RAMSES-CH: A New Chemodynamical Code for Cosmological Simulations
我们提出了一个新的化学动力学代码- Ramses-CH -用于在完全宇宙学框架内模拟星系的化学和流体动力学性质的自洽演化。我们建立在自适应网格细化代码拉美西斯，其中包括治疗的自重，流体力学，恒星形成，辐射冷却，和超新星反馈，跟踪占主导地位的同位素的C，N，O，Ne，Mg，Si和Fe。我们包括Ia型和II型超新星的贡献，除了低和中等质量的渐近巨星分支星，放松瞬时回收近似。新的化学演化模块是高度灵活和便携式的，有助于随时探索基础恒星和核物理的变化。我们将Ramses-CH应用于一个典型L* 星系的宇宙学模拟，成功地恢复了关于[α/Fe]-[Fe/H]和Ia/II型超新星速率的基本经验约束。
2012-04-25 astro-ph.GA
Chemodynamical study of two CEMP-no stars from the Hamburg/ESO Survey
本研究对Hamburg/ESO巡天中两颗CEMP-no星开展化学动力学分析，确认其分类与前身星性质，揭示其吸积起源及对应银河系早期并合事件。
2023-11-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dust-regulated galaxy formation and evolution:A new chemodynamical model with live dust particles
星际尘埃在中性氢向分子氢的转化、星际介质的演化以及星系光谱能量分布的改变等方面起着决定性的作用。在以前的星系形成和演化的数值模拟中，尘埃的这些重要作用并没有自洽地包括在内。因此，我们发展了一个新的模型，通过这个模型可以详细地研究与尘埃有关的物理过程，如光电加热、尘埃上的H_2形成和尘埃上的恒星辐射压力，是否以及如何影响星系形成和演化。该模型的一个新颖之处在于，星系中不同的尘埃物种由“活尘埃”粒子表示（即，而不是测试粒子）。因此，星系中的尘埃粒子不仅与星系的所有四个组成部分（即，暗物质、恒星、气体和尘埃），但也通过ISM的物理过程生长和毁灭。首先，我们描述了一种方法，包括尘埃相关的物理过程中Nbody+星系演化的流体动力学模拟的细节。然后，我们展示了一些尘埃调节星系演化的初步结果。初步结果表明，由恒星辐射压驱动的尘埃分布演化对恒星形成率、化学丰度、H_2分数和星系气体分布的演化具有重要意义。
2015-01-22 astro-ph.GA
The SAGES Legacy Unifying Globulars and GalaxieS Survey (SLUGGS): Sample definition, methods, and initial results
介绍了对邻近早型星系（ETGs）及其球状星团（GC）系统进行宽视场光度和光谱化学动力学观测的科学动机。SLUGGS（SAGES Legacy Unifying Globulars and GalaxieS）调查主要由Subaru/Suprime-Cam和Keck/DEIMOS进行。前者提供了900弧分^[2]视场范围内的深星系成像，以表征GC和宿主星系的颜色和空间分布，并识别光谱目标。近红外CaII三重态提供的气相色谱视向速度和金属丰度一般可达~8 R_e，在某些情况下可达~15 R_e。新的技术，以提取综合恒星运动学和金属丰度大半径（~2-3 R_e）的音乐会与GC数据，以创建二维速度和金属丰度的地图比较与模拟的星系形成。SLUGGS与其他互补的二维化学动力学调查相比，其优势在于其优越的速度分辨率、径向范围和多个晕示踪剂。我们描述了25个邻近ETG的样本，星系和GC的选择标准，观测策略，数据处理技术和建模方法。调查观察已接近完成，迄今为止已发表了30多篇使用SLUGGS数据的论文。在这里，我们总结了一些初步的结果，包括签名的两个阶段的星系组装，GC金属丰度双峰的证据，和一个新的框架形成的扩展星团和超紧矮星。综合概述了目前的化学动力学约束GC系统点，在高红移的金属贫和富金属GC分离，原位形成模式。
2014-09-10 astro-ph.GA
The $R$-Process Alliance: The $R$-Process Enhancement of Stars from Chemodynamically Tagged Groups in the Milky Way Halo
San Francisco State University（旧金山州立大学）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）；Lawrence Livermore National Laboratory（劳伦斯利弗莫尔国家实验室）；North Carolina State University（北卡罗来纳州立大学）
研究通过高分辨率光谱分析确认三颗金属贫乏恒星的R过程增强特征，揭示其可能源自被银河系晕吞噬的矮星系，且其中两颗为R-II星，另一颗接近R-I阈值。
2026-05-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Four-hundred Very Metal-poor Stars Studied with LAMOST and Subaru. III. Dynamically Tagged Groups and Chemodynamical Properties
本文对 LAMOST 与 Subaru 高分辨率样本中的352颗极贫金属恒星进行化学动力学分析，通过 friends-of-friends 聚类识别131个动力学群组，并揭示多个银河系子结构的丰度特征。
2024-05-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemo-Dynamical Evolution of Galaxies
本文综述星系化学动力学模拟如何结合流体动力学与化学增丰，以解释银河系及外部星系的元素分布观测并约束星系形成演化。
2023-04-26 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Unbiased constraints on ultralight axion mass from dwarf spheroidal galaxies
有人建议，矮球状星系（dSphs）的内部动力学可以用来测试是否超轻轴子与$m_a\sim 10^{-22}\text{eV}$是一个首选的暗物质候选人。然而，与理论预测的比较往往是不确定的，原因很简单，虽然大多数宇宙学模型只考虑暗物质，但人们只观察到重子。在这里，我们使用现实的银河系dSph的运动学模拟数据目录表明，“质量各向异性简并”在牛仔裤方程导致有偏见的界限未知的暗物质晕配置文件的星系中的轴子质量。在具有多个化学动力学成分的星系中，这种偏差可以通过模拟每个子群中的质量来部分消除。然而，模拟数据的分析表明，轴子质量的最小偏差的限制直接从拟合的各个化学动力学组件的光度平均速度色散的结果。将我们的分析应用于两个dSph的已报道的恒星子组件，天炉座和玉夫座，并假设晕轮廓没有受到重子的作用，分别得到核心半径$r_{c}>1.5$ kpc和$r_c> 1.2$ kpc，以及$m_a<0.4\times 10^{-22}\text{eV}$在97.5%的置信度。这些界限是在紧张局势与观测卫星的数量来自简单的（但保守的）估计的subhalo质量函数在银河系类星系。我们将讨论重子反馈如何影响我们的结果，以及如此小的轴子质量对宇宙结构增长的影响。
2017-08-21 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Purveyors of fine halos. II. Chemodynamical association of halo stars with Milky Way globular clusters
