The ACS LCID project VII: the blue stragglers population in the isolated dSph galaxies Cetus and Tucana
我们提出了第一次调查的蓝离散星（BSS）人口在两个孤立的矮球状星系的本星系群，鲸鱼座和杜鹃座。深度HST/ACS测光使我们能够分别识别940和1214个候选样本。对这两个星系的恒星形成历史的分析表明，它们都拥有一个BSS种群。具体来说，如果BSS候选者被解释为年轻的主序星，它们不符合星系的年龄-金属丰度关系。光度函数和径向分布的分析支持这一结论，并提出了一个非碰撞机制的BSS形成，从原始双星的演化。这里提出的新的动力学模拟的结果也支持这种情况。这两个星系的BSS频率与Momany等人（2007）发现的绝对视星等Mv之间的关系一致。如果这种关系被更大的样本证实，那么它可能是区分BSS和拥有真正年轻人口的星系的存在的一个有价值的工具。
2011-09-30 astro-ph.CO
A Method for Measuring (Slopes of) the Mass Profiles of Dwarf Spheroidal Galaxies
介绍了一种直接从恒星光谱数据测量矮球状（dSph）星系内质量分布斜率的方法，而不采用暗物质晕模型。我们的方法结合了两个最近的结果：1）球对称，平衡牛仔裤模型意味着halflight半径和（平方）恒星速度色散的产品提供了一个估计的质量内halflight半径的dSphs恒星组件，和2）一些dSphs有化学动力学不同的恒星\textit{sub}组件，独立跟踪相同的引力势。我们设计了一种统计方法，使用恒星的位置，速度和光谱指数的测量来区分两个dSph恒星子组件，并估计其各自的halflight半径和速度色散。对于一个dSph与两个检测到的恒星子组件，我们得到的估计封闭在两个离散点在同一质量分布，立即定义一个斜率。应用到已发表的光谱数据，我们的方法区分恒星的子组件在天炉座和玉夫座dSphs，我们测量的斜率$Γ\equiv Δ\log M / Δ\log r=2.61_{-0.37}^{+0.43}$和$Γ=2.95_{-0.39}^{+0.51}$，分别。这些值与每个星系中心几百秒差距内密度恒定的“核心”一致，并排除了“尖形”纳瓦罗-弗伦克-怀特（NFW）轮廓（所有半径的$d\log M/d\log r \leq 2$），分别具有$\ga 96%$和$\ga 99%$的意义。合成数据的测试表明，我们的方法倾向于系统地高估的内部恒星子组件的质量比外部恒星子组件的更大的程度，因此低估的斜率$…
2011-09-07 astro-ph.CO
Formation of Dwarf Spheroidal Galaxies Via Mergers of Disky Dwarfs
我们进行无碰撞N体模拟，以调查是否旋转支持的矮星之间的二进制合并可以导致矮球状星系（dSphs）的形成。我们的模拟活动是基于一种混合的方法，结合宇宙学模拟和受控的数值实验。我们选择合并事件的本地组（LG）的约束本地UniversE（CLUES）模拟和记录的相互作用的矮星大小的晕的属性。这些信息随后被用于种子控制实验的矮星系之间的二进制遇到指数恒星盘嵌入宇宙学动机的暗物质晕。这些模拟旨在再现8个宇宙学合并事件，相互作用系统的初始质量在~（5-60）x 10^7 Mo之间，发生在LG历史的早期，超过10 Gyr。我们计算合并残余物的性质作为一个遥远的观察者会证明，至少有三个模拟的遭遇产生系统的运动学和结构特性类似于那些经典的dSphs在LG。跟踪历史的残余物在宇宙学模拟z=0，我们发现，两个类dSph-like对象保持孤立的距离大于800 kpc的银河系或M31。这些系统构成了遥远的dSphs鲸鱼座和杜鹃座的合理对应物，它们位于LG的郊区，远离主星系的潮汐影响。我们的结论是合并的旋转支持的矮星代表了一个可行的机制，在LG和类似的环境中形成的dSphs。
2011-09-08 astro-ph.CO
Dark Matter in Dwarf Spheroidal Galaxies and Indirect Detection: A Review
在过去的十年中，以矮球状星系（dSphs）为目标的间接暗物质搜索迅速成熟。这是因为大量增加的动态数据集从dSphs，新的dSphs已被发现，和操作的费米-LAT和许多地面伽玛射线实验。在这里，我们回顾了已被用来确定dSph暗物质分布的分析方法，特别是“J因子”，比较和对比它们，并详细说明了仍然影响分析的潜在系统学。我们讨论了改善暗物质分布测量的前景，以及这些如何与未来的间接暗物质搜索相互作用。
2018-05-15 astro-ph.CO astro-ph.HE
Biases in mass estimates of dSph galaxies
使用高分辨率的N体模拟的两个组成部分的矮星系轨道的潜在的银河系，我们研究了两个影响，导致显着的偏差，在质量估计矮球状星系。两者都是由于最初的盘状矮星与它们的宿主之间强烈的潮汐相互作用。矮星的潮汐剥离导致了强烈的潮汐尾的形成，这些尾巴通常与位于主中心附近的观察者的视线对齐。来自尾部的恒星污染了运动学样本，导致速度色散剖面随投影半径增加，导致质量高估。矮星的潮汐搅动导致初始恒星盘的形态转变为棒状，然后是球状体。在很长一段时间内，矮星中的恒星分布保持非球形，这导致如果沿着长轴观察，则会高估其质量，而如果沿着垂直方向观察，则会低估其质量。
2010-03-29 astro-ph.CO
The ACS LCID project. IX. Imprints of the early Universe in the radial variation of the star formation history of dwarf galaxies
基于哈勃空间望远镜从孤立矮星系的局部宇宙学项目的观测，我们提出了恒星形成的历史，作为银河系中心半径的函数，四个孤立的本群矮星系：两个dSph星系，鲸鱼座和杜鹃座，和两个过渡星系（dTrs），LGS-3和凤凰。dSphs和dTrs的最古老的恒星星族，在不确定性范围内，在所有的银河系中心半径上都是同时代的（$\sim 13 Gyr$）。我们发现，有没有显着的差异，在四个星系的基本属性（如标准化的恒星形成率或年龄金属丰度关系）的外部区域（半径大于四个指数标度长度），在大半径，这些星系完全由老（$\geq 10.5 Gyr$）贫金属恒星。内部区域恒星形成的持续时间因星系而异，而dTrs中心恒星形成的扩展产生了dSph和dTr星系类型之间的二分法。的dTr星系表现出突出的径向恒星星族梯度：这些星系的中心主机年轻（$\leq 1 Gyr$）人口，而最后形成事件的年龄随着半径的增加顺利增加。这与两个dSph星系形成对比。杜鹃也有类似的变化，但要温和一些，但鲸鱼没有年龄变化。对于具有显著恒星星族梯度的三个星系，指数尺度长度随时间减小。这些结果与矮星系演化的由外而内的情况一致，即当星系外围的气体耗尽时，恒星形成向中心发生淬火。
2013-09-24 astro-ph.CO
Semi analytical description of formation of galaxies and clusters of galaxies
我们应用著名的DM晕形成的半解析模型讨论了DM分量占主导地位的弛豫天体（如第一星系、dSph星系和星系团）的形成和演化过程。一方面，这种方法使我们能够获得一个简单的描述演化的第一个星系。另一方面，它揭示了所观察到的特征之间的联系放松DM晕和初始功率谱的密度扰动。对41个DM占优dSph星系和$\sim 300$星系团的观测结果进行了分析，结果表明，在$\sim 10kpc$尺度下，初始扰动的功率谱与$Λ$ CDM一致.
