The Extended Star Formation History of the Andromeda Spheroid at Twenty One Kiloparsecs on the Minor Axis
使用HST ACS，我们已经获得了在仙女座星系，21千秒差距的核心东南短轴领域的深光学图像。在这两个恒星计数和金属丰度，这个领域代表了一个过渡区之间的金属丰富的，高度干扰的内球体，占主导地位的15千秒差距和金属贫乏，弥漫的人口占主导地位超过30千秒差距。颜色星等图远低于人口中最古老的主序星序关闭，允许重建该领域的恒星形成历史。与11 kpc的球状体种群相比，21 kpc的种群平均年龄约为1.3 Gyr，金属贫乏约为0.2 dex。然而，像11 kpc的星群一样，21 kpc的星群也有一个漫长的恒星形成历史;三分之一的恒星年龄小于10 Gyr，尽管只有百分之几的恒星年龄小于8 Gyr。相对较宽的金属丰度和年龄范围与一个单一的快速恒星形成事件不一致，相反，这表明即使在21 kpc的球体也由可能发生在8 Gyr之前的早期合并事件的碎片所主导。
2007-02-16 astro-ph
The Metal-Poor Halo of the Andromeda Spiral Galaxy (M31)
我们目前的光谱观测红巨星分支（RGB）的恒星在一个大的扩展在晕的仙女座螺旋星系（M31），收购与DEIMOS仪器的凯克II 10米望远镜。利用五种光度/光谱诊断方法的组合--（1）径向速度，（2）中等宽度DDO 51光度，（3）Na I等效宽度（表面重力敏感），（4）颜色-星等图中的位置，（5）光度法和光谱法[Fe/H]估算值之间的比较--我们在距离M31中心R = 12- 165 kpc的12个视场中分离出了250多颗真正的M31核球和晕RGB星（其中47颗是R > 60 kpc的晕成员）。我们推导出M31 RGB星在这些领域的光度和光谱金属丰度分布函数。所得M31椭球体的平均值（凸起和晕）金属量分布被发现随着半径的增加而系统地更贫金属，从<[Fe/H]>偏移= -0.47+/-0.03（σ = 0.39）至在R < 20 kpc时<[Fe/H]> = -0.94+/-0.06（σ = 0.60）至在R > 60 kpc时<[Fe/H]> = -1.26+/-0.10（σ = 0.72），假设[α/Fe] = 0.0。这些结果表明，在至少R = 160 kpc的大径向距离处存在贫金属的RGB种群，从而支持了我们最近在M31中发现的恒星晕：其晕和凸起（分别定义为具有R^{-2}幂律和de Vaucouleurs R^{1/4}律表面亮度轮廓的结构成分）具有明显的金属丰度分布。如果我…
2006-05-06 astro-ph
Contrasting the chemical evolution of the Milky Way and Andromeda galaxies
星系的化学演化历史隐藏了它如何形成的线索，并随着时间的推移而变化。我们研究了银河系（MW）和仙女座星系（M31）的化学演化历史，以发现哪些是盘状星系化学演化的共同特征，哪些是依赖于星系的。我们使用一个半解析的多区化学演化模型。这些模型成功地解释了这两个具有相似质量和形态的本星系群旋涡星系中观测到的化学性质的平均趋势。我们的研究结果表明，虽然MW和M31的演化具有普遍的相似性，但需要在形成历史上的差异来详细解释观测结果。特别是，我们发现，在M31晕中观察到的较高的金属丰度可以解释为：a）较高的晕星形成效率或b）较大的下降晕气体储层与较长的晕形成阶段。这两种不同的图像将导致a）在低金属丰度下较高的[O/Fe]或b）M31晕中较年轻的恒星星族。这两张照片都在M31中产生了更大质量的恒星晕，这表明晕的金属丰度与恒星质量之间可能存在相关性。
2004-10-25 astro-ph
Deep Photometry of Andromeda Reveals Striking Similarities in the Tidal Stream and Spheroid Populations
本文给出了仙女座星系（M31）巨大潮汐流中一个场的色星等图。这些观测是用哈勃太空望远镜上的高级巡天照相机拍摄的，在V~30等时完成了50%，比最古老的主序星关闭点低1等。流和以前的球体CMD之间惊人的相似性意味着他们有非常相似的年龄和金属丰度分布，但目前的一些谜，我们推测可能的解释这一结果，但注意到，没有一个是没有问题的。与仙女座星系相互作用所产生的恒星形成脉冲可能会出现明显的多次转折，但在CMD流中并不明显。这两个领域的恒星形成持续了大约60亿年，积累了相对较高的金属丰度，并在60亿年前基本完成。球状体和星流的相似性表明两者可能来自同一事件;值得探索的是，这些结构中的恒星在多大程度上是与M31相互作用的盘星系的残余，甚至是通过相互作用从M31盘本身分裂出来的。
2005-11-30 astro-ph
The Andromeda Project. I. Deep HST-WFPC2 V,I photometry of 16 fields toward the disk and the halo of the M31 galaxy. Probing the stellar content and metallicity distribution
HST-WFPC 2 F555 W和F814 W测光是针对附近明亮的旋涡星系M31的16个视场进行的，采样的是距中心不同距离的盘和晕的恒星含量，从~ 20到~ 150弧分（即~ 4.5到35千秒差距），下降到极限V和I星等~ 27。色星等图（CMD）显示了复杂的恒星星族，包括一个中间年龄/年轻的人口和较老的人口与广泛的金属丰度的存在。这些叠加在M31盘面上的磁场通常显示出一个蓝色的恒星羽流，我们认为它们是主序星。因此，在过去的0.5 Gyr，恒星形成率似乎随着盘中位置的变化而变化。所有的CMD都显示出一个明显的红巨星分支（RGB），在V波段有一个下降的尖端，其特征是金属丰度高于1/10太阳。在所有的视野中检测到红色的团块，并且经常存在弱的蓝色水平分支。用球状星团模板比较RGB星得到的金属丰度分布（MD）在所有采样场中基本相似：它们都显示出一个长的、尽管很少填充的贫金属尾和一个在[Fe/H] ~-0.6的主成分。然而，也存在一些差异，例如，在某些区域中存在非常富含金属（[Fe/H] >= -0.2）的组分。贫金属星的比例在所有的场域中似乎是近似恒定的，而富金属星的比例则随位置而变化，并且在叠加在盘上和/或存在流或子结构的场域中似乎更为突出。这可能指示并可能追踪与某些伴星（例如M32）的相互作用效应。
