The Dwarf Spheroidal Companions to M31: Variable Stars in Andromeda VI
我们利用哈勃空间望远镜F450 W和F555 W观测资料对M31的矮球状星系伴星系仙女座VI进行了变星观测。总共发现了118个变量，其中111个是RR天琴座，6个异常造父变星，1个变量我们无法分类。我们发现，仙女座VI异常造父变星的性质与其他矮球状星系中的异常造父变星一致。我们修改了这些变量的现有的周期光度关系。此外，使用这些和其他可用的数据，我们表明，根本和第一泛音异常造父变星之间没有明显的差异，在较短的周期振幅图，不像RR天琴座。对于仙女座VI RR天琴座，我们发现它们在周期-振幅图上靠近奥斯特霍夫I型星系团球状星团，尽管RRab星的平均周期<P_ab>= 0.588 d，比典型的奥斯特霍夫I型星系团稍长。仙女座VI的天琴座RR的平均V星等为25.29+/-0.03，在Lee，Demarque，& Zinn距离尺度上的距离为815+/-25 kpc。这与红巨星分支顶端的I星等得出的距离一致。同样地，天琴座RR的性质显示仙女座VI的平均丰度与红巨星分支的平均颜色一致。
2002-05-21 astro-ph
The Dwarf Spheroidal Companions to M31: WFPC2 Observations of Andromeda I
图像是由哈勃太空望远镜WFPC 2拍摄的仙女座I，一个矮球状（dSph）星系，位于M31的外晕。由此产生的颜色-星等图首次揭示了该系统中水平分支的形态。我们发现，在一个类似的方式，许多银河dSph的同伴，水平分支（HB）的和~I主要是红色的。结合这个dSph的金属丰度，这个红色的HB形态表明And I可以被归类为M31外晕中的“第二参数”系统。这一结果支持了M31的外晕以与银河系外晕相同的扩展混沌方式形成的假设。
1996-10-11 astro-ph
Abundances of Red Giants in the Andromeda II Dwarf Spheroidal Galaxy
我们用凯克II望远镜上的LRIS获得了仙女座II（M31的矮球状伴星）中50颗候选红巨星的光谱。在排除背景星系和银河系前景恒星之后，我们只剩下42颗红巨星的样本，根据径向速度可以明确地确定它们属于仙女座II。在Lick/IDS系统上测量的线指数与Keck II和Palomar 5米望远镜获得的V和I测光相结合，以调查这些恒星的年龄和金属丰度分布。通过与球状星团和疏散星团中Lick/IDS标准星的线指数比较，我们得到了[Fe/H] = -1.47+/-0.19 dex的平均金属丰度。这证实了早先基于Thuan-Gunn gr光度学的结论，即仙女座II服从恒星平均金属丰度和星系光度之间的熟悉关系。还有证据表明，基于测量的Mgb线指数和观测到的星系巨分支宽度的分散，金属丰度的分散度为0.35+/-0.10 dex。虽然现有的观测表明，本星系群矮星系的平均恒星金属丰度相当敏感地依赖于宿主星系的绝对星等，但金属丰度的内部扩散似乎相对独立于光度。最后，在星族II红巨星分支的上方发现了少量的恒星，这表明在这个星系中存在适度的中年人口。（简略）。
1999-07-08 astro-ph
Discovery of Andromeda XIV: A Dwarf Spheroidal Dynamical Rogue in the Local Group?
