Kinematics and chemistry of recently discovered Reticulum 2 and Horologium 1 dwarf galaxies
由于超暗星团和矮星系在形态学上的重叠，光靠测光不足以明确区分它们。在这里，我们报告的VLT/GIRAFFE光谱的候选成员星在两个最近发现的超暗卫星网2和时钟1，获得作为正在进行的盖亚-ESO调查的一部分。我们确定了18个成员在网室2和5在Horologium 1。我们发现网状物2的速度分散度为~3.22 km/s，这意味着M/L比为~ 500。我们已经推断了所有候选者的恒星参数，我们发现网室2的平均金属丰度为[Fe/H] = -2.46+/-0.1，固有色散为~ 0.29，α增强到[α/Fe]~0.4的水平。我们的结论是网室2是一个矮星系。我们还报告了在网室2附近的一个未知恒星亚结构中偶然发现的四颗恒星，[Fe/H] ~-2，V_hel ~ 220 km/s，远离网室2的系统速度。对于时钟1，我们推断其速度色散为4.9^{+2.8}_{-0.9} km/s，M/L比值约为600，从而得出时钟1也是一个矮星系的结论。Horologium 1比网状物2稍微更贫金属[Fe/H] = -2.76 +/- 0.1，并且类似地α增强：[α/Fe] ~ 0.3。尽管误差很大，我们还测量了0.17 dex的金属丰度的显着分布，这加强了时钟座1确实是一个矮星系的证据。网室2号的视线速度与大麦哲伦星云轨道速度的预测值相差约100公里/秒，因此它与星云的关系不确定。然而，在时钟座1的位置，后向积分的LM…
2015-04-29 astro-ph.GA
Cosmological insights into the early accretion of r-process-enhanced stars II. Dynamical identification of lost members of Reticulum II
本文通过高精度N体phi-GPU代码模拟Reticulum II矮星系115亿年的轨道质量损失，并结合相空间分析，从530颗已知r过程增丰恒星中识别出至少93颗来自Reticulum II的流失成员。
2024-11-17 astro-ph.GA
Timing the r-Process Enrichment of the Ultra-Faint Dwarf Galaxy Reticulum II
超微弱的矮星系网状座II（Ret II）显示出独特的化学演化历史，其中72 + 10/-12%的恒星在r-过程元素中强烈增强。介绍了哈勃深空望远镜Ret II的测光情况，分析了它的恒星形成历史。与其他超暗矮星一样，色星等图最适合由两次恒星形成爆发组成的模型。如果我们假设爆发是瞬时的，那么较老的爆发发生在再电离时期，形成了银河系中约80%的恒星，而其余的恒星形成了约3 Gyr。当允许脉冲串具有非零持续时间时，我们得到稍微好一点的拟合。在这种情况下，最适合的模型由两个爆发组成，开始于再电离之前，大约一半的恒星形成于一个短暂的爆发（1亿年），另一半则是在一个更长的持续2.6 Gyr的时期内。考虑到完整的可行的恒星形成历史模型，我们发现28%的恒星在恒星形成开始的5亿+/-2亿年内形成。结合恒星形成的历史和r-过程增强型恒星的普遍性，证明Ret II中的r-过程元素一定是在其初始恒星形成阶段的早期合成的。因此，我们将Ret II中第一批恒星形成与r-过程核合成之间的延迟时间限制在5亿年以内。该测量排除了具有几个Gyr或更多延迟时间的r过程源，例如GW 170817。
2022-12-01 astro-ph.GA
A Deeper Look at the New Milky Way Satellites: Sagittarius II, Reticulum II, Phoenix II, and Tucana III
我们提出了深麦哲伦/Megacam恒星测光的四个最近发现的暗淡的银河系卫星：人马座II（Sgr II），网状II（Ret II），凤凰II（Phe II）和杜鹃座III（Tuc III）。我们的测光比发现数据深2-3个星等，使我们能够重新审视这些新物体的性质（例如，距离、结构特性、光度测量和潮汐扰动的迹象）。卫星色星等图显示它们都是古老的（~13.5 Gyr）和贫金属的（[Fe/H] $\lesssim-2.2$）。Sgr II特别有趣，因为它位于矮星系和球状星团在大小光度平面上的位置之间。其结构参数的集合更符合球状星团的分类，表明Sgr II是其光度范围最广的球状星团。其他三颗卫星直接落在银河系中光度相似的超暗矮星系所定义的轨迹上。Ret II是目前已知亮度范围最长的矮星系。我们对Phe II和Tuc III的结构参数表明它们都是矮星系。Tuc III与恒星流有关，这在我们的匹配滤波器恒星密度图中清晰可见。其他卫星没有显示任何明显的证据，潮汐剥离的形式延伸或扭曲。最后，我们还使用档案HI数据对每个对象的气体含量进行限制。
2018-06-19 astro-ph.GA
Stellar Kinematics and Metallicities in the Ultra-Faint Dwarf Galaxy Reticulum II
