Shocks or Photoionization: Direct Temperature Measurements of the Low-Ionization Gas in Quiescent Galaxies
静止红序星系中低电离气体的电离机制一直是个谜。直接温度测量将对这一问题产生很大的限制。我们仔细地选择了一个样本的静态红序列星系SDSS。我们将它们分成三个具有不同[N II]/Hα和[N II]/[O II]比值的箱，并测量了堆叠光谱中的[O III] λ4363，[N II] λ5755，[S II] λ 4068，4076和[O II] λ 7320，7330线。[S II]双峰比表明线发射气体处于低密度区（~10-100 cm $^{-3}$），S+区的温度约为8000 K，O+区的温度约为$1.1-1.5\times10^4$ K，N+区的温度约为$1-1.4\times10^4$ K. [O III] λ4363线未被稳健地检测到。我们发现，来自Balmer递减的消光校正将产生非物理的S+区和O+区的温度之间的关系，表明消光显着高估了测量的Balmer递减。我们比较了这些线的比率与模型预测的三种电离机制：光电离热演化的恒星，冲击，和湍流混合层。对于这两个光电离和冲击模型，从[S II]和[N II]日冕强线比推断的高温需要金属丰度显着subsolar。然而，[N II]/[O II]谱线比值要求它们是超日型的。没有一个模型可以同时解释所有观测到的线比，它们的组合也不能。
2018-08-06 astro-ph.GA
The first galaxies: simulating their feedback-regulated assembly
通过一个放大的辐射流体动力学宇宙学模拟，我们研究了在$z=10$维里质量达到$~ 10^8$太阳质量的星系的形成。该模拟追踪了Population~III（Pop~III）恒星的形成过程，其特征为中等头重脚轻的初始质量函数（IMF），并考虑了恒星反馈，如来自Population ~ III和Population~II（Pop~II）恒星的光电离加热，来自超新星（SNe）的机械和化学反馈，以及来自吸积黑洞（BH）和高质量X射线双星（HMXB）的X射线反馈。我们自洽地将恒星形成模式从头重脚轻的Pop III过渡到低质量的Pop~II，发现计算盒中的恒星形成速率在$z=13$之前由Pop~III主导，之后由Pop~II主导。模拟的星系经历了爆发式恒星形成，由于Pop~III和Pop~II恒星的光电离加热，以及SN反馈，气体含量大大减少。模拟星系中的所有气体都富含金属，高于$10^{-5}$太阳能，因此没有剩余的原始气体。这个模拟星系的观测通量估计为$~10^{-3} nJy$，如果没有强大的透镜放大，詹姆斯·韦伯太空望远镜（JWST）就无法探测到。我们还表明，我们模拟的星系是相似的恒星质量的Segue 2，在本地组已知的最不发光的矮星。
2015-08-19 astro-ph.GA
Physical conditions in high$-$z optically thin C III absorbers: Origin of cloud sizes and associated correlations
我们提出了详细的光致电离模型以及对齐的光学薄C III吸收组件在$2.1 < z < 3.4$。使用我们的模型，我们估计密度（$n_{\rm \tiny H}$），金属丰度（$[C/H]$），总氢柱密度和视线厚度（$L$）在每个C III组件。我们估计的系统误差，在这些数量的贡献的类星体光谱指数的允许范围内使用的紫外背景辐射计算。我们推断的$n_{\rm \tiny H}$和超密度（$Δ$）远高于文献中的测量值，有利于来自环星系介质相关气体的吸收，可能不处于流体静力平衡。我们还注意到与C Ⅲ组分相关的$n_{\rm \tiny H}$、$L$和$[C/H]$都表现出统计学上显著的红移演化。在某种程度上，这些红移演变是由仅在低端$-z$中出现的紧凑、高$n_{\rm \tiny H}$和高$[C/H]$分量驱动的。发现$[C/H]$与$L$、$L$与中性氢柱密度（N（HI））、N（HI）与$[C/H]$之间存在5个以上的$σ$水平的相关性。我们表明，$L$与$[C/H]$的相关性可以很好地再现，如果$L$是由气体冷却时间和声速的产品，如预期的情况下，云破碎热不稳定性。这使我们能够通过简单的光电离考虑来解释其他观察到的相关性。在大的$z$范围内研究光学薄的C III吸收体，并将它们的$z$演化与全球恒星形成率密度演化联系起来，可以揭示环星系介质中冷团形成及其演化的物理机制。
2019-01-14 astro-ph.GA
