Evidence of enrichment by individual supernova from elemental abundance ratios in the very metal-poor dSph galaxy Bootes I
目的：我们建立了平均金属丰度从高分辨率光谱最近发现的矮球状星系牧夫座我和测试是否是一个共同的特点，超微弱的矮球状星系显示出不均匀的化学演化的迹象（例如，在武仙座矮球状星系）。研究方法：我们分析高分辨率，中等信号噪声光谱的7红巨星在牧夫座I dSph星系使用标准的丰度分析技术。特别是，我们假设当地的热力学平衡，并采用球形模型的大气和代码，考虑到恒星的球形度时，计算元素丰度。结果：我们确认先前确定的平均金属丰度的牧夫座I矮球状星系是-2.3德克斯。虽然有五颗恒星聚集在这个金属丰度周围，但其中一颗金属丰度明显更低，为-2.9 dex，另一颗金属丰度更高，为-1.9 dex。此外，我们发现其中一颗恒星Boo-127显示出极高的[Mg/Ca]比，表明dSph星系内的随机富集过程。类似的结果以前只在武仙座和天龙座dSph星系中发现过，到目前为止，似乎是这种类型星系所独有的。
2009-10-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Red Clump stars in the Bootes III stellar system
我们报告的检测人口的红团（RC）恒星可能与最近发现的恒星系统牧夫座III。RC被确定为从SDSS数据库中提取的色选星的光度函数（LF）中的3 sigma峰。在Bootes III距离处的典型RC的预期光度下，在g、r、i和z LF中一致地检测到峰值。此外，LF峰附近的恒星表面密度的最大值几乎与报告的系统中心重合。假设探测到的特征是真正的牧夫座III的RC，我们发现该系统具有典型的古老和贫金属矮椭球体的HB形态，它的积分星等M_V=-5.8 pm 0. 5，椭圆率φ约为0.5，是最近发现的新一类非常微弱的矮星系的典型特征。
2009-04-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Boo-1137 - An Extremely Metal-Poor Star in the Ultra-Faint Dwarf Spheroidal Galaxy Boötes I
本文给出了“超暗”矮球状星系BootesI（绝对星等Mv ~ -6.3）中一颗贫金属巨星Boo-1137的高分辨率、高信噪比光谱。[Fe/H] =-3.7，这是在超暗dSph中发现的最贫金属的恒星。将大约15种元素的相对丰度[X/Fe]与星系晕中极贫金属巨星的相对丰度进行比较，发现Boo-1137中的C和N、奇Z元素Na和Al、Fe峰元素以及n俘获元素Sr和Ba都是“正常的”，而星系晕的大部分元素[Fe/H] <-3.0。α-元素Mg、Si、Ca和Ti都比平均晕圈值高Δ [X/Fe] ~ 0.2。蒙特卡罗分析表明，Delta[alpha/Fe]值如此之大的概率约为0.02。Boo-1137的丰度模式表明化学演化不均匀，与我们之前报道的Fe丰度的广泛内部分布一致。大多数Boo-1137相对丰度与晕值的相似性，以及α元素都从晕平均值中偏移了类似的少量，这表明相同的星系尺度恒星初始质量函数，但Boo-1137可能起源于恒星形成区域，那里的丰度反映了超新星（SN）喷出物的混合不良，或SN祖细胞质量范围的不良采样，或两者。
2009-11-27 astro-ph.GA
Chemical Enrichment in the Faintest Galaxies: the Carbon and Iron Abundance Spreads in the Boötes I Dwarf Spheroidal Galaxy and the Segue 1 System
我们提出了一个AAOmega光谱研究的红巨星在牧夫座I，这是一个超微弱的矮星系，和Segue 1，建议要么是一个极低光度的矮星系或星团。我们的重点是量化的平均丰度和丰度分散在铁和碳，并寻找遥远的径向速度成员，在这些系统。我们调查的主要结论是，Bootes I和Segue 1的碳丰度分布很大。对于牧夫座I，我们的16个速度成员中有4个的[C/H] < ~-3.1，而2个的[C/H] > ~-2.3，表明Delta[C/H]的范围为~ 0.8。Segue 1存在一个Delta[C/H] ~ 1.0的范围，包括我们发现的一颗[Fe/H] = -3.5和[C/Fe] =+2.3的恒星，它是一个径向速度成员，距离系统中心4个半光半径。铁丰度的伴随范围为Bootes I和Segue 1的Delta[Fe/H] ~ 1.6。当[Fe/H] <-3.0时，银河系的矮星系卫星表现出[C/Fe]对[Fe/H]的依赖性，这与在其晕族中观察到的非常相似。我们发现矮星系中恒星的[C/Fe] ~ 0.3，我们认为这是Spite等人（2005）的星系晕“未混合”巨星的对应物，他们报告的[C/Fe] ~ 0.2，这可能代表[Fe/H] = -3.0到-4.0的材料的出生碳相对丰度。我们证实了光度和平均金属丰度和丰度之间的相关性分散在银河系的矮卫星，延伸到至少微弱的Mv =-5。Segue 1的平均金属丰度非常低，…
2010-08-01 astro-ph.GA
Contribution of type Ia supernovae to the chemical enrichment of the ultra-faint dwarf galaxy Bootes I
对于超暗矮（UFD）星系牧夫座I中的三颗恒星，我们已经确定了大气参数，对斯巴鲁档案中的高分辨率光谱进行了新的缩减，并在不使用LTE假设的情况下推导出了八种化学元素的丰度。因此，在牧夫座I类星系中，它现在拥有最大的恒星样本（11），具有均匀的大气参数和化学丰度，这使它成为研究UFD星系化学演化的最有希望的星系。我们发现，在范围-3<[Fe/H]<-2的三个$α$ -过程元素，镁，钙，钛，过渡从他们的过剩相对于铁[ $α$ /Fe] $\approx$ 0.3太阳[ $α$ /Fe]的比例发生。这很可能表明Ia型超新星开始产生铁。碳、钠、镍和钡丰度的行为与更大质量的星系、我们的银河系和经典矮球状星系没有什么不同。
2019-06-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Faint Stars in a Faint Galaxy: I. Ultra Deep Photometry of the Boötes I Ultra Faint Dwarf Galaxy
我们提出了一个新的极深的图像的分析解决了牧夫座I超微弱矮球状星系的恒星星族。这些新的数据是由哈勃太空望远镜拍摄的，使用了先进的巡天照相机（宽视场照相机）和宽视场照相机3（UVIS），带有过滤器F606 W和F814 W（基本上是V和I），作为推导该星系中低质量恒星初始质量函数的程序的一部分。我们比较和对比两种方法来获得恒星光度，即ePSF和DAOPHOT。我们根据ACS/WFC数据中DAOPHOT测光获得的色星等图上每颗恒星的位置来识别牧夫座I的可能成员。可能的成员位于接近恒星等时线，选择包括已知的金属丰度分布来自光谱数据的较亮的径向速度成员星，并与主序星关闭。牧夫座I星系的光度函数在F814 W和F606 W（织女星星等系统）中的50%完整性极限分别为27.4和28.2，对应的极限恒星质量为$\le 0.3 M_\odot$。
2020-08-13 astro-ph.GA astro-ph.IM
The Study of Detailed Morphology of Milky Way Dwarf Galaxies: Draco and Boötes I
The Graduate University for Advanced Studies, SOKENDAI（高级研究院）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；Hosei University（法政大学）
本研究利用深度成像数据比较银河系矮球状星系天龙座与牧夫座I的外部恒星结构，发现牧夫座I存在潮汐尾迹象，而天龙座保持紧凑，表明潮汐响应受轨道历史和暗物质晕结构影响。
2026-10-15 astro-ph.GA
Elemental Abundances and their Implications for the Chemical Enrichment of the Boötes~I Ultra-Faint Galaxy
