The chemical evolution of local star forming galaxies: Radial profiles of ISM metallicity, gas mass, and stellar mass and constraints on galactic accretion and winds
本文利用一个假定星系风质量损失和吸积质量增加与恒星形成速率之比为常数的分析化学演化模型，研究了20个盘状星系的ISM和年轻恒星星族的径向平均金属丰度分布。基于这个模型，观测到的金属丰度及其梯度可以用恒星质量与ISM气体质量之比的径向平均分布来描述。观测到的和模型预测的金属丰度之间的比较被用来约束质量损失率通过星系风和吸积增益单位的恒星形成率。发现了三组星系：要么大部分是风，只有微弱的吸积，要么大部分是吸积，只有微弱的风，和星系的风大致平衡的吸积。这三组气体盘的性质是不同的。质量损失率和吸积增益率近似相等的星系具有低金属丰度，原子氢占主导地位的气体盘具有平坦的空间轮廓。另外两组的气体盘由分子氢主导，等照度半径为0.5至0.7，并显示出径向指数下降，这是平均陡峭的星系与小吸积率。吸积率（<1.0 x SFR）和外流率（<2.4 x SFR）相对较低。后者依赖于使用HII区强发射线对金属丰度测定的零点进行校准。
2015-03-05 astro-ph.GA
Ultraviolet ISM Diagnostics for Star-Forming Galaxies I. Tracers of Metallicity and Extinction
利用哈勃太空望远镜的宇宙起源摄谱仪在静止系远紫外波段（$\sim1150-2200 Å$）观测了14个邻近的（$z \sim 0.03$）恒星形成的蓝色致密星系。我们还产生了一个网格的恒星星族合成模型，使用Starburst99进化的合成代码，使我们能够比较观测和理论预测的SiIV_1400和CIV_1550紫外线指数，两者都是由恒星风和星际线的混合物，并已被提议作为金属丰度诊断在紫外线。我们的模型和观测结果都表明，有一个积极的线性相关性与金属丰度的两个指数，我们发现我们的观测和Starburst99模型的预测之间的一般良好的协议。通过结合我们的蓝色紧凑星系样本的静止框架紫外观测与现有的静止框架光学分光光度法，我们还直接比较了两个波长范围内的金属丰度和消光诊断的预测。这种比较揭示了紫外吸收和光学强线诊断之间的相关性，提供了直接比较不同的休息帧制度确定的ISM属性的第一种手段。最后，使用我们的Starburst 99模型网格，我们确定的短波长紫外连续斜率，$β_{18}$，可用于确定恒星形成星系的静止帧紫外光谱消光的理论值。我们认为这些结果的影响，并讨论了未来的工作，旨在参数化这些和其他环境的诊断在紫外线以及ISM诊断之间的发展强大的比较在一个广泛的波长基线。
2015-03-31 astro-ph.GA
The Relationship Between Galaxy ISM and Circumgalactic Gas Metallicities
我们给出了与孤立成星星系（=0.28）相关的25个吸收系统的ISM和CGM金属丰度<z>，其中9.4<log（M*/Msun）<10.9，并且在200 kpc内检测到吸收。利用Keck/ESI谱的Ha/[NII]发射线测量了星系ISM金属丰度。CGM单相低电离金属丰度的建模使用MCMC和多云的HST/COS和Keck/HIRES或VLT/UVES类星体光谱的吸收分析。我们发现，恒星形成星系ISM的金属丰度遵循所观察到的恒星质量金属丰度关系（散射0.19dex）。CGM金属丰度与恒星质量无关，并表现出~2dex的散射。所有CGM的金属丰度都低于星系ISM的金属丰度，并偏移log（dZ）=-1.17+/-0.11。没有明显的金属丰度梯度作为碰撞参量或维里半径（<2.3 sigma）的函数。星系的相对金属丰度与方位角之间没有关系。我们发现沿长轴和短轴的平均金属丰度差异分别为-1.13+/-0.18和-1.23+/-0.11。无论我们用低/高倾角或低/高碰撞参量或低/高N（HI）来检验我们的样本，我们都没有发现任何与相对CGM星系金属丰度和方位角的显著关系。我们发现10/15的低柱密度系统（logN（HI）<17.2）位于星系长轴上，而高柱密度系统（logN（HI）>17.2）位于短轴上。这表明N（HI）可能是一个有用的指标的吸积/流出。我们的结论是，CGM没…
2019-10-10 astro-ph.GA
Reliability and limitations of inferring birth radii in the Milky Way disk
恢复银河系中观测到的恒星的诞生半径是银河系考古学的最终目标之一。一种推断ISM金属丰度的诞生半径和演化的方法假设在任何给定的回顾时间ISM金属丰度与半径之间的线性关系。在这里，我们测试了这一假设的可靠性，通过使用4放大宇宙流体动力学模拟从NIHAO-UHD项目。我们发现，只有当恒星盘开始形成时，才能推断出精确的诞生半径，对于我们模拟的星系来说，这发生在~ 10 Gyr之前，与最近对银河系的估计一致。在稍后的时间，ISM金属丰度和半径之间的线性相关性增加，因为恒星运动变得更加有序，ISM金属丰度的方位角变化开始下降。中心棒的形成和合并的扰动可以分别增加内外盘的不确定性。
2022-05-03 astro-ph.GA
The Herschel Dwarf Galaxy Survey: I. Properties of the low-metallicity ISM from PACS spectroscopy
远红外线是星际介质物理条件的关键示踪剂，并正在成为整个宇宙星系的主力诊断。我们的目标是解释的差异和趋势，观察到的FIR线发射的矮星系相比，更富含金属的星系。我们目前的Herschel PACS光谱观测的CII 157 μ m，OI 63和145 μ m，OIII 88 μ m，NII 122和205 μ m，和NIII 57 μ m的精细结构冷却线在一个样本的48个低金属丰度恒星形成星系的保证时间关键计划矮星系巡天。我们将PACS线比率和线到LTIR比率与LTIR、LTIR/LB、金属丰度和FIR颜色相关联，并用多云辐射转移模型解释ISM条件和相填充因子方面观察到的趋势。我们发现，FIR线一起占高达3%的LTIR和恒星形成区主导的整体发射矮星系。与富含金属的星系相比，OIII/NII 122和NIII/NII 122的比值很高，表明辐射场很硬。在光解离区（PDR），CII/OI 63比略高于富金属星系，随着金属丰度的增加而略有增加，OI 145/OI 63比通常低于0.1，表明光学深度效应在探测尺度上应该很小。OIII/OI 63的比值可以作为电离气体/PDR填充因子的指标，在矮星系中发现比富含金属的星系高4倍。高CII/LTIR，OI/LTIR，和OIII/LTIR的比例，随着LTIR和LTIR/LB的增加而降低，被解释为中等FUV场和低PDR覆盖因子的组合。低金属丰度矮星系的I…
2015-02-10 astro-ph.GA
Radial Distribution Of ISM Gas-phase Metallicity In CLASH Clusters at z~0.35: A New Outlook On Environmental Impact On Galaxy Evolution
