The usage of Stromgren photometry in studies of Local Group Dwarf Spheroidal Galaxies - Application to Draco: a new catalogue of Draco members and a study of the metallicity distribution function and radial gradients
在本文中，我们证明如何斯特龙格伦紫外光度法可以有效地用于：1。识别出矮球状星系中的红巨星分支星。2.推导出相同恒星与年龄无关的金属丰度，并量化相关误差。在以天龙座矮球状星系为中心的11 x 22弧分视场中，使用拉帕尔马的艾萨克·牛顿望远镜获得了斯特龙格伦紫外光度学。Draco dSph星系的成员是用区分红巨星和矮星的表面重力敏感的c_1指数确定的。因此，使我们能够区分（红巨星分支）成员的矮球状星系的前景矮星在我们的星系。该方法通过比较我们的成员名单与文献中的径向速度和自行车的基础上的成员分类进行评估。金属丰度敏感的m_1指数被用来获得个人和年龄无关的Draco dSph星系的成员的金属丰度。推导出的金属丰度进行了比较，基于高分辨率光谱学的研究和协议是非常好的。我们目前的169名成员的红巨星分支的天龙座矮球状星系（迄今为止最大的样本）的金属丰度。Draco dSph星系的金属丰度分布函数显示平均值[Fe/H] = -1.74 dex，扩散为0.24 dex。红巨星分支上恒星的金属丰度和颜色之间的相关性与占主导地位的古老和同时代的人口是一致的。有可能是一个空间人口梯度的领域与最富金属的恒星更集中的金属比贫星。
2006-11-29 astro-ph
Exploring Halo Substructure with Giant Stars: The Dynamics and Metallicity of the Dwarf Spheroidal in Bootes
我们报告的光谱研究的牧夫座（Boo）矮球状（dSph）星系进行的WIYN望远镜和水螅多纤维摄谱仪的结果。已经测量了58颗Boo候选星的径向速度，这些候选星的星等和颜色与它的红色和渐近巨星分支一致。在13'半光半径范围内，七个Boo成员的系统速度为V_r=95.6 ± 3.4km/s，速度色散为6.6 ± 2.3km/s。这意味着它的质量约为1 × 10^7太阳质量，与其他银河系dSphs的推断质量相似。采用Boo的总光度L=1.8 x 10^4 L_sun到8.6 x 10^4 L_sun意味着M/L ~ 610到130，使得Boo成为已知银河系中最扭曲的矮星系，也可能是最黑暗的。根据Boo成员星的光谱，我们估计它的金属丰度为[Fe/H] ~-2.5，这将使它成为迄今为止已知的最贫金属的dSph。
2006-08-28 astro-ph
Complexity on Small Scales: The Metallicity Distribution of the Carina Dwarf Spheroidal Galaxy
船底座矮球状（dSph）星系是这类星系中唯一一个清楚显示出由长时间停顿分隔的偶发恒星形成的星系。在这里，我们提出了437径向速度成员的银河系卫星的金属丰度。我们在ESO VLT获得了多目标光谱仪FLAMES的中分辨率光谱。我们的目标红巨星覆盖了船底座的整个投影表面积。我们的光谱集中在近红外钙三重态，这是一个成熟的老和中等年龄的红巨星的金属丰度指标。由此产生的数据样本提供了迄今为止本地组dSph的最大光谱衍生金属丰度集合。我们认为船底座的四个可能的径向速度成员位于这个星系的标称潮汐半径之外，支持了早期关于船底座主体之外可能存在此类恒星的说法。我们发现平均金属丰度[Fe/H]=-1.7 dex。金属丰度分布的形式半峰全宽为0.92 dex，而金属丰度的全范围跨越~-3.0 <[Fe/H]<0.0 dex。金属丰度的分布可能是几个亚群的指示。似乎有一个温和的径向梯度，使更多的金属丰富的人口更集中，匹配类似的趋势，为增加比例的中间年龄的恒星。这一点以及富含金属的红巨星的光度颜色表明船底座表现出年龄与金属丰度的关系。事实上，年龄-金属丰度简并似乎合谋形成了一个狭窄的红巨星分支，尽管金属丰度分布相当广泛，年龄范围很广。金属丰度的分布并不能很好地匹配一个简单的封闭式的化学演化模型，但需要模型，也考虑到流入和流出。（节录）
2005-11-02 astro-ph
The M31 Dwarf Spheroidal Companion And V: g', r', and i' Imaging with GMOS on Gemini North
利用双子座北星上的双子座多目标摄谱仪（GMOS）获得的g '，r'和i'图像，研究了M31矮球状伴星系And V的金属丰度和恒星含量。RGB的平均g '-i'颜色不随半径而改变。根据（i '，g'-i '）色幅图中RGB的斜率，我们得出结论：[Fe/H] = -2.2 +/- 0.1。这个金属丰度低于早期的估计，并将V直接置于金属丰度和其他矮椭球星系和矮椭圆星系定义的综合亮度之间的关系上。我们也没能在银河系中心附近找到统计上显著的发光渐近巨星分支星。
2002-07-04 astro-ph
The Predicted Metallicity Distribution of Stars in Dwarf Spheroidal Galaxies
我们预测了恒星的金属丰度分布和年龄-金属丰度关系的6个矮球状（dSph）星系的本星系群的化学演化模型，该模型能够再现几个观测到的丰度比和这些星系的总质量和气体含量的今天。该模型采用了最新的核合成，并考虑到不同类型的超新星（II，Ia）所发挥的作用，使我们能够详细了解几种化学元素（H，D，He，C，N，O，Mg，Si，S，Ca和Fe）的演变。每个星系模型都由恒星形成率和星系风效率的处方指定，以重现这些星系的主要特征。这些数量的限制，恒星形成历史的星系所推断的观察到的颜色星等图（CMD）。主要结论如下：i）6个dSphs星系中有5个具有非常低的恒星形成效率（$ν= 0.005 - 0.5 Gyr ^{-1}$）只有射手座的比你高（$ν= 1.0 - 5.0 Gyr ^{-1}$）; ii）所有星系的风效率都很高，在$w_i$ = 6 - 15的范围内; iii）为了再现星系的丰度比和现今的气体质量，需要很高的风效率; iv）dSphs恒星的年龄-金属丰度关系表明，dSphs恒星在2 - 6 Gyr量级的时间尺度内达到太阳金属丰度; v）dSphs恒星的金属丰度分布在[Fe/H] $\sim$ -1.8到-1.5 dex附近呈现峰值，人马座除外（[Fe/H] $\sim$ -0.8 dex）; iv）预测的恒星金属丰度分布表明，dSphs中的大多数恒星形成于与观测到的恒星一致的金属丰度范…
2004-03-25 astro-ph
Abundances of Red Giants in the Andromeda II Dwarf Spheroidal Galaxy
