Are stellar over-densities in dwarf galaxies the "smoking gun" of triaxial dark matter haloes?
利用N体模拟研究了矮球状星系中球状星团的潮汐演化。我们的模型采用了宇宙学动机的情况下，dSPH近似的静态NFW晕与三轴形状。对于一个大的轨道和投影角，我们研究的空间和速度分布的恒星碎片沉积在星团的完全破坏。我们的模拟显示，在低表面亮度（>26 mag/arcsec ^[2]）下，这些碎片表现为壳层、孤立的团块和拉长的过密度，这让人想起在几个MW dSphs中观察到的亚结构。这些特征是由星系势的三轴性引起的，不会随着时间的推移而消失。因此，以几兆瓦dSphs为单位的恒星超密度可能是暗物质晕在形状上是三轴的证据。我们探讨了一些运动学签名，这将有助于验证（或证伪）这种情况。平均角动量的集群碎片与盒和共振轨道，这是不存在的球势，是零。因此，我们表明，视线的速度分布可能会表现出一个特性的“双峰”取决于相对于祖的轨道平面的视角的取向。dSphs的运动学调查可能有助于检测和识别与星团破裂相关的子结构，以及解决dSphs嵌入其中的暗物质晕的形状。
2010-01-25 astro-ph.GA
A kinematic study of the Andromeda dwarf spheroidal system
我们提出了一个均匀的红巨星分支恒星的运动学分析内18的28仙女座矮球状（dSph）星系，获得使用凯克I LRIS和凯克II DEIMOS摄谱仪。基于它们的g-i颜色（用CFHT MegaCam成像仪拍摄），在天空中的物理位置和径向速度，我们将dSph成员资格的概率分配给每个观察到的恒星。利用这些信息，速度色散，中心质量和中心密度的暗物质晕计算这些对象，并与银河系dSph人口的属性进行比较。我们还测量了每个M31 dSph成员星的平均金属丰度（[Fe/H]），发现它们与银河系中观测到的[Fe/H]随光度降低的趋势一致。我们发现我们研究的三个M31 dSphs在它们的中心速度色散方面表现为显著的异常值，XIX，XXI和XXV，它们都具有大的半光半径（>700 pc）和低的速度色散（sigma_v<5 km/s）。此外，And XXV在其半光半径范围内的质光比仅为[M/L]_{half}=10.3^{+7.0}_{-6.7}，这使得它与一个简单的恒星系统相一致，在其1 sigma不确定度范围内没有明显的暗物质成分。我们认为，这些异常值的暗物质晕的结构已被潮汐显着改变。
2013-02-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Stellar proper motions in the outskirts of classical dwarf spheroidal galaxies with Gaia EDR3
我们使用盖亚EDR3的数据，以确定与六个经典的矮椭球（天龙座，小熊座，六分仪座，雕塑家，天炉座，船底座）在其最外半径，超出其名义国王恒星极限半径的恒星。对于所有的dSphs检查，我们发现径向速度与居住在国王极限半径和$> 50\%$天体测量的概率（四个在天龙座，两个在小熊座，八个在六分仪，两个在玉夫座，12个在天炉座，和5个在船底座），表明这些恒星与各自的矮椭球（dSphs）在高概率。我们比较我们的候选人的位置“潮外”恒星与星系的轨道轨迹，并确定恒星，无论有和没有径向速度匹配，这是一致的躺在沿轨道轨道的卫星。然而，由于候选恒星的数量很少，我们无法对这些空间相关恒星的重要性做出任何结论性的陈述。通过与公开的天琴座RR型星表交叉比对，我们发现在玉夫座和天炉座各有一个$> 50\%$天体测量概率在极限半径之外的天琴座RR型候选者，在天龙座有两个，在小熊座有九个，在六分仪座有七个，在船底座没有。我们所有候选者的后续光谱，包括可能的金属丰度信息，将有助于确认与各自dSphs的关联，并可能代表这些经典dSphs周围扩展恒星晕或潮汐碎片的证据。
2022-03-17 astro-ph.GA
The last breath of the Sagittarius dSph
我们使用的天体测量和光度数据从盖亚数据发布2和视线速度从各种其他调查研究的人马座矮星系的三维结构和运动学。结合测光和天体测量数据，我们可以从银河系前景中获得非常清晰的Sgr成员星;我们最终的星表包含约2.6e5个G<18的候选成员，其中一半以上是红团星。我们构建和分析地图的平均自行和它的分散在该地区~ 30 x12度，这表明了一些有趣的功能。内在的三维密度分布（方向，厚度）是强烈的运动学约束，我们发现，残留物是一个长轴结构，长轴指向45度从轨道速度和延伸到~5千秒差距，在那里它过渡到流。我们进行了一个大型的N体模拟的破坏Sgr星系，因为它在过去的2.5 Gyr，这是定制的，以再现所观察到的属性的残余（而不是流）的银河系轨道。可用约束的丰富性意味着只有很窄的参数范围才能产生与观测一致的最终状态。残骸的总质量约为4 e8 Msun，其中约四分之一居住在恒星中。银河系明显处于不平衡状态，甚至其中心密度也低于承受潮汐力所需的极限。我们的结论是，Sgr星系可能会在下一个Gyr中被破坏。
2020-09-22 astro-ph.GA
Merger traces in the spatial distribution of stellar populations in the Fornax dSph galaxy
