Magnetic White Dwarfs from the SDSS II. The Second and Third Data Releases
从2002年中期到2004年底，包括数据发布2和3，斯隆数字巡天（SDSS）的光谱观测已经确定了52颗磁性白矮星。虽然没有第一次数据发布的发现那么多，也没有那么多样化，但该集合展示了从1.5 MG到~ 1000 MG的极场强度，并包括两个新的不寻常的原子DQA例子，一个分子DQ和五颗在500 MG以上的磁场中显示氢的恒星。磁场最强的例子SDSSJ 2346 +3853可能是迄今发现的磁性最强的白矮星。光度数据的分析表明，磁性样品跨越了与SDSS中的白矮星相同的温度范围，并且支持了先前的说法，即磁性白矮星往往比它们的白矮星具有更大的质量。这一趋势的一个明显例外是明显低重力的物体SDSSJ 0933 +1022，它可能有一个近距离的双星伴星。
2005-05-04 astro-ph
Post Common Envelope Binaries from SDSS. V: Four eclipsing white dwarf main sequence binaries
我们将SDSS 011009.09 +132616.1、SDSS 030308.35 +005444.1、SDSS 143547.87 +373338.5和SDSS 154846.00 +405728.8确定为四颗来自斯隆数字巡天的食白矮星加主序星（WDMS）双星，并报告了对这些系统的后续观测。轨道周期和星历表已由多季测光确定。SDSS 1435 +3733，Porb= 3 h，是所有已知食WDMS双星中轨道周期最短的。获得了时间分辨的光谱观测结果，并测量了所有四个系统中二级星的径向速度。光谱分解/拟合技术，然后被用来确定白矮星的有效温度和表面重力，以及伴星的光谱类型。我们使用光曲线建模代码来进一步约束所有系统中组件的质量和半径。所有三颗DA白矮星的质量都在Mwd~0.4- 0.6 Msun之间，符合密近双星演化的预期。SDSS 0303 +0054中的DC白矮星的质量Mwd> 0.85 Msun，这使得它的质量对于一个后共包层系统来说是不寻常的。我们的新发现使已知的食WDMS双星的数量增加到14个，我们发现这个样本中的平均白矮星质量为<Mwd>=0.57+/-0.16 Msun，仅略低于单个白矮星的平均质量。绝大多数的食WDMS双星都含有低质量（<0.6 Msun）的次级恒星，最终将为校准低质量主序星和白矮星的质量-半径关系提供有价值的观测输入。
2008-12-15 astro-ph
Detection of brown dwarfs by the micro-lensing of unresolved stars
在黑暗的星系晕中存在的褐矮星可以通过它们的引力透镜效应探测到，正在进行的实验监测大约一百万颗恒星，每年观察几次透镜事件。我们指出，如果对来自星系的光子通量进行精确测量，就不需要分辨恒星，而且可以观测到更多的事件。
1992-11-04 astro-ph
Near-Infrared Spectroscopy of the Cool Brown Dwarf, SDSS 1624+00
使用斯巴鲁望远镜，我们获得了冷棕矮星SDSS 1624+00的多个近红外光谱，以寻找80分钟时间跨度内的光谱变化。我们已经发现了整个观测过程中水汽吸收的可疑变化，这需要通过更长的时间基线来确认。将谱线叠加后，得到了覆盖1.05 ~ 1.8 μ m的高质量谱线。水汽带、甲烷带和J带KI线三种光谱指标表明，SDSS 1624+00比G1 229 B更温暖和多尘。
1999-12-28 astro-ph
An Infrared High Proper Motion Survey Using 2MASS and SDSS: Discovery of M, L and T Dwarfs
对2微米全巡天和斯隆数字巡天的搜索发现了36个以前未知的高自行天体，J<17。它们的红色光学颜色表明27颗是M型矮星，8颗是早型L型矮星，1颗是晚型T型矮星。L型矮星的J-Ks颜色接近已知L型矮星的极值，这表明以前使用颜色作为选择标准的L型矮星调查可能有偏差。对6颗矮星的近红外光谱分析证实它们都是晚型的，光谱类型从M8到T4。光谱学也显示，一些L型矮星的光谱显示出与其他特殊的“蓝色”L型矮星相似的特殊特征，这可能表明这些矮星有相对无凝结物的大气层，或者可能是贫金属的。测光距离估计表明，新发现的M、L和T矮星中有22颗位于太阳100 pc以内，而新发现的T矮星2 MASS J10595185+3042059位于太阳25 pc附近。根据新发现的天体的颜色和自行，有几个似乎是很好的亚矮星候选者。我们还首次测量了观测到的超冷矮星的自行，包括SDSS J085834.42+325627.6（T1）、SDSS J125011.65+392553.9（T4）和2 MASS J15261405+2043414（L7）。
2008-10-17 astro-ph
Post Common Envelope Binaries from SDSS. I: 101 white dwarf main sequence binaries with multiple SDSS spectroscopy
我们提出了一个详细的分析，101白矮星主序星（WDMS）从斯隆数字巡天（SDSS）的多个SDSS光谱。我们检测到显着的径向速度变化，在18 WDMS，确定它们作为后共同包络二进制（PCEBs）或强PCEB候选人。严格上限的轨道周期计算，从0.43到7880天。由于稀疏的时间采样和相对较低的光谱分辨率的SDSS光谱，我们的研究结果意味着PCEB分数>=15%之间的SDSS数据库中的WDMS。使用光谱分解/拟合技术，我们确定了白矮星的有效温度和表面重力，质量，和二级恒星光谱类型的所有WDMS在我们的样本。根据WDMS光谱与白矮星模型和主序星模板之间的通量标度因子，得到了两个独立的距离估计。在我们的样本中，大约三分之一的系统显示出两个距离估计值之间的显着差异。在大多数不一致的情况下，基于第二颗星的距离估计太大。对这种现象的一个可能的解释是，我们从SDSS光谱中确定的二级恒星光谱类型系统性地过早了1-2个光谱类。这种行为可以用恒星活动来解释，如果冷暗斑覆盖了恒星的很大一部分，会提高斑点间区域的温度。最后，我们讨论了SDSS项目提供的WDMS样本的选择效果。
2007-07-27 astro-ph
A First Look at White Dwarf - M Dwarf Pairs in the Sloan Digital Sky Survey (SDSS)
我们在斯隆数字巡天（SDSS）中发现了109对g <20等的白矮星（WD）- M矮星对。对于每个系统，我们确定的WD小学和光谱类型的M矮中学的温度。利用H-α辐射作为M矮星色球层活动水平的代表，我们研究了活动水平和系统性质之间的相关性。与场M矮星（Hawley et al. 1996）相比，我们看到早期型恒星的活动比例略高，活动水平与场相似。我们在ARC 3.5米望远镜上进行了后续观测，以获得径向速度信息并寻找可能处于相互作用边缘的短周期双星。我们报告的一个系统与4.1小时的周期，和几个额外的系统与显着的速度变化。