2002-12-23 astro-ph
Deconstructing dwarf galaxies: a Suprime-Cam survey of Andromeda II
（摘要）我们提出了深，次水平分支，多色测光的仙女座II矮球体（和II dSph）采取斯巴鲁Suprime-Cam。我们在这个星系中发现了一个红色团块人口，这是第一次在M31 dSph中检测到这种特征，通常其特征是没有显着的中间年龄人口。我们构建的径向配置文件的各种恒星星族，并表明，水平分支有一个几乎恒定的密度空间分布到大半径，而最红的红巨星分支恒星集中在一个指数分布。我们认为，这些人口跟踪两个不同的结构组成部分和II，并表明这种假设提供了一个很好的匹配，这个星系的整体径向轮廓。在大半径处，扩展分量支配着恒星星族，而指数分量支配着内部的几个弧分。我们发现，这两个组件有非常不同的恒星星族;指数分量的平均年龄为$\sim 7 - 10$陀螺老，是相对丰富的金属（[Fe/H] $\sim -1$），但有一个显着的尾巴低金属，并拥有一个红色的团块。另一方面，扩展组分是古老的（$\sim 13$陀螺），贫金属（[Fe/H] $\sim -1.5$），具有较窄的分散度$σ_{\rm [Fe/H]} \simeq 0.28$，并且具有发育良好的蓝色水平分支。扩展部分包含了And II大约四分之三的光，其不寻常的密度分布在本星系群矮星系中是独一无二的。这表明它的形成和/或演化可能与其他矮星系完全不同。
2007-05-10 astro-ph
Andromeda IX: Properties of the Smallest M 31 Dwarf Satellite Galaxy
本文介绍了最近发现的M31的And IX矮球状卫星星系的WIYN观测结果.我们的数据是在自然视宁度为0.5“，刚刚达到水平分支水平时获得的，证实了And IX是一个dSph星系，距离与M 31相似。对碳星的调查显示，没有证据表明And IX中存在中等年龄（1- 10 Gyr）的恒星星族。根据红巨星分支，我们估计金属丰度大约为-2 dex。结合红巨星分支的光度，这导致距离为735 kpc，使And IX距离M31约45 kpc。这个微弱的dSph遵循光度和金属丰度之间的关系，以及光度和表面亮度之间的关系，由其他本星系群dSph星系定义。核心半径和潮汐半径分别为1.35'和5.9'。我们的结论是，和IX -尽管它的低光度-可能是一个普通的本地组dSph和讨论其形成的影响，从一次更大的，但剥离祖或从一个本质上低质量的种子。
2005-01-20 astro-ph
Andromeda XVII: A New Low Luminosity Satellite of M31
本文报道了利用INT/WFC成像技术在M31附近发现的一个新的矮球状星系。仙女座XVII（和XVII）位于距离M31约44 kpc的投影半径处，使用红巨星分支的尖端测量的视线距离为794+/-40 kpc，因此位于M31的晕内。红巨星分支的颜色暗示金属丰度为[Fe/H]~-1.9，绝对星等为M_v~-8.5。三个球状星团位于And XVII的主体附近，暗示着一种可能的关联;如果其中任何一个被证实，这将使And XVII在昏暗的dSph种群中变得异常罕见。And XVII在天空中的投影位置加强了M31卫星系统中明显的有趣对齐，尽管需要注意的是，目前调查的区域深度很大。
2008-02-05 astro-ph
Was the Andromeda Stream Produced by a Disk Galaxy?
M31的晕区呈现出惊人的恒星不均匀性，其中最突出的是“巨大的南流”。我们之前的分析表明，这股流以及其他几个观测到的特征，是一个恒星质量约为10^9太阳质量的卫星星系在不到1 Gyr前潮汐破裂的产物。在这里，我们表明，具体观察到的流和晕碎片的形态有利于一个冷，旋转，盘状祖一个动态的热，非旋转。这些观测到的特征包括恒星沿流横截面的不对称分布及其富金属核/贫金属鞘结构。我们发现，一个盘状的祖先也可以引起类似于最近发现的短轴“流”，甚至复制这些流的金属丰度较低的短轴上的某些轨道相位的弧形特征。虽然被发现者解释为新的，独立的潮汐流，我们的分析表明，这些小轴流可能是从巨大的南部流的祖先。总的来说，我们的研究指出了一个更完整的重建流祖及其合并与M31，基于新兴的图片，在M31晕中观察到的大多数主要不均匀性共享一个共同的起源与巨大的流。
2008-03-28 astro-ph
The Detailed Star Formation History in the Spheroid, Outer Disk, and Tidal Stream of the Andromeda Galaxy
利用哈勃太空望远镜上的高级巡天照相机，我们获得了远低于仙女座星系椭球体、潮汐流和外盘中最古老的主序星的深层光学图像。我们已经重建了恒星形成的历史，在这些领域的比较，他们的颜色-星等图的网格校准到银河系球状星团在相同的波段观察。每个区域都有一个漫长的恒星形成历史，许多恒星的年龄小于10 Gyr，但很少有小于4 Gyr的。综合考虑，球状体的恒星数量、运动学和人口特征与一些关于其中等年龄、富含金属的人口的解释相矛盾，例如居住在盘中的恒星的重大贡献或与流轨道的偶然交叉。相反，这个人口很可能是内部球状体所固有的，其高度扰动的结构与远离星系中心的压力支持的贫金属晕明显不同。溪流和球状体的人口是相似的，但不完全相同，溪流的平均年龄是~1 Gyr年轻;这种相似性表明，内球体在很大程度上被污染的物质剥离从溪流的祖先或类似的对象。仙女座星盘的星群比流星盘和球状星盘的星群年轻得多，也更富含金属，但不像太阳系附近的薄星盘那么年轻;相反，仙女座的外盘主要由年龄为4 - 8 Gyr的恒星组成，类似于银河系的厚星盘。星盘的数据与年龄大于10 Gyr的星群不一致，事实上不需要任何年龄大于10 Gyr的恒星。
