Galaxy assembly, stellar feedback and metal enrichment: the view from the GAEA model
当前星系形成理论模型的一个主要问题是它们无法再现星系集合的明显“反等级”演化：大质量星系似乎自$z\sim 3$以来就存在，而低质量星系的数量密度随着红移的减小而显著增加。在这项工作中，我们进行了系统的分析，不同的恒星反馈计划的影响，进行了GAEA的框架，一个新的半解析模型的星系形成。它包括气体，金属和能量回收的时间，以及化学产率的自洽处理。我们表明，这是至关重要的，使用观测测量的金属丰度作为独立的和强大的约束所采用的反馈方案。所观察到的趋势可以在强排斥性或预防性反馈模型的框架内重现。在前一种情况下，气体喷射率必须随宇宙时间显著降低（如宇宙学“FIRE”模拟的参数化所示）。无论使用的反馈方案，我们成功的模型总是意味着高达60- 70%的重子驻留在一个'喷射'水库，是不可用的冷却高红移。同样的方案预测模型星系的物理性质（例如气体含量，颜色，年龄和金属丰度），与观测数据比我们的基准模型更吻合。被动星系的总体比例主要由内部物理过程决定，环境起次要作用。
2016-06-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Seeding the Second Star: enrichment from population III, dust evolution, and cloud collapse
我们研究了在星系晕和邻近的超暗矮星系中观测到的极贫金属（EMP）恒星的形成。它们的低金属丰度（${\rm [Fe/H]} < -3$）表明，它们的母云是由第一颗恒星（Pop III）的一颗或几颗超新星（SNe）富集的。在这项研究中，我们进行数值模拟的整个形成序列的EMP星通过反馈效应的光电离和金属富集的Pop III SN。我们第一次采用了与祖先模型一致的金属/尘埃性质计算，并解决了所有相关的辐射冷却过程和化学反应，包括金属分子的形成和晶粒生长，直到原恒星形成。在质量为$1.77\times 10^{6} \ {\rm M}_{\bigodot}$的微晕（MH）中，一颗质量为$13 \ {\rm M}_{\bigodot}$的Pop III星在红移为$z=12.1$时形成。在SN爆炸后，受冲击的气体落回中心MH，在内部富集自身。在蚀变区的金属丰度为$2.6\times 10^{-4} \ {\rm Z}_{\bigodot}$（${\rm [Fe/H]} = -3.42$）。在氢、CO和OH分子的作用下，对流云发生冷却，并伴随着H $_2$的形成而发生加热。最终，由于颗粒生长和尘埃冷却，在SN驱动的湍流的帮助下，在中央100 au区域出现了多节的细丝，导致形成了存活到今天的低质量EMP星。
2018-10-30 astro-ph.GA
Metal Enrichment by the First Stars Exploding at the Lower Energy Limit of Pair-Instability Supernovae
Universität Heidelberg（海德堡大学）
研究探讨了第一代恒星在最低质量及能量极限下爆炸对金属丰度模式的影响，发现第二代恒星的金属丰度显著低于高能PISN情况，暗示PISN并非早期金属富集的主要途径。
2026-05-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Metal-poor star formation triggered by the feedback effects from Pop III stars
第一代恒星（Pop III）的金属富集是结构形成中物质循环的第一步，随后是极贫金属（EMP）恒星的形成。为了研究Pop III星的富集过程，我们进行了一系列的数值模拟，包括光电离和超新星（SNe）的反馈效应的Pop III星的质量范围的minihaloes（MHs），M_halo，和Pop III星，M_Pop III。我们发现，富含金属的喷出物到达邻近的晕和外部富集（EE）发生时，晕的结合能是足够低于SN爆炸能量，ESN。邻近的晕只是表面富集，云的金属丰度[Fe/H] <-5。否则，SN喷出物回落，并形成富集云，即发生内部富集（IE）过程。当Pop III型恒星发生核塌缩SNe（CCSNe）时，MHS发生IE，在大多数情况下，MHS塌缩区的金属丰度为-5 < [Fe/H] < -3。我们的结论是，IE从一个单一的CCSN可以解释的EMP星的形成。对于对不稳定SNe（PISNe），EE发生在所有相关质量范围的MH，与EMP星之间没有PISNe的观测信号一致。
2018-01-04 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
The Enrichment of the Intergalactic Medium with Adiabatic Feedback I: Metal Cooling and Metal Diffusion
采用金属冷却、金属湍流扩散和热能，利用一系列SPH模拟研究IGM金属富集。采用绝热反馈机制，防止气体冷却，产生没有明确的风粒子的星系风。模拟产生的宇宙恒星形成历史（SFH）与观测结果大致一致，直到z $\sim$ 0.5，以及通用中性氢分数（$Ω_{\rm H I}$）的稳定演变。在z=0时，大约40%的重子在温暖的星系际介质（WHIM）中，但大多数金属（80%-90%）被锁定在恒星中。在较高的z，IGM中的金属比例较高，这是由于星系更有效的损失。在整个宇宙历史中，IGM金属主要存在于WHIM。星系内部气体的金属丰度演化与观测结果基本一致，但弥散IGM在z $\sim$ 2.5处富集。银河风最有效地富集了中等质量范围$10^{10}$ M $_{\sun}$ - $10^{11}$ M $_{\sun}$的晕的IGM。在低质量端气体被阻止吸积到晕上，并且具有非常低的金属丰度。在高质量端，随着星系中恒星质量分数的降低，晕重子逃逸率也随之降低。这可能是因为恒星形成活动和逃逸效率的降低。金属增强冷却，使WHIM气体冷却到星系上，并增加恒星的形成。金属的扩散使得风在逃逸之前混合，减少了IGM的金属含量，有利于星系晕内的气体和恒星形成气体。扩散显著增加了低金属丰度气体的量，并改变了密度-金属丰度关系。
2010-06-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Self-consistent Semi-analytic Modeling of Feedback During Primordial Star Formation and Reionization
我们提出了一个新的半解析模型的第一批恒星的形成。我们的方法需要暗物质晕合并树（包括3维空间信息）从宇宙学N体模拟作为输入，并应用解析处方计算人口III（流行III）和金属富集的恒星形成历史。我们已经开发了一种新的方法来准确地计算影响Pop III恒星形成的主要反馈过程：H $_2$从莱曼-沃纳（LW）辐射的光解离，抑制恒星形成由于不均匀的再电离，和通过超新星风的金属富集。我们的方法利用基于网格的方法，依靠快速傅立叶变换（FFT），以快速跟踪整个模拟框中的三维LW强度，电离分数和金属丰度。我们提出了广泛的天体物理模型参数的模拟从$z\approx 30-6$。最初的远程LW反馈和本地金属富集和再电离反馈占主导地位。然而，对于$z \lesssim 15$，我们发现Pop III型恒星的恒星形成率密度（SFRD）受到外部金属富集（来自一个晕的金属污染其他原始晕）和不均匀再电离的影响。我们发现这些过程的相互作用对于$z \lesssim 10$的Pop III SFRD尤其重要。再电离反馈延迟恒星形成足够长的时间，使金属气泡到达光晕，否则就会形成Pop III恒星。与单独的LW反馈相比，包括这些效应可以导致在$z=6$下Pop III SFRD的数量级以上的降低。
