Exploring Halo Substructure with Giant Stars X. Extended Dark Matter or Tidal Disruption?: The Case for the Leo I Dwarf Spheroidal Galaxy
我们对狮子座I矮球状（dSph）星系进行了宽视场（4.5度^2）的光度和光谱观测，以探索其扩展的形态和动力学。与本系列以前的文章一样，我们利用M、T_2和DDO 51滤波系统中的测光来选择Leo I红巨星分支候选星，到目前为止，这种选择技术已被证明100%可靠地从100多个M < 21.5 Leo I giant candidates having previous or new Keck DEIMOS spectroscopy to a radius >1.3倍于拟合的中心King轮廓的极限半径中选择实际的Leo I成员。所有相似选择的狮子座I巨星候选者的二维分布很好地拟合了一个中心的单分量国王轮廓的极限半径13.3弧分，但许多巨星被发现在这个新推导的国王极限半径之外。因此，密度剖面显示出在长轴径向距离约为10弧分处的断裂，这是由超过国王极限半径的恒星（光谱证实是真正的狮子座I成员）产生的，主要沿着相当细长的卫星主体的长轴。这种空间结构，一个相当平坦的速度色散剖面和狮子座I成员在大半径处的不对称径向速度（RV）分布，共同支持了狮子座I在至少一个，但最多两个，大质量本星系群成员的近银河通道上被潮汐破坏的图片。（节略）
2007-03-17 astro-ph
The Red Giant Branch Tip and Bump of the Leo II dwarf spheroidal galaxy
本文介绍了以狮子座II矮球状星系为中心的9.4'× 9.4'视场的V和I测光。红巨星分支的尖端在I^{TRGB}=17.83 +/- 0.03处被确定，采用RGB星与银河系模板比较的<[M/H]> = -1.53 +/- 0.2，我们得到距离模数（m-M）_0=21.84 +/- 0.13，对应于距离D=233 +/- 15 Kpc。在红巨星分支的光度函数中检测到两个显著的凸起。较暗的凸起（B1，V=21.76 +/- 0.05）是主要恒星星族的RGB凸起，而最亮的一个（B2，V=21.35 +/- 0.05）的实际性质无法根据现有数据进行可靠评估，它可能是由于主要星族的渐近巨枝丛，也可能是次要的RGB凸起。主RGB凸起（B1）的光度表明狮子座II中的大多数RGB恒星属于比经典银河系球状星团年轻约4 gyr的群体。属于氦燃烧的红团的恒星被证明是显着集中比RR天琴座和蓝色水平分支恒星，探测存在的年龄/金属丰度径向梯度在这个偏远的矮椭球。
2005-03-18 astro-ph
RR Lyrae variables in the dwarf spheroidal galaxy Leo I
我们报告的发现，一个重要的人口RR天琴座变量在矮球状星系狮子座一。基于40 V和22 B的图像，使用ESO宽视场成像仪，我们已经确定到目前为止，74个候选RR天琴座的两个CCD的主机星系的主体。其中47个是Bailey { \it ab}型RR天球（RRab's），7个是{ \it c}型RR天球（RRc's）。目前确认的RRab样本的周期分布在P=0 \fd 60处达到峰值，最小周期为0 \fd 54。脉动性质显示狮子座I是一个中间奥斯特霍夫类型，类似于本星系群和大麦哲伦星系中的其他矮星系。然而，{ \it ab}型变星的最小周期相当长，以及大量长周期和大振幅的RRab，表明狮子座I的大部分老星群更像奥斯特霍夫II型球状星团。最直接的解释是，狮子座I的天琴座RR星中存在一个金属丰度范围，其中有大量的贫金属恒星。或者，这些OoII变量可以更进化。在整个周期中，天琴座RR的平均视星等是$<V(RR)>= 22.60 \pm 0.12$ mag，在"长“距离尺度上，狮子座I的距离模数是$(m-M)_{V,0}= 22.04\pm 0.14$ mag。
2001-10-22 astro-ph
Wide-field Survey around Local Group Dwarf Spheroidal Galaxy Leo II: Spatial Distribution of Stellar Content