在我们对仙女座星系外晕的调查过程中，我们发现了一个遥远的，可能是该系统的卫星，半径为162 kpc（11.7度）。这颗相当细长（椭圆率为0.31 +/- 0.09）的矮星可以用1.07千秒差距（d/784千秒差距）的King轮廓来拟合，其中卫星距离d估计为630-850千秒差距。新发现的星系“仙女座XIV”（“AndXIV”）以其极端的动力学将自己与其他本星系群星系区分开来：Keck/DEIMOS光谱显示它具有较大的日心径向速度（-481 km/s），或相对于M31的速度为-206 km/s。根据最新的M31质量模型，即使在其投影半径下，AndXIV也已经达到了M31的逃逸速度。如果AndXIV与M31结合，那么最近的M31维里质量减少的模型需要向上修正。如果不与M31绑定，那么AndXIV现在第一次落入本星系群，代表一个矮星系，它几乎在孤立中形成并度过了它的整个生命。
2007-10-03 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
Structural parameters for the M31 dwarf spheroidals
根据红巨星分支星的分辨计数，分析了仙女座I、II、III、V、VI、VII和鲸鱼座矮球状星系的投影结构和综合性质。对于每个对象，我们已经推导出等值线图，表面亮度剖面，绝对星等，中央表面亮度，以及大量的其他形态参数。我们的分析探测到比以前大多数研究更大的半径和更暗的表面亮度，因此我们发现星系通常比以前认识到的更大更亮。特别是，仙女座V的光度被认为是一致的，已推导出它的较高的金属丰度值。仙女座I显示出强有力的证据，潮汐中断和S形的潮汐尾巴清晰可见。另一方面，鲸鱼座没有显示出任何潮汐截断的证据，更不用说破坏了。仙女座II显示了令人信服的证据，表明在小半径处有大量多余的恒星，并表明该星系由次级核心组成。比较M31矮椭球星族和银河星族，我们发现M31星族的尺度半径比银河星族的尺度半径大至少两倍。我们还发现，这两个群体是相互抵消的中心表面亮度-光度关系。最后，我们发现，M31矮椭球体显示出相同的相关性与距离主机所示的银河系人口，这样矮椭球体与更高的中央表面亮度被发现远离他们的主机。这再次表明环境在矮星系演化中起着重要作用。
2005-10-31 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
The Dwarf Spheroidal Companions to M31: WFPC2 Observations of Andromeda II
HST WFPC 2相机已被用于拍摄仙女座II，一个矮球状体（dSph）的伴星M31。由此产生的色星等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一样，和大多数银河系dSph同伴一样，And II的HB形态主要是红色的。然而，与和I不同，没有证据表明和II数据中HB形态存在径向梯度。And II中至少有50%的恒星星族比球状星团的年龄年轻。另一方面，And II中蓝色的天琴座HB和RR变星的存在，证明了另外一个年老（年龄> 10 Gyr）星族的存在。因此，And II像许多银河系的dSphs一样，有一个漫长的恒星形成时期。我们得到的距离证实了And II与M31的关联，而不是与M33的关联，因为And II在天空中更接近M33。And II到M31中心的真实距离在160到230千秒差距之间。根据目前的dSph伴星样本，银河系和M31的dSph卫星系统的大小相当，外半径为250 kpc。And II红巨星分支的平均丰度为<[Fe/H]> = -1.49 +/- 0.11，内部丰度分布惊人地大，其特征为sigma（int）（[Fe/H]）~ 0.36 dex，远大于And I（0.21）。因此，尽管这两颗M31 dSph伴星的光度和平均金属丰度非常相似，但它们显然有着不同的化学演化历史。我们的结论是，银河系dSph同伴之间的进化历史的多样性明显，现在也牢固地建立在M…
1999-11-02 astro-ph
Discovery of an extended halo of metal-poor stars in the Andromeda spiral galaxy
