Did the Milky Way dwarf satellites enter the halo as a group?
本星系群中的矮卫星星系通常被认为是在暗物质下晕中的宿主，这些暗物质在落入宿主晕的过程中幸存下来。最近有人认为，如果大多数卫星是集体而不是单独进入银河系晕的，这可以解释其卫星分布的空间和动力学特性。这样的星系群被认为是在附近宇宙中发现的矮星系团。在本文中，我们解决的问题是否在这样的协会星系可以是银河系卫星星系的祖先。我们发现矮星系协比解释银河系和仙女座卫星星系盘状分布所需的要扩展得多。我们进一步确定了一个可能的小行星结构，垂直于超星系平面，矮协会位于其中，这可能与银河系卫星的祖先星系的下落方向有关，如果它们是潮汐起源的。
2009-03-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Satellite galaxies in hydrodynamical simulations of Milky Way sized galaxies
CDM宇宙学的无碰撞模拟预测，在银河系大小的星系的晕中有过多的暗物质子结构，但已知的发光卫星星系的数量要少得多，这种差异被称为“卫星失踪问题”。最大质量的子结构被证明是最明亮的卫星的宿主，但仍然不清楚是什么过程阻止了许多其他纯粹黑暗的子结构中的恒星形成。我们使用高分辨率的流体动力学模拟银河系大小的星系的形成，以测试如何以及这种自洽模型的结构形成相匹配的银河系的卫星人口的观测特性。这是第一次，我们在这样的计算中包括超新星注入恒星形成气体的宇宙射线的反馈，以及在银河系中心及其祖先系统生长的超大质量黑洞的能量输入。我们发现，非热粒子的人口相当强烈地抑制最小的星系的恒星形成效率。事实上，我们的宇宙线模型能够再现观测到的卫星光度函数的模糊端，而只包括宇宙再电离或银河风影响的模型则要差得多。我们模拟的卫星群近似匹配卫星上的可用运动学数据及其观测到的空间分布。我们的结论是，一个适当的解决失踪的卫星问题可能需要包括非标准物理调节恒星形成的最小的晕，宇宙再电离可能是不够的。
2010-04-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark satellites and the morphology of dwarf galaxies
LambdaCDM宇宙学模型最强有力的预测之一是围绕所有类型星系运行的暗卫星的存在。在这里，我们专注于这样的卫星对盘状矮星系的动力学效应，并证明这些遭遇可以是戏剧性的。虽然M_sat > M_d的合并并不常见，但由于较低的重子含量，它们在矮尺度上比L_*-星系更频繁地发生。作为一个例子，我们提出了一个数值模拟的20%（维里）的质量比合并之间的暗卫星和一个盘状矮星（类似于天炉座矮星系的光度），这表明合并残留物有一个球状形态。我们的结论是，暗卫星的扰动提供了一个合理的路径形成的dSph系统，也可能引发恒星爆发在富含气体的矮星系。因此，从盘状到通常是无定形的、不规则的或球状的矮星形态的转变，可能是迄今无法观测到的暗卫星动态加热的自然结果。
2012-06-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraints on the properties of warm dark matter using the satellite galaxies of the Milky Way
银河系的卫星星系是探测暗物质亚结构的有效探针，暗物质亚结构对暗物质粒子的性质非常敏感。特别是，一类DM模型具有矮星系质量尺度上的功率谱截止，因此只能预测低于截止质量的少量子结构。这使得MW卫星系统吸引力约束DM属性：可行的模型必须产生足够的子结构，以容纳观测到的银河系卫星的数量。在这里，我们比较理论预测的DM子结构的丰度热遗迹温暖DM（WDM）模型估计的总卫星人口的MW。这对热残余WDM颗粒的允许质量$m_\mathrm{th}$产生了保守的鲁棒下限。由于卫星星系的丰度取决于MW晕质量，我们边缘化了相应的不确定性，并排除了$m_\mathrm{th} \leq 2.02\, \mathrm{keV}$在95%的置信度独立的假设有关星系形成过程。对其中的一些--特别是抑制矮星系形成的再电离效应--进行建模，加强了我们对DM性质的约束，并排除了我们的基准模型中含有$m_\mathrm{th} \leq 3.99\, \mathrm{keV}$的模型。我们还发现，热遗迹模型不能产生足够的卫星，如果MW晕质量是$M_{200}\leq 0.6\times 10^{12}\, \mathrm{M_\odot}$，这对MW晕质量的CDM施加了一个下限。我们解决了几个观测和理论的不确定性，并讨论如何在这些改进将加强DM质量约束。
2021-09-01 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 surprising inefficiency of dwarf satellite quenching
我们研究矮卫星星系淬灭使用Geha等人（2012）NSA/SDSS目录的观测以及LCDM宇宙学模拟，以促进选择和解释。我们发现，在大质量主晕（Mhost ~ 10^12.5 - 10^14 Msun）中，只有不到30%的矮星（M* ~ 10^8.5 - 10^9.5 Msun）被确定为卫星，尽管模拟预计其中一半应该在6 Gyr之前吸积。我们的结论是，无论触发矮卫星的环境淬火的行动，该过程必须是非常低效的。我们调查了一系列简单的，单参数淬火模型，以了解需要什么来解释低淬火分数，并得出结论，要么淬火时标是非常长的（> 9.5 Gyr，一个“缓慢饥饿”的情况）或环境触发器是不匹配的维里体积内的吸积。我们讨论这些结果的事实，大多数低质量的矮卫星在本地组淬火，表面上的矛盾，可以指向一个特征的质量尺度卫星淬火。
2014-05-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Luminous Satellites versus Dark Subhaloes: Clustering in the Milky Way
