Context: Grids of stellar models, computed with the same physical ingredients, allow one to study the impact of a given physics on a broad range of initial conditions and are a key ingredient for modeling the evolution of galaxies. Aims: We present a grid of single star models for masses between 0.8 and 120 $M_\odot$, with and without rotation for a mass fraction of heavy element Z=0.006, representative of the Large Magellanic Cloud (LMC). Methods: We used the Geneva stellar evolution code. The evolution was computed until the end of the central carbon-burning phase, the early asymptotic giant branch phase, or the core helium-flash for massive, intermediate, and low mass stars, respectively. Results: The outputs of the present stellar models are well framed by the outputs of the two grids obtained by our group for metallicities above and below the one considered here. The models of the present work provide a good fit to the nitrogen surface enrichments observed during the main sequence for stars in the LMC with initial masses around 15 $M_\odot$. They also reproduce the slope of the luminosity function of red supergiants of the LMC well, which is a feature that is sensitive to the time-averaged mass loss rate over the red supergiant phase. The most massive black hole that can be formed from the present models at Z=0.006 is around 55 $M_\odot$. No model in the range of mass considered will enter into the pair-instability supernova regime, while the minimal mass to enter the region of pair pulsation instability is around 60 $M_\odot$ for the rotating models and 85 $M_\odot$ for the nonrotating ones. Conclusions: The present models are of particular interest for comparisons with observations in the LMC and also in the outer regions of the Milky Way. We provide public access to numerical tables that can be used for computing interpolated tracks and for population synthesis studies.
Grids of stellar models with rotation VII: Models from 0.8 to 300 M$_\odot$ at super-solar metallicity (Z = 0.020)
我们提出了一个网格的恒星模型在超太阳金属丰度（Z = 0.020）扩展以前的网格的日内瓦模型在太阳和太阳下的金属丰度。选择Z = 0.020的金属丰度来匹配内银盘。与太阳模型相比，金属丰度适度增加了43%（=0.02/0.014），这意味着模型的演化与太阳模型相似，但质量损失略大。质量损失将超级太阳模型的最终总质量限制在35 M $_\odot$，即使初始质量远大于100 M $_\odot$的恒星也是如此。对于旋转恒星，质量损失在20 M $_\odot$以上的恒星（对于非旋转恒星，质量损失在25 M $_\odot$以上的恒星）足以去除整个富氢包层。因此，我们的模型预测旋转恒星的SNII低于20 M $_\odot$（非旋转恒星为25 M $_\odot$），SNIb（可能是SNIc）高于此。我们计算了等时线和合成星团，将我们的超太阳模型与Westerlund 1（Wd 1）大质量年轻星团进行了比较。结合旋转和非旋转模型的年龄分布在log 10（年龄/年）= 6.7和7.0之间的合成集群能够定性地再现观察到的WR，RSG和YSG星在Wd 1的人口，特别是他们同时存在的log 10（L/L $_\odot$）= 5-5.5。定量协议是不完善的，我们讨论了可能的原因：合成集群参数，二元相互作用，质量损失及其相关的不确定性。特别是，质量损失在冷的HRD部分起着关键作用。