我们用凯克II望远镜上的LRIS获得了仙女座II（M31的矮球状伴星）中50颗候选红巨星的光谱。在排除背景星系和银河系前景恒星之后，我们只剩下42颗红巨星的样本，根据径向速度可以明确地确定它们属于仙女座II。在Lick/IDS系统上测量的线指数与Keck II和Palomar 5米望远镜获得的V和I测光相结合，以调查这些恒星的年龄和金属丰度分布。通过与球状星团和疏散星团中Lick/IDS标准星的线指数比较，我们得到了[Fe/H] = -1.47+/-0.19 dex的平均金属丰度。这证实了早先基于Thuan-Gunn gr光度学的结论，即仙女座II服从恒星平均金属丰度和星系光度之间的熟悉关系。还有证据表明，基于测量的Mgb线指数和观测到的星系巨分支宽度的分散，金属丰度的分散度为0.35+/-0.10 dex。虽然现有的观测表明，本星系群矮星系的平均恒星金属丰度相当敏感地依赖于宿主星系的绝对星等，但金属丰度的内部扩散似乎相对独立于光度。最后，在星族II红巨星分支的上方发现了少量的恒星，这表明在这个星系中存在适度的中年人口。（简略）。
1999-07-08 astro-ph
A near-infrared and optical photometric study of the Sculptor dwarf spheroidal galaxy: implications for the metallicity spread
在这里，我们提出了一个详细的研究玉夫座dSph星系红巨星分支（RGB）和水平分支（HB）的形态，结合新的近红外测光从CIRSI，从ESO WFI的光学数据。对于一个像雕塑家一样古老且通常缺乏金属的系统，RGB星在颜色星等图上的位置主要取决于金属丰度。使用光学近红外颜色的优点是，RGB轨迹的位置比单独使用光学颜色对金属性更敏感。相反，水平分支（HB）的形态是强烈依赖于金属丰度和年龄。因此，对光学近红外颜色中的RGB和HB的详细研究可以帮助打破年龄-金属度简并性。我们测量的玉夫座巨星分支的光度宽度对应于0.75 dex的金属丰度范围。我们在NIR和光学光度函数中检测到RGB和AGB凸起，并从中得出[M/H] = -1.3 +/-0.1的平均金属丰度。从等时线拟合，我们得到的平均金属丰度[Fe/H] = -1.42，分散度为0.2 dex。这些光度估计是第一次与个人的金属丰度测量来自光谱观测。在RGB形态中，在13弧分的半径（核心半径的两倍）内没有检测到空间梯度。另一方面，一个显着的梯度观察到HB形态指数，确认了'第二个参数的问题'存在于这个星系。这些观测结果与恒星形成的早期延长期持续了几个Gyr的时间是一致的。（节录）
2005-02-24 astro-ph
Uncovering Extremely Metal-Poor Stars in the Milky Way's Ultra-Faint Dwarf Spheroidal Satellite Galaxies
我们提出了新的金属丰度测量298个红巨星分支星在8个最不发光的矮球状星系（dSphs）在银河系（MW）系统。我们的技术是基于中等分辨率Keck/DEIMOS光谱加上光谱合成。我们给出了矮星系中[Fe/H] < -3.0恒星的第一光谱金属丰度，个别恒星的金属丰度低至[Fe/H] =-3.3。由于我们的[Fe/H]测量不依赖于经验金属丰度校准器，并且对任意低的金属丰度敏感，因此我们能够准确地探测这种极贫金属的状态。这些dSphs中恒星的金属丰度分布与贫金属端的MW晕相似。我们还证明了以前在更明亮的dSph星系（M_V = -13.4到-8.8）中看到的光度-金属丰度关系平滑地延伸到M_V =-3.7的绝对星等。在dSphs中发现极贫金属的恒星支持了LCDM星系组装范例，其中矮星系溶解形成MW的恒星晕。
2008-08-23 astro-ph
The Dwarf Spheroidal Companions to M31: Variable Stars in Andromeda II
本文介绍了利用HST/WFPC 2观测资料在仙女座II中搜索变星的结果。仙女座II是M31的一个矮球状星系伴星。发现了73颗变星，其中一颗是异常造父变星，其余的是天琴座RR型变星。这颗不规则的造父变星具有与其他矮球状星系一致的性质。对于天琴座RR型星，基本模和第一泛音模的平均周期分别为0.571天和0.363天。根据红巨星分支（<[Fe/H]>=-1.49）确定的基模平均周期和平均金属丰度，仙女座II遵循银河系球状星团和其他矮球状星系定义的周期-金属丰度关系。我们还发现，天琴座RR型恒星本身的性质表明，平均丰度是一致的，确定从红巨星。然而，有一个显着的传播之间的RR天琴座恒星的周期振幅图，这可能是有关的金属分布在仙女座II的宽度所示的红巨星分支在Da Costa等人。此外，RR天琴座恒星的丰度分布是显着更广泛的分布比预期的丰度测定误差单独。天琴座RR型恒星的平均星等<V_RR>为24.87+/-0.03，意味着距离仙女座II的距离为d=665+/-20 kpc。我们还证明了矮椭球星系中异常造父变星的特定频率与其母星系的平均金属丰度相关，并且仙女座II和仙女座VI异常造父变星似乎遵循与银河系矮椭球中的关系相同的关系。
2003-10-21 astro-ph
Spitzer Space Telescope spectral observations of AGB stars in the Fornax dwarf spheroidal galaxy
利用斯皮策太空望远镜上的红外光谱仪，我们观测到了天炉座矮球状（dSph）星系中的5颗富碳AGB星。这些恒星是从对天炉座的近红外线调查中选出的，其中包括该星系中三颗最红的恒星，据推测它们的质量损失率最高。这类碳星可能属于天炉座的中间年龄群体（年龄2-8 Gyr，金属丰度[Fe/H] -1）。本文的主要目的是通过比较几个不同金属丰度的星系中的AGB星，研究质量损失率与光度和金属丰度的关系。用辐射转移模型拟合了三颗恒星的光谱。我们发现这三颗恒星的质量损失率为4- 7 × 10 ^-6 Msun yr-1。另外两颗恒星的质量损失率低于1.3x10^-6 Msun yr-1。我们没有发现这些比率取决于金属丰度的证据，尽管我们确实认为气体与尘埃的比率可能高于太阳金属丰度，在240到800之间。C_2H_2谱带在金属丰度较低时较强，这是因为C/O比较高。相比之下，由于低硅丰度，SiC部分在低金属度下减少。所有已知的富碳AGB恒星进入该星系的星际介质的总质量损失率约为2 × 10 ^-5 Msun yr-1。这比矮不规则星系WLM低得多，后者具有相似的视觉光度和金属丰度。这种差异归因于WLM的年轻恒星星族。被抑制的气体返回率的ISM突出了相对丰富的气体矮不规则和气体贫乏的矮球状星系之间的差异。我们的研究将有助于限制气体和尘埃循环过程中的低金属丰度星系。
2007-09-20 astro-ph
The Faint Optical Stellar Luminosity Function in the Ursa Minor Dwarf Spheroidal Galaxy
对它们内部恒星运动学的分析表明，银河系的矮球状（dSph）伴星系是已知的暗物质占主导地位的系统之一。如果在这些系统中存在以暗恒星形式存在的重要暗物质，那么恒星光度函数一定与金属丰度相似的球状星团有很大不同，因为没有证据表明有暗物质存在。我们提出了微弱的恒星光度函数在小熊座dSph，下到一个光度对应于大约0.45 M太阳，来自新的深HST/WFPC 2数据。我们发现一个显着的相似性之间的光度函数，推断的初始质量函数，和球状星团M92，一个类似的年龄和金属丰度的小熊座dSph.
