A Deep Photometric Look at Two of Andromeda's Dwarf Spheroidals: X and XVII
我们使用大双目照相机的深宽视场测光来研究最近发现的仙女座X和仙女座XVII（和X和和XVII）矮星系的恒星和结构特性。使用水平分支（HB）的平均视星等，我们得到了621 +- 20 kpc到And X和734+- 23 kpc到And XVII的距离，比以前基于红巨星分支（RGB）观测的估计更接近60 kpc。因此，我们的研究结果保证反对使用RGB提示方法来确定与人口稀少的RGB系统的距离，并显示如何至关重要的HB观测在获得准确的距离系统，如这些。我们发现And X是一个相对较暗（MV = -7.36）、高度拉长（e = 0.48）的星系，距离仙女座星系174 ± 62 kpc。XVII更亮（MV = -8.61），以M31为中心的距离为73 kpc，这使它成为距离仙女座最近的卫星之一。这两个星系都是贫金属的：我们得出And X的<[Fe/H]>=-2.2，而And XVII的<[Fe/H]> =-2.0，这与高光度矮星更富金属的关系相一致。此外，这两个星系都显示出相当大的内在金属丰度差异（And X和And XVII分别为0.2和0.3 dex），与多个恒星星族一致。
2011-01-11 astro-ph.CO
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
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
Pegasus V -- a newly discovered ultra-faint dwarf galaxy on the outskirts of Andromeda
我们报告在飞马座发现了一颗超微弱的矮星。Pegasus~V（Peg~V）最初是在DESI Legacy Imaging Surveys的公开成像数据发布中识别的，并通过Gemini/GMOS-N的深度成像进行了确认。颜色星等图显示了稀疏的红巨星分支（RGB）人口和蓝色水平分支恒星的高密度。我们测量到Peg~V的距离为$D=692^{+33}_{-31}$ ~kpc，使其成为仙女座的远距离卫星，具有$M_V=-6.3\pm0.2$和$r_{\rm half}=89\pm41$ ~pc的半光半径。它位于距仙女座$\sim260$ ~千秒差距的光环外围。RGB与[Fe/H] $=-3.2$的贫金属等时线拟合良好，表明其非常贫金属。这一点，结合其蓝色的水平分支，可能意味着它是一个再电离化石。这是第一次在泛仙女座考古调查区以外发现超微弱的矮星，并指出在我们最近的邻居的郊区有一个丰富的微弱的卫星人口。
2022-04-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Challenge to MOND from ultra faint dwarf galaxies
低加速度下的修正牛顿动力学（MOND）在解释星系平坦的自转曲线以及星系的重子含量与它们的观测圆速度之间的关系（称为重子Tully-Fisher关系（BTFR））方面具有惊人的能力。MOND模型不能解释观测到的超暗矮星系的速度色散，其理由是超暗矮星系比冷暗物质模型更容易发生潮汐破裂。我们证明：（i）潮汐内部加速度在UFD的比例是非常低的，（ii）有没有相关性之间的偏差UFD从MOND的预测作为潮汐敏感性的函数，（iii）最近的约束盖亚自行分析的轨道参数的UFD加剧了挑战MOND。特别是，盖亚的数据表明大熊座I正在经历一次最近的落入银河系的光环，它与MOND在7- $σ$水平上的不一致不能归因于它是一颗早期的落入卫星。此外，来自Gaia DR 2的新数据表明Willman I具有所有UFD中最小的偏心轨道，并且它在4- $σ$水平上偏离MOND不能归因于先前建议的高偏心轨道。最后，鉴于杜鹃座III是唯一观测到的显示潮汐特征的UFD，网穴II和Segue I是另外两个可能挑战MOND的UFD，因为它们与杜鹃座III的银河系中心距离相当，但没有显示潮汐特征。宽双星是否膨胀了UFD的速度色散仍然是一个有待解决的问题，未来的多历元观测。
