Red giants in the outer halo of the elliptical galaxy NGC 5128 / Centaurus A
我们在VLT上使用VIMOS对NGC 5128 / Centaurus A（$(m-M)_0=27.91\pm0.08$）的最外层晕进行了$V$和$I$波段成像，距离星系中心65 kpc，沿着长轴。恒星的星族被分解为$I_0 \approx 27$，$50\%$的完整性极限为$I_0 = 24.7$，远低于红巨星分支（TRGB）的尖端，这在$I_0 \approx 23.9$可以看到。在我们的视野中，NGC 5128晕星的表面密度足够低，昏暗的，未分辨的背景星系是源计数的主要污染物。我们通过保守的星等和色切分离出了一个清晰的红巨星分支（RGB）恒星样本，这些恒星延伸到TRGB以下的$\approx 0.8$等，以去除（主要是蓝色的）未分辨的背景星系。我们通过等时线从恒星的颜色中推导出恒星金属丰度，并通过将我们的观测结果与NGC 5128晕场靠近星系中心的HST成像相结合，测量晕的密度衰减作为金属丰度的函数。我们发现了富金属和贫金属的恒星种群，并发现两者的衰减遵循相同的de Vaucouleurs' law轮廓从$\approx 8$ kpc到$\approx$ 70 kpc。金属丰度分布函数和密度衰减与最近对NGC 5128中类似最外层晕场的两项研究结果一致。我们没有发现在晕的径向轮廓中存在“过渡”的证据，在这种过渡中，富含金属的晕密度会迅速下降，使下面的贫金属晕在更大的径向范围内…
2014-10-30 astro-ph.GA
Not-so-heavy metal(s): Chemical Abundances in the Ultra-faint Dwarf Galaxies Eridanus IV and Centaurus I
本文通过高分辨率光谱测定两个超暗矮星系中最亮恒星的化学丰度，发现二者均贫金属且缺乏中子俘获元素，并推断其中极端贫金属碳增丰星 EriIV-9808 不太可能源自单一 Pop III 前身星。
2025-08-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
The extended halo of Centaurus A: uncovering satellites, streams, and substructures
我们提出了最宽的领域解决恒星地图的日期最近（$D\sim3.8$兆秒差距）的大质量椭圆星系NGC 5128（半人马座A;岑A），延伸到一个投影的银河系中心半径为$\sim150$千秒差距。该数据集是我们正在进行的利用麦哲伦/Megacam成像仪进行的半人马座和雕塑家全景成像调查（PISCeS）的一部分。我们将红巨星分支尖端以下的老红巨星分支恒星群分解为$\sim1.5$等，达到表面亮度极限低至$μ_{V,0}\sim32$等角秒$^{-2}$。由此产生的空间恒星密度图突出了大量以前未知的流，壳和卫星，包括围绕CenA（CenA-MM-DW 3）的第一个潮汐干扰矮星，这强调了它的活跃吸积历史。我们报告了13颗先前未知的矮卫星候选者，其中9颗被证实位于Cen A的距离（其余4颗未被分辨为恒星），星等范围为$M_V=-7.2$至$-13.0$，中心表面亮度值为$μ_{V,0}=25.4-26.9$等角秒$^{-2}$，半光半径为$r_h=0.22-2.92$千秒差距。这些值与本星系群矮星一致，但也位于它们分布的暗淡/弥散端;有趣的是，CenA-MM-DW 3与最近发现的室女座和后发座中的超弥散星系具有相似的性质。大多数新的矮星比以前已知的Cen A卫星更暗。根据它们的恒星星族讨论了新发现的矮星和晕子结构，并将它们与M31的PAndAS巡天发现的结果进行了比较。
2016-04-19 astro-ph.GA
Mapping Dark Matter with Extragalactic Stellar Streams: the Case of Centaurus A
在未来的十年中，将在外部星系的晕中观察到数千个恒星流。关于这些流中的暗物质，我们会有什么基本发现？作为第一次尝试看看这些问题，我们的模型麦哲伦/Megacam成像的半人马座A的（Cen A）破坏矮伴星矮3（DW 3）及其相关的恒星流，找出什么可以学到的Cen A暗物质晕。我们开发了一种新的外部星系流拟合技术，并生成模型恒星流，再现流形态可见的成像。我们发现，有许多可行的流模型，适合的数据，合理的参数，提供了岑A的晕质量大于M $_{200}$ $>4.70\times 10^{12}$ M $_{\odot}$。在Cen A的晕中还有第二个流，它也在同一个动力学模型的背景下重现。然而，单独成像中的流形态并不能唯一地确定Cen A晕的质量或质量分布。特别是，具有高似然性的流模型显示推断的Cen A质量分布、推断的Dw 3祖质量、Dw 3速度和Dw 3视线位置之间的协方差。我们表明，这些退化可以打破沿流的径向速度测量，一个单一的径向速度测量提出了一个很大的下限晕质量。这些结果表明，如果我们想从河外恒星流中了解暗物质，有针对性的径向速度测量将是至关重要的。
2022-10-20 astro-ph.GA
Discovery of a diffuse optical line emitting halo in the core of the Centaurus cluster of galaxies: Line emission outside the protection of the filaments
我们提出了在半人马座星系团中发现的漫射光学线发射与MUSE IFU。MUSE无与伦比的灵敏度使我们能够检测到来自这些结构的微弱发射，这些结构远远超出了先前已知的细丝的界限。在星团核心星云的许多典型谱线中检测到弥散结构（围绕着灯丝的发射、北壳和扩展的晕）（[NII] $_{λ6548\&6583}$、[SII] $_{λ6716\&6731}$、[OI] $_{λ6300}$、[OIII] $_{λ4959\&5007}$等）。但比暗条暗一个数量级以上，只有通过光谱中最亮的线才能检测到微弱的晕（[NII] $_{λ6583}$）。这些结构被证明是不同于中央星系中的恒星的运动学，并具有不同的物理和激发状态的灯丝。可能的起源依次讨论了每个结构，我们得出结论，冲击和/或压力不平衡导致气体分散在整个集群核心，从任何中断的灯丝或直接冷却，这是不局限于明亮的灯丝形成。
2019-01-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
The outermost stellar halo of NGC 5128 (Centaurus A): Radial structure
星系扩展的星晕为研究星系的聚集历史和演化提供了重要线索。我们研究了NGC 5128的恒星成分和扩展晕随银河系距离的变化。我们使用HST图像在28个独立点中解析单个红巨星分支（RGB）恒星。从深VI色星等图达到至少1.5等以下的RGB的尖端的恒星计数被用来推导晕的表面密度分布。银河系恒星的污染评估与一个新的控制领域，与模型，并结合光学和近红外测光。本文提出了一种新的用于地面VI测光系统的WFC 3 F606 W + F814 W测光定标方法。测光结果显示，NGC 5128的恒星晕主要由存在于所有区域的老RGB恒星组成。V-波段表面亮度从23到32 mag/arcsec $^2$变化，从星系中心到我们最外面的晕场的8.3 kpc之间，沿着长轴距离中心140 kpc，沿着短轴距离中心92 kpc。在~30千秒差距内，我们还发现了由明亮的渐近巨星分支星追踪的2-3 Gyr年龄人口的证据。如果它的年龄是2 Gyr，那么这个星族只占恒星总质量的10%，但如果它的年龄是3 Gyr，那么就需要30-40%。在整个径向范围内，恒星表面密度分布很好地符合r $^{1/4}$曲线或幂律$\sim r^{-3.1}$，斜率没有明显的突变，但具有较大的场间散射。由内部的积分光光度法测量的椭圆率$e=(b/a)=0.77$与$e=0.54 \pm 0.02$相差超过30 kpc。考虑到外晕的平坦化，我们最远的…
