第一颗星是XII。极贫金属的关闭星的丰度，以及与巨星的比较

The Pristine survey XIII: Uncovering the very metal-poor tail of the thin disc

We evaluate the rotational velocity of stars observed by the Pristine survey towards the Galactic anticentre, spanning a wide range of metallicities from the extremely metal-poor regime ($\mathrm{[Fe/H]}<-3$) to nearly solar metallicity. In the Galactic anticentre direction, the rotational velocity ($V_ϕ$) is similar to the tangential velocity in the galactic longitude direction ($V_{\ell}$). This allows us to estimate $V_ϕ$ from Gaia early data-release 3 (Gaia EDR3) proper motions for stars without radial velocity measurements. This substantially increases the sample of stars in the outer dis…

大麦云星云中一个新的扩展主序星熄灭星团

A new Extended Main Sequence Turnoff star cluster in the Large Magellanic Cloud

我们目前的年龄和金属丰度估计的研究不足的LMC集群SL 529，从CCD SDSS gr测光在双子座南望远镜与GMOS附加。星团MSTO区域具有扩展的结构，年龄分布（~ 0.5 Gyr）大于已知EMSTO LMC星团的平均年龄宽度。我们首次报告的平均集群年龄为2.25 Gyr和Z=0.004的平均集群金属丰度，这使它成为EMSTO LMC集群组中最贫金属和最古老的集群。此外，RC星系团似乎是由两个恒星聚集形成的--尽管还不清楚这一特征是否部分是由双星相互作用和合并造成的--而4.2 pc的星系团核心半径与之前12个已知的EMSTO LMC星系团的半径非常一致。

碳增强贫金属恒星：最原始的物体？

Carbon-enhanced metal-poor stars: the most pristine objects?

碳增强贫金属星（CEMP）在贫金属星中占有相当大的比例，但其起源还不十分清楚。从SDSS巡天中选择了三颗非常贫金属的富碳转折星，用ESO VLT（UVES）进行观测，以精确确定元素丰度。在转折星（不像巨星）中，碳丰度不会受到与深层混合的影响，因此更容易解释。分析是在一维LTE静态模型大气中进行的。当可用时，将非LTE校正应用于经典LTE丰度。CH和CN分子带上的3D效果计算使用恒星大气的流体动力学模拟（CO 5 BOLD），被发现是非常重要的。为了便于与以前的结果进行比较，在讨论中仅使用1D丰度。元素的丰度（或上限）使我们能够将这些恒星置于不同的CEMP类别中。碳丰度证实了[Fe/H] \geq-3.4的A（C）= 8.25处存在平台。大多数贫金属恒星（[Fe/H] < -3.4）的碳丰度明显较低，表明A（C）\approx 6.5处的平台较低。需要对大量的低金属丰度富碳恒星样本进行详细分析，以确认（或反驳）这种可能的第二个平台，并详细说明CEMP恒星在低金属丰度时的行为。

CAPOS: 银心核球星团APOGEE巡天XII. 98颗PIGS贫金属核球场巨星的丰度

CAPOS: The bulge Cluster APOgee Survey XII. Abundances for 98 PIGS metal-poor Bulge field giants

利用APOGEE/ASPCAP丰度和6D轨道积分，定义核球成员星，分析98颗贫金属核球场星的α元素和Fe峰元素丰度，揭示其内银河系原位起源。

Milky Way疏散星团Collinder 347的扩展主序列关闭

The extended Main-Sequence Turnoff of the Milky Way open cluster Collinder 347

我们利用盖亚DR 2档案全面研究了银河系疏散星团Collinder 347，直到现在为止，它被认为是一个非常年轻的太阳金属含量天体。然而，根据恒星自行、空间分布和在CMD中的位置，选出的真正可能的星团成员的G与G_BP-G_RP色星等图（CMD）揭示了一个类似Hyades年龄的疏散星团的存在（log（t /yr）= 8.8）中等贫金属化学含量（[Fe/H] = -0.4 dex），目前质量为3.3x10^3 Mo。该星团显示出近5亿年的扩展主序列关闭（eMSTO），而根据光度误差、恒星双星、自转和金属丰度分布假设高斯分布计算得出的eMSTO约为3.4亿年。这样的年龄差异表明星团内存在不同年龄的恒星星族。

