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
Stellar Variability and Distance Indicators in the Near-infrared in Nearby Galaxies. II. Pulsating Stars in the Carina Dwarf Spheroidal
National Central University（中央大学）；Taiwan Astronomical Research Alliance (TARA)（台湾天文研究联盟）；Inter-University Center for Astronomy and Astrophysics (IUCAA)（星际天文与天体物理中心）
通过近红外观测确定卡林达矮球星云的距离，利用脉动星作为标准烛，发现ACep周期-光度关系受金属含量影响，与RR Lyrae结果一致。
2026-03-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dark halo structure in the Carina dwarf spheroidal galaxy: joint analysis of multiple stellar components
对船底座dSph的光度和光谱观测显示，该星系包含两个年龄和运动学不同的主要恒星星族。多个种群的共存为星系的暗晕结构提供了新的约束，因为不同的种群应该在同一个暗物质势阱中处于平衡状态。我们开发的非球形动力学模型，包括这样的多个恒星组件，并试图约束船底座的非球形暗晕的属性。我们发现船底座可能有一个更大，更密集的暗晕比在以前的工作中发现的和一个不太尖锐的内部暗物质密度轮廓，即使暗晕参数的不确定性仍然很大，由于小体积的数据样本。利用我们的拟合结果，我们评估了暗物质湮灭和衰变的天体物理因素，发现船底座应该是经典dSph星系中最有前途的可探测目标之一。我们还计算了两个恒星星族的恒星速度各向异性分布，发现它们在内部区域都是径向各向异性的，而在外部区域，较老的人口变得比中间的更切向偏置。这是一致的各向异性预测的潮汐效应的动力学结构的卫星星系，从而可以被认为是运动学证据的潮汐演化的船底座。
2018-08-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Stellar proper motions in the outskirts of classical dwarf spheroidal galaxies with Gaia EDR3
我们使用盖亚EDR3的数据，以确定与六个经典的矮椭球（天龙座，小熊座，六分仪座，雕塑家，天炉座，船底座）在其最外半径，超出其名义国王恒星极限半径的恒星。对于所有的dSphs检查，我们发现径向速度与居住在国王极限半径和$> 50\%$天体测量的概率（四个在天龙座，两个在小熊座，八个在六分仪，两个在玉夫座，12个在天炉座，和5个在船底座），表明这些恒星与各自的矮椭球（dSphs）在高概率。我们比较我们的候选人的位置“潮外”恒星与星系的轨道轨迹，并确定恒星，无论有和没有径向速度匹配，这是一致的躺在沿轨道轨道的卫星。然而，由于候选恒星的数量很少，我们无法对这些空间相关恒星的重要性做出任何结论性的陈述。通过与公开的天琴座RR型星表交叉比对，我们发现在玉夫座和天炉座各有一个$> 50\%$天体测量概率在极限半径之外的天琴座RR型候选者，在天龙座有两个，在小熊座有九个，在六分仪座有七个，在船底座没有。我们所有候选者的后续光谱，包括可能的金属丰度信息，将有助于确认与各自dSphs的关联，并可能代表这些经典dSphs周围扩展恒星晕或潮汐碎片的证据。
2022-03-17 astro-ph.GA
Chemodynamic subpopulations of the Carina dwarf galaxy
我们研究的船底座矮椭球体的化学动力学特性相结合的中间光谱分辨率数据集的900多个红巨星和红团星，高精度测光推导出大气参数，金属丰度和年龄估计为我们的目标。在红巨星分支种群中，我们发现了存在三种不同恒星子种群的证据，这些恒星子种群具有不同的金属丰度、空间分布、运动学和年龄。与天炉座和玉夫座矮椭球体一样，平均金属丰度最低的亚群比所有其他种群都更长，运动学上更热。然而，我们确定的金属丰度，运动学和特征长度尺度在两个最富金属的亚群，因此，没有贡献的全球负化学梯度的平行顺序的反转。与半径的化学性质的共同趋势相反，金属最丰富的人口更广泛，温和的运动学热比中间金属丰度的主要组成部分。需要更多的调查，以确定这种倒置的性质，但我们评论的机制，可能会导致它。
2016-01-07 astro-ph.GA
A Comprehensive, Wide-Field Study of Pulsating Stars in the Carina Dwarf Spheroidal Galaxy
我们报告的388脉动变星（和一些额外的杂项变量）在船底座dSph星系的一个区域，覆盖了整个星系的可见范围，并延伸了几倍，超出其测光（国王）潮汐半径沿其主轴方向检测。其中包括340颗新发现的矮造父变星，它们大部分位于水平分支以下约2.5等，周期非常短（<0.1天），这是它们的典型，与它们位于银河系年轻族群扩展主序的上部一致。在我们的调查中发现了几个潮外矮造父变星，距离船底座中心约1度。我们的样本还包括RR型天琴座恒星和异常的造父变星，其中一些也是在银河系潮汐半径之外发现的。这支持了过去的工作，表明船底座正在经历潮汐破坏。我们使用矮造父变星的周期-光度关系来估计距离模数为20.17 +/- 0.10 mags，与RR型天琴座星的估计非常一致。我们发现一些重要的区别，在性质的矮造父变星的船底座和那些在天炉座和LMC，目前已知的矮造父变星的唯一河外样本。这些差异可能反映了造父矮星的金属丰度分布、沿视线的深度和/或不同的演化路径。
2013-09-11 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Cold, old and metal-poor: New stellar substructures in the Milky Way's dwarf spheroidals
