Chemical Feature of Eu abundance in the Draco dwarf spheroidal galaxy
矮球状星系（dSph）中r过程元素的化学丰度是探测r过程位置的有力工具，因为它们的小质量尺度可以区分产生r过程元素的单个事件。双星合并的中子星是一个有希望的候选人，这个网站。在暗淡的，或质量较小的dSph星系，如天龙座，少数双星中子星合并预计最多发生在整个过去。利用Subaru/HDS观测系统对天龙座dSph中的三颗红巨星进行了Eu和Ba的化学丰度测量。一颗[Fe/H]=-1.45的恒星的Eu探测证实了[Fe/H]>-2的恒星的[Eu/H]大致为-1.3。具有类似质量的其他dSph共享该特征，即，雕塑家号和船底座号，并认为就其稀有性而言，中子星合并是r过程元素的起源。此外，还发现了两颗[Fe/H]=-2.12和-2.51的贫金属星，它们的Eu丰度都很低，[Eu/H]<-2，这意味着在[Fe/H] ~ -2.2时，天龙座dSphEu丰度突然增加了0.7 dex以上。此外，这些恒星的Ba丰度的检测表明，r-过程的富集开始不晚于只有几个%的恒星在今天的天龙座dSph形成的时间。虽然在天龙座dSphs中早期Eu产生的起源还有待于天龙座中[Fe/H]<-2的恒星以及其他暗淡dSphs的丰度数据的获得，但Eu产生事件的早期出现可能与星系晕中存在富含r-过程元素的极端贫金属恒星相一致。
2015-04-13 astro-ph.GA
$J$-factor estimation of Draco, Sculptor and Ursa Minor dwarf spheroidal galaxies with the member/foreground mixture model
矮球状星系是目前宇宙中寻找暗物质的间接探测实验的理想目标。为了稳健地预测源自dSphs内部DM湮灭的信号通量的量，DM分布以及dSphs的$J$因子的精确确定是特别重要的。在这项工作中，我们估计天龙座，玉夫座和小熊座dSphs的改进的统计方法，其中前景星和dSphs成员星同时考虑。我们定义的似然函数的方法作为所谓的条件之一，以消除观测恒星数据的采样偏差。这种改进的方法使我们能够估计DM分布和$J$-因素的dSphs直接从观测到的恒星数据污染的前景星，而不施加严格的成员资格标准的测量量。
2020-02-12 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
Carbon in the Draco Dwarf Spheroidal Galaxy
从天龙座矮球状星系35颗巨星的Keck I LRISb光谱中获得了[C/Fe]、[Ca/H]和[Fe/H]的测量值。铁的丰度是由光谱合成建模的波长范围从4850至5375 A，而钙和碳的丰度分别通过拟合钙II H和K线和CH G带。在采样的巨星中发现了-2.9 <= [Fe/H]} <= -1.6的金属丰度范围，[Fe/H]和[Ca/H]之间有很好的相关性。样本中的绝大多数恒星都被归类为在λ 3883 CN波段有微弱的吸收，在红巨星分支的给定光度下，波段强度只有很小的散射。在这个意义上，天龙座巨星中CN的行为与金属丰度[Fe/H] <-1.8的球状星团中红巨星中CN的主要弱带是一致的。天龙座样本中超过一半的巨星[Fe/H] >-2.25，其中红巨星分支的[C/Fe]丰度有随着亮度增加而减少的趋势。这种现象在星系晕的场巨星和球状星团巨星中也能看到，它被解释为对流包层底部和氢燃烧壳层外部边界之间物质深度混合的结果。然而，在六颗金属丰度为-2.65 < [Fe/H] < -2.25的天龙座巨星中，碳丰度没有这种趋势。这可能是由于小样本统计或最贫金属的天龙座恒星中碳丰度的原始不均匀性。我们在样本中发现了一颗潜在的富碳极贫金属恒星。该候选人将需要进行后续观察以进行确认。
2013-03-13 astro-ph.GA
Stellar 3-D kinematics in the Draco dwarf spheroidal galaxy
目的。我们提出了第一个三维内部运动的天龙座矮球状星系中的单个恒星。方法.通过结合第一历元$Hubble$ $Space$ $Telescope$观测和第二历元$Gaia$数据Release 2位置，我们测量了$149$源在天龙座方向上的自行。我们确定了$81$红巨星分支恒星的子样本的视线速度使用中等分辨率的光谱在凯克II望远镜的DEIMOS摄谱仪获得。总之，这导致了$45$ Draco成员的最终样本具有高精度和准确的3D运动，我们在本文中以表格的形式呈现。结果基于这个高质量的数据集，我们确定了$\sim120$ pc距Draco中心的投影距离处的速度分散度为$σ_{R} =11.0^{+2.1}_{-1.5}$ km/s，$σ_{T}=9.9^{+2.3}_{-3.1}$ km/s和$σ_{LOS}=9.0^{+1.1}_{-1.1}$ km/s。这导致在$r \gtrsim120$ pc下的速度各向异性$β=0.25^{+0.47}_{-1.38}$。使用球面Jeans方程并假设恒定的各向异性和Navarro-Frenk-White（NFW）质量分布，还基于3D速度色散应低于系统逃逸速度的$\approx 1/3$的假设，可以获得更严格的约束。在这种情况下，我们将天龙座的最大圆周速度$V_{max}$限制在$10.2-17.0$ km/s的范围内。相应的质量范围是在良好的协议与以…
2019-11-18 astro-ph.GA
The Draco Dwarf Spheroidal Galaxy in the First Year of DESI Data
本研究利用DESI第一年数据分析了天龙座矮椭球星系恒星的空间分布、运动学和金属丰度，识别出155颗成员星，发现其金属丰度梯度特征，并在潮汐半径外发现8颗成员星。
2025-10-12 astro-ph.GA
Narrowband Ca Photometry for Dwarf Spheroidal Galaxies. I. Chemostructural Study on Draco, Sextans, and Canes Venatici I
