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
EDGE: The sensitivity of ultra-faint dwarfs to a metallicity-dependent initial mass function
受暗矮星中观测到的底光初始质量函数（IMF）的启发，我们研究了金属性依赖的IMF如何影响超暗矮星系的反馈预算和观测值。我们模拟的演化低质量（$\approx 8 \, \times \, 10^{8} \, \rm M_{\odot}$）暗物质晕与宇宙学，放大流体动力学模拟能够解决个别超新星爆炸，我们补充与经验激励的亚网格处方系统IMF的变化。在这个框架下，在典型的微弱矮星的低气体金属丰度下，新生恒星星族的IMF变得头重脚轻，增加了超新星和光电离反馈调节恒星形成的效率。在固定动力学质量下，这导致矮星的最终恒星质量比典型IMF减少了100倍。尽管如此，反馈预算的增加是由更多的大质量恒星增加的金属生产所满足的，导致$z=0$的铁含量几乎不变。因此，一个金属丰度依赖的IMF提供了一种机制，以产生低质量（$\rm M_{\star}\sim 10^3 \rm M_{\odot}$），但丰富（$\rm [Fe/H]\approx -2$）场矮星系，从而打开了一个自洽的途径，以填充高原$\rm [Fe/H]$的质量-金属丰度关系的最暗端。
2022-05-02 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Faint Stars in a Faint Galaxy: II. The Low Mass Stellar Initial Mass Function of the Boötes I Ultrafaint Dwarf Spheroidal Galaxy
基于对哈勃空间望远镜最近深度成像的分析，提出了对牧夫座I（Boo~I）超暗矮星系低质量恒星初始质量函数（IMF）的改进约束。从这些数据产生的测光表中的候选恒星成员的Boo~I的识别是使用贝叶斯方法实现的，由哈勃超深场的补充档案成像数据提供信息。此外，Boo~I中的早期数据的存在使我们能够推导出源的子集的自行，从而识别和删除可能的银河系恒星。我们还能确定Boo~I的绝对自行，我们的结果与\textit{Gaia}的测量结果一致，但完全独立。通过对Boo~I成员星的色星等数据进行正演模拟，得到了三种不同形式的低质量IMF的最佳拟合参数值。最佳拟合单一幂律IMF斜率为$α= -1.95_{-0.28}^{+0.32}$，而最佳拟合破幂律斜率为$α_1 = -1.67_{-0.57}^{+0.48}$和$α_2 = -2.57_{-1.04}^{+0.93}$。最佳拟合对数正态特征质量和宽度参数为$\rm{M}_{\rm{c}} = 0.17_{-0.11}^{+0.05} \cal M_\odot$和$σ=0.49_{-0.20}^{+0.13}$。Boo~I的这些破幂律和对数正态IMF参数与已发表的银河系内恒星的结果一致，因此Bo{<$}tes I和银河系可能由相同的恒星IMF组成。
2022-09-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical compositions of six metal-poor stars in the ultra-faint dwarf spheroidal galaxy Boötes I
最近在银河系（MW）周围发现的超暗矮星系包含极贫金属的恒星，可能代表了MW低金属量组分的构建块。其中，牧夫座一号矮球状星系因其独特的古老恒星星族而特别令人感兴趣。我们根据斯巴鲁望远镜上的高色散摄谱仪获得的高分辨率光谱，确定了牧夫座I中六颗红巨星的化学成分。12个元素的丰度，包括C，钠，α，铁峰，和中子捕获元素，测定了样品星。的丰度结果进行了比较，在现场MW晕星以前获得的丰度分析技术类似于本研究。我们确认了Boo-094的低金属含量（[Fe/H]=-3.4）。除了这颗星之外，比锌轻的元素的丰度比（[X/Fe]）通常是均匀的，在其他五颗星的金属丰度平均值周围有小的分散（-2.7<[Fe/H]<-1.8）。具体地说，所有[Fe/H]>-2.7的样本星都没有显示出碳的显著增强。[Mg/Fe]和[Ca/Fe]比值几乎不变，随着[Fe/H]的增加有适度降低的趋势，略低于场晕星。牧夫座I星的[Sr/Fe]和[Sr/Ba]比值也倾向于低于晕星。我们的研究结果表明，轻于锌的元素的[X/Fe]比值的小分散表明，这些丰度在该星系中前几代恒星的喷出物中是均匀的。
2014-01-08 astro-ph.GA
Roll of the Dice: A Stochastically Sampled IMF Alters the Stellar Content of Simulated Dwarf Galaxies
宇宙学模拟正达到研究超暗矮星系所需的分辨率。观测表明，在小种群中，恒星初始质量函数（IMF）并没有完全填充;相反，恒星的采样方式可以近似为来自潜在的概率密度函数。为了确保宇宙学模拟的准确性，在超微弱的制度，我们提出了一个改进的治疗IMF。我们实现了一个自洽的，随机填充IMF在宇宙流体动力学模拟。我们测试我们的方法使用高分辨率模拟银河系晕，运行到$z=6$，产生近100个星系的样本。我们还使用一个孤立的矮星系来研究星系性质的系统差异。我们发现，一个随机的IMF在模拟中的反馈突发，加强反馈，淬火恒星形成早在小矮星系。对于质量为$\lesssim10^{8.5}$ M $_\odot$的晕中的星系，与连续IMF相比，随机IMF通常会导致较低的恒星质量，有时会超过一个数量级。我们表明，现有的方法，确保离散超新星不正确地确定质量的恒星粒子及其相关的反馈。这会导致周围气体的过冷，恒星形成至少增加${\sim}$ 10%，冷气含量增加${\sim}$ 30%。展望未来，为了准确地模拟矮星系并与观测结果进行比较，将有必要纳入一个随机填充的IMF，该IMF对恒星质量的全光谱进行采样。
2020-02-20 astro-ph.GA
Turning the Tides on the Ultra-Faint Dwarf Spheroidal Galaxies: Coma Berenices and Ursa Major II
