The stellar population of NGC5634. A globular cluster in the Sagittarius dSph Stream?
我们给出了研究较少的球状星团NGC 5634的第一个（V，V-I）颜色-星等图（CMD）。CMD显示出陡峭的红巨星分支（RGB）和主要是蓝色的水平分支（HB）：这两个特征都表明该星系团的金属含量较低。根据CMD中RGB的位置，我们估计[Fe/H] = -1.94 +/-0.10和E（B-V）=0.06 +/-0.01。这里给出的CMD达到V \simeq 23，允许我们获得该集群的主序列关闭（TO）的第一个测量值V_{TO} = 21.22 +/- 0.15。通过将这个数字与零年HB（ZAHB）的视光度（V_{ZAHB} =17.90 +/- 0.10）相结合，我们得到Δ V^{HB}_{TO}=3.32 +/- 0.16，这个值与大部分银河系球状星团的结果完全一致。我们还导出了（m-M）_0 = 17.17 +/-0.12的真实距离模，对应于~ 27.2kpc的距离。最有趣的是，该集群的位置和径向速度完全兼容的Sgr矮球状（dSph）星系的轨道。星团中的恒星星族与Sgr球状Ter 8和Sgr dSph的贫金属族之间的相似性也表明NGC 5634是这个分裂星系的前成员，被银河系潮汐场撕裂，现在消失在Sgr流中。
2002-05-10 astro-ph
The Sagittarius Dwarf Galaxy Survey (SDGS) I: CMDs, Reddening and Population Gradients. First evidences of a very metal poor population
我们提出的第一个大型测光调查致力于研究人马座矮球状星系（Sgr dSph）的恒星形成历史的结果。在l~5和b=-16、-14、-12处观察到三个宽的条带（9 × 35弧分^[2]）。每条带大致都是东西向的，几乎沿着星系的主轴。为了进行统计去污，还观察到了位于Sgr dSph体外的控制场（~9 × 24弧分^2）。对Sgr dSph方向的90000颗恒星和控制场中的8000颗恒星获得了精确的V，I测光，其刻度可达V~22。这是迄今为止在Sgr dSph中观测到的最大的光度样本（覆盖最宽的空间范围）。本文提出的主要新结果是：（1）可能发现恒星沿长轴分布的强烈不对称性，因为Sgr星系的西北臂（即靠近银河系隆起的区域）显然显示出Sgr恒星的显著缺乏;（2）首次直接检测到Sgr恒星内容中非常贫金属（可能是老的）的人口。还报告了对银河系致密区金属丰度梯度的提示。
1998-12-18 astro-ph
Building up the globular cluster system of the Milky Way. The contribution of the Sagittarius galaxy
我们证明了外晕星系球状星团（具有10 kpc <= R_GC <= 40 kpc）的（X，Y，Z，V_r）相空间分布与Ibata & Lewis导出的人马座矮球状星系（Sgr dSph）的轨道之间存在明显的统计相关性。在这个距离范围内的35个球状星团样本中，至少有4个以前是Sgr星系的成员（在95%的置信水平上），现在沿着Sgr流分布，这是一个围绕银河系的巨大潮汐结构。这是第一次在星系晕的球状星团中发现与Sgr dSph相关的统计上显著的结构。加上位于这个潮汐扰动矮星系中心附近的四个著名的球状星团，这些星团构成了外晕（R_GC >= 10 kpc）星团人口的20%。因此，Sgr dSph不仅是晕场恒星群的重要贡献者，而且在银河系球状星团系统的形成中也扮演着重要角色。
2002-10-28 astro-ph
Dust mass-loss rates from AGB stars in the Fornax and Sagittarius dwarf Spheroidal galaxies
为了研究金属丰度对渐近巨星分支（AGB）恒星质量损失率的影响，我们在VLT用10- $μ$ m照相机VISIR对人马座（Sgr dSph）和天炉座矮球状星系中的AGB恒星进行了中红外光度测量。我们推导出29 AGB星在Sgr dSph和2在天炉座的质量损失率。根据$K-[9]$和$K-[11]$的颜色估计尘埃质量损失率。辐射传输模型被用来检查该方法的一致性。已发表的IRAS和Spitzer数据证实，对于来自不同金属丰度星系（即银河系、大麦哲伦星云和小麦哲伦星云）的AGB星，观测到$K-[12]$颜色和尘埃质量损失率之间存在同样紧密的相关性。导出的尘埃质量损失率的范围为5 $\times10^{-10}$ 3 $\times10^{-8}$ M $_{\odot}$年$^{-1}$观测到的AGB星在Sgr dSph和周围的5 $\times10^{-9}$ M $_{\odot}$年$^{-1}$天炉座的恒星;而用两种不同的方法获得的值是相同的数量级。这些恒星的质量损失率高于核燃烧率，因此它们将在核心显著增长之前通过耗尽恒星地幔来终止AGB阶段。一些观测到的恒星的质量损失率低于理论模型预测的最小值。
