The orbital poles of Milky Way satellite galaxies: a rotationally supported disc-of-satellites
利用现有的银河系卫星星系自行观测数据计算了它们的轨道极点和投影不确定度。这些是比较一组最近的冷暗物质（CDM）的模拟，专门为解决MW卫星的问题。我们表明，CDM卫星轨道极点是完全一致的，从随机分布，而MW卫星轨道极点表明，银河系的卫星盘旋转支持。此外，对CDM理论卫星空间分布的自举分析也表明，它们与随机抽取的结果是一致的。因此，理论上的CDM卫星群显示出与MW卫星显著不同的轨道和空间分布，最有可能表明后者中的大多数是潮汐起源的，而不是DM主导的子结构。一个统计，可用于测试卫星星系轨道与其空间分布的可能相关性。
2008-02-26 astro-ph
Hundreds of Milky Way Satellites? Luminosity Bias in the Satellite Luminosity Function
我们使用斯隆数字巡天DR5公布的完整性限制来校正观测到的银河系卫星光度函数的光度偏差。假设银河系卫星的空间分布跟踪在Via Lactea LCDM N体模拟中发现的subhalos，我们表明在400 kpc的太阳范围内应该有300到600颗卫星比已知最暗的矮星系亮，并且可能多达1000颗，这取决于假设。考虑到完整性的限制，我们表明，已知的银河系矮星的径向分布与我们的假设，即完整的卫星人口跟踪的subhalos是一致的。这些结果缓解了与CDM中所谓的卫星丢失问题相关的主要担忧。我们表明，未来，深宽视场调查，如SkyMapper，暗能量调查（DES），PanSTARRS，和大型综合巡天望远镜（LSST）将提供一个完整的人口普查的超微弱矮卫星到银河系维里半径，提供新的限制暗物质的自由流动规模，并提供前所未有的限制低光度阈值的星系形成。
2008-10-08 astro-ph
Reaching to the Edge of the Milky Way Halo with SDSS
我们使用斯隆数字巡天数据，在大约1000度^2的天空中，讨论了通过各种方法选出的3000多颗候选天琴座RR星的样本。这些恒星探测到距离银河系中心约100千秒差距的晕结构。它们的空间和径向速度分布是非常不均匀的，最突出的特点跟踪Sgr矮潮流。在Sgr矮潮流外，银心半径R在5-60 kpc范围内的空间分布符合R^{-3}幂律。
2003-09-02 astro-ph
Are Great Disks Defined by Satellite Galaxies in Milky-Way Type Halos Rare in $Λ$CDM model?
我们假设卫星星系遵循暗物质分布，研究卫星星系的空间分布。基于高分辨率数值模拟的半分析研究支持这一假设。我们发现，对于Milky-Way型晕，如果只观测到十几个卫星星系，那么它们可以躺在一个均方根高度约为40 kpc的“大”盘上。平面的法线在天空上大致是各向同性的。这些结果与观测到的银河系卫星星系的性质是一致的。然而，如果卫星星系遵循由当前质量选择的子结构分布，那么类似于银河系中的大圆盘是罕见的，并且难以复制，这与Kroupa等人（2004）得出的结论一致。
2005-03-14 astro-ph
The Invisibles: A Detection Algorithm to Trace the Faintest Milky Way Satellites
使用宽视场测光目录开发了一种专门的数据挖掘算法，能够系统有效地搜索银河系（MW）晕中分辨率极低的表面亮度卫星星系。测试和校准的斯隆数字巡天数据发布6（SDSS-DR 6），我们恢复所有15 MW卫星最近发现的SDSS，6个已知的MW/本地组dSphs的SDSS足迹，和19个以前已知的球状和疏散星团。此外，还发现了30个点源超密度，对应于没有编目的天体。该算法的检测效率已经通过模拟嵌入在SDSS中观察到的典型星场中的300多万颗模型卫星进行了仔细的量化，涵盖了广泛的参数，包括星系距离，尺度长度，光度和银河系纬度。
