The local rotation curve of the Milky Way based on SEGUE and RAVE data
我们利用SEGUE（Sloan Extension for Galactic Understanding and Exploration）G矮星的样本构造了银河系在扩展太阳邻域中的自转曲线。我们调查的旋转曲线形状的存在下，任何特殊性的太阳半径以外的一些作者已经报道。我们在经典的牛仔裤分析的框架来处理这个问题。利用RAVE（Radial Velocity Experiment）的最新观测数据，我们确定了代表银河系薄盘的三个不同金属丰度的星族的太阳特有速度和径向标度。然后，在SEGUE G-矮星的金属丰度相同的情况下，我们构建了银河中心距离7-10 kpc范围内的旋转曲线。我们推导出圆速度通过校正平均切向速度的非对称漂移在每个距离箱。利用SEGUE数据，我们还计算了厚盘的径向标度长度，已知导出的太阳特有运动和旋转曲线的斜率。通过SEGUE G-dwarfs构建的旋转曲线在选定的径向范围内看起来是平滑的。在我们新的仔细分析的框架中确定的薄盘旋转的局部运动学不赞成在太阳半径之外存在一个巨大的高密度环。
2018-02-21 astro-ph.GA
An Extremely Carbon-rich, Extremely Metal-poor Star in the Segue 1 System
我们报告了Segue 1系统中一个极端贫金属、极端富碳的红巨星Seg 1-7的高分辨率、高信噪比光谱分析。在文献中，Seg 1-7被描述为异常扩展的球状星团或超微弱的矮星系。Seg 1-7的径向速度与Segue 1的系统速度精确一致，其化学丰度特征为[Fe/H] =-3.52，[C/Fe] =+2.3，[N/Fe] =+0.8，[Na/Fe] =+0.53，[Mg/Fe]=+0.94，[Al/Fe] = +0.23，[Ba/Fe] < -1.0，类似于罕见和神秘的星系晕天体CEMP-no（富碳，极贫金属，重中子捕获元素没有增强（超过太阳比））。这是银河系“卫星”中第一颗明确位于Aoki et al.（2007）双峰分布的贫金属、富C分支上的恒星，该双峰分布由场晕星在（[C/Fe]，[Fe/H]）平面上定义。现有的数据只允许我们将Seg 1-7识别为超微弱矮星系的成员或Sgr矮球状星系的碎片。无论哪种情况，这都表明在极低的丰度下，[Fe/H ] <-3.0，恒星形成和相关的化学演化在场晕和卫星系统的祖先中进行得相似。推而广之，这与最近提出的其他建议是一致的，即最贫金属的矮球状体和超微弱的矮卫星是银河系外晕的组成部分。
2010-08-03 astro-ph.GA
Segue 2 Recently Collided with the Cetus-Palca Stream: New Opportunities to Constrain Dark Matter in an Ultra-Faint Dwarf
本文首次发现超暗矮星系 Segue 2 约 77 Myr 前近距离飞掠 Cetus-Palca 星流，并利用该相互作用在约 1 kpc 尺度上约束其质量与密度轮廓，为从星流扰动推断暗物质子晕性质提供了关键检验。
2025-02-06 astro-ph.GA
The Local Dark Matter Density from SDSS-SEGUE G-dwarfs
我们通过将Silverwood et al.（2016）的积分Jeans方程方法应用于Büdenbender et al.（2015）处理和呈现的SDSS-SEGUE G矮星数据来推导局部暗物质密度。我们使用MultiNest贝叶斯嵌套采样软件来拟合重子分布模型，暗物质和示踪星，包括耦合垂直和径向运动的“倾斜项”模型。Büdenbender等人（2015）的$α$ -年轻人群产生了最可靠的$ρ_{\rm DM} = 0.46^{+0.07}_{-0.09}\, {{\rm GeV\, cm}^{-3}} = 0.012^{+0.001}_{-0.002}\, {{\rm M}_\odot \, {\rm pc}^{-3}}$结果。我们的分析产生不一致的结果为$α$ -年轻和$α$ -老的数据，指出问题的倾斜项和它的建模，数据本身，假设一个平坦的旋转曲线，或不平衡的影响。
2017-08-25 astro-ph.GA hep-ph
The Metallicity Distribution Functions of SEGUE G and K dwarfs: Constraints for Disk Chemical Evolution and Formation
我们提出了24，270 G和16，847 K矮星的金属丰度分布函数（EJ），距离银河系平面0.2至2.3 kpc，基于Sloan扩展银河系理解和探索（SEGUE）调查的光谱学。这个恒星样本在数量和体积上都比以前的光谱分析要大得多，以前的光谱分析仅限于太阳附近，这使得它非常适合与局部体积有限的样本和银河系模型进行比较。我们第一次纠正了SEGUE目标选择策略引入的各种观察偏倚。SEGUE的样本对于K矮星来说尤其值得注意，因为它们太暗了，无法在远离太阳的地方进行光谱检查。随着|Z|的增加，两种光谱类型的α都变得更加贫金属，这反映了从在小高度处具有小[α/Fe]值的样品到在1 kpc以上具有增强的[α/Fe]的样品的转变。将我们的SEGUE分布与两个不同的银河系模型的分布进行比较，发现两者在平面以上的所有高度都比我们观察到的分布更富含金属。我们对G和K矮星的无偏观测为化学和动力学银河系演化模型提供了对银河系盘的|Z|高度范围的有价值的约束，以前只校准到太阳附近，特别适用于薄盘和厚盘形成模型。
2012-10-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Origin of the 300 km s$^{-1}$ Stream Near Segue 1
我们提出了一个搜索的新成员的300公里秒的$^{-1}$流（300 S）附近的矮星系Segue 1使用宽视场的调查数据。我们确定了11个以前未知的明亮的流成员在APOGEE-2和SEGUE-1和2光谱调查。基于高速星的空间分布，我们首次证实了这种运动学结构与SDSS和Pan-STARRS成像数据中看到的24 $^{\circ}$ -长流有关。300 S恒星的金属丰度范围为$-2.17 < {\rm [Fe/H]} < -1.24$，固有色散为0.21 $_{-0.09}^{+0.12}$ dex。它们也有类似于本星系群矮星系和银河系晕的化学丰度模式。使用开放源代码galpy来模拟该流的轨道，我们发现该流的祖先在大约7000万年前通过了近银河系，最接近银河系中心的距离约为4.1 kpc。利用Pan-STARRS DR 1数据，我们得到了一个积分的流光度为$4 \times 10^3$ L $_{\odot}$。我们的结论是，该流的祖先是一个矮星系，可能类似于被吸积以形成今天银河系晕的卫星。
2018-09-25 astro-ph.GA
The Gravitational Potential Near the Sun From SEGUE K-dwarf Kinematics
