The Ursa Minor dwarf spheroidal
Type RA(2000)
Dec(2000) V Mv DM N(C)
U Mi dSph 15 08 49 +67
06 38 10.6 -8.87 19.0 1
SIRTF ROC:なし（０２/０５）
単一年齢の適例。
Olzewski/Aaronson 1985 CCD Turnoff 古い。年齢の散らばりなし。
Olszewski/Cudworth 1985 CCD turnoff,
Cudworth et al. 1986 CCD CMD, blue HB, RR Lyrae(old low metal)
M92（銀河系の古いメタルプア―星団）と同じ。
小熊座矮小楕円銀河銀河の中のダイナミックな化石
Kleyna, Jan T.; Wilkinson, Mark I.;
Gilmore, Gerard; Evans, N. Wyn
2003ApJ ...
588L..21K
UMi M/L= 70、暗い物質支配が最も強い銀河。星の数密度の第2のピーク＝副次的構造？8.8kms-1の速さ分散ーー＞横切り時間ーー＞12 Gyrの年齢の間生き残れる可能性は少ない。
副次構造が低速度運動の徴候を持っているという証拠を提示して、UMiのムラムラが本当に宇宙初期の産物である可能性があったと主張する。数値的なシミュレーションを使って、我々は冷たい暗黒物質（CDM）優勢パラダイムによって予測される尖がった暗黒物質ハローと副次構造とは相容れないが、芯を取られた暗黒物質ハローのほとんど調和振動ポテンシャルの範囲内で、前後にうろつきまわっている無拘束の星の星団と矛盾がないことを例証する。このように、CDMは、銀河質量スペクトルの最も低質量での暗黒物質支配が最も強い末端で観測と一致しなく見える。==>LMCバーも同じ？（０３０６１８）
巨星星によるハロー副次構造を調査する。IV.小熊座矮小楕円銀河銀河の延長された構造
Palma, Christopher; Majewski, Steven R.; Siegel, Michael H.;
Patterson, Richard J.; Ostheimer, James C.; Link, Robert
2003AJ .... 125.1352P
名目的潮汐の半径の外で、星の分布をトレース。
ワシントンM、ワシントンT2とDDO51フィルターー＞Ｋ型星に対して信頼できる星の光度分類。
小熊座銀河の赤色巨星分岐星と同じ距離と金属量を持つ巨星候補を矮小楕円銀河の中央からおよそ3°離れた所まで同定した。小熊座銀河の巨星候補と青い水平枝星候補の空間的な分布は著しく類似していて、両方のサンプル共、星の大きな割合は小熊座の名目潮汐半径の外で見つけられた。
小熊座の潮汐の半径の範囲内の表面密度等高線図は、
(1)：最高密度は、外側の等密度輪郭の左右対称の中央でなく、中央から南西にずれている。
(2)：外側の輪郭の全体的な形態は、楕円でなく、Ｓ型。
以前に確定した潮汐半径~50'のキング・プロフィールはここでUMiと同定した星の分布とフィットしない。ずっと大きな潮汐半径によるキング・プロフィールは、適当なフィットを生み出す;しかし、指数-3べき法則の方がは、20'より大きな半径でより良くフィットする。
銀河の中心核からの大きな距離の小熊座と関連する星の存在、その潮汐の範囲の中の銀河の独特な形態と、その表面密度プロフィールの形態は、このシステムが天の川銀河の潮汐力の影響を大きく受けて進化したことを示唆する。しかし、小熊座星に関する測光データだけでは、潮汐外の候補星が現在解き放たれているのか、あるいは、広がった暗黒物質ハローの範囲内で矮小楕円銀河に拘束されているのか決められない。
赤色巨星分岐測光と先端赤色巨星分岐距離決定
等時線フィッティング方法の分析：
Frayn, C. M.; Gilmore, G. F.
