NGC 2547中新的M矮星碎片盘候选者

在NGC 3783群中发现的气态潮汐碎屑

Gaseous Tidal Debris found in the NGC 3783 Group

我们已经对NGC 3783星系群周围的~5.5 x 5.5度区域进行了宽视场HI测绘，HI质量极限为~4 x 10^8 Msun。这些观测是利用帕克斯64米射电望远镜上的多波束系统进行的，这是银河系演化多波长研究的一部分。我们发现12 HI检测在我们的帕克斯数据，4个以上的HIPASS编目。我们发现了两个新的群成员，并发现了一个HI气体的孤立区域，其HI质量约为4 × 10^8 Msun，没有可见的相应光学对应物。我们讨论了这个HI区域是一个低表面亮度星系，原始气体，或潮汐碎片的残余的可能性。对于NGC 3783群，我们得到的平均后退速度为2903 km/s，速度色散为190 km/s。星系NGC 3783是离星系群亮度加权中心最近的星系，并且处于星系群的平均速度。从这个星系群的X射线和动力学状态来看，这个星系群似乎处于其演化的早期阶段。

M51潮汐碎片中行星状星云的运动学

Kinematics of Planetary Nebulae in M51's Tidal Debris

本文报道了对著名的相互作用系统NGC 5194/95（M51）潮汐特征中的行星状星云（PNe）的径向速度观测结果。我们发现明确的运动学证据表明，M51的西北潮汐碎片由两个离散的结构重叠的投影- NGC 5195自己的潮汐尾，和扩散的材料剥离NGC 5194。我们将这些运动学数据与M51系统的一个新的数值模拟进行比较，并表明这些数据与经典的“单粒子”模型相一致，该模型具有抛物线卫星轨道和2：1的质量比。我们还评论了两个不寻常的对象的光谱：一个高速PN可能与NGC 5194的晕，和一个可能的interloping高红移星系。

潮汐碎屑中矮星系的形成：致密群环境的研究

The Formation of Dwarf Galaxies in Tidal Debris: A Study of the Compact Group Environment

从42个希克森致密星系群的R波段图像中，我们给出了47个候选矮星系的样本，它们与星系群中的潮汐尾和臂有关。在15个潮汐特征中发现的候选者的R震级和质量（M/L = 1）分别在-16.5 < M_R - 5 log h_{75} < -11.5和2 × 10^6 M_{\odot} < M <2 × 10^8 M_{\odot}的范围内。它们的质量和位置进行比较的理论/N-体潮汐矮形成方案的预测。考虑到潮汐碎片的寿命在紧凑的群体环境和这次调查的结果，我们估计的贡献的潮汐矮星系形成机制的人口在大紧凑的群体中观察到。如果我们的大多数矮星系候选者被证实是引力束缚的恒星系统，那么在紧凑的群体中，有相当大的一部分，也许多达一半的矮人口是巨大的母星系之间相互作用的产物。

白矮星周围富含金属的碎片盘

Metal-rich debris discs around white dwarfs

我们已经发现了两个中等温度（~18000- 22000 K）的白矮星，SDSSJ 1228 +1040和SDSSJ 1043 +0855，它们在CaII 8600 A三重态中具有双峰发射线。这些谱线轮廓是外半径为~ 1 Rsun的气体盘围绕两颗白矮星运行的明确特征。这两颗恒星都是从星周物质中吸积而来，导致光球层中镁的丰度很大。圆盘中没有氢的释放，而白矮星光球中也没有氦的吸收，这表明星周物质中的挥发性元素已经耗尽，这些气体环最有可能的来源是潮汐破裂的岩石小行星。SDSSJ 1228 +1040相对较高的质量意味着行星系统不仅可以在4- 5百万太阳系恒星周围形成，而且可能在主序星后演化中幸存下来。

