Orbit-based dynamical models of the Sculptor dSph galaxy
利用史瓦西轨道叠加方法建立了矮球状星系的球对称动力学模型。这种类型的建模产生了对总质量分布（例如封闭质量和尺度半径）以及对系统轨道结构（例如速度各向异性）的约束。因此，与更常用的Jeans模型相比，这种方法不太容易受到假设引入的偏差，并且它允许我们以稳健的方式导出暗物质含量。在这里，我们提出了我们的结果为玉夫座矮球状星系，模拟数据集上测试我们的方法后。我们拟合了第二和第四速度矩分布，以打破质量各向异性简并。对于一个NFW暗物质晕剖面，我们发现在1 kpc范围内的Sculptor质量为M_1 kpc = 1.03 \pm 0.07 x 10^8 Msol，并且它的速度各向异性剖面是切向偏置的，几乎与半径成常数。优选的浓度（c ~ 15）对于其暗物质质量来说是低的，但在N体宇宙学模拟中发现的散射内是一致的。当我们让中心对数斜率α的值变化时，我们发现最佳拟合模型的α = 0，尽管在1 σ置信水平下NFW尖点或更浅是一致的。另一方面，对数中心斜率α < -1.5的非常尖形的密度剖面强烈不利于Sculptor。
2013-08-06 astro-ph.CO
Schwarzschild models of the Sculptor dSph galaxy
利用Schwarzschild方法建立了一个矮球状星系的球对称动力学模型。这种类型的建模产生对总质量分布（例如封闭质量和尺度半径）以及对所建模系统的轨道结构（例如速度各向异性）的约束。因此，我们不仅可以推导出这些系统的暗物质含量，而且还可以探索可能的形成情景。在这里，我们提出了初步结果的雕塑dSph。我们发现在1千秒差距内，Sculptor的质量为8.5 \times 10^（7 \pm 0.05）M \odot，它的各向异性分布是切向偏置的，在中心附近稍有各向同性。对于NFW分布，优选浓度（~15）与宇宙学模型相容。非常尖的密度剖面（比NFW更陡）强烈不利于Sculptor。
2011-10-21 astro-ph.CO
The extremely low-metallicity tail of the Sculptor dwarf spheroidal galaxy
我们目前的丰度为七颗恒星在（极）低金属丰度的尾的玉夫座矮球状星系，从光谱与X-射手的ESO VLT。目标是从钙II三重（CaT）调查的矮丰度和径向速度队（DART）使用最新的校准。在七颗极贫金属候选者中，有五颗恒星被确认为极贫金属（即，[Fe/H]<-3 dex），其中[Fe/H]=-3.47 +/- 0.07是我们最缺乏金属的恒星。根据单个Fe线的测量，所有样品都在[Fe/H]=-2.5 dex左右或以下。这些值与CaT预测一致，在误差条内。七颗恒星中没有一颗是富碳的。我们估计这是一个纯粹的机会效应的可能性为2-13%，这可能表明与银河系晕相比，玉夫座中富含碳的极贫金属恒星的比例较低。[α/Fe]比值显示的范围从+0.5到-0.5，比银河系样本中看到的变化更大，尽管通常在1- 2西格玛范围内保持一致。一颗星看起来有点铁强化。我们的程序星显示没有偏离银河系的铬和重元素钡和锶的丰度趋势。然而，有几颗恒星的钠丰度低于银河系的值。总体而言，我们的结论是，CaT线是一个成功的金属丰度指标下降到极贫金属制度，并在玉夫座矮星系中的极贫金属恒星的化学性质更类似于他们的银河系晕当量比更富含金属的人口的恒星。
2013-01-20 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Dark matter cores in the Fornax and Sculptor dwarf galaxies: joining halo assembly and detailed star formation histories
我们结合详细的恒星形成历史的天炉座和玉夫座矮球状体的质量大会的历史，他们的暗物质（DM）晕祖先估计，如果超新星II型（SNeII）的能量沉积是足够的，以创建一个实质性的DM核心。假设SNeII注入DM粒子的能量效率为$ε_{\rm gc}=0.05$，我们发现，一个单一的早期事件，$z \gtrsim z_{\rm infall}$，它结合了所有SNeII的能量，由于爆炸超过0.5 Gyr，足以在雕塑家和天炉座创造一个几百秒差距的核心。因此，我们的研究结果表明，这是积极合理的形成核心冷暗物质（CDM）晕通过早期幕式气体外流触发SNeII。此外，基于清洁发展机制的合并率和相空间密度的考虑，我们认为，随后的完全再生的尖点的概率是很小的一个相当大的比例的侏儒大小的晕。