2006-10-16 astro-ph
The Dwarf Spheroidal Companions to M31: WFPC2 Observations of Andromeda I
图像是由哈勃太空望远镜WFPC 2拍摄的仙女座I，一个矮球状（dSph）星系，位于M31的外晕。由此产生的颜色-星等图首次揭示了该系统中水平分支的形态。我们发现，在一个类似的方式，许多银河dSph的同伴，水平分支（HB）的和~I主要是红色的。结合这个dSph的金属丰度，这个红色的HB形态表明And I可以被归类为M31外晕中的“第二参数”系统。这一结果支持了M31的外晕以与银河系外晕相同的扩展混沌方式形成的假设。
1996-10-11 astro-ph
The Andromeda Dwarf Spheroidal Galaxies
我们目前的知识M31的矮球状同伴的评论。最近的两个主题构成了本次审查的主体。首先，基于HST/WFPC 2的图像，我们构造了两个M31矮椭球体到达水平支以下的色星等图。两个星系的水平分支都是红色的，比基于银河系球状星团的金属丰度预期的要红。因此，在M31晕中可以看到第二个参数效应。第二，最近的调查发现了M31的三个新的矮球状伴星。因此，矮球状星系在M31周围并不像以前认为的那样罕见，因此，M31伴星系统的一些性质已经改变。
1998-12-01 astro-ph
Substructure in the Andromeda Galaxy Globular Cluster System
在当前最突出的星系形成的场景中，星系通过较小系统的合并而分层形成。这种合并可能会留下动态特征，这些特征可能会在事件发生后很长时间内持续存在。特别是，合并卫星星系的球状星团系统（GCS）可能仍然是大质量星系的GCS中的一个独特的子群。利用最新的球状星团的速度和金属丰度，我们提出了一个搜索的结果，分组在我们最近的大螺旋星系邻居，M31的GCS。一个改进的朋友的朋友算法被用来识别一些可能的合并残留物在投影位置，径向速度和[Fe/H]参数空间。数值模拟被用来检查，这种合并的残余物确实是合理的时间尺度上的利益。为了确认它们是合并的残余物，需要鉴定与这些群有关的恒星流。
2003-02-25 astro-ph
On the accretion origin of a vast extended stellar disk around the Andromeda galaxy
我们提出了一个不均匀的，低表面亮度，扩展盘状结构的仙女座星系（M31）的基础上，一个大的运动学调查的2800多颗恒星的凯克/DEIMOS摄谱仪的发现。恒星结构的半径从15 kpc到~40 kpc，探测到R ~ 70 kpc。组成恒星的速度比M31圆盘平面内的圆形轨道的预期速度滞后约40公里，速度色散约为30公里。上部RGB上的颜色范围显示出大的分布，表明具有显著金属丰度范围的种群。从Ca II等效宽度测量的总体平均金属丰度为[Fe/H] = -0.9 +/- 0.2。该结构的形态是不规则的大半径，并显示了丰富的子结构，必须是暂时的性质，几乎可以肯定是潮汐碎片。这些子结构的存在表明，全球实体是由吸积形成的。这个扩展的盘平滑地从M31盘的中心部分延伸出来，具有5.1 +/- 0.1 kpc尺度长度的指数密度定律，类似于明亮的内部盘。人口具有类似的运动学和丰富的特性，在整个地区，它是在调查中检测。我们估计，该结构约占M31盘总光度的10%，并考虑到巨大的规模，包含约30%的总盘角动量。这一发现表明，至少有一些星系的恒星盘比以前认为的要大得多，并且至少在它们的外部区域，主要是通过吸积形成的。[删节]
2005-04-06 astro-ph
Determining the Location of the Tip of the Red Giant Branch in Old Stellar Populations: M33, Andromeda I & II
在年老的、贫金属的红巨星中，核心氦点火点的绝对辐射热光度是大致恒定的星等，仅随质量或金属丰度有很小的变化。因此，它可以用作标准蜡烛。在这里，我们回顾了在任何真实数据集中测量这个位置的主要困难，并开发了一种经验方法来优化红巨星分支（TRGB）分析的尖端。我们继续提出一个新的算法识别TRGB在附近的贫金属恒星系统。我们的方法使用了一个最小二乘拟合的数据自适应斜率的光度函数在1等窗口。这找到了光度函数的区域，当我们到达更亮的星等时，该区域显示出恒星数量最显著的下降;这种下降的基础被认为是尖端的位置。这种技术允许确定反映所用光度函数质量的实际不确定性，但通常为~0.02 mags rms + ~ 0.03 mags系统，这是对以前使用尖端作为标准蜡烛的方法的重大改进。最后，我们将我们的技术应用于本星系群旋涡星系M33和矮星系And I和II，并分别得到距离模24.50 +/- 0.06（794 +/- 23 kpc），24.33 +/- 0.07（735 +/- 23 kpc）和24.05 +/- 0.06（645 +/- 19 kpc）。M33的结果与造父变星到这个星系的距离非常一致，使得这个物体不太可能有大量的变红。
2004-01-22 astro-ph
The Haunted Halos of Andromeda and Triangulum: A panorama of galaxy formation in action
我们提出了一个深测光调查的M31，进行了CFHT和INT，覆盖内50千秒差距的星系，南象限到150千秒差距，并延伸到M33。这是第一次对这个星系最外层区域进行系统的全景研究。我们探测到几个流和其他大尺度结构，以及两个新的矮星系：和XV和XVI。短轴上亚结构的发现，以及0.5 < R < 1.3之间的光分布遵循指数"扩展盘“的事实，对于阐明以前研究中报告的混合和有时相互矛盾的结果特别重要。在亚结构下面是一个微弱的、贫金属的、光滑的、极度延伸的晕，延伸到至少150千秒差距。M31中的平滑晕成分的轮廓可以用赫恩奎斯特模型来拟合，该模型的巨大尺度半径约为55 kpc，几乎是理论预测的4倍。或者，指数为-1.91 +/-0.11的幂律可以拟合到曲线。这个结构的总光度与银河系的晕相似。这个巨大、光滑、潜在的光环让人想起经典的整体模型，完全出乎现代星系形成模型的意料。M33还具有扩展的贫金属晕成分，这也可以用尺度半径约为55 kpc的Hernquist模型拟合。这些扩展的缓慢减少的晕将为进一步的建模提供挑战和强约束。[删节]
