The Star Formation History of Isolated Dwarf UGC4879
最近用哈勃太空望远镜上的高级巡天照相机对UGC 4879的观测证实了它是一个邻近的孤立矮不规则星系。我们使用红巨星分支的尖端方法测量了1.36 +/-0.03 Mpc的距离。这个距离使UGC 4879超出了本星系群的第一个转弯半径，距离最近的邻居狮子座A约700 kpc。这种隔离使这个星系成为研究原始恒星形成的理想实验室，不受与其他星系相互作用的影响。我们提出了UGC 4879的恒星形成历史来自模拟色星等图。
2010-12-16 astro-ph.CO
Extending the modeling of the anisotropic galaxy power spectrum to $k = 0.4 \ h\mathrm{Mpc}^{-1}$
我们提出了一个新的模型的红移空间的星系的功率谱，并证明其准确性建模的四极，四极和十六极的星系密度场的尺度下的$k = 0.4 \ h\mathrm{Mpc}^{-1}$。该模型描述了星系团的晕模型的背景下，并使用欧拉微扰理论和$N$体模拟相结合的红移空间中的集群的底层晕。红移空间畸变的建模是使用所谓的分布函数方法完成的。最终的模型有13个自由参数，每个参数都是物理激励的，而不是一个讨厌的参数，这允许使用动机良好的先验。我们考虑了来自中心以及孤立和非孤立卫星的上帝之指效应，而不是使用单个速度色散来描述组合效应。我们测试和验证模型的准确性上的几套高保真$N$体模拟，以及逼真的模拟目录设计来模拟BOSS DR 12 CMASS数据集。这套模拟涵盖了一系列宇宙学和星系偏差模型，对模型中存在的理论系统学水平进行了严格的测试。发现$f σ_8$的恢复值中的偏差水平很小。当包括$k = 0.4 \ h\mathrm{Mpc}^{-1}$的尺度时，我们发现$f σ_8$的统计精度相对于$k = 0.2 \ h\mathrm{Mpc}^{-1}$提高了15- 30%，垂直Alcock-Paczynski参数$α_\perp$提高了大约10- 15%。使用BOSS DR 12 CMASS模拟作为比较基准，我们估计$\sim$的不确定性比文献中使用$k \leq 0.2 \ h\mathrm{Mpc}^…
2017-06-07 astro-ph.CO
Modelling the relative velocities of isolated pairs of galaxies
我们研究了z=0.5时模型孤立星系对的同向相对速度v12。为此，我们使用的预测从GALFORM半解析模型的星系形成和演化的基础上的Lambda冷暗物质宇宙学与WMAP 7的结果一致。在真实空间中，我们发现，如果宇宙是均匀的和各向同性的，孤立的星系对被预测与视线形成一个均匀分布的角度t。我们还发现，孤立的星系对分离的共动距离1和3兆秒差距/小时之间的预测有<v12>=0。对于处于这种状态的星系，预测角度t的分布从实空间到红移空间的变化很小，<sin^2 t>的变化小于5%。然而，定义共动制度的距离强烈依赖于所应用的隔离标准。
2013-09-30 astro-ph.CO
The dynamics of isolated Local Group galaxies
我们测量了本星系群中7个孤立矮星系（NGC 6822、IC 1613、VV 124（UGC 4879）、飞马座矮不规则星系（DDO 216）、狮子座A、鲸鱼座和宝瓶座（DDO 210））中862颗红巨星的速度。我们还计算了速度色散，考虑到个别恒星的测量不确定性。没有一个孤立的星系比密集的本星系群卫星星系密度更大。孤立矮星系与银河系和M31的卫星星系在速度色散--半光半径平面上没有明显的区别。孤立星系和卫星星系的动力学和结构参数的相似性限制了环境对大到不能倒问题的解决方案，其中有比冷暗物质模拟预期的更少的致密矮卫星星系。这个数据集在矮星系演化方面也有许多其他的应用，包括矮不规则星系向矮球状星系的转变。我们打算在今后的工作中探讨这些问题。
2014-01-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