为了限制太阳附近的银河系引力势（$\sim$ 1.5 kpc），我们推导并模拟了9000个K矮星的空间和速度分布，这些矮星具有SDSS/SEGUE光谱，产生径向速度和丰度（[Fe/H]和[ $α$ /Fe]）。我们首先推导出空间密度分布的恒星的三个丰度选择的子种群占调查的选择功能。各亚种群的垂直分布均呈简单指数分布，垂直扩散曲线近似等温。为了模拟这些数据，我们应用“垂直”的牛仔裤方程，它涉及到可观察到的示踪剂数密度和垂直速度分散的重力势或垂直力。我们探索了一些函数形式的垂直力定律，并同时在同一个潜在的所有丰度选择的子种群的分散和密度分布，并探讨所有参数的协方差使用MCMC。我们的拟合约束盘{ \it质量}尺度高度$\lesssim$ 300 pc和总表面质量密度为$67 \pm 6 M_{\odot} {\rm pc^{-2}}$在$|z| = 1.0$ kpc，其中来自所有恒星的贡献是$42 \pm 5 M_{\odot} {\rm pc^{-2}}$（假设来自$13 M_{\odot} {\rm pc^{-2}}$的冷气体的贡献）。我们发现显着的限制本地暗物质密度的$0.0065\pm0.0023 M_{\odot} {\rm pc^{-3}}$（$0.25\pm0.09 {\rm GeV cm^{-3}} $）。再加上最近的实验，这坚定了$0.0075\pm0.0021 M_…
2013-05-31 astro-ph.GA
Chemo-orbital evidence from SDSS/SEGUE G-type dwarf stars for a mixed origin of the Milky Way's thick disk
我们结合估计的金属丰度[Fe/H]，丰度[α/Fe]，位置和运动的27,500个本地（7<R/kpc<9，0.5< |z| /kpc<2.5）SDSS/SEGUE G型矮星的样本，以研究银河系盘围绕太阳的化学轨道特性。当我们导出反映角动量、圆度和厚度的轨道性质作为[α/Fe]与[Fe/H]的函数时，我们发现随着[α/Fe]（年龄的代理）有一个平滑的变化。同时，[α/Fe] $\gtrsim$ 0.25的老恒星的轨道性质确实表现出与[Fe/H]的转变：低于[Fe/H] $\simeq$ -0.6时，轨道角动量减小，轨道变得明显非圆和更厚。恒星径向迁移到太阳附近自然会导致轨道性质的平滑变化，但后者的老贫金属恒星形成了明显的挑战，特别是因为径向迁移的基本特征是恒星保持在近圆形轨道上。当我们接下来选择近圆轨道上的恒星时，我们确实发现除了α-年轻的“薄盘”恒星外，α-年老的“厚盘”富金属恒星也有显著的贡献。然而，剩下的在偏心轨道上的α-老“厚盘”恒星，包括几乎所有的老贫金属恒星，很难单独用径向迁移来解释，但可能是通过早期的富气体合并形成的。因此，我们发现的化学轨道的证据表明，较厚的组成部分的银河系盘是不明显的薄组件预期从平滑的内部演化通过径向迁移，除了旧的贫金属的恒星具有不同的轨道特性，这可能是一个独特的厚盘组件的一部分，通过外部机制形成。
2012-01-08 astro-ph.GA
Signatures of minor mergers in the Milky Way disc I: The SEGUE stellar sample
现在我们知道，微小的合并能够在其宿主星系盘的相空间分布中产生结构。为了在银河系中寻找这样的印记，我们分析了SEGUE F/G矮星和Schuster等人（2006）的恒星样本。我们在这两个完全独立的恒星样本中发现了类似的特征，与银河系小型合并事件的预测一致。接下来，我们将同样的分析应用于人马座矮星系和银河系之间相互作用的高分辨率，理想化的N体模拟。恒星粒子样本在主盘小空间区域内的能量分布揭示了结构随位置的强烈变化。我们发现，与人马座暗物质晕祖先$\lessapprox 10^{11}$ M $_{\odot}$的质量模型的观测结果很好地匹配。因此，我们表明，这种分析可以用来提供前所未有的严格限制人马座的轨道参数，以及放置一个较低的限制其质量。
2012-05-04 astro-ph.GA
Tracing Sagittarius Structure with SDSS and SEGUE Imaging and Spectroscopy
我们表明，人马座矮潮汐流可以追溯到非常红的K/M-巨星从SDSS测光选择。这些恒星的一个子集被SEGUE和SDSS光谱证实，2 MASS和SDSS M巨星的距离标度被校准到RR天琴座距离标度。巨分支尖端K/M巨星的绝对g带星等为M_g=-1.0。M巨星和BHB星的视线速度是空间上一致的Sgr矮潮汐流与以前的作者是一致的，加强了需要新的模型，可以解释所有的Sgr潮汐碎片流的观测。我们估计恒星密度沿潮汐尾巴，可用于帮助约束未来的模型。K/M-巨星、BHB和F-关断星位于低表面亮度潮汐流中，与主要的Sgr矮星潮汐尾相邻，它们的速度和金属丰度与潮汐尾中的恒星相似。K/M巨星与BHB和BHB与F-关闭星的比率对于领先的潮汐尾的两个分支也是相似的。我们发现，有一个额外的低金属丰度潮汐流附近的SGR尾随潮尾。
2009-05-29 astro-ph.GA
The formation of the Milky Way halo and its dwarf satellites: a NLTE-1D abundance analysis. IV. Segue 1, Triangulum II, and Coma Berenices UFDs
我们目前的大气参数和丰度的化学元素从碳到钡的贫金属恒星Segue 1（七星），后发座（三星），三角座II（一星）超微弱矮星系（UFD）。有效温度依赖于用SAI MSU高加索天文台的2.5米望远镜获得的可见光和红外波段的新光度观测。根据非局部热力学平衡（NLTE）线的形成，得到了多达14种化学元素的丰度，并获得了多达5种元素的LTE丰度。这是我们首次在Seg 1 S1和S4中发现了丰富的氧，在ComaBer S2和Tri II S40中发现了丰富的硅，在Seg 1 S1-S6和ComaBer S1-S3中发现了丰富的钾，在Seg 1 S7中发现了丰富的钡。Segue 1中的三颗星、后发座中的两颗星和三角座II星的[Na/Mg]值很低，为-1.08至-1.67 dex，这通常被文献归因于大质量无金属恒星核合成产生的奇偶效应。我们解释这种化学性质作为第一批恒星的足迹，这是不模糊的，由于少量的核合成事件，有助于样本恒星的化学丰度模式。我们的NLTE丰度的后发座Berenices，Segue 1，和三角座II报告较低的[Sr/Ba]丰度比的UFD相比，在经典的矮球状星系和银河系晕。然而，在UFD中，就像在大质量星系中一样，[Sr/Ba]不是常数，它可以高于纯r过程比。我们提出了一个假说，贫金属双星的锶生产在最早的时代的星系演化。
2021-03-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Formation and Evolution of the Disk System of the Milky Way: [alpha/Fe] Ratios and Kinematics of the SEGUE G-Dwarf Sample
我们使用SEGUE调查中17，277颗G型矮星的低分辨率（R~2000）光谱测量的[α/Fe]比，将它们分成可能的薄盘和厚盘子样本。两个子样本都表现出强烈的轨道旋转速度与金属丰度的梯度，符号相反，薄盘为-20至-30 km/s/dex，厚盘为+40至+50 km/s/dex。旋转速度是不相关的银心距离薄磁盘子样本，并表现出一个小的趋势厚磁盘子样本。两个圆盘组件的旋转速度随着离平面的距离而减小，具有相似的斜率（-9.0 { \pm } 1.0 km/s/kpc）。厚盘星的轨道偏心率随金属丰度的变化趋势很强（约为-0.2/dex），而薄盘子样本的轨道偏心率不随金属丰度的变化而变化。对于薄盘族，偏心率几乎与银心半径无关，而对于厚盘族，偏心率随半径的变化存在一个边际梯度。这两个子样本具有类似的正梯度离心率与距离银河平面。薄盘和厚盘人口的偏心率分布的形状与到平面的距离无关，并且不包括显著数量的偏心率高于0.6的恒星。在我们考虑的几个当代磁盘演化模型中，径向迁移似乎在薄磁盘人口的演化中发挥了重要作用，但相对于富含气体的合并或磁盘加热方案，厚磁盘可能不那么重要。我们强调，为了进行详细的定量比较，我们的新数据使更多的物理现实的模型和模拟需要构建。
2011-06-28 astro-ph.GA
