星际化学特征与层级性星系形成

为比较银河细小星系（dSph）中星体的化学性质与银河星体的化学性质，我们整合了来自文献中大量银河星体的化学 abundances 数据。如同以前的研究所发现的，dSph 星系中大多数星体的 [alpha/Fe] 比值通常低于相近金属丰度的银河星体。在这一扩展数据样本中，我们通过动力学选取的星体确认，这一点也适用于银河的主要星际组成部分，包括星际、薄盘和厚盘。 dSph 星体与银河星际中处于极端 retrograde 轨道的星体之间，在低 [alpha/Fe] 比值上存在有限的重叠，但这一现象未得到其他元素比值（如 [Ba/Y]）的支持。因此，大多数 dSph 星体的完整化学特征与银河的主要组成部分截然不同。这一结果排除了在银河形成期间类似这些 dSph 卫星星系的持续合并可能性。 dSph 星系提供的新环境也使我们能够检验与核合成相关的基本假设。金属贫瘦的星体 ([Fe/H] < -1.8) 在 dSph 星系中具有与 α-过程（α-rich freeze out）预测相符的 [alpha/Fe] 比值。这可能也解释了极低的 Y 丰度，也可能暗示该类轻质（第一峰 r-过程）元素的独立 r-过程发生场。在金属丰度较高的星体 ([Fe/H] > -1.8) 中，预计来自 s 过程的贡献；尽管如此，[Ba/Y] 仍显著高于相近金属丰度的银河星体，尽管如此，这与仅来自 dSph 星系中低金属丰度 AGB 星的 s 过程贡献相符。最后，确认了银河星际中 Na-Ni 趋势，但我们从核合成角度而非 dSph 吸积角度来讨论此现象。