On central black holes in ultra-compact dwarf galaxies
背景：大质量超紧凑矮星系（UCD）的动态质光比（M/L）比恒星星族模型预测的高出50%左右。目标：在这里，我们调查的可能性，这些升高的M/L比是由中央黑洞（BH），加热了恒星的内部运动。我们专注于一个样本的~50河外UCD的速度色散和结构参数进行了测量。方法：利用最新的距离模量和一致的孔径效应和视宁度效应，计算了UCD的动力学和恒星星族M/L的比值Psi=（M/L）dyn/（M/L）pop.对于Psi>1的所有UCD，我们估计了再现所观察到的积分速度色散所需的假设中心BH的质量。结果：大块UCD（M>10^7 M *）的平均Psi = 1.7 ± 0.2，意味着其中有大量的暗物质。我们发现，平均而言，中心BH质量的10-15%的UCD质量可以解释这些升高的动态M/L比。UCD中隐含的BH质量范围从几个10^5 M_* 到几个10^7 M_*。在M_BH-光度平面中，UCD与星系的光度关系相比，有两个数量级的偏移。我们的发现可以解释为，大质量UCD起源于质量约为10^9 M * 的祖星系，并且这些祖星系的SMBH占据率为60- 100%。建议的UCD祖群众同意从潮汐剥离方案的预测。较低质量的UCD（M<10^7 M *）在Psi中呈现双峰分布，表明在这个质量区域中大质量球状星团和潮汐剥离星系共存。结论：中央黑洞作为潮汐剥离的祖星系的残余示踪剂是一个合理的解释升高的动力学M/L比的UC…
2013-08-06 astro-ph.CO
The specific frequencies of ultra-compact dwarf galaxies
我们的目标是量化的特定频率的UCD在一系列的环境和相关的频率的球状星团（GC）和潜在的祖矮星系。UCD的频率是否与GC光度函数（GCLF）的亮尾一致？我们提出了UCD的特定频率的定义，S_{N,UCD} = N_{UCD} *10^{0.4*（M_{V,host} - M_{V,0}）}* c_{w}。参数M_{V,0}是定义的零点，如果UCD遵循GCLF的简单外推，则选择该参数使得UCD的特定频率与球状星团的特定频率S_{N,GC}相同。参数c_{w}是GCLF宽度σ的校正项。我们应用我们的定义的S_{N,UCD}光谱UCD搜索结果在天炉座，长蛇座和半人马座星系团，两个希克森紧凑组，和本地组。这包括一个大型数据库，其中包含Fornax中180个已确认的UCD。我们发现UCD的特定频率与GC的频率非常匹配，在10- 50%以内。对于具有S_{N,GC}值的天炉座、九头蛇座、半人马座和本星系群这四个环境，比率{ S_{N,UCD} }/{ S_{N,GC} }为1.00 +- 0.44。这种良好的匹配也适用于天炉座和天炉座团内空间中的单个巨星系。在各种环境中导出的UCD特定频率的误差范围则意味着不超过50%的UCD是由矮星系形成的。我们表明，这样的情况下，将需要>90%的原始矮星在星系团中心（<100千秒差距）已被剥夺了他们的恒星。我们的结论是，UCD的数量计数是完全一致的，它们是G…
2011-12-19 astro-ph.CO
Spatially Resolved Kinematics of an Ultra-Compact Dwarf Galaxy
我们提出了内部运动学的UCD 3，最明亮的已知超紧凑矮星系（UCD）在天炉座星系团，使这第一个UCD空间分辨光谱。我们的研究是基于在良好的视宁度条件（0.5 - 0.67弧秒半高宽）下，用VLT/FLAMES摄谱仪的ARGUS积分场单元获得的视宁度有限的观测结果。UCD 3的速度场显示出弱旋转的特征，与大质量球状星团中的速度场相当。它的速度色散分布与各向同性速度分布和质量遵循哈勃空间望远镜成像获得的光分布的假设完全一致。特别是，没有证据表明存在一个扩展的暗物质晕贡献了显著的质量分数（在R < 200 pc内>~ 33%），也没有证据表明中心黑洞的质量超过UCD质量的~ 5%。虽然这一结果并不排除UCD 3的银河系起源，但我们得出结论，它的内部运动学完全符合它是一个大质量星团。
2011-04-13 astro-ph.CO
Hubble Space Telescope survey of the Perseus Cluster -IV: Compact stellar systems in the Perseus Cluster core and Ultra Compact Dwarf formation in star forming filaments
