arXiv 0908.13812009-08-11astro-ph.GAastro-ph.CO

双鱼座超密度的光谱学证实

Spectroscopic Confirmation of the Pisces Overdensity

Juna A. Kollmeier, Andrew Gould, Stephen Shectman, Ian B. Thompson, George W. Preston, Joshua D. Simon, Jeffrey D. Crane, Željko Ivezić, Branimir Sesar

备注：: 8 pages including 4 figures; submitted to ApJ Letters
发表信息：: ApJL, 2009, 705, L158
DOI：: 10.1088/0004-637X/705/2/L158

阅读 PDF ↗

arXiv 页面 ↗HTML 原文 ↗

摘要英文摘要相关论文

摘要：

我们提出了光谱确认的“双鱼座超密度”，也被称为“结构J”，一个光度超密度的RR天琴座恒星发现的斯隆数字巡天（SDSS）在一个估计的光度距离约85千秒差距。我们测量径向速度的8个RR天琴座恒星在双鱼座。我们发现8颗恒星中有5颗的日心径向速度在-87 km/s < v < -67 km/s的狭窄范围内，这表明光度过密主要是由于一个物理关联系统，可能是一个矮星系或一个破裂星系。剩下的三颗恒星中有两颗彼此相差仅9公里/秒，但将它们确定为第二个系统还为时过早。

英文摘要：

We present spectroscopic confirmation of the "Pisces Overdensity", also known as "Structure J", a photometric overdensity of RR Lyrae stars discovered by the Sloan Digital Sky Survey (SDSS) at an estimated photometric distance of ~85kpc. We measure radial velocities for 8 RR Lyrae stars within Pisces. We find that 5 of the 8 stars have heliocentric radial velocities within a narrow range of -87 km/s < v < -67 km/s, suggesting that the photometric overdensity is mainly due to a physically associated system, probably a dwarf galaxy or a disrupted galaxy. Two of the remaining 3 stars differ from one another by only 9 km/s, but it would be premature to identify them as a second system.

机构、总结、中文摘要均由AI分析而来，可能存在错误，请以论文正文为准。

阅读原文

阅读 PDF ↗

arXiv 页面 ↗HTML 原文 ↗

本文内容

摘要英文摘要相关论文

机构、总结、中文摘要均由AI分析而来，可能存在错误，请以论文正文为准。

继续探索

相关论文

双鱼座超密度星系中的晕速度群

Halo Velocity Groups in the Pisces Overdensity

本文报道了用双子座南望远镜对5颗与双鱼座超密度有关的V~20 RR型天琴座暗星的光谱观测结果。在日心和银河系中心的距离约80千秒差距，这是最遥远的子结构在星系晕已知的日期。我们结合我们的观察与文献数据，并证实，该子结构是由两个不同的运动群。主星群包含8颗恒星，速度< V_{gsr} >= 50 km/s，而第二星群包含4颗恒星，速度< V_{gsr} >= -52 km/s，其中V_{gsr}是银河系静止标准中的径向速度。双鱼座高密度区的天琴座RR型星的金属丰度分布集中在[Fe/H]=-1.5 dex，宽度为0.3 dex。新的数据使我们能够确定这两个群体在空间上都是扩展的，这使得它们不太可能是束缚系统，而更有可能是潮汐破坏的星系或星系的碎片。由于天空覆盖范围小，目前还不清楚这些群体是否有相同或不同的祖先。

2010-05-04astro-ph.GA

从SCUSS调查中得到的双鱼座高密度的扩展视图

An extended view of the Pisces Overdensity from the SCUSS survey

SCUSS是一个u波段光度测量，覆盖南银河帽约4000平方度，深度达23等。通过比SDSS单历元u数据深1.5等，SCUSS能够探测更大体积的外晕，也就是说，利用SCUSS数据，蓝色水平分支（BHB）恒星可以追踪银河系外晕100-150 kpc。利用这一优势，我们结合SCUSS u波段与SDSS DR 9 gri光度带，以识别BHB星和探索晕子结构。我们证实了双鱼座超密度的存在，这是一个结构的外晕（约80千秒差距），发现使用RR天琴座恒星。这是我们第一次能够确定它的空间范围，发现它似乎是一个清晰的距离梯度流的一部分。该流宽约5度，沿约25度延伸，由20-30个BHB组成，总显著性约为背景的6 σ。假设我们已经探测到了整个星系流，并且前身星系已经完全分裂，那么BHB的数量表明原始系统类似于较小的经典星系或较大的超微弱矮星系。另一方面，如果祖先仍然存在，可以通过从流的距离梯度重建其轨道来寻找它。这张双鱼座高密度的新照片为这个有趣的系统的起源提供了新的线索。

