Cold, old and metal-poor: New stellar substructures in the Milky Way's dwarf spheroidals
环绕银河系的矮球状星系（dSph）是复杂的天体，通常具有复杂的恒星形成历史和内部动力学。在这项工作中，我们寻找恒星的子结构在四个经典的dSph的银河系卫星：六分仪座，船底座，狮子座I，狮子座II。我们采用两种方法来搜索恒星子结构：最小生成树方法，这有助于我们找到和量化空间连接的结构，和“蛮力”的方法，这是能够找到细长的恒星子结构。我们在六分仪中发现了以前已知的子结构，并且还在六分仪中发现了一个新的恒星子结构。此外，我们确定了一个新的恒星子结构接近船底座矮星系的核心半径。我们报告检测到一个子结构在狮子座I和两个狮子座II，但我们注意到，我们正在处理的样本中使用的恒星数量很少。dSph星系中这种古老的恒星子结构可以帮助我们揭示暗物质晕的性质，这些结构在其中形成，进化和生存。
2019-04-23 astro-ph.GA
Mass Models of Dwarf Spheroidal Galaxies with Variable Stellar Anisotropy. I. Jeans Analysis
使用一个灵活的银河系模型与可变的恒星速度各向异性，我适用于经典的牛仔裤质量建模方法的五个矮球状星系的恒星视线速度的最大的均匀数据集（330和2500恒星之间的星系）-船底座，天炉座，狮子座~I，雕塑家，和六分仪。我进行了详尽的模型参数搜索，为每个参数组合分配绝对概率。我的主要发现是，有一个定义明确的半径（每个星系都是唯一的），在这个半径上，Jeans分析对封闭质量的约束是最严格的，并且比以前建议的半径（例如300 pc）的约束要好得多。对于隆突、天炉座、狮子座~I、雕刻座和六分仪，封闭的DM质量分别为$0.94 \pm 0.20$（410 pc）、$7.1 \pm 0.9$（925 pc）、$1.75 \pm 0.20$（390 pc）、$2.59 \pm 0.42$（435 pc）和$2.3 \pm 0.9$（1035 pc）（2 σ不确定度; $10^7$ ~M $_\odot$单位）。局部DM密度在较小的半径（也是每个星系唯一的）上有最严格的限制。Sculptor的最大中心DM密度约束为：$ρ_0\gtrsim 0.09$ ~ $M_\odot$ ~pc $^{-3}$（在2 σ水平）。我表明，DM密度对数斜率是完全不受约束的牛仔裤分析在所有半径探测的数据（而不仅仅是在中心，如前所述）。恒星速度各向异性只有非常弱的约束。特别是，纯中心切向各向异性被排除在优于两个西格玛水平的三…
2015-04-30 astro-ph.GA
Manganese in dwarf spheroidal galaxies
我们提供了锰丰度（校正的超精细结构的影响）的大量恒星在矮球状星系的玉夫座和天炉座，并在船底座和六分仪dSph星系的数量较少。在这些星系中，已经确定了许多其他元素的丰度，包括α和铁峰，这使我们能够建立[Mn/Fe]和[Mn/α]与[Fe/H]图。锰丰度意味着在所有四个星系检查的恒星亚太阳[Mn/Fe]比。在Sculptor中，[Mn/Fe]在[Fe/H] \sim -1.8和-1.4之间大致保持恒定，并在较高的铁丰度下降低。在天炉座中，[Mn/Fe]与[Fe/H]之间没有任何显著的差异。dSph星系的[Mn/alpha]和[Fe/H]之间的关系明显系统地偏离了银河系，这反映了各自星系不同的恒星形成历史。[Mn/alpha]行为可以解释为II型和Ia型超新星的金属依赖的Mn产额的结果。我们还计算了化学演化模型的恒星形成的历史相匹配的经验确定的雕塑家，天炉座，船底座，并为锰产量的超新星Ia，这被认为是恒定的或可变的金属丰度。观察到的[Mn/Fe]与[Fe/H]的关系，在雕塑，天炉座，和船底座可以复制的化学演化模型，包括金属依赖的Mn产量从超新星Ia。
2012-03-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Chemodynamic subpopulations of the Carina dwarf galaxy
我们研究的船底座矮椭球体的化学动力学特性相结合的中间光谱分辨率数据集的900多个红巨星和红团星，高精度测光推导出大气参数，金属丰度和年龄估计为我们的目标。在红巨星分支种群中，我们发现了存在三种不同恒星子种群的证据，这些恒星子种群具有不同的金属丰度、空间分布、运动学和年龄。与天炉座和玉夫座矮椭球体一样，平均金属丰度最低的亚群比所有其他种群都更长，运动学上更热。然而，我们确定的金属丰度，运动学和特征长度尺度在两个最富金属的亚群，因此，没有贡献的全球负化学梯度的平行顺序的反转。与半径的化学性质的共同趋势相反，金属最丰富的人口更广泛，温和的运动学热比中间金属丰度的主要组成部分。需要更多的调查，以确定这种倒置的性质，但我们评论的机制，可能会导致它。
2016-01-07 astro-ph.GA
The Population of Pulsating Variable Stars in the Sextans Dwarf Spheroidal Galaxy
智利托洛洛山美洲天文台的布兰科望远镜用暗能量照相机对六分仪矮球状星系的一个7平方度的大扩展区进行了变星观测。我们报告了7颗异常造父变星、199颗天琴座RR星和16颗矮造父变星。这只是第五个星系外的矮造父变星已被系统地搜索。尽管如此，新的恒星增加了来自不同环境的恒星的普查，可以用来评估使用矮造父变星作为标准烛光的优势和局限性，因为这些恒星的金属丰度不一定是已知的。在六分仪座发现的矮造父变星的平均周期为0.066天，平均$g$振幅为0.87磁等。它们位于水平分支的下方，跨度为0.8等，介于$21.9 < g < 22.7$之间。与船底座等其他星系相比，六分仪座中的矮造父变星数量较少，而船底座星系拥有大量的中年人口。另一方面，天琴座RR型恒星与矮造父变星的数量和比例与玉夫座非常相似，玉夫座是一个像六分仪座一样被古老的恒星星族所控制的星系。在六分仪中发现的造父矮星遵循一个很好的周期-光度关系，在$g$波段的均方根=0.05等，这是通过锚定到由天琴座RR型恒星给出的距离模量而建立的。虽然六分仪座中的大多数变星都位于星系的中心，但我们在星系的外围发现了2颗天琴座RR星和1颗异常造父变星，它们可能是潮汐外恒星，表明该星系可能正在经历潮汐破坏。这些可能的潮外变星与六分仪座有着相同的自行，正如最近的盖亚测量所看到的。
