝相交，消光范围从Av~3到~ 20等。可以区分具有不同化学性质的两个相：i）半透明的包层，分子氢密度为（1-5）x10 $^3$ cm $^{-3}$ ;和ii）致密相，位于Av> 10 mag，分子氢密度>10 $^4$ cm $^{-3}$。观测和模拟结果表明，气相中C和O的丰度沿C+/C/CO过渡区逐渐降低，其中C/H~ 8 × 10 $^{-5}$和C/O~0.8-1，直到在Av~10 mag.这是一致的颗粒温度低于CO蒸发温度在这个区域的开始的致密相。在硫的情况下，在半透明阶段之前，我们估计S/H~（0.4 - 2.2）x10 $^{-6}$，丰度比太阳值低约7-40倍。在厚的冰幔形成期间，必须存在第二次强烈的亏损，以达到在致密冷核中测量的S/H值（S/H~ 8 × 10 $^{-8}$）。基于我们的化学模拟，我们将半透明云中的$ζ_{\rm H_2}…
2019-03-07 astro-ph.GA
S-PLUS: Beyond Spectroscopy IV. Stellar Parameters and Elemental-abundance Ratios for Six Million Stars from DR4 and First Results for the Magellanic Clouds
University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；University of Notre Dame（圣母大学）；Joint Institute for Nuclear Astrophysics – Center for the Evolution of the Elements (JINA-CEE)（联合核天体物理研究所——元素演化中心）；Universidade de São Paulo（圣保罗大学）；Observatório do Valongo（瓦隆戈天文台）；Instituto Nacional de Pesquisas Espaciais（国家空间研究所）；Chungnam National University（忠南国立大学）
S-PLUS利用多滤光片数据，为六百万恒星确定恒星参数和元素丰度比，特别针对低金属度恒星的碳增强影响，提升光谱分析精度。
2026-02-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spatially Resolved Chandra Spectroscopy of Supernova Remnant DEM L71 in the Large Magellanic Cloud
本文对大麦云星云中的超新星遗迹DEM L71进行了详细的X射线光谱研究。基于深度$\sim 103$ ks档案{ \it Chandra}数据，我们进行了详细的空间分辨光谱分析DEM L71。我们分析区域光谱提取的薄切片区域沿几个不同的方位角方向的SNR构建径向配置文件的元素丰度为O，Ne，Mg，Si和Fe。我们的元素丰度测量揭示了富含金属的喷出物气体的不对称空间分布。特别是Fe在中部分布的西部不对称性显著。虽然接触不连续的位置通常在距离DEM L71的X射线发射的几何中心$\sim 5$ pc处，但在遗迹的西部不确定。铁是增强的喷出物，而O和Ne丰度一般可以忽略不计。这一发现证实了DEM L71的Ia型起源。我们估计的$\sim 6,660\pm 770$年和爆炸能量$\sim 1.74\pm 0.35\times 10^{51}$尔格的残留物的Sedov年龄的上限。这个爆炸能量的估计与Ia型超新星遗迹的典型爆炸是一致的。
2022-01-24 astro-ph.GA astro-ph.HE
Modeling Sulfur Depletion in Interstellar Clouds
星际硫元素从气相中的耗尽一直是天体化学模型面临的一个反复出现的挑战。观测表明，在星际分子云的整个扩散和半透明阶段，硫相对于其宇宙值保持相对非耗尽状态，但其气相成分不能解释这种宇宙值对高密度环境的影响。我们试图解决这个问题，通过模拟星际云从其原始状态的扩散原子云的分子环境的密度高得多，使用气体/颗粒天体化学的演变。代码和增强的硫反应网络。一个共同的气体/粮食反应网络已经系统地更新和大大扩展了以前的点燃的基础上。和模型，重点放在粮食化学和过程。一个简单的模型被用来对由此产生的网络更新进行基准测试，并将模型的结果与文献中的典型天文观测结果进行比较。我们的新的气体/颗粒模型是能够再现元素消耗的硫，硫可以从气相中耗尽两个数量级，这个过程可能会发生在暗云条件下，如果云的化学年龄至少为1百万年。由此产生的颗粒上含硫物质的混合物涵盖了所有最常见的化学元素（H/C/N/O），与彗星环境中观察到的分子没有什么不同。值得注意的是，这种混合物不像所有其他现有的天体化学物质那样仅仅由H2S主导。模型尽管我们的物理模型相对简单，但大多数已知的气相含硫分子丰度在稠密条件下都能准确再现，但预计它们不会是硫的主要分子汇。我们的模型预测，大部分缺失的硫是以谷物上捕获的有机硫物质的形式存在。
2019-03-06 astro-ph.GA
s-process Enriched Evolved Binaries in the Galaxy and the Magellanic Clouds
本文研究银河系和麦哲伦云中化学性质特殊的双星post-AGB天体，通过SED拟合和PLC关系确定光度与初始质量，结合ATON模型揭示其碳和s-过程元素的内禀富集机制，并排除外源与继承富集解释，为理解盘-双星相互作用中的化学耗尽提供新线索。
