Luminous Supersoft X-Ray Sources as Progenitors of Type Ia Supernovae
在一些发光的超软X射线源（SSS）中，氢以与稳定的核燃烧或多或少相容的速率在白矮星表面上吸积。因此，这些系统中的白矮星有很好的机会增加质量。在这里，我们回顾了已知的Ia型超新星的可能与SSS有关的速率。观测到的后果的猜想，SSSs可以是Ia型超新星的祖先进行了讨论。
1997-01-26 astro-ph
An X-ray Luminous, Dwarf Seyfert Companion of Mrk 273
我们报道了在超亮IRAS合并星系Mrk 273附近发现的最亮X射线源，它是由一个暗（M_B=-16）矮星系所承载的。这个矮星系距离Mrk 273 1.3弧分，位于Mrk 273东北方向一个微弱的羽状物的顶端。它的光谱显示出强烈的[OIII]，H α，[NII]发射线，这确定了矮星系$z=0.0376$的红移，与Mrk 273相同。发射线比率是典型的塞弗特星系。X射线发射与一个与矮星系中心重合的点状源一致。在0.1- 2.4 keV能量范围内，本征X射线亮度为6.3 × 10 ^{41}尔格，比B带亮度大7倍。该源的X射线谱符合幂律分布。所有的证据都表明它的来源是塞弗特星系。ROSAT只探测到$\sim 10$中的一个暗天体，而且它的软X射线光度与光学光度之比与BL Lac天体和少数活动星系核（AGN）一样高，这是个谜。如果有一群这样的矮活动星系核隐藏在主要合并星系（如Mrk 273）的伴星中，它们可能对活动星系核的光度函数和暗端的宇宙X射线背景有贡献。
1998-01-24 astro-ph
Dwarf Elliptical Galaxies in the M81 Group: The Structure and Stellar Populations of BK5N and F8D1
我们已经通过两个M81 dE组的F555 W和F814 W滤波器获得了HST WFPC 2图像：BK 5 N和一个新系统，命名为F8 D1。由此产生的色星等图显示了红巨星分支的上两个星等。表面亮度和总星等的测量结果表明，BK 5 N和F8 D1具有相似的中心表面亮度（分别为24.5和25.4等/角秒^[2]），但F8 D1的长度尺度更大，导致其亮度比BK 5 N高出3等。BK 5 N符合本星系群矮椭圆星系定义的中心表面亮度与绝对星等的关系，而F8 D1则不符合。F8 D1的中心表面亮度比关系式预测的更亮，类似于在室女座发现的大型低表面亮度矮星系。巨分支的平均颜色被用来确定每个星系的平均丰度。F8 D1是一个更明亮的星系，它的金属含量（[Fe/H] ~ -1.0）明显高于BK 5 N（[Fe/H] ~ -1.7）。BK 5 N和F8 D1的绝对星等和金属丰度的关系都依赖于本星系群矮椭圆星系。然而，就中心表面亮度和金属丰度之间的关系而言，BK 5 N仍然遵循本群矮星，而F8 D1则明显偏离了这一关系。这表明发光物质的总量比发光物质的表面密度在控制金属富集方面更重要。我们还讨论了中等年龄的恒星，并在F8 D1中记录了一个球状星团。（已编辑）
1997-10-27 astro-ph
Clusters AgeS Experiment. Hot subdwarfs and luminous white dwarf candidates in the field of the globular cluster M4
本文给出了球状星团M4的UBV色星等图。CMD显示了一系列的四颗明亮的蓝色恒星（V<20，U-V<-0.6），它们似乎是星团热次矮星。我们提出了三个最亮的光谱。我们还注意到存在一群暗淡的蓝色天体，可能是属于该星团的热的年轻白矮星（WD）。我们选择了五个高于V=22等的天体，这些天体足够明亮，可以进行后续的地基光谱学研究，并给出了它们的坐标和发现图表。我们展示了变星V46的光谱（Kaluzny et al. 1997），这表明它是一个热的次矮星，以及用ISIS图像减法包获得的新的光变曲线（Alard 2000）。光变曲线是不稳定的，但只有一个明显的变化周期。发现了两个新的变星，都位于星团红巨星分支（RGB）。我们还给出了一个E（B-V）微分红化图，并在V/B-V CMD上给出了主序、次巨星支和红巨星支的基准序。基于与M5基准序列的比较，我们获得了E（B-V）=0.41 mag朝向M4的红化估计，与先前的测定一致。
2002-05-28 astro-ph
037-B327 in M31: Luminous Globular Cluster or Core of a Former Dwarf Spheroidal Companion to M31?
037-B327是M31中最亮和最红的星团。哈勃太空望远镜上的高级巡天照相机提供了F606 W波段的光度数据，也显示这个星团被一条尘埃带穿过。我们通过将观测到的表面亮度分布拟合到King模型来确定037-B327的结构参数，其中r_c=0.72”（=2.69 pc），r_t=5.87”（=21.93 pc），浓度指数c=log（r_t/r_c）=0.91。表面亮度分布在中心0.25”以内基本上是平坦的，没有显示出核心塌陷的迹象。虽然尘埃带影响测光，国王模型拟合地表亮度轮廓很好，除了严重影响的地区的尘埃带。我们还计算了半光半径r_h=1.11”（=4.15 pc）。结合以前的测光结果，我们发现该天体与银河系中的半人马座Omega、M54和NGC 2419以及M31中的大质量星系团G1处于同一区域。所有这四个物体都被声称是前矮星系的剥离核心。这表明037-B327也可能是M31的前矮伴星的剥离核心。
2005-12-07 astro-ph
Luminous red stars in Local Group dwarf elliptical galaxies: an intermediate-age population?
