The Faint End of the Cluster Galaxy Luminosity Function at High Redshift
利用Spitzer IRAC数据测量了1<z<1.5的星系团星系的光度函数（LF）的暗端斜率。我们调查是否这个斜率，阿尔法，不同的领域LF在这些红移，并与集群LF在低红移。后者特别令人感兴趣，因为低光度星系预计将经历重大的演变。我们使用七个高红移光谱确认的星系团从IRAC浅星系团调查，测量星系团LF的深度为M* + 3（3.6微米）和M* + 2.5（4.5微米）。在我们的星系团中值红移（z=1.35）处的LF总和与谢克特分布很好地拟合，α [3.6] = -0.97 +/- 0.14和α [4.5] = -0.91 +/- 0.28，与平坦的暗端斜率一致，并且与这些红移处类似波段的LF场测量结果一致。与低红移星系团中的阿尔法星系相比，没有发现统计上显著的进化证据。结合过去的研究表明，M* 被动地发展到z~1.3，这意味着集群LF的形状在z~1.3时基本上就位。这表明，控制低质量星系团质量增加的过程对z<1.3的LF星系团的暗端斜率没有净影响。
2012-11-07 astro-ph.CO
The Faint-End Slope of the Redshift 5.7 Lyman Alpha Luminosity Function
使用新的Keck DEIMOS光谱，我们研究了Dressler等人（2011）最近报道的超微弱发射线星系的陡峭数量计数的起源。我们确认六个莱曼α发射器（LAES），其中三个有显着的不对称线轮廓突出的翅膀延伸300-400公里/秒的峰值发射的红色。有了这六个LAE，我们修正了我们以前在Dressler等人调查中对微弱LAE数量的估计。将这些数据与宇宙起源巡天和斯巴鲁深空中明亮LAE的密度相结合，提供了迄今为止对红移5.7 LAE光度函数（LF）的最佳约束。Schechter函数参数，phi^* = 4.5 x 10^{-4} Mpc^{-3}，L^* = 9.1 x 10^{42} erg s^{-1}，α =-1.70，使用极大似然技术和狭缝损耗模型进行估算。为了将这一结果的背景下，紫外线选择的星系人口，我们调查如何各种参数化的莱曼阿尔法等效宽度分布，以及测量的紫外线连续LF，影响形状和规范化的莱曼阿尔法LF。名义模型，它使用z~6等效宽度从文献中，落在明亮端的LAEs的观察到的空间密度短，可能表明需要更高的等效宽度。这种等效宽度分布的参数化意味着，我们最微弱的LAE中，有多达50%的LAE应该具有M_{UV} >-18.0，这使得即使是在最深的哈勃太空望远镜观测中也无法检测到它们。因此，超深发射线巡天发现了一些在再电离期结束时观测到的最暗的星系。这些暗淡的星系可能使星系际介质富含…
2011-11-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Lyman-alpha emitters gone missing: the different evolution of the bright and faint populations
我们使用高动态范围的舍伍德模拟，通过周围的环和星系际介质周围的暗物质晕预计主机莱曼α发射体（LAEs）在z > 5.7，莱曼α线的传输模型。我们发现，在这些红移下，与质量较小的晕（~10^9 M_sun）相比，质量较大的晕（~10^11 M_sun）周围的CGM环境非常不同，这可能有助于这些晕内LAE的莱曼α传输的不同演化。此外，我们证实，部分差异演化可能是由于明亮的LAEs更有可能驻留在较大的电离区。我们得出结论，CGM环境和IGM电离结构的组合可能是负责在z > 6的LAE光度函数的亮端和暗端的差分演化。更一般地说，我们确认的建议，自屏蔽的中性气体在外围的主机晕可以强烈衰减莱曼α发射高红移星系。我们发现，这有一个更强大的影响，更大规模的晕主办明亮的LAEs。因此，LAE光度函数的暗端是IGM平均电离状态的更可靠的探测器。比较我们的LAEs模型与一系列的观测数据，我们发现，有利的再电离历史是我们以前提倡的“晚”和“非常晚”的再电离历史，其中再电离完成相当迅速，在z ~ 6左右。
2018-06-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Lower-Luminosity Galaxies could reionize the Universe: Very Steep Faint-End Slopes to the UV Luminosity Functions at z>=5-8 from the HUDF09 WFC3/IR Observations
HUDF 09的数据是有史以来最深的近红外观测，达到29.5马格。亮度函数（LF）从这些新的HUDF 09数据的132 z \sim 7和z \sim 8星系结合新的LF z \sim 5-6星系和更早的z \sim 4 LF达到非常微弱的限制（<0.05 L*（z=3））。弱端斜率α较陡：-1.79+/-0.12（z \sim 5）、-1.73+/-0.20（z \sim 6）、-2.01+/-0.21（z \sim 7）和-1.91+/-0.32（z \sim 8）。斜率α \lesssim -2导致正式发散的紫外线通量，虽然星系预计不会形成低于\sim -10 AB MAG。这些结果有重要的影响再电离。z \sim 6-8处的加权平均斜率为-1.87+/-0.13。对于如此陡峭的斜率，以及-10 AB等的微弱极限，星系提供了非常大的紫外电离光子通量。虽然目前的结果表明，星系可以通过z \sim 6来恢复宇宙，但匹配汤姆逊光学深度更具挑战性。外推当前LF演化到z>8，取α为-1.87+/-0.13（z \sim 6-8处的平均值），并采用典型参数，我们得到汤姆逊光学厚度为0.061 - 0.006}^{+0.009}。然而，如果暗端斜率α不随红移而保持恒定，这个结果就会改变。我们检验了这一假设，发现了一个微弱的，虽然不确定的，在早期的斜率更陡的趋势（dalpha/dz \sim…
2012-05-29 astro-ph.CO
The Lyman-alpha luminosity function at z=5.7-6.6 and the steep drop of the faint end: implications for reionization
