星系光谱模拟简介
- 步骤
- 覆盖整个赫罗图的恒星光谱
- 从LTE到NLTE（对高温恒星的He线有很大影响）
- 恒星演化模型提供各个光谱的权重（什么星有多少）
- 主要是大质量恒星（因为亮）
- 1980s：overshooting；1990s：mass loss；2000s：自转
- 对流多少对恒星在氢核心燃烧和氢包层燃烧的时间比有影响 (Yi, S. K., ApJ 582, 202, 2003)
- 自转会将一些He带到H包层附近，使得H包层燃烧效率下降以及对流区减小；这导致He燃烧阶段恒星的半径变得很大（大概200km/s就有很大影响了）
- 自转可能对Pop III星有很大的影响，而我们还不清楚贫金属星的自转情况是怎么样的
- 初始质量函数
- 球状星团的星光主要来自低质量恒星，和星系不同
- 一般推断IMF的方法是观测星团（我觉得看银河系也行；downgrade的话就是太阳邻域），或者邻近的星系
- 很多研究得出了平的IMF，以及Salpeter和Kroupa IMF
- 尘埃
- 恒星形成星系必定有很多尘埃
- 尘埃的形成时标只有几百Myr，所以在很早的时期尘埃遮挡就出现了
- 建模需要假定尘埃总量、分布和组成
- 尘埃呃存在还会使得均一性和各向同性的假设不成立
- 覆盖整个赫罗图的恒星光谱
- 结果
- 星系颜色越来越红
- 谱线越来越深（不全是，H_beta不变）
H3 survey
- 结论
- H3观测了距离银心50kpc内盘上下2kpc外的五千多个巨星并给出了金属丰度
- 以前的成分证认出来了，还发现了4个新的成分
- 在盘附近的恒星基本上都是在银河系内形成的，但是远的那些主要来自吸积的别的星系的