2007-10-25 astro-ph
The Complex Chemical Abundances and Evolution of the Sagittarius Dwarf Spheroidal Galaxy
本文报道了人马座矮球状（Sgr dSph）星系中14颗红巨星的高色散光谱的化学丰度。这些恒星的金属丰度范围很广，-1.6 < [Fe/H] < -0.1 dex，并且表现出非常不寻常的丰度变化。对于[Fe/H] <-1的贫金属星，[alpha/Fe] \approx +0.3类似于星系晕星，但对于更多富金属星，[alpha/Fe]与[Fe/H]的关系比星系盘低0.1 dex。轻元素[Al/Fe]和[Na/Fe]甚至更大，为0.4 dex。中子俘获重元素的模式，如[La/Fe]和[La/Eu]所示，随着[Fe/H]的增加，s过程分量增加，对于最富金属的Sgr dSph星，达到[La/Fe] \sim +0.7 dex。大的[La/Y]比表明，s-过程富集来自贫金属群体。我们可以最好地理解所观察到的丰度与一个模型，在该模型中，Sgr dSph形成了许多Gyr的恒星，并在其演变过程中失去了显着的一部分气体。低质量、贫金属的AGB星用s-过程元素污染了金属更丰富的恒星，而来自低质量祖先的Ia型SNe则用铁峰金属丰富了ISM。II型/Ia型SNe的比率比银盘中的小，可能是由于恒星形成速率较慢;这导致了观测到的低[alpha/Fe]，[Al/Fe]和[Na/Fe]比率。Sgr恒星的金属丰度范围如此之广，这一事实使我们得出结论，它们的年龄分布甚至比以前推断的还要大。我们使用帕多瓦模型（Girar…
2002-05-23 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
Family ties: abundances in Terzan 7, a Sgr dSph globular cluster
利用高分辨率UVES-VLT光谱研究了人马座矮球状星系（Sgr dSph）的球状星团Terzan 7中5颗巨星的化学组成。我们确认了以前高分辨率调查发现的金属丰度：[Fe/H] ~-0.6。我们还表明，这个集群显示相同的低α-元素铁比发现在类似的金属量的Sgr dSph场恒星，以及相同的低Ni/Fe比。这些化学特征是Sgr dSph系统的特征，并且似乎被球状星团12和15所共享，前者很可能是由于潮汐作用而从Sgr剥离出来的，而后者在过去也可能属于Sgr dSph系统。有趣的是，即使是球状星团鲁普雷希特106，虽然与Sgr没有关联，也显示出类似的特征。
2005-05-14 astro-ph
A 2MASS All-Sky View of the Sagittarius Dwarf Galaxy: Variation of the Metallicity Distribution Function Along the Sagittarius Stream
我们提出了可靠的测量的金属丰度分布函数（）在不同的点沿潮汐流的人马座（Sgr）矮球状（dSph）星系，基于高分辨率，阶梯光谱的候选人M巨星成员的Sgr系统。在代表~2.5-3.0 Gyr动力学（即潮汐剥离）年龄的Sgr主导臂长度上，发现Sgr δ从岩芯的中值[Fe/H] ~-0.4显著演化到~-1.1 dex。这是直接的证据，表明目前的dSph卫星和它们贡献给晕的大部分恒星之间可能存在显着的化学差异。我们的研究结果表明，Sgr经历了一个显着的变化，结合能在过去的几个陀螺仪，这大大降低了其潮汐边界的径向范围内，必须有一个显着的金属丰度梯度的祖星系。通过考虑沿碎片臂的回旋变化，我们估计，在几个回旋之前，回旋Sgr会有。我们还分析了我们以前发现的一组移动的M巨星，对北银河帽有相反的径向速度下降的Sgr的主导臂恒星，并提出，其中大部分代表Sgr的拖曳臂恒星重叠的Sgr的主导臂在这部分的天空。如果是这样的话，这些拖曳臂恒星进一步证明了Sgr流中强烈的星云演化。
2007-08-22 astro-ph
Sgr dSph: a bridge between Dwarf Galaxies and DLAs?