我们提出了一个全面而详细的研究的恒星星族的天炉座矮球状星系。我们分析它们沿星系主体的空间分布，获得它们的表面密度图，以及它们的径向密度分布。结果是基于天炉座最大和最完整的恒星目录，超过$3.5\times10^{5}$恒星覆盖了星系的主体，直到$V \sim 24$。我们发现了一个差异化的结构在天炉座取决于恒星的年龄。老恒星（$\gtrsim 10$ Gyr）遵循椭圆形分布，与具有相对较大核心半径（$r_{\rm c} = 760\pm60$ pc）的King轮廓很好地拟合。另一方面，年轻的种群（$\lesssim 3$ Gyr）集中在星系的中心区域（$r_{\rm c} = 210\pm10$ pc），并更好地拟合Sersic轮廓与$0.8 < n < 1.2$，表明一些盘状形状。这些恒星表现出强烈的不对称性，并且子结构与天炉座的主光轴不一致。这与所观察到的金属丰度和年龄分布图之间的差异一起强烈表明具有不同角动量的物质的吸积。这些结果使我们提出一个方案，其中天炉座遭受了重大合并在$z\sim1$。
2015-10-15 astro-ph.GA
Structural properties of non-spherical dark halos in Milky Way and Andromeda dwarf spheroidal galaxies
基于我们以前工作中修正的轴对称质量模型，研究了银河系和仙女座星系中矮球状（dSph）星系暗晕的非球形密度结构.我们在这里采用的模型充分考虑到速度各向异性的示踪星被限制在一个扁平的暗晕。将我们的模型应用到12个明亮的dSphs的可用运动学数据中，我们发现这些星系通常与拉长的暗晕相关联，即使考虑到恒星速度各向异性的影响。我们还发现，最佳拟合参数，特别是暗晕和速度各向异性的形状，容易受到外部区域速度数据的可用性和每个空间仓中缺乏样本星的影响。因此，为了获得更现实的限制黑暗的晕结构，我们需要在更大的地区的dSphs比以前探索的光度和运动学数据。从现有的数据得到的结果表明，暗晕的形状在dSphs比那些$Λ$ CDM subhalo更拉长。这种不匹配需要解决的理论，包括重子组件和相关的反馈暗晕，以及进一步的观测限制在更大的地区的dSphs。研究还发现，更弥散的暗晕可能经历了连续的恒星形成历史，从而暗示暗晕结构在恒星形成活动中起着重要作用。
2015-09-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
The SPLASH Survey: Spectroscopy of 15 M31 Dwarf Spheroidal Satellite Galaxies
我们提出了一个解决的恒星光谱调查的15个矮球状（dSPH）卫星的仙女座星系（M31）的仙女座星系的恒星晕（SPLASH）项目的光谱和测光景观的一部分。我们过滤前景污染银河系（MW）的恒星，注意到MW的子结构是显而易见的，在这个污染物样本。我们还过滤M31晕场巨星，并确定其余的可能dSph成员。然后，我们使用这些成员来确定的dSphs的运动学特性。对于第一次，我们确认，和十八，二十一，和二十二显示运动学与绑定，暗物质为主的星系一致。从速度分散的dSphs的完整样本，我们确定的质量，我们结合的大小和光度的星系产生质量-大小-光度的标度关系。通过这些缩放，我们确定M31 dSphs与MW dSphs完全一致，这表明经过充分研究的MW卫星群为更广泛的结论提供了公平的样本。我们还估计了卫星的暗物质晕质量，并发现没有迹象表明这些星系的光度取决于它们的暗晕质量，这一结果与MW矮星的结果一致。其中两颗M31 dSphs（和XV，XVI）的最大圆周速度估计小于12 km/s（到1 sigma），这可能使它们处于已知的最低质量的暗物质晕中（与MW的Bootes I一起）。最后，我们使用M31卫星的系统速度来估算M31晕的总质量：在139 kpc的范围内，M31的质量为8 + 4.1 - 3.7 x 10^11，对应于M31的暗物质晕的维里质量为1.2 + 0.9 - 0.7 x 10^12，与以前的结…
2012-05-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Revisiting candidate high-velocity stars associated with the Sagittarius dwarf spheroidal galaxy
University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）
研究通过Gaia DR3、DESI DR1和LAMOST DR12数据，识别出95个可能源于人马矮球状星团的高速星候选者，发现其运动学与Hills机制或潮汐破坏不一致，但与银河晕星一致，表明这些候选者更可能是银河晕星而非真实的人马起源高速星。
2026-03-16 astro-ph.GA
The mass and velocity anisotropy of the Carina, Fornax, Sculptor and Sextans dwarf spheroidal galaxies
