First Light And Reionization Epoch Simulations (FLARES) XXI: The UV Indices of Galaxies in the Early Universe
University of Malta（马耳他大学）；Astronomy Centre, University of Sussex（萨塞克斯大学天文中心）；Department of Physics, University of Warwick（华威大学物理系）
本文通过合成光谱建模和宇宙学模拟，研究了高红移星系紫外指数与恒星金属licity及恒星形成历史的关系，建立了理论框架并重现了合成质量-金属licity关系。
2026-08-18 astro-ph.GA
HI gas content of SDSS galaxies revealed by ALFALFA: implications for the mass-metallicity relation and the environmental dependence of HI in the local Universe
中性氢~（HI）气体是星系中恒星形成和金属富集活动的重要晴雨表。我开发了一种新的统计方法预测HI-恒星质量比$f_{gas}$的星系从他们的恒星质量和光学颜色，并将其应用到体积有限的星系样本共同观察到的斯隆数字巡天和阿雷西博遗产快速ALFA调查。我消除了Malmquist偏见对HI缺陷系统的$f_{gas}$预测的影响，适当占HI检测概率的每个星系的分析。最佳拟合的$f_{gas}$预测因子（估计离散度为$0.272$ dex）为观察到的HI质量函数提供了极好的描述。在定义了HI过剩参数作为观测到的$f_{gas}$从预期值的偏差，我确认存在一个很强的二次依赖的质量金属丰度关系HI过剩。通过进一步研究的二维金属丰度分布上的特定的恒星形成率与HI过剩平面，我表明，金属丰度对HI的依赖可能是更根本的比特定的恒星形成率。此外，我发现HI过剩与红星系过密度$ρ_{cc}{=}-0.18$之间的互相关系数可以有效地描述HI在局域宇宙中的环境依赖性。这种弱的反相关性也成功地解释了所观察到的HI聚类对$f_{gas}$的依赖性。我的方法提供了一个有用的框架，学习HI气体演化之间的协同作用，未来HI和光学星系调查。
2020-07-30 astro-ph.GA
Metal-poor Galaxies in the Local Universe
一个星系的平均金属丰度通常与它的光度和质量密切相关。因此，在本地宇宙中最缺乏金属的星系是矮星系。蓝致密矮星和潮汐矮星倾向于偏离金属-光度关系，分别是太贫金属或太富金属的光度。矮球状星系（dSph）和矮不规则星系之间有一个不太明显的偏移，使得前者的光度过于金属丰富，这表明这两种类型的矮星的形成条件不同。虽然环境（光蒸发，通过本地再电离的大质量星系，潮汐和冲压压力剥离）支配观察到的形态距离关系，内在属性（特别是总质量）在矮星系演化的时间和持续时间的恒星形成和富集量方面发挥决定性作用。附近矮星的金属丰度分布函数可以通过考虑预富集、气体注入和风来理解。许多矮星显示出不均匀的局部富集的证据。超暗的dSphs可能是通过H2冷却在高红移下形成贫金属恒星的，与（内部）星系晕相比，它们显示出过多的贫金属恒星，但可能与经典的dSphs一起，对外晕的形成做出了重大贡献。在不规则的大麦云星云中测量到的丰度比与早期不规则天体吸积形成内星系晕的假设是一致的。
2012-08-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Supernova dust formation and the grain growth in the early universe: The critical metallicity for low-mass star formation
我们研究了早期宇宙中低质量第二代恒星的形成条件。有人提出，尘埃热辐射导致的气体冷却可以触发低金属量恒星形成气体云的碎裂。为了确定尘埃冷却导致低质量恒星形成的临界条件，我们用单区半解析坍缩模型跟踪坍缩云的热演化。早期的研究假设了局部宇宙中的尘埃量，其中所有的耐火元素都耗尽到晶粒上，和/或假设气体坍缩期间的尘埃量恒定。在本文中，我们采用早期超新星尘埃形成和破坏的模型，推导出现实的尘埃成分和大小分布的多个物种作为我们的崩溃计算的初始条件。我们还跟踪了气相中重元素在尘埃颗粒上的吸积，即，在气体收缩期间的晶粒生长。我们发现，晶粒生长很好地改变了云的碎裂属性，这仍然没有接近本地宇宙中的值。临界条件可由气相金属丰度Zcr和气相金属在颗粒上的初始消耗效率fdep，0或粉尘与金属的质量比表示为（Zcr/10^{-5.5} Zsun）=（fdep，0/0.18）^{-0.44}，在Zcr = [0.06--3.2 x10 ^{-5} Zsun范围内具有小的分散。我们还表明，初始粉尘成分和粒度分布是重要的，以确定Zcr。
2014-10-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
The chemical enrichment in the early Universe as probed by JWST via direct metallicity measurements at z~8
我们分析了詹姆斯·韦伯空间望远镜（JWST）早期释放观测计划中观测到的星系团SMACS J0723.3-7327背后的三个z~8星系的化学性质。利用NIRSpec光谱中的[O III]4363极光线探测，我们首次在如此高的红移下稳健地应用直接Te方法，测量了从极贫金属（12+log（O/H）~7）到约三分之一太阳的金属丰度。我们还讨论了这些源的激发特性，并将它们与局部强线金属丰度校准进行比较。我们发现，没有考虑的诊断匹配同时观察到的金属丰度和强线比的三个来源之间的关系，这意味着一个适当的重新评估的校准可能需要在这些红移。在质量-金属丰度平面上，z~7.6（log（M*/M_sun）= 8.1，8.7）的两个星系的金属丰度与z~2-3的质量-金属丰度关系外推一致，而z~8.5（log（M*/M_sun）= 7.8）的最小星系的金属丰度明显较低。这三个星系相对于基本金属丰度关系表现出不同程度的偏移，其中两个星系（z~7.6）略微一致，而z~8.5的源偏离明显，可能远离气体流动，恒星形成和金属富集之间的平滑平衡。
2022-09-26 astro-ph.GA
Effects of Metallicity on High Mass X-ray Binary Formation
在早期的贫金属宇宙中，星系际介质的加热可能部分是由于高质量X射线双星（HMXB）的辐射。以前对金属丰度影响的研究使用了不同类型的星系。为了隔离金属丰度对HMXBs生产的影响，我们研究了一个样本，该样本仅由46个蓝色致密矮星系（BCD）组成，覆盖金属丰度在12+log（O/H）7.15至8.66的范围内。为了检验金属丰度依赖于X射线光度函数（XLF）的假设，我们将XLF形式固定为近太阳金属丰度星系的形式，并使用贝叶斯方法来约束XLF归一化为三个不同金属丰度范围的恒星形成率（SFR）的函数。我们发现，在金属丰度范围7.1-7.7和8.2-8.66之间的XLF归一化中，增加了4.45 $\pm$ 2.04倍，统计显著性为99.79%。我们的研究结果表明，HMXB的产生在低金属丰度时增强，因此，HMXB可能对早期宇宙的再加热做出了重大贡献。
2019-10-15 astro-ph.GA
Chemical evolution of the Universe and its consequences for gravitational-wave astrophysics
