A multiple burst accretion Model to describe the metallicity distributions and stellar mass-metallicity relation for Local Dwarf Galaxies
提出了一个描述矮星系单个金属丰度分布和恒星质量-金属丰度关系的单参数模型。这个多重爆发模型是基于吸积的假设，适应了Leaman（2012）最近建立的$\overline{z}$和$σ_{z}^{2}$之间的观测约束，并预测了与Kirby等人（2013）的恒星质量-金属丰度关系一致的斜率，Kirby等人（2013）表明本星系群矮球状和矮不规则星系处于相同的关系。该模型的一种解释是，它描述了恒星形成发生在富含气体的合并或碰撞气体流的交叉点。
2015-10-28 astro-ph.GA
The Dynamics and Metallicity Distribution of the Distant Dwarf Galaxy VV124
VV 124（UGC 4879）是一个孤立的矮不规则/矮球状（dIrr/dSph）过渡型星系，距离为1.36 Mpc。以前的低分辨率光谱学为星系的不同组成部分提供了不一致的径向速度，测光暗示了恒星盘的存在。为了量化恒星动力学，我们用Keck/DEIMOS摄谱仪观测了VV 124中的单个红巨星。我们根据成员在色星等图中的位置、径向速度和光谱特征对其进行了验证。我们的样本包含67个成员。平均径向速度为<v_r>= -29.1 +/- 1.3 km/s，与以前对HI气体的射电测量一致。速度分布是高斯分布，表明VV 124主要由1.5 kpc半径内的速度色散支持。在该半径之外，我们的测量仅提供了光度盘状特征中任何旋转的8.6 km/s的上限。速度色散为sigma_v = 9.4 +/- 1.0 km/s，由此我们推断质量为M_1/2 =（2.1 +/- 0.2）x 10^7 M_sun，质光比为（M/L_V）_1/2 = 5.2 +/- 1.1 M_sun/L_sun，两者都是在半光半径内测量的。因此，VV 124含有暗物质。我们还测量了中性铁线的金属丰度分布。平均金属丰度<[Fe/H]> = -1.58 +/-0.06，符合矮球状星系定义的质量-金属丰度关系。VV 124的动力学和金属丰度分布与类似恒星质量的dSphs相似。
2013-03-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Signs of `Everything Everywhere All At Once' formation in low surface brightness globular cluster-rich dwarf galaxies
只有两个超扩散星系（UDG）的空间分辨恒星星族的属性，都表现出径向平坦上升的金属丰度配置文件，表明不同的形成途径，以大多数矮星系。缺乏其他低表面亮度（LSB）的矮星进行类似的分析，阻碍了对这种行为的深入理解。我们研究了在“极端星系分析”（AGATE）合作中新观察到的四个富含球状星团（GC）的LSB矮星的年龄、金属丰度和恒星形成历史的径向轮廓。DFX 1和DF 07是真正的UDG，而PUDG-R27和VCC 1448几乎是UDG（NUDG）。将他们和DF 44的结果与模拟结果进行比较，我们的目标是揭示它们的形成途径。我们使用pPXF拟合不同的光谱提取的环形孔径恢复恒星星族的性质和计算它们的梯度。我们比较了文献经典矮星和模拟的样本，特别是与模拟的UDG。我们的五个LSB矮星呈现出平坦的年龄和平坦到上升的金属丰度轮廓。平坦的年龄梯度与经典矮星的年龄梯度（观测到的和宇宙学模拟的）一致，但金属丰度梯度不同。我们所有的LSB矮星（除了PUDG-R27，显示出明显的金属丰度增加的轮廓）都与年龄-金属丰度梯度关系的极端尾部相一致，倾向于同时形成星系。这个富含GC的LSB矮星样本具有空间分辨特性，证实它们似乎遵循与经典矮星不同的形成路径。然而，更大的样本，更高的S/N光谱和不同数量的GC丰富的LSB矮星系的形成路径上设置强大的约束。
2025-01-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Metallicity Gradients - Mass Dependency in Dwarf Elliptical Galaxies
星系的形成和演化是由它们的恒星星族径向梯度决定的。最近的两篇文章提出了相互矛盾的结果，关于早期型矮星系的金属丰度梯度的质量依赖性。一方面，Spolaor等人表明总金属丰度、Z/H和质量之间存在紧密的正相关关系。另一方面，在不同的样品中，我们没有发现任何涉及Fe/H的趋势（Koleva等人）。为了调查的差异的起源，我们检查各种因素，可能会影响确定的梯度：即天空减法和信噪比。我们的结论是，我们的梯度检测远高于可能的分析偏差。然后，我们测量了Mg/Fe相对丰度分布，发现了中等梯度。导出的Z/H梯度分散在-0.4dex/re附近。这两个样本包含相同类型的对象，并且仍然不理解不一致的原因。根据ESO望远镜在La Silla Paranal天文台根据ID076.B-0196计划进行的观测。
2009-10-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Simulations of the formation and evolution of isolated dwarf galaxies - II. Angular momentum as a second parameter
我们显示的结果的基础上的一个大型套件的N体/SPH模拟孤立的，扁平的矮星系，旋转和非旋转。主要目标是研究可能的机制来解释观测到的矮星系径向恒星金属丰度分布的二分法：矮不规则星系（dIrr）和平坦的旋转矮椭圆星系（dE）通常具有平坦的金属丰度分布，而圆形和非旋转的dE显示出强烈的负金属丰度梯度。这些模拟表明，旋转变平是重现扁平矮星系观察到的特征的关键，证明在消除金属丰度梯度方面特别有效。我们提出了一个“离心屏障机制”作为替代先前建议的“喷泉机制”，用于解释平坦的金属丰度分布的dIrrs和平坦的，旋转的dEs。虽然只是使暗物质晕变平几乎没有影响，但角动量的增加减缓了气体的下降，因此恒星形成（SF）和随后的反馈不那么集中，而是在整个星系范围内发生。此外，这通过防止SFR中的大尺度振荡（“呼吸”）而导致更连续的SFH，并在ISM中产生低密度空穴，与dIrrs的观测结果一致。我们的总体结论是，旋转有一个显着的影响，矮星系的演化和外观，我们建议角动量作为第二个参数（后星系质量作为主导参数）在矮星系的演化。角动量区分SF模式，使我们的快速旋转模型定性类似dIrrs，这似乎不可能没有旋转。
2011-05-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Stellar Population Properties of Ultracompact Dwarfs in M87: a Mass-metallicity Correlation Connecting Low-metallicity Globular Clusters and Compact Ellipticals
