藤条金星I星云中的矮星系

摘要

我们希望深入了解藤蔓金星I星云(CVnIC)中的矮星系UGC 7639的形成机制和演化过程。我们使用档案多波长数据来约束它的全局属性。紫外图像显示，UGC 7639内部区域主要由年轻恒星群组成。此外，我们使用光滑粒子流体动力学模拟与化学光度计实现，以说明其形成和演化。UGC 7639是蓝矮星星系的一个例子，它的全球特性与我们的多波长方法很好地匹配，也就是说，这是一个合适的方法来突出这些星系作为一个类别的演化。我们发现UGC 7639的整体性质，即它的总绝对b波段大小，它的整个光谱能量分布和形态，都与一个比我们的目标大4倍的系统相匹配。此外，模拟矮星当前的恒星形成率≈0.03 M_⊙年⁻¹，与我们基于紫外线的估计吻合得很好。我们得到了一个8.6 Gyr的星系年龄。根据我们的模拟，正在进行的恒星形成将在1.6 Gyr内熄灭，从而留下一个红矮星星系。

1.介绍

矮星系是宇宙中占主导地位的星系。根据定义，它们是低质量和小尺寸的星系，可以被认为是宇宙中暗物质(DM)组成块中最小的重子副本[1- - - - - -3.］．尽管它们数量众多，但由于它们固有的微弱性，我们只能详细研究我们在局部宇宙中看到的物体。特别是，在附近的Local Volume (LV)中，关于dg的最详细信息来自于LV总体(参见[4，5])。然而，许多最近的研究已经开始着眼于LV之外，以便推导出属于几个邻近群的dg的性质。这些研究包括Cen A、NGC 1407、彗发I、狮子座、NGC 1023、M81、雕塑家和Canes Venatici云本身(例如:5- - - - - -9])。

dgg具有多种形态类型[10]，星系群中最常见的是矮椭圆星系(dE)、矮球形星系(dSph)和矮不规则星系(dIrr) [10，11］．

其中，dIrrs是显示最近恒星形成的星系，显示出大量的气体组分，以及广泛的恒星形成速率(SFR)。大多数dirr属于组，而不是在田野中找到的[12］．

附近群体中矮星系的进化性质仍然不太了解。他们的学习可以帮助了解环境的作用和对星系进化的互动。此外，这些星系可以合理地被认为是最远的（即最小）主动恒星形成系统的局部类似物。

我们的目标是调查一个群体中特定dIrr的进化，UGC 7639。这是一个矮星系，属于在LV附近最近的成像调查中所调查的相对较多的低表面亮度的星系。通过Rekola等人的表面亮度波动法可靠地估算了UGC 7639的距离[13］．他们估计Mpc，与价值(在Karachentsev等人更新的邻近星系目录中给出[14］．ugc7639是藤Venatici云的成员[15］．所谓的藤Venatici云由沿同一视线排列的两个复合体组成，主要包括晚期类型的dg。更具体地说，它是由CVnI云和CVnII云，在公里的年代⁻¹，即平均距离为货币政策委员会,公里的年代⁻¹，即平均距离为Mpc，分别(cf. [16])。因此，UGC 7639的实测红移为382公里⁻¹［13，很可能属于CVnI云。

UGC 7639引起了我们的注意，因为根据GALEX卫星的记录，它的中心区域似乎主要是FUV发射(图)1(一)）.这个对象可能托管一定数量的典型的恒星爆发。这也是不同形态类型的DGS的一般性（[10，17];例如,[18])。

在过去，对这一对象提出了几种不同的形态学分类。deVaucouleurs等[19[RC3]，后来Rekola等人[13]提出了一个过渡类dE/Im。相反，Bremnes等人采用了dS0/BCD(蓝色紧凑型矮矮星)分类[20.]和Parodi和Binggeli [21考虑到其外层弥散椭圆晕和内部多星形成区和星团。最后，Karachentsev等人[14喜欢一个真正的Im分类。事实上，在SDSS合成图像中可以很容易地看到该星系内部恒星形成区域的模式(图)1 (b))，尽管HαKaisin和Karachentsev成像[22几乎不支持最后一种分类。