2021-11-04 astro-ph.GA
Devouring The Centaurus A Satellites: Modeling Dwarf Galaxies with Galacticus
本文用半解析模型 Galacticus 模拟半人马座A周围700 kpc内的矮星系，复现其观测关系并预测速度弥散与恒星形成历史，表明矮星系恒星形成受普适过程支配。
2024-12-02 astro-ph.GA
Shapes of dark matter haloes with discrete globular cluster dynamics: The example of NGC 5128 (Centaurus A)
本文以 NGC 5128 的球状星团为离散运动学示踪体，结合轴对称 Jeans 建模，约束其暗物质晕形状，发现晕显著偏离球对称并给出相关质量与扁率参数。
2024-03-19 astro-ph.GA
Reading Between the (Spectral) Lines: Magellan/IMACS spectroscopy of the Ultra-faint Dwarf Galaxies Eridanus IV and Centaurus I
本研究利用Magellan/IMACS光谱确认Eri IV与Cen I的成员星、运动学及金属丰度，并计算轨道与J因子，表明二者为暗物质主导星系，且Eri IV尤其适合暗物质间接探测。
2023-08-16 astro-ph.GA
Deep Photometric Observations of Ultra-Faint Milky Way Satellites Centaurus I and Eridanus IV
本研究利用麦哲伦望远镜+Megacam的深度成像数据，精确测定了银河系超暗卫星星系Cen I和Eri IV的距离、结构与光度等性质，确认其为年老贫金属系统，为银河系矮星系研究提供了关键观测约束。
2025-03-21 astro-ph.GA
New low surface brightness dwarf galaxies in the Centaurus group
我们进行了广泛的CCD搜索微弱的，未解决的矮星系的非常低的表面亮度在整个半人马座集团地区，包括Cen A和M 83子群躺在一个距离约为4和5百万秒差距，分别。其目的是显著增加已知半人马座群成员的样本，使其完整性降低到更低的水平，作为未来研究该群3D结构的基础。继我们之前对M 83子群进行的60平方度的调查之后，我们通过在CTIO的4米布兰科望远镜上使用宽视场暗能量调查相机在g和r波段对另外500平方度的区域进行成像，扩展并完成了对半人马座群区域的调查。疑似半人马座成员达到的中心表面亮度极限为$μ_r \approx 29$等角秒$^{-2}$，相当于绝对星等$M_r \approx -9.5$。使用不同的滤波技术增强图像。我们发现了41个新的矮星系候选者，如果这些候选者得到确认，再加上之前在M 83子群中发现的16个矮星系候选者，这几乎是半人马座复合体中已知星系数量的两倍。我们进行了表面测光g和r，并报告由此得出的光度参数，为所有新的候选人，以及以前已知的成员在调查区域。与LG矮星和先前已知的半人马座矮星相比，候选者的光度特性表明它们属于半人马座群。新物体的天空分布通常遵循Cen A和M 83子组周围的共同包络。新的矮星如何与Tully等人最近报道的有趣的双平面特征联系起来。（2015）必须等待候选者的距离信息。
2016-08-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
How old are the stars in the halo of NGC 5128 (Centaurus A)?
NGC 5128（半人马座A）是距离我们最近的容易观测到的巨型椭圆星系，距离我们只有3.8 Mpc。因此，它是研究椭圆星系早期恒星形成历史的最佳目标。我们的目标是确定NGC 5128中最古老的恒星是何时形成的，以及这个星系是否在很长一段时间内形成了恒星。我们比较模拟的颜色星等图与深ACS/HST测光。我们发现，所观察到的颜色星等图可以令人满意地再现，只有通过模拟，有大部分的恒星年龄超过10 Gyr，α增强模型拟合的数据比太阳尺度的。这些数据与恒星形成超过3-4 Gyr的情况并不一致。两个爆发模型，70-80%的恒星形成12+/-1 Gyr和20-30%的年轻贡献与2-4 Gyr老恒星提供了最好的协议与数据。老组分跨越了模型的整个金属丰度范围（Z=0.0001-0.04），而对于新组分，最佳拟合模型显示更高的最小金属丰度（~1/10 - 1/4 Z_sun）。NGC 5128中的晕星大部分都是在红移z>=2时形成的，并且化学富集非常快，对于~11-12 Gyr年龄的星群来说，金属丰度已经达到太阳甚至两倍于太阳。次要的年轻组成部分，增加了20-30%的恒星到晕中，贡献了不到10%的质量，可能是由2-4 Gyr前的恒星形成事件造成的。（节略）
2010-11-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
RR Lyrae stars in the newly discovered ultra-faint dwarf galaxy Centaurus I
我们报告的检测三个RR天琴座（RRL）的恒星（两个RRc和一个RRab）在超微弱的矮（UFD）星系半人马座I（CenI）和两个银河系（MW）$δ$盾牌/SX凤凰星多历元$giz$ DECam的观测。这两颗RRc星位于半人马座I的2倍半光半径（r $_h$）之内，而RRab星（CenI-V3）位于$\sim6$ r $_h$。三颗遥远的RRL恒星在太空中如此紧密地聚集在一起，相对于银河系晕中RRL的平滑分布，代表了4.7 $σ$的超额。利用新探测到的RRL星，我们得到了到Cen I的距离模为$μ_0 = 20.354 \pm 0.002$ mag（$σ=0.03$ mag），日心距离为D $_\odot = 117.7 \pm 0.1$ kpc（$σ=1.6$ kpc），系统误差为$0.07$ mag和$4$ kpc. Cen I RRL星在贝利图中的位置与其他UFD星系（主要是Oosterhoff II）一致。最后，我们研究了UFD和经典矮星系中RRc+RRd（RRcd）星（$f_{cd}$）的相对比率。MW矮星系的完整样本给出了$f_{cd} = 0.28$的平均值。虽然有几个UFD星系，如Cen I，呈现出更高的RRcd比，但如果我们将所有UFD星系的RRL人口结合起来，RRcd比与经典矮星（$f_{cd}$ $\sim$ 0.3）相似。因此，没有证据表明在UFD和经典矮星系中…
2021-09-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
New dwarf galaxy candidates in the Centaurus group
