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
Young Nuclei in Dwarf Elliptical Galaxies
我们报告了在室女星系团的三个弥散椭圆星系（dE）中发现的年轻嵌入结构：IC 783，IC 3468和IC 3509。利用俄罗斯6米望远镜的MPFS摄谱仪对这些星系进行了三维光谱观测，并通过在像素空间拟合高分辨率的PEGASE.HR合成单颗恒星星族（SSP），获得了运动学和恒星族参数的空间分辨分布。在这三个星系中，核的光度加权年龄约为4 Gyr，比星系外部区域的人口要年轻得多。我们讨论了两种可能性，以获得所观察到的结构-耗散合并事件和不同的冲压压力剥离效率在两个随之而来的交叉室女星系团中心。
2006-11-28 astro-ph
From Supermassive Black Holes to Dwarf Elliptical Nuclei: a Mass Continuum
相当多的证据表明，超大质量黑洞存在于大质量星系凸起的中心。在较低的星系质量范围内，许多矮星系包含极其致密的核，结构上类似于大质量的球状星团。我们发现，这两种类型的中央大质量天体（CMO）定义一个单一的CMO质量和它们的宿主星系球状体的光度之间的关系。等效地，M_CMO在4个数量级上与宿主球体质量成正比。我们注意到，Cote et al.（2006）同时独立地确认了这一结果，另见Ferrarese et al.（2006）。因此，我们认为dE，N核可能是超大质量黑洞的低质量类似物，并且这两类CMO可能都是从相似的初始形成过程发展起来的.这两种CMO的重叠质量间隔很小，这表明当M_CMO > 10^7 M_sun时，黑洞的形成是非常有利的，这可能是因为初始气体向中心的流入太快太猛烈，以至于恒星的形成无法有效地发生。
2006-04-03 astro-ph
The counter-streaming instability in dwarf ellipticals with off-center nuclei
在许多有核矮椭圆星系（dE，N's）中，星系核相对于外等照度线中心偏移了相当一部分尺度半径。使用高分辨率的N体模拟，我们证明了核可以被驱动偏离中心的m=1逆流不稳定性，这是强大的扁平恒星系统与零旋转。该模型开发了一个核偏移的指数尺度长度的30%的顺序。我们比较我们的数值计算结果与FCC 046的光度学和运动学，一个天炉座星团dE，N与核偏移1.2”，我们发现模型和FCC 046之间的协议。我们还讨论了机制，可能会导致反旋转dE，N的，并得出结论，在最初的三轴星系盒轨道的破坏是最有前途的。
2004-04-02 astro-ph
The Colors of Dwarf Elliptical Galaxy Globular Cluster Systems, Nuclei and Stellar Halos
本文介绍了哈勃空间望远镜WFPC 2 F555 W和F814 W对室女座、天炉座和狮子座星系群中69个矮椭圆星系的观测结果。的$V-I$颜色的dE球状星团，核，和潜在的场星人口被用来跟踪的dE恒星形成的历史。我们发现dE球状星团候选者和银河系中贫金属的球状星团一样蓝。观测到的dE球状星团系统的$V-I$颜色与宿主dE的光度之间的相关性，有力地证明了球状星团是在dE的晕中形成的，并且没有银河系前的起源。假设大多数dE星团都是老的，平均球状星团颜色-宿主星系光度相关性意味着星团金属丰度$-$星系光度关系为$Z_{GC} \propto L_B^{0.22 \pm 0.05}$，这比在本星系群矮星（$Z_{FS} \propto L^{0.4}$）中观察到的场星金属丰度-宿主星系光度关系要浅得多。dE恒星包层在$V-I$中的$0.1-0.2$星等比其球状星团和核更红。这种颜色偏移意味着星团和场星的dE内有独立的恒星形成事件，而两个dE核的蓝色则表明在这些dE中，第三个恒星形成事件的发生时间小于一个陀螺。
2004-05-31 astro-ph
Revised Rates of Stellar Disruption in Galactic Nuclei