我们提出了第一个观察到的星系团规模的径向金属丰度梯度恒星形成的星系。我们使用凯克II望远镜上的DEIMOS摄谱仪观测了两个z~0.35的CLASH星系团：MACS 1115 +0129和RXJ 1532 +3021。基于我们测量的星系团中心半径为2.5 Mpc的恒星形成星系的星际介质（ISM）性质，我们发现星系金属丰度在MACS 1115 +01中作为投影的星系团中心距离（-0.15+/-0.08 dex/Mpc）的函数而减小。在质量-金属丰度关系（MZR）上，在一定的质量范围内，MACS 1115 +01中的恒星形成星系的金属丰度（~ 0.2dex）比本地SDSS星系偏高。相比之下，RXJ 1532 +30的MZR与当地对比样品一致。RXJ 1532 +30表现出双峰径向金属丰度分布，其中一个分支显示出与MACS 1115 +01相似的负梯度（-0.14+/-0.05 dex/Mpc），另一个分支显示出正径向梯度。RXJ 1532 +30中的正梯度分支很可能是由闯入星系或面内合并引起的，这表明星团尺度的丰度梯度探测了星团的子结构，从而探测了星团的动力学状态。最引人注目的是，我们发现，无论是径向金属丰度梯度，也不是从MZR的偏移是由恒星质量。我们将我们的观测结果与Rhapsody-G宇宙学流体动力学放大模拟的松弛星系团进行了比较，发现模拟的星系团也表现出负的丰度梯度，尽管斜率较浅（…
2016-10-11 astro-ph.GA
Evolution of the radial ISM metallicity gradient in the Milky Way disk since redshift $\approx 3$
本研究通过修正恒星形成区宽度的时间演化，改进了银河系盘星际介质金属丰度梯度历史的恢复，降低了误差，并揭示了并合事件影响及恒星迁移机制，为选择银河系类似体提供约束。
2024-10-22 astro-ph.GA
Inside-out versus Upside-down: The Origin and Evolution of Metallicity Radial Gradients in FIRE Simulations of Milky Way-mass Galaxies and the Essential Role of Gas Mixing
本研究利用 FIRE-2 模拟解释银河系质量星系金属丰度径向梯度随时间变陡的原因，指出气体金属径向混合减弱及盘的由上而外增长比由内而外增长更关键。
2024-10-28 astro-ph.GA
SILCC -- IX. The multi-phase interstellar medium at low metallicity
本研究通过FLASH代码开展磁流体动力学模拟，探究不同金属丰度下星际介质的性质，发现金属丰度降低会显著改变恒星形成率、气体相态分布等，明确了气相金属丰度对恒星形成星际介质的重要作用。
2025-07-10 astro-ph.GA
How Does Metallicity Affect the Gas and Dust Properties of Galaxies?
比较大范围的贫金属星系与正常的富金属星系的ISM特性，揭示了显着的差异。我们发现，低尘埃丰度和活跃的恒星形成相结合，导致一个非常多孔的ISM充满硬光子，加热矮星系中的尘埃整体温度高于其金属丰富的同行。这导致分子云的光解离到更大的深度，留下相对较大的PDR信封和难以检测的CO核心。从详细的建模的低金属ISM，我们发现显着的分数的CO-暗H2 -一个水库的分子气体不跟踪CO，但目前在[CII]和[CI]发射信封。对中性和电离气体诊断以及尘埃SED的自洽分析是揭示星系多相结构的必要途径
2016-03-15 astro-ph.GA
Modeling molecular hydrogen in low metallicity galaxies
本文通过含辐射转移和非平衡H$_2$模型的星际介质模拟，揭示了低金属丰度下分子氢形成受抑制的规律，并提出了更精确的$f_\mathrm{H_2}$拟合公式，可用于矮星系和高红移星系的分子气体建模。
2023-10-16 astro-ph.GA
Modelling ultraviolet-line diagnostics of stars, the ionized and the neutral interstellar medium in star-forming galaxies
我们结合国家的最先进的模型生产的恒星辐射和其通过星际介质（ISM）的传输，调查紫外线诊断的恒星，电离和中性ISM在恒星形成的星系。首先，我们评估我们的恒星星族合成模型的可靠性拟合吸收线指数ISM自由紫外光谱的10个大麦哲伦星系团。在这样做的时候，我们发现，忽略随机抽样的恒星初始质量函数在这些年轻的（$\sim10$ -100百万年），低质量的集群影响可以忽略不计的紫外线为基础的年龄和金属丰度的估计，但可能会导致显着高估的恒星质量。然后，我们进行并开发了一个简单的方法，基于理想化的描述的ISM的主要特征，计算在物理上一致的方式星云发射和星际吸收的恒星形成星系的紫外光谱的综合影响。我们的模型考虑了辐射通过电离的内部和外部的短寿命恒星诞生云的中性信封，以及辐射转移通过弥漫的云间介质的传输。我们使用这种方法来探索恒星的纠缠签名，电离和中性ISM的恒星形成星系的紫外光谱。我们发现，除了一些显着的例外，大多数标准的紫外线指数定义的光谱中的ISM-免费的恒星星族容易受到显着的污染的ISM，这与金属丰度增加。我们还确定了几个星云发射和星际吸收功能，特别干净的示踪剂的ISM的不同阶段脱颖而出。
2017-09-14 astro-ph.GA
A dense, solar metallicity ISM in the z=4.2 dusty star-forming galaxy SPT0418-47
本文对z=4.225的尘埃透镜恒星形成星系SPT 0418 -47的6条远红外精细结构线进行了研究，以探讨其星际介质（ISM）的物理条件。特别是，我们报告了Atacama Pathfinder EXperiment（APEX）对[OI] 145 μ m和[OIII] 88 μ m线的探测以及Atacama Compact Array（ACA）对[NII]122和205 μ m线的探测。[OI] 145 um/ [CII] 158 um的线比比本地星系的平均值高出约5倍。我们解释这作为证据，ISM是占主导地位的高气体密度的光解离区域。谱线比值，特别是[OIII] 88 μ m和[NII] 122 μ m的谱线比值意味着SPT 0418 -47中的ISM已经在化学上富集到接近太阳金属丰度。虽然APEX需要强大的引力放大来探测这些谱线，但阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）可以观测到更大的样本，并且应该可以确定所观测到的致密太阳金属丰度ISM是否在这些高度恒星形成的星系中很常见。
2019-10-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
The MOSDEF-LRIS Survey: Probing ISM/CGM Structure of Star-Forming Galaxies at z~2 Using Rest-UV Spectroscopy
恒星形成星系中星际和环星系介质（分别为ISM和CGM）中气体、金属和尘埃的复杂结构可以通过Ly $α$发射和吸收、低电离星际（LIS）金属吸收和尘埃红化E（B-V）探测。本文统计分析了$z\sim2.3$上157个恒星形成星系的Ly $α$等效宽度（EW $_{Lyα}$）、LIS等效宽度（EW $_{LIS}$）和E（B-V）之间的相互关系。从个人，深休息紫外光谱和光谱能量分布（SED）建模获得的测量，我们发现，最紧密的相关性之间存在EW $_{LIS}$和E（B-V），虽然所有三个参数之间的相关性是统计上显着的。这些结果表明尘埃和富含金属的HI气体之间存在直接联系，并且它们可能是共空间的。通过比较我们的结果与不同的ISM/CGM模型的预测，我们倾向于一个尘埃ISM/CGM模型，尘埃驻留在HI气体团簇和Ly $α$光子逃逸通过低HI覆盖分数/柱密度的团簇内介质。最后，我们调查的因素，可能有助于内在的散射在这项工作中研究的相关性，包括金属丰度，外流运动学，赖氨酸$α$生产效率，和狭缝损失。具体而言，我们发现证据表明，EW $_{Lyα}$和E（B-V）之间的关系分散反映了金属-HI覆盖分数比的变化作为金属丰度的函数，以及流出物对ISM/CGM孔隙度的影响。未来的模拟纳入恒星形成反馈和辐射转移的Ly $α$光子将提供关键的约束空间分布的中性氢气和尘埃的ISM/CGM结构。