最近对银河系和仙女座卫星星系的分布和运动学的研究证实了星系共面共转结构的存在。除了“丢失卫星问题”之外，这些结构对结构形成的标准$Λ$ CDM方案构成了重大挑战。我们补充了矮星系社区所做的努力，将这些研究扩展到其他附近的星系群，系统地寻找在南半人马座星系群中具有低表面亮度的微弱的，未解决的矮成员。目的是确定这些共面，共转结构是否是一个普遍现象。我们在$g$和$r$的CTIO 4 m Blanco望远镜上用宽视场暗能量相机（DECam）拍摄了M83子群周围60平方度（0.3 Mpc $^2$）的区域，其极限表面亮度为$μ_r\approx 30$ mag arcsec $^{-2}$。对DECam数据采用了各种图像过滤技术，以提高表面亮度极低物体的可见度。我们报告在M83亚群方向发现了16个新的矮星系候选者，大约是该地区已知矮星系数量的两倍。候选者的光度特性，与本星系群的光度特性相比，表明它们属于M83星系群。最暗天体的中心恒星密度为$\approx1.3 L_\odot$ pc $^{-2}$，总星等为$g = 20.25$，相当于名义距离为4.9 Mpc的$M_g = -9.55$。新天体的天空分布明显向Cen A方向延长，这表明它们中的许多属于Cen A子群或共同的晕。我们还提供了更新的表面测光的明亮，已知的矮成员在调查区域。
2015-09-16 astro-ph.GA
Two Ultra-Faint Milky Way Stellar Systems Discovered in Early Data from the DECam Local Volume Exploration Survey
我们报告发现两个超暗恒星系统的早期数据从DECam本地体积探测调查（DELVE）。第一个系统半人马座I（DELVE J1238-4054），被确定为一个老恒星和贫金属恒星的解析过密度，其日心距离为${\rm D}_{\odot} = 116.3_{-0.6}^{+0.6}$ kpc，半光半径为$r_h = 2.3_{-0.3}^{+0.4}$ arcmin，年龄为$τ> 12.85$ Gyr，金属丰度为$Z = 0.0002_{-0.0002}^{+0.0001}$，绝对星等为$M_V = -5.55_{-0.11}^{+0.11}$ ma。这一特征与超暗卫星的星群一致，如果这个系统得到证实，半人马座I将成为最近发现的最亮的超暗矮星系之一。半人马座I在盖亚DR 2中被发现，并有清晰的自行信号，证实它是一个真正的星协，与银河系前景不同;这进一步得到了系统质心附近蓝色水平分支恒星的集群的支持。第二个系统是DELVE 1（DELVE J1630-0058），它是一个解析过密度的恒星，其日心距离为${\rm D}_{\odot} = 19.0_{-0.6}^{+0.5} kpc$，半光半径为$r_h = 0.97_{-0.17}^{+0.24}$弧分，年龄为$τ= 12.5_{-0.7}^{+1.0}$陀螺，金属丰度为$Z = 0.0005_{-0.0001}^{+0.0002}$，绝对星…
2021-07-16 astro-ph.GA
The Lost Dwarfs of Centaurus A and the Formation of its Dark Globular Clusters
我们提出了Taylor等人（2015）新发现的具有高质量与光（M/L）比的暗星团（DSC）形成的理论限制。这些紧凑的恒星系统在光度上类似于球状星团（GC），但动力学M/L比约为10 - 100，更接近矮星系的预期。暗星团（DSC）的重子性质表明，它们的宿主暗物质晕可能在高红移（M > 10^8 M_sun）处维里化。我们使用一组新的高分辨率N体模拟半人马座A，以确定是否有一组z=0的subhalos，其属性与这些观测结果一致。当我们发现这样一组暗晕时，当我们将暗物质密度分布外推到内部20 pc时，在我们的模拟中，在任何红移下，与半人马座A相关的暗物质晕都不能复制DSC的极高中心质量密度。在解释10 pc直径内10^5 - 10^7 M_sun的最有可能的选项之一是中心大质量黑洞的存在。因此，我们认为，DSCs是围绕在矮星系中心黑洞周围的恒星系统的残余尖点，这些矮星系在与半人马座A的相互作用中几乎被完全摧毁。
2016-08-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Halpha and [S II] emission from warm ionized gas in the Scutum-Centaurus Arm
本文给出了银河系310° < l < 345°盾牌-半人马座臂温暖电离介质（WIM）的Wisconsin H-Alpha Mapper [S II] λ6716和Hα光谱图。我们利用修正后的Hα强度（IHαc）测量了H_ne臂^2 = 0.30 kpc（假设距离为3.5 kpc）的电子密度平方的指数级高度，介于内星系和英仙座臂的观测值之间。在大的|z|和弱IHαc的视线中，[S II]/Hα线的比值增强。我们发现[S Ⅱ]/Hα线比与IHαc在IHαc < 0.2 R（Raylestern）时~=1.0，IHαc >= 100 R时~=0.08之间呈幂律关系。线比与Hα强度的相关性比与平面以上高度的相关性好，表明WIM内的物理条件随电子密度系统地变化。我们认为线比随高度的变化是电子密度随高度减小的结果。我们的研究结果加强了已建立的图片中的扩散Hα发射主要是由于在原位光致电离气体的发射，散射光只有一个较小的贡献。
2014-04-07 astro-ph.GA
Satellite mass functions and the faint end of the galaxy mass-halo mass relation in LCDM
最微弱星系的丰富提供了对暗物质性质和矮星系形成过程的深入了解。在LCDM的情况下，低质量的晕是如此之多，以至于矮星形成的效率必须急剧下降，以适应相对稀缺的观测到的矮星和卫星在本地组晕质量的减少。这种衰减的性质包含了重要的线索，可以解释在最微弱的系统中，控制星系形成的机制。在这里，我们探讨了两种可能的模型恒星质量（$M_*$）晕质量（$M_{200}$）的关系在暗端，激发一些最新的LCDM宇宙学流体动力学模拟。一个模型包括一个尖锐的质量阈值，低于这个阈值就不会形成明亮的星系，正如预期的那样，如果星系形成只在高于氢冷却极限的系统中进行。在第二个模型中，$M_*$的规模作为一个陡峭的幂律$M_{200}$没有明确的截止，建议最近的半解析工作。虽然这两个模型预测的银河系类星系周围的卫星数量与目前的观测结果一致，但它们预测的超微弱矮星系和孤立矮星系周围卫星的数量却大不相同。我们的研究结果说明了如何卫星质量函数周围的矮星可用于探测$M_*$ - $M_{200}$关系在暗端和阐明的机制，确定低质量的晕“亮”或保持黑暗的LCDM方案。
2022-07-25 astro-ph.GA
A faint halo star cluster discovered in the Blanco Imaging of the Southern Sky Survey
我们提出了一个微弱的，解决恒星系统的发现，BLISS J 0321 +0438（BLISS 1），发现在暗能量相机数据从第一次观测运行的布兰科成像的南天（BLISS）调查。BLISS J 0321 +0438（BLISS 1）位于（RA，Dec）=（177.511，-41.772）度，日心距离D = 23.7 $^{+1.9}_{-1.0}$ kpc。它是一个暗淡的，Mv = 0.0 $^{+1.7}_{-0.7}$等，紧凑的，rh = 4.1 +/- 1 pc，与以前发现的暗淡晕星团一致。使用盖亚卫星第二次数据发布的数据，我们测量了$(μ_α\cos δ, μ_δ)$ =（-2.37 +/- 0.06，0.16 +/- 0.04）mas/yr的自行。结合现有的位置和速度信息与模拟的吸积卫星人口的大麦云，我们发现，这是不可能的BLISS J 0321 +0438（BLISS 1）起源于大麦云云。
2019-05-17 astro-ph.GA
On the Clustering of Faint Red Galaxies
