The Distribution of Atomic Hydrogen Around Two Irregular Galaxies
我们提出了两个不规则星系的无线电干涉观测的候选人具有异常扩展HI发射。另外，UGC 199和DDO 26星系看起来是正常的低光度系统，恒星形成率适中。然而，在分辨率约为50”的情况下，探测极限为2- 3E 19/cm ^2，与其他不规则星系相比，这两个星系周围的HI都不寻常地延伸。UGC 199周围的HI呈现出规则的对称分布，具有规则的旋转，最大旋转速度约为80 km/s。相比之下，DDO 26周围的HI显示出集中成两个斑点，其中一个臂位于西北部的外部部分，并且在其西北部有一些额外的排放。运动学主轴是约75度的HI和光学形态轴，这是不寻常的Im星系。此外，星系外部的速度场是混乱的，在两个HI峰的速度剖面是广泛的。我们认为DDO 26可能受到了外部扰动，或者是两颗正在合并的矮星。
2002-02-07 astro-ph
The Sagittarius Dwarf Irregular galaxy (SagDIG): distance and star formation history
根据~1550颗恒星的[I-（V-I）]色星等图，导出了本星系群dIrr星系SagDIG的距离、恒星形成历史和整体性质。从TRGB的I等得到的距离为1.06+/-0.10 Mpc。这相当于1.17 Mpc到本星系群的重心，1.34 Mpc到M 31，即DDO 210，0.35 Mpc，是最接近SagDIG的星系。根据RGB的颜色估计金属丰度为[Fe/H]=-2.45+/-0.25。因此，SagDIG可能是本星系群的成员，也是已知金属丰度最低的恒星形成星系的候选者。该星系的径向密度分布图已经与其他综合性质（星等，颜色和中心表面密度）一起获得。星系密度分布符合指数律，标度长度为27.1”，对应于140 pc。SagDIG的恒星形成历史进行了分析，根据合成的颜色星等图。该星系目前正处于一个高恒星形成活动时期，形成恒星的速度大约是其整个生命平均速度的10倍。这是被归类为dIrrs的星系的共同特征。
1999-10-07 astro-ph
Star Formation and the ISM in Four Dwarf Irregular Galaxies
我们提出了新的，高灵敏度的VLA观测HI在四个矮星系（UGCA 292，GR 8，DDO 210和DDO 216），我们用这些数据来研究恒星形成和星际介质之间的相互作用。在UGCA 292，GR 8和DDO 210中的HI速度色散和线形表明，这三个星系都包含温暖和冷或冷HI阶段。冷中性介质的存在由低色散（3- 6 km/s）HI分量或Gauss-Hermite形状参数h_4 > 0指示。与预期相反，我们发现在五个矮星系的低色散（冷）阶段的发病率和恒星形成率之间没有趋势。较冷的HI相可能是恒星形成的必要成分，但显然还不够。然而，有一个全球性的趋势之间的恒星形成率的星系和发病率的不对称HI配置文件。这种趋势可能反映了年轻大质量恒星的动能输入。数值模拟表明，旋转展宽（有限角分辨率）的影响是最小的这些星系。模拟也被用来估计的误差，在柱密度的高色散和低色散HI阶段。
2003-04-14 astro-ph
A WFPC2 Study of the Resolved Stellar Population of the Pegasus Dwarf Irregular Galaxy (DDO 216)
