The detection of [Ne v] emission in five blue compact dwarf galaxies
我们报告发现的高电离[Ne v] 3426 A发射线的光谱中的五个蓝色致密矮（BCD）星系。加上之前已知的三个具有[Ne v]发射的BCD，这样的星系的整个样本现在包含八个物体。探测到这条线意味着存在强烈的硬电离辐射。这样的辐射不能用高质量X射线双星或大质量恒星星族的模型来重现。还需要其他机制，如活动星系核和/或快速辐射冲击。我们认为，快速辐射冲击是最有可能的机制。观测到的[Ne v] 3426/He ii 4686流量比在所有8个星系可以再现辐射激波模型与冲击速度在~300-500 km/s的范围内，和与冲击电离的贡献是~10%的恒星电离的贡献。然而，我们不能排除这10%的部分是由活动星系核产生的，而不是由辐射冲击产生的。
2012-09-24 astro-ph.CO
A Study on the Chemical Properties of Blue Compact Dwarf Galaxies
本文报道了我们对蓝矮星系（BCDs）的一个较大样本（53个成员）的气体和化学性质的研究。氧丰度、恒星质量、气体质量、重子质量和气体分数之间的相关性的结果分别给出了根据Loose & Thuan（1985）分类的E型和I型BCD，它们分别显示椭圆和不规则的外晕。I型BCD的相关性与E型BCD的相关性具有相似的斜率。然而，一般来说，在给定的重子质量下，E型BCD比I型BCD更贫气体和富金属。基于这些结果，我们认为，E型BCD，至少其中的一部分，和I型的可能是在不同的进化阶段和/或有不同的祖先。我们的调查之间的相关性的氧丰度和气体分数表明，BCD似乎没有演变为孤立系，但经历了一些气体流动和/或合并。
2012-12-20 astro-ph.CO
New Light in Star-Forming Dwarf Galaxies: The PMAS Integral Field View of the Blue Compact Dwarf Galaxy Mrk 409
我们利用波茨坦多孔径分光光度计对蓝矮星系Mrk 409的中心2 × 2 kpc ^2进行了积分场分光研究。本研究着重于星暴成分中电离星际介质的形态、二维化学丰度模式、激发性质和运动学。我们还调查了Mrk 409明亮的核星暴区域周围的电离气体发射的扩展环的性质。用演化模型和星族合成模型对环上选定区域的PMAS光谱进行了解释，结果表明它们的电离辐射主要来自一个总质量约为1.5 × 10 ^6 M_sun的年轻恒星星族，该恒星族在大约1000万年前开始形成。这个恒星成分很可能局限于一个球形膨胀的、由星暴驱动的超级气泡的碰撞界面上，这个超级气泡具有密度更大的、被扫过的环境气体，距离中心星暴核约600 pc。后者的光谱性质暗示了一个大的消光（C_H-β>0.9），以及一个额外的非热电离源的存在，很可能是一个低光度的活动星系核。Mrk 409显示出相对较大的氧丰度（12+log（O/H）~8.4），并且在R~600 pc外没有化学丰度梯度。电离气体的运动学显示出一个整体的规则旋转，轴向为西北-西南，最大速度为60 km/s;恒星形成环内的总质量约为1.4x10^9 M_sun。
2009-11-12 astro-ph.CO
Kinematically detected polar rings/disks in blue compact dwarf galaxies
极环星系是一个具有近乎正交旋转分量的系统。利用SAO RAS 6-m望远镜的Fabry-Perot干涉仪拍摄的电离气体速度场，我们在两个BCD星系中发现了极性（或强倾斜）轨道上的气体。我们的分析表明，Mrk 33中的所有电离气体都集中在一个致密的圆盘（直径为3 kpc）中，该圆盘相对于主恒星在极平面内旋转。Mrk 370中的气体盘有一个更复杂的结构，最里面的部分严重扭曲。极性气体结构的存在支持了这样一种观点，即这些星系中恒星形成的爆发是由于外部气体吸积或合并。BCD星系中极结构的可能比例似乎非常大（高达10-15%）
2010-09-13 astro-ph.CO