Detailed Abundance Analysis of the Brightest Star in Segue 2, the Least Massive Galaxy
我们提出了第一个高分辨率的光谱观测的一个红巨星在超微弱的矮星系Segue 2，它具有最低的总质量（包括暗物质）估计为任何已知的星系。这些观测是使用拉斯坎帕纳斯天文台麦哲伦II望远镜上的MIKE摄谱仪进行的。我们对这颗恒星进行了标准丰度分析，SDSS J021933.13+200830.2，并提出了18种元素的21种丰度以及25种其他元素的上限。我们得出[Fe/H] =-2.9，与先前的估计中分辨率光谱非常一致。我们的主要结果是，这颗恒星具有在类似金属丰度的场星中常见的化学特征。中子俘获反应产生的重元素是存在的，但它们缺乏其他超暗矮星系和少数发光矮星系中恒星的特征水平。其他正常的丰度模式表明，这颗恒星形成的气体富含来自多个II型超新星的金属，反映了相对良好的IMF采样。这增加了越来越多的证据，表明Segue 2在过去可能更大。
2014-03-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Photometric Metallicity and Distance for the Two RR Lyrae in Segue II and Ursa Major II Dwarf Galaxies Based on Multi-Band Light-Curves
本文利用多波段光变曲线与 Gaia 数据，通过经验关系测定 Segue II 和 Ursa Major II 中天琴座 RR 型变星的光度金属丰度，并改进其距离测定，结果与文献一致，为 Rubin 巡天时代距离测量提供方法。
2023-12-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Segue 2: The Least Massive Galaxy
Segue 2是由Belokurov等人（2009年）发现的，是一个光度只有900 L太阳的星系。我们提出了凯克/DEIMOS光谱的25个成员的Segue 2-光谱样本量增加了三倍。速度色散太小，无法用我们的数据测量。90%（95%）置信度的上限是sigma_v < 2.2（2.6）km/s，这是任何星系最严格的限制。在三维半光半径（46 pc）内，相应的质量极限是M_1/2 < 1.5（2.1）x 10^5 M_sun。Segue 2是已知质量最小的星系。我们将Segue 2认定为一个星系，而不是一个星团，这是基于成员星之间[Fe/H]的广泛分散（从-2.85到-1.33）。恒星的[α/Fe]比随着[Fe/H]的增加而下降，表明Segue 2保留了Ia型超新星的喷出物，尽管它目前的质量很小，恒星的形成持续了至少1亿年。平均金属丰度<[Fe/H]> = -2.22 +/- 0.13（大约与小熊座星系相同，比Segue 2亮330倍），高于由银河系更明亮的矮星系卫星定义的亮度-金属丰度关系的预期。Segue 2可能是潮汐剥离的最裸露的残余，小熊座大小的星系。如果是这样的话，它就是超暗矮星系通过潮汐剥离变得超暗的最好例子。另外，Segue 2可能诞生于质量非常低的暗物质次晕（v_max < 10 km/s），低于氢原子冷却极限。
2013-05-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Segue 1 - A Compressed Star Formation History Before Reionization
Segue 1是目前“第一个星系”的最佳候选者，这个系统只经历了一次短暂的恒星形成爆发，此后一直保持不变。在这里，我们提出了可能的恒星形成的情况下，可以解释其独特的金属丰度分布。虽然所有其他超暗矮星（UFD）中的大多数恒星都在银河系平均[Fe/H]的0.5 dex范围内，但Segue 1中的7颗恒星中有5颗的$Δ$ [Fe/H] $>0.8$ dex分布。我们发现，这种金属丰度的分布不能被解释为恒星的逐渐积累，而是需要集群恒星的形成。化学标记允许丰度空间中单独的未解决的δ函数与空间和时间上的离散事件相关联。这提供了一个机会，可以将浓缩事件按时间顺序排列，并揭开该系统的历史。我们调查了两种可能的情况下的恒星形成的历史Segue 1使用Fyris阿尔法模拟气体在$10^7$ M $_\odot$暗物质晕。缺乏具有中等金属丰度$-3<$ [Fe/H] $<-2$的恒星可以解释为超新星反馈导致的恒星形成暂停，或者由低质量暗物质晕中的一两颗超新星导致的金属丰度扩散。任何一种可能性都可以重现金属丰度分布函数（metallicity distribution function）以及其他观测到的元素丰度。Segue 1不寻常的亮度和低光度可以解释为它是第一个起源于$z\sim10$的$M_{\rm{vir}}\sim10^7$~M $_\odot$的星系。
2016-01-25 astro-ph.GA
The "Dark-Matter Dominated" Galaxy Segue 1 Modeled with a Black Hole and no Dark Halo
本研究用基于轨道的动力学模型分析 Segue 1，发现中心黑洞可替代极小尺度暗晕并改善拟合，暗示其可能是被潮汐剥离系统的残余核或类似 Little Red Dots。
2025-05-13 astro-ph.GA
Segue 1: An Unevolved Fossil Galaxy from the Early Universe
我们提出了麦哲伦/MIKE和凯克/HIRES高分辨率光谱的矮星系Segue 1中的6颗红巨星。包括Norris等人（2010）观察到的另外一颗Segue 1恒星，现在已经获得了Segue 1中每颗红巨星的高分辨率光谱。值得注意的是，这七颗恒星中有三颗的金属丰度低于[Fe/H] =-3.5，这表明Segue 1是已知的化学演化最少的星系。我们确认了先前的中等分辨率分析，表明Segue 1恒星的金属丰度范围超过2 dex，从[Fe/H] = -1.4到[Fe/H] =-3.8。所有Segue 1恒星都是α增强型，[alpha/Fe] ~ 0.5。高α元素丰度是贫金属恒星的典型特征，但在以前研究的每个星系中，[α/Fe]下降的是更富金属的恒星，这通常被解释为来自超新星Ia的铁富集。在Segue 1中没有这个特征表明它只被大质量恒星富集。Segue 1中的其他轻元素丰度比，包括三颗贫金属恒星的碳增强，与贫金属晕星非常相似。最后，我们将最富含金属的恒星归类为CH星，因为它含有大量的碳和S-过程元素。其他六颗恒星的中子捕获元素丰度非常低，[Sr/H] < -4.9和[Ba/H] <-4.2，与晕星中探测到的最低水平相当。这表明最小的中子俘获富集，也许仅限于一个单一的r-过程或弱s-过程合成事件。总之，Segue 1的化学丰度表明没有实质性的化学演化，支持它可能是第一个幸存的星系，只经历了一次恒…
2014-03-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
A Complete Spectroscopic Survey of the Milky Way Satellite Segue 1: The Darkest Galaxy