2021-06-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Testing MOG, Non-Local Gravity and MOND with rotation curves of dwarf galaxies
修正引力（MOG）和非定域引力（NLG）是广义相对论的两种替代理论。他们能够解释螺旋星系和星系团的旋转曲线，而不包括暗物质（Moffat & Rahvar 2013，2014; Rahvar & Mashhoon 2014）。在弱场近似下，这两个理论有类似的形式，有效引力势有两个分量：（i）牛顿引力，引力常量增加了一个因子$(1+α)$;（ii）汤川型势，产生一个长度标度为$1/μ$的排斥力。在这项工作中，我们比较了小东西目录中的矮星系的旋转曲线与MOG，NLG和修正的牛顿动力学（MOND）的预测。我们发现，这些理论的通用参数，可以拟合的旋转曲线的矮星系与更大的恒星质量的光比相比，在银河系附近的恒星。未来对矮星系中恒星质量函数的直接观测可以检验不同的修正引力模型。
2017-02-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Verlinde's emergent gravity versus MOND and the case of dwarf spheroidals
在最近的一篇论文中，Erik Verlinde发展了一种有趣的可能性，即时空和引力可能从底层微观理论的纠缠结构中出现。在这幅图中，暗物质的产生是对粒子物理学标准模型的响应，它来自于构成宇宙暗能量成分的离域自由度。然后，暗物质物理学由一个特征加速度标度$a_0$来调节，该标度与我们所居住的（准）德西特宇宙的半径相一致。对于点粒子物质源，或扩展球对称物体外，恢复了MOND的经验拟合公式。然而，当考虑星系的内部结构时，Verlinde的理论与MOND理论有很大的不同，在一个规则的大质量天体的中心有2倍的不同。为了说明，我们使用银河系的八个经典矮球状卫星。这些物体是模型的完美测试平台，因为它们近似球对称，测量运动学，并确定丢失的质量。我们表明，没有最大变形的假设，Verlinde的理论可以适合矮椭球体的速度色散曲线，而不需要额外的暗粒子成分。如果考虑到最大变形，该理论导致的质光比略大于恒星星族和形成历史研究的预期。我们还比较了我们的结果与McGaugh { \it et al}最近的唯象插值MOND函数，并发现一个偏离，对于这些星系，是一致的散射在当前的观测。
2018-04-16 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Dissipative Dark Matter and the Andromeda Plane of Satellites
我们表明，耗散暗物质可以潜在地解释大观测质量与光的比例的矮卫星星系，已被观察到在最近确定的平面结构仙女座周围，这被认为是由于在星系合并的潮汐力。然而，由普通圆盘产生的矮星系将是暗物质贫乏的，银道面内的暗物质不仅提供了暗物质的来源，而且由于暗物质的较低速度，它更容易被束缚。这个最初的N体研究表明，在重子盘中有一个薄的暗物质盘，当潮汐力拉出与暗盘的图姆雷不稳定性尺度相似的斑块时，可以产生高达O（30）的质光比。将需要一个完整的模拟来确认这一结果。
2014-12-04 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
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
Testing Modified Newtonian Dynamics with Rotation Curves of Dwarf and Low Surface Brightness Galaxies
