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 kinematic status and mass content of the Sculptor dwarf spheroidal galaxy
本文介绍了玉夫座矮球状星系中470个可能的运动学成员在Ca Ⅱ三重态区域的VLT/FLAMES光谱观测结果（R~6500）。Scl的精确速度（± 2 km/s）和大面积覆盖使我们能够测量到沿Scl投影主轴的7.6_{-2.2}^{+3.0} km/s deg^{-1}的速度梯度，这可能是内禀旋转的标志。我们还使用我们的运动学数据来测量该系统内的质量分布。通过独立地考虑Scl中已知存在的不同恒星成分的运动学，我们能够解除已知的简并，并发现观测到的速度色散剖面与核心半径r_c= 0.5 kpc且质量封闭在最后测量点M内的核心暗物质晕最好拟合（< 1.8 kpc）=3.4 +- 0.7 x 10^8 M_sun，假设径向各向异性速度椭球体越来越大。这导致1.8kpc内的质光比为158+-33（M/L）_sun。浓度c=20、质量M（< 1.8 kpc）= 2.2 - 0.7 ^{+1.0} x 10^8 M_sun的NFW剖面也与观测值在统计上一致，但对富金属恒星的拟合较差。
2008-05-20 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
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
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
The Optical Gravitational Lensing Experiment. Variable stars in the Sculptor dwarf speroidal galaxy
作为OGLE项目的一个副项目，对玉夫座矮星系的中心区域进行了变星调查。获得了226颗天琴座RR型星和3颗异常造父变星的V波段光变曲线。一个以前未知的异常造父变星被确定。我们还发现了位于玉夫座红巨星分支顶端的两个变星。在226个RR Lyr变量中，135个被归类为RRab，88个被归类为RRc，2个被归类为RRd。RRab星的周期分布在P=0.475天处有一个明显的截止点。这意味着大部分玉夫座RR天琴座恒星的金属丰度[Fe/H]为\leq -1.7。RRab变量的平均V幅度与它们的周期相关。这种效应很可能是由变量所表现出的金属丰度的扩散引起的。根据天琴座RR型星的平均V星等，确定了玉夫座的视距离模为（m-M）_{V}=19.71。给出了玉夫座达到V \approx 21.4和I \approx 20.6的色星等图。观测到的红巨星分支上部的宽度表明，玉夫座巨星的金属丰度范围为-2.2 \leq [Fe/H] \leq -1.6。沿水平支的恒星分布和金属丰度的平均值表明，玉夫座的年龄与外星系晕中相对年轻的球状星团的年龄相似。本文对四个邻近矮星系的天琴座RR型变星资料进行了总结和简要讨论。
1994-11-18 astro-ph
ESO540-032: a Transition-Type Dwarf in the Sculptor Group
本文给出了玉夫座矮星系ESO 540 -032的色星等图（CMD）。CMD主要由一个古老的红巨星人口，但有一个小的人口蓝色恒星局限于星系的中心区域，最初由Jerjen和Rejkuba从地面数据中注意到。根据红巨星分支尖端的光度，距离被确定为3.7 +/- 0.2 Mpc，与之前的估计一致。根据红巨星分支的颜色，平均金属丰度估计为[Fe/H] = -1.7 +/- 0.2。等时线拟合表明，蓝色恒星群的年龄约为1亿年，也许更少。澳大利亚望远镜紧凑阵列的新HI观测证实，这颗矮星包含大约10^6个太阳质量的HI，以光学图像为中心。HI的质量与蓝色光度之比为0.15，与本星系群中的凤凰矮星相当。这些性质清楚地证实了ESO 540 -032是玉夫座星系群中的一颗过渡型矮星。
2007-10-07 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
Detection of neutral hydrogen in early-type dwarf galaxies of the Sculptor Group
