Complete element abundances of nine stars in the r-process galaxy Reticulum II
我们目前的化学丰度来自高分辨率的麦哲伦/MIKE光谱的9个最明亮的已知红巨星成员的超微弱矮星系网状II。这些恒星的金属丰度范围都在Ret II的范围内（-3.5 < [Fe/H] < -2）。九颗恒星中有七颗具有极高的r-过程物质（[Eu/Fe]~1.7），与迄今为止研究的其他超微弱矮星系中发现的极低的中子捕获元素丰度形成对比。另外两颗恒星是系统中最贫金属的恒星（[Fe/H] < -3），它们的中子捕获元素丰度极限与其他超暗矮星系相似。我们确认，Sr，Y，Zr在这些恒星的相对丰度是类似的r-过程晕星，但~0.5德克斯低于太阳r-过程模式。如果普遍的r-过程模式延伸到这些元素，那么Ret II中的恒星显示出最少污染的已知r-过程模式。在铁峰之前，较轻元素的丰度与晕和其他超暗矮星系中恒星的丰度相似。然而，丰度比的分散度足够大，表明需要不均匀的金属混合来解释这个星系的化学演化。在其他超暗矮星系中存在少量的中子捕获元素，这可能意味着除了Ret II中的r-过程元素源之外，还存在额外的r-过程站点。类似银河系的Ret II可能是现在在晕中发现的r-过程增强恒星的原始诞生地。
2016-07-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Kinematics and chemistry of recently discovered Reticulum 2 and Horologium 1 dwarf galaxies
由于超暗星团和矮星系在形态学上的重叠，光靠测光不足以明确区分它们。在这里，我们报告的VLT/GIRAFFE光谱的候选成员星在两个最近发现的超暗卫星网2和时钟1，获得作为正在进行的盖亚-ESO调查的一部分。我们确定了18个成员在网室2和5在Horologium 1。我们发现网状物2的速度分散度为~3.22 km/s，这意味着M/L比为~ 500。我们已经推断了所有候选者的恒星参数，我们发现网室2的平均金属丰度为[Fe/H] = -2.46+/-0.1，固有色散为~ 0.29，α增强到[α/Fe]~0.4的水平。我们的结论是网室2是一个矮星系。我们还报告了在网室2附近的一个未知恒星亚结构中偶然发现的四颗恒星，[Fe/H] ~-2，V_hel ~ 220 km/s，远离网室2的系统速度。对于时钟1，我们推断其速度色散为4.9^{+2.8}_{-0.9} km/s，M/L比值约为600，从而得出时钟1也是一个矮星系的结论。Horologium 1比网状物2稍微更贫金属[Fe/H] = -2.76 +/- 0.1，并且类似地α增强：[α/Fe] ~ 0.3。尽管误差很大，我们还测量了0.17 dex的金属丰度的显着分布，这加强了时钟座1确实是一个矮星系的证据。网室2号的视线速度与大麦哲伦星云轨道速度的预测值相差约100公里/秒，因此它与星云的关系不确定。然而，在时钟座1的位置，后向积分的LM…
2015-04-29 astro-ph.GA
Cosmological insights into the early accretion of r-process-enhanced stars II. Dynamical identification of lost members of Reticulum II
本文通过高精度N体phi-GPU代码模拟Reticulum II矮星系115亿年的轨道质量损失，并结合相空间分析，从530颗已知r过程增丰恒星中识别出至少93颗来自Reticulum II的流失成员。
2024-11-17 astro-ph.GA
Timing the r-Process Enrichment of the Ultra-Faint Dwarf Galaxy Reticulum II
超微弱的矮星系网状座II（Ret II）显示出独特的化学演化历史，其中72 + 10/-12%的恒星在r-过程元素中强烈增强。介绍了哈勃深空望远镜Ret II的测光情况，分析了它的恒星形成历史。与其他超暗矮星一样，色星等图最适合由两次恒星形成爆发组成的模型。如果我们假设爆发是瞬时的，那么较老的爆发发生在再电离时期，形成了银河系中约80%的恒星，而其余的恒星形成了约3 Gyr。当允许脉冲串具有非零持续时间时，我们得到稍微好一点的拟合。在这种情况下，最适合的模型由两个爆发组成，开始于再电离之前，大约一半的恒星形成于一个短暂的爆发（1亿年），另一半则是在一个更长的持续2.6 Gyr的时期内。考虑到完整的可行的恒星形成历史模型，我们发现28%的恒星在恒星形成开始的5亿+/-2亿年内形成。结合恒星形成的历史和r-过程增强型恒星的普遍性，证明Ret II中的r-过程元素一定是在其初始恒星形成阶段的早期合成的。因此，我们将Ret II中第一批恒星形成与r-过程核合成之间的延迟时间限制在5亿年以内。该测量排除了具有几个Gyr或更多延迟时间的r过程源，例如GW 170817。
2022-12-01 astro-ph.GA
A Deeper Look at the New Milky Way Satellites: Sagittarius II, Reticulum II, Phoenix II, and Tucana III
我们提出了深麦哲伦/Megacam恒星测光的四个最近发现的暗淡的银河系卫星：人马座II（Sgr II），网状II（Ret II），凤凰II（Phe II）和杜鹃座III（Tuc III）。我们的测光比发现数据深2-3个星等，使我们能够重新审视这些新物体的性质（例如，距离、结构特性、光度测量和潮汐扰动的迹象）。卫星色星等图显示它们都是古老的（~13.5 Gyr）和贫金属的（[Fe/H] $\lesssim-2.2$）。Sgr II特别有趣，因为它位于矮星系和球状星团在大小光度平面上的位置之间。其结构参数的集合更符合球状星团的分类，表明Sgr II是其光度范围最广的球状星团。其他三颗卫星直接落在银河系中光度相似的超暗矮星系所定义的轨迹上。Ret II是目前已知亮度范围最长的矮星系。我们对Phe II和Tuc III的结构参数表明它们都是矮星系。Tuc III与恒星流有关，这在我们的匹配滤波器恒星密度图中清晰可见。其他卫星没有显示任何明显的证据，潮汐剥离的形式延伸或扭曲。最后，我们还使用档案HI数据对每个对象的气体含量进行限制。
2018-06-19 astro-ph.GA
Proper motions of Milky Way Ultra-Faint satellites with ${\it Gaia}$ DR2 $\times$ DES DR1
我们提出了一种新的概率方法来确定银河系（MW）超暗卫星的系统自行的暗能量调查（DES）。我们利用DES的第一个公开数据发布（DR 1）的极好的测光来选择候选成员，并将它们与$Gaia$ DR 2的自行进行交叉匹配。我们在空间和自行空间中使用混合模型（卫星和MW）对候选成员进行建模。该方法不需要卫星隶属度的先验知识，可以成功地确定13颗DES卫星的切向运动。用我们的方法，我们提出了以下卫星的测量：天鸽~I，波江座~III，鹤~II，凤凰~II，绘架座~I，网状~III，杜鹃座~IV;这是第一个系统的自行测量的几个和大多数缺乏广泛的光谱后续研究。我们将这些与大麦云云卫星的预测和广阔的极地结构进行比较。通过高精度的DES测光，我们得出结论，大多数新发现的成员星与其他超暗矮星系类似，金属含量非常低（[Fe/H] $\lesssim -2$），而网壳III可能更富含金属。我们还在以下卫星中发现了可能指示其整体自行的潜在成员：Cetus~II，Kim~2和Horologium~II;然而，由于每个卫星中的成员数量很少，因此有必要进行光谱跟踪观测以确定这些卫星的系统自行。
2019-02-18 astro-ph.GA