利用WFPC 2在F439 W（B）、F555 W（V）和F814 W（I）波段拍摄的图像研究了飞马座矮不规则星系的恒星星族。这些数据和地面数据相结合，产生颜色星等图，显示了这个小星系中恒星星族的复杂性质。一颗年轻（小于0.5 Gyr）的主序星组成部分存在并聚集在两个位于中心的团块中，而较老的恒星形成一个更扩展的盘或晕。主序星的颜色要求A_V = 0.47 mag.红巨星分支的平均颜色是相对蓝色的，与中等金属丰度的年轻或年老的贫金属恒星星族相一致。红巨星分支在颜色上也有明显的宽度，暗示着恒星的年龄和/或金属丰度的范围。在红巨星分支尖端之外发现了少量的扩展渐近巨星分支星。在我们的数据的模糊界限附近，是一个人口稠密的红色团块叠加在红巨星分支上。根据日内瓦恒星演化轨迹拟合自洽的恒星星族模型，得到了760千秒差距的修正距离。定量拟合的恒星星族探索作为一种手段来约束恒星形成的历史。主序星和核心燃烧氦的蓝环星的数量要求恒星形成率在最近的过去更高，大约1 Gyr前的3-4倍。如果没有更好的恒星金属丰度信息和更深层次的光度测量，就无法获得较长时间基线上恒星形成历史的独特结果。与数据一致的最年轻的模型包含恒定金属丰度为Z = 0.001的恒星，主要形成于2-4 Gyr前。即使在恒星形成活动的高峰期，飞马座矮星也很可能保持相对暗淡，M_V ~-14。
1998-05-21 astro-ph
Stellar Populations of the Sagittarius Dwarf Irregular Galaxy
本文介绍了矮不规则星系SagDIG中恒星的深BVRI CCD测光。在SagDIG中测量的恒星的色星等图显示了一个蓝色的羽状物，主要由年轻的恒星星族组成，和一个定义明确的红巨星分支（RGB）。SagDIG的前景红化估计为E（B-V）=0.06。RGB的尖端在I_（TRGB）=21.55 +/-0.10 mag，由此估算出该星系的距离为d = 1.18 +/-0.10 Mpc。这一结果，结合其速度信息，表明它是本星系群的一员。红巨星分支的平均金属丰度估计为[Fe/H] < -2.2 dex。这表明SagDIG是最缺乏金属的星系之一。SagDIG的总星等（< r_H（= 107弧秒））的绝对星等为B^T=13.99等，V^T=13.58等，R^T=13.19等，I^T=12.88等，相应的绝对星等为M_B=-11.62等，M_V=-11.97等，M_R=-12.33等，SagDIG中心部分的表面亮度轮廓近似符合King模型，核心浓度参数c = log（r_t / r_c）~ 0.6，外部部分的表面亮度轮廓遵循指数律，标度长度为37弧秒。测得中心表面亮度为mu_B（0）= 24.21 mag arcsec^（-2）和mu_V（0）=23.91 mag arcsec^（-2）。SagDIG中最亮的蓝色和红色恒星的亮度和颜色（BSG和RSG）分别测量为<V（3）>_BSG = 19.89 +/…
1999-10-27 astro-ph
The stellar content of the isolated transition dwarf galaxy DDO210
我们使用斯巴鲁Suprime-Cam和VLT FORS 1测光的矮星系DDO 210研究全球恒星的内容和结构性质的过渡型星系（与性能之间的矮不规则和矮球状系统）。这个星系足够孤立，潮汐相互作用不太可能以任何方式影响它的演化。DDO 210的颜色星等图显示了红巨星分支（RGB）星群（带有RGB凸起）、明亮的渐近巨星分支星群、红色团块、年轻的主序星和蓝圈星。最年轻的恒星形成于过去的6000万年，与主要的星群相比，有着明显的径向分布。虽然整体恒星的空间分布和HI空间分布是同心的，年轻的恒星偏离中心的DDO 210和一致的“凹痕”在HI分布。这意味着形成年轻星族所需的近期恒星形成率要比推导出的当前恒星形成率高出10倍以上。DDO 210中的大多数恒星都位于一个红色的星团中，其I波段的平均星等表明DDO 210中的大多数恒星的平均年龄为4^{+2}_{-1} Gyr。根据这个年龄，RGB的颜色意味着[Fe/H] ~-1.3的平均金属丰度。通过将红团的形状与各种恒星形成历史的模型进行比较，我们估计一个老的（> 10 Gyr）恒星星族最多可以贡献DDO 210中20 - 30%的恒星。DDO 210不寻常的恒星形成历史，其低质量的估计和孤立的性质，提供了深入了解恒星形成如何在最低质量，未扰动的矮星系晕中进行。