本文介绍了利用ATNF 64 m Parkes射电望远镜对邻近的玉夫座星系群中的五个早期和混合型矮星系进行深21 cm线（HI）观测的结果。其中四个天体ESO 294-G 010、ESO 410-G 005、ESO 540-G 030和ESO 540-G 032在HI中被探测到，中性氢质量范围为2- 9 × 10^5 M_{\odot}（$M_{HI}/L_{B}$分别为0.08、0.13、0.16和0.18）。这些HI质量是一致的气体质量预期从恒星流出在很长一段时间。对澳大利亚望远镜紧凑阵列的高分辨率无线电数据进行了进一步分析，以测量更准确的位置和HI气体的分布。在矮星ESO 294-G 010和ESO 540-G 030的情况下，我们发现HI峰值通量的位置和恒星组件的中心之间分别有290 pc和460 pc的显著偏移。这些偏移很可能有内部原因，比如来自恒星形成区的风。第五个天体是空间孤立的矮椭圆形天体Scl-dE 1，在我们的3σ极限22.5 mJy km/s时仍未被探测到，因此其中性氢含量必须小于10^5 M_{\odot}。这使得Scl-dE 1成为迄今为止唯一一个没有发现星际介质的玉夫座星系。该天体加入了一系列类似的系统，包括本星系群矮星系Tucana和Cetus，它们不符合形态-密度关系的全球图像，其中富含气体的矮不规则星系相对孤立，缺乏气体的矮椭圆星系是更明亮星系的卫…
2005-08-02 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
Tip of the Red Giant Branch Distance for the Sculptor Group Dwarf ESO 540-032
我们提出了第一个VI CCD测光的玉夫座星系ESO 540-032在甚大望远镜UT 1 + FORS 1。（I，V-I）色星等图显示这个中间型矮星系主要由年老、贫金属（[Fe/H]~-1.7 dex）的恒星组成，还有少量稍富金属（[Fe/H]~-1.3 dex）、年轻（年龄1.5 - 5亿年）的恒星。在I波段光度函数中，在I_0 = 23.44 \pm 0.09等处发现一个不连续性，将此特征解释为红巨星分支的尖端，并采用M_I=-4.20 \pm 0.10等作为其绝对星等，我们已经确定了（m-M）_0=27.64 \pm 0.14 mag（3.4 \pm 0.2 Mpc）的群体II距离模数。这一距离证实了ESO 540-032是附近Sculptor群的成员，但明显大于先前基于表面亮度波动（SBF）方法报告的值。从恒星星族合成模型的结果表明，混合形态的矮星系的SBF技术的应用需要一个详细的知识的基本恒星组成，从而提供了一个直接的距离测量使用的红巨星分支的尖端距离指示器没有优势。我们产生的表面亮度轮廓ESO 540-032，并推导出光度和结构参数。其整体性质与本星系群矮椭圆星系的绝对星等和中心表面亮度与金属丰度的关系密切相关。最后，我们确定并讨论了一个非恒星物体附近的星系中心，它可能类似于一个球状星团。
2001-05-09 astro-ph
ISM Abundances in Sculptor Group Dwarf Irregular Galaxies
利用CTIO 4-m望远镜，我们获得了五个玉夫座矮不规则星系的HII区光谱。我们从HII区光谱中获得氧，氮和硫的丰度。通过三种不同的方法（“直接”方法，McGaugh（1991）的光电离模型指导的经验方法，以及Pilyugin（2000）的纯经验方法）推导出氧丰度，并进行了比较。显着的系统性差异之间的三种方法，我们建议，需要重新校准的经验丰度尺度。贫金属dI ESO 473-G24的N/O比为log（N/O）= -1.43 +/- 0.03，远高于Izotov和Thuan（1999）在一组贫金属蓝色致密星系中发现的log（N/O）= -1.60 +/- 0.02。这表明并非所有12 + log（O/H）< 7.6的星系都有相同的元素丰度比，这意味着低金属量星系的Izotov & Thuan方案并不普遍。NGC 625中HII区域的测量结果log（N/O）=-1.25。假设由中等质量的恒星产生N，这种相对较高的N/O比可能表明在最近的恒星形成活跃爆发之前有一个很长的静止期。Sculptor群dIs的氧丰度与本星系群dIs的金属丰度-光度关系符合得很好，总体而言，Sculptor群dIs比本星系群dIs更接近于简单的闭箱模型演化路径，气体含量越高，平均恒星形成率越低，与封闭箱演化的相似性都可能表明在相对低密度的环境中演化。
2002-11-08 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