2021-07-07 astro-ph.GA
The impact of cosmic ray heating on the cooling of the low-metallicity interstellar medium
本研究通过磁流体动力学模拟发现，在低金属丰度星际介质中，宇宙射线加热可主导光电加热，均匀CR电离率会抑制或延迟恒星形成，而可变CR电离率下恒星主要形成于低加热率的原始区域。
2025-01-30 astro-ph.GA
Understanding inverse metallicity gradients in galactic discs as a consequence of inside-out formation
星系演化的早期阶段会在其金属丰度分布上留下印记。我们讨论的起源和演变的径向金属丰度梯度的旋涡星系盘使用分析化学演化模型。我们解释了如何径向金属丰度梯度在恒星星族是由三个因素：径向金属丰度配置文件的恒星形成ISM，径向变化的恒星形成的历史（特别是内向外形成），和径向混合的恒星。在合理的假设下，由内而外的形成使负的ISM金属丰度梯度变陡，但对恒星金属丰度梯度有积极的贡献，直到将金属丰度剖面反转为正的d[Fe/H]/dR。这使得一些高红移星系中陡峭的负d[Fe/H]/dR与局部观测中通常较平坦的梯度相一致。我们讨论了在高红移下逆径向金属丰度梯度（正d[X/H]/dR）的证据，以及银河系厚盘中恒星的方位角速度与金属丰度（正dV_（？）/d[Fe/H]）之间的逆关系。前者可以通过高的中心气体损失率和再分布过程来实现，例如浓缩物质的再吸积与由内而外的形成，以及近盘星系喷泉。对于银河系厚盘，我们表明，积极的dV_（？）/d[Fe/H]相关点可比的时间尺度内向外形成，初始金属富集和SNIa富集。我们认为，可以通过来自α增强种群的高金属丰度尾部的更好数据来推断原始的ISM金属丰度梯度。在我们的模型中包括由内而外的形成，改变了当地的垂直金属丰度梯度约-0.2dex/kpc，与当地的测量。
2017-04-05 astro-ph.GA
Absorption line abundances in the SMC-like galaxy UGC 5282: evidence for ISM dilution from inflows on kiloparsec scales
本文给出了类星体SDSS J095109.12+330745.8（$z_{em} = 0.645$）的HST宇宙起源摄谱仪（COS）谱，它的视线穿过了类SMC矮星系UGC 5282（$M_B = -16.0$，$cz = 1577$ km s $^{-1}$），从该星系中央HII区投影1.2 kpc.在UGC 5282的红移处检测到阻尼的Ly $α$（DLA）吸收，其中$\log$ [ $N$（HI）cm $^{-2}\:$ ] = 20.89 $^{+0.12}_{-0.21}\:\:$。对伴随的SII、PII和OI金属线进行分析，得到中性气体金属丰度$Z_{HI}$为[S/H] $\simeq$ [P/H] $= -0.80\pm0.24$。来自中央HII区的电离气体$Z_{HII}\:$的金属度，从其发射线测量为[O/H] $= -0.37\pm0.10$，与$Z_{HI}\:$相差$+0.43\pm 0.26$。这种差异$δ$与其他恒星形成星系中的HII区域一致，并支持恒星形成区域附近的电离气体系统性地显示出比星系中性星际介质（ISM）其余部分更高的金属丰度。在UGC 5282（和其他恒星形成星系）中发现的$δ$正值可能是由于来自星系际介质的低金属量气体与星系的ISM混合在kpc尺度上。该模型也是一致的，与广泛的Ly $α$发射检测到在底部的DLA吸收，偏移$\sim 12…
2020-03-30 astro-ph.GA
New ALMA constraints on the star-forming ISM at low metallicity: A 50 pc view of the blue compact dwarf galaxy SBS0335-052
低金属量星系的冷星际介质的性质并不为人所知，这是因为它们的辐射微弱且尺度极小。我们提出了深ALMA波段6（230 GHz）附近，低金属量（12 + log（O/H）= 7.25）的蓝色致密矮星系SBS 0335 -052的观测，在前所未有的分辨率为0.2角秒（52 pc）。未探测到12 CO J=2-1谱线，我们报告LCO（2-1）的3 σ上限为3.6x10^4 K km/s pc ^2。假设分子气体在给定的耗尽时间（范围为0.02 ~ 2 Gyr）内转化为恒星，我们发现CO转化为H2的转换因子α_CO的下限在10^2-10^4 Msun pc^-2（K km/s）^-1之间。在两个主要的超级星团上探测到并分辨出连续辐射。重新分析的红外无线电光谱能量分布表明，毫米通量不仅是自由的自由发射，但最有可能也与一个冷的尘埃成分与最亮的集群的位置相一致。根据标准的尘埃性质，我们估计它的质量高达10^5兆太阳。线和连续体的结果表明，存在一个大型的冷气藏看不见的CO，即使与ALMA。
2017-04-07 astro-ph.GA
The Pressure of the Star Forming ISM in Cosmological Simulations
利用SPH+ N体高分辨率模拟方法研究了银河系盘状星系的成星星际介质的压力。这些模拟包括显式处理金属线冷却除了灰尘和自屏蔽，$\mathrm{H_{2}}$为基础的恒星形成。4个模拟的晕的质量从$10^{10}$的几倍到接近$10^{12}$太阳质量不等。使用这些星系的运动学分解成现今的凸起和磁盘组件，我们发现，在现今的凸起的恒星形成ISM的典型压力是高于在现今的磁盘由一个数量级。我们还发现，恒星形成的ISM在高红移的压力平均高于ISM在低红移的压力。这解释了为什么在较高的压力下会形成隆起：当ISM处于较低的压力时，盘在较低的红移处组装，而当ISM处于较高的压力时，隆起在高红移处形成。如果像\cite{Conroy2012}等研究中所建议的那样，将ISM压力和IMF变化联系在一起，则这些结果可能表明Milky Way类系统中的时间依赖性IMF，以及凸起和盘中的不同IMF。
2013-12-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Rhythm of the ISM: Tracing the Timescales of Gas Evolution and Star Formation across Galactic Environments
University of Maryland, College Park（马里兰大学帕克分校）；Center for Astrophysics, Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森尼天体物理中心）
研究揭示了银河系中恒星形成时间尺度与星际介质湍流及气体状态的相互作用，显示气体循环和恒星形成过程在不同环境下的变化规律。
2026-02-02 astro-ph.GA
The impact of metallicity-dependent dust destruction on the dust-to-metals ratio in galaxies
星际尘埃的质量与金属总质量的比值（尘埃与金属/DTM比值）倾向于随着金属丰度的增加而增加。这可以解释为在较高的金属丰度下，星际介质（ISM）中晶粒生长的效率增加，其推论是在低金属丰度下看到的低DTM比率是由于低效率的恒星尘埃产生。这种解释假设，在ISM中的尘埃销毁效率是恒定的，而它可能会增加在低金属性;低金属性气体的冷却效率降低，应导致更多的冲击后尘埃破坏通过热溅射。我们表明，将足够强的金属丰度依赖模型的星系演化消除了低恒星尘埃产量的需要。恒星源对整个尘埃预算的贡献可能被大大低估，而颗粒生长的贡献则被高估，假设破坏效率恒定的模型。