我们提出了在英仙座星系团核心，包括不寻常的布里渊星系团星系（BCG）NGC 1275周围的星系团区域的超紧凑矮星（UCD）的第一次搜索结果。利用哈勃空间望远镜高级巡天照相机成像，我们确定了84个半光半径为10 pc < r_e < 57 pc的UCD候选样本，距离星团中心250 kpc，覆盖总巡天面积约为70 armin ^[2]。英仙座的所有UCD都位于同一个大小-光度轨迹上，这些轨迹与在本宇宙其他区域被证实的UCD相同。大部分UCD的亮度大于M_R =-10.5，并位于红色序列的外推上，英仙座矮椭圆星群的星等则较暗。然而，NGC 1275附近的三个UCD候选者非常蓝，颜色（B-R）_0 < 0.6，意味着在过去的1亿年内停止了恒星形成。此外，大的蓝色星团嵌在恒星形成的细丝中，这高度表明原球状星团（GC）和原UCD在英仙座目前正在积极形成。因此，我们建议恒星形成细丝作为一些UCD的形成场所，在其他低红移的NGC 1275类似物中进行必要的搜索以验证这一假设。我们还认为，潮汐分裂矮星系是另一个形成通道UCD形成英仙座的核心潮汐分裂正在进行中，在这个地区的NGC 1275周围的壳证明。最后，UCD可能只是基于两个群体的颜色趋势的强烈相似性的大规模GC。
2012-02-13 astro-ph.CO
Ultra-Compact Dwarfs in the Core of the Coma Cluster
我们在后发座星系团中发现了一个红色和一个蓝色的超致密矮星系候选者。我们分析了深F475 W（斯隆g）和F814 W（I）哈勃太空望远镜的图像，这些图像是作为后发座星系团财政部调查的一部分使用高级巡天相机宽视场通道获得的，并拟合了后发座星系团两个中心主导星系之一NGC 4874附近约5000个点状源的光剖面。虽然几乎所有这些来源的球状星团仍然没有得到解决，我们发现有52个物体的有效半径在10到66 pc之间，在矮球状过渡物体（DGTO）和UCD的范围内。在这52个致密天体中，有25个比M_V ~-11等亮，这一星等通常被认为是分离UCD和球状星团的星等。UCD/DGTO候选者与非常丰富的NGC 4874球状星团系统中红色和蓝色子种群中最明亮的球状星团具有相同的颜色和光度分布。与标准的球状星团不同，蓝色和红色UCD/DGTO子群具有相同的有效半径中值。UCD/DGTO候选者的空间分布显示它们聚集在NGC 4874附近，并且不是均匀分布的。我们发现在NGC 4874周围的15 kpc内，UCD/DGTO与球状星团相比相对不足，但是在更大的半径上，UCD/DGTO和球状星团遵循相同的空间分布。
2010-09-15 astro-ph.CO
A large population of ultra-compact dwarf galaxies in the Hydra I cluster
我们对长蛇座I星系团（Abell 1060）核心的致密、未分辨天体进行了大型光谱调查，目的是识别超致密矮星系（UCD），并研究中心cD星系NGC 3311周围的球状星团（GC）系统的性质。我们获得了大约1200个候选天体的VIMOS中等分辨率光谱，其视星等为18.5 < V < 24.0等，涵盖了GC光度函数的亮端和所有已知UCD的光度范围。通过光谱红移测量，我们确定了118个星系团成员，其中52个成员的亮度大于M_V = -11.0等，因此可以称之为UCD。在我们的样本中，最亮的UCD的绝对星等为M_V = -13.4等（相当于质量大于5 × 10^7 M_sun），半光半径为25 pc。这使它成为有史以来发现的最明亮，最大的UCD之一。大多数GC/UCD都与中央cD星系在空间和动力学上相关联。的GC/UCD的整体速度色散是相媲美的星系团星系。然而，当分裂成一个明亮的和一个暗淡的部分的样品，我们观察到一个较低的速度色散为明亮的UCD/GC比较暗的对象。在M_V = -10.75等的分星等上，色散相差超过200 km/s，在NGC 3311周围5弧分以内的天体，色散相差可达300 km/s。我们解释了这些结果在不同的UCD形成通道的背景下，并得出结论，相互作用驱动的形成似乎发挥了重要作用，在中心的水螅I。
2011-03-28 astro-ph.CO
Dynamical versus Stellar Masses of Ultracompact Dwarf Galaxies in the Fornax Cluster
超紧矮星系（UCD）是一种致密的河外恒星系统，其起源问题一直是现有星系形成模型中的一个难题。本文对VLT FLAMES获得的24个天炉座星团UCD样品的高分辨率多目标光谱数据进行了综合分析。它包括先前公布的19个物体的数据（Mieske等人，2008年），我们重新分析，包括13个可用的HST光度数据。使用虚拟天文台技术，我们发现档案HST图像的两个UCD，然后确定其结构特性。对于所有的对象，我们推导出内部速度色散，恒星星族参数，和恒星的质光比（M/L）* 通过拟合个人简单的恒星星族（SSP）合成光谱与高斯卷积对观察到的光谱使用NBursts全光谱拟合技术。对于14个物体，我们估计了其中12个没有暗物质（DM）的动力学质量，其余两个的DM质量分数不超过40%，与室女星系团中几个UCD的发现相反。一些Fornax UCD甚至使用Kroupa恒星初始质量函数（IMF）估计的（M/L）* 值过高，导致正式计算的DM质量分数为负。与动力学天体相比，（M/L）* 比值过高的天体具有相对较短的动力学弛豫时间尺度，接近哈勃时间或更低。因此，我们认为它们较低的动力学比（M/L）dyn是由于动力学演化引起的低质量恒星耗尽造成的。总的来说，观察到的UCD特征表明至少有两个形成通道：大质量UCD（~10^8 M_sun）的有核矮星系潮汐膨胀，以及低质量UCD（< 10^7 M_sun）的红球状星团形成的经…