我们目前的化学动力学之间的联系，目前的银河系晕场恒星人口和银河系球状星团（GC）使用的数据集，结合信息从$\rm{\it Gaia}$空间任务和斯隆数字巡天（SDSS-IV，DR 14）。此外，我们纳入了一个样本的晕巨星与一个独特的化学签名（强CN bandheads），类似的轻元素异常，否则只看到在第二代GC恒星星族。使用三种不同的标记技术，我们可以成功地建立在8个GC附近的151个潮外星之间的独特的协会。此外，我们还对CN-强巨星样品中约$62\%$的可能来源进行了追踪，发现它们可能是其宿主星系团。几个参与的GC已经与盖亚-恩克拉多斯和红杉的合并事件联系起来。通过在17颗CN强恒星及其周围磁场之间建立运动学和化学联系，我们可以识别出具有相同[Fe/H]的共同运动恒星群，这些恒星可能具有星团起源。我们发现了强有力的证据表明，四个CN-强恒星和他们的同事是连接到人马座流，而他们的严格限制[Fe/H]可能暗示在M 54的诞生地点。最后，我们提供了初步估计的第一代星团恒星的所有恒星中失去了晕的分数。在紧邻的集群附近，该值相当于$50.0\pm16.7\%$，而晕圈字段中的关联则意味着$80.2_{-5.2}^{+4.9}\%$。我们推测，如果通过光谱跟踪证明是真实的，这些数字之间的差异可能表明低质量星团对逃逸到晕中的恒星总数的主要贡献，或者，指向早期星团溶解期间第一代恒星的强烈质量损失…
2020-04-10 astro-ph.GA
A Chemodynamical Census of the Milky Way's Ultra-Faint Compact Satellites. I. A First Population-Level Look at the Internal Kinematics and Metallicities of 19 Extremely-Low-Mass Halo Stellar Systems
Yale University（耶鲁大学）；University of Toronto（多伦多大学）；Dunlap Institute for Astronomy & Astrophysics（邓普勒天文学与天体物理学研究所）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）；Carnegie Institution for Science（卡内基科学机构）；University of Chicago（芝加哥大学）；Kavli Institute for Cosmological Physics（卡弗里宇宙物理学研究所）；Fermi National Accelerator Laboratory（费米国家加速器实验室）
本文首次对银河系19个极低质量晕星系的内部运动学和金属含量进行光谱学普查，揭示了这些极端卫星在动力学和化学上的多样性及可能的群体层面特征。
2026-02-19 astro-ph.GA
The dark matter content of Milky Way dwarf spheroidal galaxies: Draco, Sextans and Ursa Minor
本研究利用DESI银河系巡天数据，采用JAM建模方法分析三个经典矮椭球星系的暗物质分布，测得其内密度斜率并给出J、D因子，指出相关研究仍受方法和数据不确定性制约。
2025-10-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Chemodynamics of barred galaxies in cosmological simulations: On the Milky Way's quiescent merger history and in-situ bulge
我们探讨的化学动力学性质的样本中的棒星系的御夫座磁流体动力学宇宙放大模拟，形成盒状/花生（b/p）的凸起，并比较这些银河系（MW）。我们发现，御夫座星系最好的再现恒星星族的MW核球的化学动力学特性有静态合并的历史，因为红移$z\sim3.5$：他们的最后一次重大合并发生在$t_{\rm lookback}>12\,\rm Gyrs$，而随后的合并有一个恒星的质量比为$\leq$ 1：20，这表明最近提出的盖亚香肠/土卫二合并的质量比的几个百分点的上限。这些御夫座MW类似物在b/p区域（$<1\%$）有一个可以忽略不计的异位星，扁平，厚盘状的金属贫乏的恒星星族。在所有具有b/p的御夫座星系的中心区域，异位恒星的平均比例为3%，明显低于那些没有b/p或bar的星系。虽然这些棒星系的中心区域包含最古老的恒星，但它们也有年龄小于5 Gyrs（>30%）的恒星，并呈现X形的年龄和丰度分布。检查我们样本中的圆盘，我们发现在某些情况下，在棒周围形成一个恒星形成环，这改变了星系内部区域的金属丰度。在圆盘的更远处，棒引起的共振导致$V_ϕ-r$平面中的富含金属的脊--其中最长的脊是由于外林德布拉德共振。我们的研究结果表明，银河系有一个不寻常的安静的合并历史，这导致了一个基本上原位隆起，并突出了酒吧可以对周围的磁盘的显着影响。
2020-04-20 astro-ph.GA
Elemental and isotopic abundances and chemical evolution of galaxies
元素和同位素丰度是银河系考古学的化石。在标准的Λ-CDM图像和标准的恒星物理下，通过星系化学动力学模拟，粗略地再现了观测到的星系球和星系盘中的[X/Fe]-[Fe/H]关系以及星系的质量-金属丰度关系。像^{17，18}O和^{25，26}Mg这样的同位素比值可能需要对超新星和渐近巨星分支星的模型进行改进。最近对富碳阻尼莱曼α系统的观测只能用微弱的核心坍缩超新星来重现。这表明第一个星系中第一批恒星的化学富集不是由对不稳定超新星驱动的，而是由核心坍缩超新星（\sim 20- 50 M_ \odot）驱动的。观测到的F丰度可以用核心坍缩超新星的中微子过程再现。如F，在小系统中元素丰度的观测可能需要化学富集的进一步复杂化。在球状星团中，来自低质量超新星的相对贡献可能比在外场中小，而来自大质量超新星的贡献在矮球状星系中似乎比在太阳附近小。
2012-02-15 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemodynamical evolution of the Milky Way disk I: The solar vicinity
[摘要]在本系列的第一篇论文中，我们提出了一种研究盘星系化学动力学演化的新方法，该方法包括将盘化学演化模型与星系盘的兼容数值模拟相融合。这种方法避免了模拟中遇到的已知恒星形成和化学富集问题。在这里，我们专注于银河系，通过使用一个详细的薄盘化学演化模型和模拟的宇宙学背景下，动力学性质接近我们的银河系。我们发现，由于径向迁移合并在高红移和中央酒吧在以后的时间，一个相当大的比例老贫金属高[阿尔法/铁]恒星到达太阳附近。这自然解释了最近的一些与薄盘和厚盘有关的观察结果，尽管我们只使用薄盘化学。虽然存在显著的径向混合，但年龄-金属丰度关系的斜率仅受到微弱影响，与最近的观测工作相一致。虽然我们在[O/Fe]-[Fe/H]平面上发现了一个平滑的密度分布，但我们可以通过根据高分辨率样品中用于定义薄盘和厚盘的运动学标准选择粒子来恢复观察到的不连续性。我们概述了一种新的方法来估计太阳的诞生地，并预测最有可能的半径位于4.4 < r < 7.7 kpc的范围内（对于r = 8 kpc的位置）。一个新的，统一的模型，银河系厚盘，合并和径向迁移发挥作用，在不同阶段的磁盘演变。我们发现，在早期的大规模合并的情况下，最古老的恒星的垂直速度色散被低估了约2倍的观测相比。因此，我们可以认为银河系厚盘不太可能是通过静止的盘演化形成的。
2013-11-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
The effect of gravitational tides on dwarf spheroidal galaxies