Near-infrared spectroscopy of the Blue Compact Dwarf galaxy Markarian 59
我们提出了近红外（NIR）光谱观测的蓝色紧凑矮（BCD）星系Mrk 59，获得了与TripleSpec光谱仪安装在3.5米APO望远镜。Mrk 59的近红外光谱覆盖了0.90 - 2.40微米的波长范围，显示出原子氢、分子氢、氦、硫和铁的发射线。SDSS光谱补充了近红外数据。我们发现BCD中的消光很低[A（V）=0.24 mag]，并且在光学和NIR范围内是相同的。近红外光并不能揭示隐藏的恒星形成。H2发射来自致密的团块，并且H2振动发射线强度可以由光子激发来解释。不需要冲击激励。Mrk 59的云光化模式很好地再现了观测到的光学和近红外发射线通量。[Fe II] 1.257和1.643微米的发射谱线通常被用作低激发高金属量星暴星系中的超新星激波指示器，但在高激发低金属量的HII区（如Mrk 59）中不能起到这样的作用。
2009-08-18 astro-ph.CO
The Blue Compact Dwarf Galaxy VCC848 Formed by Dwarf-Dwarf Merging
长期以来，人们一直推测许多星暴或致密矮星系是矮-矮星系合并的结果，但这种可能性的明确证据在文献中很少报道。我们提出了第一个研究的深光学宽带图像的气体占主导地位的蓝色致密矮星系（BCD）VCC848（Mstar = 2e8Msun）主机扩展的恒星壳，从而被证实是一个矮-矮合并。VCC 848位于室女星系团的外围。通过分析恒星的光分布，我们发现VCC 848是两个矮星系合并的结果，恒星成分的主次质量比<~5，推测的暗物质晕<~2。第二祖星系几乎完全被破坏了。在VCC848中，通过光度测量选择的星团候选者的年龄-质量分布表明，在过去的1 Gyr期间，团簇形成速率（CFR，与恒星形成速率成比例）提高了约7 - 10倍。合并引起的CFR增强在几百万年前在银河系中心附近达到峰值，并在过去的几十万年开始下降。根据最年轻的星团所追踪到的信息，目前的恒星形成活动主要发生在大的银河系中心距离（>~1kpc）。事实上，VCC 848仍然是（原子）气体占主导地位的时期后，最激烈的碰撞表明，富含气体的矮星系合并可能会导致BCD状的残余物与扩展的原子气体分布周围的蓝色紧凑的中心，在一般协议与以前的数值模拟。
2020-02-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Search for blue compact dwarf galaxies during quiescence II: metallicities of gas and stars, ages, and star-formation rates
本文研究了一组可能是蓝致密矮星系（BCD）的SDSS/DR 6星系的金属丰度和年龄。从发射线（追踪电离气体）推断的金属丰度比从吸收线（追踪恒星）推断的金属丰度高出约0.35倍。根据我们的误差预算估计，这样的小差异是显著的。同样的程序也被应用于BCD的参考样本，在这种情况下，两种金属丰度一致，也与QBCD中的恒星金属丰度一致。化学演化模型表明，QBCDs的气体金属丰度太高，不能代表整个星系，但它可以代表一小部分星系气体，通过以前的恒星爆发自我富集。QBCDs的光度加权恒星年龄跨越1到10 Gyr的整个范围，而BCDs的光度加权恒星年龄总是小于1 Gyr。我们的恒星年龄和金属丰度依赖于一个单一的恒星星族光谱拟合程序，这是我们专门开发的这项工作使用恒星库英里。
2009-04-29 astro-ph.CO
VLT/X-shooter observations of the low-metallicity blue compact dwarf galaxy PHL 293B including a luminous blue variable star