在本文中，我们表明，在附近的矮椭圆（dE）星系的色星等（CM）图中，第一红巨星分支（TRGB）顶端上方的光学亮星，通常被解释为中间年龄人口存在的指示，在某些情况下，可能是一个纯粹的老人口系统上的观测效应的人工制品。为此，CM模型图已被计算模拟的观测效果，可以发现在不同地区的本星系群dE星系。最初的合成CM图代表了一个纯粹的旧系统，恒星形成仅从15 Gyr延伸到12 Gyr。基于这些模型图，我们分析了一个假设的地面观测者可能得出的结论，即红巨星分支（TRGB）顶端上方存在一个恒星群，可以解释为一个中等年龄的人口，通过使用文献中广泛使用的两个年龄指标：i）渐近巨星分支（AGB）相位尖端的辐射热星等，以及ii）CM图中AGB与红巨星分支（RGB）恒星的比率。我们的分析表明，如果忽略观测效应，这两种方法的应用将导致在星系内部区域发现一个虚构的中年人口，那里的拥挤程度更严重。
1997-04-02 astro-ph
An Internal Second Parameter Problem in the Sculptor Dwarf Spheroidal Galaxy
本文给出了V=22的玉夫座矮星系的BV测光。这些数据提供了一个双峰的证据，在雕塑家的金属丰度分布的基础上的不连续性的光度水平分支（HB）的恒星和存在两个不同的红巨星分支（RGB）颠簸。一个关于玉夫座演化恒星的一致图像是由以下两种情况给出的：（1）贫金属的[Fe/H] ~ -2.3，只有蓝色的HB，对应于玉夫座RGB的蓝色侧和更明亮的RGB凸起，（2）需要较少的贫金属的[Fe/H] ~ -1.5来解释较不明亮的红色HB，RGB的红色侧，和第二个亮度较低的RGB凸起。HB种群的最佳拟合与增强的氧丰度，[O/Fe] ~+0.5。在全球HB和RGB形态的雕塑家的变化可以解释这两个人口的径向分布的差异。这两个群体的存在表明，玉夫座矮星系有一个内部的第二参数问题。
1999-05-18 astro-ph
Are Luminous cD Haloes Formed by the Disruption of Dwarf Galaxies?
从爱因斯坦X射线天文台观测到的45个Abell星系团的总样本中，我们给出了一组7个星系团的星系光度函数（LF）的结果，这些星系团是由它们的LF的形态确定的。LF是使用测光数据导出的，完整性限制在M* 以下约5.5个星等。我们发现，一个单一的Schechter函数与平均$α\approx -1.0$给出了一个很好的适合这些单独的LF幅度范围内。这七个星系团具有共同的性质，这表明它们形成了一个均匀的动态演化的星系团，其特征是存在一个占主导地位的cD星系，高丰度，对称的单峰X射线发射和高气体质量。另一方面，陡峭的弱端斜率（-2.0 < α< -1.4）通常在较差的聚类中检测到。我们的结果给出了一个直接的指示，星系LF的暗端斜率是受环境的影响。我们建议，在这些星系团中的暗端斜率的平坦度的结果从大部分的矮星系在星系团演化的早期阶段的中断。在剧烈的弛豫过程中，来自破裂星系的恒星和气体在整个星系团势中重新分布。这种启发式的方案可以解释的起源的cD星系的发光晕和大部分的气体含量在集群内的介质作为副产品。从模拟的X射线发射和cD晕光学光度的集群气体质量之间的相关性来支持所提出的模型。
1996-11-22 astro-ph
Luminous Blue Variable Stars In The Two Extremely Metal-Deficient Blue Compact Dwarf Galaxies DDO 68 and PHL 293B
我们目前的光度和光谱观测的两个发光的蓝变星（LBV）在两个极端的金属缺乏的蓝色紧凑矮（BCD）星系，DDO 68与12+logO/H = 7.15和PHL 293 B与12+logO/H = 7.72。这两个BCD是已经探测到LBV星的金属丰度最低的星系，允许研究极低金属丰度区域的LBV现象，并揭示了从原始气体中诞生的第一代大质量恒星的演化。我们发现DDO 68中LBV星的强烈爆发发生在2007年2月至2008年1月之间的某个时候。我们比较了低金属丰度LBV和高金属丰度LBV的宽谱线发射特性。我们发现，在DDO 68中的LBV星，在H和He I发射线中都可以看到具有天鹅座P轮廓的宽发射。另一方面，对于PHL 293 B中的LBV星，天鹅座P型的轮廓只在H线中被检测到。对于两个LBV，没有检测到重元素发射线，如Fe II。这两个星系中LBV星的H α光度与NGC 2363（Mrk 71）中的LBV星相当，后者具有更高的金属丰度12+logO/H = 7.89。另一方面，两个低金属丰度LBV中恒星风的终极速度都很高，约为800 km/s，比高金属丰度LBV中恒星风的终极速度高4倍。这表明，低金属丰度的恒星风与高金属丰度的恒星风是由不同的机制驱动的。
2008-09-18 astro-ph
Star Formation Histories of Local Group Dwarf Galaxies
我们报告了一个项目的初步结果，均匀测量恒星形成的历史，大多数本星系群矮星系，档案WFPC 2的观测的基础上。对于矮椭球星系和椭圆星系，我们发现，更明亮的系统都显示延长恒星形成的情节，而不太明亮的系统通常形成他们的大部分恒星超过10 Gyr前。不规则星系则没有类似的趋势。我们发现，一个星系的不规则或球状的分类是完全由它的恒星形成在过去的Gyr或更少的解释。几个椭圆/球状系统积极形成的恒星在过去的两个Gyr，并已无法区分从现在的不规则，如果观察到两个Gyr前。
2005-06-17 astro-ph
Why Are There Dwarf Spheroidal Galaxies?
标准结构形成理论与本星系群中暗矮球状星系的存在之间似乎存在着矛盾。理论上的考虑表明，一个寒冷的暗物质宇宙对于小星系的形成来说是一个非常不利的地方。特别是，在宇宙再电离时期之前，气体不可能在速度色散小于10 km/s的暗物质晕中冷却和凝聚形成恒星。换句话说，根据目前的结构形成理论，在过去的12 Gyr中，速度色散<10 km/s的矮星系中不应该看到任何主要的恒星形成活动。另一方面，真实宇宙表明，本星系群中所有矮球状星系的速度频散都小于10 km/s，并且扩展的和近期的恒星形成活动相当普遍。如果我们允许冷暗物质粒子在相对较近的时间内衰变，那么冷暗物质模型和局部观测之间的这种明显冲突就可以得到解决。分辨率来自于今天看到的速度色散为10 km/s的矮球状星系的诞生，在这张照片中，在速度色散为20 km/s的一小部分晕中，气体可以保留并能够冷却和收缩形成恒星。目前观测到的这些矮球状星系的低速色散约为10 km/s，这是自红移z~2以来，其中一半的暗物质衰变和随后的晕膨胀的结果。
2000-12-04 astro-ph
What are the Luminous Compact Blue Galaxies?