基于对文献和新观测的Lick指数测量值的模型拟合，我们获得了室女座星系团中央星系M87中具有代表性的超紧矮星（UCD）样本和大质量球状星团（GC）样本（恒星质量为$\gtrsim$ 10 $^{6}$ $M_{\odot}$）的恒星恒星星族参数.经过必要的光谱叠加的相对暗淡的对象在我们的初始样本的40 UCD和118 GC，我们获得了30套舔指数测量UCD和80 GC。M87 UCD的年龄为$\gtrsim$ 8 Gyr和[ $α$ /Fe] $\simeq$ 0.4 dex，与先前基于较小样本的研究一致。文献中的UCD，位于密度低于M87的环境中，比M87 UCD延伸到更年轻的年龄和更小的[ $α$ /Fe]（在给定的金属丰度），类似于室女座dE核的环境依赖性。UCD表现出正的质量-金属丰度关系（MZR），它包围并连接恒星质量为$\gtrsim$ 10 $^{8}$ $M_{\odot}$的致密椭圆星系。室女座dE核在很大程度上遵循UCD的平均MZR，而大多数M87 GC在给定恒星质量下都向更高的金属丰度偏移。UCD和GC的质量金属丰度分布之间的差异可以定性地理解为它们在自富集场景中出生时的不同物理尺寸，或者在UCD形成的潮汐剥离场景中银河核团恒星形成效率相对较低。现有的观测提供了必要的，但不充分的证据潮汐剥离dE核的主要贡献者的M87 UCD。
2018-03-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Metallicity Evolution of the Six Most Luminous M31 Dwarf Satellites
我们提出了全球金属丰度的属性，金属丰度分布函数（MDF）和径向金属丰度配置文件的六个最明亮的M31矮星系卫星：M32，NGC 205，NGC 185，NGC 147，仙女座VII，仙女座II。提出的结果是第一次光谱MDF的矮系统周围的宿主星系以外的银河系。我们的样本由分布在这六个系统中的1243颗红巨星分支（RGB）成员星的金属丰度测量组成。我们确定金属丰度的基础上的强度的钙II三线使用卡雷拉等人的经验校准。（2013），其在金属量范围-4 < [Fe/H] <+0.5内校准。我们发现，这些M31卫星位于相同的光度-金属丰度关系的银河系矮卫星。我们没有发现内部金属丰度扩散和星系光度之间的趋势，与以前的研究相反。And II和And VII的宽度与亮度相当的MW矮星相似，然而，我们的四颗最亮的M31矮星比任何MW矮星都更明亮，并且具有更宽的MDF。我们的六个M31矮星的MDF与化学演化的漏盒模型一致，尽管我们的金属丰度误差允许广泛的演化模型。我们发现一个显着的径向梯度的金属丰度只有两个我们的六个系统，NGC 185和仙女座II，和平坦的径向金属丰度梯度在我们的样本的其余部分没有观察到的相关性旋转支持和径向金属丰度梯度。虽然M31矮星系的平均属性和径向趋势与MW对应物在相似的光度下一致，但详细的MDF是不同的，特别是在富含金属的一端。
2014-05-17 astro-ph.GA
HR-pyPopStar II: high spectral resolution evolutionary synthesis models low metallicity expansion and the properties of the stellar populations of dwarf galaxies
Max-Planck Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理研究所）；Departamento de Investigación Básica, CIEMAT（基础研究部，CIEMAT）；Centro de Astrobiologí´a (CSIC/INTA)（天文生物学中心（CSIC/INTA））；FRACTAL S.L.N.E.
HR-pyPopStar II通过高光谱分辨率模型研究低金属丰度恒星群体，分析矮星系恒星群体性质及金属丰度特征。
2025-10-03 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
On the scatter of the present-day stellar metallicity-mass relation of cluster dwarf galaxies
在宇宙学模拟中，我们研究了星系团矮星系的恒星质量与恒星金属丰度之间关系的离散性。质量-金属丰度关系表现出最小的内在散射在星系的峰值恒星质量的时间，这表明恒星质量剥离是目前相当广泛的关系负责的主要影响。然而，对于大约40%的星系中的高金属量的尾巴的关系，我们发现质量剥离，以符合恒星金属量的增加，可能是由剥离低金属量的恒星在星系郊区的富集。
2018-04-16 astro-ph.GA
Catalogue of nearby blue and near-solar gas metallicity SDSS dwarf galaxies
本文基于SDSS DR16构建了包含3459个邻近蓝色恒星形成矮星系的星表，并给出稳健金属丰度估计，发现其平均金属丰度比太阳低约0.2 dex，为研究矮星系金属丰度演化提供基础。
2024-02-21 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
Chemodynamic evolution of dwarf galaxies in tidal fields
质量-金属丰度关系表明，质量最小的星系具有最低的金属丰度。由于大多数矮星系都处于群体环境中，潮汐等相互作用可能会导致这种趋势。我们进行了一系列的光滑粒子流体动力学（SPH）模拟的矮星系在外部潮汐场的金属丰度和金属丰度梯度的影响，研究潮汐。在我们模拟的星系中，引力不稳定性将气体向内驱动，并产生集中的恒星形成和显着的金属丰度梯度。强烈的潮汐可能会导致这些不稳定性，但它们的主要作用是剥离外部的低金属含量气体，产生一个具有大金属含量的截断气盘。这表明潮汐对质量-金属丰度关系的作用是将矮星系移动到更高的金属丰度。
2016-08-24 astro-ph.GA
Insights into Pre-Enrichment of Star Clusters and Self-Enrichment of Dwarf Galaxies from their Intrinsic Metallicity Dispersions
已知星团比矮星系具有更小的内在金属丰度分布，因为它们的恒星形成时间尺度更短。在这里，我们使用个人的光谱[Fe/H]测量的恒星在19个本星系群矮星系，13个银河系疏散星团，和49个球状星团显示，星团和矮星系线性金属丰度分布是二项式的形式，与所有的对象表现出很强的相关性之间的平均线性金属丰度$\bar{Z}$和内在的金属丰度$σ(Z)^{2}$传播。$σ(Z)^{2}$与$\bar{Z}$的关系图表明，矮星系与星团的相关关系是偏移的。这些线性金属丰度分布的共同二项式性质可以用简单的非均匀化学演化模型来解释（例如，Oey 2000），其中星团和矮星系的行为在$σ(Z)^{2}-\bar{Z}$图中再现的富集事件的数量，覆盖分数，和丰富的区域的内在大小。自富集的不均匀性决定了观测到的矮星系$σ(Z)^{2}-\bar{Z}$相关性的斜率。从矮星系的星团序列的偏移是由于预富集，和星团序列的斜率代表的残余签名的自富集的历史，他们的宿主星系。这个偏移量可以用来将星团从矮星系中分离出来，而不需要事先知道它们的光度或动力学质量。非均匀模型在$σ(Z)^{2}-\bar{Z}$关系中的应用提供了一种数值形式，可以使用物理激发的化学富集参数将星团和矮星系之间的自富集和预富集联系起来。
2012-09-20 astro-ph.GA
Prolate rotation and metallicity gradient in the transforming dwarf galaxy Phoenix
过渡型矮星系被认为是经历从恒星形成到被动演化的矮星系转变过程的系统，这使得它们特别适合研究驱动不同矮形态类型存在的演化过程。在这里，我们提出了一个光谱调查的结果？200个单独的红巨星分支恒星的凤凰矮星，最近的过渡类型具有可比的光度“经典”矮星系。我们测得系统日心速度V = -21.2 km/s。我们的调查揭示了明显存在的长轴旋转，这与凤凰最年轻恒星的特殊空间分布一致。我们推测这两个特征可能源于同一事件，可能是一个较小系统的吸积。凤凰星演化后的恒星星族相对来说是贫金属的（<[Fe/H]> = -1.49+/-0.04 dex），并且显示出很大的金属丰度分布（$σ_{\rm [Fe/H]} = 0.51\pm0.04$ \，dex），金属丰度梯度为-0.13+/-0.01 dex/arcmin，类似于发光的被动矮星系。我们还报告了一个非常贫金属恒星候选人在凤凰城的发现，并讨论了空间采样的重要性，校正时解释的化学性质与金属丰度梯度的星系。这项研究提出了一个重大的飞跃，我们的知识的内部运动学的凤凰过渡型矮星系，并首次大面积光谱调查其金属丰度的属性。