我们提出了一个双盲分析的七个红巨星成员的牧夫座I超微弱矮球状星系的高色散光谱，与第八成员恒星的类似光谱的重新分析补充。这些恒星的[Fe/H]介于-3.7至-1.9之间，并包括一颗[Fe/H] =-3.33的CEMP-no星。我们从化学丰度数据中得出结论，牧夫座I是从基本上原始的初始丰度演化成一个自我富集的恒星形成系统。这使我们能够独特地调查CEMP-无恒星在化学演化系统中的位置，除了限制恒星形成的时间尺度之外。元素丰度形式上与晕状分布一致，平均值[α/Fe]增强，平均值分散较小。这与低恒星密度、低金属量系统中的高质量恒星IMF与现今太阳邻域值无法区分是一致的。有一个非显着的暗示，[α/Fe]与[Fe/H]下降;加上低散射，这需要低恒星形成率，使SNe喷出物的时间在感兴趣的大空间尺度上混合。一颗恒星有很高的[Ti/Fe]，但我们没有证实先前发表的另一颗恒星的[Mg/Fe]高值。我们讨论了CEMP-无恒星的存在，以及没有任何恒星在较高的[Fe/H]下具有较低的CEMP-无增强，这种情况与银河系领域中CEMP-无恒星的知识一致。我们表明，这一观察需要有两个富集路径在非常低的金属丰度：CEMP-NO和“碳正常”。
2012-12-04 astro-ph.GA
Chemical evolution of classical and ultra-faint dwarf spheroidal galaxies
我们提出了两个矮球状星系（Sculptor和Carina）的最新化学演化模型和两个超暗矮星（Hercules和Bootes I）的第一个详细的化学演化模型。我们的研究结果表明，矮球状体的恒星形成效率较低，证实了以前的结果，超暗矮星的恒星形成效率更低。在这些假设下，我们可以重现恒星金属丰度分布函数，$[α/Fe]$与$[Fe/H]$丰度模式和目前在这些物体中观测到的恒星和气体总质量。特别是，对于超暗矮星，我们假设恒星形成的初始爆发很强，系统的质量在早期就已经存在。另一方面，对于经典的矮椭球体的协议与数据的发现，假设恒星形成的历史所建议的颜色星等图和更长的时间尺度的形成，通过气体下降。我们发现，所有这些星系都应该经历星系风，在所有情况下，从$1$ Gyr开始演化。通过与银河系数据的比较，我们得出结论，超暗矮星不太可能是整个星系晕的组成部分，尽管在得出确切的结论之前还需要更多的数据。
2014-04-09 astro-ph.GA
Multi-Element Abundance Measurements from Medium-Resolution Spectra. I. The Sculptor Dwarf Spheroidal Galaxy
我们目前的测量的铁，镁，硅，钙，钛丰度的388径向速度成员星的玉夫座矮球状星系（dSph），银河系的卫星。这是在任何单个dSph中单个α元素（Mg、Si、Ca、Ti）丰度测量的最大样本。测量是由Keck/DEIMOS中等分辨率光谱（6400-9000 A，R ~ 6500）。基于与已发表的高分辨率（R >~ 20000）光谱测量的比较，我们的测量具有sigma（[Fe/H]）= 0.14和sigma（[alpha/Fe]）= 0.13的不确定性。玉夫座[Fe/H]分布的平均值<[Fe/H]> = -1.58，并且是不对称的，有一个长而贫金属的尾巴，这表明了恒星形成的历史。玉夫座的[Fe/H] < -2的恒星比例比银河系晕大。我们已经发现了一颗[Fe/H] = -3.80 +/- 0.28的恒星，这是除了银河系晕之外已知的最贫金属的恒星，但是需要高分辨率的光谱来测量这颗恒星的详细丰度。正如先前基于高分辨率光谱所报道的那样，Sculptor中的[alpha/Fe]随着[Fe/H]的增加而下降。富金属星（[Fe/H] ~ -1.5）的[α/Fe]比金属丰度相当的星系晕场星低。这表明在玉夫座星系中恒星的形成比在星系晕中更为缓慢。我们还观察到径向丰度梯度为-0.030 +/- 0.003 dex/arcmin（[Fe/H]）和+0.013 +/- 0.003 dex/arcmin（[alph…
2009-09-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Stellar Populations and Structural Properties of Ultra Faint Dwarf Galaxies, Canes Venatici I, Bootes I, Canes Venatici II, and Leo IV
我们使用斯巴鲁望远镜上的Suprime-Cam拍摄了四个超暗矮（UFD）星系的深度图像，它们是犬座Venaeu I（CVn I），牧夫座I（Boo I），犬座Venaeu II（CVn II）和狮子座IV。色磁图（CMD）延伸到主序星转折点（MSTO）以下，并测量出恒星星族的年龄。暗星系Boo I、CVn II和Leo IV中的恒星星族估计与银河系球状星团M92一样古老。我们确认，Boo I dSph没有内在的颜色扩展的MSTO，没有空间差异的CMD形态，这表明Boo I dSph是由一个古老的单一的恒星星族。最明亮的UFD之一，CVn I dSph，相对于Boo I，CVn II和Leo IV dSph，显示出相对较年轻的年龄（-12.6 Gyr），并且红色水平分支（HB）恒星的分布比蓝色HB恒星更集中于中心，这表明该星系包含复杂的恒星星族。Boo I和CVn I dSphs显示伸长和扭曲的形状。作为银河系卫星，CVn II dSph的潮汐半径最小，形状扭曲，而Leo IV dSph则呈不太集中的球形。微弱UFD的简单恒星星族表明，它们的祖先中的气体在最初的恒星形成时比明亮的dSphs更有效地被去除。这是合理的，如果UFD的祖先属于质量较轻的晕比那些更明亮的dSphs。
2011-10-13 astro-ph.GA
The formation of the Milky Way halo and its dwarf satellites; a NLTE-1D abundance analysis. II. Early chemical enrichment
本文给出了7个矮球状星系（dSphs）和银河系（MW）晕中59颗极贫金属（VMP，-4 < [Fe/H] <-2）恒星的非定域热力学平衡（NLTE）丰度。我们的结果是基于高分辨率光谱数据集和均匀和准确的大气参数确定的PaperI。我们表明，一旦NLTE效应被适当地考虑在内，在我们的样本中的所有大质量星系，即MW晕和经典的dSphs雕塑家，小熊座，六分仪，天炉座，揭示了一个类似的高原在[α/Fe] ~ 0.3的每个α过程元素：镁，钙，钛。我们提出了一个坚实的基础上的证据表明，在BootesI超微弱矮星系（UFD）的金属丰度的增加，这是最有可能是由于Ia型超新星的喷出物的α/Fe下降。对于Na/Fe，Na/Mg和Al/Mg，MW晕和所有dSphs显示与金属丰度不可区分的趋势，这表明Na和Al的合成过程在所有系统中是相同的，独立于它们的质量。二分法的[Sr/Ba]与[Ba/H]图中观察到的经典dSphs，类似的MW晕，要求两个不同的核合成通道Sr。我们表明，Sr在大规模的星系是很好的相关性与镁建议一个强有力的链接到大规模的恒星，其生产基本上是独立的Ba，为大部分的[Ba/H]范围。我们的三个UFD：BootesI、UMaII和LeoIV的Sr和Ba相对于Fe和Mg亏损，在整个Mg丰度范围内，[Sr/Mg] ~-1.3和[Ba/Mg] ~-1的比值非常相似。Bootes I和UMa II的…
2017-09-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Metal Abundances and Star-Formation Rates of Emission-Line Galaxies in and around the Bootes Void
我们探讨了星系金属丰度和恒星形成率（SFR）对局部环境的可能依赖关系，重点是牧夫座虚空及其周围的空间体积。我们的恒星形成星系样本来自H-alpha选择的KPNO国际光谱巡天（KISS）的第二个目录，它与空洞重叠。这个样本代表了820个恒星形成星系的一个统计上完整的，线通量有限的系综，所有这些星系都具有金属丰度和SFR估计。我们对KISS星系进行了两种不同的分析：一种是探测整个样本的特性作为局部密度的函数，另一种是详细描述位于牧夫座虚空内的33个KISS恒星形成星系的特性。在这两种情况下，我们都没有发现任何证据表明KISS星系或其SFR的金属丰度取决于星系所处的环境。我们的全球分析显示，随着局部密度的降低，恒星质量降低，金属丰度降低，SFR降低的趋势很弱。然而，我们认为，金属丰度和SFR趋势的恒星质量局部密度趋势的文物。特别是，金属丰度随密度的变化正是人们从质量-金属丰度关系中所预测的，因为观测到恒星质量随着金属丰度的降低而下降。同样地，当考虑质量归一化的特定SFR时，SFR随密度的趋势消失。居住在牧夫座虚空中的KISS星系被发现与匹配的比较样本具有几乎相同的金属丰度和SFR特性，尽管前者位于平均低16倍以上的密度环境中。