我们提出了新的结果，从最宽的窄带调查搜索莱曼α（Lya）发射器在z=5.7，再电离后。我们调查了分布在COSMOS、UDS和SA 22领域的总共7度$^2$。我们发现了超过11，000个线发射器，其中514个是z=5.7的鲁棒Lya候选物，体积为6.3 × 10 $^6$ Mpc $^3$。我们的Lya发射体在Lya光度上跨越了很宽的范围，从微弱到明亮（L $_{\rm Lyα}\sim10^{42.5-44}$ erg s $^{-1}$）和静止帧等效宽度（EW $_0$ ~25-1000 nm），在一个单一的均匀数据集中。通过结合我们所有的场，我们发现z=5.7 Lya光度函数的暗端斜率非常陡，具有$α=-2.3^{+0.4}_{-0.3}$。我们还提出了一个更新的z=6.6 Lya光度函数，基于可比的体积和相同的方法，我们直接比较在z=5.7。我们发现从z=5.7到z=6.6（通过$0.5\pm0.1$ dex），微弱的Lya发射体的数密度显著下降，但在亮端没有演化/L* 没有演化。z=6.6的微弱Lya发射体比z=5.7的发射体显示出更多的扩展晕，这表明中性氢起着重要作用，增加了散射并导致在再电离时期内观测丢失微弱Lya发射。总之，我们的结果表明，我们正在观察斑片状再电离，它首先发生在最亮的Lya发射体周围，允许这些源的数量密度不受中性氢分数从z~5到z~7的增加的影响。
2016-08-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Completing the Census of Ly-alpha Emitters at the Reionization Epoch
我们进行了扩展光谱确认的Ly-alpha发射器（LAEs）在z=6.5和5.7在斯巴鲁深场。现在，在z=6.5和5.7处，光谱确认的LAE总数分别为45和54，并且在z=6.5（5.7）处，至少81%（70%）的光度候选者已被光谱确定为真正的LAE。我们对Ly-alpha光度进行了仔细的测量，包括光度测量和光谱测量，以准确地确定Ly-alpha和rest-UV光度函数（LF）。在z=6.5处的Ly-alpha LF的大幅改进的评估显示至少在亮端处从z=5.7明显不足，并且即使在暗端也可能下降，尽管仍然存在小的不确定性。在z=6.5和5.7处的剩余UV LF具有良好的一致性，至少在亮端处，与Ly-alpha LF中观察到的差异形成鲜明对比。这些结果意味着星系际介质的中性分数从z=5.7增加到6.5。z=6.5时的静止帧等效宽度（EW_0）分布似乎系统地小于z=5.7时的EW_0分布，并且EW_0分布向较大的EW_0方向延伸。根据观测到的Ly-alpha LF和合理的EW_0-UV光度关系，可以再现静止-UV LF的亮端。整合这一休息紫外LF提供了第一次测量的贡献LAEs的光子预算所需的再电离。导出的紫外LF表明，部分LAEs的莱曼break星系之间的光子预算的贡献显着增加对微弱的幅度。低光度LAEs可能主导电离光子预算，虽然这种推断强烈依赖于不确定的Ly-alpha LF的暗端斜率。
2011-05-09 astro-ph.CO
SMA observations on faint Submillimeter Galaxies with S$_{850}$ < 2 mJy: Ultra Dusty Low-Luminosity Galaxies at High Redshift
我们获得了8个微弱（内在850 $μ$ m通量$<$ 2 mJy）亚毫米星系（SMG）的SMA观测发现在大质量透镜星系团领域A370，A2390和A1689的SCUBA图像，并检测到5。总共，我们得到5 SMA检测，所有这些都有1 mJy的减透镜通量$<$与估计的总红外光度10 $^{10}-10^{12}$ $L_\odot$，可与亮红外星系（LIRGs）和正常的恒星形成星系。根据最新的数字计算，这些星系贡献了$\sim$ 70%的850 $μ$ m河外背景光，代表了在尘埃宇宙中占主导地位的恒星形成星系群。然而，只有40 $^{+30}_{-16}$ %的微弱SMG会在深光学或近红外调查中被检测到，这表明这些来源中的许多都处于高红移（$z \gtrsim 3$）或极度尘埃，并且它们不包括在当前的恒星形成历史估计中。
2014-05-16 astro-ph.CO
Ultra-faint Ultraviolet Galaxies at z~2 Behind the Lensing Cluster Abell 1689: the Luminosity Function, Dust Extinction and Star Formation Rate Density
利用Abell 1689的深HST紫外（F275 W/F336 W）图像，我们识别了z~2 Lyman break星系。由于星系团提供的成像深度和大放大率，我们探测到的星系比以前在这个红移的观测暗100倍（-19.5< M_1500 <-13）。我们能够计算作为源平面位置的函数的观测的固有灵敏度，允许作为光度的函数的有效体积的测定。我们将光度函数的暗端斜率拟合为alpha = -1.74 +/-0.08，与2.5 < z < 6时获得的值一致。在亮度函数中没有转换，直到MUV =-13。在我们的样品中观察到在较高的红移处随着光度而增加的更红的UV光谱斜率的趋势，但是在所有光度处具有更红的斜率，并且平均红化< E（B-V）>= 0.15。我们假设这些星系中的恒星与其较亮的对应物（Z_sun）相比金属贫乏（0.2Z_sun），导致更蓝的假设内在紫外线斜率和更大的衍生尘埃消光。z ~ 2处的总紫外光密度为4.31 × 10^26 erg/s/Hz/Mpc ^3，其中70%以上是由我们样本光度范围内的星系发出的。我们确定了z ~ 2处的恒星形成率密度（假设在所有光度下的尘埃消光修正为4.2，并采用Kroupa IMF）为0.148 M/yr/Mpc ^[3]，由于较暗星系的数量增加和较大的尘埃修正因子，该值明显高于之前的测定值。[删节]
2013-11-24 astro-ph.CO
A z=3.045 Lyman alpha emitting halo hosting a QSO and a possible candidate for AGN-triggered star-formation
本文是关于z ~ 3处扩展的非对称莱曼α辐射源的性质的系列文章的第三篇，我们报道了在一次超深、盲、光谱长缝巡天中，在一个红移为3.045的类星体周围发现了一个莱曼α辐射晕。类星体是一个先前已知的、被遮蔽的活动星系核。晕看起来沿着狭缝的方向延伸，在类星体的投影上显示出两个相隔17千秒差距的微弱斑块。二维光谱与档案HST ACS图像的比较表明，这些补丁符合空间发射从一个特殊的，哑铃形，暗淡的星系。假设莱曼α发射补丁起源于星系和星系的物理关系的类星体是在方差与光度估计的星系红移。然而，我们发现，在类星体的红移非常年轻的恒星的人口可能适合现有的休息框架宽波段紫外光度的星系。如果这种假设是正确的，那么星系的对称性和莱曼α辐射，类星体莱曼α辐射的延伸方向，以及可能存在的年轻恒星星族在一个（短命的）活动星系核附近表明，这可能是活动星系核反馈触发外部恒星形成的一个例子。
2013-02-11 astro-ph.CO