2006-09-08 astro-ph
Using dCep Stars to study Northern Dwarf Irregular Galaxies of the Local Group
本星系群中的矮星系提供了一个独特的天体物理实验室。尽管它们很接近，但其中一些系统仍然缺乏可靠的距离测定以及对其恒星成分和恒星形成历史的研究。我们目前的第一个结果，我们的调查变星在一个样本的六个本群矮不规则星系。我们描述了观测策略和数据处理，并讨论了DDO 216，LeoA和GR8中新发现和重新发现的dCep星的光变曲线。基于这些数据，我们提出了新的独立造父变星距离。在我们的巡天中发现的其他变星在本卷的一篇相关文章中进行了讨论（Snigula等人）。
2005-08-26 astro-ph
Toward a Census of Variable Stars in Northern Local Group Dwarf Irregular Galaxies
本星系群中的矮星系提供了一个独特的天体物理实验室。特别是，它们使我们能够探测低金属丰度环境中的脉动（和其他）变星，丰度低于SMC。我们的观测程序由C. Gössl的贡献，产生了大量的内在明亮的变星，可以作为这些星系的恒星星族和恒星形成历史的探针。最突出的是脉动变量像Miras（LPVs）和$δ$ Cep星，但我们也发现其他类型的变星，例如RV金牛星，不规则的红色变星等，我们提出了一个初步的人口普查的三个星系DDO 216，狮子座A和GR8。
2005-08-29 astro-ph
Interstellar Medium Oxygen Abundances of Dwarf Irregular Galaxies in Centaurus A and Nearby Groups
我们目前的光谱的35个H II区域的半人马座A组的8个矮星系的结果。在ESO 272-G 025和ESO 324-G 024中检测到[O III]4363 A，直接氧丰度分别为12+log（O/H）= 7.76 +/- 0.09和7.94 +/- 0.11。对于其余的星系，丰度是使用常见的亮线方法得出的。为了比较星系群环境对矮星系的影响，我们还从文献中收集了来自Cen A和Sculptor星系群的其他矮不规则星系的数据。我们已经研究了氧丰度，气体分数，有效化学产额，和潮汐指数之间可能的关系。尽管大的正潮汐指数的一些Cen A矮星在本样本中，有没有明确的分离星系之间的正潮汐指数和星系的光度金属，金属气体分数，和金属潮汐指数图中的负潮汐指数。H I表面质量密度随着正潮汐指数的增加而减小，这在强潮汐遭遇中是预期的。在各自星系群中，氧的丰度或产量与星系的投影距离之间没有明显的趋势。我们还提供了附近三个不规则星系：DDO 47、NGC 3109和六分仪B中13个H II区的光谱。对于DDO 47，H II区SHK 91 No. 18的[O III]4363氧丰度（7.92 +/- 0.06）与最近公布的值一致。对于六分仪B，H II区SHK 91 No.5的[O III]4363氧丰度（7.80 +/- 0.13）与已发表的工作一致，其中O^+丰度完全由[O II] 7320，7330通量确…
2007-01-10 astro-ph
Study of DDO 68: nearest candidate for a young galaxy?
