The discovery of X-ray binaries in the Sculptor Dwarf Spheroidal Galaxy
我们报告的结果深钱德拉调查的玉夫座矮球状星系。我们发现五个X射线源的$L_X$至少为$6\times10^{33}$尔格/秒，光学同行建立他们的雕塑家的成员。这些X射线亮度表明这些源是X射线双星，因为没有其他已知的银河系点源可以达到0.5-8 keV的亮度这么高。发现这些系统明确地证明了这样的物体可以存在于一个古老的恒星星族中，而不需要恒星碰撞。其中三个天体具有高度演化的光学对应物（巨星或水平分支星），另外三个源的X射线光度在包括静态低质量X射线双星和最亮的磁激变变星的范围内。我们预测，对银河系的大面积调查也应该会发现大量的静止X射线双星。
2005-09-15 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
The HI environment of the Sculptor dwarf spheroidal galaxy
本文介绍了在玉夫座矮椭球（dSph）的视线内和视线周围中性氢（HI）的新观测结果。单碟帕克斯望远镜获得的数据覆盖了矮星方向7 \degr x 7 \degr的大面积，分辨率为15 \farcm x 1.12 km/s。澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）被用来绘制以矮星方向为中心的2 \degr x 2 \degr的较小区域，分辨率较高（350 \arcsec x 140 \arcsec x 1.65 km/s）。许多HI结构的速度超出了正常银盘速度的范围，包括Carignan等人（1998，C98）的两个玉夫座云（东北和西南）。本研究显示了C98云的总范围。我们推导出东北和西南云层的日心径向速度分别为100.2 \pm 0.9 km/s和105.1 \pm 0.3 km/s。两个云的强度加权平均HI速度为104.1 \pm 0.4 km/s。在Sculptor dSph距离（79 kpc）处，每个云的质量分别为（4.1 \pm 0.2）× 10^4 M_ \odot（NE云）和（1.93 \pm 0.02）× 10^5 M_ \odot（SW云）。
2003-06-11 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
Two distinct ancient components in the Sculptor Dwarf Spheroidal Galaxy: First Results from DART
我们已经发现了两个不同的古代恒星组件（都geq 10 Gyr老）在玉夫座矮球状星系的存在的证据。我们使用ESO宽视场成像仪（WFI）和VLT/FLAMES摄谱仪研究了玉夫座恒星在潮汐半径范围内和潮汐半径以外的分辨恒星星族的性质。我们发现在水平分支星的空间分布中，在我们的成像中，以及在我们的大样本光谱测量中，[Fe/H]和v_hel分布中，两个分量是可辨别的。它们通常可被描述为“贫金属”组分（[Fe/H]< -1.7）和"富金属“组分（[Fe/H]> -1.7）。贫金属恒星比富金属恒星在空间上延伸得更远，而且它们在运动学上也是不同的。这些结果为了解早期宇宙中小系统的形成过程以及那里的条件提供了重要的见解。即使是这个最简单的星系，似乎也有一个令人惊讶的复杂的早期演化。
2004-11-01 astro-ph
Systemic Proper Motions of Milky Way Satellites from Stellar Redshifts: the Carina, Fornax, Sculptor and Sextans Dwarf Spheroidals
附近的矮椭球（dSPH）星系的横向运动有助于视线的组成部分，增加角距离从dSPH中心，诱导恒星红移可检测的梯度。在没有固有速度梯度的情况下（例如，由于旋转或流动），在日心静止框架（HRF）中观察到的梯度简单地与dSph的系统自行（PM）有关。银河系最亮的dSph卫星的运动学样本现在足够大，我们可以使用恒星红移来约束独立于天体测量数据的系统PM。密歇根/MIKE纤维系统（MMFS）调查的数据显示，隆突、穹窿和雕刻者有显著的HRF速度梯度，而六分仪没有显著的梯度。假设没有内禀梯度，这些数据提供了一个相对严格的关于天炉座PM的约束，（mu_{alpha} ^{HRF}，mu_{delta} ^{HRF}）=（+48 +/- 15，-25 +/- 14）mas/century，这与已发表的HST天体测量结果一致。较小的数据集在其余星系中产生较弱的约束，但我们的船底座测量值（mu_{alpha} ^{HRF}，mu_{delta} ^{HRF}）=（+25 +/- 36，+16 +/- 43）mas/century，与已发表的天体测量值一致。我们的Sculptor测量值（mu_{alpha} ^{HRF}，mu_{delta} ^{HRF}）=（-40 +/- 29，-69 +/- 47）mas/century与天体测量值的不一致是预期的，如果Sculptor具有Battaglia等人（20…