本文给出了人马座矮球状星系（Sgr dSph）中12颗巨星的VLT-UVES光谱丰度.在短时间内，围绕银河系的极地轨道上移动，Sgr dSph正在经历潮汐破坏，最终将溶解在Halo中。我们的样本主要是由富含金属，α元素贫乏的人口，这表明在缓慢的，可能是爆炸的恒星形成历史中，dSph气体的长期化学处理。这个星群是在本星系群矮星系中观测到的最富金属的星群，同时也是阿尔法元素含量最低的星群。将LG矮星的已知丰度放在[alpha/Fe]与[Fe/H]平面上，现在可以识别出一个定义良好的演化序列，不同于MW盘星所遵循的序列，但显然与许多阻尼莱曼α系统所遵循的序列重叠。
2003-09-03 astro-ph
The nucleus of the Sagittarius dSph galaxy and M54: a window on the process of galaxy nucleation
我们提出了一个彻底的研究结果的核心的Sgr矮球状星系和明亮的球状星团M54，居住在同一个核（Sgr，N）。利用Keck/DEIMOS和VLT/FLAMES红外钙II三重态光谱，我们获得了距离星系中心约9弧分的1152颗Sgr和M54红巨星分支候选星的径向速度和金属丰度的精确估计。使用速度和金属丰度信息，我们选择了两个样本的425和321非常可能的成员M54和Sgr，N，分别。这两个被考虑的系统显示出明显不同的速度弥散分布：M54具有从r=0（其中sigma= 14.2 km/s）到r=3.5 arcmin（其中达到sigma=5.3 km/s）的急剧下降的分布，然后它似乎在r=7 arcmin时再次上升到sigma= 10 km/s。相比之下，在0 < r < 9弧分的整个范围内，在σ =9.6 km/s时，N具有均匀平坦的轮廓。使用文献中的数据，我们表明，Sgr的速度色散保持不变，至少到r ~ 100弧分，并没有迹象表明之间的过渡外部平坦的光度剖面核心和内核的速度剖面。这些结果，再加上对Sgr，N表面亮度轮廓的重新分析和一套专门的N体模拟，为Sgr的核独立于M54形成的假设提供了非常强有力的支持，M54可能暴跌到目前的位置，与Sgr，N重合，因为动力学摩擦导致原始轨道的显著衰减。
2008-07-01 astro-ph
A radio-continuum and photoionization-model study of the two planetary nebulae in the Sagittarius dwarf galaxy
在1.4，4.8和8.6 GHz的射电连续观测中，人马座矮星系中的两个行星状星云（PNe）揭示了Wray 16-423的细长形状和He 2-436的极端紧凑性。He 2-436被确认为局部尘埃消光。两个PNe的光电离模型从两个不同的代码，允许理论的不确定性进行评估。Wray 16-423由一颗Teff 1.07x10^5K的恒星激发，是一个椭圆形的物质边界星云，除了密度更大的部分。He 2-436被一颗7x10^4K的恒星激发，包含两个辐射边界壳层，内层壳层可能对应于一个短暂事件。这两颗恒星都在相同的（燃烧氢）演化轨道上，初始质量为（1.2+/-0.1）Msun，可能是双胞胎，其中Wray 16-423的PN喷射发生在He 2-436之前约1500年。PN丰度加强了母星的共同起源，表明O，Ne，Mg，S，Cl，Ar和K（-0.55+/-0.07 dex）相对于太阳几乎相同的耗尽，He的大相同的过剩丰度和碳的强过剩丰度，特别是在He 2 -436中。过量的氮使Wray 16-423几乎成为I型PN。这些PNe提供了一种校准人马座恒星星族的金属丰度和年龄的方法，它们证实了最年轻、最富金属的恒星族的年龄为5 Gyr，金属丰度为[Fe/H]=-0.55，与红巨星分支的斜率一致。（摘要摘要）
2000-09-05 astro-ph
