The Dark Matter Annihilation Signal from Dwarf Galaxies and Subhalos
暗物质湮灭对于直接探测星系晕的块状性有着巨大的潜力，而星系晕是冷暗物质等级结构形成范式的关键预测之一。在这里，我们审查的伽马射线信号所产生的暗物质湮灭在银河系晕中心。我们认为这两个已知的银河系矮卫星星系和黑暗的团块没有恒星的组成部分作为潜在的来源。利用通过Lactea II数值模拟，我们估计通量18银河系矮椭球与公布的中心密度。最有希望的来源是Segue 1，其次是Ursa Major II，Ursa Minor，Draco和Carina。我们表明，如果任何已知的银河系卫星可以被检测到，那么至少有十倍以上的subhalos应该是可见的，其中很大一部分是黑暗的团块。
2009-06-11 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
A Deep Search for Extended Radio Continuum Emission From Dwarf Spheroidal Galaxies: Implications for Particle Dark Matter
我们提出了四个附近的矮球状（dSph）星系的深射电观测，旨在检测扩展的同步辐射产生的弱相互作用大质量粒子（WIMP）的暗物质湮灭在他们的晕。Colafrancesco等人的模型（CPU 07）预测在这样的系统中存在角度大、平滑分布的射电晕，这源于电子和正电子湮灭产物在湍流磁场中螺旋运动。我们用1.4 GHz的GBT在天龙座、大熊座II、后发座和威尔曼1 dSphs周围绘制了总共40.5 deg^2的地图，以检测这种湮灭特征，大大减少了使用NVSS目录的离散源混淆。我们从每个减影图中构建径向表面亮度分布，并将数据折叠以量化其中特征的重要性。在10弧分分辨率的观测中，前景对我们的高纬度地图贡献了1.8 - 5.7毫焦耳/束的标准差，其中Draco和Coma的发射主要由前景控制。另一方面，我们发现没有显着的发射在大熊座II和威尔曼1领域，并探讨在这些领域的粒子暗物质使用基准模型的CPU 07的非检测的影响。对于质量为100 GeV的WIMP湮灭成$b\bar{b}$终态，B = 1 μ G，对于CPU 07采用的带电粒子传播参数，大熊座II和威尔曼I湮灭截面的上限为log<ov，cm^3/s> < -25;这与从两年费米-LAT数据中推断的伽马射线能量相当。我们讨论了三种途径，以改善这里提出的约束<ov>，并得出结论，深射电观测dSphs是高度互补的间接WIMP搜索在更高的能量。
2013-06-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark Matter Density Profiles in Dwarf Galaxies: Linking Jeans Modeling Systematics and Observation
矮星系中暗物质的分布对我们理解星系形成以及暗物质的粒子物理性质具有重要意义。然而，由于有限的数据和难以精确建模的复杂动力学，准确表征矮星系的暗物质含量具有挑战性。在本文中，我们采用球形牛仔裤模拟的球形，各向同性的矮星系的恒星运动学数据的目标，确定未来的观测方向，可以提高银河系矮星系的暗物质分布的推断精度。我们探讨了暗物质推断是如何受到观测恒星的位置和数量以及视线速度测量误差的影响。我们使用模拟观测来证明限制暗物质分布的内核/尖点的困难，数据集少于10，000颗恒星。我们还证明了需要额外的测量，使强大的估计预期的暗物质湮灭信号强度。为了获得强大的间接检测约束的目的，我们确定大熊座II，小熊座和天龙座的系统，将最受益于更多的恒星被观察。
2020-09-01 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Ursa Major II - Reproducing the observed properties through tidal disruption
最近的深测光矮球状大熊座II的形态，和光谱的个别恒星，提供了一些新的限制其属性。随着速度色散$\sim$ 6公里秒$^{-1}$，并假设该星系是维里化，质光比被发现接近$\sim$ 2000 -显然严重暗物质为主。使用N-Body模拟，我们表明，所观察到的光度，椭圆率，不规则的形态，速度梯度，和速度色散可以很好地再现通过与潮汐质量损失的过程，并在没有暗物质。这些结果突出了在测量大熊座II的暗物质含量时存在的相当大的不确定性。内潮汐尾和潮汐流的动力学使得观测到的恒星速度色散提高到$>$ 5 km s $^{-1}$（有时$>$ 20 km s $^{-1}$）。这种效应是负责提高我们的模型的速度色散的UMaII中的观测值。我们测试一个迭代拒绝技术，用于从UMaII恒星的样本中去除未绑定的恒星，其在天空中的位置，和视线速度，提供。我们发现这种技术是非常有效的，在提供一个准确的绑定质量从这些信息，只有失败时，星系的绑定质量小于10 $%$的初始质量。然而，当$<2%$质量保持结合时，观察到质量高估$>$ 3个数量级。此外，我们发现，质量测量是敏感的视线速度的测量不确定性。1-4 km s $^{-1}$的测量不确定性导致质量高估$\sim$ 1.3-5.7倍。