2020-06-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Impact of H$_{\rm 2}$-driven star formation and stellar feedback from low-enrichment environments on the formation of spiral galaxies
分子气体（H $_{\rm 2}$）的储存器代表了星系恒星形成（SF）的燃料。在星系形成的宇宙学模拟中，将恒星形成率（SFR）与可用的H $_{\rm 2}$联系起来是精确模拟SF的关键。我们调查如何修改的基本模型H $_{\rm 2}$和描述的恒星反馈在低金属量的环境（LMF，即低金属量恒星反馈）在宇宙学，放大模拟银河系大小的晕影响的形成历史的形成，螺旋星系及其最终属性。我们利用两种不同的模型来计算冷气体的分子分数（f $_{\rm H_{\rm 2}}$）：$i)$是Krumholz等人（2009 b）的理论模型，而$ii)$是Blitz & Rosolowsky（2006）的唯象公式。我们发现，采用的模型来估计f $_{\rm H_{\rm 2}}$起着关键作用，在确定最终的属性和塑造的星系的形态。Krumholz等人（2009 b）模型预测的更笨重的星际介质（ISM）和更复杂的H $_{\rm 2}$分布与附近盘星系的观测结果更一致。这表明将SFR与恒星形成分子ISM的物理性质联系起来是多么重要。LMF在贫金属ISM中提供的额外能量来源是控制高红移SF和调节整个宇宙时间SF库的关键。LMF不仅能够调节ISM的冷却特性，而且还可以减少星系凸起的恒星质量。这些发现可以促进宇宙学模拟中SF数值模拟的改进。
2022-10-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Rapidly Rotating Massive Pop III stars: A Solution for High Carbon Enrichment in CEMP-no Stars
针对现有模型难以解释CEMP-no星高碳丰度的问题，提出快速旋转的大质量Pop III星经准化学均匀演化后，可通过星风与超新星抛射产生足够的碳，覆盖观测到的碳丰度范围，表明多数Pop III星可能是快速旋转体。
2023-10-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Possible Population III Remnants at Redshift 3.5
第一批恒星被称为第三星族（PopIII），产生了第一批重元素，从而丰富了周围的原始气体。然而，先前在星系际气体云中探测到的金属发现，重元素的富集度大于太阳环境的$1/1000$倍，高于PopIII遗迹的预期。在这封信中，我们报告了在$z=3.53$发现的莱曼极限系统（LLS），其金属丰度是在含有可辨别金属的气体中发现的最低金属丰度，$10^{-3.41\pm0.26}$是太阳值的两倍，与PopIII遗迹的预期水平相当。我们首次在这种低金属含量的气体中进行了相对丰度测量：碳硅比是太阳值的$10^{-0.26\pm0.17}$倍。这与宇宙早期PopIII恒星形成事件导致的气体富集模型一致，但也与后来的星族II富集模型一致。在所有三个组成部分的LLS，它有一个400公里秒$^{-1}$的速度宽度的金属，是由$\sim+6$公里秒$^{-1}$从大部分的氢偏移速度，这表明LLS是由一个单一的事件富集。在这个接近原始状态下的相对丰度测量为测试早期气体富集和金属混合的模型开辟了新的途径。
2015-12-01 astro-ph.GA
Chemical Diagnostics to Unveil Environments Enriched by First Stars
本研究提出新型化学诊断方法以识别第三星族对不稳定超新星（PISNe）富集的环境，修正JWST低分辨率观测结果，发现奇偶丰度比[Mg,Si/Al]可有效区分PISN主导环境，还首次发现符合PISN与另一第三星族超新星共同富集的吸收体。
2024-05-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Modelling the chemical enrichment of Population III supernovae: The origin of the metals in near-pristine gas clouds
最贫金属、高红移的阻尼莱曼α系统（DLAs）为研究最初几代恒星提供了一个窗口。在本文中，我们提出了一个新的模型来调查近原始DLA人口的化学富集。这个模型解释了富集的恒星星族的质量分布，超新星的典型爆炸能量，以及有助于富集这些DLA的恒星的平均数量。我们进行了极大似然分析，这些模型参数使用所观察到的相对元素丰度（[C/O]，[Si/O]，和[Fe/O]）的11个最贫金属DLA目前已知的。我们发现，富集了这个贫金属DLA样品的恒星的质量分布可以很好地描述为Salpeter-like IMF斜率在M > 10 M_sun，一个典型的贫金属DLA已经富集了< 72颗大质量恒星（95%的置信度），质量< 40 M_sun。推断的典型爆炸能量（E_exp = 1.8^{+0.3}_{-0.2} x10^51 erg）略低于最近的贫金属晕星富集模型所发现的能量。这些限制表明，我们样本中的一些贫金属DLAs可能已经被星族II恒星富集。使用我们的富集模型，我们还推断出一些典型的物理性质的最贫金属的DLAs。对于氧相对丰度[O/H] ~-3.0的系统，我们估计恒星的总质量含量为log 10（M_*/M_sun）= 3.5^{+0.3}_{-0.4}，总气体质量为log 10（M_gas/M_sun）= 7.0^{+0.3}_{-0.4}。
2019-08-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
AGN feedback, quiescence and CGM metal enrichment in early-type galaxies
我们提出了三维流体动力学模拟显示的动力学和辐射AGN反馈的影响模型星系代表一个大规模的静态低红移早型星系的$M_* = 8.41\times 10^{10} M_\odot$，窝藏一个$M_\mathrm{BH} = 4\times 10^8 M_\odot $黑洞周围的冷却气体晕。我们发现，对于宇宙学值的$\sim 20\%$的重子分数，来自活动星系核的反馈可以保持星系静止约4.35 Gyr，并具有与黑洞质量和X射线光度标度关系一致的性质。然而，这只能实现，如果活动星系核反馈模型包括动力学和辐射反馈模式。只有动力学反馈的模拟无法保持模型星系完全静止，而只有辐射反馈的模拟会导致黑洞过度增长。对于更高的重子分数（例如宇宙学值的50%），X射线光度超过观测值至少一个数量级，并且快速冷却导致恒星形成星系。活动星系核在保持环银河系气体在观测到的金属丰度$Z/Z_\odot \gtrsim 0.3 $在中央$\sim 30$ kpc的排放核气体富含金属从剩余的恒星形成活动的主要作用。正如以前的宇宙学模拟所示，我们的结果是一致的模型，其中黑洞质量和总重子分数设置在较高的红移$z > 1$和活动星系核单独可以保持模型星系观测到的标度关系。没有活动星系核反馈的模型违反了静止判据和CGM金属丰度约束。
