Morphological classification and structural parameter of galaxies in the Coma and Perseus clusters
我们提出的后发座星系团和英仙座星系团的等照度线形状分析的结果。这些数据，加上以前的两篇论文，提供了两个完整的星系样本，在丰富的星系团中具有可靠的哈勃类型：1）所有亮度小于m_b = 16.5的星系都在一度之内（=2.3 Mpc）（187个星系），2）在英仙座星系团中心周围5度3'乘5度27'的区域内，所有亮度超过m_{Zwicky} =15.7的星系（139个星系）。这两个完整的样本覆盖了5个数量级的星系密度，跨度分别为91和17 Mpc ^2，英仙座和后发座的星系团中心半径分别为2.3和6.4 Mpc。它们将在随后的论文中用于研究星系类型对星系团环境的依赖性，并作为与遥远星系团比较的参考样本。
1997-02-19 astro-ph
Hubble Space Telescope Observations of the Draco Dwarf Spheroidal
基于哈勃空间望远镜WFPC 2图像，我们给出了天龙座矮球状星系F606 W-F814 W的色星等图。光度函数被良好地采样到比关闭低3个量级。我们没有看到多次关闭的证据，并得出结论，至少在WFPC 2的视野范围内，恒星形成主要是单历元的。如果观测到的蓝离散星的数量是由于恒星形成时间延长，那么大约6%（上限）的恒星可能是银河系大部分的一半。红巨星分支和岔道之间的颜色差异与古老的星群一致，并且与在古老的、贫金属的银河系球状星团M68和M92中观察到的非常相似。尽管有红色的水平分支，但天龙座似乎比M68和M92年长1.6 +/- 2.5 Gyrs，这支持了支配水平分支形态的“第二参数”必须是年龄以外的东西的论点。天龙座观测到的光度函数与M68非常相似，推导出的初始质量函数与太阳邻域的一致。
1997-09-25 astro-ph
Young Red Spheroidal Galaxies in the Hubble Deep Fields: Evidence for a Truncated IMF at ~2M_solar and a Constant Space Density to z~2
利用北、南哈勃深场的光学红外图像测量了早型星系的光谱和密度演化。平均光学SED被发现被动地演变到一个中等的F-星占主导地位的频谱由z ~ 2。我们用真实的模拟证明，如果进化在z > 2时向蓝和向亮方向发展，那么按照标准IMF，更热的椭圆星系将很容易看到。颜色分布最好用“红色”IMF来拟合，该IMF在~2 M_solar以上不足，并且形成的范围在1.5 < z_f < 2.5。传统的年龄测定法在这种情况下是虚假的，一个遥远的椭圆可以是年轻的，但看起来是红色的，其表观年龄>3 Gyrs，与其形成红移无关。关于密度演化，我们证明了在z > 1时声称的数量的急剧下降是由于对遥远的红星系在光学上的选择偏差，其中通量对于形态分类来说太弱，但是通过相对适度的红外曝光进行补救，揭示了z ~ 2的大致恒定的空间密度。我们指出，缺乏高质量的恒星形成推断这里和金属的要求牵连冷却流的预富集气体在创建的恒星内容的球状星系。深场X射线图像将非常有助于检查这种可能性。
1999-03-08 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
On the Continuous Formation of Field Spheroidal Galaxies in Hierarchical Models of Structure Formation
我们重新审视组装历史的领域球状体作为一个潜在的强大的判别星系形成模型。尽管整体坍缩和分层的、合并驱动的模型表明这些星系的历史完全不同，但场星系的理论预测和观测数据都不够可靠，无法得出精确的结论。在解释的意见，在这里审查的一个主要困难，涉及的分类学定义的球状体合并为基础的模型。使用定量测量最近的恒星形成活动的内部性质的样本的远场星系在哈勃深场，我们进行了一个新的分析，以评估球状星系的连续形成。而丰度和红移分布的模拟椭球体是相当不敏感的形成路径，我们证明了最近的合并所产生的蓝光的分布和数量提供了一个更敏感的方法。利用目前可用的有限解析数据，将观察到的颜色不均匀性所暗示的质量组装速率与流行的结构形成的λ主导冷暗物质模型中预期的质量组装速率进行比较。这些模型产生的高度不均匀的椭球体与观测到的一样多，但低估了均匀的被动物体的比例。我们的结论是，颜色的不均匀性，特别是当结合光谱诊断的大型，代表性的样品领域的椭球体，将是一个更有价值的测试，其物理组装的历史比基本的源计数和红移分布。确保这些数据的安全应该是哈勃太空望远镜高级巡天相机的一个高度优先事项。
2001-10-16 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
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
Populations of Dwarfs in Clusters of Galaxies: Environmental Connections
尽管它们看起来很脆弱，矮球状体是星团中最常见的星系类型。在本文中，我们考虑的一些问题与两个主要的模型，这些矮星的起源：原始星系形成的集群和修改的吸积系统。我们认为，目前的观测证据，来自室女座和英仙座集群，点的起源，这些对象的许多。
2001-08-01 astro-ph
Proper Motions of Dwarf Spheroidal Galaxies from Hubble Space Telescope Imaging. V: Final Measurement for Fornax
在赤道坐标系中，天炉座的自行测量值为$(μ_α,μ_δ)=(47.6\pm 4.6,-36.0\pm 4.1)$ mas century $^{-1}$。这种自行是三个不同场的四个独立测量值的加权平均值。每次测量都使用一个类恒星物体作为参考点。除去太阳运动和静止的地方标准对测量的自行的贡献，产生了$(μ_α^{\mbox{\tiny{Grf}}}, μ_δ^{\mbox{\tiny{Grf}}}) = (24.4\pm 4.6,-14.3\pm 4.1)$ mas世纪$^{-1}$的银河系静止架自行。相对于银河系中心的隐含空间速度具有$V_{r}=-31.8 \pm 1.7$ km s $^{-1}$的径向分量和$V_{t}=196 \pm 29$ km s $^{-1}$的切向分量。将天炉座的运动与银河系的实际势能结合起来，就可以得到轨道要素。近半乳糖区和远半乳糖区分别为118（66，137）kpc和152（144，242）kpc，其中括号中的值表示从蒙特卡罗实验中得出的95%置信区间。轨道偏心率为0.13（0.11，0.38），轨道周期为3.2（2.5，4.6）Gyr。轨道是逆行的，并由$101^{\circ}$（$94^{\circ}$，$107^{\circ}$）倾斜到银河平面。天炉座可能是一个被提议的星系和球状星团“流”的成员，然而另一个被提议的星系--玉夫座--的成员资…
2006-12-22 astro-ph
Does the Fornax dwarf spheroidal have a central cusp or core?