2013-11-26 astro-ph.CO
Faint dwarf galaxies in nearby clusters
除了巨大的椭圆星系，一些低质量的恒星系统居住在星系团的核心，如矮椭圆星系（dEs/dSphs），超紧凑矮星系（UCD）和球状星团。直到最近，对微弱矮星系的详细形态学研究还仅限于本星系群（LG）和两个非常接近的星系团室女座和天炉座。在这里，我们比较了大量的dEs/dSphs在更遥远的集群水螅I和半人马座的其他动态热恒星系统的结构参数。
2010-10-15 astro-ph.CO
Stellar archeology: a cosmological view of dwarf galaxies
在全球宇宙学背景下，通过跟踪银河系及其矮卫星星系的演化，研究了矮球状星系的起源。这种方法能够研究dSphs在其适当的出生环境中的形成，并重建它们自己的合并历史。该图像同时解释了几个dSPh和银河系的性质，包括贫金属恒星的金属丰度分布函数。观察到的功能解释在高红移的物理过程。
2012-04-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Stacking the Invisibles: A Guided Search for Low-Luminosity Milky Way Satellites
几乎每一个已知的低光度银河系矮球状（dSph）卫星星系都至少包含一颗天琴座RR型恒星。假设一小部分遥远（60 < d_{helio} < 100 kpc）的星系晕RR天琴座恒星是尚未发现的低光度dSph星系的成员，我们执行{ \em引导}搜索这些低光度dSph星系。为了检测dSph星系的存在，我们结合了从超过123个视线中选择的恒星，这些视线集中在由Palomar Transient Factory确定的RR Lyrics恒星上。我们发现，即使此类dSph星系仅占据约20条视线，这种方法也足够灵敏，可以检测到类似Segue 1的星系（M_V=-1.5 ^{+0.6}_{-0.8}，r_h=30 pc）的存在。然而，当我们的方法应用于SDSS DR 10成像目录时，没有检测到信号。将我们的方法应用于由成对的近距离（<200 pc）水平分支恒星占据的视线，也没有得到检测。因此，我们把上限的数量低光度dSph星系的半光半径从30 pc到120 pc，并在探测量的晕。通过将我们的方法应用于以从Pan-STARRS 1调查中选择的RR天琴座恒星为中心的视线，并最终从LSST中获得对光度函数的更强约束。在附录中，我们给出了牧夫座3 dSph的RRab星的光谱观测和牧夫座2 dSph附近的RRab星的光变曲线。
2014-08-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Isolated dSph galaxy KKs3 in the local Hubble flow
我们提出了一个球状星团在附近的孤立的dSph星系KKS 3的中心位于距离为2.12 Mpc的SALT光谱。它的日心视向速度为316+-7 km/s，在本星系群（LG）参考系中相当于V_{LG} = 112 km/s。我们使用它的距离和速度以及其他35个场星系的数据在LG附近跟踪当地的哈勃流。简要讨论了局域场星系的一些基本性质：它们的形态、绝对星等、平均表面亮度、比恒星形成率和氢质量与恒星质量比。令人惊讶的是，邻近孤立星系的样本在膨胀的局部虚空的影响下没有显示出压缩的迹象。
2015-08-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Probing non-spherical dark halos in the Galactic dwarf galaxies
我们构建轴对称质量模型的矮球状（dSph）星系在银河系中获得合理的限制非球形结构的黑暗晕。这是由于观测到的dSphs的发光部分实际上是非球形的，而冷暗物质（CDM）模型预测了非球形的维里化暗晕。我们的模型考虑速度各向异性的恒星$\bar{v^2_R} / \bar{v^2_ϕ}$，这可以改变所采用的柱坐标下的假设$\bar{v^2_z}=\bar{v^2_R}$为简单起见，也包括一个倾斜的系统作为拟合参数来解释所观察到的视线速度色散轮廓。将这些模型应用于银河系中六个明亮的dSphs，我们发现大多数dSphs的最佳拟合情况下产生扁圆和扁平的暗晕，而不管其中心部分的假设密度分布。我们还发现，包围在一个长轴长度为300 pc的球体内的dSphs的总质量从$10^6M_{\odot}$到$10^7M_{\odot}$不等，与球形模型的结论相反。这表明在dSphs的质量模型中考虑暗晕形状的重要性。我们还发现银河系dSphs的暗晕可能比N-体预测更平坦，从而暗示我们对矮星系尺度下的重子和/或非重子暗物质物理的理解还不完全。
2012-06-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Confronting Models of Dwarf Galaxy Quenching with Observations of the Local Group
已经提出了许多机制来连接恒星形成的矮不规则星系和非恒星形成的矮球状星系的形成，但这些机制之间的区别一直很困难。我们使用Via Lactea暗物质唯一的宇宙学模拟来测试两个动机良好的简单假设-不规则星通过潮汐搅拌和冲压压力剥离后，近距离通过宿主星系转化为矮球状星系，并通过合并矮-预测径向分布和推断的形成时间所产生的矮球状星系。我们将其与在本星系群中观测到的分布进行比较，并表明：1）远离银河系或M31的观测到的dSph分布可以与至少一次通过宿主星系附近的VL晕相匹配，尽管存在显著的晕-晕散射，2）需要两个或更多近心通道形成dSph的模型不能解释超过500 kpc的dSph，如鲸鱼座和杜鹃座，合并预测了dSph的平坦径向分布，不能解释银河系附近的高dSph分数，但不排除在大距离处。这些模型还表明，对于今天发现的超过500千秒差距的dSphs，合并往往发生明显早于矮-主机遇到，从而导致一个潜在的可观察到的差异恒星星族。我们认为，潮汐相互作用是足够的，以重现所观察到的分布dSph的当且仅当一个单一的近心通道是足以形成一个dSph。
2013-06-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Estimating the GeV Emission of Millisecond Pulsars in Dwarf Spheroidal Galaxies
