Metallicity Effects on Dust Properties in Starbursting Galaxies
我们目前的红外观测66星暴星系在广泛的氧丰度，测量金属量如何影响其尘埃性质。这些数据包括斯皮策太空望远镜的成像和光谱，并辅以地面近红外成像。我们证实了强相关性的芳香族排放与金属，在金属[12+log（O/H）]~8的阈值。这种行为的金属丰度和辐射硬度依赖性的大分散意味着它不是由于单一效应，而是由于某种组合。我们发现，大尘埃颗粒的远红外线色温增加对较低的金属丰度，在金属丰度为8达到峰值，然后翻转。我们计算尘埃质量，并将其与文献中的HI质量进行比较，以得出气体与尘埃的比率，该比率在太阳金属丰度和金属丰度为8之间增加了近3个数量级，低于该数量级则会被排除在外。因此，在中红外波长的芳香族发射的突然变化似乎反映在远红外特性，表明金属含量的变化影响了占主导地位的红外发射的尘埃颗粒大小的整个范围的组成。此外，我们发现，比值L（8微米）/L（TIR），校准高红移星系的24微米测量的重要性，略有增加的金属丰度从~太阳到~50%的太阳减少，然后减少了一个数量级的金属丰度进一步减少。虽然绝大多数星系都表现出类似的行为模式，但有三个例外，SBS 0335- 052 E，Haro 11和SHOC 391。它们的红外SED在能量上由24微米附近的中红外线主导，而不是由60 - 200微米区域主导。（节录）
2008-01-11 astro-ph
Dust in Dwarfs and Low Surface Brightness Galaxies
我们描述了一个矮星系和低表面亮度星系的样品的斯皮策图像，使用高灵敏度和空间分辨率来探索这些星系中的尘埃形态。对于恒星暴矮星UGC 10445，我们提出了一个完整的红外光谱能量分布和建模的个别尘埃成分。我们发现它的弥漫冷（T~ 19 K）尘埃成分延伸到它的近红外盘之外，并推测最合理的加热源是来自恒星形成复合体的紫外光子。我们发现UGC 10445中T~ 19 K尘埃的质量非常大，下限为3 × 10^6 M_solar。我们探讨了具有如此高的尘埃含量对星系的性质和演化的影响。
2006-09-29 astro-ph
The Evolutionary Status of Isolated Dwarf Irregular Galaxies II. Star Formation Histories and Gas Depletion
在复合恒星星族模型的背景下解释了孤立矮不规则星系大样本的UBV和H α成像结果。观察到的光学颜色是最适合的复合恒星星族，有大约恒定的恒星形成率至少10 Gyr。这些星系的中心表面亮度范围从20.5到25.0等角秒^{-2}不等;表面亮度和恒星形成历史之间没有相关性。尽管目前的恒星形成率很低，但在没有重大星暴事件的情况下重现观测到的光度是可能的。导出的气体耗尽时间尺度很长，通常约为20 Gyr。这些结果表明，矮不规则星系将能够继续其缓慢，但恒定的恒星形成活动，至少另一个哈勃时间。孤立的dIs的样本相比，从文献中的恒星爆发矮星系的样本。恒星爆发矮星系有许多类似的性质;这两类富含气体的矮星系之间的主要区别是，当前的恒星形成集中在恒星爆发系统的中心，而更多地分布在静止的星系中。这导致了恒星爆发矮星系的明显颜色梯度，而大多数静止的矮不规则星系具有较小或不存在的颜色梯度。因此，低电流恒星形成率，蓝色和缺乏显着的颜色梯度的组合表明，恒星形成以准连续的方式缓慢地穿过正常矮星系的盘。
2001-01-09 astro-ph
Spitzer observations of MAMBO galaxies: weeding out active nuclei in starbursting proto-ellipticals
我们提出了斯皮策观测在5个波段之间的3.6和24微米的9个发光，尘埃星系的无偏样本选择在1200微米的MAMBO相机的IRAM 30米望远镜，人口类似于著名的submm或'SCUBA'星系（以下SMG）。由于submm/mm仪器的粗分辨率，SMG传统上难以在其他波长下识别。我们比较了我们的多波长目录，以表明24和1200微米之间的重叠必须接近完成在这些通量水平。我们发现，所有（4/4）最安全的>=4sigma SMG在1.4GHz下都具有鲁棒的>=4sigma对应物，而使用所有>=3sigma SMG的比例下降到7/9。我们表明，结合中红外和边际（>=3sigma）的无线电检测提供了合理的识别在其余的情况下，使我们能够识别完整的样品。几个来源的中红外连续辐射的形状暴露了在一个模糊的中央引擎上的吸积，证实了斯皮策清除活动星系的潜力。我们证明了S（24 um）/S（8 um）与S（8 um）/S（4.5 um）颜色-颜色图作为诊断的能力。然而，我们的结论是，大多数（约75%）的SMG的休息帧中/远红外SED与模糊的星爆相称。敏感的24微米观测显然是一个有用的途径，以确定和表征可靠的高红移远红外亮星系，补充什么是可能通过深射电成像。
2004-06-07 astro-ph
The 2MASS Wide-Field T Dwarf Search. IV Unting out T dwarfs with Methane Imaging
我们目前的第一个结果，从一个主要的程序甲烷过滤测光低质量恒星和褐矮星。介绍了一种新的甲烷滤光光度系统的定义。提供了一个配方的差分校准甲烷成像数据使用现有的2 MASS光度。我们表明，这些过滤器是有效的区别T矮星从其他类型的恒星，并证明这与英澳望远镜观测使用IRIS 2成像仪。甲烷成像数据和自行提出了10个T矮星确定为2 MASS“宽场T矮星搜索”的一部分-其中7个最初确定为T矮星使用甲烷成像。我们还提出了近红外中等分辨率光谱的五个T矮星，新发现的这种技术。从这些光谱得到的光谱类型进行比较，来自我们的甲烷过滤器的观测，和光谱类型来自其他观察者。最后，我们提出了一系列的未来计划，这些过滤器显然是非常适合的：筛选T矮星和Y矮星候选对象来自下一代近红外巡天;强大的检测候选行星质量的棕矮星集群;通过深甲烷成像检测已知的L和T矮星的T矮星同伴;以及在冷棕矮星上寻找旋转调制的时变表面特征。
2005-08-05 astro-ph
The 2MASS Wide-Field T Dwarf Search. V. Discovery of a T Dwarf via Methane Imaging
我们提出了一个T矮星，2 M2151 -4853，通过差分成像通过甲烷过滤器的发现。滤光片的设计是为了突出H波段的强吸收，这是由于在T矮星的大气中发现了甲烷，并提供了一种非常有效的搜索方法。随后的J和H带光谱证实2 M2151 -4853是T4.5型T矮星。它的分光光度距离估计为18 +/- 3 pc，切向速度估计为v=50 +/- 10 km/s。
2005-08-05 astro-ph
Emission-Line Galaxy Surveys as Probes of the Spatial Distribution of Dwarf Galaxies. I. The University of Michigan Survey