First Insights into the ISM at $z>8$ with JWST: Possible Physical Implications of a High [O III]$\mathbf{λ4363}$/[O III]$\mathbf{λ5007}$
我们提出了一个详细的分析，在$z>7.5$的三个光谱确认的星系的静止帧光发射线比。这些星系是在詹姆斯·韦伯太空望远镜（英语：James Webb Space Telescope）（JWST）的早期观测场SMACS J0723.3 PDMATHAMN 7327中发现的。通过定量比较这些星系与各种低红移“类似物”种群（例如绿豆、蓝莓等）的巴耳末线和氧线比率，我们表明，没有一个单一的模拟人口捕捉的$z>7.5$观测到的所有三个星系的线比的多样性。我们发现$z=7.67$的S 06355和$z=7.66$的S10612与当地的绿豆和蓝莓相似。相比之下，$z=8.50$上的S 04590似乎与其他两个星系有很大的不同，最像是本地宇宙中金属丰度极低的系统。也许S 04590中最引人注目的光谱特征是$0.048$（或$0.055$，当进行尘埃校正时）的[O III] $\lambda4363$ /[O III] $\lambda5007$比值（RO 3）非常高，这意味着极高的电子温度、$\sim3\times10^4$ K或气体密度$>10^4\ {\rm cm^{-3}}$。观测到的线比表明，这个星系不太可能拥有活动星系核。使用光电离模型，我们表明，除了年轻的，低金属量的恒星人口的高质量X射线双星或高宇宙射线背景的列入可以提供额外的加热，以解释所观察到的高RO 3，同时保持与其他观察到的线比一…
2022-09-14 astro-ph.GA
Interacting supernovae from photoionization-confined shells around red supergiant stars
参宿四是附近的一颗红超巨星，它是一颗失控的恒星，拥有强大的恒星风，将弓形激波驱动到周围。这一观点受到了一个发现的挑战，这个发现是一个致密的、几乎静止的壳层，它距离恒星的距离是弓形激波的三倍，并且被某种外力减速。这两种物理上截然不同的结构不可能都是由风与星际介质的流体动力学相互作用形成的。在这里，我们报告说，参宿四的风是光电离的辐射从外部来源的模型可以解释静态壳，而不需要一个新的理解的弓激波。来自光电离风的压力在风的中性部分产生一个驻激波，并形成一个几乎静止的光电离限制壳。其他的红超巨星应该比参宿四有更大质量的壳层，因为光电离限制的壳层捕获了红超巨星阶段所有质量损失的35%，将这些气体限制在恒星附近，直到爆炸。在超新星爆炸后，巨大的壳层会极大地影响超新星的光变曲线，为许多具有星周相互作用特征的超新星提供了一个自然的解释。
2014-08-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
First Results from the JWST Early Release Science Program Q3D: AGN Photoionization and Shock Ionization in a Red Quasar at $z = 0.4$
Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）；Rhodes College（罗兹学院）；University of Arizona（亚利桑那大学）；Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg, Astronomisches Rechen-Institut（海德堡大学天体物理中心，天文计算研究所）；University of Maryland, College Park（马里兰大学帕克分校）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）
利用JWST/NIRSpec IFU观测红类星体F2M J110648.32+480712.3，通过[Fe II]和[O III]运动学及发射线诊断，发现东南和西南方向[Fe II]气体受类星体光电离主导，而南部气体由激波电离激发，揭示了类星体反馈对宿主星系的影响。
2026-06-29 astro-ph.GA
Photoionization models for extreme Ly$α$ $λ$1216 and HeII $λ$1640 ratios in quasar halos, and PopIII vs AGN diagnostics
