Environmental effects in Herschel observations of the ionized carbon content of star forming dwarf galaxies in the Virgo cluster
我们使用档案赫歇尔数据检查单离子化碳（[CII]）的含量的14个恒星形成的矮星系的室女星系团。我们使用光谱能量分布（SED）来拟合远红外、中红外、近红外、光学和紫外数据，以获得这些星系的总红外连续谱（TIR）。我们比较的[CII]/TIR比的矮星系在室女座的中心部分的集群的南部和类似的TIR光度和金属的赫歇尔矮星系巡天（DGS）的场矮星系的样本中的星系，以寻找迹象的[CII]形成独立的恒星形成。我们的分析表明，位于星系团中部的室女座矮星的[CII]/TIR值显著高于星系团南部的样品和DGS的样品，而南部的样品与DGS一致。这种[CII]/TIR的过量意味着在星系团中心的矮星系中，有相当一部分[CII]的起源不是恒星形成，很可能是由于星系团中心部分的环境过程。我们还发现了一个令人惊讶的强相关性[CII]/TIR和本地冲压压力感受到的矮星系团。在这方面，我们认为，我们在这些星系中看到的过量[CII]很可能是由于冲压压力冲击的形成。
2022-06-01 astro-ph.GA
Forming Blue Compact Dwarf Galaxy (BCD) through Mergers
长期以来，人们一直推测蓝致密矮星系（BCD）是通过低质量富气体星系之间的相互作用形成的，但对这种系统的一些候选者进行了详细的研究。我们研究了一个紧凑的恒星形成的矮星系，是从合并矮星系目录中选择的样本。我们提出了一个详细的研究，他们的光谱和结构特性。我们发现，这些BCD看星系主机扩展恒星壳，从而被证实是一个矮-矮合并。它们的恒星质量介于$8\times10^7$ ~M $_{\sun}$和$2\times10^9$ ~M $_{\sun}$之间。虽然扩展的尾部和外壳在深层光学图像中很突出，但整体长轴光剖面可以很好地用内部紧凑和扩展外部半径的双分量Sérsic函数建模。我们使用二分量模型计算了内外分量的星质比。我们发现我们的样本的平均比率为4：1（范围为10：1至2：1），表明中心分量主导恒星质量，恒星形成持续爆发。根据H $_α$等效宽度的测量，我们得到了这些星系的恒星形成年龄。这些星系的恒星形成年龄的推导结果是在几个10百万年的顺序，这表明最近的恒星形成点火由于卫星相互作用的事件。
2022-12-14 astro-ph.GA
UVIT imaging of WLM : Demographics of star forming regions in the nearby dwarf irregular galaxy
利用紫外成像望远镜（UVIT）的F148 W、N245 M和N263 M三个滤光片的多波段观测资料，对附近矮不规则星系WLM的恒星形成区及其人口统计进行了研究。我们发现，紫外线发射至少扩展到1.7千秒差距，与NUV发射更扩展比FUV。我们利用理论模型制作了（F148 W $-$ N245 M）和（F148 W $-$ N263 M）的紫外色图，研究了年轻恒星复合体的温度形态。我们确定了几个复杂的温度T $>$ 17500 K这很可能是OB协会目前在星系中。这些配合物与H $α$发射区、H $~$ I分布和HST探测到的热星具有良好的空间相关性。发现热恒星形成区在性质上是星团，并显示出层次结构，大小在4 - 50 pc范围内，其中大量的大小为$<$ 10 pc。该星系的西南部有许多热恒星形成区，高水平的H $α$发射和低的H $~$ I柱密度，这些都表明该星系是一个活跃的近期恒星形成区。WLM可能有一个大部分的低质量致密恒星形成区的质量M $< 10^3 M_{\odot}$，在协议的大小和质量的CO云。我们估计WLM的恒星形成率为$\sim$ 0.008 $M_{\odot}/yr$，这与附近矮不规则星系的平均值相似。
2018-07-19 astro-ph.GA
Influence of the Void Environment on Chemical Abundances in Dwarf Galaxies and Implications for Connecting Star Formation and Halo Mass
我们研究如何空洞环境影响星系的化学演化，通过比较的氧和氮的丰度的矮星系的空洞与矮星系在密集的地区。利用SDSS DR 7的光谱观测，我们估计了889个空矮星系和672个矮星系在致密区域的氧，氮，氖丰度。一个替代的[OII] 3727的双重发展，允许SDSS矮星系的氧丰度估计在所有的红移与直接Te方法。我们发现，空矮星系有大约相同的氧丰度和Ne/O比，略高的氖丰度，略低的氮丰度和N/O比比在致密的环境中的矮星系。我们的结论是，空洞环境有轻微的影响矮星系的化学演化。我们的质量N/O关系表明，氮的二次生产开始在一个较低的恒星质量在空矮星系比矮星系在密集的环境。我们的矮星系样本显示了sSFR和N/O比之间的强烈反相关性，提供了证据表明，氧是在质量更高的恒星中产生的，而不是合成氮的恒星。较低的N/O比和较小的恒星质量的二次氮生产中看到的空矮星系可能表明延迟的恒星形成和宇宙缩小的大尺度环境的依赖。在空洞矮星系中，氧丰度向稍高的方向转变，这可能是空洞中暗物质晕质量与恒星质量之比大于致密区域的证据。
2018-09-12 astro-ph.GA
Chemical evolution of Local Group dwarf galaxies in a cosmological context -- I. A new modelling approach and its application to the Sculptor dwarf spheroidal galaxy
我们提出了一种新的化学演化建模方法，专门设计用于研究矮星系的化学性质在一个完整的宇宙学框架。特别是，我们专注于玉夫座矮球状星系作为我们的模型的测试床。我们从卫星星系目录中选择了四个候选的雕塑家星系，通过实施版本的慕尼黑半解析模型的星系形成的水平2宝瓶座暗物质模拟。我们明确地遵循几种化学元素的演化，无论是在恒星形成的冷气体中，还是在晕中的热介质中。我们考虑到详细的不同初始质量的恒星的寿命，Ia型超新星爆炸的延迟时间的分布和恒星的初始金属丰度的恒星产量的依赖性。我们允许大部分金属沉积到热相中，要么直接作为恒星死亡，要么通过超新星爆炸提供动力的再加热气流。为了重现观测到的金属丰度分布函数和观测到的玉夫座长寿恒星的丰度比，大部分再加热的金属必须永远不会重新进入活跃的恒星形成区域。我们的分析进一步限制了半解析模型，并在大的，可能的金属富集的Sculptor矮球状星系的情况。
2013-06-07 astro-ph.GA
Chemistry and Kinematics of the Late-Forming Dwarf Irregular Galaxies Leo A, Aquarius, and Sagittarius DIG
我们提出了Keck/DEIMOS光谱的个别恒星在相对孤立的本群矮星系狮子座A，宝瓶座，人马座矮不规则星系。这三个星系--尤其是狮子座A和水瓶座--相对于许多其他孤立的矮星系，有着共同的延迟恒星形成历史。所有三个星系中的恒星都是由色散支撑的。我们没有发现恒星速度结构的证据，即使是水瓶座，它有旋转的HI气体。速度色散表明这三个星系都是以暗物质为主的，暗物质与重子物质的质量比从$4.4^{+1.1}_{-0.8}$（SagDIG）到$9.6^{+2.5}_{-1.8}$（宝瓶座）不等。狮子座A和SagDIG的恒星金属丰度比水瓶座低，它们的气体含量也更高，如果水瓶座在化学演化中走得更远，这两者都是可以预期的。狮子座A的金属丰度分布与化学演化的封闭或漏盒模型不一致，这表明该星系在恒星形成期间预先富集或获得外部气体。所有三个星系的恒星金属丰度都在稳步增加，但可能以不同的速度增加。[ $α$ /Fe]比在一个给定的[Fe/H]低于玉夫座矮球状星系，这表明更多的扩展比玉夫座恒星形成的历史，与光度导出的恒星形成历史一致。总体而言，大体积的运动学和化学性质的晚形成的矮星系不偏离那些少延迟的矮星系，包括矮球状星系显着。