SDSS/SEGUE中的碳增强贫金属星。II。CEMP星频率与双星总体合成模型的比较

Carbon-enhanced Metal-poor Stars in SDSS/SEGUE. II. Comparison of CEMP Star Frequencies with Binary Population Synthesis Models

我们提出了一个比较的频率的碳增强贫金属（CEMP）的巨人和主序星关闭，从斯隆数字巡天和斯隆扩展银河系的理解和探索，从渐近巨分支（AGB）质量转移模型的预测。我们考虑两个初始质量函数（IMF）-一个Salpeter IMF和一个特征质量为10个太阳质量的质量函数。这些比较表明，对于[Fe/H] > -1.5的恒星和Salpeter IMF，观测到的CEMP频率之间有很好的一致性，但对于具有更高特征质量的IMF，则不一致。因此，虽然AGB模型适用于低质量的祖星，但它不适用于高质量的祖星。我们的研究结果表明，IMF从高质量转移到低质量占主导地位的银河系的早期历史，这似乎已经发生在一个“化学时间”之间[Fe/H] = -2.5和[Fe/H] =-1.5。对于[Fe/H] < -3.0的关闭恒星，修正后的CEMP频率远高于AGB模型对大质量IMF的预测，支持了之前的论断，即[Fe/H] =-3.0以下的富碳物质的产生需要一个或多个与AGB恒星无关的额外机制。[删节]

EMPRESS. XII. 极贫金属星系的动力学与气体质量分数统计研究

EMPRESS. XII. Statistics on the Dynamics and Gas Mass Fraction of Extremely-Metal Poor Galaxies

本研究通过昴星团望远镜积分场光谱观测，分析了33个本域低质量极贫金属星系的动力学与气体质量分数，发现其为弥散主导系统且气体占比无明显质量/金属丰度依赖，为理解这类星系的起源提供了观测约束。

哈勃太空望远镜对银河球状星团的UV遗产巡天- XII。多个恒星星族的RGB碰撞

The Hubble Space Telescope UV Legacy Survey of Galactic Globular Clusters - XII. The RGB Bumps of multiple stellar populations

哈勃太空望远镜银河系球状星团紫外遗产巡天为我们对球状星团（GC）及其恒星星族的了解提供了重大突破。在主要的结果中，我们发现所有研究的GC主机两个主要的离散群体组成的第一代（1G）和第二代（2G）的恒星。我们利用多波长光度学的研究，从这个项目中，第一次，在一个大样本的GC的两个世代的红巨星分支凸点（RGBB）。我们确定，具有较高的统计意义，RGBB的1G和2G恒星在26 GC，并发现他们的星等分离作为滤波器波长的函数遵循可比的趋势。合成光谱的观测结果的比较表明，RGBB光度取决于恒星的化学成分和2G RGBB是一致的恒星增强的He和N和亏损的C和O相对于1G星。对于贫金属GC，1G和2G RGBB在光学波段的相对亮度主要取决于氦含量Y。利用F606 W和F814 W波段的RGBB观测数据，对18个GC中1G和2G星的相对氦丰度进行了推断，发现2G星相对于1G星的平均氦丰度增加值为$Δ$ Y=0.011 $\pm$ 0.002。这是第一次确定的氦丰度的平均差异的多个人口在大量的集群，并提供了一个下限的最大内部变化的氦在GC。

主序拐点恒星作为古老银河系遗迹的探针：一个试点样本的化学-动力学分析

Main-sequence Turnoff Stars as Probes of the Ancient Galactic Relic: Chemo-dynamical Analysis of a Pilot Sample

本研究通过高分辨率光谱与作用量-角度空间分析中等贫金属MSTO恒星，识别GSE、原位及其他子结构，并比较其Li、α、铁峰和重元素丰度，首次呈现一颗r-II GSE恒星的r过程模式。

关于星系晕中富$α$和$α$贫恒星星族的相对年龄

On the Relative Ages of the $α$-Rich and $α$-Poor Stellar Populations in the Galactic Halo

我们使用斯隆数字巡天（SDSS）的F和G矮星样本研究了晕中富含和缺乏$α$和$α$恒星的年龄。为了实现基于[ $α$ /Fe]的恒星分离，我们提出了一种新的半经验光谱指数方法，并将其应用于低分辨率、中等信噪比的SDSS光谱。该方法可用于直接估算[ $α$ /Fe]，为从低分辨光谱估算[ $α$ /Fe]提供了一种新的、广泛适用的方法。我们测量了主层序的关闭温度，并将其与金属丰度和一组等时线相结合，以估计样本中富含$α$和缺乏$α$的人群的年龄。我们发现所有恒星的年龄都大于8 Gyr，这证实了星系晕是很早就形成的。年龄-金属丰度关系中出现了一个分叉，即在低金属丰度区，富含$α$和贫$α$的恒星是同时代的，而在高金属丰度区，富含$α$的恒星年龄大于贫$α$的恒星年龄。结果表明，$α$富晕星族形成于快速的高恒星形成事件中，具有较浅的年龄-金属丰度关系，而$α$贫晕星族则形成于化学演化时间尺度较慢的环境中.