矮星系和低表面亮度星系是测试修正牛顿动力学（MOND）的理想对象，因为在大多数这些星系中，加速度低于MOND适用的阈值。我们从文献中选取了27个矮星系和低表面亮度星系的样本。MOND成功地解释了在这里提供的样本中大约四分之三的星系的观测旋转曲线的一般形状。然而，对于剩下的四分之一，MOND不能充分解释观察到的旋转曲线。考虑到我们样本中星系的距离和倾角的不确定性，一小部分糟糕的MOND预测是可以预料的，这不一定是MOND的问题。我们还采用MOND加速度常数a_0作为自由参数进行拟合，以确定任何系统趋势。我们发现，似乎有一个中心表面亮度和最佳拟合值的a_0之间的相关性，在这个意义上说，较低的表面亮度星系往往有较低的a_0。然而，这种相关性强烈地依赖于少数星系，其旋转曲线可能是不确定的，因为无论是酒吧或翘曲。如果没有这些星系，那么这种趋势的证据就更少了，但是我们发现的a_0 ~ 0.7*10^-8 cm s^-2的平均值比以前的研究结果要低一些。如果外部引力场很重要，那么a_0的拟合值可能会更低。
2010-05-29 astro-ph.CO
A Vast Thin Plane of Co-rotating Dwarf Galaxies Orbiting the Andromeda Galaxy
矮卫星星系被认为是原始结构人口的残余物，这些原始结构合并形成了像银河系这样的巨大星系。早期的分析指出，矮星系可能不是各向同性地分布在我们的银河系周围，因为有几个矮星系与HI发射流相关，并且可能形成共面的星系群。这些怀疑得到了最近分析的支持，有人声称，卫星表面上的平面分布在标准宇宙学中是无法预测的，不能简单地代表过去相干吸积的记忆。然而，其他研究对这一结论提出了质疑。在这里，我们报告的存在（99.998%的显着性）的一个平面子群的卫星在仙女座星系，包括约50%的人口。该结构非常巨大：直径至少为400 kpc，但也非常薄，垂直散射<14.1 kpc（99%置信度）。径向速度测量表明，在这个结构中的卫星有相同的旋转方向围绕他们的主机。这一发现最终表明，大量的矮卫星星系共享相同的动力学轨道特性和角动量的方向，为我们理解这些最暗物质占主导地位的星系的起源提供了新的见解。有趣的是，我们确定的平面大致与银河系圆盘的极点对齐，并且与银河系到仙女座的位置矢量共面。在大质量星系晕中存在如此广泛的相干运动学结构是一个必须在星系形成和宇宙学框架内解释的事实。
2013-01-03 astro-ph.CO
Isolated and non-isolated dwarfs in terms of modified Newtonian dynamics
在修正的牛顿动力学（MOND）的框架内，我们调查的两个矮旋涡星系的运动学属于非常不同的环境，即KK 246在本地虚空和Holmberg II在M81组。首次提出了KK 246自转曲线的质量模型，并证明了观测到的运动学与MOND模型一致。我们重新推导出外旋转曲线的Holmberg II，通过模拟其HI数据立方体，并发现其倾斜度应该更接近于面对比以前推导。这意味着Holmberg II在其外部具有更高的旋转速度，尽管没有非常精确的限制，但与MOND预测一致。
2012-05-31 astro-ph.CO
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
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
Stellar Kinematics of the Andromeda II Dwarf Spheroidal Galaxy
我们目前的运动学配置文件和金属丰度的M31矮球状（dSph）卫星星系仙女座II（和II）的基础上凯克DEIMOS光谱的531红巨星分支星。我们的运动学样本是所有M31卫星中最大的，并延伸到两个有效半径（r_eff = 5.3' = 1.1 kpc）。系统平均速度为-192.4 ± 0.5 km/s，平均速度色散为sigma_v = 7.8 ± 1.1 km/s。当AndII的长轴自转速度接近于零（<1 km/s）时，其短轴自转非常显著，最大自转速度v_（max）=8.6 ± 1.8km/s。我们发现一个运动学主轴，最大自转速度v_max=10.9 ± 2.4km/s，与等照度主轴偏离67度。因此，II是第一个有证据证明其近长轴旋转的矮星系，v_max/sigma_v = 1.1，尽管考虑到它的椭圆率为0.10，这个物体可能是三轴的。我们测量了我们数据的子样本的金属丰度，发现平均金属丰度[Fe/H] = -1.39+- 0.03 dex，内部金属丰度分散度为0.72+-0.03 dex。我们发现一个径向金属丰度梯度与富含金属的恒星更集中，但没有观察到一个显着的差异，两个金属丰度人口的动态。II是唯一已知的矮星系，显示短轴旋转，使其成为一个独特的系统，其存在提供了重要的线索，对负责形成dSphs的过程。
