The elusive old population of the dwarf spheroidal galaxy Leo I
我们报告发现一个显着的老人口在矮球状（dSph）星系狮子座我作为一个广域搜索的结果与ESO新技术望远镜。对本星系群矮星系恒星组成的研究表明，几乎所有的矮椭球中都存在古老的恒星星族。唯一的例外是狮子座I，它似乎将其最初的恒星形成期推迟到几个Gyr之前。狮子座I的色星等图现在显示了一个延伸的水平分支，明确地表明在这个星系的外部区域存在一个古老的，金属贫乏的人口。然而，我们几乎没有发现恒星星族梯度的证据，至少在R > 2'（0.16 kpc）之外，因为狮子座I的老水平分支恒星是放射状分布的，因为它们的中间年龄的氦燃烧恒星数量更多。在年轻的矮球状星系狮子座I中发现了一个绝对古老的人口，这表明所有本星系群dSph以及银河系的晕都有一个明确的恒星形成的第一个时代。
1999-12-31 astro-ph
Chemical Abundances of the Leo II Dwarf Galaxy
我们使用先前公布的中等分辨率光谱结合恒星大气模型，推导出狮子座II dSph星系中的第一个测量的化学丰度比。我们发现，对于SNR > 24的光谱，我们能够从位于钙红外三线态（CaT）附近的弱Ti，Fe和Mg线测量丰度。我们还量化和讨论从Fe I线和CaT功能估计的金属丰度之间的差异。我们发现，虽然大多数贫金属（[Fe/H] <-2.0]）的狮子座II星的Ca和Ti丰度比与银河系球状星团相似，但更多金属的恒星的Ti，Mg和Ca丰度比随着金属丰度的增加而逐渐下降。在这个遥远的，显然是动态稳定的dSph星系中发现这些趋势支持了这样一个假设，即dSph星系的缓慢化学富集历史是普遍的，独立于与银河系的任何相互作用。结合我们的光谱丰度与公布的宽带测光和更新的等时线，我们能够近似恒星年龄为我们明亮的RGB恒星的相对精度为2-3 Gyr。虽然Leo II的年龄-金属丰度关系暗示了一定程度的缓慢富集，但数据仍然在统计上与Leo II历史上没有富集相一致。
2008-10-03 astro-ph
The Magellanic Group and the Seven Dwarfs
麦哲伦星云是一群矮星系中最大的成员，它们在晚些时候进入银河系（MW）晕。这一群以大麦哲伦星系为主，在吸积和潮汐破裂之前，其质量约为银河系的4%，但约有70%的已知矮星绕着MW轨道运行。我们的理论解决了许多与矮星系有关的星系形成中的突出问题。首先，它可以解释平面轨道配置填充一些dSphs在MW。第二，它提供了一种机制，照亮矮星系的一个子集，再现的累积圆速度分布的卫星在MW。最后，我们的模型预测，大多数矮星将与其他矮星一起被发现。最近发现的狮子座V（Belokurov et al. 2008），狮子座IV的矮球状伴星，以及附近的矮星协支持了我们的假设。
2008-09-22 astro-ph
Cats and Dogs, Hair and A Hero: A Quintet of New Milky Way Companions
我们介绍了斯隆数字巡天（SDSS）成像数据中发现的五颗新的银河系卫星，其中四颗是用斯巴鲁或艾萨克牛顿望远镜跟踪的。它们包括四个可能的新矮星系--后发座、猎犬座、狮子座和武仙座各一个--以及一个异常延伸的球状星团，Segue 1。我们提供了所有五颗卫星的距离，绝对星等，半光半径和颜色星等图。颜色星等图的形态特征通常可以用老的、贫金属的球状星团M92的脊线来描述。在过去的两年中，共有10颗新的银河系卫星，其有效表面亮度μ_v>~28 mag/sq。在SDSS数据中发现了arcsec。它们的亮度较低，更不规则，似乎比以前已知的九个银河系矮球体更贫金属。这些对象和其他人群之间的关系进行了讨论。我们注意到半光半径在~40 pc和~100 pc之间的天体很少。我们推测，这可能代表了星团和矮星系之间的划分。