观测到的银河系卫星星系群为小尺度上的星系形成理论提供了一个独特的试验场。我们的新方法是调查已知的银河系卫星星系的集群和量化的数量的子结构内的分布使用两点关联函数统计在三个空间：配置空间，视线速度空间，和四维相空间。这些结果进行了比较的三套subhaloes在通过Lactea II冷暗物质模拟定义为代表发光的矮星。我们没有发现任何证据在一个显着性水平以上的2西格玛的子结构内的银河系卫星星系的分布在任何三个空间。在四维相空间中，在所有三个空间和更广泛的尺度范围内，“发光”的次晕集合比银河系卫星更强烈地聚集在一起。每个“发光”的subhalo集聚类的结果，其视线内的速度空间分布的子结构在大于3西格玛的意义，而银河系的卫星星系是随机分布在视线的速度空间。虽然我们的比较是只有一个冷暗物质模拟，银河系卫星星系和所有聚类方法的Via Lactea II subhalo集之间的不一致性表明冷暗物质理论和观测到的银河系卫星之间存在潜在的新的“小尺度”紧张关系。未来的工作将通过研究额外的模拟来获得观测到的银河系卫星和冷暗物质理论之间更可靠的比较。
2013-06-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
A new study of stellar substructures in the Fornax dwarf spheroidal galaxy
利用深V、B-V宽视场测光技术，通过色星等图分析确定了天炉座矮球状星系的详细恒星形成历史，对恒星过密度进行了新的研究。我们集中在相对年轻的恒星组成部分（<4 Gyr），并将其与下面的天炉座场人口进行比较。我们更详细地研究了以前已知的内壳状结构，并表明它具有明确的年龄-金属丰度关系，峰值在~1.5 Gyr，[Fe/H]=-0.6 dex。与天炉座中心的比较表明，过密特征与年轻场星的年龄-金属丰度关系一致，可能是由天炉座气体形成的。这与超密度是由先前排出的气体再吸积形成的情况一致。我们还发现了一个新的恒星超密度，位于距离中心0.3度（0.7千秒差距），只有1亿年的历史，具有太阳金属丰度。这一特征构成了迄今为止在天炉座观测到的最年轻、最富含金属的恒星。目前还不清楚年轻的高密度是如何形成的，尽管恒星的年龄和金属含量表明这一特征可能代表了天炉座dSph最后的恒星形成活动。
2013-01-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evidence for Substructure in Ursa Minor Dwarf Spheroidal Galaxy using a Bayesian Object Detection Method
我们提出了一种方法，用于确定本地化的恒星速度数据使用贝叶斯统计技术的次级人口。我们将这种方法应用于矮球状星系小熊座，并找到两个次级物体在这颗卫星的银河系。一个物体在运动学上是冷的，其速度离散度为$4.25 \pm 0.75\ \kms$，并且在相对于小熊座中心的相对RA和DEC中以$(9.1\arcmin \pm 1.5, 7.2\arcmin \pm 1.2)$为中心。第二个天体与小熊座相比有一个大的速度偏移$-12.8^{+1.75}_{-1.5}\ \kms$，中心位于$(-14.0\arcmin^{+2.4}_{-5.8}, -2.5\arcmin^{+0.4}_{-1.0})$。在使用较小的数据集之前已经发现了运动学上的冷物体，但是预测该冷物体在95% C. L.处的速度分散大于$2.0\ \kms$。不同于以往的工作。我们使用两个和三个组件模型，随着信息标准和贝叶斯证据模型的选择方法，认为小熊座有一个或两个本地化的二级种群。在每个次级天体中存在大的速度色散的显著概率提出了一种有趣的可能性，即每个次级天体都有自己的暗物质晕，也就是说，它是银河系卫星的卫星。
2012-08-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Constraints on Dark Matter from Dynamical Heating of Stars in Ultrafaint Dwarfs. Part 2: Substructure and the Primordial Power Spectrum
提出通过超微弱矮星系中恒星动力学加热效应探测暗物质子结构的新方法，对短距离尺度的原初功率谱和暗物质等曲率扰动设定了最强约束，并限制了多种inflation和暗物质模型。
2024-05-05 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Rapid Environmental Quenching of Satellite Dwarf Galaxies in the Local Group
在本星系群中，几乎所有的矮星系（M_star < 10^9 M_sun）都是银河系（MW）和仙女座星系（M31）的300 kpc（维里半径）以内的卫星星系，它们的恒星形成过程是静止的，几乎没有或没有冷气体。这与相对孤立的矮星系形成强烈对比，矮星系几乎都是活跃的恒星形成和富含气体。这种近乎二分法的现象意味着卫星矮星系在落入MW或M31的晕圈后会迅速转变。我们结合所观察到的静止分数的MW和M31卫星的卫星从探索局部体积模拟（ELVIS）的宇宙学放大模拟套件，以确定典型的时间尺度内的环境过程MW/M31晕去除气体和淬火低质量卫星星系的恒星形成。M_星小于10^8 M_日的卫星的猝灭时间尺度很短，小于2 Gyr，并且在较低的M_星处猝灭更快。如果把MW/M31坠落前卫星被低质量组预处理的时间包括在内，这些卫星猝灭的时间尺度可能要长1 - 2 Gyr。我们比较了以前工作中更大质量卫星星系的猝灭时间尺度，综合了M_star = 10^{3-11} M_sun可观测范围内卫星星系猝灭的性质。随着卫星M_star的增加，卫星猝灭时间尺度迅速增加，在M_star ~ 10^9 M_sun时，猝灭时间尺度在~9.5 Gyr处达到峰值，在M_star更高时，猝灭时间尺度迅速减小到< 5 Gyr at M_star >5 x 10^9 M_sun。总的来说，与麦哲伦云相似，M_star ~ 10^9 M_…