2003-02-19 astro-ph
Studying distant dwarf galaxies with GEMS and SDSS
我们研究的颜色，结构特性，和恒星形成历史的样本~1600矮星超过回看时间~3 Gyr（z=0.002-0.25）。该样本由401个来自星系形态演化和SEDs（GEMS）调查的遥远矮星组成，该调查提供了高分辨率的哈勃太空望远镜（HST）高级巡天相机（ACS）图像和精确的红移，以及从斯隆数字化巡天（SDSS）编译的10-90 Mpc的1291个矮星。我们发现，GEMS矮星比SDSS矮星更蓝，这与恒星形成历史相一致，包括恒星爆发和连续恒星形成时期。光靠单一的星爆或持续的恒星形成是无法重现完整的色彩范围的。我们推导出GEMS矮星的恒星形成率，并估计完全去除其气体所需的机械光度。我们发现，大部分明亮的矮星很可能保留它们的气体，而较暗的矮星容易受到显着的气体损失，如果他们将经历一个恒星爆发。
2005-12-12 astro-ph
Photometry of the Magnetic White Dwarf SDSS 121209.31+013627.7
给出了SDSS 121209.31+013627.7的27小时时间序列光度测定结果。从光谱学建立的二元周期得到确认，并精确到0.061412 d（88.43分钟）。光度变化主要是由大约16 mmag的增亮所控制，持续时间略少于双星周期的一半。在V光、R光和白光中，振幅大致相同。在每个循环期间也可能存在二次小的亮度增加。我们推测SDSS 121209.31+013627.7可能是一个低态的极性分子。
2006-07-13 astro-ph
A Near-Infrared Spectroscopic Study of the Accreting Magnetic White Dwarf SDSS J121209.31+013627.7 and its Substellar Companion
与通常被称为SDSS 1212的磁性白矮星相关的过量近红外发射的性质主要通过光谱学进行研究，也通过光度学进行研究。在这个系统中推断的低质量的次级已被先前检测到的H $α$的排放和变化，和$1-2.5$ $μ$ m的光谱数据在这里是一致的存在下，晚L或早期T矮星。超过1.5 $μ$ m的相位平均光谱中看到的多余的磁通量与L8矮亚恒星同伴和回旋辐射在7 MG磁场充分建模。这个有趣的系统表现出几个典型的观测性质的极地，最有可能是一个老的相互作用的双星与磁白矮星和亚恒星施主在一个扩展的低状态。
2007-10-25 astro-ph
Analysis of the Hydrogen-rich Magnetic White Dwarfs in the SDSS
计算了磁场强度在1 ~ 1000 MG、温度在7000 ~ 50000 K范围内的富氢白矮星的光谱。通过最小二乘最小化方案与进化算法，我们已经分析了114个磁DA的光谱从SDSS（95个以前出版的加上14个新发现的SDSS内，5个SEGUE发现）。由于我们仅限于每个物体的单一光谱，因此我们仅使用中心磁偶极子或沿磁偶极子轴移动的偶极子。我们还统计研究了我们的样品的磁场强度和几何形状的分布。
2008-12-10 astro-ph
The Discovery of a Second Field Methane Brown Dwarf from Sloan Digital Sky Survey Commissioning Data
我们报告发现的第二场甲烷褐矮星的委托数据的斯隆数字巡天（SDSS）。该天体编号为SDSS J134646.45-003150.4（SDSS 1346-00），被选中是因为它的红色和恒星外观。它的光谱在0.8- 2.5mic之间，主要是H_2O和CH_4的强吸收带，与Gliese 229 B和SDSS 162414.37+002915.6（SDSS 1624+00）的光谱非常相似。SDSS 1346-00比Gliese 229 B暗约1.5等，这表明它距离太阳约11 pc。SDSS 1346-00在2.1 mic与1.27 mic下的通量比大于Gliese 229 B和SDSS 1624+00，这表明SDSS 1346-00的有效温度略高于其他。根据130平方米的搜索面积。°的在z* = 19.8的探测极限下，我们估计在40 pc ^3的搜索体积中，T_eff ~ 1000 K的甲烷褐矮星的空间密度为0.05 pc^-3。这一估计数是根据小样本统计得出的，应适当谨慎对待。
2000-01-09 astro-ph
Characterization of M,L and T dwarfs in the Sloan Digital Sky Survey
在斯隆数字巡天（SDSS）中发现的M、L和T矮星的大量样本已经被汇编。718颗矮星的样本包括677颗新天体（629颗M矮星，48颗L矮星）以及41颗先前已发表的天体。所有新的天体和一些先前发表的天体都有新的光谱，这些光谱是用SDSS摄谱仪或Apache Point Observatory 3.5 m ARC望远镜获得的。所有天体都有光谱类型和SDSS颜色;大约35%的天体也有由2 MASS或莫纳克亚山系统测量的近红外星等。我们用这个样本来表征的颜色-光谱类型和颜色-颜色的关系，晚型矮星的SDSS过滤器，并获得光谱和光度视差关系用于未来的研究的光度和质量函数的基础上SDSS数据。我们发现（i*-z*）和（i*-J）色对M和L矮星的光谱类型和绝对星等（M_i*）提供了很好的估计。我们对当前样本的距离估计表明，SDSS发现的早期M矮星约为1.5 kpc，L矮星约为100 pc，T矮星接近20 pc。T矮星的光度数据显示出较大的散射，因此对于光谱类型和距离估计不太可靠。
2002-04-12 astro-ph
The UV, Optical, and IR Properties of SDSS Sources Detected by GALEX
我们讨论的紫外线，光学和红外特性的SDSS源检测GALEX作为其全天成像调查早期释放观测的一部分。实际上，重叠区域的所有GALEX源都被SDSS探测到。GALEX源占这些领域内所有SDSS源的约2.5%，约一半是光学无法分辨的。大多数未分辨的GALEX/SDSS源是亮蓝色的关闭厚盘星，通常只在GALEX近紫外波段被探测到。剩下的未分辨源包括低红移类星体、白矮星和白矮星/M矮星对，这些在两个GALEX波段都探测到的光学未分辨源中占主导地位。GALEX探测到的几乎所有已分辨的SDSS源都比SDSS的“主”光谱极限更暗。这些源的颜色与蓝色（螺旋）星系的颜色一致（u-r<2.2），并且大多数都在GALEX的两个波段中被探测到。通过测量它们的紫外线颜色，可以比仅使用SDSS数据更准确和可靠地估计恒星形成历史。事实上，通过要求它们在远紫外波段比在近紫外波段更亮，可以从GALEX数据中稳健地选择最近（<2000万年）形成恒星的星系。然而，较老的星暴星系具有类似于活动星系核的紫外线颜色，因此不能仅根据GALEX通量明确地选择。利用2 MASS数据，我们构造并讨论了关断星、热白矮星、低红移类星体、旋涡星系和椭圆星系的紫外-光学-红外光谱能量分布。我们指出的高度相关性的紫外颜色和紫外光通量的贡献银河系探测到的紫外光-红外通量。