了解星系形成包括分别对遥远星系和邻近星系的回顾和化石记录研究。在我们银河系古老恒星的球状晕中的碎片痕迹提供了通过潮汐破裂/矮卫星星系合并“自下而上”形成的证据，但很难从内部研究我们银河系的大尺度结构。对我们邻近的仙女座星系的研究得出结论，它的球状体包含半径为30千秒差距的化学富集（“富含金属”）恒星，其密度呈指数r^1/4下降，因此类似于银河系的“凸起”。如果仙女座星系的真正光环被发现，我们对它的恒星动力学、子结构、化学丰度和年龄分布的详细而全面的了解将直接限制等级光环形成模型。我们在这里报告发现了迄今为止难以捉摸的贫金属仙女座恒星的晕，不同于它的凸起，具有幂律亮度轮廓，延伸超过r = 160千秒差距。这是3 - 5倍大于任何以前映射仙女座球状/磁盘组件。银河系和仙女座星系的晕合在一起，跨越了它们之间距离的1/3，这表明恒星占据了我们本星系群的相当大的体积比例，可能是大多数星系群。
2006-07-15 astro-ph
Strangers in the night: Discovery of a dwarf spheroidal galaxy on its first Local Group infall
我们使用DEIMOS/Ekk-II对AndXII矮球状星系进行了光谱观测，显示它正在快速地穿过本星系群（日心速度为-556 km/s，相对于仙女座的MW为-281 km/s），从仙女座核外约115 kpc处落入本星系群。因此，andXII代表了一个矮星系，它可能是第一次落入本星系群，而且从未经历过致密的星系环境。根据绿岸望远镜的观测，H{I}气体的质量限制在<3000兆太阳，这表明AndXII的气体可能在经历本星系群的潮汐之前就已经被移除了。轨道模型显示，这颗矮星的逃逸速度接近已发表的质量模型中M31的逃逸速度。andXII是我们对卫星星系晚期陷落的最好的直接证据，这是宇宙学模拟的一个预测。
2007-05-28 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
Dwarf-spheroidal satellites: are they of tidal origin?
银河系和仙女座星系一定是在最初的子结构合并时期形成的。由于基本的物理守恒定律，潮汐矮星系（TDGs）可能已经产生。在这里，我们表明，这样的TDGs出现后，哈勃时间的动态演化的主机暗物质晕，作为对象，类似于已知的dSph卫星星系。我们讨论的可能性，银河系的一些卫星可能是潮汐起源。
2007-01-10 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
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
Proper Motions of Dwarf Spheroidal Galaxies from Hubble Space Telescope Imaging. IV: Measurement for Sculptor
本文介绍了利用哈勃空间望远镜成像摄谱仪在成像模式下拍摄的图像对玉夫座矮球状星系自行的测量。
2006-01-24 astro-ph
The mass content of the Sculptor dwarf spheroidal galaxy
我们提出了一个新的确定的质量含量的玉夫座矮球状星系，基于一种新的方法，考虑到两个不同的恒星星族存在于这个星系。这种方法有助于部分打破众所周知的质量各向异性简并存在于压力支持恒星系统的建模。
2008-07-15 astro-ph
Gravitational microlensing by the halo of the Andromeda galaxy
Paczyovski已经证明引力微透镜是探测我们星系暗晕中褐矮星的一种有用的方法。目前正在进行几项实验，以监测大麦云云中的数百万颗恒星，目的是找到这种微透镜事件。在这里，我讨论的可能性，作为目标恒星在仙女座星系。这样的实验将对我们晕圈中的褐矮星和M31中的褐矮星都很敏感。M31晕中褐矮星引力微透镜的光学深度$τ$为$\sim 10^{-6}$，与我们晕的$τ$值相当。我还计算了微透镜率和平均透镜持续时间，并进一步考虑了$τ$对晕形状的依赖性。
1993-11-19 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
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
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
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
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