From actinides to zinc: Using the full abundance pattern of the brightest star in Reticulum II to distinguish between different r-process sites
超微弱的矮星系网状座II被一个罕见而多产的r过程事件所富集，比如一个中子星合并。为了调查这一事件的性质，我们提出了高分辨率的麦哲伦/MIKE光谱在这个星系中最亮的恒星。高信噪比使我们能够确定41种元素的丰度，包括放射性锕系元素Th和第一次在银河系外的恒星中检测到第三个r过程峰值元素（Os和Ir）。观测到的中子俘获元素丰度与太阳r-过程分量非常接近，除了第一个r-过程峰值明显低于太阳，但与其他r-过程增强型恒星相匹配。第一峰值与较重的r-过程元素的比率意味着r-过程站点产生大致相等质量的高电子分数和低电子分数喷出物，在2倍内。我们比较详细的丰度模式预测从核合成计算的中子星合并和磁旋转驱动的喷流超新星，发现核物理的不确定性占主导地位的天体物理的不确定性。我们测量$\log\mbox{Th/Eu} = -0.84 \pm 0.06\,\text{(stat)} \pm 0.22\,\text{(sys)}$，略低于所有以前的Th/Eu观测。我们从这个比率得出的最年轻的年龄是$21.7 \pm 2.8\,\text{(stat)} \pm 10.3\,\text{(sys)}$ Gyr，表明目前的初始生产率不能很好地描述在网壳II的r-过程事件。丰富的轻元素锌是一致的极端贫金属银河系晕星。它们最终可能提供一种区分中子星合并和磁旋转驱动的喷流超新星的方法，但这需要对网室II的化学演化有更详细…
2018-02-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the R-Process Enrichment of Dwarf Spheroidal Galaxies
最近对网壳II的观测发现，与类似的超暗矮球状星系（UFD）相比，它的r过程元素过多。由于网壳II的金属丰度和恒星形成历史似乎与所有已知的UFD一致，因此网壳II的高r过程丰度表明它是通过一个单一的罕见事件（如双中子星（NS）合并）富集的。然而，我们注意到这种情况是极不可能的，因为双星恒星演化模型需要显著的超新星出生踢产生NS-NS或NS-黑洞合并，这些踢将有效地从UFD的弱引力势中删除紧凑的双星系统。我们研究了在UFD中产生r-过程元素的替代机制，包括一种新的机制，其中在高暗物质密度区域中的NS在积累了形成黑洞的大量暗物质后内爆。我们发现，当一个中子星坍缩成一个黑洞时，由潮汐力产生的r-过程原材料喷射，可以以与网壳II和银河系的r-过程丰度相匹配的速率发生。值得注意的是，暗物质模型在观测到的UFD中坍缩了一颗中子星，也解决了银河系中心脉冲星失踪的问题。我们提出的测试具体到暗物质r-过程的生产，可能会发现，或排除，这种模式。
2016-11-02 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Emission Line Metallicities From The Faint Infrared Grism Survey and VLT/MUSE
我们推导出直接测量气相金属丰度的$7.4 < 12 + \log(O/H) < 8.4$的14个低质量发射线镓（ELG）在$0.3 < z < 0.8$在弱红外光栅调查（FIGES）确定。我们使用哈勃超深场（HUDF）的无狭缝G102棱镜光谱，分散来自该领域中所有物体的波长在0.85和1.15微米之间的光。我们在这些光谱上运行自动搜索程序，以鲁棒地识别71个发射线源，使用VLT/MUSE的存档数据来测量其他线并确认红移。我们确定了14个对象与$0.3 < z < 0.8$可测量的O[III] $λ$ 4363发射线匹配VLT/MUSE光谱。对于这些星系，我们推导出直接的电子温度气相金属丰度范围为$7.4 < 12 + \log(O/H) < 8.4$。通过匹配$10^{7.9} M_{\odot} < M_{\star} < 10^{10.4} M_{\odot}$范围内的恒星质量，我们构建了质量-金属丰度（MZ）关系，并发现与其他方法（例如，$R_{23}$、O3 N2、N2 O2）和连续选择的样品。使用恒星形成率（SFR）来自$Hα$发射线，我们计算我们的星系的基本金属丰度关系（FMR）的位置，在那里我们也发现了一个偏移向低金属丰度。这表明，这种发射线选择的样品探测低恒星质量的物体，但比许多可比的调查甚至更低的金属丰度。我们发现一种趋势，表明具有较高比恒星形成（SSFR）的星系…
2019-02-19 astro-ph.GA
Stellar metallicities from SkyMapper photometry I: A study of the Tucana II ultra-faint dwarf galaxy
本文利用澳大利亚Siding Spring天文台1.3米SkyMapper望远镜的深测光对超暗的银河系矮卫星星系Tucana II进行了研究。SkyMapper滤波器组包含一个金属性敏感的中频带$v$滤波器，覆盖3933.7 A处的显著Ca II K特征。结合SkyMapper $u, g$和$i$滤波器的测光，我们证明了$v$波段测光可以用来获得恒星金属丰度，当[Fe/H] $> -2.5$时，精度为$\sim0.20$ dex，当[Fe/H] $< -2.5$时，精度为$\sim0.34$ dex。由于$u$和$v$滤波器包含了3646 A处的巴耳末跃变，我们还发现，该滤波器组可以用来导出表面重力。因此，我们推导出光度金属丰度和表面重力的所有恒星下降到$g\sim20$等$\sim$ 75角分的杜鹃II。光度金属丰度和地表重力切割几乎消除了所有的前景污染。通过将盖亚自行，我们得到定量的成员资格概率，恢复所有已知的成员红巨星分支的杜鹃II。此外，我们确定了多个可能的新成员在系统的中心和候选成员几个半光半径从系统的中心。最后，我们提出了一个金属丰度分布函数来自光度金属丰度的可能杜鹃II成员。这一结果表明，在研究UFD，并在一般情况下，低表面亮度人口的贫金属恒星的SkyMapper过滤器设置的宽视场成像的实用程序。接下来的工作将澄清几颗被确定为Tucana II候选成员的遥远恒星的成…
2020-01-21 astro-ph.GA
GHOST Commissioning Science Results: Identifying a new chemically peculiar star in Reticulum II
研究利用 GHOST 调试观测确认 Ret II 候选成员 GDR3 0928 为真实成员，并发现其是兼具轻元素与 r 过程增丰的 CEMP-r 星。
2023-06-07 astro-ph.GA
R-process enrichment from a single event in an ancient dwarf galaxy
比锌重的元素通过（r）快中子俘获过程和（s）低中子俘获过程合成。r过程元素（如铕）的主要生产地点已经争论了近60年。对古老的银河系晕星的化学丰度趋势的初步研究表明，在核心坍缩超新星等地点，r过程的产生是持续的。但是来自本机宇宙的证据表明，r过程的产生主要发生在罕见的事件中，比如中子星合并。在一些矮球状星系中出现的铕丰度平台被认为是早期宇宙中罕见的r-过程富集的证据，但前提是矮星系中没有气体吸积。宇宙学驱动的气体吸积有利于这些系统中持续的r过程富集。此外，在矮椭球体中，普遍的r-过程模式还没有被清楚地识别出来。更小、化学成分更简单、更古老的超暗矮星系在第一批恒星形成后不久就聚集在一起，是研究核合成事件（如r过程）的理想系统。网室二就是这样一个星系。这个星系（以及其他类似星系）中非中子捕获元素的丰度与其他老恒星相似。在这里，我们报告说，在网室II的9颗恒星中，有7颗用高分辨率光谱仪观察到重中子捕获元素的强烈增强，其丰度遵循钡以上的通用r过程模式。这个“r-过程星系”的增强比任何其他超暗矮星系都高2-3个数量级。这意味着一个单一的罕见事件产生了网室II中的r-过程材料。r过程的产额和事件率与普通的核心坍缩超新星不相容，但与其他可能的地点，如中子星合并一致。