我们提出了深CFHT/MegaCam测光的超微弱的银河系卫星星系后发座Berenices（ComBer）和大熊座II（Uma II）。这些数据延伸到r~25，对应于这些星系中主序星关闭点以下的三个星等。我们稳健地计算了ComBer的总光度M_V=-3.8 +/-0.6和UMa II的总光度M_V=-3.9 +/-0.5，与以前的结果一致。ComBer显示出相当规则的形态，在表面亮度极限为32.4 magarcsec^-2时，没有活动潮汐剥离的迹象。使用极大似然分析，我们计算出ComBer的半光半径为r_half=74 +/- 4 pc（5.8 +/- 0.3 arcmin），其椭圆率e=0.36 +/- 0.04。相比之下，UMa II显示出持续中断的迹象。我们将其形态映射到mu_V=32.6 mag arcsec^-2，发现UMa II比之前确定的要大，至少延伸了约700 pc（天空中的1.2度），而且它也相当细长，椭圆率为e=0.50 +/- 0.2。然而，我们对半光半径的估计，123 +/- 3 pc（14.1 +/- 0.3弧分）与以前的结果相似。我们讨论了潜在的间接暗物质探测和星系形成的背景下，这些发现的影响。我们的结论是，虽然ComBer似乎是一个稳定的矮星系，UMa II显示出正在进行的潮汐相互作用的迹象。
2009-10-20 astro-ph.GA
Chemodynamical simulations with variable IMF
使用自洽化学动力学模拟，包括恒星形成，超新星反馈，和化学富集，我显示宇宙恒星形成和化学富集的历史依赖于初始质量函数（IMF）。Pop-III IMF的影响只能在z>4或[Fe/H]<-2的元素丰度比中看到。在高恒星形成率（SFR）的情况下，较好的IMF具有较平坦的斜率，而在低SFR的情况下，较好的IMF具有较小的上部质量（~ 20 Msun），这与观测到的矮球状星系元素丰度一致。然而，椭圆星系的[alpha/Fe]问题可能需要其他解决方案。
2010-02-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dynamical models of spheroidal multi-component stellar systems
我们提出了一个显着改进的版本，我们的数值代码JASMINE，现在可以解决的Jeans方程的轴对称模型的恒星系统，由任意数量的恒星星族，一个暗物质晕，和一个中央黑洞。恒星的组成部分可以有不同的结构（密度分布，扁平，质量，尺度长度），动力学（旋转支持，速度色散各向异性）和人口（年龄，金属丰度，初始质量函数，质光比）属性。这些模型，当与观测相结合，将允许调查的重要问题，如量化IMF的变化，质量-光比梯度，和不同的恒星运动学组件（如反向旋转盘，运动学解耦的核心）上的光度加权属性的系统性影响。发展的分析和数值框架的目的是建模早型星系，但它也可以适用于矮球状星系和球状星团。
2019-09-24 astro-ph.GA
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
Homogeneous Photometry VI: Variable Stars in the Leo I Dwarf Spheroidal Galaxy
我们对狮子座I矮椭球星系中164颗候选RR型天琴座变星和55颗候选的反常和/或短周期造父变星的脉动性质进行了研究。根据它的RRL，Leo I被确认为Oosterhoff中间型星系，像其他几个矮星一样。我们表明，在他们的脉动特性，RRL代表最古老的恒星星族在星系中没有显着不同的其他五个附近，孤立的矮球状星系。当将它们与最近发现的超暗矮星系中的天琴座RR型恒星进行比较时，也得到了类似的结果。我们比较了矮星系（~ 1300颗星）中ab型RR型天琴座星与星系晕场（~ 14,000颗星）和球状星团（~ 1000颗星）中ab型RR型天琴座星的周期分布和周期振幅关系。当从晕圈内区（dG<14 kpc）向晕圈外区（dG> 14 kpc）移动时，场RRLs的周期分布发生了显著的变化。这表明晕圈是由（至少）两种不同的祖先或祖先类型形成的。综合考虑，在经典矮球状和超暗矮星系中的RRL--正如今天所观察到的--似乎并不遵循内晕或星系晕中的RRL所显示的明确的脉动性质，它们也不具有与球状星团中的RRL相同的性质。特别是与星系晕场和球状星团相比，矮星中的基模RRL样品似乎缺少高振幅和短周期（“HASP”：AV> 1.0等，P <0.48 d）。观测到的RRL的性质并不支持这样一种观点，即目前存在的经典矮球状和超暗矮星系是星系晕原始组成部分的幸存代表性例子。
2014-06-27 astro-ph.GA
Ultra-faint dwarf galaxies: unveiling the minimum mass of the first stars
在超暗矮星系（UFD）中没有检测到零金属丰度恒星，可以通过现有数据与化学演化模型预测之间的统计比较来约束第一批（PopIII）恒星的初始质量函数（IMF）。为此，我们开发了一个模型，该模型遵循孤立UFD的形成，并进行了校准，以最好地再现最佳研究系统的可用数据：Bootes I。我们的统计方法表明，UFD是研究PopIII IMF上持续未检测到零金属丰度恒星的影响的最佳合适系统，即其形状、最小质量（$m_{min}$）和特征质量（$m_{ch}$）。我们表明，占IMF的不完整采样是必不可少的计算预期数量的长寿的PopIII星低效恒星形成的UFD。通过模拟牧夫座I的色星等图，并考虑到观测恒星的质量范围，我们可以得到对$m_{min}$更严格的约束。通过对96颗已测金属丰度（$\rm i < 19$）的恒星在我们模型所代表的UFD中的应用，我们证明了：在$99\%$置信水平下，$m_{ch} > 1 \rm M_{\odot}$或$m_{min} > 0.8 \rm M_{\odot}$。这意味着我们的模型排除了PopIII恒星的当前IMF，并且强烈支持头重脚轻的PopIII IMF。我们可以限制$m_{min} > 0.8 \rm M_{\odot}$独立于PopIII IMF的形状，通过使用下一代仪器，如ELT/MOSAIC（$\rm i < 25$），瞄准四个UFD牧夫座I，武仙座…
2021-03-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Complexity in small-scale dwarf spheroidal galaxies
我们对更明亮的矮球状（dSph）星系的化学演化的了解正在不断增长。然而，人们对最近在大型巡天中大量发现的超微弱系统的浓缩知之甚少。低分辨率光谱学和光度学数据表明，这些星系主要是贫金属的。另一方面，最新的高分辨率丰度分析表明，这些星系中的一些经历了高度不均匀的化学富集，在最小尺度上局部进行恒星形成。此外，这些星系竞争者似乎包含[Fe/H]<-3 dex的贫金属恒星，可能是第一批恒星的所在地。在这里，我们认为目前可用的化学丰度信息（超）微弱的银河系卫星dSphs。在这种情况下，一些最奇特的元素和不均匀的富集模式将被讨论和相关的问题，在何种程度上最微弱的dSph候选人和外部晕球状星团可能有助于金属贫星系晕。
2009-09-25 astro-ph.GA
Is it possible to reconcile extragalactic IMF variations with a universal Milky Way IMF?