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
On the Nature of Andromeda IV
仙女座IV位于距离M31中心40'或9 kpc的投影距离处，是一个神秘的天体，在范登伯格寻找M31的矮球状伴星时首次发现。与其他已知的矮球状体相比，And IV更蓝、更紧凑、表面亮度更高，因此有人认为它要么是M31外盘中相对较老的“星云”，要么是背景矮星系。我们提出了深HST WFPC 2观测和IV和周围的领域，随着地面长缝光谱和Halalpha图像，用于破译这个令人困惑的对象的真实性质。我们找到了令人信服的证据，证明And IV是透过M31盘面看到的背景星系。中等表面亮度（SB（V）~24），非常蓝的颜色（V-I<~0.6），低的恒星形成率（~0.001太阳质量/年）和低的金属丰度（~10%太阳质量），这些都与And IV是一个小的矮不规则星系，可能类似于本群矮星IC 1613和六分仪A的结论相一致。虽然到And IV的距离并没有严格限制在当前的数据集，但各种论点表明它位于5<~D<~8 Mpc的范围内，将其置于本星系群的范围之外。它可能与一个松散的星系群有关，主要成员包括UGC 64、IC 1727和NGC 784。我们报告更新的位置和径向速度和四。
2000-04-30 astro-ph
Early Gas Stripping as the Origin of the Darkest Galaxies in the Universe
已知的大多数由暗物质控制的星系（天龙座，小熊座和仙女座九）是银河系和仙女座星系的卫星。它们是一类暗淡星系的成员，没有气体，被称为矮椭球体，并且具有迄今为止最高的暗物质与发光物质的比例。没有一个提出来解开它们起源的模型可以同时解释它们异常的暗物质含量和它们与一个大得多的星系的接近。在这里，我们报告的模拟显示，这些星系的祖先可能是气体占主导地位的矮星系，成为一个更大的星系的卫星早于其他矮球状体。我们发现，大约在100亿年前，潮汐冲击和冲压压力的组合将这些祖先的全部气体成分一扫而空，因为宇宙紫外线背景的加热使气体保持松散的束缚：嵌入相对巨大的黑暗晕中的一个微小的恒星成分存活到今天。所有明亮的星系都应该被一些以暗物质为主的矮椭球卫星星系所包围，这些卫星星系的轨道周期应该是矮椭球星系中最短的，因为它们很早就被吸积了。
2007-02-20 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
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
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
The Nuclear Structure of the Sagittarius Dwarf Spheroidal Galaxy
我们提出了一个研究的人马座矮球状星系（Sgr）的中心部分。我们发现在M~54（以下简称NS）附近有一个明显的超密度的Sgr星。NS是一个很好的King模型，它具有典型的矮椭圆核的特征。这是否意味着M~（54）已经螺旋进入NS的势阱，或者说M~（54）是真正的核，NS已经形成在它的势阱中，仍然是一个有待解决的问题。
2003-09-02 astro-ph
Numerical simulations of the metallicity distribution in dwarf spheroidal galaxies
最近的观测表明，在银河系的矮球状卫星中，金属丰度非常低的恒星数量很少，尽管这些系统中恒星的平均金属丰度很低。我们进行数值模拟的恒星形成和金属富集的矮星系，以验证这一结果是否可以复制与“标准”的假设。答案很可能是否定的，除非观测中存在对金属丰度非常低的恒星的选择偏差。
2006-12-08 astro-ph
The Kinematics of Dwarf Spheroidal Galaxies
我回顾观测数据的运动学性质的矮球状星系的晕的银河系和超越。目前的数据证实了以前的说法，这些星系有异常大的中心速度色散。“简单”的偏差来源，如双星，内部大气运动，测量误差，小样本量不能解释所有dSph系统中的大分散措施。最近的数据表明，在一些这样的矮星的速度色散剖面是平坦的，以他们的经典潮汐半径。我讨论了如何这些结果可以（或不能）通过调用各种不同的模型，包括经典的暗物质晕，潮汐破坏和MOND理解。
1997-01-21 astro-ph
