Chemical Diversity in the Ultra-faint Dwarf Galaxy Tucana II
我们提出了第一个详细的化学丰度的超微弱矮星系杜鹃II的高分辨率麦哲伦/MIKE光谱的基础上的四个红巨星的研究。这些恒星的金属丰度介于[Fe/H] = -3.2至-2.6之间，所有恒星的中子捕获丰度都很低（[Sr/Fe]和[Ba/Fe] < -1）。然而，存在一些异常的化学特征。三颗恒星是碳强化的，包括最富金属的恒星。这颗恒星（[Fe/H]=-2.6）显示[Na，$α$，Sc/Fe] < 0，暗示了一个由AGB星和Ia型超新星贡献的扩展的恒星形成历史。其他碳增强型恒星的[Fe/H] < -3，可能与暗超新星的富集相一致，如果这种超新星可以产生中子捕获元素的话。第四颗[Fe/H] = -3的恒星是碳正常的，并且表现出与碳增强恒星不同的轻元素丰度比。碳正常恒星意味着至少有两个不同的核合成源，都可能与第三星族恒星有关，有助于该星系早期的化学富集。尽管它的光度非常低，但Tucana II显示出多样的化学特征，使其无法成为简单的“一次性”第一个星系，但仍然提供了一个窗口，以了解早期宇宙中的恒星和星系形成。
2016-09-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
The First Tidally Disrupted Ultra-Faint Dwarf Galaxy? - Spectroscopic Analysis of the Tucana III Stream
我们提出了一个光谱研究的潮汐尾巴和核心的银河系卫星Tucana III，统称为Tucana III流，使用2dF+AAOmega摄谱仪上的英澳望远镜和IMACS摄谱仪上的麦哲伦/巴德望远镜。除了恢复最亮的9个以前已知的成员星在杜鹃III核心，我们确定22个成员的潮汐尾巴。我们观测到了强有力的证据，表明在天空中至少有3个$^{\circ}$（或1.3 kpc）的速度梯度为8.0 km/s/deg（或18.3 km/s/kpc）。基于速度的连续性，我们确认Tucana III尾部是Tucana III的真实潮汐延伸。气流的速度梯度很大，这意味着图卡纳三号可能是在径向轨道上。我们成功地获得了4个成员在核心和12个成员在尾巴的金属丰度。我们发现，成员接近流的两端往往是更贫金属比成员的核心，表明可能的金属丰度梯度之间的中心的祖晕和它的边缘。金属丰度的分布表明，图卡纳III流的前身是一个矮星系，而不是一个星团。此外，我们发现，与精确的测光的暗能量调查数据，有一个可辨别的颜色之间的偏移富金属盘星和贫金属流成员。这种金属性依赖的颜色提供了一种更有效的方法来识别金属贫乏的目标，并将提高流成员的选择效率，用于未来恒星流的光谱后续计划。
2019-03-06 astro-ph.GA
Chemical abundances in the multiple sub-giant branch of 47 Tucanae: insights on its faint sub-giant branch component
球状星团47 Tuc是一个复杂的次巨星分支（SGB），其中暗星只占星团质量的10%，亮星至少包含两个不同的星族。因此，我们提供了第一个有趣的微弱SGB人口的化学分析，并比较其丰度与占主导地位的人口。我们推断了各恒星的Fe，代表性轻元素C，N，Na，Al，α元素Mg和Si的丰度。氧是通过不同序列恒星光谱的叠加得到的。此外，我们还分析了沿47 Tuc的两个主要RGB的12颗恒星。我们的主要结果是：（i）RGB星和亮SGB星之间C/N/Na的星间变化;（ii）对应于暗SGB的次要星族的N和Na显著增强;（iii）暗SGB星的C+N+O没有高度富集。具体来说，暗SGB的C+N+O比亮SGB高1.1倍，考虑到随机误差（+-1.3）加上系统误差（+-0.3），这意味着它们的C+N+O在观测不确定性范围内是一致的。然而，一个小的C+N+O富集的微弱的SGB，类似于理论上预测的，不能排除。的N和Na富集的微弱SGB定性同意这个人口可能是He增强，如理论所建议的。亮SGB和暗SGB的铁丰度相同，达到~0.10 dex的水平，并且没有检测到分析元素的其他显著差异。
2016-03-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Chemical Diversity on Small Scales -- Abundance Analysis of the Tucana V Ultra-Faint Dwarf Galaxy
本研究分析杜鹃座V超微弱矮星系中三颗恒星（含外围恒星）的化学丰度，发现显著化学多样性，证实其为UFD星系，并表明其化学增丰历史复杂，强调外围成员星在分类中的重要性。
2024-03-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Carbon measurements in two ultra-faint dwarf galaxies: Grus II and Tucana IV
Università degli Studi di Firenze（佛罗伦萨大学）；INAF/Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切特里天文台）；Alma Mater Studiorum, Università di Bologna（博洛尼亚大学）；INAF, Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio（意大利国家天体物理研究所空间科学天文台）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理学研究所）；Universidad de La Laguna（拉古纳大学）