2018-11-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
A census of the expected properties of classical Milky Way dwarfs in Milgromian dynamics
在最近对仙女座卫星星系内部动力学的成功预测（McGaugh & Milgrom 2013 a，b）的启发下，我们在Milgromian动力学（MOND）框架下重新审视了经典的银河系矮球状卫星天龙座、玉夫座、六分仪座、船底座和天炉座。我们第一次使用泊松求解器与自适应网格细化（AMR），以同时考虑银河系及其卫星的引力影响。这允许严格模拟Milgromian动力学的重要外场效应（EFE），这可以显着降低有效加速度。我们预测的动态质光比（Mdyn/L）预计将测量的观察者谁假设牛顿动力学是有效的。我们表明，Milgromian动力学预测典型的Mdyn/L ~ 10-50 Msun/Lsun。最明亮的天炉座和玉夫座的结果与现有的速度色散数据吻合得很好。此外，动力质量的中心幂律斜率与从速度弥散测量中观测推断的值非常一致。正如Angus（2008）所指出的那样，六分仪座、船底座和天龙座的结果与通常引用的观测估计值相比很低。对于Milgromian动力学在这些物体中的进一步观测测试中幸存下来，因此需要（a）以前基于速度色散测量的观测结果高估了动力学质量，例如，双星和污染物异常值，（b）由于银河系潮汐场，卫星不处于维里平衡，或者（c）这里使用的特定理论没有正确描述EFE（例如，EFE在某些其它理论中实际上可以忽略不计），或者（a）-（c）的组合。
2014-05-02 astro-ph.GA
Carbon-rich dust production in metal-poor galaxies in the Local Group
我们用斯皮策空间望远镜的红外光谱仪观测了玉夫座、船底座、天炉座和狮子座I矮球状星系中的19颗碳星样品。光谱显示，在玉夫座、天炉座和狮子座I的碳星周围有大量的尘埃，但在船底座几乎没有。先前对银河系和麦哲伦星云中具有类似脉动特性的碳星进行的比较显示，没有证据表明金属丰度会影响碳星产生尘埃。然而，在目前的样本中，金属含量更低的恒星似乎产生的尘埃更少。这些数据将两种已知的趋势扩展到较低的金属含量。在贫金属样品中，SiC粉尘的排放减弱，而乙炔的吸收加强。在天炉座碳星的热测量星等和红外光谱特性是一致的金属丰度更类似于碳星在麦哲伦云比在我们的样本中的其他矮球状体。对这些恒星中碳收支的研究加强了先前的考虑，即从恒星核心中挖掘出足够数量的碳可能会引发最终的超级风阶段，结束恒星在渐近巨星分支上的生命。
2012-04-30 astro-ph.GA
Internal rotation of Milky Way dwarf spheroidal satellites with $Gaia$ Early Data Release 3
我们提出了一个分析的14个卫星的银河系（MW）的运动学。我们使用适当的运动（PM）从$Gaia$早期数据发布3（EDR 3）和视线速度（$v_{\mathrm{los}}$）在文献中获得这些系统的系统三维运动。对于其中的六个，即船底座，天龙座，天炉座，玉夫座，六分仪，小熊座矮球状星系（dSph），我们研究的内部运动学投影到径向，$V_R$（膨胀/收缩），切向，$V_T$（旋转），相对于质量中心的速度分量的恒星PM。我们在隆突（$|V_T| = 9.6 \pm 4.5 \ {\rm{km \ s^{-1}}}\>$）、穹窿（$|V_T| = 2.8 \pm 1.3 \ {\rm{km \ s^{-1}}}\>$）和塑夫座（$|V_T| = 3.0 \pm 1.0 \ {\rm{km \ s^{-1}}}\>$）dSphs中发现了显著的旋转。除了人马座dSphs，这些是MW经典dSphs中天空平面内内部旋转的第一次测量。除船底座外的所有星系都显示出$|V_T| / σ_v < 1$。我们发现，较慢的旋转倾向于显示，平均而言，较大的天空投影椭圆率（如预期的样本与随机视角），并位于较小的银河系中心距离（如预期的潮汐搅拌情况下，旋转转化为随机运动的卫星沉入母晕）。然而，这些趋势很小，在统计学上并不显著，这表明旋转在塑造这些星系的3D结构方面并没有发挥主导作用。无论潮汐搅动对这些系统的演化有微…
2021-06-15 astro-ph.GA
The formation of the Milky Way halo and its dwarf satellites: A NLTE-1D abundance analysis. V. The Sextans galaxy
本文基于高分辨率UVES/VLT和HDS/Subaru光谱，给出了六分仪矮球状星系（dSph）中11颗贫金属（-3.32 <= [Fe/H] <= -2.61）恒星的大气参数，以及至少7种化学元素的非局域热力学平衡（NLTE）丰度。对于每一颗恒星，其有效温度和表面重力是从光谱能量分布和已知的距离推导出来的，而Fe丰度则是从Fe I和Fe II的谱线中获得的平均值。基于Mg、Ca和Ti的丰度，我们发现所有被研究的恒星都显示出0.4~dex到0.2~dex的α增强，并且当[Fe/H] >-2.8时，α/Fe有下降的迹象。六分仪星缺Ba。新的结果是Ba和Mg之间的关系非常紧密，表明它们共同起源于大质量恒星，Ba合成发生在标准超新星时间尺度上的r过程事件中。唯一的例外是一颗C增强型恒星S 15-19，它的Ba强度大大增强。这颗星不太可能是CEMP-s星，因为Sr和Y的丰度很低（[Y/Fe] < -1），在s过程中产生的效率和Ba一样高，而且没有检测到径向速度的变化。与银河系晕、玉夫座和小熊座dSphs没有区别，发现它们在早期的Na和Ni富集历史中，即六分仪星缺乏Na，并且具有接近太阳的Ni/Fe。
2021-10-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Orbital Histories of Magellanic Satellites Using Gaia DR2 Proper Motions
