Dark influences: imprints of dark satellites on dwarf galaxies
在当前的$Λ$ CDM宇宙学模型的背景下，小的暗物质晕是丰富的，矮星系的卫星预计将主要是黑暗的。由于低质量星系具有较小的重子分数，与这些卫星的相互作用可能会留下特别引人注目的印记。我们揭示了这些暗卫星中最大的影响盘状矮星系和可能的动力学和形态的转变，从这些相互作用的结果。我们使用一套精心设置的，受控的孤立矮星系模拟。主矮星系在暗物质晕中只有一个恒星盘，而次矮星系则完全没有重子。我们改变盘质量，晕浓度，初始盘厚度和卫星轨道倾角。盘状矮星系被加热和破坏，由于轻微的合并事件，更极端的卫星盘质量比高，形态和运动学显着改变。此外，对于不太集中的晕，轻微的合并可以完全摧毁盘，留下一个低光度的类球状星系。我们的结论是，矮星系是非常容易受到干扰的暗星系，即使是一个轻微的合并事件可以显着破坏和改变的结构和运动学的矮星系。这一过程可能被看作是矮球状星系形成的一个新通道。
2014-11-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Quantifying dwarf satellites through gravitational imaging: the case of SDSS J120602.09+514229.5
SDSS J120602.09+514229.5是一个引力透镜系统，由一群红移z=0.422的星系对一个红移z=2.001的明亮背景星系形成。这个系统的主要特点是在爱因斯坦半径附近存在一颗发光的卫星，这使得巨大的弧形稍微变形。这使得SDSS J120602.09+514229.5成为测试我们基于网格的贝叶斯透镜建模方法的理想系统，该方法旨在独立于星系卫星的质光比来检测它们，并测量这个矮星系的质量，尽管它的红移很高。多亏了Vegetti和Koopmans 2009 a的像素化源和电位重建技术，我们能够检测到发光卫星作为对整体平滑电位的局部正表面密度校正。假设采用截断的伪贾菲密度剖面，卫星在其潮汐半径r_t=0.68”内的质量为M=（2.75+-0.04 10 ^10 M_sun。我们确定该卫星的光度为L_B=（1.6+-0.8 10 ^9 L_sun），从而得出潮汐半径内的总质光比为（M/L）_B=（17.2+-8.5）M_sun/L_sun。中央星系有一个亚等温的密度分布，一般来说，这是对星系群成员的预期。从SDSS谱中我们得到中心星系在直径为3”的SDSS孔径内的速度色散为sigma_kinem=380 ± 60 km/s。从这个测量中得到的对数密度斜率为伽马=1.7+0.25-0.30（68%CL），与从透镜模型中确定的主导透镜星系伽马的密度斜率在1-sigma范围内一致。本文…
2010-03-03 astro-ph.CO
Local Group Dwarf Galaxies: Nature And Nurture
我们在一个高分辨率的银河系大小的晕及其环境的流体动力学宇宙学模拟中研究了矮星系的形成和演化。我们的模拟包括气体冷却，恒星形成，超新星反馈，金属富集和紫外线加热。在模拟中总共形成了90个卫星和400多个孤立的矮星系，从而可以系统地研究决定其演化的内部和环境过程。我们发现95%的卫星星系在z=0时没有气体，并确定了三种气体损失机制：超新星反馈，潮汐剥离和由于再电离引起的光蒸发。富含气体的卫星星系只有在总质量超过5x10^9太阳质量时才被发现。相比之下，对于孤立的矮星系，总质量约为10^9太阳质量构成了一个急剧的转变;质量较小的星系在z=0时主要是无气体的，质量较大的孤立矮星系通常能够保留它们的气体。总的来说，我们发现矮星系的总质量是决定其恒星形成、金属富集和气体含量的主要因素，但这种剥离可以解释观测到的场矮星系和总质量接近10^9太阳质量的卫星星系之间气体含量的差异。我们还发现，通过潮汐剥离的形态转变，发光的矮星系的暗物质是不太集中比他们的恒星，不能解释高的总质量-光比的微弱的矮球状星系。
2011-03-23 astro-ph.CO
The surprising inefficiency of dwarf satellite quenching
我们研究矮卫星星系淬灭使用Geha等人（2012）NSA/SDSS目录的观测以及LCDM宇宙学模拟，以促进选择和解释。我们发现，在大质量主晕（Mhost ~ 10^12.5 - 10^14 Msun）中，只有不到30%的矮星（M* ~ 10^8.5 - 10^9.5 Msun）被确定为卫星，尽管模拟预计其中一半应该在6 Gyr之前吸积。我们的结论是，无论触发矮卫星的环境淬火的行动，该过程必须是非常低效的。我们调查了一系列简单的，单参数淬火模型，以了解需要什么来解释低淬火分数，并得出结论，要么淬火时标是非常长的（> 9.5 Gyr，一个“缓慢饥饿”的情况）或环境触发器是不匹配的维里体积内的吸积。我们讨论这些结果的事实，大多数低质量的矮卫星在本地组淬火，表面上的矛盾，可以指向一个特征的质量尺度卫星淬火。
2014-05-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
PAndAS' cubs: discovery of two new dwarf galaxies in the surroundings of the Andromeda and Triangulum galaxies
我们提出了两个新的矮星系，仙女座XXI和仙女座二十二，位于仙女座和三角座星系（M31和M33）的周围发现。这些发现源于泛仙女座考古调查（Pan-Andromeda Archaeological Survey，PAndAS）的第一年数据，这是一项利用安装在加拿大-法国-夏威夷望远镜上的Megaprime/MegaCam宽视场相机对M31/M33群进行的测光调查。这两颗卫星都表现为恒星的空间超密度，当绘制在色星等图上时，它们都遵循着距离M31/M33的贫金属（[Fe/H]=-1.8）红巨星分支。仙女座XXI是一个中等亮度的矮星系（M_V=-9.9+/-0.6），尽管表面亮度较低，再次强调许多相对明亮的M31卫星仍有待发现。它也是一颗大型卫星，半光半径接近1千秒差距，是银河系中第四大的本星系群矮球状星系，仅次于最近发现的仙女座XIX、仙女座II和人马座，并支持M31卫星比银河系中的对应卫星更大的趋势。仙女座XXII要暗得多（M_V=-6.5+/-0.8），并且距离M33比距离M31更近（42比224 kpc），这表明它可能是第一颗被发现的三角座卫星。虽然这是一个非常令人兴奋的可能性，在过去的相互作用的M33与M31和其卫星系统的命运的背景下，确认将不得不等待一个良好的距离估计，以确认其物理接近M33。加上之前在M31周围的调查中发现的矮星系，这两颗新卫星使该地区的矮球状星系数量达到20个…
2009-09-17 astro-ph.CO
