Galactic tides and the outer density profile of the Sculptor and Ursa Minor dwarf spheroidals
University of Victoria（维多利亚大学）；Korea University（韩国大学）；Dartmouth College（达特茅斯学院）；Carnegie Mellon University（卡内基梅隆大学）
研究Scl和UMi次矮星系外围恒星过剩是否源于银河潮汐力，发现其密度分布可能源于历史合并事件或多重动态成分。
2026-10-01 astro-ph.GA
The Discovery of an Ultra-Faint Star Cluster in the Constellation of Ursa Minor
我们报告了一个新的超暗球状星团在小熊座的发现，基于恒星测光的MegaCam成像仪在加拿大-法国-夏威夷望远镜（CFHT）。我们发现，这个集群，穆尼奥斯1，位于距离45 +/- 5千秒差距，并在一个投影距离只有45弧分小熊座dSph星系的中心。使用极大似然技术，我们测量的半光半径为0.5弧分，或相当于7秒差距和椭圆率一致为零。我们估计它的绝对星等为M_V=-0.4 +/-0.9，对应于L_V=120（+160，-65）L_sun，并根据Keck/DEIMOS光谱测量了日心径向速度为-137 +/-4 km/s。这颗新卫星与小熊座的距离约为30千秒差距和110公里/秒，这表明该星团与dSph没有明显的联系，尽管角距离非常近。根据它的光度特性和结构参数，我们认为Munoz 1是一个新的超暗星团。与Segue 3一样，这是迄今为止已知的最暗的星团之一。
2012-04-25 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
The Extended Stellar Distribution in the Outskirts of the Ursa Minor Dwarf Spheroidal Galaxy
本研究利用斯巴鲁/HSC深场数据发现小熊座矮椭球星系沿短轴存在扩展的主序星分布，其幂律轮廓更平缓，与约6:1质量比合并模拟相符，揭示了该星系的结构复杂性与动力学历史。
2025-09-25 astro-ph.GA
A Deep Search for Extended Radio Continuum Emission From Dwarf Spheroidal Galaxies: Implications for Particle Dark Matter
我们提出了四个附近的矮球状（dSph）星系的深射电观测，旨在检测扩展的同步辐射产生的弱相互作用大质量粒子（WIMP）的暗物质湮灭在他们的晕。Colafrancesco等人的模型（CPU 07）预测在这样的系统中存在角度大、平滑分布的射电晕，这源于电子和正电子湮灭产物在湍流磁场中螺旋运动。我们用1.4 GHz的GBT在天龙座、大熊座II、后发座和威尔曼1 dSphs周围绘制了总共40.5 deg^2的地图，以检测这种湮灭特征，大大减少了使用NVSS目录的离散源混淆。我们从每个减影图中构建径向表面亮度分布，并将数据折叠以量化其中特征的重要性。在10弧分分辨率的观测中，前景对我们的高纬度地图贡献了1.8 - 5.7毫焦耳/束的标准差，其中Draco和Coma的发射主要由前景控制。另一方面，我们发现没有显着的发射在大熊座II和威尔曼1领域，并探讨在这些领域的粒子暗物质使用基准模型的CPU 07的非检测的影响。对于质量为100 GeV的WIMP湮灭成$b\bar{b}$终态，B = 1 μ G，对于CPU 07采用的带电粒子传播参数，大熊座II和威尔曼I湮灭截面的上限为log<ov，cm^3/s> < -25;这与从两年费米-LAT数据中推断的伽马射线能量相当。我们讨论了三种途径，以改善这里提出的约束<ov>，并得出结论，深射电观测dSphs是高度互补的间接WIMP搜索在更高的能量。
2013-06-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Star Formation and Chemical Evolution Histories of Ursa Minor Dwarf Spheroidal Galaxy
本文利用新开发的遗传算法与模拟退火算法分析Subaru望远镜数据，推导出大熊座矮椭球星系的恒星形成与化学演化历史，发现两个不同恒星族群并揭示了其复杂的形成过程。
2025-09-14 astro-ph.GA
Stellar proper motions in the outskirts of classical dwarf spheroidal galaxies with Gaia EDR3
