牧夫座I矮椭球星系的丰度分布

从非常贫金属的dSph星系Boots I中元素丰度比看单个超新星富集的证据

Evidence of enrichment by individual supernova from elemental abundance ratios in the very metal-poor dSph galaxy Bootes I

目的：我们建立了平均金属丰度从高分辨率光谱最近发现的矮球状星系牧夫座我和测试是否是一个共同的特点，超微弱的矮球状星系显示出不均匀的化学演化的迹象（例如，在武仙座矮球状星系）。研究方法：我们分析高分辨率，中等信号噪声光谱的7红巨星在牧夫座I dSph星系使用标准的丰度分析技术。特别是，我们假设当地的热力学平衡，并采用球形模型的大气和代码，考虑到恒星的球形度时，计算元素丰度。结果：我们确认先前确定的平均金属丰度的牧夫座I矮球状星系是-2.3德克斯。虽然有五颗恒星聚集在这个金属丰度周围，但其中一颗金属丰度明显更低，为-2.9 dex，另一颗金属丰度更高，为-1.9 dex。此外，我们发现其中一颗恒星Boo-127显示出极高的[Mg/Ca]比，表明dSph星系内的随机富集过程。类似的结果以前只在武仙座和天龙座dSph星系中发现过，到目前为止，似乎是这种类型星系所独有的。

微弱牧夫座II矮球状星系的化学确认

A chemical confirmation of the faint Bootes II dwarf Spheroidal Galaxy

我们提出了一个最明亮的确认成员星的超微弱矮星系牧夫座II的Keck/HIRES高分辨率光谱在中等信噪比的化学丰度研究。在[Fe/H] = -2.93 +/- 0.03（静态）时+/- 0.17（系统）这颗恒星在化学上类似于贫金属晕场星，也类似于其他微弱的矮球状星系在相同金属丰度下的特征，因为它显示出增强的[α/Fe]比，太阳Fe峰值元素丰度，以及中子捕获元素Ba的低上限。此外，这颗恒星在我们能够测量的八种元素中没有任何化学特性。这意味着，在其他系统中发现的化学异常值仍然是与各自环境的不寻常富集历史有关的异常值，而Bootes II似乎经历了其非常低质量的典型富集历史。我们还重新校准了以前从钙三重态（CaT）测量的星系金属丰度，发现比以前报告的值低得多。由此产生的广泛的金属丰度分布，超过一个dex，非常贫金属的平均值，以及现在恒星的化学丰度模式意味着牧夫座II是一个低质量，古老，贫金属的矮星系，而不是像以前根据其天空位置和运动学提出的那样与人马座流相关的过度密度。低，平均CaT金属丰度-2.7 dex正好落在从更明亮到最暗的星系的四个数量级的光度-金属丰度关系上。因此，牧夫座II的化学富集似乎代表了星系的原始质量，而潮汐剥离和其他质量损失机制可能并不像其他低质量卫星那样重要。

Faint Stars in a Faint Galaxy: II. The Low Mass Stellar Initial Mass Function of the Boötes I Ultrafaint Dwarf Spheroidal Galaxy

This paper presents improved constraints on the low-mass stellar initial mass function (IMF) of the Boötes I (Boo~I) ultrafaint dwarf galaxy, based on our analysis of recent deep imaging from the Hubble Space Telescope. The identification of candidate stellar members of Boo~I in the photometric catalog produced from these data was achieved using a Bayesian approach, informed by complementary archival imaging data for the Hubble Ultra Deep Field. Additionally, the existence of earlier-epoch data for the fields in Boo~I allowed us to derive proper motions for a subset of the sources and thus ide…

牧夫座III是一个与冥河星流有关的分裂矮星系

Bootes III is a disrupting dwarf galaxy associated with the Styx stellar stream

我们提出了自行测量牧夫座III，银河系的一个神秘的恒星卫星，利用数据从盖亚任务的第二次数据发布。通过选择15个经径向速度确认的牧夫座III成员，以及附近可能的RR Lyrics成员，我们测量了$(μ_α \cosδ, μ_δ) = (-1.14, -0.98)\pm(0.18, 0.20)$ mas/yr的误差加权平均自行。我们根据它们的组合自行和在色星等图中的位置，选择并呈现可能是牧夫座III成员的进一步恒星。我们警告不要将成员资格分配给那些没有得到光谱确认的恒星，因为我们证明了在牧夫座III的主体附近有来自破坏性球状星团NGC 5466的污染恒星，但我们注意到我们的结果与之前的牧夫座III自行估计一致，其中没有包括光谱成员。根据测得的牧夫座III的自行和其他已知的性质，我们推导出它的银心速度，并计算其轨道给定的规范银河系势与晕质量为0.8 $\times$ 10 $^{12}$ M $_{\odot}$和1.6 $\times$ 10 $^{12}$ M $_{\odot}$。这些轨道有力地表明，牧夫座III号在大约1.4亿年前以偏心轨道经过银河系中心$\sim$ 12千秒差距的范围。此外，牧夫座III的自行与冥河星流逆行的预测非常吻合。有鉴于此，再加上牧夫座III本身的近心点和金属丰度分布较小，我们认为它是一个分裂的矮星系，导致了冥河星流的形成。

Ia型超新星对超微弱矮星系牧夫座I化学富集的贡献

Contribution of type Ia supernovae to the chemical enrichment of the ultra-faint dwarf galaxy Bootes I

对于超暗矮（UFD）星系牧夫座I中的三颗恒星，我们已经确定了大气参数，对斯巴鲁档案中的高分辨率光谱进行了新的缩减，并在不使用LTE假设的情况下推导出了八种化学元素的丰度。因此，在牧夫座I类星系中，它现在拥有最大的恒星样本（11），具有均匀的大气参数和化学丰度，这使它成为研究UFD星系化学演化的最有希望的星系。我们发现，在范围-3<[Fe/H]<-2的三个$α$ -过程元素，镁，钙，钛，过渡从他们的过剩相对于铁[ $α$ /Fe] $\approx$ 0.3太阳[ $α$ /Fe]的比例发生。这很可能表明Ia型超新星开始产生铁。碳、钠、镍和钡丰度的行为与更大质量的星系、我们的银河系和经典矮球状星系没有什么不同。

Faint Stars in a Faint Galaxy: I. Ultra Deep Photometry of the Boötes I Ultra Faint Dwarf Galaxy

We present an analysis of new extremely deep images of the resolved stellar population of the Boötes I ultra faint dwarf spheroidal galaxy. These new data were taken with the Hubble Space Telescope, using the Advanced Camera for Surveys (Wide Field Camera) and Wide Field Camera 3 (UVIS), with filters F606W and F814W (essentially V and I), as part of a program to derive the low-mass stellar initial mass function in this galaxy. We compare and contrast two approaches to obtaining the stellar photometry, namely ePSF and DAOPHOT. We identify likely members of Boötes I based on the location of each…

牧夫座~I超暗星系的元素丰度及其对化学富集的意义

Elemental Abundances and their Implications for the Chemical Enrichment of the Boötes~I Ultra-Faint Galaxy

