Full-Fledged Dwarf Irregular Galaxy Leo A
我们已经研究了狮子座A -孤立的和非常丰富的气体矮不规则星系非常低的恒星质量和金属丰度。狮子座A中的恒星星族的年龄从~ 1000万年到~10千兆年不等。在这里，我们报告发现了一个古老的恒星晕和一个尖锐的恒星边缘。我们还发现了恒星的分布延伸到星系的气体包层之外。因此，狮子座A的结构以及恒星和气体含量被发现类似于大质量盘星系。这意味着恒星质量非常低的星系也能够发展出复杂的结构，挑战了当代对星系演化的理解。
2004-05-17 astro-ph
Comparing the old Stellar Population in Globulars and Dwarf Galaxies: The Cases of Phoenix and Leo A
由于它们的恒星形成历史（SFH），矮星系（DG）中的恒星星族可能具有金属丰度分布，最好通过红巨星分支（RGB）的形态来追踪。我们在这里探索一个纯粹的经验方法，旨在估计平均金属丰度（Z）和Z传播的比较颜色-星等图（CMD）的星系球状星团（GC）与两个DG：狮子座A（HST数据）和Phoe（VLT Fors 2数据）。
2002-09-13 astro-ph
The Chemical Abundances of the Stellar Populations in the Leo I and Leo II dSph Galaxies
利用凯克一号10米望远镜上的LRIS获得了狮子座I矮球状星系（dSph）中102颗红巨星分支（RGB）星和狮子座II dSph中74颗RGB星的光谱。我们报告的钙丰度[Ca/H]来自钙II三线态吸收线的强度在8498，8542，8662埃的恒星光谱中使用一个新的钙II三线态校准[Ca/H]。这两个星系有不同的平均[Ca/H]值，Leo I为-1.34 +/- 0.02，Leo II为-1.65 +/- 0.02，内禀丰度色散分别为1.2和1.0 dex。导出的丰度的典型随机误差和总误差分别为0.10和0.17 dex每星。为了与现有文献进行比较，我们还将Ca II测量值转换为Carretta和Gratton（1997）标度的[Fe/H]，尽管我们讨论了为什么这可能不是金属丰度的最佳决定因素; Leo I的平均值[Fe/H] = -1.34，Leo II的平均值[Fe/H] =-1.59。狮子座I的金属丰度分布函数近似为高斯型，在富金属端有一个过量，而狮子座II的金属丰度分布函数在富金属端有一个突然的截止。狮子座II较低的平均金属丰度与它的光度较低的事实相一致，因此总质量比狮子座I低;因此狮子座II的演化可能受到银河风中质量损失的影响更大。我们将我们观测到的金属丰度分布函数与Dolphin（2002）从哈勃太空望远镜获得的深部CMD建模中推断的分布函数进行比较。该模型预测的中值金属丰…
2007-02-08 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
The Brightest AGB Stars in the Leo I Dwarf Spheroidal Galaxy
介绍了利用新的日本-南非红外巡天设备（IRSF）对矮球状星系狮子座I进行研究的第一批结果。J，H，K_{s}的观测表明，大多数，如果不是全部，至少在AGB的顶部一个星等是由碳星组成的。这些对象在K_{s} -（J- K_{s}）平面中形成紧密序列。此外，还有五个非常红的物体，据信是被尘埃笼罩的AGB星。他们的Mbol接近-5.0，并且处于AGB尖端。通过与麦哲伦星团中的碳Miras比较，并考虑到狮子座I星群年龄和金属丰度的其他证据，这些被遮蔽的恒星属于狮子座I中最年轻的重要星群，年龄约为2 Gyr。其中一些可以被证明是可变的。
2002-05-23 astro-ph
Oxygen and Nitrogen in Leo A and GR 8
我们目前的元素丰度的多个HII区域的狮子座A和GR 8获得的长缝光谱的这两个附近的低光度矮不规则星系。正如从它们的光度所预期的那样，并与以前的观测结果一致，这两个星系中的氧丰度都非常低。对狮子座A行星状星云的高信噪比观测结果为12 + log（O/H）= 7.30 +/- 0.05;对狮子座A四个HII区域氧丰度的“半经验”计算结果为12 + log（O/H）= 7.38 +/- 0.10。这些结果证实了狮子座A是已知附近星系中ISM金属丰度最低的星系之一。根据两个HII区域的结果，弱[O III] 4363线的高信噪比测量，GR 8的平均氧丰度为12 + log（O/H）= 7.65 +/- 0.06;使用“经验”和“半经验”方法，得出其他6个GR 8 HII区域的类似丰度。与之前其他低金属量星系的结果类似，狮子座A的平均log（N/O）= -1.53 +/- 0.09，GR 8的平均log（N/O）=-1.51 +/- 0.07。没有证据表明在HII区的O/H或N/O的显着变化。对附近（D < 5 Mpc）的不规则星系的氧丰度测量，其金属度-光度关系的平均相关系数为12 + log（O/H）= 5.67 - 0.151 M_B，氧的色散关系为0.21。这些观测结果证实，富含气体的低光度星系在其星际介质的电离气相中具有极低的元素丰度。虽然狮子座A是已知附近星系中金属丰度最低的星系…
2005-09-22 astro-ph
FH Leonis, the first dwarf nova member of a multiple star system?
