Ionized Gas in the Smith Cloud
我们目前威斯康星州的H-阿尔法映射观测电离气体在史密斯云，一个高速云，洛克曼等人最近提出的是与银河系盘相互作用。我们的H-α图显示了最亮的H-α发射，0.43 \pm 0.04 R，与最亮的H I一致，而在H I强度小于最亮H I的0.1倍的区域中观察到稍微暗淡的H-α发射（0.25 \pm 0.02 R）。我们推导出电离质量为\gtrsim 3 \times 10^6 M_ \odot，与H I质量相当，H^+质量分布的面积比H I大得多。估计的银河系灭绝校正可以将这些值向上调整40%。H-α和[S II]线宽朝向最亮的发射区域限制气体的电子温度在8000 K和23000 K之间。在同一方向探测到[N II] λ6583，谱线比[N II] / H-alpha = 0.32 \pm 0.05，限制了云的金属丰度：对于典型的光电离温度8000-12000 K，氮丰度是太阳的0.15-0.44倍。这些结果进一步支持了史密斯云是新物质吸积到银河系上的说法。
2009-08-12 astro-ph.GA
Evidence for mixing between ICM and stripped ISM by the analysis of the gas metallicity in the tails of jellyfish galaxies
流体动力学模拟表明，星系团中的冲压剥离促进了剥离后的星际介质（ISM）与周围介质的强相互作用，并有可能使团内介质（ICM）冷却成冷气体云.利用MUSE（GASP）巡天对三个水母星系的GAs剥离现象的MUSE观测，研究了其气体尾部恒星形成团的气体金属丰度。我们发现，剥离气体的氧丰度作为从母星系盘的距离的函数减少;所观察到的金属丰度分布表明，超过40%的最贫金属剥离云由冷却的ICM构成，在定性协议与模拟预测之间的混合富金属ISM和贫金属ICM。
2021-11-08 astro-ph.GA
Impacts of a Flaring Star-forming Disc and Stellar Radial Mixing on the Vertical Metallicity Gradient
使用理想化的N-体模拟银河系大小的盘星系，我们定性研究如何修改薄盘星粒子的金属丰度分布的酒吧和螺旋臂结构的形成。在我们的数值实验中，薄盘最初具有一个紧密的负径向金属丰度梯度和恒定的垂直尺度高度。我们表明，恒星的径向混合驱动器在薄盘的正垂直金属丰度梯度。另一方面，如果初始薄盘向外展开，垂直刻度高度随银河中心半径增加，则最初在外盘的贫金属星在盘平面以上的区域中在每个半径处都占优势。这一过程可能导致金属丰度垂直梯度为负，这与目前观察到的趋势一致。这个模型模拟了恒星形成薄盘在早期在外部区域爆发的场景。我们的数值实验与初始耀斑盘预测，负垂直金属丰度梯度的单年龄相对年轻的薄盘人口应该是陡峭的内部盘，和径向金属丰度梯度的单年龄人口应该是浅在更大的高度以上的盘平面。我们还预测，金属丰度分布函数的单年龄年轻薄盘人口以上的磁盘平面将更积极的偏在内部磁盘相比，外部磁盘。
2016-09-14 astro-ph.GA
Red supergiant stars in IC 1613 and metallicity-dependent mixing length in the evolutionary model
报道了本星系群不规则矮星系IC 1613中红超巨星的光谱研究。通过对MMT望远镜MMIRS仪器在1.16 $μ$ m ~ 1.23 $μ$ m波长范围内观测到的光谱进行合成光谱拟合，得到了14个RSG的有效温度（$T_\mathrm{eff}$）和金属丰度。发现RSG的金属丰度呈弱双峰分布，其中心为[Fe/H]= $-0.65$，略低于或相当于小麦哲伦云（SMC）的金属丰度。没有证据表明整个星系中富金属（[Fe/H] $>-0.65$）和贫金属（[Fe/H] $<-0.65$）RSG之间存在空间分离。在IC 1613中，我们的RSG样品的平均有效温度比SMC高约250 K。通过比较恒星演化轨迹和RSG在HR图上的位置，我们校准了对流混合长度（$α_{\mathrm{MLT}}$），发现采用$α_{\mathrm{MLT}}=2.2-2.4 H_P$的模型能最好地再现IC 1613中RSG在Schwarzschild和Ledoux对流准则下的有效温度。这一结果支持了我们以前的研究，金属丰度依赖的混合长度是必要的，以解释在本地组中观察到的RSG温度，但我们发现，这种依赖性变得相对较弱的RSG具有金属丰度等于或小于SMC金属丰度。
2022-10-19 astro-ph.GA
Constraining Metallicity-dependent Mixing and Extra Mixing using [C/N] in Alpha-Rich Field Giants
巨星分支的内部混合是影响恒星演化和星系化学演化的重要过程。虽然已经提出了几种机制来解释这种混合，更好的经验约束是必要的。在这里，我们使用来自SDSS-IV/APOGEE-2数据发布14的26097颗演化恒星的[C/N]丰度来追踪旧场巨星中的混合和额外混合，其中-1.7< [Fe/H] < 0.1。结果表明，在任何一次上挖之前，APOGEE的[C/N]比值是依赖于金属丰度的，而对于[Fe/H] ~-1以上的恒星，第一次上挖时[C/N]的变化则与金属丰度无关。我们确定了红巨星分支（RGB）凸起的位置是金属丰度的函数，注意到在凸起上方0.14 dex（log g）的低金属丰度恒星（[Fe/H] <-0.4）发生了金属丰度相关的额外混合事件，并证实这种额外混合在低金属丰度时更强，在[Fe/H] =-1.4时达到$Δ$ [C/N] = 0.58 dex。我们发现了在[Fe/H] <-1.0的恒星中，在凸点上方的上巨星分支上进一步额外混合的证据。这种上部巨分支混合在金属更贫乏的恒星中更强，每1.0 dex（log g），[C/N]就达到0.38 dex。红团（RC）星的APOGEE [C/N]比明显高于RGB顶端的恒星，这表明在氦闪光期间发生了额外的混合过程，或者在红团RC样品中可能存在未知的C和N丰度零点。最后，由于额外的混合，我们注意到，目前的[C/N]比和年龄之间的经验校准不能天真地外推…
2019-02-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Mixing between High Velocity Clouds and the Galactic Halo