2016-12-05 astro-ph.GA
Spatially Resolved Gas-phase Metallicity in FIRE-2 Dwarfs: Late-Time Evolution of Metallicity Relations in Simulations with Feedback and Mergers
我们提出了一个空间分辨气相金属丰度关系的分析在五个矮星系（$M_{halo} \approx 10^{11} M_\odot$，$M_\star \approx 10^{8.8}-10^{9.6} M_\odot$）从消防2（反馈在现实环境中）宇宙放大模拟套件，其中包括一个明确的模型，亚网格湍流混合气体中的金属，近$z\approx 0$，超过1.4 Gyrs，并比较我们的研究结果与观测。虽然这些矮星系代表了一个不同的样本，我们发现，所有模拟的星系匹配所观察到的质量金属丰度（MZR）和质量金属丰度梯度（MZGR）的关系。我们注意到，在所有五个星系中，星际介质（ISM）相位之间的金属丰度实际上是相同的，95 $\%$在各个ISM相位之间的$\pm$ 0.1 dex范围内，包括冷气体和稠密气体（$T < 500$ K和$n_{\rm H} > 1$ cm $^{-3}$），电离气体（靠近H $α$ $T \approx 10^4$ K山脊线）和星云区域（电离气体，1000万年平均恒星形成率不为零）。我们发现，大部分的相对金属丰度之间的分散冷和致密的气体和电离气体/星云区域可以归因于本地星暴事件或金属贫流入。我们还注意到，在我们的星系之一，m11 e的主要合并的存在下，在空间分辨地图的金属丰度分布的重大影响，显示出两个强大的金属丰度峰值，并触发在主星系的星暴。
2022-04-13 astro-ph.GA
A Relationship Between Stellar Metallicity Gradients and Galaxy Age in Dwarf Galaxies
我们探讨恒星金属丰度梯度在模拟和观测矮星系的起源。我们使用FIRE-2宇宙学重子放大模拟的26个孤立星系以及现有的观测数据的10个本星系群矮星系。我们模拟的星系的恒星质量在$10^{5.5}$和$10^{8.6} \msun$之间。虽然在我们模拟的星系中气相金属丰度梯度一般较弱，但我们发现恒星金属丰度梯度很常见，中心区域往往比外部更富含金属。梯度的强度与整个星系的恒星年龄中值有关，因此拥有较年轻恒星星族的星系具有较平坦的梯度。恒星的金属梯度是由两个相互竞争的过程决定的：（1）由反馈驱动的势能波动导致的古老的贫金属恒星的稳定“膨胀”，以及（2）晚期扩展的富金属气体的吸积，这为晚期富金属恒星的形成提供了燃料。如果最近的恒星形成占主导地位，那么扩展的富含金属的恒星形成会从“膨胀”过程中洗掉先前存在的梯度。我们使用10个本星系群矮星系的结果表明，年龄和恒星金属度梯度强度之间存在类似的关系，真正的矮星。这表明观测到的恒星金属丰度梯度可能主要是由重子/反馈循环驱动的，而不是外部环境的影响。
2020-12-02 astro-ph.GA
Exploring X-ray Properties of Low Metallicity Dwarf Galaxies
本研究利用XMM存档数据探究37个低金属丰度矮星系的X射线性质，对比高金属丰度样本，发现10个潜在中等质量黑洞候选源，并分析了两类星系的多波段标度关系及X射线光度与金属丰度的关联，为黑洞种子模型研究提供支撑。
2023-10-04 astro-ph.GA
Local stellar kinematics from RAVE data: IV. Solar neighbourhood age-metallicity relation
我们使用RAVE DR 3中的5691颗F和G型矮星的样本研究了年龄-金属丰度关系，并施加了几个限制：i）我们选择了表面重力log g < 3.8且有效温度在5310< T_{eff}（K）<7300范围内的恒星，并获得了一个矮星样本。ii）我们在T_{eff} -（J-K_s）_0平面上绘制了金属丰度子样本中的矮星，与Gonzalez Hernandez & Bonifacio（2009）的相应数据进行比较，并确定了一致的数据。iii）我们将从约束（i）和（ii）中获得的简化矮样本拟合到帕多瓦等时线，并重新识别了那些占据年龄t < 13 Gyr的等时线所定义的平面的样本。iv）最后，我们忽略了总速度误差大于10.63 km/s的矮星。我们使用Jorgensen & Lindegren（2005）的贝叶斯程序估计年龄。最大的年龄金属丰度斜率发现早期的F型矮星。当我们把数据绘制成光谱类型而不是银河系人口的函数时，我们发现了更陡的斜率。我们注意到，在所有年龄段，金属丰度分布都有很大的分散性。富含金属的老矮星被证明是G型恒星，可以解释为它们是从内部盘或凸起迁移而来的。
2013-06-24 astro-ph.GA
The mass-metallicity relation of tidal dwarf galaxies
矮星系通常遵循质量-金属丰度（MZ）关系，质量越大的天体保留的重元素比例越大。年轻的潮汐矮星系（TDGs），诞生于富气体星系相互作用产生的潮汐尾，被认为不遵循MZ关系，因为它们继承了更大质量的母星系的金属丰度。我们提出的化学演化模型，以调查如果TDGs，形成在非常高的红移，那里的母星系的金属丰度是非常低的，可以产生所观察到的MZ关系。假设在密度较高的高红移宇宙中，星系间的相互作用更为频繁，TDG可能对矮星系的数量有重要贡献。调查的化学演化模型的TDG在这里提出捕获的第一次初始质量函数（IMF）的恒星，这是依赖于恒星的形成率和气体金属丰度通过集成星系IMF（IGIMF）理论。由于TDGs的形成在相互作用星系的潮汐碎片，预富集的气体，一个潜在的预先存在的恒星星族，下降，和质量依赖的外流被认为是。年轻的TDG产生于强预富集的潮汐臂中，同时具有预先存在的恒星星族，这些TDG模型可以解释观测到的TDG丰度比。TDG的相同化学演化模型，形成了最初金属丰度非常低的气体，自然建立了观察到的MZ关系。因此，模拟的古代TDGs的化学成分与观测到的卫星星系的MZ关系是一致的。
2015-04-09 astro-ph.GA
Determining the large-scale environmental dependence of gas-phase metallicity in dwarf galaxies
我们研究宇宙环境如何影响宇宙中的星系演化，通过比较空洞中的矮星系与密度更大的矮星系的金属丰度。发射线的通量的比率，特别是那些禁止[O III]和[S II]过渡，提供一个区域的电子温度和数密度的估计。根据这两个量和发射线通量[O II] 3727、[O III] 4363和[O III] 4959、5007，我们用直接Te方法估算了氧的丰度。我们估计42个蓝色的，恒星形成的空矮星系和89个蓝色的，恒星形成的矮星系在更密集的地区使用光谱观测斯隆数字巡天数据发布7，重新处理的MPA-JHU增值目录。我们发现这两组星系之间的差异很小，这表明大尺度环境对其化学演化的影响很小。特别令人感兴趣的是一些极度贫金属的矮星系，它们在空洞中比在密度更大的区域更不常见。
2017-02-02 astro-ph.GA
