The distribution of old stars around the Milky Way's central black hole I: Star counts
在这篇论文中，我们重新讨论了通过恒星计数推断银河系核心星团最内部结构的问题，以澄清它是否显示出围绕中央黑洞的核心或尖点。通过图像堆叠和改进的PSF拟合，我们将完整性限制比以前的可比工作更深一个数量级。与以前的工作相反，我们分析恒星密度在定义明确的星等范围内，以便能够约束恒星的质量和年龄。RC和更亮的巨星在中心黑洞的投影半径R<0.3 pc内显示出类似核的表面密度分布，与以前的研究一致，但在更大的R处显示出类似尖点的表面密度分布。在R<2 pc时，较暗恒星的表面密度可以用单一的幂律来描述。即使我们考虑到这个亮度范围内的恒星可能被年轻的前主序星污染，暗星的尖状轮廓仍然存在。数据是不一致的核心配置文件的微弱的恒星。最后，我们表明，一个3D Nuker法律提供了一个很好的描述集群结构。我们的结论是，在银河系中心观察到的恒星密度，因为它可以推断与当前的仪器，是一致的存在的恒星尖围绕银河系的中央黑洞，Sgr A*。该尖点在Sgr A* 的约3 pc的影响半径内发展良好，并且可以由具有指数γ =1.23+-0.05的单个三维幂律来描述。在大质量黑洞的投影距离R < 0.3秒差距（R<8英寸）处，明显缺乏RC星和更亮的巨星，这可能表明某种机制改变了它们的分布或固有亮度。
2017-11-27 astro-ph.GA
Ultra-Light Dark Matter in Ultra-Faint Dwarf Galaxies
冷暗物质（CDM）模型很难与星系尺度的观测结果相匹配。张力可以通过戏剧性的重子反馈效应或通过修改CDM的粒子物理来减小。在这里，我们考虑一个超轻的标量场DM粒子表现出低于DM粒子质量依赖的金斯尺度的波动性质。对于DM质量的$m\sim10^{-22}{\rm eV}$，这种情况延迟了星系形成，并避免了暗物质晕中心的尖点。我们使用新的测量半轻质量超微弱矮星系天龙座II和三角座II估计DM粒子在这个模型中的质量。我们发现，如果恒星星族的核心内的密度分布，然后数据是在协议与波暗物质模型具有DM粒子与$m\sim 3.7-5.6\times 10^{-22}{\rm eV}$。这种极轻粒子的存在将有助于形成一个中央孤子核心，取代Navarro-Frenk-White轮廓的尖端，并使预测更接近矮星系核心中心密度的观测。
2016-05-20 astro-ph.CO 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
Forged in FIRE: cusps, cores, and baryons in low-mass dwarf galaxies
我们提出了超高分辨率的宇宙学流体动力学模拟的$M_*\simeq10^{4-6.3}M_{\odot}$矮星系内形成的$M_{v}=10^{9.5-10}M_{\odot}$暗物质晕。我们的模拟依赖于恒星形成反馈的FIRE实现，并以足够高的力和质量分辨率运行，以直接解决本星系群中经典和超暗矮星在~200 pc尺度上的恒星和暗物质结构。由此产生的星系位于$M_*$与$M_{v}$的关系，需要匹配本星系群恒星质量函数。它们有着爆发式的恒星形成历史，并且形成时的半光半径和金属丰度与在相同恒星质量下观察到的当地矮星大致相符。我们证明，这是可能的，以创建一个大的（~1千秒差距）暗物质核心的宇宙学模拟的$M_*\simeq10^{6.5}M_{\odot}$矮星系，居住在$M_{v}=10^{10}M_{\odot}$晕-正是解决太大而不能失败的问题的兴趣的规模。然而，这些大的核心并不是普遍存在的，并且似乎与矮星的恒星形成历史密切相关：暗物质核心在形成恒星较晚（$z\lesssim2$）的系统中最大，在早期的尖点合并时代结束之后。我们的$M_*\simeq10^4M_{\odot}$矮星保留了一个尖状的暗物质晕密度轮廓，几乎完全符合同一系统中只有暗物质运行的情况。尽管在磁场环境中形成，这个质量非常低的矮星具有与银河系超微弱卫星星系密切匹配的可观测特性，包括均匀的老恒星星族（>10 Gyr）。虽…