我们提出了一个全面的凯克/DEIMOS光谱调查的超微弱的银河系卫星星系Segue 1的结果。我们已经获得了Segue 1中心67 pc（10弧分，或2.3半光半径）内98.2%的恒星的速度测量结果，这些恒星的颜色和星等与成员资格一致，直到r=21.7的星等极限。基于光度，运动学和金属丰度信息，我们确定71颗恒星可能Segue 1成员，包括一些远至87 pc。在用重复的速度测量校正了双星的影响后，我们确定了3.7^{+1.4}_{-1.1} km/s的速度色散，相应的半光半径为5.8^{+8.2}_{-3.1} x 10^5 Msun。Segue 1的恒星运动学需要非常高的质光比，除非系统远离动力学平衡，即使未解析的双星的周期分布偏向于难以置信的短周期。Segue 1的总光度小于单个明亮红巨星，V波段质光比为3400 Msun/Lsun，是目前已知最暗的星系。我们重新审视最近声称Segue 1是一个潮汐干扰星团，运动学样本被人马座流污染。两颗Segue 1恒星的金属丰度极低（[Fe/H] < -3），以及成员之间的金属丰度分布，都表明Segue 1是一个矮星系，但没有发现潮汐效应的证据。我们还表明，人马座流的污染被高估了。Segue 1拥有已知星系中最高的暗物质密度，因此将成为暗物质物理学和小尺度星系形成的主要试验场。
2011-02-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Flare in the Galactic stellar outer disc detected in SDSS-SEGUE data
目标。我们探索银河系外盘的银河中心距离为30千秒差距，以获得其参数和测量其耀斑的大小。方法.我们从斯隆数字巡天-斯隆银河系理解和探索扩展计划（SDSS-SEGUE）在1，400 deg^2以上的离面低银河系纬度区域的光度计校正数据中选择颜色，获得了F8 V-G5 V型恒星的3D密度，并将其拟合到一个薄+厚的耀斑盘模型中。结果最适合的参数是薄盘尺度长度为2.0 kpc，薄盘尺度高度在太阳银河系中心距离为0.24 kpc，厚盘尺度长度为2.5 kpc，厚盘尺度高度在太阳银河系中心距离为0.71 kpc。我们推导出两个圆盘中的一个耀斑，它使平均圆盘的标度高度在R=15 kpc时与太阳邻域值相乘，系数为3.3^{+2.2}-1.6}，在R=25 kpc时与系数为12^{+20}-7}。结论.耀斑在大R处相当突出，它的存在解释了面内恒星的明显耗尽，而面内恒星的明显耗尽常常与R>15 kpc处的截止相混淆。事实上，我们的银盘并没有出现截断或突然下降的现象，但恒星分布在离面区域，即使在R>20 kpc的z为几kpc的情况下也是如此。此外，观测到的恒星分布的平滑性也表明，存在一个连续的结构，而不是银河系盘加上其他一些子结构或河外成分的组合：根据一个假定的吸积矮星系的潮汐流来解释麒麟座环的假设不仅是不必要的，因为观测到的耀斑解释了SDSS场中观测到的麒麟座环的密度过高，但似乎不太合适
2014-05-29 astro-ph.GA
The Cetus-Palca stream: A disrupted small dwarf galaxy. A prequel to the science possible with WEAVE with precise spectro-photometric distances
我们提出了一种新的完全数据驱动的方法来获得基于人工神经网络的分光光度距离。该方法是在SEGUE数据上开发和测试的，将作为WEAVE调查的$Contributed$ $Data$ $Product$ SPDist的参考。用该方法计算出的距离相对精度为$\sim 13 \%$。我们已经推导出分光光度距离的30多万颗SEGUE恒星的目录不久将在斯特拉斯堡Données中心的Vizier服务上公开提供。有了这个包含位置、距离、视线速度和$Gaia$自行的6D星表，我们能够在运动空间的积分中识别属于鲸鱼座恒星流的恒星。在我们从这个6D样本中推导出的鲸鱼座星流的属性的指导下，我们在5D样本中从蓝色水平线和红巨星分支中搜索了更多的恒星。我们发现鲸豚流和帕尔卡超密度流实际上是同一结构的两个部分，因此我们建议重新命名鲸豚-帕尔卡流。我们发现Cetus-Palca流的恒星质量为$\simeq 1.5 \times 10^6$ M $_\odot$，并在它覆盖的天空中的$\sim 100 °$上呈现出15 kpc的显著距离梯度。此外，我们还报告了第二个结构的发现，几乎平行于鲸鱼座流，覆盖天空的$\sim 50 °$，这可能是一个恒星流形成的潮汐破坏的球状星团是围绕鲸鱼座流的祖先。
2022-05-12 astro-ph.GA
High-Resolution Spectroscopy of Extremely Metal-Poor Stars from SDSS/SEGUE: I. Atmospheric Parameters and Chemical Compositions
化学成分是基于高分辨率光谱学确定的137个候选极贫金属（EMP）恒星从斯隆数字巡天（SDSS）和它的第一个恒星扩展，斯隆银河系理解和探索扩展（SEGUE）。斯巴鲁望远镜的高色散摄谱仪获得了具有中等信噪比（S/N）的高分辨率光谱。大部分样本（约80%）是主序星，包括矮星和次巨星。剩下的样本中包括四颗冷的主序星，这是已知的最缺乏金属的恒星。SEGUE恒星参数管道，SDSS/SEGUE中分辨率光谱的基础上，估计的有效温度和宽带$(V-K)_0$和$(g-r)_0$颜色的估计之间的良好协议。我们的丰度测量显示，我们的样本中有70颗恒星具有[Fe/H] $ < -3$，为目前已知的样本增加了大量的EMP星。我们的分析确定除了Fe之外的八种元素（C、Na、Mg、Ca、Ti、Cr、Sr和Ba）的丰度。在我们的样本中，25颗巨星中的碳增强贫金属星（[C/Fe] $> +0.7$）的比例高达36%，而对于关闭星，这一比例估计只有9%的下限。本文是基于这些观测结果的一系列论文中的第一篇。本系列的以下论文将讨论该样本子集的高分辨率和高信噪比观测，金属丰度分布函数，双星，以及极端贫金属恒星的化学成分和运动学之间的相关性。
2012-10-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dynamical models and Galaxy surveys
平衡态动力学模型是从银河系巡天中提取科学的重要工具。我们展示了如何模型可以测试的数据从调查之前，调查的选择功能已被确定。我们说明了这种方法的应用，提出了一些结果的RAVE调查。我们扩展我们发表的分析分布函数，包括化学和适合所选择的功能形式相结合的日内瓦-哥本哈根调查（GCS）和样本的G-矮星观测z~1.75千秒差距的SEGUE调查。通过包括固体动力学，我们能够预测的贡献，厚盘/晕星SEGUE调查应作出的GCS调查。我们表明，从GCS测量的[Fe/H]分布包括许多更少的恒星在[Fe/H]<-0.6比预测。问题更可能在于不协调的丰度尺度，而不是不正确的动态。
2013-09-11 astro-ph.GA
The Orbit of the Orphan Stream
我们使用最新的SEGUE光谱和SDSS和SEGUE成像数据来测量潮汐碎片流中恒星的天空位置、距离和径向速度，潮汐碎片流通常被称为“孤儿流”。“我们将轨道参数与数据相匹配，并找到了一个远银河轨道，近银河轨道和偏心率分别为90 kpc，16.4 kpc和0.7。无论是矮星系Uma II还是复合体A气体云的速度都不符合与孤儿流的运动学关联。Segue-1有可能与孤流有关，但银河系中没有其他已知的星系团或矮星系位于其轨道上。被探测到的部分距离太阳19至47千秒差距，是这些距离内质量的指标。在（l，b）=（253，49）deg.附近，孤流星的密度显著增加，这可以指示在SDSS数据的边缘处存在祖先。如果这是祖先，那么被探测到的孤星流部分就是一个领先的潮汐尾。我们发现蓝色水平支（BHB）星和F关闭星与孤儿流。关闭颜色为（g-r）_0=0.22。BHB星的金属丰度很低，[Fe/H]=-2.1。该轨道最适合于晕势，晕加上盘的质量约为2.6x10^11太阳质量，积分到距银河系中心60 kpc。我们的最佳拟合是对数晕速度v_halo=73+/-24 km/s，盘+球质量M（R< 60 kpc）= 1.3x10^11太阳质量，晕质量M（R< 60 kpc）= 1.4x10^11太阳质量。孤星流预计将从银河系中心延伸到90千秒差距，对这些遥远部分的测量将是对银河系质量的有力探测（截断）。