1992年，在HIPPARCOS卫星上观测到HD 96273或BD+07 2411 B的突然增亮，这仍然需要一个令人信服的解释。一个新的分析所有已知的数据，这两颗星，包括额外的信息的巴耳末线等效宽度。这种增亮可以解释为SU UMa型矮新星爆发，叠加在两颗正常F型和G型主序星的组合光上。由于假设的矮新星与HD 96273和BD+07 2411 B的距离相同，我们可能在这里看到了激变变星作为多恒星系统成员的第一个例子。关于历史和进化的问题，以及可能的方式来确认这种解释，简要概述。
2006-03-27 astro-ph
The dwarf nova RZ Leonis : photometric period, "anti-humps" and normal alpha disk
我们目前的结果差示光度计的矮新星RZ狮子座跨越11年的基线。光变曲线最显著的特征是一个振幅可变的非相干周期峰。季节性时间序列分析得出的光度周期为0.0756（12）d。此外，还观察到月尺度平均震级的低幅波动。我们发现，驼峰的振幅与恒星的平均星等是反相关的，当系统非常微弱时，驼峰的振幅变成“负”（即吸收特征或“反驼峰”）。还观察到次级驼峰和“反驼峰”。从“反驼峰”到完全发育的驼峰的转变发生在70天的时间尺度上。我们认为这是吸积盘对传质速率增加的快速响应。在这种情况下，我们推导出一个粘度参数α ~ 0.08，即远远大于通常声称的WZ Sge类星。我们注意到，狮子座RZ的次级星接近于一颗主序星红矮星，而不是像其他长周期SU Uma星如WZ Sge和V592 Her那样的类棕矮星，我们的结果表明，大振幅长周期矮新星不一定对应于同一演化阶段的天体。
1999-10-21 astro-ph
RR Lyrae variables in the dwarf spheroidal galaxy Leo I
我们报告的发现，一个重要的人口RR天琴座变量在矮球状星系狮子座一。基于40 V和22 B的图像，使用ESO宽视场成像仪，我们已经确定到目前为止，74个候选RR天琴座的两个CCD的主机星系的主体。其中47个是Bailey { \it ab}型RR天球（RRab's），7个是{ \it c}型RR天球（RRc's）。目前确认的RRab样本的周期分布在P=0 \fd 60处达到峰值，最小周期为0 \fd 54。脉动性质显示狮子座I是一个中间奥斯特霍夫类型，类似于本星系群和大麦哲伦星系中的其他矮星系。然而，{ \it ab}型变星的最小周期相当长，以及大量长周期和大振幅的RRab，表明狮子座I的大部分老星群更像奥斯特霍夫II型球状星团。最直接的解释是，狮子座I的天琴座RR星中存在一个金属丰度范围，其中有大量的贫金属恒星。或者，这些OoII变量可以更进化。在整个周期中，天琴座RR的平均视星等是$<V(RR)>= 22.60 \pm 0.12$ mag，在"长“距离尺度上，狮子座I的距离模数是$(m-M)_{V,0}= 22.04\pm 0.14$ mag。
2001-10-22 astro-ph
Stellar populations in the dwarf spheroidal galaxy Leo I
我们提出了一个详细的研究色星等图（CMD）的矮球状星系狮子座I，档案哈勃太空望远镜的数据的基础上。我们的光度分析，确认先前的结果，较亮的部分的CMD，使我们能够获得一个准确的采样的恒星星族也在微弱的星等对应的主序星。通过采用一个均匀和一致的理论方案的氢和中央氦燃烧的演化阶段，在CMD中观察到的各种功能的解释和可靠的估计的距离模量和年龄的狮子座I的主要恒星组成部分。更详细地说，我们从红巨星支的上光度和次巨星支的下光度同时约束了Leo I中最古老的恒星星族的星系距离和年龄。用这种方法，我们得到距离模量（m-M）_V=22.00 $\pm$ 0.15等，年龄为10- 15 Gyr或9- 13 Gyr，金属丰度Z分别为0.0001和0.0004。通过比较观测到的狮子座I异常造父变星在周期-星等图中的分布与对流脉动模型给出的不稳定带的预测边界，测试了这种距离模量的可靠性。
1998-12-14 astro-ph
The Local Group dwarf Leo T: HI on the brink of star formation
本文介绍了利用巨米波射电望远镜（GMRT）和韦斯特博克合成射电望远镜（WSRT）对新近发现的本群矮星系Leo T.根据420千秒差距的距离计算，HI柱的峰值密度为7 × 10^20 cm^-2，HI的总质量为2.8 × 10^5 Msun。Leo T的核心有冷的（~ 500 K）和热的（~ 6000 K）HI，全球速度色散为6.9 km/s，由此我们得出HI半径内的动力学质量为3.3x10^6 Msun，质光比大于50。我们从HI柱密度和速度色散的径向分布计算了金斯质量，并预测气体应该是全球稳定的恒星形成。这一发现与狮子座T的半光半径不一致，它延伸到170 pc，并表明局部条件必须决定恒星形成的位置。狮子座T星系不仅是迄今为止发现的光度最低的恒星形成星系，也是本星系群中最具暗物质优势的富含气体的矮星。
2007-12-03 astro-ph
Exploring Halo Substructure with Giant Stars X. Extended Dark Matter or Tidal Disruption?: The Case for the Leo I Dwarf Spheroidal Galaxy
我们对狮子座I矮球状（dSph）星系进行了宽视场（4.5度^2）的光度和光谱观测，以探索其扩展的形态和动力学。与本系列以前的文章一样，我们利用M、T_2和DDO 51滤波系统中的测光来选择Leo I红巨星分支候选星，到目前为止，这种选择技术已被证明100%可靠地从100多个M < 21.5 Leo I giant candidates having previous or new Keck DEIMOS spectroscopy to a radius >1.3倍于拟合的中心King轮廓的极限半径中选择实际的Leo I成员。所有相似选择的狮子座I巨星候选者的二维分布很好地拟合了一个中心的单分量国王轮廓的极限半径13.3弧分，但许多巨星被发现在这个新推导的国王极限半径之外。因此，密度剖面显示出在长轴径向距离约为10弧分处的断裂，这是由超过国王极限半径的恒星（光谱证实是真正的狮子座I成员）产生的，主要沿着相当细长的卫星主体的长轴。这种空间结构，一个相当平坦的速度色散剖面和狮子座I成员在大半径处的不对称径向速度（RV）分布，共同支持了狮子座I在至少一个，但最多两个，大质量本星系群成员的近银河通道上被潮汐破坏的图片。（节略）
2007-03-17 astro-ph
Complexity on Small Scales II: Metallicities and Ages in the Leo II Dwarf Spheroidal Galaxy