2019-08-20 astro-ph.GA
VLT/FLAMES spectroscopy of red giant branch stars in the Fornax dwarf spheroidal galaxy
天炉座是本星系群中质量最大的矮球状星系之一。天炉座的恒星群体主要是由中等年龄的恒星组成，但恒星的形成几乎贯穿了它的整个历史。有人提出，天炉座经历了一个小的合并事件。尽管最近的进展，只有高金属丰度端的天炉座场星（[Fe/H]>-1.2 dex）已被采样在大量的高分辨率光谱。我们希望通过更好地采样整个金属丰度范围，包括更多的贫金属恒星，更好地了解这个星系的完整化学演化。我们使用的VLT火焰多纤维摄谱仪在高分辨率模式，以确定几个α，铁峰和中子捕获元素的样本中的47个单独的红巨星分支恒星在天炉座矮球状星系的丰度。我们将这些丰度与来自天炉座颜色星等图的年龄概率分布的准确年龄估计相结合。与其他矮球状星系类似，天炉座的老的贫金属恒星通常是富α的，而年轻的富金属恒星是贫α的。在SNe II和SNe Ia之间的时间延迟的经典场景中，我们确认SNe Ia开始在[Fe/H]-2.0和-1.8 dex之间对化学富集做出贡献。我们发现Ia型SNe的发病时间在12-10 Gyr之间。高的[Ba/Fe]、[La/Fe]值反映了Ia超新星和AGB星对天炉座年轻恒星星族丰度分布的影响。我们发现的低[α/Fe]和增强的[Eu/Mg]与缺乏最大质量恒星的初始质量函数以及在天炉座的整个历史中不断发生的恒星形成是一致的。我们发现大质量恒星不断地在星际介质中富集α元素，尽管它们不是铁富集的主要贡献者。
2014-09-26 astro-ph.GA
Elemental Abundances in M31: The Kinematics and Chemical Evolution of Dwarf Spheroidal Satellite Galaxies
我们介绍了来自仙女座I，III，V，VII和X的Keck/DEIMOS的深层光谱，所有这些都是M31的矮球状卫星。该样品包括所有五个dSphs的256个光谱成员。我们确认以前的速度色散和动力学质量的测量，我们提供的体积旋转的上限。我们的测量结果证实，M31卫星服从相同的恒星质量和恒星金属丰度之间的关系银河系（MW）卫星和其他矮星系的本群。金属丰度分布显示出与MW卫星类似的恒星质量趋势，包括大质量卫星外部影响的证据，如预富集或气体吸积。我们提出了第一次测量的个别元素比，如[Si/Fe]，在M31系统，以及测量的平均[α/Fe]比。[alpha/Fe]与[Fe/H]的趋势也遵循与MW卫星相同的星系质量相关模式。质量较小的星系有更陡峭的[alpha/Fe]下降斜率，从较低的[Fe/H]开始。最后，我们将M31卫星的化学演化与M31的巨大星流和光滑晕进行了比较。M31系统的性质支持了理论预测，即内晕主要由早期吸积的大质量星系组成。因此，内晕的[Fe/H]和[alpha/Fe]比幸存的卫星星系高。
2019-12-04 astro-ph.GA
The metal-poor Knee in the Fornax Dwarf Spheroidal Galaxy
我们目前的α元素丰度镁，硅，钛的大样本场星在两个外部领域的天炉座矮球状星系（dSph），获得VLT/GIRAFFE（R~16,000）。由于我们的样本中有很大一部分贫金属恒星，我们能够连续跟踪α元素从[Fe/H]=-2.5到[Fe/H]=-0.7 dex的演化。这是第一次，我们能够解决营业额从II型超新星（SNe）为主，α增强高原下降到太阳下[α/Fe]值由于SNe Ia的发病，从而跟踪化学富集效率的星系。我们的数据支持的一般概念的α-增强高原在早期的时代，其次是一个定义明确的“膝盖”，由超新星Ia的发病造成的，最后是第二个高原与太阳[α/Fe]值。我们发现这个膝关节的位置是在[Fe/H]=-1.9，因此与其他dSphs和标准进化模型相比，比预期的金属更少。令人惊讶的是，这个值与Sculptor中的膝盖相当，比天炉座的dSph低10倍。使用化学演化模型，我们发现，无论是膝盖的位置，以及随后的高原在亚太阳能水平很难解释，除非星系经历了几个离散的恒星形成事件，恒星形成效率的急剧变化，而一个统一的恒星形成可以排除。一种可能的演化情景是，天炉座在过去经历了一次或几次来自富含气体系统的主要吸积事件，因此它目前的恒星质量并不代表古代的化学演化环境。如果天炉座是几个较小的积木的产物，这也可能意味着对一般dSphs形成过程的理解。
2014-02-25 astro-ph.GA
Homogeneity in the early chemical evolution of the Sextans dwarf Spheroidal galaxy
本文介绍了矮球状星系六分仪中两颗新的极贫金属星（EMPS）候选者的高分辨率光谱分析。这些目标是预先选定的中分辨率光谱中心周围的钙II三重态在近红外和后续的更高的分辨率与VLT/UVES。我们确认它们的金属丰度较低，[Fe/H]=-2.95和[Fe/H]=-3.01，使它们成为六分仪座中已知的金属丰度最低的恒星之一。测定了C、Na、α元素、Fe峰和中子俘获元素等18种元素的丰度。特别是，我们提出了第一次测量的锌在一个经典的矮星在极低的金属丰度。以前有迹象表明，与其他星系相比，在[Fe/H] -3周围的六分仪恒星星族的丰度比有很大的分散。我们利用这项工作的机会重新分析了EMPS的完整样本，发现了一个类似Milky Way的平台和固定金属丰度的正常分散。
2020-09-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical abundances in the nucleus of the Sagittarius dwarf spheroidal galaxy
我们目前的铁，镁，钙，钛丰度的235颗恒星在中央区域的人马座矮球状星系（9.0弧分~70秒差距的中心）从中等分辨率的凯克/DEIMOS光谱。所有被考虑的恒星都属于大质量球状星团M54或星系的中央核（Sgr，N）。特别是，我们提供了109颗[Fe/H] >-1.0的恒星的丰度，比现有的光谱金属丰度样本和Sgr dSph恒星在这种金属丰度制度下的α元素丰度估计增加了一倍多。此外，我们发现了第一个被证实的成员人马座矮椭球[Fe/H]< -2.0的基础上分析的铁线。我们首次在Sgr，N群体中发现了金属丰度梯度，其峰值铁丰度从[Fe/H]=-0.38（R < 2.5 arcmin）到[Fe/H]=-0.57（5.0 < R < 9.0 arcmin）。另一方面，[Mg/Fe]、[Ca/Fe]和[Ti/Fe]与[Fe/H]的趋势在我们的研究探索的整个区域内是相同的。我们用一个化学演化模型再现了人马座矮椭球体的化学结构，该模型表明人马座矮椭球体是一个高质量的前身星（M_（DM）=6 × 10^{10} Msun），在几个Gyr前发生了一个重要的质量剥离事件，推测其起始于坠入后的第一次近银河通道。
2017-05-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical characterization of the globular cluster NGC 5634 associated to the Sagittarius dwarf spheroidal galaxy
作为我们正在进行的关于球状星团（GC）中多个恒星星族的均匀化学表征的项目的一部分，我们使用FLAMES@VLT收集的红巨星的高分辨率光谱学研究了与人马座矮球状星系相关的NGC 5634。本文给出了45颗观测星的径向速度分布，其中43颗是成员星，给出了7颗UVES-FLAMES观测星的22种元素的详细化学丰度，以及GIRAFFE观测星的6种元素丰度。在我们的均匀UVES金属丰度标度上，我们得出低金属丰度[Fe/H]=-1.867 +/-0.019 +/-0.065 dex（+/-统计+/-系统误差），其中sigma=0.050 dex（7星）。我们发现了轻元素（Na和O，Mg和Al）之间的正常反相关性，这是典型的大规模和古老GC的多个种群的特征。我们确认协会的NGC 5634的Sgr dSph，从该集群失去了几个Gyr前，其速度和位置的基础上，α和中子捕获元素的丰度比。
2017-01-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
The early days of the Sculptor dwarf spheroidal galaxy
