From HI to Stars: HI Depletion in Starbursts and Star-Forming Galaxies in the ALFALFA H-alpha Survey
星系中的HI追踪未来恒星形成的燃料，并揭示反馈对中性气体的影响。使用一个统计上均匀的，HI选择的样本的565个星系的ALUFA H-α调查，我们探讨HI属性作为恒星形成活动的函数。ALCARFA H-alpha为21 cm ALCARFA测量的体积受限子集提供R波段和H-alpha成像。我们确定八个星爆的基础上H-α等效宽度和六个增强恒星形成相对于主序列。星暴和非星暴都有类似的HI与恒星质量比（MHI/M*），这表明反馈并没有耗尽星暴的HI。因此，星暴确实具有较短的HI耗尽时间（t_dep），这意味着HI到H2的转化效率更高。虽然主要的合并可能会推动这种增强的效率，在一些星爆，最低质量的星爆可能会经历周期性的爆发，与增强的散射在t_dep在低M*。两个星状爆发似乎是聚结前的合并;它们的MHI/M* 升高表明HI到H2的转化在现阶段仍在进行中。通过与GASS样本的比较，我们发现对于盘状体，t_dep与恒星表面密度呈反相关，而球状体则没有这种趋势。在早型星系中，t_dep与膨胀盘比无关;相反，气体分布可能决定恒星形成效率。最后，星系的特定恒星形成率和MHI/M* 之间的弱联系与MHI/M* 和颜色之间众所周知的相关性形成对比。我们发现，尘埃消光可以解释HI颜色的趋势，这可能是由于M*，MHI，和金属丰度之间的关系。
2015-06-16 astro-ph.GA
Lithium in CEMP-no stars: A new constraint on the lithium depletion mechanism in the early universe
大多数相对温暖的、未演化的贫金属恒星（$T_{\rm eff}\gtrsim 5800\,\mathrm{K}$和$[{\rm Fe/H}]\lesssim -1.5$）表现出几乎恒定的锂丰度，与金属丰度或有效温度无关，因此形成了所谓的Spite高原。这最初被解释为来自大爆炸核合成产生的锂。然而，最近的观测显示，极端贫金属星（UMP星; $[\mathrm{Fe/H}]<-4.0$）的锂丰度明显低于高原。由于大多数UMP星是CEMP-无星，碳增强的贫金属星没有多余的中子捕获元素，碳增强和锂耗尽之间的联系被怀疑。这个问题的一个直接的方法是研究碳正常的UMP星。然而，在这个类中只有一个对象是已知的。作为一种替代方案，我们已经确定了两个CEMP没有主序星的锂丰度与金属丰度$[{\rm Fe/H}]\sim -3.0$，那里有许多碳正常的恒星与可用的锂丰度，可以考虑。我们的一维LTE分析表明，这两颗CEMP-无恒星的锂丰度与平台附近的值一致，这表明碳增强和锂耗尽没有直接关系。相反，我们的研究结果表明，极低的铁丰度是UMP恒星中锂耗尽的根本原因。
2016-12-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
WALLABY pilot survey: HI depletion times within the stellar discs of nearby galaxies
International Centre for Radio Astronomy Research (ICRAR), The University of Western Australia（西澳大利亚大学国际射电天文研究中心）；ARC Centre of Excellence for All Sky Astrophysics in 3 Dimensions (ASTRO 3D)（三维全天空天体物理学卓越中心）；INAF, Arcetri Astrophysical Observatory（意大利国家天体物理研究所阿切特里天文台）
研究近邻星系恒星盘内中性氢耗尽时间及其与恒星表面积密度的关系，发现盘内耗尽时间较全球值短，且与恒星表面积密度呈反相关，揭示了空间位置和局部条件对中性氢作为恒星形成燃料的重要性。
2026-04-07 astro-ph.GA
Gaseous CO Abundance---An Evolutionary Tracer for Molecular Clouds
普朗克冷团是研究分子云演化的初始条件最有希望的对象之一。本文利用普朗克卫星观测的尘埃释放数据和紫金山天文台13.7 m望远镜观测的$^{12}$ CO/ $^{13}$ CO（1-0）谱线数据，研究了早期冷芯（ECC）样品中674个团簇的CO丰度、CO贫化和CO到H的$_{2}$转换因子。CO丰度的中值和平均值分别为0.89 $\times10^{-4}$和1.28 $\times10^{-4}$。CO消耗因子的平均值和中位数分别为1.7和0.9。整个样本的$X_{CO-to-H_{2}}$的中值为$2.8\times10^{20}$ cm $^{-2}$ K $^{-1}$ km $^{-1}$ s。CO丰度、CO贫化因子和CO-H $_{2}$转换因子与其他物理参数（如尘埃温度、尘埃发射率光谱指数、柱密度、体积密度和发光质量比）有很强的（反）相关性。总之，气态CO丰度可以用作分子云演化的示踪剂。
2013-10-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Reexamination of Phosphorus and Chlorine Depletions in the Diffuse Interstellar Medium