我们估计传统的天体物理发射从矮球状卫星星系（dSphs）的银河系，专注于毫秒星系（MSP），并评估潜在的混乱与暗物质（DM）湮灭签名在GeV的能量。在低密度恒星环境中，如dSphs，MSP的丰度预计与恒星质量成正比。因此，我们构建了银河系盘中MSP的$γ$射线光度函数，其中$>90$个MSP已被$\textit{Fermi}$大天区望远镜（LAT）探测到，并将此光度函数缩放到30 dSphs的恒星质量，以估计其MSP群体的累积发射。我们预测，在最高恒星质量dSphs，天炉座和玉夫座的MSP，产生的$γ$射线通量$>500$ ~MeV的$\sim10^{-11}$ ~ph~cm $^{-2}$ ~s $^{-1}$，这是一个因素$\sim10$低于目前的LAT灵敏度在高银河系纬度。超微弱dSphs中的MSP发射，包括具有最大J因子的目标，通常低几个数量级，这表明这些目标在可预见的未来将仍然是间接DM搜索的干净目标。对于质量为25~GeV的DM粒子在热遗迹截面处湮灭为$b$夸克（与DM对银河中心过剩的解释一致），我们发现，在所有的目标dSphs中，由于DM而产生的预期$γ$射线辐射都超过了MSP的辐射。使用相同的银河系MSP人口模型，我们还估计银河系前景MSP符合概率沿同一视线的dSphs。
2016-11-12 astro-ph.CO astro-ph.HE
Sommerfeld-Enhanced $J$-Factors For Dwarf Spheroidal Galaxies
对于暗物质湮灭是索末菲增强的模型，湮灭截面在低相对速度下增加。矮球状星系（dSphs）具有低的特征暗物质粒子速度，因此是研究这类模型的理想候选者。在本文中，我们模拟暗物质相空间的dSphs各向同性和球对称的，并确定的$J$因素的几个最重要的目标，间接暗物质搜索。对于Navarro-Frenk-White密度分布，我们量化了$J$ -因子中的散射，该因子来自于暗物质潜力中的天体物理不确定性。我们表明，在索默特增强模型，最有前途的dSphs的顺序可能是不同的相对于速度无关的截面的标准情况。这一结果可以有重要的影响，从dSphs的湮灭截面，或可能的信号上导出的上限。
2017-06-17 astro-ph.CO hep-ph
Bounds on Resonantly-Produced Sterile Neutrinos from Phase Space Densities of Milky Way Dwarf Galaxies
我们研究了银河系矮球状星系（dSphs）相空间密度中共振产生的无菌中微子暗物质的边界。边界的结果从推导的暗物质粗粒度的相空间密度从恒星的运动学，这使我们能够探索从一些最紧凑的dSphs的边界，而不会遭受分辨率的限制，从N体模拟，传统的方法。我们发现，最强的约束来自非常紧凑的dSphs，如Draco II和Segue 1。我们还预测了一些dSPH候选人，还没有相关的恒星运动学数据的约束力，并表明，他们可以提高边界，如果他们被证实是高度暗物质为主的系统。我们的研究结果表明，紧凑的dSphs提供了重要的约束不育中微子暗物质，可与其他方法相比，使用银河系卫星计数。特别是，如果从目前或未来的调查中发现更紧凑的系统，如LSST或HSC，应该有可能测试解释3.5 keV X射线线信号与7.1 keV无菌中微子粒子衰变的模型。
2017-12-13 astro-ph.CO hep-ph
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
Structural properties of non-spherical dark halos in Milky Way and Andromeda dwarf spheroidal galaxies
基于我们以前工作中修正的轴对称质量模型，研究了银河系和仙女座星系中矮球状（dSph）星系暗晕的非球形密度结构.我们在这里采用的模型充分考虑到速度各向异性的示踪星被限制在一个扁平的暗晕。将我们的模型应用到12个明亮的dSphs的可用运动学数据中，我们发现这些星系通常与拉长的暗晕相关联，即使考虑到恒星速度各向异性的影响。我们还发现，最佳拟合参数，特别是暗晕和速度各向异性的形状，容易受到外部区域速度数据的可用性和每个空间仓中缺乏样本星的影响。因此，为了获得更现实的限制黑暗的晕结构，我们需要在更大的地区的dSphs比以前探索的光度和运动学数据。从现有的数据得到的结果表明，暗晕的形状在dSphs比那些$Λ$ CDM subhalo更拉长。这种不匹配需要解决的理论，包括重子组件和相关的反馈暗晕，以及进一步的观测限制在更大的地区的dSphs。研究还发现，更弥散的暗晕可能经历了连续的恒星形成历史，从而暗示暗晕结构在恒星形成活动中起着重要作用。
2015-09-01 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
Dependence of accessible dark matter annihilation cross-sections on the density profiles of dwarf spheroidal galaxies with the Cherenkov Telescope Array
矮球状星系是伽玛射线搜寻暗物质的绝佳目标。我们考虑用切伦科夫望远镜阵列（CTA）在矮球状星系（dSphs）中搜索暗物质。这项工作的目的是揭示一个定量和精确的依赖性的可访问的暗物质湮灭截面上的暗物质密度分布的dSphs和对他们的距离。在大多数数据分析中，研究人员假设dSphs的信号是点状的，因为用目前的伽马射线观测站很难分辨出预期的发射轮廓。然而，在未来，CTA将能够解决dSphs中的峰值发射曲线。我们以天龙座dSph的几种暗物质密度剖面变化为例，分析了CTA模拟观测的结果。我们推导出每个暗物质密度分布的暗物质湮灭截面的可达区域。湮灭横截面的可及区域在合理的分布中可以相差10倍。我们还研究了依赖于目标dSphs的距离，假设相同的配置文件的dSphs在不同的距离。更近的目标是更好的，由于更高的J因子，而它们的空间扩展显着降低了我们达到湮灭截面相比，从一个简单的距离缩放的J因子的预期值。源的空间延伸以依赖于能量的方式影响可能的参数区域。在某些伽马射线能量范围内，这种行为变得适度地依赖于观测设施的性质。
2019-05-30 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Dwarf spheroidal galaxy kinematics and spiral galaxy scaling laws
对银河系矮椭球（dSph）卫星的运动学观测揭示了关于星系光度函数低质量端的暗物质（DM）晕结构的诱人线索。在光明的一面，螺旋星系的建模表明，它们的旋转曲线与宇宙旋转曲线的假设一致，其形状得到核心暗物质晕的支持。在本文中，我们调查是否银河系dSphs的内部运动学是符合特定的核心DM分布再现螺旋星系的属性。虽然dSph中的DM密度通常比（较大的）盘系统中的DM密度高出近两个数量级，但我们发现dSph运动学与Burkert DM晕之间的一致性，Burkert DM晕的核心半径r0和中心密度ρ0依赖于旋涡星系中看到的标度律的外推：log ρ0 \simeq α log r0 + const，其中0.9 < α < 1.1。我们同样发现dSph数据与旋涡星系中ρ0与重子标度长度的关系是一致的。虽然这些标度关系的起源尚不清楚，发现一个单一的DM晕轮廓是一致的运动学数据在星系的大小，光度和哈勃类型有很大的不同是很重要的，我们的理解观察到的星系，必须占在模型的星系形成。