The ACS LCID project VII: the blue stragglers population in the isolated dSph galaxies Cetus and Tucana
我们提出了第一次调查的蓝离散星（BSS）人口在两个孤立的矮球状星系的本星系群，鲸鱼座和杜鹃座。深度HST/ACS测光使我们能够分别识别940和1214个候选样本。对这两个星系的恒星形成历史的分析表明，它们都拥有一个BSS种群。具体来说，如果BSS候选者被解释为年轻的主序星，它们不符合星系的年龄-金属丰度关系。光度函数和径向分布的分析支持这一结论，并提出了一个非碰撞机制的BSS形成，从原始双星的演化。这里提出的新的动力学模拟的结果也支持这种情况。这两个星系的BSS频率与Momany等人（2007）发现的绝对视星等Mv之间的关系一致。如果这种关系被更大的样本证实，那么它可能是区分BSS和拥有真正年轻人口的星系的存在的一个有价值的工具。
2011-09-30 astro-ph.CO
From dwarf spheroidals to cDs: Simulating the galaxy population in a LCDM cosmology
我们应用更新的半解析星系形成模型，同时存储的晕/subhalo合并千年和千禧-II模拟树。它们的质量分辨率相差125倍，从而可以明确测试分辨率对预测星系属性的影响。我们已经修改了治疗之间的过渡的快速下降和冷却流制度的气体吸积，膨胀和气体和恒星盘的大小，超新星的反馈，中央和卫星状态之间的过渡星系落入更大的系统，气体和恒星剥离一旦他们成为卫星。合理的效率值和标度参数不仅与观测到的恒星质量超过5个数量级、光度超过9个数量级的低红移星系丰度非常吻合，而且与观测到的银河系卫星丰度也非常吻合。这表明，再电离效应可能不需要解决“失踪卫星”的问题，也许，除了最微弱的物体。同样的模型也与观测到的大规模星系团成团现象相吻合，这是恒星质量和颜色的函数。对于大质量星系来说，在30 kpc以下仍然非常适合。然而，对于M* < 6 x 10^10 Msun，模型高估了低于1 Mpc尺度的聚类，这表明模拟中采用的sigma_8（0.9）过高。星系分布在丰富的集群同意之间的模拟和匹配的观察，但只有当星系没有暗物质subhalos（所谓的孤儿）包括在内。我们的模型预测了低质量星系中的被动部分比观测到的要大，以及在z~0.6之外的~ 10^10 Msun星系过多，反映了恒星形成率建模方式的不足。
2011-01-07 astro-ph.CO
An Isolated HII Region near ESO 481-G017
我们获得了星系ESO 481-G 017的VLA 21厘米观测结果，以确定由距离星系43 kpc的HII区域（投影）追踪的远程恒星形成的环境和触发因素。ESO 481-G 017是一个早期类型的旋涡星系，HI质量为1.1*10^9 Msun，距离为55 Mpc。孤立的HII区的H-α光度为10^38.1 erg·s^-1，连续辐射最小，表明在以前几乎没有恒星存在的地方形成了新的恒星。ESO 481-G 017的HI盘（3840-4000 km s^-1）和孤立的HII区（4701 +/- 80 km s^-1）之间的速度差异表明，HII区的起源可能是在潮汐特征中形成的恒星，或者是在一个非常低光度的伴星系中新触发的恒星形成。VLA的观测揭示了这个年轻天体的性质。
2009-09-03 astro-ph.CO
The Hubble constant inferred from 18 time-delay lenses
我们提出了一个同时分析的18个星系透镜的时间延迟测量。对于每个镜头，我们推导出质量地图使用像素化的同时建模与共享的哈勃常数。我们估计哈勃常数为66_{-4}^{+6} km/s/Mpc（对于一个平坦的宇宙，Ω_m=0.3，Ω_Λ=0.7）。我们还选取了五个相对孤立的早型星系作为子样本，通过对它们的质量分布附加等温约束的同时模拟，得到了H_0=76 +/-3km/s/Mpc。
2010-02-12 astro-ph.CO
The Dynamical and Chemical Evolution of Dwarf Spheroidal Galaxies