Mass-metallicity relation of dwarf galaxies and its dependency on time: clues from resolved systems and comparison with massive galaxies
我们提出了一种新的方法来研究质量-金属丰度关系及其对时间的依赖性。我们使用的恒星形成历史（SFH）来自颜色星等图拟合技术的本群（LG）矮星的样本，以获得恒星质量，金属丰度，和恒星形成率（SFR）分析的质量-金属丰度关系作为年龄的函数，他们的恒星星族。精确的SFH允许在最老年龄时的时间分辨率约为2 Gyr，总红移范围为0<~z<~3。的质量金属丰度关系检索的LG矮星的样品进行了比较，在一个很宽的红移范围内获得的文献数据的大数据集。两个独立的数据集都没有显示出明显的质量-金属丰度关系斜率随红移的演化。然而，当恒星形成率作为一个额外的参数添加在关系中，它显示了依赖于红移的意义上的质量系数随红移的增加而减少，而系数的SFR几乎是恒定的随时间。这一结果表明，随着时间的推移，星系恒星质量对最近形成的恒星的金属性的贡献越来越大，但它也表明，SFR可以在塑造质量-金属丰度关系中发挥重要作用。
2017-07-06 astro-ph.GA
Quiescent nuclear burning in low-metallicity white dwarfs
我们讨论了具有极低金属丰度祖先（$Z=0.0001$）的富氢DA白矮星冷却序列中剩余核燃烧的影响。这些冷却序列适用于研究非常古老的恒星星族。这里介绍的结果是自洽的，完全进化计算的产物。具体来说，我们遵循的演化白矮星的祖先从零年龄的主序列通过所有的演化阶段，即核心氢燃烧阶段，氦燃烧阶段，和热脉冲渐近巨分支阶段的白矮星阶段。这是对最相关的主序星质量范围进行的，包括白矮星质量最常见的区间--从$0.53\, M_{\sun}$到$0.83\, M_{\sun}$。由于母星的金属丰度较低，白矮星在诞生时就有较厚的氢包层，导致其氢燃烧壳层比太阳系中的同类更强烈。我们研究了核反应仍然很重要的阶段，发现核能源在很长一段时间内起着关键作用，大大增加了标准白矮星模型预测的冷却时间。特别是，我们发现，对于这种金属丰度和白矮星质量小于约$0.6\, M_{\sun}$，核反应的主要贡献者恒星光度低至$\log(L/L_{\sun})\simeq -3.2$。反过来，这应该对低金属量恒星星族的白矮星光度函数有明显的影响。
2013-08-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Redshift, metallicity and size of two extended dwarf Irregular galaxies. A link between dwarf Irregulars and Ultra Diffuse Galaxies?
我们提出的光谱和光度的后续行动的两个场星系被选为可能的恒星对应的本地高速云的结果。我们的分析表明，这两个系统是遥远的（D>20 Mpc）矮不规则星系与本地HI云无关。然而，新推导的距离和结构参数显示，这两个星系的光度和有效半径非常类似于最近发现的超漫射星系（UDG）。与经典的UDG不同，它们非常孤立，在~2.0 Mpc范围内没有已知的巨星系。此外，其中一个星系的气体含量非常高，HI与恒星质量比M_HI/M_* ~90，是典型的近暗矮星。扩展这一发现，我们表明，扩展矮不规则星重叠的分布UDG在M_V与log（r_e）平面和序列，包括矮椭球，矮不规则星和UDG出现连续填充在这个平面上。
2017-01-26 astro-ph.GA
Inverted metallicity gradients in two Virgo cluster star-forming dwarf galaxies: evidence of recent merging?
本文介绍了用PMAS/PPak在Calar Alto 3.5米望远镜上对室女星系团中两个正在形成恒星的矮星系（VCC 135和VCC 324）的积分场光谱观测。我们使用N2经验校准器获得金属丰度图。星系显示出正的气体金属丰度梯度，与通常在其他矮星或螺旋星系中发现的相反。我们测量的VCC 135和VCC 324的梯度斜率分别为0.20 $\pm$ 0.06和0.15 $\pm$ 0.03 dex/ $R_e$。这样的趋势只在少数非常孤立的星系中或在更高的红移（$z >$ 1）中观察到。它被认为与来自星系际介质的贫金属气体的吸积有关，这种机制在像室女座这样的高密度环境中不太可能发生。我们结合发射线观测与深光学图像调查的起源奇特的金属丰度梯度。在这两个星系和形态诊断和电离气体运动学的分析弱的底层子结构的存在下，表明流入的金属贫气体的矮星的中心区域可能与最近的合并事件与气体丰富的同伴。
2020-08-07 astro-ph.GA
Metallicity Gradients of Thick Disk Dwarf Stars
我们研究的金属丰度分布的银河系厚盘使用F，G和K矮星从斯隆数字巡天，数据发布8。利用大量自行矮星样本和光谱测定的恒星参数，我们发现了银河系平面以上不同高度的径向金属丰度梯度和距银河系中心不同径向距离的垂直方向金属丰度梯度。我们发现，在1 < |Z| < 3 kpc的范围内，使用等时线（光度）距离测定，垂直金属丰度梯度为-0.113 +/- 0.010（-0.125 +/- 0.008）dex/kpc，这是与我们银河系厚盘最一致的垂直高度范围。在径向方向上，我们发现金属丰度梯度在+0.02和+0.03 dex/kpc之间，垂直方向上的箱在1 < |Z| < 3 kpc之间。这两个结果都与从其他恒星群体中确定的类似值一致，但这是第一次在这些垂直高度发现厚盘的径向金属丰度梯度。我们也能够分离薄和厚盘星的运动学和空间概率的基础上，在垂直高度范围内，这两个人口有显着的重叠。这将有助于进一步研究盘的金属丰度梯度的垂直高度低于这里的研究，但以上的太阳附近。薄盘和厚盘中的金属丰度梯度是我们银河系可能形成情景的重要探针，并且使用大型光谱调查的结果开始出现一致的图像，例如这里提出的。
2012-10-10 astro-ph.GA
Constraining the solar neighbourhood age-metallicity relation from white dwarf-main sequence binaries
年龄-金属丰度关系是制约银盘化学演化的基本工具。在这项工作中，我们分析的观测特性，这种关系使用双星，没有相互作用的白矮星-从它我们可以得到系统的总年龄-和主序星-从它我们可以得到金属丰度跟踪的[Fe/H]丰度。我们的样本包括46个广泛分离，但未解决的光谱双星在斯隆数字巡天，189白矮星加上主序列共同自行对确定在第二次数据发布的盖亚。这是目前已确定其祖先金属丰度的最大的白矮星样本。我们发现一个平坦的年龄-金属丰度关系显示分散的[Fe/H]丰度约0.5德克斯周围的太阳金属丰度在所有年龄。这独立地证实了在以前的研究中发现的太阳附近的年龄和金属丰度之间缺乏相关性，这些研究集中在分析单个主序星和疏散星团。
2021-05-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
The effects of metallicity on the Galactic disk population of white dwarfs