在本文中，我们希望研究该矮星的形成机制和演变，作为DG演化的一个例子。

我们使用Galex（FUV和NUV）和SDSS G和R波段图像以及覆盖物和NED数据来限制其全局属性。此外，具有化学计量实现的平滑粒子流体动力学（SPH）模拟，使我们能够与过去和未来演化一起洞察这一星系的形成机制。这些SPH模拟使我们能够在每个进化时间（以下，在每个进化时间（以下）在每个进化时间（快照）延伸到频谱能量分布（SED）。最后，他们允许我们追踪光学和紫外线颜色幅度图中所选星系的进化路径（nuv-r）与．

目前的工作安排如下2，分析了存档的多波长数据，导出了目标的物理特性。我们的目标所在的藤Venatici云的所有22个成员的UV-optical颜色-星等图(CMD)也被检查以描述周围的环境。部分3.重点描述采用的建模和我们的结果。最后，本节对结论进行了总结和讨论4．

所选矮星，用可靠的距离测量，观测到大波长覆盖的SED (Section3.)，以及在下一节(节)中讨论的其他属性2），提供这类对象的有用示例，帮助我们限制了我们的模拟，并为该矮人的形成机制和演变提供了洞察，作为DG演进的一个例子。

2.物理参数

2．1．紫外线/光光度法

研究紫外线和光学形态,我们提取两个UGC 7639张照片(3249年代和5883年代FUV和NUV相机,resp)。从星系演化探测器存档(他们属于瓷砖G11_47072_UGC07639,作为程序的一部分获得GI1 047 pi r . Kennicutt) r -和g-band图像属于SDSS-DR7档案(23］．

从这些图像中，我们通过IRAF STSDAS ELLIPSE程序对NUV、FUV、g和r波段进行了表面光度测定。ELLIPSE计算嵌套等像线的傅立叶展开[24，产生表面光度剖面。得到的紫外光度谱和相应的(FUV-NUV)、(NUV-r)色谱与圆半径如图所示2．由此关系式导出了圆半径,在那里半径是否沿椭圆长轴和测量ε为测量的星系椭圆度。平均颜色(在GALEX图像中星系的全部范围内导出:~60)为(FUV-NUV) =（nuv-r）=是典型的晚期类型dgg [25］．而在其最里面的区域(10 arcsecs，≈0.4 kpc)，星系的颜色更蓝;即(FUV-NUV) =（nuv-r）=(图2 (c)) dIrrs的特征[26］．

我们得到的g和r星等、有效半径和平均表面亮度报告在表中1．考虑到经典的Fukugita等人[27]的换算公式，我们将我们的g和r AB的积分值与Bremnes等人的比较[20.在约翰逊B和R波段，也就是，和杂志，找到一个很好的协议。

我们发现，使用纯磁盘组件获得了与观察到的G和R配置文件的最佳协议。FUV和NUV型材在中央区域显示出光线过量，由于UV斑点（见图1)，不能安装光滑部件。由于这个原因，我们在这里只给出总振幅，NUV =和FUV =．这些综合大小，与价值观达成了良好的达法=和FUV =由Lee等人测量[28，将用于约束我们的模拟(章节3．1.1）.

2．2．环境

如前所述，UGC 7639属于包含22个星系的CVnI云[15］．为了描述该星云内的UGC 7639，我们从NASA-Sloan Atlas获得了每个星系可用的SDSS r-band星等[29来自Lee等人的Nuv和Fuv数据。［28］．从同一个NASA-Sloan Atlas中提取了每个星系的消光校正[29］．