研究极暗矮星系Grus II和Tucana IV中的碳增强金属贫乏星，以探索宇宙早期恒星的化学演化和原始化学丰度。
2026-01-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
An extended halo around an ancient dwarf galaxy
银河系被数十个超微弱（< $10^5$太阳光度）的矮卫星星系所环绕。它们是最早的星系幸存下来的遗迹，这一点已经被它们的古老（约130亿年）和化学原始恒星所证实。模拟表明，这些系统形成于扩展的暗物质晕中，并经历了早期的星系合并和超新星反馈。然而，这些事件的特征将位于其核心区域之外（>2个半光半径），由于其遥远恒星的稀疏性，这些区域在光谱上尚未研究。在这里，我们确定了Tucana II超暗矮星系在其外部区域的成员（最大可达9个半光半径），这表明该系统在空间上比以前发现的要大得多，化学成分也比以前发现的要原始。（<[Fe/H]>=-3.02;小于太阳铁丰度的1/1000），肯定了图卡纳II是已知最缺乏金属的星系。我们观测建立，第一次，一个扩展的暗物质晕周围的超微弱的矮星系到一千秒差距，总质量> $10^7$太阳质量。这一测量结果与使用广义NFW密度分布所预期的~ 2 x $10^7$太阳质量一致。图卡纳II的延伸性质表明，它可能经历了强烈的突发反馈，或者是早期星系合并的产物。我们证明，空间扩展的恒星星族，其他超微弱的矮星暗示托管以及，是可观察的原则和开放的可能性，详细研究的恒星晕的遗迹星系。
2021-02-02 astro-ph.GA
Formation of an extended stellar halo around an ultra-faint dwarf galaxy following one of the earliest mergers from galactic building blocks
超暗矮星系（UFD）是在早期宇宙中形成的星系的组成部分的有希望的可观测代理。我们使用宇宙流体动力学模拟研究了UFD的形成和演化。特别是，我们表明，一个主要的合并的两个积木星系与3,900 Msun和7,500 Msun在宇宙年龄为510万年的结果在一个系统与扩展的恒星分布一致的de Vaucouleurs配置文件。模拟星系的平均恒星金属丰度为[Fe/H]=-2.7，并具有金属丰度梯度。这些结果与最近发现的UFD Tucana II的性质非常相似，Tucana II的金属含量非常低，并且具有空间扩展的恒星晕，距离较远的恒星金属含量更低。我们的模拟表明，图卡纳II的扩展恒星晕可能是通过过去的一次重大合并形成的。未来对其他UFD周围空间扩展结构的观测搜索，结合进一步的理论研究，将为古老的幸存卫星星系的进化历史提供切实的测量。
2021-05-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
JWST photometry and astrometry of 47 Tucanae. Discontinuity in the stellar sequence at the star/brown dwarf transition
基于相隔7个月的JWST NIRCam两历元观测，研究47 Tucanae暗端自行成员，在恒星—褐矮星交界发现主序“kink”，并将其归因于贫氧恒星中CH4吸收的快速出现。
2025-01-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
An R-process enhanced star in the dwarf galaxy Tucana III
矮星系中化学性质特殊的恒星为探索化学富集程度不同的恒星的诞生环境提供了一个窗口。我们对新发现的超微弱矮星系候选者Tucana III中最亮的恒星进行了化学丰度分析。因为它对于超暗银河系卫星中的恒星来说特别明亮，我们能够测量28种元素的丰度，包括13种中子捕获物质。这颗恒星，DES J235532.66 $-$ 593114.9（DES J235532），显示了与$r$ -过程相关的中子捕获元素的轻微增强，可以被归类为$r$ -I恒星。DES J235532是第一颗在超暗卫星中发现的$r$ -I恒星，而图克III是继网状座II之后，第二个发现含有$r$过程富集物质的极低光度系统。DES J235532与其他矮星系和银河系晕中发现的$r$ -I和$r$ -II恒星的丰度模式比较表明，在所有$r$ -过程增强恒星中发现的中子捕获元素具有共同的天体物理起源。我们探讨了内部和外部的$r$过程中丰富的图克III的方案，并表明，与丰富的模式，额外的恒星，应该有可能区分它们。
2017-02-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gaia RR Lyrae Stars in Nearby Ultra-Faint Dwarf Satellite Galaxies
我们使用盖亚DR2天琴座RR型星表在27个附近（$<100$ kpc）超暗矮卫星星系中寻找天琴座RR型星。根据自行，星等和天空中的位置，我们将47颗盖亚RR天琴座恒星与14颗不同的卫星联系起来。这些星系的距离是基于天琴座RR型恒星。我们首次在杜鹃座II矮星系中发现了天琴座RR型恒星，并在大熊座II、后发座、水蛇座I、牧夫座I和牧夫座III中发现了其他成员。此外，我们已经确定了候选的潮汐外RR天琴座恒星在六个星系，这表明他们可能正在经历潮汐破坏。我们发现有10个星系没有天琴座RR型星，在盖亚和文献中都没有。然而，考虑到盖亚DR 2已知的完整性，我们不能得出结论，这些星系确实缺乏这种类型的变星。
2020-01-04 astro-ph.GA
Pegasus W: An Ultra-Faint Dwarf Galaxy Outside the Halo of M31 Not Quenched by Reionization
