Comparing the old Stellar Population in Globulars and Dwarf Galaxies: The Cases of Phoenix and Leo A
由于它们的恒星形成历史（SFH），矮星系（DG）中的恒星星族可能具有金属丰度分布，最好通过红巨星分支（RGB）的形态来追踪。我们在这里探索一个纯粹的经验方法，旨在估计平均金属丰度（Z）和Z传播的比较颜色-星等图（CMD）的星系球状星团（GC）与两个DG：狮子座A（HST数据）和Phoe（VLT Fors 2数据）。
2002-09-13 astro-ph
The distance to the Leo I dwarf spheroidal galaxy from the Red Giant Branch Tip
本文介绍了以狮子座I为中心的9.4弧分× 9.4弧分的V和I测光。红巨星分支尖端的I星等是从两个不同的数据集稳健地估计的（I^{TRGB}=17.97 + 0.05/-0.03）。从这个估计中，采用RGB星与银河模板比较的[M/H]=-1.2，我们得到距离模（m-M）_0=22.02 +/-0.13，对应于距离D=254 +16/-19 Kpc。
2004-07-21 astro-ph
The Brightest AGB Stars in the Leo I Dwarf Spheroidal Galaxy
介绍了利用新的日本-南非红外巡天设备（IRSF）对矮球状星系狮子座I进行研究的第一批结果。J，H，K_{s}的观测表明，大多数，如果不是全部，至少在AGB的顶部一个星等是由碳星组成的。这些对象在K_{s} -（J- K_{s}）平面中形成紧密序列。此外，还有五个非常红的物体，据信是被尘埃笼罩的AGB星。他们的Mbol接近-5.0，并且处于AGB尖端。通过与麦哲伦星团中的碳Miras比较，并考虑到狮子座I星群年龄和金属丰度的其他证据，这些被遮蔽的恒星属于狮子座I中最年轻的重要星群，年龄约为2 Gyr。其中一些可以被证明是可变的。
2002-05-23 astro-ph
RR Lyrae variables in the dwarf spheroidal galaxy Leo I
我们报告的发现，一个重要的人口RR天琴座变量在矮球状星系狮子座一。基于40 V和22 B的图像，使用ESO宽视场成像仪，我们已经确定到目前为止，74个候选RR天琴座的两个CCD的主机星系的主体。其中47个是Bailey { \it ab}型RR天球（RRab's），7个是{ \it c}型RR天球（RRc's）。目前确认的RRab样本的周期分布在P=0 \fd 60处达到峰值，最小周期为0 \fd 54。脉动性质显示狮子座I是一个中间奥斯特霍夫类型，类似于本星系群和大麦哲伦星系中的其他矮星系。然而，{ \it ab}型变星的最小周期相当长，以及大量长周期和大振幅的RRab，表明狮子座I的大部分老星群更像奥斯特霍夫II型球状星团。最直接的解释是，狮子座I的天琴座RR星中存在一个金属丰度范围，其中有大量的贫金属恒星。或者，这些OoII变量可以更进化。在整个周期中，天琴座RR的平均视星等是$<V(RR)>= 22.60 \pm 0.12$ mag，在"长“距离尺度上，狮子座I的距离模数是$(m-M)_{V,0}= 22.04\pm 0.14$ mag。
2001-10-22 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
The Local Group dwarf Leo T: HI on the brink of star formation
本文介绍了利用巨米波射电望远镜（GMRT）和韦斯特博克合成射电望远镜（WSRT）对新近发现的本群矮星系Leo T.根据420千秒差距的距离计算，HI柱的峰值密度为7 × 10^20 cm^-2，HI的总质量为2.8 × 10^5 Msun。Leo T的核心有冷的（~ 500 K）和热的（~ 6000 K）HI，全球速度色散为6.9 km/s，由此我们得出HI半径内的动力学质量为3.3x10^6 Msun，质光比大于50。我们从HI柱密度和速度色散的径向分布计算了金斯质量，并预测气体应该是全球稳定的恒星形成。这一发现与狮子座T的半光半径不一致，它延伸到170 pc，并表明局部条件必须决定恒星形成的位置。狮子座T星系不仅是迄今为止发现的光度最低的恒星形成星系，也是本星系群中最具暗物质优势的富含气体的矮星。
2007-12-03 astro-ph
Exploring Halo Substructure with Giant Stars X. Extended Dark Matter or Tidal Disruption?: The Case for the Leo I Dwarf Spheroidal Galaxy
我们对狮子座I矮球状（dSph）星系进行了宽视场（4.5度^2）的光度和光谱观测，以探索其扩展的形态和动力学。与本系列以前的文章一样，我们利用M、T_2和DDO 51滤波系统中的测光来选择Leo I红巨星分支候选星，到目前为止，这种选择技术已被证明100%可靠地从100多个M < 21.5 Leo I giant candidates having previous or new Keck DEIMOS spectroscopy to a radius >1.3倍于拟合的中心King轮廓的极限半径中选择实际的Leo I成员。所有相似选择的狮子座I巨星候选者的二维分布很好地拟合了一个中心的单分量国王轮廓的极限半径13.3弧分，但许多巨星被发现在这个新推导的国王极限半径之外。因此，密度剖面显示出在长轴径向距离约为10弧分处的断裂，这是由超过国王极限半径的恒星（光谱证实是真正的狮子座I成员）产生的，主要沿着相当细长的卫星主体的长轴。这种空间结构，一个相当平坦的速度色散剖面和狮子座I成员在大半径处的不对称径向速度（RV）分布，共同支持了狮子座I在至少一个，但最多两个，大质量本星系群成员的近银河通道上被潮汐破坏的图片。（节略）
2007-03-17 astro-ph
Chemical Abundances of the Leo II Dwarf Galaxy
我们使用先前公布的中等分辨率光谱结合恒星大气模型，推导出狮子座II dSph星系中的第一个测量的化学丰度比。我们发现，对于SNR > 24的光谱，我们能够从位于钙红外三线态（CaT）附近的弱Ti，Fe和Mg线测量丰度。我们还量化和讨论从Fe I线和CaT功能估计的金属丰度之间的差异。我们发现，虽然大多数贫金属（[Fe/H] <-2.0]）的狮子座II星的Ca和Ti丰度比与银河系球状星团相似，但更多金属的恒星的Ti，Mg和Ca丰度比随着金属丰度的增加而逐渐下降。在这个遥远的，显然是动态稳定的dSph星系中发现这些趋势支持了这样一个假设，即dSph星系的缓慢化学富集历史是普遍的，独立于与银河系的任何相互作用。结合我们的光谱丰度与公布的宽带测光和更新的等时线，我们能够近似恒星年龄为我们明亮的RGB恒星的相对精度为2-3 Gyr。虽然Leo II的年龄-金属丰度关系暗示了一定程度的缓慢富集，但数据仍然在统计上与Leo II历史上没有富集相一致。
