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
Stellar kinematics using a third integral of motion: method and application on the Andromeda galaxy
我们探讨的可行性描述的结构的多组分轴对称星系的动力学模型的基础上的Jeans方程，同时考虑到第三个积分的运动。我们证明了利用G. Kuzmin，通过沿着某些特征曲线积分方程，可以从Jeans方程计算星系的恒星运动学。在运动的第三积分不能精确描述系统的情况下，导出的运动学只能近似描述星系。我们将我们的方法应用到仙女座星系，其中的质量分布是相对可靠的。我们能够很好地再现观测到的星系的恒星运动学。计算结果表明，M31的速度弥散比$σ_z^2/σ_R^2$随R的增大而减小。远离银道面，$σ_z^2/σ_R^2$保持不变。银道面上的速度色散$σ_θ^2$和$σ_R^2$大致相等。
2016-05-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
The prolate dark matter halo of the Andromeda galaxy
我们使用和推广Hayashi & Chiba开发的非球形质量模型，对仙女座星系中暗物质晕的整体形状提出了新的限制，并将我们的结果与冷暗物质（CDM）模型的理论预测进行了比较。这是由于CDM模型预测了非球形的维里化暗晕，这反映了星系尺度上的质量组装过程。将我们的模型应用到仙女座晕中的球状星团和矮球状星系的最新运动学数据中，我们发现仙女座最合理的情况下，其黑暗的晕产生一个长球形，无论假设的密度分布。我们还发现，这长形的暗晕在仙女座是一致的理论预测，其中的卫星分布各向异性和优先位于沿主轴的主机晕。它反映了银河系暗物质晕和宇宙网之间的密切联系。因此，我们的研究结果是深刻的理解在仙女座晕示踪剂的内部动力学，如潮汐恒星流的轨道演化，通过其对流结构的动力学影响，在提取CDM subhalos的丰度发挥重要作用。
2014-06-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
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
The SPLASH Survey: Kinematics of Andromeda's Inner Spheroid
仙女座星系（M31）的球状组成部分在R_proj ~ 20 kpc范围内具有大尺寸、高恒星密度、高金属丰度和表面辉度分布的特征，表明它不同于银河系的任何子组成部分。在这项工作中，我们利用我们的接近和M31的外部视图来探测这个“内球体”的运动学特性。“我们采用马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）分析了5651颗红巨星分支恒星的Keck/DEIMOS光谱的恒星运动学，以解开M31的内部球体与恒星盘的纠缠。我们测量的平均速度和分散的球体在每一个五个空间仓后，占一个本地冷的恒星盘，以及巨大的南流和相关的潮汐碎片。这是第一次，我们检测到显着的球体旋转（v_rot ~ 50公里/秒）超过R_proj ~ 5千秒差距。速度色散从R_proj = 7 kpc时的约140 km/s减小到R_proj = 14 kpc时的120 km/s，与现有测量和模型的2 sigma一致。我们计算的概率，一个给定的恒星是一个成员的球体，并发现球体有一个显着的存在，在整个空间范围内，我们的样本。最后，我们表明，扁平的球体是由于速度各向异性，除了旋转。虽然这表明M31的内部球状体更像一个椭圆星系，而不是一个典型的螺旋星系凸起，但应该注意的是，我们的测量结果比比较样本要远得多（2 - 14 r_eff）。
2012-04-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Andromeda Dwarfs in Light of MOND
我们比较了最近发表的速度色散的17仙女座矮球体的MOND预测的估计，这些矮星的光度的基础上，合理的恒星M/L值，没有暗物质。我们发现，这两个是一致的不确定性。我们进一步预测的速度分散的另外十个矮星，目前只有光度数据。
2013-02-06 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
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
A New Approach to Detailed Structural Decomposition from the SPLASH and PHAT Surveys: Kicked-up Disk Stars in the Andromeda Galaxy?