On the double-mode RR Lyrae variables of the Sculptor dwarf galaxy
通过对玉夫座星系OGLE数据库中300多颗恒星的频率分析，发现了18颗双模RR天琴座（RRd）变星。这产生了一个20%的发病率为双模式脉动的变量之前被归类为第一泛音RR天琴座恒星在这个星系。大部分RRd星的周期范围为0.47d < P_0 < 0.49d，但也有两颗星的周期较长，约为0.54d。所有的变量都很好地符合P_0 -> P_1/P_0图的模式，该图由银河系球状星团的RRd星和大麦云（LMC）的RRd星组成。根据我们以前的研究，银河系球状星团和大麦哲伦星系中的RRd星的光度和质量几乎与金属丰度无关。通过假设雕塑者RRd变量也遵守这一规则，我们借助脉动方程估计它们的金属丰度。对于大多数恒星，我们得到[Fe/H]~-1.5，这与用半经验方法计算的基模（RRab）星的平均金属丰度值相同。两颗RRd星的金属丰度相当低，但即使是那些也在RRab星的范围内。RRd星较窄的金属丰度范围与它们观测到的光度范围一致，比RRab星小大约三倍。
2001-06-22 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
Luminosity-Diameter Relations for Globular Clusters and Dwarf Spheroidal Galaxies
结果表明，银河系的球状星团和矮球状星团具有不同的扁平值分布，它们似乎占据了M_v与log R_h平面的相邻区域，这些区域可以被称为Shapley线的东西分开。令人惊讶的是，银河系的典型矮球状星团比一般的银河系球状星团要暗。
2008-07-17 astro-ph
Globular Clusters and Dwarf Spheroidal Galaxies
传统上，球状星团和矮球状星系是通过以下一个或多个标准来区分的：（1）质量，（2）光度，（3）大小，（4）质光比和（5）金属丰度分布。然而，一些最近发现的对象显示一些重叠的参数空间中的域所占据的星系和星系团。在本说明中，它表明，在某些情况下，椭圆率可以用来帮助区分球状星团和矮球状星系。
2007-11-29 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
Surface Brightness Profiles of Three New Dwarf Spheroidal Companions to M31
利用新发现的M31的三颗矮椭球伴星And V、VI和VII的CCD图像，提取了它们的表面亮度剖面和总星等。利用Armandroff et al.（1998 & 1999）和Grebel & Guhathakurta（1999）提供的距离模，这些星系的光度与其他本星系群矮椭球体相似，特别是V与Draco & UMi的光度相似，即，是已知的最微弱的在光度-金属度关系中，And V的金属度比预期的要高得多。
1999-05-24 astro-ph
Detailed Composition of Starts in Dwarf Spheroidal Galaxies
一个参考的评论文件，其中包括高分辨率丰度dSPH星系。
2003-10-20 astro-ph
The Chemical Composition of Local Group Dwarf Spheroidals
我将回顾VLT光谱学的进展，大量的单个恒星在附近的矮球状星系。这种光谱学使我们能够获得详细的了解化学和动力学性质的解决恒星星族在这些附近的系统。
2005-06-21 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
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
Dormant dwarf spheroidal galaxies, deactivated by Type Ia supernovae
一些矮球状星系经历了许多Gyrs长时间没有恒星形成。我们发现，Ia型超新星，形成于第一代恒星，可以延迟恒星形成的第二个时代的几个陀螺，如果在矮球状体的总气体质量小于$10^8 M_{\odot}$。细节取决于假设的Ia型超新星模型和在第一个人口中形成的恒星的质量分数。这种情况要求矮椭球体被暗物质晕所限制，否则加热的气体会由于潮汐效应和星系风而丢失。如果Ia型超新星在加热矮球状体中的气体方面发挥了重要作用，那么它们也应该在没有恒星形成的时期增加了铁的丰度。随后的恒星世代开始时[Fe/H]应该比上一代发现的最富铁的恒星更高。