我们进行了一个宽视场的V，I成像调查本集团矮球状星系狮子座II使用斯巴鲁总理焦点相机上的8.2米斯巴鲁望远镜。这次巡天覆盖了26.67 x 26.67弧分^[2]的区域，远远超出了狮子座II的潮汐半径（8.63弧分），直到极限星等V~26，比狮子座II主序星的转折点大约深1等。明亮和暗淡的红巨星分支（RGB）恒星的径向数密度分布被发现改变其斜率在潮汐半径附近，并延伸到潮汐半径以外的较浅的斜率。狮子座II平滑的表面亮度图表明，在潮汐半径之外存在一个小的球状星团光度子结构。利用色星等图研究了恒星星族的性质。水平分支（HB）形态指数显示出一个径向梯度，其中红色HB星比蓝色HB星更集中，这是许多本星系群矮球状星系所共有的。平均RGB序列周围的RGB恒星的颜色分布显示出中心比外围更大的色散，表明中心的恒星星族和外围更均匀的恒星族混合。基于亚巨星分支（SGB）恒星的年龄估计，我们发现，虽然主要的恒星形成发生在~8 Gyr前，一个相当大的恒星星族年轻于8 Gyr的中心被发现，这样一个年轻的人口是微不足道的外围。
2007-05-21 astro-ph
The absence of diffuse gas around the dwarf spheroidal galaxy Leo I
我们利用哈勃空间望远镜上的GHRS系统获得了三个类星体/活动星系核的光谱，以寻找矮球状星系Leo I晕中低柱密度气体的吸收。探测器的视线从星系中心经过2.1、3.7和8.1千秒差距，但在狮子座I的速度下没有发现CIV、SiII或SiIV吸收。没有低电离物质表明，存在于星系2-4 kpc范围内的中性氢柱密度为N（HI）< 10^{17} cm^{-2};假设SiIV和CIV的高电离线主导硅和碳的电离分数，则总氢柱的极限为N（H）< 10^{18} cm^{-2}。我们的研究结果表明，狮子座I没有密集的气体流入或流出，也没有证据表明可能伴随着星系的形成或演化的潮汐干扰气体。然而，我们的探测极限不足以排除在dSph周围存在电离气体的球体或外壳，其质量高达构成整个星系的质量。我们的模型表明，dSPH星系类似的狮子座我是不够大，有晕，可以显着的金属线吸收截面的类星体吸收体在高红移。
1996-10-22 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 Velocity Dispersion Profile of the Remote Dwarf Spheroidal Galaxy Leo I: A Tidal Hit and Run?
（节略）我们提出的387颗恒星位于狮子座I附近的MMT的Hectochelle摄谱仪附近的MgI/Mgb线获得的光谱的基础上的样本的运动学结果。我们估计样本的平均速度误差为2.4 km/s，系统误差< 1 km/s。我们最终得到了328个狮子座I红巨星成员的样本，从中我们测量到狮子座I的平均日心径向速度为282.9 +/- 0.5 km/s，平均径向速度色散为9.2 +/- 0.4 km/s。狮子座I的色散轮廓是平坦的，超出了其经典的“潮汐”半径。我们拟合的配置文件，以各种平衡动力学模型，并可以强烈排除模型，质量遵循轻。具有切向各向异性速度分布的双分量Sersic+NFW模型很好地拟合了弥散分布，各向同性模型在95%的置信水平下被排除。根据平衡模型估计，狮子座I的质量和V波段的质光比分别在5-7 x 10^7太阳和9-14（太阳单位）的范围内，距离星系中心1 kpc。狮子座I成员位于一个“断裂半径”（约400弧秒= 500秒差距）外表现出显着的速度各向异性，而恒星内部似乎有各向同性的运动学。我们提出的破裂半径代表的位置潮汐半径的狮子座I在近银河系的高度椭圆轨道。我们的方案可以解释狮子座I复杂的恒星形成历史，星系内存在的人口分离，以及狮子座I从银河系向外的巨大速度。狮子座I没有伸展的潮汐臂，这意味着该星系只经历过一次银河系的近银河通道，这意味着狮子座I可能是在近银河系前几个Gyr被第…
2007-08-09 astro-ph
Improved photometry of SDSS crowded field images: Structure and dark matter content in the dwarf spheroidal galaxy Leo I
我们探讨如何以及拥挤的领域点源测光可以完成与SDSS数据：我们提出了一个光度管道的基础上DoPhot，并调整用于分析拥挤的领域图像从SDSS。利用蒙特卡罗模拟，我们表明，源提取的完整性是80%以上，以i < 21（AB）和恒星表面密度约200平方米。因此，专门的数据管道可以有效地用于例如SDSS图像中的附近解析星系，其中标准SDSS光度测量包Photo在正常测量模式下应用时给出较差的结果。我们将我们的管道应用于约3.55平方度的区域。围绕矮球状星系Leo I的高信噪比星数图，并通过色星等空间（g，r，i）的优化滤波器构造了Leo I的高信噪比星数图。虽然矮星的径向表面密度分布偏离了最佳拟合的经验金模型，但我们没有发现潮汐碎片的证据，恒星表面密度达到中心值的4*10^（-3）。我们确定了狮子座I的总光度，并使用球形和各向同性的Jeans方程对其质量进行建模。假设“质量跟随光”，我们将dSph的总质量的下限限制为（1.7+/-0.2）*10^7 Msol。相反，如果狮子座I的质量是由一个恒定密度的暗物质晕（DM）所控制，那么中心12'的质量是（2+/-0.6）*10^8 Msol。这导致>>6（Ic_sol）的质光比，并且如果DM晕主导质量并且比12 '延伸得更远，则可能>75。总之，我们的结果表明，狮子座I是一个对称的，放松和约束系统，这支持了狮子座I是一个暗物质主导的系统的想法。
