Water Formation During the Epoch of First Metal Enrichment
我们表明，高丰度的水蒸气可能存在于极低的金属（$10^{-3}$太阳）部分屏蔽气体，在第一次金属富集的星际介质的星系在高红移的时代。
2015-04-15 astro-ph.CO astro-ph.EP astro-ph.GA
Active Galactic Nuclei-driven Metallicity Enrichment in the Interstellar Medium of Mrk 573
Astronomical Observatory of the Jagiellonian University（雅盖隆大学天文台）；Canadian Institute for Theoretical Astrophysics, University of Toronto（多伦多大学加拿大理论天体物理研究所）；NASA-Goddard Space Flight Center（美国宇航局戈达德太空飞行中心）
研究通过空间分辨观测揭示Mrk 573中活动星系核驱动的金属丰度增强，利用不同金属丰度校准和N/O-O/H比例关系，发现金属分布与高Seyfert/LINER指数区域及射电喷流相关，表明金属来自核区的风、喷流或流出物。
2026-04-07 astro-ph.GA astro-ph.HE
ISM enrichment and local pollution in dwarf galaxies
金属在星爆中释放后的命运仍然不清楚。涉及到星际介质的哪些阶段，在哪个时间尺度上？在过去的几年里，越来越多的证据表明，与HII区域的电离气体相比，蓝致密矮（BCD）星系的中性相可能缺乏金属。这些结果对我们理解星系的化学演化具有重要意义。我们在这里审查的主要结果和主要警告的丰度测定从远紫外吸收线。我们还讨论了可能的情况下，关于旅程的金属进入星际介质，甚至他们的喷射从星系到星系际介质。
2010-10-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
The impact of turbulent mixing on the galactic r-process enrichment by binary neutron star mergers
研究了双中子星（BNS）合并产生的快速中子俘获（r-过程）元素对星际介质的富集作用。我们使用半解析模型来描述星系演化，BNS合并的合并率和时延分布与最新的种群合成模型一致。为了研究r-过程元素和铁的相对丰度的分散，我们采用了湍流混合方案，其中新鲜合成的元素逐渐分散在星际介质中。我们表明，在我们的模型中，在银河系恒星中观察到的丰度，特别是在低金属丰度的散射，可以完全解释BNS合并。我们的研究结果表明，双星中子星合并可能是银河系中r过程元素的主要来源。
2021-07-20 astro-ph.GA astro-ph.HE
Dust enrichment in the circum-galactic medium
本研究开发了星系周介质尘埃增丰模型，发现尘埃破坏与外流供应主导其丰度，且模型结果与SDSS观测一致。
2024-02-03 astro-ph.GA
The FMOS-COSMOS survey of star-forming galaxies at z~1.6. IV: Excitation state and chemical enrichment of the interstellar medium
利用基于静止标架光发射谱线的诊断图研究了高z恒星形成星系中电离气体的物理条件。样本由701个星系组成，在$1.4\lesssim z\lesssim1.7$探测到Ha，来自FMOS-COSMOS巡天，代表在恒星质量范围$10^{9.6} \lesssim M_\ast/M_\odot \lesssim 10^{11.6}$内的正常恒星形成种群，其中$M_\ast>10^{11}~M_\odot$的星系被很好地采样。我们确认的偏移量的平均位置的恒星形成星系的BPT图（[OIII]/血红蛋白与[NII]/哈），主要是朝着更高的[OIII]/血红蛋白，与本地星系相比。基于[SII]比率，我们测量了电子密度（$n_e=220^{+170}_{-130}~\mathrm{cm^{-3}}$），这是高于本地星系。基于与理论模型的比较，我们认为发射线比的变化，包括BPT图中的偏移，是由固定恒星质量和固定金属丰度下较高的电离参数以及较高气体密度的额外贡献引起的。可能是电离辐射场的硬化。根据钱德拉的评估，活动星系核引起的电离被排除了。因此，我们重新审视的质量-金属丰度关系使用[NII]/Ha和一个新的校准，包括[NII]/[SII]最近介绍的Dopita等人。与我们以前的结果相一致，最大质量的星系（$M_\ast\gtrsim10^{11}~M_\odot$）是完全丰富的，而那些在较低的质量金属丰度…
2016-12-19 astro-ph.GA
Clustering in the Stellar Abundances Space
通过对n维恒星丰度空间的分析，研究了星际介质的化学富集历史。这项工作是恒星化学丰度空间的非参数分析。主要目标是研究恒星在这个丰度空间内的组织。在这个空间内，我们试图找到集群（在统计意义上），即恒星可能共享相似的化学进化历史，使用两种方法：层次聚类和主成分分析。我们分析了文献中的一些选定的丰度调查。对于每个样本，我们根据其平均丰度曲线标记了恒星群。在所有的样本中，我们确定了恒星的主要富集模式的存在，我们称之为化学富集流。这种流动是由结构化的和定义明确的平均速率所决定的，在该平均速率下，星际介质的丰度增加，这是由从恒星喷出的物质和恒星质量损失以及星际介质气体的混合物造成的。我们的分析的主要结果之一是识别出具有特殊化学性质的恒星群。这些恒星位于丰度空间中富集流之外的区域。这些奇特的恒星显示出一些元素的富集率不匹配，如Mg，Si，Sc和V，当与相同恒星的其他元素的平均富集率相比时。我们相信这些具有特殊化学性质的恒星群的存在可能与行星物质在恒星表面的吸积有关，或者可能是由于不同的核合成位点产生相同的化学元素。
2017-10-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Gaia -ESO Survey: Lithium enrichment histories of the Galactic thick and thin disc
大多数暖贫金属主序星的锂丰度呈现出一个恒定的平台（A（Li）~2.2 dex），然后随着接近太阳金属丰度，锂与金属丰度分布的上包络线增大。陨石携带着太阳系形成时星际介质化学成分的信息，其锂丰度为A（Li）~3.26 dex。这种模式反映了银河系存在期间星际介质的锂富集历史。在大爆炸核合成中最初的Li产生之后，富集的来源包括AGB星、低质量红巨星、新星、II型超新星和银河系宇宙射线。富集锂的总量对这些来源的相对贡献敏感。因此，不同的锂富集历史，预计在银河系厚盘和薄盘。我们研究了Gaia-ESO Survey iDR 4星表中用UVES观察到的主序星，发现Li-[alpha/Fe]反相关性与[Fe/H]、Teff和log（g）无关。由于在恒星演化中，在相同金属丰度下不同的α增强不会导致可测量的Li丰度变化，因此，Li关系表明，在银河系薄盘阶段比在银河系厚盘阶段产生更多的Li。我们还发现，丰富的锂和s-过程元素Ba和Y之间的相关性，它们都减少以上的太阳金属丰度，这可以解释的框架中所采用的银河系化学演化模型。
2018-03-06 astro-ph.GA
