Subclasses of Type Ia Supernovae as the origin of [α/Fe] ratios in dwarf spheroidal galaxies
最近对Ia型超新星（SNe Ia）的广泛观测揭示了包括SNe Iax在内的多种多样的Ia型超新星的存在。我们介绍了单简并情形下的两种可能的通道：1）亚Ch质量的CO白矮星（WD）中的双爆轰，其中即使在低金属丰度下，He新星之后也会发展出薄的He包层，吸积速率相对较低; 2）Ch质量的可能混合的C+O+Ne WD中的碳爆燃，其中WD风在[Fe/H] ~ -2.5处以高吸积速率发生。超新星Ia的这些子类比“正常”超新星Ia更罕见，并且不影响太阳附近的化学演化，但在随机恒星形成的贫金属系统中可能非常重要。在本星系群的矮球状星系中，由于恒星形成历史的不同，[α/Fe]比在[Fe/H]-2 ~-1.5之间会发生变化。SNe Iax给出了高[Mn/Fe]，而亚Ch质量SNe Ia给出了低[Mn/Fe]，因此现有的观测结果支持包括两者混合的模型。
2015-03-31 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Constraints on the r-process Delay Time from Dwarf Spheroidal Galaxies
University of Notre Dame（圣母大学）；Amherst College（阿默斯特学院）
本研究通过拟合矮椭球星系的恒星丰度，发现中子星并合不能作为 r 过程的唯一来源，需即时 r 过程源，且理论 r 过程产额高估 Sr、Y 生成达 100 倍。
2026-10-14 astro-ph.GA
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
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
New Type Ia supernova Yields and the Manganese and Nickel Problems in the Milky Way and Dwarf Spheroidal Galaxies
在我们的追求，以确定Ia型超新星（SNe Ia）的祖先，我们首先更新的核合成收益率为近Ch和次Ch质量白矮星（WD），为广泛的金属丰度，与我们的二维流体动力学代码和最新的核反应率。然后，我们包括在我们的银河系化学演化代码的收益率预测元素丰度在太阳附近的演化和矮球状（dSPH）星系：天炉座，玉夫座，六分仪，船底座。在太阳附近恒星的观测中，Mn与$α$元素表现出相反的趋势，表现出向更高金属丰度方向的增加，这一点在Ch质量WDs的爆燃-爆轰跃迁中得到了很好的再现，但在亚Ch质量WDs的双爆轰中却没有得到很好的再现。Ch-质量超新星Ia的问题是在高金属丰度时Ni的过量产生。然而，我们发现，镍产量的CH质量超新星Ia与太阳尺度的初始组成比以前的作品，这使得预测的Ni丰度内的观测分散低得多。从太阳附近元素丰度的演化趋势来看，亚Ch质量的Ia超新星对化学富集的贡献可达25%.然而，在dSph星系中，可能需要比太阳附近更大的来自亚Ch质量SNe Ia的富集，这导致在较低的金属丰度下[（Mg，Cr，Mn，Ni）/Fe]减少。在玉夫座和船底座观测到的高[Mn/Fe]比也可能需要来自纯爆燃的额外富集，可能是Iax型超新星。未来对dSph星的观测将对Ia型超新星的祖先系统和爆炸机制提供更严格的限制。
2020-04-27 astro-ph.GA astro-ph.HE
Evidence of enrichment by individual supernova from elemental abundance ratios in the very metal-poor dSph galaxy Bootes I
目的：我们建立了平均金属丰度从高分辨率光谱最近发现的矮球状星系牧夫座我和测试是否是一个共同的特点，超微弱的矮球状星系显示出不均匀的化学演化的迹象（例如，在武仙座矮球状星系）。研究方法：我们分析高分辨率，中等信号噪声光谱的7红巨星在牧夫座I dSph星系使用标准的丰度分析技术。特别是，我们假设当地的热力学平衡，并采用球形模型的大气和代码，考虑到恒星的球形度时，计算元素丰度。结果：我们确认先前确定的平均金属丰度的牧夫座I矮球状星系是-2.3德克斯。虽然有五颗恒星聚集在这个金属丰度周围，但其中一颗金属丰度明显更低，为-2.9 dex，另一颗金属丰度更高，为-1.9 dex。此外，我们发现其中一颗恒星Boo-127显示出极高的[Mg/Ca]比，表明dSph星系内的随机富集过程。类似的结果以前只在武仙座和天龙座dSph星系中发现过，到目前为止，似乎是这种类型星系所独有的。
2009-10-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Parameterizing the Outflow from a Central Black Hole in Dwarf Spheroidal Galaxies: A 3D Hydrodynamic Simulation
大型星系拥有巨大的中心黑洞，它们的反馈对它们的演化产生了重大影响。最近，观测表明矮星系可能在其中心拥有黑洞，但质量较低（中等质量黑洞- IMBH）。然而，这种IMBHs对矮球状星系（dSphs）演化的影响迄今为止还没有得到适当的分析。在这项工作中，我们调查的影响，从IMBH的外流对dSph星系的气体动力学通过非宇宙学，三维流体动力学模拟，让银河系的气体分布演变超过3 Gyr的影响下的IMBH的外流和超新星反馈。所有模拟的数值分辨率为20.0 pc cell $^{-1}$。两种情况被认为是推断的流出，一个同质ISM和另一个超新星反馈所造成的不均匀性传播的差异。外流传播需要最小的初始速度和最小的初始密度，其值取决于介质的条件。在未受扰动的介质中，外流以相同的速度（低于初始速度）在两个方向上自由传播，从星系中带走一小部分气体（确切的比例取决于外流的初始物理条件）。然而，在不均匀的ISM中，外流的影响大大减少，它对星系中气体的贡献几乎可以忽略不计。
2022-01-20 astro-ph.GA
The star formation history of the Sextans dwarf spheroidal galaxy: a true fossil of the pre-reionization era
我们提出的恒星形成历史（SFH）的六分仪矮球状星系的基础上深档案$B$，$I$光度与Suprime-Cam在斯巴鲁望远镜专注于我们的分析的内部区域的星系，完全位于核心半径。在我们的SFH的错误，我们没有检测到任何金属丰度梯度沿所考虑的径向距离间隔。作为这项工作的主要结果，我们可以说，六分仪矮椭球停止形成小于$\sim1.3$陀螺大爆炸后，在相应的再电离时代结束的恒星。我们已经能够将恒星形成的主爆发的持续时间限制在$\sim0.6$ Gyr。从超新星（SNe）在恒星形成的短暂插曲中释放的机械光度的计算，有强烈的迹象表明SNe可能在六分仪的命运中发挥了重要作用，通过几乎完全去除气体成分，从而阻止了长时间的恒星形成。