我们目前的金属丰度和年龄为52红巨星在遥远的银河系矮球状（dSPH）星系狮子座II。这些恒星覆盖了狮子座II的整个表面积，并且是径向速度成员。我们用ESO/VLT的FLAMES光谱仪获得了中等分辨率的多光纤光谱。基于近红外Ca II三重态确定金属丰度。由此产生的金属丰度分布（MD）是不对称的，在Carretta & Gratton标度上的[Fe/H]=-1.74 dex处达到峰值。金属丰度的完整范围从-2.4到-1.1 dex。与其他dSphs一样，没有发现极端贫金属的红巨星。我们将Leo II观测到的MD与文献中其他几个银河系dSphs的模型预测进行比较。狮子座II显然缺乏更多的贫金属恒星，类似于经典的G矮星问题，这可能表明一个类似的“K巨星问题”。此外，它的演化似乎受到银河风的影响。我们使用我们推断的金属丰度作为输入参数的等时线适合SDSS光度法，并得出近似的年龄。由此产生的年龄金属丰度分布覆盖了整个年龄范围从2-15 Gyr在我们采用的等时线尺度。在第一个7 Gyr相对于最古老的恒星[Fe/H]似乎几乎保持不变。在较高年龄时金属丰度几乎不变，此后略有下降约0.3德克斯，这可能表明低金属丰度气体的再生作用。总的来说，年龄-金属丰度关系似乎支持狮子座II从预富集气体形成。在最近的2-4 Gyr期间看到了浓缩的证据。我们的研究结果支持早期的光度测量结果狮子座II作为一个星系与一个突…
2006-09-26 astro-ph
Improved photometry of SDSS crowded field images: Structure and dark matter content in the dwarf spheroidal galaxy Leo I
我们探讨如何以及拥挤的领域点源测光可以完成与SDSS数据：我们提出了一个光度管道的基础上DoPhot，并调整用于分析拥挤的领域图像从SDSS。利用蒙特卡罗模拟，我们表明，源提取的完整性是80%以上，以i < 21（AB）和恒星表面密度约200平方米。因此，专门的数据管道可以有效地用于例如SDSS图像中的附近解析星系，其中标准SDSS光度测量包Photo在正常测量模式下应用时给出较差的结果。我们将我们的管道应用于约3.55平方度的区域。围绕矮球状星系Leo I的高信噪比星数图，并通过色星等空间（g，r，i）的优化滤波器构造了Leo I的高信噪比星数图。虽然矮星的径向表面密度分布偏离了最佳拟合的经验金模型，但我们没有发现潮汐碎片的证据，恒星表面密度达到中心值的4*10^（-3）。我们确定了狮子座I的总光度，并使用球形和各向同性的Jeans方程对其质量进行建模。假设“质量跟随光”，我们将dSph的总质量的下限限制为（1.7+/-0.2）*10^7 Msol。相反，如果狮子座I的质量是由一个恒定密度的暗物质晕（DM）所控制，那么中心12'的质量是（2+/-0.6）*10^8 Msol。这导致>>6（Ic_sol）的质光比，并且如果DM晕主导质量并且比12 '延伸得更远，则可能>75。总之，我们的结果表明，狮子座I是一个对称的，放松和约束系统，这支持了狮子座I是一个暗物质主导的系统的想法。
2007-08-20 astro-ph
The absence of diffuse gas around the dwarf spheroidal galaxy Leo I
我们利用哈勃空间望远镜上的GHRS系统获得了三个类星体/活动星系核的光谱，以寻找矮球状星系Leo I晕中低柱密度气体的吸收。探测器的视线从星系中心经过2.1、3.7和8.1千秒差距，但在狮子座I的速度下没有发现CIV、SiII或SiIV吸收。没有低电离物质表明，存在于星系2-4 kpc范围内的中性氢柱密度为N（HI）< 10^{17} cm^{-2};假设SiIV和CIV的高电离线主导硅和碳的电离分数，则总氢柱的极限为N（H）< 10^{18} cm^{-2}。我们的研究结果表明，狮子座I没有密集的气体流入或流出，也没有证据表明可能伴随着星系的形成或演化的潮汐干扰气体。然而，我们的探测极限不足以排除在dSph周围存在电离气体的球体或外壳，其质量高达构成整个星系的质量。我们的模型表明，dSPH星系类似的狮子座我是不够大，有晕，可以显着的金属线吸收截面的类星体吸收体在高红移。
1996-10-22 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
Wide-field Survey around Local Group Dwarf Spheroidal Galaxy Leo II: Spatial Distribution of Stellar Content
我们进行了一个宽视场的V，I成像调查本集团矮球状星系狮子座II使用斯巴鲁总理焦点相机上的8.2米斯巴鲁望远镜。这次巡天覆盖了26.67 x 26.67弧分^[2]的区域，远远超出了狮子座II的潮汐半径（8.63弧分），直到极限星等V~26，比狮子座II主序星的转折点大约深1等。明亮和暗淡的红巨星分支（RGB）恒星的径向数密度分布被发现改变其斜率在潮汐半径附近，并延伸到潮汐半径以外的较浅的斜率。狮子座II平滑的表面亮度图表明，在潮汐半径之外存在一个小的球状星团光度子结构。利用色星等图研究了恒星星族的性质。水平分支（HB）形态指数显示出一个径向梯度，其中红色HB星比蓝色HB星更集中，这是许多本星系群矮球状星系所共有的。平均RGB序列周围的RGB恒星的颜色分布显示出中心比外围更大的色散，表明中心的恒星星族和外围更均匀的恒星族混合。基于亚巨星分支（SGB）恒星的年龄估计，我们发现，虽然主要的恒星形成发生在~8 Gyr前，一个相当大的恒星星族年轻于8 Gyr的中心被发现，这样一个年轻的人口是微不足道的外围。
2007-05-21 astro-ph
The z=0 Galaxy Luminosity Function: I. Techniques for Identification of Dwarf Galaxies at ~10 Mpc
我们提出了一个程序，以研究在~10 Mpc的狮子座I和后发座I集团的星系光度函数（GLF）。我们已经在狮子座I测量了7平方度，在昏迷I测量了11平方度。在本文中，我们详细介绍了我们所发展和实现的从形态学上识别低表面亮度，M_R < -10的矮星系的方法。我们还描述了大量的人工星系的蒙特卡罗模拟，我们使用它来调整我们的检测算法，并评估我们的检测效率和参数恢复作为一个函数的μ R（0）和R_T。我们发现我们的狮子座I数据的一个子集，在90%的完整性水平，我们可以检测到媲美Antlia和Sculptor矮星。最后，我们描述了初步的后续观察，证实我们正在检测矮椭球在狮子座I在10百万秒差距。
2001-01-16 astro-ph
The Velocity Dispersion Profile of the Remote Dwarf Spheroidal Galaxy Leo I: A Tidal Hit and Run?