2024-03-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Forbidden Iron Lines and Dust Destruction in Supernova Remnant Shocks: The Case of N49 in the Large Magellanic Cloud
我们提出了一个完整的整体现场调查的结果，明亮的SNR N49在LMC，获得了WiFeS仪器安装在ANU的2.3米望远镜在Siding Spring天文台。从理论冲击模型与新的映射5.1代码，我们第一次，进行了详细的丰度和动力学分析，涵盖8个独立阶段的电离超新星遗迹的光学Fe发射线光谱。这使我们能够得到作为电离阶段的函数的粉尘损耗因子。我们已经表明，有大量（30% - 90%）的破坏含铁尘埃颗粒在这些快速冲击（$v_s \sim 250$ km/s），我们已经证实，占主导地位的尘埃破坏是通过非热溅射和颗粒颗粒碰撞机制，在一些理论工作。
2016-05-08 astro-ph.GA
α-element enhancements in the Magellanic Interstellar Medium: evidence for recent star formation
本文通过分析大、小麦哲伦云中性星际介质中多种离子的柱密度，发现普遍存在α元素增强和Mn低丰度，表明约1 Gyr内的恒星形成爆发通过核坍缩超新星富集了星际介质，并测定了与热星基本一致的中性气体金属丰度。
2024-01-15 astro-ph.GA
A Compact High Velocity Cloud near the Magellanic Stream: Metallicity and Small-Scale Structure
麦哲伦流（英语：Magellanic Stream，MS）是源自麦哲伦云的一个清晰的气体尾。要了解它在星系演化中的作用，就需要对其物理性质和化学成分进行研究。我们研究了一个紧凑的HVC（CHVC 224.0-83.4-197）躺在接近MS的天空，以确定它是否是物理连接到流，并检查其内部结构的属性。我们的研究是基于对三个类星体（Ton S210，B 0120 -28和B 0117 -2837）的HST/COS光谱的分析，所有这些类星体都以小的角间距（\lessim 0.72°）穿过这片单一的云，使我们能够在小的空间尺度上比较物理条件。从云的一部分到另一部分，电离结构没有明显的变化。使用云光电离模型，我们得出Ton S210的元素丰度为[C/H] = -1.21 +/- 0.11，[Si/H] = -1.16 +/- 0.11，[Al/H] = -1.19 +/- 0.17和[O/H] = -1.12 +/- 0.22，它们在0.09 dex内一致。CHVC丰度与沿溪流主体测量的0.1太阳丰度相匹配。这表明CHVC（以及它所属的延伸的细丝网络）起源于MS。它可能代表了一个碎片，当它与气态星系晕相互作用时，它已经从银河流中被移除。
2014-12-09 astro-ph.GA
The Galactic Dust-Up: Modeling Dust Evolution in FIRE
最近已经取得了长足的进步，发展尘埃演化模型的星系形成模拟，但这些方法在他们的假设和复杂程度不同。在这里，我们介绍和比较两个独立的尘埃演化模型（标记为“元素”和“物种”），最近的方法的基础上，纳入GIZMO代码，再加上消防2恒星反馈和ISM物理。这两种模型都解释了湍流尘埃扩散、恒星产生的尘埃、通过气尘吸积产生的尘埃、时间分辨的超新星造成的尘埃破坏、热气中的热溅射和星暴。“元素”模型跟踪广义灰尘物种的演变，并利用一个简单的，“可调”的灰尘增长例程，而“物种”模型跟踪特定的灰尘物种与设置的化学成分的演变，并结合了物理动机，两个阶段的灰尘增长例程。我们测试和比较这些模型在一个理想化的银河系质量的星系，发现，虽然都产生合理的星系集成的尘埃金属（D/Z）的比率和预测气体尘埃吸积作为主要的尘埃生长机制，需要一个化学激发的模型来重现所观察到的比例关系之间的个别元素耗尽和D/Z与柱密度和局部气体密度。我们还发现，包括理论上的金属铁和含O的尘埃物种的情况下，需要特定的尘埃物种，以配合观察O和Fe的耗尽，和一个亚分辨率致密分子气体/CO计划的整合是必要的，既匹配观察到的C耗尽，并确保碳质尘埃不会在密集的环境中过度生产。
2022-06-07 astro-ph.GA
Revealing the Chemical Structure of the Magellanic Clouds with APOGEE. II. Abundance Gradients of the Large Magellanic Cloud
本文利用APOGEE-2S观测的6130颗大麦哲伦云红巨星，分析25种元素丰度比的梯度与年龄演化，发现约2 Gyr前梯度出现U形转折及年龄-[X/Fe]趋势极值，并将其归因于麦哲伦云间的历史相互作用。
2023-09-21 astro-ph.GA
Elemental nitrogen partitioning in dense interstellar clouds