我们现在正在例行地探测由黑洞和中子星合并发出的引力波（GW）。这些是在宇宙中形成的大质量恒星的来世-在不同的时间和不同的金属丰度（比氦重的元素丰度）。诞生金属丰度在大质量恒星的演化过程中起着重要的作用。因此，合并的人口特性是敏感的金属丰度依赖的宇宙恒星形成历史（f $_{\rm SFR}$（Z，z））。特别地，在孤立的形成情景中（本文的重点），发现了一种强烈的低金属量的优先形成的合并涉及黑洞.这种依赖性的起源和它的后果进行了讨论.最重要的是，f $_{\rm SFR}$（Z，z）的不确定性（即使在低红移，特别是在低金属丰度时也很大）在模型中也不能忽略，这使得对当前GW观测的解释具有挑战性。进口的可能途径和未来GW探测器的作用被认为是。最近的努力，以确定f $_{\rm SFR}$（Z，z）和主导其不确定性的因素进行了总结。其中许多因素与星系的性质有关，这些星系微弱而遥远，因此难以观察。事实上，他们留下的印记作为宇宙时间的函数合并的属性，使未来的GW观测一个有前途的（和补充电磁观测）的工具，研究化学演化的星系。
2022-06-21 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Stellar mass-metallicity relation throughout the large-scale structure of the Universe: CAVITY mother sample
本研究利用SDSS-DR7光谱，首次比较了空洞、纤维状结构、墙状结构和星系团中星系的恒星质量-金属丰度关系，发现空洞星系金属丰度较低，且差异随质量、SFH类型、形态和颜色而变化。
2023-10-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Critical Look at the Mass-Metallicity-SFR Relation in the Local Universe. I. An Improved Analysis Framework and Confounding Systematics
有人提出星系的质量-金属丰度关系对恒星形成率（SFR）具有次级依赖性，并且由此得到的M-Z-SFR关系可能是红移不变的，即，“根本。“然而，关于SFR依赖性的特征以及它是否存在的相互矛盾的结果已经被报道。为了深入了解矛盾结果的根源，我们（a）设计了一个非参数的，天体物理学动机的分析框架，该框架基于给定恒星质量下恒星形成（“主”）序列的偏移量（b）应用该方法并基于SDSS、GALEX和WISE数据对局部M-Z-SFR关系进行全面的再分析，（c）研究样本选择的影响，以及使用不同金属丰度和SFR指标的影响。我们发现，无论使用的指标，金属丰度与特定的SFR是反相关的。我们没有发现这种关系是虚假的，由于偏金属丰度测量，或光纤孔径效应所产生的相关性。我们强调的是，这种依赖性是弱/缺乏大质量星系（$\log M_*>10.5$），并在M-Z-SFR关系的整体散射并没有大大减少从M-Z关系。我们发现，最高的SSFR星系以上的恒星形成序列的依赖性更强。在给定的$M_*$下，这种双模式行为可以用12+log（O/H）对log（SFR $/M_*$）的破线性拟合来描述。先前用于与较高红移样本进行比较分析的参数化，没有考虑局部M-Z-SFR关系的更详细行为，可能会错误地得出这些样本遵循不同关系的结论。
2014-12-20 astro-ph.GA
Metallicity gradients in Local Universe galaxies: time evolution and effects of radial migration
我们对盘星系中径向金属丰度梯度形状的了解最近有所提高。相反，对它们的时间演化的理解则更为复杂，因为它需要分析不同年龄的恒星星族，或者对不同红移的星系进行系统的研究。在局域宇宙中，Hii区和行星状星云（PNe）是研究局域宇宙的重要工具，本文利用直接法星云丰度对附近所有旋涡星系（M33，M31，NGC 300和M81）进行了深入研究。我们还首次评估了PN种群的径向迁移。我们分析Hii区域和PN属性：确定PNe中的氧是否是过去星际介质（ISM）组成的可靠示踪剂;均匀化已发表的数据集;估计最古老的恒星星族的迁移;确定整体化学富集和斜率演化。我们证实，氧在PNE是一个可靠的示踪剂过去ISM金属丰度。我们发现，PN梯度平坦或等于那些HII区域。当径向运动可以忽略不计时，该结果提供了梯度的时间演化的直接测量。对于具有主导径向运动的星系，我们提供了梯度演化的上限。最后，总金属含量随时间的增加，在所有的目标星系，早期形态类型有一个更大的增量增量Δ（O/H）比晚型星系。我们的研究结果提供了重要的限制，以区分不同的星系演化的情况下，有利于宇宙学模型与增强反馈超新星。超大型望远镜的出现将使我们能够将星系纳入更广泛的形态和环境中，从而对星系形成和演化情景提出更严格的限制。
2016-02-08 astro-ph.GA
Scaling relations of metallicity, stellar mass, and star formation rate in metal-poor starbursts: II. Theoretical models
金属丰度（O/H）、恒星形成率（SFR）和恒星质量的标度关系为星系演化提供了重要的见解。它们被本宇宙中的大多数星系所遵守，并且在高红移。在另一篇配套论文中，我们收集了约1100个星系的样本，这些星系的红移从0到3，金属丰度几乎跨越了两个数量级，是SFR的$\sim10^6$倍，恒星质量约为10^5倍。我们的特点是经验的恒星形成的“主序列”（SFMS）和质量-金属丰度关系（MZR）为这个样本，还确定了一类低金属丰度的恒星爆发，罕见的本地，但更常见的在遥远的宇宙。这些星系偏离显着的主要标度关系，高SFR和低金属含量为一个给定的M*。在本文中，我们的标度关系模型，并解释这些偏差，他们与一组多相化学演化模型的基础上的想法，独立的红移，初始物理条件在星系的演化历史可以决定其位置的标度关系。我们的模型能够成功地再现O/H，M*，和SFR标度关系到z~3，也成功地预测分子云分数作为恒星质量的函数。这些结果表明，标度关系是由不同的恒星形成模式：一个“主动”的星爆模式，更常见的高红移，和一个静态的“被动”模式，是占主导地位的本地和管理的主要趋势。
2012-09-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Metallicity and kinematical clues to the formation of the Local Group
附近宇宙中已解析恒星的运动学和元素丰度可以用来推断高红移的条件，追踪星系如何演化和限制暗物质的性质。这种方法是对高红移系统的直接研究的补充，但我将展示对单个恒星的分析可以打破简并，例如恒星形成率和恒星初始质量函数之间的简并，这使得对未解决的遥远星系的分析变得复杂。
2010-07-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Nitrogen and oxygen abundances in the Local Universe
我们提出了化学演化模型，旨在再现所观察到的（N/O）与（O/H）丰度模式的恒星形成星系在本地宇宙。我们从SDSS光谱和低金属量矮星系的补充样本中获得气相丰度，利用一组一致的丰度校准。这一数据收集清楚地证实了存在一个平台的（N/O）比在非常低的金属丰度，随后增加的这一比例高达高值的金属丰度增加。这种趋势可以解释为星系中氮的两个主要来源：i）大质量恒星，它们产生少量的纯原生氮，并负责低金属丰度平台的（N/O）比; ii）低质量和中等质量恒星，它们产生次生氮和原生氮，并在相对于大质量恒星的时间延迟下富集星际介质，并导致（N/O）比的增加。我们发现，低金属含量高原的长度几乎完全取决于恒星形成效率，这调节了大质量恒星的氧产生速率。我们表明，要重现高观测（N/O）比在高（O/H），以及（N/O）与（O/H）曲线的右斜率，差分星系风-其中氧被认为是更容易失去比氮-是必要的。没有一个现有的恒星产额可以重现观测到的趋势，而不假设差分星系风。最后，考虑到目前最好的恒星产额，一个底部重的初始质量函数有利于重现的数据。
2016-03-01 astro-ph.GA