我们计算率的潮汐恒星的星系核中的超大质量黑洞的破坏，使用向下修订的黑洞质量的M-西格玛关系。在星系陡峭的核密度分布，这占主导地位的整体事件率，中断频率与假设的黑洞质量成反比。我们计算出的非矮星系的总速率比早期的研究高出约10倍。假设有核矮星系中含有黑洞，那么有核矮星系的破裂率预计是最高的。对一个丰富的星系团进行几年的监测可以排除矮星系中存在中等质量黑洞的可能性。
2003-06-26 astro-ph
The formation of ultra-compact dwarf galaxies and nucleated dwarf galaxies
超致密矮星系（UCD）具有与大质量球状星团或有核星系核相似的性质。最近的观测表明，高暗物质含量和陡峭的空间分布在集团和集群提供了新的线索，他们的起源。我们进行高分辨率的N体/平滑粒子流体动力学模拟，旨在阐明这些系统的两种可能的形成机制：合并的球状星团在中心的暗物质晕，或大规模剥离残留的有核星系。这两个模型产生的密度分布以及半光半径，可以适合观测的限制。然而，我们表明，第一种情况下的结果是欠亮的，不含暗物质的UCD。这是因为下沉过程将大部分暗物质粒子从晕中心驱逐出去。剥离的核给出了一个更有希望的解释，特别是如果核是通过气体下沉形成的，沿着银河系内的酒吧，因为这个过程增加了中央的暗物质含量。即使整个圆盘被潮汐剥离，原子核仍然保持完整，即使在严重剥离之后，仍然可以保持暗物质占主导地位。星系核以外的星系分裂只发生在特定的轨道上，并取决于核形成过程中的耗散量。通过比较CDM subhaloes在集群潜力的总中断，我们表明，该模型还导致观察到的空间分布的UCD，可以更详细地测试与更大的数据集。
2008-02-13 astro-ph
Dwarf Seyfert 1 Nuclei and the Low-Mass End of the M-sigma Relation
为了研究黑洞质量与宿主星系速度色散之间的关系，我们测量了Greene & Ho（2004）星表中15个Seyfert 1星系的速度色散。这些塞弗特天体是从斯隆数字巡天中选出的，估计黑洞的质量低于10^6太阳质量。这些数据是一致的，一个简单的向下外推的本地M-西格玛的关系，表明这种相关性延伸超过四个数量级的范围内的黑洞质量。外推的M-sigma关系的样本的均方根散射是0.57德克斯，与塞弗特1星系的单历元质量估计的预期散射一致。
2004-12-21 astro-ph
Behavior of Sulfur Abundances in Metal-Poor Giants and Dwarfs
6颗贫金属巨星和61颗矮星中硫的LTE和NLTE丰度利用我们观测到的和用\Francois测量到的\SI 8693.9和8694.6的高分辨率、高信噪比谱线，在-3 \lsim [Fe/H] \lsim $+0.5$的范围内探测了62个矮星，包括太阳（1987，1988）和Clegg等人（1981）。在S丰度的NLTE效应被发现是小的，几乎可以忽略不计。随着[Fe/H]的降低，[S/Fe]与[Fe/H]呈线性增加趋势，没有平台。结合我们的结果与文献中的结果，我们发现，在[S/Fe]的NLTE行为中，增加趋势的斜率为-0.25，这与在[O/Fe]中观察到的结果相当。观测到的S的行为可能需要银河系的化学演化模型，其中包括超新星核合成和/或延迟沉积到星际介质的情况。
2002-03-14 astro-ph
Analysis of the carbon-rich very metal-poor dwarf G77-61
我们提出了一个分析的碳矮星G77-61，一个已知的二进制，基于高分辨率凯克光谱。G77-61的金属丰度非常低，但并不像之前报道的那样极端。这颗恒星的碳含量非常高，光谱显示出$^{13}$ C和$^{12}$ C同位素的CH、CN和C $_2$带非常强。原子线稀疏，经常混合，但我们能够推导出Na，Mg，Ca，Cr，Mn和Fe的丰度。它的[Fe/H]为-4.03 $\pm$ 0.1，使其成为已知金属丰度最低的恒星之一，其[C/Fe]=+2.6和[N/Fe]=+2.6非常高，是C和N最丰富的贫金属恒星之一。碳同位素比值为$^{12}$ C/ $^{13}C=5\pm$ 1。没有过量的s-或r-过程元素是可检测的，但可以设置在这些过量的上限不是很有约束力。
2005-01-25 astro-ph
The old metal-poor open cluster ESO 92-SC05: accreted from a dwarf galaxy?