我们模拟的大型运动学数据集的四个银河系矮椭球（dSph）卫星：船底座，天炉座，雕刻和六分仪，最近发表的沃克等人。成员星的选择使用一个可靠的动力学的闯入者去除计划的模拟数据进行测试。我们的成员选择比基于金属丰度指标的成员选择更具限制性，因为它不仅消除了银河系恒星的污染，还消除了潮汐尾中未束缚的恒星。我们通过将Jeans方程的解调整到投影速度色散和峰度的轮廓来对清洁的数据集进行建模。这些数据很好地再现了模型，质量遵循光和最适合的恒星轨道是各向同性弱切向，预期从潮汐搅拌的情况。天炉座矮星拥有超过2400颗成员星，是迄今为止最精确测定质量的dSph星系：其速度矩采样误差的1 sigma误差低于5%。六分仪的质光比为97个太阳单位，似乎是四个dSph星系中最主要的暗物质。
2009-01-06 astro-ph.GA
A Possible Formation Scenario for Dwarf Spheroidal Galaxies - II: A Parameter Study
矮球状星系是LCDM（Lambda Cold暗物质）分级宇宙学模型中星系形成过程的基本组成部分。这些星系被认为是最暗物质（DM）为主的系统，有最低的恒星含量，并在气体贫乏。许多理论试图解释dSph星系的形成，这些星系主要是围绕大星系运行或调用其他相互作用机制。在这里，我们展示了全套模拟作为我们的基准模型的扩展，在那里我们研究了孤立的经典dSph星系的形成，通过溶解矮星系DM晕内的星团。在我们的参数调查中，我们采用核心和尖DM晕配置文件，并考虑不同数量的溶解星团。我们调查的可观测量的依赖性与不同的质量和尺度长度的DM晕和不同的恒星形成效率（SFE）。我们发现，我们提出的方案解释了银河系的经典dSph星系的许多功能，如它们的形态和动力学。我们看到了表面亮度和发光组件的尺度长度如何随着我们的模拟参数而变化的趋势。我们还确定了它们形状的不规则性，即块状和椭圆度在我们的模拟中如何变化。在速度空间中，我们确定的参数导致平坦的速度频散曲线。我们认识到在速度空间中的运动学冷子结构，命名为化石遗迹和源于我们独特的初始条件，这改变了预期的结果。这些流动运动被认为是未来高分辨率观测的关键特征，以验证我们的方案。
2013-08-15 astro-ph.GA
Tidal disruption of globular clusters in dwarf galaxies with triaxial dark matter haloes
利用N体模拟研究了矮球状星系中球状星团的潮汐演化。我们的模型采用了宇宙学动机的情况下，dSPH近似的静态NFW晕与三轴形状。我们将我们的模型应用于五个GC，跨越三个数量级的恒星密度和两个质量，选择代表的五个GC表现出的天炉座dSph的属性。我们发现，只有代表天炉座最低密度GC（F1）的物体才能被天炉座的内部潮汐场完全破坏-即使它们的轨道衰减到天炉座的中心，四个密度更大的星系团也能生存下来。对于一个大的轨道和投影角，我们研究的空间和速度分布的恒星碎片沉积在完全破坏的F1类GC。我们的模拟显示，在低表面亮度（>26 mag/arcsec ^[2]）下，这些碎片表现为壳层、孤立的团块和拉长的过密度，这让人想起在几个MW dSphs中观察到的亚结构。这些特征是由星系势的三轴性引起的，不会随着时间的推移而消失。碎片的运动学在很大程度上取决于前身的轨道。与盒和共振轨道相关的碎片不显示流运动，如果视角垂直/平行于祖先的轨道平面，则可能比dSph的场群“更冷”/“更热”。与此相反，与环轨道相关的碎片显示出的旋转速度，可能是从星系中心检测到几个千秒差距。化学标记，可以区分GC碎片场星可能会揭示是否合并的GC有助于形成多个恒星组件中观察到的dSphs。
2009-05-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Elemental Abundances in M31: First Alpha and Iron Abundance Measurements in M31's Giant Stellar Stream
我们提出了第一次测量的[Fe/H]和[ $α$ /Fe]丰度，使用光谱合成模拟，红巨星分支恒星M31的巨大的恒星流。在距离M31中心17 kpc的投影距离上获得的光谱观测结果，从112颗被确定为M31的目标中，得到了61颗具有[Fe/H]测量值的恒星，其中包括21颗具有[ $α$ /Fe]测量值的恒星。[Fe/H]的测量结果证实了测光金属丰度估计的预期，即M31晕内这一区域的恒星与MW内晕的恒星相比相对富含金属：该区域超过一半的恒星，包括那些与运动学确定的子结构无关的恒星，都有[Fe/H]丰度$> -1.0$。在较低的金属丰度下，该区域的恒星是$α$增强的，而[ $α$ /Fe]随着[Fe/H]的增加而降低，高于[Fe/H] $\gtrsim -0.9$的金属丰度。在这个领域中，有三个运动学成分已经被确定：巨大的恒星流，第二个未知来源的运动学冷特征，以及M31的运动学热晕。我们比较概率[Fe/H]和[ $α$ /Fe]分布函数的每个组件。巨大的恒星流和第二个运动学冷特征具有非常相似的丰度分布，而晕组分更贫金属。虽然目前的样本量很小，但将巨恒星流场中的恒星丰度与文献中M31晕和dSph恒星的丰度进行比较表明，该流的祖先可能比M31现有的dSph或dEs NGC 147和NGC 185更大，并且经历了更高的恒星形成效率。
2019-08-12 astro-ph.GA
It's Not Just Star Formation: A trend of low dark matter densities in the Andromeda dwarf galaxy system
