Curti2025ChemicalEvolutionGalaxiesa
Brief
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- O 是丰度最高的金属元素
- 恒星的金属丰度测量的现代方法是全光谱拟合，气体金属丰度的测量方法包括 temperature/density diagnostic 以及 CLOUDY 模型、观察 Lyman system 等
- review 中介绍比较详细的 chemical evolution 是解析的，由 SF、stellar yield 以及气体流入和流出四部分组成
- 观测上的 scaling relation 一般包括 MZR/FZR，后者相比前者延伸到了 SFR 的维度
- MZR 具有非常紧密的关系，最简单的解释是 outflow 强度和 mass 相关
- FZR 可以解释为星系在「高 SFR/低金属丰度」和「低 SFR/高金属丰度」之间循环的 gas regulator scenario
- cycle phase 的指标也可以替换为气体比例
- 高红移的金属丰度一般比低红移系统性更低
- alpha/Fe 可以用作 SFH tracer，前者的时间尺度比后者更短（分别对应 cc SNe 和 Ia SNe）
- 星系的金属丰度一般是负的，对应 inside-out 的形成模式
- CGM 在整个化学演化 picture 中具有重要作用
Intro
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- 宇宙早期原初涨落经过演化形成 DM halo，其中形成了最初不含金属的 Pop III 星系
- 另外一个特征是质量较大、演化很快，最终将金属抛射入 ISM 中作为宇宙中的首次 chemical enrichment
- 星系和外部环境的互动表现为从 cosmic web 中吸积贫金属的气体和气体外流两部分，也称作 baryonic cycle
- metallicity 测量的 convention 包括
- 用数密度的相对比值来表示，比如 [Fe/H]或者 [O/H]
- 和 H 对比时一般在比值对数上加 12 使其在通常情况下为正
- 将金属丰度和太阳作比
- 可以用 O/H 作为金属丰度的一个代理指标，隐患在于其他元素的丰度可能和 O 丰度不完全正比（尤其在以太阳金属丰度为参考的情况下）
- O 是（按照质量计算）最丰富的金属元素
- OIII 5007 发射线是最明亮的金属发射线（之一？）
- 恒星金属丰度最初用 Lick 指数以及 UV 波段特征来测量，更现代化的方法是 Full spectrum fitting
- Lick 指数指的是特定波长位置的流量和周围（类似背景）流量的比值，可以衡量吸收/发射线强度
- 4000A break 和 Balmer 吸收线用于示踪星族年龄，特定元素的特定谱线（Mg1/2/b, Ca Tripple, Fe 5270/5335）用于测量元素丰度
- UV 辐射的强度可以反映 stellar wind 强度，后者还和金属丰度相关（金属导致的不透明度会增大辐射压）
- 全光谱拟合一般基于 stellar population synthesis（由 SSP/CSP 合成星系的光谱），又进一步地依赖恒星光谱库作为模板
- 恒星光谱库分为经验/理论类别，其中经验光谱的问题是金属丰度/年龄覆盖不够完备
- 拟合过程通常采用 chi2（pPXF）或者 Bayesian 框架（BEAGLE, BAGPIPES, CIGALE）
- 气体金属丰度和最近产生的 O/B star 的化学增丰以及星系和周围环境之间的 inflow/outflow 有关
- 最直接的测量方法是借助电子温度（以及密度），原理是谱线强度正比于离子丰度以及单位体积的发射率
- 金属离子的碰撞激发的发射率具有对 Te 的指数依赖，而 H line 发射率对 Te 的依赖是线性的，所以借助谱线强度比较金属丰度之前需要测量 Te/ne（称作温度/密度 diagnostics，fig1）
- Te 测量可以利用同一离子的两条发射线的比较进行测量，其中一条（高能级）属于 auroral line 对温度非常敏感，另一条 nebular line 对温度不敏感，一个经典的组合是 OIII 4363/5007 ratio
- 密度 ne 测量可以利用同一离子的能量相近（一般是双线）但是临界密度不同的 flux ratio 测量，比如 OIII 3727/3729
- 可能的问题是温度/密度不均匀分布导致对 Te 的高估以及对金属丰度的低估，另外用 recombination line 计算出的金属丰度系统性地高于 Te 方法（大约 0.3 dex 或者 a factor of 2），称作 ADF (Abundance Discrepancy Factor)
- 在 auroral line 不明显的情况下需要用光谱中明亮的谱线比值推断金属丰度，二者之间的相关关系来自经验/统计性的校准
- 常用的 line pair 包括 R23（[OIII+OII/Hb]）、O32 以及 O3N2 等
- 光致电离模型指的是用 CLOUDY/MAPPINGS 模拟 HII 区的状态，并且得到输入参数（金属丰度、气体密度、电离参数）和发射线强度之间的关联，然后和观测对比
- 但是一般会得到系统性高于 Te 的结果
- 模拟的简化可能会导致系统误差
- 另外一种方法是将类星体辐射作为背景，观察气体产生的吸收线特征，直接对应的物理量是离子柱密度
- 柱密度低于 16 时可以直接用等效宽度推断柱密度，因为吸收没有完全饱和
- Lyman Limit System (LLS) 对应柱密度超过 16.2，对应的是 CGM dense region
- Damped Lyman Alpha (DLA) 对应柱密度高于 20，具有宽广的 damped wing，对应于 ISM
Chemical evolution models
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- 解析/分析的模型主要包括 inflow/outflow、SF efficiency 以及恒星的金属产出（yield）等组分
