Building up the Galactic Halo: The Sagittarius dSph and the globular cluster M22
人马座矮椭球（Sgr）和一些球状星团（GGC）可以被认为是银河系晕的组成部分。我们提出了一系列的结果的基础上的宽视场测光的Sgr系统和GGC M22。特别是对于Sgr，我们提出：（1）RGB凸起的检测，这一特征与RGB的形状一起可用于限制年龄和金属丰度的允许范围，以及（2）检测一个清晰的蓝色水平分支，该分支探测金属贫乏群体的存在。在M22的情况下，我们提出了明确的证据表明，差异变红是观察到的进化序列的传播的主要原因。
2003-05-07 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
First detection of the RGB-bump in the Sagittarius dSph
本文给出了以球状星团M54为中心的人马座矮球状星系（Sgr）的V，I测光结果，其区域为~ 1^{circ} × 1^{circ}.该目录是该星系有史以来最大的恒星数据库（约500，000）。覆盖的广阔区域使我们能够第一次测量RGB凸起的位置，这是一个在大多数银河系球状星团中发现的特征，最近才在本星系群的少数星系中发现。RGB微分光度函数中单峰凸起的存在证实了Sgr（Pop A）中存在优势种群。Pop A RGB的光度特性和RGB凸起的位置已被用于限制该人群的可能年龄和金属丰度的范围。最可能的解位于-0.6 < [M/H] <= -0.4和4 Gyr <= age <= 8 Gyr的范围内。
2002-08-30 astro-ph
A Deep Survey of the Fornax dSph I: Star Formation History
基于深度成像观测，我们给出了天炉座矮球状（dSph）星系的第一个同质恒星形成历史（SFH）。我们获得了天炉座（银河系中最亮的dSph）整个表面B ~ 23深度的双滤光片测光，并利用CMD拟合技术导出了它的SFH。我们表明，天炉座产生了最复杂的恒星形成和化学富集的历史，所有的银河系dSphs。这个系统支持了恒星形成的多个时代。在早期宇宙中形成了大量的恒星，但最主要的是中间年龄的恒星。这包括大约3到4 Gyr前的恒星形成的强烈爆发。人口梯度也很明显。与其他dSphs类似，我们发现最近的恒星形成集中在系统的中心。此外，我们表明，中心区域窝藏比外部天炉座的化学富集速度更快。在中心，古老的恒星（年龄> 10 Gyr）显示平均金属丰度为[Fe/H] ~-1.4，有证据表明金属丰度分布中有三个峰值。总的来说，天炉座的浓缩效率很高：最近的恒星形成爆发产生了接近太阳金属丰度的恒星。我们的研究结果支持这样一种情况，即天炉座经历了一个早期阶段的快速化学富集，产生了广泛的丰度。恒星形成逐渐减少，直到大约4 Gyr前，当天炉座经历了一个突然爆发的强烈的恒星形成活动伴随着大量的化学富集。随后是较弱的恒星形成事件，我们已经发现了年龄小于1亿年的恒星的初步证据。
2008-05-09 astro-ph
The Sagittarius Dwarf Galaxy Survey (SDGS): constraints on the Star Formation History of the Sgr dSph
简要介绍了Sgr矮球状星系广泛光度测量的主要特点。V和I测光已经获得了约90000颗恒星朝向Sgr和约9000颗恒星在一个地区没有Sgr恒星（净化的目的）。这一大型数据库的全部潜力远未得到充分开发。在这里，我们目前只有初步的结果，从统计净化色星等图的分析，试图设置一个计划的恒星形成历史的Sgr星系。一个方案中，恒星形成的Sgr很早就开始了，并持续了几个Gyr逐步化学富集的星际介质（ISM）。大约8 Gyr前，恒星形成率突然下降，这可能与导致星系气体耗尽的事件相吻合。一个非常小的恒星形成率一直持续到相对较近的时期（~ 1 Gyr前）。
1998-09-15 astro-ph
A Suprime-Cam study of the stellar population of Ursa Major I dwarf spheroidal galaxy