2015-10-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gas expulsion in MOND: the possible origin of diffuse globular clusters and ultra-faint dwarf galaxies
我们研究了位于星系外部区域的星团的演化经历了突然的质量损失，通过气体驱逐在Milgromian动力学（MOND）的框架内，通过N体模拟。我们发现，离开一个束缚星团，恒星形成效率（SFE）的嵌入集群占主导地位的深MOND引力可以降低到$2.5\%$。对于一个给定的超临界流体，在MOND中存活的星团可以结合比牛顿动力学更大比例的质量。此外，嵌入的星团越弥散，最终星团的尺寸膨胀就越小。一个幸存的星团的密度分布是更尖锐的中心更大质量的嵌入式集群，和中心的密度分布是平坦的质量较小的嵌入式集群或较低的SFE。这项工作有助于理解银河系周围遥远的低密度球状星团（GCs）和超暗弥散卫星星系的低浓度和延伸。
2017-12-06 astro-ph.GA
Wide binaries in ultra-faint galaxies: a window onto dark matter on the smallest scales
我们进行受控的$N$体模拟，遵循双星的动力学演化的暗物质（DM）晕的超微弱矮椭球（dSphs）。我们发现，宽双星的半长轴$a\gtrsim a_t$往往很快被破坏的潮汐场的晕。在光滑势中，截断尺度$a_t$主要由矮星系半光半径（$R_h$）内的质量和$R\approx R_h$处DM晕轮廓的斜率决定，而与双星系统的初始偏心率分布和恒星轨道关于星系势的各向异性无关。对于Segue I（最接近的超微弱天体）的速度色散和半光半径，我们的模型预测的$a_t$值在尖状晕中比在这里考虑的任何核心模型中小2- 3倍。使用模拟观测Segue I，我们表明，测量投影的两点关联函数的恒星对亚弧秒的分辨率可能提供一个有用的工具，以限制DM的数量和分布在最小和最DM为主的星系。
2016-05-30 astro-ph.GA
The impact of dark matter cusps and cores on the satellite galaxy population around spiral galaxies
利用N体模拟研究了发散（即"尖"）暗物质（DM）轮廓对矮球状星系（dSphs）潮汐演化的影响。我们的模型假设宇宙学动机的初始条件下，dSphs是DM占主导地位的系统偏心轨道上的主机星系组成的暗晕和重子盘。我们发现，弹性dSphs潮汐剥离是非常敏感的晕cuspiness，而矮星的核心配置文件可以很容易地被破坏的主机盘，那些与尖总是保留一个绑定的残余。对于一个给定的晕轮廓的演化的结构参数驱动的潮汐是完全控制的总质量损失。这些信息是用来构建一个半解析代码，模拟假设不同的晕配置文件和光盘质量的螺旋星系的层次建设。我们发现，潮汐遇到光盘往往会减少卫星的平均质量在所有的银河中心半径。有趣的是，在再电离（z> 6）之前吸积的卫星，这可能是由异常的金属丰度模式挑选出来的，只有当晕是尖的时才能存活。我们发现，从银河系（MW）矮星建立的大小-质量关系强烈支持在大多数这些系统中存在尖点，因为核心模型系统地低估了已知超暗dSphs的质量。我们的模型还表明，一个巨大的M31盘可以解释为什么它的许多dSphs低于大小质量关系来自MW dSphs。我们用我们的模型来限制DM晕中恒星形成被抑制的质量阈值，发现明亮的卫星必须吸积质量在10^8 - 10^9 M_sol以上，才能解释在MW矮星中观察到的尺寸-质量关系。
2010-05-28 astro-ph.GA
The Characteristic Mass and Energy Conversion Efficiency in the Cusp-Core Transition of Dark Matter Haloes: Implications for Scaling Relations and Supernova feedbacks
University of Tsukuba（筑波大学）；National Institute of Technology, Sendai College（国立仙台高等专门学校）；Tohoku University（东北大学）；The University of Tokyo（东京大学）