2013-05-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Bounds on Dark Matter Properties from Radio Observations of Ursa Major II using the Green Bank Telescope
利用绿岸望远镜对大熊座II矮球状星系进行射电观测，得到了WIMP暗物质性质的边界。暗物质湮灭以带电粒子的形式释放能量，这些粒子在矮星系的磁场中发射同步辐射。计算了WIMP湮灭到不同主通道的预期同步辐射强度。预言的同步辐射对晕中暗物质的分布、扩散系数D_0、磁场强度B、粒子质量m_x、湮没率<σv>和湮没通道都很敏感。对于e^+ e^-、μ^+ μ^-、τ^+ τ^-和b \bar b通道，获得了<σv>、m_x、B和D_0的限值。对这些参数的限制对暗物质密度分布测量的不确定性很敏感。对于从恒星运动学推导出的最佳拟合晕参数，我们排除了10 GeV的WIMP在2σ水平下以<σv> = 2.18 x 10^{-26} cm ^3/s的热速率直接湮灭为e^+ e^-的情况，其中B > 0.6微高斯（1.6微高斯），D_0 = 0.1（1.0）x银河系扩散值。
2013-10-24 astro-ph.CO hep-ph
Dark influences III. Structural characterization of minor mergers of dwarf galaxies with dark satellites
在目前的和谐宇宙学中，小晕被认为是完全黑暗的，并且在轻微的合并相互作用期间可以显著地扰动低质量星系。这些相互作用很可能有助于矮星系人口的多样性。在这个领域中的矮星系经常被观察到在结构，形态和运动学上有特殊性，以及没有明显原因的恒星形成的强烈爆发。我们的目标是描述矮星系与暗卫星的微小合并的特征，以帮助它们的观测识别。我们探索和量化的各种结构，形态和运动学指标合并矮星系及其残余物使用一套流体动力学模拟。与暗卫星合并的最敏感指标是气体和恒星分布的大不对称性，增强的中心表面亮度和星爆，以及冷气体和恒星成分之间的速度偏移和错位。一般而言，合并系统涵盖最常用指标的各种值，而孤立对象往往具有更有限的值。有趣的是，我们在模拟中发现，恒星形成的显著偏心爆发可以精确定位暗卫星的位置。具有这种特点的观测系统也许是最有希望揭示迄今失踪卫星的存在的系统。
2016-09-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Scaling Relations for Dark Matter Halos Hosting Ultra-Faint Dwarf Galaxies
针对仅有约10颗成员星的超微弱矮星系，提出用半光质量估计器启发的标度关系替代 Jeans 建模提取暗物质晕参数，并指出 Ursa Major III 的 J 因子因离群星被夸大。
2025-08-05 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Hydrostatic Equilibrium Constraints on the Fuzzy Dark Matter Mass from Dwarf Spheroidals: Method, Systematics, and Robustness
Indian Institute of Science Education and Research (IISER) Kolkata（印度科学教育研究所加尔各答分校）
该研究提出基于局部流体静力学平衡的模糊暗物质玻色子质量非参数估计方法，利用9个银河系矮椭球星系数据得到质量约束并分析了系统误差与稳健性。
2026-10-16 astro-ph.CO
Dark influences II: gas and star formation in minor mergers of dwarf galaxies with dark satellites