本文描述了仙女座星系（M31）在4 <Rproj < 225 kpc径向范围内的球、盘和晕子成分。这些子成分的共空间性质使得它们难以单独使用表面亮度（SB）信息来解开，特别是在~20 kpc的内部。我们的新分解技术结合了来自超过150万明亮的亮度函数（LF）的信息，（20 < m_814W < 22）颗恒星来自全色哈勃仙女座宝藏（PHAT）巡天，超过5000颗红巨星分支恒星的径向速度来自仙女座恒星晕的光谱和光度景观（SPLASH）巡天，以及来自各种来源的集成I波段SB配置文件。我们使用一个仿射不变的马尔可夫链蒙特卡罗算法，以适应这三个数据集的一个适当的玩具模型。凸起，磁盘和晕SB配置文件被建模为Sersic，指数，和核心的幂律，分别，和LF被建模为破幂律。我们提出了概率分布的32个参数描述的SB配置文件和LF的三个子组件。我们发现，与盘状LF的恒星的数量是~5%大于盘状（动态冷）运动学的数量，这表明，一些恒星出生在磁盘已动态加热的点，他们是运动学上无法区分的晕成员。这是第一个运动学证据的“踢盘”晕人口在M31。被踢出的盘星的比例与模拟中发现的一致。我们还发现了径向变化的磁盘LF的证据，在恒星盘的负金属丰度梯度一致。
2013-10-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evidence for Early Filamentary Accretion from the Andromeda Galaxy's Thin Plane of Satellites
最近的研究表明，围绕仙女座星系运行的矮卫星星系中有很大一部分惊人地排列在一个薄的、延伸的、运动学上连贯的平面结构中。这种结构的存在似乎挑战了当前冷暗物质结构形成的范式，该范式预测卫星在中心物体周围的分布更加均匀。我们表明，在基于冷暗物质模型的宇宙学无碰撞模拟中，有可能获得一个薄的、延伸的、旋转的卫星平面，类似于仙女座的卫星平面。我们新的高分辨率模拟显示了暗物质晕的形成时间和卫星平面厚度之间的相关性。我们的模拟有一个高发病率的卫星飞机薄，扩展，丰富的仙女座和一个非常连贯的运动学结构，当我们选择高浓度/早期形成的晕。通过跟踪卫星在平面上的形成，我们发现它们主要是沿着高红移的薄暗物质细丝吸积到主天体上的。我们的研究结果表明，存在一个薄的，扩展的，旋转平面的卫星是不是冷暗物质范式的挑战，但实际上支持这种范式的预测之一有关的存在细丝的暗物质周围的星系在高红移。
2015-07-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
A New Approach to Detailed Structural Decomposition: Kicked-up Disk Stars in Andromeda's Halo?
我们在0.4 < R < 225 kpc的径向范围内描述了仙女座星系（M31）的球、盘和晕子成分。这些子成分的共空间性质使得它们难以单独使用表面亮度（SB）信息来解开，特别是在~20 kpc的内部。我们的新分解技术结合了来自超过150万明亮的亮度函数（LF）的信息，（20 < I < 22）颗恒星来自全色哈勃仙女座宝藏（PHAT）巡天，超过5000颗红巨星分支恒星的径向速度来自仙女座恒星晕的光谱和光度景观（SPLASH）巡天，以及来自各种来源的集成I波段SB配置文件。我们使用一个仿射不变的马尔可夫链蒙特卡罗算法，以适应这三个数据集的一个适当的玩具模型。凸起，磁盘和晕SB配置文件被建模为Sersic，指数，和核心的幂律，分别，和LF被建模为破幂律。我们发现，与盘状LF的恒星的数量是~5%的数量大于在动态冷组件，这表明，一些恒星出生在磁盘已动态加热的点，他们是运动学上无法区分的晕成员。这是第一个运动学证据，证明在M31的恒星晕中存在着一个“被踢起的盘”。被踢出的盘星的比例与模拟中发现的一致。更多信息见Dorman et al.（2013，已提交）。
2013-10-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
The SPLASH Survey: Spectroscopy of 15 M31 Dwarf Spheroidal Satellite Galaxies
我们提出了一个解决的恒星光谱调查的15个矮球状（dSPH）卫星的仙女座星系（M31）的仙女座星系的恒星晕（SPLASH）项目的光谱和测光景观的一部分。我们过滤前景污染银河系（MW）的恒星，注意到MW的子结构是显而易见的，在这个污染物样本。我们还过滤M31晕场巨星，并确定其余的可能dSph成员。然后，我们使用这些成员来确定的dSphs的运动学特性。对于第一次，我们确认，和十八，二十一，和二十二显示运动学与绑定，暗物质为主的星系一致。从速度分散的dSphs的完整样本，我们确定的质量，我们结合的大小和光度的星系产生质量-大小-光度的标度关系。通过这些缩放，我们确定M31 dSphs与MW dSphs完全一致，这表明经过充分研究的MW卫星群为更广泛的结论提供了公平的样本。我们还估计了卫星的暗物质晕质量，并发现没有迹象表明这些星系的光度取决于它们的暗晕质量，这一结果与MW矮星的结果一致。其中两颗M31 dSphs（和XV，XVI）的最大圆周速度估计小于12 km/s（到1 sigma），这可能使它们处于已知的最低质量的暗物质晕中（与MW的Bootes I一起）。最后，我们使用M31卫星的系统速度来估算M31晕的总质量：在139 kpc的范围内，M31的质量为8 + 4.1 - 3.7 x 10^11，对应于M31的暗物质晕的维里质量为1.2 + 0.9 - 0.7 x 10^12，与以前的结…