2008-10-03 astro-ph
Complexity on Small Scales II: Metallicities and Ages in the Leo II Dwarf Spheroidal Galaxy
我们目前的金属丰度和年龄为52红巨星在遥远的银河系矮球状（dSPH）星系狮子座II。这些恒星覆盖了狮子座II的整个表面积，并且是径向速度成员。我们用ESO/VLT的FLAMES光谱仪获得了中等分辨率的多光纤光谱。基于近红外Ca II三重态确定金属丰度。由此产生的金属丰度分布（MD）是不对称的，在Carretta & Gratton标度上的[Fe/H]=-1.74 dex处达到峰值。金属丰度的完整范围从-2.4到-1.1 dex。与其他dSphs一样，没有发现极端贫金属的红巨星。我们将Leo II观测到的MD与文献中其他几个银河系dSphs的模型预测进行比较。狮子座II显然缺乏更多的贫金属恒星，类似于经典的G矮星问题，这可能表明一个类似的“K巨星问题”。此外，它的演化似乎受到银河风的影响。我们使用我们推断的金属丰度作为输入参数的等时线适合SDSS光度法，并得出近似的年龄。由此产生的年龄金属丰度分布覆盖了整个年龄范围从2-15 Gyr在我们采用的等时线尺度。在第一个7 Gyr相对于最古老的恒星[Fe/H]似乎几乎保持不变。在较高年龄时金属丰度几乎不变，此后略有下降约0.3德克斯，这可能表明低金属丰度气体的再生作用。总的来说，年龄-金属丰度关系似乎支持狮子座II从预富集气体形成。在最近的2-4 Gyr期间看到了浓缩的证据。我们的研究结果支持早期的光度测量结果狮子座II作为一个星系与一个突…
2006-09-26 astro-ph
Improved photometry of SDSS crowded field images: Structure and dark matter content in the dwarf spheroidal galaxy Leo I
我们探讨如何以及拥挤的领域点源测光可以完成与SDSS数据：我们提出了一个光度管道的基础上DoPhot，并调整用于分析拥挤的领域图像从SDSS。利用蒙特卡罗模拟，我们表明，源提取的完整性是80%以上，以i < 21（AB）和恒星表面密度约200平方米。因此，专门的数据管道可以有效地用于例如SDSS图像中的附近解析星系，其中标准SDSS光度测量包Photo在正常测量模式下应用时给出较差的结果。我们将我们的管道应用于约3.55平方度的区域。围绕矮球状星系Leo I的高信噪比星数图，并通过色星等空间（g，r，i）的优化滤波器构造了Leo I的高信噪比星数图。虽然矮星的径向表面密度分布偏离了最佳拟合的经验金模型，但我们没有发现潮汐碎片的证据，恒星表面密度达到中心值的4*10^（-3）。我们确定了狮子座I的总光度，并使用球形和各向同性的Jeans方程对其质量进行建模。假设“质量跟随光”，我们将dSph的总质量的下限限制为（1.7+/-0.2）*10^7 Msol。相反，如果狮子座I的质量是由一个恒定密度的暗物质晕（DM）所控制，那么中心12'的质量是（2+/-0.6）*10^8 Msol。这导致>>6（Ic_sol）的质光比，并且如果DM晕主导质量并且比12 '延伸得更远，则可能>75。总之，我们的结果表明，狮子座I是一个对称的，放松和约束系统，这支持了狮子座I是一个暗物质主导的系统的想法。
2007-08-20 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
HST observations of the Local Group dwarf galaxy Leo I
本文介绍了对本星系群矮球状（dSph）星系Leo I中心场的深HST F555 W（V）和F814 W（I）观测。由此产生的色星等图（CMD）达到I \simeq 26，并揭示了最古老的~10-15 Gyr老的转折点。然而，CMD中的水平分支并不明显。考虑到该星系的金属丰度较低，这可能表明，与银河系的其他dSph卫星相比，狮子座I星系中第一个实质性的恒星形成可能在某种程度上有所延迟。亚巨星区域从最古老的转折点到1 Gyr的转折点都有很好的均匀分布，表明恒星的形成是以连续的方式进行的，在星系的一生中，强度可能会有所变化，但连续爆发之间没有大的间隙。核心氦燃烧恒星的红团的结构与从主序星和次巨星区推断的大量中间年龄人口相一致。尽管狮子座I缺乏气体，但CMD清楚地表明，恒星的形成一直持续到1 Gyr前，可能直到几百万年前，在银河系的中心部分。
1998-11-08 astro-ph
Wide-field Survey around Local Group Dwarf Spheroidal Galaxy Leo II: Spatial Distribution of Stellar Content
我们进行了一个宽视场的V，I成像调查本集团矮球状星系狮子座II使用斯巴鲁总理焦点相机上的8.2米斯巴鲁望远镜。这次巡天覆盖了26.67 x 26.67弧分^[2]的区域，远远超出了狮子座II的潮汐半径（8.63弧分），直到极限星等V~26，比狮子座II主序星的转折点大约深1等。明亮和暗淡的红巨星分支（RGB）恒星的径向数密度分布被发现改变其斜率在潮汐半径附近，并延伸到潮汐半径以外的较浅的斜率。狮子座II平滑的表面亮度图表明，在潮汐半径之外存在一个小的球状星团光度子结构。利用色星等图研究了恒星星族的性质。水平分支（HB）形态指数显示出一个径向梯度，其中红色HB星比蓝色HB星更集中，这是许多本星系群矮球状星系所共有的。平均RGB序列周围的RGB恒星的颜色分布显示出中心比外围更大的色散，表明中心的恒星星族和外围更均匀的恒星族混合。基于亚巨星分支（SGB）恒星的年龄估计，我们发现，虽然主要的恒星形成发生在~8 Gyr前，一个相当大的恒星星族年轻于8 Gyr的中心被发现，这样一个年轻的人口是微不足道的外围。
2007-05-21 astro-ph
The z=0 Galaxy Luminosity Function: I. Techniques for Identification of Dwarf Galaxies at ~10 Mpc
我们提出了一个程序，以研究在~10 Mpc的狮子座I和后发座I集团的星系光度函数（GLF）。我们已经在狮子座I测量了7平方度，在昏迷I测量了11平方度。在本文中，我们详细介绍了我们所发展和实现的从形态学上识别低表面亮度，M_R < -10的矮星系的方法。我们还描述了大量的人工星系的蒙特卡罗模拟，我们使用它来调整我们的检测算法，并评估我们的检测效率和参数恢复作为一个函数的μ R（0）和R_T。我们发现我们的狮子座I数据的一个子集，在90%的完整性水平，我们可以检测到媲美Antlia和Sculptor矮星。最后，我们描述了初步的后续观察，证实我们正在检测矮椭球在狮子座I在10百万秒差距。
2001-01-16 astro-ph
The Velocity Dispersion Profile of the Remote Dwarf Spheroidal Galaxy Leo I: A Tidal Hit and Run?