2017-04-07 astro-ph.GA
Formation of Massive Population III Galaxies through Photoionization Feedback: A Possible Explanation for CR7
我们探讨了通过光电离反馈的大规模高红移人口III（Pop III）星系的形成。我们认为暗物质晕形成的祖先没有经历过恒星形成的早期再电离和附近的星系造成的光蒸发的结果。一旦这样的晕达到$\approx 10^9~M_\odot$，对应于光热星系际介质（IGM）在$z\approx 7$的金斯质量，原始气体就能够坍缩到晕中，可能产生大规模的Pop III星暴。我们认为这一假设可以解释最近在CR 7中观测到的强He II 1640~ 1640~ 1640线发射，这与年轻Pop III星的$\sim 10^7~M_\odot$是一致的。如果没有光电离反馈的情况，那么这么大质量的Pop III恒星是不可能的，因为恒星的形成预计会将金属注入到原子冷却阈值以上的晕中（$\sim 10^8~M_\odot$在$z \approx 7$）。我们使用合并树来分析估计通过这个通道形成的可观测到的Pop III星系的丰度，并在$z=6.6$（CR 7的红移）处发现了$\approx 10^{-7}~{\rm Mpc^{-3}}$的数密度。这比亮度与CR 7相同的Ly $α$发射体的密度大约低10倍。
2016-05-03 astro-ph.CO 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
A Modified Initial Mass Function of the First Stars with Explodability Theory under Different Enrichment Scenarios
本文基于爆炸性理论修改了第一星的初始质量函数，提出了一个极极端或接近平坦的初始质量函数，以解释最早金属富集过程中的超新星爆炸性。
2024-09-13 astro-ph.GA
The history of chemical enrichment in the intracluster medium from cosmological simulations
金属在星系团团内介质（ICM）中的分布为研究其形成和演化、与宇宙恒星形成的关系以及不同气体过程的影响提供了有价值的信息。通过分析一个模拟的星系团样本，我们研究了ICM的化学富集，它的演化，以及它与模拟中的物理过程和核心的热性质的关系。这些模拟，包括重新模拟的29个拉格朗日区域进行了升级版本的SPH GADGET-3代码，已经运行，包括两个不同的重子物理：一个帐户的辐射冷却，恒星形成，金属富集和超新星（SN）的反馈，另一个进一步包括反馈的影响，从活动星系核（AGN）。与观测结果相一致，我们发现了熵和金属丰度之间的反相关性在集群核心，和类似的径向分布的重元素丰度和丰度比大集群中心的距离（~R180）。在外围，即~0.2R180之外，我们发现金属丰度分布非常均匀，由SNIa或SNII产生的元素几乎是平坦的。我们研究了这一现象的起源，发现这是由于早期（z>2-3）活动星系核强烈爆发对小的高红移晕的作用，广泛地置换了富金属气体。我们的研究结果还表明，该样品的热气体的固有金属丰度在整个径向范围内，在z=2和z=0之间平均一致，没有演变。
2017-01-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
The earliest phases of CNO enrichment in galaxies
本文通过引入随机恒星形成和星族III超新星增丰的化学演化模型，解释了银河系晕星CNO丰度弥散及GN-z11等遥远星系的高N/O比值，揭示Pop III恒星对早期化学演化的关键作用。
2024-10-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
External Enrichment of Minihalos by the First Supernovae
最近对早期结构形成的高分辨率模拟表明，外部富集的晕可能形成一些第一批金属富集的恒星。本研究利用一个1共动Mpc的$^3$高分辨率模拟来研究金属富集晕到$z=9.3$的富集过程。我们的模拟独特地跟踪了从第三族恒星喷出的金属，我们利用这些信息来识别金属富集晕中金属的来源。这些晕显示了广泛的金属丰度，但我们发现，金属的来源$\gtrsim$ 50\%的金属富集晕是超新星爆炸的第III族恒星发生在他们的维里半径。结果表明，无金属恒星的外部富集作用主导了位力质量低于$10^{6}\,M_\odot$到$z=9.3$的晕的富集过程。尽管低质量晕普遍存在外部富集现象，但由于外部富集而形成的Pop II星是罕见的，因为低质量晕对全球恒星形成率的贡献很小，再加上来自外部来源的金属喷出物从外向内混合而导致这些晕中心的金属丰度较低。通过这一过程形成的富集恒星的绝对金属丰度低于$10^{-3}\,Z_\odot$。我们还发现，外部富集晕的分数随时间的增加，$\sim 90\%$的晕，外部富集有$M_\mathrm{vir} < 10^6\,M_\odot$，和对不稳定超新星的贡献最大的IGM作为一个整体，因此是主要的超新星类型，有助于外部富集晕。
2021-01-10 astro-ph.GA
L-GALAXIES 2020: Spatially resolved cold gas phases, star formation and chemical enrichment in galactic discs
我们已经更新了慕尼黑星系形成模型，L-银河系，遵循恒星和原子和分子气体在星系盘的径向分布。我们包括一个基于H2的恒星形成定律，以及一个详细的化学富集模型与明确的质量依赖的延迟时间SN-II，SN-Ia和AGB星。有关恒星形成、反馈和圆盘化学富集历史的信息存储在12个同心环中。新模型在再现观测到的星系群演化方面保持了其前身的成功，特别是在红移范围0<=z<=3和质量范围8<=log上的恒星质量函数和被动分数（M_*/Msun）<=12，z=0时的黑洞-核球质量关系，星系形态与恒星质量的函数关系，恒星和气体组分的质量-金属丰度关系。此外，其详细的模拟光盘的径向结构允许定性的新的比较与观察，最显着的相对大小和质量的恒星，原子和分子组成部分的光盘。与最近的数据吻合良好。模拟不同的质量分辨率超过两个数量级的结果比较表明，所有重要的分布数值收敛，即使是这个更详细的模型。恒星和气体中的金属丰度和表面密度梯度的检查表明，我们的新模型，与恒星形成，化学富集和反馈计算自洽当地盘尺度，再现了一些，但不是所有的趋势，在最近的许多星系IFU调查。
2020-03-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
OGLE-III Detection of the Anomalous Galactic Bulge Red Giant Branch Bump: Evidence of Enhanced Helium Enrichment