研究揭示了暗物质晕尖峰-核心过渡的能量转换效率，发现其约为0.01，并确定了禁止转变区域，对星系形成模型提供约束。
2026-02-22 astro-ph.GA
Dehnen halo effect on a black hole in an ultra-faint dwarf galaxy
最近在探测超微弱矮星系方面取得了进展，这可能是探测暗物质的有用实验室，因为其中一些含有近99 $\%$的纯暗物质。这些星系中的大多数都不包含居住在其中的黑洞。最近，有报道称，一些矮星系内部可能存在一个黑洞。在这项研究中，我们构建了一个黑洞解结合德南暗物质晕轮廓，这是通常用于矮星系。我们的目标是找出是否会有相对于标准的黑洞属性的偏差，这可能允许确定是否暗物质在一个超微弱的矮星系的轮廓是核心或尖。为了使模型更加真实，我们采用了修正的Newman-Janis公式来获得旋转度规。我们分析了黑洞的事件视界、遍历区域、类时和零粒子的测地线以及黑洞阴影等性质。使用这些观测值，结果表明区分暗物质是核心还是尖点是困难的。为了找到一个可以潜在地区分这两个轮廓的观测值，我们还计算了弱偏转角，以检查有限距离和远近似下的Dehnen轮廓的效果。我们的研究结果表明，使用弱偏转角更好，在许多数量级，在潜在的区分这些配置文件。我们的结论是，尽管矮星系是暗物质占主导地位的地方，但考虑到本文使用的方法，对德南轮廓的影响仍然取决于黑洞的质量。
2022-08-26 astro-ph.GA gr-qc
Collisional Dynamics of Stars and Dark Matter in Ultra-Faint Galaxies
Carnegie Mellon University（卡内基梅隆大学）；Université libre de Bruxelles（布鲁塞尔自由大学）；University of Edinburgh（爱丁堡大学）
研究恒星与暗物质在超弱星系中的能量交换，发现暗物质核心因恒星的动力学摩擦而耗尽，形成恒定密度核心，并导致恒星人口向密集恒星主导簇聚集，同时暗物质halo环绕。
2026-08-05 astro-ph.GA
The Structural and Kinematic Evolution of Central Star Clusters in Dwarf Galaxies and Their Dependence on Dark Matter Halo Profiles
通过一套直接的N体模拟，我们探讨了位于矮星系中心的星团的结构和运动学演化是如何受到其宿主的暗物质密度分布的形状的影响。较强的中央潮汐场的cuspier晕最大限度地减少集群的能力，扩大在响应质量损失由于恒星演化在其早期的演化阶段，并在其随后的长期演化驱动的两体松弛。因此，在cuspier暗物质晕中演化的星系团具有更紧凑的尺寸，更高的速度色散，并且在所有的星系团中心距离上保持近似各向同性。相反，核心晕中的星系团可以扩大更多，并发展出一种速度分布剖面，在更大的星系团中心距离处，这种速度分布剖面变得越来越径向各向异性。最后，在尖形暗物质轮廓中演化的星系团的速度色散较大，导致它们具有较长的弛豫时间。因此，在尖状星系的集群放松的速度较慢，因此，他们都较少的质量分离和更远的完整的能量均分比集群的核心星系。将这项工作应用于观测，可以将星团用作测量矮星系中暗物质分布的工具，并区分孤立的星团和超暗矮星系。
2018-07-06 astro-ph.GA
Feedback by Massive Black Holes in Dwarf Galaxies
在所有古老的矮星系中是否都存在中等质量的黑洞？我认为，目前的观测活动星系核的矮星系允许这样一个激进的假设，提供早期的反馈，并可能提供一个统一的解释，许多，如果不是所有的明显的矮星系异常，如丰度，核心尖，“太大而不能失败”，超微弱和重子分数的问题。我描述了支持的论点，这在很大程度上是间接的性质，并讨论了一些测试。为了解释矮星系的任何“问题”而修改冷暗物质的性质并没有强烈的动机。
2017-03-24 astro-ph.GA
Ursa Major III/UNIONS 1: the darkest galaxy ever discovered?