我们探索机制，以产生极高的Ly-alpha/HeII流量比，或提高所观察到的Ly-alpha光子数每入射电离光子，在扩展的活动星系核光电离星云在高红移。利用光电离模型，我们探讨了电离参数，气体金属丰度，电离光谱，电子能量分布，云的视角上的相对流量的Ly-alpha，HeII和其他线，和上观察到的数量Ly-alpha光子每入射电离光子的影响。我们发现，低电离参数，相对较软或过滤电离光谱，低气体金属丰度，κ分布电子能量，或由HI反射的Ly-alpha光子都可以导致相对于其他谱线显著增强的Ly-alpha（>10%），log Ly-alpha/HeII达到4.6。在低气体金属丰度，反射HI，或硬或过滤电离光谱的情况下，观察到的Ly-alpha光子数每入射电离光子本身显着增强高于标称情况B值0.66由于碰撞激发，在我们的“极端情况”模型中达到5.3的值。在低气体金属丰度（例如0.1 x太阳）时，Ly-alpha的产生主要是通过碰撞激发而不是复合。此外，我们发现，碰撞激发的Ly-alpha变得更有效，如果电离连续预过滤通过光学薄屏幕的气体更接近活动星系核。我们还表明，Borisova等人（2016）研究的z~3.5类星体的Ly-alpha / HeII比值与AGN-photoionization气体具有中等至低金属性和/或低电离参数一致，而不需要外来的电离/激发机制，如强线转移效应。我们还提…
2018-10-10 astro-ph.GA
Probing Population III Initial Mass Functions with He II/H$α$ Intensity Mapping
我们证明了潜在的线强度映射的初始质量函数（IMF）的人口III星通过测量的平均He II 1640 A/H $α$线强度比的限制。我们用现代高红移星系形成和光电离模型扩展了21 cm FAST程序，并估算了星族II和III星系在红移$5 \le z \le 20$的线辐射。在我们的模型中，He II/H $α\gtrsim 0.1$的平均比值表明，在$z \gtrsim 10$，当第三星族恒星主导恒星形成时，第三星族恒星的质量达到几百个太阳质量。下一代空间任务的能力略优于CDIM，将能够通过测量He II和H $α$波动功率谱信号及其在高显著性上达到$z\sim 20$的互相关来探测这种情况。此外，无论IMF如何，He II/H $α\lesssim 0.01$的比值表明第三星族恒星的形成量很低，因此，它标志着由这一恒星群体主导的时期的结束。然而，对应的He II功率谱的检测可能仅对于头重脚轻的族III IMF或通过与更强的H $α$信号的互相关是可能的。最后，$0.01 \lesssim$ He II/H $α$ $\lesssim 0.1$的比值解释起来很复杂，因为它们可能受到几种竞争效应的驱动。我们讨论了如何在不同的红移和线强度比与其他探头的组合的各种测量可以帮助限制人口III IMF在这种情况下。
2022-07-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Probing Population III Stars in Galaxy IOK-1 at z = 6.96 through He II Emission
He II λ1640发射线被认为是高红移的第三星族（Pop III）星的直接探测器，因为它可能来自与热的无金属恒星相关的高能电离光子。利用HST WFC 3/F130 N红外窄带滤光片对Z=6.96的IOK-1星系中He II λ1640辐射进行了探测。此次测量的灵敏度比之前的测量深5倍以上。从这张深窄带图像中，结合F125 W和F160 W滤波器的宽带观测，我们发现He II的通量为1.2+/-1.0 x 10^-18尔格/s/cm ^2，对应于50- 500 M太阳质量损失的Salpeter IMF的Pop III恒星形成速率（SFR）的1σ上限约为0.5 M太阳/年。考虑到宽波段的测量结果可以用~ 4.85 x 10^-10 x λ^-2.46 ergs/s/cm ^2/A的紫外连续光谱通量密度来拟合，这相当于~16+/-2.6 M_sun/yr的总SFR，大质量的Pop III星占总恒星形成的不到6%。这一测量结果对无金属恒星在高红移下的形成有最强的限制，尽管由于未知的IMF、恒星演化和光电离效应，从He II光度到Pop III SFR的确切转换是高度不确定的。虽然我们没有检测到He II λ1640超过1.2σ水平，我们的工作表明，一个> 3σ水平的检测是可能的JWST。
2011-07-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Population III star formation near high-redshift active galactic nuclei
