Primeval very low-mass stars and brown dwarfs -- VIII. The first age benchmark L subdwarf, a wide companion to a halo white dwarf
本研究在Gaia近邻星表中发现5个白矮星+超冷矮星宽双星系统，其中VVV 1256-62AB的伴星是首个年龄明确的晕族L型亚矮星，为贫金属超冷矮星的大气与演化研究提供了关键基准。
2024-08-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
The discovery of a T6.5 subdwarf
我们报告了ULAS J131610.28 + 075553.0的发现，它是UKIDSS大面积巡天2历元自行星表中的一颗sdT6.5矮星。该天体显示出显著的光谱特性，在Y和K波段与T6和T7模板的偏差最大。它的自行速度很大，约为1角秒/年，如果我们假设它的MJ位于T6.5矮星的典型范围内，那么它的切向速度Vtan = 240 - 340 km/s。这使它成为星系晕成员的候选者。然而，其他贫金属T矮星在特定波段和测辐射热上都表现出显著的光度不足。因此，它的速度可能稍小，我们得出结论，它可能是一个厚盘或晕成员。这个天体是唯一一颗比T8更早被归类为亚矮星的T矮星，也是对目前已知的少量明确的亚恒星亚矮星的重要补充。
2014-01-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Kinematical and Ellipsoidal Properties of the Inner-Halo Hot Subdwarfs Observed in Gaia DR3 and LAMOST DR7
本研究基于Gaia DR3和LAMOST DR7数据，分析了内晕热亚矮星的运动学参数，包括空间速度、顶点经度、太阳运动和奥尔特常数，揭示了其轨道特性。
2024-05-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical Properties of the Local Disk and Halo. II. Abundances of 3745 M dwarfs and Subdwarfs from Improved Model Fitting of Low-Resolution Spectra
我们提出了一个模型拟合管道来确定M型矮星的恒星参数，这是对我们之前在Hejazi等人2020中描述的工作的改进。我们应用这个管道来分析3745 M矮星/次矮星的低分辨率（R~2000）光谱，收集在MDM天文台，利克天文台，基特峰国家天文台，和Cerro Tololo美洲天文台。我们研究的变化推断的参数值的HR图构建从他们的盖亚早期数据版本3（EDR 3）的视差和光学星等。我们还研究了我们恒星在[alpha/Fe]对[M/H]丰度图中的分布，并检查了它们的金属丰度类，有效温度和表面重力以及它们的银河系速度分量U，V和W在该图中的变化。此外，分析恒星在二维UV、VW和UW平面上的投影运动及其化学参数在这些平面上的变化，以及它们在丰度-速度图上的分布也是本研究的重要内容。我们的模型拟合管道的精度是由HR图中的有效温度和化学参数的清晰分层，[alpha/Fe]与[M/H]图中恒星分布的相似性以及与其他研究中的金属度-速度平面，揭示丰度-速度图中的子结构以及一组二元系统组分之间的化学均匀性所证实的。
2022-01-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
A New Sample of Cool Subdwarfs from SDSS: Properties and Kinematics
我们提出了一个新的样本M次矮星汇编从斯隆数字巡天的第7次数据发布。有3517个新的次矮星，这个新的样本显着增加了光谱证实的低质量次矮星的数量。此目录还包括905极端和534超sudwarfs。我们提出了整个目录，包括观察到的和导出量，并从共同添加的亚矮星光谱创建的模板光谱。我们显示的颜色，颜色和减少自行图的三个金属丰度类，这是分开的盘矮星人口。极端和超次矮星被认为是在更大的值减少自行预期更动态加热人口。我们确定所有恒星的自行3D运动学。颜色-星等图显示了三个金属丰度类别的明显分离，超和极端次矮星比普通次矮星更接近主序星。所有的次矮星都位于主序星的下方（较暗）和左侧（较蓝）。根据平均$(U,V,W)$速度和它们的色散，极端和超亚矮星可能属于星系晕，而普通亚矮星可能是旧星系盘（或厚星系盘）的一部分。利用H $α$辐射对亚矮星的活动性进行了广泛的分析，共发现208颗活动亚矮星，表明亚矮星的活动性随光谱类的增加而增加，并在最新的光谱类处趋于稳定，与M矮星的行为一致，极端和超亚矮星的活动性基本上是平坦的。
2014-09-03 astro-ph.SR
An ancient F-type subdwarf from the halo crossing the Galactic plane
目标：我们选择了最蓝的对象，WISE~ J 0725 $-$ 2351，从Luhman的新的高自行（HPM）的基础上与宽视场红外巡天探测器（WISE）的观测光谱的后续观测。我们的目标是揭示这颗相对明亮的（$V$ $\sim$ 12，$J$ $\sim$ 11）HPM恒星（$μ$ $=$ 267“，mas/yr）的性质。方法：我们使用欧洲南方天文台（ESO）新技术望远镜（NTT）/EFOSC 2和甚大望远镜（VLT）/XSHOOTER仪器获得了低分辨率和中分辨率光谱，研究了径向速度并进行了定量光谱分析，使我们能够确定物理参数。基于现有光度学的光谱能量分布与低金属丰度模型光谱的拟合以及我们的目标与贫金属基准星（HD~84937）的相似性，使我们能够估计距离和空间速度。研究结果：与HD-84937的情况一样，我们将WISE-J 0725 $-$ 2351分类为sdF 5：或贫金属关闭星，其$[Fe/H]$ $=$ $-$ 2.0 $\pm$ 0.2，$T_{eff}$ $=$ 6250 $\pm$ 100\，K，$\log{g}$ $=$ 4.0 $\pm$ 0.2，可能年龄约为12\，Gyr。在超过400 pc的估计距离处，其自行转化为超过500 km/s的切向速度。加上它的常数（以小时、天和月为时间尺度）和大的径向速度（约为$+$ 240 km/s），银河系的静止坐标系速度约为460…