古贫金属球状星团的高精度三角视差

A High-Precision Trigonometric Parallax to an Ancient Metal-Poor Globular Cluster

利用哈勃空间望远镜（HST）上的WFC-3相机，我们获得了最近的贫金属球状星团NGC 6397的直接三角视差。虽然三角视差以前已经在许多附近的疏散星团中测量过，但这是第一个古老的贫金属人口的视差-在许多恒星星族研究中被用作基本模板。这种高精度的测量是由HST/WFC 3空间扫描模式实现的，它为星团中的数十颗恒星以及同一视线上的银河场恒星提供了数百个天体测量。我们发现视差为0.418 +/- 0.013 +/- 0.018 mas（统计的，系统的），对应的真实距离模数为11.89 +/- 0.07 +/- 0.09 mag（2.39 +/- 0.07 +/- 0.10 kpc）。恒星主序星转折处的V光度意味着星团的绝对年龄为13.4 +/- 0.7 +/- 1.2 Gyr。

Spectroscopic follow-up of statistically selected extremely metal-poor star candidates from GALAH DR3

The advent of large-scale stellar spectroscopic surveys naturally leads to the implementation of machine learning techniques to isolate, for example, small sub-samples of potentially interesting stars from the full data set. A recent example is the application of the t-SNE statistical method to $\sim$600,000 stellar spectra from the GALAH survey in order to identify a sample of candidate extremely metal-poor (EMP, [Fe/H] $\leq$ -3) stars. We report the outcome of low-resolution spectroscopic follow-up of 83 GALAH EMP candidates that lack any previous metallicity estimates. Overall, the statist…

温暖极贫金属星中的铁峰元素丰度

Iron-Peak Element Abundances in Warm Very Metal-Poor Stars

本文基于Keck HIRES高信噪比光谱，为37颗极贫金属主序转折点星测定了Mg、Ca及Sc至Zn铁族元素的精确LTE丰度，证实并扩展了Sc-Ti-V-Zn在低金属丰度下的超丰趋势。

贫金属银河系球状星团中第二代渐近巨星分支星存在的明确证据

Clear evidence for the presence of second-generation asymptotic giant branch stars in metal-poor Galactic globular clusters

已知银河系球状星团（GC）拥有多个恒星星族：第一代具有典型的晕场星化学模式，第二代（SG）富含Na和Al，贫含O和Mg。这两代恒星都处于不同的进化阶段（例如，主序星断层、次巨星分支和红巨星分支）。在几个贫金属（[Fe/H] < -1）的GC中没有检测到SG渐近巨星分支（AGB）星，这表明并非所有的SG星都上升到AGB相，并且失败的AGB星在贫金属GC中可能很常见。这一观测结果对于恒星演化和GC形成/演化理论来说是一个严重的问题。我们在4个贫金属星系（M13，M5，M3和M2）中发现了14颗SG-AGB星，它们具有不同的观测性质：水平支（HB）形态、金属丰度和年龄。通过结合APOGEE巡天获得的H波段Al丰度和地基光学光度测量，我们在这四个GC中识别出SG富Al AGB星，并表明富Al RGB/AGB GC星应该是富Na的。我们的观测结果为目前的标准恒星模型提供了强有力的支持，即，不包括一个强大的质量损失效率，低质量HB星。事实上，目前的经验证据是一致的FG和SG星的预测分布在氦燃烧阶段的基础上，这些标准的恒星模型。

EMPRESS. XIII. z~0与4-10处远近年轻星系的化学增丰：Fe/O、Ar/O、S/O和N/O测量及化学演化模型比较

EMPRESS. XIII. Chemical Enrichments of Young Galaxies Near and Far at z ~ 0 and 4-10: Fe/O, Ar/O, S/O, and N/O Measurements with Chemical Evolution Model Comparisons