银河系的几十个矮卫星星系已经被发现，它们通常被视为我们银河系的剩余组成部分。后续的光谱分析显示矮星系的金属丰度有相当大的分布。提出了几种方案来解释金属丰度的传播，这可以通过具有不同金属丰度的恒星子种群的结构模式来测试。然而，这种化学加结构的研究，我们称之为“化学结构研究”，由于缺乏具有光谱金属丰度的恒星而受到阻碍。在这里，我们提出了钙$-$ $by$测光作为一种替代方法，以确保金属丰度为2 $-$ 3个数量级的恒星样品比光谱样品，从而使我们能够进行矮星系的化学结构研究。特别是，我们使用$hk$指数[ $\equiv($ Ca $-b)-(b-y)$ ]，其作为红巨星分支恒星的光度金属丰度指示器（和对年龄的粗糙不敏感性）的有效性通过银河系球状星团得到了支持，并使用Subaru/Suprime-Cam观测了三个矮球状星系$-$ Draco，Sextans和Canes Venaeal I（CVnI）$-$。我们发现在所有的星系中，富金属的恒星星族比贫金属的恒星族更集中，这表明星系的中心区域经历了扩展的恒星形成。六分仪和CVnI的这种负径向金属丰度梯度与传统的光谱结果相反。我们还发现，它们的金属丰度分布函数（MDFs）的特点是由一个单峰，偏高斯形状的金属丰富的峰值和金属穷人的尾巴。根据矮星系形成理论，讨论了它们的化学结构和结构特征。
2020-01-30 astro-ph.GA
Proper Motion of the Draco Dwarf Galaxy from Subaru Suprime-Cam Data
我们已经测量了天龙座矮球状星系的绝对自行使用斯巴鲁Suprime-Cam图像在三个时代，与时间基线的4.4和7年。自行研究的星等极限是i=25，因此可以使用数千个背景星系和天龙座恒星来进行广泛的天体测量测试，并推导出对惯性参考系的修正。由此导出的自行为（μ_α，μ_δ）=（-0.284 +-0.047，-0.289 +-0.041）mas/yr。这一运动意味着天龙座的轨道是接近近心点的$\sim 20$千秒差距;这是一个有点破坏性的轨道，表明潮汐可能是天龙座在视线速度研究中看到的速度-色散曲线上升的原因。这个轨道与天龙星在银河系卫星的巨大极地结构中的成员资格只有很小的一致性，而最近的HST自行测量发现它很可能是一条直线。我们的研究是一个测试案例，以证明具有适当分辨率的马赛克相机的深度成像可用于高精度，基于地面的自行测量。作为一个有用的副产品的研究，我们还确定了两个微弱的棕矮星候选人在前景领域。
2016-06-03 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
A wide angle view of the Sagittarius dwarf spheroidal galaxy -- II. A CEMP-r/s star in the Sagittarius dwarf Spheroidal Galaxy
我们报告的发现和化学丰度分析的第一个CEMP-r/s的恒星发现在人马座矮球状星系，通过UVES高分辨率光谱。这颗恒星位于Sgr dSph的外围，沿着主体长轴，是一颗中等贫金属巨星（T $_{eff}$ = 4753 K，log g = 1.75，[Fe/H]=-1.55），[C/Fe]= 1.13，使其处于所谓的"高碳带"，并具有强烈的s过程和r过程富集（[Ba/Fe]= 1.4，[Eu/Fe]= 1.01）。获得了从C到Dy的29种元素的丰度。的化学图案似乎是最适合的情况下，r-过程污染事件预富集的材料，其中的恒星诞生为二次在一个二元系统，其主要通过AGB阶段的演变，提供C和S-过程富集。
2020-05-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
APOGEE chemical abundances of stars in the MW satellites Fornax, Sextans, Draco and Carina
Sun Yat-sen University（中山大学）；CSST Science Center for the Guangdong-Hong Kong-Macau Greater Bay Area（中国空间站科学中心粤港澳大湾区分中心）；Universidad Católica del Norte（北天主教大学）；Nanjing University（南京大学）
研究MW卫星中恒星的化学丰度，探讨星系质量对化学演化的关键作用，并发现弗诺克斯卫星中存在氮丰富的恒星，可能为被破坏的球状星团残骸提供证据。
2026-03-17 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
Andromeda XXIX: A New Dwarf Spheroidal Galaxy 200kpc from Andromeda
我们报告发现了一个新的矮星系，仙女座XXIX，使用最近发布的斯隆数字巡天DR 8的数据，并证实了双子座北望远镜多目标光谱成像数据。XXIX看起来是一个矮球状星系，在天空中与M31的距离略大于15度，从红巨星分支的尖端推断的距离为730 kpc +/-75kpc，相当于与M31的三维距离在205 kpc和227 kpc之间（接近M31的维里半径）。它的绝对星等是通过与天龙座矮椭球的红巨星分支光度函数比较确定的，M_V = -8.3+/-0.4。XXIX的恒星星族似乎与天龙座非常相似;因此，我们估计XXIX的金属丰度为[Fe/H] \sim-1.8。And XXIX的半光半径为360 pc +/-60pc，椭圆率为0.35+/-0.06，是银河系和M31在这个绝对星等范围内的典型矮卫星。
2011-10-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
The dark matter content of Milky Way dwarf spheroidal galaxies: Draco, Sextans and Ursa Minor
本研究利用DESI银河系巡天数据，采用JAM建模方法分析三个经典矮椭球星系的暗物质分布，测得其内密度斜率并给出J、D因子，指出相关研究仍受方法和数据不确定性制约。
2025-10-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Geometry of the Draco C1 Symbiotic Binary