许多稠密星际云的化学模型预测，大多数气相元素氮应该以N2的形式存在，其丰度比氢低大约五个数量级。作为一种同质双原子分子，N2很难通过红外或毫米波长跃迁进行光谱检测，因此其丰度通常通过其反应产物N2 H+间接推断。两个主要的形成机制，每个涉及两个自由基-自由基反应是在这样的环境中的N2的来源。在这里，我们报告的测量低温速率常数的这些过程之一，N + CN反应下降到56 K。该反应的测量速率常数和最近确定的其他两个反应牵连在N2的形成的影响进行测试，使用气体颗粒模型，采用严格评估的化学网络。我们表明，星际氮作为N2存在的量取决于其气相形成和原子氮耗尽到晶粒之间的竞争。由于控制N2形成的反应是低效的，我们认为N2并不代表星际氮的主要储库物种。相反，更不稳定形式的氮（如NH3）的丰度升高应该存在于星际冰上，促进含氮有机分子的最终形成。
2012-06-21 astro-ph.GA
Spectral Line Survey toward Molecular Clouds in the Large Magellanic Cloud
用22米Mopra望远镜对大麦云（LMC）中的7个分子云进行了3毫米波段的谱线巡天观测，以揭示低金属丰度条件下的化学组成。除了CO和13 CO的谱线外，还检测到基本物种如CS、SO、CCH、HCN、HCO+和HNC的谱线，而在任何源中均未检测到CH 3OH，在两个源中仅少量检测到N2 H+。无论恒星形成活动如何，7个源的分子云尺度（10 pc尺度）化学成分都是相似的，因此，它代表了不受恒星形成活动影响的大麦哲伦星云的化学成分特征。与银河系源的化学组成相比，其特征是（1）缺乏含N分子，（2）丰富的CCH，（3）缺乏CH 3OH。特征（1）是由于LMC中氮元素丰度较低，而特征（2）和（3）似乎起源于扩展的光解区域和云外围较温暖的温度，这是由于在低金属含量条件下尘埃颗粒丰度较低。尽管七个来源之间的化学丰度的一般相似性，CS/HCO+和SO/HCO+的比例被发现在静止的分子云略高。这种趋势的起源进行了讨论，在有关可能耗尽的硫沿分子云的形成。
2015-12-08 astro-ph.GA
The efficiency of grain growth in the diffuse interstellar medium
在尘埃演化的模型中，气相金属的吸积导致的颗粒生长是一个常见的假设，但在致密气体中，时间尺度足够短，吸积有效，物质以冰幔的形式吸积，而不是增加耐火颗粒质量。有人认为，由于带正电离子的库仑吸引力，扩散星际介质（ISM）中带负电的小颗粒可以有效地吸积，避免了这个问题。我们表明，这不可避免地导致小晶粒半径的增长，直到它们变得带正电，在这一点上，进一步的增长被有效地停止。当假设颗粒尺寸分布不变时，在扩散ISM条件下产生的气相损耗被显著高估。虽然可以通过改变初始粒度分布或假设高效的颗粒粉碎来重现观察到的消耗，但这两种选择都会导致不切实际的远紫外线消光水平。我们认为，观察到的元素消耗在弥漫ISM更好地解释较高的初始消耗，结合低效率的尘埃破坏超新星在中等（$n_{\rm H} \sim 30 {\rm \, cm^{-3}}$）密度，而不是更高的吸积效率。
2021-01-12 astro-ph.GA
Interstellar Extinction and Elemental Abundances
星际介质中的元素以气体或尘埃的形式存在。星际灭绝和元素丰度对星际尘埃的组成、大小和数量提供了至关重要的限制。大多数灭绝模型的工作都假设尘埃形成元素的总丰度（包括气体和尘埃）--被称为“星际丰度”，“星际参考丰度”或“宇宙丰度”--是太阳和气相丰度独立于星际环境。然而，目前还不清楚太阳丰度是否是星际丰度的适当代表。与此同时，已知气相丰度随当地星际环境而呈现出明显的变化。在这项工作中，我们探讨了B星丰度的可行性，太阳和原太阳丰度，和原太阳丰度增加银河化学富集（GCE）作为星际丰度的适当代表，通过定量研究消光和元素丰度的十个星际视线，消光曲线和气相丰度的所有主要尘埃形成元素（也就是说，C、O、Mg、Si和Fe）。而不是假设一个特定的尘埃模型，然后拟合所观察到的消光曲线，对于每个视线，我们应用模型独立的Kramers-Kronig关系，它涉及到总的尘埃体积的波长积分消光，把一个下限的尘埃耗尽。这一点，加上观测得到的气相丰度，使我们能够排除B星，太阳和原太阳丰度作为星际参考标准。我们的结论是，GCE增强的原太阳丰度是一个可行的星际丰度的代表。
2020-11-18 astro-ph.GA
Metals, depletion and dimming: decrypting dust
尘埃在星际介质的化学富集中起着关键作用。在中/高分辨率光谱和多波段光谱能量分布的时代，对气体和尘埃相特性的测试变得可能。为了测试金属，尘埃和耗尽之间的关系，并比较这些本地集团（LG）的关系，我们建立了一个样本的93伽马射线暴和类星体吸收（迄今为止最大的样本），其中有消光和元素柱密度测量。结果表明，挥发性元素（Zn、S）的浓度与总柱密度之间存在相关性（最佳拟合为4.05 × 10 ~（-22）mag cm ~ 2），与LG DTM关系式一致。难熔元素（Fe，Si）遵循类似的，但不太重要的关系，从LG关系偏移约1 dex。假设耗尽到尘埃颗粒的原因，我们计算的总（气体+尘埃相）柱密度，并发现一个显着的协议与LG DTM关系：最佳拟合为4.91x10-22 mag cm 2。然后，我们使用我们的结果来计算在z=5的红移的随机视线中“来自未知来源的介入金属”的数量。这些金属暗示了尘埃的存在，并产生了平均的“宇宙尘埃变暗”效应，我们将其表示为红移CDD（z）的函数。CDD在红移约为3时不重要，但因为它是累积的，所以在红移z=3-5时变得重要。我们在本文中的结果是基于最低限度的假设和有效地依赖于观察。
