The masses of Local Group dwarf spheroidal galaxies: The death of the universal mass profile
我们调查的索赔，所有矮球状星系（dSphs）居住在晕内，共享一个共同的，普遍的质量配置文件已得出的星系dSphs。通过折叠25仙女座dSphs的运动学信息，以前的样本量增加了一倍多，我们发现，一个奇异的质量分布不能很好地适合所有的观测。此外，仅针对银河系dSphs测量的最佳拟合的暗物质密度分布与仙女座dSphs的密度分布略有差异（仅超过1西格玛水平），仙女座dSphs的密度分布最好具有较低的最大圆周速度，因此质量是首选的。当样本中省略了三个极端的仙女座异常值，XIX，XXI和XXV，它们都具有大的半光半径（> 600 pc）和低速度色散（sigma_v <5 km/s）时，一致性明显更好。我们认为，这些异常值的不寻常的属性可能是由潮汐与宿主星系的相互作用。
2013-12-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Andromeda Dwarfs in Light of MOND
我们比较了最近发表的速度色散的17仙女座矮球体的MOND预测的估计，这些矮星的光度的基础上，合理的恒星M/L值，没有暗物质。我们发现，这两个是一致的不确定性。我们进一步预测的速度分散的另外十个矮星，目前只有光度数据。
2013-02-06 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
The remnant of a merger between two dwarf galaxies in Andromeda II
在引力的驱动下，像星系和星系团这样的大质量结构被认为通过较小系统的分层合并和吸积而不断增长。吸积事件的观测证据是由穿过大质量星系（例如银河系或仙女座星系）外晕的相干恒星流提供的。在类似的质量尺度上，在恒星的$10^{11}$太阳质量附近，合并活动的进一步观测证据也是充足的。低质量星系的合并被认为是星系形成的分级过程，但迄今为止还没有发现恒星质量小于$10^9$太阳质量的星系。在这里，我们报告的恒星流的运动学检测在仙女座的卫星星系，矮球状星系仙女座II，它的质量只有$10^7$太阳质量的恒星。流的性质表明，我们正在观察两个矮星系合并的残余。这对残骸的动力学产生了巨大的影响，残骸现在正围绕着它的投影主轴旋转。仙女座II的恒星流说明了星系形成的无标度特征，直到最低的星系质量标度。
2014-02-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Formation of Andromeda II via a gas-rich major merger and an interaction with M31
仙女座II（和II）已经知道了几十年，但直到最近的观测才揭示了这个矮球状星系的新特性。两个恒星星族的存在，双峰恒星形成历史（SFH）和一个不寻常的自转速度的And II把它的形成和演化的强烈约束。继Lokas等人（2014）之后，我们提出了一个详细的模型来解释And II的主要性质，包括（1）两个矮星系在高红移场之间的富含气体的主要合并，以及（2）大约5 Gyr前与M31的密切相互作用。该模型是基于N体/流体动力学模拟，包括气体动力学，恒星形成和反馈。一个模拟的目的是再现丰富的气体主要合并解释的起源恒星星族和SFH。其他模拟被用来研究潮汐力和冲压压力剥离的影响，在和II和M31之间的相互作用。该模型成功地再现了And II的SFH，包括恒星星族的性质，其形态，运动学和缺乏气体。通过对所有过程的联合建模和更好地处理重子物理，可以进一步改进模型。
2016-09-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
The SPLASH Survey: Spectroscopy of 15 M31 Dwarf Spheroidal Satellite Galaxies
我们提出了一个解决的恒星光谱调查的15个矮球状（dSPH）卫星的仙女座星系（M31）的仙女座星系的恒星晕（SPLASH）项目的光谱和测光景观的一部分。我们过滤前景污染银河系（MW）的恒星，注意到MW的子结构是显而易见的，在这个污染物样本。我们还过滤M31晕场巨星，并确定其余的可能dSph成员。然后，我们使用这些成员来确定的dSphs的运动学特性。对于第一次，我们确认，和十八，二十一，和二十二显示运动学与绑定，暗物质为主的星系一致。从速度分散的dSphs的完整样本，我们确定的质量，我们结合的大小和光度的星系产生质量-大小-光度的标度关系。通过这些缩放，我们确定M31 dSphs与MW dSphs完全一致，这表明经过充分研究的MW卫星群为更广泛的结论提供了公平的样本。我们还估计了卫星的暗物质晕质量，并发现没有迹象表明这些星系的光度取决于它们的暗晕质量，这一结果与MW矮星的结果一致。其中两颗M31 dSphs（和XV，XVI）的最大圆周速度估计小于12 km/s（到1 sigma），这可能使它们处于已知的最低质量的暗物质晕中（与MW的Bootes I一起）。最后，我们使用M31卫星的系统速度来估算M31晕的总质量：在139 kpc的范围内，M31的质量为8 + 4.1 - 3.7 x 10^11，对应于M31的暗物质晕的维里质量为1.2 + 0.9 - 0.7 x 10^12，与以前的结…
2012-05-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Variable stars and stellar populations in Andromeda XXI: II. Another merged galaxy satellite of M31?