暗物质占主导地位的天炉座矮球体有五个球状星团，距离其中心约1千秒差距。在一个尖锐的CDM晕中，球状星团会在几个Gyrs内从它们目前的位置下沉到中心，这就提出了一个难题，为什么它们在现在的时代还没有被消化。我们表明，解决这个时间问题的办法是采用核心的暗物质晕。我们使用数值模拟和分析计算表明，在这些条件下，下沉时间变成许多哈勃时间，球状体有效地停滞在暗物质核心半径。我们的结论是，天炉座矮球状体有一个浅的内部密度分布与核心半径的观测位置的球状星团的限制。如果相空间密度的核心是原始的，那么它意味着一个温暖的暗物质粒子，并给出了一个上限，其质量约为0.5千电子伏，符合所需的显着减轻子结构的问题。
2006-02-14 astro-ph
New Constraints on the Luminosity Evolution of Spheroidal Galaxies in Distant Clusters
我们研究了各种探测器的光度演化在丰富的集群环境中，特别是集中在球状（E/S 0）星系，使用一个新构建的目录的形态分类的哈勃空间望远镜的星系图像观察到的核心的13个星系团的红移0.17<z<0.56。与早期工作相比，这项研究的一个重要区别是新的近红外地基测光的可用性，我们的HST字段的一个重要子集，我们已经用来选择和研究各种人群。我们发现，在红移为0.31和0.56的球状种群的特征光度没有显着的变化。作为一种更灵敏的光度演化探测器，导出了有效度规半径和平均有效表面亮度。在R_e = 1 kpc的标准条件下，我们发现了B和K光静止坐标系下演化增亮的令人信服的证据，这与基于恒星星族被动演化的模型预测相一致。
1998-01-14 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
Stellar Populations in the Andromeda V Dwarf Spheroidal Galaxy
利用哈勃太空望远镜上的宽视场行星照相机2的档案图像，我们研究了本星系群矮球状仙女座V -M31的伴星系的恒星星族。色星等图（CMD）从第一个上升红巨星分支（RGB）顶端上方延伸到水平分支（HB）下方约一个星等。陡峭的定义明确的RGB是一个贫金属系统的指示，而HB主要是居住在RR Lyrant不稳定带的红色。以银河系球状星团基准序列为参考，采用E（B-V）= 0.16的红化后，计算出平均金属丰度[Fe/H] = -2.20 +/-0.15，距离（m-M）0 = 24.57 +/-0.04。这种金属丰度使And V在矮球状星系的绝对星等-金属丰度图中处于正位置.此外，如果我们将RGB星的整个误差校正颜色扩展归因于丰度扩展，我们估计And V星的金属丰度范围约为0.5 dex。我们对And V的变星群体的分析揭示了28个潜在变星的存在。其中，至少有10颗几乎可以肯定是基于时序测光的天琴座RR型星。
2008-08-25 astro-ph
Hubble Space Telescope Imaging of Globular Cluster Candidates in Low Surface Brightness Dwarf Galaxies
利用哈勃空间望远镜WFPC 2的V和I波段图像，对57个邻近的低表面亮度矮星系进行了球状星团候选者（GCCs）的搜索。该样本由18个角尺寸小于3.7千秒差距的矮球状（dSph）、36个不规则（dIrr）和3个“过渡”型（dIrr/dSph）星系组成，它们位于视场中距离2-6百万秒差距的星系群和附近的星系群：M81、半人马座A、玉夫座、犬座金星I云。我们发现，约50%的dSph，dIrr/dSph和dIrr星系包含GCC。位于矮球状星系中心附近的GCCs的比例比dIrrs高2倍以上。GCCs的平均积分色（V-I = 1.04+/-0.16等）与银河系球状星团的相应值一致，并且与大质量早型星系中的蓝色球状星团子种群相似。在dIrrs的GCC的颜色分布显示出一个明确的双峰与V-I = 0.5和1.0马格附近的峰值。蓝色GCC大概是年轻的年龄t < 1 Gyr，而红色GCC人口可能是老年人。我们发现在dSph和dIrr星系中存在着过量的M_V > -6.5等的微弱GCC，这使我们联想到在邻近的本群旋涡星系中存在着过量的微弱球状星团。用King-profile拟合方法测量的结构参数表明，大部分GCCs的结构参数与银河系和M31中的扩展外晕球状星团以及最近发现的透镜状星系中的“暗模糊”星团类似。
2005-05-31 astro-ph
Black Holes in Pseudobulges and Spheroidals: A Change in the Black Hole-Bulge Scaling Relations at Low Mass
我们调查的黑洞质量和宿主星系的性质之间的关系，目前已知的星系核中最低的黑洞质量的活动星系。哈勃太空望远镜的成像证实了宿主星系具有相应的低光度;它们比L* 低1等。在形态学方面，样本中约60%的成员是以盘为主的，所有这些都与包含凸起或（更可能）假凸起相一致，而其余的是紧凑的系统，没有可辨别的盘成分。一般来说，星系的致密成分并不服从于巨型椭圆星系和经典星系球的基本平面，而是在给定光度下不太集中，很像球状星系。我们的研究结果有力地证实了经典核球不是核黑洞的必要条件。与此同时，在这个样本中观察到的黑洞与凸起质量的比率比在经典凸起中观察到的低近一个数量级。虽然M-西格玛关系似乎继续低质量，似乎黑洞星系的标度关系取决于星系的结构。
2008-10-10 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