我们测量了银河系凸起的红巨星分支凸起（RGBB），这是有史以来探测到的最富含金属的RGBB。RGBB光度函数在预期亮度处达到峰值，但其数密度相对于银河系球状星团校准值非常低，这意味着银河系球丘具有更高的氦富集参数ΔY/ΔZ $\ge$ 4.0（Y = 0.35），而不是标准的2.0（Y=0.27）。RGBB比I中的红团（RC）暗（0.71 +/- 0.02）等，朝向OGLE-III银河系球核光度巡天拍摄的致密恒星区（|l| $\le$ 4，2 <~ |b| $\le$ 4）。RGBB星的数密度是RC星的（12.7 ± 2.0）%。RGBB的亮度色散明显低于RC，这一结果很难解释，因为已知RGBB的光度随金属丰度显著变化。朝向有两个RC的银河系隆起的视线有两个彼此具有相似性质的RGBB，如果银河系的隆起是X形的，这是预期的结果。我们还发现了银河系隆起渐近巨分支凸点的初步证据，其亮度比I中的RC亮约1.1等，数密度约为RC的1.5%。考虑到RGBB对RC的最佳拟合参数的影响很小，使其最佳拟合峰值亮度偏移，并使其亮度色散分别降低约0.015 mag。
2011-02-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
The heart of NGC 5253 as seen with MUSE-NFM: nitrogen enrichment through stellar chemical feedback at parsec scales
Leiden Observatory, Leiden University（莱顿天文台，莱顿大学）；Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP)（波茨坦阿诺德·爱因斯坦研究所 (AIP)）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Astrophysics Research Institute, Liverpool John Moores University（利物浦约翰摩尔斯大学天体物理研究所）；Institut für Physik und Astronomie, Universität Potsdam（波茨坦大学物理与天文学研究所）；Department of General Systems Studies, Graduate School of Arts and Sciences, The University of Tokyo（东京大学人文社会系研究科综合系统科学专攻）
通过MUSE-NFM数据研究NGC 5253的核心区域，发现恒星化学反馈在解析尺度上导致氮的富集，首次在星团尺度上映射了消光参数R_V，并确定了氮的增强。
2025-09-09 astro-ph.GA
Detection of the Far-infrared [O III] and Dust Emission in a Galaxy at Redshift 8.312: Early Metal Enrichment in the Heart of the Reionization Era
我们提出了阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）检测的[O III] 88 $μ$ m线和休息帧90 $μ$ m尘埃连续辐射在Y-脱落莱曼break星系（LBG），MACS 0416_Y1，躺在后面的前沿场集群MACS J0416.1-2403。这个[O III]探测证实了光谱红移为$z = 8.3118 \pm 0.0003$的LBG，使这个物体成为有史以来最远的星系之一。观测到的850 $μ$ m的$137 \pm 26$ $μ$ Jy的通量密度对应于一个去透镜的总红外（IR）光度为$L_{\rm IR} = (1.7 \pm 0.3) \times 10^{11} L_{\odot}$，如果假设尘埃温度为$T_{\rm dust} = 50$ K和辐射指数为$β= 1.5$，产生一个大的尘埃质量$4 \times 10^6 M_{\odot}$。紫外线到远红外光谱能量分布建模的[O III]发射率模型被纳入建议存在一个年轻的（$τ_{\rm age} \approx 4$ Myr），恒星形成（SFR $\approx 60 M_{\odot}$ YR $^{-1}$），中度金属污染（$Z \approx 0.2 Z_{\odot}$）恒星组件的质量为$M_{\rm star} = 3 \times 10^8 M_{\odot}$。一个单一的恒星形成事件的分析尘埃质量演化模型…
2019-02-11 astro-ph.GA
AEOS: Star-by-Star Cosmological Simulations of Early Chemical Enrichment and Galaxy Formation
AEOS项目通过1 pc分辨率的逐颗恒星宇宙学模拟，研究早期宇宙中化学增丰与星系形成，揭示了古老恒星化学丰度对早期核合成和星系演化的关键约束作用。
2024-12-29 astro-ph.GA
Explaining the multiple populations in globular clusters by multiple episodes of star formation and enrichment without gas expulsion from massive star feedback
为了研究银河系光环和凸起中的球状星团（GC）中发现的多个恒星星族的起源，我们为其推定的低质量祖先构建了化学演化模型。根据最新的理论发展，我们假设超新星爆炸波在没有排出预先富集的环境气体的情况下发生井喷，而大质量恒星的相对缓慢的风，以及从低质量到高质量的渐近巨星分支恒星的风和喷出物，都保留在这些质量较小的系统中。有趣的是，我们发现，所观察到的Na-O反相关的贫金属GC可以再现时，多个事件的星爆和富集被允许继续在这些子系统。一个特定形式的恒星形成的历史与连续恒星世代之间的时间间隔减少，但是，需要获得这一结果，这是在很好的协议与合成水平分支模型获得的参数。“质量预算问题”也大大减轻了我们的模型没有特别的假设恒星形成效率，初始质量函数，和第一代恒星的优先损失。我们还应用这些模型研究了Lee等人（2015）提出的富含金属的隆起中的超氦富红团星的起源。我们发现，大质量恒星的风的化学富集可以自然地再现所需的强大的他在富含金属的子系统增强。我们的研究结果进一步强调，气体排出或保留是理解GC中多种群的关键因素。
2018-11-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
SIMBA-C: An updated chemical enrichment model for galactic chemical evolution in the SIMBA simulation
SIMBA-C在SIMBA模拟中引入追踪34种元素的化学增丰模型并移除瞬时再循环近似，显著改善星系质量函数、主序暗端、黑洞追踪及质量-金属丰度关系等诊断量，为用化学丰度约束反馈模型开辟新途径。
2023-08-12 astro-ph.GA
Aeos: Transport of Metals from Minihalos following Population III Stellar Feedback
