Chemical Abundances in the PN Wray16-423 in the Sagittarius Dwarf Spheroidal Galaxy: Constraining the Dust Composition
我们进行了详细的元素丰度，灰尘的功能，和多环芳烃（PAHs）在富碳行星状星云（PN）Wray 16 -423在人马座矮球状星系，基于一个独特的数据集从斯巴鲁/HDS，MPG/ESO FEROS，HST/WFPC 2，和斯皮策/IRS。我们进行了第一次测量的氪，铁，和重组O丰度在这个PN。考虑到[Ar/H]的丰度，极小的[Fe/H]意味着大多数Fe原子处于固相。Spitzer/IRS光谱显示宽的16-24 μ m和30 μ m特征，以及6-9 μ m和10-14 μ m的PAH带。未识别的宽16-24 μ m特征可能与硫化铁（FeS）、无定形硅酸盐或多环芳烃无关。利用光谱能量分布模型，我们导出了中心恒星的光度和有效温度，以及气体和尘埃的质量。所观察到的元素丰度和衍生气体质量与渐近巨分支核合成模型的初始质量为1.90 Msun和Z=0.004的金属丰度是很好的协议。我们推断，分别约80%、50%和90%的Mg、S和Fe原子处于固相。我们还评估了最大可能的硫化镁（MgS）和富铁硫化物（Fe 50 S）的质量，并测试了这些物种是否可以产生所观察到的30微米功能的带通量。根据硫化物分子（如CS）中硫的比例，我们得出结论，MgS和Fe 50 S可能是该PN中30 μ m特征的可能载体。
2015-07-09 astro-ph.SR
Unveiling the Sagittarius Dwarf Spheroidal Galaxy Core with Gaia DR3: A Red Clump Distance Precise to 2%
The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）；Whitman College（惠特曼学院）；Institute for Astronomy, University of Hawai‘i（夏威夷大学天体物理研究所）；Texas Christian University（得克萨斯基督教大学）；Maunakea Spectroscopic Explorer, Canada-France-Hawaii-Telescope（莫纳克亚光谱巡天项目，加拿大法国夏威夷望远镜）
利用Gaia DR3数据，研究银晕矮椭球星系核心与梅西尔54的距离和金属含量，发现其无分离并支持物质流入模型。
2026-03-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
VISTA's view of the Sagittarius dwarf spheroidal galaxy and southern Galactic Bulge
我们提出了最深的近红外（ZJK）测光尚未获得的人马座矮椭球（Sgr dSph），使用VISTA调查11平方度的核心。我们列出了现场超过290万个源的位置和ZJK波段震级。我们讨论了隔离的Sgr dSph的前景和银河系凸出人口，确定Sgr dSph的水平分支在近红外线的第一次，并映射星系的恒星密度。我们目前的等时线为Sgr dSph和膨胀人口。这与先前报道的Sgr dSph核心的性质一致：即它由[Fe/H] ~-1 dex和太阳之间的粒子数占主导地位，具有显著的[α/Fe]与[Fe/H]梯度。虽然来自银河隆起的强烈污染阻碍了对Sgr dSph北侧（银河系）的精确测量，但矮星系可以很好地近似为特征尺寸为4 x 2度的大致椭圆形投影，超过该投影的恒星密度不到核心周围区域的一半。银河系的长轴垂直于银河平面，就像以前的研究一样。我们发现轻微的证据，以确认在Sgr dSph的金属丰度梯度，并使用等时线，以适应24.3 +/- 2.3千秒差距的距离。由于Bulge污染和[alpha/Fe]与金属丰度的强相关性，我们无法完全限制Sgr dSph的金属丰度分布，但是我们发现贫金属恒星（[Fe/H] <~ --1）占Sgr dSph的上RGB人口的<~ 29%。Bulge群体最适合于[Fe/H] ~ 0和[α/Fe] ~ 0或稍高的年轻群体。我们没有发现分裂的证据，花生状或X形的隆起人口在这个视线（l…
2013-08-20 astro-ph.SR
Extra-tidal star candidates in globular clusters of the Sagittarius dwarf spheroidal galaxy
与人马座矮椭球星系（Sgr dSph）有关的球状星团（GCs）在Sgr dSph和银河系的引力势下演化。我们的目标是研究可能与Sgr dSph有关的GC的潮外区，即Arp 2，Terzan 8，NGC 5634，NGC 6284，Terzan 7，NGC 2419，NGC 4147，M 54和NGC 12，使用来自{ \it Gaia}早期数据发布3的数据。我们选择的潮汐外的候选人的基础上，他们的角距离集群中心的RA-Dec平面，自行车的集群和个人的潮汐外的恒星候选人，和他们的位置上的颜色星等图的集群。我们发现额外的潮汐候选人的九个研究GC。对于其中的八个，在星团附近的候选潮外星的表面密度是在相对于更遥远的周围领域显着过剩。没有扩展的潮外功能超过5潮汐半径检测到的任何集群。我们公布了一份最有可能的潮汐外候选者的名单，我们使用盖亚天体测量和测光数据确定。我们的分析表明，与Sgr dSph相关的星团更有可能受到Sgr引力势的影响，因为潮汐外恒星的分布与当地流的方向相同。NGC 4147是唯一的例外。我们在几个分析过的星团中发现了一些高概率的潮汐外恒星候选者。我们没有发现它们周围有任何连贯的大规模潮汐尾。
2022-06-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical abundances of giant stars in NGC 5053 and NGC 5634, two globular clusters associated with the Sagittarius dwarf Spheroidal galaxy?