Probing the variations of interstellar dust abundance and properties within and between galaxies with HWO UV spectroscopy in the Local Volume
本文提出利用HWO紫外光谱观测本地星系内大质量恒星，测量关键元素丰度与尘埃耗损，以探究星际尘埃丰度随环境的变化，并强调高分辨率与高信噪比设计对测量碳氧含量的必要性。
2025-09-09 astro-ph.GA
Chemical Enrichment of Isolated Relic Galaxy Mrk1216
本研究通过X射线观测孤立遗迹星系Mrk1216，发现其中心高[Mg/Fe]比值和平坦SNIa比率分布，证实早期剧烈恒星形成导致的化学增丰，凸显遗迹星系作为研究早期星系演化的基准。
2025-09-18 astro-ph.GA
From stardust to interstellar grain growth in the first galaxies: a cosmological transition in dust evolution near z ~ 8.9
Aix Marseille Université, CNRS, CNES, LAM（艾克斯马赛大学）；Chalmers University of Technology（查尔姆斯理工大学）；Dipartimento di Fisica, “Sapienza” Università di Roma（罗马智慧大学物理系）；INAF/Osservatorio Astronomico di Roma（意大利国家天体物理研究所罗马天文台）；INFN, Sezione di Roma I（意大利国家核物理研究所罗马第一分部）；Sapienza School for Advanced Studies（罗马智慧大学高等研究院）；Institute of Astronomy and Astrophysics, Academia Sinica（中央研究院天文及天文物理学研究所）
本研究利用JWST、ALMA和NOEMA观测及变点分析，发现首批星系尘埃演化在红移z~8.9（大爆炸后约5.7亿年）发生从超新星尘埃主导到星际颗粒增长主导的宇宙学转变。
2026-09-10 astro-ph.GA
Stochastic Chemical Evolution of Radioactive Isotopes with a Monte Carlo Approach
短寿命放射性核素（SLR）的平均寿命$τ$为几百万年，提供了独特的机会来探测最近的星际介质中的核合成事件，以及太阳形成的物理条件。在这里，我们量化的不确定性，在一个包裹的星际气体的恒星富集事件的随机性的预测演变的SLR。我们假设在每个时间间隔$γ$处形成富集祖细胞。对于每个祖先，我们随机采样的延迟时间之间的形成和富集事件，基于几个延迟时间分布（DTD）的功能，涵盖了广泛的天体物理学网站。对于每一组$τ$、$γ$和DTD函数，我们跟踪15 Gyr的SLR丰度，并重复此过程数千次，以获得它们的概率分布。对于$τ/γ\gtrsim2$，分布取决于DTD函数，我们提供了列表值和分析表达式来量化扩散。相对丰度不确定度达到最大值$\sim$ 60%的$τ/γ=1$。对于$τ/γ\lesssim1$，我们提供了SLR丰度携带仅一个富集事件的特征的概率，当$τ/γ\lesssim0.3$时，该概率大于50%。对于$0.3\lesssimτ/γ\lesssim 2$，少量事件导致SLR丰度增加。这种情况需要用单独的统计方法进行调查。我们发现，太阳诞生的隔离时间大约为$9-13$百万年，这与在早期太阳系中观测到的$^{60}$ Fe、$^{107}$ Pd和$^{182}$ Hf的丰度是一致的，假设这些同位素为$τ/γ\sim3$。
2019-11-13 astro-ph.GA
Chemical enrichment of stars due to accretion from ISM during the Galaxy's assembly
利用厄里斯放大宇宙学模拟银河系类似物的组装，我们研究了化学富集的恒星由于吸积的金属富集气体从星际介质在银河系的发展。我们考虑贫金属和老恒星的星系晕和隆起，并利用恒星轨道，气体密度和金属丰度分布在厄里斯。假设是球对称的邦迪-霍伊尔吸积，我们发现在红移z < 3时，晕星和核球星吸积金属的速率分别约为10^-24太阳质量/年和10^-22太阳质量/年，但在红移较高时，由于气体密度增加，吸积速率增加了百倍，达到约10^-20太阳质量/年。膨胀星和晕星在高红移时吸积了类似数量的金属，因为在这些红移时，运动学上不同的膨胀星和晕星还没有发展，这两组恒星平均在ISM中遇到类似的金属分布。在极端情况下，吸积作用可以使主序星富集到[Fe/H] -2，吸积作用导致的中等富集水平约为[Fe/H]-6 ~-5。由于吸积作用主要发生在高红移处，因此它是α富集的，富集到[α/Fe]~0.5。我们发现，在[Fe/H] <-5时，吸积金属的富集作用足以影响晕星的金属丰度分布函数。这表明，金属吸积的存在可能会阻碍从目前观测到的金属丰度来推断大多数贫金属星的诞生化学环境。特殊的富集模式，如那些预测来自对不稳定超新星可能有助于解开恒星的出生和吸积金属含量。
2017-05-29 astro-ph.GA
Probing the Metal Enrichment of the Intergalactic Medium at $z=5-6$ Using the Hubble Space Telescope
我们使用哈勃太空望远镜（HST）ACS斜坡窄带滤波器探测$z=5$ -6上四个强星系际CIV吸收体的关联星系，检验星系外流模型。四种强CIV吸收剂位于$z=5.74$、$5.52$、$4.95$和$4.87$，柱密度范围为$N_{\rm{CIV}}=10^{13.8}$ cm $^{-2}$至$10^{14.8}$ cm $^{-2}$。在$z=5.74$，我们检测到一个i-dropout Ly $α$发射体（LAE）候选者，其预计影响参数为42物理kpc，来自CIV吸收体。该LAE候选物的基于Ly $α$的恒星形成率（SFR $_{\rm{Lyα}}$）为2 $M_\odot$ yr $^{-1}$，基于UV的SFR为4 $M_\odot$ yr $^{-1}$。虽然我们不能完全排除这个$i$ -dropout发射体可能是一个[OII]闯入者，但它的测量特性与$z=5.74$的CIV动力星系一致。对于CIV吸收体在$z=4.95$和$z=4.87$，虽然我们检测到两个LAE候选人的影响参数为160 kpc和200 kpc，这样的距离大于从模拟预测。因此，我们将其视为未检测。对于在$z=5.52$的系统，我们没有检测到LAE候选，将SFR $_{\rm{Lyα}}\approx 1.5\ M_\odot$ yr $^{-1}$的3- $σ$上限。总之，在这4例病例中，我们仅在$z=…
2017-09-28 astro-ph.GA
Detection of metal enrichment by SN 2011jm in NGC 4809
本研究利用VLT/MUSE的高分辨率IFU观测，首次在本星系体积外直接探测到NGC 4809中Ic型超新星SN 2011jm引发的小尺度金属增丰，为恒星反馈的化学污染提供了直接证据。
2024-01-29 astro-ph.GA
Impact of grain size distributions on the dust enrichment in high-redshift quasars
