Chemical Enrichment in the Faintest Galaxies: the Carbon and Iron Abundance Spreads in the Boötes I Dwarf Spheroidal Galaxy and the Segue 1 System
我们提出了一个AAOmega光谱研究的红巨星在牧夫座I，这是一个超微弱的矮星系，和Segue 1，建议要么是一个极低光度的矮星系或星团。我们的重点是量化的平均丰度和丰度分散在铁和碳，并寻找遥远的径向速度成员，在这些系统。我们调查的主要结论是，Bootes I和Segue 1的碳丰度分布很大。对于牧夫座I，我们的16个速度成员中有4个的[C/H] < ~-3.1，而2个的[C/H] > ~-2.3，表明Delta[C/H]的范围为~ 0.8。Segue 1存在一个Delta[C/H] ~ 1.0的范围，包括我们发现的一颗[Fe/H] = -3.5和[C/Fe] =+2.3的恒星，它是一个径向速度成员，距离系统中心4个半光半径。铁丰度的伴随范围为Bootes I和Segue 1的Delta[Fe/H] ~ 1.6。当[Fe/H] <-3.0时，银河系的矮星系卫星表现出[C/Fe]对[Fe/H]的依赖性，这与在其晕族中观察到的非常相似。我们发现矮星系中恒星的[C/Fe] ~ 0.3，我们认为这是Spite等人（2005）的星系晕“未混合”巨星的对应物，他们报告的[C/Fe] ~ 0.2，这可能代表[Fe/H] = -3.0到-4.0的材料的出生碳相对丰度。我们证实了光度和平均金属丰度和丰度之间的相关性分散在银河系的矮卫星，延伸到至少微弱的Mv =-5。Segue 1的平均金属丰度非常低，…
2010-08-01 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
A chemical confirmation of the faint Bootes II dwarf Spheroidal Galaxy
我们提出了一个最明亮的确认成员星的超微弱矮星系牧夫座II的Keck/HIRES高分辨率光谱在中等信噪比的化学丰度研究。在[Fe/H] = -2.93 +/- 0.03（静态）时+/- 0.17（系统）这颗恒星在化学上类似于贫金属晕场星，也类似于其他微弱的矮球状星系在相同金属丰度下的特征，因为它显示出增强的[α/Fe]比，太阳Fe峰值元素丰度，以及中子捕获元素Ba的低上限。此外，这颗恒星在我们能够测量的八种元素中没有任何化学特性。这意味着，在其他系统中发现的化学异常值仍然是与各自环境的不寻常富集历史有关的异常值，而Bootes II似乎经历了其非常低质量的典型富集历史。我们还重新校准了以前从钙三重态（CaT）测量的星系金属丰度，发现比以前报告的值低得多。由此产生的广泛的金属丰度分布，超过一个dex，非常贫金属的平均值，以及现在恒星的化学丰度模式意味着牧夫座II是一个低质量，古老，贫金属的矮星系，而不是像以前根据其天空位置和运动学提出的那样与人马座流相关的过度密度。低，平均CaT金属丰度-2.7 dex正好落在从更明亮到最暗的星系的四个数量级的光度-金属丰度关系上。因此，牧夫座II的化学富集似乎代表了星系的原始质量，而潮汐剥离和其他质量损失机制可能并不像其他低质量卫星那样重要。
2014-08-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
VLT Spectroscopy of Ultra-Faint Dwarf Galaxies. 1. Boötes I, Leo IV, Leo V
我们执行一致的减少和测量三个超微弱的矮星系（UFD）：牧夫座I，狮子座IV和狮子座V使用公共档案数据从甚大望远镜（VLT）的GIRAFFE摄谱仪，我们找到新成员，并提供这些矮星系的物理参数的精细测量。我们确定了9个新的狮子座IV成员和4个新的狮子座V成员，并进行了比较分析以前发现的成员。此外，我们还在狮子座IV和狮子座V中发现了一颗新的双星。剔除双星后，我们重新计算了牧夫座I和狮子座IV的速度色散，分别为5.1 $^{+0.7}_{-0.8}$和3.4 $^{+1.3}_{-0.9}$ km s $^{-1}$;我们没有解决狮子座V的速度色散。我们确定了狮子座V的一个弱速度梯度是$\sim$ 4 $\times$小于以前计算的梯度，并有一个相应的位置角，从文献值相差$\sim$ 120度。结合VLT数据与以前的文献，我们重新分析了牧夫座I金属丰度分布函数，发现一个模型，包括原始气体的下降，而牧夫座I形成恒星最适合的数据。我们对狮子座IV，狮子座V和其他UFD的分析将增强我们对这些神秘的恒星星族的理解，并有助于未来的暗物质研究。这是一系列论文中的第一篇，研究了2009年至2017年期间VLT/GIRAFFE观察到的13个UDF。对其余10个UFD的类似分析将在即将发表的论文中提出。
2021-08-03 astro-ph.GA
Faint Stars in a Faint Galaxy: I. Ultra Deep Photometry of the Boötes I Ultra Faint Dwarf Galaxy
我们提出了一个新的极深的图像的分析解决了牧夫座I超微弱矮球状星系的恒星星族。这些新的数据是由哈勃太空望远镜拍摄的，使用了先进的巡天照相机（宽视场照相机）和宽视场照相机3（UVIS），带有过滤器F606 W和F814 W（基本上是V和I），作为推导该星系中低质量恒星初始质量函数的程序的一部分。我们比较和对比两种方法来获得恒星光度，即ePSF和DAOPHOT。我们根据ACS/WFC数据中DAOPHOT测光获得的色星等图上每颗恒星的位置来识别牧夫座I的可能成员。可能的成员位于接近恒星等时线，选择包括已知的金属丰度分布来自光谱数据的较亮的径向速度成员星，并与主序星关闭。牧夫座I星系的光度函数在F814 W和F606 W（织女星星等系统）中的50%完整性极限分别为27.4和28.2，对应的极限恒星质量为$\le 0.3 M_\odot$。
2020-08-13 astro-ph.GA astro-ph.IM
Exploring the ultra-faint dwarf Bootes I using JWST and HST: Metallicity distribution and binaries
Università Degli Studi di Padova（帕多瓦大学）；Istituto Nazionale di Astrofisica - Osservatorio Astronomico di Padova（意大利国家天体物理研究所帕多瓦天文台）；Research School of Astronomy and Astrophysics, Australian National University（澳大利亚国立大学天文与天体物理研究学院）；South-Western Institute for Astronomy Research, Yunnan University（云南大学西南天文研究所）