2007-04-10 astro-ph
A kinematically selected, metal-poor stellar halo in the outskirts of M31
我们提出的证据，金属贫乏，[Fe/H] $\sim-1.4$ $σ$ =0.2 dex，恒星晕组件检测半径从10千秒差距到70千秒差距，在我们最近的巨大的螺旋邻居，仙女座星系。这个贫金属样品是最近发现的扩展旋转分量的基础，并且没有检测到金属丰度梯度。这一发现使用了大量的9861颗红巨星分支（RGB）恒星的径向速度样本，这些恒星是用RISK-II望远镜和DEIMOS摄谱仪获得的，其中827颗恒星具有强大的径向速度测量值，主要通过将主导仙女座光度分布的扩展旋转分量窗口化到$<$ 50 kpc（去投影）来运动学地隔离在晕分量中。这些恒星分布在54个光谱场中，分布在8平方度的区域内，预计会对半径为$\sim$ 70 kpc的晕进行公平的采样。晕圈样本没有显示旋转的显著证据。拟合一个简单的模型，其中的组件的速度色散随半径减小，我们发现$152\kms$的中心速度色散减少$-0.90\kms/\kpc$。通过拟合一个宇宙学动机的NFW晕模型的晕星，我们约束的维里质量的M31大于$9.0 \times 10^{11} \msun$与99%的置信度。这个晕组成部分的性质与我们银河系中发现的非常相似，揭示了这些质量大致相等的星系可能在早期宇宙中导致了类似的吸积和演化路径。
2006-08-18 astro-ph
Discovery and analysis of three faint dwarf galaxies and a globular cluster in the outer halo of the Andromeda galaxy
我们在仙女座星系（M31）的晕中发现了三个暗淡的矮星系和一个球状星团，这是在我们的MegaCam巡天中发现的，它跨越了M31的南象限，投影距离约为50 kpc到150 kpc。虽然调查涵盖57平方米。四颗卫星彼此相距不到2°。我们估计这个球状星团距离M31的总距离为175+/-55 kpc，是已知距离最远的M31球状星团。它还显示出明亮的球状星团的典型特征，半光半径为2.3+/-0.2 pc，V带绝对星等为M_{V,0} =-8.5+/-0.3，包含一个非常古老的种群，金属丰度为[Fe/H]~-1.3。这三个矮星系都非常微弱，绝对星等在-7.3< M_{V,0} <-6.4之间，并且显示出惊人的相似特征，金属丰度为[Fe/H]~-1.4，半光半径为~120+/-45 pc，这使得这些矮星系比以前已知的最小的M31卫星小两到三倍。我们估计它们距离太阳740到955 kpc。从观测范围外推，我们估计M31轨道上应该有45+/-20颗亮于M_V~-6.5的卫星。因此，微弱的矮星系不能单独解释$Λ$ CDM模型预测的丢失的卫星，除非它们存在于暗物质迷你晕中，这些迷你晕的质量比目前从它们的中心径向速度色散推断的10^7太阳质量的典型值更大。（节略）
2006-07-20 astro-ph
The three dimensional structure of the giant stellar stream in Andromeda
CFH望远镜上的宽视场CCD相机被用来测量仙女座星系中的巨大恒星流，分辨出M31到I ~ 25中红巨星分支的恒星，比我们以前对该星系的INT测量深一个星等，并向外延伸1度。据我们所测，这条流一直延伸到M31的东南方（大约4.5度，对应于预计的距离~60千秒差距）。它在投影上是一个线性结构，而星流的东部边缘在恒星计数上呈现出一个尖锐的边界，这表明它仍然是一个连贯的结构。通过分析流中富含金属成分的光度函数，我们发现，在我们调查的最远范围内，流沿视线比M31远100 kpc。然后，它可以被追踪到银河系西北侧的一个点，在那里它在M31前面大约30千秒差距，在这个点上，流转向远离我们的调查区域。
2003-05-09 astro-ph
The Dwarf Spheroidal Companions to M31: WFPC2 Observations of Andromeda III
哈勃太空望远镜WFPC 2相机已经被用来拍摄仙女座III，一个矮球状伴星（dSph）到M31。由此产生的色星等（c-m）图揭示了这个矮星系中水平分支（HB）的形态。我们发现，像仙女座I和仙女座II一样，和大多数银河系dSph伴星一样，And III的HB形态主要是红色的，比And I和And II都要红，尽管And III的平均金属丰度较低。我们解释这个红色的HB形态表明，大部分的和III人口是~3 Gyr比大多数银河系球状星团的年龄年轻。然而，And III的c-m图确实显示了一些蓝色的HB星，并且一些天琴座RR型变星在数据中也很明显。这表明And III确实包含一个年龄与银河系球状星团相当的“老”人口。然而，没有证据表明在And III中存在任何年轻恒星，尽管有人声称这颗dSph和HI云之间存在关联。与And II的情况相同，但与And I不同，在And III HB形态中未检测到径向梯度。III距离M31中心约75 kpc，与玉夫座和天龙座的银河系中心距离相当。与标准球状星团红巨星分支的比较表明<[Fe/H]> = -1.88 +/-0.11，与dSph星系遵循的绝对星等平均丰度关系一致。同样的比较产生了一个sigma（[Fe/H]）= 0.12的固有丰度色散，与亮度与And III相当的银河系dSphs相比，这是一个很低的值。候选变星的列表显示了一个确定的和一个可能的异常造…
2002-04-07 astro-ph
A comprehensive study of Cepheid variables in the Andromeda galaxy. Period distribution, blending and distance determination