我们介绍了本星系群矮球状体Sculptor中5颗-3.9<=[Fe/H]<=-2.5恒星的高分辨率光谱研究，从而使在该金属丰度范围内具有可比观测值的恒星数量增加了一倍。我们对α、铁峰、轻元素和重元素的化学丰度进行了详细的分析，并与银河系晕和超暗矮恒星星族进行了比较。我们发现，大部分的玉夫座贫金属恒星遵循相同的趋势，丰度比与金属丰度的银河系恒星。这表明了类似的早期恒星形成条件和高度均匀的星际介质。我们发现了这个主要区域的一个异常值，它似乎错过了最大质量的II型超新星的产物。除了有助于完善星系形成模型的价值外，这颗恒星还提供了钴和锌生产的线索。我们的两个样本星具有低的奇偶钡同位素丰度比，暗示了一个公平的比例的S-过程，我们讨论的中子捕获元素的核合成起源的含义。
2016-01-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Neutron-capture elements in dwarf galaxies III: A homogenized analysis of 13 dwarf spheroidal and ultra-faint galaxies
我们提出了一个大的均匀的恒星参数和丰度在广泛的金属丰度，涉及$13$经典矮球状（dSph）和超微弱dSph（UFD）星系。总的来说，这项研究包括了位于天炉座、人马座、玉夫座、六分仪座、船底座、小熊座、天龙座、网室II、牧夫座I、大熊座II、狮子座I、Segue I和三角座II的$380$星。这个样本代表了迄今为止对dSph星系最大的，均匀的，高分辨率的研究。有了我们的同质衍生目录，我们能够在不同的星系中寻找相似和偏离的趋势。我们调查的质量依赖的个别系统上的生产的$α$ -元素，但也试图阐明长期以来的困惑的主要生产网站的r-过程元素。我们使用的数据从凯克天文台档案馆和ESO减少档案重新分析这些$13$ dSPH星系的恒星。我们自动化的步骤，获得恒星参数，但运行一个完整的光谱合成，以获得所有的丰度，除了铁。均匀化的丰度组产生了独特的可能性，得出Ia型超新星的爆发和星系的恒星质量之间的关系。此外，我们还导出了一个估计$α$ -元演化的公式.将所有丰度一致地置于同一尺度上对于回答有关星系化学史的问题至关重要。通过均匀地分析Ba和Eu在13个系统中，我们已经跟踪的S-过程的发病，并发现它增加与金属丰度作为星系的恒星质量的函数。此外，r-过程材料与$α$ -元素相关，表明这些元素的一些共同生产，这反过来又指向罕见的核心坍缩超新星，而不是二元中子星合并作为宿主的r-过程在低[Fe/H]的调查dS…
2020-09-02 astro-ph.GA
Abundance ratios of red giants in low mass ultra faint dwarf spheroidal galaxies
低质量矮球状星系是我们了解原始宇宙和本星系群化学演化的关键对象。这些天体恒星的像差比可以用来更好地理解它们的恒星形成和化学演化。我们报告的11颗恒星属于5个不同的超暗矮球状星系（UfDSph）的基础上在VLT获得的X-射手光谱的样本进行分析。中分辨率光谱已被用来确定其大气的详细化学成分。我们进行了标准的1D LTE分析来计算丰度。考虑到所有的恒星作为低质量星系的同一人口的代表，我们发现，[α/Fe]与[Fe/H]的比率随着恒星的金属丰度的增加，以类似的方式发现属于矮球状星系的恒星的人口减少。主要的区别是，太阳的[α/Fe]是在一个低得多的金属丰度的UfDSPH比矮球状星系达到。我们报告的第一次丰富的锶CVNI。我们在这个星系中分析的恒星具有非常高的[Sr/Fe]和非常低的钡上限，这使得它成为具有异常高的[Sr/Ba]比率的恒星。我们的研究结果似乎表明，在再电离之前产生大量恒星的星系（化石星系）在给定的金属丰度下的[X/Fe]比低于经历了恒星形成率（淬火）不连续的星系。
2015-10-19 astro-ph.GA
Manganese in dwarf spheroidal galaxies
我们提供了锰丰度（校正的超精细结构的影响）的大量恒星在矮球状星系的玉夫座和天炉座，并在船底座和六分仪dSph星系的数量较少。在这些星系中，已经确定了许多其他元素的丰度，包括α和铁峰，这使我们能够建立[Mn/Fe]和[Mn/α]与[Fe/H]图。锰丰度意味着在所有四个星系检查的恒星亚太阳[Mn/Fe]比。在Sculptor中，[Mn/Fe]在[Fe/H] \sim -1.8和-1.4之间大致保持恒定，并在较高的铁丰度下降低。在天炉座中，[Mn/Fe]与[Fe/H]之间没有任何显著的差异。dSph星系的[Mn/alpha]和[Fe/H]之间的关系明显系统地偏离了银河系，这反映了各自星系不同的恒星形成历史。[Mn/alpha]行为可以解释为II型和Ia型超新星的金属依赖的Mn产额的结果。我们还计算了化学演化模型的恒星形成的历史相匹配的经验确定的雕塑家，天炉座，船底座，并为锰产量的超新星Ia，这被认为是恒定的或可变的金属丰度。观察到的[Mn/Fe]与[Fe/H]的关系，在雕塑，天炉座，和船底座可以复制的化学演化模型，包括金属依赖的Mn产量从超新星Ia。
2012-03-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Chemical Signatures of the First Supernovae in the Sculptor Dwarf Spheroidal Galaxy
我们提出了一个均匀的化学丰度分析的五个最贫金属星的玉夫座矮球状星系。我们分析新的和档案高分辨率光谱从麦哲伦/MIKE和VLT/UVES和确定恒星参数和丰度在一个一致的方式为每颗恒星。我们样本中的两颗恒星，[Fe/H] = -3.5和[Fe/H] =-3.8，是我们对玉夫座进行Ca K巡天的新发现，而其他三颗恒星在文献中是已知的。我们确认Scl 07-50是在外部星系中发现的金属丰度最低的恒星，[Fe/H] =-4.1。两颗最贫金属的恒星都有非常不寻常的丰度模式，α元素明显不足，而其他三颗恒星类似于典型的极度贫金属的银河系晕星。结果表明，在相同的金属丰度范围内，玉夫座星中几种元素的星-星散射比晕星大。这种分散和最低金属丰度恒星的罕见丰度模式表明，最古老的幸存的玉夫座恒星被少量早期超新星富集，可能是来自星系形成的第一代恒星的高质量祖先。
2014-12-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
The episodic Star Formation History of the Carina Dwarf Spheroidal Galaxy
我们提出了深测光的船底座矮椭球星系的B，V过滤器从CTIO/MOSAIC，出和超出潮汐半径。精确校准的光度学与红巨星分支星的光谱金属丰度分布相结合，以确定详细的恒星形成和化学演化历史。恒星的形成历史证实了船底座的形成历史，并详细量化了每一幕的持续时间和强度，作为从中心开始的函数半径。两个主要的恒星形成事件发生在古老（>8 Gyr）和中间（2-8 Gyr）年龄，都是从低金属丰度（[Fe/H]<-2 dex）开始的富集恒星。通过将SFH分为两部分，我们确定60pm9%的恒星形成于中间年龄段。此外，在潮汐半径（0.48度或888秒差距）内，形成的恒星总质量为1.07 pm 0.08 x10^6 M_sun，船底座的恒星质光比为1.8 pm 0.8。结合详细的恒星形成历史与光谱观测的RGB星，我们能够确定详细的年龄金属丰度关系的每个情节和时间尺度的α-元素演化的船底座从单个恒星。最古老的一幕显示出6 Gyr以上的紧密年龄-金属丰度关系，α元素丰度稳定下降，α元素拐点可能在[Fe/H]~ -2.5 dex。中间年龄序列显示出更复杂的年龄-金属丰度关系，从低金属丰度开始，α元素丰度序列的斜率比老事件中观察到的要陡得多，从[Fe/H]=-1.8 dex和[Mg/Fe]~0.4 dex开始，下降到贫Mg值（[Mg/Fe]<-0.5 dex）。这清楚地表明，这两个恒星形成的情节形成的气体具有不同的丰…
2014-09-10 astro-ph.GA
Sc and neutron-capture abundances in Galactic low- and high-alpha field halo stars
