弥散晕内光的金属丰度

我们对从小型旋涡星系到富星系团等不同系统中的弥散恒星成分的金属丰度进行了预测。我们扩展了 Purcell 等人 (2007) 的形式体系，其中弥散恒星质量是通过星系瓦解产生的，并将此结果与观测到的星系质量 - 金属丰度关系进行卷积，以分析宿主晕（维里质量 $10^{10.5} M_\odot < M_{\text{host}} < 10^{15} M_\odot$）中晕内光 (IHL) 的化学丰度。我们预测，从小型到大型旋涡星系尺度，IHL 金属丰度将急剧上升约 2 个数量级。就所考虑宿主系统的总动力学质量 $M_{\text{host}}$ 而言，我们预测弥散光的金属丰度范围为：当 $M_{\text{host}} \sim 10^{11} M_\odot$ 时，$Z_{\text{IHL}} < -2.5$；当 $M_{\text{host}} \sim 10^{12} M_\odot$ 时，$Z_{\text{IHL}} \sim -1.0$。在更大的系统中，我们预测这一趋势逐渐平缓，当 $M_{\text{host}} \sim 10^{13} M_\odot$ 时，$Z_{\text{IHL}} \sim -0.4$，并增加至当 $M_{\text{host}} \sim 10^{15} M_\odot$ 时的 $Z_{\text{IHL}} \sim 0.1$。这种行为伴随着随着宿主质量增加，晕内金属丰度分布的变窄。在估计具有多重起源的晕内族群的化学丰度时，年老、贫金属的 IHL 恒星与更富金属、动力学上更年轻的潮汐流之间在表面亮度上的可观测区别至关重要。