我们提出了一个大样本的完全自洽流体动力学Nbody/Tree-SPH模拟孤立矮球状星系（dSphs）。它使我们能够确定关键的物理参数和机制的起源观察到的各种本地组dSph属性。这些星系的初始总质量（气体+暗物质）是它们演化的主要驱动力。恒星形成（SF）发生在一系列的短爆发中。在大质量系统中，SF峰之间的非常短的间隔模仿连续的恒星形成率，而质量较小的系统表现出良好的分离SF爆发，如观测所示。SF事件之间的延迟由气体冷却时间对星系质量的依赖性控制。观测到的全球尺度关系，光度质量和光度金属丰度，再现低散射。我们利用ESO大型项目DART前所未有的大样本量和数据同质性，并添加一些独立的研究，以限制五个银河系dSphs，六分仪，狮子座II，船底座，雕刻家和天炉座的恒星形成历史。这是第一次，[Mg/Fe]与[Fe/H]图来自高分辨率光谱的数百个单独的恒星面临的模型预测。我们发现，dSph属性的多样性很可能是由于内在的进化。然而，我们注意到，在我们模拟的最终状态下，气体的存在，在矮不规则星中观察到的顺序，需要通过外部过程去除。
2009-04-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Milky Way galaxy-analogs and isolated galaxies with bars: environmental density in the Local Volume
Main Astronomical Observatory of the National Academy of Sciences of Ukraine（乌克兰国家科学院主要天文台）；Institute of Astronomy of V. N. Karazin Kharkiv National University（哈尔科夫国立大学瓦西里·卡拉津天体物理研究所）
研究通过局部环境密度筛选银河系类比，发现其位于丝状结构边缘的空洞中。
2026-01-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Isolated galaxies in hierarchical galaxy formation models - present-day properties and environmental histories
在这项研究中，我们进行了详细的，孤立的模型星系的统计分析，利用公开可用的分层星系形成模型。为了选择孤立的星系，我们采用了在观测文献中广泛使用的2D方法，以及使用完整的3D真实空间信息的更严格的3D隔离标准。与观测结果的定性一致，孤立的模型星系有较大比例的晚型，恒星形成星系相对于随机选择的样本具有相同的质量分布的星系。我们还发现，孤立的模型星系的样本通常包含一个小部分的卫星星系的不到15%，居住在其母晕的星系数密度低的郊区。投影效应导致约18%的2D样本的污染，而我们估计一个典型的完整性为65%.Our模型孤立的样本还包括一个非常小的（百分之几）的一小部分（B/T > 0.8）的隆起为主的星系（B/T > 0.8），其隆起主要是由小合并。我们的研究表明，在z = 0时被归类为孤立的2D孤立星系中，大约有65%-70%确实是从z = 1开始完全孤立的，只有7%的星系在1 Mpc的同向运动半径内有3个以上的邻居。无论孤立标准如何，大约45%的孤立星系在过去至少经历过一次合并事件（大多数合并都是轻微的，质量比在1：4和1：10之间）。后一点验证了孤立星系主要受内部过程影响的近似。
2013-05-09 astro-ph.CO
Isolated dSph galaxy KKs3 in the local Hubble flow
我们提出了一个球状星团在附近的孤立的dSph星系KKS 3的中心位于距离为2.12 Mpc的SALT光谱。它的日心视向速度为316+-7 km/s，在本星系群（LG）参考系中相当于V_{LG} = 112 km/s。我们使用它的距离和速度以及其他35个场星系的数据在LG附近跟踪当地的哈勃流。简要讨论了局域场星系的一些基本性质：它们的形态、绝对星等、平均表面亮度、比恒星形成率和氢质量与恒星质量比。令人惊讶的是，邻近孤立星系的样本在膨胀的局部虚空的影响下没有显示出压缩的迹象。
2015-08-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Local Group Dwarf Galaxies: Nature And Nurture