当地环境对矮球状星系演化的影响知之甚少。我们已经进行了一系列的模拟，调查潮汐的影响，银河系的化学动力学演化的矮椭球体，类似于今天的经典矮星使用SPH代码GEAR。通过一个大的参数空间的潜在轨道模拟模型后，所得到的性能与观察从动力学的角度来看，但也从，往往被忽视的，化学的角度来看。总的来说，我们发现潮汐效应甚至在充满气体的矮星内部也会抑制恒星的形成。这样的淬火，可能会产生径向分布的矮椭球体从轨道内看到的大型宇宙学模拟。我们还发现，金属丰度梯度内的一个矮星是逐渐删除通过潮汐相互作用的恒星轨道移动到更高的半径。模型矮星也会向更高的$\langle$ [Fe/H] $\rangle$ /L比率转变，但只有在失去恒星质量的$>$ $20\%$时。
2014-02-18 astro-ph.GA
Chemodynamical evolution of the Milky Way disk II: Variations with Galactic radius and height above the disk plane
[Abridge]在本系列的第一篇论文（论文I）中，我们提出了一种新的方法来研究盘状星系的化学动力学演化，重点是银河系。在这里，我们将这些结果扩展到距离银河系中心的不同距离，寻找与正在进行的和未来的光谱调查有关的可观测量的变化。通过分离运动加热和径向迁移的影响，我们表明，迁移是更重要的，即使是最古老和最热的恒星星族。恒星的出生引导半径和最终引导半径（分别表示来自迁移和加热的污染）的分布随着距离银河系中心的增加而变宽。因此，年龄-金属丰度关系的斜率在银河系半径大于太阳半径时显著增大。在我们的模型中的径向金属丰度和[Mg/Fe]梯度显示出显着的变化与高度以上的平面由于恒星年龄的混合物的变化。随着距盘平面距离的增加，发现径向金属丰度梯度的反转从负到弱正（r<10 kpc），[Mg/Fe]梯度从正到负。我们认为这与以下因素的综合效应有关：（一）靠近盘平面的年轻恒星占优势，而远离盘平面的老恒星占优势;（二）更集中的老恒星成分;以及（三）单年龄盘种群的耀斑。我们还研究了再循环气流对[Fe/H]平均值的影响，发现在4<r<12 kpc的区域内，引入的误差小于0.05-0.1 dex，这与向内和向外的气流在该径向范围内大部分抵消的事实有关。我们表明，径向迁移不能与磁盘的内向外形成的竞争，暴露的更集中的老年人磁盘人口，并与最近的观察结果相一致。
2014-10-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Metallicity and Elemental Abundance Gradients of Simulated Galaxies, and their Environmental Dependence
重元素的内部分布，特别是径向金属丰度梯度，提供了深入了解星系合并的历史。使用我们的宇宙学，化学动力学模拟，包括详细的化学富集和反馈的活动星系核（AGN），我们发现，恒星金属丰度梯度在最大质量的星系（$\sim3\times10^{10}$ M $_\odot$）是平坦的合并，并无法再生由于淬火的恒星形成AGN反馈。拟合范围是在逐个星系的基础上选择的，以掩盖卫星星系。梯度的演化路径可以概括如下：i）通过富含气体的组装产生初始的陡峭梯度，ii）通过恒星形成和/或恒星在外围吸积的被动演化，iii）通过合并突然变平。在给定的质量下，梯度有一个显著的分散，这源于最后一条路径，因此来自星系类型。由于合并事件的复杂性，在给定的星系质量和类型下仍然存在一些变化，因此我们只发现了弱的环境依赖性。我们的早期型星系（ETGs），定义从恒星形成的主要序列，而不是他们的形态，是在良好的协议与观察到的恒星金属丰度梯度的ETGs在SAURON和ATLAS 3D调查。我们发现小的正[O/Fe]梯度的恒星在我们的模拟星系，虽然他们是较小的AGN反馈。气相金属丰度和[O/Fe]梯度也显示出变化，其起源并不像恒星星族那样清楚。
2017-07-20 astro-ph.GA
RAMSES-CH: A New Chemodynamics Code
我们提出了一个新的化学动力学代码的基础上，自适应网格加密代码RAMSES。新的代码使用欧拉流体动力学和N体动力学在宇宙学的框架来跟踪生产和平流的几种化学物质。这是第一个这样的代码遵循宇宙学体积中化学元素的自洽演化，同时保持亚千秒差距的分辨率。该代码将用于模拟盘星系，并探索化学演化模型和恒星形成对星系丰度比的影响。
2012-02-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmic evolution of dust in galaxies: Methods and preliminary results
我们研究了尘埃性质的红移（z）演化，它依赖于星系形成的初始条件，和在不同z的尘埃，气体和恒星的内容之间的物理相关性基于我们原来的化学动力学模拟的星系形成与尘埃的生长和破坏。在这一初步研究中，我们首先确定了尘埃演化最重要的两个参数的合理范围，即，尘埃的生长和破坏的时间尺度，通过比较观测到的和模拟的尘埃性质和分子氢H2含量的星系。然后，我们研究了尘气比（D）和H2气体分数（f_H2）以及气相化学丰度（例如，A_O=12+log（O/H））。主要结果如下。在星系盘的早期耗散形成过程中（z ~ 2-3），D和f_H2都能迅速增加，其z演化依赖于初始质量密度、自旋参数和星系质量。观测到的A_O-D关系可以定性地重现，但在给定A_O下模拟的D色散较小。总尘埃质量较大的模拟星系显示出较大的H_2和恒星质量以及较高的f_H_2。盘状星系显示出负的径向梯度D和梯度是陡峭的更大质量的星系。尘埃与金属的比值和气相[S/Fe]在同一星系内以及不同星系之间在不同z处都可能存在显著差异，这意味着在研究星系的H2含量和光谱能量分布时不应使用固定的尘埃与金属的比值。
2014-12-03 astro-ph.GA
Feedback effects of aspherical supernovae explosions on galaxies
利用一个新的化学动力学模型研究了非球面超新星（A-SNe）爆炸对矮星系恒星形成历史和化学演化的影响。我们主要给出两个比较模型的数值结果，以便更清楚地看到星系的A-SN反馈效应。质量大于30M_sun的恒星的SNe在“S-SNe”模型中为A-SNe，而在“SSN”模型中为S-SNe。假设每个S-SN和A-SN分别释放10^{51} erg和10^{52} erg的反馈能量，并且A-SN喷出物的化学产额和反馈能量取决于对称轴与喷出方向之间的角度。我们发现，由于A-SNe的能量反馈，与SSN模型相比，恒星形成至少可以降低3倍。因此，化学演化可以进行得非常缓慢，在ESTA模型。A-SN反馈效应可以在巨型气体空穴和高能气体流出以及独特的化学丰度（例如，高[Mg/Ca]）。基于这些结果，我们提供了一些A-SN反馈效应对星系形成和演化的影响。
2012-10-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Evolution of Magellanic-like Galaxy Pairs and The Production of Magellanic Stream Analogues in Simulations with Tides, Ram Pressure, and Stellar Feedback
我们提出了一系列的化学动力学模拟的麦哲伦系统组成的两个相互作用，质量相等的矮星系绕着一个巨大的宿主星系，包括反馈和恒星形成，潮汐和冲压压力。我们研究了矮星的恒星形成和化学富集历史，以及麦哲伦流类似物的产生。矮星系通过潮汐力相互作用，扭曲它们的形态，引发恒星形成。水流是由反馈和相互作用引起的流出物被潮汐力拉伸而自然产生的。与最近的一些模拟相反，我们发现，即使存在来自宿主星系的冲压压力，主导臂也会持续存在。正如观测到的那样，矮星系和宿主星系之间的相互作用在流中产生了多个运动学分量。正在进行的恒星形成和夹带的低金属含量气体的组合导致该流具有复杂的化学结构，平均金属含量通常低于矮星。