对于UGC 7639，我们使用了Rekola等人更新的距离模量[13，而对于其他星系，我们使用Tully给出的距离[15］．使用这些数据，我们得出了颜色幅度图（CMD）（Nuv-R）与［25，30.，31，如图所示3.．除了四个星系外，所有星系都遵循蓝色序列(青色线)，没有星系位于红色序列上，这是进化和/或变红系统的典型特征。NGC 4096、NGC 4248、NGC 4460和NGC 4707位于中间区域，即所谓的绿色谷。按照托尔斯泰等人的分类[4]，有8个dgg(即，mag)，约占其成员星系的40%，看图3.， UGC 7639是该小组中最模糊的成员之一。

紫外光度是当今SFR的一个示踪剂，可以根据Kennicutt Jr. [32，从关系

使用从我们测量的FUV值(节2.1)和我们采用的距离，结果SFR为~10⁻² 与卡拉琴采夫和凯西娜发现的价值一致[33］．这样的关系解释了Salpeter的国际货币基金组织的下限和上限为0.1和100年,分别。这里导出的SFR值将用于进一步约束我们的模拟(章节3．1.1）.

由于“云”的每个成员均可获得总紫外线强度[28，使用前面的公式，我们在图中用不同的符号突出显示3.这一星云中星系的现今SFR的不同水平。只有少数成员的SFR高于0.1 M_⊙/年(广场)。NGC 4258是图中最亮的星系，其最大值为0.6 M_⊙/年。塔利(15目录还提供了该星云22个星系中19个的冷气体(HI)的数量。我们添加了来自Springob等人的NGC 3985和NGC 4460的数据来完成我们的样本[34]和RC3目录的NGC 4485。UGC 7639中性气体含量最低(~4 × 10)⁷米_⊙)，而NGC 3985的含量最高，为~10¹¹米_⊙．DG中冷气体的数量进一步限制了我们的模拟(章节)3．1.1）.

3.建模

我们的方法的新颖之处在于，我们使用了大量的星系相遇和/或合并的SPH模拟，包括基于进化种群合成(EPS)模型的化学光度代码，来探索我们选择的星系的进化场景。SPH模拟的一般规定和冲击参数网格的探索，在以前的几篇论文(如[35，36)，总结如下。

我们对星系形成和演化的SPH模拟开始于Mazzei和Curir中描述的相同初始条件([37]和Mazzei ([38]及参考文献)，即DM与密度分布气体组成的塌陷三轴系，以不同的比例和不同的总质量。所有的模拟系统具有相同的初始维里比(0.1)，以及相同的平均密度和自旋参数。更详细地说，每个系统都是由一个自旋参数组成的，,由,在那里是总能量，总的角动量是多少是引力常数;= 0.06，并与DM光晕的最短主轴对齐。DM光晕的三轴比，，为0.84，其中［39］．

然后我们产生了大量的星系碰撞，这些星系的质量比范围从1:1到1:10不等。为了利用轨道参数的广泛范围，我们对每一对相互作用的系统进行了不同的模拟，改变轨道初始条件，以便对于两个质量点的理想开普勒轨道，第一次中心分离()范围从主系统DM三轴晕长轴的初始长度到同一(长)轴的1/10。对于每一种分离，我们改变偏心度，以得到不同能量的双曲轨道。在大多数情况下，我们研究了直接相遇，即系统的自旋相等(MC03)，通常彼此平行，并垂直于轨道平面。然而，我们也分析了一些自旋偏离的情况，以增强系统初始旋转对结果的影响。此外，对于给定的一组具有相同轨道参数的相遇，我们还考察了增大初始气体分数的作用。

所有的模拟包括气体的自重、恒星和DM、辐射冷却、流体动力压力、激波加热、粘度、恒星形成、演化中的恒星和II型超新星的反馈以及化学富集。模拟在每个进化时间提供SED，即在每个快照。单个快照之间的时间步长为0.037或0.151 Gyr，这是最适合UGC 7639全局特性的模拟(见下文)。我们得到的SED以一种自洽的方式解释了化学演化、内部消光和灰尘的再发射，并且在波长上至少扩展了四个数量级，即从0.06到1000μSED基于利用等时线的EPS模型，该方法已在之前的几篇论文中得到充分描述[40- - - - - -42］．文献[40]由Mazzei等人。特别是第一篇文章，其中SED在波长中超过四个数量级延伸[43］．Curir和Mazzei首次提出了带有化学光度计实现的SPH模拟[44］．在这些论文中，作者改进了化学光度预测，包括6个恒星居群，从恒星金属度0.0004到0.05;根据定义，恒星种群是由所有具有相同化学成分的星团(即粒子)组成的。