2016-09-21 astro-ph.GA
The Challenge to MOND from ultra faint dwarf galaxies
低加速度下的修正牛顿动力学（MOND）在解释星系平坦的自转曲线以及星系的重子含量与它们的观测圆速度之间的关系（称为重子Tully-Fisher关系（BTFR））方面具有惊人的能力。MOND模型不能解释观测到的超暗矮星系的速度色散，其理由是超暗矮星系比冷暗物质模型更容易发生潮汐破裂。我们证明：（i）潮汐内部加速度在UFD的比例是非常低的，（ii）有没有相关性之间的偏差UFD从MOND的预测作为潮汐敏感性的函数，（iii）最近的约束盖亚自行分析的轨道参数的UFD加剧了挑战MOND。特别是，盖亚的数据表明大熊座I正在经历一次最近的落入银河系的光环，它与MOND在7- $σ$水平上的不一致不能归因于它是一颗早期的落入卫星。此外，来自Gaia DR 2的新数据表明Willman I具有所有UFD中最小的偏心轨道，并且它在4- $σ$水平上偏离MOND不能归因于先前建议的高偏心轨道。最后，鉴于杜鹃座III是唯一观测到的显示潮汐特征的UFD，网穴II和Segue I是另外两个可能挑战MOND的UFD，因为它们与杜鹃座III的银河系中心距离相当，但没有显示潮汐特征。宽双星是否膨胀了UFD的速度色散仍然是一个有待解决的问题，未来的多历元观测。
2021-06-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
What Sets the Metallicity of Ultra-Faint Dwarfs?
本研究通过宇宙学模拟和半解析模型发现，星系际介质增丰并非决定超微弱矮星系恒星金属丰度的主导机制，内部增丰与反馈外流导致的金属损失之间的平衡才是关键，并确定了可重现观测结果的外流质量载荷因子范围。
2025-10-06 astro-ph.GA
Stellar Metallicities from DECam $u$-band Photometry: A Study of Milky Way Ultra-Faint Dwarf Galaxies
本研究利用DECam的$u$波段测光推导金属丰度，筛选银河系三颗超暗矮星系外围的候选成员恒星，验证了方法有效性，发现潮汐特征线索并给出候选星纯度估计，为后续大半径成员星探测提供了可行技术路径。
2024-04-11 astro-ph.GA
A Chemodynamical Census of the Milky Way's Ultra-Faint Compact Satellites. I. A First Population-Level Look at the Internal Kinematics and Metallicities of 19 Extremely-Low-Mass Halo Stellar Systems
Yale University（耶鲁大学）；University of Toronto（多伦多大学）；Dunlap Institute for Astronomy & Astrophysics（邓普勒天文学与天体物理学研究所）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）；Carnegie Institution for Science（卡内基科学机构）；University of Chicago（芝加哥大学）；Kavli Institute for Cosmological Physics（卡弗里宇宙物理学研究所）；Fermi National Accelerator Laboratory（费米国家加速器实验室）
本文首次对银河系19个极低质量晕星系的内部运动学和金属含量进行光谱学普查，揭示了这些极端卫星在动力学和化学上的多样性及可能的群体层面特征。
2026-02-19 astro-ph.GA
Stellar Metallicities and Gradients in the Faint M31 Satellites Andromeda XVI and Andromeda XXVIII
本文利用哈勃空间望远镜窄带成像首次测量了仙女座XVI和仙女座XXVIII中约300颗恒星的金属丰度及径向梯度，发现两者均呈负梯度且无富金属端截断，结果与FIRE模拟中恒星反馈产生暗物质核的预测一致。
2024-07-05 astro-ph.GA
With and without spectroscopy: Gaia DR2 proper motions of seven Ultra-Faint Dwarf Galaxies
我们目前的平均绝对自行测量7个超微弱的矮星系绕银河系，即牧夫座III，船底座II，天鹤座II，网状II，人马座II，Segue 2和杜鹃座IV。对于其中的四个矮星，我们的自行估计是有史以来第一次提供的。采用的天体测量数据来自盖亚任务的第二次数据发布。我们确定每个星系的平均自行从一个可能的成员的初步猜测开始，根据径向速度测量或使用在盖亚（$G_{\rm BP}$ - $G_{\rm RP}$，$G$）颜色星等图中确定的水平分支的恒星在朝向UFD的视野。然后，我们反复使用天体测量学和测光完善他们的成员资格。在推导这些系统的平均自行时，我们考虑了天体测量参数之间的全协方差矩阵。我们的程序提供了平均自行与典型的不确定性$\sim0.1$ mas/yr，即使是没有事先光谱信息的星系。在Segue 2的情况下，我们发现使用径向速度成员只会导致有偏差的结果，大概是因为测量径向速度的恒星数量很少。我们的程序允许最大限度地增加每个星系的成员恒星数量，而不管先前光谱信息的存在，因此可以应用于盖亚范围内的任何微弱或遥远的恒星系统。
2018-10-16 astro-ph.GA
r-process enrichment of ultra-faint dwarf galaxies by fast merging double neutron stars
最近aLIGO/aVirgo对中子星合并（NSM）GW 170817的引力波的发现和后续的kilonova观测表明，NSM产生了大量的r过程物质。然而，这是很难调和的大出生踢和长的平均合并时间的双中子星（DNS），在超暗矮（UFD）星系，如网状II和杜鹃座III中看到的r-过程富集的水平。假设这样的矮系统通过潮汐剥离失去了相当大一部分的恒星质量，我们得出结论，与目前大多数模型相反，它是具有相当大的出生踢，但非常短的合并时间尺度，可以丰富UFD型星系的DNS。这些双星要么在高度偏心的轨道上，要么由于第一个出生的中子星和第二个出生的中子星的祖先裸氦星之间的额外质量转移而以非常短的间隔形成。这些DNS出生的频率，同意的r-过程UFD的统计数据，以及合并的维里半径内的主机晕，因此显着贡献的r-过程富集。
2019-01-12 astro-ph.GA astro-ph.HE
Simulating Neutron Star Mergers as r-process Sources in Ultra Faint Dwarf Galaxies