对恒星初始质量函数（IMF）最可靠的观测之一是它在银河系和邻近星系中的近似普适性。但是最近对早期星系的观测可以解释为底部重的IMF，而其他超暗矮星的观测则可能意味着顶部重的IMF。这将对恒星形成模型施加强大的限制。我们将探讨什么样的云尺度IMF模型可能满足这些约束。我们利用模拟的星系再现（广泛）观察到的星系属性，而他们也提供了详细的恒星形成的历史和每个祖恒星形成云的属性。然后，我们考虑通用模型的IMF的特征质量是一些任意的幂律函数的祖云属性，以及著名的文献IMF模型，其规模与牛仔裤质量，湍流Bonnor-Ebert质量，温度，不透明度限制，金属丰度，或原恒星加热质量。我们表明，目前在文献中没有IMF模型-也没有任何模型的周转质量是一个任意的幂律函数的云的温度/密度/大小/金属丰度/速度色散/磁场的组合-可以重现声称的IMF变化椭圆或矮星，而不严重违反银河系中的观测约束。具体来说，与观测到的情况相比，他们预测银河系极端环境中的变化太大。要么IMF以更复杂的方式变化，要么必须探索河外观测的替代解释。
2019-03-25 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
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
A possible formation scenario for dwarf spheroidal galaxies - III. Adding star formation histories to the fiducial model
矮球状星系被认为是形成较大星系的基本组成部分，并且被认为是宇宙中已知的最主要的暗物质系统。有几个模型试图解释它们的形成和演化，但它们在模拟孤立矮球状星系的形成时存在问题。在这里，我们将解释一个可能的形成场景，其中星团形成在矮球状星系的暗物质晕内。这些星团的恒星形成效率很低，在暗物质晕内旋转时会溶解。因此，它们构成了我们在矮球状星系中观察到的微弱发光成分。在本文中，我们研究这个模型，通过添加不同的恒星形成历史的模拟结果与我们以前的工作和观测数据进行比较，表明我们可以解释矮球状星系的形成。
2017-10-18 astro-ph.GA
Investigation of the Puzzling Abundance Pattern in the Stars of the Fornax Dwarf Spheroidal Galaxy
许多研究发现了附近矮星系元素丰度的异常特征。这意味着星系演化有一个不同于银河系（MW）的关键因素。天炉座矮球状星系（天炉座dSph）中恒星的化学丰度提供了很好的信息，设置限制的银河系化学演化模型。在这项工作中，采用五个组件的方法，我们拟合天炉座dSph星的丰度，包括$α$元素，铁族元素和中子捕获元素。对于大多数样本星，各种过程对元素丰度的相对贡献通常不按MW比例。我们发现大质量恒星对主$α$元素和铁族元素的贡献随[Fe/H]的增加而单调增加。这意味着星系风的影响不足以阻止恒星的形成，大质量恒星对$α$元素的贡献并没有在[Fe/H] $\lesssim$-0.5时停止。dSph星和MW星之间的各种过程的平均贡献比随着祖星质量的增加而单调下降。与MW相比，这是Fonax dSph底部重初始质量函数（IMF）的重要证据。考虑dSph星的底重IMF，可以解释dSph星的[ $α$ /Fe]与[Fe/H]、[铁基/Fe]与[Fe/H]以及[中子俘获/Fe]与[Fe/H]的关系。
2013-09-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
How to make an ultra-faint dwarf spheroidal galaxy: tidal stirring of disky dwarfs with shallow dark matter density profiles
近年来，斯隆数字巡天计划在银河系（MW）附近发现了一个新的超微弱矮星系（UFD）群体，其起源仍然是一个谜。使用一套无碰撞N体模拟，我们调查的背景下的潮汐搅拌模型的矮球状星系的形成在本地集团（LG）的UFD的形成。我们的模拟旨在再现MW大小的宿主星系和嵌入在10^9 M太阳暗物质（DM）晕中的旋转支撑矮星之间的潮汐相互作用。我们探索了矮DM晕的各种内部密度斜率ρ \propto r^{-α}，从核状（α= 0.2）到尖状（α= 1），以及不同的矮轨道构型。我们的实验表明，UFD可以通过相对紧密的轨道上的盘状矮星的潮汐搅拌产生，与z \sim 1的宿主星系吸积的红移一致，并且具有中间值的晕内密度斜率（ρ \propto r^{-0.6}）。推断的斜率与矮星系的旋转曲线的建模和最近的矮星系形成的宇宙学模拟结果非常一致。比较观测到的UFD的性质与他们的模拟同行，我们发现显着的相似之处的基本观测参数。我们的结论是潮汐搅拌的旋转支持的矮星是一个可行的机制，在LG环境中形成的UFD。
2012-04-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Theoretical lower limits on sizes of ultra faint dwarf galaxies from dynamical friction
矮球状星系是已知的最小的恒星系统，在牛顿解释下，需要大量的暗物质来解释观测到的运动学。事实上，从这个意义上说，它们是已知的最严重的暗物质主导的物体。再加上新发现的超暗矮星的尺寸越来越小，使这些系统处于单个恒星上的动力学摩擦开始变得相关的状态。我们计算了压力支持的各向同性球形暗物质占主导地位的恒星系统的动力学摩擦时标，产生$τ_{DF} =0.93 (r_{h}/10 pc)^{2} (σ/ kms^{-1}) Gyr$，{其中$r_{h}$是半光半径}。对于$3 km/s$的恒星速度色散值，作为典型的最小的最近检测到的超微弱矮椭球，动力摩擦时标变得小于$10 Gyr$典型的恒星年龄为这些系统，为$r_{h}<19 pc$。因此，这就成为一个理论下限，低于这个下限，以暗物质为主的恒星系统就会因动力学摩擦而变得不稳定。我们提出了一个与已知的最小的超微弱矮椭球体的结构参数的比较，表明这些已经接近的稳定性极限推导，任何未来的检测，但更小的这样的系统将是不一致的粒子暗物质假设。
2016-07-26 astro-ph.GA physics.space-ph
The Chemical Signature of a Relic Star Cluster in the Sextans Dwarf Spheroidal Galaxy - Implications for Near-Field Cosmology
我们提出了在六分仪矮球状星系中存在[Fe/H]=-2.7的溶解星团的初步证据。我们使用化学标记技术来识别在多维化学丰度空间（C-空间）中高度聚集的恒星。在六颗恒星的样本中，有三颗，可能是四颗恒星被确定为潜在的星团星。母星团的初始恒星质量由两个独立的观测值估算得到，M*，init=1.9^{+1.5}_{-0.9}（1.6^{+1.2}_{-0.8}）× 10^5 M_sol，假设初始质量函数为Salpeter（Kroupa）。如果通过后续的光谱学证实，这个星团是迄今为止发现的最缺乏金属的系统。像六分仪这样的矮星系中残余星系团的化学特征为我们提供了一个非常强大的高红移宇宙探测器。从现有的观测数据，我们认为，在大多数新发现的超暗矮星系的平均星团质量显着低于它是在今天的银河系，可能低于更明亮的，经典的矮球状星系。此外，矮球状体的平均累积金属丰度函数低于超微弱的，这与我们的随机化学演化模型预测的金属丰度增加而增加。这两个发现，加上可能存在的Mg/Fe比值的差异，表明超暗矮星系群或其中很大一部分，以及矮球状体群，是在不同的环境中形成的，因此在起源上是不同的。
2012-08-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evidence of a non universal stellar Initial Mass Function. Insights from HST optical imaging of 6 Ultra Faint Dwarf Milky Way Satellites