2015-07-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Satellite Dwarf Galaxies in a Hierarchical Universe: Infall Histories, Group Preprocessing, and Reionization
在本星系群（LG）中，几乎所有在银河系（MW）和仙女座星系（M31）维里半径内的卫星矮星系都表现出强烈的环境影响。这些卫星的轨道历史提供了理解MW/M31晕、低质量星系团和宇宙再电离对矮星系演化的作用的关键。我们使用ELVIS宇宙学放大无耗散模拟48 MW/M31类晕，研究了M_star = 10^{3-9} M_sun的卫星的维里下落历史。在z = 0时，土星在z = 0.5 - 1时通常在5 - 8 Gyr前落入MW/M31晕。然而，它们通常在7 - 10 Gyr之前在z = 0.7 - 1.5时首次落入任何宿主晕。这种差异的出现是因为许多卫星在落入MW/M31晕之前，在另一个主晕中经历了“群预处理”，通常是M_vir ~ 10^{10-12} M_sun。质量较低和/或接近MW/M31的卫星落在较早的位置，并且更有可能经历过成组预处理;所有M_star < 10^6 M_sun的卫星中有一半在一组中进行了预处理。内陷集团也推动了MW/M31晕内的大多数卫星-卫星合并。最后，在z = 0时，没有一个幸存的卫星在再电离过程中（z > 6）处于其MW/M31晕的维里半径内，只有< 4%的卫星在再电离过程中是任何其他宿主晕的卫星。因此，宇宙再电离与主晕环境对LG中幸存矮星系形成历史的影响发生在不同的时期，通常相隔2 - 4 Gyr，因此它们在理论上和原则上是可分离的。
2015-05-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Weak gravitational lensing as a probe of physical properties of substructures in dark matter halos
提出了一种利用弱引力透镜在星系群或星系团外围区域选择卫星星系的新方法。该方法是基于理论上的期望，切向剪切图案卫星星系周围会出现负值的偏移距离的中心的主晕。因此，我们可以定位的卫星星系的统计偏移距离的几个透镜平滑尺度，通过使用标准的重建表面质量密度图从弱透镜观测。我们使用高分辨率的宇宙学模拟来测试这个想法。我们表明，subhalos从主机晕的中心分离成功地定位，即使没有假设的中心的位置。对于一些这样的晕，特征质量和偏移长度也可以在统计的基础上估计。我们进行费舍尔分析，以显示如何以及即将到来的弱透镜调查可以约束卫星星系的质量密度分布。对于天空覆盖范围为20，000平方度的大型综合巡天望远镜来说，对于z=0.15时质量为10^14 Msun/h的星系团，星系团外部区域的成员星系质量可以被限制在约0.1 dex的精度。最后，我们探讨了质量范围在10^11-10^13 Msun/h的浅晕潮汐剥离特征的可探测性。
2014-12-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
A Search for Satellite Galaxies of Nearby Star-Forming Galaxies with Resolved Stars in LBT-SONG
我们目前的结果，从解决恒星星族搜索矮卫星星系附近的6个（D $<5$ Mpc），亚银河系的质量主机使用深（$m\sim27$马格）光学成像的大双筒望远镜。我们进行图像模拟，以量化我们的检测效率在很大范围内的亮度和大小的矮星，并开发一个快速的基于目录的仿真器，其中包括未解决的光度混合的治疗。我们没有发现新的矮星卫星，但我们恢复了两个以前已知的矮星（DDO 113和LV J1228+4358）与$M_{\text{V}}<-12$，躺在我们的调查体积。我们预览了一个新的理论框架，使用解析概率分布函数来预测卫星光度函数，并将其应用于我们的样本，发现我们预测的经典矮星和暗矮星（$M_{\text{V}}\sim-7.5$）比我们在观测样本中发现的少一个（即，观察样本略微头重脚轻）。然而，观测样本（2）中的矮星总数与理论预期非常一致。有趣的是，DDO 113显示出环境淬灭的迹象，LV J1228+4358则是潮汐干扰，这表明低质量宿主可能比以前认为的更严重地影响它们的卫星。
2021-08-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
The number of tidal dwarf satellite galaxies in dependence of bulge index
我们发现，在SDSS的星系动物园2中具有相似光度的螺旋星系中，隆起指数（定义为较大的隆起/盘比）与Kaviraj等人（2012）目录中的潮汐矮星系数量之间存在显着的相关性（高达5 sigma）。在标准的冷或暖暗物质宇宙学模型中，卫星星系的数量与暗物质宿主晕的圆周速度相关。在没有冷或热暗物质的广义引力模型中，这种相关性不存在，因为由于缺乏暗物质引起的动力学摩擦，宿主星系无法捕获下落的矮星系。然而，在这样的模型中，膨胀质量和卫星星系的数量之间预计存在相关性，因为膨胀和潮汐矮卫星星系在宿主星系之间的相遇中形成。这并不是暗物质模型所预测的，在暗物质模型中，凸起质量和卫星的数量是先验不相关的，因为更高的凸起/盘比并不意味着更高的暗/亮比。因此，我们的相关性再现了没有暗物质的情况下的预测，而一个解释是不容易找到的先验预测的标准场景与暗物质。需要进一步的研究来探索标准理论的某些应用是否可以解释这种相关性。
2015-11-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evolution of dwarf spheroidal satellites in the common surface-density dark halos