环绕银河系的矮球状星系（dSph）是复杂的天体，通常具有复杂的恒星形成历史和内部动力学。在这项工作中，我们寻找恒星的子结构在四个经典的dSph的银河系卫星：六分仪座，船底座，狮子座I，狮子座II。我们采用两种方法来搜索恒星子结构：最小生成树方法，这有助于我们找到和量化空间连接的结构，和“蛮力”的方法，这是能够找到细长的恒星子结构。我们在六分仪中发现了以前已知的子结构，并且还在六分仪中发现了一个新的恒星子结构。此外，我们确定了一个新的恒星子结构接近船底座矮星系的核心半径。我们报告检测到一个子结构在狮子座I和两个狮子座II，但我们注意到，我们正在处理的样本中使用的恒星数量很少。dSph星系中这种古老的恒星子结构可以帮助我们揭示暗物质晕的性质，这些结构在其中形成，进化和生存。
2019-04-23 astro-ph.GA
The Effect of Tidal Stripping on Composite Stellar Populations in Dwarf Spheroidal Galaxies
我们使用N体模拟来研究潮汐对卫星星系运动学结构的影响，卫星星系围绕银河系的潜力。我们的工作的动机是观察矮球状星系的本地组，这往往是一个区别是可能的冷集中的金属丰富和热，扩展的金属穷人人口。我们发现，在小近心半径（r_per < 20 kpc）的轨道上，两个恒星分量分布的初始差异发生了重要的衰减。这主要是由于：i）潮汐剥离发生后，暗物质成分提供的引力支持丧失，这迫使发光成分重新配置，以及ii）潮汐优先影响更延伸的恒星成分，导致其速度色散的净减少，作为对质量损失的响应，从而缩小了运动学间隙。我们将这些想法应用到雕塑家和船底座矮椭球体。它们轨道的差异可能有助于解释，在类似的初始配置的假设下，为什么在前者中，贫金属和富金属恒星之间的运动学分离是明显的，而在船底座中，这种分离明显更微妙。
2009-10-02 astro-ph.GA
Internal rotation of Milky Way dwarf spheroidal satellites with $Gaia$ Early Data Release 3
我们提出了一个分析的14个卫星的银河系（MW）的运动学。我们使用适当的运动（PM）从$Gaia$早期数据发布3（EDR 3）和视线速度（$v_{\mathrm{los}}$）在文献中获得这些系统的系统三维运动。对于其中的六个，即船底座，天龙座，天炉座，玉夫座，六分仪，小熊座矮球状星系（dSph），我们研究的内部运动学投影到径向，$V_R$（膨胀/收缩），切向，$V_T$（旋转），相对于质量中心的速度分量的恒星PM。我们在隆突（$|V_T| = 9.6 \pm 4.5 \ {\rm{km \ s^{-1}}}\>$）、穹窿（$|V_T| = 2.8 \pm 1.3 \ {\rm{km \ s^{-1}}}\>$）和塑夫座（$|V_T| = 3.0 \pm 1.0 \ {\rm{km \ s^{-1}}}\>$）dSphs中发现了显著的旋转。除了人马座dSphs，这些是MW经典dSphs中天空平面内内部旋转的第一次测量。除船底座外的所有星系都显示出$|V_T| / σ_v < 1$。我们发现，较慢的旋转倾向于显示，平均而言，较大的天空投影椭圆率（如预期的样本与随机视角），并位于较小的银河系中心距离（如预期的潮汐搅拌情况下，旋转转化为随机运动的卫星沉入母晕）。然而，这些趋势很小，在统计学上并不显著，这表明旋转在塑造这些星系的3D结构方面并没有发挥主导作用。无论潮汐搅动对这些系统的演化有微…
2021-06-15 astro-ph.GA
Extremely metal-poor stars in the Fornax and Carina dwarf spheroidal galaxies
本研究分析天炉座与船底座矮椭球星系中6颗极贫金属星的观测数据，给出25种元素丰度，发现其CEMP-no星占比显著低于银河系与超暗矮星系，并发现该类星系中金属丰度最低的r过程富星。
2024-05-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Satellites of Satellites: The Case for Carina and Fornax
我们利用Auriga宇宙学模拟对银河系质量星系及其周围环境进行了研究，在$Λ$ CDM中研究了矮星系的卫星星族。正如先前的工作所预期的那样，高于固定恒星质量的卫星的数量是主矮星质量的强函数。对于像大麦云（LMC）一样明亮的星系，以及像大麦哲伦星云（由其旋转速度决定）一样大的光环，模拟预测大约有3颗卫星的恒星质量超过$M_*>10^5\, M_\odot$。如果大麦哲伦星云是在它的第一次近心通过，那么这些卫星应该在大麦哲伦星云附近，并且轨道角动量应该与大麦哲伦星云的轨道角动量大致一致。我们使用3D的位置和速度，从第二次数据发布的盖亚任务重新审视的“经典”MW矮椭球体可能是LMC卫星。天炉座和船底座矮椭球体的新自行使它们的轨道与麦哲伦云的轨道平面紧密对齐，暗示了一个潜在的麦哲伦星系。与小麦哲伦云（SMC）一起，这一结果增加了$3$与$M_*>10^5\, M_\odot$的LMC卫星的数量，正如模拟所预期的那样。这也填补了SMC与超暗卫星Hyi 1、Car2、Hor1和Car3之间的12等亮度差距，这些超暗卫星被证实具有与麦哲伦起源一致的轨道。
2019-11-22 astro-ph.GA
Sailing under the Magellanic Clouds: A DECam View of the Carina Dwarf
我们提出了深光学测光从DECam成像仪上的4米布兰科望远镜超过12度$^2$周围的船底座矮球体，完全覆盖1度和部分覆盖范围延伸到2.6度。使用基于泊松的匹配滤波器分析，以确定从每一个三个主要的恒星星族，老，中，年轻的恒星，我们确认以前确定的径向年龄梯度，距离，潮汐半径，恒星径向配置文件，相对恒星星族的大小，椭圆度和位置角。我们发现一个角度偏移的三个主要的椭圆形种群的船底座，并发现只有初步的证据，潮汐碎片，这表明过去的潮汐相互作用可能不会显着影响的船底座侏儒。我们探测到船底座矮星附近的恒星，但与船底座矮星不同，测量它们的距离为46 $\pm$ 2 kpc。我们确定这个人口的一部分，晕的大麦云云的角半径超过20度。由于颜色星等空间与麦哲伦恒星重叠，先前在船底座的旧人口中检测到的潮汐特征可能比以前认为的要弱。