有人提出，合并引起恒星爆发，并导致重要的星系形态变化。到目前为止，大多数研究都集中在大型星系上，但矮星也可能经历这样的事件，因为在和谐宇宙学模型中，晕质量函数是无标度的。值得注意的是，由于它们的质量较低，它们的大部分相互作用将与暗卫星发生。在本文中，我们遵循丰富的气体盘状矮星系的演化，因为它们经历了一个小合并与暗卫星。我们的目标是描述这种相互作用对矮星的恒星形成，形态和运动学性质的影响。我们对矮星系进行了一套精心设置的流体动力学模拟，其中包括暗物质、气体和恒星与仅由暗物质组成的卫星合并。对于主机系统，我们不同的气体分数，磁盘的大小和厚度，晕质量和浓度，而我们探索不同的质量，浓度和轨道的卫星。我们发现，相互作用导致强烈的恒星爆发的短和长的持续时间在矮星。它们的恒星形成率增加了几倍到10倍或更多。他们是最强的系统与扩展的气体盘和高气体分数合并与高浓度的卫星在一个平面，径向轨道。与银河系质量星系的类似模拟相反，许多系统经历了强烈的形态变化，即使在存在大量气体的情况下也会变成球状。模拟的系统与大量不规则矮星系和蓝色致密矮星的观测特性相比非常好。这意味着与暗卫星的合并可能正在发生，但并不完全明显，因此可能在矮星系人口的多样性中发挥作用。
2015-11-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Tidal Tales of Minor Mergers: Star Formation in the Tidal Debris of Minor Mergers
小星系合并的潮汐碎片如何影响螺旋星系或星系际介质的结构？虽然大合并已知会在潮汐碎片中产生潮汐矮星系和星团等结构，但对小合并（矮星系和盘星系之间的质量比小于三分之一）及其潮汐碎片知之甚少。这项工作调查6附近的小合并使用光学宽带和H-α窄带成像，以表征恒星形成的潮汐碎片。在6次合并中均发现了年龄小于潮汐尾动力学年龄的年轻星团，表明星团是就地形成的。即使较小的合并贡献较少的潮汐碎片的每一个相互作用比大合并，他们更常见，并可能有助于结构的所有类型的星系和星系际介质在整个宇宙的历史。
2009-09-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Distribution of Alpha Elements in Ultra-Faint Dwarf Galaxies
银河系超暗矮星系（UFD）包含宇宙中一些最古老，最贫金属的恒星。我们给出了8个UFD中61颗红巨星分支星的[Mg/Fe]、[Si/Fe]、[Ca/Fe]、[Ti/Fe]和平均[α/Fe]丰度比。这是迄今为止在绝对星等M_V >-8的星系中公布的最大的α丰度样本，包括Segue 1，Canes Venaeu II，Ursa Major I和Leo T的首次测量。通过中等分辨率Keck/DEIMOS光谱和光谱合成确定丰度。样品的金属量范围为-3.4 < [Fe/H] <-1.1。可能除了Segue 1和Ursa Major II之外，个别UFD在较高的金属丰度下平均显示较低的[alpha/Fe]，与Ia型超新星的富集一致。因此，即使是最微弱的星系也至少经历了有限水平的化学自富集。结合最近的光度研究，这表明UFD中的恒星形成不是一次爆发，而是至少持续了Ia型超新星爆发的最小延迟时间（约1亿年），并且不到2 Gyr。我们进一步表明，合并人口的UFD有一个[α/Fe]丰度模式，这是不一致的一个单位，星系晕样的α丰度趋势，也是定性不同的更明亮的CVn I dSph，这确实显示了一个平台在非常低的提示[Fe/H]。
2013-02-26 astro-ph.CO
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
Dark influences: imprints of dark satellites on dwarf galaxies
在当前的$Λ$ CDM宇宙学模型的背景下，小的暗物质晕是丰富的，矮星系的卫星预计将主要是黑暗的。由于低质量星系具有较小的重子分数，与这些卫星的相互作用可能会留下特别引人注目的印记。我们揭示了这些暗卫星中最大的影响盘状矮星系和可能的动力学和形态的转变，从这些相互作用的结果。我们使用一套精心设置的，受控的孤立矮星系模拟。主矮星系在暗物质晕中只有一个恒星盘，而次矮星系则完全没有重子。我们改变盘质量，晕浓度，初始盘厚度和卫星轨道倾角。盘状矮星系被加热和破坏，由于轻微的合并事件，更极端的卫星盘质量比高，形态和运动学显着改变。此外，对于不太集中的晕，轻微的合并可以完全摧毁盘，留下一个低光度的类球状星系。我们的结论是，矮星系是非常容易受到干扰的暗星系，即使是一个轻微的合并事件可以显着破坏和改变的结构和运动学的矮星系。这一过程可能被看作是矮球状星系形成的一个新通道。
2014-11-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
The NGC 3341 minor merger: a panchromatic view of the active galactic nucleus in a dwarf companion