Evolution of the Hubble Sequence in Hierarchical Models for Galaxy Formation
我们提出了一个模型的广泛形态之间的区别的磁盘和球状组成部分的星系。阐述了Cole等人提出的星系形成的层次聚类方案，我们假设星系在盘中静止地形成恒星，直到它们被合并分裂成球状结构。我们计算的形成和合并的历史，在不同的环境中的星系种群的颜色，光度和形态的演变。在我们的模型中，椭圆星系团的$ 50\ %$自$z = 0.5$以来经历了一次大的合并，尽管如此，我们发现椭圆星系团的色星等图具有非常小的散射。在高红移时，星系的形态混合成为丰富的星系团成员，主要是螺旋星系，这是由于星系合并的时间尺度比高红移时的星系团组装的时间尺度要长。低红移星系团的聚集速度较慢，使得更多的星系合并发生在祖先晕中。因此，富含$z=0$的团簇成为E/S 0占主导地位，我们发现一个“屠夫-Oemler”效应，在高红移时，贫穷的团簇变得较弱。红星系的场光度函数显示出几乎没有演化到$z\simeq 1$，并且在这些红移处最红的星系与它们的本地对应星系一样明亮。另一方面，蓝色的光度函数随着红移而迅速演化，增加其特征光度，并在暗端变得更陡。这些趋势与最近在加拿大-法国红移巡天观测到的趋势相似。
1996-02-17 astro-ph
The Stellar Populations of the Cetus Dwarf Spheroidal Galaxy
我们提出了哈勃空间望远镜宽视场行星相机2测光的V和I通带的最近发现的本群矮球状星系在鲸鱼座。我们的色星等图从第一个上升红巨星分支（RGB）顶端上方延伸到水平分支（HB）下方大约半个星等。采用E（B-V）= 0.03的红化，RGB尖端的幅度产生（m-M）o = 24.46 +/-0.14的距离模量。在应用红化和距离模数之后，我们利用RGB星的颜色分布确定了Zinn & West标度上的平均金属丰度[Fe/H] = -1.7，内在内部丰度分散度为+/-0.2 dex。基于平均去红HB颜色的鲸鱼HB形态的间接计算得出（B-R）/（B+V+R）= -0.91 +/- 0.09，这表示HB比仅归因于鲸鱼的金属丰度的HB更红。因此，鲸鱼座遭受的“第二参数效应”，其中另一个参数，除了金属量是控制HB形态。如果我们采用传统的“年龄假说”解释第二个参数的影响，那么这意味着鲸鱼座是2-3 Gyr比银河系球状星团在其金属丰度。
2001-11-19 astro-ph
Surface Brightness Profiles and Structural Parameters for Globular Clusters in the Fornax and Sagittarius Dwarf Spheroidal Galaxies
我们目前的径向表面亮度配置文件的所有五个球状星团在天炉座矮球状星系，和人马座矮球状星系的四个成员。这些配置文件是来自档案哈勃太空望远镜的观测，并已计算使用相同的技术，我们测量配置文件在我们以前的研究LMC和SMC集群（astro-ph/0209031和astro-ph/0209046分别），除了一些小的修改。从表面亮度分布，我们已经确定了每个集群的结构参数，包括核心半径和光度和质量的估计。我们还提供了一个简短的总结文献测量这些集群的其他参数，包括他们的年龄，金属丰度和距离。我们的核心半径的测量大多是在较好的协议与以前的低分辨率的研究，虽然我们的新值是显着不同的几个集群。天炉座星团5的轮廓似乎不适合国王型模型，我们认为它是一个后核心崩溃的候选者。我们研究的两个矮星系系统中的每一个集群的核心半径的分布，并比较这些与老大麦哲伦星系团的核心半径的分布。这三种分布在测量误差和小样本量的范围内匹配。我们讨论了这方面的影响，我们以前强调的麦哲伦星系团的半径年龄的趋势。
2002-11-18 astro-ph
The dark matter halos of spheroidal galaxies and clusters of galaxies
我们描述的第一个结果，从两个观测项目，旨在测量的数量和空间分布的暗物质在遥远的早型星系（E/S 0）和星系团。在星系尺度上，透镜结构和动力学（LSD）调查正在收集遥远的（直到$z\sim1$）E/S 0的运动学数据，这些都是引力透镜。一个联合透镜和动力学分析约束的爱因斯坦半径内的暗物质的分数，质量-光比的恒星组件，和总斜率的质量密度分布。从E/S 0星系的形成和演化以及引力时滞系统的哈勃常数测量等方面简要讨论了这些性质及其随红移的演化。在星系团尺度上--通过联合透镜和动力学分析仔细去除恒星成分后--具有巨大径向弧的系统可以用来精确测量暗物质晕的内部斜率。一个HST搜索径向弧和分析的第一个样本简要讨论了通用的暗物质晕CDM模拟预测。
2003-11-03 astro-ph
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
A peculiar planetary nebula candidate in a globular cluster in the Fornax dwarf spheroidal galaxy
背景：到目前为止，在天炉座矮球状星系中只知道一个行星状星云（PN）。目的：报告发现了第二个PN候选者，与天炉座矮星中的5个球状星团之一有关。方法：光谱的球状星团H5，获得的UVES阶梯光谱仪上的ESO甚大望远镜，显示[O III]线发射的径向速度一致的成员的天炉座矮星。在哈勃太空望远镜上的宽视场行星照相机2的档案图像中确定了[O III]发射的可能对应物。发射源位于星团中心西南约1.5”（小于一个核心半径）处。结果：发射线源被确定为一个可能的PN，虽然有几个特殊的属性。未检测到H β、He I或He II谱线发射，且[O III]/H β比值>25（2 sigma）。由[O III] 5007 AA线推断的膨胀速度约为55 km/s，这对PN来说是很大的。在HST图像上测得的直径约为0.23”或0.15 pc（在天炉座dSph的距离处）。结论：这个天体使天炉座中已知的PNe数量增加了一倍，并且是与旧GC相关的第五个PN，可以直接成像。它可能是一种罕见的极缺氢PNe，第二个这样的情况下发现的GC。