2006-08-21 astro-ph
The Kinematics of the Ultra-Faint Milky Way Satellites: Solving the Missing Satellite Problem
我们目前的凯克/DEIMOS光谱的恒星在8个新发现的超暗矮星系周围的银河系。我们从每个星系的18 - 214颗恒星的速度中测量了猎犬座I和II，大熊座I和II，后发座Berenices，武仙座，狮子座IV和狮子座T的速度色散，发现色散范围从3.3到7.6 km/s。绝对星等M_V < -4的6个星系是高度暗物质主导的，质光比接近1000。测量到的速度色散与它们的光度成反比，这表明发光星系系统的最小质量可能还没有达到。我们还测量了所观测到的恒星的金属丰度，发现6个最亮的超暗矮星将光度-金属丰度关系扩展了2个数量级;其中几个天体的平均金属丰度低至[Fe/H] = -2.3，因此代表了一些已知的最贫金属的恒星系统。我们检测到金属丰度的蔓延高达0.5德克斯在几个对象，这表明多个恒星形成的时代。在确定了超暗矮星的质量之后，我们重新研究了丢失卫星的问题。在对SDSS的天空覆盖范围进行校正后，我们发现超暗矮星系大大减轻了银河系周围卫星预测和观测数量之间的差异，但在相当大的质量范围内，矮星系仍然是4倍。我们发现，如果低质量暗物质晕中的星系形成在再电离后被强烈抑制，则CDM晕的模拟圆速度函数可以与银河系卫星星系的观测圆速度函数近似一致。[略加删节]
2007-07-26 astro-ph
HST observations of the Local Group dwarf galaxy Leo I
本文介绍了对本星系群矮球状（dSph）星系Leo I中心场的深HST F555 W（V）和F814 W（I）观测。由此产生的色星等图（CMD）达到I \simeq 26，并揭示了最古老的~10-15 Gyr老的转折点。然而，CMD中的水平分支并不明显。考虑到该星系的金属丰度较低，这可能表明，与银河系的其他dSph卫星相比，狮子座I星系中第一个实质性的恒星形成可能在某种程度上有所延迟。亚巨星区域从最古老的转折点到1 Gyr的转折点都有很好的均匀分布，表明恒星的形成是以连续的方式进行的，在星系的一生中，强度可能会有所变化，但连续爆发之间没有大的间隙。核心氦燃烧恒星的红团的结构与从主序星和次巨星区推断的大量中间年龄人口相一致。尽管狮子座I缺乏气体，但CMD清楚地表明，恒星的形成一直持续到1 Gyr前，可能直到几百万年前，在银河系的中心部分。
1998-11-08 astro-ph
The Mass of the Milky Way Galaxy
我们使用的Jaffe模型作为一个全球质量分布的银河系和确定的圆速度$v_c$和Jaffe半径$r_j$使用的银河系的卫星，估计的本地逃逸速度的恒星，所施加的限制由已知的旋转曲线的磁盘，和本地组定时模型。这些模型包括卫星轨道各向同性的系统不确定性、逃逸速度附近恒星分布函数的形式以及M31/Galaxy轨道的椭圆率。如果我们包括本地组定时约束，则Leo I是绑定的，$v_c=230\pm30\kms$和$r_j=180$ kpc（110 kpc $\ltorder r_j \ltorder $ 300 kpc）在90\%置信度下。卫星轨道近似各向同性，具有$β=1-σ_θ^2/σ_r^2=0.07$（$-0.7 \ltorder β\ltorder 0.6$），逃逸速度附近的恒星分布函数为$f(ε)\propto ε^k$ with $k_r=3.7$（$0.8 \ltorder k_r \ltorder 7.6$），其中$k_r=k+5/2$。虽然不是$k$的准确测量，但它与暴力放松模型（$k=3/2$）一致。50 kpc内的质量是$(5.4\pm1.3)\times 10^{11} M_\odot$。更高质量的模型要求M31在第二轨道上，并且晕大于双星的经典潮汐极限。这样的模型必须在扩展的局部群晕中具有局部群质量的显著部分。较低质量的模型要求M31和Leo I都是未束缚的，但没有合…