我们目前的X射线（钱德拉），无线电（EVLA和EVN），并在NGC3341的三重合并系统的档案光学数据。我们的全色分析证实了在NGC3341B中存在一个Seyfert 2活动星系核，它是次级矮伴星之一。另一方面，主星系的核心，与每年几个太阳质量的恒星形成区域相一致，NGC3341C不太可能拥有AGN。因此，我们认为，NGC3341是一个特殊的例子，活动星系核触发的卫星星系的小合并系统。这样一个系统的存在可能有重要的影响，在模型的层次增长的结构。需要对NGC3341和潜在的类似源进行进一步的观测和理论研究，以了解小合并对活动星系核活动开始的作用，以及大质量星系的演化。
2013-08-31 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
On Asymmetric Distributions of Satellite Galaxies
我们证明，不对称分布的M31卫星不能产生来自银河系的潮汐，因为这样的影响太弱。然而，松散结合的卫星群和卫星群可能会落入更大的晕圈中，导致不对称。我们计算这种关联的生存时间。我们证明了在开普勒势中生存时间总是最短的，而在对数势中可以长3倍。我们提供了一个解析公式的分散时间的尺寸和速度分散的下落结构。我们表明，如果一个约10个矮星的协会落入M31晕，它目前的面貌将是一个不对称的卫星盘。我们还讨论了仙女座II和小熊座矮星的冷子结构的情况。
2014-09-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Anatomy of Ursa Majoris
大熊座附近的一个易碎星云包含270个径向速度为500 < VLG < 1500 km s^-1的星系，位于RA= [11 h; 13 h]和DEC= [+40 deg;+60 deg]的区域内。目前，其中97个星系有单独的距离估计。我们使用这些数据来澄清的结构和运动学的UMa复杂。根据Makarov和Karachentsev（2011）的研究，大部分Uma星系属于7个束缚星系群，这些星系群具有以下中值参数：速度色散为58 km s^-1，谐波投影半径为300 kpc，维里质量为2.10^12 Msol，维里质量与K波段光度之比为27 Msol/Lsol。几乎一半的Uma云是富含气体的矮星（Ir，Im，BCD），在GALEX紫外线巡天中看到了活跃的恒星形成。乌玛星系团距离我们15-19百万秒差距，与室女星系团的距离相同。乌玛星系群的维里总质量为4.10^13 Msol，因此乌玛星系云中暗物质的平均密度为Omega_m = 0.08，比宇宙平均密度低3倍。这是尽管事实上，乌玛云居住在宇宙的一个区域，这是一个明显的密度过高。一个可能的解释是，宇宙中的大部分质量存在于星系团之间的真空中。因此，UMa群的平均距离和速度遵循几乎未受干扰的哈勃流，而没有由向大质量吸引子的下落引起的“Z波”效应的迹象。这限制了云体积内Uma组之间的暗物质的总量。
2012-11-27 astro-ph.CO
Segue 2: The Least Massive Galaxy
Segue 2是由Belokurov等人（2009年）发现的，是一个光度只有900 L太阳的星系。我们提出了凯克/DEIMOS光谱的25个成员的Segue 2-光谱样本量增加了三倍。速度色散太小，无法用我们的数据测量。90%（95%）置信度的上限是sigma_v < 2.2（2.6）km/s，这是任何星系最严格的限制。在三维半光半径（46 pc）内，相应的质量极限是M_1/2 < 1.5（2.1）x 10^5 M_sun。Segue 2是已知质量最小的星系。我们将Segue 2认定为一个星系，而不是一个星团，这是基于成员星之间[Fe/H]的广泛分散（从-2.85到-1.33）。恒星的[α/Fe]比随着[Fe/H]的增加而下降，表明Segue 2保留了Ia型超新星的喷出物，尽管它目前的质量很小，恒星的形成持续了至少1亿年。平均金属丰度<[Fe/H]> = -2.22 +/- 0.13（大约与小熊座星系相同，比Segue 2亮330倍），高于由银河系更明亮的矮星系卫星定义的亮度-金属丰度关系的预期。Segue 2可能是潮汐剥离的最裸露的残余，小熊座大小的星系。如果是这样的话，它就是超暗矮星系通过潮汐剥离变得超暗的最好例子。另外，Segue 2可能诞生于质量非常低的暗物质次晕（v_max < 10 km/s），低于氢原子冷却极限。
2013-05-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark matter searches with Cherenkov telescopes: nearby dwarf galaxies or local galaxy clusters?