本文使用逐星宇宙学流体动力学模拟Aeos，研究了第三星族恒星反馈如何将金属输运至星际和星系际介质，发现超新星能量将大部分气体和金属驱赶出微型晕位力半径，延迟了富集恒星形成并延长了第三星族恒星形成期，同时揭示了早期化学增丰机制。
2025-08-11 astro-ph.GA
CLASSY XII: Nitrogen Enrichment Shaped by Gas Density and Feedback
基于CLASSY的45个近邻恒星形成星系，研究发现N/O主要受气体密度、恒星形成性质和外流反馈影响，且在固定金属丰度下无显著红移演化。
2025-10-05 astro-ph.GA
Enrichment of the hot intracluster medium: numerical simulations
团内热介质（ICM）中化学元素的分布保留了有关星系团的富集和恒星形成历史以及驱动宇宙重子演化的反馈和动力学过程的有价值的信息。在本研究中，我们回顾了迄今为止在宇宙学背景下ICM化学富集的建模所取得的进展，特别侧重于宇宙学流体动力学模拟。我们将审查嵌入化学演化模型到流体动力学模拟的关键方面，特别注意初始恒星质量函数，恒星寿命和金属产量的关键假设，以及建模的数值限制。在第二阶段，我们将概述在过去几十年中获得的主要模拟结果，并将其与ICM富集模式的X射线观测进行比较。特别是，我们将讨论如何国家的最先进的模拟是能够再现所观察到的径向分布的ICM中的金属，从核心到郊区，化学多样性取决于集群热力学性质，ICM金属丰度的演变和它的依赖性的系统质量从组到集群规模。最后，我们将讨论在现代宇宙学，化学，流体动力学模拟仍然存在的局限性，并在未来改善的星系团的ICM富集的理论建模的前景。
2018-11-07 astro-ph.CO 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
CLASSY XIV: The Nitrogen Exception -- Multi-Phase Enrichment and Feedback in High-$z$ Analogs
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
Chemical Signatures of the First Galaxies: Criteria for One-Shot Enrichment
我们利用局部超暗矮星系（UFDs; L_tot < 10^5 L_sun）中的贫金属星来经验性地限制第一个星系的形成过程。由于UFD的恒星形成历史比银河系的晕简单得多，它们的恒星星族应该保留了它们长寿的低质量恒星中第一颗超新星爆炸的化石记录。最近的流体动力学模拟的第一个星系形成的指导下，我们开发了一套恒星丰度的签名，这样一个早期系统的核合成的历史，如果它被观察到在当今的宇宙。具体来说，我们认为，第一个星系是化学“一枪”事件的产物，只有一个（长寿）恒星一代的形式后，第一，人口III，SN爆炸。因此，我们的丰度标准限制了第一个星系内部负反馈效应的强度。我们比较恒星的UFD的内容与这些一次性标准。有几个系统（大熊座II，后发座Berenices，牧夫座I，狮子座IV，Segue 1）在很大程度上满足了这些要求，这表明它们的高红移前辈确实经历了关闭恒星形成的强烈反馈效应。我们把研究矮星系的整个恒星星族，以推断第一个星系的性质和起源的细节称为“矮星系考古学”。这将为第一个星系、幸存的贫金属矮星系和银河系的构建块之间的联系提供线索。
2012-09-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Growth and Enrichment of the Intragroup Gas
热扩散群内介质（IGrM）的热和化学性质对大质量星系形成和演化的反馈过程提供了重要的约束。在这里，我们探索这些约束条件，通过模拟z<3星系群的宇宙学模拟，包括一个良好的约束处方恒星/超新星动力的星系外流，但没有AGN反馈的全球性质的详细分析。我们的目标是：（a）建立一个基线，我们将比较未来的模型;（b）确定模型的成功，由于恒星/超新星动力外流;（c）查明功能，信号的需要，并限制，AGN反馈的性质。我们的模拟成功地再现了关键观察z=0组IGRM属性，包括各种X射线Lx - Tx -熵标度关系，但最大的群体。z<1的红移演化也与观测一致。与预期相反，模拟组的IGRM不会遭受灾难性的冷却。然而，z=0的恒星群质量太大了~ 2倍。这是由于在大质量星系被合并到星系群之前，它们中的冷气体的积累。这反过来又表明，在真实星系中，一旦它们的恒星质量增长到几个X 10^{10} M_sun，其他反馈机制必须激活。我们表明，这些必须是强大到足以驱逐一个显着的一部分气体从星系晕。温和的维持模式（淬火）AGN反馈，如在星系团中看到的，将不会这样做。同样重要的是，我们发现恒星/超新星驱动的风对于了解IGRM金属丰度至关重要。我们的模拟是能够再现全球IGRM铁和硅丰度和组X射线温度之间的关系，这些结果应该是相对不敏感的AGN反馈的添加。
2015-12-03 astro-ph.GA
The Stellar Abundances for Galactic Archaeology (SAGA) Database III - Analysis of Enrichment Histories for Elements and Two Modes of Star Formation during the Early Evolution of Milky Way
我们研究了9个元素，C，4个α-元素的Mg，Si，Ca，Ti，Sc，和3个铁峰元素的Co，Ni和Zn的富集历史，通过使用大量的恒星数据，收集的恒星丰度银河系考古学（SAGA）数据库。我们发现在[Fe/H]-1.8、-2.2和-3.3三个金属丰度下，铁的平均丰度比发生了统计学上显著的变化或突变。在第一个阶段，对于所有数据充足的元素，平均丰度比随金属丰度的降低程度相似。在后两者中，也检测到金属丰度的下降趋势，但有限的元素，C，Co，Zn，可能Sc，以及Co和Zn中的两个，分别。断裂定义了四个恒星星族，它们具有不同的丰度模式，这些模式在每个金属丰度范围内占主导地位，并按金属丰度增加的顺序将断裂、Pop IIa、IIb、IIc和IId划分。我们还探讨了它们的空间分布与光谱距离，以证明，Pops IIa和IIb的星系晕，而持久性有机污染物IIc和IId的观察附近的银河系平面。特别是，Pop IIc星出现在[Fe/H] -2.6附近，并与Pop IIb星共存，通过空间分布分离。我们的结果揭示了在星系形成的早期阶段存在两种不同的恒星形成模式，这两种模式与IMF的变化和残余低质量恒星的空间分布有关。对于两个低金属丰度的人口，增强的Zn和Co表明一个高质量和头重脚轻的IMF与碳增强的恒星的统计数据。我们讨论的相关性的运动学解决结构的星系晕和可能的网站，这些人口的框架内的层次结构形成的情况。
2013-09-28 astro-ph.GA
Fast-rotating massive Population~III stars as possible sources of extreme N-enrichment in high-redshift galaxies
本研究通过大质量恒星模型分析高红移氮增强星系的化学成分，发现快速旋转的大质量第三星族恒星及极贫金属恒星可解释其极端氮富集现象，并给出相关丰度比预测为后续观测提供基准。
