Dwarf Galaxies in the Coma Cluster: II. Spectroscopic and Photometric Fundamental Planes
本文对后发座星系团核心区$-21 < M_I <-15$星等范围内的71个矮星系样本的基本面FP进行了研究。利用Keck II上的高分辨率DEIMOS摄谱仪测量星系的内部速度色散和HST/ACS的高分辨率成像，可以精确地模拟星系的表面亮度，我们将星系的基本面（FP）扩展到比后发座星系团FP的所有研究都要暗$\sim$ 1等的光度。我们发现，FP的散射依赖于暗端光度截止，这样的散射增加的较暗的星系。FP的残差与星系的颜色相关，蓝色的星系显示出较大的FP残差。我们在F814 W波段发现了$M/L \propto M^{-0.15\pm0.22}$，这表明在暗矮椭圆星系中，$M/L$比对质量不敏感。我们发现，质量较小的矮椭圆星系比明亮的椭圆星系更蓝，这可能表明正在进行的恒星形成活动。虽然潮汐遭遇和骚扰可以在从星系中移除恒星和暗物质方面发挥作用，但我们认为主要的影响将是与恒星形成相关的恒星风，这将从星系中移除物质，从而导致更大的$M/L$比率。我们把一些暗淡的蓝矮星与较亮的椭圆星系的FP的偏差归因于这种效应。我们还研究了其他涉及星系光度学性质的标度关系，包括光度学平面。我们表明，与FP相比，光度平面的散射在暗端较小。
2011-10-12 astro-ph.CO
An upper limit on primordial magnetic fields from ultra-faint dwarf galaxies
原始磁场的存在增加了在高红移下可能形成恒星的最小晕质量。对超暗矮星系（UFD）在其半光半径内的动力学质量的估计限制了它们在进入银河系之前的维里化晕质量。推断的晕质量和形成红移的UFD放置上界的原始共动磁场，$B_0$。假设UFD主晕的平均形成红移为$z_{\rm form}=$ 10（20），我们分别推导了$B_0~$上的$0.50\pm 0.086$（$0.31\pm 0.04$）nG的上限。
2019-05-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Local Group Ultra-Faint Dwarf Galaxies in the Reionization Era
受本星系群矮星系恒星化石记录的启发，我们发现最暗超暗矮星系（UFD; ${\rm M}_{\rm V}$ $\sim -2$或${\rm M}_{\star}$ $\sim 10^{2}$ at $z=0$）的恒星形成祖先在再电离（$z\sim6-10$）期间具有${\rm M}_{\rm UV}$ $\sim -3$到$-6$的紫外（UV）光度。这种微弱星系的存在对星系形成和再电离的早期阶段有着重要的意义。如果再电离过程中紫外光度函数（UVLF）的暗端斜率很陡，（$α\lesssim-2$）到${\rm M}_{\rm UV}$ $\sim -3$，那么：（i）UFD的祖先产生了来自星系的UV通量的$>50$ %，（ii）星系可以维持再电离，其逃逸分数比目前采用的值低2倍;（iii）直接的HST和JWST观测可能只探测到来自星系的紫外光的$\sim10-50$ %;（iv）宇宙恒星形成历史在$z\gtrsim6$处增加了$\gtrsim4-6$。如果高红移UVLF翻转，来自UFD的显著通量以及由此产生的与LG矮星系计数的紧张关系将减少。与UVLF形状无关，大量UFD的存在需要在再电离期间对${\rm M}_{\rm UV}$ $\sim -3$的非零光度函数。
2017-02-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraints on MACHO Dark Matter from Compact Stellar Systems in Ultra-Faint Dwarf Galaxies
我表明，最近发现的超暗矮星系波江座II的中心附近的星团提供了强大的约束质量的致密晕天体（MACHO）的>~5 M_sun作为暗物质的主要组成部分。超新星暗物质会动态地加热星系团，使其体积变大，速度变快，直到溶解在宿主星系中。致密超暗矮星系中的恒星本身也会受到同样的动力学加热;至少有10个这样的星系存活下来，这对质量>~10 M太阳的100暗物质产生了独立的限制。Eri II星团和致密超暗矮星的特征是恒星质量只有几千个太阳质量，半光半径分别为13 pc（星团）和~30 pc（超暗矮星）。这些系统关闭了~20- 100 M_sun的窗口，允许100 M_sun的暗物质，并结合现有的限制，从微透镜，宽双星，磁盘运动学，以排除暗物质完全组成的MACHO从~10 $^{-7}$ M_sun到任意高的质量。
2016-06-09 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Probing Dark Matter Self-interaction with Ultra-faint Dwarf Galaxies
自相互作用暗物质（SIDM）作为解决无碰撞冷暗物质（DM）小尺度问题的一种方法，受到越来越多的关注。利用唯象SIDM晕模型研究了23个超暗矮星系的SIDM。UFD是DM占主导地位，并有较少的活跃的恒星形成历史。因此，它们是检验SIDM的理想对象，因为它们的晕轮廓受重子反馈过程的影响最小。我们发现没有UFD有利于非零自相互作用和一些简单的SIDM建模内提供严格的约束。我们的结果挑战了简单的模拟SIDM，这促使进一步调查的SIDM的晕下动力学演化。