1995-05-16 astro-ph
The Present and Future Mass of the Milky Way Halo
提出了一个简单的银河系晕模型。它在内部区域有一个平坦的旋转曲线，但密度在外缘之外急剧下降。这个截断的，平坦的旋转曲线（TF）模型具有丰富的家庭简单的分布函数，不同的速度各向异性。该模型是用来估计银河系晕的总质量使用的最新数据的卫星星系和球状星团的运动在银心半径大于20千秒差距。这包括具有已知距离和径向速度的27个对象的数据集，其中6个还具有测量的自行。不像以前的调查，我们发现完全一致的极大似然的解决方案不受狮子座的存在或不存在，提供径向和自行数据。卫星自行数据的可用性至关重要，因为如果没有这些数据，在99%的置信水平下，有和没有Leo I的质量估计是不一致的。所有这些结果都是从模型中得出的，其中晕势的速度归一化为220 km/s。详细分析了我们估计的不确定性，包括小数据集的影响，卫星星系样本中可能的不完整性或相关性以及测量误差。最严重的不确定性来自数据集的大小，这可能会导致系统性低估两倍，以及测量误差，这会导致质量分散到两倍。我们得出结论，晕的总质量是1.9 x 10^12太阳质量，而50 kpc以内的质量是5.4 x 10^11太阳质量。讨论了使用蓝色水平分支星的径向速度测量和即将到来的卫星任务的微弧秒天体测量的未来前景。
1999-06-11 astro-ph
A New Milky Way Companion: Unusual Globular Cluster or Extreme Dwarf Satellite?
本文报道了SDSSJ 1049 +5103的发现，它是一颗高密度的蓝色恒星，其位置为（α 2000}，δ 2000}）=（162.343，51.051）。该天体看起来是一个古老的贫金属恒星系统，距离为45 +/- 10 kpc，半光半径为23 $\pm 10$ pc，绝对星等为M_V =-3.0 ^{+2.0}_{-0.7}。有一颗恒星可能与这颗伴星有关，它的SDSS光谱证实它是一颗48 kpc的蓝色水平分支恒星。SDSSJ 1049 +5103的色星等图包含很少的水平或红巨星分支星，类似于非常暗淡的球状星团AM 4。SDSSJ 1049 +5103的大小和光度将它置于已知球状星团和银河系矮椭球体的大小-光度关系的交叉点。如果SDSSJ 1049 +5103是一个球状星团，那么它的性质与已确立的最大半径银河系球状星团都在外晕的趋势是一致的。然而，五个已知的球状星团都有类似微弱的绝对星等，它们的半质量半径都比SDSSJ 1049 +5103小$\gtrsim$ 5倍。如果它是一个矮球状体，那么它是迄今为止已知的最暗的两个数量级，并且是一些理论预测的超暗矮星的第一个例子。这个新系统的不确定性强调了球状星团和矮椭球体之间有时模糊的区别。一个简单的朋友的朋友搜索类似的蓝色，小尺度的星团检测到所有已知的球状星团和矮星接近50千秒差距的SDSS区域，但没有产生其他候选人一样强大的SDSSJ 1…
2005-02-24 astro-ph
The evolved stars of Leo II dSph galaxy from near-infrared UKIRT/WFCAM observations
