The Pegasus dwarf irregular (DDO 216)
Type RA(2000) Dec(2000) V Mv DM
Pegasus Ir V 23 28 34 +14
44 48 12.59 -12.3 24.4
SIRTF ROC： iracmap |24 |1000.0 |gehrz_r |128 |rdg-dwarf-irr |
Gro 2002:
狭帯域フィルタ技術を使用している新たなサーベイはBattinelliとDemers（2000）で示された。そして、銀河全体をカバーした。彼らの選んだ赤化E(B-V)=0.03に対して、40炭素星を突き止めた。彼らが見積もるC/M比率は、しかしエラーがあるように見える。彼らの図4に基づくと、彼らが前景領域として定めるおよそ5.6平方分において19のＭ型星、そして、ペガサスでカバーされる11.4平方分で116のＭ型星を数えた。これはそこで暗示する。そして、11.4/5.6 19の= 39の前景星はペガサスによってカバーされる領域、そして、それゆえに、C/M比率である40にある/（116-39の）= 0.52、そして、0.77でない。
フィールドの全てのＭ型星の57%が前景であると仮定して、私は77、30、17、1、それぞれ、0であるペガサスで、M0+、M2+、M3+、M5+、M6+星の数を推定した。私は、CFからBCを使っている輻射等級を計算した。
ペガサス矮小不規則銀河（DDO 216）の解像された星の種族の広視野惑星カメラ２観測
Gallagher, J. S.; Tolstoy, E.; Dohm-Palmer, Robbie C.; Skillman, E. D.; Cole, A. A.; Hoessel, J. G.; Saha, A.; Mateo, M.
1998AJ....115.1869G
ペガサス矮小不規則銀河の星の種族は、ハッブル宇宙望遠鏡の上で幅の広いフィールド惑星カメラ2（WFPC2）で、F439W（B）、F555W (V)とF814W (I)バンドでとられる画像で調査される。WFPC2で、ペガサス矮小銀河はBとVで25.5等、Iで25等の限界等級まで個々の星に解像される。
これらと地上観測のデータは、この小さい銀河で星の種族の複雑な性質を示すカラー-等級図を生み出すために結合される。若い主系列星の（<0.5 Gyr）成分が存在し、中央に位置する2つのクランプに集まり、一方
より老いた星はさらに広がった円盤またはハローを形成する。主系列のカラーは、A_V = 0.47等の比較的大きな減光を必要とする。豊かな赤色巨星分岐（RGB）の平均カラーは比較的青く、若い中間金属量の、または老齢低金属量の星の種族と矛盾がない。RGBはカラーでまたかなりの幅を持ち、星の年齢や金属量に巾があることを暗示する。少数の上に延びた漸近巨星分岐星は、RGB先端を越えて見つけられる。データの限界の近く、RGBに重なって、豊富なレッドクランプがある。ジュネーブ恒星進化進路に基づく首尾一貫した星の種族モデルをデータに合わせて、760kpcの修正距離をもたらす。星の種族への定量的フィットは、星形成史を限定する平均として調査される。主系列とコア・ヘリウム燃焼ブルーループ星の数は、星形成率が最近より高く、およそ1Gyr前には3-4倍だったことを必要とする。星の金属量のよりよい情報とより深い測光なしでは、長期ベースラインに渡る星形成史の一意な解を得ることはできない。データと矛盾がない最も若いモデルでは、主に2-4 Gyr前に形成されたZ = 0.001の一定金属量の星を含む。星の金属量が星の年齢と共に減少するならば、年齢を~8Gyrまで伸ばすことが許される。しかし、星形成活動のそのピークでも、ペガサス矮小銀河の中間年齢星支配モデルは、たぶん、M_V ~-14で、比較的暗いままだった
ペガサス矮小不規則銀河の星形成史
Aparicio, A.; Gallart, C.; Bertelli,
1997AJ....114..669A
ペガサス矮小不規則銀河、天の川から0.95Mpcの多分局所群メンバー、の星形成史（SFH）を調査した。我々は、2つの基本的関数によってSFHの特徴を記述する：星形成率、ψ（t）と化学濃縮規則Z(t).それらは異なるψ（t）とZ(t)規則で生み出される合計189のモデル図を、ペガサスで解像された星のカラー-等級図と比較することによって導き出された。データとのより素晴らしい一致のモデルは、星形成がおよそ15Gyr前ペガサスで始まって、平均して、前半の間は、銀河の後半の間より大きかったことを示す。最近の時代（SFHはずっとよい時間分解で得られる）の間に、星形成は爆発モードで生み出されたようである。これは銀河の全生涯に対してそうだったかもしれない。ただ、古い時代の時間分解が実際にそれを検出するのに不十分だけれども。化学豊穣規則に関しては、銀河の観測された金属量（Z_f=0.002(+0.002}_{-0.001)）の最良の説明は、それが最初期に迅速な化学濃縮を受けたということである。落下流入が重要であるならば、これは本当だろう。少なくとも銀河進化の原始の時代の間には。銀河が星形成を開始して、多くのガスがまだそれに加えられていなかった場合、落下の早い時期に星間物質を豊かにし始めたという描写に導く。ペガサスとNGC 6822は、ここで提示されるそういう分析がされた唯一の矮小不規則銀河である。ペガサスの様に、NGC 6822もまた老齢ー中間年齢種族を含むという事実は、大部分の矮小不規則銀河で観測されるバーデのシートは実際老いた星の重要な種族のサインであり、dIrが実際には多数の老いた星で占められる老いた天体であると示唆する。星と星の残りの質量は、モデルSFHsが得た最良の平均から導き出される。クロウパほかのIMFを~ 0.1M_sunまで外挿して、星の残りでは説明できないペガサスのダークマターのパーセンテージは92% ~であることがわかる。
ペガサス矮小不規則銀河の星の成分
Aparicio, A.; Gallart, C.