The chemical content of nearby galaxies from planetary nebulae: NGC 147
本文报道了用GEMINI多目标摄谱仪对M31的伴星矮球状星系NGC 147中的8个行星状星云（PNe）的光谱观测结果。六个最亮的PNe的物理化学性质（Corradi等人，2005年）是使用经验ICF方法和CLOUDY光电离建模得出的。利用化学丰度之间的关系，分析了低金属丰度环境中低质量和中等质量恒星演化的不同方面。此外，还研究了NGC 147化学演化的某些特征。特别是，PNe的平均金属丰度，O/H=8.06（对应于[Fe/H]（PNe）~-0.97），接近旧恒星星族的金属丰度，[Fe/H]=-1.0（Butler & Martinez-Delgado），表明在相当长的时间内化学富集可以忽略不计。最后讨论了本星系群矮星系的光度-金属丰度关系。dSphs在光度-金属丰度图中的位置并不排除它们是从古老的矮不规则星系（dIrs）中形成的，但它确实排除了它们是从现在的dIrs中形成的，因为它们的金属丰度之间的差异已经存在于它们的古老种群中。光度-金属丰度关系的偏移表明dSphs的富集速度更快，并且与不同的平均丰度比[O/Fe]一起展示了这两种类型星系不同的恒星形成历史。
2006-11-24 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
UVES detailed chemical abundances in the Sgr dSph and the CMa overdensity
我们提出了详细的化学丰度的12颗恒星在人马座矮椭球星系（Sgr dSph）和3在犬市长超密度（CMa），紫外光谱的基础上。Sgr dSph型恒星的金属丰度高（[Fe/H]在-1到0之间），[α/Fe]比值低，La、Ce和Nd丰度过高，Na、Al、Ni和Zn丰度不足。Zn丰度不足尤其令人感兴趣，因为它可能破坏dSph和DLAs之间的平行关系，其中Zn用作Fe的替代。在这三颗CMa星中，一颗可能是银河系的闯入者，另外两颗呈现太阳金属丰度，α元素丰度不足，La、Ce和Nd丰度过高。这些特征与Sgr dSph中发现的特征非常相似。此外，还检测到明显的Cu过剩（[Cu/Fe] ~ +0.25），这在MW盘星中是不寻常的。我们认为，这些结果有力地表明，在CMa过密度中存在着河外起源的吸积恒星星族。
2004-10-29 astro-ph
Search for a Dark Matter annihilation signal from the Sagittarius dwarf galaxy with H.E.S.S
矮球状星系是寻找暗物质湮灭信号的最佳目标之一。人马座矮椭球星系（Sgr dSph）中心的弱相互作用粒子（WIMP）湮灭将在末态产生高能γ射线。H.E.S.S.进行的观察成像大气切伦科夫望远镜阵列。利用对Sgr矮星结构参数的最新测量，对Sgr矮星的暗物质晕轮廓进行了仔细的模拟。在超对称模型和Kaluza-Klein模型的框架下导出了暗物质粒子速度加权截面的约束条件。
2007-11-23 astro-ph
VLT Spectroscopy of RR Lyrae Stars in the Sagittarius Tidal Stream
16 RR天琴座变量的QUEST调查，躺在领先的臂的潮汐流从人马座dSph星系已被观察到光谱测量其径向速度和金属丰度。14颗恒星的系统速度是通过对单个测量值拟合标准速度曲线而确定的，具有尖锐的峰值分布，平均值为33 km/s，标准差仅为25 km/s。这些恒星的[Fe/H]分布的平均值为-1.76，标准差为0.22。这些测量结果与以前从较小的恒星样本中获得的结果非常一致。平均金属丰度是一致的年龄金属丰度的关系，观察到的主体的Sgr dSph星系。的径向速度和距离太阳的这些恒星进行了比较，最近的数值模拟的Sgr流假设不同形状的暗物质晕。假设扁圆晕的模型与假设球形或扁长分布的模型不一样。然而，没有一个配合是完全令人满意的。每一个模型都不能再现在赤经（36度）中的流的长范围，这是在QUEST调查所覆盖的区域中看到的。需要进一步的建模，看看理论和观察之间的这种和其他不匹配是否可以通过对模型参数的合理选择来消除，或者排除一类模型。