2005-05-16 astro-ph
SDSS J142625.71+575218.3: The First Pulsating White Dwarf with a Large Detectable Magnetic Field
我们报告了在独特的脉动碳大气白矮星SDSS J142625.71+575218.3中发现的强磁场。从MMT和Keck望远镜收集的光谱，我们推断的表面场的B_s ~1.2 MG，基于明显的塞曼成分中看到的几个碳线。我们还检测到存在的塞曼分裂的He I 4471线，这是一个指标的存在下，一个不可忽略的量的氦在大气中的这个热DQ星。这对于理解它的脉动是很重要的，因为非绝热理论揭示，在目标恒星的有效温度范围内，一定有一些氦存在于包层混合物中，以激发脉动模式。在目前已知的近200颗脉动白矮星中，这是第一颗具有可检测到的大磁场的恒星。我们认为SDSS J142625.71+575218.3是一颗相当于roAp星的白矮星。
2008-07-07 astro-ph
Magnetic White Dwarfs from the SDSS. The First Data Release
除了与河外宇宙有关的目标之外，斯隆数字巡天（SDSS）是识别具有不寻常光谱能量分布的恒星物体的有效工具。在这里，我们报告了在调查的头两年中发现的53颗新的磁性白矮星，其中38颗的数据在1500平方度的第一次数据发布中公开。发现的星等范围为16.3 < 20.5，根据先前已知的磁性白矮星的恢复率，SDSS的完整性似乎对B > 3 MG和g > 15的相当热的恒星很高。这些新天体几乎是已知磁性白矮星总数的两倍，其中包括极场强度B > 500 MG的例子，以及几个具有异国情调的大气成分的例子。改进的样本统计和均匀性表明，磁性白矮星的分布在~5-30 MG范围内有一个宽峰，尾部延伸到近10^9 G。极磁场B > 50 MG的退化星与Ap/Bp主序星的后代一致，但低磁场和中等磁场的白矮星似乎意味着另一种起源。尚未被发现的F型磁性恒星的对流信封，破坏了有序的基础领域是有吸引力的候选人。
2003-07-07 astro-ph
Microlensing of Unresolved Stars as a Brown Dwarf Detection Method
我们描述了一个利用微透镜效应探测星系暗晕中褐矮星的项目。我们认为，监测像素，而不是恒星可以提供一个可检测的事件的数量增加。我们估计的检测效率与蒙特卡罗模拟。我们预计，相对于目前的实验，这一数字将增加10倍。为了评估这种方法的可行性，我们已经确定了一个像素的光度精度，通过比较几张图片的同一领域的LMC。将发表在讲习班的程序'宇宙的黑暗面. '，Roma，Juin 1993，
1993-12-05 astro-ph
SDSS J142625.71+575218.3, a Prototype for a New Class of Variable White Dwarf
我们提出的脉动搜索的结果，在最近发现的六个碳-大气层白矮星（“热DQ”）的明星。根据我们的理论计算，恒星SDSS J142625.71+575218.3是唯一一个预计会脉动的天体。我们观察到这颗恒星是可变的，在417.7秒和208.8秒（第一谐波）的显着功率，使其成为一个强有力的候选人作为一类新的脉动白矮星恒星的第一个成员，DQVs。然而，它的折叠脉冲形状与其他白矮星变星有很大的不同，并且与激变变星AM CVn有相似之处，这提高了这颗恒星可能是AM CVn恒星的碳转移类似物的可能性。无论哪种情况，这些观测都代表着发现了一类新的令人兴奋的天体。
2008-03-18 astro-ph
Cool White Dwarfs in the Sloan Digital Sky Survey
利用斯隆数字巡天（SDSS）测光和天体测量以及USNO-B板天体测量的简化自行图，在SDSS数据发布2成像区域中将冷白矮星候选者与金属弱的高速主序第二族星（亚矮星）分开。利用Hobby-Eberly望远镜、MMT望远镜和McDonald 2.7 m望远镜进行的后续光谱观测表明，在约化自行图中，白矮星和亚矮星轨道分离得很干净，在冷的白矮星轨道附近，亚矮星的污染很小。这使得大量统计上完整的白矮星样本，特别是对冷白矮星了解甚少的样本，可以从SDSS成像巡天中产生，这对白矮星光度函数研究具有重要意义。我们的冷白矮星样本的SDSS测光比较目前的白矮星模型。
2005-03-28 astro-ph
Color, Structure, and Star Formation History of Dwarf Galaxies over the last ~3 Gyr with GEMS and SDSS
我们提出了一个样本的颜色，结构特性和恒星形成历史的研究~1600矮星超过回看时间~3 Gyr（z=0.002-0.25）。该样本由401个来自星系形态演化和SEDs（GEMS）调查的遥远矮星组成，该调查提供了高分辨率的哈勃太空望远镜（HST）高级巡天相机（ACS）图像和精确的红移，以及从斯隆数字化巡天（SDSS）编译的10-90 Mpc的1291个矮星。该样品的有效表面亮度在z轴上为22 mag arcsec^-2，包括M_g=-18.5 ~-14 mag的矮星。约翰逊UBV和SDSS ugr滤波器的静止帧亮度由COMBO-17巡天提供，结构参数由Sérsic拟合确定。我们发现，GEMS矮星比SDSS矮星蓝约0.13等的g-r，这是一致的颜色演化超过2 Gyr的恒星形成历史，包括中等恒星爆发和长期的连续恒星形成。这些样本的完整颜色范围无法通过不同质量的单个恒星爆发或长时间连续的恒星形成来复制。此外，对GEMS矮星中的气体完全从星系中移除所需的机械光度的估计表明，如果它们经历星暴，那么相当数量的低光度矮星很容易完全失去气体。另一方面，很大一部分更明亮的矮星可能保留它们的气体。我们还估计了GEMS矮星单位面积的恒星形成率，并发现与当地矮星的值很好的协议。
2006-01-24 astro-ph
Outliers from the Mass--Metallicity Relation I: A Sample of Metal-Rich Dwarf Galaxies from SDSS
我们已经从Tremonti等人（2004）测量的恒星形成星系的质量-金属丰度关系中识别出41个低质量高氧丰度异常值的样本。这些星系在-14.4 > M_B > -19.1和7.4 < log M_*/M_solar < 10的范围内具有8.6 < [12 + log（O/H）] < 9.3，令人惊讶地是非病理性的。它们有典型的特定恒星形成率，相当孤立，除了少数例外，没有明显的同伴。在形态上，它们类似于矮椭球星系或矮椭圆星系。我们预测，他们观察到的高氧丰度是由于相对较低的气体质量，得出的结论是，这些过渡矮星系接近其恒星形成活动的结束。
2008-07-02 astro-ph
The white dwarf in dwarf nova SDSS J080434.20+510349.2: Entering the instability strip?