2015-01-05 astro-ph.SR
Subdwarfs and white dwarfs from the 2MASS, Tycho-2, XPM and UCAC3 catalogues
利用2 MASS、UCAC 3和SuperCosmos星表的测光资料，结合Tycho-2、XPM和UCAC 3星表的自行资料，对34颗白矮星、1996颗演化和7769颗未演化的次矮星进行了全天空的R9 - 17星等候选观测。由于详细分析了不同纬度不同颜色指数（CI）与约化自行（RPM）图中恒星的分布，特别注意估计样本中的混合物，并使用蒙特卡罗模拟，因此将样本与混合物小于10%的主序列分离。结果表明，XPM和UCAC 3具有相同水平的自行精度。大多数恒星至少有6个波段的测光精度优于0.2。多色测光使我们能够消除一些混合物，并揭示一些二进制。根据依巴谷星的绝对星等与CI和RPM的关系，我们得到了依巴谷星的光度距离和三维分布。虽然XPM和UCAC 3数据的选择方法和不均匀分布提供了显着的偏差，但还是得出了初步的结论。由于古尔德带和银道面的灭绝，亚矮星在银河系中心半球有一定的集中度，并有空隙。在天空的几个地方可以看到一些尚未解释的超密度的进化亚矮星。计算了183颗具有径向速度的恒星的三维运动和银河系轨道。对56颗不同来源的Fe/H值的恒星，我们得到了金属丰度与CI、非对称漂移速度和轨道偏心率的关系。结果表明，大多数未演化的次矮星属于晕，其标度高度为$8\pm1$ kpc，晕次矮星的局部质量密度为$2\cdot10^{-5} M\sun pc^{-3}$。大多数演化的次矮星属于厚盘，其尺度高…
2010-03-17 astro-ph.SR
New Candidate Extreme T Subdwarfs from the Backyard Worlds: Planet 9 Citizen Science Project
Schneider等人（2020）提出了WISEA J041451.67-585456.7和WISEA J181006.18-101000.5的发现，它们似乎是极端T型次矮星（esdTs;金属量<= -1 dex，T_eff <= 1400 K）的第一个例子。在这里，我们提出了三个T型亚矮星候选人的新发现和后续行动，着眼于扩大这样的对象的样本具有非常低的金属丰度和非常高的运动学，属性，建议成员在星系晕。WISEA J155349.96+693355.2是后院世界：行星9公民科学项目发现的一个快速移动物体，Keck/NIRES近红外光谱证实它是一个中T亚矮星。WISEA J155349.96+693355.2的H_W2 = 22.3等，在所有光谱证实的L和T型次矮星中具有最大的W2约化自行，这表明它可能是运动学上极端的。然而，我们对WISEA J155349.96+693355.2近红外光谱的建模表明，它的金属丰度只是轻微的太阳下。在分析J155349.96+693355.2光谱时，我们提出了一个新的低温、低金属含量模式大气光谱网格。我们还提出了两个新的esdT候选者，CWISE J073844.52-664334.6和CWISE J221706.28-145437.6的发现，基于它们的大运动和颜色类似于两个已知的esdT对象。找到更多的esdT例子是绘制这个新发现的种群的光谱序列和…
2021-06-02 astro-ph.EP astro-ph.SR
Population synthesis of hot-subdwarf B stars with COMPAS: parameter variations and a prescription for hydrogen-rich shells
本研究通过COMPAS参数变化探索亚矮星B星种群合成，提出氢富集外壳演化新处方，显著影响种群特性并协调理论与观测。核心贡献在于该处方可广泛用于快速双星种群合成研究。
2024-12-16 astro-ph.SR
Primeval very low-mass stars and brown dwarfs -- VII. The discovery of the first wide M + L extreme subdwarf binary
我介绍了第一个宽M + L极亚矮星双星系统Gaia J 0452 $-$ 36 AB的发现。这颗双星的距离为137.27 $^{+0.68}_{-0.67}$ pc，预计距离为15828 $\pm$ 78 au。我将盖亚J 0452 $-$ 36 AB分别归类为esdM 1和esdL 0次矮星。Gaia J 0452 $-$ 36 AB具有典型的晕轮运动学，金属丰度为[Fe/H] $\approx -1.4$，温度分别为$\sim$ 3550和2600 K。盖亚J 0452 $-$ 36 AB是一对质量非常低的恒星，质量分别为0.151 $^{+0.029}_{-0.019}$和0.0855 $^{+0.0014}_{-0.0010}$ M $_{\odot}$，是一个引力束缚系统。我用盖亚J 0452 $-$ 36 AB和一个已知金属丰度的M和L亚矮星样本测试了现有M亚矮星分类方案的金属丰度一致性。我发现由金属丰度指数$ζ_{\rm CaH/TiO}$定义的每个M亚型的金属丰度从中期到晚期M亚型并不一致。由于晚型M和L型次矮星的大气层中含有大量的尘埃和高的表面重力，这对分类中使用的CaH和TiO指标有很大的影响。$ζ_{\rm CaH/TiO}$指数可能高估了晚型M型次矮星的金属丰度标度。我讨论了M次矮星的质量范围，并解释了晚型M极端和超次矮星的缺乏，以及从sdM到esdM和us…