（节略）我们提出的387颗恒星位于狮子座I附近的MMT的Hectochelle摄谱仪附近的MgI/Mgb线获得的光谱的基础上的样本的运动学结果。我们估计样本的平均速度误差为2.4 km/s，系统误差< 1 km/s。我们最终得到了328个狮子座I红巨星成员的样本，从中我们测量到狮子座I的平均日心径向速度为282.9 +/- 0.5 km/s，平均径向速度色散为9.2 +/- 0.4 km/s。狮子座I的色散轮廓是平坦的，超出了其经典的“潮汐”半径。我们拟合的配置文件，以各种平衡动力学模型，并可以强烈排除模型，质量遵循轻。具有切向各向异性速度分布的双分量Sersic+NFW模型很好地拟合了弥散分布，各向同性模型在95%的置信水平下被排除。根据平衡模型估计，狮子座I的质量和V波段的质光比分别在5-7 x 10^7太阳和9-14（太阳单位）的范围内，距离星系中心1 kpc。狮子座I成员位于一个“断裂半径”（约400弧秒= 500秒差距）外表现出显着的速度各向异性，而恒星内部似乎有各向同性的运动学。我们提出的破裂半径代表的位置潮汐半径的狮子座I在近银河系的高度椭圆轨道。我们的方案可以解释狮子座I复杂的恒星形成历史，星系内存在的人口分离，以及狮子座I从银河系向外的巨大速度。狮子座I没有伸展的潮汐臂，这意味着该星系只经历过一次银河系的近银河通道，这意味着狮子座I可能是在近银河系前几个Gyr被第…
2007-08-09 astro-ph
The Red Giant Branch Tip and Bump of the Leo II dwarf spheroidal galaxy
本文介绍了以狮子座II矮球状星系为中心的9.4'× 9.4'视场的V和I测光。红巨星分支的尖端在I^{TRGB}=17.83 +/- 0.03处被确定，采用RGB星与银河系模板比较的<[M/H]> = -1.53 +/- 0.2，我们得到距离模数（m-M）_0=21.84 +/- 0.13，对应于距离D=233 +/- 15 Kpc。在红巨星分支的光度函数中检测到两个显著的凸起。较暗的凸起（B1，V=21.76 +/- 0.05）是主要恒星星族的RGB凸起，而最亮的一个（B2，V=21.35 +/- 0.05）的实际性质无法根据现有数据进行可靠评估，它可能是由于主要星族的渐近巨枝丛，也可能是次要的RGB凸起。主RGB凸起（B1）的光度表明狮子座II中的大多数RGB恒星属于比经典银河系球状星团年轻约4 gyr的群体。属于氦燃烧的红团的恒星被证明是显着集中比RR天琴座和蓝色水平分支恒星，探测存在的年龄/金属丰度径向梯度在这个偏远的矮椭球。
2005-03-18 astro-ph
Variable stars as tracers of stellar populations in Local Group galaxies: Leo I and NGC 6822
本文介绍了根据2.2米ESO/MPI望远镜（Leo I）和甚大望远镜（NGC 6822）的宽视场成像仪获得的时间序列测光结果，对矮球状星系Leo I和矮不规则星系NGC 6822中的变星种群进行研究的结果。我们在狮子座I中发现了大约250颗变星（下限），其中大部分是天琴座RR型变星。在NGC 6822中，我们确定了450个候选变星，其中大约20颗是RR型天琴座星，还有许多是低光度、小振幅的造父变星。
2003-05-27 astro-ph
The Internal Kinematics of the Leo I Dwarf Spheroidal Galaxy: Dark Matter at the Fringe of the Milky Way
我们目前的径向速度的33个红巨星狮子座I dSph星系的光谱与HIRES阶梯光栅摄谱仪的凯克我望远镜。这些数据的平均精度为2.2公里/秒，并导致狮子座I的中心速度色散和系统速度的估计分别为8.8 +-1.3公里/秒和287.0 +-1.9公里/秒。系统速度证实了过去的结果，狮子座I有一个异常大的银河系中心速度，这意味着在银河系中存在一个巨大的黑暗晕或一个扩展的黑暗组件弥漫在本星系群。狮子座I的V波段（M/L）比在3.5-5.6之间。我们已经建立了一套模型来解释恒星演化对复合星族的整体质光比的影响。由于狮子座I包含一个占主导地位的中年人口，我们发现，狮子座I的V波段的质量-光比将在6-13的范围内，如果它是完全由老恒星，如发现在球状星团。这表明狮子座I可能确实包含一个重要的黑暗光环。这个晕的质量大约是2 × 10^7太阳质量，与所有其他银河系dSph星系的暗晕质量相似。因为狮子座I是孤立的，过去最多只经过银河系一次，外部潮汐不可能使它的中心色散膨胀到观测值。我们还考虑了修正的牛顿动力学（MOND）是否可以解释狮子座I的内部运动学，并得出结论，这种替代引力模型可以充分解释狮子座I的运动学，而不需要暗晕。
1998-07-29 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 Oldest Stars of the Extremely Metal-Poor Local Group Dwarf Irregular Galaxy Leo A
我们提出了深哈勃太空望远镜单星测光的狮子座A在B，V和I。我们的新视野与Tolstoy等人（1998）观察到的中心位置的视野有偏移，以暴露该星系的晕群。我们报告了贫金属红色水平分支恒星的检测，这表明狮子座A不是一个年轻的星系。事实上，狮子座A的年龄至少和贫金属的银河系球状星团一样大，它们有红色的水平分支，被认为最小年龄约为9 Gyr。我们讨论了狮子座A的距离，并进行了广泛的比较与恒星等时线的数据。对于24.5的距离模数，数据的完整性优于50%，直到绝对值为2或更大。我们可以很容易地识别出金属丰度在0.0001到0.0004之间，年龄在5到10 Gyr之间的恒星，在它们的后主序星相，但缺乏对主序星的检测，这将提供明确的证据古代（>10 Gyr）恒星的世代。蓝色的水平分支恒星在探测极限以上，但很难与颜色和星等相似的年轻恒星区分开来。合成颜色星等图显示，狮子座A光环中的蓝色水平分支是可能的。这些模型还表明，在我们的指向中，约50%的总天体质量归因于一个古老的（>10 Gyr）恒星星族。我们得出结论，狮子座A至少在9 Gyr前开始形成恒星。狮子座A在其电离的星际介质中氧丰度极低，只有太阳的3%。在这个非常缺氧的星系中存在着古老的恒星，这说明低氧丰度并不排除早期恒星形成的历史。