本文通过分析107条星际视线光谱，重新研究弥漫星际介质中磷和氯的耗竭行为，发现磷耗竭随分子氢增加而增强，而氯丰度与分子氢比例无系统关联，并利用中性氯比例估算了含分子氢气体中的原子氢含量。
2023-03-03 astro-ph.GA
The EDGE-CALIFA survey: Variations in the Molecular Gas Depletion Time in Local Galaxies
我们目前的结果从EDGE调查，空间分辨CO（1-0）后续CALIFA，光学积分场单元（IFU）调查本地星系。结合EDGE和CALIFA的数据产品，研究了52个星系在千秒差距尺度上的分子气体耗尽时间（$τ_{\rm dep}$）的变化。我们将每个星系分为两部分：中心，定义为$0.1 \ R_{25}$内的区域，以及盘，定义为$0.1$和$0.7 \ R_{25}$之间的区域。我们发现，14个星系显示出较短的$τ_{\rm dep}$（$\sim 1$陀螺仪）在中心相对于在磁盘（$τ_{\rm dep} \sim 2.4$陀螺仪），这意味着在这些星系的中心区域是更有效地形成每单位分子气体质量的恒星。这一发现意味着具有较短的$τ_{\rm dep}$的中心类似于星系盘和星暴星系之间的中间区域。此外，$τ_{\rm dep}$的中心下降与恒星表面密度的中心增加有关，这表明较短的$τ_{\rm dep}$与恒星引力势对分子气体的压缩有关。我们认为，改变CO到H的$_2$转换因子只会夸大$τ_{\rm dep}$的中心下降。
2017-09-19 astro-ph.GA
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
The high molecular gas content, and the efficient conversion of neutral into molecular gas, in jellyfish galaxies
在四个水母星系从GASP样品在红移$\sim 0.05$的磁盘中，我们检测到分子气体质量系统高于场星系。这些星系被来自星系团内部介质的冲压压力剥离了它们的气体，并且一般来说，相对于类似恒星质量的非剥离星系，它们以高速率形成恒星。我们发现，除非巨大的分子云在磁盘上是不受约束的冲压压力导致异常高的CO-到- $\rm H_2$转换因子，这些星系的分子气体含量比正常星系的类似质量高4-5倍，分子气体耗尽时间范围从$\sim$ 1至9 Gyr，对应于一般非常低的恒星形成效率。与包含类似量的分子和中性气体的正常螺旋盘相反，盘内的分子气体质量是中性气体质量的4倍和$\sim$ 100倍之间的因子。有趣的是，分子加上中性气体的总量与类似恒星质量的正常螺旋星系相似。这些结果强烈表明，在水母阶段的星系盘冲压压力导致一个非常有效的转换HI到$\rm H_2$。
2020-06-24 astro-ph.GA
Star Formation Efficiency in Nearby Galaxies Revealed with a New CO-to-H2 Conversion Factor Prescription
本研究提出一种新的CO-to-H2转换因子处方，揭示棒星系中心的高恒星形成效率不仅源于分子气体量增加，还因SFE的增强。
2023-11-24 astro-ph.GA
Combined CO & Dust Scaling Relations of Depletion Time and Molecular Gas Fractions with Cosmic Time, Specific Star Formation Rate and Stellar Mass
我们结合分子气体质量推断CO排放在500恒星形成星系（SFG）之间的z=0和3，从IRAM-COLDGASS，PHIBSS 1/2和其他调查，与气体质量来自赫歇尔远红外尘埃测量在512星系堆栈在相同的恒星质量/红移范围。我们用红移、比恒星形成速率和恒星质量来约束恒星形成主序附近SFG的分子气体耗尽时标和气体与恒星质量比的标度关系。CO和灰尘的标度关系同意非常好。这表明CO-H2质量转换因子在主序列的0.6dex内变化很小（sSFR（ms，z，M*）），并且在整个红移范围内小于0.3dex。这项研究建立在并加强了早期工作的成果。我们发现tdepl的尺度为（1+z）^-0.3 *（sSFR/sSFR（ms，z，M*））^-0.5，几乎不依赖于M*。由此产生的Mmolgas/M ~（1+z）^3的陡峭红移关系与sSFR的关系相对应，并且可能反映了气体供给速率。在高M* 下的减少的气体分数由SFR-M* 关系的平坦化驱动。在整个红移范围内探测到一个较大的sSFR在常数M* 是由于一个不断增加的气体分数和减少耗尽时间尺度的组合。因此，星系综合样品的Mmolgas-SFR速率关系表现出超线性斜率，这与sSFR的范围增加。有了这些新的关系，现在可以确定Mmolgas的相对精度为0.1dex，0.2dex包括系统的不确定性。
2014-12-05 astro-ph.GA
Increased molecular gas velocity dispersion and star formation efficiency in barred galaxy centres
McMaster University（麦克马斯特大学）
本研究利用PHANGS-ALMA的150 pc分辨率CO(2-1)数据和速度弥散依赖的α_CO处方，证明棒旋星系中心气体耗竭更短、速度弥散更高，且差异不受AGN影响。
2025-10-20 astro-ph.GA
Is atomic carbon a good tracer of molecular gas in metal-poor galaxies?