2020-08-06 astro-ph.CO hep-ph
Thick gas discs in faint dwarf galaxies
本文测定了极暗M_B > -14.5矮不规则星系的“气体”盘的内禀轴比分布。首先，我们测量（光束校正）的视轴比分布在HI 21厘米图像的矮不规则星系观测的一部分，暗不规则星系GMRT巡天（FIGGS）。假设圆盘可以近似为扁球体，内禀轴比分布可以从观察到的表观轴比分布得到。我们使用几种方法来做到这一点，我们的最终结果是基于使用露西的反卷积算法。这种方法被限制为产生物理上合理的分布，并且还具有允许考虑观测误差的额外优点。虽然人们可能会先验地认为气体盘会很薄（因为气体云之间的碰撞会使它们迅速沉降成薄盘），但我们发现暗矮不规则星的HI盘相当厚，平均轴比<q>约为0.6。虽然这比大旋涡星系“恒星”盘的典型值~ 0.2大得多，但这与矮星系HI盘中速度色散与旋转速度之比（sigma/v_c）比旋涡星系大得多是一致的。我们的发现对暗矮不规则星系的质量分布和塔利-费舍尔关系的研究有意义，在暗矮星系中，人们通常假设气体是在一个薄的圆盘中。
2010-04-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
The HI column density distribution function in faint dwarf galaxies
我们提出了HI柱密度分布函数，\fnh，从暗不规则星系GMRT（FIGGS）调查的一部分观测到的矮星系。我们发现矮星系\fnh \的形状与高红移阻尼\fnh\吸收体（DLAs）的\fnh\或$z = 0$富气星系代表性样本的\fnh\有显著的不同.与其他测定结果相比，矮\fnh \在高HI柱密度下下降得更陡。虽然$z = 0$处$\nh = 10^{20.3} \acc$以上截面的$\sim 10%$由矮星系提供，但$\nh \sim 10^{21.5} \acc.$的$\lesssim 1%$部分下降。在局部宇宙中，对\fnh \分布的高\nh \端的贡献主要来自大星系的倾斜盘。矮星系，因为它们的尺度长度较小，和它们的较大的固有轴比不产生大的HI柱密度，即使当观察到的edge-on. If高柱密度DLAs/GRB主机对应于像本地矮星星系，这将需要（i）吸收来自合并，而不是孤立的系统或（ii）观察到的视线强烈偏向于高柱密度区域。
2012-11-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Formation History of the Ultra-Faint Dwarf Galaxies
我们目前的早期结果从哈勃太空望远镜调查的超微弱矮星系。这些银河系卫星是在斯隆数字巡天发现的，似乎是经典矮椭球体在低光度下的延伸，为理解卫星失踪问题提供了新的前沿。因为它们是已知的最不明亮、最受暗物质支配、化学演化最少的星系，超微弱的矮星是早期宇宙的最佳候选化石。巡天的主要目标是测量这些星系的恒星形成历史，并辨别由于宇宙再电离而导致的任何同步。我们发现，我们调查的六个星系有非常相似的恒星形成历史，并且每个星系都由年龄超过12 Gyr的恒星主导。
2013-10-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
How to make an ultra-faint dwarf spheroidal galaxy: tidal stirring of disky dwarfs with shallow dark matter density profiles
近年来，斯隆数字巡天计划在银河系（MW）附近发现了一个新的超微弱矮星系（UFD）群体，其起源仍然是一个谜。使用一套无碰撞N体模拟，我们调查的背景下的潮汐搅拌模型的矮球状星系的形成在本地集团（LG）的UFD的形成。我们的模拟旨在再现MW大小的宿主星系和嵌入在10^9 M太阳暗物质（DM）晕中的旋转支撑矮星之间的潮汐相互作用。我们探索了矮DM晕的各种内部密度斜率ρ \propto r^{-α}，从核状（α= 0.2）到尖状（α= 1），以及不同的矮轨道构型。我们的实验表明，UFD可以通过相对紧密的轨道上的盘状矮星的潮汐搅拌产生，与z \sim 1的宿主星系吸积的红移一致，并且具有中间值的晕内密度斜率（ρ \propto r^{-0.6}）。推断的斜率与矮星系的旋转曲线的建模和最近的矮星系形成的宇宙学模拟结果非常一致。比较观测到的UFD的性质与他们的模拟同行，我们发现显着的相似之处的基本观测参数。我们的结论是潮汐搅拌的旋转支持的矮星是一个可行的机制，在LG环境中形成的UFD。
2012-04-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
EDGE: The sensitivity of ultra-faint dwarfs to a metallicity-dependent initial mass function