本研究通过 $N$ 体模拟分析极暗弱银河系卫星 UMa3/U1 的潮汐存活与速度弥散，论证其很可能由致密暗物质晕稳定，是迄今最暗、最致密的矮星系候选体。
2024-02-24 astro-ph.GA
Testing warm dark matter with kinematics of the smallest galaxies
Carnegie Observatories（卡内基天文台）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）
研究发现温暗物质模型预测的矮星系速度弥散与观测严重不符，从而对热遗迹暗物质粒子质量给出了强约束。
2026-06-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
The distribution of stars around the Milky Way's central black hole II: Diffuse light from sub-giants and dwarfs
这是三篇论文中的第二篇，用新的数据和方法寻找银河系中心黑洞人马座A* 周围预测的恒星尖点。我们的目标是通过对人马座A* 周围的观测来推断目前可获得的最微弱的恒星星族的分布。我们使用自适应光学辅助高角分辨率的图像获得的NACO仪器在ESO VLT。通过优化的PSF拟合，我们去除了所有探测到的恒星在给定星等限制以上的光。随后，我们分析剩余的漫射光密度。所分析的漫射光来自KS ~ 19 - 20的亚巨星和主序星，质量为1 - 2 Msol。这些恒星可能足够老，可以动态松弛。观测到的幂律曲线及其斜率与银河系中心黑洞周围存在一个松弛的恒星尖点相一致。我们发现，一个纽克法律提供了一个足够的描述核集群的内在形状（假设球对称）。Sgr A* 附近的3D幂律斜率为γ= 1.23 +- 0.05。在距离黑洞0.01秒差距处，我们估计恒星的质量密度为2.3 +-0.3 x 10^7 Msol pc^-3，封闭的恒星总质量为180 +-20 Msol。这些估计假设了一个恒定的质光比，并且没有考虑恒星的残余物。在0.1-0.3 pc的投影距离上，没有观测到明亮的（Ks 16）巨星的尖点，这意味着某种机制改变了它们的外观或分布。
2017-11-27 astro-ph.GA
The detection of ultra-faint low surface brightness dwarf galaxies in the Virgo Cluster: a Probe of Dark Matter and Baryonic Physics
利用大双目望远镜（LBT）的大双目照相机（LBC）在一个$576$弧分$^2$的室女座深场中发现了11个超暗（$r\lesssim 22.1$）低表面亮度（LSB，中央表面亮度$23\lesssim μ_r\lesssim 26$）矮星系候选者。它们与室女星系团的联系是由它们在中央表面亮度-总星等平面上相对于背景星系的不同位置所支持的。它们有典型的绝对星等和尺度大小，如果在室女座的距离上，分别在$-13\lesssim M_r\lesssim -9$和$250\lesssim r_s\lesssim 850$ pc的范围内。它们的颜色与逐渐下降的恒星形成历史相一致，特定的恒星形成速率为$10^{-11}$ yr $^{-1}$，即比主序星形成星系低10倍。它们的年龄比星系团形成的年龄大，并且在形态上看起来很规则。它们代表了最近在对室女星系团更广泛的调查中发现的低光度LSB矮星群体中最微弱的极端。由于我们观测的深度，我们能够将室女座的光度函数向下扩展到$M_r\sim -9.3$（对应于总质量$M\sim 10^7$ M $_{\odot}$），找到一个平均的暗端斜率$α\simeq -1.4$。这个相对陡峭的斜率对暗物质的性质，特别是对温暖的暗物质（WDM）提出了有趣的限制，通常被用来解决标准CDM方案对矮星数密度的过度预测。我们推导出WDM粒子质量$>1.5$千电子伏的下限。
2015-09-24 astro-ph.GA
How to make an ultra-faint dwarf spheroidal galaxy: tidal stirring of disky dwarfs with shallow dark matter density profiles
近年来，斯隆数字巡天计划在银河系（MW）附近发现了一个新的超微弱矮星系（UFD）群体，其起源仍然是一个谜。使用一套无碰撞N体模拟，我们调查的背景下的潮汐搅拌模型的矮球状星系的形成在本地集团（LG）的UFD的形成。我们的模拟旨在再现MW大小的宿主星系和嵌入在10^9 M太阳暗物质（DM）晕中的旋转支撑矮星之间的潮汐相互作用。我们探索了矮DM晕的各种内部密度斜率ρ \propto r^{-α}，从核状（α= 0.2）到尖状（α= 1），以及不同的矮轨道构型。我们的实验表明，UFD可以通过相对紧密的轨道上的盘状矮星的潮汐搅拌产生，与z \sim 1的宿主星系吸积的红移一致，并且具有中间值的晕内密度斜率（ρ \propto r^{-0.6}）。推断的斜率与矮星系的旋转曲线的建模和最近的矮星系形成的宇宙学模拟结果非常一致。比较观测到的UFD的性质与他们的模拟同行，我们发现显着的相似之处的基本观测参数。我们的结论是潮汐搅拌的旋转支持的矮星是一个可行的机制，在LG环境中形成的UFD。