2016-10-26 astro-ph.GA
The extent of chemically enriched gas around star-forming dwarf galaxies
超新星驱动的风经常被用来从矮星系中移除化学富集的气体，以匹配它们的低观测金属丰度。在这样的浅势井中，流出物可能产生大量富集的晕气体（环星系介质或CGM）并污染星系际介质（IGM）。在这里，我们提出了一个调查的CGM和IGM周围的18恒星形成场矮星的恒星质量$\log\,M_*/M_\odot\approx8-9$在$z\approx0.2$。其中八个有CGM探测类星体吸收光谱在投影距离，$d$，小于主机维里半径，$R_{\rm h}$。在$d/R_{\rm h}=1-3$的周围IGM中探测到10个。吸收测量包括中性氢、扩散冷气体的主要硅离子（$T\sim10^4$ K; Si II、Si III和Si IV）、中等电离碳（C IV）和高度电离氧（O VI）。与大质量恒星形成星系相比，矮星系CGM的金属吸收不太常见，而$\approx4\times$较弱，尽管O VI吸收仍然很常见。在$d/R_{\rm h}=1-3$探测的矮星中，没有一个探测到明确的金属线。结合现有的硅离子，我们估计，从与过去的恒星形成相关的超新星的产量预期的硅预算，矮冷CGM帐户只有$2-6\%$。高度电离的O VI占氧预算的$\approx8\%$。由于O VI跟踪离子与预期的平衡离子分数的$\lesssim 0.2$，高度电离的CGM可能代表一个重要的金属水库，即使是矮星预计不会保持重力冲击加热热晕。
2017-11-15 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
Episodic Model For Star Formation History and Chemical Abundances in Giant and Dwarf Galaxies
在寻找一个综合的理解，恒星形成率和化学丰度的星系的演化的方案提出，结合气体从星系晕，流出的气体超新星爆炸，和振荡的恒星形成过程。振荡恒星形成模型是模拟星际介质的热、暖、冷组分的质量分数变化的结果。观测到的振荡周期在$(0.1-3.0)\times10^{7}$ \，yr范围内变化，取决于从巨星系到矮星系存在的各种参数。在巨星系和矮星系中，金属丰度的演化是不同的，并取决于外流过程。在矮星系中观测到的丰度可以在快速流出和冷气体缓慢蒸发成热气体的情况下再现，而对于巨星系，缓慢流出和快速蒸发是优选的。矮星系中金属丰度的变化支持了这样一个事实，即矮星系中SNII的低生产率是造成类似质量的矮星系中金属丰度变化的原因。
2016-07-31 astro-ph.GA
Exploring Chemical Homogeneity in Dwarf Galaxies: A VLT-MUSE study of JKB 18
破译金属在整个星系中的分布是我们理解星系演化的基础。在附近，低金属量，恒星形成的矮星系特别可以提供详细的了解可能发生在早期宇宙星系内的金属依赖过程。在这里，我们提出了一个这样的系统，JKB 18，一个蓝色的弥漫矮星系的金属丰度只有12+log（O/H）=7.6 $\pm$ 0.2（~0.08 Zsol）的VLT/MUSE观测。使用高空间分辨率的积分场光谱的整个系统，我们计算化学丰度为个人HII地区使用直接的方法和获得氧丰度图使用强线金属丰度诊断。在O/H、N/H和N/O的~0.5-0.6 dex的大规模分散体和具有在该1 $σ$分布之外的化学丰度的区域中，我们认为JKB 18是化学不均匀的。我们探索这一发现的背景下，其他化学不均匀的矮星系，并得出结论，无论是吸积的金属贫气体，短混合时间尺度，或自富集沃尔夫-拉叶星是负责。使用一个低质量矮星系的星系尺度，多相，流体动力学模拟，我们发现，这个水平的化学不均匀性可能是由于气体通过超新星和特定的时间观测相对于恒星形成活动的去除。这项研究不仅提请注意矮星系可能是化学不均匀的事实，而且在评估这一特征时使用的方法可能会受到偏见的影响。
2020-06-18 astro-ph.GA
A star-forming dwarf galaxy candidate in the halo of NGC 4634
盘状星系的晕形成了星系盘与星系际介质之间的重要联系。位于星系晕中的大质量恒星、HII区或矮星系是最近吸积和/或气体外流的潜在示踪物，也是光子场和气相金属丰度的额外贡献者。我们调查的性质和起源的恒星形成矮星系候选人位于边缘室女座星系NGC 4634的晕的投影距离为1.4千秒差距和H $α$恒星形成率为$\sim 4.7 \times 10^{-3} \text{M}_\odot \text{yr}^{-1}$，以增加我们对这些盘晕过程的理解。用光学长缝光谱测量了星云光学发射线的通量，得到了NGC 4634盘和候选成星矮星系中HII区的氧丰度12 + log（O/H）。从光学长缝数据和哈勃空间望远镜（HST）r波段数据、H $α$数据、巨型米波射电望远镜（GMRT）HI数据以及SDSS和GALEX数据的光度测量得出的丰度用于进一步分析。通过对H $α$光度、HI图和相对速度的$B$波段光度-金属丰度关系的进一步研究，我们能够确定矮星系候选者的可能起源。矮星系候选者的高氧丰度（12 + log（O/H）$\approx$ 8.72）导致它是由预富集的物质形成的结论。对辅助数据的分析表明，矮星系候选者是由来自NGC 4634的物质组成的。我们无法确定这些物质是否是通过潮汐或其他过程喷射出来的，这使得该系统对后续观测非常有趣。
2018-08-08 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
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
A Nascent Tidal Dwarf Galaxy Forming within the Northern HI Streamer of M82
我们通过$Hα$发射（$F_{Hα}\sim 6.5\times10^{-14}$ erg s $^{-1}$ cm $^{-2}$），使用基于蜻蜓长焦阵列的探路者仪器，确定了一个位于M82潮汐流内的$\sim$ 600 pc宽的活跃恒星形成区域。该天体在运动学上与M82的圆盘解耦，这一点通过凯克/ LRIS光谱学得到了证实，并且在空间和运动学上与数百万年前M81通过所引起的“北方HI流光”内的HI和分子氢的过密度相一致。根据HI数据，我们估计气体的$\sim5\times10^7$ M $_{\odot}$存在于与$Hα$源一致的特定过密度中。该天体的金属丰度（12+ $\log(O/H)\simeq 8.6$），在富含气体的潮汐特征中的位置，以及形态（600 pc直径，多个恒星形成团块），表明它可能是一个处于形成早期阶段的潮汐矮星系。
2021-12-13 astro-ph.GA
What do planetary nebulae and H II regions reveal about the chemical evolution of nearby dwarf galaxies?