1996-03-17 astro-ph
HI Observations Towards the Sagittarius Dwarf Spheroidal Galaxy
我们已经测量了银河系HI的21厘米线超过50平方度的人马座矮球状星系的方向。数据显示没有证据表明HI与矮椭球体有关，矮椭球体可能被认为类似于麦哲伦流，因为它在位置和速度上都与大麦云云有关。HI数据也没有显示任何证据表明银河系盘气体中的扰动，可以明确地分配到与矮星系的相互作用。这里显示的数据将人马座矮星速度下的HI质量限制在银河系纬度-13度和-18度之间约18平方度的范围内<7000太阳质量。
1999-08-02 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
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
Parametric Dwarf Spheroidal Tidal Interaction
本星系群矮椭球星系与银河系的潮汐相互作用可以从根本上影响它们的动力学性质。这里开发的模型扩展了以前的dS-MW潮汐相互作用的数值描述。我们探讨了dS系统在圆形或椭圆MW轨道的参数振荡器的框架下的动力学演化。建立了解析模型，并与更一般的数值解和N体模拟实验进行了比较。
2003-02-21 astro-ph
SBF Distances to Dwarf Elliptical Galaxies in the Sculptor Group
作为正在进行的搜索矮椭圆星系（dE）在本星系群附近的一部分，我们获得了深B和R波段图像的五个dE候选人在雕塑家（Scl）集团区域。我们进行了表面亮度波动（SBF）的R波段图像上的分析，以测量每个dE的表观波动幅度\bar{m}_R。利用恒星星族合成模型的预测，确定了星系的距离。所有这些dE候选人都是Scl集团主要成员的卫星。对dE候选星系ESO 294 -010的红移测量独立地证实了它的星系群成员身份：来自一个小的HII区域的[OIII]和H $_α$发射线给出了117（\pm 5）km s-1的日心速度，与其母星系NGC 55的速度（v_ \odot =125 km s-1）非常一致。SBF距离的精确度（5%至10%）有助于描绘Scl群成员的雪茄状分布，这些成员的距离从1.7 Mpc延伸到4.4 Mpc，并集中在三个，可能是四个子块中。哈勃图9 Scl星系，包括我们的两个DE，表现出紧密的线速度-距离的关系与陡峭的斜率为119公里秒-1 Mpc-1。结果表明，Scl群成员之间的引力相互作用在群的动力学中只起很小的作用。然而，整个系统的哈勃流似乎受到我们银河系和M31的大质量的强烈干扰，导致观察到的剪切运动。从位于本星系群和Scl星系群的49个星系的距离和速度，我们说明了星系分布的连续性，这有力地支持了这两个群体形成一个单一的超星系结构的观点。
1998-09-04 astro-ph
Improved Searches for HI in Three Dwarf Spheroidal Galaxies
以前在我们银河系的矮球状体同伴中寻找HI的工作还不足以解决这些星系是否有HI的问题，特别是在它们的外部。我们提出了三个矮椭球VLA观测：天炉座，狮子座II，天龙座，所有这些都有已知的恒星速度。新的数据显示没有HI发射或吸收。在星系中心，发射柱密度的极限是4--7 × 10^18原子/平方厘米。新观测的重要性在于，它们比以前的搜索覆盖更大的区域，并且它们不太容易与前景（银河系）HI混淆。天炉座矮球状体中明显缺乏中性气体，这一点尤其令人困惑，因为最近的测光显示恒星的年龄只有10^8年。我们讨论了VLA观测是否可能错过了大量的HI。
1999-01-27 astro-ph
Young Globular Clusters and Dwarf Spheroidals
星系晕主体中的大多数球状星团几乎是同时形成的。然而，矮球状星系中的球状星团的形成似乎已经延长了哈勃时间的很大一部分。这表明，在星系晕主体中抑制球状星团晚期形成的因素在矮球状星系中并不起作用。在R_{GC} > 15 kpc处存在大量的“”球状体，可能是因为假设这些天体中有许多是在类似人马座（但不是类似天炉座）的矮球状星系中形成的，后来被银河系的潮汐力摧毁。在波江座、帕洛玛1、3、14和泰山7号球状星团周围寻找其母矮椭球体的低光度遗迹将是一件有趣的事情。此外，多色测光可以用来寻找超星协的残余物，外晕球状星团最初就形成于超星协内部。这样的包层被认为是在内晕中被潮汐剥离的球状星团。