我们在一个高分辨率的银河系大小的晕及其环境的流体动力学宇宙学模拟中研究了矮星系的形成和演化。我们的模拟包括气体冷却，恒星形成，超新星反馈，金属富集和紫外线加热。在模拟中总共形成了90个卫星和400多个孤立的矮星系，从而可以系统地研究决定其演化的内部和环境过程。我们发现95%的卫星星系在z=0时没有气体，并确定了三种气体损失机制：超新星反馈，潮汐剥离和由于再电离引起的光蒸发。富含气体的卫星星系只有在总质量超过5x10^9太阳质量时才被发现。相比之下，对于孤立的矮星系，总质量约为10^9太阳质量构成了一个急剧的转变;质量较小的星系在z=0时主要是无气体的，质量较大的孤立矮星系通常能够保留它们的气体。总的来说，我们发现矮星系的总质量是决定其恒星形成、金属富集和气体含量的主要因素，但这种剥离可以解释观测到的场矮星系和总质量接近10^9太阳质量的卫星星系之间气体含量的差异。我们还发现，通过潮汐剥离的形态转变，发光的矮星系的暗物质是不太集中比他们的恒星，不能解释高的总质量-光比的微弱的矮球状星系。
2011-03-23 astro-ph.CO
Suzaku Observations of the X-ray Brightest Fossil Group ESO 3060170
“化石”星系群，每个都由一个相对孤立的巨大椭圆星系主导，具有许多介于星系群和星系团之间的性质。我们利用{ \sl朱雀} X射线观测站对$R_{200}$外的X射线最亮的化石群ESO 3060170进行了观测，以更好地阐明化石群、正常群和集群之间的关系。我们确定了组内气体的温度，密度和金属丰度分布，并推导出该组的熵，压力和质量分布。外部区域的熵和压力分布比模拟的星团更平坦，类似于大质量星团的观测结果。这可能表明气体是凝块的和/或气体已经重新分布。假设流体静力平衡，总质量估计为$\sim1.7\times10^{14}$ $M_{\odot}$，半径$R_{200}$为$\sim1.15$ Mpc，封闭重子质量分数为0.14。该化石群的铁质轻比大于大多数化石群，与集群的铁质轻比相当，表明该化石群保留了大部分金属。一张25 Mpc尺度的星系光度密度图显示，这个化石群居住在一个相对孤立的环境中，不像典型的星系群和星系团所嵌入的星系结构。
2013-08-01 astro-ph.CO
Small-scale systems of galaxies. IV. Searching for the faint galaxy population associated with X-ray detected isolated E+S pairs
在等级演化的场景中，孤立的物理对可能代表着介于坍缩星系群和孤立的椭圆（E）星系（或化石星系群）之间的一个中间阶段或“中途站”。我们开始了一个全面的研究样本的星系对组成的一个巨大的E和一个螺旋（S）的目的是调查他们的形成/演化历史，从观察到的光学和X射线的属性。在这里，我们提出了VLT-VIMOS观测设计，以确定与E+S系统的候选人名单，使用测光标准的WFI图像覆盖周围的半径约为0.2 h^{-1} Mpc的区域。结果进行了讨论的背景下，穷人的星系群协会的演变。我们的E+S系统的光学光度函数（OLF）与X射线亮贫星系群的光学光度函数的比较表明，X射线探测的贫星系系统的OLF并不具有普适性。我们的X射线亮系统的OLF表明，它们比我们的X射线暗样品和文献中的一些X射线亮群更动态地演化。然而，我们认为，X射线暗淡的E+S对代表的一个阶段，在一些X射线亮贫星系群的动力学演化。X射线微弱对中的E成员最近或正在进行的相互作用可能降低了周围任何X射线发射气体的光度。
2009-05-08 astro-ph.CO
Galaxy Clustering Topology in the Sloan Digital Sky Survey Main Galaxy Sample: a Test for Galaxy Formation Models