2014-08-13 astro-ph.GA
Evidence for multiple nucleosynthetic processes from carbon enhanced metal-poor stars in the Carina dwarf spheroidal galaxy
本文利用高分辨率光谱分析了Carina矮椭球星系中6颗碳增强贫金属星的详细元素丰度，揭示了多种核合成过程（CEMP-no、CEMP-s和CEMP-r/s）的存在，并发现i过程产量能很好匹配CEMP-r/s星的丰度。
2023-05-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Tidally induced velocity gradients in the Milky Way dwarf spheroidal satellites
我们提出了一个运动学研究的六个矮球状星系（dSph）的银河系（MW）的卫星，即船底座，天龙座，天炉座，玉夫座，六分仪，小熊座。我们结合适当的运动（PM）从$Gaia$数据发布3（DR3）和视线速度（$v_{\mathrm{los}}$）从文献中推导出其三维内部运动学和研究内部速度梯度的存在。我们发现，在$\geq 1σ$水平上，船底座、天龙座、天炉座和小熊座沿视线方向的速度梯度具有显著性。这种梯度的值似乎与矮星的轨道历史有关，表明与MW的相互作用导致了它们。靠近MW并向其轨道近心点移动的矮星，平均而言，速度梯度较大。另一方面，最近离开近心点轨道的矮星没有明显的梯度。最后，位于大银河系中心距离的矮星显示出中等强度的梯度。我们的结果表明，由MW施加的强潮汐力引起的扭矩引起了一个强大的速度梯度时，矮星接近它们的轨道近心点。在近心点通过期间，力方向的快速变化会破坏这种梯度，随着星系的后退，这种梯度可能会稳步恢复。我们通过分析TNG 50模拟的矮星卫星来评估我们的发现。我们发现一个显着增加的强度检测到的梯度的卫星接近他们的近心点，然后急剧下降，因为他们放弃了它，支持我们的结果为dSphs的MW。
2022-12-01 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
Mass Models of Dwarf Spheroidal Galaxies with Variable Stellar Anisotropy. I. Jeans Analysis
使用一个灵活的银河系模型与可变的恒星速度各向异性，我适用于经典的牛仔裤质量建模方法的五个矮球状星系的恒星视线速度的最大的均匀数据集（330和2500恒星之间的星系）-船底座，天炉座，狮子座~I，雕塑家，和六分仪。我进行了详尽的模型参数搜索，为每个参数组合分配绝对概率。我的主要发现是，有一个定义明确的半径（每个星系都是唯一的），在这个半径上，Jeans分析对封闭质量的约束是最严格的，并且比以前建议的半径（例如300 pc）的约束要好得多。对于隆突、天炉座、狮子座~I、雕刻座和六分仪，封闭的DM质量分别为$0.94 \pm 0.20$（410 pc）、$7.1 \pm 0.9$（925 pc）、$1.75 \pm 0.20$（390 pc）、$2.59 \pm 0.42$（435 pc）和$2.3 \pm 0.9$（1035 pc）（2 σ不确定度; $10^7$ ~M $_\odot$单位）。局部DM密度在较小的半径（也是每个星系唯一的）上有最严格的限制。Sculptor的最大中心DM密度约束为：$ρ_0\gtrsim 0.09$ ~ $M_\odot$ ~pc $^{-3}$（在2 σ水平）。我表明，DM密度对数斜率是完全不受约束的牛仔裤分析在所有半径探测的数据（而不仅仅是在中心，如前所述）。恒星速度各向异性只有非常弱的约束。特别是，纯中心切向各向异性被排除在优于两个西格玛水平的三…
2015-04-30 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
Inclusion of Horizontal Branch stars in the derivation of star formation histories of dwarf galaxies: the Carina dSph
我们提出了一个详细的分析的船底座矮球状星系的水平分支的合成建模技术的手段，始终考虑到恒星形成的历史和金属量的演变，确定从主序列和红巨星分支光谱观测。我们发现，一个范围内的综合红巨星分支质量损失值为0.1-0.14 M，增加与金属丰度，是能够重现旧的水平分支的颜色扩展。然而，留下质量损失作为唯一的自由参数不足以匹配隆突水平支的详细形态。我们探讨了恒星形成历史对合成水平分支和观测水平分支之间差异所起的作用。我们得出了一个玩具爆发恒星形成的历史，再现水平分支恒星计数，也符合定性的红巨星和关闭区域。这一恒星形成历史是由恒星形成历史的年龄和[M/H]组成的子集组成的，该恒星形成历史仅基于关闭和红巨星，并且需要四个不同强度的恒星形成爆发，中心在2，5，8.6和11.5 Gyr，随着年龄的增加，平均[M/H]从\sim -1.7降至\sim -2.2，高斯分布为0.1 dex。我们的恒星形成历史的金属丰度分布函数之间的比较和一个测量的红外CaT功能使用CaT-[Fe/H]校准显示出定性的协议，一旦考虑到范围内的[Ca/Fe]丰度测量的样本船底座恒星，偏置的[Fe/H]分布向太低的值。总之，我们已经展示了如何提取和解释船底座（和矮星系）的水平分支中包含的信息，以改进红巨星和关闭恒星的恒星形成历史。删节
2015-09-16 astro-ph.GA
The Araucaria Project: Deep near-infrared photometric maps of Local and Sculptor Group galaxies. I. Carina, Fornax, Sculptor