一氧化碳（CO）被广泛用作富金属星系中氢分子（H2）的示踪剂，但已知在低金属量矮星系中变得无效。原子碳被认为是这些贫金属系统中H2的优良示踪剂，但其适用性尚未得到证实。为了帮助我们评估如何以及原子碳痕迹H2在低金属丰度，我们已经进行了一系列的湍流分子云，涵盖了广泛的不同金属丰度的数值模拟。我们的模拟表明，在恒星形成云，[CI]发射和H2质量之间的转换因子，$X_{\rm CI}$，规模约为$X_{\rm CI} \propto Z^{-1}$。我们恢复一个类似的缩放CO到H2的转换因子，$X_{\rm CO}$，但发现在这一点上的云的演变，$X_{\rm CO}$始终小于$X_{\rm CI}$，由几个或更多的因素。我们还研究了$X_{\rm CI}$和$X_{\rm CO}$如何随时间演变。我们发现，$X_{\rm CI}$不随时间变化强烈，表明原子碳仍然是一个很好的示踪剂的氢在金属贫乏的系统，即使在时间显着开始之前的恒星形成。另一方面，$X_{\rm CO}$在贫金属云中随时间变化非常强烈，表明CO在低金属丰度的无星云中不能很好地跟踪H2。
2015-12-04 astro-ph.GA
Resolving the Dust-to-Metals Ratio and CO-to-H$_2$ Conversion Factor in the Nearby Universe
我们研究了IC 342、M31、M33、M101和NGC 628五个邻近星系中尘埃-金属比（D/M）与局部星际介质环境之间的关系。本文用一个修正的黑体模型来模拟Herschel观测到的100 ~ 500 μ m的尘埃辐射。我们利用金属丰度梯度来自极光线测量HII地区只要有可能。采用存档和新的CO旋转线和HI 21 cm图计算气体表面密度，包括分别来自IRAM和VLA的IC 342的新宽场CO和HI图。我们用几种CO到H $_2$转换因子的处方进行了实验，并比较了由此产生的D/M金属丰度和D/M密度相关性，预计这两者在耗尽研究中都是非负的。D/M对转换因子的选择很敏感。基于金属丰度的转换因子公式仅在IC 342中心产生过多的分子气体，以获得预期的相关性。在测试的处方中，产生预期相关性的处方取决于金属丰度和表面密度。导出的D/M的1- $σ$范围为0.40-0.58。与化学演化模型相比，我们的测量结果表明，尘埃生长的时间尺度比尘埃破坏的时间尺度短得多。测得的D/M与来自红外尘埃辐射的星系综合研究中的D/M是一致的。同时，测得的D/M系统地高于从吸收导出的D/M，这可能表明两种方法之间的系统性偏移。
2021-01-22 astro-ph.GA
ALMA Observations of the Molecular Clouds in NGC 625
本文介绍了迄今为止用ALMA获得的矮星暴星系NGC 625中分子气体的最高分辨率（1”）$^{12}$ CO（1-0）观测结果。分子气体分布在$0.4$ kpc $^2$的区域内的离散云中，并且没有有序的大尺度运动。我们测量了NGC 625中$5.3\times 10^6 M_\odot$的总分子量，假设银河系CO到H的$_2$转换因子。我们使用CPROPS软件包来识别分子云并测量它们的性质。19个解析的CO云的中值半径为20 pc，中值线宽为2.5 km s $^{-1}$，中值面密度为169 $M_\odot$ pc $^{-2}$。Larson标度关系表明，NGC 625中的分子云大多处于维里平衡。我们的高分辨率CO观测与恒星形成率图的比较，从辅助光学观测推断，表明约40%的分子云与最亮的HII区域相吻合。这些明亮的HII区域有一系列的分子气体耗尽时间尺度，都在NGC 625的全球耗尽时间的$\sim 3$的因子之内，该时间范围为106-134百万年。朝向银河系西南方向的表面密度最高的分子云，在我们称之为蝴蝶的区域，没有显示出强烈的恒星形成活动，并表明耗尽时间尺度超过5 Gyr。
2020-02-21 astro-ph.GA
Galaxy pairs in the SDSS - XIII. The connection between enhanced star formation and molecular gas properties in galaxy mergers
我们研究了在低红移（z $\leq$ 0.06）星系合并中恒星形成和分子气体性质之间的联系。我们目前的研究是基于IRAM 30-m CO（1-0）的观测11个星系的密切同伴从斯隆数字巡天（SDSS）选择。这对双星的质量比为$\leq$ 4，预计间距r $_{\mathrm{p}} \leq$ 30 kpc，速度间距为$Δ$ V $\leq$ 300 km s $^{-1}$，并被选中表现出增强的比恒星形成率（sSFR）。我们计算分子气体（H $_{2}$）的质量，分配给每个星系的物理动机的转换因子$α_{\mathrm{CO}}$，我们推导出分子气体的分数和耗尽时间。我们将这些量与GALEX Arecibo SDSS调查样本（xCOLDGASS，Saintonge et al. 2017）的扩展CO Legacy数据库中孤立星系的量进行了比较，其中气体量以相同的方式计算。我们的研究是第一次直接比较气体性质的星系对和控制样本的正常星系严格的控制程序和SFR和H $_{2}$质量已估计使用相同的方法。我们发现，星系对有较短的耗尽时间和平均分子气体分数增强0.4德克斯相比，质量匹配的控制样品从xCOLDGASS。然而，气体质量（和分数）在星系对和他们的耗尽时间是一致的非合并的SFR同样升高。我们的结论是，外部相互作用和内部过程可能会导致分子气体增强和减少耗尽时间。
2018-02-06 astro-ph.GA