（节略）我们提出的387颗恒星位于狮子座I附近的MMT的Hectochelle摄谱仪附近的MgI/Mgb线获得的光谱的基础上的样本的运动学结果。我们估计样本的平均速度误差为2.4 km/s，系统误差< 1 km/s。我们最终得到了328个狮子座I红巨星成员的样本，从中我们测量到狮子座I的平均日心径向速度为282.9 +/- 0.5 km/s，平均径向速度色散为9.2 +/- 0.4 km/s。狮子座I的色散轮廓是平坦的，超出了其经典的“潮汐”半径。我们拟合的配置文件，以各种平衡动力学模型，并可以强烈排除模型，质量遵循轻。具有切向各向异性速度分布的双分量Sersic+NFW模型很好地拟合了弥散分布，各向同性模型在95%的置信水平下被排除。根据平衡模型估计，狮子座I的质量和V波段的质光比分别在5-7 x 10^7太阳和9-14（太阳单位）的范围内，距离星系中心1 kpc。狮子座I成员位于一个“断裂半径”（约400弧秒= 500秒差距）外表现出显着的速度各向异性，而恒星内部似乎有各向同性的运动学。我们提出的破裂半径代表的位置潮汐半径的狮子座I在近银河系的高度椭圆轨道。我们的方案可以解释狮子座I复杂的恒星形成历史，星系内存在的人口分离，以及狮子座I从银河系向外的巨大速度。狮子座I没有伸展的潮汐臂，这意味着该星系只经历过一次银河系的近银河通道，这意味着狮子座I可能是在近银河系前几个Gyr被第…
2007-08-09 astro-ph
The Red Giant Branch Tip and Bump of the Leo II dwarf spheroidal galaxy
本文介绍了以狮子座II矮球状星系为中心的9.4'× 9.4'视场的V和I测光。红巨星分支的尖端在I^{TRGB}=17.83 +/- 0.03处被确定，采用RGB星与银河系模板比较的<[M/H]> = -1.53 +/- 0.2，我们得到距离模数（m-M）_0=21.84 +/- 0.13，对应于距离D=233 +/- 15 Kpc。在红巨星分支的光度函数中检测到两个显著的凸起。较暗的凸起（B1，V=21.76 +/- 0.05）是主要恒星星族的RGB凸起，而最亮的一个（B2，V=21.35 +/- 0.05）的实际性质无法根据现有数据进行可靠评估，它可能是由于主要星族的渐近巨枝丛，也可能是次要的RGB凸起。主RGB凸起（B1）的光度表明狮子座II中的大多数RGB恒星属于比经典银河系球状星团年轻约4 gyr的群体。属于氦燃烧的红团的恒星被证明是显着集中比RR天琴座和蓝色水平分支恒星，探测存在的年龄/金属丰度径向梯度在这个偏远的矮椭球。
2005-03-18 astro-ph
Variable stars as tracers of stellar populations in Local Group galaxies: Leo I and NGC 6822
本文介绍了根据2.2米ESO/MPI望远镜（Leo I）和甚大望远镜（NGC 6822）的宽视场成像仪获得的时间序列测光结果，对矮球状星系Leo I和矮不规则星系NGC 6822中的变星种群进行研究的结果。我们在狮子座I中发现了大约250颗变星（下限），其中大部分是天琴座RR型变星。在NGC 6822中，我们确定了450个候选变星，其中大约20颗是RR型天琴座星，还有许多是低光度、小振幅的造父变星。
2003-05-27 astro-ph
The Internal Kinematics of the Leo I Dwarf Spheroidal Galaxy: Dark Matter at the Fringe of the Milky Way
我们目前的径向速度的33个红巨星狮子座I dSph星系的光谱与HIRES阶梯光栅摄谱仪的凯克我望远镜。这些数据的平均精度为2.2公里/秒，并导致狮子座I的中心速度色散和系统速度的估计分别为8.8 +-1.3公里/秒和287.0 +-1.9公里/秒。系统速度证实了过去的结果，狮子座I有一个异常大的银河系中心速度，这意味着在银河系中存在一个巨大的黑暗晕或一个扩展的黑暗组件弥漫在本星系群。狮子座I的V波段（M/L）比在3.5-5.6之间。我们已经建立了一套模型来解释恒星演化对复合星族的整体质光比的影响。由于狮子座I包含一个占主导地位的中年人口，我们发现，狮子座I的V波段的质量-光比将在6-13的范围内，如果它是完全由老恒星，如发现在球状星团。这表明狮子座I可能确实包含一个重要的黑暗光环。这个晕的质量大约是2 × 10^7太阳质量，与所有其他银河系dSph星系的暗晕质量相似。因为狮子座I是孤立的，过去最多只经过银河系一次，外部潮汐不可能使它的中心色散膨胀到观测值。我们还考虑了修正的牛顿动力学（MOND）是否可以解释狮子座I的内部运动学，并得出结论，这种替代引力模型可以充分解释狮子座I的运动学，而不需要暗晕。
1998-07-29 astro-ph
Stellar kinematics in the remote Leo II dwarf spheroidal galaxy -- Another brick in the wall
我们提出了远程（d= 233 kpc）银河矮球状（dSph）星系狮子座II的预计速度色散分布，基于171离散恒星径向速度，从中分辨率光谱使用FLAMES/GIRAFFE摄谱仪在欧洲南方天文台，智利。在我们探测到该星系恒星边界的数据的整个径向范围内，具有良好成员概率的恒星的色散轮廓基本上是平坦的，振幅为6.6 ± 0.7 km/s。我们没有发现任何明显的旋转或速度不对称的证据，这表明潮汐效应不能用来解释狮子座II的属性。从基本的质量模型出发，利用金斯方程，我们推导出了极限半径为（2.7+-0.5）10^7兆太阳的质量和27-45太阳单位的全球质量与光的比率，这取决于采用的总光度。核心晕配置文件和温和的切向速度各向异性量被发现占以及狮子座II的观察到的运动学，虽然我们不能排除的可能性，一个尖状晕径向变化的速度各向异性。总而言之，这个星系表现出的暗物质特性似乎与银河系的其他dSph卫星一致，即晕质量分布与中央核心一致，总质量与其他dSph中常见的质量尺度相似。
2007-04-25 astro-ph