2003MNRAS.339..887F
等時線フィッティングとその老いた星の種族の（RGB）赤色巨星分岐の測光研究への応用。
カラー-等級図の暗い等級領域の包含によって導入される問題を考慮。
等時線補間法とフィッティング・コードの詳細は前の論文を参照。
単純な星の種族がノイズが高い測光データから回収されることができる範囲を調査する。
ほぼ同時代の星の種族、天の川球状星団システム、小熊座矮小楕円銀河、の2つの研究結果を提示。
竜座、そして、小熊座矮小楕円銀河：比較研究
Bellazzini, M.; Ferraro, F. R.; Origlia, L.; Pancino, E.; Monaco,
L.; Oliva, E.Bellazzini（M.;フェラーロ）F. R.;
Origlia（L.; Pancino）E.;モナコ（L.;オリヴァ）E.
2002AJ .... 124.3222B
竜座、小熊座の中心におかれる2つの大きい（~=25×25 arcmin2）領域の（V（I））測光を提示。
銀河までの距離の新たな評価[（m-M)0(UMi)=19.41+/-0.12、（m-M)0(Dra)=19.84+/-0.14 ]、
進化した星の種族の比較研究：
１）UMi（VbumpRGB=19.40+/-0.06）の光度関数で、初めて赤色巨星分岐に対して（RGB）隆起（VbumpRGB=19.40+/-0.06）を検出。この特徴は竜座で検出されない。
２）測光金属量分布は、種族の年齢広がりが小さい（すなわち、RGB星のカラーの実際の年齢広がりの影響は、無視してよい）という仮定に依存。金属量[ Fe/H]＜-2.5の星に無感応。2つの銀河の平均金属量が類似している（<[Fe/H]>UMi= -1.8、<Fe/H）>Dra=-1.7）一方、金属量分布がかなり異なる。すなわち異なるピークの値（[ Fe/H]modUMi = -1.9、[ Fe/H]modDra=-1.6）と異なる最大の金属量を示すことが判った。固有金属量広がりは、UMiでσi=0.10、竜座でσi=0.13である。
３）我々はUMiの内側領域がかなり構造をもつことを例証する、これはダイナミックな平衡にあるシステムに対して予想されること食い違う。特に、我々はUMiの主密度ピークが全部の銀河の対称心に関して片寄っていて、そして、銀河の残りに関してずっとより低い楕円率を示すことを示す。竜座銀河は非常に対称形でなめらかな密度横顔を持っている。
４）我々の距離指数をUMiの総光度のよりさらに最近の評価と結合すると、M/L＝~7（現在の評価と比べてファクター5-10低い）という低い値になる。
小熊座矮小楕円銀河の暗い星：高い赤方偏移、低い質量星の初期の質量関数に対して意味するところ：
Wyse, Rosemary F. G.; Gilmore, Gerard; Houdashelt, Mark L.;
Feltzing, Sofia; Hebb, Leslie; Gallagher, John S., III; Smecker-Hane, Tammy A.
2002NewA .... 7..395W
明らかに暗黒物質が支配的で、星が高い赤方偏移で形成された銀河系外星雲で暗い星の光度関数を決める。小熊座矮小楕円銀河は、老いている星の特に単純な星の種族で、全ての星は古典的なハロー球状星団のそれと類似な老齢で低メタルである。UMi矮小楕円銀河と、類似した金属量の老いた球状星団の、暗い光度関数の直接の比較は、初期質量関数の比較に等しくて、そして、ここで提示される深いHST WFPC2、そして、STISイメージング・データで基づく。我々は、~0.3 Msolarに相当している光度まで、これらの光度関数が見分けがつかないと見つける。我々の結果は、それが非常に高い赤方偏移で形成した星に対して低い質量星のIMFが明らかに不変であることを示す。形成環境は極めて低い表面輝度、暗黒物質支配された矮小銀河銀河から、暗黒物質無しの、天の川内の高密度球状星団）まで多様に渡る。
Gro 2002:
既知の炭素星の総数は、7である。Armandroffほか（1995）はAzzopardiほか（1986と中の参考）から1炭素星と1候補炭素星を確認し、2つの新炭素星を発見した。Shetroneほか（2001）は、赤色星の追いかけ分光学をして、そして、3つの新たな炭素星を確認した。これで総計7星になる。彼らは、全てに対してB、V測光値をリストした。私はShetrone et al.の位置を使用してこれら7星の位置を2MASSと相関させ、6つのケースで1秒角以内のマッチを得、内５星でJ、Kの良い測光を得た。E(B-V)=0.032の赤化、BW84.からBCを採用してmbolを計算した。
矮小楕円銀河銀河の広がられた星形成：The cases of Draco, Sextans, and Ursa Minor
Ikuta, C.; Arimoto, N.