1995AJ....110.2105A
ペガサス矮小不規則銀河の星の成分と年齢分布は、（V-I)と（V-R)の深い色等級図に照らして議論される。H{alpha}によってデータを補った。ペガサスのＣＭ図は2つの構造-赤しっぽと赤いもつれ-を示し、銀河で中間的な年齢と老いた星の存在を意味する。NGC 6822の後、ペガサスはこれらの構造が明確に検出される第2の矮小不規則銀河である。そして、測光が十分に深いならば、大部分の矮小銀河不規則なもののＣＭ図がこれらの構造を示す可能性があったことを示唆する。ペガサスで最も若い星は数10Myrである、しかし、銀河は最近100Myrに渡り星形成活動の形跡がほとんどない。しかし、ＣＭ図は最高10Gyrかもっと高齢の多数の古い星で占められる。これらの星は、主に赤いもつれに集中する。赤いしっぽの最大赤さから、ペガサスの星の最大の金属量がZ=0.008である可能性があったと見積もる。人工的な星の技術の進展によって、カラーと等級への混雑の効果を慎重で、深く調査する。これは、現在この銀河の全星形成史を分析することに取り組んでいる合成の図の実験以前に必要なステップである。広範囲に渡るカラーと等級広がりを付けた40000人工星をいくつかのステップで観測されたフレームに加えて、最も重要な混雑効果、見のがす割合と外部の測光エラー、を等級とカラーの関数として導き出した。我々のテストから検出される主効果は、次のようにまとめられることができる：（l）混雑ファクター、カラーと等級変動と外部のエラーは、等級だけでなく色指数もの関数で。（2）一般に、混雑は赤い星は青い方へ、青い星は赤い方への変動を生み出す。(3)、外部のと内部のエラーの関係はない;1から7まで異なるファクターによって、外部のエラーは、より大きい。さらに、我々は、人工的な星の等級だけ以外は、注射された色指数を考慮しない広く使われている、短縮代わりの手順をテストした。それはずっとより速い、しかし、その結果は合成の図テストに対して不十分である。方法の弱さが、それが星の色指数の上で混雑効果の依存を見渡すという事実にある。特に外部のエラーに対して、この依存は、大きい。
ペガサス矮小銀河は、局所群のメンバーであるか？
Lee, Myung Gyoon
1995JKAS...28..169L
ペガサス矮小不規則銀河の深いVI CCD測光は、赤色巨星分岐（RGB）のその先端がI = 21.15+-0.10等（V-I）=1.58+-0.03に位置することを示す。RGB(TRGB)の先端のI等級を使用して、ペガサスの距離指数 (m-M)o = 25.13+-0.11、d = 1060+-50kpc。この結果は、Aparicio[1994、ApJ、437、L27によってTRGB方法に基づく最近の距離評価（m-M)o = 24.9（d = 950kpc）と素晴らしく一致する。しかし、それはHoessel.[1990、AJ、100、1151]によるケフェウス型変光星候補ほかに基づいた評価（m-M)o = 26.22+-0.20、d = 1750+-160 kpc）よりずっと小さい]、カラー-等級図は、Hoesselによって使われたケフェイド変光星候補ほかがケフェイド変光星不安定帯で見つけられず、巨星分岐の上部部分にあることを示す。この結果は、Hoesselによって調査されるケフェイド変光星候補ほかが多分変光星ケフェイド変光星でなく他の型の星で示す。我々の距離評価とAparicioの平均をとって、ペガサス銀河までの距離は、d = 1000+-80 kpcである。局所群で中心のものに関してペガサス銀河の距離と速度を考慮して、我々はペガサス銀河が多分局所群のメンバーであるだろうと結論する。