2019-08-22 astro-ph.SR
Primeval very low-mass stars and brown dwarfs - II. The most metal-poor substellar object
SDSS J010448.46+153501.8先前被归类为sdM9.5次矮星。然而，它非常蓝色的$J-K$颜色（$-0.15 \pm 0.17$）表明它的金属丰度比正常的sdM9.5次矮星低得多。在这里，我们重新分类这个对象作为usdL1.5亚矮星的基础上获得的新的光学和近红外光谱与甚大望远镜上的X-shooter。用BT-Settl模型进行光谱拟合得到$T_{\rm eff}$ = 2450 $\pm$ 150 K，[Fe/H] = $-$ 2.4 $\pm$ 0.2和log $g$ = 5.5 $\pm$ 0.25。根据进化模型，我们估计SDSS J010448.46+153501.8的质量为0.086 $\pm$ 0.0015 M $_{\odot}$，刚好低于氢燃烧的最小质量[Fe/H] = $-$ 2.4（$\sim$ 0.088 M $_{\odot}$）。因此，我们的分析表明SDSS J 0104 +15是迄今为止已知的最贫金属和最大质量的亚恒星物体。我们发现SDSS J010448.46+153501.8与另外五颗已知的L型次矮星相连（2MASS J05325346+8246465，2MASS J06164006 $-$ 6407194，SDSS J125637.16 $-$ 022452.2，ULAS J151913.03 $-$ 000030.0和2 MASS…
2017-02-22 astro-ph.SR
Radii of 88 M Subdwarfs and Updated Radius Relations for Low-Metallicity M Dwarf Stars
M次矮星是低金属量的M矮星，通常居住在银河系的晕人口中。金属丰度控制着恒星大气的不透明度;在贫金属恒星中，流体静力平衡在较小的半径处达到，从而导致给定有效温度下的较小半径。我们编译了一个样本的88颗恒星，跨越光谱类K7到M6，包括恒星的金属丰度类从太阳金属丰度矮星最低的金属丰度超次矮星，以测试如何金属丰度改变恒星半径。我们拟合模型的帕洛玛双摄谱仪（DBSP）的光谱，以获得有效的温度（$T_\mathrm{eff}$），我们测量辐射热光度（$L_\mathrm{bol}$）相结合的宽波长覆盖光度与盖亚反射。然后通过使用Stefan-Boltzman定律组合$T_\mathrm{eff}$和$L_\mathrm{bol}$来计算半径。我们发现，对于给定的温度，超次矮星可以比太阳金属丰度对应物小五倍。我们提出的颜色半径和颜色表面亮度的关系延伸到[Fe/H]的$-$ 2.0 dex，以帮助半径的测定M亚矮星，这将是特别重要的WFIRST系外行星微透镜调查。
2018-10-17 astro-ph.SR
New Cold Subdwarf Discoveries from Backyard Worlds and a Metallicity Classification System for T Subdwarfs
本研究通过后院世界计划的光谱巡天，识别出多个贫金属T亚矮星，并建立了包含温和、极端亚矮星的T矮星金属丰度分类系统及光谱指数，为研究古老贫金属褐矮星提供了支持。
2024-11-08 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
CCD Parallaxes for 309 Late-type Dwarfs and Subdwarfs
新的，更新的，和/或修订的CCD视差确定与斯特兰德天体测量反射在海军天文台旗杆站（NOFS）。其中包括309晚型矮星和亚矮星的结果，这些恒星是在该计划运行的30多年里观测到的。对于124颗恒星，其他研究人员的视差测定已经出现在文献中，我们比较了不同的结果。这里还包括新的或更新的$VI$测光的约翰逊-克朗-托宁斯系统的所有，但一些最微弱的目标。结合2 MASS $JHK_s$近红外测光，构造了绝对星等-颜色和颜色-颜色图。由于大的自行是选择恒星的主要标准，大多数都是M型次矮星或晚M型矮星。该样本还包括50颗矮星或亚矮星L型恒星和4颗T型矮星。根据切向速度、次光度和光谱类型，在样本中确定了可能的晕次矮星。几颗恒星的视差解和自行解的残差显示了天体测量扰动的证据。
2017-09-08 astro-ph.SR
2MASS J06562998+3002455: Not a Cool White Dwarf Candidate, but a Population II Halo Star
2 MASS J 06562998 +3002455或PSS 309-6是一颗高自行恒星，是在基特峰国家天文台的2.1米望远镜巡天时发现的。在这里，我们使用盖亚DR 2重新评估这颗有趣的恒星的状态。我们的研究结果强烈表明PSS 309-6可能是第二星族星，因为它的V分量接近-220 km/s，这是太阳附近晕星的典型值。卡普坦的恒星是已知距离最近的晕星，PSS 309-6也表现出类似的运动学和光度特征。它的性质也类似于2 MASS J15484023-3544254，它曾被认为是最近的冷白矮星，但后来被重新归类为K型亚矮星。虽然可以确定PSS 309-6不是附近的白矮星，而是更遥远的第二星族亚矮星，但需要进一步的光谱信息，包括径向速度测量，才能充分描述这个可能的星系晕成员。