每个模拟自一致地提供形态、动态和光度进化。

初始质量函数(IMF)为Salpeter型[45，上下限为100 M和0.01 M_⊙，如Curir和Mazzei [44)和MC03。

在以往分析由DM和气体组成的孤立塌缩三轴晕演化的论文中，对所有模型参数进行了调整。在这些论文中，光环的初始自旋和它们的总质量和气体组分，以及不同的imf，粒子分辨率，SF效率和反馈参数值的作用都进行了检验。模拟星系的综合属性，停止在15 Gyr，即它们的颜色、绝对星等、金属丰度和质量光比，已经成功地与那些本地星系进行了比较([44图17);［38，46特别是，与MC03中检查的其他可能性相比，SFR略高，这是由于我们选择的IMF(见MC03:图)1）;这允许最低的反馈强度(比同样的模拟中低63%的质量限制0.1 M_⊙)和圆盘星系形成时的预期旋转支持(MC03)。

正如Kroupa所指出的[47，这个斜率几乎与宇宙质量函数一致，宇宙质量函数将星系和恒星的IMF与褐矮星、行星和小天体(流星体和小行星)的IMF联系起来[48])。

我们指出，当初始粒子数超过10时，驱动模拟星系整体性质演化的SFR会收敛⁴(见MC03的讨论和他们的数字1［49，50])。

从我们的SPH模拟网格中，我们至少针对以下三个观察约束挑选出同时占据账户（即，在相同的快照）上的那些，这对应于UGC 7639的全局属性：（1）观测允许范围内的b波段绝对星等总数(节)2.1）;（2)综合观测SED的最佳拟合;(3）与观测到的相同波段、相同空间尺度(arcsec/kpc)相匹配的形态学。我们将感兴趣的读者指向Mazzei等人的论文。［35]，我们的方法已被应用于两个早期类型的星系群，USGC 376和LGG 225，以及Mazzei等[36，我们的方法已被利用来匹配两个S0星系，即NGC 3626和NGC 1533的结构(例如，盘与鼓)和运动学(气体与恒星)特性，以预测它们的演化。

所选模拟的初始条件对应于一次遭遇:这些条件如表所示2．两种体系的初始气体分数均为0.11。这个值与Gonzalez等人发现的0.13值非常相似[51通过分析总质量不同的大样本星系团。初始气体质量分辨率为10⁶米_⊙，而DM颗粒的体积则大9倍。DM、气体和星粒子的引力软化分别为1、0.5和0.05 kpc。最终粒子数至少是表中初始粒子数的两倍2．

下一节给出的结果是模拟的预测，它在同一快照下最好地再现了所有前面的条件(点1-3)。这张快照设置了模拟的年龄和星系的年龄。这意味着恒星形成的开始时间比模拟的开始时间要晚，因此模拟的年龄要高于星系年龄。

3．1.结果

3.1.1。与观察

通过对两个质量比为4:1、总质量为5 × 10的系统相遇而不是合并的模拟，可以很好地匹配UGC 7639的整体性质，即总b带绝对值、综合SED和形态¹¹米_⊙(表2）;UGC 7639对应的是质量较小的系统。

最适合UGC 7639整体性质的星系快照年龄为8.6 Gyr，与Tolstoy等人合成CMD比较得出的年龄估计非常吻合。[4用于LV中的dg。这相当于总的b波段绝对星等为−15.6兆赫，与数据很好地吻合(节)1和表1）.此时，我们的目标距离主星系约0.5 Mpc，两个星系由冷气体组成的薄桥连接。我们指出，这个相对距离大于任何在天空平面上的投影距离。Karachentsev等人[14]报告NGC 4258为主要干扰星系，即对UGC 7639产生最大潮汐影响的邻近星系。相比之下，根据我们的分析，这颗总b波段大小与我们的预测最接近的星成员是NGC 4242杂志(HyperLeda [52.)，在0.4 Mpc的投影距离处。