本文介绍了在3000- 23000 A波长范围内对含有一颗亮蓝变星的极度缺金属的蓝矮星系PHL 293 B的VLT/X-shooter光谱观测。我们确定了N，O，Ne，S，Ar和Fe的丰度，并从宽发射线的通量和宽度研究了LBV的性质。我们得到星际氧丰度为12+log O/H = 7.71+/-0.02，这与以前的测定结果一致。观测到的窄巴耳末，帕邢和Brackett氢线的通量对应于理论的复合值后，消光校正与一个单一的值C（H β）= 0.225。这意味着在光学范围内观察到的恒星形成区域是唯一的电离源，并且没有在近红外范围内看到但隐藏在光学范围内的其他电离源。对于在PHL 293 B的LBV星，我们发现广泛的发射与P天鹅座配置文件中的几个巴耳末氢发射线和第一次在几个Paschen氢线和几个HeI发射线，这意味着时间演化的LBV的时间尺度为8年。LBV星的H α光度比NGC 2363=Mrk 71的LBV星高出一个数量级，后者的金属丰度略高12+logO/H = 7.87。在PHL 293 B的低金属丰度LBV中，恒星风的终极速度很高，约为800 km/s，与一些河外LBV爆发时的光谱相当。我们发现，由Paschen和HeI发射谱线导出的平均终极速度比由Balmer发射谱线导出的平均终端速度低约40-60 km/s。这可能表明风的存在加速向外。
2011-08-22 astro-ph.CO
Star formation in Blue compact dwarf galaxies: Mkn 104 & I Zw 97
对两个蓝色致密矮星系Mkn 104和I Zw 97进行了光度学和光谱学研究。Mkn 104包含三个不同的明亮恒星形成区，而I Zw 97包含三个明亮和两个昏暗的恒星形成区。获得了这两个星系中三个亮HII区的中分辨率光谱。对这些区域中氧丰度的估计得出的值等于log（O/H）+12 = 8.5（Z=Z_sun/2.7）。估计了这些恒星形成区的恒星形成率。最高的恒星形成率I Zw 97为0.04 M_sun/yr，Mkn 104为0.02 M_sun/yr。利用Starburst 99进化模型曲线建立了U-B与V-I颜色-颜色混合种群模型。形成I Zw 97结的明亮恒星的光谱并没有显示出任何明显的潜在相对较老的恒星星族的特征，但是U-B与V-I双色图显示了一个大约5亿年的恒星族的强烈贡献。使用U-B与V-I双色图，Mkn 104潜在人口的年龄估计为约5亿年。这两个星系的表面亮度轮廓可以很好地表示由近指数分布和高斯核星暴组成的两个分量的Sersic轮廓。I Zw 97是一个彗星状的蓝色致密矮星系，其下方的低表面亮度（LSB）星系是一个矮不规则星系，在其中等恒星形成活动的主要随机增强期间观察到。这两个星系的恒星组成非常相似，显示出较老的4 Gyr人口，中间的5亿人口和目前的恒星形成年龄为5-13百万年的爆发。
2009-03-04 astro-ph.CO
The dark matter content of the blue compact dwarf NGC 2915
NGC 2915是一颗邻近的蓝致密矮星，具有晚型螺旋的HI特性。它的大而旋转的HI盘（延伸到R ~ 22 B波段尺度长度）和外部HI盘中明显缺乏恒星，使其成为暗物质研究的有用候选者。使用澳大利亚望远镜紧凑阵列获得了NGC 2915的新HI合成观测。这些数据与高质量的3.6 $μ$ m成像斯皮策红外附近星系巡天相结合。HI盘的中心区域示出由两个不同的HI浓度与显着的非高斯线轮廓。我们拟合一个倾斜的环模型的HI速度场推导出的旋转曲线。这被用作质量模型的输入，确定恒星和气体盘以及暗物质晕的贡献。银河系几乎在所有半径上都是暗物质主导的。在旋转曲线的最后一个测量点，总质量与蓝光的比率约为太阳的140倍，使NGC 2915成为已知最暗的星系之一。我们表明，恒星盘不能解释观测到的旋转曲线的陡峭上升部分。最适合的暗物质晕是一个伪等温球，其核心密度为$ρ_0\sim 0.17 \pm 0.03$ \msun pc $^{-3}$，核心半径为$r_c\sim 0.9 \pm 0.1$ kpc。
2010-02-02 astro-ph.CO
Connecting the local stellar halo and its dark matter density to dwarf galaxies via blue stragglers