斯隆数字巡天中的淡红色星系在以前的测量中显示出令人困惑的聚集模式。在两点关联函数（2PCF）中，它们似乎在小尺度上聚集在一起，表明它们倾向于作为卫星星系居住在大质量晕中。然而，它们在大尺度上的微弱聚集表明它们更有可能在低质量的晕中被发现。由于这种微弱星系的体积有限的样本体积很小，因此2PCF测量中的大样本方差对聚类模式的解释产生了影响。我们介绍了一种方法，以改善通过充分利用通量有限的样品，以获得体积有限的测量与增加的有效体积的微弱星系的集群测量。在改进的2PCF测量中，大尺度上的分数不确定性下降了40%以上，并且在以前的工作中看到的小尺度和大尺度聚类幅度之间的强烈对比不再突出。从晕占据分布模型的测量，我们发现，相当一部分的暗红色星系的卫星在大规模的晕，一个senario支持的小尺度2PCF测量和暗红色星系和发光星系的相对空间分布的强协方差。然而，卫星分数被发现是退化的卫星分布剖面的斜率内晕。我们比较半解析模型预测的建模结果，并讨论了影响。
2016-06-03 astro-ph.GA
Peering into the Milky Way by FAST: III. Magnetic fields in the Galactic halo and farther spiral arms revealed by the Faraday effect of faint pulsars
500米口径球面射电望远镜（FAST）是观测脉冲星最灵敏的射电望远镜。我们使用FAST对大量的微弱和遥远的恒星进行了偏振测量。本文报道了星系晕中134颗暗星的法拉第旋转的新测量结果。对其中15颗脉冲星的一些基本参数也作了显著的改进。我们分析了新确定的旋转措施（RM）的银河系磁场，通过使用这134个晕星系，连同以前可用的RM的星系和河外射电源，也是新确定的RM的另外311个暗星系，无论是新发现的项目中的银河平面脉冲星快照（GPPS）的调查或以前已知的星系没有RM。在银河系第一象限的RM层析分析给出了大致相同的磁场强度约为2~ $μ$ G的大规模环形晕磁场。晕磁场的标度高度至少为2.7 $\pm$ 0.3 kpc。在$26^{\circ}<l<90^{\circ}$的银河经度范围内，银河盘面中大量的恒星的RM分化证明了盾牌臂内部以及盾牌臂和人马臂之间的两个臂间区域中的顺时针磁场（从银河北极观察），以及本地英仙座臂间区域中的顺时针磁场和英仙座臂及其以外的磁场反转。
2022-11-30 astro-ph.GA
Ghostly Stellar Haloes and their Relationship to Ultra-faint Dwarfs
幽灵般的恒星晕是由再电离前的化石星系碎片组成的恒星的扩展晕，应该存在于总质量为$<10^{10}$ M $_\odot$的矮星系中。化石星系是质量更小的矮星系，在再电离时期后停止形成恒星，并在本星系群中被确定为超微弱的矮卫星。使用宇宙学N体模拟，我们提出了一个经验模型的形状和质量的幽灵般的恒星晕。我们比较该模型的恒星晕在本星系群（狮子座T，狮子座A，IC 10，WLM，IC 1613，NGC 6822）的6个孤立的矮星系的现有观测推断在再电离时代的矮星系的恒星形成效率。我们发现，在质量为$10^6 - 10^8$ M $_\odot$的暗物质晕中，恒星形成的效率在$z\sim7$与使用超微弱矮星系光度函数数据的独立方法大致一致，但系统性地高出3-5倍。系统的不确定性，我们的结果仍然很大，主要是因为现有的恒星晕剖面的观测没有延伸到足够大的距离从宿主矮星系的中心。额外的观测，很容易在现有望远镜的范围内，可以显着提高这种方法的准确性，也可以用来限制本星系群中矮星系的暗物质质量。我们的方法是基于一组以前从未使用过的观察，因此它是一个新的独立的测试模型的层次星系形成。
2022-09-06 astro-ph.GA
The dwarf galaxy satellite system of Centaurus A
矮星系卫星系统是测试结构形成模型的重要探测器，因此有必要对我们本星系群之外的矮星系进行普查。我们目前深FORS2 VI波段图像从ESO甚大望远镜的15矮星系候选人在半人马座星系群。我们确认九个矮星CenA的成员通过测量他们的距离，使用贝叶斯方法来确定红巨星分支光度的尖端。我们还拟合了理论等时线来测量它们的平均金属丰度。新矮星的性质在大小、光度和平均金属丰度方面与本星系群中的矮星相似。在我们的光度精度没有证据的金属分布，但我们确实观察到可能的扩展恒星形成在几个星系，证明了人口的渐近巨星分支恒星比红巨星分支尖端。新的矮星没有显示出任何潮汐破坏的迹象。结合PISCeS补充巡天最近报道的矮星系，我们研究了该星系群的光度函数和三维结构。通过将观测到的光度函数与高分辨率宇宙学模拟IllustrisTNG进行比较，我们发现在90%的置信区间内一致。然而，CenA似乎失去了最明亮的卫星，并且与模拟的类似物相比，拥有过多的最微弱的矮星。就观测卫星的整体三维分布而言，我们发现整个结构沿着视线是平坦的，均方根（rms）高度为130 kpc，均方根半长轴长度为330 kpc。未来需要对剩下的矮星系候选者进行距离测量，以完成半人马座星系群中矮星系的普查。
2019-07-22 astro-ph.GA
The Origin of r-process Enhanced Metal-Poor Halo Stars In Now-Destroyed Ultra-Faint Dwarf Galaxies
我们今天观察到的高度r过程增强（r-II）贫金属晕星可能在理解早期超微弱矮星系（银河系最小的组成部分）方面发挥关键作用。如果很大一部分贫金属的r-II晕星起源于合并形成银河系的超微弱矮星系，那么对r-II星的观测可以帮助我们研究这些现在被摧毁的系统，并探测我们银河系的形成历史。为了对这种可能的联系进行初步调查，我们使用高分辨率的宇宙学模拟的奶路质量星系从卡特彼勒套件结合一个简单的，经验性的治疗r-过程富集。我们确定了贫金属晕星的分数，可能已经形成了高度r-过程增强气体在现在被摧毁的低质量超微弱矮星系，模拟的r-II分数，并将其与“观察到的”r-II分数。我们发现，模拟的分数，f_{r-II,sim} ~ 1- 2%，可以占“观察到的”分数，f_{r-II,obs} ~ 2- 4%的一半左右。然而，由于采样不完整，“观测到的”比例可能过度代表了r-II恒星的比例，这意味着f_{r-II,sim}可能占真实f_{r-II,obs}的一半以上。进一步考虑个别模拟之间的一些参数变化和分散，模拟分数可以占“观察到的”分数的大约20-80%。
2019-02-06 astro-ph.GA
How nucleation and luminosity shape faint dwarf galaxies
我们用光度计$10^{6} \leq L_{g}/L_{\odot} \leq 10^{8}$研究了室女座和天炉座星系团核心中400多个静止星系的内禀形状。类似于本星系群和半人马座A的卫星星系，这些暗淡的低表面亮度星系团星系最好被描述为一个厚的（$C/A > 0.5$）扁三轴球状体家族。然而，大的样本量使我们能够表明，它们的恒星分布的平坦化取决于光度和核星团的存在。与无核卫星相比，有核卫星在所有光度下都更厚，而且无论成核与否，较暗的星系也系统性地更厚。一旦考虑成核作用，我们就没有发现证据表明卫星所处的环境在设置其三维结构方面起着相关的作用。我们解释了恒星核的存在和相关的较厚的形状作为优先的早期和快速形成的结果，有效地使这些微弱的有核星系的第一代集群卫星。
2019-01-14 astro-ph.GA
Classifying the satellite plane membership of Centaurus A's dwarf galaxies using orbital alignment constraints