2007-08-20 astro-ph
The Internal Kinematics of the Leo I Dwarf Spheroidal Galaxy: Dark Matter at the Fringe of the Milky Way
我们目前的径向速度的33个红巨星狮子座I dSph星系的光谱与HIRES阶梯光栅摄谱仪的凯克我望远镜。这些数据的平均精度为2.2公里/秒，并导致狮子座I的中心速度色散和系统速度的估计分别为8.8 +-1.3公里/秒和287.0 +-1.9公里/秒。系统速度证实了过去的结果，狮子座I有一个异常大的银河系中心速度，这意味着在银河系中存在一个巨大的黑暗晕或一个扩展的黑暗组件弥漫在本星系群。狮子座I的V波段（M/L）比在3.5-5.6之间。我们已经建立了一套模型来解释恒星演化对复合星族的整体质光比的影响。由于狮子座I包含一个占主导地位的中年人口，我们发现，狮子座I的V波段的质量-光比将在6-13的范围内，如果它是完全由老恒星，如发现在球状星团。这表明狮子座I可能确实包含一个重要的黑暗光环。这个晕的质量大约是2 × 10^7太阳质量，与所有其他银河系dSph星系的暗晕质量相似。因为狮子座I是孤立的，过去最多只经过银河系一次，外部潮汐不可能使它的中心色散膨胀到观测值。我们还考虑了修正的牛顿动力学（MOND）是否可以解释狮子座I的内部运动学，并得出结论，这种替代引力模型可以充分解释狮子座I的运动学，而不需要暗晕。
1998-07-29 astro-ph
Stellar kinematics and metallicities in the Leo I dwarf spheroidal galaxy -- wide field implications for galactic evolution
我们提出了低分辨率光谱的120红巨星在银河系卫星矮椭球（dSph）狮子座I，获得与GeminiN-GMOS和Ekrak-DEIMOS摄谱仪。我们发现恒星的速度与狮子座I的成员一致，达到1.3 King潮汐半径。通过测量精确的径向速度，平均测量误差为4.6 km/s，我们发现平均系统速度为284.2 km/s，全球速度色散为9.9 km/s。色散曲线与最后一个数据点的平坦一致。我们发现，在半径为3'的径向色散曲线的边缘显着上升是不相关的任何真正的本地化的运动学子结构。由于它离银河系的距离很远，潮汐不太可能影响速度色散，我们从定量运动学分析中支持这一说法，因为我们在观测上拒绝出现明显的旋转信号或不对称的速度分布。采用各向同性恒星速度色散和更一般的模型进行质量测定，得出M/L比为24，这与存在一个质量约为3 × 10^7 M_sun的显著暗晕一致，其中嵌入了发光成分。这表明狮子座I的暗物质性质与本星系群中的其他暗物质相似。我们的数据还使我们能够确定58个目标的金属丰度。我们发现一个轻微的金属差的平均值为-1.31德克斯和一个完整的传播覆盖1德克斯。与大多数dSphs不同，狮子座I的金属丰度似乎没有径向梯度，这表明在这个星系的演化中外部影响的作用可以忽略不计。
2006-11-12 astro-ph
Non-parametric star formation histories for 5 dwarf spheroidal galaxies of the local group
我们使用最近的HST色星等图的本地dSph星系（船底座，狮子座I，狮子座II，小熊座和天龙座）的样本，以推断这些系统的恒星形成历史，$SFR(t)$。应用一种新的变分极大似然方法，其中包括一个完整的贝叶斯分析，并允许一个非参数估计的功能之一是解决，我们推断的恒星形成历史的系统研究。该方法具有产生客观答案的优点，因为人们不需要假定{ \it先验}人们试图恢复的函数的形式。使用Saha的$W$统计独立检查结果。系统的总光度用于将结果归一化为物理单位并导出SN II型速率。我们推导出这个样本星系的光度加权平均恒星形成历史。
2000-01-19 astro-ph
Variable stars as tracers of stellar populations in Local Group galaxies: Leo I and NGC 6822
本文介绍了根据2.2米ESO/MPI望远镜（Leo I）和甚大望远镜（NGC 6822）的宽视场成像仪获得的时间序列测光结果，对矮球状星系Leo I和矮不规则星系NGC 6822中的变星种群进行研究的结果。我们在狮子座I中发现了大约250颗变星（下限），其中大部分是天琴座RR型变星。在NGC 6822中，我们确定了450个候选变星，其中大约20颗是RR型天琴座星，还有许多是低光度、小振幅的造父变星。