2010-11-08 astro-ph.CO
Low-mass X-ray binaries indicate a top-heavy stellar initial mass function in ultra compact dwarf galaxies
以前的研究表明，超致密矮星系（UCD）的高质光比可以解释为它们的恒星初始质量函数（IMF）是头重脚轻的，即IMF偏向于高质量恒星。在这种情况下，中子星和黑洞将在UCD中提供不可见的质量。为了用独立的方法测试这种情况，我们使用关于UCD的哪一部分具有明亮的X射线源的数据。这些X射线源被解释为低质量X射线双星（LMXB），即中子星从演化中的低质量恒星吸积物质的双星。我们发现，LMXB确实是高达10倍以上的频率比预期的UCD，如果IMF是不变的。解释这种过剩所需的头重脚轻的IMF与解释UCD异常高的质轻比所需的相同，头重脚轻的IMF似乎是对这两个发现的唯一同时解释。此外，我们表明，在星爆星系Arp 220中的II型超新星（SNII）的高比率表明该系统中存在头重脚轻的IMF。这一发现与星暴星系是UCD可能形成的地方以及UCD的IMF是头重脚轻的概念是一致的。据估计，当单位体积的恒星形成率超过0.1太阳质量/年和pc尺度的立方秒差距时，IMF就会变得头重脚轻。
2012-01-20 astro-ph.CO
Mass-loss and expansion of ultra compact dwarf galaxies through gas expulsion and stellar evolution for top-heavy stellar initial mass functions
超致密矮星系（UCD）的V波段动态质光比比高于由经典恒星初始质量函数（IMF）建立的简单恒星星族模型所预测的值。解释这一发现的一种方法是头重脚轻的IMF，因此看不见的质量是由高质量恒星的额外残余物提供的。为什么UCD中的IMF可能是头重脚轻的，而在质量较小的恒星系统中则不是这样，一个可能的解释是，在形成大质量系统时，原恒星和恒星之间的相遇变得可能。然而，所需的额外恒星残骸的数量被证明是相当高的，这就提出了一个问题，即它们的祖先将如何影响UCD的早期演化。因此，我们使用粒子网格代码Superbox计算了UCD演化的前2亿年。据推测，UCD的恒星星族是在最初的恒星爆发中产生的，这意味着由于原始气体排出和超新星爆炸，在接下来的大约4000万年期间会有大量的质量损失。我们发现在模拟结束时的各种初始条件和（列表）的质量损失的历史对象，大致类似于UCD。因此，UCD的存在并不与它们的恒星星族迅速形成并具有头重脚轻的IMF的概念相矛盾。我们发现了初步证据，表明UCD在出生时的密度可能高达10^8 M_sun/pc^3。
2010-04-06 astro-ph.CO
UCDs as Probes of the Major and Minor Merger Histories of Galaxies
两种相互竞争的理论认为超致密矮星（UCD）要么是矮星系的剥离核，要么是与最大的球状星团（GC）系统相关的巨型球状星团（GGC）。通过关注年轻UCD可能最常见的领域和群体环境，我们发现了第一个UCD，这显然是最近（<4 Gyr ago）剥离伴星星系的结果。然而，我们也发现了一个通过GC形成过程产生的多UCD系统的明确案例，这可能与主要的星系合并有关。我们证明，这是可能的，以可靠地区分两种类型的UCD，从而探测个别星系的主要和次要合并的历史。
2010-09-14 astro-ph.CO
Nuclei of early-type dwarf galaxies: are they progenitors of UCDs?
为了解决所谓的超紧凑矮星系（UCD）是否是被摧毁的早期型矮星系（dEs）的残留核的问题，我们分析了34个室女座dEs的核的恒星星族参数，以及10室女座UCD，包括我们发现的一个，我们在这里报告。基于吸收线强度（Lick指数）的测量，我们发现室女座dEs核的恒星星族年龄比UCD年轻，平均年龄分别为5 Gyr和>10 Gyr。除此之外，金属丰度也不同：dE核平均比UCD更富含金属。另一方面，在相同的星系密度下，当UCD位于高密度星系团区域时，我们没有发现dE核和UCD的恒星星族有任何差异。在这些区域中，dE核与UCD一样古老和缺乏金属。这一证据表明，室女座UCD可能是通过剥离dE核形成的。
2010-10-06 astro-ph.CO
Top-heavy IMFs in ultra compact dwarf galaxies?