2024-05-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
RHAPSODY-G simulations II - Baryonic growth and metal enrichment in massive galaxy clusters
我们详细研究了Rhapsody-G套件模拟的星系团中恒星组分和团内介质以及恒星金属丰度的演化，并与观测结果进行了比较。模拟进行了AMR代码RAMSES，包括AGN反馈的影响，在次网格级别。活动星系核的反馈是产生真实的星系和星系团特性所必需的，它在混合中心区域的物质和调节中心星系的恒星形成方面发挥着作用。在我们的低和高分辨率运行基准恒星产量，我们发现，恒星和ICM金属丰度是一个因素的两个低于观测。我们发现，冷核心集群表现出更陡峭的金属丰度梯度比非冷核心集群，在定性与观测。我们验证了ICM的金属丰度在模拟中测量可以解释一个简单的“调节器”模型，其中的金属丰度是由恒星产量和气体吸积的平衡。AMR模拟中更高的分辨率和更高的金属产率的组合可能会使模拟集群的金属丰度与观测值相匹配;然而，这一假设需要在未来的模拟中进行测试。最近的文献比较突出的结果，关于金属的集群和星系团的星系可能依赖于敏感的方案选择解决流体力学。
2016-04-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
R-process enrichment in ultrafaint dwarf galaxies
研究了超暗矮星系中r过程元素的富集和混合。我们假设r-过程元素产生的中子星合并（NSMs），并检查多个模型与不同的出生踢速度和爆炸能量。为此，我们进行宇宙学模拟的星系形成遵循混合的分散的r-过程元素驱动的恒星形成和相关的恒星反馈的UFD的祖先。我们发现，观察到的铕丰度在网室II再现我们的内部爆炸模型，其中NSM被触发在星系的中心，而相对较低的丰度在杜鹃III再现，如果NSM发生在附近的维里半径的祖星系。后一种情况只有在中子星双星具有较大的出生时反冲速度，并且在合并前经过千秒差距的长距离时才能实现。无论是内部爆炸还是外部爆炸，在NSM之后的几亿年里，祖先星系都必须维持长期的恒星形成，这样分散的r过程元素才能在星际介质中很好地混合。短时间的恒星形成导致混合效率低下，然后在恒星的铕丰度中留下了很大的变化，这与Reticulum II和Tucana III的观测结果不一致。
2020-02-17 astro-ph.GA
Chemical enrichment in isolated barred spiral galaxies
为了研究酒吧在孤立盘星系的化学演化中的作用，我们进行了一系列的39个气体动力学模拟孤立的酒吧和unbarred星系与各种质量，初始气体分数，AGN反馈模型。棒的存在驱使大量的气体流向星系的中心区域。在质量最大的星系中，这会导致剧烈的星暴，然后由于气体耗尽而导致恒星形成减少。Ia型超新星和II型超新星爆炸之间的时间延迟意味着棒星系在中心区域经历[O/H]的快速增加，而[Fe/H]的增加要缓慢得多。在无棒星系中，恒星的形成以缓慢而稳定的速率进行，氧气和铁的产生也以稳定的速率进行，除了时间偏移之外，这些速率都是相似的。比较具有相同中心恒星质量$M_*$的有棒星系和无棒星系的丰度比，发现在有棒星系中，[O/H]、[Fe/H]和[O/Fe]的丰度比分别增加了0.07 dex、0.05 dex和0.05 dex。[O/H]增强与SDSS的观测结果非常一致。初始气体分数对有棒星系和无棒星系的丰度比影响很小，除非星系经历了星暴。我们考虑了活动星系核的宿主星系位于活动星系核区底部附近，$M_*>3\times10^{10}M_\odot$，活动星系核反馈在超新星反馈中占主导地位。我们发现活动星系核反馈对中心丰度的影响是微不足道的。
2018-04-10 astro-ph.GA
JADES: Carbon enrichment 350 Myr after the Big Bang in a gas-rich galaxy
研究利用JWST/NIRSpec在z=12.5星系GS-z12中探测到最远金属发射线C III]，推断其富含中性气体且C/O达太阳以上，暗示碳增丰或源自第一代超新星。
2023-11-16 astro-ph.GA
Dust in the first galaxies
利用宇宙学体积模拟和一个定制的亚格子模型研究了在宇宙历史的第一个10亿年中由于Pop~III金属富集而导致的第一个星系中的基线尘埃消光。我们发现，虽然最丰富的，高密度的原始星系的视线可以经历一个可测量的量从Pop~III尘埃（$E(B-V)_{\rm max}=0.07,\ A_{\rm V,max}\approx0.28$）的消光，平均消光是非常低的$\left< E(B-V) \right> \lesssim 10^{-3}$。我们推导出暗物质晕质量与$E(B-V)\propto M_{\rm halo}^{0.80}$消光之间的幂律关系。通过MonteCarlo参数研究，我们建立了矮星系在高红移处的紫外光谱的基线红化。用这种方法，我们找到了$\left<β_{\rm UV}\right>-2.51\pm0.07$，它几乎是晕质量和红移无关的。
2018-01-18 astro-ph.GA
Cosmological Simulations of Galaxy Groups and Clusters-III: Constraining Quasar Feedback Models with the Atacama Large Millimeter Array
本研究利用GIZMO/SIMBA宇宙学模拟和ALMA模拟观测，探究类星体辐射与喷流反馈对SZ信号的影响，发现辐射反馈增强信号、喷流反馈抑制信号，高红移系统信号更强，有助于区分反馈模式。
2023-06-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Conditions for HD Cooling in the First Galaxies Revisited: Interplay between Far-Ultraviolet and Cosmic Ray Feedback in Population III Star Formation
HD主导着原始云的冷却和增强的电离，例如结构形成中的冲击加热云或超新星遗迹，Pop III星的遗迹HII区域，以及宇宙射线（CR）照射的云。在那里，温度下降到几十K，特征恒星质量下降到$\sim 10\ {\rm M}_{\odot}$，与第一颗由未受干扰的原始云形成的恒星（$\sim 100\ {\rm M}_{\odot}$）形成对比。然而，在没有CR照射的情况下，即使是弱的远紫外线（FUV）照射也会抑制HD的形成/冷却。在这里，我们研究条件HD冷却原始云，包括FUV和CR反馈。坍缩开始时，激波压缩气体随密度的增加而冷却，而HII区残余气体密度不变而冷却。此外，冲击往往发生在比HII区域更密集的环境中。由于更高的柱密度和更有效的屏蔽，在激波压缩气体中HD冷却的临界FUV强度比在遗留的HII区高$\sim 10$倍。因此，在激波压缩气体中，临界FUV强度超过了我们考虑的大部分红移（$6 \lesssim z \lesssim 15$）的背景水平，而在残留的HII区域，HD冷却变得有效后，CR强度增加到足够的$z \lesssim 10$。我们的研究结果表明，质量较小的（$\sim 10\ {\rm M}_{\odot}$）Pop III星可能比以前认为的更常见，可能是Pop III星的主要群体。