介绍了大熊座I矮球状星系（dSph）的深宽V、I CCD测光结果。该星系的图像是由斯巴鲁/Suprime-Cam广角相机拍摄的，覆盖了位于星系中心的34 \arcmin $\times$ 27 \arcmin的视场。Uma I dSph的色星等图（CMD）显示了一个陡峭而狭窄的红巨星分支（RGB），蓝色和红色水平分支（HB）和主序星（MS）。一个定义明确的主序关断（MSTO）被发现位于V $_{0,MSTO}\sim$ 23.5马格。距离模数是从水平分支（V $_{0,HB}=20.45\pm0.02$）的V波段幅度导出$(m-M)_0=19.93\pm0.1$（对应于距离D $=96.8\pm4$ kpc）。RGB星的平均金属丰度是由V $-$ I的颜色[Fe/H] $\sim-2.0$估算的。由理论等时线叠加计算的关闭年龄表明，Uma I dSph中的大多数恒星形成于非常早期（$\sim12$ Gyrs前）。基于MS、RGB、HB星和蓝离散星（BS）的恒星数密度等值线图显示，Uma I dSph的形态非常不规则和扭曲，表明该星系正处于分裂过程中。恒星星族的非常古老和金属贫乏的性质意味着，这一新发现的暗淡dSphs的恒星形成历史可能与其他著名的“经典”dSphs不同，这些dSphs显示出显着的中间年龄的恒星星族。Uma I dSphs的恒星星族与银河系古老的贫金属球状星团非常相似…
2008-04-18 astro-ph
Multiple stellar population in the Sextans dwarf spheroidal galaxy?
本文介绍了表面亮度很低的矮椭球星系六分仪的宽视场（33 × 34弧分^2）多波段（BVI）CCD测光（I ≤ 20.5）。在推导出的色星等图中，我们发现了证据，表明在这个dSph中存在多个恒星星族。我们特别发现：{ \it（i）}一个蓝色水平分支（HB）的尾巴，相对于突出的红色HB和天琴座RR星，它似乎位于一个更亮的序列上，与Maublski等人（1999）对Sculptor dSph的发现非常相似; {\it（ii）}暗示RGB星的颜色呈双峰分布; { \it（iii）}一个双RGB隆起。所有这些特征表明，在该星系的老恒星星族中至少存在两个组分：一个是[Fe/H]~ -1.8的主组分，另一个是[Fe/H]<~-2.3的次组分。与玉夫座的相似之处可能表明，多个恒星形成事件在最近的dSphs中也很常见，这些dSphs在很早的时候就停止了恒星形成活动。
2001-08-31 astro-ph
Ages and Chemical Abundances in Dwarf Spheroidal Galaxies
本星系群中的矮球状星系（dSphs）是我们检验星系形成和演化理论的极好系统。色星等图（CMD）包含了从渐近巨星分支到远低于最古老的主序星序转折点的数千颗恒星，它们被用来推断恒星的形成历史，并推导出了令人惊讶的复杂演化历史。dSphs中单个红巨星的光谱学被用来确定其中化学丰度的分布。通过结合光度学和光谱学，我们可以克服CMD固有的年龄-金属性简并性，并以前所未有的准确度确定dSphs的演变。我们报告了最近的进展，并讨论了一个新的和令人兴奋的研究途径，高色散光谱，产生丰富的许多化学元素。后者使我们能够估计Ia型和II型超新星（SNe）的富集程度，并对银河系中有多少可能以dSph-sized碎片的形式吸积以及何时可能发生这种合并提出了新的限制。
1999-10-12 astro-ph
Episodic Star Formation in the Carina dSph Galaxy
我们目前的光度测定船底座矮球状星系的恒星是前所未有的深度，精度和空间覆盖范围。我们的数据表明，船底座有一个令人惊讶的复杂的演变主导的恒星形成的突发事件。比较色星等图与新的理论等时线，我们确定的“爆发”的年龄约为2，3- 6，和11- 13 Gyr。请注意，“爆发”和静止阶段持续了<~1 Gyr，这比银河系中~0.1 Gyr的动力学时间尺度长得多。船底座中的每个主序星都连接到一个红巨星分支，这告诉我们，无论年龄如何，船底座恒星都是贫金属的，[Fe/H]~= -1.86，金属丰度的分布只有0.2 dex。因此，在这个低质量矮星系中，恒星形成的过程，以及超新星驱动风中富含金属的气体的损失，都是在许多Gyr上发生的，而不是在一个单一的短暂事件中发生的。
1996-01-05 astro-ph
Whiting 1: the youngest globular cluster associated with the Sgr dSph
