The Impact of Local Stellar Radiation on Dwarf Galaxy Formation Around Milky Way Analogues Across Cosmic Reionization
本研究利用Auriga项目的模拟，探究局部恒星辐射对银河系类似星系周围矮星系形成的影响，发现其在再电离前抑制低质量暗物质晕中矮星系形成，红移z=4后影响近乎消失，最暗弱卫星星系的减少量无统计显著性。
2025-08-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraining SN feedback: a tug of war between reionization and the Milky Way satellites
基于冷暗物质宇宙演化的星系形成理论模型通常需要来自超新星（SN）爆炸的强反馈，以便再现银河系卫星星系光度函数和场星系光度函数的暗端。然而，太强的SN反馈也会导致宇宙再电离太晚，银河系卫星的金属丰度太低。因此，这四个观测结果的组合对SN反馈施加了严格的约束。我们使用半解析的星系形成模型galform来研究这些约束。我们发现，这些意见有利于SN反馈模型中的反馈强度随红移的演变。我们发现，对于我们的最佳拟合模型，一半的电离光子是由静止帧远紫外绝对星等$M_{\rm AB}(1500{\rm Å})<-17.5$的星系发射的，这意味着已经观察到的星系种群贡献了大约一半的光子负责再电离。这些星系的$z=0$后代主要是恒星质量为$M_*>10^{10}\,{\rm M}_{\odot}$的星系，并优先居住在质量为$M_{\rm halo}>10^{13}\,{\rm M}_{\odot}$的晕中。
2016-08-11 astro-ph.GA
Near-Field Limits on the Role of Faint Galaxies in Cosmic Reionization
用星系重新电离宇宙似乎需要在早期的低质量晕中形成大量的恒星，而当地的矮星系计数告诉我们，今天在我们周围的小晕中，恒星的形成是最小的。使用简单的模型和ELVIS模拟套件，我们表明，再电离的情况下，需要可观的恒星形成的晕与$M_{\rm vir} \approx 10^{8}\,M_{\odot}$在$z=8$是在严重的紧张局势与星系计数的本地集团。这种紧张关系源于一个似乎不可避免的结论，即在PDMATHAMN有30 - 60个带有$M_{\rm vir} > 10^{8}\,M_{\odot}$的晕将在$z = 0$中幸存下来，成为银河系的独特卫星。再电离模型需要在这样的晕中形成恒星，在今天的银河系维里体积中将产生几十个束缚星系（在本星系群中有100 - 200个），每个都有$\gtrsim 10^{5}\,M_{\odot}$的老恒星（$\gtrsim 13$ Gyr）。这超过了今天经典银河系卫星的恒星质量函数，即使不考虑在这些星系中观察到的（重要的）再电离后恒星形成。这些发现的一个可能的含义是，在比$\sim 10^9 \,M_{\odot}$更小的晕中，恒星形成在早期变得非常低效，这意味着高$z$光度函数必须在比通常假设的更亮的星等（在${\rm M_{UV}} \approx -14$）处破裂。我们的研究结果表明，JWST（甚至可能是HST与前沿领域）可能实际检测驱动再电离的…
2014-07-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
The inhomogenous reionization of the inter-galactic medium by metal-poor globular clusters
我们提出了详细的辐射转移模拟的再电离历史的银河系的贫金属球状星团。我们确定潜在的金属贫球状星团候选人在宝瓶座模拟使用暗物质晕速度色散。我们通过光子守恒的三维非平衡化学代码计算局部电离场，并允许模型传播到今天。该模型的主要特点是，如果局部气体被电离，则球状星团的形成被抑制。我们发现，我们的电离场的空间处理导致显着不同的数字和空间分布相比，球状星团的形成是简单地截断在一个给定的红移模型。我们发现，它是可能的贫金属球状星团已形成通过暗物质晕形成通道作为我们的第二个模型（延迟形成）结合截断在z = 10产生的径向分布与银河系贫金属球状星团的统计一致。如果球状星团确实形成于高红移的暗物质晕中，即使只是部分形成，它们对红移10的局部（即以主星系为中心的2^3 h^-3 Mpc ^3）体积和质量的再电离的贡献可能分别高达98%和90%。在我们的光子最贫穷模型中，这种贡献下降到60%和50%。所有模型中幸存的星团都有一个狭窄的平均年龄范围（平均值= 13.34 Gyr，σ= 0.04 Gyr），与目前对银河系贫金属球状星团的年龄估计一致。我们还测试了一个简单的动力学破坏模型，并估计约60%的贫金属球状星团形成在高红移已被摧毁，通过潮汐与宿主星系的相互作用。
2012-09-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Probing baryonic processes and gastrophysics in the formation of the Milky Way dwarf satellites: I. metallicity distribution properties
本文研究了类MW主星系周围矮卫星星的化学性质，探讨了超新星反馈、宇宙再电离和H $_2$冷却等重子过程对它们的可能影响，以及当前和未来的观测对这些过程的制约。我们用半解析模型生成类MW星系，用基准模型再现类MW矮星的光度函数和恒星金属丰度-恒星质量关联。利用模拟的类MW星系，我们重点研究了它们的矮星的三个金属丰度性质：矮星群体的恒星金属丰度-恒星质量相关，以及单个矮星中恒星金属丰度分布的贫金属和富金属尾。结果表明：（1）恒星金属丰度-质量关联的斜率对SN反馈强度和再电离时期敏感，（2）富金属尾的延伸主要对SN反馈强度敏感，（3）贫金属尾的延伸主要对再电离时期敏感，（4）富金属尾的延伸主要对SN反馈强度敏感，（5）贫金属尾的延伸主要对再电离时期敏感。（4）三种化学性质对H $_2$冷却过程均不敏感;和（5）我们的模型结果与当前恒星金属丰度观测斜率的比较--恒星质量关系表明，局部宇宙的再电离早于宇宙平均值，局部源可能对局部区域的再电离有重要贡献，并且中等到强的SN反馈强度是优选的。未来对恒星金属丰度分布的富金属和贫金属尾部的观测将进一步限制SN反馈和再电离过程。
2014-06-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the nature of the Milky Way satellites
我们结合了一系列的高分辨率模拟与半解析星系形成模型，遵循类似银河系及其卫星的系统的演变。半解析模型是基于千年模拟开发的，并成功地再现了大尺度星系的属性，以及银河系的属性。在这个模型中，我们能够通过防止Vvir < 16.7 km/s（即原子氢冷却极限）的晕冷却并包括宇宙再电离的影响来重现银河系周围卫星的光度函数。我们的模型卫星的物理特性（例如平均金属丰度、年龄、半光半径和质光比）与最新的观测测量结果非常一致。我们没有发现强烈的依赖于超新星反馈的具体实施，但一个计划，这是更有效的嵌入在较小的晕，即浅势阱的星系，给出了更好的协议与超微弱的卫星的属性。我们的模型预测，最明亮的卫星与最大质量的subhaloes，吸积后（z $\lta$ 1），并延长了恒星形成的历史，只有1%的恒星的再电离结束。另一方面，最暗的卫星在早期就被吸积，主要由年龄> 10 Gyr的恒星组成，其中一些在再电离完成之前形成了大部分恒星。与经典MW卫星的亮度相媲美的对象与暗物质subhaloes与峰值圆速度$\gta$ 10公里/秒，在协议的最新限制。
2010-01-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
The THESAN project: environmental drivers of Local Group reionization