本星系群包含了大量的矮不规则星和椭球体，它们可以获得单个恒星的光谱。因此，这些星系的化学演化可以被追踪，只需要找到跨越大年龄范围的人口，这样我们就可以准确地得出组成。行星状星云（PNe）是古老和中等年龄的恒星遗迹，其化学丰度可达3-4 Mpc。H II区域更明亮，更容易被探测到，代表星系的年轻内容。PNe和H II区域具有相似的光谱特征，并以相同的方式进行分析。两者都是化学演化的最佳示踪剂，可以绘制附近星系的化学时间线。本文的重点是PN和H Ⅱ区的粒子数对化学演化模型和局域宇宙的质量-金属丰度关系的约束。
2019-02-12 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
Evolution of star-forming dwarf galaxies in different environments
恒星形成矮星系（SFDG）在本地宇宙中无处不在，使我们能够在所有类型的环境中追踪它们的演化，从空洞到丰富的星系团。低密度区域的SFDG仍在聚集它们的质量，它们通常表现出特殊的气体形态和运动学，可能与外部气体吸积或星系相互作用有关，并且它们可以经历强烈的恒星形成爆发。最贫金属的SFDG是在该领域发现的，它们是独特的实验室，可以在类似于其高红移类似物的条件下研究低金属度区域的恒星形成过程。另一方面，中密度和高密度环境中的SFDG提供了一把钥匙，可以理解去除其星际介质（ISM）并抑制恒星形成的过程，从而导致不同类型的气体贫乏的早期型矮星。我们审查的最新结果，在低和高星系密度的SFDG的属性，特别是集中在集群环境的影响，其ISM组件（灰尘，分子，原子和电离气体）。我们分析了最近的丰富集群中SFDG的人口：处女座，这是仍在组装过程中，和天炉座，这是更动态地演变，更紧凑，更密集。我们讨论了两种结构的不同演化阶段如何影响SFDG的性质。
2018-11-08 astro-ph.GA
Chemical and stellar properties of early-type dwarf galaxies around the Milky Way
早型矮星（ETD）是低质量星系演化的终点，其气体供应已经熄灭。恒星形成的停止揭示了古老的恒星星族。银河系周围的矮球状和超暗星系的恒星的颜色、星等、金属丰度和丰度储存了大量信息，使人们能够非常详细地研究它们的化学性质和恒星星族。在这里，我们总结了我们目前的理解，这在过去十年中迅速发展，这要归功于大规模天体测量，光度测量和光谱测量的蓬勃发展。我们强调，原始的恒星星族在ETD提供了一个独特的实验室，以研究在小尺度上的物理条件，在时代超过z=2。我们强调观察到的多样性的恒星形成和化学富集的历史在附近的矮星。这些数据还不能完全破译，以揭示矮演化的关键过程，但第一次成功的尝试已经确定了重元素生产的地点。
2022-09-19 astro-ph.GA
The Tail of Late-forming Dwarf Galaxies in $Λ$CDM
我们使用一个强大的分析模型与高分辨率的流体动力学宇宙学模拟证明，在$Λ$冷暗物质（$Λ$ CDM）的宇宙中，一小部分矮星系居住的暗物质（DM）晕在质量范围$3\times 10^{9} \lesssim M_{200} / M_{\odot} \lesssim 10^{10}$形式异常晚（$z<3$）相比，大部分人口的星系。这些星系起源于DM晕的随机增长和存在一个依赖于时间的DM晕质量之间的相互作用，低于该质量的星系不会形成。模拟的晚形成星系的形成时代的痕迹非常好的时间，当他们的主机DM晕第一次超过了一个非平凡的（但很好理解）的时间依赖的临界质量，从而使晚形成的矮星有吸引力的宇宙学探测器与约束的权力在过去的增长历史，他们的主机晕。我们的模型和模拟结果之间的一致性表明，模拟的晚成矮星的数量是一个强有力的宇宙学结果，并且在很大程度上独立于模拟中所包含的特定星系形成模型：（1）宇宙在$z_{\rm re} \sim 8$之前经历了宇宙再电离;（3）在$z_{\rm re}$之前，星系形成主要限于原子冷却晕。在$Λ$ CDM中预期的大质量晚期形成的矮星的稀缺性意味着在我们的本地宇宙中观察到的绝大多数明亮，金属贫乏和活跃的恒星形成矮星-这些晚期形成星系的最明显的候选者-不能在$Λ$ CDM宇宙中首次形成。
2021-10-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Chemical Signature Indicating A Lack of Massive Stars in Dwarf Galaxies
越来越多的证据支持附近矮星系中出现的一种不寻常的元素特征，特别是矮椭球体（dSphs），表明星系演化的关键过程与银河系不同。除了众所周知的α-元素在dSphs中的不足之外，最近的观察清楚地表明，s-过程元素（Ba）相对于Fe，α-和r-过程元素显着增强。这种增强发生在一些dSphs以及大麦云云中，但在银河系中看不到。在这里，我们报告说，这一特征是缺乏非常大质量的恒星（> 25太阳质量）的证据，在低恒星形成率的环境中预测，我们的结论是，矮星系的独特元素特征，包括低α/Fe比在一些低金属丰度的恒星，至少在某些部分，其特征在于不同形式的初始质量函数。我们提出了一个详细的天炉座dSph星系的模型，并讨论了其复杂的化学富集的历史与轻s-过程元素Y的核合成网站。
2011-05-16 astro-ph.GA
A New Chemical Evolution Model for Dwarf Spheroidal Galaxies based on Observed Long Star Formation Histories
提出了一个新的本宇宙矮球状星系化学演化模型。我们的主要目的是同时解释它们观测到的恒星形成历史和金属丰度分布函数。将我们的新模型应用于四个局部dSphs，即天炉座，雕塑家，狮子座II和六分仪，我们发现我们的新模型再现了所观察到的dSphs的化学性质一致。我们的研究结果表明，dSphs的演化与低恒星形成效率和大的气体流出效率相比，银河系，如以前的作品所建议的。将观测到的dSphs的[alpha/Fe]-[Fe/H]关系与模型预测进行比较，我们发现我们的模型有利于Ia型超新星的更长的开始时间（即，0.5 Gyr）比以前的研究（即，0.1 Gyr）。我们详细讨论了这种差异的起源。
2014-12-05 astro-ph.GA
Lyman continuum leaking from the compact star-forming dwarf galaxy J0925+1403
观测宇宙学中的一个关键问题是确定宇宙黑暗时代后宇宙电离的来源，当时重子物质是中性的。目前确认的遥远星系不足以使宇宙完全再电离，红移z~6，但低质量的恒星形成星系被认为是电离辐射的主要来源。由于各种原因，直接观测高红移是困难的，一个解决方案是识别这个星系群的本地代理。然而，在低红移的星暴星系通常是不透明的电离辐射。这种逃逸率为1-3%的辐射只在三个低红移星系中被直接探测到。在这里，我们提出了一个附近的低质量恒星形成星系，J 0925 +1403，选择其紧凑性和高激发的远紫外线观测。该星系正在泄漏电离辐射，逃逸率约为8%。在星暴阶段发射的光子总数足以覆盖星系间的中等物质，这些物质的质量大约是银河系恒星质量的40倍。