我们提出了一个在矮球状星系Leo II演化的恒星星族的研究，基于JHK的观测与近红外阵列WFCAM在UKIRT望远镜。结合新的数据与光学数据，我们从它们的V-Ks颜色中得到了单个红巨星的全球金属丰度[M/H]分布的光度估计。我们使用新的数据来推导出一个几乎完整的样本的渐近巨星分支（AGB）在狮子座II星的属性。使用近红外双色图，我们能够从银河系前景恒星中获得清晰的分离，并区分富碳和富氧的AGB恒星。我们模拟的JHKs数据与TRILEGAL人口合成代码连同最新的热脉冲AGB模型，并使用恒星形成的历史来自独立的工作的基础上深HST测光。缩放后的质量的狮子座II模型的观察到的数量上RGB的恒星，我们发现，目前的模型预测太多的O-丰富的TP-AGB恒星的光度较高，由于可能低估的质量损失率在低金属丰度，和/或其程度的昏暗的星周尘埃。另一方面，TP-AGB模型能够很好地再现观测到的碳星的数量和光度，这表明在该星系中，质量最小的恒星变成碳星的质量应该低至~ 1M_sun。
2008-05-06 astro-ph
Stellar kinematics in the remote Leo II dwarf spheroidal galaxy -- Another brick in the wall
我们提出了远程（d= 233 kpc）银河矮球状（dSph）星系狮子座II的预计速度色散分布，基于171离散恒星径向速度，从中分辨率光谱使用FLAMES/GIRAFFE摄谱仪在欧洲南方天文台，智利。在我们探测到该星系恒星边界的数据的整个径向范围内，具有良好成员概率的恒星的色散轮廓基本上是平坦的，振幅为6.6 ± 0.7 km/s。我们没有发现任何明显的旋转或速度不对称的证据，这表明潮汐效应不能用来解释狮子座II的属性。从基本的质量模型出发，利用金斯方程，我们推导出了极限半径为（2.7+-0.5）10^7兆太阳的质量和27-45太阳单位的全球质量与光的比率，这取决于采用的总光度。核心晕配置文件和温和的切向速度各向异性量被发现占以及狮子座II的观察到的运动学，虽然我们不能排除的可能性，一个尖状晕径向变化的速度各向异性。总而言之，这个星系表现出的暗物质特性似乎与银河系的其他dSph卫星一致，即晕质量分布与中央核心一致，总质量与其他dSph中常见的质量尺度相似。
2007-04-25 astro-ph
The anatomy of Leo I: how tidal tails affect the kinematics
我们最近发表的狮子座I dSph星系的运动学数据集，通过拟合的Jeans方程的解的速度色散和峰度的数据测量的配置文件。我们证明，当样本是清洁的闯入者的数据是一致的假设，质量遵循轻和各向同性的恒星轨道，不需要扩展的暗物质晕。正如Leo I的旋转曲线所证明的那样，我们的干扰者去除方案并没有完全清除污染数据。当远离矮星中心时，旋转似乎是反向的。我们解释这种行为使用的N-体模拟的矮星系具有一些内在的旋转，在银河系的潜力和轨道运行的结果表明，它可以复制，如果星系几乎是沿着潮汐尾巴，使领先的（背景）尾巴污染狮子座I的西部，而尾部（前景）尾巴的东部。我们表明，这种配置导致视线速度的对称和高斯分布。模拟也适用于模拟数据集上测试我们的建模方法。我们证明，当数据被清除的闯入者和第四速度矩是使用的侏儒的真实参数通常是在1 σ误差的最佳拟合参数。将拟合限制在狮子座I的内部，我们对各向异性的最佳估计是β=-0.2 ^{+0.3}_{-0.4}，总质量M =（4.5 +/- 0.7）x 10^7 M_sun。计算了质量、亮度和距离误差的质光比为M/L_V = 8.2 +/-4.5太阳单位。
2008-06-30 astro-ph
High Velocity Cloud Complex H: A Satellite of the Milky Way in a Retrograde Orbit?