为了解释在超暗矮星系中观测到的高丰度的r过程元素，我们进行了宇宙学变焦模拟，包括从中子星合并（NSMs）的r过程生产。我们模拟恒星形成随机和模拟两个不同的晕总质量$\approx 10^8 M_{\odot}$在z = 6。我们发现，[Eu/H]与[Fe/H]的最终分布对r过程物质射入星际介质的能量相对不敏感，但对NSM事件发生的环境非常敏感。在一个晕中，NSM事件发生在恒星分布的中心，导致高水平的r-过程富集，如在局部UFD中看到的，网状物II（Ret II）。在第二个晕中，NSM事件发生在星系的致密部分之外，导致更广泛的r过程分布。随后的恒星形成发生在一个星际介质与浅水平的r-过程的富集，从而导致在恒星与低水平的[Eu/H]相比，Ret II星，即使当最大可能的r-过程的质量被假定为喷射。这表明，出生踢的中子星也可能发挥重要作用，在确定的r-过程的丰度在UFD星系，一个主题，值得进一步的理论研究。
2017-07-06 astro-ph.GA
Metallicity Distribution Functions of 13 Ultra-Faint Dwarf Galaxy Candidates from Hubble Space Telescope Narrowband Imaging
基于HST窄带成像测量了13个超暗弱矮星系中463颗恒星的金属丰度，发现光度跨3数量级时金属丰度几乎恒定，表明质量-金属丰度关系在此类暗弱系统中不成立。
2023-11-22 astro-ph.GA
The Pristine survey XXIX. Data Release 2: Photometric metallicities for 15 millions stars down to $G\sim 20.5$
School of Astronomy and Space Science, Nanjing University（南京大学天文与空间科学学院）；Key Laboratory of Modern Astronomy and Astrophysics, Nanjing University, Ministry of Education（南京大学现代天文与天体物理教育部重点实验室）；Institute of Astronomy, University of Cambridge（剑桥大学天文学研究所）；Université de Strasbourg, CNRS, Observatoire astronomique de Strasbourg, UMR 7550（斯特拉斯堡大学、法国国家科学研究中心、斯特拉斯堡天文台）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）；Kapteyn Astronomical Institute, University of Groningen（格罗宁根大学卡普坦天文研究所）；LIRA, Observatoire de Paris, Université PSL, Sorbonne Université, Université Paris Cité, CY Cergy Paris Université, CNRS（巴黎天文台 LIRA 实验室、巴黎文理研究大学、索邦大学、巴黎西岱大学、塞吉-蓬图瓦兹大学、法国国家科学研究中心）；Université Côte d’Azur, Observatoire de la Côte d’Azur, CNRS, Laboratoire Lagrange（蔚蓝海岸大学、蔚蓝海岸天文台、法国国家科学研究中心、拉格朗日实验室）
本研究发布Pristine巡天DR2，通过训练PhotCalib神经网络推导约1500万颗G~20.5等星的测光金属丰度，新增天区与暗源覆盖，大幅提升巡天体积并发现大量贫金属星候选体。
2026-10-16 astro-ph.GA
Star Formation Histories of Ultra-Faint Dwarf Galaxies: environmental differences between Magellanic and non-Magellanic satellites?
我们提出了7个超暗矮星系的颜色星等图和恒星形成历史（SFH）：时钟座1，长蛇座2，凤凰2，网座2，人马座2，三角座2，和杜鹃2，来自高精度的哈勃太空望远镜测光。我们发现，每个星系的SFH是一致的，他们创造了至少80%的恒星质量的$z\sim6$。对于所有的星系，我们发现淬火时间超过11.5 Gyr前，兼容的情况下，再电离抑制恒星形成的小暗物质晕。然而，我们的分析也揭示了候选麦哲伦云卫星的SFH的一些差异，即，这些星系可能是大麦云云的卫星，最近才进入银河系。事实上，麦哲伦卫星显示的猝灭时间比其他银河系卫星的猝灭时间平均要近6亿年，尽管各自的时间在误差范围内仍然是一致的。这一发现与理论模型相一致，该模型表明卫星的SFH可能取决于其早期的宿主环境，尽管我们警告说，在误差条内，我们样本中的所有星系都与在单个时期被淬灭一致。
2021-09-28 astro-ph.GA
The Pristine Dwarf Galaxy Survey -- VII. The metallicity distributions of 12 Milky Way faint satellites
Ecole Polytechnique Fédérale de Lausanne (EPFL)（洛桑联邦理工学院）；Observatoire de Paris, Université PSL, Sorbonne Université, Université Paris Cité, CY Cergy Paris Université, CNRS（巴黎天文台，巴黎文理研究大学，索邦大学，巴黎西岱大学，塞吉-蓬图瓦兹大学，法国国家科学研究中心）；IFCA, Instituto de Física de Cantabria (UC-CSIC)（坎塔布里亚物理研究所（坎塔布里亚大学-西班牙国家研究委员会））；Observatoire astronomique de Strasbourg, Université de Strasbourg, CNRS（斯特拉斯堡天文台，斯特拉斯堡大学，法国国家科学研究中心）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）；School of Astronomy and Space Science, Nanjing University（南京大学天文与空间科学学院）；Key Laboratory of Modern Astronomy and Astrophysics (Nanjing University), Ministry of Education（南京大学现代天文与天体物理教育部重点实验室）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理学研究所）；Universidad de La Laguna（拉帕鲁纳大学）；Institute of Astronomy, Unive（天文学研究所）
利用Pristine矮星系巡天的窄带CaHK测光数据，结合宽带g、r测光和多种信息，确定了12个银河系暗弱卫星的金属丰度分布，识别出3917颗成员星和170颗极端贫金属星候选体，发现超暗弱矮星系偏离线性光度-金属丰度关系。
2026-06-04 astro-ph.GA
Inhomogeneous Galactic Chemical Evolution: Modelling Ultra-Faint Dwarf Galaxies of the Large Magellanic Cloud
本文提出非均匀化学演化模型 i-GEtool，模拟大麦哲伦云两颗超微弱矮星系（Carina II 和 Reticulum II）的化学增丰与恒星形成，预测丰度双序列并重现颜色-星等图，揭示早期恒星形成与反馈机制。
2023-05-02 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
A Common Origin for Globular Clusters and Ultra-faint Dwarfs in Simulations of the First Galaxies