最近，Carraro（2005）通过表明它距离太阳约40 kpc，因此毫无疑问是星系晕（b=-60.6 deg.）的成员，引起了人们对显着星团Whiting 1的注意。它的CMD表明，对于一个球状星团来说，Whiting 1是非常年轻的（5 Gyrs）。怀汀1很可能起源于一个矮星系，后来被银河系破坏了。利用VLT获得的BVI通带的深CCD测光，提高了CMD的质量，并确定了星系团的光度函数和表面密度分布。麦哲伦获得的高分辨率光谱图被用来测量星系团的径向速度，并对其可能的金属丰度进行限制。距离和径向速度的测量被用来测试集群的恒星流从Sgr dSph的成员。从我们对Whiting 1的CMD中，我们得到了该星系团年龄（6.5 Gyrs）、金属丰度（[Fe/H]=-0.65）和距离（29.4 kpc）的新估计。从三颗恒星的阶梯光栅光谱图中，我们得到了星团的径向速度为-130.6km/s，并从两条红外Ca Ⅱ线的测量结果表明，星团的[Fe/H]可能在-1.1到-0.4之间。我们证明了Whiting 1在天空中的位置，它与太阳的距离，以及它的径向速度与Sgr dSph星系的尾随恒星流的理论预测和以前对M巨星的观测的误差是相同的。随着Whiting 1的加入，现在有强有力的证据表明在Sgr dSph内形成了6个球状星团。
2007-02-09 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
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
Variable stars in the Fornax dSph Galaxy. I. The Globular Cluster Fornax 4
第一次在天炉座4中发现了变星，这个球状星团位于天炉座矮球状星系的中心附近。通过将图像相减技术应用于由6.5米麦哲伦/克莱望远镜的MagIC相机和4米布兰科/CTIO望远镜的宽视场成像仪获得的B，V时间序列测光，我们在以天炉座4为中心的2.4 'x2.4'区域中检测到27颗RR Lyrinos星（22颗基模，3颗第一泛音和2颗双模双折射）。ab型天琴座RR型恒星的平均和最小周期<Pab>分别为0.594 d和P（ab，min）=0.5191 d，以及该星团在水平分支型-金属丰度平面中的修正位置，都一致指向该星团的奥斯特霍夫中间状态，这与绝大多数银河系球状星团不同，但与之前对天炉座其他球状星团的指示一致。距离星团中心30角秒以内的天琴座RR型星的平均视星等为<V（RR）>=21.43 +/- 0.03等（σ =0.10 mag，12颗星的平均值），导致（m-M）o=20.64 +/- 0.09 mag或（m-M）o=20.53 +/- 0.09 mag的真实距离模量，这取决于是采用低（[Fe/H]=-2.0）还是中等高（[Fe/H]=-1.5）的金属丰度。
2007-08-02 astro-ph
Chemical Abundances of the Leo II Dwarf Galaxy
我们使用先前公布的中等分辨率光谱结合恒星大气模型，推导出狮子座II dSph星系中的第一个测量的化学丰度比。我们发现，对于SNR > 24的光谱，我们能够从位于钙红外三线态（CaT）附近的弱Ti，Fe和Mg线测量丰度。我们还量化和讨论从Fe I线和CaT功能估计的金属丰度之间的差异。我们发现，虽然大多数贫金属（[Fe/H] <-2.0]）的狮子座II星的Ca和Ti丰度比与银河系球状星团相似，但更多金属的恒星的Ti，Mg和Ca丰度比随着金属丰度的增加而逐渐下降。在这个遥远的，显然是动态稳定的dSph星系中发现这些趋势支持了这样一个假设，即dSph星系的缓慢化学富集历史是普遍的，独立于与银河系的任何相互作用。结合我们的光谱丰度与公布的宽带测光和更新的等时线，我们能够近似恒星年龄为我们明亮的RGB恒星的相对精度为2-3 Gyr。虽然Leo II的年龄-金属丰度关系暗示了一定程度的缓慢富集，但数据仍然在统计上与Leo II历史上没有富集相一致。
2008-10-03 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
Wide Field Imaging of the Sextans Dwarf Spheroidal Galaxy