我们报告发现了一个超暗矮星系，飞马座W，位于银河系M31系统的远侧，在M31的维里半径之外。该星系的距离是915（+60/-91）kpc，使用哈勃太空望远镜光学成像中确定的水平分支（HB）恒星的光度测量。该星系的半光半径（r_h）为100（+11/-13）pc，M_V =-7.20（+0.17/-0.16）等，现在的恒星质量为6.5（+1.1/-1.4）x 10^4 Msun。我们在色星等图（CMD）中发现了可能比5亿年年轻的源，这表明UFD星系中的恒星形成较晚，尽管需要进一步的研究来确认这些是星系中真正的年轻恒星。用恒星演化数据库拟合CMD，发现飞马座W具有较长的恒星形成历史。使用tau_90度规（定义为星系形成90%恒星质量的时间尺度），该星系在7.4（+2.2/-2.6）Gyr前才熄灭，这与M31的一些UFD卫星的熄灭时间尺度相似，但比银河系的UFD卫星要近得多。这样的晚期淬灭与再电离预期的更快的时间尺度不一致，并表明飞马座W虽然目前不是M31的卫星，但仍然被环境过程缓慢淬灭。
2023-01-24 astro-ph.GA
Analysis of Fermi-LAT data from Tucana-II: Possible constraints on the Dark Matter models with an intriguing hint of a signal
Tucana-II（Tuc-II）是最近发现并确认的超暗矮球状星系，具有很高的质光比和大的视向速度色散，因此使其成为间接寻找暗物质（DM）的理想候选者。本文分析了Tuc-II方向\textit{Fermi} -LAT仪器9年的$γ$射线资料。事实上，一个非常弱的显着$γ$射线过剩（$2.2σ$）的背景Tuc-II已被检测到从该星系的位置。我们已经观察到，从位置Tuc-II发射的这种过量的$γ$射线随着数据周期的延长而增加。如果假定WIMP对湮灭为这种微弱发射，则对于$b\bar{b}$湮灭通道，测试统计（TS）值在DM质量$\sim$ 14 GeV处达到峰值，而对于$τ^{+}τ^{-}$湮灭通道，测试统计（TS）值在DM质量4 GeV处达到峰值。然后，它被称为估计的$95\%$置信水平上限的可能的速度加权的自湮没截面的DM粒子（WIMPs）在Tuc-II通过拟合观测到的$γ$射线通量与光谱预期DM湮灭。从Tuc-II的横截面的估计上限，然后与其他两个矮星系被认为是良好的DM候选人在几项研究进行比较。我们还比较了我们的结果与各种流行的理论模型中得到的横截面的WIMP发现，我们的结果施加合理的严格约束的参数空间的DM模型。在结论部分，我们将我们的结果与\textit{Fermi} -LAT合作的组合dSph分析以及主要的地面切伦科夫实验在矮星系DM研究中获得的结果进行了比较。
2019-08-22 astro-ph.GA astro-ph.HE
Exploring the Chemistry and Mass Function of the Globular Cluster 47 Tucanae with New Theoretical Color-Magnitude Diagrams
本研究开发恒星建模方法，利用多波段测光测定47 Tucanae球状星团下主序星化学丰度，推断化学扩散非源于恒星相互作用，并预测棕矮星成员的颜色-星等图。
2023-10-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
SDSS-IV MaNGA: Faint quenched galaxies I- Sample selection and evidence for environmental quenching
使用运动学地图从斯隆数字巡天（SDSS）映射附近的Galerkin在阿帕奇点天文台（MANGA）的调查，我们发现，大多数低质量淬火星系表现出相干旋转的恒星运动学。我们的样本包括在MaNGA的第一年观察到的所有39个淬灭的低质量星系。这些星系被选定为$M_{r} > -19.1$，恒星质量为$10^{9}$ M $_{\odot} < M_{\star} < 5\times10^{9}$ M $_{\odot}$，EW $_{Hα} <2$，并且都有红色$(u-r)>1.9$。它们依赖于以前研究过的矮星系的大小-星等和$σ$ -光度关系。只有六个（$15\pm5.7$百分之）被发现有旋转速度$v_{e,rot} < 15$ km s $^{-1}$在$\sim1$ $R_{e}$，并可能占主导地位的压力支持在所有半径。在我们的样本中，两个星系的恒星组成部分具有运动学上不同的核心，可能是吸积的结果。其中六个包含电离气体，尽管没有正在进行的恒星形成，这种气体通常与它们的恒星成分运动学上不一致。这是第一个大规模的积分场单位（IFU）的低质量星系的研究选择没有偏见的低密度环境。然而，我们发现这些星系的大多数是在$\sim1.5$ Mpc的一个明亮的邻居（$M_{K} < -23$ ;或M $_{\star} > 5\times10^{10}$ M $_{\odot}$），支持假说，即星系星系…
2016-09-05 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
The lives and deaths of faint satellite galaxies around M31