1999-10-13 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
Spatial clustering in the ESO-Sculptor Survey: two-point correlation functions by galaxy type at redshifts 0.1 - 0.5
计算了ESO-Sculptor巡天中Rc<21.5和0.1<z<0.51的765个星系的空间两点自相关函数和交叉关联函数，探讨了巨星系（早型、晚螺旋星系）和矮星系（dE、dI星系）群体之间的分离效应。当星系间距为0.3 h^-1 Mpc时，早型星系对在星系团中占主导地位。在中等尺度（0.3 ~ 5 h^-1 Mpc）下，矮星系和巨星系的混合星系对与巨星系对的贡献相等，而后者在~10 h^-1 Mpc时占主导地位。我们检测到的签名之间的过渡的1-halo和2-halo制度，这是预期的星系形成的情况下，通过分层合并的暗物质晕。早型星系的1-晕分量大大超过晚型旋涡星系，而两个巨星系群的2-晕分量相当。矮星系的1-晕分量介于两种巨星系类型之间，2-晕分量较弱，与零星系团一致。目前的分析表明，早期型星系优先位于最大质量晕的中心附近，而晚期螺旋星系往往占据其外围或质量较小的晕的中心。这项分析还揭示了矮星系空间分布的新结果：在它们显著聚集在晕内的尺度上（<0. 3 h^-1 Mpc），它们与晚期旋涡星系的混合很差，并且优先出现为早型星系的卫星星系。
2007-07-30 astro-ph
The RGB Bump in dwarf Spheroidal galaxies: discovery and perspectives
我报告了最近在本星系群的许多矮球状星系中发现的红巨星分支凸点。利用这一新的观测功能，以获得附近星系的恒星形成历史和金属丰度关系的约束的前景进行了简短的探讨和审查。
2003-03-14 astro-ph
Environmental effects on the structure of the Dwarf Spheroidal Galaxies
我们银河系的矮球状卫星的中心表面亮度（$μ_V(0)$）与它们到银河系中心的距离（$R_{GC}$）有关。这一观测证据表明，环境效应可能会强烈影响其结构。这一建议得到了一个明确的二元相关性的进一步支持，该相关性将$μ_V(0)$与绝对积分星等$M_V$和$R_{GC}$的线性组合联系起来，这似乎也被M31椭球体所共享。本文还简要地讨论了椭圆星系的基本面和矮椭球体的暗物质含量的可能意义。
1995-09-15 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
The central density cusp of the Sagittarius dwarf spheroidal galaxy
本文分析了人马座矮球状星系中心区域的密度分布。观测到Sgr星的密度增强。检测到的尖瓣的峰位置与M54的中心无法区分。尖点的光度特性与在矮椭圆星系的核中观察到的完全一致，表明Sgr dSph将独立于其中心的M54的存在而作为有核星系出现。
2004-11-04 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
Stellar Populations of the Dwarf Galaxy UKS 2323--326 in the Sculptor Group
本文介绍了玉夫座星系群矮不规则星系UKS 2323-326恒星的深BVRI CCD测光。在UKS 2323-326中被测恒星的色星等图中，显示出一个蓝色的羽流，其中大部分是年轻的恒星星族，以及一个明确的红巨星分支（RGB）。RGB的尖端位于I_TRGB = 22.65 +/- 0.10 mag.由此估计到该星系的距离为d = 2.08 +/- 0.12 Mpc.这个星系到本星系群中心的对应距离是1.92 Mpc，表明它位于本星系群之外。巨大的距离，结合它的速度信息，表明它很可能是玉夫座星群的成员。红巨星分支的平均金属丰度估计为[Fe/H] = -1.98 +/- 0.17 dex。UKS 2323-326的总星等（< r_H = 70弧秒）的绝对星等分别为B^T=14.07等，V^T=13.50等，R^T=13.18等，I^T=12.83等，相应的绝对星等分别为M_B=-12.58等，M_V=-13.14等，M_R=-13.45等，UKS 2323-326中心部分的表面亮度分布近似符合King模型，其核心浓度参数c = log（r_t / r_c）~= 1.0，而外围部分的表面亮度分布符合指数规律，标度长度为21弧秒。UKS 2323-326中最亮的蓝色和红色恒星的星等和颜色（BSG和RSG）分别测量为<V（3）>_{BSG} = 20.33 +/- 0.25 mag，<（B-V）…