半人马座A周围的卫星星系平面变平，可能是同向旋转的，如果这不仅仅是一个偶然的排列，那么就增加了已经被充分研究的银河系和M31平面与结构形成的$Λ$ CDM模型之间预先存在的紧张关系。最近有报道称，半人马座A卫星平面（CASP）可能是旋转支撑的，但在没有完整三维速度的情况下，对系统运动学的进一步理解是难以捉摸的。我们约束的横向速度的27颗卫星，将旋转稳定的半人马座A平面，并分类的卫星是否可能的轨道是一致的CASP。五颗卫星被确定为不太可能参与飞机，其中两颗显然不是成员。尽管他们以前报告的视线速度趋势表明一个共同的共同旋转运动，17 22个潜在的CASP成员是一致的，无论是在整个范围内的可能的运动学，以及当限制轨道的平面内的轨道方向。另一方面，忽略发现与CASP成员资格不一致的5颗离面卫星，将CASP视线速度趋势的重要性提高了5倍。我们的结果是强大的半人马座A晕的不同质量估计，并通过球形或三轴NFW潜力。
2023-01-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
The bow-shock and high-speed jet in the faint, 40 arcmin diameter, outer halo of the evolved Helix planetary nebula (NGC 7293)
在以前的NGC 7293非常深的光学图像中，在星云直径为40弧分的微弱晕中发现了一个具有弓形激波形态的特征和一个具有喷流形态的特征。现在已经获得了Halpha和[N II] 6548，6584 A星云发射线的空间分辨长缝轮廓。这个弓形特征的Halpha径向速度接近于NGC 7293的系统日心径向速度，-27 km/s，并且在[N II] 6548，6584 A发射线中很微弱。此外，这些轮廓的全宽度与NGC 7293与其周围星际介质的相对运动相匹配，因此推断该特征是由NGC 7293在穿过该介质时的运动引起的真实弓形激波。中央恒星的自行也指向这个晕特征，这证实了对它起源的解释。类似地，[N II] 6584 A的线剖面显示，喷流状细丝确实是一个准直流出，正如其形态所表明的那样，速度约为300 km/s，湍流宽度约为50 km/s。它的低H α/[N II] 6548，6584 A亮度比表明在高速喷流中预期的碰撞电离。
2013-08-25 astro-ph.GA
Discovery of a Faint Outer Halo Milky Way Star Cluster in the Southern Sky
我们报告在银河系外晕中发现一个新的低光度星团。高质量的$gr$测光，从它的颜色星等图的构建，并估计年龄，[Fe/H]，[ $α$ /Fe]，和距离的推导。这个星团，我们命名为Kim 2，位于日心距离为$\sim105$ kpc。它的半光半径为$\sim12.8$ pc，椭圆率为$ε\sim0.12$，除了具有较高的金属丰度（[Fe/H] $\sim-1.0$）和较低的光度（$M_{V}\sim-1.5)$）外，具有外晕GC的性质。这些参数与球状星团AM 4的参数相似，AM 4被认为与人马座矮球状星系有关。我们发现了动力学质量分离的证据，以及潮汐外恒星的存在，这表明Kim 2很可能是一个星团。为了进一步了解该物体的性质，需要进行径向速度成员和化学丰度测量的光谱观测。
2015-02-13 astro-ph.GA
Small-scale Intensity Mapping: Extended Halos as a Probe of the Ionizing Escape Fraction and Faint Galaxy Populations during Reionization
我们提出了一种新的方法来量化的电离光子逃逸分数的值，并在宇宙再电离的时代，超微弱的星系聚集在明亮的物体周围的存在，使用弥漫的Ly $α$，连续和H $α$发射观测星系周围的$z\sim6$。我们通过扩展Mas-Ribas & Dijkstra（2016）和Mas-Ribas et al.（2017）中开发的形式主义，考虑到从中央星系逃逸的电离光子提供的荧光发射以及卫星恒星形成源的星云发射，对漫射晕的表面亮度分布进行了建模。我们预测的配置文件和LY $α$观测$z=5.7$和$z=6.6$之间的比较有利于低电离逃逸分数，$f_{\rm esc}^{\rm ion}\sim5\%$，星系的范围$-19\gtrsim M_{\rm UV} \gtrsim -21.5$。然而，由于观察中的不确定性和可能的系统性，无法得出确切的结论。我们预测H $α$和休息帧可见连续观测与JWST，并表明，JWST将能够检测扩展（几十千秒差距）荧光H $α$发射供电的电离光子逃逸从一个明亮的，$L\gtrsim 5L^*$，星系。这种观测可以区分荧光发射和卫星源的星云发射。我们讨论了如何观测和堆叠的几个对象可能会提供独特的约束逃逸分数微弱的星系和/或丰富的超微弱辐射源。
2017-07-24 astro-ph.GA
EDGE: The shape of dark matter haloes in the faintest galaxies
本研究利用EDGE项目高分辨率模拟，首次揭示超暗矮星系中暗物质晕形状：贫气体星系保持长球状，富气体星系变圆扁，且存在显著径向速度各向异性，为暗物质模型提供新检验。
2023-09-05 astro-ph.GA
The galaxy luminosity function in groups and clusters: the faint-end upturn and the connection to the field luminosity function
我们的特点的光度函数的星系居住在$z\sim0$集团和集群的最广泛的范围内的光度和质量可达的斯隆数字巡天。我们的测量涵盖了四个数量级的光度，下降到约$M_r=-12$等或$L=10^7\,L_\odot$，和三个数量级的晕质量，从$10^{12}$到$10^{15} \, {\rm M}_\odot$。我们发现了一个特征尺度，$M_r\sim-18$ mag或$L\sim10^9\, L_\odot$，在该尺度之下，光度函数的斜率系统地变得更陡。这种趋势存在于所有晕质量中，主要来自红色卫星。这种普遍存在的暗端向上翻转表明，它是形成，而不是晕特定的环境效应，在调节暗卫星的恒星质量方面起着重要作用。我们表明，卫星光度函数可以描述在一个简单的方式由一个双Schechter函数的振幅缩放与晕质量在整个范围内的观测。结合这些条件的光度函数与暗物质晕质量函数，我们准确地恢复整个领域的光度函数超过10个目视星等，并揭示卫星星系占主导地位的领域的光度函数在比$-17$微弱的幅度。我们发现，蓝色和红色的卫星星系的光度函数表现出不同的形状，我们提出的恒星质量分数的函数晕质量和星系类型的估计。最后，使用一个简单的模型，我们证明了蓝色和红色卫星星系的丰度和暗端斜率可以解释它们的形成历史，有两个不同的模式分离的一些特征时间。
2016-05-26 astro-ph.GA
Wide binaries in ultra-faint galaxies: a window onto dark matter on the smallest scales
我们进行受控的$N$体模拟，遵循双星的动力学演化的暗物质（DM）晕的超微弱矮椭球（dSphs）。我们发现，宽双星的半长轴$a\gtrsim a_t$往往很快被破坏的潮汐场的晕。在光滑势中，截断尺度$a_t$主要由矮星系半光半径（$R_h$）内的质量和$R\approx R_h$处DM晕轮廓的斜率决定，而与双星系统的初始偏心率分布和恒星轨道关于星系势的各向异性无关。对于Segue I（最接近的超微弱天体）的速度色散和半光半径，我们的模型预测的$a_t$值在尖状晕中比在这里考虑的任何核心模型中小2- 3倍。使用模拟观测Segue I，我们表明，测量投影的两点关联函数的恒星对亚弧秒的分辨率可能提供一个有用的工具，以限制DM的数量和分布在最小和最DM为主的星系。
2016-05-30 astro-ph.GA