2014-05-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Explaining the high nitrogen abundances observed in high-z galaxies via population III stars of a few thousand solar masses
本研究通过辐射流体动力学模拟和恒星演化建模，发现质量在2000至9000太阳质量间的第一代第三族恒星能解释高红移星系GN-z11和CEERS 1019中观测到的氮氧等元素丰度，揭示了极端大质量第三族恒星在早期宇宙化学增丰中的关键作用。
2024-02-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
The formation of supermassive black holes from Population III.1 seeds. IV. Self-regulated seeding from supermassive star ionizing feedback
Chalmers University of Technology（查尔姆斯理工大学）；INAF - Osservatorio Astronomico di Brera（意大利国家天体物理研究所布雷拉天文台）；University of Modena & Reggio Emilia（摩德纳与雷焦艾米利亚大学）；University of Oxford（牛津大学）；University of Memphis（孟菲斯大学）；Center for Astrophysics, Harvard and Smithsonian（哈佛史密松天体物理中心）；Università degli Studi di Trieste（的里雅斯特大学）；INAF - Osservatorio Astronomico di Trieste（意大利国家天体物理研究所的里雅斯特天文台）；INFN, Sezione di Trieste（意大利国家核物理研究所的里雅斯特分部）
通过考虑第三族.1恒星周围HII区的R型膨胀和红移依赖性，建立反馈调节的隔离模型，预测了早期宇宙中超大质量黑洞的数密度约为0.2 cMpc^{-3}，并讨论了双黑洞丰度与合并率。
2026-05-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galactic fountains and outflows in star forming dwarf galaxies: ISM expulsion and chemical enrichment
我们研究了超新星反馈在富含气体的矮星系中的影响，这些矮星系经历了低到中等的恒星形成率，这是恒星爆发之间相对静止的典型阶段。我们使用三维流体动力学模拟计算了ISM和富含金属的SN喷出物的长期演化，其中反馈能量由SNeII在不同的OB协会中爆炸沉积。我们发现，一个循环流类似于银河喷泉一般成立，与一些ISM解除在银河平面以上的高度为一到几个千秒差距。这些气体形成了一个额外的平面层，一旦恒星形成停止，大约在$10^8$ yr后会回落到平面上。对于所考虑的SFR，很少或没有ISM被驱逐出星系系统，即使在最强大的模型中，SN能量与气体结合能相当。富含金属的SN喷出物反而更容易受到反馈的影响，我们发现，即使对于低SN率（$7\times 10^{-5}$ - $7\times 10^{-4}$ yr $^{-1}$），也有相当一部分（25-80\%）在星系际介质中排出。银河系保留的金属大约有一半位于远离银道面的地方（$z >$ 500 pc）。此外，我们的模型表明，富含金属的气体从银河系盘出来和回到银河系盘的循环不能消除（集中的）SN爆炸留下的化学梯度。
2014-09-26 astro-ph.GA
The role of binaries in the enrichment of the early Galactic halo. III. Carbon-enhanced metal-poor stars -- CEMP-s stars
对贫金属晕星的详细光谱研究突出了碳增强贫金属（CEMP）星在理解银河系早期碳的产生和喷射以及在大爆炸后形成的第一批恒星中识别CEMP星的祖先方面的重要作用。最近的工作也根据绝对碳丰度A（C）将CEMP恒星分为高C带和低C带，主要分别由双星和单星组成。我们的目标是确定的频率和轨道参数的CEMP-s的恒星，表现出强烈的增强与S-过程中的中子捕获元素之间的二进制系统。这使我们能够测试是否有必要和足够的地方质量转移从一个双伴侣来解释他们的戏剧性的碳过剩。22颗恒星中有18颗呈现清晰的轨道运动，产生82+-10%的双星频率，而4颗恒星似乎是单星（18+-10%）。因此，我们确认CEMP-s恒星的双星频率比正常的贫金属巨星高得多，但不是以前声称的100%。确定了11个双星的安全轨道和6个长周期系统（P > 3,000天）的临时轨道，并讨论了轨道循环时间尺度。传统的情况下，从一个前AGB双星伴星的局部质量转移似乎占大多数CEMP-s恒星的化学成分。然而，在一些单一的CEMP-s恒星中，多余的C和s-过程元素显然是通过外部（遥远的）来源转移到它们的出生云中的。这一发现对于我们理解早期星系晕和一些高红移DLA系统中的碳富集，以及极端贫金属AGB星的质量损失具有重要意义。节录。
2016-01-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Population III star formation in the presence of turbulence, magnetic fields and ionizing radiation feedback
本研究利用FLASH开展首个同时纳入湍流、磁场和电离辐射反馈的第三星族恒星形成RMHD模拟，发现磁场比早期电离反馈更能限制原恒星吸积与最大质量。
2025-05-16 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Magnetic fields limit the mass of Population III stars even before the onset of protostellar radiation feedback
本研究通过POPSICLE项目首次执行第三星族恒星形成的辐射磁流体动力学模拟，发现磁场在辐射反馈开始前即通过抵抗重力抑制质量传输，将最大恒星质量限制在约100太阳质量，为构建其完整质量函数奠定基础。
2025-04-30 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
The stochastic enrichment of Population II stars
我们研究了贫金属（[Fe/H]<-2.5）银河系晕星样品的化学丰度的内禀散射。我们从四个历史性的调查，并把我们的注意力集中在恒星Mg，Ca，Ni和Fe的丰度。使用这些元素，我们调查的化学富集这些贫金属星使用的随机化学富集模型。假设这些恒星已经被第一代大质量无金属恒星富集，我们考虑了富集人口的质量分布以及恒星混合和超新星爆炸能量。对于我们选择的恒星产额，我们的模型表明，最贫金属的恒星平均富集了N*=5^{+13}_{-3}（1 sigma）的第III星族恒星。这与推断出的贫金属DLAs的富集恒星数量相当。因此，我们的分析表明，在z~3的一些最低质量的结构包含的化学产物<13（2西格玛）人口III富集的微晕。推断的IMF是一致的萨尔彼得分布，并有一个最低限度的混合超新星喷出物的偏好。然而，估计的富集模型是敏感的恒星样本的微小变化。在[Mg/Ca]丰度的~0.1德克斯的偏移被证明是敏感的推断的富集星的数量。我们认为，这种方法有可能限制的第一代恒星的多样性，但这将需要：（1）恒星样本的系统误差是很好地理解;（2）记录的不确定性与核合成产量。