河外造父变星是宇宙距离尺度的基本梯级。它们是很好的标准烛光，尽管它们的光度和相应的距离估计可能会受到宿主星系的特殊性质的影响。因此，精确分析其他星系中的造父变星，特别是仙女座星系（M31），对于获得可靠的距离测定至关重要。我们获得了准确的测光（在B和V通带）的416造父变星在M31超过五年的运动内的调查，旨在检测食双星。由此产生的造父变星样本是M31中最完整的，并且与银河系中大卫邓拉普天文台的样本具有几乎相同的周期分布。大量的历元（每个滤波器约250个）允许表征356颗造父变星的脉动模式，其中281颗以基本模式脉动，75颗以第一泛音脉动。本文研究了造父变星基模的周期-光度关系，并提出了一种新的方法来估计混合效应。我们发现，混合的贡献是一样重要的金属校正时，计算造父变星距离测定M31（~0.1等）。由于大振幅造父变星受混合的影响较小，我们用振幅A_V>0.8等的造父变星导出了它们到M31的距离为（m-M）_0=24.32+/-0.12等。
2007-07-19 astro-ph
On the Nature of Andromeda IV
仙女座IV位于距离M31中心40'或9 kpc的投影距离处，是一个神秘的天体，在范登伯格寻找M31的矮球状伴星时首次发现。与其他已知的矮球状体相比，And IV更蓝、更紧凑、表面亮度更高，因此有人认为它要么是M31外盘中相对较老的“星云”，要么是背景矮星系。我们提出了深HST WFPC 2观测和IV和周围的领域，随着地面长缝光谱和Halalpha图像，用于破译这个令人困惑的对象的真实性质。我们找到了令人信服的证据，证明And IV是透过M31盘面看到的背景星系。中等表面亮度（SB（V）~24），非常蓝的颜色（V-I<~0.6），低的恒星形成率（~0.001太阳质量/年）和低的金属丰度（~10%太阳质量），这些都与And IV是一个小的矮不规则星系，可能类似于本群矮星IC 1613和六分仪A的结论相一致。虽然到And IV的距离并没有严格限制在当前的数据集，但各种论点表明它位于5<~D<~8 Mpc的范围内，将其置于本星系群的范围之外。它可能与一个松散的星系群有关，主要成员包括UGC 64、IC 1727和NGC 784。我们报告更新的位置和径向速度和四。
2000-04-30 astro-ph
Population Gradients in Local Group Dwarf Spheroidals
我们提出了一个系统的和均匀的分析人口梯度的本地组矮球状体（dSphs）船底座，雕刻家，六分仪，杜鹃，仙女座I-III，V和VI。对于这里研究的所有银河系同伴，我们发现显着的人口梯度。位于LG外围的远距离dSph杜鹃也是如此，在M 31 dSph伴星中，只有仙女座I和VI显示出明显的梯度。在HB形态梯度可见的所有情况下，红色HB星都更加集中。HB形态梯度的出现与红巨星分支的形态梯度相关。金属丰度似乎是六分仪座、玉夫座、杜鹃座和仙女座VI的梯度的驱动力，而年龄是船底座的一个重要因素。我们没有发现任何证据表明附近的大质量螺旋星系影响人口梯度的形成。
2001-09-07 astro-ph
MMT Extremely Metal Poor Galaxy Survey I. An Efficient Technique to Identify Metal Poor Galaxies
我们展示了一个成功的战略，以确定极端金属贫星系。我们对24个候选星系的初步调查包含10个贫金属星系，其中4个12+log（O/H）<7.65，是迄今已知的金属丰度最低的蓝色致密星系。有趣的是，我们的贫金属星系样本的光度比蓝色致密星系，dIrrs和正常恒星形成星系的可比样本具有系统性较低的金属丰度。然而，我们的贫金属星系与附近长持续时间伽马射线暴（GRB）的宿主星系有着非常相似的性质，包括相似的金属丰度、恒星年龄和恒星形成速率。我们用Hβ来测量银河系中存在的OB星的数量，并估计出核心坍缩超新星的速率约为10^-3年^-1。一个更大的贫金属星系样本可能会提供新的线索，伽玛射线暴形成的环境，并可能提供一个潜在的伽玛射线暴主机的列表。
2007-09-27 astro-ph
The Dwarf Spheroidal Companions to M31: WFPC2 Observations of Andromeda II
HST WFPC 2相机已被用于拍摄仙女座II，一个矮球状体（dSph）的伴星M31。由此产生的色星等图揭示了这个矮星系中水平分支（HB）的形态。我们发现，像仙女座I一样，和大多数银河系dSph同伴一样，And II的HB形态主要是红色的。然而，与和I不同，没有证据表明和II数据中HB形态存在径向梯度。And II中至少有50%的恒星星族比球状星团的年龄年轻。另一方面，And II中蓝色的天琴座HB和RR变星的存在，证明了另外一个年老（年龄> 10 Gyr）星族的存在。因此，And II像许多银河系的dSphs一样，有一个漫长的恒星形成时期。我们得到的距离证实了And II与M31的关联，而不是与M33的关联，因为And II在天空中更接近M33。And II到M31中心的真实距离在160到230千秒差距之间。根据目前的dSph伴星样本，银河系和M31的dSph卫星系统的大小相当，外半径为250 kpc。And II红巨星分支的平均丰度为<[Fe/H]> = -1.49 +/- 0.11，内部丰度分布惊人地大，其特征为sigma（int）（[Fe/H]）~ 0.36 dex，远大于And I（0.21）。因此，尽管这两颗M31 dSph伴星的光度和平均金属丰度非常相似，但它们显然有着不同的化学演化历史。我们的结论是，银河系dSph同伴之间的进化历史的多样性明显，现在也牢固地建立在M…
1999-11-02 astro-ph
A Survey for Low-Surface-Brightness Galaxies Around M31. I. The Newly Discovered Dwarf Andromeda V