受暗矮星中观测到的底光初始质量函数（IMF）的启发，我们研究了金属性依赖的IMF如何影响超暗矮星系的反馈预算和观测值。我们模拟的演化低质量（$\approx 8 \, \times \, 10^{8} \, \rm M_{\odot}$）暗物质晕与宇宙学，放大流体动力学模拟能够解决个别超新星爆炸，我们补充与经验激励的亚网格处方系统IMF的变化。在这个框架下，在典型的微弱矮星的低气体金属丰度下，新生恒星星族的IMF变得头重脚轻，增加了超新星和光电离反馈调节恒星形成的效率。在固定动力学质量下，这导致矮星的最终恒星质量比典型IMF减少了100倍。尽管如此，反馈预算的增加是由更多的大质量恒星增加的金属生产所满足的，导致$z=0$的铁含量几乎不变。因此，一个金属丰度依赖的IMF提供了一种机制，以产生低质量（$\rm M_{\star}\sim 10^3 \rm M_{\odot}$），但丰富（$\rm [Fe/H]\approx -2$）场矮星系，从而打开了一个自洽的途径，以填充高原$\rm [Fe/H]$的质量-金属丰度关系的最暗端。
2022-05-02 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Pegasus V -- a newly discovered ultra-faint dwarf galaxy on the outskirts of Andromeda
我们报告在飞马座发现了一颗超微弱的矮星。Pegasus~V（Peg~V）最初是在DESI Legacy Imaging Surveys的公开成像数据发布中识别的，并通过Gemini/GMOS-N的深度成像进行了确认。颜色星等图显示了稀疏的红巨星分支（RGB）人口和蓝色水平分支恒星的高密度。我们测量到Peg~V的距离为$D=692^{+33}_{-31}$ ~kpc，使其成为仙女座的远距离卫星，具有$M_V=-6.3\pm0.2$和$r_{\rm half}=89\pm41$ ~pc的半光半径。它位于距仙女座$\sim260$ ~千秒差距的光环外围。RGB与[Fe/H] $=-3.2$的贫金属等时线拟合良好，表明其非常贫金属。这一点，结合其蓝色的水平分支，可能意味着它是一个再电离化石。这是第一次在泛仙女座考古调查区以外发现超微弱的矮星，并指出在我们最近的邻居的郊区有一个丰富的微弱的卫星人口。
2022-04-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
EDGE: What shapes the relationship between HI and stellar observables in faint dwarf galaxies?
我们展示了如何反馈和质量增长的历史之间的相互作用，介绍了分散在恒星和中性气体属性之间的关系的领域微弱的矮星系（$M_{\star} \lessapprox 10^{6} M_{\odot}$）。在一套宇宙学的，高分辨率的放大模拟，我们发现，恒星质量的矮星系$10^5 \leq M_{\star} \leq 10^{6} M_{\odot}$是双峰的冷气体含量，要么是HI丰富或HI缺乏。这种双峰性是通过（i）后期紫外辐射（UVB）背景对HI含量的调制和（ii）再电离引起的恒星质量晕质量关系中的显著散射之间的耦合产生的。此外，我们的HI丰富的矮星表现出扰动和随时间变化的中性气体分布，主要是由于恒星反馈。在过去的40亿年中，我们观察到的数量级变化的中位数$M_{HI}$，在HI空间范围的几个因素的变化，和HI和恒星组件之间的空间偏移定期超过星系的光学尺寸。时间的可变性在$M_{\star}-M_{HI}$关系中引入了进一步的散射，并在任何给定的时间影响星系在HI中的可探测性。这些影响将需要解释时，人口的微弱，HI轴承矮星的组合光学和无线电宽，深调查的意见。
2022-03-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Ultra-Light Dark Matter in Ultra-Faint Dwarf Galaxies
冷暗物质（CDM）模型很难与星系尺度的观测结果相匹配。张力可以通过戏剧性的重子反馈效应或通过修改CDM的粒子物理来减小。在这里，我们考虑一个超轻的标量场DM粒子表现出低于DM粒子质量依赖的金斯尺度的波动性质。对于DM质量的$m\sim10^{-22}{\rm eV}$，这种情况延迟了星系形成，并避免了暗物质晕中心的尖点。我们使用新的测量半轻质量超微弱矮星系天龙座II和三角座II估计DM粒子在这个模型中的质量。我们发现，如果恒星星族的核心内的密度分布，然后数据是在协议与波暗物质模型具有DM粒子与$m\sim 3.7-5.6\times 10^{-22}{\rm eV}$。这种极轻粒子的存在将有助于形成一个中央孤子核心，取代Navarro-Frenk-White轮廓的尖端，并使预测更接近矮星系核心中心密度的观测。
2016-05-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
EDGE: The origin of scatter in ultra-faint dwarf stellar masses and surface brightnesses