2014-01-28 astro-ph.CO
Manganese in dwarf spheroidal galaxies
我们提供了锰丰度（校正的超精细结构的影响）的大量恒星在矮球状星系的玉夫座和天炉座，并在船底座和六分仪dSph星系的数量较少。在这些星系中，已经确定了许多其他元素的丰度，包括α和铁峰，这使我们能够建立[Mn/Fe]和[Mn/α]与[Fe/H]图。锰丰度意味着在所有四个星系检查的恒星亚太阳[Mn/Fe]比。在Sculptor中，[Mn/Fe]在[Fe/H] \sim -1.8和-1.4之间大致保持恒定，并在较高的铁丰度下降低。在天炉座中，[Mn/Fe]与[Fe/H]之间没有任何显著的差异。dSph星系的[Mn/alpha]和[Fe/H]之间的关系明显系统地偏离了银河系，这反映了各自星系不同的恒星形成历史。[Mn/alpha]行为可以解释为II型和Ia型超新星的金属依赖的Mn产额的结果。我们还计算了化学演化模型的恒星形成的历史相匹配的经验确定的雕塑家，天炉座，船底座，并为锰产量的超新星Ia，这被认为是恒定的或可变的金属丰度。观察到的[Mn/Fe]与[Fe/H]的关系，在雕塑，天炉座，和船底座可以复制的化学演化模型，包括金属依赖的Mn产量从超新星Ia。
2012-03-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
HSTPROMO Internal Proper Motion Kinematics of Dwarf Spheroidal Galaxies: II. Velocity Anisotropy and Dark Matter Cusp Slope of Sculptor
Institute for Astronomy, University of Edinburgh（爱丁堡大学天文研究所）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；Center for Astrophysical Sciences, The William H. Miller III Department of Physics & Astronomy, Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学天体物理科学中心）；Dept. of Astronomy & Space Science, Kyung Hee University（庆熙大学天文与空间科学系）；Centre for Statistics, University of Edinburgh（爱丁堡大学统计中心）；Department of Physics and Astronomy, University of Utah（犹他大学物理与天文系）
通过HST观测Sculptor星系，研究其运动各向异性及暗物质分布，发现暗物质密度斜率为0.29±0.31，排除了尖峰模型。
2026-01-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark Matter Cores and Cusps: The Case of Multiple Stellar Populations in Dwarf Spheroidals
一些矮球状（dSph）星系被认为包含一个更广泛的，金属贫人口与平坦的速度色散曲线，和一个更集中的，金属丰富的人口与速度色散下降半径。这两个群体可以建模与金分布函数（DF）在等温和急剧截断的限制，分别。我们认为，截断的金属丰富的人口可以追溯到恒星形成气体的空间分布。假设D是中心总势的泰勒展开式中第一个非常数项的指数（对于NFW晕，D=1;对于核心晕，D=2）。然后，我们表明，提高到D/2功率的人口的半光半径的比率必须小于视线速度色散的比率。专门的情况下，雕塑dSph，我们开发了一种技术，同时适合两个人口与国王的DF。这使我们能够在0.2和1.2 kpc之间的径向范围内以前所未有的精度确定Sculptor dSph的质量分布。我们发现，核心晕模型是首选尖晕模型，似然比检验拒绝NFW模型在任何显着性水平高于0.05%。更令人担忧的是，最适合的NFW模型要求c<20的浓度，这不是矮星系的宇宙学首选范围。我们的结论是，dSphs中多个种群的运动学为星系形成理论提供了一个实质性的新挑战，现有证据的权重强烈反对中心的暗物质尖点。