2018-01-24 astro-ph.GA
White Dwarfs in Dwarf Spheroidal Galaxies: A New Class of Compact-Dark-Matter Detectors
最近的调查发现了一群微弱的超新星，被称为富钙间隙瞬变，推测起源于白矮星的爆炸点火。除了其独特的光谱和光度外，这些超新星还具有不寻常的空间分布，并且主要发现于距离其假定的宿主星系很远的地方。我们发现，富钙间隙瞬变的位置很好地匹配周围的大星系的矮球状星系的分布，按照暗物质的相互作用诱导低质量的白矮星之间的热核爆炸，否则可能难以点燃与标准的恒星或二进制演化机制的情况。解释观测到的事件率的一个合理的候选者是质量超过$10^{21}$克的原始黑洞。
2022-10-31 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Constraining neutrino-DM interactions with Milky Way dwarf spheroidals and supernova neutrinos
本文利用银河系矮球状星系暗物质密度分布，通过超新星中微子散射导致的能量注入效应，给出了中微子-暗物质散射截面的新上限，并指出该约束强于以往结果。
2024-07-08 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
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
The Reliability of Type Ia Supernovae Delay Time Distributions Recovered from Galaxy Star Formation Histories
本文通过数值分析研究了从星系恒星形成史恢复 Ia 型超新星延迟时间分布的可靠性，利用 IllustrisTNG 模拟和马尔可夫链蒙特卡洛方法，发现精简的非宿主星系样本足以可靠恢复分布并降低计算负荷，同时揭示了其与星系恒星群体质量加权年龄间的潜在系统性。
2024-11-19 astro-ph.GA
The chemical connection between damped Lyman-α systems and Local Group dwarf galaxies
现在已经在玉夫座矮球状星系的大约80颗恒星中测量了挥发性元素S和Zn的丰度，覆盖了金属丰度范围$-2.4\leq\text{[Fe/H]}\leq-0.9$。这两种元素是特别令人感兴趣的，因为它们不会在气体中的尘埃上耗尽，因此它们的比率[S/Zn]通常用作阻尼莱曼-$α$系统中[$α$/Fe]的替代物。玉夫座的S丰度与该星系的其他$α$-元素相似，这与S主要在核心坍缩超新星中产生，但也有来自Ia型超新星的贡献相一致。然而，我们的研究结果表明，锌和铁不跟踪所有相同的核合成生产渠道。特别是，（与Fe相反）Zn在Ia型超新星中并没有大量产生。因此，[S/Zn]不能可靠地用作[$α$/Fe]的替代。我们建议[O/S]作为[S/H]的函数作为可能的替代方案。在较高的金属丰度下，在阻尼Lyman-$α$系统中测得的[S/Zn]值与在本星系中测得的值不一致，而与银河系盘更一致。然而，低金属量阻尼莱曼-$α$系统与本星系群矮球状星系中最贫金属的恒星是一致的。假设S和Zn的尘埃贫化可以忽略不计，我们的比较表明，阻尼莱曼-$α$系统的恒星形成历史平均上不同于银河系和玉夫座矮球状星系。
2018-06-07 astro-ph.GA
A Chemical Evolution Model for the Fornax Dwarf Spheroidal Galaxy
天炉座是银河系中最明亮的矮球状星系，它的恒星形成历史（SFH）是从观测中得出的。我们估计的时间演化的气体质量和净流入和流出率从SFH使用一个简单的恒星形成法，涉及恒星形成率的气体质量。我们提出了一个二维质量网格上的化学演化模型与超新星（SNe）作为金属富集的来源。我们发现，控制富集的一个关键参数是与每个SN喷出物混合的气体的质量M_x。M_x的选择取决于SN残留的演化和全球气体动力学。它在两种类型的SNe之间以及在天炉座在时间t = t_sat成为MW卫星之前和之后的时期之间是不同的。我们的结果表明，由于t > t_sat时全球气体外流，每个SN的部分喷出物可能直接从天炉座逸出。从我们的模型的样本结果，并与数据进行比较。
2015-12-17 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 Dynamical and Chemical Evolution of Dwarf Spheroidal Galaxies with GEAR
我们提出了一个完全并行的化学动力学树/SPH代码，GEAR，它允许进行高分辨率的模拟与详细的化学诊断。从Gadget-2的公开版本开始，我们包括了重子物理的复杂处理：气体冷却，恒星形成定律，化学演化和超新星反馈。我们用dSph星系的情况来验证GEAR的性能。GEAR保存系统的总能量预算超过5%，超过14 Gyr，并证明了数值分辨率的结果具有很好的收敛性。我们表明，dSphs模型在一个静态的欧几里得空间，宇宙的膨胀被忽略是有效的。此外，我们解决了一些现有的悬而未决的问题，如恒星质量分数的dSphs和它的联系与预测的暗物质晕质量函数，超新星反馈的影响，空间分布的恒星星族，和起源的多样性恒星形成历史和化学丰度模式。强烈的超新星驱动风似乎与观测到的金属丰度和光度不一致。尽管新形成的恒星优先出现在星系中心部分，但气体中的湍流运动可以迅速消除任何金属丰度梯度。dSph性质的变化是由总质量的范围以及中心密度的分散引起的。后者也出现在LCDM宇宙演化形成的晕中。
2011-09-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Metals Removed by Outflows from Milky Way Dwarf Spheroidal Galaxies
银河系的矮球状卫星星系（dSphs）中的恒星比化学演化的封闭盒模型所预期的要少得多。流出的气体可能带走了dSphs产生的大部分金属。基于先前的Keck/DEIMOS观测和模型，我们计算了从八个dSphs中的每一个排出的Mg，Si，Ca和Fe的质量。从本质上讲，这些质量是目前在dSphs恒星中观察到的金属量与超新星产生的金属量之间的差异。我们得出结论，dSphs损失了96%至>99%的恒星制造的金属。我们将观测到的银河系dSphs的质量函数应用于喷射质量函数，以确定单个大dSphs（如天炉座）在10 Gyr以上失去的金属比所有较小的dSphs的总和还要多。因此，像dSphs这样的小星系对星系际介质的金属含量没有显著的贡献。最后，我们比较我们的喷射质量函数，以前的X射线测量的金属含量的风从后星暴矮不规则星系NGC 1569。值得注意的是，该星系中最近的星暴正好落在由银河系dSphs定义的喷射质量-恒星质量关系上。