我们演示了如何在宇宙中最不发光的星系，超微弱的矮星系，在宇宙再电离时，它们的动力学质量是敏感的。我们选择一个低质量（$\sim \text{1.5} \times 10^{9} \, \text{M}_{\odot}$）的暗物质晕从宇宙学体积，并进行变焦流体动力学模拟与多个替代的历史使用“基因改造”的初始条件。早期形成的超暗物质在今天有更高的恒星质量，这是因为在它们被再电离淬灭之前有更长的恒星形成期。我们的历史都收敛到相同的最终动力学质量，证明存在扩展的散射（$\geq$ 1 dex）在恒星质量固定晕质量由于可能的历史的多样性。我们的一个变体在再电离之前建立了不到2%的最终动力学质量，快速淬灭了原位恒星形成。其最终恒星质量的大部分后来通过干合并而增长，将恒星沉积在星系的外围，从而扩大了其有效半径。这种机制构成了一个新的形成方案的高度弥漫（$\text{r}_{1 /2} \sim 820 \, \text{pc}$，$\sim 32 \, \text{mag arcsec}^2$），金属贫乏（$\big[ \mathrm{Fe}\, / \mathrm{H} \big]= -2.9$），超微弱（$\mathcal{M}_V= -5.7$）矮星系的范围内的下一代低表面亮度调查。
2019-11-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Not so fuzzy: excluding FDM with sizes and stellar kinematics of ultra-faint dwarf galaxies
我们利用观测到的超暗矮（UFD）星系来约束超轻暗物质的粒子质量。在维里化的“模糊”暗物质（FDM）晕中，由波干涉产生的潜在波动动态地加热了UFD中的恒星轨道，其中一些表现出$\lesssim$ 3 km/s的速度色散和$\lesssim$ 40 pc的大小。使用FDM晕的模拟，以及Segue 1和Segue 2 UFD中的尺寸和恒星径向速度的现有测量，我们推导出暗物质粒子质量的下限为$m_{fdm} > 3\times 10^{-19}$ eV，置信度为99%，边缘化超过主机晕圆速度。这个约束是保守的，因为它是在假设孤立子加热可以忽略不计，并且没有其他来源的非FDM动态加热的恒星操作，以增加速度色散。它可以通过未来对超暗星系中更多恒星的光谱观测以及收紧孤立子大小-晕质量关系的理论约束来加强。然而，即使是目前保守的FDM质量下限，也使得这个模型在现有天文观测所探测的尺度上与冷暗物质无法区分。
2022-03-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
The radio - far infrared correlation in the faintest star forming dwarf galaxies
利用NVSS的1.4 GHz射电通量数据、Spitzer MIPS 70 um的远红外辐射通量数据和GALEX的远红外辐射数据，研究了一个暗矮不规则星系的射电-远红外（FIR）相关性。由于我们的目标星系非常微弱，我们将许多星系的图像叠加在一起，以估计平均无线电和FIR通量。我们发现，对于一个给定的SFR的70微米和1.4 GHz的通量低相比，大螺旋的校准。尽管如此，70微米的比例，1.4千兆赫通量同意误差范围内看到的大星系。因此，无线电FIR相关性似乎是“阴谋”的结果。我们使用SFR来估计1.4 GHz无线电发射的非热部分，发现它大约为50%，远小于螺旋的90%。我们还估计了均分磁场，发现它是~ 2微高斯，约五倍小于典型的螺旋。
2012-04-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Primordial Black Holes as Dark Matter: Constraints From Compact Ultra-Faint Dwarfs
LIGO对黑洞合并产生的引力波的突破性探测重新点燃了人们对原始黑洞（PBH）以及暗物质由PBH组成的可能性的兴趣。有人认为，数十个太阳质量的PBH可以作为暗物质的候选者。最近的分析研究表明，紧凑的超暗矮星系可以作为PBH暗物质假说的敏感测试，因为在这样一个晕主导的系统中的恒星将被更大质量的PBH加热，它们现在的分布可以提供对PBH质量的强约束。在这项研究中，我们进一步探索这种情况下，更详细的计算，使用动态模拟和贝叶斯推断方法相结合。恒星和PBH暗物质的联合演化遵循Fokker-Planck程序PhaseFlow。我们运行了一个大的套件，这样的模拟不同的暗物质参数，然后使用马尔可夫链蒙特卡罗方法来约束PBH属性与超暗星系的观测。我们发现，恒星和PBH之间的两体弛豫驱动了恒星的核心尺寸，并增加了中心恒星的速度色散。利用观测到的致密超暗矮星系中恒星的半光半径和速度色散作为联合约束条件，我们推断这些矮星系可能有一个中心密度在1-2 $\rm{M_{\odot}/pc^3}$范围内的核心暗物质晕，如果它们构成全部或相当大部分的暗物质，则PBH的质量范围可能为2-14 $\rm{M_{\odot}}$。
2017-10-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
The MUSE-Faint survey. II. The dark matter-density profile of the ultra-faint dwarf galaxy Eridanus 2