在本文中，第一个在一系列的星系形成再电离之前，我们专注于了解是什么决定了恒星物体的大小和形态的第一个低质量星系，使用秒差距尺度的宇宙学模拟进行自适应网格流体动力学代码。虽然形成恒星的致密气体倾向于具有盘状结构，但恒星被发现在几乎没有旋转的球状体中。质量在10^6 M_sun到5x10^8 M_sun之间的晕形成了随机星，恒星质量在10^4 M_sun到2x10^6 M_sun之间。几乎独立的恒星质量，我们观察到一个大范围的半光半径的恒星，从几个秒差距到几百秒差距和表面亮度和质光比范围从典型的球状星团超微弱的矮星。在我们的模拟中，恒星形成于致密的星团中，具有高的气体-恒星转换效率和相当均匀的金属丰度。这些星团中的一小部分在气体被反馈移除后仍保持束缚，但其他的则被摧毁，它们的恒星通常具有20至40 km/s的速度色散，膨胀直到它们被暗物质晕束缚。因此，我们推测，在超微弱的矮星系的恒星可能会显示出运动学和化学特征与它们的起源在几个不同的星团。另一方面，一些球状星团可能形成于原始矮星系的中心，并且可能含有暗物质，也许在外部可以检测到。
2016-07-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Highly r-process enhanced stars in ultra-faint dwarf galaxies
在超暗矮星系（UFD）中，特别是在网状座~II（Ret~II）中观测到了高r过程增强的贫金属星（MP r-II，$\rm [Eu/Fe]>1$和$\rm [Fe/H]\lesssim-1.5$）。只有少数UFD包含这样的恒星，这意味着r-过程的位置可能反映了非常罕见的，但个别多产的事件，如中子星合并（NSMs）。考虑到UFD相对较短的恒星形成历史（SFH），它们如何经历如此罕见的现象令人困惑。在这项工作中，我们显示的宇宙流体动力学放大模拟孤立的UFD（$M_{vir}\approx10^7-10^8$太阳质量和$M_{\ast}\approx10^3-10^4$太阳质量在$z=0$）的结果来解释MP r-II星的形成在UFD。我们采用一个简单的玩具模型NSM事件，采用与观测一致的参数，如NSM率（1每$M_{\ast}\approx10^5$太阳质量）和铕（Eu）质量（$M_{Eu}\approx10^{-5}$太阳质量）。我们确定只有一个模拟星系（$ M_{vir}\approx4.6\times10^7$，$M_{\ast}\approx 3.4\times 10^3$太阳质量在$z=0$）的丰度类似于Ret~II的模拟体积主机$\sim30$ UFD类似物，表明这样的丰度是可能的，但罕见的。通过探索一系列的关键参数，我们表明，在确定形成MP的r-II星在UFD的最重要的因素是…
2021-06-25 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
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
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
The Orbital Histories of Magellanic Satellites Using Gaia DR2 Proper Motions
随着盖亚DR 2的发布，现在有可能首次测量银河系（MW）晕中最低质量，超微弱卫星星系的自行（PM）。许多这些暗淡的卫星被认为是麦哲伦云（MC）的卫星。利用它们的6维相空间信息，我们计算了13个超暗卫星和5个经典矮椭球体在MW+LMC+SMC组合势中的轨道历史，以确定哪些星系与MC动态相关。这18个星系被分为四类：i。已被绑定到MC的长期麦哲伦卫星至少在MC周围的最后两个连续轨道（船底座2，船底座3，时钟1，水蛇1）; ii.）最近被MCs $<$ 1 Gyr ago捕获的麦哲伦卫星（Reticulum 2，Phoenix 2）; iii.）与MC相互作用的MW卫星（Sculptor 1，Tucana 3，Segue 1）;以及iv.）MW卫星（宝瓶座2号、猎犬座2号、火山口2号、天龙座1号、天龙座2号、九头蛇座2号、船底座、天炉座、小熊座）。报告了MW和LMC质量范围的结果。与以前的工作相反，我们发现船底座，天炉座，和MC之间没有动态的关联。最后，我们确定，除了SMC的引力势的影响寿命的卫星麦哲伦系统的成员（长期与最近捕获），但它不会改变麦哲伦卫星的总数。
2020-03-02 astro-ph.GA
Extended Schmidt law holds for faint dwarf irregular galaxies
扩展施密特定律（ESL）是施密特定律的一个变体，它将气体的表面密度和恒星形成联系起来，并将恒星质量的表面密度作为一个额外的参数加入其中。我们第一次实证调查是否低金属丰度暗矮不规则星系（dIrrs）遵循ESL。在这里，我们认为“全球”法律的表面密度平均超过银河系光盘。dIrrs是独一无二的，不仅因为它们处于星系质量和恒星形成尺度的最低端，而且因为它们与一般星系相比是贫金属的。我们的样本来自于微弱不规则星系GMRT巡天（FIGGS），这是此类星系中最大的氢原子巡天。气体的表面密度是用它们的氢原子含量来确定的。恒星形成率的计算使用GALEX远紫外光通量后，校正尘埃消光，而恒星表面密度的计算使用斯皮策3.6 $μ$ m通量。所有的表面密度都是在3.6 $μ$ m图像定义的恒星盘上计算的。我们发现dIrrs确实遵循推广的Schmidt定律。FIGGS星系与该关系的平均偏差为0.01 dex，在该关系周围的分散度小于原始关系中所见的一半。相比之下，我们还表明，FIGGS星系是更偏离时相比，“规范”肯尼卡特-施密特关系。我们的研究结果有助于加强推广施密特定律的普遍性，特别是对低金属丰度的星系。我们认为，恒星形成的模型，其中反馈来自前几代的恒星设置的压力在ISM中，是有前途的候选人解释ESL。我们还确认ESL是一个独立的关系，而不是恒星形成效率和金属丰度之间的关系的一种形式。
2017-08-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
CECILIA: Ultra-Deep Rest-Optical Spectra of Faint Galaxies at Cosmic Noon
本研究通过CECILIA项目获取了宇宙正午时期9个暗弱星系的超深静止系光学光谱，测量了其恒星形成率、金属丰度等物理性质，发现极低金属丰度下[OIII]/Hβ比值的拐点特征，为早期星系形成研究提供了关键观测数据。
2025-07-29 astro-ph.GA
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 Initial Mass Function of Ultra-Faint Dwarf Galaxies: Evidence for IMF Variations with Galactic Environment
我们提出的恒星初始质量函数（IMF）在两个超暗矮（UFD）星系，武仙座和狮子座IV，基于深HST/ACS成像的约束。武仙座和狮子座IV星系是一个极低光度（M_V =-6.2，-5.5）、贫金属（<[Fe/H]>=-2.4，-2.5）的星系，它们具有古老的恒星星族（> 11 Gyr）。因为它们有很长的弛豫时间，我们可以直接测量低质量恒星的IMF通过计数低于主序星关闭，而无需校正动力学演化。在0.52 - 0.77 Msun的恒星质量范围内，IMF最适合的幂律斜率为α = 1.2^{+0.4}_{-0.5}（武仙座）和α = 1.3 +/- 0.8（狮子座IV）。对于大力士，IMF斜率比5.8-sigma水平的Salpeter IMF（α =2.35）和5.4-sigma水平的Kroupa IMF（α =2.3，高于0.5 Msun）更浅。我们同时拟合了二进制分数，发现大力士的f_binary = 0.47^{+0.16}_{-0.14}，狮子座IV的f_binary = 0.47^{+0.37}_{-0.17}。UFD的二进制分数是一致的，在同一质量范围内的银河系恒星推断，尽管非常不同的金属丰度。相比之下，UFD中的IMF斜率比其他银河系环境更浅。在0.5 - 0.8 Msun的质量范围内，我们看到了一种趋势，即在少数星系中直接测量IMF，随着星系速度色散和金属丰度的降低，幂律斜率变…