2011-11-04 astro-ph.GA
Sulphur in the Sculptor dwarf spheroidal galaxy - Including NLTE corrections
在星系晕星中，硫的行为被证明与其他$α$ -元素相似，但到目前为止，还没有对其他星系恒星中的这种元素进行全面的研究。在这里，我们使用高分辨率的ESO VLT/FLAMES/GIRAFFE光谱，以确定在玉夫座矮球状星系的85颗恒星的硫丰度，覆盖金属丰度范围$-2.5\leq \text{[Fe/H]} \leq-0.8$。这些丰度值来自于9213、9228和9238~ π的S~I三重态。这些线已被证明是敏感的偏离当地的热力学平衡，即NLTE效应。因此，我们提出了新的NLTE校正网格的恒星参数覆盖的目标恒星。在玉夫座星系中，NLTE校正的硫丰度显示出与该星系中其他$α$ -元素（如Mg、Si和Ca）相同的行为。在较低的金属丰度（$\text{[Fe/H]}\lesssim-2$），丰度与$\text{[S/Fe]}\approx+0.16$的平台一致，类似于在星系晕$\text{[S/Fe]}\approx+0.2$中观察到的情况。随着[Fe/H]的增加，[S/Fe]比下降，在$\text{[Fe/H]}\gtrsim-1.5$处达到负值。样品还显示[S/Mg]随[Fe/H]增加，最有可能是因为Ia型超新星的富集。
2015-05-12 astro-ph.GA
Dwarf Spheroidal Satellite Formation in a Reionized Local Group
矮球状卫星星系已经成为小尺度暗物质聚集和宇宙再电离的有力探测器。它们与场中的矮不规则星系和高密度环境中的球状星系具有结构和化学连续性。通过结合经验的限制，在低的气体柱密度和金属丰度的恒星形成在本地宇宙与模型的暗物质和重子质量大会，我们提供了一个分析描述的矮椭球体如何获得其恒星的内容。它们的祖先形成恒星，直到气体含量，最初从宇宙平均水平减少了再电离星系际介质的热压，最终在祖先吸积到宿主星系的过程中被冲压压力剥离。不同光度的矮球状卫星似乎共享非常相似的最大规模的祖先的历史，达到阈值的气体冷却的原子线发射的时代，在该拉格朗日体积的本地集团应该已经再电离。我们假设矮椭球体形成的大部分恒星在部分旋转支持HI磁盘在再电离宇宙。该模型解释了“共同质量标度”关系，并再现了经验的光度-尺寸和光度-金属丰度关系。爆发性反馈现象，例如由超新星协同作用驱动的外流，在矮球状体的形成中并不重要。我们进一步推测，真正的再电离前化石应该表现出与矮椭球体不同的结构，例如，以密集的孤立星团或核星团的形式存在。
2014-02-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Formation of Isolated Dwarf Galaxies with Feedback
我们目前的高分辨率流体动力学模拟结果的形成和演化的矮星系。我们的模拟从宇宙学的初始条件在高红移。它们包括依赖金属的冷却，恒星形成，II型和Ia型超新星的反馈以及紫外线背景辐射，其物理配方与以前对银河系类型星系的研究中应用的配方相同。我们发现，结合反馈和宇宙紫外线背景的结果在形成的星系与本地群矮椭球体的属性相似，他们的效果是强烈的调节的引力势的深度。考虑到这一点，我们的模型自然地再现了观测到的光度和金属丰度。最后一个天体的晕质量在2.3x10^8和1.1x10^9太阳质量之间，平均速度色散在6.5和9.7 kms-1之间，恒星质量在5x10^5和1.2x10^7太阳质量之间，金属丰度中值在[Fe/H] = -1.8和-1.1之间，半光半径在200到300 pc的数量级，都与本地群矮椭球体相当。我们的模拟还表明，今天观测到的矮球状星系位于大约10^9太阳质量的晕质量阈值附近，这与恒星运动学数据一致，超新星反馈不仅足以完全驱逐星际介质并留下剩余的无气体，而且反馈的组合，紫外线辐射和自屏蔽建立了一个类似于银河系和M31卫星观测到的年龄分布的二分法。
2009-11-23 astro-ph.GA
Supernovae and their host galaxies -- VI. Normal Type Ia and 91bg-like supernovae in ellipticals
本文分析了109颗Ia超新星的“正常”和特殊的“类91 bg”亚类的银河系中心分布，并研究了它们的椭圆宿主的全局参数。在排除对中心SNe的偏差时，SN子类的银河心分布彼此一致，并且与宿主恒星星族的径向光分布一致。在整体参数中，只有u-r颜色和年龄的分布在不同的超新星Ia亚类的椭圆星系之间是不一致的：正常的SN主机平均比91 bg-类SNe更蓝/更年轻。在色质图中，正常SN宿主的色分布尾部延伸到星系演化的过渡态--绿谷，而类91 bg SN宿主的色分布尾部几乎没有延伸到绿谷。因此，更蓝/更年轻的椭圆星系可能有更多的剩余恒星形成，从而产生更年轻的“瞬发”祖先，导致正常的超新星Ia具有更短的延迟时间。更红和更老的椭圆星系已经耗尽了恒星形成的气体，可能会产生明显更少的正常SNe，延迟时间更短，被“延迟”的91 bg事件超过。类91 bg SNe的宿主年龄（延迟时间的年龄下限）并没有延伸到产生显著u带通量的恒星年龄-类91 bg事件没有即时的祖先。我们的研究结果有利于SN Ia祖模型，如他点燃的暴力合并，有可能解释所观察到的SN/主机属性。
2019-08-30 astro-ph.GA
Forecast of gravitationally lensed Type Ia supernovae time delay measurement by Muztage-Ata 1.93m Synergy Telescope
本文模拟MOST对CSST预期发现的强透镜Ia型超新星进行多波段监测，证明其可将时间延迟误差控制在数小时、偏差低于1小时，从而助力解决哈勃张力。
2025-01-09 astro-ph.GA
The interstellar medium in Andromeda's dwarf spheroidal galaxies: I. Content and origin of the interstellar dust
矮椭球星系是宇宙中数量最多的星系群之一，但其主要的形成和演化通道仍然没有得到很好的理解。仙女座星系的三颗矮球状卫星（NGC 147、NGC 185和NGC 205）具有非常不同的星际介质（ISM）特性，这可能表明它们处于不同的星系演化阶段。虽然De Looze等人（2012年）已经详细研究了NGC 205的尘埃含量，但我们提出了NGC 147和NGC 185的新赫歇尔尘埃连续体观测结果。NGC 147在赫歇尔SPIRE地图上的未探测到，对其尘埃质量（< 128 Msun）提出了强烈的限制。对于NGC 185，我们得到了总尘埃质量M_d = 5.1 × 10^3 Msun，这比ISO和斯皮策的观测结果高出2-3倍，证实了需要更长的波长观测来追踪更大质量的冷尘埃库。此外，我们还估算了渐近巨星分支（AGB）星和超新星（SNe）的尘埃产生量。对于NGC 147，尘埃质量的上限与演化的恒星星族注入的物质的预期一致。在NGC 185和NGC 205中，观测到的尘埃含量比AGB和SNe估计的尘埃产生量高一个数量级。有效的晶粒生长，并可能更长的尘埃生存时间（3-6 Gyr），以考虑到他们目前的尘埃含量。我们的研究证实了气相中晶粒生长的重要性，以解释目前星系中的尘埃库。