我们目前的图像和颜色星等图和V，一个新的矮球状伴侣M31，发现使用数字滤波技术应用到1550平方度的第二次帕洛玛巡天。在后续的4 m V和I波段图像中，V很容易分解成恒星，我们使用红巨星分支尖端方法从中推导出810 +/- 45 kpc的距离。在不确定性的范围内，这个距离与M31的星族II距离相同，再加上112 kpc的预测距离，为两个星系之间的物理关联提供了强有力的支持。在H α、1.4 GHz无线电连续谱或IRAS带通中没有检测到And V的发射，并且在颜色-星等图中没有看到年轻的人口，这可能表明And V是不规则的。因此，作为本星系群的一个新的矮球状成员的分类似乎是可靠的。经过消隐校正的中心表面亮度为25.2 V等/平方角秒，平均金属丰度[Fe/H]约为-1.5，没有证据表明存在AGB上部的恒星，And V类似于And I和III。
1998-07-22 astro-ph
Distances and Metallicities for 17 Local Group Galaxies
我们用艾萨克·牛顿望远镜广角照相机（INT WFC）获得了大量本群星系的Johnson V和Gunn i测光结果。这些星系中的大多数都是M31亚群的成员，观测的深度足以研究每个系统中红巨星分支的前几个星等。我们先前测量了仙女座I，仙女座II和M33的红巨星分支（TRGB）的尖端位置，其系统不确定性通常小于0.05 mags（McConnachie等人，2004）。由于TRGB在古老的、缺乏金属的恒星星族中起着标准蜡烛的作用，我们能够推导出这些星系的距离。在这里，我们推导出TRGB距离的巨大的螺旋星系M31和13个额外的矮星系-NGC 205，NGC 185，NGC 147，飞马座，WLM，LGS 3，鲸鱼座，宝瓶座，AndIII，AndV，AndVI，AndVII和新发现的矮球状AndIX。对每个矮星系的观测都是在测光条件下进行的。除了距离，我们还自洽地从红巨星分支的颜色中得出每个系统的金属丰度中值。这使我们能够考虑到TRGB的绝对I星等的小金属丰度变化。我们的数据的同质性和应用于17个本群星系中的每一个的相同分析确保了这些估计形成了一组可靠的距离和金属丰度测定，这是比较研究本群星系性质的理想选择。
2004-10-20 astro-ph
Chemical Composition of the Carbon-rich, Extremely Metal-Poor Star CS 29498--043: A New Class of Extremely Metal-Poor Stars with Excesses of Magnesium and Silicon
我们分析了一个高分辨率，高信噪比光谱的富碳，极贫金属的恒星CS29498-043，获得了斯巴鲁望远镜高色散光谱仪。我们发现它的铁丰度极低（[Fe/H] = -3.7），使它成为少数已知的[Fe/H] <-3.5的恒星之一，而Mg和Si的丰度（[Mg/Fe] =+1.8，[Si/Fe] = +1.1）与没有碳过剩的类似金属丰度的恒星相比显着过剩。此外，还发现了N和Al的过度丰度，这些特征与富碳、极贫金属的恒星CS22949-037相似。虽然样本很小，但我们对CS29498-043的发现表明存在一类极度贫金属的恒星，它们含有大量过量的C、N、Mg和Si。
2002-08-01 astro-ph
uvby(-$β$) photometry of high-velocity and metal-poor stars X. Stars of very low metal abundance: observations, reddenings, metallicities, classifications, distances, and relative ages
对从HK巡天中选出的另外411颗极贫金属星进行了uvby（-- $β$）测光，并用于获得星际红化、金属丰度、光度分类、距离和相对年龄等基本参数。在c_0，（b-y）_0图中，这些贫金属恒星与M92进行了比较，并发现了比这个球状星团年轻1-3个旋回的场星的证据。在星系演化的背景下讨论了这些年轻的贫金属恒星的意义，提到了这样的可能性，即贫金属物质的分级恒星形成/质量下降和/或吸积事件，从而这种物质已经从具有不同形成和化学富集历史的其他（矮）星系中获得
2004-03-27 astro-ph
The Formation Histories of Metal-Rich and Metal-Poor Globular Clusters
本文介绍了贫金属和富金属球状星团及其宿主星系形成历史的研究进展。我首先讨论了强有力的观测证据，大多数椭圆星系的球状星团系统具有双峰金属丰度分布。然后，我专注于新的结果，贫金属和富金属的球状星团系统。贫金属的球状星团往往与早期结构的形成，我审查新的限制其形成时代的基础上的“偏见”的数量与宿主星系质量的贫金属的集群。对于富含金属的球状星团，我讨论了新的结果，从正在进行的光学近红外光度研究，既确认了一个中间年龄的人口在NGC 4365和一般揭示了各种形成的历史，现在静止的椭圆。
2006-05-15 astro-ph
A Survey for Low Surface Brightness Galaxies Around M31. II. The Newly Discovered Dwarf Andromeda VI
我们目前的B，V和I波段的图像，以及H阿尔法图像，和VI。这是第二个新发现的M31的矮球状体（dSph）伴星，它是使用数字滤波技术发现的，该技术应用于第二次帕洛玛巡天，现在已经测量了1550平方度。VI被证实是一个附近的dSph星系，当它在短的4 m V波段曝光下很容易分解成恒星时。基特峰WIYN 3.5米望远镜拍摄的亚弧秒图像提供了（I，V-I）和（V，B-V）色星等图，使用红巨星分支方法得出的距离为775 +/- 35 kpc，平均金属丰度[Fe/H] = -1.58 +/- 0.20，色散约为0.3 dex。VI的银河中心距离约为271 kpc，V的绝对星等为-11.3。所有观察到的性质和VI是一致的，它的分类作为一个dSph的同伴M31。尽管最近发现了And V、And VI和Cas矮星，但相对于CDM模拟其形成和更丰富星系团的光度函数，本星系群光度函数在昏暗星系中仍然非常不足。
1999-05-18 astro-ph