我们研究了本星系群中与矮卫星星系有关的暗物质晕的生长历史以及由此产生的重子分量的演化。我们的模型是基于最近提出的一个性质，即在最大圆速度V_max下，半径内的暗晕的平均面密度在V_max的大范围内是普适的。20 Msun/pc ^2的表面密度很好地解释了银河系和仙女座星系中的矮卫星，我们发现，在这种常见的表面密度尺度下，暗晕的演化特征是，在z_TT >~ 6或V_max <~ 22 km/s的早期，由其宿主晕的潮汐截断的红移z_TT组装的晕质量迅速增加。在较低的z_TT或较大的V_max下，晕的这种质量增长是缓慢的。考虑到暗晕演化过程中的重子含量，在电离背景辐射的影响下，我们发现矮卫星大致可分为两类：Vmax <~ 22 km/s的矮卫星成星效率高，Vmax较大的矮卫星成星效率低。这个半解析模型与星系形成的高分辨率数值模拟以及观测到的天炉座和Leo~II的恒星形成历史符合得很好。这表明暗晕的演化在理解矮卫星的恒星形成历史中起着关键作用。
2016-06-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the assembly of the Milky Way dwarf satellites and their common mass scale
我们使用粒子标记技术动态填充N体通过Lactea II高分辨率模拟与恒星。该方法使用观测到的银河系卫星的光度函数和它们的恒星星族的浓度进行校准，并且自洽地遵循祖矮星的吸积和破裂以及在宇宙学“活宿主”中恒星晕的建立。将恒星星族分配给无碰撞粒子的简单处方能够再现所观察到的银河系晕及其幸存的矮卫星的许多特性，如速度分散，大小，亮度轮廓，金属丰度和空间分布。我们的模型预测存在大约1，850个暗晕，其中包含超过斯隆数字巡天探测阈值的“极暗”卫星（质光比> 5，000）。其中，约有20个是“第一星系”，即在红移9之前形成恒星质量超过10 Msun的卫星星系。模拟中最亮的10颗卫星（L> 1 e6 Lsun）都是由暗晕所承载的，它们的峰值圆速度在V_max=10-40 km/s之间，在红移为1.7< z <4.6时被吸积后，它们的暗质量减少了80%到99%。卫星最大圆速度与恒星视线速度色散的关系为V_max=2.2 sigma_los。我们应用一个标准的质量估计算法的基础上的Jeans建模的视线速度色散分布的模拟矮椭球体，并测试这种技术的准确性。在我们的模型中，目前可探测卫星的内部（300 pc以内）质光关系几乎是平的，与银河系矮星中发现的“共同质量尺度”定性一致。然而，我们确实预测了这些天体的微弱但显著的正相关：M_300 ~L^{0.088 \pm 0.024}。
2011-11-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Satellite Alignment: I. Distribution of Substructures and Their Dependence On Assembly History From N-Body Simulations
观测表明，卫星星系的空间分布不是随机的，而是与中央星系的主轴对齐。这种排列取决于星系的性质，例如红色卫星比蓝色卫星排列得更紧密。解释这种现象的理论工作发现，这是由于暗物质晕的非球形性质。然而，大多数研究都在假设中心星系形状遵循宿主晕形状的情况下过度预测了对齐信号。也不清楚是否颜色依赖性的对齐是由于组装偏置或进化效应。在本文中，我们研究这些问题使用宇宙学N体模拟。暗晕被用来追踪卫星星系的位置。发现暗物质晕的形状在不同的半径上是不一致的。如果中心星系与内部主晕形状相同，则排列效应较弱，与观测数据一致。然而，它预测几乎没有依赖于卫星星系的颜色对齐，虽然后期吸积subhalos显示出更强的对齐与外层的主机晕比他们的早期吸积同行。我们发现，这是由于纯N体模拟的限制，卫星星系没有相关的subhalos（“孤儿星系”）没有解决。这些孤儿（主要是红色）卫星通常位于宿主晕的内部区域，并且应该遵循内部区域中宿主晕的形状。
2014-04-10 astro-ph.CO
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
Evolution of the Milky Way halo by accretion of dwarf satellite galaxies
在冷暗物质方案中，等级合并范例是通过次级晕的微小合并形成大质量星系晕的自然结果，并且由此形成它们固有的恒星晕。虽然这也必须调用的银河系，晕星和矮球状星系的化学和运动学相干的背景下，尚未解决的一个重点，目前的研究。为了研究这个问题，我们模拟的化学动力学演化系统的卫星从宇宙学通过Lactea II模拟银河系环境相似，但在早期。
2011-03-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
The cumulative star-formation histories of dwarf galaxies with TNG50. I: Environment-driven diversity and connection to quenching
我们提出的累积恒星形成历史（SFHS）的>15000矮星系（$M_{*}=10^{7-10}M_{\odot}$）从TNG 50运行的IllustrisTNG套件在广泛的环境。决定矮星SFH的关键因素是它们作为中心或卫星的地位以及它们的恒星质量，与卫星和低质量矮星相比，中心和更大质量的矮星平均在较晚的时间聚集它们的恒星质量。卫星（在总质量为$M_{200c,\,host}=10^{12-14.3}M_{\odot}$的宿主中）在~ $7.0_{-5.5}^{+3.3}$ Gyr前组装了其z=0恒星质量的90%，而中心体只在~ $1.0_{-0.5}^{+4.0}$ Gyr前组装了其z=0恒星质量的90%。TNG 50预测了一个大的多样性，在SFH的中心和卫星，使堆叠的累积SFH是代表TNG 50矮人人口只有在平均意义上，个别侏儒可以有显着不同的累积SFH。具有最高恒星质量与宿主质量比的卫星矮星具有最新的恒星质量组合。在固定的恒星和主机晕质量，发现更接近集群中心，或吸积在较早的时间，显示显着早期恒星质量大会。这些趋势，以及SFH本身的形状，是一个不同的比例在一个给定的子样本淬火与恒星形成星系，表现出明显不同的SFH形状的表现。我们还发现了一个微妙的效果，即卫星矮星在z=0的最大质量的主机在早期有较高的SFR，以及最终落入到他们的z=0主机之前，相比控制样本的中心质量匹配的吸积时间。这…