通过JWST和HST观测分析Bootes I的金属分布和双星比例，揭示其早期恒星形成和化学演化特征。
2026-02-27 astro-ph.GA
The Stellar Populations and Structural Properties of Ultra Faint Dwarf Galaxies, Canes Venatici I, Bootes I, Canes Venatici II, and Leo IV
我们使用斯巴鲁望远镜上的Suprime-Cam拍摄了四个超暗矮（UFD）星系的深度图像，它们是犬座Venaeu I（CVn I），牧夫座I（Boo I），犬座Venaeu II（CVn II）和狮子座IV。色磁图（CMD）延伸到主序星转折点（MSTO）以下，并测量出恒星星族的年龄。暗星系Boo I、CVn II和Leo IV中的恒星星族估计与银河系球状星团M92一样古老。我们确认，Boo I dSph没有内在的颜色扩展的MSTO，没有空间差异的CMD形态，这表明Boo I dSph是由一个古老的单一的恒星星族。最明亮的UFD之一，CVn I dSph，相对于Boo I，CVn II和Leo IV dSph，显示出相对较年轻的年龄（-12.6 Gyr），并且红色水平分支（HB）恒星的分布比蓝色HB恒星更集中于中心，这表明该星系包含复杂的恒星星族。Boo I和CVn I dSphs显示伸长和扭曲的形状。作为银河系卫星，CVn II dSph的潮汐半径最小，形状扭曲，而Leo IV dSph则呈不太集中的球形。微弱UFD的简单恒星星族表明，它们的祖先中的气体在最初的恒星形成时比明亮的dSphs更有效地被去除。这是合理的，如果UFD的祖先属于质量较轻的晕比那些更明亮的dSphs。
2011-10-13 astro-ph.GA
Elemental Abundances and their Implications for the Chemical Enrichment of the Boötes~I Ultra-Faint Galaxy
我们提出了一个双盲分析的七个红巨星成员的牧夫座I超微弱矮球状星系的高色散光谱，与第八成员恒星的类似光谱的重新分析补充。这些恒星的[Fe/H]介于-3.7至-1.9之间，并包括一颗[Fe/H] =-3.33的CEMP-no星。我们从化学丰度数据中得出结论，牧夫座I是从基本上原始的初始丰度演化成一个自我富集的恒星形成系统。这使我们能够独特地调查CEMP-无恒星在化学演化系统中的位置，除了限制恒星形成的时间尺度之外。元素丰度形式上与晕状分布一致，平均值[α/Fe]增强，平均值分散较小。这与低恒星密度、低金属量系统中的高质量恒星IMF与现今太阳邻域值无法区分是一致的。有一个非显着的暗示，[α/Fe]与[Fe/H]下降;加上低散射，这需要低恒星形成率，使SNe喷出物的时间在感兴趣的大空间尺度上混合。一颗恒星有很高的[Ti/Fe]，但我们没有证实先前发表的另一颗恒星的[Mg/Fe]高值。我们讨论了CEMP-无恒星的存在，以及没有任何恒星在较高的[Fe/H]下具有较低的CEMP-无增强，这种情况与银河系领域中CEMP-无恒星的知识一致。我们表明，这一观察需要有两个富集路径在非常低的金属丰度：CEMP-NO和“碳正常”。
2012-12-04 astro-ph.GA
The Cosmic Hunt for Members in the Outskirts of Ultra Faint Dwarf Galaxies: Ursa Major I, Coma Berenices, and Boötes I
利用 Gaia EDR3 和双子座 GRACES 光谱仪，在三个超微弱矮星系外围识别成员并测量化学丰度，发现后发座的化学模式与 Ia 型超新星贡献一致，且外围恒星可能起源于中心区域，经潮汐剥离或反馈迁移，牧夫座 I 的化学特征或暗示矮星系并合。
2022-10-24 astro-ph.GA
Contribution of type Ia supernovae to the chemical enrichment of the ultra-faint dwarf galaxy Bootes I
对于超暗矮（UFD）星系牧夫座I中的三颗恒星，我们已经确定了大气参数，对斯巴鲁档案中的高分辨率光谱进行了新的缩减，并在不使用LTE假设的情况下推导出了八种化学元素的丰度。因此，在牧夫座I类星系中，它现在拥有最大的恒星样本（11），具有均匀的大气参数和化学丰度，这使它成为研究UFD星系化学演化的最有希望的星系。我们发现，在范围-3<[Fe/H]<-2的三个$α$ -过程元素，镁，钙，钛，过渡从他们的过剩相对于铁[ $α$ /Fe] $\approx$ 0.3太阳[ $α$ /Fe]的比例发生。这很可能表明Ia型超新星开始产生铁。碳、钠、镍和钡丰度的行为与更大质量的星系、我们的银河系和经典矮球状星系没有什么不同。
2019-06-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
The chemical evolution of the Bootes I ultra-faint dwarf galaxy
我们提出了两个贫金属红巨星的化学丰度测量超微弱矮星系牧夫座I，麦哲伦/MIKE高分辨率光谱的基础上。对于Boo I-980，[Fe/H]=-3.1，我们给出了第一个元素丰度测量值，而Boo I-127，[Fe/H]=-2.0，显示丰度与以前的测量值非常一致。从文献中收集到的两颗牧夫座I恒星以及大多数其他牧夫座I成员的光和铁峰值元素丰度比与常规贫金属晕星非常相似。中子俘获元素丰度Sr和Ba系统地低于主要晕趋势，也表现出显着的丰度分布。总的来说，这与其他超暗矮星系的发现相似。我们对整个样本的碳丰度（与恒星演化状态相称）进行了校正，发现21%的恒星是碳增强贫金属（CEMP）恒星，而不使用碳校正的恒星为13%。我们重新评估了CEMP恒星和非CEMP恒星的金属丰度分布函数（Ep），并证实了先前的说法，即CEMP恒星可能属于不同的，更早的人口。应用一组丰度标准来测试牧夫座I在多大程度上可能是幸存的第一个星系，这表明它是最早的组装系统之一，可能从系统中的其他云吸积，或者从吞噬第一个星系或积木型物体中获得气体。这导致了今天可观测到的两个恒星星族。
2016-05-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Discovery of a new Local Group Dwarf Galaxy Candidate in UNIONS: Boötes V