Deriving a multivariate CO-to-H$_2$ conversion function using the [CII]/CO(1-0) ratio and its application to molecular gas scaling relations
我们提出了赫歇尔PACS观测的[CII] 158微米发射线的样本中的24个中等质量（9<logM $_\ast$ /M $_\odot$ <10）和低金属丰度（0.4< Z/Z $_\odot$ <1.0）星系的xCOLD GASS调查。结合它们与IRAM CO（1-0）测量，我们建立了积分和分子区域[CII]/CO（1-0）光度比之间的标度关系作为积分星系属性的函数。贝叶斯分析表明，只有两个参数，金属丰度和恒星形成的主序列，$Δ$ MS的偏移量，需要量化的光度比的变化;金属丰度描述的总尘埃含量可屏蔽CO从紫外线辐射，而$Δ$ MS描述的强度，这一辐射场。我们连接的[CII]/CO光度比的CO到H $_2$转换因子，并找到一个多元转换函数$α_{CO}$，它可以使用到z~2.5。该功能主要取决于金属丰度，与二阶依赖于$Δ$ MS。我们将其应用到完整的xCOLD气体和PHIBSS 1调查和分子气体的标度关系。当logM $_\ast$ /M $_\odot$ <10时，气体质量分数与恒星质量的关系变得平坦.虽然分子气体耗尽时间随sSFR而变化，但它主要与质量无关，这表明在低质量星系中长期观察到的低L $_{CO}$ /SFR比率完全是由于CO的光解，而不是由于恒星形成效率的提高。
2017-02-10 astro-ph.GA
The Weak Carbon Monoxide Emission In An Extremely Metal Poor Galaxy, Sextans A
一氧化碳（CO）是气体的主要冷却剂之一，也是螺旋星系中分子气体的一种容易获得的示踪剂，但目前还不清楚CO是否在贫金属矮星中起着类似的作用。我们用IRAM 30 m进行了一次深度观测，通过瞄准附近一个金属含量极低的星系Sextans A中最亮的远红外峰来寻找CO发射。一个弱的CO J=1-0的发射，这已经是微弱到足以放置一个强约束的转换因子（a_CO）从CO光度的分子气体质量，是从空间分辨的尘埃质量地图。a_CO至少是银河系的七百倍。这表明CO的辐射在极端贫金属的星系中非常微弱，挑战了它在这些星系中作为冷却剂的作用。
2015-04-07 astro-ph.GA
Timescales for Hi consumption and SFR depletion of satellite galaxies in groups
利用流体动力学模拟，结合星系风的标度关系和基于晕质量的猝灭公式，研究了星系的HI~-含量、SFR和环境之间的关系.我们运行两个放大模拟星系群与$M_{halo}>10^{13}M_\odot$在z=0，选择有安静的合并历史。我们跟踪星系，因为他们成为卫星，并计算延迟时间$τ_{d}$，在此期间，卫星是类似于中央星系在一个给定的恒星质量，和衰落时间$τ_{f}$，在此期间，卫星从富含气体和恒星形成的气体贫乏和静止。我们发现$0.7< τ_{d}< 3$ Gyr在$z=0$，并与卫星晕质量成反比。在z ~ 1处，我们发现~ $0.3< τ_{d} < 2$ Gyr，与哈勃时间的正相关大致一致。对于一个给定的晕质量，恒星质量较低的星系在落入时有较高的$τ_{d}$。我们通常会发现$τ_{f}\ll τ_{d}$，其范围在z~0时的~ 1.5亿r和z ~ 1时的~ 8亿r之间（基于线性插值），具有一定的不确定性，因为它们小于我们的模拟输出频率（$200-300$ Myr）。$τ_{f}$对晕圈质量无明显依赖性。这两个时间尺度显示HI耗尽和SF淬火之间的差异不大，这表明，使用了恒星形成的气体库没有再填充是主要的机制，以改变卫星星系在这些晕质量。在距离感兴趣的主晕中心一定的物理距离处，高红移星系平均有更高的冷气含量，但气体（HI或H $_2$）与恒星形成率的比率是相似的，这表明恒星的形成一直是…
2018-11-28 astro-ph.GA
Star formation in metal-poor gas clouds
对贫金属环境中的分子云的观察通常会发现，它们的恒星形成率比人们根据观察到的CO光度和从中推断的分子气体质量所预期的要高得多。如果假设CO光度和H2质量之间的转换因子在这些低金属丰度系统中比在附近的分子云中大得多，则可以理解这一发现。然而，目前还不清楚这是否是唯一的因素，或者云的恒星形成率是否对气体的金属含量直接敏感。为了研究这一点，我们已经进行了数值模拟的耦合动力学，化学和热演化的模型云的金属丰度范围从0.01 Z太阳能Z太阳能。我们发现，在我们的模型云的恒星形成率的金属丰度几乎没有敏感性。将气体的金属丰度降低两个数量级，会使星云中恒星形成的时间延迟不超过一个星云自由落体的时间，并使时间平均恒星形成率最多降低两倍。另一方面，云的化学状态对金属丰度高度敏感，在金属丰度最低时，云完全由原子气体控制。我们的研究结果证实，在这些系统中的CO到H2的转换因子强烈地依赖于金属丰度，但也表明，精确的值是高度依赖于时间的，因为最贫金属的云的集成CO光度主要由短寿命的重力塌陷区域的排放。最后，我们发现的证据表明，每单位H2质量的恒星形成率随着金属丰度的降低而增加，这是由于我们的低金属丰度云中存在的H2分数要小得多。
2012-07-18 astro-ph.GA
New Lithium Measurements in Metal-Poor Stars