长期以来，人们一直认为恒星金属丰度在确定银河系不同恒星星族的年龄中起着重要的作用。在这里，我们分析的作用，金属丰度发挥的白矮星光度函数的银河系盘，这是经常被用来确定其年龄。我们采用蒙特卡罗人口合成代码，占人口的银河系盘白矮星的属性。我们的代码采用了最先进的进化冷却序列的白矮星与富氢和缺氢的气氛，碳-氧和氧-氖核心。我们使用两种不同的模型来评估的金属丰度的演变，其中一个采用的金属丰度随时间是恒定的，但具有适度的分散，和第二个金属丰度随时间增加。我们发现，我们的理论结果是在一个非常令人满意的协议，从斯隆数字巡天（SDSS）和从SuperCOSMOS巡天（SSS），独立于所采用的年龄金属丰度法获得的观测光度函数。特别地，我们发现年龄-金属丰度关系对白矮星光度函数的亮支的形成没有明显的影响，而且其截止点的位置对所采用的年龄-金属丰度关系几乎不敏感。由于白矮星光度函数明亮分支的形状对年龄-金属丰度定律不敏感，它可以安全地用来检验理论上的演化序列，而由于下降位置对金属丰度分布的敏感性有限，它的位置提供了银河系盘年龄的可靠指标。
2014-04-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
A negative stellar mass$-$gaseous metallicity gradient relation of dwarf galaxies modulated by stellar feedback
该研究基于MUSE观测首次系统分析近邻矮星系气相金属丰度梯度，发现其与恒星质量呈负相关，且恒星质量与金属有效产额的组合相关性更强，表明金属混合输运过程对矮星系金属分布更关键。
2025-04-24 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
The Aromatic Features in Very Faint Dwarf Galaxies
本文报道了从SDSS光谱样品中选出的29个非常微弱的矮星系（M_r > -15等）的光学和中红外测光结果。这个样本包含附近（红移z<0.005）的星系，比以前研究的样本暗三个星等。我们将我们的样本与使用IRAC和SDSS观察到的其他恒星形成星系进行了比较。我们研究的红外线的颜色，敏感的PAH丰度，与恒星形成率，气相金属丰度和辐射硬度，所有估计从光发射线的关系。与更明亮的矮星系的研究一致，我们发现非常微弱的矮星系比具有类似特定恒星形成率的更明亮的星系显示出更弱的PAH发射。不像更明亮的星系，我们发现，非常微弱的矮星系显示没有显着的依赖性，在所有的PAH排放的恒星形成率，金属丰度，或辐射硬度，尽管事实上，样品跨越了一个显着的范围在所有这些数量。当我们把样品中的非常微弱的矮星与更明亮的（M_r ~ -18等）矮星比较时，我们发现PAH的发射取决于金属丰度和辐射硬度。这两个参数是相关的，我们看看在固定的辐射硬度和固定的金属度的PAH硬度关系的PAH金属度的关系。这个测试表明，矮星系中的PAH发射最直接地取决于金属丰度。
2009-07-10 astro-ph.GA
The stellar metallicity gradients of Local Group dwarf galaxies
通过对红巨星光谱文献资料的均匀性分析，确定了本星系群中30个矮星系的径向金属丰度分布。我们探索计算的金属丰度梯度与恒星质量，恒星形成历史和环境之间的相关性，提供迄今为止此类最大的汇编。在我们的样本中的矮星系大多数显示金属丰度轮廓随半径减小，有些表现出相当陡峭的轮廓。作为半光半径$\nabla_{\rm [Fe/H]} (R/R_e)$的函数，导出的金属丰度梯度与星系的形态类型相比没有统计学差异，也与它们与银河系或M31的距离无关。没有发现与恒星质量或恒星形成时间尺度的相关性。特别是，我们没有发现之间的线性关系$\nabla_{\rm [Fe/H]} (R/R_e)$和星系的年龄中位数$t_{50}$，而不是在文献中所示的一组模拟系统。在我们的一些星系中存在高的角动量似乎并没有对梯度值产生影响。在我们的样本中，最强的梯度是在可能经历过合并事件的系统中观察到的。通过排除它们，分析的矮星系显示出温和的梯度（$\sim -0.1$ dex $R_e^{-1}$），它们之间几乎没有散射，无论它们的恒星质量，动力学状态和恒星形成历史如何。这些结果与文献中提出的不同模拟集吻合良好，并使用与观察到的样品相同的方法进行分析。在矮星系中，可能驱动金属丰度梯度形成的众多因素之间的相互作用可能以复杂的方式结合在一起，产生一般可比的值。
2022-06-17 astro-ph.GA
The Eating Habits of Milky Way Mass Halos: Destroyed Dwarf Satellites and the Metallicity Distribution of Accreted Stars
我们使用一套45个放大的无耗散模拟来研究被摧毁的矮星的质量谱，这些矮星对银河系（MW）质量（M_vir ~ 10^12.1 M_sun）晕的吸积恒星质量有贡献。经验模型与（峰值）subhalo质量矮恒星质量，我们使用z=0的观测和流体动力学模拟的限制，估计吸积恒星材料的金属丰度分布。对吸积恒星质量贡献最大的是质量相对较大的矮星，其M_star约为10^8-10^10 M_sun。具有更多静态吸积历史的晕倾向于具有较低质量的祖星（10^8-10^9 M_sun）和较低的总体吸积恒星质量。超微弱质量（M_star < 10^5 M_sun）的矮星对吸积恒星质量的贡献可以忽略不计（<< 1%），尽管平均金属丰度很低，但提供了一小部分（~2- 5%）[Fe/H] <-2的贫金属恒星。质量为10^5 < M_star/M_sun < 10^8的矮星提供了大量的贫金属恒星物质（~40- 80%），即使是M_star > 10^8 M_sun的相对富金属矮星，如果它们的金属丰度分布具有明显的贫金属尾部，也可以贡献相当大比例（~20- 60%）的贫金属恒星。最后，我们发现，一个静止的组装历史的MW晕的一般假设似乎是在紧张与其幸存的矮星的质谱。我们认为，MW可能是一个“短暂的化石”，一个静止的晕与最近的吸积事件（S），掩盖了前面的形成历史的晕。
2016-01-28 astro-ph.GA
The distinct stellar metallicity populations of simulated Local Group dwarfs
一些本星系群的矮星系被认为有两个空间分离的恒星金属丰度人口，一个集中的金属丰富的人口和更广泛的金属穷人人口。在这项工作中，我们讨论的机制，导致形成两个空间隔离的金属丰度人口。使用一组高分辨率的流体动力学模拟的本地集团样的环境中，我们选择了一个样本的卫星和场星系，跨越恒星质量范围$10^6-10^9$ M $_{\odot}$，表现出双峰的金属丰度分布。其中，我们确定了一个子样本，在两个群体中具有较强的空间分离。我们发现三个不同的机制，其形成。在场矮星和一小部分卫星中，合并导致贫金属恒星迁移到更大的半径，并促使可用的气体下沉到矮星的中心。大部分气体随后通过恒星形成反馈被吹出晕，但剩余的气体在形成富含金属的群体时被消耗。在卫星在坠落时保留了一些气体的情况下，正是这些气体在近心点附近被冲压压力压缩，触发了富含金属的恒星的形成，同时通过剥离阻止了更大半径的恒星形成。此外，在少量的场矮星和伴矮星中，与气态细丝和其他星系的相互作用可能导致形成富含金属的种群。无论形成机制，合并的历史通常会增强空间隔离。
2019-07-15 astro-ph.GA
Planetary nebulae: the universal mass-metallicity relation for Local Group dwarf galaxies and the chemistry of NGC 205