NGC 2547中的碎屑

Debris Disks in NGC 2547

我们已经调查了3000万年前的星系团NGC 2547行星碎片盘使用斯皮策。在4.5-8微米，我们是敏感的光球水平下降到中M星（0.2 Msol）和24微米的早期G星（1.2 Msol）。我们发现只有两到四颗恒星在~400-500个星团成员中有8微米的过量，导致在这个波长下的过量分数<~ 1%。相比之下，24 μ m处的过量部分约为40%（对于B-F型）。出四晚型恒星过剩8微米两个边缘的小行星状碎片磁盘是一致的。在具有强8 μ m超差的恒星中，一个可能来自过渡盘，而另一个可能是灾难性碰撞的结果。我们的调查表明，太阳型恒星周围的盘的内部0.1-1 AU部分在3000万年前非常彻底地清除。与24和70微米处的慢得多的过剩衰变相比，盘从内到外都是清晰的，在8微米处探测的内部区域的数量级为1000万年，而在两个较长波长处探测的内部区域的数量级为100万年或更多。

SDSSJ084539.17+225728.0: the first DBZ white dwarf with a metal-rich gaseous debris disc

We report the discovery of a third white dwarf hosting a gaseous debris disc, SDSSJ084539.17+225728.0. The typical double-peaked CaII 8498,8542,8662A emission lines can be modelled in terms of a Keplerian gas disc with a radial extent from ~0.5Rsun to ~1.0. The effective temperature of SDSS0845+2257, Teff=18600+-500K, is comparable to the two other white dwarfs with gaseous discs, SDSS1043+0855 and SDSS1228+1040, and hence substantially hotter than the bulk of white dwarfs where dusty debris discs were identified through the presence of infrared excess flux. This may suggest that the condition…

探测到60度长的矮星系碎片流

Detection of a 60 Degree-Long Dwarf Galaxy Debris Stream

我们在斯隆数字巡天中报告了一条60度长的恒星流，从大熊座延伸到六分仪。这条流宽约2度，与人马座矮星系的北潮汐臂明显不同。这条星系流的表观宽度表明，它的前身星系的大小和质量与矮星系相似。该溪流距离约21千秒差距，似乎几乎垂直于我们的视线。可见部分的流并没有经过任何已知的矮星系附近，虽然我们不能排除流可能形成一个已知的矮星系的轨道的内部。最有可能的解释是，这条流构成了一个矮星系的残骸，它在过去的某个时候被完全破坏了。我们还简要报告了一个小型的银河系卫星的发现，它位于新流的投影路径附近，但不太可能与它有关。

晚型矮星系的化学演化--多风星暴型矮星系NGC 1569和NGC 1705

Chemical Evolution of Late-type Dwarf Galaxies - The windy starburst dwarfs NGC 1569 and NGC 1705

由于现代望远镜和仪器的能力，现在有可能解析外部矮星系中的单个恒星，只要它们足够明亮。对于光度足够深的星系区域，构造了详细的色星等图，通过与合成图的比较，可以推断出恒星的形成历史和初始质量函数。恒星形成历史和初始质量函数都是星系化学演化模型的自由参数。在这篇文章中，我们展示了如何通过高分辨率测光原则上限制它们，使我们能够更好地理解矮星系形成和演化的机制。

寻找M矮星碎片盘宿主AU Microscopii的行星

A Search for Planets Transiting the M Dwarf Debris Disk Host, AU Microscopii

我们提出了高节奏，高精度的多波段测光的年轻，M1Ve，碎片盘星，AU显微镜。这些数据是在2005年的28个晚上，在波长范围从4500 nm到6600 nm的三个连续滤光片加上H $α$中获得的。光变曲线显示了恒星的内在变化，这是由于恒星黑子的振幅在蓝波段为0.051等，周期为4.847天。此外，在数据中检测到三个大的耀斑，它们都发生在恒星的最低亮度附近。我们删除的内在恒星的变化，并结合所有的过滤器的光变曲线，以寻找过境的可能的行星同伴轨道上的飞机的近边缘的碎片盘。组合的最终光变曲线的采样时间为0.35分钟，标准偏差为6.8毫马格（mmag）。我们进行了蒙特卡罗模拟，通过添加假过境所观察到的光变曲线，并发现有95%的意义，有没有木星质量的行星轨道在平面上的碎片盘的圆形轨道周期，P $\le 5$天。此外，没有年轻的类海王星行星（半径比年轻的木星小2.5 $\times$）在周期为P $\le 3$天的圆形轨道上。