本文报告在UNIONS数据中发现新的超暗矮星系候选体Boötes V，结合Gaia DR3和Gemini光谱确定其距离约100 kpc、极低金属丰度，并判断其很可能为超暗矮星系。
2022-11-06 astro-ph.GA
Faint Stars in a Faint Galaxy: II. The Low Mass Stellar Initial Mass Function of the Boötes I Ultrafaint Dwarf Spheroidal Galaxy
基于对哈勃空间望远镜最近深度成像的分析，提出了对牧夫座I（Boo~I）超暗矮星系低质量恒星初始质量函数（IMF）的改进约束。从这些数据产生的测光表中的候选恒星成员的Boo~I的识别是使用贝叶斯方法实现的，由哈勃超深场的补充档案成像数据提供信息。此外，Boo~I中的早期数据的存在使我们能够推导出源的子集的自行，从而识别和删除可能的银河系恒星。我们还能确定Boo~I的绝对自行，我们的结果与\textit{Gaia}的测量结果一致，但完全独立。通过对Boo~I成员星的色星等数据进行正演模拟，得到了三种不同形式的低质量IMF的最佳拟合参数值。最佳拟合单一幂律IMF斜率为$α= -1.95_{-0.28}^{+0.32}$，而最佳拟合破幂律斜率为$α_1 = -1.67_{-0.57}^{+0.48}$和$α_2 = -2.57_{-1.04}^{+0.93}$。最佳拟合对数正态特征质量和宽度参数为$\rm{M}_{\rm{c}} = 0.17_{-0.11}^{+0.05} \cal M_\odot$和$σ=0.49_{-0.20}^{+0.13}$。Boo~I的这些破幂律和对数正态IMF参数与已发表的银河系内恒星的结果一致，因此Bo{<$}tes I和银河系可能由相同的恒星IMF组成。
2022-09-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gaia RR Lyrae Stars in Nearby Ultra-Faint Dwarf Satellite Galaxies
我们使用盖亚DR2天琴座RR型星表在27个附近（$<100$ kpc）超暗矮卫星星系中寻找天琴座RR型星。根据自行，星等和天空中的位置，我们将47颗盖亚RR天琴座恒星与14颗不同的卫星联系起来。这些星系的距离是基于天琴座RR型恒星。我们首次在杜鹃座II矮星系中发现了天琴座RR型恒星，并在大熊座II、后发座、水蛇座I、牧夫座I和牧夫座III中发现了其他成员。此外，我们已经确定了候选的潮汐外RR天琴座恒星在六个星系，这表明他们可能正在经历潮汐破坏。我们发现有10个星系没有天琴座RR型星，在盖亚和文献中都没有。然而，考虑到盖亚DR 2已知的完整性，我们不能得出结论，这些星系确实缺乏这种类型的变星。
2020-01-04 astro-ph.GA
Red Clump stars in the Bootes III stellar system
我们报告的检测人口的红团（RC）恒星可能与最近发现的恒星系统牧夫座III。RC被确定为从SDSS数据库中提取的色选星的光度函数（LF）中的3 sigma峰。在Bootes III距离处的典型RC的预期光度下，在g、r、i和z LF中一致地检测到峰值。此外，LF峰附近的恒星表面密度的最大值几乎与报告的系统中心重合。假设探测到的特征是真正的牧夫座III的RC，我们发现该系统具有典型的古老和贫金属矮椭球体的HB形态，它的积分星等M_V=-5.8 pm 0. 5，椭圆率φ约为0.5，是最近发现的新一类非常微弱的矮星系的典型特征。
2009-04-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical evolution of classical and ultra-faint dwarf spheroidal galaxies
我们提出了两个矮球状星系（Sculptor和Carina）的最新化学演化模型和两个超暗矮星（Hercules和Bootes I）的第一个详细的化学演化模型。我们的研究结果表明，矮球状体的恒星形成效率较低，证实了以前的结果，超暗矮星的恒星形成效率更低。在这些假设下，我们可以重现恒星金属丰度分布函数，$[α/Fe]$与$[Fe/H]$丰度模式和目前在这些物体中观测到的恒星和气体总质量。特别是，对于超暗矮星，我们假设恒星形成的初始爆发很强，系统的质量在早期就已经存在。另一方面，对于经典的矮椭球体的协议与数据的发现，假设恒星形成的历史所建议的颜色星等图和更长的时间尺度的形成，通过气体下降。我们发现，所有这些星系都应该经历星系风，在所有情况下，从$1$ Gyr开始演化。通过与银河系数据的比较，我们得出结论，超暗矮星不太可能是整个星系晕的组成部分，尽管在得出确切的结论之前还需要更多的数据。
2014-04-09 astro-ph.GA
Boötes III is a Tidally Disrupting Ultra-Faint Dwarf Galaxy on an Eccentric Polar Orbit
研究通过南部恒星流光谱巡天给出牧夫座III星系的最新属性，测得其速度弥散等数据。经轨道积分确认其偏心极轨及近心点通过时间等。该星系可能正经历潮汐瓦解，低弥散或暗示暗物质情况，模拟流与冥河相符，人马座流污染影响探测，深度光谱观测很关键。
2026-07-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
High-resolution spectroscopy of extremely metal-poor stars in the least evolved galaxies: Bootes II
我们提出了高分辨率的麦哲伦/MIKE光谱的四个最明亮的确认红巨星在超微弱的矮星系牧夫座II（Boo II）。这些恒星都位于Boo II金属丰度分布函数的贫金属尾部。这些恒星中所有可探测元素的化学丰度模式与星系晕的化学丰度模式一致。然而，这四颗恒星都有无法检测到的中子捕获元素Sr和Ba，其上限与晕或其他矮星系中检测到的最低值相当。其中一颗恒星的径向速度随时间变化很大，这表明它是一个双星系统。它的可变速度可能增加了过去的Boo II速度分散的测定。我们的四颗恒星跨越了有限的金属丰度范围，但它们增强的α丰度和低的中子捕获丰度与Boo II被非常少的几代恒星富集的解释一致。Boo II的化学丰度模式证实了一种新的趋势，即最暗的矮星系具有不同于晕的中子捕获丰度，这表明晕星中中子捕获元素的主要来源可能不同于超暗矮星。
2016-04-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Study of Detailed Morphology of Milky Way Dwarf Galaxies: Draco and Boötes I