2011-09-21 astro-ph.CO
Cores in Classical Dwarf Spheroidal Galaxies? A Dispersion-Kurtosis Jeans Analysis Without Restricted Anisotropy
我们尝试使用一种新的方法来测量两个矮椭球星系天炉座和玉夫座中的暗物质的密度，该方法采用基于无碰撞玻尔兹曼方程的二阶矩和四阶矩的Jeans方程（即视线恒星速度的方差和峰度）。与以前的相关努力，我们允许径向和切向的二阶和四阶矩的各向异性，以彼此独立地变化。我们应用该方法模拟数据，并建立在一定程度上，它似乎能够打破与二阶仅牛仔裤分析的退化。当我们将这项技术应用于实际数据时，我们对天炉座内部密度的理解并没有得到很大的改善，仍然可以用一个非常尖的或核心的密度轮廓来拟合。然而，对于Sculptor，我们发现该技术表明数据与陡峭的剖面不相容，取芯剖面似乎更一致。以及提出这些新的结果，并将它们与文献中的其他估计进行比较，我们试图理解为什么该技术在一个系统中比其他系统更有效。
2013-05-03 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Spectroscopic versus Photometric Metallicities: Milky Way Dwarf Spheroidal Companions as a Test Case
目标。利用红巨星支星推导光度金属丰度的方法适用于已分辨的恒星星族，通常假设它们主要由单龄恒星星族组成。我们探讨了混合年龄的恒星星族的存在对推导光度金属丰度的影响。方法.我们使用光度数据集的五个银河系矮椭球雕塑家，六分仪，船底座，天炉座，狮子座II，以获得他们的光度金属丰度分布函数从他们解决红巨星分支使用等时线的达特茅斯恒星演化数据库。我们比较光度金属丰度与公布的光谱金属丰度的基础上分析的近红外钙三重态（钙T），无论是在金属丰度尺度的Carretta & Gratton和达特茅斯等时线定义的规模。此外，我们比较光度金属丰度与已公布的光谱金属丰度的基础上光谱合成和中分辨率光谱，并在高分辨率光谱可用。结果光谱和光度测定金属丰度样品的平均属性是可比的内在散射的每种方法，虽然平均金属丰度dSphs与显着的中间年龄人口分数可能被低估的光度测定方法高达十分之几的dex在[Fe/H]。恒星的光谱减去光度金属丰度的差异显示了沿基准光谱金属丰度范围的广泛的值，与那些矮球状体具有较高比例的中间年龄人口的倾向，有系统地降低光度金属丰度。这种差异甚至在纯粹的旧雕塑家dSph的情况下也存在，当与中等或低分辨率的金属丰度测量进行比较时，人们会天真地期望非常好的匹配。总的来说，在~-2dex ~-1.5dex的金属丰度范围内，Ca T金属丰度和光度金属丰度之间的一致性非常好。我们发现，测光方法是可靠的，在星系中包…
2011-05-30 astro-ph.CO
The Horizontal Branch of the Sculptor Dwarf galaxy
我们已经进行了第一次详细的模拟的水平分支的玉夫座矮球状星系的合成建模技术的手段，始终考虑到恒星形成的历史和金属量的演变，确定从主序列和红巨星分支光谱观测。整个分析中唯一的自由参数是红巨星分支星的综合质量损失。这是第一次计算与星系复杂的恒星形成历史一致的合成水平分支模型并与观测结果相匹配。我们发现，恒星形成的历史所涵盖的金属丰度范围，由观测的约束，再加上一个简单的质量损失法，使我们能够覆盖HB星的全星等和颜色范围。此外，沿着观测到的水平分支的数量分布，也可以重现，只要红巨星分支的质量损失是温和的金属丰度依赖，在固定的金属丰度非常小的分散。还很好地再现了天琴座RR型星的星等、金属丰度和周期分布。没有多余的明亮物体需要增强He模型。在水平支上没有增强He星的特征与在玉夫座和其他矮星系中观测到的O-Na关系的缺乏是一致的，并证实了本群矮星系和球状星团种群之间的内在差异。我们还比较了观测到的红巨星分支凸起的亮度与合成的对应物，并发现了一个差异-理论凸起更亮-类似于在银河系球状星团中观察到的。