2011-11-04 astro-ph.CO hep-ph
On the absence of dark matter in dwarf galaxies surrounding the Milky Way
本文提出了一种替代方案来解释观测到的银河系矮椭球体（MW dSphs）的属性。我们表明，而不是从大量的暗物质（DM），沿他们的视线观察到的大的速度色散可以完全占由MW潮汐冲击所产生的DM自由系统的动态加热。如果MW矮星的祖先是以气体为主的星系，那么这种制度是可以预期的。在这种情况下，气体通过冲压压力损失导致自引力的强烈下降，在此期间恒星可以径向膨胀，同时留下一个无气体的dSph，其中潮汐冲击很容易发展。dSphs的DM含量广泛来自于沿视线投影的dSphs自重加速度的测量。我们发现，后者强烈反相关的dSph距离MW，它是匹配的幅度由MW潮汐冲击DM-免费dSph上造成的加速度。如果是正确的，这意味着MW dSphs将具有可忽略的DM含量，从而提出问题，例如，他们作为DM直接搜索的目标，或者我们对本地集团大规模组装历史的理解。大部分的祖细胞的MW dSphs可能是非常微小的dIrrs，更深入的观察和更准确的建模是必要的，以推断其属性，以及推导出恒星形成历史的最微弱的dSphs。
2019-09-17 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Sommerfeld-enhanced dark matter searches with dwarf spheroidal galaxies
我们研究可观测到的信号，从暗物质，通过索末菲效应在矮球状星系（dSphs）的自湮灭。由于索末菲增强的效果取决于暗物质的速度，因此确定dSphs的分布以计算J因子是至关重要的，即，密度平方的视线积分。在我们的研究中，我们使用卫星密度分布的参数的先验分布，以确定J因子，使最新的发展，在N体模拟和半解析建模的结构形成。作为具体的模型，我们分析了费米暗物质，通过轻标量和Wino暗物质在超对称模型中湮灭。我们发现，与更现实的先验分布，我们在这项研究中采用，最有前途的dSphs的J因子减少了几个因素，与早期的估计相比，基于非信息先验。尽管如此，切伦科夫望远镜阵列应该能够通过将热维诺暗物质指向最佳经典或超微弱dSphs 500小时来探测它。
2021-07-28 astro-ph.CO hep-ph
Prospects for measuring dark matter microphysics with observations of dwarf spheroidal galaxies
银河系附近矮球状（dSph）星系中的暗物质湮灭有可能产生可探测的伽马射线特征。这个信号的幅度取决于dSph中的暗物质密度、暗物质粒子质量、湮灭中产生的光子数以及可能与速度相关的暗物质湮灭截面。我们认为，如果从多个dSphs的湮灭信号的幅度可以测量，它是可能的，以确定速度依赖性的湮灭截面。然而，我们表明，这样做将需要改进的dSph密度分布的约束，包括控制系统的不确定性的可能来源。对未来的改进做出合理的假设，我们对当前和未来的实验--包括费米、CTA和AMEGO --约束暗物质湮灭速度依赖性的能力进行了预测。
2021-07-14 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Tidal disruption of globular clusters in dwarf galaxies with triaxial dark matter haloes
利用N体模拟研究了矮球状星系中球状星团的潮汐演化。我们的模型采用了宇宙学动机的情况下，dSPH近似的静态NFW晕与三轴形状。我们将我们的模型应用于五个GC，跨越三个数量级的恒星密度和两个质量，选择代表的五个GC表现出的天炉座dSph的属性。我们发现，只有代表天炉座最低密度GC（F1）的物体才能被天炉座的内部潮汐场完全破坏-即使它们的轨道衰减到天炉座的中心，四个密度更大的星系团也能生存下来。对于一个大的轨道和投影角，我们研究的空间和速度分布的恒星碎片沉积在完全破坏的F1类GC。我们的模拟显示，在低表面亮度（>26 mag/arcsec ^[2]）下，这些碎片表现为壳层、孤立的团块和拉长的过密度，这让人想起在几个MW dSphs中观察到的亚结构。这些特征是由星系势的三轴性引起的，不会随着时间的推移而消失。碎片的运动学在很大程度上取决于前身的轨道。与盒和共振轨道相关的碎片不显示流运动，如果视角垂直/平行于祖先的轨道平面，则可能比dSph的场群“更冷”/“更热”。与此相反，与环轨道相关的碎片显示出的旋转速度，可能是从星系中心检测到几个千秒差距。化学标记，可以区分GC碎片场星可能会揭示是否合并的GC有助于形成多个恒星组件中观察到的dSphs。
2009-05-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Complexity in small-scale dwarf spheroidal galaxies
我们对更明亮的矮球状（dSph）星系的动力学，化学丰度和演化历史的了解不断增长。然而，人们对最近在大型巡天中大量发现的超微弱系统的浓缩知之甚少。目前的低分辨率光谱和光度数据表明，这些星系是高度暗物质为主，主要是金属贫乏。另一方面，最近的高分辨率丰度分析表明，一些矮星系经历了高度不均匀的化学富集，恒星形成在小尺度上局部进行。在这篇文章中，我将审查银河系卫星dSphs的运动学和化学丰度信息，目前可从低分辨率和高分辨率光谱。此外，一些最奇特的元素和不均匀的富集模式将被讨论和相关的问题，在何种程度上最微弱的dSPH候选人可能有助于星系晕，相比更明亮的系统。
2009-05-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Determining Photometric Metallicities of dSph Stellar Populations
如果在SDSS发现的矮星系中有如此少的上部红巨星分支恒星，那么在没有广泛的光谱学的情况下，我们如何才能找到真正的种群结构？我们回顾最近的光度和光谱研究的超微弱矮星系，并确定一种新的方法估计[Fe/H]与华盛顿和斯特劳格伦过滤器的组合，使用Bootes I dSph作为一个例子。我们可以单独使用CT 1by滤波器来实现[Fe/H]的0.3 dex分辨率和年龄的0.5 Gyr分辨率。华盛顿和斯特劳格伦过滤器，C和V，是敏感的CN变化，然而，在恒星与大量的重元素的不足CN带是弱的，不重要。华盛顿和斯特罗姆格伦组合的[Fe/H]灵敏度至少是SDSS过滤器的两倍，这项工作在较低的红巨星分支上保持了该分辨率，其他校准失败。