在高红移（$z>5$）类星体中，观测到大量的尘埃（$\textstyle\sim 10^{8} \mathrm{M}_{\sun}$）。为了解释大的尘埃含量，我们专注于一种可能性，即重元素的吸积颗粒生长是主要的尘埃源。我们采用了一个适用于附近星系的化学演化模型，但利用足够的参数高$z$类星体。据推测，金属和尘埃主要由II型超新星（SNe）喷出。我们已经发现，晶粒生长强烈地依赖于晶粒尺寸分布。如果我们简单地使用从SNe喷射的颗粒的尺寸分布，则颗粒生长是低效的，因为缺乏小颗粒（即，尘埃颗粒的表面积与体积比小）。然而，如果我们考虑到星际破碎产生的小颗粒，颗粒生长的效率足以解释高$z$类星体中丰富的尘埃丰度。我们的研究结果不仅证实了晶粒生长是解释高$z$类星体中大量尘埃的必要条件，而且还表明晶粒尺寸分布对晶粒生长有着至关重要的影响。
2012-05-29 astro-ph.GA
Interstellar Extinction and Elemental Abundances
星际介质中的元素以气体或尘埃的形式存在。星际灭绝和元素丰度对星际尘埃的组成、大小和数量提供了至关重要的限制。大多数灭绝模型的工作都假设尘埃形成元素的总丰度（包括气体和尘埃）--被称为“星际丰度”，“星际参考丰度”或“宇宙丰度”--是太阳和气相丰度独立于星际环境。然而，目前还不清楚太阳丰度是否是星际丰度的适当代表。与此同时，已知气相丰度随当地星际环境而呈现出明显的变化。在这项工作中，我们探讨了B星丰度的可行性，太阳和原太阳丰度，和原太阳丰度增加银河化学富集（GCE）作为星际丰度的适当代表，通过定量研究消光和元素丰度的十个星际视线，消光曲线和气相丰度的所有主要尘埃形成元素（也就是说，C、O、Mg、Si和Fe）。而不是假设一个特定的尘埃模型，然后拟合所观察到的消光曲线，对于每个视线，我们应用模型独立的Kramers-Kronig关系，它涉及到总的尘埃体积的波长积分消光，把一个下限的尘埃耗尽。这一点，加上观测得到的气相丰度，使我们能够排除B星，太阳和原太阳丰度作为星际参考标准。我们的结论是，GCE增强的原太阳丰度是一个可行的星际丰度的代表。
2020-11-18 astro-ph.GA
The metallicity of galactic winds
星系丰度的演化关键取决于星际介质中金属的混合、新气体的流入和富集气体的流出之间的平衡。我们研究这些过程中的气体柱垂直于星系盘使用分秒差距分辨率模拟跟踪恒星喷出物与Flash代码。我们模拟一个简化的星际介质搅拌和丰富的超新星和他们的祖先。我们改变的气体柱的密度分布，并整合我们的结果在指数盘预测风和ISM富集盘星系的属性。我们发现，来自更大质量星系的风更热，更高浓度，与星系形成模型中通常假设的形成鲜明对比。我们使用这些发现在一个简单的模型中的星系富集演化，其中形成星系的金属丰度是吸积的结果，几乎原始的气体和流出的富集气体沿平衡序列。我们将这些预测与观测到的质量-金属丰度关系进行了比较，并展示了星系的气体分数是如何成为一个关键的控制参数。这就解释了在更高的恒星质量下所观察到的质量-金属丰度关系的平坦化。
2014-10-27 astro-ph.GA
Abundance Patterns in the Interstellar Medium of the S0 Galaxy NGC 1316 (Fornax A) Revealed with Suzaku
朱雀X射线卫星观测了附近的S 0星系NGC 1316，这是一个年龄为3 Gyr的合并残余。总良好曝光时间为48.7 ksec。该光谱很好地代表了两个温度的热模型的星际介质（ISM）加上幂律模型。热模型的冷温度和热温度分别为0.48 +/- 0.03和0.92 +/- 0.04 keV。Suzaku的出色光谱灵敏度使其首次能够测量ISM中O、Ne、Mg、Si和Fe的金属丰度。由此得到的O、Ne、Mg、Si和Fe的丰度模式与Lodders（2003）确定的新太阳丰度模式接近。测量的丰度模式进行了比较与椭圆星系和S 0星系，观察朱雀。考虑到现今Ia型超新星的金属富集，NGC~1316的近太阳ISM丰度图表明整个星系中恒星物质的α/Fe比都有所提高，类似于巨型椭圆星系。
2010-10-19 astro-ph.GA
LYRA II: Cosmological dwarf galaxy formation with inhomogeneous Population III enrichment
我们模拟了一个$2\times10^9 M_\odot$晕质量的宇宙学矮星系在4个太阳质量的气体分辨率下运行到$z=0$。我们比较了三个简单的子网格实现人口III恒星的不均匀化学富集，并将其与本星系群矮星系的约束进行比较。所采用的模型LYRA是一个新的高分辨率星系形成模型，它是为移动网格程序AREPO建立的，它的特点是分辨出的多相星际介质、单个恒星和单个超新星事件。由此产生的再电离遗迹的特征是一个短暂的（$<1.5$ Gyr）恒星形成历史，反复被反馈的剧烈爆发所停顿。恒星的形成在$z\approx4$和$z\approx0.2-0$的合并过程中被重新点燃一段短暂的时间，然后在持续的气体吸积之后再次点燃。我们的模型$z=0$星系与本星系群矮星系的恒星质量、大小、恒星运动学和金属丰度关系相匹配。暗物质的轮廓在任何版本的模型中都没有表现出核心。我们表明，第三族恒星的主机晕质量影响矮星系的组装历史。这表现在初始气体崩溃的祖先晕，影响中心密度的恒星组成部分，并通过吸积发光的子结构。
2022-07-06 astro-ph.GA
When dust growth takes over: the origin of dust in post-reionization galaxies
INAF – Astronomical Observatory of Trieste（意大利国家天体物理研究所的里雅斯特天文台）；University of Khartoum – Department of Physics（喀土穆大学）；IFPU – Institute for Fundamental Physics of the Universe（宇宙基础物理研究所）；Caltech/IPAC（加州理工学院/IPAC）；Tianjin Astrophysics Center, Tianjin Normal University（天津师范大学天津天体物理中心）；Institute for Physics, Laboratory for Galaxy Evolution, EPFL（洛桑联邦理工学院）
本研究用GAEA模型分析ACJ样本星系，发现z≈8-9以下尘埃增长是尘埃形成主通道，环境可能加速类ACJ星系演化，支持其再电离后恒星、金属与尘埃的耦合快速积累。
2026-10-12 astro-ph.GA
Probing the nature of Dark Matter through the metal enrichment of the intergalactic medium
我们专注于探索金属富集的星系际介质（IGM）在冷和暖（1.5和3千电子伏）暗物质（DM）宇宙学，和DM粒子质量上的约束，使用半解析模型，德尔菲，共同跟踪暗物质和重子组装的星系在$z \simeq 4-20$，包括超新星和（一系列）再电离反馈（模型）。我们发现，虽然${\rm M_{UV}} \geq -15$星系贡献了一半的IGM金属在冷暗物质模型的$z \simeq 4.5$，考虑到低质量晕的抑制，较大的晕与${\rm M_{UV}} \leq -15$提供约80\%的IGM金属预算在1.5千电子伏温暖的暗物质模型使用两种不同的模型的金属丰度的星际介质。我们的结果还表明，只有模型兼容两个不同的高红移数据集，提供了不断发展的紫外光度函数在$z \simeq 6-10$和IGM金属密度（例如Simcoe等人，2011年），是标准的冷暗物质和3 keV暖DM，不包括任何再电离反馈; UV LF和Diaz等人（2016）点的组合提供了较弱的约束，允许仅具有SN反馈的冷和3 keV和1.5 keV暖DM模型，以及具有$v_{circ} \leq 30\, {\rm km\, s^{-1}}$的所有晕的完全气体抑制的CDM。因此，在$z \geq 5.5$上收紧IGM金属富集的误差条，未来的观测可能代表了揭示暗物质性质的另一种方式。