用色星等图技术追踪人马座矮星系北流

Tracing out the northern stream of the Sagittarius dwarf galaxy with color- magnitude diagram techniques

标准宇宙学预测，矮星系是宇宙中最早形成的星系，其中许多星系后来合并形成更大的星系，如银河系。这一过程会在外晕中留下潮汐碎片或潮汐流等痕迹。我们在这里报告的检测两个新的潮汐碎片的北流人马座矮星系，基于宽视场，深色星等图的分析。这些探测提供了强有力的观测证据，证明人马座的剥离碎片从其中心延伸到60度，这表明这个星系的流完全包裹了银河系，几乎是极轨道。我们的负面探测也表明流是狭窄的，支持一个接近球形的银河系暗物质晕势。

人马座矮星系的2 MASS全天空视图：IV。人马座潮汐尾的建模

A 2MASS All-Sky View of the Sagittarius Dwarf Galaxy: IV. Modeling the Sagittarius Tidal Tails

从2微米全天巡天（2 MASS）恢复的M巨星最近被用来绘制人马座（Sgr）矮球状星系潮汐碎片的位置和速度分布图。我们将这个数据集与在各种刚性银河系势中运行的试验粒子轨道和卫星毁灭的N体模拟进行了比较，发现银河系在其中心50 kpc范围内的质量应该是3.8-5.6 × 10^11 Msun，这样任何Sgr轨道才能同时拟合Sgr拖尾碎片的速度梯度和Sgr前导碎片的远心。轨道极岁差的年轻的碎片和领先的碎片速度在相应的地区，老年人的碎片提供了相互矛盾的证据，分别有利于扁圆/长星系晕潜力，使我们得出结论，在过去的几个Gyr的轨道Sgr已经演变。根据潮汐流的速度色散和宽度，我们估计Sgr当前的束缚质量为M_Sgr = 2 - 5 x 10^8 Msun，与银河势的形式无关;这对应于Sgr核心的质光比（M/L）_Sgr = 14 - 36（M/L）_Sun的范围。模型的质量在这个范围内最适合的远心领先的Sgr潮汐碎片时，他们的轨道与径向周期约0.85 Gyr和有periGalactica和apoGalactica分别约15千秒差距和60千秒差距。这些距离将与到Sgr矮星的假定距离和银河系势的假定深度成比例。在这些模型中，碎片沿轨道的密度分布与M巨星的观测结果一致，在M巨星明显存在的所有轨道阶段，碎片都比Sgr M巨星的典型年龄年轻（即最近从卫星上丢失）。

矮星系NGC 6822中的PNe：新候选者的探测

PNe in the dwarf galaxy NGC 6822: Detection of new candidates

我们在矮不规则星系NGC 6822中发现了13个新的候选行星状星云，使其总数增加到17个。我们的候选PNe样本是完整的，低于最亮的PN 3.5等。

昴星团中G矮星的斯皮策观测：1亿年年龄的星周碎片

Spitzer Observations of G Dwarfs in the Pleiades: Circumstellar Debris Disks at 100 Myr Age

从斯皮策太空望远镜的波长范围从3.6到70微米的通量和上限提供了20个太阳质量的昴星团成员。其中一颗恒星可能有中红外线过剩，另外两颗可能有过剩，可能是由于星周碎片盘。对于在MIPS波长处具有最大、最安全的过量通量的恒星HII 1101，我们导出Log（L[尘埃]/L[太阳]）~ -3.8，碎片盘质量估计为4.2 x 10^-5 M（地球），假设尘埃颗粒大小均匀，为10微米。大型碰撞事件产生了短暂的过量的小尘埃颗粒，对于我们的大约1亿年前的昴星团G矮星样本来说，这种盘状瞬态的频率大约是10%。对于没有检测到24-70微米超差的恒星，其通量的上限对应于其盘质量的约3 sigma上限，使用MIPS 24微米上限为6 x 10^-6 M（地球），或使用MIPS 70微米上限为2 x 10^-4 M（地球）。这些上限盘质量（分别为“暖”和“冷”尘埃）大致一致，但略低于启发式模型的预测，该模型基于从太阳柯伊伯带的当前属性向后推断的“平均”太阳质量恒星碎片盘的演化。