明亮的致密蓝星系团（LCBG）在z~1处很常见，对总的恒星形成率密度有重要贡献。到z~0时，它们是十分罕见的。虽然我们知道LCBG演化迅速，但我们不知道是什么驱使它们演化，也不知道它们演化成什么类型的星系。我们提出了一个单盘HI当地LCBG进行调查，以解决这些问题的结果。我们的研究结果表明，LCBG的M（HI）和M（DYN）与低质量螺旋一致，但通常在不到2 Gyr的时间内耗尽其气体库。总的来说，LCBG的性质与它们演化成高质量矮椭圆星系或矮不规则星系或低质量晚型螺旋星系是一致的。
2007-12-07 astro-ph
Dark and luminous matter in the NGC 3992 group of galaxies, II. The dwarf companions UGC 6923, UGC 6940, UGC 6969, and the Tully-Fisher relation
对大型棒旋星系NGC 3992和它的三个小型伴旋星系UGC 6923、UGC 6940和UGC 6969进行了详细的中性氢观测。相反的大星系，同伴的HI分布结束相当突然的光学边缘。构造了速度场，并由此导出了旋转曲线。假设一个合理的M/L比，这些旋转曲线的分解产生几乎相等的暗物质晕。比较两个最亮的星系UGC 6923和UGC 6969的位置-速度图，发现后者的自转曲线形状比前者更接近固体，但达到了相同的最大自转水平。这可能是由相同的暗物质晕与UGC 6923的亮度比UGC 6969高五倍，因此它的发光物质对内部区域的旋转贡献更大。NFW-CDMLambda暗晕与UGC 6923的自转曲线一致，但与UGC 6969的自转曲线不一致。如果NGC 3992星系群是大熊座星系团的一部分，那么NGC 3992的I波段M/L比至少是该星系团中平均螺旋星系的1.35倍。另一方面，当NGC 3992星系群被放置在星系团后面超过3 Mpc时，可以实现相等的M/L比率。这两种可能性都可以解释为什么NGC 3992看起来比它的旋转要暗0.43等。
2002-04-19 astro-ph
Absence of Dwarf Galaxies at High Redshifts: Evidence from a Galaxy Group
星系群NGC 5044由一个明亮的巨型椭圆星系组成，周围环绕着大约160个低光度星系和矮星系，其中大部分是早期类型。NGC 5044星系群中矮星系的累积投影径向分布，与富星系团中更明亮星系的分布不同，并不遵循投影暗物质（NFW）轮廓。相反，在NGC 5044中，在大约350 kpc的范围内，大约是目前群维里半径的三分之一，明显缺乏或不存在低光度星系。大多数在NGC 5044中发现的矮星系进入维里半径时的红移小于2或3，只有极少数进入更高的红移。NGC 5044中350 kpc范围内的矮星系累积分布的特殊，非NFW形状类似于暗晕的特征性浅累积分布，这些暗晕也被认为是相对年轻的。动力学摩擦不太可能解释NGC 5044中小半径星系团成员的明显缺乏。
2004-08-09 astro-ph
Massive star clusters in dwarf starburst galaxies
我将讨论星暴星系中大质量星团的存在，重点是本星系群之外的低质量星系。我将证明，就它们的质量和光度而言，这样的星系可能有非常丰富的年轻发光星系团。
2000-03-10 astro-ph
Why are the K dwarfs in the Pleiades so Blue?
当用V星等作为光度指数，B-V作为颜色指数绘制在色-星等图上时，昂星团中的K矮星比主序星等时线低了近一半星等。这种特殊性已经知道了四十年，但一直没有解释，大多数人都被忽视了。当与Praesepe成员比较时，在使用B-V作为颜色指数的颜色星等图中，昴星团K矮星再次是亚发光（或蓝色）的。然而，用V-I作为色指数，两个星团中的恒星都与MV ~ 10重合;用V-K作为色指数，昴星团晚K星和M星都落在Praesepe成员定义的主序星轨迹之上。我们相信，与较老的星团相比，昴星团K矮星的异常光谱能量分布是恒星快速旋转的结果，可能主要是由于斑点。如果是这样，则冷部件所需的面积填充因子必须非常大（=> 50%）。弱线的金牛座T型星有类似的颜色异常，我们怀疑这是所有非常年轻的K型矮星（sp. type > K3）的共同特征。特殊的光谱能量分布需要考虑在推导出准确的主序前等时线拟合年龄的星团，如昴星团，因为推导出的年龄将取决于所使用的温度指数。
2003-06-05 astro-ph
Why Do Black--Hole X-ray Binaries Tend to Be Transient?
