Reality of Moving Groups in the Galaxy
银河系盘内是否存在古老的分散恒星群仍然存在争议。它们是古代恒星形成聚集体的碎片，还是动力学起源的短命人工制品？通过对高质量光谱数据进行详细的元素丰度测量，我们发现至少有一个这样古老的分散恒星群是恒星形成早期阶段的真正遗迹。其他类似遗迹结构的发现将为探索银河系盘的演化历史提供必要的信息。
2008-10-18 astro-ph
Uncovering Extremely Metal-Poor Stars in the Milky Way's Ultra-Faint Dwarf Spheroidal Satellite Galaxies
我们提出了新的金属丰度测量298个红巨星分支星在8个最不发光的矮球状星系（dSphs）在银河系（MW）系统。我们的技术是基于中等分辨率Keck/DEIMOS光谱加上光谱合成。我们给出了矮星系中[Fe/H] < -3.0恒星的第一光谱金属丰度，个别恒星的金属丰度低至[Fe/H] =-3.3。由于我们的[Fe/H]测量不依赖于经验金属丰度校准器，并且对任意低的金属丰度敏感，因此我们能够准确地探测这种极贫金属的状态。这些dSphs中恒星的金属丰度分布与贫金属端的MW晕相似。我们还证明了以前在更明亮的dSph星系（M_V = -13.4到-8.8）中看到的光度-金属丰度关系平滑地延伸到M_V =-3.7的绝对星等。在dSphs中发现极贫金属的恒星支持了LCDM星系组装范例，其中矮星系溶解形成MW的恒星晕。
2008-08-23 astro-ph
A new view of the dwarf spheroidal satellites of the Milky Way from VLT/FLAMES: Where are the very metal poor stars?
作为矮星系丰度和径向速度团队（DART）计划的一部分，我们测量了附近四个矮球状星系（dSph）中大样本恒星的金属丰度：Sculptor，Sextans，Fornax和Carina。这些星系中的低平均金属丰度和非常古老的恒星星族的存在支持了它们是早期宇宙化石的观点。然而，与天真的期望相反，我们发现在所有四个系统中，金属丰度低于[Fe/H] ~ -3 dex的恒星都非常缺乏。这表明，在这些系统中，组成恒星的气体在形成之前就已经均匀富集。此外，dSph金属丰度分布的贫金属尾部与星系晕的贫金属尾部明显不同。这些发现表明，即使在最早的时代，附近dSph的祖先似乎也与银河系的构建块有着根本的不同。
2006-11-14 astro-ph
Optical analysis of the poor clusters Abell 610, Abell 725, and Abell 796, containing diffuse radio sources
我们研究了贫、低X射线亮度的星系团Abell 610、Abell 725和Abell 796（分别位于z = 0.1，0.09和0.16）的动力学状态，这些星系团中含有弥散射电源（分别为遗迹、遗迹和可能的晕）。我们的分析是基于威廉赫歇尔望远镜获得的158个星系的新光谱数据，艾萨克牛顿望远镜获得的新测光，以及从斯隆数字巡天数据发布5中恢复的数据。我们使用统计工具，选择57，36，和26个星系团成员，并分析星系团星系的运动学，以及研究的二维星系团结构。我们计算的星系的全球视线速度色散（420 - 700 km/s）的低值证实了这些星系团是低质量的星系团。Abell 610显示了大量的子结构证据。它似乎是由两个在星团静止框架中相隔约700公里/秒的结构形成的，具有相当的速度色散（约200公里/秒），并可能造成速度梯度。二维星系分布的分析表明，双峰分布的核心在东南-西北方向延长。阿贝尔725和阿贝尔796，这是较少的采样，显示边缘的证据，在速度空间的子结构。它们在2D星系分布中被拉长。对于阿贝尔610和阿贝尔725，我们简短地讨论了与托管的漫射射电遗迹的可能联系。我们的结果表明，遗迹射电源可能与合并事件有关，但并不限于大规模集群。关于Abell 796中可能的晕源，在这个非大质量星团中有一些合并事件的证据，但需要有针对性的射电观测来证实这个晕。
