Chemical abundance analysis of extremely metal-poor stars in the Sextans dwarf spheroidal galaxy
银河系周围矮星系的贫金属成分可能是星系晕结构的组成部分。目前被观测为贫金属恒星的低质量恒星，预计在星系形成的早期阶段形成于化学均匀的星团中。它们应该已经解体，并且应该表现出某些元素集合的丰度比的大分散（例如，Sr/Ba）在银河系场的恒星。然而，化学丰度比预计会聚集在矮星系中的贫金属恒星中，因为在极早期阶段，单个星系中形成的星团数量预计相当有限。我们研究了可能的集群的丰度比的Sr和Ba在六分仪矮星系测试集群恒星形成的情况。我们研究了六分仪矮星系中5颗恒星的11种元素（C，Mg，Ca，Sc，Ti，Cr，Mn，Ni，Zn，Sr，Ba）。以前的研究表明，这些有类似的丰度比。在这项研究中，我们专注于Sr和Ba的丰度比。观测是基于使用斯巴鲁望远镜高色散光谱仪的高分辨率光谱（R = 40 000）。六分仪矮星系恒星的$α$ /Fe丰度比的分布略低于星系晕中恒星的平均值。五颗贫金属星的Sr/Ba丰度比非常一致，这种聚集与贫金属晕星的[Sr/Ba]分布相比是独特的。我们发现，这种聚集的概率是非常小的，如果六分仪星的Sr和Ba丰度分布类似晕星。
2020-03-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
The mass and velocity anisotropy of the Carina, Fornax, Sculptor and Sextans dwarf spheroidal galaxies
我们模拟的大型运动学数据集的四个银河系矮椭球（dSph）卫星：船底座，天炉座，雕刻和六分仪，最近发表的沃克等人。成员星的选择使用一个可靠的动力学的闯入者去除计划的模拟数据进行测试。我们的成员选择比基于金属丰度指标的成员选择更具限制性，因为它不仅消除了银河系恒星的污染，还消除了潮汐尾中未束缚的恒星。我们通过将Jeans方程的解调整到投影速度色散和峰度的轮廓来对清洁的数据集进行建模。这些数据很好地再现了模型，质量遵循光和最适合的恒星轨道是各向同性弱切向，预期从潮汐搅拌的情况。天炉座矮星拥有超过2400颗成员星，是迄今为止最精确测定质量的dSph星系：其速度矩采样误差的1 sigma误差低于5%。六分仪的质光比为97个太阳单位，似乎是四个dSph星系中最主要的暗物质。
2009-01-06 astro-ph.GA
A Relic Star Cluster in the Sextans Dwarf Spheroidal Galaxy - Implications for Early Star and Galaxy Formation
我们提出了一个溶解的星团在六分仪矮球状星系的存在的初步证据。在六颗恒星的样本中，我们发现了[Fe/H] =-2.7附近的三颗（可能是四颗）恒星，它们在多维化学丰度空间中高度聚集。星团的初始恒星质量估计为M*，init = 1.9^+1.5_-0.9（1.6^+1.2_-0.8）*10^5 Msol，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[Fe/H] =-2.7的古老星团是迄今为止发现的最缺乏金属的系统。受这一发现的启发，我们还提出了一种新的方法来解释矮星系的累积金属丰度函数。从现有的观测数据，我们推测，超暗矮星系人口，或其中的一个重要部分，更明亮，经典的矮球状人口形成于不同的环境，因此将是不同的起源。
2012-02-16 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
A 3D view of dwarf galaxies with Gaia and VLT/FLAMES II. The Sextans dwarf spheroidal
利用 Gaia DR3 与 41 个 VLT/FLAMES 光谱指向，测定六分仪座矮椭球星系数百颗红巨星的视向速度和金属丰度，发现双峰金属丰度分布及可能的径向梯度，更精确刻画其结构与星族特征。
2025-04-03 astro-ph.GA
Study of the Sextans dwarf spheroidal galaxy from the DART CaII triplet survey
利用VLT/FLAMES中分辨率（R~6500）的近红外CaII三重态（CaT）区域红巨星分支星光谱，研究了六分仪矮球状星系（dSph）的广域金属丰度性质和内部运动学。我们的最终样本包括174个可能的六分仪成员，具有精确的视线速度（+- 2 km/s）和CaT [Fe/H]测量值（+- 0.2 dex）。我们使用8806.8\处的MgI线，作为区分可能的dSph成员（巨星）和可能的银河系污染物（矮星）的经验证据。六分仪显示出与其他银河系dSphs相似的化学动力学行为，其中心区域比外部更富含金属，并且金属含量更高的恒星比金属含量更低的恒星显示出更冷的运动学。沿投影主轴和沿P.A.= 191 °，然而，可能需要更大和空间上更扩展的样本来确定该梯度的幅度和方向。我们在六分仪的中心检测到一个冷的运动学结构，这与一个被破坏的金属贫乏的星团的残余物是一致的。我们推导出最扩展的视线速度色散曲线的六分仪，到1.6度的投影半径。从所观察到的视线速度色散曲线的Jeans建模，我们发现，这是一致的，与核心的暗物质晕与大的核心半径和尖状晕低浓度。最后一个测量点的质量在2-4 x 10^8 M_sun的范围内，给出了非常大的质光比，从460到920（M/L）_（V，sun）。
2010-09-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Binary populations in Milky Way satellite galaxies: constraints from multi-epoch data in the Carina, Fornax, Sculptor and Sextans dwarf spheroidal galaxies
我们引入了多历元恒星视线速度的似然分析来约束矮球状星系的双星分数和双星周期分布。这种方法适用于多时代的数据，从麦哲伦/MMFS调查的船底座，天炉座，玉夫座和六分仪dSph星系后，应用模型的测量误差，占二进制轨道运动。我们发现，天炉座，雕刻家，六分仪dSphs是一致的，有二进制人口类似的银河系领域的二进制在68%的置信限内，而船底座dSphs是显着不足的二进制周期小于10年。如果船底座的周期分布与银河场的周期分布相同，它的最佳拟合双星分数为0.14^{+0.28}_{-0.05}，并且在90%的置信水平下被限制为小于0.5;因此它不太可能拥有与银河场相同的双星数。相比之下，所有四个星系合并样本的最佳拟合双星分数为0.46^{+0.13}_{-0.09}，与银河系场双星的结果一致。更一般地说，我们推断概率分布在二进制分数，平均轨道周期，和分散的周期为每个星系的样本。展望未来的调查，我们表明，允许的参数空间的二进制分数和dSphs的周期分布参数将显着缩小一个大的多历元调查。然而，参数之间存在简并性，除非测量误差在~0.1 km/s或更小的量级，否则不太可能被打破，目前只能通过高分辨率光谱仪实现。