超致密矮星系（UCD）是位于大质量星团和小星系之间的致密恒星系统。它们的平均高光学质光比（M/L）不能用具有典型恒星初始质量函数（IMF）的恒星星族来解释，而非重子暗物质是否能在UCD尺度上积累到足以显著影响其动力学的程度也值得怀疑.室女座星系团中的UCD显然也有过多的中子星，强烈暗示着头重脚轻的IMF，这可以解释这两个发现。这是因为一个头重脚轻的IMF可以通过大量的恒星残骸提供看不见的质量。如果UCD代表了在一个非常致密的环境中快速恒星形成的情况，那么IMF的变化就可以理解了。虽然头重脚轻的IMF意味着恒星系统形成后不久会有更大的质量损失，但这个过程并不一定会溶解UCD。因此，它们与一个头重脚轻的货币基金组织一起成立，并不与它们的存在相矛盾。
2012-01-18 astro-ph.CO
The chemical composition of Ultracompact Dwarf Galaxies in the Virgo and Fornax Clusters
我们目前的光谱观测的超紧凑型矮（UCD）星系的天炉座和室女星系团团的测量和比较他们的恒星星族。这些光谱是由双子座-北（室女座）和双子座-南（天炉座）望远镜使用各自的双子座多目标摄谱仪获得的。我们估计年龄，金属丰度和丰度的对象从测量的Lick线强度指数的光谱，我们还估计年龄和金属丰度独立使用直接光谱拟合技术。两种方法均显示UCD较老（平均年龄10.8 \pm 0.7 Gyr）且（通常）富含金属（平均[Fe/H] = -0.8 \pm 0.1）。从Lick指数测量的天体的α元素丰度是超太阳的。我们用这些测量来检验UCD是由现今有核矮椭圆星系的潮汐破裂形成的假设。这些数据与这一假设并不一致，因为年龄和丰度都明显高于观测到的矮星系核（这并不排除早期矮星系的破坏）。它们更符合球状星团的性质，虽然在较高的平均金属丰度。UCD显示了非常宽的金属丰度范围（-1.7 <[Fe/H]< 0.0），涵盖了球状星团和矮星系核的全部范围。我们证实了以前的报道，大多数UCD有高metalliticities的光度，躺在明显高于典型的metalliticity光度关系，其次是早期型星系。与以前的工作相比，我们发现，无论是平均年龄或平均金属的处女座和天炉座UCD人口没有显着差异。
2012-07-14 astro-ph.CO
Ultra compact dwarfs in the Perseus Cluster: UCD formation via tidal stripping
我们提出的结果凯克/DEIMOS调查超紧凑型矮星（UCDs）的英仙座星系团的核心。我们确认14个UCD，径向速度~5300公里秒$^{-1}$的集群成员。其中两个被证实的英仙座UCD具有极蓝色（$B-R < 0.6$等），位于NGC 1275周围的恒星形成细丝中，并且可能在过去的1亿年中形成了大质量星团。我们还测量了第三个UCD 13（$σ_0 = 38 \pm 8$ km s $^{-1}$）的中心速度色散，这是我们样本中最扩展的UCD。我们确定它的半径为$R_{e} = 85 \pm 1.1$ pc，动力学质量为（$2.3 \pm 0.8)\times10^{8}$ M $_{\odot}$），金属丰度为[Z/H] $= -0.52^{+0.33}_{-0.29}$ dex。UCD 13和星系团的中央星系NGC 1275的投影距离为30 kpc，径向速度差约为20 km s $^{-1}$。基于它的大小，红色，内部速度色散，动力学质量，金属丰度和接近NGC 1275，我们认为，UCD 13可能是潮汐剥离dE的残留核，与这个祖先dE有$M_{B} \approx -16$等和质量$\sim10^{9}$ M $_{\odot}$。
2014-02-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
UCDs in the Coma Cluster
作为HST/ACS后发座星系团财政部调查的一部分，我们进行了凯克/LRIS光谱活动，以确定成员的微弱矮星系。在这个过程中，我们在后发座星系团的核心区域发现了一群超紧凑矮星系（UCD）。在后发座的距离处，UCD预期具有0.01 < R_e < 0.2角秒的角大小。使用ACS成像，我们可以通过仔细拟合来解决所有问题，除了最小的问题。候选UCD是根据大小、颜色和分辨率选择的。我们光谱确认27个对象作为真正的UCD成员的昏迷集群，60%的成功率目标对象与M_R <-12。我们将高成功率部分归因于HST数据的高分辨率和昏迷中明显的大量UCD。我们发现UCD倾向于强烈地聚集在巨星系周围，至少在星系团的核心区域，并且具有类似于球状星团的分布和颜色。这些发现表明UCD不是独立的星系，而是有一个星团起源。目前的研究提供了理解UCD人口所需的密集环境数据点。
2010-09-20 astro-ph.CO
The Relationships Among Compact Stellar Systems: A Fresh View of Ultra Compact Dwarfs
我们使用附近的中央星系团星系M87的综合成像和光谱调查，收集了34个已确认的超紧凑型矮星（UCD）的样本，从哈勃太空望远镜图像中测量的半光半径>~ 10 pc。这使M87的现有样本增加了一倍，使其成为任何星系中最大的此类样本，同时将UCD的检测扩展到前所未有的低光度（MV = -9）。与以前的建议相反，这个扩大的样本，我们发现大小和光度之间没有相关性，大小和银河系距离之间也没有一般的相关性。我们探索UCD，不太明亮的扩展集群（包括微弱的模糊），球状星团（GC），以及早期类型的星系和它们的核之间的关系，组装一个广泛的新的恒星系统的大小和光度的目录。大多数的M87 UCD遵循紧密的颜色-星等关系，从贫金属GC偏移。这与运动学差异一起表明，大多数UCD是与正常GC不同的群体，而不仅仅是更大尺寸和更高亮度的延续。UCD的色星等趋势与室女座矮椭圆核密切相关。我们的结论是，M87 UCD主要是剥离核。最亮和最红的UCD可能是更大质量星系的残余核，而最暗的UCD的子集可能是潮汐限制的，与更紧凑的星团有关。在更广泛的星系组装背景下，蓝色UCD可能是由低质量卫星吸积形成的晕，而红色UCD可能是较大星系中富含金属的凸起形成的标志。