2011-08-25 astro-ph.CO astro-ph.SR
Scaling Laws for Dark Matter Halos in Late-Type and Dwarf Spheroidal Galaxies
Sc-Im星系的暗物质（DM）晕满足类似于椭圆星系基本平面关系的标度律。在亮度较低的星系中，晕有较小的核心半径，较高的中心密度和较小的中心速度色散。如果矮球状（dSph）和矮麦哲伦不规则（dIm）星系位于这些相关性的外推，那么我们可以估计它们相对于较亮的Sc-Im星系的重子损失。我们发现，如果没有这种增强的重子损失，那么典型的dSph和dIm星系将分别在绝对星等上亮4和3.5等。相反，这些星系失去或保留了气体（在dIm星系中）可能形成恒星的重子。此外，典型的dSph和dIm星系具有比我们想象的更大的DM晕，速度色散约为30 km/s或圆轨道旋转速度V_circ ~ 42 km/s。DM和可见物质相关性的比较证实，在V波段绝对星等小于-18时，dSph和dIm星系在较小的矮星中形成了一个重子与DM质量比递减的序列。我们明确地表明，星系重子含量去（几乎）零晕V_circ = 42 +- 4公里/秒，与我们发现的重子耗尽的估计。我们的研究结果表明，可能有大量的DM晕，基本上是黑暗的和未被发现的。这有助于解决冷DM的涨落谱预测的矮星比我们观测到的要多的问题。
2014-07-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Multi-Element Abundance Measurements from Medium-Resolution Spectra. IV. Alpha Element Distributions in Milky Way Dwarf Satellite Galaxies
本文从银河系8个矮球状卫星星系的α元素丰度模式出发，推导了它们的恒星形成历史。我们之前发布的目录（Paper II）中的近3000颗恒星构成了我们的数据集。所有dSphs的平均[alpha/Fe]比随着[Fe/H]的增加大致遵循相同的路径。我们没有观察到[alpha/Fe]与[Fe/H]图中预测的拐点，对应于Ia型超新星开始爆炸的金属丰度。相反，我们发现Ia型超新星喷出物对除了最贫金属（[Fe/H] < -2.5）恒星之外的所有恒星的丰度都有贡献。我们还开发了一个化学演化模型，可以跟踪恒星形成速率，II型和Ia型超新星爆炸以及超新星反馈。在超新星爆发中没有金属增强，大量的气体损失定义了所有dSphs的历史，除了我们样本中最明亮的天炉座。所有六个最佳拟合模型参数都与dSph光度相关，但与速度色散、半光半径或银心距离无关。
2010-12-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Theoretical predictions for dark matter detection in dwarf irregular galaxies with gamma rays
我们调查矮不规则（dIrr）星系作为一个新的类别的目标，间接暗物质（DM）的搜索与伽马射线。在点状分析的框架下，矮球状（dSph）星系通常被认为是间接DM搜索的最佳目标类别之一。尽管如此，由于其不确定的运动学，DM内容和天体物理的J因子的dSphs通常受到显着的错误。在本文中，我们研究了一个样本的36 dIrrs作为前瞻性的目标感兴趣。在普遍的旋转曲线的框架内，dIrr星系的运动学提供了一个很好的估计其DM晕密度分布，因此，他们的天体物理J-因子。我们计算了这36个dIrr星系的J因子。我们发现一系列的值可比的J-因子dSph星系。然而，与dSphs不同的是，dIrrs中预计会有额外的天体物理伽马射线背景成分，这是由于它们的恒星形成活动。在本文中，我们通过一个理论的方法表明，在我们的样本中的星系的额外的天体物理背景分量是可以忽略不计的。因此，我们得出结论，dIrr星系可以被认为是额外的点状目标DM搜索与伽马射线。作为这项研究的第一个应用程序，我们显示的费米-LAT望远镜对这些对象的灵敏度限制，我们计算DM粒子质量和湮灭截面上的约束。我们的结论是，几个dIrr星系的个别研究的结果还没有竞争力的分析最有前途的dSph星系之一，即SEGUE 1。然而，考虑到SEGUE 1在J系数计算中与不确定性有关的不确定性，可能会改变这一结论。此外，我们计算的约束条件的7个最有前途的dIrr星系的我们…
2018-09-18 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Jeans Analysis for Dwarf Spheroidal Galaxies in Wave Dark Matter
虽然仍在争论中，但观测普遍认为矮球状（dSph）星系在中心表现出大的恒定密度核心，这很难用没有重子反馈的无耗散冷暗物质模拟来解释。波暗物质（${ψ{\rm DM}}$），其特征在于一个单一的参数，暗物质粒子质量$m_ψ$，预测在每个星系中产生的量子压力对重力的中心孤子核心。本文采用Jeans分析方法对8个经典dSphs的运动学数据进行了孤子核轮廓的假设，从而对$m_ψ$进行了约束，并分别利用Walker et al.（2007）和Walker et al.（2009 b）的观测数据得到了$m_ψ=1.18_{-0.24}^{+0.28}\times10^{-22}{\,\rm eV}$和$m_ψ=1.79_{-0.33}^{+0.35}\times10^{-22}{\,\rm eV}~(2σ)$。我们表明，估计的$m_ψ$是敏感的dSphs的运动学数据集，是强大的各种模型的恒星密度分布。我们还考虑了多个恒星子群dSphs，并找到一致的结果。$m_ψ$的质量范围与其他独立的估计，如高红移光度函数，再电离历史，和汤姆逊光学深度的宇宙微波背景是在很好的协议。
2016-12-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evidence of enrichment by individual supernova from elemental abundance ratios in the very metal-poor dSph galaxy Bootes I