2021-01-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Universal dark halo scaling relation for the dwarf spheroidal satellites
最近发现的一个有趣的属性的黑暗晕的表面密度半径内，$r_{\rm max}$，给出最大的圆速度，$V_{\rm max}$的动机，我们调查它的暗晕的银河系和仙女座的矮卫星的宇宙学模拟的基础上。我们选择并分析了与银河系大小的暗晕相关联的模拟暗晕，发现它们的表面密度值$Σ_{V_{\rm max}}$与观测到的矮球状卫星的表面密度值即使没有采用任何拟合程序也是非常一致的。这意味着这个表面密度不会受到任何重子反馈的很大影响，因此具有普适性。此外，所有矮卫星的小尺度下的晕都应该服从关系$Σ_{V_{\rm max}}\propto V_{\rm max}$，而不管它们的轨道演化、主晕性质和观测到的红移有何不同。因此，我们发现暗晕在矮星系质量尺度上的普适标度关系确实存在，这为我们理解暗晕的基本性质提供了重要线索。我们还调查了轨道和动力学演变的subhalos了解这种普遍的暗晕关系的起源，并发现，大多数subhalos的演变一般沿$r_{\rm max}\propto V_{\rm max}$序列，即使这些subhalos经历了不同的历史的质量组装和潮汐剥离。因此，这个序列应该是理解$Σ_{V_{\rm max}}$普适性本质的关键特征。
2017-03-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Milky Way's total satellite population and constraining the mass of the warm dark matter particle
银河系（MW）卫星群是暖暗物质（WDM）模型的一个强有力的探测器，因为小的子结构的丰度对WDM粒子的性质非常敏感。然而，只有部分人口普查的MW的补充卫星星系存在，因为调查的MW的近距离环境是不完整的深度和天空覆盖。我们提出了一个新的贝叶斯分析，结合最近发现的暗能量调查（DES）与斯隆数字巡天（SDSS）中发现的卫星的样本估计卫星星系的总光度函数下降到$M_{\rm V}=0$。我们发现，应该有至少$124^{+40}_{-27}$（$68\%$ CL，统计误差）卫星的亮度或亮度比$M_{\rm V}=0$在300千秒差距的太阳，只有一个弱的依赖MW晕质量。当它上线时，大型综合巡天望远镜应该能探测到大约一半的人口。我们还表明，WDM模型推断相同数量的卫星在$Λ$ CDM，这将使我们能够排除那些模型，产生不充分的子结构是可行的。
2018-09-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Substructure depletion in the Milky Way halo by the disk
我们采用数值模拟和简单的分析估计认为，暗物质子结构的内部区域的银河系轨道可以有效地破坏磁盘冲击，一个动力学过程，已知影响球状星团。我们进行了一组基准的高分辨率无碰撞模拟，在其中，我们自动地生长一个磁盘，使我们能够检查磁盘上的子结构丰度的影响。我们还跟踪了高分辨率Aquarius模拟中的暗物质卫星的轨道，并分析估计了累积晕和磁盘冲击效应。我们的计算表明，只有10%的银河系总质量的磁盘的存在下，可以显着改变晕内部的子结构的质量函数。这具有重要的意义，特别是对于在银河系中心~30 kpc范围内看到的相对较少的卫星，在那里，盘冲击预计将使10^9 M $_{\odot}$的子结构丰度减少约2倍，10^7 M $_{\odot}$的子结构丰度减少约3倍。最大质量的10^10 M $_{\odot}$的次晕即使在盘的存在下也能存活下来。这表明不存在内部缺失卫星的问题，并质疑这些子结构是否可以在磁盘中产生瞬态特征，如多臂螺旋图案。此外，暗物质子结构通过撞击盘和中央隆起的重子结构而耗尽，这可能会加剧问题，以充分解释引力透镜系统中观察到的通量异常，并显着降低了内晕附近子结构预期的暗物质湮灭信号。
2009-12-07 astro-ph.CO
Co-orbiting satellite galaxy structures are still in conflict with the distribution of primordial dwarf galaxies
本星系群中的两个主要星系都有平面分布的共轨卫星星系，银河系的巨大极结构（VPOS）和仙女座大平面（GPoA）。$Λ$ CDM宇宙学模型没有预测这些特征。然而，根据最近的三项研究，GPoA的性质和VPOS的平坦化是基于次晕的$Λ$ CDM卫星系统的共同特征，并且GPoA可以自然地由沿着冷气流获取的卫星来解释。指出了这些研究中存在的一些方法学问题：模型卫星的选择与观测卫星的选择不同，或者考虑了不完整的观测约束条件，或者观测卫星的分布与基本假设不一致。一旦这些问题得到解决，结论是不同的：像VPOS和GPoA的功能是非常罕见的（每个概率$\lesssim 10^{-3}$，和组合概率$< 10^{-5}$），如果卫星是从$Λ$ CDM模拟结合半解析模型，沿冷流吸积是没有自然的解释GPoA。平面矮星系结构的起源在星系形成的标准范式中仍然无法解释。
2014-06-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
More satellites around the nearby spiral galaxy NGC 7331
本文报道了在距NGC7331约50kpc的投影距离上探测到的两个矮星系，并对该螺旋星系中矮星系的物理性质提出了怀疑。