2018-10-18 astro-ph.GA
Gas phase Elemental abundances in Molecular cloudS (GEMS). IV. Observational results and statistical trends
分子云中的气相元素丰度（GEMS）是一个IRAM 30米的大型程序，旨在估算金牛座、英仙座和猎户座的一组恒星形成细丝中的S、C、N和O消耗和气体电离度X（e-）。我们的近期目标是建立一个完整的数据库的分子丰度，可以作为一个观测基础，估计X（e-）和C，O，N和S的消耗，通过化学建模。对14个种的丰度进行了观测和计算（13 CO，C18 O，HCO+，H13 CO+，HC 18 O+，HCN，H13 CN，HNC，HCS+，CS，SO，34 SO，H2 S和OCS），覆盖AV 3到100等，n（H2）在这些云中有几个10 $^{3}$到10 $^6$ cm $^{-3}$，Tk范围为10到30 K，避开原恒星HII区和外流进行统计分析，以确定不同物种之间的一般趋势和物理参数。分子之间的关系显示出强烈的线性相关性，定义了三个不同的家族：（1）13 CO和C18 O;（2）H13 CO+，HC 18 O+，H13 CN和HNC;和（3）S-轴承分子。CO同位素丰度随气体动力学温度的升高而增加，直至TK 15 K.对于较高的温度，丰度保持恒定，分散系数为3。H13 CO+、HC 18 O+、H13 CN和HNC的丰度相互之间有很好的相关性，它们都随分子氢密度的增加而减少，遵循n（H2）$^{-0.8\pm0.2}$规律。含硫物种的丰度也随着n（H2）的增加而降低，其降低速率为（含硫/氢）气…
2021-02-25 astro-ph.GA
Life Cycle of Dust in the Magellanic Clouds and the Milky Way
在很大程度上，我们对尘埃生命周期的理解是基于对银河系和麦哲伦云的观测和理论研究，这将是本文的主题。在过去的几年里，已经积累了大量的观测与前所未有的空间分辨率的银河系。它允许调查尘埃生命周期的不同阶段，从恒星源的形成到恒星形成区的破坏和超新星冲击。观测尘埃排放，消光，光的偏振，和星际元素在太阳附近的耗尽提供了最准确的约束参考尘埃模型应用于研究河外星系。然而，由于高度消光、视线上的混乱和距离的巨大不确定性，银河系盘中星周尘埃和星际尘埃的全球空间研究变得复杂。相比之下，在天空中的有利位置和麦哲伦云的接近允许详细的多波长研究尘埃形成的恒星星族和调查的变化的星际颗粒性质的整个星系。它们使理论计算的全球星尘产生率与观测结果之间的第一次比较成为可能，这证实了累积星尘质量与观测到的星际尘埃质量之间的差异--“缺失的尘埃源”问题。对大麦云星云中尘埃生命周期的模拟表明，银河系中主要的尘埃来源ISM中的地幔吸积导致的尘埃增长可能是LMC中现有尘埃质量的原因。我们将比较来自不同来源的尘埃输入到银河系和麦哲伦云的尘埃预算，这揭示了这些尘埃来源的作用如何取决于金属丰度。
2014-07-31 astro-ph.GA
Dust depletion of of metals from local to distant galaxies II: Cosmic dust-to-metal ratio and dust composition
本文基于金属耗损测量提出新方法估算宇宙尘埃金属比、尘埃气体比及尘埃成分，发现二者随金属丰度增加，表明星际介质中颗粒生长是尘埃产生的主导过程，并揭示恒星尘埃产率远低于金属产率。
2023-10-24 astro-ph.GA
Dust depletion of metals from local to distant galaxies I: Peculiar nucleosynthesis effects and grain growth in the ISM
在星际介质（ISM）的可观测气相中，大部分金属都消失了，因为它们被合并到尘埃颗粒中，这种现象称为尘埃耗尽。ISM中的尘埃贫化研究对于研究金属和宇宙尘埃的起源和演化具有重要意义。在这里，我们的目标是表征从银河系到遥远星系的几种金属的尘埃耗尽。我们收集ISM金属柱密度的吸收线光谱在文献中，此外，我们确定了Ti和Ni柱密度的样品70阻尼莱曼- $α$吸收体（DLAs）对类星体，观察UVES/VLT。利用ISM相对丰度估算了18种金属（C、P、O、Cl、Kr、S、Ge、Mg、Si、Cu、Co、Mn、Cr、Ni、Al、Ti、Zn和Fe）在不同环境（银河系、麦哲伦云（MC）、类星体和伽马射线暴方向的DLAs）下的贫化。我们观察到的每种金属的消耗和粉尘消耗的强度之间的线性关系，我们跟踪所观察到的[Zn/Fe]。在中性ISM的MC中，我们发现小的偏离线性观察到的过量的$α$ -元素Ti，Mg，S和Mn的丰度不足。如果我们假设在我们的样本中观测到的所有朝向MC的OB星都有一个$α$ -元素增强和Mn丰度不足，偏差就会消失。这可能意味着MC最近富含$α$ -元素，可能是由于最近爆发的恒星形成。从低金属量类星体-DLAs到银河系，所观察到的金属耗尽序列的强相关性表明，宇宙尘埃有一个共同的起源，独立于恒星形成的历史，这在这些不同的星系之间有很大的差异。这支持了ISM中晶粒生长作为粉尘产生的重要过程的重要性…
2022-10-03 astro-ph.GA
Depletion of 15N in the center of L1544: Early transition from atomic to molecular nitrogen?