目标。我们使用恒星的视线速度来约束波江座2，一个超微弱的矮星系（$M_\mathrm{V} = -7.1$，$M_* \approx 9 \times 10^4\,M_\odot$）的暗物质密度分布。此外，我们推导出自相互作用和模糊暗物质的情况下的基本属性的约束。方法.我们提出了新的观测波江座2从MUSE-Faint，超微弱的矮星系的调查与MUSE的甚大望远镜，并确定视线内的恒星的半光半径的速度。结合文献数据，我们有92个恒星示踪剂的两倍半光半径。我们约束模型的冷暗物质，自相互作用的暗物质，模糊暗物质与这些示踪剂，使用CJAM和pyGravSphere的动力学分析。结果我们发现大量的证据表明冷暗物质超过自相互作用的暗物质，而模糊的暗物质超过冷暗物质的证据很弱。我们发现一个维里质量$M_{200} \sim 10^8\,M_\odot$和天体物理因子$J(α_\mathrm{c}^J) \sim 10^{11}\,M_\odot^2\,\mathrm{kpc}^{-5}$和$D(α_\mathrm{c}^D) \sim 10^2$ - $10^{2.5}\,M_\odot\,\mathrm{kpc}^{-2}$。我们不解决核心（$r_\mathrm{c} < 47\,\mathrm{pc}$，68-%水平）或孤子（$r_\mathrm{sol} < 7.2\,\mathrm{pc}$…
2021-06-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Primeval Populations of the Ultra-Faint Dwarf Galaxies
我们提出了新的限制超暗矮（UFD）星系的恒星形成历史，使用深测光与哈勃太空望远镜（HST）。UFD是斯隆数字巡天最近发现的一个星系类，它似乎是经典矮椭球体向低光度的延伸，为理解卫星失踪问题提供了一个新的前沿。它们是已知的最不明亮，最暗物质占主导地位，化学演化最少的星系。我们对六个UFD的HST调查旨在确定这些星系是否是早期宇宙的真正化石。我们在这里提出了三个UFD星系的初步分析：武仙座，狮子座四，大熊座一。本星系群中的经典矮椭球体显示出较长的恒星形成历史，但这三颗银河系卫星至少与古老的球状星团M92一样古老，没有证据表明中间年龄的群体。它们的年龄似乎也同步到彼此的1 Gyr之内，这可能是因为它们的恒星形成被一个全球性事件所截断，比如再电离。
2012-06-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Semi-analytic Inference of Satellite Densities in the Cold Dark Matter Model Part I. Comparison to Ultra-faint Dwarf Kinematics
Leinweber Institute for Theoretical Physics, University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校莱因韦伯理论物理研究所）；Theoretical Physics Group, Lawrence Berkeley National Laboratory（劳伦斯伯克利国家实验室理论物理组）；Department of Physics, Princeton University（普林斯顿大学物理系）；Department of Physics and Astronomy, University of California - Irvine（加州大学尔湾分校物理与天文学系）；Center for Computational Astrophysics, Flatiron Institute（平顿研究所计算天体物理学中心）
本研究通过半解析方法对比银河系极暗矮星系的两种密度估计，发现其中心暗物质密度与冷暗物质范式预期存在约2.4σ差异，为检验CDM模型提供了新的稳健程序。
2026-07-31 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
The impact of primordial black holes on the stellar mass function of ultra-faint dwarf galaxies
本文研究原初黑洞暗物质对超暗矮星系恒星质量函数的影响，提出利用已有观测数据约束$10^{19}-10^{21}$克质量范围内原初黑洞暗物质比例的方法。
2024-02-26 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Wide binaries in ultra-faint dwarf galaxies as a probe of extended dark objects
King’s College London（伦敦国王学院）
研究利用超微弱矮星系牧夫座I中的宽双星探测扩展暗物质对象，将现有约束推广到扩展暗物质，推导暗物质分数置信限，其在质量 - 半径平面敏感，还应用于超紧凑微晕并推导对原初曲率功率谱的约束。
2026-07-21 astro-ph.CO hep-ph
Going, going, gone dark: Quantifying the scatter in the faintest dwarf galaxies
我们预测的恒星质量晕质量（SMHM）的关系，矮星系和他们的卫星居住在晕下降到M $_{halo} =$ 10 $^7$ M $_{\odot}$与10 $^4$ M $_{\odot} <$ M $_{star}$（$z=0$）$< 10^8$ M $_{\odot}$，并量化预测的散射关系在低质量端，使用宇宙学模拟。这些星系是从矮星系的宇宙学模拟中绘制的，使用N体+ SPH代码ChaNGA，以60 pc的高分辨率运行。对于M $_{halo} > 10^9$ M $_{\odot}$，模拟的SMHM关系与文献测定一致，包括表现出小的分散。然而，在SMHM关系的散射显着增加较低质量的晕。我们发现，这种散射的一部分是由于{ \em暗矮星}，没有恒星的晕。然而，即使只考虑包含恒星人口的清晰晕，恒星质量的分散度也接近1 dex，M $_{halo}$（$z=0$）10 $^7$ M $_{\odot}$。这种散射大部分是由于包括矮星系的卫星，它们的晕质量通过潮汐剥离而减少。暗矮星（不含恒星的暗矮星）的比例随着晕质量的减少而显著增加。当考虑这些暗晕时，低质量SMHM中的真实散射甚至更大。在我们的模拟所探测的SMHM关系的最暗端，一个星系不能仅仅根据它的光度来分配一个独特的晕质量。我们提供了一个公式来随机填充低质量晕根据我们的结果。我们预测的低晕质量的大散射增加了由此产生的恒星质量函数在超微…