矮球体潮汐碎屑作为构造形成模式的探索

Tidal debris of dwarf spheroidals as a probe of structure formation models

最近的观测表明船底座和其他附近的矮球状星系被银河系潮汐剥离的未束缚恒星所包围。我们运行高分辨率的N-体模拟的矮星系在银河系晕内的轨道，以确定这样的观察是否可以解释与暗物质潜力所暗示的当前结构形成模型。我们表明，潮汐力作用于矮星的恒定密度的核心或具有低浓度参数（$c < 5$）的尖形轮廓导致平坦的外部恒星密度分布像船底座的各种轨道配置。相反，它是更难以从尖状暗物质晕的浓度高达CDM模型预测的质量尺度的矮星系（$c \simgt 10$）和数据只能重现假设近径向轨道的恒星。我们的模拟显示船底座正在以一个分数速率失去质量，$< 0.1$ Gyr $^{-1}$和它的质光比可以膨胀最多2倍，由于未绑定的恒星沿视线投射。我们跟踪了三轴星系团冷暗物质银河晕内潮汐碎片的演化，它导致了恒星流的差旋和小尺度加热。这使得它们作为银河系势能的动力学示踪剂的用途实际上是无用的，但确实提供了一个新的测试暗物质的性质。具有暖暗物质（WDM）或流体暗物质（FDM）的模型产生的矮晕中心密度低于CDM，并且即使轨道的偏心率低至附近矮球体的当前数据所示，也与观察到的潮汐尾一致。FDM中的星系晕是光滑的球形，将有利于相干流的探测。

SDSSJ104341 .53+085558.2：第二颗带有气体碎片盘的白矮星

SDSSJ104341.53+085558.2: A second white dwarf with a gaseous debris disc

白矮星SDSSJ 104341.53 +085558.2的中分辨率光谱包含CaII 8498、8542、8662的双峰发射线，并确定该物体是第二个被富含金属的气体盘包围的单个白矮星，类似于最近发现的SDSSJ 1228 +1040。根据观测到的MgII 4481吸收线，光球镁的丰度是太阳值的0.3倍，这意味着白矮星是从星周物质中吸积而来的。巴耳末发射线和光球层HeI 4471吸收的缺失表明，吸积物质的挥发性元素已经耗尽，与SDSS 1228 +1040类似，可能是小行星潮汐破裂的结果。DAZ白矮星WD 1337 +705和GD 362的额外光谱没有显示CaII发射线。GD 362是少数几个显示出强烈红外通量过剩的冷DAZ之一，被认为是起源于一个拱星尘埃盘，它的温度可能太低，无法升华足够数量的盘材料来产生可检测到的CaII发射。与SDSS 1228 +1040和SDSS 1043 +0855一样，WD 1337 +705的温度适中，但镁的丰度是这三颗恒星中最低的，这表明光球层镁的丰度和钙II发射三重态的等效宽度之间可能存在相关性。我们对来自SDSS DR 4的7360颗白矮星的检查未能揭示额外的强“金属气盘”候选者，这意味着这些物体相当罕见。

矮椭圆星系NGC 185和NGC 205中星团的表面光度学

Surface Photometry of Star Clusters in the Dwarf Elliptical Galaxies NGC 185 and NGC 205

本文给出了近距离矮椭圆星系NGC185和NGC205星团的表面测光结果，它们是由深HST WFPC2F555W（V）和F814W（I）图像获得的。我们获得了NGC 185中六个星团、NGC 205中七个星团和NGC 205中一个最近发现的非恒星天体的表面亮度和颜色剖面。其中10个星团的表面亮度分布符合King模型，4个星团的表面亮度分布符合幂律。在符合King模型的星团中，有三个星团存在潮汐尾。