2013-09-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraining Self-Interacting Dark Matter with the Milky Way's dwarf spheroidals
自我相互作用的暗物质是一个有吸引力的替代冷暗物质的范例，只有当它能够大大减少中心密度的矮大小的晕，而保持密度和形状的集群大小的晕在目前的限制。考虑到后者表面上的严格性质，近十年来，人们一直认为SIDM只有在自散射的截面强烈依赖于速度时才是可行的。然而，最近有人提出，每单位质量的恒定截面σ_T/m~ 0.1cm ^2/g足以实现所需的效果。我们明确调查这一说法使用高分辨率宇宙学模拟银河大小的晕，并发现，类似于冷暗物质的情况下，这样的截面产生大量的subhaloes，这是不一致的经典矮椭球体的运动学，特别是与推断的天炉座和雕塑家的质量分布的斜率。如果在矮球尺度下σ_T/m~ 1cm ^2/g，这个问题就解决了。由于这个值可能与几个星系团的晕形状不一致，我们的结果只为速度无关的自相互作用暗物质模型留下了一个小窗口，可以作为冷暗物质的独特替代品。
2013-01-04 astro-ph.CO
The star formation history of the Sculptor Dwarf Irregular Galaxy
本文研究了玉夫座星系群NGC 7793亚群中的一个富气矮星系SDIG的解析恒星星族，并推导了该星系的SFH。我们构建一个CMD档案HST观测，并检查其恒星的内容。我们推导出它的SFH使用最大似然拟合的CMD。CMD显示SDIG包含的恒星年龄从1000万年到几个Gyr，就像MS、BL、明亮的AGB和RGB星所显示的那样。年龄小于2.5亿年的年轻恒星的空间分布局限于中心区域，年轻MS星的密度峰值偏离中心。中等年龄和较老的恒星在空间上延伸得更多。SDIG主要由中等年龄的恒星组成，平均年龄为6.4Gyr。推断的平均金属丰度为[M/H] \approx-1.5 dex。它的SFH与恒定的SFR一致，除了年龄小于~ 2亿年。寿命平均SFR为1.3 × 10 ^{-3} Mo/年。最近超过1亿年，出现了一次SF爆发，其速率约为平均SFR的2-3倍。从CMD模型推断的最近SFR高于从星系的Ha通量推断的;我们解释这意味着IMF的上端由于SFR低而没有被完全采样。此外，观测到CMD中缺少明亮的蓝色恒星可能表明SFR在10^7年的时间尺度上下降。先前的SF增强似乎发生在6亿-11亿年前，幅度与最近的1亿年相似。类似峰值SFR和持续时间的较早爆发将无法用这些数据解析。观测到的SF增强表明SDIG能够维持复杂的SFH，而不会与最近的大质量星系相互作用。对SDIG的整个历史进行SFR积分，得到的恒星总质量为…
2012-11-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Star Formation History and Chemical Evolution of the Sextans Dwarf Spheroidal Galaxy
我们提出的恒星形成的历史和化学演化的六分仪dSph矮星系作为一个函数的银河中心距离。我们使用由Yuk & Lee（2007，ApJ，668，876）开发的SMART模型并采用封闭箱模型进行化学演化，从$42' \times 28'$场中恒星的$VI$测光中推导出这些。对于六分仪15 Gyr的年龄，我们发现$>$ 84%的恒星形成于11 Gyr之前，显著的恒星形成期为15 - 11 Gyr（$\sim$ 65%的恒星形成于13至15 Gyr前，而$\sim$ 25%的恒星形成于11至13 Gyr前），可检测到的恒星形成持续到至少8 Gyr前，中部地区的恒星形成历史比外围地区更长，中部和外围地区的恒星形成率差异在11至13 Gyr前最为明显。蓝离散星是否被解释为中等年龄的主序星影响了4至8 Gyr前恒星形成历史的结论，但这最多只是一个痕量的人口。我们发现，在第一个Gyr内，恒星的金属丰度在中心区迅速增加到[Fe/H]=-1.6，在外围区迅速增加到[Fe/H]=-1.8，此后变化缓慢。计算得到的几种元素的丰度比与文献中基于高分辨光谱的观测数据符合得很好。我们的结论是，在这个星系中的恒星星族的径向梯度的主要驱动程序是恒星形成的历史，自洽驱动的化学富集的历史。