利用HST/ACS深空观测资料，我们证明了6颗超暗矮银河系卫星（UFD）的亚太阳恒星初始质量函数（IMF）比银河系盘的IMF更接近底光。我们的数据具有约0.45 M $_{\odot}$的质量下限，而上限是$\sim 0.8$ M $_\odot$，由这些旧的、金属贫乏的系统的关断质量设定。如果用单一幂律公式表示，我们得到的IMF斜率比$-2.3$的“Salpeter”值要小，范围从狮子座IV的$-1.01$到牧夫座I的$-1.87$。这种偏差的重要性取决于星系，通常为95%或更高。当建模为对数正态分布时，IMF拟合的峰值质量比银河系盘中的峰值质量更大，然而，特征系统质量（$\sim0.22$ M $_{\odot}$）的银河系盘值仅在68%的显著性下被排除，并且仅针对样本中的一些UFD。我们发现，IMF的斜率与星系的平均金属丰度，并在较小的程度上，与速度色散和总质量。观测到的相关性的强度受到观测恒星数量中的散粒噪声的限制，但未来的天基任务，如JWST和WFIRST，都将增加可以详细研究的矮银河系卫星的数量，以及对单个星系的观测深度。
2018-01-18 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
The Initial Mass Function in the ELT era
初始质量函数（IMF）是恒星形成过程中一个重要而又神秘的方面。关于国际货币基金组织的两个主要问题是：国际货币基金组织是不受环境影响的常数吗？IMF是恒星形成的普遍属性吗？下一代的超大型望远镜将使我们能够比现有的设备观测到更远、更暗、更紧凑的星团。在这些程序中，我们提出了我们的研究，看看这些未来的观测站将在多大程度上提高我们对国际货币基金组织的了解。
2020-06-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
A MegaCam Survey of Outer Halo Satellites. VII. A Single Sérsic Index v/s Effective Radius Relation for Milky Way Outer Halo Satellites
在这项工作中，我们使用的银河系的外晕（$R_G > 25\,\mathrm{kpc}$）的卫星（矮球状星系，超暗矮星系和球状星团）的结构特性来自深，宽场和均匀的数据，提出的证据的相关性在Sérsic指数v/s有效半径平面其次是一个大部分的外晕球状星团和卫星矮星系。通过在中心表面亮度v/s绝对星等和Sérsic指数v/s绝对星等参数空间中拟合经验关系，并假设存在两种类型的外晕球状星团，我们发现这种相关性可以完全再现：一种是高表面亮度（HSB组），具有类似于内晕星系团的性质;另一个低表面亮度（LSB组），与矮球状和超微弱矮星系共享特征。由于LSB星系团与矮球状和超暗矮星系的相似性，我们讨论了外晕星系团也起源于暗物质晕内部的可能性，以及来自不同星系宿主势的潮汐力是HSB和LSB星系团之间不同性质的原因。
2019-02-23 astro-ph.GA
Foreground effect on the $J$-factor estimation of ultra-faint dwarf spheroidal galaxies
矮球状星系是伽玛射线暗物质研究的重要目标。特别是，DM湮灭信号预计将在最近发现的一些附近的超微弱dSphs，这可能会给严格的约束$\mathcal{O}(1)$ TeV WIMP DM的强。然而，各种不可忽略的系统的不确定性复杂的天体物理因素的估计相关的DM搜索在这些对象。其中，前景星的影响尤其引人注目，因为即使对于未来的运动学调查，污染也是不可避免的。在这篇文章中，我们评估前景污染的影响，对天体物理学的$J$-因素估计产生模拟样本的恒星在四个超微弱的dSphs和使用未来的摄谱仪的模型。我们调查各种数据削减，以优化数据的质量，并应用可能性分析，其中考虑到成员和前景恒星分布。我们表明，在信号区域（感兴趣的区域）的前景星污染和它们的统计不确定性，可以通过插值的前景星分布在控制区域中的前景星占主导地位的成员星估计。这些区域可以在未来的光谱观测中使用具有大视场的多目标摄谱仪进行保护;例如安装在斯巴鲁望远镜上的主焦点摄谱仪。上述估计有几个优点：污染的数据驱动估计使天体物理因子的分析在复杂的前景分布中保持稳定。此外，在似然分析中考虑了前景污染效应。
2018-08-29 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
The puzzling assembly of the Milky Way halo - contributions from dwarf Spheroidals and globular clusters
虽然最近的巡天发现了大量越来越暗的银河系卫星，但它们的分类是星团，低光度星系还是潮汐超密度仍然不清楚。同样，它们对光环形成的贡献也仍有争议。在这篇文章中，我们将讨论这些令人费解的卫星中的恒星星族和化学动力学的现有知识，特别关注矮球状星系和外星系晕中的球状星团。此外，一些最外层的晕对象是否动态地与（银河系）晕在所有的问题是解决在远程狮子座I和II矮星系的适当测量。
2011-09-08 astro-ph.GA
Complexity in small-scale dwarf spheroidal galaxies
我们对更明亮的矮球状（dSph）星系的动力学，化学丰度和演化历史的了解不断增长。然而，人们对最近在大型巡天中大量发现的超微弱系统的浓缩知之甚少。目前的低分辨率光谱和光度数据表明，这些星系是高度暗物质为主，主要是金属贫乏。另一方面，最近的高分辨率丰度分析表明，一些矮星系经历了高度不均匀的化学富集，恒星形成在小尺度上局部进行。在这篇文章中，我将审查银河系卫星dSphs的运动学和化学丰度信息，目前可从低分辨率和高分辨率光谱。此外，一些最奇特的元素和不均匀的富集模式将被讨论和相关的问题，在何种程度上最微弱的dSPH候选人可能有助于星系晕，相比更明亮的系统。
2009-05-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Chemistry of the Sagittarius Dwarf Galaxy: a Top-Light IMF, Outflows and the R-Process
通过对人马座矮球状星系（Sgr）恒星的化学丰度分析，我们得出结论，α元素的缺乏不可能是由于Tinsley（1979）的Ia型超新星（SNIa）时间延迟方案造成的。相反，证据表明，低[α/Fe]比是由初始质量函数（IMF）在最高质量恒星中的缺陷造成的。关键的证据是[O/Fe]、[Mg/Fe]等流体静力学元素的0.4dex亏损，而不是r过程[Eu/Fe]r随[Fe/H]的正常变化趋势。支持证据来自流体静力学元素（O，Mg，Na，Al，Cu）[X/Fe]比，这与铁添加到银河系（MW）磁盘的趋势不一致。此外，流体静力学爆炸（硅，钙，钛）元素丰度的比例表明一个相对顶轻IMF。与LMC、天炉座和IC 1613的惊人相似之处表明，它们的α元素缺陷也是由于IMF缺乏最大的SNII造成的。对于这样的顶光IMF，r过程[Eu/Fe]r与[Fe/H]的正常趋势，如Sgr所见，表明大质量的II型超新星（> 30 Msun）不是r过程元素的主要来源。高[La/Y]比，漏盒化学演化一致，证实，但~0.3德克斯大于理论AGB预测。这可能是由于13 C口袋质量，或MW和Sgr AGB恒星之间的差异。Sgr的[Rb/Zr]比值是已知最低的，与[Fe/H]=-0.6附近的低质量（~ 2 Msun）AGB星一致，可能是漏盒化学演化的结果。[Cu/O]的趋势，在Sgr和MW表明，铜产量增加的金属丰度和恒星质量，预期从铜生…
2013-09-11 astro-ph.GA
A Relic Star Cluster in the Sextans Dwarf Spheroidal Galaxy - Implications for Early Star and Galaxy Formation
我们提出了一个溶解的星团在六分仪矮球状星系的存在的初步证据。在六颗恒星的样本中，我们发现了[Fe/H] =-2.7附近的三颗（可能是四颗）恒星，它们在多维化学丰度空间中高度聚集。星团的初始恒星质量估计为M*，init = 1.9^+1.5_-0.9（1.6^+1.2_-0.8）*10^5 Msol，假设初始质量函数为Salpeter（Kroupa）。如果通过后续的光谱学证实，这个[Fe/H] =-2.7的古老星团是迄今为止发现的最缺乏金属的系统。受这一发现的启发，我们还提出了一种新的方法来解释矮星系的累积金属丰度函数。从现有的观测数据，我们推测，超暗矮星系人口，或其中的一个重要部分，更明亮，经典的矮球状人口形成于不同的环境，因此将是不同的起源。