2020-12-04 astro-ph.GA
Formation and evolution of molecular hydrogen in disk galaxies with different masses and Hubble types
利用化学动力学模拟方法，研究了不同质量和Hubble类型的孤立盘星系和相互作用盘星系中H2的物理性质，包括H2在尘埃颗粒上的形成以及尘埃在星际介质中的生长和破坏.我们特别关注H2气体质量分数（f_H2）、H1和H2的空间分布以及H2局部标度关系对初始晕质量（M_h）、重子分数（f_bary）、气体质量分数（f_g）和Hubble类型的依赖性。主要结果如下。在具有较高M_h、f_bary和f_g的盘状星系中，最终的f_H2可以更大。一些低质量的盘模型，其M_h小于10^10 M_sun，显示出极低的f_H2，因此即使初始f_g很大（>0.9），也没有或几乎没有恒星形成。大的星系凸起会严重抑制尘埃颗粒上HI的H2形成，而强的恒星棒不仅能增强f_H2，还能形成以H2为主的中心环。H2的投影径向分布比HI的径向分布要紧密得多，在MW型圆盘模型中，H2与HI之比（R_mol）的模拟径向分布大致遵循R^-1.5。星系相互作用能显著增加盘星系的f_H2和总H2质量。H2的局部表面质量密度可以与星系中尘埃的质量密度相关联。观测到的R_mol与气压之间的相关关系（R_mol ~ P_g^0.92）在模拟盘星系中可以很好地再现。
2014-07-24 astro-ph.GA
GECKOS: Turning galaxy evolution on its side with deep observations of edge-on galaxies
GECKOS 是一项 ESO VLT/MUSE 大型计划，利用35个近邻侧向盘星系的积分场光谱数据，研究厚盘组装、化学动力学与内外流，以推广银河系考古方法。
2023-05-31 astro-ph.GA astro-ph.IM
Lost in secular evolution: the case of a low mass classical bulge
盘星系中经典核球的存在对星系的聚集历史有重要的线索。发现非常低质量的经典凸起的观测证据，特别是在棒星系，包括我们的银河系，是一个具有挑战性的任务，酒吧驱动的长期演化可能会带来显着的动力学变化，这些凸起的恒星盘。使用高分辨率的N体模拟，我们表明，如果一个冷的恒星盘组装在一个非旋转的低质量的经典凸起，磁盘迅速增长一个强大的酒吧在几个旋转的时间尺度。随后，棒驱动的长期过程将初始的经典球核转变为一个扁平的旋转恒星系统，其中心部分也生长出与盘棒同步旋转的棒状成分。在此期间，通过盘杆的屈曲失稳形成了一个方形/花生状（以下简称B/P）凸起，该B/P凸起的垂直范围略高于经典凸起，它包含了整个经典凸起。由此产生的复合凸起似乎是光度和运动学相同的B/P凸起没有任何明显的签名的经典组件。我们的分析表明，在本地宇宙中的许多棒星系可能隐藏着这种低质量的经典凸起。我们认为，恒星星族和化学动力学分析可能需要建立这样的低质量的经典隆起的证据。
2015-05-26 astro-ph.GA
Automated Simulations of Galaxy Morphology Evolution using Deep Learning and Particle Swarm Optimisation
在天文学中，具有中心球状星系和外部星环的霍格型星系的形成还有待了解。我们认为这些独特的物体是由过去的椭圆星系和富含气体的矮星系之间的相互作用形成的。我们已经通过模拟模拟了这种潜在的形成过程。这些数值模拟是调查这种形成假设的一种手段，然而，这些模拟要探索的参数空间是巨大的。通过机器学习和计算科学的应用，我们实现了一种新的双重方法来寻找模拟中恒星环的最佳模型参数。首先，运行测试粒子模拟以找到椭圆星系（即霍格型星系）周围可以形成星环的可能参数范围。粒子群优化和暹罗神经网络的一种新的组合已经实现了在参数空间上进行搜索，并测试了许多模型的观测和模拟之间的一致性水平。在这个初始步骤的成功，我们随后运行完整的化学动力学模拟模型参数的推导范围，以验证测试粒子模拟的输出。我们成功地找到了参数集，在该参数集恒星环可以从一个富含气体的矮星系和一个中央椭圆星系之间的相互作用形成。这是支持我们关于Hoag型星系形成过程的假设的证据。此外，这表明我们的新的双重方法已成功地实现在这个问题的搜索空间，并可以在未来的应用中进一步研究。~
2019-04-05 astro-ph.GA astro-ph.IM
The post-infall evolution of a satellite galaxy
随着星系模拟分辨率的提高，人们越来越关注矮星系的演化以及模拟与观测的比较。然而，尽管分辨率不断提高，我们还远远没有解决卫星矮星系和围绕宿主星系的热日冕的相互作用。我们描述了一种新的方法，只专注于局部区域周围的一个陷入的矮努力了解如何热重子晕将改变矮星系的化学动力学演化。使用这种方法，我们研究如何矮星，类似于六分仪矮椭球，在银河系一样的星系的日冕演变。我们发现，即使在高perigalacticon冲压压力和潮汐力之间的协同作用转化成一个流的矮星，这表明六分仪是更大规模的过去，以生存其perigalacticon通道。此外，热日冕的巨大围压使得原本在外围的气体开始形成恒星，与孤立演化的矮星相比，最初形成的恒星金属量较低。这种恒星形成的增加最终使矮星系能够形成比孤立星系更多的富含金属的恒星，但前提是矮星系在足够长的时间内保留气体。此外，在陨坑后形成大量恒星的矮星在高金属丰度（[Fe/H] -1.5）时会有轻微的[Mg/Fe]升高。
2015-07-28 astro-ph.GA
VINTERGATAN-GM: The cosmological imprints of early mergers on Milky-Way-mass galaxies
我们提出了一套新的宇宙学放大流体动力学（$\approx 20\, \mathrm{pc}$空间分辨率）模拟银河质量星系研究如何变化的质量比盖亚香肠土卫二（GSE）的祖先影响的$z=0$化学动力学晕星。使用遗传修饰的方法，我们创建五个宇宙学历史的银河系质量暗物质晕（$M_{200} \approx 10^{12} \, M_\mathrm{\odot}$），逐步增加恒星质量比的$z\approx2$合并从1：25到1：2，同时固定星系的最终动力学，恒星质量和大尺度环境。我们发现，在$z=0$的这种变化在早期的历史，随着越来越多的合并，导致越来越紧凑和膨胀为主的星系显着不同的形态。尽管这种结构的多样性，所有的星系都表现出径向偏置人口的内晕恒星像银河的GSE，令人惊讶的是，有一个类似的大小，年龄，$\rm [Fe/H]$和$\rm [α/Fe]$分布是否$z\approx2$合并是更小或更大。这是因为一个较小的异地人口在$z\approx2$是由一个较大的人口形成的合并驱动的星爆，其贡献的GES可以随时间动态增长，与两个人口强烈重叠的$\rm [Fe/H]-\rm [α/Fe]$平面。我们的研究表明，多个高红移的历史可以导致类似的$z=0$化学动力学特征的晕，强调需要额外的限制来区分它们，并考虑到祖细胞的全光谱时，解释$z=0$数据重建我们的银河系的过去的重要性。
2023-03-15 astro-ph.CO 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$Mstar-Zg-SFR关系与最近的测量结果非常一致：我们最好的模型预测了与SFR的明显依赖性。我们的银河系类星系的SFR和金属富集的历史是一致的观测测量和详细的化学演化模型。最后，我们表明，银河系的祖先开始他们的演变低于所观察到的主序列，并逐步达到这一观察到的关系在z = 0。
2016-03-04 astro-ph.GA
How does the stellar disk of the Milky Way get its gas?