2009-07-29 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$…
2011-09-07 astro-ph.CO
Spatial dependence of the Star Formation History in the Central Regions of the Fornax Dwarf Spheroidal Galaxy
给出了天炉座矮球状星系三个区域的恒星形成历史和年龄-金属丰度关系。他们对从星系中心到超过一个核心半径的区域进行采样，这使得研究银河系中心梯度成为可能。在所有的例子中，我们发现了年龄为12 Gyr的恒星，以及中间年龄和年轻的恒星星族。最后的恒星形成事件，年轻的1 Gyr，主要位于中心区域，这可能表明星系外部的气体储存库比中心更早耗尽或被潮汐相互作用移除。AMR在三个分析区域中平稳增加，并且彼此相似，表明在天炉座核心半径内和周围没有明显的金属丰度梯度。在天炉座的早期SFH中，没有明显的全球UV再电离或局部SNe反馈的痕迹。我们的研究是基于FORS1@VLT光度计和IAC-star/IAC-pop/MinnIAC程序包来确定恒星星族的SFH。
2013-05-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Canarias Einstein Ring: a Newly Discovered Optical Einstein Ring
我们报告发现的光学爱因斯坦环的玉夫座星座，IAC J 010127 -334319，在附近的玉夫座矮球状星系。它是一个直径为$\sim 4.5\, {\rm arcsec}$的几乎完整的环（$\sim 300^{\circ}$）。这一发现是在检查暗能量相机（DECam）存档成像数据时偶然发现的。通过在$10.4$ m大望远镜CANARIAS（GTC）上用光谱仪OSIRIS进行观测，推导出透镜和光源两个组成部分的光谱红移，证实了该天体的性质。透镜是一个巨大的早型星系，红移为${\rm z}=0.581$，而源星系是一个红移为${\rm z}=1.165$的星暴星系。产生透镜效应的总封闭质量估计为${\rm M_{tot}=(1.86 \pm 0.23) \,\cdot 10^{12}\, {\rm M_{\odot}}}$。
2016-05-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Impact of axisymmetric mass models for dwarf spheroidal galaxies on indirect dark matter searches
矮球状体是银河系的低光度卫星星系，主要由暗物质（DM）组成。因此，它们是利用伽马射线观测寻找暗物质湮灭信号的主要目标。虽然典型的假设是，这些卫星星系的暗物质密度分布可以描述的球形对称Navarro-Frenk-White（NFW）的配置文件，最近的恒星运动学的观测数据表明，DM晕周围的这些星系更好地描述轴对称配置文件。出于这样的证据，我们分析了大约7年的PASS 8费米数据的7个经典矮星系，包括天龙座，采用广泛使用的NFW配置文件和观测动机的轴对称密度配置文件。对于四个选定的矮星（六分仪，船底座，雕塑家和天炉座）轴对称质量模型建议核心的密度配置文件，而不是通常采用的尖形配置文件。我们发现，上限的湮灭截面，这些矮星显着高于使用NFW配置文件实现的。因此，使用球形对称尖点轮廓（如NFW）获得的文献中的上限可能被高估。我们的研究结果表明，它是非常重要的，以获得准确的约束暗物质湮灭截面，使用观测动机的密度分布超出通常采用的NFW。
2017-07-06 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
The Star Formation & Chemical Evolution History of the Fornax Dwarf Spheroidal Galaxy