Keck Spectroscopy of Faint 3<z<7 Lyman Break Galaxies: - I. New constraints on cosmic reionisation from the luminosity and redshift-dependent fraction of Lyman-alpha emission
我们提出了一个新的Keck光谱调查的结果，在红移范围3<z<7的紫外微弱的LBG。结合早期的Keck和已发表的ESO VLT数据，我们的样本包含600多个辍学者，为可能主导宇宙再电离过程的典型亚L * 源的性质提供了新的见解。在这里，我们使用这个样本来计算连续选择的退出中强Lya发射体的分数。通过量化“Lya分数”如何随红移而变化，我们试图限制与再电离相关的Lya传输的变化。为了区分再电离的影响与其他影响Lya分数的因素（例如尘埃，ISM运动学），我们研究了当IGM被电离时，Lya分数在3<z<6上的光度和红移依赖性。这些结果表明，低光度星系比高光度星系更频繁地出现强Lya辐射，并且在固定光度下，强Lya辐射的普遍性随着红移的增加而适度增加。基于我们的数据集中的蓝色紫外线斜率和强Lya发射星系之间的相关性，我们认为，Lya分数的趋势是由红移和亮度依赖的变化，在尘埃遮蔽，与可能的额外贡献的趋势中的运动学和覆盖部分的中性氢。基于候选z~7透镜LBG的有限IR光谱，我们发现在z~7处Lya分数的尝试性减少，如果通过未来的调查证实，则该结果将表明中性分数在该时期增加。考虑到哈勃WFC 3/IR巡天提供的z和Y滴，我们表明很快就有可能使用光学和近红外光谱仪显着提高对Lya分数的估计，从而将本文中进行的研究扩展到7<z<8。
2010-03-26 astro-ph.CO
Keck Spectroscopy of Faint 3<z<8 Lyman Break Galaxies:- Evidence for a Declining Fraction of Emission Line Sources In the Redshift Range 6<z<8
利用哈勃太空望远镜WFC3/IR红外成像数据中选取的Lyman break星系的深Keck光谱，我们提出了新的证据，证明在红移范围6.3 <z <8.8的可检测到Lyman α发射的恒星形成星系的红移依赖部分发生了逆转。我们早期使用DEIMOS摄谱仪的观测表明，在4 <z <6的区间内，线发射星系的红移比例显著增加，特别是对于主导光度密度的本征暗淡系统。利用LRIS和NIRSPEC的长波长灵敏度，我们选取了19个Lyman break星系作为研究对象，这些星系是利用最近的WFC3/IR数据选出的，它们的光度红移在6.3 <z <8.8的范围内，并且它们的内禀光度范围很广。我们的光谱曝光通常达到<50 A的莱曼α发射的静止帧等效宽度（EW）的5 σ灵敏度。尽管在数亿年后才看到很高比例的发射体，但在我们更遥远的样本中，我们只发现了2个令人信服的和1个可能的线发射体。结合已发表的数据上获得的进一步7个来源，使用FORS 2的ESO VLT，并假设连续性的趋势，发现在较低的红移，我们讨论了这种明显的逆转的意义，在我们的范围内的背景下，在连续光度的红移依赖莱曼α分数。假设所有的目标源都处于它们的光度红移，并且我们关于莱曼α EW分布的假设是正确的，我们希望在从我们的较低红移样本中得出的不到1%的实现中找到这么少的发射体。我们的新结果进一步支持了这样一种说法，即在现在用光谱探测的红移下，我们正…
2011-10-03 astro-ph.CO
Predicting Future Space Near-IR Grism Surveys using the WFC3 Infrared Spectroscopic Parallels Survey
我们给出了使用G102和G141光栅观测的29个视场（0.037度^2）的HST WFC 3红外光谱平行线（WISP）程序的近红外发射线计数和光度函数。总共我们确定了1048个观测到的等效宽度大于40埃的发射线星系，其中467个有多个检测到的发射线。WISP巡天对更微弱的通量水平（3- 5x 10 ^-17尔格/s/cm ^2）比未来旨在重子声振荡宇宙学的空间近红外棱栅任务（1- 4x 10 ^-16尔格/s/cm ^2）敏感，这使我们能够探测未来较浅巡天可能错过的更微弱的发射线星系。在H-α通量为2 × 10 ^-16尔格/s/cm ^2的情况下，0.7<z<1.5的星系的累积计数达到10，000 deg^-2。具有类似[OIII]通量的H-α发射星系比仅具有H-α发射的星系在这些通量水平上大约少5倍。在未来的近红外棱栅巡天将探测的更亮的通量下，具有低H α/[OIII]比的星系是非常罕见的;我们的巡天没有发现H α/[OIII] < 0.95的星系的H α通量大于3 × 10 ^-16尔格/s/cm ^2。我们的H-α光度函数包含与NICMOS近红外棱栅调查发现的暗线发射体的数量密度相当的暗线发射体，但显着较少（少3-4倍）的高光度发射体。我们还发现，我们的高红移（z=0.9-1.5）计数与HiZELS的高红移（z=1.47）窄带H-α调查（Sobral et al. 2013…
2013-10-22 astro-ph.CO
The Faint End of the Luminosity Function and Low Surface Brightness Galaxies
SHELS（Smithsonian Hectospec Lensing Survey）是一个密集的红移巡天，覆盖4平方度的区域，限制R = 20.6。在星系表的建立和光谱目标的获取中，我们特别注意了低表面亮度矮星系的观测完整性。因此，虽然观测范围很小，但它是计算星系光度函数暗端斜率到极限M_R = -13.3 +5logh的可靠基础。本文计算了红移在0.02 <= z < 0.1，SHELS_{0.1}范围内的SHELS星系子集在R波段的暗端斜率。该样本包含532个R< 20.6的星系，其表面亮度中值在半光半径SB_{50,R} = 21.82 mag arcsec^{-2}内。我们用这个样本对星系光度函数的暗端对表面亮度的依赖性进行了为数不多的直接测量。对于整个样品，暗端斜率α = -1.31 +/- 0.04，与Blanton等人（2005 b）对SDSS的分析和Liu等人（2008）对COSMOS场的分析一致。考虑到这三项调查的方法非常不同，这种一致性令人印象深刻。一个包含135个星系的有限星等样本，其光谱红移平均为半光表面亮度，SB_{50,R} >= 22.5等角秒^{-2}是SHELS_{0.1}所独有的。弱端斜率为alpha_{22.5} = -1.52+/- 0.16。SHELS_{0.1}表明，较低的表面亮度的对象占主导地位的亮度函数在现场的暗端斜率，强调的重要性…
2012-03-09 astro-ph.CO