研究结合本地EMPGs与JWST高红移星系丰度测量及化学演化模型，揭示CCSNe/HNe、Ia SNe、PISNe与Wolf-Rayet星风对早期星系化学增丰的不同作用。

邻近金属贫淡星系中元素丰度比的内在散射

The intrinsic dispersion of elemental abundance ratios in nearby metal-poor halo stars

研究通过高信噪比光谱分析25颗金属贫乏恒星的元素丰度比，发现其内在散射比以往研究小，且存在不同元素的强相关性。

原始调查VIII：Milky Way晕到极贫金属区的金属丰度分布函数

The Pristine survey VIII: The metallicity distribution function of the Milky Way halo down to the extremely metal-poor regime

原始巡天使用窄带测光法来获得精确的金属丰度，精确到极贫金属区（[Fe/H] < -3），目前在$\sim 2~500\, \mathrm{deg}^2$的天空区域内有超过400万颗FGK型恒星。我们把我们的分析集中在一个子样本的$\sim 80~000$主序星关闭与日心距离6和20千秒差距之间，我们采取的是一个有代表性的样本的内晕。得到的金属丰度分布函数（Imax）在[Fe/H] =-1.6处具有峰值，并且$Δ$（LogN）/ $Δ[Fe/H] = 1.0 \pm 0.1$的斜率在-3.4 < [Fe/H] <-2.5的金属丰度范围内。这与一个简单的闭盒化学富集模型在这个范围内，但比以前的光谱MDF在文献中提出的浅，这表明可能有一个更大的比例贫金属恒星的内晕比以前报道。我们确定了Monoceros/TriAnd/ACS/EBS/A13结构的金属丰度空间在低纬领域的反中心方向，并讨论了内晕是由一个单一的，大的合并事件，但不能有力地支持或反驳这一想法与现有的数据。最后，基于场星的数量，我们估计银河系晕中贫金属球状星团的数量在[Fe/H] < -2.5时为5.4，在[Fe/H] <-3时为1.5，这表明银河系中缺乏低金属丰度球状星团不仅仅是由于统计欠采样。

麦哲伦望远镜观测的贫金属恒星。IV. 27颗主序恒星的中子俘获元素特征

Metal-poor stars observed with the Magellan Telescope. IV. Neutron-capture element signatures in 27 main-sequence stars

基于麦哲伦望远镜高分辨率光谱，分析27颗贫金属恒星的中子俘获元素丰度，分类恒星种群，并揭示部分恒星的河外起源及运动学特征。

化学制图。II。碳增强贫金属星追踪的银河系星晕的聚集历史

Chemical Cartography. II. The Assembly History of the Galactic Stellar Halo Traced by Carbon-Enhanced Metal-Poor Stars

我们提出了一个恒星星族在星系晕的运动学特性的分析，利用超过100,000个主要序列的关闭（MSTO）在斯隆数字巡天观测到的恒星。将星系晕划分为内晕区和外晕区后，根据样品中碳铁比的空间变化，我们发现外晕区的恒星具有明显的$-$ 49 $\pm$ 4 km s $^{-1}$的逆行运动和更接近球形的恒星轨道分布，而IHR中的恒星净自转为零（$-$ 3 $\pm$ 1 km s $^{-1}$），恒星轨道的径向分布更加偏向。此外，我们将MSTO样本中的碳增强贫金属（CEMP）星在每个晕组分中分为CEMP-no和$s$子类，基于它们的绝对碳丰度，$A$（C），并检查与每个子类相关的空间分布和运动学。CEMP-no星是OHR中CEMP星的主要子类（$\sim$ 65%），而IHR中CEMP星的少数子类（$\sim$ 44%），类似于之前几次分析的结果。每个晕区的CEMP-无星比CEMP- $s$星表现出稍高的反旋，但在统计误差范围内。在每个晕区中，CEMP-no星的轨道分布也比CEMP- $s$星更接近球形。这些独特的特征提供了强有力的证据，证明许多低质量的卫星星系（类似于超暗矮星系）为OHR提供了恒星，而质量更大的矮星系则为IHR提供了主要贡献。

HE 1327-2326，一颗未演化的恒星，[Fe/H] < -5.0 III。它的大气层反映了它的天然成分吗？

HE 1327-2326, an unevolved star with [Fe/H] < -5.0 III. Does Its Atmosphere Reflect Its Natal Composition?