利用SAO 6 m望远镜对矮星系DDO 68（UGC 5340 = VV 542）进行了光谱学和成像研究，该星系位于发光星系密度很低的区域（Lynx-Cancer空洞）。它在V、R波段和窄H-α滤波器中的深空图像显示，该星系具有非常不规则的形态，南部有一个长长的弯曲尾巴，北部边缘有一个环状结构。后者由5个独立的区域组成，其中3个区域可以用经典的T_e方法测量O/H。它们的加权平均氧丰度对应于12+log（O/H）=7.21+-0.03，在不确定性范围内与IZw 18的值一致。DDO 68的（V-R）颜色在整个星系都是相当蓝色的，表明它的恒星星族很年轻。通过比较指数盘的（V-R）_0色为0.12 ± 0.04与演化星团的PEGASE.2模型，我们首次估计了最古老的恒星星族的年龄，但这需要用其它颜色和分辨恒星的测光来证实。对于连续恒星形成定律，这些年龄在200-900百万年之间，而对于瞬时星暴，这些年龄在100-115百万年之间。我们讨论的属性和可能的青年附近的对象（2.3倍，比著名的年轻星系IZw 18）在其非典型环境的背景下。
2005-08-02 astro-ph
The Recent Star Formation Histories of M81 Group Dwarf Irregular Galaxies
我们目前的观测和分析的九个矮不规则星系（dIs）的M81集团采取的先进相机上的哈勃太空望远镜的调查。这9个星系样本（加兰、M81矮A、DDO 53、Ho IX、Ho I、DDO 165、NGC 2366、Ho II和IC 2574）的光度跨度为6等，是目前恒星形成率的1000倍，金属丰度为0.5 dex。在这里，我们使用色星等图的解决恒星星族，研究这些星系的恒星形成历史（SFHS）。以M_ ${B}$ =-15为分界线，将样本分为暗星系和亮星系，分析了暗星系和亮星系在自星系数、出生率参数、恒星形成率和恒星成分空间分布等方面的异同。比较这些参数作为光度的函数，我们发现只有微小的差异SF特性。我们扩展我们的比较，选择在本地组（LG）的DI，并发现只有微小的差异，SF参数。对于平均的M81星群和LG dI，每个时间间隔形成的恒星比例与恒定的SFH一致。然而，个别星系可以显示出显着偏离恒定的SFH。因此，我们发现这一结果强调了随机SF在dIs的重要性。我们还比较了可能的形成方案的亮度较低，候选人在M81组的潮汐矮星。SFH和相关的红色恒星密度不足表明，加兰和Ho IX不是dIs，而是潜在的潮汐矮星系。有趣的是，LG和M81星群之间一个值得注意的区别是LG中缺少潮汐矮星候选者。
2008-09-29 astro-ph
Dark Matter and Gas Concentrations in the NGC 4532 / DDO 137 System
中性氢合成映射的NGC 4532和DDO 137，一对Sm星系的边缘的室女星系团，被用来确定每个星系的旋转曲线，并解决的结构和运动学的三个不同的HI浓度嵌入在一个扩展的信封中的扩散HI发现在早期的阿雷西博研究系统。三个浓度的HI质量似乎不足以使它们产生自引力;然而，它们的HI质量和动力学质量与室女星系团中暗淡的Im星系非常相似。每个云的HI柱密度峰值接近恒星形成的阈值，但B和R的CCD图像显示没有恒星或恒星形成的痕迹。如果系统是引力束缚的，并且处于维里平衡，我们发现它的总质量是单个星系和云的最外层HI轮廓的十倍。总HI的37%位于由VLA映射确定的单个星系的边界之外; 28%不能归因于任何星系或离散浓度。解释速度场和大量扩散气体的一种可能方法是假设DDO 137、气体浓度和其他明显的潮汐特征是由于气体落入星系群的暗物质势内的团块，并且在相互作用之前，星系群由不规则星系组成（NGC 4532）和一个大的，像HI 1225+01这样的贫星HI云（Giovanelli et al. 1991）。
1998-11-05 astro-ph
DDO 88: A Galaxy-Sized Hole in the Interstellar Medium