Los Alamos National Laboratory（洛斯阿拉莫斯国家实验室）；Rensselaer Polytechnic Institute（伦斯勒理工学院）
研究高红移活动星系核中超级大质量黑洞对暗物质晕的影响，发现其辐射背景可延迟引力坍缩，促进III型恒星形成。
2026-04-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Probing the hot X-ray gas in the narrow-line region of Mrk 3
我们研究的原型Seyfert 2星系，Markarian 3，根据成像和高分辨率光谱观测所采取的钱德拉X射线天文台。我们构建了一个去卷积的X射线图像，它揭示了S形的窄线区（NLR）的热气体的形态。虽然这种形态类似于无线电和[O III]发射，但X射线气体的分布比在这些其他波长处获得的更宽。通过绘制NLR中热气体的密度和温度分布图，我们证明了向西（$M=2.5^{+1.0}_{-0.6}$）和向东（$M=1.5^{+1.0}_{-0.5}$）的激波的存在。此外，我们计算之间的[O III]和$0.5-2$千电子伏带X射线光度的通量比，并表明它是不均匀的NLR与西侧的NLR更高度电离。此外，基于钱德拉光栅数据，我们调查的线比的Si XIII三重态，这是不符合纯光电离。基于这些结果，我们认为在Mrk 3的NLR中，光电离和碰撞电离都是激发机制。我们的结论是，典型的图片，其中光电离是唯一负责激发的星际介质在NLR的塞弗特星系，可能过于简单化。由于在塞弗特星系中经常检测到微弱和小尺度的射电喷流，因此激波加热可能在这些星系的NLR中起着不可忽视的作用。
2017-09-26 astro-ph.GA astro-ph.HE
Metal-poor star formation triggered by the feedback effects from Pop III stars
第一代恒星（Pop III）的金属富集是结构形成中物质循环的第一步，随后是极贫金属（EMP）恒星的形成。为了研究Pop III星的富集过程，我们进行了一系列的数值模拟，包括光电离和超新星（SNe）的反馈效应的Pop III星的质量范围的minihaloes（MHs），M_halo，和Pop III星，M_Pop III。我们发现，富含金属的喷出物到达邻近的晕和外部富集（EE）发生时，晕的结合能是足够低于SN爆炸能量，ESN。邻近的晕只是表面富集，云的金属丰度[Fe/H] <-5。否则，SN喷出物回落，并形成富集云，即发生内部富集（IE）过程。当Pop III型恒星发生核塌缩SNe（CCSNe）时，MHS发生IE，在大多数情况下，MHS塌缩区的金属丰度为-5 < [Fe/H] < -3。我们的结论是，IE从一个单一的CCSN可以解释的EMP星的形成。对于对不稳定SNe（PISNe），EE发生在所有相关质量范围的MH，与EMP星之间没有PISNe的观测信号一致。
2018-01-04 astro-ph.GA
Using [Ne V]/[Ne III] to Understand the Nature of Extreme-Ionization Galaxies
本文利用波长相近的 [Ne V]/[Ne III] 与 [Ne III]/[O II] 谱线比值，结合 Cloudy 光电离模型和 HST/JWST 观测，提出可区分正常恒星、AGN 及星族 III 电离的星系选择方法。
2023-06-26 astro-ph.GA
Theoretical Modeling of Emission-Line galaxies: New Classification Parameters for Mid-Infrared and Optical Spectroscopy
我们已经进行了广泛而详细的光电离建模，成功地限制了不同的发射线星系在光学和中红外诊断图的位置。我们的模型网格覆盖了广泛的参数空间的活动星系连续体和星暴星系不同的恒星星族法律和金属丰度。我们将活动星系核和恒星形成的中红外线比值[Ne III] 15.56 mm/[Ne II] 12.81 mm和[O IV] 25.89 mm/[Ne III] 15.56 mm与观测值进行了比较，发现对活动星系核的最佳拟合是通过两区近似。这两个区域近似是一个物质约束的组件，其中[Ne III]和[O IV]有效地发射，和辐射约束的组件，最大化[Ne II]发射的组合。我们将两区近似的结果叠加到Sloan数字巡天的光学[O III]l5007/H β和[N II] l 6583/H α诊断图上，发现两区近似模型中的高密度和低电离辐射束缚分量为[N II]辐射提供了一个很好的下限。这为图中活动星系核的最小贡献建立了一条新的理论分界线。这一新的分类结果比以前对恒星形成星系的划分所得出的预测结果高出约1.4倍。同样，我们定义了一个最大的活动星系核的贡献在[O III]/H β和[N II]/H α图通过使用一个典型的窄线区域的参数范围内的两个区域的近似。