Chemical abundances of RGB-Tip stars in the Sagittarius dwarf Spheroidal galaxy
我们提出了初步的铁丰度和$α$元素（Ca，Mg）丰度比的样本22红巨星分支（RGB）在人马座矮球状星系（Sgr），选择附近的RGB-提示。该样本代表Sgr优势种群。平均铁丰度为[Fe/H]=-0.49。$α$元素丰度比略低于太阳，与Bonifacio等人最近提出的结果一致。(2004，A&A，414，503）。
2004-10-29 astro-ph
Searches for HI in the Outer Parts of Four Dwarf Spheroidal Galaxies
以前在我们银河系的矮球状体同伴中寻找原子气体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。我们提出了新的观测矮椭球六分仪，狮子座我，小熊座，天龙座，使用NRAO 140英尺的望远镜搜索更远的半径比以前做的。新的数据在所有情况下都至少是核心半径的2.5倍，在两种情况下甚至远远超过潮汐半径。这些观测结果给出HI柱密度的极限为2-6 x 10^17个原子cm^-2。除非HI离星系中心很远，否则我们可以得出结论，这些星系目前不包含大量的原子气体。我们讨论观察是否可能错过了一些原子气体。
1999-10-21 astro-ph
The distance to the Sgr dwarf spheroidal galaxy from the Red Giant Branch Tip
我们导出了从红巨星分支尖端到人马座矮椭球星系中心区域的距离。所获得的距离模数是$(m-M)_0=17.10\pm0.15$，对应于日心距离$D=26.30\pm1.8$ Kpc。在采用最精确的星团金属丰度估算和最近的$M_V(RRLy) vs.[Fe/H]$关系标定后，这个估算值与球状星团M~54的RR型天琴座星的距离吻合得很好。
2004-06-15 astro-ph
C star survey of the Local Group Galaxies. III The Sagittarius dwarf irregular and Leo I dwarf spheroidal galaxies
我们目前的最新结果，我们正在进行的同质冷C星调查的本群矮星系。我们将双色测光技术应用于两个小星系的研究：人马座矮星系（SagDIG）和狮子座I。我们在SagDIG中识别出16颗C星，在Leo I中识别出13颗C星。尽管这两个星系都有已知的C星群，但我们在每个星系中发现了7颗以前未知的C星。给出了每个星系中所有已知C星的光度特性。它表明，我们的定义的C星，我们的光度标准的基础上，产生一个子集的碳星均匀的属性有用的人口比较。
2001-09-27 astro-ph
Andromeda IX: Properties of the Smallest M 31 Dwarf Satellite Galaxy
本文介绍了最近发现的M31的And IX矮球状卫星星系的WIYN观测结果.我们的数据是在自然视宁度为0.5“，刚刚达到水平分支水平时获得的，证实了And IX是一个dSph星系，距离与M 31相似。对碳星的调查显示，没有证据表明And IX中存在中等年龄（1- 10 Gyr）的恒星星族。根据红巨星分支，我们估计金属丰度大约为-2 dex。结合红巨星分支的光度，这导致距离为735 kpc，使And IX距离M31约45 kpc。这个微弱的dSph遵循光度和金属丰度之间的关系，以及光度和表面亮度之间的关系，由其他本星系群dSph星系定义。核心半径和潮汐半径分别为1.35'和5.9'。我们的结论是，和IX -尽管它的低光度-可能是一个普通的本地组dSph和讨论其形成的影响，从一次更大的，但剥离祖或从一个本质上低质量的种子。
2005-01-20 astro-ph
Deconstructing dwarf galaxies: a Suprime-Cam survey of Andromeda II