在星系晕中，含金属的星系晕物质在流体动力学相互作用时混合成高速云（HVC）。这种相互作用早在云完全消散之前就开始了，早在它们慢到银河系物质的速度之前就开始了。为了定量估计混合效率和由此产生的金属富集的HVC，我们做了详细的2和3维模拟云ISM相互作用。我们的模拟跟踪流体力学和时间依赖的电离水平。他们假设云最初具有温暖的温度和极低的金属丰度，而周围的介质具有高温，低密度和大量的金属丰度，但我们的模拟可以推广到其他初始金属丰度的选择。在我们的模拟中，云和晕气体之间的混合明显提高了高速物质的金属丰度。我们提出的混合效率和金属富集作为时间的函数的图。
2014-11-18 astro-ph.GA
Dynamics and Morphology of the Milky Way Spiral Arms from the Metallicity Distribution and Radial Mixing
尽管径向迁移在盘星系中是一个普遍存在的过程，但它在恒星盘演化中的意义并不总是通过全球趋势反映出来。然而，还有其他关键的观测数据，如金属丰度分布函数（metallicity distribution function，简写为EAF），可能会在这个问题上有所启发。我们认为，螺旋线的形状不仅告诉我们恒星盘是否经历了径向迁移，而且它还包含了触发它的结构的重要线索。具体来说，螺旋线包含有关螺旋图案的动力学和形态的信息。为了限制螺旋参数，我们在模拟中加入了详细的化学标记;这使我们能够限制银河系螺旋臂的结构参数，以及限制化学演化模型朝向银河系圆盘中心的方法，在那里没有化学模型提供信息。我们还发现，太阳不太可能在其当前的银河系中心位置附近形成，因此将太阳视为太阳附近化学丰度的代表可能是不准确的。我们还表明，银河系的恒星盘，经过动态和化学演变为5 Gyr，保留80%的原始全球金属丰度梯度，尽管遭受了重要的加热和径向迁移，这意味着在一个给定的星系中存在的金属丰度梯度，并不能保证径向混合没有发挥作用，在其演变。
2017-07-14 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
Simulating High-Velocity Clouds in the Observational Plane: An Initial Study with the Smith Cloud
本文以史密斯云观测为约束，利用Enzo-E风洞模拟研究银河系高速云存活过程，发现湍流辐射混合层介导的冷却对高速云演化至关重要。
2025-05-30 astro-ph.GA
Quokka-based understanding of outflows (QED) -- II. X-ray metallicity gradients as a signature of galactic wind metal loading
本研究通过后处理QED模拟生成合成X射线光谱，发现部分混合的星系风在侧向观测时呈现金属丰度梯度，并提供了定量模型和信噪比要求，以诊断风与星际介质的混合程度。
2025-04-25 astro-ph.GA
Supernova-driven turbulent metal mixing in high redshift galactic disks: metallicity fluctuations in the interstellar medium and its imprints on metal poor stars in the Milky Way
在超新星（SN）反复注入新鲜金属的情况下，湍流混合气体的程度可能有助于对当地恒星形成条件提供重要的限制。这包括对贫金属恒星之间金属丰度分散的预测，这表明星际介质在早期并没有很好地混合。这封{ \it信}的目的是通过一系列数值实验，帮助分离出调节星系盘中SN元素湍流混合的一些关键过程。我们研究气体相互作用的小模拟补丁的星系盘的目标是解决在pc尺度的小尺度混合效应的金属，这使我们能够测量在各种星系环境中的湍流扩散系数。通过研究这些模拟中$α$元素的变化统计，我们不仅能够得到限制SN爆炸中的内禀产额变化的允许范围，而且对银河系的恒星形成历史。我们认为，所观察到的分散的[Mg/Fe]在贫金属晕星是兼容的恒星形成的条件，预计在矮卫星或早期低恒星形成银河系的祖先。特别是，没有相位混合的恒星中的金属变化可以用来推断被破坏的矮卫星的恒星形成条件。
2022-09-12 astro-ph.GA
Evolutionary models of red supergiants: Evidence for a metallicity-dependent mixing length and implications for Type IIP supernova progenitors
最近对局域宇宙中红超巨星（RSG）温度的研究为RSG模型提供了一个很好的观测约束。我们校准混合长度参数通过比较模型预测与经验RSG温度在小和大麦云，银河系，和M31，这是推断从TiO带和光谱能量分布（SED）。虽然我们的RSG模型是用MESA程序计算的，但我们的结果也可以应用到其他恒星演化程序中，包括BEC和TWIN程序。我们发现的证据表明，混合长度的增加与金属含量的增加，在这两种情况下，TiO和SED温度的RSG用于校准。加上Tayar等人最近在低质量红巨星中发现的类似相关性，这意味着混合长度的金属丰度依赖性是低质量和高质量后主序星的普遍特征。我们的结果意味着，典型的IIP型超新星（SN IIP）的祖先与初始质量的$\sim 10 - 16~M_\odot$有一个半径范围为$400 R_\odot \lesssim R \lesssim 800 R_\odot$，无论金属丰度。作为本研究的辅助结果，我们发现，对于给定的初始质量的SN IIP祖先的富氢信封质量被预测为在很大程度上是独立的金属丰度，如果采用勒杜标准与慢反矢量，而史瓦西模型预测系统更大质量的富氢信封较低的金属丰度。
2017-11-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spiral Arms are Metal Freeways: Azimuthal Gas-Phase Metallicity Variations in Simulated Cosmological Zoom-in Flocculent Disks