绿岸望远镜对高速云复合体H的21厘米HI辐射的观测表明它正在与银河系相互作用。在一个模型中，云是银河系的卫星，在一个倾斜的，逆行的圆形轨道上，再现了云的平均速度和它的速度梯度与纬度。该模型将复合体H放置在距离银河系中心约33 kpc的逆行轨道上，该轨道与银河系平面倾斜约45度。在这个位置，它的HI质量大于6 × 10^6 Msun，尺寸至少为10 × 5 kpc。一些与云相关的弥漫HI显然已经通过与银河系气体的相互作用而减速。复合体H与矮不规则星系狮子座A和一些致密的高速云有相似之处，其内部结构几乎与麦哲伦流的部分结构相同，压力P/k约为100 cm^{-3} K。
2003-05-21 astro-ph
Globular Cluster and Galaxy Formation: M31, the Milky Way and Implications for Globular Cluster Systems of Spiral Galaxies
银河系的球状星团（GC）系统和我们邻近的螺旋星系M31，包括两个不同的实体，在3个方面有所不同。1. M31有年轻的GC，年龄从1亿年到5亿年不等，也有古老的球状星团。在银河系中没有这样年轻的GC。2.我们确认，最古老的M31 GC有更高的氮丰度比银河系GC在同等的金属丰度。3. Morrison等人发现M31有一个GC的子成分，它紧密地跟随着M31的盘旋转曲线。在我们自己的银河系中还没有发现这样的GC系统。这些数据被解释为星系形成的层次-聚类-合并（HCM）范式。我们推断M31吸收了比银河系更多的矮星系。这个推论有三个含义：1.所有的螺旋星系在GC性质上可能都不同，这取决于每个星系有多少同伴，以及母星系何时吸收它们。银河系束缚了这个光谱的一端，因为几乎所有的GC都在10-12 Gyr之前被吸收。2.这表明年轻的GC优先在母星系的矮伴星系中形成，然后在合并过程中被母星系吸收。3.在潮汐相互作用星系中看到的年轻GC可能来自这些星系的矮伴星，而不是在潮汐相互作用中形成的。对于老M31 GC相对于最老的银河系GC在氮丰度上的显著差异，目前还没有现成的解释。Li & Burstein关于球状星团中氮丰度起源的预言与老的M31 GC的预言相一致，而与两个5 Gr的M31 GC的预言相一致。
2004-06-24 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
Numerical Color-Magnitude Diagram Analysis of SDSS Data and Application to the New Milky Way satellites
我们已经测试了应用程序的软件包匹配斯隆数字巡天数据，它适合色星等图（CMD）估计恒星星族参数和距离。在一组六个球状星团上的测试表明，这些技术恢复了它们的已知性质。使用CMD拟合软件的新方法使我们能够处理沿着视线的恒星分布，限制人口稀少的物体的整体属性，并在广域调查中检测恒星过密度的存在。然后，我们也适用于匹配的CMD最近发现的12个银河系卫星，以统一的方式获得他们的距离，年龄和金属丰度。虽然它们中的大多数看起来与单一的恒星星族一致，但CVn I，Uma II和Leo T（仅从SDSS数据来看）表现出更复杂的历史，具有多个恒星形成时期。
2008-01-27 astro-ph
Candidate Milky Way Satellites in the Galactic Halo
斯隆数字巡天（SDSS）DR 5光度数据与$120^{\circ} < α< 270^{\circ}$，$25^{\circ} < δ< 70^{\circ}$寻找新的银河系同伴或子结构的星系晕。五个候选者被确定为暗恒星源的超密度，其颜色-星等图与已知的球状星团或矮球状星系相似。每个候选者的距离估计拟合合适的恒星等时线的颜色星等图。几何性质和绝对星等被粗略测量，并用于确定候选者是否可能是矮球状星系，星团或潮汐碎片。SDSSJ 1000 +5730和SDSSJ 1329 +2841可能是暗矮星系的候选者，而SDSSJ 0814 +5105、SDSSJ 0821 +5608和SDSSJ 1058 +2843可能是极暗的球状星团。这些候选者需要后续研究来确认。
2007-10-19 astro-ph
Masses for the Local Group and the Milky Way