Spectroscopic Studies of Extremely Metal-Poor Stars with the Subaru High Dispersion Spectrograph. IV. The alpha-Element-Enhanced Metal-Poor Star BS16934-002
对极贫金属的（[Fe/H]=-2.7）星BS 16934 -002，在我们以前的工作中被鉴定为Mg和Sc的高丰度星，与贫金属星HD 122563的丰度图比较表明，它的O，Na，Mg，Al，以及BS 16934 -002的Sc。特别令人感兴趣的是，在这个天体中没有发现过量的C或N，与CS22949-037和CS29498-043形成对比，这两颗先前已知的富含碳，极度缺乏金属的恒星具有过量的α元素。没有建立的核合成模型可以解释观察到的BS 16934 -002丰度模式。一个超新星模型，包括混合和回落，假设爆炸前严重的质量损失，讨论作为一个候选的祖先BS 16934 -002。
2007-01-06 astro-ph
Metal-Poor Stars
贫金属恒星的丰度模式为我们提供了关于银河系化学演化各个阶段的丰富化学信息。特别是，这些恒星使我们能够研究元素的形成和演化以及所涉及的核合成过程。这些知识对于我们理解宇宙化学演化和恒星与星系形成的开始是非常宝贵的。贫金属恒星是高红移宇宙的局部等价物，并对第一批恒星的性质提供了至关重要的观测限制。这篇综述介绍了贫金属恒星的首次发现的历史，为这一领域奠定了基础。在最低的金属丰度观测到的丰度趋势进行了描述，以及特定类别的金属贫星，如r-过程和C-丰富的明星。讨论了贫金属星丰度的起源和大样本贫金属星在宇宙学问题中的应用。
2008-02-13 astro-ph
The HARPS search for southern extra-solar planets XII. A giant planet orbiting the metal-poor star HD171028
在本文中，我们观测到一颗1.8MJup的行星，它以538天的周期绕贫金属恒星HD 171028（[Fe/H]=-0.49）运行。这颗行星是第一个在HARPS计划中发现的，该计划旨在寻找贫金属恒星周围的行星。有趣的是，HD 171028是样本中金属含量最低的恒星之一。这一发现被置于行星形成和演化模型的背景下。
2007-08-07 astro-ph
Are the most metal-poor galaxies young?
我们审查的可能性，金属丰度可以提供一个诊断的年龄的星系，因此，最贫金属的恒星形成星系在本地宇宙可能是真正年轻的。事实上，观测证据表明，星系中恒星的平均年龄随着质量和金属丰度的减少而减少。然而，我们从观测和理论的角度得出结论，金属丰度不是时间之箭。因此，我们本宇宙中最缺乏金属的星系并不是非常年轻。目前的观测表明，所有贫金属星系中都存在古老的恒星星族，尽管有几个案例，例如IZw 18，仍然存在争议。在未来几年里，用更敏感的设备进行进一步的观察应该可以解决这个问题。
2007-04-28 astro-ph
R-process abundances and cosmochronometers in old metal-poor halo stars
第九章核天体物理学讲习班，1998年3月，巴伐利亚泰根湖林堡
1998-12-22 astro-ph
Spectroscopic Survey of Field stars: A search for Metal-Poor stars
我们已经对场星进行了光谱测量，以在其中找到贫金属的天体。观测是使用安装在印度VBO Kavalur的2.3米望远镜上的OMR摄谱仪进行的。候选恒星的样本是从Beers和他的合作者覆盖银河系大部分的棱镜调查中选择的。在该项目的第一阶段，完成了对一组19颗相对较热的恒星（Teff在6000至8000 K范围内）的分析。程序星的金属丰度是通过合成4900至5400 A波长范围内不同金属丰度的光谱并将其与观测光谱相匹配而得出的。超过一半的候选恒星的[Fe/H]在-0.7到-1.2之间。两颗贫金属恒星的[Fe/H]值分别为-1.3和-1.8。比尔斯等人在棱镜巡天中提出的贫金属候选星中，似乎有相当大一部分是贫金属恒星。将利用高分辨率光谱详细研究迄今发现的显著贫金属恒星，以了解可能在早期银河系中发生的核合成过程。
2002-05-19 astro-ph
Extremely Metal-Poor Stars. VII. The Most Metal-Poor Dwarf, CS 22876-032
我们报告的高分辨率，高信号噪声，极端贫金属双线光谱二进制CS 22876-032的观测。该系统具有较长的周期：P = 424.7 $\pm$ 0.6天。它由两颗主序星组成，有效温度分别为6300 K和5600 K，二次质量与一次质量之比为0.89 $\pm$ 0.04。该系统的金属丰度为[Fe/H] = -3.71 $\pm$ 0.11 $\pm$ 0.12（随机误差和系统误差）--略高于以前的估计。我们发现[Mg/Fe] = 0.50，典型的值不太极端的晕物质。[Si然而，[Ca/Fe]、[Ti/Fe]和[Ti/Fe]的值都明显较低，约为0.0-0.1，这表明在形成该物体的材料中，相对于Mg，较重的元素可能生产不足。在极贫金属恒星的丰度模式是由个别富集事件和Woosley和Weaver（1995）的模型驱动的假设背景下，CS 22876-032的数据与其被质量为30 M的零金属丰度超新星$_{\odot}$富集的结果一致。作为目前已知的最贫金属的近主序星，该系统的主星具有强烈限制原始锂丰度的潜力。我们发现A（Li）（= log（N（Li）/N（H））+12.00）= 2.03 $\pm$ 0.07，这与Ryan等人的发现一致。（1999）对于金属丰度极低的恒星，A（Li）是[Fe/H]的函数。
2000-04-26 astro-ph
Comparing Chemical Abundances of the Damped Lya Systems and Metal-Poor Stars
我简要地提请阻尼Lya和金属贫恒星丰度的领域之间的比较。特别是，我研究他们的互补年龄金属丰度的关系和阻尼Lya和矮星系丰度模式之间的比较。关于后者，我描述了一系列的问题有关关联高Z阻尼Lya系统与当今的矮星。