2016-04-22 astro-ph.GA
KDG 64: a large dwarf spheroidal or a small ultradiffuse satellite of Messier 81
本文基于深度积分光光谱首次测量了M 81星系群中大型矮椭球星系KDG 64的恒星运动学，利用Jeans动力学建模发现其暗物质比例约90%，证实其为dSph与UDG的过渡天体。
2023-04-06 astro-ph.GA
Constraining Type Ia Supernova Delay Time with Spatially Resolved Star Formation Histories
利用MUSE和MaNGA的空间分辨光谱，给出了Ia型超新星（SNe~Ia）的延迟时间分布（DTD）估计.采用基于k-means和EMD的分组算法，将主星系的恒星形成历史（SFH）划分为空间上不同的区域，并采用极大似然方法对超新星Ia祖先的DTD进行约束.当使用$DTD(t)\propto t^{s} (t>τ)$形式的幂律模型时，我们发现SN速率衰减斜率$s=-1.41^{+0.32}_{-0.33}$和延迟时间$τ=120^{+142}_{-83} Myr$。此外，我们测试了其他的DTD模型，如破幂律模型和两个组件的幂律模型，并发现这些替代模型没有统计上显着的支持。
2021-01-15 astro-ph.GA astro-ph.HE
Star Formation Histories of Dwarf Spheroidal and Dwarf Elliptical Galaxies in the Local Universe
我们提出的恒星形成历史（SFHS）的早期型矮星系，dSphs和dEs，在本地宇宙内z=0.01。早型矮星系的SFH的特征是富含前、贫金属的老恒星星族，没有年龄为几个Gyr的中老恒星。dSphs和dEs的SFH存在一些差异。特别是，dSphs形成的旧（$\gtrsim10$ Gyr old）贫金属恒星比dEs多$\sim2$倍。再电离和超新星爆炸的反馈效应被认为足够强大，可以去除剩余的气体，从而阻止dSphs中适度古老的恒星星族。与此相反，喷出的气体没有完全从dEs和回落到点燃恒星形成的爆发后，在几个Gyr的第一个时期的恒星形成的暴力爆发，在回望时间$\approx 9.6$ Gyr的恒星形成的抑制。恒星形成的第二个高峰在回望时间$\approx 4.5$ Gyr在dEs产生中等年龄的恒星星族。dSphs和dEs之间的区别是有用的检查SFHS的早型矮星，因为累积SFHS是最密切相关的，他们的形态。恒星质量作为恒星形成的驱动力，在早型矮星的超星系中起着重要的作用，特别是在具有原始起源的星系中。
2023-02-15 astro-ph.GA
Manganese Indicates a Transition from Sub- to Near-Chandrasekhar Type Ia Supernovae in Dwarf Galaxies
锰丰度是探测Ia型超新星前身星的敏感探针。在这项工作中，我们提出了一个目录中的锰丰度矮球状卫星的银河系，使用中分辨率光谱测量。使用一个简单的化学演化模型，我们推断的锰产量的Ia型超新星在玉夫座矮球状星系（dSph），并比较理论产量。Ia型超新星的亚太阳辐射量（$\mathrm{[Mn/Fe]}_{\mathrm{Ia}}=-0.30_{-0.03}^{+0.03}$在$\mathrm{[Fe/H]}=-1.5$ dex，对金属丰度的依赖性可以忽略不计）意味着亚克拉塞卡质量（亚$M_{\mathrm{Ch}}$）白矮星祖先是该星系早期Ia型超新星的主要通道，尽管仍需要部分（$\gtrsim20\%$）$M_{\mathrm{Ch}}$ Ia型或Iax型超新星来产生观测到的辐射量。然而，这一结果并不适用于所有环境。特别是，我们发现，dSph星系延长恒星形成的历史（狮子座I，天炉座dSph）似乎有较高的[Mn/Fe]在一个给定的金属丰度比星系早期爆发的恒星形成（雕塑dSph），这表明$M_{\mathrm{Ch}}$祖先可能成为主导渠道Ia型SNe在以后的时间在星系的化学演化。
2020-02-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Boo-1137 - An Extremely Metal-Poor Star in the Ultra-Faint Dwarf Spheroidal Galaxy Boötes I
本文给出了“超暗”矮球状星系BootesI（绝对星等Mv ~ -6.3）中一颗贫金属巨星Boo-1137的高分辨率、高信噪比光谱。[Fe/H] =-3.7，这是在超暗dSph中发现的最贫金属的恒星。将大约15种元素的相对丰度[X/Fe]与星系晕中极贫金属巨星的相对丰度进行比较，发现Boo-1137中的C和N、奇Z元素Na和Al、Fe峰元素以及n俘获元素Sr和Ba都是“正常的”，而星系晕的大部分元素[Fe/H] <-3.0。α-元素Mg、Si、Ca和Ti都比平均晕圈值高Δ [X/Fe] ~ 0.2。蒙特卡罗分析表明，Delta[alpha/Fe]值如此之大的概率约为0.02。Boo-1137的丰度模式表明化学演化不均匀，与我们之前报道的Fe丰度的广泛内部分布一致。大多数Boo-1137相对丰度与晕值的相似性，以及α元素都从晕平均值中偏移了类似的少量，这表明相同的星系尺度恒星初始质量函数，但Boo-1137可能起源于恒星形成区域，那里的丰度反映了超新星（SN）喷出物的混合不良，或SN祖细胞质量范围的不良采样，或两者。
2009-11-27 astro-ph.GA
The supernova rate and delay time distribution in the Magellanic Clouds
我们使用麦哲伦云（MC）中的超新星遗迹（SNR）作为超新星（SN）调查，“进行”了数万年，从中我们得出了当前的SN速率和SN延迟时间分布（DTD），即，假设恒星形成短暂爆发后SN速率与时间的关系。在Badenes，Maoz，& Draine（2010）中，我们编制了MCS中77个SNR的列表，并认为这是它们扩展的Sedov阶段的SNR的相当完整的记录。我们恢复的DTD通过比较观察到的SNR在这些星系中的小的个人“细胞”的每个细胞的恒星形成的历史，从解决恒星星族哈里斯和Zaritsky计算。信噪比的可见时间是Sedov相寿命，这取决于当地的环境密度。当地的密度估计HI发射，从逆施密特定律的基础上，无论是Halpha通量或解决恒星形成率，并从这些示踪剂的组合。在DTD中，我们探测到了“即时”Ia型超新星（在恒星形成的3.3亿年内爆炸），置信水平（c.l.）>99%。根据所用的密度示踪剂，每个恒星质量形成的SNe-Ia瞬发数的最佳拟合值为（2.7-11.0）x 10^{-3} /Msun。95% C.“延迟”的超新星Ia组分（从3.3亿年到哈勃时间）的范围小于1.6 x 10^{-13} SN/yr/Msun，这与老年人群的速率测量结果一致。目前MCs中的总（核心塌陷+Ia）SN率为每千年2.5-4.6 SNe（68% c.l.+系统学），或1.7-3.1 SNuM [SNe/100 y…