黑洞X射线双星是短暂的，可能是因为它们的盘受到同样的热粘性不稳定性，这是目前在矮新星双星系统。我讨论应用程序的矮新星不稳定性模型的瞬态，低质量，X射线二元系统。当考虑盘截断和X射线照射时，该模型能够再现X射线双星爆发的基本性质（Dubus等，2000）。
1999-11-09 astro-ph
The Properties of Poor Groups of Galaxies: III. The Galaxy Luminosity Function
我们得到的R-波段光度的星系在附近的6个穷人的群体，我们有光谱数据，包括328个新的星系速度。对于具有发光X射线晕的五个星系群，复合星系群的星系光度函数（GLF）可以用Schechter函数进行适当拟合，其中Mstar = -21.6 +/- 0.4 + 5log h，alpha = -1.3 +/- 0.1。我们还发现：（1）有明亮X射线晕的五个星团的矮星与巨星之比明显大于有边缘X射线晕的一个星团;（2）明亮X射线团的合成GLF与富X射线团的合成GLF在形状上一致;（3）合成GLF在暗端的上升比暗端的上升更陡;（4）场与复合群GLF的形状差异主要是由于非发射线星系的星族分布，在稠密群环境中，非发射线星系的矮巨比大于场环境中的矮巨比;（5）非发射线矮星比非发射线巨星更集中于群中心。最后一个结果表明，矮星和巨星占据不同的轨道（即，没有完全混合），并表明人口形成于不同的时间。我们的研究结果表明，GLF的形状随环境而变化，这种变化主要是由于在高密度区域的静止星系的矮-巨比的增加，至少达到X射线发光差群体的密度特征。这种行为表明，在某些环境中，相对于暗物质，矮星比巨星更有偏见。这一趋势与标准偏置星系形成模型的预测相冲突。（节录）
2000-01-28 astro-ph
The Luminosity Distribution of Globular Clusters in Dwarf Galaxies
大多数与人马座矮星系有关的球状星团都是暗淡的。在这方面，它与围绕着典型巨星系的球状星团系统有着显著的不同。银河系外晕中的大多数球状星团也是亚发光的，这一观测结果可以通过假设这些星团曾经也属于暗淡的富含星团的矮系统来理解，这些矮系统随后被银河系捕获并摧毁。
2007-04-17 astro-ph
Uncovering Extremely Metal-Poor Stars in the Milky Way's Ultra-Faint Dwarf Spheroidal Satellite Galaxies
我们提出了新的金属丰度测量298个红巨星分支星在8个最不发光的矮球状星系（dSphs）在银河系（MW）系统。我们的技术是基于中等分辨率Keck/DEIMOS光谱加上光谱合成。我们给出了矮星系中[Fe/H] < -3.0恒星的第一光谱金属丰度，个别恒星的金属丰度低至[Fe/H] =-3.3。由于我们的[Fe/H]测量不依赖于经验金属丰度校准器，并且对任意低的金属丰度敏感，因此我们能够准确地探测这种极贫金属的状态。这些dSphs中恒星的金属丰度分布与贫金属端的MW晕相似。我们还证明了以前在更明亮的dSph星系（M_V = -13.4到-8.8）中看到的光度-金属丰度关系平滑地延伸到M_V =-3.7的绝对星等。在dSphs中发现极贫金属的恒星支持了LCDM星系组装范例，其中矮星系溶解形成MW的恒星晕。
2008-08-23 astro-ph
Internal Kinematics of the Fornax Dwarf Spheroidal Galaxy
我们提出了新的径向速度的结果，在天炉座矮球状星系，其中至少有156可能天炉座成员的176颗恒星。我们结合以前公布的数据，以获得一个径向速度样本与206颗恒星，其中至少有176可能是天炉座成员。我们检测到的提示旋转轴附近的天炉座的形态短轴，虽然在银河系的休息帧的旋转信号的意义是敏感的天炉座的自行通过的值。无论如何，观察到的恒星运动学是由随机运动为主，我们没有发现潮汐破坏的运动学证据。分箱数据集的投影速度分散分布在采样区域上保持平坦，其达到65弧分的最大角半径。单组分国王模型中，质量如下光未能再现所观察到的速度色散曲线的平坦度。双组分（发光物质加上暗物质）模型可以重现数据，前提是暗组分充分延伸到发光组分之外，并且中心暗物质密度与中心发光密度具有相同的数量级。这些要求表明，一个更大的，更暗的天炉座比标准的核心拟合分析以前得出的结论，与M/L_V在采样区域达到10至40倍的发光组件的M/L_V。我们还采用了非参数质量估计技术，介绍了在配套文件。虽然它是设计来处理包含$>$ 1000颗恒星速度的数据集的，但初步结果表明，在r < 1.5 kpc的范围内，M/L_V ~ 15。
2006-02-26 astro-ph
Formation and evolution of compact binaries with an accreting white dwarf in globular clusters
致密恒星系统中致密双星的数量受恒星间频繁的动力学相互作用及其与恒星演化的相互作用的强烈影响。在这方面的贡献，我们认为这些影响的双星与白矮星吸积，特别是激变变量和AM CVns。我们研究哪些过程可以成功地导致创建这样的X射线双星。使用数值模拟，我们确定主要的形成渠道和预测的可检测系统的预期数量。我们还讨论了为什么激变变量的分布有一个较弱的依赖于集群密度比静态低质量X射线双星的分布，为什么矮新星爆发可能不会发生之间的球状星团激变变量。
2004-12-21 astro-ph
Structural Properties of Ultra-Compact Dwarf Galaxies in the Fornax and Virgo Clusters
我们提出了一个详细的分析的两个波段HST/ACS成像的21个超紧凑矮（UCD）星系的室女座和天炉座星系团。本研究的目的是通过比较UCD的结构参数和颜色与球状星团和星系核的关系，检验UCD的两种形成假设--它们是明亮的球状星团（GCs）还是“阈值”早期型矮星系。我们发现UCD表面亮度轮廓可以用一系列模型来描述，而发光的UCD不能用具有潮汐截止的标准King模型来描述，因为它们具有扩展的外晕。这是不期望从传统的国王模型的GC，但与最近的结果大规模GC。UCD的总光度、颜色和大小与它们是明亮的GC或早型和晚型星系（不仅仅是早型矮星）的阈值核一致。对于最明亮的UCD，我们在有限的半径范围内估计颜色梯度。从向外变红的意义上说，这些都是系统性的积极因素：平均Delta（F606 W-F814 W）=0.14 mag/100 pc，均方根=0.06 mag/100 pc。在明亮的UCD中发现的正梯度与它们是明亮的GC或阈值早期型矮星系（VUCD 3除外）一致。与上述结果相比，我们发现UCD和早型星系核的大小有非常显著的差别：在相同光度下，UCD的有效半径是早型星系核的2.2倍。这一结果表明，通过模拟这一过程并预测预期的尺寸增加，可以对这一假设进行重要的检验。
2008-04-28 astro-ph
Pop III Objects and their Relationship with Dwarf Galaxies