本文介绍了CTIO/MOSAIC对天炉座矮球状星系中半径为r_ell \sim 0.8度的约270.000颗恒星的B、V和I滤光片的深测光。结合精确定标的光度测量和单个红巨星分支星的光谱金属丰度分布，我们得到了天炉座详细的恒星形成和化学演化历史。天炉座主要由中等年龄（1-10 Gyr）的恒星星族组成，但也包括古老（10-14 Gyr）和年轻（<1 Gyr）的恒星。我们发现，天炉座显示出径向年龄梯度，更年轻，更富含金属的人口占主导地位的中部地区。这证实了以前工作的结果。在0.8度的椭圆半径范围内，即距离中心1.9千秒差距，从最早期到2.5亿年前，形成了总质量为4.3 × 10^7兆太阳的恒星。使用详细的恒星形成的历史，年龄估计确定的上RGB，光谱丰度的个别恒星，给出了年龄金属丰度关系的天炉座dSph从个别恒星。这表明，在8-12 Gyr前，天炉座的平均金属丰度从[Fe/H]<-2.5 dex迅速上升到[Fe/H]=-1.5 dex，之后，一个更渐进的富集导致了一个狭窄的、明确的序列，在3 Gyr前达到[Fe/H] \sim -0.8 dex，\sim。这些年龄也使我们能够测量化学元素的积累作为时间的函数，从而确定单个化学元素演化的详细时间尺度。当[Fe/H]>-1.5 dex时，[Mg/Fe]迅速下降，年龄变化趋势明显。
2012-06-29 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
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
A Troublesome Past: Chemodynamics of the Fornax dwarf spheroidal
我们提出了令人信服的证据的复杂性天炉座矮球体。通过解开红巨星分支中的三个不同的恒星亚群，我们能够详细研究运动学和金属丰度之间的依赖关系。一个定义明确的速度分散，空间浓度和金属丰度的排序是显而易见的亚群。我们还提出了老年人和中年人的角动量矢量之间的显着不一致的证据。根据HST对天炉座自行的测量，这对应于反向旋转。这些成分被用来构建一个新的天炉座矮球状体的进化历史，其特征是一个绑定对后期合并。
2012-08-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Mass assembly history and infall time of the Fornax dwarf spheroidal galaxy
我们使用宇宙学模拟，利用天炉座的恒星运动学特性来识别天炉座矮球状星系的暗物质次晕宿主候选者。我们考虑冷暗物质（CDM），暖暗物质（WDM），和衰变暗物质（DDM）模拟我们的模型的结构形成。CDM中的次晕候选物通常在z = 0处具有比WDM和DDM中的对应候选物更小的质量和更高的浓度。我们研究了在CDM模拟中确定的~ 100个天炉座候选subhalos的形成历史，并使用subhalos的近似光度-质量关系，我们发现其中两个subhalos与天炉座的光度和运动学都是一致的。这两个subhalo的峰值质量比它们的z = 0质量大10倍以上。我们认为，在CDM中，承载天炉座的暗物质晕必须被严重剥离质量，并且它在9 Gyr前进入银河系。在WDM中，我们发现与天炉座的性质一致的候选子晕具有相似的下沉时间和相似的质量损失程度，而在DDM中，我们发现较晚的下沉时间为3 - 4 Gyr前，质量损失明显较少。我们讨论了这些结果的背景下，天炉座恒星形成的历史，并表明，这些预测的subhalo的下降时间可以链接到不同的恒星形成淬火机制。这强调了暗物质的性质与驱动星系演化的机制之间的联系。
2015-09-22 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
The star formation history of CALIFA galaxies: Radial structures