2002A&A ... 391 ... 55I
矮小楕円銀河銀河（矮小楕円銀河）竜座、六分儀座、そして、小熊座の星形成、そして、化学強化履歴は、化学進化モデル、そして、色等級図に対するシミュレーション・コードによって調査される。色等級図シミュレーション・コードは、星の進化、そして、測光性質の上で完全に化学進化の効果を考慮するようになっている。この狙いに対して、星形成、そして、化学強化履歴は、コードで一貫して計算される。化学進化モデルと観測された存在量パターンの間の比較から星形成率が非常に低かった（太陽近傍円盤の1-5%）、そして、初期の星形成が長期（>3.9-6.5
Gyr）に渡ってこれらの矮小楕円銀河でに対して続いたことが分かる。この星形成史は、観測された色等級図、例えば狭い赤色巨星分岐、そして、赤い水平枝の形態を再現することができて、そして、矮小楕円銀河竜座の第2のパラメータ問題を解決することに成功する。それゆえに、存在量パターン、そして、色等級図の形態の両方とも、低い星形成率、そして、星形成期間の長期間によって特徴を描写される星形成史によって説明されることができる低い星形成率のため、多くのガスは星形成の最後の時代にも残る。我々は、矮小楕円銀河で星形成の終了で銀河結果によって裸になっているそのガスを示唆する。
局部的な矮小楕円銀河銀河の化学進化モデル
Carigi, Leticia;
Hernandez, Xavier; Gilmore, Gerard
2002MNRAS.334..117C
信頼できるノンパラメトリック星形成史が導き出されている天の川の4つの衛星矮小楕円銀河（カリーナ、小熊座、レオI、そして、レオII）に対して、化学進化モデルを計算。一回の星形成爆発（小熊座、そして、レオII）を示している銀河が、彼らの潮汐の半径をわずかに越えるダークハローか、または超新星の出力が持っているかもしれないエネルギーを運び去る高金属量選択的な風を必要とすることを見つける。広がられた星形成史（カリーナ、そして、レオI）を示しているシステムは、しかし彼らの潮汐力で限られたダークハローが彼らのガスを保持するために必要な重力ポテンシャル井戸を提供するという考えと矛盾がない。これらのシステムの星形成の複雑な時間構造は、理解するのが難しいままである。小熊座に対して詳細な存在量比率の観測は、この銀河の星形成歴史が実際カリーナまたはレオIによって提示される複雑な描写に似ているが、ただ非常に早期の時代に局所化されていると強く示唆する。
矮小楕円銀河銀河の暗黒物質、そして、化学進化
Carigi（Leticia;エルナンデス）ザビエル;ギルモア（ゲリー）
2002Ap&SS.281..533C
ノンパラメトリック星形成史が導き出された天の川（カリーナ、小熊座、レオI、そして、レオII）の4つの矮小楕円銀河衛星に対して、化学進化モデルを計算。
星形成史、そして、小熊座矮小楕円銀河銀河の星の種族の空間的な分布
Carrera, Ricardo; Aparicio, Antonio;
Martinez-Delgado, David; Alonso-Garcia, Javier
2002AJ .... 123.3199C
小熊座矮小楕円銀河星形成歴史。1°×1°（全カバー領域は0.75deg^2）のサンプル。星形成史（SFH）の導出は、合成のpartial-model技術を使用して実行された。SFHは、主に老いた星の種族を示す：実質的に全ての星は10Gyrに形成され、90%が13Gyr以前に形成された。それにもかかわらず、小熊座カラー-等級図には、老いたターンオフの上にいくつかの青い星（BP）がある。これらの星が本物の主系列星であるならば、小熊座は~2 Gyr前まで低星形成率を維持し続けてきたのかも知れない。