本文对富气矮星系不规则星系DDO 88进行了光学和HI研究。虽然DDO 88的全球光学和HI参数是正常的形态类型，它拥有一个大的（3千秒差距直径）和异常完整的环增强HI发射。气体环位于大约三分之一的总HI半径和光学定义的Holmberg半径的一半，并包含星系总HI的30%。在HI分布中，环围绕着一个中心凹陷，因此它可能是一个由星爆事件形成的壳层。然而，如果最近发生了一个不寻常的恒星形成事件，那么HI黑洞中的UBV颜色并不比银河系的其他部分更蓝，但是在黑洞中心附近有一个古老的（~1-3 Gyr）红色星团，它的质量足以在HI中产生黑洞。然而，环的年龄估计是不确定的，因为它没有被观察到正在扩大。一个膨胀模型产生了0.5 Gyr的较低估计，但与环相关的暗淡恒星形成区域的存在表明了一个更年轻的年龄。我们还估计，如果它的年龄超过0.5 Gyr，环现在可能已经分散了。这意味着环的年龄小于0.5 Gyr。更年轻的年龄表明红色星团没有产生洞和环。如果这个环和它周围的气体中的低压不是由恒星风和超新星形成的，这将表明其他一些目前尚未确定的机制正在运作。
2004-09-29 astro-ph
Arecibo HI Mapping of a Large Sample of Dwarf Irregular Galaxies
本文报道了70个矮不规则星系（Sm、Im和BCD）的中性氢成图，并给出了用Arecibo光束分辨的位置-速度等值线图。这些星系是从室女星系团星表中选出的，也可以是从类似的场星系中选出的，或者是从阿雷西博十进制范围内的距离有限的样本中选出的。我们没有发现任何孤立的矮星具有比DDO 154更大的HI与光学半径比; HI 1225+01（Giovanelli \& Haynes 1989）仍然是HI中已映射的矮星中唯一的对象。对于所有具有显著旋转的矮星，我们能够确定自旋的方向。对于一些分辨率更好的矮星，我们能够确定旋转曲线，在大多数情况下，在现有的合成阵列地图中，远远超出了最后一个测量点。研究了星系大小和质量的几种测量方法之间的相关性;在论文II（Salpeter \& Hoffman 1996）中，我们将这些数据与所有可用的映射矮不规则星系和映射螺旋星系的数据相结合，以研究Tully-Fisher关系和表面密度随星系大小、光度或质量的变化。
1996-01-30 astro-ph
On the origin of the HI holes in the interstellar medium of dwarf irregular galaxies
我们认为，在星际介质（ISM）的星系，如大麦云（LMC）和Holmberg II（Ho II，DDO 50，UGC 4305）中观察到的大HI孔可以形成为湍流耦合到热和引力不稳定性的综合结果。我们调查这个问题的三维流体动力学模拟，考虑到冷却和加热过程和气体的自重的作用。我们建立了一个辐射转移的算法，对模拟数据进行后处理，并在21 cm中性氢线上建立发射图。通过这种方法，我们能够再现在ISM地区观察到的壳和洞的结构，在那里没有检测到恒星活动。为了量化我们的合成图与观测值的比较，我们计算了合成HI图和Ho II HI图的物理尺度-自相关长度关系（L- L_{cr}关系）。的L- L_{cr}关系示出的自相关长度的线性增加的物理尺度的能量注入的规模和更大的尺度的能量注入。观测和合成图之间的L- L_{cr}关系的比较表明，湍流驱动的ISM的Ho II在大尺度（~ 6 kpc）。在Ho II的线性区域中的L- L_{cr}关系的斜率通过湍流与气体的弱效率冷却耦合的模型更好地再现。这些结果表明湍流和气体热力学之间的相互作用对于ISM中结构形成的重要性。我们的分析可以用来确定的规模上的动能注入的ISM矮不规则星系，并推导出，在第一近似，气体的冷却速率。
2005-05-03 astro-ph
Omega Centauri: Nucleus of a Milky Way Dwarf Spheroidal?