天龙座C1是一个已知的共生双星系统，由一颗碳红巨星和一颗炽热的致密伴星组成--可能是一颗白矮星--属于天龙座矮球状星系。从近红外光谱观测的阿帕奇点天文台星系演化实验（APOGEE-2），斯隆数字巡天IV的一部分，我们提供更新的恒星参数的冷，巨大的组件，并限制温度和质量的热，紧凑的同伴。以前对该系统周期性的测量仅基于几个历元的径向速度数据或相对较短的基线光度观测，仅足以对轨道周期设定下限（$P > 300$天）。我们第一次报告了双星系统的精确轨道参数：通过从APOGEE跨越3年多的观测基线的43次径向速度测量，我们明确地推导出该系统的周期为$1220.0^{+3.7}_{-3.5}$天。基于新推导出的轨道周期和系统的分离，以及对红巨星半径的估计，我们发现热伴星必须从其演化伴星的稠密风中吸积物质。
2020-09-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
HSTPROMO Internal Proper Motion Kinematics of Dwarf Spheroidal Galaxies: I. Velocity Anisotropy and Dark Matter Cusp Slope of Draco
本研究利用HST多年成像数据结合视向速度，首次获得天龙座矮星系的径向分辨三维速度弥散剖面，通过扁球轴对称Jeans方程推断其暗物质密度斜率符合ΛCDM的尖峰预言，并约束了自相互作用暗物质截面。
2024-07-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Study of Detailed Morphology of Milky Way Dwarf Galaxies: Draco and Boötes I
The Graduate University for Advanced Studies, SOKENDAI（高级研究院）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；Hosei University（法政大学）
本研究利用深度成像数据比较银河系矮球状星系天龙座与牧夫座I的外部恒星结构，发现牧夫座I存在潮汐尾迹象，而天龙座保持紧凑，表明潮汐响应受轨道历史和暗物质晕结构影响。
2026-10-15 astro-ph.GA
Is Draco II one of the faintest dwarf galaxies? First study from Keck/DEIMOS spectroscopy
本文首次对Pan-STARRS 1 3π巡天中发现的暗致密恒星系统Draco II（Dra II，M_V=-2.9+/-0.8，r_h=19^{+8}_{-6} pc）进行了光谱分析。利用DEIMOS在Keck II望远镜上进行的观测，确定了它的一些基本特征：速度数据揭示了一个由9颗成员星组成的窄峰，系统日心速度<v_r>=-347.6 ^{+1.7}-1.8} km/s，从而证实Dra II是银河系的一颗卫星;我们推断速度频散σ_{vr}=2.9 ± 2.1 km/s（在95%置信水平下<8.4 km/s），这意味着log_{10}（M_{1/2}）=5.5^{+0.4}_{-0.6}和log_{10}（（M/L）_{1/2}）=2.7^{+0.5}_{-0.8}（太阳单位）;此外，高信噪比成员星光谱中非常弱的钙三重线意味着[Fe/H]<-2.1，而两颗颜色和星等相似的恒星的谱线强度的变化表明Dra II的金属丰度分布。这些新的数据无法清楚地区分天龙座II是一个星团，还是最暗、最紧凑、最接近的矮星系。然而，三个-个别不确定-证据的总和在这里提出，似乎有利于矮星系的解释。
2016-01-18 astro-ph.GA
Constraints on the r-process Delay Time from Dwarf Spheroidal Galaxies
University of Notre Dame（圣母大学）；Amherst College（阿默斯特学院）
本研究通过拟合矮椭球星系的恒星丰度，发现中子星并合不能作为 r 过程的唯一来源，需即时 r 过程源，且理论 r 过程产额高估 Sr、Y 生成达 100 倍。
2026-10-14 astro-ph.GA
The case for a cold dark matter cusp in Draco
我们使用一种新的质量建模方法，GravSphere，测量天龙座矮球状星系的中心暗物质密度分布。天龙座的恒星形成在很久以前就停止了，这使它成为一个“原始”暗物质尖端的主要候选者，在星系形成期间不受恒星反馈的影响。我们首先在一组潮汐剥离的模拟“Draco”状矮人上测试GravSphere。我们表明，我们能够正确地推断的暗物质密度分布的尖和核心模拟在我们的95%的置信区间。虽然我们只得到一个弱的推断，这些密度分布的对数斜率，我们能够得到一个强大的推断的幅度内暗物质密度在150 pc，$ρ_{\rm DM}(150\,{\rm pc})$。我们表明，结合在较大半径的密度分布的约束，这是足以区分$Λ$冷暗物质（$Λ$ CDM）尖$-$，$ρ_{\rm DM}(150\,{\rm pc}) > 1.8 \times 10^8\,{\rm M}_\odot \,{\rm kpc}^{-3}$ $-$从替代暗物质模型，具有较低的内部密度。然后，我们将GravSphere应用于真实的Draco数据。我们发现天龙座内部的暗物质密度为$ρ_{\rm DM}(150\,{\rm pc}) = 2.4_{-0.6}^{+0.5} \times 10^8\,{\rm M}_\odot \,{\rm kpc}^{-3}$，与$Λ$ CDM尖点一致。使用速度无关的SIDM模型，校准$Λ$ SIDM宇宙学模拟，我们…
2019-04-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
A possible formation scenario for dwarf spheroidal galaxies - III. Adding star formation histories to the fiducial model
