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
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
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
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
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
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 Universal Stellar Mass-Stellar Metallicity Relation for Dwarf Galaxies
本文给出了7个富气矮不规则星系（dIrrs）中恒星的光谱金属丰度，并证明了dIrrs与银河系和M31的矮球状体（dSph）的质量-金属丰度关系相同：Z_* ~ M_*^（0.30 +/-0.02）。这种关系的一致性与以前基于光度学的金属丰度估计相矛盾。对于质量为M_* = 10^12 M_sun的星系，这种关系与恒星质量-恒星金属丰度关系大致是连续的。虽然矮星系的平均金属丰度仅取决于恒星质量，但其金属丰度分布的形状取决于星系类型。dIrrs的金属丰度分布类似于简单的漏盒化学演化模型，而dSphs需要一个额外的参数，如气体吸积，来解释其金属丰度分布的形状。此外，更明亮的dSphs的金属丰度分布具有尖锐的，富含金属的截止值，这与由于冲压压力剥离导致的恒星形成的突然截断一致。
2013-10-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
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
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
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
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
Metallicity profiles of Ultra Diffuse Galaxies in NIHAO simulations
超新星反馈驱动膨胀已被证明是一种可行的机制来解释超漫射星系（UDG）的平均性质，如大小，颜色，质量和内部运动学。在这里，我们探索的反馈驱动的模拟UDG从NIHAO项目的恒星金属丰度梯度的起源，并将它们与观测到的分布的金属丰度梯度的本群矮星，以及最近观察到的UDG DF44。模拟的UDG显示了各种各样的金属丰度分布，显示出从平到负的梯度，类似于在LG矮星中观察到的，而DF44数据表明从平到正的梯度。模拟中的各种金属丰度梯度是由恒星形成发生的半径和随后的超新星反馈驱动的恒星重新分布之间的相互作用设定的：旋转支持的系统往往具有平坦的金属丰度轮廓，而色散支持的星系则显示出负的和陡峭的轮廓。我们的研究结果表明，UDG是不是奇特的，在什么方面，他们的金属丰度梯度相比，定期矮星。理想的情况是，在未来可以获得更大的UDG梯度观测样本，以检验我们的预测。
2022-06-21 astro-ph.GA
Dwarf Galaxy Integral-field Survey (DGIS): survey overview and the result of global mass-metallicity relation
本文介绍DGIS积分场巡天的样本、数据与科学目标，并给出65个近邻矮星系的整体气相金属丰度—恒星质量关系，发现其基本延续高质量端外推趋势。
2025-01-09 astro-ph.GA
The Pristine Inner Galaxy Survey (PIGS) IV: A photometric metallicity analysis of the Sagittarius dwarf spheroidal galaxy
我们使用$Pristine\,CaHK$测光对人马座矮球状星系（Sgr dSph）进行了全面的金属丰度分析。我们的成员选择的基础上$Gaia$ EDR 3天体测量应用在$G_{0} = 17.3$的星等限制，和我们的人口研究的金属敏感测光从$Pristine$内星系巡天（PIGS）。用光度金属丰度代替光谱金属丰度，使我们能够覆盖前所未有的大面积（$\sim 100$平方度）的矮星系，并研究其成员的空间分布作为金属丰度的函数，几乎没有选择效应。我们的研究比较了9719颗贫金属星的空间分布与[Fe/H] $< -1.3$和30115颗富金属星的[Fe/H] $> -1.0$。光度测定Sgr样品还允许我们组装1150个非常贫金属的Sgr候选物（[Fe/H] $< -2.0$）的最大样品。通过调查和拟合富金属和贫金属种群的空间特性，我们发现一个负的金属丰度梯度，从Sgr中心（或$\sim 5.5$ kpc在Sgr的距离），我们的足迹的极限延伸到12度。我们的结论是，贫金属恒星的相对数量在星系的外部区域增加，而中心区域主要是富金属恒星。这些发现表明了一个由外向内的形成过程，并表明了Sgr的长期形成历史，这受到了Sgr和银河系之间的潮汐相互作用的影响。
2022-10-04 astro-ph.GA
High Resolution Radio and Optical Observations of the Central Starburst in the Low-Metallicity Dwarf Galaxy II Zw 40
在低质量、低金属丰度和高恒星形成率表面密度的星系中，恒星形成的变化程度并没有得到很好的限制。为了深入了解这些物理条件下的恒星形成，本文估计的电离光子通量，质量和年龄的年轻的大规模集群的中心区域的II Zw 40-原型低金属度矮星暴星系-从无线电连续谱和光学观测。离散的、星团大小的源只占总射电连续辐射的一半;其余的是弥散的。年轻（小于500万年）的中心爆发的恒星形成率表面密度明显超过银河系。在30剑鱼座中，13个源中有3个的电离光子通量（因此质量）大于R136。虽然分离星系质量和金属丰度的影响是困难的，但HII区域的光度函数和II Zw 40中心的内部消光似乎主要是由合并相关的星暴驱动的。相对平坦的HII区光度函数可能是合并过程中ISM压力增加的结果，内部消光类似于其他星暴星系中的尘埃和多孔尘埃。
2013-12-17 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
How much metals did the first stars provide to the ultra-faint dwarfs?