2011-09-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
An Ultra Compact Dwarf around the Sombrero galaxy (M104): the Nearest Massive UCD
我们报告了与草帽星系（M104）相关的超紧凑矮星（UCD）的发现。这是已知的最接近的大规模UCD，也是第一个光谱验证的位于低密度环境中的大规模UCD。该物体，我们命名为SUCD 1，在HST/ACS成像中被识别，并通过从Keck光谱获得的后退速度证实与草帽星系有关。光分布由Wilson模型很好地拟合。我们测得半光大小为14.7 ± 1.4秒差距，绝对星等为M_V = -12.3等（M_K = -15.1等），内部速度色散为25.0 ± 5.6公里/秒。这些值是UCD的典型值。根据Lick光谱指数，我们测得亮度加权中心年龄为12.6 +/- 0.9 Gyrs，[Fe/H]为-0.08 +/- 0.08 dex，[alpha/Fe]为0.06 +/- 0.07 dex。缺乏颜色梯度表明这些值代表整个UCD。导出的恒星质量和维里质量在误差范围内是相同的，约为3.3 x 10 E7 Msun。因此，我们没有发现暗物质存在的有力证据，也没有发现需要调用非标准IMF的证据。我们还报告了可以说是第一个真正的UCD的X射线探测，我们归因于低质量X射线双星（LMXB）的存在。X射线光度L_X = 0.56 × 10 E ~（38）erg/s，与同金属丰度GC的观测值一致。总的来说，我们发现SUCD 1具有与其他已知的UCD和大规模GC相似的特性。
2009-01-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Two formation channels of UCDs in Hickson Compact Groups
超致密矮星系（UCD）的形成被认为是相互作用驱动的，并且UCD大量存在于星系团的核心，这标志着星系演化的终点。关于致密星系群中UCD的性质一无所知，大多数星系演化和相互作用被认为发生在这种环境中，并且可以预期处于中间演化状态的UCD。本研究的主要目标是检测和表征，第一次，紧凑组的UCD人口。为此，VLT/FORS 2/MXU靶向了处于不同进化阶段的2组HCG 22和HCG 90。我们探测到分别属于HCG 22和HCG 90的16个和5个天体，覆盖的星等范围为-10.0 > M_R > -11.5等，它们的颜色与覆盖广泛金属丰度范围的古老年龄一致。测光质量估计将HCG 90中的4个物体和HCG 22中的9个物体放在UCD的质量范围内（>2x10^6 M_Sun），假设年龄为12 Gyr。这些UCD平均比典型的银河系GC大2-3倍，覆盖范围为2 >~ r_h >~ 21 pc。在99%的置信水平下，HCG 22中的UCD比HCG 90更集中在中央星系周围。它们涵盖了从亚太阳到超太阳的[α/Fe]丰度的广泛范围。3个UCD的光谱显示了中间年龄恒星星族的初步证据。我们计算了两组UCD的特异性频率（S_N），发现HCG 22的S_N比HCG 90高约3倍。探测到的UCD的集合特性支持2个共存的形成通道：星团起源和潮汐剥离矮核起源。我们的研究结果意味着，在这两个群体中检测到的UCD，在他们的大…
2010-09-15 astro-ph.CO
Stellar Population Properties of Ultracompact Dwarfs in M87: a Mass-metallicity Correlation Connecting Low-metallicity Globular Clusters and Compact Ellipticals
基于对文献和新观测的Lick指数测量值的模型拟合，我们获得了室女座星系团中央星系M87中具有代表性的超紧矮星（UCD）样本和大质量球状星团（GC）样本（恒星质量为$\gtrsim$ 10 $^{6}$ $M_{\odot}$）的恒星恒星星族参数.经过必要的光谱叠加的相对暗淡的对象在我们的初始样本的40 UCD和118 GC，我们获得了30套舔指数测量UCD和80 GC。M87 UCD的年龄为$\gtrsim$ 8 Gyr和[ $α$ /Fe] $\simeq$ 0.4 dex，与先前基于较小样本的研究一致。文献中的UCD，位于密度低于M87的环境中，比M87 UCD延伸到更年轻的年龄和更小的[ $α$ /Fe]（在给定的金属丰度），类似于室女座dE核的环境依赖性。UCD表现出正的质量-金属丰度关系（MZR），它包围并连接恒星质量为$\gtrsim$ 10 $^{8}$ $M_{\odot}$的致密椭圆星系。室女座dE核在很大程度上遵循UCD的平均MZR，而大多数M87 GC在给定恒星质量下都向更高的金属丰度偏移。UCD和GC的质量金属丰度分布之间的差异可以定性地理解为它们在自富集场景中出生时的不同物理尺寸，或者在UCD形成的潮汐剥离场景中银河核团恒星形成效率相对较低。现有的观测提供了必要的，但不充分的证据潮汐剥离dE核的主要贡献者的M87 UCD。