矮球状星系被认为是形成较大星系的基本组成部分，并且被认为是宇宙中已知的最主要的暗物质系统。有几个模型试图解释它们的形成和演化，但它们在模拟孤立矮球状星系的形成时存在问题。在这里，我们将解释一个可能的形成场景，其中星团形成在矮球状星系的暗物质晕内。这些星团的恒星形成效率很低，在暗物质晕内旋转时会溶解。因此，它们构成了我们在矮球状星系中观察到的微弱发光成分。在本文中，我们研究这个模型，通过添加不同的恒星形成历史的模拟结果与我们以前的工作和观测数据进行比较，表明我们可以解释矮球状星系的形成。
2017-10-18 astro-ph.GA
Dark matter distribution and dynamics of dwarf spheroidal galaxies
我回顾了矮球状星系的动力学建模的现状，重点是估计其暗物质含量。从最简单的方法，使用速度色散曲线，我讨论了固有的问题，质量各向异性退化和污染的未绑定的恒星。然后，我继续增加复杂性的方法，旨在打破简并，最近应用的史瓦西轨道叠加法。动力学模型被放置在矮球状星系的形成，包括潮汐搅拌模型和合并的矮星系的可能方案的背景下。这两种情况说明了模拟的例子：尖状和核心的暗物质配置文件和形成一个矮椭球体与长轴旋转的矮星之间的潮汐演化的比较。
2019-10-23 astro-ph.GA
Proper Motion of the Draco Dwarf Galaxy Based On Hubble Space Telescope Imaging
我们已经测量了自行的天龙座矮星系的图像在两个时代的时间基线约两年采取的哈勃太空望远镜和先进的相机进行调查。宽场通道1和2提供两个相邻的场，每个场包含一个已知的类星体。自行的零点是使用背景星系和类星体确定的，这两种方法在每个领域内产生一致的测量。将这两个场的结果求平均，得到在赤道坐标系$(μ_α,μ_δ) = (17.7\pm 6.3, -22.1 \pm 6.3)$ mas century $^{-1}$和银河坐标系$(μ_{\ell},μ_{b}) = (-23.1\pm 6.3, -16.3 \pm 6.3)$ mas century $^{-1}$中的自行。除去太阳运动和LSR运动对测量到的自行的贡献，得到的银河系静止架自行为$(μ_α^{Grf},μ_δ^{Grf}) = (51.4\pm 6.3, -18.7 \pm 6.3)$ mas century $^{-1}$和$(μ_{\ell}^{Grf},μ_{b}^{Grf}) = (-21.8\pm 6.3, -50.1 \pm 6.3)$ mas century $^{-1}$。相对于银河系中心的隐含空间速度是$(Π, Θ, Z) = (27\pm 14, 89\pm 25, -212\pm 20)$ km s $^{-1}$。这个速度意味着轨道倾角为70度，95%的置信区间为（59度，80度），并且轨道平面与银河系卫…
2014-07-13 astro-ph.GA
Extended stellar substructure surrounding the Boötes I dwarf spheroidal galaxy
我们提出了深恒星测光的牧夫座I矮球状星系在g和i波段过滤器，采取了暗能量相机在塞罗托洛洛在智利。我们的分析揭示了一个大的，扩展区域的恒星子结构周围的矮星，以及一个明显的超密度侵占其潮汐半径。牧夫座一号恒星分布的径向剖面显示了一个破裂半径，表明存在潮外恒星。这些观测结果强烈地表明牧夫座一号正在经历潮汐分裂，尽管没有武仙座矮椭球体表现出的那么极端。结合修订的速度色散测量从文献中，我们看到的证据表明，需要审查以前的理论模型的牧夫座I矮球状星系。
2016-07-02 astro-ph.GA
The effect of gravitational tides on dwarf spheroidal galaxies
当地环境对矮球状星系演化的影响知之甚少。我们已经进行了一系列的模拟，调查潮汐的影响，银河系的化学动力学演化的矮椭球体，类似于今天的经典矮星使用SPH代码GEAR。通过一个大的参数空间的潜在轨道模拟模型后，所得到的性能与观察从动力学的角度来看，但也从，往往被忽视的，化学的角度来看。总的来说，我们发现潮汐效应甚至在充满气体的矮星内部也会抑制恒星的形成。这样的淬火，可能会产生径向分布的矮椭球体从轨道内看到的大型宇宙学模拟。我们还发现，金属丰度梯度内的一个矮星是逐渐删除通过潮汐相互作用的恒星轨道移动到更高的半径。模型矮星也会向更高的$\langle$ [Fe/H] $\rangle$ /L比率转变，但只有在失去恒星质量的$>$ $20\%$时。
2014-02-18 astro-ph.GA
Tidally induced velocity gradients in the Milky Way dwarf spheroidal satellites
我们提出了一个运动学研究的六个矮球状星系（dSph）的银河系（MW）的卫星，即船底座，天龙座，天炉座，玉夫座，六分仪，小熊座。我们结合适当的运动（PM）从$Gaia$数据发布3（DR3）和视线速度（$v_{\mathrm{los}}$）从文献中推导出其三维内部运动学和研究内部速度梯度的存在。我们发现，在$\geq 1σ$水平上，船底座、天龙座、天炉座和小熊座沿视线方向的速度梯度具有显著性。这种梯度的值似乎与矮星的轨道历史有关，表明与MW的相互作用导致了它们。靠近MW并向其轨道近心点移动的矮星，平均而言，速度梯度较大。另一方面，最近离开近心点轨道的矮星没有明显的梯度。最后，位于大银河系中心距离的矮星显示出中等强度的梯度。我们的结果表明，由MW施加的强潮汐力引起的扭矩引起了一个强大的速度梯度时，矮星接近它们的轨道近心点。在近心点通过期间，力方向的快速变化会破坏这种梯度，随着星系的后退，这种梯度可能会稳步恢复。我们通过分析TNG 50模拟的矮星卫星来评估我们的发现。我们发现一个显着增加的强度检测到的梯度的卫星接近他们的近心点，然后急剧下降，因为他们放弃了它，支持我们的结果为dSphs的MW。
2022-12-01 astro-ph.GA
Central stellar depletion in the Draco dwarf from Subaru photometry