我们研究模拟银河系质量盘星系的反馈在现实环境（FIRE-2）宇宙放大模拟套件，其中包括一个亚网格湍流金属混合模型的气相金属丰度分布的方位角变化。我们在$z \approx 0$上制作了空间分辨的盘图，像素大小从250到750 pc不等，类似于现代积分场单元（IFU）星系巡天，绘制了与HII区域相关的冷致密气体和电离气体中的气相金属丰度。我们报告说，螺旋臂交替的模式，丰富的金属和金属贫相对于中值金属含量的顺序为$\lesssim 0.1$ ~dex，出现在这个样本的絮状螺旋。即使在具有不同强度的金属混合的模拟中，该图案也持续存在，这表明该图案来自亚网格尺度以上的物理学。局部富集似乎不是$z \approx 0$方位角金属丰度变化的主要来源：在这些空间尺度上与局部恒星形成没有相关性。相反，旋臂是相对于彼此向内和向外移动的，在混合到更大尺度的星际介质之前，它们径向地携带着局部的金属丰度梯度。我们建议，臂作为高速公路引导相对金属贫气体径向向内，和相对丰富的气体径向向外。
2022-09-28 astro-ph.GA
Implications of inhomogeneous metal mixing for stellar archaeology
第一颗超新星用金属丰富了以前原始的气体，下一代恒星由此形成。基于流体动力学模拟，我们发展了一个新的随机模型来预测第一星系中恒星形成气体的金属丰度。平均而言，在内部富集的星系中，金属与原始气体混合良好。然而，在外部富集的星系中，金属不能轻易地渗透到致密气体中，这使得恒星形成气体和晕内的平均气体之间存在显着的金属丰度差异。为了研究这种效应的后果，我们应用半解析模型银河系般的暗物质合并树，并遵循恒星化石从高红移到今天的一个新的现实的金属混合配方。我们校准模型，以重现金属丰度分布函数（PMM）在低金属丰度，并发现一个原始的IMF与$\mathrm{d}N/\mathrm{d}M \propto M^{-0.5}$从$2 Msun$到$180 Msun$的斜率最好地再现PMM。我们改进的非均匀混合模型对单个微晕有很大的影响，但对[Fe/H] $\gtrsim -4$或最佳拟合Pop~III IMF的模拟结果没有显著影响。
2020-05-21 astro-ph.GA
The Milky and its Gas: Cold Fountains and Accretion
银河系正在从下落的高速云中获取气体。这些物质进入了一个盘-晕界面，在许多地方都充满了HI云，这些云是通过与恒星形成有关的过程从盘中喷射出来的。史密斯云是一个非凡的例子，高速云将相对低金属含量的气体$>10^6$ M $_{\odot}$带入银河系。它可能是一个更大的流的一部分，其中的组件现在正在通过磁盘。
2011-10-18 astro-ph.GA
The Two-Dimensional Metallicity Distribution and Mixing Scales of Nearby Galaxies
了解星系中金属元素的空间分布，有助于我们研究星际介质中的化学富集和混合过程。在这项工作中，我们使用高斯过程回归（GPR）为19个恒星形成星系观察到的超大望远镜/多单元光谱探测器（VLT-MUSE）作为PHANGS-MUSE调查的一部分，映射金属的二维分布。我们发现，我们的19个星系中有12个显示出显着的二维金属丰度变化。那些没有显著变化的星系通常具有较少的金属丰度测量值，这表明这是由于这些星系中缺乏HII区域，而不是缺乏高阶变化。在减去线性径向梯度后，我们看到螺旋臂与盘相比没有富集。我们测量的50%的相关尺度从两点关联函数的径向减去这些地图，发现它通常是一个数量级小于拟合GPR内核尺度长度。我们研究了两点关联标度长度与一些全局星系性质的依赖关系。我们发现50%的相关尺度和整体气体湍流之间没有关系，与现有的理论模型的紧张局势。我们还发现了更活跃的恒星形成星系，早期类型的星系有一个更大的50%的相关标度。大小和恒星质量表面密度似乎与50%的相关尺度无关，这表明也许星系的演化状态及其当前的恒星形成活动是金属分布均匀性的最强指标。
2021-12-21 astro-ph.GA
Metallicity Gradient of the Thick Disc Progenitor at High Redshift
我们已经开发了一种新的马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）化学“绘画”技术，以探索可能的径向和垂直金属丰度梯度厚盘祖。在我们的分析中，我们匹配一个N体模拟的数据从阿帕奇点天文台星系演化实验（APOGEE）调查。我们假设，厚盘有一个恒定的标度高度，并已完成其形成的早期时代，在此之后的时间径向混合的恒星已经发生。在这些假设下，我们发现厚盘祖先的初始径向金属丰度梯度不应该是负的，而是平坦的甚至是正的，以解释厚盘当前的负垂直金属丰度梯度。我们的研究表明，厚光盘是建立在一个由内而外和颠倒的方式，和老年人，较小和较厚的人口更金属穷人。在这种情况下，在厚盘形成的不同时期的恒星形成盘被允许有不同的径向金属丰度梯度，包括一个负的，这有助于解释在高红移盘星系中观察到的各种斜率。这种情况有助于解释银河系厚盘的金属丰度-旋转速度关系的正斜率。另一方面，径向混合会使现有坡度的斜率变小。
2017-09-20 astro-ph.GA
Mapping metallicity variations across nearby galaxy disks
金属在星系中的分布可以追溯到重子循环和星系盘的形成，但详细的气相金属丰度分布仍然很难采样。作为PHANGS-MUSE巡天的一部分，我们使用VLT/MUSE光学积分场光谱法确定了8个邻近星系盘上7,138个HII区域的气相氧丰度。在去除每个星系中存在的一阶径向梯度后，我们将研究金属丰度偏移量（Δ O/H）的统计数据，并探索方位角的变化。在每个星系中，我们发现在任何给定的半径低（σ =0.03-0.05 dex）散射，表明有效的混合。我们比较物理参数的HII地区，1西格玛离群值对增强和减少丰度。丰度增强的区域具有高电离参数、较高的Halpha光度、较低的Halpha速度色散、较年轻的星团和伴随的分子气体云显示出较高的分子气体密度。这表明最近的恒星形成使物质局部富集。丰度降低的区域显示出增加的Halpha速度分散，暗示混合引入更多的原始材料。我们在一半的样品中观察到细微的方位角变化，但不能总是干净地将其与螺旋图案联系起来。发现丰度增加和减少的区域分布在整个星系盘中，在我们的星系的一半中，我们可以识别出具有明显相关金属丰度梯度的螺旋臂的子部分。这表明螺旋臂在组织和混合ISM中发挥了作用。
2019-10-16 astro-ph.GA