Characterizing Ultraviolet Excesses in the Outskirts of a Local Early-Type Sample
我们提出了一个分析的紫外线（UV）发射的外部区域的本地，体积有限的样本的56个早期型星系，其中Hα发射的大质量恒星形成通常是缺席。我们发现，在我们的早期类型的星系的环境中，多余的微弱NUV发射相比，空白的天空在相同的瓷砖测量，这表明过量是不是由于背景污染。我们没有观察到相应的微弱FUV过量。微弱的NUV过度增加与星系光度和不相关的存在或不存在的HI在这些星系的环境。早期星系外围微弱的NUV可以解释为是由于恒星的形成速率大于或等于几个\times 10-5 M \odot yr-1 kpc-2;以这种速率形成的恒星可以在回旋中产生早期星系质量的百分之几。微弱的早期类型（MB > -21.3）在30 kpc内的明亮紫外源平均是明亮的早期类型（MB < -21.3）的四倍。在较暗的早期类型周围检测到的源分布的峰值比在较亮的早期类型周围检测到的源的峰值亮度更低，并且稍微更蓝，这表明MB > -21.3的早期类型更活跃地与年轻恒星一起建立质量。所有早期类型周围亮源的空间分布近似线性增加到20 kpc，随后是100 s。
2010-12-10 astro-ph.CO
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
Discovery of a faint, star-forming, multiply lensed, Lyman-alpha blob
本文报道了利用甚大望远镜（VLT）上的多单元光谱探测器（MUSE）在星系团AS 1063后面发现的一个多重透镜Lyman-PDMATHAMM团块（LAB）。背景源位于$z=$ 3.117，与几乎所有先前报道的LAB相比，其本质上是暗淡的。我们使用我们的高精度强透镜模型来重建源的属性，我们发现$L_{\rm Lyα}$ = $1.9\times10^{42}$ erg s $^{-1}$，扩展到33 kpc的固有光度。我们发现，实验室是与一组星系，并可能是一个原星系团，在协议与以前的研究，发现实验室在overdensities。除了Lyman-$α$（Ly $α$）发射外，我们还发现了来自星云中心的\ion{C}{IV}、\ion{He}{II}和\ion{O}{III} ]紫外线（UV）发射线.我们利用这些线条的紧凑性和线条比率得出结论，\Lya星云很可能是由嵌入的恒星形成提供动力的。然后，\Lya光子的共振散射产生发射的扩展形状。多亏了MUSE和强引力透镜的综合力量，我们现在能够在$z\approx 3$探测亚$L_{*}$星系的环星系介质。
2016-09-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
An upper limit on primordial magnetic fields from ultra-faint dwarf galaxies
原始磁场的存在增加了在高红移下可能形成恒星的最小晕质量。对超暗矮星系（UFD）在其半光半径内的动力学质量的估计限制了它们在进入银河系之前的维里化晕质量。推断的晕质量和形成红移的UFD放置上界的原始共动磁场，$B_0$。假设UFD主晕的平均形成红移为$z_{\rm form}=$ 10（20），我们分别推导了$B_0~$上的$0.50\pm 0.086$（$0.31\pm 0.04$）nG的上限。
2019-05-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Ultra-faint high-redshift galaxies in the Frontier Fields
通过结合宇宙学模拟和前沿场透镜模型，我们发现在最乐观的情况下，像$m \approx 33 - 34$（AB星等为$1.6 \rm μm$）这样微弱的星系在前沿场中也能被探测到。这种微弱的星系托管的质量$\sim10^9 M_\odot$的暗物质晕和主导的电离光子预算超过目前观察到的明亮星系，从而允许第一次调查的主导再电离源。此外，观测到的这些星系的数量可以用来限制反馈的作用，在抑制恒星形成的小晕：例如，如果星系形成被抑制在晕与圆速度$v_c < 50$ km s $^{-1}$，星系暗于$m=31$不应该在FF检测。
2014-05-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Probing Dark Matter Self-interaction with Ultra-faint Dwarf Galaxies
自相互作用暗物质（SIDM）作为解决无碰撞冷暗物质（DM）小尺度问题的一种方法，受到越来越多的关注。利用唯象SIDM晕模型研究了23个超暗矮星系的SIDM。UFD是DM占主导地位，并有较少的活跃的恒星形成历史。因此，它们是检验SIDM的理想对象，因为它们的晕轮廓受重子反馈过程的影响最小。我们发现没有UFD有利于非零自相互作用和一些简单的SIDM建模内提供严格的约束。我们的结果挑战了简单的模拟SIDM，这促使进一步调查的SIDM的晕下动力学演化。
2020-08-06 astro-ph.CO hep-ph
Local Group Ultra-Faint Dwarf Galaxies in the Reionization Era
受本星系群矮星系恒星化石记录的启发，我们发现最暗超暗矮星系（UFD; ${\rm M}_{\rm V}$ $\sim -2$或${\rm M}_{\star}$ $\sim 10^{2}$ at $z=0$）的恒星形成祖先在再电离（$z\sim6-10$）期间具有${\rm M}_{\rm UV}$ $\sim -3$到$-6$的紫外（UV）光度。这种微弱星系的存在对星系形成和再电离的早期阶段有着重要的意义。如果再电离过程中紫外光度函数（UVLF）的暗端斜率很陡，（$α\lesssim-2$）到${\rm M}_{\rm UV}$ $\sim -3$，那么：（i）UFD的祖先产生了来自星系的UV通量的$>50$ %，（ii）星系可以维持再电离，其逃逸分数比目前采用的值低2倍;（iii）直接的HST和JWST观测可能只探测到来自星系的紫外光的$\sim10-50$ %;（iv）宇宙恒星形成历史在$z\gtrsim6$处增加了$\gtrsim4-6$。如果高红移UVLF翻转，来自UFD的显著通量以及由此产生的与LG矮星系计数的紧张关系将减少。与UVLF形状无关，大量UFD的存在需要在再电离期间对${\rm M}_{\rm UV}$ $\sim -3$的非零光度函数。
2017-02-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Ultra-Light Dark Matter in Ultra-Faint Dwarf Galaxies
