Young stars discovered in dwarf spheroidal galaxies confirm their recent infall into the Milky way
本研究依托Gaia卫星和VLT的观测，在银河系周边矮椭球星系中发现0.5-2Gyr的年轻恒星，证实这些星系近期才落入银晕，颠覆了对其动力学、质量与暗物质含量的原有认知。
2025-05-20 astro-ph.GA
Devouring the Milky Way Satellites: Modeling Dwarf Galaxies with Galacticus
本研究利用半解析模型Galacticus在N体模拟合并树上，通过匹配光度函数和光度-金属丰度关系，成功再现了银河系极暗弱矮卫星的观测属性，并验证了其恒星形成历史与本地群矮星系一致。
2022-09-27 astro-ph.GA
Galactic forces rule dynamics of Milky Way dwarf galaxies
根据速度色散计算，居住在星系晕中的矮星系被认为拥有最大比例的暗物质。它们的主轴优先与垂直于银河系盘的巨大极地结构（VPOS）对齐，我们发现它们的速度梯度也对齐。这表明银河系施加的潮汐力正在扭曲矮星系。在这里，我们证明了脉冲近似的基础上，银河系的引力加速度引起的矮视线速度色散，这也证明了这两个量之间的强相关性。由于这一结果对任何矮星质量值都有效，这意味着银河系矮星中的暗物质估计不能从它们的半径与它们的视线速度色散的平方的乘积中推导出来。这就质疑了在这些渐逝系统中所报道的高暗物质分数，以及在矮星系中普遍采用的总质量与恒星质量的关系。这表明许多矮星正处于它们的第一个通道，并正在溶解到星系晕中。它开辟了一个很有前途的方法来估计银河系总质量分布在大的距离。
2018-06-24 astro-ph.GA
The feeble giant. Discovery of a large and diffuse Milky Way dwarf galaxy in the constellation of Crater
我们宣布在VST ATLAS巡天的成像数据中发现了环形山2号矮星系。由于它的半光半径约为1100 pc，陨石坑2是银河系中第四大矮星，仅次于LMC，SMC和Sgr矮星。这个卫星星系的总光度为$M_V\approx-8$，也是表面亮度最低的矮星之一。落在30等角秒$^{-2}$的标称探测边界之下，它的星云性质与最近发现的Tuc 2和Tuc IV和Uma II相当。2号陨石坑距离太阳约120千秒差距，在三维空间中似乎与神秘的球状星团陨石坑、一对超暗矮星狮子座IV和狮子座V以及经典矮星狮子座II对齐。我们认为，这种安排可能不是偶然的，事实上，可以被看作是火山口-狮子座集团的吸积证据。
2016-08-01 astro-ph.GA
Milky Way Red Dwarfs in the BoRG Survey; Galactic scale-height and the distribution of dwarfs stars in WFC3 imaging
我们提供了一个在68个WFC 3纯平行视场（227弧分^2）中的银河系晚型矮星的统计数据，这些数据来自于对高红移星系的再电离星系巡天（BoRG）。使用光谱确定的M-矮星在两个公开的调查，CANDELS和ERS马赛克，我们确定了一个形态的选择标准，使用半光半径（r50），近红外J-H，G-J颜色区域，其中发现M-矮星，和V-J关系与M-矮星亚型。我们应用这种恒星天体的形态选择、M矮星的颜色-颜色选择和光学-近红外颜色分型，编制了一个包含274颗M矮星的星表，它们属于银河系盘，极限星等为m_F125W < 24。根据M矮星的统计数据，我们得出结论：（a）在我们的样本中，先前确定的南北M矮星数量的差异仍然存在;平均而言，北方的M矮星比南方的M矮星多，（b）银河系M矮星的单盘尺度高度为0.3-4 kpc，取决于子类型，（c）{ \bf勘误：}我们提出了修正的坐标（AstroPy）和距离，并发现所有类型的常数$z_0$ =600 pc。(d)在垂直分布中可以看到第二分量，其具有不同的、高得多的标度高度。我们在我们的一个领域报告了人马座流的M-矮星成分，其中有11颗被证实的M-矮星，其中7颗位于人马座流的距离。矮标度的高度和相对较低的入射率在我们的领域的L-和T-矮星在这些领域使得它不太可能，这些恒星将是闯入者在大量的颜色选择样本的高红移星系。然而，M矮星的相对普遍性将使它们成为JWST观测的…
2016-02-08 astro-ph.GA
Ultra-faint dwarfs in a Milky Way context: Introducing the Mint Condition DC Justice League Simulations
我们目前的结果从“薄荷”分辨率DC正义联盟套件银河系般的放大宇宙学模拟，扩展我们的研究附近的星系到超微弱的矮（UFD）制度的第一次。这些模拟的质量分辨率是有史以来最高的宇宙学银河系放大模拟运行$z=0$，初始恒星（暗物质）粒子质量为994（17900）M $_\odot$，力分辨率为87 pc。我们研究了周围的矮星和UFD，发现模拟结果与观测到的星系动力学性质和$-3 < M_V < -19$相匹配，并再现了$r_h\gtrsim200$ pc在尺寸-光度平面上的散射。我们预测，绝大多数附近的星系都将被维拉鲁宾天文台的时空遗产巡天（LSST）观测到。我们还表明，微弱的矮星速度分散$\lesssim5$公里/秒的结果从严重的潮汐剥离的主机晕。我们调查淬火的UFD在流体力学的银河系的背景下，并发现，大多数UFD淬火之前与银河系的相互作用，虽然一些淬火UFD保留其气体，直到落入。此外，这些模拟产生了一些独特的矮星，这是第一次模拟它们，例如，一个HI丰富的领域UFD，一个晚形成的UFD，具有类似于火山口2的结构特性，以及一个紧凑的矮卫星，在$z=0$没有暗物质。
2020-11-17 astro-ph.GA
Determining orbits for the Milky Way's dwarfs
我们计算银河系矮星系的轨道与自行，并比较这些subhalo轨道在高分辨率的宇宙学模拟。我们使用的模拟数据来评估如何以及轨道可能会恢复在面对测量误差，随时间变化的三轴引力势，和卫星卫星之间的相互作用。对于目前的测量不确定度，我们将远心r_a和近心r_p恢复到~ 40%。利用盖亚卫星的改进数据，我们应该能够将r_a和r_p分别恢复到~ 14%。然而，在几个轨道上恢复卫星的3D位置和轨道相位更具挑战性。这主要是由于非球形的潜在的和卫星的相互作用，在集团的影响。动力摩擦、卫星质量损失和主晕质量演化对不确定性的影响较小。我们将我们的技术应用于9个银河系矮星观测自行。我们表明，它们的平均远心点低于我们的宇宙学模拟中最大质量的subhalos的平均值，但与z=10之前形成的最大质量的subhalos一致。这进一步支持了银河系的矮星在再电离之前形成的观点。
2010-01-11 astro-ph.GA
Constraining the Milky Way potential with Double White Dwarfs
即将到来的LISA任务是唯一的实验，将允许我们研究银河系的结构使用引力波信号从银河系双白矮星（DWD）。预期检测总数超过$10^5$。此外，在引力和光学辐射中可以同时检测到多达100个DWD（例如盖亚和LSST作为食），使DWD成为执行银河系多信使断层扫描的理想来源。我们表明，LISA将检测DWD无处不在，映射也对银河系的另一边。这一完整的覆盖范围将：（1）对银河系的凸起和盘的尺度半径提供精确和无偏的约束，（2）当结合引力波和光学观测时，允许我们计算旋转曲线并推导出对凸起和盘质量的有竞争力的估计。
2018-10-09 astro-ph.GA
What can Gaia proper motions tell us about Milky Way dwarf galaxies?