University of Southern California（南加州大学）；Carnegie Observatories（卡内基观测站）；The University of Texas at Dallas（德克萨斯大学达拉斯分校）；York University（约克大学）；Kavli IPMU (WPI), UTIAS, The University of Tokyo（东京大学 Kavli 宇宙物理数学研究所（WPI）、UTIAS）；Tsinghua University（清华大学）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）
研究通过THESAN-1模拟探讨局部群再电离时间与环境因素的关系，发现高密度区域电离更早，环境影响主导再电离进程。
2025-07-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Baryonic impact on the dark matter distribution in Milky Way-size galaxies and their satellites
我们通过比较一个高分辨率的移动网格宇宙学模拟和只考虑暗物质的模拟，研究了重子对银河系大小的晕中暗物质分布的影响。我们确定了与重子有关的三个主要过程--绝热收缩、潮汐破裂和再电离--它们共同塑造了主晕和次晕中的暗物质分布。每个重子过程的相对效应强烈地依赖于次晕质量。对于具有最大圆速度$v_{\rm max} > 35 km/s$的大质量次晕，绝热收缩增加了暗物质浓度，使这些晕不易受到潮汐破坏的影响。对于含有$v_{\rm max} < 20 km/s$的低质量次晕，再电离有效地使其质量平均减少$\approx$ 30%，$v_{\rm max}$减少$\approx$ 20%。对于具有$20 km/s < v_{\rm max} < 35 km/s$的中间暗晕，其质量范围与经典矮椭球体相似，由主星系引起的强潮汐截断降低了它们的$v_{\rm max}$。此外，主星系的恒星盘有效地耗尽了中心区域附近的暗晕。作为再电离和潮汐扰动增加的综合结果，与$\textit{N-}$体模拟相比，流体动力学模拟中的低质量次晕总数几乎减半。我们没有发现矮星系中的暗物质核心，不像以前的研究，采用突发反馈驱动的外流。重子对暗晕丰度和内部结构的重大影响表明，基于$\textit{N}$体模拟的星系形成和演化模型应该包括这些物理过程作为主要组成部分。
2017-01-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
How low does it go? Too few Galactic satellites with standard reionization quenching
星系形成理论的一个标准预测是，电离背景抑制了星系形成的晕，其峰值圆速度小于Vpeak ~ 20 km/s，使大多数低于这个尺度的晕完全黑暗。我们使用一套宇宙学变焦模拟银河系的晕，包括中央银河系盘星系的潜力，调查subhaloes和ultrafeak星系之间的关系。我们发现，在银河系50 kpc范围内，Vpeak > 20 km/s的次晕太少了，无法解释今天在该体积内已知的超暗星系的数量。为了与观测到的计数相匹配，我们必须用超暗矮星填充Vpeak ~ 6 km/s的次晕。所需的晕具有低至1，500 K的峰值维里温度，远低于10^4 K的原子氢冷却极限。考虑到大麦云贡献50 kpc范围内的几颗卫星的可能性，这一阈值可能会提高到10 km/s（4，000 K），但仍低于原子冷却极限，且远低于名义再电离阈值。
2018-08-10 astro-ph.GA
Satellite galaxies in hydrodynamical simulations of Milky Way sized galaxies
CDM宇宙学的无碰撞模拟预测，在银河系大小的星系的晕中有过多的暗物质子结构，但已知的发光卫星星系的数量要少得多，这种差异被称为“卫星失踪问题”。最大质量的子结构被证明是最明亮的卫星的宿主，但仍然不清楚是什么过程阻止了许多其他纯粹黑暗的子结构中的恒星形成。我们使用高分辨率的流体动力学模拟银河系大小的星系的形成，以测试如何以及这种自洽模型的结构形成相匹配的银河系的卫星人口的观测特性。这是第一次，我们在这样的计算中包括超新星注入恒星形成气体的宇宙射线的反馈，以及在银河系中心及其祖先系统生长的超大质量黑洞的能量输入。我们发现，非热粒子的人口相当强烈地抑制最小的星系的恒星形成效率。事实上，我们的宇宙线模型能够再现观测到的卫星光度函数的模糊端，而只包括宇宙再电离或银河风影响的模型则要差得多。我们模拟的卫星群近似匹配卫星上的可用运动学数据及其观测到的空间分布。我们的结论是，一个适当的解决失踪的卫星问题可能需要包括非标准物理调节恒星形成的最小的晕，宇宙再电离可能是不够的。
2010-04-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Star Formation Histories of Local Group Dwarf Galaxies II. Searching For Signatures of Reionization
我们在38个本群矮星系（10个$^4$ $<$ M $_{\star}$ $<$ 10个$^9$ M $_{\odot}$）的恒星形成历史（SFH）中寻找再电离的特征. SFH是使用哈勃太空望远镜/宽视场行星照相机2成像档案从颜色星等图中得出的。只有五个淬灭星系（And V，And VI，And XIII，Leo IV，Hercules）在再电离之前形成了它们的大部分恒星，当完全考虑不确定性时。对13个被Bovill和Ricotti确认的“真化石”的观测表明，只有两个（武仙座和狮子座IV）表明恒星的形成是由于再电离而淬灭的。然而，两者都在银河系的维里半径内，潮汐扰动的证据使这种解释变得复杂。我们认为，后期的气体捕获的情况下，由Ricotti假设的低质量，富含气体，恒星形成的化石候选人狮子座T是从简单的气体保留观察上无法区分。考虑到环境效应和再电离之间的模糊性，最好的再电离化石候选者是淬灭的低质量场星系（例如，KKR 25）。
2014-05-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
The reionization of galactic satellite populations
我们使用高分辨率模拟的本地组后处理的紫外光子的辐射转移代码的形成，调查的卫星人口的银河系M31星系对在各种情况下的再电离。我们使用一个改进版本的ATON，其中包括一个简单的配方辐射反馈。在我们的基线模型中，再电离是由低质量的辐射调节晕在高红移，直到更多的质量晕出现，然后占主导地位，完成再电离过程。我们调查再电离的历史和现今的卫星人口的位置之间的关系。我们发现，卫星星系的平均再电离红移（zr）在星系中心（MW和M31）附近较高。这是由于在EoR期间，由内而外的再电离模式被祖先内部的大量晕所印记，最终形成了星系的中心。由于星系组装过程中动力学混合的不完全，这些早期的模式一直延续到今天，导致平均卫星再电离红移有一个明显的径向梯度，直到MW和M31的维里半径。在最低发射率的情况下，外层卫星的再电离时间比内层卫星晚约1.8亿年。这种延迟随着源模型发射率的增加而减小，或者在Virgo或M31的外部再电离的情况下，因为再电离总体上发生得更快，并且在最高发射率处变得空间准均匀。
2014-09-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
A quantitative explanation of the observed population of Milky Way satellite galaxies