冷暗物质（CDM）模型很难与星系尺度的观测结果相匹配。张力可以通过戏剧性的重子反馈效应或通过修改CDM的粒子物理来减小。在这里，我们考虑一个超轻的标量场DM粒子表现出低于DM粒子质量依赖的金斯尺度的波动性质。对于DM质量的$m\sim10^{-22}{\rm eV}$，这种情况延迟了星系形成，并避免了暗物质晕中心的尖点。我们使用新的测量半轻质量超微弱矮星系天龙座II和三角座II估计DM粒子在这个模型中的质量。我们发现，如果恒星星族的核心内的密度分布，然后数据是在协议与波暗物质模型具有DM粒子与$m\sim 3.7-5.6\times 10^{-22}{\rm eV}$。这种极轻粒子的存在将有助于形成一个中央孤子核心，取代Navarro-Frenk-White轮廓的尖端，并使预测更接近矮星系核心中心密度的观测。
2016-05-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraints on MACHO Dark Matter from Compact Stellar Systems in Ultra-Faint Dwarf Galaxies
我表明，最近发现的超暗矮星系波江座II的中心附近的星团提供了强大的约束质量的致密晕天体（MACHO）的>~5 M_sun作为暗物质的主要组成部分。超新星暗物质会动态地加热星系团，使其体积变大，速度变快，直到溶解在宿主星系中。致密超暗矮星系中的恒星本身也会受到同样的动力学加热;至少有10个这样的星系存活下来，这对质量>~10 M太阳的100暗物质产生了独立的限制。Eri II星团和致密超暗矮星的特征是恒星质量只有几千个太阳质量，半光半径分别为13 pc（星团）和~30 pc（超暗矮星）。这些系统关闭了~20- 100 M_sun的窗口，允许100 M_sun的暗物质，并结合现有的限制，从微透镜，宽双星，磁盘运动学，以排除暗物质完全组成的MACHO从~10 $^{-7}$ M_sun到任意高的质量。
2016-06-09 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Not so fuzzy: excluding FDM with sizes and stellar kinematics of ultra-faint dwarf galaxies
我们利用观测到的超暗矮（UFD）星系来约束超轻暗物质的粒子质量。在维里化的“模糊”暗物质（FDM）晕中，由波干涉产生的潜在波动动态地加热了UFD中的恒星轨道，其中一些表现出$\lesssim$ 3 km/s的速度色散和$\lesssim$ 40 pc的大小。使用FDM晕的模拟，以及Segue 1和Segue 2 UFD中的尺寸和恒星径向速度的现有测量，我们推导出暗物质粒子质量的下限为$m_{fdm} > 3\times 10^{-19}$ eV，置信度为99%，边缘化超过主机晕圆速度。这个约束是保守的，因为它是在假设孤立子加热可以忽略不计，并且没有其他来源的非FDM动态加热的恒星操作，以增加速度色散。它可以通过未来对超暗星系中更多恒星的光谱观测以及收紧孤立子大小-晕质量关系的理论约束来加强。然而，即使是目前保守的FDM质量下限，也使得这个模型在现有天文观测所探测的尺度上与冷暗物质无法区分。
2022-03-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
A Faint Flux-Limited Lyman Alpha Emitter Sample at $z\sim0.3$
我们提出了一个通量限制的样品$z\sim0.3$ Ly $α$发射体（LAEs）银河演化探测器（GALEX）的棱镜光谱数据。已公布的GALEX $z\sim0.3$ LAE样本是从连续亮天体中预先选择的，因此对高等效宽度（EW）LAE有偏见。我们删除了这个连续预选和计算EW分布和亮度函数的Ly $α$发射线直接从我们的样品。我们研究了这些量从$z\sim0.3$到$2.2$的演化，发现EW分布在这个红移范围内几乎没有演化的证据。如先前的研究所示，来自恒星形成星系的Ly $α$光度密度随着红移的下降而迅速下降。然而，我们发现，从$z=2.2$到$z=0.3$的Ly $α$光度密度的下降可能只是反映了从$z=2.2$到$z=0.4$的H $α$光度密度的下降，这意味着体积Ly $α$逃逸分数的变化很小。最后，我们表明，从活动星系观测到的Ly $α$光度密度是可比的恒星形成星系在$z=0.3$观测到的Ly $α$光度密度。我们认为活动星系核对观测到的Ly $α$光度密度的显著贡献持续到$z\sim2.2$。
2017-09-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
EDGE: The origin of scatter in ultra-faint dwarf stellar masses and surface brightnesses
我们演示了如何在宇宙中最不发光的星系，超微弱的矮星系，在宇宙再电离时，它们的动力学质量是敏感的。我们选择一个低质量（$\sim \text{1.5} \times 10^{9} \, \text{M}_{\odot}$）的暗物质晕从宇宙学体积，并进行变焦流体动力学模拟与多个替代的历史使用“基因改造”的初始条件。早期形成的超暗物质在今天有更高的恒星质量，这是因为在它们被再电离淬灭之前有更长的恒星形成期。我们的历史都收敛到相同的最终动力学质量，证明存在扩展的散射（$\geq$ 1 dex）在恒星质量固定晕质量由于可能的历史的多样性。我们的一个变体在再电离之前建立了不到2%的最终动力学质量，快速淬灭了原位恒星形成。其最终恒星质量的大部分后来通过干合并而增长，将恒星沉积在星系的外围，从而扩大了其有效半径。这种机制构成了一个新的形成方案的高度弥漫（$\text{r}_{1 /2} \sim 820 \, \text{pc}$，$\sim 32 \, \text{mag arcsec}^2$），金属贫乏（$\big[ \mathrm{Fe}\, / \mathrm{H} \big]= -2.9$），超微弱（$\mathcal{M}_V= -5.7$）矮星系的范围内的下一代低表面亮度调查。
2019-11-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Formation History of the Ultra-Faint Dwarf Galaxies