University of Surrey（萨里大学）；University of California, Los Angeles（加州大学洛杉矶分校）；The Space Telescope Institute（太空望远镜研究所）；Université de Strasbourg（斯特拉斯堡大学）；CNRS（法国国家科学研究中心）；Observatoire astronomique de Strasbourg（斯特拉斯堡天文台）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）；Dalhousie University（达尔豪斯大学）；University of British Columbia（不列颠哥伦比亚大学）；NRC Herzberg Astronomy and Astrophysics（NRC赫茨伯格天文学与天体物理学研究所）
通过动力学建模分析仙女座矮椭球星系，发现其中五个星系中心暗物质密度异常偏低，且不能用恒星形成引起的暗物质加热单独解释，可能暗示超出标准宇宙学模型的新物理。
2026-05-29 astro-ph.GA
Diversity of dark matter density profiles in the Galactic dwarf spheroidal satellites
核心尖点问题是$Λ$冷暗物质（$Λ$ CDM）理论标准范式中有争议的问题之一。然而，在传统的球对称性假设下，模型参数之间的强简并性使得矮球状（dSph）星系的中心是否真的有核心的暗物质密度分布还不清楚。在这项工作中，我们重新审视这个问题，使用非球形质量模型，它的优点是能够减轻简并。将我们的质量模型应用到目前可用的八个经典dSphs的运动学数据，我们发现，在有限的不确定性，这些dSphs中的大多数有利于尖形中心配置文件，而不是核心的。特别是，天龙座有一个尖形的暗物质晕，即使考虑到先前的偏见，概率也很高。我们还发现了内部斜坡的多样性在其暗物质晕。为了澄清这种多样性的起源，我们调查的内部暗物质密度斜率和恒星晕质量比的样本dSphs之间的关系，并发现这种关系是一般的协议与最近的$Λ$ CDM和流体动力学模拟的预测。我们还发现，模拟的暗晕在150 pc处的暗物质密度与近心距离之间存在反相关，这与观测结果一致。我们估计他们的天体物理因素的暗物质间接搜索和圆速度剖面，与巨大的不确定性。为了更精确地估计它们的暗物质轮廓，对dSphs进行宽场光谱调查至关重要。
2020-10-27 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
The SPLASH Survey: A Spectroscopic Analysis of the Metal-Poor, Low-Luminosity M31 dSph Satellite Andromeda X
仙女座X（AndX）是一个由Zucker等人（2007）在斯隆数字巡天（SDSS - York et al. 2000）中发现的低光度M31矮球状星系（dSph）。在本文中，我们提出了第一个光谱研究的个别红巨星分支恒星和X，作为SPLASH调查（光谱和光度景观仙女座的恒星晕）的一部分。使用凯克II望远镜和多目标DEIMOS摄谱仪，我们的目标是两个光谱掩模的表面上的星系和测量径向速度约100颗恒星的平均精度为sigma_v ~ 3公里/秒。这个区域的速度直方图证实了视线上的三个恒星群体：前景银河系矮星处于小的负速度，M31晕红巨星在很宽的速度范围内，以及一个非常冷的速度“尖峰”，由22颗属于And X的恒星组成，v_rad = -163.8 +/- 1.2 km/s。通过仔细考虑这些恒星的随机和系统速度误差（例如，通过重复的恒星测量），我们得到了And X的内禀速度色散σ_v = 3.9 +/- 1.2 km/s，这意味着它的质量与光的最小质量比M/L =37^{+26}_{-19}假设质量跟踪光。基于成员星的干净样本，我们测量出And X的中值金属丰度为[Fe/H] = -1.93 +/- 0.11，具有轻微的径向金属丰度梯度。金属丰度的离散度很大，σ（[Fe/H]）= 0.48，可能暗示该星系保留了大部分化学富集产物。我们讨论的潜力，更好地了解M31的dSphs系统的形成和演化机…
2009-09-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Binary Fraction of Stars in Dwarf Galaxies: the Cases of Draco and Ursa Minor
测量矮球状星系（dSphs）中双星的频率需要长时间间隔的数据。我们结合径向速度测量从五个文献来源采取的过程中的~30年，产生最大的多时代的运动样本的恒星在dSphs天龙座和小熊座。有了这个数据集，我们能够实现Spencer等人（2017 b）描述的贝叶斯技术的改进版本，以评估这些矮星系中红巨星的双星比例。假设Duquennoy & Mayor（1991）的周期和质量比分布，天龙座和小熊座的双星分数分别为$0.50^{+0.04}_{-0.06}$和$0.78^{+0.09}_{-0.08}$。我们发现，一个正常的质量比分布是首选一个平坦的分布，对数正态周期分布集中在长周期（$μ_{\log P}>3.5$）是首选的分布集中在短的。我们重新分析了狮子座II、船底座、天炉座、玉夫座和六分仪座的双星分数，发现在所有七颗矮星中，双星分数是常量的可能性小于1%，除非周期分布变化很大。这表明银河系dSphs中的双星种群在它们的双星分数、周期分布或两者方面都不相同。我们考虑了矮星的许多不同性质（例如质量、半径、光度等）。并发现在形成恒星速度快和/或具有高速色散的矮星中，双星比例可能更大。