根据SDSS成像数据中发现的十几颗新的低光度卫星和我们最近对SDSS卫星探测效率的校准，我们重新审视了观测到的银河系（MW）矮卫星同伴数量与预测的冷暗物质（CDM）子晕数量之间众所周知的差异，这意味着总人口远远大于这十几个发现。我们结合了一个动力学模型的CDM子晕人口与简单的，物理动机的处方分配恒星的内容，每个子晕，然后应用观测选择效应，并比较目前的观测普查。正如预期的那样，恒星质量是其成为卫星时的晕下质量M_sat的常数分数F（Omega_b/Omega_m）的模型，对于任何F的选择都是失败的。然而，以前提倡的模型，调用抑制气体吸积后，再电离晕与圆速度v_c <~ 35 km/s可以重现观测到的卫星计数为-15 < M_V < 0，与F ~ 10^{-3}。成功的模型还需要在v_c <~ 10 km/s的晕中再电离前对恒星形成进行强抑制;没有再电离前抑制的模型预测了太多-5 < M_V < 0的卫星。我们的模型还重现了观测到的SDSS矮星的恒星速度色散~ 5-10 km/s，给出了它们的恒星分布的观测尺寸，模型卫星的观测值为M（<300 pc）~ 10^7 M_sun，尽管它们现在的总晕质量跨越了两个数量级以上。我们的建模表明，自然的物理机制内的CDM框架内的行为可以定量地解释MW卫星人口的属性，因为它是目前已知的，从而提供了一个令人信服的解决方案，“失踪的卫星”的问题。
2009-02-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Reionization time of the Local Group and Local-Group-like halo pairs
不规则的宇宙再电离导致整个宇宙的电离紫外背景异步上升。后者可能在今天的观测中留下了可见的印记。几个基于数值模拟的研究表明，再电离时间和过密度和对象质量之间的相关性。为了从研究中删除质量，因为它可能不是唯一重要的参数，本文只关注与银河系相同质量范围内的成对晕的性质。为此，它使用CoDaII，一个完全耦合的辐射流体动力学再电离模拟的本地宇宙。这个模拟拥有一个代表本地集团的光环对，除了其他对之外，共享类似的质量，质量比，距离分离和隔离标准，但在其他环境中，在相同质量范围内的孤立光环旁边。成对的晕再电离历史的调查揭示了广泛的多样性，虽然总是由内而外给出我们的再电离模型。在这个模型中，在一个紧密的对中的晕倾向于在同一时间被再电离，但是在一个对中并不会使它们的平均再电离时间提前。唯一显著的趋势是在z = 0时的总能量和它们的平均再电离时间之间：具有最小总能量的对（束缚）比其他对（未束缚）早5000万年再电离。最重要的是，这项研究揭示了各种各样的再电离历史经历的晕对类似的本地集团，本地集团是远远不是一个平均的。在我们的模型中，它的再电离时间平均为~625 Myr对660+/-4 Myr（z~8.25对7.87+/-0.02）。
2022-07-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Witnessing galaxy assembly at the edge of the reionization epoch
我们报告了宁静18的发现，这是一个z=5.939的星系，我们可以测量到分子气体的含量，M（H_2）~ 5 × 10^9 M_sun，由CO（6-5）发射跟踪，以及贫金属（[Fe/H]=-3.08 +-0.12，[Si/H]=-2.86 +-0.14）气体团/丝，这可能是它生长的来源。该星系的恒星形成速率估计为~100 M_sun yr^{-1}，这意味着它是一个典型的主序星星系。贫金属气体是通过阻尼莱曼α吸收体（DLA）在40 kpc的空间间隔和Serenity-18的相同红移下观察到的，沿着类星体SDSS J2310+1855（z_em = 6.0025）的视线。阻尼莱曼-α系统的化学丰度测量值与在类似红移发现的其他DLAs的测量值非常一致，表明由于大量PopII恒星的富集。我们发现的星系/阻尼系统是星系在再电离时代边缘聚集的直接观测证据。
2018-10-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmic Dawn II (CoDa II): a new radiation-hydrodynamics simulation of the self-consistent coupling of galaxy formation and reionization
Cosmic Dawn II（CoDa II）是一个新的、完全耦合的辐射流体动力学模拟宇宙再电离和星系形成以及它们之间的相互影响，以红移$z < 6$。$4096^3$粒子和细胞在一个94 Mpc的盒子，它是足够大的模型全球再电离和它的反馈星系形成，同时解决所有以上的$10^8$ M $_{\odot}$晕。使用与Ocvirk et al.（2016）中CoDa I相同的混合CPU-GPU代码RAMSES-CUDATON，CoDa II修改并重新校准了次网格恒星形成算法，使再电离结束更早，在$z \gtrsim 6$，从而更好地匹配来自类星体光谱的星系际莱曼α不透明度和来自宇宙微波背景波动的电子散射光学深度的观测。CoDa II预测的紫外连续光度函数与高z星系的观测结果非常一致，特别是在$z = 6$。与CoDa I一样，再电离反馈抑制了$\sim 2 \times 10^9$ M $_{\odot}$以下晕的恒星形成，尽管这里的抑制不太严重，这可能是修改恒星形成算法的结果。抑制是环境依赖性的，发生在过密（欠密）区域的早期（晚期），响应于它们的局部再电离时间。使用约束实现$Λ$ CDM构建从星系调查数据再现大尺度结构和主要对象的当今本地宇宙，CoDa II服务于模拟全球和本地再电离。在CoDa II中，银河系和M31看起来是单独的再电离岛，也就是说，它们既没有被室女座星系团的前身再…
2020-10-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Chemical Evolution in Hierarchical Models of Cosmic Structure II: The Formation of the Milky Way Stellar Halo and the Distribution of the Oldest Stars
本文提出了理论恒星形成和化学富集历史的恒星晕的银河系的基础上新的化学动力学模型。本研究的目的是评估在何种程度上贫金属恒星的晕反映恒星形成的条件，发生在晕祖星系在高红移，再电离时代之前和期间。将暗物质晕质量转化为重子气体预算和恒星形成历史的简单处方产生的模型类似于观察到的银河系晕的总恒星质量，金属丰度分布，光度函数和矮卫星星系的化学富集。这些模型晕反过来又允许探测的再电离时代感兴趣的人口分布在物理和相空间，以及它们是如何与相同的金属丰度较低的红移人口的探索。在特定时间或红移之前的恒星比例强烈地依赖于星系内的半径，反映了冷暗物质晕的“由内而外”的增长，以及金属丰度，反映了后期更高的金属丰度的一般趋势。这些结果表明，在寻找z > 6 - 10的恒星时，应该选择[Fe/H] <~ -3的恒星，并优先选择在恒星晕中更紧密束缚轨道上的恒星，其中大多数来自z > 10，15 - 40%来自z > 15。最古老、最缺乏金属的恒星--那些最有可能揭示第一批恒星化学丰度的恒星--最常见于银河系晕的正中心：它们在核球中，但不在核球中。这些模型对于使用来自本地宇宙的数据来约束第一批恒星和星系的性质的更大项目有几个影响。
2009-11-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Reionization with star-forming galaxies: insights from the Low-z Lyman Continuum Survey
从星系逃逸的电离光子的分数，$f_{esc}$，是在同一时间的再电离建模和一个非常鲜为人知的量，特别是在高红移的一个关键参数。最近的观测开始限制低z恒星形成星系中的$f_{esc}$值，但这种比较的有效性仍有待验证。在高z应用$f_{esc}$和低z莱曼连续统巡天的紫外斜率趋势之间的经验关系，我们使用DELPHI半解析星系形成模型来估计高z星系的全球电离发射率，我们使用它来计算由此产生的再电离历史。我们发现，全球电离发射率和再电离历史符合观测约束。假设低z相关性在再电离时期保持不变，我们发现具有$-16 \lesssim M_{UV} \lesssim -13.5$的星系是再电离的主要驱动者。我们在z= 4.5，6，8处导出总体平均的$\langle f_{esc} \rangle \simeq 8\%, 10\%, 20\%$。