我们提出了麦哲伦/M2 FS，VLT/GIRAFFE，双子座南/GMOS光谱的新发现的银河系卫星网状II。根据从暗能量巡天成像中选取的25颗Ret II成员星的光谱，我们测量到平均日心速度为62.8 +/- 0.5 km/s，速度色散为3.3 +/- 0.7 km/s。Ret II在其半光半径内的质光比为470 +/- 210 Msun/Lsun，表明它是一个强暗物质主导的系统。尽管它在空间上接近麦哲伦云，但Ret II的径向速度与LMC和SMC的径向速度分别相差199和83 km/s，这表明它不受麦哲伦星系的引力约束。Ret II的可能成员星的金属丰度跨度为1.3 dex，色散为0.28 +/- 0.09 dex，我们还发现了几颗[Fe/H] <-3的极贫金属星。结合它的光度、大小和椭圆率，这些结果证实了Ret II是一个超微弱的矮星系。Ret II的平均金属丰度[Fe/H] = -2.65 +/- 0.07，与Segue~1相匹配，是已知最贫金属的星系。虽然Ret II是距离银河系第三近的矮星系，但其暗物质密度平方的视线积分在0.2度范围内为log J = 18.8 +/- 0.6 Gev^2/cm^5，这表明Ret II中暗物质湮灭产生的伽马射线通量低于其他几个矮星系。
2015-06-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Proper motions of Milky Way Ultra-Faint satellites with ${\it Gaia}$ DR2 $\times$ DES DR1
我们提出了一种新的概率方法来确定银河系（MW）超暗卫星的系统自行的暗能量调查（DES）。我们利用DES的第一个公开数据发布（DR 1）的极好的测光来选择候选成员，并将它们与$Gaia$ DR 2的自行进行交叉匹配。我们在空间和自行空间中使用混合模型（卫星和MW）对候选成员进行建模。该方法不需要卫星隶属度的先验知识，可以成功地确定13颗DES卫星的切向运动。用我们的方法，我们提出了以下卫星的测量：天鸽~I，波江座~III，鹤~II，凤凰~II，绘架座~I，网状~III，杜鹃座~IV;这是第一个系统的自行测量的几个和大多数缺乏广泛的光谱后续研究。我们将这些与大麦云云卫星的预测和广阔的极地结构进行比较。通过高精度的DES测光，我们得出结论，大多数新发现的成员星与其他超暗矮星系类似，金属含量非常低（[Fe/H] $\lesssim -2$），而网壳III可能更富含金属。我们还在以下卫星中发现了可能指示其整体自行的潜在成员：Cetus~II，Kim~2和Horologium~II;然而，由于每个卫星中的成员数量很少，因此有必要进行光谱跟踪观测以确定这些卫星的系统自行。
2019-02-18 astro-ph.GA
From actinides to zinc: Using the full abundance pattern of the brightest star in Reticulum II to distinguish between different r-process sites
超微弱的矮星系网状座II被一个罕见而多产的r过程事件所富集，比如一个中子星合并。为了调查这一事件的性质，我们提出了高分辨率的麦哲伦/MIKE光谱在这个星系中最亮的恒星。高信噪比使我们能够确定41种元素的丰度，包括放射性锕系元素Th和第一次在银河系外的恒星中检测到第三个r过程峰值元素（Os和Ir）。观测到的中子俘获元素丰度与太阳r-过程分量非常接近，除了第一个r-过程峰值明显低于太阳，但与其他r-过程增强型恒星相匹配。第一峰值与较重的r-过程元素的比率意味着r-过程站点产生大致相等质量的高电子分数和低电子分数喷出物，在2倍内。我们比较详细的丰度模式预测从核合成计算的中子星合并和磁旋转驱动的喷流超新星，发现核物理的不确定性占主导地位的天体物理的不确定性。我们测量$\log\mbox{Th/Eu} = -0.84 \pm 0.06\,\text{(stat)} \pm 0.22\,\text{(sys)}$，略低于所有以前的Th/Eu观测。我们从这个比率得出的最年轻的年龄是$21.7 \pm 2.8\,\text{(stat)} \pm 10.3\,\text{(sys)}$ Gyr，表明目前的初始生产率不能很好地描述在网壳II的r-过程事件。丰富的轻元素锌是一致的极端贫金属银河系晕星。它们最终可能提供一种区分中子星合并和磁旋转驱动的喷流超新星的方法，但这需要对网室II的化学演化有更详细…
2018-02-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
On the R-Process Enrichment of Dwarf Spheroidal Galaxies
最近对网壳II的观测发现，与类似的超暗矮球状星系（UFD）相比，它的r过程元素过多。由于网壳II的金属丰度和恒星形成历史似乎与所有已知的UFD一致，因此网壳II的高r过程丰度表明它是通过一个单一的罕见事件（如双中子星（NS）合并）富集的。然而，我们注意到这种情况是极不可能的，因为双星恒星演化模型需要显著的超新星出生踢产生NS-NS或NS-黑洞合并，这些踢将有效地从UFD的弱引力势中删除紧凑的双星系统。我们研究了在UFD中产生r-过程元素的替代机制，包括一种新的机制，其中在高暗物质密度区域中的NS在积累了形成黑洞的大量暗物质后内爆。我们发现，当一个中子星坍缩成一个黑洞时，由潮汐力产生的r-过程原材料喷射，可以以与网壳II和银河系的r-过程丰度相匹配的速率发生。值得注意的是，暗物质模型在观测到的UFD中坍缩了一颗中子星，也解决了银河系中心脉冲星失踪的问题。我们提出的测试具体到暗物质r-过程的生产，可能会发现，或排除，这种模式。
2016-11-02 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
GHOST Commissioning Science Results: Identifying a new chemically peculiar star in Reticulum II