The growth of H II regions around massive stars: the role of metallicity and dust
气体金属度$Z$和相关的粉尘-气体比$f_\textrm{d}$可以通过金属线冷却和UV吸收影响HII区的生长。我们在包含大质量恒星的恒星形成区域中模拟这些效应。我们计算恒星光电离和辐射压力（RP）的反馈，使用蒙特卡罗辐射传输耦合流体力学，包括恒星和漫射辐射场。本文用星团-汇粒子方法跟踪了一个$10^5$ M $_\odot$湍流云，其中$Z/$ Z $_\odot$ = 2，1，0.5，0.1和$f_\textrm{d} = 0.01 Z/$ Z $_\odot$.这些模型在反馈下至少进化了150万年。较低的$Z$导致较高的温度，因此导致较大的HII区域。对于$Z \ge$ Z $_\odot$，辐射压力$P_\textrm{rad}$可以局部地超过汇粒子周围内半秒差距内的气体压力$P_\textrm{gas}$。总体而言，$P_\textrm{rad}/P_\textrm{gas}$的比值约为1（2 Z $_\odot$）、0.3（Z $_\odot$）、0.1（0.5 Z $_\odot$）和0.03（0.1 Z $_\odot$）。在太阳模型中，排除RP导致电离体积比具有两种机制的基准模型小几倍。排除RP和紫外线衰减的灰尘的结果在一个更大的电离体积比基准的情况下。电离气体的径向膨胀速度向外达到$+$ 15 km/s，而中性气体在大部分运行时间内具有向内的速度，除了0.1 Z…
Formation of heavy double neutron stars II: the role of heavy first-born neutron stars and low metallicity
The ARC Centre of Excellence for Gravitational Wave Discovery（ARC引力波发现卓越中心）；Centre for Astrophysics and Supercomputing, Swinburne University of Technology（斯威本科技大学天体物理与超级计算中心）
Cold-Mode Accretion: Driving the Fundamental Mass-Metallicity Relation at z~2
我们调查的恒星形成率（SFR）依赖于恒星质量和气相金属丰度关系在z=2与MOSFIRE/凯克作为ZFIRE调查的一部分。我们已经确定了117个星系（1.98 < z < 2.56），$8.9\leq$ log（M/M $_{\odot}$）$\leq11.0$，我们可以测量气相金属丰度。我们第一次发现，当用低（$<10$ ~M $_{\odot}$ yr $^{-1}$）和高（$>10$ ~M $_{\odot}$ yr $^{-1}$）SFR划分样本时，用单个星系的质量-金属丰度关系存在明显差异。在固定质量下，低恒星形成星系往往比高恒星形成星系具有更高的金属丰度。使用几个基本的假设，我们进一步表明，气体质量和金属量所需的基本质量-金属量的关系，其内在的散射，是一致的冷模吸积预测从OWLS流体动力学模拟。我们的模拟和观测结果都表明冷模吸积是造成$z=2$基本质量-金属丰度关系的原因，并表明宇宙学吸积与星系基本性质之间的直接关系。
Stellar Winds and Coronae of Low-mass Pop. II/III Stars
我们研究了来自零/低金属丰度低质量恒星的恒星风，通过磁流体动力学模拟，对来自质量为$M_{\star}=(0.6-0.8)M_{\odot}$和金属丰度为$Z=(0-1)Z_{\odot}$的恒星的\Alfven波驱动的恒星风进行了研究，其中$M_{\odot}$和$Z_{\odot}$分别为太阳质量和金属丰度。由表面对流激发的\Alfvenic波从光球层向上传播，并通过耗散加热日冕。对于较低的$Z$，由于辐射冷却效率低，密度较高的气体可以被加热到日冕温度。具有$Z\le 0.01Z_{\odot}$的Pop.II/III型恒星的日冕密度比相同质量的太阳金属丰度恒星的日冕密度大1-2个数量级，因此，质量损失率$\dot{M}$是$(4.5-20)$倍。这表明在低质量的Pop.III星上的金属吸积是可以忽略的。Pop.II/III型恒星的软X射线通量预计也比太阳金属丰度对应物的大$\approx (1-30)$倍，这是因为它们的日冕密度更大，尽管辐射冷却效率更小。在低$Z$的恒星中，由于光球层和日冕层之间的密度差较小，因此大部分输入的\Alfvenic波能量被传输到日冕层，避免了严重的反射。因此，更大的部分被转换为日冕的热能和恒星风的动能。从这个能量学的论证，我们最终导出了$\dot{M}$的标度为$\dot{M}\propto L R_{\star}^{11/9}M_{\star}…
Dust Grain Growth & Dusty Supernovae in Low-Metallicity Molecular Clouds
我们提出了3-D流体动力学模型的超级气泡的演变提供动力的恒星风和超新星从年轻的同时代的大质量星团内的低金属（$Z = 0.02$ Z $_{\odot}$），cluerous分子云。我们探讨了超泡演化的初始阶段，包括对不稳定性和核心坍缩超新星的发生。我们的目的是研究尘埃颗粒生长的发生在轨道尘埃团，并在超级气泡的扫超壳。我们还致力于解决连续超新星产生的尘埃颗粒的生存问题。该模型考虑了星团的引力势和母云的自引力。它还考虑了辐射冷却（包括由尘埃引起的）和最先进的人口合成模型的同时代集群。如前所示，嵌入到clusional介质中的超级气泡变得高度扭曲，主要由于热气体流过低密度通道而膨胀。我们的研究结果表明，在大规模的情况下，（$\sim10^7$ M $_{\odot}$）分子云，承载着超级星团（$\sim5.6\times10^5$ M $_{\odot}$），在超级气泡演化的第一个$2.5$ Myr期间，颗粒生长以速率$\sim4.8\times10^{-5}$ M $_{\odot}$ yr $^{-1}$增加尘埃质量，虽然对不稳定性和核心坍缩超新星对超级气泡尘埃预算的净贡献是$\sim1200$ M $_{\odot} (M_{SC}/5.6\times10^{5}$ M $_{\odot})$，其中$M_{SC}$是星暴的恒星质量。因此，尘埃颗粒的生长和超新星的尘埃注入导致在低金…