2022-12-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
EMPRESS. VII. Ionizing Spectrum Shapes of Extremely Metal-Poor Galaxies: Uncovering the Origins of Strong HeII and the Impact on Cosmic Reionization
年轻星系的HeII等强高电离线在高红移和低红移时令人困惑。尽管最近的研究表明存在非热源，但它们的电离光谱是否能够一致地解释多条主要发射线仍然是一个问题。在这里，我们得出的电离光谱的一般形状的三个本地极端贫金属星系（EMPGs），显示出强大的HeII $λ$ 4686。我们参数化的电离光谱组成的黑体和幂律辐射模仿各种恒星和非热源。我们使用星云的光电离模型，并确定电离光谱和星云的马尔可夫链蒙特卡罗方法的七个参数，小心地避免丰度比的系统。我们得到的电离光谱的一般形状解释$\sim 10$的主要发射线的观测误差与光滑连接从观测到的X射线和光学连续。我们发现，一个EMPG的电离光谱具有黑体占主导地位的形状，而其他人有凸向下的形状在$>13.6$ eV，这表明电离光谱形状的多样性。我们确认，凸向下的形状是从普通的恒星光谱形状的根本不同，这些星系的光谱形状一般解释的恒星和超亮X射线源的组合。与恒星合成模型的比较表明，光谱形状的多样性来自恒星年龄的差异。如果处于$z\gtrsim 6$的星系与EMPG相似，则由于辐射相对较弱，非恒星源的高能（$>54.4$ eV）光子对宇宙再电离的贡献可以忽略不计。
2022-04-10 astro-ph.GA
Metal-Poor Stars in the Milky Way System
本文综述银河系中贫金属星的研究，指出其低金属丰度保留了早期宇宙化学印记，并强调大样本贫金属星可用于重建核合成、化学演化及银河系形成历史。
2024-11-23 astro-ph.GA
The Quenching of the Ultra-Faint Dwarf Galaxies in the Reionization Era
我们提出了对六个超暗矮星系的恒星形成历史的新约束：牧夫座I，猎犬座II，后发座Berenices，武仙座，狮子座IV和大熊座I。我们的分析采用了高精度测光与哈勃太空望远镜上的高级相机测量，中分辨率光谱获得的深度成像多目标光谱仪上的W.M. Keck天文台，并更新了适合于这些星系的丰度模式的Eschera-Regina等时线。其中五颗银河系卫星的数据最适合恒星形成历史，其中至少75%的恒星在z~10（13.3 Gyr前）形成。所有的星系都与80%的恒星形成于z~6（12.8 Gyr ago）和100%的恒星形成于z~3（11.6 Gyr ago）相一致。这些星系同样古老的人口支持这样的假设，即在最小的暗物质子晕中的恒星形成受到全球外部影响的抑制，例如宇宙的再电离。
2014-10-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Satellite Dwarf Galaxies in a Hierarchical Universe: Infall Histories, Group Preprocessing, and Reionization
在本星系群（LG）中，几乎所有在银河系（MW）和仙女座星系（M31）维里半径内的卫星矮星系都表现出强烈的环境影响。这些卫星的轨道历史提供了理解MW/M31晕、低质量星系团和宇宙再电离对矮星系演化的作用的关键。我们使用ELVIS宇宙学放大无耗散模拟48 MW/M31类晕，研究了M_star = 10^{3-9} M_sun的卫星的维里下落历史。在z = 0时，土星在z = 0.5 - 1时通常在5 - 8 Gyr前落入MW/M31晕。然而，它们通常在7 - 10 Gyr之前在z = 0.7 - 1.5时首次落入任何宿主晕。这种差异的出现是因为许多卫星在落入MW/M31晕之前，在另一个主晕中经历了“群预处理”，通常是M_vir ~ 10^{10-12} M_sun。质量较低和/或接近MW/M31的卫星落在较早的位置，并且更有可能经历过成组预处理;所有M_star < 10^6 M_sun的卫星中有一半在一组中进行了预处理。内陷集团也推动了MW/M31晕内的大多数卫星-卫星合并。最后，在z = 0时，没有一个幸存的卫星在再电离过程中（z > 6）处于其MW/M31晕的维里半径内，只有< 4%的卫星在再电离过程中是任何其他宿主晕的卫星。因此，宇宙再电离与主晕环境对LG中幸存矮星系形成历史的影响发生在不同的时期，通常相隔2 - 4 Gyr，因此它们在理论上和原则上是可分离的。
2015-05-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Brightest Galaxies in the Dark Ages: Galaxies' Dust Continuum Emission During the Reionization Era
虽然一半的宇宙星光被尘埃吸收，并以长波长（3 $μ$ m-3 mm）再辐射，但与静止坐标系紫外和光学星系光度函数相比，红外到毫米星系光度函数（IRLF）的约束很差，特别是在z> 2.5时。在这里，我们提出了一个后向演化模型解释数计数，红移分布，并在红外和亚毫米天空的跨带通量密度的相关性，从70 $μ$ m-2毫米，使用的IRLF的再电离时代的模型。模拟亚毫米波地图是通过注入源根据规定的IRLF和流量密度从模型光谱能量分布，反映了在$0<z<5$尘埃恒星形成星系（DSFG）中观察到的SED的分布。我们探讨了两个极端的假设案例研究：一个尘埃贫乏的早期宇宙模型，其中DSFGs的贡献可以忽略不计（$<$ 10%）的综合恒星形成率密度在$z>4$，和一个交替的尘埃丰富的早期宇宙模型，其中DSFGs占主导地位的$\sim$ 90%的$z>4$恒星形成。我们发现，目前的submm/mm数据集并没有明确排除这些极端的模型。我们认为，未来的调查在2毫米将是至关重要的测量IRLF超过$z\sim4$。在本文中开发的模型框架作为一个独特的工具，多波长红外/亚毫米河外数据集的解释，并将使更精细的约束IRLF比可以从直接测量单个星系的综合尘埃排放。
2018-05-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Pegasus W: An Ultra-Faint Dwarf Galaxy Outside the Halo of M31 Not Quenched by Reionization
我们报告发现了一个超暗矮星系，飞马座W，位于银河系M31系统的远侧，在M31的维里半径之外。该星系的距离是915（+60/-91）kpc，使用哈勃太空望远镜光学成像中确定的水平分支（HB）恒星的光度测量。该星系的半光半径（r_h）为100（+11/-13）pc，M_V =-7.20（+0.17/-0.16）等，现在的恒星质量为6.5（+1.1/-1.4）x 10^4 Msun。我们在色星等图（CMD）中发现了可能比5亿年年轻的源，这表明UFD星系中的恒星形成较晚，尽管需要进一步的研究来确认这些是星系中真正的年轻恒星。用恒星演化数据库拟合CMD，发现飞马座W具有较长的恒星形成历史。使用tau_90度规（定义为星系形成90%恒星质量的时间尺度），该星系在7.4（+2.2/-2.6）Gyr前才熄灭，这与M31的一些UFD卫星的熄灭时间尺度相似，但比银河系的UFD卫星要近得多。这样的晚期淬灭与再电离预期的更快的时间尺度不一致，并表明飞马座W虽然目前不是M31的卫星，但仍然被环境过程缓慢淬灭。
2023-01-24 astro-ph.GA
The Metal-Poor Metallicity Distribution of the Ancient Milky Way