三个本星系群矮球状星系：天炉座、船底座和玉夫座的深近红外$J$和$K$波段光度测量可供社区使用。到目前为止，这些数据只被南洋杉计划用来确定红巨星和天琴座RR星的距离。现在，我们以数据库的形式呈现整个数据集，包括精确的$J$和$K$波段星等、天空坐标、椭圆率测量和观测时间戳，并辅之以参考图像中的恒星轨迹。我们测光的深度在5 $σ$级别达到约22等，与近红外巡天，如UKIRT红外深空巡天（UKIDSS）或VISTA半球巡天（VHS）相当。与VHS的小重叠和与UKIDSS没有重叠使我们的数据库成为质量测光的独特来源。
2021-01-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
The extensive age gradient of the Carina dwarf galaxy
像矮球状星系（dSph）这样的小系统的演化很可能是外部环境影响和自身相对较浅的势阱内部过程之间的平衡。因此，评估这种环境相互作用的强度是理解dSphs重子演化及其衍生的暗物质分布的重要因素。在这里，我们提出了一个广泛的CTIO/MOSAIC II光度测量的船底座dSph的结果，达到约两个级别以下的最古老的主序列关闭（MSTO）。这个数据集使我们能够详细追踪船底座的结构，从它的中心到非常大的距离，以及作为恒星年龄的函数。我们观察到存在的一个扩展的结构，主要由古老的MSTO恒星，在距离船底座的中心25弧分-60弧分之间，证实了文献中的结果，船底座延伸远远超过其标称潮汐半径。我们调查的大量统计数据揭示了在其他以前较浅的调查中未被发现的等照度线扭曲和尾部等特征。这是第一次在人马座以外的银河系“经典”矮星中发现如此明确的潮汐破裂迹象。我们还证明了存在一个负的年龄梯度在船底座直接从它的MSTO，并跟踪它到非常大的距离从星系中心。与银河系相互作用的迹象使我们不清楚在船底座遭受潮汐破坏之前，年龄梯度是否已经存在。
2012-11-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Carbon-rich dust production in metal-poor galaxies in the Local Group
我们用斯皮策空间望远镜的红外光谱仪观测了玉夫座、船底座、天炉座和狮子座I矮球状星系中的19颗碳星样品。光谱显示，在玉夫座、天炉座和狮子座I的碳星周围有大量的尘埃，但在船底座几乎没有。先前对银河系和麦哲伦星云中具有类似脉动特性的碳星进行的比较显示，没有证据表明金属丰度会影响碳星产生尘埃。然而，在目前的样本中，金属含量更低的恒星似乎产生的尘埃更少。这些数据将两种已知的趋势扩展到较低的金属含量。在贫金属样品中，SiC粉尘的排放减弱，而乙炔的吸收加强。在天炉座碳星的热测量星等和红外光谱特性是一致的金属丰度更类似于碳星在麦哲伦云比在我们的样本中的其他矮球状体。对这些恒星中碳收支的研究加强了先前的考虑，即从恒星核心中挖掘出足够数量的碳可能会引发最终的超级风阶段，结束恒星在渐近巨星分支上的生命。
2012-04-30 astro-ph.GA
The Carina Project. VIII. The α-element abundances
利用ESO/VLT的UVES（高分辨率）和FLAMES/GIRAFFE（高、中分辨率）光谱数据对船底座红巨星（RG）进行了新的丰度分析。前一个样本包括44个RG，而后者包括65个（高分辨率）和~800个（中分辨率）RG，覆盖了星系RG分支（RGB）的很大一部分，以及红团星。为了改善在微弱星等极限下的丰度分析，将FLAMES/GIRAFFE数据分为10个表面重力和有效温度箱。属于同一重力/温度仓的恒星的光谱被堆叠。这种方法使我们能够在微弱极限（V> 20.5等）下将信噪比提高至少五倍。我们利用Monelli等人（2014）引入的新测光指数cU，B，I作为年龄和可能的金属丰度指标，沿着RGB分裂恒星。这两个恒星星族显示出不同的[Fe/H]和[Mg/H]分布：它们的平均Fe丰度分别为-2.15 $\pm$ 0.06 dex（sig=0.28）和-1.75 $\pm$ 0.03 dex（sig=0.21）。两种铁分布在75%水平上不同。这支持了Lemasle等人（2012）和Monelli等人（2014）的初步结果。此外，我们还发现，老年和中年恒星星族的平均[Mg/H]丰度分别为-1.91 $\pm$ 0.05 dex（sig=0.22）和-1.35 $\pm$ 0.03 dex（sig=0.22）;它们在83%的水平上存在差异。船底座的α-元素丰度在1 sigma内与场晕星和星团（银河系…
2015-06-05 astro-ph.GA
New Type Ia supernova Yields and the Manganese and Nickel Problems in the Milky Way and Dwarf Spheroidal Galaxies
在我们的追求，以确定Ia型超新星（SNe Ia）的祖先，我们首先更新的核合成收益率为近Ch和次Ch质量白矮星（WD），为广泛的金属丰度，与我们的二维流体动力学代码和最新的核反应率。然后，我们包括在我们的银河系化学演化代码的收益率预测元素丰度在太阳附近的演化和矮球状（dSPH）星系：天炉座，玉夫座，六分仪，船底座。在太阳附近恒星的观测中，Mn与$α$元素表现出相反的趋势，表现出向更高金属丰度方向的增加，这一点在Ch质量WDs的爆燃-爆轰跃迁中得到了很好的再现，但在亚Ch质量WDs的双爆轰中却没有得到很好的再现。Ch-质量超新星Ia的问题是在高金属丰度时Ni的过量产生。然而，我们发现，镍产量的CH质量超新星Ia与太阳尺度的初始组成比以前的作品，这使得预测的Ni丰度内的观测分散低得多。从太阳附近元素丰度的演化趋势来看，亚Ch质量的Ia超新星对化学富集的贡献可达25%.然而，在dSph星系中，可能需要比太阳附近更大的来自亚Ch质量SNe Ia的富集，这导致在较低的金属丰度下[（Mg，Cr，Mn，Ni）/Fe]减少。在玉夫座和船底座观测到的高[Mn/Fe]比也可能需要来自纯爆燃的额外富集，可能是Iax型超新星。未来对dSph星的观测将对Ia型超新星的祖先系统和爆炸机制提供更严格的限制。
2020-04-27 astro-ph.GA astro-ph.HE
Through thick and thin: Structure of the Galactic thick disc from extragalactic surveys