Astrophysics Research Institute, Liverpool John Moores University（利物浦约翰摩尔斯大学天体物理研究所）；Department of Physics, Durham University（杜伦大学物理系）；Institute for Computational Cosmology, Department of Physics, Durham University（杜伦大学物理系计算宇宙学研究所）；Centre for Extragalactic Astronomy, Department of Physics, Durham University（杜伦大学物理系河外天文中心）；The Oskar Klein Centre, Department of Physics, Stockholm University（斯德哥尔摩大学物理系奥谢·克莱因中心）
本文通过匹配宇宙学N体模拟采样轨道，预测了M31卫星星系的运动与轨道历史，并结合恒星形成史揭示其熄灭机制，发现多数暗弱卫星在进入M31前即已熄灭，且M31近期吸积比银河系更活跃。
2025-11-03 astro-ph.GA
A JWST project on 47 Tucanae. Overview, photometry and early spectroscopic results of M dwarfs, and observation of brown dwarfs
本文介绍了 JWST 对杜鹃座 47 的观测项目，通过 CMD 和光谱分析证实了 M 型矮星中多种恒星种群的普遍存在，并探测到了可能的褐矮星，展示了 JWST 研究极低质量恒星的能力。
2024-02-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
On The Nature of ultra-faint Dwarf Galaxy Candidates II: The case of Cetus II
我们获得了超暗矮星系候选者鲸鱼座II的深双子座GMOS-S $g,r$测光，目的是提供更强的约束其大小，光度和恒星星族。鲸鱼座II在大小光度平面上是一个重要的天体，因为它位于矮星系和星团之间的过渡区。所有已知的小于鲸鱼座II（$r_h \sim 20$ pc）的天体都是星团，而大多数较大的天体可能是矮星系。我们在鲸鱼座II的色星等图中发现了一个显著过剩的主序星，最好的描述是一个年龄为11.2 Gyr，金属丰度为[Fe/H] = $-1.28$ dex，日心距离为26.3 $\pm$ 1.2 kpc的[ $α$ /Fe] = 0.0 dex的单一恒星星族。除了在空间上位于人马座矮潮汐流内外，这些性质与人马座星系的B族恒星非常匹配。有趣的是，就像我们最近对超暗矮星系候选者Tucana V的发现一样，尽管追踪了超过6个星等的主序列，但鲸鱼座II方向的恒星场没有显示出集中的过密度的证据。这些结果有力地支持了鲸鱼座II不是银河系晕中的一个超暗恒星系统，而是由人马座潮汐流中的恒星组成的这一观点。
2018-03-12 astro-ph.GA
The Suppression of Star Formation on the Smallest Scales: What Role Does Environment Play?
在最低质量星系（即超暗矮星）中观察到的主要古老恒星星族表明，它们的恒星形成受到再电离的抑制。然而，大多数被研究得很好的超暗矮星都位于银河系暗物质晕的中心部分，因此它们与早期吸积的人口一致，因此可能通过环境过程淬灭。为了研究环境在最小尺度上抑制恒星形成的潜在作用，我们利用$N$体模拟的探索局部体积模拟（ELVIS）套件来约束可能容纳超微弱人口的低质量subhalos的落入时间分布。对于银河系的超暗卫星与恒星形成的历史推断从$Hubble~Space~Telescope$成像，我们发现，环境是极不可能发挥主导作用，在淬火他们的恒星形成。即使考虑到预处理的潜在影响，环境过程也有$\lesssim 0.1\%$的可能性，即所有已知的超暗矮星都在足够早的时间内熄灭，以解释它们观测到的恒星形成历史。相反，我们认为卫星淬火的有效性在大约$M_{\star} \sim 10^{5}~M_{\odot}$，低于该恒星形成在幸存的星系是全球性的抑制再电离的质量地板。我们预测在局域场中有大量的淬灭超暗矮星（$1 < R/R_{\rm{vir}} < 2$），未来的宽视场成像巡天将发现多达$\sim250$的超暗矮星。
2018-12-07 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
Three Quenched, Faint Dwarf Galaxies in the Direction of NGC 300: New Probes of Reionization and Internal Feedback
研究在NGC 300方向发现三个已熄灭的暗淡/超暗淡矮星系，并给出距离、光度与环境判定，为研究再电离、内部反馈和冲压剥离对低质量星系恒星形成的影响提供新样本。
2024-12-09 astro-ph.GA
Formation and Evolution of Blue Stragglers in 47 Tucanae
蓝离散星（英语：Blue stragglers，BSS）是在色星等图（英语：Color-Magnitude Diagram，CMD）中位于星团主序星关闭点（英语：Main Sequence turn-off point）上方的恒星。利用47 Tuc核的紫外（UV）观测数据，识别了CMD中的各种恒星星族，并利用它们的径向分布研究了BSS的演化和起源，得到了BSS系统质量的动力学估计。当我们将BSS按星等分为两个样本时，我们发现明亮的BSS显示出更集中的径向分布，因此质量估计更高（这些BSS系统的TO质量超过两倍），这表明起源涉及三重或多重恒星系统。相比之下，微弱的BSS不太集中，具有类似于主序（MS）双星的径向分布，这表明MS双星可能是这些BSS的祖先。将我们的数据与可见光中的可用光度数据结合起来，并使用MESA演化模型，我们计算了恒星正常演化的每个演化阶段的预期恒星数量和来自BSS演化的恒星数量。结果表明，BSS有一个后MS的演化与一个正常的恒星相同的质量和MS BSS的寿命约为200-300万年。我们还发现，在47 Tuc的渐近巨星分支（AGB）恒星的人口过剩是由于进化的BSS。