我们集中在两个方面的欧米茄Cen是相当不典型的球状星团：它的金属丰度分布和轨道。我们用（1）华盛顿（M-T_2，M）_o色星等图（包含13万颗恒星），（2）DDO_（51）光度法区分巨星和场矮星，（3）（M-T_2，M-DDO_（51））_o色到[Fe/H]的映射导出了欧米茄Cen的金属丰度分布函数。通过对跨越所有丰度的恒星子样本的径向速度成员资格研究，对场巨污染进行了校正。与先前的研究一样，这个恒星的丰度非常宽，在[Fe/H]=-1.7附近有一个峰值，并延伸到更高和更低的丰度，但很少有恒星的[Fe/H] >~-1.2。半人马座欧米茄的轨道是强烈逆行的，有小的远银河系，几乎与银河系盘共面-即，这是一个与几乎所有已知的银河系球状星团都不同的轨道，在水平分支类型和[Fe/H]的星团中是独一无二的。我们建议，欧米茄Cen的轨道和轨道，当考虑到其他不寻常的欧米茄Cen属性是一致的图片，其中该对象是一个曾经较大的卫星矮星系，已大大减少潮汐剥离的遗体（核）。一个模型，其中欧米茄岑面临相当大的剥离银河系磁盘可以解释集群的当前状态。一个现今的对应物可能是人马座dSph系统，其中的球状星团M54（其质量与半人马座欧米茄相似）被认为是其核心。一个更大的原欧米茄Cen在逆行轨道上犁过银河系盘可能有助于厚盘的形成，通过潮汐剥离恒星的贡献和通过大量的薄盘加热。
1999-10-14 astro-ph
New abundance measurements in UKS 1927-177, a very metal-poor galaxy in the Local Group
本文介绍人马座矮不规则星系UKS 1927-177（SagDIG）中最亮Hii区的光谱学研究结果。从高信号-噪声光谱，红化校正线通量比已测量的几个百分点，从其中的氧丰度的典型不确定性进行了重新讨论，并得出新的丰度估计为N和Ne。根据经验丰度指标R23和其他方法估计，SagDIG中的O丰度在12+log（O/H）=7.26至7.50之间。事实上，SagDIG比IZw 18近10倍，这使它成为测试当今宇宙中存在年轻星系的假设的理想目标。事实上，恒星测光表明，这个星系可能拥有一个比几个Gyr更老的恒星星族，也可能是一个古老的恒星组成部分。因此，SagDIG的案例支持了这样一种观点，即在矮恒星系统的整个生命周期中，即使存在多个恒星形成事件，也可以保持非常低的化学丰度。
2002-05-21 astro-ph
The evolution of the photometric properties of Local Group dwarf spheroidal galaxies
我们研究了本星系群中矮球状星系的光度学性质。从它们的综合颜色的分析，我们认为矮椭球体和巨型椭圆体之间的可能联系。通过对V-V图的分析，我们寻找了矮球状星系（dSphs）和矮不规则星系（dIrrs）之间可能存在的演化联系。利用化学演化模型和分光光度模型研究了六个本星系群矮球状星系（船底座、天龙座、人马座、玉夫座、六分仪座和小熊座）的演化。的化学演化模型，采用最新的核合成从低和中等质量的恒星，以及核合成和能量反馈的超新星Ia型和II型，重现这些星系的几个观测约束，如丰度比与金属丰度和金属丰度分布。这些星系演化的拟议方案的特点是低恒星形成率和高星系风效率。这样一种情况使我们能够预测与观测一致的综合颜色和星等。我们的研究结果强烈表明，前几个陀螺的演变，当恒星形成是最活跃的，是至关重要的定义的光度，颜色，和其他光度学性质的今天观察到的。在恒星形成时期之后，星系风带走了每个星系的大部分气体，然后被动地演化。我们的研究结果表明，这是可能的，在一定阶段的演变，dSphs和dIrrs提出了类似的光度特性。然而，在那个阶段之后，它们沿着不同的道路进化，导致它们目前具有不同的属性。
2008-01-16 astro-ph
The Progenitors of Dwarf Spheroidal Galaxies