2008-06-18 astro-ph
The IMF of Extremely Metal-Poor Stars and the Probe into the Star-Formation Process of the Milky Way
基于对星系晕中极贫金属星（EMP）的观测，讨论了银河系的恒星形成历史，以了解早期宇宙的演化和结构形成。EMP星的初始质量函数（IMF）是由EMP幸存者中碳增强EXP（CEMP）星的观测分数导出的，CEMP星被认为起源于具有质量转移的密近双星系统的演化。根据EMP星的演化理论和双星演化理论，我们发现金属丰度[Fe/H]<-2.5的恒星是在典型质量~10M_sun时形成的。由此获得的顶重IMF被用于研究银河系的早期化学演化。我们构建的合并历史，我们的银河系半解析，并推导出金属丰度分布函数（）的低质量EMP星的生存日期，考虑到贡献的二元系统。结果表明，由此产生的EMPs可以很好地再现所观察到的分布的EMP幸存者，特别是，他们几乎都来自一个较小的质量的伴侣在双星系统。我们还研究了首发星对EMP星的影响。
2007-10-24 astro-ph
Relics of metal-free low mass stars exploding as thermonuclear supernovae
人们对宇宙中形成的第一批恒星重新产生了兴趣，这导致了对极贫铁恒星的发现。由于存在几种相互竞争的情况，我们对决定观测到的元素丰度的质量范围的理解仍然不清楚。在这项研究中，我们考虑了三个研究充分的贫金属恒星的理论超新星（SNe）模型。结果表明，贫金属星BD +80 245和HD 134439/40的重元素丰度图与理论上的可能性非常一致，即它们继承了由3.5-5太阳质量的原始渐近巨星支星的简并碳氧核中的热核逃逸引发的SNe的重元素丰度图.最近的理论计算预测，这样的SNe可能起源于中等质量范围内的无金属恒星。另一方面，含有一些金属的中等质量恒星会在风中排出它们的包层后以白矮星的形式结束它们的生命，这是由于从外向光子到重元素的强烈动量传输。这条形成SNe的新途径要求恒星是由原始气体形成的。因此，我们认为，几个太阳质量的恒星形成的原始气体，其中一些引起热核爆炸时，他们的简并碳氧核心的质量增加到Ekrasekhar极限没有经历有效的质量损失。
2006-01-16 astro-ph
Annual Modulation Signature for the Direct Detection of Milky Way Wimps and Supergravity Models
本文在超引力统一模型的框架内，对直接探测遗留中性伴子的年调制信号进行了分析。结果表明，无论是最小的和非最小的SUGRA模型可以产生中性中子质子横截面的水平兼容的信号中报道的DAMA实验在格兰萨索国家实验室。讨论了质子稳定性对最小和非最小SUGRA模型DAMA数据分析的影响。
1999-02-03 astro-ph hep-ph
The Metallicity Distribution Function of the Halo of the Milky Way
我们报告的金属丰度，[Fe/H]，非常贫金属的恒星在银河系的晕的分布。虽然关于金属丰度分布函数（Metallicity Distribution Function，简写为ESF）的主要信息是从最近两次主要的贫金属恒星巡天（HK Survey of Beers and collaborators）和汉堡/欧洲南方天文台（Hamburg/ESO Survey of Christlieb and collaborators）中获得的，我们还讨论了从斯隆数字巡天第三次数据发布中包含的恒星光谱和光度学的公开数据库中导出的恒星光谱（SDSS DR-3）。尽管SDSS最初并没有计划作为恒星调查，但迄今为止已经观察到了大量的恒星- DR-3包含超过70，000颗恒星的光谱，其中至少有一半适合于丰度测定。在DR-3中有许多非常贫金属（[Fe/H] < -2.0）的恒星，这是从所有以前的调查工作中获得的总和。我们还讨论了从最近资助的SDSS扩展中获得的贫金属恒星列表的显着扩展前景，其中包括SEGUE项目：Sloan扩展银河系理解和探索。