剧烈星系相互作用碎片中分子气体的形成

Formation of Molecular Gas in the debris of violent Galaxy Interactions

在星系之间的许多引力相互作用中，从一个或两个前体星系中撕裂出来的气体和恒星可以收集在“潮汐尾”中。恒星的形成在这些区域重新开始，产生“潮汐矮星系”，通过相互作用的明确时间尺度，让我们深入了解星系形成的过程。但是追踪恒星形成过程被证明是困难的：拥有年轻恒星的潮汐矮星系没有证据表明新恒星形成的分子气体。在这里，我们报告的发现分子气体（一氧化碳排放）在两个潮汐矮星系。在这两种情况下，分子气体的峰值与氢原子密度的最大值相同，这与大多数富含气体的星系不同。我们由此推断，分子气体是由HI形成的，而不是从相互作用的星系中以分子形式撕裂出来的。潮汐矮星系中的恒星形成过程似乎与我们这样的正常螺旋星系相似。

疏散星团NGC 2420的白矮星冷却年龄

The White Dwarf Cooling Age of the Open Cluster NGC 2420

我们已经使用了深HST WFPC 2观测NGC 2420中的两个字段，以产生一个集群CMD下降到V = 27。在施加形态选择标准后，我们在NGC 2420中发现了8个候选白矮星。我们的完整性估计表明，我们已经找到了WD冷却序列的终点。我们认为，簇距离模可能接近12.10，E（B-V）= 0.04。利用这些参数，我们发现NGC 2420的白矮星冷却年龄为2.0 +- 0.20（1 sigma）Gyrs。0.20 Gyr的不确定度包括测光误差、序列拟合误差、前兆时标误差和理论白矮星冷却时标误差。比较集群白矮星冷却年龄来自恒星等时线拟合的年龄，我们发现一个偏好的年龄来自模型，将对流过冲。

矮“过渡”星系的演化状态

Evolutionary Status of Dwarf ``Transition'' Galaxies

本文给出了NGC 3377 A、NGC 4286和IC 3475三个矮星系的深B、R和H α成像。根据以前的宽带成像和HI研究，Sandage & Hoffman（1991）提出这些混合形态星系分别是一个富含气体的低表面亮度Im矮星，一个失去大部分气体并从Im过渡到dS 0，N的有核矮星，以及一个缺乏气体的"巨大低表面亮度“早期类型星系的原型。结合我们的宽带和Halpha成像以及已发表的中性气体含量的信息，我们发现：（1）NGC 3377 A是一个矮螺旋星系，（2）NGC 3377 A和NGC 4286有相当数量的恒星形成，如它们的Halpha发射所示，而IC 3475没有检测到HII区，其范围很小;（3）NGC 3377 A和NGC 4286的恒星形成率至少比剑鱼座30的恒星形成率低20倍：（4）虽然NGC 3377 A和NGC 4286的恒星形成量相当，但它们的恒星形成区分布有很大差异;（5）以目前的恒星形成速率和气体含量，NGC 3377 A和NGC 4286都可以继续形成恒星超过一个哈勃时间;（6）NGC 3377 A和NGC 4286的总B-R色比IC 3475的总B-R色更红，因此这两个星系都不太可能进化成IC 3475;（7）IC 3475太蓝，不可能是dE。因此，我们的结论是，我们还没有确定潜在的前体星系，如IC 3475，除非发生显着的变化，在恒星形成率，无论是N…

NGC 185和NGC 205中性星际介质的性质

Properties of the Neutral Interstellar Medium in NGC 185 and NGC 205

本文描述了M31的两个伴星系NGC185和NGC205中中性气体的性质和运动学。HI的运动学表明，气体的内部起源（即恒星质量损失）应该被考虑，至少在NGC 185的情况下。这些矮椭圆星系中的分子云在许多方面与银河系的巨型分子云相似。然而，矮椭圆星系中的HI柱密度出奇地低。较低的星际紫外线场可能使矮椭圆星系比太阳附近更容易形成和保留分子气体。

NGC 6791中的白矮星：避免氦闪

White Dwarfs in NGC 6791: Avoiding the Helium Flash

我们认为，在NGC 6791中观测到的异常明亮的白矮星光度函数（Bedin et al 2005）是0.5 Msun的白矮星形成的结果，其核心是氦而不是碳。如果红巨星分支上升过程中的质量损失足以阻止恒星到达氦闪光，这可能会发生。这样的模型可以解释白矮星冷却速度较慢（相对于标准模型），并且自然地符合解释极端水平分支恒星的先进方案，其中一个群体也在这个星团中被发现。