しかし、いくつかの徴候（相対的な量、そして、BP星の空間的な分布、そして、処理されたガスを保持することの難しさ）は、この可能性に反対する。そのような文脈では、最も信頼できる仮説は、BP星が老いた種族から生じている「青い放浪者」であり、小熊座銀河は純粋な老いた星の種族を保持する唯一の天の川矮小楕円銀河衛星である。外側の領域の星が平均してわずかにより若い意味で、わずかにかなりの年齢勾配は、検出される。小熊座の距離は、水平枝の等級、そして、主系列準矮星に対してヒッパルコス・データに基づく較正を使って計算された。我々は76+/-4 kpcの距離を推定する。そして、それは前の評価と比べてわずかに高い。赤色巨星分岐カラーから、我々が金属量を推定すること前の分光決定と一致して、[Fe/H]=-1.9+/-0.2。金属量勾配は、銀河全体に検出されなかった。
中性子-捕獲元素の存在量パターンに押される天の川矮小楕円銀河銀河の歴史
Tsujimoto, Takuji; Shigeyama, Toshikazu
2002ApJ ... 571L..93T
中性子捕獲元素（例えばバリウム）の星の存在量パターンが、星形成がどのように矮小銀河回転楕円体の（矮小楕円銀河）銀河で続行したかについて推測するための強力なツールとして使われる。天の川を軌道に乗って回っている矮小楕円銀河、すなわち竜座、六分儀座、そして、小熊座、に属している星の中の鉄とバリウムの存在量相関が銀河系の低金属量星のバリウムー鉄相関に類似した特徴を持っていることは、見つけられる。これらの2つの相関の共通特徴は、矮小楕円銀河の~26km
s-1の速さ分散のガスから超新星に誘発される星形成シナリオに基づく我々の不均質な化学進化モデルで理解できる。星の光度とこの速さ分散は、強くその暗黒物質支配された矮小楕円銀河を示唆する。天の川の潮汐力は矮小楕円銀河暗黒物質をむくことによって、この速さ分散を現在観測された値、<~10kms-1、に結ぶ。その結果、各々の矮小楕円銀河銀河の総質量が、元々現在の~25倍であったと見つけられる。我々の不均質な化学進化モデルは、分布関数が六分儀座で観測した星の[Fe/H]を再現することに成功する。このモデルで、星形成時代の直後に超新星は、矮小楕円銀河銀河の重力ポテンシャルに渡り、残留するガスを噴出することができる
Dolphin 2002 MNRAS.332 ... 91
竜座と同様に、狭いターンオフとRGBは、単純で圧倒的に老いた星形成史を暗示する。2、3の星がターンオフより上に存在する。そして、「青い放浪者」の存在がわずかに若い種族を暗示する。RGB先端の0.2の等級の範囲内の星は飽和するだろうが、このわずかな領域にそのような星が多く存在しそうにない。
星形成史は、図11のコマ（b）で示される。色等級図を見て判るように、唯一の星形成エピソードが古代に起きたように見える（.11Gyr前）。平均金属量は、[
Fe/H]=-1.5+/-0.3デックスと測られた。古代銀河というこの結論は、このデータセット（Mighellとバーク1999（エルナンデスほか2000））の他の研究によって得られるそれと矛盾がない、しかし、この比較にあまり重みを置くべきでないと注意したい。というのは、エルナンデスほか（2000）が彼らの（VI）カラーで、オルシェフスキとAaronson（1985）の地上観測の仕事と同様に0.1以上の等級の過失を持っていたからである。
図12。観測した小熊座の（V-I）,V 色等級図 Dolphin02
;N=1941;N(Mv<4)=172.
図11。3つの老いたシステムの星形成史： Dolphin02
竜座、小熊座と彫刻家。
各々は、その寿命平均星形成率と比較して規準化される。
小熊座の中心の謎
Demers（S.; Battinelli）P.