2003-05-27 astro-ph
Leo V: A Companion of a Companion of the Milky Way Galaxy
我们报告发现了一个新的银河系矮球状星系在狮子座的数据确定斯隆数字巡天。狮子座V位于距离约180千秒差距，与另一个最近发现的狮子座IV相隔约3度。我们目前的后续成像从艾萨克牛顿望远镜和光谱从Hectochelle光纤摄谱仪在多镜望远镜。狮子座V的日心速度为173.4公里/秒，与狮子座IV的日心速度相差约40公里/秒。对运动学数据的一个简单解释是，这两个物体可能位于同一条流上，尽管隐含的轨道只是适度偏心（e = 0.2）
2008-08-31 astro-ph
Dwarf Galaxies in the Leo I Group: the Group Luminosity Function beyond the Local Group
本文给出了在10 Mpc下对M_R < -10矮星系的Leo I群巡天的第一批结果。这是一个更大的计划的一部分，该计划旨在测量附近贫困群体中星系光度函数的暗淡末端。我们的方法进行了优化，以找到本地集团般的矮星到矮球表面亮度，但我们也发现非常大的LSB矮星狮子座I没有本地集团对应。光度函数的初步测量产生了与本星系团测量的一致的斜率。
2001-03-28 astro-ph
Numerical Methods of Star Formation History Measurement and Applications to Seven Dwarf Spheroidals
本文介绍了利用色星等图测量恒星形成历史的一个综合性研究，着重讨论了色星等图模型生成和极大似然解中涉及的各种微妙问题。其中包括需要一个完整的采样的合成CMD，使用适当的统计处理泊松分布的数据（和为什么卡方必须不使用的演示），测量所有报告的参数，量化的拟合优度，以及装箱的CMD和纳入外部信息的问题。给出了几个恒星形成历史测量的例子。两个例子涉及合成数据，其中输入和恢复的参数可以进行比较，以定位方法中可能的缺陷（没有明显的），并测量年龄，金属丰度和恒星形成率可以恢复的准确性。七个银河系矮球状同伴（船底座，天龙座，狮子座I，狮子座II，人马座，雕刻家，和小熊座）的历史的解决方案说明了在各种条件下测量恒星形成历史的能力-恒星数量，恒星形成历史的复杂性，以及前景污染的数量。在所有七个星系中都进行了古老的>8 Gyr恒星形成的重要测量。玉夫座、天龙座和小熊座看起来完全是古老的，而其他星系则显示出不同数量的年轻恒星。
2001-12-17 astro-ph
Improved Searches for HI in Three Dwarf Spheroidal Galaxies
以前在我们银河系的矮球状体同伴中寻找HI的工作还不足以解决这些星系是否有HI的问题，特别是在它们的外部。我们提出了三个矮椭球VLA观测：天炉座，狮子座II，天龙座，所有这些都有已知的恒星速度。新的数据显示没有HI发射或吸收。在星系中心，发射柱密度的极限是4--7 × 10^18原子/平方厘米。新观测的重要性在于，它们比以前的搜索覆盖更大的区域，并且它们不太容易与前景（银河系）HI混淆。天炉座矮球状体中明显缺乏中性气体，这一点尤其令人困惑，因为最近的测光显示恒星的年龄只有10^8年。我们讨论了VLA观测是否可能错过了大量的HI。
1999-01-27 astro-ph
Searches for HI in the Outer Parts of Four Dwarf Spheroidal Galaxies
以前在我们银河系的矮球状体同伴中寻找原子气体的工作还不足以解决这些星系是否有HI的问题，特别是在它们的外部。我们提出了新的观测矮椭球六分仪，狮子座我，小熊座，天龙座，使用NRAO 140英尺的望远镜搜索更远的半径比以前做的。新的数据在所有情况下都至少是核心半径的2.5倍，在两种情况下甚至远远超过潮汐半径。这些观测结果给出HI柱密度的极限为2-6 x 10^17个原子cm^-2。除非HI离星系中心很远，否则我们可以得出结论，这些星系目前不包含大量的原子气体。我们讨论观察是否可能错过了一些原子气体。
1999-10-21 astro-ph
Absolute Proper Motion of the Fornax Dwarf Spheroidal Galaxy from Photographic and HST WFPC2 Data