研究利用 GHOST 调试观测确认 Ret II 候选成员 GDR3 0928 为真实成员，并发现其是兼具轻元素与 r 过程增丰的 CEMP-r 星。
2023-06-07 astro-ph.GA
R-process enrichment from a single event in an ancient dwarf galaxy
比锌重的元素通过（r）快中子俘获过程和（s）低中子俘获过程合成。r过程元素（如铕）的主要生产地点已经争论了近60年。对古老的银河系晕星的化学丰度趋势的初步研究表明，在核心坍缩超新星等地点，r过程的产生是持续的。但是来自本机宇宙的证据表明，r过程的产生主要发生在罕见的事件中，比如中子星合并。在一些矮球状星系中出现的铕丰度平台被认为是早期宇宙中罕见的r-过程富集的证据，但前提是矮星系中没有气体吸积。宇宙学驱动的气体吸积有利于这些系统中持续的r过程富集。此外，在矮椭球体中，普遍的r-过程模式还没有被清楚地识别出来。更小、化学成分更简单、更古老的超暗矮星系在第一批恒星形成后不久就聚集在一起，是研究核合成事件（如r过程）的理想系统。网室二就是这样一个星系。这个星系（以及其他类似星系）中非中子捕获元素的丰度与其他老恒星相似。在这里，我们报告说，在网室II的9颗恒星中，有7颗用高分辨率光谱仪观察到重中子捕获元素的强烈增强，其丰度遵循钡以上的通用r过程模式。这个“r-过程星系”的增强比任何其他超暗矮星系都高2-3个数量级。这意味着一个单一的罕见事件产生了网室II中的r-过程材料。r过程的产额和事件率与普通的核心坍缩超新星不相容，但与其他可能的地点，如中子星合并一致。
2016-09-21 astro-ph.GA
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
Simulating Neutron Star Mergers as r-process Sources in Ultra Faint Dwarf Galaxies
为了解释在超暗矮星系中观测到的高丰度的r过程元素，我们进行了宇宙学变焦模拟，包括从中子星合并（NSMs）的r过程生产。我们模拟恒星形成随机和模拟两个不同的晕总质量$\approx 10^8 M_{\odot}$在z = 6。我们发现，[Eu/H]与[Fe/H]的最终分布对r过程物质射入星际介质的能量相对不敏感，但对NSM事件发生的环境非常敏感。在一个晕中，NSM事件发生在恒星分布的中心，导致高水平的r-过程富集，如在局部UFD中看到的，网状物II（Ret II）。在第二个晕中，NSM事件发生在星系的致密部分之外，导致更广泛的r过程分布。随后的恒星形成发生在一个星际介质与浅水平的r-过程的富集，从而导致在恒星与低水平的[Eu/H]相比，Ret II星，即使当最大可能的r-过程的质量被假定为喷射。这表明，出生踢的中子星也可能发挥重要作用，在确定的r-过程的丰度在UFD星系，一个主题，值得进一步的理论研究。
2017-07-06 astro-ph.GA
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
Highly r-process enhanced stars in ultra-faint dwarf galaxies
在超暗矮星系（UFD）中，特别是在网状座~II（Ret~II）中观测到了高r过程增强的贫金属星（MP r-II，$\rm [Eu/Fe]>1$和$\rm [Fe/H]\lesssim-1.5$）。只有少数UFD包含这样的恒星，这意味着r-过程的位置可能反映了非常罕见的，但个别多产的事件，如中子星合并（NSMs）。考虑到UFD相对较短的恒星形成历史（SFH），它们如何经历如此罕见的现象令人困惑。在这项工作中，我们显示的宇宙流体动力学放大模拟孤立的UFD（$M_{vir}\approx10^7-10^8$太阳质量和$M_{\ast}\approx10^3-10^4$太阳质量在$z=0$）的结果来解释MP r-II星的形成在UFD。我们采用一个简单的玩具模型NSM事件，采用与观测一致的参数，如NSM率（1每$M_{\ast}\approx10^5$太阳质量）和铕（Eu）质量（$M_{Eu}\approx10^{-5}$太阳质量）。我们确定只有一个模拟星系（$ M_{vir}\approx4.6\times10^7$，$M_{\ast}\approx 3.4\times 10^3$太阳质量在$z=0$）的丰度类似于Ret~II的模拟体积主机$\sim30$ UFD类似物，表明这样的丰度是可能的，但罕见的。通过探索一系列的关键参数，我们表明，在确定形成MP的r-II星在UFD的最重要的因素是…
2021-06-25 astro-ph.GA
SN 2022ngb: A faint, slowly evolving Type IIb supernova with a low-mass envelope
Yunnan Key Laboratory of Survey Science, Yunnan University（云南省测绘科学重点实验室，云南大学）；INAF - Osservatorio Astronomico di Padova（意大利国家天体物理研究所帕多瓦天文台）；Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences (CAS)（中国科学院云南天文台）；International Centre of Supernovae, Yunnan Key Laboratory（超新星国际研究中心，云南省重点实验室）；Institute of Space Sciences (ICE, CSIC)（空间科学研究所（ICE，CSIC））；INAF - Osservatorio Astronomico di Brera（意大利国家天体物理研究所布雷拉天文台）；School of Astronomy and Space Science, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文与空间科学学院）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）