The Oldest Stars of the Extremely Metal-Poor Local Group Dwarf Irregular Galaxy Leo A
我们提出了深哈勃太空望远镜单星测光的狮子座A在B，V和I。我们的新视野与Tolstoy等人（1998）观察到的中心位置的视野有偏移，以暴露该星系的晕群。我们报告了贫金属红色水平分支恒星的检测，这表明狮子座A不是一个年轻的星系。事实上，狮子座A的年龄至少和贫金属的银河系球状星团一样大，它们有红色的水平分支，被认为最小年龄约为9 Gyr。我们讨论了狮子座A的距离，并进行了广泛的比较与恒星等时线的数据。对于24.5的距离模数，数据的完整性优于50%，直到绝对值为2或更大。我们可以很容易地识别出金属丰度在0.0001到0.0004之间，年龄在5到10 Gyr之间的恒星，在它们的后主序星相，但缺乏对主序星的检测，这将提供明确的证据古代（>10 Gyr）恒星的世代。蓝色的水平分支恒星在探测极限以上，但很难与颜色和星等相似的年轻恒星区分开来。合成颜色星等图显示，狮子座A光环中的蓝色水平分支是可能的。这些模型还表明，在我们的指向中，约50%的总天体质量归因于一个古老的（>10 Gyr）恒星星族。我们得出结论，狮子座A至少在9 Gyr前开始形成恒星。狮子座A在其电离的星际介质中氧丰度极低，只有太阳的3%。在这个非常缺氧的星系中存在着古老的恒星，这说明低氧丰度并不排除早期恒星形成的历史。
2002-05-03 astro-ph
Stellar kinematics and metallicities in the Leo I dwarf spheroidal galaxy -- wide field implications for galactic evolution
我们提出了低分辨率光谱的120红巨星在银河系卫星矮椭球（dSph）狮子座I，获得与GeminiN-GMOS和Ekrak-DEIMOS摄谱仪。我们发现恒星的速度与狮子座I的成员一致，达到1.3 King潮汐半径。通过测量精确的径向速度，平均测量误差为4.6 km/s，我们发现平均系统速度为284.2 km/s，全球速度色散为9.9 km/s。色散曲线与最后一个数据点的平坦一致。我们发现，在半径为3'的径向色散曲线的边缘显着上升是不相关的任何真正的本地化的运动学子结构。由于它离银河系的距离很远，潮汐不太可能影响速度色散，我们从定量运动学分析中支持这一说法，因为我们在观测上拒绝出现明显的旋转信号或不对称的速度分布。采用各向同性恒星速度色散和更一般的模型进行质量测定，得出M/L比为24，这与存在一个质量约为3 × 10^7 M_sun的显著暗晕一致，其中嵌入了发光成分。这表明狮子座I的暗物质性质与本星系群中的其他暗物质相似。我们的数据还使我们能够确定58个目标的金属丰度。我们发现一个轻微的金属差的平均值为-1.31德克斯和一个完整的传播覆盖1德克斯。与大多数dSphs不同，狮子座I的金属丰度似乎没有径向梯度，这表明在这个星系的演化中外部影响的作用可以忽略不计。
2006-11-12 astro-ph
X-ray Variability and Period Determinations in the Eclipsing Polar DP Leo
对食磁激变双星DP Leo的ROSAT观测的分析提供了对白矮星表面软X射线发射区的起源、大小、温度、可变性和结构的限制。这些数据，当与先前的观测相结合时，显示出在吸积流对白矮星的影响位置每年大约2度的进展。对观测到的流位置漂移的一种解释是，次级上的磁活动周期产生了轨道周期振荡。这些振荡导致了一个在几乎同步的白矮星的旋转周期上下循环的轨道周期。对吸积流和X射线发射区进行了模拟，以拟合观测数据。还计算到系统的距离。[An在此更正了先前的预印本纸质版中包含的回旋加速器光度的错误值。]
1994-08-15 astro-ph
The Star Formation History of the Local Group dwarf galaxy Leo I
利用HST [（V-I），I]色星等图（CMD）的信息，对本星系群dSph星系Leo I的恒星形成历史（SFH）进行了定量分析.我们使用的方法是基于比较，通过合成CMD，CMD中的恒星的预期分布不同的进化方案，与观察到的分布。我们认为SFH由SFR（t）、Z（t）、IMF和一个函数$β(f,q)$组成，该函数控制双星的分数$f$和质量比分布$q$。观测到的CMD和模型CMD之间的比较是通过卡方最小化的CMD的一组区域中的恒星数量的差异。我们的解决方案的SFH的狮子座我定义了一个最小的卡方在一个明确定义的位置的参数空间，和派生的SFR（t）是强大的，在这个意义上说，其主要特征是不变的其余参数的不同组合。然而，只有对Z（t）、IMF和$β(f,q)$的一个很窄的假设范围才能使数据和模型之间有很好的一致性，即：Z=0.0004，Kroupa et al.（1993）IMF或稍陡，以及相对较大比例的双星。大多数恒星形成活动（70%至80%）发生在7至1 Gyr之前。在1 Gyr前，它突然下降到一个可以忽略不计的值，但似乎一直活跃到至少3亿年前。我们的研究结果并没有明确回答狮子座I是否在大约15 Gyr前开始形成恒星的问题，但似乎这种恒星形成的数量，如果存在的话，将会很小。
1999-06-07 astro-ph
Fe XIII coronal line emission in cool M dwarfs
我们报告的Fe十三禁冕线在3388.1 <$的样本中的15个M型矮星覆盖整个光谱类，以及不同的活动水平的搜索。LHS 2076在一次大耀斑期间被清晰地探测到，而CN Leo则在之前被发现过。对于其他一些明星来说，情况并不十分清楚。对于CN狮子座，我们调查的Fe十三行的定时行为，并报告了高水平的变化的时间尺度上的小时，我们归因于微耀斑加热。
2004-01-08 astro-ph
The Magellanic Group and the Seven Dwarfs