2013-11-19 astro-ph.GA
Narrowband Ca Photometry for Dwarf Spheroidal Galaxies. I. Chemostructural Study on Draco, Sextans, and Canes Venatici I
银河系的几十个矮卫星星系已经被发现，它们通常被视为我们银河系的剩余组成部分。后续的光谱分析显示矮星系的金属丰度有相当大的分布。提出了几种方案来解释金属丰度的传播，这可以通过具有不同金属丰度的恒星子种群的结构模式来测试。然而，这种化学加结构的研究，我们称之为“化学结构研究”，由于缺乏具有光谱金属丰度的恒星而受到阻碍。在这里，我们提出了钙$-$ $by$测光作为一种替代方法，以确保金属丰度为2 $-$ 3个数量级的恒星样品比光谱样品，从而使我们能够进行矮星系的化学结构研究。特别是，我们使用$hk$指数[ $\equiv($ Ca $-b)-(b-y)$ ]，其作为红巨星分支恒星的光度金属丰度指示器（和对年龄的粗糙不敏感性）的有效性通过银河系球状星团得到了支持，并使用Subaru/Suprime-Cam观测了三个矮球状星系$-$ Draco，Sextans和Canes Venaeal I（CVnI）$-$。我们发现在所有的星系中，富金属的恒星星族比贫金属的恒星族更集中，这表明星系的中心区域经历了扩展的恒星形成。六分仪和CVnI的这种负径向金属丰度梯度与传统的光谱结果相反。我们还发现，它们的金属丰度分布函数（MDFs）的特点是由一个单峰，偏高斯形状的金属丰富的峰值和金属穷人的尾巴。根据矮星系形成理论，讨论了它们的化学结构和结构特征。
2020-01-30 astro-ph.GA
The formation of the Milky Way halo and its dwarf satellites: A NLTE-1D abundance analysis. V. The Sextans galaxy
本文基于高分辨率UVES/VLT和HDS/Subaru光谱，给出了六分仪矮球状星系（dSph）中11颗贫金属（-3.32 <= [Fe/H] <= -2.61）恒星的大气参数，以及至少7种化学元素的非局域热力学平衡（NLTE）丰度。对于每一颗恒星，其有效温度和表面重力是从光谱能量分布和已知的距离推导出来的，而Fe丰度则是从Fe I和Fe II的谱线中获得的平均值。基于Mg、Ca和Ti的丰度，我们发现所有被研究的恒星都显示出0.4~dex到0.2~dex的α增强，并且当[Fe/H] >-2.8时，α/Fe有下降的迹象。六分仪星缺Ba。新的结果是Ba和Mg之间的关系非常紧密，表明它们共同起源于大质量恒星，Ba合成发生在标准超新星时间尺度上的r过程事件中。唯一的例外是一颗C增强型恒星S 15-19，它的Ba强度大大增强。这颗星不太可能是CEMP-s星，因为Sr和Y的丰度很低（[Y/Fe] < -1），在s过程中产生的效率和Ba一样高，而且没有检测到径向速度的变化。与银河系晕、玉夫座和小熊座dSphs没有区别，发现它们在早期的Na和Ni富集历史中，即六分仪星缺乏Na，并且具有接近太阳的Ni/Fe。
2021-10-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Study of structural parameters and systemic proper motion of Sextans dwarf spheroidal galaxy with Subaru Hyper Suprime-Cam data
本研究利用昴星团望远镜HSC数据，测得86千秒差距外六分仪座矮椭球星系的结构参数与系统自行，验证了大天区长时间基线地基大口径望远镜数据用于矮星系自行研究的可行性。
2023-07-13 astro-ph.GA
The chemical evolution of the dwarf Spheroidal galaxy Sextans
我们提出了针对六分仪dSph的中央25弧分区域的FLAMES数据集的分析。该数据集是由矮星系丰度和径向速度小组（DART）获得的ESO大型计划171.B-0588（A）的高分辨率光谱部分的第三个主要部分。我们的样本是由红巨星分支恒星组成的，一直到六分仪中水平分支的水平。它允许解决有关恒星核合成和星系演化的问题。我们提供了81颗恒星的金属丰度，涵盖了广泛的[Fe/H]= $-$ 3.2到$-$ 1.5 dex范围。其他10种元素的丰度推导：Mg，Ca，Ti，Sc，Cr，Mn，Co，Ni，Ba和Eu。尽管它的质量很小，六分仪是一个化学演化的系统，有证据表明核心坍缩和Ia型超新星以及低金属丰度的AGB的贡献。这个新的火焰样本提供了足够多的恒星，其化学丰度以高精度导出，以牢固地建立[ $α$ /Fe]在$\sim 0.4$ dex处的平台的存在，然后在[Fe/H] $\sim-2$ dex以上下降。这与天炉座和玉夫座dSphs非常相似，尽管它们的质量和恒星形成历史非常不同。这表明这三个星系在早期形成阶段具有非常相似的恒星形成效率，可能是由较小的星系碎片的早期吸积驱动的，直到紫外线背景加热以不同的方式影响它们。当考虑Ba和Eu时，Sculptor和六分仪dSph之间的相似性也是惊人的。最后，对于铁峰元素，[Co/Fe]和[Ni/Fe]在[Fe/H] $\sim -2$以上的下降意味着在SNe…
2020-06-09 astro-ph.GA
Cold, old and metal-poor: New stellar substructures in the Milky Way's dwarf spheroidals
环绕银河系的矮球状星系（dSph）是复杂的天体，通常具有复杂的恒星形成历史和内部动力学。在这项工作中，我们寻找恒星的子结构在四个经典的dSph的银河系卫星：六分仪座，船底座，狮子座I，狮子座II。我们采用两种方法来搜索恒星子结构：最小生成树方法，这有助于我们找到和量化空间连接的结构，和“蛮力”的方法，这是能够找到细长的恒星子结构。我们在六分仪中发现了以前已知的子结构，并且还在六分仪中发现了一个新的恒星子结构。此外，我们确定了一个新的恒星子结构接近船底座矮星系的核心半径。我们报告检测到一个子结构在狮子座I和两个狮子座II，但我们注意到，我们正在处理的样本中使用的恒星数量很少。dSph星系中这种古老的恒星子结构可以帮助我们揭示暗物质晕的性质，这些结构在其中形成，进化和生存。
2019-04-23 astro-ph.GA
Is Sextans dwarf galaxy in a scalar field dark matter halo?