人马座矮椭球星系（Sgr dSph）的潮汐破裂正在产生银河系（MW）晕中最突出的子结构-人马座流。除了场星，Sgr dSph被怀疑已经失去了一些球状星团（GC）。许多银河系GC被怀疑起源于Sgr dSph。虽然对于一些候选者来说，由于化学相似性，Sgr dSph的起源已被证实，但其他候选者的化学成分从未被研究过。NGC 5053和NGC 5634是其中两个研究较少的Sgr dSph候选成员星系团。为了描述它们的组成，我们分析了NGC 5053中的一颗巨星和NGC 5634中的两颗巨星。我们分析高分辨率和信噪比光谱的MyGIsFOS代码的装置，确定大气参数和丰度之间的O和Eu多达21种。的丰度进行了比较与MW晕场星，“不相关”MW晕球状星团，和金属穷人Sgr dSph主体人口。NGC 5053的金属丰度[Fe Ⅱ/H]=-2.26+-0.10，NGC 5634的[Fe Ⅰ/H]=-1.99+-0.075和-1.97+-0.076。这使得NGC 5053成为MW中最缺乏金属的球状星团之一。这两个集群显示一个阿尔法增强类似的晕在可比的金属丰度。NGC 5634中的两颗恒星清楚地显示出在MW球状星团中广泛存在的Na-O关系。大多数其他丰度与标准MW晕趋势吻合良好。Sgr dSph主体种群的化学性质与低金属丰度的晕相似。因此，很难区分NGC 5053和NGC 5634在Sgr dSph中的起…
2015-05-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
A wide angle view of the Sagittarius dwarf Spheroidal Galaxy. I: VIMOS photometry and radial velocities across Sgr dSph major and minor axis
人马座矮椭球星系（Sgr dSph）为我们提供了一个独特的可能性，研究矮星系合并事件，而仍在进行中。由于其距离较短（25 kpc），Sgr dSph的主体在天空中覆盖了广阔的区域（大约15 x 7度）。现有的光度学和光谱学研究集中在星系的中心部分或恒星流上，但绝大多数星系体从未被探测过。本研究报告有两个目的。一方面，在Sgr dSph的扩展范围内制作色星等图，以研究其恒星星族，寻找年龄和/或成分梯度（或缺乏）。另一方面，为了获得光谱低分辨率径向速度的恒星子样本，以确定成员的Sgr dSph的高分辨率光谱后续的目的。我们使用VIMOS-VLT在横跨Sgr dSph短轴和长轴的7个场上产生V和I测光和光谱，再加上3个集中在相关的球状星团Terzan 7，Terzan 8和Arp 2上。最后一个场以M54为中心，位于Sgr dSph的中心。我们目前对Sgr dSph主体上的320，000颗恒星进行了测光，这是有史以来为这个基本物体制作的最丰富，最安全的广角采样之一。我们还提供了强大的一百多颗恒星，其高分辨率光谱分析将是即将发表的论文的对象成员。Sgr dSph在所观察的场之间出现显著均匀。我们确认存在一个主要的Sgr dSph人口的特征大致相同的金属丰度47 Tuc，但我们也发现了多个人口的存在对周边领域的星系，金属丰度从[Fe/H]=-2.3到近太阳值。
2009-11-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
The low wind expansion velocity of metal-poor carbon stars in the Halo and the Sagittarius stream
我们报告的检测，从观测使用詹姆斯克拉克麦克斯韦望远镜，CO J $=$ 3 $\to$ 2过渡线在六个碳星，被选为成员的星系晕和具有类似的红外线的颜色。在这项工作之前，在CO中只发现了一颗Halo星。红外线观测显示，这些恒星是红色的（J-K $>$ 3），这是由于存在着巨大的尘埃拱星包层。辐射转移模型表明，这些恒星正在失去质量与相当大的尘埃质量损失率范围1- 3.3 $\times$ $10^{-8}$ M $_{\odot}$ yr $^{-1}$，类似于可以观察到的银河系光盘。我们发现，这些恒星中的两个是有效的晕，一个可能是与流的人马座矮椭球星系（Sgr dSph），和其他三颗恒星肯定属于厚盘。所观察到的恒星的风膨胀速度是低的碳星相比，在薄盘和低的恒星在晕和Sgr dSph流比厚盘。我们讨论了低膨胀速度是由于Halo碳星的低金属丰度造成的可能性。这意味着贫金属碳星的质量损失率与富金属碳星相似，但膨胀速度较低，正如最近的理论模型所预测的那样。这一结果意味着目前对本星系群中碳星质量损失率的估计将不得不重新考虑。
2009-11-23 astro-ph.SR
Tracing the tidal streams of the Sagittarius dSph, and halo Milky Way features, with carbon-rich long-period variables