1999-02-26 astro-ph
Globular Clusters and Dwarf Spheroidal Galaxies
传统上，球状星团和矮球状星系是通过以下一个或多个标准来区分的：（1）质量，（2）光度，（3）大小，（4）质光比和（5）金属丰度分布。然而，一些最近发现的对象显示一些重叠的参数空间中的域所占据的星系和星系团。在本说明中，它表明，在某些情况下，椭圆率可以用来帮助区分球状星团和矮球状星系。
2007-11-29 astro-ph
The Ital-FLAMES survey of the Sagittarius dwarf Spheroidal galaxy. I. Chemical abundances of bright RGB stars
我们目前的铁和$α$元素（镁，钙，钛）的样本属于人马座矮椭球星系的主体红巨星分支星的丰度。丰度是从使用安装在VLT上的高分辨率光谱仪FLAMES-UVES收集的光谱中获得的。我们样本中的恒星的平均金属丰度为[Fe/H]=-0.41 $\pm$ 0.20，贫金属尾部延伸至[Fe/H]=-1.52。$α$元素丰度比略低于太阳，金属丰度高于[Fe/H] \gtsima-1，表明恒星形成速率缓慢。具有[Fe/H] $<$ -1的恒星的[ $α$ /Fe]与在具有可比金属丰度的银河系恒星中观察到的结果相容。
2005-10-02 astro-ph
3D Simulations of the ISM pollution by SNII and SNI in dwarf spheroidal galaxies
本文首次对矮球状星系恒星形成过程中的星际介质演化进行了三维流体模拟。恒星的形成被认为是发生在一个序列的瞬时爆发分离的静止期。不同的模型是通过改变爆发的数量和强度来制造的，这样形成的恒星的最终质量保持不变。我们遵循ISM的浓缩，同时考虑到Ia型和II型超新星的贡献。我们的模型的目的是找到一个恒星形成的历史兼容的恒星年龄和金属在这样的星系中观察到的传播，并重现所观察到的质量-金属丰度关系。
2005-05-02 astro-ph
The RGB Bump in dwarf Spheroidal galaxies: discovery and perspectives
我报告了最近在本星系群的许多矮球状星系中发现的红巨星分支凸点。利用这一新的观测功能，以获得附近星系的恒星形成历史和金属丰度关系的约束的前景进行了简短的探讨和审查。
2003-03-14 astro-ph
Complexity on Small Scales II: Metallicities and Ages in the Leo II Dwarf Spheroidal Galaxy
我们目前的金属丰度和年龄为52红巨星在遥远的银河系矮球状（dSPH）星系狮子座II。这些恒星覆盖了狮子座II的整个表面积，并且是径向速度成员。我们用ESO/VLT的FLAMES光谱仪获得了中等分辨率的多光纤光谱。基于近红外Ca II三重态确定金属丰度。由此产生的金属丰度分布（MD）是不对称的，在Carretta & Gratton标度上的[Fe/H]=-1.74 dex处达到峰值。金属丰度的完整范围从-2.4到-1.1 dex。与其他dSphs一样，没有发现极端贫金属的红巨星。我们将Leo II观测到的MD与文献中其他几个银河系dSphs的模型预测进行比较。狮子座II显然缺乏更多的贫金属恒星，类似于经典的G矮星问题，这可能表明一个类似的“K巨星问题”。此外，它的演化似乎受到银河风的影响。我们使用我们推断的金属丰度作为输入参数的等时线适合SDSS光度法，并得出近似的年龄。由此产生的年龄金属丰度分布覆盖了整个年龄范围从2-15 Gyr在我们采用的等时线尺度。在第一个7 Gyr相对于最古老的恒星[Fe/H]似乎几乎保持不变。在较高年龄时金属丰度几乎不变，此后略有下降约0.3德克斯，这可能表明低金属丰度气体的再生作用。总的来说，年龄-金属丰度关系似乎支持狮子座II从预富集气体形成。在最近的2-4 Gyr期间看到了浓缩的证据。我们的研究结果支持早期的光度测量结果狮子座II作为一个星系与一个突…
2006-09-26 astro-ph
The Chemical Enrichment History of the Fornax Dwarf Spheroidal Galaxy from the Infrared Calcium Triplet
为了研究恒星的金属丰度分布，提高色星等图中红巨星分支（RGB）的年龄-金属丰度简并度，利用VLT上的FORS 1摄谱仪，获得了天炉座矮球状星系中117颗红巨星的近红外光谱。金属丰度是由红外钙三线态线在8498、8542和8662 A的等效宽度计算出来的，并用球状星团、疏散星团M67和大麦哲伦星云的数据进行了校准。对于相当大一部分样本，钙三重态的强度出乎意料地高，清楚地表明天炉座的主要恒星星族比从CMD中RGB的位置推断出的更富含金属。我们表明，在天炉座的RGB的相对狭窄是由非常不同的年龄和金属丰度的恒星的叠加。天炉座的金属丰度分布集中在[Fe/H]~=-0.9处，有一个贫金属的尾部延伸到[Fe/H] ~=-2。虽然我们的观测对高金属丰度的分布不太确定，但与LMC数据的比较表明，它扩展到[Fe/H] ~-0.4。通过比较恒星的金属丰度与它们在CMD中的位置，我们得到了复杂的天炉座年龄-金属丰度关系。在最初的几个Gyr中，金属丰度上升到[Fe/H] ~ -1.0 dex。在过去约1-4 Gyr，富集加速，达到[Fe/H] ~ -0.4 dex。超过一半的样本是由小于4 Gyr的恒星组成的，这表明天炉座中持续的近期恒星形成。这些结果表明，矮球状星系保留它们产生的重元素的能力比预期的要大。（节录）
2003-10-30 astro-ph
Clues on the evolution of the Carina dwarf spheroidal galaxy from the color distribution of its red giant stars
船底座矮球状星系的细长红巨星分支（RGB）乍一看非常令人困惑，似乎与几个不同的恒星形成爆发的存在形成对比。在这封信中，我们根据新的BVI宽视场观测提供了船底座红巨星颜色扩展的测量，并通过合成颜色-星等图模拟了RGB的宽度。测得的颜色扩散，Sigma{V-I}=0.021 +/- 0.005，是相当自然地占了星系的恒星形成历史。薄的RGB似乎基本上与其占主导地位的恒星星族的有限年龄范围有关，在给定的年龄不需要金属丰度分散。这个结果相对于假设的年龄-金属丰度关系的变化来说是相对稳定的，只要星系寿命的平均金属丰度与观测值相匹配（[Fe/H] = -1.91 +/- 0.12，经过年龄效应的校正）。光度数据的分析也对船底座的化学演化提出了一些限制，表明船底座的星际介质的化学丰度在恒星形成的每一幕中都很低，即使这些事件发生在许多Gyr上。
2003-04-23 astro-ph
Stellar Populations in the Andromeda V Dwarf Spheroidal Galaxy
利用哈勃太空望远镜上的宽视场行星照相机2的档案图像，我们研究了本星系群矮球状仙女座V -M31的伴星系的恒星星族。色星等图（CMD）从第一个上升红巨星分支（RGB）顶端上方延伸到水平分支（HB）下方约一个星等。陡峭的定义明确的RGB是一个贫金属系统的指示，而HB主要是居住在RR Lyrant不稳定带的红色。以银河系球状星团基准序列为参考，采用E（B-V）= 0.16的红化后，计算出平均金属丰度[Fe/H] = -2.20 +/-0.15，距离（m-M）0 = 24.57 +/-0.04。这种金属丰度使And V在矮球状星系的绝对星等-金属丰度图中处于正位置.此外，如果我们将RGB星的整个误差校正颜色扩展归因于丰度扩展，我们估计And V星的金属丰度范围约为0.5 dex。我们对And V的变星群体的分析揭示了28个潜在变星的存在。其中，至少有10颗几乎可以肯定是基于时序测光的天琴座RR型星。
2008-08-25 astro-ph
'Sculptor'-ing the Galaxy? The Chemical Compositions of Red Giants in the Sculptor Dwarf Spheroidal Galaxy