2018-05-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
New binaries among UV-selected, hot subdwarf stars and population properties
我们测量了7个密近双星的轨道参数，包括6个新的对象，在径向速度调查的38个对象，包括一个热的亚矮星，轨道周期从~0.17到3 d。其中一个新的星系GALEX J2205-3141显示了M矮星伴星的反射。其他三个物体显示出明显的短期变化，但其轨道参数无法受到限制。两个系统包括一个热的亚矮星与一个明亮的主序星/巨伴星配对，显示短周期光度变化，可能是由于辐射或恒星活动，也是短周期候选者。除了两个候选者外，所有候选者都是从银河演化探测器紫外线巡天中选择的亚发光恒星中选出的。我们的新发现还包括一颗低质量亚矮星B星，以及一颗低质量白矮星（GALEX J 0805 -1058）的可能祖先，它与一颗看不见的、可能是亚恒星的伴星配对。新发现的双星的质量函数意味着最小的次级质量范围从0.03到0.39 M_solar。测光时间序列表明，除了GALEX J 0805 -1058和J2205-3141，伴星很可能是白矮星。我们更新了二进制人口统计数据：接近40%的热亚矮星有一个同伴。此外，我们还发现次级质量分布显示出一个低质量的峰归因于晚型矮星，和一个高质量的峰和尾部分布归因于白矮星和一些光谱复合。此外，我们发现，人口运动学意味着一个老年，包括一些可能的晕人口成员。
2015-04-13 astro-ph.SR
Low-period spacing core-helium burning giants: `hot subdwarf analogues'?
本文提出低周期间距氦核燃烧巨星可能源于红巨星分支末期的质量损失事件，可归类为热亚矮星类似体，并可能成为热亚矮星前身。
2023-08-07 astro-ph.SR
The Physical Nature of Subdwarf A Stars: White Dwarf Impostors
我们解决的物理性质的亚矮星A型（sdA）的恒星和他们可能的联系，极低质量（ELM）的白矮星（WD）。这两类物体在低分辨率光谱学中被混淆。然而，颜色和自行表明sdA星比已发表的ELM WD更冷，更亮，因此半径更大。我们证明了纯氢模型导出的表面引力对sdA星存在系统的~1 dex误差，这可能是由低于9000 K的金属线覆盖解释的。通过对五颗食双星的径向速度轨道解和红外线过剩的详细研究，确定这些sdA星是贫金属的~1.2 Msun主序星，伴星为~0.8 Msun。虽然WD必须存在于sdA温度下，但只有约1%的限幅sdA样品应该是ELM WD。我们的结论是，大多数sdA星是贫金属的A-F型星的晕，最近发现的脉动ELM WD类星没有明显的径向速度变化可能是SX Phe变量，而不是脉动WD。
2017-03-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
The discovery of differential radial rotation in the pulsating subdwarf B star KIC 3527751
我们分析了近三年连续开普勒航天器短节奏的脉动亚矮星B星KIC 3527751的观测。我们总共检测到251个周期性，大多数在g模式域，但也有一些在p模式发生，确认KIC 3527751是一个混合型振荡器。我们将地震工具应用于周期性来表征KIC 3527751的属性。识别模式的技术包括渐近周期间隔关系、频率多重峰和多重峰分裂的分离。这些技术允许251个周期中的189个（75%）与脉动模式相关联。其中包括三组e 11 =4的多重峰和可能的e 11 =9的多重峰。周期间隔序列指示分别为266.4 +/-0.2和153.2 +/-0.2秒的e 11 =1和2泛音间隔。我们还计算了减少的周期，从中我们找到了捕获脉动的证据。这种模式陷阱可以用来约束核心/大气过渡层。有趣的是，在g模式区域的多重频率，即深入恒星的采样，表明旋转周期为42.6 +/-3.4天，而在外层包层采样的p模式多重频率，表明旋转周期为15.3 +/-0.7天。我们将其解释为在径向方向上的差动旋转，核心旋转得更慢。这是第一个亚矮星B的差异旋转的例子。
2015-03-07 astro-ph.SR
Primeval very low-mass stars and brown dwarfs - VI. Population properties of metal-poor degenerate brown dwarfs
我们提出了15个新的T矮星，这些T矮星是从UKIRT红外深空巡天、可见光和红外天文巡天望远镜和宽视场红外巡天探测器巡天中选出的，并用甚大望远镜和加那利大望远镜获得的光学到近红外光谱进行了确认。其中一颗新的T矮星是轻度贫金属的，$K$带通量受到轻微抑制。我们提出了一个新的X-射手光谱的一个已知的基准sdT5.5亚矮星，HIP 73786 B。为了更好地理解棕矮星的观测特性，我们讨论了棕矮星种群中氢、锂和氘低速燃烧的过渡区（质量范围）。氢燃烧过渡区也是一个亚恒星过渡区，它分隔了质量非常低的恒星、过渡恒星和退化的棕矮星。过渡型棕矮星已经在原始系列的先前作品中讨论过。没有氢聚变的简并褐矮星是褐矮星的主要组成部分。银河系厚盘和晕中贫金属的简并棕矮星已经成为T5+次矮星。根据$K$ -带通量的抑制，我们从文献中选取了41个T5+次矮星。我们研究了T5+次矮星的光谱型色相关、光谱型绝对星等相关、色色图和HR图，并与L-T矮星和L型次矮星进行了比较。我们讨论了2020年代深空巡天的T5+亚矮星发现能力。
2019-04-30 astro-ph.SR
Slowing down atomic diffusion in subdwarf B stars: mass loss or turbulence?