2016-01-12 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
Chemical Abundances of new member stars in the Tucana II dwarf galaxy
利用6.5 m麦哲伦-克莱望远镜上的MIKE摄谱仪获得的高分辨率光谱，对Tucana II超暗矮星系（UFD）中7颗金属丰度从[Fe/H]= $-$ 3.3到[Fe/H] = $-$ 2.4的恒星进行了化学丰度测量。对于三颗恒星，我们首次提供了详细的化学丰度。其中两颗恒星是新发现的杜鹃座II的成员，并从SkyMapper望远镜拍摄的杜鹃座II UFD的深窄带测光中被选为可能的成员。这一结果表明，光度识别矮星系系统的化学成分的基础上的成员的潜力。其中一颗新星是从Walker et al.（2016）的成员星表中选出的。我们样本中的其他四颗恒星在额外的观测之后已经重新分析。总的来说，六颗恒星的化学丰度是UFD恒星星族的特征。第七颗恒星的化学丰度与其他杜鹃座II成员不同，并且锶丰度比典型的UFD恒星高。虽然不太可能，但它的锶丰度增加了它可能是一颗前景贫金属晕星的可能性，其系统速度与图卡纳II相同。如果我们把这颗恒星排除在外，图卡纳II将满足成为幸存的第一个星系的标准。否则，这颗恒星意味着Tucana II可能经历了某种程度的化学演化。
2018-04-25 astro-ph.GA
The impact of rare events on the chemical enrichment in dwarf galaxies
本研究通过引入稀有性的化学演化模型，发现稀有事件（如r-过程和中子星合并）显著影响本星系群矮星系的化学增丰，尤其在低金属丰度下导致丰度比振荡，并揭示了r-过程位点和大质量恒星自转对铁后元素产生的不同贡献。
2023-09-07 astro-ph.GA
Observations of cold gas and star formation in dwarf S0 galaxies
关于矮透镜星系（S 0）中恒星形成的研究很少。我们目前的二维光谱和毫米观测中心天文Hispano阿莱曼（CAHA）3.5米光学和IRAM-30米毫米望远镜，分别为四个矮S 0星系的样本与多个恒星形成区域的现场环境。我们发现，虽然大多数的源偏离恒星形成的主序星关系，但它们都遵循肯尼卡特-施密特定律。通过比较恒星和Halpha的运动学，我们发现恒星和电离气体的速度场都没有表现出规则的运动，在恒星形成率高的区域，恒星和电离气体的速度色散都很低，这表明这些恒星形成的S 0星系仍然有显著的自转。这一观点可以得到支持的结果，这些矮S 0星系大多数被归类为快速旋转。平均原子气体质量与恒星质量之比（~ 47%）远大于分子气体质量与恒星质量之比（~ 1%）。此外，恒星形成区的气相金属丰度低于非恒星形成区。这些结果表明，恒星形成时间的延长可能是由丰富的氢原子、长的动力学时间尺度和低密度环境共同作用的结果。
2021-08-22 astro-ph.GA
Chemical signature reveals co-spatial dwarf satellite of an edge-on disc galaxy with MUSE
本文利用MUSE IFU观测的恒星族化学特征，在侧向盘星系IC 1553的明亮盘内首次识别出一个共空间、动力学冷的矮卫星星系，并通过Spitzer图像确认其存在及约1.28×10^9 M⊙的恒星质量。
2025-05-11 astro-ph.GA
Modelling chemical abundance distributions for dwarf galaxies in the Local Group: the impact of turbulent metal diffusion
我们调查恒星金属丰度分布函数（MDF），包括铁和$α$元素丰度，在矮星系的反馈在现实环境（FIRE）项目。我们研究孤立的矮星系和那些银河系质量的星系的卫星。特别是，我们研究的影响，包括一个亚网格湍流模型的金属在气体中的扩散。包括扩散的模拟具有较窄的MDF和丰度比分布，因为扩散将单个气体和恒星粒子推向平均金属丰度。这种效应与观测到的本星系群矮星系的丰度分布有更好的一致性，包括[ $α$ /Fe]与[Fe/H]的小的内禀散射（小于0.1 dex）。在我们的模拟中出现这种小的内在散射，因为矮星系中的星际介质（ISM）几乎在所有宇宙时间都是混合良好的，因此在给定时间形成的恒星具有相似的丰度，在0.1 dex内。因此，在z = 0的丰度散射大部分来自红移演化，而不是来自ISM中的瞬时散射。我们发现卫星和孤立的矮星系，这表明环境的影响发挥了较小的作用相比，在我们的模拟内部的化学演化类似的宽度和内在的散射。总体而言，通过纳入金属扩散，我们的模拟再现了观测到的低质量星系的丰度分布宽度，从而能够详细研究星系形成中的化学演化。
2018-06-26 astro-ph.GA
J1234+3901: an extremely metal-deficient compact star-forming dwarf galaxy at redshift 0.133
利用大双筒望远镜（LBT）/多目标双摄谱仪（MODS）获得了本宇宙中最贫金属的矮恒星形成星系（SFG）J1234+3901的光谱。这个红移z=0.133的蓝色致密矮（BCD）星系是从斯隆数字巡天（SDSS）的数据发布14（DR 14）中选出的。它的特性在很多方面都很极端。它的氧丰度12 + log O/H = 7.035+/-0.026是有史以来观测到的SFG中最低的。它的绝对星等Mg = -17.35等，使它成为已知的BCD中最亮的星系，12 + log O/H < 7.3。它的金属丰度低，恒星质量低，M* = 10^7.13 Msun，质光比非常低，M*/Lg ~ 0.01（太阳单位），严重偏离SDSS DR 14中SFG定义的质量-金属丰度和光度-金属丰度关系。J1234+3901具有非常高的比恒星形成率sSFR ~ 100 Gyr^-1，表明其恒星形成过程非常活跃。它的光谱显示出一条很强的HeII 4686发射线，其通量约为Hbeta发射线的2.4%。产生这种强谱线的最可能的电离辐射源是快速辐射激波。J1234+3901的比值O32 = [OIII]5007/[OII]3727 ~ 15，在金属丰度最低的SFG中最高，因此可能泄漏莱曼连续谱辐射。它是年轻矮星系的一个很好的候选者，它的大部分恒星都是最近形成的。因此，它可能是负责早期宇宙再电离的原始矮星系的最佳本地对应物之一。
2018-12-19 astro-ph.GA
Searching for star-forming dwarf galaxies in the Antlia cluster