The Radial Distribution of Mono-Metallicity Populations in the Galactic Disk as Evidence for Two-Phase Disk Formation
最近确定的径向分布的单金属丰度人口（MMP，即，SDSS-III/APOGEE DR 12巡天观测到的在[ $α$ /Fe]较宽范围内[Fe/H]窄仓中的恒星）对经典的薄-厚盘二分法提出了质疑。这些观察结果的分析导致非$[α$ /Fe]增强的群体根据其[Fe/H]分裂成具有不同表面密度的MMP。相比之下，$[α$ /Fe]增强（即，老的）种群表现出同质的行为。我们分析这些结果在更广泛的背景下，磁盘形成内嵌入在宇宙网络中的非孤立的晕，导致在两个阶段的质量大会。通过在$\rm ΛCDM$模型的背景下进行流体动力学模拟，我们发现，晕质量组装的两个阶段（早期，快速阶段，其次是一个缓慢的，低质量组装率）是非常相关的，以确定MMP分布的径向结构，而径向混合只有次要的作用，取决于同时代的动力学和/或不稳定的事件。事实上，虽然频繁的动力学暴力事件发生在高红移删除金属丰度梯度，并意味着有效的恒星混合，相对静止的动力学过渡后保持[Fe/H]气体梯度，并防止新形成的恒星遭受强烈的径向混合。通过将双组分盘概念与两相晕质量组装方案相联系，我们的结果将晕维里化（标记从快相到慢相过渡的事件）设置为分离的事件标记周期，其特征在于不同的物理条件下，厚和薄的盘星诞生。
2017-06-15 astro-ph.GA
Surface C, N, O, and Na abundances of RR Lyrae variables implying the nature of internal mixing in low-mass stars
通过对22颗天琴座RR型星的34个快照高色散光谱应用合成光谱拟合技术，确定了C、N、O和Na的光球丰度，其金属丰度范围为-1.8 <[Fe/H] < 0.0，目的是通过检查这些元素的丰度异常来研究低质量巨星内部的混合机制，这些元素可能受到演化的影响-诱发核燃烧产物的挖掘。特别注意检查最近的理论恒星演化模拟，表明热盐混合在低质量恒星（M <~1 M_sun）中的重要性，预计随着金属丰度的降低，这种重要性将更加显著。通过检查由此产生的丰度与未进化的贫金属矮星在相同的金属丰度比较，在C的不足以及富集在N被证实（而O几乎是不变的），特殊性的程度趋于增加[Fe/H]的减少。相应地，[C/N]比从~0（Fe/H]~0）到~-1（[Fe/H]~-1.5）向低金属度方向逐渐减小，这与温盐混合条件下的理论预测相一致。然而，这些RR Lyr星没有显示任何明显的Na异常（即，[Na/Fe]与[Fe/H]的趋势基本上与矮星相同），尽管理论上预期非正则混合的情况下Na的金属度依赖性过剩。C/N和Na之间的这种不一致性可能表明现有理论有必要进一步改进。
2022-05-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evolution of Low- and Intermediate-Mass Stars with [Fe/H] <= -2.5
本文给出了质量为0.8-9.0Msun、金属丰度为-5 ≤ [Fe/H] ≤-2和Z = 0的恒星模型。本文着重研究了[Fe/H] <-2.5的模型在核闪和壳闪过程中氢混入闪对流区的演化特征。从零年龄MS的TPAGB阶段，包括在RGB或AGB阶段的He闪光对流的氢吞没的演变。存在着各种类型的混合事件的H混合集，以及它如何影响最终的丰度在表面。特别是，我们发现H摄入事件没有疏浚，使重复的中子俘获核合成在He闪光对流区与13 C（a，n）16 O作为中子源。对于Z = 0，混合和疏浚过程随初始质量而变化，这导致表面中不同的最终丰度。我们调查这些事件的发生，为不同的初始质量和金属丰度找到的金属丰度的依赖性，为氦闪光驱动的深混合（He-FDDM），也为第三次疏浚（TDU）事件。在我们的模型中，我们发现当Z = 0时，当M <= 3 Msun时，He-FDDM;当-5 <~ [Fe/H] <~-3时，当M <~ 2 Msun时，He-FDDM。另一方面，当[Fe/H] =-3时，TDU的出现被限制在~1.5Msun到~ 5 Msun的质量范围内，随着金属丰度的降低，该范围变窄。本文还讨论了观测模型计算结果的影响。我们比较了CNO丰度与所观察到的贫金属恒星的丰度模式。大多数缺铁星的起源进行了讨论，假设这些恒星的影响，由二进制的质量转移。我们还指出，当~ 4 <~ [Fe/H] <~-2.5时，…
2010-02-03 astro-ph.GA
The Stellar Abundances for Galactic Archaeology (SAGA) Database II - Implications for Mixing and Nucleosynthesis in Extremely Metal-Poor Stars and Chemical Enrichment of the Galaxy
我们使用银河系考古学恒星丰度（SAGA）数据库讨论了银河系中已知的极贫金属（EMP）恒星的特征（Suda等人，2008，PASJ，60，对我们样品中碳增强星的分析表明，AGB星的核合成可以以不同的方式促进碳的富集，这取决于金属丰度是高于还是低于[Fe/H] ~-2.5，这与当前低金属丰度下的恒星演化模型一致。从碳丰度分布和碳增强星出现频率的观点出发，我们发现初始质量函数在[Fe/H]-2处发生了跃迁。对于观测到的EMP恒星，我们证实了一些，而不是所有的，观测到的恒星可能经历了至少两种类型的额外混合，以改变其表面丰度。一是在红巨星分支的早期阶段消耗锂丰度。另一种是在红巨星分支阶段将C/N比降低一个数量级。观测到的α元素和铁族元素丰度的小散射表明，我们银河系的化学富集发生在混合良好的星际介质中。结果表明，α元素的丰度变化趋势具有很强的相关性，而铁族元素的丰度相对于铁丰度的变化趋势具有不同的斜率。这意味着阿尔法元素的超新星产额几乎与质量和金属丰度无关，铁族元素的热底燃烧与初始质量函数的变化有关，在5 <~ M / Msun <~ 6的质量范围内，热底燃烧的发生与银河系初始质量函数峰值在~ 10 - 100之间是一致的。12 Msun与具有和不具有s-过程元素的碳增强星的统计相兼容（截断）
2010-10-29 astro-ph.GA
About Metallicity Variations in the Local Galactic Interstellar Medium
