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
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
Stellar kinematics in the remote Leo II dwarf spheroidal galaxy -- Another brick in the wall
我们提出了远程（d= 233 kpc）银河矮球状（dSph）星系狮子座II的预计速度色散分布，基于171离散恒星径向速度，从中分辨率光谱使用FLAMES/GIRAFFE摄谱仪在欧洲南方天文台，智利。在我们探测到该星系恒星边界的数据的整个径向范围内，具有良好成员概率的恒星的色散轮廓基本上是平坦的，振幅为6.6 ± 0.7 km/s。我们没有发现任何明显的旋转或速度不对称的证据，这表明潮汐效应不能用来解释狮子座II的属性。从基本的质量模型出发，利用金斯方程，我们推导出了极限半径为（2.7+-0.5）10^7兆太阳的质量和27-45太阳单位的全球质量与光的比率，这取决于采用的总光度。核心晕配置文件和温和的切向速度各向异性量被发现占以及狮子座II的观察到的运动学，虽然我们不能排除的可能性，一个尖状晕径向变化的速度各向异性。总而言之，这个星系表现出的暗物质特性似乎与银河系的其他dSph卫星一致，即晕质量分布与中央核心一致，总质量与其他dSph中常见的质量尺度相似。
2007-04-25 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
Dwarf Novae with Newly Determined Parallaxes: Model Analyses of VY Aquari, RU Pegasi, and T Leonis
使用新确定的矮新星的爆发，我们推导出的VY Aqr，RU Peg和T狮子座和T狮子座在平静期间的爆发吸积率。两个短周期的矮新星，VY Aqr和T狮子座，表现出良好的协议，光学厚的稳态吸积盘的爆发，而RU Peg显示出显着偏离稳态盘。我们已经确定，白矮星T狮子座有T $_{eff} = 16,000 \pm 1000$ K，一个值符合长期压缩加热时，引力波排放驱动质量转移。狮子座T中的白矮星的温度与其他WZ Sge类矮星新星的温度范围相同。
2004-08-18 astro-ph
Luminosity-Diameter Relations for Globular Clusters and Dwarf Spheroidal Galaxies
结果表明，银河系的球状星团和矮球状星团具有不同的扁平值分布，它们似乎占据了M_v与log R_h平面的相邻区域，这些区域可以被称为Shapley线的东西分开。令人惊讶的是，银河系的典型矮球状星团比一般的银河系球状星团要暗。
2008-07-17 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
Proper Motions of Dwarf Spheroidal Galaxies from Hubble Space Telescope Imaging. III: Measurement for Ursa Minor
本文介绍了一个测量自行的小熊座矮球状星系确定的图像与哈勃太空望远镜在两个不同的领域。
2005-03-29 astro-ph
Surface Brightness Profiles of Three New Dwarf Spheroidal Companions to M31
利用新发现的M31的三颗矮椭球伴星And V、VI和VII的CCD图像，提取了它们的表面亮度剖面和总星等。利用Armandroff et al.（1998 & 1999）和Grebel & Guhathakurta（1999）提供的距离模，这些星系的光度与其他本星系群矮椭球体相似，特别是V与Draco & UMi的光度相似，即，是已知的最微弱的在光度-金属度关系中，And V的金属度比预期的要高得多。
1999-05-24 astro-ph
Detailed Composition of Starts in Dwarf Spheroidal Galaxies
一个参考的评论文件，其中包括高分辨率丰度dSPH星系。
2003-10-20 astro-ph
The Chemical Composition of Local Group Dwarf Spheroidals
我将回顾VLT光谱学的进展，大量的单个恒星在附近的矮球状星系。这种光谱学使我们能够获得详细的了解化学和动力学性质的解决恒星星族在这些附近的系统。
2005-06-21 astro-ph
Stellar Velocity Dispersion of the Leo A Dwarf Galaxy