我们提出了一个自行的研究模型的矮球状星系雕塑家，根据预测的自行精度的盖亚测量。盖亚将测量数百颗恒星的自行，形成一个类似雕塑家的系统。即使不确定的自行的顺序1.5倍的大小的个人自行值~10 mas/century，我们发现，这是可能的恢复雕塑家的系统自行在其距离为79 kpc。
2015-02-04 astro-ph.GA
Chemical and stellar properties of early-type dwarf galaxies around the Milky Way
早型矮星（ETD）是低质量星系演化的终点，其气体供应已经熄灭。恒星形成的停止揭示了古老的恒星星族。银河系周围的矮球状和超暗星系的恒星的颜色、星等、金属丰度和丰度储存了大量信息，使人们能够非常详细地研究它们的化学性质和恒星星族。在这里，我们总结了我们目前的理解，这在过去十年中迅速发展，这要归功于大规模天体测量，光度测量和光谱测量的蓬勃发展。我们强调，原始的恒星星族在ETD提供了一个独特的实验室，以研究在小尺度上的物理条件，在时代超过z=2。我们强调观察到的多样性的恒星形成和化学富集的历史在附近的矮星。这些数据还不能完全破译，以揭示矮演化的关键过程，但第一次成功的尝试已经确定了重元素生产的地点。
2022-09-19 astro-ph.GA
Cold, old and metal-poor: New stellar substructures in the Milky Way's dwarf spheroidals
环绕银河系的矮球状星系（dSph）是复杂的天体，通常具有复杂的恒星形成历史和内部动力学。在这项工作中，我们寻找恒星的子结构在四个经典的dSph的银河系卫星：六分仪座，船底座，狮子座I，狮子座II。我们采用两种方法来搜索恒星子结构：最小生成树方法，这有助于我们找到和量化空间连接的结构，和“蛮力”的方法，这是能够找到细长的恒星子结构。我们在六分仪中发现了以前已知的子结构，并且还在六分仪中发现了一个新的恒星子结构。此外，我们确定了一个新的恒星子结构接近船底座矮星系的核心半径。我们报告检测到一个子结构在狮子座I和两个狮子座II，但我们注意到，我们正在处理的样本中使用的恒星数量很少。dSph星系中这种古老的恒星子结构可以帮助我们揭示暗物质晕的性质，这些结构在其中形成，进化和生存。
2019-04-23 astro-ph.GA
A comprehensive model for the formation and evolution of the faintest Milky Way dwarf satellites
本研究修改半解析模型Galacticus，纳入H$_2$冷却、更新紫外背景及星系际介质金属模型，成功再现银河系最暗矮卫星的光度函数、尺寸-质量关系及占据率，并预测300千秒差距内M$_V$<0的卫星约300个。
2024-03-18 astro-ph.GA
Metals Removed by Outflows from Milky Way Dwarf Spheroidal Galaxies
银河系的矮球状卫星星系（dSphs）中的恒星比化学演化的封闭盒模型所预期的要少得多。流出的气体可能带走了dSphs产生的大部分金属。基于先前的Keck/DEIMOS观测和模型，我们计算了从八个dSphs中的每一个排出的Mg，Si，Ca和Fe的质量。从本质上讲，这些质量是目前在dSphs恒星中观察到的金属量与超新星产生的金属量之间的差异。我们得出结论，dSphs损失了96%至>99%的恒星制造的金属。我们将观测到的银河系dSphs的质量函数应用于喷射质量函数，以确定单个大dSphs（如天炉座）在10 Gyr以上失去的金属比所有较小的dSphs的总和还要多。因此，像dSphs这样的小星系对星系际介质的金属含量没有显著的贡献。最后，我们比较我们的喷射质量函数，以前的X射线测量的金属含量的风从后星暴矮不规则星系NGC 1569。值得注意的是，该星系中最近的星暴正好落在由银河系dSphs定义的喷射质量-恒星质量关系上。
2011-11-04 astro-ph.GA
Detection and characterization of M-L-T-Y dwarfs belonging to the Milky Way Disks and Stellar Halo with the Roman Space Telescope
本研究提出利用 Roman 空间望远镜和机器学习技术探测银河系 M-L-T-Y 型超冷矮星，以准确建模银河系盘的 3D 结构，并首次推断星系初始质量函数低质量端及检验冷暗物质理论。
2023-06-26 astro-ph.GA
Search for globular clusters associated with the Milky Way dwarf galaxies using Gaia DR2
本文报道了在距银河系中心450 kpc范围内的55个卫星矮星系（大麦哲伦云、小麦哲伦云和人马座矮星系除外）周围寻找球状星团（GCs）的结果。对于每个矮星，我们分析了盖亚DR 2中源的恒星分布，根据星等，自行和源形态进行选择。使用核密度估计的恒星数计数，我们确定了11个可能的GC候选人。与现有的成像数据交叉匹配，所有11个物体都是已知的GC或星系，其中只有天炉座GC 1-6与目标矮星系有关。使用模拟的GC，我们计算的GC检测限$M_{\rm V}^{\rm lim}$的范围从$M_{\rm V}^{\rm lim} \sim -7$远矮星附近的系统$M_{\rm V}^{\rm lim} \sim 0$。假设一个高斯GC光度函数，我们计算的GC搜索的完整性是在90%以上的大多数矮星系。我们构造了MW矮星系GC比频率$S_{\rm N}$的90%可信区间/上限：天炉座的$12 < S_{\rm N} < 47$，具有$-12 < M_{\rm V} < -10$的矮星系的$S_{\rm N} < 20$，具有$-10 < M_{\rm V} < -7$的矮星系的$S_{\rm N} < 30$，具有$M_{\rm V} > -7$的矮星系的$S_{\rm N} < 90$。基于$S_{\rm N}$，我们推导了给定光度的星系拥有GC的概率，发现比$M_{\rm V} = -9$暗的星系…
2020-11-02 astro-ph.GA
The resonant nature of tidal stirring of disky dwarf galaxies orbiting the Milky Way
使用N体模拟，我们研究的潮汐演化最初盘状矮星系轨道银河系一样的主机，一个过程中已知的导致形成矮球状星系。我们专注于矮星系盘的角动量相对于轨道的方向的效果，并找到非常强的依赖于这个参数的演化。我们考虑四个不同的方向：完全相反，完全逆行和两个中间的。潮汐演化在正逆轨道上最强，在正逆轨道上最弱。在这种情况下，恒星组成部分形成了一个强大的酒吧，并保持扁长，直到模拟结束，而它的旋转很快被恒星的随机运动所取代。在逆行的情况下，矮星仍然是扁球形，不形成一个酒吧和失去旋转非常缓慢。在盘的中间取向的两种情况下，演化是在两个极端之间，表明对倾角的单调依赖性。我们解释的结果之间的共振的角速度的恒星在矮星和它的轨道运动通过比较模拟半解析预测的测量。我们的结论是共振效应是盘状矮星系潮汐演化的最重要机制。