玻色-爱因斯坦凝聚体/标量场暗物质模型认为暗物质是由无自旋的超轻粒子组成的，这些粒子可以用一个标量场来描述。这个模型是$Λ$ -冷暗物质范式的替代模型，因此应该在星系和宇宙学尺度上进行研究。矮球状星系在研究任何暗物质理论时都非常有用，因为暗物质主导着它们的动力学。在本文中，我们研究六分仪矮球状星系，嵌入在一个标量场暗物质晕。我们探讨了六分仪中恒星子结构的溶解时间尺度如何约束质量，以及标量场暗物质玻色子的自相互作用参数。我们发现，在$(0.12< m_ϕ<8) \times10^{-22}$ ~eV的范围内，没有自相互作用的标量场暗晕的质量将有足够大的核心来解释六分仪中恒星子结构的寿命，以及足够小的质量与动力学极限兼容。如果自相互作用参数不为零，那么玻色子的质量可能高达$m_ϕ\approx2\times10^{-21}$ ~eV，但这将对应于六分仪暗物质晕不切实际的低质量。因此，六分仪矮星系可以嵌入在一个标量场/BEC暗物质晕与首选的自相互作用参数等于零。
2014-06-26 astro-ph.GA
Stellar proper motions in the outskirts of classical dwarf spheroidal galaxies with Gaia EDR3
我们使用盖亚EDR3的数据，以确定与六个经典的矮椭球（天龙座，小熊座，六分仪座，雕塑家，天炉座，船底座）在其最外半径，超出其名义国王恒星极限半径的恒星。对于所有的dSphs检查，我们发现径向速度与居住在国王极限半径和$> 50\%$天体测量的概率（四个在天龙座，两个在小熊座，八个在六分仪，两个在玉夫座，12个在天炉座，和5个在船底座），表明这些恒星与各自的矮椭球（dSphs）在高概率。我们比较我们的候选人的位置“潮外”恒星与星系的轨道轨迹，并确定恒星，无论有和没有径向速度匹配，这是一致的躺在沿轨道轨道的卫星。然而，由于候选恒星的数量很少，我们无法对这些空间相关恒星的重要性做出任何结论性的陈述。通过与公开的天琴座RR型星表交叉比对，我们发现在玉夫座和天炉座各有一个$> 50\%$天体测量概率在极限半径之外的天琴座RR型候选者，在天龙座有两个，在小熊座有九个，在六分仪座有七个，在船底座没有。我们所有候选者的后续光谱，包括可能的金属丰度信息，将有助于确认与各自dSphs的关联，并可能代表这些经典dSphs周围扩展恒星晕或潮汐碎片的证据。
2022-03-17 astro-ph.GA
APOGEE chemical abundances of stars in the MW satellites Fornax, Sextans, Draco and Carina
Sun Yat-sen University（中山大学）；CSST Science Center for the Guangdong-Hong Kong-Macau Greater Bay Area（中国空间站科学中心粤港澳大湾区分中心）；Universidad Católica del Norte（北天主教大学）；Nanjing University（南京大学）
研究MW卫星中恒星的化学丰度，探讨星系质量对化学演化的关键作用，并发现弗诺克斯卫星中存在氮丰富的恒星，可能为被破坏的球状星团残骸提供证据。
2026-03-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
The dark matter content of Milky Way dwarf spheroidal galaxies: Draco, Sextans and Ursa Minor
本研究利用DESI银河系巡天数据，采用JAM建模方法分析三个经典矮椭球星系的暗物质分布，测得其内密度斜率并给出J、D因子，指出相关研究仍受方法和数据不确定性制约。
2025-10-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Appearances can be deceiving: clear signs of accretion in the seemingly ordinary Sextans dSph
我们报告发现明确的观测迹象，过去的吸积/合并事件在银河系的卫星星系之一，六分仪矮椭球（dSPH）。这些发现的空间分布，内部运动学和金属丰度的六分仪恒星使用文献CTIO/DECam光度和麦哲伦/MMFS光谱目录。我们发现恒星的空间分布随着颜色/金属丰度的变化而变化，对于蓝色（贫金属）红巨星分支和主序星关闭恒星来说是相当规则和圆形的，但对于红色（富金属）恒星来说则是椭圆形和不规则形状的，在东北侧有明显的“贝壳状”过密。我们还检测到运动学异常，在一个“环状”的功能，具有相当大的系统的视线速度和较低的金属丰度比其他恒星的形式，即使是光度选择的组件与定期寻找空间分布显示复杂的运动学。六分仪座的恒星质量只有$\sim5\times10^{5} M_{\odot}$，是迄今为止观测到的最小的星系，有明显的吸积迹象。
2018-06-29 astro-ph.GA
Proper Motion of the Sextans Dwarf Galaxy from Subaru Suprime-Cam Data
我们已经测量了六分仪矮球状星系的绝对自行使用斯巴鲁Suprime-Cam图像在三个时代，时间基线为10年。我们通过从最好的斯巴鲁Suprime-Cam抖动数据集和Gaia DR 1位置构建失真校正图来对每个时期进行天体测量校准。自行研究的星等极限为V ~ 24。覆盖面积为26.7 x 23.3弧分，仍然在六分仪的核心半径之内。由此导出的自行为（mu_a，mu_d）=（-0.409 +/-0.050，-0.047 +/-0.058）mas/yr。运动方向垂直于星系的长轴。我们的测量，结合径向速度和距离从文献中，意味着一个低偏心率的轨道，与银河系平面的适度倾斜，和3 Gyr的周期。六分仪现在距离它的近心（r_apo ~ 75 kpc）约0.4 Gyr，正在向远心（r_apo ~ 132 kpc）移动。它的轨道与银河系卫星庞大的极地结构不一致。
2017-10-06 astro-ph.GA
Ongoing star formation at the outskirts of Sextans A: Spectroscopic detection of early-O type stars
六分仪A的星云和恒星丰度都是$\lesssim$ 1/10 Zsun，前景消光很低，是取代小麦哲伦云作为贫金属大质量恒星的主要候选者，也是研究贫金属宇宙的参考。我们报告了在六分仪A中发现的两颗早期O型星，这是迄今为止已知的金属丰度< 1/7 Zsun的最早的O型星，以及另外两颗O 9星。对个别目标的颜色过量估计，使光谱分型，表明内部红化既不均匀，也不可忽略。这四个目标定义了一个新的恒星形成区域，远离星系最明亮的中心和它显眼的HII壳层，但并非没有中性氢。事实上，我们检测到OB-恒星和HI在六分仪A和其他dIrr的空间相关性，使我们提出，中性阶段可能是根本的恒星形成在低密度环境。根据现有的证据，至少有两个目标是孤立形成的，因此暗示了初始质量函数的随机采样，这将使像六分仪A这样的低质量星系能够形成非常大质量的恒星。这四颗恒星的发现提供了空间分辨率，光谱确认最近的发现表明，矮星系可以维持恒星形成，尽管气相密度低。
2019-01-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Recovering the infall mass for Milky Way satellite galaxy Sextans
Institute of Astronomy, School of Physics, Zhejiang University（浙江大学物理学院天体物理研究所）；Purple Mountain Observatory（紫金山天文台）；Center for Cosmology and Computational Astrophysics, Zhejiang University（浙江大学宇宙学与计算天体物理中心）
通过N体模拟研究塞塔恩星系的自由落体质量，揭示其暗物质与恒星动力学关系及形成历史。
2026-03-09 astro-ph.GA
Detailed chemical composition of the globular cluster Sextans A GC-1 on the outskirts of the Local Group
本研究通过 VLT/UVES 光谱分析本星系群边缘矮星系 Sextans A 中的球状星团 GC-1，发现其年轻、贫金属，具有异常高的质光比和极低的 Mg 丰度。
2024-03-15 astro-ph.GA