2015-09-07astro-ph.GA

双鱼座羽流和麦哲伦尾流

The Pisces Plume and the Magellanic Wake

使用RR天琴座星在盖亚数据发布2和泛星1，我们研究的双鱼座超密度，在银河系外晕的扩散子结构的属性。我们表明，沿着视线，双鱼座出现作为一个广泛的和长期的恒星延伸从40至110千秒差距与陡峭的距离梯度羽。在天空中，双鱼座的细长形状与麦哲伦流成一直线。使用后续的VLT FORS 2光谱，我们已经测量了双鱼座候选成员星的速度分布，并已表明它是广泛的星系晕，但抵消负速度。使用一套数值模拟，我们表明，该结构有许多共同的预测行为的麦哲伦尾流，即星系晕过密诱导的麦哲伦云的下落的属性。

2019-04-16astro-ph.GA

矮星系水螅II和双鱼座II以及球状星团Laevens 1的光谱学确认

Spectroscopic Confirmation of the Dwarf Galaxies Hydra II and Pisces II and the Globular Cluster Laevens 1

我们目前凯克/DEIMOS光谱的恒星在最近发现的银河系卫星九头蛇II，双鱼座II，和Laevens 1。我们测量到双鱼座II的速度色散为5.4（+3.6 -2.4）km/s，但我们没有解决Hydra II或Laevens 1的速度色散。我们勉强解决了Hydra II和Pisces II的金属丰度分散，但不是Laevens 1。此外，长蛇座II和双鱼座II符合银河系矮星系的光度-金属丰度关系（<[Fe/H]> = -2.02 +/- 0.08和-2.45 +/- 0.07），而Laevens 1则不符合（<[Fe/H]> = -1.68 +/- 0.05）。运动学和化学性质表明，长蛇座II和双鱼座II是矮星系，而Laevens 1是一个球状星团。我们确定了之前观测到的两颗靠近Laevens 1中心的蓝色恒星不是该星团的成员。第三颗蓝星的成员资格不明确。Hydra II的径向速度<v_helio>为303.1 +/- 1.4 km/s，类似于麦哲伦星系的前缘。双鱼座II的质光比为370（+310 -240）M_sun/L_sun。它并不是暗物质占主导地位的矮星系之一，但它仍然值得包括在寻找伽马射线从暗物质自我毁灭。

2015-07-28astro-ph.GA

用2 MASS中的M-巨星在恒星晕中的群发现：双鱼座超密度的扩展视图？

Group finding in the stellar halo using M-giants in 2MASS: An extended view of the Pisces Overdensity?

本文采用基于密度的分层找群算法，对2微米全天巡天（2 MASS）的M巨星星表中的恒星晕结构进行了识别。M-巨星的内在亮度意味着这个星表深入到晕中，那里的子结构预计是丰富的，很容易检测到。我们的分析揭示了银河系高纬度（大于15度）的16个结构，其中10个以前已经确定。在这六个新结构中，有两个可能是由于对数据进行了屏蔽，一个与强灭绝区有关，另一个可能是麒麟座环的一部分。另一个起源于低纬度，表明一些来自盘星的污染，但也显示出延伸到高纬度的突起，这意味着它可能是恒星晕中的一个真实特征。最后剩下的结构没有上面讨论的缺陷，因此很可能是卫星残骸。虽然该结构方向的消光非常低，但该结构确实与尘埃图中的低温特征相匹配。虽然这对它的起源提出了一些疑问，但低温特征可能是由于结构本身的真实灰尘造成的。这个结构的角位置和距离包含了Sloan Digital Sky Survey（SDSS）第82条中由天琴座RR星追踪到的双鱼座高密度。然而，2 MASS的M巨星表明，该结构比SDSS所看到的要延伸得多，密度峰值点就在条纹82的外面。该结构的形态更像是云而不是流，让人想起在模拟卫星沿高度偏心轨道破坏时所看到的。