2004-10-05 astro-ph
Searching for Tidal Tails in Galactic Dwarf Spheroidal Satellites
我们提出了一个长期项目的初步结果，以调查的过程中的dSPH卫星的吸积和潮汐中断的星系晕，特别是寻找新的潮汐尾附近的dSPH卫星的银河系的样本。在这里，我们提出了我们发现的额外的潮汐碎片在小熊座dS ph和讨论的检测斯隆数字化巡天队可能是一个潮汐流与人马座dSph。
2000-09-05 astro-ph
First results of UVES at VLT: abundancesin the Sgr dSph
在ESO 8.2米Kueyen望远镜的UVES光谱仪调试期间，观测到人马座矮椭球的两颗巨星。Sgr 139的[Fe/H]=-0.28，Sgr 143的[Fe/H]=-0.21，这些值大大高于Sgr主要群体的金属丰度的光度估计值。我们推导出的O，Na，Mg，Al，Si，Ca，Sc，Ti，V，Cr，Mn，Co，Ni，Cu，Y，Ba，La，Ce，Nd和Eu的丰度比发现基本上是太阳能与少数例外：Na显示出强烈的过度缺乏，重元素Ba到Eu，是过剩的，而Y是underbundat。高金属丰度意味着Sgr星系经历了高水平的化学加工。这两颗恒星被选为人马座两个主要恒星星族的代表，然而，与测光的预期相反，这两颗恒星显示出非常相似的化学成分。我们认为，最有可能的解释是两颗恒星的测光差异是不同的距离，Sgr 143比Sgr 139近约2Kpc。这一结果表明，解释的颜色-星等图的Sgr比以前认为的更复杂，视线深度的影响不应被忽视。它还表明，光谱丰度需要正确的解释Sgr人口。
2000-05-12 astro-ph
Chemical abundances in Terzan 7 from UVES spectra
我们目前的化学丰度镁，硅，钙和铁的三个红巨星在稀疏的球状星团泰山7，物理关联的人马座矮椭球星系（Sgr dSph），这是目前被潮汐破坏的银河系。数据是用甚低频紫外可见光谱仪获得的，平均值[Fe/H]=-0.57，太阳α含量平均值[α/Fe]=-0.03。这使得Ter 7成为Sgr dSph系统的成员，显示出类似的丰度模式。
2003-09-03 astro-ph
Tracing the Sgr Stream with 2MASS. Detection of Stream stars around Outer Halo Globular Clusters
我们使用红外色星等图从2微米全天巡天（2MASS）搜索恒星属于潮汐流的人马座矮球状星系（Sgr dSph）周围选定的银河系球状星团。在统计上显著的探测到的情况下，NGC 12和NGC 4147，强烈支持的想法，这些集群与Sgr流，他们是以前的成员Sgr dSph星系。
2003-04-28 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
The chemistry of the neighbors: detailed abundances in the Sgr and CMa dwarf galaxies
我们总结了我们正在进行的调查结果的化学丰度在人马座矮椭球星系（Sgr dSph）和大犬座超密度（CMa）。在Sgr dSph中分析了12颗RGB星，加上5颗在相关的球状泰山7中，以及3颗CMa候选成员。从氧到铕，多达23种元素的详细丰度已经得到。
2005-09-13 astro-ph
