Formation of blue compact dwarf galaxies from merging and interacting gas-rich dwarfs
我们提出的数值模拟的结果表明，形成的蓝色致密矮（BCD）星系之间的合并非常丰富的气体矮星扩展HI气体盘。我们表明，矮-矮合并可以触发中心恒星爆发，并形成由年轻恒星星族主导的大质量致密核心。我们还表明，合并前体矮星中预先存在的旧恒星成分可以成为合并后的弥漫低表面亮度组件。致密的核心主要由年轻的恒星星族组成，并嵌在更分散分布的老恒星中，在形态上可以被归类为BCD。由于新的恒星可以由合并前体的扩展气体盘的外部转移的气体形成，因此新的恒星可以是非常贫金属的（[Fe/H]<-1）。由于在合并过程中气体压力非常高，超过10^5 k_B（其中k_B是玻耳兹曼常量），在形成BCD时可以形成致密的星团。由合并形成的BCD仍然可以有扩展的HI气体盘围绕其蓝色致密核心。我们讨论了富气矮星在没有合并的情况下的潮汐相互作用是否也能形成BCD。
2008-05-06 astro-ph
Dynamical condition of neutral hydrogen envelopes of dwarf galaxies and their possible morphological evolution
我们研究了富气体矮星系的恒星形成历史，考虑了它们的中性氢（H{ \sc i}）包层的动力学演化。富气矮星分为蓝致密矮星（BCD）和矮不规则矮星（dIrrs）。在本文中，它们的H{ \sc i}包络清楚地表明，不会被吹走的恒星反馈。这是因为观测到的富含气体的矮星的恒星形成速率（SFR）通常小于一个临界SFR，$ψ_{\rm crit}$，在这个临界SFR下，恒星反馈将H{ \sc i}包线加速到逃逸速度。从这一观点和样品BCD的化学性质出发，我们提出两种可能性：（1）BCD包层中的H{ \sc i}气体被消耗以促进其恒星形成;（2）BCD具有类似的恒星形成历史。我们还讨论了矮星系之间的形态演化。只要富含气体的矮星是孤立的，它们就很难演化成矮椭圆星系（dEs）。当富含气体的矮星中的H{ \sc i}包层在随后的恒星形成过程中被消耗掉时，仍然可以预期BCD和dIrrs之间的形态交换，这与以前的研究一致。有趣的是，如果富气矮星的SFR在过去比$ψ_{\rm crit}$高得多，那么从dEs到富气矮星的演化情景是可能的。
2002-04-18 astro-ph
Chemical Evolution of Late-type Dwarf Galaxies - The windy starburst dwarfs NGC 1569 and NGC 1705
由于现代望远镜和仪器的能力，现在有可能解析外部矮星系中的单个恒星，只要它们足够明亮。对于光度足够深的星系区域，构造了详细的色星等图，通过与合成图的比较，可以推断出恒星的形成历史和初始质量函数。恒星形成历史和初始质量函数都是星系化学演化模型的自由参数。在这篇文章中，我们展示了如何通过高分辨率测光原则上限制它们，使我们能够更好地理解矮星系形成和演化的机制。
2004-11-23 astro-ph
FUSE Spectroscopy of the Two Prototype White Dwarfs With Signatures of a Super-hot Wind
O VIII现象描述了在DO WD的光谱热中出现CNO元素（如O VIII、N VII、C VI甚至Ne X）的超高电离吸收线。
2002-08-28 astro-ph
The influence of Galactic wind upon the star formation histories of Local Group galaxies
我们研究的可能性，从银河系的星系风施加的冲压压力可以剥离气体从本群矮星系，从而影响他们的恒星形成的历史。气体剥离是否发生取决于作用于矮星系中气体的两个反作用力的相对大小：风的冲压压力和矮星系本身的引力约束力。我们认为，银河风可以剥离气体在一个矮星系位于$R_{c}\simeq 120(r_{s}/1 {kpc})^{3/2} ({\cal E}_{b}/10^{50} {erg})^{-1/2}$ kpc（其中$r_{s}$是表面半径和${\cal E}_{b}$是矮星系的总结合能，分别）从银河在一个时间尺度的陀螺仪，从而防止恒星形成。我们基于这个银河系风模型的结果解释了最近的观察，即位于银河系附近的矮星只在其生命的早期阶段经历了恒星形成，而遥远的矮星仍在经历恒星形成。目前在大麦云星云中的恒星形成也可以通过我们的银河风模型来解释。
1997-08-13 astro-ph
Mass-loss and diffusion in subdwarf B stars and hot white dwarfs: do weak winds exist?