The Graduate University for Advanced Studies, SOKENDAI（高级研究院）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；Hosei University（法政大学）
本研究利用深度成像数据比较银河系矮球状星系天龙座与牧夫座I的外部恒星结构，发现牧夫座I存在潮汐尾迹象，而天龙座保持紧凑，表明潮汐响应受轨道历史和暗物质晕结构影响。
2026-10-15 astro-ph.GA
Probabilistic distributions of $M/L$ values for ultra-faint dwarf spheroidal galaxies: stochastic samplings of the IMF
由于固定IMF、年龄和金属丰度的恒星星族的总质量趋于无穷大，因此固有的$M/L$值很快收敛到与所讨论的恒星细节相关的固定数字。当涉及非常小的恒星星族时，IMF的随机采样将产生$M/L$值的固有扩展，这将成为概率量。对于最近发现的总光度低于10^3 L_V/L_o的超暗矮球状星系，用固有的$M/L$值来估计其概率分布的幅度是很重要的。这些系统的重子总质量通常由它们的光度来估计，假设固定的、确定性的$M/L$值，适合于无限的粒子数极限。这些重子总质量对于结构形成场景的测试至关重要，因为局部超微弱矮椭球体代表了已知的最极端的星系尺度。也受到可靠的$M/L$值，是使用这些系统之间的可能判别暗物质和修改的重力理论。通过模拟大量的恒星星族，每个群体由一个特定的单个恒星的集合组成，我们计算得到的$M/L$值的统计分布。对于在超暗矮椭球体观测范围内的恒星总数，恒星星族的固有$M/L$值可以预期以3倍以上的因子变化，有趣的是，系统地向比对应于无限人口极限的更高的值倾斜。这可以解释这些系统中重子质量的部分扩散，在固定的恒星速度色散下，这些系统也出现了系统性的向高暗重子质量比的转移。
2011-11-02 astro-ph.GA
Abundance ratios of red giants in low mass ultra faint dwarf spheroidal galaxies
低质量矮球状星系是我们了解原始宇宙和本星系群化学演化的关键对象。这些天体恒星的像差比可以用来更好地理解它们的恒星形成和化学演化。我们报告的11颗恒星属于5个不同的超暗矮球状星系（UfDSph）的基础上在VLT获得的X-射手光谱的样本进行分析。中分辨率光谱已被用来确定其大气的详细化学成分。我们进行了标准的1D LTE分析来计算丰度。考虑到所有的恒星作为低质量星系的同一人口的代表，我们发现，[α/Fe]与[Fe/H]的比率随着恒星的金属丰度的增加，以类似的方式发现属于矮球状星系的恒星的人口减少。主要的区别是，太阳的[α/Fe]是在一个低得多的金属丰度的UfDSPH比矮球状星系达到。我们报告的第一次丰富的锶CVNI。我们在这个星系中分析的恒星具有非常高的[Sr/Fe]和非常低的钡上限，这使得它成为具有异常高的[Sr/Ba]比率的恒星。我们的研究结果似乎表明，在再电离之前产生大量恒星的星系（化石星系）在给定的金属丰度下的[X/Fe]比低于经历了恒星形成率（淬火）不连续的星系。
2015-10-19 astro-ph.GA
Spectroscopic Confirmation of the Milky Way Satellites Boötes V and Leo Minor I and the LMC Satellite DELVE 2: Three Small Ultra-Faint Dwarf Galaxies
Yale University（耶鲁大学）；Carnegie Institution for Science（卡内基科学研究所）；University of Toronto（多伦多大学）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）；University of Chicago（芝加哥大学）；Fermi National Accelerator Laboratory（费米国家加速器实验室）
通过多目标光谱观测，证认 Boötes V、Leo Minor I 和 DELVE 2 为超暗弱矮星系，并首次确认 DELVE 2 为 LMC 的长期束缚卫星，提出基于半光半径和表面亮度的分类判据。
2026-10-07 astro-ph.GA
Chemical evolution of ultra-faint dwarf galaxies: testing the IGIMF
我们测试的综合银河系初始质量函数（IGIMF）的化学演化的16个超微弱矮（UFD）星系详细讨论了其中三个：牧夫座I，牧夫座II和犬VenaI，作为原型的最小和最大的UFD得到的结果。这些天体具有非常小的恒星质量（$\sim 10^3-10^4 \mathrm{M_{\odot}}$）和相当低的金属丰度（[Fe/H] $<-1.0$ dex）。我们考虑了四个观测约束条件：现今恒星质量、[ $α$ /Fe]与[Fe/H]关系、恒星金属丰度分布函数和累积恒星形成历史。我们的模型如下详细的几个化学物种（H，He，$α$ -元素和Fe）的演变。我们考虑到详细的核合成和气体流动（进出）。我们的研究结果表明，IGIMF，再加上非常低的恒星形成率模型预测的这些星系（$\sim 10^{-4}-10^{-6}\ \mathrm{M_{\odot}yr^{-1}}$），不能再现的主要化学性质，因为它意味着一个可以忽略不计的核心坍缩SNe，甚至Ia型SNe，最重要的星系污染。另一方面，一个恒定的经典Salpeter IMF给出了最好的协议与数据，但我们不能排除其他配方的IGIMF可以重现这些星系的属性。与银河系数据相比，我们认为UFD不可能是整个星系晕的组成部分，尽管需要更多的数据才能得出更坚定的结论。
2020-02-26 astro-ph.GA
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
The Ultraviolet Deep Imaging Survey of Galaxies in the Bootes Void I: catalog, color-magnitude relations and star formation