2012-02-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Chemical evolution of ultra-faint dwarf galaxies in the self-consistently calculated IGIMF theory
利用积分星系初始质量函数（IGIMF）理论，可以计算出依赖于星系金属丰度和恒星形成率（SFR）的全星系恒星初始质量函数（gwIMF）。Lacchin等人（2019）首次应用IGIMF理论研究超暗矮（UFD）卫星星系的化学演化，但未能重现数据。在这里，我们发现IGIMF理论与数据自然一致。我们应用在每个时间步计算的随时间变化的gwIMF。每单位恒星质量形成的Ia型超新星爆炸的数量根据gwIMF重新归一化。对观测最好的UFD之一的牧夫座I的化学演化进行了计算。我们的计算表明牧夫座I有一个温和的底部光和顶部光的gwIMF，这个UFD与其他矮星有相同的气体消耗时间尺度，但在形成后约0.1 Gyr被淬灭，与独立估计一致，与蜻蜓44相似。在这项工作中恢复的最佳拟合输入参数未涵盖在Lacchin等人的工作中。（2019），造成我们的结论之间的差异。此外，还详细讨论了不确定性，讨论了化学演变模型的结果如何取决于应用的假设。这项研究表明IGIMF理论在理解极端环境下的恒星形成方面的力量，并表明UDF是限制低质量恒星IMF变化的一条有前途的途径。
2020-03-24 astro-ph.GA
Discs of Satellites: the new dwarf spheroidals
最近发现的超微弱的矮卫星围绕银河系和仙女座星系的空间分布进行了比较，以前报道的磁盘的卫星（DoS）的主机星系。在我们的调查中，我们特别注意的选择偏差引入由于有限的天空覆盖的SDSS。我们发现，新的银河系卫星星系密切遵循由更明亮的矮星定义的DoS，从而进一步强调这一功能的统计意义的星系晕。我们还注意到银河系中心距离大于100 kpc的卫星星系的赤字，这些星系远离银河系的卫星盘。在仙女座的情况下，我们得到了类似的结果，自然补充了我们以前的发现，并加强了这样的概念，即卫星盘是卫星星系相空间相关性的光学表现。
2009-01-12 astro-ph.GA
A spectroscopic binary in the Hercules dwarf spheroidal galaxy
我们提出的径向速度曲线的单线光谱二暗弱武仙座矮球状（dSph）星系，基于34个个人的光谱，涵盖了两年多的观测。这是第一次，轨道要素可以推导出一个双dSph。该系统由一颗贫金属的红巨星和一颗低质量的伴星组成，伴星可能是一颗白矮星，在中等偏心（$e=0.18$）轨道上运行135天。它的周期和离心率与星系晕中的贫金属双星完全一致，而投影的半长轴很小，在$a_p$ sin $i$ = 38 R $_{sun}$。事实上，一个非常接近的轨道可以抑制通过$s$过程核合成产生更重的元素，导致在这颗恒星中发现的中子捕获元素的丰度非常低。我们讨论了武仙座dSph的化学富集历史的进一步影响，但没有发现令人信服的二进制方案，可以合理地解释完整的，特殊的丰度模式的武仙座dSph星系。
2013-11-11 astro-ph.GA
Low-End Mass Function of the Arches Cluster
拱门星团的初始质量函数（IMF）是在几百万年前的银河系中心（GC）的恶劣环境中形成的，长期以来一直是研究GC和恒星形成理论的人感兴趣的目标。GC中独特的恒星形成条件可能导致星团在IMF中具有较浅的斜率或较高的较低质量截止值。但它的质量函数只揭示了1-2 Msun（解析恒星的下限），拱的低端质量函数仍然未知。为了估计拱门质量函数的未解决的部分，我们设计了一种新的光度测量方法，该方法涉及观测图像中像素强度的直方图，其中包含未解决的微弱恒星的信息。通过比较像素强度直方图（PIH）的许多人工图像构建模型IMF与观察到的PIH，我们发现，最适合的模型IMF的拱集群具有截止质量小于或接近0.1 Msun和形状非常接近的Kroupa MF。我们的研究结果表明，国际货币基金组织的拱门集群是类似的银河系磁盘中发现的。
2014-11-13 astro-ph.GA
The Cosmic Abundance of Classical Milky Way Satellites
我们研究了斯隆数字巡天中与银河系和M31大小和孤立度相似的星系周围最明亮的经典矮椭球体卫星的丰度。从光度和光谱红移的组合，我们绑定的平均值和内在散射的卫星数量下降到10个星等比银河系暗。限制的幅度比人马座亮，我们表明，银河系是不是一个显着的统计离群值在其人口的经典矮椭球。在较暗的星等，我们发现一个上限为13的卫星比天炉座矮椭球亮的平均数。利用全光度红移分布来改善这些限制的方法是有希望的，但目前在最低红移处受到不完整性的限制。理论模型被用来解释为什么大多数环绕银河系的暗物质暗晕在制造最亮的矮椭球体的光度尺度上效率低下，或者为什么这些暗晕不存在。
2012-07-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Discrete Effects in Stellar Feedback: Individual Supernovae, Hypernovae, and IMF Sampling in Dwarf Galaxies
利用FIRE-2（Feedback In Realistic Environments）项目的高分辨率模拟，我们研究了恒星反馈过程的离散性对星系演化和星际介质（ISM）性质的影响。我们特别考虑了超新星（SNe）的离散化，包括超新星（HNe），并对初始质量函数（IMF）进行采样。我们研究这些过程中的宇宙学模拟的矮星系与$z=0$恒星质量$M_{\ast}\sim 10^{4}-3\times10^{6}\,M_\odot$（晕质量$\sim 10^{9}-10^{10}\,M_\odot$）。我们表明，个别SNe的离散性质（相对于一个模型，其中他们的能量/动量沉积是连续的，随着时间的推移，类似于恒星风）是至关重要的，在产生一个合理的ISM结构和星系风，并在调节矮恒星质量。然而，一旦SNe离散化，占IMF采样的影响，如辐射反馈和恒星质量损失（而不是采用IMF平均率）的连续机制，对星系尺度的性质有微弱的影响。我们还考虑了能量为$\sim 10^{53}\,{\rm erg}$的稀有HNe事件的影响。HNe的影响类似于SNe的集群爆炸的影响-这已经在我们的默认模拟设置中捕获-并且不会淬灭恒星形成（前提是HNe不主导总SNe能量预算），这表明HNe产量产品应该在今天的超微弱矮星中观察到。
2017-12-07 astro-ph.GA
The galaxy-wide stellar initial mass function in the presence of cluster-to-cluster IMF variations
我们计算的综合银河系初始恒星质量函数（IGIMF）的存在下，在集群的IMF变化。IMF变量的人口集群的IMF参数的高斯分布的形式考虑。对于这里使用的锥形幂律函数，这些是高质量端和低质量端的斜率、$Γ$和$γ$以及特征质量$M_{ch}$。通过改变高斯分布的宽度来模拟变化。参考值是在现今银河系$σ_Γ=0.6$、$σ_γ=0.25$和$σ_{M_{ch}}=0.27$ M $_{\odot}$中观测到的年轻星团参数的标准偏差。增加$γ$和$Γ$的分散度适度地增加低质量端和高质量端的IGIMF。增加$σ_{M_{ch}}$使IGIMF的峰值向较低质量移动，使IGIMF底部更重。这可以解释早期型星系底部的重恒星质量函数，因为它们是盘状星系合并的结果，其中恒星形成气体的物理条件在时间和空间上都有显着变化。IMF的变化的效果相比，由于其他的影响，如初始集群质量函数，金属丰度，和银河SFR的形状的变化。我们发现，IMF的变化的影响是一个主导因素，总是影响IGIMF的特征质量。我们将我们的结果与超微弱矮卫星星系（UFD）的样本进行比较。它们现在的恒星质量函数类似于它们的恒星星族形成时的IGIMF。我们发现，只有当IMF的变化与当今银河系中测量的变化相同时，UFD的IGIMF的斜率才能被再现。（节录）
2022-08-04 astro-ph.GA
High-z dusty star-forming galaxies: a top-heavy initial mass function?