棱镜巡天是根据线发射来选择星系，在探测低光度星系方面非常有效，并构成了一些最深的矮星样本。在这项研究中，我们证实，发射线星系（ELG）在密歇根大学（UM）的物镜棱镜调查（MacAlpine等，1977-1981）是大尺度结构的可靠示踪剂，并利用样品的深度来检查低光度的空间分布（M $_{B} > $ -18.0）相对于更高光度的巨星系（M $_{B} \leq$ -18.0）的矮星系。新的光谱数据为26 UM调查对象。我们分析了整体星爆ELG和正常星系人口的相对聚类特性，使用最近邻和关联函数统计。这使我们能够确定ELG中的活动是否主要由引力相互作用引起。我们的结论是，银河系遇到的ELG活动的唯一原因，因为ELG往往是更孤立的，更经常发现在空隙相比，他们的正常星系同行。此外，对低光度矮ELG进行的统计分析表明，与非活跃的巨行星邻居相比，矮行星的聚集程度较低。相对于UZC巨星系样本，UM矮星系样本在大值处具有更大的最近邻分离百分比和更低的关联函数振幅。这些结果与星系偏置的预期是一致的。
2000-01-21 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
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
Spatially Resolved Stellar Populations of Eight GOODS-South AGN at z~1
我们对8个活动星系核宿主星系在z~1处的恒星星族进行了初步研究，并与（1）低红移样本和（2）类似红移的非活动星系样本进行了比较。我们利用凯克天文台的激光导星自适应光学（LGSAO）系统获得的GOODS南场K'图像。我们将此K'数据与HST上ACS的B，V，i和z成像相结合，以在所有波段中优于100 mas的匹配空间分辨率提供多色测光。从寄主的高X射线光度（LX> 10^42尔格/s）或中红外颜色可以推断出活动星系核的存在。我们发现年轻恒星星族的存在和活动星系核的强度之间的相关性，测量与[OIII]线光度或X射线（2-10千电子伏）光度。这一发现与较低红移的类似研究一致。在三个II型星系中，两个是盘状星系，一个是不规则型星系，而在I型样本中只有一个盘状源和四个光滑的源，椭圆/球状形态。另外，强II型活动星系核的中红外辐射强度分布表明，它们是通过星系爆发被激发到LIRG（Luminous Exclusive Red Galaxy）状态的，而强I型活动星系核则是通过中心活动星系核周围的热尘埃被激发到LIRG状态的。这支持了这样一种观点，即z~1处II型活动星系核的模糊性质与全球恒星爆发有关，它们可能被恒星爆发的副产品kpc尺度尘埃特征所掩盖。
2008-10-21 astro-ph
Effects of Massive Star Formation on the ISM of Dwarf Galaxies
我们正在研究恒星形成的影响，在低金属丰度环境下的ISM的属性，使用中红外（MIR）和远红外（FIR）的观测与红外空间天文台（ISO）和柯伊伯机载天文台（KAO）采取的星爆矮星系。强普适辐射场对气体和尘埃的影响，由于灰尘的贫环境是明显的灰尘和气体成分。从一个158微米的[CII]调查，我们发现增强的I[CII]/FIR比矮星系和I[CII]/I（CO）的比率高达10倍高于正常的金属丰度星暴星系。我们认为MIR观测在理解矮星系的恒星形成的性质和恒星SED的约束。值得注意的是，强大的MIR [NeIII]/[NeII]比值揭示了NGC 1569、NGC 1140和IIZ w 40中存在着当前年龄小于5 My的大质量恒星星族。作为低金属含量环境的一般特征，和平号红外未识别红外波段（UIB）即使存在，也很弱，表明最小的碳颗粒（如多环芳烃）在大的空间尺度上遭到破坏。这与我们的尘埃模型相证实：与FIR中发射的较大硅酸盐颗粒以及MIR中发射的小碳颗粒相比，多环芳烃的质量分数几乎可以忽略不计，鉴于[CII]冷却，这些颗粒似乎是这些星系中光电气体加热的来源。
2000-02-02 astro-ph
Second Parameter Globulars and Dwarf Spheroidals around the Local Group Massive Galaxies: What Can They Evidence?
我们认为，大多数的“年轻的”，所谓的“第二参数”球状星团（SPGC）起源于外星系晕由于一个过程以外的矮球状（dSph）星系的潮汐破坏。关于dSphs和SPGC的基本观测证据，再加上最新的数据，即在M33的球状星团中有相当大的相对数量的这样的星团，而在M31中它们的比例很低，似乎与怀疑的过程一致。它可能发生在本星系群（LG）中最大质量星系的系统中，在它们形成和演化的最早阶段。我们认为，SPGC的起源和基本特征可以自然地解释为M31的质量外流的结果，期间和由于其Pop.II恒星的形成，以及随后的气体吸积到其大质量的同伴，银河系和M33。在银河系外的星系晕中，不仅有大量的气体被吸积到银河系中，而且还有许多像SPGC一样年轻的dSphs星系被吸积到银河系中。一个不太重要的，但值得注意的质量转移从恒星爆发的原银河系到LG的大规模成员可能也发生了。
2002-09-26 astro-ph
Imaging planets around nearby white dwarfs
我们认为类木行星将在恒星演化的后期幸存下来，而白矮星将在宽轨道（>5AU）上保留行星系统。利用木星行星的进化模型，我们表明，红外成像与8米级望远镜的合适的附近白矮星应该允许我们解决和检测同伴> 3兆木星。探测到附近白矮星的大质量行星伴星将证明这些天体能够在恒星演化的最后阶段幸存下来，限制具有与我们的行星系统动力学相似的主序星的频率，并允许对其组成和结构进行直接的光谱研究。
2002-02-09 astro-ph
Keck Speckle Imaging of the White Dwarf G29-38: No Brown Dwarf Companion Detected
白矮星Giclas 29-38由于其巨大的红外过剩以及过剩可能是由于同伴棕矮星的建议而引起了人们的广泛关注。我们在凯克望远镜上使用散斑干涉法观察了这个物体，在K波段获得了衍射极限分辨率（55毫角秒），并发现它无法分辨。假设整个K波段的过剩是由于一个单一的点状伴星，我们将双星分离的上限定为30毫角秒，或0.42天文单位，恒星的距离为14.1 pc。这一结果，结合天体地震学数据和G29-38的其他图像，支持了近红外过量的来源不是冷伴星而是尘埃云的假设。
2000-02-02 astro-ph
Multiple superbubbles in the starburst nucleus of NGC 5253? - Implications for mass loss from dwarf galaxies