到目前为止，矮星系的数值模拟未能再现观测到的金属度-光度关系，直到超暗矮星（UFD）。我们解决这个问题，探索如何第一代无金属恒星（波普III）可以帮助增加这些微弱的星系的平均金属丰度。我们运行放大的化学动力学模拟十九晕提取的宇宙箱，并遵循红移0。模型不仅验证了星系的整体性质的基础上，但也恒星丰度比。我们确定的必要条件，形成第一颗恒星的迷你晕，并推导出限制的金属喷射计划。通过考虑不同的IMF、对不稳定性超新星（PISNe）及其能量反馈的影响，以及标志着从第一颗星到低质量长寿星形成的过渡的金属丰度阈值，评估了Pop III星对UFD最终金属丰度的影响。包含Pop III恒星确实增加了UFD的全球金属丰度，尽管不足以解决观测的紧张关系。具有高于140 Msun的祖质量的PISNe确实允许进一步增加UFD的金属含量。然而，由于PISNe是罕见的，有时在最暗的UFD中不存在，它们对金属度-光度关系的全球暗端的影响有限。尽管UFD中光谱确认的成员数量有限，这使得一些UFD的金属丰度分布不确定，但我们的分析表明，这是模型中缺少的富含金属的尾部。因此，剩下的挑战是观测和数值：i）扩展高分辨率光谱数据样本并确认最微弱的UFD的平均金属丰度，ii）解释恒星形成历史非常短的星系中化学富集恒星的存在。
2022-06-22 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
The age-metallicity relationship in the Fornax spheroidal dwarf galaxy
我们产生了一个全面的领域恒星年龄金属丰度的关系（AMR）从最早的时代，直到~ 1 Gyr前的三个领域在天炉座dSph星系使用VI光度数据获得的FORS 1在VLT。我们发现，最里面的一个不包含占主导地位的非常古老的恒星（年龄> 12 Gyr），而相对较外的领域不占代表性的星场人口小于~ 3 Gyr。当聚焦于最突出的恒星星族时，我们发现，导出的AMR是由外向内恒星形成过程的证据所雕刻的。所研究的磁场显示双峰金属丰度分布分别在[Fe/H] =（-0.95 +-0.15）dex和（-1.15或-1.25 +-0.05）dex处达到峰值，但仅在整个星系寿命的前半段。此外，更多的金属丰富的人口似乎是更多的外部领域，而在最里面的天炉座领域的两个金属丰度人口的贡献似乎是相似的。我们还发现，在~ 6 Gyr前的金属丰度离散度是非常大的，而在~ 1-2 Gyr的内禀金属丰度离散度结果小于相对老的几代恒星。我们将这些结果解释为两个星系可能合并的结果，这将引发一个恒星形成爆发过程，该过程在6到9 Gyr前达到峰值，这取决于该领域在星系中的位置。
2014-06-23 astro-ph.GA
An inefficient dwarf: Chemical abundances and the evolution of the Ursa Minor dwarf spheroidal galaxy
我们提出了详细的化学元素丰度比的17种元素在三个金属贫恒星的小熊座矮球状星系，我们结合现有的数据从文献中评估的一套新的星系化学演化模型的预测。用Keck/HIRES仪器获得的光谱数据显示[Fe/H]=-2.12、-2.13和-2.67 dex的低金属丰度。虽然我们样本中最缺乏金属的恒星显示出[Mn/Fe]和其他Fe峰元素的过剩，但我们的总体发现与之前对该星系的研究一致：[α/Fe]比值升高，与晕值相似或仅略低于晕值，但在金属丰度极低时具有超新星Ia富集，以及随着金属丰度的降低，第一峰值中子俘获元素与第二峰值中子俘获元素的比率[Y/Ba]增加。根据dSph的金属丰度分布函数设计的化学演化模型表明，UMi有一个延长的恒星形成过程，持续了近5 Gyr，效率较低，并且能够首次解释低金属丰度下的[Y/Ba]增强。特别是，我们表明，目前缺乏气体可能是由于气体从系统中，我们的模型风的持续损失。
2015-02-13 astro-ph.GA
Live Fast, Die $α$-Enhanced: The Mass-Metallicity-$α$ Relation of the Milky Way's Disrupted Dwarf Galaxies