Evidence that Gamma-ray Burst 130702A Exploded in a Dwarf Satellite of a Massive Galaxy
GRB 130702 A是费米卫星发现的一个邻近的长持续时间伽马射线暴（LGRB），其相关余辉被帕洛玛瞬变工厂探测到。随后的光度和光谱监测发现了一颗符合宽线的Ic型超新星（SN），在爆炸地点附近检测到的星云发射与z=0.145的红移一致。SN-GRB在距离一个倾斜的r=18.1等红色圆盘主导星系中心约7.6”的偏移处爆炸，距离一个更暗的r=23等物体中心约0.6”。我们获得了这两个天体的Ekk-II DEIMOS谱，发现它们的视线速度偏移的2σ上限为~<60 km/s。如果我们将SN-GRB坐标投影到倾斜的大质量盘星系的平面上，爆炸将有~61+-10 kpc的偏移，或~6倍于星系的半光半径。这个巨大的估计核偏移表明，微弱的来源不是大质量红星系的恒星形成区域，而是一个矮星系。矮星系的恒星形成速率约为每年0.05个太阳质量，我们将其氧丰度的上限定为12 + log（O/H）< 8.16 dex。在一个巨大的，富含金属的主星系的矮卫星中识别出LGRB表明，最近检测到的LGRB在空间上与富含金属的星系重合，在某些情况下，可能是叠加的。
2013-11-04 astro-ph.CO
Perseus I: A distant satellite dwarf galaxy of Andromeda
我们提出了一个新的矮星系，英仙座I/仙女座XXXIII，发现在仙女座（M31）附近的Pan-STARRS 1 3π调查的堆叠成像数据。距离M31 27.9°，英仙座I的日心距离为785 +/- 65 kpc，与它是M31的一颗卫星相一致，距离它的宿主374 + 14/-10 kpc。英仙座I是一个相当明亮的矮星系（M_V = -10.3 +/-0.7）的典型特征，在这个距离上的指数半光半径r_h = 1.7 +/-0.4弧分或r_h = 400 + 105/-85 pc，中等椭圆率（ε= 0.43 + 0.15/-0.17）。英仙座I之所以发现得较晚，是因为它的表面亮度相当低（μ_0=25.7 + 1.0/-0.9 mag/arcsec ^[2]），而且之前在这一区域缺乏深层的高质量测光数据。如果英仙座I被证实是M31的伴星，那么英仙座I的位置远离其宿主，可能会对M31卫星系统的整体运动产生有趣的限制。
2013-10-15 astro-ph.CO
Lacerta I and Cassiopeia III: Two luminous and distant Andromeda satellite dwarf galaxies found in the 3π Pan-STARRS1 survey
We report the discovery of two new dwarf galaxies, Lacerta I/Andromeda XXXI (Lac I/And XXXI) and Cassiopeia III/Andromeda XXXII (Cas III/And XXXII), in stacked Pan-STARRS1 r_P1- and i_P1-band imaging data. Both are luminous systems (M_V ~ -12) located at projected distances of 20.3° and 10.5° from M31. Lac I and Cas III are likely satellites of the Andromeda galaxy with heliocentric distances of 756^{+44}_{-28} kpc and 772^{+61}_{-56} kpc, respectively, and corresponding M31-centric distances of 275+/-7 kpc and 144^{+6}_{-4} kpc . The brightest of recent Local Group member discoveries, these t…
2013-05-23 astro-ph.CO
Dark influences II: gas and star formation in minor mergers of dwarf galaxies with dark satellites
有人提出，合并引起恒星爆发，并导致重要的星系形态变化。到目前为止，大多数研究都集中在大型星系上，但矮星也可能经历这样的事件，因为在和谐宇宙学模型中，晕质量函数是无标度的。值得注意的是，由于它们的质量较低，它们的大部分相互作用将与暗卫星发生。在本文中，我们遵循丰富的气体盘状矮星系的演化，因为它们经历了一个小合并与暗卫星。我们的目标是描述这种相互作用对矮星的恒星形成，形态和运动学性质的影响。我们对矮星系进行了一套精心设置的流体动力学模拟，其中包括暗物质、气体和恒星与仅由暗物质组成的卫星合并。对于主机系统，我们不同的气体分数，磁盘的大小和厚度，晕质量和浓度，而我们探索不同的质量，浓度和轨道的卫星。我们发现，相互作用导致强烈的恒星爆发的短和长的持续时间在矮星。它们的恒星形成率增加了几倍到10倍或更多。他们是最强的系统与扩展的气体盘和高气体分数合并与高浓度的卫星在一个平面，径向轨道。与银河系质量星系的类似模拟相反，许多系统经历了强烈的形态变化，即使在存在大量气体的情况下也会变成球状。模拟的系统与大量不规则矮星系和蓝色致密矮星的观测特性相比非常好。这意味着与暗卫星的合并可能正在发生，但并不完全明显，因此可能在矮星系人口的多样性中发挥作用。
2015-11-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Rapid Environmental Quenching of Satellite Dwarf Galaxies in the Local Group
在本星系群中，几乎所有的矮星系（M_star < 10^9 M_sun）都是银河系（MW）和仙女座星系（M31）的300 kpc（维里半径）以内的卫星星系，它们的恒星形成过程是静止的，几乎没有或没有冷气体。这与相对孤立的矮星系形成强烈对比，矮星系几乎都是活跃的恒星形成和富含气体。这种近乎二分法的现象意味着卫星矮星系在落入MW或M31的晕圈后会迅速转变。我们结合所观察到的静止分数的MW和M31卫星的卫星从探索局部体积模拟（ELVIS）的宇宙学放大模拟套件，以确定典型的时间尺度内的环境过程MW/M31晕去除气体和淬火低质量卫星星系的恒星形成。M_星小于10^8 M_日的卫星的猝灭时间尺度很短，小于2 Gyr，并且在较低的M_星处猝灭更快。如果把MW/M31坠落前卫星被低质量组预处理的时间包括在内，这些卫星猝灭的时间尺度可能要长1 - 2 Gyr。我们比较了以前工作中更大质量卫星星系的猝灭时间尺度，综合了M_star = 10^{3-11} M_sun可观测范围内卫星星系猝灭的性质。随着卫星M_star的增加，卫星猝灭时间尺度迅速增加，在M_star ~ 10^9 M_sun时，猝灭时间尺度在~9.5 Gyr处达到峰值，在M_star更高时，猝灭时间尺度迅速减小到< 5 Gyr at M_star >5 x 10^9 M_sun。总的来说，与麦哲伦云相似，M_star ~ 10^9 M_…