2013-04-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Looking into the faintEst WIth MUSE (LEWIS): on the nature of ultra-diffuse galaxies in the Hydra I cluster. V. Integrated stellar population properties
University of Naples “Federico II”（那不勒斯费德里科二世大学）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利群岛天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉古纳大学）
LEWIS研究通过MUSE光谱分析Hydra I团中超低表面亮度星系的集成恒星人口特性，发现不同形成机制并支持矮星系形成模型。
2025-12-12 astro-ph.GA
Atmospheric Parameters and Metallicities for 2191 stars in the Globular Cluster M4
我们报告了银河系球状星团M4恒星的新金属丰度，使用了在任何星团中以高光谱分辨率观察到的最大数量的恒星。我们分析了7250光谱的2771星团恒星收集的VLT火焰+GIRAFFE摄谱仪在VLT。这些中等分辨率光谱覆盖小的波长范围，并且通常具有非常低的信噪比。我们通过从头到尾重新考虑大型恒星样本丰度分析的整个方法来攻击这个数据集。我们开发了一种新的算法，可以自动确定恒星的大气参数。几乎所有光谱分析的数据准备步骤都是在合成上进行的，而不是在观察到的光谱上。对于322颗具有$V \leq 14.7$的红巨星支星，我们得到了一个几乎恒定的金属丰度，$<[{\rm Fe}/{\rm H}]> = -1.07$（$σ$ = 0.02）。在由\cite{Monelli:2013us}鉴定的两个RGB序列之间没有观察到$0.01 ~\textrm{dex}$水平下的金属丰度差异。对于1869颗次巨星和主序星$V > 14.7$，在固定微湍流速度后，我们得到了$<[{\rm Fe}/{\rm H}]> = -1.16$（$σ$ = 0.09）。这些值与以前的研究是一致的，这些研究在更高的光谱分辨率和波长覆盖范围内对更亮的RGB恒星进行了详细的分析。目前尚不清楚较亮和较暗的M4成员之间微小的平均金属丰度差异是真实存在的，还是较暗恒星的低信噪比特征的结果。我们的方法的强度是通过恢复一个金属丰度接近一个单一的…
2013-11-11 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Multicolor Photometry of the Nearby Galaxy Cluster A119
本文介绍了用北京-亚利桑那-台湾-康涅狄格（BATC）15个中间带系统对邻近星系团Abell 119（z = 0：0442）进行的光学测光。在BATC 58 '* 58'的视场范围内，有368个已知光谱红移的星系，包括238个成员星系（称为样本I）。根据1376个亮度大于iBATC = 19：5的星系的光谱能量分布（SED），应用光度红移技术和早型星系的色-星等关系来筛选暗成员星系。结果，117个暗星系被选为新成员星系。结合样本I，得到了一个包含355个成员星系的放大样本（称为样本II）。两个样品的空间分布和局部速度结构表明，A119是一个动力学复杂的集群，至少有三个突出的子结构，在中心区域在1 Mpc。中心云团的大速度离散表明沿视线方向的合并。在这两个样品中没有发现明显的形态和光度偏析的证据。利用演化合成模型PEGASE，证实了环境对恒星形成性质的影响。低密度区的暗星系具有较长的恒星形成时间尺度、较小的恒星平均年龄和较低的星际介质金属丰度，这与宇宙学的等级背景是一致的。
2012-04-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Metal-enriched, sub-kiloparsec gas clumps in the circumgalactic medium of a faint z = 2.5 galaxy
本文报道了在一个明亮的类星体背景视线上偶然探测到一个红移为2.5、碰撞参数为50 kpc的0.2 L $^*$，Lyman-$α$发射星系。类星体的高解析度光谱显示出一个部分莱曼极限吸收系统（$N_\mathrm{HI}=10^{16.94\pm0.10}$ cm $^{-2}$），有许多与前景星系相同红移的相关金属吸收线。使用光电离模型，仔细对待测量误差和边缘化的电离辐射光谱的形状和归一化的不确定性，我们推导出的总氢柱密度$N_\mathrm{H}=10^{19.4\pm0.3}$厘米$^{-2}$，并表明，所有的吸收云金属富集，与$Z=0.1$ - $0.6 Z_\odot$。这些金属丰度和系统的大速度宽度（$436$ km $\,$ s $^{-1}$）表明气体是由外流风产生的。使用膨胀壳模型，我们估计质量流出率为$\sim5 M_\odot\,$年$^{-1}$。我们的光电离模型产生非常小的尺寸（$<$ 100-500 pc）的吸收云，我们认为这是典型的高柱密度吸收环星系介质（CGM）。考虑到这些小尺寸和极端的运动学，目前还不清楚这些团块如何在CGM中存活而不被流体动力学不稳定性破坏。小的云大小意味着，即使是最先进的宇宙学模拟需要超过$1000$倍的质量分辨率的改善，以解决相关的流体动力学冷气体在CGM。
2015-06-03 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
Chemical Abundance Analysis of Tucana III, the Second $r$-process Enhanced Ultra-Faint Dwarf Galaxy
我们提出了一个化学丰度分析的四个额外的确认成员恒星的杜鹃III，银河系的卫星星系候选人的过程中被潮汐破坏，因为它是由银河系吸积。其中两颗恒星位于银河系的核心，而另外两颗恒星位于东部和西部的潮汐尾。这四颗恒星的化学丰度模式与之前研究过的图卡纳III中的一颗恒星一致：它们的$r$过程元素适度增强，即它们的$<$ [Eu/Fe] $> \approx +$ 0.4 dex。非中子捕获元素通常遵循其他矮星系的趋势，包括0.44 dex的金属丰度范围和$α$元素的预期趋势，即，低金属丰度的恒星具有较高的Ca和Ti丰度。总的来说，这些恒星的化学丰度模式表明，在被潮汐扰动之前，图卡纳III是一个超微弱的矮星系，而不是一个球状星团。与另一个由$r$ -过程增强型恒星主导的星系--网壳II一样，杜鹃座III的恒星化学丰度与双星中子星合并产生的喷出物污染一致，尽管如果中子星合并是$r$ -过程增强的唯一来源，则需要不同的$r$ -过程元素或稀释气体质量来解释这两个星系的丰度。
2019-07-16 astro-ph.GA
Photometric Metallicities for 367,324 stars of Omega Centauri