随着盖亚DR 2的发布，现在有可能首次测量银河系（MW）晕中最低质量，超微弱卫星星系的自行（PM）。许多这些暗淡的卫星被认为是麦哲伦云（MC）的卫星。利用它们的6维相空间信息，我们计算了13个超暗卫星和5个经典矮椭球体在MW+LMC+SMC组合势中的轨道历史，以确定哪些星系与MC动态相关。这18个星系被分为四类：i。已被绑定到MC的长期麦哲伦卫星至少在MC周围的最后两个连续轨道（船底座2，船底座3，时钟1，水蛇1）; ii.）最近被MCs $<$ 1 Gyr ago捕获的麦哲伦卫星（Reticulum 2，Phoenix 2）; iii.）与MC相互作用的MW卫星（Sculptor 1，Tucana 3，Segue 1）;以及iv.）MW卫星（宝瓶座2号、猎犬座2号、火山口2号、天龙座1号、天龙座2号、九头蛇座2号、船底座、天炉座、小熊座）。报告了MW和LMC质量范围的结果。与以前的工作相反，我们发现船底座，天炉座，和MC之间没有动态的关联。最后，我们确定，除了SMC的引力势的影响寿命的卫星麦哲伦系统的成员（长期与最近捕获），但它不会改变麦哲伦卫星的总数。
2020-03-02 astro-ph.GA
Low-surface-brightness spheroidal galaxies as Milgromian isothermal spheres
我认为一个样本的八个压力支持的低表面亮度星系Milgrom的修改牛顿动力学（MOND）。这些物体包括七个附近的矮球状星系-六分仪，船底座，狮子座II，雕塑家，天龙座，狮子座I，天炉座和超弥漫星系DF 44。的对象被建模为Milgromian各向同性等温球体，其特征在于由两个参数，这是由观测约束：恒定的视线速度分散和中心表面密度。速度色散决定了总质量，并与隐含的质光比，中心表面亮度。然后指定整个等温球体上表面亮度的径向运行。对于这些对象的表面亮度的预测径向分布示出与观测完全一致。这构成了MOND的成功，它独立于约化的动力学质量。
2021-08-28 astro-ph.GA
A New Chemical Evolution Model for Dwarf Spheroidal Galaxies based on Observed Long Star Formation Histories
提出了一个新的本宇宙矮球状星系化学演化模型。我们的主要目的是同时解释它们观测到的恒星形成历史和金属丰度分布函数。将我们的新模型应用于四个局部dSphs，即天炉座，雕塑家，狮子座II和六分仪，我们发现我们的新模型再现了所观察到的dSphs的化学性质一致。我们的研究结果表明，dSphs的演化与低恒星形成效率和大的气体流出效率相比，银河系，如以前的作品所建议的。将观测到的dSphs的[alpha/Fe]-[Fe/H]关系与模型预测进行比较，我们发现我们的模型有利于Ia型超新星的更长的开始时间（即，0.5 Gyr）比以前的研究（即，0.1 Gyr）。我们详细讨论了这种差异的起源。
2014-12-05 astro-ph.GA
The Effect of Tidal Stripping on Composite Stellar Populations in Dwarf Spheroidal Galaxies
我们使用N体模拟来研究潮汐对卫星星系运动学结构的影响，卫星星系围绕银河系的潜力。我们的工作的动机是观察矮球状星系的本地组，这往往是一个区别是可能的冷集中的金属丰富和热，扩展的金属穷人人口。我们发现，在小近心半径（r_per < 20 kpc）的轨道上，两个恒星分量分布的初始差异发生了重要的衰减。这主要是由于：i）潮汐剥离发生后，暗物质成分提供的引力支持丧失，这迫使发光成分重新配置，以及ii）潮汐优先影响更延伸的恒星成分，导致其速度色散的净减少，作为对质量损失的响应，从而缩小了运动学间隙。我们将这些想法应用到雕塑家和船底座矮椭球体。它们轨道的差异可能有助于解释，在类似的初始配置的假设下，为什么在前者中，贫金属和富金属恒星之间的运动学分离是明显的，而在船底座中，这种分离明显更微妙。
2009-10-02 astro-ph.GA
Tidally induced velocity gradients in the Milky Way dwarf spheroidal satellites
我们提出了一个运动学研究的六个矮球状星系（dSph）的银河系（MW）的卫星，即船底座，天龙座，天炉座，玉夫座，六分仪，小熊座。我们结合适当的运动（PM）从$Gaia$数据发布3（DR3）和视线速度（$v_{\mathrm{los}}$）从文献中推导出其三维内部运动学和研究内部速度梯度的存在。我们发现，在$\geq 1σ$水平上，船底座、天龙座、天炉座和小熊座沿视线方向的速度梯度具有显著性。这种梯度的值似乎与矮星的轨道历史有关，表明与MW的相互作用导致了它们。靠近MW并向其轨道近心点移动的矮星，平均而言，速度梯度较大。另一方面，最近离开近心点轨道的矮星没有明显的梯度。最后，位于大银河系中心距离的矮星显示出中等强度的梯度。我们的结果表明，由MW施加的强潮汐力引起的扭矩引起了一个强大的速度梯度时，矮星接近它们的轨道近心点。在近心点通过期间，力方向的快速变化会破坏这种梯度，随着星系的后退，这种梯度可能会稳步恢复。我们通过分析TNG 50模拟的矮星卫星来评估我们的发现。我们发现一个显着增加的强度检测到的梯度的卫星接近他们的近心点，然后急剧下降，因为他们放弃了它，支持我们的结果为dSphs的MW。
2022-12-01 astro-ph.GA
New Type Ia supernova Yields and the Manganese and Nickel Problems in the Milky Way and Dwarf Spheroidal Galaxies