介绍了极低表面亮度矮椭球星系六分仪的宽视场多波段测光。我们已经找到了令人信服的证据，证明在这个星系中存在多个恒星星族。我们特别发现：（a）在不稳定带上有一个蓝色水平分支尾巴;（b）红巨星分支（RGB）恒星的颜色有明显的双峰分布;（c）有一个双RGB凸起。所有这些特征都表明，在主导银河系的古老恒星星族中（至少）存在两种成分：一种是[Fe/H]~-1.8的主要成分，另一种是[Fe/H]~-2.5的次要成分。最近，马多夫斯基等人（1999年）在玉夫座矮天体（Sculptor dwarf Spheroidal）中也发现了类似的证据，这表明在最近的dSphs中，多个恒星形成事件也很常见，这些dSphs在很早的时候就停止了恒星形成活动。
2001-10-30 astro-ph
Deep Wide Field BVI CCD Photometry of the Sextans Dwarf Spheroidal Galaxy
本文对本星系群中的六分仪矮球状星系（dSph）进行了深宽视场$VI$ CCD测光，观测视场为42'× 28'，位于星系中心。六分仪座dSph的色星等图显示了清晰的红巨星支（RGB）、蓝水平支（BHB）、显著红水平支（RHB）、渐近巨星支（AGB）、约120颗变星候选星，包括天琴座RR和异常造父变星，约230颗蓝离散星（BS）和主序星（MS）。到银河系的距离是用RGB尖端的$I$波段星等在I（TRGB）=15.95+/-0.04：（m-M）_0=19.90+/-0.06处得到的，红化E（B-V）=0.01。RGB的平均金属丰度从（V-I）颜色估计：[Fe/H]=-2.1+/-0.1（统计误差）+/-0.2（标准校准误差）dex，其中σ [Fe/H]=0.2 dex的分散。主要老星族的MSTO年龄估计与M92相似，也有一些年龄较轻的恒星星族。在V=19.95+/-0.05 mag（Mv =0.03 mag）处发现一个RGB凸起，并且在V=19.35+/-0.05 mag（Mv=-0.58 mag）处发现一个弱的较亮凸起，其可能是AGB凸起。RGB星和MS星的V波段光度函数与M92的V波段光度函数大致相似，只是在亮度范围内比MSTO亮的恒星比M92略多。亮BS比暗BS更集中在中心。有几种星群具有显著的径向梯度：与BHB、蓝色RGB、蓝色SGB和暗淡BS相比，RHB、红色RGB、红色次巨星…
2003-08-27 astro-ph
Exploring Halo Substructure with Giant Stars VIII: The Extended Structure of the Sculptor Dwarf Spheroidal Galaxy
（节略）我们探索了玉夫座矮球状（dSph）星系中恒星在7.82 deg^2区域内的空间分布。我们通过Washington M，T_2+ DDO 51测光和蓝水平支（BHB）星群识别红巨星支（RGB）开始，以绘制dSph的空间结构。光谱观测到的玉夫座候选恒星的一个子集产生系统日心速度为v_{hel} =110.43 km/s，与以前的研究很好地吻合，和一个全球速度色散为sigma_v=8.8 km/s，可能会略高于0.4 r_{lim}。在M~19的极限下，我们发现94%的光度选择的玉夫座巨星候选者与光谱测量是运动学相关的，10颗恒星中有4颗没有被光度选择，我们的候选者样本可能是非常纯净的。我们非常小心地评估光度计样品中的污染背景水平，以确保准确的密度分布。这些评估验证了我们在RGB和BHB样本中检测到的玉夫座恒星的恒星密度相当大，达到了我们调查区域的极限。我们发现Sculptor密度分布在~60 arcmin内与极限半径r_{lim} = 79.6的King分布很好地拟合，超过该范围发生幂律分布的“中断”。这一突破人口必须要么是一个绑定组的“晕星”周围的雕塑dSph或未绑定的潮汐碎片。后者得到了二维分布分析的支持，如果为真，则意味着Sculptor的分数质量损失率为~0.042 Gyr^{-1}。最后，可能更多的贫金属RGB星（根据颜色和星等选择）的中心集中程度明显较低，因此，构成…
2005-08-02 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
The structural properties and star formation history of Leo T from deep LBT photometry