我们的目标是通过探索银河系厚盘的垂直和径向性质来了解银河系的吸积历史。我们研究的化学和运动学性质的大约一千光谱的微弱的幅度前景银河系恒星偶然观察到在银河系外的调查在四个视线：三个在南银河半球（调查的船底座，天炉座和Sculptor矮球状星系）和一个在北银河半球（调查的六分仪矮球状星系）。前景恒星距离银道面3 kpc，银心半径11 kpc。只有三条视线有足够数量的前景恒星进行可靠的分析。朝向银河系北半球的六分仪和南方的玉夫座，我们测量到平均金属丰度随着距离银河系平面的高度而一致下降，这表明化学对称的厚盘。这种减少可能是由于固有的厚盘金属丰度梯度，或简单地由于薄盘/厚盘人口比例的变化和厚盘没有固有的金属丰度梯度。我们赞成后一种解释。相比之下，我们发现一个不可预测的金属贫人口的证据在船底座的方向。Wyse等人（2006年）较早发现了这一种群，但我们更详细的分析提供了对其位置（|Z| <1 kpc）、金属丰度（-2<[M/H]<-1 dex）和方位角轨道速度（V_phi ~120 km/s）的可靠估计。考虑到化学动力学性质的过度密度对船底座视线，我们认为它代表的典型厚盘的金属贫尾。尽管现有的恒星数量很少，但我们认为这种弱金属厚盘遵循通常建议的厚盘速度-金属丰度关系dV_phi/d[M/H]~40- 50 km/s/dex。
2013-05-27 astro-ph.GA
The Carina Project. IV. radial velocity distribution
我们提出了新的和准确的径向速度（RV）测量的所有年龄的发光恒星（老水平分支，中间-年龄的红团，和年轻的蓝羽，以及红巨星的年龄范围; 20.6<V<22）在船底座矮球状星系，基于低分辨率光谱收集的FORS 2多目标狭缝摄谱仪在VLT。这一数据集得到了RV测量的补充，RV测量基于VLT的GIRAFFE多目标光纤摄谱仪收集的较亮（V<20.6）船底座目标的中高分辨率存档光谱。合并后的样本包括超过21，340个独立的光谱，涵盖了整个星系的约2，000颗恒星。为了进一步改善统计，精确的RV测量最近提供的沃克等人。（2007年）也被添加到目前的数据集。我们最终获得了大约1，370个候选船底座恒星的RV测量样本，比之前的任何船底座RV样本都大75%。星系体的平均RV从距离中心7角分（~200 pc）的~220 km/s变化到距离中心13角分的~223 km/s（~400 pc，6 sigma水平），并在更大的距离（600 pc，4 sigma水平）时达到~221 km/s的恒定值。此外，更重要的是，我们发现在平均RV较小的隆凸区域，离散度也较小，RV分布更集中（即峰度达到较大值）。有证据表明整个隆突中心的RV存在次最大值（|D| <200 pc）。基于光度星表的平顶径向分布也支持船底座中心的次要特征的出现。
2011-02-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Apache Point Observatory extra-Galactic Evolution Experiment (APOeGEE): Chemical Abundance Trends for Seven Dwarf Spheroidal Galaxies in the APOGEE Survey
University of California Observatories, University of California Santa Cruz（加州大学天文台，加州大学圣克鲁兹分校）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；New Mexico State University（新墨西哥州立大学）；Steward Observatory, University of Arizona（斯图尔德天文台，亚利桑那大学）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）；University of Washington（华盛顿大学）；Liverpool John Moores University（利物浦约翰摩尔斯大学）；NOIRLab（NOIR天文实验室）
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
The Populations of Carina. II. Chemical Enrichment
化学丰度的19个元素的样本中的63红巨星船底座矮球状星系（dSph），基于均匀的1D/LTE模型大气分析我们自己的观察（32颗恒星）和文献中的数据（另外31个独立的恒星）。（Fe）金属丰度和[ $α$ /Fe]分布函数的平均值和离散度分别为-1.59和0.33 dex（[Fe/H]范围：-2.68至-0.64），以及0.07和0.13 dex（[ $α$ /Fe]范围：-0.27至0.25）。我们证实了Venn等人（2012）的发现，即一小部分（在本研究中约为10%）的样本显示了Ia型超新星喷出物显着富集的明确证据。钙是最精确测定的α元素丰度，显示出不对称的分布，其[Ca/Fe]值在所有[Fe/H]上都较小，最显著的是超过-2.0 < [Fe/H] <-1.0，这表明Ia型SNe的喷出物与船底座每一代的环境介质不完全混合。近似的颜色幅度图年龄估计的样本，连同我们的化学丰度，与我们以前的合成CMD分析，报告的细节船底座的四个定义明确的人口的结果进行比较。我们在银河系的球状星团中寻找普遍报道的Na-O反相关，并证实这种现象在船底座中不存在。我们还发现，在我们的样本中的32颗恒星之一具有极高的锂丰度- A（Li）$_{\text{NLTE}}$ =+3.36，与Kirby等人描述的dSph1%富锂恒星的成员一致。
2017-05-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Carina Project. X. On the kinematics of old and intermediate-age stellar populations