2017-05-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Common Origin for Globular Clusters and Ultra-faint Dwarfs in Simulations of the First Galaxies
在本文中，第一个在一系列的星系形成再电离之前，我们专注于了解是什么决定了恒星物体的大小和形态的第一个低质量星系，使用秒差距尺度的宇宙学模拟进行自适应网格流体动力学代码。虽然形成恒星的致密气体倾向于具有盘状结构，但恒星被发现在几乎没有旋转的球状体中。质量在10^6 M_sun到5x10^8 M_sun之间的晕形成了随机星，恒星质量在10^4 M_sun到2x10^6 M_sun之间。几乎独立的恒星质量，我们观察到一个大范围的半光半径的恒星，从几个秒差距到几百秒差距和表面亮度和质光比范围从典型的球状星团超微弱的矮星。在我们的模拟中，恒星形成于致密的星团中，具有高的气体-恒星转换效率和相当均匀的金属丰度。这些星团中的一小部分在气体被反馈移除后仍保持束缚，但其他的则被摧毁，它们的恒星通常具有20至40 km/s的速度色散，膨胀直到它们被暗物质晕束缚。因此，我们推测，在超微弱的矮星系的恒星可能会显示出运动学和化学特征与它们的起源在几个不同的星团。另一方面，一些球状星团可能形成于原始矮星系的中心，并且可能含有暗物质，也许在外部可以检测到。
2016-07-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Formation of an extended stellar halo around an ultra-faint dwarf galaxy following one of the earliest mergers from galactic building blocks
超暗矮星系（UFD）是在早期宇宙中形成的星系的组成部分的有希望的可观测代理。我们使用宇宙流体动力学模拟研究了UFD的形成和演化。特别是，我们表明，一个主要的合并的两个积木星系与3,900 Msun和7,500 Msun在宇宙年龄为510万年的结果在一个系统与扩展的恒星分布一致的de Vaucouleurs配置文件。模拟星系的平均恒星金属丰度为[Fe/H]=-2.7，并具有金属丰度梯度。这些结果与最近发现的UFD Tucana II的性质非常相似，Tucana II的金属含量非常低，并且具有空间扩展的恒星晕，距离较远的恒星金属含量更低。我们的模拟表明，图卡纳II的扩展恒星晕可能是通过过去的一次重大合并形成的。未来对其他UFD周围空间扩展结构的观测搜索，结合进一步的理论研究，将为古老的幸存卫星星系的进化历史提供切实的测量。
2021-05-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Robust bounds on ALP dark matter from dwarf spheroidal galaxies in the optical MUSE-Faint survey
本研究利用五个经典及超暗弱矮椭球星系的 MUSE 光谱观测，搜寻 2.7–5.3 eV ALP 的辐射衰变，并在考虑暗物质分布不确定性后给出远低于 QCD 轴子带的稳健耦合限制。
2024-04-08 astro-ph.CO hep-ph
GHOSTS I: A New Faint very Isolated Dwarf Galaxy at D = 12 +/- 2 Mpc
我们报告了一个新的微弱的矮星系，幽灵I，使用HST/ACS数据从我们的幽灵（星系晕，外盘，子结构，厚盘，星团）领域。它所探测到的单个恒星占据了其光度函数（LF）的大约一个星等范围。使用合成颜色-星等图（CMD）与星系的CMD进行比较，我们发现GHOSTS I的单个恒星的颜色和星等与距离为12 +/- 2 Mpc的年轻氦燃烧和渐近巨星分支星最一致。从形态上看，GHOSTS I似乎正在积极地形成恒星，因此我们暂时将其归类为矮不规则（dIrr）星系，尽管未来的HST观测深度足以解决LF中更大的星等范围，以做出更安全的分类。幽灵I的绝对星等为$M_V = -9.85^{+ 0.40}_{- 0.33}$，是已知亮度最低的dIrr星系之一，其金属丰度低于[Fe/H] =-1.5 dex。幽灵I的半光半径为226 +/- 38 pc，椭圆率为0.47 +/- 0.07，与银河系和M31矮卫星的光度相似。在距离幽灵I约4 Mpc的范围内，没有发光的大质量星系或星系团可以被认为是它的宿主，使它成为本宇宙中一个非常孤立的矮星系。