我们使用盖亚EDR3的数据，以确定与六个经典的矮椭球（天龙座，小熊座，六分仪座，雕塑家，天炉座，船底座）在其最外半径，超出其名义国王恒星极限半径的恒星。对于所有的dSphs检查，我们发现径向速度与居住在国王极限半径和$> 50\%$天体测量的概率（四个在天龙座，两个在小熊座，八个在六分仪，两个在玉夫座，12个在天炉座，和5个在船底座），表明这些恒星与各自的矮椭球（dSphs）在高概率。我们比较我们的候选人的位置“潮外”恒星与星系的轨道轨迹，并确定恒星，无论有和没有径向速度匹配，这是一致的躺在沿轨道轨道的卫星。然而，由于候选恒星的数量很少，我们无法对这些空间相关恒星的重要性做出任何结论性的陈述。通过与公开的天琴座RR型星表交叉比对，我们发现在玉夫座和天炉座各有一个$> 50\%$天体测量概率在极限半径之外的天琴座RR型候选者，在天龙座有两个，在小熊座有九个，在六分仪座有七个，在船底座没有。我们所有候选者的后续光谱，包括可能的金属丰度信息，将有助于确认与各自dSphs的关联，并可能代表这些经典dSphs周围扩展恒星晕或潮汐碎片的证据。
2022-03-17 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
An upper limit on the mass of the black hole in Ursa Minor dwarf galaxy
在大多数被研究的星系核中的大质量黑洞（BH）的质量与其宿主星系的各种全球性质之间建立了良好的相关性，这支持了矮星系和球状星团也可能在其中心拥有BH的想法。在矮球状（dSph）星系的黑洞的直接运动学检测严重阻碍了黑洞的引力影响区内的恒星数量少。这封信的目的是建立一个动力学上限的质量假定BH在小熊座（UMi）dSph星系。我们提出了直接的N-体模拟的潮汐中断的动力化石观察到的UMi，有和没有一个大规模的BH。我们发现，观测到的亚结构与UMi核心内存在质量为（2-3）× 10^4 Msun的BH不相容。这些限值与M_{BH} -σ关系外推至M_{BH} <10^6 Msun状态一致。我们还表明，BH可能是偏离中心相对于整个星系的对称中心。
2009-06-04 astro-ph.CO 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
Ursa Major II - Reproducing the observed properties through tidal disruption
最近的深测光矮球状大熊座II的形态，和光谱的个别恒星，提供了一些新的限制其属性。随着速度色散$\sim$ 6公里秒$^{-1}$，并假设该星系是维里化，质光比被发现接近$\sim$ 2000 -显然严重暗物质为主。使用N-Body模拟，我们表明，所观察到的光度，椭圆率，不规则的形态，速度梯度，和速度色散可以很好地再现通过与潮汐质量损失的过程，并在没有暗物质。这些结果突出了在测量大熊座II的暗物质含量时存在的相当大的不确定性。内潮汐尾和潮汐流的动力学使得观测到的恒星速度色散提高到$>$ 5 km s $^{-1}$（有时$>$ 20 km s $^{-1}$）。这种效应是负责提高我们的模型的速度色散的UMaII中的观测值。我们测试一个迭代拒绝技术，用于从UMaII恒星的样本中去除未绑定的恒星，其在天空中的位置，和视线速度，提供。我们发现这种技术是非常有效的，在提供一个准确的绑定质量从这些信息，只有失败时，星系的绑定质量小于10 $%$的初始质量。然而，当$<2%$质量保持结合时，观察到质量高估$>$ 3个数量级。此外，我们发现，质量测量是敏感的视线速度的测量不确定性。1-4 km s $^{-1}$的测量不确定性导致质量高估$\sim$ 1.3-5.7倍。
2013-05-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gas removal in the Ursa Minor galaxy: linking hydrodynamics and chemical evolution models
我们目前的结果从非宇宙学，三维流体动力学模拟的气体在矮球状星系小熊座。假设一个初始重子暗物质的比例来自宇宙微波背景辐射，我们进化的银河系气体分布超过3 Gyr，考虑到Ia型和II型超新星的影响。这是第一次，我们在我们的模拟中使用的瞬时超新星速率来自化学演化模型应用于光谱观测数据的小熊座。我们表明，在这个过程中损失的气体量是可变的，随着时间和半径，是在我们的模拟中观察到的最高速率在最初的6亿年。我们的研究结果表明，Ia型和II型超新星必须是小熊座星系（可能还有其他类似的矮星系）气体损失的重要驱动因素，但最终是这些超新星驱动的星系风和环境效应（例如，柱塞压力汽提），其导致气体内容物的完全去除。
2017-03-19 astro-ph.GA astro-ph.HE
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