在化学动力学演化模型中，通常假设银河系是由内而外形成的，这意味着流入到盘上的气体随着银河系中心距离的增加而减少。同样，复制厚盘和隆起的化学丰度之间的差异相对于薄盘，在早期的吸积通量较高的假设。利用从宇宙学模拟中提取的一组类银河星系，我们研究了模拟恒星盘在整个演化过程中气体的吸积。总的来说，我们发现上面概述的图像是成立的，尽管详细的行为取决于银河系的组装历史和星系形成物理学的复杂性。
2018-05-04 astro-ph.GA
Theoretical clues about dust accumulation and galaxy obscuration at high and low redshift
由于宇宙恒星形成的高峰期在$z \sim 2$，大部分在高质量星系中是模糊的，而在低质量星系中，辐射可以畅通无阻地逃逸。在再电离时期，尘埃遮蔽的演化星系的存在对星系形成和演化模型是一个挑战。利用化学动力学演化模型，研究了初始重子质量从$7.5 \times 10^{7}$ ~M $_\odot$到$2.0 \times 10^{12}$ ~M $_\odot$的星系中形成大量尘埃所需的恒星形成和尘埃产生过程.恒星形成效率也被用来代表从不规则矮星系到巨椭圆星系的恒星形成率。我们采用了来自\citep [][案例A]{dwek 1998 evolution}的粉尘凝聚效率以及较低效率的粉尘凝聚效率（案例B），约为案例A的五分之一。计算了这些参数的所有可能组合，总结了40种不同的情况。我们发现，在高恒星形成系统的尘埃吸积在ISM规则恒星生产之前，恒星形成的高峰，使这些系统几乎不敏感的尘埃凝聚效率。在低恒星形成系统中，情况A和B之间的差异持续时间更长，主要是在小星系中。因此，小的不规则星系应该是区分不同尘埃源的最佳场所。在我们的观测样本中，从文献中，尘埃与气体的比例往往比尘埃质量更分散，无论是恒星质量还是恒星形成率。由于气体、恒星、尘埃和恒星形成率之间的联系，尘埃-气体与尘埃-恒星图是星系和尘埃演化的良好示踪剂。然而，该模型不同时约束所有这些量。新一代设施（如JWST，ELT，VLT和SP…
2020-08-28 astro-ph.GA
Coevolution of dust, gas, and stars in galaxies - I. Spatial distributions and scaling-relations of dust and molecular hydrogen
利用我们的化学动力学模拟研究了星系中尘埃性质、分子氢含量和恒星形成历史的时间演化。这些模拟包括超新星（SNe）和渐近巨星支（AGB）星风中尘埃的形成、尘埃在星际介质（ISM）中的生长和破坏过程、富碳AGB星中多环芳烃（PAH）尘埃的形成、尘埃颗粒上H2的形成、H_2在远紫外光作用下的光解离过程是自洽的。我们主要集中在不同的总质量的盘星系在这个初步的研究。主要结果如下：盘状星系的恒星形成历史可以由星际尘埃的时间演化来调节，主要是因为H_2的形成速率可以由尘埃的性质来控制。观测到的尘气比（D）与气相氧丰度（A_O = 12+log（O/H））之间的相关性在本模式中能较好地再现。圆盘显示负径向梯度（即，H_2含量（f_H_2）、PAH/粉尘质量比（f_PAH）、D和A_O的变化梯度随时间变化。尘埃的表面质量密度与总表面气体密度的相关性比与H_2的相关性强。D值高的局部气体区在单个气盘中更可能具有较高的f_H_2，总H_2质量与总尘埃质量有很好的相关性。更大质量的盘星系更有可能具有更高的D，f_PAH和f_H2以及更小的尘埃与恒星质量比。我们还比较了银河系的恒星形成历史的金属依赖和尘埃依赖的恒星形成模型，并没有发现重大差异。
2013-04-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Simulating galaxy evolution with a non-universal stellar initial mass function
我们认为恒星初始质量函数（IMF）依赖于星系中恒星形成分子云的物理性质，从而研究这种非普适IMF（NUIMF）如何影响星系演化。我们将NUIMF模型纳入到星系尺度的化学动力学模拟中，以研究NUIMF和通用IMF（UIMF）模型在盘星系化学和动力学演化方面的差异。在所采用的NUIMF模型中，Kroupa IMF的三个斜率独立地依赖于分子气体云的密度和金属丰度（[Fe/H]），大质量星和AGB星的金属和尘埃的产生速率可以根据三个IMF斜率的时间演化而变化。模拟的初步结果如下。在活跃的恒星形成盘星系中，NUIMF模型中的恒星形成率可能明显低于UIMF模型，并且在SFR较高的星系中，两个模型之间的差异可能更加显著。化学富集可以进行更迅速的NUIMF模型和[Mg/Fe]对于一个给定的金属丰度是更高的NUIMF模型。在NUIMF模式中，H2分数（f_H2）和尘气比（D）的演化更快，因此最终的f_H2和$D$在NUIMF模式中可以更高。在NUIMF模型中，由于更强的SN反馈效应，在富气盘中大质量恒星团的形成受到更强的抑制。在NUIMF模型中，中心1 kpc以内的新星径向密度分布较浅。
2013-09-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galactic Simulations of r-process Elemental Abundances
我们使用化学动力学模拟，其中包括四个不同的中子捕获过程：磁旋转超新星，中子星合并，中微子驱动的风，和电子捕获超新星的元素丰度比的分布。我们研究了简单孤立的矮盘星系和银河系型星系的宇宙学放大模拟，并将[Eu/Fe]和[Eu/α]演化与最近的观测结果进行了比较，包括HERMES-GALAH调查。我们发现，无论是电子捕获超新星或中微子驱动的风能够充分产生重中子捕获元素，如Eu的数量，以配合观测。中子星合并和磁旋转超新星都能够产生足够数量的这些元素。此外，低金属丰度（[Fe/H] < -1）时[Eu/Fe]和[Eu/α]的分散性以及高金属丰度（[Fe/H] > -1）时[Eu/（Fe，α）]对[Fe/H]梯度的变化都可能是优势r-过程位的指示。利用[Eu/（Fe，α] - [Fe/H]]的分布，我们预测单独的中子星合并不能解释观测到的Eu丰度，但可能与磁旋转超新星一起解释。
2018-12-18 astro-ph.GA
The impact of supernova feedback on the mass-metallicity relations
本研究通过自洽宇宙学化学动力学模拟比较四种超新星反馈方法，发现机械反馈最能匹配至红移z~3的质量-金属丰度关系观测结果。
2023-10-25 astro-ph.GA
LOSS Revisited - II: The relative rates of different types of supernovae vary between low- and high-mass galaxies