我们提出了深，宽场g和r测光的过渡型矮星系狮子座T，获得的蓝臂的大双筒望远镜。这些数据证实了非常年轻（<1 Gyr）和更老（>5 Gyr）的恒星的存在。我们研究的结构特性的老和年轻的恒星星族的人口优先选择任何人口的基础上，他们的颜色和大小。年轻的星族比年老的星族明显更集中，半光半径分别为104+-8和148+-16 pc，它们的中心略有偏移。据估计，年轻的恒星星族约占恒星总质量的10%。色星等图（CMD）与理论等时线的比较以及CMD数值拟合表明，恒星形成开始于10 Gyr前，并在最近的时间持续到至少几百万年前。CMD拟合的结果表明，两个不同的恒星形成爆发，与一个静止期约3 Gyr前，虽然在低的意义。这一结果与整个系统没有金属丰度演化和[Fe/H] ~ -1.5的结果一致。最后，资料显示狮子座T的潮汐变形迹象很小。
2008-03-05 astro-ph
The RR Lyrae variables in M54 and the Sgr dwarf galaxy
本文报道了球状星团M54的新的B、V和I CCD测光，目的是研究它的变星。相对于之前对M54的最新研究，我们已经探测到的变星的数量几乎翻了一番：M54现在可以被归类为奥斯特霍夫群的中间恒星。从红巨星恒星星族和变星中得到了星团和Sgr dSph场的金属丰度分布。
2001-06-01 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
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
Deep Hubble Space Telescope Imaging of IC 1613 II. The Star Formation History
我们提出了深HST WFPC 2本星系群矮不规则星系IC 1613的图像。这是迄今为止对孤立矮不规则星系测光最深的一次。由此产生的颜色星等图（CMD）进行分析，使用三种不同的方法来推导恒星形成历史（SFH）。所有三个发现一个增强的恒星形成率（SFR），从3至6 Gyr前，和类似的年龄-金属丰度关系（AMR）。新观察到的外场与早期研究的IC 1613中心场的比较表明，在最后一个陀螺期间，外场的SFR已显着降低。这意味着该星系的光学尺度长度一直在随时间而减小，并且在中等红移的星系与现今星系的比较中应该考虑到这一影响。我们发现IC 1613和更遥远的银河系dSPH同伴之间有很强的相似性，所有这些都是由恒星形成在中间年龄。特别是，IC 1613和Leo I的SFH和AMR无法区分。这意味着dIrr星系不能通过它们的中间年龄恒星星族与dSphs区别开来。这种类型的SFH也可能是矮星系中由于背景辐射使宇宙再电离后的光电离而导致早期恒星形成较慢或受到抑制的证据。假设IC 1613是典型的孤立演化的dIrr，因为大多数恒星的形成发生在中间年龄，这些矮系统不能负责IGM的快速化学富集，这是在高红移。没有证据表明IC 1613中有任何大幅度的恒星形成爆发，我们发现IC 1613的类似物极不可能在现有的星系红移调查中导致过量的微弱蓝色星系。
2003-06-23 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
Star Formation Histories of Nearby Galaxies and the Connection to High Redshift
这是一个明显的声明，我们今天看到的所有星系在我们的本星系群内和周围已经形成和演化了宇宙年龄的很大一部分。这不是一个伟大的逻辑飞跃进一步声明的方式，他们已经形成和演变必须是相当代表这些过程的一般。当然，除非我们愿意假设我们的局部空间区域在某种程度上是特殊的，对此没有证据。换句话说，如果我们能够确定附近星系精确的恒星形成历史，追溯到最古老的球状星团的年龄，那么我们也将获得星系从最早期演化的代表性图像，并预测附近星系在中等和高红移时的样子。通过对外星系中已分辨的恒星星族进行深层次、高精度、多色测光，可以确定邻近星系的恒星形成历史。最近，哈勃太空望远镜和高质量的地面成像技术已经为附近星系中微弱的老恒星星族提供了引人注目的色-星等图。虽然目前还没有足够深入的数据来明确地追溯到最古老的星系群（除了星系晕中的一些小dSphs），但这些初步研究使得一系列星系类型的更深层次数据的潜力看起来非常令人兴奋。例如，最近对金属丰度非常低的矮不规则星系狮子座A的研究结果表明，我们已经在本星系群中发现了一个年龄小于2 Gyr的年轻星系。因此，附近暗星的色-星等图提供了一个重要的和独立的方法来证实高红移星系巡天预测的星系演化。
1998-07-15 astro-ph