我们测量的主要星系分布的拓扑结构使用斯隆数字巡天的第七次数据发布，检查星系聚类拓扑结构对星系属性的依赖。观测结果被用来检验星系形成模型。利用$M_r<-20.19$定义的有限体积样本，在$6h^{-1}$ Mpc平滑尺度上测量了$G=378$的振幅亏格曲线，包含所有系统学和宇宙方差的不确定度为4.8%.聚类拓扑结构的平滑长度区间从6到$10 h^{-1}$ Mpc揭示了一个温和的规模依赖的偏移（$Δν$）和空隙丰度（$A_V$）参数的亏格曲线。我们发现大量的偏见在星系团的拓扑结构相对于预测的拓扑结构的物质分布，这与亮度，形态，颜色，和密度场的平滑尺度。相对较亮的星系的分布显示出孤立的星系团和更多的空洞。尽管早（晚）型星系的拓扑结构与红（蓝）型星系相似，但拓扑结构的形态依赖性与颜色依赖性并不相同。特别地，空隙丰度参数$A_V$对形态的依赖性比对颜色的依赖性更强。我们测试五个星系分配方案适用于宇宙学N体模拟的$Λ$ CDM宇宙生成模拟星系：晕星系一对一对应模型，晕占领分布模型，和三个实现的半解析模型（SAM）。没有一个模型再现了所观察到的聚类拓扑的所有方面;偏差从一个模型到另一个模型各不相同，但包括孤立空隙或孤立簇的丰度以及属曲线的振幅和整体移位的统计学显著差异。（节录）
2010-07-23 astro-ph.CO
The ACS LCID project. VI. The SFH of the Tucana dSph and the relative ages of the isolated dSph galaxies
我们提出了一个详细的研究的Tucana矮球状星系的恒星形成历史（SFH）。高质量的深层HST/ACS数据使我们获得了迄今为止最深的颜色-星等图，达到了旧的主层序转折点（F814 ~ 29），具有良好的光度精度。我们的分析，基于三个不同的SFH代码，表明杜鹃座是一个古老的和金属贫乏的恒星系统，经历了强烈的初始爆发的恒星形成在一个非常早期的时代（~ 13 Gyr前），持续了最大的1 Gyr（西格玛值）。我们无法明确回答的问题，是否大多数恒星形成在杜鹃座发生之前或之后的再电离时代结束，我们分析替代方案，可以解释的杜鹃座从一个富含气体的星系到dSPH的转变。目前对它的径向速度的测量并不排除杜鹃可能已经穿过本星系群的内部区域一次，因此不能排除由于紧密相互作用而导致的冲压压力和潮汐的气体剥离。另一方面，早期测量到的高恒星形成率可能已经向星际介质注入了足够的能量，从而吹出了初始气体含量的很大一部分。被加热但未被吹出的气体也更容易通过冲压压力汽提。我们比较的SFH推断杜鹃座与鲸鱼座，其他孤立的LG dSph星系的LCID样本。我们表明，在鲸鱼座的大部分恒星形成的形成时间显然是相对于杜鹃座延迟。这加强了Monelli et al.（2010）的结论，鲸鱼座的绝大多数恒星是在再电离时代结束后形成的，因此，这意味着小矮星系不一定受到再电离的强烈影响，这与许多最先进的宇宙学模型一致。[删节]
2010-10-14 astro-ph.CO
Distance and Reddening of the Isolated Dwarf Irregular Galaxy NGC 1156
本文给出了矮不规则星系NGC 1156的距离和红化值的测光估算，它是研究邻近宇宙中孤立矮星系的最佳目标之一。我们使用了哈勃太空望远镜（HST）高级巡天相机（ACS）高分辨率通道（HRC）的NGC 1156（26”X 29”）的中心区域的成像数据集，可在HST档案中进行这项研究。从（U-B，B-V）色-色图中，我们首先估计了NGC 1156的总（前景+内部）红化E（B-V）=0.35 +/- 0.05等，而之前只知道前景红化E（B-V）=0.16等（Burstein & Heiles）或0.24等（Schlegel，Finkbeiner，& Davis）。根据最亮星方法，选取平均B星等<B（3B）> = 21.94等的三颗最亮蓝超巨星和平均V星等<V（3R）> = 22.76等的三颗最亮红超巨星，导出了它们与NGC 1156的距离模为（m-M）0，BSG} = 29.55 mag和（m-M）_{0，RSG} = 29.16 mag。通过分别对使用BSG和RSG的距离模量使用1和1.5的权重，最后我们得到了NGC 1156（m-M）_0的加权平均距离模= 29.39 +/- 0.20 mag（d = 7.6 +/- 0.7 Mpc），这与以前的估计非常一致。结合Karachentsev等人的测光数据，给出了NGC 1156的较小距离，并讨论了数据的局限性。