基于NLTE谱线形成的光谱约束，我们探讨了超贫金属（HMP）星HE 1327-2326的恒星参数（T_eff和log g）的可能范围。结合巴耳末线轮廓和钙I/II电离平衡的限制，一个亚巨星阶段的演变表示。这一结果进一步支持分光光度法观测的巴耳末跳跃。如果使用更高的T_eff值（如一些光度校准所支持的），光谱分析将指示演化的转折点阶段。使用恒星结构的代码，详细处理整个恒星的原子扩散的影响，我们发展了一个低质量的模型恒星，达到HR图的位置HE 1327-2326后，大约13 Gyr。虽然表面丰度的修改显着（超过1德克斯的情况下，不受抑制的扩散），这样的校正不能解决之间的差异推断从未检测到的Li I共振线在6707埃和WMAP为基础的原始锂丰度。由于有许多过程可以破坏锂，任何宇宙学解释的锂丰度低于预期的最低金属丰度将不得不等待未进化的超金属贫恒星的样本大小是一个数量级。关于原子扩散修正的情况仍然同样没有定论。在这里，必须尝试更好地约束内部混合过程，无论是观测和复杂的建模手段。从最近的球状星团研究采取额外的混合过程的限制，最有可能的情况是，HE 1327-2326的表面丰度经历了温和的耗尽（0.2德克斯的顺序）。

人马座恒星流的相空间性质与化学组成直至极贫金属（$\rm[Fe/H] \lesssim -3$）区间

Phase-space Properties and Chemistry of the Sagittarius Stellar Stream Down to the Extremely Metal-poor ($\rm[Fe/H] \lesssim -3$) Regime

结合SEGUE、Gaia EDR3与StarHorse数据，研究Sgr流的相空间与化学性质，发现前导臂更贫金属且早被剥离粒子对应低金属丰度，证实其存在星族梯度，并发现与核心观测相悖的碳增丰贫金属恒星。

从RAVE调查中可以看出年龄、运动学和化学之间的相关性

Correlations between age, kinematics, and chemistry as seen by the RAVE survey

我们探索恒星年龄，化学和运动学之间的联系，在银心距离$7.5 < R\,(\mathrm{kpc}) < 9.0$，使用样本的$\sim 12\,000$中等质量（FGK）关闭与RAVE观测的恒星。这个样本的运动学是使用RAVE的径向速度测量和Tycho-Gaia天体测量解决方案（TGAS）的视差和自行测量来确定的。此外，RAVE星的年龄确定使用贝叶斯方法，以TGAS的松弛作为先验。我们将样本分为年轻（$0 < τ< 3$ Gyr）和老年（$8 < τ< 13$ Gyr）人群，然后考虑这些年龄组中每个年龄组的不同金属丰度箱。我们发现显着的差异，年轻人和老年人的运动学趋势，贫金属和富金属，恒星星族。特别是，我们发现一个强大的金属依赖于平均银河系中心径向速度作为半径的函数（$\partial {V_{\rm R}}/\partial R$）的年轻恒星，与富金属的恒星比贫金属的恒星有一个更陡峭的梯度。对于$\partial {V_ϕ}/\partial R$，年轻的富金属恒星明显滞后于LSR，并具有轻微的正梯度，而贫金属恒星则在LSR上方显示负梯度。我们将这些发现解释为金属丰度和银河系引力势（旋臂和酒吧）扰动恒星轨道的非轴对称的相对贡献之间的相关性。

化学制图。I.星系晕的碳量图

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。

WFC3银河系膨胀宝藏计划：高金属量和低金属量膨胀星的相对年龄

The WFC3 Galactic Bulge Treasury Program: Relative Ages of Bulge Stars of High and Low Metallicity

HST/WFC 3多波段光度测量包括银河球核四个区域的紫外到近红外波段，以及六个模板球状星团和疏散星团的多波段光度测量，在排除大部分前景盘污染物后，对这些区域的恒星金属丰度[Fe/H]进行光度标记。色星等图和光度函数，然后构建，特别是最富金属和最贫金属的恒星在每个领域。我们没有发现任何显着的差异之间的$I$ -带和$H$ -带光度函数，因此关闭光度和年龄，富金属和贫金属的成分，因此出现基本上是同时代的。特别是，我们发现，不超过$\sim 3\%$的富金属组分可以是$\sim 5$ Gyr老，或年轻。相反，理论上的光度函数给出了一个很好的匹配，以观察到的年龄为10 Gyr。假设这个年龄是大部分核球恒星的代表，那么我们回顾一下在10 Gyr回望时间观察到的恒星形成星系的性质，即，在z~2处，并推测在该背景下的凸起形成。我们认为，酒吧的形成和屈曲的不稳定性，导致观察到的四四方方/花生，X形凸起可能已经出现在银河系的历史后期，一旦它的气体分数相比，典型的高红移星系的高值下降。本文是继公开发布这四个领域的测量恒星的光度和天体测量星表之后的又一篇文章。