我们提出了一个双盲分析的七个红巨星成员的牧夫座I超微弱矮球状星系的高色散光谱，与第八成员恒星的类似光谱的重新分析补充。这些恒星的[Fe/H]介于-3.7至-1.9之间，并包括一颗[Fe/H] =-3.33的CEMP-no星。我们从化学丰度数据中得出结论，牧夫座I是从基本上原始的初始丰度演化成一个自我富集的恒星形成系统。这使我们能够独特地调查CEMP-无恒星在化学演化系统中的位置，除了限制恒星形成的时间尺度之外。元素丰度形式上与晕状分布一致，平均值[α/Fe]增强，平均值分散较小。这与低恒星密度、低金属量系统中的高质量恒星IMF与现今太阳邻域值无法区分是一致的。有一个非显着的暗示，[α/Fe]与[Fe/H]下降;加上低散射，这需要低恒星形成率，使SNe喷出物的时间在感兴趣的大空间尺度上混合。一颗恒星有很高的[Ti/Fe]，但我们没有证实先前发表的另一颗恒星的[Mg/Fe]高值。我们讨论了CEMP-无恒星的存在，以及没有任何恒星在较高的[Fe/H]下具有较低的CEMP-无增强，这种情况与银河系领域中CEMP-无恒星的知识一致。我们表明，这一观察需要有两个富集路径在非常低的金属丰度：CEMP-NO和“碳正常”。

经典和超微弱矮球状星系的化学演化

Chemical evolution of classical and ultra-faint dwarf spheroidal galaxies

我们提出了两个矮球状星系（Sculptor和Carina）的最新化学演化模型和两个超暗矮星（Hercules和Bootes I）的第一个详细的化学演化模型。我们的研究结果表明，矮球状体的恒星形成效率较低，证实了以前的结果，超暗矮星的恒星形成效率更低。在这些假设下，我们可以重现恒星金属丰度分布函数，$[α/Fe]$与$[Fe/H]$丰度模式和目前在这些物体中观测到的恒星和气体总质量。特别是，对于超暗矮星，我们假设恒星形成的初始爆发很强，系统的质量在早期就已经存在。另一方面，对于经典的矮椭球体的协议与数据的发现，假设恒星形成的历史所建议的颜色星等图和更长的时间尺度的形成，通过气体下降。我们发现，所有这些星系都应该经历星系风，在所有情况下，从$1$ Gyr开始演化。通过与银河系数据的比较，我们得出结论，超暗矮星不太可能是整个星系晕的组成部分，尽管在得出确切的结论之前还需要更多的数据。

超暗矮星系galvanian、Canes venaeal I、Bootes I、Canes venaeal II和Leo IV的恒星星族和结构特性

The Stellar Populations and Structural Properties of Ultra Faint Dwarf Galaxies, Canes Venatici I, Bootes I, Canes Venatici II, and Leo IV

我们使用斯巴鲁望远镜上的Suprime-Cam拍摄了四个超暗矮（UFD）星系的深度图像，它们是犬座Venaeu I（CVn I），牧夫座I（Boo I），犬座Venaeu II（CVn II）和狮子座IV。色磁图（CMD）延伸到主序星转折点（MSTO）以下，并测量出恒星星族的年龄。暗星系Boo I、CVn II和Leo IV中的恒星星族估计与银河系球状星团M92一样古老。我们确认，Boo I dSph没有内在的颜色扩展的MSTO，没有空间差异的CMD形态，这表明Boo I dSph是由一个古老的单一的恒星星族。最明亮的UFD之一，CVn I dSph，相对于Boo I，CVn II和Leo IV dSph，显示出相对较年轻的年龄（-12.6 Gyr），并且红色水平分支（HB）恒星的分布比蓝色HB恒星更集中于中心，这表明该星系包含复杂的恒星星族。Boo I和CVn I dSphs显示伸长和扭曲的形状。作为银河系卫星，CVn II dSph的潮汐半径最小，形状扭曲，而Leo IV dSph则呈不太集中的球形。微弱UFD的简单恒星星族表明，它们的祖先中的气体在最初的恒星形成时比明亮的dSphs更有效地被去除。这是合理的，如果UFD的祖先属于质量较轻的晕比那些更明亮的dSphs。

超暗矮球状星系$M/L$值的概率分布：IMF的随机抽样

Probabilistic distributions of $M/L$ values for ultra-faint dwarf spheroidal galaxies: stochastic samplings of the IMF

由于固定IMF、年龄和金属丰度的恒星星族的总质量趋于无穷大，因此固有的$M/L$值很快收敛到与所讨论的恒星细节相关的固定数字。当涉及非常小的恒星星族时，IMF的随机采样将产生$M/L$值的固有扩展，这将成为概率量。对于最近发现的总光度低于10^3 L_V/L_o的超暗矮球状星系，用固有的$M/L$值来估计其概率分布的幅度是很重要的。这些系统的重子总质量通常由它们的光度来估计，假设固定的、确定性的$M/L$值，适合于无限的粒子数极限。这些重子总质量对于结构形成场景的测试至关重要，因为局部超微弱矮椭球体代表了已知的最极端的星系尺度。也受到可靠的$M/L$值，是使用这些系统之间的可能判别暗物质和修改的重力理论。通过模拟大量的恒星星族，每个群体由一个特定的单个恒星的集合组成，我们计算得到的$M/L$值的统计分布。对于在超暗矮椭球体观测范围内的恒星总数，恒星星族的固有$M/L$值可以预期以3倍以上的因子变化，有趣的是，系统地向比对应于无限人口极限的更高的值倾斜。这可以解释这些系统中重子质量的部分扩散，在固定的恒星速度色散下，这些系统也出现了系统性的向高暗重子质量比的转移。

牧夫座I超暗矮星系的化学演化

The chemical evolution of the Bootes I ultra-faint dwarf galaxy

我们提出了两个贫金属红巨星的化学丰度测量超微弱矮星系牧夫座I，麦哲伦/MIKE高分辨率光谱的基础上。对于Boo I-980，[Fe/H]=-3.1，我们给出了第一个元素丰度测量值，而Boo I-127，[Fe/H]=-2.0，显示丰度与以前的测量值非常一致。从文献中收集到的两颗牧夫座I恒星以及大多数其他牧夫座I成员的光和铁峰值元素丰度比与常规贫金属晕星非常相似。中子俘获元素丰度Sr和Ba系统地低于主要晕趋势，也表现出显着的丰度分布。总的来说，这与其他超暗矮星系的发现相似。我们对整个样本的碳丰度（与恒星演化状态相称）进行了校正，发现21%的恒星是碳增强贫金属（CEMP）恒星，而不使用碳校正的恒星为13%。我们重新评估了CEMP恒星和非CEMP恒星的金属丰度分布函数（Ep），并证实了先前的说法，即CEMP恒星可能属于不同的，更早的人口。应用一组丰度标准来测试牧夫座I在多大程度上可能是幸存的第一个星系，这表明它是最早的组装系统之一，可能从系统中的其他云吸积，或者从吞噬第一个星系或积木型物体中获得气体。这导致了今天可观测到的两个恒星星族。

Neutron-capture elements in dwarf galaxies III: A homogenized analysis of 13 dwarf spheroidal and ultra-faint galaxies

We present a large homogeneous set of stellar parameters and abundances across a broad range of metallicities, involving $13$ classical dwarf spheroidal (dSph) and ultra-faint dSph (UFD) galaxies. In total this study includes $380$ stars in Fornax, Sagittarius, Sculptor, Sextans, Carina, Ursa Minor, Draco, Reticulum II, Bootes I, Ursa Major II, Leo I, Segue I, and Triangulum II. This sample represents the largest, homogeneous, high-resolution study of dSph galaxies to date. With our homogeneously derived catalog, we are able to search for similar and deviating trends across different galaxies.…