2015-07-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark influences III. Structural characterization of minor mergers of dwarf galaxies with dark satellites
在目前的和谐宇宙学中，小晕被认为是完全黑暗的，并且在轻微的合并相互作用期间可以显著地扰动低质量星系。这些相互作用很可能有助于矮星系人口的多样性。在这个领域中的矮星系经常被观察到在结构，形态和运动学上有特殊性，以及没有明显原因的恒星形成的强烈爆发。我们的目标是描述矮星系与暗卫星的微小合并的特征，以帮助它们的观测识别。我们探索和量化的各种结构，形态和运动学指标合并矮星系及其残余物使用一套流体动力学模拟。与暗卫星合并的最敏感指标是气体和恒星分布的大不对称性，增强的中心表面亮度和星爆，以及冷气体和恒星成分之间的速度偏移和错位。一般而言，合并系统涵盖最常用指标的各种值，而孤立对象往往具有更有限的值。有趣的是，我们在模拟中发现，恒星形成的显著偏心爆发可以精确定位暗卫星的位置。具有这种特点的观测系统也许是最有希望揭示迄今失踪卫星的存在的系统。
2016-09-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Satellite Dwarf Galaxies in a Hierarchical Universe: Infall Histories, Group Preprocessing, and Reionization
在本星系群（LG）中，几乎所有在银河系（MW）和仙女座星系（M31）维里半径内的卫星矮星系都表现出强烈的环境影响。这些卫星的轨道历史提供了理解MW/M31晕、低质量星系团和宇宙再电离对矮星系演化的作用的关键。我们使用ELVIS宇宙学放大无耗散模拟48 MW/M31类晕，研究了M_star = 10^{3-9} M_sun的卫星的维里下落历史。在z = 0时，土星在z = 0.5 - 1时通常在5 - 8 Gyr前落入MW/M31晕。然而，它们通常在7 - 10 Gyr之前在z = 0.7 - 1.5时首次落入任何宿主晕。这种差异的出现是因为许多卫星在落入MW/M31晕之前，在另一个主晕中经历了“群预处理”，通常是M_vir ~ 10^{10-12} M_sun。质量较低和/或接近MW/M31的卫星落在较早的位置，并且更有可能经历过成组预处理;所有M_star < 10^6 M_sun的卫星中有一半在一组中进行了预处理。内陷集团也推动了MW/M31晕内的大多数卫星-卫星合并。最后，在z = 0时，没有一个幸存的卫星在再电离过程中（z > 6）处于其MW/M31晕的维里半径内，只有< 4%的卫星在再电离过程中是任何其他宿主晕的卫星。因此，宇宙再电离与主晕环境对LG中幸存矮星系形成历史的影响发生在不同的时期，通常相隔2 - 4 Gyr，因此它们在理论上和原则上是可分离的。
2015-05-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Limits to dark matter properties from a combined analysis of MAGIC and Fermi-LAT observations of dwarf satellite galaxies
我们提出了第一个MAGIC/费米-LAT联合搜索的暗物质湮灭伽马射线信号的矮卫星星系。我们结合了158小时的观测Segue 1的MAGIC和6年的观测15矮卫星星系的费米-LAT。我们得到的限制湮灭截面的暗物质粒子质量之间的10 GeV和100 TeV -有史以来最广泛的质量范围内探索的连贯和全面的分析。我们的新的包容性分析方法是完全通用的，我们建议使用它来执行一个全球性的，灵敏度优化的暗物质搜索相结合的数据从现在和未来的伽马射线和中微子探测器。
2015-08-25 astro-ph.CO astro-ph.HE
Dark Matter in the Milky Way's Dwarf Spheroidal Satellites
银河系的矮球状卫星包括已知的最近、最小和最不明亮的星系。它们也表现出动力学质量和发光质量之间的最大差异。本文回顾了发展的经验约束的结构和运动学的dSph恒星星族，并讨论了这种现象如何转化为限制的数量和分布的暗物质内dSph。对宇宙学和暗物质的粒子性质的一些含义进行了讨论，并确定了未来研究的一些主题/问题。
2012-05-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Search for Satellite Galaxies of Nearby Star-Forming Galaxies with Resolved Stars in LBT-SONG
我们目前的结果，从解决恒星星族搜索矮卫星星系附近的6个（D $<5$ Mpc），亚银河系的质量主机使用深（$m\sim27$马格）光学成像的大双筒望远镜。我们进行图像模拟，以量化我们的检测效率在很大范围内的亮度和大小的矮星，并开发一个快速的基于目录的仿真器，其中包括未解决的光度混合的治疗。我们没有发现新的矮星卫星，但我们恢复了两个以前已知的矮星（DDO 113和LV J1228+4358）与$M_{\text{V}}<-12$，躺在我们的调查体积。我们预览了一个新的理论框架，使用解析概率分布函数来预测卫星光度函数，并将其应用于我们的样本，发现我们预测的经典矮星和暗矮星（$M_{\text{V}}\sim-7.5$）比我们在观测样本中发现的少一个（即，观察样本略微头重脚轻）。然而，观测样本（2）中的矮星总数与理论预期非常一致。有趣的是，DDO 113显示出环境淬灭的迹象，LV J1228+4358则是潮汐干扰，这表明低质量宿主可能比以前认为的更严重地影响它们的卫星。
2021-08-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
The number of tidal dwarf satellite galaxies in dependence of bulge index