SDSS J080434.20+510349.2是WZ型双星，在2006年显示出罕见的爆发（Pavlenko等人，2007年）。在爆发后期的长尾期间，双星的轨道光调制表现为双峰或四峰轮廓。轨道光变曲线的幅度随着平均亮度的降低而减小，快爆发衰退期的光变曲线比慢爆发衰退期的光变曲线快$\sim$ 10倍。无论是在爆发前的1 - 1.5个月，还是在2006年爆发后的1.5 - 2个月，都没有探测到白矮星脉动。然而，在爆发后约8个月，克里米亚天体物理观测站的2.6米沙金镜望远镜首次在V波段检测到周期为12.6分钟、平均振幅为0.05 ^m的强非径向脉动。在2006 - 2008年两年的脉动的演变被认为是。我们认为脉动最早出现在冷却的白矮星（爆发后）进入不稳定带时，尽管也不能排除在某些情况下暂时缺乏脉动的可能性。
2008-12-03 astro-ph
White Dwarf Mass Distribution in the SDSS
我们确定了7167 DA和507 DB白矮星的质量，这些白矮星在斯隆数字巡天（SDSS）的第四次数据发布中被归类为单个和非磁性。我们得到了修订的Teff和log g测定最大质量的恒星拟合的SDSS光谱与合成光谱网格来自模型大气延伸到log g=10.0。我们还从进化模型中计算半径，并为我们的DA和DB样品创建体积校正质量分布。亮度大于g=19、温度大于Teff= 12000 K的DA星的平均质量为M（DA）= 0.593+/-0.016M（太阳）。对于150个比g=19更亮、比Teff= 16000 K更热的DBs，我们发现M（DB）=0.711+/-0.009 M（Sun）。看来DB白矮星的平均质量可能比DA大得多。我们还报告了迄今发现的质量最高的白矮星，高达1.33 M（太阳）。
2007-01-17 astro-ph
The White Dwarf Luminosity Function from SDSS Imaging Data
一个白矮星的样本是从SDSS DR 3成像数据中选择的，使用它们的简化自行，基于SDSS和USNO-B组合数据的改进自行。许多SDSS和后续光谱（Kilic et al. 2005）用于量化样品的完整性和污染;运动学模型用于理解和校正速度依赖性选择偏差。构造了一个覆盖范围为7 < M_bol < 16的光度函数，并讨论了它对各种假设和选择限的敏感性。基于6000颗恒星的白矮星光度函数非常平滑，几乎单调上升到M_bol = 15.3。然后它突然下降，尽管样本中的低光度恒星数量很少，而且它们的大气成分未知，无法对这种下降做出定量结论。恒星的确定，可能有高的切向速度，并为他们构建了一个初步的光度函数。
2005-10-29 astro-ph
Subtle Signatures of Multiplicity in Late-type Dwarf Spectra: The Unresolved M8.5 + T5 Binary 2MASS J03202839-0446358
2 MASS J 03202839 -0446358是一颗光学（M8：）和近红外（L1）光谱类型不一致的晚型矮星，它是一颗具有晚型M矮星和T矮星成分的恒星/棕矮星双星。这一结论是基于低分辨率的近红外光谱法，该光谱法揭示了1.6微米处微妙但独特的吸收特征。该特征也存在于M8.5 + T6二元SCR 1845-6357的组合光谱中，其产生于来自M8.5初级的FeH吸收和来自T5+/-1次级的伪连续通量的组合，如根据经验数据构建的二元光谱模板所确定的。与任何单一比较光谱相比，二进制模板提供了与2 MASS J 0320 -0446的整体近红外光谱能量分布的远优于匹配。激光导星自适应光学（LGS AO）成像观测，包括首次应用LGS AO孔径掩模干涉测量法，未能解决一个微弱的同伴，限制了系统的投影分离小于8.3 AU在观测时。2 MASS J 0320 -0446是第二个通过未解析、低分辨率、近红外光谱技术识别的极低质量双星，该技术补充了传统的高分辨率成像和光谱方法。
2008-03-03 astro-ph
SDSS White Dwarf mass distribution at low effective temperatures
斯隆数字巡天中的DA白矮星，正如数据发布1和4的论文中所分析的那样，显示出表面重力在11500 K以下的较低有效温度下增加。我们研究了这种效应的各种可能的解释，从质量的实际增加到大气模型的不确定性或缺陷。没有找到明确的答案，但初步的结论是，这是最有可能的混合长度近似的框架内，导致这种效果的对流的当前描述。
2008-12-02 astro-ph
Additional Ultracool White Dwarfs Found in the Sloan Digital Sky Survey
我们在斯隆数字巡天（SDSS）中发现了七颗新的超冷白矮星。SDSS测光，光谱，自行，并提供额外的BVRI数据，这些和其他以前发现的超冷白矮星。观测到的颜色范围非常广，在性质上类似于非常冷的白矮星模型预测的颜色。其中一颗新星（SDSS J1251+44）的光谱表现出强烈的碰撞诱导吸收（CIA），而其他六颗恒星的光谱和颜色与轻度CIA一致。另一个新发现（SDSS J2239+ 00 A）是一个双星系统的一部分-它的伴星也是一颗冷白矮星，其他数据表明伴星表现出红外线通量不足，使其成为第一个由两颗CIA白矮星组成的双星系统。第三个发现（SDSS J 0310 -00）有弱的巴耳末发射线。所有七颗恒星的自行都与其在盘或厚盘中的成员身份相一致。
2008-04-23 astro-ph
SDSS J160531.84+174826.1: A Dwarf Disk Galaxy With An Intermediate-Mass Black Hole
我们报告发现了一个矮塞弗特1活动星系核（AGN）与一个候选的中等质量黑洞主办的矮星系SDSS J160531.84+174826.1在z=0.032。在它的光谱中检测到H-α线的宽分量，其FWHM=781 km/s，并且从HST成像观测中明显看到明亮的点状核。非热X射线发射也从原子核中被探测到。根据亮度和宽H-α分量的宽度估计，黑洞的质量约为7 × 10 ^4 \msun。宿主星系似乎是一个盘状星系，有一个四方形的凸起或核棒;绝对星等为M_R = -17.8（M_B = -16.4），是塞弗特1星系中最不亮的宿主星系之一。
2006-12-16 astro-ph
SDSS J210014.12+004446.0: A New Dwarf Nova with Quiescent Superhumps?