最近的估计指出z > 4亚毫米（sub-mm）星系的丰度远远高于模型预测。此事仍在辩论中。根据一些分析，过量可能比最初认为的要低得多，可能是通量增加和源混合造成的。然而，对这一结论没有达成普遍一致意见。也有报道称z > 6的尘埃星系过多，尽管统计数据很差。另一方面，在过去的几十年里，在高z星暴星系中有头重脚轻的初始质量函数（IMF）的证据已经被报道。这将转化为尘埃星系在固定恒星形成率下的更高的亚毫米光度，即，进入一个更高丰度的明亮的高z亚毫米星系比预期的普遍夏布里耶IMF。利用我们的高z原球状星系的物理模型，我们发现，部分过剩可以理解的国际货币基金组织有点头重脚轻比夏布里耶。这样的IMF是一致的，最近提出的占低13 C/18 O丰度比在四个尘埃星暴星系在z = 2-3。然而，极端的头重脚轻的IMF与z > 4处的亚毫米计数不一致。
2020-01-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Variable stars in the ultra-faint dwarf spheroidal galaxy Ursa Major I
我们对大熊座I（Uma I）的变星种群进行了首次研究，大熊座I是斯隆数字巡天最近在银河系周围发现的一颗超暗矮卫星。结合时间序列观测的B和V波段从四个不同的望远镜，我们已经确定了七个RR天琴座星在UMa I，其中五个是基本模式（RRab）和两个是第一泛频调制（RRc）。我们的UMa I的V，B-V色星等图达到了V~23等（在信噪比~ 6时），显示了一个古老的恒星星族的典型特征。RRab星的平均脉动周期<Pab>= 0.628，σ = 0.071天（或<Pab>= 0.599，σ = 0.032天，如果忽略V4，最长的周期和最亮的变量，）和周期振幅图上的位置表明该星系的奥斯特霍夫中间分类。天琴座RR型星以<V（RR）> = 20.43 +/- 0.02等的平均视星等跟踪星系水平分支（6颗星的平均值，剔除V4），进而给出UMa I的距离模数为（m-M）0 = 19.94 +/- 0.13 mag，距离d= 97.3 + 6.0/-5.7 kpc，大麦云云的距离模为18.5 +/- 0.1等。Uma I红巨星和水平支星的等密度线（包括本研究中确定的天琴座RR型恒星）表明，该星系具有S形结构，这很可能是由潮汐与银河系的相互作用引起的。根据V波段光变曲线的傅立叶分解参数，我们得到了六颗Uma I RR型天琴座恒星的光度金属丰度，在Carretta等人的金属丰度标度上，平均金属丰度[…
2013-02-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Bright Galaxies at Cosmic Dawn: A Cloud-Scale Star Formation Model Unifying Variable SFE, IMFs, and Stochasticity
Max Planck Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯·玻尔研究所）；Cosmic Dawn Center (DAWN)（宇宙黎明中心）；Department of Astrophysics, University of Vienna（维也纳大学天体物理系）
研究红移z>10时紫外明亮星系起源，提出新半解析模型，通过追踪恒星形成云弥合小尺度与大尺度差距，捕捉随机性，确定三种恒星形成模式，揭示模型成分对紫外光度函数的影响，表明云尺度物理塑造早期星系紫外光度分布。
2026-07-22 astro-ph.GA
Chemical Feature of Eu abundance in the Draco dwarf spheroidal galaxy
矮球状星系（dSph）中r过程元素的化学丰度是探测r过程位置的有力工具，因为它们的小质量尺度可以区分产生r过程元素的单个事件。双星合并的中子星是一个有希望的候选人，这个网站。在暗淡的，或质量较小的dSph星系，如天龙座，少数双星中子星合并预计最多发生在整个过去。利用Subaru/HDS观测系统对天龙座dSph中的三颗红巨星进行了Eu和Ba的化学丰度测量。一颗[Fe/H]=-1.45的恒星的Eu探测证实了[Fe/H]>-2的恒星的[Eu/H]大致为-1.3。具有类似质量的其他dSph共享该特征，即，雕塑家号和船底座号，并认为就其稀有性而言，中子星合并是r过程元素的起源。此外，还发现了两颗[Fe/H]=-2.12和-2.51的贫金属星，它们的Eu丰度都很低，[Eu/H]<-2，这意味着在[Fe/H] ~ -2.2时，天龙座dSphEu丰度突然增加了0.7 dex以上。此外，这些恒星的Ba丰度的检测表明，r-过程的富集开始不晚于只有几个%的恒星在今天的天龙座dSph形成的时间。虽然在天龙座dSphs中早期Eu产生的起源还有待于天龙座中[Fe/H]<-2的恒星以及其他暗淡dSphs的丰度数据的获得，但Eu产生事件的早期出现可能与星系晕中存在富含r-过程元素的极端贫金属恒星相一致。
2015-04-13 astro-ph.GA
A top-heavy stellar initial mass function in starbursts as an explanation for the high mass-to-light ratios of ultra compact dwarf galaxies
最近的研究表明，质量在10^6 ~ 10^8太阳质量之间的致密恒星系统的V波段动态质光比与简单的恒星星族（SSP）模型的预测不一致。在这些所谓的超紧凑矮星系（UCD）中，头重脚轻的恒星初始质量函数（IMF）为这一发现提供了一个有吸引力的解释，恒星残骸和保留的恒星包层提供了不可见的质量。因此，我们建立了一个模型，量化了UCD的IMF在中等质量和高质量范围内偏离正则IMF的程度，以解释UCD的M/L_V比增强。UCD中的高质量IMF取决于UCD的年龄和它们保留的恒星演化的微弱产物的数量。假设UCD中的IMF是一个三部分幂律，等于低质量范围内的正则IMF，并将20%作为UCD保留的高质量恒星残余部分的合理选择，该模型表明，如果UCD的年龄为13 Gyr，那么大质量IMF的指数大约为1.6（即几乎和宇宙一样古老）或者如果UCD是7 Gyr，则大约为1.0，而Salpeter-Massey IMF则为2.3。如果IMF像这里所说的那样头重脚轻，那么UCD的稳定性可能会受到大质量恒星辐射和演化引起的严重质量损失的威胁。当UCD以每年10到100太阳质量的恒星形成率形成时，其中心密度一定在每立方秒差距10^6到10^7太阳质量之间。
2010-02-25 astro-ph.GA
The initial mass function in the Coma Berenices dwarf galaxy from deep near-infrared HST observations
我们使用深$HST$ WFC 3/IR成像研究超暗矮星系后发座的初始质量函数（IMF）。我们的观测结果达到了有史以来在解析星系中探测到的最低恒星质量，在$\sim 0.17$ M $_{\odot}$上有50%的完整性。然而，未分辨的背景星系限制了我们的纯度低于$\sim 0.23$ M $_{\odot}$。如果建模与一个单一的幂律，我们发现，国际货币基金组织的斜率是$-1.45^{+0.29}_{-0.3}$（68\%的可信区间），相比银河系的$-2.3$值。对于一个破碎的幂律，我们得到一个低质量的斜率$-1.18_{-0.33}^{+0.49}$，一个高质量的斜率$-1.88_{-0.49}^{+0.43}$和一个转折质量$0.57_{-0.08}^{+0.12}$ M $_{\odot}$相比，$-1.3$，$-2.3$和0.5 M $_{\odot}$的Kroupa IMF。对于对数正态IMF模型，我们得到的位置参数和$0.68_{-0.12}^{+0.17}$的$0.33_{-0.16}^{+0.15}$ M $_{\odot}$的值为$σ$（0.22 M $_{\odot}$和0.57的Chabrier系统IMF）。所有三个参数化产生类似的协议与数据。我们的结果与以前的分析较浅的光学HST数据。然而，对其他矮星的类似光学数据的分析发现，IMF比银河系中的底部光明显更多…