目的：我们建立了平均金属丰度从高分辨率光谱最近发现的矮球状星系牧夫座我和测试是否是一个共同的特点，超微弱的矮球状星系显示出不均匀的化学演化的迹象（例如，在武仙座矮球状星系）。研究方法：我们分析高分辨率，中等信号噪声光谱的7红巨星在牧夫座I dSph星系使用标准的丰度分析技术。特别是，我们假设当地的热力学平衡，并采用球形模型的大气和代码，考虑到恒星的球形度时，计算元素丰度。结果：我们确认先前确定的平均金属丰度的牧夫座I矮球状星系是-2.3德克斯。虽然有五颗恒星聚集在这个金属丰度周围，但其中一颗金属丰度明显更低，为-2.9 dex，另一颗金属丰度更高，为-1.9 dex。此外，我们发现其中一颗恒星Boo-127显示出极高的[Mg/Ca]比，表明dSph星系内的随机富集过程。类似的结果以前只在武仙座和天龙座dSph星系中发现过，到目前为止，似乎是这种类型星系所独有的。
2009-10-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Universal Stellar Mass-Stellar Metallicity Relation for Dwarf Galaxies
本文给出了7个富气矮不规则星系（dIrrs）中恒星的光谱金属丰度，并证明了dIrrs与银河系和M31的矮球状体（dSph）的质量-金属丰度关系相同：Z_* ~ M_*^（0.30 +/-0.02）。这种关系的一致性与以前基于光度学的金属丰度估计相矛盾。对于质量为M_* = 10^12 M_sun的星系，这种关系与恒星质量-恒星金属丰度关系大致是连续的。虽然矮星系的平均金属丰度仅取决于恒星质量，但其金属丰度分布的形状取决于星系类型。dIrrs的金属丰度分布类似于简单的漏盒化学演化模型，而dSphs需要一个额外的参数，如气体吸积，来解释其金属丰度分布的形状。此外，更明亮的dSphs的金属丰度分布具有尖锐的，富含金属的截止值，这与由于冲压压力剥离导致的恒星形成的突然截断一致。
2013-10-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Universal Mass Profile for Dwarf Spheroidal Galaxies?
我们应用Jeans方程来估计八个最亮的dSph星系的质量。对于天炉座，我们得到了一个与模型无关的最大圆速度约束，Vmax=18 - 3 ^+5 km/s。虽然我们只得到了Vmax > 10 km/s的下限为其余的dSphs，我们发现，在所有情况下，在投影半光半径的封闭质量是很好的约束和鲁棒性，以广泛的晕模型和速度各向异性。我们推导出一个简单的解析公式，估计M（rhalf）准确地从完整的牛仔裤分析的结果。将这个公式应用于局部群dSphs的整个总体，我们证明了一个相关性，使得M（rhalf）\propto rhalf^{1.4 \pm 0.4}，或者根据半光半径内部的平均密度，<rho>\propto rhalf^{-1.6 \pm 0.4}。这种关系是由dSph数据表现出全球速度色散和半光半径之间的相关性这一事实驱动的。我们认为，潮汐力不太可能引入这种关系，但潮汐可能增加了分散和/或改变了斜率。虽然数据很好地描述了质量分布范围超过一个因素的归一化（Vmax ~ 10-20公里/秒），我们认为所有的dSphs嵌入在一个“普遍的”暗物质晕的假设。我们发现除了幂律M \propto r^{1.4}外，可行的候选者还包括一个Vmax ~ 15 km/s，尺度半径r_0 ~ 800 pc的尖形“NFW”晕，以及一个Vmax ~ 13 km/s，r_0 ~ 150 pc的核晕。最后，假设它们测量…
2009-11-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Stellar Density Profiles of Dwarf Spheroidal Galaxies
我们应用一个灵活的参数模型，广义普卢默配置文件的组合，推断银河系的卫星矮球状星系（dSphs）的恒星密度分布的形状。我们将此模型应用于40 dSphs，使用来自斯隆数字巡天，PanStarrs-1巡天，暗能量巡天和暗能量相机遗产巡天的恒星计数。使用模拟数据，我们研究与建模假设相关的系统误差，并确定条件下，我们的模型可以识别“非标准”的恒星密度分布，有中央尖点和/或陡峭的外斜坡。将我们的模型应用于真正的矮椭球体，我们没有找到证据，中央尖密度分布在15个银河系卫星，我们的测试与模拟数据表明，将有足够的可探测性。我们确实在几个dSphs-Fornax，Leo I，Leo II和Reticulum II-中检测到陡峭的（相对于标准的Plummer模型）外部轮廓，这可能指向这些对象的不同进化途径。然而，恒星密度分布的外斜率与其他观测到的星系性质还没有明显的相关性。
2020-03-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Addressing $γ$-ray emissions from dark matter annihilations in 45 milky way satellite galaxies and in extragalactic sources with particle dark matter models
银河系中矮卫星星系的质量与光度之比表明，这些矮星系可能含有大量的暗物质。在致密区域的暗物质，例如在这些矮星系的中心内或附近，可能会经历自我湮灭的过程，并产生$γ$ -射线作为最终产物。卫星携带的$γ$射线望远镜，如费米-LAT报告了从银河系大约45个矮椭球（dSphs）中探测到的$γ$射线。在这项工作中，我们认为粒子暗物质模型在文献中描述，并研究其现象后，我们计算$γ$ -射线通量的自湮灭的暗物质在这些模型的框架内的情况下，这45 dSphs。然后，我们将计算结果与费米-LAT和暗能量调查（DES）报告的45 dSphs中每一个的$γ$射线通量的观测上限进行比较。采用不同的暗物质密度剖面计算了通量。然后，我们扩展了类似的分析费米-LAT的连续$γ$射线通量来自河外源的观测上限。
2021-01-12 astro-ph.CO hep-ph
Environmental mechanisms shaping the nature of dwarf spheroidal galaxies; the view of computer simulations
我们回顾了在过去十年中进行的数值工作的环境机制的作用，在塑造已知的最微弱的星系，矮椭球体（dSphs）的性质。特别是，我们讨论了一个模型，其中dSphs起源于气体占主导地位的，盘状的矮星，几十亿年前的大规模星系吸积。在$z > 1$，当宇宙紫外线电离通量比今天高得多，因此能够保持矮星中的气体温暖和扩散时，矮星通过冲压压力和潮汐力迅速剥离其重子，产生非常暗物质占主导地位的天体，其恒星形成历史被截断，如Draco dSph。在这些低金属量的天体坠落之前，恒星形成效率很低，这对于保持它们的圆盘气体占主导地位至关重要，直到剥离开始。{ \it因此，气体剥离与低效的恒星形成提供了一种新的反馈机制，可替代光蒸发或超新星反馈，在矮星系形成和演化中发挥着至关重要的作用}。潮汐引起的不稳定性，被称为“潮汐搅动”，把幸存的恒星盘变成了一个球体。此外，我们根据这种情况研究了新发现的超微弱dSphs的特性，并认为它们可能属于不同的低质量矮卫星群。这些化石大多是由再电离作用而不是环境机制形成的，因此是“再电离化石”的良好候选者。我们讨论的形态变换的情况下的子结构问题的影响。（节录）