2015-08-05 astro-ph.GA
A low pre-infall mass for the Carina dwarf galaxy from disequilibrium modelling
只有暗物质的星系形成模拟预测，类似银河系的星系周围的暗晕数量要比观测到的卫星数量多得多。提出的解决方案要求卫星在落入银河系时居住在质量在10亿到100亿太阳质量之间的暗物质晕中。在这里，我们使用一种独立于宇宙学模拟的建模方法，获得银河系卫星之一：船底座的3.6亿（+3.8亿，-2.3亿）太阳质量的预质量。只有在质量低于100亿个太阳质量的晕中，星系形成变得随机时，船底座低晕质量的确定才能被纳入标准模型。否则，船底座，第八个最明亮的银河系矮星，预计将居住在一个显着更大的光环。这意味着银河系中应该有一群“暗矮星”：没有恒星的光环，但比许多可见的同类更大。
2015-07-08 astro-ph.GA
The Canada-France Imaging Survey: Reconstructing the Milky Way Star Formation History from its White Dwarf Population
白矮星是初始质量为$\lesssim$ 8 M $_{\odot}$的恒星的残余物，它包含了关于恒星星族形成历史的宝贵信息。在本文中，我们使用深，高品质，u波段测光从加拿大法国成像调查（CFIS），格里兹测光从泛星1（PS1），以及自行从盖亚DR 2，选择25,156白矮星候选人超过$\sim$ 4500度$^2$使用简化自行图。我们开发了一个新的白矮星人口合成代码，返回模拟观测银河系场白矮星人口为一个给定的恒星形成历史，同时考虑到银河系的几何形状，调查参数和选择效果。我们用这个模型推导出薄盘、厚盘和恒星晕的恒星形成历史。我们的研究结果表明，银河系盘开始形成恒星（11.3 $\pm$ 0.5）Gyr前，与（8.8 $\pm$ 1.4）M $_{\odot}$ yr $^{-1}$在（9.8 $\pm$ 0.4）Gyr的峰值率，直到今天缓慢下降到一个恒定的速度--与最近的结果表明与卫星星系合并事件相一致。研究数据和最佳拟合模型之间的残差显示，在过去的3 Gyr中，恒星形成略有增加。我们拟合了氦-大气白矮星的局域分数为（21 $\pm$ 3）%。用未来的宽场巡天数据，如LSST、Euclid、CASTOR和WFIRST，来验证这种方法，应该可以通过白矮星提供一个前所未有的视角来观察银河系最早期的形成。
2019-11-06 astro-ph.GA
Gaia Proper Motions and Orbits of the Ultra-Faint Milky Way Satellites
盖亚任务（DR 2）发布的第二个数据提供了一个全面和前所未有的天空平面中天文源运动的图片，从太阳附近延伸到银河系的外部。我提出自行测量的基础上盖亚DR 2的17个超微弱的矮星系在100千秒差距的银河系。我从文献中收集了每个矮星中光谱确认的成员星，这些成员星的亮度足以进行盖亚天体测量，产生的成员样本从三角座II的2颗恒星到牧夫座I的68颗恒星不等。从分光成员星表我估计每个系统的自行。我发现很好的协议与盖亚合作推出的自行牧夫座I和狮子座I。17个矮星中有14个的切向速度被确定为优于50 km/s，比银河系卫星星系的此类测量样本增加了一倍多。眼眶近心点受到很好的约束，中值为38千秒差距。只有一颗卫星Tucana III在银河系中心15 kpc的轨道上，这表明剩下的超暗矮星不太可能经历过严重的潮汐剥离。作为一个群体，超暗矮星处于高速，偏心，逆行的轨道上，几乎所有的空间运动都超过370公里/秒。在低质量（M_vir = 0.8 x 10^12 M_sun）的银河系势中，17个星系中有8个缺乏定义明确的远心，似乎是第一次坠落，这表明银河系的质量可能比以前估计的要大，或者许多超暗矮星与麦哲伦云有关。超暗矮轨道的中位离心率为0.79，与数值模拟中看到的值相似，但与更明亮的矮椭球体的圆形轨道不同。
2018-06-07 astro-ph.GA
The recurrent impact of the Sagittarius dwarf on the Milky Way star formation history
卫星轨道盘星系可以诱导相空间特征，如螺旋，垂直加热和相混合在其光盘。在我们自己的银河系中也观察到了这样的特征，但由于盖亚DR 2数据，银河系盘的复杂性最近才被完全绘制出来。这种复杂的行为主要归因于人马座矮星系（Sgr）沿其轨道引起的反复扰动，这颗卫星是银河系圆盘的主要动力学建筑师。在这里，我们模型盖亚DR 2观测到的颜色星等图，以获得第一个详细的恒星形成历史的~ 2-kpc泡沫周围的太阳。它揭示了三个明显而狭窄的恒星形成增强事件，我们可以精确地确定它们发生在5.7，1.9和1 Gyr之前。有趣的是，这些事件的时间与根据i）轨道模拟，ii）银河系盘中的相空间特征和iii）Sgr恒星内容提出的Sgr近心点通道相吻合。这些发现很可能表明，Sgr在银河系盘恒星质量的积累中也是一个重要的演员，它的扰动反复触发恒星形成的主要事件。
2020-03-27 astro-ph.GA
Vertical density waves in the Milky Way disc induced by the Sagittarius Dwarf Galaxy
最近，Widrow和合作者宣布在银河系盘中发现了垂直密度波。在这里，我们调查的情况下，这些波引起的人马座矮星系，因为它通过银河系暴跌。使用数值模拟，我们发现，人马座的影响产生南北不对称性和垂直波动的行为，定性地同意所观察到的。垂直模式可以径向穿透到光盘的程度，以及它们的振幅，取决于扰动卫星的质量。我们表明，光盘的平均高度预计在径向上比在方位角方向上更迅速地变化。如果所观察到的垂直密度不对称确实是由垂直振荡引起的，我们预测的平均垂直速度的径向和方位角的变化，与空间结构相关。这些变化的幅度可达8 km/s。
2012-11-26 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
The Progenitors of the Milky Way Stellar Halo: Big Bricks Favoured over Little Bricks
我们提出了一个属于矮星系和球状星团的蓝水平支（BHB）和蓝离散（BS）星的普查，并比较这些计数的银河系恒星晕。我们发现，在协议与早期的研究，在这些卫星种群的BS-BHB星的比例是依赖于恒星质量。矮星系的BS-BHB比随光度增加而增加。而球状星团则相反，NBS/NBHB（< 1）随光度的增加而减小。最暗的（L < 10^5 L_Sun）矮星具有相似数量的BS和BHB星（N_BS/N_BHB ~ 1），而质量更大的矮星往往以BS星为主（N_BS/N_BHB ~ 2-40）。我们发现，恒星晕中的BS/BHB比值相对较高（N_BS/N_BHB ~ 5-6），这与超暗矮星和球状星团中的低比值不一致。我们的研究结果有利于更大质量的矮星作为主导的“积木”的恒星晕，在良好的协议与目前的预测从LambdaCDM模型。