阿帕奇点天文台河外演化实验（APOeGEE）：APOGEE巡天中七个矮椭球星系的化学丰度趋势

The Apache Point Observatory extra-Galactic Evolution Experiment (APOeGEE): Chemical Abundance Trends for Seven Dwarf Spheroidal Galaxies in the APOGEE Survey

本文利用APOGEE和Gaia数据研究银河系七个矮椭球星系的化学丰度，提出确定丰度可测量上限的新方法，发现其化学演化呈间歇性与连续性两种路径，并揭示质量、环境邻近性和恒星形成停止共同影响演化形态。

银河系矮球状卫星的结构多样性

Structural Diversity Among the Milky Way's Dwarf Spheroidal Satellites

研究银河系矮球状卫星的结构多样性，通过灵活的双幂律模型拟合恒星密度场，发现其种群有多样密度剖面形状，该模型使半光半径和恒星质量估计更不确定，强调密度剖面形状灵活性对dSph质量建模很关键。

矮椭球星系的窄带钙测光。I.天龙座、六分仪座和犬座的化学结构研究

Narrowband Ca Photometry for Dwarf Spheroidal Galaxies. I. Chemostructural Study on Draco, Sextans, and Canes Venatici I

银河系的几十个矮卫星星系已经被发现，它们通常被视为我们银河系的剩余组成部分。后续的光谱分析显示矮星系的金属丰度有相当大的分布。提出了几种方案来解释金属丰度的传播，这可以通过具有不同金属丰度的恒星子种群的结构模式来测试。然而，这种化学加结构的研究，我们称之为“化学结构研究”，由于缺乏具有光谱金属丰度的恒星而受到阻碍。在这里，我们提出了钙$-$ $by$测光作为一种替代方法，以确保金属丰度为2 $-$ 3个数量级的恒星样品比光谱样品，从而使我们能够进行矮星系的化学结构研究。特别是，我们使用$hk$指数[ $\equiv($ Ca $-b)-(b-y)$ ]，其作为红巨星分支恒星的光度金属丰度指示器（和对年龄的粗糙不敏感性）的有效性通过银河系球状星团得到了支持，并使用Subaru/Suprime-Cam观测了三个矮球状星系$-$ Draco，Sextans和Canes Venaeal I（CVnI）$-$。我们发现在所有的星系中，富金属的恒星星族比贫金属的恒星族更集中，这表明星系的中心区域经历了扩展的恒星形成。六分仪和CVnI的这种负径向金属丰度梯度与传统的光谱结果相反。我们还发现，它们的金属丰度分布函数（MDFs）的特点是由一个单峰，偏高斯形状的金属丰富的峰值和金属穷人的尾巴。根据矮星系形成理论，讨论了它们的化学结构和结构特征。

武仙座矮球状星系红巨星分支星的丰度研究

An abundance study of red-giant-branch stars in the Hercules dwarf spheroidal galaxy

使用高分辨率光谱，我们提供了一个确定的[Fe/H]和[Ca/H]的武仙座矮球状星系的红巨星分支成员星。在此基础上，我们探讨了武仙座主要恒星星族的年龄，以及超新星的富集历史。此外，我们提供了一个新的简单的金属贫，红巨星分支星的斯特朗格伦测光的金属丰度校准。我们发现武仙座dSph星系的红巨星分支恒星比我们以前仅基于测光的研究中估计的更贫金属。此外，我们还发现了一个丰度趋势，即[Ca/Fe]在贫金属恒星中较高，而在富金属恒星中较低，扩散约为0.8 dex。[Ca/Fe]的趋势表明，早期的快速化学富集通过II型超新星，其次是一个阶段的缓慢恒星形成的富集通过Ia型超新星为主。与等时线的比较表明武仙座的红巨星的年龄超过10 Gyr。

船底座矮球状星系的恒星含量

On the stellar content of the Carina dwarf spheroidal galaxy

我们提出了U，B，V，I光度的船底座矮球状星系，基于4,000多CCD图像。特别注意的光度校准，B，V，I波段的精度优于0.01马格。我们比较了V，B-V和V，B-I色星等图（CMD）的船底座与三个球状星团（GC，M53，M55，M79）。我们发现，只有更贫金属的GC（M55，[Fe/H]=-1.85; M53，[Fe/H]=-2.02 dex）提供了一个很好的匹配与隆凸巨分支。我们在V，V-I CMD中与三个SMC中年组（IAC，Kron 3，NGC 339，Lindsay 38）进行了类似的比较。我们发现两个富金属的IAC（Kron 3，[Fe/H]=-1.08; NGC 339，[Fe/H]=-1.36 dex）的SGB的颜色范围小于船底座的中间年龄恒星的范围。然而，更贫金属的IAC（Lindsay 38，[Fe/H]=-1.59 dex）的脊线与船底座中等年龄的恒星非常一致。这些发现表明船底座古老的恒星星族是贫金属的，金属丰度的分布似乎有限（δ [Fe/H]=0.2--0.3 dex）。船底座中等年龄的恒星几乎不可能比林赛38更富金属，它的金属丰度分布似乎很温和。我们还发现，合成CMD假设金属丰度传播0.5德克斯中期年龄恒星预测的演化特征不支持的观测。上述结果与最近的光谱研究表明船底座星的金属丰度范围很宽（δ [Fe/H]~1- 2 dex）的结论不一致。我们提出了一种新的…

武仙座矮球状星系的中子俘获元素缺乏

Neutron-capture element deficiency of the Hercules dwarf spheroidal galaxy

我们提出了一个评估的钡丰度比的红巨星成员星在暗淡的武仙座矮球状（dSph）星系。我们的结果是从中间分辨率火焰/GIRAFFE光谱周围的Ba II 6141.71 AA吸收线在低信噪比。对于三颗较亮的恒星，我们能够从直接的等效宽度测量中获得估计值，而对于其余八颗恒星，只能获得上限。这些结果以统计学方式进行研究，表明Ba丰度非常低，log Ba（Ba）< 0.7 dex（3 sigma）。我们讨论了各种可能的系统偏差，首先是与Fe I 6141.73 AA线的混合，但其中大多数只会导致更低的丰度。一个更好的匹配与贫金属晕和dSph星只能通过包括一个大的不确定性，在连续体的位置。这与这个星系中铁和钙的高度分散（超过1 dex）形成对比。虽然后者的扩散是典型的非常低的光度，暗物质占主导地位的dSphs，重元素的高水平消耗表明武仙座的化学富集是由非常大质量的恒星控制的，再加上非常低的恒星形成效率。虽然在其他矮星系的个别恒星中也发现了一些非常低丰度的重元素，但这是第一次在整个dSph范围内发现非常低的Ba丰度。