2012-09-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Andromeda IV, a solitary gas-rich dwarf galaxy
本文介绍了用哈勃空间望远镜高级巡天照相机和巨米波射电望远镜在21厘米HI谱线上对孤立矮不规则星系和IV的观测结果。我们用红巨星分支尖端方法计算了$7.17\pm0.31$ Mpc星系的距离。该星系的蓝色绝对星等为-12.81等，Holmberg线直径为1.88 kpc，HI盘延伸到光学Holmberg半径的8.4倍。和IV的HI质量与蓝色光度比为$12.9~M_{\odot}/L_{\odot}$。从GMRT数据中，我们推导出HI的旋转曲线，并将其与不同的质量模型拟合。我们发现，数据是显着更好地配合等温暗物质晕，比NFW晕。我们还发现，MOND旋转曲线提供了一个非常差的拟合数据。事实上，等温暗物质晕提供了最好的拟合数据支持的模型中，恒星形成反馈的结果形成的暗物质核心的矮星系。$162~M_{\odot}/L_{\odot}$的总质量与蓝色光度之比使And IV成为已知最暗的dIrr星系之一。然而，它的重子与暗物质的质量比（$M_{gas}+M^*)/M_T = 0.11$）接近宇宙重子的平均分数，0.15。
2015-12-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
A kinematic study of the Andromeda dwarf spheroidal system
我们提出了一个均匀的红巨星分支恒星的运动学分析内18的28仙女座矮球状（dSph）星系，获得使用凯克I LRIS和凯克II DEIMOS摄谱仪。基于它们的g-i颜色（用CFHT MegaCam成像仪拍摄），在天空中的物理位置和径向速度，我们将dSph成员资格的概率分配给每个观察到的恒星。利用这些信息，速度色散，中心质量和中心密度的暗物质晕计算这些对象，并与银河系dSph人口的属性进行比较。我们还测量了每个M31 dSph成员星的平均金属丰度（[Fe/H]），发现它们与银河系中观测到的[Fe/H]随光度降低的趋势一致。我们发现我们研究的三个M31 dSphs在它们的中心速度色散方面表现为显著的异常值，XIX，XXI和XXV，它们都具有大的半光半径（>700 pc）和低的速度色散（sigma_v<5 km/s）。此外，And XXV在其半光半径范围内的质光比仅为[M/L]_{half}=10.3^{+7.0}_{-6.7}，这使得它与一个简单的恒星系统相一致，在其1 sigma不确定度范围内没有明显的暗物质成分。我们认为，这些异常值的暗物质晕的结构已被潮汐显着改变。
2013-02-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
RR Lyrae Stars in Dwarf Spheroidal Galaxies
天琴座RR型变星的年龄与宇宙的年龄相当，见证了其宿主星系的形成，因此可以提供导致银河系和仙女座星系等大型星系聚集的过程的信息。回顾了本星系群矮球状星系中的RR天琴座星系群的现有知识，并提请注意斯隆数字巡天最近在银河系周围发现的“超微弱”球状系统。讨论了天琴座RR型星的性质以及银河系球状星团和场天琴座RR型星的奥斯特霍夫二分法，因为它们限制了银河系和仙女座晕是由类似于我们今天观察到的矮球状体的原星系碎片形成的可能性。
2010-02-08 astro-ph.CO
Does the dwarf galaxy system of the Milky Way originate from Andromeda?