在本系列的第一篇论文中，我们指出，剥离包络（SE）超新星（SN）和II型SN速率之间的比率揭示了恒星质量为$\lesssim 10^{10}~{\rm M}_\odot$的星系中SE SN的显著不足。在这里，我们通过将利克天文台超新星搜索（LOSS）SN样本的体积有限的子样本分成低质量和高质量星系并比较其中发现的各种SN类型的相对速率来测试这一结果。LOSS体积限制样本包含180个SNe和SN冒名顶替者，并完成了SNe Ia到80 Mpc和核心塌陷SNe到60 Mpc。我们最近在Shivvers等人（2017）中对所有这些瞬变进行了重新分类。我们发现，某些类型的SNe的相对速率不同的低质量和高质量的星系：SNe Ib和Ic是由低质量星系的~3的一个因素不足。这些星系也包含了样本中唯一的类SN 1987 A的SNe，并且拥有大约9倍于SN冒名顶替者的样本。正常的Ia超新星在低质量星系中似乎要多出30%，这使得这些星系成为同质Ia超新星宇宙学样本的更好来源。SNe IIb的相对速率在低质量和高质量星系中是一致的。对于宽线SNe Ic也是如此，尽管我们的样本只包括两个这样的对象。这里给出的结果与Palomar瞬变工厂的类似分析，特别是关于SNe IIb的分析有矛盾。
2017-03-10 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Fuel Efficient Galaxies: Sustaining Star Formation with Stellar Mass Loss
我们研究长期恒星质量损失的重要性，为燃料正在进行的恒星形成在盘星系在其演化的后期阶段。对于一个星系的一个给定的恒星质量，我们计算的总质量损失率的整个恒星星族使用恒星形成的历史来自观察到的演变的M*-恒星形成率的关系，随着预测的标准恒星演化模型的恒星质量损失的各种初始恒星质量函数。我们的模型表明，恒星质量损失产生的再循环气体可以提供大部分或所有维持晚期星系恒星形成所需的燃料。因此，恒星的质量损失可以消除来自观测的低气体流入率和盘星系中相对快速的恒星形成之间的紧张关系。对于冷气体的星系，已经估计，我们明确地表明，恒星质量损失可以占大部分的赤字之间的恒星形成和下降率。
2011-04-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Preprocessing, mass loss and mass segregation of galaxies in DM simulations
我们调查的质量损失的星系团和星系团的高分辨率DM模拟。我们检测到弱质量分离组/集群晕的内部区域，与观测结果一致。这适用于使用它们现在的质量或过去的最大（峰值）质量选择的星系类似物样本。我们发现一个强大的径向趋势的分数质量损失的星系，因为峰，独立于他们的质量。这表明，分离是由于大质量星系形成更接近晕中心，而不是优先破坏晕中心附近的较小星系。我们将样本分为星系，它们是作为一个群体与作为一个单一的，不同的晕吸积的。我们发现了强有力的证据预处理-成组的星系失去了$\sim 35-45\%$的峰值质量之前，被吸积到其最终的主机晕，相比单一的星系失去了$\sim12\%$。然而，在吸积之后，单个星系比成组的星系失去更多的质量。这些结果是一致的情况下，分组星系预处理在较小的晕，而单个星系“赶上”的总质量损失，一旦它们被吸积到最后的主机晕。质量损失的分数与星系质量和宿主质量无关，并随着在稠密环境中的时间增加而增加。
2017-04-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
The role of dust destruction and dust growth in the evolution of the interstellar medium
我们使用类似银河系的化学动力学模拟与一个新的治疗尘埃的破坏和增长，调查这两个过程如何影响星系中的星际介质的属性。我们关注两个特定参数的作用：f_des（一个新的参数，决定了超新星周围单个气体粒子中被摧毁的尘埃的比例）和C_s（金属原子或离子在碰撞后粘在尘埃颗粒上的概率，即，粘附系数）在调节星系中尘埃、冷气体和金属的数量和分布方面的作用。我们发现，低fdes和/或高Cs值的模拟星系不仅产生更多的尘埃，而且尘埃面密度与总气体面密度的相关性较弱，尘气比与金属丰度的相关性较陡。只有当fdes值在0.01 ~ 0.02之间，Cs值在0.5 ~ 1之间时，我们的模拟才能得到与观测一致的尘气比与金属丰度关系的平均斜率。f_des值对应于被单个超新星摧毁的尘埃的总分数在0.42和0.44之间的范围。最后，我们比较了几个模拟的预测（不同的恒星形成配方，气体分数，中心金属丰度和金属丰度梯度）的空间分辨M101星系，并得出结论，金属丰度是尘埃空间分布的主要驱动因素，而尘埃-气体比控制冷气体分布，因为它调节原子到分子的氢转化率。
2020-09-17 astro-ph.GA
Explaining the observed velocity dispersion of dwarf galaxies by baryonic mass loss during the first collapse
在广泛采用的星系形成的λ CDM方案中，矮星系是较大星系的组成部分。由于它们形成于背景密度相对较高的相对早期，因此当它们合并形成更大的实体时，预计它们将保持其作为卫星星系的完整性。虽然在银河系周围的星系晕中发现了许多矮球状星系（dSphs），但它们的相空间密度（或速度色散）似乎明显小于Lambda CDM情景中卫星矮星系的预期。为了解释这种差异，我们考虑了这样一种可能性，即它们可能在哈勃膨胀转向的第一次下降过程中失去了很大一部分重子物质含量。这样的质量损失是由于相对大质量的恒星的反馈而自然产生的，这些恒星在最大收缩之前在它们的中心短暂地形成。通过一系列的N体模拟，我们表明，dSphs的初始重子物质含量的一个显着的部分的及时损失可以有深远的影响，其渐近半质量半径，速度色散，相空间密度，和剩余重子和暗物质之间的质量分数。
2013-01-14 astro-ph.GA
The impact of supernova feedback on metallicity-gradient evolution in cosmological simulations
本文利用宇宙学化学动力学模拟，比较热能、随机和机械三种超新星反馈模型，研究星系恒星与星际介质径向金属丰度梯度的演化，发现机械反馈在 $z=0$ 与观测最吻合，并揭示了梯度随质量与红移的演化规律及内向外生长模式。
2025-10-12 astro-ph.GA
Assessing Mass Loss and Stellar-to-Halo Mass Ratio of Satellite Galaxies: A Galaxy-Galaxy Lensing Approach Utilizing DECaLS DR8 Data
本研究利用DECaLS DR8弱引力透镜数据结合redMaPPer星系团星表测量卫星星系暗晕质量，证实潮汐剥离导致的质量损失规律，发现其与流体模拟Illustris-TNG的预测存在显著差异。