2015-01-12 astro-ph.GA
Probing the Milky Way stellar and brown dwarf initial mass function with modern microlensing observations
我们使用最近的微透镜观测对中央隆起的银河系探测整体恒星加褐矮星初始质量函数（IMF）在这些地区以及在褐矮星域。我们发现，IMF是一致的相同的Chabrier（2005年）的银盘IMF特征。与此相反，文献中提出的其他IMF过度预测了短时间事件的数量，因此与观测相比，非常低质量的恒星和棕矮星。这再次支持了棕矮星和恒星主要通过相同机制形成的观点。我们表明，不同的IMF在恒星和亚恒星域的索赔，而不是从一个不正确的参数化的IMF。此外，我们表明，在隆起的中心区域的国际货币基金组织似乎是底部重，说明了大量的短期事件与其他地区相比。这让我们想起了我们之前对大质量早期星系中IMF的分析，并提出了同样的两阶段形成情景，中央隆起最初是在比银河系其他部分更猛烈的爆发式条件下形成的。
2023-01-12 astro-ph.GA
Quenching timescales of dwarf satellites around Milky Way-mass hosts
对本星系群中低质量卫星的观测表明，相对于孤立的矮星系，低质量静止星系的比例很高，这意味着宿主晕环境在矮星系的淬灭中起着重要作用。在这项工作中，我们提出了测量的淬火分数和淬火时间尺度的矮卫星星系在DC正义联盟套件的4个高分辨率宇宙学放大模拟银河系质量晕。我们表明，这些模拟准确地再现卫星光度函数观测附近的星系，以及卫星淬火分数从$M_* \sim 10^5$太阳质量的变化，$10^{10}$太阳质量。然后，我们将卫星星系的历史追溯到$z \sim 15$，发现许多具有$M_* \sim 10^{6-8}$太阳质量的卫星在2 Gyr内进入宿主晕，而其他相同质量范围的卫星则保持恒星形成长达5 Gyr。我们表明，这种散射可以解释卫星的气体质量和冲压压力，它感觉在下降。最后，我们确定了一个特征恒星质量尺度的$10^8$太阳质量以上的卫星在很大程度上耐快速环境淬火。
2021-02-03 astro-ph.GA
Signature of a Dark Ultra-compact Dwarf Galaxy Transiting the Milky Way Disk
本文报告银河系盘面恒星垂直速度异常与气体扰动共位，揭示一个暗超致密矮星系坠入银河系，为低质量暗物质子晕提供罕见观测证据并约束ΛCDM模型。
2025-08-27 astro-ph.GA
The Size and Shape of the Milky Way Disk and Halo from M-type Brown Dwarfs in the BoRG Survey
利用哈勃空间望远镜WFC-3纯平行光场对高红移星系进行了再电离星系巡天（BoRG）观测，发现了274颗M型褐矮星。这些都是近红外观测与多个视线出我们的银河系。利用这些观测到的M型褐矮星，我们拟合了银河系的磁盘和晕模型与马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）分析。该模型最适合于固定在$h$ = 2.6 kpc的盘尺度长度。对于盘的刻度高度，我们发现$z_0 = 0.29^{+0.02}_{-0.019}$ kpc和中心数密度$ρ_0 = 0.29^{+0.20}_{-0.13}$ \#/pc $^3$。对于晕，我们导出了平坦化参数$κ$ = 0.45 $\pm{0.04}$和幂律指数$p$ = 2.4 $\pm{0.07}$。我们发现在局部密度中属于晕的M型棕矮星的比例为$f_{h}$ = 0.0075 $^{+0.0025}_{-0.0019}$。我们没有发现M型侏儒的亚型和任何模型参数之间的相关性。盘和晕中的M型棕矮星总数被确定为$58.2^{+9.81}_{-6.70} \times10^{9}$。我们发现了7 $^{+5}_{-4}$ \%晕中M型棕矮星所占比例的上限。假设所有M型褐矮星的质量都是$80 M_J$，那么M型矮星的银盘总质量的上限是$4.34^{+0.73}_{-0.5}\times10^{9}$ $M_{\odot}$。
2016-03-16 astro-ph.GA
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
Assessing the Milky Way Satellites Associated with the Sagittarius Dwarf Spheroidal Galaxy
人马座（Sgr）矮星系的潮汐破裂的数值模型最近已经开发，第一次同时满足大多数观测约束的角位置，距离和径向速度趋势的领先和落后的潮汐流从矮。我们使用这些动力学模型结合现存的3-D银河系球状星团和dSphgalaxies的位置和速度数据，以确定那些银河系的卫星，很可能是最初形成于Sgr和被剥夺它在其扩展的相互作用与银河系。我们的结论是，球状星团Arp 2，M 54，NGC 5634，Terzan 8和Whiting 1可能与Sgr矮星有关，Berkeley 29，NGC 5053，Terzan 12和Terzan 7也可能与Sgr矮星有关。因此，初始的Sgr系统可能包含5-9个球状星团，对应于初始Sgr光度M_V =-15.0的特定频率S_N = 5 - 9。我们的结果是一致的8 \pm 2 Sgr球状星团预期从银河系球状星团分布的统计模型和相应的假关联率由于机会与Sgr流对齐。这些集群与以前重建的Sgr年龄-金属丰度关系是一致的，并没有表现出第二个参数的影响，塑造他们的水平分支形态的证据。我们没有发现统计上显著的证据表明，任何最近发现的人口的超微弱矮星系是决定性的与Sgr潮汐流。（节录）。
2010-05-28 astro-ph.GA
Revised and new proper motions for confirmed and candidate Milky Way dwarf galaxies
提出了一种新的银河系卫星系统自行的推导方法，并应用于59个已证实或候选的矮星系卫星，使用盖亚数据释放2。这构成了截至2020年5月的所有已知的银河系矮星系（和可能的候选者），除了麦哲伦云，大犬座和长蛇座1恒星超密度，以及潮汐干扰的牧夫座III和人马座矮星系。我们推导出系统自行的第一次为Indus 1，DES J 0225 +0304，鲸鱼座2，Pictor 2和狮子座T，但注意到，后三个依赖于测光，质量较差，比其余的样品。我们无法分辨牧夫座4号、鲸鱼座3号、印度星2号、飞马座3号或室女座1号的信号。我们的方法受到Pace & Li（2019）的极大似然方法的启发，并同时检查源的空间，颜色幅度和自行分布。无需识别已确认的径向速度成员即可推导出系统自行，尽管这些恒星的自行（如果可用）通过模型的先验知识纳入分析中。系统自行上的相关不确定性平均比现有文献值小$\sim 1.4$倍。对卫星隐含成员分布的分析表明，我们可以准确地识别出污染率小于1/20的成员星。
2020-08-17 astro-ph.GA