本文利用GMOS@Gemini光谱研究了矮不规则星系NGC 205中的16个行星状星云（PNe），并计算了它们的物理化学参数。14个PNE的化学模式和演化轨迹表明，其中没有I型PNE。这些PNe的平均氧丰度为12+log（O/H）=8.08 $\pm$ 0.28，祖细胞质量为2- 2.5 M $_{\odot}$，因此出生于约1.0- 1.7 Gyr前。我们的结果与以前在NGC 205中的PN研究结果一致。本文结合我们以前的工作和文献，研究了本星系群矮星系的PN金属丰度趋势，试图建立本星系群矮不规则星和矮椭球星系的PN光度-和质量-金属丰度关系（LZR和MZR）。以前试图获得这种关系未能提供正确的结论，因为基于有限的样本（Richer & McCall 1995; Gonçcalves et al. 2007）。就我们能够比较恒星和星云金属丰度而言，我们的MZR与最近使用光谱恒星金属丰度获得的LG矮星系MZR的斜率非常一致（Kirby et al. 2013）。实际上，我们发现dIrr和dSph星系都遵循相同的MZR，与过去声称的差异不同。此外，我们的MZR也与恒星形成星系的全球MZR一致，后者跨越更广泛的恒星质量范围（$\sim10^6$ - $\sim10^{11}$ M $\odot$）。
2014-07-25 astro-ph.GA
HI in high gas-phase metallicity dwarf galaxy WISEA J230615.06+143927.9
本研究通过GMRT HI观测发现高金属丰度矮星系J2306拥有大而旋转的HI盘，其暗物质主导性质排除了其为潮汐矮星系的可能性，并指出其高金属丰度来源仍待光学光谱观测解答。
2023-12-28 astro-ph.GA
Metallicity Distribution Functions of Four Local Group dwarf galaxies
利用哈勃空间望远镜上的WFC 3（Wide Field Camera 3）仪器，通过中波段（F390M）和宽波段（F555W，F814W）测光，给出了狮子座I、狮子座II、IC 1613和凤凰矮星系的恒星金属丰度。我们以两种方式测量金属丰度分布函数（MDF），1）将恒星与颜色-颜色图中的等时线匹配，2）求解合成种群的最佳线性组合以匹配观察到的颜色-颜色图。合成技术减少了光度散射的影响，并且产生的MDF比从单独匹配的恒星产生的MDF窄30 - 50%。我们适合的合成和个人的MDF分析化学演化模型（CEM），以量化的富集和星系内的气体流动的影响。此外，我们还测量了狮子座I和II的恒星金属丰度梯度。对于IC 1613和凤凰，我们的数据没有径向范围来确认两个星系的金属丰度梯度。我们发现狮子座I（矮球状体）的Mdf非常高，有一个陡峭的富金属截止和一个延长的贫金属尾，而狮子座II（矮球状体），凤凰（矮过渡）和IC 1613（矮不规则）比狮子座I有更宽，更少的峰值MDF。一个简单的CEM并不是最适合我们的任何星系，因此我们也适合林登-贝尔1975年的“最佳吸积模型”。对于狮子座II，IC 1613和凤凰，我们发现类似的吸积参数的CEM，即使他们都有不同的有效产量，质量，恒星形成的历史和形态。我们认为，一个星系的动力学历史反映在星系中，广泛的MDFs被认为是在化学上相对孤立的发展和狭窄的峰值MDF…
2015-04-27 astro-ph.GA
A North-South Metallicity Asymmetry in the Outer Galactic disk -- Evidence for the Pericentric Passage of the Sagittarius Dwarf Galaxy
本研究利用LAMOST和APOGEE巡天的红团簇星，发现外银盘存在南北金属丰度不对称，该不对称在反银心方向最显著且年轻星族中更明显，推测其由人马座矮星系近心点穿越的扰动及潮汐力导致。
2025-07-30 astro-ph.GA
Extreme Metallicity Dwarf Galaxies in IllustrisTNG
本研究通过IllustrisTNG模拟发现，极端贫金属矮星系并非首批星系遗迹，其金属丰度骤降主要由内流增丰效率低下导致，并揭示了与恒星形成历史和星系大小的观测差异。
2025-02-26 astro-ph.GA
RESOLVE and ECO: Finding Low-Metallicity $z\sim0$ Dwarf AGN Candidates Using Optimized Emission-Line Diagnostics
现有的恒星形成与活动星系核（AGN）的分类方案，使用光学发射线诊断大多失败的低金属和/或高度恒星形成的星系，错过了典型的$z\sim0$矮星的AGN。为了恢复活动星系核在矮星与强发射线（SELs），我们提出了一个分类方案，优化使用现有的光学诊断。我们使用SDSS发射线目录重叠的体积和质量有限的RESOLVE和ECO调查，以确定活动星系核的比例SEL矮星。我们的光电离网格显示，[O III]/H $β$对[S II]/H $α$图（SII图）和[O III]/H $β$对[O I]/H $α$图（OI图）比流行的[O III]/H $β$对[N II]/H $α$诊断图（NII图或“BPT图”）对金属丰度的敏感性更低，在识别矮活动星系核方面更成功。我们确定了一个新的“恒星形成活动星系核”（SF-AGN）分类为恒星形成的NII图，但作为活动星系核的SII和/或OI图。包括SF-AGN，我们发现在矮星与SEL的$z\sim0$ AGN的百分比是$\sim$ 3-16\%，远远超过大多数以前的光学估计（$\sim$ 1\%）。我们的矮活动星系核百分比的大范围反映了目录之间光谱拟合方法的差异。RESOLVE和ECO的高度完整性使我们能够将强发射线星系的统计数据标准化为完整的星系群，将矮AGN的百分比降低到$\sim$ 0.6-3.0\%。新发现的SF-AGN大多是富含气体的矮星，具有晕质量$…
2022-05-20 astro-ph.GA
Dwarf Galaxies: Their Low Metallicity Interstellar Medium
这篇评论描述了我们今天在光的尘埃和气体的性质和它们的关系，恒星形成，在低金属丰度星系的本地宇宙最近的调查从敏感的红外空间望远镜，主要是斯皮策和赫歇尔空间天文台以及地面观测的分子气体储层。解释ISM属性的模型越来越复杂，以解释我们今天拥有的广泛的有价值的观测诊断，以跟踪不同的气相，我们拥有的广泛的测光，从中红外到亚毫米尘埃排放以及我们今天可以采样的各种星系大小尺度。这篇综述总结了我们今天可以利用的丰富的多相观测，以及解释观测的多相建模方法。
2018-10-23 astro-ph.GA
Light element variations within the different age-metallicity populations in the nucleus of the Sagittarius dwarf
星团M54位于人马座矮球状星系的中心，因此可能是最接近核星团的例子。无论是原地恒星形成，螺旋形球状星团，或组合已被援引来解释各种各样的恒星子群的核星团。已知球状星团会表现出轻元素的变化，这可以用称为染色体图的光度结构来识别。在这封信中，我们创建了三个不同的年龄金属丰度亚群在附近的M54的染色体图谱。我们发现，老年人，金属贫人口显示轻元素变化的签名，而年轻和中年金属丰富的人口没有。我们的结论是人马座的核心是通过原位恒星形成和球状星团吸积的结合而形成的。这封信表明，正确构建的铁复合球状星团的染色体图可以提供洞察不同的恒星星族的形成位置。
2019-09-30 astro-ph.GA
The White Dwarfs of the Old, Solar Metallicity Open Star Cluster Messier 67: Properties and Progenitors
古老的太阳金属量疏散星团Messier 67一直被认为是研究和理解太阳型恒星结构和演化的关键。对于恒星残骸来说也是如此--M67的白矮星种群为理解和解释白矮星种群和演化提供了至关重要的观测数据。在这项工作中，我们确定白矮星的质量，并推导出他们的祖先恒星质量使用高信噪比光谱的温暖（$\gtrsim10,000$ K）DA白矮星在集群。由此，我们能够推导出每个白矮星在初始-最终质量关系中的位置，以及平均$M_{\mathrm WD} = 0.60\pm 0.01 M_{\odot}$和祖先质量$M_i = 1.52\pm 0.04 M_{\odot}$。这些值是完全符合最近发表的线性和分段线性拟合的半经验的初始-最终质量关系，并提供了一个至关重要的，精确的锚点的初始-最终质量关系的太阳金属丰度，低质量的恒星。M67白矮星的平均质量也与局部场白矮星质量分布中的尖锐窄峰相一致，这表明大多数新近形成的场白矮星来自质量为$\approx 1.5 M_{\odot}$的恒星。我们的研究结果，使更精确的建模编码的领域WD质量分布的银河系恒星形成率。