我们组装121光谱确认的晕碳星，从文献中得出，表现出可测量的变化在卡特琳娜调查。我们提出了他们的周期和振幅，这是用来估计距离的周期光度关系。碳星的位置--以及它们的速度（如果有的话）--使我们能够追踪人马座（Sgr）矮球状星系的流。这些相比，一个典型的数值模拟的吸积的Sgr。我们发现，在日心距为15-50千秒差距的情况下，数据与这个模型吻合得很好，除了银道面以北的尾臂中几乎没有碳星，而且银道面以南的尾臂中只有初步的证据。大部分的样品可以归因于Sgr吸积。我们还发现了不属于Sgr的碳星群，其中大部分与已知的晕子结构有关。少数没有明显的归属，可能表明新的子结构。我们发现的证据表明，可能有一个结构背后的SGR领先的流远心，在~100千秒差距，和更遥远的延伸到双鱼座超密度也在~100千秒差距。我们研究了另外75个碳星，没有很好的周期数据可以获得，并为近红外的星等和颜色被用来估计距离。这些数据增加了对在100千秒差距以外发现的特征的支持。
2015-07-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
V5852 Sgr: An Unusual Nova Possibly Associated with the Sagittarius Stream
我们报告了奇特新星V5852~Sgr（发现为OGLE-2015-NOVA-01）的光谱和光度跟踪，它表现出不同新星类别的特征组合。光度测定显示出一个平顶的光变曲线与准周期振荡，然后是一个平稳的下降，其次是两个微弱的亮度恢复。南部非洲大型望远镜的光谱学首先显示了一颗典型的Fe II或Fe IIb光谱类型的新星。在后一个光谱中，氦、氮和氧的广泛发射是突出的，铁已经褪色，这可能是星云阶段开始的迹象。线宽表明在$1000\,{\rm km\,s^{-1}}$周围的射血速度。这颗新星位于银河系凸起的方向，并且被严重地变红了，其程度不确定。在最大值出现16天后的$V$星等可以估计出它的距离，这表明这颗新星可能位于人马座矮球状星系的尾流中。如果是这样的话，它将是第一个从该星系或任何矮球状星系中探测到的新星。考虑到方法的不确定性和不寻常的光变曲线，我们不能排除它在凸起中甚至在凸起后面的银河系盘中的可能性。
2016-06-08 astro-ph.SR
Distance to the Sagittarius Dwarf Galaxy using MACHO Project RR Lyrae stars
我们推导出的距离的人马座（Sgr）矮球状星系的北延伸从203 Sgr RR 0天琴座恒星中发现的数据库。它们的距离是相对于288颗银河系膨胀RR 0天琴座恒星的差异确定的，这些恒星也是在CAO数据中发现的。我们发现在$l$ = 5 $^{\circ}$和$b$ = -8 $^{\circ}$的距离模差为2.41 mags，并且Sgr星系向银道面的延伸是向我们倾斜的。假设$\rm R_{GC}$ = 8 kpc，这意味着到这些恒星的距离为$(m-M)_0$ = 16.97 $\pm$ 0.07 mags，相当于D = 24.8 $\pm$ 0.8 kpc。虽然这个估计比以前对这个星系的测量要小，并且同意以前的建议，即Sgr的身体确实离我们更近，但这个估计比在可比的银河系纬度上的研究要大。
2009-03-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Weak Galactic halo--dwarf spheroidal connection from RR Lyrae stars
我们讨论的作用，矮星系可能发挥的星系晕（晕）的形成使用RR天琴座恒星（RRL）作为其古老的恒星成分的示踪剂。比较是使用两个观测值（周期，光度振幅）是红化和距离无关。6个矮椭球体和11个超暗矮星系（1，300个）的基模RRL显示出高斯周期分布，其峰值在平均周期<Pab>=0.610+-0.001天（sigma=0.03）附近。Halo RRL（15，000）的特点是周期分布更广。除人马座外，所有矮椭球体的基本模式RRL都完全缺乏高振幅短周期（HASP）变星，定义为< 0.48 days and Av>P0.75等。这样的变星在光环星系、球状星团和大质量矮不规则星系中并不少见。为了进一步解释这一证据，我们考虑了18个球状星团，它们的金属丰度范围很广（-2.3< [Fe/H]< -1.1），每个球状星团的RRL都超过35。金属丰度被证明是主要参数，因为在HASP区域中，只有比[Fe/H] -1.5宿主RRL更富金属的球状体。这一发现表明，类似于幸存者的dSphs似乎并不是光环的主要组成部分。主要的物理论据表明，它们的贡献的上限为50%。另一方面，大质量的矮星拥有一个古老的人口与广泛的金属丰度分布（大麦云，人马座）可能发挥了主要作用的形成晕。
2014-11-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Carbon in Red Giants in Globular Clusters and Dwarf Spheroidal Galaxies