麦哲伦星云是一群矮星系中最大的成员，它们在晚些时候进入银河系（MW）晕。这一群以大麦哲伦星系为主，在吸积和潮汐破裂之前，其质量约为银河系的4%，但约有70%的已知矮星绕着MW轨道运行。我们的理论解决了许多与矮星系有关的星系形成中的突出问题。首先，它可以解释平面轨道配置填充一些dSphs在MW。第二，它提供了一种机制，照亮矮星系的一个子集，再现的累积圆速度分布的卫星在MW。最后，我们的模型预测，大多数矮星将与其他矮星一起被发现。最近发现的狮子座V（Belokurov et al. 2008），狮子座IV的矮球状伴星，以及附近的矮星协支持了我们的假设。
2008-09-22 astro-ph
Variable Star Monitoring in Local Group Dwarf Irregular Galaxies
本星系群中的矮星系提供了一个独特的天体物理实验室。尽管它们很接近，但其中一些系统仍然缺乏可靠的距离测定以及对其恒星成分和恒星形成历史的研究。我们目前的第一个结果，我们的调查变星在一个样本的六个本地集团矮不规则星系。以狮子座A矮星系为例，我们描述了观测策略和数据处理。我们讨论了两个新发现的造父变星的光变曲线，并将它们置于先前导出的P-L关系的背景下。最后讨论了Leo A的LPV含量。
2003-10-24 astro-ph
Wide Field HR diagrams of Local Group Dwarf Galaxies
我们提出了新的六分仪和狮子座I矮星系的观测，提供了新的见解，他们的恒星星族。在六分仪中测量的大量恒星样本使我们能够对该星系的金属含量进行可靠的估计，研究人口空间梯度，并调查大量蓝色离散星的性质。在狮子座I中，我们发现了一个重要的天琴座RR型变星群体。对探测到的变星的脉动性质的分析表明，这个星系是一个奥斯特霍夫中间天体，类似于大麦哲伦星系和本星系群中的其他矮星系。
2001-10-03 astro-ph
ALFALFA in the Leo Region: Looking for Missing Satellites in HI
在狮子座区域的20 Mpc内有两个邻近的星系群，这使得我们可以对低质量星系进行详细的研究。利用ALGOFA的盲测资料，编制了狮子座HI谱线（9 h36 m < RA <11 h36 m，+8deg < dec < +16deg）的探测目录。更敏感的单像素阿雷西博观测目标是Karachentsev等人2004年（K 04）光学注意到的狮子座矮候选人，以确定组成员，并允许比较HI和光学选择的样本。本演示突出了两个样本之间的差异和重大贡献盲HI调查可以使失踪的卫星问题。
2007-07-23 astro-ph
Oxygen and Nitrogen in Leo A and GR 8
我们目前的元素丰度的多个HII区域的狮子座A和GR 8获得的长缝光谱的这两个附近的低光度矮不规则星系。正如从它们的光度所预期的那样，并与以前的观测结果一致，这两个星系中的氧丰度都非常低。对狮子座A行星状星云的高信噪比观测结果为12 + log（O/H）= 7.30 +/- 0.05;对狮子座A四个HII区域氧丰度的“半经验”计算结果为12 + log（O/H）= 7.38 +/- 0.10。这些结果证实了狮子座A是已知附近星系中ISM金属丰度最低的星系之一。根据两个HII区域的结果，弱[O III] 4363线的高信噪比测量，GR 8的平均氧丰度为12 + log（O/H）= 7.65 +/- 0.06;使用“经验”和“半经验”方法，得出其他6个GR 8 HII区域的类似丰度。与之前其他低金属量星系的结果类似，狮子座A的平均log（N/O）= -1.53 +/- 0.09，GR 8的平均log（N/O）=-1.51 +/- 0.07。没有证据表明在HII区的O/H或N/O的显着变化。对附近（D < 5 Mpc）的不规则星系的氧丰度测量，其金属度-光度关系的平均相关系数为12 + log（O/H）= 5.67 - 0.151 M_B，氧的色散关系为0.21。这些观测结果证实，富含气体的低光度星系在其星际介质的电离气相中具有极低的元素丰度。虽然狮子座A是已知附近星系中金属丰度最低的星系…
2005-09-22 astro-ph
M32-like galaxies: still very rare -- M32 analogues do not exist in the Leo group
在狮子座星系群方向的星系，被Ferguson和Sandage（1990）归类为类M32矮星系的候选者，新的观测表明这些星系是正常的椭圆星系，红移在z=0.02和z=0.06之间。这一结果进一步证明了椭圆星系光度函数的暗端下降非常陡峭，像M32这样的天体非常罕见。
1997-10-27 astro-ph
The Local Group Census: planetary nebulae in IC 10, Leo A and Sextans A
在本星系群窄带巡天的框架内，我们给出了在矮不规则星系IC 10、LeoA和SextansA中寻找行星状星云的结果。使用标准的带内/带外技术，在最近的星暴星系IC 10中发现了16个新的候选PNe。这个星系的光学尺寸估计比以前认为的要大得多，考虑到新PNE的位置在3.6 kpc X 2.7 kpc的区域内。我们还确认了其他两个矮不规则星系的先前研究的结果，在LeoA和SextansA中检测到一个候选PN。我们回顾了迄今为止在本星系群中发现的行星状星云的数量及其与金属丰度的关系。我们认为当[Fe/H] $<<$为-1.0时，观测到的PNe数可能下降，这可能表明在此点以下，PNe的形成速率比太阳丰度附近的恒星星族低得多。我们还发现不可忽略的金属丰度的影响[OIII]光度的最亮的PN的星系。
2003-05-07 astro-ph
Discovery of an Unusual Dwarf Galaxy in the Outskirts of the Milky Way
在这封信中，我们宣布在本星系群中发现了一个新的矮星系Leo T。它是在斯隆数字巡天数据发布5（SDSS DR 5）中发现的恒星过密度。狮子座T的色星等图显示了两个明确的特征，我们将其解释为红巨星分支和一系列年轻的大质量恒星。根据色星等图的拟合，它的距离约为420千秒差距，有一个中等年龄的恒星星族，金属丰度为[Fe/H]=-1.6，还有一个年龄为2亿年的年轻蓝星族。有一个致密的中性氢云，质量约为10^5太阳质量，径向速度为35 km/s，与HIPASS通道图中可见的物体一致。狮子座T是迄今为止发现的最小，最低光度的星系，最近的恒星形成。它看起来是一个类似于凤凰矮星的过渡天体，但亮度要低得多。