2018-11-15 astro-ph.GA
The Effects of Ram-pressure Stripping and Supernova Winds on the Tidal Stirring of Disky Dwarfs: Enhanced Transformation into Dwarf Spheroidals
矮球状（dSph）星系形成的决定性模型仍然难以捉摸。由于它们靠近银河系和M31，各种环境过程被用来解释它们的起源。在这种情况下，潮汐搅拌模型假设与MW大小的主机的相互作用可以将旋转支持的矮星，类似于今天的矮不规则（dIrr）星系，转化为具有dSphs运动学和结构特性的系统。使用N体+SPH模拟，我们调查的依赖性，这种转换机制上的气体分数，fgas，在磁盘的祖矮星。我们的数值实验首次结合了辐射冷却，冲压压力剥离，恒星形成，超新星（SN）风，和宇宙紫外线背景的综合效应。对于主星系内部的给定轨道，旋转支撑的矮星的气体分数类似于观察到的dIrrs（fgas >= 0.5），相对于它们的无碰撞（fgas = 0）对应物，它们转化为dSphs的可能性和效率大大提高。我们认为，冲压压力剥离和SN风的结合导致富含气体的矮星更冲动地响应潮汐，增强其转变。当fgas >= 0.5时，盘状矮星在先前不适宜的低离心率或大近心轨道上仍然能够转变。在最宽的轨道上，这种转变是不完全的;矮星保留了重要的旋转支撑，相对平坦的形状，以及一些气体，自然地类似于过渡型系统。我们的结论是，潮汐搅拌构成了一个普遍的演化机制，塑造矮星系的结构在目前青睐的CDM宇宙学范式。
2017-03-24 astro-ph.GA
Study of the Sextans dwarf spheroidal galaxy from the DART CaII triplet survey
利用VLT/FLAMES中分辨率（R~6500）的近红外CaII三重态（CaT）区域红巨星分支星光谱，研究了六分仪矮球状星系（dSph）的广域金属丰度性质和内部运动学。我们的最终样本包括174个可能的六分仪成员，具有精确的视线速度（+- 2 km/s）和CaT [Fe/H]测量值（+- 0.2 dex）。我们使用8806.8\处的MgI线，作为区分可能的dSph成员（巨星）和可能的银河系污染物（矮星）的经验证据。六分仪显示出与其他银河系dSphs相似的化学动力学行为，其中心区域比外部更富含金属，并且金属含量更高的恒星比金属含量更低的恒星显示出更冷的运动学。沿投影主轴和沿P.A.= 191 °，然而，可能需要更大和空间上更扩展的样本来确定该梯度的幅度和方向。我们在六分仪的中心检测到一个冷的运动学结构，这与一个被破坏的金属贫乏的星团的残余物是一致的。我们推导出最扩展的视线速度色散曲线的六分仪，到1.6度的投影半径。从所观察到的视线速度色散曲线的Jeans建模，我们发现，这是一致的，与核心的暗物质晕与大的核心半径和尖状晕低浓度。最后一个测量点的质量在2-4 x 10^8 M_sun的范围内，给出了非常大的质光比，从460到920（M/L）_（V，sun）。
2010-09-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Detection of Chemo-Kinematical Structures in Leo I
本研究利用 Magellan/IMACS 和 Keck/DEIMOS 数据结合 Beacon 算法，在 Leo I 矮椭球星系中检测到 14 个可能源自瓦解星团的候选恒星流，其角动量随机取向支持了溶解星团模型。
2023-03-02 astro-ph.GA
The orientation and kinematics of inner tidal tails around dwarf galaxies orbiting the Milky Way
使用高分辨率的无碰撞N体模拟，我们研究了潮汐尾的性质，形成在附近的两个组成部分的矮星系演变的银河系（MW）的静态电位。矮星的恒星组成部分最初是以盘的形式存在的，星系被放置在基于CDM的宇宙学模拟的偏心轨道上。我们测量的方向，密度和速度分布的恒星的尾巴。由于轨道的几何形状，在矮星附近，尾巴是密集的，因此最有可能被探测到，它们通常朝向MW而不是沿着轨道。我们报告一个有趣的现象“潮汐尾翻转”：在从近心点到远心点的道路上，旧的尾巴以下的轨道被溶解，新的指向MW的形成在很短的时间尺度。我们还发现潮汐尾中恒星的速度与它们到矮星的距离之间存在紧密的线性关系。使用模拟数据集，我们证明，如果矮球状（dSPH）星系附近的MW潮汐影响他们的运动学样本很可能被污染的潮汐剥离的恒星往往人为膨胀的速度色散。由于近心点后新的潮汐尾的形成，这种影响对从近心点到远心点的矮星来说更强。因此，现实的dSph星系的质量估计需要从运动学样本中删除这些恒星。
2009-08-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark matter annihilation and decay from non-spherical dark halos in the Galactic dwarf satellites