我们获得了长ROSAT HRI观测附近的矮星暴和沃尔夫-拉叶星系NGC 5253。我们的目标是解决ROSAT PSPC所看到的软热X射线发射的来源，Martin & Kennicutt（1995）提出了一个发光的超级气泡。我们发现的不是一个单一的超级气泡，而是一个至少有五个X射线发射源的复合体，与NGC 5253中心的大质量年轻恒星群有关。各组分的0.1-2.4 keV X射线光度在2-7倍10^37 erg \s的范围内。其中三个分量在统计上超出了HRI PSF，最大的分量具有8（+10，-4）arcsec的FWHM，相当于160（+200，-80）pc。我们认为所观察到的X射线发射的起源，集中在源预计将与星爆区域：超级气泡，超新星，超新星遗迹和大规模的X射线双星。为了评估由单个大质量星团吹出的年轻超级气泡的X射线光度，我们用真实的随时间变化的质量和能量注入率进行流体动力学模拟。我们的结论是，扩展的X射线组件最有可能是年轻的超级气泡吹个别年轻的星团在星爆区。我们详细讨论了多个超级气泡的影响，从矮星系的质量和金属喷射的效率，星暴驱动的星系风。我们认为，存在多个星团在恒星爆发的矮星系和由此产生的多个超级气泡将减少总ISM质量喷出的矮星系相比，目前的模型，只考虑一个超级气泡的爆裂（删节）。
1999-02-12 astro-ph
A Search for Low Surface Brightness Structure Around Compact Narrow Emission Line Galaxies
致密窄发射线星系（CNELG）是快速演化的中红移暗蓝星系群中最极端的成员，它们本征发光（-22 < M_B < -18），发射线宽窄（30 < σ< 125 km/s）。它们的性质有很大的争议：它们可能是低质量的恒星爆发星系，将逐渐消失为今天的矮星系，或者是恒星形成的爆发暂时主导了更大质量星系的流量，可能与原地隆起形成或星系核心的形成有关。我们提出了深，高质量（~0.6 - 0.8角秒）的图像与CFHT的27 CNELG。一个星系显示出潮汐尾的明显证据;其他星系并没有明确地嵌入星系盘中。大约55%的CNELGS的大小与小型到中等大小的本地矮星一致，而45%的大小与大型矮星或盘星系一致。至少有4个CNELG不可能含有大量的盘物质，它们在当前时期是低光度星系（M_B > -18）。相反，15的蓝色不足以褪色为低光度矮星（M_B > -15.2）。大多数的CNELG是一致的祖先的中等光度的矮星和低光度的螺旋星系的小磁盘。CNELG是一个异质的祖先群体，其中相当一部分（高达44%）能够衰退成今天的暗矮星（M_B > -15.2），而15 - 85%可能只经历了一个明显的非常紧凑的CNELG阶段在中等红移，但仍然是目前的更明亮的星系。
2006-10-27 astro-ph
Violence in the Dark Ages
大量的观测和理论论证表明，宇宙经历了一段加热和金属富集的时期，最有可能来自恒星爆发的矮星系。使用流体动力学模拟，我们进行了一个独特的详细的理论研究，这个时代结束时的宇宙学的“黑暗时代”。流出物将重子从总质量为$\lesssim10{}^{10}$ M ${}_\odot$的前病毒化晕中剥离出来，降低了它们的数密度和整体恒星形成率，同时将这些量推向它们的观测值。我们发现，$\lesssim10{}^{10}$ M ${}_\odot$对象的金属丰度随尺寸的增加，但与一个大的散射，再现矮星系的金属丰度光度关系。Galerkin $\gtrsim10{}^{10}$ M ${}_\odot$的形式与一个大致恒定的初始金属丰度为10%的太阳，解释了在这些对象中观察到的缺乏金属的盘星。流出丰富大约20%的模拟量，产生0.3%的太阳平均金属丰度，与观测CIV类星体吸收线系统。
2002-10-09 astro-ph
16 micron Imaging around the Hubble Deep Field North with the Spitzer IRS
我们提出了一个试点研究的16微米成像内的货物北部领域。观测是利用斯皮策IRS的PeakUp成像能力获得的。我们调查35平方弧分，平均3西格玛深度为0.075毫焦耳，并检测149个来源。该调查部分重叠的ISO在15微米成像的区域，我们证明，我们的测光和星系数计数与他们的测量是一致的。我们通过与本地模板的比较来推断16微米探测器的总红外光度，并发现L_IR}的范围很宽，从~10^9到10^{12} L_sun。大约五分之一的检测到的源有对应的钱德拉2毫秒目录，我们表明，硬带（2-8千电子伏）检测到的源很可能有很强的活动星系核的贡献的X射线通量。钱德拉的超深灵敏度意味着一些X射线探测可能是纯粹的恒星爆发物体。我们检查了16至24微米的通量比，并得出结论，它显示了在z~0.5和z>0.8处检测到红移PAH发射的证据。
2005-07-22 astro-ph
The Low CO Content of the Extremely Metal Poor Galaxy I Zw 18
我们提出了敏感的分子线观测的贫金属的蓝色致密矮星I Zw 18获得的IRAM高原德布尔干涉仪。这些数据将我们300 pc（半高宽）光束中的CO J = 1 - 0光度限制为L_CO <1 \times 10^5 K km s ^-1 pc ^2（I_CO <1 K km s ^-1），比以前的极限低一个数量级。虽然I Zw 18是恒星爆发，但它的CO光度与附近的低质量不规则星（如NGC 1569、SMC和NGC 6822）相似或更低。相对于它的B波段光度、HI质量或恒星形成率，I Zw 18中的CO比螺旋星系或矮星暴星系（包括附近的矮星暴IC 10）少。将恒星形成速率与我们的CO上限进行比较，我们发现除非分子气体在I Zw 18中形成恒星的效率比我们银河系高得多，否则它的CO与H_2的比率一定很低，即\sim是银河系的10 ^-2倍。我们检测到3毫米的连续发射，大概是由于热尘埃和自由-自由发射，朝向无线电峰值。
2007-04-06 astro-ph
Keck Imaging of Binary L Dwarfs
我们目前凯克近红外成像的三个二进制L矮系统，所有这些都可能是亚恒星。其中两颗是锂矮星，第三颗呈现L7光谱类型，使其成为迄今为止已知的最冷的双星。所有的组件通量比接近1和预计的物理分离之间的5和10 AU，假设距离18至26 pc从最近的测量三角视差。这些令人惊讶的相似的双星代表了在一个更大的双历元成像调查的初步阶段分析的10个L矮星系统中的同伴的唯一检测。探测率促使我们推测，L矮星的伴星是常见的，类似的质量系统占主导地位，它们的分布峰值在径向距离符合M矮星双星和木星行星在我们自己的太阳系的径向位置。然而，为了充分建立这些证据，以消除这种小型初步调查中固有的偏见所引起的怀疑，将需要对以高分辨率和动态范围观察到的较大体积有限的样品进行定量分析。
1999-09-21 astro-ph
ISM properties in low-metallicity environments I. mid-infrared spectra of dwarf galaxies