2014-06-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Persistence of Population III Star Formation
我们提出了一个半解析模型的恒星形成在早期宇宙中，开始与第一个无金属的恒星。通过采用完全反馈限制的恒星形成处方，恒星以最大效率形成，直到自洽计算的反馈过程停止形成。我们占了一些反馈过程，包括元银河系莱曼-沃纳背景，超新星，光电离，和化学反馈。通过与我们的反馈限制恒星形成处方的丰度匹配发现的质量吸积率相结合，使各种各样的人口III（流行III）的初始质量函数（IMF）的光晕。我们发现，对于一些模型，大质量波普III恒星的形成可以持续到至少$z \sim 20$，并可能以大约$10^{-4}$到$10^{-5}$ M $_\odot$年$^{-1}$ Mpc $^{-3}$的速度超过$z \sim 6$，假设这些恒星是孤立形成的。在这一点上，莱曼-沃纳反馈推动恒星形成的最小晕质量超过原子冷却阈值，切断了大质量波普III星的形成。我们发现，在大多数模型中，流行II和流行III恒星形成共存的宇宙学时间尺度，总的恒星形成率密度和由此产生的辐射背景强烈主导前流行III恒星形成最终结束。这些晕在此阶段形成的大质量Pop III恒星最多为$\sim 10^3$ M $_\odot$，其绝对星等通常在$M_\text{AB} = -5 $到$ -10$之间。我们还简要讨论了未来的观测，如JWST或WFIRST和21厘米的实验望远镜可能能够约束未知参数在我们的模型，如IMF，恒星形成处方，或大规模的波普…
2017-10-06 astro-ph.GA
Hubble Space Telescope [O III] Emission-Line Kinematics in Two Nearby QSO2s: A Case for X-ray Feedback
我们提出了一个动力学研究的窄线区域在两个附近的类星体。我们构建的动力学模型的基础上详细的光电离模型的发射线气体，包括内部尘埃的影响，适用于大规模的外流从这些活动星系核的观测。我们使用Mrk 477和Mrk 34，以测试我们的模型对最近的HST STIS观测的[O III]发射线运动学，因为这些活动星系拥有更多的能量外流比发现在塞弗特星系。我们发现，在500 pc的流出是一致的辐射加速的尘埃气体，然而，在Mrk 34的流出是显着更广泛的，可能不是直接由辐射加速。我们的特性的X射线风发现从[O III]发射气体的膨胀接近黑洞。我们表明，这样的风具有动能密度，以扰乱[O III]气体在1.8千秒差距，并有足够的能量夹带的[O III]云在1.2千秒差距。假设X射线风具有与[O III]气体相同的径向质量分布，我们发现这种风的峰值动力学光度是Mrk 34的热光度的2%，这在某些模型所要求的有效反馈的0.5% - 5%范围内。我们的工作表明，虽然从[O III]发射气体测量的动力学光度经常很低，但X射线风可以提供一个以上的数量级更高的动力学功率。
2021-05-25 astro-ph.GA
Time-dependent metal ionization and the persistence of collisionally excited emission lines in the diffuse ionized gas of star forming galaxies
本研究扩展时间依赖氢电离模拟至金属，发现超新星加热与OB星电离结合可再现银河系及NGC 891的发射线比值，而电离平衡模型无法解释高海拔低密度气体的持续高电离态发射线。
2024-11-11 astro-ph.GA
Boosting Lya and HeII 1640A Line Fluxes from Pop III Galaxies: Stochastic IMF Sampling and Departures from Case-B