星系团中矮星系的形成和演化需要了解，这需要大口径望远镜。在这个意义上，我们选择Antlia集群继续我们之前在Virgo、Fornax和Hydra集群以及本地卷（LV）中的工作。由于缺乏可用的文献数据，我们选择了一个小样本的五个蓝致密矮星（BCD）的候选人在Antlia进行观察。使用双子座南和GMOS相机，我们获得了在这个样本中检测恒星形成区域所需的Halpha成像。利用在三个BCD候选体中探测到的最亮七个节的长缝光谱数据，我们推导了它们的基本化学性质。利用VISTA VHS卫星观测资料，拟合了整个样品的K_S星等和表面亮度轮廓，以评估样品的基本物理性质。根据它们的形貌、K_S表面光度、氧丰度和速度红移，确定FS 90 -98、FS 90 -106和FS 90 -147是BCD和团簇成员。FS 90 -155和FS 90 -319没有Hα发射，因此不能确认它们是矮星系团的恒星形成星系。根据我们的数据，我们研究了一些基本的关系，比较恒星形成的矮星（BCD和DI）在LV和室女座，天炉座，长蛇座，和Antlia集群。附近星团中的成星矮星似乎在近红外波段与LV中的类似天体遵循相同的基本关系，特别是大小-光度和金属性-光度，而其他更基本的关系由于缺乏数据而无法在Antlia中检查。
2014-03-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Cosmic Ultraviolet Baryon Survey (CUBS) IX: The enriched circumgalactic and intergalactic medium around star-forming field dwarf galaxies traced by O VI absorption
本文基于 CUBS 数据通过 O VI 吸收线研究恒星形成矮星系周围的 CGM/IGM，发现低质量系统在 z≲1 时能有效将大量金属保留在附近的星系周与星系际介质中。
2024-11-13 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$…
2022-05-20 astro-ph.GA
The baryonic mass-size relation of galaxies. II. Implications for the evolutionary paths between star-forming and passive galaxies
Arcetri Astrophysical Observatory, INAF（阿切特里天文台，意大利国家天体物理研究所）；University of Science and Technology of China（中国科学技术大学）；Case Western Reserve University（凯斯西储大学）；University of Oregon（俄勒冈大学）
研究通过分析恒星质量-大小关系，揭示星系从恒星形成到被动演化路径的转变机制，发现不同形态星系在质量-大小关系上的分布特征。
2026-01-21 astro-ph.GA
Detecting metal-poor gas accretion in the star-forming dwarf galaxies UM 461 and Mrk 600
利用VIMOS-IFU观测，我们研究了两个成星矮星系UM 461和Mrk 600的星际介质（ISM）。我们的目的是寻找金属丰度不均匀性的存在，可能会出现从近原始气体进料正在进行本地化的恒星形成的下降。使用说明书的数据使我们能够研究外部气体吸积对这些星系的化学演化以及电离气体运动学和形态的影响。这两个系统都显示出形态扭曲的迹象，包括彗星状的形态。本文用直接法（T_e）和广泛应用的HII-CHI-mistry程序，以及采用不同的标准刻度，分析了两个星系中12 + log（O/H）丰度的空间变化。对于UM 461，我们的结果表明，ISM在大尺度上是相当好的混合，然而，我们使用直接方法在最亮的HII区域的SW部分发现了一个偏离中心的低金属丰度区域，12 + log（O/H）< 7.6。这一结果是一致的，最近的低质量的贫金属矮星或HI云到该地区现在表现出最低的金属丰度，这也显示本地化扰动中性和电离气体运动学。相比之下，Mrk 600在大尺度和小尺度上似乎都是化学均匀的。在我们分析的星系中的ISM的空间分辨特性的内在差异是一致的，这些系统处于不同的演化阶段。
2018-03-01 astro-ph.GA
Chemical evolution in high-mass star-forming regions
本文综述大质量恒星形成区化学演化的相关观测与理论研究成果，对比其他天体环境的化学演化，探讨现存问题与未来方向。
2025-11-18 astro-ph.GA
ALMA CO(3-2) Observations of Star-Forming Filaments in a Gas-Poor Dwarf Spheroidal Galaxy
本文报道了贫气体矮星系NGC 5253中$^{12}$ CO（3-2）和$^{13}$ CO（3-2）的ALMA观测结果。这些0.3”（5.5 pc）分辨率的图像揭示了小而致密的分子气体云，它们位于运动学上不同的延伸细丝中。一些细丝似乎正在落入星系，并可能为其当前的恒星形成提供燃料。最强烈的CO（3-2）发射来自中央的$\sim$ 100 pc区域，该区域位于被称为超级星云的明亮的无线电红外HII区域的中心。在$\sim$ 5 pc尺度上，爆发区内的CO（3-2）团簇与H $α$反相关，而与射电自由-自由辐射相关良好。围绕着这个超级星云的D1云，有很高的$^{12}$ CO/ $^{13}$ CO比值，就像在中央100 pc星暴区域的另一个云一样，可能是因为这些云很热。单独的CO（3-2）辐射不允许确定云量，因为分子气体温度和柱密度在观测亮度下是简并的，除非与其他谱线如$^{13}$ CO结合。
2017-10-27 astro-ph.GA
The CGM$^2$ Survey: Circumgalactic O VI from dwarf to massive star-forming galaxies
我们结合了126个新的星系-O VI吸收剂对CGM $^2$调查与123对从文献中得出的O VI吸收剂（$N_{\rm O VI}$）对星系恒星质量，恒星形成率和影响参数的同时依赖性研究。合并后的样本由249个星系-O VI吸收体对组成，包括$z=0$ - $0.6$，宿主星系恒星质量为$M^*=10^{7.8}$ - $10^{11.2}$ $M_\odot$，星系-吸收体碰撞参数为$R_\perp=0$ - $400$固有千秒差距。在这项工作中，我们集中在$N_{\rm O VI}$与星系质量和碰撞参数的恒星形成星系的样本之间的变化。我们发现，在一个维里半径的恒星形成星系的平均$N_{\rm O VI}$是最大的恒星形成星系与$M^*=10^{9.2}$ - $10^{10}$ $M_\odot$。$M^*$介于$10^{8}$和$10^{11.2}$ $M_\odot$之间的恒星形成星系可以解释大多数柱密度大于10 $^{13.5}$ cm $^{-2}$的O VI系统。与恒星形成星系相关的O VI质量的60%在一个维里半径内，35%在一个和两个维里半径之间。在一般情况下，我们发现，一些偏离流体静力平衡的CGM是必要的重现所观察到的O VI量，星系质量的依赖性，和程度。我们的测量作为一个测试集CGM模型在广泛的主机星系质量。