当地集团通常被视为一个平静的环境，没有重大的合并事件。然而，一个古老的大合并可能发生在最大的星系中。数值模拟表明，在富含气体的主要合并过程中形成的潮汐尾是长寿的，可能是古老恒星流的原因，并可能导致潮汐矮星系（TDG）的形成。使用几个流体动力学模拟，我们研究了最突出的潮汐尾形成的第一次通过，这是丰富的气体，并包含旧的和金属贫星。在将它的位置和运动与银河系（MW）和麦哲伦云（MC）进行比较后，我们发现了几个惊人的巧合。首先，潮汐尾扫过的是MW所在的相对较小的体积。由于合并的几何形状在某种程度上是由巨流（GS）的各向异性特性固定的，我们估计MW与这个巨大的潮汐尾在这样一个renewal-vous的机会是5%。其次，潮汐尾的速度与大麦哲伦星系的自行相匹配，并且很好地再现了MW矮星的几何和角动量特性，即所谓的卫星盘，更好地称为VPOS。第三，潮汐尾的模拟揭示了一个形成的TDG的质量和位置几乎可比的LMC。然而，我们目前的建模是太有限的，研究详细的相互作用的气体丰富的TDGs的潜力的MW，和一个补充的研究是必要的，以测试是否可以占我们的情况下，矮固有的属性。然而，这项研究表明，在M31位置的一个古老的、富含天然气的主要合并与本地群、GS、VPOS和MC的存在之间存在因果关系。
2012-09-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
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 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
Implications for dwarf spheroidal mass content from interloper removal
利用焦散线方法，我们确定了银河系中五个矮球状（dSph）星系的成员星，这些星系是宇宙中最小的暗物质（DM）占主导地位的系统。在我们的闯入者拒绝后，我们计算视线速度色散曲线，比以前的结果更平滑。此外，两个dSphs的视线速度分散比以前的计算建议小20%。我们的Jeans模型证实，300pc内部的DM含量与卫星光度大致恒定。最后，如果我们假设MOND提供了真正的引力定律，我们对闯入者的识别意味着四个dSphs的质光比与恒星星族合成模型一致，而船底座的质光比仍然大了两倍，仍然是MOND的问题。
2010-10-26 astro-ph.CO
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 distribution and morphologies of Fornax Cluster dwarf galaxies suggest they lack dark matter
本文通过天炉座深场巡天数据与模拟对比，发现矮星系潮汐破坏阈值与MOND预测一致而与ΛCDM不符，表明天炉座矮星系可能缺乏暗物质。
2024-11-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Deadly dark matter cusps vs faint and extended star clusters: Eridanus II and Andromeda XXV
最近在两个本星系群矮星系波江座II和仙女座XXV的中心区域探测到两个暗淡而延伸的星团，这提出了一个问题：具有如此低密度的星团是否能够在具有中心密度尖点的冷暗物质晕的潮汐场中生存下来。使用分析参数和一套无碰撞N体模拟，我表明，这些集群是非常脆弱的，并迅速中断的存在下，中央尖点$ρ\sim r^{-α}$与$α\gtrsim 0.2$。此外，星系团原本质量更大并下沉到晕中心的情况需要非常精细的调整，并且不能自然地重现所观察到的系统。反过来，这些集群长期生活在核心晕中，其中心区域是$α\lesssim 0.2$的安全避难所。唯一可行的情况下，主机已保存其原体尖到目前为止是集群形成在底部的潜力，这是很容易测试的集群内的主机适当的速度测量休息。这提供了一种方法，可以很容易地探测两个像$L_V\sim5\times 10^5 L_\odot$和$L_V\sim6\times10^4 L_\odot$这样微弱的矮星系的中心密度分布，在这两个星系中，恒星反馈不太可能有效。
2017-05-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
The survival of dynamical fossils in dwarf spheroidal galaxies in conventional and modified dynamics
非束缚密度子结构对轨道混合的生存对潜在的引力势的斜率施加了很强的约束，并提供了一个新的测试修改的重力。在这里，我们调查的解释，小熊座（UMi）矮球状星系的恒星团是一个“动力化石”是否符合修正牛顿动力学（MOND）。对于UMi质量模型推断拟合的速度色散曲线，恒星团周围的第二个高峰UMi擦除非常迅速，在1.25 Gyr（6.5轨道），即使包括自引力。我们发现，即使在更慷慨的条件下，团块也很难存活超过2 Gyr。替代方案，可能会导致一个运动学冷块进行了讨论，但到目前为止，没有一个被发现是完全令人满意的。我们的结论是，在UMi冷团构成了一个挑战，LambdaCDM和MOND。
2010-05-17 astro-ph.CO
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
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