2011-09-27 astro-ph.CO
Hiding in plain sight: An abundance of compact massive spheroids in the local Universe
人们普遍认为，紧凑、大质量、椭圆状的星系在高红移下非常丰富，但在今天的宇宙中非常罕见，这意味着它们在z ~ 2+/-0.6处的大小增加了3到6倍，成为今天的大质量椭圆星系。这些说法是基于测量星系的半光半径的研究，就好像它们都是单组分系统一样。在这里，我们确定了21个在90 Mpc以内的球状恒星系统，它们具有半光，长轴半径R_e < ~2 kpc，恒星质量0.7x10^{11} < M_*/M_Sun < 1.4x10^{11}，Sersic指数通常在n=2到3之间。在我们自己的后院里，有大量致密、巨大的球状体--其数密度为6.9 × 10 ^{-6} /Mpc ^3（或每单位恒星质量dex为3.5 × 10 ^{-5} / Mpc^3）--并且具有与高红移星系相同的物理性质，由于它们被包裹在恒星盘中，通常导致“星系”的大小明显大于2千秒差距，因此被忽视了。此外，该数密度是下限，因为它不是来自体积有限的样品。实际的密度可能更接近10^{-4} / Mpc^3，但需要进一步的工作来证实这一点。因此，我们得出结论，并不是所有的大规模的“球体”经历了戏剧性的结构和大小的演变，因为z ~ 2+/-0.6。由于早期盘状星系的膨胀主要由z ~ 2的老恒星组成，因此一些观测到的高红移球状体并没有像通常所主张的那样通过构建（3D）三轴包络来增加尺寸，并且（2D）盘的生长在过去的90 - 110亿年中…
2015-03-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
AMIGA project: Quantification of the isolation of 950 CIG galaxies
环境对星系演化的作用仍然没有完全了解。为了量化和限制养育的作用，我们必须识别和研究孤立星系的样本。AMIGA项目“分析孤立星系的星际介质”正在对大量孤立星系进行多波长研究，以检查它们的星际介质和恒星形成活动。我们处理了950个孤立星系表（CIG，Karachentseva 1973）中的星系数据，并在每个孤立星系周围（投影半径至少为0.5Mpc）的大数字化POSS-I场上使用自动星-星系分类程序（M_B ~17.5）评估了它们的孤立性。我们定义，比较和讨论了各种标准，以量化这些星系的隔离程度：例如Karachentseva的修订标准，局部表面密度计算，估计外部潮汐力影响每个孤立的星系。我们发现违反卡拉琴采娃的原始标准的星系，我们定义了各种子样本的星系根据其程度的隔离。此外，我们寻求的主要和同伴星系的红移访问径向尺寸。我们还将我们的管道应用于三胞胎，紧凑的群体和集群，并根据这些控制样本解释孤立的星系群。
2009-09-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Environmental Effects on the Star Formation Activity in Galaxies at z=1.2 in the COSMOS Field
利用[OII]发射体的比例和星系的局部密度，研究了COSMOS场中z=1.2时星系中恒星形成活动与环境的关系.在星系的表面密度介于0.2 ~ 10 Mpc^-2之间时，[OII]发射体的比例几乎是恒定的。这一趋势与在局部宇宙中看到的不同，在局部宇宙中，恒星形成活动在密度较高的区域较弱。为了理解z~1和z~0之间的差异，我们研究了非孤立星系的比例作为局部星系密度的函数。我们发现非孤立星系的比例随着密度的增加而增加。我们的研究结果表明，星系中z~1处的恒星形成是由星系相互作用或合并触发的。
2009-05-27 astro-ph.CO
Life at the Periphery of the Local Group: the kinematics of the Tucana Dwarf Galaxy