2002-05-03 astro-ph
Stellar kinematics and metallicities in the Leo I dwarf spheroidal galaxy -- wide field implications for galactic evolution
我们提出了低分辨率光谱的120红巨星在银河系卫星矮椭球（dSph）狮子座I，获得与GeminiN-GMOS和Ekrak-DEIMOS摄谱仪。我们发现恒星的速度与狮子座I的成员一致，达到1.3 King潮汐半径。通过测量精确的径向速度，平均测量误差为4.6 km/s，我们发现平均系统速度为284.2 km/s，全球速度色散为9.9 km/s。色散曲线与最后一个数据点的平坦一致。我们发现，在半径为3'的径向色散曲线的边缘显着上升是不相关的任何真正的本地化的运动学子结构。由于它离银河系的距离很远，潮汐不太可能影响速度色散，我们从定量运动学分析中支持这一说法，因为我们在观测上拒绝出现明显的旋转信号或不对称的速度分布。采用各向同性恒星速度色散和更一般的模型进行质量测定，得出M/L比为24，这与存在一个质量约为3 × 10^7 M_sun的显著暗晕一致，其中嵌入了发光成分。这表明狮子座I的暗物质性质与本星系群中的其他暗物质相似。我们的数据还使我们能够确定58个目标的金属丰度。我们发现一个轻微的金属差的平均值为-1.31德克斯和一个完整的传播覆盖1德克斯。与大多数dSphs不同，狮子座I的金属丰度似乎没有径向梯度，这表明在这个星系的演化中外部影响的作用可以忽略不计。
2006-11-12 astro-ph
X-ray Variability and Period Determinations in the Eclipsing Polar DP Leo
对食磁激变双星DP Leo的ROSAT观测的分析提供了对白矮星表面软X射线发射区的起源、大小、温度、可变性和结构的限制。这些数据，当与先前的观测相结合时，显示出在吸积流对白矮星的影响位置每年大约2度的进展。对观测到的流位置漂移的一种解释是，次级上的磁活动周期产生了轨道周期振荡。这些振荡导致了一个在几乎同步的白矮星的旋转周期上下循环的轨道周期。对吸积流和X射线发射区进行了模拟，以拟合观测数据。还计算到系统的距离。[An在此更正了先前的预印本纸质版中包含的回旋加速器光度的错误值。]
1994-08-15 astro-ph
The Star Formation History of the Local Group dwarf galaxy Leo I
利用HST [（V-I），I]色星等图（CMD）的信息，对本星系群dSph星系Leo I的恒星形成历史（SFH）进行了定量分析.我们使用的方法是基于比较，通过合成CMD，CMD中的恒星的预期分布不同的进化方案，与观察到的分布。我们认为SFH由SFR（t）、Z（t）、IMF和一个函数$β(f,q)$组成，该函数控制双星的分数$f$和质量比分布$q$。观测到的CMD和模型CMD之间的比较是通过卡方最小化的CMD的一组区域中的恒星数量的差异。我们的解决方案的SFH的狮子座我定义了一个最小的卡方在一个明确定义的位置的参数空间，和派生的SFR（t）是强大的，在这个意义上说，其主要特征是不变的其余参数的不同组合。然而，只有对Z（t）、IMF和$β(f,q)$的一个很窄的假设范围才能使数据和模型之间有很好的一致性，即：Z=0.0004，Kroupa et al.（1993）IMF或稍陡，以及相对较大比例的双星。大多数恒星形成活动（70%至80%）发生在7至1 Gyr之前。在1 Gyr前，它突然下降到一个可以忽略不计的值，但似乎一直活跃到至少3亿年前。我们的研究结果并没有明确回答狮子座I是否在大约15 Gyr前开始形成恒星的问题，但似乎这种恒星形成的数量，如果存在的话，将会很小。
1999-06-07 astro-ph
Fe XIII coronal line emission in cool M dwarfs
我们报告的Fe十三禁冕线在3388.1 <$的样本中的15个M型矮星覆盖整个光谱类，以及不同的活动水平的搜索。LHS 2076在一次大耀斑期间被清晰地探测到，而CN Leo则在之前被发现过。对于其他一些明星来说，情况并不十分清楚。对于CN狮子座，我们调查的Fe十三行的定时行为，并报告了高水平的变化的时间尺度上的小时，我们归因于微耀斑加热。
2004-01-08 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
Variable Star Monitoring in Local Group Dwarf Irregular Galaxies
本星系群中的矮星系提供了一个独特的天体物理实验室。尽管它们很接近，但其中一些系统仍然缺乏可靠的距离测定以及对其恒星成分和恒星形成历史的研究。我们目前的第一个结果，我们的调查变星在一个样本的六个本地集团矮不规则星系。以狮子座A矮星系为例，我们描述了观测策略和数据处理。我们讨论了两个新发现的造父变星的光变曲线，并将它们置于先前导出的P-L关系的背景下。最后讨论了Leo A的LPV含量。
2003-10-24 astro-ph
Wide Field HR diagrams of Local Group Dwarf Galaxies
我们提出了新的六分仪和狮子座I矮星系的观测，提供了新的见解，他们的恒星星族。在六分仪中测量的大量恒星样本使我们能够对该星系的金属含量进行可靠的估计，研究人口空间梯度，并调查大量蓝色离散星的性质。在狮子座I中，我们发现了一个重要的天琴座RR型变星群体。对探测到的变星的脉动性质的分析表明，这个星系是一个奥斯特霍夫中间天体，类似于大麦哲伦星系和本星系群中的其他矮星系。
2001-10-03 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
Leo V: A Companion of a Companion of the Milky Way Galaxy
我们报告发现了一个新的银河系矮球状星系在狮子座的数据确定斯隆数字巡天。狮子座V位于距离约180千秒差距，与另一个最近发现的狮子座IV相隔约3度。我们目前的后续成像从艾萨克牛顿望远镜和光谱从Hectochelle光纤摄谱仪在多镜望远镜。狮子座V的日心速度为173.4公里/秒，与狮子座IV的日心速度相差约40公里/秒。对运动学数据的一个简单解释是，这两个物体可能位于同一条流上，尽管隐含的轨道只是适度偏心（e = 0.2）