2008-10-08 astro-ph
The Absence of Extra-Tidal Structure in the Sculptor Dwarf Spheroidal Galaxy
本文介绍了对玉夫座矮球状星系的宽视场巡天观测结果。我们的目标是获得玉夫座外部结构的精确地图，并确定该系统与银河系之间的相互作用水平。光度测量是以两种颜色获得的，亮度限制为V=20和I=19，覆盖了以雕塑家为中心的3.1乘以3.1平方度的区域。由此产生的颜色星等数据被用作掩模，以选择该系统的候选水平分支和红巨星分支恒星。先前的研究表明，红色水平分支（HB）恒星比蓝色HB恒星更集中。我们已经确定了这两个人口的径向分布，并表明整体的雕塑密度分布是很好地描述了一个两个组件模型的基础上，这些径向分布的组合。此外，使用英澳望远镜上的2dF仪器获得了超过700颗候选红巨星在10平方度区域内的Ca ii三重态区域的光谱。这些光谱被用来删除前景银河系恒星的径向速度和钙二三重态强度的基础上。最终的玉夫座成员名单包含148颗恒星，其中7颗位于潮汐半径之外。光度和光谱数据集表明没有显着的潮汐结构。这些结果支持这个系统和银河系之间最多有一个温和的相互作用，我们测量到潮外物质的质量上限是玉夫座发光质量的2.3 +/- 0.6%。这种潮汐相互作用的缺乏表明，以前的速度色散测量（因此检测到的暗物质的数量）在这个系统中并没有受到银河系潮汐场的强烈影响。
2005-06-03 astro-ph
About the morphology of dwarf spheroidal galaxies and their dark matter content
使用新的宽视场数据，总面积为29平方度的船底座，雕塑家和天炉座矮星的形态学特性进行了研究。导出了星密度图，暗示玉夫座具有潮汐尾，表明与银河系的相互作用。与以前的研究相反，我们在船底座和天炉座矮星的密度剖面中找不到任何断裂的迹象。在雕塑家和国王的限制半径在天炉座和船底座的可能存在的潮汐尾巴被用来推导全球M/L比，而不使用运动学数据。通过将这些M/L比与运动学导出的值相匹配，我们能够约束三个矮星的轨道参数。天炉座的M/L不可能小于3，现在必须接近它的近银河中心。另一个极端是Sculptor，它需要在一个离心率大于0.5的轨道上才能形成潮汐尾，尽管它的运动学M/L。
2003-05-22 astro-ph
The metal abundance distribution of the oldest stellar component in the Sculptor dwarf spheroidal galaxy
（略）：利用甚大望远镜（VLT）FORS 2获得的低分辨率光谱测量了107颗RR型天琴座星的单个金属丰度（[Fe/H]），并追踪了玉夫座矮球状星系中最古老恒星组分的金属分布。它们的金属丰度平均值为[Fe/H]=-1.83 +/- 0.03（r.m.s.）。0.26 dex），并涵盖金属量范围-2.40<[Fe/H]<-0.85（只有1颗星的[Fe/H]>-1）。星与星之间的散射大于单个金属丰度的典型误差（+/- 0.15-0.16 dex），表明金属丰度的真实分布。径向速度的色散为12.9 km/s，与Tolstoy等人（2004年）在Sculptor中得出的色散一致。这与金属丰度分布一起，表明大部分的RR Lyr's都来自于同一个恒星形成的爆发，产生了贫金属的成分，从而产生了星系蓝色水平分支，只有少数（如果有的话）来自集中的富含金属的红色水平分支人口。用光谱金属丰度和视光度研究了光度-金属丰度关系，得到了0.09 mag/dex的斜率。这一结果可能是由于该星系中天琴座RR星的零年龄水平分支的高水平演化，再次与它们来自蓝色水平分支的起源一致。
2005-08-03 astro-ph
A near-infrared and optical photometric study of the Sculptor dwarf spheroidal galaxy: implications for the metallicity spread
在这里，我们提出了一个详细的研究玉夫座dSph星系红巨星分支（RGB）和水平分支（HB）的形态，结合新的近红外测光从CIRSI，从ESO WFI的光学数据。对于一个像雕塑家一样古老且通常缺乏金属的系统，RGB星在颜色星等图上的位置主要取决于金属丰度。使用光学近红外颜色的优点是，RGB轨迹的位置比单独使用光学颜色对金属性更敏感。相反，水平分支（HB）的形态是强烈依赖于金属丰度和年龄。因此，对光学近红外颜色中的RGB和HB的详细研究可以帮助打破年龄-金属度简并性。我们测量的玉夫座巨星分支的光度宽度对应于0.75 dex的金属丰度范围。我们在NIR和光学光度函数中检测到RGB和AGB凸起，并从中得出[M/H] = -1.3 +/-0.1的平均金属丰度。从等时线拟合，我们得到的平均金属丰度[Fe/H] = -1.42，分散度为0.2 dex。这些光度估计是第一次与个人的金属丰度测量来自光谱观测。在RGB形态中，在13弧分的半径（核心半径的两倍）内没有检测到空间梯度。另一方面，一个显着的梯度观察到HB形态指数，确认了'第二个参数的问题'存在于这个星系。这些观测结果与恒星形成的早期延长期持续了几个Gyr的时间是一致的。（节录）