我们用IRAM 30 m望远镜对L1544星前核的N15 ND+（1 - 0）和15 NND+（1 - 0）谱线进行了灵敏的观测。在0.2 km/s的通道中，在6 mK左右的3 sigma水平下，未检测到这些线。未检测到N2D+的14N/15N比的下限为~700 - 800，远高于当地ISM中的元素丰度比~200 - 300。结果表明，由于N2D+优先示踪冷的致密气体，并且N2是N2的子分子，L1544中心部分的15N中N2是贫化的。原位化学不太可能是造成N2中15 N耗尽的原因;低温气相化学和N2的同位素选择性光解都不能解释15 N耗尽;前者更倾向于将15 N转移到N2，而后者需要星际FUV光子穿透到核心中心。最有可能的解释是，15N通过N2的同位素选择性光解离和L1544母云或L1544外部区域的颗粒表面化学的结合而优先分配成冰，而不是14N。该机制在从原子到分子氮的化学转变中是最有效的。换句话说，我们的研究结果表明，在L1544的中心部分的气体已经经历了从原子到分子的氮在早期演化阶段的过渡，N2是目前的气相氮的主要形式。
2018-07-15 astro-ph.GA
Dust Abundance Variations in the Magellanic Clouds: Probing the Lifecycle of Metals with All-Sky Surveys
观测和建模表明，尘埃丰度（气尘比，G/D）取决于（表面）密度。G/D的变化提供了对星系中金属生命周期所涉及的不同过程的时间尺度的约束。最近基于Herschel数据的G/D测量表明，麦哲伦云中致密和弥散星际介质（ISM）之间的尘埃丰度减少了5- 10倍。然而，赫歇尔测量的相对性质排除了对这些变化幅度的明确结论。我们利用全天远红外巡天观测资料研究了大麦哲伦云和小麦哲伦云尘埃丰度的变化，这种观测资料不受赫歇尔零点定标的限制。我们将来自IRAS和Planck的100，350，550和850微米的尘埃光谱能量分布（SED）以气体表面密度的间隔叠加，对叠加的SED进行建模以获得尘埃表面密度，并将G/D和气体表面密度之间的关系约束在$\sim$ 80 pc尺度上的10-100 \Msu pc $^{-2}$范围内。我们发现，G/D降低的因素3（从1500到500）在LMC和7（从1.5 $\times 10^4$到2000）在SMC之间的弥漫性和密集的ISM。G/D的表面密度的依赖性是一致的元素耗尽和简单的建模气相金属到尘埃颗粒上的吸积。这一结果对星系演化的次网格建模，以及基于尘埃的气体质量估计的校准，无论是在本地还是在高红移都有重要意义。
2017-05-08 astro-ph.GA
New constraints on the nature and origin of the Leading Arm of the Magellanic Stream
本文报道了一种新的精确测量方法，测量了Seyfert星系NGC 3783的麦哲伦星系流（MS）前缘臂（LAII区）中S，O，N，Si，Fe，P，Al，Ca和分子氢（H_2）的气相丰度。这些结果是基于来自各种不同仪器（HST/STIS，FUSE，AAT，GBT，GB 140 ft，ATCA）的高质量紫外/光学/无线电数据。我们的研究更新了以前的低分辨率数据的结果，并首次提供了一个复杂的多相吸收剂的自洽组件模型，提供了重要的限制LAII的性质和起源。在+245和+190 km/s^-1处，我们得到两个主要吸收体群的α丰度均匀、中等，α/H = 0.30 pm 0.05 solar，氮丰度较低，N/H = 0.05 pm 0.01 solar，尘埃含量较高，Si、Fe、Al和Ca的尘埃贫化值很大。这些α，N，和尘埃丰度LAII中观察到的小麦哲伦云（SMC）相似。通过对H_2吸收的分析，我们确定LAII中存在P/k = 1680 K cm^-3的高温压，这与LAII位于银河系内晕中z高度小于20 kpc的观点一致，LAII在那里与周围的热日冕气体发生流体动力学相互作用。我们的研究支持一种情况，LAII源于最近（200-500百万年前）从SMC剥离的金属和尘埃富集的祖云的分解。
2018-08-28 astro-ph.GA
Dust depletion of Ca and Ti in QSO absorption line systems
为了探索钛和钙尘埃耗尽气体中的作用和周围的星系，我们系统地研究了Ti/Ca丰度比在低和高红移的干预吸收线系统。我们研究了超大望远镜UVES仪器获得的高分辨率光谱，并在z<=0.5处对34个吸收线系统进行了光谱分析，以测量CaII和TiII的柱密度（或极限）。我们补充我们的UVES数据集与以前发表的吸收线数据的Ti/Ca红移z~3.8。我们的吸收器样品包含110个吸收器（DLAs，sub-DLAs & LLS）。我们将我们的Ti/Ca观测结果与银河系和麦哲伦云的观测结果进行了比较，并讨论了类星体吸收线系统中Ti/Ca吸收体的性质，我们的分析表明，在类星体吸收线系统中存在两种不同的Ti/Ca比的吸收体，它们的间距为[Ti/Ca}]~1。虽然在大多数吸收器中的钙粉尘消耗似乎是严重的，但在具有高Ti/Ca比的系统中钛消耗是温和的。导出的趋势表明，具有高Ti/Ca比的吸收体具有比银河系中低得多的尘气比。我们通过将Ti/Ca与其他可观测量（例如，金属丰度，速度分量结构），并通过模拟不同环境中的单电离Ca和Ti的电离特性。我们得出结论，钙和钛轴承吸收线系统跟踪主要是中性气体的磁盘和内晕区的星系，其中丰富的钙和钛反映了当地的金属和尘埃含量的气体。我们的研究表明，Ti/Ca比是一个有用的措施，干预吸收线系统中的气体粉尘比和总金属含量。
2016-05-10 astro-ph.GA
The Most Metal-poor Stars in the Magellanic Clouds are $r$-process Enhanced
星系中贫金属恒星星族的化学丰度可以用来研究其形成和化学演化的早期阶段。麦哲伦云是银河系中最大的卫星星系，被认为是在孤立中进化的，直到最近被银河系吸积。不像银河系中质量较小的卫星，人们对麦哲伦星云中贫金属的恒星知之甚少。我们使用Schlaufman & Casey（2014）的中红外贫金属恒星选择和档案数据，以高分辨率麦哲伦/MIKE光谱学为目标，瞄准9个LMC和4个SMC巨星。这9颗含有$-2.4\lesssim[\text{Fe/H}]\lesssim-1.5$的LMC巨星和4颗含有$-2.6\lesssim[\text{Fe/H}]\lesssim-2.0$的SMC巨星是麦哲伦星云中金属最贫乏的恒星，但它们的丰度都经过了全面的分析。虽然我们发现，在恒定的金属丰度，这些恒星是类似于银河系恒星的$α$，光，铁峰元素丰度，无论是LMC和SMC增强相对于银河系的$r$过程元素铕。这些丰度偏移非常显著，相当于大麦哲伦星云的$3.9σ$、小麦哲伦星云的$2.7σ$和麦哲伦星云完整样本的$5.0σ$。我们提出，麦哲伦云的贫金属恒星星族的$r$过程增强是麦哲伦云的孤立化学演化和宇宙网的长期吸积历史与$r$过程核合成相结合的结果，其时间尺度长于核心坍缩超新星时间尺度，但短于或相当于热核（即，Ia型）超新星时间尺度。