2008-08-31 astro-ph
The Local Group Census: planetary nebulae in IC 10, Leo A and Sextans A
在本星系群窄带巡天的框架内，我们给出了在矮不规则星系IC 10、LeoA和SextansA中寻找行星状星云的结果。使用标准的带内/带外技术，在最近的星暴星系IC 10中发现了16个新的候选PNe。这个星系的光学尺寸估计比以前认为的要大得多，考虑到新PNE的位置在3.6 kpc X 2.7 kpc的区域内。我们还确认了其他两个矮不规则星系的先前研究的结果，在LeoA和SextansA中检测到一个候选PN。我们回顾了迄今为止在本星系群中发现的行星状星云的数量及其与金属丰度的关系。我们认为当[Fe/H] $<<$为-1.0时，观测到的PNe数可能下降，这可能表明在此点以下，PNe的形成速率比太阳丰度附近的恒星星族低得多。我们还发现不可忽略的金属丰度的影响[OIII]光度的最亮的PN的星系。
2003-05-07 astro-ph
Nebular Abundances of Nearby Southern Dwarf Galaxies
本文给出了一个南方矮不规则星系样本中H Ⅱ区的光谱结果，该样本由半人马座A群中的5个矮星系、玉夫座群中的4个矮星系和另外8个矮星系组成。氧丰度使用直接法得出，其中检测到[O III]4363;否则，丰度使用McGaugh和Pilyugin校准的亮线法得出。ESO 358-G 060拥有最低的氧丰度（12+log（O/H）= 7.32），这与已知的第二大贫金属星系（SBS 0335 -052）的值相当。总之，新的氧丰度报告的9个矮星系，更新的值为其余的星系。衍生的氧丰度在太阳值的3%至26%之间。在南部样品中的矮星的氧丰度是一致的金属度-光度关系定义的控制样品的矮不规则与[O III]4363丰度和良好的测量距离。然而，NGC 5264似乎有一个（上分支）的氧丰度大约比其他矮星在类似的光度高出两到三倍。还报道了氮与氧和碳与氧的丰度比;特别是，IC 1613和IC 5152显示出其氧丰度的升高的氮与氧比。
2003-01-24 astro-ph
Discovery of an Unusual Dwarf Galaxy in the Outskirts of the Milky Way
在这封信中，我们宣布在本星系群中发现了一个新的矮星系Leo T。它是在斯隆数字巡天数据发布5（SDSS DR 5）中发现的恒星过密度。狮子座T的色星等图显示了两个明确的特征，我们将其解释为红巨星分支和一系列年轻的大质量恒星。根据色星等图的拟合，它的距离约为420千秒差距，有一个中等年龄的恒星星族，金属丰度为[Fe/H]=-1.6，还有一个年龄为2亿年的年轻蓝星族。有一个致密的中性氢云，质量约为10^5太阳质量，径向速度为35 km/s，与HIPASS通道图中可见的物体一致。狮子座T是迄今为止发现的最小，最低光度的星系，最近的恒星形成。它看起来是一个类似于凤凰矮星的过渡天体，但亮度要低得多。
2007-01-05 astro-ph
Metal Abundances in Hot DA White Dwarfs
我们比较测量的元素丰度热DA白矮星从紫外线观测到我们的自洽非LTE模型大气扩散计算的预测。
2004-11-23 astro-ph
X-ray spectroscopy of the unsteady quiescent corona of AD Leo with Chandra
本文分析和解释了Chandra/LETG观测到的一颗耀斑星AD Leo（dM 3e）。高分辨率的X射线光谱使我们能够推断出等离子体发射测量分布（EMD）与温度的关系，以及这种磁活性恒星日冕中单个元素的丰度，在一个典型的状态下，其特征在于显著的变化，但没有大的耀斑事件。我们还测量了等离子体密度在不同的温度下使用光谱诊断提供的氦类三重态和Fe XXI线。我们发现，目前的EMD是类似的那些以前获得的EUVE光谱在静止和燃烧状态，确认长期稳定的日冕AD狮子座。与其他活跃恒星的情况不同，AD狮子座的EMD的特点是由一个显着较浅的斜率，与恒定截面和均匀加热的等压环的静态模型预测的兼容。我们讨论这样的日冕建模来推断环人口的日冕的平均属性，包括估计的表面填充因子。我们还表明，EMD是兼容的模型的日冕不断加热耀斑。日冕的组成是这样的元素丰度，相对于太阳值，往往增加与第一电离势，只有少数例外。谱线与连续谱线的比值表明金属丰度接近太阳日冕。
2004-05-28 astro-ph
Carbon stars in local group dwarf galaxies: C and O abundances
本文给出了LMC、SMC、船底座、玉夫座和天炉座矮星系中碳星的碳、氧丰度以及12 C/13 C丰度比。这些矮星系的金属丰度总体上低于银盘。观测覆盖了大部分的AGB，我们讨论了沿AGB的不同区域的丰度模式。丰度由VLT上的ISAAC光谱仪（R=1500）和Gemini South上的Phoenix光谱仪（R=50000）获得的红外光谱确定。分析中使用的合成光谱是用MARCS模式大气计算的。我们发现，氧的丰度是随着降低的整体金属的系统，而在一个给定的演化阶段的C/O比是随着降低的氧丰度增加。关键词恒星：丰度--恒星：碳--恒星：AGB和后AGB--Galerkin：矮星--本星系群--红外线：恒星
2006-05-10 astro-ph
Element abundances in cool white dwarfs. II. Ultraviolet observations of DZ white dwarfs
我们提供了一个DZ白矮星和相关天体的均匀导出的光球元素丰度的小型数据库。对九颗白矮星的紫外光谱进行了分析，补充了我们以前的研究。特别令人感兴趣的是在范马嫩2的Lalpha吸收的检测和这颗星的有效温度的测定。新的值是约1000 K低于以前的结果，由于强烈的紫外线吸收的金属，必须始终考虑。我们的样本星的金属丰度与Dupuis等人（1992，1993）的两相吸积模型的预测是一致的。在某些物体中，丰度比可以观察到小的偏差。这可能表明吸积物质中的非太阳金属对金属比率。氢几乎可以在我们所有的物体中检测到。然而，它的平均吸积率必须至少比金属吸积率低两个数量级。