Institute for Frontiers in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（北京师范大学前沿天体物理研究所）；School of Physics and Astronomy, Beijing Normal University（北京师范大学物理与天文学院）；Department of Physics and Astronomy, University of Notre Dame（圣母大学物理与天文系）；Joint Institute for Nuclear Astrophysics – Center for the Evolution of the Elements (JINA-CEE)（核天体物理联合中心——元素演化中心）
通过HST光度和MUSE光谱数据，研究omega巨蟹座多人口星团的光度金属度分布，构建包含20778颗巨星和346546颗矮星的金属度目录，发现半光度半径内无显著金属度梯度，且环状结构不明显，表明子群体已充分混合。
2026-04-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Globular clusters in M104: Tracing kinematics and metallicities from the centre to the halo
本研究利用VLT MUSE、FLAMES和GTC OSIRIS光谱数据，构建了M104星系499个球状星团的速度和金属丰度星表，发现速度弥散下降、旋转较低，金属丰度分布反映复杂并合历史。
2025-08-27 astro-ph.GA
Choirs HI Galaxy Groups: The metallicity of dwarf galaxies
我们重新校准了富含气体的恒星形成矮星的光度-金属丰度关系，使其亮度达到M $_R$-13。我们使用Dopita等人（2013）的金属丰度校准来校准本分析中所有数据的关系。在金属度-光度空间中，我们在高置信度的SDSS DR 8恒星形成星系样本中发现了两个子群; 52%是富含金属的巨星，48%是金属介质星系。在文献中被归类为潮汐矮星系（TDG）候选者的富金属矮星的金属丰度通常为12 + log（O/H）= 8.70 $\pm$ 0.05，而比M $_R$ = -16更暗的SDSS矮星的平均金属丰度为12 + log（O/H）= 8.28 $\pm$ 0.10，无论它们的光度如何，这表明低光度星系的金属丰度存在一个大致的底限。我们的流体动力学模拟预测，TDGs应该有金属丰度高于正常的光度-金属丰度关系。因此，金属丰度可以是一个有用的诊断识别TDG候选人群在没有潮汐尾巴。在亮于M $_R$ ~ -16的星等上，我们对9个HI富气星系团中的53个成星星系进行的取样与SDSS样品定义的正态关系是一致的。在较暗的幅度有一个增加的分散在我们的样品中的金属丰度，暗示了广泛的HI含量和环境。在我们的样本中，我们确定了三个（16%的矮星）强TDG候选者（12 + log（O/H）> 8.6），和四个（21%）非常贫金属的矮星（12 + log（O/H）< 8.0），它们可能是最近点燃的恒星形成的富含气…
2014-01-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Chemical evolution of ultra-faint dwarf galaxies: testing the IGIMF
我们测试的综合银河系初始质量函数（IGIMF）的化学演化的16个超微弱矮（UFD）星系详细讨论了其中三个：牧夫座I，牧夫座II和犬VenaI，作为原型的最小和最大的UFD得到的结果。这些天体具有非常小的恒星质量（$\sim 10^3-10^4 \mathrm{M_{\odot}}$）和相当低的金属丰度（[Fe/H] $<-1.0$ dex）。我们考虑了四个观测约束条件：现今恒星质量、[ $α$ /Fe]与[Fe/H]关系、恒星金属丰度分布函数和累积恒星形成历史。我们的模型如下详细的几个化学物种（H，He，$α$ -元素和Fe）的演变。我们考虑到详细的核合成和气体流动（进出）。我们的研究结果表明，IGIMF，再加上非常低的恒星形成率模型预测的这些星系（$\sim 10^{-4}-10^{-6}\ \mathrm{M_{\odot}yr^{-1}}$），不能再现的主要化学性质，因为它意味着一个可以忽略不计的核心坍缩SNe，甚至Ia型SNe，最重要的星系污染。另一方面，一个恒定的经典Salpeter IMF给出了最好的协议与数据，但我们不能排除其他配方的IGIMF可以重现这些星系的属性。与银河系数据相比，我们认为UFD不可能是整个星系晕的组成部分，尽管需要更多的数据才能得出更坚定的结论。
2020-02-26 astro-ph.GA
Reading Between the (Spectral) Lines: Magellan/IMACS spectroscopy of the Ultra-faint Dwarf Galaxies Eridanus IV and Centaurus I
本研究利用Magellan/IMACS光谱确认Eri IV与Cen I的成员星、运动学及金属丰度，并计算轨道与J因子，表明二者为暗物质主导星系，且Eri IV尤其适合暗物质间接探测。
2023-08-16 astro-ph.GA
Gemini/GRACES Spectroscopy of Stars in Triangulum II
利用Gemini-GRACES装置的高分辨率、中等信噪比光谱，测定了最近发现的三角座II暗矮星系中两颗恒星的化学丰度比和视向速度。这些恒星的恒星参数和金属丰度与它们的测光和中分辨率Ca II三重态光谱相似，并支持三角座II的金属丰度分布与矮星系的化学演化一致。元素丰度显示，这两颗恒星都有典型的钙丰度和钡的金属丰度上限，但镁和钠含量较低。这种化学成分类似于矮星系中的一些恒星，归因于低恒星形成环境中的不均匀混合，和/或仅来自少数超新星事件的产量。我们的目标之一（恒星40）的钾含量增加，与不寻常的外晕星团NGC 2419中的一些恒星相似。我们的另一个目标（恒星46）似乎是一个基于径向速度变化的双星（Delta v（rad）= 24.5 +/- 2.1 km/s）。这与在其他矮星系中发现的双星的变化是一致的。虽然这提醒人们这些超暗矮星系中的双星比例很高，但这个特殊的物体对先前确定三角座II中的速度色散几乎没有影响。
2016-12-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Birds of a Feather? Magellan/IMACS Spectroscopy of the Ultra-Faint Satellites Grus II, Tucana IV, and Tucana V
我们介绍了最近发现的三个超暗银河系卫星，鹤II，杜鹃IV，杜鹃V的麦哲伦/IMACS光谱。我们测量的系统速度V_hel = -110.0 +/- 0.5 km/s，V_hel = 15.9 +/- 1.8 km/s，和V_hel = -36.2 +/-2.5 km/s，分别为三个对象。它们的相对速度差异很大，这表明尽管它们在物理上非常接近，但它们是不相关的。我们确定了Tuc IV的速度弥散为sigma = 4.3^+1.7_-1.0 km/s，但我们无法解决其他两个系统的速度弥散。对于Gru II，我们对σ < 1.9 km/s的离散度设置了上限（90%置信度），而对于Tuc V，我们没有获得任何有用的限制。所有三颗卫星的金属丰度都低于[Fe/H] =-2.1，但都没有可检测到的金属丰度分布。我们根据盖亚天体测量学确定每个卫星的自行，并计算它们绕银河系的轨道。Gru II位于一个近心点为25 kpc、轨道偏心率为0.45的紧密束缚轨道上。Tuc V可能有一个超过100 kpc的远心点，并且可能第一次接近银河系。图克四号目前的轨道与格鲁二号相似，近心点为25千秒差距，离心率为0.36。然而，对图克四号位置的后向积分表明，它与大麦云云在4千秒差距~ 1.2亿年前的碰撞参量发生碰撞，使其轨道偏转，并可能改变其内部运动学。根据它们的大小、质量和金属丰度，我们将格鲁II和图克IV归类为可能的…