我们提出了新的ISOCAM中红外光谱的三个恒星爆发附近的矮星系，NGC 1569，IIZw 40，NGC 1140和30 Dor地区的LMC和探索的ISM在低金属环境中的属性，还使用额外的来源从文献中。我们分析了ISM探测的中红外观测的各个组成部分，并将它们与其他银河系和河外天体进行比较。低金属丰度星暴源的MIR光谱主要由[NeIII]和[SIV]线以及急剧上升的尘埃连续体组成。PAH带一般都很微弱，无论是局部还是整个星系的平均值，与尘埃星爆星系形成鲜明对比，那里的PAH特征非常明显，甚至在全球范围内占主导地位。的硬度建模的星际辐射场的矮星系增加PAH带发射的存在变得不那么明显。在整个星系中，[NeIII]/[NeII]的平均比值非常高，通常大于10。因此，硬辐射场是明显的和普遍的。我们发现一个显着的相关性之间的多环芳烃/VSGs和[NeIII]/[NeII]的比率为广泛的对象，包括低金属丰度星系以及银河系HII地区和其他富含金属的星系。这种效果是一致的硬度的星际辐射场发挥了重要作用，多环芳烃在低金属ISM的破坏。我们看到了多环芳烃/挥发性葡萄糖和金属含量之间的相关性，Engelbracht等人（2005年）在一项更大的调查中也发现了这一点。金属丰度和辐射场的共同作用对多环芳烃在低金属丰度体系中的行为有重要影响。
2005-10-04 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
HST/WFPC2 and VLA Observations of the Ionized Gas in the Dwarf Starburst Galaxy NGC 4214
我们提出了新的H α和[O III] 5007窄波段图像的恒星爆发矮星系NGC 4214，获得与WFPC 2船上HST，连同VLA观测同一星系。哈勃望远镜的图像可以分辨出2-5 pc的物理尺度，揭示了几颗年轻（<1000万年）恒星形成的各种电离气体形态（紧凑的结，完整或碎片壳）和大小（10-200 pc）的复合体。我们的结果与一组统一的进化趋势是一致的：最年轻、较小、充满的区域可能是那些刚刚从致密的恒星形成云中出现的区域，往往具有高激发性并且高度模糊。演化的、较大的壳状区域具有较低的激发，并且由于恒星风和超新星的作用而较少被激发。至少在一个案例中，我们发现了诱导恒星形成的证据，这导致了两阶段的恒星爆发。年龄估计的基础上W（H α）的测量不同意从风驱动的壳模型的扩展H II区域推断。对这种效应最可能的解释是，大质量恒星诞生的高密度介质所施加的压力导致超级气泡的形成延迟了200万年。我们报告的检测嵌入在两个大的H II复合物的NGC 4214的超新星遗迹。NGC 4214中的尘埃并不位于前景屏幕中，而是与温暖的电离气体相关联。
2000-07-11 astro-ph
The M31 Dwarf Spheroidal Companion And V: g', r', and i' Imaging with GMOS on Gemini North
利用双子座北星上的双子座多目标摄谱仪（GMOS）获得的g '，r'和i'图像，研究了M31矮球状伴星系And V的金属丰度和恒星含量。RGB的平均g '-i'颜色不随半径而改变。根据（i '，g'-i '）色幅图中RGB的斜率，我们得出结论：[Fe/H] = -2.2 +/- 0.1。这个金属丰度低于早期的估计，并将V直接置于金属丰度和其他矮椭球星系和矮椭圆星系定义的综合亮度之间的关系上。我们也没能在银河系中心附近找到统计上显著的发光渐近巨星分支星。
2002-07-04 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
Mid-infrared imaging of brown dwarfs in binary systems
内容：棕矮星表现出复杂的大气特征，它们的性质敏感地依赖于有效温度、表面重力和金属丰度。在双星系统中，棕矮星的一些物理性质可以很好地从主星推断出来，因此可以更好地限制它们的大气。目的：利用窄带中红外测光技术，对双星系统中棕矮星的大气模型进行约束。方法：要求高的空间分辨率和灵敏度来分辨组分。因此，我们使用VLT上的VISIR在8.6、10.5和11.25微米的三个窄带滤光片中获得了四个带有棕矮星伴星的近距离双星系统的深中红外图像。结果：在8.6 μ m处检测到3颗褐矮星伴星（GJ 229 B、HD 130948 BC和HR 7329 B）。在10.5 μ m处也观察到HD 130948BC。最后，我们把其他窄带滤波器与零检测的通量上限。结论：我们的研究结果与以前的观察结果和对这些对象的模型预期基本一致。对于HD 130948BC，基于重复观察，我们得出光度变异性显著性水平为2.8 σ的结论。10.5微米左右的带通似乎特别适合变异性研究，我们推测，无论是在大气中的NH3分布的不均匀性，或硅酸盐吸收可能会导致其时间变异性。
2007-12-12 astro-ph
Chandra & XMM-Newton Observations of NGC5253. Analysis of the X-ray Emission from a Dwarf Starburst Galaxy
本文给出了一个局部星暴矮椭圆星系NGC 5253在星暴早期的Chandra和XMM-Newton X射线数据。对X射线发射的贡献来自离散的点源和扩展的漫射发射，其形式似乎是多个超级气泡，而较小的气泡可能与单个星团有关。Chandra在NGC 5253的光学范围内探测到17个源，其完整度为1.5E37 erg/s，点源X射线光度函数的斜率为-0.54，与附近的矮星暴星系相似。在银河系内探测到几种不同类型的辐射源，包括X射线双星和与星团有关的辐射。扩散X射线发射与观察到的H α发射的比较表明，它们的程度相似。对扩散发射的最佳光谱拟合是利用吸收的两个温度模型获得的，该两个温度模型给出两种气体成分的温度为~0.24keV和~ 0.75keV。扩散X射线发射气体的导出参数如下：总质量为1 ~1.4E6 f^{1/2} Msun，其中f是发射X射线的气体的体积填充因子，并且热X射线发射气体的总热能含量为3.4E54 f^{1/2} erg。扩散气体中的压力为P/k ~ 1 E6 f ^{-1/2}K/cm 3。我们发现，这些值是大致相称的质量和能量注入从星爆人口。对星暴区运动学的分析表明，其中包含的恒星喷出物可以逃离星系的引力势阱，并污染周围的IGM。
2004-03-30 astro-ph
Dwarf galaxies in the Local Group: the VLT perspective
本文简要回顾了近年来VLT成像和光谱学对本星系群矮星系演化的研究成果，并结合当前和未来的观测手段对VLT矮星系研究的前景进行了展望。简要讨论了未来仪器发展的一些方面，例如在光学和近红外波长的深宽场成像，这可能有利于研究矮星系的演化。
2001-09-28 astro-ph
A NICMOS Direct Imaging Search for Giant Planets around the Single White Dwarfs in the Hyades
我们报告的初步结果，我们的搜索大质量的巨行星（6-12木星质量）周围的已知的七个单一的白矮星在毕宿星团在亚弧秒的分离。在6.25亿年前，白矮星的质量约为3个太阳质量，而大质量的气态巨行星应该是在这些前赫比格A0恒星周围的巨大拱星盘中形成的，轨道间距可能与木星相似或略大。这样的行星可能在母星主序后的质量损失中幸存下来，并会向外迁移到大约25天文单位的距离。在毕宿星团的距离（45秒差距），这相当于0.5角秒的角距。这些巨星的J和H星等在20.5-23.3等之间，可以用NICMOS来分辨。得到的灵敏度和对比度与模拟结果吻合较好。对NICMOS数据集的初步评估没有发现任何证据表明，在七颗白矮星周围既没有质量低至10倍木星质量的行星质量伴星，也没有发现距离大于0.5角秒的棕矮星。