Strong Constraints on Dark Matter Annihilation in Ursa Major III/UNIONS 1
利用15年费米-LAT数据搜索大熊座III的γ射线，未发现超出，对暗物质湮灭设强约束，若高J因子确认，可排除质量至4 TeV的热暗物质湮灭为b̄b终态。
2024-03-18 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
Stellar Archaeology in the Galactic halo with the Ultra-Faint Dwarfs: VI. Ursa Major II
我们给出了银河系矮卫星大熊座II（Uma II）的B，V色星等图（CMD），其星等范围为V ~ 15 ~ V ~ 23.5等，以该星系为中心，在18 { \times } 18弧分2的区域上延伸.我们的测光下降到比星系的主序星关闭点低2个星等，我们在V ~ 21.5等发现了一颗真正的天琴座RR型变星，我们用它来估计星系的保守去红距离模量（m-M）0 = 17.70{ \pm}0.04{ \pm}0.12等，其中第一个误差解释了校准测光的不确定性，第二个误差反映了我们缺乏关于恒星金属丰度的信息。到UMa II的相应距离为34.7 { \pm } 0.6（{ \pm } 2.0）kpc。我们的测光显示了星系亚巨星分支的扩展证据，与Z=0.0001和Z=0.001之间的金属丰度扩展兼容。根据我们对距离的估计，比较了银河系球状星团（GC）M68和M5的基准线，（[Fe/H]=-2.27 { \pm } 0.04 dex和-1.33 { \pm } 0.02 dex），光谱确认的星系成员在CMD上的位置，可能表明在UMa II的中心区域存在不同金属丰度/年龄的恒星星族。
2012-03-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
The Dearth of Neutral Hydrogen in Galactic Dwarf Spheroidal Galaxies
我们提出了新的上限中性氢（HI）的内容内的恒星半光椭圆的15个银河系矮球状星系（dSphs），来自与绿岸望远镜（GBT）以及阿雷西博L-波段快速ALFA（ALCOFA）调查和银河系全天巡天（GASS）数据的定点观测。所有的限制Mlim是更严格的比以前报道的值，和那些从GBT改善后的约束在文献中的中位数因子为23。用V波段光度Lv和动力学质量Mdyn进行归一化，我们发现Mlim/Lv ~ 10^{-3} Mo/Lo和Mlim/Mdyn ~ 5 x 10^{-5}，与星系晕中的位置无关。将这些相对HI含量与McConnachie编制的本星系群和邻近矮星的相对HI含量进行比较，我们发现银河系dSphs非常缺乏气体。因此，我们的HI上限提供了最清晰的图片HI含量的环境依赖本地体积矮星。如果冲压压力剥离解释了这些系统中HI的缺乏，那么在相对大质量的银河系中的轨道有利于外晕dSph Leo I，而Leo II和Canes Venawei I在过去有一个近心通道。对于天龙座和小熊座来说，通过近心通道之间的恒星质量损失而积累的星际介质质量将超过Mlim约30倍。在小熊座，这意味着这种物质不是处于原子阶段，或者另一种机制在较短的时间尺度上清除了再循环气体。
2014-09-30 astro-ph.GA
Tidally induced velocity gradients in the Milky Way dwarf spheroidal satellites
我们提出了一个运动学研究的六个矮球状星系（dSph）的银河系（MW）的卫星，即船底座，天龙座，天炉座，玉夫座，六分仪，小熊座。我们结合适当的运动（PM）从$Gaia$数据发布3（DR3）和视线速度（$v_{\mathrm{los}}$）从文献中推导出其三维内部运动学和研究内部速度梯度的存在。我们发现，在$\geq 1σ$水平上，船底座、天龙座、天炉座和小熊座沿视线方向的速度梯度具有显著性。这种梯度的值似乎与矮星的轨道历史有关，表明与MW的相互作用导致了它们。靠近MW并向其轨道近心点移动的矮星，平均而言，速度梯度较大。另一方面，最近离开近心点轨道的矮星没有明显的梯度。最后，位于大银河系中心距离的矮星显示出中等强度的梯度。我们的结果表明，由MW施加的强潮汐力引起的扭矩引起了一个强大的速度梯度时，矮星接近它们的轨道近心点。在近心点通过期间，力方向的快速变化会破坏这种梯度，随着星系的后退，这种梯度可能会稳步恢复。我们通过分析TNG 50模拟的矮星卫星来评估我们的发现。我们发现一个显着增加的强度检测到的梯度的卫星接近他们的近心点，然后急剧下降，因为他们放弃了它，支持我们的结果为dSphs的MW。
2022-12-01 astro-ph.GA
Manganese spread in Ursa Minor as a proof of sub-classes of type Ia supernovae