亚矮星B星显示出的化学特性不能仅用扩散理论来解释。质量损失和湍流都被用来减缓原子扩散，以匹配观测到的丰度。一些sdB星显示脉动的事实给出了允许的质量损失和湍流混合的上限。因此，非绝热星震学有可能确定哪个过程是造成丰度异常的原因。首次计算了在恒星演化过程中始终考虑原子扩散的sdB模型的地震性质。求解了H、He、C、N、O、Ne、Mg、Fe和Ni的含辐射力的扩散方程。我们研究了各种质量损失率和混合表面质量对丰度和模式稳定性的影响。结果表明，模拟观测到的He丰度（10^{-14}<=Mdot [Msun/yr]<=10^{-13}）所需的质量损失率与观测到的脉动不一致。我们发现，对于脉动驱动的速率应该是Mdot<=10^{-15} Msun/yr。另一方面，外10^{-6} Msun的弱湍流混合可以解释He丰度异常，同时仍然允许脉动被驱动。湍流的起源仍然未知，但脉动的存在对底层湍流模型提供了严格的约束。
2011-08-05 astro-ph.SR
Metallicities of Outer Halo M31 Globular Clusters from Integrated Light Calcium-II Triplet Spectroscopy
本文介绍了仙女座星系M31外晕中GC的[Fe/H]比，基于中等分辨率，积分光（IL）光谱的钙-II三重态（CaT）线。CaT强度通过拟合Voigt轮廓线和整合这些轮廓来测量;定义的带通的整合也被考虑。[Fe/H]比使用CaT线强度的经验校准来确定，如从先前在高分辨率下研究的M31 GC的另一个样品得到的。新GC的[Fe/H]比表明，外晕GC确实比典型的内晕GC更贫金属，尽管有几个更富金属的GC看起来是从矮卫星吸积而来的。这些GC的金属丰度也对外晕的子结构的性质和创建该子结构的矮卫星产生了重要的限制。
2022-03-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Hyper-MUCHFUSS project: probing the Galactic halo with sdB stars
星系晕中的高速星，例如所谓的超高速星（HVS），是暗物质晕性质的重要示踪物，特别是它的质量。基于SDSS DR 6光谱数据库的搜索最快的恒星热次矮星（sdB）中的晕进行识别HVS，未绑定到银河系，和绑定人口II的恒星，以获得一个下限的晕质量。径向速度的测量结果在几个望远镜上进行了验证，以排除径向速度变星。在后续观测的88颗恒星中，发现39颗恒星具有恒定的径向速度。对于其中的12个，我们测量了一个自行显着不同的零，并获得光谱距离从定量光谱分析，以构建完整的6D相空间信息的运动学研究。sdBs的程序可以分为两个运动学组，一个（G1）与低银河系旋转典型的晕星和第二个（G2）与快速逆行运动。G1天体在中央凸起穿过银河平面，而G2恒星则在银河外盘穿过。J1211+1437（G2）是一个HVS候选者，因为如果采用标准银河系势，它将与银河系无关。我们的结论是，在弹射的情况下，G1恒星可能已经形成通过弹弓机制，调用加速的潮汐相互作用的二进制与中央超大质量黑洞。然而，G2恒星将起源于银河系圆盘的外围，而不是中央凸起。J1211+1437是第一颗未被束缚的亚矮星B，我们可以排除它的弹弓机制。或者，我们可以假设这些恒星是古老的第二星族恒星，因此必须受到束缚。然后，J1211+1437的运动学将银河系暗物质晕的质量下限设定为2 × 10^12兆太阳。
2010-12-01 astro-ph.SR
Observed binary populations reflect the Galactic history. Explaining the orbital period-mass ratio relation in wide hot subdwarf binaries
宽热亚矮星B（sdB）双星与主序星的同伴是从演化红巨星稳定的质量转移的结果。这些双星的轨道显示它们的轨道周期和质量比之间有很强的相关性。到目前为止，这种相关性的起源还缺乏一个结论性的解释。我们的目标是找到一个二元演化模型，可以解释所观察到的相关性。演化的红巨星的半径，以及由此产生的轨道周期，强烈地依赖于它们的金属丰度。我们用双星恒星演化程序MESA进行了一个小的但具有统计意义的双星布居合成研究。我们已经使用了一个标准模型的质量损失和标准的银河系金属丰度的历史。基于与观察中使用的相同标准选择所得sdB，然后与观察群体进行比较。我们已经实现了一个很好的匹配所观察到的周期-质量比的相关性没有明确的微调任何参数。此外，我们的模型产生了一个很好的匹配所观察到的周期金属丰度的相关性。我们预测了几个新的相关性，将观测到的sdB双星与它们的祖先联系起来，以及亚矮星和年轻的低质量He白矮星的周期、金属丰度和核心质量之间的相关性。我们还预测，sdB双星有不同的轨道特性，这取决于它们是否形成在凸起，薄或厚的光盘，或晕。我们证明，第一次，银河系的金属丰度的历史是如何在所观察到的后质量转移二进制文件的属性。我们表明，银河系的化学演化是一个重要的因素，在二进制人口的相互作用系统的研究包含至少一个演变的低质量（Mi < 1.6 Msol）组件。最后，我们提供了一个观测支持的低质量红巨星到主序星的质量转移模型。
2020-08-18 astro-ph.SR
Evolutionary Constraints on the Long-period Subdwarf B Binary PG 1018-047
