SDSS Survey for Resolved Milky Way Satellite Galaxies II: High-Velocity Clouds in the Early Data Release
在本文中，我们限制了恒星的内容13高速云（HVC，包括1紧凑HVC）使用的检测限的一个新的调查解决银河系卫星星系在斯隆数字巡天早期数据发布（EDR）。我们的分析对银河系维里半径内的恒星协很敏感，这些恒星协比已知最暗的银河系卫星暗50倍。从统计学上讲，我们没有发现与任何云相关的恒星密度过高。这些未探测到的结果表明，假设云距为50和300千秒差距，并使用3'和7'的基准光学标度长度，M_{HI} /L_V的下限在~ 0.2和250之间。我们探讨这些非检测的HVC的起源的影响。
2002-08-13 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
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
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
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
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
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
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
Candidate Milky Way Satellites in the Galactic Halo
斯隆数字巡天（SDSS）DR 5光度数据与$120^{\circ} < α< 270^{\circ}$，$25^{\circ} < δ< 70^{\circ}$寻找新的银河系同伴或子结构的星系晕。五个候选者被确定为暗恒星源的超密度，其颜色-星等图与已知的球状星团或矮球状星系相似。每个候选者的距离估计拟合合适的恒星等时线的颜色星等图。几何性质和绝对星等被粗略测量，并用于确定候选者是否可能是矮球状星系，星团或潮汐碎片。SDSSJ 1000 +5730和SDSSJ 1329 +2841可能是暗矮星系的候选者，而SDSSJ 0814 +5105、SDSSJ 0821 +5608和SDSSJ 1058 +2843可能是极暗的球状星团。这些候选者需要后续研究来确认。
2007-10-19 astro-ph
A comprehensive Maximum Likelihood analysis of the structural properties of faint Milky Way satellites
我们通过SDSS数据的极大似然算法计算了最近发现的银河系极低光度卫星的结构参数。对于每颗卫星，即使只有几十颗恒星可用于SDSS通量限制，该算法产生强大的估计和错误的质心，位置角，椭圆率，指数半光半径和成员星的数量。后一个参数然后与卫星的恒星星族模型结合使用，以推导出它们的绝对星等和恒星质量，并考虑到“CMD散粒噪声”。我们发现，微弱的系统比最初发现的更椭圆，并归因于以前使用的平滑的地图，可以由平滑内核占主导地位。因此，银河系矮星系中最暗的那一半（M_V>-7.5）比最亮的那一半（M_V<-7.5，e=0.32+/-0.02）要平坦得多（4-sigma）（e=0.47+/-0.03）。从我们最好的模型中，我们还研究了卫星表面扭曲的形状，通常被认为是潮汐扭曲的标志，是否可以量化。我们发现，除了CVnI和UMaII的失真的初步证据，这些可以完全占泊松分散在稀疏采样系统。我们考虑三种情况，可以解释，而细长的形状暗淡的卫星：旋转支持系统，恒星的形状更三轴暗物质subhalos，或伸长由于潮汐与银河系的相互作用。虽然没有一个是完全令人满意的，最后一个似乎是最少的问题，但值得更深入的观察，以跟踪这种潮汐相互作用的证据。
2008-05-28 astro-ph
On the Distribution of Orbital Poles of Milky Way Satellites
在对银河系外晕的众多研究中，发现了一些吸积的证据。如果外晕确实部分或全部通过合并事件形成，我们可能会发现恒星和球状星团的相干流，其轨道与其母天体相似，假设它们是现在或以前的银河系矮卫星星系。我们提出了一个研究这一现象，通过评估潜在的后代“动态家庭”的外晕的可能性。我们进行两个分析：第一个是对所有已知的银河系矮卫星星系和球状星团的空间分布进行统计分析，第二个是对存在全相空间动力学数据的球状星团和矮卫星星系进行更具体的分析。在这两种情况下，我们的方法是适当的，只保留近对齐的轨道极点今天的后裔动力家族的成员。由于人马座矮星（Sgr）被认为是一个范例的类型合并/潮汐相互作用事件，我们正在寻找，我们也进行了案例研究的Sgr系统，并确定几个球状星团，可能是其扩展的动力学家族的成员。（简略）
2001-08-29 astro-ph
High Velocity Cloud Complex H: A Satellite of the Milky Way in a Retrograde Orbit?
绿岸望远镜对高速云复合体H的21厘米HI辐射的观测表明它正在与银河系相互作用。在一个模型中，云是银河系的卫星，在一个倾斜的，逆行的圆形轨道上，再现了云的平均速度和它的速度梯度与纬度。该模型将复合体H放置在距离银河系中心约33 kpc的逆行轨道上，该轨道与银河系平面倾斜约45度。在这个位置，它的HI质量大于6 × 10^6 Msun，尺寸至少为10 × 5 kpc。一些与云相关的弥漫HI显然已经通过与银河系气体的相互作用而减速。复合体H与矮不规则星系狮子座A和一些致密的高速云有相似之处，其内部结构几乎与麦哲伦流的部分结构相同，压力P/k约为100 cm^{-3} K。
2003-05-21 astro-ph