2008-07-25 astro-ph
The Shape of the Milky Way Halo and the Satellite Tidal Tails
围绕主星系运行的矮星系受到其暗晕产生的强大潮汐力的影响。因此，卫星上可能出现子结构和潮汐尾。这些结构可以给我们关于主星系和矮星系的暗物质含量的信息。银河系的卫星，因为它们的接近，是一个很好的样本来研究潮汐力的影响。银河系势的形状可以从其卫星潮汐尾的观测数据中推断出来。人马座矮星是最有趣的卫星之一，因为它呈现出一个长长的潮汐尾巴，在天空中覆盖了一个很大的角度，沿着流的日心距离变化很大。
2004-06-18 astro-ph
The Milky Way's Circular Velocity Curve to 60 kpc and an Estimate of the Dark Matter Halo Mass from Kinematics of ~2400 SDSS Blue Horizontal Branch Stars
我们推导出新的限制银河系的暗物质晕的质量，基于一组晕星从SDSS作为运动示踪剂。我们的样本包括从SDSS DR-6中严格选择的2401颗蓝色水平分支（BHB）晕星。为了解释这些分布，我们将它们与来自两个不同宇宙学星系形成模拟的匹配模拟观测进行比较，这些模拟观测旨在模拟银河系，我们假设银河系具有适当的晕星轨道分布。然后，我们确定哪个值的$\rm V_{cir}(r)$使观察到的分布与模拟的相应分布一致。这一过程的结果是银河系的圆速度曲线的估计$\sim 60$ kpc，这是发现略有下降，从采用的值$\rm 220 km s^{-1}$在太阳的位置，并暗示M $(<60 \rm kpc) = 4.0\pm 0.7\times 10^{11}$ M $_\odot$。$\rm V_{cir}(r)$的径向依赖性，来自统计独立的仓，被认为是一致的预期从NFW暗物质晕与建立恒星质量组件在其中心。如果我们假设一个NFW晕的特征浓度分布保持不变，我们可以使用观测来估计银河系暗物质晕的维里质量，M $_{\rm vir}=1.0^{+0.3}_{-0.2} \times 10^{12}$ M $_\odot$，这比许多以前的估计要低。这一估计意味着，在银河系暗物质晕维里半径范围内，有近40%的重子存在于我们银河系的恒星组成部分中。如果M $_{\rm vir}$的值仅为$\sim 1\times1…
2008-05-28 astro-ph
The Observed and Predicted Spatial Distribution of Milky Way Satellite Galaxies
我们审查证据表明，银河系卫星的人口普查类似于那些已知的可能是不完整的，在低纬度地区，由于遮蔽和外晕由于矮卫星的敏感性随着距离的下降。我们评估可能的影响，不完整性与子结构模型的比较，估计校正已知数量的矮人使用经验和理论模型。如果我们假设银河系卫星的真实分布是均匀的纬度，那么我们估计在低纬度由于遮蔽的矮星总数中有33%的不完整性。类似地，如果我们假设银河系卫星的径向分布与M31的径向分布相匹配，或者与模拟中最古老的次晕或最大质量的次晕相匹配，我们估计银河系矮星的总数为已知数量的1 - 3倍。虽然不完整性的真实程度是相当不确定的，事实上，我们的外推产生的MW矮星的平均总数实际上是已知人口的1.5 - 2倍，表明不完整性需要认真对待时，与模型的矮星系形成。有趣的是，在Lambda+CDM模拟的类银河系中，最古老的子晕的径向分布与观测到的M31卫星的分布非常匹配，这表明再电离可能是控制子晕可观测性的一个重要因素。我们还评估了一个新的SDSS搜索银河系卫星的前景，以限制可能的不完整的外晕。
2004-06-11 astro-ph
A New Milky Way Companion: Unusual Globular Cluster or Extreme Dwarf Satellite?