本文给出了银河系球状星团和矮球状星系中红巨星的碳丰度。我们的样本包括对NGC 2419，M68和M15中154颗巨星以及dSphs Sculptor，Fornax，Ursa Minor和Draco中398颗巨星的碳丰度测量。这个样本使dSph星的数量增加了一倍，测量了[C/Fe]。log（L/L_sun）~= 1.6以上，[C/Fe]比随光度的增加而减小，这可以用巨星演化过程中的深度混合来解释。在dSphs中也观察到了同样的下降，但dSphs巨星的初始[C/Fe]并不均匀。dSphs中金属丰度较低的恒星有较大的[C/Fe]比。我们假设，[C/Fe]（校正到初始碳丰度）下降与增加[Fe/H]由于渐近巨星分支恒星的碳产量的金属丰度的依赖性，并由于Ia型超新星在更高的金属丰度的重要性日益增加。我们还在三个dSphs中发现了11个非常富碳的巨星（之前已知的8个）。然而，我们的选择偏差排除了与银河系恒星晕中碳增强部分的详细比较。尽管如此，dSphs中[C/Fe] < +1的恒星遵循的[C/Fe]轨道与[Fe/H]轨道不同，而不是晕星。具体地说，dSphs中的[C/Fe]在低于晕中的[Fe/H]时开始下降。[C/Fe]“膝盖”的金属丰度的差异增加了来自[α/Fe]分布的证据，即晕的祖先比幸存的dSphs具有更短的化学富集时间尺度。
2015-02-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
The globular cluster NGC7492 and the Sagittarius tidal stream: together but unmixed
本文用VIMOS光谱法计算了银河系球状星团NGC 7492周围71颗恒星的视向速度。在由此产生的速度分布中，有可能区分两个相关的非银河系的运动学组件沿同一视线：一组恒星在$\langle{v_{\rm r}}\rangle \sim 125$公里秒$^{-1}$这是兼容的速度的老领先的手臂人马座潮汐流，和大量的对象在$\langle{v_{\rm r}}\rangle \sim -110$公里秒$^{-1}$，可能被确定为成员的拖尾包裹的同一流。NGC 7492的系统速度设置为$v_{\rm r} \sim -177$ km s $^{-1}$与这两个组成部分的系统速度明显不同，因此我们的研究结果证实，该星团不是由人马座矮椭球体沉积在星系晕中的球状星团之一，即使它被浸没在流中。一组具有$<v_{\rm r}> \sim -180$ km s $^{-1}$的恒星可能由沿着NGC 7492潮汐尾的星团成员组成。
2017-11-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
A 2MASS All-Sky View of the Sagittarius Dwarf Galaxy: VII. Kinematics of the Main Body of the Sagittarius dSph
我们已经组装了一个大面积的光谱调查在人马座（Sgr）矮星系核心的巨星。使用中等分辨率（R ~ 15，000），多光纤光谱学，我们测量了这些恒星的速度，这些恒星从星系中心延伸到12度（3.7个核心半径或0.4倍King极限半径）。从这些高质量的光谱，我们确定了1310 Sgr成员的2296颗恒星分布在24个不同领域的Sgr核心。额外的狭缝光谱获得的恒星桥接从Sgr核心到其拖尾。我们的系统性大面积样本没有显示出显著旋转的证据，这一结果与Sgr潮汐流中观察到的分叉所需的~20 km/s旋转不一致;观察到的主要沿长轴的小（<= 4 km/s）速度趋势与天空中延伸物体的投影运动模型一致，不需要内在旋转。的SGR核心被发现有一个平坦的速度分散（除了运动学冷中心点），其调查范围内，并进入其潮汐尾，一个属性，匹配的速度分散配置文件测量其他银河系矮球状（dSPH）星系。我们评论的事实，Sgr显然是一个强烈的潮汐干扰系统的动力学状态的其他经典银河系dSphs的这种观察到的运动学相似性的可能意义。
2012-07-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Carbon and nitrogen abundances of individual stars in the Sculptor dwarf spheroidal galaxy