我们提出了新的径向速度（RV）的测量老（水平分支）和中间年龄（红团）的船底座矮球体的恒星示踪剂。它们基于VIMOS在VLT收集的2，200多个低分辨率光谱。目标很微弱（20<V<21.5等），但在最微弱的极限下的精度<9公里/秒。这些数据与RV测量值进行了补充，RV测量值是基于在VLT使用FORS 2和FLAMES/GIRAFFE收集的光谱或文献中提供的光谱。我们最终得到了2748颗恒星的样本，其中1389颗是船底座候选恒星。我们发现，中间年龄的恒星组件显示出一个很好的定义围绕短轴旋转模式。与主RV峰相比，星系的西侧和东侧分别相差+5和-4 km s-1。老恒星的组成部分的特点是由一个较大的RV色散，并没有表现出RV模式的证据。我们将观察到的RV分布与围绕巨大MilkyWay星系的前盘状矮星系的N体模拟进行了比较（Lokas et al. 2015）。我们将模拟星系相对于长轴旋转60度，我们将观察者保持在矮星的轨道平面上，并提取了与观察到的恒星相似的恒星样本。观测到的和预测的Vrot/σ比值在整个中部地区是非常一致的。这些证据表明船底座是一个盘状矮星系，与银河系经历了几次强烈的潮汐相互作用。由于这些相互作用，船底座从盘状转变为长球体，旋转速度转变为随机运动。
2016-07-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Constraining Velocity-dependent Self-Interacting Dark Matter with the Milky Way's dwarf spheroidal galaxies
明亮的银河系矮球状星系的中心暗物质密度与其轨道近心距离之间的反相关性可能是自相互作用暗物质的一个潜在特征。在这项工作中，我们调查这种可能性，通过分析的范围SIDM散射截面每单位质量，$σ/m_χ$，能够解释这种反相关。我们模拟dSphs subhaloes周围的MW假设的引力势的分析形式的轨道演化，采用适当的运动从盖亚任务，包括一个一致的表征引力潮汐剥离。的subhaloes密度分布的演变建模使用重力热流体形式主义，其中DM粒子碰撞诱导热传导，取决于$σ/m_χ$。我们发现，dSphs的模型，如隆突和天炉座，重现观察到的中央DM密度与固定的$σ/m_χ$范围之间的$30$和$50$厘米$^{2}$ g $^{-1}$，而其他dSphs更喜欢较大的值范围之间的$70$和$100$厘米$^{2}$ g $^{-1}$。这些横截面与每个次晕核心内DM粒子的平均碰撞速度相关，因此用大横截面建模的系统具有较低的碰撞速度。我们拟合的横截面速度与SIDM粒子模型，其中DM粒子的质量$m_χ=0.648\pm 0.154$ GeV的质量$m_ϕ=0.636\pm 0.055$ MeV的光介质的交换下相互作用，与自相互作用被描述的汤川势。其结果是一个横截面的速度关系，解释了不同的DM配置文件的MW dSph卫星，是一致的观测限制在更大的尺度。
2020-07-06 astro-ph.GA
The Populations of Carina. I. Decoding the Color--Magnitude Diagram
我们使用Stetson等人（2011）的数据和Dotter等人（2008）基于等时线的合成CMD，根据参数[Fe/H]，年龄和[alpha/Fe]，研究了船底座矮球状星系的色星等图（CMD），当（i）[alpha/Fe]保持恒定和（ii）[alpha/Fe]变化时。这些数据很好地描述了恒星形成的四个基本时期，[Fe/H]分别为-1.85、-1.5、-1.2和1.15，年龄分别为13、7、3.5和1.5 Gyr（对于[α/Fe] = 0.1（常数[α/Fe]）和[α/Fe] = 0.2、0.1、-0.2、-0.2（变量[α/Fe]）），[Fe/H]的小的扩散和0.1 dex和1 - 3 Gyr的数量级的年龄。在一个椭圆半径13.1弧分，人口的质量分数，在他们的形成时间，（按年龄递减顺序）0.34，0.39，0.23和0.04。这种形式再现了五个观测到的CMD特征（两个不同的老年和中年人口的亚巨星分支，两个年轻的，主序列的组成部分，以及红巨星分支（RGB）上的小色散）。最年轻人口的参数比其他人口的参数更不确定，而且由于其集中程度较低，可能与他们没有直接关系。高分辨率光谱分析的RGB样本与使用径向速度选择的样本相比，在统计上似乎不完整，其中包含约5 - 10%的样本的蓝色恒星。我们推测这些物体可能，至少部分，是最年轻的人口的成员。我们使用的CMD模拟，以获得洞察的人口结构的船底座的上RG…
2017-05-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the central helium-burning variable stars of the LeoI dwarf spheroidal galaxy
本文研究了本星系群矮球状星系LeoI的短周期中央氦燃烧变星，包括106颗天琴座RR型星和51颗造父变星。到目前为止，这是最大的造父变星样本，也是在这类星系中发现的最大的造父变星与天琴座RR的比例。与其他本星系群矮椭球体，船底座和天炉座的比较表明，天炉座RR型恒星的周期分布非常相似，这表明其母恒星群具有相似的性质，而狮子座I的造父变星周期分布在较长的周期处达到峰值（P \sim为1.26 d，而不是~0.5 d），并且跨越更宽的范围，从0.5到1.78 d。演化和脉动预测表明，假设平均金属丰度在-1.5 <=[Fe/H]<=-1.3范围内达到峰值，目前的LeoI造父变星样本追踪到了异常造父变星（红色团块的蓝色范围，部分电子简并的中心氦燃烧恒星）和短周期经典造父变星（蓝色环，静止的中心氦燃烧恒星）的独特混合。目前的演化公式也表明，两个不同恒星群之间的过渡质量是MHeF \sim 2.1 Mo，并且对于比[Fe/H] \sim-0.7更贫金属的恒星，它是恒定的。最后，我们简要概述了不同的影响，目前的研究结果对恒星形成历史的狮子座。
2012-09-28 astro-ph.CO 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
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