（摘要）我们提出了深，次水平分支，多色测光的仙女座II矮球体（和II dSph）采取斯巴鲁Suprime-Cam。我们在这个星系中发现了一个红色团块人口，这是第一次在M31 dSph中检测到这种特征，通常其特征是没有显着的中间年龄人口。我们构建的径向配置文件的各种恒星星族，并表明，水平分支有一个几乎恒定的密度空间分布到大半径，而最红的红巨星分支恒星集中在一个指数分布。我们认为，这些人口跟踪两个不同的结构组成部分和II，并表明这种假设提供了一个很好的匹配，这个星系的整体径向轮廓。在大半径处，扩展分量支配着恒星星族，而指数分量支配着内部的几个弧分。我们发现，这两个组件有非常不同的恒星星族;指数分量的平均年龄为$\sim 7 - 10$陀螺老，是相对丰富的金属（[Fe/H] $\sim -1$），但有一个显着的尾巴低金属，并拥有一个红色的团块。另一方面，扩展组分是古老的（$\sim 13$陀螺），贫金属（[Fe/H] $\sim -1.5$），具有较窄的分散度$σ_{\rm [Fe/H]} \simeq 0.28$，并且具有发育良好的蓝色水平分支。扩展部分包含了And II大约四分之三的光，其不寻常的密度分布在本星系群矮星系中是独一无二的。这表明它的形成和/或演化可能与其他矮星系完全不同。
2007-05-10 astro-ph
The counterparts of Local Group dwarf spheroidals in nearby clusters
在这篇文章中，我们报告了在天炉座星系团的核心发现矮椭球体（dSphs）。它们的光度特性--像星等、颜色、表面亮度--与本星系群dSphs非常相似。然而，在一个给定的总星等下，天炉座的dSphs似乎比它们的本星系群对应的星等更长。麦哲伦望远镜拍摄的深宽视场图像的表面亮度波动测量已经证实了几个矮星系候选者在天炉座的成员资格。对这些图像的分析也证实了天炉座dSphs的光度函数的平坦昏暗的末端斜率，这与λ CDM理论中预期的大量与矮星系相连的小暗物质晕相矛盾。在长蛇座I和半人马座星系团中也发现了矮球状体。对它们光度特性的初步分析表明，它们遵循与天炉座和本星系群相似的标度关系。
2005-05-10 astro-ph
Dwarf spheroidal galaxies in nearby groups imaged with HST
考虑了88个距离D < 10 Mpc的附近矮球状（dSph）星系的全天列表。大多数物体最近由Karachentsev和Karachentsev根据POSSII/ESO-SERC调查发现。预计在这一卷中还有100个dSph星系，由于它们的低光度和低表面亮度，到目前为止还没有发现。除了本星系群的22颗dSphs成员外，还有33颗dSphs在其他附近的星系群中，最近已经被解析为HST恒星。只有5%的本地dSphs位于已知群之外。讨论了矮球状星系的基本参数，特别是绝对星等、表面亮度、金属丰度和潮汐指数之间的观测相关性。观测到的dSphs数量随着最亮星系的光度而增加。在一个“合成”的邻近星系群中，矮球状星系在深度上相对于主星系对称分布，均方根距离散射为200千秒差距。合成组中dSphs的投影径向分布遵循曲线N（R）~ exp（-R/200 kpc）。
2005-04-20 astro-ph
The distance to the Leo I dwarf spheroidal galaxy from the Red Giant Branch Tip
本文介绍了以狮子座I为中心的9.4弧分× 9.4弧分的V和I测光。红巨星分支尖端的I星等是从两个不同的数据集稳健地估计的（I^{TRGB}=17.97 + 0.05/-0.03）。从这个估计中，采用RGB星与银河模板比较的[M/H]=-1.2，我们得到距离模（m-M）_0=22.02 +/-0.13，对应于距离D=254 +16/-19 Kpc。
2004-07-21 astro-ph
A Survey for Low-Surface-Brightness Galaxies Around M31. I. The Newly Discovered Dwarf Andromeda V
我们目前的图像和颜色星等图和V，一个新的矮球状伴侣M31，发现使用数字滤波技术应用到1550平方度的第二次帕洛玛巡天。在后续的4 m V和I波段图像中，V很容易分解成恒星，我们使用红巨星分支尖端方法从中推导出810 +/- 45 kpc的距离。在不确定性的范围内，这个距离与M31的星族II距离相同，再加上112 kpc的预测距离，为两个星系之间的物理关联提供了强有力的支持。在H α、1.4 GHz无线电连续谱或IRAS带通中没有检测到And V的发射，并且在颜色-星等图中没有看到年轻的人口，这可能表明And V是不规则的。因此，作为本星系群的一个新的矮球状成员的分类似乎是可靠的。经过消隐校正的中心表面亮度为25.2 V等/平方角秒，平均金属丰度[Fe/H]约为-1.5，没有证据表明存在AGB上部的恒星，And V类似于And I和III。
1998-07-22 astro-ph