我们提出了一个深远紫外和近紫外（FUV和NUV）宽视场成像调查的星系在牧夫座虚空使用紫外成像望远镜机载{ \em AstroSat}。在FUV和NUV上，我们的观测结果分别达到了点源的$5σ$极限星等（23.0和24.0 AB等）。我们报告了总共六个恒星形成星系居住在牧夫座虚空旁边的完整目录，其中三个是我们FUV观测新发现的。我们的空星系样本涵盖了一系列的紫外颜色$(-0.35\, \leq$ FUV $-$ NUV $\leq\, 0.68)$和绝对星等$(-14.16\, \leq\, \mathrm{M_{NUV}}\, \leq\, -18.65)$。此外，{ \em斯隆数字巡天}和{ \em两微米全天空巡天}档案数据正在被用于研究我们在虚空中的星系的紫外线，光学和红外线颜色-星等关系。我们调查的性质双峰颜色分布，形态，和恒星形成的空洞星系。我们样本中的大多数星系都比L $^{\ast}$星系更暗，质量更小，M $_\mathrm{r} > -20$。我们的分析揭示了一个占主导地位的部分蓝色星系的红色的空洞区域探测。在我们的空星系目录中，内部和银河系消光校正的FUV恒星形成率（SFR）在$0.05$到$51.01$ M $_{\odot} yr^{-1}$的大范围内变化，中值为$3.96$ M $_{\odot} yr^{-1}$。我们发现环境对星系SFR的影响很弱。我们的…
2021-07-05 astro-ph.GA
Extended stellar populations in Ultra-Faint Dwarf galaxies
本研究利用Gaia DR3等多巡天的RR Lyrae星探测45个超暗矮星系外围，发现至少33%含该类恒星的星系具有延展恒星族群。
2023-12-12 astro-ph.GA
Chemical evolution of ultra-faint dwarf galaxies in the self-consistently calculated IGIMF theory
利用积分星系初始质量函数（IGIMF）理论，可以计算出依赖于星系金属丰度和恒星形成率（SFR）的全星系恒星初始质量函数（gwIMF）。Lacchin等人（2019）首次应用IGIMF理论研究超暗矮（UFD）卫星星系的化学演化，但未能重现数据。在这里，我们发现IGIMF理论与数据自然一致。我们应用在每个时间步计算的随时间变化的gwIMF。每单位恒星质量形成的Ia型超新星爆炸的数量根据gwIMF重新归一化。对观测最好的UFD之一的牧夫座I的化学演化进行了计算。我们的计算表明牧夫座I有一个温和的底部光和顶部光的gwIMF，这个UFD与其他矮星有相同的气体消耗时间尺度，但在形成后约0.1 Gyr被淬灭，与独立估计一致，与蜻蜓44相似。在这项工作中恢复的最佳拟合输入参数未涵盖在Lacchin等人的工作中。（2019），造成我们的结论之间的差异。此外，还详细讨论了不确定性，讨论了化学演变模型的结果如何取决于应用的假设。这项研究表明IGIMF理论在理解极端环境下的恒星形成方面的力量，并表明UDF是限制低质量恒星IMF变化的一条有前途的途径。
2020-03-24 astro-ph.GA
Detailed abundances in stars belonging to ultra-faint dwarf spheroidal galaxies
我们报告的初步结果属于密切的超微弱矮星系（以下简称UfDSphs）的金属贫星的详细化学成分。丰度的测定得益于安装在ESO VLT装置上的高效摄谱仪X-Shooter获得的光谱。超暗矮球状星样品的丰度比略低于相同金属丰度的场晕星样品，我们在武仙座恒星中没有发现Koch在他的2颗武仙座恒星中发现的极端丰度。中子俘获元素Ba和Sr的合成似乎起源于星系演化早期的同一核合成过程。
2012-02-15 astro-ph.CO 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
Turning the Tides on the Ultra-Faint Dwarf Spheroidal Galaxies: Coma Berenices and Ursa Major II
我们提出了深CFHT/MegaCam测光的超微弱的银河系卫星星系后发座Berenices（ComBer）和大熊座II（Uma II）。这些数据延伸到r~25，对应于这些星系中主序星关闭点以下的三个星等。我们稳健地计算了ComBer的总光度M_V=-3.8 +/-0.6和UMa II的总光度M_V=-3.9 +/-0.5，与以前的结果一致。ComBer显示出相当规则的形态，在表面亮度极限为32.4 magarcsec^-2时，没有活动潮汐剥离的迹象。使用极大似然分析，我们计算出ComBer的半光半径为r_half=74 +/- 4 pc（5.8 +/- 0.3 arcmin），其椭圆率e=0.36 +/- 0.04。相比之下，UMa II显示出持续中断的迹象。我们将其形态映射到mu_V=32.6 mag arcsec^-2，发现UMa II比之前确定的要大，至少延伸了约700 pc（天空中的1.2度），而且它也相当细长，椭圆率为e=0.50 +/- 0.2。然而，我们对半光半径的估计，123 +/- 3 pc（14.1 +/- 0.3弧分）与以前的结果相似。我们讨论了潜在的间接暗物质探测和星系形成的背景下，这些发现的影响。我们的结论是，虽然ComBer似乎是一个稳定的矮星系，UMa II显示出正在进行的潮汐相互作用的迹象。
2009-10-20 astro-ph.GA
Ultra-faint dwarf galaxies: unveiling the minimum mass of the first stars
在超暗矮星系（UFD）中没有检测到零金属丰度恒星，可以通过现有数据与化学演化模型预测之间的统计比较来约束第一批（PopIII）恒星的初始质量函数（IMF）。为此，我们开发了一个模型，该模型遵循孤立UFD的形成，并进行了校准，以最好地再现最佳研究系统的可用数据：Bootes I。我们的统计方法表明，UFD是研究PopIII IMF上持续未检测到零金属丰度恒星的影响的最佳合适系统，即其形状、最小质量（$m_{min}$）和特征质量（$m_{ch}$）。我们表明，占IMF的不完整采样是必不可少的计算预期数量的长寿的PopIII星低效恒星形成的UFD。通过模拟牧夫座I的色星等图，并考虑到观测恒星的质量范围，我们可以得到对$m_{min}$更严格的约束。通过对96颗已测金属丰度（$\rm i < 19$）的恒星在我们模型所代表的UFD中的应用，我们证明了：在$99\%$置信水平下，$m_{ch} > 1 \rm M_{\odot}$或$m_{min} > 0.8 \rm M_{\odot}$。这意味着我们的模型排除了PopIII恒星的当前IMF，并且强烈支持头重脚轻的PopIII IMF。我们可以限制$m_{min} > 0.8 \rm M_{\odot}$独立于PopIII IMF的形状，通过使用下一代仪器，如ELT/MOSAIC（$\rm i < 25$），瞄准四个UFD牧夫座I，武仙座…