盖亚的HR图显示了在高切向速度下明显年轻的恒星的存在。使用一个简单的分析模型，我表明，这些恒星很可能是蓝离散。一旦标准化到红巨星，附近晕蓝离散星的比例约为20%，非常接近矮星系的测量值。出于这种相似性，我适用于现场蓝离散标度关系推断蓝离散矮星系。对银河系晕这样做，得到的平均恒星密度为3.4 x 10^-5 Msun/pc ^3，距太阳2 kpc范围内的暗物质密度约为0.006 Msun/pc ^3 ~ 0.22 GeV/cm ^3。这些值与文献中的其他测定值相比是有利的，但它们是基于一组独立的假设。这种方法的一些考虑进行了讨论，最值得注意的是，暗物质晕核心密度和恒星质量之间的相关性，在矮星系中看到的似乎也为附近的银河系晕。
2020-05-22 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical Evolution of Dwarf Irregular and Blue Compact Galaxies
矮不规则星系和蓝色致密星系是非常有趣的天体，因为它们相对简单和未进化。我们提出了新的模型，这些星系的化学演化假设不同的制度的恒星形成（爆裂和连续）和不同种类的星系风（正常和金属增强）。我们的研究结果表明，为了再现这些星系的所有属性，包括化学丰度的扩散，恒星形成应该在爆发中进行，每个星系的爆发次数不应超过10次，并且需要金属增强的星系风。一个金属增强风的效率增加与银河系质量本身可以重现所观察到的质量-金属丰度关系，虽然也增加效率的恒星形成和/或数量和/或持续时间的爆发可以同样很好地重现这样的关系。金属增强的风，以及越来越多的恒星形成与星系质量的需要解释这些星系的大部分属性。正常的星系风中，所有的气体都以相同的速度损失，不会再现这些星系的特征。我们认为，这些星系应该遭受不同数量的爆发从2到10不等，金属增强风的效率应该不会太高（$λ_{mw}\sim1$）。我们预测这些星系目前的时间Ia型SN率从0.00084和0.0023每世纪。最后，通过比较阻尼莱曼- $α$天体的丰度模式与我们的模型，我们得出结论，他们很可能是今天的矮不规则星的祖先。（节略）
2011-02-21 astro-ph.CO
WISE Discovery of Low Metallicity Blue Compact Dwarf Galaxies
本文报道了利用宽视场红外巡天探测器（WISE）发现的两个新的低金属丰度蓝矮星系WISEP J080103.93+264053.9（以下简称W 0801 +26）和WISEP J170233.53+180306.4（以下简称W1702+18）。我们通过这两种BCD在中红外波长下的极红色来识别它们，并使用凯克一号上的低分辨率成像光谱仪获得了后续的光谱学。这两个来源的中红外特性与研究充分的极低金属量星系SBS 0335- 052 E相似。我们确定W 0801 +26和W1702+18的金属丰度分别为12 + log（O/H）= 7.75和7.63，将它们置于非常缺乏金属的星系中（Z < 1/10 Zsun）。它们的H β当量宽度大于300埃，与SBS 0335- 052 E相似，暗示存在年轻（小于500万年）的恒星形成区。我们测量的W 0801 +26和W1702+18的恒星形成率分别为2.6和10.9 Msun/年。这些BCD显示了最近在极低金属丰度环境中的恒星形成活动，为研究极端条件下的恒星形成提供了新的实验室，并且是宇宙中形成的第一代星系的低红移类似物。利用全天WISE巡天，我们讨论了一种新的方法来识别类似的恒星形成，低金属丰度的BCDs。
2011-06-23 astro-ph.CO
Relating basic properties of bright early-type dwarf galaxies to their location in Abell 901/902