2013-12-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Hubble Space Telescope Observations of Two Faint Dwarf Satellites of Nearby LMC Analogs from MADCASH
利用哈勃空间望远镜对两个位于本地体积大麦云云（LMC）类似物晕中的矮星系进行了深空成像研究。这些矮星系是在我们的Subaru+Hyper Suprime-Cam MADCASH巡天中发现的：MADCASH-1是NGC 2403的卫星（D~3.2 Mpc），MADCASH-2是NGC 4214附近的一个以前未知的矮星系（D~3.0 Mpc）。我们的HST数据达到每个矮星的红巨星分支（TRGB）尖端以下>3.5等，使我们能够推导出它们的结构参数并评估它们的恒星星族。我们测量TRGB距离（MADCASH-1的$D=3.41^{+0.24}_{-0.23}$ Mpc和MADCASH-2的$D=3.00^{+0.13}_{-0.15}$ Mpc），并确认它们与宿主星系的关联。MADCASH-1是一个非常古老的贫金属恒星系统（年龄~13.5 Gyr，[M/H] ~ -2.0），类似于许多本群矮星。MADCASH-2的CMD模型表明，它包含了大多数古老的贫金属恒星（年龄约13.5 Gyr，[M/H] ~ -2.0），但其恒星质量的10%形成于1.1- 1.5 Gyr前，约1%形成于400- 500 Mar前。鉴于其最近的恒星形成，我们搜索MADCASH-2的中性氢使用绿岸望远镜，但没有发现排放和估计上限的HI质量的$<4.8\times10^4 M_{\odot}$。这是已知的在本星系群（$M_…
2021-05-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Deep UV Luminosity Functions at the Infall Region of the Coma Cluster
我们已经使用深GALEX观测后发座星系团的落区测量最微弱的紫外光度函数（LF）提出了一个丰富的星系团迄今。在GALEX的EUV和NUV波段上测量到后发座的紫外LF值为-10.5，比以前的研究暗3.5等，首次达到后发座矮早型星系群。Schechter暗端斜率（在两个GALEX波段中α = -1.39）比以前的后发座UV LF研究报告的要浅，这是因为在暗星等下LF更平坦。一个高斯加谢克特模型提供了一个稍微好一点的参数化的紫外线LF导致在两个GALEX波段的一个弱端斜率~ -1.15。两个组件模型给出了弱端斜率小于-1（营业额）的LF分别构建被动和恒星形成星系。由于后发座中恒星质量低于M*=10^8 Msun的矮星形成星系的不足，恒星形成星系的紫外LF在M_UV ~-14处出现了一个周转。一个类似的营业额被确定在最近的紫外线低频测量室女座室女星系团团表明这可能是一个共同的特点，本地星系团，而外地紫外线低频继续上升微弱的幅度。我们没有发现多余的被动星系，如果失踪的矮恒星形成星系在星系团内部淬火，那么就可以预期。事实上，矮被动星系和恒星形成星系的LF在微弱的星等上显示出相同的周转率。我们讨论了可能的起源失踪的矮恒星形成星系后发座和它们的预期性能的基础上比较本地场星系。
2011-10-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Infalling ultra-faint dwarfs as emissaries of the Axiverse
DIPC, Basque Country UPV/EHU（巴斯克国家理论物理中心）；University of the Basque Country UPV/EHU（巴斯克地区大学）；ASIAA（中央研究院天文及天文物理研究所）；National Taiwan University（台湾大学）；Flatiron Institute（平顿研究所）；Ikerbasque, Basque Foundation for Science（伊卡巴斯科科学基金会）；Hong Kong University of Science and Technology（香港科技大学）；Nazarbayev University（纳扎尔巴耶夫大学）；University of California at Berkeley（加州大学伯克利分校）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）
研究通过轴子宇宙理论解释超弱矮星系作为重玻色子的信使，并预测其在银河系中心附近可被SKA检测到。
2025-10-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Quenching of the Ultra-Faint Dwarf Galaxies in the Reionization Era
我们提出了对六个超暗矮星系的恒星形成历史的新约束：牧夫座I，猎犬座II，后发座Berenices，武仙座，狮子座IV和大熊座I。我们的分析采用了高精度测光与哈勃太空望远镜上的高级相机测量，中分辨率光谱获得的深度成像多目标光谱仪上的W.M. Keck天文台，并更新了适合于这些星系的丰度模式的Eschera-Regina等时线。其中五颗银河系卫星的数据最适合恒星形成历史，其中至少75%的恒星在z~10（13.3 Gyr前）形成。所有的星系都与80%的恒星形成于z~6（12.8 Gyr ago）和100%的恒星形成于z~3（11.6 Gyr ago）相一致。这些星系同样古老的人口支持这样的假设，即在最小的暗物质子晕中的恒星形成受到全球外部影响的抑制，例如宇宙的再电离。