Chemical abundances in the nucleus of the Sagittarius dwarf spheroidal galaxy
我们目前的铁，镁，钙，钛丰度的235颗恒星在中央区域的人马座矮球状星系（9.0弧分~70秒差距的中心）从中等分辨率的凯克/DEIMOS光谱。所有被考虑的恒星都属于大质量球状星团M54或星系的中央核（Sgr，N）。特别是，我们提供了109颗[Fe/H] >-1.0的恒星的丰度，比现有的光谱金属丰度样本和Sgr dSph恒星在这种金属丰度制度下的α元素丰度估计增加了一倍多。此外，我们发现了第一个被证实的成员人马座矮椭球[Fe/H]< -2.0的基础上分析的铁线。我们首次在Sgr，N群体中发现了金属丰度梯度，其峰值铁丰度从[Fe/H]=-0.38（R < 2.5 arcmin）到[Fe/H]=-0.57（5.0 < R < 9.0 arcmin）。另一方面，[Mg/Fe]、[Ca/Fe]和[Ti/Fe]与[Fe/H]的趋势在我们的研究探索的整个区域内是相同的。我们用一个化学演化模型再现了人马座矮椭球体的化学结构，该模型表明人马座矮椭球体是一个高质量的前身星（M_（DM）=6 × 10^{10} Msun），在几个Gyr前发生了一个重要的质量剥离事件，推测其起始于坠入后的第一次近银河通道。
2017-05-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
An investigation of C, N and Na abundances in red giant stars of the Sculptor dwarf spheroidal galaxy
银河系球状星团（GGC）中轻元素丰度的星-星变化是恒星天体物理学中的一个重要问题，其成因至今尚未得到很好的解释。虽然轻元素丰度的变化在球状星团中很常见，但在星系晕场总体中却比较罕见。然而，鲜为人知的是，在其他环境中，如矮球状（dSph）星系的丰度异常的发生。因此，我们研究了反相关和双峰的CH和CN带强度，这是GGC的丰度变化的标志，在红巨星的Sculptor矮球状星系的光谱。利用Na~D线的光谱，结合5个GGC（NGC 288，1851，6752，6809和7099）的相似光谱，我们还研究了Sculptor红巨星样品中CN和Na之间的相关性。我们的结果表明，在我们的Sculptor样本中不存在类似于GGC中所见的变化。相反，我们发现CH和CN之间存在弱的正相关性，而Na和CN之间没有相关性。我们还揭示了一个不足的[Na/Fe]的雕塑星相对于GGC的值，这一结果是一致的，与以前的工作dSph星系。结果加强了明显需要一个高恒星密度的环境，以产生轻元素丰度的变化。
2019-01-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Possible Relic Star Cluster in the Sextans Dwarf Galaxy
我们报告一个可能发现的遗迹星团在六分仪矮球状星系。利用\textit{hk}指数（$\equiv$（$Ca-b$）$-$（$b-y$））作为光度金属丰度指标，我们区分了银河系中贫金属和富金属星，并发现了距已知星系中心7 '.7（$\sim$ 190 pc投影距离）处的贫金属星数密度过剩。密度过剩周围恒星的$V-I$彩色$-$星等图（CMD）显示，主序星和巨星分支都比六分仪中的大部分场星要窄得多，也更红。我们的星族模型表明：（a）窄CMD最好由年龄为$\sim$ 13 Gyr、[Fe/H]为$\sim$ $-$ 2.3 dex的简单星族再现;（b）如果$hk$ -弱星族比场星老$\sim$ 2 Gyr，则可以解释$only$-弱星族的偏红的$V-I$颜色。结果使我们得出结论，偏心密度峰值可能与一个古老的，金属贫乏的球状星团有关。与典型的球状星团相比，它的空间范围更大（$>$半径为80 pc），恒星数量更少（$\sim$ 1000），这表明它是一个正在溶解的星团。这一发现是第一次在六分仪中发现一个幸存的星团，支持了之前关于星系中存在星团遗迹的建议。如果得到证实，一个遗迹星团的生存到现在意味着这个矮星系的$cored$暗物质晕轮廓。
2019-01-08 astro-ph.GA
Population gradient in Sextans dSph: Comprehensive mapping of a dwarf galaxy by Suprime-Cam
本文介绍了斯巴鲁望远镜上的Suprime-Cam成像仪对六分仪矮球状星系（dSph）进行的深宽$V$和$I_c$测光。颜色星等图（CMD）在主序（MS）关闭点以下达到两个星等，显示出陡峭的红巨星分支、蓝色和红色水平分支（HB）、次巨星分支（SGB）、MS和蓝色离散星（BS）。我们构建了每个演化阶段的径向轮廓，并证明了蓝色HB星在空间上更广泛，而红色HB星比其他组件更集中。SGB星的颜色分布也随银河中心距离的变化而变化;内部的SGB星比外围的更蓝。CMD形态的径向差异表明存在年龄梯度。相对较年轻的恒星（$\sim10$ Gyr）比较老的恒星（$\sim13$ Gyr）更集中。不同年龄段恒星的空间等值线图也表明，年轻星族比老星族具有更高的浓度和更高的椭圆率。我们还检测到中央集中的明亮BS星，其中的数量是一致的想法，这些恒星的一部分属于一个被破坏的星团在以前的光谱研究中发现的残余。
2017-01-16 astro-ph.GA
Mass Models of Dwarf Spheroidal Galaxies with Variable Stellar Anisotropy. I. Jeans Analysis
使用一个灵活的银河系模型与可变的恒星速度各向异性，我适用于经典的牛仔裤质量建模方法的五个矮球状星系的恒星视线速度的最大的均匀数据集（330和2500恒星之间的星系）-船底座，天炉座，狮子座~I，雕塑家，和六分仪。我进行了详尽的模型参数搜索，为每个参数组合分配绝对概率。我的主要发现是，有一个定义明确的半径（每个星系都是唯一的），在这个半径上，Jeans分析对封闭质量的约束是最严格的，并且比以前建议的半径（例如300 pc）的约束要好得多。对于隆突、天炉座、狮子座~I、雕刻座和六分仪，封闭的DM质量分别为$0.94 \pm 0.20$（410 pc）、$7.1 \pm 0.9$（925 pc）、$1.75 \pm 0.20$（390 pc）、$2.59 \pm 0.42$（435 pc）和$2.3 \pm 0.9$（1035 pc）（2 σ不确定度; $10^7$ ~M $_\odot$单位）。局部DM密度在较小的半径（也是每个星系唯一的）上有最严格的限制。Sculptor的最大中心DM密度约束为：$ρ_0\gtrsim 0.09$ ~ $M_\odot$ ~pc $^{-3}$（在2 σ水平）。我表明，DM密度对数斜率是完全不受约束的牛仔裤分析在所有半径探测的数据（而不仅仅是在中心，如前所述）。恒星速度各向异性只有非常弱的约束。特别是，纯中心切向各向异性被排除在优于两个西格玛水平的三…
2015-04-30 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
Investigation of the Puzzling Abundance Pattern in the Stars of the Fornax Dwarf Spheroidal Galaxy
许多研究发现了附近矮星系元素丰度的异常特征。这意味着星系演化有一个不同于银河系（MW）的关键因素。天炉座矮球状星系（天炉座dSph）中恒星的化学丰度提供了很好的信息，设置限制的银河系化学演化模型。在这项工作中，采用五个组件的方法，我们拟合天炉座dSph星的丰度，包括$α$元素，铁族元素和中子捕获元素。对于大多数样本星，各种过程对元素丰度的相对贡献通常不按MW比例。我们发现大质量恒星对主$α$元素和铁族元素的贡献随[Fe/H]的增加而单调增加。这意味着星系风的影响不足以阻止恒星的形成，大质量恒星对$α$元素的贡献并没有在[Fe/H] $\lesssim$-0.5时停止。dSph星和MW星之间的各种过程的平均贡献比随着祖星质量的增加而单调下降。与MW相比，这是Fonax dSph底部重初始质量函数（IMF）的重要证据。考虑dSph星的底重IMF，可以解释dSph星的[ $α$ /Fe]与[Fe/H]、[铁基/Fe]与[Fe/H]以及[中子俘获/Fe]与[Fe/H]的关系。
2013-09-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Sextans' cold substructures as a dynamical judge: Core, Cusp or MOND?