我们提出了一个低金属丰度的银河系地图组成的$\sim$ 111，000巨星与$-3.5 \lesssim$ [Fe/H] $\lesssim -$ 0.75的基础上，从SkyMapper调查的第二次数据发布的公开测光。这些恒星从太阳附近延伸到$\sim$ 7 kpc，覆盖了银河系的主要恒星群，包括厚盘和内晕。值得注意的是，这张地图可以可靠地区分金属丰度低至[Fe/H] $\sim -3.0$，从而为古老的贫金属银河系提供了前所未有的视角。在我们的样本中更富含金属的恒星（[Fe/H] $> -2.0$），我们恢复了一个明确的空间依赖性，减少平均金属丰度作为标度高度的函数，映射到银河系的厚盘组件。当只考虑我们的样本（[Fe/H] $< -$ 2）中非常贫金属的恒星时，我们在$|Z|\sim7$ kpc的标度高度范围内恢复了它们的平均金属丰度没有这样的空间依赖性。我们发现，在我们的样本（$-3.0 <$ [Fe/H] $< -2.3$）中最贫金属的恒星的金属丰度分布函数与指数曲线拟合良好，斜率为$Δ\log(N)/Δ$ [Fe/H] = 1.52 $\pm$ 0.05，并在考虑目标选择效应后移动到$Δ\log(N)/Δ$ [Fe/H] = 1.53 $\pm$ 0.10。对于[Fe/H] $< -2.3$来说，δ对尺度高度$|Z|$到$\sim5$ kpc的变化基本上不敏感，这表明在每个…
2021-03-30 astro-ph.GA
Two Populations of Carbon-Enhanced Metal-Poor Stars in the Disk System of the Milky Way
我们提出了一个低分辨率的化学动力学分析，AAOmega星系结构演化巡天（AEGIS）的恒星光谱（$R \sim 1300$），重点关注银河系盘系统内两个关键的碳增强贫金属（CEMP）恒星群：人口略有增加（$L_z < 1000\,$ kpc $\,$ km $\,$ s $^{-1}$）和强迁移（$L_z > 1000\,$ kpc $\,$ km $\,$ s $^{-1}$）群体。基于它们的化学和运动学特征，并与最近文献中发现的类似种群进行比较，我们初步将前者与源自$Gaia$香肠或$Gaia$ -土卫二的异位内晕种群联系起来。后一个种群与金属弱厚盘（MWTD）有关。我们讨论了它们的影响的背景下，银河系的形成历史。
2020-12-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Where are the extremely metal-poor stars in the Milky Way and Andromeda? Expectations from TNG50
在TNG 50模拟中，我们分析了198个银河系（MW）/M31类星系中极贫金属星（EMP，[Fe/H] $ < -3$）在$z=0$的位置。每个系统被分为四个运动学定义的形态恒星组件的基础上，恒星圆度和银河系的距离，即隆起，冷盘，暖盘，恒星晕，除了卫星（与恒星质量$\ge 5\times10^6\,M_\odot$）。根据TNG 50和所有模拟系统，主星系和卫星的恒星晕呈现最高频率的EMP（最大的$M_{\mathrm{EMP, comp}}$与$M_{\mathrm{tot, comp}}$恒星质量比），因此找到它们的机会最高。这种频率在低质量卫星中比在高质量卫星中更大。此外，TNG 50预测，主星系的恒星晕总是宿主，因此贡献了系统的大部分电磁脉冲。也就是说，它具有其中EMP与系统中所有EMP的最高质量比（最大的$M_{\mathrm{EMP, comp}}$与$M_\mathrm{EMP} (<300\mathrm{kpc})$）。然而，值得注意的是，我们还发现，TNG 50中的33 MW/M31类星系具有对EMP总质量贡献超过10%的冷盘，每个冷盘都具有在冷圆形轨道上的EMP的$\gtrsim 10^{6.5-7}\, M_\odot$。这些定性的陈述并不依赖于EMP星的精确定义，即所采用的金属丰度阈值。这项工作的结果提供了一个理论预测的EMP星的位置从空间和运动学的角度来看…
2022-12-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Milky Way's Metal-Poor Stars display Chemical Transition near the Solar Radius
结合APOGEE DR17和Gaia DR3数据，研究银河系贫金属星在银心距离与化学丰度空间中的特征趋势，发现9种丰度在太阳半径附近发生剧烈转变，揭示了太阳半径内外贫金属族群起源于不同的化学富集与形成过程。
2025-08-11 astro-ph.GA
The Rapid Formation of the Metal Poor Milky Way
本文利用H3巡天中MSTO恒星的等时线年龄，推断GSE等七个贫金属晕成分及原位贫金属盘的并合与形成时间，揭示银河系盘和晕均经历快速组装。
2024-09-06 astro-ph.GA
The effect of feedback and reionization on star formation in low-mass dwarf galaxy haloes
我们模拟了10^9 Msun的暗物质晕在宇宙学背景下的演化，并使用自适应网格加密代码模拟了局部低光度矮不规则星系和矮球状星系。本研究的主要目的是探讨再电离和超新星反馈在确定低质量矮星系恒星形成历史中的作用。我们包括了广泛的物理效应，包括金属冷却，分子氢的形成和冷却，光电离和光解从元银河系背景，一个简单的处方自屏蔽，恒星形成，和一个简单的模型超新星驱动的能量反馈。我们依次进行模拟，排除每个主要影响。我们发现，再电离是主要负责驱逐我们的模拟中的大部分气体，但超新星反馈需要分散的密集，冷气体的核心晕。此外，我们表明，再电离的时间可以产生一个数量级的差异，最终恒星质量的系统。对于我们在z=9时再电离的完整物理运行，我们发现z=0时的恒星质量约为10^5 Msun，半光半径内的质光比约为130 Msun/Lsun，与观测到的低光度矮星一致。然而，由此产生的恒星金属丰度中位数为0.06 Zsun，比观测到的系统大得多。此外，我们发现恒星的形成是截断的红移4和7之间，在孤立的矮系统中观察到的晚时间恒星形成的不一致，但与银河系超微弱的矮球体。我们调查我们简单的热能驱动的反馈方案中的能量反馈的功效，并建议它仍然可能遭受过度的辐射损失，尽管达到恒星粒子质量约100 Msun，和11 pc的共动空间分辨率。
2013-03-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
The [alpha/Fe] ratios of very metal-poor stars within the IGIMF theory
本文的目的是量化的振幅预测高原[阿尔法/铁]的比率与最贫金属的恒星的星系。我们假设，如果恒星形成率（SFR）较低，星系中的初始质量函数会更陡峭-根据积分星系初始质量函数（IGIMF）理论。一个变种的理论，其中IGIMF取决于母星系的金属丰度，也被认为是。IGIMF理论预测矮星系中存在低[alpha/Fe]平台，其特征是小SFR。[alpha/Fe]平台比银河系的相应平台低0.7dex。对于一个普遍的IMF，人们应该期望所有星系的[α/Fe]平台是相同的，而不管它们的质量或SFR如何。假设IMF对母星系的金属丰度有很强的依赖性，矮星系可以显示出类似于银河系的[α/Fe]平台值，并且几乎独立于SFR。银河系矮星系卫星中最贫金属恒星的[Mg/Fe]比可以再现，如果我们考虑金属依赖的IMF，或者如果这些星系的早期SFR比我们目前认为的要大。目前和未来的矮星系观测可以帮助解开这些不同的IGIMF公式。
2013-10-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Poor Old Heart of the Milky Way