2021-03-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Exploring the ultra-faint dwarf Bootes I using JWST and HST: Metallicity distribution and binaries
Università Degli Studi di Padova（帕多瓦大学）；Istituto Nazionale di Astrofisica - Osservatorio Astronomico di Padova（意大利国家天体物理研究所帕多瓦天文台）；Research School of Astronomy and Astrophysics, Australian National University（澳大利亚国立大学天文与天体物理研究学院）；South-Western Institute for Astronomy Research, Yunnan University（云南大学西南天文研究所）
通过JWST和HST观测分析Bootes I的金属分布和双星比例，揭示其早期恒星形成和化学演化特征。
2026-02-27 astro-ph.GA
A GMOS-N IFU study of the central H II region in the blue compact dwarf galaxy NGC 4449: Kinematics, Nebular Metallicity and Star-Formation
利用双子座北多目标摄谱仪（GMOS-N）的积分场光谱（IFS）观测，研究了附近蓝致密矮（BCD）星系NGC 4449的中央H II区。IFS数据使我们能够在小至5.5 pc的空间尺度上探索恒星形成区和周围气体的物理和化学条件的变化。我们的运动学分析表明，可能的签名的冲击电离和壳结构的周围的恒星形成区域。使用直接T $_e$和间接强线方法（R $_{23}$、O3 N2和N2）绘制的该地区金属丰度图未显示任何化学变化。从中心H II区的积分光谱中，我们发现使用直接方法的金属丰度为12 + log（O/H）= 7.88 $\pm$ 0.14（$\sim$ 0.15 $^{+0.06}_{-0.04}$ Z $_{\odot}$）。比较中央H II区域的金属丰度来自这里的H II区域在整个星系从以前的研究，我们发现的证据增加金属丰度与距离中央核。这种化学不均匀性可能是由于几种机制，包括通过超新星爆发，星系风或贫金属气体吸积的气体损失。然而，我们发现金属丰度降低的局部区域在空间上与星系中恒星形成活动的峰值对齐，这表明气体吸积可能在这里起作用。需要整个星系的空间分辨IFS数据来确认本研究中发现的金属丰度不均匀性，并确定其可能的原因。
2017-07-12 astro-ph.GA
The metallicity evolution of blue compact dwarf galaxies from the intermediate redshift to the local Universe
本文用强线方法测量了红移在[0.2，0.5]范围内的74个蓝矮星系的氧丰度。这些天体的光谱是使用多镜望远镜（MMT）上的Hectospec拍摄的。这些BCD中有一半以上使用Balmer减量法进行了粉尘衰减校正。为了进行比较，我们还从斯隆数字巡天（SDSS）数据库中选择了2023个本地BCD样本。基于本地和中间z BCD样品，我们研究了金属丰度、恒星形成率（SFR）和Dn（4000）指数的宇宙演化。与局部BCD相似，中间z BCD具有系统性更高的R23比率，但具有相似的O32比率。有趣的是，在中间体-z和本地BCD之间没有发现质量-金属丰度（MZ）关系的显著偏差。除了金属丰度外，中间z BCD还表现出与局部BCD一致的SFR分布，表明对红移的弱依赖性。中间z BCD似乎比具有较低D4000指数值的局部BCD更年轻。中z和本地BCD之间的质量-金属丰度和质量-SFR关系的微小偏差表明，低质量致密星系的全球参数之间的关系可能是普遍的。这些来自低质量致密星系的结果可以用来对星系形成和演化模型进行重要的观测约束。
2016-01-17 astro-ph.GA
X-ray binary formation in low-metallicity blue compact dwarf galaxies
来自小的、缺乏金属的星系中的双星的X射线可能对早期宇宙的加热和再电离做出了重大贡献。我们通过研究蓝色致密矮星（BCD）作为这些早期星系的本地类似物来调查这一说法。我们约束的X射线光度函数（XLF）的恒星形成率（SFR）使用贝叶斯方法应用到一个样本的25 BCD的关系。XLF的函数形式是固定的，发现近太阳的金属丰度星系，并用于找到的概率分布的归一化关系到SFR的X射线光度。我们的研究结果表明，低金属丰度BCD（12 + log（O/H）<7.7）的XLF归一化与具有近太阳金属丰度的星系的XLF归一化不一致，置信水平为1 - 5E-6。BCDs的XLF标准化值为14.5 +/-4.8（M_solar ^-1 yr），比近太阳金属丰度星系高9.7 +/-3.2倍。同时测定XLF标准化和幂律指数的结果分别为q = 21.2 ^+12.2_-8.8）（M_solar ^-1 yr）和α = 1.89 ^{+0.41}_{-0.30}。我们的研究结果表明，一个显着的增强人口的高质量X射线双星的BCD相比，近太阳的金属丰度星系。这表明X射线双星可能是早期宇宙中重要的热源。
2014-04-11 astro-ph.GA
The Herschel Dwarf Galaxy Survey: I. Properties of the low-metallicity ISM from PACS spectroscopy
远红外线是星际介质物理条件的关键示踪剂，并正在成为整个宇宙星系的主力诊断。我们的目标是解释的差异和趋势，观察到的FIR线发射的矮星系相比，更富含金属的星系。我们目前的Herschel PACS光谱观测的CII 157 μ m，OI 63和145 μ m，OIII 88 μ m，NII 122和205 μ m，和NIII 57 μ m的精细结构冷却线在一个样本的48个低金属丰度恒星形成星系的保证时间关键计划矮星系巡天。我们将PACS线比率和线到LTIR比率与LTIR、LTIR/LB、金属丰度和FIR颜色相关联，并用多云辐射转移模型解释ISM条件和相填充因子方面观察到的趋势。我们发现，FIR线一起占高达3%的LTIR和恒星形成区主导的整体发射矮星系。与富含金属的星系相比，OIII/NII 122和NIII/NII 122的比值很高，表明辐射场很硬。在光解离区（PDR），CII/OI 63比略高于富金属星系，随着金属丰度的增加而略有增加，OI 145/OI 63比通常低于0.1，表明光学深度效应在探测尺度上应该很小。OIII/OI 63的比值可以作为电离气体/PDR填充因子的指标，在矮星系中发现比富含金属的星系高4倍。高CII/LTIR，OI/LTIR，和OIII/LTIR的比例，随着LTIR和LTIR/LB的增加而降低，被解释为中等FUV场和低PDR覆盖因子的组合。低金属丰度矮星系的I…
2015-02-10 astro-ph.GA
Ensemble Properties of the White Dwarf Population of the Old, Solar Metallicity Open Star Cluster Messier 67