2005-02-24 astro-ph
Cosmological implications of dwarf spheroidal chemical evolution
本星系群中矮椭球体的化学性质与恒星形成在再电离时期（z~8）后被截断的情况不一致。增强水平的[Ba/Y]在像雕塑家矮球状体的恒星表明强的s-过程生产低质量的恒星，其寿命与前再电离时代的持续时间相媲美。随后使用的模型与SNeII和SNeIa反馈和质量和金属依赖的nucleosynthetic产量从H到Pb的元素的化学演化的雕塑。我们无法重现Ba/Y比，除非恒星形成的时间间隔足够长，足以让低质量恒星用s元素污染星际介质。这一强有力的结果挑战了大多数本地矮球状体是再电离化石的建议，并支持大的初始暗物质晕的情况。
2006-04-10 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
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
The Impact of External Tidal Fields on the ISM of Dwarf Spheroidals
结果发现，对于三个矮球状星系-玉夫座，杜鹃座，鲸鱼座-有一个相关联的HI气体的分布和投影的潮汐轴方向之间的对应关系。数值流体动力学模拟证实了以下的假设：超新星Ia的爆炸将大部分的星际介质移到了矮星系潮汐半径之外，大部分的物质都存在于沿着主潮汐轴运动的云中。
2000-09-06 astro-ph
Star Formation in Sculptor Group Dwarf Irregular Galaxies and the Nature of "Transition" Galaxies
我们提出了新的H-α窄带成像的HII地区的八个玉夫座矮不规则（DI）星系。比较玉夫座星系群dIs和本星系群dIs，我们发现玉夫座星系群dIs在标准化为星系光度或气体质量时，平均具有较低的SFR值（尽管两个样本之间有相当大的重叠）。还比较了玉夫座和本星系群中的“过渡”（dSph/dIrr）星系的性质，发现它们是相似的。过渡星系通常是富含气体的矮星系中光度最低的。相对于矮不规则星系，过渡星系更靠近旋涡星系，并且更靠近本地云的质量分布中心。虽然这些系统中的大多数都与目前表现出暂时中断的恒星形成的正常dI星系相一致，但观察到的密度-形态关系（比矮球状星系观察到的要弱）表明，诸如“潮汐搅拌”之类的环境过程可能在导致其较低的SFR中发挥作用。
2002-11-20 astro-ph
Tidal radii and escape speeds in dwarf spheroidal galaxies under MOND and dark halos compared
研究了修正牛顿动力学（MOND）在解释遥远的银河系球状星团（GC）和矮球状星系（dSph）的结构参数和动力学方面的成功和存在的问题。利用从银河系自转曲线推导出的银河系质量的MOND值，我们导出了银河系GC的潮汐半径，并与观测值进行了比较。除1914年外，GCs潮汐半径的预测值均系统性地大于实测标称值。然而，相关的不确定性是如此之大，潮汐半径是一致的$1σ$水平。我们已经考虑了银河潮汐力对dSphs在MOND下生存的重要性。假设质光比与裸恒星星族兼容，我们发现，目前的银河系dSphs保持其完整性超过一个哈勃时间，除了六分仪可能生存的潮汐相互作用只有几个陀螺。可以使用从dSph星系内部运动学推断出的质光比，但它们似乎太大，不能仅用威尔曼1号、后发座、小熊座、天龙座、大熊座和可能的牧夫座矮星中的恒星星族来解释。最后，玉夫座矮星保留观测到的低质量X射线双星（LMXB）的人口的能力进行了检查。在MOND范式下，我们发现Sculptor中的保留分数可能不大于几个百分点。与暗物质的情况相比，MOND使保留问题变得更糟。我们建议，在雕塑观测到的LMXB的径向速度的测量可以提供一种方法来区分修改后的重力或扩展和大量的暗物质晕。
2007-06-29 astro-ph
Numerical Methods of Star Formation History Measurement and Applications to Seven Dwarf Spheroidals