我们测定了27颗银河系矮星样品中中子俘获元素Zr、La、Ce、Nd和Eu的相对丰度比，其值为-1.5 < [Fe/H] <-0.8。我们还测量了铁峰元素Sc。根据Nissen & Schuster发现的[alpha/Fe]丰度比和运动学，这些恒星分为三个种群（低和高α晕和厚盘星）。我们发现当包括来自Nissen & Schuster的Y和Ba时，低α和高α基团之间在[Sc/Fe]、[Zr/Fe]、[La/Zr]、[Y/Eu]和[Ba/Eu]的丰度比方面的差异。除了[La/Zr]，低α星的丰度比高α星低。低α星显示出与现今矮球状星系相同的高[Ba/Y]和低[Y/Eu]丰度模式，尽管与高α星相比，丰度差异较小。这些不同的化学模式被归因于两个种群之间恒星形成率的差异，以及低金属量、低质量渐近巨星分支（AGB）恒星对低α种群的贡献。通过比较低α人口与AGB恒星模型，我们把AGB恒星的质量范围的限制。
2017-01-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Apache Point Observatory extra-Galactic Evolution Experiment (APOeGEE): Chemical Abundance Trends for Seven Dwarf Spheroidal Galaxies in the APOGEE Survey
本文利用APOGEE和Gaia数据研究银河系七个矮椭球星系的化学丰度，提出确定丰度可测量上限的新方法，发现其化学演化呈间歇性与连续性两种路径，并揭示质量、环境邻近性和恒星形成停止共同影响演化形态。
2025-11-06 astro-ph.GA
Abundance Analysis of Stars at Large Radius in the Sextans Dwarf Spheroidal Galaxy
本文首次对六分仪座矮球状星系大半径处的五颗贫金属恒星进行高分辨率光谱丰度分析，发现碳增丰无中子俘获元素增丰、r-过程核合成及Sr增丰等化学特征，表明其形成于化学不均匀区域。
2023-07-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Chemical Evolution of the Draco Dwarf Spheroidal Galaxy
我们提出了一个丰富的分析的基础上选择跨越整个范围的天龙座矮球状星系的金属丰度的8颗恒星的高分辨率光谱。我们发现样品星的[Fe/H]在-1.5到-3.0 dex之间。结合我们的样品与先前发表的工作，共14个发光的天龙座巨星，我们表明，丰度比[Na/Fe]，[Mg/Fe]和[Si/Fe]的天龙座巨星重叠的星系晕巨人在最低的[Fe/H]探测，但显着较低的铁金属量天龙座恒星。对于爆发性α元素Ca和Ti，[Fe/H] > -2.4 dex的天龙座巨星的丰度比近似恒定，并且略低于太阳，远低于星系晕星的特征值。s过程对重元素产生的贡献开始于比星系晕低得多的Fe金属丰度。使用玩具模型，我们比较的行为的丰度比内的样本的天龙座巨星与那些从文学的银河系球状星团，船底座和Sgr dSphgalaxies。这些差异似乎与重元素积累的时间有关，其中天龙星的速度最慢。我们注意到在我们的样品中存在一个[Fe/H] < -3.0 dex的天龙座巨星，并重申内星系晕可能是由早期的银河系卫星星系吸积和年轻的球状星团溶解形成的，而外晕可能是由后来的卫星星系吸积形成的。
2009-06-04 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
Structural Diversity Among the Milky Way's Dwarf Spheroidal Satellites
Carnegie Mellon University（卡内基梅隆大学）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）；University of Edinburgh（爱丁堡大学）
研究银河系矮球状卫星的结构多样性，通过灵活的双幂律模型拟合恒星密度场，发现其种群有多样密度剖面形状，该模型使半光半径和恒星质量估计更不确定，强调密度剖面形状灵活性对dSph质量建模很关键。
2026-07-13 astro-ph.GA
A New Chemical Evolution Model for Dwarf Spheroidal Galaxies based on Observed Long Star Formation Histories
提出了一个新的本宇宙矮球状星系化学演化模型。我们的主要目的是同时解释它们观测到的恒星形成历史和金属丰度分布函数。将我们的新模型应用于四个局部dSphs，即天炉座，雕塑家，狮子座II和六分仪，我们发现我们的新模型再现了所观察到的dSphs的化学性质一致。我们的研究结果表明，dSphs的演化与低恒星形成效率和大的气体流出效率相比，银河系，如以前的作品所建议的。将观测到的dSphs的[alpha/Fe]-[Fe/H]关系与模型预测进行比较，我们发现我们的模型有利于Ia型超新星的更长的开始时间（即，0.5 Gyr）比以前的研究（即，0.1 Gyr）。我们详细讨论了这种差异的起源。
2014-12-05 astro-ph.GA
Estimating the evolution of gas in the Fornax dwarf spheroidal galaxy from its star formation history: an illustrative example
我们认为，矮球状星系（dSph）恒星形成历史的详细数据可以用来估算其恒星形成盘中冷气体的总质量M_g（t）的演化。以天炉座为例，假设恒星形成速率psi（t）= λ_*（t）[M_g（t）/M_sun]^alpha与邻近星系的观测结果一致，我们估计了它的M_g（t）和相应的净气体流量Δ F（t）。我们将Delta F（t）从净流入到净流出的转变的开始确定为天炉座晕成为银河系卫星的时间t_sat，并利用LambdaCDM宇宙学中的中位晕生长历史及其在半光半径范围内的当前质量，估计了在t < t_sat时天炉座晕总质量M_h（t）的演化。我们研究了α = 1，1.5和2的三种不同情况，并通过比较在t < t_sat时气体质量分数f_g（t）= M_g（t）/M_h（t）与再电离宇宙中晕吸积气体的模拟结果来证明相应的λ_*（t）。我们发现，在t_sat ~ 5或8 Gyr时，天炉座晕增长到M_h（t_sat）~ 2 × 10^9 M_sun，这与先前利用恒星运动学和轨道运动数据所做的研究基本一致。我们定性地描述了天炉座作为一个卫星的演变，并讨论了我们的方法可能扩展到其他dSphs。
2015-12-03 astro-ph.GA
VLT/FLAMES spectroscopy of Red Giant Branch stars in the Carina dwarf spheroidal galaxy
单个红巨星分支恒星（RGB）的年龄可以从1 Gyr到宇宙的年龄，并且相信它们光球中大多数化学元素的丰度随时间保持不变（那些不受第一次挖掘影响的元素）。这意味着他们追踪了恒星形成时星系中的ISM，从而追踪了星系的化学富集历史。CMD分析显示船底座矮球状体（dSph）有一个不寻常的恒星形成历史（SFH），预计这将反映在不同化学元素的丰度。我们使用VLT-FLAMES摄谱仪在HR模式（R~20000）下测量了船底座35颗RGB星的化学元素丰度。我们还结合这些丰度与测光得出这些恒星的年龄估计。这使我们能够确定我们样本中的恒星属于两个不同的恒星形成（SF）事件中的哪一个，从而确定SF和这两个事件中化学富集之间的关系。正如从SFH所预期的那样，船底座包含两个不同的RGB恒星群：一个是旧的（>10 Gyr），我们发现它是贫金属的（[Fe/H]<-1.5），α-富（[Mg/Fe]>0.0）;其他中间年龄（~2-6 Gyr），我们发现其金属丰度范围（-1.8<[Fe/H]<-1.2），[α/Fe]丰度分布很广，从极低值（[Mg/Fe]<-0.3）到与较老种群相同的平均值（<[Mg/Fe]>~0.3）。我们发现，化学富集的历史隆凸dSph是不同的SF情节。最早的一次是短的（~2-3 Gyr），导致整个星系的化学快速富集到[Fe/H] ~ -1.5，同时有SNe II和SNe Ia的贡献。随后的事件发生…
2011-12-02 astro-ph.GA
The SPLASH Survey: Spectroscopy of 15 M31 Dwarf Spheroidal Satellite Galaxies