Gravitational collapse and the thermal evolution of low-metallicity gas clouds in the early Universe
我们用三维流体力学模拟研究了低金属含量气体云的引力坍缩和原恒星的形成。晶粒生长，非平衡化学，分子冷却和化学加热解决了自洽的方式为第一次。我们采用了现实的初始条件的金属和尘埃的丰度，和尘埃的大小分布从最近的第三人口超新星计算。我们还介绍了最先进的粒子分裂的Voronoi镶嵌的基础上的方法，并实现了一个非常高的质量分辨率~10^{-5} Msun（10个地球质量）的中心区域。我们遵循的热演化的几个早期云与各种金属丰度。我们表明，云破碎的条件不仅取决于气体的金属丰度，但也崩溃的时间尺度。在许多情况下，即使尘埃冷却变得有效，由于分子氢的形成而产生的化学加热也阻止了云的破碎。同时，在某些情况下，有效的OH和H2O冷却促进云的伸长，然后云的“膨胀”驱动的尘埃热发射作为最终的分裂的前兆。虽然灯丝碎裂是由大于10^{-5} Zsun的快速气体冷却驱动的，但碎裂是由小于10^{-5} Zsun的星周盘的自引力以不同的方式发生的。我们用一个半解析模式估计了经历暗条碎裂的云的数量分数为几个常数，其值为10^{-5}-10 ^{-4} Zsun。总的来说，我们的模拟显示了一个可行的形成路径，最近发现的银河系低质量恒星的金属丰度极小。
2018-08-28 astro-ph.GA
Spatially resolved mass-metallicity relation at z~0.26 from the MUSE-Wide Survey
目的：在局域宇宙中存在空间分辨的恒星形成主序（rSFMS）和星系质量-金属丰度关系（rMZR）。我们知道，整体质量-金属丰度关系（MZR）是由rMZR的积分得到的，它将随着红移的变化而变化。然而，由于低空间分辨率和低信噪比，rMZR随红移的演化仍然不清楚。目前在局域宇宙之外的观测太少，只有模拟才能再现rMZR的红移演化。方法：在这项工作中，我们选择了十个发射线星系的平均红移为$z\sim 0.26$从博物馆宽DR 1。我们得到的空间分辨的恒星形成率（SFR）和金属丰度的积分场光谱（IFS），以及恒星的质量表面密度的3D-HST测光。我们推导了$z\sim 0.26$的rSFMS和rMZR，并将它们与本地星系进行了比较。结果：我们发现星系在$z\sim 0.26$的rSFMS有一个斜率为$\sim$ 0.771。rMZR存在于$z\sim 0.26$处，显示出与本地宇宙相似的形状，但平均金属丰度比本地宇宙低约$\sim$ 0.11 dex。此外，我们还研究了它们的空间分辨基本金属丰度关系（rFMR）。然而，没有明显的证据表明在$z\sim$ 0.26处存在rFMR，并且在高SFR处它不是rMZR的延伸。结论：星系的rSFMS和rMZR与它们的整体版本类似，也随红移而演化。在恒星质量不变的情况下，红移越高的星系，SFR越高，金属丰度越低。这表明星系整体性质随红移的演化可能是星系空间分辨…
2022-05-16 astro-ph.GA
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
The Universal Relation of Galactic Chemical Evolution: The Origin of the Mass-Metallicity Relation
我们研究了$z\lesssim 1.6$的质量-金属丰度关系。质量-金属丰度关系在$10^{10} M_\odot$周围的恒星质量处有一个陡峭的斜率，并有一个翻转或“拐点”。当恒星质量高于特征周转质量时，随着金属丰度开始饱和，质量-金属丰度关系开始变小。我们表明，红移的质量-金属丰度关系的演变只依赖于特征周转质量的演变。金属丰度和标准化为特征周转质量的恒星质量之间的关系与红移无关。我们发现，红移无关的质量-金属丰度关系的斜率是由气体质量和恒星质量之间的关系的斜率。质量-金属丰度关系的转换发生在气相氧丰度足够高的时候，以至于锁定在低质量恒星中的氧气量是大质量恒星产生的氧气量的一个可观的分数。特征周转质量是恒星与气体质量比为1的恒星质量。数值模拟表明，金属丰度和恒星与气体质量比之间的关系是一个独立于红移的普遍关系，所有星系在演化过程中都遵循这种关系。质量-金属丰度关系源于金属丰度和恒星与气体质量比之间更基本的普遍关系。我们测试的有效性，这种普遍的金属丰度关系在当地的星系恒星质量，金属丰度和气体质量的测量。这些数据与普遍的金属丰度关系是一致的。我们推导了一个由恒星质量和金属丰度测量值估算氢气质量的方程，该方程适用于$z\lesssim1.6$，并预言了星系气体质量的宇宙学演化。
2014-07-31 astro-ph.GA
Dynamical Origin of the Vertical Metallicity Gradient of the Milky Way Bulge
本研究通过构建单盘和三盘N体模型，揭示了银河系核球垂直金属丰度梯度由“两步加热”机制在长期演化中形成的动力学起源。
2024-11-14 astro-ph.GA
The Origin and Evolution of the Galaxy Mass-Metallicity Relation
我们使用高分辨率宇宙学放大模拟的反馈在现实环境（FIRE）项目研究星系质量金属丰度关系（MZR）从z=0-6。这些模拟包括多相ISM，恒星形成和恒星反馈的显式模型。这些模拟涵盖了z=0时晕质量Mhalo=10^9-10^13 Msun和恒星质量Mstar=10^4-10^11 Msun，并且已经证明在z=0-6时产生了许多观测到的星系性质。这是第一次，我们的模拟符合相当好的观察到的质量-金属丰度关系在z=0-3的范围广泛的星系质量。我们预测，在z=0-6范围内，气相和恒星金属丰度的MZR演化分别为log（Zgas/Zsun）=12+log（O/H）-9.0 = 0.35 [log（Mstar/Msun）-10]+0.93 exp（-0.43 z）-1.05和log（Zstar/Zsun）=[Fe/H]-0.2 = 0.40 [log（Mstar/Msun）-10]+0.67 exp（-0.50 z）-1.04。我们的模拟表明，MZR的演变与恒星/气体质量分数在不同的红移的演变，表明恒星质量，气体质量和金属丰度之间存在着普遍的金属丰度关系。在我们的模拟中，Mstar=10^6 Msun以上的星系能够将大部分金属保留在晕内，因为富含金属的风无法完全逃逸，并被回收到星系中。这解决了长期存在的“子网格”风模型（和半解析模型）和观测之间的差异，其中常见的子网格模型不能同时再现MZR和恒星质量…
2015-10-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
The MOSDEF Survey: Differences in SFR and Metallicity for Morphologically-Selected Mergers at z~2
我们研究了55个在z~2处形态学上确定的合并星系系统的性质。这些系统被标记为合并的基础上的功能，如潮汐尾，双核，和不对称。我们的样本来自MOSFIRE深演化场（MOSDEF）调查，以及相同红移的孤立星系的对照样本。我们考虑恒星质量，恒星形成率（SFR），并合并和非合并系统的气相金属丰度之间的关系。在局域宇宙中，合并系统的特点是在给定的质量下，与孤立系相比，合并系统的SFR升高，金属丰度降低。我们的研究结果表明，对于z~2处的固定恒星质量，相对于非合并系统，合并系统的SFR增强，金属丰度亏损，尽管需要更大的样本来建立这些具有更高统计意义的初步结果。在未来的工作中，重要的是要确定在高红移合并中增强的SFR和压抑的金属丰度是否偏离了“基本金属丰度关系”，就像在局部宇宙中的合并中观察到的那样，从而阐明星系相互作用期间的气体流动。
2020-11-26 astro-ph.GA
Slow Cooling in Low Metallicity Clouds: An Origin of Globular Cluster Bimodality?