2021-08-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Interstellar H I and H_2 in the Magellanic Clouds: An Expanded Sample Based on UV Absorption-Line Data
本文用HST和FUSE记录的H_1莱曼α谱和H_2莱曼带吸收谱，测定了麦哲伦云视区的H_1和H_2柱密度。结合文献中的一些类似数据，我们现在有了285条LMC和SMC视线（114条两种物质都有检测或限制）的基于吸收的N（H I）和/或N（H_2）-使这两个附近的低金属量星系中的分子分数，气体与尘埃比和元素耗尽的测定更加广泛，直接和准确。对于由21 cm辐射估算的N（H I）值明显高于由Lyman α吸收估算的值（可能是由于目标星外气体的辐射所致）的视线，仅在Na I或H_2吸收的速度范围内对21 cm剖面进行积分，一般会得到更好的一致性。相反，在某些LMC视线中，N（21 cm）可能比N（Ly-alpha）低2- 3倍，这表明21 cm射束内的小尺度结构和/或发射中的某种饱和。从N（H_tot）/E（B-V）得到的平均气尘比我们银河系的大，在大麦哲伦星云中是2.8- 2.9倍，在小麦哲伦星云中是4.1- 5.2倍--即，类似于金属丰度差异的因素。N（H_2）/E（B-V）比值在三个星系中较为相似，但在每个星系内有相当大的分散性。这些数据可用于检验低金属丰度下的原子-分子跃迁模型和基于尘埃21 cm发射和红外发射对比的N（H_2）预测。
2011-11-15 astro-ph.GA
Neutron-Capture Element Abundances in Magellanic Cloud Planetary Nebulae
我们目前的近红外光谱的10个行星状星云（PNe）在大麦哲伦星云和小麦哲伦星云（LMC和SMC），收购与消防和GNIRS光谱仪上的6.5米巴德和8.1米双子座南望远镜，分别。我们检测硒和/或氪发射线在这些对象中的8个，第一次检测的n-捕获元素在麦哲伦云PNE。我们的丰度分析表明，大的S-过程富集的Kr（0.6-1.3德克斯），在六个PNE中，它被检测到，和硒富集0.5-0.9德克斯在五个对象。我们还估计上限Rb和Cd在这些对象中的丰度。我们对LMC的丰度结果与假设一致，即在年轻的富气星系中，具有2- 3 M $_{\odot}$祖细胞的PNe在PN光度函数的亮端占主导地位。我们没有发现显着的s-过程富集和其他元素丰度，中心恒星温度，或祖质量之间的相关性，虽然这可能是由于我们的小样本量。我们从我们的光谱中确定了S的丰度，发现大多数天体的[S/H]与[Ar/H]在0.2 dex以内一致，但在某些PNe中比[O/H]低0.2-0.4 dex，这可能是由于O通过第三次疏浚而富集。我们的研究结果表明，n-捕获元素可以检测到PNe属于附近的星系与地面望远镜，允许S-过程富集PN人口与确定的距离进行研究。
2016-10-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
The State of the Gas and the Relation Between Gas and Star Formation at Low Metallicity: the Small Magellanic Cloud
我们比较原子气体，分子气体，和最近的恒星形成率（SFR）推断H-α在小麦哲伦云（SMC）。利用红外尘埃辐射和当地的尘埃气体比，我们构建了一个分子气体的地图，这是独立的CO排放。这使我们能够从金属丰度对分子气体的形成和恒星形成效率的影响中解脱出转换因子的影响。在200秒差距到1千秒差距的尺度上，我们发现一个特征性的分子气体耗尽时间为~1.6 Gyr，类似于在类似空间尺度上的大螺旋星系中富含分子的部分所观察到的。这个耗尽时间在更大的尺度上缩短到约0.6 Gyr，因为存在扩散的H-α分量，并且在更小的尺度上延长到约7.5 Gyr，因为H-α和H2分布在细节上不同。我们估计在我们的测量系统的不确定性是一个因素的2-3。我们认为金属丰度对分子气体中恒星形成物理的影响最多只有这个量级。SFR和中性（H2+HI）气体表面密度之间的关系是陡峭的，幂律指数约为2.2+/-0.1，类似于在大螺旋星系的外盘中观察到的。在固定的总气体表面密度下，SMC的分子气体分数（和恒星形成率）比大型螺旋星系低5-10倍。我们探讨了Krumholz等人（2009）和Ostriker等人（2010）的最新模型重现我们的观察结果的能力。我们发现，要解释我们的数据在所有的空间尺度需要一个低比例的冷，重力约束的气体在SMC。我们探索了一个结合了大尺度热力学和动力学平衡以及云尺度光解离区域结构的组合模型，发现它很好地再现了我们的…
2011-07-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
MUSE observations of NGC330 in the Small Magellanic Cloud. Helium abundance of bright main sequence stars
本文介绍了用MUSE@VLT积分场摄谱仪对小麦哲伦星云星团NGC 330中最亮主序星的观测结果。利用这一宝贵的仪器，我们可以研究这一年轻星团的恒星星族的光度和光谱特性。测光数据为我们提供了一个精确的色星等图，这似乎支持存在两个年龄分别为$\sim$ 1800万年和$\sim$ 3000万年的恒星星族，假设金属丰度为Z = 0.002。根据这些光谱数据，我们计算出了NGC 330有效半径Reff= 20”内10颗主序星的氦丰度，从而得到了$ε(He)$ = 10.93 $\pm$ 0.05（1 $σ$）.可能属于这两个可能的恒星星族的恒星的氦元素丰度在不确定性范围内没有表现出差异或二分法。因此，我们的研究结果表明，两个恒星星族的NGC 330，如果他们存在，共享类似的原始氦丰度。如果我们在分析中考虑恒星自转速度，就不能排除经历不同自转值的同时代（3千万年）恒星星族。在这种情况下，< $ε(He)$ >在我们的分析中获得的平均氦丰度rot是11.00 $\pm$ 0.05 dex。我们还验证了可能的NLTE效应不能确定与我们的分析，因为光谱分辨率，他们是在我们推导的丰度他的不确定性。此外，分析的He丰度作为一个函数，从观察到的恒星的集群中心的距离没有显示出任何相关性。
2020-02-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Submm and mm Excess of the SMC: Magnetic Dipole Emission from Magnetic Nanoparticles?