我们重新计算星云氢Lya和HeII 1640 A线强度的人口III星系，经历连续和爆发的恒星形成。我们专注于初始质量函数（IMF）的动机最近的理论研究，一般跨越较低的范围内的恒星质量比早期的作品。我们还考虑了情况B偏离和IMF的随机抽样。与之前的工作一致，我们发现偏离情况B可以将Lya通量增强几倍，但我们认为这种增强主要是由碰撞激发和电离驱动的，而不是由于n = 2态的光电离。氢原子。Lya通量对星系光谱高能端的敏感性增加，使其更容易受到IMF随机采样的影响。后者在预测的星云线通量中引入了一个分散体，该分散体围绕确定性值多达~4倍。相比之下，IMF的随机采样对新兴的莱曼-沃纳（LW）光子通量的影响较小。当情况B偏离和随机性效应相结合，星云线发射人口III星系可以达到一个数量级比预测的“标准”计算，不包括这些影响。这增强了利用JWST和大型地面望远镜等未来设施进行探测的前景。
2016-09-07 astro-ph.GA
Recovery from population III supernova explosions and the onset of second generation star formation
我们使用宇宙学模拟来评估超新星（SNe）中第一颗恒星的爆炸如何影响早期宇宙历史。具体而言，我们调查的影响，SNe的宿主系统的人口~III（Pop~III）恒星形成，并探讨其依赖于晕环境和Pop~III祖质量。然后，我们追踪富集气体的演化，直到满足触发第二代恒星形成的条件。在这个程度上，我们量化的恢复时间尺度，这措施之间的时间延迟Pop~III SN爆炸和外观的冷，致密的气体，其中第二代恒星可以形成。我们发现，这一时间尺度是高度敏感的Pop~III祖质量，并不那么晕环境。对于更大质量的祖先，包括那些在对不稳定性SNe中爆炸的，第二代恒星的形成显着延迟，最多可达哈勃时间。恢复时间对SN祖星质量的依赖性主要是由于祖星的电离影响。光电离加热增加了气体压力，并引发了流体动力学响应，降低了中心气体密度，这种效应在质量越大的情况下越强。低质量Pop~III恒星周围的气体密度仍然很高，因此SN残留物冷却得更快，促进了气体的再凝聚和第二代恒星的形成。在大多数情况下，第二代恒星的金属含量已经达到~2-5 X 10^{-4} \zsun，因此属于星族~II。恢复时间尺度是决定第一个星系性质的一个关键参数，能够容纳低质量，长寿命的恒星系统。这些反过来又是詹姆斯·韦伯太空望远镜未来深场活动的目标。
2014-09-25 astro-ph.GA
Near-Infrared Spectroscopy of Galaxies During Reionization: Measuring C$\,$III] in a Galaxy at $\mathbf{z=7.5}$
我们提出了Keck/MOSFIREPDMATHABMM-波段光谱的目标C $\,$ III] $λ$ 1907，1909在$z=7.5056$星系先前确定通过Ly $α$发射。我们在$1.621\pm0.002\,μ$ m处检测到强的线发射，线通量为（$2.63\pm0.52$）$\times10^{-18}$ erg s $^{-1}$ cm $^{-2}$。我们暂时将这条谱线确定为[C PDMATHAMN III] PDMATHAMO 1907，但由于预期位置的天空发射，我们无法检测到C PDMATHAMN III] PDMATHAMO 1909。这给出了星系系统红移，$z_{sys}=7.5032\pm0.0003$，与Ly $α$的速度偏移为$Δ$ v $_{Lyα}$ = $88\pm27$ km s $^{-1}$。C $\,$ III]/Ly $α$的比值为0.30-0.45，是所有$z>2$星系中测量到的最高值之一。我们未检测到Si $\,$ III] $λλ$ 1883、1892，并将上限设为Si $\,$ III]/C $\,$ III] $<$ 0.35（$2σ$）。将我们的结果与光电离模型进行比较，C $\,$ III]等效宽度（W $_{\text{CIII]}} = 16.23\pm2.32\,$）、低Si $\,$ III]/C $\,$ III]比率…
2019-05-21 astro-ph.GA
Optimized Spectral Energy Distribution for Seyfert Galaxies
本文针对赛弗特2型星系窄线区温度被模型低估的问题，提出采用更硬的电离连续谱，并发现能重现观测谱线比的能量分布在200 eV处具有次级峰。
2022-11-09 astro-ph.GA
Nebular Continuum and Line Emission in Stellar Population Synthesis Models