在我们的追求，以确定Ia型超新星（SNe Ia）的祖先，我们首先更新的核合成收益率为近Ch和次Ch质量白矮星（WD），为广泛的金属丰度，与我们的二维流体动力学代码和最新的核反应率。然后，我们包括在我们的银河系化学演化代码的收益率预测元素丰度在太阳附近的演化和矮球状（dSPH）星系：天炉座，玉夫座，六分仪，船底座。在太阳附近恒星的观测中，Mn与$α$元素表现出相反的趋势，表现出向更高金属丰度方向的增加，这一点在Ch质量WDs的爆燃-爆轰跃迁中得到了很好的再现，但在亚Ch质量WDs的双爆轰中却没有得到很好的再现。Ch-质量超新星Ia的问题是在高金属丰度时Ni的过量产生。然而，我们发现，镍产量的CH质量超新星Ia与太阳尺度的初始组成比以前的作品，这使得预测的Ni丰度内的观测分散低得多。从太阳附近元素丰度的演化趋势来看，亚Ch质量的Ia超新星对化学富集的贡献可达25%.然而，在dSph星系中，可能需要比太阳附近更大的来自亚Ch质量SNe Ia的富集，这导致在较低的金属丰度下[（Mg，Cr，Mn，Ni）/Fe]减少。在玉夫座和船底座观测到的高[Mn/Fe]比也可能需要来自纯爆燃的额外富集，可能是Iax型超新星。未来对dSph星的观测将对Ia型超新星的祖先系统和爆炸机制提供更严格的限制。
2020-04-27 astro-ph.GA astro-ph.HE
Neutron-capture Element Abundances of 491 Stars in Milky Way Dwarf Satellite Galaxies from Medium-Resolution Spectra
本研究利用DEIMOS中分辨率光谱测量了五个银河系矮椭球星系中491颗恒星的Sr、Y、Ba、Eu和Mg丰度，发现玉夫座矮星系早期存在s-过程贡献，并表明dSphs中的r-过程元素需要短延迟时间来源，中子星并合可能并非唯一来源。
2025-03-09 astro-ph.GA
Dwarf galaxies in non-local gravity
本研究检验非局域引力理论能否解释八个矮球状星系的运动学，通过金斯方程和贝叶斯MCMC分析，发现无需暗物质即可再现观测，但Fornax和Sextans存在参数不一致。
2025-07-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Mergers and the outside-in formation of dwarf spheroidals
我们使用宇宙学模拟的形成的本星系群，探讨在矮球状星系的年龄和金属丰度梯度的起源。我们发现，一些模拟的矮星形成“由外而内”，一个古老的，金属贫乏的人口，围绕着一个年轻的，更集中的金属丰富的组成部分，让人想起像雕塑家或六分仪矮椭球体。我们专注于几个例子，恒星形成在两个人口不同的年龄，以阐明这些梯度的起源。这两个组成部分的空间分布反映了它们的不同起源;老恒星组成部分是通过合并组装的，但年轻的人口主要是在原地形成的。较老的成分来自恒星形成的第一幕，它开始得很早，但很快就被恒星反馈和再电离的综合效应所关闭。当晚期的吸积事件增加气体并重新点燃恒星形成时，年轻的成分就形成了。合并的效果是分散老的恒星星族，相对于年轻的恒星族，增加它们的半径，降低它们的中心密度。我们认为，矮-矮合并提供了一个合理的方案，形成系统的多个不同的人口，更普遍的是，在矮球状体的年龄和金属丰度梯度的起源。
2015-11-19 astro-ph.GA
Too Big To Fail in Light of Gaia
我们指出了明亮的银河系矮球状星系（dSphs）的中心暗物质（DM）密度和它们的轨道近心距离从盖亚数据推断之间的反相关性。没有靠近银河系中心的dSphs（如天炉座，船底座和六分仪座）在DM中的密度低于那些更接近的dSphs（如天龙座和小熊座）。由于大的散射，对于超微弱的dSph不能推断出相同的反相关性。包括超微弱，一个趋势，即dSphs与更广泛的恒星分布往往有较低的DM密度出现。根据这些观察，有必要重新审视“大到不能倒”问题的解决方案。
2019-09-15 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Chemical evolution of classical and ultra-faint dwarf spheroidal galaxies
我们提出了两个矮球状星系（Sculptor和Carina）的最新化学演化模型和两个超暗矮星（Hercules和Bootes I）的第一个详细的化学演化模型。我们的研究结果表明，矮球状体的恒星形成效率较低，证实了以前的结果，超暗矮星的恒星形成效率更低。在这些假设下，我们可以重现恒星金属丰度分布函数，$[α/Fe]$与$[Fe/H]$丰度模式和目前在这些物体中观测到的恒星和气体总质量。特别是，对于超暗矮星，我们假设恒星形成的初始爆发很强，系统的质量在早期就已经存在。另一方面，对于经典的矮椭球体的协议与数据的发现，假设恒星形成的历史所建议的颜色星等图和更长的时间尺度的形成，通过气体下降。我们发现，所有这些星系都应该经历星系风，在所有情况下，从$1$ Gyr开始演化。通过与银河系数据的比较，我们得出结论，超暗矮星不太可能是整个星系晕的组成部分，尽管在得出确切的结论之前还需要更多的数据。
2014-04-09 astro-ph.GA
The Binary Fraction of Stars in Dwarf Galaxies: the Cases of Draco and Ursa Minor
测量矮球状星系（dSphs）中双星的频率需要长时间间隔的数据。我们结合径向速度测量从五个文献来源采取的过程中的~30年，产生最大的多时代的运动样本的恒星在dSphs天龙座和小熊座。有了这个数据集，我们能够实现Spencer等人（2017 b）描述的贝叶斯技术的改进版本，以评估这些矮星系中红巨星的双星比例。假设Duquennoy & Mayor（1991）的周期和质量比分布，天龙座和小熊座的双星分数分别为$0.50^{+0.04}_{-0.06}$和$0.78^{+0.09}_{-0.08}$。我们发现，一个正常的质量比分布是首选一个平坦的分布，对数正态周期分布集中在长周期（$μ_{\log P}>3.5$）是首选的分布集中在短的。我们重新分析了狮子座II、船底座、天炉座、玉夫座和六分仪座的双星分数，发现在所有七颗矮星中，双星分数是常量的可能性小于1%，除非周期分布变化很大。这表明银河系dSphs中的双星种群在它们的双星分数、周期分布或两者方面都不相同。我们考虑了矮星的许多不同性质（例如质量、半径、光度等）。并发现在形成恒星速度快和/或具有高速色散的矮星中，双星比例可能更大。
2018-11-15 astro-ph.GA
Is the vast polar structure of dwarf galaxies a serious problem for lambda cold dark matter?