关于NGC 3109和Antlia矮星系的中性气体含量和环境

On the Neutral Gas Content and Environment of NGC 3109 and the Antlia Dwarf Galaxy

作为对附近星系持续调查的一部分，我们以前所未有的速度分辨率和亮度灵敏度绘制了低表面亮度的中性气体含量，麦哲伦型星系NGC 3109及其环境，包括Antlia矮星系。NGC 3109的HI质量被测量为（3.8 +/- 0.5）x 10^8 Msun。在HI发射图像中以扩展的低表面亮度特征的形式检测到NGC 3109的盘中的实质性翘曲。我们报告在HI中探测到附近的Antlia矮星系，并测量其总中性气体质量为（6.8 +/- 1.4）x 10^5 Msun。我们发现NGC 3109的翘曲与Antlia矮星系中的气体处于完全相同的径向速度，并推测Antlia在过去的一次温和的遭遇~1 Gyr期间扰动了NGC 3109的盘。HI数据的背景中检测到的另外八个星系。

Four New Stellar Debris Streams in the Galactic Halo

We report on the detection of four new stellar debris streams and a new dwarf galaxy candidate in the Sloan Digital Sky Survey. Three of the streams, ranging between 3 and 15 kpc in distance and spanning between 37 and 84 degrees on the sky, are very narrow and are most probably tidal streams originating in extant or disrupted globular clusters. The fourth stream is much broader, roughly 45 kpc distant, at least 53 degrees in length, and is most likely the tidal debris from a dwarf galaxy. As the streams each span multiple constellations, we extend tradition and designate them the Acheron, Coc…

矮星暴风的金属含量：来自NGC 1569的Chandra观测结果

The Metal Content of Dwarf Starburst Winds: Results from Chandra Observations of NGC 1569

（节略）我们提出深，钱德拉光谱图像的矮星暴星系NGC 1569。前所未有的空间分辨率使我们能够在空间上识别集成的\x光谱的组成部分。拟合光谱模型需要一个固有的吸收成分和更高的金属丰度比以前的研究表明。我们的研究结果提供了第一个直接证据，从矮星暴星系的金属富集风。

利用人马座矮星系潮汐碎片的观测约束其历史

Constraining the History of the Sagittarius Dwarf Galaxy Using Observations of its Tidal Debris

我们提出了一个比较半解析模型的相空间结构的潮汐碎片与观测的恒星与人马座矮星系（SGR）。我们发现，数据中的许多特征可以用这些模型来解释。距离Sgr中心10-15度的恒星的性质--特别是垂直于Sgr轨道的物质的方向（c.f. Alard 1996）和速度梯度的扭结（Ibata等人1997）-与最近一次约5000万年前的近着丝粒通过期间剥离的未结合材料的预期一致。Mateo，Olszewski & Morrison（1998）在~ b=-35处观察到的表面密度斜率的突变可以理解为标志着这种材料的终结。然而，超过这一点的探测不太可能代表尾随流光中的碎片，在前一次通过时从Sgr撕裂约0.7 Gyrs前，但更合理地解释为超过1 Gyrs前丢失的领先流光材料，并一直缠绕在银河系周围。Mauriski等人（1999年）报告的观察结果也支持这一假设。我们确定这些属性的轨道上的碎片模型是一致的，目前已知的位置和速度的银河系的潜力与晕组件，具有圆周速度v_circ=140-200公里/秒的Sgr。与数据最匹配的模型是：Sgr目前的质量约为10^9太阳质量，并且在最近的1 Gyr中围绕银河系运行，在此期间，它的质量减少了2-3倍，或者说光度减少了相当于星系晕总光度的10%。这些数字表明，Sgr是迅速破坏，不太可能生存超过几个臂间通道。