我们报告了斯隆数字巡天激变变星SDSS J210014.12+004446.0（以下简称SDSS J2100）的后续观测。我们获得了测光和光谱在爆发和静止状态，提供了第一个静态光谱的这个来源。在这两种状态下，非正弦光度调制都很明显，暗示着超级驼峰，将SDSS J2100置于矮新星的SU UMa子类中。爆发期和平静期的周期相差很大，分别为2.099 ± 0.002小时和1.96 ± 0.02小时。我们的相位分辨光谱在爆发期间产生了约2小时的轨道周期的估计，符合测光。在静止期出现短周期调制是不寻常的，但不是唯一的。另一个非典型的特征是巴耳末发射线在静止时相对较弱。总的来说，我们发现SDSS J2100和研究充分的超级驼峰激变变星V503天鹅座之间有着密切的相似性。通过类比，我们认为，静态调制是由于一个倾斜的吸积盘-产生负的超级驼峰-和调制爆发是由于正的超级驼峰从一个椭圆盘的进动。
2005-01-11 astro-ph
Magnetic white dwarfs in the Early Data Release of the Sloan Digital Sky Survey
在斯隆数字巡天的早期数据中，我们发现了7颗新的磁DA白矮星。我们的选择策略还恢复了SDSS EDR中包含的所有先前已知的磁性白矮星，KUV 03292 +0035和HE 0330 -0002。用我们的最新模型谱分析了DA白矮星的SDSS纤维谱，得到偶极场强为1.5<=B_d<= 63 MG，有效温度为8500<=Teff<= 39000 K。作为保守的估计，我们预计完整的SDSS将使已知的磁性白矮星的数量增加3倍。
2002-08-26 astro-ph
A ZZ Ceti white dwarf in SDSS J133941.11+484727.5
我们目前的时间分辨光谱学和光度学的激变变量（CV）SDSSJ133941.11+484727.5（SDSS 1339）已发现在斯隆数字巡天数据发布4。根据径向速度研究确定的轨道周期为82.524（24）分，接近观测到的最小周期。SDSS 1339的光谱90%是由来自白矮星的辐射所主导。该光谱可以用三分量模型（白矮星，盘状，次级）成功地再现，当log g=8.0，d= 170 pc时，Twd= 12500 K，次级的光谱类型晚于M8。与吸积盘的光学光度相对应的质量转移速率非常低，约为1.7 × 10 ^-13 Msun/yr。光学光度测量显示，在641秒处有一个振幅为0.025等的相干变率，我们将其解释为白矮星的非径向脉动。此外，还观测到一个周期为320 min或344 min、振幅为0.025mag的长周期光度变化，它与系统的轨道周期没有明显的关系。在CV SDSSJ123813.73-033933.0、SDSSJ204817.85-061044.8、GW Lib和FS Aur中发现了类似的长周期光度信号，但到目前为止还没有这种行为的工作模型。
2005-10-25 astro-ph
The nature of the close magnetic white dwarf + probable brown dwarf binary SDSS J121209.31+013627.7
对短周期磁白矮星+可能棕矮星双星SDSS 121209.31+013627.7的光学时间序列测光表明，从i'到u'的所有波段都有脉冲状的变化，在u '处达到峰值。这些调制很可能是由于白矮星上的一个自食吸积热点，每88.43分钟旋转一次。该周期与Schmidt等人2005年确定的约90分钟的径向速度周期相当，并且与等于双轨道周期的吸积体的旋转周期一致。我们将我们的观测结果与Koen和Maxted 2006年最近发表的观测结果相结合，以提供准确的星历。我们还用雨燕探测了该系统的X射线，并估计其吸积速率约为每年1 × 10 ^-13兆太阳。我们认为，SDSS 1212最有可能是一个磁激变变量在一个非常低的吸积扩展状态，类似于研究的极地EF Eri。另一种可能是，假定的棕矮星并没有填满它的洛希叶，系统是一个分离的双星系统，其中白矮星有效地从次级恒星的风中吸积。六个这样的后共同信封，“前极”系统-被称为“低吸积率极地”（LARPs）的Schwope等人，2002年-以前已确定通过光学回旋发射线。最近在近红外Debes等人2006中检测到了SDSS 1212的回旋辐射，但如果分离，它将是第一个可能具有亚恒星次级辐射的“LARP”。目前还不清楚L型矮星风是否足够强大，以提供测量的吸积率。我们建议进一步的观察，以区分罗氏瓣溢出和风吸积的情况。
2006-09-15 astro-ph
2MASS J05185995-2828372: Discovery of an Unresolved L/T Binary
我们介绍了新发现的棕矮星2 MASS J 05185995 -2828372的特殊近红外光谱，该光谱是在2微米全天巡天中发现的。L和T矮星的特征都存在，即K波段的一氧化碳强吸收，J和H波段的甲烷强吸收，以及红色的近红外颜色。我们考虑了几种情况下，可以产生这些功能，并得出结论，该对象是最有可能是一个未解决的L/T二进制系统。我们讨论了如何估计这个对象的光度特性是一致的，与观测到的J-波段增亮的晚L和早T矮星之间的褐矮星，使详细的研究这个系统的L/T过渡的一个重要探测。
2004-02-07 astro-ph
Spectroscopic Analysis of the DAB White Dwarf PG 1115+166: An Unresolved DA + DB Degenerate Binary
本文对DAB白矮星PG 1115+166进行了光谱分析.所观察到的氢和氦线的配置文件被证明是不兼容的模型下计算的假设均匀或分层的化学成分的光谱。与此相反，如果将该天体解释为由氢线DA星和氦线DB星组成的未分辨双简并体，则可以实现与PG 1115+166的光谱的极好拟合。从最佳拟合得到的大气参数为：DA星的Teff= 22，090 K，log g=8.12; DB星的Teff= 16，210 K，log g=8.19。这一二元解释与Burleigh等人最近报道的PG 1115+166也表现出径向速度变化的结果一致。这一发现相对于DAB光谱类的影响进行了讨论。