2021-12-21 astro-ph.GA
Chemical history of isolated dwarf galaxies of the Local Group: I. dSphs: Cetus and Tucana
首次获得了本星系群中两个孤立的矮球状星系（dSphs）杜鹃座和鲸鱼座的化学演化模型（CEMS）。CEMs是根据恒星形成历史（SFH）和金属丰度历史建立的，两者都是由LCID项目从深色星等图独立获得的。基于我们的模型，我们发现化学历史是复杂的，可以分为不同的时代和场景。特别是，在75%的SFH期间，星系表现为封闭的盒子，在剩下的25%期间，要么通过吸积获得大量原始气体，要么通过富含金属的风失去金属。为了区分这两种情况，需要老恒星的丰度比。在大约4.5 Gyr的时候，星系由于一股短而强的混合风而失去了大部分的气体。我们得到非常相似的CEMs的两个星系，虽然鲸鱼座是两倍的杜鹃座。我们的结论是，在这两个星系的恒星形成开始只有1.5%的重子质量分数预测的λ CDM。
2016-05-01 astro-ph.GA
Starbursting Nuclei in Old Dwarf Galaxies
早型矮星系的核心通常比星系主体年轻，这种年龄差异一直是一个谜。为了探索dEs中年轻核的起源，我们研究了一个dEs样本，它具有紧凑的恒星形成斑点，这些斑点在视觉上与dEs的核相似，但更蓝。我们发现：（1）致密的恒星形成团块具有典型的恒星质量，约为主星系恒星质量的1%，（2）部分团块的位置略偏离星系中心，（3）由公开的斯隆数字巡天光纤光谱测量的H $α$等效宽度表明它们的形成年龄为几兆年量级;（4）它们的发射线金属丰度12\，+\，log（O/H）与太阳值一样高，而底层星系具有典型的dEs恒星星族，即，log（Z/Z $_{\sun}$）\、$\sim$ \、$-0.8$。基于这些结果，我们认为，中心恒星形成斑点可以提供一个捕捉到的行为在dEs的核形成的观点，并讨论了可能的年轻核在老dEs的形成机制。我们特别提出，这些偏离中心的紧凑的恒星形成区域可能作为种子的核提出的“湿迁移”的情况下\cite{Guillard16}。
2020-07-28 astro-ph.GA
Chemical evolution of ultra-faint dwarf galaxies in the self-consistently calculated IGIMF theory
利用积分星系初始质量函数（IGIMF）理论，可以计算出依赖于星系金属丰度和恒星形成率（SFR）的全星系恒星初始质量函数（gwIMF）。Lacchin等人（2019）首次应用IGIMF理论研究超暗矮（UFD）卫星星系的化学演化，但未能重现数据。在这里，我们发现IGIMF理论与数据自然一致。我们应用在每个时间步计算的随时间变化的gwIMF。每单位恒星质量形成的Ia型超新星爆炸的数量根据gwIMF重新归一化。对观测最好的UFD之一的牧夫座I的化学演化进行了计算。我们的计算表明牧夫座I有一个温和的底部光和顶部光的gwIMF，这个UFD与其他矮星有相同的气体消耗时间尺度，但在形成后约0.1 Gyr被淬灭，与独立估计一致，与蜻蜓44相似。在这项工作中恢复的最佳拟合输入参数未涵盖在Lacchin等人的工作中。（2019），造成我们的结论之间的差异。此外，还详细讨论了不确定性，讨论了化学演变模型的结果如何取决于应用的假设。这项研究表明IGIMF理论在理解极端环境下的恒星形成方面的力量，并表明UDF是限制低质量恒星IMF变化的一条有前途的途径。
2020-03-24 astro-ph.GA
Star-forming dwarf galaxies in the Virgo cluster: the link between molecular gas, atomic gas, and dust
本文介绍了从赫歇尔室女星系团巡天中选出的20个成星矮星的$^{12}$ CO（1-0）和$^{12}$ CO（2-1）观测结果，它们的氧丰度范围为12 + log（O/H）~ 8.1 ~ 8.8。在10个星系中观测到CO发射，在另一个星系中勉强检测到。CO通量与FIR 250 $μ$ m发射相关，矮星遵循相同的线性关系，适用于更大质量的螺旋星系扩展到更广泛的动力学范围。我们比较不同的方法来估计H2分子量，即金属依赖CO到H2的转换因子和依赖于H-带光度。分子与恒星的质量比在恒星质量<~ 10 $^9$ M $_{\odot}$时几乎保持不变，与原子氢比例M $_{HI}$ /M $_*$相反，后者与M $_*$成反比。在低恒星质量下，M $_{H_2}$ /M $_*$的扁平化似乎与星团环境的影响无关，因为它发生在HI缺乏和HI正常的矮星上。分子与原子的比率与恒星表面密度的关系比与金属丰度的关系更密切，这证实了星际气体压力在决定星际介质中两种气体成分之间的平衡方面起着关键作用。室女座矮星的分子气体质量和恒星形成率之间的线性趋势与更大质量的螺旋一样，但气体耗尽的时间尺度$τ_{dep}$并不是恒定的，范围在1亿年到6亿年之间。与室女星系团环境的相互作用正在去除矮星的原子气体和尘埃成分，但分子气体在星系团内目前的演化阶段似乎受到的影响较小。然而，HI缺乏和分子气体耗尽时间之间的相关性表…
2016-02-29 astro-ph.GA
Simulating an Isolated Dwarf Galaxy with Multi-Channel Feedback and Chemical Yields from Individual Stars
为了更好地了解反馈和银河系化学演化之间的关系，我们已经开发了一个新的模型，在全球磁盘模拟网格分辨率只有几个秒差距的恒星反馈，使用自适应网格细化流体动力学代码恩佐。对于第一次在星系尺度的模拟，我们模拟详细的恒星反馈，从个别恒星，包括渐近巨分支风，光电加热，莱曼-沃纳辐射，电离辐射跟踪通过自适应射线跟踪辐射转移方法，核心崩溃和Ia型超新星。此外，我们使用15种金属物质的示踪场跟踪逐星化学产额：C、N、O、Na、Mg、Si、S、Ca、Mn、Fe、Ni、As、Sr、Y和Ba。我们包括了在大质量恒星风中喷出的产量，但由于计算的限制，大大减少了风的速度。我们在这项工作中详细描述了这些方法，并提出了第一个结果，从500~百万年的一个孤立的矮星系的演化特性类似于本星系群，低质量矮星系。我们证明，我们的物理和反馈模型是能够产生一个矮星系的演化是一致的，在肯尼库特-施密特关系和扩展施密特关系的观测。有效的反馈驱动流出具有更大的金属丰度比ISM，导致低金属保留分数与观察一致。最后，我们表明，这些模拟产生有价值的信息的变化，在混合行为的多相星际介质内的个别金属物种。
2018-10-01 astro-ph.GA
Small-scale chemical abundance analysis in a blue compact dwarf galaxy SBS 1415+437