银河系的卫星星系（“幸存的矮星系”）已经被研究了几十年，作为低质量区域化学演化的独特探针。在这里，我们将这样的研究扩展到“被破坏的矮星”，其碎片构成了恒星晕。本文给出了H3巡天中9个含$M_{\star}\approx10^{6}-10^{9}M_{\odot}$的分裂矮星的丰度（[Fe/H]，[ $α$ /Fe]）和恒星质量（人马座，$Gaia$ -Sausage-Enceladus，Helmi Streams，Sequoia，Wukong/LMS-1，Cetus，Thamnos，I 'itoi，Orphan/Chenab）。幸存的和被破坏的矮星在化学上是不同的：在固定的质量下，被破坏的矮星是系统性的贫金属和$α$增强的。被破坏的矮星定义了一个质量-金属丰度关系（MZR），其斜率与$z=0$ MZR相似，随后是幸存的矮星，但被$Δ$ [Fe/H] $\approx0.3-0.4$ dex抵消到较低的金属丰度。与$z=0$ MZR有较大偏移的矮行星，其$α$增强程度更高。在模拟和观测中，具有较高$Δ$ [Fe/H]的星系在较高的红移下形成-利用这一点，我们推断被破坏的矮星具有典型的恒星形成截断红移$z_{\rm{trunc}}{\sim}1-2$。我们比较了化学推断的$z_{\rm{trunc}}$和动力学推断的吸积红移，发现几乎所有的矮星只有在吸积后才被猝灭。被破坏的矮星和幸存的…
2022-04-19 astro-ph.GA
Deep CO Observations and the CO-to-H_2 Conversion Factor in DDO 154, a Low Metallicity Dwarf Irregular Galaxy
本文对矮不规则星系DDO 154中的CO发射进行了深光谱研究。DDO 154的氧丰度只有太阳的1/20。进行观察以限制低金属丰度下CO至$\mathrm{H_2}$的转换因子。然而，没有检测到CO，尽管这是对这种类型星系的敏感观测之一。我们成功地把一个强大的下限转换因子，至少10倍的银河值。我们的研究结果支持了以前的研究，认为在低金属丰度的高转换因子。
2010-11-15 astro-ph.CO 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
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
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
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
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
The effects of $^{22}$Ne sedimentation and metallicity on the local 40 pc white dwarf luminosity function
通过研究不同银河系金属丰度模型下的情景，分析了$^{22}$ Ne的沉积作用对本地白矮星光度函数的影响。我们利用一个最新的人口合成代码的基础上蒙特卡罗技术来获得合成光度函数。恒定太阳金属丰度模型不能同时再现白矮星光度函数的峰值和截止值。由于$^{22}$ Ne沉降而释放出的额外能量，使更多的物体堆积在光度函数暗端的较亮的仓中。一个单一的爆发厚盘人口的贡献增加了恒星的数量，在星等间隔为中心的$M_{\rm bol}=15.75$。在所研究的金属丰度模型中，遵循Twarog轮廓的模型是一次性的。我们的最佳拟合模型时，周围的太阳能金属丰度值的分散被认为是随着$^{22}$ Ne沉降模型，厚盘的贡献和年龄的薄盘的$8.8\pm0.2$陀螺仪。我们的人口合成模型是能够再现本地白矮星光度函数与高度的精度时，在太阳值模型周围的金属丰度分散。尽管$^{22}$ Ne沉降的影响很小，厚盘种群的贡献也很小，但它们都有助于更好地拟合白矮星光度函数的峰值和截止区域。
2019-06-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Mass-Metallicity Relation of Dwarf Galaxies at Cosmic Noon from JWST Observations
利用JWST观测和引力透镜效应，将z=2-3处矮星系的质量-金属丰度关系拓展至更低质量端，发现低质量端斜率更平缓并证实基本金属丰度关系的存在。
2023-09-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