2005-01-10 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
Violent star and star cluster formation in nearby and distant galaxies
我提出了最近的观察和分析恒星团簇形成在各种各样的环境-从年轻的星团和超级星团在正常的积极恒星形成的螺旋和不规则的恒星爆发矮星和螺旋螺旋合并。相互作用星系中的团簇形成可以局限于中央星暴区，也可以扩展到整个合并体，甚至可以沿着扩展的潮汐结构形成。我地址的方法和结果，为确定星团的年龄，金属丰度，质量和大小，并讨论这些星团人口的性质，可能的寿命和未来的签名，以及相对重要性的领域恒星形成与恒星团簇形成。
2005-09-14 astro-ph
The Westerbork HI Survey of Spiral and Irregular Galaxies I. HI Imaging of Late-type Dwarf Galaxies
本文介绍了用韦斯特博克综合射电望远镜对73个晚型矮星系样本的中性氢观测结果。这些观测是WHISP项目（螺旋和不规则星系韦斯特博克HI调查）的一部分。在这里，我们提出的HI地图，速度场，全球档案和径向表面密度分布的HI，以及HI质量，HI半径和线宽。对于晚型星系，我们发现HI范围与光学直径之比（定义为6.4盘尺度长度）平均为1.8 ± 0.8，与旋涡星系相似。本样本中的大多数矮星系都富含HI，典型的M_HI/L_B为1.5。相对HI含量M_HI/L_R随绝对星等和表面亮度的减弱而增加。具有较低平均HI柱密度的矮星系也具有较低的平均光学表面亮度。我们发现矮星系和旋涡星系中的不平衡现象同样普遍。在我们的样本中，大约一半的矮星系具有不对称的全球轮廓，三分之一具有不平衡的HI分布，大约一半显示出运动学不平衡的迹象。
2002-04-30 astro-ph
Indirect imaging of the accretion stream in eclipsing polars IV: V895 Cen
本文给出食极星V895 Cen的分光和高速测光数据。我们发现，食的组成部分是一致的，它是吸积区的白矮星。这与Stobie等人的结论相反，他们认为被食的部分不是白矮星。此外，我们在我们的数据中没有发现吸积盘的证据。由多普勒层析结果，我们发现该白矮星的M geq为0.7 Msun。我们对吸积流的间接成像表明，靠近白矮星的吸积流最亮。当我们观察到V895 Cen处于最高吸积状态时，发射集中在通往上极的场线上。没有证据表明在磁耦合区的发射增强。
2001-12-06 astro-ph
Femtolens Imaging of a Quasar Central Engine Using a Dwarf Star Telescope
我们表明，它是可能的图像的结构，一个遥远的类星体的尺度上$\sim 1\,$ AU通过构建一个望远镜，它使用附近的矮星作为其“主透镜”与卫星承载的"二级“一起。由初级产生的图像在一个方向上放大$\sim 10^5$，但在另一个方向上缩小0.5，因此包含关于二维源的高度简并的一维信息。我们讨论了各种方法提取信息的第二维度，包括“毫微微透镜干涉”，其中一个措施之间的干扰的一维图像的不同部分与对方。假设这颗卫星可以沿着恒星类星体的视线被发送到距离太阳$r$的位置，那么最近的矮星主星可能在$\sim 15\,\pc\,(r/40\,\rm AU)^{-2}$。次级应包括一维反射镜阵列，延伸$\sim 700\,$ m以达到1 AU分辨率，或延伸$\sim 100\,$ m以达到4 AU分辨率。
1996-06-03 astro-ph
10 microns imaging and HI observations of the Blue Compact Dwarf Galaxy He 2-10
我们使用中心波长为λ =10.1 μ m和λ =11.65 μ m的宽带滤光片，在10 μ m的中红外大气窗口内观测了蓝致密矮星系He 2-10。在这两个过滤器中，只有星系的中心区域被检测到。其中一个紫外线发射区未被检测到，这意味着年龄较大。中心区域包含两个具有相同MIR特性但不同Halpha通量的分辨分量。我们解释这些属性在不同的恒星形成的历史。基于它的形态，我们表明，MIR发射是明确地与年轻的大质量恒星。我们研究的空间变化的和平号的颜色，并得出结论，他们意味着存在一个热的粮食贡献的11.65微米通量的中心地区的星爆。我们还提出了一个新的单碟测量的HI含量的He 2-10。
1997-03-24 astro-ph
Palomar/Las Campanas Imaging Atlas of Blue Compact Dwarf Galaxies: II. Surface Photometry and the Properties of the Underlying Stellar Population
我们提出的结果从表面光度的B，R，和Halpha图像的114个附近的星系从Palomar/Las Campanas成像图集的蓝色致密矮星系的分析。获得了完整样品的表面亮度和颜色分布。我们确定的指数和Sersic配置文件，最适合的表面亮度分布的底层恒星星族在这些星系中检测到。我们还计算了基本的恒星星族的（B-R）色和总绝对星等，并将它们与样本中星系的综合性质进行了比较。我们的分析表明，（B-R）颜色的基本人口是系统的红色比综合的颜色，除了在那些星系的综合颜色被严重污染的线和星云连续辐射。我们还发现，具有相对红色的下伏恒星星族的星系（通常（B-R）>~ 1等）显示出与矮椭圆星系相一致的结构特性（即光分布平滑，外推中心表面亮度较暗，尺度长度比具有蓝色下伏恒星星族的BCD星系大）。样本中至少有15%的星系与经历恒星形成爆发的矮椭圆星系（dE）相一致。对于样本中的其余BCD星系，我们没有发现最近的恒星形成活动与它们相对于其他类型矮星系的结构差异之间的任何相关性。
2004-10-22 astro-ph
Doppler imaging of Speedy Mic using the VLT, Fast spot evolution on a young K-dwarf star
利用两幅相距约13个恒星自转周期的多普勒图像，研究了超高速自转恒星HD 197890（“Speedy Mic”= BO Mic，K 0- 2 V，P_rot = 0.380 d）上星斑的短期演化.每张图像都是基于对单个恒星旋转进行密集采样的光谱。图像重建我们的多普勒成像代码CLDI（清洁样多普勒成像）从光谱解卷积提取的线轮廓。我们从两个独立的波长范围构造的多普勒图像在恒星表面上的尺度下降到10度时一致。结合几乎平行的V波段测光，我们的观测揭示了一个显着的演变过程中，少到两个恒星旋转的斑点图案。我们认为，在基于跨越几次恒星旋转的光谱时间序列构建高度活跃恒星的多普勒图像时，如此快速的斑点演变需要谨慎。BO Mic上的快速内禀斑点演化阻碍了表面微分旋转的确定;与其他作者的早期结果一致，我们确定了|alpha| < 0.004 +- 0.002的上限。