利用VLT/VIMOS MOS观测数据，在分辨率R= 1150的4020 ° C下测量了玉夫座矮球状星系中94颗红巨星分支（RGB）星的[C/Fe]和[N/Fe]丰度比以及CH（λ4300）和S（λ3883）指数。这是第一次，[N/Fe]丰度推导出大量的恒星在一个矮椭球。我们发现[C/Fe]丰度在整个金属丰度范围内随着RGB上亮度的增加而降低的趋势，这是在场和球状星团巨星中观察到的现象，这可以在部分处理的CNO材料的进化混合框架中解释。我们对[C/Fe]和[N/Fe]的测量结果与相似光度和金属丰度的恒星的理论预测符合得很好。我们检测到的碳丰度在给定的[Fe/H]，这不能单独归因于测量的不确定性的分散。我们解释这一观测证据的结果，不同的核合成源随着时间的推移，没有很好地混合星际介质的贡献。我们报告发现了两颗新的碳增强型贫金属恒星。这很可能是由渐近巨星分支星富集的物质污染的结果，正如我们估计的[Ba/Fe]>+1。我们还试图寻找溶解的球状星团在该领域的星系，寻找独特的C-N模式的第二人口球状星团恒星在以前检测到的，非常贫金属，化学动力学的子结构。我们在这组恒星中没有发现化学异常。然而，少量的统计数据和有限的空间覆盖范围不允许我们排除这样的假设，即这种子结构形成的潮汐粉碎球状星团的一部分。
2015-11-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
The first carbon-enhanced metal-poor star found in the Sculptor dwarf spheroidal
碳增强贫金属（CEMP）恒星的起源及其与第一代恒星产生的化学元素的可能联系仍然存在很大争议。与星系晕相比，在银河系周围的矮球状星系中并没有发现太多的CEMP星。在这里，我们展示了ET 0097的ESO VLT/UVES高分辨率光谱的详细丰度，ET 0097是在玉夫座矮球状体中发现的第一颗CEMP恒星。这颗恒星有$\text{[Fe/H]}=-2.03\pm0.10$、$\text{[C/Fe]}=0.51\pm0.10$和$\text{[N/Fe]}=1.18\pm0.20$。CEMP星的传统定义是$\text{[C/Fe]}\geq0.70$，但考虑到这颗明亮的红巨星分支星经历了混合，它在形成时本质上是氮增强较少而碳富集较多，因此它属于CEMP星的定义，Aoki et al.（2007）提出了这种效应。通过对这种混合进行校正，我们得出结论，该恒星在其早期演化阶段具有$\text{[C/Fe]}\approx0.8$。除了C和N的丰度增加外，ET 0097在其他比Zn轻的元素中没有表现出特殊性，并且没有增加较重的中子捕获元素（Ba，La，Ce，Nd，Sm，Eu，Dy），使其成为CEMP-no星。然而，这颗恒星确实显示出微弱的$r$过程的迹象，具有过量的轻中子捕获元素（Sr，Y，Zr）。为了解释在ET 0097中观察到的丰度模式，我们探索了这颗恒星被原始恒星富集的可能性。除了详细的丰…
2014-12-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Pristine Inner Galaxy Survey (PIGS) X. Probing the early chemical evolution of the Sagittarius dwarf galaxy with carbon abundances
本文利用PIGS巡天中约350颗人马座矮星系贫金属恒星的碳丰度，揭示其星际介质受高能超新星和Ia型超新星影响导致[C/Fe]偏低，并提出适用于矮星系的CEMP星判定阈值应降至[C/Fe]约+0.35。
2024-09-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Enrichment of Heavy Elements in the red giant S15-19 in the Sextans Dwarf Spheroidal Galaxy
我们测定了六分仪座矮星系中极贫金属（EMP）星S15-19（[Fe/H]=-3.0）的化学丰度。而重中子俘获元素（例如，Ba）在矮星系中普遍缺乏EMP星，但该天体在以前的研究中显示出异常的Ba（[Ba/Fe] +0.5）过剩，这与在场晕中发现的r-过程增强星相似。然而，我们对这个物体的蓝色区域的新的高分辨率光谱显示，在这个物体中没有明显过量的r过程元素，如Eu。此外，还发现该天体的碳（[C/Fe]= +1.0）明显过剩，而Sr（[Sr/Fe] = -1.4）不足。考虑到在两个不同时期测量的径向速度的变化，S15-19中过量重中子俘获元素的起源不是r过程，而是作为该天体的伴星（主星）的渐近巨星分支（AGB）星的s过程。碳-和s-过程增强的材料应该已经穿过二元系统转移到S15-19的表面。这些结果进行了比较，与碳增强的贫金属星的场晕。
2011-03-10 astro-ph.SR
Identification of a Group III CEMP-no Star in the Dwarf Spheroidal Galaxy Canes Venatici I