我们使用非常大的千年模拟的和谐$Λ$ CDM宇宙起源校准的偏差和误差分布的定时参数估计的质量的本地组和银河系。从大量类似于银河系/仙女座星系的孤立螺旋-螺旋对中，我们发现计时质量与真实质量之比的四分位数范围是1.8倍，而这个比例分布的5%和95%点是由5.7倍分开的。在这里，我们将真质量定义为两个主要星系的“维里”质量$M_{200}$之和。对于仙女座的距离和接近速度的当前最佳值，这导致$5.27\times 10^{12}\msun$或$\log M_{LG}/M_\odot = 12.72$的本地组的真实质量的中值似然估计，具有$[12.58, 12.83]$的四分位数范围和$[12.26, 13.01]$的5%至95%的范围。因此，局部组真实质量的95%置信下限为$1.81\times 10^{12}\msun$。根据观测到的遥远卫星狮子座I的大衰退速度对银河系质量的时间估计也同样有效，尽管有更大的系统不确定性。它给出了银河系的位力质量估计值为$2.43 \times 10^{12}\msun$，置信下限为$0.80 \times 10^{12}\msun$的95%。
2007-11-21 astro-ph
The Metamorphosis of Tidally Stirred Dwarf Galaxies
本文采用高分辨率N-Body/SPH方法模拟了在银河系大质量暗物质晕中沿束缚轨道运动的旋转支撑矮不规则星系，结果表明，矮星系模型的盘面密度和暗物质晕的质量和大小与冷暗物质宇宙演化的预测一致。我们发现，银河系的强潮汐场决定了严重的质量损失，在他们的晕和磁盘，并诱导酒吧和弯曲的不稳定性，将低表面亮度的矮星（LSB）到矮椭球（dSphs）和高表面亮度的矮星（HSB）到矮椭圆（dEs）在不到10 Gyr。最后的残留物的中心速度分散的范围是8-30公里/秒，其最终的$v/σ$下降到值$< 0.5$，以及匹配的运动学的早期型矮星。这种转变需要矮星系的轨道时间是$\simlt 3-4$ Gyr，这意味着它的晕圈与星系形成的分级模型所预测的一样大，而且延伸得很广，从而解释了银河系中最远的dSPh卫星狮子座I和狮子座II的起源。只有中心暗物质密度与天龙座和小熊座一样高的矮星才能在银河系附近存活10 Gyr：这在分层模型中自然实现，其中致密天体由于其早期形成时代而应该具有较小的轨道时间。部分气体被剥离，部分由于棒而被漏斗状地输送到中心，在HSB中产生一个强烈的恒星形成爆发，在LSB中产生较小的多个爆发。扩展的低表面亮度恒星流和气体流源自LSB，当沿着视线投射时，可能导致高估束缚残余物的质光比$\simlt 2$，
2001-03-27 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
The Young Globular Clusters of the Milky Way and the Local Group Galaxies: Playing With Great Circles
最近发现的一小群银河系球状星团（GGC）（GGC 12，Terzan 7，Ruprecht 106，Arp 2）比银河系的平均星团人口年轻得多（约3-4 Gyr），它们位于通过银河系一些卫星星系附近和银河系中心本身的平面附近。假设这些配置代表了银河系与这些星系团起源的同伴之间相互作用的化石记录，我们沿着其中一个发现了另一个候选者“”GGC，即IC 4499，其颜色-星等图。各种假说的可能起源的“”GGC“也简要讨论了一个框架内的位置上的优惠飞机可能被视为一个一般特征的本地组成员。
1995-07-18 astro-ph
Dynamics of an interacting luminous disk, dark halo, and satellite companion
本文探讨了盘状星系扩展晕和球状体成分与环境扰动之间的动力学相互作用。有人发现，星系与经过的闯入者或伴星之间的共振相互作用可以将扰动向内携带，深入晕内，在那里它可以扰动盘。例如，应用于银河系，LMC和SMC似乎足以导致观察到的银河系翘曲，并可能引发其他不对称性。极地卫星轨道产生最大的翘曲，因此推断的LMC轨道几乎是最佳的最大翘曲生产。响应的幅度和形态都取决于圆盘和晕模型的细节。N体模拟的结果和预测进行了讨论。类似于$10^6M_\odot$黑洞群，晕中的离散噪声可以产生可观测的扭曲。
1997-07-16 astro-ph