我们使用VLT和UVES获得的高分辨率、高信噪比的光谱，测定了玉夫座矮球状星系4颗红巨星中17种元素的丰度。我们的[Fe/H]值范围从-2.10到-0.97，证实了以前发现的大金属丰度分布。我们结合了我们的数据与类似的数据，最近研究的五个玉夫座巨星，形成一个最大的样本的高分辨率丰度尚未获得的矮球状星系，基本上涵盖了整个已知的金属丰度范围。这些性质使我们能够建立许多元素的[X/Fe]与[Fe/H]的趋势，X。这些趋势与在星系晕和球状星团中看到的趋势明显不同。我们将我们的雕塑家样本与它们最相似的银河系对应物进行比较，发现即使与这些恒星也存在实质性差异。在玉夫座中看到的[X/Fe]之间的关系与银河场恒星相比存在许多差异，这表明我们的晕不可能由大量类似于目前在像玉夫座这样的矮球状星系中看到的恒星组成。这些结果对Searle-Zinn和等级星系形成的情况有严重的影响。我们还发现，在我们的样本中最富金属的恒星是一个重元素丰富的恒星。与晕相比，矮椭球体中有很高比例的这种重元素恒星，这进一步减轻了这些物体形成晕的可能性。
2004-12-02 astro-ph
The distance to the Sgr dwarf spheroidal galaxy from the Red Giant Branch Tip
我们导出了从红巨星分支尖端到人马座矮椭球星系中心区域的距离。所获得的距离模数是$(m-M)_0=17.10\pm0.15$，对应于日心距离$D=26.30\pm1.8$ Kpc。在采用最精确的星团金属丰度估算和最近的$M_V(RRLy) vs.[Fe/H]$关系标定后，这个估算值与球状星团M~54的RR型天琴座星的距离吻合得很好。
2004-06-15 astro-ph
The evolution of the photometric properties of Local Group dwarf spheroidal galaxies
我们研究了本星系群中矮球状星系的光度学性质。从它们的综合颜色的分析，我们认为矮椭球体和巨型椭圆体之间的可能联系。通过对V-V图的分析，我们寻找了矮球状星系（dSphs）和矮不规则星系（dIrrs）之间可能存在的演化联系。利用化学演化模型和分光光度模型研究了六个本星系群矮球状星系（船底座、天龙座、人马座、玉夫座、六分仪座和小熊座）的演化。的化学演化模型，采用最新的核合成从低和中等质量的恒星，以及核合成和能量反馈的超新星Ia型和II型，重现这些星系的几个观测约束，如丰度比与金属丰度和金属丰度分布。这些星系演化的拟议方案的特点是低恒星形成率和高星系风效率。这样一种情况使我们能够预测与观测一致的综合颜色和星等。我们的研究结果强烈表明，前几个陀螺的演变，当恒星形成是最活跃的，是至关重要的定义的光度，颜色，和其他光度学性质的今天观察到的。在恒星形成时期之后，星系风带走了每个星系的大部分气体，然后被动地演化。我们的研究结果表明，这是可能的，在一定阶段的演变，dSphs和dIrrs提出了类似的光度特性。然而，在那个阶段之后，它们沿着不同的道路进化，导致它们目前具有不同的属性。
2008-01-16 astro-ph
The Araucaria Project. The Distance to the Sculptor dwarf spheroidal galaxy from infrared photometry of RR Lyrae stars
我们已经获得了在J和K波段的一个样本的78个RR天琴座星在玉夫座dSph星系的单相近红外星等。应用不同的理论和经验校准的周期光度金属丰度关系的RR天琴座恒星在红外线，我们发现一致的结果，并获得一个真正的，红化校正的距离模数为19.67 $\pm$ 0.02（统计）$\pm$ 0.12（系统）等的玉夫座从我们的数据。这个距离值与我们从早期的玉夫座RR型天琴座星V波段数据和Sandage（1993）的V星等-金属度刻度得到的19.68 $\pm$ 0.08等的值一致。这也与Rizzi（2002）基于红巨星分支（TRGB，19.64 $\pm$ 0.08等）和水平分支（HB，19.66 $\pm$ 0.15等）尖端获得的结果非常一致。
2008-04-02 astro-ph
The Andromeda Dwarf Spheroidal Galaxies
我们目前的知识M31的矮球状同伴的评论。最近的两个主题构成了本次审查的主体。首先，基于HST/WFPC 2的图像，我们构造了两个M31矮椭球体到达水平支以下的色星等图。两个星系的水平分支都是红色的，比基于银河系球状星团的金属丰度预期的要红。因此，在M31晕中可以看到第二个参数效应。第二，最近的调查发现了M31的三个新的矮球状伴星。因此，矮球状星系在M31周围并不像以前认为的那样罕见，因此，M31伴星系统的一些性质已经改变。
1998-12-01 astro-ph
The Planetary Nebula population of the Sagittarius Dwarf Spheroidal Galaxy
在人马座矮椭球星系中发现了两个新的行星状星云。这使总数达到四个。第一个，StWr 2-21，属于Sgr的主体。第二，晕PN BoBn 1，有一个位置，距离和速度与Sgr的领先的潮汐尾。我们估计，10%的星系晕由Sgr碎片组成。PNe的比频率表明Sgr的总光度（包括其潮汐尾）为M_V=-14.1。StWr 2-21显示出高丰度[O/H]=-0.23，这证实了Bonaficio等人（2004年）发现的Sgr中的高金属丰度群体。陡峭的金属丰度-年龄梯度在Sgr是由于ISM删除在银河系平面通道，ISM改造由于恒星质量损失，并可能吸积富含金属的气体从我们的银河系。由于恒星质量损失，Sgr的ISM再形成速率为5 × 10^-4 M_sun/年^-1，相当于每个轨道周期约10^6 M_sun。哈勃望远镜的图像显示了发达的双极形态，并提供了清晰的中心恒星的检测。所有三颗深光谱的恒星都显示出WR线，这表明祖先质量和金属丰度决定了PN中心恒星是否发展出WR光谱。其中一颗Sgr PN属于IR-[WC]星。膨胀速度被确定为三个星云。与流体动力学模型的比较表明，初始密度分布为rho ~ r^-3。这是AGB质量损失率增加的证据。质量损失率的峰值约为10^-4 M_sun/年^-1。IR-[WC] PN，He 2-436，提供了迄今为止唯一直接探测矮球状星系中尘埃的方法。
2006-03-16 astro-ph
AGB Stars in the Fornax Dwarf Spheroidal Galaxy
我们报告了一个多时代的研究天炉座矮球状星系，与红外测量设施，超过了约42'x42'的区域。颜色星等图显示了一个广泛的人口稠密的巨型分支，其尖端从红色到蓝色向下倾斜，这可能是由于天炉座的已知年龄和金属丰度范围所预期的。广泛的AGB包括七个Mira变量和十个周期半正则变量。已知七个米拉中有五个富含碳。它们的脉动周期从215天到470天不等，表明了一系列的初始质量。其中三个天炉座的Miras比类似时期的典型LMC Miras更红，可能表明特别严重的质量损失率。Marigo等人的等时线重现了AGB的许多（但不是全部）特征，其中2 Gyr人口的金属丰度为Z=0.0025。将Mira周期-光度关系应用于这些恒星，得出天炉座的距离模为20.69+/-0.04（内部），+/-0.08（总）（在使LMC为18.39等的尺度上），与其他测定结果非常一致。各种估计的距离天炉座审查。
2008-12-04 astro-ph
The metal abundance distribution of the oldest stellar component in the Sculptor dwarf spheroidal galaxy