Institute for Astronomy, University of Edinburgh（爱丁堡大学天文研究所）；Royal Observatory, Blackford Hill, Edinburgh EH9 3HJ, UK（英国爱丁堡黑门山皇家天文台）；Astronomical Science Program, The Graduate University for Advanced Studies, SOKENDAI（日本国立综合研究大学院大学天文学科学项目）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；Institute of Corpuscular Physics (IFIC), CSIC–Universitat de València（瓦伦西亚大学-CSIC粒子物理研究所）；VALER, Calle Mayor, 83, 1, 12001 Castellón de la Plana, Spain（西班牙卡斯特利翁德拉普拉纳大街83号1单元VALER）
研究通过斯巴鲁测光分析天龙座矮星系，发现其存在中心恒星耗竭的特征，该特征或反映真实物理结构，而非观测拥挤效应。
2026-10-09 astro-ph.GA astro-ph.IM
LAMOST 1: A Disrupted Satellite in the Constellation Draco
使用LAMOST光谱数据，我们发现了一个强烈的信号，在天龙座的一个共同运动的恒星群。这一星系群在其轨道的远心附近观测到，距离太阳2.6千秒差距，金属丰度为-0.64德克斯。该系统被观测为一个来源不明的流动星群，质量约为2.1E4太阳质量，V带绝对星等约为-3.6。它的高金属丰度、弥散的物理结构和偏心轨道可能表明，它的前身是一个球状星团，而不是一个矮星系或疏散星团。
2015-12-16 astro-ph.GA
A Virial Core in the Sculptor Dwarf Spheroidal Galaxy
将投影维里定理应用于邻近矮椭球星系中多个恒星星族的情况。由于每个粒子群必须处于相同的引力势中，这就对暗物质晕的性质提供了强有力的约束。我们推导出必要的条件，两个人口与普卢默或指数表面亮度居住在一个尖状Navarro-Frenk-White（NFW）晕。我们将我们的方法应用到雕塑家矮球体，并表明，没有NFW晕兼容的两个人口的能量。暗晕必须拥有一个核心半径约120 pc的维里解决方案的两个人口是一致的。即使把恒星星族的扁率效应或自引力效应考虑在内，这个结论仍然是正确的。
2012-05-30 astro-ph.GA
Small-scale hero: massive-star enrichment in the Hercules dwarf spheroidal
矮球状星系通常被认为是第一批恒星的所在地。目前，寻找这些大质量天体浓缩过程中的化学印记的最佳竞争者是“超微弱矮星”（UFD）。在这里，我们提出的证据显着低的重元素丰度的金属穷人大力士UFD。结合其他特殊的丰度模式，这表明武仙座可能只受到很少的大规模爆炸事件的影响-因此带有早期局部化学富集的痕迹，只有很少的其他贡献来自其他来源。
2012-06-19 astro-ph.GA
Chemical evolution of classical and ultra-faint dwarf spheroidal galaxies
我们提出了两个矮球状星系（Sculptor和Carina）的最新化学演化模型和两个超暗矮星（Hercules和Bootes I）的第一个详细的化学演化模型。我们的研究结果表明，矮球状体的恒星形成效率较低，证实了以前的结果，超暗矮星的恒星形成效率更低。在这些假设下，我们可以重现恒星金属丰度分布函数，$[α/Fe]$与$[Fe/H]$丰度模式和目前在这些物体中观测到的恒星和气体总质量。特别是，对于超暗矮星，我们假设恒星形成的初始爆发很强，系统的质量在早期就已经存在。另一方面，对于经典的矮椭球体的协议与数据的发现，假设恒星形成的历史所建议的颜色星等图和更长的时间尺度的形成，通过气体下降。我们发现，所有这些星系都应该经历星系风，在所有情况下，从$1$ Gyr开始演化。通过与银河系数据的比较，我们得出结论，超暗矮星不太可能是整个星系晕的组成部分，尽管在得出确切的结论之前还需要更多的数据。
2014-04-09 astro-ph.GA
XMM-Newton study of X-ray sources in the field of Willman 1 dwarf spheroidal galaxy
本文分析了Willman 1矮球状星系（Wil 1）的三个XMM-牛顿观测结果。X射线源根据光谱分析、硬度比、X射线与光通量比、X射线可变性以及与光学和红外波长中可用目录的交叉相关性进行分类。我们编目了WIL 1领域的97个来源。我们的分类表明Wil 1中存在一个$β$型共生星。我们将一颗M型矮前景星归类在Wil 1的视野中。此外，54个源被归类为背景活动星系核和星系。我们的研究表明，在0.2- 12.0 keV能量范围内，Wil 1的X射线源的光度不超过$\sim$ 10 $^{34}$ erg s $^{-1}$，这与附近矮球状星系中观测到的源的光度相似。
2020-09-15 astro-ph.GA
Mergers and the outside-in formation of dwarf spheroidals
我们使用宇宙学模拟的形成的本星系群，探讨在矮球状星系的年龄和金属丰度梯度的起源。我们发现，一些模拟的矮星形成“由外而内”，一个古老的，金属贫乏的人口，围绕着一个年轻的，更集中的金属丰富的组成部分，让人想起像雕塑家或六分仪矮椭球体。我们专注于几个例子，恒星形成在两个人口不同的年龄，以阐明这些梯度的起源。这两个组成部分的空间分布反映了它们的不同起源;老恒星组成部分是通过合并组装的，但年轻的人口主要是在原地形成的。较老的成分来自恒星形成的第一幕，它开始得很早，但很快就被恒星反馈和再电离的综合效应所关闭。当晚期的吸积事件增加气体并重新点燃恒星形成时，年轻的成分就形成了。合并的效果是分散老的恒星星族，相对于年轻的恒星族，增加它们的半径，降低它们的中心密度。我们认为，矮-矮合并提供了一个合理的方案，形成系统的多个不同的人口，更普遍的是，在矮球状体的年龄和金属丰度梯度的起源。
2015-11-19 astro-ph.GA
Dwarf Spheroidal Satellite Formation in a Reionized Local Group