2012-04-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the nature of ultra-faint dwarf galaxy candidates I: DES1, Eridanus III and Tucana V
我们使用深双子座/GMOS-S $g,r$测光研究三个超暗矮星系候选者DES 1，波江座III（Eri III）和杜鹃座V（Tuc V）。它们的总光度$M_V$（DES 1）$ = -1.42\pm0.50$和$M_V$（Eri III）$ = -2.07\pm0.50$，以及平均金属丰度[Fe/H] $=-2.38^{+0.21}_{-0.19}$和[Fe/H] $=-2.40^{+0.19}_{-0.12}$，与它们是超暗矮星系一致，因为它们正好落在银河系卫星星系光度-金属丰度关系的1-sigma置信带之外。然而，它们在大小光度关系中的位置表明它们是星团。有趣的是，DES 1和Eri III的银河中心距离相对较大，其中DES 1位于$D_{GC} = 74\pm$ 4 kpc，Eri III位于$D_{GC} = 91\pm$ 4 kpc。在投影中，这两个天体都位于麦哲伦云后面的气体细丝的尾部，并且与小麦哲伦云（SMC）的三维距离相似：$ΔD_{SMC,DES1}$ = 31.7 kpc，$ΔD_{SMC,Eri III}$ = 41.0 kpc。这些恒星系统似乎是贫金属的SMC卫星。Tuc V本身就代表了一个有趣的现象。我们在图克五的名义位置深测光揭示了一个低级别的过剩的恒星在各个位置的GMOS领域没有一个明确的中心。一个类似SMC北超密度的等时线与Tuc V的色星等图相匹配…
2017-12-06 astro-ph.GA
Constraints on MACHO Dark Matter from Compact Stellar Systems in Ultra-Faint Dwarf Galaxies
我表明，最近发现的超暗矮星系波江座II的中心附近的星团提供了强大的约束质量的致密晕天体（MACHO）的>~5 M_sun作为暗物质的主要组成部分。超新星暗物质会动态地加热星系团，使其体积变大，速度变快，直到溶解在宿主星系中。致密超暗矮星系中的恒星本身也会受到同样的动力学加热;至少有10个这样的星系存活下来，这对质量>~10 M太阳的100暗物质产生了独立的限制。Eri II星团和致密超暗矮星的特征是恒星质量只有几千个太阳质量，半光半径分别为13 pc（星团）和~30 pc（超暗矮星）。这些系统关闭了~20- 100 M_sun的窗口，允许100 M_sun的暗物质，并结合现有的限制，从微透镜，宽双星，磁盘运动学，以排除暗物质完全组成的MACHO从~10 $^{-7}$ M_sun到任意高的质量。
2016-06-09 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Structural parameters and possible association of the Ultra-Faint Dwarfs Pegasus III and Pisces II from deep Hubble Space Telescope photometry
本研究基于HST测光测量了UFD星系Peg III和Psc II的结构参数，利用Gaia PMs发现纳入LMC引力对探究二者轨道历史至关重要，表明它们可能在约1 Gyr前发生过相互靠近及共同绕LMC的掠过。
2024-02-13 astro-ph.GA
Dark matter halo cores and the tidal survival of Milky Way satellites
冷暗物质（CDM）晕的尖形中心密度剖面使它们对潮汐的破坏具有高度的弹性。暗物质粒子之间的自相互作用，或者重子的循环，可能会导致形成一个恒定密度的核心，这将使晕更容易受到潮汐破坏。我们使用N体模拟研究NFW样的“核心”subhaloes在一个大规模的主机的潮汐场的演变，并确定的标准和时间尺度的完整的潮汐中断。我们的研究结果意味着银河系卫星的生存对暗物质核心的大小产生了限制。事实上，我们发现，在近心点小于10千秒差距的轨道上，核心大于其初始NFW尺度半径的1%的次晕都不能存活一个哈勃时间。像杜鹃3号这样的卫星，近心点约为3.5千秒差距，必须有一个小于2秒差距的核心大小，才能在目前的轨道上生存三个轨道周期。自相互作用暗物质（SIDM）模型中预期的核心尺寸（速度无关的截面为1 cm^2/g）似乎与近心半径小的超暗卫星（如Tuc 3、Seg 1、Seg 2、Ret 2、Tri 2和Wil 1）不相容，因为如果这些卫星在10 Gyr前吸积到银河系上，它们应该已经完全破裂。这些结果表明，许多卫星的核心尺寸非常小，与CDM尖点一致。在小近心半径轨道上发现更多的银河系卫星将加强这些结论，并允许对核心大小进行更严格的上限。