2010-09-05astro-ph.GA

WSRT ZoA Perseus-Pisces Filament宽视场HI成像巡天I. HI目录和图集

The WSRT ZoA Perseus-Pisces Filament wide-field HI imaging survey I. HI catalogue and atlas

我们提出了一个盲目的21厘米HI线成像调查的银河系后面的银河系在$\ell,b$ $\approx$ 160度，0.5度。过密度对应于英仙座-双鱼座超星系团灯丝的回避带穿越。虽然我们知道这条暗条包含一个X射线星系团（3C 129），其中有两个强射电星系，但由于银河系尘埃的高度消光，人们对与这个可能丰富的星系团有关的星系知之甚少。我们用韦斯特博克综合射电望远镜在径向速度范围为$cz = 2400 - 16600$ km/s的35个点的六边形镶嵌图中绘制了$\sim$ 9.6平方度的天空区域。该调查的灵敏度为0.36毫焦耳/光束均方根速度分辨率为16.5公里/秒。我们探测到211个星系，其中62%在UKIDSS银河平面调查中有近红外对应物。我们提出了一个目录的HI属性和HI图集包含总强度图，位置-速度图，全球HI配置文件和UKIDSS对应的图像。对于已分辨的星系，我们还提出了HI速度场和径向HI面密度分布。对这些星系结构的简要分析发现，其中87个位于英仙座-双鱼座超星系团的距离（$cz \sim 4000 - 8000$ km/s），似乎是3C 129星系团的一部分。另外72个探测器追踪到速度为$cz \approx$ 10000 km/s的过密度，似乎与第一次2 MASS红移巡天中质量密度重建预测的结构相吻合。

2016-05-09astro-ph.GA

更多相关论文收起更多论文

利用 Subaru 超广角相机进行银河系成像。I. 暗物质晕子结构

The Milky Way Tomography with Subaru Hyper Suprime-Cam. I. Halo substructures

Astronomical Institute, Tohoku University（东北大学天文学研究所）；Department of Advanced Sciences, Faculty of Science and Engineering, Hosei University（法政大学理工学部先进科学科）；National Institute of Technology, Sendai College（仙台工业高等专门学校）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；The Graduate University for Advanced Studies（综合研究大学院大学）；Department of Astrophysical Sciences, Princeton University（普林斯顿大学天体物理学系）；Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe（Kavli宇宙物理数学研究所）

利用Subaru超广角相机分析银河系晕子结构，发现新的密度增强和流状特征，结合后续调查以约束其起源。

2024-01-10astro-ph.GA

NGC5387系统中的同类相食和重生。I.恒星流和恒星形成区

Cannibalization and Rebirth in the NGC5387 System. I. The Stellar Stream & Star Forming Region

我们已经确定了一个低表面亮度恒星流的SDSS图像的视觉检查的边缘上，螺旋星系NGC 5387。在SDSS中还发现了一个蓝色的高密度，与NGC 5387圆盘的流交叉点一致。在GALEX深度成像巡天中也发现了过密度，并发现其贡献了NGC 5387总FUV积分通量的38%，这表明该区域正在活跃地形成恒星。梵蒂冈先进技术望远镜（VATT）在B、V和R滤光片中获得了更深的图像，证实了恒星流和蓝色超密度的存在。VATT测光分析表明，恒星流呈红色，B-V = 0.7，恒星质量为6 × 10^8 M $_{\odot}$，这意味着合并比为1：50。对河流形态的评估表明，合并事件具有圆形半径，R约为16 kpc，河流形成于约4亿年，其前身的总质量约为2 × 10 M $_{\odot}$。LBT+ MODS 1的光谱被用来确定蓝色超密度与NGC 5387的红移相同，由年轻恒星星族组成（约1000万年），是贫金属的（12 + log（O/H）= 8.03），并以增强的速度形成恒星（约1-3 M $_{\odot}$ /年），考虑到其总恒星质量（2 × 10^7 M $_{\odot}$）。几种解释被假定来解释这些观测数据，其中最有可能的是：（i）蓝色超密度是由次要吸积事件引起的NGC 5387外盘中恒星形成增强的区域，以及（ii）蓝色超密度是恒星流的祖先，由于它与NGC 5387的相互作用而经历了一段…