2005-08-19 astro-ph
Globular cluster system and Milky Way properties revisited
利用153个银河系球状星团的更新数据，重新讨论了银河系的基本参数。我们建立了一个简化的样本，净化的集群年龄小于10 Gyr，逆行轨道和/或证据的关系，矮星系。33个富金属球状星团的简化样本基本上延伸到太阳圈，分布在一个区域的投影轴比典型的扁球体，$\rmΔx:Δy:Δz\approx1.0:0.9:0.4$。81个贫金属球状星团跨越了一个轴比接近球形的区域，从中心部分延伸到外晕的$\approx1.0:1.0:0.8$。对太阳到银河系中心的距离的新估计是$\rm R_O=7.2\pm0.3 kpc$。对于$\rm R_{GC}\leq2 kpc$来说，富金属和贫金属的径向密度分布是平坦的，并且很好地由具有核状项的幂律和Sérsic定律表示;在大距离处，它们以$\rm\sim R^{-3.9}$的形式下降。这两个金属丰度分量似乎有一个共同的起源，这是不同的暗物质晕。富金属和贫金属的径向分布与恒星晕的结构相似性是一致的情况下，减少的样品的一部分是在原始崩溃形成的，部分是在合并的早期吸积。这也适用于凸起，表明早期合并影响了银河系的中心部分。我们估计现在的球状星团的星族数相当于原来的$\rm\leq23\pm6%$。简化样品中富金属和贫金属球状星团的体积密度径向分布同时遵循类核幂律和Sérsic定律，这表明我们处理的是所有尺度下的球状子系统。
2005-11-29 astro-ph
Observational Evidence for a Bar in the Milky Way
来自各种来源的证据都指向银河系中央几千秒差距的酒吧的存在。测量结果大致同意棒主轴的方向，但其他参数（轴比，尺寸，图案速度）仍然很难确定。目前的动力学模型受到水动力学模拟质量、恒星轨道模型简并性、恒星运动学数据和中心kpc显著不平衡性的限制。微透镜承诺在凸起/酒吧区域的质量分布的新的约束。
1995-08-29 astro-ph
A Two-Phase Chemical Enrichment Model for the Milky Way Globular Cluster System
许多球状星团系统具有明显的双峰金属丰度分布函数，这在许多所有类型的大星系中具有惊人的相似特征。通过使用银河系的集群系统作为一个典型的例子，我们表明，双峰MDFs可以很好地匹配一个双“accreting-box”的化学富集模型，在该模型中的晕（贫金属）和隆起（富金属）的集群形成在早期阶段的气体流入与恒星形成的同时。然而，两相之间有效产额的差异本身并不足以重现所观察到的双相形状：两相都需要气体下落，并且初始气体或下落气体在两个单独的相中必须具有非常不同的金属丰度。
2003-11-10 astro-ph
X-ray Observations of Groups and Clusters - A Relic of the High Redshift Universe
我审查的证据，从集群和星系群的“遗迹”的高红移宇宙的证据。与公认的智慧相反，集群是古老的。它们在大质量星系团中发射X射线的星系际介质是恒星形成的主要时期注入的金属和能量的储存库。有强烈的迹象表明，非引力能量在低质量星团和星系团的形成中非常重要，这意味着引力并没有在大质量、丰富的星团以下的所有尺度上主导这一过程。这些数据表明，宇宙中的大多数金属不是在恒星中，而是在热气体中，因此使用恒星来追踪金属的形成和演化错过了大多数加工过的材料。星系群的数据表明，星系在10^13 M太阳的尺度上是质量非常差的示踪剂，由于星系群是宇宙中的“平均”位置，这可能适用于大部分可见宇宙。
1999-12-29 astro-ph