我们探讨了小规模的碎片化和全球崩溃的相对作用，在低金属丰度云，指出，在这样的云的冷却时间可能比动态的时间更长，使云崩溃全球之前，它可以碎片。我们认为，这可能有助于解释低金属量球状星团人口的形成，因为这样密集的恒星系统需要大量的气体被收集在一个小区域（没有显着的反馈过程中的崩溃）。为了进一步探索这一点，我们进行了数值模拟的低金属丰度邦纳-埃伯特稳定的气体云，表明存在一个临界金属丰度（0.001和0.01之间$Z_\odot$），低于该云崩溃全球没有碎片。我们还进行了包括背景辐射热源的模拟，表明这也可以产生不碎裂的云，并且临界金属丰度-可以超过无辐射的情况-随着加热速率而增加。
2018-06-28 astro-ph.GA
The origin of dispersion in DLA metallicities
最近的阻尼Ly-alpha吸收体（DLAs）的化学丰度测量揭示了其金属度的内在分散性，约为0.5 dex到z~5。为了探索这种散射的起源，我们建立了一个半解析模型，该模型可以追踪宇宙中具有不同平均密度的小区域中星际物质的化学演化，从过密区域到欠密区域。我们发现，在这些地区，即晕丰度，质量和恒星含量的结构形成的不同的历史，反映在原星系的化学性质，特别是DLAs。我们计算平均金属性红移的关系，并表明，金属性分散所产生的这种环境效应的金额为~0.25德克斯，是一个重要的贡献者所观察到的整体内在的散射。
2015-06-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Estimating Transient Rates from Cosmological Simulations and BPASS
电磁波（EM）和引力波（GW）瞬变的探测率呈指数增长。由于瞬态速率的准确性将在未来几十年内显着提高，因此我们对它们在宇宙历史中的演变的理解也将提高。为此，我们提出了预测率EM和GW瞬变在宇宙的年龄使用二进制人口和光谱合成（BPASS）的结果结合四个宇宙恒星形成的历史（SFH）。这些包括广泛使用的经验SFH Madau & Dickinson和那些从三个宇宙学模拟：MilliMillennium，EAGLE和IllustrisTNG。我们发现，SFH的选择显着改变我们的预测：瞬态与短延迟时间的恒星形成率的影响最大，而长延迟时间的事件往往取决于恒星形成的金属丰度演化。重要的是，我们发现，宇宙学模拟有非常不同的金属丰度演化，不能复制广泛使用的Langer & Norman的金属丰度模型，这对双黑洞合并和剥离信封超新星率在本地宇宙最尖锐的影响。我们建议在预测可能具有长延迟时间且对金属丰度演化敏感的事件发生率时，不要使用宇宙金属丰度演化的简单处方。
2021-11-15 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The origin of correlations between mass, metallicity and morphology in galaxies from the EAGLE simulation
观测和模拟的星系表现出恒星质量，金属丰度和形态之间的相关性。我们使用EAGLE宇宙学模拟检查这些星系的恒星质量范围$10^9~\rm{M_\odot} \leqslant\ M_\star \leqslant 10^{10}~\rm{M_\odot}$的相关性的起源，并在多大程度上，它们有助于分散的质量金属丰度关系。我们发现，旋转支持的盘状星系有较低的金属丰度比色散支持的球状星系在给定的质量，与以前的研究结果一致。在EAGLE中，这种相关性的出现是因为圆盘形成恒星的时间较晚，红移$z\leqslant 1$来自低金属含量气体的吸积，而球状星系通常形成恒星的时间较早，主要是通过消耗它们的气体储存。不同的行为反映了它们的宿主暗物质晕的生长：在给定的恒星质量下，盘状星系栖息在质量较低的暗物质晕中，与球状星系的晕相比，它们形成得更晚。光晕浓度起次要作用。
2022-03-30 astro-ph.GA
The quest for cradles of life: using the fundamental metallicity relation to hunt for the most habitable type of galaxy
天体生物学领域在了解恒星周围的宜居带（恒星宜居带）方面取得了巨大进展，生命可以在那里开始，维持其存在并进化成复杂的形式。一些研究扩展了这一想法，为我们的银河系和特定的椭圆星系建立了银河系尺度的宜居带（银河系宜居带）模型。然而，估计星系的可居住性跨越了广泛的物理性质，迄今为止仍然是一个悬而未决的问题。在这里，我们提出了一个“宇宙生物学”的框架，使我们能够筛选整个星系人口在当地的宇宙和回答的问题“哪种类型的星系是最有可能举办复杂的生命在宇宙中”？有趣的是，决定适居性的三个关键天体物理标准（恒星总质量、总金属质量和持续的恒星形成率）被发现通过“基本金属丰度关系”错综复杂地联系在一起，如SDSS（斯隆数字巡天）对本地宇宙中超过10万个星系的观测所示。利用这种关系，我们表明，富含金属的，不成形的巨型椭圆星系至少是银河系的两倍（其恒星形成率是银河系的十分之一），可能拥有一万倍的可居住（类地）行星，使它们成为宇宙中最有可能的“生命摇篮”。
2015-07-15 astro-ph.GA
Metallicity inhomogeneities in local star-forming galaxies as sign of recent metal-poor gas accretion
我们测量了七个矮恒星形成星系的长轴电离气体的氧金属丰度。其中的两个，SDSSJ 1647 +21和SDSSJ 2238 +14，显示出0.5 dex的金属丰度下降，在内部区域的恒星形成活动增强。这种行为类似于Sanchez Almeida等人（2013）在一些本地蝌蚪星系中观察到的金属丰度下降，并被解释为显示盘星系中组装的早期阶段，恒星形成由外部贫金属气体吸积维持。与蝌蚪的一致性有几个含义：（1）它证明了除了本地蝌蚪之外的星系也呈现出同样不寻常的金属丰度模式。(2)我们的金属丰度不均匀性推断使用直接的方法，从而丢弃系统误差通常归因于其他方法。(3)结合蝌蚪的数据，我们的发现表明，金属丰度下降的阈值大约是太阳值的十分之一。虽然具有明显金属丰度下降的星系很罕见，但其物理机制可能维持了局部宇宙中恒星形成活动的重要部分。我们认为，恒星形成的质量金属丰度关系的依赖，以及其他一般属性其次是大多数本地盘星系，自然被解释为原始气体的副作用。贫金属气体吸积的替代方案也进行了研究。
2014-01-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Indicatives of Early Stages of Star Formation in the Universe
Southern Federal University（南联邦大学）；Special Astrophysical Observatory, Russian Academy of Sciences（俄罗斯科学院特别天文台）
分析星系际云中球状星团形成条件，通过计算星系际云质量为\(10^{8}\,M_{\odot}\)时的金属富集过程，发现各阶段形成特定质量球状星团可重现分布，且超新星爆发恒星最大质量随金属度增加。
2026-07-02 astro-ph.GA