SN 2022ngb是一颗低光度IIb型超新星，其前身星为中等质量、相对紧凑的剥离包层恒星，爆炸参数包括喷流质量、能量和放射性物质分布。
2026-02-24 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
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
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
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
Formation of emission line dots and extremely metal-deficient dwarfs from almost dark galaxies
最近的观测发现了一些非常富含气体的非常微弱的矮星系，它们可能嵌在低质量的暗物质晕中。我们调查这些富含气体的矮（“几乎黑暗”）星系的孤立和相互作用/合并的情况下，恒星形成的历史。我们发现，尽管在孤立的模拟矮星中，总晕质量（M_h）为10^8-10^9 M_sun时，恒星形成率（SFR）非常低（<10^-5 M_sun/yr），但当它们与其他矮星相互作用或合并时，恒星形成率可以显著增加到约10^{-4} M_sun/yr。这些相互作用的暗矮星与中央紧凑的HII区域可以被识别为孤立的发射线点（“ELdot”），由于它们的表面亮度非常低的老恒星包络。这些相互作用和合并的矮星的残余物最终可以发展出具有非常低金属丰度（Z/Z_sun<0.1）的中心紧凑恒星系统，可以被识别为极缺金属（“XMD”）矮星。这些结果意味着，虽然存在许多在目前的光学观测中很难检测到的暗矮星，但当它们与其他星系及其宿主环境相互作用时，它们可以被检测为孤立的ELdot或XMD矮星。我们预测，有核超暗矮星合并形成的几乎暗矮星，可以确定为球状星团由于非常低的表面亮度恒星信封，如果他们是遥远的对象。
2015-09-14 astro-ph.GA
Inhomogeneous Galactic Chemical Evolution: Modelling Ultra-Faint Dwarf Galaxies of the Large Magellanic Cloud
本文提出非均匀化学演化模型 i-GEtool，模拟大麦哲伦云两颗超微弱矮星系（Carina II 和 Reticulum II）的化学增丰与恒星形成，预测丰度双序列并重现颜色-星等图，揭示早期恒星形成与反馈机制。
2023-05-02 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical Abundance Analysis of Tucana III, the Second $r$-process Enhanced Ultra-Faint Dwarf Galaxy
我们提出了一个化学丰度分析的四个额外的确认成员恒星的杜鹃III，银河系的卫星星系候选人的过程中被潮汐破坏，因为它是由银河系吸积。其中两颗恒星位于银河系的核心，而另外两颗恒星位于东部和西部的潮汐尾。这四颗恒星的化学丰度模式与之前研究过的图卡纳III中的一颗恒星一致：它们的$r$过程元素适度增强，即它们的$<$ [Eu/Fe] $> \approx +$ 0.4 dex。非中子捕获元素通常遵循其他矮星系的趋势，包括0.44 dex的金属丰度范围和$α$元素的预期趋势，即，低金属丰度的恒星具有较高的Ca和Ti丰度。总的来说，这些恒星的化学丰度模式表明，在被潮汐扰动之前，图卡纳III是一个超微弱的矮星系，而不是一个球状星团。与另一个由$r$ -过程增强型恒星主导的星系--网壳II一样，杜鹃座III的恒星化学丰度与双星中子星合并产生的喷出物污染一致，尽管如果中子星合并是$r$ -过程增强的唯一来源，则需要不同的$r$ -过程元素或稀释气体质量来解释这两个星系的丰度。
2019-07-16 astro-ph.GA
The Far-Away Blues: Exploring the Furthest Extents of the Boötes I Ultra Faint Dwarf Galaxy
确定矮星系外层恒星星族的空间范围和性质是确定其总质量、当前动力学状态和过去演化的必要因素。我们在这里描述我们的调查的牧夫座I超微弱的矮星系，银河系的卫星的外部恒星的内容。我们确定候选成员蓝色水平分支和蓝色掉队星牧夫座I，都示踪剂的潜在的古老的恒星星族，使用多波段泛星测光和盖亚天体测量相结合。我们发现总共有24颗候选的蓝色水平分支成员星，它们的视星等和自行与牧夫座I的成员资格一致，其中9颗的投影距离超过了早期测光拟合得出的名义国王剖面潮汐半径。我们还确定了四颗适当视星等的蓝色掉队星，它们的距离与牧夫座I相当，但这四颗都太暗了，无法从盖亚获得高质量的天体测量。我们发现的外层蓝色水平分支恒星证实了牧夫座I的恒星星族的空间分布相当广泛。这些外层候选成员星的天空形态是令人回味的潮汐相互作用，我们进一步探索简单的动力学模型的可能性。
2021-10-11 astro-ph.GA