上下文最近，Ia型超新星（SNe Ia）的新子类被发现，包括SNe Iax。SNe Iax的祖先可能相对较大，可能是C+O+Ne混合的白矮星，它可以在低金属丰度时引起白矮星风。还有另一类可能在低金属丰度或零金属丰度时发生：在标准C+O白矮星的单和/或双简并系统中的次亚克拉塞卡质量爆炸。这些爆炸与正常的克拉塞卡质量爆炸相比具有不同的核合成产额。目的。我们测试这些超新星Ia通道使用其特征化学签名。方法. Ia型超新星的两个子类可能比正常的Ia型超新星更稀有，并且不会影响太阳附近的化学演化;然而，由于延迟时间较短和/或金属丰度依赖性较弱，它们可能会影响贫金属系统的演化。因此，我们已经包括在我们的随机化学演化模型的矮球状星系小熊座。结果该模型预测在低金属丰度的星际介质中[Mn/Fe]呈蝴蝶状分布，同时在[Fe/H]比太阳附近低的情况下[α/Fe]比下降，这两者都与观测到的小熊座恒星丰度一致。结论.我们的模型和现有的观测结果之间令人惊讶的协议提供了一个强有力的迹象，这些新的子类的超新星Ia的起源。这一结果需要通过我们银河系其他卫星星系中锰的未来丰度测量来证实。对于这个项目来说，至关重要的是，测量的不是最极端的贫金属尾部，而是相反的;矮椭球体富含金属的一端。
2017-08-30 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
High-Resolution Spectroscopy of Extremely Metal-Poor Stars in the Least Evolved Galaxies: Ursa Major II and Coma Berenices
我们目前的凯克/HIRES观测六个贫金属恒星在两个超微弱的矮星系绕银河系，大熊座II和后发座。这些观测包括对不属于银河系晕场星群的极贫金属星（[Fe/H]<-3.0）的首次高分辨率光谱观测。我们获得了碳和铕之间的26个元素的丰度测量和上限。整个恒星样本的范围为-3.2<[Fe/H]<-2.3，我们确认每个星系都包含大量的Fe丰度。与MW晕类似的金属丰度的恒星的比较揭示了大量的协议之间的丰度模式的超微弱矮星系和MW晕的光，α和铁峰元素（C到Zn）。这一一致性与早期研究的结果形成对比，早期研究发现在更明亮的矮球状星系（dSphs）中更富含金属的恒星（-2.5<[Fe/H]<-1.0），发现相对于MW晕数据存在显着的丰度差异。超暗矮星系中的中子俘获元素（Sr ~ Eu）丰度极低，与大多数贫金属晕星一致，但不符合典型的[Fe/H]>-3.0的晕丰度模式。我们的结果与一个星系形成模型大致一致，该模型预测大质量矮星系是MW晕中富含金属成分（[Fe/H]>-2.5）的来源，但我们也认为，已知最暗的矮星可能是MW晕金属丰度分布中贫金属端的主要贡献者。
2009-11-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
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
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
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
The Binary Fraction of Stars in Dwarf Galaxies: the Cases of Draco and Ursa Minor
测量矮球状星系（dSphs）中双星的频率需要长时间间隔的数据。我们结合径向速度测量从五个文献来源采取的过程中的~30年，产生最大的多时代的运动样本的恒星在dSphs天龙座和小熊座。有了这个数据集，我们能够实现Spencer等人（2017 b）描述的贝叶斯技术的改进版本，以评估这些矮星系中红巨星的双星比例。假设Duquennoy & Mayor（1991）的周期和质量比分布，天龙座和小熊座的双星分数分别为$0.50^{+0.04}_{-0.06}$和$0.78^{+0.09}_{-0.08}$。我们发现，一个正常的质量比分布是首选一个平坦的分布，对数正态周期分布集中在长周期（$μ_{\log P}>3.5$）是首选的分布集中在短的。我们重新分析了狮子座II、船底座、天炉座、玉夫座和六分仪座的双星分数，发现在所有七颗矮星中，双星分数是常量的可能性小于1%，除非周期分布变化很大。这表明银河系dSphs中的双星种群在它们的双星分数、周期分布或两者方面都不相同。我们考虑了矮星的许多不同性质（例如质量、半径、光度等）。并发现在形成恒星速度快和/或具有高速色散的矮星中，双星比例可能更大。
2018-11-15 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
The chemical signature of SNIax in the stars of Ursa minor?