Mass - metallicity relation and fundamental metallicity relation of metal-poor star-forming galaxies at $0.6<z<0.9$ from the eBOSS survey
恒星质量-金属丰度关系（$M_* - Z$，MZR）表明星系的金属丰度随恒星质量的增加而增加。基本金属丰度关系（FMR）表明，对于给定的恒星质量，具有较高恒星形成率（SFR）的星系往往具有较低的金属丰度。为了检验MZR和FMR是否仍然保持在较低的金属丰度和较高的红移，我们使用公共光谱数据库（$\rm v5\_10\_0$）的发射线星系的扩展重子振荡光谱巡天（eBOSS）在$0.6<z<0.9$汇编了35个恒星形成星系（SFG）的样本。这些星系因其显着的极光$\rm [OIII]\lambda4363$发射线（$\rm S/N \geq 3$）而被识别。通过电子温度金属丰度定标，我们发现9个SFG是具有$\rm 12 + log(O/H) \leq 7.69 \ (1/10 \ Z_\odot)$的极端贫金属星系。最缺乏金属的星系的金属丰度为$7.35\pm 0.09$（约为1/20 $Z_{\odot}$）。与局域宇宙和高红移宇宙中具有正常金属丰度的SFG相比，我们的贫金属SFG在固定恒星质量下具有十倍以上的SFR。我们在$0.6<z<0.9$为这些贫金属星系建立了一个新的质量-SFR关系。由于更高的SFR和更年轻的恒星年龄，我们的贫金属SFG从局部宇宙的MZR和FMR向更低的金属丰度偏离，证实了FMR的存在，以及MZR和FMR随红移的宇宙演化。
2018-10-21 astro-ph.GA
Age and metallicity gradients support hierarchical formation for M87
为了探索宇宙中质量最大的星系的由内而外的形成过程，我们利用16个波段的高分辨率观测资料，研究了M87从紫外到红外的光谱能量分布（SED）的径向（0.1 < R < 8 kpc）变化。我们的分析表明，M87的恒星星族的年龄几乎不随半径变化。然而，金属丰度（[Z/H]）分布图呈现出三个不同的区域：最里面的kpc显示出一个超太阳金属丰度的平台，然后金属丰度下降到5 kpc，然后是另一个平台。内部平台的大小类似于在z=2时具有M87预测质量的物体的预期大小（Re）。整体的[Z/H]梯度为-0.26 +-0.10，与附近其他大质量椭圆星系中发现的相似。观测到的M87的恒星星族的变化与该星系中心部分（R<5 kpc）的快速形成相一致，随后外部区域通过更多贫金属物质的进入而吸积。
2014-01-08 astro-ph.CO 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
A 13-Billion-Year View of Galaxy Growth: Metallicity Gradient Evolution from the Local Universe to $z=9$ with JWST and Archival Surveys
本研究利用JWST观测455个星系，揭示金属丰度梯度从高红移到本地的演化，反映星系形成模式转变与内外增长过程。
2025-08-06 astro-ph.GA
Science Enabled by a 30-Meter-Class Telescope in the Northern Hemisphere: Massive Stars at Low Metallicity
Centro de Astrobiología, CSIC-INTA（天体生物学中心，西班牙高等科学研究委员会-国家航空航天技术研究所）；Departamento de Astrofísica, Universidad de La Laguna（拉古纳大学天体物理学系）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利群岛天体物理研究所）；Departamento de Física, Universidad de Alicante（阿利坎特大学物理系）；Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP)（波茨坦莱布尼茨天体物理研究所）；Instituto de Astrofísica de Andalucía, CSIC（安达卢西亚天体物理研究所，西班牙高等科学研究委员会）
利用北半球30米级望远镜研究低金属licity的大质量恒星，以探索早期宇宙的条件和宇宙演化。
2025-12-16 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Numerical Simulation of a possible origin of the positive radial metallicity gradient of the thick disk
我们分析了径向和垂直的金属丰度和[α/Fe]梯度的盘状星系的盘星模拟在一个完全的宇宙学设置与化学动力学星系演化代码，GCD+。我们研究了径向丰度梯度如何随高度的变化而变化，发现金属丰度（[α/Fe]）梯度随着高度的增加而变得更加积极（消极），在平面上方1.5 kpc左右改变符号。在最大的垂直高度（2 < |z| < 3 kpc），我们模拟的星系显示出正的径向金属丰度梯度。我们发现，正的金属丰度梯度是由年龄-金属丰度和年龄-速度色散关系引起的，年轻恒星具有较高的金属丰度和较低的速度色散。由于年龄-速度色散关系，在外围区域有更多的年轻恒星达到|z| > 2 kpc，因为星盘的重力回复力较低，即耀斑。因此，由于年龄-金属丰度关系，具有更高金属丰度的年轻恒星的比例在外半径处变得更高，这使得外半径处的金属丰度中值更高。结合最近观测到的银河系厚盘星的年龄-金属丰度和年龄-速度色散关系，我们认为在银河系厚盘星的大高度观测到的（小）正径向金属丰度梯度可以解释为年轻的厚盘星和/或薄盘星的耀斑。
2014-05-13 astro-ph.GA
Resolving Ionisation and Metallicity on Parsec Scales Across Mrk 71 with HST-WFC3
附近宇宙中的蓝色致密矮星系（BCD）为详细研究低金属环境中的反馈机制和恒星形成过程提供了一种手段。由于它们的邻近性，这些年轻星系的局部类似物非常适合高分辨率的研究，这对于高红移宇宙中的原始星系是不可行的。在这里，我们提出了一个这样的BCD，Mrk 71，已知的最强大的本地恒星爆发之一，在光[O II]，He II，Hb，[O III]，Ha和[S II]的HST-WFC 3观测。在D=3.44 Mpc时，这套广泛的发射线图像使我们能够在~2 pc尺度上探索Mrk 71的化学和物理条件。利用这些高空间分辨率的观测，我们使用发射线诊断来逐像素区分电离机制，并表明尽管之前报道过高超音速气体和超级气泡破裂，但Mrk 71中的气体是光电离的，没有任何迹象冲击激发发射。使用强线金属丰度诊断，我们提出了第一个星系的“金属丰度图像”，揭示了<50 pc尺度上的化学不均匀性。我们还表明，虽然化学结构可以在大的空间尺度上丢失，但金属性诊断可以在小于HII区域的空间尺度上分解。HeII发射线图像被用来识别多达6个沃尔夫-拉叶星在Mrk 71，其中三个位于边缘的吹出区。这项研究不仅证明了高分辨率空间分辨观测在评估反馈机制的影响方面的好处，而且还证明了采用发射线诊断时精细空间尺度的局限性。当我们进入超大型望远镜的时代时，这两个方面尤其重要，在10 pc尺度上观察结构将不再局限于局部宇宙。