2007-01-05 astro-ph
The Coma - Leo I Distance Ratio and the Hubble Constant
根据已发表的光度学和运动学数据，导出了Leo I（M96）群中三个早型星系在B、V和K方向上的直径-速度色散关系。所有三种颜色的关系的斜率与Coma集群的斜率非常一致。狮子座I星系在每种颜色下的RMS散射都非常小，与该集团的紧凑性一致。这些关系分别产生了后发座-狮子座I距离比的估计值为9.01 +/- 0.51、8.77 +/- 0.43和8.82 +/- 0.31，加权平均值为8.84 +/- 0.23。这三种颜色之间的一致性表明，狮子座I和后发座中的早型星系具有相似的恒星星族。后发座-狮子座I的距离比，加上对狮子座I群绝对距离的估计，可以确定哈勃常数，而不受与室女星系团一起工作时产生的不确定性的影响。有几种高质量的距离估算可以从各种技术中获得：M96（Tanvir et al. 1995）和M95（Graham et al. 1997）中的造父变星，表面亮度波动（Tennis et al. 1997），行星状星云光度函数（Ciardullo et al. 1993），以及红巨星分支尖端的光度（Sakai，Freedman，& Madore 1996）。采用后发座星系团在微波背景框架中的宇宙后退速度为7200 +/- 300 km/s，这些距离估计导致哈勃常数的值在70至81 km/s/Mpc之间，未加权平均值为75 +/- 6 km/s/Mpc。
1997-03-05 astro-ph
Narrow band survey for intragroup light in the Leo HI cloud. Constraints on the galaxy background contamination in imaging surveys for intracluster planetary nebulae
我们已经观测到位于M96（狮子座）星系群中0.26度^2区域的发射线天体，与星系际HI云重合。发射线天体的选择过程与在室女星系团中搜寻团内行星状星云的过程相同，它们的m_5007光度函数有一个明亮的截止值~ 1.2等，比与M96群椭圆星系有关的PNLF要暗。因此，绝大多数这些发射线天体都不符合在狮子座群距离为10 Mpc。光谱跟踪两个发射线对象在这个狮子座领域表明，这些确实没有[OIII]双峰预期一个真正的PN。较亮的光源被认为是红移z = 3.128的星暴天体，因为它在近红外线有第二个辐射，被认为是Fe II（λ2220 AA）。从这些数据中，我们得到三个主要结果：（i）从PN的情况下，我们可以确定一个更严格的上限，在任何老的恒星星族与狮子座HI云的表面亮度。(ii)这意味着在狮子座星系群的3x 2度区域中，相对于星系中的光，弥漫的群内成分的光度的上限为1.6%。(iii)使用这个狮子座区域作为空白区域，我们得出进入处女座星系团内PN勘测的背景发射线物体的平均比例为13.6%。这一小部分证实了室女座群内PN候选者选择标准的有效性。
2003-04-02 astro-ph
Non-parametric star formation histories for 5 dwarf spheroidal galaxies of the local group
我们使用最近的HST色星等图的本地dSph星系（船底座，狮子座I，狮子座II，小熊座和天龙座）的样本，以推断这些系统的恒星形成历史，$SFR(t)$。应用一种新的变分极大似然方法，其中包括一个完整的贝叶斯分析，并允许一个非参数估计的功能之一是解决，我们推断的恒星形成历史的系统研究。该方法具有产生客观答案的优点，因为人们不需要假定{ \it先验}人们试图恢复的函数的形式。使用Saha的$W$统计独立检查结果。系统的总光度用于将结果归一化为物理单位并导出SN II型速率。我们推导出这个样本星系的光度加权平均恒星形成历史。
2000-01-19 astro-ph
Leo A: A Late-Blooming Survivor of the Epoch of Reionization in the Local Group
作为利用孤立的本星系群矮星系作为宇宙学近场探测器的主要计划的一部分，我们已经获得了哈勃太空望远镜上的高级巡天照相机对矮不规则星系狮子座A的深层图像。根据这些图像，我们构建了一个色星等图（CMD），其视[绝对]星等达到（M475，M814）>（29.0 [+4.4]，27.9 [+3.4]），这是麦哲伦云以外任何不规则星系所达到的最深星等。我们得出的恒星形成率（SFR）作为时间的函数在整个星系的历史。我们发现，狮子座A中90%以上的恒星形成都发生在8 Gyr之前。CMD显示，在大爆炸后的最初几十亿年里，只有非常少量的恒星形成;在最古老的年龄可能发生的爆发不能以很高的信心声称。SFR峰值发生在约1.5-4 Gyr前，是当前值的5-10倍。我们的模型表明，狮子座A经历了非常少的金属丰度演变，平均推断的金属丰度是一致的，与测量的现今气相氧丰度。我们不能排除所有的古代恒星形成都发生在再电离时代结束之前的情况，但在~8 Gyr之前缺乏恒星形成似乎不太可能是由于早期损失或耗尽了原位气体储存。
2007-02-23 astro-ph
The Chemical Abundances of the Stellar Populations in the Leo I and Leo II dSph Galaxies