2012-05-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Kinematics of the Sagittarius Dwarf Spheroidal core: A 5D Analysis for a 6D Methodology with Gaia DR3
本研究利用Gaia DR3数据，通过5D相空间分析人马座矮椭球星系核的运动学，发现其轨道呈切向偏向，并预测6D数据将显著提升暗物质密度斜率与速度各向异性的测量精度。
2025-07-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Kinematics and Stellar Population Properties of the Andromeda Galaxy by the Spectroscopic Observations of the Guoshoujing Telescope
在2009年的调试阶段，郭守敬望远镜（GSJT，前称大天区多目标光纤光谱望远镜- LAMOST）观测到了仙女座星系。由于缺乏标准星进行光通量定标，我们利用北京-亚利桑那-台北-康涅狄格巡天（BATC）的15个中间波段的光度数据进行光谱定标。在星系核球和盘中共获得59个光谱。用这些光谱导出了恒星含量的运动学和恒星星族性质。我们得到的全球速度场和计算相应的旋转速度外约7千秒差距沿主轴。这些旋转速度的测量补充了那些气体的内容，如H { \sc i}和CO。径向速度色散表明，在隆起的恒星更动态热和磁盘是更多的旋转支持。年龄分布表明，隆起形成于12 Gyr前，盘相对年轻，沿旋臂的某些区域的年龄可达1 Gyr左右。这些年轻的恒星星族具有相对丰富的丰度和较大的红化。银河系的总体平均金属丰度接近太阳金属丰度，丰度梯度很弱。变红的地图给出了一个无尘凸起和一个明显的尘埃环在磁盘中的图片。
2011-05-18 astro-ph.CO
Signatures of dark subhaloes in dwarf spheroidal galaxies: II. Transient and localised kinematic features
Institute for Astronomy, University of Edinburgh（爱丁堡大学天文研究所）；Royal Observatory, Blackford Hill, Edinburgh（皇家天文台）；Institute of Corpuscular Physics (IFIC), CSIC–Universitat de València（粒子物理研究所（IFIC），西班牙国家研究委员会-巴伦西亚大学）；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（约翰霍普金斯大学天体物理学中心威廉H米勒三世物理与天文学系）；McWilliams centre for Cosmology and Astrophysics, Department of Physics, Carnegie Mellon University（卡内基梅隆大学物理学院麦克休斯宇宙学与天体物理中心）
本研究通过N体模拟发现暗物质次晕遭遇会在矮球状星系中产生瞬态、局部的旋转样运动学特征，其功率谱可量化空间尺度，为探测暗物质次结构提供群体级诊断工具。
2026-09-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Internal kinematics and dynamical models of dwarf spheroidal galaxies around the Milky Way
我们回顾我们目前的了解围绕银河系矮球状星系的内部动力学性质。这些是最暗物质为主的星系，因此可以被认为是理想的实验室，以测试目前的和谐宇宙学模型，特别是提供约束的性质占主导地位的形式暗物质。我们将讨论这些系统中恒星运动学的最新观测结果，以及如何利用这些结果来推导出它们的质量分布。我们参观了各种动力学技术的使用，强调的互补性和局限性，并讨论的结果意味着在宇宙学模型的背景下。最后，我们提供了在这一领域令人兴奋的发展前景。
2013-05-25 astro-ph.CO
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
The stellar structure and kinematics of dwarf spheroidal galaxies formed by tidal stirring