2007-11-14 astro-ph
The Dwarf Spheroidal Companions to M31: Variable Stars in Andromeda I and Andromeda III
本文介绍了利用哈勃空间望远镜对M31矮球状伴星仙女座I和仙女座III进行变星搜索的结果。在仙女座I中总共发现了100颗变星，而在仙女座III中发现了56颗。在仙女座I中发现的一个变量和在仙女座III中发现的另一个变量可能是星族II造父变星。除了仙女座III中的这个变星之外，另外四个变星是异常的造父变星。在仙女座Ⅰ发现了72颗基模RR型天琴座星和26颗一阶泛音模RR型天琴座星，它们的平均周期分别为0.575天和0.388天。一个可能的RR Lyrics没有分类。仙女座III的RR型天琴座39颗以基模脉动，平均周期为0.657天，12颗以一阶泛音模脉动，平均周期为0.402天。虽然仙女座I的平均周期与其金属丰度一致，但仙女座III的基本模式RR天琴座的平均周期比预期的要大。在仙女座I中，我们发现了两颗天琴座RR型恒星，它们明显比水平分支暗。我们讨论的可能性，这些恒星与最近发现的恒星流的晕M31。我们发现<V_RR>仙女座I =25.14+/-0.04等，距离为765+/-25千秒差距。仙女座III = <V_RR>25.01+/-0.04等，距离为740+/-20千秒差距。在M31矮球状星系中，异常造父变星的比频与星系平均金属丰度之间的关系与银河系矮球状星系的关系相同。
2005-01-05 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
WFPC2 Observations of the Carina Dwarf Spheroidal Galaxy
本文分析了哈勃空间望远镜宽视场行星照相机2对船底座矮球状星系F555 W（~V）和F814 W（~I）的观测结果。由此得到的V与（V-I）色星等图达到V ~ 27.1等，估计船底座的红化为E（V-I）= 0.08 ± 0.02等，并根据文献中已有的光度学资料，初步推导出船底座距离模的新估计为（m-M）_0 = 19.87 ± 0.11等。V和I的表观距离模量分别为（m-M）_V = 20.05 ± 0.11 mag和（m-M）_I = 19.98 ± 0.12 mag。这些测定假定船底座的金属丰度为[Fe/H] = -1.9 +- 0.2 dex。这一天基观测与先前的地面观测相结合，与以下恒星形成情景相一致（但不一定证明）。船底座矮球状星系在一次短爆发（=< 3 Gyr）中形成了它古老的恒星星族，大约与银河系形成球状星团的时间相同。中期恒星形成的主要爆发然后开始于星系的中心区域，恒星形成了数十亿年，然后在星系的外部区域恒星形成过程变得足够有效，可以形成大量恒星。在过去的几十亿年里，恒星的形成可以忽略不计。这一观测结果提供了证据，表明至少有一些矮星系可以有复杂的全球恒星形成历史，恒星形成率的局部变化是星系内时间和位置的函数。
1997-07-22 astro-ph
Massive Black Holes in Dwarf Spheroidal Galaxy Haloes?
现在已经确定，本星系群中的几个矮球状星系（dSphs）具有大的质光比。我们认为dSphs晕中的暗物质可能是由质量在10^5到10^7太阳质量范围内的大质量黑洞组成的。我们使用直接N体模拟来确定一个由压力支持的恒星星族在黑洞晕组成的双组分dSph的长期演化。这些黑洞最初是按照Navarro，Frenk & White分布图分布的。对于质量在10^5到10^6个太阳质量之间的黑洞，暗物质晕在不到一个哈勃时间内向较浅的内部轮廓演化。这表明，在这个质量范围内的黑洞可能提供了一个解释的起源暗物质核心推断从观测低表面亮度星系旋转曲线。我们比较模拟的演化的恒星星族与观测数据的天龙座dSph。加热速率对黑洞质量的依赖性被确定，如果天龙座的暗物质晕的当前恒星分布代表了初始恒星分布，则构成天龙座暗物质晕的单个黑洞的上限为10^5个太阳质量。我们还提出了一个简单的标度论证，它表明，即使黑洞质量略大于10^5个太阳质量，初始致密但没有自引力的恒星分布的动力学加热也可能在10 Gyr之后产生类似于天龙座的残余分布。
2005-02-01 astro-ph
WFPC2 Observations of the Ursa Minor Dwarf Spheroidal Galaxy
本文分析了哈勃空间望远镜宽视场行星照相机2（WFPC 2）对小熊座矮球状星系中心区F555 W（~V）和F814 W（~I）的观测资料。在V与V-I的色星等图上，有一个稀疏的蓝色水平分支，一个陡峭的红色分支，和一个狭窄的次巨星分支。主序星的星等比中位恒星星族的主序星转折点（V_TO ~ 23.27 +- 0.11等）低2等。我们比较了小熊座的基准序列与银河系球状星团M92（NGC 6341）的基准序列。小熊座与M92的匹配表明，Umi dSph星系的中值恒星星族是贫金属的（[Fe/H]_Umi ~ [Fe/H]_M92 ~ -2.2 dex），年龄为_Umi ~ age_M92 ~ 14 Gyr。B-V红化和V吸收分别为E（B-V）= 0.03 ± 0.01mag和A_V = 0.09 ± 0.03mag，小熊座距离模的新估计为（m-M）_0 = 19.18 ± 0.12mag，采用M92的视V距模数（m-M）_V = 14.67 ± 0.08 mag（Pont等人，1998，A&A，329，87）。这些HST观测表明小熊座有一个非常简单的恒星形成历史，主要由大约14 Gyr前的一次恒星形成大爆发组成，持续时间<=2 Gyr。如果像M92这样的古老的银河系球状星团与银河系本身的早期形成同时形成，那么小熊座矮椭球体可能和银河系一样古老。
