We present B, V, I time-series photometry of the Coma Berenices dwarf spheroidal galaxy, a faint Milky Way satellite, recently discovered by the Sloan Digital Sky Survey. We have obtained V, B-V and V, V-I color-magnitude diagrams that reach V~23.0-23.2 mag showing the galaxy turnoff at V~21.7 mag, and have performed the first study of the variable star population of this new Milky Way companion. Two RR Lyrae stars (a fundamental-mode -RRab- and a first overtone -RRc- pulsator) and a short period variable with period P=0.12468 days were identified in the galaxy. The RRab star has a rather long period of P_ab=0.66971 days and is about 0.2 mag brighter than the RRc variable and other non-variable stars on the galaxy horizontal branch. In the period-amplitude diagram the RRab variable falls closer to the loci of Oosterhoff type-II systems and evolved fundamental-mode RR Lyrae stars in the Galactic globular cluster M3. The average apparent magnitude of the galaxy horizontal branch, <V_HB>=18.64+-0.04 mag, leads to a distance modulus for the Coma dSph mu_0=18.13+-0.08 mag, corresponding to a distance d=42^{+2}_{-1} kpc, by adopting a reddening E(B-V) = 0.045 +- 0.015 mag and a metallicity [Fe/H]=-2.53 +- 0.05 dex.
Crowning the Queen: Membership, Age, Rotation, and Activity for the Open Cluster Coma Berenices
Columbia University（哥伦比亚大学）；Laboratoire d’astrophysique de Bordeaux, Univ. Bordeaux, CNRS（波尔多天体物理实验室，波尔多大学，法国国家科学研究中心）；Rutgers, the State University of New Jersey（新泽西州立罗格斯大学）
Coma Berenices: first evidence for incomplete vertical phase-mixing in local velocity space with RAVE - confirmed with Gaia DR2
在Gaia DR 2发表之前，我们与RAVE和TGAS确认了Quillen ey等人最近在GALAH调查中关于太阳附近后发座Berenices移动群的观察，即它只存在于负银河纬度。这使我们能够表明，它是相干的垂直速度，提供了第一个证据，不完全垂直相混合。我们估计第一次从动力学参数，移动集团必须形成最多~ 1.5 Gyr前，并与此相关的人马座矮卫星星系的近心通道。本说明是原始arXiv文章的重写版本，现在还包括我们对Gaia DR 2的发现的确认。
The initial mass function in the Coma Berenices dwarf galaxy from deep near-infrared HST observations
我们使用深$HST$ WFC 3/IR成像研究超暗矮星系后发座的初始质量函数（IMF）。我们的观测结果达到了有史以来在解析星系中探测到的最低恒星质量，在$\sim 0.17$ M $_{\odot}$上有50%的完整性。然而，未分辨的背景星系限制了我们的纯度低于$\sim 0.23$ M $_{\odot}$。如果建模与一个单一的幂律，我们发现，国际货币基金组织的斜率是$-1.45^{+0.29}_{-0.3}$（68\%的可信区间），相比银河系的$-2.3$值。对于一个破碎的幂律，我们得到一个低质量的斜率$-1.18_{-0.33}^{+0.49}$，一个高质量的斜率$-1.88_{-0.49}^{+0.43}$和一个转折质量$0.57_{-0.08}^{+0.12}$ M $_{\odot}$相比，$-1.3$，$-2.3$和0.5 M $_{\odot}$的Kroupa IMF。对于对数正态IMF模型，我们得到的位置参数和$0.68_{-0.12}^{+0.17}$的$0.33_{-0.16}^{+0.15}$ M $_{\odot}$的值为$σ$（0.22 M $_{\odot}$和0.57的Chabrier系统IMF）。所有三个参数化产生类似的协议与数据。我们的结果与以前的分析较浅的光学HST数据。然而，对其他矮星的类似光学数据的分析发现，IMF比银河系中的底部光明显更多…