我们目前的早期结果从哈勃太空望远镜调查的超微弱矮星系。这些银河系卫星是在斯隆数字巡天发现的，似乎是经典矮椭球体在低光度下的延伸，为理解卫星失踪问题提供了新的前沿。因为它们是已知的最不明亮、最受暗物质支配、化学演化最少的星系，超微弱的矮星是早期宇宙的最佳候选化石。巡天的主要目标是测量这些星系的恒星形成历史，并辨别由于宇宙再电离而导致的任何同步。我们发现，我们调查的六个星系有非常相似的恒星形成历史，并且每个星系都由年龄超过12 Gyr的恒星主导。
2013-10-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Directly Observing the Galaxies Likely Responsible for Reionization
我们报告了对哈勃前沿场星系团Abell 2744和MACS 0416的新分析，使用小波分解去除星系团的光，使高度放大（> 50倍）的星系的检测比以前的研究暗10倍。我们发现167个星系在z > 6，并与此样本，我们能够表征的UV光度函数M_UV = -12.5在z ~ 6，-14在z ~ 7和-15在z ~ 8。我们发现了一个陡峭的暗端斜率（α <-2），并且通过我们在暗端的改进统计，我们将α的分数不确定性在z ~ 6 - 7处降低到<2%，在z ~ 8处降低到4%。我们还通过单独使用每个可用的透镜模型并比较结果来研究由于透镜建模引起的系统不确定性;在所有红移下，α的系统分数不确定性<4%。我们现在直接观察星系的光度制度，模拟预测光度函数的暗端斜率的变化，但我们的结果提供了统计上非常有力的证据，反对任何营业额的光度范围内探测，更符合模拟中的恒星形成低质量的晕。因此，我们找到了强有力的支持，在z > 6时，陡峭的光度函数扩展到M_UV = -13，这与在标准假设下重建宇宙所需的暗淡星系的数量一致。
2018-05-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Wide binaries in ultra-faint dwarf galaxies as a probe of extended dark objects
King’s College London（伦敦国王学院）
研究利用超微弱矮星系牧夫座I中的宽双星探测扩展暗物质对象，将现有约束推广到扩展暗物质，推导暗物质分数置信限，其在质量 - 半径平面敏感，还应用于超紧凑微晕并推导对原初曲率功率谱的约束。
2026-07-21 astro-ph.CO hep-ph
Primordial Black Holes as Dark Matter: Constraints From Compact Ultra-Faint Dwarfs
LIGO对黑洞合并产生的引力波的突破性探测重新点燃了人们对原始黑洞（PBH）以及暗物质由PBH组成的可能性的兴趣。有人认为，数十个太阳质量的PBH可以作为暗物质的候选者。最近的分析研究表明，紧凑的超暗矮星系可以作为PBH暗物质假说的敏感测试，因为在这样一个晕主导的系统中的恒星将被更大质量的PBH加热，它们现在的分布可以提供对PBH质量的强约束。在这项研究中，我们进一步探索这种情况下，更详细的计算，使用动态模拟和贝叶斯推断方法相结合。恒星和PBH暗物质的联合演化遵循Fokker-Planck程序PhaseFlow。我们运行了一个大的套件，这样的模拟不同的暗物质参数，然后使用马尔可夫链蒙特卡罗方法来约束PBH属性与超暗星系的观测。我们发现，恒星和PBH之间的两体弛豫驱动了恒星的核心尺寸，并增加了中心恒星的速度色散。利用观测到的致密超暗矮星系中恒星的半光半径和速度色散作为联合约束条件，我们推断这些矮星系可能有一个中心密度在1-2 $\rm{M_{\odot}/pc^3}$范围内的核心暗物质晕，如果它们构成全部或相当大部分的暗物质，则PBH的质量范围可能为2-14 $\rm{M_{\odot}}$。
2017-10-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Observational challenges in Ly-alpha intensity mapping
星系的强度图对星系的累积线辐射很敏感。因此，它代表了一个有前途的技术，统计研究的星系比传统的星系调查的极限星等暗淡。强氢Ly-alpha线是这样的实验的主要目标，因为它的强度与恒星形成活动和星际（ISM）和星系间（IGM）介质的物理状态有关。然而，为了提取有意义的信息，必须解决前景星系的干涉线所造成的混乱问题。我们在这里讨论了针对z > 4源的Ly-alpha IM实验的挑战。我们发现，Ly-alpha功率谱可以在原则上容易地（勉强）获得与40厘米的空间望远镜在几天的观察时间，z < 8（z = 10）假设的interloping线（如H-α，[O II]，[O III]线）可以有效地删除。我们表明，可以通过使用辅助光度星系调查与限制AB mag 26在近红外波段（Y，J，H，或K）的闯入者被删除。这将使得能够检测来自5 < z < 9个微弱源的Ly-alpha信号。然而，如果[C II] IM实验是可行的，通过互相关的Ly-alpha与[C II]信号的星系调查所需的深度可以减少到AB等24。这将使未来密切协同工作的设施的检测触手可及。
2016-05-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
The MUSE-Faint survey. II. The dark matter-density profile of the ultra-faint dwarf galaxy Eridanus 2
目标。我们使用恒星的视线速度来约束波江座2，一个超微弱的矮星系（$M_\mathrm{V} = -7.1$，$M_* \approx 9 \times 10^4\,M_\odot$）的暗物质密度分布。此外，我们推导出自相互作用和模糊暗物质的情况下的基本属性的约束。方法.我们提出了新的观测波江座2从MUSE-Faint，超微弱的矮星系的调查与MUSE的甚大望远镜，并确定视线内的恒星的半光半径的速度。结合文献数据，我们有92个恒星示踪剂的两倍半光半径。我们约束模型的冷暗物质，自相互作用的暗物质，模糊暗物质与这些示踪剂，使用CJAM和pyGravSphere的动力学分析。结果我们发现大量的证据表明冷暗物质超过自相互作用的暗物质，而模糊的暗物质超过冷暗物质的证据很弱。我们发现一个维里质量$M_{200} \sim 10^8\,M_\odot$和天体物理因子$J(α_\mathrm{c}^J) \sim 10^{11}\,M_\odot^2\,\mathrm{kpc}^{-5}$和$D(α_\mathrm{c}^D) \sim 10^2$ - $10^{2.5}\,M_\odot\,\mathrm{kpc}^{-2}$。我们不解决核心（$r_\mathrm{c} < 47\,\mathrm{pc}$，68-%水平）或孤子（$r_\mathrm{sol} < 7.2\,\mathrm{pc}$…