在本文中，我们讨论和面对最近的结果金属丰度变化的本地星际介质，从HII地区和中性云的银河系薄盘的观测，并比较它们与最近的高质量的金属丰度测定的其他示踪剂的化学成分的星际介质的B型星，经典造父变星和年轻的集群。我们发现，金属丰度的变化，这些最后一类的对象是相互一致的，并与获得的HII地区，但显着小于中性云。我们还讨论了存在大量的低金属丰度云的大金属丰度变化在当地的银河系薄盘的可能起源。我们发现，这样的假设似乎并不兼容：（a）什么是预测的气体混合在星系盘的理论研究，和（b）的模型和观测的金属丰度的高速云和它的演变，因为它们与周围的介质混合，在他们的银河平面上的下降。我们的结论是，大多数的证据有利于在太阳附近的星际介质的化学成分是高度均匀的。
2022-04-26 astro-ph.GA
The VMC survey -- XLIV: Mapping metallicity trends in the Large Magellanic Cloud using near-infrared passbands
我们已经推导出高空间分辨率的金属丰度图，覆盖$\sim$ 105度$^2$整个大麦云（LMC）使用近红外通带的麦哲伦云的VISTA调查。我们试图了解直到$\sim$ 6~kpc半径的LMC的金属丰度分布和梯度。我们确定红巨星分支（RGB）的恒星在空间上不同的$Y, (Y-K_{\rm s})$颜色星等图。在我们选定的任何子区域，RGB斜率被用作平均金属丰度的指标，基于使用光谱数据对金属丰度的校准。平均LMC金属丰度为[Fe/H] = $-$ 0.42~dex（$σ$ [Fe/H] = 0.04~dex）。我们发现，与外盘相比，棒是温和的金属丰富，显示出金属丰度（$-0.008 \pm 0.001$ dex kpc $^{-1}$）从星系中心到半径为6 kpc的浅梯度的证据。我们的结果表明，大麦哲伦星云的恒星棒在化学上与大型螺旋星系中发现的恒星棒相似。LMC的径向金属丰度梯度是不对称的。它是金属贫乏和平坦的西南方向，在桥的方向。这暗示了空间金属丰度分布的混合和/或扭曲，推测是由麦哲伦云之间的潮汐相互作用引起的。
2021-08-24 astro-ph.GA
[C/N] Ages and Extra-Mixing for [Fe/H] <- 0.5: Insights from the LMC and SMC
The Ohio State University（俄亥俄州立大学）；Montana State University（蒙大拿州立大学）
本研究利用大麦哲伦星云和小麦哲伦星云的数据，探讨了额外混合对[C/N]-年龄关系的影响，并首次观测到额外混合在特定质量与金属度条件下失效。
2026-02-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Magnetic-buoyancy-induced mixing in AGB Stars: a theoretical explanation of the non-universal [Y/Mg]-age relation
利用Y或其他慢中子俘获元素的丰度比来推断恒星年龄是一种常规方法，目的是用一种新的渐近巨星分支（AGB）恒星混合公式来解释观测到的内盘星团的[Y/H]和[Y/Mg]丰度比。在银河系化学演化模型中，我们采用了一套新的AGB恒星产额，其中包括磁混合。我们比较的结果与样本的丰度和年龄的疏散星团位于不同的银心距离的模型。磁性混合导致在高金属丰度下Y的生产效率较低。具有超太阳金属丰度的恒星中有不可忽略的一部分产生于内盘，它们的Y丰度受到产量减少的影响。新的AGB模型的结果定性地再现了在不同的Galactocetric距离下观察到的[Y/H]和[Y/Mg]与年龄的趋势。我们的结果从理论上证实了[Y/Mg]和恒星年龄之间的关系不可能是普适的，即，在银河系的每一个地方都是一样的。它有很强的依赖于恒星的形成率，s过程的产量和它们与金属丰度的关系，因此它在银河系盘上变化。
2021-01-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
MSA-3D: Connecting the Chemical and Kinematic Structures of Galaxies at $z \sim 1$
School of Astronomy and Space Science, University of Chinese Academy of Sciences (UCAS)（中国科学院大学天文与空间科学学院）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；Institute for Frontiers in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（北京师范大学天文与空间前沿研究院）；Department of Physics and Astronomy, University of California, Davis（加州大学戴维斯分校物理与天文学系）；Max-Planck-Institut für Extraterrestrische Physik (MPE)（马克斯·普朗克地外物理研究所）；Centre for Astrophysics and Supercomputing, Swinburne University of Technology（斯威本科技大学天体物理学与超级计算中心）；Astronomical Institute, Tohoku University（东北大学天文学研究所）
利用 MSA-3D 巡天中 JWST/NIRSpec 的 slit-stepping 观测数据，研究 21 个 $0.5<z<1.7$ 的恒星形成星系中电离气体运动学与金属丰度梯度的关联，发现动力学更热的盘具有更平坦的金属丰度梯度，且径向混合时标与梯度呈显著反相关。
2026-05-24 astro-ph.GA
Chemical compositions of thin-disk, high-metallicity red horizontal-branch field stars