2018-03-20 astro-ph.GA
Stellar winds and metal enrichment from fast-rotating Population III stars
长期以来，人们一直怀疑来自快速旋转的第三星族（Pop III）恒星的恒星风对早期金属富集做出了重要贡献，因为这种“自旋星”的核合成特征与局部宇宙中一些贫金属恒星的化学丰度模式一致。特别是，富含轻元素的恒星风可以提供另一种解释碳增强贫金属（CEMP）恒星中碳增强的途径。在这项工作中，我们专注于与超新星（SNe）相结合的Pop III恒星风的反馈，并推导出由此产生的化学签名在丰富的介质。我们探索了一个大的参数空间的Pop III星的形成，反馈，从风和SNe的半解析模型的收益率。第二代恒星的碳和铁丰度的预测模式与$[\rm Fe/H]\lesssim -3$和$A(\mathrm{C})\lesssim 7$的CEMP-无星（$[\rm Ba/Fe]<0$）的观测结果吻合得很好，乐观的假设是，大质量（$\gtrsim 25\ \rm M_{\odot}$）恒星的风会造成重大的质量损失，这些恒星塌缩成没有SNe的BH。在这种情况下，富含碳但不含铁的第二代恒星可以在风富集的系统中形成，通过从星际介质中吸积获得微量的铁，成为观测中发现的最贫铁和碳增强的恒星（$[\rm Fe/H]\lesssim -4$，$[\rm C/Fe]\gtrsim 2$）。我们的结论是，所观察到的CEMP-没有恒星可以解释我们的风+ ISM吸积通道，以及研究的微弱SN的情况。Pop~III自旋星的风反馈在早期宇宙结构…
2021-07-14 astro-ph.GA
Metal enrichment in a semi-analytical model, fundamental scaling relations, and the case of Milky Way galaxies
气流在星系形成和演化中扮演着重要的角色，为恒星形成过程提供燃料。这些机制在重元素的数量上留下了印记。因此，对这种金属丰度特征的分析为星系形成的情景提供了额外的约束。我们的目标是区分四个不同的星系形成模型的基础上两个吸积的情况下，两个不同的恒星形成食谱。我们解决的双峰吸积的情况下，一个强有力的监管恒星形成配方的影响。我们提出了一个新的扩展eGalICS模型，它允许我们跟踪金属富集过程。我们的新的化学动力学模型适用于从无金属原始吸积非常丰富的星际气体内容的情况。我们使用这个新工具来预测恒星星族和气相的金属丰度演化。我们还解决了气体金属丰度与恒星形成率（SFR）的演变。然后，我们重点关注类银河系星系的子样本。我们比较了宇宙恒星质量大会和金属富集过程的星系与观测和详细的化学演化模型。我们的模型，基于一个强大的恒星形成规则，使我们能够很好地再现恒星质量气相金属丰度关系在当地宇宙中观察到的。然而，我们观察到一个系统性的向高质量的转变。我们的$Mstar-Zg-SFR关系与最近的测量结果非常一致：我们最好的模型预测了与SFR的明显依赖性。我们的银河系类星系的SFR和金属富集的历史是一致的观测测量和详细的化学演化模型。最后，我们表明，银河系的祖先开始他们的演变低于所观察到的主序列，并逐步达到这一观察到的关系在z = 0。
2016-03-04 astro-ph.GA
Simulating Metal Mixing of Both Common and Rare Enrichment Sources in a Low Mass Dwarf Galaxy
单区模型构建，以配合观察到的恒星丰度模式已被广泛用于限制网站的核合成与复杂的图书馆的恒星演化和恒星产量。这些模型中的金属混合通常是高度简化的，尽管它可能是丰度演变的重要驱动因素。在这项工作中，我们使用高分辨率的流体动力学模拟来研究如何从不同的源能量$E_{\rm ej}$的单个富集事件的金属混合在整个多相星际介质（ISM）的低质量（$M_{\rm gas}=2\times 10^{6}$ ~M $_{\odot}$），低金属丰度，孤立的矮星系。这些事件对应于核合成过程中常见的和奇异的天体物理位置的特征能量，包括：渐近巨星分支风（$E_{\rm ej}\sim$ 10 $^{46}$ ~erg）、中子星-中子星合并（$E_{\rm ej}\sim$ 10 $^{49}$ ~erg）、超新星（$E_{\rm ej}\sim$ 10 $^{51}$ ~erg）和超超新星（$E_{\rm ej}\sim$ 10 $^{52}$ ~erg）。我们发现，在我们的矮星系中的个别浓缩源的混合时标是长的（100~Myr-1 ~Gyr），与一个明显的趋势，增加更多的能量事件的均匀性。鉴于这些时间尺度，我们得出结论，空间分布和频率的事件是重要的驱动程序的丰度均匀性在大尺度上，罕见的，低$E_{\rm ej}$事件的特点是特别广泛的丰度分布。源能量$E_{\rm ej}$也与银河风中喷出的金属的比例相关，…
2020-01-03 astro-ph.GA
Metal enrichment of the intracluster medium: SN-driven galactic winds
我们研究了超新星驱动的星系风在团内介质化学富集中的作用。星系尺度上的这种外流起源于巨大的恒星形成区，并将富含金属的物质从星系中驱逐到周围，例如在附近的星暴星系NGC 253中观察到的。当OB-associations中的大质量恒星相继爆炸时，冲击波被驱动到星系的星际介质中并合并，形成超级气泡（SB）。这些SB沿着ISM的密度梯度在垂直于盘平面的方向上扩展。我们使用Kompaneets（1960）的二维解析近似来模拟指数分层ISM中SB的扩展。这是修改，以描述SN爆炸的序列作为一个时间依赖的过程，考虑到SN-祖先的主序星的寿命，并使用初始质量函数，以获得每个质量间隔的大质量恒星的数量。解析计算了气泡在空间和时间上的演化，由此可以确定壳体中瑞利-泰勒不稳定性的发生。在其进一步的演化过程中，壳层将破裂，高金属含量的气体将被喷射到星系的晕中，甚至进入ICM。我们推导出的恒星数量需要井喷取决于规模的高度和密度的环境介质，以及分数的α和铁峰元素包含在热气体。最后，银河系型星系注入ICM的金属量的计算证实了这一富集过程的重要性。
2009-08-10 astro-ph.GA
Dust enrichment from core-collapse supernovae and extinction curves in the high-redshift universe
The University of Tokyo（东京大学）；Dipartimento di Fisica, “Sapienza” Università di Roma（罗马大学物理系）；INAF/Osservatorio Astronomico di Roma（意大利国家天体物理研究所罗马天文台）；INFN, Sezione Roma I（意大利国家核物理研究所罗马第一分所）；Sapienza School for Advanced Studies（萨皮恩扎高等研究学院）；INAF/Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切尔天文台）；Cosmic Dawn Center (DAWN)（宇宙黎明中心）；Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯玻尔研究所）；Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe (WPI)（宇宙物理与数学科学卡弗里研究所）