1999-03-03 astro-ph
Imaging of z~2 QSO host galaxies with the Hubble Space Telescope
本文报道了用HST的PC 2照相机在2个滤光片中对5个红移~2的类星体的深度成像，它们具有一定的光学和射电光度范围。观测结果包括一套PSF观测结果，这些观测结果被用来构建新的PSF模型，Dumont等人在其他地方进行了描述。新的PSF模型被用来从图像中去除类星体核。我们发现，宿主星系有10%的类星体核的顺序解决流量，一般是明亮的和蓝色的，表明活跃的恒星形成。虽然大多数具有明显的不规则形态，但大部分通量可以近似地由r**1/4定律建模。然而，所有的宿主星系在半径超过0.8弧秒的地方都有一个近似指数的光度分布，这也可以在大型望远镜的地面数据中看到。这些类星体都有一些附近的暗蓝色伴星，它们可能是在类星体红移处的年轻星系。我们讨论的主机星系，他们的球状人口，和中央黑洞的演变的影响。
2002-02-21 astro-ph
Dwarf Elliptical Galaxies: Structure, Star Formation, and Color-Magnitude Diagrams
本文的目的是通过N体/流体动力学模拟揭示椭圆星系的形成和演化，包括恒星的形成，反馈和化学演化。特别注意的情况下，矮球状体的本地集团，由于其接近和现代地面和空间仪器，可以解决成单星，使独立的确定其年龄和恒星形成的历史可以得出。众所周知，矮星系在哈勃望远镜的大部分时间里表现出复杂的恒星形成历史，从一个非常古老的插曲到一系列的爆发。我们从暗物质的维里化晕开始，追踪气体进入势阱和恒星的形成。我们发现，在相同的总质量的对象，不同的恒星形成的历史是可能的，如果坍缩阶段开始于不同的初始密度。我们预测了矮球状星系的最终结构，它们的运动学，它们的大尺度气体和恒星的分布，以及它们的恒星形成和金属富集的详细历史。使用人口合成技术，恒星形成和金属富集率，然后通过生成目前的颜色星等图的恒星星族主办的矮球状星系。改变宇宙学参数$H_0$和$q_0$。与本星系群中一些矮椭球体的观测结果进行了比较。
2001-05-02 astro-ph
Updated Information on the Local Group
本说明更新了我最近关于\underline{The Galaxies of the Local Group}的专著中发表的资料。亮点包括：（1）新发现的鲸鱼座矮椭球体作为本星系群的一个成员，（2）SagDIG的距离得到了改进，现在它将这个物体放置在非常接近本星系群零速度表面的边缘，（3）关于一些个别本星系群成员进化历史的更多信息，以及（4）改进了距离测定，一些当地团体成员。这些数据使某些（或可能的）地方团体成员的数目增加到36个。这些星系的空间分布支持了哈勃的说法，即本星系群在一般的场中是孤立的。"目前的证据表明，许多矮球状体中的恒星形成持续的时间要比星系晕主体中的长得多。这表明，"“球状星团，如Ruprecht 106，可能是在现已不复存在的矮球状体中形成的。假设SagDIG是最遥远的本星系群星系，位于本星系群的零速度表面上，或者就在本星系群的零速度表面之内，则动力学年龄为\gtrsim 17.9 \pm 2.7 Gyr。
2000-01-04 astro-ph
The Resolved Stellar Populations of a Dwarf Spheroidal Galaxy in the Virgo Cluster
本文报道了在哈勃空间望远镜F606 W和F814 W深空的室女座团内场图像上发现的一个暗（M_V ~ -10.6 +/-0.2）矮球状星系。这个星系在我们的图像中很容易分辨，因为我们的色星等图（CMD）延伸到红巨星分支（RGB）的尖端之外> 1个星等。因此，它是星团环境中小矮星系最深的CMD。使用RGB星的颜色，我们推导出矮星的金属丰度[M/H]= -2.3 +/- 0.3，并表明金属丰度分散度在95%置信度下小于0.6 dex。我们还利用该星系缺乏AGB星和没有比M_bol ~ -4.1 +/-0.2亮的物体来表明该系统是古老的（t >~10 Gyr）。最后，我们推导出该天体的结构参数，并表明该星系没有显示出明显的潮汐涨落的证据。由于红巨星分支的顶端距离（（m-M）_0 = 31.23 +/- 0.17或D = 17.6 +/- 1.4 Mpc）使该星系靠近室女星系团的核心，人们可能会认为该物体经历了一些潮汐处理。然而，矮星系与本星系群和M81星系群的dSph星系之间的化学和形态相似性表明，该天体确实是原始的，而不是一个更大星系的碎片残骸。我们讨论了这个星系的可能起源，并认为它刚刚第一次落入室女座。
2006-11-06 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
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
037-B327 in M31: Luminous Globular Cluster or Core of a Former Dwarf Spheroidal Companion to M31?