2017-01-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Signatures of Kinematic Substructure in the Galactic Stellar Halo
来自坠落卫星的潮汐碎片可以在星系晕的相空间分布中留下可观测的结构。这样的子结构可以表现在晕中恒星的空间和/或速度分布中。本文重点研究一类子结构，这是纯粹的运动性质，没有伴随的空间特征。为了研究它的性质，我们使用模拟恒星晕动态填充通过Lactea II高分辨率N体模拟与恒星。在拉克蒂亚大道的内晕中，有相当一部分恒星具有共同的速度和金属丰度，尽管它们在空间上是弥散的。我们认为，这种运动学的子结构是一个通用的功能，潮汐碎片从旧的合并，并可能解释检测径向速度子结构的内晕的斯隆扩展银河系的理解和探索。GAIA卫星将提供数量空前的恒星的自行，它将进一步描述内晕中的运动学亚结构。我们对Via Lactea模拟的研究表明，恒星晕可以用来绘制局部暗物质晕的速度分布，这对暗物质直接探测实验具有重要意义。
2015-06-12 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Evolution of LMC/M33-mass dwarf galaxies in the EAGLE simulation
在EAGLE星系形成模拟中，我们研究了与大麦云（LMC）和M33相似的恒星质量的矮星系的人口。在这个领域，星系居住在晕中，恒星与晕的质量比为$1.03^{+0.50}_{-0.31}\times10^{-2}$（68%的置信水平）;像LMC这样的系统，有一个SMC质量的卫星，居住在大约1.3倍的晕中，这表明LMC晕质量为$M_{200}=3.4^{+1.8}_{-1.2}\times10^{11}M_\odot$（68%的置信水平）。矮星的颜色分布是双峰的，红色星系（$g-r>0.6$）主要是卫星星系。红LMC质量矮星的比例是15%的中心，而对于卫星，这一比例随着宿主质量的增加而迅速增加：从银河系（MW）质量晕卫星的10%到近90%的集团和集群卫星。猝灭时间尺度，定义为时间后，当一半的卫星已获得红色，主机质量从${>}5$陀螺MW质量主机到$2.5$陀螺集群质量主机。与场星系相比，MW质量晕的卫星星系具有更高的恒星形成率和更蓝的颜色。这是由于在吸积后不久，气体压缩引发了恒星形成的增强。LMC和M33都增强了最近的恒星形成，这可能是这一过程的表现。在进入它们的MW质量的宿主之后，LMC质量的矮星的$g-r$颜色在前2个Gyrs变得更蓝，之后它们迅速变红。LMC质量的矮星只是相对最近才落入它们的MW质量宿主，其中一半以上的进入时间小于3.5 Gyrs。
2018-06-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark matter halo properties of the Galactic dwarf satellites: implication for chemo-dynamical evolution of the satellites and a challenge to $Λ$CDM
本研究利用非球形质量模型分析银河系矮卫星系运动学数据，发现部分星系暗物质晕呈尖峰分布，且部分卫星系暗物质密度显著低于模拟子晕，对 $Λ$CDM 模型提出挑战。
2023-06-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Luminosity Functions and Host-to-Host Scatter of Dwarf Satellite Systems in the Local Volume
类银河系低质量卫星是研究小尺度结构和星系形成的重要探针。然而，通过距离测量确认候选卫星仍然是当地卷（LV）快速进展的关键障碍。我们测量表面亮度波动（SBF）的距离最近编目矮卫星周围的10个大规模的主机在$D<12$ Mpc确认关联。这些主机的卫星系统是完整的，在搜索足迹范围内，大部分污染物都被清除了，从$M_g{\sim}-9$到$-10$。加入这个样本与主机调查，以比较或更好的完整性在文献中，我们探讨如何以及宇宙学模拟结合常见的恒星晕质量关系（SHMR）匹配观测到的卫星光度函数在经典的卫星光度制度。采用与水动力学模拟相匹配的SHMR，预测的总体卫星丰度与观测结果吻合较好。MW在LV宿主中的光度功能是非常典型的。与最近的研究结果相反，我们发现，主机到主机的散射模型预测的是在密切的协议与所观察到的系统之间的散射，一旦观察到的系统的不同质量被考虑在内。然而，我们发现重要的证据表明，所观察到的系统有更多的明亮和更少的微弱的卫星比SHMR模型预测，需要更高的归一化的SHMR周围的晕质量的$10^{11}$ \msun \比目前在常见的SHMR。这些结果表明附近的卫星系统在推断低质量制度的星系-晕下连接的效用。
2020-06-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Why Baryons Matter: The Kinematics of Dwarf Spheroidal Satellites
我们使用高分辨率的宇宙学模拟的银河系质量的星系，包括重子和暗物质表明，重子物理（能量反馈超新星和随后的潮汐剥离）显着减少了暗物质质量的发光卫星星系的中心区域。模拟卫星的减少的中心质量再现了银河系和M31卫星作为光度的函数所观察到的内部动态。我们使用这些现实的卫星更新预测观测到的速度和光度函数的卫星周围银河系质量的星系时，重子效应占。我们还预测，在银河系经典卫星相同的光度范围内的场矮星系不应该表现出像卫星一样低的速度，因为场矮星系不经历潮汐剥离。此外，在相同光度下，卫星星系与场星系相比的早期形成时间可能在两个种群的恒星形成历史中很明显。在冷暗物质模型中包括重子物理学自然解释了在银河系矮球状体中观察到的低暗物质密度。因此，我们的模拟解决了冷暗物质理论预测的运动学和卫星观测之间的紧张关系，而没有调用暗物质的替代形式。
2014-04-28 astro-ph.CO
Constraining the substructure of dark matter haloes with galaxy-galaxy lensing