本文报道了SDSSJ 1049 +5103的发现，它是一颗高密度的蓝色恒星，其位置为（α 2000}，δ 2000}）=（162.343，51.051）。该天体看起来是一个古老的贫金属恒星系统，距离为45 +/- 10 kpc，半光半径为23 $\pm 10$ pc，绝对星等为M_V =-3.0 ^{+2.0}_{-0.7}。有一颗恒星可能与这颗伴星有关，它的SDSS光谱证实它是一颗48 kpc的蓝色水平分支恒星。SDSSJ 1049 +5103的色星等图包含很少的水平或红巨星分支星，类似于非常暗淡的球状星团AM 4。SDSSJ 1049 +5103的大小和光度将它置于已知球状星团和银河系矮椭球体的大小-光度关系的交叉点。如果SDSSJ 1049 +5103是一个球状星团，那么它的性质与已确立的最大半径银河系球状星团都在外晕的趋势是一致的。然而，五个已知的球状星团都有类似微弱的绝对星等，它们的半质量半径都比SDSSJ 1049 +5103小$\gtrsim$ 5倍。如果它是一个矮球状体，那么它是迄今为止已知的最暗的两个数量级，并且是一些理论预测的超暗矮星的第一个例子。这个新系统的不确定性强调了球状星团和矮椭球体之间有时模糊的区别。一个简单的朋友的朋友搜索类似的蓝色，小尺度的星团检测到所有已知的球状星团和矮星接近50千秒差距的SDSS区域，但没有产生其他候选人一样强大的SDSSJ 1…
2005-02-24 astro-ph
SDSS Observations of the Milky Way vs. N-body Models: A Comparison of Stellar Distributions in the Position-Velocity-Metallicity Space
通过最近的现代巡天获得的数据，能够详细研究从太阳附近一直到银河系外晕的多维空间中的恒星分布，该空间由空间坐标、速度和金属丰度构成。虽然这些结果代表了令人兴奋的观测突破，但它们的解释并不简单。例如，传统的薄盘和厚盘的分解预测金属丰度和运动学在距离银道面$\sim$ 1 kpc处有很强的相关性;然而，最近基于SDSS的工作表明盘星没有这种相关性。相反，金属丰度和旋转速度分布的变化可以使用非高斯函数来建模，这些函数保持其形状，并且仅随着与中平面的距离增加而移动。为了充分理解这些最近的观测结果，有必要与复杂的数值模型进行详细的比较。现代模拟有足够的分辨率和物理细节来研究恒星盘和球状体在大质量和宇宙年龄基线上的形成。我们讨论了各种观察到的地图和N-体模型预测的初步比较，并发现它们令人鼓舞。特别是，N-体盘模型Roškar等人。\cite{Roskar 2008}再现了磁盘尺度高度的变化，让人想起薄/厚磁盘分解，以及金属丰度和旋转速度梯度，而不是诱导后两个量的相关性，在定性与SDSS观测。
2008-10-30 astro-ph
The Luminosity Function of the Milky Way Satellites
我们量化了斯隆数字巡天（SDSS）数据发布5中恒星银河系卫星的可探测性。我们发现，最近发现的SDSS-卫星的有效搜索量强烈依赖于它们的光度，其最大距离，$D_{max}$，大大小于银河系晕的维里半径。计算最大可达体积，$V_{max}$，为所有微弱的检测到的卫星，允许计算银河系卫星星系的光度函数，定量说明其可探测性。我们发现，卫星星系的数量密度继续上升，对低光度，但可能会平坦的$M_V \sim -5$内的不确定性，光度函数可以描述为一个单一的幂律$dN/dM_{V}= 10 \times 10^{0.1 (M_V+5)}$，跨越光度从$M_V=-2$所有的方式光度的大麦云。将这些结果与几个半解析星系形成模型进行比较，我们发现它们的预测与数据有很大的不同：无论是光度函数的形状，还是模型的表面亮度分布，都不匹配。
2008-05-19 astro-ph
Coupling between satellite dwarfs and the Milky Way warp
卫星星系的扰动，特别是大麦云（LMC），被反复提出并被认为是银河系弯曲的原因。虽然大麦哲伦星系可能会在银河系暗物质晕中激发出一个尾流，这可能会提供足够的扭矩来激发观测到的量级的翘曲，但它的轨道可能与翘曲的节点线的方向不相容。Sgr dSph星系有一个合适的轨道，由于它的轨道更近，可能会产生比LMC更强的潮汐效应。证据表明，Sgr可能是负责的翘曲来自其轨道角动量，这与银河系盘的翘曲组件的角动量具有相同的幅度，并与之反aligned.We运行高分辨率数值N体模拟Sgr大小的卫星围绕银河系大小的磁盘来测试这一想法。初步结果表明，Sgr大小的卫星确实可以激发具有类似于银河系观察到的特性的翘曲。