2003-10-29 astro-ph
Structural parameters for the M31 dwarf spheroidals
根据红巨星分支星的分辨计数，分析了仙女座I、II、III、V、VI、VII和鲸鱼座矮球状星系的投影结构和综合性质。对于每个对象，我们已经推导出等值线图，表面亮度剖面，绝对星等，中央表面亮度，以及大量的其他形态参数。我们的分析探测到比以前大多数研究更大的半径和更暗的表面亮度，因此我们发现星系通常比以前认识到的更大更亮。特别是，仙女座V的光度被认为是一致的，已推导出它的较高的金属丰度值。仙女座I显示出强有力的证据，潮汐中断和S形的潮汐尾巴清晰可见。另一方面，鲸鱼座没有显示出任何潮汐截断的证据，更不用说破坏了。仙女座II显示了令人信服的证据，表明在小半径处有大量多余的恒星，并表明该星系由次级核心组成。比较M31矮椭球星族和银河星族，我们发现M31星族的尺度半径比银河星族的尺度半径大至少两倍。我们还发现，这两个群体是相互抵消的中心表面亮度-光度关系。最后，我们发现，M31矮椭球体显示出相同的相关性与距离主机所示的银河系人口，这样矮椭球体与更高的中央表面亮度被发现远离他们的主机。这再次表明环境在矮星系演化中起着重要作用。
2005-10-31 astro-ph
Nucleosynthesis of PopIII Core Collapse Supernovae and the Abundances of Extremely Metal Poor Stars
基于新一代理论超新星前模型和零金属量大质量恒星的爆炸，以及[Fe/H]<-2.5的均匀恒星样本的新丰度分析，我们提出了对极端贫金属恒星中观测到的丰度的新分析（Cayrel et al. 2004）。
2005-07-14 astro-ph
Magnesium Isotopes in Metal-Poor Dwarfs, the Rise of AGB Stars and the Formation Timescale of the Galactic Halo
我们利用高信噪比（90-280）、高光谱分辨率（R = 10^5）的凯克HIRES光谱测定了贫金属晕矮星（-2.6 [Fe/H] -1.3）中的镁同位素比值（^{25，26}Mg/Mg）。与先前的低金属丰度的中等质量AGB星的重要贡献不同，我们发现AGB星在星系晕中的贡献的增加直到中等金属丰度（[Fe/H] ~> -1.5）才发生。
2007-02-24 astro-ph
Pop III Hypernova Nucleosynthesis and Abundances in Very Metal-Poor Halo Stars
计算了M = 13 ~ 270 Msun的大质量Pop III星的演化和核合成，并与贫金属晕星的丰度进行了比较。观测到的丰度可以用M < ~ 130 Msun的高能核心坍缩超新星（"hypernovae“）来解释，但不能用M ~ 140-270 Msun的对不稳定超新星（PISNe）来解释。这一结果限制了Pop III和非常贫金属的Pop II恒星的IMF。
2002-05-22 astro-ph
UV Spectroscopy of Metal-Poor Massive Stars in the Small Magellanic Cloud
哈勃太空望远镜提供了第一个明确的证据，证明小麦哲伦星云中缺乏金属的大质量恒星的风较弱，证实了质量损失率和风终极速度与金属丰度相关的理论预测。然而，对于低光度的O型恒星，导出的质量损失率比预测的要低几个数量级，并且目前还无法解释。
2007-07-16 astro-ph
Nucleosynthesis in Metal-Free and Metal-Poor Stars
最近在核合成的理论和观测研究方面取得了一些重要的进展，特别是关于低金属丰度的核合成源。本文选取了Li 6的起源、N的初级产生、s过程和三组金属的超新星源：（1）C到Zn（质量数A<70），（2）Sr到Ag（A~90-110），（3）r过程核（A~130及以上）。
2008-07-04 astro-ph
Metal-Poor Globular Clusters and Galaxy Formation
我们证明了贫金属球状星团（GC）系统的平均颜色与母星系光度之间的显著（> 5-sigma）相关性。本文介绍了一种贝叶斯马尔可夫链蒙特卡罗方法来计算平均颜色，并且很容易推广到其他天文数据集的多模态量化。我们导出了GC色-星系光度关系式Z ~ L^（0.15 +/-0.03）。当结合对一个单一的原始GC金属丰度-星系光度关系的原星系碎片的证据，这样一个相关性的存在是证据对吸积和主要合并的情况下，作为一个解释整个贫金属GC系统的发光星系。然而，我们的关系自然出现在GC形成的原位图片，并与截断的金属贫GC形成的再电离是一致的。进一步的含义是，矮星系中贫金属GC的年龄限制了等级模型中星系形成的主要时代。如果在本星系群矮星（> 11 Gyr）中的旧贫金属GC的年龄是其他地方矮星的典型年龄，那么大部分星系的聚集（至少在星团和星系群中）必须发生在z > 2.5，这与一些结构形成模型的预测相反。
2004-03-05 astro-ph
Metal-rich and metal-poor globular clusters in ellipticals: Did we learn anything? or Constraints on galaxy formation and evolution from globular cluster sub-populations
本文简要介绍了星系中球状星团的子群及其对星系形成和演化的制约。贫金属和富金属的亚种群放在一个历史的背景下，他们的属性，迄今为止，总结。我们回顾为什么这些子群的研究是非常有用的星系形成和演化的研究，但强调了一些警告与目前的解释。我们重新访问当前的球状星团系统的形成方案，并显示它们如何归结为一个单一的方案，为贫金属的集群（即形成“通用”，小碎片在高$z$）和层次的形成似乎有利于富金属的集群。
2001-05-22 astro-ph