我们基于20个新的高分辨率VLT/UVES光谱重新访问了sdB+ K星长周期双星PG 1018-047，这些光谱提供了超过26个月的定期覆盖。我们改进了周期，并确定轨道是显著偏心的（$P=751.6\pm1.9\rm{d}$和$e=0.049\pm0.008$）。从sdB星光谱中可见的窄金属线和来自伴星的红色部分的金属线同时拟合得到系统的质量比$M_{\rm MS}/M_{\rm sdB} = 1.52 \pm 0.04$。从NLTE模式大气分析的组合光谱，我们发现$T_{\rm eff}$ =29900 $\pm$ 330 K，log $g$ = 5.65 $\pm$ 0.06 dex和log（$n_{\rm He}$ / $n_{\rm H}$）=-3.98 $\pm$ 0.16 dex的主要，符合B型热亚矮星。伴星的光谱贡献与K5 V型恒星一致。由于伴星的质量仅为$\sim$ 0.7 $\rm M_{\odot}$，该系统靠近边界，在该边界以下不能支持稳定的罗氏瓣溢出（RLOF）。为了模拟这样一个系统的演化，我们已经扩展了早期的MESA模型向较低的同伴质量。我们发现，RLOF期间的相位相关的质量损失，当30至40\%的可用质量损失通过外拉格朗日点，和RLOF期间的相位相关的质量损失结合最大$M_{\rm CB} = 0.001\rm M_{\odot}$的环双星盘可能形成PG…
2017-10-19 astro-ph.SR
The Peculiar Chemical Inventory of NGC 2419 -- An Extreme Outer Halo "Globular Cluster"
NGC 2419是一个巨大的外晕星系球状星团，其恒星先前已被证明具有某种特殊的丰度模式。我们用Keck/HIRES在合理的信噪比下观测到了NGC 2419的7颗亮巨星。其中一颗巨行星非常特殊，[Mg/Fe]极低，[K/Fe]极高，但大多数其他元素的丰度正常。丰度模式与任何超新星模型的核合成产率都不匹配。其他六颗恒星的丰度比是典型的内晕星系球状星团，图中以附近球状星团M30中的巨星为代表。虽然我们的测量表明NGC 2419在某些方面是不寻常的，但它的整体性质并没有提供令人信服的证据来证明内晕和外晕球状星团之间的差异。
2011-07-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
A survey for dwarf galaxy remnants around fourteen globular clusters in the outer halo
本文报道了对银河系外晕中距银河系中心距离d_GC>25 kpc的14个球状星团的外围区域进行系统测光的结果。这次巡天的目的是寻找宿主卫星星系的残余物，这些星系团在被吸积到星系晕上之前可能最初就在那里形成。极限表面亮度在我们的样本中变化，但达到了μ V_lim=30-32 mag arcsec^-2。只有两个球状星团（NGC 7492和Whiting 1;已经被认为与人马座星系有关），我们探测到扩展的恒星星族，它们既不能与星团本身相关联，也不能与周围的银河场族相关联。我们发现，在这些银心距离周围的球状星团的子结构的缺乏仍然是兼容的宇宙学模拟的预测，即在外晕的银河系球状星团系统是建立在早期时代通过分层吸积。
2018-02-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Phases of Mass Transfer from Hot Subdwarfs to White Dwarf Companions and Their Photometric Properties
一颗热亚矮星B（sdB）和一颗轨道周期小于2-3小时的白矮星（WD）组成的双星系统可以在引力波的作用下接触，并在sdB停止核燃烧并收缩成为WD之前将质量从sdB星转移到WD。在这一类别中观察到的系统的不断增长的类的动机，我们研究在这些系统中的传质阶段。我们发现，由于剩余的外部氢信封占了一个sdB星的半径的很大一部分，sdB星可以花大量的时间（$\sim$ 10亿年）转移这少量的材料在低速率（$\sim 10^{-10}$ - $10^{-9}\ M_\odot\,\rm yr^{-1}$）过渡到一个阶段，其中大部分的他转移在更快的速率（$\gtrsim 10^{-8}\ M_\odot\,\rm yr^{-1}$）之前。因此，这些系统花费了令人惊讶的时间与罗奇填充sdB捐助者在轨道周期长于与他的明星模型没有信封的范围。我们预测，包络转移阶段应该是可检测的椭圆形调制的罗奇填充对象与$P_{\rm orb}=30$ - $100$ min和$T_{\rm eff}=20{,}000$ - $30{,}000$ K搜索，许多（$\geq$ 10）这样的系统可能会被发现在银河系平面后，占红。我们还认为，这些系统中的许多可能会经历一个阶段，他的转让相匹配的签名AM CVn系统，一些AM CVn系统与年轻的恒星人口可能从这个通道下降。
2021-09-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Unique Star in the Outer Halo of the Milky Way