2010-01-04 astro-ph.GA
Probing brown dwarf formation mechanisms with Gaia
恒星形成的基本问题之一是褐矮星的形成方式是否与恒星相同，或者更像巨行星。如果它们的形成场景不同，我们可能会认为棕矮星与附近恒星形成区的恒星有不同的空间分布。在这篇文章中，我们讨论了寻找它们空间分布差异的方法，并表明在附近唯一具有显著不同空间分布的恒星形成区域（猎户座星云团）中，这可能是由于动力学演化。然后，我们提出了一种方法来解开过去的恒星形成区域的动力学历史，并表明，在与盖亚，我们将能够辨别所观察到的差异是否是由于不同的形成机制相比，棕矮星恒星。
2014-05-27 astro-ph.GA
Probing the assembly of dwarf galaxies through cosmic time with damped Lyman-$α$ absorption spectroscopy
利用宇宙流体动力学模拟研究了一个富含气体的矮星系的吸收特征。我们的目标是探索在宇宙时间内，是否有可能检测到目前已知的最低质量矮星系（M_star~10^6太阳质量，M_halo=4x10^9太阳质量）的祖先是阻尼莱曼α吸收体（DLAs）。我们跟踪一个单一的矮星系的演化，预先选择包含DLAs，从第一个无金属的时代，所谓的人口~III（Pop~III），恒星，到z=0，从而使我们能够研究与模拟星系相关的DLAs的金属富集历史。我们发现，模拟矮星的祖先预计将被视为他们的大部分演化的DLAs被污染的正常，人口~II，恒星。另一方面，DLAs仅由Pop~III星富集金属的时间段可能非常短暂，仅限于高红移z~6。矮星对外部紫外线辐射背景的敏感性使它们只能在中心保留中性气体（几个~100 pc）。这导致模拟的矮星被观察为DLA的概率很小。这项研究表明，DLA不太可能存在于能够容纳中性气体的最低质量矮星（M_halo~ 4x10^9太阳质量）中，低于该质量的矮星不太可能存在中性气体。然而，这项研究确实说明，当被检测到时，吸收线提供了一种强有力的方法来探测最小矮星系内部的ISM条件，在中等到高的红移。
2019-05-14 astro-ph.GA
Dynamics of dwarf galaxies disfavor stellar-mass black hole dark matter
研究了黑洞暗物质对矮星系恒星动力学演化的影响。我们发现，质量分离导致的恒星在矮星系中心的耗尽和一个环的外观在投影的恒星表面密度分布。使用Segue 1作为一个例子，我们表明，目前的观测投影表面恒星密度排除在99.9%的置信水平的可能性，即超过6%的暗物质是由黑洞的质量为几十个太阳质量。
2017-08-06 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Probing the Milky Way stellar and brown dwarf initial mass function with modern microlensing observations
我们使用最近的微透镜观测对中央隆起的银河系探测整体恒星加褐矮星初始质量函数（IMF）在这些地区以及在褐矮星域。我们发现，IMF是一致的相同的Chabrier（2005年）的银盘IMF特征。与此相反，文献中提出的其他IMF过度预测了短时间事件的数量，因此与观测相比，非常低质量的恒星和棕矮星。这再次支持了棕矮星和恒星主要通过相同机制形成的观点。我们表明，不同的IMF在恒星和亚恒星域的索赔，而不是从一个不正确的参数化的IMF。此外，我们表明，在隆起的中心区域的国际货币基金组织似乎是底部重，说明了大量的短期事件与其他地区相比。这让我们想起了我们之前对大质量早期星系中IMF的分析，并提出了同样的两阶段形成情景，中央隆起最初是在比银河系其他部分更猛烈的爆发式条件下形成的。
2023-01-12 astro-ph.GA
Big fish, small fish: Two New Ultra-Faint Satellites of the Milky Way
我们报告发现了两个新的银河系卫星在邻近星座的双鱼座和飞马座确定的数据从斯隆数字巡天。双鱼座II是一个超暗矮星系，距离约180千秒差距，距离最近探测到的双鱼座I约15度。Segue 3是一个超暗的星团，距离16 kpc。我们使用深跟踪成像获得的4米Mayall望远镜在基特峰国家天文台，以获得它们的结构参数。双鱼座II的半光半径约为60 pc，而Segue 3则小20倍，只有3pc。
2010-02-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Probing the Orientation Distribution of Nearby Double White Dwarfs through Gravitational Waves with LISA
Kyoto University（京都大学）；Tamkang University（淡江大学）
利用丽莎引力波研究附近双白矮星方向分布，通过考虑偏振角简并和银道面分布重铸低多极提取为傅里叶分析，对约500个双星样本，该方法对l≤3偶系数不确定性约0.02，可用于丽莎目录。
2026-07-16 astro-ph.GA
The Pristine Dwarf-Galaxy survey -- IV. Probing the outskirts of the dwarf galaxy Boötes I
我们提出了一个新的光谱研究矮星系牧夫座I（Boo I）的数据从英国-澳大利亚望远镜和AAOmega摄谱仪与二度场多目标系统。我们观察到了36颗高概率Boo I恒星，这些恒星是使用盖亚早期数据第3版自行和Pristine调查中的光度金属丰度选出的。其中，27人被发现是Boo I的明星，导致75%的成功率在寻找新成员。我们的分析使用了一个新的管道开发，估计径向速度和等效宽度的钙三重线高斯和Voigt线轮廓拟合。计算了16颗成员的金属丰度，包括3颗极贫金属星（[Fe/H] < -3.0），这意味着用Pristine和Gaia组合找到它们的成功率为25%。使用我们的新成员的大空间范围，跨越高达4.1半光半径和光谱从文献中，我们发现一个系统的速度梯度为0.40 +/- 0.10公里/秒/弧分和一个小的，但解决金属丰度梯度-0.008 +/- 0.003德克斯/弧分。最后，我们发现Boo I比以前认为的更长，椭圆率为0.68 +/- 0.15。它的速度和金属丰度梯度以及它的伸长表明Boo I可能受到潮汐的影响，这一结果得到了直接动力学模型的支持。
2022-06-22 astro-ph.GA
The Neon Gap: Probing Ionization with Dwarf Galaxies at z~1
利用Keck/DEIMOS光谱巡天HALO 7 D和DEEPWinds观测了z~1低质量星系的[NeIII]λ3869辐射。我们确定了167个具有显著[NeIII]发射线的星系，其中包括112个log（M_{\star} / M_{\odot}）< 9.5，0.3 < z < 1.4的“矮”星系。我们还测量了来自该范围内所有[OII]λλ 3727，3729线发射体的复合光谱的[NeIII]发射。这提供了在z = 0和2 < z < 3处充分研究的发射体之间的间隙中的[NeIII]-发射体的独特样本。为了研究这段时间ISM中电离条件的演变，我们分析了log（[NeIII]λ3869/[OII]λλ 3727，3729）比（Ne 3 O2）作为恒星质量和log（[OIII]λλ 4959，5007/[OII]λλ 3727，3729）比（O32）的函数。我们发现，典型的恒星形成矮星系在这个红移，从测量的复合光谱，共享的Ne 3 O2- M_{\star}关系的本地星系，但有较高的O 32在给定的Ne 3 O2。这一发现意味着z~1矮星布居的电离和金属丰度特征从z~1到z=0没有实质性的演变，这表明这些参数从z~2开始的已知演变主要发生在z~1。个别[NeIII]探测到的星系的发射特性位于本地和z~2星系之间，与升高的Ne 3 O2和O32发射可能解释恒星和星云金属丰度的变化。我们还将…