2013-12-02astro-ph.COastro-ph.GA

HST棱镜对射电强AGN（CARLA）周围星系团中两个$z \sim 2$结构的确认

HST Grism Confirmation of Two $z \sim 2$ Structures from the Clusters Around Radio-Loud AGN (CARLA) Survey

利用HST无缝棱栅数据，我们报告了$z \sim 2$中与强大的高红移射电活动星系核相关的两个遥远结构的光谱确认。这些丰富的结构，可能（形成）集群，是目前已知的最遥远的，并根据斯皮策/IRAC [3.6] - [4.5]颜色进行了鉴定。我们通过光谱确认了MRC 2036-254区域的9个成员，包括8个恒星形成星系和目标射电星系。中位红移为$z = 2.000$。我们在光谱上确认了B3 0756+406区域的10个成员，包括8个恒星形成星系和2个活动星系核，其中包括目标射电类星体。中位红移是$z = 1.986$。所有确认的成员都在500 kpc（1弧分）的目标活动星系核。我们推导出中位数（平均）恒星形成率的$\sim 35~M_{\odot}\rm ~ yr^{-1}$（$\sim 50~M_{\odot}\rm ~ yr^{-1}$）的确认恒星形成成员的两种结构的基础上，他们的[OIII] $\lambda5007$光度，估计平均星系恒星质量$\lesssim 1 \times 10^{11} ~M_{\odot}$的基础上中红外通量和SED建模。我们确认的大多数成员都位于恒星形成的主序星之上，朝向星暴星系，这与这些早期时期的星系团是恒星形成的重要场所是一致的。MRC 2036-254周围的结构显示了IRAC选择的候选星系团成员的密度过高，这与静止星系一致，而B3 0756+40…

2016-09-14astro-ph.GA

巨网：z=6.31类星体SDSS J1030 +0524周围大尺度结构的光谱确认

The web of the Giant: spectroscopic confirmation of a Large Scale Structure around the z=6.31 quasar SDSS J1030+0524

本文报道了在z=6.31的类星体SDSS~J1030+0524周围的一个大尺度结构的光谱学确认，它是由十亿太阳质量的黑洞提供能量的。该结构由至少六个成员组成，四个莱曼断路器（LBG）和两个莱曼阿尔法发射器（LAE）。这四个LBG是从21个i波段脱落的样本中识别出来的，z{AB}<25.5，与类星体的预计距离为5 Mpc（15弧分）。它们的红移是通过8- 10米级望远镜长达8小时的多天体光谱观测确定的。这两个LAE是在以类星体为中心的6小时VLT/MUSE观测中发现的。这六个星系的红移范围为6.129-6.355。假设特殊速度可以忽略不计，这个范围相当于类星体的径向距离为+/-5 Mpc，这与观测到的LBG分布在天空中的投影尺度相当。我们保守地估计，这种结构在大于3.5 sigma的水平上是显著的，并且在大的采样体积内（~780物理Mpc ^[3]），星系的过密度水平至少为1.5-2。六个成员星系的光谱特性（Lyalpha强度和紫外光度）与场星系在类似红移下的光谱特性相似。这是第一次光谱识别的星系密度过高周围的超大质量黑洞在宇宙的第一个十亿年。我们的发现支持了这样一种观点，即最遥远和最大质量的黑洞在大尺度结构中的大质量（>10^{12} Msun）暗物质晕中形成和生长，而早期没有检测到这种系统可能是由于观测限制。

2020-09-02astro-ph.GA

用NIKA2照相机映射的GJ526场中SubMillimiter半导体的过密度

Overdensity of SubMillimiter Galaxies in the GJ526 Field mapped with the NIKA2 Camera