在本文中，我们简要地回顾了宇宙中第一个发光物体（我们称之为波普III物体）的形成及其可观测效应的一些最新进展。特别是，我们试图批判性地讨论它们与矮球状星系之间的可能联系。我们得出的结论是，如果波普III的属性是正确的层次宇宙学模型预测，他们的识别与当今矮星系提出了几个困难。
1998-06-29 astro-ph
Scaling Laws for Dark Matter Halos in Late-Type and Dwarf Spheroidal Galaxies
用最大盘质量模型拟合星系自转曲线，表明晚型和矮球状（dSph）星系中的暗物质（DM）晕满足定义良好的标度律。在亮度较低的星系中，晕有较小的核心半径，较高的中心密度和较小的中心速度色散。意义：（1）一个单一的，连续的物理序列增加的质量从最小的dSphs延伸到最明亮的螺旋。(2)dSph星系中的高DM密度对于这样的矮星系来说是正常的。由于维里化密度依赖于坍缩红移z，最小的矮星比最大的螺旋星系早形成约delta z = 7。(3)dSphs的高DM密度意味着它们是由原始密度波动形成的真实星系。它们不是潮汐碎片。(4)由于矮星系的数量越来越多，而且随着光度的降低，它们几乎都是暗星系，因此可能有大量的天体是完全黑暗的。这样的天体是冷DM理论的典型预言。(5)DM参数相关性的斜率提供了一个衡量银河系质量尺度的原始密度波动的功率谱的斜率n。我们的结果还没有对DM的重子压缩进行修正，得到n = -1.9 +-0.2。这与冷DM理论是一致的。
2004-07-15 astro-ph
Substructure in Dwarf Galaxies
近年来，人们进行了一系列大规模的光度测量，目的是探测附近矮星系的子结构。其中一些天体显示出每个恒星星族的不同分布，反映了它们的恒星形成历史。此外，矮星系是由暗物质主导的，因此发光的子结构可能代表了底层暗物质的扰动。子结构也可能是潮汐相互作用的影响，例如银河系对人马座dSph的破坏。因此，矮星系的亚结构反映了这些天体的恒星、结构和运动学演化。
2004-08-10 astro-ph
Galactic Indigestion: Numerical Simulations of the Milky Way's Closest Neighbor
矮球状星系是以暗物质为主吗？我们提出了N体模拟银河系和它最近的同伴，人马座矮球状星系之间的相互作用，约束新的运动学，距离和表面密度观测详细的配套文件。它表明，有没有可能的自洽的解决方案，目前存在的人马座矮，如果其分布的发光物质的痕迹的质量分布。因此矮星系的发光部分必须被一个小的暗物质晕所屏蔽。虽然目前我们无法构建一个完全自洽的模型，包括恒星和暗物质的组件，它是数字显示，这是可能的，一个纯粹的暗物质模型，近似的暗物质晕推导出人马座矮星从分析参数，可能确实生存的银河潮汐。考虑到麦哲伦云的微扰效应，我们考虑了人马座矮星系绕银河系的轨道。结果表明，目前，轨道周期必须很短，约为0.7 Gyr;对于10^9太阳质量的模型，初始轨道周期将为约1 Gyr。发现可能发生了与麦哲伦云的近距离接触，尽管这种相互作用影响人马座矮星系轨道的可能性可以忽略不计。
1998-02-17 astro-ph
The tidally disturbed luminous compact blue galaxy Mkn 1087 and its surroundings
我们提出了新的宽带光学和近红外CCD成像与深光学中分辨率光谱的MKN 1087及其周围的对象。我们分析了最亮天体的恒星星族的形态和颜色，其中一些是恒星形成区，以及与它们相关的电离气体的运动学、物理条件和化学成分。MKN 1087并没有拥有一个活动星系核，但它可能是一个明亮的致密蓝色星系。虽然它被归类为疑似沃尔夫-拉叶星系，但我们没有探测到这类大质量恒星的光谱特征。Mkn 1087的形态和运动学特征可以解释为它与两个邻近的星系相互作用：明亮的KPG 103 a和一个矮星（$M_B\sim-18$）。我们认为，这个矮伴星不是一个潮汐天体，而是一个外部星系，因为它的金属丰度[12 + log（O/H）= 8.24]相对于Mkn 1087 [12 + log（O/H）= 8.57]和它的运动学。Mkn 1087周围的一些非恒星物体通过物质桥与主体相连，主持恒星形成事件，尽管它们的角距离不同，但显示出相似的丰度。这些事实，连同它们的运动学，表明它们是由从MKN 1087剥离的物质形成的潮汐矮星系。MKN 1087南部的明亮恒星形成区（节点#7）并没有显示出潮汐星系或合并过程的迹象，如以前的工作所建议的那样。我们认为MKN 1087及其周围的星系应该被认为是一个星系群。
2004-09-02 astro-ph
Selecting Very Soft X-Ray Sources in External Galaxies: Luminous Supersoft X-ray Sources and Quasisoft Sources
介绍了一种识别外星系中极软X射线源的方法。我们的直接目标是制定一个系统的程序来识别发光超软X射线源（SSS），以便在星系之间进行比较并研究环境影响。本文的重点是选择算法的设计和模拟数据的应用。在配套文件中，我们通过将其应用于通过钱德拉观测4个星系发现的源来测试它。我们发现，在模拟和真实数据的应用中，我们的程序也选择了一些更硬的源，我们称之为准软。而SSS的kT值通常为数十eV，一些准软源（QSS）的kT可高达~250-300 eV。其他QSS的主要光谱分量可能与SSS光谱一样软，但光谱也可能包括低光度的较硬分量。我们勾勒出超软和准软源的物理模型。一些SSS可能是吸积白矮星，其中一些可能是Ia型超新星的祖先。大多数类星体可能温度太高，不可能是白矮星。它们和一部分SSS可能是中子星，或者最有可能是吸积中质量的黑洞。
2003-11-17 astro-ph
Anomalous Evolution of the Dwarf Galaxy HIPASS J1321-31
我们呈现了对矮星系HIPASS J1321-31的HST/WFPC 2观测。这个不寻常的星系位于半人马座A星系群的方向，并有一个显着的红色发光恒星羽状星等图。这一特征可能来自（a）一个红巨星分支，如果星系比以前认识的要近得多，（b）一个特殊的渐近巨星分支，或者（c）一个~1千兆岁的中等质量红超巨星种群，我们发现这是最可能的解释。然而，由于缺乏同样明亮的蓝色恒星，恒星形成自这些恒星形成以来已经大幅下降。显然HIPASS J1321-31在其恒星形成历史中经历了一段恒星形成增强的时期，随后是一段相对平静的时期，这导致了主序星演化为红超巨星分支。HIPASS J1321-31中的恒星星族反映了恒星形成的历史，这在恒星形成的矮星系中是不常见的。这是第一次这样的恒星形成历史被注意到，虽然文献中包含了少量其他矮星系的类似颜色-星等图。因此，HIPASS J1321-31和这些其他星系代表了矮星系演化的不同路径，尚未得到很好的探索，也是对矮星系如何演化的重要探索。
2003-08-21 astro-ph
A Universal Density Profile for Dark and Luminous Matter?