A MegaCam Survey of Outer Halo Satellites. VII. A Single Sérsic Index v/s Effective Radius Relation for Milky Way Outer Halo Satellites
在这项工作中，我们使用的银河系的外晕（$R_G > 25\,\mathrm{kpc}$）的卫星（矮球状星系，超暗矮星系和球状星团）的结构特性来自深，宽场和均匀的数据，提出的证据的相关性在Sérsic指数v/s有效半径平面其次是一个大部分的外晕球状星团和卫星矮星系。通过在中心表面亮度v/s绝对星等和Sérsic指数v/s绝对星等参数空间中拟合经验关系，并假设存在两种类型的外晕球状星团，我们发现这种相关性可以完全再现：一种是高表面亮度（HSB组），具有类似于内晕星系团的性质;另一个低表面亮度（LSB组），与矮球状和超微弱矮星系共享特征。由于LSB星系团与矮球状和超暗矮星系的相似性，我们讨论了外晕星系团也起源于暗物质晕内部的可能性，以及来自不同星系宿主势的潮汐力是HSB和LSB星系团之间不同性质的原因。
2019-02-23 astro-ph.GA
The Eating Habits of Milky Way Mass Halos: Destroyed Dwarf Satellites and the Metallicity Distribution of Accreted Stars
我们使用一套45个放大的无耗散模拟来研究被摧毁的矮星的质量谱，这些矮星对银河系（MW）质量（M_vir ~ 10^12.1 M_sun）晕的吸积恒星质量有贡献。经验模型与（峰值）subhalo质量矮恒星质量，我们使用z=0的观测和流体动力学模拟的限制，估计吸积恒星材料的金属丰度分布。对吸积恒星质量贡献最大的是质量相对较大的矮星，其M_star约为10^8-10^10 M_sun。具有更多静态吸积历史的晕倾向于具有较低质量的祖星（10^8-10^9 M_sun）和较低的总体吸积恒星质量。超微弱质量（M_star < 10^5 M_sun）的矮星对吸积恒星质量的贡献可以忽略不计（<< 1%），尽管平均金属丰度很低，但提供了一小部分（~2- 5%）[Fe/H] <-2的贫金属恒星。质量为10^5 < M_star/M_sun < 10^8的矮星提供了大量的贫金属恒星物质（~40- 80%），即使是M_star > 10^8 M_sun的相对富金属矮星，如果它们的金属丰度分布具有明显的贫金属尾部，也可以贡献相当大比例（~20- 60%）的贫金属恒星。最后，我们发现，一个静止的组装历史的MW晕的一般假设似乎是在紧张与其幸存的矮星的质谱。我们认为，MW可能是一个“短暂的化石”，一个静止的晕与最近的吸积事件（S），掩盖了前面的形成历史的晕。
2016-01-28 astro-ph.GA
Tidally induced bars in gas-rich dwarf galaxies orbiting the Milky Way
星系中的棒不仅可能通过不稳定性形成，也可能是与另一个星系相互作用的结果。特别是，它们可能出现在与银河系类星系相互作用的盘状矮星系中。在这里，我们报告的N体/SPH模拟的结果，这样的矮星轨道上的静态电位的一个更大的星系。我们使用了几种矮星系的模型，所有的质量都相同，但覆盖了很大的气体分数范围：0，30和70%。我们还测试了次网格恒星形成过程的影响。在所有情况下，在第一次近心点通过时，在矮星的星盘中形成了类似长度的棒。然而，出乎意料的是，气体成分保持近似轴对称，不受杆势的影响。两个连续的pericenters之间的酒吧属性没有显着变化。后来与宿主相遇的影响在很大程度上取决于近心处棒的确切方向。当杆被潮汐力扭矩旋转起来时，它也被缩短。相反，如果它慢下来，它会变长。在具有低气体分数的模型中，棒更明显并且存活到模拟结束，而在具有高气体分数的矮星中，棒在第二或第三次近心通过后被破坏。就共转半径与棒长度的比值而言，棒是缓慢的，并且保持如此独立于与宿主的遭遇。
2018-10-23 astro-ph.GA
The Milky Way's rowdy neighbours: The effects of the Large Magellanic Cloud and Sagittarius Dwarf on the Milky Way Disc
本文通过四个10^9粒子的N-body模拟，研究大麦哲伦云和射手座矮星系对银河系星系盘的独立与综合影响，发现两者作用可分离且重现了观测到的大径向速度波，强调建模时需同时包含两者。
2024-11-14 astro-ph.GA
Magnesium isotope ratios in Milky Way and dwarf galaxy stars
Australian National University（澳大利亚国立大学）；ARC Centre of Excellence for Astrophysics in Three Dimensions (ASTRO-3D)（三维天体物理学卓越研究中心）；University of Cambridge（剑桥大学）；University of Hertfordshire（赫特福德大学）；Monash University（蒙纳士大学）；Aarhus University（奥胡斯大学）；Uppsala University（乌普萨拉大学）
研究银河系和矮星系恒星中镁同位素比率，通过高分辨率和高信噪比光学光谱计算，发现给定[Fe/H]时两类恒星镁同位素比率有别，给定[Mg/H]时核合成过程一致，为化学演化模型提供新维度并助于限制大质量恒星核合成。
2026-07-16 astro-ph.GA
Evidence of a dwarf galaxy stream populating the inner Milky Way Halo
从矮星系产生的恒星流提供了银河系分层形成的直接证据。在这里，我们提出了第一个全面的研究“LMS-1”恒星流，我们通过使用STREAMFINDER算法在盖亚EDR 3数据集中搜索宽流检测。这条溪流最近由Yuan等人发现（2020）。我们探测到LMS-1是一个$60°$长流，位于银河系凸起的北部，距离太阳$\sim 20$千秒差距，还有其他一些成分表明整个流完全包裹在银河系内部。利用LAMOST，SDSS和APOGEE的光谱测量，我们推断，流是非常贫金属（${\rm \langle [Fe/H]\rangle =-2.1}$）具有显着的金属分散（$σ_{\rm [Fe/H]}=0.4$），它具有很大的径向速度分散（${\rm σ_v=20 \pm 4\,km\,s^{-1}}$）。这些估计共同意味着LMS-1是一个矮星系流。LMS-1的轨道接近极地，与银河平面的倾角为$75°$。LMS-1的轨道和金属丰度与球状星团NGC 5053、NGC 5024和恒星流“Indus”非常相似。这些发现使LMS-1成为银河系内晕恒星星族的重要贡献者。
2021-07-20 astro-ph.GA
A Universal SFDM Halo Mass for the Andromeda and Milky Way's dSphs?