2021-10-13 astro-ph.GA
Astro2020 Science White Paper: Radial Metallicity Gradients in Star-Forming Galaxies
螺旋形恒星形成星系是复杂的天体物理学对象，其重子成分主要是由磁盘，其中大部分的恒星形成居住。盘中的金属丰度并不均匀，通常随着距离星系中心的距离而减小，即所谓的径向金属丰度梯度。径向金属丰度梯度已被成功地用于对星系形成及其化学演化设置重要的约束。本文重点讨论了不同探测器测量的径向金属丰度梯度对各种星系的影响，以及21世纪20年代天文学领域在这一领域的预期进展。
2019-05-10 astro-ph.GA
Galactic fountains and outflows in star forming dwarf galaxies: ISM expulsion and chemical enrichment
我们研究了超新星反馈在富含气体的矮星系中的影响，这些矮星系经历了低到中等的恒星形成率，这是恒星爆发之间相对静止的典型阶段。我们使用三维流体动力学模拟计算了ISM和富含金属的SN喷出物的长期演化，其中反馈能量由SNeII在不同的OB协会中爆炸沉积。我们发现，一个循环流类似于银河喷泉一般成立，与一些ISM解除在银河平面以上的高度为一到几个千秒差距。这些气体形成了一个额外的平面层，一旦恒星形成停止，大约在$10^8$ yr后会回落到平面上。对于所考虑的SFR，很少或没有ISM被驱逐出星系系统，即使在最强大的模型中，SN能量与气体结合能相当。富含金属的SN喷出物反而更容易受到反馈的影响，我们发现，即使对于低SN率（$7\times 10^{-5}$ - $7\times 10^{-4}$ yr $^{-1}$），也有相当一部分（25-80\%）在星系际介质中排出。银河系保留的金属大约有一半位于远离银道面的地方（$z >$ 500 pc）。此外，我们的模型表明，富含金属的气体从银河系盘出来和回到银河系盘的循环不能消除（集中的）SN爆炸留下的化学梯度。
2014-09-26 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
Star-forming regions at the periphery of the supershell surrounding the Cyg OB1 association. II. ISM kinematics and YSOs in the star cluster vdB 130 region
我们对位于天鹅座OB 1星协周围膨胀超壳层壁内的恒星形成区域中运行的小规模反馈过程进行了观察研究。星际气体和尘埃的内容和前恒星星族在疏散星团vdB 130附近的人口进行了分析的基础上进行的新的光学和红外线观测与6米（三维光谱映射在[SII]双峰）和2.5米（光学和近红外图像）俄罗斯望远镜以及斯皮策和赫歇尔空间望远镜的档案数据。通过对电离气体运动学和发射光谱的分析，我们发现了一个具有超音速运动的致密区域。这些运动可能是由恒星风或原恒星盘的两极外流引起的。在所研究的区域内查明了年轻的恒星物体并对其进行了分类。发现了两个恒星形成区。其中一个是在那里观察到的分子云头部的恒星形成区域，另一个是在云尾的恒星形成爆发。
2019-04-02 astro-ph.GA
ALMA observations of atomic carbon in z~4 dusty star-forming galaxies
本文介绍了南极望远镜对13个强透镜尘埃恒星形成星系的ALMA [CI]（$1-0$）（静止频率492 GHz）观测结果。我们比较这些新的数据与现有的[CI]观测文献，允许研究的ISM性质的$\sim 30$极端尘埃恒星形成星系跨越红移范围$2 < z < 5$。用[CI]线作为分子ISM的示踪线，我们发现SPT-DSFG的平均分子气体质量为$6.6 \times 10^{10}$ M $_{\odot}$ .这与通过低$J$ $^{12}$ CO和尘埃质量导出的气体质量存在矛盾;使估计值一致需要（a）对于我们的$α_{\rm CO} \sim 2.5$样品和气尘比$\sim200$，提高CO到H的$_2$转换因子，或者（b）高碳丰度$X_{\rm CI} \sim 7\times10^{-5}$。使用一系列额外的原子和分子线（包括[CI]，[CII]和CO的多个跃迁）的观察，我们使用现代光解区域代码（3D-PDR）来评估我们样品中DSFG的ISM内的物理条件（包括密度，UV辐射场强和气体温度）。我们发现，我们的DSFG内的ISM的特点是致密的气体透过强紫外线场。我们注意到，以前在DSFG中对PDR区域的研究可能大大低估了ISM的密度。结合起来，我们的分析表明，在高红移的极端尘埃星暴的ISM由致密的，富碳的气体不直接可比的ISM的星暴在当地的宇宙。
2016-12-13 astro-ph.GA
New fully empirical calibrations of strong-line metallicity indicators in star forming galaxies
我们得到新的经验校准的强线诊断气相金属在本地恒星形成星系统一应用Te方法在整个金属探测范围内的斯隆数字巡天（SDSS）。为了测量高金属丰度下的电子温度，在单个星系中无法检测到所需的极光线，我们将SDSS中超过110，000个星系的光谱堆叠在log[O II]/H $β$和log[O III]/H $β$的箱中。这个叠加方案并没有假设金属丰度与质量或恒星形成率有任何关系，而只是假设具有相同线比的星系具有相同的氧丰度。我们提供的校准跨度超过1德克斯的金属丰度，完全定义在一个一致的绝对Te金属丰度尺度的星系。我们应用我们的校准SDSS样品，发现它们提供一致的金属丰度估计在0.05 dex。
2016-10-21 astro-ph.GA
On the universality of luminosity-metallicity and mass-metallicity relations for compact star-forming galaxies at redshifts 0 < z < 3
本研究结合低红移（0<z<1）SDSS巡天的5182个高激发HII区致密恒星形成星系与高红移（2<z<3）样本，分析光度、质量等与金属丰度的关系，发现金属丰度对质量、红移、恒星形成率依赖极弱，证实该类星系0<z<3范围内相关关系具有普适性。
2015-05-21 astro-ph.GA
Large Metallicity Variations in the Galactic Interstellar Medium
星际介质（ISM）包括不同温度和密度的气体，包括电离的、原子的、分子的物质和尘埃颗粒。中性ISM由中性氢主导，电离分数高达8%。比氦重的化学元素的浓度（金属丰度）跨越银河系恒星的数量级，因为它们形成于不同的时间。相反，在传统的化学演化模型中，太阳附近的气体被认为是混合良好的，并且具有太阳的金属丰度。ISM的化学丰度可以准确地测量与紫外吸收线光谱。然而，尘埃贫化的影响，从可观察到的气相中去除部分金属并将其纳入固体颗粒，直到最近，还阻止了对ISM金属丰度的更深入研究。在这里，我们报告的尘埃校正的金属丰度的中性ISM测量对25颗恒星在我们的银河系。我们发现金属丰度的变化超过10倍（平均55 +/- 7%太阳能和标准差0.28 dex），包括许多低金属丰度的地区，低至~17%太阳能，可能更低。原始气体以高速云的形式落在圆盘上，可以引起数十pc尺度上观察到的化学不均匀性。我们的研究结果表明，这种低金属含量的吸积气体不能有效地混合到ISM中，这可能有助于我们了解附近同时代恒星的金属含量偏差。
2022-05-09 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