2016-09-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Extended stellar populations in Ultra-Faint Dwarf galaxies
本研究利用Gaia DR3等多巡天的RR Lyrae星探测45个超暗矮星系外围，发现至少33%含该类恒星的星系具有延展恒星族群。
2023-12-12 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
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
Gaia Proper Motions and Orbits of the Ultra-Faint Milky Way Satellites
盖亚任务（DR 2）发布的第二个数据提供了一个全面和前所未有的天空平面中天文源运动的图片，从太阳附近延伸到银河系的外部。我提出自行测量的基础上盖亚DR 2的17个超微弱的矮星系在100千秒差距的银河系。我从文献中收集了每个矮星中光谱确认的成员星，这些成员星的亮度足以进行盖亚天体测量，产生的成员样本从三角座II的2颗恒星到牧夫座I的68颗恒星不等。从分光成员星表我估计每个系统的自行。我发现很好的协议与盖亚合作推出的自行牧夫座I和狮子座I。17个矮星中有14个的切向速度被确定为优于50 km/s，比银河系卫星星系的此类测量样本增加了一倍多。眼眶近心点受到很好的约束，中值为38千秒差距。只有一颗卫星Tucana III在银河系中心15 kpc的轨道上，这表明剩下的超暗矮星不太可能经历过严重的潮汐剥离。作为一个群体，超暗矮星处于高速，偏心，逆行的轨道上，几乎所有的空间运动都超过370公里/秒。在低质量（M_vir = 0.8 x 10^12 M_sun）的银河系势中，17个星系中有8个缺乏定义明确的远心，似乎是第一次坠落，这表明银河系的质量可能比以前估计的要大，或者许多超暗矮星与麦哲伦云有关。超暗矮轨道的中位离心率为0.79，与数值模拟中看到的值相似，但与更明亮的矮椭球体的圆形轨道不同。
2018-06-07 astro-ph.GA
Multiple Stellar Populations in Globular Clusters with JWST: a NIRCam view of 47 Tucanae
本文利用 JWST/NIRCam 和 HST 数据研究 47 Tucanae 主序底部的多星族，通过染色体图、等龄线与合成光谱模拟约束 M 型矮星的化学组成，支持氧丰度变化与红巨星观测一致，从而限制原星团质量转移假说。
2023-04-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Ultra-faint dwarfs in a Milky Way context: Introducing the Mint Condition DC Justice League Simulations
我们目前的结果从“薄荷”分辨率DC正义联盟套件银河系般的放大宇宙学模拟，扩展我们的研究附近的星系到超微弱的矮（UFD）制度的第一次。这些模拟的质量分辨率是有史以来最高的宇宙学银河系放大模拟运行$z=0$，初始恒星（暗物质）粒子质量为994（17900）M $_\odot$，力分辨率为87 pc。我们研究了周围的矮星和UFD，发现模拟结果与观测到的星系动力学性质和$-3 < M_V < -19$相匹配，并再现了$r_h\gtrsim200$ pc在尺寸-光度平面上的散射。我们预测，绝大多数附近的星系都将被维拉鲁宾天文台的时空遗产巡天（LSST）观测到。我们还表明，微弱的矮星速度分散$\lesssim5$公里/秒的结果从严重的潮汐剥离的主机晕。我们调查淬火的UFD在流体力学的银河系的背景下，并发现，大多数UFD淬火之前与银河系的相互作用，虽然一些淬火UFD保留其气体，直到落入。此外，这些模拟产生了一些独特的矮星，这是第一次模拟它们，例如，一个HI丰富的领域UFD，一个晚形成的UFD，具有类似于火山口2的结构特性，以及一个紧凑的矮卫星，在$z=0$没有暗物质。
2020-11-17 astro-ph.GA
Stellar halos tracing the assembly of ultra-faint dwarf galaxies
本研究通过 N-body 模拟与神经网络探索超暗弱星系并合参数对恒星晕形成的影响，发现恒星晕性质主要由并合质量比与恒星尺寸决定，并成功约束了 Tucana II 的并合参数。
2025-01-21 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
Signatures of reionization feedback in the near-infrared background
星系际介质在红移$z\gtrsim 6$处的再电离预计将对居住在低质量暗物质晕中的星系产生持久的影响。由于无法吸积或保留被光加热到$T \gtrsim 10^4$ K的气体，早期宇宙中暗淡星系的恒星形成历史预计会随着它们耗尽气体供应而下降，导致星系光度函数（LF）的翻转，并可能解决本星系群中丢失卫星的问题。不幸的是，有几个挑战，以限制“再电离反馈”的经验，最值得注意的是，在低质量的星系晕本质上是暗淡的，还有其他的物理机制，能够诱导在LF翻转。在这项工作中，我们研究了一个新的签名的再电离反馈，这是在原则上不同于其他过程：作为微弱的星系被再电离淬火，他们的恒星星族被动年龄和增长的红色，而附近的明亮的星系继续形成恒星在一个增加的速度，所以保持相对蓝色。我们发现，这种对比，淬火和未淬火的星系之间诱导的规模和颜色依赖的签名，在当今的近红外背景相媲美的预期灵敏度，美国宇航局即将到来的SPHEREx任务。而纯质量抑制的模型在很大程度上影响了波长$\lesssim 2 μ\rm{m}$的信号，$\sim 5$ %水平的差异，在背景中坚持到$\sim 5 μ\rm{m}$的再电离反馈模型。最后，强度比图的功率谱表现出更大的变化，因此可能是未来分析的一个有前途的目标。