我们测量了狮子座A矮星系的第一个恒星速度色散，σ= 9.3 ± 1.3km/s。我们从Leo A中心区域的10颗年轻B超巨星和两个HII区的径向速度导出了速度色散。我们估计，在2弧分半径范围内的投影质量为8 +- 2.7 x10^7太阳质量，质光比至少为20 +- 6 M_sun/L_sun。这些结果意味着狮子座A至少有80%的质量是暗物质。
2007-05-08 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
Dormant dwarf spheroidal galaxies, deactivated by Type Ia supernovae
一些矮球状星系经历了许多Gyrs长时间没有恒星形成。我们发现，Ia型超新星，形成于第一代恒星，可以延迟恒星形成的第二个时代的几个陀螺，如果在矮球状体的总气体质量小于$10^8 M_{\odot}$。细节取决于假设的Ia型超新星模型和在第一个人口中形成的恒星的质量分数。这种情况要求矮椭球体被暗物质晕所限制，否则加热的气体会由于潮汐效应和星系风而丢失。如果Ia型超新星在加热矮球状体中的气体方面发挥了重要作用，那么它们也应该在没有恒星形成的时期增加了铁的丰度。随后的恒星世代开始时[Fe/H]应该比上一代发现的最富铁的恒星更高。
1996-03-17 astro-ph
HI Observations Towards the Sagittarius Dwarf Spheroidal Galaxy
我们已经测量了银河系HI的21厘米线超过50平方度的人马座矮球状星系的方向。数据显示没有证据表明HI与矮椭球体有关，矮椭球体可能被认为类似于麦哲伦流，因为它在位置和速度上都与大麦云云有关。HI数据也没有显示任何证据表明银河系盘气体中的扰动，可以明确地分配到与矮星系的相互作用。这里显示的数据将人马座矮星速度下的HI质量限制在银河系纬度-13度和-18度之间约18平方度的范围内<7000太阳质量。
1999-08-02 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
Proper Motions of Dwarf Spheroidal Galaxies from Hubble Space Telescope Imaging. IV: Measurement for Sculptor
本文介绍了利用哈勃空间望远镜成像摄谱仪在成像模式下拍摄的图像对玉夫座矮球状星系自行的测量。
2006-01-24 astro-ph
The mass content of the Sculptor dwarf spheroidal galaxy
我们提出了一个新的确定的质量含量的玉夫座矮球状星系，基于一种新的方法，考虑到两个不同的恒星星族存在于这个星系。这种方法有助于部分打破众所周知的质量各向异性简并存在于压力支持恒星系统的建模。
2008-07-15 astro-ph
Dwarf Spheroidal Galaxies : Keystones of Galaxy Evolution
矮球状星系是最不起眼的河外恒星系统，就其可见度而言，但就其在更明亮星系的形成和演化中的作用而言，可能非常重要。我们讨论了目前的观测数据及其对矮星系和巨星系的形成和演化理论的影响。这些低表面亮度系统的推定暗物质含量特别令人感兴趣，因为它们的化学演化也是如此。对隐藏在我们银河系恒星后面的新矮椭球体和那些不受巨型星系束缚的矮椭球体的调查可能会为这一独特类别的星系的起源提供新的线索。
1994-11-16 astro-ph
Parametric Dwarf Spheroidal Tidal Interaction
本星系群矮椭球星系与银河系的潮汐相互作用可以从根本上影响它们的动力学性质。这里开发的模型扩展了以前的dS-MW潮汐相互作用的数值描述。我们探讨了dS系统在圆形或椭圆MW轨道的参数振荡器的框架下的动力学演化。建立了解析模型，并与更一般的数值解和N体模拟实验进行了比较。
2003-02-21 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
Young Globular Clusters and Dwarf Spheroidals
星系晕主体中的大多数球状星团几乎是同时形成的。然而，矮球状星系中的球状星团的形成似乎已经延长了哈勃时间的很大一部分。这表明，在星系晕主体中抑制球状星团晚期形成的因素在矮球状星系中并不起作用。在R_{GC} > 15 kpc处存在大量的“”球状体，可能是因为假设这些天体中有许多是在类似人马座（但不是类似天炉座）的矮球状星系中形成的，后来被银河系的潮汐力摧毁。在波江座、帕洛玛1、3、14和泰山7号球状星团周围寻找其母矮椭球体的低光度遗迹将是一件有趣的事情。此外，多色测光可以用来寻找超星协的残余物，外晕球状星团最初就形成于超星协内部。这样的包层被认为是在内晕中被潮汐剥离的球状星团。