（略）：利用甚大望远镜（VLT）FORS 2获得的低分辨率光谱测量了107颗RR型天琴座星的单个金属丰度（[Fe/H]），并追踪了玉夫座矮球状星系中最古老恒星组分的金属分布。它们的金属丰度平均值为[Fe/H]=-1.83 +/- 0.03（r.m.s.）。0.26 dex），并涵盖金属量范围-2.40<[Fe/H]<-0.85（只有1颗星的[Fe/H]>-1）。星与星之间的散射大于单个金属丰度的典型误差（+/- 0.15-0.16 dex），表明金属丰度的真实分布。径向速度的色散为12.9 km/s，与Tolstoy等人（2004年）在Sculptor中得出的色散一致。这与金属丰度分布一起，表明大部分的RR Lyr's都来自于同一个恒星形成的爆发，产生了贫金属的成分，从而产生了星系蓝色水平分支，只有少数（如果有的话）来自集中的富含金属的红色水平分支人口。用光谱金属丰度和视光度研究了光度-金属丰度关系，得到了0.09 mag/dex的斜率。这一结果可能是由于该星系中天琴座RR星的零年龄水平分支的高水平演化，再次与它们来自蓝色水平分支的起源一致。
2005-08-03 astro-ph
Abundance Patterns in the Draco, Sextans and Ursa Minor Dwarf Spheroidal Galaxies
凯克一号望远镜已被用来获得属于天龙座、六分仪座和小熊座矮球状（dSph）星系的红巨星的HIRES光谱。这些光谱的分析，以及超过20种元素的丰度比。由此产生的数据库的元素丰度为17颗恒星是最广泛的尚未组装的恒星dSph环境。我们的主要发现总结如下：（1）有明确的证据表明，在这三个星系中，金属丰度的内部分布都很大：我们的程序星在天龙座、六分仪座和小熊座中的分布范围分别为[Fe/H] = 1.53、1.40和0.73 dex。(2)dSph恒星之间的丰度模式非常一致，这表明所有三个星系都有类似的核合成历史。(3)将我们的dSph星样品的测量丰度比与星系晕和盘场星的公布值进行比较，表明dSph星系的金属丰度为0.02 < [alpha/Fe] < 0.13 dex，而晕场星样品的金属丰度为[alpha/Fe] ~ 0.28 dex。(4)在我们的样本中最富金属的dSph星的[Y/Fe]丰度显着低于类似的金属量的晕场星的测量值，而测得的[Ba/Eu]比的dSph星表明，这些星系的早期化学演化的r-过程为主。综上所述，这些结果表明，星系晕不太可能是通过类似于这里研究的低光度dSphs的矮星系的分裂而整体组装起来的。（简略）。
2000-09-29 astro-ph
VLT/UVES Spectroscopy of Individual Stars in Three Globular Clusters in the Fornax Dwarf Spheroidal Galaxy
我们提出了一个高分辨率（R ~ 43000）的丰度分析，共九颗恒星在三个与附近的天炉座矮球状星系有关的五个球状星团。这三个星团（1、2和3）追踪了天炉座中最古老、最贫金属的恒星星族。我们确定了O，Mg，Ca，Ti，Cr，Mn，Fe，Ni，Zn，Y，Ba，La，Nd和Eu在大多数恒星中的丰度，以及一些恒星的Mn和La。我们证明，经典的间接方法（等时线拟合和积分光谱）的金属丰度测定导致的值[Fe/H]这是0.3至0.5 dex太高，这主要是由于这些研究通常使用的基本参考校准。我们发现，星团1，[Fe /H] =-2.5，现在保持最低金属丰度球状星团的记录。我们还测量了一个过剩的铕在3号星团的恒星，以前只在M15的一个恒星群中检测到。我们发现，天炉座球状星团的性质是一个全球性的匹配，发现在银河系的同行，包括深混合丰度模式在两颗恒星。我们的结论是，在时代的形成球状星团的银河系和天炉座矮球状星系共享相同的初始条件，大概是由相同的过程，具有相同的核合成模式的预富集。
2006-03-13 astro-ph
Cosmological implications of dwarf spheroidal chemical evolution
本星系群中矮椭球体的化学性质与恒星形成在再电离时期（z~8）后被截断的情况不一致。增强水平的[Ba/Y]在像雕塑家矮球状体的恒星表明强的s-过程生产低质量的恒星，其寿命与前再电离时代的持续时间相媲美。随后使用的模型与SNeII和SNeIa反馈和质量和金属依赖的nucleosynthetic产量从H到Pb的元素的化学演化的雕塑。我们无法重现Ba/Y比，除非恒星形成的时间间隔足够长，足以让低质量恒星用s元素污染星际介质。这一强有力的结果挑战了大多数本地矮球状体是再电离化石的建议，并支持大的初始暗物质晕的情况。
2006-04-10 astro-ph
The Globular Cluster System of the Sagittarius Dwarf Spheroidal Galaxy: The age of Terzan 8
我们提出的深V，I CCD测光的球状星团泰山8，最近发现的人马座矮球状星系的球状星团系统的成员。我们准确地估计了Ter 8的金属丰度，并首次直接确定了该星系团的颜色过剩。我们可靠的年龄估计证实了这个星团确实与典型的金属含量相当的银河系球状星团同时代，因此它可能比至少其他两个人马座星团Terzan 7和Arp 2要古老得多。这一结果的人马座星系的恒星形成历史的影响进行了简要的讨论。
1997-10-22 astro-ph
A New Culprit in the Second Parameter Problem in the Sculptor Dwarf Spheroidal Galaxy?
深宽视场CCD测光的玉夫座矮球状星系的色星等图显示，相对于玉夫座中占主导地位的老星群，红色的纬向分支（RHB）恒星强烈地集中在星系的中心，证实了这种梯度的早期主张（Da Costa et al. 1996）。由于我们发现没有径向梯度的年龄或金属丰度分布在雕塑，年龄和金属丰度都不能单独占内部的“第二参数”的问题，在星系内观察。我们还发现了一个不寻常的“马刺”的恒星，从主序星的关闭区域和位于典型的蓝色离散区和亚巨星分支之间。这些恒星也比玉夫座中最古老的恒星更集中，尽管不像RHB恒星那样极端。无法令人信服地解释的马刺无论是作为一个不寻常的年轻人口或作为前景人口的恒星，我们得出结论，双星提供了最合理的解释的起源的马刺，也是符合其他功能的CMD的雕塑。我们推断，在玉夫座内部区域的所有明显的单星中，有30-60%可能是双星。我们推测，可能的径向梯度的双星人口可能与HB形态的变化在雕塑。
1999-07-13 astro-ph
Chemical analysis of carbon stars in the Local Group: I. The Small Magellanic Cloud and the Sagittarius dwarf spheroidal galaxy
我们提出了我们正在进行的化学研究的碳星在本星系群的第一个结果。我们使用光谱UVES在8.2米Kueyen-VLT望远镜和一个新的网格的球形模型的冷富碳星，其中包括多原子不透明度的气氛，进行了全面的化学分析的一个碳星，BMB-B~30，在小麦哲伦云（SMC）和两个，IGI 95-C1和IGI 95-C3，在人马座矮椭球（Sgr dSph）星系。我们的主要目标是测试依赖于恒星的金属丰度的S-过程核合成和混合机制发生在AGB星。对于这三颗恒星，我们发现重要的s-元素的增强相对于平均金属丰度（[M/H]），即[s/M] $\approx$ +1.0，类似于银河系AGB星中发现的数字类似的金属丰度。属于第一和第二s过程丰度峰的元素之间的丰度比，对应于中子幻数N=50的核（88Sr，89Y，90Zr）和N=82（138 Ba，139 La，140 Ce，141 Pr），与低质量的理论预测非常吻合（M $<3$ ~M $\_\odot$）贫金属AGB核合成模型，其中中子的主要来源是在长脉冲间期激活的$^{13}$ C $(α,n)^{16}$ O反应，该反应位于富He中间壳层的一个小口袋中。然而，推导出的C/O和$^{12}$ C/ $^{13}$ C比值更难与理论预期相一致。可能的解释，如这些碳星的组成或在AGB阶段的非标准混合过程（如{ \it冷底过程}）的操作的外在起源，讨论了收集的观测约…
2005-10-05 astro-ph
Chemical Abundance Study of One Red Giant Star in NGC 5694 : A Globular Cluster with Dwarf Spheroidals' Chemical Signature?