2001-10-25 astro-ph
The orbital and superhump periods of the deeply eclipsing dwarf nova SDSS J122740.83+513925.9
在2007年6月期间，第一次确认的食矮新星SDSS J122740.83+513925.9的超爆发被使用CCD测光观测到。爆发幅度至少为4.7级。根据31次观测到的日食，轨道周期为0.06296（5）d。时间序列测光也发现了周期为0.0653（3）d的超级峰，从而确定它是一个UGSU型系统。超峰周期超出为3.7%，超峰的最大峰间振幅为0.35等。日食持续时间从爆发高峰时的23分钟下降到接近尾声时的12分钟。日食的深度与轨道周期和超级峰周期之间的拍频周期相关。
2007-11-14 astro-ph
Phase-resolved spectroscopy of the helium dwarf nova 'SN 2003aw' in quiescence
对V=20.5的超紧凑型氦矮星新星SN 2003 aw的高时间分辨率光谱观测显示，它的轨道周期为2027.8 +/- 0.5秒或33.80分钟。加上测光的“超级峰”周期为2041.5 +/- 0.5秒，这意味着质量比q为0.036。我们比较了SN 2003 aw和SDSS J124058.03-015919.2的平均光谱和时间分辨光谱。两者都显示了DB白矮星光谱加上光学薄，氦为主的吸积盘。'SN 2003 aw'通过其强钙H & K发射线将其与SDSS源区分开来，这表明重金属的丰度高于SDSS源。在SDSS源中观察到的硅和铁发射线大约是SN 2003 aw的两倍。在SDSS源中看到的奇特的“双亮点”吸积盘特征也存在于“SN 2003 aw”的时间分辨光谱中，尽管要弱得多。
2005-10-27 astro-ph
Detection of a Variable Infrared Excess Around SDSS 121209.31+013627.7
我们提出了近红外$JHK_s$测光和光变曲线的候选人磁白矮星+棕矮星二进制SDSS J121209.31+013627.7和报告的探测近红外多余和变化的$K_s-$带。观测到的近红外过量可以用L7褐矮星和额外发射源的存在来解释。$J$和$H$的光变曲线看起来是平坦的，这排除了深于0.2等的食和白矮星上存在吸积热点的可能性。从可变的$K_s$光变曲线中，我们得到系统的精确周期为88 $\pm$ 1分钟。我们发现，观测到的变化$K_s-$带可以解释回旋辐射，这可以模拟的一个小斑点的表面上的白矮星。SDSS 1212与超短周期的极区EF波江座有相似之处，但缺乏罗什瓣溢出吸积的证据，这表明它可能是一个前极区。
2006-07-07 astro-ph
New UltraCool and Halo White Dwarf Candidates in SDSS Stripe 82
斯隆数字巡天从1998年到2005年反复拍摄了一个沿着天赤道（条纹82）的2.5 x 100度区域。Bramich等人（2007年）将这些数据结合起来，构建了一个新的星表，其中包含了大约400万条光运动曲线，以及200多个推导出的统计量，用于条纹82中亮度超过r~21.5的天体。这个目录是目前同类目录中最深刻的。提取的~130000对象具有最高的信噪比自行，我们建立了一个减少自行图来说明科学的承诺目录。在这张图中，盘状和晕状的次矮星与冷的白矮星序列很好地分开了。我们的1049个冷白矮星候选者的样本包括至少8个和可能的21个新的超冷富氢白矮星（T_eff <4000 K）和一个新的超冷富氦白矮星候选者，它们是通过SDSS光学和UKIDSS红外测光确定的。至少有10个新的晕白矮星也被确定从他们的运动学。
2007-11-19 astro-ph
SDSS J162718.39+120435.0 - a dwarf nova in the period gap
SDSS J162718.39 + 120435.0根据斯隆数字巡天提供的光谱观测被怀疑是一颗矮新星。在2008年爆发期间进行的测光，这是该物体有史以来第一次被探测到并实时跟踪的爆发，表明爆发最大达到14.6等，振幅为4.6等，持续了至少18天。发现了振幅高达0.4等的普通超级驼峰，确认它是SU UMa家族的成员。最初的超峰周期Psh为0.10993（7）天（2.638小时），但在爆发后，它随后降低到Psh = 0.10890（9）天（2.614小时）。周期变化对应于爆发平台期的结束。根据两个Psh值估计的轨道周期Porb在0.1026 d和0.1016 d之间，这使得SDSS 1627在激变变星的轨道周期分布中位于周期间隔的中心附近。
2008-12-06 astro-ph
The Lowest Mass White Dwarf
质量极低的白矮星是非常罕见的天体，可能形成于紧凑的双星系统中。我们提出的MMT光谱的42个低质量白矮星候选人偶然发现的超高速B型星的调查。其中一个天体SDSS J 0917 +46的Teff= 11，288 \pm 72 K，log g = 5.48 \pm 0.03;估计质量为0.17太阳质量，是目前已知的重力/质量最低的白矮星。然而，40个低质量的候选者是正常的DA白矮星，其SDSS g星等明显不准确。我们重新鉴定了以前在SDSS中发现的低质量白矮星候选者，并得出结论，有四个对象具有M < 0.2 M_太阳。这些白矮星中没有一颗显示出来自双星伴星的过量辐射，因此有必要进行径向速度搜索以限制看不见的伴星的性质。
2007-02-13 astro-ph
L Dwarfs Found in Sloan Digital Sky Survey Commissioning Imaging Data
本文介绍了在斯隆数字巡天（SDSS）拍摄的委托成像数据中发现的七个光谱类型为“L”的矮天体（比最新的M矮星温度低的天体）。低分辨率光谱显示，这些天体的光谱类型从L0到L 8。对其中几个天体的SDSS和2 MASS测光的比较表明，在光学波长处存在显着的不透明度，可能是由于大气尘埃。这一比较也证明了两次巡天的高天体测量精度（对于这些微弱的来源，优于1“）。L矮星被证明占据了SDSS过滤器中测量的颜色-颜色空间的独特区域，这应该能够以简单的方式识别它们。这最终将导致数百个这样的低质量物体的完整样本，或者在完整的SDSS数据集中每15平方度到i '~ 20中大约有一个。