SPLASH巡天：15个M31矮球状卫星星系的光谱

The SPLASH Survey: Spectroscopy of 15 M31 Dwarf Spheroidal Satellite Galaxies

我们提出了一个解决的恒星光谱调查的15个矮球状（dSPH）卫星的仙女座星系（M31）的仙女座星系的恒星晕（SPLASH）项目的光谱和测光景观的一部分。我们过滤前景污染银河系（MW）的恒星，注意到MW的子结构是显而易见的，在这个污染物样本。我们还过滤M31晕场巨星，并确定其余的可能dSph成员。然后，我们使用这些成员来确定的dSphs的运动学特性。对于第一次，我们确认，和十八，二十一，和二十二显示运动学与绑定，暗物质为主的星系一致。从速度分散的dSphs的完整样本，我们确定的质量，我们结合的大小和光度的星系产生质量-大小-光度的标度关系。通过这些缩放，我们确定M31 dSphs与MW dSphs完全一致，这表明经过充分研究的MW卫星群为更广泛的结论提供了公平的样本。我们还估计了卫星的暗物质晕质量，并发现没有迹象表明这些星系的光度取决于它们的暗晕质量，这一结果与MW矮星的结果一致。其中两颗M31 dSphs（和XV，XVI）的最大圆周速度估计小于12 km/s（到1 sigma），这可能使它们处于已知的最低质量的暗物质晕中（与MW的Bootes I一起）。最后，我们使用M31卫星的系统速度来估算M31晕的总质量：在139 kpc的范围内，M31的质量为8 + 4.1 - 3.7 x 10^11，对应于M31的暗物质晕的维里质量为1.2 + 0.9 - 0.7 x 10^12，与以前的结…

天炉座球状矮星系的年龄-金属丰度关系

The age-metallicity relationship in the Fornax spheroidal dwarf galaxy

我们产生了一个全面的领域恒星年龄金属丰度的关系（AMR）从最早的时代，直到~ 1 Gyr前的三个领域在天炉座dSph星系使用VI光度数据获得的FORS 1在VLT。我们发现，最里面的一个不包含占主导地位的非常古老的恒星（年龄> 12 Gyr），而相对较外的领域不占代表性的星场人口小于~ 3 Gyr。当聚焦于最突出的恒星星族时，我们发现，导出的AMR是由外向内恒星形成过程的证据所雕刻的。所研究的磁场显示双峰金属丰度分布分别在[Fe/H] =（-0.95 +-0.15）dex和（-1.15或-1.25 +-0.05）dex处达到峰值，但仅在整个星系寿命的前半段。此外，更多的金属丰富的人口似乎是更多的外部领域，而在最里面的天炉座领域的两个金属丰度人口的贡献似乎是相似的。我们还发现，在~ 6 Gyr前的金属丰度离散度是非常大的，而在~ 1-2 Gyr的内禀金属丰度离散度结果小于相对老的几代恒星。我们将这些结果解释为两个星系可能合并的结果，这将引发一个恒星形成爆发过程，该过程在6到9 Gyr前达到峰值，这取决于该领域在星系中的位置。

Milky Way晕及其矮卫星的形成; NLTE-1D丰度分析。II。早期化学富集

The formation of the Milky Way halo and its dwarf satellites; a NLTE-1D abundance analysis. II. Early chemical enrichment

本文给出了7个矮球状星系（dSphs）和银河系（MW）晕中59颗极贫金属（VMP，-4 < [Fe/H] <-2）恒星的非定域热力学平衡（NLTE）丰度。我们的结果是基于高分辨率光谱数据集和均匀和准确的大气参数确定的PaperI。我们表明，一旦NLTE效应被适当地考虑在内，在我们的样本中的所有大质量星系，即MW晕和经典的dSphs雕塑家，小熊座，六分仪，天炉座，揭示了一个类似的高原在[α/Fe] ~ 0.3的每个α过程元素：镁，钙，钛。我们提出了一个坚实的基础上的证据表明，在BootesI超微弱矮星系（UFD）的金属丰度的增加，这是最有可能是由于Ia型超新星的喷出物的α/Fe下降。对于Na/Fe，Na/Mg和Al/Mg，MW晕和所有dSphs显示与金属丰度不可区分的趋势，这表明Na和Al的合成过程在所有系统中是相同的，独立于它们的质量。二分法的[Sr/Ba]与[Ba/H]图中观察到的经典dSphs，类似的MW晕，要求两个不同的核合成通道Sr。我们表明，Sr在大规模的星系是很好的相关性与镁建议一个强有力的链接到大规模的恒星，其生产基本上是独立的Ba，为大部分的[Ba/H]范围。我们的三个UFD：BootesI、UMaII和LeoIV的Sr和Ba相对于Fe和Mg亏损，在整个Mg丰度范围内，[Sr/Mg] ~-1.3和[Ba/Mg] ~-1的比值非常相似。Bootes I和UMa II的…

武仙座新矮球状星系的光度和光谱研究

A photometric and spectroscopic study of the new dwarf spheroidal galaxy in Hercules

我们的目标是提供尽可能干净和完整的红巨星分支恒星的样本，这些恒星是武仙座dSph星系的成员。用这个样品，我们探讨了系统的速度色散和金属丰度。Stromgren测光和多纤维光谱相结合，以提供有关恒星的演化状态（通过Stromgren c_1指数）和它们的径向速度的信息。基于这些信息，我们选择了一个干净的红巨星分支恒星样本，并表明银河系矮星的前景污染会大大扭曲结果。我们最后的样本由武仙座dSph星系中的28颗红巨星分支恒星组成。基于这些恒星，我们发现平均光度金属丰度为-2.35 dex，这与以前的研究一致。我们找到了大量传播的证据。使用这些恒星，我们已经确定的径向速度，我们发现一个系统的速度为45.2公里/秒的色散为3.72公里/秒，这是低于文献中发现的值。此外，我们还确定了武仙座dSph星系的水平分支，并估计其平均星等为V_0=21.17，相当于距离为147 kpc。我们已经表明，一个适当的清洗样品的结果在一个较小的值的速度分散的系统。这对来自这种速度分散的星系性质有影响。

狮子座II矮球状星系自行的首次测量

A first measurement of the Proper Motion of the Leo II dwarf spheroidal galaxy

我们使用14年的基线图像获得的宽视场行星相机2上的哈勃太空望远镜推导出一个适当的运动银河系的最遥远的矮球状体的同伴，狮子座II，相对于河外背景参考系。天体测量的有效点扩散函数（ePSF）的形式主义，使用我们自己开发的代码进行。天体测量参考网格是使用3，224颗狮子座II的成员恒星定义的，这些恒星在F814 W波段的亮度超过25等。我们确定了17个紧凑的河外源，我们测量系统自行相对于这个恒星参考网格。我们推导出狮子座II在日心参考系中的自行[μ_α，μ_δ]=[+104+/-113，-33+/-151]微弧秒/年。虽然勉强检测到自行，但自行对狮子座II的轨道产生了限制。假设距离为230千秒差距，日心径向速度为+79公里/秒，减去太阳运动后，我们的测量表明在银心参考系中的总轨道运动为266.1+/-128.7公里/秒，径向分量为+21.5+/-4.3公里/秒，切向分量为265.2+/-129.4公里/秒。小的径向分量表明狮子座II要么有一个低偏心率的轨道，要么目前接近近银河系或远银河系距离。我们看到的证据系统误差在天体测量的河外来源，而接近点源，略有解决的HST图像。我们认为，更广泛的观察，在以后的时代将是必要的，以更好地限制自行狮子座II。我们提供了一个详细的恒星和河外来源的HST数据中确定的目录，应该提供一个坚实的早期时代的参考，为未来的天体测量。