小麦哲伦云（SMC）具有令人惊讶的强亚毫米和毫米波长发射，这与标准尘埃模型不一致，包括那些来自旋转尘埃的发射。在这里，我们表明，从SMC的发射可以理解，如果星际尘埃混合物包括磁性纳米粒子，发射磁偶极子辐射导致的热波动的磁化。磁性颗粒可以是金属铁、磁铁矿Fe 3 O 4或磁赤铁矿γ-Fe 2 O 3。所需的铁质量与元素丰度限制一致。如果纳米颗粒是较大颗粒中的夹杂物，则磁偶极发射被预测为与正常电偶极辐射正交地极化。我们推测，其他低金属量星系也可能有很大一部分的星际铁的磁性材料。
2012-05-30 astro-ph.GA
Depletion of heavy nitrogen in the cold gas of star-forming regions
我们使用气冰天体化学模拟研究了分子云形成和演化过程中的氮同位素分馏。我们发现，大量的气体可以成为贫化重氮（15 N），由于15 N富集冰的形成。在从氮原子到N2的化学转变附近，N15 N被选择性地光解，这导致15 N在氮原子中富集。当富含15 N的原子氮通过颗粒表面反应转化为氨冰时，大量气体中的15 N被耗尽。在散装气体中的15 N耗尽的水平可以高达两个元素的氮同位素比相比，取决于光解吸产率的氨冰的一个因素。一旦氮同位素在分子云中的气体和固体之间有差异地分配，它应该留在恒星形成的后期阶段（例如，星前核），只要氨冰的升华是无效的。我们的模型表明，在恒星形成区的冷气中，所有含氮分子都可以耗尽15 N，这至少在定性上与星前核L1544的观测结果一致。在我们的模型中，冰冷的物种显示15N和氘分馏。氘和15 N在冰幔内的分馏模式不同，反映了它们的分馏机制：氘的浓度从冰幔下层到上层几乎单调递增，而15 N的浓度在一定深度处达到最大值，并向表层递减。
2018-03-19 astro-ph.EP astro-ph.GA
The homogeneity of chemical abundances in H II regions of the Magellanic Clouds
我们使用甚大望远镜紫外-可见中阶梯摄谱仪获得的极深光谱，推导出大麦云（LMC）和小麦哲伦云（SMC）的4个H II区域的物理条件和化学丰度。观测覆盖光谱范围3100-10400 \A，光谱分辨率为$Δλ\geλ/11600$，我们测量了每个物体的95-225条发射线。我们推导出离子和总丰度的O，N，S，Ne，Ar，Cl和Fe使用碰撞激发线。我们发现LMC中的$12+\log(\mbox{O/H})=8.37$和SMC中的$8.01$的平均值，标准偏差分别为$σ=0.03$和0.02 dex。两个星云中的S/O、Ne/O、Ar/O和Cl/O丰度比非常相似，$σ=0.02$为-0.03~dex，表明化学元素在两个星系的星际介质中混合良好。LMC在N/O中比SMC增加了$\sim0.20$ ~dex，而在N/O中的分散度，$σ=0.05$ ~dex在每个云中的分散度，都大于其它元素的分散度。如果使用这些天体以前的光谱进行分析，则对于所有丰度比，导出的标准偏差将大得多，对于N/O高达0.20 dex。最后，我们在两种云中都发现了大范围的铁耗尽，在大多数物体中，超过90%的铁原子沉积在尘埃颗粒上。
2022-10-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evidence for stellar mergers of evolved massive binaries: blue supergiants in the Large Magellanic Cloud
本研究通过分析大麦哲伦云59颗早B型超巨星样本，结合新型一维双星并合模型模拟，证实很大一部分蓝超巨星是大质量双星并合的产物，解决了其演化状态的长期难题。
2023-11-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
A nearly pristine star from the Large Magellanic Cloud
University of Chicago（芝加哥大学）
研究发现一颗来自大麦哲伦星云的极低金属licity恒星，其化学成分表明可能由一次原始超新星引发，其金属licity极低，需考虑尘埃冷却机制解释其存在。
2026-04-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Enrichment by Extragalactic First Stars in the Large Magellanic Cloud
本研究利用新技术分析了LMC中10颗低金属丰度恒星的元素丰度，发现其最贫金属恒星可能由单颗河外第一代恒星超新星增丰且缺碳，证实了河外早期LMC与早期银河系经历了不同的环境依赖性元素增丰过程。
2024-03-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gas phase Elemental abundances in Molecular cloudS (GEMS) VI. A sulphur journey across star-forming regions: study of thioformaldehyde emission