像我们银河系这样的大质量盘状星系应该拥有一个古老的，贫金属的，集中的恒星群。这个人口反映了恒星的形成和富集在少数最大质量的祖先组成部分，在高红移合并，形成原星系。虽然已知贫金属恒星位于银河系内部的几千秒差距内，但目前的数据还没有提供银河系这种贫金属“心脏”的全面图片。我们使用盖亚DR 3的信息，特别是XP光谱，构建一个200万明亮（BP $<15.5$等）的巨大恒星的样本$30^\circ$的银河系中心与强大的[M/H]估计，$δ$ [M/H] $\lesssim 0.1$。对于大多数样本成员，我们可以根据盖亚RVS速度和天体测量来计算轨道。这个样本揭示了一个广泛的，古老的，金属贫乏的人口，包括$\sim 18,000$恒星与$-2.7<$ [M/H] $<-1.5$，代表恒星质量为$\gtrsim 5\times 10^7$ M $_\odot$。这些[M/H] $<-1.5$恒星的空间分布在银河系中心附近只有$σ_{\mathrm{R_{GC}}} \sim 2.7$ kpc的高斯范围，其中大部分轨道局限于银河系内部。在高轨道偏心率，有明显的证据吸积晕星在其近心轨道阶段。具有[M/H] $< -2$的恒星没有净自转，而具有[M/H] $\sim -1$的恒星则以自转为主。大多数紧密结合的恒星表现出$[α/\text{Fe}]$ -增强和[Al/Fe]-[Mn/Fe]丰度模式，预…
2022-09-06 astro-ph.GA
Carbon-Enhanced Metal-Poor Stars: CEMP-s and CEMP-no Sub-Classes in the Halo System of the Milky Way
我们从Aoki等人和Yong等人的高分辨率光谱跟踪研究中选取了银河系晕系统中323颗非常贫金属星的样本，研究了它们的运动学和轨道特性。合并样本包含了相当大比例的碳增强贫金属（CEMP）星（22%或29%，取决于对这一定义适用严格或宽松的标准）。绝大多数CEMP恒星的钡丰度（或上限）都是可用的，因此可以将它们分为CEMP- $s$和CEMP-no两个子类。一种新的方法来分配成员的内晕和外晕人口的银河系，利用运动积分，并应用于确定相对分数的CEMP星在这两个子类中的每个晕组件。虽然受到小数量统计的限制，但数据表明银河系内晕中CEMP- $s$恒星的相对数量比CEMP-无恒星的相对数量要高（57%比43%），而外晕中CEMP-无恒星的比例明显高于CEMP- $s$恒星（70%比30%）。虽然需要更大样本的已知钡丰度的CEMP恒星，但这一结果表明，CEMP恒星在两个晕组成部分中的主导祖先是不同的;外晕是大质量恒星，内晕是中等质量恒星。
2014-04-15 astro-ph.GA
The chemical imprint of the bursty nature of Milky Way's progenitors
低中子俘获元素丰度的碳增强贫金属星（CEMP-无星）是银河系中普遍存在的贫金属星。最近的观测发现了它们的两个亚组，它们的碳/镁（[C/Mg]）丰度比不同。在这里，我们表明，类似的丰度模式也存在于银河系的星系中的EAGLE宇宙流体动力学模拟，这些模式起源于这样一个事实，即恒星可能形成的气体主要由渐近巨星分支（AGB）恒星或II型超新星富集。这发生在恒星形成于混合不良的星际介质中，这些星际物质是正在经历爆发性恒星形成的银河系祖先星系。具有较低[C/Mg]的CEMP-no恒星在星暴开始时由低金属丰度的II型超新星富集的气体形成，这些超新星提供了强大的外流，淬灭了进一步的恒星形成。当宇宙学气体吸积后恒星形成恢复时，具有较高[C/Mg]的CEMP-无恒星形成，AGB喷出物富集明显的钡丰度较高，镁丰度较低。这表明，银河系祖先中爆发性的恒星形成在CEMP恒星的丰度模式中留下了永久的印记。
2018-10-14 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Metallicity Bias in the Kinematics of the Milky Way Stellar Halo
本文利用SDSS/SEGUE巡天的蓝水平支（BHB）星研究了银河系恒星晕速度弥散中的金属丰度偏差、称为各向异性的导出量和平均方位角速度剖面。相对富金属样品（[Fe/H]>-2）有逆运动，相对贫金属样品（[Fe/H]<=-2）有逆运动，平均方位角速度有40 km/s的偏移。最贫金属和最富金属的种群之间的旋转差异约为65 km/s。对于银河系中心距离r<16 kpc，也可以看到速度弥散分布和各向异性的偏移。在内部区域中，金属贫人口是在平均切向轨道，然而，各向异性被发现与独立的金属丰度半径单调减少。超过r = 16 kpc，富金属和贫金属的样品被发现有切向运动。晕星运动学中的金属丰度偏差定性地支持了晕中至少两种具有不同形成历史的组分的共存，例如原位形成和吸积形成。
2013-02-10 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Tracing the formation of the Milky Way through ultra metal-poor stars
我们使用盖亚DR2天体测量和光度数据，公布的径向速度和MESA模型来推断距离，轨道，表面重力，和有效温度的所有超贫金属恒星（$\FeH<-4.0$ dex）在文献中。假设这些恒星是老的（$>11\Gyr$），并且它们被认为属于银河系晕，我们发现这42颗恒星（18颗矮星和24颗巨星或亚巨星）目前都在太阳的$\sim20\kpc$范围内，它们绘制了各种各样的轨道。这些恒星中的很大一部分仍然局限在晕的内部，可能是在银河系历史的早期形成或吸积的，而其他恒星则有更大的远心（$>30\kpc$），暗示着后来从矮星系吸积而来。特别感兴趣的是，我们发现的证据表明，所有已知的UMP恒星（$\sim26$ \%）的一个显着的部分是在银河系平面（$J_z < 100 \kms \kpc$）的$3\kpc$内的轨道上。一个有趣的解释是，这些恒星属于原始银河系的巨大积木，形成了银河系盘的主干。另一种可能是，它们可能在早期的盘中形成，并被动态加热，或者被一个或多个吸积事件带入银河系，这些吸积事件的轨道在破裂之前被动力摩擦拖入平面。盖亚DR2的精美数据和对金属含量非常低的天空的调查相结合，开启了一个令人兴奋的时代，我们可以追踪银河系的早期形成。
2019-01-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
The origin of metal-poor stars on prograde disk orbits in FIRE simulations of Milky Way-mass galaxies
在等级结构的形成中，银河系内和周围的贫金属恒星主要来自低质量星系的合并。因此，一个普遍的期望是，贫金属恒星应该有各向同性的，色散主导的轨道，不与MW盘强烈相关。然而，最近对MW恒星的观测表明，贫金属（[Fe/H] < -2）恒星优先位于相对于盘的轨道上。使用宇宙学放大模拟MW/M31质量星系的FIRE-2套件，我们调查的流行和起源的贫金属恒星。几乎所有的模拟（12个中的11个）都有贫金属的恒星在今天和它们历史上的大部分时间里都优先环绕轨道：因此，我们预测这是MW/M31质量星系的一个通用特征。典型的逆行与逆行比约为2：1，在Fe/H] <-1时，它与恒星金属丰度的关系很弱。我们的模拟预测的这些趋势符合MW观测。贫金属的恒星主要起源于7 - 12.5 Gyr前的单一LMC/SMC质量的富气体合并，它将现有的贫金属恒星和重要气体沉积在轨道向量上，引发了长寿恒星盘的形成和/或塑造了其方向，导致所有低金属量恒星的偏置。我们发现次主导的贡献，从原位恒星形成的宿主星系在此合并之前，在某些情况下，额外的大规模合并。我们发现，我们的MW/M31质量星系在z = 0的任何属性之间的明确的相关性和程度的这种偏置作为不同的合并方案的结果。
2021-05-07 astro-ph.GA
Supernova-driven turbulent metal mixing in high redshift galactic disks: metallicity fluctuations in the interstellar medium and its imprints on metal poor stars in the Milky Way