冷暗物质模型预测尖形暗物质晕。然而，已经发现，在一些低质量星系中，核心暗晕可以更好地描述它们的内部动力学。在这里，我们给出了在六分仪矮球状星系的暗晕配置文件的限制，通过研究在这个星系中检测到的两个冷运动子结构的寿命。我们进行N体模拟的恒星团在六分仪矮星系，包括一个活的暗物质晕和主要的恒星组成部分。我们发现，如果暗晕是尖的，半长轴约为400 pc的星团在约5 Gyr内就被破坏了，即使星团最初是半径r_c=5 pc的紧凑星团。初始轨道半长轴\leq为250 pc的星团可能会解体，但由于动力学摩擦，它们的轨道会向中心衰减。相比之下，恒星团可以在核心暗物质晕中持续一个哈勃时间，即使初始团的半径扩展到r_c=80 pc。我们还研究了MONDian背景下的集群演化。在这种情况下，我们发现，即使是半径r_c=80 pc的扩展恒星团生存的哈勃时间，但不切实际的值为9.2的恒星质光比是必要的。
2013-09-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Carbon and nitrogen abundances of individual stars in the Sculptor dwarf spheroidal galaxy
利用VLT/VIMOS MOS观测数据，在分辨率R= 1150的4020 ° C下测量了玉夫座矮球状星系中94颗红巨星分支（RGB）星的[C/Fe]和[N/Fe]丰度比以及CH（λ4300）和S（λ3883）指数。这是第一次，[N/Fe]丰度推导出大量的恒星在一个矮椭球。我们发现[C/Fe]丰度在整个金属丰度范围内随着RGB上亮度的增加而降低的趋势，这是在场和球状星团巨星中观察到的现象，这可以在部分处理的CNO材料的进化混合框架中解释。我们对[C/Fe]和[N/Fe]的测量结果与相似光度和金属丰度的恒星的理论预测符合得很好。我们检测到的碳丰度在给定的[Fe/H]，这不能单独归因于测量的不确定性的分散。我们解释这一观测证据的结果，不同的核合成源随着时间的推移，没有很好地混合星际介质的贡献。我们报告发现了两颗新的碳增强型贫金属恒星。这很可能是由渐近巨星分支星富集的物质污染的结果，正如我们估计的[Ba/Fe]>+1。我们还试图寻找溶解的球状星团在该领域的星系，寻找独特的C-N模式的第二人口球状星团恒星在以前检测到的，非常贫金属，化学动力学的子结构。我们在这组恒星中没有发现化学异常。然而，少量的统计数据和有限的空间覆盖范围不允许我们排除这样的假设，即这种子结构形成的潮汐粉碎球状星团的一部分。
2015-11-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
A wide angle view of the Sagittarius dwarf spheroidal galaxy -- II. A CEMP-r/s star in the Sagittarius dwarf Spheroidal Galaxy
我们报告的发现和化学丰度分析的第一个CEMP-r/s的恒星发现在人马座矮球状星系，通过UVES高分辨率光谱。这颗恒星位于Sgr dSph的外围，沿着主体长轴，是一颗中等贫金属巨星（T $_{eff}$ = 4753 K，log g = 1.75，[Fe/H]=-1.55），[C/Fe]= 1.13，使其处于所谓的"高碳带"，并具有强烈的s过程和r过程富集（[Ba/Fe]= 1.4，[Eu/Fe]= 1.01）。获得了从C到Dy的29种元素的丰度。的化学图案似乎是最适合的情况下，r-过程污染事件预富集的材料，其中的恒星诞生为二次在一个二元系统，其主要通过AGB阶段的演变，提供C和S-过程富集。
2020-05-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spatially resolved star formation history of Sextans dSph
Instituto Interdisciplinario de Ciencias Básicas (ICB), CONICET-UNCuyo（基础科学跨研究所 (ICB)，CONICET-UNCuyo）；Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas (CONICET)（国家科学研究委员会 (CONICET)）
利用DECam测光和PANCAKE CMD拟合，重建六分仪座矮椭球星系的空间分辨恒星形成历史，发现约130亿年前的一次小并合事件，揭示了反金属丰度梯度，并提出了与水平分支形态和镁缺失一致的形成场景。
2026-06-23 astro-ph.GA
Multi-Element Abundance Measurements from Medium-Resolution Spectra. I. The Sculptor Dwarf Spheroidal Galaxy
我们目前的测量的铁，镁，硅，钙，钛丰度的388径向速度成员星的玉夫座矮球状星系（dSph），银河系的卫星。这是在任何单个dSph中单个α元素（Mg、Si、Ca、Ti）丰度测量的最大样本。测量是由Keck/DEIMOS中等分辨率光谱（6400-9000 A，R ~ 6500）。基于与已发表的高分辨率（R >~ 20000）光谱测量的比较，我们的测量具有sigma（[Fe/H]）= 0.14和sigma（[alpha/Fe]）= 0.13的不确定性。玉夫座[Fe/H]分布的平均值<[Fe/H]> = -1.58，并且是不对称的，有一个长而贫金属的尾巴，这表明了恒星形成的历史。玉夫座的[Fe/H] < -2的恒星比例比银河系晕大。我们已经发现了一颗[Fe/H] = -3.80 +/- 0.28的恒星，这是除了银河系晕之外已知的最贫金属的恒星，但是需要高分辨率的光谱来测量这颗恒星的详细丰度。正如先前基于高分辨率光谱所报道的那样，Sculptor中的[alpha/Fe]随着[Fe/H]的增加而下降。富金属星（[Fe/H] ~ -1.5）的[α/Fe]比金属丰度相当的星系晕场星低。这表明在玉夫座星系中恒星的形成比在星系晕中更为缓慢。我们还观察到径向丰度梯度为-0.030 +/- 0.003 dex/arcmin（[Fe/H]）和+0.013 +/- 0.003 dex/arcmin（[alph…
2009-09-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Growth of Aromatic Hydrocarbon Dust Particles in the Extremely Metal-poor Galaxy Sextans A
Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；University of California, San Diego（加利福尼亚大学圣地亚哥分校）；University of Toledo（托莱多大学）；Princeton University（普林斯顿大学）；Universiteit Gent（根特大学）；Algoma University（阿尔戈马大学）；The Ohio State University（俄亥俄州立大学）
詹姆斯·韦伯太空望远镜发现极金属贫乏星系塞普坦斯A中芳香碳氢化合物尘埃颗粒的增长，揭示了PAHs在极端金属贫乏环境中的形成与生存。
2026-10-05 astro-ph.GA
Mergers and the outside-in formation of dwarf spheroidals