2005-04-05 astro-ph
Deep griz GMOS Imaging of the Dwarf Irregular Galaxy Kar 50
利用双子座多目标摄谱仪（GMOS）获得的图像研究了矮不规则星系Kar 50的恒星含量和距离。最亮的天体是HII区域，明亮的恒星成分主要是g '-r' < 0的恒星。主层序和红巨星分支的顶端分别在r' = 24.9和i' = 25.5附近被初步识别。该星系有一个蓝色的综合颜色，没有显着的颜色梯度，我们的结论是卡尔50经历了最近的星系范围内的恒星形成插曲。从最亮的蓝色恒星估计的距离表明，卡尔50位于M81组的后面，这与暂定的RGB尖端亮度一致。卡尔50有一个非常平坦的中心表面亮度轮廓，即使在接近1微米的波长下，尽管没有证据表明有一个酒吧。如果没有另一个大的恒星形成事件，卡尔50将演变成一个非常低的表面亮度星系。
2002-08-22 astro-ph
Properties of Two New M31 dSph Companions from Keck Imaging
我们获得了新发现的本星系群矮星系飞马座dSph和仙后座dSph及其周围区域的凯克低分辨率成像摄谱仪的V和I图像。给出了V <~ 25和I <~ 24恒星的第一个光度函数和色星等图。根据红巨星分支顶端的视I等估算出新矮星的距离为：D_MW（Peg dSph）= 830 +/- 80 kpc，D_MW（Cas dSph）= 760 +/- 70 kpc，与它们属于扩展的M31卫星系统相一致。这两个星系都是矮球状体（dSphs），红巨星分支形态表明主要是古老的恒星星族和估计的平均金属丰度，<[Fe/H]>，Peg dSphs为-1.3 +/- 0.3，Cas dSphs为-1.4 +/- 0.3。它们的中心表面亮度-<[Fe/H]>-绝对星等关系遵循其他本星系群dSphs、矮椭圆星系和矮不规则星系的关系。与九个银河系dSphs中的四个（位于D_MW =100 kpc以上的四个）相比，六个已知的M31 dSphs中没有一个似乎有一个占主导地位的中年人口。
1998-12-03 astro-ph
A search for wide brown dwarf companions to stars within 10pc
我们提出了一个大型成像调查的第一个结果，以确定广泛的棕矮星同伴的恒星在10 pc。我们已经进行了深（H波段限制~ 19.0等），宽视场（高达16 x16弧分）天体测量成像活动在两个时代周围的230多个附近的恒星。初步结果显示，宽的低质量伴星比例远低于预期，表明与银盘的相互作用可能已经消除了老恒星周围的弱束缚宽伴星。
2008-11-15 astro-ph
Star Formation via the Little Guy: A Bayesian Study of Ultracool Dwarf Imaging Surveys for Companions
我已经对超冷矮伴星分布（光谱类型M6及以后）进行了全面的统计调查。利用贝叶斯算法，我测试了同伴分布模型对数据的广泛的空间和地面成像观测附近的超冷矮星。本文的主要结论有五点：（1）证实了高质量比超冷双星系统的密集度是伴随分布的一个基本特征，而不是观测或选择偏差;（2）确定了宽（>~20 AU）双星的频率不可能超过1-2%; 4）证明大量目前未探测到的低质量比系统与目前的数据不一致; 5）发现光谱双星的数量必须至少是目前已知的超冷双星的30%。整体M6和更晚的双星频率的最佳拟合值为~20%-22%，其中只有~6%由分离小于1 AU的当前未检测到的伴星组成。如果这是正确的，那么到目前为止发现的超冷双星的上限是~ 75%。发现弹射成形方法的数值模拟结果与本文的分析结果不一致。然而，动力学似乎发挥了重要的作用，模拟小N集群和三重系统衰变产生类似的结果，这项工作。所需的观测工作，以改善这些限制，主要是大型光谱二进制调查和改进的高分辨率成像技术。
2007-07-13 astro-ph
Hubble Space Telescope Imaging of Globular Cluster Candidates in Low Surface Brightness Dwarf Galaxies
利用哈勃空间望远镜WFPC 2的V和I波段图像，对57个邻近的低表面亮度矮星系进行了球状星团候选者（GCCs）的搜索。该样本由18个角尺寸小于3.7千秒差距的矮球状（dSph）、36个不规则（dIrr）和3个“过渡”型（dIrr/dSph）星系组成，它们位于视场中距离2-6百万秒差距的星系群和附近的星系群：M81、半人马座A、玉夫座、犬座金星I云。我们发现，约50%的dSph，dIrr/dSph和dIrr星系包含GCC。位于矮球状星系中心附近的GCCs的比例比dIrrs高2倍以上。GCCs的平均积分色（V-I = 1.04+/-0.16等）与银河系球状星团的相应值一致，并且与大质量早型星系中的蓝色球状星团子种群相似。在dIrrs的GCC的颜色分布显示出一个明确的双峰与V-I = 0.5和1.0马格附近的峰值。蓝色GCC大概是年轻的年龄t < 1 Gyr，而红色GCC人口可能是老年人。我们发现在dSph和dIrr星系中存在着过量的M_V > -6.5等的微弱GCC，这使我们联想到在邻近的本群旋涡星系中存在着过量的微弱球状星团。用King-profile拟合方法测量的结构参数表明，大部分GCCs的结构参数与银河系和M31中的扩展外晕球状星团以及最近发现的透镜状星系中的“暗模糊”星团类似。
2005-05-31 astro-ph
Proper Motions of Dwarf Spheroidal Galaxies from Hubble Space Telescope Imaging. I: Method and a Preliminary Measurement for Fornax
本文介绍并讨论了一种利用哈勃空间望远镜拍摄的图像测量银河系矮球状星系自行的方法。该方法涉及将一个有效的点扩散函数拟合到恒星或类恒星物体的图像上，以确定其质心，其精度约为0.005像素（0.25毫弧秒）-这种精度足以利用相隔仅几年的图像测量矮球状星系的自行。这些数据由图像组成，抖动以减少采样不足的影响，这些图像是由太空望远镜成像光谱仪或宽视场行星相机在多个时期拍摄的。科学领域的方向是船底座、天炉座、玉夫座和小熊座矮球状星系，每个星系都至少有一个准恒星物体，其身份已由其他研究确定。矮椭球中恒星的质心相对于类恒星天体质心随时间的变化率就是自行。四个独立的初步测量天炉座自行的三个领域同意在其不确定性。这些测量值的加权平均值为mu_alpha = 49 +- 13毫弧秒/世纪，mu_delta = -59 +- 13毫弧秒/世纪。由自行推导出的银心速度意味着天炉座位于近银河系中心附近，可能不受银河系束缚，也不是任何一个在星系晕中的星系流和球状星团的成员。如果天炉座是被束缚的，银河系的质量必须至少是（1.6 +- 0.8）x 10^{12}太阳质量。