2002-04-24 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
Abundances as Tracers of the Formation and Evolution of (Dwarf) Galaxies
这篇文章的目的是概述对附近矮星系中单个恒星的详细观测可能会告诉我们星系演化的信息。这包括一些早期的结果，从DART（矮丰度和径向速度小组）大计划在ESO。该项目使用2.2 m/WFI和VLT/FLAMES获得了附近矮球状星系中单个恒星的大样本光谱，并确定了精确的丰度和运动学。这些结果可以用来追踪附近星系从最早期到现在的形成和演化。
2004-12-02 astro-ph
Oxygen abundances in dwarf irregular galaxies and the metallicity - luminosity relationship
研究了低光度矮不规则星系。利用最近提出的P -方法，从已发表的光谱数据重新计算了矮不规则星系HII区的氧丰度。已经发现，除了少数例外，低光度矮不规则星系的金属丰度与星系光度有很好的相关性。Richer和McCall（1995）发现，金属丰度-光度关系附近的氧丰度的分散度随着星系光度的降低而增加。Hidalgo-Gamez和Olofsson（1998）得到的不规则星系的氧丰度和蓝波段绝对星等之间没有关系，这可以用Te方法得到的氧丰度的大不确定性来解释，而Te方法中使用的弱氧线[OIII]4363的强度测量的大不确定性又可以解释。
2001-05-21 astro-ph
The N/O abundance ratio in the lowest-metallicity blue compact dwarf galaxies
本文介绍了利用大型望远镜（Keck，VLT，MMT，4 mKPNO）新的分光观测资料，对一个低金属丰度蓝致密矮（BCD）星系样品进行N/O丰度测定的结果。我们发现，N/O丰度比在最低金属丰度< Zsun/20时是恒定的，证实了以前的发现，并强烈支持氮作为主要元素的起源。
2001-09-27 astro-ph
Hyades Oxygen Abundances from the Lambda 6300 [O I] Line: The Giant-Dwarf Discrepancy Revisited
本文报道了毕宿疏散星团中9颗矮星和3颗巨星的高信噪比、高分辨率VLT/UVES和McDonald/2d Coude谱中Fe、Ni和O的丰度分析结果。由Fe Ⅱ和Fe Ⅰ谱线（[Fe Ⅱ/H] - [Fe I/H]）得到的Fe丰度与由中等高激发谱线（Chi ~ 4.20 eV）得到的Ni Ⅰ丰度的差值随T_eff的减小而增大。这两个发现都与先前在冷的年轻矮星中的过度激发/电离的结果一致。氧丰度来自Lambda 6300 [O I]线，其中仔细注意Ni I共混物。在不确定度范围内，矮星O的丰度在星与星之间是一致的，但最冷的三颗矮星（4573 < T_eff < 4834 K）的丰度随T_eff的减小而增加。这种明显趋势的可能原因被认为是，包括过度解离的含O分子的影响。O丰度来自高质量Keck/HIRES光谱中的近紫外Lambda 3167 OH线，没有发现这种效应-事实上，OH基丰度随着T_eff的降低而增加，使得冷矮星[O I]基O趋势的性质和现实不确定。6个最热的矮星（5075 < T_eff < 5978 K）的平均相对O丰度为[O/H] = +0.14 +/- 0.02，而巨星的平均相对O丰度为[O/H] = +0.08 +/- 0.02。因此，我们对Lambda 6300 [O I]线的最新分析并没有证实King和Hiltgen（1996）最初报道的毕宿星巨矮星氧差异，这表明…
2005-10-25 astro-ph
Non-parametric star formation histories for 5 dwarf spheroidal galaxies of the local group
我们使用最近的HST色星等图的本地dSph星系（船底座，狮子座I，狮子座II，小熊座和天龙座）的样本，以推断这些系统的恒星形成历史，$SFR(t)$。应用一种新的变分极大似然方法，其中包括一个完整的贝叶斯分析，并允许一个非参数估计的功能之一是解决，我们推断的恒星形成历史的系统研究。该方法具有产生客观答案的优点，因为人们不需要假定{ \it先验}人们试图恢复的函数的形式。使用Saha的$W$统计独立检查结果。系统的总光度用于将结果归一化为物理单位并导出SN II型速率。我们推导出这个样本星系的光度加权平均恒星形成历史。
2000-01-19 astro-ph
Leo A: A Late-Blooming Survivor of the Epoch of Reionization in the Local Group
作为利用孤立的本星系群矮星系作为宇宙学近场探测器的主要计划的一部分，我们已经获得了哈勃太空望远镜上的高级巡天照相机对矮不规则星系狮子座A的深层图像。根据这些图像，我们构建了一个色星等图（CMD），其视[绝对]星等达到（M475，M814）>（29.0 [+4.4]，27.9 [+3.4]），这是麦哲伦云以外任何不规则星系所达到的最深星等。我们得出的恒星形成率（SFR）作为时间的函数在整个星系的历史。我们发现，狮子座A中90%以上的恒星形成都发生在8 Gyr之前。CMD显示，在大爆炸后的最初几十亿年里，只有非常少量的恒星形成;在最古老的年龄可能发生的爆发不能以很高的信心声称。SFR峰值发生在约1.5-4 Gyr前，是当前值的5-10倍。我们的模型表明，狮子座A经历了非常少的金属丰度演变，平均推断的金属丰度是一致的，与测量的现今气相氧丰度。我们不能排除所有的古代恒星形成都发生在再电离时代结束之前的情况，但在~8 Gyr之前缺乏恒星形成似乎不太可能是由于早期损失或耗尽了原位气体储存。
2007-02-23 astro-ph
Stellar Abundances in Dwarf Irregular Galaxies