利用麦克唐纳天文台2.1米和2.7米望远镜获得的高分辨率和高信噪比光谱，我们提供了37颗贫金属星的λ *6708 Li 1测量结果，其中大多数缺乏研究或以前没有测量结果。典型的谱线强度和丰度的不确定性，通过我们的数据和与以前的测量结果的比较，证实了斯皮特高原的薄，分别为<=4 mAng和<=0.07-0.10 dex。两个罕见的中度贫金属太阳Teff矮星，HIP 36491和40613，与显着耗尽，但仍然可检测到的锂被确定;未来的轻元素测定在更严重depeled HIP 40613可能会提供限制锂耗尽机制在这颗星上发挥作用。我们注意到两颗中度贫金属和轻微演化的恒星HIP 105888和G265-39，它们似乎是低锂中度贫金属亚巨星HD 201889的类似物。对G 265-39的初步丰度分析没有发现任何异常，表明低Li含量与AGB质量转移或深度混合和p-捕获有关。我们还在HIP 4754中检测到线加倍，迄今为止被分类为SB 1。
2012-01-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical diversity of gas in distant galaxies: The metal and dust enrichment and variations within absorbing galaxies
星系中气体的化学成分可以通过吸收光谱学详细测量。通过以这种方式研究星系中的气体，可以研究宇宙中数量最多的小而微弱的星系。特别是，吸收系统中气体的化学分布使我们能够深入了解星系内部和周围的气体循环。在这里，我们研究了$1.7 < z < 4.2$之间的64个阻尼莱曼α吸收（DLA）系统中的化学富集。我们使用VLT/UVES的高分辨率光谱来推断几种金属的相对丰度的灰尘耗尽。我们在DLAs内进行了逐组分分析，并分析了其化学富集的变化。与氢不同，金属柱可以表征单个组分。我们用它们来推导出粉尘贫化（[Zn/Fe]拟合），作为化学富集的指标。我们发现，一些DLAs是化学多样的，与[Zn/Fe]适合范围高达0.62 dex在一个单一的系统内。这表明这些星系中的吸收气体是化学多样的。虽然我们没有发现一个明显的趋势，减少尘埃消耗与红移，我们看到，最丰富的化学系统是在较低的红移。我们还观察到的证据，在所有的红移，这可能是由于原始气体到星系的吸积的尘埃贫成分。我们结合了各个气体成分的化学和运动学性质，并观察了下落气体的潜在特征，在低于$\sim$ 100 km/s的速度下具有低消耗，以及流出，具有高消耗和$\sim$ 600 km/s的速度。我们发现α-元素的过量（$\sim$ 0.3dex的增强）和Mn在几个组分中的丰度不足，这可能是ISM中核心塌陷SNe核合成的特征。我们观察到这些影响主要是在较低水…
2023-01-31 astro-ph.GA
The metal-poor end of the Spite plateau. 1: Stellar parameters, metallicities and lithium abundances
本文给出了28颗晕矮星的VLT-UVES Li丰度在[Fe/H]=-2.5 ~-3.5之间，其中10颗[Fe/H]<-3。使用了四种不同的T_eff尺度。在2 MASS红外光度法的基础上，采用了直接红外通量法（IRFM）。在不同的自展宽理论下，用一维LTE大气模式计算的合成网格对H_α机翼进行了拟合。最后，利用三维大气动力学模式计算了H_α廓线网格。利用三维流体动力学NLTE光谱合成技术，利用670.8nm处的LiI双重峰测量了A（Li）。作为等效宽度、T_eff、log g和[Fe/H]的函数的A（Li）（3D，NLTE）的解析拟合已被导出并提供。A（Li）在[Fe/H]=-3以下不表现出平台。与[Fe/H]的强正相关出现，不受T_eff估计量的选择的影响。从线性拟合，我们得到一个强的斜率约0.30 dex在A（Li）每dex在[Fe/H]，显着的2-3 sigma，和所有四个T_eff估计之间的一致性。在A（Li）-T_eff平面上也检测到一个显著的斜率，主要是由样品中最冷的恒星驱动的，这些恒星似乎是Li贫乏的。移除这些恒星不会改变A（Li）-[Fe/H]平面的行为。在A（Li）中的散射向较低的金属丰度增加2倍，而在[Fe/H]=-2.8以上，平台显得非常薄。在[Fe/H] \sim -3以下的Spite平台的熔化是确定的，但其原因尚不清楚。如果原始A（Li）是来自WMAP的A…
2010-08-17 astro-ph.GA
GASP XXXIX: MeerKAT hunts Jellyfish in A2626
我们提出了六个水母候选星系（JFCGs）的星系团，A2626的MeerKAT HI观测。在B波段图像上被识别为JFCG的6个星系中，有两个被确认为水母星系（JFG）。这两个JFG都具有低HI含量，位于星团核心，并以非常高的速度移动（$\sim$ 3 $σ_{cl}$）。其他JFCGs，确定为非水母星系，HI丰富，HI形态揭示翘曲，不对称，和可能的潮汐相互作用。无论是A2626 JFG和其他三个确认的JFG从GASP样本显示，这些星系是HI剥离，但尚未淬火。我们在JW 100中检测到相似程度（$\sim$ 50 kpc）的HI、Ha和CO尾。比较多相速度通道，我们没有检测到任何HI或CO排放在北部的尾部，其中Halpha排放存在，可能是由于剥离的气体和ICM之间的长期相互作用。我们还观察到HI和CO之间的反相关性，这暗示了HI在尾部南部有效地转化为H2。我们发现RPS和HI-到-H2转换是原子气体的重要耗尽通道。HI到H2的转化在椎间盘中比在尾部中更有效。
2022-08-27 astro-ph.GA
Detection of Phosphorus, Sulphur, and Zinc in the Carbon-Enhanced Metal-Poor Star BD+44 493