2021-03-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Neutron-capture elements in dwarf galaxies III: A homogenized analysis of 13 dwarf spheroidal and ultra-faint galaxies
我们提出了一个大的均匀的恒星参数和丰度在广泛的金属丰度，涉及$13$经典矮球状（dSph）和超微弱dSph（UFD）星系。总的来说，这项研究包括了位于天炉座、人马座、玉夫座、六分仪座、船底座、小熊座、天龙座、网室II、牧夫座I、大熊座II、狮子座I、Segue I和三角座II的$380$星。这个样本代表了迄今为止对dSph星系最大的，均匀的，高分辨率的研究。有了我们的同质衍生目录，我们能够在不同的星系中寻找相似和偏离的趋势。我们调查的质量依赖的个别系统上的生产的$α$ -元素，但也试图阐明长期以来的困惑的主要生产网站的r-过程元素。我们使用的数据从凯克天文台档案馆和ESO减少档案重新分析这些$13$ dSPH星系的恒星。我们自动化的步骤，获得恒星参数，但运行一个完整的光谱合成，以获得所有的丰度，除了铁。均匀化的丰度组产生了独特的可能性，得出Ia型超新星的爆发和星系的恒星质量之间的关系。此外，我们还导出了一个估计$α$ -元演化的公式.将所有丰度一致地置于同一尺度上对于回答有关星系化学史的问题至关重要。通过均匀地分析Ba和Eu在13个系统中，我们已经跟踪的S-过程的发病，并发现它增加与金属丰度作为星系的恒星质量的函数。此外，r-过程材料与$α$ -元素相关，表明这些元素的一些共同生产，这反过来又指向罕见的核心坍缩超新星，而不是二元中子星合并作为宿主的r-过程在低[Fe/H]的调查dS…
2020-09-02 astro-ph.GA
Homogeneous Photometry VI: Variable Stars in the Leo I Dwarf Spheroidal Galaxy
我们对狮子座I矮椭球星系中164颗候选RR型天琴座变星和55颗候选的反常和/或短周期造父变星的脉动性质进行了研究。根据它的RRL，Leo I被确认为Oosterhoff中间型星系，像其他几个矮星一样。我们表明，在他们的脉动特性，RRL代表最古老的恒星星族在星系中没有显着不同的其他五个附近，孤立的矮球状星系。当将它们与最近发现的超暗矮星系中的天琴座RR型恒星进行比较时，也得到了类似的结果。我们比较了矮星系（~ 1300颗星）中ab型RR型天琴座星与星系晕场（~ 14,000颗星）和球状星团（~ 1000颗星）中ab型RR型天琴座星的周期分布和周期振幅关系。当从晕圈内区（dG<14 kpc）向晕圈外区（dG> 14 kpc）移动时，场RRLs的周期分布发生了显著的变化。这表明晕圈是由（至少）两种不同的祖先或祖先类型形成的。综合考虑，在经典矮球状和超暗矮星系中的RRL--正如今天所观察到的--似乎并不遵循内晕或星系晕中的RRL所显示的明确的脉动性质，它们也不具有与球状星团中的RRL相同的性质。特别是与星系晕场和球状星团相比，矮星中的基模RRL样品似乎缺少高振幅和短周期（“HASP”：AV> 1.0等，P <0.48 d）。观测到的RRL的性质并不支持这样一种观点，即目前存在的经典矮球状和超暗矮星系是星系晕原始组成部分的幸存代表性例子。
2014-06-27 astro-ph.GA
Boötes IV: A New Milky Way Satellite Discovered in the Subaru Hyper Suprime-Cam Survey and Implications for the Missing Satellite Problem
我们报告了一个新的银河系（MW）卫星在牧夫座的基础上，从正在进行的超级超级凸轮（HSC）斯巴鲁战略计划（SSP）的数据发现。这颗名为牧夫座IV的卫星是我们在HSC-SSP中发现的第三颗超暗矮星。我们已经确定了一个统计上显着的（32.3 $σ$）过密的恒星具有金属贫乏，老恒星人口的特点。牧夫座IV的半光半径为$D_{\odot}=209^{+20}_{-18}$ pc，椭圆率为$M_V=-4.53^{+0.23}_{-0.21}$，这清楚地表明这是一个矮卫星星系。我们还发现了另一个高密度，似乎是一个暗淡的球状星团，$M_V=-0.20^{+0.59}_{-0.83}$等和$r_h=5.9^{+1.5}_{-1.3}$ pc位于$D_{\odot}=46^{+4}_{-4}$ kpc。采用Newton等人（2018年）最近对MW大小光环中卫星总数的预测，将SDSS和DES观测到的卫星特征与$Λ$ CDM模型中获得的subhalos相结合，我们估计HSC-SSP覆盖的$\sim676$ deg $^2$中的$M_V\le0$应该有大约两颗MW卫星，而该区域包括六颗卫星。因此，观测到的卫星数量大于理论预测。从表面上看，我们有一个卫星太多的问题，而不是众所周知的失踪卫星问题，即$Λ$ CDM理论高估了一个MW大小的光环中的卫星数量。这可能意味着，模型需要更多的改进，如考虑到目前更深的调查发现…
2019-06-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Stellar Metallicities from DECam $u$-band Photometry: A Study of Milky Way Ultra-Faint Dwarf Galaxies
本研究利用DECam的$u$波段测光推导金属丰度，筛选银河系三颗超暗矮星系外围的候选成员恒星，验证了方法有效性，发现潮汐特征线索并给出候选星纯度估计，为后续大半径成员星探测提供了可行技术路径。
2024-04-11 astro-ph.GA
Complexity in small-scale dwarf spheroidal galaxies
我们对更明亮的矮球状（dSph）星系的化学演化的了解正在不断增长。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。低分辨率光谱学和光度学数据表明，这些星系主要是贫金属的。另一方面，最新的高分辨率丰度分析表明，这些星系中的一些经历了高度不均匀的化学富集，在最小尺度上局部进行恒星形成。此外，这些星系竞争者似乎包含[Fe/H]<-3 dex的贫金属恒星，可能是第一批恒星的所在地。在这里，我们认为目前可用的化学丰度信息（超）微弱的银河系卫星dSphs。在这种情况下，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候选人和外部晕球状星团可能有助于金属贫星系晕。
2009-09-25 astro-ph.GA
A possible formation scenario for dwarf spheroidal galaxies - III. Adding star formation histories to the fiducial model