鲸鱼座矮球状星系的恒星化学运动学

Stellar chemo-kinematics of the Cetus dwarf spheroidal galaxy

为了最大限度地减少环境的影响，并深入了解塑造早期型矮系统的内部机制，我们研究了本星系群（LG）中为数不多的孤立矮球状星系（dSphs）之一：鲸鱼座。我们获得了80颗红巨星分支恒星的VLT/FORS 2光谱（$R\sim2600$）。分析得出了54颗真正成员星的视速度和金属丰度（[Fe/H]）。运动学分析表明，鲸鱼座是一个主要的压力支持（$σ_v = 11.0_{-1.3}^{+1.6}$公里/秒），暗物质占主导地位的系统（$M_{1/2}/L_V = 23.9_{-8.9}^{+9.7} M_\odot/L_\odot$），没有显着的内部旋转的迹象。我们发现鲸鱼座是一个贫金属系统，具有显著的[Fe/H]分布（[Fe/H]中位数= -1.71 dex，中位数绝对偏差= 0.49 dex），正如其恒星质量所预期的那样。我们报告存在一个温和的金属丰度梯度与那些发现在其他dSphs相同的光度兼容，我们跟踪存在的恒星星族梯度也在辅助SuprimeCam光度数据中的不同演化阶段的恒星的空间分布。有两个化学运动学上不同的子群的初步迹象，与更多的金属贫星显示出比金属丰富的热运动。此外，光度数据集揭示了一个前景人口的存在，最有可能属于人马座流。这项研究是第一次全面分析鲸鱼的化学运动学特性。我们的研究结果增加了鲸鱼座在低质量星系系统中恒星暗物质晕特性的日益分散。金属丰度梯度的存在类似于居住在不同环境中…

矮椭球星系中恒星族群的脉冲混合

Impulsive mixing of stellar populations in dwarf spheroidal galaxies

研究恒星族群对暗物质势变化的响应，发现绝热变化下半光半径与速度弥散乘积守恒，脉冲扰动导致能量分布展宽和族群混合，且在核化晕中缓慢回归平衡给运动学质量估计带来系统不确定性。

天炉座4是天炉座矮球状星系的核心星团吗？

Is Fornax 4 the nuclear star cluster of the Fornax dwarf spheroidal galaxy?

天炉座4是天炉座矮球状星团中最具特色的球状星团。它位于银河系的中心附近，比它的四个同伴（即1号，2号，3号和5号天炉座星团）更富含金属，可能更年轻，有人认为它经历了与银河系中其他星团不同的形成。在这里，我们使用HST/WFC 3光度学来表征该系统的恒星星族的内容，并揭示其性质的新的光。通过对合成的水平分支和红巨星分支与观测到的色星等图的详细比较，我们发现该系统可能拥有以显著的铁扩散至$Δ$ [Fe/H] $\sim$ 0.4 dex为特征的恒星子群，并且可能还具有一定程度的He丰度变化$Δ$ Y $\sim0.03$。我们认为，这种纯粹的观测证据，结合其他特点，这个系统，支持的可能性，天炉座4是天炉座矮球状星系的核星团。一个光谱的后续行动，需要大量的解决成员恒星，以确认这一有趣的结果，并详细研究该系统的形成和早期演化，更一般的星系成核过程。

船底座矮球状星系红巨星分支星的VLT/FLAMES光谱

VLT/FLAMES spectroscopy of Red Giant Branch stars in the Carina dwarf spheroidal galaxy

单个红巨星分支恒星（RGB）的年龄可以从1 Gyr到宇宙的年龄，并且相信它们光球中大多数化学元素的丰度随时间保持不变（那些不受第一次挖掘影响的元素）。这意味着他们追踪了恒星形成时星系中的ISM，从而追踪了星系的化学富集历史。CMD分析显示船底座矮球状体（dSph）有一个不寻常的恒星形成历史（SFH），预计这将反映在不同化学元素的丰度。我们使用VLT-FLAMES摄谱仪在HR模式（R~20000）下测量了船底座35颗RGB星的化学元素丰度。我们还结合这些丰度与测光得出这些恒星的年龄估计。这使我们能够确定我们样本中的恒星属于两个不同的恒星形成（SF）事件中的哪一个，从而确定SF和这两个事件中化学富集之间的关系。正如从SFH所预期的那样，船底座包含两个不同的RGB恒星群：一个是旧的（>10 Gyr），我们发现它是贫金属的（[Fe/H]<-1.5），α-富（[Mg/Fe]>0.0）;其他中间年龄（~2-6 Gyr），我们发现其金属丰度范围（-1.8<[Fe/H]<-1.2），[α/Fe]丰度分布很广，从极低值（[Mg/Fe]<-0.3）到与较老种群相同的平均值（<[Mg/Fe]>~0.3）。我们发现，化学富集的历史隆凸dSph是不同的SF情节。最早的一次是短的（~2-3 Gyr），导致整个星系的化学快速富集到[Fe/H] ~ -1.5，同时有SNe II和SNe Ia的贡献。随后的事件发生…

锰在小熊座的扩散作为Ia型超新星子类的证据

Manganese spread in Ursa Minor as a proof of sub-classes of type Ia supernovae

上下文最近，Ia型超新星（SNe Ia）的新子类被发现，包括SNe Iax。SNe Iax的祖先可能相对较大，可能是C+O+Ne混合的白矮星，它可以在低金属丰度时引起白矮星风。还有另一类可能在低金属丰度或零金属丰度时发生：在标准C+O白矮星的单和/或双简并系统中的次亚克拉塞卡质量爆炸。这些爆炸与正常的克拉塞卡质量爆炸相比具有不同的核合成产额。目的。我们测试这些超新星Ia通道使用其特征化学签名。方法. Ia型超新星的两个子类可能比正常的Ia型超新星更稀有，并且不会影响太阳附近的化学演化;然而，由于延迟时间较短和/或金属丰度依赖性较弱，它们可能会影响贫金属系统的演化。因此，我们已经包括在我们的随机化学演化模型的矮球状星系小熊座。结果该模型预测在低金属丰度的星际介质中[Mn/Fe]呈蝴蝶状分布，同时在[Fe/H]比太阳附近低的情况下[α/Fe]比下降，这两者都与观测到的小熊座恒星丰度一致。结论.我们的模型和现有的观测结果之间令人惊讶的协议提供了一个强有力的迹象，这些新的子类的超新星Ia的起源。这一结果需要通过我们银河系其他卫星星系中锰的未来丰度测量来证实。对于这个项目来说，至关重要的是，测量的不是最极端的贫金属尾部，而是相反的;矮椭球体富含金属的一端。