利用斯隆数字巡天（SDSS）构建的星系群，我们分析了居住在不同宿主晕和位于不同晕中心距离的卫星星系周围的预期星系-星系透镜信号。我们使用马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）方法来探索潜在的约束下的质量和密度分布的卫星星系的SDSS类调查和调查类似的大型综合巡天望远镜（LSST）。我们的研究结果表明，SDSS一样的调查，我们只能设置一个松散的约束的平均质量的subhaloes。然而，通过LSST调查，可以很好地限制次晕的平均质量和密度分布。
2013-03-01 astro-ph.CO
Satellites and Haloes of Dwarf Galaxies
利用SDSS/DR 7光谱星表研究了卫星星系的丰度与恒星质量的关系。与以前的研究主要集中在明亮的主星不同，我们的中央星系涵盖了从矮星到中央星系团星系的广泛恒星质量范围，10^7.5 < M_*^pri/M_sun < 10^11。我们的分析证实，明亮主星周围的卫星平均数，当用卫星与主星质量比（msat/mpri）表示时，是mpri的强函数。另一方面，对于矮星主星（M_*^pri<10^10 M_sun），卫星丰度在很大程度上与主星质量无关。这些结果与LCDM情景中的星系形成模型一致。我们发现SDSS数据和半解析模拟星系目录之间的协议从千禧年II模拟。卫星星系跟踪LCDM中的暗物质子结构，因此卫星丰度反映子结构和星系恒星质量（M *）对晕质量（M200）的依赖性。由于暗物质的亚结构几乎是无标度的，卫星丰度对原始质量的依赖性完全取决于星系质量-晕质量关系中定义明确的特征质量。在矮星系尺度上，模型预测了幂律标度M_* \propto M_200 ^[2.5]，相似性得以保持，卫星丰度与原始质量无关。对于比M_*-M_200关系的特征质量更亮的原色，卫星丰度随着原色质量的增加而显著增加。我们的研究结果为LCDM星系形成模型中设想的矮星系质量对晕质量的陡峭的、近似幂律的依赖性提供了强有力的支持。
2012-10-04 astro-ph.CO
Thin disk of co-rotating dwarfs: a fingerprint of dissipative (mirror) dark matter?
最近的观测表明，M31周围大约有一半的矮卫星星系在一个近似与银河系对齐的薄平面内运行。有人认为，如果这些矮卫星星系起源于在古代合并事件中形成的潮汐矮星系，那么这种观察以及其他几个特征可以得到解释。然而，如果暗物质是无碰撞的，那么潮汐矮星系应该没有暗物质--这种情况很难与矮卫星星系是暗物质主导的观测相一致。我们认为，耗散暗物质的候选者，如镜像暗物质，提供了一个简单的解决方案，这个难题。
2013-10-19 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Inferred Evidence For Dark Matter Kinematic Substructure with SDSS-Gaia
我们使用SDSS-Gaia DR 2中吸积星的分布来证明银心半径为7.5-10 kpc和$|z| > 2.5$ kpc的暗物质晕的非平凡部分处于子结构中，因此可能不处于平衡状态。使用混合似然分析，我们分离的贡献，一个老的，各向同性的恒星晕和一个年轻的各向异性人口。后者占主导地位，是统一的区域内研究。它可以被解释为高度径向轨道上被破坏的大质量卫星的潮汐碎片，并且与最近研究的越来越多的证据相一致。追踪这种合并产生的潮汐碎片的模拟发现，暗物质追踪其恒星对应物的运动学。如果是这样的话，我们的研究结果表明，附近的暗物质晕的一个组成部分，是由发光的卫星是在运动学的子结构称为泥石流。这些结果挑战了标准的晕模型，这是不一致的分布恢复从恒星数据，并有重要的影响直接检测实验的解释。
2019-07-25 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
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
Ultra-light Dark Matter is Incompatible with the Milky Way's Dwarf Satellites
矮星系的密度分布是一个高度变化的集合。如果暗物质是一种超轻粒子，如轴子，那么模拟预测一个独特的和独特的配置文件。如果轴子质量大到足以适合超暗矮（UFD）卫星（$m\gtrapprox 10^{-21}$ eV），那么模型就不适合天炉座和玉夫座的密度分布，并且被超过$3-σ$的置信度排除。如果轴子的质量在可以拟合天炉座和玉夫座矮椭球体的质量分布的质量范围内，那么它的扩展分布意味着UFD的巨大质量（$\approx10^{11}-10^{12}M_{\odot}$）。这些大质量的UFDS被排除在$3-σ$以上的信心动力学摩擦参数。考虑到UFD的恒星形成历史和恒星质量，这种张力会进一步增加。除非未来的重子反馈超轻暗物质（ULDM）模拟显示晕的密度结构发生重大变化，否则当前的数据与ULDM方案不相容。放松经典矮星系的斜率限制将导致排除质量小于$6\times10^{-22}$ eV的ULDM。
2020-03-05 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
There is No Missing Satellites Problem
冷暗物质（CDM）范式面临的一个关键挑战是，银河系周围观测到的卫星比暗物质子结构模拟中发现的要少。我们发现，有一个匹配的观测卫星计数之间的检测效率的斯隆数字巡天（亮度$L \gtrsim$ 340 L $_\odot$）和CDM预测的发光卫星的数量，假设恒星质量和晕质量之间的经验关系。这样就解决了按数量计算的“失踪卫星问题”。我们还表明，温暖的暗物质模型的热遗迹质量小于4千电子伏的卫星计数的紧张局势，最近的X射线观测的无菌中微子的解释施加压力。重要的是，银河系卫星的总数敏感地取决于卫星的空间分布，这可能会导致“卫星太多”的问题。测量$10^8$ M $_\odot$以下的完全黑暗的晕，可实现子结构透镜和恒星流扰动，是下一个前沿的CDM测试。