2024-02-01 astro-ph.GA
Gas Loss in Simulated Galaxies as They Fall into Clusters
我们使用高分辨率的宇宙学流体动力学星系形成模拟，以获得星系如何失去他们的冷气体在低红移，因为他们从外地迁移到星系团的高密度区域的见解。我们发现，超过三个星系团维里半径，富含气体的星系的分数是恒定的，代表字段。在三个星系团中心半径范围内，富含气体的星系比例随着半径的减小而稳步下降，在星系团中心附近达到$\mathbf{<10%}$。我们的研究结果表明，星系开始感受到的影响，其气体含量远远超出了集群维里半径的集群环境。我们发现，几乎所有的气体丰富的星系在星系团维里半径下降在第一次在近径向轨道。此外，我们发现，几乎没有星系团维里半径向外移动是富含气体（气体重子比大于$\mathbf{1%}$）。这些结果表明，落入星系团的星系在一次径向往返中失去了它们的冷气。
2014-05-02 astro-ph.GA
Evolution of Thermally Pulsing Asymptotic Giant Branch Stars V: Constraining the Mass Loss and Lifetimes of Intermediate Mass, Low Metallicity AGB Stars
热脉冲渐近巨星分支（TP-AGB）恒星的寿命相对较短（不到几百万年），但它们的冷有效温度，高光度，有效的质量损失和尘埃产生可以显着影响其宿主星系的化学富集历史和光谱能量分布。精确模拟TP-AGB恒星的能力对于解释遥远星系的综合光至关重要，特别是在红色波长。我们继续以前的努力，约束TP-AGB恒星的演化和寿命的建模其基本的恒星星族。利用哈勃空间望远镜（HST）的光学和近红外测光资料，对10个邻近星系的12个视场进行了观测，比较了TP-AGB光度函数的模型值和观测值，以及TP-AGB与红巨星分支星的数量比。我们确认了Rosenfield等人在2014年提出的最佳拟合质量损失处方，其中两种不同的风态在TP-AGB期间活跃，显着改善了许多星系的模型，这些星系显示了最近恒星形成的证据。这项研究扩展了以前的努力，将TP-AGB的寿命限制在金属丰度范围-1.59 < [Fe/H] < -0.56，初始TP-AGB质量高达~ 4 Msun，其中包括经历热底燃烧的TP-AGB恒星。
2016-03-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Denuded Dwarfs Demystified: Gas Loss from dSph Progenitors and Implications for the Minimum Mass of Galaxies
早型矮星系（dSphs和dEs）相对于由压力支持的晚型矮星系（dIs和BCD）定义的势平面的位置已被确定从表面亮度轮廓。dEs和最明亮的dSph位于平面上，这表明它们是从晚型矮星中出现的，这些矮星将大部分气体转化为恒星。然而，有一个临界值的潜力，在那里dSphs开始系统地下降到低于平面，随着偏离增长的潜力变得更浅。这些位移是由于气体损失导致的重子耗尽，较小的星系损失了相应的气体。临界势对应于50 $\pm$ 8 km/s的逃逸速度，这是对温度为13，000 $\pm$ 4，000 K的气体的预期，典型的低金属量HII区域。这表明，光电离是引发星系气体损失的原因，星系的电势低于临界值，疏散发生在数千万年内。对于最小的dSphs，观察到的动态质量与发光质量的极端比率是质量损失的假象。由于气体转化成恒星的效率在较浅势能的dSph中较低，因此应该有一个最小的星系重子质量，低于该质量的恒星质量可以忽略不计。根据推断的气体质量与恒星质量的趋势粗略推断，其值在500至10，000 M $_\odot$之间。相应的动力学质量低于10 $^6$ M $_\odot$。
2019-03-25 astro-ph.GA
Very massive stars and Nitrogen-emitting galaxies
本文提出100–1000 Msun的极大质量恒星可解释高红移星系及球状星团中的氮增丰和He II辐射，并构建依赖Γ/L/M星风物理的新演化框架。
2024-10-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
The trajectories of galaxies in groups: mass loss and preprocessing
我们提出了一个大的星系群使用高分辨率，放大模拟运行的GASOLINE 2流体动力学代码的环境影响和预处理的研究。我们分类的星系，总是在不同的晕作为未吸积，星系是不同的吸积到主集团作为单一的，和星系的外部子集团吸积到主集团作为分组之前。未吸积的星系群经历着暗物质、气体和恒星质量的稳定增长。单吸积星系和群吸积星系在第一次吸积到任何宿主上后都开始失去暗物质和气体，但恒星质量继续增长。个别轨迹显示，星系停止质量增长约三维里半径的主要群体。单个星系继续形成恒星，直到越过群维里半径，这时它们开始失去暗物质和气体。成组星系在加入其外部子集团时质量达到峰值，表明它们经历了预处理。大多数吸积星系保留了它们积累的恒星质量。总的质量损失主要是潮汐剥离，通过冲压压力的额外的气体剥离的证据。大多数吸积星系在吸积到任何星系群上后都是猝灭的$\sim$（0.5-2.5）Gyr。这些不同的历史将未吸积的、单个的和成组的星系置于恒星质量与晕质量（SMHM）关系的不同区域。这表明，预处理的星系是一个关键的来源，在SMHM关系的混合星系种群的散射。
2018-11-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Spitzer Study of Asymptotic Giant Branch Stars. III. Dust Production and Gas Return in Local Group Dwarf Irregular Galaxies
我们提出了第三次和最后一部分的人口普查的渐近巨星分支（AGB）恒星在本群矮不规则星系。论文I和II给出了WLM和IC 1613的结果。其中包括Phoenix、LGS 3、DDO 210、Leo A、Pegasus dIrr和Sextans A。斯皮策测光在3.6，4.5，5.8，和8，随着一个更彻底的治疗背景星系污染比论文I和II。我们发现，至少有一个小的人口完全光学遮挡AGB恒星存在于每个星系中，无论星系的金属丰度，但较高的金属丰度星系往往有更多的恒星轻微的红外线过剩。对于较红的AGB星，光学不完整性增加，这与由于与原位尘埃产生相关的大量消光而导致一些AGB星在光学中未被检测到的预期一致。总的来说，在我们样本中所有星系的光学AGB在1 σ误差内的代表性不足30% - 40%。这个未被发现的人口是足够大的影响恒星形成的历史来自光学色星等图。从[3.6] - [4.5]色过量测量，我们发现恒星的平均质量损失率范围为每年3.1E-7 - 6.6E-6太阳质量，星系的综合质量损失率范围为每年4.4E-5 - 1.4E-3太阳质量。综合的质量损失率足以维持目前的恒星形成率，只有LGS 3和DDO 210，需要显着的非尘埃质量损失或气体吸积在凤凰，狮子座A，飞马座dIrr，六分仪A，WLM和IC 1613，如果他们要保持其作为富气体星系的地位。
