Stability of Distant Satellites of Giant Planets in the Solar System
我们进行了系统的调查，在遥远的卫星可以在太阳系中的四个巨行星周围的轨道稳定，使用轨道积分高达$10^9$年。与以前的调查相比，我们使用网格的初始条件的表面部分探索相空间均匀内外的行星的希尔球（半径$r_{\rm H}$ ;希尔球以外的卫星有时也被称为准卫星）。我们的新发现和旧结果的确认和扩展包括：（i）木星和海王星的许多共面逆行卫星可以分别存活到半径$\sim 0.5r_{\rm H}$和$\sim 0.7r_{\rm H}$之外，而一些共面逆行卫星可以存活到半径$\sim r_{\rm H}$之外;（ii）当半-长轴足够大，太阳潮是占主导地位的非开普勒摄动;（iii）$\sim r_{\rm H}$和$2r_{\rm H}$之间有一个间隙，其中没有稳定的轨道存在;（iv）在距离$\gtrsim 2r_{\rm H}$稳定的卫星轨道存在木星，天王星和海王星（但不是土星）。对于天王星和海王星，特别是，稳定的轨道被发现在距离大到$\sim 10r_{\rm H}$ ;（v）在希尔球以外的稳定区的差异主要来自行星/太阳质量比的差异和来自其他行星的扰动;特别是，土星周围没有稳定的卫星主要是由于木星的扰动。因此，距离$\gtrsim 2r_{\rm H}$的卫星很可能在天王星、海王星，甚至木星周围的太阳系中存在。
2008-09-16 astro-ph
LP133-373: A New Chromospherically Active Eclipsing dMe Binary with a Distant, Cool White Dwarf Companion
我们报告了部分食双星LP 133-373的发现。几乎相同的日食以及观测到的光度颜色和光谱表明它是一对色球活跃的dM 4星，在一个1.6 d的圆形轨道上。根据我们的微分光度学和速度数据建立的光和速度曲线模型表明，每颗恒星的质量和半径分别为0.340+/-0.014 M_sun和0.33+/-0.02 R_sun。这颗双星本身是一个共同的自行对的一部分，LP 133-374是一颗冷的DC或可能的DA白矮星，质量为0.49-0.82 M_sun，这使得系统至少有3 Gyr的历史。
2007-03-03 astro-ph
Sweeping and shaking dwarf satellites
我们提出了第一个高分辨率的N体/SPH模拟低表面亮度磁盘卫星的演化包含暗物质和热气成分的主要晕。潮汐冲击将恒星盘变成一个低$v/σ$的球体，并移走大部分外部暗物质和重子物质。此外，潮汐削弱了矮星的势阱，增强了冲压压力的影响，气体被剥离到比恒星小三倍的半径，在几个Gyr之后导致非常低的气体/恒星比，类似于银河系和M31的矮球状卫星。
2003-09-02 astro-ph
Dwarf Spheroidal Satellite Galaxies and the Galactic Tidal Field
银河系被九个或更多的矮球状（dSph）卫星星系所包围，这些星系似乎主要由暗物质组成。在这里，我总结的研究表明，最初的球形约束的低质量卫星没有暗物质，这是在一个巨大的银河系暗日冕的轨道上，可以演变成残余物是非球形的，有一个非各向同性的速度色散张量，并没有维里平衡，但足够亮足够长的时间被误认为是暗物质为主的dSph星系。
1996-12-03 astro-ph
Searching for Tidal Tails in Galactic Dwarf Spheroidal Satellites
我们提出了一个长期项目的初步结果，以调查的过程中的dSPH卫星的吸积和潮汐中断的星系晕，特别是寻找新的潮汐尾附近的dSPH卫星的银河系的样本。在这里，我们提出了我们发现的额外的潮汐碎片在小熊座dS ph和讨论的检测斯隆数字化巡天队可能是一个潮汐流与人马座dSph。
2000-09-05 astro-ph
The mass of dwarf spheroidal galaxies and the missing satellite problem
我们提出的结果，从一套N体模拟的潮汐剥离的两个组成部分的矮星系，包括一些恒星和暗物质。我们表明，最近的运动学数据从本地组矮球状（dSph）星系表明，dSph星系必须有足够的质量（$10^9 - 10^{10}$ M $_\odot$），潮汐剥离是不重要的恒星。我们讨论了这些大规模dSph星系的宇宙学和星系形成的影响。
2005-05-11 astro-ph
Modeling of the Lyman gamma satellites in FUSE spectra of DA white dwarfs