我们提出了一个详细的丰度分析和大气参数的76颗恒星的调查，以确定场银河系红色水平分支（RHB）的恒星。高分辨率阶梯光栅光谱（R \simeq 60，000，S/N>=100）由麦克唐纳天文台的2.7米史密斯望远镜获得。目标星的选择仅通过颜色和视差信息。总的金属丰度和相对丰度的质子捕获元素（C I，N I，O I，Li I），α-元素（Ca I和Si I），和中子捕获元素（Eu II和La II）的等效宽度或合成光谱分析确定。我们使用7995-8040 nm区域的CN特征来确定我们目标的12 ^C/13 ^C比率。利用光谱T_eff和log g值以及导出的12 ^C/13 ^C比值对演化阶段进行的研究显示，在我们的样本中存在18颗可能的RHB星。我们还推导出运动学的恒星与可用的距离信息。考虑到运动学和可能的演化阶段，我们得出的结论是，我们的样本包含5个厚盘和13个薄盘RHB星。到目前为止，RHB星一直被认为是厚盘的成员，并被认为具有大的空间速度和亚太阳金属丰度。然而，我们的样本主要是低速太阳金属丰度RHB星，它们的存在不能很容易地用标准的恒星演化来解释。
2012-05-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evidence for the Accretion of Gas in Star-Forming Galaxies: High N/O Abundances in Regions of Anomalously-Low Metallicity
虽然所有星系演化的模型都需要通过不断的恒星形成来吸积气体以维持其增长，但事实证明很难直接检测到这种流入的物质。在本文中，我们使用的数据，在SDSS IV映射附近的Galerkin在阿帕奇点天文台（MANGA）的调查，以寻找证据的吸积印在化学成分的星际介质附近的恒星形成的星系。我们测量了O/H和N/O丰度比，在以前确定为具有非常低的O/H值的区域。我们发现，这些地区在N/O与O/H平面的不寻常的位置表明，他们已经创建通过混合盘气体具有较高的金属丰度与吸积气体具有较低的金属丰度。结合以前对这些异常低金属量区域的分析，这些结果意味着贫金属气体的吸积可能可以维持现代晚型星系中的恒星形成。
2020-12-07 astro-ph.GA
A Low Metallicity Molecular Cloud In The Lower Galactic Halo
我们发现证据的影响，低金属含量的气体在银河系盘。这是基于FUV吸收线光谱，21厘米发射线光谱和FIR映射来估计IV 21（IVC 135 +54-45）的丰度和物理性质，IV 21是一个银河系中速分子云（IVMC），位于盘上方约300 pc。IV 21的金属丰度是通过对sdB恒星PG 1144 +615的观测来估计的，该恒星位于距离星云致密核心16 pc的投影距离处，通过测量离子和HI柱密度与已知的太阳丰度进行比较。尽管云的明亮的FIR发射和大柱密度的分子气体跟踪CO，我们发现它有一个亚太阳的金属丰度log（Z/Z_Sun）=-0.43 +/- 0.12dex。因此，IV 21是太阳附近第一个已知的太阳下金属丰度云。相比之下，大多数中速云（IVC）具有接近太阳的金属丰度，并且被认为起源于银河喷泉。这片云的低金属含量也是银河系分子云的典型特征，特别是在明亮的远红外辐射的光下，这表明它含有大量的尘埃。测得的I_100 mu/N（HI）比太阳附近高纬度\HI云的平均值低三倍。我们认为，IV 21代表的影响，低金属含量的高速云（HVC），是混合盘气体在较低的星系晕。
2013-08-28 astro-ph.GA
The Mass-Metallicity Relation at z=8: Direct-Method Metallicity Constraints and Near-Future Prospects
星系在z>7时的物理性质对于理解恒星形成的早期阶段和宇宙再电离过程都很有意义。化学丰度测量提供了有价值的信息，综合恒星形成的历史，因此电离光子的生产，以及快速的气体吸积预计在这样高的红移。利用已报道的[O III] 88 $μ$ m辐射和恒星形成率的测量结果，用直接T_e方法估算了z=7.1-9.1的5个星系的气相氧丰度。我们发现典型的丰度12+log（O/H）= 7.9（$\sim$ 0.2倍的太阳值）和0.9 $\pm$ 0.5 dex在固定的恒星质量从z $\simeq$ 8到0的氧丰度的演变。这些结果与理论预测是相容的，尽管在质量和金属丰度方面存在很大的（保守）不确定性。我们评估统计和系统的不确定性，以确定有前途的手段，改进与阿塔卡马大型毫米波阵列（ALMA）和詹姆斯韦伯太空望远镜（JWST）。特别是，我们强调[O III] 52 $μ$ m作为一个有价值的功能强大的金属丰度测量。将[O III] 52 $μ$ m与静止标架光学强线相结合，可以合理地获得z $\approx$ 5-8星系O/H丰度T_e值的0.1-0.2 dex精度。通过kpc尺度上的T_e丰度，也可以探测气体的混合和合并。有了ALMA和JWST，直接测量金属丰度在再电离时期将变得非常容易。
2020-09-19 astro-ph.GA
The role of gas kinematics in setting metallicity gradients at high redshift
在这项工作中，我们探讨了电离气体运动学的多样性（旋转速度$v_ϕ$和速度色散$σ_{\mathrm{g}}$）和气相金属丰度梯度在$0.1 \leq z \leq 2.5$使用汇编数据集的74个星系解决了地面积分场光谱。我们发现，具有最高和最低的$σ_{\mathrm{g}}$的星系有优先平坦的金属丰度梯度，而那些具有中间值的$σ_{\mathrm{g}}$的金属丰度梯度表现出较大的分散。此外，陡峭的负梯度几乎只出现在旋转主导的星系（$v_ϕ/σ_{\mathrm{g}} > 1$），而大多数分散主导的星系显示平坦的梯度。我们使用我们最近开发的金属丰度梯度的分析模型，这些观察到的趋势的形状和分散提供了一个物理解释。在高$σ_{\mathrm{g}}$的情况下，气体的向内径向平流在金属生产中占主导地位，并引起有效的金属混合，从而产生平坦的梯度。对于低$σ_{\mathrm{g}}$，是贫金属气体的宇宙吸积稀释了金属丰度，导致了平坦的梯度。最后，中间体$σ_{\mathrm{g}}$显示出最陡的负梯度的原因是，与金属生产相比，向内的径向平流和宇宙吸积都很弱，这导致了更陡梯度的产生。中间$σ_{\mathrm{g}}$的较大散射可能部分是由于银河风中金属的优先喷射，这会降低生产项的强度。我们的分析表明气体运动学如何在高红移星系中设置金属丰度梯度中发挥关键作用。
2021-06-28 astro-ph.GA
Are the Effects of Structure Formation Seen in the Central Metallicity of Galaxy Clusters?