X-ray binaries as the origin of nebular HeII emission in low-metallicity star-forming galaxies
星云HeII发射的起源，这是经常观察到的低金属（O/H）恒星形成星系，仍然是一个悬而未决的问题。利用观测到的具有金属丰度的X射线双星群体的积分X射线光度/单位恒星形成率（$L_X/{\rm SFR}$）的关系以及来自已被充分研究的星系I Zw 18的其他经验数据，我们表明，如果大量的He $^+$电离光子由X射线源发射，则观测到的He II 4686强度及其随金属丰度的变化趋势是自然再现的。我们还表明，结合X射线二进制人口模型与正常的单和/或二进制恒星模型再现所观察到的$I(4686)/I(Hβ)$强度和金属丰度和年龄的依赖性。我们的结论是，经验数据和理论模型表明，高质量的X射线双星的主要来源，星云的HeII辐射在低金属丰度恒星形成的星系。
2019-02-27 astro-ph.GA
PHANGS-JWST First Results: Variations in PAH Fraction as a Function of ISM Phase and Metallicity
我们目前的地图跟踪的灰尘的分数在IC 5332，NGC 628，NGC 1365，和NGC 7496从JWST/MIRI观测的多环芳烃（PAHs）的形式。我们跟踪PAH馏分相结合的F770 W（$7.7~μ$ m）和F1130 W（$11.3~μ$ m）过滤器跟踪电离和中性PAH排放，分别，和比较PAH排放F2100 W的痕迹小，热的尘埃颗粒。我们发现IC 5332、NGC 628、NGC 1365和NGC 7496的平均$R{\rm_{PAH} = (F770W+F1130W)/F2100W}$值分别为3.3、4.7、5.1和3.6。我们发现，H II区域跟踪MUSE H $α$显示系统低PAH分数。PAH分数在其他星系环境中保持相对恒定，略有变化。我们用CO + H I + H $α$来追踪星际气相，发现在所有四个星系中，PAH分数都降低到I $_{Hα}/Σ_{H~I+H_2}$ $\sim~10^{37.5}$ erg s $^{-1}$ kpc $^{-2}$（M $_\odot$ pc $^{-2}$）$^{-1}$的值以上。径向配置文件也显示了减少PAH分数与半径增加，与较低的金属丰度，与以前的结果显示出强烈的金属丰度依赖的PAH分数。我们的研究结果表明，在电离气体中的PAH破坏过程中的操作类似的四个目标。
2023-01-03 astro-ph.GA
Metallicity gradients in local field star-forming galaxies: Insights on inflows, outflows, and the coevolution of gas, stars and metals
我们提出了49个局部场恒星形成星系的金属丰度梯度。我们推导气相氧丰度使用两个广泛采用的金属丰度校准的基础上[OIII]/Hbeta，[NII]/Halpha和[NII]/[OII]线比。这两个导出的金属丰度梯度通常在+/-0.14 dex/R25（R25是B带等光半径）范围内具有良好的一致性，但是当电离参数随半径系统地变化时，金属丰度梯度可以显著不同。我们研究了金属丰度梯度随恒星质量（8<log（M*/Msun）<11）和B波段绝对光度（-16 > MB > -22）的变化。当用dex/kpc表示金属丰度梯度时，我们发现平均而言，质量和光度较低的星系具有更陡的金属丰度梯度。当金属丰度梯度用dex/R25表示时，我们发现金属丰度梯度与恒星质量和光度之间没有相关性。我们提供了一个当地的基准金属丰度梯度场恒星形成星系的研究在高红移有用的比较。我们使用简单的化学演化模型和观测到的气体和恒星表面密度分布在附近的场螺旋星系的本地基准梯度的起源进行调查。我们的模型表明，当星气质量比变高（>>0.3）时，局部基准梯度是气体和恒星盘在几乎闭盒化学演化下共同演化的直接结果。这些模型意味着在局域场恒星形成星系中，当前的质量吸积率（<0.3xSFR）和质量流出率（<3xSFR）都很低。
2015-01-12 astro-ph.GA
The origin of the metallicity difference between star-forming and passive galaxies: Insights from ν2GC semi-analytic model
利用ν2GC半解析模型研究恒星形成与被动星系金属丰度差异的起源，发现窒息效应是主要驱动因素，该差异可作为评估星系形成模型的关键诊断。
2025-05-31 astro-ph.GA
The Host Galaxies of Gamma-Ray Bursts I: ISM Properties of Ten Nearby Long-Duration GRB Hosts
我们首次对附近（z < 1）长持续时间伽马射线暴（LGRB）宿主星系进行了大尺度观测，其中包括在凯克和麦哲伦观测到的8个静止坐标系光谱。随着两个主机星系的观测文献中，我们使用光发射线诊断，以确定金属丰度，电离参数，年轻的恒星星族年龄，和恒星形成率。我们比较的LGRB宿主环境的各种本地和中等红移星系的人口，以及最新的网格的恒星星族合成和光电离模型产生的Starburst 99/映射代码。通过这些比较，我们研究了GRB宿主星系是否与一般星系群的性质一致，因此它们是否可以用作恒星形成的可靠示踪剂。我们发现，LGRB宿主星系一般具有低金属丰度ISM环境的z ~ 1。我们的伽玛暴宿主的ISM属性，包括金属丰度，电离参数和年轻的恒星星族年龄，显着不同于一般的星系人口，附近的宽线Ic型超新星的宿主星系，和附近的贫金属星系。
2009-11-25 astro-ph.GA
The Local Star Formation Rate Surface Density And Metallicity Relation For Star-forming Galaxies
本文研究了MaNGA巡天中1120个恒星形成星系的气相金属丰度（$Z$）、恒星质量面密度（$Σ_*$）和恒星形成面密度（$Σ_{\rm SFR}$）之间的关系。在固定的$Σ_{*}$下，局部金属性随着$Σ_{\rm SFR}$的降低而增加，对于N2和O3 N2的金属性校准品，反之亦然。另外，在固定的$Σ_{\rm SFR}$下，金属丰度随着$Σ_{*}$的增加而增加，但在高质量区域，趋势较平坦。然而，对于N2 O2和N2 S2校准品，金属度对$Σ_{\rm SFR}$的依赖性几乎消失。我们使用不同的金属丰度校准品研究了针对$Σ_{\rm SFR}$的局部金属丰度，并根据校准品的选择发现了负/正相关性。我们表明，O32比（或电离参数）可能是依赖于恒星形成率在固定的本地恒星质量表面密度。此外，$Σ_*$ - $Z$ - $Σ_{\rm SFR}$（FMR）的形状取决于金属丰度校准器和恒星质量范围。由于基于经验拟合的（N2，O3 N2）电子温度金属度和基于光电离模型的（N2 O2，N2 S2）金属度校准之间存在较大差异，我们得出结论：金属度校准的选择影响了$Σ_{\rm SFR}$上FMR的存在。
2020-11-12 astro-ph.GA
Formation of star-forming clouds from the magnetised, diffuse interstellar medium
分子云是星系中恒星的诞生地，由星际介质（ISM）中弥漫的原子气体动态形成。ISM还被对其动态特性有很大影响的磁场穿过。特别是，恒星形成区必须是磁超临界的，以便容纳可能在自身重量下坍缩的气体团。基于三维磁流体力学（MHD）模拟的参数研究，我们表明，长期存在的问题，如何产生这样的超临界区仍然是一个悬而未决的问题。
2015-09-11 astro-ph.GA