我们使用宇宙学模拟的形成的本星系群，探讨在矮球状星系的年龄和金属丰度梯度的起源。我们发现，一些模拟的矮星形成“由外而内”，一个古老的，金属贫乏的人口，围绕着一个年轻的，更集中的金属丰富的组成部分，让人想起像雕塑家或六分仪矮椭球体。我们专注于几个例子，恒星形成在两个人口不同的年龄，以阐明这些梯度的起源。这两个组成部分的空间分布反映了它们的不同起源;老恒星组成部分是通过合并组装的，但年轻的人口主要是在原地形成的。较老的成分来自恒星形成的第一幕，它开始得很早，但很快就被恒星反馈和再电离的综合效应所关闭。当晚期的吸积事件增加气体并重新点燃恒星形成时，年轻的成分就形成了。合并的效果是分散老的恒星星族，相对于年轻的恒星族，增加它们的半径，降低它们的中心密度。我们认为，矮-矮合并提供了一个合理的方案，形成系统的多个不同的人口，更普遍的是，在矮球状体的年龄和金属丰度梯度的起源。
2015-11-19 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
Chemical characterization of the globular cluster NGC 5634 associated to the Sagittarius dwarf spheroidal galaxy
作为我们正在进行的关于球状星团（GC）中多个恒星星族的均匀化学表征的项目的一部分，我们使用FLAMES@VLT收集的红巨星的高分辨率光谱学研究了与人马座矮球状星系相关的NGC 5634。本文给出了45颗观测星的径向速度分布，其中43颗是成员星，给出了7颗UVES-FLAMES观测星的22种元素的详细化学丰度，以及GIRAFFE观测星的6种元素丰度。在我们的均匀UVES金属丰度标度上，我们得出低金属丰度[Fe/H]=-1.867 +/-0.019 +/-0.065 dex（+/-统计+/-系统误差），其中sigma=0.050 dex（7星）。我们发现了轻元素（Na和O，Mg和Al）之间的正常反相关性，这是典型的大规模和古老GC的多个种群的特征。我们确认协会的NGC 5634的Sgr dSph，从该集群失去了几个Gyr前，其速度和位置的基础上，α和中子捕获元素的丰度比。
2017-01-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical Signatures of the First Supernovae in the Sculptor Dwarf Spheroidal Galaxy
我们提出了一个均匀的化学丰度分析的五个最贫金属星的玉夫座矮球状星系。我们分析新的和档案高分辨率光谱从麦哲伦/MIKE和VLT/UVES和确定恒星参数和丰度在一个一致的方式为每颗恒星。我们样本中的两颗恒星，[Fe/H] = -3.5和[Fe/H] =-3.8，是我们对玉夫座进行Ca K巡天的新发现，而其他三颗恒星在文献中是已知的。我们确认Scl 07-50是在外部星系中发现的金属丰度最低的恒星，[Fe/H] =-4.1。两颗最贫金属的恒星都有非常不寻常的丰度模式，α元素明显不足，而其他三颗恒星类似于典型的极度贫金属的银河系晕星。结果表明，在相同的金属丰度范围内，玉夫座星中几种元素的星-星散射比晕星大。这种分散和最低金属丰度恒星的罕见丰度模式表明，最古老的幸存的玉夫座恒星被少量早期超新星富集，可能是来自星系形成的第一代恒星的高质量祖先。
2014-12-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
The early days of the Sculptor dwarf spheroidal galaxy
我们介绍了本星系群矮球状体Sculptor中5颗-3.9<=[Fe/H]<=-2.5恒星的高分辨率光谱研究，从而使在该金属丰度范围内具有可比观测值的恒星数量增加了一倍。我们对α、铁峰、轻元素和重元素的化学丰度进行了详细的分析，并与银河系晕和超暗矮恒星星族进行了比较。我们发现，大部分的玉夫座贫金属恒星遵循相同的趋势，丰度比与金属丰度的银河系恒星。这表明了类似的早期恒星形成条件和高度均匀的星际介质。我们发现了这个主要区域的一个异常值，它似乎错过了最大质量的II型超新星的产物。除了有助于完善星系形成模型的价值外，这颗恒星还提供了钴和锌生产的线索。我们的两个样本星具有低的奇偶钡同位素丰度比，暗示了一个公平的比例的S-过程，我们讨论的中子捕获元素的核合成起源的含义。
2016-01-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evidence for multiple nucleosynthetic processes from carbon enhanced metal-poor stars in the Carina dwarf spheroidal galaxy
本文利用高分辨率光谱分析了Carina矮椭球星系中6颗碳增强贫金属星的详细元素丰度，揭示了多种核合成过程（CEMP-no、CEMP-s和CEMP-r/s）的存在，并发现i过程产量能很好匹配CEMP-r/s星的丰度。
2023-05-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
The first carbon-enhanced metal-poor star found in the Sculptor dwarf spheroidal
碳增强贫金属（CEMP）恒星的起源及其与第一代恒星产生的化学元素的可能联系仍然存在很大争议。与星系晕相比，在银河系周围的矮球状星系中并没有发现太多的CEMP星。在这里，我们展示了ET 0097的ESO VLT/UVES高分辨率光谱的详细丰度，ET 0097是在玉夫座矮球状体中发现的第一颗CEMP恒星。这颗恒星有$\text{[Fe/H]}=-2.03\pm0.10$、$\text{[C/Fe]}=0.51\pm0.10$和$\text{[N/Fe]}=1.18\pm0.20$。CEMP星的传统定义是$\text{[C/Fe]}\geq0.70$，但考虑到这颗明亮的红巨星分支星经历了混合，它在形成时本质上是氮增强较少而碳富集较多，因此它属于CEMP星的定义，Aoki et al.（2007）提出了这种效应。通过对这种混合进行校正，我们得出结论，该恒星在其早期演化阶段具有$\text{[C/Fe]}\approx0.8$。除了C和N的丰度增加外，ET 0097在其他比Zn轻的元素中没有表现出特殊性，并且没有增加较重的中子捕获元素（Ba，La，Ce，Nd，Sm，Eu，Dy），使其成为CEMP-no星。然而，这颗恒星确实显示出微弱的$r$过程的迹象，具有过量的轻中子捕获元素（Sr，Y，Zr）。为了解释在ET 0097中观察到的丰度模式，我们探索了这颗恒星被原始恒星富集的可能性。除了详细的丰…
2014-12-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
The abundance spread in the Bootes I dwarf spheroidal galaxy
我们提出了中等分辨率的光谱的16个径向速度红巨星成员的低光度的Bootes I矮球状（dSph）星系，有足够的S/N丰度测定，基于钙II K线的强度。假设[Ca/Fe] ~+0.3，样品中的丰度范围为Delta [Fe/H] ~ 1.7 dex，其中一颗星的[Fe/H] =-3.4。色散是sigma（[Fe/H]）= 0.45 +/- 0.08 -类似于银河系更明亮的dSph系统和欧米茄半人马座。这表明，通常认为促进自富集和化学丰度扩散的大质量（大于大约1000万太阳质量）是由Bootes I中的非重子物质提供的。
2009-02-26 astro-ph.GA
Chemical abundances of giant stars in NGC 5053 and NGC 5634, two globular clusters associated with the Sagittarius dwarf Spheroidal galaxy?