矮球状卫星星系已经成为小尺度暗物质聚集和宇宙再电离的有力探测器。它们与场中的矮不规则星系和高密度环境中的球状星系具有结构和化学连续性。通过结合经验的限制，在低的气体柱密度和金属丰度的恒星形成在本地宇宙与模型的暗物质和重子质量大会，我们提供了一个分析描述的矮椭球体如何获得其恒星的内容。它们的祖先形成恒星，直到气体含量，最初从宇宙平均水平减少了再电离星系际介质的热压，最终在祖先吸积到宿主星系的过程中被冲压压力剥离。不同光度的矮球状卫星似乎共享非常相似的最大规模的祖先的历史，达到阈值的气体冷却的原子线发射的时代，在该拉格朗日体积的本地集团应该已经再电离。我们假设矮椭球体形成的大部分恒星在部分旋转支持HI磁盘在再电离宇宙。该模型解释了“共同质量标度”关系，并再现了经验的光度-尺寸和光度-金属丰度关系。爆发性反馈现象，例如由超新星协同作用驱动的外流，在矮球状体的形成中并不重要。我们进一步推测，真正的再电离前化石应该表现出与矮椭球体不同的结构，例如，以密集的孤立星团或核星团的形式存在。
2014-02-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Possible Formation Scenario for Dwarf Spheroidal Galaxies I: Fiducial Model
我们使用数值模拟来研究矮球状星系的形成方案，其中它们的恒星星族是宇宙学暗物质晕内的疏散星团和恒星协会溶解的产物。这篇论文表明，这一过程产生的物体类似于银河系中观测到的矮球状卫星，而不会引起外部影响。这些物体的恒星组成部分中存在长寿的运动学子结构，这会影响它们的预计速度色散。我们发现，这反过来又会影响质量估计的基础上，预计速度色散配置文件，可能高估的实际暗物质晕质量取决于子结构的数量是存在的。我们的模型对dSphs的详细运动学和光度特性进行了预测，这些特性可以使用未来的观测进行测试。
2013-03-18 astro-ph.GA
A Troublesome Past: Chemodynamics of the Fornax dwarf spheroidal
我们提出了令人信服的证据的复杂性天炉座矮球体。通过解开红巨星分支中的三个不同的恒星亚群，我们能够详细研究运动学和金属丰度之间的依赖关系。一个定义明确的速度分散，空间浓度和金属丰度的排序是显而易见的亚群。我们还提出了老年人和中年人的角动量矢量之间的显着不一致的证据。根据HST对天炉座自行的测量，这对应于反向旋转。这些成分被用来构建一个新的天炉座矮球状体的进化历史，其特征是一个绑定对后期合并。
2012-08-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Homogeneous Photometry VI: Variable Stars in the Leo I Dwarf Spheroidal Galaxy
我们对狮子座I矮椭球星系中164颗候选RR型天琴座变星和55颗候选的反常和/或短周期造父变星的脉动性质进行了研究。根据它的RRL，Leo I被确认为Oosterhoff中间型星系，像其他几个矮星一样。我们表明，在他们的脉动特性，RRL代表最古老的恒星星族在星系中没有显着不同的其他五个附近，孤立的矮球状星系。当将它们与最近发现的超暗矮星系中的天琴座RR型恒星进行比较时，也得到了类似的结果。我们比较了矮星系（~ 1300颗星）中ab型RR型天琴座星与星系晕场（~ 14,000颗星）和球状星团（~ 1000颗星）中ab型RR型天琴座星的周期分布和周期振幅关系。当从晕圈内区（dG<14 kpc）向晕圈外区（dG> 14 kpc）移动时，场RRLs的周期分布发生了显著的变化。这表明晕圈是由（至少）两种不同的祖先或祖先类型形成的。综合考虑，在经典矮球状和超暗矮星系中的RRL--正如今天所观察到的--似乎并不遵循内晕或星系晕中的RRL所显示的明确的脉动性质，它们也不具有与球状星团中的RRL相同的性质。特别是与星系晕场和球状星团相比，矮星中的基模RRL样品似乎缺少高振幅和短周期（“HASP”：AV> 1.0等，P <0.48 d）。观测到的RRL的性质并不支持这样一种观点，即目前存在的经典矮球状和超暗矮星系是星系晕原始组成部分的幸存代表性例子。
2014-06-27 astro-ph.GA
Pristine Dwarf-Galaxy Survey I: A detailed photometric and spectroscopic study of the very metal-poor Draco II satellite
我们提出了一个详细的研究暗银河系卫星天龙座II（Dra II）从深CFHT/MegaCam宽带$g$和$i$测光和窄带金属敏感的CaHK观测，以及后续凯克II/DEIMOS多目标光谱。深层测光的正演模拟使我们能够改进Dra II的结构和测光特性：恒星在色星等空间的分布表明Dra II很老（13.5 $ \pm 0.5 $ Gyr），非常贫金属，非常暗淡（$ L_V = 180 ^{+124}_{-72} L_\odot $），距离$d = 21.5 \pm 0.4$ kpc。窄带、金属度敏感的CaHK Pristine光度法证实了这种非常低的金属度（[Fe/H] $ = -2.7 \pm 0.1$ dex）。即使我们的研究受益于加倍的光谱样本大小相比，以前的调查，该系统的速度色散仍然只是勉强解决（$σ_{vr}<5.9$公里秒$^{-1}$在95%的置信水平），并确认Dra II是一个动态冷恒星系统，具有较大的退行速度（$\langle v_{r}\rangle = -342.5^{+1.1}_{-1.2} $公里秒$^{-1}$）。我们进一步表明，在Gaia DR 2数据中，光谱确认的Dra~II成员的平均自行为$(μ_α^*,μ_δ)=(1.26 \pm 0.27,0.94 \pm 0.28) $ mas yr $^{-1}$，其轨道的近心点和远心点分别为$21.3 ^{+0.…
2018-08-06 astro-ph.GA
Estimating masses of dwarf spheroidal galaxies
精确测量以暗物质为主的矮球状星系的质量对于检验结构形成理论具有重要意义。我们使用$N$体模拟的潮汐演化的矮星系绕银河系产生模拟运动学数据集，并使用它们来测试一个简单的质量估计沃尔夫等人提出的可靠性。最初盘状矮星系嵌入在一个暗物质晕的演变被跟踪为10 Gyr上一个相当紧的轨道。在大约一半的时间后，一个矮球状星系形成，它保留了一些残余的旋转和非球形的形状。我们沿每个主轴观测三轴星系，测量它的半光半径和视线速度色散，并用它们来估计质量。我们发现，质量是显着高估时，矮星被认为是沿着最长轴的恒星组件和低估时，沿最短轴观察。我们提供了一个公式，量化的系统误差的估计质量相对于真实的星系形状和视线的函数。