The cold dark matter content of Galactic dwarf spheroidals: no cores, no failures, no problem
我们研究的暗物质含量的卫星星系的Lambda CDM宇宙学流体动力学模拟的本地集团从APOSTLE项目。我们发现之间的模拟结果和估计的9个最明亮的银河系矮椭球体（dSphs）来自他们的恒星速度色散和半光半径非常吻合。潮汐剥离通过从外向内逐渐去除暗物质而发挥重要作用，特别影响到亮度比平均大小大的较暗卫星和系统。我们的模型表明，潮汐已经显着减少了暗物质含量的灿文I，六分仪，船底座，天炉座，一个预测，可以通过比较它们与匹配的光度和大小的场星系进行测试。在过去，对单个矮星的暗物质含量的观测估计一直被低估，有时甚至被低估得很厉害。我们使用我们改进的估计，重新审视“太大而不能倒”的问题，在早期的N体工作。我们加强和扩展我们以前的结论，APOSTLE模拟显示没有这个问题的迹象。解决办法并不需要暗物质剖面中的“核心”，而是依赖于在解释观测数据和解释理论建模中的“重子效应”时修正假设和不确定性。
2016-07-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Carina Project. VI. The helium burning variable stars
我们提出了新的光学（BVI）的演化变星在船底座矮球状星系的时间序列数据。数据的质量和观测策略使我们能够识别出14颗新的变星。14颗中有8颗是天琴座RR型（RRL）恒星，4颗是异常造父变星（AC），2颗是几何变星。将整个RRL样本的周期分布与附近dSphs和大麦云云中的类似分布进行比较，表明这些系统中的旧恒星星族具有相似的性质。这一发现也得到了贝利图中RRL分布的支持。另一方面，AC的周期分布和Bailey图在上述恒星系统中显示出显著的差异。这一证据表明，中期年龄的恒星星族的性质可能受到环境效应和结构参数的影响。我们使用BV周期-Wesenweg（PW）关系的RRL与进化的处方，并找到一个真正的距离模量为20.09+/-0.07（内在）+/-0.1（统计）马格同意相当不错，与文献中的类似估计。我们发现了四个特殊的变量。考虑到它们在Bailey图和BV PW关系中的位置，其中两个（V14，V149）似乎是候选AC，而两个（V158，V182）可能是特有的RRL。特别是，变量V158的周期和V波段振幅与最近由Pietrzynski等人（2012）在银河系隆起中发现的低质量RRL -RRLR-02792-非常相似。
2013-08-29 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
The Dynamical and Chemical Evolution of Dwarf Spheroidal Galaxies
我们提出了一个大样本的完全自洽流体动力学Nbody/Tree-SPH模拟孤立矮球状星系（dSphs）。它使我们能够确定关键的物理参数和机制的起源观察到的各种本地组dSph属性。这些星系的初始总质量（气体+暗物质）是它们演化的主要驱动力。恒星形成（SF）发生在一系列的短爆发中。在大质量系统中，SF峰之间的非常短的间隔模仿连续的恒星形成率，而质量较小的系统表现出良好的分离SF爆发，如观测所示。SF事件之间的延迟由气体冷却时间对星系质量的依赖性控制。观测到的全球尺度关系，光度质量和光度金属丰度，再现低散射。我们利用ESO大型项目DART前所未有的大样本量和数据同质性，并添加一些独立的研究，以限制五个银河系dSphs，六分仪，狮子座II，船底座，雕刻家和天炉座的恒星形成历史。这是第一次，[Mg/Fe]与[Fe/H]图来自高分辨率光谱的数百个单独的恒星面临的模型预测。我们发现，dSph属性的多样性很可能是由于内在的进化。然而，我们注意到，在我们模拟的最终状态下，气体的存在，在矮不规则星中观察到的顺序，需要通过外部过程去除。
2009-04-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Population of Pulsating Variable Stars in the Sextans Dwarf Spheroidal Galaxy
智利托洛洛山美洲天文台的布兰科望远镜用暗能量照相机对六分仪矮球状星系的一个7平方度的大扩展区进行了变星观测。我们报告了7颗异常造父变星、199颗天琴座RR星和16颗矮造父变星。这只是第五个星系外的矮造父变星已被系统地搜索。尽管如此，新的恒星增加了来自不同环境的恒星的普查，可以用来评估使用矮造父变星作为标准烛光的优势和局限性，因为这些恒星的金属丰度不一定是已知的。在六分仪座发现的矮造父变星的平均周期为0.066天，平均$g$振幅为0.87磁等。它们位于水平分支的下方，跨度为0.8等，介于$21.9 < g < 22.7$之间。与船底座等其他星系相比，六分仪座中的矮造父变星数量较少，而船底座星系拥有大量的中年人口。另一方面，天琴座RR型恒星与矮造父变星的数量和比例与玉夫座非常相似，玉夫座是一个像六分仪座一样被古老的恒星星族所控制的星系。在六分仪中发现的造父矮星遵循一个很好的周期-光度关系，在$g$波段的均方根=0.05等，这是通过锚定到由天琴座RR型恒星给出的距离模量而建立的。虽然六分仪座中的大多数变星都位于星系的中心，但我们在星系的外围发现了2颗天琴座RR星和1颗异常造父变星，它们可能是潮汐外恒星，表明该星系可能正在经历潮汐破坏。这些可能的潮外变星与六分仪座有着相同的自行，正如最近的盖亚测量所看到的。
2018-11-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Galactic Tides and the Shape and Orientation of Dwarf Galaxy Satellites