我们使用积分场光谱（IFS）观测双子座多目标摄谱仪-北（GMOS-N）分析的电离气体的主要恒星形成区域的蓝色致密矮星系SBS 1415+437。IFS的数据使我们能够映射的弱极光线[O III] $λ$ 4363在$\sim$ 6.5 pc的空间尺度在一个地区的$\sim$ 143 $\times$ 143 pc $^2$。这又允许我们使用强大的直接T $_e$ -方法来绘制氮（N）以及α-元素、氧（O）、氖（Ne）、硫（S）和氩（Ar）的离子和元素丰度。我们利用这些丰度来绘制N，Ne，S和Ar相对于O的相对丰度。根据H $α$通量分布，我们将这一主要光电离研究区域划分为椭圆环，以研究化学丰度及其比值的变化，并没有发现显着的化学变化。对研究区及其椭圆环的积分谱进行了化学丰度分析，发现所推断的丰度与主成星区化学丰度图和椭圆环化学丰度图的中值一致，这一发现对于直接与高红移观测进行比较具有重要意义。在空间分辨率不可用的情况下，并采用一致的方法来跟踪宇宙时间内的化学演变。
2019-01-24 astro-ph.GA
Galactic outflows and the chemical evolution of dwarf galaxies
矮星系中的星系风是由超新星爆炸释放的能量驱动的，恒星形成后的恒星风产生了一个超压的热气腔。虽然恒星形成阶段的光度和星系的质量在决定星系风的发生和新产生的金属的命运方面起着关键作用，但其他参数也起着同样重要的作用。在这方面的贡献，我们解决了以下问题：（一）什么是超级气泡的后期演变和超级气泡腔的最终命运是什么？(ii)ISM的多相性，特别是热气体与嵌入云的共存，如何影响星系风的发展？(iii)星系的扁平化和两极星系风的发展之间有什么关系？
2009-01-14 astro-ph.GA
J0811+4730: the most metal-poor star-forming dwarf galaxy known
本研究发现了迄今已知金属丰度最低的恒星形成矮星系J0811+4730，测得其氧丰度创恒星形成星系新低，偏离主序关系，并估算了其恒星质量与恒星形成历史特征。
2017-09-23 astro-ph.GA
Search for gas accretion imprints in voids: II. The galaxy Ark 18 as a result of a dwarf-dwarf merger
低质量低表面亮度（LSB）盘星系Arakelian 18（Ark 18）位于波江座空洞，由于其孤立性，它是研究这种星系类型形成和演化机制的理想案例。它的复杂结构包括一个扩展的蓝色LSB盘和一个明亮的中心椭圆形部分，其中有一个巨大的偏心恒星形成团。我们提出了深入的研究方舟18号的基础上观察与SCORPIO-2长缝摄谱仪和扫描法布里-珀罗干涉仪在俄罗斯6米望远镜补充档案多波长图像和SDSS光谱。方舟18似乎是一个暗物质占主导地位的富含气体的星系，没有径向金属丰度梯度。所观察到的电离气体的速度场很好地描述了两个圆形旋转组件相对于彼此适度倾斜，并在外盘可能的翘曲。我们估计星系中心年轻恒星星族的年龄约为1.4亿年，而最亮的恒星形成团似乎要年轻得多。我们的结论是，LSB盘可能是一个矮星-矮星合并的结果，其组成部分的恒星质量比至少为5：1，发生在3亿年前。最亮的恒星形成团可能是后来由气体云吸积形成的。
2021-02-27 astro-ph.GA
The Herschel Virgo Cluster Survey. XVIII. Star-forming dwarf galaxies in a cluster environment
为了评估集群环境对星际介质的不同组成部分的影响，我们分析了由赫歇尔室女星系团调查（HeViCS）检测到的恒星形成矮（SFD）星系样本的FIR-submm特性。我们确定尘埃质量和尘埃温度通过拟合一个修改的黑体（MBB）函数的光谱能量分布（SED）。恒星和气体的质量，恒星形成率（SFR），和金属丰度从一组辅助数据的分析。在140个被HeViCS场覆盖的光学识别的矮星中，有49个被检测到尘埃;考虑到只有矮星亮度超过$m_B$ = 18等，这给出了43%的检测率。在评估不同的发射率指数后，我们发现FIR-submm SED最适合$β$ =1.5，中值尘埃温度$T_d$ = 22.4 K。假设$β$ =1.5，在所有五个赫歇尔波段检测到的23个星系中，有67%的星系在500 $μ$ m处的发射超过了MBB模型。过剩与SFR和恒星质量呈负相关。为了研究由于环境影响而导致的我们样本的全球性质的变化，我们将室女座SFD与其他赫歇尔调查进行了比较，例如KINGFISH，矮星系调查（DGS）和HeViCS亮星系目录（BGC）。在较宽的恒星质量范围内，研究了恒星质量与HI分数、比SFR、尘埃分数、气尘比的关系。高度缺乏HI的室女座矮星系的主要特征是淬灭的恒星形成活动和较低的尘埃分数，这暗示了星团矮星的尘埃剥离。然而，我们发现，去除的灰尘的分数必须小于HI组件。由于室女座SFD可能是第一次穿越星团，因此可…
2014-11-24 astro-ph.GA
Chemical Tracers of Pre-Brown Dwarf Cores Formed Through Turbulent Fragmentation
本文用一个含气粒时间的化学程序UCLCHEM研究了用化学示踪剂区分褐矮星形成机制的可能性。在这项工作中，我们通过湍流碎片的形成一个前褐矮星核心模型，通过与等温冲击和随后的自由落体崩溃，一旦产生绑定的核心密度的阶跃变化的分子云的深度依赖性化学。在恒星形成的核心中通常观察到的分子丰度分数的趋势，然后探索找到一个诊断识别通过湍流形成的褐矮星质量核心。我们发现，我们的模型产生的核心将是明亮的CO和NH $_3$，而不是在HCO $^+$。这将它们与纯粹使用自由落体坍缩的模型区分开来，因为这些模型产生的核心将具有来自所有三个分子的可检测跃迁。
2015-10-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
EDGE: From quiescent to gas-rich to star-forming low-mass dwarf galaxies
利用宇宙学高分辨率（$3 \, \text{pc}$）流体动力学模拟研究了低质量场矮星系（$10^5 \leq M_{\star} \leq 10^6 \, \text{M}_{\odot}$）中恒星形成的规律。宇宙再电离淬灭了我们模拟的所有矮星中的恒星形成，但最终动力学质量为$3 \times 10^{9} \,\text{M}_{\odot}$的三个星系随后能够通过缓慢吸积气体来补充它们的星际介质。其中两个星系以平均$10^{-5} \, \text{M}_{\odot} \, \text{yr}^{-1}$的速率重新点燃并维持恒星形成，直到今天，这让人非常想起观察到的低质量恒星形成矮不规则星，如Leo T。由于恒星风和Ia型超新星的残余反馈，恒星形成的恢复被推迟了数十亿年;即使在$z=0$，第三个星系仍然处于暂时的平衡状态，有大量的气体含量，但没有任何正在进行的恒星形成。使用“遗传修饰”的方法，我们创建一个替代的质量增长的历史，这个富含气体的静止矮星，并显示如何一个小的$(0.2\,\mathrm{dex})$增加动态质量可以克服残余的恒星反馈，重新点燃恒星形成。反馈和质量积累之间的相互作用产生了低质量矮星的恒星年龄和气体含量的多样性，这将通过结合下一代HI和成像调查进行探测。