2014-08-22 astro-ph.GA
Foreground effect on the $J$-factor estimation of classical dwarf spheroidal galaxies
对矮球状星系的γ射线观测是寻找暗物质湮灭（或衰变）信号的一种很有前途的方法。dSphs是附近的卫星星系，具有干净的环境和致密的暗物质晕，因此它们对1 TeV的暗物质具有严格的限制。然而，最近的研究表明，目前对与暗物质搜索相关的天体物理因素的估计是不保守的，其中没有考虑到各种不可忽略的系统不确定性。其中，前景星对天体物理因子的影响还没有引起足够的重视，这对于未来更深更广的恒星调查显得更加重要。在这篇文章中，我们通过生成恒星的模拟样本和使用未来光谱仪的模型来评估前景污染的影响。我们研究了各种数据切割，以优化数据的质量，并发现速度和表面重力上的切割可以有效地消除污染。我们还提出了一个新的似然函数，其中包括前景分布函数。我们将此似然函数应用于三种类型的模拟数据（小熊座，天龙座与大暗物质晕，天龙座与小晕）和三种情况下的观察。似然成功地再现了输入$J$因子值，而不考虑前景分布的拟合给出了与输入值相差三倍的大偏差。
2017-05-28 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
Dwarf spheroidal galaxies and Bose-Einstein condensate dark matter
我们约束的参数的自相互作用的大质量暗物质标量粒子的凝聚体使用的运动学的八个最明亮的矮球状卫星的银河系。对于排斥性自相互作用的情况下，冷凝物发展的质量密度分布与特征尺度半径密切相关的理论的基本参数。我们发现，矮球状星系的速度色散表明1千秒差距的顺序的规模半径，在张力与以前的结果发现使用低表面亮度和矮星系的旋转曲线。然而，新的值受到来自大爆炸核合成中相对论性物质数量的限制。我们讨论了我们的研究结果的粒子暗物质模型的影响，并认为，虽然一个单一的经典相干态可以正确地描述矮球状星系中的暗物质，它不能发挥作用，在一般情况下，在更大的对象中的暗物质的描述相关的作用。
2014-08-12 astro-ph.GA gr-qc
Dark Matter in Draco and Boötes I: Hints of a Core in an Ultra-Faint Dwarf from Simulation-Based Inference
Northwestern University（西北大学）；NSF-Simons AI Institute for the Sky（NSF-Simons 天空人工智能研究所）；Kavli Institute for Astrophysics and Space Research, Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院卡弗里天体物理与空间研究研究所）；NSF AI Institute for Artificial Intelligence and Fundamental Interactions（NSF 人工智能与基本相互作用研究所）；Department of Astronomy and Astrophysics, University of Toronto（多伦多大学天文与天体物理系）；Department of Physics, University of Surrey（萨里大学物理系）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利群岛天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉帕尔马大学）；Center for Interdisciplinary Exploration and Research in Astrophysics, Northwestern University（西北大学天体物理学跨学科探索与研究中心）；Department of Physics & Astronomy, Northwestern University（西北大学物理与天文学系）；National Institute of Technology, Sendai（仙台国立技术学院）
提出GraphNPE方法，利用模拟推断和视线速度高阶矩打破质量-各向异性简并，从恒星运动学中无偏提取暗物质密度轮廓，应用于Draco和Boötes I，发现Boötes I的密度轮廓与核状一致。
2026-06-26 astro-ph.GA astro-ph.HE
Comparison of MOND and Verlinde's emergent gravity in dwarf spheroidals
Sejong University（世宗大学）；Seoul National University（首尔大学）
研究通过比较MOND与Verlinde的涌现引力在23个矮球状星团中的径向加速度观测，发现后者在统计显著性上更优。
2026-01-05 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Dark Matter in the Milky Way's Dwarf Spheroidal Satellites
银河系的矮球状卫星包括已知的最近、最小和最不明亮的星系。它们也表现出动力学质量和发光质量之间的最大差异。本文回顾了发展的经验约束的结构和运动学的dSph恒星星族，并讨论了这种现象如何转化为限制的数量和分布的暗物质内dSph。对宇宙学和暗物质的粒子性质的一些含义进行了讨论，并确定了未来研究的一些主题/问题。
2012-05-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Chemical Signature of a Relic Star Cluster in the Sextans Dwarf Spheroidal Galaxy - Implications for Near-Field Cosmology