本文研究了多星系团系统Abell 901/902中明亮的早型矮星系的星族。我们利用STAGES巡天和COMBO-17的数据来研究矮星的颜色和结构性质与它们在星团中的位置之间的关系。矮星样本的定义是基于中心表面亮度，包括光度范围为-16 >= M_B >~-19的星系。利用对矮星色星等关系的拟合，我们的样本被分为红色和蓝色子样本。我们发现一个颜色密度的关系，在投影径向分布的矮星样本：在相同的光度与红色的矮星位于更接近集群中心比他们的蓝色同行。此外，红矮星平均来说比蓝矮星更紧凑、更圆。这些发现与理论预期一致，假设明亮的早型矮星是经过改造的晚型盘星系的残余物，涉及冲压压力剥离和星系骚扰等过程。这表明，星系团中相当一部分矮椭圆星系是与其宿主星系团相互作用的转化过程的结果。
2009-11-05 astro-ph.CO
Ancient stars beyond the Local Group: RR Lyrae variables and Blue Horizontal Branch stars in Sculptor Group Dwarf Galaxies
我们已经使用哈勃太空望远镜ACS图像生成的色星等图，达到低于在玉夫座群矮星系ESO 294 -010和ESO 410 -005的水平分支的幅度。在这两张图中，蓝色的水平分支恒星都清晰可见，这是一个古老的恒星星族存在的标志，其年龄与星系晕球状星团的年龄相当。在这两个星系中发现了大量的天琴座RR变星，这一结果得到了加强。这些恒星的出现首次直接证实了在本星系群之外存在古老的恒星星族，并表明即使在低密度环境中，恒星也可以在最早的时期形成。
2009-12-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraints on blue and red tilted primordial power spectra using dwarf galaxy properties
本研究利用矮星系中心密度约束原初功率谱的小尺度倾斜，改进现有极限，并可用于检验该尺度范围内的功率谱特征。
2025-02-28 astro-ph.CO hep-ph
HST-ACS photometry of the isolated dwarf galaxy VV124=UGC4879. Detection of the Blue Horizontal Branch and identification of two young star clusters
我们提出了深V和I测光孤立矮星系VV 124 = UGC 4879，从档案图像与哈勃太空望远镜-高级相机的调查。在距离星系中心大于40”的恒星的色星等图中，我们第一次清楚地识别出一个人口稠密的古老水平分支（HB）。我们发现，这些恒星的分布是更广泛的比红丛星。这意味着非常古老和金属贫乏的种群在VV 124的郊区变得越来越占主导地位。我们还发现了一个大质量（M~ 1.2 × 10^4 M_sun）的年轻（年龄~ 2.5亿年）星团（C1），以及另一个年龄更小（C2，<= 3.0亿年）、质量与经典疏散星团（M<= 3.3 × 10^3 M_sun）相似的星团。这两个星团都位于距离星系中心小于100 pc的投影距离处。
2011-07-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Atomic hydrogen, star formation and feedback in the lowest mass Blue Compact Dwarf galaxies
我们提出的结果，从一个新发现的矮星系的样本中的M81组HI发射的搜索。在三个星系中检测到HI，所有这些星系都被归类为BCD。这些星系的HI质量约为10^6 M_sun，是已知质量最低的BCD星系之一。这三个星系的FUV图像（来自GALEX）和H-α图像（来自俄罗斯6米BTA望远镜）都是可用的。H-α发射非常微弱，原则上可能由单个O星产生。此外，在所有情况下，我们发现FUV发射的峰值和H-α发射的峰值之间的偏移。如果恒星形成是随机的，那么最近的恒星形成地点（即H-α追踪的地点）和较老的恒星形成地点（即FUV追踪的地点）之间的偏移是自然的。尽管预期的机械反馈的影响，从恒星形成将最直接地看到在最小的星系与低引力势，我们只看到初步的证据流出HI气体与恒星形成区的星系之一。
2012-07-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