研究了恒星坍缩超新星对尘埃富集的影响，探讨了不同参数下尘埃粒径分布和消光曲线的演化，发现反冲冲击波显著影响尘埃生成和消光曲线特性。
2026-04-29 astro-ph.GA
AGN feedback can produce metal enrichment on galaxy scales
本研究通过VLT MUSE光谱观测Teacup类星体的巨型星云，证实AGN驱动的外流能在星系尺度（最远10 kpc）提升气体金属丰度，揭示了AGN反馈在星系金属增丰中的作用。
2024-09-16 astro-ph.GA
Mapping Gas Phase Abundances and Enrichment Patterns Across Galaxy Disks
星系盘中气相丰度的分布编码了宇宙时间内核合成和通过星际介质（ISM）传输的历史。多目标和高分辨率的积分场光谱学已经开始测量这些分布在数百个HII区域单独解决在$\lesssim 100$ pc尺度在少数对象，但在未来十年，这些研究将扩大到更大的星系样本。这将使我们能够理解反馈和湍流在推动ISM中金属混合和扩散中的作用，并统计评估星系环境和盘动力学在修改混合过程中的作用。对过度富集和富集不足区域的详细搜索可以解决恒星形成在多大程度上是由前几代恒星形成以及原始和再循环气体流引发的。本地星系，这些详细的测量将在未来十年内成为可能，将告知在高z，非常不同的动态气体丰富的环境中发现早期盘星系的综合测量的解释。目前，该领域的进展受到星云丰度诊断中0.2-0.3 dex水平系统不确定性的严重阻碍。在$<$ 20 pc尺度上提高我们对电离星云的详细了解将有助于我们找到解决这个问题的方法，这将证明在未来十年内研究星系人口中金属富集和混合的关键。
2019-03-22 astro-ph.GA
Ripples of Stellar Enrichment (RoSE) - simulating element production and mixing in a Milky Way-mass galactic disc star-by-star
Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）；Research School of Astronomy and Astrophysics, Australian National University（澳大利亚国立大学天文与天体物理研究学院）；Department of Astronomy, The Ohio State University（俄亥俄州立大学天文学系）；Centre for Extragalactic Astronomy, Department of Physics, Durham University（杜伦大学物理系河外天文中心）；Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics, Peking University（北京大学柯立夫天文与天体物理研究所）
RoSE模拟通过星级反馈和核合成研究银河系中元素的分布与关联，发现核合成来源决定了元素的统计特征和相关性，且简单回归模型能有效预测元素丰度相关性。
2026-09-09 astro-ph.GA
Probing O-enrichment in C-rich dust planetary nebulae
行星状星云（PNe）中O的丰度历来被用作它们起源的星际介质（ISM）的金属丰度指标;例如，它已被广泛用于研究银河系内外的金属丰度梯度。然而，明确的观测证据O自我富集在低金属量银河系PNE与富C尘埃最近已被报道。在这里，我们报告的渐近巨分支（AGB）核合成预测的丰度的CNO元素和氦的金属丰度范围Zsun/4 < Z <2 Zsun。我们的AGB模型，从所有的对流边界的扩散过冲，预测O是过度生产的低Z低质量（~1-3 Msun）AGB星和很好地再现最近的O过剩观察到的富C尘埃PNe。这证实了O并不总是原始ISM金属丰度的良好代表，而应使用其他化学元素，如Cl或Ar。因此，在银河演化模型中应该考虑低质量恒星产生氧气的情况。
2016-02-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
A subgrid model for chemical enrichment in cosmological simulations
Leiden University（莱顿大学）；University of Portsmouth（朴茨茅斯大学）；Università degli Studi di Milano Bicocca（米兰比可卡大学）；University of Durham（杜伦大学）；University of Vienna（维也纳大学）；University of Hull（赫尔大学）
本文提出了一种用于宇宙学模拟中恒星核合成、恒星质量损失和湍流扩散的子格模型，重点研究了12种元素的化学富集过程，包括超新星、Ia型超新星和渐近巨星分支恒星的贡献。
2026-04-01 astro-ph.GA
Galactic Outflows and Evolution of the Interstellar Medium
我们提出了一个模型，自洽地描述了星暴星系的联合演化和银河风从这种演变。我们结合人口合成代码Starburst99与银河系外流的半分析模型和外流内的化学元素的分布和丰度的模型。从星系质量、星系形成红移和恒星形成速率的特殊形式出发，描述了星系中恒星星族的演化、星际介质的金属丰度和化学成分的演化、星系风的传播和星际介质的金属富集。在本文中，我们通过改变星系的质量、恒星形成率和恒星形成效率来研究该模型的性质。我们的主要结果是：（1）对于给定的恒星形成效率f*，更长的活跃恒星形成期往往会产生更大程度的星系风。如果f* 足够大，恒星储存的能量会完全排斥ISM。最终，ISM会被超新星和恒星风的质量损失所补充。(2)对于质量超过10^11兆太阳的星系，IGM中喷出的物质总是落回星系。因此，低质量星系是负责丰富IGM的星系。(3)恒星风在银河风的动力学演化中起着次要的作用，因为它们的能量输入与超新星相比很小。然而，它们对银河风的化学成分有重要贡献。我们的结论是，ISM富集的历史起着决定性的作用，在化学成分和银河风的程度，因此，它的能力，以丰富IGM。
2011-12-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
The SAMI Galaxy Survey: the drivers of gas and stellar metallicity differences in galaxies
气相氧丰度和恒星金属丰度的结合可以为我们提供独特的见解星系的金属富集的历史。在这项工作中，我们比较了恒星和气相金属丰度测量1 $R_{e}$孔径的472恒星形成星系的SAMI星系巡天提取的代表性样本。我们确认，恒星和星际介质（ISM）的金属丰度是强相关的，与散射$\sim$ 3倍小于在以前的作品中发现的，和集成的恒星星族一般更贫金属比ISM，特别是在低质量星系。两种金属丰度之间的比率与几个综合星系属性密切相关，包括恒星质量，特定的恒星形成率和引力势代理。然而，我们表明，这些趋势主要是一个后果：（a）不同的恒星形成和金属富集的星系的历史，和（b）的事实，而恒星金属丰度跟踪主要是铁富集，气相金属丰度指标校准到富氧的ISM。事实上，一旦两种金属丰度转换为相同的“元素基础”，我们的所有趋势都变得明显减弱。有趣的是，气体与恒星金属丰度之比总是低于简单闭箱模型的预期值，这需要流出和流入在整个恒星质量范围内的富集历史中发挥重要作用。这项工作突出了恒星和气相金属丰度之间复杂的相互作用，并显示如何照顾必须采取比较它们约束模型的星系形成和演化。