2003-10-08 astro-ph
Central and Satellite Colors in Galaxy Groups: A Comparison of the Halo Model and SDSS Group Catalogs
目前的解析和半解析暗物质晕模型区分了晕中的中心星系和晕子结构中的卫星星系。使用最近的晕模型描述的星系团的颜色依赖性（Skibba & Sheth 2008），我们调查的颜色的中心和卫星星系的模型预测，并比较它们的两个星系群星表构建的斯隆数字巡天（杨等2007年，Berlind等2006年a）。在该模型中，星系颜色的环境依赖性由晕质量的环境依赖性决定，预测的色标相关性与SDSS测量结果一致。该模型假设卫星倾向于遵循一个颜色-星等序列，在明亮的光度下接近红色序列;该模型的成功表明，明亮的卫星倾向于“红色和死亡”，而较暗的卫星的恒星形成正在被熄灭。在模型和SDSS星表中，我们发现在固定的光度或恒星质量下，中心星系往往比卫星星系更蓝。相比之下，在固定的星系团丰富度或晕质量下，中央星系往往比卫星星系更红，星系的颜色随着质量的增加而变得更红。我们还比较了中央和卫星星系的颜色分布，作为光度的函数和丰富度的函数，在模型和两组目录。除了暗星系和小星系团外，模型和两个星系团星表都符合得很好。
2008-10-17 astro-ph
The Milky Way's satellite population in a LambdaCDM universe
我们比较了银河系11个已知卫星的结构和运动学，并对Lambda CDM宇宙中暗晕的形成进行了高分辨率模拟。与以前的工作相比，我们发现很好的协议。观察到的运动学正是那些预测的恒星星族与观察到的空间结构轨道内的最大规模的“卫星”的子结构在我们的模拟。质量较小的子结构的势阱比观测到的卫星所在的势阱弱。如果有一个晕子结构的“问题”，它在于理解为什么晕子结构在制造恒星方面如此低效。对暗物质性质的修改（例如，自相互作用或温暖的暗物质）可能会破坏标准冷暗物质的良好一致性。
2002-07-24 astro-ph
The metallicity distribution of the halo and the satellites of the Milky way in the hierarchical merging paradigm
为了解释观测到的银河系晕的微分金属丰度分布（DMD），提出了一个半解析模型的结构形成的层次合并范式的框架。我们假设银河系晕是由一些子晕组成的，这些子晕的性质要么是在本星系群的矮卫星星系中观察到的（金属丰度分布的形状，有效产额），要么是从结构形成的计算中得出的（子晕分布函数）。通过对相关参数的合理假设，我们发现星系晕DMD的整体形状和有效产额可以在这样一个简单模型的框架下再现。DMD的低金属丰度尾表明，相对于简单模型的预测，（类似于太阳附近的G矮星问题）;有人认为，早期的坠落阶段可以解释这个问题，以及观测到的矮卫星星系的DMD。星系的吸积类似（但不完全相同）的祖先，今天的矮卫星的银河系很可能已经形成了星系晕。
2008-07-09 astro-ph
Constraining the Projected Radial Distribution of Galactic Satellites with the Sloan Digital Sky Survey
我们使用斯隆数字巡天（SDSS）光谱样本来约束孤立~ L* 星系周围卫星的投影径向分布。我们采用来自高分辨率宇宙学模拟模拟的模拟星系目录调查的影响，闯入者的污染，并表明闯入者显着偏置卫星的投影径向分布的估计斜率。我们还表明，在星系周围的闯入者的分布预计是不均匀的速度空间，因为星系聚集在拥挤的环境中。因此，成功的侵入者污染校正方法应该考虑到宿主星系的环境。两个这样的新方法，其中最可靠的是用来校正的SDSS星系样本的分析中的闯入者污染。在体积有限的SDSS样本中，卫星的干扰物校正表面密度分布的最佳拟合幂律斜率Sigma（R）~ R^alpha为alpha ~ -1.7 +/- 0.1，与星系和卫星的光度无关。与Lambda-CDM模拟的比较表明，SDSS卫星的径向分布比银河系大小的晕周围的亚晕更加集中，尤其是在R < 100 kpc/h时。预测的暗物质径向分布比SDSS卫星的轮廓更集中，但对我们的样本来说，这种差异在统计上并不显著。
2006-03-22 astro-ph