2009-03-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the theory of mass loss in dwarf galaxies: I - basic equations and the case of wave/thermal driven winds
在这项工作中，我们提出了一个半解析模型的星系风的矮星系的热和湍流/动量驱动机制进行了研究。该模型考虑了波和内部绝热加热机制，以及辐射和绝热冷却。讨论了外部能源的重要性。我们还研究了暗物质的空间分布在风的加速和质量损失率的作用。调节风的质量损失率和终极速度的基本模型参数是重力势分布、气体的平衡温度和气体湍流运动的幅度。我们发现，如果星际气体被加热到$T > 10^4 - 10^5$ K，即使在没有湍流运动（这可能与SNe反馈有关）的情况下，矮星系也可能呈现出质量损失率大于$10^{-3}$ M $_{\odot}$ yr $^{-1}$的准定常风。我们还发现，风的质量损失率提高尖状暗物质分布，如NFW的配置文件，由于在星系中心的压力梯度增加。这里提出的解决方案可以作为基准的数值模拟，并作为输入的矮星系的单区化学演化模型。
2013-03-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
On stellar mass loss from galaxies in groups and clusters
我们估计卫星星系失去的恒星质量，一旦他们进入组（和集群），通过识别组在高分辨率的宇宙学N体模拟，分配进入质量的卫星星系与晕丰度匹配在进入时间，并比较预测的条件恒星质量函数的卫星星系在$z\simeq0$与观测。我们的结果取决于进入时间后在卫星星系中形成的恒星的质量。一个星系一旦进入星系群环境，恒星形成就完全停止的模型被排除了，因为它低估了卫星星系的恒星质量，即使在没有潮汐剥离的情况下。允许形成的恒星质量越大，需要潮汐剥离的部分就越大。卫星星系进入星系团或星系团环境后损失的恒星质量分数与$0-40\%$范围内的任何值一致。要放置更强的约束，我们认为一个更精细的模型潮汐剥离的星系在细长的轨道（剥离发生在轨道近心点）。我们的模型预测潮汐剥离较少：卫星星系失去$\sim 20-25\%$的恒星质量，因为他们进入集团。这一发现与缓慢饥饿延迟淬火的图像是一致的，在这种图像中，进入星系团或星系团环境的星系一直在形成恒星，直到至少第一次近心通过。
2017-07-19 astro-ph.GA
Oxygen Loss from Simulated Galaxies and the Metal Flow Main Sequence: Predicting the Dependence on Mass and Environment
我们预测在宇宙学模拟中从星系中丢失的氧的质量分数作为恒星质量和环境的函数。恒星质量的分布是双峰的，分离出恒星形成和淬灭的星系。气体和恒星的金属丰度是使用化学演化模型自洽计算的，该模型包括超新星II型和Ia型，超新星和渐近巨星分支星。从每个星系中损失的氧的质量是通过比较星系中气体和恒星中现有的氧与现在恒星数量应该产生的氧来计算的。质量较大的星系比质量较小的星系（$\sim 40 - 70$ %）能够保留更多的金属（$\sim 100$ %）。与恒星形成主序一样，恒星形成星系在氧质量损失方面也遵循紧密的关系-金属流主序，ZFMS -而由于活动星系核驱动的风，大质量淬火星系往往会失去更大比例的氧（高达20%）。卫星星系失去的氧气量取决于它们相互作用历史的细节，而那些在较富裕的星系群中失去的氧气往往更多。星系中金属保留的观测估计将对星系演化模型提供强有力的约束。
2020-06-27 astro-ph.GA
Constraints on mass loss of globular clusters in dwarf galaxies
天炉座矮球状星系以其非常高的球状星团比频（SN=26）而闻名。此外，虽然场星的金属丰度分布在[Fe/H]=-1时达到峰值，但五个GC中有四个的[Fe/H]<-2。只有大约5%的场星具有如此低的金属丰度。因此，大约1/5-1/4的贫金属恒星属于四个最贫金属的GC。这意味着这些星系团最初最多可能是4-5倍大。第二个更极端的例子可能是IKN矮星系，SN=124。虽然金属丰度并不精确，但GC约占IKN V波段总光度的13%。
2013-01-17 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Investigating episodic mass loss in evolved massive stars: I. Spectroscopy of dusty massive stars in ten southern galaxies
本研究利用VLT对十个南方星系中的尘埃大质量星进行多目标光谱观测，构建了包含541个光谱分类源（含185颗大质量星）的目录，为研究大质量星偶发性质量损失提供了本星系群之外最大的演化大质量星样本。
2023-12-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Signatures of AGN induced metal loss in the stellar population
活动星系核影响其宿主星系演化的一种方式是通过外流去除金属含量。在这篇文章中，我们提出的结果表明，活动星系核可以有一个影响化学富集的宿主星系使用化石记录技术对CALIFA星系。我们对样本中所有星系的化学富集历史进行了分类，以确定它们的金属丰度值是否下降。我们发现，星系目前主办的活动星系核更有可能显示这种下降，在其金属含量相比，静止的样品。一旦我们将样本按它们的恒星形成状态分开，我们就会发现恒星形成星系的金属丰度不太可能下降，但当它们出现时，金属丰度会有更深的下降。这种行为可能是原始气体流入或恒星爆发引发的星系流出影响的证据，两者都可以导致金属丰度下降。
2021-11-10 astro-ph.GA
Introducing the ASSESS project: Episodic Mass Loss in Evolved Massive Stars -- Key to Understanding the Explosive Early Universe
ASSESS项目通过多波段巡天和机器学习方法研究邻近星系中约1000颗演化大质量恒星，旨在确定偶发性质量损失是否为主导过程并量化其随金属丰度的变化规律，为理解早期宇宙提供关键约束。
2023-08-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