本文介绍了利用色星等图测量恒星形成历史的一个综合性研究，着重讨论了色星等图模型生成和极大似然解中涉及的各种微妙问题。其中包括需要一个完整的采样的合成CMD，使用适当的统计处理泊松分布的数据（和为什么卡方必须不使用的演示），测量所有报告的参数，量化的拟合优度，以及装箱的CMD和纳入外部信息的问题。给出了几个恒星形成历史测量的例子。两个例子涉及合成数据，其中输入和恢复的参数可以进行比较，以定位方法中可能的缺陷（没有明显的），并测量年龄，金属丰度和恒星形成率可以恢复的准确性。七个银河系矮球状同伴（船底座，天龙座，狮子座I，狮子座II，人马座，雕刻家，和小熊座）的历史的解决方案说明了在各种条件下测量恒星形成历史的能力-恒星数量，恒星形成历史的复杂性，以及前景污染的数量。在所有七个星系中都进行了古老的>8 Gyr恒星形成的重要测量。玉夫座、天龙座和小熊座看起来完全是古老的，而其他星系则显示出不同数量的年轻恒星。
2001-12-17 astro-ph
Origin of Two Distinct Populations in Dwarf Spheroidal Galaxies
利用高分辨率宇宙学数值模拟方法研究了第一批高红移星系的化学和运动学性质，并与Tolstoy等人最近对玉夫座矮球状星系的观测结果进行了比较，他发现了两种截然不同的恒星星族：金属丰度较低的恒星比金属丰度较高的恒星在空间上延伸得更广，速度色散也更大。我们的计算再现这些意见作为一个陡峭的金属丰度梯度的结果，在一个单一的人口，引起的耗散崩溃的气体成分。我们还预测强烈的[N/O]增强在矮球状体中的最低金属丰度的恒星，由于优先保留从中等质量的恒星喷出的气体相比，II型超新星。
2006-03-27 astro-ph
Stellar Velocities in the Carina, Fornax, Sculptor and Sextans dSph Galaxies: Data from the Magellan/MMFS Survey
我们目前的光谱数据，从2004年3月至2008年8月观察到的个别恒星作为我们的密歇根州/迈克光纤系统（MMFS）调查的四个矮球状（dSPH）星系：船底座，天炉座，玉夫座和六分仪。使用MMFS在麦哲伦/粘土望远镜在拉斯坎帕纳斯天文台，我们已经获得了8855光谱从7103红巨星候选人在这些银河系卫星。我们列出了每颗恒星的视线速度（中位误差+/- 2.1公里/秒）和铁和镁吸收特性的谱线指数的测量。我们使用球状星团光谱校准到标准的[Fe/H]金属丰度尺度的指数，但所得到的金属丰度与公布的值的比较表明，MMFS指数最好用作相对的指标，而不是绝对的金属丰度。速度和光谱指数的经验分布也使我们能够量化前景恒星的污染量。在配套文件中，我们开发了一种算法，评估每个恒星的成员概率，显示目前MMFS样本包含超过5000 dSph成员，包括774船底座成员，2483天炉座成员，1365雕塑家成员，和441六分仪成员。
2008-11-01 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
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
Absolute Proper Motion of the Fornax Dwarf Spheroidal Galaxy from Photographic and HST WFPC2 Data
我们已经测量了天炉座矮球状星系的绝对自行从组合的照相板材料和HST WFPC 2数据，提供了一个长达50年的时间基线。河外参考系由8幅类星体图像和48个星系组成。绝对自行为μ_α cos（δ）= 0.59 ± 0.16 mas/yr和μ_δ = -0.15 ± 0.16 mas/yr。天炉座的轨道是极轨道，离心率为0.27，径向周期为4.5 Gyr。天炉座现在的位置在近心点附近。天炉座的运动方向支持了林登-贝尔（1976，1982）和马多夫斯基（1994）的假设，即天炉座属于天炉座-狮子座I-狮子座II-玉夫座-六分仪座流。根据我们的轨道测定，天炉座在1.9亿年前穿过麦哲伦平面，这一时间与天炉座恒星形成过程的终止相吻合。我们建议，冲压压力剥离由于通过气体介质密度比典型的银河系内介质留下的大麦哲伦星云可能导致了恒星形成的天炉座的结束。在麦哲伦流的南银河极区域内的多余的异常云，其起源在文献中长期以来一直被争论为麦哲伦流或河外玉夫座群的组成部分，被发现位于天炉座的轨道上。我们推测，这些云是当侏儒穿过麦哲伦云的轨道时从天炉座剥离的物质。
2004-05-13 astro-ph
Modeling star formation in dwarf spheroidal galaxies: a case for extended dark matter halos