碳增强贫金属星BD+44 493（[Fe/H]=-3.9）被认为是一颗富含金属的第二代候选星。我们报告的第一次检测的P和S和第二次检测的锌在任何极端贫金属的碳增强型恒星，使用新的光谱BD+44 493收集的宇宙起源光谱的哈勃太空望远镜。我们推导出[P/Fe]=-0.34 +/-0.21，[S/Fe]=+0.07 +/-0.41，和[Zn/Fe]=-0.10 +/-0.24。我们将BD+44 493中检测到的Si I线的数量增加了10倍，得到[Si/Fe]=+0.15 +/-0.22。太阳[S/Fe]和[Zn/Fe]比值排除了BD+44 493的丰度模式是由难熔元素消耗到尘埃颗粒上的假设。与零金属丰度超新星模型的比较表明，富含BD+44 493的恒星祖先质量很大，喷出的Ni-56远小于0.07 Msun，这是一颗微弱超新星的特征。
2016-05-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Constraints on the production and escape of ionizing radiation from the emission-line spectra of metal-poor star-forming galaxies
我们探讨的生产和逃逸的电离光子在年轻的星系通过调查的紫外线和光学发射线特性的模型的电离有界和密度有界的HII区域，活动星系核（AGN）的窄线区域和辐射冲击计算所有使用相同的物理一致的描述元素丰度和耗尽的尘埃颗粒下降到非常低的金属。我们将这些模型与贫金属恒星形成星系和莱曼连续体（LyC）泄漏的参考样本进行比较，这些参考样本在不同的红移，这使得同时探索更多的光谱诊断比通常可在一次为个别子样本。我们确认，目前的单星和双星人口合成模型不产生足够硬的辐射占最贫金属星系的高电离辐射。无论是活动星系核还是辐射激波分量的引入都能使模型与观测结果相一致。一个已发表的模型，包括X射线双星是一个有吸引力的替代再现所观察到的上升HeII 4686/Hbeta比减少氧丰度的金属贫恒星形成星系，但不是高观察到的HeII 4686/Hbeta比的星系大EW（Hbeta）。在这些极端的天体中，似乎需要更硬的电离辐射源，例如活动星系核或辐射激波成分，这可能与初始质量函数偏向于低金属丰度的大质量恒星有关。这也可以解释相对于电离结合模型，确认的LyC泄漏物的[OI]/[OIII]比率惊人地高。我们发现没有简单的肉眼诊断的电离源的性质和逃逸的LyC光子，这需要适当的同时适合几条线进行歧视。
2019-09-16 astro-ph.GA
Star formation efficiency along the radio jet in Centaurus A
半人马座A是离我们最近的强大活动星系核，在所有波长上都被广泛研究。在距离星系中心约20千秒差距的晕中发现了分子气体，与HI壳有关。分子气体位于最近在射电喷流方向上观测到的一些红外和紫外明亮恒星形成细丝内。这些档案数据显示，在数百秒差距的尺度上，有尘埃和非常微弱的恒星形成。在分析组合档案数据的基础上，我们用ATCA在Cen A的北丝和HI壳层的相互作用下进行了HCN（1-0）和HCO+（1-0）发射的搜索。测量致密气体是灯丝内部恒星形成效率的另一个指标。然而，在3.1”的合成束流中，我们仅推导出3 σ时的上限为1.6 × 10^3 K.km/s.pc^2。我们还比较了CO质量与SFR估计，以衡量恒星形成效率。使用标准转换因子会导致耗尽时间较长（7 Gyr）。然后，我们使用气体尘埃质量比作为代理，从金属丰度效应校正的质量估计。根据MUSE数据，我们估计了暗条中的金属丰度分布（0.4-0.8 Zsun），对应于约200-400的气尘比。CO/H2转化率针对低金属性通过1.4和3.2之间的因子进行校正。这样的低金属丰度修正导致更大质量的云，具有更高的耗尽时间（16 Gyr）。最后，我们提出了ALMA观测，检测到3个未分辨的CO（2-1）团块的大小<37 x21 pc和质量约10^4 Msun。CO发射线的速度宽度约为10 km/s，导致相当高的维里参数。这是一种湍流气体的暗示，可能是由活动…
2015-12-18 astro-ph.GA
A diversity of starburst-triggering mechanisms in interacting galaxies and their signatures in CO emission
在相互作用的星系中增强的恒星形成活动的物理起源仍然是一个悬而未决的问题。知道恒星爆发是由致密气体数量的增加还是恒星形成效率的增加引发的，将提高我们对星系演化的理解，并允许将在本地宇宙中获得的结果转移到高红移星系。在本文中，我们分析了一个秒差距分辨率的模拟相互作用的星系的类玛瑙模型。我们发现，物理过程的相互作用在时间和空间上有复杂而重要的变化，通过不同的组合机制，如潮汐，剪切和湍流。这些可以在可观察到的像耗尽时间和CO排放量上有类似的印记。密度气体只构成某些云密度分布的尾部，但在另一些云中大量存在。恒星形成速率对气体密度的超线性依赖意味着这种过度转化为耗尽时间的减少，从而导致偏离经典的恒星形成制度，可见到星系尺度。这些云存在于星系的所有部分，但它们的数量密度从一个区域到下一个区域有所不同，这是由于不同的云组装机制。因此，云和恒星形成相关的量（如CO通量和耗尽时间）对测量尺度的依赖性在星系中也各不相同。我们发现，CO光度和分子气体质量之间的转换因子的$α_{\rm CO}$具有更强的空间比时间的变化，在一个系统，如太阳能电池。这些结果提出了一些警示说明的解释未解决的恒星形成区域的观测，但也预测，恒星形成的环境的多样性将更好地捕捉到未来几代的仪器。
2019-02-06 astro-ph.GA
Three regimes of CO emission in galaxy mergers