2023-01-18 astro-ph.GA
Probing dark matter with star clusters: a dark matter core in the ultra-faint dwarf Eridanus II
我们提出了一种新的技术来探测星系的中心暗物质（DM）密度分布，利用星团的生存和观察到的属性。作为第一个应用程序，我们将我们的方法应用于“超暗”的矮波江座II（Eri II），它有一个孤独的星团~45 pc从它的中心。使用网格的碰撞$N$体模拟，将恒星演化，外部潮汐和动力学摩擦的影响，我们表明，DM核心的Eri II自然再现的大小和其星团的投影位置。相比之下，一个致密的尖点星系要求星系团离Eri II中心远得令人难以置信（>1 kpc），并且必须在特定的轨道相位观测到高倾角的轨道。因此，我们的结果支持暗物质核心。这意味着一个冷的DM尖点在Eri II的中心被突发的恒星形成“加热”，或者我们看到了超越冷DM的物理学证据。
2018-04-04 astro-ph.GA
Probing the Low Surface Brightness Dwarf Galaxy Population of the Virgo Cluster
我们使用了下一代室女座巡天（NGVS）的公开数据来研究室女星系团的矮星系人口，这超出了以前的发现。我们首先屏蔽和平滑数据，然后使用对象检测算法Sextractor来进行我们的初始矮星系选择。然后对所有候选人进行目视检查，以去除伪影和重复。我们推导Sextractor参数，以最好地选择低表面亮度星系使用g波段中心表面亮度值为22.5至26.0等平方角秒和指数尺度长度为3.0 - 10.0角秒，以确定443个簇矮星系-其中303个是新的检测。这些新探测到的表面密度随着距离星团中心的半径而减小。我们还将我们的选择算法应用于“背景”，非集群，字段，并找到零检测。结合起来，这使我们相信我们已经分离出了一个星团矮星系群。我们能够探测到的物体范围是有限的，因为较小尺度的星系与背景混淆，而较大的星系被探测算法分成许多较小的物体。使用以前的调查数据结合我们的数据，我们发现一个微弱的终端斜率的光度函数为-1.35+/-0.03，这并没有显着不同，以前发现的室女星系团，但有点陡于场星系的斜率。没有证据表明暗端斜率陡到足以与星系形成模型相对应，除非这些模型调用强反馈过程或使用温暖的暗物质。
2015-07-07 astro-ph.GA
Star-forming Dwarf Galaxies in Filamentary Structures around the Virgo Cluster: Probing Chemical Pre-processing in Filament Environments
有人提出，暗条环境与星系的预处理密切相关，在这些预处理中，它们的性质可能在落入星系团之前就已经被暗条中的环境效应改变了。利用Sloan数字巡天光谱数据和银河演化探测器紫外测光数据，研究了室女星系团周围5个星系结构（室女III、小狮子座、狮子座IIA、狮子座II B和犬座）中的成星矮星系（SFDG）的化学性质.我们调查的恒星质量，气相金属丰度，和特定的恒星形成率（sSFR）的SFDG在室女座灯丝相比，那些在室女星系团和字段之间的关系。我们发现，在一个给定的恒星质量，SFDG在室女座灯丝显示较低的金属丰度和较高的sSFR比那些在室女星系团的平均。我们观察到，SFDG在室女座III灯丝显示出增强的金属丰度和抑制恒星形成活动的那些在室女星系团，而在其他四个灯丝SFDG表现出类似的属性，外地同行。此外，室女座III暗条中约有一半的星系被发现是形态过渡的矮星系，它们应该正在转变为静止的矮早型星系。基于对星系扰动参数的分析，我们认为，由星系相互作用所代表的局部环境可能是导致室女座星系丝中化学预处理的对比特征的原因。
2021-10-15 astro-ph.GA
The Dark Matter Annihilation Signal from Dwarf Galaxies and Subhalos
暗物质湮灭对于直接探测星系晕的块状性有着巨大的潜力，而星系晕是冷暗物质等级结构形成范式的关键预测之一。在这里，我们审查的伽马射线信号所产生的暗物质湮灭在银河系晕中心。我们认为这两个已知的银河系矮卫星星系和黑暗的团块没有恒星的组成部分作为潜在的来源。利用通过Lactea II数值模拟，我们估计通量18银河系矮椭球与公布的中心密度。最有希望的来源是Segue 1，其次是Ursa Major II，Ursa Minor，Draco和Carina。我们表明，如果任何已知的银河系卫星可以被检测到，那么至少有十倍以上的subhalos应该是可见的，其中很大一部分是黑暗的团块。
2009-06-11 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Small-scale stellar haloes: detecting low surface brightness features in the outskirts of Milky Way dwarf satellites
本文提出一种基于Gaia空间、颜色-星等和自行数据的更新算法，用于识别银河系矮星系外围成员星，并在约60个卫星中发现9个矮星系存在低密度外部轮廓，为矮星系恒星晕或潮汐流研究提供新证据。
2023-12-05 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
Probing the boundary between star clusters and dwarf galaxies: A MUSE view on the dynamics of Crater/Laevens I
我们目前的MUSE观测的争议超微弱恒星系统陨石坑。我们通过径向速度测量光谱确认了该系统的26颗成员星。我们推导出MUSE谱的系统仪器速度不确定度为2.27 $\rm \,km\,s^{-1}$。这个新数据集将陨石坑已确认的成员星增加了3倍。三分之一明亮的蓝色恒星和一颗位于主序关闭上方的较暗的蓝色恒星也被发现可能是该系统的成员。观测结果表明，火山口有一个系统的径向速度$v_{\rm sys}=148.18^{\rm +1.08}_{\rm -1.15}\rm \,km\,s^{-1}$，而这个系统最有可能的速度分散是$σ_{\rm v}=2.04^{\rm +2.19}_{\rm -1.06} \rm \,km\,s^{-1}$。系统的总动力学质量，假设动力学平衡，然后$M_{\rm tot}=1.50^{+4.9}_{-1.2}\cdot 10^{\rm 5}M_{\odot}$意味着M/L $_{\rm V}$ =8.52 $^{+28.0}_{-6.5}\, M_{\odot}/L_{\odot}$，这是符合一个纯粹的重子恒星星族在其误差范围内，没有显着的证据存在暗物质。我们还发现的径向速度分布的速度梯度的证据。我们的结论是，我们的研究结果有力地支持，火山口是一个暗淡的中间年龄外晕球状星团，而不是一个矮星系。
2016-04-22 astro-ph.GA
Probing the CGM of Low-redshift Dwarf Galaxies Using FIRE Simulations