利用高分辨率的N体模拟，我们研究的恒星性质的矮球状星系的潮汐引起的形态改造的盘状矮星的宇宙学动机的偏心轨道上围绕银河系。矮星系模型最初由一个指数恒星盘嵌入在一个扩展的球形暗物质晕。根据盘相对于轨道平面的初始取向，获得不同的最终构型。进化程度最低的侏儒是三轴的，并保留了大量的旋转。更进化的矮星是几乎不旋转的长球体。我们表明，恒星的最终密度分布可以近似由一个简单的修改的普卢默定律。的矮星的运动学是显着不同的视线，这具有重要意义的映射所观察到的恒星速度分散的矮星subhalo圆速度。当矮星沿长轴观测时，测得的速度色散更高，并随半径减小得更快。在旋转显著的情况下，当垂直于长轴观察时，检测到短轴旋转的影响，正如三轴系统所预期的那样。我们通过求解球面和轴对称系统的Jeans方程并调整不同的自由参数，模拟了矮星的速度色散曲线和旋转曲线。我们发现，质量通常被高估时，矮星是沿着长轴和低估时，观察是沿着短轴或中间轴。然而，非球形的影响不能使推断的质量在任何一个方向上偏离60%以上，即使是最强烈的剥离矮星，也就是接近破裂的矮星。
2009-11-10 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
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
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
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 spectroscopic survey of EC4, an Extended Cluster in Andromeda's halo
我们提出了一个光谱调查的候选红巨星分支恒星的扩展星团，EC 4，发现在晕的M31从我们的CFHT/MegaCam调查，重叠的潮汐流，流Cp和流铬。这些观测使用了安装在凯克II望远镜上的深度成像多目标光谱仪（DEIMOS），以获得Ca II三重态区域周围的光谱，分辨率约为1.3埃。在距离EC 4中心2个核半径范围内，位于红巨星分支上的6颗恒星的平均vr=-287.9 ^{+1.9}_{-2.4}km/s，速度色散为2.7^{+4.2}_{-2.7}km/s（考虑仪器误差）。得到的EC 4的质光比为M/L=6.7^{+15}_{-6.7}Msun/Lsun，这个值在我们推导的1 sigma误差范围内与球状星团一致。从我们的成员星的总光谱中，我们发现EC 4是贫金属的，[Fe/H]=-1.6+/-0.15。我们讨论了几个形成和演化的情况下，可以解释我们的运动学和金属丰度的限制EC 4，并得出结论，EC 4是最具可比性的扩展球状星团。我们还比较了运动学和金属丰度的EC 4流Cp和流铬，并发现，EC 4承担一个惊人的相似流Cp的速度，这两个结构是相同的，在他们的光谱和光度金属丰度。由此我们得出结论，EC 4可能与流Cp有关。
2009-03-26 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
DESI Observations of the Andromeda Galaxy: Revealing the Immigration History of our Nearest Neighbor
我们提出了DESI观测的内晕M31，揭示了最近的合并运动学-银河移民事件-在精致的细节。在3.75小时的天空曝光时间内研究的11，416个源中，有7，438个是具有良好测量径向速度的M31源。观测结果揭示了单个恒星的位置和速度的复杂连贯的运动学结构：流，楔和V形。虽然之前在M31中已经发现了相干结构的迹象，但这是第一次在银河系以外的星系中看到如此详细和清晰的结构。我们发现明确的运动学证据壳结构在巨大的恒星流，东北大陆架和西部大陆架地区。的运动学是非常相似的动力学模型的预测，以解释内晕的空间形态。这一结果与M31内晕的许多亚结构是由1 - 2 Gyr前的一次银河系移民事件产生的解释是一致的。大量富含金属的恒星（[Fe/H] $>-0.5$）存在于所有检测到的子结构中，这表明移民星系有一个延长的恒星形成历史。我们还研究了壳层和巨星流对M31引力势的约束能力，并估计在125 kpc的投影半径内的质量为${\rm log_{10}}\, M_{\rm NFW}(<125\,{\rm kpc})/M_\odot = 11.80_{-0.10}^{+0.12}$。这些结果预示着我们在星系尺度上研究恒星和星系移民历史的能力进入了一个新时代。
2023-01-21 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
The Evolution of Spheroidal Galaxies in Different Environments