2018-06-21 astro-ph.GA
Spectroscopic confirmation of the dwarf spheroidal galaxy d0944+71 as a member of the M81 group of galaxies
我们使用凯克/DEIMOS光谱测量的第一速度和金属丰度的矮球状（dSPH）星系超出本集团使用解决的恒星。我们的目标d 0944 +71是Chiboucas等人在大质量旋涡星系M81的晕中发现的一个微弱的dSph。我们将27颗恒星的光谱相加，测量了一个$-38\pm10$ ~km/s的日心径向速度。这个速度与d 0944 +71被引力束缚在M81上是一致的。我们共同添加的光谱的23颗恒星是一致的红巨星支星和测量的整体金属丰度的${\rm [Fe/H]}=-1.3 \pm 0.3$的钙三线的基础上。这个金属丰度与d 0944 +71一致，遵循本星系群dSphs的金属丰度$-$光度关系。我们调查了几个潜在的观测偏差的来源，但发现我们的目标恒星的样本是代表的金属丰度分布函数的d 0944 +71和任何恒星的污染，由于看到的效果是可以忽略不计的。星系的低椭圆率和它在金属丰度$-$光度关系中的位置表明，d 0944 +71没有受到强烈的潮汐剥离的影响。
2016-10-12 astro-ph.GA
Rediscovery of the Sixth Star Cluster in the Fornax Dwarf Spheroidal Galaxy
自从沙普利在1939年第一次注意到，一个与天炉座矮椭球体重合的暗淡天体一直被认为是第六个球状星团系统。然而，关于这种过度密度是统计上的假象还是混合星系群的争论仍在继续。在这封信中，我们证明，使用深DECam成像数据，这个对象是很好地解决成恒星，是一个真正的星团。在包括盖亚在内的几个不同的光度表中，这个星团的恒星过密度在~ 6 - 6.7 sigma的水平上是统计上显著的。因此，随机波动引起的可能性很小。我们发现，天炉座6是一个星团，具有特别低的表面亮度和不规则的形状，这可能表明来自其宿主星系的强烈潮汐影响。天炉座6的赫斯图与天炉座场恒星的赫斯图基本一致，但它看起来稍微偏蓝。然而，它仍然可能比系统中的大多数球状星团更富含金属。像天炉座6这样的微弱星系团在矮星系中心的轨道上运行并可能被破坏，这对限制银河系卫星中的暗物质分布至关重要。
2019-02-12 astro-ph.GA
Variation of the stellar initial mass function in semi-analytical models III: testing the cosmic ray regulated integrated galaxy-wide initial mass function
本研究在GAEA半解析模型中实现CR-IGIMF，检验其能否同时解释本地早型星系动力学、测光和光谱上IMF变化的观测证据，结果显示该模型能再现主要趋势，但预测关系偏平缓，提示可能需要更强的变异性或额外依赖。
2024-04-18 astro-ph.GA
The Primeval Populations of the Ultra-Faint Dwarf Galaxies
我们提出了新的限制超暗矮（UFD）星系的恒星形成历史，使用深测光与哈勃太空望远镜（HST）。UFD是斯隆数字巡天最近发现的一个星系类，它似乎是经典矮椭球体向低光度的延伸，为理解卫星失踪问题提供了一个新的前沿。它们是已知的最不明亮，最暗物质占主导地位，化学演化最少的星系。我们对六个UFD的HST调查旨在确定这些星系是否是早期宇宙的真正化石。我们在这里提出了三个UFD星系的初步分析：武仙座，狮子座四，大熊座一。本星系群中的经典矮椭球体显示出较长的恒星形成历史，但这三颗银河系卫星至少与古老的球状星团M92一样古老，没有证据表明中间年龄的群体。它们的年龄似乎也同步到彼此的1 Gyr之内，这可能是因为它们的恒星形成被一个全球性事件所截断，比如再电离。
2012-06-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
The HST Large Programme on NGC 6752. I. Serendipitous discovery of a dwarf Galaxy in background
作为大型哈勃太空望远镜调查的一部分，旨在达到银河系球状星团NGC 6752中最暗的恒星，ACS/WFC场是深度光学观测的对象，亮度达到V~30。在这一领域，我们报告了Bedin I的发现，这是一个矮球状星系，太暗，太靠近NGC 6752的核心，在早期的调查中无法检测到。由于完成本地宇宙中星系的普查具有广泛的意义，在这封信中，我们提供了这个新物体的位置以及对其主要参数的初步评估。假设与NGC 6752相同的变红，我们估计距离观测到的红巨星分支的距离模数为（m-M）_0 = 29.70 +/-0.13，即，8.7（+0.5-0.7）Mpc，尺寸约为840x340pc，约为LMC尺寸的1/5。将观测到的色星等图与考虑了星系距离模数、红化和光度误差的合成图进行比较，表明存在一个古老的（~13 Gyr）和贫金属（[Fe/H]~-1.3）的星群。这个天体很可能是附近大螺旋星系NGC 6744的一个相对孤立的卫星矮椭球星系，或者可能是已知距离最远的孤立矮椭球星系。
2019-02-01 astro-ph.GA
A New Spectral Class of Brown Dwarfs at the Bottom of the IMF in IC 348
本文基于JWST在IC 348的深场巡天发现约2倍木星质量的褐矮星及星周盘证据，并依据3.4微米烃类吸收提出新光谱型“H”。
2025-06-10 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Limits on Pop III star formation with the most iron-poor stars
我们研究了恒星形成小晕的影响，以及第三星族（Pop III）恒星的初始质量函数（IMF），对星系晕金属丰度分布函数（IJ）的影响，以及在[Fe/H]<-3时对C-增强和C-正常恒星性质的影响。对于我们的调查，我们使用的数据约束合并树模型的银河系的形成，它已被改进，以自洽地描述的物理过程中调节恒星形成的迷你晕，包括穷人的采样的流行III IMF。我们发现，只有当恒星形成的迷你晕，包括低铁尾的超新星是正确的复制，显示了高原，这是建立了由C增强贫金属（CEMP）的原始微弱的超新星印记的恒星。在低效率的恒星形成小晕（< $10^{-3}$ $M_\odot$ /yr）中，Pop III IMF的不完整采样强烈限制了对不稳定超新星（PISNe）的形成，即使假设平坦的Pop III IMF，其祖质量$m_{\rm popIII}$ =[140-260] $M_\odot$。因此，在PISNe污染水平>50%的环境中形成的第二代恒星是极其罕见的，相当于[Fe/H]<-2时总恒星星族的$\approx$ 0.25%，这与最近的观测结果一致。低铁尾的超新星很大程度上取决于Pop III IMF的形状和质量范围。在现有的统计数据下，我们发现一个平坦的Pop III IMF模型（$m_{\rm popIII}$ =[10-300] $M_\odot$）不受观测的青睐。我们提出了可检验的预测流行III星延…