On the common mass scale of the Milky Way satellites
我们使用一种混合的方法，结合高分辨率的模拟银河系的形成类似的晕的星系形成的半解析模型来研究矮星系的质量含量的和谐$Λ$ CDM宇宙学。我们发现，在600 pc的暗物质晕托管发光卫星的质量有一个中间值$\sim 3.2\times 10^7$ Msun与非常小的对象到对象的散射。相比之下，目前的模型卫星的总光度跨越近五个数量级。这些发现与最近在文献中报道的银河系矮球状星系的结果非常一致。在我们的模型中，像小麦哲伦云这样的矮不规则星系，被预测在600 pc内具有相似或略大的暗物质质量。
2009-06-16 astro-ph
Modeling the Milky-Way Satellite galaxies
我们使用半解析的星系形成模型重新讨论了银河系卫星问题，并将预测的光度函数与最近的SDSS结果进行了比较。利用宇宙光电离，光度函数可以与$-15< M_{V} <-2$的数据得到广泛的一致。这种对先前半分析模型结果的改进（例如，Benson et al.2002）是从我们采用的星系合并历史和星系合并时间尺度的改进模型。非常微弱的卫星（$M_{v} > -5$）形成于$10^{4}K$（吸积前质量约为$10^{9} M_{\odot}$）上方维里温度的晕中，但它们的重子含量受到光电离的强烈抑制。我们模拟了暗晕的质量演化，并将预测的质光比与数据进行了比较。我们发现，卫星的发光半径内的测量总质量约为他们目前的总暗物质质量的5%。
2008-06-19 astro-ph
Cosmic Star Formation from the Milky Way and its Satellites
我们使用观测和局部对象的演化模型来解释最近确定的宇宙的恒星形成历史。通过拟合全球恒星形成率，该模型预测了$\sim$ 1的球体与盘质量之比，$\sim$ 1是一种星系际介质（IGM），其质量是恒星质量的2.3倍，金属丰度为$\sim$ 0.1 Z $_\odot$。
1998-09-08 astro-ph
The spatial distribution of the Milky Way and Andromeda satellite galaxies
暗卫星星系有两种根本不同的物理起源：包含闪亮重子的宇宙学子结构和在等级结构形成过程中从相互作用的星系抛出的富含气体的潮汐臂的碎片。后者的潮汐矮星系（TDG）可能会形成人口与相关的轨道角动量对他们的宿主星系。TDG的存在是绝对必要的，因为它们是基本物理原理的结果。我们确定的银河系（MW）卫星星系的明显盘状分布的意义。MW卫星的分布被认为是不一致的各向同性或长形DM子结构分布在99.5%的水平，包括最近发现的UMa和CVn矮球状星系。分布极扁，相对于MW圆盘倾斜约$88\degr$。我们也适用于仙女座（M31）的卫星星系使用两个最近公布的数据集的方法。不能排除M31同伴的整个种群是从各向同性母体分布中随机抽取的。然而，仙女座卫星的两个子样本被确定具有盘状特征。[略]
2006-10-31 astro-ph
Two New Milky Way Companions
讨论了SDSS I对超暗银河系矮星系的探测极限和统一巡天的现状。我们提出了两个新的，低表面亮度的银河系同伴发现作为这次调查的结果的属性。其中一个伴星是大熊座矮星系，它是银河系最新的矮球状伴星，也是迄今已知的光度最低的星系。大熊座距离地球约100千秒差距，与六分仪座相似，但恒星数量大约少一个数量级。另一颗伴星SDSSJ 1049 +5103位于距离$\sim$ 50 kpc的地方。它的恒星分布表明它可能正在经历潮汐剥离。这颗伴星非常暗淡（M $_V$ $\sim$ -3），但它的光度却有一个很大的半光大小。因此还不清楚它是一个球状星团还是一个矮星系。
2005-06-20 astro-ph
A common mass scale for satellite galaxies of the Milky Way
银河系至少有23个已知的卫星星系，它们的亮度从太阳的1000倍到10亿倍不等。这些星系中有一半是在过去几年的斯隆数字巡天中发现的，它们是已知宇宙中最不明亮的星系之一。对这些星系质量的测定提供了在最小尺度上对星系形成的测试，并探索了主导宇宙质量密度的暗物质的性质。在这里，我们使用了对这些星系中恒星速度的新的测量结果，以表明它们与在其中心300秒差距内具有大约10 ^7 M_ \odot的共同质量是一致的。这一结果表明，银河系卫星中最暗的是已知的最暗物质主导的星系，可能是星系形成的新尺度或暗物质聚集的特征尺度的暗示。