本星系群中的矮球状星系通常位于银河系或M31附近。目前，这条规则有两个明显的例外，杜鹃座矮星系是最遥远的，距离银河系近1 Mpc。使用VLT/FORS 2摄谱仪在多目标模式下，我们能够测量23个单独的红巨星分支恒星的速度和周围的杜鹃座使用钙三重吸收线。从这个样本中已经确定了17个可靠的成员。我们测量了杜鹃的系统速度和色散为v_hel = +194.0+-4.3 km/s和sigma_l.o.s. = 15.8+4.1- 3.1km/s。这些测量是在使用6.5 x R/R_core+-2.9 km/s的线性梯度去除旋转特征后得出的，在我们的数据的可靠极限下，这对应于16 km/s的旋转。我们的系统速度对应于从本星系群重心的后退速度v_LG = +73.3 km/s。我们还测定了杜鹃花的平均金属丰度为[Fe/H] = -1.95+-0.15，分散度为0.32+-0.06 dex。我们的研究坚决排除任何明显的关联，杜鹃座与HI发射附近，并表明，杜鹃座是一个真正的矮球状体，低金属丰度的恒星，没有气体ISM和最近没有恒星形成。目前的位置和相对较高的衰退速度与杜鹃座在其存在的大部分时间里一直是一个孤立的本星系群相一致。
2009-03-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Dynamics and Metallicity Distribution of the Distant Dwarf Galaxy VV124
VV 124（UGC 4879）是一个孤立的矮不规则/矮球状（dIrr/dSph）过渡型星系，距离为1.36 Mpc。以前的低分辨率光谱学为星系的不同组成部分提供了不一致的径向速度，测光暗示了恒星盘的存在。为了量化恒星动力学，我们用Keck/DEIMOS摄谱仪观测了VV 124中的单个红巨星。我们根据成员在色星等图中的位置、径向速度和光谱特征对其进行了验证。我们的样本包含67个成员。平均径向速度为<v_r>= -29.1 +/- 1.3 km/s，与以前对HI气体的射电测量一致。速度分布是高斯分布，表明VV 124主要由1.5 kpc半径内的速度色散支持。在该半径之外，我们的测量仅提供了光度盘状特征中任何旋转的8.6 km/s的上限。速度色散为sigma_v = 9.4 +/- 1.0 km/s，由此我们推断质量为M_1/2 =（2.1 +/- 0.2）x 10^7 M_sun，质光比为（M/L_V）_1/2 = 5.2 +/- 1.1 M_sun/L_sun，两者都是在半光半径内测量的。因此，VV 124含有暗物质。我们还测量了中性铁线的金属丰度分布。平均金属丰度<[Fe/H]> = -1.58 +/-0.06，符合矮球状星系定义的质量-金属丰度关系。VV 124的动力学和金属丰度分布与类似恒星质量的dSphs相似。
2013-03-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Nuclear Star Clusters from Clustered Star Formation
光度不同的核星团（NSC）在晚型盘星系和球状星系中很常见。在正常恒星形成的背景下，NSC的形成是不可避免的，其中大多数恒星形成于星团中。一个年轻的，质量损失的星系团嵌入一个孤立的恒星形成星系，在一段由其初始质量和星系潮汐场决定的时间内保持引力束缚。星系团向星系中心放射状移动，如果到达中心，就会融入NSC。NSC通过吸积年轻团簇而增长的速率可以从经验团簇形成速率和溶解时间来估计。我们的模型集群迁移和溶解，发现在晚型磁盘和球体的神经干细胞可以组装从迁移集群。由此产生的恒星核包含一小部分星系的恒星质量;这部分是敏感的初始集群质量函数（ICMF）的高质量截断。由此产生的NSC质量与观测值一致，但一般来说，最终的NSC被空间上更广泛的超出外星系的向内外推指数（或Sersic）定律所包围。我们认为，过量可能与盘中的pseudoclump现象有关，尽管并非所有的pseudoclump质量都以这种方式聚集。与观察到的NSC质量的比较，可以用来约束截断质量尺度的ICMF和集群遭受迅速溶解的分数。我们推断截断质量标度为<~ 10^6 M_sun（>~ 10^5 M_sun），没有（90%）迅速溶解。
2010-12-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