最近，发现了一类新的超新星Ia：超新星Iax;这些天体的样本越来越多，它们具有共同的特征，即最大光速较低，峰值星等通常较低。在我们的假设中，SNe Iax的前身是质量非常大的白矮星，可能是C+O+Ne混合的白矮星;由于来自双星的吸积，它们达到了卡拉塞卡质量，并经历了中心的碳爆燃，但爆燃在到达外层O +Ne层时被淬灭。这类Ia型超新星比标准的Ia型超新星更稀有，不会影响太阳附近的化学演化;然而，它们的延迟时间很短，可能会影响贫金属系统的演化。因此，我们已经包括在一个随机的化学演化模型的矮球状星系小熊座的贡献。该模型预测在ISM介质中的[Mn/Fe]在低金属丰度的蔓延，并在同一时间-减少的[α/Fe]元素，在经典的时间延迟模型。这与观测到的小熊座恒星的丰度惊人地一致，并为这类新的SNIa的起源提供了强有力的证据。
2017-08-02 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Accurate Stellar Kinematics at Faint Magnitudes: application to the Bootes~I dwarf spheroidal galaxy
我们开发、实施并验证了一种增强型数据简化方法，该方法使用光纤馈电VLT/FLAMES+GIRAFFE设备从中等分辨率光谱仪中提供精确、准确的径向速度。这个设施，适当的照顾，提供径向速度足以解决非常微弱的dSph矮星系的内在速度分散。重要的是，重复测量使我们能够可靠地校准我们的个人速度误差（$0.2 \leq δ_V\leq 5$ km s $^{-1}$），并直接检测具有可变径向速度的恒星。通过对Bootes-1矮椭球的应用，我们证明了该系统的内禀速度频散明显低于以前研究报道的6.5km/s.我们的数据支持Bootes-1的两种群模型，由大部分“冷”恒星成分和速度色散$2.4^{+0.9}_{-0.5}$ \，km/s组成，少数“热”恒星成分和速度色散$\sim 9$ \，km/s，尽管我们不能完全排除速度色散$4.6^{0.8}_{-0.6}$ \，km/s的单一成分分布。我们推测这种复杂的速度分布实际上反映了Bootes-1的速度各向异性分布，这是其形成过程的一种度量。
2011-05-20 astro-ph.GA
Dark matter annihilation and decay in dwarf spheroidal galaxies: The classical and ultrafaint dSphs
矮球状（dSph）星系是目前和未来伽马射线望远镜寻找粒子暗物质间接信号的主要目标。对数据的解释需要仔细评估它们的暗物质含量，以获得对候选遗迹粒子的强大约束。在这里，我们使用一个优化的球形牛仔裤分析重建的“天体物理因素”的湮灭和衰减的暗物质在21个已知的dSphs。对以前的工作的改进是：（i）使用更灵活的亮度和各向异性轮廓以最小化偏差，（ii）使用针对大量无污染模拟数据集定制的弱先验以提高置信区间，（iii）对模拟和真实数据的分组和未分组分析进行系统交叉检查，以及（iv）使用包括恒星污染的模拟数据来测试对重建信号的影响。我们的分析提供了更新值的暗物质内容的8个“经典”和13个“超微弱”dSphs，与引用的不确定性直接链接到样本大小;更灵活的参数化，我们使用的结果相比，以前的计算变化。这就转化为我们对潜在的最聪明和最强大的目标的排名-即，小熊座、天龙座、雕匠座--以及更有希望但不确定的目标--即，大熊座2，昏迷-湮灭暗物质。我们对Segue 1的分析对我们是否包括或排除一些边缘成员星非常敏感，使这个目标成为最不确定的目标之一。我们的分析说明了在推断新的“超微弱”卫星的暗物质含量时需要解决的挑战，这些卫星开始在南方天空调查中被发现。
2015-04-08 astro-ph.GA astro-ph.HE
On the mass of ultra-light bosonic dark matter from galactic dynamics