矮球状星系是最常见的星系类型，也是宇宙中最主要的暗物质。因此，它们是测试任何暗物质模型的理想实验室。玻色-爱因斯坦凝聚体/标量场暗物质模型认为暗物质是由无自旋的超轻粒子组成的，这些粒子可以用一个标量场来描述。这个模型是$Λ$ -冷暗物质模型的替代。在这项工作中，我研究了银河系和仙女座矮球状卫星星系的运动学，标量场/BEC暗物质范式下的两个限制：当自相互作用参数等于零，当自相互作用参数为$\gg1$。我发现矮球状星系具有非常高的质光比（高于$100$）是在更好的协议与NFW的质量密度分布。另一方面，相对低的质光比和高光度的矮球状星系更好地描述与SFDM模型。这样的结果对于进一步以矮星系动力学为工具来检验替代的暗物质模型是非常令人鼓舞的。
2015-07-21 astro-ph.GA
Internal kinematics of dwarf galaxies orbitally moving in ultralight dark matter
Faculty of Physics, Taras Shevchenko National University of Kyiv（基辅塔拉斯舍甫琴科国立大学物理学院）；Bogolyubov Institute for Theoretical Physics, National Academy of Sciences of Ukraine（乌克兰国家科学院博戈留博夫理论物理研究所）
研究矮星系在超轻暗物质晕中的运动学，分析动力摩擦力和银河引力对矮星系内部运动的影响，并探讨其振荡特性。
2025-11-24 astro-ph.GA
A tale of two populations: surviving and destroyed dwarf galaxies and the build up of the Milky Way's stellar halo
我们使用磁流体动力学模拟的银河系质量晕御夫座项目研究生存和破坏的矮星系，这些晕在宇宙时间内吸积的属性。我们发现，在各种御夫座晕中，幸存的和被摧毁的矮星在坠落时的组合光度函数是相似的，并且由被摧毁的矮星主导。然而，它对坠落时间有很强的依赖性：被摧毁的矮星通常有早期的坠落时间，$t_{infall}<6$ Gyr，而大多数在$t_{infall}>10$ Gyr吸积的矮星都存活到了今天。由于它们的坠落时间较晚，今天幸存的卫星在坠落时的金属岩含量高于其被摧毁的类似坠落质量的卫星;这种差异对于今天卫星的金属岩来说更加明显，其中许多卫星在坠落后继续形成恒星。与以前的工作一致，我们发现，少数相对大规模的破坏矮星系主导的恒星晕的质量。然而，有一个显着的径向依赖性：虽然90%的质量在内部区域（$<\,20\,$ kpc）的贡献，平均而言，只有3个大规模的祖细胞，外部区域（$>\,100\,$ kpc）通常有$\sim8$的主要祖细胞相对较低的质量。最后，我们表明，一些大规模的祖先占主导地位的吸积星的金属丰度分布，即使在金属穷人结束。与文献中常见的假设相反，质量为$M_{*}<10^7 \, M_{\odot}$的矮星系在$50\,$ kpc内的吸积贫金属恒星（[Fe/H] $<\,-3$）中所占比例不到10%。
2020-10-07 astro-ph.GA
Disrupted and surviving satellites of Milky-Way-mass galaxies: connecting their properties with their host accretion histories
该研究利用 ARTEMIS 模拟比较类银河系宿主中的被瓦解矮星系与幸存卫星，揭示其冷气体化学组成与吸积时间、恒星形成气体比例及宿主吸积历史的关联。
2025-05-15 astro-ph.GA
Binary white dwarfs in the halo of the Milky Way
目的：我们研究了银河系内晕中的单颗和双星白矮星，以了解更多关于晕星群体诞生的条件，如初始质量函数（IMF），恒星形成历史，或双星分数。方法：我们使用二进制人口合成代码SeBa模拟低金属丰度晕星的演化，距离可达~ 3 kpc。我们用两种不同的白矮星冷却模型来预测晕白矮星的现今光度。我们确定了八种不同晕模型的白矮星光度函数（WDLF），并将其与SuperCOSMOS巡天中观测到的白矮星晕WDLF进行了比较。此外，我们还预测了晕中的双星白矮星的性质，并确定了盖亚卫星有望观测到的晕白矮星的数量。结果如下：通过比较WDLF，我们发现标准IMF比头重脚轻的IMF更准确地匹配观察结果，但与底部重的IMF的差异很小。13 Gyr前的恒星形成爆发比10 Gyr前的恒星形成爆发稍好，也比$10-13$ Gyr前的连续恒星形成略好。盖亚将是第一个限制场晕WDLF亮端的仪器，其中来自二进制WD的贡献相当大。其中许多将有他的核心，其中少数具有非典型的表面重力（PDMATHAMN），并达到亮度$\log(L/L_\odot) > 0$在我们的标准模型的WD冷却。这些所谓的前WD，如果观察到，可以帮助我们约束白矮星冷却模型，并可能教我们一些关于晕星的比例，居住在双星。
2014-09-02 astro-ph.GA
Dynamically Produced Moving Groups in Interacting Simulations
我们表明，平滑粒子流体动力学（SPH）模拟的矮星系与银河系般的磁盘相互作用产生移动的群体在模拟的恒星盘。我们分析了三种不同的模拟：一个，包括矮星系模仿的大麦云，小麦哲伦云和人马座矮椭球;另一个矮星系的轨道几乎在银河系盘的平面;和一个空的情况下，不包括矮星系的相互作用。我们提出了一种新的算法，以自动化的方式，使我们能够在不同的模拟，在不同的位置，并在不同的时间比较速度子结构中的$V_R, V_ϕ$平面中的大型移动组。我们发现，有显着更多的移动群体中形成的相互作用的模拟比孤立的模拟。已知有许多矮星系围绕银河系运行，其中至少有一个已知有近心接近。我们对模拟的分析表明，像围绕我们银河系旋转的矮星系在盘中产生了大的移动群体。我们的分析还表明，银河系中的一些移动群体可能是由于与扰动矮卫星的动力学相互作用而形成的。我们的算法在模拟中确定的群体具有与银河系中发现的相似的性质，包括群体中包含的总恒星星族的相似比例，以及相似的平均速度和速度分散。
2021-05-17 astro-ph.GA
Tidally induced bars in dwarf galaxies on different orbits around a Milky Way-like host
星系中的棒可能是由于整体不稳定性或与另一个系统的相互作用而形成的。我们研究了盘状矮星系围绕类银河系的棒形成。我们采用$N$体模拟研究初始轨道参数的影响：矮星系轨道的大小和相对于轨道平面的盘的倾角。在所有的情况下，一个酒吧发展在中心的矮星在第一近心在其轨道上的主机。在随后的近心点通道之间，杆是稳定的，但在近心点处，它们通常被削弱和缩短。棒的初始性质和进一步演化的细节在很大程度上取决于轨道构型。我们发现，对于精确的直角坐标取向，最强的酒吧形成的中等大小的轨道。在较紧的轨道上，圆盘受到太多的干扰和剥离，无法形成一个坚固的杆。在较宽的轨道上，潮汐相互作用太弱。对圆盘倾斜度的依赖性使得在更倾斜的圆盘中形成较弱的杆。杆件要么有很弱的屈曲，要么根本没有屈曲。我们没有观察到任何长期的演化，可能是因为矮星在每一次近心通过时都受到扰动。杆的旋转速度可以被分类为慢（$R_\mathrm{CR}/l_\mathrm{bar}\sim2-3$）。我们把这归因于在与宿主星系相遇期间，圆盘旋转的一个重要部分的损失。