使用大双筒望远镜的大双筒相机获得了M31矮球状卫星仙女座XXI（和XXI）的B和V时间序列测光。我们已经确定了50个变量和XXI，其中41个是RR天琴座星（37个基本模式RRab，和4个第一泛音RRc，emulator）和9个异常造父变星（AC）。RRab星的平均周期（<Pab>= 0.64天）和周期-振幅图将And~XXI归入奥斯特霍夫II -奥斯特霍夫-中间天体。从天琴座RR型星的平均光度出发，我们得到了星系距离模数为（m-M）$_0$ = $24.40\pm0.17$ mag，比以前的文献估计值小，但在1 $σ$以内仍与文献估计值一致。星系色星等图显示了And~XXI中存在三个不同恒星世代的证据：1）一个古老的星系，（$\sim$ 12 Gyr）和金属不良（[Fe/H]= $-$ 1.7 dex）分量;（2）稍年轻（10-6 Gyr）和更多的金属丰富（[Fe/H]= $-$ 1.5 dex）组分，3）具有相同金属丰度的年轻组分（$\sim$ 1 Gyr），产生AC。最后，我们提供的线索，和~XXI可能是两个矮星系之间的一个小合并事件的结果。
2015-05-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Structural and Photometric Properties of the Andromeda Satellite Dwarf Galaxy Lacerta I from Deep Imaging with WIYN pODI
我们目前的结果从WIYN pODI图像的Lacerta I（和XXXI），卫星矮星系发现的外围仙女座星系（M31）在泛星1调查数据。我们的深，宽场$g,i$测光达到$\sim$ 3个星等比测光泛星1发现文件，使我们能够跟踪恒星人口的Lac I超过两个半光半径的星系中心。我们测量了$(m-M)_0=24.44\pm0.11$等的Lac I的红巨星分支尖端（TRGB）距离（773 $\pm$ 40 kpc，或264 $\pm$ 6 kpc，距离M31），这与Pan-STARRS 1距离一致。我们使用最大似然技术来推导星系的结构特性，并找到半光半径（$r_h$）为3.24 $\pm$ 0.21弧分（728 $\pm$ 47 pc），椭圆率（PDMATHAMR）0.44 PDMATHAMP 0.03，总星等PDMATHAMS PDMATHAMT $-$ 11.4 PDMATHAMP 0.3，和中心表面亮度$μ_{V,0}$ $=$ 24.8 $\pm$ 0.3等角秒$^{-2}$。我们发现没有HI排放的档案数据，并设置了一个限制湖I的中性气体的质量-光比$M_{HI}/L_V$ $<$ 0.06 $M_{sun}$ / $L_{sun}$，确认湖I作为一个气体贫乏矮球状星系。在2 $r_h$范围内的红巨星分支恒星的光度金属丰度得出的中值[Fe/H]为$-$ 1.68 $\pm$ 0.03，…
2017-01-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
The SPLASH Survey: Kinematics of Andromeda's Inner Spheroid
仙女座星系（M31）的球状组成部分在R_proj ~ 20 kpc范围内具有大尺寸、高恒星密度、高金属丰度和表面辉度分布的特征，表明它不同于银河系的任何子组成部分。在这项工作中，我们利用我们的接近和M31的外部视图来探测这个“内球体”的运动学特性。“我们采用马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）分析了5651颗红巨星分支恒星的Keck/DEIMOS光谱的恒星运动学，以解开M31的内部球体与恒星盘的纠缠。我们测量的平均速度和分散的球体在每一个五个空间仓后，占一个本地冷的恒星盘，以及巨大的南流和相关的潮汐碎片。这是第一次，我们检测到显着的球体旋转（v_rot ~ 50公里/秒）超过R_proj ~ 5千秒差距。速度色散从R_proj = 7 kpc时的约140 km/s减小到R_proj = 14 kpc时的120 km/s，与现有测量和模型的2 sigma一致。我们计算的概率，一个给定的恒星是一个成员的球体，并发现球体有一个显着的存在，在整个空间范围内，我们的样本。最后，我们表明，扁平的球体是由于速度各向异性，除了旋转。虽然这表明M31的内部球状体更像一个椭圆星系，而不是一个典型的螺旋星系凸起，但应该注意的是，我们的测量结果比比较样本要远得多（2 - 14 r_eff）。