对太阳圈外古老的疏散星团的研究可以对外盘的形成方案带来限制。特别是，矮星系的吸积被认为是该地区可能的机制。我们用BVI测光法测定了暗疏散星团ESO 92-SC 05的基本参数。颜色-震级图与帕多瓦等时线进行了比较，以得出年龄，红化和距离。我们得到红化E（B-V）= 0.17，老年龄为$\sim$ 6.0 Gyr。它是已知年龄超过5 Gyr的罕见疏散星团之一。发现该星团的金属丰度为Z $\sim$ 0.004或[M/H] $\sim$ -0.7，表明该星团可能是矮星系吸积的结果。
2008-05-14 astro-ph
A Search for "Dwarf" Seyfert Nuclei. VI. Properties of Emission-Line Nuclei in Nearby Galaxies
我们使用的数据库文件III量化的全球和核性质的发射线核在附近星系的帕洛玛光谱调查。我们发现，塞弗茨，LINER和过渡对象的宿主星系共享非常相似的大尺度特性和局部环境。区别特征出现在核尺度上。与LINER核相比，Seyfert核的亮度高出一个数量级，并且具有更高的电子密度和内部消光。我们认为，塞弗特星系具有更丰富的气体环核区域的特点，因此更丰富的燃料库和更高的吸积率。Seyferts和LINER的窄发射线区域的电离状态之间的差异可以部分地由它们的星云性质的差异来解释。转换类型对象与复合（LINER/ \hii）系统一致。除了极少数例外，在宿主星系中心几百秒差距内的恒星星族都是一致的老恒星，这一发现对这些天体的星暴或后星暴模型提出了严峻的挑战。Seyferts和LINER的速度场几乎无法区分，这是从它们的线宽和线不对称性推断的。所有三类物体都服从线宽和线亮度之间的强相关性。我们认为，环核气体的角动量含量可能是一个重要的因素，在确定是否成为活跃的核。最后，我们讨论了一些可能的并发症所提出的塞弗特星系的统一模型，我们的观察。（节录）
2002-10-02 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
A Search for "Dwarf" Seyfert Nuclei. III. Spectroscopic Parameters and Properties of the Host Galaxies
我们已经完成了一个大样本的邻近星系的核区域（r < 200 pc）的光学光谱调查。虽然调查的主要目标是寻找低光度的活动星系核并量化其光度函数，但数据库可用于各种其他目的。本文介绍了418个发射线核的光谱参数的测量结果，以及调查中所有486个星系的全球性质的汇编。恒星的吸收通常对精确测量附近星系核的发射线构成严重障碍。我们描述了一个程序，以有效和客观的方式从观测光谱中去除星光。发射线的主要参数（强度比，通量，轮廓宽度，等效宽度）的测量和制表，是几个恒星吸收线和连续指数的研究恒星星族有用。使用标准的星云诊断，我们确定可能的电离机制的发射线对象。由此产生的光谱分类提供了广泛的信息，在当地的宇宙中的发射线核的人口统计。这个新目录包含200多个天体，显示了最近恒星形成的光谱证据，以及同样大量的活动星系核，其中包括46个显示出广泛的H-α发射的天体。这些样本将作为未来研究邻近星系核活动的基础。
1997-04-11 astro-ph
A Keck/HIRES Doppler Search for Planets Orbiting Metal-Poor Dwarfs
我们目前的结果，从我们正在进行的光谱搜索巨行星在1 AU周围的一个明确的样品的贫金属恒星与HIRES的凯克1望远镜。在1.5年的时间跨度内，我们已经实现了$\sim 8$ m/s的均方根径向速度精度。到目前为止收集到的数据建立了证据，证明没有非常短周期（$< 1$月）的巨行星。然而，在我们的样本中，大约7%的恒星表现出速度趋势，表明存在伴星。我们把初步上限的可探测的同伴质量作为轨道周期的函数，并将它们与欧空局未来的星载高精度天体测量观测站盖亚的性能进行比较。
2004-11-10 astro-ph
Do young galaxies exist in the Local Universe? - Red Giant Branch detection in the metal-poor dwarf SBS 1415+437