压扁矮星系的间接暗物质探测

Indirect Dark Matter Detection for Flattened Dwarf Galaxies

伽马射线实验试图探测矮球状星系中暗物质湮灭的证据，需要了解这些系统中暗物质的分布。用解析和数值方法分析了扁化对矮椭球星系湮灭因子（J）和衰变因子（D）的影响。扁平化有两个后果：首先，当暗物质分布的压缩（或拉伸）增强（或减小）J因子时，存在几何效应; 2其次，恒星的视线速度色散必须支撑扁平暗物质晕中扁平的重子分量。我们提供了分析公式和一个简单的数值方法来估计校正的J-和D-因素所需的简单的球形建模。一系列的平衡模型的扁平的恒星分布嵌入扁平的暗物质分布的公式进行了验证。我们计算修正的J-和D-因子的银河系矮椭球星系的假设下，他们都是长扁或所有扁圆和发现，层次的J-因子的矮椭球略有改变（典型的修正因子的椭圆度的$0.4$是$0.75$的扁圆的情况下，和$1.6$的长扁的情况下）。我们证明，球面估计的D-因子是非常不敏感的扁平化，并引入显着小于不确定性的D-因子的不确定性，从其他观测的所有矮椭球（例如，${}^{+10\mathrm{\,percent}}_{-3\mathrm{\,percent}}$的一个典型的椭圆率$0.4$）。最后，我们调查的传播三轴数字产生的校正因子，并提供不确定性的J-因素的矮椭球体使用不同的物理动机的假设，其内在的形状和轴的路线。（节略）

船底座矮球状星系脉动恒星的全面、宽视场研究

A Comprehensive, Wide-Field Study of Pulsating Stars in the Carina Dwarf Spheroidal Galaxy

我们报告的388脉动变星（和一些额外的杂项变量）在船底座dSph星系的一个区域，覆盖了整个星系的可见范围，并延伸了几倍，超出其测光（国王）潮汐半径沿其主轴方向检测。其中包括340颗新发现的矮造父变星，它们大部分位于水平分支以下约2.5等，周期非常短（<0.1天），这是它们的典型，与它们位于银河系年轻族群扩展主序的上部一致。在我们的调查中发现了几个潮外矮造父变星，距离船底座中心约1度。我们的样本还包括RR型天琴座恒星和异常的造父变星，其中一些也是在银河系潮汐半径之外发现的。这支持了过去的工作，表明船底座正在经历潮汐破坏。我们使用矮造父变星的周期-光度关系来估计距离模数为20.17 +/- 0.10 mags，与RR型天琴座星的估计非常一致。我们发现一些重要的区别，在性质的矮造父变星的船底座和那些在天炉座和LMC，目前已知的矮造父变星的唯一河外样本。这些差异可能反映了造父矮星的金属丰度分布、沿视线的深度和/或不同的演化路径。

六分仪矮球状星系中极贫金属星的化学丰度分析

Chemical abundance analysis of extremely metal-poor stars in the Sextans dwarf spheroidal galaxy

银河系周围矮星系的贫金属成分可能是星系晕结构的组成部分。目前被观测为贫金属恒星的低质量恒星，预计在星系形成的早期阶段形成于化学均匀的星团中。它们应该已经解体，并且应该表现出某些元素集合的丰度比的大分散（例如，Sr/Ba）在银河系场的恒星。然而，化学丰度比预计会聚集在矮星系中的贫金属恒星中，因为在极早期阶段，单个星系中形成的星团数量预计相当有限。我们研究了可能的集群的丰度比的Sr和Ba在六分仪矮星系测试集群恒星形成的情况。我们研究了六分仪矮星系中5颗恒星的11种元素（C，Mg，Ca，Sc，Ti，Cr，Mn，Ni，Zn，Sr，Ba）。以前的研究表明，这些有类似的丰度比。在这项研究中，我们专注于Sr和Ba的丰度比。观测是基于使用斯巴鲁望远镜高色散光谱仪的高分辨率光谱（R = 40 000）。六分仪矮星系恒星的$α$ /Fe丰度比的分布略低于星系晕中恒星的平均值。五颗贫金属星的Sr/Ba丰度比非常一致，这种聚集与贫金属晕星的[Sr/Ba]分布相比是独特的。我们发现，这种聚集的概率是非常小的，如果六分仪星的Sr和Ba丰度分布类似晕星。

孤立矮星系的比较化学演化：VLT和WLM的Keck光谱观测

The Comparative Chemical Evolution of an Isolated Dwarf Galaxy: A VLT and Keck Spectroscopic Survey of WLM

建立在我们以前的光谱和光度分析孤立的本地组矮不规则（dIrr）星系WLM，我们提出了一个比较的金属丰度的RGB恒星相对于研究的本地组矮球状星系（dSphs）和麦哲伦云。我们计算了[Fe/H] $ = -1.28 \pm 0.02$的平均金属丰度，以及$σ= 0.38 \pm 0.04$ dex的金属丰度的内在扩散，类似于在大质量dSph天炉座和小麦哲伦星云中观察到的平均值和扩散。因此，尽管其孤立的环境，全球金属丰度仍然遵循预期的WLM的质量和其全球化学演化是类似于其他附近的发光矮星系（气体丰富或气体贫乏）。数据还显示了$\rm{d[Fe/H]/dr_{c}} = -0.04 \pm 0.04$ dex $\rm{r_{c}^{-1}}$的[Fe/H]径向梯度，其比dSphs的无偏和空间扩展调查中所见的更平坦。比较WLM、麦哲伦云和本星系群dSphs样本中[Fe/H]的空间分布，显示出明显的二分法，在这个意义上，dIrrs比低角动量dSphs具有统计上更平坦的径向[Fe/H]梯度。角动量和径向金属丰度梯度之间的相关性进一步支持时，考虑本地集团dEs。这种化学动力学关系为环境驱动的本星系群矮星系演化模型提供了一个新的、有用的约束条件。

近邻星系近红外波段的恒星变率与距离指标。I. 天龙座矮球状星系中的天琴座RR型星和异常造父变星

Stellar Variability and Distance Indicators in the Near-infrared in Nearby Galaxies. I. RR Lyrae and Anomalous Cepheids in Draco dwarf spheroidal

本文利用近红外多历元测光首次推导天龙座矮球状星系中天琴座RR型星和异常造父变星的周期-光度关系，并据此获得该星系迄今最精确的距离81.55 kpc。

天炉座dSph球状星团中的氮丰度和多恒星星族

Nitrogen abundances and multiple stellar populations in the globular clusters of the Fornax dSph

我们利用红巨星中氮丰度的测量来寻找多个恒星星族在四个最贫金属的球状星团（GC）在天炉座矮球状星系（天炉座1，2，3，和5）。F343N滤波器中的新图像，由哈勃太空望远镜上的宽视场相机3获得，与档案F555W和F814W观测相结合，以确定3370 AA附近NH带的强度。在考虑了观测误差后，天炉座GC中红巨星F343N-F555W颜色的分布与M15相似，对应的丰度范围为Delta（[N/Fe]）= 2 dex，这也是在几个银河系GC中观测到的。F555W-F814W的扩散完全是由观测误差造成的。具有最红的F343N-F555W颜色的恒星（表明N增强的成分）在所有四个星团中具有更集中的径向分布，尽管在任何单个星团中差异都不是非常显著的。从颜色分布的双高斯拟合中，我们发现“N-正常”和“N-增强”恒星的数量大致相等（形式上，在天炉座1、3和5中约有40%的N-正常恒星，在天炉座2中约有60%）。我们的结论是GC的形成，特别是对多个恒星星族的起源负责的过程，似乎在银河系和天炉座dSph类似的操作。再加上天炉座dSph中贫金属GC与场星的比例很高，这对GC中多个恒星星族的起源方案产生了重要的限制。

Milky Way晕及其矮卫星的形成，一个NLTE-1D丰度分析。I.均匀大气参数集

The formation of the Milky Way halo and its dwarf satellites, a NLTE-1D abundance analysis. I. Homogeneous set of atmospheric parameters