银河系中的矮球状星系是间接寻找粒子暗物质的主要目标。为了对候选的暗物质粒子设置强有力的约束，了解这些系统的暗晕结构是非常重要的。在本文中，我们首先评估的天体物理因素的暗物质湮灭和衰变为24 dSphs，考虑到非球形暗晕，使用广义轴对称质量模型的基础上轴对称Jeans方程。首先，从最新的运动学数据的拟合分析，我们的轴对称质量模型是一个更好的适合比以前的球形，因此，我们的工作应该是最现实和可靠的估计天体物理因素。其次，我们发现，在分析的dSphs，超暗矮星系三角座II和大熊座II是最有前途的，但大的不确定目标的暗物质湮灭，而经典的dSphDraco是最强大的和可检测的目标的暗物质衰变。研究还发现，非球形的明亮和黑暗的组件影响的天体物理因素的估计，即使这些因素在很大程度上取决于样本大小，先验的参数范围和暗晕的空间范围。此外，由于这些影响，对暗物质湮灭截面的约束比以前的球形工作更保守。这些结果对于优化和设计空间和地面望远镜当前和未来多信使观测中的暗物质搜索非常重要。
2016-08-04 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
The metallicity distribution in the core of the Sagittarus dwarf spheroidal: minimising the metallicity biases
我们目前的金属丰度和径向速度为450个真正的成员人马座矮球状（Sgr dSph）星系，测量高分辨率（R~18000）FLAMES@VLT光谱。这些目标是经过仔细挑选的：（a）对Sgr dSph主体的核心进行取样，同时避免中央恒星核的污染;（b）根据盖亚视差和自行选择目标，以防止金属丰度分布出现任何偏差。所有的靶都被确定为径向速度构件。我们用这个样本来推导第一个金属丰度分布的核心的Sgr dSph几乎不受金属丰度偏差。观测到的分布范围从[Fe/H]~ -2.3到[Fe/H]~ 0.0，在[Fe/H]~ -0.5附近有一个强的、对称的、相对窄的峰，以及一个弱的、延伸的贫金属尾，只有13.8 +/-1.9%的恒星的[Fe/H]<-1.0。我们确认以前的证据之间的相关性的化学和运动学性质的恒星在核心的Sgr。在我们的样本恒星中，[Fe/H]>= -0.6的恒星比[Fe/H]<-0.6的恒星显示出更低的速度色散和更高的旋转振幅，证实了之前关于该系统祖星盘/晕结构的建议。
2022-11-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Binary star population of the Sculptor dwarf galaxy
本研究改进双星比例计算方法，结合玉夫座VLT/FLAMES数据集及6个经典矮椭球星系文献数据，测得玉夫座双星比例为0.55$^{+0.17}_{-0.19}$，未发现矮星系双星性质与太阳邻域存在差异。
2023-07-19 astro-ph.GA
Non-sphericity of ultralight axion dark matter haloes in the Galactic dwarf spheroidal galaxies
超轻轴子暗物质是解决小尺度问题，特别是核尖点问题的可能方案之一。这是因为暗物质可以在所有暗物质晕中产生一个中心孤子核心，这是由于德布罗意波长以下的量子压力对抗重力，这在轴子质量范围为$\sim10^{-22}$ eV的天体物理尺度上变得明显。在这项工作中，我们应用我们的非球形动力学模型的运动学数据的8个经典矮椭球体（dSphs），以获得更可靠和现实的限制，对中微子质量。这是由于dSphs的光分布不是球形的，也不是暗物质模拟预测的暗物质晕的形状。与以往的球形质量模型下的暗暗物质研究相比，由于非球形度的不确定性，我们的结果比那些约束条件更宽松。另一方面，值得注意的是，我们发现dSphs更喜欢有一个扁平的暗物质晕，而不是一个球形的，特别是天龙座喜欢一个强烈拉长的暗物质晕天真地假设一个孤子核心的配置文件。此外，我们随之而来的非球形核心的配置文件是更平坦的比数值预测的基础上的暗物质，即使仍然有不确定性的估计暗物质晕结构。为了减轻这种差异，可能需要进一步了解小质量尺度上的重子和/或重暗物质物理。
2019-12-04 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
The inner structure and kinematics of the Sagittarius dwarf galaxy as a product of tidal stirring
潮汐搅动模型设想了在本星系群中通过盘状矮星系与像银河系这样的更大的宿主星系的潮汐相互作用形成矮球状（dSph）星系。这些祖先盘嵌入在扩展的黑暗晕中，在进化过程中，这两个组件都遭受了强烈的质量损失。此外，盘经历了形态转变为球状体和过渡的有序到随机运动的恒星。使用无碰撞N体模拟，我们构建了一个模型附近的高度拉长的人马座（Sgr）dSph星系的潮汐搅拌方案的框架内。受目前已知的矮星轨道的限制，该模型认为，为了产生观测到的Sgr流的大部分潮汐碎片，但还没有将矮星的核心转变为球形，Sgr必须刚刚通过其当前围绕银河系的轨道的第二近心。在该模型中，Sgr的恒星成分在第二近心点之后仍然非常细长，并且在第一近心点处形成的强棒和第三近心点之后存在的几乎球形之间的形态中间。因此，这是第一个解释Sgr矮星演化的模型，解释了它观察到的非常椭圆的形状。在目前的时间有很少的内在旋转左和沿主轴检测到的速度梯度几乎完全是潮汐的起源。我们对最近测量的Sgr速度色散曲线进行了建模，假设质量跟踪光，并估计其当前的总质量在5 kpc内为5.2 x 10^8 M_sun。为了获得目前的质量，该模型要求Sgr的初始维里质量必须高达1.6 × 10^10 M_sun，与大麦云云相当，这可能是相互作用前Sgr祖先的合适模拟。