2010-05-11 astro-ph.GA
The Effect of Different Type Ia Supernova Progenitors on Galactic Chemical Evolution
我们的目标是展示关于Ia型超新星祖先的不同假设如何影响银河系的化学演化。我们包括不同的Ia型SN祖模型，确定其分布的时间延迟，在一个非常详细的化学演化模型，为银河系以下几个化学物种的演变。我们测试超新星Ia祖先的单简并和双简并模型，以及其他基于时间延迟分布差异的经验模型。我们发现，假设单简并或双简并情况，预测的[O/Fe]与[Fe/H]关系的差异可以忽略不计。另一方面，假设瞬时（在前1亿年爆炸）Ia型超新星的百分比为50%，或者如几位作者所建议的那样，在恒星形成开始后3-4 Gyr达到最大Ia型速率，对[O/Fe]趋势产生更明显的影响。然而，考虑到观测数据中仍然存在的扩散，仅根据[O/Fe]比，不能完全排除任何模型。另一方面，当不同模型的预测与G矮星的金属丰度分布进行比较时，可以排除很少有即时Ia型超新星的情况。模型包括单简并或双简并的情况下，10-13%的提示Ia型超新星的百分比产生的结果与观测非常吻合。如果一部分的Ia型超新星大于30%，那么与观测结果的一致性就会被破坏，如果不允许有Ia型超新星，情况也会如此。特别是，Ia型超新星祖先的两个经验模型可以被排除在外：一个没有即时Ia型超新星，一个假设延迟时间分布像t^{-0.5}。
2009-05-04 astro-ph.GA
Galactic Chemical Evolution Models Favor an Extended Type Ia Supernova Delay-Time Distribution
本研究通过含径向恒星迁移的多区化学演化模型，结合APOGEE数据对比不同DTD形式，发现含更少快发SNe Ia的延展型DTD更符合银河系恒星丰度观测结果。
2024-07-17 astro-ph.GA
The rate of Type-Ia supernovae in galaxy clusters and the delay-time distribution out to redshift 1.75
观测到的Ia型超新星（SNe Ia）的延迟时间分布（DTD）是一个有价值的探针SNe Ia的祖先和物理，以及SNe Ia在宇宙金属富集的作用。在星系团中，超新星Ia速率作为星系团红移的函数，几乎可以直接测量出DTD，但目前的估计仅限于平均红移z=1.1，对应于星系团恒星形成后超过3.2 Gyr的时间延迟。我们分析了哈勃空间望远镜监测项目中z=1.13-1.75的12个星系团的数据，在那里我们发现了29个SNe，并给出了它们的多波段光变曲线。根据SN测光和视主星系，我们评估团成员和SN类型，发现11例可能是SNe Ia的星系团和4例可能是，但不确定的星系团SNe Ia。我们进行模拟，以估计SN的检测效率，实验的完整性，测光误差，并进行测光的星系团星系，得出集群恒星质量。将星团样本分为高z和低z仓，我们得到了平均红移z=1.25的$2.2 ^{+2.6}_{-1.3}\times 10^{-13}{\rm yr}^{-1}{\rm M}_\odot^{-1}$和z=1.58的$3.5^{+6.6}_{-2.8} \times 10^{-13}{\rm yr}^{-1}{\rm M}_\odot^{-1}$的每单位形成恒星质量的静止帧超新星Ia速率。结合我们的结果与以前的集群SN Ia率，我们适合的DTD，现在下降到1.5 Gyr的延迟，与幂律依赖，$t^α$，与$α=-1.30^{+0…
2018-06-22 astro-ph.GA
Rates and Delay Times of Type Ia Supernovae
我们分析了双星的演化，计算合成率和延迟时间的最有前途的Ia型超新星的祖先。我们提出并讨论了进化的情况下，一个白矮星达到了克拉塞卡质量，并可能爆炸的Ia型超新星。我们考虑：双退化（DDS），单退化（SDS），和AM犬Venaticorum场景。结果是两个不同的恒星形成的历史，爆发（椭圆状星系）和连续（螺旋状星系）。结果发现，延迟时间的DDS在我们的标准模型（与共同的包络效率α = 1）遵循幂律分布。对于SDS，我们注意到一个广泛的延迟时间，而AM CVn祖细胞产生一个短的突发SNe Ia在早期。我们指出，只有两个合并的碳-氧白矮星，在DDS中发现的唯一系统的速率，是与典型的银河系一样的螺旋观察到的速率一致。我们还注意到，DDS的祖先是在椭圆星系的主导人口。DDS的延迟时间分布遵循幂律的事实意味着年轻人比老年人更容易产生Ia型超新星（每单位质量）。我们的研究结果不排除其他情况下，但强烈表明，DDS是主要的通道产生超新星Ia在螺旋星系，至少在我们所采用的演化模型的框架。鉴于目前对吸积白矮星的理解，人们认为白矮星合并不可能产生热核爆炸，要么是进化计算和吸积物理学是不正确的，要么是爆炸计算是不准确的，需要重新审视。
2009-04-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Reconciling Volumetric and Individual Galaxy Type Ia Supernova Rates
重要的观测工作一直致力于确定高红移的Ia型超新星的体积率，从而获得有关Ia型超新星祖先的性质和宇宙中铁生产的限制的线索。一个补充的方法是研究个别的、更近的星系中Ia型超新星的发生率。流行的A+B模型的具体超新星的速度，而可靠的范围广泛的星系属性，发散的大具体恒星形成率。在其有效范围之外应用它可能会导致预测Ia型超新星的发生率过高。此外，A+B模型不是直接从延迟时间分布导出的。我们在这里介绍一个新的模型，这是明确的动机由一个简单的延迟时间分布组成的提示和延迟组件。该模型与目前的观测限制非常吻合。它产生了$f_{p}= 0.11^{+0.10}_{-0.06}$的瞬发分数，与基于高红移Ia型超新星体积速率的结果一致（Rodney et al. 2014）。该模型进行了测试，对现实的恒星形成率从Illustris-1模拟，并发现是自洽的渐近极限。一个分析功能，封装的新模型的功能被证明是在良好的协议与数据。在拟合优度方面，新模型强烈优于A+B模型。在$\log{({\rm sSFR})} \gtrsim -9$，不存在来自观察的约束。在这一制度的观测将进一步限制延迟时间分布的Ia型超新星在短的延迟时间。