银河系周围的矮星系分布在一个所谓的巨大的极地结构（VPOS），这可能与Lambda CDM模拟相冲突。在这里，我们试图确定VPOS是否对星系尺度上的Lambda冷暗物质范式构成了严重的挑战。具体来说，我们调查，如果VPOS保持一致的时间的函数。使用测量的哈勃太空望远镜（HST）自行和相关的不确定性，我们整合了经典的银河系卫星的轨道向后的时间，发现结构分散好之前的动态时间。我们还研究特别是狮子座I和狮子座II使用他们最近的自行数据，这两个都有极端的运动学特性，但这些卫星似乎并没有驱动极适合，是在今天看到的。我们研究了HST自行的不确定性对VPOS相干性的影响。我们发现11个经典矮星中有8个有可靠的自行;对于这8个，VPOS也在不到一个动力学时间内失去了意义，表明VPOS不是一个动力学稳定的结构。获得更准确的自行测量小熊座，雕塑家，和隆突将支持这些结论。
2017-03-13 astro-ph.GA
A Comparative Analysis of the Chemical Compositions of Gaia-Enceladus/Sausage and Milky Way Satellites using APOGEE
我们使用阿帕奇点天文台星系演化实验（APOGEE 2）的第17次数据发布的数据，以对比最近发现的盖亚恩克拉多斯/香肠系统（GE/S）的化学成分，以10个银河系（MW）矮卫星星系：LMC，SMC，牧夫座I，船底座，天龙座，天炉座，人马座，雕塑家，六分仪和小熊座。我们的主要重点是这些系统的恒星星族在[Mg/Fe]-[Fe/H]和[Mg/Mn]-[Al/Fe]平面上的分布，这是文献中常用的化学诊断和矮星系可以区分从原位人口。我们表明，与MW卫星，GE/S的样本定义的基础上，纯粹的轨道参数几乎完全落在“吸积”的恒星星族在化学空间，这可能是由于早期淬火的恒星形成GE/S的轨迹。由于恒星形成的历史更为漫长，在MW卫星群中富含金属的一端的恒星的特征是[Mg/Mn]比它们的GE/S对应物低。GE/S恒星的化学成分与早期恒星形成率比MW卫星的质量更高的恒星形成率相一致，这表明早期宇宙中的恒星形成受到除了质量之外的其他参数的强烈影响。我们发现矮星系[Mg/Mn]-[Al/Fe]平面上金属丰度梯度的方向是系统早期恒星形成率的指示
2023-01-03 astro-ph.GA
Pushing back the limits: detailed properties of dwarf galaxies in a LCDM universe
本文给出了一组$Λ$ CDM宇宙学中矮星系的高分辨率化学动力学模拟结果。在原始的3.4 Mpc $^3$/h $^3$宇宙学盒中，将27个系统的样本从z = 70放大到z = 0。气体和恒星的性质面临的最大细节的观测：除了星系的全球性的属性，我们调查模型星系的速度色散曲线，半光半径，恒星形成的历史，金属丰度分布，和[Mg/Fe]丰度比。金属丰度梯度和动力学上不同的恒星星族的形成和可持续性也得到了解决。我们展示了六个本星系群矮星系，NGC 6622，仙女座II，雕塑家，六分仪，小熊座和天龙座的属性是如何复制的，以及它们如何与三个主要的星系建立模式。我们的研究结果表明，与一个大质量的中央星系的相互作用可能需要的少数本群矮球状星系，绝大多数的系统和它们的各种恒星形成历史自然产生的$Λ$ CDM框架。我们发现，与本星系群矮星系模型拟合较好的模型都嵌入在$5\times 10^8$到几个$10^9\,\rm{M_\odot}$之间的暗质量晕中，没有任何丢失卫星的问题。我们确认失败的丰度匹配方法在矮星系的质量尺度。一些观测到的微弱但富含气体的星系，如Leo T和Leo P，仍然具有挑战性。他们指出，需要更好地了解紫外背景加热。
2018-06-21 astro-ph.GA
The formation of the Milky Way halo and its dwarf satellites; a NLTE-1D abundance analysis. II. Early chemical enrichment
本文给出了7个矮球状星系（dSphs）和银河系（MW）晕中59颗极贫金属（VMP，-4 < [Fe/H] <-2）恒星的非定域热力学平衡（NLTE）丰度。我们的结果是基于高分辨率光谱数据集和均匀和准确的大气参数确定的PaperI。我们表明，一旦NLTE效应被适当地考虑在内，在我们的样本中的所有大质量星系，即MW晕和经典的dSphs雕塑家，小熊座，六分仪，天炉座，揭示了一个类似的高原在[α/Fe] ~ 0.3的每个α过程元素：镁，钙，钛。我们提出了一个坚实的基础上的证据表明，在BootesI超微弱矮星系（UFD）的金属丰度的增加，这是最有可能是由于Ia型超新星的喷出物的α/Fe下降。对于Na/Fe，Na/Mg和Al/Mg，MW晕和所有dSphs显示与金属丰度不可区分的趋势，这表明Na和Al的合成过程在所有系统中是相同的，独立于它们的质量。二分法的[Sr/Ba]与[Ba/H]图中观察到的经典dSphs，类似的MW晕，要求两个不同的核合成通道Sr。我们表明，Sr在大规模的星系是很好的相关性与镁建议一个强有力的链接到大规模的恒星，其生产基本上是独立的Ba，为大部分的[Ba/H]范围。我们的三个UFD：BootesI、UMaII和LeoIV的Sr和Ba相对于Fe和Mg亏损，在整个Mg丰度范围内，[Sr/Mg] ~-1.3和[Ba/Mg] ~-1的比值非常相似。Bootes I和UMa II的…
2017-09-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Neutron-capture elements in dwarf galaxies III: A homogenized analysis of 13 dwarf spheroidal and ultra-faint galaxies
我们提出了一个大的均匀的恒星参数和丰度在广泛的金属丰度，涉及$13$经典矮球状（dSph）和超微弱dSph（UFD）星系。总的来说，这项研究包括了位于天炉座、人马座、玉夫座、六分仪座、船底座、小熊座、天龙座、网室II、牧夫座I、大熊座II、狮子座I、Segue I和三角座II的$380$星。这个样本代表了迄今为止对dSph星系最大的，均匀的，高分辨率的研究。有了我们的同质衍生目录，我们能够在不同的星系中寻找相似和偏离的趋势。我们调查的质量依赖的个别系统上的生产的$α$ -元素，但也试图阐明长期以来的困惑的主要生产网站的r-过程元素。我们使用的数据从凯克天文台档案馆和ESO减少档案重新分析这些$13$ dSPH星系的恒星。我们自动化的步骤，获得恒星参数，但运行一个完整的光谱合成，以获得所有的丰度，除了铁。均匀化的丰度组产生了独特的可能性，得出Ia型超新星的爆发和星系的恒星质量之间的关系。此外，我们还导出了一个估计$α$ -元演化的公式.将所有丰度一致地置于同一尺度上对于回答有关星系化学史的问题至关重要。通过均匀地分析Ba和Eu在13个系统中，我们已经跟踪的S-过程的发病，并发现它增加与金属丰度作为星系的恒星质量的函数。此外，r-过程材料与$α$ -元素相关，表明这些元素的一些共同生产，这反过来又指向罕见的核心坍缩超新星，而不是二元中子星合并作为宿主的r-过程在低[Fe/H]的调查dS…