2015-11-09 astro-ph.GA
Dynamical Origins of Azimuthal Metallicity Variations in the Galactic Disk: Insights from Kinematic Ridges with Gaia
The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）；University of Surrey（萨里大学）；Flatiron Institute（平顿研究所）；University of Toronto（多伦多大学）；Princeton University（普林斯顿大学）
研究通过Gaia数据揭示银河盘面径向金属度变化与运动学脊的动态关联，表明棒状结构和螺旋臂相互作用是主要驱动因素。
2026-01-05 astro-ph.GA
The Mass-Metallicity Relation at $z\sim0.8$: Redshift Evolution and Parameter Dependency
利用Sloan数字巡天（SDSS）的重子振荡光谱巡天（eBOSS）的发射线星系（ELG）光谱，研究了$z\sim0.8$的质量-金属丰度关系（MZR）。选定的样本包含大约180，000个具有$0.6 < z < 1.05$和$9 < {\rm log}(M_{\star}/M_{\odot}) < 12$的大质量恒星形成星系。光谱被堆叠在不同参数的仓中，包括红移，恒星质量，恒星形成率（SFR），特定恒星形成率（sSFR），半光半径，质量密度和光学颜色。$z\sim0.83$的平均MZR从局域宇宙到高红移宇宙有一个向下的演化过程，这与以前的工作是一致的。在特定的恒星质量下，具有较高SFR/sSFR和较大半光半径的星系具有系统性较低的金属丰度。对于质量密度和光学颜色更大的星系，这种行为是相反的。在上述物理参数中，MZR对SFR的依赖性最大。我们在$0.6<z<1.05$的星系样本近似地遵循了本地宇宙中的基本金属丰度关系（FMR），尽管样本的不均匀性和不完整性可能会影响我们的MZR和FMR。
2019-10-19 astro-ph.GA
X-ray binary formation in low-metallicity blue compact dwarf galaxies
来自小的、缺乏金属的星系中的双星的X射线可能对早期宇宙的加热和再电离做出了重大贡献。我们通过研究蓝色致密矮星（BCD）作为这些早期星系的本地类似物来调查这一说法。我们约束的X射线光度函数（XLF）的恒星形成率（SFR）使用贝叶斯方法应用到一个样本的25 BCD的关系。XLF的函数形式是固定的，发现近太阳的金属丰度星系，并用于找到的概率分布的归一化关系到SFR的X射线光度。我们的研究结果表明，低金属丰度BCD（12 + log（O/H）<7.7）的XLF归一化与具有近太阳金属丰度的星系的XLF归一化不一致，置信水平为1 - 5E-6。BCDs的XLF标准化值为14.5 +/-4.8（M_solar ^-1 yr），比近太阳金属丰度星系高9.7 +/-3.2倍。同时测定XLF标准化和幂律指数的结果分别为q = 21.2 ^+12.2_-8.8）（M_solar ^-1 yr）和α = 1.89 ^{+0.41}_{-0.30}。我们的研究结果表明，一个显着的增强人口的高质量X射线双星的BCD相比，近太阳的金属丰度星系。这表明X射线双星可能是早期宇宙中重要的热源。
2014-04-11 astro-ph.GA
The minimum metallicity of globular clusters and its physical origin -- implications for the galaxy mass-metallicity relation and observations of proto-globular clusters at high redshift
在本域宇宙中，金属丰度为$[{\rm Fe}/{\rm H}]<-2.5$的球状星团（GC）极为罕见。在这封信中，GC的形成和星系演化之间的密切联系是用来表明，这GC金属'地板'的结果从星系的质量-金属丰度关系的超低光度星系（ULLGs）在高红移，最贫金属GC必须形成。金属丰度为$[{\rm Fe}/{\rm H}]\lesssim-2.5$的镓的质量太低，无法形成初始质量为$M_{\rm i}\gtrsim10^5~{\rm M}_\odot$的GC，而初始质量是维持哈勃时间所需的。这将星系质量-金属丰度关系转化为$[{\rm Fe}/{\rm H}]\lesssim-1.8$的最大初始星系团质量-金属丰度关系，这自然导致在$z=0$（“蓝倾”）观察到的贫金属GC的颜色-星等关系。它的强度跟踪的斜率的气相质量金属丰度关系的ULLG。基于室女座和天炉座星系团中GC的蓝色倾斜，预测了在$z\gtrsim2$处的$10^5\lesssim M_\star/{\rm M}_\odot\lesssim10^7$的星系质量-金属丰度关系具有$α=0.4\pm0.1$的斜率。GC金属丰度底意味着GC形成的最小宿主星系质量和最大红移。任何在$z>9$发现的原始GC最有可能出现在比银河系更大的星系中，而低质量星系中的GC，如天炉座dSph（$M_\star\approx4\times10^7~{\…
2019-04-22 astro-ph.GA
JADES: Detecting [OIII]$λ4363$ Emitters and Testing Strong Line Calibrations in the High-$z$ Universe with Ultra-deep JWST/NIRSpec Spectroscopy up to $z \sim 9.5$
利用JADES超深JWST/NIRSpec光谱在z~9.5发现10个[OIII]λ4363发射线，检验强线校准，发现现有校准失效，提出新诊断并揭示电离与等值宽度差异。
2023-06-05 astro-ph.GA
Correlations between kinematics and metallicity in the Galactic bulge: a review
最近对星系核球恒星的大规模观测使得我们能够绘制出核球运动学的详细地图。凸起表现出圆柱形旋转一致的盘状起源，通过酒吧驱动的长期演化。然而，金属丰度和运动学之间的相关性使这一图景复杂化。特别是已检测到具有不同运动学特征的贫金属部件。它的起源、密度分布以及与其他银河系恒星星族的联系目前仍然受到很大的限制。
2016-01-28 astro-ph.GA
Investigating the Origin of Observed Central Dips in Radial Metallicity Profiles
径向金属丰度趋势提供了物理过程的关键指标，如恒星形成和星系内的径向气体迁移。大型IFU调查可以对这些径向变化进行详细研究，最近的观察发现金属丰度的中心下降，这可能会追踪各种进化过程的影响。然而，这些下降的起源尚未最终确定，建议它们可能依赖于诊断。在本文中，我们使用SDSS-IV的MaNGA调查，以调查是否观察到的下降代表真正的中央金属丰度的下降，或者如果他们可能是一个人工制品的诊断使用。使用758个低倾角的本地恒星形成星系的子样本，我们详细研究了使用不同的强线诊断对返回的配置文件的形状的影响，和下降的流行。我们没有发现明显的证据表明，倾角是由星系内电离参数的变化值引起的。为了研究物理原因，我们探索全球和空间分辨参数，发现星系表现出中央倾角的O3 N2金属丰度分布平均较低的H $α$ EW值出$R/R_\rm{e} \sim 1.5$，和较高的D值$_N$（4000）在中央区域。我们还发现，在具有高恒星质量的星系中，倾角的发生率较高，全球特定恒星形成率的值较低，这表明可能与中心淬火有关。然而，这些结果取决于所使用的诊断，这表明在解释星系金属丰度梯度中观察到的特征时应谨慎。