037-B327是M31中最亮和最红的星团。哈勃太空望远镜上的高级巡天照相机提供了F606 W波段的光度数据，也显示这个星团被一条尘埃带穿过。我们通过将观测到的表面亮度分布拟合到King模型来确定037-B327的结构参数，其中r_c=0.72”（=2.69 pc），r_t=5.87”（=21.93 pc），浓度指数c=log（r_t/r_c）=0.91。表面亮度分布在中心0.25”以内基本上是平坦的，没有显示出核心塌陷的迹象。虽然尘埃带影响测光，国王模型拟合地表亮度轮廓很好，除了严重影响的地区的尘埃带。我们还计算了半光半径r_h=1.11”（=4.15 pc）。结合以前的测光结果，我们发现该天体与银河系中的半人马座Omega、M54和NGC 2419以及M31中的大质量星系团G1处于同一区域。所有这四个物体都被声称是前矮星系的剥离核心。这表明037-B327也可能是M31的前矮伴星的剥离核心。
2005-12-07 astro-ph
Dark Matter Halos around Galaxies
我们提出的证据表明，所有的星系，任何哈勃类型和光度，承担的质量分量分布不同的发光物质的运动学签名。我们回顾和/或得出DM晕不同的光度和形态的星系：螺旋，LSB，椭圆，矮不规则和矮椭球体的属性。
1997-03-05 astro-ph
The ACS Survey of Galactic Globular Clusters: M54 and Young Populations in the Sagittarius Dwarf Spheroidal Galaxy
我们提出了新的哈勃太空望远镜测光的大质量球状星团M54（NGC 6715）和重叠的核心潮汐破坏人马座（Sgr）dSph星系的一部分，ACS调查银河系球状星团。我们的深（F606 W ~26.5），高精度测光产生了前所未有的详细的颜色星等图，显示了扩展的蓝色水平分支和M54+Sgr系统的多个主序列。用等时线和主层序拟合修正了M54的距离和红化，修正后的结果为（m-M）_0=17.27，E（B-V）=0.15。初步评估发现，M54+Sgr区域主要由Sgr和球状星团的旧贫金属族群所控制。多个转折点表明至少存在两个中等年龄的恒星形成时期，年龄为4和6 Gyr，[Fe/H]=-0.4到-0.6。我们还清楚地表明，第一次，一个突出的，2.3 Gyr老Sgr人口近太阳丰度。还显示了一个更年轻（0.1-0.8 Gyr）、更富含金属（[Fe/H] \sim 0.6）的恒星的踪迹。Sgr的年龄-金属丰度关系与闭箱模型和多个（4-5）恒星形成爆发在整个卫星的生命周期，包括时间以来Sgr开始破坏是一致的。
2007-07-31 astro-ph
Deep HST imaging surveys and the formation of spheroidal galaxies
我们已经扩展了我们以前的分析形态选择的椭圆和S 0星系在哈勃深空（HDF）北，包括HST数据在HDF南和HDFS-NICMOS地区。我们最终的样本数量为69个E/S 0星系，其$K<20.15$的面积为11平方角分。虽然在一个中等的天空区域中数量相当小，但这个样本受益于高红移星系的最佳成像和光度数据。多波段测光使我们能够很好地准确估计这些星系的大多数缺乏光谱测量的红移。我们证实了我们以前的发现，大规模的E/S 0的倾向于消失，从通量有限的样品在$z>1.4$。这进一步证明了在$0.8<z<1.2$发现的众多天体的静止坐标系颜色和SEDs与大部分恒星形成过程中的极高红移不一致，而与直到$z \le 1$的长期（连续或偶发）恒星形成过程更一致。这些基于小视场高质量成像的结果可以用更大天空区域上颜色选择ERO的数据进行补充：当颜色限制从$(R-K)=5$变为$(R-K)=6$（分别对应于$z\simeq 1$和$z\simeq 1.3$）时，我们声称的E/S 0从$z=1$到$z=1.5$的消亡被ERO面密度的类似快速下降所证实。总而言之，从1到2的红移间隔似乎对应于大质量E/S 0星系在该领域的组装非常活跃的阶段，也可能是一个相当大一部分恒星形成的阶段。
2001-01-22 astro-ph
An extensive study of dynamical friction in dwarf galaxies: the role of stars, dark matter, halo profiles and MOND
研究了矮椭球星系和矮椭圆星系中球状星团由于动力学摩擦而产生的内旋时间尺度。我们解决的问题，这些时间尺度已被各种估计在文献中的哈勃时间短得多。使用自洽的两个组件（暗物质和恒星）模型，我们探索的机制，可能会产生延长的动力学摩擦时标在这样的系统，以解释为什么矮星系往往显示球状星团系统。一般来说，暗物质和恒星对动力学阻力的贡献相当。通过探索它们的引力构成的各种可能性，表明这些研究有助于约束这些星系中的暗物质晕的参数，以及测试暗物质的替代品。假设暗晕有一个恒定密度的核心，动力学摩擦时标自然延伸到哈勃时间以上。尖状暗晕产生的时间尺度$\lesssim$ 4.5陀螺仪，任何暗晕参数根据观测恒星的视线速度分散在矮球状星系。我们发现，在MOND动力学假设下，由于恒星动力学阻力的增强，动力学摩擦时标将非常短。以天炉座dSph和它的球状星团系统的结构参数作为一个案例研究，我们得出结论，需要动力学摩擦的时间尺度可比的哈勃时间强烈有利于暗晕的中央核心。
2006-05-30 astro-ph gr-qc
Evidence for dark matter in different scales from the KLUN galaxy sample