A New Milky Way Dwarf Galaxy in Ursa Major
在这封信中，我们报告了银河系发现的一颗新的矮卫星，位于大熊座的（$α_{2000}, δ_{2000}$）$=$（158.72，51.92）。这个天体在斯隆数字巡天数据中被探测到是一个高密度的红色恒星。大熊座矮星的色星等图看起来与六分仪座非常相似，六分仪座是已知的表面亮度最低的银河系伴星，但恒星数量级大约少一个数量级。更深的后续成像证实了这个物体有一个古老而贫金属的恒星星族，距离$\sim$ 100 kpc。我们粗略估计这个侏儒的M $_V =$ -6.75和$r_{1/2} =$ 250个PC。它的光度比已知最暗的银河系矮星还要暗好几倍。然而，它的物理尺寸是dSphs的典型尺寸。尽管它的绝对星等和大小目前还不确定，但大熊座可能是迄今已知的光度最低和表面亮度最低的星系。
2005-05-11 astro-ph
A large local rotational speed for the Galaxy found from proper-motions: Implications for the mass of the Milky-Way
从银河系的结构和运动学模型的预测进行比较，约30,000随机选择的恒星的绝对自行$9 < B_{\rm J} \le 19$来自南方自行程序（SPM）向南银河系极点。SPM自行的绝对性质使我们不仅可以测量太阳相对于本地磁盘的相对运动，而且，最重要的是，本地磁盘相对于星系的整体旋转状态。SPM数据最适合具有V分量（指向银河系自转方向）+5 km~s $^{-1}$的太阳特有运动、270 km~s $^{-1}$的大LSR速度和指向银河系中心的盘速度椭球的模型。然而，我们强调，这些结果关键在于轴对称和平衡动力学的假设。U分量中的绝对自行表明了一种$11.0 \pm 1.5$ km~s $^{-1}$的太阳特有运动，而不需要局部的膨胀或收缩项。大LSR速度的影响进行了讨论的引力质量的银河系推断，从最近的和准确的测定的自行LMC。我们发现，我们推导出的LSR的值是一致的，既与银河系的质量推断从运动的云（$3 - 4 \times 10^{12} M_\odot$到$\sim 50$ kpc），以及定时参数，基于M31和银河系的二进制运动，狮子座I和银河系（$\ge 1.2 \times 10^{12} M_\odot$到$\sim 200$ kpc）。
1999-08-10 astro-ph
The spatial distribution of the Milky Way and Andromeda satellite galaxies
暗卫星星系有两种根本不同的物理起源：包含闪亮重子的宇宙学子结构和在等级结构形成过程中从相互作用的星系抛出的富含气体的潮汐臂的碎片。后者的潮汐矮星系（TDG）可能会形成人口与相关的轨道角动量对他们的宿主星系。TDG的存在是绝对必要的，因为它们是基本物理原理的结果。我们确定的银河系（MW）卫星星系的明显盘状分布的意义。MW卫星的分布被认为是不一致的各向同性或长形DM子结构分布在99.5%的水平，包括最近发现的UMa和CVn矮球状星系。分布极扁，相对于MW圆盘倾斜约$88\degr$。我们也适用于仙女座（M31）的卫星星系使用两个最近公布的数据集的方法。不能排除M31同伴的整个种群是从各向同性母体分布中随机抽取的。然而，仙女座卫星的两个子样本被确定具有盘状特征。[略]
2006-10-31 astro-ph
A giant stream of metal-rich stars in the halo of the galaxy M31
最近的观测揭示了银河系晕中的气体流和恒星流，它们是我们的银河系与它的一些矮伴星系（人马座矮星系和麦哲伦星云）之间相互作用的碎片。对这些物质的分析表明，大部分晕是由被吞噬的卫星星系组成的，而暗物质在银河系中几乎呈球形分布。然而，尚不清楚的是，相食的子结构是否像星系形成理论预测的那样在星系晕中普遍存在。在这里，我们报告了在最近的大星系M31（仙女座星系）的晕内发现的一个巨大的富含金属的恒星流。这股恒星流的来源可能是矮星系M32和NGC205，它们是M31的近伴星，可能由于潮汐相互作用而失去了大量的恒星。结果表明，星系的建设时代仍在继续，虽然在一个温和的速度，潮汐流可能是星系晕的一个通用功能。
2001-07-06 astro-ph