Cats and Dogs, Hair and A Hero: A Quintet of New Milky Way Companions
我们介绍了斯隆数字巡天（SDSS）成像数据中发现的五颗新的银河系卫星，其中四颗是用斯巴鲁或艾萨克牛顿望远镜跟踪的。它们包括四个可能的新矮星系--后发座、猎犬座、狮子座和武仙座各一个--以及一个异常延伸的球状星团，Segue 1。我们提供了所有五颗卫星的距离，绝对星等，半光半径和颜色星等图。颜色星等图的形态特征通常可以用老的、贫金属的球状星团M92的脊线来描述。在过去的两年中，共有10颗新的银河系卫星，其有效表面亮度μ_v>~28 mag/sq。在SDSS数据中发现了arcsec。它们的亮度较低，更不规则，似乎比以前已知的九个银河系矮球体更贫金属。这些对象和其他人群之间的关系进行了讨论。我们注意到半光半径在~40 pc和~100 pc之间的天体很少。我们推测，这可能代表了星团和矮星系之间的划分。
2006-08-21 astro-ph
Chemical Inhomogeneities in the Milky Way Stellar Halo
我们从最近的文献中收集了699颗具有详细化学丰度信息的恒星样本（跨度为-4.2 < [Fe/H] < +0.3），并计算了它们的空间速度和银河系轨道参数。我们确定成员的内部和外部恒星晕人口在我们的样本中只基于他们的运动学性质，然后比较这些人口的丰度比作为[Fe/H]的函数。在两个群体重叠的金属丰度范围内（-2.5 < [Fe/H] < -1.5），外晕的平均[Mg/Fe]比内晕低约0.1倍。对于[Ni/Fe]和[Ba/Fe]，内晕的恒星间丰度离散度始终小于外晕。两个群体的[Na/Fe]、[Y/Fe]、[Ca/Fe]和[Ti/Fe]比值显示出相似的平均值和分散水平。我们的内晕人口是化学均匀的，这表明银河系恒星晕的一个重要组成部分起源于一个良好的混合ISM。相比之下，我们的外晕人口是化学多样性的，这表明银河系恒星晕的另一个重要部分是在偏远地区形成的，那里的化学富集主要是由当地的超新星事件。我们没有发现丰度的趋势，从银河系中心的最大径向距离或从银河系盘的最大垂直距离。我们还发现，没有共同的运动学签名组的金属贫星与特殊的丰度模式，如阿尔法穷人的明星或明星显示独特的中子捕获富集模式。一些恒星和dSph系统具有独特的丰度模式，大部分时间都在银河系恒星晕的遥远区域，这表明银河系真正的外晕可能与当地的恒星晕几乎没有相似之处。
2008-10-20 astro-ph
Globular clusters with the extended horizontal-branch as remaining cores of galaxy building blocks
除非在银河系的历史中被完全破坏，否则制造恒星晕和恒星核球的积木遗迹还没有被发现。在这里，我们认为大约25%的银河系球状星团具有这些早期建筑块的剩余核心的特征，而不是真正的星团。它们与其他正常的球状星团有着明显的区别，它们有着扩展的水平分支和多个恒星星族，质量（亮度），最重要的是轨道运动学。根据这一结果，提出了银河系形成的三阶段图景，即早期的合并、坍缩和晚期的吸积。
2007-07-11 astro-ph
Cosmic Ray Production of Lithium-6 by Structure Formation Shocks in the Early Milky Way: A Fossil Record of Dissipative Processes during Galaxy Formation
虽然在贫金属晕星中观察到的Be和B丰度很好地解释为超新星激波加速的hoc富集宇宙射线（CR）的散射，但在具有超新星CR的此类恒星中观察到的$^6$ Li的解释更有问题。在这里，我们提出，在银河系的层次结构形成过程中，下沉和合并的亚银河系团块引起的引力冲击应该在早期耗散足够的能量，和CR的这种冲击加速可以提供一个自然的解释所观察到的$^6$锂。在清晰的超新星爆发中，结构形成冲击波不会喷射新合成的CNO或Fe，因此在低金属丰度下唯一有效的生产通道是$α-α$聚变，能够产生足够的$^6$ Li，没有伴随的Be或B，也没有与Fe直接对应。在这种情况下，$^6$锂丰度和晕星的运动学性质之间的相关性也可以预期。此外，更广泛的观测$^6$ Li在贫金属晕星，如斯巴鲁HDS或VLT/UVES，可能会为我们提供一个宝贵的化石记录耗散动力学过程中发生的形成我们的银河系。