我们发现，在SDSS的星系动物园2中具有相似光度的螺旋星系中，隆起指数（定义为较大的隆起/盘比）与Kaviraj等人（2012）目录中的潮汐矮星系数量之间存在显着的相关性（高达5 sigma）。在标准的冷或暖暗物质宇宙学模型中，卫星星系的数量与暗物质宿主晕的圆周速度相关。在没有冷或热暗物质的广义引力模型中，这种相关性不存在，因为由于缺乏暗物质引起的动力学摩擦，宿主星系无法捕获下落的矮星系。然而，在这样的模型中，膨胀质量和卫星星系的数量之间预计存在相关性，因为膨胀和潮汐矮卫星星系在宿主星系之间的相遇中形成。这并不是暗物质模型所预测的，在暗物质模型中，凸起质量和卫星的数量是先验不相关的，因为更高的凸起/盘比并不意味着更高的暗/亮比。因此，我们的相关性再现了没有暗物质的情况下的预测，而一个解释是不容易找到的先验预测的标准场景与暗物质。需要进一步的研究来探索标准理论的某些应用是否可以解释这种相关性。
2015-11-30 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
On the assembly of the Milky Way dwarf satellites and their common mass scale
我们使用粒子标记技术动态填充N体通过Lactea II高分辨率模拟与恒星。该方法使用观测到的银河系卫星的光度函数和它们的恒星星族的浓度进行校准，并且自洽地遵循祖矮星的吸积和破裂以及在宇宙学“活宿主”中恒星晕的建立。将恒星星族分配给无碰撞粒子的简单处方能够再现所观察到的银河系晕及其幸存的矮卫星的许多特性，如速度分散，大小，亮度轮廓，金属丰度和空间分布。我们的模型预测存在大约1，850个暗晕，其中包含超过斯隆数字巡天探测阈值的“极暗”卫星（质光比> 5，000）。其中，约有20个是“第一星系”，即在红移9之前形成恒星质量超过10 Msun的卫星星系。模拟中最亮的10颗卫星（L> 1 e6 Lsun）都是由暗晕所承载的，它们的峰值圆速度在V_max=10-40 km/s之间，在红移为1.7< z <4.6时被吸积后，它们的暗质量减少了80%到99%。卫星最大圆速度与恒星视线速度色散的关系为V_max=2.2 sigma_los。我们应用一个标准的质量估计算法的基础上的Jeans建模的视线速度色散分布的模拟矮椭球体，并测试这种技术的准确性。在我们的模型中，目前可探测卫星的内部（300 pc以内）质光关系几乎是平的，与银河系矮星中发现的“共同质量尺度”定性一致。然而，我们确实预测了这些天体的微弱但显著的正相关：M_300 ~L^{0.088 \pm 0.024}。
2011-11-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dwarf Spheroidal Satellite Formation in a Reionized Local Group
矮球状卫星星系已经成为小尺度暗物质聚集和宇宙再电离的有力探测器。它们与场中的矮不规则星系和高密度环境中的球状星系具有结构和化学连续性。通过结合经验的限制，在低的气体柱密度和金属丰度的恒星形成在本地宇宙与模型的暗物质和重子质量大会，我们提供了一个分析描述的矮椭球体如何获得其恒星的内容。它们的祖先形成恒星，直到气体含量，最初从宇宙平均水平减少了再电离星系际介质的热压，最终在祖先吸积到宿主星系的过程中被冲压压力剥离。不同光度的矮球状卫星似乎共享非常相似的最大规模的祖先的历史，达到阈值的气体冷却的原子线发射的时代，在该拉格朗日体积的本地集团应该已经再电离。我们假设矮椭球体形成的大部分恒星在部分旋转支持HI磁盘在再电离宇宙。该模型解释了“共同质量标度”关系，并再现了经验的光度-尺寸和光度-金属丰度关系。爆发性反馈现象，例如由超新星协同作用驱动的外流，在矮球状体的形成中并不重要。我们进一步推测，真正的再电离前化石应该表现出与矮椭球体不同的结构，例如，以密集的孤立星团或核星团的形式存在。
2014-02-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evolution of the Milky Way halo by accretion of dwarf satellite galaxies
在冷暗物质方案中，等级合并范例是通过次级晕的微小合并形成大质量星系晕的自然结果，并且由此形成它们固有的恒星晕。虽然这也必须调用的银河系，晕星和矮球状星系的化学和运动学相干的背景下，尚未解决的一个重点，目前的研究。为了研究这个问题，我们模拟的化学动力学演化系统的卫星从宇宙学通过Lactea II模拟银河系环境相似，但在早期。
2011-03-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
The cumulative star-formation histories of dwarf galaxies with TNG50. I: Environment-driven diversity and connection to quenching
我们提出的累积恒星形成历史（SFHS）的>15000矮星系（$M_{*}=10^{7-10}M_{\odot}$）从TNG 50运行的IllustrisTNG套件在广泛的环境。决定矮星SFH的关键因素是它们作为中心或卫星的地位以及它们的恒星质量，与卫星和低质量矮星相比，中心和更大质量的矮星平均在较晚的时间聚集它们的恒星质量。卫星（在总质量为$M_{200c,\,host}=10^{12-14.3}M_{\odot}$的宿主中）在~ $7.0_{-5.5}^{+3.3}$ Gyr前组装了其z=0恒星质量的90%，而中心体只在~ $1.0_{-0.5}^{+4.0}$ Gyr前组装了其z=0恒星质量的90%。TNG 50预测了一个大的多样性，在SFH的中心和卫星，使堆叠的累积SFH是代表TNG 50矮人人口只有在平均意义上，个别侏儒可以有显着不同的累积SFH。具有最高恒星质量与宿主质量比的卫星矮星具有最新的恒星质量组合。在固定的恒星和主机晕质量，发现更接近集群中心，或吸积在较早的时间，显示显着早期恒星质量大会。这些趋势，以及SFH本身的形状，是一个不同的比例在一个给定的子样本淬火与恒星形成星系，表现出明显不同的SFH形状的表现。我们还发现了一个微妙的效果，即卫星矮星在z=0的最大质量的主机在早期有较高的SFR，以及最终落入到他们的z=0主机之前，相比控制样本的中心质量匹配的吸积时间。这…
2021-01-28 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
Co-orbiting satellite galaxy structures are still in conflict with the distribution of primordial dwarf galaxies