扩散对亚矮星B（sdB）和热白矮星化学成分的影响强烈地依赖于弱风的存在。在本文中，对于半个太阳质量的恒星，在25000 K到50000 K之间的各种有效温度下，以及在太阳到1/100太阳之间的各种金属丰度下，预测了质量损失率作为表面引力的函数。由于假设类似于原始的辐射驱动风理论，动量方程的求解方法已经被修改，因为线力乘数的通常参数化在弱风的情况下会导致复杂化。根据这些结果，每年质量损失率为E-11太阳质量的弱风可能只存在于最明亮的sdB恒星中。对于更紧凑的，从散装物质（氢和氦）的金属去耦预计在风区，因为通过库仑碰撞的动量交换是不够有效的。因此，多组分效应非常重要。对于白矮星，如果忽略多分量效应，则根本不存在风解。
2008-08-07 astro-ph
Dark Matter in Gas-Rich Dwarf Galaxies
我们研究了暗物质（DM）在富含气体的低质量星系中的分布，并对它们进行了冷暗物质（LCDM）的数值宇宙学模拟。我们发现，推导出的旋转曲线符合最好的核心DM密度分布，而总是由LCDM模拟预测的中央尖点的签名是看不到的。
2008-11-26 astro-ph
On the Dissociation Equilibrium of H2 in Very Cool, Helium-Rich White Dwarf Atmospheres
我们研究了$\rm H_2$在非常冷的富氦白矮星大气中的离解平衡。本文给出了氢分子在稠密氦介质中离解的非理想化学平衡解。我们发现，在光球的冷白矮星的$T_{\rm eff}\rm=4000 K$，非理想性的结果增加了分子氢的摩尔分数的一个因素，$\sim 10$，相比于平衡值的理想气体。这使$\rm H_{2}-He$ CIA的不透明度增加了一个数量级，并将影响对非常冷的富氦白矮星中氢丰度的测定。
2005-12-09 astro-ph
The role of HeH+ in cool helium rich white dwarfs
在与富氦白矮星相关的很宽的温度和密度范围内，HeH $^+$被发现是占主导地位的正离子。在电离平衡计算中加入HeH $^+$可显著增加自由电子的丰度。对于低于8000 K的温度，通过加入HeH $^+$，He $^-$的自由-自由吸收增加到5倍。计算了典型的模型大气和光谱能量分布，结果表明HeH $^+$对Teff < 8000 K的富氦白矮星的密度和压强结构有很强的影响。HeH $^+$的加入使Teff < 5500 K的模型的光谱能量分布和宽带色指数显著变红。这对现有的模型大气、合成光谱和富氦白矮星的冷却曲线有着重要的意义。
2004-11-12 astro-ph
Spitzer Observations of GD 362 and Other Metal-Rich White Dwarfs
{ \em Spitzer} IRAC对附近17颗富含金属的白矮星（名义上是DAZ星）的调查显示，只有3个目标：G29-38，GD 362和G167-8有过量的发射。使用所有三台{ \em Spitzer}仪器对GD 362进行的观测揭示了一个温暖的（$\approx1000$ K）尘埃连续体，非常强烈的硅酸盐发射，以及可能存在较冷的（$\approx500$ K）尘埃。虽然G29-38和GD 362的中红外光谱能量分布大致相似，但G167-8的IRAC通量在白矮星中是独一无二的。然而，在测量到的多余部分可以明确地与白矮星联系起来之前，还需要对G167-8进行进一步的观测。
2006-10-04 astro-ph
Spectropolarimetric Survey of Hydrogen-rich White Dwarf Stars
我们用塞曼偏振光谱仪对61颗南白矮星进行了观测，寻找磁场。我们的目标是获得这些天体的磁场分布，特别是找到磁场较弱的白矮星。我们发现一个可能的候选物（WD 0310-688）可能具有-6.1+/-2.2 kG的弱磁场。接下来，我们确定的分数和分布的磁性白矮星在太阳附近，并调查发现更多的这些对象的基础上，目前的发病率的磁性白矮星在20 pc的太阳。我们还分析了白矮星的光谱，得到了有效温度和表面引力。
2006-09-11 astro-ph
Spectroscopic Equilibrium of Iron in Metal-Rich Dwarfs
我们分析了附近的25个富含金属的G和晚F矮星，以验证铁线的光谱平衡（LTE）是否满足红外通量方法（角直径）和依巴谷天体的观测约束。来自铁线的大气参数（假设LTE和采用一维库鲁茨模型大气）不同时满足两个观测约束，可能是因为经典的建模无法重现详细的线形成的FeI线。
2004-09-14 astro-ph
Discovery of a Cool, Massive, and Metal-Rich DAZ White Dwarf
我们报告了一颗新的富金属DAZ白矮星GD 362的发现。高信噪比的光谱学揭示了来自氢以及CaI、CaII、MgI和FeI的谱线的存在。对这颗恒星的详细大气模型分析得出有效温度Teff = 9740 +/- 50 K，表面重力log g = 9.12 +/- 0.07，光球丰度log Ca/H = -5.2 +/- 0.1，log Mg/H = -4.8 +/- 0.1，log Fe/H = -4.5 +/- 0.1。白矮星冷却模型被用于推导GD 362的质量为1.24 Mo，使其成为迄今为止发现的最大质量和最富金属的DAZ。本文简要讨论了用吸积说在一颗d ~ 25 pc的白矮星中存在如此大的金属丰度的有关问题。
2004-10-28 astro-ph
Luminosity Distributions within Rich Clusters - I: A Ubiquitous Dwarf-Rich Luminosity Function ?
通过对Abell 2554星系团的深CCD观测，我们恢复了该星系团在很宽星等范围内（-24 < M（R）< -16）的光度分布。我们比较得出的A2554集群光度函数（在红移0.1）与当地后发座集群（A1656）和更遥远的（z = 0.2）集群A963。这三个集群的分布非常相似，具有可比的丰富性和形态。所有的观测结果都显示出巨星系（-24 < M（R）< -19.5）的光度函数是平坦的（α= -1.0），在中等星等（M（R）= -19）时光度函数会急剧上升（α= -1.7），并继续上升到现有数据的极限。我们认为，这样的光度函数可能是无处不在的丰富的集群和类似的形式可能适用于较差的集群，并可能领域以及。这三个星团矮LF是在一个涵盖宇宙年龄四分之一的回顾时间范围内看到的。因此，三个测量的LF之间的相似性似乎排除了强大的进化的侏儒人口在丰富的集群环境中，至少到z = 0.2，除非丰富的影响合谋掩盖进化的变化。
1997-04-17 astro-ph
Gas-Rich Dwarf Galaxies from the PSS-II --- II. Optical Properties
我们描述了一个样本的101个富含气体的领域矮星系的光学特性的PSS-II（第二帕洛玛巡天）板，最新发现的调查的一部分，以调查矮星系相对于巨人的聚类特性。这些星系的表面亮度较低，距离相对较远，衰退速度高达10，000 km/s。它们的V-I颜色（中值为0.75）比活跃的恒星形成巨星系或低金属量的球状星团都要蓝，这意味着这些矮星的金属量低，过去的恒星形成也很少。这些星系也是非常丰富的气体，HI质量与V光度的中位数比约为2太阳单位。我们将样本分为两组：直径（在25 I mag arcsec^-2时）小于7.5 kpc的真矮星和直径大于该值的麦哲伦矮星。与麦哲伦矮星相比，真矮星的HI质量与V光度比更大，V-I颜色略蓝。总的来说，我们的矮星系样本的光学特性表明它们是静止的物体，在宇宙的年龄中几乎没有恒星形成。它们不是褪色的物体，而是可能正在经历它们的第一个弱恒星形成时期。
1996-12-18 astro-ph
Are Neutron-Rich Elements Produced in the Collapse of Strange Dwarfs ?