2020-09-02 astro-ph.GA
The cold dark matter content of Galactic dwarf spheroidals: no cores, no failures, no problem
我们研究的暗物质含量的卫星星系的Lambda CDM宇宙学流体动力学模拟的本地集团从APOSTLE项目。我们发现之间的模拟结果和估计的9个最明亮的银河系矮椭球体（dSphs）来自他们的恒星速度色散和半光半径非常吻合。潮汐剥离通过从外向内逐渐去除暗物质而发挥重要作用，特别影响到亮度比平均大小大的较暗卫星和系统。我们的模型表明，潮汐已经显着减少了暗物质含量的灿文I，六分仪，船底座，天炉座，一个预测，可以通过比较它们与匹配的光度和大小的场星系进行测试。在过去，对单个矮星的暗物质含量的观测估计一直被低估，有时甚至被低估得很厉害。我们使用我们改进的估计，重新审视“太大而不能倒”的问题，在早期的N体工作。我们加强和扩展我们以前的结论，APOSTLE模拟显示没有这个问题的迹象。解决办法并不需要暗物质剖面中的“核心”，而是依赖于在解释观测数据和解释理论建模中的“重子效应”时修正假设和不确定性。
2016-07-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Apache Point Observatory extra-Galactic Evolution Experiment (APOeGEE): Chemical Abundance Trends for Seven Dwarf Spheroidal Galaxies in the APOGEE Survey
University of California Observatories, University of California Santa Cruz（加州大学天文台，加州大学圣克鲁兹分校）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；New Mexico State University（新墨西哥州立大学）；Steward Observatory, University of Arizona（斯图尔德天文台，亚利桑那大学）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）；University of Washington（华盛顿大学）；Liverpool John Moores University（利物浦约翰摩尔斯大学）；NOIRLab（NOIR天文实验室）
本文利用APOGEE和Gaia数据研究银河系七个矮椭球星系的化学丰度，提出确定丰度可测量上限的新方法，发现其化学演化呈间歇性与连续性两种路径，并揭示质量、环境邻近性和恒星形成停止共同影响演化形态。
2025-11-06 astro-ph.GA
Multi-Element Abundance Measurements from Medium-Resolution Spectra. III. Metallicity Distributions of Milky Way Dwarf Satellite Galaxies
我们提出的金属丰度分布函数（MDFs）的中央区域的八个矮卫星星系的银河系：天炉座，狮子座I和II，雕刻，六分仪，天龙座，犬Venaeiri，和小熊座。我们使用本系列前一篇论文中发表的丰度测量目录。测量是基于铁吸收线的光谱合成。对于每一个周期，我们确定极大似然适合漏盒，预富集，和额外的气体（其中气体供应可用于恒星形成增加之前，它减少到零）的化学演化分析模型。虽然这些模型过于简单，无法详细描述任何星系，但从零金属丰度气体开始的漏盒模型，除了犬座星系外，没有一个星系能很好地拟合。一些星系的MDF，特别是更明亮的星系，强烈倾向于额外气体模型。只有对犬VenaI来说，浓缩前模型的拟合明显好于额外气体模型。我们星系样本中亮度较低的一半的最佳拟合有效产额不超过0.02 Z_sun，表明气体流出在亮度较低的星系的化学演化中是重要的。我们推测，气体流入与流出的重要性之比随星系光度的增加而增加。平均[Fe/H]和金属丰度分布与光度的强相关性支持这一假设。
2013-03-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
A probabilistic deep learning model to distinguish cusps and cores in dwarf galaxies
在冷暗物质（DM）宇宙学中的数值模拟形成了密度分布具有陡峭的内部斜率（“尖点”）的晕，然而对星系的观测通常指向平坦的中心“核心”。我们开发了一个卷积混合密度神经网络模型，以获得DM晕的内部密度斜率的概率密度函数（PDF）。我们训练网络模拟矮星系从NIHAO和AURIGA项目，其中包括DM尖点和核心：视线速度和二维空间分布的恒星被用作输入，以获得一个PDF表示的概率预测一个特定的内斜率。该模型准确地恢复了预期的DM配置文件：$\sim$ 82 $\%$的星系有一个派生的内部斜率$\pm$ 0.1内的真实值，而$\sim$ 98 $\%$内$\pm$ 0.3。我们将我们的模型应用于四个本星系群矮球状星系，并发现与基于Jeans模型的代码GravSphere获得的结果一致：天炉座dSph具有强烈的迹象，拥有一个中央DM核心，船底座和六分仪有尖点（尽管后者具有很大的不确定性），而雕塑家显示双峰PDF表示尖点是首选，但不能排除核心。我们的研究结果表明，基于模拟的推理与神经网络提供了一个创新的和互补的方法来确定内部的物质密度分布在星系中，这反过来又可以帮助限制难以捉摸的DM的属性。
2022-09-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Chemical Feature of Eu abundance in the Draco dwarf spheroidal galaxy