我们提出了一个简单的模型，矮球状星系的形成，其中恒星被假定为已形成的等温气体在流体静力平衡内扩展的暗物质晕。在排出剩余的气体后，恒星系统在暗物质晕内经历了动力学弛豫。这些模型可以充分描述三个（天龙座，雕刻家，船底座）的四个银河系矮球状卫星的观测特性，本文研究。我们认为，第四个星系（天炉座），这不能很好地与我们的模型，观察到所有的方式，其潮汐半径。我们的最佳拟合模型的维里质量约为10^9 M太阳，晕形成红移与这些矮星中最古老的恒星的年龄一致，内部暗物质密度分布较浅（伽马斜率为-0.5. 0）。气体的推断温度约为10^4 K。在我们的模型中，在一些矮球状星系附近观测到的“潮外”恒星是引力束缚在星系上的，是扩展的恒星晕的一部分。由此推断的维里质量使得银河系矮椭球体的质量足以缓解LCDM宇宙学中的“卫星失踪”问题。
2005-02-06 astro-ph
Discovery and quantitative spectral analysis of an Ofpe/WN9 (WN11) star in the Sculptor spiral galaxy NGC 300
我们已经发现了一个Ofpe/WN 9（WN 11跟随Smith等人）。玉夫座螺旋星系NGC 300中的一颗恒星，是在本星系群之外发现的第一个这类天体，是在最近的一次对欧洲南方天文台VLT获得的蓝超巨星的光谱调查中发现的。在1999年末的五个月期间，光变曲线显示出0.1等的变化。中等分辨率的光谱（3800-7200 A）显示出与银河系LBV AG车在极小期非常相似。我们已经进行了详细的非LTE分析的恒星光谱，并得出了化学丰度模式，其中包括H，He，C，N，O，Al，Si和Fe，除了恒星和风参数。导出的恒星性质和He和N表面富集与文献中的其他本星系群WN 11恒星一致，表明类似的静止或后LBV演化状态。
2002-08-15 astro-ph
The ESO-Sculptor Faint Galaxy Survey: Large-Scale Structure and Galaxy Populations at 0.1 < z < 0.5
我们描述了ESO-雕塑家调查的现状。观测的目标是制作一个新的位于银河系南极附近区域的星系多色光度计目录，并辅之以分光测量。主要科学目标是：（1）绘制0.1 < z < 0.5的星系空间分布图;（2）提供一个数据库，用于研究遥远星系分光光度特性随红移和当地环境的变化。测光测量提供了B、V（约翰逊）和R（雷林）波段的总星等，极限星等分别为24.5、24.0和23.5。在此范围内，该星表分别包含了B、V、R波段的9500、12150、13000个星系，是该深度的第一个大型数字多色测光星表。这一测光巡天提供了对约700个R < 20.5的星系进行全采样红移巡天的入口星表。在这里，我们描述的测光和光谱样品的ESO雕塑家的特点，并报告迄今为止所获得的结果的大尺度结构，光谱分类，和光度函数。
1997-11-12 astro-ph
A new view of the dwarf spheroidal satellites of the Milky Way from VLT/FLAMES: Where are the very metal poor stars?
作为矮星系丰度和径向速度团队（DART）计划的一部分，我们测量了附近四个矮球状星系（dSph）中大样本恒星的金属丰度：Sculptor，Sextans，Fornax和Carina。这些星系中的低平均金属丰度和非常古老的恒星星族的存在支持了它们是早期宇宙化石的观点。然而，与天真的期望相反，我们发现在所有四个系统中，金属丰度低于[Fe/H] ~ -3 dex的恒星都非常缺乏。这表明，在这些系统中，组成恒星的气体在形成之前就已经均匀富集。此外，dSph金属丰度分布的贫金属尾部与星系晕的贫金属尾部明显不同。这些发现表明，即使在最早的时代，附近dSph的祖先似乎也与银河系的构建块有着根本的不同。
2006-11-14 astro-ph
The Chemical Evolution of Dwarf Spheroidal Galaxies: Dissecting the Inner Regions and their Stellar Populations
使用孤立的矮球状星系（dSphs）的三维流体动力学模拟，我们进行了内部区域的化学性质的分析，确定各自的作用所发挥的Ia型（SNe Ia）和II型（SNe II）超新星。来自Ia超新星的不均匀污染的影响在两个核心半径范围内表现突出，其中形成的恒星占总数的20%。与银河系其他部分形成的恒星相比，这些恒星相对富含铁和α元素。与投影的恒星速度色散径向剖面不一致的是，实际的三维剖面在中心区域显示出一个凹陷，那里最富含金属（即。[Fe[H]-富）恒星部分分离。这自然会导致两个不同的恒星星族，[Fe/H]和速度色散之间存在反相关，与在玉夫座和天炉座dSphs中观察到的意义相同。因为我们模型中最富铁的恒星也是最贫α的，所以我们模型的一个自然预测和测试是，[α/Fe]和速度色散之间应该存在相同的径向分离效应。