2022-12-26 astro-ph.GA
Recovering the infall mass for Milky Way satellite galaxy Sextans
Institute of Astronomy, School of Physics, Zhejiang University（浙江大学物理学院天体物理研究所）；Purple Mountain Observatory（紫金山天文台）；Center for Cosmology and Computational Astrophysics, Zhejiang University（浙江大学宇宙学与计算天体物理中心）
通过N体模拟研究塞塔恩星系的自由落体质量，揭示其暗物质与恒星动力学关系及形成历史。
2026-03-09 astro-ph.GA
The diverse dark matter density at sub-kiloparsec scales in Milky Way satellites:implications for the nature of dark matter
银河系（MW）卫星居住在暗物质（DM）的subhalos与广泛的分布的圆形速度剖面。这种多样性随着超微弱卫星的加入而增强，这些卫星似乎具有非常高的DM密度，尽管具有很大的系统不确定性。我们认为，如果得到证实，这种大的MW卫星人口的多样性构成了一个严重的考验，DM性质的结构形成理论与可能的影响。对于冷暗物质模型，多样性可能是由MW盘和强超新星反馈引起的晕下潮汐破坏的综合效应的特征。对于功率谱中具有矮尺度截止的模型，多样性是矮尺度晕丰度较低的结果。这种多样性是最具挑战性的自相互作用暗物质（SIDM）模型的横截面$σ/m_χ\gtrsim1~$ cm $^2$ g $^{-1}$的subhalos有太低的密度来解释超微弱的星系。我们提出了一个新的解决方案来解释MW卫星的多样性的基础上重力热塌陷的SIDM晕。这种解决方案需要一个速度依赖的截面，预测双峰分布的尖形密集（崩溃）subhaloes符合超微弱的卫星，和核心的低密度subhaloes符合较亮的卫星。
2019-08-30 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Minor merger growth in action: JWST detects faint blue companions around massive quiescent galaxies at 0.5 < z < 3
利用JWST JADES数据，在0.5<z<3的大质量宁静星系周围发现大量质量比<1:10的蓝色伴星系，证实小质量并合增长模型可延伸至极低质量比，并驱动宿主星系颜色梯度演化。
2023-07-26 astro-ph.GA
Probing the boundary between star clusters and dwarf galaxies: A MUSE view on the dynamics of Crater/Laevens I
我们目前的MUSE观测的争议超微弱恒星系统陨石坑。我们通过径向速度测量光谱确认了该系统的26颗成员星。我们推导出MUSE谱的系统仪器速度不确定度为2.27 $\rm \,km\,s^{-1}$。这个新数据集将陨石坑已确认的成员星增加了3倍。三分之一明亮的蓝色恒星和一颗位于主序关闭上方的较暗的蓝色恒星也被发现可能是该系统的成员。观测结果表明，火山口有一个系统的径向速度$v_{\rm sys}=148.18^{\rm +1.08}_{\rm -1.15}\rm \,km\,s^{-1}$，而这个系统最有可能的速度分散是$σ_{\rm v}=2.04^{\rm +2.19}_{\rm -1.06} \rm \,km\,s^{-1}$。系统的总动力学质量，假设动力学平衡，然后$M_{\rm tot}=1.50^{+4.9}_{-1.2}\cdot 10^{\rm 5}M_{\odot}$意味着M/L $_{\rm V}$ =8.52 $^{+28.0}_{-6.5}\, M_{\odot}/L_{\odot}$，这是符合一个纯粹的重子恒星星族在其误差范围内，没有显着的证据存在暗物质。我们还发现的径向速度分布的速度梯度的证据。我们的结论是，我们的研究结果有力地支持，火山口是一个暗淡的中间年龄外晕球状星团，而不是一个矮星系。
2016-04-22 astro-ph.GA
SDSS-IV MaNGA: Faint quenched galaxies I- Sample selection and evidence for environmental quenching