Gas inflow and metallicity drops in star-forming galaxies
气体流入从宇宙网中为星系提供低金属含量的气体，维持哈勃时间内的恒星形成。我们在这些流入和恒星形成星系的金属丰度不均匀性之间的连接，通过使用合成的窄带图像的Ha发射线放大AMR宇宙学模拟的星系与恒星质量的$M \simeq 10^9 $ Msun在红移z=2-7。在$\sim$中，50%的红移小于4的情况下，气体流入会产生恒星形成，Halpha-bright，偏离中心的团块。这些团块中的大多数具有气体金属丰度，以H α光度加权，比周围星际介质的金属丰度低$\sim$ 0.3 dex，与在高和低红移下观察到的化学不均匀性一致。由于剪切和湍流引起的金属混合，这些金属丰度下降在几个圆盘动力学时间内溶解。因此，它们可以被认为是来自原始气体的宇宙学流入的快速气体吸积的证据。
2016-02-11 astro-ph.GA
Metal flows of the circumgalactic medium, and the metal budget in galactic halos
我们提出了一个分析的金属流通过环星系介质（CGM）的反馈在现实环境（FIRE）模拟星系形成，从孤立的矮星到$L*$星系。我们发现，几乎所有的金属产生的高红移星系进行风达到$0.25 R_{\rm vir}$。当在$0.25 R_{\rm vir}$测量时，流出物的金属丰度略高于星际介质（ISM）的金属丰度。因此，许多金属存在于CGM中。从这个水库的冷却和再循环决定了ISM中的金属预算。流出的金属通量在$0.25 R_{\rm vir}$和$R_{\rm vir}$之间减少了$\sim2-5$的一个因子。此外，流出物的金属丰度通常在$R_{\rm vir}$处较低，这是由于从CGM扫起的贫金属材料稀释了剩余的流出物。在$R_{\rm vir}$的流入金属丰度一般较低，但流出和流入金属丰度是相似的内晕。在低红移时，大质量星系不再产生到达CGM的外流，导致CGM和ISM金属丰度的分歧。矮星系继续产生外流，尽管它们优先保留金属喷出物。除了质量最小的星系外，大多数金属都位于$z=0$的晕内。我们测量了CGM，ISM和恒星中的金属含量，并量化了CGM金属在每个晕中的热状态。两个模拟的$L*$星系的低红移CGM中的金属总量与COS晕调查的估计一致，而另外两个星系的金属总量似乎更低。
2017-04-08 astro-ph.GA
RIOJA. JWST and ALMA unveil the inhomogeneous and complex ISM structure in a star-forming galaxy at $z=6.81$
利用JWST与ALMA联合观测，发现z=6.81星系COS-2987的星际介质呈双成分密度分层结构，证明仅靠JWST无法全面揭示早期星系的ISM性质。
2025-09-09 astro-ph.GA
Surface density: a new parameter in the fundamental metallicity relation of star-forming galaxies
恒星形成星系的恒星质量、金属丰度和恒星形成速率（或分子气体质量）之间有着密切的关系。这被称为基本金属丰度关系（FMR）（或分子气体FMR），它对星系演化模型有着深远的影响。然而，在FMR周围仍然存在显著的残余散射。我们在这里表明，第四个参数，恒星质量的表面密度，减少了周围的分子气体FMR的色散。在对41，338个恒星形成星系的29个物理参数的主成分分析中，发现恒星质量的表面密度是第四重要的参数。新的四维基本关系形成了一个更紧密的超曲面，将金属度分散降低到分子气体FMR的50%。我们建议，未来的分析和模型的星系演化应考虑在四维空间，包括表面密度的FMR。气体流入的稀释时间尺度和恒星形成效率可以解释观测结果对恒星质量面密度的依赖性。
2018-01-17 astro-ph.GA
ISM properties of a Massive Dusty Star-Forming Galaxy discovered at z ~ 7
本文报道了在$z=6.900 +/- 0.002$上发现的迄今为止红移最高的毫米选择尘埃恒星形成星系SPT-S J 031132 -5823.4（以下简称SPT 0311 -58）的星际介质的物理条件。SPT 0311 -58是在南极望远镜（SPT）-SZ巡天中通过其1.4毫米热尘埃连续辐射发现的。光谱红移通过ALMA 3 mm频率扫描测定，其检测CO（6-5）、CO（7-6）和[Cl]（2-1），随后通过用ATCA检测CO（3-2）和用APEX检测[CII]来确认。通过对尘埃连续光谱的辐射转移分析以及CO和[CI]谱线的发射，我们对SPT 0311 -58中的ISM的性质进行了约束。这使我们能够确定气体含量，而无需对气体质量比例因子进行特别假设。SPT 0311 -58质量极大，其固有气体质量为$M_{\rm gas} = 3.3 \pm 1.9 \times10^{11}\,M_{\odot}$。它的大质量和强烈的恒星形成是非常罕见的来源，以及进入再电离时代。
2017-05-25 astro-ph.GA
Investigating Nearby Star-Forming Galaxies in the Ultraviolet with HST/COS Spectroscopy. I: Spectral Analysis and Interstellar Abundance Determinations
这是一系列三篇论文中的第一篇，描述了一个利用哈勃太空望远镜上的宇宙起源光谱仪测量9个附近恒星形成星系样本中中性星际介质丰度的项目。我们的目标是评估（中）同质性的多相ISM在星系中的大部分金属可以隐藏在中性相，但金属丰度推断从电离气体中的HII区域。样品，跨越了广泛的物理性质，是迄今为止最适合研究的中性气体在红移z=0的金属性行为。ISM吸收线是根据每个星系内最亮恒星形成区域的远紫外光谱检测到的。在这里，我们报告的意见，数据处理，并分析这些光谱。柱密度测量的多组分线轮廓拟合技术，并获得了广泛的元素的中性气体丰度。考虑了几个警告，包括线饱和，电离校正，和灰尘耗尽。电离效应进行了量化与“特设”云模型再现复杂的光电离结构的电离和中性气体周围的紫外线明亮的来源。从中性气体物种的不饱和剖面的平均柱密度中获得了“红移z=0的恒星形成星系的平均光谱”。该模板可作为研究中性ISM的强有力工具。
2014-08-19 astro-ph.GA
Theoretical Modeling of Star-Forming Galaxies I. Emission Line Diagnostic Grids for Local and Low-Metallicity Galaxies
我们使用最新一代的Starburst 99/Mappings代码来生成一套广泛的模型，以便于详细研究恒星形成星系及其ISM特性，特别是在低金属丰度下。所使用的新模型包括严格的金属不透明的人口合成建模和更详细的尘埃物理学中的光电离代码的治疗。这些模型涵盖了广泛的物理参数，包括金属丰度，电离参数，并采用了瞬时爆发和连续的恒星形成历史。我们检查了我们的模型与来自几个大型数据集的局部（z < 0.1）恒星形成星系群之间的一致性，包括斯隆数字巡天、近场星系巡天以及蓝色致密星系和贫金属星系的样本。我们发现，采用连续的恒星形成历史的模型再现了在恒星形成星系的本地人口中观察到的金属敏感线比，包括低金属量样本。然而，我们发现，目前的代码产生一个不够硬的电离辐射场，导致缺陷的[SII]通量产生的模型。我们认为，这套模型的优点和短周期，并讨论未来的工作和改进，可以应用到恒星形成星系的建模。
2009-12-09 astro-ph.GA
CII*/CII ratio in high-redshift DLAs: ISM phase separation drives the observed bimodality of [CII] cooling rates