老年恒星中的原子扩散与混合 VIII：球状星团M4（NGC 6121）的化学丰度变化

Atomic Diffusion and Mixing in Old Stars VIII: Chemical abundance variations in the globular cluster M4 (NGC 6121)

本研究通过高分辨率光谱分析M4星团86颗恒星的化学丰度，发现丰度反相关与双峰族群，证实演化丰度变化符合含高效额外混合的原子扩散模型，测得初始锂丰度略低于原初BBN值。

根据EMP星均匀样品中Ba线的NLTE分析早期银河系中钡丰度的演化

Evolution of the Barium abundance in the early Galaxy from a NLTE analysis of the Ba lines in a homogeneous sample of EMP stars

钡是限制第一星系恒星r-过程演化的关键元素，目前这些贫金属恒星中的钡丰度大多是在局部热力学平衡（LTE）假设下测量的，这可能会导致一般低估Ba。我们在这里提出的钡丰度的测定，考虑到非LTE（NLTE）的影响，在一个样本的极端贫金属星（EMP星）：6关闭星和35巨星。计算了Ba Ⅱ三条未掺混谱线（455.4，585.3，649.6nm）的NLTE谱线。计算是用修改后的MULTI代码进行的，应用于Ba原子的原子模型，Ba I有31个能级，Ba II有101个能级，并与观测结果进行了比较。钡相对于铁的NLTE丰度的比率稍微向太阳比移动。在[Ba/Fe]与[Fe/H]的图中，回归线的斜率略微降低，散点也是如此。在-3.3 <[Fe/H] <-2.6区间内，[Ba/Fe]以约1.4的斜率和接近0.44的分散度减小。当[Fe/H] <-3.3时，恒星的数量不足以决定[Ba/Fe]是否继续下降（CD-38：245应被认为是一颗特殊的“富钡星”），或者[Ba/Fe] ~-1时是否会达到一个平台。在这两种情况下，散射仍然相当大，大于测量和测定误差所能解释的，这表明Ba生产的复杂过程的影响，和/或在早期银河系中的低效率混合。

Hydra I是一个潮汐扰动的Milky Way矮星系的证据

Evidence That Hydra I is a Tidally Disrupting Milky Way Dwarf Galaxy

东部带状结构（EBS）和Hydra~I晕超密度是SDSS数据中发现的非常接近（d $\sim$ 10 kpc）的天体。先前对该区域的研究表明，EBS和Hydra I在空间上是一致的，在相同的距离上是冷结构，这表明Hydra I可能是EBS的祖先。我们结合新的宽场DECam成像和MMT/Hectochelle光谱观测水螅I与SDSS档案光谱观测，以量化水螅I的现今化学动力学性质，并推断它是否起源于星团或矮星系。虽然以前的工作使用浅SDSS成像假设一个标准的老，金属贫乏的恒星星族，我们更深的DECam成像显示，长蛇座~I有一个薄的，明确的中间年龄（$\sim 5-6$ Gyr）和金属丰度（[Fe/H] = $-0.9$ dex）的主序列关闭。我们分别测量$σ_{[Fe/H]} = 0.13 \pm 0.02$ dex和$σ_{[α/{\rm Fe}]} = 0.09 \pm 0.03$ dex的铁和α元素丰度的统计学显著性差异，并对旋转和自行设置上限。Hydra~I的中等年龄和[Fe/H] --以及它的低[ $α$ /Fe]、明显的[Fe/H]扩散和现在的低光度--表明它的祖先是一个矮星系，后来失去了超过$99.99\%$的恒星质量。

The Photometric Metallicity and Carbon Distributions of the Milky Way's Halo and Solar Neighborhood from S-PLUS Observations of SDSS Stripe 82