利用安装在IRAM 30 m望远镜上的NIKA 2双波段毫米相机，我们在恒星GJ 526的方向上绘制了一个相对较大的视场（~70弧分^[2]），以研究10年前MAMBO相机在1.2毫米处发现的源的性质。我们已经发现，它们一定是在恒星之外的背景中的尘埃遮蔽星系（SMG）。新的NIKA 2地图在1.15 mm处显示了额外的源，事实上，SMG的过密度主要分布在整个观测场的天空投影中的一个类似的结构上。我们推测这可能是一个宇宙流体动力学模拟中揭示的高红移宇宙细丝。现在需要测量候选灯丝中SMG的光谱红移，以明确确认结构的性质。

2021-11-02astro-ph.GA

RR条纹82中由天琴座天琴座跟踪的银河系子结构

Galactic substructure traced by RR Lyraes in SDSS Stripe 82

利用从SDSS Stripe 82中提取的407颗天琴座RR型星的样本，研究了星系晕的亚结构程度。我们确定了与武仙座-天鹰座云和人马座流的已知子结构相关的超密度，并发现了一个以前未知的子结构，双鱼座超密度，距离太阳约100 kpc。这三个亚结构加在一起占我们RR Lyrics样本的80%。我们还研究了天琴座RR星在晕中的密度分布，发现该剖面最符合破幂律，内斜率为-2.4，破幂半径为~25 kpc，与以前的研究一致。我们的结论是，晕主要是由碎片的卫星，很少或根本没有潜在的顺利组成部分。

2011-11-18astro-ph.GA

一个Z ~ 2.2彗发簇前身星的光谱确认

Spectroscopic Confirmation of a Coma Cluster Progenitor at z ~ 2.2

我们报告的光谱确认的一个新的原星系团在COSMOS领域的$z$ $\sim$ 2.2，COSMOS集群2.2（CC2.2），最初确定为超密度的窄带选择H $α$发射候选人。在$H$（$\sim$ 1.47-1.81 $μ$ m）和$K$（$\sim$ 1.92-2.40 $μ$ m）带（每个$\sim$ 1.5小时）中只有两个Keck/MOSFIRE近红外光谱的掩模，我们确认了35个独特的原星系团成员，其中至少有两条发射线用S/N $>$ 3检测到。结合12个额外的成员从zCOSMOS深光谱调查（共47），我们估计的平均红移和视线速度色散$z_{mean}$ =2.23224 $\pm$ 0.00101和$σ_{los}$ =645 $\pm$ 69 km s $^{-1}$，分别为这个原星团。假设维里化和球对称的系统，我们估计的总质量$M_{vir}$ $\sim$ $(1-2) \times$ 10 $^{14}$ $M_{\odot}$的结构。我们评估了该系统的$δ_{g}$ $\sim$ 7的数密度增强，我们认为该结构可能在$z$ $\sim$ 2.2没有完全维里化。然而，在一个球形坍缩模型中，$δ_{g}$预计将增长到$\sim$ 1.9的线性物质增强，$z$ =0，超过坍缩阈值1.69，并导致一个完全坍缩和维里化的后发座型结构，总质量为$M_{dyn}$（$z$ =0）…

2020-06-14astro-ph.GA

室女座恒星子结构的起源

The Origin of the Virgo Stellar Substructure

我们提出了三维空间速度的恒星选择是一致的成员资格在室女座恒星的子结构。候选者是从SA 103中选出的，SA 103是我们在Kapteyn选定区域（SA）进行的自行（PM）调查中的一个40 x40弧分的场，基于PM，SDSS测光和215颗恒星的后续光谱。在以SA 103为中心的SDSS色星等图（CMD）中，室女座子结构的特征很清楚，并且有16颗恒星被识别出具有高的银河系径向速度（V_GSR > 50 km/s）并且位于室女座CMD轨迹附近。从候选者到室女座子结构的隐含距离是14+/-3 kpc。我们从这16颗恒星得到平均运动学，发现径向速度VGSR = 153+/-22 km/s，自行（mu_alpha*cos（delta），mu_delta）=（-5.24，-0.91）+/-（0.43，0.46）mas/yr。从这些成员的平均运动学，我们确定室女座的祖先是在一个偏心（e ~ 0.8）的轨道，最近通过附近的银河系中心（近心距R_p ~ 6 kpc）。这种破坏性的轨道与室女座的子结构起源于银河系卫星潮汐破裂的想法一致。N体模拟表明，整个云状的室女座亚结构（包括“室女座超密度”和“室女座恒星流”）可能是最近破裂的大质量（~10^9 M_太阳）矮星系的潮汐残骸。该模型还表明，银河系晕中其他一些已知的恒星过密度（例如，双鱼座的高密度和碎片在NGC 2419和SEGUE 1附近）被解释为处女座…