2022-01-10 astro-ph.GA
Critical Metallicity of Cool Supergiant Formation. II. Physical Origin
Institute of Astronomy and Astrophysics, Academia Sinica（中央研究院天文及天文物理研究所）；Department of Physics, National Taiwan University（國立臺灣大學物理學系）；Heidelberg Institute for Theoretical Studies（海德堡理論研究所）
研究通过恒星模型揭示了临界金属量的物理成因，解释了高金属量恒星在核心氦燃烧期间快速膨胀形成红超巨星的机制。
2026-01-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Origin of the Metallicity Distribution in the Thick Disc
目的。使用一套宇宙学化学动力学盘星系模拟，我们评估如何（a）径向金属丰度梯度与scaleheight演变;（b）通过厚盘的垂直金属丰度梯度的变化;和（c）恒星旋转速度的垂直梯度通过光盘变化。我们与银河系进行比较，以寻找类似的趋势。方法.我们分析了五个模拟的螺旋星系与银河系的质量。模拟涵盖了一系列恒星形成和能量反馈强度和处方，基于粒子和网格的流体动力学实现，以及初始条件/组装历史。结果一致地，我们发现，陡峭的，负的，径向金属丰度梯度中看到的平面平坦的增加高度远离平面。在具有更强（和/或更多空间延伸）反馈的模拟中，负径向梯度反转，对于超过1 kpc的高度变为正。这种行为与从最近的观察中推断的行为是一致的。我们的垂直金属丰度梯度的测量显示没有明确的相关性与银河系中心半径，并在良好的协议与银河系的厚盘（本地）。结论.采用更强/更广泛的反馈处方的模拟具有径向和垂直的金属丰度和运动学梯度更符合最近的观察。在模拟的厚恒星盘中看到的反向的、正的、径向的金属丰度梯度来自于原位形成的更年轻、更富含金属的恒星群，叠加在来自内部盘的更老的迁移者的背景群上;由于盘的由内向外的生长，由前者提供的对比度径向增加。类似的行为可能是导致银河系中径向梯度与尺度高度相同的扁平化的原因。
2015-12-14 astro-ph.GA
On The Origin Of The Mass-Metallicity Relation For GRB Host Galaxies
研究了长伽马射线暴（LGRB）宿主星系的质量-金属丰度（M-Z）关系。最近的研究表明，本地LGRB宿主星系的M-Z关系可能会系统地向较低的金属丰度相对于一般恒星形成星系（SDSS）人口定义的M-Z关系偏移。这种抵消的性质是一致的建议，低金属环境可能需要产生高质量的祖细胞，虽然在高质量，高金属量星系的几个伽玛射线暴的检测挑战的概念，严格的金属量截止的宿主星系，能够产生伽玛射线暴。我们表明，这种报告的偏移的性质可以解释最近提出的反相关性的恒星形成率（SFR）和恒星形成星系的金属丰度。如果低金属量星系比同等质量的高金属量星系产生更多的恒星，那么在这些低金属量、低质量星系中更有可能发现在星系中密切跟踪SFR的瞬变事件。因此，GRB和SDSS定义的M-Z关系之间的偏移可能是用于选择各自星系群的不同方法的结果，GRB偏向于低金属丰度，高SFR的星系。我们预测，这样的偏移不应该是预期的瞬态事件，不密切遵循恒星形成的历史，他们的宿主星系，如短持续时间的伽玛暴和超新星Ia，但应该是明显的核心崩溃SNe通过即将到来的非目标调查发现。
2010-11-17 astro-ph.GA astro-ph.HE
On the Metallicity and Origin of the Smith High-Velocity Cloud
史密斯云是一个处于高级吸积状态的气体高速云（HVC），距离银道面仅2.9千秒差距，是在2700万年前撞击银道盘造成的。它在HVC中是独一无二的，具有已知的距离（12.4+/-1.3 kpc）和严格的三维速度（296 km/s），但它的起源长期以来一直是一个谜。本文利用位于云后的三个活动星系核的HST/COS紫外光谱和绿岸望远镜21厘米同方向的光谱，首次测量了它的金属丰度。使用S II 1250、1253、1259三重态的Voigt轮廓拟合，以及来自光电离模型的电离校正，我们得出了每个方向的硫丰度;三个测量值的加权平均值给出[S/H]=-0.28+/-0.14，或0.53+0.21-0.15太阳金属丰度。史密斯云富含金属的发现支持了这样的假设，即它代表了回收的银河系物质，而不是矮星系的残余物或吸积的星系际气体。云的金属丰度和轨迹都表明起源于外盘。然而，它的大质量和旋转运动学仍有待充分解释。如果云在其喷泉轨道期间从日冕吸积冷却气体，正如最近的理论工作所预测的那样，它目前的质量将高于其发射质量，从而减轻质量问题。
2015-12-15 astro-ph.GA
Low-metallicity (sub-SMC) massive stars
在安装在8- 10米级望远镜上的强大多目标摄谱仪的帮助下，SMC标记的双重距离和金属丰度边界终于被打破。VLT、GTC和Keck使得研究本星系群中金属含量比SMC低的矮不规则星系中的大质量恒星成为可能。该社区正在努力测试低金属量区域的演化模型的预测，为贫金属高红移宇宙设定新标准，并测试大质量恒星物理学对金属量减少环境的外推。在本文中，我们回顾了目前的知识在这个问题上。
2017-03-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Enhanced X-ray emission from Lyman Break Analogues and a Possible $L_{\rm X}$--SFR--Metallicity Plane
加热和再电离早期宇宙的高能光子的来源仍然不确定。早期星系的金属丰度较低，最近的人口合成计算表明，在低金属丰度的恒星形成星系中，高质量X射线双星的数量和光度都有所增强，这提供了一个潜在的重要和以前被忽视的加热和再电离源。莱曼破裂类似星系（Lyman break analogue，LBA）是一种局部星系，与高红移的、恒星形成的莱曼破裂星系非常相似，被认为是早期宇宙中发现的这些缺金属星系的局部类似物。为了测量恒星形成率与X射线光度之间的关系，我们研究了10个LBA样品。我们发现，对于金属丰度在$12+\log_{10}({\rm O/H}) = 8.15-8.80$范围内的LBA，$L_X-$ SFR关系在$0.5-8$ ~keV带为$\log_{10} (L_X/{\rm SFR}\, {[\rm erg\ s^{-1}\ M_{\odot}^{-1}\ yr]}) = 39.85(\pm 0.10)$，色散为$σ= 0.25$ ~dex。这是一个增强的近一个因素的$2$的$L_{0.5-8\text{keV}}$-SFR关系相对于附近的结果，近太阳的金属丰度星系。$2.4σ$强化率为98.2%。我们增强的$L_X/{\rm SFR}$关系是一致的金属依赖于人口合成模型的预测值。我们讨论了恒星形成星系的$L_X$ -SFR-金属丰度平面的可能性。这些结果对我们理解再电离和早期星系的形成…