2021-11-23 astro-ph.GA
Abundances and Depletions of Neutron-Capture Elements in the Interstellar Medium
本文对星际介质中中子俘获元素的气相丰度和耗尽行为进行了广泛的分析。列密度（或上限的列密度）的Ga II，Ge II，As II，Kr I，Cd II，Sn II和Pb II的确定为69视线与高和/或中等分辨率的档案光谱与太空望远镜成像光谱仪上的哈勃太空望远镜获得的样本。在我们的分析中包括了另外59条在文献中报道的具有柱密度测量的视线。根据Jenkins（2009年; arXiv：0905.3173）开发的方法得出了表征元素消耗趋势的参数。(In在附录中，我们给出了轻元素B的类似耗尽结果。）Ga和Ge表现出的耗尽模式符合预期的基础上获得的许多其他元素的耗尽结果。砷的消耗比预期的要少得多，它在低消耗视线中的丰度甚至可能是超级太阳能。我们证实了Jenkins（2009; arXiv：0905.3173）先前的发现，即Kr的消耗随着总体消耗水平从一个视线到另一个视线的增加而增加。镉没有显示出这种日益枯竭的迹象。我们发现一个显着的分散量的气相丰度的锡和铅。对于锡，至少，分散可能是真正的内在丰度变化的证据，由于S-过程富集与ISM中的低效率混合相结合。
2018-03-03 astro-ph.GA
The JWST EXCELS survey: tracing the chemical enrichment pathways of high-redshift star-forming galaxies with O, Ar and Ne abundances
基于JWST EXCELS巡天8个z≈4星系，测量α元素O、Ne、Ar丰度，发现亚太阳Ar/O比，支持CCSNe主导增丰，展示多元素丰度比约束早期星系化学增丰路径的潜力。
2025-01-22 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
The neutron-capture and alpha-elements abundance ratios scatter in old stellar populations. Cosmological simulations of the stellar halo
本文研究了在流体动力学宇宙学模拟中形成的银河系质量星系的星晕中中子俘获元素Sr、Ba和Eu的丰度比和散射的起源，并与$α$ -元素的丰度比和散射进行了比较。为此，我们实施了一种新的治疗II型超新星的化学富集，它考虑了大质量恒星的旋转对化学产率和差分富集的影响，根据祖星的寿命。我们发现，差分富集有显着的影响，早期富集的星际介质，这是翻译成更广泛的元素比分布，特别是在最古老的情况下，最贫金属的恒星。我们发现$α-$元素O、Mg和Si的[元素/Fe]比在[Fe/H] $<-2$处与中子俘获元素Sr、Ba和Eu的比相比具有系统的较低的分散性，前者为$\sim 0.1-0.4$ dex，后者介于$\sim 0.5$和$1$ dex之间。不同的散射水平发现的中子捕获和$α$ -元素是一致的观测银河系中的老恒星。我们的模型还预测了高散射的[Sr/Ba]比，这是从治疗的快速旋转的恒星和依赖的金属丰度，质量和旋转速度的化学产率。如果能正确地描述不同质量恒星的不同喷射时间，这样的化学模式自然会出现，而不需要调用额外的混合机制或对$α-$和中子俘获元素进行不同的处理。
2022-09-09 astro-ph.GA
Isotopic ratios at z=0.68 from molecular absorption lines toward B 0218+357
重元素的同位素比值是恒星内部核合成过程的重要标志。连续几代恒星对宇宙金属富集的贡献是随着时间的推移同位素比率的演变。我们调查的碳，氮，氧，硫通过毫米分子吸收线产生的z=0.68吸收器朝向耀变体B 0218+357的同位素比。我们发现，这些比率不同于在银河系星际介质中观察到的，但非常接近的唯一的其他源在中等红移的同位素比率已被测量到目前为止，z=0.89吸收体前面的PKS 1830 -211。这两个吸收体中的同位素比率应该反映出大部分来自大质量恒星的富集，并且它们确实接近于对本地星暴星系观察到的值。我们的测量设置核合成和化学演化模型的约束。
2016-08-23 astro-ph.GA
Element Abundances in a Gas-rich Galaxy at z = 5: Clues to the Early Chemical Enrichment of Galaxies
高红移类星体吸收体中的元素丰度提供了对遥远星系化学富集的极好探测，并且可以限制第三族和早期第二族恒星的模型。最近的观测表明，在红移0 $<$ $z$ $<$ 3处，次阻尼莱曼-α（sub-DLA）吸收体比DLA吸收体更富含金属。也有人提出，DLA金属度在$z$ $>$ 4.7时突然下降。然而，只有3个位于$z$ $>$ 4.5的DLA和没有位于$z$ $>$ 3.5的DLA具有未贫化元素的“无尘”金属丰度测量值。我们报告的第一个类星体子DLA金属丰度测量在$z$ $>$ 3.5，从探测到的高分辨率数据中的子DLA在$z$ =5.0的未耗尽的元素。我们得到相当强大的C，O，Si和Fe的丰度，使用线以外的莱曼α森林。该吸收剂是贫金属的，O/H]=-2.00 $\pm$ 0.12，这比从$z$ $<$ 3.5亚DLA的趋势外推所预期的水平低$\gtrsim$ 4 $σ$。C/O比比太阳低1.8 $^{+0.4}_{-0.3}$倍。更引人注目的是，Si/O比太阳低3.2倍，而Si/Fe几乎是太阳的（$^{+0.6}_{-0.5}$倍）。这种吸收剂没有显示出明显的α/Fe增强。尘埃的消耗可能比银河系星际介质中常见的情况从气相中去除了更多的硅，如果高红移超新星形成更多富含硅酸盐的尘埃，这可能是可以预期的。C/O和Si/O在不同的速度分量之间变化很大，表明尘埃耗尽和/或早期恒星核合成的空间变化（…
2016-07-25 astro-ph.GA
Metal Mixing and Ejection in Dwarf Galaxies is Dependent on Nucleosynthetic Source
使用一个孤立的矮星系的高分辨率模拟，占多通道的恒星反馈和化学演化的恒星逐星的基础上，我们调查如何分布在我们的多相星际介质（ISM）和我们的银河系喷射的星系风的15种金属。我们首次证明了ISM中单个金属物种的质量分数概率分布函数（PDF）可以很好地描述为分段对数正态分布和幂律分布。PDF属性在每个ISM阶段都不同。热气体主要是最近的富集，具有显着的幂律尾部高金属馏分，而冷气体主要是对数正态分布。此外，由渐近巨分支（AGB）风富集为主的元素（如N和Ba）的混合效率低于由超新星富集为主的元素（如$α$元素和Fe）。这一结果是由源能量和源位置的差异驱动的，特别是与大质量恒星相比，AGB星将物质喷射到冷气体中的机会更高。几乎所有产生的金属都从星系中喷射出来（只有4%被保留下来），但超过20%的由AGB富集的金属被保留下来。因此，在矮星系中，主要通过AGB风合成的元素应该比核心坍缩或Ia型超新星中合成的元素更丰富，而且分布更广。我们讨论了这些结果的观测影响，其潜在的用途，在开发改进的银河系化学演化模型，其推广到更大的星系。
2018-11-07 astro-ph.GA