1999-10-13 astro-ph
The Impact of External Tidal Fields on the ISM of Dwarf Spheroidals
结果发现，对于三个矮球状星系-玉夫座，杜鹃座，鲸鱼座-有一个相关联的HI气体的分布和投影的潮汐轴方向之间的对应关系。数值流体动力学模拟证实了以下的假设：超新星Ia的爆炸将大部分的星际介质移到了矮星系潮汐半径之外，大部分的物质都存在于沿着主潮汐轴运动的云中。
2000-09-06 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
Environmental effects on the structure of the Dwarf Spheroidal Galaxies
我们银河系的矮球状卫星的中心表面亮度（$μ_V(0)$）与它们到银河系中心的距离（$R_{GC}$）有关。这一观测证据表明，环境效应可能会强烈影响其结构。这一建议得到了一个明确的二元相关性的进一步支持，该相关性将$μ_V(0)$与绝对积分星等$M_V$和$R_{GC}$的线性组合联系起来，这似乎也被M31椭球体所共享。本文还简要地讨论了椭圆星系的基本面和矮椭球体的暗物质含量的可能意义。
1995-09-15 astro-ph
Full-Fledged Dwarf Irregular Galaxy Leo A
我们已经研究了狮子座A -孤立的和非常丰富的气体矮不规则星系非常低的恒星质量和金属丰度。狮子座A中的恒星星族的年龄从~ 1000万年到~10千兆年不等。在这里，我们报告发现了一个古老的恒星晕和一个尖锐的恒星边缘。我们还发现了恒星的分布延伸到星系的气体包层之外。因此，狮子座A的结构以及恒星和气体含量被发现类似于大质量盘星系。这意味着恒星质量非常低的星系也能够发展出复杂的结构，挑战了当代对星系演化的理解。
2004-05-17 astro-ph
The central density cusp of the Sagittarius dwarf spheroidal galaxy
本文分析了人马座矮球状星系中心区域的密度分布。观测到Sgr星的密度增强。检测到的尖瓣的峰位置与M54的中心无法区分。尖点的光度特性与在矮椭圆星系的核中观察到的完全一致，表明Sgr dSph将独立于其中心的M54的存在而作为有核星系出现。
2004-11-04 astro-ph
The internal kinematics of dwarf spheroidal galaxies
综述了本星系群矮球状星系运动学观测的现状。这些数据的动力学建模的各种方法进行了讨论，并提出了一些一般功能的dSPH暗物质晕的基础上简单的质量模型。
2006-02-08 astro-ph
Modeling star formation in dwarf spheroidal galaxies: a case for extended dark matter halos
我们提出了一个简单的模型，矮球状星系的形成，其中恒星被假定为已形成的等温气体在流体静力平衡内扩展的暗物质晕。在排出剩余的气体后，恒星系统在暗物质晕内经历了动力学弛豫。这些模型可以充分描述三个（天龙座，雕刻家，船底座）的四个银河系矮球状卫星的观测特性，本文研究。我们认为，第四个星系（天炉座），这不能很好地与我们的模型，观察到所有的方式，其潮汐半径。我们的最佳拟合模型的维里质量约为10^9 M太阳，晕形成红移与这些矮星中最古老的恒星的年龄一致，内部暗物质密度分布较浅（伽马斜率为-0.5. 0）。气体的推断温度约为10^4 K。在我们的模型中，在一些矮球状星系附近观测到的“潮外”恒星是引力束缚在星系上的，是扩展的恒星晕的一部分。由此推断的维里质量使得银河系矮椭球体的质量足以缓解LCDM宇宙学中的“卫星失踪”问题。
2005-02-06 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
SDSS Catalog of Stars in the Draco Dwarf Spheroidal Galaxy
斯隆数字巡天（SDSS）已经扫描了包含天龙座矮球状星系的整个区域，达到23等g*。我们提出了一个星表中发现的一个453平方角分，椭圆形区域为中心的天龙座矮球状星系。星表中的对象与以前发布的五个星表相匹配。星表包含5634个天体的SDSS测光，以及与其他星表匹配的测光。星表之间的测光比较允许我们确定142个候选变星。112个可疑的变量的颜色与RR Lyonis变量一致。
2003-01-10 astro-ph
The Globular Clusters of Dwarf Spheroidal Galaxies