本星系群中的两个主要星系都有平面分布的共轨卫星星系，银河系的巨大极结构（VPOS）和仙女座大平面（GPoA）。$Λ$ CDM宇宙学模型没有预测这些特征。然而，根据最近的三项研究，GPoA的性质和VPOS的平坦化是基于次晕的$Λ$ CDM卫星系统的共同特征，并且GPoA可以自然地由沿着冷气流获取的卫星来解释。指出了这些研究中存在的一些方法学问题：模型卫星的选择与观测卫星的选择不同，或者考虑了不完整的观测约束条件，或者观测卫星的分布与基本假设不一致。一旦这些问题得到解决，结论是不同的：像VPOS和GPoA的功能是非常罕见的（每个概率$\lesssim 10^{-3}$，和组合概率$< 10^{-5}$），如果卫星是从$Λ$ CDM模拟结合半解析模型，沿冷流吸积是没有自然的解释GPoA。平面矮星系结构的起源在星系形成的标准范式中仍然无法解释。
2014-06-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
More satellites around the nearby spiral galaxy NGC 7331
本文报道了在距NGC7331约50kpc的投影距离上探测到的两个矮星系，并对该螺旋星系中矮星系的物理性质提出了怀疑。
2017-01-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evolution of LMC/M33-mass dwarf galaxies in the EAGLE simulation
在EAGLE星系形成模拟中，我们研究了与大麦云（LMC）和M33相似的恒星质量的矮星系的人口。在这个领域，星系居住在晕中，恒星与晕的质量比为$1.03^{+0.50}_{-0.31}\times10^{-2}$（68%的置信水平）;像LMC这样的系统，有一个SMC质量的卫星，居住在大约1.3倍的晕中，这表明LMC晕质量为$M_{200}=3.4^{+1.8}_{-1.2}\times10^{11}M_\odot$（68%的置信水平）。矮星的颜色分布是双峰的，红色星系（$g-r>0.6$）主要是卫星星系。红LMC质量矮星的比例是15%的中心，而对于卫星，这一比例随着宿主质量的增加而迅速增加：从银河系（MW）质量晕卫星的10%到近90%的集团和集群卫星。猝灭时间尺度，定义为时间后，当一半的卫星已获得红色，主机质量从${>}5$陀螺MW质量主机到$2.5$陀螺集群质量主机。与场星系相比，MW质量晕的卫星星系具有更高的恒星形成率和更蓝的颜色。这是由于在吸积后不久，气体压缩引发了恒星形成的增强。LMC和M33都增强了最近的恒星形成，这可能是这一过程的表现。在进入它们的MW质量的宿主之后，LMC质量的矮星的$g-r$颜色在前2个Gyrs变得更蓝，之后它们迅速变红。LMC质量的矮星只是相对最近才落入它们的MW质量宿主，其中一半以上的进入时间小于3.5 Gyrs。
2018-06-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark matter halo properties of the Galactic dwarf satellites: implication for chemo-dynamical evolution of the satellites and a challenge to $Λ$CDM
本研究利用非球形质量模型分析银河系矮卫星系运动学数据，发现部分星系暗物质晕呈尖峰分布，且部分卫星系暗物质密度显著低于模拟子晕，对 $Λ$CDM 模型提出挑战。
2023-06-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Luminosity Functions and Host-to-Host Scatter of Dwarf Satellite Systems in the Local Volume
类银河系低质量卫星是研究小尺度结构和星系形成的重要探针。然而，通过距离测量确认候选卫星仍然是当地卷（LV）快速进展的关键障碍。我们测量表面亮度波动（SBF）的距离最近编目矮卫星周围的10个大规模的主机在$D<12$ Mpc确认关联。这些主机的卫星系统是完整的，在搜索足迹范围内，大部分污染物都被清除了，从$M_g{\sim}-9$到$-10$。加入这个样本与主机调查，以比较或更好的完整性在文献中，我们探讨如何以及宇宙学模拟结合常见的恒星晕质量关系（SHMR）匹配观测到的卫星光度函数在经典的卫星光度制度。采用与水动力学模拟相匹配的SHMR，预测的总体卫星丰度与观测结果吻合较好。MW在LV宿主中的光度功能是非常典型的。与最近的研究结果相反，我们发现，主机到主机的散射模型预测的是在密切的协议与所观察到的系统之间的散射，一旦观察到的系统的不同质量被考虑在内。然而，我们发现重要的证据表明，所观察到的系统有更多的明亮和更少的微弱的卫星比SHMR模型预测，需要更高的归一化的SHMR周围的晕质量的$10^{11}$ \msun \比目前在常见的SHMR。这些结果表明附近的卫星系统在推断低质量制度的星系-晕下连接的效用。
2020-06-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Hubble Space Telescope Observations of Two Faint Dwarf Satellites of Nearby LMC Analogs from MADCASH
利用哈勃空间望远镜对两个位于本地体积大麦云云（LMC）类似物晕中的矮星系进行了深空成像研究。这些矮星系是在我们的Subaru+Hyper Suprime-Cam MADCASH巡天中发现的：MADCASH-1是NGC 2403的卫星（D~3.2 Mpc），MADCASH-2是NGC 4214附近的一个以前未知的矮星系（D~3.0 Mpc）。我们的HST数据达到每个矮星的红巨星分支（TRGB）尖端以下>3.5等，使我们能够推导出它们的结构参数并评估它们的恒星星族。我们测量TRGB距离（MADCASH-1的$D=3.41^{+0.24}_{-0.23}$ Mpc和MADCASH-2的$D=3.00^{+0.13}_{-0.15}$ Mpc），并确认它们与宿主星系的关联。MADCASH-1是一个非常古老的贫金属恒星系统（年龄~13.5 Gyr，[M/H] ~ -2.0），类似于许多本群矮星。MADCASH-2的CMD模型表明，它包含了大多数古老的贫金属恒星（年龄约13.5 Gyr，[M/H] ~ -2.0），但其恒星质量的10%形成于1.1- 1.5 Gyr前，约1%形成于400- 500 Mar前。鉴于其最近的恒星形成，我们搜索MADCASH-2的中性氢使用绿岸望远镜，但没有发现排放和估计上限的HI质量的$<4.8\times10^4 M_{\odot}$。这是已知的在本星系群（$M_…
2021-05-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Thin disk of co-rotating dwarfs: a fingerprint of dissipative (mirror) dark matter?