我们已经测量了天炉座矮球状星系的绝对自行从组合的照相板材料和HST WFPC 2数据，提供了一个长达50年的时间基线。河外参考系由8幅类星体图像和48个星系组成。绝对自行为μ_α cos（δ）= 0.59 ± 0.16 mas/yr和μ_δ = -0.15 ± 0.16 mas/yr。天炉座的轨道是极轨道，离心率为0.27，径向周期为4.5 Gyr。天炉座现在的位置在近心点附近。天炉座的运动方向支持了林登-贝尔（1976，1982）和马多夫斯基（1994）的假设，即天炉座属于天炉座-狮子座I-狮子座II-玉夫座-六分仪座流。根据我们的轨道测定，天炉座在1.9亿年前穿过麦哲伦平面，这一时间与天炉座恒星形成过程的终止相吻合。我们建议，冲压压力剥离由于通过气体介质密度比典型的银河系内介质留下的大麦哲伦星云可能导致了恒星形成的天炉座的结束。在麦哲伦流的南银河极区域内的多余的异常云，其起源在文献中长期以来一直被争论为麦哲伦流或河外玉夫座群的组成部分，被发现位于天炉座的轨道上。我们推测，这些云是当侏儒穿过麦哲伦云的轨道时从天炉座剥离的物质。
2004-05-13 astro-ph
Exploring the Leo II dSph I.: The Variable Star Content
我们提出了狮子座II矮球状星系中的第一个全面的变星目录。我们已经确定了148个RR Lyectin型变量，其中140个适合于我们的数据的变异性参数的推导。我们还证实了在以前的研究中发现的四个异常造父变星的存在。天琴座RR ab变星的平均周期（0.62天）、c变星的分数（0.24）和天琴座RR ab变星的最小周期（0.51天）都将狮子座II定义为“奥斯特霍夫中间”星系。我们利用这些变量的性质，推导出狮子座II的金属丰度约为[Fe/H]=-1.9。周期更长、振幅更高的RR型Lyrics变量的存在意味着金属丰度分布延伸到[Fe/H]=-2.3。狮子座II在星团的周期-金属丰度关系上的位置，就像其他的“Ootershoff中间天体”一样，落在Oosterhoff Class I和Oosterhoff Class II星团之间。这些物体的变量种群的属性与奥斯特霍夫“二分法”是连续统的想法一致。类之间的差距似乎是由银河系球状星团的水平分支在中间金属丰度时从不稳定带转移开来解释的。然而，狮子座II和其他奥斯特霍夫中间天体一样，有第二个参数效应，足以在不稳定带中留下水平分支恒星。
2000-04-07 astro-ph
The Signature of Galactic Tides in Local Group Dwarf Spheroidals
我们利用N体模拟研究了潮汐剥离对矮球状星系结构的影响。我们的模型dSphs国王领域嵌入NFW暗晕的轨道上偏心轨道的银河系的潜力。我们发现，恒星质量损失的插曲删除绑定恒星核心的初始截止。一旦平衡被重新建立，外部质量轮廓在投影中接近幂律，该幂律由简单的Plummer模型很好地描述。潮汐也会在外层密度剖面中产生瞬变特征。由于系统重新平衡，向外移动的“多余”的恒星被发现在半径的地方，当地的交叉时间超过了时间流逝，因为近心。如果轨道是已知的，这些结果提供了一个简单的方法来评估是否“休息”和“颠簸”的轮廓dSphs实际上是潮汐的起源。我们将此应用于人马座矮星，并令人惊讶地，确定两个功能的配置文件，可以追溯到其最后两个近心点通道。应用到狮子座I，我们发现，任何潮汐突破将位于超出目前的数据调查的区域，怀疑最近声称的潮汐碎片在这个星系周围的检测。对于船底座来说，潮汐中断应该发生在比观测到的半径大两倍的地方，这表明外部多余的恒星不是潮汐起源的，除非它的轨道是错误的。类似的评论也适用于玉夫座，它的近心似乎太大，银河潮汐不重要，但它的外部轮廓，像德拉科一样，仍然严格遵循普卢默定律。天炉座和狮子座II没有显示出幂律外轮廓的迹象，这表明它们没有遭受恒星潮汐剥离。已发表的其他较暗的银河系dSph伴星的资料没有延伸到足够远的地方，无法进行结论性的评估。
2009-03-30 astro-ph
The Chemical Abundances of the Stellar Populations in the Leo I and Leo II dSph Galaxies
利用凯克一号10米望远镜上的LRIS获得了狮子座I矮球状星系（dSph）中102颗红巨星分支（RGB）星和狮子座II dSph中74颗RGB星的光谱。我们报告的钙丰度[Ca/H]来自钙II三线态吸收线的强度在8498，8542，8662埃的恒星光谱中使用一个新的钙II三线态校准[Ca/H]。这两个星系有不同的平均[Ca/H]值，Leo I为-1.34 +/- 0.02，Leo II为-1.65 +/- 0.02，内禀丰度色散分别为1.2和1.0 dex。导出的丰度的典型随机误差和总误差分别为0.10和0.17 dex每星。为了与现有文献进行比较，我们还将Ca II测量值转换为Carretta和Gratton（1997）标度的[Fe/H]，尽管我们讨论了为什么这可能不是金属丰度的最佳决定因素; Leo I的平均值[Fe/H] = -1.34，Leo II的平均值[Fe/H] =-1.59。狮子座I的金属丰度分布函数近似为高斯型，在富金属端有一个过量，而狮子座II的金属丰度分布函数在富金属端有一个突然的截止。狮子座II较低的平均金属丰度与它的光度较低的事实相一致，因此总质量比狮子座I低;因此狮子座II的演化可能受到银河风中质量损失的影响更大。我们将我们观测到的金属丰度分布函数与Dolphin（2002）从哈勃太空望远镜获得的深部CMD建模中推断的分布函数进行比较。该模型预测的中值金属丰…