用6600个旋涡星系的KLUN（Kinetics of the Local Universe）样本研究了不同尺度下的暗物质：Tully-Fisher关系的零点的类型依赖性表明星系尺度下M/L \approx 9 - 16。从影响双星系的选择效应的研究的初步结果给出了一个较大的值M/L \approx 30 - 50。用Malmquist偏差修正的TF距离和Tolman-Bondi解对英仙座-双鱼座超星系团的研究表明，大星系团的M/L \approx为200 - 600。应用改进的Sandage-Tammann-Hardy检验法，在观测到的分级（分形）星系分布中（200 Mpc以下），哈勃定律的线性度表明，要么Ω_0很小（0.01），要么大部分物质是均匀分布的暗物质。
1999-09-03 astro-ph
Morphological evolution of disk galaxies in clusters
最近在明亮的室女座矮椭圆星系和透镜星系（dE/dSph/dS 0）中发现了隐藏的非轴对称和盘状结构，这表明它们可能有晚型祖先。使用N-体模拟，我们遵循的LambdaCDM集群模拟与10 e7粒子，层次的增长和星系骚扰自洽建模内的磁盘星系的演化。大多数星系都经历了显著的形态转变，甚至在星系团的外围，并通过哈勃序列从晚型盘移动到矮球状体。没有一个盘被完全摧毁，因此它们不可能是超紧凑矮星系（UCD）的祖先。模拟星系的时间演化进行了比较，从VLT数据和我们的模型与最新的高分辨率光谱研究从凯克和帕洛玛望远镜的投影运动学unsharp-masked图像。
2004-11-24 astro-ph
Stellar Populations in Dwarf Galaxies: A Review of the Contribution of HST to our Understanding of the Nearby Universe
本文综述了哈勃太空望远镜对我们了解本星系群矮星系及其更老的恒星星族的详细性质的贡献。哈勃太空望远镜的图像具有精致、稳定的高空间分辨率，加上光度精度，使我们能够进一步追溯到各种不同星系类型的恒星形成历史，这些星系类型具有非常不同的恒星形成特性。从这些研究中，我们了解到了矮星系演化的几个重要方面。首先，我们发现没有两个星系有完全相同的恒星形成历史;有些星系今天表面上看起来可能是一样的，但它们总是沿着不同的路径到达这一点。现在我们已经成功地深入探索了本星系群中矮不规则星系的恒星形成历史，很明显，与矮椭圆/球状型星系的整体性质有许多相似之处，这在以前被认为是非常不同的。这两类星系之间先前强烈的二分法已经被这些新结果所削弱，并且可能源于这些类似质量星系出生或居住大部分时间的环境差异。我们对恒星形成过程及其对附近宇宙中星系演化的影响的了解越详细，我们就越能更好地理解高红移宇宙中星系积分光的研究结果。
2000-10-02 astro-ph
Galaxy Populations and Evolution in Clusters III. The Origin of Low-Mass Galaxies in Clusters: Constraints from Stellar Populations
附近星系团中的低质量星系是宇宙中数量最多的星系类型，但它们的起源和性质在很大程度上仍然未知。为了研究有关这些星系的基本问题，我们提出了一个调查的结果，旨在限制的特点和性能的恒星星族在一个完整的低质量星系团（LMCG）在英仙座星系团的中心样本的星等。使用深，高质量的WIYN UBR图像，我们证明了我们的样本中的53个LMCG在M_B >-15处的颜色-星等关系具有显著的分散性。通过比较单次爆发恒星种群模型和我们的测光结果，我们认为LMCG中的恒星星族都具有> 1 Gyrs的年龄，较红的LMCG具有恒星金属丰度[Fe/H] >-0.5。通过假设LMCG的颜色反映了金属丰度，并与巨型椭圆星系共同演化，我们发现了从太阳到[Fe/H] ~-3的广泛的值。我们认为，LMCG有多个起源，并从根本上不同于本地集团矮椭球/椭圆。较蓝的LMCG的金属丰度较低，这意味着它们可能是通过自富集和超新星风提供的恒星反馈形成的原始星系。我们还调查了其他几个形成的情况下，这些LMCGS，包括：自我富集引起的限制金属晕内介质，在原地形成的内集群气体，极端黑暗的晕系统，并作为残余的更高质量的系统。我们的结论是，大约有一半的低质量星系团星系具有恒星星族和运动学性质，在本系列的前几篇论文中讨论过，与几个Gyrs前吸积成星系团的剥离星系的残余物一致。
2002-10-02 astro-ph
Measuring Mass Loss Rates from Galactic Satellites
我们提出了一项研究的结果，使用数值模拟来解释银河系周围潮汐扰动卫星的观测。当从观察者的角度分析模拟时，我们发现在我们的模型中，在未绑定恒星占主导地位的位置，恒星计数和速度色散曲线的斜率出现了中断。我们的结论是，“潮外”恒星和银河系卫星的郊区观察到的速度色散增强是由于与银河系的潮汐相互作用的恒星碎片的污染。然而，一个显着的约束人口可以存在超出的断裂半径，我们认为，它不应该被确定与潮汐半径的卫星。我们还开发和测试一种方法来确定质量损失率从银河系卫星使用其潮外人口。我们将这种方法应用于观测银河系的球状星团和矮球状卫星，并得出结论，这两个卫星系统的很大一部分很可能在下一个哈勃时间内被摧毁。最后，我们证明，这种质量损失估计使我们能够把一些限制的初始质量函数（IMF）的恒星在一个集群中的径向依赖其现今的质量函数（PDMF）。
1998-05-21 astro-ph
Draco, a flawless dwarf galaxy