2010-11-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Foreground effect on the $J$-factor estimation of ultra-faint dwarf spheroidal galaxies
矮球状星系是伽玛射线暗物质研究的重要目标。特别是，DM湮灭信号预计将在最近发现的一些附近的超微弱dSphs，这可能会给严格的约束$\mathcal{O}(1)$ TeV WIMP DM的强。然而，各种不可忽略的系统的不确定性复杂的天体物理因素的估计相关的DM搜索在这些对象。其中，前景星的影响尤其引人注目，因为即使对于未来的运动学调查，污染也是不可避免的。在这篇文章中，我们评估前景污染的影响，对天体物理学的$J$-因素估计产生模拟样本的恒星在四个超微弱的dSphs和使用未来的摄谱仪的模型。我们调查各种数据削减，以优化数据的质量，并应用可能性分析，其中考虑到成员和前景恒星分布。我们表明，在信号区域（感兴趣的区域）的前景星污染和它们的统计不确定性，可以通过插值的前景星分布在控制区域中的前景星占主导地位的成员星估计。这些区域可以在未来的光谱观测中使用具有大视场的多目标摄谱仪进行保护;例如安装在斯巴鲁望远镜上的主焦点摄谱仪。上述估计有几个优点：污染的数据驱动估计使天体物理因子的分析在复杂的前景分布中保持稳定。此外，在似然分析中考虑了前景污染效应。
2018-08-29 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
Sagittarius II, Draco II and Laevens 3: three new Milky Way satellites discovered in the Pan-STARRS 1 3pi Survey
我们提出了三个新的银河系卫星的发现，从我们的搜索紧凑的恒星超密度在光度表的全景巡天望远镜和快速响应系统1（泛星1，或PS1）3 PI调查。第一颗卫星Laevens 3位于日心距离d=67+/-3千秒差距。它的总星等为Mv=-4.4+/-0.3，半光半径rh=7+/-2 pc，其性质类似于外晕球状星团。第二个系统是天龙座II/莱温斯4（Dra II），是一个较近较暗的卫星（d~20 kpc，Mv =-2.9+/-0.8），其不确定的大小（rh = 19 +8/-6 pc）使其在没有运动学信息的情况下很难分类;它可能是一个暗淡而延伸的球状星团，也可能是一个暗淡而致密的矮星系。第三颗卫星是人马座II/Laevens 5（Sgr II），它的性质不确定，因为它要么是最紧凑的矮星系，要么是光度范围内最大的球状星团（rh = 37 + 9/-8 pc，Mv=-5.2+/-0.4）。在67+/-5 kpc的日心距离，这颗卫星非常接近人马座矮球状星系（Sgr dSph）后面人马座恒星流的拖曳臂的预期位置。如果通过光谱学的后续研究得到证实，这种联系将定位到人马座恒星流的这部分拖曳臂，这部分到目前为止还没有被发现。这进一步表明，Sgr II是作为Sgr dSph的卫星被带入银河系晕的。
2015-10-31 astro-ph.GA
A deep view into the nucleus of the Sagittarius Dwarf Spheroidal Galaxy with MUSE. II. Kinematic characterization of the stellar populations
人马座矮球状星系（Sgr dSph）处于分裂的高级阶段，但仍然在其中心拥有其核星团（NSC）M54。在本文中，我们提出了一个详细的运动学特征的三个恒星星族存在于M54：年轻的金属丰富（YMR），中间年龄的金属丰富（IMR）和老金属贫乏（OMP），基于光谱的$\sim6500$个别M54成员星提取的一个大的MUSE/VLT数据集。我们发现，OMP人口是稍微平坦的低量的旋转（$\sim0.8$公里s $^{-1}$）和速度色散，遵循普卢默配置文件。YMR人口显示了大量的旋转（$\sim5$公里秒$^{-1}$）和高度的平坦化，与较低和平坦的速度色散的配置文件。IMR人口显示出高，但平坦的速度色散剖面，与一定程度的旋转（$\sim2$公里秒$^{-1}$）。我们补充我们的MUSE数据与信息从\textit{Gaia DR2}，并确认，从OMP和YMR人口的恒星在三维空间中共动，这表明他们是动态绑定。虽然动力学演化效应（如能量均分）能够解释恒星星族之间的速度分散的差异，旋转的强烈差异表明不同的人口形成路径，支持的$N$体模拟量身定制，以模仿YMR-OMP系统。这项研究提供了额外的证据，M54形成的情况下，在我们以前的工作中提出的，这NSC形成通过GC吸积（OMP）和原位形成气体吸积在旋转支撑盘（YMR）。
2020-02-18 astro-ph.GA
GaiaHub: A method for combining data from the Gaia and Hubble space telescopes to derive improved proper motions for faint stars