2016-10-20 astro-ph.GA
The Impact of Binaries on the Stellar Initial Mass Function
恒星的初始质量函数（IMF）可以方便地表示为一个正则的两部分幂律函数，并且在本星系群中的恒星形成区域基本上是不变的。国际货币基金组织是一个hilfskonstrukt。它是一个理想化的恒星群体在一个恒星形成事件中形成的数学公式。IMF的性质（它是概率密度还是最优抽样分布函数？）是提高的。双星，如果没有解决，在低恒星质量有非常显着的影响。特别重要的是要照顾到不断变化的二进制分数的结果，恒星动力学演化的嵌入式集群产生的领域人口的星系，鉴于二进制分数在出生时是非常高的，独立于主恒星的质量。大质量恒星之间的高多重性分数导致这些恒星中的很大一部分被抛出它们的诞生星团，并导致大质量恒星合并。这解释了M31星团中IMF的顶部亮度。在密近双星中，由于质量转移，组分的质量也会改变。大量的证据表明，随着金属丰度的降低，当星团形成云核的恒星形成率密度超过0.1 Msun/（pc^3 yr）时，IMF会变得头重脚轻。这一点也可以通过观测到的恒星爆发星系中的超新星发生率来表明。同时，IMF可能是底部轻的低金属丰度和底部重的高金属丰度，可能占椭圆星系和超暗矮星系的结果，分别。
2018-12-24 astro-ph.GA
Environmental mechanisms shaping the nature of dwarf spheroidal galaxies; the view of computer simulations
我们回顾了在过去十年中进行的数值工作的环境机制的作用，在塑造已知的最微弱的星系，矮椭球体（dSphs）的性质。特别是，我们讨论了一个模型，其中dSphs起源于气体占主导地位的，盘状的矮星，几十亿年前的大规模星系吸积。在$z > 1$，当宇宙紫外线电离通量比今天高得多，因此能够保持矮星中的气体温暖和扩散时，矮星通过冲压压力和潮汐力迅速剥离其重子，产生非常暗物质占主导地位的天体，其恒星形成历史被截断，如Draco dSph。在这些低金属量的天体坠落之前，恒星形成效率很低，这对于保持它们的圆盘气体占主导地位至关重要，直到剥离开始。{ \it因此，气体剥离与低效的恒星形成提供了一种新的反馈机制，可替代光蒸发或超新星反馈，在矮星系形成和演化中发挥着至关重要的作用}。潮汐引起的不稳定性，被称为“潮汐搅动”，把幸存的恒星盘变成了一个球体。此外，我们根据这种情况研究了新发现的超微弱dSphs的特性，并认为它们可能属于不同的低质量矮卫星群。这些化石大多是由再电离作用而不是环境机制形成的，因此是“再电离化石”的良好候选者。我们讨论的形态变换的情况下的子结构问题的影响。（节录）
2009-09-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Bayesian analysis of resolved stellar spectra: application to MMT/Hectochelle Observations of the Draco dwarf spheroidal
我们介绍了贝叶斯方法拟合微弱，解决恒星光谱，以获得红移和恒星大气参数的同时估计。我们将该方法应用于数千个光谱-覆盖5160-5280 Angs。分辨率为R~ 20，000-我们已经用MMT/Hectochelle纤维摄谱仪获得了沿着银河系矮球状卫星Draco的视线的红巨星和水平分支候选者。观测到的恒星对向的面积约为4度^[2]，比天龙座标称的“潮汐”半径大3倍。对于每个光谱，我们列出的前四个时刻-中心值，方差，偏度和峰度-后验概率分布函数表示以下物理参数的估计：视线速度v_los，有效温度（T_eff），表面重力（logg）和金属丰度（[Fe/H]）。在拒绝低质量的测量后，我们保留了一个新的样本，由1565颗独特恒星的2813个独立观测组成，其中包括631颗恒星的1879个观测（多达13个）重复观测。参数估计的中值随机误差为sigma_{v_los} =0.88 km/s，sigma_{T_eff} =162 K，sigma_logg=0.37 dex和sigma_[Fe/H]=0.20 dex。我们对物理参数的估计将大约470个可能的Draco成员与银河系前景中的闯入者区分开来。
2015-03-11 astro-ph.GA
Horologium II: a Second Ultra-faint Milky Way Satellite in the Horologium Constellation
我们报告发现了一个新的超暗银河系卫星候选人，时钟II，在暗能量调查Y1 A1公共数据中检测到。钟表座II的光半径为$r_{h}=47\pm10$ pc的一半，总光度为$M_{V}=-2.6^{+0.2}_{-0.3}$，在大小光度平面上属于超暗矮星系。在色星等图中，这颗新卫星的恒星数量与旧的（$\sim13.5$陀螺）和贫金属（[Fe/H] $\sim-2.1$）等时线一致，距离模数为$(m-M)=19.46\pm0.20$，或日心距离为$78\pm8$ kpc。时钟座II的距离与玉夫座矮球状星系（$\sim82$ kpc）和最近报道的超暗卫星波江座III（$87\pm8$ kpc）和时钟座I（$79\pm8$ kpc）相似。所有四颗卫星在天空中排列得很好，这表明可能有共同的起源。由于玉夫座在浩瀚极地结构内的逆行轨道上移动，与其他经典的MW卫星星系（包括麦哲伦云）相比，一旦自行测量可用，这个假设就可以得到验证。
2015-07-07 astro-ph.GA
The Stellar Initial Mass Function down to 0.16M$_{\odot}$ Towards the Small Magellanic Cloud
Rutgers the State University of New Jersey（新泽西州立罗格斯大学）；Eureka Scientific Inc.（尤里卡科学公司）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）；INAF Osservatorio Astronomico di Roma（意大利国家天体物理研究所罗马天文台）；ASI-Space Science Data Center（意大利空间局空间数据中心）；Center for Astrophysics, Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森尼天体物理中心）
本文通过研究小麦哲云中的恒星，确定了从0.16M☉的初始质量函数，探讨了不同函数形式的拟合结果，并讨论了分析假设的影响。
2026-03-16 astro-ph.GA
Wide binaries in ultra-faint galaxies: a window onto dark matter on the smallest scales
我们进行受控的$N$体模拟，遵循双星的动力学演化的暗物质（DM）晕的超微弱矮椭球（dSphs）。我们发现，宽双星的半长轴$a\gtrsim a_t$往往很快被破坏的潮汐场的晕。在光滑势中，截断尺度$a_t$主要由矮星系半光半径（$R_h$）内的质量和$R\approx R_h$处DM晕轮廓的斜率决定，而与双星系统的初始偏心率分布和恒星轨道关于星系势的各向异性无关。对于Segue I（最接近的超微弱天体）的速度色散和半光半径，我们的模型预测的$a_t$值在尖状晕中比在这里考虑的任何核心模型中小2- 3倍。使用模拟观测Segue I，我们表明，测量投影的两点关联函数的恒星对亚弧秒的分辨率可能提供一个有用的工具，以限制DM的数量和分布在最小和最DM为主的星系。
2016-05-30 astro-ph.GA