2018-01-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
The early days of the Sculptor dwarf spheroidal galaxy
我们介绍了本星系群矮球状体Sculptor中5颗-3.9<=[Fe/H]<=-2.5恒星的高分辨率光谱研究，从而使在该金属丰度范围内具有可比观测值的恒星数量增加了一倍。我们对α、铁峰、轻元素和重元素的化学丰度进行了详细的分析，并与银河系晕和超暗矮恒星星族进行了比较。我们发现，大部分的玉夫座贫金属恒星遵循相同的趋势，丰度比与金属丰度的银河系恒星。这表明了类似的早期恒星形成条件和高度均匀的星际介质。我们发现了这个主要区域的一个异常值，它似乎错过了最大质量的II型超新星的产物。除了有助于完善星系形成模型的价值外，这颗恒星还提供了钴和锌生产的线索。我们的两个样本星具有低的奇偶钡同位素丰度比，暗示了一个公平的比例的S-过程，我们讨论的中子捕获元素的核合成起源的含义。
2016-01-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
The delay time distribution of supernovae from integral-field spectroscopy of nearby galaxies
约束不同超新星（SN）类型的延迟时间分布（DTD）可以揭示星系化学富集和反馈过程的时间尺度影响星系动力学，和SN祖属性。在这里，我们提出了一种方法来恢复SN DTDs的基础上积分场光谱（IFS）的主机星系。通过对102个星系中的116颗超新星样本的统计分析，我们评估了Ia（73），II（28）和Ib/c（15）型SN的不同DTD模型。我们发现最好的超新星Ia的DTD是一个幂律的指数$α= -1.1\pm 0.3$（50\%置信区间），和一个时间延迟（恒星形成和第一个SNe之间）$Δ= 50^{+100}_{-35}~Myr$（50\%CI）。对于核心坍缩（CC）SNe，Zapartas等人（2017）单星和双星恒星演化的DTD模型都与我们的结果一致。对于SNe II和Ib/c，我们发现了与具有$σ= 82^{+129}_{-23}~Myr$和$σ= 56^{+141}_{-9}~Myr$的高斯DTD模型的相关性（50\% C.I.）分别这一分析表明，积分场谱开辟了一个新的方式来研究SN DTD模型在本地宇宙。
2020-12-22 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.IM
Delay Time Distributions of Type Ia Supernovae From Galaxy and Cosmic Star Formation Histories
我们通过两种独立的方法分析重建Ia型超新星（SN Ia）的延迟时间分布（DTDs）：通过马尔可夫链蒙特卡罗最佳拟合技术将Ia型超新星的体积速率历史与今天的宇宙恒星形成历史进行比较，其次通过对GOODS/CANDELS场中单个星系的恒星形成速率历史进行极大似然分析，与它们的合成超新星Ia产额相比。我们采用了一个灵活的偏态DTD模型，它可以匹配广泛的物理驱动的DTD形式。我们发现一个家庭的解决方案，基本上是指数的DTDs，类似的形状$β\approx-1$幂律DTDs，但更多的延迟事件（>1 Gyr的年龄）比提示事件（<1 Gyr）。比较这些解决方案分别来自场星系和星系团的延迟时间的措施，我们发现斜正常的解决方案可以容纳这两个，而不需要在不同的环境中不同的DTD形式。这些模型拟合通常与单简并二元群体合成模型的结果不一致，并且似乎支持大多数Ia型超新星事件的双简并祖细胞。
2020-02-21 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Magnification, dust and time-delay constraints from the first resolved strongly lensed Type Ia supernova
我们报告的第一个解决，多重成像Ia型超新星iPTF 16 geu，在$z = 0.409$，使用$Hubble\,Space\,Telescope$（$HST$）的观测结合支持地面数据的透镜放大率，消光和时间延迟的估计。多波段测光的解决方案的图像提供了独特的信息，由于在透镜星系中的尘埃的差异调光。使用SN褪色后拍摄的$HST$和Keck AO参考图像，我们获得了$μ= 67.8^{+2.6}_{-2.9}$的iPTF 16 geu的总透镜放大率，占宿主和透镜星系的消光。正如从系统的对称性所预期的那样，我们测量了三个较暗图像相对于最亮图像的非常短的时间延迟：-0.23 $\pm$ 0.99，-1.43 $\pm$ 0.74和1.36 $\pm$ 1.07天。有趣的是，我们发现四个超新星图像的放大率之间存在很大差异，即使在考虑了消光校正的不确定性之后：$Δm_1 = -3.88^{+0.07}_{-0.06}$，$Δm_2 = -2.99^{+0.09}_{-0.08}$，$Δm_3 = -2.19^{+0.14}_{-0.15}$和$Δm_4 = -2.40^{+0.14}_{-0.12}$等，与模型预测的图像亮度相似。对这种巨大差异的一种可能的解释是，除了引起图像分离的大尺度透镜之外，通过子结构、微透镜或毫米透镜的引力透镜。我们发现，推断的放大率是不敏感的假设在主机和透镜星系的尘埃…
2019-10-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Augmenting the power of time-delay cosmography in lens galaxy clusters by probing their member galaxies I. Type Ia supernovae
提出结合星系团强透镜时间延迟与Ia型超新星的新方法，稳健测量哈勃常数及宇宙学参数，互补约束提升精度，且观测可行。
2024-02-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Environmental mechanisms shaping the nature of dwarf spheroidal galaxies; the view of computer simulations
我们回顾了在过去十年中进行的数值工作的环境机制的作用，在塑造已知的最微弱的星系，矮椭球体（dSphs）的性质。特别是，我们讨论了一个模型，其中dSphs起源于气体占主导地位的，盘状的矮星，几十亿年前的大规模星系吸积。在$z > 1$，当宇宙紫外线电离通量比今天高得多，因此能够保持矮星中的气体温暖和扩散时，矮星通过冲压压力和潮汐力迅速剥离其重子，产生非常暗物质占主导地位的天体，其恒星形成历史被截断，如Draco dSph。在这些低金属量的天体坠落之前，恒星形成效率很低，这对于保持它们的圆盘气体占主导地位至关重要，直到剥离开始。{ \it因此，气体剥离与低效的恒星形成提供了一种新的反馈机制，可替代光蒸发或超新星反馈，在矮星系形成和演化中发挥着至关重要的作用}。潮汐引起的不稳定性，被称为“潮汐搅动”，把幸存的恒星盘变成了一个球体。此外，我们根据这种情况研究了新发现的超微弱dSphs的特性，并认为它们可能属于不同的低质量矮卫星群。这些化石大多是由再电离作用而不是环境机制形成的，因此是“再电离化石”的良好候选者。我们讨论的形态变换的情况下的子结构问题的影响。（节录）