2022-05-27 astro-ph.GA
Star formation histories and gas content limits of three ultra-faint dwarfs on the periphery of M31
University of Arizona（亚利桑那大学）；Caltech（加州理工学院）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；University of Tampa（坦帕大学）；University of Surrey（萨里大学）；Dartmouth College（达特茅斯学院）；University of Toronto（多伦多大学）
利用HST和VLA观测，研究三颗超致密矮星系的恒星形成历史及气体含量，发现其中两颗在再电离后迅速熄灭。
2026-01-01 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
Discovery and Characterization of Two Ultra Faint-Dwarfs Outside the Halo of the Milky Way: Leo M and Leo K
本研究利用哈勃成像发现并表征银河系晕外两个超暗矮星系Leo M与Leo K，测定其结构、距离、质量和恒星形成历史，指出早期熄灭更可能源于再电离与恒星反馈。
2024-05-19 astro-ph.GA
The Quenched Satellite Population Around Milky Way Analogs
本研究对比了SAGA和ELVES两个近邻类银河系样本，发现采用一致的sSFR和绝对星等极限后，两者的熄灭卫星比例及卫星累积数量总体一致，但与本地群和模拟结果仍存张力。
2023-07-25 astro-ph.GA
Nearest Neighbor: The Low-Mass Milky Way Satellite Tucana III
我们目前的麦哲伦/IMACS光谱最近发现的银河系卫星Tucana III（图克III）。我们确定了Tuc III中的26颗成员星，从中我们测量了平均径向速度v_hel = -102.3 +/- 0.4（stat.）+/- 2.0（系统）km/s，速度色散为0.1^+0.7_-0.1 km/s，平均金属丰度[Fe/H] =-2.42 ^+0.07_-0.08。在95.5%的置信度下，速度弥散的上限是σ < 1.5 km/s，而Tuc III的半光半径范围内的质量上限是9.0 x 10^4 Msun。我们不能排除Tuc III的质光比高达240 Msun/Lsun，但更低的质光比也是允许的，这将使系统以重子为主。我们测量的上限的金属丰度分布的恒星在Tuc III的0.19德克斯在95.5%的置信度。Tuc III比任何已知的矮星系都有更小的金属丰度色散和可能更小的速度色散，但比任何已知的球状星团都有更大的尺寸和更低的表面亮度。它的金属丰度也远低于光度相近的星团。因此，我们初步认为，图克III是潮汐剥离残余的暗物质为主的矮星系，但额外的精确的速度和金属丰度测量将是必要的一个明确的分类。如果Tuc III确实是一个矮星系，那么它是距离太阳最近的外部星系之一。由于它的距离很近，图克III中最明亮的恒星都相当明亮，其中包括一颗V=15.7的恒星，它是超暗卫星中已知最亮的成员星。
2016-10-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark matter halo properties of the Galactic dwarf satellites: implication for chemo-dynamical evolution of the satellites and a challenge to $Λ$CDM
本研究利用非球形质量模型分析银河系矮卫星系运动学数据，发现部分星系暗物质晕呈尖峰分布，且部分卫星系暗物质密度显著低于模拟子晕，对 $Λ$CDM 模型提出挑战。
2023-06-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Orbits of Isolated Dwarfs in the Local Group from New 3D Kinematics: Constraints on First Infall, Backsplash, and Quenching Mechanisms
基于哈勃望远镜对六个孤立矮星系的新三维运动学测量，本研究通过轨道历史分析发现这些星系演化路径多样，挑战了它们均为回溅星系的传统观点，并指出需重新评估不依赖大质量宿主环境作用的熄灭机制。
2025-09-16 astro-ph.GA
EDGE: Two routes to dark matter core formation in ultra-faint dwarfs
在标准的Lambda冷暗物质范例中，纯暗物质模拟预测矮星系应该居住在具有中心发散密度“尖点”的暗物质晕中。这与通常倾向于恒定密度“核心”的观察相矛盾。我们调查这个“尖核问题”在“超暗”矮星系模拟的一部分，“工程矮星系在星系形成的边缘”（EDGE）项目。我们发现，类似于以前的工作，在模拟的矮星中心区域的引力势波动运动学加热的暗物质粒子，降低矮星的中心暗物质密度。然而，这些波动并不完全是由气体流入/流出引起的，而且还由小合并的脉冲加热引起。我们使用遗传修饰的方法对我们的矮的初始条件之一，以显示如何延迟组装历史导致更晚的小合并，相应地，更多的暗物质加热。这提供了一种机制，即使是超暗矮星（$M_* < 10^5\,\text{M}_{\odot}$），其中恒星的形成在高红移时被完全淬灭，其中心暗物质密度也会随着时间的推移而降低。相比之下，我们发现，如果合并的星系有足够少的恒星形成，后期的主要合并可以再生一个中央暗物质尖点。这些影响的结合使我们预测显着的随机性，在中央暗物质密度斜率的最小的矮星，其独特的恒星形成和质量组装的历史驱动。