紫外线金属吸收线的观测提供了深入了解的结构和组成的环星系介质（CGM）周围的星系。我们将这些观测结果与FIRE-2模拟套件中高分辨率宇宙学放大运行中矮星系周围的低红移（$z \leq 0.3$）CGM进行了比较。我们选择的模拟星系相匹配的晕质量，恒星质量和观测样本的红移。我们使用Trident对C IV，O VI，Mg II和Si III的UV跃迁进行吸收测量。C IV离子的FIRE等效宽度（EW）分布和覆盖分数与$0.5 R_{vir}$内的观测结果大致一致，但对O VI、Mg II和Si III的预测不足。CGM中离子的吸收强度与星系的质量和恒星形成活动适度相关。关联强度随离子电离势的增大而增大。从模拟的气体的结构和组成表现出三个区域周围的矮星系的特点是不同的离子柱密度：盘状ISM，内部CGM（风为主的制度），外部CGM（IGM吸积为主的制度）。我们发现，在模拟中的外部CGM是几乎但不完全支持的热压力，所以它不是在流体静力平衡（HSE），导致晕尺度的大规模流入和流出的运动。净气体流入速率与星系的SFR相当，但大量流入和流出速率要大一个数量级，速度与晕的维里速度相当。这些粗略的维里速度（${\sim} 100 km s^{-1}$）在模拟中产生大的EW。这支持了矮星系的图片，在大尺度的动态CGM耦合到小规模的恒星形成活动的中心附近的晕。
2020-11-03 astro-ph.GA
Probing AGN Feedback in Dwarf Galaxies with Spatially Resolved NIR Coronal Lines from JWST
University of California, Riverside（加州大学河滨分校）；The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）；Ehime University（爱媛大学）；George Mason University（乔治梅森大学）；California Institute of Technology（加州理工学院）；Steward Observatory, University of Arizona（亚利桑那大学斯图尔德天文台）；University of California, Los Angeles（加州大学洛杉矶分校）
利用JWST研究矮星系中AGN反馈，通过近红外冠状线探测喷流及电离状态。
2026-02-16 astro-ph.GA
Triangulum II: Possibly a Very Dense Ultra-Faint Dwarf Galaxy
Laevens等人最近发现了银河系的卫星Triangulum II。它的银心距离为36千秒差距，光度只有450太阳升。我们用Keck/DEIMOS测量了三角座II中心1.2'以内的6颗成员星的径向速度，得到速度色散σ_v = 5.1 - 1.4 + 4.0km/s。我们还测量了三颗恒星的金属丰度，发现[Fe/H]的范围为0.8 dex。速度和金属丰度的分散确定三角座II是一个暗物质占主导地位的星系。银河系正在快速地向银河系中心移动（v_GSR = -262 km/s）。虽然它可能在接近近心点时处于潮汐中断的过程中，但在我们的数据集中没有强有力的证据表明中断。椭圆率很低，平均速度<v_helio>= -382.1 +/- 2.9 km/s，排除了与三角座-仙女座亚结构或泛仙女座考古调查（PAndAS）恒星流的关联。如果三角座II处于动力学平衡，那么它的质光比将达到3600 - 2100 + 3500 M_sun/L_sun，这是所有非破坏性星系中最高的（动力学质量估计是可靠的）。三维半光半径内的密度为4.8 - 3.5 + 8.1 M_sun/pc ^3，甚至高于Segue 1。因此，三角座II是间接探测暗物质湮灭的绝佳候选者。
2015-11-12 astro-ph.GA
Phase Space Models of the Dwarf Spheroidal Galaxies
介绍了矮球状星系的新相空间模型。恒星成分具有各向同性的、降低的等温（或King）分布函数。恒星速度的各向同性的物理基础是由潮汐搅拌，而等温的分布函数保证所观察到的平坦度的内部部分的速度色散曲线。我们的模型再现的半光半径和视线中心速度色散的dSphs的数据。我们发现，不同的暗晕配置文件-无论是核心或尖-导致非常相似的质量估计在一个特定的半径，即1.7半光半径。由于不同的密度分布造成的质量测量之间的偏差大大小于观测误差所传播的不确定性。我们对每个银河系dSphs都进行了质量测量，发现质量最大的两个dSphs是最明亮的，即人马座（~ 2.8 x 10^8太阳质量）和天炉座（~ 1.3 x 10^8太阳质量）。银河系中质量最小的卫星是威尔曼1号（约4 x 10^5太阳质量）和赛格1号（约6 x 10^5太阳质量）。
2011-01-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Probing the relationship between early star formation and CO in the dwarf irregular galaxy WLM with JWST
利用JWST、ALMA和GALEX数据研究矮不规则星系WLM，发现靠近CO的天体质量更高且更可能与Spitzer 8微米源重合，暗示其为早期嵌入星团，但需年龄估计确认。
2024-04-18 astro-ph.GA
Probing the galactic halo with RR Lyrae stars I: The catalog
我们提供了一个包含5，290颗天琴座RR星（RRL）的目录，其金属丰度是根据LAMOST银河系理解和探索实验（LEGUE）和斯隆银河系理解和探索扩展（SEGUE）调查的光谱估计的。其中近70%（3，642个物体）还测量了系统径向速度。鉴于RRL的脉动性质，金属丰度估计是基于个人暴露的光谱，通过将它们与合成模板相匹配。假设一个经验脉动速度模板曲线，通过拟合观测到的速度作为相位的函数来测量系统径向速度。各种测试表明，我们的分析产生的金属丰度的典型精度为0.20\，dex和系统径向速度的不确定性范围从5到21\，km\，s $^{-1}$（取决于径向速度测量的数量为一个给定的明星）。基于良好校准的近红外$PM_{W1}Z$或$PM_{K_{\rm s}}Z$，和$M_{V}$ -[Fe/H]关系，精确的距离推导出这些RRL。最后，我们将盖亚DR 2自行纳入我们的目录。这个星表对各种银河系的研究，特别是对星系晕的研究，应该是非常有用的。
2020-02-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Characterization of star-forming dwarf galaxies at 0.1 $\lesssim z \lesssim$ 0.9 in VUDS: Probing the low-mass end of the mass-metallicity relation
本文介绍了在VIMOS超深巡天（VUDS）中，通过明亮的光发射谱线选择的164个（$i_{AB}$ $\sim$ $23$ - $25$ mag）红移$0.13$ $\leq z \leq$ $0.88$的暗弱成星矮星系（SFDGs）的发现和光谱特征。我们研究了它们的综合物理性质和电离条件，用来讨论质量-金属丰度关系（MZR）的低质量端和其他关键标度关系。我们使用COSMOS，VVDS-02 h和ECDF-S领域的光学VUDS光谱，以及深多波长测光，推导恒星质量，恒星形成率（SFR）和气相金属丰度。VUDS SFDG是紧凑的（中值$r_{e}$ $\sim$ $1.2$ kpc），低质量（$M_{*}$ $\sim$ $10^7-10^9$ $M_{\odot}$）星系，具有广泛的恒星形成率（SFR（$Hα$）$\sim 10^{-3}-10^{1}$ $M_{\odot}/yr$）和形态。总的来说，它们显示了一个广泛的太阳下金属丰度（12+log（O/H）= $7.26$ - $8.7$ ; $0.04$ $\lesssim Z/Z_{\odot} \lesssim$ $1$）。SFDG的MZR显示出一个平坦的斜率相比，在相同的质量范围和红移的星系以前的研究。我们发现的MZR的散射部分解释在低质量范围内通过不同的特定SFR和气体分数之间的星系在我们的样本。与简单的化学演化模型相比…