2009-09-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Understanding local Dwarf Spheroidals and their scaling relations under MOdified Newtonian Dynamics
我们使用一种特定形式的插值函数的MOND形式主义，它最佳地占矮球状（dSph）星系的内部结构，探索它对这些系统中看到的标度关系的后果。{The我们使用的插值函数的一种特殊形式导致了一个引力定律，它不会降低MOND建议在星系尺度上的良好拟合，事实上，稍微改善了与dSph尺度观测的一致性。这种形式主义产生了一个很好的引力现象的描述，而不需要调用任何尚未检测到的和假设占主导地位的暗物质，在弱场制度的本地dSph星系探测。{等温平衡密度剖面然后产生投影的表面密度剖面的本地dSph星系非常好的协议与观测测定，为值的相关参数推断，从最近的观测这些银河系卫星。观测到的这些系统的标度关系也自然地在所提出的方案中得到了解释，包括先前未被认识到的局部dSph的推断质光比与其恒星星族年龄的相关性，这在没有暗物质的情况下，在修正的重力方案中是自然的。{The结果揭示了MOND插值函数在最具挑战性的区域中可能具有的形式，该区域发生在中等加速度和中间质量加权长度处。
2010-03-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Dynamical and Chemical Evolution of Dwarf Spheroidal Galaxies with GEAR
我们提出了一个完全并行的化学动力学树/SPH代码，GEAR，它允许进行高分辨率的模拟与详细的化学诊断。从Gadget-2的公开版本开始，我们包括了重子物理的复杂处理：气体冷却，恒星形成定律，化学演化和超新星反馈。我们用dSph星系的情况来验证GEAR的性能。GEAR保存系统的总能量预算超过5%，超过14 Gyr，并证明了数值分辨率的结果具有很好的收敛性。我们表明，dSphs模型在一个静态的欧几里得空间，宇宙的膨胀被忽略是有效的。此外，我们解决了一些现有的悬而未决的问题，如恒星质量分数的dSphs和它的联系与预测的暗物质晕质量函数，超新星反馈的影响，空间分布的恒星星族，和起源的多样性恒星形成历史和化学丰度模式。强烈的超新星驱动风似乎与观测到的金属丰度和光度不一致。尽管新形成的恒星优先出现在星系中心部分，但气体中的湍流运动可以迅速消除任何金属丰度梯度。dSph性质的变化是由总质量的范围以及中心密度的分散引起的。后者也出现在LCDM宇宙演化形成的晕中。
2011-09-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Testing galaxy formation scenarios with a new mass estimator
我们提出了最近推出的Wolf等人（2009）的质量估计，这是适用于球形压力支持的恒星系统跨越10个数量级的光度，作为一种工具来测试星系形成理论。我们表明，所有银河系矮球状星系（MW dSphs）都与LCDM宇宙学中质量约为3 x 10^9兆太阳的晕内形成的情况一致。最暗的MW dSphs似乎是在暗物质晕中形成的，这些暗物质晕的质量至少与最亮的MW dSphs的质量一样大，尽管它们的光度相差近5个数量级。我们扩大我们的分析，以全方位的观察到的压力支持恒星系统，并检查其半光I波段质光比。压力支持星系的M/L与半轻质量M_1/2的关系呈U形，在M/L ~ 3附近有一个宽的极小值，它跨越了矮椭圆星系和正常椭圆星系，对于超暗dSphs，M/L急剧上升到3,200，而对于星系团球状体，M/L上升到800。
2009-11-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Star Formation Histories of Local Group Dwarf Galaxies I. Hubble Space Telescope / Wide Field Planetary Camera 2 Observations
我们提出了统一测量的恒星形成历史（SFHS）的40个本群矮星系的颜色星等图（CMD）分析的基础上，从档案哈勃太空望远镜成像。我们证明，准确的SFH可以从CMD中恢复，没有达到最古老的主序关断（MSTO），但强调最古老的MSTO是关键的，精确地约束最早的恒星形成的时代。我们发现：（1）矮椭球的平均寿命（dSphs）可以用$τ$ $\sim$ 5 Gyr的指数衰减的SFH来近似：（2）低光度dSphs比高光度dSphs更不可能具有延长的SFH;（3）不规则矮星（dIrrs）、过渡矮星（dTrans）、和矮椭圆星系（dEs）可以近似为指数下降的SFH的组合（$τ$ $\sim$ 3-4 Gyr），用于回顾$>$ 10-12 Gyr前的年龄，此后为恒定的SFH;（4）观测到的恒星质量在z=2之前形成的比例相当大，（80%的星系具有M $<$ 10 $^5$ M $_{\odot}$到30%的星系具有M $>$ 10 $^7$ M $_{\odot}$），并在很大程度上由环境解释;（5）“超微弱”和“经典”dSphs之间的区别是任意的;（6）LG dIrrs在z=2之前形成的恒星质量比例明显高于Leiter 2012的SDSS星系和Behroozi等人2013年丰度匹配模型中的SFH。这可能表明在低质量星系的早期，恒星形成效率高于预期。最后，我们会以电子表格形式提供所有食物安全措施，供市民使…
2014-04-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Dynamical and Chemical Evolution of Dwarf Spheroidal Galaxies