r-process Production Sites as inferred from Eu Abundances in Dwarf Galaxies
最近对超暗矮星系（UFD）中$r$过程物质的观测揭示了这些元素的来源。在一些UFD中，Eu质量的上限很强，再加上在UFD、网壳II和其他矮星系中检测到的更大的质量，这意味着Eu的产生主要是由罕见的事件决定的，在任何UFD中观察到的最小Eu质量大约是每个事件产生的Eu质量的量。这与银河系中的其他独立观测结果一致。我们估计，使用模型独立的似然分析，率和Eu（Fe）的质量产生的每$r$过程（Fe生产）事件的矮星系，包括经典的矮星和UFD。Fe产生事件的质量和速率与正常的核塌缩超新星~（ccSN）的情况一致。每个事件的Eu质量是$3\times 10^{-5}M_{\odot}<\tilde{m}_{\rm Eu}<2\times 10^{-4}M_{\odot}$，对应于总$r$ -每个事件的过程质量$6\times 10^{-3}M_{\odot}<\tilde{m}_{r-process}<4\times 10^{-2}M_{\odot}$。与ccSNe发生率相比，$r$ -过程事件发生率为$2.5\times 10^{-4}<R_{rp/SN}<1.4\times 10^{-3}$。这些值与我们银河系中观测到的Eu总质量一致，表明矮星系和银河系中产生$r$过程事件的机制相同，并且它可能是宇宙中产生$r$过程元素的主导机制。结果与中子星合并的估计是一致的，但不能排除其他罕见的核心崩溃…
2016-12-10 astro-ph.GA astro-ph.HE
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
Chemical Abundances in the Ultra-Faint Dwarf Galaxies Grus I and Triangulum II: Neutron-Capture Elements as a Defining Feature of the Faintest Dwarfs
本文介绍了两个候选超暗矮星系Grus I和Triangulum II中四颗恒星的高分辨率光谱。这两个天体目前都没有明确确定的速度色散，将它们置于矮星系和球状星团之间的参数空间的模糊区域。没有显着的金属丰度差异被发现的两个格鲁I星，但两颗恒星都缺乏中子捕获元素。我们验证了以前的结果，三II显示显着的传播金属丰度和[ $α$ /Fe]。在我们的Tri II数据中没有检测到中子捕获元素，但我们将上限放在星系晕星的下包络线上，与以前非常低的检测结果一致。中子捕获元素丰度同样低的恒星在UFD中很常见，但在其他环境中很少见。这种低中子捕获元素丰度的特征，表明了质量最小的恒星形成暗物质晕中的化学富集，并进一步表明，贫金属恒星中中子捕获元素的主要来源是罕见的。相反，所有已知的球状星团都有类似的中子捕获元素比率，这表明球状星团是作为相对大质量星系的一部分形成的，而不是在它们自己的暗物质晕中形成的。低中子捕获元素丰度可能是最有力的证据，表明格鲁I和三II是（或曾经是）星系，而不是球状星团，我们预计未来对这些系统的观测将有力地发现非零速度色散或潮汐破坏的迹象。然而，这种低中子俘获元素层的核合成起源仍然未知。
2018-11-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
MOCCA-SURVEY database I. Accreting white dwarf binary systems in globular clusters -- IV. cataclysmic variables -- properties of bright and faint populations
我们在这里调查人口的激变变量（CV）在一组288个球状星团（GC）模型与MOCCA代码演变。这是迄今为止GC模型中关于CV分析的最大样本。与长期以来的争论相反，我们发现在GC中原始CV祖细胞的动力学破坏比CV的动力学形成强得多，并且动力学形成的CV和在没有/弱动力学影响下形成的CV具有相似的白矮星质量分布。此外，我们发现，平均而言，可检测的CV人口主要是由CV通过典型的共同包络相（CEP）（$\gtrsim70$百分比）形成的，只有$\approx2-4$百分比的GC中的所有CV可能是可检测的，和核心塌陷的模型往往有更高的分数比非核心塌陷的明亮的CV。我们还一致表明，第一次，明亮和暗淡的CV的属性可以理解的手段的前CV和CV的形成率，其属性在其形成时间和集群半质量弛豫时间。最后，我们证明了遵循Kroupa提出的初始二进制种群的模型和具有低CEP效率的集合更好地再现了NGC 6397，NGC 6752和47 Tuc中观察到的CV和CV候选者的数量。为了进一步进行比较，关键的下一个步骤是将候选物适当地表征为CV（例如，通过获得轨道周期和质量比）。
2018-11-12 astro-ph.GA
Evolution of neutron capture elements in dwarf galaxies
通过详细的化学演化模型研究了本星系群矮球状体和超暗矮星系中Eu和Ba丰度的演化，并将结果与新的一组均匀丰度进行了比较。所采用的模型包括气体流入和流出，并已进行了测试。我们研究了几种r过程元素的产生方案：合并中子星和磁旋转驱动的超新星。Ba的生产通过主要的s-过程中的低，中等质量的恒星被认为是。我们还测试了不同的核合成产率。对于并合中子星，我们要么采用一个常数和短的并合延迟时间，要么采用一个延迟时间分布函数。我们的模拟表明：i）如果r过程元素仅由快速源产生，则可以再现[Eu/Fe]与[Fe/H]的关系，但这些模型不能再现[Ba/Fe]与[Fe/H]的关系。ii）如果r-过程元素仅以较长的延迟产生，则相反的情况发生。iii）如果同时采用快速源和延迟源，如磁旋转驱动的超新星和具有延迟时间分布的合并中子星，[Eu/Fe]丰度模式可以成功地再现，但模型仍然不能再现[Ba/Fe]。iv）另一方面，只有当Eu和Ba的r-过程部分在单一合并事件期间在短而恒定的时间延迟上产生时，才能再现网囊II的特征丰度。我们还讨论了其他可能的解释，包括气体的不均匀混合，这可能是这个星系的特点。