在超新星（SN）反复注入新鲜金属的情况下，湍流混合气体的程度可能有助于对当地恒星形成条件提供重要的限制。这包括对贫金属恒星之间金属丰度分散的预测，这表明星际介质在早期并没有很好地混合。这封{ \it信}的目的是通过一系列数值实验，帮助分离出调节星系盘中SN元素湍流混合的一些关键过程。我们研究气体相互作用的小模拟补丁的星系盘的目标是解决在pc尺度的小尺度混合效应的金属，这使我们能够测量在各种星系环境中的湍流扩散系数。通过研究这些模拟中$α$元素的变化统计，我们不仅能够得到限制SN爆炸中的内禀产额变化的允许范围，而且对银河系的恒星形成历史。我们认为，所观察到的分散的[Mg/Fe]在贫金属晕星是兼容的恒星形成的条件，预计在矮卫星或早期低恒星形成银河系的祖先。特别是，没有相位混合的恒星中的金属变化可以用来推断被破坏的矮卫星的恒星形成条件。
2022-09-12 astro-ph.GA
Modeling the Connection Between Subhalos and Satellites in Milky Way-like Systems
我们开发了一个全面的和灵活的模型卫星星系和暗物质之间的连接subhalos在暗物质-只放大模拟银河系（MW）-质量主机晕。我们系统地研究了星系晕中的物理和数值不确定性，并对我们的方法进行了模拟，包括：（i）主晕性质的影响，（ii）卫星光度与晕下性质的关系，包括再电离的影响，（iii）卫星与晕下位置的关系，（iv）卫星与晕下位置的关系，（iv）卫星与晕下位置的关系，（v）卫星与晕下位置的关系，（v）卫星与晕下位置的关系。（iv）卫星大小与晕下性质之间的关系，包括潮汐剥离的影响;（v）重子效应引起的卫星和晕下破裂;（vi）人工晕下破裂和孤儿卫星。为了说明我们的方法，我们将这个模型拟合到经典MW卫星的光度分布和斯隆数字巡天中发现的光度分布，通过执行逼真的模拟观测，这些观测取决于我们预测的卫星的光度，大小和距离，我们推断即将到来的调查将探测的总卫星数量。我们认为，星系的大小和表面亮度建模将在解释当前和未来的观测中发挥关键作用，因为可观测卫星的预期数量敏感地取决于它们的表面亮度分布。
2019-03-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Extremely metal-poor stars from the cosmic dawn in the bulge of the Milky Way
据预测，第一批恒星将在大爆炸后的2亿年内形成，开启宇宙黎明。真正的第一颗恒星尚未被发现，尽管在银河系的外围区域（“晕”）发现了含有微量比氦重的元素（“金属”）的恒星。然而，第一批恒星和它们的后继者今天应该优先在星系的中心区域（“凸起”）发现，因为它们形成于最大的超密度中，随着时间的推移引力不断增长。在最初的10亿到20亿年里，银河系的核球经历了一次快速的化学富集，导致早期缺乏金属的恒星。在这里，我们报告了银河系凸起中极贫金属恒星的观测结果，其中包括一颗铁丰度比太阳值低10，000倍的恒星，而没有明显的碳增强。我们确认，最贫金属的球型恒星是在银河系中心周围的紧密轨道上，而不是像预期的那样在红移大于15的恒星中形成的通过球型的晕型恒星。它们的化学组成与典型的具有相同金属丰度的晕星大致相似，但也存在一些有趣的差异，包括碳的丰度较低。
2015-11-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the origin of a rotating metal-poor stellar population in the Milky Way Nuclear Cluster
我们探索最近在银河系核团（NC）的内部秒差距中检测到的恒星的人口的起源，表现出亚太阳的金属丰度和更高的旋转相比，占主导地位的人口。使用最先进的$N$体模拟，我们模拟了一个大质量恒星系统落入银河系中心，银河系和银河系外的起源。我们表明，新发现的人口可以是一个大质量的星团的残余物形成的几个kpc远离银河系中心（银河系的情况下），或从一个矮星系最初位于10-100 kpc（河外的情况下），并达到银河系中心3-5 Gyr前吸积。我们的模型和银河系卫星和球状星团的特征银心距离和金属丰度分布之间的比较有利于银河系的情况。与土卫二香肠，红杉，人马座和大犬座结构相关的集群的比较表明，所观察到的贫金属子结构的祖先在原位形成，而不是被吸积。
2020-09-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Chemical Diversity of the Metal-Poor Milky Way
基于GALAH DR3数据，采用PCA和XD方法分析9,923颗贫金属恒星的17种化学丰度，识别出10个恒星群，揭示了银河系各星族的化学特征与组装演化历史。
2024-07-26 astro-ph.GA
A Census of the LyC Photons that Form the UV Background During Reionization
我们提出了一种新的，在飞行中的光子通量和吸收示踪剂算法，旨在直接测量不同的源人口的metagalactic紫外线背景和电离部分的气体在宇宙中的贡献。我们使用一套多频辐射流体动力学模拟，仔细校准重现一个现实的再电离历史和星系属性在$z \ge 6$，解开不同质量晕和恒星发射的光子的贡献不同的金属和年龄的紫外线背景再电离。虽然在非常早期的宇宙时期，低质量的贫金属晕提供了大部分的LyC光子，但它们的贡献随着时间的推移而稳步下降。在$z = 6$，大质量系统（${\rm M_{halo}}/{\rm M_\odot} > 10^{10} \, {\rm h ^{-1}}$）和富金属恒星（$10^{-3} < Z/Z_{\rm \odot} < 10^{-1.5}$）发射的光子对电离紫外背景的贡献最大。我们证明，有很大的变化，逃逸分数取决于源，逃逸分数最高（$\sim 45-60\%$）的光子发射的最古老的恒星，穿透到IGM通过低不透明度的通道雕刻的电离光子和超新星从年轻的恒星。在HII区域开始重叠之前，光电离率在不同的孤立的HII气泡之间强烈波动，这取决于嵌入的电离源，我们认为这可能会导致矮星系性质的空间变化。
2018-05-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
Origin of the metal-rich vs. metal-poor globular clusters dichotomies in the Milky Way: A sign of low black hole natal kicks
本文利用Gaia数据发现银河系贫金属与富金属球状星团在半径膨胀、空间分布和潮汐破坏敏感性上的差异，并通过N体模拟证明黑洞保留及其诞生踢动是造成这些二分性的关键原因。
2024-10-21 astro-ph.GA
CEMPlifying reionization
使宇宙电离的大质量恒星的寿命很短，只能在形成时附近进行研究，但任何同时形成的低质量恒星都可能在今天的本地宇宙中被观察到。我们研究了EAGLE宇宙流体动力学模拟中这些重电离子的丰度模式和空间分布。与铁相比，SoR中的$α$元素往往富集到超太阳水平。在类似银河系的{ \sc eagle}星系中，$\sim 40$ %的碳增强贫金属（CEMP）恒星是SoR。相反，所有SoR中的$\sim 10$百分比是CEMP星。对于金属丰度[Fe/H] $<-4$的SoR，这一比例增加到$\gtrsim 50$ %，并且在如此低的金属丰度下，大多数CEMP恒星都属于缺乏中子捕获元素的CEMP-no亚型。虽然这些数字可能很好地依赖于EAGLE中实现的物理模型的细节，但我们描述的趋势是稳健的，因为它们来自早期星系中恒星形成的强烈反馈，这本身就是当前大多数星系形成模型的关键成分。我们进一步发现，大多数SoR今天居住在质量为$M_h\gtrapprox 10^{12}$ M $_\odot$的晕中，其中50%位于其中心星系的晕中（距离$>10$ kpc），主要是因为它们被吸积到当前的宿主上，而不是在原位形成。在一个很好的近似下，SoR是居住在大质量星系的恒星晕中的CEMP-无恒星，其中近一半的恒星对集团和星系团中的团内光做出了贡献。