我们提出了新的理论计算的线轮廓的莱曼伽马，包括过渡中的光子被吸收的中性氢原子，而它与质子相互作用。模型表明，位于992 A和996 A附近的两个吸收特征是由于H-H^+碰撞。这些准分子卫星类似于那些在富氢白矮星的莱曼α和莱曼β线的翅膀中发现的卫星。我们计算合成光谱，考虑到这些新的理论配置文件，并将它们与FUSE观察到的四个DA白矮星的光谱进行比较。该模型预测的吸收功能，观察到的莱曼伽马机翼995 A附近，并确认这些功能是准分子卫星。
2003-05-20 astro-ph
Pre-reionization Fossils, Ultra-faint Dwarfs and the Missing Galactic Satellite Problem
我们认为，至少有一小部分新发现的人口的超微弱矮球状星系的本星系群构成的化石遗迹，曾经无处不在的人口的矮星系形成前再电离的圆速度小于$v_{c}^{cr} \sim 20$公里/秒。我们提出了几个参数来支持这个模型。从观测中推断出的明亮的银河系卫星的数量大于银河系中具有或过去具有圆周速度$>v_{c}^{cr}$的黑暗晕的估计数量，正如“Via Lactea”模拟所预测的那样。这意味着一些超暗矮星是化石。然而，最近“宝瓶座”模拟的结果表明，银河系暗物质卫星的数量比以前认为的多2.5个，这一论点被削弱了。其次，宇宙学模拟预测了超暗矮星群的存在，在宇宙学模拟中，辐射反馈减少了第一个小晕中的恒星形成，但没有抑制。在这里，我们显示了这些模拟中的化石星系的统计特性与新矮种群的观测结果以及银河系卫星的数量和径向分布作为其光度的函数是一致的。最后，观测到的矮星的银河系中心分布与一小部分dSphs是化石是一致的。为了使我们的案例更有说服力，未来的工作应该确定模拟“化石”的恒星化学丰度是否可以重现观测结果，以及本地群矮椭球体形成的潮汐情景是否与所有可用的观测结果同样一致。
2009-03-09 astro-ph
A Model for Dwarf Spheroidal Satellite Galaxies without Dark Matter
描述了不同轨道上无暗物质的低质量卫星星系与扩展的银河系暗晕相互作用的动力学演化的自洽模拟。计算过程持续了许多轨道周期，直到卫星解体后很久。在所有的情况下，动力学演化收敛到一个残余，其中包含约1%的初始卫星质量。稳定的残留物是由初始卫星的严重潮汐整形造成的。对于地球上的观测者来说，这些残骸看起来与银河系的矮球状卫星星系惊人地相似。它们的表观质光比非常大，尽管它们不包含暗物质。这些计算表明，一个没有暗物质的遗迹显示出更大的视线速度分散更偏心的轨道，这是一个投影到观测平面的结果。假设它们不是暗物质主导的，那么sigma> 6 km/s的银河系dSph卫星的轨道偏心率应该> 0.5。一些遗迹沿视线方向有子结构，这在水平分支的形态中可能很明显。
1998-01-09 astro-ph
From Tidal Dwarf Galaxies to Satellite Galaxies
宇宙学模型赋予矮星系一个关键的角色：它们的性质限制了暗物质的分布和宿主的物理演化。越来越多的证据表明，具有矮星系质量的天体形成于碰撞星系的潮汐尾，并推测它们可能成为其祖先周围的卫星状星系，因此在宇宙学上具有重要意义。然而，这些“潮汐矮星系”（TDGs）候选人是否真的是长寿的，而不仅仅是存在于年轻的相互作用系统仍然是一个悬而未决的问题，数值模拟可能会给出答案。我们提出了一套96模拟碰撞星系的各种质量比和遇到的几何形状，并统计研究其TDG候选人的演变。在潮尾最初确定的593个亚结构中，大约75%的亚结构在几个10^8年内回到它们的祖先或被破坏。剩下的25%成为长寿命的束缚天体，通常存活超过2Gyr，质量超过10^8 M_sun。这些长寿命的卫星状物体被发现形成于潮汐尾的最外层区域。我们推断出矮星系应该满足的潮汐起源的几个基本性质，并将这些标准应用于本星系群矮星系。我们还发现，TDG的存在将促进观察到的卫星星系周围的主机分布的各向异性。确定相互作用系统形成长寿潮汐矮星所需的条件，我们粗略估计了它们对矮星总体数量的贡献。我们的结论是，它们中的一小部分，但很重要的一部分-通常是百分之几，在稠密的环境或早期类型的星系周围可能更多-可能是潮汐起源。
2006-05-15 astro-ph
Quasi-molecular Satellites of Lyman Beta in the Spectrum of the DA White Dwarf WOLF 1346
本文介绍了用霍普金斯紫外望远镜对DA白矮星Wolf 1346进行的FUV/UV观测。这个对象的大气参数估计从一个适合的模型大气到几个光谱Teff = 20000 K，log g = 7.90。从光谱上看，这颗恒星是一颗正常的DA，除了氢之外没有任何化学元素的迹象。然而，氢线L β显示出一种非常不寻常的形状，有一个陡峭的红色机翼和两个吸收特征。这种形状让人联想到准分子谱线展宽的效应，就像在较冷的DA白矮星的L α中观察到的那样。我们表明，这确实是正确的解释，通过确定4个准分子卫星通过扰动引起的H+离子（H2+准分子）。陡峭的红翼是由于在距离谱线中心最远的卫星1078 A处谱线轮廓指数下降所引起的。