在本文中，我们比较矮星系和星系团，以阐明哪类对象是最好的目标，伽玛射线DM搜索与成像大气切伦科夫望远镜（IACTs）。我们建立了一个包含一些最有希望的邻近矮星系（Draco，Ursa Minor，Wilman 1和Segue 1）和本地星系团（Perseus，Coma，Ophiuchus，Virgo，Fornax，NGC 5813和NGC 5846）的混合矮星+星系团样本，然后利用最新的DM密度轮廓模型计算它们的DM湮灭通量轮廓。我们还包括在我们的计算DM子结构的影响。Willman 1是样本中的最佳候选者。然而，它的质量模型仍然相当不确定，所以可能其他不确定性较小且通量非常相似的候选者，即小熊座和Segue 1，可能是更好的选择。至于星系团，处女座代表了通量最高的星系团。然而，其大的空间延伸可能是IACT观测和后验数据分析的严重障碍。然而，其他具有更温和发射区域的本地星系团候选者，如英仙座，可能是很好的替代品。在比较了矮星和星系团之后，我们发现前者的湮灭通量剖面在中心处比星系团的湮灭通量剖面大约高出一个数量级，尽管一旦考虑到子结构，星系团可以产生类似的甚至更高的整个物体的积分通量。即使这些对象是严格的点状根据其湮灭信号的属性，我们得出结论，矮星系是最适合的观测策略的基础上搜索的点状源，而星系团代表最好的分析目标，可以处理相当扩展的排放。最后，我们研究了IACTs的检测前景[缩写]
2011-12-09 astro-ph.CO astro-ph.HE
The survival of dynamical fossils in dwarf spheroidal galaxies in conventional and modified dynamics
非束缚密度子结构对轨道混合的生存对潜在的引力势的斜率施加了很强的约束，并提供了一个新的测试修改的重力。在这里，我们调查的解释，小熊座（UMi）矮球状星系的恒星团是一个“动力化石”是否符合修正牛顿动力学（MOND）。对于UMi质量模型推断拟合的速度色散曲线，恒星团周围的第二个高峰UMi擦除非常迅速，在1.25 Gyr（6.5轨道），即使包括自引力。我们发现，即使在更慷慨的条件下，团块也很难存活超过2 Gyr。替代方案，可能会导致一个运动学冷块进行了讨论，但到目前为止，没有一个被发现是完全令人满意的。我们的结论是，在UMi冷团构成了一个挑战，LambdaCDM和MOND。
2010-05-17 astro-ph.CO
Episodic starbursts in dwarf spheroidal galaxies: a simple model
本星系群中的矮星系似乎在距离宿主星系270千秒差距的范围内被剥离了气体。然而，这些矮星的颜色星等图显示了在宇宙时间内恒星形成的明显证据（Δ t~几个Gyr）。我们提出了一个简单的模型来解释这种行为。矮星弱重力场中的残余气体在偏心轨道周围经历了气体冷却时间的剧烈变化。这种变化是由于两个主要的影响。沿轨道的方位角压缩导致气体冷却速率~（[1 + ε]/[1-ε]）^2的增加。当R> R_disk时，银河系的电离场下降为1/R^2，尽管由于河外紫外场的电离强度，在R~150 kpc处达到一个底。我们预测，幕式SF主要是中等偏心轨道（ε> 0.2）上的矮星的特征，这些矮星不会太靠近中心（R> R_disk），并且不会将整个轨道远离中心（R> 200 kpc）。自恒星形成初期以来，约有40%的早期矮椭球体至少已经发生过一次爆发，其中10%的矮椭球体经历了第二次爆发。这样的模型可以解释船底座矮椭球爆发的时间和限制天炉座矮椭球的轨道。然而，这个模型无法解释为什么一些矮星，如小熊座，在坠落后没有经历爆炸。
2012-02-07 astro-ph.CO
Using dwarf satellite proper motions to determine their origin
围绕银河系的卫星星系的高度组织化分布是对和谐宇宙学模型的一个严重挑战。在这个框架中，也许唯一剩下的解决方案是矮卫星星系沿着一两个细丝落入银河系的势能中，这可能会也可能不会重现观察到的分布。在这里，我们利用天炉座，玉夫座，小熊座和船底座矮椭球体的自行车测试这种情况下，并追溯其轨道通过几个变化的银河系的潜力和帐户的动力摩擦。关键参数是矮星系的自行和总质量。使用一个简单的模型，我们发现没有一组站得住脚的参数，可以让天炉座是一致的，与惯性下降，主要是因为1 σ误差的自行是相对较小的。其他三个必须走钢丝之间需要一个小的近心点（小于20千秒差距），以失去足够的轨道能量的动力学摩擦和避免被潮汐破坏。然后，我们采用了一个更现实的模型与主机晕质量吸积，并发现这四个矮星系必须在至少5个Gyrs前下降。这个时间间隔比有组织的分布在被卫星轨道的随机化消除之前预期持续的时间要长。
2011-08-18 astro-ph.CO