使用运动学地图从斯隆数字巡天（SDSS）映射附近的Galerkin在阿帕奇点天文台（MANGA）的调查，我们发现，大多数低质量淬火星系表现出相干旋转的恒星运动学。我们的样本包括在MaNGA的第一年观察到的所有39个淬灭的低质量星系。这些星系被选定为$M_{r} > -19.1$，恒星质量为$10^{9}$ M $_{\odot} < M_{\star} < 5\times10^{9}$ M $_{\odot}$，EW $_{Hα} <2$，并且都有红色$(u-r)>1.9$。它们依赖于以前研究过的矮星系的大小-星等和$σ$ -光度关系。只有六个（$15\pm5.7$百分之）被发现有旋转速度$v_{e,rot} < 15$ km s $^{-1}$在$\sim1$ $R_{e}$，并可能占主导地位的压力支持在所有半径。在我们的样本中，两个星系的恒星组成部分具有运动学上不同的核心，可能是吸积的结果。其中六个包含电离气体，尽管没有正在进行的恒星形成，这种气体通常与它们的恒星成分运动学上不一致。这是第一个大规模的积分场单位（IFU）的低质量星系的研究选择没有偏见的低密度环境。然而，我们发现这些星系的大多数是在$\sim1.5$ Mpc的一个明亮的邻居（$M_{K} < -23$ ;或M $_{\star} > 5\times10^{10}$ M $_{\odot}$），支持假说，即星系星系…
2016-09-05 astro-ph.GA
EDGE -- Dark matter or astrophysics? Breaking dark matter heating degeneracies with HI rotation in faint dwarf galaxies
本研究利用EDGE模拟的微弱矮星系，发现静止星系中长寿命HI旋转曲线可区分暗物质加热机制，推动观测搜索以厘清暗物质与天体物理效应。
2024-03-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Challenge to MOND from ultra faint dwarf galaxies
低加速度下的修正牛顿动力学（MOND）在解释星系平坦的自转曲线以及星系的重子含量与它们的观测圆速度之间的关系（称为重子Tully-Fisher关系（BTFR））方面具有惊人的能力。MOND模型不能解释观测到的超暗矮星系的速度色散，其理由是超暗矮星系比冷暗物质模型更容易发生潮汐破裂。我们证明：（i）潮汐内部加速度在UFD的比例是非常低的，（ii）有没有相关性之间的偏差UFD从MOND的预测作为潮汐敏感性的函数，（iii）最近的约束盖亚自行分析的轨道参数的UFD加剧了挑战MOND。特别是，盖亚的数据表明大熊座I正在经历一次最近的落入银河系的光环，它与MOND在7- $σ$水平上的不一致不能归因于它是一颗早期的落入卫星。此外，来自Gaia DR 2的新数据表明Willman I具有所有UFD中最小的偏心轨道，并且它在4- $σ$水平上偏离MOND不能归因于先前建议的高偏心轨道。最后，鉴于杜鹃座III是唯一观测到的显示潮汐特征的UFD，网穴II和Segue I是另外两个可能挑战MOND的UFD，因为它们与杜鹃座III的银河系中心距离相当，但没有显示潮汐特征。宽双星是否膨胀了UFD的速度色散仍然是一个有待解决的问题，未来的多历元观测。
2021-06-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
A methodology to select galaxies just after the quenching of star formation
我们提出了一种新的方法，旨在寻找恒星形成星系的阶段，立即遵循恒星形成（SF）淬火，基于使用高到低的电离发射线比。由于紫外线电离辐射的软化，这些比率在SF停止后迅速消失。我们重点研究了[O III] $λ$ 5007/H $α$和[Ne III] $λ$ 3869/[O II] $λ$ 3727，并用CLOUDY光电离程序模拟了它们。如果假设一个急剧的猝灭，我们发现这两个比率是非常敏感的示踪物，因为它们从SF中断起在$\sim$ 1000万年内下降了$\sim$ 10倍;相反，如果假设SF下降更平稳、更缓慢，（即恒星形成历史呈指数下降，$e$折叠时间为$τ=$ 2亿年），在$\sim$ 8000万年内，它们以因子$\sim$ 2减少。我们减轻了电离-金属性简并影响我们的方法，使用对发射线比率分别与金属性和电离，采用[N II] $λ$ 6584/[O II] $λ$ 3727的比例作为金属性诊断。使用斯隆数字巡天星系样本，我们在[O III] $λ$ 5007/H $α$与[N II] $λ$ 6584/[O II] $λ$ 3727平面内确定了10个最极端猝灭候选者的例子，其特征是低[O III] $λ$ 5007/H $α$，微弱的[Ne III] $λ$ 3869，以及通过蓝尘校正的光谱和$(u-r)$颜色，如所预期的，如果SF淬灭发生在最近的过去。我们的研究结果还表明，所观察…
2017-04-18 astro-ph.GA
Uncovering Tidal Treasures: Automated Classification of Faint Tidal Features in DECaLS Data
本文利用DECaLS巡天数据，通过卷积神经网络自动分类微弱潮汐特征（旋臂、流、壳、弥散），在1:10不平衡测试集上取得高召回率，首次实现潮汐特征子类别自动识别。