1999-09-15 astro-ph
Seventy-One New L and T Dwarfs from the Sloan Digital Sky Survey
我们提出了71个新发现的L和T矮星的近红外观测，从斯隆数字巡天（SDSS）的成像数据中选择使用i-dropout技术。根据Geballe等人的近红外L矮星分类方案和Burgasser等人的统一T矮星分类方案，这些矮星的光谱类型从L3到T7不等，包括SDSS中发现的最新类型。其中六颗新发现的矮星根据其光度近红外颜色被归类为早期到中期的L型矮星，另外两颗则被归类为M型矮星。我们还提出了新的近红外光谱的五个先前公布的SDSS L和T矮星，和一个L矮星和一个T矮星发现的Burgasser等人。从两微米全天巡天。新的SDSS样本包括27个T矮星和30个矮星，其光谱类型跨越复杂的L-T跃迁（L7-T3）。我们继续看到L3到T1类型的J-H中有一个大的（~0.5等）分布，而L3之后的所有矮星在H-K中也有类似的分布。这种颜色分散可能是由于一系列的颗粒沉积特性，金属性和重力。我们还发现了具有不寻常颜色和光谱特性的L型和T型矮星，这可能最终有助于解开这些效应。
2006-01-05 astro-ph
Near-Infrared Photometry and Spectroscopy of L and T Dwarfs: the Effects of Temperature, Clouds, and Gravity
我们目前的JHK测光和光谱的样本新确定的L和T矮星从斯隆数字巡天（SDSS）和已知的矮星从SDSS和2微米全天巡天（2 MASS）。光谱分类已经进行了使用四个红外指数;我们确定9个新的L 8 -9.5矮星和14个新的T矮星从SDSS，包括最新的SDSS矮星还没有发现，T7 SDSS J1758+4633。我们将2 MASS J 0415 -0935归类为T9，这是迄今为止发现的最新和最冷的矮星。我们结合这些结果与以前发表的数据，产生一个样本的59 L矮星和42 T矮星。我们比较了近红外颜色和绝对星等的矮星附近的L-T过渡与预测的光球凝聚的分布和演化的模型。L型矮星的光谱指数是分散的，这表明这些指数正在探测大气的不同层次。L矮星的近红外颜色也会散射，这可能是由于高度、空间分布和凝结云厚度的变化。我们确定了一组晚L型矮星的光谱类型是蓝色的，并增强了FeH，H2O和KI的吸收，可能是由于异常少量的凝聚。在晚T型矮星的H-K色中看到的散射可以用表面重力范围的模型重现。这种变化可能是由于压力引起的H2不透明度对K带通量的影响。H-K色与重力的相关性得到了J带KI偶线强度的支持。引力与T型矮星的质量密切相关，H-K颜色暗示的引力表明，除了SDSS J1110+0116可能有10-15 M木星的质量外，我们样本中的T型矮星的质量在15-75 M木星的范围内。
2004-03-20 astro-ph
The impact of unresolved binaries on searches for white dwarfs in open clusters
许多疏散星团中观测到的白矮星（WD）与预测的恒星数量相比有所不足。我们评估了疏散星团中产生的WD的数量，以及使用光度选择技术可检测到的WD的数量。该计算包括改变初始质量函数（IMF），WD的最大祖质量和二进制分数的影响。在一个特定的集群中观察到的WD的计算数量和WD的实际数量之间的差异，然后表明WD的真实赤字，必须通过集群的动力学演化或近距离双星演化等效应来解释。观测的WD在三个疏散星团，毕宿星团，昴宿星，和Praesepe，在这些集群中计算出的可观察到的人口进行了比较。结果表明，白矮星赤字的很大一部分可以解释的WD在未解决的双星系统的存在。然而，计算的WD人口仍然过度预测的数量可观察到的WD在每个集群。虽然这些计算无法确定这种残留白矮星缺陷的原因，但可能的解释包括陡峭的高质量IMF，星团的动力学演化，或双星系统中等质量组件的可能性增加。在疏散星团中观测完整的WD样本，覆盖一系列的年龄和质量，可以帮助区分这些可能性。
2003-10-15 astro-ph
Updated Colors for Cool Stars in the SDSS
我们目前更新的颜色为M和L矮星的测光的基础上，从斯隆数字巡天（SDSS）的第三次数据发布。这些数据在质量和数量上都比以前的结果有所改进。我们还提供了更新的公式，用于确定光度的SDSS颜色的晚型恒星的视差。Walkowicz，Hawley & West（2004）最近提出了研究低质量恒星磁活动的新技术，他们的方法依赖于SDSS颜色的精确测定。我们推导出SDSS颜色和其他常见通带之间的新关系，并更新了Walkowicz等人（2004）的公式，用于确定M和L矮星的磁活动水平。
2005-04-29 astro-ph
An Improved Red Spectrum of the Methane or T-dwarf SDSS 1624+0029: Role of the Alkali Metals
本文给出了Sloan数字巡天首次发现的甲烷或T矮星SDSS 1624+0029的一个低分辨率短光谱。在6200 nm的短波长范围内都能检测到显著的通量。光谱在7700 nm处有一个宽吸收峰，我们认为这是K~ I7665/7699共振双峰。观测到的通量在7000 nm附近下降，这很可能是由于Na~I双重态的红翼引起的。这两条Cs~I双谱线都比早期的红谱线更强。未检测到Li~I吸收和H $α$发射。一个探索性的光谱模型拟合表明，红色光谱的形状可以主要占的宽翼的K~I和Na~I的双重。这一行为与Burrows、Marley和Sharp提出的论点一致，即强碱吸收是抑制T矮星光谱缩短1 $μ$ m的主要原因。特别是，目前似乎没有令人信服的理由在SDSS物体的大气中引入尘埃或额外的不透明源。K~I线的宽度和Cs~I线的强度也表明Sloan天体比Gl~ 229 B更热。