2020-02-20 astro-ph.GA
Formation of emission line dots and extremely metal-deficient dwarfs from almost dark galaxies
最近的观测发现了一些非常富含气体的非常微弱的矮星系，它们可能嵌在低质量的暗物质晕中。我们调查这些富含气体的矮（“几乎黑暗”）星系的孤立和相互作用/合并的情况下，恒星形成的历史。我们发现，尽管在孤立的模拟矮星中，总晕质量（M_h）为10^8-10^9 M_sun时，恒星形成率（SFR）非常低（<10^-5 M_sun/yr），但当它们与其他矮星相互作用或合并时，恒星形成率可以显著增加到约10^{-4} M_sun/yr。这些相互作用的暗矮星与中央紧凑的HII区域可以被识别为孤立的发射线点（“ELdot”），由于它们的表面亮度非常低的老恒星包络。这些相互作用和合并的矮星的残余物最终可以发展出具有非常低金属丰度（Z/Z_sun<0.1）的中心紧凑恒星系统，可以被识别为极缺金属（“XMD”）矮星。这些结果意味着，虽然存在许多在目前的光学观测中很难检测到的暗矮星，但当它们与其他星系及其宿主环境相互作用时，它们可以被检测为孤立的ELdot或XMD矮星。我们预测，有核超暗矮星合并形成的几乎暗矮星，可以确定为球状星团由于非常低的表面亮度恒星信封，如果他们是遥远的对象。
2015-09-14 astro-ph.GA
On the nature of ultra-faint dwarf galaxy candidates I: DES1, Eridanus III and Tucana V
我们使用深双子座/GMOS-S $g,r$测光研究三个超暗矮星系候选者DES 1，波江座III（Eri III）和杜鹃座V（Tuc V）。它们的总光度$M_V$（DES 1）$ = -1.42\pm0.50$和$M_V$（Eri III）$ = -2.07\pm0.50$，以及平均金属丰度[Fe/H] $=-2.38^{+0.21}_{-0.19}$和[Fe/H] $=-2.40^{+0.19}_{-0.12}$，与它们是超暗矮星系一致，因为它们正好落在银河系卫星星系光度-金属丰度关系的1-sigma置信带之外。然而，它们在大小光度关系中的位置表明它们是星团。有趣的是，DES 1和Eri III的银河中心距离相对较大，其中DES 1位于$D_{GC} = 74\pm$ 4 kpc，Eri III位于$D_{GC} = 91\pm$ 4 kpc。在投影中，这两个天体都位于麦哲伦云后面的气体细丝的尾部，并且与小麦哲伦云（SMC）的三维距离相似：$ΔD_{SMC,DES1}$ = 31.7 kpc，$ΔD_{SMC,Eri III}$ = 41.0 kpc。这些恒星系统似乎是贫金属的SMC卫星。Tuc V本身就代表了一个有趣的现象。我们在图克五的名义位置深测光揭示了一个低级别的过剩的恒星在各个位置的GMOS领域没有一个明确的中心。一个类似SMC北超密度的等时线与Tuc V的色星等图相匹配…
2017-12-06 astro-ph.GA
The Metallicity Distribution of the Ultra-Faint Dwarf Galaxy Segue 1
University of Chicago（芝加哥大学）；Kavli Institute for Cosmological Physics, University of Chicago（芝加哥大学卡弗里宇宙物理研究所）；NSF-Simons AI Institute for the Sky (SkAI)（美国国家科学基金会-西蒙斯天空人工智能研究所）；Observatories of the Carnegie Institution for Science（卡内基科学机构天文台）；The University of Sydney（悉尼大学）；Kavli Institute for Particle Astrophysics & Cosmology, Stanford University（斯坦福大学卡弗里粒子天体物理学与宇宙学研究所）；Yale University（耶鲁大学）；University of Toronto（多伦多大学）；Dunlap Institute for Astronomy & Astrophysics（邓普勒天文学与天体物理研究所）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）
本文通过低分辨率光谱分析40颗Segue 1星系中的恒星，获得更丰富的金属丰度样本，揭示其金属丰度分布特征，支持其作为星系的分类，并强调深谱观测对研究古老恒星系统的重要性。
2026-10-20 astro-ph.GA
Stellar Loci V: Photometric Metallicities of 27 Million FGK Stars based on Gaia Early Data Release 3
我们结合LAMOST DR 7光谱数据和盖亚EDR 3光度数据，在高银河系纬度地区构建高质量的巨人（0.7 $< (BP-RP) <$ 1.4）和矮（0.5 $< (BP-RP) < $ 1.5）样本，精确校正的大小依赖的系统误差在盖亚光度和仔细的变红校正经验确定的颜色和变红相关系数。我们使用这两个样本，以建立金属依赖的恒星轨迹的盖亚颜色的巨星和矮星，分别。对于一个给定的$(BP-RP)$颜色，[Fe/H]的一个指数变化导致太阳型恒星的$(BP-G)$颜色变化约5毫等。这些关系用于确定EDR 3颜色的金属丰度估计值。尽管灵敏度较弱，但这些颜色的精致数据质量使得能够实现约$δ$ 1，[Fe/H] = 0.2 dex的典型精度。我们的方法对具有$G \leq 16$、[Fe/H] $\geq -2.5$和$E(B-V) \leq 0.5$的FGK星是有效的。$G$星等较暗、金属丰度较低或红化程度较大的恒星，其金属丰度的不确定性较高。凭借盖亚庞大的数据量，我们已经测量了几乎整个天空中大约2700万颗恒星的金属丰度估计值，其中包括600多万颗巨星和2000万颗矮星，这些恒星具有10个$< G \leq 16$，可用于许多研究。这些活动包括调查银河系的形成和演变，确定候选恒星以便随后进行高分辨率光谱跟踪，确定宽双星，并为星震学和系外行星研究获得恒星金属丰度估计。
2021-11-25 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
Origin of the Galactic Halo: accretion vs. in situ formation
我们测试的假设，我们的银河系的经典和超微弱的矮球状卫星的星系晕的积木通过比较他们的[O/Fe]和[Ba/Fe]与[Fe/H]模式与观察到的星系晕恒星。当[Fe/H] > -2 dex时，[O/Fe]比与观测到的星系晕星丰度比有很大的偏差，而当金属丰度较低时，两者有重叠。另一方面，对于中子俘获元素，这种差异在所有金属丰度上都有所扩大，这表明晕中的大多数恒星可能是在原地形成的。我们提出了一个模型的结果，考虑到从矮卫星剥离的富集气体的化学演化的星系晕的影响。我们发现，由此产生的晕星的化学丰度取决于所采用的下降时间尺度，并在气体中存在一个阈值恒星形成。
2017-07-25 astro-ph.GA