数字4在相同的空间尺度和光度波段上，比较我们的光度密度图在最佳快照时的形态与观测到的形态。数字5 (b)比较段中测量的R带光度曲线2.1(蓝色圆圈)与从我们模拟的r波段光度密度图(实线)中提取的4(一)．模型轮廓是用与获得观测轮廓相同的方法(即使用IRAF椭圆例程)推导出来的(见第一部分)2.1)和相同的空间分辨率。

数字5(一个)显示了观测到的SED和我们的预测之间的比较。冷气体的量(即，< 20,000 K)4大概是8 × 10⁷米_⊙．由于这种气体的冷却时间远短于快照时间范围(0.151 Gyr，节3.)，这一数值代表冷气体质量的上限，因此与Tully目录中得出的值一致(见章节)2.2）.

正如Mazzei等人所描述的那样，预测的FIR SED由暖尘和冷尘组成，两者都包括多环芳烃分子[40，41］．温暖的灰尘位于高辐射区域，即在OB恒星（HII区）附近，而冷尘由星际漫射辐射场加热。最佳装配FIR-SED的漫射辐射场的分布与Mazzei等人所描述的相同。［40，即一个由气体和恒星组成的圆盘，这与我们在本节中的发现一致2.1．这种成分的强度场是我们银河系平均强度的4倍，热/冷能量比为0.3。由此可知，热组分对尘埃光度的贡献，UGC 7639的含量约为25%，与我们自己的星系相似[40］．需要更详细的FIR覆盖范围，以得出有关这些要点的有力结论;然而，我们得到的更强的漫射辐射场与这颗矮星中恒星的金属丰度低于我们银河系的情况一致。众所周知，低金属丰度的恒星比由太阳组成的恒星更明亮(见[54.)。该DG的最佳拟合快照所提供的平均恒星金属丰度确实比太阳邻居低10-20倍，即约为0.001。对于这颗矮星，还没有恒星金属丰度的测量方法;然而，DGs被称为低金属丰度星系(例如，[55.])。

所选快照处的当前SFR是米_⊙年⁻¹，与基于紫外线的估算值相当吻合(见第2节)2.2）由于我们的模拟中IMF的质量下限占据了2.4因素。内部银河系的平均年龄kpc，以b波段光度加权，几乎为1 Gyr，相同半径内的总质量为5.3 × 10⁶米_⊙， DM与气体+恒星质量之比约为10。图中恒星的总质量4为1.9 × 10⁸米_⊙b波段M/L比值为4 M_⊙/ L_⊙．

3.1.2。进化

数字6(一)显示了驱动UGC 7639进化的SFR的行为。我们想要强调的是，与我们的最佳拟合快照相对应的模拟年龄是12.5 Gyr，因为在10¹¹米_⊙UGC 7639的光晕在模拟开始后约为4 Gyr开始形成。在它开始之后，SFR平均增加，直到星系年龄为10.3 Gyr(图)6)，比最佳拟合快照(8.6 Gyr，见上文)高10倍。Pacifici等[56.发现，平均而言，低质量星系有一个上升的恒星形成历史，这与我们的预测很吻合。此外，它是众所周知的(例如，[57.低质量的星系，尤其是矮星系，容易受到恒星形成事件的影响。我们的模拟也很好地再现了这种行为。注意，突发持续时间估计受时间分辨率和突发定义的影响。最佳拟合模拟的时间分辨率为0.151 Gyr3.）.然而，在最佳拟合快照之前的302密尔，SFR大约是其当前值的10倍(见本节)3．1.1）.此外，根据其振荡行为图6(一)， SFR从最大值到最小值的时间范围平均为604 Myr，与McQuinn等人的平均估计吻合良好[58.］．