白矮星是研究低质量和中等质量恒星生命终结问题的绝佳工具，而古老的太阳金属丰度疏散星团Messier 67是研究太阳型恒星恒星演化的可靠实验室。在本文中，我们提出了一个详细的光谱研究，（M_g < 12.4）白矮星，结合之前发表的自行成员测定，我们确定了一个干净的，有代表性的星团白矮星样本，包括13个以氢为主的成员，其中至少有一个是候选的双简并，和5个以氦为主的成员。使用这个样本，我们测试围绕太阳型恒星的恒星演化的最后阶段的多个预测。特别是，~1.5太阳质量的恒星损失的综合质量的随机性小于白矮星残余质量的7%。我们确定了可能是由双星演化产生的白矮星，包括至少一个蓝离散星遗迹和两个氦核白矮星。我们没有观察到一个显着的人口的氦核心白矮星形成的增强质量损失的红巨星分支的集群。白矮星大气成分的分布是完全一致的领域，限制了提出的机制，抑制氦大气白矮星形成的星团。简而言之，Messier 67的白矮星数量与太阳金属丰度恒星的单星和多星恒星演化理论的基本预测完全一致。
2018-07-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
The age-metallicity relation in the solar neighbourhood from a pilot sample of white dwarf-main sequence binaries
年龄-金属丰度关系（AMR）是理解银河系盘如何形成和演化的基本观测约束。然而，目前还没有一个协议的观测性能AMR的太阳附近，主要是由于难以获得准确的恒星年龄的个别领域的明星。我们已经开始了一项观测活动，通过使用宽白矮星-主序星（WDMS）双星来提供急需的观测输入。白矮星是天然的时钟，可以用来推算准确的年龄。金属丰度可以从主层序伴生物中获得。由于白矮星和主序星的祖先是同时诞生的，WDMS双星提供了一个独特的机会，以观测约束在一个强大的方式AMR的属性。在这项工作中，我们提出了AMR来自分析的试点样本23 WDMS双星，并提供明确的观测证据，年龄和金属丰度之间缺乏相关性，在年轻和中间年龄（0-7 Gyrs）。
2016-08-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
The metallicity distribution in the core of the Sagittarus dwarf spheroidal: minimising the metallicity biases
我们目前的金属丰度和径向速度为450个真正的成员人马座矮球状（Sgr dSph）星系，测量高分辨率（R~18000）FLAMES@VLT光谱。这些目标是经过仔细挑选的：（a）对Sgr dSph主体的核心进行取样，同时避免中央恒星核的污染;（b）根据盖亚视差和自行选择目标，以防止金属丰度分布出现任何偏差。所有的靶都被确定为径向速度构件。我们用这个样本来推导第一个金属丰度分布的核心的Sgr dSph几乎不受金属丰度偏差。观测到的分布范围从[Fe/H]~ -2.3到[Fe/H]~ 0.0，在[Fe/H]~ -0.5附近有一个强的、对称的、相对窄的峰，以及一个弱的、延伸的贫金属尾，只有13.8 +/-1.9%的恒星的[Fe/H]<-1.0。我们确认以前的证据之间的相关性的化学和运动学性质的恒星在核心的Sgr。在我们的样本恒星中，[Fe/H]>= -0.6的恒星比[Fe/H]<-0.6的恒星显示出更低的速度色散和更高的旋转振幅，证实了之前关于该系统祖星盘/晕结构的建议。
2022-11-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Gas-Phase Mass-Metallicity Relation of Dwarf Galaxies Across Large-Scale Environments Using the CAVITY Parent Sample
Universidad de Granada（格拉纳达大学）；Université Laval（拉瓦尔大学）
利用CAVITY母样本，通过SDSS光谱测量矮星系在空洞、纤维状结构和星系团中的气相质量-金属丰度关系，发现其斜率随环境变化，表明环境依赖性是矮星系MZR散度的来源之一。
2026-06-26 astro-ph.GA
The atomic gas sequence and mass-metallicity relation from dwarfs to massive galaxies
本文利用DESI和ALFALFA巡天数据，同时约束从矮星系到大质量星系的原子气体序和质量-金属丰度关系，发现两者在约$10^9 M_\odot$处的斜率变化紧密关联，并揭示了超新星驱动气体损失和冷气体吸积减少等物理机制的影响。
2024-08-07 astro-ph.GA
Measuring the alpha-abundance of subsolar-metallicity stars in the Milky Way's central half-parsec: testing globular cluster and dwarf galaxy infall scenarios
虽然银河系核心星团已经被广泛研究，但它是如何形成的还不确定。研究表明，它包含一个太阳和超太阳的金属丰度人口，可能已经形成的现场，随着太阳下的金属丰度人口，可能已经形成了通过合并的球状星团和矮星系。恒星丰度测量对于区分不同的形成情景至关重要。我们提出了新的测量[ $M/H$ ]和$α$ -元素丰度[ $α/Fe$ ]的两个太阳下的金属量恒星在银河系中心。这些观测是用自适应光学辅助高分辨率（R= 24，000）光谱仪NIRSPEC在K波段（1.8 - 2.6微米）进行的。这是第一次对银河系核星团中亚太阳金属丰度恒星的$α$元素丰度进行测量。我们测量[ $M/H$ ]= $-0.59\pm 0.11$，[ $α/Fe$ ]= $0.05\pm 0.15$和[ $M/H$ ]= $-0.81\pm 0.12$，[ $α/Fe$ ]= $0.15\pm 0.16$的两颗恒星在银河系中心的不确定性占主导地位的光谱模板的系统不确定性。恒星的[$α/Fe$]介于球状星团和矮星系的[ $α/Fe$ ]之间，具有相似的[ $M/H$ ]值。它们的丰度与核星团中的大部分恒星非常不同。这些结果表明，银河系核星团中的亚太阳金属丰度群体可能起源于下落的矮星系或球状星团，不太可能在原地形成。
2021-12-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dense cloud cores revealed by CO in the low metallicity dwarf galaxy WLM
了解恒星的诞生需要观测它们形成的云。这些云是致密的，自引力的，在所有现有的观测中，它们是分子的，H_2是主要的物种，CO是最好的可用示踪剂。当碳和氧的丰度比氢低，尘埃的不透明度也低时，如在原始星系和本地矮不规则星系中，CO形成缓慢，容易被破坏，因此它很难在稠密的云中积累。在这里，我们报告的CO云的干涉观测的本地组矮不规则星系沃尔夫-Lundmark-Melotte（WLM），它的金属丰度是13%的太阳值和50%低于以前的CO检测阈值。与周围的原子包层和H_2包层相比，这些云很小，但它们具有典型的银河系CO云的密度和柱密度。正常的CO密度解释了为什么在矮不规则星系中形成的星团与在巨螺旋星系中形成的星团具有相似的密度。低质量的云表明，这些星团也将是低质量的，除非发生一些星系级的压缩，例如来自宇宙云或其他星系的撞击。如果银河系晕中的大质量贫金属球状星团像人们普遍认为的那样形成于矮星系中，那么它们很可能是由这样的撞击引发的。
2016-03-15 astro-ph.GA