我们分析了203个0.2<z<0.8的遥远球状星系（椭圆星系和S 0星系）的运动学和化学演化，这些星系位于不同的环境中（富星系团、低质量星系团和外场）。获得了中等分辨率的VLT/FORS和CAHA/MOSCA光谱，用于测量星系的内部运动学和恒星星族。从HST/ACS和WFPC 2成像，表面亮度轮廓和结构参数的星系样本的一半。Faber-Jackson关系和Kormendy关系以及基本面的标度关系表明，在每个密度区域中，整个星系群体都经历了适度的演化。在所有的环境中，S 0星系比椭圆星系表现出更快的演化。对于星系团星系，在一个维里半径范围内，星系团星系的演化具有轻微的径向依赖性，对于质量较小的星系（M<2 × 10 ^{11} M_{\sun}），星系团星系的演化具有较强的质量依赖性。光谱中的蓝色和弱OII发射或强Hδ吸收特征提供了最近恒星形成的证据。结果是一致的一个缩小形成的情况下，这是独立的星系的环境。
2009-09-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Jeans Analysis for Dwarf Spheroidal Galaxies in Wave Dark Matter
虽然仍在争论中，但观测普遍认为矮球状（dSph）星系在中心表现出大的恒定密度核心，这很难用没有重子反馈的无耗散冷暗物质模拟来解释。波暗物质（${ψ{\rm DM}}$），其特征在于一个单一的参数，暗物质粒子质量$m_ψ$，预测在每个星系中产生的量子压力对重力的中心孤子核心。本文采用Jeans分析方法对8个经典dSphs的运动学数据进行了孤子核轮廓的假设，从而对$m_ψ$进行了约束，并分别利用Walker et al.（2007）和Walker et al.（2009 b）的观测数据得到了$m_ψ=1.18_{-0.24}^{+0.28}\times10^{-22}{\,\rm eV}$和$m_ψ=1.79_{-0.33}^{+0.35}\times10^{-22}{\,\rm eV}~(2σ)$。我们表明，估计的$m_ψ$是敏感的dSphs的运动学数据集，是强大的各种模型的恒星密度分布。我们还考虑了多个恒星子群dSphs，并找到一致的结果。$m_ψ$的质量范围与其他独立的估计，如高红移光度函数，再电离历史，和汤姆逊光学深度的宇宙微波背景是在很好的协议。
2016-12-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Why Baryons Matter: The Kinematics of Dwarf Spheroidal Satellites
我们使用高分辨率的宇宙学模拟的银河系质量的星系，包括重子和暗物质表明，重子物理（能量反馈超新星和随后的潮汐剥离）显着减少了暗物质质量的发光卫星星系的中心区域。模拟卫星的减少的中心质量再现了银河系和M31卫星作为光度的函数所观察到的内部动态。我们使用这些现实的卫星更新预测观测到的速度和光度函数的卫星周围银河系质量的星系时，重子效应占。我们还预测，在银河系经典卫星相同的光度范围内的场矮星系不应该表现出像卫星一样低的速度，因为场矮星系不经历潮汐剥离。此外，在相同光度下，卫星星系与场星系相比的早期形成时间可能在两个种群的恒星形成历史中很明显。在冷暗物质模型中包括重子物理学自然解释了在银河系矮球状体中观察到的低暗物质密度。因此，我们的模拟解决了冷暗物质理论预测的运动学和卫星观测之间的紧张关系，而没有调用暗物质的替代形式。
2014-04-28 astro-ph.CO
Where are the extremely metal-poor stars in the Milky Way and Andromeda? Expectations from TNG50
在TNG 50模拟中，我们分析了198个银河系（MW）/M31类星系中极贫金属星（EMP，[Fe/H] $ < -3$）在$z=0$的位置。每个系统被分为四个运动学定义的形态恒星组件的基础上，恒星圆度和银河系的距离，即隆起，冷盘，暖盘，恒星晕，除了卫星（与恒星质量$\ge 5\times10^6\,M_\odot$）。根据TNG 50和所有模拟系统，主星系和卫星的恒星晕呈现最高频率的EMP（最大的$M_{\mathrm{EMP, comp}}$与$M_{\mathrm{tot, comp}}$恒星质量比），因此找到它们的机会最高。这种频率在低质量卫星中比在高质量卫星中更大。此外，TNG 50预测，主星系的恒星晕总是宿主，因此贡献了系统的大部分电磁脉冲。也就是说，它具有其中EMP与系统中所有EMP的最高质量比（最大的$M_{\mathrm{EMP, comp}}$与$M_\mathrm{EMP} (<300\mathrm{kpc})$）。然而，值得注意的是，我们还发现，TNG 50中的33 MW/M31类星系具有对EMP总质量贡献超过10%的冷盘，每个冷盘都具有在冷圆形轨道上的EMP的$\gtrsim 10^{6.5-7}\, M_\odot$。这些定性的陈述并不依赖于EMP星的精确定义，即所采用的金属丰度阈值。这项工作的结果提供了一个理论预测的EMP星的位置从空间和运动学的角度来看…
2022-12-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
The SPLASH Survey: A Spectroscopic Portrait of Andromeda's Giant Southern Stream