2018-03-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Next Generation Virgo Cluster Survey. VI. The Kinematics of Ultra-compact Dwarfs and Globular Clusters in M87
超致密矮星（UCD）的起源--比典型的球状星团（GC）更大更重，但比典型的矮星系更致密的物体--自发现以来的15年里一直在激烈争论。甚至UCD是否应该被认为是银河系的起源，或者只是最极端的GC，还没有解决。本文给出了室女星系团M87中97个经光谱证实的非均匀CD（rh >~10 pc）和911个GC的动力学性质。我们的UCD，其中89%的M_star > ~2X10^6 M_sun，92%的蓝色与经典的蓝色GC一样，几乎是以前确认的室女座UCD样本的三倍，为研究UCD系统的全球动力学提供了迄今为止最好的机会。我们发现：（1）UCD的表面数密度分布在70 kpc以内比蓝色GC的表面数密度分布浅，在更大半径处与红色GC的表面数密度分布一样陡峭：（2）UCD的旋转明显强于GC，并且蓝色GC的速度场与周围矮椭圆星系的速度场更为一致;（3）UCD具有径向增加的轨道各向异性轮廓，并且在半径< ~ 40 kpc处切向偏置，并且径向偏置更远。相比之下，蓝色GC在超过~ 40 kpc的较大半径处变得更加切向偏置;（4）M_star > 2 × 10^6 M_sun的GC具有与质量较小的GC无法区分的旋转特性，这表明是大小而不是质量将UCD与GC区分为运动学上不同的种群。我们的结论是，M87中的大多数UCD与仅仅是其他正常GC中最明亮和扩展的例子并不一致。在大半径的径向偏置的轨道结构的UCD是在一般协…
2015-01-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
A search for massive UCDs in the Centaurus Galaxy Cluster
我们最近开始在半人马座星系团中寻找超紧凑矮星系（UCD）（Mieske et al. 2007），结果发现了27个紧凑的天体，其质量为-12.2<M_V<-10.9 mag.我们的总体调查完整性在120 kpc投影的星系团中心距离内为15-20%。为了更好地限制半人马座最亮UCD的光度分布，我们继续我们的搜索，特别是在M_V<-12等（V_0<21.3等）的制度，大大提高了我们的调查完整性。利用VIMOS在VLT上获得了400个位于半人马座星团中心25'的致密天体的低分辨率光谱，这些天体的质量为19.3<V_0<21.3等（在半人马座距离上为-14<MV <-12等），对应的投影半径约为150 kpc。我们的调查产生完整的区域覆盖范围内~120千秒差距。对于掩模中包含的94%的源，我们成功地测量了红移。由于狭缝分配的不完整性，我们在调查区域的最终完整性为52%。在我们的目标中，我们发现了三个新的UCD，其星等范围为-12.2<M_V<-12等，因此处于我们调查的微弱极限。其中一个被存档的HST WFPC 2成像覆盖，产生r_h <= 8-9 pc的大小估计。在95%的置信度下，我们可以拒绝这样的假设，即在所调查的区域中，有两个以上的大规模UCD，M_V<-12.2 mag，r_eff <=70 pc。因此，我们的调查证实了大规模UCD的极端罕见性。我们发现，半人马座和天炉座的UCD…
2009-01-30 astro-ph.CO
Ghostly Galaxies as Solitons of Bose-Einstein Dark Matter
普通矮星系的巨大暗核无法用标准的重粒子解释暗物质。这一谜题因发现一个非常大但几乎不可见的、以暗物质为主的Antlia II星系而加剧，该星系是通过{ \t Gaia}卫星跟踪恒星运动而发现的。虽然Antlia II的质量很低，但它的可见半径是任何已知矮星系的两倍多，具有前所未有的低密度核心。我们发现Antlia II有利于暗物质作为一个玻色-爱因斯坦凝聚体，其中的基态是一个稳定的孤子的核心半径由德布罗意波长。星系质量越低，德布罗意波长越大，所以质量最小的星系应该有最宽的孤子核心和最低的密度。超轻玻色子为$m_ψ\sim 1.1 \times10^{-22}$ eV，很好地解释了Antlia II中大尺寸和缓慢移动的恒星，并与来自更大质量矮星系致密核心的玻色子质量估计一致。对于这个非常轻的玻色子，Antlia II接近于不确定原理所允许的星系形成的下限Jeans尺度，因此预计会有其他例子，但没有一个在尺寸上明显更大。对矮星系令人困惑的暗核心的这种简单解释意味着暗物质是一种超轻玻色子，就像弦论中的轴子一样。
2020-03-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
A parametric study on the formation of extended star clusters and ultra-compact dwarf galaxies
在过去的十年中，在不同环境中的各种类型的星系中发现了质量在10^4到10^8 M_sun之间的扩展星团。质量与正常球状星团（GC）相当的天体被称为扩展星团（EC），而质量在矮星系范围内的天体被称为超紧凑矮星系（UCD）。在相互作用强烈的星系中，星团往往形成更大的聚集体，称为星团复合体（CC）。在这项工作中，我们系统地扫描一个合适的参数空间CC和进行数值模拟，以研究其进一步的命运。CC的不同大小和质量覆盖了一个5x 6值的矩阵，CC Plummer半径在10 - 160 pc之间，CC质量在10^5.5 - 10^8 M_sun之间，这与观测到的CC参数一致。参数研究的CC位于距离在20 kpc和60 kpc之间的轨道上。此外，我们还研究了在距离为60千秒差距的圆形轨道上CC的演变，以验证我们的形成方案也可以解释极端扩展的EC和UCD。所有54个模拟最终都得到稳定的合并物体，其中26%至97%的初始CC质量被束缚。这些物体显示出有效半径随质量增加而增加的总趋势。尽管CC的输入普卢默半径范围很大（10至160 pc），但合并物体的有效半径在低质量端被限制为10至20 pc之间的值，在高质量端被限制为15至55 pc之间的值。模型的结构参数与观测到的EC和UCD的结构参数相当。圆形轨道的结果表明，即使是非常扩展的对象，如Huxor在2005年发现的M31 EC和非常扩展（r_eff > …