比较了具有相同重子数的奇异矮星和混合星的结构。在奇矮星分支中存在一个临界质量（M~0.24M_sun），低于此质量，混合星分支中重子数相同的组态更稳定。如果在两个分支之间发生跃迁，坍缩释放的能量约为3 × 10 ^{50}尔格，主要是以中微子的形式，由强子物质转化为奇异夸克物质。只需要一小部分（~4%）就可以排出外层的富中子层。这些事件可能对银河系中A> 80的核素的化学产额有重大贡献，如果它们的频率约为每1500年一次。
2005-10-31 astro-ph
Near-Infrared Constraints on the Presence of Warm Dust at Metal-Rich, Helium Atmosphere White Dwarfs
在这里，我们提出了近红外光谱观测15氦大气，金属丰富的白矮星在美国宇航局红外望远镜设施。虽然污染最严重的氢大气白矮星与温暖的星周尘埃和气体之间的联系已经得到证明，但它们在氦大气中的频率变化并不受限制。我们的目标都没有显示出与温暖轨道物质一致的过量近红外辐射。将这些近红外限制加入到之前的近红外和中红外观测中，在含金属的白矮星中，以氢为主的光球中，温暖的星周物质的频率至少为20%，但对于那些仅由氦有效组成的光球，可能小于5%。氦大气层白矮星周围尘埃盘的出现率较低，这与大质量对流区光球金属的百万年时间尺度一致。分析了10颗具有温暖星周物质的白矮星的质量分布，我们寻找了类似的趋势之间的磁盘的频率和预测的大质量行星围绕中等质量的恒星的频率，但发现磁盘轴承白矮星的概率是大于平均值是不显着的。
2008-04-21 astro-ph
Gas Rich Dwarfs from the PSS-II I. Catalog and Characteristics
这个项目是使用第二次帕洛玛巡天照相底片对场矮星系进行目视搜索。在0到10，000 km/s ^-1的红移搜索窗口内，从310个天体的形态学样本中检测到145个真矮星。通过对其他矮星样品的光度、等照度线、HI质量和HI剖面宽度分布的比较，我们证实了该矮星的低质量、矮性质。这个项目的目标是利用这些新发现的矮星系来绘制大尺度结构图，作为有偏差的星系形成的测试。最初的指标是矮星系的大尺度分布与明亮的高质量星系相同，与使用偏置的理论相矛盾。样本的完整分析将在我们系列的最后一篇论文中报告。
1996-12-13 astro-ph
Non-Ideal Equation of State, Refraction and Opacities in Very Cool, Helium-Rich White Dwarf Atmospheres
冷的、富含氦的白矮星的大气层构成了一种奇异的、探索甚少的恒星大气层物理机制。在温度从$\rm 1000K$变化到$\rm 10000K$的物理条件下，密度可以达到$\rm 2 g/cm^{3}$那么大的值，并且压力高达$\rm 1 Mbar$，大气不再是理想气体，并且必须被视为稠密流体。氦原子变得强相关，并存在折射效应。像$\rm He^{-}$自由-自由吸收这样的不透明度源必须用一种从未应用于天体物理学不透明度的形式来计算。这些效应在以前的冷白矮星大气模型中被忽略了。
2004-10-14 astro-ph
Removal of the calcium underabundance in cool metal rich Galactic disk dwarfs
Feltzing & Gustafsson（1998，A&AS，129，237）推导出了冷金属富集盘矮星明显的Ca丰度不足。这被认为是一种NLTE效应，遵循Drake的预测（1991，MNRAS，251，369）。使用MARCS大气和不透明度的新NLTE计算（Thorén，P.，2000，A&A，in preparation）表明与LTE的偏差非常小，不能解释丰度不足。结果表明，丰度不足主要是由于错误计算的原子线加宽参数（范德华展宽）。部分的丰度不足也是由于决定不改变光度测定恒星参数，以满足Fe I激发平衡。
2000-05-19 astro-ph
Outliers from the Mass--Metallicity Relation I: A Sample of Metal-Rich Dwarf Galaxies from SDSS
我们已经从Tremonti等人（2004）测量的恒星形成星系的质量-金属丰度关系中识别出41个低质量高氧丰度异常值的样本。这些星系在-14.4 > M_B > -19.1和7.4 < log M_*/M_solar < 10的范围内具有8.6 < [12 + log（O/H）] < 9.3，令人惊讶地是非病理性的。它们有典型的特定恒星形成率，相当孤立，除了少数例外，没有明显的同伴。在形态上，它们类似于矮椭球星系或矮椭圆星系。我们预测，他们观察到的高氧丰度是由于相对较低的气体质量，得出的结论是，这些过渡矮星系接近其恒星形成活动的结束。
2008-07-02 astro-ph
Thermal Stability of White Dwarfs Accreting Hydrogen-rich Matter and Progenitors of Type Ia Supernovae
通过建立稳态模型，重新考察了白矮星吸积富氢物质的性质，即氢壳燃烧消耗氢的速率与白矮星吸积氢的速率相同，得到了不同吸积速率和不同白矮星质量下的稳态模型.我们证实了这些定常模型只有在吸积速率大于\sim 10^{-7} M_sun/yr时才是热稳定的。我们表明，最近的模型的“静态燃烧”在“表面氢燃烧”在一个更广泛的吸积率范围内的结果从太大的区域质量在模型的外部;氢燃烧必须发生在一个更薄的层。通过比较HR图上的位置，我们发现大多数发光的超软X射线源都是白矮星以足够高的速率吸积物质，使得氢燃烧壳层热稳定。Ia型超新星的祖先的影响进行了讨论。