We report photometric estimates of effective temperature, $T_{\rm eff}$, metallicity, [Fe/H], carbonicity, [C/Fe], and absolute carbon abundances, $A{\rm (C)}$, for over 700,000 stars from the Southern Photometric Local Universe Survey (S-PLUS) Data Release 2, covering a substantial fraction of the equatorial Sloan Digital Sky Survey Stripe 82. We present an analysis for two stellar populations: 1) halo main-sequence turnoff stars and 2) K-dwarf stars of mass $0.58 < M/M_{\odot} <0.75$ in the Solar Neighborhood. Application of the Stellar Photometric Index Network Explorer (SPHINX) to the mixe…

外晕卫星的MegaCam巡天。VI：船底座矮球状星系的空间分辨恒星形成历史

A MegaCam Survey of Outer Halo Satellites. VI: The Spatially Resolved Star Formation History of the Carina Dwarf Spheroidal Galaxy

我们提出了空间分辨的船底座矮球状星系的恒星形成历史（SFH），从深，宽场g，r成像和金属丰度分布的文献。我们的测光覆盖$\sim2$ deg $^2$，达到$\sim10$乘以船底座的半光半径，其完整性高于$50\%$的$g\sim24.5$，比最古老的关闭暗一个多星等。这是第一次结合这种质量的深度和覆盖范围来获得船底座的SFH，使我们能够以前所未有的准确性追踪其不同的人群。我们发现，船底座的SFH由两个情节以及恒星形成的时间间隔分开。这些发作发生在老年（$>10$ Gyr）和中年（$2$-$8$ Gyr）。我们的测量结果表明，老插曲包括人口的大部分，占$54\pm5\%$的恒星质量在$1.3$乘以国王潮汐半径，而船底座推导出的总恒星质量是$1.60\pm0.09\times 10^{6} M_{\rm{\odot}}$，和恒星的质量与光比$1.8\pm0.2$。的SFH推导是一致的，没有最近的恒星形成，这表明所观察到的蓝色羽是由于蓝色离散。我们的结论是，船底座的SFH独立于银河系的潮汐场演化，因为其恒星形成事件的频率和持续时间与其轨道参数无关。这一结果得到了在船底座观察到的年龄/金属丰度关系的支持，计算的梯度表明，外部区域更古老，更贫金属。

红移 z > 2 处银河系薄盘与厚盘的早期共同形成

Early Co-formation of the Milky Way's Thin and Thick Disks at Redshift z > 2

结合 Gaia、APOGEE、LAMOST 数据与 StarHorse 年龄估计，发现银河系在 GSE 并合前已存在 >11 Gyr 的古老薄盘星族，表明厚薄盘曾共同形成，且该并合停止了厚盘恒星形成。

麦哲伦云外部界限的NOAO调查的第一批结果

First Results from the NOAO Survey of the Outer Limits of the Magellanic Clouds

我们描述了NOAO外部界限调查的第一批结果。该调查包括距离LMC/SMC 20度的55个0.6x0.6度视野的深度图像和10个对照。磁场探测了云的外部结构、麦哲伦流、引导臂和新LMC轨道的尾流。在CTIO Blanco 4-m和Mosaic 2相机上的5个滤波器中拍摄图像，在CTIO 0.9-m处进行校准。CRI图像到达最古老的LMC/SMC主序列（MS）关闭之下的深度，产生结构探测器，结合测量恒星年龄和金属丰度的能力。M和DDO 51的图像可以区分LMC和SMC巨星和前景矮星，使我们能够使用巨星作为额外的探测器。通过对大麦哲伦星系棒半径为7-19度N的8个视场的测光，我们发现与大麦哲伦星系相关的MS星在距离大麦哲伦星系中心16度处，而更罕见的巨星只能在11度处被令人信服地探测到。在一个控制区域，我们看到银河系球状星团NGC 1851的特征。CMD表明，虽然在7度半径的LMC人口年轻的5亿年，在半径超过11度，只有潜在的老金属贫人口仍然存在，表明人口梯度的存在。即使在极远的距离上，主要年龄也远小于“球状星团"的年龄。“MS恒星数量呈指数下降，尺度长度为1.15 kpc，基本上与先前研究中收集的内部LMC盘的尺度长度相同。虽然我们不能排除潮汐结构在其他地方，有序结构的检测到12盘规模的长度是前所未有的，并增加了LMC的相互作用历史的难题。我们的结果并不排除可能存在的LMC恒星晕，这可…