2007-02-08 astro-ph
A Wide-Field View of Leo II -- A Structural Analysis Using the SDSS
利用SDSS I观测资料，分析了狮子座II矮球状星系（距离233千秒差距）的恒星分布，以寻找潮汐形变的证据。现有的SDSS光度计目录包含高恒星拥挤区域的空白，因此我们使用应用于SDSS图像的DAOPHOT算法填充了Leo II中心的区域。合并后的DAOPHOT-SDSS数据集包含以Leo II为中心的4x 4平方度区域内的三个滤光片测光。通过定义一个面具在三个过滤器的颜色幅度空间，我们删除了大部分的前景领域的明星。我们测量了Leo II的以下结构参数：核心半径r_c = 2.64 +/- 0.19弧分（178 +/- 13件），潮汐半径r_t = 9.33 +/- 0.47弧分（632 +/- 32 pc），V带总光度L_V =（7.4 +/- 2.0）乘以10^5 L_sun（M_V = -9.9 +/- 0.3）。我们对狮子座II结构的全面分析没有发现任何潮汐扭曲的明显迹象。这个物体的内部结构只包含轻微的等照度线扭曲。在距离狮子座II中心约4.5个潮汐半径处发现了一个小的超密度，但是我们得出结论，根据狮子座II的恒星星族，它不太可能是潮汐剥离的物质，并且很可能是恒星的前景超密度。我们的结果表明，银河系引力场对狮子座II的结构的影响相对温和。我们使用现有的运动学数据结合我们改进的结构测量重新推导了这个系统的质光比，并支持狮子座II强烈主导的暗物质与（M/L）_V ~ 100太阳单…
2007-08-14 astro-ph
HST observations of the Local Group dwarf galaxy Leo I
本文介绍了对本星系群矮球状（dSph）星系Leo I中心场的深HST F555 W（V）和F814 W（I）观测。由此产生的色星等图（CMD）达到I \simeq 26，并揭示了最古老的~10-15 Gyr老的转折点。然而，CMD中的水平分支并不明显。考虑到该星系的金属丰度较低，这可能表明，与银河系的其他dSph卫星相比，狮子座I星系中第一个实质性的恒星形成可能在某种程度上有所延迟。亚巨星区域从最古老的转折点到1 Gyr的转折点都有很好的均匀分布，表明恒星的形成是以连续的方式进行的，在星系的一生中，强度可能会有所变化，但连续爆发之间没有大的间隙。核心氦燃烧恒星的红团的结构与从主序星和次巨星区推断的大量中间年龄人口相一致。尽管狮子座I缺乏气体，但CMD清楚地表明，恒星的形成一直持续到1 Gyr前，可能直到几百万年前，在银河系的中心部分。
1998-11-08 astro-ph
The z=0 Galaxy Luminosity Function: I. Techniques for Identification of Dwarf Galaxies at ~10 Mpc
我们提出了一个程序，以研究在~10 Mpc的狮子座I和后发座I集团的星系光度函数（GLF）。我们已经在狮子座I测量了7平方度，在昏迷I测量了11平方度。在本文中，我们详细介绍了我们所发展和实现的从形态学上识别低表面亮度，M_R < -10的矮星系的方法。我们还描述了大量的人工星系的蒙特卡罗模拟，我们使用它来调整我们的检测算法，并评估我们的检测效率和参数恢复作为一个函数的μ R（0）和R_T。我们发现我们的狮子座I数据的一个子集，在90%的完整性水平，我们可以检测到媲美Antlia和Sculptor矮星。最后，我们描述了初步的后续观察，证实我们正在检测矮椭球在狮子座I在10百万秒差距。
2001-01-16 astro-ph
The evolved stars of Leo II dSph galaxy from near-infrared UKIRT/WFCAM observations