2001A&A ... 377..425D
小熊座矮小楕円銀河で本当に中心で観測された星の不足の物理的性質を調査するために、我々は最近この領域のJCMT-スキューバ850ミクロン測光を得た。観測された空所は、減光の~0.5等級によって説明される可能性があった。そのような吸収（ちり温度、そして、ちり放射率項のベータベキ指数に対してある種の仮定の下で）を生み出すために必要なちりの量は5mJyの信号（簡単にスキューバで見つけられる）を生ずるだろう一方、256分の積分の後、我々は850ミクロンで信号を見つけなかった。この発見は、小熊座で観測される星の中心不足に対して、説明として冷たい宇宙塵雲の太陽の2、3の質量の存在を除外する。我々は、ありえる説明を議論する。
小熊座矮小楕円銀河銀河の潮汐効果による拡張
Martinez-Delgado, D.; Alonso-Garcia, J.;
Aparicio, A.; Gomez-Flechoso, M. A.
2001ApJ ... 549L..63M
小熊座矮小楕円銀河の潮汐半径を越えて主系列星と、青い水平分岐星の検出。ありえる潮汐の拡張の存在を示す。小熊座のこの潮汐の拡張の存在は、この衛星が天の川によって現在潮汐破壊プロセスを経ていることを示す。我々の結果と銀河系のハローで矮星衛星の潮汐破壊の最近の理論上のシミュレーションを基礎として、この銀河において観測される高い質量対光度比率に対して、潮汐起源の可能性を議論する。
潮汐にかきたてられること、そして、局所群の矮小楕円銀河の起源
Mayer, Lucio; Governato, Fabio; Colpi,
Monica; Moore, Ben; Quinn, Thomas; Wadsley, James; Stadel, Joachim; Lake,
George
2001ApJ ... 547L.123M
N-body+smoothed小片流体力学（SPH）シミュレーションwを用いて、天の川やM31の暗黒物質ハローに飛び込む軌道に乗って入っている不規則銀河（矮小不規則銀河のもの）進化を研究する。我々は、ガスに富み、回転支持され、大部分は局所群（LG）の周辺で見つかる矮小不規則銀河が、ガス欠乏で、圧力支持、2つの巨大渦状銀河のまわりに集まる矮小楕円星雲へと進化する新たなダイナミックなメカニズムを提案する。最初のモデル銀河は、重い暗黒物質ハローに埋め込まれる指数関数的円盤で、そして、近傍矮小不規則銀河を再現する。軌道の近銀河点で繰り返す潮汐のショックが彼らのハローと円盤をはぎとり、そして、劇的に彼らの星の成分を再構築するトリガーとなる。2-3軌道だけの後、低表面輝度矮小不規則銀河は矮小楕円銀河(dSph)へ、高表面輝度矮小不規則銀河はdEに変わる。この進化的なメカニズムは、LG矮星に対して観測される形態−密度関係に、自然に導く。本当に濃い暗黒物質ハロー（例えば矮小不規則銀河GR8）によって囲まれる矮小銀河は竜座や小熊座銀河に進路を変えられ、LG矮小楕円銀河のものの中で、最も暗く、暗黒物質支配銀河となった。円盤がガスの成分を含むならば、これは両方とも潮汐力でむかれて、そして、星形成の周期的爆発で消費される。結果として生じる星形成史は、局部的な矮小楕円銀河のものに対してハッブル宇宙望遠鏡カラー-等級（HST）図を使って導き出されるそれらとの良い定性的一致に。
小熊座、そして、竜座矮小楕円銀河銀河の赤色巨星分岐の性質
Shetrone, Matthew D.; Cote, Patrick;
Stetson, Peter B.