我们提出了一个均匀的一套准确的大气参数的一个完整的样本非常和非常贫金属的恒星在矮球状星系（dSphs）雕塑家，小熊座，六分仪座，天炉座，牧夫座I，大熊座II，狮子座IV。我们还提供了一个银河系（MW）巨恒星的比较样本，覆盖了-4 < [Fe/H] < -1.7金属丰度范围。结果表明，在[Fe/H] > -3.5区域，基于光度法和已知距离的非光谱有效温度（Teff）和表面重力（log~g）的非局域热力学平衡（NLTE）计算提供了Fe I和Fe II线的一致丰度。这证明了Fe I/Fe II电离平衡方法来确定未知距离的MW晕巨星的log g。dSphs和MW星的大气参数用独立的方法检查。在[Fe/H] > -3.5范围内，在NLTE计算中满足Ti I/Ti II电离平衡。在log~ g-Teff平面上，所有恒星都位于[Fe/H] = -2 ~-4的演化轨道巨分支上，与它们的金属丰度一致。对于我们样本中一些最贫金属的恒星，我们很难从铁和钛的两个电离阶段获得一致的NLTE丰度。我们认为，这是一个后果的不确定性在Tef的颜色关系在这些金属丰度。这些工作的结果提供了一个详细的丰度分析的基础上提出的配套文件。

Abundance analysis of APOGEE spectra for 58 metal-poor stars from the bulge spheroid

The central part of the Galaxy host a multitude of stellar populations, including the spheroidal bulge stars, stars moved to the bulge through secular evolution of the bar, inner halo, inner thick disk, inner thin disk, as well as debris from past accretion events. We identified a sample of 58 candidate stars belonging to the stellar population of the spheroidal bulge, and analyse their abundances. The present calculations of Mg, Ca, and Si lines are in agreement with the APOGEE-ASPCAP abundances, whereas abundances of C, N, O, and Ce are re-examined. We find normal $α$-element enhancements in…

矮卫星仙女座XXVIII和仙女座XXIX的深入研究

A Deep Study of the Dwarf Satellites Andromeda XXVIII & Andromeda XXIX

我们提出了一个孤立的矮星系仙女座XXVIII和仙女座XXIX与双子座/GMOS和凯克/DEIMOS的深入研究的结果。这两个星系都被证明是古老的，缺乏金属的恒星星族，没有发现最近的恒星形成，最终确定它们都是矮球状星系（dSphs）。XXVIII显示出复杂的水平分支形态，这表明金属丰度富集，因此在过去有很长的恒星形成时期。将水平分支分解为蓝色（金属贫乏，假设较老）和红色（相对较多的金属丰富，假设较年轻）人口表明，金属丰富的空间也更多地集中在星系的中心。我们使用光谱测量的钙三重态，结合改进的精度的双子座测光，测量星系的金属丰度，确认金属丰度的蔓延，并表明它们都躺在矮卫星的光度-金属丰度关系。总的来说，尽管这些星系与M31的距离很远，但它们在很大程度上表现出dSphs的典型特性。因此，这些侏儒特别重要的限制模型dSPH形成涉及环境过程，如潮汐或冲压压力剥离。这样的模型必须能够在不超过两个围绕M31的近心通道内将两个星系完全转换为dSph，同时保持显著的恒星星族梯度。再现这些特征是dSph形成模型的首要要求，不仅要证明环境转变的可解释性，还要证明准确再现真实dSph的能力。

Willman 1 -一个可能的矮星系，具有不规则的运动学分布

Willman 1 - a probable dwarf galaxy with an irregular kinematic distribution

利用Keck/DEIMOS光谱和KPNO镶嵌相机成像技术研究了银河系卫星Willman 1（Wil 1）的运动学性质和恒星星族。Wil 1是一颗光度极低的银河系伴星。该天体位于大小光度空间（M_V ~ -2等，d ~ 38 kpc，r_half ~ 20 pc）的一个区域内，该区域也被银河系卫星牧夫座II和Segue 1和2占据，但没有其他已知的古老恒星系统。我们使用运动学和色星等的标准，以确定45星作为可能的成员WIL 1。Wil 1的系统速度为v_helio = -12.8 +/- 1.0 km/s，其速度与银河系前景恒星的速度相似。通过蒙特卡罗模拟，我们确定了45个候选成员星中的5个可能是前景污染物。我们确认了可能的Wil 1红巨星分支成员的丰度的显著分布（[Fe/H] = -1.73 +/- 0.12和-2.65 +/- 0.12，[Ca/Fe] = -0.4 +/- 0.18和+0.13 +/- 0.28）。这一分布支持了Wil 1是一个超低光度矮星系而不是星团的假设。Wil 1最内层的恒星以8 km/s的径向速度移动，速度色散与0 km/s一致，这表明Wil 1可能没有处于动力学平衡状态。前景污染和不寻常的运动学分布相结合，使得很难鲁棒地确定Wil 1的暗物质质量。因此，X射线或伽马射线观测的Wil 1，试图约束粒子暗物质的模型使用平衡质量模型强烈影响的系统在这里提出的…

Co-added高分辨光谱法研究外晕团簇E14的化学丰度

Chemical Abundances for the Outer Halo Cluster Pal 4 from Co-added High-Resolution Spectroscopy

内容：遥远银河系球状星团（GC）的化学元素丰度是研究银河系晕及其子结构起源的重要线索。目的：我们研究了红巨星的化学成分在104-银河系中最遥远的GC之一-并比较我们的丰度测量低表面亮度矮星系，GC的内部和外部晕。研究方法：通过共同添加高分辨率，低S/N凯克/HIRES光谱的19颗恒星沿红巨星分支，我们估计20 α，铁峰，和中子捕获元素的化学丰度比。我们的方法给出了总的不确定性最元素铁的比例通常为0.2德克斯。结果如下：我们测量到[Fe/H] = -1.41 +- 0.04（统计）+- 0.17（系统）和α-增强[α/Fe] = +0.38 +- 0.11 dex，这与星系晕场星和大多数晕GC在该金属丰度下发现的+0.4 dex的正则值一致。虽然相对于晕而言，R44的重元素有更高的增强，但大多数元素比率在测量误差范围内与局部晕场星的元素比率一致。然而，我们发现，比其他晕簇的[Mg/Ca]比较低的证据。结论：根据现有的证据，我们得出结论，从物质的形成，银河系4和星系晕经历了类似的富集过程，尽管这个集群的年龄明显较年轻。在我们的方法的局限性，我们没有发现显着的迹象铁蔓延，是典型的真正的银河系GC。然而，迫切需要E14和其他遥远卫星中单个恒星的丰度比，以了解远程GC和其他晕子结构（即，明亮和超暗的矮球状星系）。

在矮星系恒星形成历史推导中包含水平分支星：船底座dSph

Inclusion of Horizontal Branch stars in the derivation of star formation histories of dwarf galaxies: the Carina dSph