讨论了类星体中高红移干扰阻尼Lyman- $α$系统中由于[CII] $\,$ 158 $μ$ m辐射引起的CII*/CII比和冷却速率的观测结果。我们发现，所观察到的双峰的CII冷却速率实际上反映了双峰的CII*/CII-金属丰度平面，可以自然地解释中性介质的相分离，而不调用恒星形成的情况下的差异。假设现实的物理参数的分布来计算相图，我们也重现定性的金属依赖性的双峰。我们强调，高z DLAs主要探测低金属含量气体（$Z\lesssim 0.1 Z_{\odot}$），其中加热主要由宇宙射线（和/或湍流），而不是由光电加热。因此，即使DLA的气体主要是冷的（其中冷却由[CII]主导），CII的激发也可以用于导出宇宙射线电离率（和/或湍流加热），但不能导出UV场，如先前所考虑的。或者，如果DLA中的气体主要是热的，则可以使用CII*/CII来约束其数密度。最后，我们还讨论了电离介质的重要性，如果电离介质也沿视线存在，则可以显著增加平均CII*/CII比率。
2021-12-20 astro-ph.GA
CO/H2, C/CO, OH/CO, and OH/O2 in Dense Interstellar Gas: From High Ionization to Low Metallicity
我们提出了数值计算和分析的星际离子分子气相化学的比例关系，非常低的金属（$ 10^{-3} \times$太阳），和/或高达高驱动电离率。相关的环境包括低金属丰度矮星系中的冷星际介质（ISM）、再电离和Pop-II恒星形成时期的早期富集云，以及暴露于强X射线或宇宙射线源的致密冷气体。我们专注于H $_2$，CO，CH，OH，H $_2$ O和O $_2$的行为，在气体温度$\sim 100$ K，在低金属丰度冷却ISM的特点。我们考虑屏蔽或部分屏蔽的单区气体包裹，并解决了气相化学速率方程的稳态“金属分子”丰度的电离参数，$ζ/n$，和metallicties，$Z'$的范围很广。我们发现，OH丰度总是最大的H-到-H $_2$转换点附近，大的OH丰度持续在非常低的金属丰度，即使当氢主要是原子。我们研究了OH/O $_2$，C/CO和OH/CO丰度比，从大到小，作为$ζ/n$和$Z'$的函数。Pop-II代的大部分冷密ISM可能是OH主导的原子，而不是CO主导的分子。
2015-04-18 astro-ph.GA
Estimating The Metallicity of Star-forming Early-type Galaxies
我们获得了4615个恒星形成的早型星系（ETG）的数据，这些数据来自斯隆数字巡天数据Release 7的$Galaxy~Zoo~1$和MPA-JHU发射线测量的目录的交叉匹配。我们的样本主要分布在$\rm -0.7<log(SFR[M_{\sun}yr^{-1}])<1.2$，我们的SFR的中位数略高于Davis \& Young。我们显示了一个显着的趋势，低/高恒星质量的ETG有低/高的SFR，并获得我们的样本最佳拟合log（SFR）= $ (0.74\pm0.01)$ log $(M_{*}/M_{\sun})-(7.64\pm0.10)$，找到相同的斜率，发现在卡诺迪亚兹等人。在我们的恒星形成的ETG样本中，我们清楚地证明了恒星质量和金属丰度（MZ）的关系的相关性。我们发现，更高的金属丰度测量可能会引入扩散电离气体，当D16，Sanch 18，Sander 18指示剂被用来校准ETG的金属丰度。我们显示了SFR和12+log（O/H）与不同金属丰度估计之间的关系，并建议它们的相关性可能是ETG中SFR-恒星质量和MZ关系的结果。
2021-12-17 astro-ph.GA
Dust origin in late-type dwarf galaxies: ISM growth vs. type II supernovae
我们重新评估的作用，不同的尘埃源在尘埃生产中作为晚型矮星系的金属丰度的函数，了解尘埃含量和金属丰度之间的关系的目标。本文用多组分尘埃演化模型研究了具有幕式恒星形成的晚型矮星系的尘埃含量，该模型包括AGB星的尘埃输入、II型超新星和ISM中气体吸积引起的尘埃质量增长。在0.1 -几个Gyrs的时间尺度上，ISM中的尘埃增长成为矮星系中重要的尘埃源。它在爆发后的演化过程中增加了尘气比（DGR），不像II型SNe，它只在恒星爆发期间将颗粒喷射到ISM中。在ISM中的尘埃增长超过尘埃生产之前，AGB星可能是贫金属矮星系中尘埃的主要来源。我们的模型再现DGR和氧丰度之间的关系，来自一个大样本的矮星系的观测。在低O值的DGR急剧下降的解释是相对较低的效率，在恒星尘埃凝聚。在较高的O值观察到的分散主要是由不同的临界金属丰度的过渡星尘到ISM增长为主的尘埃生产，这取决于恒星形成的历史。在星系中的情节恒星形成，额外的分散在DGR引入的颗粒破坏在星爆，其次是增加的尘埃质量，由于在ISM中的尘埃生长在爆发后的演变。我们发现，碳硅酸盐的比例发生了显着变化，当ISM增长成为主要的灰尘来源，因此这个比例可以作为一个指标的过渡。在矮星系中观察到的DGR-O关系有利于II型SNe中的低凝结效率，以及通过ISM中的尘埃生长增加的总尘埃质量。
2014-03-03 astro-ph.GA
"Direct" Gas-Phase Metallicity in Local Analogs of High-Redshift Galaxies: Empirical Metallicity Calibrations for High-Redshift Star-Forming Galaxies
我们研究了直接气相氧丰度使用良好的检测极光[OIII]4363线的堆叠光谱的样本的本地类似物的高红移星系。在鲍德温-菲利普斯-特列维奇图上，这些局部类似物与$z\sim2$恒星形成星系的位置相同。这种类似物具有与高红移星系相同的电离星际介质（ISM）特性。我们在本地类似物中建立了直接气相氧丰度（$7.8<12+\log(\rm{O/H})<8.4$）和N2/O3 N2指数之间的经验金属丰度校准。我们发现显着的系统性偏移的金属丰度校准我们的本地类似物的高红移星系和那些来自本地HII地区和样本的本地参考星系从斯隆数字巡天（SDSS）。如果简单地将以往研究中的局域金属丰度校准应用于高红移星系，则N_2和O_3N_2的金属丰度相对于我们的校准将被低估0.05-0.1倍。局部金属丰度校准也会导致使用N2和O3 N2指标测量高红移星系金属丰度的差异。相比之下，我们的新校准在这两个指标之间产生一致的金属丰度。我们还得到了我们的本地类似物中的R23，O32，log（[OIII]/Hβ）和log（[NeIII]/[OII]）指数的金属丰度校准，与SDSS参考星系相比，它们显示出显着的偏移。通过与MAPPINGS光电离模型的比较，可以看出局域类似星系和SDSS参考星系中不同的经验金属丰度定标关系主要是由于电离ISM条件的改变。
2021-10-22 astro-ph.GA
Properties of the interstellar medium in star-forming galaxies at redshifts 2 < z < 5 from the VANDELS survey
星系内外的气体流动是理解星系演化的关键，因为它们在宇宙时间内调节着恒星的形成活动。我们研究了ISM运动学的330 CIII或HeII发射器，使用远紫外ISM吸收线检测VANDELS光谱。这些星系的恒星质量M $_\ast$范围很广，从$10^8$到$10^{11}$ M $_\odot$，SFR从1到500 M $_\odot$ /年，红移范围在2到5之间。我们发现，整体ISM速度v $_{ism}$是全球流出，与v $_{ism}$的-60 $\pm$ 10 km/s的低电离气体跟踪SiII 1260埃，CII 1334，SiII 1526，和Al II 1670，对于Al III 1854-1862和Si IV 1393-1402示踪的较高电离气体，v $_{ism}$分别为-160 $\pm$ 30和-170 $\pm$ 30 km/s。有趣的是，BPASS模型能够更好地再现SiIV双星周围的恒星连续体比其他恒星人口模板。对于单个星系，样品的$34\%$有一个积极的ISM速度位移，几乎是在较低的红移报告的分数的两倍。比较v $_{ism}$的宿主星系的属性，我们发现没有显着的相关性与M $_\ast$或SFR，只有一个轻微的显着依赖（在$\sim 2σ$）的形态相关的参数，略高的速度在星系较小的尺寸（探测的等效半径），较高的浓度，和较高的SFR表面密度。外流与加速的动量驱动风…