报道了贫金属外晕球状星团NGC 5694中一颗红巨星分支星的丰度分析。我们得到[Fe/H] =-1.93，基于电离线，我们的金属丰度测量与以前的估计是一致的。我们发现NGC 5694的[Ca+Ti/2Fe]和[Cu/Fe]比其它具有类似金属丰度的球状星团低0.3 - 0.4 dex，但与某些矮球状星系中的LMC星团和恒星相似。然而，在中子俘获元素的丰度方面仍然存在差异。独特的化学丰度模式和巨大的银心距离（30 kpc）和径向速度（-138.6 +/-1.0 km/sec）表明NGC 5694有着河外起源。
2006-06-16 astro-ph
The Stellar Populations of the Cetus Dwarf Spheroidal Galaxy
我们提出了哈勃空间望远镜宽视场行星相机2测光的V和I通带的最近发现的本群矮球状星系在鲸鱼座。我们的色星等图从第一个上升红巨星分支（RGB）顶端上方延伸到水平分支（HB）下方大约半个星等。采用E（B-V）= 0.03的红化，RGB尖端的幅度产生（m-M）o = 24.46 +/-0.14的距离模量。在应用红化和距离模数之后，我们利用RGB星的颜色分布确定了Zinn & West标度上的平均金属丰度[Fe/H] = -1.7，内在内部丰度分散度为+/-0.2 dex。基于平均去红HB颜色的鲸鱼HB形态的间接计算得出（B-R）/（B+V+R）= -0.91 +/- 0.09，这表示HB比仅归因于鲸鱼的金属丰度的HB更红。因此，鲸鱼座遭受的“第二参数效应”，其中另一个参数，除了金属量是控制HB形态。如果我们采用传统的“年龄假说”解释第二个参数的影响，那么这意味着鲸鱼座是2-3 Gyr比银河系球状星团在其金属丰度。
2001-11-19 astro-ph
A common trend in the chemical evolution of Local Group dwarf spheroidals and Damped Ly-alpha systems
我们比较化学丰度的本地组矮椭球体，从最近的UVES/VLT观测，和高红移阻尼莱曼α系统（DLAs），尘埃效应校正。我们特别关注α-捕获元素和铁之间的丰度比，α/Fe，这是一个众所周知的化学演化指标。在平面α/Fe与Fe/H的数据的比较表明，矮椭球体和DLAs之间的显着相似性，暗示在其化学演化的共同趋势。在任何给定的金属丰度下，这两种不同类型的天文目标的α/Fe比系统地低于银河系恒星。在化学演化模型方面，这表明，平均而言，dSph星系和DLA系统的特点是比银河系更低，或更偶发的恒星形成率。
2003-09-29 astro-ph
Constraints on the Origin of Manganese from the Composition of the Sagittarius Dwarf Spheroidal Galaxy and the Galactic Bulge
银河系球核中[Mn/Fe]的变化趋势符合太阳-邻域关系，但人马座矮球状星系中大多数恒星的[Mn/Fe]值约为0.2 dex。这使我们得出结论，从Ia型和II型SNe的Mn产量是金属性依赖的。我们的观察结果不利于Gratton提出的观点，即相对于II型SNe，Ia型SNe会过量产生Mn。我们预测Mn/Fe比，低于太阳附近的关系，几乎所有的矮星系的年轻人口，Mn/Fe比可能是有用的跟踪吸积的低质量卫星进入银河系。
2003-06-27 astro-ph
The Highly Unusual Chemical Composition of the Hercules Dwarf Spheroidal Galaxy
本文报道了武仙座矮球状星系中两颗红巨星的丰度分析结果。这些恒星在中子捕获元素中表现出显着的不足，而流体静力学α元素（O，Mg）则强烈增强。我们的数据表明[Ba/Fe]和[Mg/Fe]丰度比分别<-2 dex和~+0.8 dex，基本上没有检测到其他n-捕获元素。与另一颗具有类似丰度模式的dSph星Dra 119相比，它的金属丰度非常低，[Fe/H]=-2.95 dex，而我们的天体[Fe/H]~-2.0 dex，只是中等程度的贫金属。测量的流体静力/爆炸α元素的比例表明，高质量（~35 M_sun）II型超新星的祖先是主要的，如果不是唯一的，这个星系的富集的贡献者。这表明，恒星的形成和化学富集在超微弱的dSphs进行随机和不均匀的小尺度上，或者说，IMF强烈倾斜的高质量恒星。我们恒星的中子俘获缺陷和[Co/Fe]和[Cr/Fe]丰度比与极低金属丰度的星系晕相似。这表明，要么我们的恒星主要由第一个大质量的第III族恒星的喷出物组成（但在适度高的[Fe/H]），要么武仙座星系中的SN喷出物被稀释了约30倍的氢，而不是典型的极端贫金属恒星。
2008-10-03 astro-ph
The ACS LCID Project: RR Lyrae stars as tracers of old population gradients in the isolated dwarf spheroidal galaxy Tucana
我们提出了一个研究的径向分布RR天琴座变量，它提出了一系列的光度和脉动特性，在矮球状星系杜鹃。我们发现，较暗的RR天琴座恒星，有一个较短的周期，更集中的比更明亮，较长的周期RR天琴座变量。通过与恒星演化和恒星脉动理论模型的比较，我们将较暗的RR型天琴座星解释为更富金属的子样本。此外，我们还证明了它们的年龄必须大于10 Gyr。因此，金属丰度梯度在这个星系的历史中很早就出现了。
2008-03-07 astro-ph
Subaru/HDS Abundances in Three Giant Stars in the Ursa Minor Dwarf Spheroidal Galaxy
利用Subaru望远镜上的高色散摄谱仪（HDS），获得了小熊座矮椭球星系中3颗红巨星（cos4，cos82和cos347）的高分辨率光学区光谱。这些恒星的化学丰度分析了26种元素，包括α-，铁峰和中子捕获元素。所有三颗恒星都显示出低丰度的α-元素（镁，硅和钙）和两颗恒星（cos 82和cos 347）显示出高丰度的锰相比，星系晕恒星类似的金属量。其中一颗恒星（cos 4）已被证实非常缺乏金属（[Fe/H]=-2.7），并发现Mn，Cu和Ba的丰度非常低。在另一颗恒星cos 82（[Fe/H]=-1.5）中，我们发现了大量过量的重中子捕获元素，其总体丰度模式类似于缩放的太阳系r过程丰度曲线。这些观测结果令人困惑：α元素丰度低，Mn丰度高，似乎说明在低金属丰度时，超新星Ia的贡献很大，而没有s过程的迹象（即，AGB星）的贡献，即使在[Fe/H]=-1.5，这表明一个特殊的核合成历史的UMi dSph星系。
2004-11-12 astro-ph
Dwarf spheroidal galaxies in nearby groups imaged with HST