矮不规则星系似乎经历了非常缓慢的化学演化，因为它们的星云丰度很低，但在过去的15 Gyr中，它们的恒星正在形成。它们距离太远，红巨星丰度分析无法检查其化学演化的细节，然而孤立的亮蓝色超巨星确实让我们能够确定它们现在的铁丰度，以与恒星和星云的α元素结果进行比较。四个本星系群矮不规则星系（NGC 6822、WLM、六分仪A和GR 8）的[α/Fe]比似乎都具有太阳比，而不管它们的金属丰度和恒星形成历史的差异。令人惊讶的是，WLM的恒星金属丰度是星云氧丰度的三倍。我们比较的[α/Fe]比值在矮不规则的红巨星支恒星在矮球状星系的最近分析，也阻尼Ly-alpha系统，并讨论这些模型预测的背景下。
2003-05-12 astro-ph
DQ white-dwarf stars with low C abundance: Possible progenitors
本论文主要研究贫氢白矮星的演化，目的是探索不同的初始包层结构对富氦、碳污染的DQ白矮星中碳丰度的影响。特别是，DQ与低检测到的碳丰度和PG 1159，极端水平分支，富氦的北冕座R星（RCrB）之间的进化联系进行了探索。我们提出了完整的进化计算，考虑到元素扩散的自洽处理，以及进入白矮星制度后的外层化学分层的祖星的期望。我们发现PG 1159星不可能与任何低碳丰度的DQ白矮星有关。相反，我们认为后者可能是巨大的富氦RCrB恒星的后代。
2006-02-08 astro-ph
Abundance Analysis of Planetary Host Stars I. Differential Iron Abundances
我们提出了大气参数和铁丰度来自高分辨率光谱的三个样本的矮星：恒星是已知的主机近在巨行星（CGP），恒星的径向速度数据排除存在的一个近在巨行星的同伴（无CGP），以及随机样本的光谱类型和大小分布类似的行星宿主恒星（控制）的矮星。所有的恒星都是用相同的仪器观测的，并使用相同的模型大气、原子数据和等效宽度建模程序进行了分析。丰度是根据太阳的差异计算出来的，使用的是以木卫四为反射器的太阳光谱，仪器也是一样的。我们发现CGP矮星的铁丰度比非CGP矮星的铁丰度平均高0.22倍。CGP和非CGP矮星的铁丰度分布与对照矮星不同，而组合铁丰度的分布与对照矮星非常相似。所有四种样品（CGP、无CGP、组合、对照）具有不同的有效温度分布。我们发现，金属富集只发生在CGP矮星的温度略低于太阳和约300 K高于太阳，而丰度的差异是微不足道的Teff约6000 K。
2003-07-16 astro-ph
Oxygen abundance of open cluster dwarfs
我们提出了氧丰度的年轻疏散星团IC 4665中的矮星推导出的OI $λ$ 7774三线和疏散星团的矮星从[OI] $λ$ 6300禁戒线。恒星参数和氧丰度是使用光谱合成工具SME（光谱学变得容易）得出的。我们发现IC 4665矮星的OI三重态丰度的上边界随着温度的降低而急剧增加，这与Schmidt等人在疏散星团Pleiades和M 34中发现的趋势一致，在毕宿星团（Schmidt et al. 2006 a）和Uma（King & Schmidt 2005）的冷矮星中也是如此。相比之下，从[OI] $λ$ 6300禁止线中导出的昴星团和毕星团中恒星的氧丰度（Schleman等人，2006 b）在误差范围内是恒定的。研究了导致氧三线态丰度变化的可能机制，包括恒星参数测定中的系统误差、NLTE效应、表面活动和颗粒化。我们的分析表明，恒星表面活动（特别是色球活动）的年龄相关效应是导致氧三线态丰度大幅度扩散的原因。
2007-03-30 astro-ph
Spectroscopy of Dwarf HII Galaxies in the Virgo Cluster. I. Data, Chemical Abundances and Ionization Structure
长缝光谱已经获得了一个样本的22个蓝矮星系的方向选择的室女星系团作为一个更大的样本室女蓝矮星系的一部分，深阿尔法成像已经收集。本样本中的大多数星系似乎被归类为室女星系团目录中的BCD或矮不规则星系。给出了该样品星系的谱线通量、H β等效宽度和消光系数、空间发射轮廓、电离结构和物理条件。化学丰度已经得到使用直接测定的电子温度或详细检查后的预测不同的经验校准。室女座矮星系样品的氧丰度范围为7.6 < 12 + log O/H < 8.9，相应的氮氧丰度比范围从低金属丰度场BCD星系的典型值到近太阳。
2002-11-08 astro-ph
Chemical Abundance Constraints on White Dwarfs as Halo Dark Matter
我们研究的化学丰度的限制人口的白矮星在我们的银河系的光环。我们的动机是星系晕中大质量致密晕天体（Machos）的微透镜证据，但我们的工作限制了光环中的白矮星，不管Machos是什么。我们专注于组成的物质，将喷出的白矮星形成，在喷出物的丰度模式强烈约束白矮星生产的情况。使用分析和数值化学演化模型，我们确认，非常强大的约束来自银河系波普II和河外碳丰度。我们还指出，根据恒星模型，显着的氮产生，而不是碳。来自C和N的组合约束从与Ly $α$森林中的低C和N丰度的比较中给出$Ω_{WD} h < 2 \times 10^{-4}$。然而，我们注意到，这些结果受到低金属丰度恒星核合成的不确定性。因此，我们调查额外的限制，从D和$^4$他，发现这些轻元素可以保持在观测范围内，只有$Ω_{WD} \la 0.003$和白矮星祖先的初始质量函数急剧达到峰值，在低质量（2 $M_\odot$）。最后，我们考虑一个银河风，这是必要的，以消除喷出物伴随着白矮星生产的星系。我们表明，这样的风可以驱动的Ia型超新星产生的白矮星本身，但这些超新星也导致不可接受的大丰度的铁。我们的结论是，丰度限制排除白矮星作为Machos。（节略）
1999-04-21 astro-ph
The chemistry of the neighbors: detailed abundances in the Sgr and CMa dwarf galaxies
我们总结了我们正在进行的调查结果的化学丰度在人马座矮椭球星系（Sgr dSph）和大犬座超密度（CMa）。在Sgr dSph中分析了12颗RGB星，加上5颗在相关的球状泰山7中，以及3颗CMa候选成员。从氧到铕，多达23种元素的详细丰度已经得到。
2005-09-13 astro-ph