讨论了人马座矮椭球体可能是在银河系外晕中形成的塞尔-津恩碎片的可能性。支持这一假说的论据是：（1）人马座和外晕（Rgc > 80 kpc）中的球状星团的光度分布似乎是双峰的，峰值在MV ~ -5和MV ~-10附近;（2）人马座和外晕中的球状星团的年龄分布明显大于银河系内晕中的球状星团。然而，一个相反的论点是，与Sgr相关的四个球状星团中只有一个具有大的半光直径，这是外晕星团的特征。所有比MV = -12暗的本星系群矮球状星系中都没有球状星团，这表明它们的特定球状星团频率一定低于天炉座矮球状星系。这一结果表明，天炉座可能有一个不寻常的进化历史。
1998-08-14 astro-ph
Radial Velocities of Dwarf Spheroidal Galaxies in the M81 Group
本文介绍了对M81星系群中4个矮球状星系的长缝观测。通过与模板星的互相关，我们得到了DDO 78中心附近候选球状星团的日心速度为+55 +-10 km/s。我们估计在K 61中看到的HII区域的日心径向速度为-116 +- 21 km/s。K64中心附近的一个红色漫射天体被发现是一个遥远的星系，其日心速度为+46530 km/s。
2001-11-29 astro-ph
The Mass-to-Light Ratios of the Draco and Ursa Minor Dwarf Spheroidal Galaxies. II. The Binary Population and Its Effect in the Measured Velocity Dispersions of Dwarf Spheroidal Galaxies
我们使用了一个大的径向速度在小熊座和天龙座矮球状星系搜索双星，并推断二进制频率。在我们样本中的118颗恒星中，有6颗是速度变量，其$χ^2$概率低于0.001。我们使用模拟我们的观测的蒙特卡罗模拟来确定我们的观测发现双星的效率。我们对天龙座和乌米星分叉处附近恒星的双星频率的最佳估计（尽管很不确定）是在一年周期附近的每十年周期0.2- 0.3颗，这是在太阳附近发现的3- 5个$\times$。这个频率是足够高的双星可能会显着影响测量的速度色散的一些矮球状星系根据以前的一些数值实验。然而，在进行我们自己的实验的过程中，我们发现以前的工作无意中高估了双星的轨道速度。我们的第一套模拟的影响，二进制的基础上观察到的分散在个人的速度测量的多观测天龙座和小熊座恒星。与测量到的速度色散相比，这种散射很小，因此双星对色散的影响很小。这一结果得到了我们的第二组实验的支持，这是基于一个模型的二进制人口归一化的观测到的二进制频率在天龙座和小熊座。我们的结论是，双星没有显着的影响，任何矮球状星系的测量速度色散和推断的质光比。
1995-10-31 astro-ph
The mass of dwarf spheroidal galaxies and the missing satellite problem
我们提出的结果，从一套N体模拟的潮汐剥离的两个组成部分的矮星系，包括一些恒星和暗物质。我们表明，最近的运动学数据从本地组矮球状（dSph）星系表明，dSph星系必须有足够的质量（$10^9 - 10^{10}$ M $_\odot$），潮汐剥离是不重要的恒星。我们讨论了这些大规模dSph星系的宇宙学和星系形成的影响。
2005-05-11 astro-ph
Comparing the old Stellar Population in Globulars and Dwarf Galaxies: The Cases of Phoenix and Leo A
由于它们的恒星形成历史（SFH），矮星系（DG）中的恒星星族可能具有金属丰度分布，最好通过红巨星分支（RGB）的形态来追踪。我们在这里探索一个纯粹的经验方法，旨在估计平均金属丰度（Z）和Z传播的比较颜色-星等图（CMD）的星系球状星团（GC）与两个DG：狮子座A（HST数据）和Phoe（VLT Fors 2数据）。
2002-09-13 astro-ph
Origin of Two Distinct Populations in Dwarf Spheroidal Galaxies
利用高分辨率宇宙学数值模拟方法研究了第一批高红移星系的化学和运动学性质，并与Tolstoy等人最近对玉夫座矮球状星系的观测结果进行了比较，他发现了两种截然不同的恒星星族：金属丰度较低的恒星比金属丰度较高的恒星在空间上延伸得更广，速度色散也更大。我们的计算再现这些意见作为一个陡峭的金属丰度梯度的结果，在一个单一的人口，引起的耗散崩溃的气体成分。我们还预测强烈的[N/O]增强在矮球状体中的最低金属丰度的恒星，由于优先保留从中等质量的恒星喷出的气体相比，II型超新星。
2006-03-27 astro-ph
The Nuclear Structure of the Sagittarius Dwarf Spheroidal Galaxy