我们认为，银河系的暗物质是由超轻标量粒子和使用矮球状星系的内部属性，以建立一个首选的范围为这些玻色子粒子的质量m的假设。我们重新研究了小熊座冷团的寿命问题和天炉座和矮椭圆星系中球状星团的快速轨道衰变问题。将标量场晕视为刚性背景引力势，利用N体模拟，我们探讨了小熊座冷团的溶解时标如何依赖于m。结果表明，对于质量在0.3x10^-22 eV < m <1x 10 ^-22 eV范围内的标量场暗晕，没有自相互作用的暗晕的核大到足以解释小熊座冷团的寿命和天炉座球状星团的广泛分布，但小到足以使暗晕的质量与动力学极限相容。令人鼓舞的是，这个m的间隔与抑制星系晕子结构过度产生所需的间隔是一致的，并且与宇宙微波辐射的声学峰值是相容的。另一方面，对于具有耦合常数l的自相互作用标量场，需要m^4/l <= 0.55 × 10^3 eV^4的值来解释这些矮球状星系暗晕的性质。
2012-01-26 astro-ph.GA gr-qc
The discovery of the faintest known Milky Way satellite using UNIONS
利用UNIONS巡天发现银河系最暗卫星星系大熊座III/UNIONS 1，通过光谱确认其成员并测量速度弥散，为揭示极暗卫星本质提供关键候选。
2023-11-16 astro-ph.GA
Ursa Major III/UNIONS 1: the darkest galaxy ever discovered?
本研究通过 $N$ 体模拟分析极暗弱银河系卫星 UMa3/U1 的潮汐存活与速度弥散，论证其很可能由致密暗物质晕稳定，是迄今最暗、最致密的矮星系候选体。
2024-02-24 astro-ph.GA
Boo-1137 - An Extremely Metal-Poor Star in the Ultra-Faint Dwarf Spheroidal Galaxy Boötes I
本文给出了“超暗”矮球状星系BootesI（绝对星等Mv ~ -6.3）中一颗贫金属巨星Boo-1137的高分辨率、高信噪比光谱。[Fe/H] =-3.7，这是在超暗dSph中发现的最贫金属的恒星。将大约15种元素的相对丰度[X/Fe]与星系晕中极贫金属巨星的相对丰度进行比较，发现Boo-1137中的C和N、奇Z元素Na和Al、Fe峰元素以及n俘获元素Sr和Ba都是“正常的”，而星系晕的大部分元素[Fe/H] <-3.0。α-元素Mg、Si、Ca和Ti都比平均晕圈值高Δ [X/Fe] ~ 0.2。蒙特卡罗分析表明，Delta[alpha/Fe]值如此之大的概率约为0.02。Boo-1137的丰度模式表明化学演化不均匀，与我们之前报道的Fe丰度的广泛内部分布一致。大多数Boo-1137相对丰度与晕值的相似性，以及α元素都从晕平均值中偏移了类似的少量，这表明相同的星系尺度恒星初始质量函数，但Boo-1137可能起源于恒星形成区域，那里的丰度反映了超新星（SN）喷出物的混合不良，或SN祖细胞质量范围的不良采样，或两者。
2009-11-27 astro-ph.GA
Scaling Relations for Dark Matter Halos Hosting Ultra-Faint Dwarf Galaxies
针对仅有约10颗成员星的超微弱矮星系，提出用半光质量估计器启发的标度关系替代 Jeans 建模提取暗物质晕参数，并指出 Ursa Major III 的 J 因子因离群星被夸大。
2025-08-05 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Give to Ursa Minor what is Ursa Minor's: an updated census of the RR Lyrae population in the Ursa Minor dwarf galaxy based on Gaia DR3
基于 Gaia DR3 数据，本文对小熊座矮星系的天琴座 RR 型变星和异常造父变星进行更新普查，新发现 47 颗 RR 型变星和 5 颗异常造父变星，重新分类 13 颗变星，并确定其距离模数为 19.23±0.09 mag，同时排除其变星与 Muñoz 1 星团的成员关联。
2024-10-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Primeval Populations of the Ultra-Faint Dwarf Galaxies