人马座矮椭球星系（Sgr dSph）的潮汐破裂正在产生银河系（MW）晕中最突出的子结构-人马座流。除了场星，Sgr dSph被怀疑已经失去了一些球状星团（GC）。许多银河系GC被怀疑起源于Sgr dSph。虽然对于一些候选者来说，由于化学相似性，Sgr dSph的起源已被证实，但其他候选者的化学成分从未被研究过。NGC 5053和NGC 5634是其中两个研究较少的Sgr dSph候选成员星系团。为了描述它们的组成，我们分析了NGC 5053中的一颗巨星和NGC 5634中的两颗巨星。我们分析高分辨率和信噪比光谱的MyGIsFOS代码的装置，确定大气参数和丰度之间的O和Eu多达21种。的丰度进行了比较与MW晕场星，“不相关”MW晕球状星团，和金属穷人Sgr dSph主体人口。NGC 5053的金属丰度[Fe Ⅱ/H]=-2.26+-0.10，NGC 5634的[Fe Ⅰ/H]=-1.99+-0.075和-1.97+-0.076。这使得NGC 5053成为MW中最缺乏金属的球状星团之一。这两个集群显示一个阿尔法增强类似的晕在可比的金属丰度。NGC 5634中的两颗恒星清楚地显示出在MW球状星团中广泛存在的Na-O关系。大多数其他丰度与标准MW晕趋势吻合良好。Sgr dSph主体种群的化学性质与低金属丰度的晕相似。因此，很难区分NGC 5053和NGC 5634在Sgr dSph中的起…
2015-05-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Chemical Evolution of the Draco Dwarf Spheroidal Galaxy
我们提出了一个丰富的分析的基础上选择跨越整个范围的天龙座矮球状星系的金属丰度的8颗恒星的高分辨率光谱。我们发现样品星的[Fe/H]在-1.5到-3.0 dex之间。结合我们的样品与先前发表的工作，共14个发光的天龙座巨星，我们表明，丰度比[Na/Fe]，[Mg/Fe]和[Si/Fe]的天龙座巨星重叠的星系晕巨人在最低的[Fe/H]探测，但显着较低的铁金属量天龙座恒星。对于爆发性α元素Ca和Ti，[Fe/H] > -2.4 dex的天龙座巨星的丰度比近似恒定，并且略低于太阳，远低于星系晕星的特征值。s过程对重元素产生的贡献开始于比星系晕低得多的Fe金属丰度。使用玩具模型，我们比较的行为的丰度比内的样本的天龙座巨星与那些从文学的银河系球状星团，船底座和Sgr dSphgalaxies。这些差异似乎与重元素积累的时间有关，其中天龙星的速度最慢。我们注意到在我们的样品中存在一个[Fe/H] < -3.0 dex的天龙座巨星，并重申内星系晕可能是由早期的银河系卫星星系吸积和年轻的球状星团溶解形成的，而外晕可能是由后来的卫星星系吸积形成的。
2009-06-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Abundance ratios of red giants in low mass ultra faint dwarf spheroidal galaxies
低质量矮球状星系是我们了解原始宇宙和本星系群化学演化的关键对象。这些天体恒星的像差比可以用来更好地理解它们的恒星形成和化学演化。我们报告的11颗恒星属于5个不同的超暗矮球状星系（UfDSph）的基础上在VLT获得的X-射手光谱的样本进行分析。中分辨率光谱已被用来确定其大气的详细化学成分。我们进行了标准的1D LTE分析来计算丰度。考虑到所有的恒星作为低质量星系的同一人口的代表，我们发现，[α/Fe]与[Fe/H]的比率随着恒星的金属丰度的增加，以类似的方式发现属于矮球状星系的恒星的人口减少。主要的区别是，太阳的[α/Fe]是在一个低得多的金属丰度的UfDSPH比矮球状星系达到。我们报告的第一次丰富的锶CVNI。我们在这个星系中分析的恒星具有非常高的[Sr/Fe]和非常低的钡上限，这使得它成为具有异常高的[Sr/Ba]比率的恒星。我们的研究结果似乎表明，在再电离之前产生大量恒星的星系（化石星系）在给定的金属丰度下的[X/Fe]比低于经历了恒星形成率（淬火）不连续的星系。
2015-10-19 astro-ph.GA
Detailed abundances in stars belonging to ultra-faint dwarf spheroidal galaxies
我们报告的初步结果属于密切的超微弱矮星系（以下简称UfDSphs）的金属贫星的详细化学成分。丰度的测定得益于安装在ESO VLT装置上的高效摄谱仪X-Shooter获得的光谱。超暗矮球状星样品的丰度比略低于相同金属丰度的场晕星样品，我们在武仙座恒星中没有发现Koch在他的2颗武仙座恒星中发现的极端丰度。中子俘获元素Ba和Sr的合成似乎起源于星系演化早期的同一核合成过程。
2012-02-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galactic Isotopic Decomposition for the Sculptor Dwarf Spheroidal Galaxy
恒星演化模型需要初始同位素丰度集作为输入，但这些丰度在太阳附近之外是不完整的，从元素观测中推断是具有挑战性的，并且是星系特定的。不同于银河系（MW）的成分具有独特的化学历史，并且对探索很重要。我们提出了一个同位素的历史模型的雕塑矮球状星系（dSph）的天体物理过程的基础上，使用GCE模型，它可以估计同位素丰度为未来的核合成研究的补充方法。我们使用OMEGA化学演化代码近似了Sculptor晚期演化的同位素组成，并使用大爆炸核合成（BBN）预测作为其他边界条件。同位素丰度从晚期演化到BBN值，根据负责其生产的天体物理过程进行缩放。将同位素丰度汇总为元素丰度，并拟合观测的Sculptor丰度数据以调整自由参数。完整的模型给出了大质量恒星、Ia型超新星、主$s$过程峰和$r$过程贡献的平均同位素历史。我们发现，Ia型SNe贡献$\approx$ 86%的后期演化Fe丰度，这与其他dSPH化学演化研究一致，并大于典型的MW值$\approx$ 70%，发现使用类似的过程。该模型还发现，中子星合并贡献$\approx$ 30%的后期演化Eu丰度，这表明CCSNe可能是占主导地位的$r$过程的祖先dSphs。
2021-07-21 astro-ph.GA
An abundance study of red-giant-branch stars in the Hercules dwarf spheroidal galaxy
使用高分辨率光谱，我们提供了一个确定的[Fe/H]和[Ca/H]的武仙座矮球状星系的红巨星分支成员星。在此基础上，我们探讨了武仙座主要恒星星族的年龄，以及超新星的富集历史。此外，我们提供了一个新的简单的金属贫，红巨星分支星的斯特朗格伦测光的金属丰度校准。我们发现武仙座dSph星系的红巨星分支恒星比我们以前仅基于测光的研究中估计的更贫金属。此外，我们还发现了一个丰度趋势，即[Ca/Fe]在贫金属恒星中较高，而在富金属恒星中较低，扩散约为0.8 dex。[Ca/Fe]的趋势表明，早期的快速化学富集通过II型超新星，其次是一个阶段的缓慢恒星形成的富集通过Ia型超新星为主。与等时线的比较表明武仙座的红巨星的年龄超过10 Gyr。
2010-10-27 astro-ph.GA
Measuring Detailed Chemical Abundances From Co-added Medium Resolution Spectra I. Tests using Milky Way dwarf spheroidal galaxies and globular clusters