我们研究的径向结构的恒星质量表面密度（$μ$）和恒星星族年龄的函数的总恒星质量和形态的一个样本的107个星系的CALIFA调查。利用化石记录恢复了质量从10 $^9$到10 $^{12}$ M $_\odot$的球状和盘状星系的恒星形成历史。我们推导出半质量半径，我们发现星系的质量平均比光密度小15%。对于盘状星系，HMR/HMR随质量的增加而减小，但在球状星系中几乎是常数。我们发现，星系平均恒星星族年龄，恒星灭绝，和$μ$是很好的代表，他们的值在1。恒星星族年龄的负径向梯度支持由内而外的形成。较大的内部年龄梯度出现在最大质量的盘状星系中，这些星系具有最突出的凸起;较小的年龄梯度出现在类似质量的球状体中。盘状和球状星系显示出负的$μ$梯度，随着恒星质量的增加而变陡。在球状星系中，$μ$饱和在一个临界值，这是独立的星系质量。因此，所有的大质量球状星系在相同的半径（单位为）上都有相似的局部$μ$。超过1光年区域的SFH与其本地的$μ$有很好的相关性，并遵循与星系平均年龄和$μ$相同的关系，这表明本地恒星质量表面密度保持了盘的SFH。然而，球状核的SFH与恒星总质量的关系更为密切，因为尽管所有的球状体星系在$μ$中都具有相似的径向结构，但恒星年龄的径向结构随星系质量的变化而变化。因此，星系质量是一个更基本的性质在球状系统，而当地的恒星质量表面密度是更重要的磁盘。
2013-10-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Unbiased constraints on ultralight axion mass from dwarf spheroidal galaxies
有人建议，矮球状星系（dSphs）的内部动力学可以用来测试是否超轻轴子与$m_a\sim 10^{-22}\text{eV}$是一个首选的暗物质候选人。然而，与理论预测的比较往往是不确定的，原因很简单，虽然大多数宇宙学模型只考虑暗物质，但人们只观察到重子。在这里，我们使用现实的银河系dSph的运动学模拟数据目录表明，“质量各向异性简并”在牛仔裤方程导致有偏见的界限未知的暗物质晕配置文件的星系中的轴子质量。在具有多个化学动力学成分的星系中，这种偏差可以通过模拟每个子群中的质量来部分消除。然而，模拟数据的分析表明，轴子质量的最小偏差的限制直接从拟合的各个化学动力学组件的光度平均速度色散的结果。将我们的分析应用于两个dSph的已报道的恒星子组件，天炉座和玉夫座，并假设晕轮廓没有受到重子的作用，分别得到核心半径$r_{c}>1.5$ kpc和$r_c> 1.2$ kpc，以及$m_a<0.4\times 10^{-22}\text{eV}$在97.5%的置信度。这些界限是在紧张局势与观测卫星的数量来自简单的（但保守的）估计的subhalo质量函数在银河系类星系。我们将讨论重子反馈如何影响我们的结果，以及如此小的轴子质量对宇宙结构增长的影响。
2017-08-21 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
The Accretion History of the Milky Way: III. Hydrodynamical Simulations of Galactic Dwarf Galaxies at First Infall
本文通过流体动力学模拟研究了首次落入银河系晕的矮星系，重现了Sculptor、Antlia II和Crater II的结构特征，揭示了冲压剥离、潮汐冲击及不同初始条件导致矮星系处于非平衡演化阶段。
2023-11-23 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Chemical Evolution of the Carina Dwarf Spheroidal
我们探讨了一系列的化学演化模型的本地集团矮球状（dSPH）星系，船底座。我们的工作的一个新的方面是删除的恒星形成历史（SFH）作为一个“自由参数”的建模，利用，而不是其颜色星等图（CMD）约束SFH。通过在建模中改变银河风、再吸积和冲压压力剥离的相对作用，我们聚集在一个有利的场景上，该场景强调了风和再吸积各自的作用。虽然我们的模型是成功的，在恢复大多数元素丰度模式，类似的成功是不是所有的中子俘获元素。忽略汽提的影响导致预测的气体分数相对于观察到的气体分数高出大约两个数量级。
2012-10-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