2017-01-16 astro-ph.GA
FEAST: probing the stellar population of the starburst dwarf galaxy NGC4449 with JWST/NIRCam
本文利用 JWST/NIRCam 的 FEAST 项目数据研究星暴矮星系 NGC 4449 的恒星族，揭示不同年龄恒星的空间分布差异、AGB 分支间隙及大质量 AGB 星指状结构，证实其经历复杂且可能由外部驱动的恒星形成。
2025-07-04 astro-ph.GA
The spatial structure of mono-abundance sub-populations of the Milky Way disk
银河系恒星盘的空间、运动学和元素丰度结构都很复杂，很难用局部光谱或全球光度数据来分析。在这里，我们开发并应用了一种严格的密度建模方法用于银河系光谱调查，该方法可以使用SDSS/SEGUE的23，767颗G型矮星，在[α/Fe]和[Fe/H]的窄箱中调查恒星子种群的全球空间结构。我们适合模型的数量密度的每个这样的单丰度组件，适当占复杂的光谱SEGUE采样的基础恒星星族。我们发现，每个单丰度亚种群都有一个简单的空间结构，可以用垂直和径向的单一指数来描述，随着年龄的增加，尺度高度不断增加（~200 pc至1 kpc），尺度长度不断减小（>4.5 kpc至2 kpc），这表明它们的金属丰度较低，[α/Fe]增强。具有最大尺度高度的丰度选择子组分具有最短尺度长度，这与纯粹的几何“厚-薄盘”分解形成鲜明对比。在某种程度上，[α/Fe]是年龄的适当代理，我们的结果直接表明，较老的磁盘子人口更集中，这意味着由内而外形成的星系盘。事实上，最大的尺度高度子分量集中在银河系的中心，这几乎是通过内部演化来解释盘的垂直结构的必然结果。单丰度子组分的简单空间结构，以及年龄、尺度长度和尺度高度之间的显著相关性是否可以通过卫星吸积或其他外部加热来解释，还有待观察。
2012-05-19 astro-ph.GA
Probing star formation and feedback in dwarf galaxies. Integral field view of the blue compact galaxy Tololo 1937-423
蓝色致密星系（BCG）是富含气体、低质量的小型系统，以异常高的速度形成恒星。这使得它们成为研究星系尺度恒星形成过程（SF）和大质量恒星反馈对星际（和星系间）介质影响的优秀实验室。我们分析了BCG Tololo 1937-423使用光学积分场光谱与VIMOS在甚大望远镜探测其形态，恒星内容，星云激发和电离特性，以及其温暖的电离气体的运动学。我们发现Tololo 1937-423目前正在经历一个扩展的星暴，有九个主要的$Hα$团块。该星系呈现出一个单一的连续峰，与发射线中的任何结都不是同空间的，这表明至少有两个相对较近的SF事件。不均匀的尘埃分布在连续谱峰的位置上达到最大值。我们在星系外部区域和SF结的边缘发现了激波区域。在所有的SF区域中，氧的丰度是相似的，这表明在几kpc的空间尺度上，化学上均匀的电离星际介质。电离气体的运动学显示出围绕西北-东南轴的整体规则旋转。星系的形态和两个不同的SF情节表明触发（由超新星冲击波引起）SF在Tololo 1937-423中发挥作用。不同SF事件的推断年龄（中央星暴后约1300 - 8000万年，正在进行的SF约500 - 700万年）与触发SF一致，最近的SF事件是由中央星暴后的恒星风和超新星爆炸的集体效应引起的。速度色散模式，在SF区域的边缘和星系中的冲击区域发现了较高的速度色散，也有利于这种情况。
2017-08-30 astro-ph.GA
Probing baryonic processes and gastrophysics in the formation of the Milky Way dwarf satellites: I. metallicity distribution properties
本文研究了类MW主星系周围矮卫星星的化学性质，探讨了超新星反馈、宇宙再电离和H $_2$冷却等重子过程对它们的可能影响，以及当前和未来的观测对这些过程的制约。我们用半解析模型生成类MW星系，用基准模型再现类MW矮星的光度函数和恒星金属丰度-恒星质量关联。利用模拟的类MW星系，我们重点研究了它们的矮星的三个金属丰度性质：矮星群体的恒星金属丰度-恒星质量相关，以及单个矮星中恒星金属丰度分布的贫金属和富金属尾。结果表明：（1）恒星金属丰度-质量关联的斜率对SN反馈强度和再电离时期敏感，（2）富金属尾的延伸主要对SN反馈强度敏感，（3）贫金属尾的延伸主要对再电离时期敏感，（4）富金属尾的延伸主要对SN反馈强度敏感，（5）贫金属尾的延伸主要对再电离时期敏感。（4）三种化学性质对H $_2$冷却过程均不敏感;和（5）我们的模型结果与当前恒星金属丰度观测斜率的比较--恒星质量关系表明，局部宇宙的再电离早于宇宙平均值，局部源可能对局部区域的再电离有重要贡献，并且中等到强的SN反馈强度是优选的。未来对恒星金属丰度分布的富金属和贫金属尾部的观测将进一步限制SN反馈和再电离过程。
2014-06-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Probing non-spherical dark halos in the Galactic dwarf galaxies
我们构建轴对称质量模型的矮球状（dSph）星系在银河系中获得合理的限制非球形结构的黑暗晕。这是由于观测到的dSphs的发光部分实际上是非球形的，而冷暗物质（CDM）模型预测了非球形的维里化暗晕。我们的模型考虑速度各向异性的恒星$\bar{v^2_R} / \bar{v^2_ϕ}$，这可以改变所采用的柱坐标下的假设$\bar{v^2_z}=\bar{v^2_R}$为简单起见，也包括一个倾斜的系统作为拟合参数来解释所观察到的视线速度色散轮廓。将这些模型应用于银河系中六个明亮的dSphs，我们发现大多数dSphs的最佳拟合情况下产生扁圆和扁平的暗晕，而不管其中心部分的假设密度分布。我们还发现，包围在一个长轴长度为300 pc的球体内的dSphs的总质量从$10^6M_{\odot}$到$10^7M_{\odot}$不等，与球形模型的结论相反。这表明在dSphs的质量模型中考虑暗晕形状的重要性。我们还发现银河系dSphs的暗晕可能比N-体预测更平坦，从而暗示我们对矮星系尺度下的重子和/或非重子暗物质物理的理解还不完全。
2012-06-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Probing the heating of the neutral atomic interstellar medium in the Dwarf Galaxy Survey through infrared cooling lines
本研究结合MULTIGRIS代码与Cloudy模型，利用红外冷却线约束分析37个近邻星系的中性气体加热机制，发现高金属丰度星系以光电效应加热为主，低金属丰度星系中X射线光电离占主导，且该方法可在无X射线观测时反演辐射场性质。
2024-11-06 astro-ph.GA