A MegaCam Survey of Outer Halo Satellites. VII. A Single Sérsic Index v/s Effective Radius Relation for Milky Way Outer Halo Satellites
在这项工作中，我们使用的银河系的外晕（$R_G > 25\,\mathrm{kpc}$）的卫星（矮球状星系，超暗矮星系和球状星团）的结构特性来自深，宽场和均匀的数据，提出的证据的相关性在Sérsic指数v/s有效半径平面其次是一个大部分的外晕球状星团和卫星矮星系。通过在中心表面亮度v/s绝对星等和Sérsic指数v/s绝对星等参数空间中拟合经验关系，并假设存在两种类型的外晕球状星团，我们发现这种相关性可以完全再现：一种是高表面亮度（HSB组），具有类似于内晕星系团的性质;另一个低表面亮度（LSB组），与矮球状和超微弱矮星系共享特征。由于LSB星系团与矮球状和超暗矮星系的相似性，我们讨论了外晕星系团也起源于暗物质晕内部的可能性，以及来自不同星系宿主势的潮汐力是HSB和LSB星系团之间不同性质的原因。
2019-02-23 astro-ph.GA
Hubble Space Telescope Observations of NGC 253 Dwarf Satellites: Discovery of Three Ultra-faint Dwarf Galaxies
我们提出了深哈勃太空望远镜成像与附近的螺旋NGC 253（D $\approx$ 3.5 Mpc）的五个暗淡的矮星系。其中三个是新发现的超微弱矮星系，而所有五个都是在半人马座和玉夫座全景成像巡天（PISCes）中发现的，这是麦哲伦$+$ Megacam巡天，旨在识别本星系群之外的大质量星系周围的微弱矮星和其他子结构。我们的HST数据达到每个矮星红巨星分支尖端以下的$\gtrsim$ 3等，使我们能够推导出它们的距离，结构参数和光度。所有五个系统都包含了大量古老的贫金属恒星（年龄$\sim$ 12 Gyr，[M/H] $\lesssim$ $-$ 1.5），大小（$r_{h}$ $\sim$ 110-3000 pc）和光度（$M_V$ $\sim$ $-7$到$-12$ mag）与本星系群矮星基本一致。这三颗新的NGC 253卫星是在本星系群之外发现的最微弱的系统之一。我们还使用HI档案数据来限制我们发现的气体含量。像我们围绕NGC 253的计划这样的深度成像调查有望在未来十年内阐明卫星光度函数的微弱末端及其在一系列星系质量，形态和环境中的散射。
2021-08-20 astro-ph.GA
Discovery of a new faint dwarf galaxy associated with NGC 253
我们报告了一个新的暗矮星系的发现，我们称之为Scl-MM-DW 1，距离螺旋星系NGC 253的投影距离为$\sim$ 65 kpc。这一发现来自半人马座和雕塑家的全景成像调查（PISCeS），这是一个与麦哲伦/Megacam成像仪合作的项目，旨在研究本星系群之外的大质量星系周围的恒星光中的微弱子结构。我们测量了红巨星分支的尖端距离Scl-MM-DW 1的$D$ =3.9 $\pm$ 0.5 Mpc，与NGC 253一致，使它们的关联可能。这颗新矮星的恒星星族很复杂，有一个古老的贫金属红巨星分支（$\gtrsim$ 10 Gyr，[Fe/H] $\sim$ $-$ 2），以及一个年龄为$\sim$ 5亿年的渐近巨星分支。Scl-MM-DW 1的半光半径为$r_{h}$ =340 $\pm$ 50 pc，绝对星等为$M_{V}$ = $-$ 10.3 $\pm$ 0.6等，与银河系的卫星在相同光度下相当。一旦完成，我们对NGC 253和附近其他大质量星系的成像调查将提供本星系群之外晕中微弱子结构的普查，既可以将我们自己的环境置于背景中，也可以面对层次结构形成的模型。
2014-06-25 astro-ph.GA
Sweating the small stuff: simulating dwarf galaxies, ultra-faint dwarf galaxies, and their own tiny satellites
我们提出了火/小发明流体动力放大模拟孤立的暗物质晕，两个在经典矮星系（$M_{\rm vir} \simeq 10^{10} M_{\odot}$）和超微弱星系（$M_{\rm vir} \simeq 10^9 M_{\odot}$）的质量，并与两个反馈实现。由此产生的中心星系位于从$M_{\star} \simeq 10^6$到$10^4 M_{\odot}$的外推丰度匹配关系上，没有中断。每个宿主都充满了subhalo，其中许多形成了恒星。我们的$M_{\star} \simeq 10^6 M_{\odot}$矮星每个都有1-2个清晰的$M_{\star} = 3-200 \times 10^3 M_{\odot}$卫星。即使是我们孤立的超暗星系也有恒星形成的subhalo。如果这是代表性的，那么整个宇宙中的矮星系通常应该拥有自己的小卫星星系。我们将我们的结果与ELVIS模拟相结合，表明与随机晕点相比，针对附近孤立矮星系周围的$\sim 50~ \rm kpc$区域可以增加$\sim 35\%$发现超微弱星系的机会，并特别确定凤凰矮星系周围的区域是一个很好的潜在目标。在我们的模拟中，分辨率很好的超暗星系（$M_{\star} \simeq 3 - 30 \times 10^3 M_{\odot}$）形成于$M_{\rm peak} \simeq 0.5 - 3 \times 1…
2015-05-07 astro-ph.GA
Boo-1137 - An Extremely Metal-Poor Star in the Ultra-Faint Dwarf Spheroidal Galaxy Boötes I
本文给出了“超暗”矮球状星系BootesI（绝对星等Mv ~ -6.3）中一颗贫金属巨星Boo-1137的高分辨率、高信噪比光谱。[Fe/H] =-3.7，这是在超暗dSph中发现的最贫金属的恒星。将大约15种元素的相对丰度[X/Fe]与星系晕中极贫金属巨星的相对丰度进行比较，发现Boo-1137中的C和N、奇Z元素Na和Al、Fe峰元素以及n俘获元素Sr和Ba都是“正常的”，而星系晕的大部分元素[Fe/H] <-3.0。α-元素Mg、Si、Ca和Ti都比平均晕圈值高Δ [X/Fe] ~ 0.2。蒙特卡罗分析表明，Delta[alpha/Fe]值如此之大的概率约为0.02。Boo-1137的丰度模式表明化学演化不均匀，与我们之前报道的Fe丰度的广泛内部分布一致。大多数Boo-1137相对丰度与晕值的相似性，以及α元素都从晕平均值中偏移了类似的少量，这表明相同的星系尺度恒星初始质量函数，但Boo-1137可能起源于恒星形成区域，那里的丰度反映了超新星（SN）喷出物的混合不良，或SN祖细胞质量范围的不良采样，或两者。
2009-11-27 astro-ph.GA
The contribution of dissolving star clusters to the population of ultra-faint objects in the outer halo of the Milky Way
在过去的十年中，在银河系的外晕中发现了几个超暗天体（UFO，$M_V\gtrsim-3.5$）。对于其中的一些天体，我们还不清楚它们是星团还是（超暗的）矮星系。在这项工作中，我们量化了星团对UFO数量的贡献。我们用星群模型外推球状星团的质量和银心半径分布，发现银河系中包含大约$3.3^{+7.3}_{-1.6}$星团，其$M_V\gtrsim-3.5$和银心半径$\geq20\,$ kpc。要了解是否溶解集群可以出现不明飞行物，我们运行一套直接的$N$体模型，改变轨道，银河系的潜力，二进制分数和黑洞（BH）的出生踢速度。在分析中，我们考虑观测偏差，如：光度极限，场星，视线投影。我们发现，星团有助于紧凑和扩展人口的不明飞行物：集群没有BH出现紧凑的半径$\sim5\,$ pc，而集群，保留其BH形成后的半径$\gtrsim20\,$ pc。扩展星系团的性质与矮星系的性质非常相似：由于双星而推断出的质光比很高;动力学演化对双星性质的影响很小;没有可观察到的质量分离;以及扁平的恒星质量函数。我们的结论是，恒星质量函数的斜率作为银心半径的函数以及冷流的存在/不存在可以区分无DM和DM主导的不明飞行物。