巨大的南流（GSS）是M31恒星晕中最显著的潮汐碎片特征。GSS由一个相对富含金属、表面亮度高的“核心”和一个金属丰度较低、表面亮度较低的“外壳”组成。“我们在M31的GSS附近的六个区域和流C上的一个区域中呈现了红巨星的Keck/DEIMOS光谱，这是M31 SE短轴上R=60 kpc的弧形特征。这里介绍了与全球卫星系统有关的几项调查结果和测量结果。我们提出了最深的GSS核心的运动学检测的日期（R=17千秒差距）。这一区域还包含了第二个运动学冷分量的延续，这一冷分量最初出现在R=21 kpc的GSS核心区域。的GSS和第二个组件在合并的数据集的速度梯度是平行的径向范围为7千秒差距，这表明可能的分歧线的视线速度的GSS星。我们还提出了第一次运动学检测GSS包络的子结构。使用运动学确定的样品，我们表明，信封碎片有一个~0.7德克斯较低的平均光度金属丰度和可能更高的固有速度色散比GSS核心。在M31 dSph卫星And I的区域中也发现了GSS;该区域中的GSS具有与GSS核心相同的金属丰度分布。我们确认存在两个运动学冷组件流C，并测量的内在速度分散度~10和~4公里/秒。这一对GSS核心和包层中恒星的运动学（平均速度、内禀速度色散）和化学性质的汇编，加上已公布的表面亮度测量和广域恒星计数图，将改善对这颗矮卫星前身的轨道和内部结构的限制。
2009-09-25 astro-ph.CO
The APOSTLE simulations: solutions to the Local Group's cosmic puzzles
本星系群为宇宙结构形成的模型提供了一些最具鉴别力的检验。例如，对银河系（MW）和仙女座卫星群的观测似乎与“λ冷暗物质“（ΛCDM）模型的N体模拟不一致：卫星星系比冷暗物质晕中的子结构少得多（“失踪卫星”问题）;矮星系似乎避开了最大质量的子结构（“太大而不能倒”的问题）;最亮的卫星似乎在一个薄平面上绕着它们的宿主星系运行（“卫星平面”问题）。在这里，我们提出的结果从APOSTLE（模拟本地环境的项目），一套宇宙学流体动力学模拟的12卷选择匹配的本地组（LG）成员的运动学。将Eagle代码应用于LG环境，我们发现我们的模拟与观测到的LG星系丰度相匹配，包括MW和仙女座星系的卫星星系。由于晕结构的变化和LG环境中的演化，模拟再现了观测到的单个矮球状星系的恒星质量和速度色散之间的关系，而不需要在其暗物质配置文件中形成核心。卫星系统形成了一系列的空间各向异性，包括一个类似的MW，确认这样的配置在ΛCDM中并不意外。最后，根据观测到的速度色散，大小和恒星质量，我们提供了新的估计的最大圆速度的晕9兆瓦矮椭球。
2015-11-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evidence for Substructure in Ursa Minor Dwarf Spheroidal Galaxy using a Bayesian Object Detection Method
我们提出了一种方法，用于确定本地化的恒星速度数据使用贝叶斯统计技术的次级人口。我们将这种方法应用于矮球状星系小熊座，并找到两个次级物体在这颗卫星的银河系。一个物体在运动学上是冷的，其速度离散度为$4.25 \pm 0.75\ \kms$，并且在相对于小熊座中心的相对RA和DEC中以$(9.1\arcmin \pm 1.5, 7.2\arcmin \pm 1.2)$为中心。第二个天体与小熊座相比有一个大的速度偏移$-12.8^{+1.75}_{-1.5}\ \kms$，中心位于$(-14.0\arcmin^{+2.4}_{-5.8}, -2.5\arcmin^{+0.4}_{-1.0})$。在使用较小的数据集之前已经发现了运动学上的冷物体，但是预测该冷物体在95% C. L.处的速度分散大于$2.0\ \kms$。不同于以往的工作。我们使用两个和三个组件模型，随着信息标准和贝叶斯证据模型的选择方法，认为小熊座有一个或两个本地化的二级种群。在每个次级天体中存在大的速度色散的显著概率提出了一种有趣的可能性，即每个次级天体都有自己的暗物质晕，也就是说，它是银河系卫星的卫星。
2012-08-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dwarf spheroidal galaxy kinematics and spiral galaxy scaling laws
对银河系矮椭球（dSph）卫星的运动学观测揭示了关于星系光度函数低质量端的暗物质（DM）晕结构的诱人线索。在光明的一面，螺旋星系的建模表明，它们的旋转曲线与宇宙旋转曲线的假设一致，其形状得到核心暗物质晕的支持。在本文中，我们调查是否银河系dSphs的内部运动学是符合特定的核心DM分布再现螺旋星系的属性。虽然dSph中的DM密度通常比（较大的）盘系统中的DM密度高出近两个数量级，但我们发现dSph运动学与Burkert DM晕之间的一致性，Burkert DM晕的核心半径r0和中心密度ρ0依赖于旋涡星系中看到的标度律的外推：log ρ0 \simeq α log r0 + const，其中0.9 < α < 1.1。我们同样发现dSph数据与旋涡星系中ρ0与重子标度长度的关系是一致的。虽然这些标度关系的起源尚不清楚，发现一个单一的DM晕轮廓是一致的运动学数据在星系的大小，光度和哈勃类型有很大的不同是很重要的，我们的理解观察到的星系，必须占在模型的星系形成。