矮球状（dSPH）星系提出了一个进化的难题，我们探索在40早期和晚期型矮星的本地组和附近的领域。虽然dSphs形成恒星的时间很长，但今天除了一个外，所有的dSphs都没有可探测的星际物质（ISM），即使在天炉座dSphs中，恒星仍然在1亿年前形成。结合红巨星的金属丰度与HI数据从文献中，我们发现，著名的偏移的光度金属丰度（L-Z）的关系dSphs和矮不规则（dIrr）星系也存在时，只比较他们的老恒星星族：dSphs有较高的平均恒星金属丰度为一个固定的光度。显然，年轻的dSphs经历了更有效的富集比年轻的dIrrs。矮星系，其轨迹在L-Z图是一致的dSphs，甚至重子光度，是"过渡型矮星“凤凰，DDO 210，LGS 3，Antlia和KKR 25。它们具有混合的dIrr/dSph形态，低恒星质量，低角动量，HI含量小于几个10^6太阳质量。与dIrrs不同的是，许多过渡型矮星在去除气体后会非常类似于dSph，它们很可能是dSph的祖先。由于气体去除是关键，我们认为各种气体去除过程的经验证据。我们认为，内部气体去除机制是不够的，有利于冲压压力汽提，使dSphs。初始条件和环境的结合似乎支持dSphs的形成，它似乎是从具有活跃的早期恒星形成的小星系形成的，其演化由于外部诱导的气体损失而停止。过渡型矮星则是保持其ISM的dSphs，因此应该在剥离无效的孤立位置取代dSphs。（节录）
2003-01-02 astro-ph
Chemical Abundances and Kinematics in Globular Clusters and Local Group Dwarf Galaxies and Their Implications for Formation Theories of the Galactic Halo
本文综述了星系晕形成的理论和支持证据，特别是一些相关的球状星团以及本群矮星系中恒星的运动学和详细的化学丰度。外晕红HB星团倾向于有大的离心率，并居住在矮球状恒星居住的区域，有利于银河系外的起源。老的球状星团显示出全部的偏心率，而年轻的球状星团似乎更倾向于高偏心率，这再次暗示了它们的银河系外起源。我们详细比较了各种元素之间的晕和所有矮星系研究的日期，包括矮椭球和不规则的丰度。其显著特征是晕的丰度基本上是独一无二的。特别是，研究的13个星系中有12个的α与[Fe/H]模式彼此相似，与银河系非常不同。射手座似乎是唯一可能的例外。看来很大一部分富含金属的晕不太可能来自低质量的分裂矮星系。然而，至少有一部分贫金属晕可能来自典型的矮星，而一部分中等金属量的晕可能来自非常巨大的系统。矮星和晕之间的化学差异是由于前者的低恒星形成效率和高银河风效率的结合。如果大多数晕星都是在几颗质量非常大的卫星很早就吸积形成的，那么形成问题就可以解决。然而，任何这样的卫星要么必须比假设的早得多，在Ia超新星爆发之前，要么必须阻止恒星形成，直到它们被吸积之前不久。
2007-08-03 astro-ph
Stellar Populations at the Center of IC 1613
我们用哈勃空间望远镜上的WFPC 2在F439 W、F555 W和F814 W滤波器中观测了本星系群矮不规则星系IC 1613的中心。我们发现一个占主导地位的老恒星星族（年龄~7 Gyr），可识别的强红巨星分支（RGB）和红团人口。根据RGB的（V-I）色，我们估计中间年龄恒星星族的平均金属丰度[Fe/H] = -1.38 +/- 0.31。我们使用RGB尖端的I星等确认了715 +/- 40 kpc的距离。主序星的光度函数下降到I ~25，这提供了在过去的2.5 - 3.5亿年期间，WFPC 2视场（0.22平方千秒差距）内每年大约0.00035太阳质量的大致恒定的SFR的证据。蓝环光度函数中的结构意味着4亿~ 9亿年前的SFR比现在高出约50%。这些年轻恒星的平均重元素丰度是太阳的十分之一。对于I = 24.7的主序带上的红色突起，最好的解释是IC 1613中心非常古老的恒星星族的蓝色水平分支。我们还使用3.5米的WIYN望远镜在良好的视宁条件下拍摄了IC 1613的更广泛区域。AGB星的光度函数与至少在2-10 Gyr年龄范围内的连续恒星形成期是一致的。我们提出了一个近似的年龄-金属丰度关系IC 1613，这似乎类似于小麦哲伦云。我们将IC 1613的赫斯图与其他三个本星系群矮星系的类似数据进行比较，发现它与附近的过渡型矮星系飞马座（DDO 216）最相似。
1999-05-27 astro-ph