在模拟星系光谱能量分布（SED）时，考虑星云发射是很重要的，因为线发射和连续发射都对观测到的总通量有很大的贡献。在这项工作中，我们提出了一个新的星云发射模型集成在灵活的恒星星族合成代码，计算复杂的恒星星族使用光电离代码多云的总线和连续发射。星云发射与匹配电离光谱的自洽耦合产生的发射线强度与恒星星族的年龄和金属丰度成正比。这一更完整的星系SEDs模型将改善对诊断图得出的全球气体性质、基于H $α$的恒星形成率和近红外宽带测光得出的恒星质量的估计。我们的模型与其他光电离模型的结果一致，并能够再现观测到的H II区域和恒星形成星系的发射。我们的模型显示出改进的协议与观察到的H II地区的Ne III/O II平面，并显示出令人满意的协议与He II发射$z=2$星系时，包括旋转恒星模型。包括后渐近巨星分支星的模型能够再现与低电离发射区（LIERS）一致的线比。
2016-11-24 astro-ph.GA
Structure and Feedback in 30 Doradus I: Observations
我们已经完成了一个新的光学成像和分光光度测量的140 x 80 pc $^2$区域的30剑鱼座中心的R136，涵盖关键的光学诊断发射线，包括\Ha，\Hb，\Hg，[O III] $λλ$ 4363，4959，5007，[N II] $λλ$ 6548，6584，[S II] $λλ$ 6717，6731 [S III] $λ$ 6312和在某些位置[S III] $λ$ 9069。我们提出了这些线的通量和强度比的地图，以及孤立的电离星，象鼻柱和边缘电离锋的目录。最终科学质量的光谱数据产品可供公众使用。我们对新数据的分析发现，虽然恒星风和超新星无疑会产生冲击，并对塑造星云负责，但没有全球光谱特征表明冲击是目前电离的重要来源。我们的结论是，我们的调查所涵盖的相当大的区域是很好地描述了从中央集群的电离连续主要是由最大质量的O型星的光电离。我们表明，如果在宇宙学距离上观察30 Dor，它的综合光将由其较低表面亮度的广泛区域而不是明亮，引人注目的弧所主导。
2010-09-24 astro-ph.GA
Ionizing feedback from massive stars in massive clusters III: Disruption of partially unbound clouds
我们扩展了我们以前的SPH参数研究的光电离从O-星恒星形成的云的影响，包括最初未绑定的云。我们生成了一组模型云的质量范围$10^{4}-10^{6}$ M $_{\odot}$初始维里比$E_{\rm kin}/E_{\rm pot}$ =2.3，让他们形成恒星，并研究的光电离辐射产生的大质量恒星的影响。我们发现，在300万年的时间尺度之前，超新星预计开始引爆，电离反馈排出的质量分数是一个非常强大的功能的云逃逸速度。高质量的云在很大程度上不受动态影响，而低质量的云在这个时间尺度上排出了大部分的气体储备。然而，恒星质量的未束缚部分是适度的，并且大部分未束缚的恒星之所以如此，只是因为云本身最初是部分未束缚的。我们发现，电离是更能够创建良好的清除气泡在未绑定的云，由于其固有的膨胀，但这种气泡的存在并不一定表明，一个给定的云已强烈影响反馈。我们还发现，与我们早期工作中的束缚云一样，这里模拟的许多系统对于光子和超新星喷出物来说都是高度多孔的，并且它们中的大多数可能会在第一次超新星爆炸中幸存下来。
2012-12-10 astro-ph.GA
A methodology to select galaxies just after the quenching of star formation
我们提出了一种新的方法，旨在寻找恒星形成星系的阶段，立即遵循恒星形成（SF）淬火，基于使用高到低的电离发射线比。由于紫外线电离辐射的软化，这些比率在SF停止后迅速消失。我们重点研究了[O III] $λ$ 5007/H $α$和[Ne III] $λ$ 3869/[O II] $λ$ 3727，并用CLOUDY光电离程序模拟了它们。如果假设一个急剧的猝灭，我们发现这两个比率是非常敏感的示踪物，因为它们从SF中断起在$\sim$ 1000万年内下降了$\sim$ 10倍;相反，如果假设SF下降更平稳、更缓慢，（即恒星形成历史呈指数下降，$e$折叠时间为$τ=$ 2亿年），在$\sim$ 8000万年内，它们以因子$\sim$ 2减少。我们减轻了电离-金属性简并影响我们的方法，使用对发射线比率分别与金属性和电离，采用[N II] $λ$ 6584/[O II] $λ$ 3727的比例作为金属性诊断。使用斯隆数字巡天星系样本，我们在[O III] $λ$ 5007/H $α$与[N II] $λ$ 6584/[O II] $λ$ 3727平面内确定了10个最极端猝灭候选者的例子，其特征是低[O III] $λ$ 5007/H $α$，微弱的[Ne III] $λ$ 3869，以及通过蓝尘校正的光谱和$(u-r)$颜色，如所预期的，如果SF淬灭发生在最近的过去。我们的研究结果还表明，所观察…
2017-04-18 astro-ph.GA