2002-03-04 astro-ph
An Aligned Stream of Low-Metallicity Clusters in the Halo of the Milky Way
现代天文学中一个长期存在的问题是银河系球状星团的奇怪划分，即“奥斯特霍夫二分法”，根据它们的天琴座RR型恒星的性质。在这里，我们发现，大多数最低的金属丰度（[Fe/H]<-2.0）的集群，这是必要的理解这一现象，显示在外部晕平面排列。这种排列，结合运动学和恒星星族的证据，表明它是从卫星星系捕获的。我们发现，与水平分支进化效应一起，产生二分法的因素可能是银河系和卫星星系团形成时期之间的小时间差。这些结果与传统观点相反，传统观点认为金属最贫乏的星团代表银河系的土著和最古老的人口。
2002-07-28 astro-ph
Phase-Space Distributions of Chemical Abundances in Milky Way-type Galaxy Halos
受即将到来的银河系天体测量和光谱调查数据的启发，我们探索了Lambda CDM宇宙中分层形成的恒星晕模拟中的化学丰度特性和相空间分布。我们的Milky-Way型恒星晕模拟样本的平均金属丰度范围从[Fe/H] = -1.3到-0.9不等，大多数贫金属晕来自吸积历史，缺乏与大质量（富金属）卫星的破坏性合并。我们的恒星晕金属丰度随着恒星晕质量的增加而增加。[Fe/H]-恒星质量趋势的斜率模仿了被摧毁以建立晕的卫星星系的斜率，这意味着这种关系是分层传播的。所有模拟的晕包含一个显着的比例老恒星星族吸积超过10 Gyr前，在少数情况下，存在一些中间年龄的人口。与银河系相反，我们模拟的许多恒星晕包含古老的恒星星族，它们富含金属，起源于大质量卫星的早期吸积。我们认为，（金属丰富）恒星晕的M31属于这一类，而更多的金属贫晕的银河系是缺乏早期的大规模吸积事件。有趣的是，我们的等级形成的恒星晕通常在[Fe/H]和[alpha/Fe]中都有不可忽略的金属丰度梯度。这些梯度延伸几十kpc，并且可以在[Fe/H]中大到0.5 dex，在[alpha/Fe]中大到0.2 dex。最后，我们发现，化学丰度可以作为一个粗略的替代卫星星系的吸积时间。我们提出了一个标准，通过选择恒星的[α/Fe]比低于太阳能识别潮汐流空间。
2005-12-26 astro-ph
Lithium-6: A Probe of the Early Universe
我认为6Li的合成是由于大爆炸核合成时代之后遗留粒子的衰变，如引力子或模量。合成的6Li/H比可以与贫金属恒星中的6Li/H相比，在没有恒星耗尽6Li的情况下，对遗迹粒子密度的约束比通常考虑的3 He过量产生要强得多。在这样一个非热核合成的时代，6Li的产生也可以被认为是在贫金属晕星中观察到的相对高的6Li/H比率的一个可能的解释。
2000-02-25 astro-ph hep-ph
Comment on: Protecting Life in the Milky Way: Metals Keep the GRBs Away by Stanek et al
Stanek等人（astro-ph/0604113）注意到，迄今为止观测到的四个低红移长持续时间的伽马射线暴（LSB）都发生在暗淡的贫金属星系中。鉴于这种选择，他们认为，最近不太可能有大量的银河系爆发足以影响地球上的生命。这个论点忽略了银河系中恒星星族的不均匀性，有证据表明低金属量矮星系持续合并;观测分析指出，LSB是由这些星系进行相互作用;我们的星系中可能存在最近的GRB残留物。
2006-04-20 astro-ph physics.ao-ph physics.geo-ph