1996-03-20 astro-ph
The environment of dwarf spheroidal satellites; ram pressure, tides and external radiation fields
我们讨论的矮星系卫星的演化环境机制的作用，使用高分辨率的N体+SPH模拟，同时包括潮汐力，冲压压力和加热电离辐射场。潮汐引起的杆屈曲不稳定性可以将旋转的盘状矮星转变为压力支撑的椭球体。有效的气体去除需要在一次系统周围的扩散气体电晕中结合潮汐质量损失和冲压压力剥离。冲压压力的效率很大程度上取决于气体在演化过程中保持的延伸程度。倾向于将气体驱动到势阱底部的棒驱动流入可以被来自紫外线辐射的加热所对抗。我们表明，即使是相当大质量的矮星（$V_{peak} >$ 30公里/秒）将剥离其气体超过几个Gyr，如果他们进入银河系晕在$z > 2$感谢宇宙紫外线背景的影响。如果矮卫星在隆起形成的时期第一次接近主星，气体质量的损失可能会快得多，发生在不到1 Gyr的时间内。事实上，在那个时候，主星系应该有一个FUV光度与现在的主要恒星爆发相当，导致局部辐射场甚至比宇宙背景更强烈。
2005-05-04 astro-ph
Andromeda X, A New Dwarf Spheroidal Satellite of M31: Photometry
我们报告的仙女座X，一个新的矮球状卫星M31的发现，基于恒星测光从斯隆数字巡天（SDSS）。使用后续成像数据，我们估计了它的距离和其他物理特性。我们发现仙女座X的去红中心表面亮度为mu_V，0 ~ 26.7 mag arcsec^-2，总视星等为V_tot ~ 16.1，在导出的距离模数（m-M）_0 ~ 24.12 - 24.34处，其绝对星等为M_V ~ -8.1 +/-0.5;这些值与先前发现的低光度M31卫星仙女座IX的值相当。仙女座IX和仙女座X的发现表明，这种极其微弱的卫星可能在本星系群中大量存在。
2006-01-26 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
Andromeda IX: A New Dwarf Spheroidal Satellite of M31
我们报告的发现，一个新的矮球状卫星M31，仙女座IX，解决恒星测光从斯隆数字巡天（SDSS）的基础上。使用SDSS和公共档案数据，我们已经估计了它的距离和其他物理性质，并将其与以前已知的矮球状伴星仙女座V的性质进行了比较，仙女座V也被SDSS观测到。仙女座IX是迄今为止发现的表面亮度最低的星系（mu_{V} ~ 26.8 mag arcsec^-2），在我们估计的距离仙女座IX红巨星分支尖端的位置（m-M）_{0} ~ 24.5（805 kpc）处，仙女座IX也将是已知最暗的星系（M_{V} ~ -8.3）。
2004-08-16 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
Small Dwarf Galaxies Within Larger Dwarfs: Why Some Are Luminous While Most Go Dark
我们认为，麦哲伦云的最大成员的一组矮星系，进入银河系（MW）晕晚的可能性。MW的11颗最亮的卫星中有7颗可能是这个系统的一部分。一些矮星靠近大麦云云（LMC）的轨道平面，这被用来论证它们是由大麦哲伦云和小麦哲伦云（SMC）的潮汐碎片形成的。相反，它们可能是由于麦哲伦星系群的潮汐分裂。这可以解释本星系群中的许多矮星系与大麦哲伦星系系统的关联。它提供了一种机制，照亮矮星系，并再现了明亮端的累积圆速度分布的卫星在MW没有调用剥离的情况下，subhalos，以配合卫星分布预计根据CDM理论。最后，我们的模型预测，其他孤立的矮星将被发现有同伴。这一预测的证据是由附近最近发现的矮星系团提供的。
2008-09-22 astro-ph
The Masses of Nearby Dwarfs can be Determined with Gravitational Microlensing
银河系中遥远恒星被附近的高自行恒星微透镜化，提供了一种直接的方法来精确测量单个低主序星和褐矮星的质量。
1995-04-27 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
FUSE Observation of the Ultramassive White Dwarf PG1658+441