我们探讨了早型星系光度分布和LCDM晕质量分布的相似性。这些系统的空间结构可以用一个简单的定律来精确描述，其中投影密度的对数斜率是半径的幂律;塞尔西定律。我们发现，这一法律提供了一个显着更好的拟合比三参数泛化的NFW配置文件，并获得最佳拟合Sersic参数的一组高分辨率LCDM晕跨越广泛的质量。矮星系和星系大小的晕的平均Sersic n值为3.0，星系团大小的晕的平均Sersic n值为2.4，与发光椭圆星系的特征值相似。我们讨论了相同的法律应该描述黑暗和明亮的系统，跨越超过七十年的质量范围的可能原因。
2005-02-24 astro-ph
Why there are no jets from cataclysmic variable stars
我们认为，最近的热模型的年轻恒星物体的喷气发动机，当应用到系统包含盘吸积白矮星自然解释，否则令人惊讶的没有喷流在激变变星。热发射是可能的，当吸积材料强烈冲击由于大梯度的物理量在边界层（或在内部边界的截断盘），然后冷却的时间尺度长于其喷出时间从磁盘。在我们的理论框架中，磁场很弱，只起到在离源很远的地方使外流加速的作用，或者引发激波，而不是作为喷流驱动剂。利用激波形成和物质抛射的判据，我们发现吸积白矮星的质量吸积速率约为10^{-6} Mo/y，这解释了激变变星中没有喷流，而在其它白矮星吸积系统中（如超软X射线源、共生星和经典新星）却存在喷流的原因.
2004-10-03 astro-ph
Early Gas Stripping as the Origin of the Darkest Galaxies in the Universe
已知的大多数由暗物质控制的星系（天龙座，小熊座和仙女座九）是银河系和仙女座星系的卫星。它们是一类暗淡星系的成员，没有气体，被称为矮椭球体，并且具有迄今为止最高的暗物质与发光物质的比例。没有一个提出来解开它们起源的模型可以同时解释它们异常的暗物质含量和它们与一个大得多的星系的接近。在这里，我们报告的模拟显示，这些星系的祖先可能是气体占主导地位的矮星系，成为一个更大的星系的卫星早于其他矮球状体。我们发现，大约在100亿年前，潮汐冲击和冲压压力的组合将这些祖先的全部气体成分一扫而空，因为宇宙紫外线背景的加热使气体保持松散的束缚：嵌入相对巨大的黑暗晕中的一个微小的恒星成分存活到今天。所有明亮的星系都应该被一些以暗物质为主的矮椭球卫星星系所包围，这些卫星星系的轨道周期应该是矮椭球星系中最短的，因为它们很早就被吸积了。
2007-02-20 astro-ph
Dwarf Spheroidal Galaxies : Keystones of Galaxy Evolution
矮球状星系是最不起眼的河外恒星系统，就其可见度而言，但就其在更明亮星系的形成和演化中的作用而言，可能非常重要。我们讨论了目前的观测数据及其对矮星系和巨星系的形成和演化理论的影响。这些低表面亮度系统的推定暗物质含量特别令人感兴趣，因为它们的化学演化也是如此。对隐藏在我们银河系恒星后面的新矮椭球体和那些不受巨型星系束缚的矮椭球体的调查可能会为这一独特类别的星系的起源提供新的线索。
1994-11-16 astro-ph
Ultra-compact dwarf galaxies: a new class of compact stellar system discovered in the Fornax Cluster
我们已经使用了2dF摄谱仪的英澳望远镜，以获得一个完整的光谱样本的所有对象的星等范围内，Bj= 16.5至19.8，无论形态，在一个区域中心的天炉座星系团。在尚未解决的目标中，有五个是天炉座星团的成员。它们是非常紧凑的恒星系统，尺度长度小于40秒差距。这些超致密的矮星系不同于任何已知类型的恒星系统，它们比其他致密的矮星系更致密，亮度也更低，但比任何球状星团都要亮得多。
2001-06-20 astro-ph
The Ultra-luminous M81 X-9 source: 20 years variability and spectral states
X-9源是由{ \it Einstein Observatory}在M81区域发现的，位于矮星系Holmberg IX。如果X-9与Holmberg IX（3.4 Mpc）的距离相同，则X-9的亮度为0.2-4.0 keV，为$\sim 5.5\times 10^{39}$ ergs~s $^{-1}$。该光度高于1~ $M_{\odot}$致密吸积天体的爱丁顿光度。过去对这个超级爱丁顿源的性质的假设包括SNR或超壳层，吸积致密物体和背景类星体。为了阐明这一来源的性质，我们获得并分析了档案数据，包括{ \it Einstein}数据、23个ROSAT观测、Beppo-SAX和ASCA点。我们的分析表明，X-9的大部分辐射来自一个点状的高变源，并且可能与低光度扩展辐射有关，这个源的光谱在低强度和高强度状态之间变化，在某种程度上让人联想到银河系黑洞候选者的光谱。我们的结果强烈地表明，X-9不是一个背景类星体，而是M81的矮伴星Ho IX中真正的“超爱丁顿”源。
2001-03-15 astro-ph
Globular Clusters in Dwarf and Giant Galaxies
球状星团的光度分布显示出对母星系光度的显著依赖性。矮星系包含的暗球状体比亮星系多得多。这种差异在99.7%的水平上是显著的。另一方面，矮星系中球状星团的光度分布似乎并不强烈地依赖于它们的宿主的形态类型。球状星团质量的二分法发生在主星系质量约为4 x 10^8太阳质量时，这比《福布斯》最近注意到的球状星团颜色特征二分法发生在约3 x 10^10太阳质量时低了近两个数量级。
2005-12-08 astro-ph
Some Constraints on Galaxy Evolution Imposed by the Specific Frequency of Globular Clusters