2017-05-22 astro-ph.GA
Dwarf spheroidal satellites of the Milky Way from dark matter free tidal dwarf galaxy progenitors: maps of orbits
利用牛顿N体模拟方法研究了两个不同初始密度的潮汐矮卫星星系围绕一个类似银河系的宿主星系的长期演化。根据模拟结果，绘制了两幅导致准平衡物体的轨道条件图。已经发现，卫星的几个轨道允许存在大约1 Gyr或更长时间的具有高表观质光比的不平衡体。在这个框架内，准稳定阶段的卫星再现了高密度祖先轨道的约16%的观测卫星特性，对初始质量为10^7 Msun，Plummer半径为0.15 kpc的单个卫星进行的额外模拟导致了准-平衡相，同时再现非常好的银河系的UFDG的观测量。这颗卫星在准稳定阶段再现了约42%的轨道上观测到的卫星特性。结果表明，一小部分观测到的卫星可能是没有暗物质的星系，它们的真实M/L比远低于测量值。膨胀的M/L比的出现是因为它们在正确的时间，沿着正确的轨道和在其演化的准平衡阶段被观察到。这是对所有卫星中观测到的高M/L比的一个可行的解释，只要这些卫星优先位于某些轨道上并在某些时间被观测到。如果所有的卫星都是沿着几个特别容易受到准平衡阶段影响的特定轨道同时产生的，那么在TDG方案中就可能出现这种情况。
2012-05-22 astro-ph.GA
Satellites of LMC-Mass Dwarfs: Close Friendships Ruined by Milky Way Mass Halos
受最近在大麦云（LMC）附近发现的几颗矮星的启发，我们利用ELVIS的N体模拟研究了大质量卫星在类银河系（MW）/M31晕上的吸积.我们确定了25个幸存的LMC质量的subhalos，并调查了与这些subhalos的低质量的卫星之前，他们落入MW/M31晕。通常，MW/M31晕的总z=0卫星群的7%在落入MW/M31晕之前在存活的LMC组中。该分数可以在1%和25%之间变化，对于具有较高质量和/或较近的坠落时间的组更高。卫星群在坠落后在相空间中迅速分散，在4-8 Gyr后，它们相对于群中心的距离和速度在统计上与整个卫星群相似。我们量化的可能性，卫星与LMC质量组作为相对于LMC在z=0的距离和速度的函数。9个暗能量巡天候选矮星系与大麦哲伦星系的距离非常接近，这表明~2-4可能与大麦哲伦星系有关。此外，如果这些矮星中有几个是真正的成员，那么LMC群可能是最近才落入MW的，<2 Gyr前。如果与大麦哲伦星系的联系是通过后续的速度测量建立起来的，那么这些“卫星的卫星”就代表了研究星系群预处理对低质量矮星影响的主要候选者。
2015-08-19 astro-ph.GA
The Gas Content and Stripping of Local Group Dwarf Galaxies
本文利用HI巡天数据计算了本星系群矮星系（2Mpc以内119个）的气体含量。在银河系的维里半径（这里是224千秒差距）内，55个矮星系中有53个缺乏气体，达到M $_{\rm HI}<10^4$ M $_\odot$的极限。在M31的维里半径（266 kpc）内，30个矮星系中有27个没有气体（极限通常是$<10^5$ M $_\odot$）。在银河系和M31的维里半径之外，大多数矮星系都探测到了HI气体，并且HI质量高于极限。当使用本星系群维里半径研究气体含量和距离之间的关系时，更多的未被探测到的矮星系在这个半径内（93个未被探测到的矮星系中有85个$\pm1$），而不是银河系和M31的维里半径内。使用盖亚自行测量38矮星系，所需的最小气体密度完全剥离它们的气体计算。通常需要$10^{-5}$和$5 \times 10^{-4}$ cm $^{-3}$之间的晕圈密度，以在近乳糖区进行瞬时剥离。当与模拟和观测的半径预期的晕密度相比时，80%的自行矮星系与在银河系近心处被冲压压力剥离一致。结果表明，弥漫的气态星系晕介质是重要的淬火矮星系，本星系群介质也可能发挥作用。
2021-01-19 astro-ph.GA
The accretion history of the Milky Way. I. How it shapes globular clusters and dwarf galaxies
晕的居民是独立的恒星，恒星流，恒星和球状星团，以及矮星系。在这里，我们比较了最后两个类别，包括类似的恒星质量的对象，这往往是作为自动力学平衡系统研究。我们发现球状星团的半光半径取决于它们的轨道近心和总能量，银河系潮汐可以解释观测到的相关性。我们还建议，吸积时代的恒星系统的MW晕可以校准的总轨道能量，这样的关系是由于质量增长的MW和动力学摩擦影响大多数卫星与众多的轨道。这种校准从膨胀开始，到克拉肯，盖亚香肠土卫二，人马座恒星系统，最后到新来的矮星，无论是否与广阔的极地结构有关。最偏心的球状星团和矮星的半光半径与它们的结合能成反比，这一过程持续了20多年。这意味着由于MW的潮汐效应，较早到达的卫星较小。因此，大多数晕居民似乎有自己的结构参数的形状MW潮汐和最近抵达的矮星系的冲压压力。本研究中发现的相关性可以作为进一步研究球状星团和矮星起源以及我们银河系组装历史的工具。
2023-01-08 astro-ph.GA
Too Many, Too Few, or Just Right? The Predicted Number and Distribution of Milky Way Dwarf Galaxies
通过对观测到的SDSS矮星系群的完全性修正，我们预测了DES和LSST巡天中发现的银河系矮星系的空间分布和数量。我们应用最大规模的在过去，最早的形成，最早的坠落玩具模型，一组暗物质模拟银河系/M31晕对探索本地体积模拟（ELVIS）。观测到的银河系矮星系在LSST时代的空间分布将区分最早的陷落和矮星系如何填充暗物质subhalos的其他简化模型。包括所有的玩具模型和模拟，在90%的置信度下，我们预测在300 kpc内总共有37-114 L $\gtrsim 10^3$ L $_{\odot}$侏儒和131-782 L $\lesssim 10^3$ L $_{\odot}$侏儒。这些L $\gtrsim 10^3$ L $_{\odot}$矮星的数量比以前的预测要低得多，这主要是因为我们使用了更新的探测极限，并且每个天空区域发现的SDSS矮星的数量越来越少。对于25.8 mag的有效$r_{\rm limit}$，我们预测：DES的3-13 L $\gtrsim 10^3$ L $_{\odot}$和9-99 L $\lesssim 10^3$ L $_{\odot}$侏儒，LSST的18-53 L $\gtrsim 10^3$ L $_{\odot}$和53-307 L $\lesssim 10^3$ L $_{\odot}$侏儒。这些巨大的预测范围确保了未来十年的近场兴奋与这些…