我们目前的结果，从HST/ACS成像研究的贫金属蓝色致密矮星系SBS 1415 + 437。以前有人认为这是一个非常年轻的星系，在不到1亿年前开始形成恒星。然而，我们发现，光学色星等图突出地揭示了渐近巨星分支和红巨星分支（RGB）的恒星。RGB尖端的亮度产生13.6 Mpc的距离。RGB的颜色意味着它的恒星年龄必须超过1.3 Gyr，确切的年龄取决于假设的金属丰度和尘埃灭绝。RGB恒星的数量意味着大部分恒星质量都存在于这个演化的种群中。鉴于这些和其他贫金属星系的HST结果，似乎本地宇宙可能根本不包含任何正在经历第一次恒星形成爆发的星系。
2005-08-23 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
The Temperature Scale of Metal-Poor Dwarfs: Lithium and Oxygen Abundances
我们采用了一种新的红外线通量法（IRFM）温标（Ramirez & Melendez 2005，ApJ 626，446; ApJ 626，465），以确定相对未演化（矮星，关闭，亚巨星）的贫金属恒星样本中的Li，O和Fe NLTE丰度。我们表明，允许的OI三重态和Fe II线的分析导致在[OI/Fe II]在宽的金属丰度范围-3.2 < [Fe/H] <-0.7，独立于温度和金属丰度的平台，和星到星的散射只有0.1 dex。晕星中的锂丰度也被发现与温度和金属丰度无关（Spite平台），在金属丰度范围-3.4 < [Fe/H] <-1范围内，恒星与恒星的散射仅为0.06 dex。我们的Li丰度（Melendez & Ramirez 2004，ApJ 615，L33）高于以前报道的值，但仍低于WMAP数据和BBN所建议的原始丰度。
2005-07-06 astro-ph
Beryllium in the Ultra-Lithium-Deficient,Metal-Poor Halo Dwarf, G186-26
绝大多数低金属晕矮星都显示出类似的Li含量;这被归因于大爆炸中产生的Li。然而，有9颗已知的晕星T $>$ 5900 K，[Fe/H] $<$ $-$ 1.0是超缺锂的。我们在金属丰度极低的恒星G 186-26中寻找Be，其[Fe/H] = $-$ 2.71，这是极缺锂恒星之一。这颗恒星也是极度缺乏Be的。相对于[Fe/H] = $-$ 2.7的Li-正常恒星中的Be，G 182-26的Be下降了0.8 dex以上。锂缺乏的两个潜在原因-前蓝离散星的质量转移或最初是非常快速旋转的恒星中的额外旋转诱导混合-Be的缺乏有利于蓝离散星假设，但旋转模型不能完全排除。
2005-09-16 astro-ph
The new record holder for the most iron-poor star: HE 1327-2326, a dwarf or subgiant with [Fe/H]=-5.4
我们描述了HE 1327-2326的发现，这是一颗[Fe/H]}=-5.4的矮星或亚巨星。这颗恒星是在汉堡/ESO巡天中挑选的明亮贫金属恒星样本中发现的。其丰度模式的特点是非常高的C和N丰度。锶的检测是过剩的10倍，相比铁和太阳，表明中子捕获元素已经在非常早期的银河系中产生。一个令人困惑的锂耗尽观察到在这个未进化的恒星，这与原始的WMAP和其他李研究中得出的李的价值。可能的情景起源的丰度模式（人口。II或人口。III）以及对未来的观测展望。
2005-09-22 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
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
A Search for "Dwarf" Seyfert Nuclei. V. Demographics of Nuclear Activity in Nearby Galaxies