2020-08-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Chemical Signature of a Relic Star Cluster in the Sextans Dwarf Spheroidal Galaxy - Implications for Near-Field Cosmology
我们提出了在六分仪矮球状星系中存在[Fe/H]=-2.7的溶解星团的初步证据。我们使用化学标记技术来识别在多维化学丰度空间（C-空间）中高度聚集的恒星。在六颗恒星的样本中，有三颗，可能是四颗恒星被确定为潜在的星团星。母星团的初始恒星质量由两个独立的观测值估算得到，M*，init=1.9^{+1.5}_{-0.9}（1.6^{+1.2}_{-0.8}）× 10^5 M_sol，假设初始质量函数为Salpeter（Kroupa）。如果通过后续的光谱学证实，这个星团是迄今为止发现的最缺乏金属的系统。像六分仪这样的矮星系中残余星系团的化学特征为我们提供了一个非常强大的高红移宇宙探测器。从现有的观测数据，我们认为，在大多数新发现的超暗矮星系的平均星团质量显着低于它是在今天的银河系，可能低于更明亮的，经典的矮球状星系。此外，矮球状体的平均累积金属丰度函数低于超微弱的，这与我们的随机化学演化模型预测的金属丰度增加而增加。这两个发现，加上可能存在的Mg/Fe比值的差异，表明超暗矮星系群或其中很大一部分，以及矮球状体群，是在不同的环境中形成的，因此在起源上是不同的。
2012-08-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Modelling the chemical evolution of star forming filaments
我们提出了模拟恒星形成的细丝纳入-据我们所知-最大的化学网络使用的日期在飞行中的3D-MHD模拟。该网络包含37种化学物质和约300种选定的反应速率。为此，我们使用新开发的软件包KROME（Grassi et al. 2014）。我们的研究结果表明，使用这样一个复杂的化学网络在现代超级计算机上的3D-MHD模拟的可行性。我们用不同强度的星际辐射场和宇宙射线电离率进行模拟，并根据观测和其他最近的数值工作找到化学和物理结果。
2015-11-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Detailed Chemical Abundances for a Benchmark Sample of M Dwarfs from the APOGEE Survey
利用SDSS-IV/APOGEE巡天的高分辨率近红外$H$谱带光谱，对一个M-矮星样品的14种元素（C、O、Na、Mg、Al、Si、K、Ca、Ti、V、Cr、Mn、Fe和Ni）的化学丰度进行了计算。定量分析包括合成光谱计算与1-D LTE平面平行MARCS模型使用APOGEE DR 17线列表，以确定化学丰度。该样本由11颗M矮星组成，它们位于双星系统中，具有较温暖的FGK矮星原色和10个测量的干涉角直径。为了最大限度地减少原子扩散的影响，[X/Fe]的比率被用来比较M-矮星的双星系统和文献结果，他们的温暖的主星，表明良好的协议（$<$ 0.08 dex）的所有研究的元素。原始星系-本研究中的M-矮星的平均丰度差异为-0.05 $\pm$ 0.03 dex。这表明双星系统中的M矮星是校正经验关系的可靠方法。通过与ASPCAP管线（DR 16）的丰度、有效温度和地表重力结果进行比较，发现系统偏移量分别为[M/H]、$T_{\rm eff}$、log $g$ = +0.21 dex、-50 K和0.30 dex，尽管ASPCAP [X/Fe]比值与本研究基本一致。M型矮星的金属丰度范围为[Fe/H] = -0.9 ~+0.4，并通过[X/Fe]作为[Fe/H]的函数来研究银河系的化学演化。各种元素丰度[X/Fe]对[Fe/H]的行为与来自较温暖的FGK矮星的相应趋势一致，表明APOGE…
2022-01-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Contribution of type Ia supernovae to the chemical enrichment of the ultra-faint dwarf galaxy Bootes I
对于超暗矮（UFD）星系牧夫座I中的三颗恒星，我们已经确定了大气参数，对斯巴鲁档案中的高分辨率光谱进行了新的缩减，并在不使用LTE假设的情况下推导出了八种化学元素的丰度。因此，在牧夫座I类星系中，它现在拥有最大的恒星样本（11），具有均匀的大气参数和化学丰度，这使它成为研究UFD星系化学演化的最有希望的星系。我们发现，在范围-3<[Fe/H]<-2的三个$α$ -过程元素，镁，钙，钛，过渡从他们的过剩相对于铁[ $α$ /Fe] $\approx$ 0.3太阳[ $α$ /Fe]的比例发生。这很可能表明Ia型超新星开始产生铁。碳、钠、镍和钡丰度的行为与更大质量的星系、我们的银河系和经典矮球状星系没有什么不同。
2019-06-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Forming isolated brown dwarfs by turbulent fragmentation
我们使用平滑粒子流体动力学来探索在何种情况下可以通过碰撞湍流形成孤立的极低质量星前核并坍缩形成棕矮星。我们的模拟表明，流动不需要非常快，但确实需要非常强的收敛性，即气体必须以可比的速度从各个方向流入，这似乎是不太可能的。因此，我们重新审视了天体Oph-B11，Andre，Ward-Thompson和Greaves（2012）将其确定为质量在$\sim 0.020\,\mathrm{M_\odot}$和$\sim 0.030\,\mathrm{M_\odot}$之间的星前核。我们使用马尔可夫链蒙特卡罗方法重新分析观测结果，该方法允许我们（i）包括距离，温度和尘埃质量不透明度的不确定性，以及（ii）考虑质量的不同贝叶斯先验分布。我们估计Oph-B11在$\sim 0.075\,\mathrm{M_\odot}$处具有低于氢燃烧极限的质量的后验概率在0.66和0.86之间。我们的结论是，如果Oph-B11注定要崩溃，它可能会形成一颗棕矮星。然而，触发这一点所需的流动似乎是如此人为，以至于很难想象这是形成孤立棕矮星的唯一途径，甚至是主要途径。此外，Oph-B11很可能是一个短暂的、跳跃的、长形的核心，从端部看;确实应该有许多这样的物体伪装成质量非常低的星前核心。
2016-02-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