利用凯克一号10米望远镜上的LRIS获得了狮子座I矮球状星系（dSph）中102颗红巨星分支（RGB）星和狮子座II dSph中74颗RGB星的光谱。我们报告的钙丰度[Ca/H]来自钙II三线态吸收线的强度在8498，8542，8662埃的恒星光谱中使用一个新的钙II三线态校准[Ca/H]。这两个星系有不同的平均[Ca/H]值，Leo I为-1.34 +/- 0.02，Leo II为-1.65 +/- 0.02，内禀丰度色散分别为1.2和1.0 dex。导出的丰度的典型随机误差和总误差分别为0.10和0.17 dex每星。为了与现有文献进行比较，我们还将Ca II测量值转换为Carretta和Gratton（1997）标度的[Fe/H]，尽管我们讨论了为什么这可能不是金属丰度的最佳决定因素; Leo I的平均值[Fe/H] = -1.34，Leo II的平均值[Fe/H] =-1.59。狮子座I的金属丰度分布函数近似为高斯型，在富金属端有一个过量，而狮子座II的金属丰度分布函数在富金属端有一个突然的截止。狮子座II较低的平均金属丰度与它的光度较低的事实相一致，因此总质量比狮子座I低;因此狮子座II的演化可能受到银河风中质量损失的影响更大。我们将我们观测到的金属丰度分布函数与Dolphin（2002）从哈勃太空望远镜获得的深部CMD建模中推断的分布函数进行比较。该模型预测的中值金属丰…
2007-02-08 astro-ph
The white dwarf luminosity function. I. Statistical errors and alternatives
多年来，已经提出了几种方法来计算星系光度函数，从最简单的方法-计算给定体积内的样本对象-到非常复杂的方法-如C方法，STY方法或Choloniewski方法等。然而，在计算白矮星光度函数时，通常只采用V/Vmax方法，其他方法还没有应用到光谱鉴定的白矮星观测样品中。此外，白矮星光度函数的统计意义也很少受到关注，仍然需要做深入的研究。在本文中，我们研究，使用受控的合成样本的白矮星产生的Monte Carlo模拟器，这是统计意义的白矮星光度函数和预期的偏差。我们还提出了计算白矮星光度函数的不同估计之间的比较。我们发现，对于足够大的样本量的V/Vmax方法提供了一个可靠的表征的白矮星光度函数，只要输入的样品是精心挑选的。特别是V/Vmax方法能很好地恢复白矮星光度函数的截止点位置。然而，这种方法被证明是不太强大的Choloniewski方法时，考虑到可能的不完整性的样本。我们还发现，Choloniewski方法在估计白矮星的整体密度方面比V/Vmax方法表现得更好，但错过了白矮星光度函数截止的确切位置。
2006-03-22 astro-ph
The luminosity function of white dwarfs and M dwarfs, using dark nebulae as opaque outer screens
利用暗星云作为不透明的外屏，研究了白矮星和M矮星的光度函数。观测到猎户座A、巨蛇座和猎户座星云复合体的高消光区，覆盖太阳附近464 pc 3的体积，Mv=16.5。前景星是通过VRI测光和光度计测光选择的。由此产生的前景样本由21颗M矮星和7颗白矮星组成。导出的M矮星光度函数与以前的研究一致，表明在Mv=16之后没有实质性的上升。这7颗白矮星的局域密度为0.013（+-0.005）Msun/pc 3（约为太阳附近动力学质量的15%），支持了其他最近的结果，但用完全不同的方法获得。对于云，前景恒星的数据被用来获得独立的云距离，而背景恒星和银河系的简单模型给出了可靠的云距离。
1998-06-11 astro-ph
Oxygen abundances in dwarf irregular galaxies and the metallicity - luminosity relationship
研究了低光度矮不规则星系。利用最近提出的P -方法，从已发表的光谱数据重新计算了矮不规则星系HII区的氧丰度。已经发现，除了少数例外，低光度矮不规则星系的金属丰度与星系光度有很好的相关性。Richer和McCall（1995）发现，金属丰度-光度关系附近的氧丰度的分散度随着星系光度的降低而增加。Hidalgo-Gamez和Olofsson（1998）得到的不规则星系的氧丰度和蓝波段绝对星等之间没有关系，这可以用Te方法得到的氧丰度的大不确定性来解释，而Te方法中使用的弱氧线[OIII]4363的强度测量的大不确定性又可以解释。
2001-05-21 astro-ph
M Dwarfs from Hubble Space Telescope Star Counts. V. The I-band Luminosity Function
本文根据Zheng等人用哈勃空间望远镜观测到的1400颗盘M矮星的样本，导出了盘I波段光度函数。我们采用了银河系高度依赖的色星等关系来解释银河系平面以上的金属丰度梯度。由此得到的I带光度函数在M_I~9.5处达到峰值，并在M_I~10.5处急剧下降。
2003-08-20 astro-ph
The ultracool eld dwarfs luminosity function from the Canada-France Brown Dwarf Survey
加拿大-法国褐矮星巡天是一项利用CFHT望远镜上的MegaCam相机进行的宽视场冷褐矮星巡天。我们的目标是发现超冷的棕矮星，并从一个大的和均匀的L和T矮星的样本约束的ELD棕矮星质量函数。我们在CFHT/Megacam i'和z'图像中确定候选者，并在几个望远镜上用指向的近红外成像对其进行跟踪。迄今为止，我们的调查发现了50个T矮星候选者和170个L或晚M矮星候选者，这些候选者来自1300个具有典型超冷矮星i '-z'颜色的候选者，在900平方度内发现。我们目前已经完成了对所有候选者的大部分调查的近红外跟踪，这些候选者从已知的最新T矮星到后期L色范围。这使我们能够建立在一个完整的和良好的定义的超冷矮星的样本，研究的光度功能的eld L和T矮星。
2008-12-19 astro-ph
The white dwarf luminosity function --II. The effect of the measurement errors and other biases