我们使用的样品的发射线核来自最近完成的光谱调查附近的星系，以量化的发病率的本地（z = 0）的核活动。与以前的研究一致，我们发现在大多数（86%）星系的中央几百秒差距的电离气体的可检测量。一半的对象可以被归类为H II或恒星形成的核和另一半的AGN的某种形式，其中我们区分三类- Seyfert核，LINER和过渡对象。因此活动星系核的数量非常大，在我们的调查中，大约有43%的星系可以被认为是“活跃的”。“大多数天体的光度都比通常研究的活动星系核低得多;在对消光进行校正后，窄的H-α线的中值光度只有2 x 10^39 erg/s。因此，我们的样品占据了活动星系核光度函数的极端暗淡端。我们检测到一个宽线区域的签名，所揭示的可见宽H-α发射，在$\sim$ 20%的活动星系核样品。塞弗特核，1型和2型，居住在$\sim$ 10%的所有星系。LINER构成了AGN人口的大部分（1/2- 3/4）和所有星系的重要部分（1/5- 1/3）。LINER的一个不可忽略的子集发出广泛的H-α发射，提供直接的证据，至少有一些LINER确实与AGN现象物理相关。核辐射的主要电离机制强烈依赖于宿主星系的形态类型和光度。活动星系核主要存在于明亮的早期型（E到Sbc）星系中，而H II核则倾向于不那么明亮的晚期型（Sbc和更晚）系统。各种AGN子类都有着大致相似的宿主星系。
1997-04-11 astro-ph
Dust in the Extremely Metal-Poor Blue Compact Dwarf Galaxy IZw18: The Spitzer Mid-Infrared View
IZw 18是一个蓝色致密矮（BCD）星系，在恒星形成物体中测量的金属丰度排名第二低，斯皮策太空望远镜上的所有三台仪器都对它进行了观测。我们目前最深的5 - 36微米中红外（中红外）光谱的这个星系尚未获得，以及3.6至70微米的成像结果。与SBS0335 - 052E（另一种具有类似金属性的碱性催化剂）一样，IZw18没有检测到多环芳烃（PAH）的排放。然而，IZw18的连续辐射，从15到70微米，有一个更陡峭的斜率，更典型的太阳丰度的星爆星系的特征。由红外精细结构谱线测得的氖丰度约为1/23 Z_sun，硫丰度约为1/35 Z_sun，与由光学谱线测得的星云氧丰度1/30 Z_sun基本一致。这表明这个星系的红外发射区的消光很低，也与光学巴耳末线比率一致。
2007-03-12 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
The Sagittarius Dwarf Galaxy Survey (SDGS) I: CMDs, Reddening and Population Gradients. First evidences of a very metal poor population
我们提出的第一个大型测光调查致力于研究人马座矮球状星系（Sgr dSph）的恒星形成历史的结果。在l~5和b=-16、-14、-12处观察到三个宽的条带（9 × 35弧分^[2]）。每条带大致都是东西向的，几乎沿着星系的主轴。为了进行统计去污，还观察到了位于Sgr dSph体外的控制场（~9 × 24弧分^2）。对Sgr dSph方向的90000颗恒星和控制场中的8000颗恒星获得了精确的V，I测光，其刻度可达V~22。这是迄今为止在Sgr dSph中观测到的最大的光度样本（覆盖最宽的空间范围）。本文提出的主要新结果是：（1）可能发现恒星沿长轴分布的强烈不对称性，因为Sgr星系的西北臂（即靠近银河系隆起的区域）显然显示出Sgr恒星的显著缺乏;（2）首次直接检测到Sgr恒星内容中非常贫金属（可能是老的）的人口。还报告了对银河系致密区金属丰度梯度的提示。
1998-12-18 astro-ph
Dust and hydrogen molecules in the extremely metal-poor dwarf galaxy SBS 0335-052