本文分析了超大质量（M = 1.31太阳质量）、磁性（B_s = 2.3 MG）的白矮星PG 1658+441的远紫外光谱.远紫外（FUV）光谱表现出非常宽的莱曼线和准分子莱曼β卫星，但也可能存在弱莱曼γ卫星。PG 1658+441是已知的显示这些卫星特征的最热的白矮星。我们拟合莱曼线与恒星模型，并获得大气参数与发表的分析的巴耳末线。通过对不同FUSE段获得的结果进行平均，我们确定Teff = 29，620 +/-500 K和log g = 9.31 +/- 0.07。这些模型在大部分光谱上与数据相匹配，但在卫星特征附近仍然存在差异。最后，在FUV光谱中没有发现痕量元素，我们提供了C、N、Si和P的丰度上限。
2003-09-23 astro-ph
Dwarf Spheroidal Satellite Galaxies Without Dark Matter: Results From Two Different Numerical Techniques
报道了对一个不含暗物质的低质量卫星星系动力学演化的自洽模拟。这些轨道的偏心率为0.46 <= e <= 0.96，在类似于我们银河系的银河系暗晕中。对于模拟，粒子网格代码嵌套子网格和直接求和N体代码运行的专用硬件设备GRAPE。最初，这颗卫星是球形的，具有各向同性的速度分布，质量为10^7太阳质量。使用1.3x10^5至2x10^6个卫星粒子进行模拟。计算过程持续了许多轨道周期，直到卫星解体后很久。在所有的情况下，动力学演化收敛到一个残余，其中包含约1%的初始卫星质量。稳定的残留物是由初始卫星的严重潮汐整形造成的。对于地球上的观测者来说，这些残骸看起来与银河系的矮球状卫星星系惊人地相似。它们的表观质光比非常大，尽管它们不包含暗物质。这些计算表明，一个没有暗物质的遗迹显示出更大的视线速度色散，σ，更偏心的轨道，这是一个结果，投影到观测平面。假设它们不是暗物质主导的，那么sigma > 6 km/s的银河系dSph卫星的轨道偏心率应该> 0.5。一些遗迹沿视线方向有子结构，这在水平分支的形态中可能很明显。
1997-11-28 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
The Fundamental Line of the Local Group Satellites
我们提出了一个新的质量与光（M/L）比和平均金属丰度的卫星的本地组之间的相关性。这种关系与它们的中心表面亮度一起定义了一条基本线，其中贫金属和低表面亮度的矮星是暗物质占主导地位，而富金属的高表面亮度系统将具有低M/L比。这条基本线独立于到中央星系（M31和银河系）的距离和形态类型，以及其他作为恒星形成历史的全球参数。新的M/L-金属丰度关系表明矮球状星系是被暗物质限制的。这可以解释为，如果卫星经历了连续的金属损失，并在恒星形成时期结束时发生最后一次气体喷射。只有球状星团被发现位于矮卫星的基本线之外。与卫星星系不同，它们不受暗物质的限制。
2001-08-17 astro-ph
The Dwarf Satellites of M31 and the Galaxy
比较了M31和银河系的卫星系统。值得注意的是，M31伴星的所有五个疑似剥离的dSph核心都位于距离该星系核40 kpc的投影距离内，而该天体的正常dSph伴星距离M31中心的距离> 40 kpc。所有200 kpc < D（M31）< 600 kpc的伴星都是晚型天体。银河系的伴星似乎表现出不同的系统学，不规则的LMC和SMC位于小R_{gc}。据推测，这种差异可能是由于假设麦哲伦云是最初形成于本星系群外围的闯入者。图1所示的M31和银河系的40个伴星的径向分布可能暗示了这些天体可能包含不同的核心（R < 25 kpc）和晕（R > 25 kpc）卫星群。
2006-07-05 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
The nature of red dwarf galaxies
利用从斯隆数字巡天数据第4版中选出的星系群追踪的暗物质晕，我们发现大约1/4的暗星系（$\rmag >-17.05$，以下简称矮星）是它们自己晕中的中心星系，它们不是蓝色的，也不是恒星形成的，正如星系形成的标准模型所预期的那样，而是红色的。相比之下，矮卫星星系的这一比例约为1/2。许多红矮星星系在物理上与更大质量的晕有关。总的来说，大约有$\sim 45$ %的红矮星系作为卫星存在于大质量晕中，而另外$\sim 25$ %的红矮星系的空间分布比其他矮星系更集中于它们最近的大质量晕。我们用模拟星表表明，非卫星矮星系的最红人口分布在其最近的大质量晕维里半径的3倍左右。我们认为，这群矮星系是由穿过其巨大邻居的低质量光环所承载的，并且导致卫星星系变成红色的相同环境效应也是造成这群星系红色的原因。我们没有发现任何显着的径向依赖的人口矮星系的浓度最高，这表明这些星系的运作机制影响的颜色比结构。然而，超过30%的矮星系是红色和孤立的，它们的起源仍然未知。
2009-02-28 astro-ph