矮球状星系（dSph）中r过程元素的化学丰度是探测r过程位置的有力工具，因为它们的小质量尺度可以区分产生r过程元素的单个事件。双星合并的中子星是一个有希望的候选人，这个网站。在暗淡的，或质量较小的dSph星系，如天龙座，少数双星中子星合并预计最多发生在整个过去。利用Subaru/HDS观测系统对天龙座dSph中的三颗红巨星进行了Eu和Ba的化学丰度测量。一颗[Fe/H]=-1.45的恒星的Eu探测证实了[Fe/H]>-2的恒星的[Eu/H]大致为-1.3。具有类似质量的其他dSph共享该特征，即，雕塑家号和船底座号，并认为就其稀有性而言，中子星合并是r过程元素的起源。此外，还发现了两颗[Fe/H]=-2.12和-2.51的贫金属星，它们的Eu丰度都很低，[Eu/H]<-2，这意味着在[Fe/H] ~ -2.2时，天龙座dSphEu丰度突然增加了0.7 dex以上。此外，这些恒星的Ba丰度的检测表明，r-过程的富集开始不晚于只有几个%的恒星在今天的天龙座dSph形成的时间。虽然在天龙座dSphs中早期Eu产生的起源还有待于天龙座中[Fe/H]<-2的恒星以及其他暗淡dSphs的丰度数据的获得，但Eu产生事件的早期出现可能与星系晕中存在富含r-过程元素的极端贫金属恒星相一致。
2015-04-13 astro-ph.GA
The formation of the Milky Way halo and its dwarf satellites, a NLTE-1D abundance analysis. I. Homogeneous set of atmospheric parameters
我们提出了一个均匀的一套准确的大气参数的一个完整的样本非常和非常贫金属的恒星在矮球状星系（dSphs）雕塑家，小熊座，六分仪座，天炉座，牧夫座I，大熊座II，狮子座IV。我们还提供了一个银河系（MW）巨恒星的比较样本，覆盖了-4 < [Fe/H] < -1.7金属丰度范围。结果表明，在[Fe/H] > -3.5区域，基于光度法和已知距离的非光谱有效温度（Teff）和表面重力（log~g）的非局域热力学平衡（NLTE）计算提供了Fe I和Fe II线的一致丰度。这证明了Fe I/Fe II电离平衡方法来确定未知距离的MW晕巨星的log g。dSphs和MW星的大气参数用独立的方法检查。在[Fe/H] > -3.5范围内，在NLTE计算中满足Ti I/Ti II电离平衡。在log~ g-Teff平面上，所有恒星都位于[Fe/H] = -2 ~-4的演化轨道巨分支上，与它们的金属丰度一致。对于我们样本中一些最贫金属的恒星，我们很难从铁和钛的两个电离阶段获得一致的NLTE丰度。我们认为，这是一个后果的不确定性在Tef的颜色关系在这些金属丰度。这些工作的结果提供了一个详细的丰度分析的基础上提出的配套文件。
2017-05-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Dynamical and Chemical Evolution of Dwarf Spheroidal Galaxies
我们提出了一个大样本的完全自洽流体动力学Nbody/Tree-SPH模拟孤立矮球状星系（dSphs）。它使我们能够确定关键的物理参数和机制的起源观察到的各种本地组dSph属性。这些星系的初始总质量（气体+暗物质）是它们演化的主要驱动力。恒星形成（SF）发生在一系列的短爆发中。在大质量系统中，SF峰之间的非常短的间隔模仿连续的恒星形成率，而质量较小的系统表现出良好的分离SF爆发，如观测所示。SF事件之间的延迟由气体冷却时间对星系质量的依赖性控制。观测到的全球尺度关系，光度质量和光度金属丰度，再现低散射。我们利用ESO大型项目DART前所未有的大样本量和数据同质性，并添加一些独立的研究，以限制五个银河系dSphs，六分仪，狮子座II，船底座，雕刻家和天炉座的恒星形成历史。这是第一次，[Mg/Fe]与[Fe/H]图来自高分辨率光谱的数百个单独的恒星面临的模型预测。我们发现，dSph属性的多样性很可能是由于内在的进化。然而，我们注意到，在我们模拟的最终状态下，气体的存在，在矮不规则星中观察到的顺序，需要通过外部过程去除。
2009-04-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Infall Times for Milky Way Satellites From Their Present-Day Kinematics
我们分析subhalos在通过Lactea II（VL 2）宇宙学模拟寻找它们的下落时间和z = 0动力学性质之间的相关性。我们发现，今天的轨道能量是密切相关的时间，在最后一次穿越到维里半径的subhalos。这种能量-陷落相关性提供了一种推断银河系卫星星系陷落时间的方法。假设银河系的组装可以模拟VL 2，我们表明，一些卫星的坠落时间是很好的约束，只给他们的银河系的位置和视线速度。约束尖锐的卫星与自行测量。我们发现船底座、小熊座和雕刻者座都是早在8 Gyr前增生的。其他五颗矮星，包括六分仪和Segue 1，也可能是早期的吸积物，尽管不确定性更大。在另一个极端，狮子座T刚刚第一次落入银河系，而狮子座I在\sim 2 Gyr前落入银河系，现在正在爬出银河系的潜力后，它的第一个近银河系。其他几个矮星的能量，包括天炉座和武仙座，指向中间的坠落时间，2 - 8 Gyr前。我们比较我们的降落时间估计发表的恒星形成的历史，并发现超微弱和经典矮星之间的二分法的线索。经典矮星似乎在坍缩后熄灭了恒星的形成，但超暗矮星往往在坍缩前很久就熄灭了，至少在我们的不确定性使我们能够辨别出差异的情况下是这样。我们的分析表明，大麦云最近穿过银河系维里半径内，在过去的\sim 40亿年。
2011-10-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Broken Expectations: The Effects of Modelling Assumptions on the Inferred Dark Matter Distribution in the Milky Way's Satellites
Max Planck Institute for Astrophysics（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；Technical University of Munich（慕尼黑工业大学）；University of Edinburgh（爱丁堡大学）