我们提出了新的限制超暗矮（UFD）星系的恒星形成历史，使用深测光与哈勃太空望远镜（HST）。UFD是斯隆数字巡天最近发现的一个星系类，它似乎是经典矮椭球体向低光度的延伸，为理解卫星失踪问题提供了一个新的前沿。它们是已知的最不明亮，最暗物质占主导地位，化学演化最少的星系。我们对六个UFD的HST调查旨在确定这些星系是否是早期宇宙的真正化石。我们在这里提出了三个UFD星系的初步分析：武仙座，狮子座四，大熊座一。本星系群中的经典矮椭球体显示出较长的恒星形成历史，但这三颗银河系卫星至少与古老的球状星团M92一样古老，没有证据表明中间年龄的群体。它们的年龄似乎也同步到彼此的1 Gyr之内，这可能是因为它们的恒星形成被一个全球性事件所截断，比如再电离。
2012-06-05 astro-ph.CO 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 compositions of six metal-poor stars in the ultra-faint dwarf spheroidal galaxy Boötes I
最近在银河系（MW）周围发现的超暗矮星系包含极贫金属的恒星，可能代表了MW低金属量组分的构建块。其中，牧夫座一号矮球状星系因其独特的古老恒星星族而特别令人感兴趣。我们根据斯巴鲁望远镜上的高色散摄谱仪获得的高分辨率光谱，确定了牧夫座I中六颗红巨星的化学成分。12个元素的丰度，包括C，钠，α，铁峰，和中子捕获元素，测定了样品星。的丰度结果进行了比较，在现场MW晕星以前获得的丰度分析技术类似于本研究。我们确认了Boo-094的低金属含量（[Fe/H]=-3.4）。除了这颗星之外，比锌轻的元素的丰度比（[X/Fe]）通常是均匀的，在其他五颗星的金属丰度平均值周围有小的分散（-2.7<[Fe/H]<-1.8）。具体地说，所有[Fe/H]>-2.7的样本星都没有显示出碳的显著增强。[Mg/Fe]和[Ca/Fe]比值几乎不变，随着[Fe/H]的增加有适度降低的趋势，略低于场晕星。牧夫座I星的[Sr/Fe]和[Sr/Ba]比值也倾向于低于晕星。我们的研究结果表明，轻于锌的元素的[X/Fe]比值的小分散表明，这些丰度在该星系中前几代恒星的喷出物中是均匀的。
2014-01-08 astro-ph.GA
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
A Relic Star Cluster in the Sextans Dwarf Spheroidal Galaxy - Implications for Early Star and Galaxy Formation
我们提出了一个溶解的星团在六分仪矮球状星系的存在的初步证据。在六颗恒星的样本中，我们发现了[Fe/H] =-2.7附近的三颗（可能是四颗）恒星，它们在多维化学丰度空间中高度聚集。星团的初始恒星质量估计为M*，init = 1.9^+1.5_-0.9（1.6^+1.2_-0.8）*10^5 Msol，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[Fe/H] =-2.7的古老星团是迄今为止发现的最缺乏金属的系统。受这一发现的启发，我们还提出了一种新的方法来解释矮星系的累积金属丰度函数。从现有的观测数据，我们推测，超暗矮星系人口，或其中的一个重要部分，更明亮，经典的矮球状人口形成于不同的环境，因此将是不同的起源。
2012-02-16 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
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
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 Quenching of the Ultra-Faint Dwarf Galaxies in the Reionization Era
我们提出了对六个超暗矮星系的恒星形成历史的新约束：牧夫座I，猎犬座II，后发座Berenices，武仙座，狮子座IV和大熊座I。我们的分析采用了高精度测光与哈勃太空望远镜上的高级相机测量，中分辨率光谱获得的深度成像多目标光谱仪上的W.M. Keck天文台，并更新了适合于这些星系的丰度模式的Eschera-Regina等时线。其中五颗银河系卫星的数据最适合恒星形成历史，其中至少75%的恒星在z~10（13.3 Gyr前）形成。所有的星系都与80%的恒星形成于z~6（12.8 Gyr ago）和100%的恒星形成于z~3（11.6 Gyr ago）相一致。这些星系同样古老的人口支持这样的假设，即在最小的暗物质子晕中的恒星形成受到全球外部影响的抑制，例如宇宙的再电离。