CEMP-no星是碳增强贫金属（CEMP）星的一个子类，是银河系考古学中最重要的恒星星族之一，因为它们占据了金属丰度分布函数的低端，提供了银河系及其卫星星系早期恒星形成和化学演化历史的信息。在这里，我们提出了一个中等分辨率（$R \sim 1,800$）光谱的CEMP巨星，SDSS J132755.56+333521.7，观察与大双筒望远镜（LBT），最明亮的（$g \sim 20.5$）成员的经典矮球状星系，犬座金星I（CVn I）的分析。迄今为止发现的许多CEMP星都有非常冷的有效温度（$T_{\mathrm{eff}}< 4500$ K），导致在低/中光谱分辨率下，它们的光谱被分子碳带所掩盖。我们介绍了一种技术，以减轻碳面纱的问题，以获得可靠的恒星参数，并验证这种方法与LBT中分辨率光谱的超贫金属（[Fe/H] = $-4.0$）CEMP-没有矮，G 77-61，和7个额外的非常冷的CEMP星，已公布的高分辨率光谱参数。我们将这种技术应用于SDSS J132755.56+333521.7的LBT光谱。我们发现这颗恒星的参数为$T_{\mathrm{eff}}=4530$ K，log $g=$ 0.7，[Fe/H] $ = -3.38$，绝对碳丰度$A$（C）= 7.23，这表明它可能是在CVn I中发现的第一颗III族CEMP-no恒星。这颗恒星的第III星族鉴定表明它是CV…
2020-03-05 astro-ph.SR
Kinematics & Chemistry of Halo Substructures: The Vicinity of the Virgo Over-Density
我们目前的观测获得的AAT的2dF宽视场摄谱仪AAOmega的K型恒星位于一个区域内的天空，其中包含处女座的超密度和人马座流的领先的手臂。由此产生的速度直方图的基础上，我们隔离晕子结构在这些重叠的地区，包括人马座和先前发现的处女座团体。通过与银河-人马相互作用的N体模型的比较，我们发现三轴暗物质晕是有利的，我们排除了长球形。这一结果与人马座主旋臂上的其他观测结果相矛盾，后者通常倾向于长轴模型。我们还发现了人马座的K巨星成员，它们比以前的研究更缺乏金属（[Fe/H]=-1.7 +/-0.3 dex）。这表明人马座流的金属丰度分布比以前认为的要广泛得多。我们还提供了在我们的样本中发现的五颗碳星的数据。
2012-02-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Two Micron All-Sky Survey View of the Sagittarius Dwarf Galaxy: VI. s-Process and Titanium Abundance Variations Along the Sagittarius Stream
我们提出了高分辨率光谱测量的钛（Ti），钇（Y）和镧（La）的丰度的M巨星候选人的人马座（Sgr）矮球状体（dSph）+潮汐尾系统的位置和径向速度的基础上预选。这些恒星中的大多数与名义上的银河系（MW）恒星相比显示出特殊的丰度模式。Sgr流和Sgr核的[Ti/Fe]、[Y/Fe]、[La/Fe]和[La/Y]与[Fe/H]的总体分布与大麦云（LMC）和其它dSphs的分布相似，只是[Fe/H]比LMC和其它dSphs分别偏移了~+0.4和~+1 dex;这些相对位移反映了与其它卫星相比，Sgr的化学演化更快和/或更有效，并表明Sgr具有比其它dSphs更像LMC的富集历史。通过跟踪沿着Sgr流的丰度模式的演变，我们可以跟踪由Sgr捐赠给MW晕的dSph星的化学组成的时间变化。这一演化表明，虽然目前在Sgr dSph中的大部分恒星与MW晕的恒星非常不同，但沿着Sgr流更远的恒星数量越来越多，具有类似MW晕星的丰度，这一趋势清楚地表明了MW晕可能是由现代卫星星系贡献的，即使这些卫星的化学成分现在与典型的晕场星不同。最后，我们分析了一组移动的M巨星之间的Sgr主导臂恒星在北银河帽的化学丰度，但有径向速度不同的下落Sgr主导臂碎片有。通过使用“化学指纹”，我们得出结论，这些北半球的M巨星也是Sgr星，可能是拖曳臂碎片重叠在北方的主导臂上。
2009-11-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evidence for multiple nucleosynthetic processes from carbon enhanced metal-poor stars in the Carina dwarf spheroidal galaxy
本文利用高分辨率光谱分析了Carina矮椭球星系中6颗碳增强贫金属星的详细元素丰度，揭示了多种核合成过程（CEMP-no、CEMP-s和CEMP-r/s）的存在，并发现i过程产量能很好匹配CEMP-r/s星的丰度。
2023-05-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Scl-1013644: a CEMP-s star in the Sculptor Dwarf Spheroidal Galaxy
最近对银河系及其卫星的研究特别关注碳增强贫金属（CEMP）恒星的重要性，因为它们参与了银河系的形成历史，并且可能与第一代恒星的化学元素有关。在对玉夫座矮星系红巨星的研究中，我们发现了一颗具有极强CN和CH分子带的恒星。这颗恒星Scl-1013644先前已被Geisler等人（2005）确认为一颗重元素富集的恒星。光谱合成用于推导Scl-1013644的碳、氮和钡丰度。我们的发现是[C/Fe] =+0.8，[N/Fe] = -0.3和[Ba/Fe] = +2.1，后者的结果与Geisler等人（2005）发现的值一致。这些结果显示Scl-1013644是一颗CEMP-s恒星，是在这个矮星系中发现的第三颗这样的恒星。