作为测量距离银河系中心超过15千秒差距的恒星丰度比计划的一部分，我们在外晕中发现了一颗具有独特化学特征的贫金属恒星。我们最初在斯隆银河系理解和探索扩展（SEGUE）调查中将其确定为一颗遥远的贫金属恒星。我们在凯克2望远镜上使用Echellette摄谱仪和成像仪（ESI）获得了后续光谱，并测量[Fe/H] =-3.17，[Mg/Fe] =-0.10，[Ca/Fe] =+1.11。这是迄今为止在任何恒星中测量到的最大的钙过剩之一;[Mg/Ca]=-1.21的极低值是完全独特的。在我们27个目标的小样本中发现了这样一颗不寻常的恒星，这表明在星系晕中可能有以前未被观察到的恒星。
2009-04-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Globular clusters in the outer Galactic halo: new HST/ACS imaging of 6 globular clusters and the Galactic globular cluster age-metallicity relation
本文给出了由哈勃空间望远镜（HST）F606 W、F814 W高级巡天照相机测光得到的6个球状星团的色星等图（CMD）。这6个星系在银河中心距离（Rgc）上形成了两个松散的分组：IC 4499、NGC 6426和鲁普雷希特106在约15-20 kpc，NGC 7006、帕洛马15和Pyxis在约40 kpc。CMD允许在每种情况下从主序列关闭来估计年龄。此外，Palomar 5的年龄（Rgc ~ 18 kpc）是使用档案HST宽视场行星照相机2 V，I测光估计的。年龄分析显示：IC 4499，Ruprecht 106和Pyxis比具有类似金属丰度的内晕GC年轻1-2 Gyr; NGC 7006和Palomar 5比它们的内晕对应物稍微年轻; NGC 6426和Palomar 15是样品中最贫金属的两个GC，在不确定性范围内与所有其他贫金属GC同时代。结合我们以前的努力，目前的样本提供了强有力的证据，银河系GC年龄-金属丰度关系由两个不同的分支。一个表明在银河系内部的快速化学富集，而另一个则表明在外晕中长时间的GC形成。后者是一致的外晕GC形成于矮星系，后来被银河系吸积。
2011-06-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Globular Clusters in the Outer Halo of M31
本文介绍了M31外晕中53个球状星团的测光结果，包括：（\sl GALEX）FUV和NUV，SDSS $ugriz$，BATC的15个中带滤光片，以及MASS的2个$JHK_{\rm s}$带。通过比较多色测光与恒星星族合成模型，我们确定了这些GC的金属丰度，年龄和质量，旨在探讨合并/吸积的历史M31。我们没有发现金属丰度和质量与反投影半径的明显趋势。年龄小于$\approx$ 8 Gyr的晕GC主要位于100 kpc左右的去投影半径处，但这可能是由于选择效应。我们还发现，晕GC具有一致的金属丰度与它们的空间相关的子结构，这提供了它们之间的物理关联的进一步证据。M31的盘状和晕状GC都呈现双峰光度分布。然而，我们应该强调的是，有更多的微弱晕GC是没有被看到的磁盘。晕GC的双峰光度函数可能反映了其原始寄主不同的起源或演化环境。M31晕GC包括一个中间金属量基团（$-1.5 <$ [Fe/H] $< -0.4$）和一个贫金属基团（[Fe/H] $<-1.5$），而盘GC多了一个富金属基团。M31的晕GC与银河系（MW）有很大的差异。M31 GC的总数大约是MW的三倍，然而，M31在MW中具有大约六倍的晕GC数量。与M31晕GC相比，银河系晕GC大多是贫金属的。众多的晕GC和高金属丰度的成分都暗示着M31的活跃合并历史。
2019-01-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Megacam Survey of Outer Halo Satellites. II. Blue Stragglers in the Lowest Stellar Density Systems
本文利用加拿大-法国-夏威夷望远镜MegaCam拍摄的深视场和宽视场测光数据，对10个外晕球状星团、3个经典矮球状星团和9个超暗星系的蓝离散星进行了均匀性研究。我们发现蓝离散星在这些银河系卫星中无处不在。基于这些数据，我们可以测试原始双星或多系统在低密度环境中对蓝离散星形成的重要性。对于外晕球状星团，我们发现蓝离散星的特定频率和绝对星等之间的反相关，类似于以前观察到的内晕星团。当绘制密度和相遇率的曲线时，蓝离散星的频率与矮星系和球状星团之间平滑过渡的单一趋势很好地拟合，这表明它们的蓝离散星有一个共同的起源。蓝离散星的比例在矮星系的低相遇率区域保持恒定和高，在球状星团的范围内随着密度和相遇率的增加而减少。我们发现，只有当年轻恒星的年龄为2.5+/-0.5 Gyr时，它们才能模仿矮星系中的蓝离散星，并且它们占恒星总数的1-7%，我们认为这是极不可能的。这些结果指出，质量转移或合并的原始双星或多个系统作为主导的蓝离散星形成机制在低密度系统。
2013-07-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical Cartography. I. A Carbonicity Map of the Galactic Halo