2009-09-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Manganese in dwarf spheroidal galaxies
我们提供了锰丰度（校正的超精细结构的影响）的大量恒星在矮球状星系的玉夫座和天炉座，并在船底座和六分仪dSph星系的数量较少。在这些星系中，已经确定了许多其他元素的丰度，包括α和铁峰，这使我们能够建立[Mn/Fe]和[Mn/α]与[Fe/H]图。锰丰度意味着在所有四个星系检查的恒星亚太阳[Mn/Fe]比。在Sculptor中，[Mn/Fe]在[Fe/H] \sim -1.8和-1.4之间大致保持恒定，并在较高的铁丰度下降低。在天炉座中，[Mn/Fe]与[Fe/H]之间没有任何显著的差异。dSph星系的[Mn/alpha]和[Fe/H]之间的关系明显系统地偏离了银河系，这反映了各自星系不同的恒星形成历史。[Mn/alpha]行为可以解释为II型和Ia型超新星的金属依赖的Mn产额的结果。我们还计算了化学演化模型的恒星形成的历史相匹配的经验确定的雕塑家，天炉座，船底座，并为锰产量的超新星Ia，这被认为是恒定的或可变的金属丰度。观察到的[Mn/Fe]与[Fe/H]的关系，在雕塑，天炉座，和船底座可以复制的化学演化模型，包括金属依赖的Mn产量从超新星Ia。
2012-03-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Scaling Laws for Dark Matter Halos in Late-Type and Dwarf Spheroidal Galaxies
Sc-Im和矮球状（dSph）星系的暗物质（DM）晕满足标度律：低光度星系的晕具有较小的核心半径，较高的中心密度和较小的速度色散。这些结果是基于巨星系的最大盘旋转曲线分解和矮星系的Jeans方程分析。(1)我们证明了绝对星等M_V > -18的spiral星系、Im星系和Sph星系形成了一个重子-DM面密度随光度减小而减小的序列。我们认为，这是一个序列的减少重子保留与超新星驱动的损失或减少重子捕获后宇宙学再电离。(2)S+Im星系和Sph星系之间的结构差异很小。两者都主要受到控制重子耗尽的物理学的影响。(3)重子盘的最大自转速度与DM晕中测试粒子的外圆周速度V_circ之间存在线性关系。重子在V_circ = 42+-4 km/s时变得不重要。较小的星系是暗淡或黑暗的。(4)我们发现，在重子“损失”，dSph星系明亮的~4马格和dIm星系明亮的~3.5马格。都有DM晕是大到足以帮助解决“太大而不能失败”的问题与DM星系形成。(5)我们认为，存在着许多星系太暗，发现目前的技术，所需的冷DM理论。(6)DM晕的投影中心密度在M_B ~ -5 ~-22范围内是恒定的。这意味着一个具有晕质量M ~（晕色散）**4的Faber-Jackson定律。
2014-11-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
SN Refsdal : Photometry and Time Delay Measurements of the First Einstein Cross Supernova
我们提出了独特的超新星（SN）'Refsdal'，引力透镜SN在z=1.488 $\pm$ 0.001与多个图像背后的星系团MACS J1149.6+2223哈勃太空望远镜成像的第一年。雷夫斯达尔SN的前四张观测图像（图像S1-S4）显示出缓慢的上升（超过150天），在2015年4月20日左右达到广泛的峰值亮度。使用一组由SN 1987 A型特有的II型SNe构造的光变曲线模板，我们测量了四个图像相对于S1的时间延迟，分别为4 $\pm$ 4（S2），2 $\pm$ 5（S3）和24 $\pm$ 7天（S4）。测量的相对于S1的放大率为1.15 $\pm$ 0.05（S2）、1.01 $\pm$ 0.04（S3）和0.34 $\pm$ 0.02（S4）。没有一个模板光变曲线完全捕捉到SN Refsdal的光度学行为，因此我们还使用多项式来表示固有光变曲线形状来获得这些参数的互补测量。这些更灵活的配合可提供完全一致的时间延迟：7 $\pm$ 2（S2）、0.6 $\pm$ 3（S3）和27 $\pm$ 8天（S4）。透镜放大倍率相似地一致，测量为1.17 $\pm$ 0.02（S2）、1.00 $\pm$ 0.01（S3）和0.38 $\pm$ 0.02（S4）。我们将这些测量结果与已发表的透镜模型预测进行比较，发现大多数模型预测与我们的测量结果非常一致。最后，我们讨论了未来改进的时…
2016-01-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Manganese spread in Ursa Minor as a proof of sub-classes of type Ia supernovae
上下文最近，Ia型超新星（SNe Ia）的新子类被发现，包括SNe Iax。SNe Iax的祖先可能相对较大，可能是C+O+Ne混合的白矮星，它可以在低金属丰度时引起白矮星风。还有另一类可能在低金属丰度或零金属丰度时发生：在标准C+O白矮星的单和/或双简并系统中的次亚克拉塞卡质量爆炸。这些爆炸与正常的克拉塞卡质量爆炸相比具有不同的核合成产额。目的。我们测试这些超新星Ia通道使用其特征化学签名。方法. Ia型超新星的两个子类可能比正常的Ia型超新星更稀有，并且不会影响太阳附近的化学演化;然而，由于延迟时间较短和/或金属丰度依赖性较弱，它们可能会影响贫金属系统的演化。因此，我们已经包括在我们的随机化学演化模型的矮球状星系小熊座。结果该模型预测在低金属丰度的星际介质中[Mn/Fe]呈蝴蝶状分布，同时在[Fe/H]比太阳附近低的情况下[α/Fe]比下降，这两者都与观测到的小熊座恒星丰度一致。结论.我们的模型和现有的观测结果之间令人惊讶的协议提供了一个强有力的迹象，这些新的子类的超新星Ia的起源。这一结果需要通过我们银河系其他卫星星系中锰的未来丰度测量来证实。对于这个项目来说，至关重要的是，测量的不是最极端的贫金属尾部，而是相反的;矮椭球体富含金属的一端。
2017-08-30 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
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