观察最新的演化阶段，即停止运行前的剩余4个Gyr，我们注意到，在气体被耗尽并逐渐移除后，爆发被淬灭(图)6 (b))，而我们的矮星正越来越接近这个巨大的伴星。

SFR的行为不能通过模拟相同光晕的孤立演化来提供，如图所示1MC03。在这种情况下，SFR在演变的最新阶段也不会增加平均值也不会逐渐消失。

我们DG的命运使得赋予矮小的矮化星系，缺乏气体，鉴于缺乏年轻恒星（图6）.在静止帧UV颜色-量值图(CMD)中预测的路径也强调了这种命运(图7）.该星系位于与Wyder等人的扩展相对应的区域。25]蓝色序列(BS，图中的青色线7)向较低的r波段光度。BS是由当地的螺旋星系和星爆星系追踪到的。通过比较图7与图6(一)，我们注意到DG在10.3 Gyr之后达到最亮的r波段亮度，即SFR达到最大值时。数字6 (b)结果表明，SFR随供气量的减少而减弱。我们的矮星的活动阶段持续大约11 Gyr。然后，星系穿过绿色的山谷，到达红色序列(图中洋红色的线)7)，早期类型星系的轨迹，在两个Gyrs中，直到我们的模拟结束。

4.摘要和结论

我们将归档多波长数据与SPH模拟一起使用Chemo Photometric实现，以了解DWARF UGC 7639 Galaxy的现在和进化性质，附近的DG托管形成恒星群的内星。我们还在甘蔗Venatici云I中调查了22个星系的UV光学CMD，我们的目标属于哪种，发现UGC 7639是最尾气的寒气量。

我们发现，它的整体性质，即总绝对b带大小、整体SED、形态、冷气体量和SFR，与一个质量比它大4倍的物体相匹配。根据我们的数据，总b波段大小，结果是NGC 4242，它位于0.4 Mpc的投影距离上，与模拟的预测一致。

我们推算出UGC 7639的年龄为8.6 Gyr，而其恒星种群的平均年龄在8.6 Gyr以内kpc以b波段光度加权，≈1 Gyr。此外，根据我们的模拟，它的恒星形成将在1.6 Gyr内熄灭，因此可能会留下一个矮椭圆星系。

因此，UGC 7639是DG的一个例子，它的整体属性与我们的多波长和多技术方法很好地匹配，这似乎非常有希望探索这类星系的演化(见Mazzei等人的论文)。35，36]，致力于分析早期星系的演变）。我们将以完全一致的方式进一步利用我们的方法，以一种完全一致的方式突出，这是这种互动星系的演变和其他DGS的演变。

利益冲突

作者声明本文的发表不存在利益冲突。

致谢

资金SDSS和SDSS-II斯隆基金会提供的参与机构,美国国家科学基金会、美国能源部、国家航空和宇宙航行局,日本Monbukagakusho马普学会以及英格兰高等教育拨款委员会。SDSS网站是http://www.sdss.org/．天体物理研究联盟为参与机构管理SDSS。参与的机构有:美国自然历史博物馆、波茨坦天体物理研究所、巴塞尔大学、剑桥大学、凯斯西储大学、芝加哥大学、德雷塞尔大学、费米实验室、高级研究所、日本参与小组、约翰霍普金斯大学、中科院核天体物理联合研究所、卡弗里粒子天体物理与宇宙学研究所、韩国科学家小组、中国科学院(LAMOST)、洛斯阿拉莫斯国家实验室、马普天文研究所(MPIA)、马普天体物理研究所(MPA)、新墨西哥州立大学俄亥俄州立大学、匹兹堡大学、朴茨茅斯大学、普林斯顿大学、美国海军天文台和华盛顿大学。这项研究利用了HyperLeda (http://leda.univ-lyon1.fr/；［59.]）和美国宇航局/ IPAC脱稗数据库（NED）由加利福尼亚州铁火推进实验室，与美国国家航空航天局合同，由加利福尼亚州的加利福尼亚州的临时工程研究所运营。

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