2016-02-02 astro-ph.GA astro-ph.HE
Recycled stellar ejecta as fuel for star formation and implications for the origin of the galaxy mass-metallicity relation
我们使用的EAGLE和OWLS项目的宇宙学，流体动力学模拟，以评估回收的恒星喷出物作为恒星形成的燃料的意义。恒星质量损失对宇宙恒星形成率（SFR）和恒星质量密度的贡献率随时间增加，在$z=0$处分别达到$35 \%$和$19 \%$。对于$M_{\ast} < 10^{10.5}$ M $_{\odot}$，再循环的重要性随着星系恒星质量的增加而急剧增加，并在更高的质量下温和地降低。这种趋势源于与恒星形成和活动星系核相关的反馈的质量依赖性，它优先抑制了由再循环提供燃料的恒星形成。再循环对卫星比中心更重要，其贡献随银河中心半径的增加而减小。AGB星的相对贡献随时间和朝向星系中心而增加。这是AGB喷出物比大质量恒星更缓慢释放的结果，并且后者被恒星形成驱动的外流和被锁定在恒星残余物中优先移除。回收燃料的恒星形成表现出紧密的，正相关的星系金属丰度，与第二次依赖的相对丰度的α元素（主要是在大质量恒星合成），这是不敏感的次网格模型的反馈。因此，我们的结论是直接相关的质量金属丰度关系和金属丰度梯度的起源。将回收和金属丰度之间的关系应用到所观察到的质量-金属丰度关系中，得到了回收的质量相关贡献的最佳估计。对于质量与银河系相似的中心，我们推断回收的恒星喷出物对SFR和恒星质量的贡献分别为$35 \%$和$20 \%$。
2015-10-29 astro-ph.GA
The ISM scaling relations in DustPedia late-type galaxies: A benchmark study for the Local Universe
这项工作的目的是所有的ISM组件（灰尘，原子/分子/总气体），气相金属丰度，和其他星系的属性，如Mstar和星系形态，晚型星系在本地宇宙的主要标度关系的表征。这项研究是通过从整个DustPedia样本中提取晚型星系，并利用DustPedia项目提供的大型均匀数据集进行的。样本由436个星系组成，其形态阶段从T = 1到10，M星从6 x 10^7到3 x 10^11 Msun，SFR从6 x 10^（-4）到60 Msun/yr，12 + log（O/H）从8到9.5。涉及分子气体的标度关系进行了研究，通过假设一个常数和金属度依赖的XCO。通过生存分析技术进行分析。我们证实，尘埃质量与总气体质量的相关性非常好，并发现-第一次-尘埃质量与原子气体质量的相关性比分子更好。我们表征重要的质量比，如气体分数，分子与原子气体质量比，尘埃总气体质量比（DGR），尘埃与恒星质量比。只有假设的金属依赖XCO再现预期的DGR减少形态阶段的增加和减少气相金属，斜率约为1。DGR，气相金属丰度和尘埃与恒星的质量比，对于我们的星系样本，直接与星系形态。分子-原子气体质量比和DGR在低分子气体组分中呈现正相关，但在富含分子气体的星系中，这种趋势被打破。据我们所知，这种趋势以前从未发现过。这为星系演化的理论模型提供了新的约束条件，也为高红移研究提供了参考。
2019-12-19 astro-ph.GA
The origin of the enhanced metallicity of satellite galaxies
对本地宇宙中星系的观测表明，卫星的电离气体和恒星都比同等质量的中心更富含金属。为了深入了解这种金属丰度增强与中心和卫星之间的其他差异之间的联系，例如它们的恒星形成率，气体含量和生长历史，我们在宇宙流体动力学EAGLE 100 Mpc“参考”模拟中研究了>3600个M_star > 10^10 M_sun的星系的金属丰度，包括在星系群和星系团附近的~1500（M_200 >= 10^13 M_sun）。模拟预测卫星中的过剩气体和恒星金属丰度与观测结果一致，除了在M_star <~ 10^10.2 M_sun处的恒星金属丰度，预测的过剩量小于观测值。这种效应的确切大小取决于星系的选择、孔径，以及金属丰度是否由恒星质量或光度加权。星团中恒星金属丰度过剩对恒星形成反馈的效率标度也很敏感。我们确定剥离低金属丰度气体从星系外围，以及抑制金属贫流入星系中心，气体金属丰度增强的关键驱动因素。在卫星上的恒星金属丰度高于在现场作为一个直接的后果，更富含金属的恒星形成气体，而剥离的恒星和抑制恒星质量的增长，以及在吸积与原位恒星形成卫星和现场之间的差异，是次要的。
2016-09-12 astro-ph.GA
An Investigation into the Low-Mass Fundamental Metallicity Relation in the Local and High-z Universe
本研究通过荟萃分析约700个低质量星系，发现本地及高红移低质量星系均偏离基本金属丰度关系，表明其未建立稳态气体储库，且高红移系统更贫金属。
2025-10-16 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
The origin of the relation between metallicity and size in star-forming galaxies
对于相同的恒星质量，物理上较小的恒星形成星系也更富含金属（Ellison et al. 2008）。是什么导致了这种关系尚不清楚。EAGLE宇宙学数值模拟中的中心恒星形成星系再现了观测到的趋势。我们用它们来探索的关系的起源，假设负责大小和气相金属丰度之间的反相关的物理机制是相同的模拟和观察到的星系。我们认为有三个最可能的原因：（1）贫金属气体流入恒星形成过程，（2）富含金属的气体流出在引力势较浅的地方特别有效，（3）致密星系中恒星形成过程的效率提高。流出物（2）和增强的恒星形成效率（3）可以被丢弃。贫金属气体流入（1）导致模拟星系中的相关性。镓的尺寸随着时间的推移而增大，因此那些后来接收气体的镓既金属含量较低，又较大，从而产生了观察到的反相关。正如这个解释所预期的那样，较大的星系有较年轻的恒星星族。我们探讨的关系，这是保持高达，至少，红移8的红移的变化。
2018-04-25 astro-ph.GA
Subaru/FOCAS IFU revealed the metallicity gradient of a local extremely metal-poor galaxy
我们提出了第一次测量的金属丰度梯度在极端贫金属星系（EMPGs）。利用斯巴鲁/模糊天体照相机和摄谱仪（FOCAS）积分场装置（IFU），我们观测到了一颗邻近的低质量EMPG，HSC J1631+4426，它的氧丰度和恒星质量已知分别为12+log（O/H）$=6.9$和$\log_{10}(M_*/{\rm M}_\odot)=5.8$。测量的金属丰度梯度为$-0.36 \pm 0.04$ dex kpc $^{-1}$，对应于连续有效半径为$R_\mathrm{e} = 0.14$ kpc的$-0.049 \pm 0.006$ dex R $_\mathrm{e}^{-1}$。我们的观测成功地证明了8 m级望远镜的三维光谱学足以揭示局部EMPG的金属丰度分布，为早期宇宙中原始星系局部类似物的重子循环提供了宝贵的信息。
2021-10-11 astro-ph.GA