2021-05-14 astro-ph.GA
SN 2016iog: A fast declining Type II-L supernova with an ultra-faint tail, persistently interacting with circumstellar material
SN 2016iog是一种快速衰减的II型IIL超新星，其快速衰减和持续的星尘物质相互作用表明其前体星可能具有低质量H丰富包层。
2026-01-11 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Towards a paradigm change in the main heavy r-process nucleosynthesis sites
我们研究了三个可能的r-过程的情况下（网站）的基本属性，并比较它们最近的观测和理论模拟。我们发现，共同的信封喷流超新星（CEJSN）的r-过程的情况下，可以解释不同的观测r-过程核合成，包括r-过程丰富的低金属性恒星的存在下，在超微弱矮（UFD）星系。中子星（NS）-NS并合方案和中子星方案遇到了一些困难。尽管如此，我们的结论是，很可能存在一个以上的r-过程场景，与CEJSN r-过程场景的重大贡献。我们给出了一个处方，包括这种情况下的人口合成研究的r-过程。
2019-09-24 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
X-ray versus infrared selection of distant galaxy clusters: A case study using the XMM-LSS and SpARCS cluster samples
我们提出了一个比较的两个样本的z> 0.8星系团选择使用不同的波长依赖的技术，并检查它们之间的物理差异。我们考虑18个集群从X射线选择XMM-LSS远距离集群调查和92个集群从光学MIR选择SpARCS集群调查。这两个样本都是从相同的大约9平方度的天空区域中选择的，我们使用共同的XMM-牛顿，斯皮策-SWIRE和CFHT传统调查数据来检查它们。采用X射线和MIR发射的孔径测量对来自每个样品的簇进行比较。我们将SpARCS远距离星团样本分为三个子样本：a）X射线亮，b）X射线暗，MIR亮，c）X射线暗，MIR暗星团。我们确定，X射线和MIR选择集群显示非常相似的星系MIR光的表面亮度分布。此外，星系红色序列的平均位置和幅度，从堆叠的颜色直方图测量是非常相似的X射线和中红外选择的样本。子样本的X射线暗淡，MIR明亮的集群显示的BCG重心位置偏移的分布，扩展到更高的值比所有其他样本。这一观察结果表明，这样的集群可能存在于一个更受干扰的状态相比，大多数遥远的集群人口采样的XMM-LSS和SpARCS。这一结论得到了叠加X射线图像的支持，X射线暗淡，MIR明亮的集群子样本显示弱，集中的X射线发射，符合人口增长集群吸积从一个扩展的信封的材料。
2018-04-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
The DECam MAGIC Survey $-$ Mapping the Ancient Galaxy in CaHK: Overview and Summary of Early Science
Kavli Institute for Particle Astrophysics & Cosmology, Stanford University（斯坦福大学卡弗里粒子天体物理与宇宙学研究所）；Fermi National Accelerator Laboratory（费米国家加速器实验室）；Kavli Institute for Cosmological Physics, University of Chicago（芝加哥大学卡弗里宇宙物理学研究所）；Department of Astronomy & Astrophysics, University of Chicago（芝加哥大学天文与天体物理系）；NSF-Simons AI Institute for the Sky (SkAI)（NSF-Simons天空人工智能研究所）；Department of Astronomy, University of Virginia（弗吉尼亚大学天文学系）；Department of Astronomy, Yale University（耶鲁大学天文学系）；Universidade de São Paulo, Instituto de Astronomia, Geofísica e Ciências Atmosféricas（圣保罗大学天文、地球物理与大气科学学院）；Instituto de Alta Investigación, Universidad de Tarapacá（塔拉帕卡大学高级研究所）
本文介绍了DECam MAGIC巡天，通过金属敏感窄带滤光片对南半球约5000平方度区域进行成像，结合测光数据推导金属丰度，并展示了早期科学成果，包括确认超暗矮星系成员、绘制低金属丰度星密度图等。
2026-05-26 astro-ph.GA