我们使用宇宙学的N体模拟的宝瓶座项目，研究潮汐效应的暗物质晕的形状和方向的子结构。虽然潮汐通常被认为是提高asphericity和拉伸subhaloes切向，这些影响是短暂的：在早期的工作中，我们发现，subhaloes受潮汐影响变得更加球形，并显示出强大的径向对准的主机晕的中心。这些结果，结合半解析模型的星系形成，可以用来评估银河系潮汐对观测到的人口的矮球状体（dSPH）卫星的银河系和仙女座星系。如果像模型所建议的那样，像天炉座和狮子座I这样的发光dSph中相对较低的暗物质含量是由于潮汐剥离造成的，那么它们的引力势必须比像天龙座或船底座这样的暗物质占主导地位的系统更接近球形。该模型还预测了潮汐引起的卫星的统计过剩，其主轴与中央星系的方向一致。我们在M31卫星群中找到了诱人的证据，这表明潮汐可能在其进化中发挥了重要作用。
2014-10-22 astro-ph.GA
The Binary Fraction of Stars in Dwarf Galaxies: the Cases of Draco and Ursa Minor
测量矮球状星系（dSphs）中双星的频率需要长时间间隔的数据。我们结合径向速度测量从五个文献来源采取的过程中的~30年，产生最大的多时代的运动样本的恒星在dSphs天龙座和小熊座。有了这个数据集，我们能够实现Spencer等人（2017 b）描述的贝叶斯技术的改进版本，以评估这些矮星系中红巨星的双星比例。假设Duquennoy & Mayor（1991）的周期和质量比分布，天龙座和小熊座的双星分数分别为$0.50^{+0.04}_{-0.06}$和$0.78^{+0.09}_{-0.08}$。我们发现，一个正常的质量比分布是首选一个平坦的分布，对数正态周期分布集中在长周期（$μ_{\log P}>3.5$）是首选的分布集中在短的。我们重新分析了狮子座II、船底座、天炉座、玉夫座和六分仪座的双星分数，发现在所有七颗矮星中，双星分数是常量的可能性小于1%，除非周期分布变化很大。这表明银河系dSphs中的双星种群在它们的双星分数、周期分布或两者方面都不相同。我们考虑了矮星的许多不同性质（例如质量、半径、光度等）。并发现在形成恒星速度快和/或具有高速色散的矮星中，双星比例可能更大。
2018-11-15 astro-ph.GA
RR Lyrae Variable Stars in the Crater II Dwarf Galaxy
我们报告的RR天琴座变星在火山口II，最近发现的银河系（MW）的大型弥漫卫星矮星系的检测。利用CTIO的韩国微透镜望远镜网络（KMTNet）1.6 m望远镜获得的B，V时间序列测光资料，通过拟合模板光变曲线，鉴定了83个ab型和13个c型双星。被探测到的天琴座RR型恒星集中在中心，这确保了它们中的大多数都是环形山II的成员。在周期振幅图中RRab星的分布方面，Crater II明显不同于超暗矮（UFD）星系，但与两个经典MW矮球状（dSph）星系Draco和Carina非常相似，具有Oosterhoff中间（Oo-int）特性。结合陨石坑II的ab型变星的平均周期（<Pab>= 0.631+-0.004 d）和c型变星的平均周期（~0.14），这表明陨石坑II属于Oo-int分类，并意味着它的性质更像dSph而不是UFD。我们还估计了平均金属丰度，红化，和距离的火山口II，从光度和脉动特性的RR天琴座恒星。我们构建的恒星星族模型表明，环形山II是由一个古老的人口占主导地位，但相对年轻的最古老的球状星团的MW。由于缺乏高振幅的短周期RRab星，像大多数其他质量较小的dSphs一样，Crater II可能不是MW晕的主要组成部分的幸存者。
2018-05-18 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
Star Formation in the Starburst Cluster in NGC 3603
利用HST上的WFC 3和VLT上的HAWK-I对巨大的HII区致密星爆星团NGC 3603及其周围进行了新的深可见光和近红外观测，详细研究了其中等质量（~ 1 - 3 M_sun）恒星星族的物理性质。我们表明，修正后的差异消光和积极吸积的恒星，和研究领域的恒星污染，强有力的证据仍然是一个连续的传播的年龄范围内的主序恒星的时间分辨率为2至30百万年。目前可用的理论模型之间的现有差异占这些限制内的测量年龄直方图的形状的最大可能的变化。我们还发现，这种等时线年龄分布在近红外和可见光的颜色-星等图不能复制的任何其他目前已知的天体物理或仪器散射，可以模仿我们的观测中看到的光度分布，除了可能，情节吸积。测量的年龄分布和星团中恒星的空间分布与恒星形成至少在20-30万年前开始的假设一致，进展缓慢，但至少持续到几百万年前。所有的恒星在所考虑的质量范围内分布在一个扁平的扁球形图案与主轴取向在一个近似的东南-西北方向，与赤道轴的长度随着年龄的增加而减少。这种不对称性很可能是由于恒星的形成沿着诞生分子云中的气体和尘埃的细丝发生的，这些气体和尘埃局部地朝向这个方向。
2012-03-30 astro-ph.GA
Low-mass galaxy formation in cosmological AMR simulations: the effects of varying the sub-grid physics parameters
我们提出了数值模拟，旨在探索不同的亚网格物理参数的演化和低质量的暗物质晕（~7倍10^10 Msun/h，红移z=0）中形成的星系的属性的影响。模拟在宇宙学设置内运行，标称分辨率为218 pc，并在z = 0.43处停止。在我们所有的模拟中，形成了一个扩展的老/中年龄恒星晕和一个更紧凑的年轻恒星盘。我们发现，一个不可忽略的部分晕星形成在原地的球状分布。亚网格物理参数的变化对星系的演化和性质有着重要而复杂的影响：（i）低阈值密度nsf产生较大的恒星有效半径Re，较小的圆速度曲线V_c（R）峰值，以及盘中面大量的低密度和热气体;（ii）当恒星反馈通过暂时关闭恒星形成区的辐射冷却来模拟时，Re增加（在我们的特定模型中约为2倍），圆速度曲线变得平坦，并形成复杂的多相气体盘结构;（iii）更有效地将气体质量局部转化为恒星，这是通过恒星粒子质量分布偏向较大值来衡量的，增加了反馈能量注入的强度-驱动外流和诱导突发性SF历史; iv）如果反馈太强，星系外流的气体损失-这在低质量星系中更容易产生-中断SF，其历史变得偶发性。模拟表现出两个重要的缺点：重子分数更高，和特定的SF率小得多，比观测推断的红移值~ 0.4-1。
2010-03-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