天龙座矮球状星系（dSph），以其明显的巨大的质量与光的比例和紧凑的尺寸，拥有许多线索的神秘的暗物质的性质。在这里，我们提出了这个矮星系的深测光研究，进行了MegaCam相机在加拿大-法国-哈勃望远镜，宽视场相机在艾萨克牛顿望远镜和宽视场和行星相机上的哈勃太空望远镜。新的光度数据覆盖了整个星系，并在50%的完整性下达到i=24.5，比以前的全景研究要深得多，允许搜索比以前可能的表面亮度低得多的潮汐扰动。通过这些改进的统计数据，我们没有发现任何证据表明不对称扰动或潮汐尾拥有超过3%的星系中心恒星。我们发现，中心恒星密度，由HST数据探测，上升到中心0.5 '。星系质心位置的不确定性不允许我们确定0.5'内部轮廓的明显平坦是否可靠。因此，天龙座是一个完美的矮星系，毫无特色，显然不受银河系潮汐的影响。
2006-12-11 astro-ph
Dark Matter and Sterile Neutrinos
暗物质被认为是物质的一个重要组成部分已经有70多年的历史了，人们也提出了许多关于它可能是什么的建议。这些想法大多集中在冷暗物质上，这些粒子是标准粒子物理学的扩展，如超对称性。在这里，我们探讨的概念，暗物质是不育中微子，粒子通常被称为温暖的暗物质。这些粒子有keV的质量，并在很长的时间内衰变，比哈勃时间长得多。在它们的衰变中，它们产生X射线光子，这些光子改变了早期宇宙中的电离平衡，增加了分子氢的比例，从而有助于早期恒星的形成。不育中微子也可能有助于理解重子不对称性、脉冲星反冲、黑洞的早期生长、矮球状星系的最小质量，以及暗物质晕的形状和光滑度。一旦所有这些实验的各种参数都被定量化，我们就可以把注意力集中在这些粒子的产生机制上，并可以预测尖锐的X射线发射线的强度，这是任何大型暗物质组合体所期望的。对这条X射线发射线的测量将是弱相互作用中微子（WINs）存在的决定性证据。
2007-02-06 astro-ph
The Nature of Dark Matter
暗物质被认为是物质的一个重要组成部分已经有70多年的历史了，人们也提出了许多关于它可能是什么的建议。这些想法大多集中在冷暗物质上，这些粒子是标准粒子物理学的扩展，如超对称性。在这里，我们探讨的概念，暗物质是不育中微子，一个概念，通常被称为温暖的暗物质。这些粒子有keV的质量，并在很长的时间内衰变，比哈勃时间长得多。在它们的衰变中，它们产生X射线光子，这些光子改变了早期宇宙中的电离平衡，增加了分子氢的比例，从而有助于早期恒星的形成。不育中微子也可能有助于理解重子不对称性、脉冲星反冲、黑洞的早期生长、矮球状星系的最小质量以及暗物质晕的形状。一旦所有这些测试都能定量地给出各种参数，我们就可以把注意力集中在这些粒子的产生机制上，并可以预测任何大型暗物质集合体所预期的尖锐X射线发射线的强度。对这条X射线发射线的测量将是弱相互作用中微子（WINs）存在的决定性证据。
2007-02-06 astro-ph
Deep Photometry in a Remote M31 Major Axis Field Near G1
我们目前的测光从哈勃太空望远镜（HST）/宽视场行星相机2平行图像的远程M31领域的投影距离约为34千秒差距的核心附近的西南主轴。这个区域靠近球状星团G1，也靠近Ferguson等人（2002）确定的一个候选潮汐羽流。F606 W（V）和F814 W（I）的图像是与G1（GO-9099）的空间望远镜成像光谱仪光谱同时获得的，总积分时间为7.11小时--这是迄今为止M31外盘中最深的HST场，达到V ~ 28。色星等图显示在V = 25.25处有一个清晰的红团和一个与[Fe/H] ~-0.7相一致的红巨星分支。没有蓝色水平分支的星系与M31的其他晕场、仙女座矮球状体和附近的球状星团G1形成对比。将观测到的光度函数与Padova模型进行比较，我们发现至少有一些恒星星族的年龄必须小于6 - 8 Gyr。M31最外面的中性氢气盘在我们的视野中只有2kpc的投影。发现场中的一些巨星的径向速度接近中性氢气的径向速度（Reitzel，Guhathakurta，& Rich 2003），这使我们得出结论，我们的场采样了旧的，低表面亮度的磁盘，而不是真正的星族II球体。
2004-01-06 astro-ph
The Mass/Light Ratio of Early-Type Galaxies: Constraints from Gravitational Lensing in the Rich Cluster AC114
我们提出了一个新的宽视场图像的遥远的集群AC 114（$z=0.31$）获得的宽视场和行星相机II的哈勃太空望远镜。这幅图像大大扩展了我们对星系团透镜性质的认识，超出了Smail \et（1995 a）从单个WF/PC-1指向得出的结果。结合已发表的地基光谱学，我们利用几个新发现的多个图像来构建一个改进的质量模型的集群的中心区域。利用这个模型，我们应用Natarajan & Kneib（1997）介绍的方法来解释小尺度上由单个星系团的质量引起的对星系团剪切场的局部扰动。我们使用透镜信号放置新的约束的平均质光比和空间范围的暗物质晕与形态分类的早期型集群成员。我们发现一个基准$L^*$团球状星系的总质量主要包含在$\sim$ 15 kpc半径晕（$\sim$ ~8- 10 $R_e$）中，其质光比为${M/L_V} \sim {15^{+10}_{-4}} $（90% c.l.，$h=0.5$），单位为太阳能。与类似的估计fieldgalaxies的比较表明，在AC 114的星系团星系可能拥有较低的广泛和质量较低的晕。我们讨论了我们的结果的背景下，模型的动态演化的星系团和观测前景扩展这种分析的后果。
1998-06-01 astro-ph