考虑了88个距离D < 10 Mpc的附近矮球状（dSph）星系的全天列表。大多数物体最近由Karachentsev和Karachentsev根据POSSII/ESO-SERC调查发现。预计在这一卷中还有100个dSph星系，由于它们的低光度和低表面亮度，到目前为止还没有发现。除了本星系群的22颗dSphs成员外，还有33颗dSphs在其他附近的星系群中，最近已经被解析为HST恒星。只有5%的本地dSphs位于已知群之外。讨论了矮球状星系的基本参数，特别是绝对星等、表面亮度、金属丰度和潮汐指数之间的观测相关性。观测到的dSphs数量随着最亮星系的光度而增加。在一个“合成”的邻近星系群中，矮球状星系在深度上相对于主星系对称分布，均方根距离散射为200千秒差距。合成组中dSphs的投影径向分布遵循曲线N（R）~ exp（-R/200 kpc）。
2005-04-20 astro-ph
Estimation of the dust mass-loss rates from AGB stars in the Fornax and Sagittarius dwarf Spheroidal galaxies
为了研究金属丰度对AGB星质量损失的影响，我们在VLT用VISIR的10微米照相机对人马座和天炉座矮椭球星系（[Fe/H]=-1.1和-1.3）中的AGB星进行了中红外光度测量。这些观测与以前的近红外光度测量相结合，使我们能够估计这些星系的质量损失率。我们在这里表明，所观察到的AGB显示灰尘驱动的质量损失。尘埃的质量损失率被发现的范围内0.2 $\times10^{-10}-1.3\times10^{-8}$ M $_{\odot}$年$^{-1}$观测到的AGB星在SgrD和周围5 $\times10^{-11}$ M $_{\odot}$年$^{-1}$观测到的恒星在天炉座。
2006-11-02 astro-ph
On multicomponent effects in stellar winds of stars at extremely low metallicity
我们计算了适合于大质量第一代恒星的极低金属丰度恒星的多组分线驱动风模型。对于大多数的模式，我们发现，多分量风的性质是不重要的风动力学或风温层结。然而，对于最低金属丰度的恒星，我们发现多组分效应影响风结构。这些影响的范围从纯粹的加热到非吸收风分量的可能回落。我们提出了一个计算金属丰度的简单公式，其中多组分效应变得重要。我们表明，低金属丰度恒星的风的多组分性质的重要性，其特征不仅是由驱动离子的低密度，而且由较低的质量损失率。
2003-03-03 astro-ph
A spectroscopic confirmation of the Bootes II dwarf spheroidal
我们提出了一套新的光度和光谱数据暗淡的牧夫座II矮球状星系候选人。我们用INT/WFC获得的深度测光表明，距离为46千秒差距，半光半径为4.0弧分（56秒差距），与以前的估计一致。后续的光谱与双子座/GMOS仪器获得径向速度和金属丰度。虽然我们的大多数目标涵盖了广泛的速度和金属丰度范围，但我们发现了五颗速度和金属丰度非常相似的恒星，并且它们都与银河系可能的红巨星分支的颜色和大小兼容。我们将这些解释为Bootes II系统的光谱检测。这些恒星的平均速度为-117 km/s，速度色散为（10.5+-7.4）km/s，平均[Fe/H]为-1.79 dex，色散为0.14 dex。在这个金属丰度下，Boo II与更明亮的矮星系的恒星-质量-金属丰度关系并不一致。再加上我们的距离估计，它的高负系统速度排除了与其投影邻居Bootes I矮球体的任何物理联系，其速度约为+100 km/s。牧夫座II的速度和距离与人马座主旋臂的速度和距离一致，它穿过天空的这一区域，因此牧夫座II可能是一个与人马座流有关的恒星系统。最后，我们注意到牧夫座II的性质与先前更大，更明亮的dSph星系的幸存遗迹是一致的。
2008-09-03 astro-ph
The Dwarf Spheroidal Companions to M31: Variable Stars in Andromeda I and Andromeda III
本文介绍了利用哈勃空间望远镜对M31矮球状伴星仙女座I和仙女座III进行变星搜索的结果。在仙女座I中总共发现了100颗变星，而在仙女座III中发现了56颗。在仙女座I中发现的一个变量和在仙女座III中发现的另一个变量可能是星族II造父变星。除了仙女座III中的这个变星之外，另外四个变星是异常的造父变星。在仙女座Ⅰ发现了72颗基模RR型天琴座星和26颗一阶泛音模RR型天琴座星，它们的平均周期分别为0.575天和0.388天。一个可能的RR Lyrics没有分类。仙女座III的RR型天琴座39颗以基模脉动，平均周期为0.657天，12颗以一阶泛音模脉动，平均周期为0.402天。虽然仙女座I的平均周期与其金属丰度一致，但仙女座III的基本模式RR天琴座的平均周期比预期的要大。在仙女座I中，我们发现了两颗天琴座RR型恒星，它们明显比水平分支暗。我们讨论的可能性，这些恒星与最近发现的恒星流的晕M31。我们发现<V_RR>仙女座I =25.14+/-0.04等，距离为765+/-25千秒差距。仙女座III = <V_RR>25.01+/-0.04等，距离为740+/-20千秒差距。在M31矮球状星系中，异常造父变星的比频与星系平均金属丰度之间的关系与银河系矮球状星系的关系相同。
2005-01-05 astro-ph
The dwarf spheroidal galaxy DDO 44: stellar populations and distance
我们目前的地面和HST WFPC 2成像附近的低表面亮度矮球状星系DDO 44。DDO 44首次被分解成恒星。由此得到的大约1290颗恒星的色星等图显示出红巨星分支的尖端在I=（23.55+-0.15）等，这产生了（3.2+-0.2）Mpc的距离，与NGC 2403星群中DDO 44的成员一致。DDO 44与NGC 2403的线性距离在天空上为75 kpc，沿视线为（30 ± 450）kpc。这个矮星系的绝对R星等为-13.1等，中心表面亮度为24.1等/平方角秒，平均金属丰度为-1.7德克斯，它们之间的关系与附近其他矮球状星系的趋势一致。在DDO 44中还发现了一个球状星团候选者。
1999-10-21 astro-ph
Dwarf Spheroidals and the Evolution of Not-Too-Old Population II Stars
之前关于质量在“红巨星过渡阶段”范围内的恒星的进化计算被扩展到较低的金属丰度。集群等时线的两个值的金属丰度Z（Z= 10 E-4，4 E-4）和年龄下降到10亿年，讨论选定的演化特征的恒星的结构在H或他燃烧阶段。人们发现，年龄约为10 - 20亿年、Z约等于1 E-4的星团，其特征可能是在LogL= 2.0-2.2（太阳单位）的光度下出现异常的He燃烧变星。
1994-06-22 astro-ph
Hubble Space Telescope Photometry of the Dwarf Spheroidal Galaxy ESO 410-G005