2014-07-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Pristine Dwarf-Galaxy survey -- III. Revealing the nature of the Milky Way globular cluster Sagittarius II
我们提出了一个新的光谱研究暗淡的银河系卫星人马座II。利用光纤大阵列多元素光谱仪的多目标光谱，我们用47颗新观测到的恒星补充了Longeard等人（2020）的数据集，其中19颗被确定为卫星的成员。这些额外的成员星被用来对系统的动力学和金属丰度特性施加更严格的约束。我们发现SgrII v = 1.7 +/- 0.5 km s-1的低速色散，与类似光度的银河系球状星团的色散一致。我们确认了该卫星的贫金属性质（[Fe/H]_Sgr II = -2.23 +/- 0.07），并发现Sgr II的金属丰度分散度没有得到解决，在95%的置信限下仅达到0.20。没有发现金属丰度低于-2.5的恒星。因此，尽管这个系统的尺寸非常大（rh = 35.5 + 1.4 - 1.2 pc），我们还是得出结论，Sgr II是银河系中一个古老而贫金属的球状星团。
2020-05-12 astro-ph.GA
Environment Matters: Predicted Differences in the Stellar Mass--Halo Mass Relation and History of Star Formation for Dwarf Galaxies
本研究通过对比不同环境下矮星系的流体动力学模拟，发现环境对矮星系的影响超出银河系质量晕邻近区域，近晕矮星系恒星质量更高、形成更早，孤立矮星系淬灭率更低、氢占比更高、颜色更蓝。
2023-11-08 astro-ph.GA
Discs of Satellites: the new dwarf spheroidals
最近发现的超微弱的矮卫星围绕银河系和仙女座星系的空间分布进行了比较，以前报道的磁盘的卫星（DoS）的主机星系。在我们的调查中，我们特别注意的选择偏差引入由于有限的天空覆盖的SDSS。我们发现，新的银河系卫星星系密切遵循由更明亮的矮星定义的DoS，从而进一步强调这一功能的统计意义的星系晕。我们还注意到银河系中心距离大于100 kpc的卫星星系的赤字，这些星系远离银河系的卫星盘。在仙女座的情况下，我们得到了类似的结果，自然补充了我们以前的发现，并加强了这样的概念，即卫星盘是卫星星系相空间相关性的光学表现。
2009-01-12 astro-ph.GA
Measuring Detailed Chemical Abundances From Co-added Medium Resolution Spectra I. Tests using Milky Way dwarf spheroidal galaxies and globular clusters
利用中等分辨率光谱（$R \approx 6000$）测量单个红巨星分支（RGB）恒星的金属丰度和α元素丰度的能力，是破译银河系矮卫星性质和星系晕历史的宝贵工具。将这样的研究扩展到像仙女座这样更遥远的系统，超出了目前这一代望远镜的能力，但是通过将类似恒星的光谱相加，我们可以获得必要的信噪比来进行详细的丰度测量。本文提出了一种利用中等分辨率光谱的联合叠加确定金属丰度和α元素丰度的方法。我们测试的方法，光谱共添加使用高S/N光谱的银河系球状星团和矮球状星系获得的1300多个RGB恒星的凯克II望远镜/DEIMOS摄谱仪。我们使用光度标准对相似的恒星进行分组，并将每组中单个恒星的加权系综平均丰度（[Fe/H]，[Mg/Fe]，[Si/Fe]，[Ca/Fe]和[Ti/Fe]）与相应的共添加光谱的测量结果进行比较。我们发现这两种方法之间有很高的一致性，这使我们能够将这种共同添加的光谱技术应用于更遥远的RGB恒星，如M31卫星星系中的恒星。本文概述了我们的光谱共添加和丰度测量方法，并描述了在这些测量的潜在偏差。
2013-03-05 astro-ph.GA
Live Fast, Die $α$-Enhanced: The Mass-Metallicity-$α$ Relation of the Milky Way's Disrupted Dwarf Galaxies
银河系的卫星星系（“幸存的矮星系”）已经被研究了几十年，作为低质量区域化学演化的独特探针。在这里，我们将这样的研究扩展到“被破坏的矮星”，其碎片构成了恒星晕。本文给出了H3巡天中9个含$M_{\star}\approx10^{6}-10^{9}M_{\odot}$的分裂矮星的丰度（[Fe/H]，[ $α$ /Fe]）和恒星质量（人马座，$Gaia$ -Sausage-Enceladus，Helmi Streams，Sequoia，Wukong/LMS-1，Cetus，Thamnos，I 'itoi，Orphan/Chenab）。幸存的和被破坏的矮星在化学上是不同的：在固定的质量下，被破坏的矮星是系统性的贫金属和$α$增强的。被破坏的矮星定义了一个质量-金属丰度关系（MZR），其斜率与$z=0$ MZR相似，随后是幸存的矮星，但被$Δ$ [Fe/H] $\approx0.3-0.4$ dex抵消到较低的金属丰度。与$z=0$ MZR有较大偏移的矮行星，其$α$增强程度更高。在模拟和观测中，具有较高$Δ$ [Fe/H]的星系在较高的红移下形成-利用这一点，我们推断被破坏的矮星具有典型的恒星形成截断红移$z_{\rm{trunc}}{\sim}1-2$。我们比较了化学推断的$z_{\rm{trunc}}$和动力学推断的吸积红移，发现几乎所有的矮星只有在吸积后才被猝灭。被破坏的矮星和幸存的…
2022-04-19 astro-ph.GA
Binary populations in Milky Way satellite galaxies: constraints from multi-epoch data in the Carina, Fornax, Sculptor and Sextans dwarf spheroidal galaxies
我们引入了多历元恒星视线速度的似然分析来约束矮球状星系的双星分数和双星周期分布。这种方法适用于多时代的数据，从麦哲伦/MMFS调查的船底座，天炉座，玉夫座和六分仪dSph星系后，应用模型的测量误差，占二进制轨道运动。我们发现，天炉座，雕刻家，六分仪dSphs是一致的，有二进制人口类似的银河系领域的二进制在68%的置信限内，而船底座dSphs是显着不足的二进制周期小于10年。如果船底座的周期分布与银河场的周期分布相同，它的最佳拟合双星分数为0.14^{+0.28}_{-0.05}，并且在90%的置信水平下被限制为小于0.5;因此它不太可能拥有与银河场相同的双星数。相比之下，所有四个星系合并样本的最佳拟合双星分数为0.46^{+0.13}_{-0.09}，与银河系场双星的结果一致。更一般地说，我们推断概率分布在二进制分数，平均轨道周期，和分散的周期为每个星系的样本。展望未来的调查，我们表明，允许的参数空间的二进制分数和dSphs的周期分布参数将显着缩小一个大的多历元调查。然而，参数之间存在简并性，除非测量误差在~0.1 km/s或更小的量级，否则不太可能被打破，目前只能通过高分辨率光谱仪实现。
2013-11-19 astro-ph.GA