2014-10-02 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
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
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
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
Distances to Local Group Galaxies via Population II, Stellar Distance Indicators I: The Sculptor Dwarf Spheroidal
我们通过三个星族II的恒星距离指标来确定到玉夫座矮椭球的距离：（a）红巨星分支的尖端（TRGB），（b）天琴座RR变星（RRL），和（c）蓝色水平分支的脊线（HB）。高信噪比，宽视场$VI$成像，覆盖面积$48' \times 48'$，达到测光深度约2等暗于HB是收购与麦哲伦巴德6.5米望远镜。由Sculptor的TRGB导出的真实模量为$μ^\mathrm{TRGB}_o = 19.59 \pm 0.07_\mathrm{stat} \pm 0.05_\mathrm{sys}$ ma。随着采用文献中的周期，新获得的RRL相点与模板光变曲线拟合以确定$μ_{W_{I,V-I}}^\mathrm{RRL} = 19.60 \pm 0.01_\mathrm{stat} \pm 0.05_\mathrm{sys}$ ma。最后，HB距离为$μ^\mathrm{HB}_o = 19.54 \pm 0.03_\mathrm{stat} \pm 0.09_\mathrm{sys}$ ma。每种方法的绝对校准都由独立的几何零点锚定，利用不同的恒星类别，并且由相同的光度校准确定。
2022-05-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Photometric Metallicity and Distance for the Two RR Lyrae in Segue II and Ursa Major II Dwarf Galaxies Based on Multi-Band Light-Curves
本文利用多波段光变曲线与 Gaia 数据，通过经验关系测定 Segue II 和 Ursa Major II 中天琴座 RR 型变星的光度金属丰度，并改进其距离测定，结果与文献一致，为 Rubin 巡天时代距离测量提供方法。
2023-12-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Segue 2: The Least Massive Galaxy
Segue 2是由Belokurov等人（2009年）发现的，是一个光度只有900 L太阳的星系。我们提出了凯克/DEIMOS光谱的25个成员的Segue 2-光谱样本量增加了三倍。速度色散太小，无法用我们的数据测量。90%（95%）置信度的上限是sigma_v < 2.2（2.6）km/s，这是任何星系最严格的限制。在三维半光半径（46 pc）内，相应的质量极限是M_1/2 < 1.5（2.1）x 10^5 M_sun。Segue 2是已知质量最小的星系。我们将Segue 2认定为一个星系，而不是一个星团，这是基于成员星之间[Fe/H]的广泛分散（从-2.85到-1.33）。恒星的[α/Fe]比随着[Fe/H]的增加而下降，表明Segue 2保留了Ia型超新星的喷出物，尽管它目前的质量很小，恒星的形成持续了至少1亿年。平均金属丰度<[Fe/H]> = -2.22 +/- 0.13（大约与小熊座星系相同，比Segue 2亮330倍），高于由银河系更明亮的矮星系卫星定义的亮度-金属丰度关系的预期。Segue 2可能是潮汐剥离的最裸露的残余，小熊座大小的星系。如果是这样的话，它就是超暗矮星系通过潮汐剥离变得超暗的最好例子。另外，Segue 2可能诞生于质量非常低的暗物质次晕（v_max < 10 km/s），低于氢原子冷却极限。
2013-05-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