我们目前的HST WFPC 2成像附近的低表面亮度矮球状星系ESO 410-G 005，这已被解决成恒星的第一次。由此得到的大约2500颗恒星的色星等图显示了一个红巨星分支分支，其尖端位于I=（22.4+-0.15），这产生了D=（1.9+-0.2）Mpc的距离。ESO 410-G 005是一个贫金属星系，其红巨星分支的平均金属丰度为（-1.8+-0.4）dex。上渐近巨星分支星似乎出现在星系中心附近，表明有大量集中的中年人口，除非这些物体是拥挤的人工制品。先前的研究未在H α或HI中检测到ESO 410-G 005。ESO 410-G 005可能是玉夫座星系群的成员。它与最近的螺旋星系NGC 55的线性距离为230 kpc。根据NGC 55的假设距离，去投影后的距离范围为340至615 kpc。ESO 410 G 005似乎是Sculptor组中相对孤立的dSph。它的绝对星等Mv =（-12.1+-0.2）mag，中心表面亮度mu_V =（22.7+-0.1）mag/arcsec ^[2]，平均金属丰度[Fe/H] =（-1.8+-0.4）dex，这些都与在本星系群矮星系中观测到的趋势一致。（节略）
2000-07-03 astro-ph
Metallicity Dependent Wolf-Rayet Winds
观测和理论证据支持金属丰度依赖风沃尔夫-拉叶星被认为是。众所周知，沃尔夫-拉叶亚型分布在银河系，LMC和SMC的差异可能是由于亚型风密度的敏感性。沃尔夫-拉叶星在低金属丰度的影响包括硬化的电离通量分布，增加WR人口由于减少光学线通量，再加上支持的作用，单个WR星的伽马射线暴的祖先。
2006-06-23 astro-ph
The Sagittarius Dwarf spheroidal Galaxy Survey (SDGS) II: The stellar content and constraints on the star formation history
通过分析人马座矮星系巡天（SDGS; Bellazzini，Ferraro & Buonanno 1999）的数据，对Sgr dSph星系的恒星形成历史进行了详细的研究。SDGS色-星等图的精确统计去污使我们能够获得银河系三个不同区域Sgr恒星星族年龄和金属含量的许多有用约束。得到了Sgr星金属丰度的粗略分布，其范围为[Fe/H]~ -2.0 ~0.7，其上限在星系中心区略高。一个定性的全球适合所有观测到的CMD功能的尝试，并推导出一个一般计划的恒星形成历史的Sgr。根据这一理论，恒星的形成始于极早期的低金属含量的星际介质，并持续了几个Gyr，再加上渐进的化学富集。恒星形成率（SFR）在8 - 10 gyr前有一个峰值，此时平均金属丰度在-1.3<= [Fe/H] <=-0.7之间。在那之后，SFR迅速下降，恒星形成的速率非常低，直到大约1-0.5 Gyr前。
1999-03-24 astro-ph
Exploring Halo Substructure with Giant Stars: II. Mapping the Extended Structure of the Carina Dwarf Spheroidal Galaxy
作为我们的调查的一部分，在银河系晕的子结构跟踪巨星，并寻找潮汐恒星碎片的晕可行的测量银河系的质量潜力与SIM，我们探索恒星的分布超出标称潮汐半径，但仍然与，船底座矮球状星系。我们利用马多夫斯基等人（1999）所描述的光度测量技术，在船底座及其周围约2.2度^2的整个光度测量范围内，确定了船底座距离和金属丰度的巨星候选者。这些与船底座相关的巨星候选者是通过（1）它们的M-DDO 51颜色，以及（2）在星系核心中与船底座RGB相称的颜色-星等图中的位置来识别的。潮汐外巨星候选者的密度分布与以前的统计恒星计数方法相似。然而，我们现在能够精确定位实际的，偏远的船底座恒星。因为我们可以排除前景矮星，我们的方法允许更高的灵敏度和能力，以更大的半径，更小的孔径望远镜，比其他技术映射扩展船底座人口的详细二维分布。此外，我们确定的候选人名单广泛位移船底座相关的恒星足够明亮的光谱研究的大规模的动力学和金属丰度的系统，和天体测量研究SIM。我们获得了三个这样的“潮外”恒星的光谱，并从它们的径向速度得出结论，这三个都与船底座有关。
1999-11-10 astro-ph
The age of the main population of the Sagittarius dwarf spheroidal galaxy. Solving the "M giant conundrum"
我们提出了一个统计净化色星等图的1度X 1度领域的核心的人马座dSph星系。耦合此CMD与最近的金属丰度分布从高分辨率光谱，我们得到强大的约束的平均年龄的恒星星族，占主导地位的星系（Pop A）。利用金属丰度范围为-0.4 ≤ [M/H] ≤-0.7的三组不同的理论等时线，并考虑16.90 ≤（m-M）_0 ≤ 17.20范围内的距离模量，我们发现Pop A的平均年龄大于5 Gyr，最佳拟合值为年龄= 8.0 +/- 1.5 Gyr。由于Pop A提供了绝大多数的M巨星，这些巨星在天空中到处都是Sgr dSph的潮汐流，我们的估计解决了所谓的“M巨星难题”（Maurisski et al. 2003）。目前居住在银河系中的M巨星在Sgr的主体内扩散并到达潮汐尾的极端所需的时间（~ 3-4 Gyr）可以很容易地容纳到它们诞生以来的时间（~ 5.5-9.5 Gyr）。
2005-12-05 astro-ph
Metallicity effects on the modified wind momentum of CSPN
最近对行星状星云（CSPN）中心恒星的研究表明，基于模型大气的质量可能比理论质光关系得到的质量大得多。此外，修正后的风动量和光度之间的关系的色散取决于CSPN的质量扩散，并且比在大质量热星中观察到的要大。由于风的特性可能取决于金属丰度，我们分析了修改后的风动量的影响，通过考虑由恒星金属丰度引起的这个量的分散。我们的CSPN质量是基于核心质量和星云丰度之间的关系。我们的结论是，这些质量同意与已知的质量分布CSPN和白矮星，并在修改后的风动量的传播可以解释所观察到的金属丰度的变化。
2008-02-22 astro-ph
Observed Metallicity Dependence of Winds from WR stars
的WN和WC星的金属丰度依赖的观测证据赞成的审查。介绍了银河系、大麦哲伦星云和小麦哲伦星云早型WN星的近红外光谱研究结果，WN星间存在较弱的氢风。对于含氢的WN星，金属丰度依赖性得到支持，dM/dt propto Z^alpha与α约为0.8 +/- 0.2。讨论了CNO含量对WN亚型的影响。由于NIII-IV分类诊断的丰度敏感性，预计（并观察到）较低的金属丰度时会出现较早的WN光谱类型。最近的物理和化学结果WC星在银河系和LMC进行了讨论，提出了金属丰度的依赖α约0.6 +/- 0.1。早期WC光谱类型的预测（和观察）在较低的金属丰度星系，由于依赖的CIII分类诊断风密度。WO星在较低的金属丰度下显示出较低的风速，而WN和WC星的情况尚不清楚。最后，WR金属丰度依赖于电离通量分布和光学线亮度的影响得到解决，特别是关于I ZW 18。在低金属丰度时，较弱的风意味着较硬的电离通量分布和较低的线光度，这意味着相对于标准校准，WR星的数量将大幅增加，从而加剧了在极低金属丰度时单星演化模型的困难。
2005-12-12 astro-ph