利用中等分辨率光谱（$R \approx 6000$）测量单个红巨星分支（RGB）恒星的金属丰度和α元素丰度的能力，是破译银河系矮卫星性质和星系晕历史的宝贵工具。将这样的研究扩展到像仙女座这样更遥远的系统，超出了目前这一代望远镜的能力，但是通过将类似恒星的光谱相加，我们可以获得必要的信噪比来进行详细的丰度测量。本文提出了一种利用中等分辨率光谱的联合叠加确定金属丰度和α元素丰度的方法。我们测试的方法，光谱共添加使用高S/N光谱的银河系球状星团和矮球状星系获得的1300多个RGB恒星的凯克II望远镜/DEIMOS摄谱仪。我们使用光度标准对相似的恒星进行分组，并将每组中单个恒星的加权系综平均丰度（[Fe/H]，[Mg/Fe]，[Si/Fe]，[Ca/Fe]和[Ti/Fe]）与相应的共添加光谱的测量结果进行比较。我们发现这两种方法之间有很高的一致性，这使我们能够将这种共同添加的光谱技术应用于更遥远的RGB恒星，如M31卫星星系中的恒星。本文概述了我们的光谱共添加和丰度测量方法，并描述了在这些测量的潜在偏差。
2013-03-05 astro-ph.GA
Carbon in Red Giants in Globular Clusters and Dwarf Spheroidal Galaxies
本文给出了银河系球状星团和矮球状星系中红巨星的碳丰度。我们的样本包括对NGC 2419，M68和M15中154颗巨星以及dSphs Sculptor，Fornax，Ursa Minor和Draco中398颗巨星的碳丰度测量。这个样本使dSph星的数量增加了一倍，测量了[C/Fe]。log（L/L_sun）~= 1.6以上，[C/Fe]比随光度的增加而减小，这可以用巨星演化过程中的深度混合来解释。在dSphs中也观察到了同样的下降，但dSphs巨星的初始[C/Fe]并不均匀。dSphs中金属丰度较低的恒星有较大的[C/Fe]比。我们假设，[C/Fe]（校正到初始碳丰度）下降与增加[Fe/H]由于渐近巨星分支恒星的碳产量的金属丰度的依赖性，并由于Ia型超新星在更高的金属丰度的重要性日益增加。我们还在三个dSphs中发现了11个非常富碳的巨星（之前已知的8个）。然而，我们的选择偏差排除了与银河系恒星晕中碳增强部分的详细比较。尽管如此，dSphs中[C/Fe] < +1的恒星遵循的[C/Fe]轨道与[Fe/H]轨道不同，而不是晕星。具体地说，dSphs中的[C/Fe]在低于晕中的[Fe/H]时开始下降。[C/Fe]“膝盖”的金属丰度的差异增加了来自[α/Fe]分布的证据，即晕的祖先比幸存的dSphs具有更短的化学富集时间尺度。
2015-02-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Zinc in the Sculptor dwarf spheroidal galaxy
利用ESO VLT/FLAMES/GIRAFFE光谱测量了玉夫座矮球状星系中$\approx$ 100颗红巨星支（RGB）星的Zn丰度。这是在银河系以外的恒星系统中单个锌丰度测量的最大样本。在观察到的金属丰度范围内，$-2.7\leq\text{[Fe/H]}\leq-0.9$，在玉夫座锌丰度的一般趋势是类似的$α$ -元素。也就是说，在低金属丰度下，[Zn/Fe]的超太阳丰度比随着[Fe/H]的增加而降低，最终达到太阳下的值。然而，在Sculptor的较高金属丰度处，$\text{[Fe/H]}\gtrsim-1.8$，我们发现了一个显著的分散体，$-0.8\lesssim\text{[Zn/Fe]}\lesssim+0.4$，这在任何$α$ -元素中都没有看到。我们的研究结果是一致的，与以前的观测数量有限的恒星在玉夫座和其他矮星系。这些结果表明，锌有一个复杂的核合成的起源，既不完全像一个$α$ -也不是一个铁峰元素。
2017-08-01 astro-ph.GA
A chemical confirmation of the faint Bootes II dwarf Spheroidal Galaxy
我们提出了一个最明亮的确认成员星的超微弱矮星系牧夫座II的Keck/HIRES高分辨率光谱在中等信噪比的化学丰度研究。在[Fe/H] = -2.93 +/- 0.03（静态）时+/- 0.17（系统）这颗恒星在化学上类似于贫金属晕场星，也类似于其他微弱的矮球状星系在相同金属丰度下的特征，因为它显示出增强的[α/Fe]比，太阳Fe峰值元素丰度，以及中子捕获元素Ba的低上限。此外，这颗恒星在我们能够测量的八种元素中没有任何化学特性。这意味着，在其他系统中发现的化学异常值仍然是与各自环境的不寻常富集历史有关的异常值，而Bootes II似乎经历了其非常低质量的典型富集历史。我们还重新校准了以前从钙三重态（CaT）测量的星系金属丰度，发现比以前报告的值低得多。由此产生的广泛的金属丰度分布，超过一个dex，非常贫金属的平均值，以及现在恒星的化学丰度模式意味着牧夫座II是一个低质量，古老，贫金属的矮星系，而不是像以前根据其天空位置和运动学提出的那样与人马座流相关的过度密度。低，平均CaT金属丰度-2.7 dex正好落在从更明亮到最暗的星系的四个数量级的光度-金属丰度关系上。因此，牧夫座II的化学富集似乎代表了星系的原始质量，而潮汐剥离和其他质量损失机制可能并不像其他低质量卫星那样重要。
2014-08-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Small-scale hero: massive-star enrichment in the Hercules dwarf spheroidal
矮球状星系通常被认为是第一批恒星的所在地。目前，寻找这些大质量天体浓缩过程中的化学印记的最佳竞争者是“超微弱矮星”（UFD）。在这里，我们提出的证据显着低的重元素丰度的金属穷人大力士UFD。结合其他特殊的丰度模式，这表明武仙座可能只受到很少的大规模爆炸事件的影响-因此带有早期局部化学富集的痕迹，只有很少的其他贡献来自其他来源。
2012-06-19 astro-ph.GA
The cold dark matter content of Galactic dwarf spheroidals: no cores, no failures, no problem
我们研究的暗物质含量的卫星星系的Lambda CDM宇宙学流体动力学模拟的本地集团从APOSTLE项目。我们发现之间的模拟结果和估计的9个最明亮的银河系矮椭球体（dSphs）来自他们的恒星速度色散和半光半径非常吻合。潮汐剥离通过从外向内逐渐去除暗物质而发挥重要作用，特别影响到亮度比平均大小大的较暗卫星和系统。我们的模型表明，潮汐已经显着减少了暗物质含量的灿文I，六分仪，船底座，天炉座，一个预测，可以通过比较它们与匹配的光度和大小的场星系进行测试。在过去，对单个矮星的暗物质含量的观测估计一直被低估，有时甚至被低估得很厉害。我们使用我们改进的估计，重新审视“太大而不能倒”的问题，在早期的N体工作。我们加强和扩展我们以前的结论，APOSTLE模拟显示没有这个问题的迹象。解决办法并不需要暗物质剖面中的“核心”，而是依赖于在解释观测数据和解释理论建模中的“重子效应”时修正假设和不确定性。
2016-07-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