2008-08-27 astro-ph
A Pair of Bootes: A New Milky Way Satellite
作为南部天空寻找暗淡的银河系矮星系卫星的准备工作的一部分，我们报告了斯隆数字巡天数据发布5中发现的恒星过密度，位于距离最近发现的玻色子矮星仅1. 5度的角距离处。通过采用复杂的数据挖掘算法，检测到的密度远远高于统计噪音，与任何编目物体都不对应。利用恒星星族合成模型叠加的等时线显示，该区域的色星等图具有一个古老（12 Gyr）、贫金属（${\rm Fe/H}\approx-2.0$）的恒星星族的特征，其暂定距离为60 kpc，显然与牧夫座矮星的日心距离相同。我们估计这个新天体的总星等为$M_{V}\sim-3.1\pm1.1$等，半光半径为$r_{h}=4'.1\pm1'.6$（$72\pm28$ pc），将其置于球状星团和矮星系之间的明显的$40<r_{h}<100$ pc空隙中，只有另一个最近发现的银河系卫星后发座。
2007-05-10 astro-ph
Chemical evolution of the Milky Way and its Satellites
这篇论文包含了我在2007年3月第37届萨斯费高级课程上的演讲。它回顾了建立银河系化学演化模型所需的所有主要成分，特别关注银河系和本星系群的矮椭球体。分析和数值模型进行了讨论。模型结果与观测结果进行了比较，以推断恒星核合成和星系的形成和演化的约束条件，特别注意解释不同恒星形成历史的星系的丰度比。最后讨论了宇宙化学演化
2008-04-09 astro-ph
Satellite Kinematics II: The Halo Mass-Luminosity Relation of Central Galaxies in SDSS
卫星星系的运动学反映了它们所处的扩展的暗物质晕的质量，从而揭示了它们对应的中心星系的质光关系。在本文中，我们选择了一个大样本的中心和卫星从斯隆数字巡天（SDSS）和测量的运动学（速度色散）的卫星星系作为中央星系的$r$波段光度的函数。使用的分析框架中提出的文件I，我们使用这些数据来推断{ \it两者}的平均值和中心星系的MLR的散射，仔细考虑到选择效应和偏差引入的堆叠程序。正如预期的那样，平均而言，更明亮的中心位于更大的晕中。此外，我们发现，在晕质量的散射中心的一个给定的光度，$σ_{\log M}$，也增加了光度增加。正如我们所证明的，这与$σ_{\log L}$是一致的，它反映了条件概率函数$P(L_c|M)$中的散射，与晕质量无关。我们的卫星的运动学分析收益$σ_{\log L}=0.16\pm0.04$，在良好的协议与集群和集团目录的约束，并从半解析模型的预测星系形成。因此，我们得出结论，在星系形成的随机性，这是由$σ_{\log L}$的特点，是很好的约束，是独立的晕质量，并在很好的协议与当前的星系形成模型。
2008-07-30 astro-ph
The Kinematics of the Ultra-Faint Milky Way Satellites: Solving the Missing Satellite Problem
我们目前的凯克/DEIMOS光谱的恒星在8个新发现的超暗矮星系周围的银河系。我们从每个星系的18 - 214颗恒星的速度中测量了猎犬座I和II，大熊座I和II，后发座Berenices，武仙座，狮子座IV和狮子座T的速度色散，发现色散范围从3.3到7.6 km/s。绝对星等M_V < -4的6个星系是高度暗物质主导的，质光比接近1000。测量到的速度色散与它们的光度成反比，这表明发光星系系统的最小质量可能还没有达到。我们还测量了所观测到的恒星的金属丰度，发现6个最亮的超暗矮星将光度-金属丰度关系扩展了2个数量级;其中几个天体的平均金属丰度低至[Fe/H] = -2.3，因此代表了一些已知的最贫金属的恒星系统。我们检测到金属丰度的蔓延高达0.5德克斯在几个对象，这表明多个恒星形成的时代。在确定了超暗矮星的质量之后，我们重新研究了丢失卫星的问题。在对SDSS的天空覆盖范围进行校正后，我们发现超暗矮星系大大减轻了银河系周围卫星预测和观测数量之间的差异，但在相当大的质量范围内，矮星系仍然是4倍。我们发现，如果低质量暗物质晕中的星系形成在再电离后被强烈抑制，则CDM晕的模拟圆速度函数可以与银河系卫星星系的观测圆速度函数近似一致。[略加删节]
2007-07-26 astro-ph