- stellar yield 定义为单位质量恒星最终返还到 ISM 中的特定元素的质量分数，作为恒星初始质量、化学成分的函数；星系 yield 由恒星的金属产额在 IMF 上积分得到
- 广泛采用的一个近似是 IRA (Instantaneous Recycling Approximation) 也就是将恒星分为永久存活（比如质量低于 1）以及立刻死亡两类
- 对于主要由寿命较短的大质量恒星产生的元素来说是很好的近似，但是对于由 Ia SNe 产生的 Fe 等元素精度较差
- 金属演化的解析等式由 Eq9/10 给出，简单来说就是由 SF、yield 以及 in-/outflow 共同影响
- 在不存在 in-/outflow 的 closed box 模型中，金属丰度可以解析地表示为 $Z=y\times \ln(1 / \mu_g)$，其中 $\mu_g$ 是气体的质量比例
- local observation 反推得到的 yield 低于理论值，并且没有观测到模型预测的大量贫金属 G dwarf
- outflow 的强度由 mass loading factor（外流气体质量和恒星形成率之比）描述
- 这样可以自然地定义 effective yield $y_\mathrm{eff}=y / (1+\eta)$，从而匹配观测到的低 yield
- 可以很好地解释 MZR，因为低质量星系引力势阱不足以束缚气体外流导致金属损失更多
- inflow 同样起到的是降低气体金属丰度的作用，假设气体吸积和通过 SF 消耗处于平衡，则气体金属丰度会趋于一个常值
- 将 in-/outflow 全部包括之后气体/星系的演化应该处于一个 quasi-steady state，这个模型中的自由度可以满足调整以适应观测的需要
- 另一个方向是在 N-body simulation 的基础上加入有关 chemical evolution 的 sub-grid physics 组件
Observation
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- 观测上最重要的关系是各类 scaling relation
- MZR 的相关性非常紧密（intrinsic scatter 大约 0.1 dex，fig2 left），低质量端较陡而在高质量端逐渐变平
- 主要的解释就是 outflow 强度随着质量增加而下降
- SF/quenched galaxy 在 MZR 上的差异可以解释为 strangulation，也就是 quenching 原因是没有气体流入，观测上表现为金属丰度的升高
- FMR (fundamental metallicity relation) 是相对 MZR 的扩展（fig2 right），加入 SFR 维度可以将 scatter 降低至 0.055 dex
- 对应的 “gas regulator” scenario 是星系吸积气体导致金属丰度降低和 SFR 升高，而恒星的反馈作用会使得金属丰度升高以及 SFR 降低
- 具有相同质量的星系因为处于这个 cycle 的不同阶段而具有不同的 SFR/金属丰度
- 更深层的关系是质量、金属丰度和气体比例参数空间中形成的 plane，气体比例更高代表更高的 SFR 和更低的金属丰度
- 高红移的金属丰度（MZR）相对来说整体偏低（在 z=2
3 大致低 0.30.4 dex），但是 MZR 的斜率演化不明显
- 高红移星系具有更高的气体比例以及高效的 outflow
- FMR 基本不随红移演化，所以 MZR 的演化只是因为高红移星系占据了 FMR 中高 SFR 以及低金属丰度的区域
- 以上的高红移大致对应于 z=2~3，而 JWST 带来了对 z=6 以及更高红移的观测
- MZR 在 z=6~8 已经存在，并且在低质量端相比 local 更平，可能和 momentum- 而非 energy-driven wind 有关
- 红移高于 3 的 FMR 和 local 有很大区别，金属丰度更低并且弥散更大，说明 gas regulator 的机制尚未完全主导 chemical evolution
- 不同元素之间的相对丰度可以作为某种 clock
- alpha/Fe 分别对应时间尺度 Myr 和 Gyr 的 SNe 过程，较高的 alpha/Fe 说明星系经历了一个短暂而剧烈的 SF，而低值一般对应一个漫长、持续的 SFH
- 其他常用的元素丰度 ratio 是 N/O 和 C/O
- N/O 在低金属丰度下表现为一个 plateau，而在高金属丰度下和 O 丰度呈现线性关系（fig3 left）
- 解释为在高元素丰度下，N 通过 CNO 循环产生，产量随着 C/O 丰度的增加而增加；而在低金属丰度下 N 是直接合成的
- JWST 在高红移发现了一批 N/O ratio 异常高的天体，需要解释 N 的额外来源
- C/O 主要和 Pop III 相关（fig3 right）
- 大部分星系具有负的金属丰度梯度（中心的化学增丰更充分），更支持星系 inside-out 的形成模式
- 高红移中的金属丰度径向变化不明显，说明存在将中央区域金属散布到外围区域的机制
- 正的金属丰度梯度可以解释为 cold stream 吸积，也就是贫金属的气体被直接吸积到中心使中心的金属丰度被稀释
- CGM 被认为储存了星系 50% 以上的金属（星系内部仅占 20-30%）
- 非常稀薄难以观测，一般以 quasar 为背景研究吸收线特征
- CGM 中的金属可以落回到星系中（galaxy fountain）形成气体的循环
- 考虑到 ISM/CGM/dust 之后，之前 missing metal problem 基本已经解决
Thoughts
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- 多种方法比较下，最大的可能就是 Te 方法存在系统性低估，也许就是因为气体温度/密度的不均匀性导致的
- 气体（相比恒星）金属含量是更加本质和直接相关的，尤其是涉及 inflow/outflow