我们提出了一个在矮球状星系Leo II演化的恒星星族的研究，基于JHK的观测与近红外阵列WFCAM在UKIRT望远镜。结合新的数据与光学数据，我们从它们的V-Ks颜色中得到了单个红巨星的全球金属丰度[M/H]分布的光度估计。我们使用新的数据来推导出一个几乎完整的样本的渐近巨星分支（AGB）在狮子座II星的属性。使用近红外双色图，我们能够从银河系前景恒星中获得清晰的分离，并区分富碳和富氧的AGB恒星。我们模拟的JHKs数据与TRILEGAL人口合成代码连同最新的热脉冲AGB模型，并使用恒星形成的历史来自独立的工作的基础上深HST测光。缩放后的质量的狮子座II模型的观察到的数量上RGB的恒星，我们发现，目前的模型预测太多的O-丰富的TP-AGB恒星的光度较高，由于可能低估的质量损失率在低金属丰度，和/或其程度的昏暗的星周尘埃。另一方面，TP-AGB模型能够很好地再现观测到的碳星的数量和光度，这表明在该星系中，质量最小的恒星变成碳星的质量应该低至~ 1M_sun。
2008-05-06 astro-ph
Multiple dynamical components in Local Group dwarf spheroidals
本星系群的矮球状体（dSph）卫星长期以来被认为是简单的球状体，嵌入在扩展的暗物质晕中。然而，最近，空间和运动学上不同的恒星星族存在的证据已经积累。在这里，我们研究的影响，这些组件嵌入在冷暗物质晕的矮星系的动力学模型。首先，我们构建一个模型的仙女座II，一个dSPH卫星的M31显示空间上不同的恒星组件的证据。我们发现，两个组件的模型预测的整体速度色散曲线，保持近似恒定的$\sim 10 - 11$公里的$^{-1}$出$\sim 1$千秒差距的中心，这是尽管广泛的运动学和空间差异的两个单独的组件。两个分量的存在也可能有助于解释其他dSphs的速度弥散分布中的奇异现象;我们表明，在趋于平稳之前从中心向外上升的速度弥散分布--如狮子座I、天龙座和天炉座的速度弥散分布--可能是从一个动力学上冷的、集中的成分逐渐过渡到第二个、更热的、空间上更扩展的成分的结果，都在同一个黑暗的光晕中处于平衡状态。具有两个恒星组成部分的矮星系通常具有双麦克斯韦方程很好描述的尖峰线速度分布。有趣的是，我们发现，多个平衡组件也可以提供一个潜在的替代起源的“潮外”恒星（通常归因于潮汐效应）的情况下，确证的证据可能缺乏潮汐。
2007-06-21 astro-ph
VLT/UVES Abundances in Four Nearby Dwarf Spheroidal Galaxies: II. Implications for Understanding Galaxy Evolution
我们利用VLT-UT 2上的紫外光吸收光谱仪，拍摄了附近四个矮球状星系（玉夫座、天炉座、船底座和狮子座I）中心的15颗红巨星的光谱。我们测量了这些低质量恒星中许多元素的丰度变化，年龄范围为1- 15 Gyr。这意味着我们可以有效地测量这些星系随时间的化学演化。我们的研究结果表明，随着年龄的增长，金属丰度有显著的分布，但总体趋势与过去10- 15 Gyr封闭（或泄漏）盒化学演化情景的预期一致。我们注意到，这些星系中的每一个都显示出所有测量元素的大致相似的丰度模式。这表明，尽管恒星形成的历史范围很大，但化学演化随时间的进展相当一致。这些星系似乎有相似的初始条件，并以相似的方式演化，即使在不同的时间，恒星形成的速率也是一致的。通过我们精确的测量，我们发现了与恒星形成历史变化相关的丰度变化的证据。α元素表明dSph的化学演化没有受到非常高质量恒星（>15-20 Msun）的影响。我们在矮球状星系中测量的恒星丰度模式与我们银河系的圆盘、凸起和内晕中通常观察到的恒星丰度模式有很大不同。这表明，不可能从这些矮球状星系中形成的恒星中构建我们银河系的重要部分，这些矮球状星系随后合并到我们自己的星系中。任何涉及dSph的合并场景都必须发生在非常早期的宇宙中，而它们仍然富含气体，因此大部分质量转移是气体，很少有恒星。
2002-11-08 astro-ph
Chemical Evolution Models of Local dSph Galaxies
我们计算的化学演化模型的4矮球状卫星的银河系（船底座，小熊座，狮子座I和狮子座II），可靠的非参数恒星形成的历史已经推导出来。通过这种方式，独立获得的恒星形成历史被用来约束我们正在处理的系统的演化。这使我们能够获得强有力的推断，这些系统的气体流入，气体流出和全球金属丰度等关键参数的星系演化的历史。然后，我们可以追踪形成的恒星的金属丰度和丰度比，系统内任何时候存在的气体以及气体喷射的细节，与星系环境的富集有关。我们发现，星系显示一个单一的恒星形成爆发（小熊座和狮子座II）需要一个黑暗的晕稍大，目前的估计其潮汐半径，或存在的金属丰富的选择性风，这可能会带走大部分的能量输出的超新星之前，这可能会相互作用和加热的气体内容，气体被保留，直到观察到的恒星星族已经形成。然而，显示出延长的恒星形成历史的系统（船底座和狮子座I）与其潮汐有限的暗晕提供了必要的引力势阱以保留其气体的想法是一致的。这些系统中恒星形成的复杂时间结构仍然难以理解。对小熊座详细丰度比的观测强烈表明，这个星系的恒星形成历史实际上可能类似于船底座或狮子座I所呈现的复杂图像，但定位于非常早期的时代。