2007-03-27 astro-ph
Metal-rich T-dwarfs in the Hyades cluster
本文介绍了在6.25亿年历史的、富含金属（[Fe/H]=0.14）的毕宿星团中寻找褐矮星（BD）和极低质量（VLM）恒星的结果。我们进行了深（I=23，z=22.5）测光调查超过16度$^2$周围的集群中心。我们报告的发现的前2个BD毕宿星团，光谱类型T1和T2，分别。它们的光学和近红外测光，以及它们的自行，与它们是星团成员是一致的。根据模型，它们的质量约为50木星质量，年龄为6.25亿年。我们还报告了3个新的非常低质量恒星成员的发现，并确认了其他15个成员。
2008-10-15 astro-ph
Properties of three gas-rich dwarfs in the Centaurus A group
我们提出了HST/WFPC 2观测（F555 W，F814 W）和ATCA高分辨率HI地图的半人马座A组中发现的两个盲21厘米调查（HIPASS，HIDEEP）的三个富气矮星系。我们比较了它们各自的性质，并讨论了它们的恒星形成历史。虽然我们不能很好地从图表中限制最古老的人口的年龄，但红巨星的扩展人口的存在表明这些系统不是最近形成的。在三分之二的矮星中存在渐近巨星分支（AGB）恒星，设定了大约6 Gyr的年龄下限。
2003-09-02 astro-ph
The Rotational Velocity of Helium-rich Pre-White Dwarfs
以前对富氢白矮星的研究通常只得到非常小的自转速度（v_rot sin i）。我们分析了八颗缺氢（前）白矮星的高分辨光谱中的谱线轮廓，发现在五种情况下偏离了占主导地位的斯塔克线加宽，这被解释为恒星自转的影响，表明投影的自转速度为40 - 70公里/秒。对于三颗最不亮的恒星，只能导出v_rot sin i = 15 - 25 km/sec的上限。由此产生的速度与光度和质量相关。然而，由于质量损失率与恒星的光度相关，观测到的谱线轮廓也可能受到恒星风的影响。在RX J2117.1+3412的情况下，这将解决与脉动建模的结果（v_rot sin i ~ 0）的差异。
2002-12-06 astro-ph
Metal-rich debris discs around white dwarfs
我们已经发现了两个中等温度（~18000- 22000 K）的白矮星，SDSSJ 1228 +1040和SDSSJ 1043 +0855，它们在CaII 8600 A三重态中具有双峰发射线。这些谱线轮廓是外半径为~ 1 Rsun的气体盘围绕两颗白矮星运行的明确特征。这两颗恒星都是从星周物质中吸积而来，导致光球层中镁的丰度很大。圆盘中没有氢的释放，而白矮星光球中也没有氦的吸收，这表明星周物质中的挥发性元素已经耗尽，这些气体环最有可能的来源是潮汐破裂的岩石小行星。SDSSJ 1228 +1040相对较高的质量意味着行星系统不仅可以在4- 5百万太阳系恒星周围形成，而且可能在主序星后演化中幸存下来。
2007-10-15 astro-ph
Analysis of the Hydrogen-rich Magnetic White Dwarfs in the SDSS
计算了磁场强度在1 ~ 1000 MG、温度在7000 ~ 50000 K范围内的富氢白矮星的光谱。通过最小二乘最小化方案与进化算法，我们已经分析了114个磁DA的光谱从SDSS（95个以前出版的加上14个新发现的SDSS内，5个SEGUE发现）。由于我们仅限于每个物体的单一光谱，因此我们仅使用中心磁偶极子或沿磁偶极子轴移动的偶极子。我们还统计研究了我们的样品的磁场强度和几何形状的分布。
2008-12-10 astro-ph
Dwarf galaxies in four rich clusters with 0.02 < z < 0.14
本文介绍了四个富星系团的深度测量结果：Abell 1367（z=0.022），Abell 2199（z=0.030），Abell 1795（z=0.063）和Abell 1146（z=0.141）。所有的星系团都有多余的星系在空白的天区之上。我们校正了背景污染，并测量了每个星系团中这些星系的光度函数，然后将这些光度函数组合起来以获得更好的统计数据。合成的组合光度函数在微弱的星等上上升，对数斜率为-1.5 < α< -1.2，对于-18 < M_B < -13和-19 < M_R <-15。这类似于在后发座星系团中独立观察到的情况。这些暗淡星系的颜色表明它们是矮椭球体。
1997-06-26 astro-ph
Constraining Galaxy Formation Models with Dwarf Ellipticals in Clusters
最近的观测表明，星系团中的矮椭圆（dE）星系，尽管它们很微弱，但很可能是理解星系形成背后过程的关键星系类型。矮椭圆星系是最常见的星系类型，并且在丰富的星系团中特别丰富。事实上，矮星系与巨星系的比例在丰富的星系团中是最高的，这表明星系团dE不会在后来合并形成星系团的星系团中形成。矮椭圆星系可能是唯一的星系类型，其形成是敏感的全球，而不是本地，环境。通过冷暗物质模型来解释这些系统形成的主导思想是，dE在它们现在的环境中很早就形成了。最近的研究结果表明，一些矮星在大质量星系形成后出现在星系团中，这是一种在标准等级结构形成模型中没有预测到的情况。在低密度环境中，许多dE具有比矮星更年轻和更富金属的恒星星族，这表明富星系团诱导的过程在dE形成中起着重要作用。几个一般的星系团观测，包括陡峭的光度函数，和团内光的起源，是这种延迟形成的自然结果。
2005-12-20 astro-ph