我们提出GaiaHub，一个公开可用的工具，结合$Gaia$测量与$Hubble$ $Space$ $Telescope$（$HST$）档案图像，以获得自行（PM）。它增加了两个天文台的科学影响力，超出了它们各自的能力。$Gaia$提供了整个天空的PM，但有限的镜子尺寸和时间基线限制了相对较亮的恒星的最佳PM性能。$HST$可以在很小的视场范围内测量更暗恒星的精确PM，但这需要两个观测时期，而这并不总是可用的。与仅使用$Gaia$的测量相比，GaiaHub的PM精度有了很大提高，尤其是对于微弱源$(G \gtrsim 18)$，它只需要$\sim 7$多年前（2012年之前）观测到的一个时期的$HST$数据。这对于研究银河系晕内外的恒星系统或结构具有重要的科学价值，因为银河系晕的成员恒星通常都很微弱。为了说明的能力，并证明GaiaHub的准确性，我们将其应用到MW球状星团（GC）和经典矮球状（dSph）卫星星系的样本。这使得我们，例如，以测量在天空平面中达到和超过$\sim 100$ kpc的物体的速度分散。我们发现，平均而言，温和的径向速度各向异性的GC，与现有的结果更接近的样品。我们观察到集群的内部运动学和它们的椭圆率之间的相关性，更各向同性的集群，平均而言，更圆。我们的研究结果也支持以前的发现，天龙座和玉夫座dSPH星系似乎是径向各向异性系统。
2022-05-16 astro-ph.GA astro-ph.IM
Phase-space Properties and Chemistry of the Sagittarius Stellar Stream Down to the Extremely Metal-poor ($\rm[Fe/H] \lesssim -3$) Regime
结合SEGUE、Gaia EDR3与StarHorse数据，研究Sgr流的相空间与化学性质，发现前导臂更贫金属且早被剥离粒子对应低金属丰度，证实其存在星族梯度，并发现与核心观测相悖的碳增丰贫金属恒星。
2023-04-02 astro-ph.GA
Spectroscopic age estimates for APOGEE red-giant stars: Precise spatial and kinematic trends with age in the Galactic disc
利用XGBoost对APOGEE红巨星进行光谱年龄估计，验证后揭示银盘年龄相关的化学、空间和运动学趋势，包括径向金属丰度梯度变平及年龄-速度弥散关系变陡。
2023-08-28 astro-ph.GA
Revealing mass distributions of dwarf spheroidal galaxies in the Subaru-PFS era
本文研究了银河系矮椭球星系在暗物质晕结构测量中的质量轮廓不确定性问题，指出需大型运动学样本与前景污染识别来克服质量密度与速度弥散张量各向异性的简并性，并说明PFS结合Hyper Suprime Cam预成像将取得重大进展。
2023-05-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
The structural and kinematical properties of NGC 5634, a globular cluster associated with the Sagittarius dwarf galaxy?
本文通过形态、运动学和动力学分析发现NGC 5634的轨道和动力学特征与人马座星流不一致，更接近GSE或Helmi星流，从而质疑其与人马座矮星系的关联。
2025-06-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemo-dynamical Nature of the Anticenter Stream and Monoceros Ring
本研究利用APOGEE巡天的高精度丰度对反银心流和麒麟环进行化学标记，发现其化学丰度与外薄盘外推值一致，排除矮星系起源，并暗示其与首次人马座矮球状星系经过有关。
2023-12-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Comprehensive, Wide-Field Study of Pulsating Stars in the Carina Dwarf Spheroidal Galaxy
我们报告的388脉动变星（和一些额外的杂项变量）在船底座dSph星系的一个区域，覆盖了整个星系的可见范围，并延伸了几倍，超出其测光（国王）潮汐半径沿其主轴方向检测。其中包括340颗新发现的矮造父变星，它们大部分位于水平分支以下约2.5等，周期非常短（<0.1天），这是它们的典型，与它们位于银河系年轻族群扩展主序的上部一致。在我们的调查中发现了几个潮外矮造父变星，距离船底座中心约1度。我们的样本还包括RR型天琴座恒星和异常的造父变星，其中一些也是在银河系潮汐半径之外发现的。这支持了过去的工作，表明船底座正在经历潮汐破坏。我们使用矮造父变星的周期-光度关系来估计距离模数为20.17 +/- 0.10 mags，与RR型天琴座星的估计非常一致。我们发现一些重要的区别，在性质的矮造父变星的船底座和那些在天炉座和LMC，目前已知的矮造父变星的唯一河外样本。这些差异可能反映了造父矮星的金属丰度分布、沿视线的深度和/或不同的演化路径。
2013-09-11 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