矮球状星系被认为是形成较大星系的基本组成部分，并且被认为是宇宙中已知的最主要的暗物质系统。有几个模型试图解释它们的形成和演化，但它们在模拟孤立矮球状星系的形成时存在问题。在这里，我们将解释一个可能的形成场景，其中星团形成在矮球状星系的暗物质晕内。这些星团的恒星形成效率很低，在暗物质晕内旋转时会溶解。因此，它们构成了我们在矮球状星系中观察到的微弱发光成分。在本文中，我们研究这个模型，通过添加不同的恒星形成历史的模拟结果与我们以前的工作和观测数据进行比较，表明我们可以解释矮球状星系的形成。
2017-10-18 astro-ph.GA
Understanding the origin of CEMP-no stars through ultra-faint dwarfs
碳增强贫金属（CEMP-no）星具有低丰度的中子捕获元素，其起源仍然不清楚。这些恒星无处不在，主要存在于银河系晕和超暗矮星系（UFD）中。为了向前迈出重要一步，我们为Böotes I开发了一个数据校准模型，该模型同时包括所有碳源：超新星和渐近巨星分支（AGB）恒星，都来自第一颗恒星（Pop III）和随后的正常恒星形成（Pop II）。我们证明了这些来源中的每一个都在气体中留下了特定的化学特征，使我们能够通过它们在A（C）-[Fe/H]图中的位置来识别当今CEMP-无恒星的起源。A（C）>6的CEMP星主要由AGB Pop II星富集。我们发现了一类新的“中等CEMP-s”星，其A（C）~ 7，0<[Ba/Fe]<+1，是由AGB星的星风所留下的印记。真正的Pop III后代的A（C）<6，[C/Mg]与[Fe/H]是常数，与Böotes I和银河系晕的观测结果完全一致。这是我们第一次对CEMP的起源有了一个完整的了解，这一点可以并将在未来的观测中得到验证。
2023-02-20 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemodynamics of BoötesI with $S^{5}$: Revised Velocity Gradient, Dark Matter Density, and Galactic Chemical Evolution Constraints
本研究结合牧夫座I的新观测与15年存档光谱数据，构建迄今最大的该超暗矮星系恒星运动学与金属度样本，修正速度梯度，更新暗物质密度轮廓约束，并利用化学演化模型限定其恒星形成与外流特征。
2025-09-02 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
A New Faint Milky Way Satellite Discovered in the Pan-STARRS1 3 pi Survey
我们提出了一个微弱的银河系卫星，Laevens 2/Triangulum II的发现，发现在全景巡天望远镜和快速反应系统（泛星1）3 π成像数据，并证实了后续的宽视场测光从大型双目相机。该恒星系统的绝对星等为M_V=-1.8 +/-0.5，日心距离为30 + 2/-2 kpc，半质量半径为34 + 9/-8 pc，与附近的微弱小卫星如Willman 1，Segue 1，Segue 2和Bootes II有着显著的相似性。Laevens 2/Triangulum II的发现进一步填充了矮星系和球状星团之间的边界变得脆弱的参数空间区域。后续的光谱学将最终确定这颗新卫星的性质，它的空间位置暗示了它与复杂的三角座-仙女座恒星结构的可能联系。
2015-03-18 astro-ph.GA
The puzzling assembly of the Milky Way halo - contributions from dwarf Spheroidals and globular clusters
虽然最近的巡天发现了大量越来越暗的银河系卫星，但它们的分类是星团，低光度星系还是潮汐超密度仍然不清楚。同样，它们对光环形成的贡献也仍有争议。在这篇文章中，我们将讨论这些令人费解的卫星中的恒星星族和化学动力学的现有知识，特别关注矮球状星系和外星系晕中的球状星团。此外，一些最外层的晕对象是否动态地与（银河系）晕在所有的问题是解决在远程狮子座I和II矮星系的适当测量。
2011-09-08 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
Six More Ultra-Faint Milky Way Companions Discovered in the DECam Local Volume Exploration Survey
本文报告了在 DELVE 巡天数据中新发现的六个超暗银河系伴星系，通过深度成像刻画其形态与恒星族群，并结合 Gaia 自行数据探讨其与已知结构的关联，揭示了最暗弱恒星系统分类的挑战。
2022-09-26 astro-ph.GA
Theoretical lower limits on sizes of ultra faint dwarf galaxies from dynamical friction
矮球状星系是已知的最小的恒星系统，在牛顿解释下，需要大量的暗物质来解释观测到的运动学。事实上，从这个意义上说，它们是已知的最严重的暗物质主导的物体。再加上新发现的超暗矮星的尺寸越来越小，使这些系统处于单个恒星上的动力学摩擦开始变得相关的状态。我们计算了压力支持的各向同性球形暗物质占主导地位的恒星系统的动力学摩擦时标，产生$τ_{DF} =0.93 (r_{h}/10 pc)^{2} (σ/ kms^{-1}) Gyr$，{其中$r_{h}$是半光半径}。对于$3 km/s$的恒星速度色散值，作为典型的最小的最近检测到的超微弱矮椭球，动力摩擦时标变得小于$10 Gyr$典型的恒星年龄为这些系统，为$r_{h}<19 pc$。因此，这就成为一个理论下限，低于这个下限，以暗物质为主的恒星系统就会因动力学摩擦而变得不稳定。我们提出了一个与已知的最小的超微弱矮椭球体的结构参数的比较，表明这些已经接近的稳定性极限推导，任何未来的检测，但更小的这样的系统将是不一致的粒子暗物质假设。
2016-07-26 astro-ph.GA physics.space-ph
The Chemical Signature of a Relic Star Cluster in the Sextans Dwarf Spheroidal Galaxy - Implications for Near-Field Cosmology