2002-09-29 astro-ph
HST NICMOS Imaging of the Planetary-mass Companion to the Young Brown Dwarf 2MASS J1207334-393254
2004年8月28日和2005年4月26日，HST/NICMOS获得了长蛇座TW协会（TWA）棕矮星2 MASS J1207334-393254（也称为2 M1207）及其候选行星质量伴星（2 M1207 b）的多波段（0.9至1.6 μ m）图像。来自这两个时期的图像明确地确认这两个物体是共同的自行对（16.0 sigma置信度）。对2 M1207自行的新测量表明，它到系统的距离为59 ± 7秒差距，投影距离为46 ± 5天文单位。NICMOS和先前发表的VLT测光2 M1207 b，整体延伸从0.9到3.8微米，是完全一致的几个木星质量的对象在规范年龄的TWA成员（~ 800万年）的基础上演化模型的年轻巨行星。这些观测提供了关于2 M1207 b物理性质的信息，并明确地确定了第一张围绕自发光体轨道的行星质量伴星的直接图像，而不是我们的太阳。
2006-07-21 astro-ph
Optical Spectroscopy of T Dwarfs
本文给出了利用凯克10米低分辨率成像摄谱仪获得的一个T矮星样品的光谱。主要功能进行了讨论，包括可能的温度诊断。
2001-01-15 astro-ph
A Keck/HST Survey for Companions to Low-Luminosity Dwarfs
我们提出了初步的成像调查的同伴，以低光度矮星的光谱类型范围从M7到L9。凯克望远镜的近红外相机（NIRC）的K波段研究通过寻找共同的自行来区分背景源。一个免费的HST/WFPC 2快照调查是能够更好地解决密切的同伴，但不是在广泛的分离敏感。Keck/NIRC巡天的初步结果显示，在10颗L型矮星的样本中发现了3颗双星，其中包括一颗先前在HST成像中发现的双星（Marti 'n et al. 1999）。这三颗行星的光度相等，物理距离在5到10 AU之间。这个结果使我们推测，L矮星的伴星是常见的，类似质量的系统占主导地位，它们的分布峰值在径向距离符合M矮星双星和木星行星在我们自己的太阳系的径向位置。然而，要完全确定这些结构，需要对适当的样品进行定量分析。为此，我们概述了贝叶斯方案，以测试模型的基本同伴分布与我们完成的成像调查。
1999-12-17 astro-ph
Crossing the Brown Dwarf Desert Using Adaptive Optics: A Very Close L-Dwarf Companion to the Nearby Solar Analog HR 7672
我们发现了一个非常微弱的伴星，它与活跃的太阳类似物HR 7672（HD 190406; GJ 779; 15 Sge）相似。在双子座北望远镜和凯克II望远镜上使用自适应光学（AO）进行的三个时期的高分辨率成像表明HR 7672 B是一个常见的自行伴星，分离距离为0.79”（14 AU），通量比为2.16 um，8.6 mags。使用来自Keck AO+NIRSPEC的后续K波段光谱，我们测量了L4.5+/-1.5的光谱类型。这是迄今为止通过直接成像发现的主序星周围最近的超冷伴星。我们估计初级年龄为1-3 Gyr。假设共演化，伴星很可能是亚恒星，根据理论模型，质量为55-78兆焦耳。主星表现出长期的径向速度趋势，我们结合径向速度数据和AO成像，设定了一个坚定的（独立于模型的）下限为48兆焦耳。相对于FGK矮星周围在<~4天文单位的褐矮星伴星的稀少，HR 7672 B意味着褐矮星伴星确实存在，其距离与我们太阳系中的巨行星相当。它的存在与褐矮星形成为喷射的恒星胚胎的情况不同。此外，由于HR 7672 B的质量太大，不可能像行星那样形成于拱星盘中，它的发现表明，多种物理过程作用于系外行星系统的外部区域。
2002-01-23 astro-ph
An infrared imaging search for low-mass companions to members of the young nearby beta Pic and Tucana/Horologium associations
我们提出了深高动态范围红外图像的年轻附近的恒星在杜鹃/时钟和β Pic协会，所有~ 10至35万年年轻，在~10至60秒差距的距离。这样年轻的邻近恒星非常适合直接成像搜索棕矮星甚至行星伴侣，因为年轻的亚恒星物体由于收缩和吸积仍然是自发光的。我们在ESO 3.5m NTT上用普通红外成像探测器SofI和MPE散斑相机Sharp-I进行了观测。在时钟座GSC 8047-0232以北3角秒处，探测到一颗有希望的褐矮星伴星，需要通过自行和/或光谱学来确认。其他几个微弱的伴星候选者已经被第二纪元成像拒绝了。在图卡纳/时钟座观测到的21颗恒星中，在75天文单位（50秒差距时为1.5”）以外只有不超过1到5颗褐矮星伴星;可以肯定的是，只有<5%的图卡纳/霍拉星在75天文单位以外有褐矮星伴星（13到78倍木星质量）。这是我们第一次使用有意义的均匀样本报告大质量行星（~ 10 M_jup）在宽距离（~ 100 AU）的频率上限：在β Pic（1200万年）足够深的地方观察到的11颗恒星中，不超过一颗在~ 100 AU之外有大质量行星，即大距离的大质量行星是罕见的（<9%）。
2003-07-28 astro-ph
HST, VLT, and NTT imaging search for wide companions to bona-fide and candidate brown dwarfs in the Cha I dark cloud
我们目前的结果，从深成像搜索周围的年轻的真正的和候选的褐矮星Cha Ha 1至12在Cha I暗云，进行与HST WFPC 2（R，I，Ha），VLT FORS 1（VRI），和NTT SofI（JHK）的同伴。我们发现了16个微弱的伴星候选者，它们围绕着5个原色，间隔在1.5”和7”之间，R & I的星等从19等到25等，即比原色暗8等。虽然这些伴星候选者中的大多数可能是不相关的背景天体，但有一个有希望的候选者，即距离M6矮星Cha Ha 5西南1.5”。这颗候选星比原色暗3.8至4.7等，其颜色与早期至中期的L光谱类型一致。假设与主源的距离（140 pc）和吸收（0.47 mag in I）相同，则伴随候选源的log（L（bol）/L（odot））= -3.0 +-0.3。根据Burrows等人（1997年）和Chabrier & Baraffe（2000年）的模型，在主天体的年龄（1到5百万年），暗天体的质量为3到15木星质量。这个伴星候选者是一个不相关的前或背景天体的概率小于0.7%，它的颜色与一个强烈变红的背景K巨星稍微一致。另一个伴星候选者的红外颜色与早期的T矮星一致。此外，我们还指出Cha Ha 2是一个近距离（0.2”）双星，两个组成部分都非常接近亚恒星极限。我们的检测限是这样的，我们应该已经检测到所有高于1 Jup的同伴，分离超过2”（320 AU）和所有高于5 …