2016-12-06 astro-ph.GA
EDGE: The direct link between mass growth history and the extended stellar haloes of the faintest dwarf galaxies
本文利用EDGE宇宙学模拟研究潮汐孤立的超暗弱矮星系，发现其投影椭率与延展恒星晕主要源于晚期伴星吸积而非潮汐作用，且椭率与形成时间存在强因果关系，模拟结果与本星系群观测吻合，表明部分观测矮星系的椭率可能具有非潮汐起源。
2023-07-11 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
Stellar Archaeology in the Galactic halo with Ultra-Faint Dwarfs: VII. Hercules
我们提出的第一个时间序列研究的超微弱矮星系武仙座。使用各种望远镜/仪器设施，我们获得了大约50 V和80 B的时代。这些数据使我们能够检测和表征武仙座中的10颗脉动变星。我们的最终样本包括6个基本模式（ab型）和3个第一泛音（c型）RR天琴座星，和一个异常造父变星。ab型天琴座RR型恒星的平均周期< Pab >为0.68 d（sigma = 0.03 d），武仙座属于奥斯特霍夫II星系群，这与迄今为止研究的几乎所有超暗矮星系的变化一致。利用天琴座RR型星获得了它们的金属丰度、红化程度和与武仙座距离的独立估计值：[Fe/H] = -2.30+-0.15dex，E（B-V）= 0.09+-0.02mag，（m-M）o = 20.6+-0.1mag，与文献值吻合较好。我们获得了武仙座的V，B-V色星等图（CMD），它的亮度达到V ~ 25等，超过了星系的半光半径，总面积为40' { \times } 36'。CMD和天琴座RR型星表明存在着一个与银河系球状星团M68一样古老和贫金属的星团。
2012-06-18 astro-ph.GA
The contribution of faint Lyman-$α$ emitters to extended Lyman-$α$ halos constrained by MUSE clustering measurements
本文利用MUSE-Wide巡天1265个LAEs的HOD聚类模型和Ly$α$光度函数积分，量化暗弱未被探测LAEs对延展Ly$α$晕外围面亮度的贡献，发现外围区域可能由成团暗弱LAEs主导，并与模拟预测吻合。
2023-08-09 astro-ph.GA
The role of faint population III supernovae in forming CEMP stars in ultra-faint dwarf galaxies
CEMP-no星是碳增强贫金属（CEMP）星（$\rm [C/Fe]\geq0.7$和$\rm [Fe/H]\lesssim-1$）的一个子集，在超暗矮（UFD）星系中被发现，其中$M_{\rm vir} \sim 10^8$ Msun和$M_{\ast}\sim10^3-10^4$ Msun位于$z=0$，以及在银河系（MW）的晕中。这些CEMP-no星是当地的化石，可能反映了第一代（Pop~III）和第二代（Pop~II）恒星的性质。然而，宇宙学模拟一直在努力重现已知CEMP-无恒星的碳增强水平。在这里，我们提出了新的宇宙学流体动力放大模拟孤立的UFD实现$m_{\rm gas}\sim60$ Msun的气体质量分辨率。我们包括了来自Pop~III暗超新星（SNe）的富集和$ E_{\rm SN}=0.6\times10^{51}$ erg，以了解CEMP-no星的起源。我们证实了Pop~III和Pop~II星分别是CEMP和C-正常星形成的主要原因。新的这项研究，我们发现，大多数的CEMP-没有恒星在观察到的UFD和MW晕可以解释的Pop~III SNe与正常的爆炸能量（$ E_{\rm SN}=1.2\times10^{51}$ ~erg）和Pop~II富集，但微弱的SNe也可能需要产生CEMP-没有恒星与$\rm [C/Fe]\gtrsim2$，对应于$\rm A(C)\…
2020-12-18 astro-ph.GA
Detection of satellite remnants in the Galactic Halo with Gaia III. Detection limits for Ultra Faint Dwarf Galaxies
我们提出了一种方法来确定超暗矮星系（UFDG）候选人在银河系晕使用未来的盖亚目录，我们探索其检测极限和完整性。该方法是基于小波变换和搜索过密度的组合空间的天空坐标和自行，使用运动学在搜索中的第一次。我们测试的方法与盖亚模拟目录的盖亚宇宙模型快照（GUMS）作为背景，并使用一个库的约30 000 UFDG模拟普卢默球与一个单一的恒星星族。对于UFDG，我们使用了广泛的结构和轨道参数，超出了真实系统的范围，其中一些UFDG可能仍然未被检测到。我们将探测极限描述为UFDG中盖亚可观测恒星数量相对于背景数量及其在天空和自行平面中的表观尺寸的函数。我们发现，在搜索中增加自行大大提高了检测相比，在相同的星等限制光度调查。我们的实验表明，盖亚将能够检测到类似于一些已知的UFDG的UFDG，即使盖亚的极限比SDSS亮约2个星等，具有全天空目录的优势。我们还看到，盖亚甚至可以找到一些表面亮度低于SDSS极限的UFDG。
2015-07-15 astro-ph.GA
The Proper Motion of Pyxis: the first use of Adaptive Optics in tandem with HST on a faint halo object
我们提出了一个自行测量晕球状星团Pyxis，使用HST/ACS数据作为第一个历元，和GeMS/GSAOI自适应光学数据作为第二个，由约5年的基线分开。这既是Pyxis自行的第一次测量，也是多共轭自适应光学数据的第一次校准和使用，以测量微弱、遥远的晕天体的绝对自行。因此，我们提出了我们的分析的自适应光学的数据详细。我们得到的自行为μ_alpha cos（delta）=1.09+/-0.31mas/yr和μ_delta=0.68+/-0.29mas/yr。由自行和视速度计算，我们发现罗盘座的轨道是相当偏心的，远心在100千秒差距以上，近心在30千秒差距左右。我们还调查了两个文献提出的协会Pyxis与最近发现的ATLAS流和麦哲伦系统。结合我们的测量与动力学建模和宇宙学数值模拟，我们发现不太可能Pyxis与任何一个系统相关。我们研究了其他银河系卫星可能的关联使用的轨道，偏心率，金属丰度，和年龄的限制，并发现没有可能的匹配卫星下降到狮子座II的质量。我们认为Pyxis可能起源于一个未知的星系，今天已经完全瓦解了。假设Pyxis是束缚的，而不是在第一种方法上，我们得出银河系质量的68%下限为0.95*10^12 M_sun。
2017-04-01 astro-ph.GA
A Chemodynamical Census of the Milky Way's Ultra-Faint Compact Satellites. I. A First Population-Level Look at the Internal Kinematics and Metallicities of 19 Extremely-Low-Mass Halo Stellar Systems