2018-05-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
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。
2020-01-14 astro-ph.GA
On the likelihoods of finding very metal-poor (and old) stars in the Milky Way's disc, bulge, and halo
基于TNG50宇宙学模拟的138个银河系类似星系，研究发现银河系恒星盘极可能存在大量极贫金属恒星，主要源于吸积卫星，但也可能原位形成，支持了原初银河系盘的存在。
2023-07-26 astro-ph.GA
Searching for a kinematic signature of the moderately metal-poor stars in the Milky Way bulge using N-body simulations
虽然有共识认为，银河系隆起中富含金属的恒星是通过薄盘的长期演化形成的，但它们的贫金属对应物的起源仍在争论中。贫金属恒星有两种不同的起源：它们可能是经典的核球星，或者是由大质量厚盘内部演化形成的恒星。我们使用N体模拟来计算由平均银心径向速度的差异给出的运动学特征（$Δ\rm V_{\rm GC}$）之间（[Fe/H] $\ge$ 0）和中等贫金属恒星（-1.0 $\le$ [Fe/H] $<$ 0）在两个模型中，一个包含薄圆盘和小的经典凸起（B/D=0.1），另一个包含一个薄盘和一个巨大的中央集中的厚盘。我们合理地假设，薄盘星在每个模型中可以被认为是一个代理的金属丰富的恒星。类似地，核球星和厚盘星可以被认为是贫金属星的代表。我们计算了不同纬度的$Δ\rm V_{\rm GC}$（$b=0^\circ$，$-2^\circ$，$-4^\circ$，$-6^\circ$，$-8^\circ$和$-10^\circ$）和不同纬度的大气环流（$l=0^\circ$，$\pm5^\circ$，$\pm10^\circ$和$\pm15^\circ$），结果表明两个模型预测的$Δ\rm V_{\rm GC}$趋势是不同的。我们将预测结果与ARGOS数据和APOGEE DR 13数据进行了比较，结果表明，中等贫金属星与同空间恒星盘模型，它有一个巨大的厚盘很好地再现。我们的结果提供了更多的证据反对的情…
2018-03-26 astro-ph.GA
On Neutron Star Mergers as the Source of r-process Enhanced Metal Poor Stars in the Milky Way
我们模型的历史银河r-过程富集使用高红移，高分辨率变焦宇宙学模拟的银河系（MW）型晕。我们假设所有的r-过程源都是具有幂律延迟时间分布的中子星合并源。我们在次网格尺度上模拟混合污染物的时间，这使我们能够更好地计算贫金属（MP）和碳增强贫金属（CEMP）恒星的属性，以及它们的r-过程增强子类的统计数据。我们的模拟低估了r-过程增强MP和CEMP星（MP-r，CEMP-r）的MP和CEMP星的累积比率约一个数量级，即使当双中子星（$t_{\rm min}$）的最小合并时间设置为1百万年。如果$t_{\rm min}=100$ Myr.我们的研究结果表明，即使我们采用的r-过程的产量估计GW 170817中观察到的，NSM本身只能解释所观察到的频率的r-过程增强的恒星，如果每单位质量的恒星的双中子星的出生率提高到$\approx10^{-4} M_\odot^{-1}$或每个NSM事件的铕产量提高到$\approx 10^{-4} M_{\odot}$。
2019-03-25 astro-ph.GA astro-ph.HE
Tracing the reionization epoch with ALMA: [CII] emission in z~7 galaxies
本文给出了四个星系在再电离期[CII]158 $μ$ m辐射的新结果。这些星系先前被证实是在红移之间的6.6和7.15之间的存在下，在其光谱中的Ly $α$发射线。Ly $α$发射线与[CII]线给出的系统红移相比红移了100-200 km/s。这些速度偏移量小于具有相似紫外光度和发射线性质的z~3 Lyman break星系中观测到的速度偏移量。较小的速度偏移降低了Ly $α$的可见性，因此在一定程度上减轻了在z~7处非常中性的IGM的需要，以解释在该时期观察到的Ly $α$发射体的分数的下降。这些星系的[CII]发射量为L[CII]=0.6-1.6 x10 $^8 L_\odot$：这些光度使它们始终低于在低红移恒星形成和贫金属星系中观察到的SFR-L[CII]关系，也低于z =5.5 Lyman break星系，具有类似的恒星形成率。我们认为，以前未检测到的[CII]在z~7星系类似或更小的恒星形成率是由于选择效应：以前的目标大多是强的Ly $α$发射，因此可能是贫金属系统，而我们的星系更具有代表性的一般高红移恒星形成人口。
2016-08-31 astro-ph.GA
On the existence of a very metal-poor disc in the Milky Way
本文基于 Gaia DR3 XP 光谱巨星样本分析三维速度，发现极贫金属区域主要为两类晕族，盘成分贡献至多约3%，顺行晕可解释此前所谓盘状 VMP 恒星。
2024-08-07 astro-ph.GA
The dawn is quiet II: Gaia XP constraints on the Milky Way's proto-Galaxy from very metal-poor MDF tails
The Ohio State University（俄亥俄州立大学）；Center for Cosmology and AstroParticle Physics (CCAPP)（宇宙学与亚原子物理中心）；Institut de Ciencies del Cosmos (ICCUB), Universitat de Barcelona (IEEC-UB)（巴塞罗那大学宇宙科学研究所）；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)（加泰罗尼亚太空研究所）；The University of Oklahoma（奥克拉荷马大学）
通过Gaia XP数据研究银河系早期气体吸积和恒星形成历史，揭示原银河系的气体质量与恒星形成效率关系。
2026-03-23 astro-ph.GA
Insights into the chemical composition of the metal-poor Milky Way halo globular cluster NGC 6426
我们提出了我们的详细光谱分析的化学成分的晕球状星团NGC 6426中的四个红巨星。我们使用麦哲伦2/MIKE摄谱仪获得了高分辨率的光谱，从中我们推导出了等效宽度，并随后计算了22种化学元素的24种丰度。为了测量等效宽度，我们开发了一种新的半自动工具，称为EWCODE。我们报告的平均铁含量为[Fe/H]=-2.34 $\pm$ 0.05 dex（stat）。根据以前的研究。在平均$α$-丰度[（Mg，Si，Ca）/3 Fe]= 0.39 $\pm$ 0.03 dex时，NGC 6426落在银河系晕和其他金属丰度极低的球状星团所画的趋势上。较轻的$α$-元素的分布以及增强的比值[Zn/Fe]= 0.39 dex可能来自于簇前介质的超新星富集。我们发现了镁，硅和锌元素的传播，表明富集的情况下，在那里喷出物的进化大质量恒星的稍老的人口污染了一个新出生的年轻人的初步证据。这个星团中的重元素丰度与贫金属的球状星团非常吻合，在这方面，球状星团看起来非常均匀。重于Zn的中子俘获元素的模式指向由R过程控制的富集历史，只有很少的-如果有的话-S过程的贡献。这一发现得到了我们的程序星与贫金属场星HD 108317惊人相似性的支持。
2016-12-18 astro-ph.GA