2008-03-04 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 internal kinematics of dwarf spheroidal galaxies
综述了本星系群矮球状星系运动学观测的现状。这些数据的动力学建模的各种方法进行了讨论，并提出了一些一般功能的dSPH暗物质晕的基础上简单的质量模型。
2006-02-08 astro-ph
The Michigan/MIKE Fiber System Survey of Stellar Radial Velocities in Dwarf Spheroidal Galaxies: Acquisition and Reduction of Data
我们介绍了一个矮球状星系的恒星速度调查，进行使用密歇根/MIKE光纤系统（MMFS）在麦哲伦/粘土6.5米望远镜在Las Campanas天文台。截至2006年11月，我们已经使用MMFS收集6415高分辨率（R= 20000-25000）光谱从5180颗恒星在四个矮球状星系：船底座，天炉座，玉夫座和六分仪。光谱采样范围为5140-5180埃，其中包括突出的镁三重态吸收特征。我们测量的径向速度（RV）的平均精度为2.0公里/秒的恒星作为微弱的V ~ 20.5。从光谱中，我们还能够使用与有效温度、表面重力和化学丰度相关的光谱指数来测量铁和镁吸收特征的强度。线强度的测量使我们能够独立于速度来识别穿插的前景恒星，并检查dSphs成员之间的金属丰度分布。在这里，我们提出了详细的描述MMFS，我们的目标选择和光谱观测，数据处理程序，和误差分析。我们将我们的RV结果与先前公布的单个恒星的测量结果进行比较。在某些情况下，我们发现一个温和的，速度依赖性的RV之间的偏移的证据，我们使用镁三重态测量和以前发表的RV测量来自红外钙三重态。在配套文件中，我们将提出完整的数据集和运动学分析这些新的观测。
2007-03-14 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
The Cold Dark Matter Halos of Local Group Dwarf Spheroidals
我们研究嵌入冷暗物质（CDM）晕内的恒星系统的动力学，以评估观测的本地群矮椭球（dSphs）的暗物质含量的限制。我们的分析表明，发光半径内的总质量是相当好的约束和近似独立的光度的矮星，突出了穷人之间的对应关系光度和晕质量。这一结果意味着，像天龙座和玉夫座这样的小系统中，暗物质的平均密度要比像天炉座这样的大系统高得多。例如，我们的研究结果表明，天龙座形成于一个比天炉座大5倍的光环中，尽管它大约暗70倍。恒星的速度色散曲线sigma_p（R）提供了进一步的限制;平坦的sigma_p（R）曲线意味着恒星深深地嵌入它们的冷暗物质晕中，因此对潮汐破坏具有很强的弹性。我们估计，在潮汐开始影响恒星的运动学之前，晕需要失去90%以上的原始质量。我们估计V_（max）约为恒星中心速度色散的3倍，这明显地解释了CDM的“亚结构危机”。我们使用这些结果来解释M31和银河系（MW）dSph人口之间的大小差异。我们的模型表明，这种差异应该反映在它们的运动学，并预测M31矮星的速度分散应该比它们的MW同行高出约2倍。这种CDM驱动的预测可以用目前的观测能力来验证。
2007-07-09 astro-ph
Quantitative Spectroscopy of 24 A supergiants in the Sculptor galaxy NGC 300: Flux weighted gravity luminosity relationship, metallicity and metallicity gradient
本文对距离为1.9Mpc的玉夫座星系群旋涡星系NGC 300中的24颗A超巨星进行了定量光谱分析。本文介绍了一种分析低分辨率（~ 5AE）光谱的新方法，该方法能得到精确到0.2dex的金属丰度，包括由Teff（5%）和log g（0.2dex）误差引起的不确定性。首次研究了本星系群以外星系中基于钛、铁等元素的恒星金属丰度梯度。太阳金属丰度在中心测量，在外围测量为0.3太阳，对数梯度为-0.08 dex/kpc。平均红化值为E（B-V）~0.12等，但在0.07 ~ 0.24等范围内变化很大。我们还测定了恒星的半径、光度和质量，并讨论了其演化状况。最后，研究了观测到的绝对测热星等M_{bol}和通量加权重力g_{F} = g/Tef ^[4]之间的关系。在高温下，巴耳末线的强度仅取决于通量加权重力，这允许以0.05至0.1 dex的精度精确地直接测定log g_{F}。我们发现M_{bol}和log g_{F}之间有着紧密的联系，这与恒星演化理论是一致的。结合这些新的结果与以前的工作，本集团星系，我们得到一个新的通量加权重力光度关系（FGLR），这是非常好的定义，似乎是一个很好的替代工具，以确定星系的距离。
2008-03-26 astro-ph