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
Revealing Efficient Dust-Formation at Low Metallicity in Extragalactic Carbon-Rich Wolf-Rayet Binaries
我们目前的斯皮策/IRAC观测尘埃形成的六个河外富碳沃尔夫-拉叶（WC）的候选人在低金属丰度（Z $\lesssim0.65$ Z $_\odot$）环境中使用多历元中红外（IR）成像数据从斯皮策红强瞬变巡天（SPIRITS）。SPIRITS~ 16 ln、19 q、16 df、18 hb和14 apu的光学跟踪光谱揭示了C IV $\lambda5801\text{-}12$ ~和/或C III-IV $\lambda4650$ He II $\lambda4686$ ~混合物的发射特征，这些特征与早期型WC星一致。我们确定SPIRITS~ 16 ln是最近发现的碰撞风WC 4 +O双星候选者N604-WRXc的可变中红外对应物，位于M33的亚太阳金属丰度NGC 604 H II~区域。我们解释中红外光谱的变化，从SPIRITS~ 16 ln作为一个尘埃形成的情节在偏心碰撞风WC二进制。SPIRITS~ 19 q、16 df、14 apu和18 hb的绝对星等[3.6]超过了已知的大多数红外发光尘埃形成WC系统WR~104（M $_\mathrm{[3.6]}\lesssim-12.3$）。对SPIRITS~ 19 q中红外爆发中尘埃形成的分析揭示了$\dot{M}_d\gtrsim2\times10^{-6}$ M $_\odot$ yr $^{-1}$的高尘埃产生率，因此可能…
A constant upper luminosity limit of cool supergiant stars down to the extremely low metallicity of I Zw 18
Argelander-Institut für Astronomie, Universität Bonn（波恩大学阿根兰德天文学研究所）；Institute of Science and Technology Austria (ISTA)（奥地利科学和技术研究所）；Max-Planck-Institut für Radioastronomie（马克斯·普朗克射电天文研究所）；Department of Astronomy, The Oskar Klein Centre, Stockholm University（斯德哥尔摩大学奥斯卡·克莱因中心天文学系）；Department of Physics & Engineering Physics, Morgan State University（摩根州立大学物理与工程物理系）；Centro de Astrobiología (CSIC-INTA)（天体生物学中心（西班牙国家科学技术研究委员会-国家航空航天技术研究所））
Models for Metal-Poor Stars with Different Initial Abundances of C, N, O, Mg, and Si. III. Grids of Isochrones for $-2.5 \le$ [Fe/H] $\le -0.5$ and Helium Abundances $Y = 0.25$ and $0.29$ at Each Metallicity
Binary black holes in young star clusters: the impact of metallicity
年轻星团是大质量恒星最常见的诞生地，是动态活跃的环境。在这里，我们研究了年轻星团中的黑洞（BH）和双黑洞（BBHs）的形成，通过6000 N体模拟耦合的二进制人口合成。我们探测了三种不同的恒星金属丰度（Z=0.02、0.002和0.0002）和两种初始密度状态（分别在致密和松散星团中半质量半径处的密度$ρ_{\rm h}\ge{}3.4\times10^4$和$\ge{1.5\times10^2}$ M $_\odot$ pc $^{-3}$）。贫金属团簇比富金属团簇倾向于形成更大质量的BH。我们发现具有质量$m_{\rm BH}>60$ M $_\odot$的BH的$\sim{}6$、$\sim{}2$和$<1$ %分别在Z=0.0002、0.002和0.02处。在贫金属团簇中，我们形成质量高达$\sim{}320$ M $_\odot$的中等质量黑洞。通过动力学交换产生的BBH合并（交换BBH）可能比通过双星演化形成的BBH合并更大：前者（后者）达到总质量高达$\sim{}140$ M $_\odot$（$\sim{}80$ M $_\odot$）。在我们的模拟中，最大的BBH合并具有原始质量$\sim{}88$ M $_\odot$，在对不稳定质量间隙内，质量比为$\sim{}0.5$。只有来自贫金属祖先的年轻星团中诞生的BBH才能与O1和O2中质量最大的事件GW 17072…
Gas-Phase Metallicity and Nitrogen Abundances in Low-Mass Galaxies Down to $M_\star\simeq10^{5.7}\,M_\odot$ at $z\simeq4.5$--$10.1$ from JWST Lensing Cluster Surveys
University of Tsukuba（筑波大学）；The University of Tokyo（东京大学）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；Kanazawa University（金泽大学）；SOKENDAI (The Graduate University for Advanced Studies)（综合研究大学院大学）