我们提出了一个大样本的完全自洽流体动力学Nbody/Tree-SPH模拟孤立矮球状星系（dSphs）。它使我们能够确定关键的物理参数和机制的起源观察到的各种本地组dSph属性。这些星系的初始总质量（气体+暗物质）是它们演化的主要驱动力。恒星形成（SF）发生在一系列的短爆发中。在大质量系统中，SF峰之间的非常短的间隔模仿连续的恒星形成率，而质量较小的系统表现出良好的分离SF爆发，如观测所示。SF事件之间的延迟由气体冷却时间对星系质量的依赖性控制。观测到的全球尺度关系，光度质量和光度金属丰度，再现低散射。我们利用ESO大型项目DART前所未有的大样本量和数据同质性，并添加一些独立的研究，以限制五个银河系dSphs，六分仪，狮子座II，船底座，雕刻家和天炉座的恒星形成历史。这是第一次，[Mg/Fe]与[Fe/H]图来自高分辨率光谱的数百个单独的恒星面临的模型预测。我们发现，dSph属性的多样性很可能是由于内在的进化。然而，我们注意到，在我们模拟的最终状态下，气体的存在，在矮不规则星中观察到的顺序，需要通过外部过程去除。
2009-04-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark Matter in $γ$ lines: Galactic Center vs dwarf galaxies
我们提供CTA的灵敏度暗物质（DM）湮灭在$γ$射线线，从观察的银河系中心（GC），以及第一次，矮椭球星系（dSphs）。我们比较了GC达到dSphs作为一个功能的DM分布，这本身是鲜为人知的推定的核心半径。我们发现，目前最好的dSph候选人构成一个更有前途的目标比GC，核心半径为一到几个千秒差距。我们使用最新的仪器响应函数和CTA的背景估计，在此基础上，我们添加了漫射光子分量。我们的分析是特别感兴趣的TeV规模的电弱多重作为DM候选人，如超对称的威诺和最小的暗物质fiveplet，我们的预测与我们的预测灵敏度进行比较。
2016-09-26 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Accurate masses for dispersion-supported galaxies
我们推导出一个精确的质量估计色散支持恒星系统，并证明其有效性，通过分析解决球状星团，矮星系，椭圆星系的视线速度数据。具体地说，通过操纵球形Jeans方程，我们表明，动态质量封闭在3D deprojected半光半径r_1/2可以确定只有温和的假设的空间变化的恒星速度色散各向异性。我们发现M_1/2 = 3 σ_los^2 r_1/2 / G ~ 4 σ_los^2 R_eff / G，其中σ_los^2是视线速度色散的亮度加权平方，R_eff是二维投影半光半径。虽然形式上看起来很熟悉，但这个公式不是维里定理，除非总质量的径向分布是先验已知的，否则维里定理不能用来确定精确的质量。我们利用这一发现表明，所有的银河系矮球状星系（MW dSphs）都与Lambda CDM宇宙学中质量约为3 x 10^9 M_sun的晕内形成的一致。最暗的MW dSphs似乎是在暗物质晕中形成的，这些暗物质晕的质量至少与最亮的MW dSphs的质量一样大，尽管它们的光度相差近5个数量级。我们扩大我们的分析，以全方位的观察到的色散支持恒星系统，并检查他们的I波段的质光比（M/L）。色散支持星系的M/L与M_1/2的关系呈U形，在M/L ~ 3附近有一个宽的极小值，它跨越了矮椭圆星系和正常椭圆星系，对于超暗dSphs，M/L急剧上升到3,200，而对于星系团球状体，M/L上升到800。
2010-09-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Metal-poor Galaxies in the Local Universe
一个星系的平均金属丰度通常与它的光度和质量密切相关。因此，在本地宇宙中最缺乏金属的星系是矮星系。蓝致密矮星和潮汐矮星倾向于偏离金属-光度关系，分别是太贫金属或太富金属的光度。矮球状星系（dSph）和矮不规则星系之间有一个不太明显的偏移，使得前者的光度过于金属丰富，这表明这两种类型的矮星的形成条件不同。虽然环境（光蒸发，通过本地再电离的大质量星系，潮汐和冲压压力剥离）支配观察到的形态距离关系，内在属性（特别是总质量）在矮星系演化的时间和持续时间的恒星形成和富集量方面发挥决定性作用。附近矮星的金属丰度分布函数可以通过考虑预富集、气体注入和风来理解。许多矮星显示出不均匀的局部富集的证据。超暗的dSphs可能是通过H2冷却在高红移下形成贫金属恒星的，与（内部）星系晕相比，它们显示出过多的贫金属恒星，但可能与经典的dSphs一起，对外晕的形成做出了重大贡献。在不规则的大麦云星云中测量到的丰度比与早期不规则天体吸积形成内星系晕的假设是一致的。
2012-08-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Phase Space Models of the Dwarf Spheroidal Galaxies
介绍了矮球状星系的新相空间模型。恒星成分具有各向同性的、降低的等温（或King）分布函数。恒星速度的各向同性的物理基础是由潮汐搅拌，而等温的分布函数保证所观察到的平坦度的内部部分的速度色散曲线。我们的模型再现的半光半径和视线中心速度色散的dSphs的数据。我们发现，不同的暗晕配置文件-无论是核心或尖-导致非常相似的质量估计在一个特定的半径，即1.7半光半径。由于不同的密度分布造成的质量测量之间的偏差大大小于观测误差所传播的不确定性。我们对每个银河系dSphs都进行了质量测量，发现质量最大的两个dSphs是最明亮的，即人马座（~ 2.8 x 10^8太阳质量）和天炉座（~ 1.3 x 10^8太阳质量）。银河系中质量最小的卫星是威尔曼1号（约4 x 10^5太阳质量）和赛格1号（约6 x 10^5太阳质量）。
2011-01-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmological prior for the $J$-factor estimation of dwarf spheroidal galaxies
本文利用宇宙学先验（卫星先验和恒星-晕质量关系先验）及径向相关似然函数，估计8个经典和27个超暗矮椭球星系的$J$-因子，将不确定性降低约20%，并验证了估计的稳定性。
2022-07-21 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Constraints on Dark Matter and Supersymmetry from LAT Observations of Dwarf Galaxies
矮球状星系具有大的质光比和低的天体物理背景，被认为是伽玛射线探测暗物质最有希望的目标之一。费米LAT合作组织最近报告了对10 dSphs的综合分析中的暗物质湮灭截面的强约束。这些限制已被应用到实验有效的，超对称粒子模型来自最小超对称标准模型（pMSSM）的唯象扫描。此外，LAT协作已经搜索了空间扩展的、在其他波长中缺乏对应物的硬谱伽马射线源，因为它们可能与从模拟中预测的暗物质子结构相关联。
2012-10-19 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ex