早型矮星系被发现具有高的比球状星团频率，这与在E型和S0型发光星系中观察到的高S值相似。在矮星系合并过程中的团簇形成似乎不太可能解释在早期型矮星系中观察到的高比球状星团频率。简要讨论了一些替代方案。
1995-09-22 astro-ph
ROSAT observations of the dwarf starforming galaxy Holmerg II (UGC 4305)
本文介绍了对矮不规则星系Holmberg II（UGC 4305）的ROSAT PSPC和HRI观测。这是ROSAT全天巡天探测到的最明亮的矮星系之一（Lx~ 10^{40} erg s^{-1} cm^{-2}）。X射线发射来自一个单一的未解析点源，与一个大的HII区域重合，该区域发出强烈的无线电发射。源在年和天的时间尺度上都是可变的，显然有利于吸积成致密物体，而不是超新星遗迹或超级气泡解释X射线发射的起源。然而，它的X射线光谱与Raymond-Smith光谱很好地拟合，kT约为0.8 keV，低于附近螺旋星系中X射线双星的温度。
1999-03-23 astro-ph
The Least Luminous Galaxy: Spectroscopy of the Milky Way Satellite Segue 1
介绍了银河系超低光度伴星Segue 1的Keck/DEIMOS光谱。虽然Segue 1的综合大小和光度与球状星团或矮星系一致，但我们提出的光谱证据表明，该物体是一个以暗物质为主的矮星系。我们确定了24颗恒星作为Segue 1的成员，平均日心衰退速度为206 +/-1.3公里。我们测得内部速度分散为4.3 +/-1.2公里。在假设这些恒星处于动力学平衡的情况下，我们推断出在质量跟随光的情况下，它们的总质量为4.5 ^{+4.7}_{-2.5} × 10^5 Msun;利用二分量极大似然模型，我们确定了在50 pc的恒星半径范围内的类似质量。这意味着质光比ln（M/L_V）= 7.2 ^{+1.1}-1.2}或M/L_V = 1320 ^{+2680}-940}。质光比的误差分布接近对数正态分布，因此Segue 1是暗物质占主导地位的。利用光谱合成模型，我们得到了一个单一的红巨星分支星的金属丰度在我们的样本[Fe/H]=-3.3 +/-0.2 dex。最后，我们讨论了探测暗物质粒子湮灭的伽马射线的前景，并表明Segue 1是最有前途的间接暗物质探测卫星。我们的结论是Segue 1是最近在银河系周围发现的超暗星系中最不明亮的，因此也是已知的最不明亮的星系。
2008-09-16 astro-ph
The Dark and Luminous Matter coupling in the formation of spheroids: a SPH investigation
利用包括恒星形成、反馈和化学演化的N体/流体动力学模拟，我们探索了星系尺度下重子与暗物质之间的相互作用。N-体模拟使用树SPH代码，遵循个别DM晕内的恒星从冷却气体形成的演变，并在星际介质的质量，金属和能量的演变提供。我们研究了一个总质量分别为10^12和10^9太阳质量的巨型和矮椭圆星系的形成和演化。从一个初始的密度分布开始，就像内部区域的普遍纳瓦罗分布一样，重子由于冷却能量的损失而向中心下沉。在坍缩结束时，星系最里面的部分（晕大小的1/20）是重子主导的，而外部区域是DM主导的。相对于矮星系中2 \times 10^7太阳质量的球状体在4 Gyr内形成，在巨星系中恒星形成的速度要快得多，在2 Gyr内形成了8 \times 10^10太阳质量的球状体。这两个天体的最终恒星分布分别符合有效半径r_e = 30 kpc和2.8kpc的Hernquist轮廓。暗到亮的转变半径r_IBD大致在1 r_e处，与实际椭圆星系一样。DM晕的密度演化是非绝热的，不会导致核心半径。
2000-06-01 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
The galactic stellar nucleation by globular cluster interactions in dwarf galaxies
动力学摩擦问题是关于矮星系中球状星团的一个长期存在的难题。在矮星系中，GC受到动力学摩擦的强烈影响，并被推测落入星系中心。但是GC确实存在于矮星系中。Recentry提出了一种新的解决方案。如果矮星系有一个核心的暗物质晕，那么动力学摩擦的影响将大大减弱，GCs能够在宇宙年龄之后继续存在。在这项研究中，我们讨论了为什么恒定密度核心晕停止动力学摩擦，通过N体模拟。
2008-02-19 astro-ph
Quasar outflows and the formation of dwarf galaxies
我们提出了一个方案，形成一个人口的重子丰富，暗物质缺乏矮星系在高红移，形成从星系际介质（IGM）的能量流出明亮的类星体扫出的质量。我们预测这些星系的内在属性，并研究其在光学，X射线和无线电波段的观测探测的前景。在这些热泡的冲击加热膨胀阶段，预计在宇宙微波背景辐射图中会出现角分尺度的可检测热Sunyaev-Zeldovich递减（冷点）。我们的结论是，这些矮星的最佳检测策略是通过窄带莱曼- $α$成像的高红移类星体周围的区域。同一模型的一个能量缩小版本被推测为形成前银河系球状星团的可能机制。
1998-06-01 astro-ph
Galaxy threshing and the formation of ultra-compact dwarf galaxies