2012-05-10astro-ph.GA

天炉座矮球状星系中第六个球状星团的光谱证实

Spectroscopic Confirmation of the Sixth Globular Cluster in the Fornax Dwarf Spheroidal Galaxy

天炉座矮球状星系的球状星团数量异常，与其恒星质量相当，为5个。关于第六个可能的球状星团（Fornax~6）存在着长期的争论，最近在DECam成像中“重新发现”了它。我们提出了新的麦哲伦/M2 FS光谱的天炉座~6集群和天炉座dSph。结合文献资料，我们确定$\sim15-17$成员的天炉座~6星团，这个高密度确实是一个星团，并与天炉座dSph。该星团的金属丰度（平均金属丰度为$\overline{\rm [Fe/H]}=-0.71\pm0.05$）明显高于其他五个天炉座球状星团（$-2.5<[Fe/H]<-1.4$），也比天炉座的主体更富金属。我们测量了$5.6_{-1.6}^{+2.0}\,{\rm km \, s^{-1}}$的速度分散，对应于在90%置信度下假设平衡计算时15 $<$ M/L $<$ 258的超高质光比。有两颗恒星膨胀了这种色散，可能是天炉座场的恒星，也可能是尚未解决的双星。另外，天炉座6星团可能正在经历潮汐分裂。基于其富含金属的性质，天炉座6星团可能比其他天炉座星团年轻，与恒星等时线相比，估计年龄为$\sim2$ Gyr。天炉座的化学动力学和恒星形成历史显示了一些重大事件的印记，如进入银河系，多次近心通道，恒星形成爆发和/或潜在的合并或相互作用。这些事件中的任何一个都可能触发了天炉座6星团的形成。

2021-09-28astro-ph.GA

南半球视角下的遥远银河系晕：LMC诱导的动力学摩擦尾迹的特征分析

The distant Milky Way halo from the Southern hemisphere: Characterization of the LMC-induced dynamical-friction wake

本研究利用VIRCAM和DECam在四个视场收集近红外与光学测光数据，在60-100 kpc范围内探测到LMC诱导的动力学摩擦尾迹及银晕径向密度断裂，为理解LMC与银河系相互作用及暗物质模型提供了观测证据。

2025-03-05astro-ph.GA

Z=3.786的原星系团的光谱确认

Spectroscopic Confirmation of a Protocluster at z=3.786

我们提出了新的观测领域包含z=3.786原星团，PC 217.96 +32.3。我们确认它是已知的最大和最稠密的高红移结构之一。即使在最大的宇宙学模拟中，这种结构也是罕见的。我们使用Mayall/MOSAIC 1.1成像相机对原星系团核心周围的1.2x0.6度区域（约150 x75 Mpc）进行了成像，发现了165个候选Lyman Alpha发射星系（LAEs）和788个候选Lyman Break星系（LBG）。LAE追踪到至少有2个过密区域，其中最大的区域在其核心显示出面过密（即，在半径为2.5的范围内，相对于成像视野中的平均LAE空间密度，共移动Mpc）为14+/-7。此外，成像区域的平均LAE空间密度是其他区域LAE调查得出的平均LAE空间密度的两倍。Keck/DEIMOS的光谱学得到了164个星系（79个LAE和85个LBG）的红移，其中65个星系的红移为3.785+/-0.010。核心附近星系的速度色散为350+/-40 km/s，这是一个对选择效应稳健的值。过密度很可能坍缩成现在质量大于10^{15}太阳质量和大于6 × 10 ^{14}太阳质量的系统。低速弥散可能暗示着一个动力学上年轻的原星团。我们发现窄带（Lyman Alpha）亮度和环境密度之间存在较弱的趋势：原星系团核心内的Lyman Alpha亮度平均增强了1.35倍。没有证据表明莱曼α等效宽度取决于环境。这…

2016-04-28astro-ph.GA

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。

2014-08-15astro-ph.GAastro-ph.SR