在IRAM 30米大型项目GEMS的背景下，我们提出了一个研究的硫甲醛在几个无星核心位于金牛座，英仙座和猎户座的恒星形成的灯丝。我们调查的环境条件的影响，这些分子的丰度在核心，和时间演变的效果。我们用辐射转移程序RADEX模拟了H2 CS、HDCS和D2CS的观测谱线。我们还使用化学代码Nautilus来模拟这些物种的进化，这取决于无星核心的特征。我们推导出柱密度和丰度的所有核心。我们还推导出氘分馏比，Dfrac，以确定和比较每个恒星形成区的不同部分之间的演化阶段。我们的研究结果表明，金牛座的B213灯丝的北部地区比南部更进化，而英仙座的东北部地区比西南部地区的演化阶段更早。模型结果还表明，Dfrac的宇宙射线电离率下降，而密度和硫耗尽的程度增加。特别是，我们只再现的意见时，在无星核心的初始硫丰度至少比太阳元素硫丰度低一个数量级。HDCS/H2 CS和D2CS/H2 CS随时间的逐渐增加使得这些比率成为推导无星核的化学演化阶段的有力工具。然而，它们不能用于推导这些区域的温度，因为这两个比率在两个不同的温度范围（7-11 K和15-19 K）呈现类似的演变。在化学方面，（氘代）硫代甲醛主要通过气相反应（双置换和中性-中性置换反应）形成，而表面化学作为破坏机制发挥着重要作用。
2022-04-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
The supernova remnant population of the Small Magellanic Cloud
目的：我们提出了一个全面的研究超新星遗迹（SNR）人口的小麦哲伦星云（SMC）。我们测量SMC信噪比的多波长特性，并将它们与大麦云云（LMC）人口进行比较。研究方法：这项研究结合了SMC的XMM-牛顿观测的大型数据集，档案和最近的无线电连续观测，光学线发射调查和新的光学光谱观测。因此，我们可以建立一个完整和干净的样本19个确认和4个候选SNR。均匀X射线光谱分析允许搜索SN喷出物和铁K线发射，并测量星际介质（ISM）丰度。我们估计的比率的核心坍缩Ia型超新星速率的SMC的基础上的X射线特性和当地的恒星环境的每个SNR。结果如下：在删除未经确认或错误分类的对象，并添加两个新确认的SNR的基础上多波长的功能，我们提出了一个最终的名单21个确认的SNR和2个候选人。虽然没有铁K线检测，即使是最明亮和最年轻的SNR，我们发现在11个SNR的SN喷出物的X射线证据。我们估计每一个Ia型超新星对应4.7颗$_{-1.9} ^{+0.6}$核心坍缩超新星，比大麦哲伦星云高出三倍。这种差异可以归因于SMC中没有增强的恒星形成事件，这发生在LMC 0.5-1.5 Gyr前。O、Ne、Mg和Fe的热气体丰度是太阳的0.1-0.2倍。它们相对于SMC恒星丰度的比值反映了SNR冲击中尘埃耗尽和部分尘埃破坏的影响。我们发现的证据表明，SMC信噪比探测的环境介质的平均扰动和密度较低，比在LMC，与两个星系的不…
2019-08-29 astro-ph.GA astro-ph.HE
Spectroscopic Analysis of Pictor II: a very low metallicity ultra-faint dwarf galaxy bound to the Large Magellanic Cloud
该研究通过光谱分析确认Pictor II是极低金属丰度的超微弱矮星系，并证明其长期受大麦哲伦星云束缚，为暗物质主导星系研究提供重要样本。
2025-08-04 astro-ph.GA
Chemical evolution of galaxies with radiation-driven dust wind
利用一个新的含尘埃风的单区化学演化模型，讨论了恒星辐射压对星际尘埃的清除对星系化学演化的影响。元素的去除效率（例如，Fe，Mg，Ca）通过辐射驱动的尘埃风传播的能量依赖于星际介质中该元素的尘埃损耗水平和星系的总光度。在这项研究中，我们特别关注[alpha/Fe]的时间演化及其对沙尘风模型参数的依赖性。主要结果如下。在有沙尘风和无沙尘风的模式中，[Ca/Fe]随时间的变化有明显的不同，在有沙尘风的模式中，[Ca/Fe]可以系统地降低。另一方面，由于沙尘对Mg的消耗水平较低，在有沙尘风和无沙尘风的模式中，[Mg/Fe]的时间演化不会有太大的差别。因此，[Mg/Ca]在有沙尘风的模型中可以系统地更高。我们比较这些结果与观测到的元素特征的恒星在大麦云（LMC），因为越来越多的观测研究[α/Fe]的LMC最近积累了详细的比较。在此基础上，我们还讨论了辐射驱动尘埃风背景下天炉座矮星系和椭圆星系中[α/Fe]的起源。
2014-08-22 astro-ph.GA
Detection of Dust in High-Velocity Cloud Complex C -- Enriched Gas Accreting onto the Milky Way
本文利用HST/COS高信噪比光谱在高速云复合体C中探测到Fe、Si、Al的尘埃耗损，揭示该下落气体曾经过星系加工，并讨论了银河系喷泉、潮汐剥离等起源模型。
2023-04-05 astro-ph.GA