2018-06-12 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
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
The Outer Limits of the M31 System: Kinematics of the Dwarf Galaxy Satellites And XXVIII and And XXIX
我们提出了凯克/DEIMOS光谱解析恒星的M31卫星和XXVIII和XXIX。我们表明，这些可能是自约束星系的基础上18和24名成员和XXVIII和XXIX，分别。XXVIII的系统速度为-331.1 +/-1.8 km/s，速度色散为4.9+/-1.6 km/s，这意味着质光比（在r_1/2范围内）为~ 44 +/-41。XXIX的系统速度为-194.4 +/-1.5 km/s，速度色散为5.7+/-1.2 km/s，这意味着质光比（r_1/2以内）为~ 124 +/-72。And XXVIII & And XXIX的内部运动学和隐含质量与光度相当的矮椭球体（dSphs）相似，这意味着这些天体是以暗物质为主的矮星系。尽管距离宿主很远（380和188 kpc），但这些dSph的运动学表明它们是M31卫星。
2013-02-27 astro-ph.CO
The Substructure Hierarchy in Dark Matter Haloes
我们提出了一种新的算法，用于识别模拟暗物质晕内的子结构。该方法是Tormen等人（2004年）和Giocoli等人（2008年a）提出的方法的扩展，该方法将次晕确定为一组自结合粒子，这些粒子在被主晕的主要祖先吸积之前属于同一个祖先晕（以下称为卫星）。然而，这一定义并不占的事实，这些卫星晕本身也可能有子结构，从而产生子subhaloes等，我们的新算法确定在这个层次的所有级别的子结构，我们用它来确定所有子结构的质量函数（计数子haloes，子subhaloes等）。平均而言，最近形成的晕往往有一个较大的质量分数的子结构和集中度低于平均相同质量的晕。我们提供定量拟合这些相关性。尽管我们的算法与Gao et al.（2004）的算法有很大的不同，但我们也发现红移z = 0处单位质量的次晕质量函数是普适的。这种普遍性延伸到任何红移，只有当一个帐户的事实，即一个给定的质量的主机晕较少集中在较高的红移，和浓度和子结构丰度是反相关的。这种普遍性允许一个简单的参数化的subhalo质量函数集成在所有主机晕群众，在任何给定的时间。我们提供了分析适合这个功能，这应该是有用的晕模型分析，相当于星系晕子结构时，解释集群在大型巡天。最后，我们讨论了系统的subhalo质量函数的差异，所产生的（主机）晕质量的不同定义。
2010-01-07 astro-ph.CO
Faint Dwarfs in Nearby Groups
矮卫星星系的数量和分布仍然是小尺度上冷暗物质主导结构形成的关键考验。直到最近，关于这些尺度上的星系形成的观测信息主要局限于本星系群。我们已经在附近明亮的星系周围寻找了本星系群矮星的微弱类似物，使用斯隆数字巡天（SDSS）数据发布8的光度表的空间聚类分析。最近对SDSS的其他几次搜索已经发现了聚集的卫星群，这些卫星群低至$Δm_r \equiv ({m}_{r,\, {\rm sat}} -\, {m}_{r,\, {\rm main}}) \sim 6$ - $8$，使用光度红移来减少背景污染。然而，SDSS光度红移对于微弱的和邻近的星系来说是相对不精确的。相反，我们使用角大小来选择潜在的附近的矮星，只考虑最近的孤立的明亮星系作为主星系。因此，我们能够检测到多余的集群信号从同伴下降到$Δm_r = 12$，四个幅度比最近的研究。我们检测到一个过密度的对象在分离$< 400$ kpc，对应于约$4.6 \pm 0.5$卫星每个中央星系，与卫星丰度预期从本地集团给定我们的选择功能。虽然卫星的样本是不完整的，因为它排除了最小和最紧凑的矮星，这个检测提供了一个平均卫星光度函数的下限，直到对应于本星系群中最微弱的“经典”矮星的光度。
2013-10-29 astro-ph.CO
Limits to dark matter properties from a combined analysis of MAGIC and Fermi-LAT observations of dwarf satellite galaxies
我们提出了第一个MAGIC/费米-LAT联合搜索的暗物质湮灭伽马射线信号的矮卫星星系。我们结合了158小时的观测Segue 1的MAGIC和6年的观测15矮卫星星系的费米-LAT。我们得到的限制湮灭截面的暗物质粒子质量之间的10 GeV和100 TeV -有史以来最广泛的质量范围内探索的连贯和全面的分析。我们的新的包容性分析方法是完全通用的，我们建议使用它来执行一个全球性的，灵敏度优化的暗物质搜索相结合的数据从现在和未来的伽马射线和中微子探测器。
2015-08-25 astro-ph.CO astro-ph.HE
Satellites in the field and lens galaxies: SDSS/COSMOS vs. SLACS/CLASS
次星系级子结构的发生率是一个重要的量，因为它是高分辨率冷暗物质（CDM）模型的一般预测，易于观测检验。理论与观测的对抗目前处于不确定状态。特别是，引力透镜系统似乎显示出通量比异常的证据，这是预计从CDM子结构，虽然不一定在相同的半径范围内观察。然而，目前的小样本透镜表明，这些系统中的透镜星系异常地经常伴随着发光星系。在这里，我们调查了来自COSMOS调查的大量无透镜椭圆星系样本，并确定了具有卫星的物体的比例（超过背景计数），作为卫星亮度和与主要物体距离的函数。我们发现，在20千秒差距内的发光卫星的发病率通常是百分之零点几的卫星的百分之零点几的主要流量，可与观察到的更广泛，但更浅的SDSS调查。虽然SLACS巡天中的透镜环境与这一观测结果相兼容，但CLASS射电巡天透镜明显超出了这一范围。
2010-01-04 astro-ph.CO