2014-10-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
"Galaxy," Defined
越来越多的低光度和低表面亮度天体挑战了星系和星团的传统概念。为了解决这个问题，我们提出了一个独立于宇宙的冷暗物质模型的星系定义：星系是一组引力束缚的恒星，其性质不能用重子和牛顿引力定律的组合来解释。在探索了这个定义的观测诊断之后，我们研究了超暗矮星、球状星团、超致密矮星和潮汐矮星的分类。虽然运动学研究提供了一个有效的星系诊断在许多制度，他们可能是不太有用的紧凑或微弱的系统。为了探索使用[Fe/H]扩散作为补充诊断，我们使用已发表的光谱[Fe/H]测量的16个银河系矮星和24个球状星团，以计算它们的[Fe/H]扩散和不确定性。我们的主要结果是：（i）没有比M_V = -10更亮的老星团具有显著的（> 0.1 dex）分布在铁中;（ii）已知的超暗矮星可以用运动学和[Fe/H]的组合进行分类;（iii）在大质量中观察到的[Fe/H]分布（> 10^6 M_太阳）球状星团并不一定意味着它们是矮星的剥离核，也不需要暗物质;（iv）如果超致密矮星的暗物质晕类似于半光半径相同的超暗矮星的暗物质晕，那么它们将不会显示出明显的暗物质动力学特征。我们建议的测量，可能有助于未来的大质量球状星团，超紧凑的矮星，超暗星系的分类。我们的星系定义被设计成独立于当前观测和模型的细节，而我们提出的诊断可以随着我们对宇宙的理解的发展而改进或替换。
2012-06-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Narrowing the mass range of Fuzzy Dark Matter with Ultra-faint Dwarfs
模糊暗物质（FDM）是天体物理小尺度问题激发的一个有吸引力的暗物质候选者，在这些尺度上具有丰富的现象学。我们仔细检查FDM模型，更具体地说，FDM粒子的质量，通过银河系超暗矮（UFD）星系的动力学分析。我们使用18个UFD的样本对FDM粒子的质量进行迄今为止最强的约束，使用这里使用的样本的子集更新以前的边界。我们发现，大多数的样品UFD更喜欢FDM粒子质量比$10^{-21}\mathrm{eV}$重。特别地，Segue 1提供了最强的约束，具有$m_ψ=1.1^{+8.3}_{-0.7}\times10^{-19}\mathrm{eV}$。这里发现的约束是第一个与文献中发现的其他各种独立的宇宙学和天体物理学边界兼容的约束，特别是与使用莱曼- $α$森林的最新边界。我们还发现，在这项工作中获得的约束是不兼容的发光矮星系的边界，已经指出，在以前的工作中使用UFD。这可能表明，虽然是一个可行的暗物质模型，但FDM模型解决小尺度问题可能具有挑战性。
2021-04-07 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Understanding the origin of CEMP-no stars through ultra-faint dwarfs
碳增强贫金属（CEMP-no）星具有低丰度的中子捕获元素，其起源仍然不清楚。这些恒星无处不在，主要存在于银河系晕和超暗矮星系（UFD）中。为了向前迈出重要一步，我们为Böotes I开发了一个数据校准模型，该模型同时包括所有碳源：超新星和渐近巨星分支（AGB）恒星，都来自第一颗恒星（Pop III）和随后的正常恒星形成（Pop II）。我们证明了这些来源中的每一个都在气体中留下了特定的化学特征，使我们能够通过它们在A（C）-[Fe/H]图中的位置来识别当今CEMP-无恒星的起源。A（C）>6的CEMP星主要由AGB Pop II星富集。我们发现了一类新的“中等CEMP-s”星，其A（C）~ 7，0<[Ba/Fe]<+1，是由AGB星的星风所留下的印记。真正的Pop III后代的A（C）<6，[C/Mg]与[Fe/H]是常数，与Böotes I和银河系晕的观测结果完全一致。这是我们第一次对CEMP的起源有了一个完整的了解，这一点可以并将在未来的观测中得到验证。
2023-02-20 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Ultra faint dwarf galaxies: an arena for testing dark matter versus modified gravity
与大量关于质量缺失问题的观测相一致的情况是弱相互作用的暗物质粒子。然而，关于牛顿或相对论修正重力假设的争论或建议仍在继续。这两种情况的一个区别是，暗物质粒子可以产生引力效应，原则上，不需要重子，而这不是修改后的引力情况，这种效应必须与重子物质的数量相关。我们认为这里的超暗矮（UFD）星系作为一个有前途的舞台，以测试基于上述论断的两种方案。我们比较了UFD和非UFD星系样本之间的光度与速度色散的相关性，发现UFD星系的相关性显著降低。例如，我们发现28个非UFD星系的相关系数为-0.688，而23个UFD星系的相关系数为-0.077。传入和未来的数据将确定是否观察到的随机性UFD星系是物理或由于数据中的系统。这种相关性的丧失（如果它持续下去的话）是可能的，并且与UFD星系的暗物质情景一致，但对修正的重力情景来说将构成新的挑战。
2016-11-18 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