我们提出了在六分仪矮球状星系中存在[Fe/H]=-2.7的溶解星团的初步证据。我们使用化学标记技术来识别在多维化学丰度空间（C-空间）中高度聚集的恒星。在六颗恒星的样本中，有三颗，可能是四颗恒星被确定为潜在的星团星。母星团的初始恒星质量由两个独立的观测值估算得到，M*，init=1.9^{+1.5}_{-0.9}（1.6^{+1.2}_{-0.8}）× 10^5 M_sol，假设初始质量函数为Salpeter（Kroupa）。如果通过后续的光谱学证实，这个星团是迄今为止发现的最缺乏金属的系统。像六分仪这样的矮星系中残余星系团的化学特征为我们提供了一个非常强大的高红移宇宙探测器。从现有的观测数据，我们认为，在大多数新发现的超暗矮星系的平均星团质量显着低于它是在今天的银河系，可能低于更明亮的，经典的矮球状星系。此外，矮球状体的平均累积金属丰度函数低于超微弱的，这与我们的随机化学演化模型预测的金属丰度增加而增加。这两个发现，加上可能存在的Mg/Fe比值的差异，表明超暗矮星系群或其中很大一部分，以及矮球状体群，是在不同的环境中形成的，因此在起源上是不同的。
2012-08-29 astro-ph.CO 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
With and without spectroscopy: Gaia DR2 proper motions of seven Ultra-Faint Dwarf Galaxies
我们目前的平均绝对自行测量7个超微弱的矮星系绕银河系，即牧夫座III，船底座II，天鹤座II，网状II，人马座II，Segue 2和杜鹃座IV。对于其中的四个矮星，我们的自行估计是有史以来第一次提供的。采用的天体测量数据来自盖亚任务的第二次数据发布。我们确定每个星系的平均自行从一个可能的成员的初步猜测开始，根据径向速度测量或使用在盖亚（$G_{\rm BP}$ - $G_{\rm RP}$，$G$）颜色星等图中确定的水平分支的恒星在朝向UFD的视野。然后，我们反复使用天体测量学和测光完善他们的成员资格。在推导这些系统的平均自行时，我们考虑了天体测量参数之间的全协方差矩阵。我们的程序提供了平均自行与典型的不确定性$\sim0.1$ mas/yr，即使是没有事先光谱信息的星系。在Segue 2的情况下，我们发现使用径向速度成员只会导致有偏差的结果，大概是因为测量径向速度的恒星数量很少。我们的程序允许最大限度地增加每个星系的成员恒星数量，而不管先前光谱信息的存在，因此可以应用于盖亚范围内的任何微弱或遥远的恒星系统。
2018-10-16 astro-ph.GA
The Apache Point Observatory extra-Galactic Evolution Experiment (APOeGEE): Chemical Abundance Trends for Seven Dwarf Spheroidal Galaxies in the APOGEE Survey
本文利用APOGEE和Gaia数据研究银河系七个矮椭球星系的化学丰度，提出确定丰度可测量上限的新方法，发现其化学演化呈间歇性与连续性两种路径，并揭示质量、环境邻近性和恒星形成停止共同影响演化形态。
2025-11-06 astro-ph.GA
Spectroscopic analysis of Milky Way outer halo satellites: Aquarius II and Bootes II
本文利用Magellan/IMACS光谱数据分析了两个超暗弱矮星系Aquarius II和Boötes II的化学与运动学特征，测得了更精确的系统速度、金属丰度和速度弥散，并计算J因子评估了其暗物质湮灭探测潜力。
2023-02-07 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
Foreground effect on the $J$-factor estimation of ultra-faint dwarf spheroidal galaxies
矮球状星系是伽玛射线暗物质研究的重要目标。特别是，DM湮灭信号预计将在最近发现的一些附近的超微弱dSphs，这可能会给严格的约束$\mathcal{O}(1)$ TeV WIMP DM的强。然而，各种不可忽略的系统的不确定性复杂的天体物理因素的估计相关的DM搜索在这些对象。其中，前景星的影响尤其引人注目，因为即使对于未来的运动学调查，污染也是不可避免的。在这篇文章中，我们评估前景污染的影响，对天体物理学的$J$-因素估计产生模拟样本的恒星在四个超微弱的dSphs和使用未来的摄谱仪的模型。我们调查各种数据削减，以优化数据的质量，并应用可能性分析，其中考虑到成员和前景恒星分布。我们表明，在信号区域（感兴趣的区域）的前景星污染和它们的统计不确定性，可以通过插值的前景星分布在控制区域中的前景星占主导地位的成员星估计。这些区域可以在未来的光谱观测中使用具有大视场的多目标摄谱仪进行保护;例如安装在斯巴鲁望远镜上的主焦点摄谱仪。上述估计有几个优点：污染的数据驱动估计使天体物理因子的分析在复杂的前景分布中保持稳定。此外，在似然分析中考虑了前景污染效应。
2018-08-29 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
A spectroscopic binary in the Hercules dwarf spheroidal galaxy
我们提出的径向速度曲线的单线光谱二暗弱武仙座矮球状（dSph）星系，基于34个个人的光谱，涵盖了两年多的观测。这是第一次，轨道要素可以推导出一个双dSph。该系统由一颗贫金属的红巨星和一颗低质量的伴星组成，伴星可能是一颗白矮星，在中等偏心（$e=0.18$）轨道上运行135天。它的周期和离心率与星系晕中的贫金属双星完全一致，而投影的半长轴很小，在$a_p$ sin $i$ = 38 R $_{sun}$。事实上，一个非常接近的轨道可以抑制通过$s$过程核合成产生更重的元素，导致在这颗恒星中发现的中子捕获元素的丰度非常低。我们讨论了武仙座dSph的化学富集历史的进一步影响，但没有发现令人信服的二进制方案，可以合理地解释完整的，特殊的丰度模式的武仙座dSph星系。
2013-11-11 astro-ph.GA
Structural Diversity Among the Milky Way's Dwarf Spheroidal Satellites
Carnegie Mellon University（卡内基梅隆大学）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）；University of Edinburgh（爱丁堡大学）
研究银河系矮球状卫星的结构多样性，通过灵活的双幂律模型拟合恒星密度场，发现其种群有多样密度剖面形状，该模型使半光半径和恒星质量估计更不确定，强调密度剖面形状灵活性对dSph质量建模很关键。
2026-07-13 astro-ph.GA