2021-01-07 astro-ph.GA
The Hubble Space Telescope Survey of M31 Satellite Galaxies II. The Star Formation Histories of Ultra-Faint Dwarf Galaxies
基于哈勃望远镜成像，本文研究了M31的六个超暗弱矮星系的恒星形成历史，发现再电离并未均匀熄灭UFDs，并揭示了首个未被再电离熄灭的“年轻”UFD。
2023-09-13 astro-ph.GA
Ultrafaint Dwarf Galaxy Candidates in the M81 Group: Signatures of Group Accretion
本星系群中的微弱和超微弱矮星系构成了我们理解小尺度宇宙学的观测基石。为了了解这一观点是否具有普遍性，必须使用解析恒星技术在附近的星系群中发现类似的微弱卫星。我们描述了我们的搜索超暗星系的M81组使用深地面为基础的解析恒星数据集斯巴鲁的超级Suprime-Cam。我们提出了一个新的超暗矮星系的M81组，并确定了另外五个极低的表面亮度候选超暗矮星，深入到超暗制度$M_V \sim -6$（类似于仙女座卫星目前的限制）。这些候选星系的光度和大小与已知的本星系群矮星系Tucana B，Canes Vena-Vena I，Hercules和Bootes I相似。根据我们在空白领域的技术测试，这些候选人中的大多数可能是真实的。有趣的是，所有这些候选卫星在空间上都聚集在NGC 3077周围，而NGC 3077本身就是一颗处于潮汐分裂高级状态的M81卫星群。这有点令人惊讶，因为M81本身和它最大的卫星M82都比NGC 3077大得多，而且由于它们的质量更大，预计会有更多的超暗候选者。这些结果提供了相当大的支持的想法，卫星的卫星是一个重要的贡献，卫星人口的增长围绕银河系质量的星系。
2022-09-13 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
The star formation history of Eridanus II: on the role of SNe feedback in the quenching of ultra-faint dwarf galaxies
波江座II（EriII）是一个超暗矮星系（M_V=-7.1），位于银河系维里半径附近。早期的浅色星等图（CMD）显示，它可能拥有一个中等年龄甚至年轻的恒星星族，这对这个质量的星系来说是不寻常的。在本文中，我们提出了新的ACS/HST CMD达到最古老的主序列关闭具有良好的光度精度，并得出一个精确的恒星形成历史（SFH），该星系通过CMD拟合。这个SFH表明，大部分的恒星质量在Eri II中形成于一个极短的恒星形成爆发中。导出的恒星形成率剖面的半高宽为5亿年，并达到了与13 Gyr前的零恒星形成相兼容的值。然而，用模拟恒星星族和球状星团M92的CMD进行的测试表明，恒星形成周期可能短于1亿年。通过对早期恒星形成爆发中转化为恒星的质量（~ 2 × 10^5 Msun）的定量测定，我们推断出SNe事件的数量以及注入星际介质的相应能量。对于合理的估计的EriII维里质量和值的SNe能量的耦合效率，我们得出结论，EriII可以淬灭的SNe反馈单独，从而铸造怀疑需要调用宇宙再电离作为首选的解释早期淬灭的老UFD星系。
2021-01-12 astro-ph.GA
Linking enhanced star formation and quenching to faint tidal features in galaxies
Institute for Astronomy, University of Edinburgh（爱丁堡大学天体物理研究所）；School of Physics & Astronomy, University of St Andrews（圣安德鲁斯大学物理与天文学院）
研究发现星系合并通过潮汐特征影响恒星形成和快速熄灭，揭示了相互作用的细节对星系演化的重要性。
2026-01-08 astro-ph.GA
On the faint-end of the high-$z$ galaxy luminosity function
最近对再电离时期（EoR，$z\gsim6$）星系光度函数（LF）的测量表明，填充LF暗端的低质量星系的数密度急剧增加。然而，由于低质量晕中的恒星形成很容易受到电离辐射的抑制甚至淬灭，因此预计在一些微弱的紫外量级上会发生周转。使用一个物理动机的分析模型，我们量化的LF模糊端形状的再电离反馈效应。我们发现，如果再电离反馈被忽略，幂律Schechter参数化特征的LF暗端仍然有效的绝对UV幅度$\sim -9$。相反，如果辐射反馈足够强，在圆速度小于50 km/s $^{-1}$的晕中淬灭恒星形成，LF开始下降到绝对UV星等$\sim -15$，即略低于$z\sim5$的当前（无透镜）调查的检测极限。在绝对紫外星等较高时，由于再电离过程和星系形成的相互作用，大部分星系光来自EoR之前形成的遗迹星。我们认为，星系数计数数据，特别是在透镜领域，可以把强有力的约束再电离反馈。在具有较强再电离反馈的模型中，绝对紫外星等高于$\sim -13$和小于$\sim - 8$的星系中的恒星通常较老。因此，恒星年龄-紫外线星等关系可以作为一种可供选择的反馈探针.