2001PASP..113.1122S
小熊座、そして、竜座矮小楕円銀河で、基準の赤色巨星分岐より赤側の星に対してHobby-Eberly望遠鏡とMarcario低解像度分光計でスペクトルが得られた。前の中分散観測と我々の視線速度の比較から11kmのs-1の標準偏差で、10kmのs-1の平均的相違を見つける。これらの視線速度に基づいて、我々は小熊座の5星のメンバシップを確認して、そして、ノンメンバーである2つを見つける。確認されたメンバーの一つは、RGBより赤い既知の炭素星である;他の３つは、以前に未確認の炭素星であった。第5の星は、Shetroneと共同研究者によって以前に見つけられた赤色巨星で、 Fe/H]=-1.68+/-0.11デックスである。竜座では、我々は8人のノンメンバーを見つけて、既知の炭素星のメンバシップ一つを確認して、そして、2人の新たなメンバーを見つけた。スペクトルの信号対雑音比が低いけれども、これらの星の一つは炭素星である。もう一つはC2バンドまたは強い原子バンドに対して証拠を示さない。このように、我々はこれらの銀河のどちらでものFe/H]~=-1.45デックスよりさらに高金属量星の種族に対して、証拠を見つけない[。本当に、我々の分光サーベイは、実際には、カラー-等級図の中で、その位置に基づくこの値を上回る金属量を持っていると疑われるあらゆる候補が炭素星であることを示唆する。これらの2つの銀河で13の既知の炭素星の人口調査に基づいて、我々は炭素星特定の頻度が&epsis;
dSph~=2.4×10-5 L-1V,solarであると見積もる、銀河系の球状星団のそれと比べて25-100倍高い。
局所群の4つの矮小楕円銀河銀河に対してノンパラメトリック星形成史
Hernandez, X.; Gilmore, Gerard; Valls-Gabaud, David
2000MNRAS.317..831H
我々は、局所矮小楕円銀河（カリーナ、レオI、レオII、そして、小熊座）のサンプルの分解された星の種族の最近のハッブル宇宙望遠鏡色等級図を使って、これらのシステム（SFR(t)）の星形成過去を推論する。新たな変分計算最大尤推定法方法（それは、全Bayesian分析を含んで、そして、人が解いている関数のノンパラメトリック評価を許す）を適用して、我々は研究されるシステムの星形成過去を推論する。この方法は、捜し出そうとしている関数の形を人が先験的に仮定する必要はないので、客観的な答えを生ずることという長所がある。結果は、サハのW統計を使用して独立してチェックされる。システムの総光度は、物理ユニットへの結果を規準化して、そして、ＩＩ型超新星I率を導き出すのに用いられる。我々は、銀河のこのサンプルの光度-加重平均星形成歴史を導き出す。
小熊座の中心のハッブル宇宙望遠鏡眺め
Battinelli（パオロ; Demers）が、かがりぶちに仕上げる
1999AJ .... 117.1764B
26等級へのハッブル宇宙望遠鏡F606W観測は、小熊座矮小楕円銀河の中央に星の分布を調査するのに用いられる。中心表面密度は700の星arcmin^-2以下と低く、はっきりした尖端の徴候はない。表面密度最大は我々の採用したセンターでは見つけられられず、中心から約13’のリング状構造である。我々はこの特徴をOlszewski & Aaronsonによって同定された副集団と同定する。彼等はそれが片寄っていると思っていた。小熊座の現在受け入れられているキングモデルの構造パラメータ（r_c、そして、r_t）が、センターの近くで星の表面密度を表すために不適当であると見つけられる。我々の星計数は、速さ分散を使わずに中心星の密度のより低い限界を得るのに用いられる。数えられた星から、我々は1.7+/-1.1のM_solar pc^-3のより低い限界を見つける。より低い質量に質量関数を外挿法を行うことによって、我々が正確な密度はファクターは7倍まで増大する可能性があったと見積もる。
竜座、そして、小熊座矮小銀河銀河の巨星の元素存在量
Bell, R. A.
1985PASP ... 97..219B
Dra、UMi矮小銀河、球状星団M3、M92の巨星の金属とC存在量が推定される。ステットソン（1984）の低い分散スペクトル（Ca II H、K、Gバンド、一般的な金属インデックスとH-deltaを含む）に、ベル、グスタファソン（1983）、そして、ベル（1984）の合成スペクトルを適用する。データと結果は、テーブルとグラフの中で提示されて、そして、議論される。それぞれの観測エラーに相当している存在量範囲で、DraとUMiは平均全体的な存在量でM92と同じである。C/M存在量比率は、Dra、そして、UMiに対して-0.5、そして、M92に対して-0.8として与えられる;そして、DraCNO存在量はM92より高いこｔを示唆している証拠は、カラー-等級図から推論される。