迄今为止，只有1/V_max方法被用来观测确定白矮星的光度函数，而对于其它类型的光度函数，则常用其它几种方法。此外，确定白矮星光度函数的过程也不是没有偏差的。这些偏差有两个不同的来源：它们可以是统计性质的，也可以是测量误差的结果。在以前的论文中，我们进行了深入研究的第一类偏差的几个光度函数估计。在本文中，我们专注于引入的测量误差和污染程度的影响，用于建立光盘白矮星光度函数的输入样本的偏差由不同的运动学人口。为了评估这些偏差的程度，我们使用蒙特卡罗模拟器来生成一个受控的合成人口和分析的行为的光盘白矮星光度函数的测量误差的大小和几个程度的污染的几个假设，比较最强大的光度函数估计在这种条件下的性能。
2007-04-20 astro-ph
Late Gas accretion onto Primordial Minihalos: a Model for Leo T, Dark Galaxies and Extragalactic High-Velocity Clouds
在这封信中，我们重新审视了矮星系形成的再电离反馈的想法。我们发现，v_cir<20 km/s的原始小晕在再电离后停止吸积气体，这是通常假设的，但是由于它们的浓度增加和星系际介质的温度随着红移降低到z=3以下而降低，它们具有气体吸积和可能的恒星形成的晚期阶段。我们预计，在银河系外围或孤立地演化的再电离前化石显示出双峰恒星形成历史，其中有12 Gyr和<10 Gyr的恒星。李奥符合这种情况。该模型的另一个预测是可能存在一群从未形成恒星的富含气体的迷你晕。需要做更多的工作来了解是否可以将紧凑的高速云的子集识别为这样的物体，或者是否在星系之间的空隙中存在未被发现的人口。
2009-08-05 astro-ph
Luminosity-Diameter Relations for Globular Clusters and Dwarf Spheroidal Galaxies
结果表明，银河系的球状星团和矮球状星团具有不同的扁平值分布，它们似乎占据了M_v与log R_h平面的相邻区域，这些区域可以被称为Shapley线的东西分开。令人惊讶的是，银河系的典型矮球状星团比一般的银河系球状星团要暗。
2008-07-17 astro-ph
The neutrino emission due to plasmon decay and neutrino luminosity of white dwarfs
在红巨星、前超新星和白矮星核中，中微子能量损失的有效机制之一是等离子体衰变过程中中微子-反中微子对的发射。在本文中，我们数值计算了在较宽的温度范围（10^7-10^11）K和密度范围（200-10^14）g cm^-3内等离子体衰变产生的发射率。数值结果近似方便的解析表达式。我们还计算和近似的解析表达式的中微子光度的白矮星由于等离子体衰变，作为其质量和内部温度的函数。这个中微子光度仅通过参数mu_e（每个电子的重子净数）取决于白矮星的化学组成，并且是所有白矮星在中微子冷却阶段的主要中微子光度。
2007-08-15 astro-ph
Can a Very Low-Luminosity and Cold White Dwarf be a Self-gravitating Bose Condensed System
提出了一个关于白矮星结构和冷却机制的全新模型。我们已经论证了白矮星的大部分成分--带正电的离子是玻色子，在内部极端的物理条件（密度和温度）下，有可能发生带电玻色气体的凝聚。我们试图证明冷白矮星是一个自引力带电玻色凝聚系统。
2000-08-30 astro-ph
A Deep Multicolor Survey V: The M Dwarf Luminosity Function
本文对大面积发现的M型矮星进行了研究。我们采用形态和颜色的标准相结合，以选择M矮星的限制在V的22，最深的这样的地面调查的M矮星。我们解决了垂直盘恒星密度定律，并使用由此产生的参数来推导M矮星的光度和质量函数从这个样本。我们发现恒星光度函数在M_V = 12时达到最大值，此后逐渐下降。我们导出的M < 0.6 M_sun的质量函数在3 sigma水平上与Salpeter函数不一致;相反，我们发现0.6 M_sun > M > 0.1 M_sun的质量函数相对平坦。
1998-08-04 astro-ph
The near-IR luminosity-metallicity relation of dwarf irregular galaxies
本文报道了我们对邻近星系群中矮不规则星系的近红外光度-金属丰度关系的长期研究的最新进展。从我们的观测数据库中出现了一个非常明确的关系，并对其影响进行了初步讨论。
2005-05-17 astro-ph
The Luminosity Distribution of Globular Clusters in Dwarf Galaxies
大多数与人马座矮星系有关的球状星团都是暗淡的。在这方面，它与围绕着典型巨星系的球状星团系统有着显著的不同。银河系外晕中的大多数球状星团也是亚发光的，这一观测结果可以通过假设这些星团曾经也属于暗淡的富含星团的矮系统来理解，这些矮系统随后被银河系捕获并摧毁。
2007-04-17 astro-ph
The near-IR luminosity-metallicity relationship for dwarf irregular galaxies
本文简要介绍了我们正在进行的星系群中矮不规则星系的近红外光度-金属丰度关系的研究。介绍了该项目的动机和观测数据库，并给出了初步结果。在12+log（O/H）vs.H平面上必须有更多的低光度星系才能得出明确的结论。
2003-12-06 astro-ph
The Faint Optical Stellar Luminosity Function in the Ursa Minor Dwarf Spheroidal Galaxy
对它们内部恒星运动学的分析表明，银河系的矮球状（dSph）伴星系是已知的暗物质占主导地位的系统之一。如果在这些系统中存在以暗恒星形式存在的重要暗物质，那么恒星光度函数一定与金属丰度相似的球状星团有很大不同，因为没有证据表明有暗物质存在。我们提出了微弱的恒星光度函数在小熊座dSph，下到一个光度对应于大约0.45 M太阳，来自新的深HST/WFPC 2数据。我们发现一个显着的相似性之间的光度函数，推断的初始质量函数，和球状星团M92，一个类似的年龄和金属丰度的小熊座dSph.
1999-02-26 astro-ph