我们提出了一个详细的分析的船底座矮球状星系的水平分支的合成建模技术的手段，始终考虑到恒星形成的历史和金属量的演变，确定从主序列和红巨星分支光谱观测。我们发现，一个范围内的综合红巨星分支质量损失值为0.1-0.14 M，增加与金属丰度，是能够重现旧的水平分支的颜色扩展。然而，留下质量损失作为唯一的自由参数不足以匹配隆突水平支的详细形态。我们探讨了恒星形成历史对合成水平分支和观测水平分支之间差异所起的作用。我们得出了一个玩具爆发恒星形成的历史，再现水平分支恒星计数，也符合定性的红巨星和关闭区域。这一恒星形成历史是由恒星形成历史的年龄和[M/H]组成的子集组成的，该恒星形成历史仅基于关闭和红巨星，并且需要四个不同强度的恒星形成爆发，中心在2，5，8.6和11.5 Gyr，随着年龄的增加，平均[M/H]从\sim -1.7降至\sim -2.2，高斯分布为0.1 dex。我们的恒星形成历史的金属丰度分布函数之间的比较和一个测量的红外CaT功能使用CaT-[Fe/H]校准显示出定性的协议，一旦考虑到范围内的[Ca/Fe]丰度测量的样本船底座恒星，偏置的[Fe/H]分布向太低的值。总之，我们已经展示了如何提取和解释船底座（和矮星系）的水平分支中包含的信息，以改进红巨星和关闭恒星的恒星形成历史。删节

用一个新的质量估计器检验星系形成方案

Testing galaxy formation scenarios with a new mass estimator

我们提出了最近推出的Wolf等人（2009）的质量估计，这是适用于球形压力支持的恒星系统跨越10个数量级的光度，作为一种工具来测试星系形成理论。我们表明，所有银河系矮球状星系（MW dSphs）都与LCDM宇宙学中质量约为3 x 10^9兆太阳的晕内形成的情况一致。最暗的MW dSphs似乎是在暗物质晕中形成的，这些暗物质晕的质量至少与最亮的MW dSphs的质量一样大，尽管它们的光度相差近5个数量级。我们扩大我们的分析，以全方位的观察到的压力支持恒星系统，并检查其半光I波段质光比。压力支持星系的M/L与半轻质量M_1/2的关系呈U形，在M/L ~ 3附近有一个宽的极小值，它跨越了矮椭圆星系和正常椭圆星系，对于超暗dSphs，M/L急剧上升到3,200，而对于星系团球状体，M/L上升到800。

约束银河系矮卫星星系中观测到的铁峰元素丰度对Ia型超新星前身星的限制

Constraining SN Ia Progenitors from the Observed Fe-peak Elemental Abundances in the Milky Way Dwarf Galaxy Satellites

本研究利用i-GEtool模型模拟UFD和dSph星系中铁峰元素丰度，发现钱德拉塞卡质量前身星模型能解释观测，无需大量亚钱德拉塞卡质量前身星，后者仅解释部分异常值。

演化最少的银河系中极贫金属星的高分辨率光谱学：大熊座II和后发座

High-Resolution Spectroscopy of Extremely Metal-Poor Stars in the Least Evolved Galaxies: Ursa Major II and Coma Berenices

我们目前的凯克/HIRES观测六个贫金属恒星在两个超微弱的矮星系绕银河系，大熊座II和后发座。这些观测包括对不属于银河系晕场星群的极贫金属星（[Fe/H]<-3.0）的首次高分辨率光谱观测。我们获得了碳和铕之间的26个元素的丰度测量和上限。整个恒星样本的范围为-3.2<[Fe/H]<-2.3，我们确认每个星系都包含大量的Fe丰度。与MW晕类似的金属丰度的恒星的比较揭示了大量的协议之间的丰度模式的超微弱矮星系和MW晕的光，α和铁峰元素（C到Zn）。这一一致性与早期研究的结果形成对比，早期研究发现在更明亮的矮球状星系（dSphs）中更富含金属的恒星（-2.5<[Fe/H]<-1.0），发现相对于MW晕数据存在显着的丰度差异。超暗矮星系中的中子俘获元素（Sr ~ Eu）丰度极低，与大多数贫金属晕星一致，但不符合典型的[Fe/H]>-3.0的晕丰度模式。我们的结果与一个星系形成模型大致一致，该模型预测大质量矮星系是MW晕中富含金属成分（[Fe/H]>-2.5）的来源，但我们也认为，已知最暗的矮星可能是MW晕金属丰度分布中贫金属端的主要贡献者。

色散支持星系的精确质量

Accurate masses for dispersion-supported galaxies

我们推导出一个精确的质量估计色散支持恒星系统，并证明其有效性，通过分析解决球状星团，矮星系，椭圆星系的视线速度数据。具体地说，通过操纵球形Jeans方程，我们表明，动态质量封闭在3D deprojected半光半径r_1/2可以确定只有温和的假设的空间变化的恒星速度色散各向异性。我们发现M_1/2 = 3 σ_los^2 r_1/2 / G ~ 4 σ_los^2 R_eff / G，其中σ_los^2是视线速度色散的亮度加权平方，R_eff是二维投影半光半径。虽然形式上看起来很熟悉，但这个公式不是维里定理，除非总质量的径向分布是先验已知的，否则维里定理不能用来确定精确的质量。我们利用这一发现表明，所有的银河系矮球状星系（MW dSphs）都与Lambda CDM宇宙学中质量约为3 x 10^9 M_sun的晕内形成的一致。最暗的MW dSphs似乎是在暗物质晕中形成的，这些暗物质晕的质量至少与最亮的MW dSphs的质量一样大，尽管它们的光度相差近5个数量级。我们扩大我们的分析，以全方位的观察到的色散支持恒星系统，并检查他们的I波段的质光比（M/L）。色散支持星系的M/L与M_1/2的关系呈U形，在M/L ~ 3附近有一个宽的极小值，它跨越了矮椭圆星系和正常椭圆星系，对于超暗dSphs，M/L急剧上升到3,200，而对于星系团球状体，M/L上升到800。

SPLASH调查：Andromeda I、II、III、VII、X和XIV dSphs的内部动力学、化学丰度和质量

The SPLASH Survey: Internal Kinematics, Chemical Abundances, and Masses of the Andromeda I, II, III, VII, X, and XIV dSphs

我们提出了新的凯克/DEIMOS光谱观测数百个单独的恒星沿视线仙女座的前三个发现的矮球状星系（dSphs）-和I，II和III，并利用我们的团队最近的观测三个额外的dSphs，和VII，X和XIV，作为SPLASH调查的一部分。每个dSph的成员星被隔离的前景银河系矮星和M31领域的污染使用各种光度和光谱诊断。我们最后一个分光样本的成员星在每个dSph，我们测量准确的径向速度与中位数的不确定性（随机加上系统误差）为4 - 5公里/秒，包括80红巨星在和I，95在和II，43在和III，18在和VII，22在和X，38在和XIV。在六个dSphs的确认成员的样本被用来推导每个系统的平均径向速度，固有的中心速度色散，平均丰度，丰度扩展，和动态质量。这一组合数据集为我们提供了一个独特的机会来执行全球性质的第一次系统比较（例如，金属丰度，大小和暗物质质量）的三分之一的仙女座的总已知dSph人口与银河系对应的相同的光度。我们讨论了这些卫星的光度-金属丰度关系和光度-大小关系，发现它们的化学演化历史是相似的。M31的dSphs的动力学质量估计与相同光度的银河系dSphs相似或更小，尽管它们的大小相似或更大，这表明M31 dSphs的密度低于银河系的对应物。总结了这些结果对一般理解星系形成和演化的意义。节录。