最近的观测表明，M31周围大约有一半的矮卫星星系在一个近似与银河系对齐的薄平面内运行。有人认为，如果这些矮卫星星系起源于在古代合并事件中形成的潮汐矮星系，那么这种观察以及其他几个特征可以得到解释。然而，如果暗物质是无碰撞的，那么潮汐矮星系应该没有暗物质--这种情况很难与矮卫星星系是暗物质主导的观测相一致。我们认为，耗散暗物质的候选者，如镜像暗物质，提供了一个简单的解决方案，这个难题。
2013-10-19 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Fuzzy dark matter dynamics in tidally perturbed dwarf spheroidal galaxy satellites
本文通过模拟潮汐扰动下的矮椭球星系卫星，发现模糊暗物质孤子具有长期呼吸模式而冷暗物质没有，并证明该特征可印记在恒星示踪体动力学上，从而可被高精度天体测量观测到。
2023-12-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Cosmic Abundance of Classical Milky Way Satellites
我们研究了斯隆数字巡天中与银河系和M31大小和孤立度相似的星系周围最明亮的经典矮椭球体卫星的丰度。从光度和光谱红移的组合，我们绑定的平均值和内在散射的卫星数量下降到10个星等比银河系暗。限制的幅度比人马座亮，我们表明，银河系是不是一个显着的统计离群值在其人口的经典矮椭球。在较暗的星等，我们发现一个上限为13的卫星比天炉座矮椭球亮的平均数。利用全光度红移分布来改善这些限制的方法是有希望的，但目前在最低红移处受到不完整性的限制。理论模型被用来解释为什么大多数环绕银河系的暗物质暗晕在制造最亮的矮椭球体的光度尺度上效率低下，或者为什么这些暗晕不存在。
2012-07-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
A common surface-density scale for the Milky Way and Andromeda dwarf satellites as a constraint on dark matter models
在试图放置一个明确的约束暗物质模型，我们定义和估计的平均表面密度的最大圆速度的半径内的暗晕，这是派生的各种星系与任何暗物质密度分布。我们发现，这种表面密度一般是恒定的，在很宽的范围内的最大圆速度$\sim$ 10至400公里s $^{-1}$，在每个星系的不同密度分布无关。这种常见的表面密度在高晕质量尺度被发现自然复制的冷和暖暗物质（CDM和WDM）模型，即使没有采用任何拟合程序。然而，在矮星系尺度上，我们已经从银河系和仙女座矮卫星，共同的表面密度，只有在一个大规模的WDM粒子质量的范围内，而CDM提供了一个合理的协议，所观察到的恒定性。这是由于在低晕质量尺度下CDM和WDM晕的质量浓度关系存在显著差异。为了解释WDM模型中矮星系尺度的普遍表面密度，我们建议WDM粒子需要重于3 keV。
2015-04-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
The edge of galaxy formation III: The effects of warm dark matter on Milky Way satellites and field dwarfs
在本系列的第三篇论文中，我们研究了粒子质量为$m_\mathrm{WDM}=3\,\mathrm{keV}$的暖暗物质对宇宙中最小星系的影响。我们提出了一个样本的21个流体动力学宇宙学模拟的矮星系和20个模拟的卫星-宿主星系的相互作用，我们都在冷暗物质（CDM）和暖暗物质（WDM）的情况下进行。在WDM模拟中，我们观察到一个更高的临界质量的恒星形成的开始。在WDM中，结构生长被延迟，因此WDM晕的恒星星族比CDM晕平均年轻两个陀螺。然而，尽管这种延迟的恒星形成，CDM和WDM星系都能够再现观测到的速度色散，恒星质量，大小和金属丰度的标度关系在$z=0$。WDM卫星晕在银河系质量主机更容易受到潮汐剥离，由于其浓度较低，但他们的星系甚至可以生存更长的时间比CDM同行，如果他们生活在一个暗物质晕与陡峭的中央斜坡。与我们以前的CDM卫星研究一致，我们观察到WDM卫星的中央暗物质密度斜率由于剥离而变陡。CDM和WDM之间卫星星系平均恒星年龄的差异，可以在未来用于解开这两个模型。
2019-02-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Semi-analytic Inference of Satellite Densities in the Cold Dark Matter Model Part I. Comparison to Ultra-faint Dwarf Kinematics
Leinweber Institute for Theoretical Physics, University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校莱因韦伯理论物理研究所）；Theoretical Physics Group, Lawrence Berkeley National Laboratory（劳伦斯伯克利国家实验室理论物理组）；Department of Physics, Princeton University（普林斯顿大学物理系）；Department of Physics and Astronomy, University of California - Irvine（加州大学尔湾分校物理与天文学系）；Center for Computational Astrophysics, Flatiron Institute（平顿研究所计算天体物理学中心）
本研究通过半解析方法对比银河系极暗矮星系的两种密度估计，发现其中心暗物质密度与冷暗物质范式预期存在约2.4σ差异，为检验CDM模型提供了新的稳健程序。
2026-07-31 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
A census of dwarf galaxy satellites around LMC-mass galaxy NGC 2403
本研究作为MADCASH巡天的一部分，首次对LMC质量级星系NGC 2403的卫星矮星系开展全面普查，识别出149个候选体并验证完备性，卫星光度函数与理论吻合，为后续11个同类宿主星系的统计研究奠定基础，可约束低质量宿主的星系形成等级模型。
2024-10-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
Ultra-light Dark Matter is Incompatible with the Milky Way's Dwarf Satellites
矮星系的密度分布是一个高度变化的集合。如果暗物质是一种超轻粒子，如轴子，那么模拟预测一个独特的和独特的配置文件。如果轴子质量大到足以适合超暗矮（UFD）卫星（$m\gtrapprox 10^{-21}$ eV），那么模型就不适合天炉座和玉夫座的密度分布，并且被超过$3-σ$的置信度排除。如果轴子的质量在可以拟合天炉座和玉夫座矮椭球体的质量分布的质量范围内，那么它的扩展分布意味着UFD的巨大质量（$\approx10^{11}-10^{12}M_{\odot}$）。这些大质量的UFDS被排除在$3-σ$以上的信心动力学摩擦参数。考虑到UFD的恒星形成历史和恒星质量，这种张力会进一步增加。除非未来的重子反馈超轻暗物质（ULDM）模拟显示晕的密度结构发生重大变化，否则当前的数据与ULDM方案不相容。放松经典矮星系的斜率限制将导致排除质量小于$6\times10^{-22}$ eV的ULDM。
2020-03-05 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
No globular cluster progenitors in Milky Way satellite galaxies