我们提出了一个解决的恒星光谱调查的15个矮球状（dSPH）卫星的仙女座星系（M31）的仙女座星系的恒星晕（SPLASH）项目的光谱和测光景观的一部分。我们过滤前景污染银河系（MW）的恒星，注意到MW的子结构是显而易见的，在这个污染物样本。我们还过滤M31晕场巨星，并确定其余的可能dSph成员。然后，我们使用这些成员来确定的dSphs的运动学特性。对于第一次，我们确认，和十八，二十一，和二十二显示运动学与绑定，暗物质为主的星系一致。从速度分散的dSphs的完整样本，我们确定的质量，我们结合的大小和光度的星系产生质量-大小-光度的标度关系。通过这些缩放，我们确定M31 dSphs与MW dSphs完全一致，这表明经过充分研究的MW卫星群为更广泛的结论提供了公平的样本。我们还估计了卫星的暗物质晕质量，并发现没有迹象表明这些星系的光度取决于它们的暗晕质量，这一结果与MW矮星的结果一致。其中两颗M31 dSphs（和XV，XVI）的最大圆周速度估计小于12 km/s（到1 sigma），这可能使它们处于已知的最低质量的暗物质晕中（与MW的Bootes I一起）。最后，我们使用M31卫星的系统速度来估算M31晕的总质量：在139 kpc的范围内，M31的质量为8 + 4.1 - 3.7 x 10^11，对应于M31的暗物质晕的维里质量为1.2 + 0.9 - 0.7 x 10^12，与以前的结…
2012-05-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Stacking the Invisibles: A Guided Search for Low-Luminosity Milky Way Satellites
几乎每一个已知的低光度银河系矮球状（dSph）卫星星系都至少包含一颗天琴座RR型恒星。假设一小部分遥远（60 < d_{helio} < 100 kpc）的星系晕RR天琴座恒星是尚未发现的低光度dSph星系的成员，我们执行{ \em引导}搜索这些低光度dSph星系。为了检测dSph星系的存在，我们结合了从超过123个视线中选择的恒星，这些视线集中在由Palomar Transient Factory确定的RR Lyrics恒星上。我们发现，即使此类dSph星系仅占据约20条视线，这种方法也足够灵敏，可以检测到类似Segue 1的星系（M_V=-1.5 ^{+0.6}_{-0.8}，r_h=30 pc）的存在。然而，当我们的方法应用于SDSS DR 10成像目录时，没有检测到信号。将我们的方法应用于由成对的近距离（<200 pc）水平分支恒星占据的视线，也没有得到检测。因此，我们把上限的数量低光度dSph星系的半光半径从30 pc到120 pc，并在探测量的晕。通过将我们的方法应用于以从Pan-STARRS 1调查中选择的RR天琴座恒星为中心的视线，并最终从LSST中获得对光度函数的更强约束。在附录中，我们给出了牧夫座3 dSph的RRab星的光谱观测和牧夫座2 dSph附近的RRab星的光变曲线。
2014-08-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
An inefficient dwarf: Chemical abundances and the evolution of the Ursa Minor dwarf spheroidal galaxy
我们提出了详细的化学元素丰度比的17种元素在三个金属贫恒星的小熊座矮球状星系，我们结合现有的数据从文献中评估的一套新的星系化学演化模型的预测。用Keck/HIRES仪器获得的光谱数据显示[Fe/H]=-2.12、-2.13和-2.67 dex的低金属丰度。虽然我们样本中最缺乏金属的恒星显示出[Mn/Fe]和其他Fe峰元素的过剩，但我们的总体发现与之前对该星系的研究一致：[α/Fe]比值升高，与晕值相似或仅略低于晕值，但在金属丰度极低时具有超新星Ia富集，以及随着金属丰度的降低，第一峰值中子俘获元素与第二峰值中子俘获元素的比率[Y/Ba]增加。根据dSph的金属丰度分布函数设计的化学演化模型表明，UMi有一个延长的恒星形成过程，持续了近5 Gyr，效率较低，并且能够首次解释低金属丰度下的[Y/Ba]增强。特别是，我们表明，目前缺乏气体可能是由于气体从系统中，我们的模型风的持续损失。
2015-02-13 astro-ph.GA
Evidence for a chemical enrichment coupling of globular clusters and field stars in the Fornax dSph
球状星团H4位于天炉座矮球状星系的中心，对于理解低质量星系环境中星团的形成和化学演化至关重要。H4是一个特殊的星团，因为它比其他星团更富含金属，位于星系中心附近，也可能是星系中最年轻的星团。在这项研究中，我们提出了详细的化学丰度来自高分辨率（R~28000）光谱的一个孤立的H4成员星与附近的22个天炉座场星的样本进行比较。我们发现H4段贫α元素Si、Ca和Ti，[Si/Fe]=-0.35+-0.34，[Ca/Fe]=+0.05+-0.08，[Ti/Fe]=-0.27+-0.23，平均[α/Fe]=-0.19+-0.14。如果这个结果代表了平均的星系团性质，那么H4就是唯一已知的在完整的出生环境中具有低[α/Fe]比和中等低金属丰度的系统。对于场星，我们发现了一个明确的序列，被视为早期耗尽在[α/Fe]在低金属丰度，与以前的测量结果很好地吻合。H4落在观测到的场星[alpha/Fe]序列的顶部，显然不符合银河系晕星的性质。因此，我们的结论是，在一个星系内，球状星团的化学富集可能与场星人口的富集模式密切相关。天炉座中H4和类似金属量场星的低[alpha/Fe]比提供了证据，表明缓慢的化学富集环境，如矮星系，可能是银河系和M31晕中α耗尽星系团的原始宿主。
2015-10-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
The formation of the Milky Way halo and its dwarf satellites, a NLTE-1D abundance analysis. I. Homogeneous set of atmospheric parameters
我们提出了一个均匀的一套准确的大气参数的一个完整的样本非常和非常贫金属的恒星在矮球状星系（dSphs）雕塑家，小熊座，六分仪座，天炉座，牧夫座I，大熊座II，狮子座IV。我们还提供了一个银河系（MW）巨恒星的比较样本，覆盖了-4 < [Fe/H] < -1.7金属丰度范围。结果表明，在[Fe/H] > -3.5区域，基于光度法和已知距离的非光谱有效温度（Teff）和表面重力（log~g）的非局域热力学平衡（NLTE）计算提供了Fe I和Fe II线的一致丰度。这证明了Fe I/Fe II电离平衡方法来确定未知距离的MW晕巨星的log g。dSphs和MW星的大气参数用独立的方法检查。在[Fe/H] > -3.5范围内，在NLTE计算中满足Ti I/Ti II电离平衡。在log~ g-Teff平面上，所有恒星都位于[Fe/H] = -2 ~-4的演化轨道巨分支上，与它们的金属丰度一致。对于我们样本中一些最贫金属的恒星，我们很难从铁和钛的两个电离阶段获得一致的NLTE丰度。我们认为，这是一个后果的不确定性在Tef的颜色关系在这些金属丰度。这些工作的结果提供了一个详细的丰度分析的基础上提出的配套文件。
2017-05-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
High-Resolution Spectroscopy of Extremely Metal-Poor Stars in the Least Evolved Galaxies: Leo IV
我们提出了高分辨率的麦哲伦/MIKE光谱的超微弱矮星系狮子座IV中最亮的恒星。我们测量到的铁丰度[Fe/H] =-3.2，增加了在银河系卫星星系中发现的快速增长的极端贫金属恒星样本。这颗恒星的α元素Mg、Ca和Ti增加了约0.3 dex，非常类似于典型的银河系晕丰度模式。所有的轻元素和铁峰元素都遵循极端贫金属晕星的趋势，但中子捕获元素Ba和Sr明显不足。这些结果与超暗矮星大熊座II、后发座、牧夫座I和武仙座中的恒星非常相似，表明最低光度星系的化学演化可能是普遍的。我们观察到的丰度模式与来自第三星族超新星爆炸的核合成预测一致。这颗恒星极低的金属丰度也支持了一个观点，即在最暗的矮星中，有相当一部分（>10%）的恒星的金属丰度低于[Fe/H] =-3.0。
2010-04-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
The extremely low-metallicity tail of the Sculptor dwarf spheroidal galaxy