Chemical abundances in cool metal rich disk dwarf stars
目前对12颗富含金属的冷矮星光谱的研究是Feltzing & Gustafsson（1998，A&AS 129，237）的后续工作，这些冷矮星是为了覆盖温度范围（~4400 - 6000 K）而精心挑选的，目的是了解他们在样品中发现的K矮星的表观过电离和异常元素丰度。我们的分析方法采用全光谱的合成光谱来限制连续水平和获得丰度。结果表明，采用这种方法，并施加严格的激发平衡，（可能这样做，因为在选择观测到的Fe I线时很小心）我们能够证明富含金属的K矮星不会显示异常的恒星丰度，如Feltzing和Gustafsson（1998）所指出的那样，并且可以，通过合理的努力，分析，以增加有用的化学丰度的富金属恒星的数量。通过光谱合成和假设局部热力学平衡（LTE）的丰度分析，导出了Na，Si，Ca，Sc，Ti，V，Cr，Fe，Co，Ni和Nd的丰度。在校正了恒星有效温度后，Fe和Cr的电离平衡也得到了满足，使得电离和激发平衡都得到了满足。此外，用本文所用的方法分析了Feltzing & Gustafsson（1998）样品中的五颗冷矮星的光谱。它们的丰度模式基本上与这个样本中的新星相同。
2000-10-03 astro-ph
A High-Resolution Spectrum of the Extremely Metal-Rich Bulge G-Dwarf OGLE-2006-BLG-265
我们给出了一个R= 45，000的银河系凸起G矮星OGLE-2006-BLG-265的凯克光谱，尽管曝光时间很短（15分钟），但它具有很高的（~60）信噪比，因为源放大了A~135。虽然它的金属含量非常丰富（[Fe/H]=0.56），但与通常在核球中测量到的发光红巨星相比，这颗恒星的温度更高，这使得它的光谱中有许多未混合的原子线。我们测量了17个元素的丰度，包括在一个球星的第一丰度为S和铜。[alpha/Fe]比值是太阳下的，而奇数Z元素则是稍微超太阳的，这种趋势也可以在核球和本地银河系盘中更富含金属的恒星中看到。因为这颗恒星是一颗矮星，所以[O/Fe]、[Na/Fe]和[Al/Fe]的比值不能归因于内部混合，就像有时对巨星所宣称的那样。通过精心设计的机会目标观测，每年可以获得大约12颗核突矮星的类似高分辨率光谱。
2006-08-30 astro-ph
Chemical and dynamical evolution in gas-rich dwarf galaxies
我们研究了富气矮星系中单个瞬时星暴对其星际介质动力学和化学演化的影响。我们认为，充满活力的输入和化学产率来自SNeII，SNeIa和中等质量的恒星。我们发现，一个类似IZw 18的星系发展了一种星系风，主要携带富含金属的气体。各种金属的损失是不同的，由SNeIa产生的金属比其他金属损失得更有效。因此，我们发现星系内部气体的[ $α$ /Fe]比大于离开星系的气体。最后，我们发现，一个单一的爆发发生在原始气体（没有预富集），给出了化学丰度和动力学结构，在IZw 18中观察到的$\sim$ 29百万年后，从恒星形成的开始。
2000-02-18 astro-ph
Photo-evaporation by thermal winds in dwarf galaxies
我们重新研究了矮星系气体被来自第一批恒星和活动星系核的紫外光电离并分别加热到T~10^4K和2 × 10^4K后的蒸发过程。早期的估计，基于压力和重力之间的平衡，表明维里速度低于Vevap ~ 11-13 km/s的暗晕在动力学时间内失去了大部分气体。在电离通量有效的时期，我们遵循热成风的连续蒸发。我们发现，显着蒸发的临界维里速度显着较高。例如，如果电离开始于z-ion =10，并一直维持到z=2，则在T ~ 10^4K（或2x10^4K）时，Vevap ~ 25（或35 km/s）的晕中会发生一个e倍的质量损失。Vevap ~ 21 km/s（或29 km/s）的晕在z=10的第一个哈勃时间内失去一个e-折叠。任何维里速度小于Vevap的矮星系都必须在z-离子之前从一小部分气体形成恒星，然后通过光蒸发失去其余的气体。这可能解释了贫气体、低表面亮度的矮球状星系。当z<1时，大多数IGM气体至少从矮星系蒸发一次，从而提供了其金属丰度的下限。
2003-05-28 astro-ph
Analysis of IUE spectra of helium-rich white dwarf stars
利用IUE卫星获得的34颗DB的重新校准的UV光谱，我们研究了DB类白矮星。通过比较观测到的能量分布与模型大气，我们同时确定光谱距离（d），有效温度（Teff），和表面重力（log g）。使用视差测量和以前的测定Teff和log g的光谱，我们可以研究是否11 DB星的大气是一致的纯He或有少量的H污染。我们还报告了我们的观察17颗恒星Teff接近DB不稳定带通过时间序列测光，发现他们是我们的检测限内不变。
2006-02-07 astro-ph
Three-dimensional simulations of the interstellar medium in dwarf galaxies - II. Galactic wind