为了寻找银河系球状星团的可能祖先，我们对银河系中170个球状星团和11个典型的银河系卫星星系进行了轨道积分，并在银河系+卫星势中回溯了11 Gyr，包括MW对大麦云云的响应以及动力学摩擦对卫星星系的影响。为了评估可能的过去协会，我们设计了一个球状星团-卫星结合标准的基础上，卫星的潮汐半径和逃逸速度，我们测试球状星团与人马座矮星系和矮星系与大麦云云。对于这些，我们成功地恢复了以前的研究所强调的动力学协会，我们通过使用盖亚EDR 3数据推导出银河系的吸积时间。假设银河系球状星团是和一直免费的暗物质，因此由恒星单独组成，我们证明，没有任何球状星团显示任何明确的关联与8个经典矮球状星系，即使他们中的一大部分被认为是吸积。这意味着吸积的球状星团要么是作为现在被破坏的卫星星系的一部分进入的，要么是球状星团过去可能有暗物质晕--正如球状星团和矮星系之间类似的金属丰度所暗示的那样。
2022-09-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
The dynamics of isolated Local Group galaxies
我们测量了本星系群中7个孤立矮星系（NGC 6822、IC 1613、VV 124（UGC 4879）、飞马座矮不规则星系（DDO 216）、狮子座A、鲸鱼座和宝瓶座（DDO 210））中862颗红巨星的速度。我们还计算了速度色散，考虑到个别恒星的测量不确定性。没有一个孤立的星系比密集的本星系群卫星星系密度更大。孤立矮星系与银河系和M31的卫星星系在速度色散--半光半径平面上没有明显的区别。孤立星系和卫星星系的动力学和结构参数的相似性限制了环境对大到不能倒问题的解决方案，其中有比冷暗物质模拟预期的更少的致密矮卫星星系。这个数据集在矮星系演化方面也有许多其他的应用，包括矮不规则星系向矮球状星系的转变。我们打算在今后的工作中探讨这些问题。
2014-01-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmic Environment as the Primary Driver of Dwarf Satellite Statistics
Kharazmi University（卡拉兹米大学）；Shahid Beheshti University（沙希德·贝赫什提大学）
本文研究了宇宙环境对矮卫星数量和分布的影响，通过分析不同环境下的卫星统计特性，揭示了宿主星系质量、形态和恒星形成活动在不同宇宙时间尺度上的演化规律。
2026-05-20 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
Classifying the satellite plane membership of Centaurus A's dwarf galaxies using orbital alignment constraints
半人马座A周围的卫星星系平面变平，可能是同向旋转的，如果这不仅仅是一个偶然的排列，那么就增加了已经被充分研究的银河系和M31平面与结构形成的$Λ$ CDM模型之间预先存在的紧张关系。最近有报道称，半人马座A卫星平面（CASP）可能是旋转支撑的，但在没有完整三维速度的情况下，对系统运动学的进一步理解是难以捉摸的。我们约束的横向速度的27颗卫星，将旋转稳定的半人马座A平面，并分类的卫星是否可能的轨道是一致的CASP。五颗卫星被确定为不太可能参与飞机，其中两颗显然不是成员。尽管他们以前报告的视线速度趋势表明一个共同的共同旋转运动，17 22个潜在的CASP成员是一致的，无论是在整个范围内的可能的运动学，以及当限制轨道的平面内的轨道方向。另一方面，忽略发现与CASP成员资格不一致的5颗离面卫星，将CASP视线速度趋势的重要性提高了5倍。我们的结果是强大的半人马座A晕的不同质量估计，并通过球形或三轴NFW潜力。
2023-01-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Determining Satellite Infall Times Using Machine Learning
银河系（MW）卫星的一个关键未知数是它们的轨道历史，特别是它们被吸积到MW系统上的时间，因为它标志着它们经历了许多环境过程。我们提出了一种新的方法来确定下落时间，即使用神经网络（NN）算法。NN在EAGLE流体动力学模拟中的MW类似物上进行训练，以预测矮星系是否是第一次坠落或后溅星系，并推断其坠落时间。由此产生的神经网络预测与85%的准确性，如果一个星系目前的维里半径以外是一个后溅卫星，并确定了一个典型的68%的置信区间为4.4 Gyrs的落入时间。将神经网络应用于具有盖亚EDR3自行的MW矮星，我们发现所有300 kpc以内的矮星都在星系晕内。总体MW卫星吸积速率与理论预测一致，除了晚些时候，当MW显示出第二个峰值时，在1.5 Gyrs的回望时间对应于LMC及其卫星的坠落。我们还发现，超微弱矮星的淬火时间没有显着的相关性与下落时间，从而支持的假设，他们在再电离过程中淬火。相比之下，恒星质量高于$10^5~M_\odot$的矮星被发现与星系晕内的环境淬灭一致，恒星形成在坠入后平均在$0.5^{+0.9}_{-1.2}$ Gyrs停止。
2023-02-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
New dark matter analysis of Milky Way dwarf satellite galaxies with MADHATv2
利用Fermi-LAT 14年数据及MADHATv2代码，对54个矮椭球星系的暗物质湮灭约束进行分析，发现Carina III可增强约束约3倍，并强调验证其性质及测量J因子的重要性。
2024-05-28 astro-ph.CO hep-ph
Radial Distributions of Dwarf Satellite Systems in the Local Volume
围绕银河系（MW）类主机的低质量卫星的径向空间分布是模拟小尺度结构的重要基准。该分布对中心盘引起的subhalo的破坏敏感，并且可以指示在MW类似物的模拟中观察到的破坏是否是人为的（即，数字的）或物理的。我们认为一个样本的12个调查良好的卫星系统MW样主机在本地卷是完整的$M_V<-9$和150预计千秒差距。我们研究了卫星的径向分布，并与$Λ$ CDM宇宙学模拟进行了比较，包括大盒子宇宙学模拟和MW级晕的高分辨率放大模拟。我们发现，所观察到的卫星是显着更集中比模拟系统。几个观察到的主机，包括MW，是相对于模拟主机过于集中的$\sim2σ$离群值，而没有观察到的主机集中程度低于模拟。该结果对于测量径向浓度的不同方式是稳健的。我们发现这种差异对于明亮的$M_V<-12$卫星更为显著，这表明这不是观测不完整的结果。我们认为，这种差异可能是由于人工干扰的模拟，但是，如果是这样的话，这有重要的影响恒星晕质量关系是允许在低质量制度所观察到的丰富的卫星。
2020-06-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark matter substructure and dwarf galactic satellites
十年前，分辨率越来越高的宇宙学模拟被用来证明冷暗物质（CDM）晕的维里化区域充满了大量密集的引力束缚的团块。这些暗物质暗晕是在CDM晕形成的合并和吸积的分级序列中幸存下来的强引力潮汐力和动力学摩擦的晕的中心区域。与观测结果的比较表明，在固定孔径内，银河系和仙女座的暗晕和发光卫星的丰度与它们的圆速度或束缚质量之间存在明显的差异。这种巨大的差异，后来被称为“子结构”或“失踪卫星”问题，需要一个解释。在本文中，我回顾了在过去几年中所取得的进展，无论是在量化的问题，并在探索可能的情况下，它可以容纳和解释的背景下，星系形成的结构形成的CDM范式的框架。特别是，我表明，所观察到的光度函数，径向分布，和发光卫星的内部密度分布的显着相似性可以理解在分层CDM框架内使用一个简单的模型，在该模型中，恒星形成的效率单调下降，减少维里质量卫星吸积之前，没有任何实际的尖锐的星系形成阈值。
2009-06-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dwarfs in the Milky Way halo outer rim: first in-fall or backsplash satellites?