Tracing the Outer Structure of the Sagittarius Dwarf Galaxy: Detections at Angular Distances Between 10 and 34 Degrees
我们已经获得了深测光数据，在24个领域沿东南延伸的人马座矮椭球（Sgr dSph）星系的主轴，并在四个领域沿西北延伸。使用恒星计数在预期位置的Sgr上部主序列内产生的颜色星等图（CMD），我们明确地检测到Sgr恒星在东南部的范围10- 34度从星系的中心。如果Sgr是对称的，这意味着它的真长轴直径至少为68度，如果Sgr的所有部分距离太阳的距离相等，则接近30 kpc。平行于星系短轴的恒星数量显示，Sgr在远离中心的地方仍然相当广阔。这表明Sgr的外部部分类似于一条流，而不是星系椭球内部区域的延伸。推断的V波段表面亮度（SB）的范围从27.3-30.5等每角秒 **2在这个径向范围内，并表现出一个变化的斜率约20度从中心的Sgr。外部SB轮廓的标度长度为17.2度，而Sgr的中心区域为4.7度。我们推测，在SB配置文件中的这一突破代表了从Sgr的主体过渡到一个更广泛的“Sgr流”。通过对SB轮廓的积分，我们估计Sgr的绝对视星等在-13.4到-14.6之间，这取决于Sgr的假设结构;因此Sgr的光度上限约为5.8x10**7太阳光度。这一结果将Ibata等人（1997）推断的Sgr的V波段M/L比值降低到约10，与银河系中最明亮的dSph伴星的观测值一致。
1998-10-01 astro-ph
Remnants of Sagittarius Dwarf Spheroidal Galaxy around the young globular cluster Palomar 12
对年轻的球状星团Palomar 12周围的大视场进行测光，揭示了一个低表面亮度恒星系统的主序星。这个主序表明，恒星星族的金属丰度和/或年龄存在显着差异，但平均而言比Pal 12更贫金属。在对这一星群的性质作不同假设的情况下，我们发现它与太阳的距离在17-24 kpc之间，这包括了到12，$19.0\pm0.9$ kpc的距离。该恒星系统也被探测到位于北12 ° 2 $\arcdeg$的区域，这表明它的最小直径为$\sim0.9$ kpc。Dinescu et al. 2000）的轨道、恒星系统的色星等图、它们在天空中的位置和它们的距离都表明它们是Sgr dSph星系潮汐破裂的碎片。我们简要地讨论了Sgr和星系晕的演变的影响。
2002-05-27 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
The Optical Gravitational Lensing Experiment. Deep Photometry of the Sagittarius Dwarf Spheroidal Galaxy
我们提出了深CCD测光领域的新发现的矮球状星系在人马座（以下简称SGR），和附近的控制领域。这些数据（V和I共约3.5小时暴露时间）用于生成两个视野中I约为22.3的色幅（CM）图。统计删除CM图的场星后，我们发现，Sgr是由一个中等年龄（年龄~ 10 Gyr）的人口，显着年轻于一个典型的球状星团人口占主导地位。有一些证据表明，一个弱的中年组成部分，或者是一个人口的蓝色散兵游勇。这些结果证实了Sgr是一个真正的矮球状（dSph）星系，是第九个绕银河系运行的星系。我们在Sgr场中发现了9个短周期变量，远远超过了在控制场中发现的数量。其中7颗星有相似的视星等，几乎可以肯定是Sgr中的RR~Lyr星。我们已经使用RRab变量的最小光颜色来确定Sgr场的红化为E \vi \ = 0.22。假设RR~Lyr的光度为M_V = +0.6，则Sgr的距离为25.2 +/-2.8kpc。Sgr巨分支和上主层序的性质与[Fe/H] ~-1. 1 +/-0. 3的平均金属丰度一致。
1994-09-29 astro-ph