2016-08-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
The metallicity distribution in the core of the Sagittarus dwarf spheroidal: minimising the metallicity biases
我们目前的金属丰度和径向速度为450个真正的成员人马座矮球状（Sgr dSph）星系，测量高分辨率（R~18000）FLAMES@VLT光谱。这些目标是经过仔细挑选的：（a）对Sgr dSph主体的核心进行取样，同时避免中央恒星核的污染;（b）根据盖亚视差和自行选择目标，以防止金属丰度分布出现任何偏差。所有的靶都被确定为径向速度构件。我们用这个样本来推导第一个金属丰度分布的核心的Sgr dSph几乎不受金属丰度偏差。观测到的分布范围从[Fe/H]~ -2.3到[Fe/H]~ 0.0，在[Fe/H]~ -0.5附近有一个强的、对称的、相对窄的峰，以及一个弱的、延伸的贫金属尾，只有13.8 +/-1.9%的恒星的[Fe/H]<-1.0。我们确认以前的证据之间的相关性的化学和运动学性质的恒星在核心的Sgr。在我们的样本恒星中，[Fe/H]>= -0.6的恒星比[Fe/H]<-0.6的恒星显示出更低的速度色散和更高的旋转振幅，证实了之前关于该系统祖星盘/晕结构的建议。
2022-11-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Northern wraps of the Sagittarius Stream as traced by Red Clump stars: distances, intrinsic widths and stellar densities
利用Sloan Digital Sky Survey - Data Release 6星表中的Red Clump星，在150° < RA < 220°范围内（对应于轨道方位角220° < Lambda < 290 °范围）追踪了人马座矮椭球星系（Sgr dSph）的潮汐流。沿着视线的子结构被确定为红团候选星的微分星数轮廓（SCP）中的显著峰。对SCP进行适当的建模可以使我们获得：（a）相对于Sgr主体的<10%准确的纯差分距离，（b）沿视线的FWHM估计值，以及（c）每个检测到的子结构的局部密度估计值。在255° <λ < 290°的范围内，我们清晰而连续地追踪了可以归因于该流的各种相干结构，特别是：众所周知的前臂北部，从λ ~ 290°处的d~43 kpc延伸到λ ~ 255°处的d ~ 30 kpc，以及位于恒定距离d ~ 25 kpc处的更近的相干探测系列，后一种结构，预测的几个模型的中断Sgr dSph，从来没有跟踪之前;与现有的模型比较表明，这些部分之间的距离的差异的领导和拖曳臂可能提供一个强大的工具来区分假设不同形状的银河系潜力的理论模型。在天空的同一部分，更远的包裹只沿着几条视线被检测到。[删节]
2010-07-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Ages and heavy element abundances from very metal-poor stars in the Sagittarius dwarf galaxy
人马座（Sgr）是一个位于银河系晕中的大质量分裂矮球状星系，经历了几次剥离事件。以前的化学研究主要局限于少数富金属（[Fe/H]~ -1）星，它们的初始质量函数（IMF）是顶轻的。在这里，我们提出了第一个高分辨率，非常贫金属（[Fe/H]=-1至-3）在Sgr主体的13颗巨星的样本。我们得到了13个元素，即C，Ca，Co，Fe，Sr，Ba，La，Ce，Nd，Eu，Dy，Pb和Th的丰度，这挑战了以往研究的解释。我们来自Sgr的丰度模拟了贫金属晕的丰度，而我们最贫金属的恒星（[Fe/H]~ -3）表明存在纯粹的r过程污染。Sr，Pb和Th的丰度首次在Sgr中提出，允许使用核宇宙年代学进行年龄测定。我们计算了9个$\pm$ 2.5 Gyr。大多数的样本恒星已经被一系列的渐近巨星分支（AGB）恒星富集，质量在1.3和5 M $_{\odot}$之间。Sgr J190651.47-320147.23显示出Pb的大量过剩（2.05 dex）和一种特殊的丰度模式，最适合3 M $_{\odot}$ AGB星。根据恒星间的散射和观测到的丰度模式，低质量和高质量AGB星和超新星（15-25 M $_{\odot}$）的混合物是解释这些模式所必需的。高水平的钙（0.29 $\pm$ 0.05 dex）表明，大质量的超新星一定存在，并在Sgr失去气体之前污染了早期的ISM。这个结果与没有大质量恒星污染…