我们提出了第一张银河系晕系统的碳含量图，[C/Fe]，基于斯隆数字巡天的10万多颗主序星的样本。这张地图探索了距离太阳15千秒差距的距离，根据恒星碳含量的空间分布，为星系晕的双重性质提供了明确的证据。碳丰度图中内晕和外晕区域恒星的金属丰度分布函数再现了先前认为来自内晕和外晕群体贡献的分布函数，峰值分别位于[Fe/H] = -1.5和-2.2。从我们的样品A（C）的绝对碳丰度的考虑，我们也证实了外晕区的碳增强贫金属（CEMP）星表现出更高的CEMP-无星频率（没有重中子俘获元素过剩的那些）比CEMP-s恒星（那些与s过程相关的元素丰度过高的恒星），而内晕区域的恒星表现出更高频率的CEMP-s恒星。我们认为，在这些地区的CEMP-no和CEMP-s分数的行为的对比来自于不同的质量分布的迷你晕的恒星的内晕和外晕人口形成，这又引起了观察到的二分法的星系晕。
2017-02-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dynamical Evolution of Outer-Halo Globular Clusters
外晕球状星团显示出大的半光半径和平坦的恒星质量函数，在低质量恒星中耗尽。使用N体模拟的球状星团偏心轨道内的银河系的潜力，我们展示了如何一个集群的半质量半径和它的质量函数随时间的发展。中心质量函数的斜率与星团失去的质量成正比，半质量半径的大小与潮汐场的平均强度成正比。这些过程的主要驱动力是暗残留物的质量分离。我们的结论是，在银河系中观察到的扩展，耗尽的集群必须有小的半质量半径在过去，他们扩大由于弱潮汐场，他们花了大部分的生命。此外，它们的质量函数在过去一定是陡峭的，但作为质量分离和潮汐质量损失的原因，它们的质量函数明显变平。
2015-12-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
The horizontal branch morphology of M31 globular clusters. Extreme second parameter effect in outer halo clusters
我们使用深，高品质的彩色星等图获得的哈勃太空望远镜计算简化版本的米罗诺夫指数[SMI; B/（B+R）]参数化的水平分支（HB）形态的23个球状星团在M31星系（样本-A），所有位于外晕在10 kpc和100 kpc之间的投影距离。这使我们能够将它们与银河系的对应物进行比较，我们以完全相同的方式估计SMI，在SMI与[Fe/H]平面中。我们发现，大多数被认为是M31星系团位于一个显着不同的轨迹，在这个平面上，相对于银河系星系团躺在任何距离的银河系中心。特别是在给定的金属丰度下，它们具有更红的HB形态，或者换句话说，具有相同SMI值的星系团在银河系中比M31中的金属丰度高出约0.4 dex。我们讨论了这种差异的可能来源，我们得出的结论是，最有可能的解释是，许多球状星团在M31的外晕形成约1-2 Gyr比他们的同行在银河系外晕，而在集群之间的差异，个别恒星的He丰度分布也可能发挥作用。对另一个25个明亮的M31星团样本（其中18个M_V<=-9.0，Sample-B）的分析表明，在质量最大的M31球状星团中，延伸的蓝色HB尾可能相对频繁，这可能暗示了多个星团的存在。
2012-09-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Pristine survey -- VII. A cleaner view of the Galactic outer halo using blue horizontal branch stars
我们使用原始的调查CaHK窄带测光，结合SDSS ugr测光，提供一个更干净的样本的蓝色水平分支恒星在星系晕到大的距离。我们证明了91%的完整性和93%的纯度相对于现有的光谱分类。随后，我们使用这些标准烛光的新干净样本来研究原始足迹上方星系晕的子结构。除其他功能外，这允许仔细追踪人马座流的多个部分，提供独立于其他示踪剂的测量，并达到更大的距离。此外，我们用这个干净完整的样品证明了晕的密度分布具有3.5 - 4.0的负幂律斜率。由于相对较浅的SDSS U波段是这种技术的限制因素，我们预见到将原始调查测光与加拿大-法国成像调查的更深的U波段测光相结合的巨大潜力。
2019-10-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
NGC 5824: a luminous outer halo globular cluster with an intrinsic abundance spread
我们提出了一个详细的研究的钙三重吸收线的强度在光谱中的一个大样本的红巨星成员的发光外星系晕球状星团NGC 5824。这些光谱是分别在VLT和Gemini-S望远镜上用FORS 2和GMOS-S多目标摄谱仪获得的。通过比较NGC 5824恒星和红巨星的谱线强度，我们得出结论，NGC 5824存在一个内在的丰度色散，其特征是[Fe/H]的四分位距为0.10 dex，总范围为~0.3 dex。而欧米伽-Cen和M22的丰度分布在贫金属一侧急剧上升，在富金属一侧下降较浅。也有一些迹象表明，分布不是单峰的，可能存在3个不同的丰度组。NGC 5824还有另一个不寻常的特征：外表面的密度分布没有潮汐截止的迹象。相反，该剖面具有幂律分布，探测到半径超过400 pc的星团恒星。我们假设NGC 5824可能是一个在星系晕形成过程中吸积的现已破裂的矮星系的残余核星团。我们进一步推测，一个内在的[Fe/H]扩展的存在是区别于其他球状星团的前核星团的特征。
2013-12-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