2021-06-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
An Ultra-Faint Galaxy Candidate Discovered in Early Data from the Magellanic Satellites Survey
我们报告了一个新的超暗恒星系统中发现的暗能量相机数据从第一次观测运行的麦哲伦卫星巡天（MagLiteS）。MagLiteS J 0644 -5953（Pictor II或Pic II）是一颗低表面亮度（在其半光半径内μ = 28.5 mag arcsec $^{-2}$）的高密度恒星，它是一颗古老且缺乏金属的恒星，位于日心距离为45 kpc。这颗卫星的物理大小（r $_{1/2}$ = 46 pc）和低光度（Mv = -3.2等）与光谱证实的超暗星系的轨迹一致。MagLiteS J 0644 -5953（图II）位于距离大麦云云（LMC）11.3千秒差距处，与文献中的模拟结果比较表明，这颗卫星可能与大麦哲伦云吸积。MagLiteS J 0644 -5953（图II）与大麦哲伦星系的距离很近，这也使它成为最有可能仍然被引力束缚在大麦哲伦星系上的超暗星系候选者。
2016-11-29 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The impact of primordial black holes on the stellar mass function of ultra-faint dwarf galaxies
本文研究原初黑洞暗物质对超暗矮星系恒星质量函数的影响，提出利用已有观测数据约束$10^{19}-10^{21}$克质量范围内原初黑洞暗物质比例的方法。
2024-02-26 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The Stellar Initial Mass Function of Ultra-Faint Dwarf Galaxies: Evidence for IMF Variations with Galactic Environment
我们提出的恒星初始质量函数（IMF）在两个超暗矮（UFD）星系，武仙座和狮子座IV，基于深HST/ACS成像的约束。武仙座和狮子座IV星系是一个极低光度（M_V =-6.2，-5.5）、贫金属（<[Fe/H]>=-2.4，-2.5）的星系，它们具有古老的恒星星族（> 11 Gyr）。因为它们有很长的弛豫时间，我们可以直接测量低质量恒星的IMF通过计数低于主序星关闭，而无需校正动力学演化。在0.52 - 0.77 Msun的恒星质量范围内，IMF最适合的幂律斜率为α = 1.2^{+0.4}_{-0.5}（武仙座）和α = 1.3 +/- 0.8（狮子座IV）。对于大力士，IMF斜率比5.8-sigma水平的Salpeter IMF（α =2.35）和5.4-sigma水平的Kroupa IMF（α =2.3，高于0.5 Msun）更浅。我们同时拟合了二进制分数，发现大力士的f_binary = 0.47^{+0.16}_{-0.14}，狮子座IV的f_binary = 0.47^{+0.37}_{-0.17}。UFD的二进制分数是一致的，在同一质量范围内的银河系恒星推断，尽管非常不同的金属丰度。相比之下，UFD中的IMF斜率比其他银河系环境更浅。在0.5 - 0.8 Msun的质量范围内，我们看到了一种趋势，即在少数星系中直接测量IMF，随着星系速度色散和金属丰度的降低，幂律斜率变…
2013-04-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Formation of an extended stellar halo around an ultra-faint dwarf galaxy following one of the earliest mergers from galactic building blocks
超暗矮星系（UFD）是在早期宇宙中形成的星系的组成部分的有希望的可观测代理。我们使用宇宙流体动力学模拟研究了UFD的形成和演化。特别是，我们表明，一个主要的合并的两个积木星系与3,900 Msun和7,500 Msun在宇宙年龄为510万年的结果在一个系统与扩展的恒星分布一致的de Vaucouleurs配置文件。模拟星系的平均恒星金属丰度为[Fe/H]=-2.7，并具有金属丰度梯度。这些结果与最近发现的UFD Tucana II的性质非常相似，Tucana II的金属含量非常低，并且具有空间扩展的恒星晕，距离较远的恒星金属含量更低。我们的模拟表明，图卡纳II的扩展恒星晕可能是通过过去的一次重大合并形成的。未来对其他UFD周围空间扩展结构的观测搜索，结合进一步的理论研究，将为古老的幸存卫星星系的进化历史提供切实的测量。
2021-05-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Beasts of the Southern Wild: Discovery of nine Ultra Faint satellites in the vicinity of the Magellanic Clouds
我们已经使用公开发布的暗能量调查数据来寻找南半球银河系的新卫星。我们的搜索产生了大量有希望的候选人。在本文中，我们宣布发现了9个新的明确的超微弱天体，其真实性可以单独使用DES数据来确定。根据形态特征，其中三个新卫星是矮星系，其中一个位于银河系的边缘，距离380 kpc。其余6个天体的大小和光度与Segue~1卫星相当，如果没有后续的光谱观测，不能直接分类。我们已经发现的卫星聚集在LMC和SMC周围。我们表明，这种空间分布是不可能的假设下的各向同性，因此，得出结论，至少有一些新的卫星必须与麦哲伦云在过去。
2015-04-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
EDGE: The sensitivity of ultra-faint dwarfs to a metallicity-dependent initial mass function