在星系演化的早期阶段，金属丰度通常较低，附近贫金属的恒星形成星系可能为原始恒星的形成提供模板。特别是，这些物体的尘埃含量非常重要，因为早期的分子形成可以发生在颗粒上。为了深入了解高红移的原始星系，我们研究了附近极低金属量星系SBS 0335-052的尘埃含量，该星系拥有一个非常年轻的星暴（<1000万年）。在年轻的星系中，II型超新星的尘埃形成率决定了尘埃的数量，并通过将最近的研究结果纳入II型超新星的尘埃生产模型的尘埃含量的演变。如果恒星形成区是致密的（< 100 pc），正如SBS 0335-052的观测所表明的那样，我们的模型一致地解释了这个低金属量天体中的尘埃数量，远红外光度和尘埃温度。我们还讨论了H_2丰度。该区域的致密性对H_2的形成是重要的，因为尘埃对紫外光子的光学深度变大，H_2的解离被抑制。最后，我们专注于阻尼Ly α系统的影响。
2002-01-08 astro-ph
Abundances In Very Metal Poor Dwarf Stars
我们讨论了28个极端贫金属矮星的详细组成，其中22个来自汉堡/ESO调查，根据凯克Echelle光谱。我们的样品具有-2.7 dex的中值[Fe/H]，延伸至-3.5 dex，并且比从低分辨率光谱确定的[Fe/H]（HK，HES）预期的金属贫乏程度稍低。我们的分析支持金属丰度低于[Fe/H] = -3.0 dex的晕星分布急剧下降的存在。到目前为止，在我们的后续工作中还没有发现[Fe/H]}<-3.5的关闭星。对于Mg和Ni之间的最佳观测元素，我们发现，丰度比似乎已经达到了一个平台，即[X/Fe]作为[Fe/H]的函数近似恒定，除了Cr，Mn和Co，它们显示出丰度比随[Fe/H]变化的趋势。这些丰度比在低金属丰度约对应于产量预期从II型SN与一个狭窄的范围内的质量和爆炸参数;高质量II型SN的祖先是必需的。[X/Fe]在该平台水平附近的分散度令人惊讶地小，并且仍然由测量误差而不是固有散射主导。中子捕获元素的分散，和丰富的趋势，铬，锰和钴是一致的，与以前的研究演变的EMP星。样本中的两颗矮星是碳星，而另外两颗有显著的C增强，都是C12/C13 ~ 7，C/N在10到150之间。其中三颗富碳恒星的重中子捕获元素（包括铅）有很大的增强，这意味着强烈的s过程贡献，可能来自双星质量转移;第四颗没有多余的Sr或Ba。
2004-05-14 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
Lithium in Very Metal-poor Dwarf Stars - Problems for Standard Big Bang Nucleosynthesis?
基于WMAP的重子密度估计（$Ω_bh^2$）选择了大爆炸原始核合成的标准模型，预测$^7$ Li的丰度比通常报道的斯拜特高原上恒星的丰度大三倍，而$^6$ Li的丰度比高原上某些恒星的丰度小大约一千倍。本文讨论并研究了这两种差异。它们很可能不需要对大爆炸的标准模型进行大手术就能解决。特别是，斯皮特高原上的恒星可能已经耗尽了它们的表面锂丰度，从基于WMAP的预测丰度下降到目前观察到的丰度，并且通过$α+ α$聚变反应合成$^6$ Li（和$^7$ Li）可能发生在早期银河系。然而，仍然有迷人的方法来消除这两个差异，涉及新宇宙学的各个方面，特别是通过引入奇异粒子。
2004-10-18 astro-ph
HST/ACS observations of the old and metal-poor Sagittarius dwarf irregular galaxy
利用HST/ACS获得了人马座矮不规则星系的深色星等图。新图表首次揭示了SagDIG的恒星形成历史。我们确定了一小部分红色水平分支恒星，这将SagDIG中恒星形成的第一个时代追溯到9-10 Gyr前。这表明SagDIG能够在10 Gyr的寿命内保持非常低的平均金属丰度（-2.2<[Fe/H]<-1.9），最重要的是，所有本星系群矮星系都有一个古老的（~10 Gyr）恒星形成的初始阶段。因此，目前，IZw 18仍然是这一总趋势的唯一例外，有利于所谓的“年轻星系”的情况。然而，对IZw 18的ACS观测结果的重新分析表明，IZw 18中也可能存在较老的RGB种群。我们还比较了原子氢的分布与不同年龄的恒星星族的分布。我们发现年龄大于1 Gyr的恒星星族与HI之间几乎没有相关性。特别是，我们没有找到任何一代的恒星，优先位于大HI洞。因此，我们排除了SagDIG环状HI分布是多个超新星事件的结果的可能性。必须探索替代方案。