A view of the H-band light-element chemical patterns in Globular Clusters under the AGB self-enrichment scenario
通过分析9个银河系球状星团（GCs）中的巨星数据，讨论了AGB星在球状星团（GCs）中形成多星族的自富集过程，这些巨星覆盖了广泛的金属丰度范围，并同时获得了C、N、O、Mg、Al、Si等元素的测量数据。为此，我们计算了6组AGB模型，与属于每个GC的第一代的恒星具有相同的化学成分。我们发现，AGB产量可以重现一组可用的观测，不仅在每个GC中的恒星所示的污染程度，但更重要的是，还观察到的趋势与金属丰度，这与AGB演化模型的预测吻合得很好。虽然需要进一步的观测证据来明确确定新一代恒星在GC中形成的星际介质污染的主要参与者，但目前的结果证实，在AGB阶段期间，质量在$4~\rm M_{\odot} \leq \rm M \leq 8~\rm M_{\odot}$范围内的恒星喷出的气体具有与GC中恒星相同的化学模式。
2017-12-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Variable interstellar radiation fields in simulated dwarf galaxies: supernovae versus photoelectric heating
我们提出了高分辨率的流体动力学模拟孤立的矮星系，包括自引力，非平衡冷却和化学，星际辐射场（IRSF）和屏蔽，恒星形成和恒星反馈。这包括空间和时间变化的光电（PE）加热，光电离，解决超新星（SN）爆炸波和金属富集。一种新的灵活的方法来采样恒星的初始质量函数，使我们能够遵循的贡献，ISRF，金属输出和SN延迟时间的个别大质量恒星。我们发现SNe在调节全球恒星形成速率、塑造多相星际介质（ISM）和驱动星系外流等方面起着主导作用。流出率（与质量加载因子的几个）和热气体馏分的ISM增加与SNe在低密度的环境中，辐射能量损失低爆炸的数量。虽然PE加热单独可以抑制恒星形成比SNe单独可以做的稍微多（几个因素），但它无法驱动外流并再现当SNe被包括时自然出现的多相ISM。这些结果与Forbes等人最近的结果相冲突，他们得出结论，PE加热是抑制矮星恒星形成的主要过程，比SNe高出一个数量级。这种差异的潜在起源进行了讨论。在没有SNe和光致电离（驱散密集云的机制）的情况下，由于密集气体与辐射源的（不切实际的）接近，PE加热的影响被高度高估。这导致了大量的紫外线照射的尘埃和远红外线的连续比太低的观测相比，红外连续发射的提升。虽然ISRF在调节恒星形成方面处于次要地位，但它通过光解控制分子氢的丰度。
2017-01-30 astro-ph.GA
CLASSY XIV: The Nitrogen Exception -- Multi-Phase Enrichment and Feedback in High-$z$ Analogs
Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；Observatoire de Paris, Université PSL, CNRS, Sorbonne Université（巴黎天文台，巴黎文理研究大学，法国国家科学研究中心，索邦大学）；University of Edinburgh（爱丁堡大学）；The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）；Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）；Rutgers University（罗格斯大学）；University of Hertfordshire（赫特福德大学）
研究通过分析多相富集和反馈机制，揭示了恒星形成星系中氮和氧丰度的差异及其与恒星质量、喷流速度等参数的关系。
2025-12-06 astro-ph.GA
Formation of star clusters and enrichment by massive stars in simulations of low-metallicity galaxies with a fully sampled initial stellar mass function
该研究通过GRIFFIN低金属丰度矮星系流体动力学模拟，采用完全采样IMF并纳入大质量恒星反馈，揭示星团形成及超新星与恒星风的差异化化学增丰机制。
2023-04-20 astro-ph.GA
Modelling the chemical evolution of molecular clouds as a function of metallicity
银河系正处于持续的元素进化中。由于垂死恒星产生的新元素被输送到星际介质，新一代恒星和行星系统的形成受到这种金属富集的影响。我们的目标是研究金属丰度对星际介质气相化学的作用。使用一个系统的耦合常微分方程模型的化学反应，我们模拟了不同的初始星际元素组成的气相中的分子丰度的演变。这些不同的初始元素组成考虑了银河系元素演化的自洽模型预测的“元素丰度”的变化。据我们所知，这是首次尝试将银河系的元素演化和分子云的化学演化结合起来。金属丰度被发现有一个强大的整体气相组合物的影响。随着金属度的降低，长碳链的数量增加，小分子物种的时间尺度增加，氧的主要形式从O和CO转变为O2。这些影响主要是由于电子、H3+和原子氧丰度的变化。
2014-03-04 astro-ph.GA
Constraining the final fates of massive stars by oxygen and iron enrichment history in the Galaxy
最近对核心坍缩超新星的观测研究表明，只有零年龄主序星质量小于$16$ - $18\ M_\odot$的恒星在成为红超巨星时才会爆炸，产生IIP型超新星。这可能意味着更大质量的恒星会产生其他类型的超新星，或者它们只是坍缩成黑洞而不会产生明亮的超新星。这个失败的超新星假说可能会导致氧气生产效率非常低，因为在$20$ - $30\ M_\odot$周围具有零年龄主序星质量的大质量恒星的内层中大量产生的氧气可能不会被喷射到周围的星际空间中。我们首先假设一个未指定的人口的氧气注入事件有关的大质量的恒星，并获得一个模型无关的约束有多少氧气应该在一个单一的事件中释放，以及如何频繁地发生这样的事件。我们进一步进行了单盒星系化学富集计算与不同质量范围的大质量恒星爆炸的核心坍缩超新星。我们的研究结果表明，假设所有具有$9$ - $100\ M_\odot$的大质量恒星爆炸为核心坍缩超新星的模型仍然是最合适的解释太阳的氧和铁的丰度和它们在银河系中的富集历史。银河系中的氧质量没有得到解释时，假设只有大质量恒星的零年龄主序星质量在9-17 $M_\odot$的范围内，有助于银河系的氧富集。这一发现意味着，质量比$17M_\odot$大的恒星中有相当一部分应该在超新星爆炸或其他质量损失过程中喷射出它们的氧层。
2017-12-06 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Chemical enrichment in LINERs from MaNGA. I. Tracing Oxygen and Nitrogen Nuclear Abundances in LINERs with Varied Ionizing Sources
本研究利用MaNGA的105个LINER星系样本，通过构建光致电离模型网格并结合HII-CHI-Mistry代码，分析了不同电离源假设对核区氧、氮丰度的影响，发现氧丰度受电离源假设影响较大，而氮氧比更稳定且呈超太阳值，AGN活动假设比年老热星族假设更符合标准化学富集图景。