2017-11-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
A chemical confirmation of the faint Bootes II dwarf Spheroidal Galaxy
我们提出了一个最明亮的确认成员星的超微弱矮星系牧夫座II的Keck/HIRES高分辨率光谱在中等信噪比的化学丰度研究。在[Fe/H] = -2.93 +/- 0.03（静态）时+/- 0.17（系统）这颗恒星在化学上类似于贫金属晕场星，也类似于其他微弱的矮球状星系在相同金属丰度下的特征，因为它显示出增强的[α/Fe]比，太阳Fe峰值元素丰度，以及中子捕获元素Ba的低上限。此外，这颗恒星在我们能够测量的八种元素中没有任何化学特性。这意味着，在其他系统中发现的化学异常值仍然是与各自环境的不寻常富集历史有关的异常值，而Bootes II似乎经历了其非常低质量的典型富集历史。我们还重新校准了以前从钙三重态（CaT）测量的星系金属丰度，发现比以前报告的值低得多。由此产生的广泛的金属丰度分布，超过一个dex，非常贫金属的平均值，以及现在恒星的化学丰度模式意味着牧夫座II是一个低质量，古老，贫金属的矮星系，而不是像以前根据其天空位置和运动学提出的那样与人马座流相关的过度密度。低，平均CaT金属丰度-2.7 dex正好落在从更明亮到最暗的星系的四个数量级的光度-金属丰度关系上。因此，牧夫座II的化学富集似乎代表了星系的原始质量，而潮汐剥离和其他质量损失机制可能并不像其他低质量卫星那样重要。
2014-08-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dust and Chemical Abundances of the Sagittarius dwarf Galaxy Planetary Nebula Hen2-436
利用ESO/VLT FORS 2、Magellan/MMIRS和Spitzer/IRS谱估计了人马座（Sgr）矮球星系行星状星云Hen 2 -436的元素丰度。我们首次探测到了[F II] 4790 A、[Kr III] 6826 A和[P II] 7875 A的候选谱线，并成功地估算了这些元素的丰度（[F/H]=+1.23，[Kr/H]=+0.26，[P/H]=+0.26）。我们提出了PNE和富C星之间的C，F，P和Kr丰度之间的关系。F和Kr的检测支持了F和Kr与C一起在同一层中合成并通过第三次挖掘带到表面的想法。我们利用光学复合线（ORL）和碰撞激发线（CEL）估算了N^2+和O^2+的丰度。由O ORL和O CEL导出的丰度之间的差异>1 dex。为了研究PN中心星的状态、星云条件和尘埃性质，我们构造了一个有云的理论SED模型。通过比较中心恒星的光度和温度与理论演化轨迹，我们得出结论，祖星的初始质量可能是~1.5-2.0 Msun，年龄是AGB阶段后~3000年。观测到的元素丰度可以用初始质量为2.25 Msun，Z=0.008和LMC组成的恒星的理论核合成模型来解释。我们估计尘埃质量为2.9 × 10 ^-4兆太阳能（仅无定形碳）或4.0 × 10 ^-4兆太阳能（无定形碳和PAH）。假设大部分观测到的尘埃是在最后两次热脉冲期间形成的，尘埃与气体的质量比为5.58 × 1…
2010-12-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Zero-metallicity hypernova uncovered by an ultra metal-poor star in the Sculptor dwarf spheroidal galaxy
虽然真正的不含金属的“第三星族”恒星至今还没有被发现，但它们的性质以及它们的超新星的性质，在下一代恒星留下的化学产物中得到了揭示。本文报道了在玉夫座矮球状星系AS 0039中发现的一颗贫金属恒星。由于[Fe/H] $_{\rm LTE}=-4.11$，它是迄今为止在任何外部星系中发现的最贫金属的恒星。与大多数处于这个金属丰度的银河系恒星相反，AS 0039的碳显然没有增加，[C/Fe] $_{\rm LTE}=-0.75$和A（C）=+3.60，使其成为迄今为止在任何恒星中检测到的最低碳丰度。此外，它缺乏$α$元素的均匀性，[Mg/Ca] $_{\rm NLTE}=-0.60$和[Mg/Ti] $_{\rm NLTE}=-0.86$极低，与银河系晕内C-正常恒星的近太阳比形成鲜明对比。独特的丰度模式表明，AS 0039形成的物质主要是由$\sim$ 20 $ M_\odot$祖星富集的，具有异常高的爆炸能量$E=10\times10^{51}$ erg。因此，恒星AS 0039是零金属丰度超新星的第一个观测证据之一，并为研究第三星族恒星的多样性提供了一个独特的机会。
2021-06-24 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