2005-05-19 astro-ph
On the most metal-poor PN and its binary central star
PN G135.9+55.9是我们银河系中已知的最贫金属的PN。中心恒星位于一个短周期双星系统中，有一个致密的组成部分，可能是一颗白矮星。我们描述了新的观测结果，这使我们能够确定轨道周期。这两颗恒星的质量下限接近于白矮星的克拉塞卡极限，使得这颗双星可能是Ia型超新星的前身。双星系统必须是最近才从一个共同的包络相出现的。
2005-09-27 astro-ph
Chromospheric Activity in Metal-Poor Dwarfs
我们用哈勃太空望远镜（HST）获得了MgII 2800 A区域的10颗恒星的阶梯光谱，这些恒星的金属丰度范围从太阳的1/300到1/3，其空间速度表明是晕或古老的厚盘起源。所有十个的光谱都显示出MgII核心的双峰发射，非常像安静的太阳。有六颗不旋转的恒星被观测了不止一次，它们的发射通量最多只有低水平的变化，与太阳金属丰度的安静恒星相当。对于四颗恒星，我们获得了0.2A分辨率的莱曼α光谱;所有四颗恒星都显示出发射。因此，这些数据有力地表明，色球活动在最低水平存在于所有接近太阳温度的恒星中，无论年龄或金属量如何。虽然这指向非磁源，如声波，从全球组织的磁场的贡献是可能在一个低的水平。我们计划一个更长的系列MgII和莱曼α观测来约束这一点。
2000-05-18 astro-ph
Spectroscopy of Globular Clusters in the Fornax dwarf galaxy
我们提出了低分辨率，综合凯克光谱的五个球状星团（GC）的天炉座矮球状星系。我们发现一个暂定的年龄之间的集群，与GC H5年轻2-3 Gyr比别人。团簇通常表现为非常贫金属（[Fe/H] ~ -1.8），团簇H4在[Fe/H] =-1.5处稍微富金属。我们推测，星团H4类似于银河系GC Ruprecht 106，它缺乏银河系贫金属GC中典型的[alpha/Fe]增强。需要对单个星团和场星进行高分辨率的光谱分析，以理清这个星系中GC形成和演化的惊人复杂历史。
2002-11-30 astro-ph
Globular Clusters in Virgo Ellipticals: Unexpected Results for Giants, Dwarfs, and Nuclei from ACS Imaging
我们分析了档案HST/ACS图像斯隆g和z的球状星团（GC）系统的53个椭圆在室女星系团，跨越大规模星系dEs。新的成果包括：（1）在gEs M87和NGC 4649中，个别贫金属GC的亮度和颜色之间存在相关性，因此质量越大的GC越富金属。对这一结果的一个合理解释是自富集，并可能表明这些GC曾经拥有暗物质晕。(2)许多dE具有富含金属的GC亚群。我们还证实了GC颜色-星系光度的关系，发现以前的金属贫和富金属GC亚群。(3)不同dEs的GC比频率存在较大差异。在-15 <M_B <-18以上，比频率（S_N）与M_B的相关性很小。但我们确实发现了两类不同S_N的dEs的证据：B带S_N~2的dEs，以及S_N范围为~5 - 20且中值S_N~10的GC系统。总之，这些点表明多个形成渠道的dEs在室女座。(4)GC光度函数（GCLF）的峰值对于gEs和dEs两者是相同的。这与大质量GC上动力学摩擦的预期相反，除非原始GCLF在gEs和dEs之间变化。在gE中，GCLF的周转量变化幅度小得惊人，只有0.05 mag，这对于它作为准确的标准烛光来说是一个令人鼓舞的结果。(5)dE，Ns的核性质呈现双峰：有亮红色的小核，这与GC的动力学摩擦相一致;有较大的淡蓝色核，这似乎是由GC的耗散过程形成的，几乎没有贡献。动力学演化的作用，在塑造当今的dE GC系统及其核的属性仍然是模糊的。（节录）
2005-07-29 astro-ph
First stars VII. Lithium in extremely metal poor dwarfs