2000-04-01 astro-ph
Discovery of New Ultracool White Dwarfs in the Sloan Digital Sky Survey
我们报道了在斯隆数字巡天（SDSS）中发现的五颗非常冷的白矮星。其中四颗是超冷的，表现出强烈的碰撞诱导吸收（CIA），与之前已知的三颗最冷的白矮星SDSS J1337+00、LHS 3250和LHS 1402颜色相似。第五颗是超级冷的白矮星候选者，显示出较温和的CIA通量抑制，颜色和光谱形状与WD 0346+246相似。所有五颗新发现的白矮星都很暗淡（g > 18.9），并且有着显著的自行。其中一颗新的超冷白矮星，SDSS J 0947，似乎是在一个双星系统中，有一个稍微温暖的（T_{eff} ~ 5000 K）白矮星伴星。
2004-05-28 astro-ph
New Pulsating White Dwarfs in Cataclysmic Variables
在斯隆数字巡天（SDSS）的帮助下，在激变变星（CV）中发现的非径向脉动白矮星（WD）的数量正在迅速增加。我们对另外两个天体SDSS J133941.11+484727.5（SDSS 1339）进行了光度观测，这两个天体是由Gansicke等人独立发现的，SDSS J151413.72+454911.9，经鉴定为CV/ZZ Ceti杂种。在这封信中，我们介绍了在莫勒泰天文台北欧-波罗的海研究学院期间用北欧光学望远镜（NOT）对这些目标进行远程观测的结果，以及NOT在服务模式下进行的后续观测。我们还提出了3个候选人，我们发现是非脉动。我们的观测结果表明，主要的脉动频率与以前的CV/ZZ Ceti混合体中发现的一致，但特别是SDSS 1339的主周期在个别观测之间略有不同，并且与Gansicke等人最近的独立观测也有差异。迄今为止，对脉动和非脉动CV/ZZ Ceti混合体的小样本SDSS颜色数据的分析，似乎表明，r-i颜色可以是这类脉动WD的不稳定带的良好标记。
2006-06-01 astro-ph
Discovery of a WZ Sge-Type Dwarf Nova, SDSS J102146.44+234926.3: Unprecedented Infrared Activity during a Rebrightening Phase
几个SU UMa型矮新星，特别是WZ Sge型星，往往表现出超爆发后的再亮。再亮现象对于矮新星的盘不稳定性理论来说是有问题的，因为即使在超级爆发之后，它也需要盘中有大量的残余物质。在这里，我们报告了我们在新矮新星SDSS J102146.44+234926.3首次爆发期间的光学和红外观测。在爆发过程中，我们检测到的超级驼峰周期为0.056281 +/- 0.000015 d，这是典型的超级驼峰周期在WZ Sge星。结合一个长寿命的再亮的外观，我们得出结论，该对象是WZ Sge星的新成员。此外，我们的观测首次揭示了WZ Sge星再亮阶段的红外行为。我们发现了显著的红外超级峰。我们计算了红外超峰光源的色温为4600-6400 K。这些温度太低，无法用矮新星爆发期间出现的完全电离盘来解释。我们还发现了一个KS-带多余的热磁盘组件。这些前所未有的红外活动提供了证据，质量库存在于最外层的吸积盘。我们认为，在这个红外活动区的适度高的质量吸积率导致在SDSS J102146.44+234926.3中观察到的长寿命再亮。
2007-11-19 astro-ph
Extremely faint high proper motion objects from SDSS stripe 82 - Optical classification spectroscopy of about 40 new objects
沿着天赤道（SDSS条纹82 = S82）的275平方度区域内的深多历元斯隆数字巡天数据使我们能够搜索自行大于0.14角秒/年的极暗（$i>21$）天体。我们使用FORS1@ESO VLT对38个新检测到的物体进行低分辨率光谱分类。在我们的高自行巡天中，已经探测到了S82中所有22个已知的L型矮星。然而，已知的L型矮星中有11颗的自行较小（0.01 $<$ $μ$ $<$ 0.14角秒/年）。虽然S82已经是最好的研究天区的L和T矮星，我们能够分类13个新的L矮星。我们还发现了8颗新的M7.5-M9.5矮星。我们发现的四颗新的冷白矮星（CWD）比以前在SDSS数据中发现的暗1-2等。所有新的L型，晚M和CWD对象显示厚盘和晕运动学。有13个天体，大部分具有不确定的自行，我们最初将其归类为中M矮星。其中，我们发现了9个具有替代亚矮星分类（sdM 7或更早的类型），而我们没有发现任何新的光谱类似于已知的超冷（$>$ sdM 7）亚矮星。一些M亚矮星候选者已经被分类的光谱指数的基础上，具有很大的不确定性。我们未能探测到附近新的（$d<50$ pc）L矮星，可能是因为S82区域之前已经被充分研究过了。通过我们的调查，我们已经证明了比以前的搜索更高的效率在寻找星系晕CWD。晕状CWD的空间密度约为1.5-3.0 $\times$ × 10 $^{-5}$ pc $^{-3}$。
2008-12-08 astro-ph
The Faint Stellar Object SDSS J1257+3419 is a Dark Matter Dominated System
最近的一项研究表明，SDSS J1257+3419要么是一个微弱而小的矮星系，要么是一个微弱而广泛延伸的球状星团。在这封信中，作者认为这个恒星系统是一个矮椭球体（dSph）。采用旧恒星系统的结合能与质量之间的观测关系，假设dSphs是暗物质支配的维里化天体，导出了dSphs的质量与尺寸之间的关系.用半光半径表示SDSS J1257+3419的大小，得到其质量为$\sim 7\times 10^6$太阳质量。这表明SDSS J1257+3419的质光比（$M/L$）在太阳能单位中约为1000。这个大的$M/L$是从dSphs的Mateo图中预期的。因此，我们坚持SDSS J1257+3419是dSph。
2007-11-07 astro-ph gr-qc hep-th