研究了盘状矮星系在星系际介质中运动时星系风的流体动力学演化。与以前的调查，我们发现，当冲压压力剥离不扰乱ISM，它通常有一个可以忽略不计的影响，银河风动力学。只有当IGM冲压压力与中心ISM热压力相当时，汽提和超风才相互影响，从而提高气体去除率。在这种情况下，有几个参数调节ISM喷射过程，如ISM的原始分布和IGM-星系相互作用的几何形状。当ISM没有被冲压压力或风移除时，它会失去对星爆事件的记忆，并在50-200万年的时间尺度内恢复几乎其爆发前的分布。在这段时间之后，另一个恒星形成事件原则上是可能的。显然，星系风与周期性爆发的恒星形成历史是一致的。与ISM含量相反，星系保留的富含金属的喷出物的量对冲压压力作用更敏感。部分喷出物首先被困在IGM-ISM相互作用产生的低密度面外气体中，然后被推回星系盘。运动星系中捕获的金属数量可能是静止星系中捕获金属数量的三倍。这一预测可以通过比较附近贫星系团或星系群（如室女座或天炉座）中矮星系的金属丰度与场对应星系的金属丰度来检验。金属捕获效率对相互作用几何形状的敏感性可以解释矮星系金属度-光度关系中观测到的部分散射。
2004-04-26 astro-ph
Cool helium-rich white dwarfs from the Hamburg/ESO Survey
我们对汉堡/ESO巡天中发现的40颗冷富氦白矮星进行了分析。它们之所以被选中进行后续光谱学研究，是因为它们的U-B色低于-0.18，没有强吸收线，并且具有类似于类星体的连续体形状。单个恒星的有效温度是通过拟合接近纯氦和少量氢混合物的模型大气来确定的。作为选择标准的结果，除了一个样本星之外，所有样本星的Teff都低于20000 K。四颗恒星在光谱中清楚地显示出氦和氢的谱线。在另外三个的光谱中，可以检测到氦，氢和金属线。对于这些恒星，氢和金属的丰度也通过拟合含有这些元素的适当模型大气来确定。七颗样本恒星很可能有富氦的大气层，但没有显示任何氦线。它们要么具有无特征的光谱，要么显示钙线。
2000-10-16 astro-ph
The chemical evolution of gas-rich dwarf galaxies
发展了一个富气矮星系化学演化的数值双爆发模型。该模型拟合到N/O，O/H，Y和气体分数观测的样本，其中N/O和O/H分别是氮与氧和氧与氢的相对丰度。Y是氦的质量丰度。考虑了封闭模型以及包含富集流出、普通流出和普通流出与流入相结合的模型，并假设爆发是瞬时的，但它们是成对排列的，以解释N/O-O/H中的散射。对气体分数拟合方法进行了修正，发现在计算过程中明确考虑矮不规则星系（dIrrs）还是蓝致密星系（BCGs）是非常重要的。当拟合N/O时，有效的富集风失败，而封闭模型、普通风模型或普通风和入流的组合都是可行的。
2000-05-11 astro-ph
Star formation history and evolution of gas-rich dwarf galaxies in the Centaurus A group
我们分析了HIPASS巡天发现的半人马座A星系群中三个不寻常的矮星系的性质。从它们的光学形态来看，它们似乎是低表面亮度的矮椭球体，但它们富含气体（M_{HI} / L_{B} > 1），气体质量与恒星光的比率大于典型的矮不规则星系。因此，这些系统看起来不同于本星系群的任何矮星。它们应该是星暴的有利宿主，而我们只在一个天体上发现了一个暗淡的恒星形成区。我们已经获得了21厘米的数据和哈勃空间望远镜测光在V和I波段，并构建了色星等图（CMD），以调查他们的恒星星族，并设置一个约束他们的年龄。从观测到的和模型CMD的比较中，我们推断这三个星系的年龄至少超过2 Gyr（甚至可能达到10 Gyr），并且仍然富含气体，因为它们的恒星形成率（SFR）一直很低（< 10^{-3} M_{sun} /yr）。在这样的系统中，恒星形成（SF）似乎是零星的和局部的，尽管有一个天体（HIPASS J1321- 31）在其CMD中有一个特殊的红色羽状物，这表明它的许多恒星是在3亿至5亿年前的“小爆发”中形成的。为什么在本星系群中没有类似的矮星系的问题仍然悬而未决。
2006-11-03 astro-ph
The Evolution of Disks and Winds in Dwarf Novae Outbursts
远紫外观测是研究激变变星中的内吸积盘、吸积盘外流和质量积累的白矮星的极好探测器。本文利用U Gem和SS Cyg的FUSE FUV（904 - 1187 A）谱研究了两颗典型矮新星在爆发时的对比行为。在一次爆发中，我们对每个系统观察了四次。天鹅座SS的爆发峰和早期下降谱与稳态吸积盘和双锥风模型拟合得很好。一个广泛的，蓝移的OVI风形成的吸收线是唯一强的光谱特征。在后期爆发衰退，OVI和CIII线被视为广泛的发射功能和连续变平。在U Gem中，光爆发平台谱的连续谱可以用吸积盘模型谱拟合。光谱还显示出许多狭窄的，低速吸收线，不起源于内部吸积盘。我们讨论的背景下，部分吸收的FUV连续低速，垂直延伸的材料位于大磁盘半径的线光谱。U Gem的爆发晚期衰退谱主要由白矮星组成。WD模型拟合证实了早期研究中发现的太阳下C和太阳上N丰度。
2001-10-03 astro-ph
Gas Rich Dwarfs from the PSS-II III. HI Profiles and Dynamical Masses
我们提出了阿雷西博中性氢数据的光学选择矮星系的样本。样品的HI质量范围从10^6 M_sun到5x10^9 M_sun，平均值为7.9x10^8 M_sun。使用估算的HI半径，HI表面密度范围为0.6 ~ 20 M_sun pc^-2，都远低于恒星形成的临界阈值（Kennicutt 1998）。LSB矮秆的M_HI/L值在0.3 ~ 12之间，平均值为2.0。根据HI剖面宽度计算出的动力学质量范围为10^8 M_sun到10^11 M_sun。LSB矮星的光学光度和动力学质量之间有很强的相关性，这意味着暗物质（无论是重子物质还是非重子物质）跟随着可探测的重子物质。
2000-06-21 astro-ph
Spitzer IRAC Observations of White Dwarfs. I. Warm Dust at Metal-Rich Degenerates