从可观测到的CO（1-0）光度到分子气体质量的转换因子$α_{\rm CO}$已知在孤立星系和某些合并星系之间是不同的，但其根本原因还不清楚。因此，拟采用的$α_{\rm CO}$的值仍高度不确定。为了提供更好的约束条件，我们将大速度梯度方法应用到一系列星系的流体动力学模拟中，并推导出$α_{\rm CO}$的演化。我们报告的显着变化的$α_{\rm CO}$，并确定三个不同的制度：盘星系，星爆和后爆发阶段。我们表明，估计超过20万年的恒星形成率平滑了一些这些差异，但仍然保持磁盘和星爆之间的区别。我们发现一个更紧密的相关性$α_{\rm CO}$与气体耗尽时间比与恒星形成率，但与偏差引起的过渡到和从星爆插曲。我们得出结论，$α_{\rm CO}$波动，因为反馈能量和速度色散。通过经典方法（如形态学、光度）识别相互作用的相位可以帮助选择要使用的相关转换因子，并获得星系分子质量的更准确估计。
2018-11-15 astro-ph.GA
The sulfur depletion problem: upper limits on the H2S2, HS2, and S2 gas-phase abundances toward the low-mass warm core IRAS16293-2422
根据在天体物理学相关条件下进行的实验模拟，稠密云层和星周区域中缺失的一部分硫可能以三种尚未在星际介质中检测到的物质的形式存在：H2 S2、HS 2和S2。这些S-S键合的分子可以通过含H2S的冰帽在尘埃颗粒上的高能加工形成，随后解吸到气相。对这些物质的探测可以部分解决硫耗尽的问题，并有助于提高我们对星际介质中硫的化学性质知之甚少的知识。为此，我们对低质量暖核IRAS 16293 -2422进行了专门的地面观测。在亚毫米制度的观测，获得了与APEX 12米望远镜在15个小时的观测，针对广泛的选择预测的三个分子的旋转过渡。在应该检测到目标物质的光谱区域中提取1σ噪声均方根值。这些值比以前对同一来源的观测结果低2-7倍，使我们能够估计它们相对于H2的分子丰度的1σ上限分别为8.1E-9，1.1E-8和2.9E-7，对于H2 S2，HS 2和S2。含有S2单元的三种分子的上限丰度比源中的H2S丰度低两个数量级，并且比使用冰类似物的实验模拟的预期丰度低一个数量级。随后的气相化学解吸后，可以降低丰度的三个物种在我们的观察无法检测到的水平。
2016-01-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Searching for Dust around Hyper Metal-Poor Stars
我们研究中红外线通量和光谱能量分布的贫金属恒星与铁丰度[Fe/H] $\lesssim-5$，以及两个CEMP-没有明星，以消除可能性，他们的低金属含量是有关的元素耗尽到尘埃颗粒的碎片盘的形成。这里检查的七颗恒星中有六颗没有中红外过剩。这些无法侦测到的现象排除了许多类型的拱星盘，例如温暖的碎片盘（$T\!\le\!290$ K），或内半径为$\le1$ AU的碎片盘，例如那些与化学上奇特的后AGB光谱双星和RV Tau变星有关的碎片盘。然而，我们不能排除较冷的碎片盘，也不能排除那些与其宿主恒星的流量比较低的碎片盘，例如较小的盘质量，较大的内盘半径，没有小颗粒，甚至是多组分结构，就像化学上奇特的Lambda Bootis星一样。唯一的例外是HE 0107 -5240，它在2- $σ$水平上检测到一个接近10微米的小的中红外过量;如果过量是真实的并且与这颗恒星有关，它可能表明存在（最近的）尘埃气体扬场或双星系统。
2014-07-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
First Stars XIV. Sulfur abundances in extremely metal-poor (EMP) stars
硫是重要的：它的形成地点是不确定的，在非常低的金属量[S/Fe]对[Fe/H]的趋势是有争议的。低于[Fe/H]=-2.0时，[S/Fe]保持不变或随[Fe/H]降低，具体取决于作者和分析中使用的多重峰。此外，虽然硫在ISM中的尘埃颗粒中没有明显的结合，但它在DLAs和旧的贫金属恒星中的表现似乎不同。我们的目标是确定精确的S丰度的样品中的极端贫金属恒星考虑到NLTE和3D效应。用一种新的S原子模型计算了SI多重态1谱线的NLTE谱线。我们发现EMP星中的硫的行为与其他α元素相似，当[Fe/H]<-3时，[S/Fe]保持近似恒定。然而，[S/Mg]似乎作为[Mg/H]的函数略微降低。O、Na、Mg、Al、S和K的总体丰度模式与Heger和Woosley的SN模型产量最匹配。EMP星的[S/Zn]比是太阳的，在DLAs中也发现了。我们得到了超贫金属恒星CS 22949-037的硫丰度上限，[S/Fe] <+0.5。这与先前报道的锌的测量结果一起，反驳了这颗恒星的轻元素丰度模式的猜想，并以此类推，超贫金属恒星HE 0107-5240和HE 1327-2326是由于尘埃耗尽。
2011-01-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Interstellar dust production, destruction and effects of dust depletion in galaxies
INAF – Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna（意大利国家天体物理研究所博洛尼亚天文物理与空间科学观测站）
本文综述了尘埃颗粒如何影响星际化学丰度及调控星系尘埃预算的过程，探讨了尘埃在高红移系统中的作用，并指出未来需关注高红移尘埃预算和低金属licity系统的性质研究。
2026-07-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