天炉座星系团NGC 1399周围星系的光谱和形态观测研究（Drinkwater等人，2000 b）发现了几个"超致密矮"星系，其固有大小为$\sim$ 100 pc，绝对$B$带星等为-13至-11等。为了阐明这些神秘天体的起源，摘要对NGC 1399强潮汐引力场作用下有核矮星系的动力学演化进行了数值模拟。采用一个合理的标度关系的矮星系，我们发现，外部恒星的成分的有核矮被完全删除。这是由于它们在经过NGC 1399中心区域的几次过程中被潮汐剥离。然而，细胞核却能存活下来。我们还发现，如果模拟的前体有核矮星系的质量为$\sim$ $10^8$ $M_{\odot}$，则残余物的大小和光度与超紧凑矮星系的观测结果相似。这些结果表明，超紧凑的矮星系以前可能是更明亮的矮球状或椭圆星系，具有相当紧凑的核。
2001-06-22 astro-ph
The Most Luminous Galaxies
局部宇宙（z $\leq$ 0.2）中的超亮星系在中红外和远红外发射出大部分能量。对这些天体的多波长研究表明，它们是富含气体的螺旋星系的高级合并。星系-星系碰撞发生在所有的宇宙学时间尺度上，而附近的合并作为局部的类比，可以深入了解导致更遥远宇宙中星系形成和转变的物理过程。在这里，我回顾多波长观测-特别强调最近获得的结果与ISO-合并的大规模星系驱动的形成：1）发光红外星系，2）椭圆星系核，3）发光尘埃笼罩的星系核恒星爆发，4）共生星系主机AGN，和5）潮汐矮星系。在早期宇宙学时间尺度上研究星系形成的最重要的意义是，在紫外和光波长静止坐标系中，远距离类似于本地超亮红外星系是不可见的，应该被检测为亚毫米源，没有光学对应物。
2002-01-29 astro-ph
The Orbit and Mass of the Sagittarius Dwarf Galaxy
探讨了Sgr矮星系可能的轨道历史。一个特殊用途的N体代码被用来构建银河系- Sgr矮星系统的第一个模型，其中银河系和Sgr矮星都是由完整的N体系统表示，并遵循哈勃时间。这些模型被用来校准一个半解析模型的矮人的轨道，使我们能够探索一个更广泛的参数空间比N体模型。我们的结论是，现存的数据矮兼容范围广泛的轨道历史。在一个极端，矮星最初拥有10^{11}太阳质量，从银心距离200千秒差距开始。在另一个极端，矮星系开始时的太阳质量为10^9，银心距离为60 kpc，与现在的远心距离相似。在所有的情况下，矮星最初是暗物质占主导地位，目前的速度分散的矮星的暗物质被严格限制在21公里/秒。这个数字可能与测量到的矮恒星较小的色散是一致的，因为（a）暗物质和亮物质之间的动力学差异，以及（b）速度各向异性。
1999-08-03 astro-ph
Star formation and stellar populations in the Wolf-Rayet(?) luminous compact blue galaxy IRAS 08339+6517
IRAS 08339+6517是一个发出明亮红外线和Ly $α$的星暴星系，在56 kpc的投影距离处拥有一个矮伴星。最近在这两个星系之间发现了一个\ion{H}{i}潮汐尾，表明大约70%的中性气体已经从它们中喷射出来。我们给出了这两个星系的深宽带光学图像，窄带H $α$ CCD图像和光学中分辨率光谱。这些图像揭示了两个系统之间的相互作用特征和IRAS 08339+6517内部的强H $α$发射。星系电离气体的化学成分相当相似。对它们的运动学分析也表明了相互作用的特征，并揭示了一个可能是候选潮汐矮星系或早期合并的残余物的物体。我们的数据表明，\ion{H}{i}尾主要是由主星系剥离的物质形成的。我们发现微弱的光谱特征，可以归因于存在的沃尔夫-拉叶星在这个星爆星系和估计的年龄，最近的爆发约4 - 6百万年。一个更进化的基本恒星星族，最小年龄在1亿-2亿年之间，也被检测到，并符合指数强度分布。结合85%的年轻和15%的老年人口的模型可以解释的光谱能量分布和\ion{H}{i}巴耳末和\ion{He}{i}吸收线在我们的光谱。该星系的恒星形成率是通过几种校准方法得到的，其数值为$\sim$ 9.5 \Mo yr $^{-1}$。IRAS 08339+6517确实满足明亮的紧凑蓝色星系的标准，这是局部宇宙中罕见的天体，但在高红移时很常见，是详细研究星系演化和形成的非常有趣的目标。
2005-12-01 astro-ph
The Fate of the First Galaxies. III. Properties of Primordial Dwarf Galaxies and their Impact on the Intergalactic Medium
在之前的两篇论文中，我们模拟了宇宙中具有代表性的第一个星系。模拟是独特的，因为我们的模型反馈调节星系形成，使用时间依赖性，空间不均匀的辐射转移耦合到流体力学。在这里，我们研究了模拟的原始矮星系的性质，质量小于2x10^8 Msolar，并调查它们对星系际介质的影响。虽然许多原始星系都是暗星系，但每同向运动约有100--500个Mpc ^[3]是亮星系，但相对较暗。它们优先形成链状结构，并且具有低表面亮度的恒星球状体，延伸到维里半径的20%。它们的星际介质的平均密度n_H约为10- 100 cm^-3，金属丰度Z约为0.01- 0.1 Z太阳能，并且可以维持多相结构。在大散射的情况下，恒星形成的平均效率与晕质量成比例，<f_*> \propto M_dm ^2，与红移无关。由于反馈，小于临界质量M_crit（z）的晕中没有大部分重子。更有趣的是，我们发现暗晕的M_crit（z）总是比亮晕小。星系际介质中金属的富集是不均匀的，[Z/H]>-3.0时，富集气体的体积填充因子只有1%~ 10%，[Z/H]>-5.0时，富集气体的体积填充因子只有10%~ 50%。在z=10时，金属丰度Z<10^-3的恒星占恒星总质量的比例为10^-6。虽然用詹姆斯·韦伯太空望远镜探测高红移矮星系将是一个挑战，但由于它们的空间密度很大，对它们在本地宇宙中的化石记录的研究是有希望的。
2008-02-19 astro-ph