VLT/UVES Abundances in Four Nearby Dwarf Spheroidal Galaxies: II. Implications for Understanding Galaxy Evolution
我们利用VLT-UT 2上的紫外光吸收光谱仪，拍摄了附近四个矮球状星系（玉夫座、天炉座、船底座和狮子座I）中心的15颗红巨星的光谱。我们测量了这些低质量恒星中许多元素的丰度变化，年龄范围为1- 15 Gyr。这意味着我们可以有效地测量这些星系随时间的化学演化。我们的研究结果表明，随着年龄的增长，金属丰度有显著的分布，但总体趋势与过去10- 15 Gyr封闭（或泄漏）盒化学演化情景的预期一致。我们注意到，这些星系中的每一个都显示出所有测量元素的大致相似的丰度模式。这表明，尽管恒星形成的历史范围很大，但化学演化随时间的进展相当一致。这些星系似乎有相似的初始条件，并以相似的方式演化，即使在不同的时间，恒星形成的速率也是一致的。通过我们精确的测量，我们发现了与恒星形成历史变化相关的丰度变化的证据。α元素表明dSph的化学演化没有受到非常高质量恒星（>15-20 Msun）的影响。我们在矮球状星系中测量的恒星丰度模式与我们银河系的圆盘、凸起和内晕中通常观察到的恒星丰度模式有很大不同。这表明，不可能从这些矮球状星系中形成的恒星中构建我们银河系的重要部分，这些矮球状星系随后合并到我们自己的星系中。任何涉及dSph的合并场景都必须发生在非常早期的宇宙中，而它们仍然富含气体，因此大部分质量转移是气体，很少有恒星。
2002-11-08 astro-ph
Life and times of dwarf spheroidal galaxies
我们提出了一个宇宙学方案的形成和演化的矮球状星系（dSphs），银河系（MW）的卫星。一个改进版本的半分析代码GAMETE（GALAXY合并树和进化）是用来遵循dSphs的演变，同时与MW的形成，匹配的观察到的属性。在这种情况下，dSph星系代表在z = 7.2 +/- 0.7处维里化的化石物体（即在再电离前时期z > zrei = 6）在MW环境中，此时已预富集到[Fe/H] ~（-3）;它们的动力学质量在很窄的范围M =（1.6 +/- 0.7）x 10^8 M_sun，尽管通过更精细的再电离处理可能会引入更大的扩散。在这种低质量天体中，机械反馈效应是显著的，导致气体在形成时代后约1亿年完全吹走：现今恒星质量的99%，M_* =（3 +/- 0.7）x 10^6 M_sun，形成于这个演化阶段，即它们的年龄>13 Gyr。后来，恒星形成被来自演化恒星的返回气体重新点燃，并发生第二次吹离。这个周期持续约1 Gyr，在此期间恒星的形成是间歇性的。在z = 0时，dSph气体含量为M_g =（2.68 +/- 0.97）x 10^4 M_sun。我们的结果与Sculptor的几个观测性质相匹配，用作dSphs的模板：（i）金属丰度分布函数;（ii）色星等图;（iii）[Fe/H] > -1.5时恒星[O/Fe]丰度比的递减;（iv）暗物质含量和光质比;（v）HI气体质量含量。
2008-02-04 astro-ph
VLT/UVES Abundances in Four Nearby Dwarf Spheroidal Galaxies: I. Nucleosynthesis and Abundance Ratios
我们利用VLT-UT 2上的UVES拍摄了玉夫座、天炉座、船底座和狮子座I矮球状星系中的15颗红巨星的光谱。我们测量了α，铁峰，s和r-过程元素的丰度。在我们的样本中，没有dSph巨星显示出几乎所有球状星团中都存在的深度混合丰度模式。在一个给定的金属丰度，dSph巨星表现出较低的[el/Fe]丰度比的α元素比恒星的星系晕。这可能是由于缓慢的恒星形成速率和Ia型SN的贡献，和/或小的恒星形成事件（低总质量）和质量依赖的II型SN产量。这些星系之间的偶数Z [EL/Fe]比的差异，以及S& R过程元素的演化差异被解释为它们的恒星形成历史。dSPh丰度与星系晕的丰度比较，揭示了一些差异。特别是，我们发现的恒星模仿了Nissen & Shuster（1997）发现的富含金属、高R_max、高z_max晕星的丰度模式，支持了他们的观点，即破坏的dSph可以解释高达50%的富含金属的晕。与贫金属的星系晕的比较显示，大多数贫金属的星系晕不可能是由类似于这些dSph的物体形成的。最后，我们使用dSPH丰度的核合成的起源，包括铜和锰，这是更一致的金属丰度依赖SN产量比更常见的假设SN Ia生产新的限制。
2002-11-08 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
The Signature of Galactic Tides in Local Group Dwarf Spheroidals