狮子座T是一颗富含气体的矮星，距离银河系414千秒差距$(1.4R_{\rm vir})$（MW），目前被认为是第一次接近。在这里，我们提出了一个分析的轨道计算向后的时间与我们的新代码{ \sc delorean}的矮，探索一系列的系统不确定性，如MW维里质量和吸积，M31潜力，和宇宙膨胀。我们发现，在银河系静止标准框架低于$|\vec{u}_{\rm t}^{\rm GSR}|\!\leq\! 63^{+47}_{-39}{\rm\, km\, s^{-1}}$的切向速度的轨道导致后溅的解决方案，即轨道，进入和离开MW暗物质晕在过去，和速度高于$|\vec{u}_{\rm t}^{\rm GSR}|\!\geq\!21^{+33}_{-21}{\rm\, km\, s^{-1}}$导致宽轨道后溅的解决方案与最小近心范围的$D_{\rm min}\!\geq\!38^{+26}_{-16}{\rm \,kpc}$，这将使这颗卫星生存气体剥离和潮汐破坏。此外，新的自行估计与我们的后溅解决方案的区域相匹配。我们将我们的方法应用于其他遥远的MW卫星，为无气体的鲸鱼座和波江座II找到了一系列气体剥离后溅的解决方案，为它们缺乏冷气体提供了一个可能的解释，而只有第一个落入解决方案被发现用于HI丰富的凤凰I。我们还发现，宇宙膨胀可以延迟他们的第一近心通道相比，非膨胀的情况下。这项研究探讨了这些遥…
2020-07-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Tidal stirring of Milky Way satellites: a simple picture with the integrated tidal force
本星系群中的大多数矮球状星系可能是通过与银河系的潮汐相互作用等环境过程形成的。我们通过N体模拟矮星系在银河系周围七个不同轨道上的演化来研究这个过程。矮星系最初由旋转的恒星盘和暗物质晕组成。由于潮汐力的作用，它失去了质量，盘逐渐转变为球体，而恒星运动变得越来越随机。我们测量的特征尺度长度的矮，其最大圆周速度，质量，形状和运动学的函数的综合潮汐力沿轨道。如果它们经历的总潮汐力相同，则演化的矮星的最终性质非常相似，而与轨道的实际大小和偏心率无关。
2010-11-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
M31 Satellite Masses Compared to LCDM Subhaloes
我们比较运动学的M31的卫星星系的subhaloes，他们预计居住在LCDM的质量配置文件。我们认为最大的一个大约M31大小的晕subhaloes，以下的假设单调的星系亮度subhalo质量映射。虽然这种丰度匹配关系与银河系和M31明亮卫星的光度下的星系运动学数据一致，但它与较暗的矮星系（L <~ 10^8 Lsun）的运动学数据不一致。将M31的矮球体（dSph）卫星的运动学与半晕进行比较，发现M31的dSph卫星密度太低，与半晕的质量分布不一致。银河系dSphs和它们预测的subhalo之间也有类似的差异，即“太大而不能失败”的问题。相比之下，矮椭圆（和类似的明亮）卫星的总质量分布与subhaloes一致。然而，它们的暗物质含量有很大的系统不确定性，因为它们的半光半径内的重子有很大的贡献（可能是主要的贡献）。
2014-03-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
The number of dwarf satellites of disk galaxies versus their bulge mass in the standard model of cosmology
本星系群中的三个主要星系，即M31、银河系（MW）和M33的球核质量与它们的矮球状星系数量之间存在着相关性。在LG之外具有类似光度的旋涡星系中也有类似的相关性。这些相关性似乎在标准的等级星系形成中并不存在。在这方面的贡献，并为第一次，我们提出了一个定量调查的期望的标准模型的宇宙学这种可能的关系使用星系目录的基础上千禧-II模拟。我们的主要样本由位于晕中心的盘星系组成，其维里质量范围与M33，MW和M31相似。对于这个样本，我们发现一个平均趋势（虽然非常大的分散）类似于在LG中观察到的一个;盘星系在较重的晕平均主机较重的凸起和大量的卫星。此外，我们研究了具有非常相似的恒星或晕质量的盘星系的子样本（但在凸起质量上跨越了2-3个数量级的范围），并没有发现卫星数量与凸起质量的明显趋势。我们的结论是，虽然对于一个广泛的星系质量范围的关系出现（这似乎是一个表现的卫星数晕质量相关性），对于一个狭窄的卫星数和膨胀质量之间没有关系的标准模型。需要进一步的研究来更好地理解标准模型对这种可能关系的期望。
2018-11-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Probing baryonic processes and gastrophysics in the formation of the Milky Way dwarf satellites: I. metallicity distribution properties
本文研究了类MW主星系周围矮卫星星的化学性质，探讨了超新星反馈、宇宙再电离和H $_2$冷却等重子过程对它们的可能影响，以及当前和未来的观测对这些过程的制约。我们用半解析模型生成类MW星系，用基准模型再现类MW矮星的光度函数和恒星金属丰度-恒星质量关联。利用模拟的类MW星系，我们重点研究了它们的矮星的三个金属丰度性质：矮星群体的恒星金属丰度-恒星质量相关，以及单个矮星中恒星金属丰度分布的贫金属和富金属尾。结果表明：（1）恒星金属丰度-质量关联的斜率对SN反馈强度和再电离时期敏感，（2）富金属尾的延伸主要对SN反馈强度敏感，（3）贫金属尾的延伸主要对再电离时期敏感，（4）富金属尾的延伸主要对SN反馈强度敏感，（5）贫金属尾的延伸主要对再电离时期敏感。（4）三种化学性质对H $_2$冷却过程均不敏感;和（5）我们的模型结果与当前恒星金属丰度观测斜率的比较--恒星质量关系表明，局部宇宙的再电离早于宇宙平均值，局部源可能对局部区域的再电离有重要贡献，并且中等到强的SN反馈强度是优选的。未来对恒星金属丰度分布的富金属和贫金属尾部的观测将进一步限制SN反馈和再电离过程。
2014-06-16 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