2022-08-28 astro-ph.GA
Spatially Resolved Gas-phase Metallicity in FIRE-2 Dwarfs: Late-Time Evolution of Metallicity Relations in Simulations with Feedback and Mergers
我们提出了一个空间分辨气相金属丰度关系的分析在五个矮星系（$M_{halo} \approx 10^{11} M_\odot$，$M_\star \approx 10^{8.8}-10^{9.6} M_\odot$）从消防2（反馈在现实环境中）宇宙放大模拟套件，其中包括一个明确的模型，亚网格湍流混合气体中的金属，近$z\approx 0$，超过1.4 Gyrs，并比较我们的研究结果与观测。虽然这些矮星系代表了一个不同的样本，我们发现，所有模拟的星系匹配所观察到的质量金属丰度（MZR）和质量金属丰度梯度（MZGR）的关系。我们注意到，在所有五个星系中，星际介质（ISM）相位之间的金属丰度实际上是相同的，95 $\%$在各个ISM相位之间的$\pm$ 0.1 dex范围内，包括冷气体和稠密气体（$T < 500$ K和$n_{\rm H} > 1$ cm $^{-3}$），电离气体（靠近H $α$ $T \approx 10^4$ K山脊线）和星云区域（电离气体，1000万年平均恒星形成率不为零）。我们发现，大部分的相对金属丰度之间的分散冷和致密的气体和电离气体/星云区域可以归因于本地星暴事件或金属贫流入。我们还注意到，在我们的星系之一，m11 e的主要合并的存在下，在空间分辨地图的金属丰度分布的重大影响，显示出两个强大的金属丰度峰值，并触发在主星系的星暴。
2022-04-13 astro-ph.GA
Infrared view of the multiphase ISM in NGC 253 I. Observations and fundamental parameters of the ionised gas
上下文大质量恒星的形成导致了星际介质中重元素的富集。另一方面，重元素丰度是研究星系恒星形成历史的关键参数。此外，总分子氢质量，通常通过转换CO或[C ii] 158 $μ$ m光度来确定，也取决于金属丰度。然而，金属敏感的发射线的激发，取决于H II区域，它们出现的气体密度。目的。我们使用了SOFIA、Herschel和Spitzer对星暴星系NGC 253核区域的光谱观测，以及GALEX、2 MASS、Spitzer和Herschel的光度观测，以获得物理性质，如校正消光的光学深度，以及中心区域的气体密度和金属丰度。方法.几个物种的综合线通量的比率被用来推导气体密度和金属丰度。例如，[O iii]以及[S iii]和[N ii]线通量比对气体密度敏感，但几乎与局部温度无关。由于这些线的比例跟踪不同的气体密度和电离状态，我们研究了这些线是否可能来自观察光束内的不同区域。另一方面，（[Ne ii] 13 $μ$ m + [Ne iii] 16 $μ$ m）/Hu $α$线通量比与尘埃颗粒的贫化无关，但对Ne/H丰度比敏感，将用作气体金属丰度的示踪剂。结果我们推导出的最重要的物种的气相丰度值，以及估计的光学深度和气体密度的电离气体在NGC 253的核区域。我们得到了至少两种不同的电离成分$(< 84$ cm $^{-3}$和$\sim 170 - 212$ cm $^{-3})$的密度…
2022-06-30 astro-ph.GA
Low-redshift lowest-metallicity star-forming galaxies in the SDSS DR14
我们从斯隆数字巡天（SDSS）的数据发布14（DR 14）中选取了一个氧丰度为12+logO/H<7.4的极低金属量恒星形成星系的低红移（z<0.133）候选样本。三种方法被用来推导它们的氧丰度。在这些方法中，有两种方法是基于强[OII]3727，[OIII]4959和[OIII]5007发射线，我们称之为强线和半经验方法。它们适用于所有星系。本文提出了强线法。这种方法特别关注于金属丰度极低的星系中金属丰度的精确测定，可能不适用于12 +logO/H>7.5的较高金属丰度。第三，直接Te方法，适用于检测到[OIII]4363发射线的星系。所有这三种方法给出的丰度一致，可以组合使用或单独用于选择最低金属丰度的候选人。然而，强线方法是最好的光谱与检测不良或未检测到的[OIII]4363发射线。总的来说，我们选出的极低金属量星系候选者名单包括66个物体。
2019-03-01 astro-ph.GA
Metal-enriched galactic outflows shape the mass-metallicity relationship
低质量星系的气相金属丰度随着恒星质量（$M_\ast$）的增加而增加，对于高质量星系几乎是常数。理论表明，这种紧密的质量-金属丰度关系是由星系外流从星系中移除富含金属的气体形成的。在这里，我们观测模型的流出金属丰度的温暖流出阶段从7个本地恒星形成星系的恒星质量之间的10 $^{7}$-10 $^{11}$ M $_\odot$的样本。我们估计流出金属利用四个弱的休息帧紫外吸收线，观察到的恒星连续，和光电离模型。流出金属丰度与$M_\ast$持平，中值金属丰度为$1.0\pm0.6$ Z $_\odot$。所观察到的外流是富含金属的：低质量和高质量星系的外流金属丰度分别是其ISM金属丰度的10-50倍和2.6倍。观测到的流出物主要由夹带的ISM气体组成，其中最多22%的金属直接来自最近的超新星富集。金属流出速率随着$M_\ast$的增加而增加，如$M_\ast^{0.2 \pm 0.1}$，因为质量流出速率随着$M_\ast$的增加而增加。最后，我们通过恒星形成保留金属的速率来标准化金属流出速率，以计算金属负载因子。金属负载因子与$M_\ast$成反比。的金属负载因子的归一化和缩放同意再现所观察到的质量-金属丰度关系的解析表达式。星系外流从根本上塑造了观测到的质量-金属丰度关系。
2018-08-30 astro-ph.GA
Simulations of the star-forming molecular gas in an interacting M51-like galaxy
我们在这里提出的第一个一系列的论文，旨在更好地了解在银河系的背景下的巨型分子云（GMC）的演化和属性。我们执行高分辨率，三维{ \sc arepo}模拟的相互作用的星系的灵感来自观测良好的M51星系。我们的基准模拟包括一个非平衡的，时间依赖的，化学网络，遵循原子和分子氢以及碳和氧自洽的演变。我们的计算还处理气体自引力和随后的恒星形成（描述的下沉粒子），并耦合超新星反馈。在模拟的星际介质（ISM）的致密部分，我们达到了亚秒差距的分辨率，使我们有能力解决个别GMC和他们的形成和破坏自我一致的整个星系。在这个初步的工作中，我们专注于ISM的一般性质，特别是对冷恒星形成气体的关注。我们讨论了与伴星系的相互作用在产生冷分子气体和控制恒星诞生中的作用。我们发现，虽然相互作用驱动大规模的气体流动，并诱导星系中的旋臂，它是次要的重要性，在确定气体分数在不同的ISM阶段和整体恒星形成率。相反，气体在小GMC尺度上的行为主要由耦合反馈驱动的ISM的自调节特性控制。
2019-09-23 astro-ph.GA