2020-10-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Preserving chemical signatures of primordial star formation in the first low-mass stars
我们的模型早期恒星形成区域和他们的化学富集人口III（Pop III）超新星具有高[C/Fe]比和对不稳定超新星（PISN）签名的核合成产量。我们的目标是测试在形成第一颗长寿的低质量恒星（或第二代恒星）之前，这些化学丰度特征在气体中的保存情况。我们的研究结果表明，第二代恒星可以保留其Pop III祖先的核合成签名，即使在核合成正常的Pop III核心坍缩超新星的存在下。我们发现，碳增强的贫金属恒星可能是在迷你晕中形成的第二代恒星。此外，很可能大多数Pop III超新星产生高[C/Fe]产额。相比之下，PISN喷射出的金属并不集中在第一颗恒星形成的晕中，这可能解释了在贫金属恒星中没有观测到PISN的特征。我们还发现，独特的Pop III丰度签名的气体迅速消灭了Pop II超新星的出现。我们警告说，观测到的具有Pop III特征的恒星的比例不能直接解释为产生该特征的Pop III恒星的比例。这种解释需要对第二代恒星形成之前的金属富集过程进行建模，包括模拟金属混合的结果。恒星考古学的全部潜力可能在超微弱的矮星系中实现，在那里简单的形成历史可能允许直接识别第二代恒星。
2015-09-23 astro-ph.GA
\texttt{Simba}-\texttt{C}: the evolution of the thermal and chemical properties in the intragroup medium
Simba-C通过更新恒星反馈、化学增丰和重校准AGN反馈，改进了星系群内介质X射线标度关系与观测的一致性，并揭示了重元素丰度比演化。
2024-06-07 astro-ph.GA
First-star imprints in a metal-poor galaxy overdensity near the end of reionization
University of Copenhagen（哥本哈根大学）；Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈大学尼尔斯·玻尔研究所）；Tsinghua University（清华大学）；Chinese Academy of Sciences（中国科学院）；INAF - Osservatorio Astronomico di Trieste（意大利国家天体物理研究所的里雅斯特天文台）；IFPU - Institute for Fundamental Physics of the Universe（宇宙基础物理研究所）；Institute of Science and Technology Austria (ISTA)（奥地利科学与科技大学）；National Astronomical Observatory of Japan (NAOJ)（日本国立天文台）；Camosun College（卡莫森学院）；INAF/Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切尔蒂天文台）；University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）；Heidelberg University（海德堡大学）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）；University of Arizona（亚利桑那大学）；Korea Institute for Advanced Study（韩国高等研究院）；University of Michigan（密歇根大学）
利用JWST发现z=5.945处一个极贫金属星系超密区（17个成员，平均金属丰度约3%太阳丰度），其与碳硅超丰吸收体空间关联，暗示第一代恒星增丰信号被保存。
2026-09-09 astro-ph.GA
The metal enrichment of passive galaxies in cosmological simulations of galaxy formation
大质量的早型星系比质量较小的星系具有更高的金属丰度和更高的$α$元素与铁的比率。在半解析模型和宇宙学流体动力学模拟中，再现这些相关性一直是分层星系形成理论的一个问题。我们表明，在大规模的黑暗晕中的气体冷却淬灭的无线电模式的活动星系核（AGN）反馈的模拟自然再现观测到的趋势之间的$α$ /Fe和星系的速度色散，$σ$。对于质量较大的星系，淬灭发生得更早。因此，这些星系在$α$ /Fe被Ia型超新星稀释之前就完成了恒星的形成。对于质量大于$\sim 10^{11}~M_\odot$的星系，其$α$ /Fe与恒星质量正相关，我们发现质量-金属丰度关系呈负相关。这是一个常见的问题，在模拟中，恒星形成的大质量星系是淬火无论是类星体或无线电模式活动星系核反馈。大质量星系的前身气体冷却的早期抑制阻止了它们重新捕获以风形式喷出的浓缩气体。因此，在当前的星系形成框架中，同时再现[ $α$ /Fe]- $σ$关系和质量-金属丰度关系是困难的。
2016-10-27 astro-ph.GA
The Persistence of Population III Star Formation
我们提出了一个半解析模型的恒星形成在早期宇宙中，开始与第一个无金属的恒星。通过采用完全反馈限制的恒星形成处方，恒星以最大效率形成，直到自洽计算的反馈过程停止形成。我们占了一些反馈过程，包括元银河系莱曼-沃纳背景，超新星，光电离，和化学反馈。通过与我们的反馈限制恒星形成处方的丰度匹配发现的质量吸积率相结合，使各种各样的人口III（流行III）的初始质量函数（IMF）的光晕。我们发现，对于一些模型，大质量波普III恒星的形成可以持续到至少$z \sim 20$，并可能以大约$10^{-4}$到$10^{-5}$ M $_\odot$年$^{-1}$ Mpc $^{-3}$的速度超过$z \sim 6$，假设这些恒星是孤立形成的。在这一点上，莱曼-沃纳反馈推动恒星形成的最小晕质量超过原子冷却阈值，切断了大质量波普III星的形成。我们发现，在大多数模型中，流行II和流行III恒星形成共存的宇宙学时间尺度，总的恒星形成率密度和由此产生的辐射背景强烈主导前流行III恒星形成最终结束。这些晕在此阶段形成的大质量Pop III恒星最多为$\sim 10^3$ M $_\odot$，其绝对星等通常在$M_\text{AB} = -5 $到$ -10$之间。我们还简要讨论了未来的观测，如JWST或WFIRST和21厘米的实验望远镜可能能够约束未知参数在我们的模型，如IMF，恒星形成处方，或大规模的波普…
2017-10-06 astro-ph.GA