Local Group矮星系NGC 6822的扰动ISM

The Disturbed ISM of the Local Group Dwarf Galaxy NGC 6822

我们提出了一个广泛的领域，高空间和速度分辨率的地图，整个扩展HI分布附近的本星系群矮星系NGC 6822。这些观测是用帕克斯单碟望远镜和澳大利亚望远镜紧凑阵列在镶嵌模式下获得的。NGC 6822有一个扩展的HI盘，其形状是由大量HI洞和壳的存在，包括一个超巨星壳，以及潮汐相互作用的影响，以潮汐臂和下落或相互作用的HI复合体的形式。这些潮汐特征在较低分辨率的数据中并不明显，只有NGC 6822的接近才能让我们清楚地看到它们。这表明矮星系中微小相互作用的重要性可能比以前假设的要大。

NGC 5905的巨大X射线耀斑：恒星、棕矮星还是行星的潮汐破裂？

The Giant X-Ray Flare of NGC 5905: Tidal Disruption of a Star, a Brown Dwarf, or a Planet?

我们将1990年静止星系NGC 5905的巨大X射线耀斑模拟为一个超大质量黑洞对恒星的潮汐破坏。从观察到的光度迅速下降，在几年的时间尺度，我们认为，耀斑是由回落的碎片，而不是随后通过薄盘吸积。后退模型允许对黑洞质量和碎片质量设置约束。后者必须比太阳质量小得多，才能解释耀斑非常低的光度。观测结果可以解释为低质量主序星外层的部分剥离，或者是褐矮星或巨行星的分裂。我们发现，耀斑中的X射线发射必须起源于一个小的补丁，而不是在整个环形材料围绕黑洞。我们认为，补丁对应的“亮点”的返回碎片流的影响环面。有趣的是，虽然耀斑的峰值亮度非常接近爱丁顿极限，但来自亮点的峰值通量接近爱丁顿极限。我们推测这一结果对其他耀斑事件的观测的影响。

局域空洞中的蓝色致密矮星系NGC 6789的恒星含量

The Stellar Content of NGC 6789, A Blue Compact Dwarf Galaxy in the Local Void

我们发现NGC 6789是迄今为止已知的最接近蓝致密矮星系的例子。在哈勃太空望远镜上的WFPC 2的帮助下，我们将NGC 6789分解为V和I波段的15，000多个点源。NGC 6789的年轻恒星只在星系中心附近被发现。在大银心半径的红巨星星群中，恒星的距离约为3.6 Mpc，恒星金属丰度[Fe/H]约为-2，最小年龄约为1 Gyr。尽管NGC 6789位于局部虚空中的孤立位置，金属丰度低，恒星形成活跃，但它的性质显然不是形成中的星系。

矮椭圆星系NGC 185和NGC 205的表面测光

Surface Photometry of the Dwarf Elliptical Galaxies NGC 185 and NGC 205

本文介绍了本星系群矮椭圆星系NGC 185和NGC 205中心（6 '.35 × 6'.35）区域的BVRI CCD面测光。NGC 185（R < 225英寸）和NGC 205（R < 186英寸）的表面亮度轮廓显示中心区域存在过量成分。NGC 185的颜色在R < 25”时向内变蓝，而在R >= 25”时保持不变。NGC 205的颜色在1”< R < 50”处向内变蓝，外部保持平坦。我们的测光，补充测光的基础上的远紫外和可见光图像的HST档案数据，表明有一个反转的颜色在非常核心的区域（约1”）。与邻近地区相比，核心部分的核的红色的影响进行了讨论。在这些星系的中心区域，多余的成分的数量估计为~10^5太阳光度。还研究了这两个星系中心区域尘埃云的分布。

B~22.5的绝对自行：V.人马座矮天体碎片在银心方向的探测

Absolute Proper Motions to B~22.5: V. Detection of Sagittarius Dwarf Spheroidal Debris in the Direction of the Galactic Anticenter

我们已经在l = 167 °方向上探测到了一个主要是蓝色（B-V <= 1.1）恒星的种群，b = -35度（Kapteyn选定区域71），不能用标准的星数模型来解释。在V ~ 20以下，这些恒星的颜色和星等与斯隆数字巡天探测到的南部高密度恒星相似，并被确定为人马座矮球状星系的剥离物质。我们提出了绝对自行的恒星在SA 71，我们发现，多余的蓝色恒星代表一个独特的，运动学冷却器的组成部分比银河场，并在合理的协议与预测的Sgr中断模型。V ~ 18.8且B-V <=1.1处多余SA 71星的密度与SDSS-南Sgr剥离材料的密度以及Helmi和White破裂模型预测的密度相差两个因子。另外三个反中心场（SA 29、45和118）与标准星数模型非常吻合。