2002-03-07 astro-ph
The Magellanic Group and the Seven Dwarfs
麦哲伦星云是一群矮星系中最大的成员，它们在晚些时候进入银河系（MW）晕。这一群以大麦哲伦星系为主，在吸积和潮汐破裂之前，其质量约为银河系的4%，但约有70%的已知矮星绕着MW轨道运行。我们的理论解决了许多与矮星系有关的星系形成中的突出问题。首先，它可以解释平面轨道配置填充一些dSphs在MW。第二，它提供了一种机制，照亮矮星系的一个子集，再现的累积圆速度分布的卫星在MW。最后，我们的模型预测，大多数矮星将与其他矮星一起被发现。最近发现的狮子座V（Belokurov et al. 2008），狮子座IV的矮球状伴星，以及附近的矮星协支持了我们的假设。
2008-09-22 astro-ph
VLT/UVES Abundances in Four Nearby Dwarf Spheroidal Galaxies: I. Nucleosynthesis and Abundance Ratios
我们利用VLT-UT 2上的UVES拍摄了玉夫座、天炉座、船底座和狮子座I矮球状星系中的15颗红巨星的光谱。我们测量了α，铁峰，s和r-过程元素的丰度。在我们的样本中，没有dSph巨星显示出几乎所有球状星团中都存在的深度混合丰度模式。在一个给定的金属丰度，dSph巨星表现出较低的[el/Fe]丰度比的α元素比恒星的星系晕。这可能是由于缓慢的恒星形成速率和Ia型SN的贡献，和/或小的恒星形成事件（低总质量）和质量依赖的II型SN产量。这些星系之间的偶数Z [EL/Fe]比的差异，以及S& R过程元素的演化差异被解释为它们的恒星形成历史。dSPh丰度与星系晕的丰度比较，揭示了一些差异。特别是，我们发现的恒星模仿了Nissen & Shuster（1997）发现的富含金属、高R_max、高z_max晕星的丰度模式，支持了他们的观点，即破坏的dSph可以解释高达50%的富含金属的晕。与贫金属的星系晕的比较显示，大多数贫金属的星系晕不可能是由类似于这些dSph的物体形成的。最后，我们使用dSPH丰度的核合成的起源，包括铜和锰，这是更一致的金属丰度依赖SN产量比更常见的假设SN Ia生产新的限制。
2002-11-08 astro-ph
Local Group Dwarf Galaxies and the Fundamental Manifold of Spheroids
基本流形（FM）是基本平面理论的一个扩展，它考虑了有效半径r_e内质光比随尺度的连续变化，包含了从矮椭圆星系到星系团内恒星星族的所有以球状体为主的恒星系统。在这里，我们发现，本星系群矮椭球和矮椭圆星系，探测FM关系大约一个十年比以前的工作，在FM的外推。当与早期的数据相结合时，这些本群矮星证明了经验流形在r_e的近四个数量级上的有效性。流形上星系轨迹的连续性，更具体地说，像M 32这样的矮椭圆星系和像狮子座II这样的矮椭球体在FM上的重叠，意味着矮椭球体与它们更大质量的对应物属于同一个椭球体家族。唯一显著的异常值是小熊座和天龙座。我们探讨这两个星系的偏差是否反映了在低光度的经验关系的连贯性故障，而是这两个对象的个别动力学特性。我们讨论了我们的研究结果的最低质量的星系如何形成的一些影响。
2006-03-17 astro-ph
The Metamorphosis of Tidally Stirred Dwarf Galaxies
本文采用高分辨率N-Body/SPH方法模拟了在银河系大质量暗物质晕中沿束缚轨道运动的旋转支撑矮不规则星系，结果表明，矮星系模型的盘面密度和暗物质晕的质量和大小与冷暗物质宇宙演化的预测一致。我们发现，银河系的强潮汐场决定了严重的质量损失，在他们的晕和磁盘，并诱导酒吧和弯曲的不稳定性，将低表面亮度的矮星（LSB）到矮椭球（dSphs）和高表面亮度的矮星（HSB）到矮椭圆（dEs）在不到10 Gyr。最后的残留物的中心速度分散的范围是8-30公里/秒，其最终的$v/σ$下降到值$< 0.5$，以及匹配的运动学的早期型矮星。这种转变需要矮星系的轨道时间是$\simlt 3-4$ Gyr，这意味着它的晕圈与星系形成的分级模型所预测的一样大，而且延伸得很广，从而解释了银河系中最远的dSPh卫星狮子座I和狮子座II的起源。只有中心暗物质密度与天龙座和小熊座一样高的矮星才能在银河系附近存活10 Gyr：这在分层模型中自然实现，其中致密天体由于其早期形成时代而应该具有较小的轨道时间。部分气体被剥离，部分由于棒而被漏斗状地输送到中心，在HSB中产生一个强烈的恒星形成爆发，在LSB中产生较小的多个爆发。扩展的低表面亮度恒星流和气体流源自LSB，当沿着视线投射时，可能导致高估束缚残余物的质光比$\simlt 2$，
2001-03-27 astro-ph