2011-03-24 astro-ph.CO
The high mass end of extragalactic globular clusters
在过去的十年中，一种新的恒星系统已经建立，表现出介于球状星团（GC）和早期型矮星系之间的性质。这些所谓的超致密矮星系（UCD）的质量在10^6到10^8太阳质量之间，半光半径为10-100 pc。迄今为止已知的最大的UCD主要是富含金属的，并且位于附近星系团的核心。问题是，UCD是否只是丰富的球状星团系统中质量最大的球状星团？虽然UCD和“正常”GC在几个参数空间中形成连续序列，但对于质量大于~2.5x10^6 M_sun的恒星系统，标度律似乎有一个突破。与GC不同，UCD遵循质量大小关系，它们的质光比大约是具有可比金属丰度的GC的两倍。在这篇文章中，我提出了最明亮的球状星团和超紧凑的矮星系的属性，并讨论所观察到的结果是否是兼容的“星团”起源的UCD或它们是否更有可能与暗物质为主的矮星系。
2009-06-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Catalog of Extended Clusters and Ultra-Compact Dwarf Galaxies - An Analysis of their Parameters in Early- and Late-Type Galaxies
有效半径大于10 pc的扩展星团在各种环境中都被发现过。质量与球状星团（GC）相当的天体被称为扩展星团（EC），而质量在矮星系范围内的天体被称为超紧凑矮星系（UCD）。本文分析了所有已知的EC和UCD的观测参数光度、有效半径和到宿主星系的投影距离，以及这些参数与宿主星系类型和光度的关系。我们检索了现有的文献，以编制一个大于10 pc的星团目录。由于EC和UCD之间没有明确的区别，这两种类型的物体都被称为扩展恒星物体（EO）。我们总共发现了813个EO，其中171个与晚型星系有关，642个与早型星系有关。EOs的光度范围从MV = -4到-14等。然而，绝大多数亮于-10等的EOs与椭圆星系有关。在每个星等上，发现有效半径在10 pc和一个尺寸上限之间的EO，这表明了一个明显的趋势：物体越亮，尺寸上限就越大。对于与早型和晚型星系相关的EOs，光度函数的峰值分别为-6.40和-6.47等，比GC光度函数的峰值暗约一个星等。在reff vs. MV参数空间中，色球和色球形成了一个相干结构，而色球和早型矮星系之间存在明显的间隙。然而，有一个小的潜在的重叠在高质量的一端，最广泛的EO接近紧凑的椭圆星系的参数。我们比较EO样本与数值模型，并得出结论，EO样本作为一个整体的参数可以很好地解释了星团的起源，其中EO是合并的集群复合物的结果。
2012-09-19 astro-ph.CO
Families of dynamically hot stellar systems over ten orders of magnitude in mass
动态热恒星系统，无论是星团或早期类型的星系，遵循明确定义的标度关系在许多数量级的质量。这些基本的平面关系已经成为几项研究的主题，到目前为止，这些研究大多局限于某些类型的星系和/或星团。在这里，我们提供了一个完整的热恒星系统的图片，从微弱的星系和星团只有几百个太阳的质量到10^12 M_sun的巨型椭圆星系（gEs），特别是包括大样本的紧凑椭圆星系（cEs），超紧凑矮星系（UCD），矮椭圆星系（dEs）附近的星系团和本地集团超微弱矮椭球体（dSphs）。对于所有这些恒星系统，我们显示了有效半径-光度，有效半径-恒星质量，有效质量表面密度-恒星质量平面。热恒星系统可以分为两个家族：“银河系”家族，范围从Es以上的gEs和dEs到dSphs，以及“星团”家族，包括球状星团（GC），UCD和核星团（NC）。有趣的是，大质量椭圆星系与cE、UCD和NC有着相似的尺寸-质量关系，并且在最小尺寸上有着明确的共同边界。任何一个家庭的对象都不位于“回避区”超过这一限制。甚至大多数高红移的早型星系也遵循这个关系。dEs和dSphs以及GC的大小几乎不随质量变化几个数量级。我们用恒定的星系大小来推导几个局部星系团的距离。星系和星团的表面密度都不超过3.17*10^{10}*M^{-3/5} M_sun pc^{-2}，这导致质量大于10^{11} M_sun的椭圆星系序列中出现正交扭结。致密恒星系统（在…
2011-04-12 astro-ph.CO
The MUSE-Faint survey. III. Constraining scalar field dark matter with Antlia B
本研究利用MUSE-Faint巡天的唧筒座B恒星视向速度数据，通过GravSphere建模约束标量场暗物质的自耦合强度，发现其排斥自作用特征尺度与本星系群矮星系核观测要求不符，排除了SFDM形成矮星系核的可能。
2023-10-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
What is a Galaxy? Cast your vote here...