人马座碎片的速度趋势和银河系暗物质晕的形状

Velocity trends in the debris of Sagittarius and the shape of the dark-matter halo of the Galaxy

最近，已经测量了2 MASS目录中M巨星的大量样本的径向速度，这些样本被选为Sgr矮星领先和尾随流的一部分。在这里，我们提出了一个比较他们的运动学模型的Sgr矮碎片轨道银河系的潜力，与晕组件的不同程度的扁平化和伸长。这一比较表明，到目前为止绘制的尾流部分是动态年轻的，因此并没有提供非常严格的限制银河系暗物质晕的形状。然而，领先的流，包含稍微老一些的碎片，其运动学提供了第一次直接的证据表明，银河系的暗物质晕有一个长球形的平均密度轴比接近5/3的轨道内的Sgr。

Metallicities for 13 nearby open clusters from high-resolution spectroscopy of dwarf and giant stars. Stellar metallicity, stellar mass, and giant planets

We present a study of accurate stellar parameters and iron abundances for 39 giants and 16 dwarfs in the 13 open clusters IC2714, IC4651, IC4756, NGC2360, NGC2423, NGC2447 (M93), NGC2539, NGC2682 (M67), NGC3114, NGC3680, NGC4349, NGC5822, NGC6633. The analysis was done using a set of high-resolution and high-S/N spectra obtained with the UVES spectrograph (VLT). These clusters are currently being searched for planets using precise radial velocities. For all the clusters, the derived average metallicities are close to solar. Interestingly, the values derived seem to depend on the line-list used…

光环中的RR天琴座恒星：分裂星系碎片流的示踪物

RR Lyrae Stars in the Halo: Tracers of Streams of Debris of Disrupted Galaxies

我们讨论的第一部分的调查RR天琴座变量的星系晕，正在与1米施密特望远镜在委内瑞拉国家天文台。到目前为止，这项调查已经在380平方米的土地上发现了497个变量。度，距离太阳4到60千秒差距。它已经检测到三个统计上显著的变量团块，这表明外晕没有平滑的密度轮廓。其中一个团块位于距离银河系中心50千秒差距处，它可能是人马座矮球状星系的潮汐碎片。第二个结构，在距离银河系中心17千秒差距处，似乎是由于球状星团星云5的潮汐破裂。第三个星系群，在19千秒差距，与任何已知的球状星团或矮星系无关。关于它的性质所知甚少，这与它是来自分裂星系的碎片是一致的。

矮星系NGC 1705 --一个高度复合的恒星星族

The Dwarf Galaxy NGC 1705 -- A Highly Composite Stellar Population

我们在$B$、$V$、$R$、$J$、$H$和$K$波段上呈现了非晶矮星系NGC 1705的可见光和近红外图像。星系中的光学和近红外颜色与颜色类似于最蓝的Sc核的复合人口一致。年轻恒星对星系盘人口的贡献从中心向外减少。在近红外图像中，我们检测到三个未解决的点源，其中两个有颜色和亮度相媲美的中间年龄LMC集群。

NGC 5694中一颗红巨星的化学特征研究：一个具有矮球状体化学特征的球状星团？

Chemical Abundance Study of One Red Giant Star in NGC 5694 : A Globular Cluster with Dwarf Spheroidals' Chemical Signature?

报道了贫金属外晕球状星团NGC 5694中一颗红巨星分支星的丰度分析。我们得到[Fe/H] =-1.93，基于电离线，我们的金属丰度测量与以前的估计是一致的。我们发现NGC 5694的[Ca+Ti/2Fe]和[Cu/Fe]比其它具有类似金属丰度的球状星团低0.3 - 0.4 dex，但与某些矮球状星系中的LMC星团和恒星相似。然而，在中子俘获元素的丰度方面仍然存在差异。独特的化学丰度模式和巨大的银心距离（30 kpc）和径向速度（-138.6 +/-1.0 km/sec）表明NGC 5694有着河外起源。