我们提出了在六分仪矮球状星系中存在[Fe/H]=-2.7的溶解星团的初步证据。我们使用化学标记技术来识别在多维化学丰度空间（C-空间）中高度聚集的恒星。在六颗恒星的样本中，有三颗，可能是四颗恒星被确定为潜在的星团星。母星团的初始恒星质量由两个独立的观测值估算得到，M*，init=1.9^{+1.5}_{-0.9}（1.6^{+1.2}_{-0.8}）× 10^5 M_sol，假设初始质量函数为Salpeter（Kroupa）。如果通过后续的光谱学证实，这个星团是迄今为止发现的最缺乏金属的系统。像六分仪这样的矮星系中残余星系团的化学特征为我们提供了一个非常强大的高红移宇宙探测器。从现有的观测数据，我们认为，在大多数新发现的超暗矮星系的平均星团质量显着低于它是在今天的银河系，可能低于更明亮的，经典的矮球状星系。此外，矮球状体的平均累积金属丰度函数低于超微弱的，这与我们的随机化学演化模型预测的金属丰度增加而增加。这两个发现，加上可能存在的Mg/Fe比值的差异，表明超暗矮星系群或其中很大一部分，以及矮球状体群，是在不同的环境中形成的，因此在起源上是不同的。
2012-08-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Relic Star Cluster in the Sextans Dwarf Spheroidal Galaxy - Implications for Early Star and Galaxy Formation
我们提出了一个溶解的星团在六分仪矮球状星系的存在的初步证据。在六颗恒星的样本中，我们发现了[Fe/H] =-2.7附近的三颗（可能是四颗）恒星，它们在多维化学丰度空间中高度聚集。星团的初始恒星质量估计为M*，init = 1.9^+1.5_-0.9（1.6^+1.2_-0.8）*10^5 Msol，假设初始质量函数为Salpeter（Kroupa）。如果通过后续的光谱学证实，这个[Fe/H] =-2.7的古老星团是迄今为止发现的最缺乏金属的系统。受这一发现的启发，我们还提出了一种新的方法来解释矮星系的累积金属丰度函数。从现有的观测数据，我们推测，超暗矮星系人口，或其中的一个重要部分，更明亮，经典的矮球状人口形成于不同的环境，因此将是不同的起源。
2012-02-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
White Dwarfs in Dwarf Spheroidal Galaxies: A New Class of Compact-Dark-Matter Detectors
最近的调查发现了一群微弱的超新星，被称为富钙间隙瞬变，推测起源于白矮星的爆炸点火。除了其独特的光谱和光度外，这些超新星还具有不寻常的空间分布，并且主要发现于距离其假定的宿主星系很远的地方。我们发现，富钙间隙瞬变的位置很好地匹配周围的大星系的矮球状星系的分布，按照暗物质的相互作用诱导低质量的白矮星之间的热核爆炸，否则可能难以点燃与标准的恒星或二进制演化机制的情况。解释观测到的事件率的一个合理的候选者是质量超过$10^{21}$克的原始黑洞。
2022-10-31 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Detailed abundances in stars belonging to ultra-faint dwarf spheroidal galaxies
我们报告的初步结果属于密切的超微弱矮星系（以下简称UfDSphs）的金属贫星的详细化学成分。丰度的测定得益于安装在ESO VLT装置上的高效摄谱仪X-Shooter获得的光谱。超暗矮球状星样品的丰度比略低于相同金属丰度的场晕星样品，我们在武仙座恒星中没有发现Koch在他的2颗武仙座恒星中发现的极端丰度。中子俘获元素Ba和Sr的合成似乎起源于星系演化早期的同一核合成过程。
2012-02-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Velocity-dependent J-factors for Milky Way dwarf spheroidal analogues in cosmological simulations
研究了暗物质速度分布模型对银河系矮球状星系中速度依赖的暗物质湮灭信号的影响。使用高分辨率的APOSTLE模拟，我们确定对应于银河系矮球状星系的类似物，并从这些直接确定的暗物质成对的相对速度分布，并比较最佳拟合麦克斯韦-玻尔兹曼分布模型。对于三个速度相关的湮灭模型，p波，d波，和索末菲模型，我们量化的错误时，使用麦克斯韦-玻尔兹曼参数化。我们提取了一个简单的幂律关系的最大圆周速度的矮球体模拟和麦克斯韦-玻尔兹曼分布的峰值速度。我们表明，这种关系可以用来准确地计算暗物质的相对速度分布，并发现它使我们能够估计暗物质湮灭信号，而不需要直接计算每个星系的相对速度分布。从类似物计算的J-因子中的散射占主导地位的不确定性相比，J-因子确定的观测数据为每个矮球体，最大的散射从d-波模型和最小的索末菲模型。
2022-06-30 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Dark matter self-interactions from the internal dynamics of dwarf spheroidals
矮椭球星系对标准的冷和无碰撞暗物质方案提出了众所周知的挑战：太大而不能倒的问题，即矮椭球星系半光半径内的观测质量与冷暗物质N体预测之间的不匹配;内部恒定密度核心的暗示。虽然这些争议可能会被重子物理学和环境效应所缓解，但重新审视冷和无碰撞的暗物质的标准知识仍然是一个有趣的可能性。自相互作用的暗物质可能是解决这种小规模危机的成功方案。自相互作用关联了暗物质和重子的分布，使得在低表面亮度的星系中有恒定密度的核心。在这里，我们报告的第一个数据驱动的研究太大而不能失败的银河系矮球体内的自相互作用的暗物质范例。从最近的纯冷暗物质模拟中，我们发现了恒星运动学的良好描述和与浓度-质量关系的兼容性。在这种浓度-质量关系中，一部分银河系矮星的横截面为0.5-3 cm $^2$ /g，而其他的则大于10 cm $^2$ /g。
2018-08-28 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