本文介绍了斯皮策IRAC 3-8微米测光搜索的结果，温暖的尘埃轨道附近的17个，富金属的白矮星，其中15个显然有氢占主导地位的大气（DAZ型）。G166-58、G29-38和GD 362在其IRAC通量中表现出过量的发射，并且已知后两者含有足够温暖的尘埃颗粒，可以在短至2微米的近红外波长处辐射可检测的发射。它们的IRAC通量显示出与GD 362处相对较大量的较冷尘埃相容的差异。G166-58目前的独特之处在于，它似乎仅在长于约5微米的波长处表现出过量通量。有证据表明，这种中红外辐射很可能与白矮星有关，表明G166-58的星周尘埃温度不超过T~400 K。剩下的14个目标没有显示出可靠的中红外过量，表明大多数DAZ星没有足够不透明的温暖碎片盘，无法被IRAC检测到。
2007-12-16 astro-ph
ASCA X-ray observations of the disk wind in the dwarf nova Z Camelopardalis
我们目前ASCA观测的矮新星Z Camelopardalis爆发期间，并在从平静到另一个爆发的过渡。在跃迁开始时，X射线计数率比爆发时高一个数量级，光谱也比爆发时硬得多。随着转变的进行，当X射线通量减少3倍时，光谱仍然很硬，没有光谱软化。光谱模型揭示了一个光学薄，高温组件（千吨$\approx$ 10千电子伏），占主导地位的过渡观察，也观察到在爆发。这是预期的物质吸积到白矮星表面。爆发光谱需要额外的排放在较低的温度下，通过一个额外的离散温度组件，或一个冷却流模型和电离吸收剂的组合。与两个观测结果的吻合显示了大量的吸收（$N_H=8-9\times10^{21}$ cm $^{-2}$），比测量的星际值大两个数量级，与爆发的紫外测量结果一致。这表明，盘风是目前，甚至在爆发的最早阶段，可能在爆发加热波已经达到边界层。
2001-08-01 astro-ph
Effects of the galactic winds on the stellar metallicity distribution of dwarf spheroidal galaxies
为了研究星系风对天龙座和小熊座矮球状星系的恒星金属丰度分布和演化的影响，我们比较了几种化学演化模型的预测，采用不同的处方的星系风，光度导出的恒星金属丰度分布的两个星系。天龙座和小熊座的化学演化模型能够再现这两个星系的几个观测特征，如几个丰度比，考虑到中等质量恒星和这两种超新星的最新核合成，以及这些物体对系统能量的影响。对于这两个星系，最适合数据的模型包含强烈的连续星系风，其发生率与恒星形成率成正比。假设风速只与超新星速率成正比的模型也能重现观测到的SMD，但与气体质量不匹配，而没有星系风的模型则无法重现观测到的SMD。在小熊座的情况下，与以前的作品相同的模型再现了观测到的分布非常好，不需要修改模型的主要参数。另一方面，Draco的模型略有修改。观测到的SMD需要一个具有较低Ia型超新星热化效率的模型（$η_{SNeIa}$ = 0.5而不是$η_{SNeIa}$ = 1.0），以延迟银河风，而所有其他参数保持不变。与观测结果相比，模型结果强烈表明，强烈和连续的星系风在当地dSphs的演变中起着非常重要的作用。
2007-04-16 astro-ph
Analysis of the carbon-rich very metal-poor dwarf G77-61
我们提出了一个分析的碳矮星G77-61，一个已知的二进制，基于高分辨率凯克光谱。G77-61的金属丰度非常低，但并不像之前报道的那样极端。这颗恒星的碳含量非常高，光谱显示出$^{13}$ C和$^{12}$ C同位素的CH、CN和C $_2$带非常强。原子线稀疏，经常混合，但我们能够推导出Na，Mg，Ca，Cr，Mn和Fe的丰度。它的[Fe/H]为-4.03 $\pm$ 0.1，使其成为已知金属丰度最低的恒星之一，其[C/Fe]=+2.6和[N/Fe]=+2.6非常高，是C和N最丰富的贫金属恒星之一。碳同位素比值为$^{12}$ C/ $^{13}C=5\pm$ 1。没有过量的s-或r-过程元素是可检测的，但可以设置在这些过量的上限不是很有约束力。
2005-01-25 astro-ph
Gas-Rich Local Dwarf Star-Forming Galaxies and their connection with the Distant Universe
我讨论的是富含气体的星系的性质。我特别强调莱曼α发射的最新结果，是有关遥远的年轻星系的搜索。的莱曼阿尔法逃逸与ISM在星暴星系的属性的相互依赖性进行了概述。G.特诺里奥-塔格莱和他的合作者解释莱曼阿尔法配置文件在星爆星系的流体动力学的超级气泡由大质量恒星。我再次强调，由于莱曼α主要是ISM的诊断，因此必须了解ISM和莱曼α之间的关系，才能将莱曼α与宇宙恒星形成率紧密联系起来。
1998-12-17 astro-ph
DQ white-dwarf stars with low C abundance: Possible progenitors
本论文主要研究贫氢白矮星的演化，目的是探索不同的初始包层结构对富氦、碳污染的DQ白矮星中碳丰度的影响。特别是，DQ与低检测到的碳丰度和PG 1159，极端水平分支，富氦的北冕座R星（RCrB）之间的进化联系进行了探索。我们提出了完整的进化计算，考虑到元素扩散的自洽处理，以及进入白矮星制度后的外层化学分层的祖星的期望。我们发现PG 1159星不可能与任何低碳丰度的DQ白矮星有关。相反，我们认为后者可能是巨大的富氦RCrB恒星的后代。
2006-02-08 astro-ph
Mg II Detection in the Lyman Alpha Forest: Metal Rich Cloud or LSB/Dwarf Galaxy?