2012-04-19 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
Andromeda XXI -- a dwarf galaxy in a low density dark matter halo
仙女座XXI（和XXI）被认为是一个矮球状星系，其中心暗物质密度低于标准$Λ$冷暗物质（$Λ$ CDM）宇宙学的预期。在这项工作中，我们对该系统中的77颗成员星进行了动力学观测，比以前的研究增加了一倍多，以确定该星系是否真的是一个低密度异常值。我们测量的系统速度的$v_r=-363.4\pm1.0\,{\rm kms}^{-1}$和速度分散的$σ_v=6.1^{+1.0}_{-0.9}\,{\rm kms}^{-1}$，与以前的工作和$1σ$内的修改后的牛顿动力学框架内的预测一致。我们还测量了我们的成员恒星的光谱的金属丰度，发现${\rm [Fe/H]}=-1.7\pm0.1$ ~dex的平均值。我们用改进的\GravSphere模型模拟了And~XXI的暗物质密度分布，在68%的置信度下，发现了$ρ_{\rm DM}({\rm 150 pc})=2.7_{-1.7}^{+2.7} \times 10^7 \,{\rm M_\odot\,kpc^{-3}}$的中心密度和$ρ_{\rm DM}({\rm 1.75 kpc})=0.9_{-0.2}^{+0.3} \times 10^5 \,{\rm M_\odot\,kpc^{-3}}$的两个半光半径处的密度.这两个因子均比$Λ$ CDM中丰度匹配的预期密度低${\sim}3-5$。我们发现，这不能解释的“暗物质加热”，因为和~XXI…
2021-07-01 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
PAndAS' progeny: extending the M31 dwarf galaxy cabal
我们提出了五个新的矮星系，仙女座XXIII-XXVII，位于M31的外晕的发现。这些星系是在M31/M33亚群的泛仙女座考古调查（PAndAS）的第二年发现的。这次调查现在提供了一个几乎完整的M31晕的全景图，平均投影半径约为150 kpc。这整个区域的贫金属恒星密度图不仅可以作为卫星星系发现空间的说明，而且还可以鸟瞰L* 盘星系正在进行的组装过程。其中四颗新的矮星是由位于贫金属红巨星分支星的预期轨迹上的恒星形成的，它们的空间密度很高，距离M31。第五个超密度，和XXVII，嵌入在一个广泛的恒星流中，可能是一个强烈的潮汐破坏事件的残余。所有五颗卫星都具有矮球状星系的典型金属丰度和光度，并延续了M31较亮的矮球状卫星通常比银河系的对应物具有更大的半光半径的趋势。随着M31卫星星系的扩展样本，我们也重新审视了这一人口的空间分布，并发现，在目前的PAndAS调查的限制，卫星的表面密度基本上是恒定的150千秒差距。这对应于卫星的径向密度分布为1/r，这一结果似乎与宇宙学模拟的预测相冲突。（节录）
2011-02-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy Pairs in the Local Group