我们目前的丰度为七颗恒星在（极）低金属丰度的尾的玉夫座矮球状星系，从光谱与X-射手的ESO VLT。目标是从钙II三重（CaT）调查的矮丰度和径向速度队（DART）使用最新的校准。在七颗极贫金属候选者中，有五颗恒星被确认为极贫金属（即，[Fe/H]<-3 dex），其中[Fe/H]=-3.47 +/- 0.07是我们最缺乏金属的恒星。根据单个Fe线的测量，所有样品都在[Fe/H]=-2.5 dex左右或以下。这些值与CaT预测一致，在误差条内。七颗恒星中没有一颗是富碳的。我们估计这是一个纯粹的机会效应的可能性为2-13%，这可能表明与银河系晕相比，玉夫座中富含碳的极贫金属恒星的比例较低。[α/Fe]比值显示的范围从+0.5到-0.5，比银河系样本中看到的变化更大，尽管通常在1- 2西格玛范围内保持一致。一颗星看起来有点铁强化。我们的程序星显示没有偏离银河系的铬和重元素钡和锶的丰度趋势。然而，有几颗恒星的钠丰度低于银河系的值。总体而言，我们的结论是，CaT线是一个成功的金属丰度指标下降到极贫金属制度，并在玉夫座矮星系中的极贫金属恒星的化学性质更类似于他们的银河系晕当量比更富含金属的人口的恒星。
2013-01-20 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Lyman-Alpha Escape from Low-Mass, Compact, High-Redshift Galaxies
我们研究了NOAO深宽视场巡天的牧夫座地区7个视场中27个光谱证实的和35个光度测定的z $\approx$ 2.65的莱曼-α发射体（LAEs）中恒星种群和大小对Ly $α$逃逸的影响。我们使用深$HST$ /WFC 3成像来补充地面观测并推断关键的星系属性。与典型的恒星形成星系（SFG）相比，LAE的质量更小（$M_{\star} \approx 10^{7} - 10^{9}~M_{\odot}$），年龄更小（$\lesssim$ 1 Gyr），体积更小（$r_{e} <$ 1 kpc），尘埃衰减更少（E（B $-$ V）$\le$ 0.26 mag），但恒星形成速率（SFR）相当（$\approx 1 - 100~M_{\odot} {\rm yr^{-1}}$）。样本中的一些LAE可能是非常年轻的星系，具有低星云金属丰度（${\rm Z_{neb} \lesssim 0.2 Z_{\odot}}$）和/或高电离参数（$\log{(\rm U)} \gtrsim -2.4$）。受以往研究的启发，我们通过计算恒星形成率表面密度$Σ_{\rm SFR}$和特定恒星形成率表面密度$Σ_{\rm sSFR}$，研究了恒星形成浓度和引力势对Ly $α$逃逸的影响。对于一个给定的$Σ_{\rm SFR}$，Ly $α$逃逸分数是较高的LAEs与较低的恒星质量。LAE的平均$Σ_{\rm…
2022-07-28 astro-ph.GA
NGC5694: another extra-galactic globular cluster
通过UVES@FLAMES高分辨光谱的分析，讨论了外晕球状星团NGC 5694中6颗巨星的化学组成。团簇的平均铁含量[Fe/H]=--1.83+-0.01，[α/Fe]比为太阳标度，Ba丰度很低（[Ba/Fe]=--0.71+-0.06）。这些异常丰度模式不同于其他Halo球状星团中观测到的异常丰度模式，但与典型矮球状星系中贫金属星的异常丰度模式相似。这些发现表明NGC 5694可能来自银河系外，可能来自矮球状星系。
2013-01-16 astro-ph.GA
The Spheroidal Bulge of the Milky Way: Chemodynamically Distinct from the Inner-Thick Disc and Bar
Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP)（波茨坦莱布尼茨天体物理研究所）；Universität Potsdam（波茨坦大学）；Universidad Nacional Autónoma de México（墨西哥国立自治大学）；Instituto de Astronomía, Universidad Nacional Autónoma de México（墨西哥国立自治大学天文研究所）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉古纳大学）；Max Planck Institute for Astronomy（马克斯·普朗克天体物理研究所）；Universitat de Barcelona（巴塞罗那大学）；Institut de Ciències del Cosmos (ICCUB), Universitat de Barcelona（巴塞罗那大学宇宙科学研究所）；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)（加泰罗尼亚空间研究学院）
研究银河系内区域的化学组成和起源，发现球状bulge在化学和动力学上与内厚盘和棒显著不同，首次通过Gaia-RVS光谱揭示其独特的金属丰度分布和轨道特性。
2025-12-15 astro-ph.GA
The Distribution of Alpha Elements in Andromeda Dwarf Galaxies
我们目前的α铁丰度比的226个单独的红巨星在九个矮星系的仙女座（M31）卫星系统的分支恒星。丰度是从Keck/DEIMOS中等分辨率光谱中Mg、Si、Ca和Ti线的组合信号测量的。这构成了在M 31卫星系统中测量的第一个α丰度比的大样本。在我们的样本中的矮星系表现出各种各样的α丰度比，在每个星系的平均值范围从近似太阳（[α/Fe] ~ +0.0）α增强（[α/Fe] ~ +0.5）。这些变化与内部运动学、环境或恒星密度无关。我们确认径向梯度铁丰度的两个星系的五个有足够的数据（NGC 185和II）。只有初步的证据表明NGC 185中存在α丰度径向梯度。我们均匀地比较我们的结果，银河系经典矮椭球，发现证据的平均α丰度的变化范围更广。在没有化学丰度的M31恒星晕，我们比较银河系恒星晕。一个恒星晕组成的破坏M31卫星是太丰富的金属和不一致的银河系晕α丰度分布，即使只考虑卫星占主导地位的老恒星星族。M 31卫星群提供了第二个研究矮星系化学丰度的系统，并揭示了比银河系更广泛的丰度模式。
2014-06-02 astro-ph.GA
Detailed abundance analysis from integrated high-dispersion spectroscopy: Globular clusters in the Fornax Dwarf Spheroidal
目的：我们描述了我们新开发的方法，详细的丰度分析从集成光高色散光谱的星团。作为一个试点项目，我们测量了三个球状星团（GC）在天炉座dSphVLT/UVES光谱的几种元素的丰度。方法：我们将聚类色幅图分成大约100个箱，并计算每个箱的合成光谱。单独的模型光谱被共同添加，并且丰度被迭代地调整，直到实现与观察到的光谱的最佳匹配。结果：我们发现天炉座3、4和5的[Fe/H] =-2.3、-1.4和-2.1，具有+/-0.1 dex不确定度。因此，天炉座3号和5号在金属丰度上与大多数贫金属的银河系GC相似，并且落在天炉座中的场星金属丰度分布的极端贫金属端附近。由Ca和Ti追踪的[α/Fe]比，相对于太阳的组成，在天炉座3号和5号的水平上增加了约+0.25 dex，在天炉座4号的水平上可能略低（约+0.12 dex）。对于所有三个星系团，[Mg/Fe]比明显低于[Ca/Fe]和[Ti/Fe]，这可能是银河系GC中众所周知的丰度异常的影响。因此，我们确认，镁可能是一个穷人的代理的整体α元素丰度GC。重元素（Y、Ba和Eu）的丰度模式表明，在所有三个团簇中，r-过程对核合成的贡献占主导地位，平均[Ba/Eu]=-0.7，表明GC的快速形成。结论：将我们的结果与有关天炉座1号和2号的文献数据相结合，五个天炉座GC中有四个落在-2.5<[Fe/H]<-2的范围内，而天炉座4号比其他的更富含金属。在综合…
2012-09-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Multi-Element Abundance Measurements from Medium-Resolution Spectra. IV. Alpha Element Distributions in Milky Way Dwarf Satellite Galaxies