钱德拉观测到的46个邻近星系团的样本被分析，以产生径向密度，温度，熵和金属丰度分布，以及其他形态测量。熵配置文件计算到更大的径向范围比以前的钱德拉集群样本分析。我们发现，在内部0.15 R500测量的铁的质量分数显示了更大的分散在整个样品的低质量的集群，比它的样品的高质量的集群。我们将这一发现解释为大星系团中比小星系团中混合更多的晕的结果，这导致大星系团中金属含量的平均化，从而导致高质量星系团的金属丰度分散度较小。这种解释支持了这样一种观点，即合并晕中的低熵、富含金属的气体到达了星系团的中心，这解释了核心塌陷超新星产物金属丰度峰值的观测，并在流体动力学模拟中看到。为了支持我们的解释，这些合并晕中的气体必须到达星系团的中心，而不会在外部区域混合。另一方面，金属丰度分散度不随团簇外部区域的质量而变化，这表明大多数外部金属来自金属丰度水平更均匀的来源，例如在预富集期间。我们还测量了低质量团簇中的金属含量和它们的团簇内介质（ICM）在形态上受到干扰的程度之间的相关性，如通过质心位移测量的。这表明了另一种解释的金属丰度分布在低质量的集群，从而在低质量集群的中心的金属丰度提高诱导作为一个过渡状态，在合并过程中的大宽度。
2015-03-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gas Metallicity of Ram-Pressure Stripped Galaxies at Intermediate Redshift with MUSE Data
本文利用 MUSE-GTO 数据分析中等红移星系团中 RPS 星系盘与剥离尾迹的金属丰度，发现尾迹金属丰度系统性更低，支持星系团内介质与星际气体混合导致渐进稀释的机制。
2024-02-20 astro-ph.GA
X-Shooting ULLYSES: Massive stars at low metallicity -- V. Effect of metallicity on surface abundances of O stars
本文通过分析麦哲伦云和银河系O型恒星的表面丰度，证实了低金属丰度下恒星自转驱动的化学混合更强，并指出需更大无偏样本以改进大质量恒星演化模型。
2024-05-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
The metallicity of the most distant quasars
利用近红外光谱和光学光谱研究了30个红移范围为4<z<6.4的类星体宽线区的金属丰度。我们关注宽线（SiIV 1397 +OIV]1402）/CIV 1549的比率，这是BLR的良好金属丰度示踪剂。我们发现，即使在z~6的类星体中，BLR的金属丰度也很高。推断的BLR气体的金属丰度是如此之高（几倍于太阳），以至于需要金属喷射或与宿主星系中金属丰度较低的气体混合，以匹配在本地大质量星系中观察到的金属丰度。平均而言，观测到的金属丰度在观测到的红移范围4<z<6.4的类星体之间没有变化，与较低红移的类星体相比也没有变化。我们表明，明显缺乏金属丰度的演变是一个可能的后果都黑洞星系共同进化和选择效应。这些数据还表明，即使在z>6的类星体中，碳丰度也缺乏演化。后一个结果令人困惑，因为碳的最小富集时间尺度约为1 Gyr，即比宇宙在z~6时的年龄更长。
2009-10-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
The VMC survey -- XXXIX: Mapping metallicity trends in the Small Magellanic Cloud using near-infrared passbands
我们已经推导出高空间分辨率的金属丰度图，覆盖$\sim$ 42度$^2$在小麦哲伦云（SMC），试图了解其金属丰度分布和梯度的半径$\sim$ 4 $^{\circ}$。使用麦哲伦云的近红外VISTA调查，我们的数据覆盖的面积比以前的研究大三倍。我们确定红巨星分支（RGB）星在空间上不同的$Y, (Y-K_{\rm s})$颜色-星等图。在我们选定的任何子区域，RGB斜率被用作平均金属丰度的指标，基于使用光谱数据对金属丰度的校准。整个SMC的金属度分布是单峰的，并且可以通过在[Fe/H] = $-$ 0.97 dex（$σ$ [Fe/H] = 0.05 dex）处具有峰的高斯分布来拟合。我们发现了金属丰度（$-0.031 \pm 0.005$ dex deg $^{-1}$）从银河系中心到半径为2 $^{\circ}$ -2.5 $^{\circ}$的浅梯度的证据，随后是从$\sim$ 3.5 $^{\circ}$到4 $^{\circ}$的平坦金属丰度趋势。我们发现SMC的金属丰度梯度是径向不对称的。它是平坦的向东比向西，暗示在混合和/或扭曲的空间金属丰度分布（内3 $^{\circ}$），可能是由麦哲伦云之间的潮汐相互作用。
2020-07-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
The effects of surface fossil magnetic fields on massive star evolution: V. Models at low metallicity
本研究扩展了低金属丰度下的大质量恒星演化模型网格，探讨化石磁场对恒星演化的影响，发现磁场、自转与化学性质的复杂相互作用会导致主序末期核质量显著差异，强调需严格审查模型假设以解释早期宇宙的高氮丰度。
2024-07-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Enrichment of Zinc in galactic chemodynamical evolution models