Stochastic Chemical Evolution of Galactic Subhalos and the Origin of r-Process Elements
致密双星的合并（一颗中子星和另一颗中子星或一个黑洞的合并，NSM）被认为是r-过程的有希望的天体物理位置。虽然NSM的平均合并时间尺度似乎超过1亿年，但大多数先前的化学演化模型表明，在[Fe/H] < -2.5的星系晕恒星中观察到的早期出现和[r/Fe]的大分散有利于1- 1千万年的合并时间。我们认为，对于Ishimaru et al.（2015）提出的假设星系晕形成于具有不同恒星形成历史的暗晕集群的模型，情况并非如此。我们提出了一个随机的化学演化模型的subhalos，在该网站的r-过程被假定为主要是NSM与合并的时间尺度为1亿年。考虑到非对称磁源的稀缺性，用蒙特卡罗方法计算了它们在每个次晕中的出现率。我们的研究结果表明，质量较小的subhalos在较低的金属丰度，并产生高度r-过程增强的恒星。这些次晕的集合体在观测到的星系晕中留下了[r/Fe]的大的星-星散射。然而，所观察到的散射的[Sr/Ba]在低金属丰度表明存在一个额外的网站，部分有助于轻中子捕获元素，如Sr的富集。在我们的低质量subhalo模型中发现的低金属丰度的高增强[r/Fe]也定性地再现了最近发现的超微弱矮星系网状II中的恒星的丰度签名。因此，我们的研究结果表明，NSM的主要来源的r-过程元素的星系晕。
2018-09-11 astro-ph.GA
Enrichment in r-process elements from multiple distinct events in the early Draco dwarf spheroidal galaxy
卫星星系中元素丰度的恒星记录对于确定r-过程的起源很重要，因为这样一个小的恒星系统可能发生过一次r-过程事件，这将通过r-过程元素丰度的显著差异来区分事件前后形成的成员星，就像在超微弱矮星系网状座II（Ret II）中发现的那样。然而，这些系统的有限质量使我们无法从单个卫星中收集足够数量的恒星信息。因此，目前还不清楚是否在Ret II中发现了一个显着的r-过程富集事件，解释了r-过程丰度的性质，或者是一个例外。我们对天龙座矮星系中12颗贫金属星的r过程丰度进行了高分辨率光谱测量，测量范围为-2.5<[Fe/H]<-2。我们发现，这些恒星被分成两组的r-过程丰度不同的一个数量级。一组具有高丰度r-过程元素的恒星是由一个单一的r-过程事件形成的，对应于Ret II中证明的事件。另一方面，低r-过程丰度组是由另一个零星的富集通道产生的少得多的r-过程元素，这是第一次明确确定。因此，我们确定了两个人口的恒星具有不同的r-过程的丰度，这是建立在两个r-过程的事件，丰富的气体在不同的水平超过一个数量级。
2017-11-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
SPURS: Evidence for Clumpy Neutral Envelopes and Ionized IGM Surrounding Little Red Dots in Abell 2744 from Ultra-Deep Rest-UV Spectroscopy
Tsung-Dao Lee Institute, Shanghai Jiao Tong University（上海交大李政道研究所）；School of Physics and Astronomy, Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学物理与天文学院）；State Key Laboratory of Dark Matter Physics, Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学暗物质全国重点实验室）；Department of Astronomy, University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校天文学系）；Cosmic Dawn Center (DAWN)（宇宙黎明中心）；Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯玻尔研究所）；Department of Astronomy & Astrophysics, University of Chicago（芝加哥大学天文与天体物理系）；Kavli Institute for Cosmological Physics, University of Chicago（芝加哥大学卡弗里宇宙物理学研究所）；Centre for Astronomy of Heidelberg University, Astronomisches Rechen-Institut（海德堡大学天文中心计算天文研究所）
通过超深rest-UV光谱研究，发现Abell 2744中Little Red Dots周围存在致密中性包层和电离IGM，揭示其可能通过密集环境形成Lyα发射。
2026-04-04 astro-ph.GA
Confirmation of the compactness of a z=1.91 quiescent galaxy with Hubble Space Telescope's Wide Field Camera 3