Yale University（耶鲁大学）；University of Toronto（多伦多大学）；Dunlap Institute for Astronomy & Astrophysics（邓普勒天文学与天体物理学研究所）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）；Carnegie Institution for Science（卡内基科学机构）；University of Chicago（芝加哥大学）；Kavli Institute for Cosmological Physics（卡弗里宇宙物理学研究所）；Fermi National Accelerator Laboratory（费米国家加速器实验室）
本文首次对银河系19个极低质量晕星系的内部运动学和金属含量进行光谱学普查，揭示了这些极端卫星在动力学和化学上的多样性及可能的群体层面特征。
2026-02-19 astro-ph.GA
An extended halo around an ancient dwarf galaxy
银河系被数十个超微弱（< $10^5$太阳光度）的矮卫星星系所环绕。它们是最早的星系幸存下来的遗迹，这一点已经被它们的古老（约130亿年）和化学原始恒星所证实。模拟表明，这些系统形成于扩展的暗物质晕中，并经历了早期的星系合并和超新星反馈。然而，这些事件的特征将位于其核心区域之外（>2个半光半径），由于其遥远恒星的稀疏性，这些区域在光谱上尚未研究。在这里，我们确定了Tucana II超暗矮星系在其外部区域的成员（最大可达9个半光半径），这表明该系统在空间上比以前发现的要大得多，化学成分也比以前发现的要原始。（<[Fe/H]>=-3.02;小于太阳铁丰度的1/1000），肯定了图卡纳II是已知最缺乏金属的星系。我们观测建立，第一次，一个扩展的暗物质晕周围的超微弱的矮星系到一千秒差距，总质量> $10^7$太阳质量。这一测量结果与使用广义NFW密度分布所预期的~ 2 x $10^7$太阳质量一致。图卡纳II的延伸性质表明，它可能经历了强烈的突发反馈，或者是早期星系合并的产物。我们证明，空间扩展的恒星星族，其他超微弱的矮星暗示托管以及，是可观察的原则和开放的可能性，详细研究的恒星晕的遗迹星系。
2021-02-02 astro-ph.GA
Going, going, gone dark: Quantifying the scatter in the faintest dwarf galaxies
我们预测的恒星质量晕质量（SMHM）的关系，矮星系和他们的卫星居住在晕下降到M $_{halo} =$ 10 $^7$ M $_{\odot}$与10 $^4$ M $_{\odot} <$ M $_{star}$（$z=0$）$< 10^8$ M $_{\odot}$，并量化预测的散射关系在低质量端，使用宇宙学模拟。这些星系是从矮星系的宇宙学模拟中绘制的，使用N体+ SPH代码ChaNGA，以60 pc的高分辨率运行。对于M $_{halo} > 10^9$ M $_{\odot}$，模拟的SMHM关系与文献测定一致，包括表现出小的分散。然而，在SMHM关系的散射显着增加较低质量的晕。我们发现，这种散射的一部分是由于{ \em暗矮星}，没有恒星的晕。然而，即使只考虑包含恒星人口的清晰晕，恒星质量的分散度也接近1 dex，M $_{halo}$（$z=0$）10 $^7$ M $_{\odot}$。这种散射大部分是由于包括矮星系的卫星，它们的晕质量通过潮汐剥离而减少。暗矮星（不含恒星的暗矮星）的比例随着晕质量的减少而显著增加。当考虑这些暗晕时，低质量SMHM中的真实散射甚至更大。在我们的模拟所探测的SMHM关系的最暗端，一个星系不能仅仅根据它的光度来分配一个独特的晕质量。我们提供了一个公式来随机填充低质量晕根据我们的结果。我们预测的低晕质量的大散射增加了由此产生的恒星质量函数在超微…
2017-05-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
The very wide-field $gzK$ galaxy survey -- II. The relationship between star-forming galaxies at $z \sim 2$ and their host haloes based upon HOD modelling
本文给出了在$z \sim 2$上对恒星形成星系的晕占据分布（HOD）分析结果。我们获得了高质量的角度关联函数的基础上，一个大的sgzK样本，这使我们能够进行HOD分析。的平均晕质量和HOD质量参数被发现单调增加与增加$K$带的幅度，这表明更明亮的星系居住在更大规模的黑暗晕。HOD质量参数的光度依赖性被发现与本地宇宙相同;然而，在所有的星等范围内，质量都大于本地宇宙。这意味着在$z \sim 2$的星系倾向于形成比在本地宇宙中更大质量的暗晕，这一过程被称为缩小。利用扩展的Press-Schechter公式分析暗晕质量演化和暗晕中卫星星系的数量演化，发现$z \sim 4$处的暗莱曼破裂星系可以演化为$z \sim 2$处最暗的sgzKs $(22.0 < K \leq 23.0)$，并演化为局域宇宙中的类银河星系或椭圆星系。而最明亮的sgzKs $(18.0 \leq K \leq 21.0)$则可能演化成本宇宙中质量最大的系统。发现sgzKs的星晕质量比（SHMR）与模型的预测一致，除了最暗的sgzKs的SHMR小于$z \sim 2$的预测。这种差异可能归因于我们的样本仅限于恒星形成星系。
2016-02-04 astro-ph.GA
The chosen few: the low mass halos that host faint galaxies
由于再电离阻止了大多数低于3 × 10^9太阳质量的晕形成恒星，矮星系只占据了现有暗物质晕的一小部分。我们使用流体动力学宇宙学模拟的本地集团研究的判别因素星系形成在早期宇宙和连接到现在的属性的星系和晕。与再电离相关的选择效应，以及随后在不同环境中晕的演变相结合，引入了宿主矮星系的晕人口与总晕人口之间的强烈偏差。星系周围的晕形成得更早，更集中。此外，更容易受到潮汐剥离影响的晕更有可能容纳一个给定质量或最大圆速度vmax的星系。因此，卫星晕比场晕更频繁地出现，与本星系群矮椭球体类似，质量为10^8 - 10^9太阳质量或vmax为12 - 20 km/s的卫星晕在进入后经历了比平均值更大的质量和vmax减少。它们在更近、更径向的轨道上，具有更高的坠落速度和更早的坠落时间。总之，这些效应使矮星系成为潜在暗物质分布的高度偏差的示踪剂。
2014-06-24 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
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
The faint globular cluster in the dwarf galaxy Andromeda I
对矮星系中球状星团的观测可以用来研究各种课题，包括暗物质晕的结构和低质量星系中旺盛的恒星形成历史。本文报道了仙女座M31矮星系中一个暗球状星团（M_V ~ -3.4）的性质。这个天体增加了拥有单个球状星团的低光度本星系群的数量。
2017-08-11 astro-ph.GA
Evolution of HOD and galaxy properties in filaments and nodes of the cosmic web
本文研究了0≤z≤2红移范围内宇宙网纤维和节点中HOD及星系性质的演化，发现节点影响低质量晕的星系宿主质量和恒星质量，而纤维无显著影响，且总体演化受暗弱星系吸积与明亮星系质量增长共同驱动。
2024-09-24 astro-ph.GA