Zn是最重的铁峰元素，被用作宇宙化学演化的重要示踪剂。对本星系群贫金属星的光谱观测表明，[Zn/Fe]比值有向低金属丰度方向增加的趋势。然而，由于对Zn的天体物理学位置以及星系中金属混合的认识不足，星系中Zn的富集还没有得到很好的理解。在这里，我们考虑到电子捕获超新星（ECSNe）作为我们的矮星系的化学动力学模拟中的锌的来源之一，所观察到的趋势显示可能的解释。我们发现ECSNe的喷出物对[Zn/Fe] $\gtrsim$ 0.5的恒星有贡献。我们还发现高金属丰度的[Zn/Fe]散射来自Ia型超新星的喷出物。另一方面，如果我们不考虑ECSNe作为Zn的来源，似乎很难解释观察到的趋势。这些结果来自于金属混合效率低导致的金属丰度空间分布不均匀。在光滑粒子流体动力学模拟中，我们发现基于剪切的金属混合模型中金属扩散系数的最佳比例因子为$\sim$ 0.01。这些结果表明，ECSNe可能是Zn在星系中富集的贡献者之一。
2018-01-24 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The temperatures of red supergiants in low metallicity environments
红超巨星（RSG）的温度预计将取决于金属丰度（Z），以这种方式，低Z的RSG更温暖。本文通过分析低Z星系Wolf-Lundmark-Mellote（WLM）中的RSG，研究了Hayashi极限的Z依赖性，并与高Z星系小麦哲伦云（SMC）和大麦云（LMC）中的RSG进行了比较。我们确定的有效温度（$T_{\textrm{eff}}$）的每一个恒星的光谱能量分布拟合，由VLT+SHOOTER观测，与MARCS模型的大气。我们发现平均温度为$T_{\textrm{eff}_{\textrm{WLM}}}=4400\pm202$ K、$T_{\textrm{eff}_{\textrm{SMC}}}=4130\pm103$ K和$T_{\textrm{eff}_{\textrm{LMC}}}=4140\pm148$ K。从种群综合分析中，我们发现，虽然日内瓦进化模型在定性上再现了这一趋势，但这些模型中的RSG在系统上过于冷静。我们推测，我们的结果可以解释的不适用的标准太阳混合长度的RSG。
2021-06-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
From metallicity distributions to mutual information: A new perspective on stellar halo assembly
Visva-Bharati University（维斯瓦-巴拉蒂大学）
利用水瓶座模拟中的五个银河系质量晕，引入信息论框架，通过角位置和金属丰度间的互信息量化空间化学相关性，研究恒星晕组装的化学复杂性。
2026-07-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Modeling the Pollution of Pristine Gas in the Early Universe
我们进行了全面的理论和数值研究的污染的原始气体在湍流，旨在提供新的工具，模拟第一代恒星的演化。这类第三星族（Pop III）恒星的性质被认为与后来的恒星有很大的不同，因为金属丰度低于临界值Z_c的气体的冷却方式有很大的不同，临界值Z_c介于~10^-6和10^-3太阳值之间。Z_c远小于典型的平均金属丰度<Z>，因此原始气体在星际介质中的混合效率在Pop III到正常恒星形成的转变中起着至关重要的作用。小的临界值Z_c对应于金属丰度概率分布函数（PDF）的最左尾部。基于湍流混合PDF格式的封闭模型，导出了可压缩湍流中低于Z_c的气体分数P的方程。我们的模拟数据表明，分数P的演变可以很好地近似于一个广义的自卷积模型，它预测dP/dt = -n/tau_con P（1-P^（1/n）），其中n是PDF卷积的局部性的度量，时间尺度tau_con由湍流拉伸污染物的速率决定。利用一套马赫数从M = 0.9到6.2的模拟，我们提供了n和τ_con作为M、Z_c/<Z>和尺度L_p的函数的精确拟合，在尺度L_p处污染物被添加到流中。当P>0.9时，混合只发生在污染物周围的区域，使得n=1。对于较小的P，n随着混合变得更全局而更大。我们展示了如何使用这些结果来构建一个区域模型，用于在单个高红移星系中的Pop III恒星的演化，以及用于跟踪大型宇宙学模拟中第一批恒星演化的亚网格模型。
2013-08-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Are Faint Supernovae Responsible for Carbon-Enhanced Metal-Poor Stars?
暗超新星模型中的混合和后退模型被认为是重现观测到的星系晕中碳增强贫金属（CEMP）星的丰度模式。需要对单个恒星的模型参数进行微调，以重现观测到的碳与铁的比例。我们专注于极贫金属的恒星形成的喷出物的混合和回落模型，使用化学演化模型。我们的化学演化模型考虑到个别恒星的贡献，化学富集在主机晕连同他们的进化的背景下的层次聚类。在化学演化模型中，采用参数化的Pop. III型暗超新星混合模型和后退模型，并用合并树重现了观测到的CEMP星。对恒星形成和暗超新星金属污染模型参数的多种选择，都不能再现观测到的[Fe/H] < -4和[C/H] >-2的恒星，这是大多数低金属丰度恒星中的CEMP星。唯一可能的解决方案是从小质量的喷出物中形成恒星，这会产生不一致的金属丰度分布函数。我们的结论是，不是所有的CEMP星的混合和回落模型的解释。我们还测试了来自AGB星的二进制质量转移的贡献，AGB星也应该再现已知CEMP星的丰度。只有当我们假设长周期双星在[Fe/H] <-3.5时更有利时，这个模型才能合理地同时再现碳和铁丰度的分布。
2020-01-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