虽然超致密矮星（UCD）最初被归类为星系，但它们与球状星团有许多共同的特性。关于UCD的起源和性质的争论，以及最近发现的包含很少恒星的超微弱矮球状（dSph）星系，促使我们提出这样的问题：“什么是星系？”“我们在这里的目的是促进进一步讨论如何定义星系，特别是什么将它与星团分开。像大多数以前的定义，我们采用的要求，引力约束恒星系统作为最低限度。为了从球状星团中分离出矮星系，我们讨论了其他可能的条件，如最小尺寸，长的两体弛豫时间，卫星系统，复杂的恒星星族和非重子暗物质的存在。我们简要地提到这些定义中的每一个如果被采用所涉及的问题。还讨论了具有模糊性质的对象的一些特殊情况。最后，我们给出了我们喜欢的标准，并本着“集体智慧”的精神，邀请读者通过一个专门的网站对他们喜欢的星系定义进行投票。
2011-01-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Chemodynamics of Compact Stellar Systems in NGC 5128: How similar are Globular Clusters, Ultra-Compact Dwarfs, and Dwarf Galaxies?
本文介绍了由高分辨率UVES谱导出的NGC 5128中发光GC的速度色散测量结果。测量是用pPXF代码进行的，该代码参数化地恢复视线速度分散。结合测得的速度色散与表面测光和结构参数数据从HST使动力学质量和M/L比推导。这些星系团的基本面关系的调查，以填补本星系群GC和更大的质量早型星系之间的关系明显的差距。研究发现，这些大质量恒星系统的性质与矮椭圆星系和UCD中的核团的性质相匹配，并且所有天体的年龄都相似（>8 Gyr），这表明dE，Ns，UCD和大质量GC的形成和演化之间可能存在联系。我们发现，当M_dyn = 2x10^6 Msol时，动力学（M/L）比和动力学质量之间存在一个非常陡峭的相关性，其形式为（M/L）_dyn ~ M_dyn^（0.24+/-0.02）。地层的情况下进行了调查与化学丰度分析，使用校准的舔/IDS指标系统的吸收线强度。结果支持两种情况下包含在一个单一的一般形成计划。古老的、巨大的、超太阳[α/Fe]系统是在短（<1亿年）的时间尺度上通过单次坍缩GC的合并而形成的，这些GC本身是在单个巨大的分子云中形成的。更多的中老年（~3-10 Gyr）、太阳系到亚太阳系[alpha/Fe]系统是在更长的（~Gyr）时间尺度上通过剥离大质量星系和星系团的10^13-10^15 Msol势阱中的dE，Ns而形成的。
2010-02-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Wave Dark Matter and Ultra Diffuse Galaxies
作为玻色-爱因斯坦凝聚体的暗物质，例如弦论的轴子标量场粒子，可以解释大尺度上暗物质的冷性。在这方面的开创性模拟预测了丰富的波状结构，在每个星系中的基态孤子核心周围的激发态的光环，干扰德布罗意尺度。德布罗意尺度在低质量星系中是最大的，因为动量较低，这为矮球状星系的宽核提供了一个简单的解释。在这里，我们扩展这些“波暗物质“（$ψ$ DM）的预测，新发现的类“超扩散星系”（UDG），类似于矮球状星系，但更广泛的恒星配置文件。目前最好的研究的例子，DF 44，有一个均匀的速度色散$\simeq 33$公里/秒，延伸到至少3千秒差距，我们表明是重现我们的$ψ$ DM模拟与孤子半径为$\simeq 0.5$千秒差距。在$ψ$ DM的背景下，我们显示了相对平坦的色散分布DF 44之间的大质量星系的紧凑密集的孤子，可能存在于银河系的规模为100 pc和较低的质量星系的速度色散下降中心内的一个广泛的，低密度的孤子，如Antlia II，半径为3千秒差距。
2021-03-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