2011-11-04 astro-ph.CO hep-ph
Study of the Sextans dwarf spheroidal galaxy from the DART CaII triplet survey
利用VLT/FLAMES中分辨率（R~6500）的近红外CaII三重态（CaT）区域红巨星分支星光谱，研究了六分仪矮球状星系（dSph）的广域金属丰度性质和内部运动学。我们的最终样本包括174个可能的六分仪成员，具有精确的视线速度（+- 2 km/s）和CaT [Fe/H]测量值（+- 0.2 dex）。我们使用8806.8\处的MgI线，作为区分可能的dSph成员（巨星）和可能的银河系污染物（矮星）的经验证据。六分仪显示出与其他银河系dSphs相似的化学动力学行为，其中心区域比外部更富含金属，并且金属含量更高的恒星比金属含量更低的恒星显示出更冷的运动学。沿投影主轴和沿P.A.= 191 °，然而，可能需要更大和空间上更扩展的样本来确定该梯度的幅度和方向。我们在六分仪的中心检测到一个冷的运动学结构，这与一个被破坏的金属贫乏的星团的残余物是一致的。我们推导出最扩展的视线速度色散曲线的六分仪，到1.6度的投影半径。从所观察到的视线速度色散曲线的Jeans建模，我们发现，这是一致的，与核心的暗物质晕与大的核心半径和尖状晕低浓度。最后一个测量点的质量在2-4 x 10^8 M_sun的范围内，给出了非常大的质光比，从460到920（M/L）_（V，sun）。
2010-09-28 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
Revealing mass distributions of dwarf spheroidal galaxies in the Subaru-PFS era
本文研究了银河系矮椭球星系在暗物质晕结构测量中的质量轮廓不确定性问题，指出需大型运动学样本与前景污染识别来克服质量密度与速度弥散张量各向异性的简并性，并说明PFS结合Hyper Suprime Cam预成像将取得重大进展。
2023-05-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dwarf spheroidal J-factors without priors: A likelihood-based analysis for indirect dark matter searches
视线积分的平方密度，通常称为J因子，是必不可少的推断暗物质湮灭信号。暗物质占主导地位的矮球状卫星星系（dSphs）的J因子通常是使用贝叶斯技术，这意味着小数据样本的先验选择构成了不可忽略的系统不确定性。在这里，我们报告了一个新的完全频率论的方法来构建的J-因子的配置文件的可能性的发展。使用恒星运动学数据从几个经典的和超微弱的dSphs，我们推导出的极大似然值的J-因子和它的置信区间。我们验证了这种方法，特别是它的偏见和覆盖面，使用模拟数据从盖亚挑战。我们发现，该方法具有良好的统计特性。的J-因子和它们的不确定性一般是在良好的协议与贝叶斯导出的值，最大的偏差仅限于系统与最小的运动数据集。我们讨论了这种技术的改进，扩展和未来的应用。
2017-01-10 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Resonant stripping as the origin of dwarf spheroidal galaxies
矮球状星系是宇宙中最主要的暗物质系统，其起源是星系形成的一个突出的谜团。矮球状体缺乏气体和恒星，使它们异常微弱，而那些被称为超微弱的矮星是迄今为止测量到的任何星系中恒星含量最低的。以前的理论要求矮球状体在像银河系这样的巨型星系附近运行，但在本星系群的外围已经观察到了一些矮星系。在这里，我们报告矮盘星系和稍大的物体之间的遭遇模拟。我们发现，这些遭遇激发了一个过程，我们称之为“共振剥离”，可以将它们转化为矮球体。这种效应不同于其他形成矮椭球体的机制，包括合并、星系-星系骚扰或潮汐和冲压压力剥离，因为它是由引力共振驱动的。它可以解释观测到的本星系群中矮椭球体的性质，包括它们的形态和运动学。共振剥离预测矮椭球体应该通过相遇形成，留下可探测到的长恒星流和尾巴。
2009-07-15 astro-ph.CO
Dark matter self-interactions from the internal dynamics of dwarf spheroidals