本文从银河系8个矮球状卫星星系的α元素丰度模式出发，推导了它们的恒星形成历史。我们之前发布的目录（Paper II）中的近3000颗恒星构成了我们的数据集。所有dSphs的平均[alpha/Fe]比随着[Fe/H]的增加大致遵循相同的路径。我们没有观察到[alpha/Fe]与[Fe/H]图中预测的拐点，对应于Ia型超新星开始爆炸的金属丰度。相反，我们发现Ia型超新星喷出物对除了最贫金属（[Fe/H] < -2.5）恒星之外的所有恒星的丰度都有贡献。我们还开发了一个化学演化模型，可以跟踪恒星形成速率，II型和Ia型超新星爆炸以及超新星反馈。在超新星爆发中没有金属增强，大量的气体损失定义了所有dSphs的历史，除了我们样本中最明亮的天炉座。所有六个最佳拟合模型参数都与dSph光度相关，但与速度色散、半光半径或银心距离无关。
2010-12-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Chemical Signature Indicating A Lack of Massive Stars in Dwarf Galaxies
越来越多的证据支持附近矮星系中出现的一种不寻常的元素特征，特别是矮椭球体（dSphs），表明星系演化的关键过程与银河系不同。除了众所周知的α-元素在dSphs中的不足之外，最近的观察清楚地表明，s-过程元素（Ba）相对于Fe，α-和r-过程元素显着增强。这种增强发生在一些dSphs以及大麦云云中，但在银河系中看不到。在这里，我们报告说，这一特征是缺乏非常大质量的恒星（> 25太阳质量）的证据，在低恒星形成率的环境中预测，我们的结论是，矮星系的独特元素特征，包括低α/Fe比在一些低金属丰度的恒星，至少在某些部分，其特征在于不同形式的初始质量函数。我们提出了一个详细的天炉座dSph星系的模型，并讨论了其复杂的化学富集的历史与轻s-过程元素Y的核合成网站。
2011-05-16 astro-ph.GA
Observations of Lyman-alpha and O VI: Signatures of Cooling and Star Formation in a Massive Central Cluster Galaxy
我们报告了X射线星系团RXJ1532.9+3021（z=0.362）中心恒星形成区（~100太阳质量/年）的新HST COS和STIS光谱，以跟进CLASH团队在中央大质量星系中发现的发光紫外线细丝和结。我们探测到宽（~500 km/s）的莱曼α发射线，具有非常高的等效宽度（EQW~200埃）和稍窄的H α（~220 km/s）。没有探测到N V和O VI的发射线，这限制了气体在10^6 K温度下冷却的速率小于大约10个太阳质量/年。COS的光谱也显示了一个平坦的静止框架紫外连续谱，具有微弱的恒星光球特征，这与最近形成的热恒星的存在是一致的，它们的形成速度约为10个太阳质量/年，未对尘埃消光进行校正。这些紫外光谱的斜率和吸收线与z约为3的莱曼破裂星系相似，尽管它们具有最高的莱曼α等效宽度和恒星形成速率。这个高EQW莱曼α源是一个高金属丰度星系，它在看起来完全不像圆盘的结构中迅速形成恒星。这种恒星形成的模式可能对星系的球状种群有很大的贡献。对任何O VI线发射的光度的限制是严格的，足以排除稳定和同时的气体冷却和恒星形成，不像凤凰星团和阿贝尔1795中的类似系统。事实上，目前的恒星形成率不同于当地的质量冷却率是一致的，最近的模拟幕AGN反馈和恒星形成的集群大气。
2016-12-28 astro-ph.GA
Self-consistent models of our Galaxy
介绍了一类新的恒星盘模型，并用于建立我们银河系的自洽模型。该模型由四个恒星盘（三个薄盘年龄组和一个厚盘）、球状凸起和球状恒星晕和暗晕的基于作用的分布函数（DF）f（J）的参数定义。从这些DF加上特定的气体分布，我们解决了恒星和暗物质的密度和他们产生的潜力。主要的观测限制是盖亚RVS数据的恒星运动学和太阳上方的恒星密度。该模型预测了整个银河系中恒星和暗物质的密度和运动学。我们确定了重子坠落前暗晕的结构。一个简单的扩展的恒星成分的DF，包括化学允许模型再现银河系的化学观察到的方式在（R，z）平面变化。令人惊讶的是，这些数据表明，高α星被限制在J_z>~50 kpc km/s的轨道上。用于创建模型的代码可以在Github上找到。
2022-06-07 astro-ph.GA
High Resolution Optical Spectroscopy of Stars in the Sylgr Stellar Stream
我们观察到两颗贫金属主序星，它们是最近发现的Sylger恒星流的成员。我们目前的径向速度，恒星参数和丰度的13个元素来自高分辨率的光学光谱收集使用麦哲伦稻盛京瓷Echelle摄谱仪。这两颗恒星在所有检测到的元素中具有相同的成分（在0.13 dex或1.2 sigma范围内）。这两颗恒星都非常贫金属（[Fe/H] = -2.92 +/- 0.06）。这两颗恒星的C含量都没有显著增加（[C/Fe] < +1.0）。这两颗恒星的α元素Mg、Si和Ca含量都有所增加（[α/Fe] = +0.32 +/- 0.06），Na、Al和所有Fe族元素的比值在晕、超暗和矮球状星系中的其他恒星中是典型的。Sr的含量轻微增加（[Sr/Fe] = +0.22 +/- 0.11），但Ba的含量没有增加（[Ba/Fe] < -0.4），这表明这些恒星并不含有高水平的中子捕获元素。Li丰度与贫金属未演化场星和球状星团中发现的丰度相匹配（log Li（Li）= 2.05 +/- 0.07），这意味着环境不是决定贫金属恒星Li含量的主导因素。这两颗恒星的化学成分无法区分仙女座星系流的前身是一个矮星系还是一个球状星团。如果它的前身是一个矮星系，那么这股气流可能来自一个致密的区域，比如一个核星团。如果它的前身是一个球状星团，那么它将是已知的最贫金属的球状星团。
2019-07-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
The most metal-poor damped Lyman alpha systems: An insight into dwarf galaxies at high redshift
在本文中，我们分析的运动学，化学和物理性质的样品最贫金属阻尼莱曼α系统（DLAs），揭示他们的联系，现代星系。我们提出的证据表明，DLA人口作为一个整体表现出一个“膝盖”的α-捕获和Fe-峰元素的相对丰度时，金属丰度为[Fe/H] ~-2.0，假设Zn的痕迹的积累Fe-峰元素。在这方面，DLA的化学演化明显不同于银河系晕星所经历的化学演化，但类似于本星系群中矮球状星系的化学演化。我们还发现了本星系群矮星系的运动学和高红移贫金属DLAs之间的密切对应关系，这进一步加强了这种联系。基于这种相似性，我们提出，最贫金属的DLAs为我们提供了一个独特的机会，直接研究过去100多亿年的矮星系人口，当时许多矮星系正在形成它们的大部分恒星。为此，我们测量了DLA气体的一些关键物理特性，包括它们的中性气体质量，大小，动力学温度，密度和湍流。我们发现贫金属的DLAs包含一个温暖的中性介质，T_气~ 9600 K主要由热压支撑。此外，在我们的样品中，所有的DLAs都表现出亚音速湍流马赫数，这意味着气体分布在很大程度上是平滑的。这些结果是对宇宙中最初几代恒星可能形成的环境的第一次经验描述。
2015-07-31 astro-ph.GA
The formation of the Milky Way halo and its dwarf satellites: A NLTE-1D abundance analysis. V. The Sextans galaxy
本文基于高分辨率UVES/VLT和HDS/Subaru光谱，给出了六分仪矮球状星系（dSph）中11颗贫金属（-3.32 <= [Fe/H] <= -2.61）恒星的大气参数，以及至少7种化学元素的非局域热力学平衡（NLTE）丰度。对于每一颗恒星，其有效温度和表面重力是从光谱能量分布和已知的距离推导出来的，而Fe丰度则是从Fe I和Fe II的谱线中获得的平均值。基于Mg、Ca和Ti的丰度，我们发现所有被研究的恒星都显示出0.4~dex到0.2~dex的α增强，并且当[Fe/H] >-2.8时，α/Fe有下降的迹象。六分仪星缺Ba。新的结果是Ba和Mg之间的关系非常紧密，表明它们共同起源于大质量恒星，Ba合成发生在标准超新星时间尺度上的r过程事件中。唯一的例外是一颗C增强型恒星S 15-19，它的Ba强度大大增强。这颗星不太可能是CEMP-s星，因为Sr和Y的丰度很低（[Y/Fe] < -1），在s过程中产生的效率和Ba一样高，而且没有检测到径向速度的变化。与银河系晕、玉夫座和小熊座dSphs没有区别，发现它们在早期的Na和Ni富集历史中，即六分仪星缺乏Na，并且具有接近太阳的Ni/Fe。
2021-10-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