Color-Magnitude Diagrams of Merged Globular Clusters: Metallicity Effects
曾经与矮球状（dSph）星系相关的球状星团（GC）的合并最近被认为是一些银河系GC的双峰水平分支（HB）的解释，最著名的是NGC 1851，NGC 2808和NGC 6229。通过对天炉座和人马座dSph星系中GC的色星等图及其金属丰度分布的分析，我们认为两个GC的合并很可能会产生红巨星分支（RGB）颜色的双峰分布，或者至少是RGB的显着加宽，这是由于两个合并球状体之间金属丰度的预期差异。目前已知没有具有双峰RGB的GC，并且上述双峰-HB GC中RGB序列的紧密性意味着它们的HB双峰的合并起源是不可能的。
1997-01-14 astro-ph
High-quality Spectrophotometry of the Planetary Nebula in the Fornax dSph
我们目前的NTT光谱的一个已知的行星状星云（PN）在矮球状星系天炉座，一个缺乏气体的本星系群星系，停止了恒星形成活动的几亿年前的结果。我们检测到[OIII] 4363线的信噪比约为22。我们首次探测到了[SII] 6717、6731的弱谱线（I（6717+6731）~0.01 I（H β）），测定了电子数密度（Ne（SII）= 750 cm^-3），并计算了O、N、Ne、Ar、S、Cl、Fe、He和C的丰度。这里给出的丰度分析是基于电子温度Te的直接计算，并得出氧丰度为12+log（O/H）= 8.28+/-0.02。O、Ne、Ar和S丰度分析表明，原始ISM氧丰度降低了0.27 ± 0.10 dex，发生了氧的第三次自污染。蓝色光谱显示出弱的沃尔夫-拉叶特特征，其前身星被归类为弱发射线星。矮球状星系中的五个PNE中有四个现在已知显示WR风特征。总的来说，PN的祖先的金属量符合恒星光谱丰度在以前的研究中得出的，以及与恒星年龄金属量的天炉座关系。
2007-03-27 astro-ph
The ACS Survey of Galactic Globular Clusters: M54 and Young Populations in the Sagittarius Dwarf Spheroidal Galaxy
我们提出了新的哈勃太空望远镜测光的大质量球状星团M54（NGC 6715）和重叠的核心潮汐破坏人马座（Sgr）dSph星系的一部分，ACS调查银河系球状星团。我们的深（F606 W ~26.5），高精度测光产生了前所未有的详细的颜色星等图，显示了扩展的蓝色水平分支和M54+Sgr系统的多个主序列。用等时线和主层序拟合修正了M54的距离和红化，修正后的结果为（m-M）_0=17.27，E（B-V）=0.15。初步评估发现，M54+Sgr区域主要由Sgr和球状星团的旧贫金属族群所控制。多个转折点表明至少存在两个中等年龄的恒星形成时期，年龄为4和6 Gyr，[Fe/H]=-0.4到-0.6。我们还清楚地表明，第一次，一个突出的，2.3 Gyr老Sgr人口近太阳丰度。还显示了一个更年轻（0.1-0.8 Gyr）、更富含金属（[Fe/H] \sim 0.6）的恒星的踪迹。Sgr的年龄-金属丰度关系与闭箱模型和多个（4-5）恒星形成爆发在整个卫星的生命周期，包括时间以来Sgr开始破坏是一致的。
2007-07-31 astro-ph
RR Lyrae stars in the Sagittarius dwarf galaxy: Period analysis