我们报告检测镁II吸收在两个莱曼阿尔法森林云沿视线PKS 0454+039。这些云，在红移z=0.6248和z=0.9315，分别，也有很强的Fe II吸收。我们在z=0.9315的云上给出了结果。log N（HI）的上限为16.5 cm^-2。基于紫外背景光电离模型，我们推断该云具有超太阳的金属丰度。晚型恒星星族的光电离被排除。
1997-09-12 astro-ph
The Dearth of Massive, Helium-Rich White Dwarfs in Young Open Star Clusters
在年轻、富疏散星团NGC 2099的方向上，获得了21颗白矮星（WD）的光谱。这代表了集群的总WD人口的一个可观的分数（>30%）。样品的平均导出质量为0.8 Msun -比现场WD中观察到的平均值大约0.2 Msun。一个令人惊讶的结果是，所有NGC 2099 WD都具有富氢大气（DA），但没有一个表现出富氦大气（DB）或任何其他光谱类别。在NGC 2099 WD的温度下，现场的数量比为DA/DB ~ 3.5。虽然在NGC 2099中没有发现DB WD的概率仅为2%，但如果我们将其他年龄相似的疏散星团中的WD也包括在内，那么年轻疏散星团中DB WD的缺乏就不太可能仅仅是一种统计波动。我们探讨可能的原因，缺乏DB在这些集群中，并得出结论，最有希望的情况下，在年轻的集群的DA/DB数比的差异是，热，高质量的WD不发展足够大的氦对流区，让氦被带到表面，并把一个富氢WD到富氦的。
2004-12-07 astro-ph
The Future is Now: the Formation of Single Low Mass White Dwarfs in the Solar Neighborhood
低质量的氦核白矮星（M < 0.45 Msun）可以从相互作用的双星系统中产生，传统上所有的白矮星都归因于这一通道。然而，一颗低质量的白矮星也可能是由一颗在第一个上升巨星分支上经历严重质量损失的恒星造成的。在古老的富金属星系团NGC 6791中发现了大量低质量氦核白矮星。因此，有一种机制，在集群中产生低质量的白矮星，而不需要双星的相互作用，我们寻找证据的领域白矮星类似的人口。我们认为，有一个显着的领域人口（检测到的系统的一半顺序），从旧的金属丰富的恒星截断其演变之前，氦闪光从严重的质量损失。在大部分低质量的白矮星中，一直缺乏附近伴星存在的证据。旧的富含金属的场矮星的数量也与明显单一的低质量白矮星种群相当，我们对由双星相互作用产生的低质量白矮星的空间密度的修正估计也与理论预期相符。这表明，这个迄今为止被认为只是假设的恒星演化通道，已经在我们自己的银河系中运行了数十亿年。我们的模型的一个强有力的暗示是，单个的低质量白矮星应该是行星搜索的好目标，因为它们很可能来自富含金属的祖先。我们还讨论了其他观测测试和影响，包括对超新星Ia速率和行星状星云频率的潜在影响。
2007-12-13 astro-ph
Nucleosynthesis in early supernova winds III: No significant contribution from neutron-rich pockets
最近使用先进的中微子输运对II型超新星进行的核合成计算确定，早期的中微子风富含质子。然而，同时喷出的一小部分是由富含中子的口袋组成的。在本文中，我们计算的核合成的贡献，从中子丰富的口袋中的热对流气泡的核心坍缩超新星，并表明，他们没有显着的总核合成。
2007-12-18 astro-ph
Luminosity Distributions within Rich Clusters - III: A comparative study of seven Abell/ACO clusters
我们恢复了7个富南星系团在一个宽的绝对星等范围内（-24.5 < M_{R} < -16.5）的光度分布。我们发现一个很大的变化，在矮星系，巨星系的比例，DGR：0.8 \le $ DGR $ \le 3.1。这种变化被证明是不一致的一个无处不在的集群光度函数。DGR显示在内部区域中从集群到集群的较小变化（r \ls 0.56 Mpc）。在这些区域之外，我们发现DGR与平均局部投影星系密度具有强烈的反相关性，DGR向较低密度增加。外区DGR与Bautz-Morgan型有一定的相关性。星系团的径向分析表明矮星系比巨星星系团的中心位置更低，并在星系团周围形成了一个明显的晕。我们的结论是，测量的总集群光度分布的基础上单独的内核可能是严重低估的矮组件，综合集群光度和星系质量的贡献集群的总质量。需要进一步的工作来量化这一点。观测证据表明，不放松，低密度的星系团的外部区域是矮丰富的，增加了最近的证据和猜想，该领域是一个主要的矮丰富的环境和矮星系是在本地领域光度函数的措施不足的可信度。
1998-09-16 astro-ph
Galactic winds and circulation of the ISM in dwarf galaxies
通过二维流体动力学模拟，研究了星暴对典型富气矮星系ISM的反馈。主要目标是解决星暴后ISM和金属的流通问题。我们假设一个单相旋转ISM在平衡的星系势产生的恒星盘和球形暗晕。假设星暴发生在星系中心的一个小体积内，它产生的机械能为3.8e39 erg/s或3.8e40 erg/s，持续3000万年。我们发现，与以前的调查一致，银河风在消除ISM方面不是很有效。相反，富含金属的恒星喷出物可能会被有效地从星系中排出并分散在星系际介质中。此外，我们还发现，在距离恒星破裂1亿年之后，星系的中心区域总是充满了寒冷而稠密的气体，达到了0.5 - 1 Gyr的新恒星形成事件的必要条件。因此，银河风的流体动力学演化与许多化学演化研究所提出的恒星形成机制相一致。我们还讨论了这些星系的X射线发射，发现可观察到的（发射平均）丰度的热气体低估了真正的热传导是有效的。这可以解释在星暴星系中估计的非常低的热气体金属丰度。
1999-07-01 astro-ph
Constraining white-dwarf kicks in globular clusters
渐近巨星分支恒星的风足够强，如果它稍微不对称，它可以将恒星推出其诞生的疏散星团，或者显著改变其通过球状星团的轨道;因此，如果这些恒星风是不对称的，我们可以预期，在疏散星团中，所有年龄的白矮星都是不足的，而年轻的白矮星的径向集中度要低于它们的径向集中度。球状星团中的祖先或更老的白矮星。最近观察到后一种效应。因此，对球状星团中年轻白矮星径向分布的详细研究可以提供一个独特的探测器，探测渐近巨星分支和行星状星云形成过程中的质量损失，这两个过程都是金属丰度和恒星质量有限范围的函数。
2007-09-07 astro-ph
Constraining white-dwarf kicks in globular clusters : II. Observational Significance
如果渐近巨星分支恒星的恒星风足够强并且稍微不对称，它们可以改变恒星通过球状星团的轨道;因此，如果这些恒星风是不对称的，人们可以预期年轻的白矮星在径向上的集中程度比它们的祖先或球状星团中的老年白矮星要低。最近观察到后一种效应。此外，年轻的白矮星应该比它们的祖先有更大的典型速度。在相位混合之后，后一种效应相对于年轻的白矮星的空间分布变化而言大大减弱，因此它比空间分布的变化更难检测。最有力的运动学特征是轨道偏心率的变化，这是通过自行位置角的分布揭示的。
2007-09-19 astro-ph