我们利用N体模拟研究了潮汐剥离对矮球状星系结构的影响。我们的模型dSphs国王领域嵌入NFW暗晕的轨道上偏心轨道的银河系的潜力。我们发现，恒星质量损失的插曲删除绑定恒星核心的初始截止。一旦平衡被重新建立，外部质量轮廓在投影中接近幂律，该幂律由简单的Plummer模型很好地描述。潮汐也会在外层密度剖面中产生瞬变特征。由于系统重新平衡，向外移动的“多余”的恒星被发现在半径的地方，当地的交叉时间超过了时间流逝，因为近心。如果轨道是已知的，这些结果提供了一个简单的方法来评估是否“休息”和“颠簸”的轮廓dSphs实际上是潮汐的起源。我们将此应用于人马座矮星，并令人惊讶地，确定两个功能的配置文件，可以追溯到其最后两个近心点通道。应用到狮子座I，我们发现，任何潮汐突破将位于超出目前的数据调查的区域，怀疑最近声称的潮汐碎片在这个星系周围的检测。对于船底座来说，潮汐中断应该发生在比观测到的半径大两倍的地方，这表明外部多余的恒星不是潮汐起源的，除非它的轨道是错误的。类似的评论也适用于玉夫座，它的近心似乎太大，银河潮汐不重要，但它的外部轮廓，像德拉科一样，仍然严格遵循普卢默定律。天炉座和狮子座II没有显示出幂律外轮廓的迹象，这表明它们没有遭受恒星潮汐剥离。已发表的其他较暗的银河系dSph伴星的资料没有延伸到足够远的地方，无法进行结论性的评估。
2009-03-30 astro-ph
Proper Motions of Dwarf Spheroidal Galaxies from Hubble Space Telescope Imaging. V: Final Measurement for Fornax
在赤道坐标系中，天炉座的自行测量值为$(μ_α,μ_δ)=(47.6\pm 4.6,-36.0\pm 4.1)$ mas century $^{-1}$。这种自行是三个不同场的四个独立测量值的加权平均值。每次测量都使用一个类恒星物体作为参考点。除去太阳运动和静止的地方标准对测量的自行的贡献，产生了$(μ_α^{\mbox{\tiny{Grf}}}, μ_δ^{\mbox{\tiny{Grf}}}) = (24.4\pm 4.6,-14.3\pm 4.1)$ mas世纪$^{-1}$的银河系静止架自行。相对于银河系中心的隐含空间速度具有$V_{r}=-31.8 \pm 1.7$ km s $^{-1}$的径向分量和$V_{t}=196 \pm 29$ km s $^{-1}$的切向分量。将天炉座的运动与银河系的实际势能结合起来，就可以得到轨道要素。近半乳糖区和远半乳糖区分别为118（66，137）kpc和152（144，242）kpc，其中括号中的值表示从蒙特卡罗实验中得出的95%置信区间。轨道偏心率为0.13（0.11，0.38），轨道周期为3.2（2.5，4.6）Gyr。轨道是逆行的，并由$101^{\circ}$（$94^{\circ}$，$107^{\circ}$）倾斜到银河平面。天炉座可能是一个被提议的星系和球状星团“流”的成员，然而另一个被提议的星系--玉夫座--的成员资…
2006-12-22 astro-ph
The z=0 Galaxy Luminosity Function: I. Techniques for Identification of Dwarf Galaxies at ~10 Mpc
我们提出了一个程序，以研究在~10 Mpc的狮子座I和后发座I集团的星系光度函数（GLF）。我们已经在狮子座I测量了7平方度，在昏迷I测量了11平方度。在本文中，我们详细介绍了我们所发展和实现的从形态学上识别低表面亮度，M_R < -10的矮星系的方法。我们还描述了大量的人工星系的蒙特卡罗模拟，我们使用它来调整我们的检测算法，并评估我们的检测效率和参数恢复作为一个函数的μ R（0）和R_T。我们发现我们的狮子座I数据的一个子集，在90%的完整性水平，我们可以检测到媲美Antlia和Sculptor矮星。最后，我们描述了初步的后续观察，证实我们正在检测矮椭球在狮子座I在10百万秒差距。
2001-01-16 astro-ph
Morphological Evolution of Dwarf Galaxies in the Local Group
本星系群的矮星系可以分为三个形态群：不规则、椭圆和球状。在大型星系团中，似乎存在一种形态-位置关系：不规则星系优先出现在本星系群的外围（低密度区域），而矮椭圆星系和椭球星系则更频繁地出现在中央的高密度区域。为了揭示本星系群中矮星系的性质和起源，Mayer等人。（2001）提出，一个矮不规则星系与一个质量大得多的星系发生潮汐相互作用，可能会被重新塑造成一个矮球状或椭圆形物体。在本文中，我们检查通过N-体树SPH模拟这是否是可能的一个选定的样本的星系的本星系群。利用现有文献中最好的数据来确定本星系群中几个矮星系的动力学和运动学状态，我们跟踪了一个理想卫星的演化，它被认为是在围绕银河系的轨道运动过程中作为一个不规则物体开始的。我们发现，与银河系的潮汐相互作用删除了一大部分的质量的矮不规则，并逐渐重塑成一个球形的对象。
2003-09-04 astro-ph