我们对人马座矮星系（Sgr）中分布在50平方度范围内的~3700颗RR型天琴座恒星进行了周期分析。天琴座RR几乎均匀地分布在Sgr和银河系之间。对于Sgr成员，RRab和RRc星的平均周期分别为0.574天和0.322天。这使Sgr处于奥斯特霍夫I群的长周期尾。我们报告的检测53双模式RR天琴座星（RRd）在我们的样本。其中40颗恒星的星等与Sgr的成员一致，而13颗RRD位于我们的银河系内。我们还发现了13个RR天琴座（5个在Sgr，8个在银河系）表现出两个紧密间隔的频率，最有可能与非径向脉动有关。的RR天琴座变量在Sgr的周期分布进行比较，其他银河系卫星。我们发现一个显着的相似性之间的RR天琴座人口在Sgr和大麦云（LMC），这表明这些星系有相似的水平分支形态。这可能表明Sgr和LMC在相似的条件下开始形成。利用各种光度指标，我们估计了Sgr中天琴座RR型星的金属丰度，发现<[Fe/H]>~-1.6 dex，在这个值附近有~ +/-0.5 dex的离散度，在<-2.0 dex处有一个较小但重要的星群。我们没有发现证据的空间金属丰度梯度的RR Lyrics人口的Sgr。根据天琴座RR星系的空间分布，我们估算了该星系的RRab含量和总光度，发现MV（Sgr）~-14.7 mag，这个值与Dsph星系的经验金属丰度/光度关系相一致。
2001-06-11 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
Sulphur abundances in Terzan 7
我们在这里提出的第一次测量硫丰度在河外恒星。我们利用欧洲南方天文台8.2 m Kueyen望远镜的紫外线光谱获得了属于人马座矮星系的球状星团Terzan 7的三颗巨星的高分辨率光谱。我们使用S I多重峰1的线测量硫丰度。这三颗恒星的S/Fe比都接近太阳级，因此远低于银河系中类似铁含量的恒星（[Fe/H] ~ -0.50）。这一发现与该星团以及人马座和其他dSphs中其他α链元素的丰度一致。这些低α链元素与铁的比例表明人马座和它的球状星团经历了一个低的或爆炸性的恒星形成率。我们的硫丰度意味着< \log（S/O）> = -1.61，这与许多氧含量相似的H II区域中发现的值相当，并且略低于太阳值（log（S/O）sun = -1.51）。这也是第一次测量球状星团中的硫丰度，因此直接比较泰山7和银河系球状星团是不可能的。然而，我们的分析表明，S I多重线1应该是可测量的其他球状星团至少到一个金属丰度~-1.5。
2005-04-21 astro-ph
The Kinematics, Orbit, and Survival of the Sagittarius Dwarf Spheroidal Galaxy
人马座星系（Sgr）是银河系中距离我们最近的卫星星系，它在银河系的许多轨道上都幸存下来。现存的数值计算将这个星系模拟为一个中心集中质量分布的系统，并发现它应该每2- 4个轨道就失去一半以上的质量，并且在很久以前就完全瓦解了。显然，Sgr和其他dSph星系的暗物质并没有集中在中心的轮廓。我们开发了一个模型，其中恒星的Sgr矮星嵌入在一个恒定密度的暗物质晕，代表的核心潮汐有限的系统，并表明，这是一致的，它的生存。我们提出了新的光度和运动学观测的Sgr和显示这些数据是一致的，这个星系的持续存在的解释。Sgr正被潮汐扭曲，潮汐受到限制，但还没有被破坏。对应的最小总质量为$10^9 \msun$，而中心质量与可见光的比值为$\sim 50$（太阳单位）。我们新的照相测光允许在$22°\times 8°$区域内探测Sgr的主序星。Sgr是扁长的，其轴比为$\sim$ ~3：1：1。对于银河系中心到太阳的距离为$16 \pm 2 \kpc$，长轴为$\gta 9 \kpc$长，并且近似垂直于银河系平面，大致沿着坐标线$\ell=5^\circ$。作为Sgr成员的巨星的中心速度色散是$11.4 \pm 0.7 \kms$，并且在星系表面上是恒定的。平均视线速度的梯度与沿
1996-12-03 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 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