2024-09-20 astro-ph.GA
Deep Imaging of Grus II and Horologium II: Structure and Extent of Two Ultra-Faint Milky Way Satellites
University of Arizona（亚利桑那大学）；Stanford University（斯坦福大学）；Dartmouth College（达特茅斯学院）；Rubin Observatory/AURA（鲁宾天文台/美国大学天文研究协会）；University of Chicago（芝加哥大学）
利用麦哲伦/Megacam深度成像，精确测量了两个超暗弱矮星系的距离、光度、结构参数，并搜寻潮汐扰动迹象。
2026-06-25 astro-ph.GA
Pavo: Discovery of a star-forming dwarf galaxy just outside the Local Group
本研究结合低表面亮度星系搜索算法与机器学习分类，在本星系群外发现极端孤立的恒星形成矮星系Pavo，补充了该质量段孤立矮星系的观测样本。
2023-10-08 astro-ph.GA
A Robust Determination of Milky Way Satellite Properties using Hierarchical Mass Modeling
我们介绍了一种新的方法来确定质量分布，以及整体分布，本群卫星星系。具体来说，我们采用了统计多级建模技术，贝叶斯分层建模，同时限制个别本地集团银河系卫星星系的属性和银河系卫星人口的特点。我们表明，这种方法减少了个别矮星系质量测量的不确定性最微弱的星系的几个因素。我们发现，银河系卫星的分布推断的分析，除了明显缺乏高质量的晕，是符合的拉姆达冷暗物质（拉姆达CDM）的范例。特别是，我们发现，无论是测量的最大圆速度和半径之间的关系，在这个速度，以及推断的质量之间的关系在300秒差距和光度，相匹配的最大圆速度低于20公里/秒的晕的Lambda-CDM模拟预测的值。也许更引人注目的是，这项分析似乎表明，这些星系共享一个更尖的“平均”晕形状。虽然这项研究调和了许多观测到的银河系卫星分布的特性与Lambda CDM模拟，我们发现，仍然有一个赤字的卫星的最大圆周速度为20-40公里/秒。
2015-06-19 astro-ph.GA
Starbursts at Cosmic Dawn: Formation of Globular Clusters, Ultra-Faint Dwarfs, and Population III star clusters at z > 6
Stockholm University（斯德哥尔摩大学）
本文提出Anaxagoras模型，用于研究高红移时期低质量暗物质晕中的恒星形成，预测了银河卫星晕中数百个星系的形成及III型恒星团的形成情况。
2026-04-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
The luminosity of cluster galaxies in the Cluster-EAGLE simulations
我们计算了C-EAGLE项目的模拟星系的光度，这是一套基于EAGLE模拟的星系团的高分辨率放大模拟。利用基于E-MILES恒星光谱库的简单的恒星星族模型，得到了从紫外到红外的不同光谱波段的AB星等。我们考虑了恒星形成区的尘埃和弥漫的星际介质的遮蔽。$g-r$彩色恒星质量图，在z=0.1时，呈现出一个确定的红色序列，达到$g-r \simeq 0.8$，在高质量时比鹰红0.05 dex，当包括场星系时，呈现出一个人口稠密的蓝色云。星系团的内部区域主要由所有质量的红色序列星系组成，尽管仍然存在不可忽略数量的蓝色星系。我们采用贝叶斯推断来计算聚类LF，检验单和双Schechter函数的统计显著性。在z=0的多色LF显示出在红外线达到峰值的膝状光度，并随着星系团的质量而增加。暗端对颜色和质量的依赖性很弱，并且在光学上显示出上升，范围在-1.25和-1.39之间，比场稍陡。模拟再现，在观测误差范围内，光谱LF的武仙座和阿贝尔85集群，包括他们的暗淡结束上翘。C-EAGLE LF与从SDSS和XXL调查中观察到的LF广泛一致，z=0.67，当考虑到观测约束时，显示出相当平坦的微弱末端。
2022-05-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Accurate inner stellar density slopes from projected surface densities in galaxies
Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉古纳大学）
提出一种避免显式反投影的方法，通过表面密度的径向导数直接推导三维恒星密度内斜率，并应用于六个超暗矮星系，发现其恒星核呈核心分布。
2026-06-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