How old are SN Ia Progenitor Systems? New Observational Constraints on the Distribution of Time Delays from GALEX
Ia型超新星（SNe Ia）的祖先系统形成和爆炸之间的时间延迟是各种祖先方案之间的重要判别因素。我们使用SDSS光学和GALEX紫外观测的早期型宿主星系的21个附近的超新星Ia和量化的存在或不存在的任何年轻的恒星星族，以约束每个超新星的最小时间延迟。我们发现，早期型的宿主星系缺乏“即时”的超新星Ia与时间延迟<1亿年，约70%的超新星Ia的最小时间延迟为275亿年- 1.25亿年，中位数为650亿年，而至少20%的超新星Ia的最小时间延迟至少为1亿年，在95%的置信度和这四个超新星Ia中的两个可能大于2亿年。观察到的最小时间延迟的分布匹配最密切的期望与主序列捐助者的单退化信道。此外，我们没有发现任何证据表明，亚发光Ia超新星与长时间延迟。
2009-05-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
The delay time distribution of Type-Ia supernovae in galaxy clusters: the impact of extended star-formation histories
Ia型超新星的延迟时间分布（DTD）对于理解Ia型超新星的化学演化、母星以及Ia型超新星的物理性质具有重要意义。过去对星系团中DTD的估计是从在不同红移下观察到的星系团样本中测量的超新星Ia速率推导出来的，这些红移对应于假定的恒星形成初始短暂爆发后的不同时间间隔。最近对$z=1.13-1.75$的一个星团样本的分析证实了以前对低红移星团的研究中的迹象，即DTD具有幂律形式${\rm DTD}(t)=R_1 (t/{\rm Gyr})^α$，振幅$R_1$，延迟$t=1~\rm Gyr$，比在场星系环境中测量的高出几倍。这意味着Ia超新星是由星团中的恒星群体以某种方式产生的。然而，这一结论可能受到隐含的假设的影响，即恒星是在高$z$的单一短暂恒星爆发中形成的。在这里，我们重新推导的DTD从集群SN Ia数据，但放宽了单脉冲串的假设。相反，我们允许一系列的恒星形成的历史和尘埃粒子为每个集群。通过MCMC建模，我们同时适合，使用恒星的人口合成模型和DTD模型，在几个波段的综合星系光光度，并在每个集群中发现的SN Ia数。通过这些更现实的假设，我们找到了一个最适合的DTD与幂律指数$α=-1.09_{-0.12}^{+0.15}$和振幅$R_1=0.41_{-0.10}^{+0.12}\times 10^{-12}~{\rm yr}^{-1}{\rm M}_\odot^{-1}$。我们确认…
2021-02-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Zero-metallicity hypernova uncovered by an ultra metal-poor star in the Sculptor dwarf spheroidal galaxy
虽然真正的不含金属的“第三星族”恒星至今还没有被发现，但它们的性质以及它们的超新星的性质，在下一代恒星留下的化学产物中得到了揭示。本文报道了在玉夫座矮球状星系AS 0039中发现的一颗贫金属恒星。由于[Fe/H] $_{\rm LTE}=-4.11$，它是迄今为止在任何外部星系中发现的最贫金属的恒星。与大多数处于这个金属丰度的银河系恒星相反，AS 0039的碳显然没有增加，[C/Fe] $_{\rm LTE}=-0.75$和A（C）=+3.60，使其成为迄今为止在任何恒星中检测到的最低碳丰度。此外，它缺乏$α$元素的均匀性，[Mg/Ca] $_{\rm NLTE}=-0.60$和[Mg/Ti] $_{\rm NLTE}=-0.86$极低，与银河系晕内C-正常恒星的近太阳比形成鲜明对比。独特的丰度模式表明，AS 0039形成的物质主要是由$\sim$ 20 $ M_\odot$祖星富集的，具有异常高的爆炸能量$E=10\times10^{51}$ erg。因此，恒星AS 0039是零金属丰度超新星的第一个观测证据之一，并为研究第三星族恒星的多样性提供了一个独特的机会。
2021-06-24 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
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
The Dynamical and Chemical Evolution of Dwarf Spheroidal Galaxies
我们提出了一个大样本的完全自洽流体动力学Nbody/Tree-SPH模拟孤立矮球状星系（dSphs）。它使我们能够确定关键的物理参数和机制的起源观察到的各种本地组dSph属性。这些星系的初始总质量（气体+暗物质）是它们演化的主要驱动力。恒星形成（SF）发生在一系列的短爆发中。在大质量系统中，SF峰之间的非常短的间隔模仿连续的恒星形成率，而质量较小的系统表现出良好的分离SF爆发，如观测所示。SF事件之间的延迟由气体冷却时间对星系质量的依赖性控制。观测到的全球尺度关系，光度质量和光度金属丰度，再现低散射。我们利用ESO大型项目DART前所未有的大样本量和数据同质性，并添加一些独立的研究，以限制五个银河系dSphs，六分仪，狮子座II，船底座，雕刻家和天炉座的恒星形成历史。这是第一次，[Mg/Fe]与[Fe/H]图来自高分辨率光谱的数百个单独的恒星面临的模型预测。我们发现，dSph属性的多样性很可能是由于内在的进化。然而，我们注意到，在我们模拟的最终状态下，气体的存在，在矮不规则星中观察到的顺序，需要通过外部过程去除。
2009-04-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Elemental and isotopic abundances and chemical evolution of galaxies
元素和同位素丰度是银河系考古学的化石。在标准的Λ-CDM图像和标准的恒星物理下，通过星系化学动力学模拟，粗略地再现了观测到的星系球和星系盘中的[X/Fe]-[Fe/H]关系以及星系的质量-金属丰度关系。像^{17，18}O和^{25，26}Mg这样的同位素比值可能需要对超新星和渐近巨星分支星的模型进行改进。最近对富碳阻尼莱曼α系统的观测只能用微弱的核心坍缩超新星来重现。这表明第一个星系中第一批恒星的化学富集不是由对不稳定超新星驱动的，而是由核心坍缩超新星（\sim 20- 50 M_ \odot）驱动的。观测到的F丰度可以用核心坍缩超新星的中微子过程再现。如F，在小系统中元素丰度的观测可能需要化学富集的进一步复杂化。在球状星团中，来自低质量超新星的相对贡献可能比在外场中小，而来自大质量超新星的贡献在矮球状星系中似乎比在太阳附近小。
2012-02-15 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