An extremely primitive halo star
早期宇宙的化学成分由氢、氦和微量的锂组成，几乎所有其他元素都是在恒星和超新星中产生的。质量比氦大的元素的质量分数Z称为“金属度”。已经发现了一些非常贫金属的恒星，其中一些虽然铁丰度很低，但富含碳，氮和氧。由于理论上的原因，并且由于没有观测到金属丰度低于Z=1.5E-5的恒星，人们认为低质量恒星（M<0.8 M \odot，存活到今天的那些）在星际介质富集到临界值以上之前不能形成，估计在1.5 E-8 \leqZ \leq 1.5 E-6的范围内，尽管确实存在声称相反的竞争理论。在这里，我们报告了一颗恒星的化学组成，它的Z值非常低，为\leq 6.9E-7（太阳的4.5E-5），具有典型的极端贫金属恒星的化学模式，这意味着没有碳、氮和氧的富集。这表明低质量恒星可以在非常低的金属丰度下形成。未检测到锂，表明先前观察到的锂耗竭趋势的低金属量延伸。锂耗尽意味着恒星物质在其历史上必须经历超过200万K的温度，这表明低Z星的形成条件或内部混合过程相当特殊。
2012-03-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Resolved star formation in the metal poor star-forming region Magellanic Bridge C
麦哲伦桥C（MB-C）是一个贫金属（$\sim$ 1/5 $Z_{\odot}$）的低密度恒星形成区，位于麦哲伦桥59 kpc处，提供了一个在不同条件下恒星形成过程的解析视图。从阿塔卡马大型毫米阵列CO（1-0）的观测，我们检测到相关的候选年轻恒星对象（YSO），主序前（PMS）的恒星，并在远红外成像中确定的附属结构的分子团。YSO和PMS星在分子气体中形成，密度在17-200 $M_{\odot}$ pc $^{-2}$之间，年龄在$\lesssim$ 0.1-3 Myr之间。MB-C中的YSO候选者比银河系中的YSO候选者具有更低的消光。否则，我们的研究结果表明，MB-C中的分子团，YSO和PMS星的性质和形态与银河系的对应物没有明显的差异，初步暗示在类似于MB-C的区域形成恒星的瓶颈是原子气体向分子的转化。
2020-09-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Unlocking CO Depletion in Protoplanetary Disks II. Primordial C/H Predictions Inside the CO Snowline
CO被认为是原行星盘中挥发性碳的主要储存库，因此是形成巨行星的大气中碳的主要初始来源。然而，最近对原行星盘的观测表明，在许多系统中，包括在CO雪线内部的半径处，挥发性碳丰度较低。一个可能的解释是，气相碳被化学加工成挥发性较低的物质，这些物质在尘埃颗粒表面冻结为冰。这种机制有可能改变气体中的原始C/H比。然而，目前的观测主要是探测盘的上层。目前还不清楚低挥发性碳丰度是否延伸到行星形成的中平面。我们已经运行了198个化学模型的网格，探索CO的化学后处理如何取决于磁盘质量，尘埃粒度分布，温度，宇宙射线和X射线电离率，以及初始水丰度。在我们以前的工作重点放在温暖的分子层的基础上，在这里，我们分析了我们的网格模型在磁盘中平面在12天文单位的结果。我们发现，无论是ISM水平的宇宙射线电离率或存在的UV光子，由于尘埃表面密度低，需要化学减少中平面CO气体丰度至少一个数量级内1百万年。在我们的大多数模型中，CO不会通过原位化学进行实质性的后处理，并且在典型磁盘的寿命期间气相C/H和C/O比几乎没有变化。然而，在小的子集的磁盘，其中磁盘的中平面受到电离或光解源，气相C/O比增加了近9个数量级，由于CO转化为挥发性烃。
2019-04-23 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
High-resolution spectroscopy of extremely metal-poor stars from SDSS/SEGUE. III. Unevolved Stars with $[\mathrm{Fe/H}]\lesssim -3.5$
我们给出了8颗具有$T_{\rm eff}>5500\,\mathrm{K}$的未演化极贫金属星的元素丰度，其中7颗具有$[\mathrm{Fe/H}]<-3.5$。样本选自斯隆数字巡天/斯隆银河系理解和探索扩展（SDSS/SEGUE），以及我们之前使用斯巴鲁望远镜（Aoki等人）进行的高分辨率光谱跟踪。比较了几种恒星参数的推导方法，发现在大多数情况下推导出的参数没有明显的偏差。根据相对于标准极贫金属恒星G 64-12的丰度分析，具有$[\mathrm{Fe/H}]<-3.5$的恒星的平均锂丰度为$A(\mathrm{Li}) =1.90$，标准偏差为$σ=0.10$ dex。这一结果证实了较低的锂丰度被发现在较低的金属丰度，如先前的研究所建议的，并表明恒星到恒星的散射是小的。小观察到的分散可能是一个强有力的限制锂耗尽机制提出解释低锂丰度在较低的金属丰度。我们对其他元素的分析得到了以下结果：i）Na、Mg、Cr、Ti、Sr和Ba在$[\mathrm{X/Fe}]$中存在统计学显著的分散，$[\mathrm{Na/Fe}]$中存在明显的双峰，$\sim 0.8\, \mathrm{dex}$分离，ii）金属丰度分布没有急剧下降，iii）在$[\mathrm{Fe/H}]\simeq -3.6$和可能在$[\mathrm{Fe/H}]\simeq-4.0$存在CEMP-$s$星，这可能…
2017-06-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