2016-08-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Discovery of Isolated, Quenched Candidate Backsplash Dwarf Galaxies near M101
The Dalton School（道尔顿学校）
发现M101附近三个可能回溅的矮星系，并通过流体动力学模拟探讨其形成机制。
2026-08-14 astro-ph.GA
SEAMLESS Survey: Four Faint Dwarf Galaxies Tracing Low-Mass Galaxy Evolution Across Environments
Steward Observatory, University of Arizona（亚利桑那大学斯图尔德天文台）；Department of Physics and Astronomy, University of Tampa（坦帕大学物理与天文学系）；Department of Physics and Astronomy, Dartmouth College（达特茅斯学院物理与天文学系）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；Department of Physics, University of Surrey（萨里大学物理系）；Department of Astronomy & Astrophysics, University of Toronto（多伦多大学天文学与天体物理学系）；Dunlap Institute for Astronomy and Astrophysics, University of Toronto（多伦多大学邓普天文学与天体物理研究所）；Department of Physics, Engineering Physics and Astronomy, Queen’s University（女王大学物理、工程物理与天文学系）
SEAMLESS项目发现四颗暗弱矮星系，揭示低质量星系在不同环境中的演化状态及演化机制。
2025-12-01 astro-ph.GA
The abundance and properties of the lowest luminosity dwarf galaxies around the Milky Way: Insights from Semi-Analytic Models
Department of Astronomy, University of Virginia（弗吉尼亚大学天文学系）；Virginia Institute for Theoretical Astronomy, University of Virginia（弗吉尼亚理论天文研究所）；Carnegie Observatories（卡内基观测站）
研究利用半解析模型探讨银河系周围超暗弱矮星系的形成与性质，发现其动力学特征与恒星团的区别，强调未来光谱学调查的重要性。
2025-11-19 astro-ph.GA
A population of faint, old, and massive quiescent galaxies at 3 < z < 4 revealed by JWST NIRSpec Spectroscopy
基于JWST观测，本文在z~3-4处发现12个大质量宁静星系，分析表明它们质量巨大且形成极早，揭示了早期宇宙中重子转化为恒星的转化率极高。
2024-02-14 astro-ph.GA
Deep UV Luminosity Functions at the Infall Region of the Coma Cluster
我们已经使用深GALEX观测后发座星系团的落区测量最微弱的紫外光度函数（LF）提出了一个丰富的星系团迄今。在GALEX的EUV和NUV波段上测量到后发座的紫外LF值为-10.5，比以前的研究暗3.5等，首次达到后发座矮早型星系群。Schechter暗端斜率（在两个GALEX波段中α = -1.39）比以前的后发座UV LF研究报告的要浅，这是因为在暗星等下LF更平坦。一个高斯加谢克特模型提供了一个稍微好一点的参数化的紫外线LF导致在两个GALEX波段的一个弱端斜率~ -1.15。两个组件模型给出了弱端斜率小于-1（营业额）的LF分别构建被动和恒星形成星系。由于后发座中恒星质量低于M*=10^8 Msun的矮星形成星系的不足，恒星形成星系的紫外LF在M_UV ~-14处出现了一个周转。一个类似的营业额被确定在最近的紫外线低频测量室女座室女星系团团表明这可能是一个共同的特点，本地星系团，而外地紫外线低频继续上升微弱的幅度。我们没有发现多余的被动星系，如果失踪的矮恒星形成星系在星系团内部淬火，那么就可以预期。事实上，矮被动星系和恒星形成星系的LF在微弱的星等上显示出相同的周转率。我们讨论了可能的起源失踪的矮恒星形成星系后发座和它们的预期性能的基础上比较本地场星系。
2011-10-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Next Generation Virgo Cluster Survey (NGVS). XXIV. The Red Sequence to $\sim$10$^6$ L$_{\odot}$ and Comparisons with Galaxy Formation Models
我们利用下一代室女星系团巡天[NGVS]的深光学测光研究了居住在这个星系团核心的星系的色星等图。NGVS成像的灵敏度使我们能够在一个单一的环境中连续探测星系的颜色，亮度超过$\sim 2 \times 10^5$，从最亮的星系团到银河系经典卫星重叠的尺度[ $M_{g^{\prime}}$ $\sim$ $-$ 9; $M_{*}$ $\sim 10^6$ M $_{\odot}$ ]。值得注意的是，我们发现了第一个证据，即RS在所有颜色的暗星等端（从$-$ 14 $\le$ $M_{g^{\prime}}$ $\le$ $-$ 13开始，在$M_{*}$ $\sim 4 \times 10^7$ M $_{\odot}$附近），斜率下降到$\sim$ 60%或更少，在更亮的星等。这可能表明，室女座核心的微弱矮星的恒星群体在光度上与$\sim$ 3 mags具有相似的特征[例如恒定的平均年龄]，这表明这些星系可能是通过较小宿主的预处理而共同熄灭的。我们还将我们的结果与星系形成模型进行了比较，发现模型星系团中的RS在中间震级处的斜率太浅，并且在半解析模型的情况下，不会再现在室女座RS的两个极端[明亮/暗淡]处看到的平坦化。模型星系化学演化的缺陷可能导致所有质量的模型数据差异，而过度有效的淬火也可能是矮尺度的一个因素。深紫外和近红外测光需要明确地诊断暗端平坦的原因。
2016-10-28 astro-ph.GA
Merger Signatures are Common, but not Universal, In Massive, Recently-Quenched Galaxies at z~0.7
本研究对 z~0.7 处 143 个大质量星暴后星系进行视觉分类，发现并合引发的潮汐扰动率显著高于控制样本，证实并合是星系猝灭的重要机制，但少数年轻未受扰动星系表明主并合并非唯一快速猝灭机制。
2023-03-17 astro-ph.GA