矮椭球星系对标准的冷和无碰撞暗物质方案提出了众所周知的挑战：太大而不能倒的问题，即矮椭球星系半光半径内的观测质量与冷暗物质N体预测之间的不匹配;内部恒定密度核心的暗示。虽然这些争议可能会被重子物理学和环境效应所缓解，但重新审视冷和无碰撞的暗物质的标准知识仍然是一个有趣的可能性。自相互作用的暗物质可能是解决这种小规模危机的成功方案。自相互作用关联了暗物质和重子的分布，使得在低表面亮度的星系中有恒定密度的核心。在这里，我们报告的第一个数据驱动的研究太大而不能失败的银河系矮球体内的自相互作用的暗物质范例。从最近的纯冷暗物质模拟中，我们发现了恒星运动学的良好描述和与浓度-质量关系的兼容性。在这种浓度-质量关系中，一部分银河系矮星的横截面为0.5-3 cm $^2$ /g，而其他的则大于10 cm $^2$ /g。
2018-08-28 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
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
Dark Matter in Dwarf Spheroidal Galaxies and Indirect Detection: A Review
在过去的十年中，以矮球状星系（dSphs）为目标的间接暗物质搜索迅速成熟。这是因为大量增加的动态数据集从dSphs，新的dSphs已被发现，和操作的费米-LAT和许多地面伽玛射线实验。在这里，我们回顾了已被用来确定dSph暗物质分布的分析方法，特别是“J因子”，比较和对比它们，并详细说明了仍然影响分析的潜在系统学。我们讨论了改善暗物质分布测量的前景，以及这些如何与未来的间接暗物质搜索相互作用。
2018-05-15 astro-ph.CO astro-ph.HE
Asymptotic Giant Branch Stars in the Sculptor Dwarf Spheroidal Galaxy
本文给出了以玉夫座矮椭球星系为中心的35角分平方视场的JHK_S测光结果。借助已发表的运动学数据，确定了星系成员，并证明了颜色星等图中J-K的宽度与金属丰度范围很大的旧恒星群一致。我们确定了两个渐近巨分支变量，都是碳米拉，周期分别为189和554天，并讨论了它们的年龄，金属丰度和质量损失以及它们在米拉周期光度图中的位置。有证据表明，一般时期的年龄关系，当地组米拉。554天变星MAG 29的质量损失率似乎与其他本星系群星系中类似周期的Miras一致。
2011-03-09 astro-ph.CO
The scatter about the "Universal" dwarf spheroidal mass profile: A kinematic study of the M31 satellites, And V and And VI
虽然银河系的卫星（MW）已经被证明是在很大程度上一致的，在一个半光半径（M_{half}）内包含的质量与“通用”的质量配置文件，一些M31卫星被发现与这种关系不一致，似乎在运动学上冷在其中心区域比他们的MW堂兄弟。在这项工作中，我们提出了新的运动学和更新的结构特性的两个M31 dSphs，和V和和VI使用的数据从凯克低分辨率成像光谱仪（LRIS）和深度成像多目标光谱仪（DEIMOS）仪器和斯巴鲁Suprime-Cam成像仪。我们测量到的系统速度v_r=-393.1+/-4.2km/s和-344.8+/-2.5km/s，以及分别为And V和And VI的sigma_v=11.5{+5.3}{-4.4}km/s和sigma_v=9.4{+3.2}{-2.4}km/s的色散，这意味着这两个对象与它们的MW对应物设定的sigma_v和r_{half}的趋势一致。我们还研究了“经典”（即M_V<-8）MW和M31 dSph的MW dSph质量分布的这种分散的性质。当比较“经典”MW和M31 dSphs的最佳拟合质量配置文件中的大小-速度色散平面，我们发现一般分散在正（即热）和负（即冷）方向从这些配置文件。然而，除了一个例外（CVnI），只有M31 dSphs被发现分散向一个较冷的制度，而且，除了和I dSphs，只有MW对象分散到较热的分散。我们还注意到，组合总体的分散度大于单独测量误差的…
2011-07-11 astro-ph.CO
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
Structure Formation Models Weaken Limits on WIMP Dark Matter from Dwarf Spheroidal Galaxies
在晕子结构中形成的矮球状星系对暗物质湮灭提供了严格的限制。现代巡天发现的许多超暗矮星对这些限制做出了重大贡献。目前，由于缺乏丰富的恒星运动学数据，超暗区的密度分布参数通常采用无信息的先验假设。基于半解析模型的暗物质subhalos和他们的连接到卫星星系，我们提出了更多的信息和现实的卫星先验。我们表明，我们的卫星先验导致的湮灭率的限制，是2和7之间的一个因素，比在非信息先验弱。因此，对于质量为$\lesssim 40$ GeV的暗物质，热遗迹截面最多只能从矮球状体数据中排除（概率为95%），假设湮灭为$b\bar{b}$。
2020-08-26 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