我们提出了一个研究的人马座矮球状星系（Sgr）的中心部分。我们发现在M~54（以下简称NS）附近有一个明显的超密度的Sgr星。NS是一个很好的King模型，它具有典型的矮椭圆核的特征。这是否意味着M~（54）已经螺旋进入NS的势阱，或者说M~（54）是真正的核，NS已经形成在它的势阱中，仍然是一个有待解决的问题。
2003-09-02 astro-ph
Numerical simulations of the metallicity distribution in dwarf spheroidal galaxies
最近的观测表明，在银河系的矮球状卫星中，金属丰度非常低的恒星数量很少，尽管这些系统中恒星的平均金属丰度很低。我们进行数值模拟的恒星形成和金属富集的矮星系，以验证这一结果是否可以复制与“标准”的假设。答案很可能是否定的，除非观测中存在对金属丰度非常低的恒星的选择偏差。
2006-12-08 astro-ph
The Kinematics of Dwarf Spheroidal Galaxies
我回顾观测数据的运动学性质的矮球状星系的晕的银河系和超越。目前的数据证实了以前的说法，这些星系有异常大的中心速度色散。“简单”的偏差来源，如双星，内部大气运动，测量误差，小样本量不能解释所有dSph系统中的大分散措施。最近的数据表明，在一些这样的矮星的速度色散剖面是平坦的，以他们的经典潮汐半径。我讨论了如何这些结果可以（或不能）通过调用各种不同的模型，包括经典的暗物质晕，潮汐破坏和MOND理解。
1997-01-21 astro-ph
Chemical abundances of RGB-Tip stars in the Sagittarius dwarf Spheroidal galaxy
我们提出了初步的铁丰度和$α$元素（Ca，Mg）丰度比的样本22红巨星分支（RGB）在人马座矮球状星系（Sgr），选择附近的RGB-提示。该样本代表Sgr优势种群。平均铁丰度为[Fe/H]=-0.49。$α$元素丰度比略低于太阳，与Bonifacio等人最近提出的结果一致。(2004，A&A，414，503）。
2004-10-29 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
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 counterparts of Local Group dwarf spheroidals in nearby clusters
在这篇文章中，我们报告了在天炉座星系团的核心发现矮椭球体（dSphs）。它们的光度特性--像星等、颜色、表面亮度--与本星系群dSphs非常相似。然而，在一个给定的总星等下，天炉座的dSphs似乎比它们的本星系群对应的星等更长。麦哲伦望远镜拍摄的深宽视场图像的表面亮度波动测量已经证实了几个矮星系候选者在天炉座的成员资格。对这些图像的分析也证实了天炉座dSphs的光度函数的平坦昏暗的末端斜率，这与λ CDM理论中预期的大量与矮星系相连的小暗物质晕相矛盾。在长蛇座I和半人马座星系团中也发现了矮球状体。对它们光度特性的初步分析表明，它们遵循与天炉座和本星系群相似的标度关系。
2005-05-10 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
Variable stars in Fornax dwarf spheroidal galaxy
我们目前的第一个变星搜索的领域和球状星团的天炉座矮球状星系的结果。变星是使用图像减法技术（Alard，2000年）根据欧洲南方天文台2.2米和麦哲伦6.5米望远镜获得的时间序列数据确定的。变星样本包括天琴座RR型变星、矮造父变星和反常造父变星。本文对天炉座变星的脉动特性（周期、光变曲线、周期-振幅关系和奥斯特霍夫型分类）进行了详细的讨论。
2005-07-11 astro-ph
Dwarf-spheroidal satellites: are they of tidal origin?
银河系和仙女座星系一定是在最初的子结构合并时期形成的。由于基本的物理守恒定律，潮汐矮星系（TDGs）可能已经产生。在这里，我们表明，这样的TDGs出现后，哈勃时间的动态演化的主机暗物质晕，作为对象，类似于已知的dSph卫星星系。我们讨论的可能性，银河系的一些卫星可能是潮汐起源。
2007-01-10 astro-ph
Light-weight Local Group Dwarf Spheroidal Galaxies
对于本星系群矮球状星系天龙座（Dra）和小熊座（UMi）的动力学和形态学，一个简单而自然的解释是，它们是没有显著暗物质成分的弱束缚恒星系统。一个温和的，但持久的，银河系（MW）潮汐已经离开他们在目前的运动学和形态状态。这篇简短的论文回顾了参数潮汐相互作用模型，占他们的行为，并讨论了新的统计证据，从观察到的恒星分布在Dra这意味着它的总质量是不占主导地位的无碰撞暗物质（DM）。
2003-09-06 astro-ph