2024-12-11 astro-ph.GA
METAL: The Metal Evolution, Transport, and Abundance in the Large Magellanic Cloud Hubble program. III. Interstellar Depletions, Dust-to-Metal, and Dust-to-Gas Ratios Versus Metallicity
星际消耗的金属丰度和气体密度依赖性，尘埃-气体（D/G）和尘埃-金属（D/M）比对我们如何准确地追踪宇宙的化学富集有重要的影响;无论是通过使用FIR尘埃排放作为ISM的示踪剂;还是通过使用阻尼莱曼-α系统（DLAs）的光谱学来测量广泛的红移范围内的化学丰度。我们收集和比较大样本的消耗测量银河系（MW），LMC（Z=0.5 Zsun），SMC（Z=0.2 Zsun）。不同元素的消耗之间的关系在三个星系之间没有很大的变化，这意味着丰度比应该精确地追踪到20%的太阳金属丰度。从损耗出发，我们导出了D/G和D/M。D/G随密度的增加而增加，这与在密度更大的ISM中气相金属更有效地吸附到尘埃颗粒上是一致的。当log N（H）> 21 cm^-2时，金属丰度示踪物（S、Zn）的损耗超过-0.5 dex，即使在太阳金属丰度为20%的情况下也是如此。从MW到LMC（因子3）和SMC（因子6），金属的气体分数增加，补偿了总重元素丰度的减少，并导致这三个星系具有相同的中性气相金属丰度。来自消耗的D/G比来自FIR、21 cm和CO排放的D/G高2倍（LMC）和5倍（SMC），这可能是由于尘埃FIR不透明度和碳和氧消耗的综合不确定性。
2022-02-09 astro-ph.GA
METAL: The Metal Evolution, Transport, and Abundance in the Large Magellanic Cloud Hubble program. II. Variations of interstellar depletions and dust-to-gas ratio within the LMC
星系中重子循环的一个关键组成部分是中性ISM中金属从气体到尘埃相的耗尽。哈勃太空望远镜上的METAL（大麦云云中的金属演化、运输和吸收）计划获得了半太阳金属丰度LMC中朝向32条视线的紫外光谱，从中我们得到了Mg、Si、Fe、Ni、S、Zn、Cr和Cu的星际贫化（气相分数）。不同元素的消耗是紧密相关的，表明有一个共同的起源。氢柱密度是耗尽变化的主要驱动力。相关性较弱的体积密度，探测CI精细结构线，距离LMC中心。后者的相关性的结果从气相金属丰度的东西变化。东部的天然气，包括30剑鱼座和东南HI超密度的LMC压缩侧富集高达+0.3dex，而西部的天然气缺乏金属高达-0.5dex。在METAL探测的参数空间内，未发现与分子分数或辐射场强度的相关性，我们证实了远红外、21 cm和CO观测中观察到的扩散（logN（H）~20 cm-2）和分子（logN（H）~22 cm-2）ISM之间的尘埃-金属和尘埃-气体比增加了3-4倍。尘埃-金属和尘埃-气体比随柱密度的变化对化学演化的次网格物理学、整个宇宙时期的气体和尘埃质量估计以及通过阻尼莱曼-α系统的光谱学测量的宇宙化学富集具有重要意义。
2021-01-23 astro-ph.GA
The population of planetary nebulae near the Galactic centre: chemical abundances
行星状星云是研究银河系和其他星系化学演化的重要工具，可以探测核合成过程、丰度梯度和星际介质的化学富集。特别是，银河系核球PNe（GBPNe）已被广泛用于文献中，以研究这种银河系结构的化学性质。然而，目前可用的GBPNe化学成分的研究是强烈的偏见，因为他们集中在明亮的物体，主要位于银河系的低星际红化区域。在这项工作中，我们报告的物理参数和丰度的样品17个高消光PNe位于内2 \degr的银河系的隆起，基于低色散光谱固定在SOAR望远镜使用古德曼摄谱仪。新的数据使我们能够扩展我们的数据库，包括微弱的对象，提供位于该地区的核凸起的PNE的化学成分和估计其祖先的质量，以探索银河系核凸起中心地区的化学富集历史。结果表明，与位于银河系核球外围的PNe相比，银河系中心PNe的N/O丰度比有所增加。这可能表明最近发生在银河系中心附近的恒星形成事件。
2017-02-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
The dust mass in z > 6 normal star forming galaxies
我们解释最近ALMA观测z > 6正常恒星形成星系的半数值方法，耦合输出的宇宙流体动力学模拟与化学演化模型，占尘埃富集超新星，渐近巨星分支星和颗粒生长的贡献在星际介质。我们发现，虽然恒星源在小星系的尘埃质量中占主导地位，但Mstar > 10^9 Msun的星系所经历的更高水平的金属富集允许有效的颗粒生长，这为尘埃质量提供了主要贡献。即使假设超新星尘埃产生的效率最高，观测到的z = 7.5的星系A1689-zD 1的尘埃质量也需要非常有效的颗粒生长。这反过来又意味着，在这个星系中，发生颗粒生长的冷而稠密的气体的平均密度与从类星体宿主星系的观测中推断出的类似红移相当。虽然这似乎是合理的，但星系尘埃连续辐射在6.5 < z < 7.5的上限表明，这些条件不一定适用于大部分高红移星系群。
2015-05-07 astro-ph.GA
Isotopic enrichment of planetary systems from Asymptotic Giant Branch stars
本研究发现Gaia数据中NGC2264恒星形成区存在闯入的AGB恒星，证明演化恒星可遭遇年轻行星系统，并通过模拟证实AGB恒星产生的26-Al和60-Fe足以解释太阳系的同位素富集与行星内部加热。
2023-07-20 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The redshift evolution of oxygen and nitrogen abundances in emission-line SDSS galaxies
研究了发射线SDSS星系中氧和氮丰度随红移和星系恒星质量的演化。这是第一次对氮丰度进行这样的研究，它为研究星系的化学演化提供了额外的限制。我们设计了一个标准，以识别和排除考虑AGN和恒星形成星系的线通量测量误差大。为了选择恒星形成的星系与准确的线通量测量，我们要求，对于每个星系，氮丰度与各种校准的基础上不同的发射线同意。使用这种选择标准，恒星形成星系的子样本已被提取的MPA/JHU集团的目录。我们发现，在过去的3 Gyr中，质量最大的星系，即质量大于10^11.2 M_sun的星系，并没有同时富集氧和氮：它们在遥远的过去形成了恒星，以至于在z=0.25之前，它们的核合成产物已经返回到了星际介质中。质量范围从10^11.0 M_sun到10^11.2 M_sun的星系没有明显的氧富集，但确实显示出一定的氮富集：它们也在z=0.25之前形成恒星，但与最高质量的星系相比要晚;这些恒星在z=0.25之前没有将氮返回到星际介质，因为它们没有足够的时间进化。这表明，寿命为2-3 Gyr的恒星有助于氮的产生。最后，质量小于10^11 M_sun的星系在最后3 Gyr期间显示出氧和氮的富集：它们经历了可观的恒星形成，并在此期间将其质量的20%转化为恒星。
2010-02-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