2002-07-25 astro-ph
The DART imaging and CaT survey of the Fornax Dwarf Spheroidal Galaxy
作为DART项目的一部分，我们使用了ESO/2.2米宽视场成像仪与VLT/FLAMES GIRAFFE摄谱仪结合，研究了天炉座矮球状星系潮汐半径内外的分辨恒星星族的详细特性。我们重新推导了天炉座矮椭球体的结构参数，使用我们的宽视场成像覆盖了星系的潮汐半径，并分析了不同年龄的天炉座恒星的空间分布，从颜色-星等图分析选择。我们已经获得了准确的速度和金属丰度光谱中的钙三重态波长区域的562红巨星分支恒星的速度一致的成员在天炉座矮椭球。我们已经发现了至少三种不同恒星成分存在的证据：（只有几个1亿年）集中在银河系的中心，在颜色-星等图中可以看到主序列;中间年龄的人口（2-8岁）;和一个古老的人口（> 10 Gyr），这是从运动学上彼此区分，从金属丰度分布和恒星的空间分布中发现的颜色-星等图。从我们的光谱分析中，我们发现“富金属”星（[Fe/H]> -1.3）的空间分布比“贫金属”星（[Fe/H<-1.3）的空间分布更集中，运动学温度更低。有初步的证据表明，在天炉座中心的古代恒星星族并没有表现出平衡运动学。这可能是一个相对较新的外部物质积累的迹象。
2006-08-17 astro-ph
Optical BVI Imaging and HI Synthesis Observations of the Dwarf Irregular Galaxy ESO 364-G 029
作为努力的一部分，以扩大研究麦哲伦型星系的数量，我们获得了宽带光学成像和中性氢射电合成观测矮不规则星系ESO 364-G 029。光学形态特征显示了一个棒状主体，具有单侧螺旋臂，近似指数光分布，以及偏移的光度和运动中心。HI分布是轻微不对称的，虽然稍微偏离光度中心，但大致遵循光学亮度分布，延伸到超过1.2霍姆伯格半径（其中μ B = 26.5 mag/arcsec ^[2]）。特别是，最高的HI柱密度密切遵循酒吧，单臂螺旋，和第三光学扩展。旋转在内部是固体的，但在光学范围之外是固体的。HI的总通量F_HI = 23.1 pm 1.2 Jy km/s，由此得到HI的总质量M_HI=（6.4 pm 1.7）x 10^8 Msun（距离D = 10.8 pm 1.4 Mpc），HI的总质量与蓝光之比M_HI/L_B =（0.96 pm 0.14）Msun / Lsun，B（与距离无关）。HI的数据表明，一个非常复杂的小规模HI结构，大壳和/或孔的证据，但更深入的观察需要详细的研究。后续观测也是与大麦云云进行适当比较的必要条件，尽管大麦哲伦云的光学形态与ESO 364-G 029非常相似，但它与ESO 364-G 029的光学形态几乎没有相似之处。
2007-04-23 astro-ph
The Recent Evolution of the Dwarf Starburst Galaxy NGC 625 from Hubble Space Telescope Imaging
介绍了矮星暴星系NGC 625的新的HST/WFPC 2图像。这些数据完成了80%，V和I星等分别为26.0和25.3，使我们能够研究NGC 625最近的恒星形成历史。我们推导出红巨星分支（TRGB）的尖端距离模数为27.95+/-0.07，对应的距离为3.89+/-0.22 Mpc，并且位于玉夫座星群的远侧。NGC 625有一个定义明确的径向恒星星族梯度，由年轻MS恒星的中心浓度和RGB/AGB比率证明，随着银河系中心距离的增加。突出的AGB是非常红的，RGB恒星在远离中心恒星形成区的地方被探测到。使用H α和H β窄带成像和以前的光谱学，我们确定了大量的和不同的内部消光（A_V = 0.0至0.6等）与中央活跃的恒星形成区。为了更好地了解内部消光对年轻恒星星族分析的影响，提出了合成模型，第一次，检查和解释这种影响。利用明亮的蓝色氦燃烧星，我们构建了一个简单的模型，最近（<1亿年）的恒星形成，其中恒星形成率升高，但下降，在这整个时期。这与在主要恒星形成区存在的光谱W-R特征不一致，这意味着最近的星暴持续时间很短（<= 500万年）。这表明，显示W-R特征的星爆不一定都是短持续时间的。最后，我们推测在这个明显孤立的星系中恒星形成的可能原因，并将其与附近其他研究充分的矮星爆系统进行比较。
2003-09-19 astro-ph
Evolutionary Status of Dwarf ``Transition'' Galaxies
本文给出了NGC 3377 A、NGC 4286和IC 3475三个矮星系的深B、R和H α成像。根据以前的宽带成像和HI研究，Sandage & Hoffman（1991）提出这些混合形态星系分别是一个富含气体的低表面亮度Im矮星，一个失去大部分气体并从Im过渡到dS 0，N的有核矮星，以及一个缺乏气体的"巨大低表面亮度“早期类型星系的原型。结合我们的宽带和Halpha成像以及已发表的中性气体含量的信息，我们发现：（1）NGC 3377 A是一个矮螺旋星系，（2）NGC 3377 A和NGC 4286有相当数量的恒星形成，如它们的Halpha发射所示，而IC 3475没有检测到HII区，其范围很小;（3）NGC 3377 A和NGC 4286的恒星形成率至少比剑鱼座30的恒星形成率低20倍：（4）虽然NGC 3377 A和NGC 4286的恒星形成量相当，但它们的恒星形成区分布有很大差异;（5）以目前的恒星形成速率和气体含量，NGC 3377 A和NGC 4286都可以继续形成恒星超过一个哈勃时间;（6）NGC 3377 A和NGC 4286的总B-R色比IC 3475的总B-R色更红，因此这两个星系都不太可能进化成IC 3475;（7）IC 3475太蓝，不可能是dE。因此，我们的结论是，我们还没有确定潜在的前体星系，如IC 3475，除非发生显着的变化，在恒星形成率，无论是N…
1998-10-08 astro-ph
Binaries and the L Dwarf/T Dwarf Transition
高分辨率成像显示，在L型矮星和T型矮星光谱类别之间过渡的天体中，有异常高的双星比例。在试图重现和解开这种明显的二元过剩的起源，我提出了一系列的Monte Carlo质量函数和多重性模拟的领域在太阳附近的褐矮星。这些模拟是基于太阳的金属丰度棕矮星的演化模型，并纳入经验光度和绝对星等尺度，测量的多重统计和观察到的光谱模板的建设和分类的复合二进制光谱。除了对体积有限和星等有限的样本提供L和T矮星的数量和表面密度分布的预测外，这些模拟成功地再现了观测到的双星分数分布，假设固有（分辨）双星分数为11（+6）（-3）%（95%置信区间），与先前的测定一致。然而，如Liu等人所建议的，很大一部分L/T转换对象（~66%）是紧密结合的未分辨多次波。这里提出的模拟表明，L/T过渡对象之间的二进制过剩主要来自这些光谱类型的光度标度的平坦化，并不是固有的选择效应在当前的星等有限的成像样本中产生的结果。事实上，超额双星的存在可以被视为进一步的证据，证明棕矮星快速穿越L/T转变，可能是由光球凝聚物的非平衡淹没驱动的。
2006-11-15 astro-ph