受暗矮星中观测到的底光初始质量函数（IMF）的启发，我们研究了金属性依赖的IMF如何影响超暗矮星系的反馈预算和观测值。我们模拟的演化低质量（$\approx 8 \, \times \, 10^{8} \, \rm M_{\odot}$）暗物质晕与宇宙学，放大流体动力学模拟能够解决个别超新星爆炸，我们补充与经验激励的亚网格处方系统IMF的变化。在这个框架下，在典型的微弱矮星的低气体金属丰度下，新生恒星星族的IMF变得头重脚轻，增加了超新星和光电离反馈调节恒星形成的效率。在固定动力学质量下，这导致矮星的最终恒星质量比典型IMF减少了100倍。尽管如此，反馈预算的增加是由更多的大质量恒星增加的金属生产所满足的，导致$z=0$的铁含量几乎不变。因此，一个金属丰度依赖的IMF提供了一种机制，以产生低质量（$\rm M_{\star}\sim 10^3 \rm M_{\odot}$），但丰富（$\rm [Fe/H]\approx -2$）场矮星系，从而打开了一个自洽的途径，以填充高原$\rm [Fe/H]$的质量-金属丰度关系的最暗端。
2022-05-02 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
A Common Origin for Globular Clusters and Ultra-faint Dwarfs in Simulations of the First Galaxies
在本文中，第一个在一系列的星系形成再电离之前，我们专注于了解是什么决定了恒星物体的大小和形态的第一个低质量星系，使用秒差距尺度的宇宙学模拟进行自适应网格流体动力学代码。虽然形成恒星的致密气体倾向于具有盘状结构，但恒星被发现在几乎没有旋转的球状体中。质量在10^6 M_sun到5x10^8 M_sun之间的晕形成了随机星，恒星质量在10^4 M_sun到2x10^6 M_sun之间。几乎独立的恒星质量，我们观察到一个大范围的半光半径的恒星，从几个秒差距到几百秒差距和表面亮度和质光比范围从典型的球状星团超微弱的矮星。在我们的模拟中，恒星形成于致密的星团中，具有高的气体-恒星转换效率和相当均匀的金属丰度。这些星团中的一小部分在气体被反馈移除后仍保持束缚，但其他的则被摧毁，它们的恒星通常具有20至40 km/s的速度色散，膨胀直到它们被暗物质晕束缚。因此，我们推测，在超微弱的矮星系的恒星可能会显示出运动学和化学特征与它们的起源在几个不同的星团。另一方面，一些球状星团可能形成于原始矮星系的中心，并且可能含有暗物质，也许在外部可以检测到。
2016-07-14 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
Strong bound on canonical ultra-light axion dark matter from the Lyman-alpha forest
我们提出了一个新的超轻轴子（超轻）暗物质质量$m_\text{a}$的界限，使用莱曼α森林寻找抑制宇宙结构的增长：95%的下限$m_\text{a} > 2 \times 10^{-20}\,\text{eV}$。这强烈地反对（$> 99.7\%$可信度）$10^{-22}\,\text{eV} < m_\text{a} < 10^{-21}\,\text{eV}$的正则化，其动机是弦轴向和冷暗物质模型中可能的张力的解决方案。我们加强了以前的等效边界约一个数量级。我们证明了我们的研究结果的鲁棒性，使用改进的流体动力学模拟的优化仿真器。
2020-12-24 astro-ph.CO hep-ph
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
Indirect Dark Matter Detection Limits from the Ultra-Faint Milky Way Satellite Segue 1
我们使用新的运动学数据从超微弱的银河系卫星Segue 1模拟其暗物质分布和推导上限的暗物质湮灭截面。使用费米卫星和MAGIC的伽马射线通量上限，我们确定了暗物质湮灭成各种不同的粒子，包括带电轻子的截面排除区域。我们发现，这些排除区域开始探测感兴趣的区域的暗物质解释的电子和正电子通量从PAMELA，费米和HESS，和Segue 1的未来观测有很强的前景来测试这样的解释。我们还讨论了使用冰立方探测器探测中微子湮灭的前景，发现在一个乐观的情况下，可能会探测到一些中微子事件。最后，我们使用的运动学数据来模拟Segue 1暗物质的速度色散和约束索末菲增强模型。
2010-07-27 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Understanding the origin of CEMP-no stars through ultra-faint dwarfs
碳增强贫金属（CEMP-no）星具有低丰度的中子捕获元素，其起源仍然不清楚。这些恒星无处不在，主要存在于银河系晕和超暗矮星系（UFD）中。为了向前迈出重要一步，我们为Böotes I开发了一个数据校准模型，该模型同时包括所有碳源：超新星和渐近巨星分支（AGB）恒星，都来自第一颗恒星（Pop III）和随后的正常恒星形成（Pop II）。我们证明了这些来源中的每一个都在气体中留下了特定的化学特征，使我们能够通过它们在A（C）-[Fe/H]图中的位置来识别当今CEMP-无恒星的起源。A（C）>6的CEMP星主要由AGB Pop II星富集。我们发现了一类新的“中等CEMP-s”星，其A（C）~ 7，0<[Ba/Fe]<+1，是由AGB星的星风所留下的印记。真正的Pop III后代的A（C）<6，[C/Mg]与[Fe/H]是常数，与Böotes I和银河系晕的观测结果完全一致。这是我们第一次对CEMP的起源有了一个完整的了解，这一点可以并将在未来的观测中得到验证。
2023-02-20 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Narrowing the mass range of Fuzzy Dark Matter with Ultra-faint Dwarfs
模糊暗物质（FDM）是天体物理小尺度问题激发的一个有吸引力的暗物质候选者，在这些尺度上具有丰富的现象学。我们仔细检查FDM模型，更具体地说，FDM粒子的质量，通过银河系超暗矮（UFD）星系的动力学分析。我们使用18个UFD的样本对FDM粒子的质量进行迄今为止最强的约束，使用这里使用的样本的子集更新以前的边界。我们发现，大多数的样品UFD更喜欢FDM粒子质量比$10^{-21}\mathrm{eV}$重。特别地，Segue 1提供了最强的约束，具有$m_ψ=1.1^{+8.3}_{-0.7}\times10^{-19}\mathrm{eV}$。这里发现的约束是第一个与文献中发现的其他各种独立的宇宙学和天体物理学边界兼容的约束，特别是与使用莱曼- $α$森林的最新边界。我们还发现，在这项工作中获得的约束是不兼容的发光矮星系的边界，已经指出，在以前的工作中使用UFD。这可能表明，虽然是一个可行的暗物质模型，但FDM模型解决小尺度问题可能具有挑战性。
2021-04-07 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