目前的星系形成模型预测，随着光度的降低，类似大小的星系对应该会越来越稀少。这似乎与本星系群中矮星系之间相对较高的配对频率不一致。我们利用文献资料表明，在银河系和仙女座星系的所有卫星星系中，亮度大于M_V=-8的30%的星系存在于可能的光度相当的物理对中。除了先前确认的麦哲伦星云和NGC 147/NGC 185的配对外，其他的候选配对还包括小熊座和天龙座矮椭球体，以及M31的And I/And III卫星。如果卫星的径向和角度分布不相关，这些对比偶然预期的要近得多;此外，它们具有非常相似的视线速度和光度，相差不到三个星等。相比之下，在N体/半解析模型中，与本星系群卫星的径向分布和光度函数相匹配的卫星中，只有不到4%的卫星符合相同的标准。如果在更大样本的研究中得到证实，矮星系配对的高频率可能会为当前宇宙学范式中微弱星系的形成提供有趣的线索。
2013-01-30 astro-ph.CO
A Bayesian Approach to Locating the Red Giant Branch Tip Magnitude (Part II); Distances to the Satellites of M31
在“确定红巨星枝尖星等的贝叶斯方法（第一部分）”中，介绍了一种使用TRGB标准烛光获取距离的新技术。在这里，我们描述了一个有用的补充技术的潜力，以进一步减少我们的距离测量的不确定性，通过将匹配滤波器加权方案到模型的似然计算。在这个方案中，恒星根据它们是真正天体成员的概率进行加权。然后，我们重新测试我们的修改后的算法，使用随机实现的人工数据，以验证所生成的后验概率分布（PPD）的有效性，并继续将该算法应用于卫星系统的M31，最终在三维视图的系统。进一步由此获得的分布，我们应用卫星特定的卫星距离的先验权重的距离后验分布，基于晕密度分布。因此，在一份出版物中，使用一种方法，全面覆盖了M31的同伴星系的距离，包括矮球状体仙女座I - III，V，IX-XXVII和XXX以及NGC 147，NGC 185，M33和M31本身。其中，仙女座XXIV - XXVII和仙女座XXX的距离以前从未使用TRGB推导过。物距是由高分辨率的尖端星等后验分布确定的，这些分布是使用马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）技术和相关的采样来产生的，以考虑前景消光的不确定性和TRGB的绝对星等以及光度误差。对于每个对象获得的距离PPD，无论是否具有上述先验，都以表格形式提供给读者。
2012-09-22 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
A Keck/DEIMOS spectroscopic survey of the faint M31 satellites And IX, And XI, And XII, and And XIII
我们提出了第一次光谱分析的微弱的M31卫星星系，AndXI和AndXIII，和现有的光谱数据的再分析两个更微弱的同伴，和IX和AndXII。通过将安装在凯克II望远镜上的DEIMOS摄谱仪获得的数据与斯巴鲁上Suprime-Cam仪器的深度测光相结合，我们计算了矮星的整体性质，如系统速度，金属岩和半光半径。（[Fe/H] -2，从它们的堆叠光谱来看），因此，它们继续遵循与更亮的矮星建立的光度-金属丰度关系。由于样本量小和信噪比低，我们无法解决And XI的色散，但我们设定了sigma-v <5 km/s的一个sigma上限。对于And IX，And XII和And XIII，我们求解v=4.5的速度色散（+3.4，-3.2），2.6（+5.1，-2.6）和9.7（+8.9，-4.5）km/s，并分别在6.2（+5.3，-5.1）x10^6 Msun、2.4（+6.5，-2.4）x10^6 Msun和1.1（+1.4，-0.7）x10^7 Msun的半光半径范围内导出质量。我们在矮球状星系的Mateo关系的背景下讨论每个卫星，并为银河系矮星建立通用晕轮廓（Walker et al. 2009）。对于这两个星系来说，它们都低于Walker et al.（2009）的Universal halo profile。当结合McConnachie & Irwin（2006 a）的发现时，发现M…
2010-03-16 astro-ph.CO