研究探讨了建模假设对银河系卫星暗物质分布推断的影响，发现pyGravSphere在推断暗物质密度分布时低估了内层密度，导致密度斜率变平，且J因子被低估，误差范围也常被低估。
2026-03-11 astro-ph.GA
Multi-Element Abundance Measurements from Medium-Resolution Spectra. II. Catalog of Stars in Milky Way Dwarf Satellite Galaxies
我们提出了一个目录的铁，镁，硅，钙，钛丰度的2961红巨星，可能是成员的8个矮卫星星系的银河系（MW）：玉夫座，天炉座，狮子座I，六分仪座，狮子座II，猎犬座，小熊座，天龙座。为了验证我们的测量结果，我们还观察到445红巨星MW球状星团和21场红巨星MW晕。测量是基于Keck/DEIMOS中分辨率光谱与光谱合成相结合。我们估计[Fe/H]的不确定性，通过量化的[Fe/H]测量的分散在一个样本中的恒星在monopolitan球状星团。我们估计镁，硅，钙，钛丰度的不确定性，通过比较我们的中分辨率光谱测量高分辨率光谱丰度相同的恒星。为此，我们的DEIMOS样本包括132颗红巨星，这些红巨星在球状星团、MW晕场和矮星系中具有已发表的高分辨率光谱。两个样品之间的[Fe/H]和[α/Fe]（[Mg/Fe]、[Si/Fe]、[Ca/Fe]和[Ti/Fe]的平均值）之差的标准偏差分别为0.15和0.16。这个目录代表了迄今为止矮星系中最大的多元素丰度样本。本系列的下一篇论文将从这里介绍的目录中得出关于化学演化、气体动力学和恒星形成历史的结论。矮星系光度变化范围之广揭示了矮星系化学演化对星系恒星质量的依赖性。
2010-12-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cleaning spectroscopic samples of stars in nearby dwarf galaxies: The use of the nIR MgI line to weed out Milky Way contaminants
矮星系提供了对恒星形成过程和星系质量函数低端的化学富集以及小尺度上暗物质聚集的见解。在本星系群矮星系的研究中，单个恒星的光谱样本被用来推导这些星系的内部运动学和丰度特性。因此，从与矮星系无关的银河系恒星中清除这些样本是很重要的，因为它们可能会污染对这些物体性质的分析。在这里，我们介绍了一种新的诊断分离银河系污染星-主要组成的矮星-红巨星分支星在矮星系的目标。我们使用8806.8 nm处的nIR MgI谱线的等效宽度的趋势作为CaII三线态谱线的等效宽度的函数。这种方法是特别有用的作品处理多对象的中间分辨率光谱聚焦在该地区的近红外钙三重态。我们用合成光谱研究了不同性质（重力、有效温度、金属丰度）的恒星的谱线等效宽度的变化，发现在[Fe/H]> -2 dex时，用这种方法可以区分水平分支以上的巨星和矮星。对于-2\f25 $\le$ [Fe/H] $\le$-2\f25-1，该方法也适用于区分水平分支以下约一个星等的矮星和巨星。使用前景模型，我们预测使用这种新的歧视方法附近的矮球状星系，包括超微弱。随后，我们使用VLT/FLAMES数据的六分仪，雕塑家和天炉座dSphs来验证预测的理论趋势。
2012-01-17 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Luminosities and mass-loss rates of Local Group AGB stars and Red Supergiants
我们的目标是调查质量损失和光度在几个本群星系的演化恒星的大样本与各种metalliticies和恒星形成的历史：小和大麦云云，天炉座，船底座，和雕塑家矮球状星系。本文给出了225颗碳星和171颗富氧演化星的尘埃辐射转移模型。光谱与可用的光学和红外光度法互补以构建光谱能量分布。一个最小化程序被用来确定光度和质量损失率（MLR）。基于对现有数据的重新分析，推导出大部分样本的脉动周期。新的深K波段测光从VMC调查和多历元数据从IRAC和AllWISE/NEOWISE使我们能够获得脉动周期超过1000天的一些最严重的模糊和变红的对象。我们推导出（灰尘）MLRs和光度为整个样品。由于所采用的光学常数（高达几个因子）和辐射转移建模中的细节不同，估计的最大残留率可能与文献中对相同物体的估计有很大不同。介绍了超级AGB候选者MSX SMC 055（IRAS 00483-7347）的更新参数。其目前的质量估计为8.5 ± 1.6 \msol，表明其初始质量远高于8~ \msol。使用合成测光，我们提出和讨论的颜色，颜色和颜色星等图，可以预期从詹姆斯韦伯太空望远镜。
2017-11-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Unveiling the corona of the Milky Way via ram-pressure stripping of dwarf satellites
在本星系群中，dSphs和dIrrs之间的空间分离一直被认为是它们与宿主星系相互作用的证据。在本文中，我们假设，冲压压力剥离是占主导地位的机制，去除气体的dSphs，我们用它来推导出一个较低的界限上的银河系的日冕的密度在大的距离（50-90千秒差距）从银河系中心。同时，我们通过要求dSphs的星际介质与热日冕处于压力平衡来导出一个上限。我们考虑两个矮星（六分仪和船底座）具有明确的轨道和恒星形成的历史。我们的方法引入了几个新的功能：我们使用测量的恒星形成历史的矮星，以获得他们最后失去气体的时间，和（通过修改版本的肯尼卡特-施密特关系）他们的内部气体密度在那个时候，我们使用了一个大的二维流体动力学模拟模型的气体剥离，我们包括超新星反馈绑定到气体含量。尽管有非常不同的轨道和恒星形成的历史，我们发现的两个dSphs的结果是非常一致的。我们得到了银河系日冕在50-90 kpc的平均粒子密度在1.3-3.6 × 10^{-4} cm^{-3}范围内。包括X射线发射极限和脉冲星色散测量的额外约束，我们外推银河系的日冕密度分布，我们估计的重子的分数，可以存在于银河系的维里半径。对于等温日冕（T=1.8 × 10^6 K），这是很小的，只有普适重子分数的10- 20%。只有一个热的（T=3 10^6 K）和绝热的日冕才能包含银河系所有缺失的重子。银河系的模型必须解释为什么它的日冕处于热的绝热热状态，…
2013-06-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