目标。这项研究的目的是确定的水平和常数的Spite高原尽可能明确地从均匀的高品质的VLT-UVES光谱的19个最贫金属的矮星。方法.我们的高分辨率（R ~ 43000），高S/N光谱与OSMARCS 1D LTE模型大气和turbospectrum合成光谱进行分析，以确定有效温度，表面重力和金属丰度，以及Li丰度为我们的恒星。结果除去一颗冷的亚巨星和一颗光谱联星，我们发现8颗恒星的[Fe/H]为-3.5 < -3.0，9颗恒星的[Fe/H]为-3.0 <-2.5。我们对平台平均水平的最佳值是A（Li）=2.10 +-0.09。平均值周围的散射完全由我们对观测误差的估计来解释，并且不允许Li丰度中的任何内在散射。此外，我们的结论是，在任何当前的温标的顺序为200 K的系统误差仍然是可能的。我们的恒星中的铁激发平衡支持我们所采用的温度标度，这是基于对Halpha线翼的拟合，并且不赞成更热的标度，这将导致更高的Li丰度，但未能实现铁的激发平衡。结论.我们证实了以前注意到的差异之间的锂丰度测量极端贫金属关闭恒星和原始锂丰度预测的标准大爆炸核合成模型采用重子密度推断从WMAP。我们讨论了最近的工作解释扩散方面的差异，并发现不确定的温度尺度仍然是一个主要问题。（节略）
2006-11-12 astro-ph
Dissipative transformation of non-nucleated dwarf galaxies into nucleated systems
最近由{ \it Hubble Space Telescope（HST）}进行的光度观测揭示了室女星系团中有核矮星系中恒星星系核的物理性质。为了阐明有核矮星的形成过程，我们数值研究气体动力学，恒星形成和化学演化的中心1千秒差距的气体盘嵌入在银河系恒星成分的无核矮星。我们发现，高密度，紧凑的恒星系统可以形成在矮星的中心区域作为一个耗散的结果，大量的恒星和气体团块的反复合并开发的核气体螺旋臂作为一个结果，当地的引力不稳定性。中心恒星组件被发现有恒星质量通常是其宿主矮星的$~$ 5%，并显示非常扁平的形状，旋转运动学，和中心速度色散显着小于其宿主矮星。我们还发现，更大质量的矮星可以在其中心区域发展更大质量，更富含金属和更高密度的恒星系统，因为恒星形成和化学富集更有效地进行，由于在更大质量的矮星中超新星反馈效应对恒星形成的抑制作用较小。基于这些结果，我们认为，富含气体的，无核矮星可以转化为核的结果，在其中心区域的耗散气体动力学。我们讨论了恒星星系核的物理性质与其宿主星系的物理性质之间的相关性的来源。
2006-04-16 astro-ph
Uncovering Additional Clues to Galaxy Evolution. II. The Environmental Impact of the Virgo Cluster on the Evolution of Dwarf Irregular Galaxies
通过比较室女星系团中矮不规则星（dIs）样本的性质，研究了星系团环境对矮星系演化的影响，并对附近（“场”）dIs样本的性质进行了比较，dIs样本的氧丰度来自于[O III]4363的测量结果和与已分辨恒星成分的距离。光谱数据获得的H II区域分布在11室女座的dIs的中心和外部区域的集群。为了确保以均匀的方式得出氧丰度，使用亮线法计算野外和处女座dIs的氧丰度，并与直接从[O III]4363获得的丰度（如果可用）进行比较。他们被发现同意在约0.2德克斯没有系统的偏移。在给定的光学光度下，室女座dIs样品和附近dIs样品之间的氧丰度没有系统差异。然而，在可比的氧丰度下，11个室女座dIs中的5个表现出比场dIs低得多的重子气体分数。使用场dIs作为参考，构造了dIs的气体缺乏指数，从而可以定量地识别哪些星系已经失去了气体。对于室女座的样本，一些矮星的气体不足30倍。气体的缺乏大致与X射线表面亮度的星团内气体。冲压压力剥离可以最好地解释所观察到的气体贫dIs在集群样品。再加上缺乏显着的褪色和变红的气体贫dIs相比，气体正常的dIs，这些观察表明，在室女座的气体贫dIs最近遇到了第一次的集群内介质。室女座贫气体dIs的褪色残余将类似于目前在星团核心看到的亮矮椭圆星系。
2003-03-17 astro-ph