我们提出了非常深的宽视场相机3（WFC 3）测光的一个巨大的，紧凑的星系位于哈勃超深场。这个静止星系的光谱红移z=1.91，并且被Daddi等人在2005年确认为一个非常紧凑的星系。我们使用新的H-F160 W成像数据获得哈勃太空望远镜/WFC 3测量去卷积表面亮度轮廓H = 28 mag arcsec**-2。我们发现，表面亮度轮廓是很好的近似n=3.7 Sersic的配置文件。我们的反卷积配置文件是由一种新的技术，它纠正了最佳拟合Sersic配置文件与残差的适合观察到的图像。这允许星系的轮廓偏离Sersic轮廓。在观测到的H-F 160 W波段，我们确定了该星系的有效半径：r_e=0.42 ± 0.14kpc。我们表明，这一结果是强大的Sersic模型中使用的拟合偏差。我们测试的灵敏度，我们的分析微弱的“翅膀”的配置文件使用模拟的星系图像组成的一个明亮的紧凑的组件和一个暗淡的扩展组件。我们发现，由于结合了WFC 3成像深度和我们的方法对扩展微弱发射的敏感性，我们可以准确地跟踪固有的表面亮度分布，因此我们可以自信地排除观察到的星系周围存在一个微弱的扩展包络，直到我们的表面亮度极限。这些结果证实，星系位于一个10的因素，从当地的质量大小关系。
2010-04-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
WALLABY pilot survey: Blinded by the light -- discovery of a fourth member in the ESO 179-013 system
Universidade Federal do Rio de Janeiro（里约热内卢联邦大学）；INAF - Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利天文台协会阿切特里天文台）；The University of Western Australia（西澳大学）；Queen’s University（女王大学）；University of Louisville（路易斯维尔大学）；Instituto de Astrofísica de Andalucía (CSIC)（安达卢西亚天体物理学研究所（西班牙国家研究委员会））；University of Calgary（卡尔加里大学）；Leiden University（莱顿大学）
WALLABY试点调查发现ESO 179-013系统中第四个成员，揭示了该系统的复杂相互作用历史及盲HI调查在识别低质量紧凑群成员中的作用。
2026-03-06 astro-ph.GA
Finding $r$-II sibling stars in the Milky Way with the Greedy Optimistic Clustering algorithm
本研究利用 Gaia EDR3 数据和贪婪乐观聚类方法分析太阳邻域 161 颗 r-II 恒星轨道作用量，发现六个具有相似轨道与化学特征的星团，为完全瓦解的 R 过程增强矮星系遗迹提供了理想候选者。
2023-02-09 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Globular cluster clustering and tidal features around ultra compact dwarf galaxies in the halo of NGC1399
提出了一种新的方法来限制超紧凑矮星系（UCD）的形成通道。这类不均匀的天体是潮汐剥离的矮椭圆星系和大质量球状星团的残余物。我们使用三种方法来揭示它们的性质：1）我们分析了它们的表面亮度分布，2）我们直接搜索了UCD周围的潮汐特征，3）我们比较了GC和UCD在其宿主星系晕中的空间分布。本文利用FORS 2观测资料，通过分析天炉座星系团中央星系NGC 1399晕内97个UCD的表面亮度剖面，研究了它们的详细结构组成。我们推导出13个扩展UCD的结构参数，用单个Sersic函数对其进行建模，并将其分解为复合King和Sersic配置文件。我们发现的证据表明，在μ =~26等\arcsec^- 2周围的UCD的半径为90秒差距的延伸微弱的恒星信封。我们还展示了新的证据，微弱的不对称结构和潮汐尾状功能周围的几个这些UCD，一个可能的示踪剂，其起源和组装的历史在其宿主星系晕。特别是，我们提出的证据，第一次发现了一个显着的潮汐尾与UCD-FORS 2周围的~ 350 pc的延伸。我们在NGC 1399的晕内寻找球状星团空间分布的局部超密度，看看它们是否与UCD的位置有关。当我们将它与主星系的球状星团的分布进行比较时，我们发现UCD周围局部过剩的球状星团规模小于1 kpc。这种效应对于贫金属蓝色GC最强。我们讨论了这些聚集的球状星团最初与UCD有关的可能性。
2015-10-16 astro-ph.GA
The $R$-Process Alliance: On J0010$-$1735, an Accreted, Chemically Unusual, Metal-poor Star with $R$-process Enhancement
The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）；University of Florida（佛罗里达大学）；North Carolina State University（北卡罗来纳州立大学）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）；University of Notre Dame（圣母大学）
R-过程联盟发现的J0010-1735是一颗吸积形成的特殊贫金属星，具高r-过程增强特征，研究结合丰度、运动学等确认其起源于瓦解的极矮星系，年龄约12.5±4.2 Gyr。
2026-10-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