1999-05-06 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
SDSS Catalog of Stars in the Draco Dwarf Spheroidal Galaxy
斯隆数字巡天（SDSS）已经扫描了包含天龙座矮球状星系的整个区域，达到23等g*。我们提出了一个星表中发现的一个453平方角分，椭圆形区域为中心的天龙座矮球状星系。星表中的对象与以前发布的五个星表相匹配。星表包含5634个天体的SDSS测光，以及与其他星表匹配的测光。星表之间的测光比较允许我们确定142个候选变星。112个可疑的变量的颜色与RR Lyonis变量一致。
2003-01-10 astro-ph
The Globular Clusters of Dwarf Spheroidal Galaxies
讨论了人马座矮椭球体可能是在银河系外晕中形成的塞尔-津恩碎片的可能性。支持这一假说的论据是：（1）人马座和外晕（Rgc > 80 kpc）中的球状星团的光度分布似乎是双峰的，峰值在MV ~ -5和MV ~-10附近;（2）人马座和外晕中的球状星团的年龄分布明显大于银河系内晕中的球状星团。然而，一个相反的论点是，与Sgr相关的四个球状星团中只有一个具有大的半光直径，这是外晕星团的特征。所有比MV = -12暗的本星系群矮球状星系中都没有球状星团，这表明它们的特定球状星团频率一定低于天炉座矮球状星系。这一结果表明，天炉座可能有一个不寻常的进化历史。
1998-08-14 astro-ph
Radial Velocities of Dwarf Spheroidal Galaxies in the M81 Group
本文介绍了对M81星系群中4个矮球状星系的长缝观测。通过与模板星的互相关，我们得到了DDO 78中心附近候选球状星团的日心速度为+55 +-10 km/s。我们估计在K 61中看到的HII区域的日心径向速度为-116 +- 21 km/s。K64中心附近的一个红色漫射天体被发现是一个遥远的星系，其日心速度为+46530 km/s。
2001-11-29 astro-ph
The Mass-to-Light Ratios of the Draco and Ursa Minor Dwarf Spheroidal Galaxies. II. The Binary Population and Its Effect in the Measured Velocity Dispersions of Dwarf Spheroidal Galaxies
我们使用了一个大的径向速度在小熊座和天龙座矮球状星系搜索双星，并推断二进制频率。在我们样本中的118颗恒星中，有6颗是速度变量，其$χ^2$概率低于0.001。我们使用模拟我们的观测的蒙特卡罗模拟来确定我们的观测发现双星的效率。我们对天龙座和乌米星分叉处附近恒星的双星频率的最佳估计（尽管很不确定）是在一年周期附近的每十年周期0.2- 0.3颗，这是在太阳附近发现的3- 5个$\times$。这个频率是足够高的双星可能会显着影响测量的速度色散的一些矮球状星系根据以前的一些数值实验。然而，在进行我们自己的实验的过程中，我们发现以前的工作无意中高估了双星的轨道速度。我们的第一套模拟的影响，二进制的基础上观察到的分散在个人的速度测量的多观测天龙座和小熊座恒星。与测量到的速度色散相比，这种散射很小，因此双星对色散的影响很小。这一结果得到了我们的第二组实验的支持，这是基于一个模型的二进制人口归一化的观测到的二进制频率在天龙座和小熊座。我们的结论是，双星没有显着的影响，任何矮球状星系的测量速度色散和推断的质光比。
1995-10-31 astro-ph
The mass of dwarf spheroidal galaxies and the missing satellite problem
我们提出的结果，从一套N体模拟的潮汐剥离的两个组成部分的矮星系，包括一些恒星和暗物质。我们表明，最近的运动学数据从本地组矮球状（dSph）星系表明，dSph星系必须有足够的质量（$10^9 - 10^{10}$ M $_\odot$），潮汐剥离是不重要的恒星。我们讨论了这些大规模dSph星系的宇宙学和星系形成的影响。
2005-05-11 astro-ph
