Kinematics and metallicity of the dwarf spheroidal galaxy Andromeda XVIII
本研究利用 Keck/DEIMOS 光谱分析 Andromeda XVIII 的运动学与化学丰度，发现其金属丰度分布和速度支持恒星形成突然中断，但无法确定熄灭源于 M31 近掠、主并合还是内部反馈。
2024-09-07 astro-ph.GA
Mirach's Goblin: Discovery of a dwarf spheroidal galaxy behind the Andromeda galaxy
全面清点本体积中的矮星系（包括卫星星系和孤立星系）的数量和性质，是星系形成理论的一个重要内容。用小型业余望远镜在广阔的天空区域进行超深成像，有助于完成对这些迄今未知的低表面亮度星系的普查，这些星系无法通过目前的分辨恒星星族和HI调查进行探测。我们报告发现多纳铁洛I，一个矮球状星系位于一个度的恒星米拉赫（贝塔和）在深的图像与业余望远镜。从加那利大望远镜（西班牙拉帕尔马）的后续观测中获得的色星等图显示，这个系统超出了本星系群，主要由老恒星组成。在阿尔法巡天中没有年轻恒星和HI辐射是典型的淬灭矮星系。我们的测光建议这个星系的距离模数为（m-M）=27.6 +/- 0.2（3.3 Mpc），尽管由于我们的色星等图中的拥挤效应，这个距离还不能确定。在这个距离上，Donatiello I的绝对星等（M_v =-8.3）、表面亮度（mu_v=26.5 mag arcsec^-2）和恒星含量都与“经典”的银河系伴星天龙座或小熊座相似。Donatiello I的投影位置和距离与最近的S 0型星系NGC 404（“米拉赫的幽灵”）的矮卫星一致。或者，它可能是迄今为止报道的最孤立的淬火矮星系之一，仅次于仙女座星系。
2018-10-10 astro-ph.GA
The major merger origin of the Andromeda II kinematics
据报道，有两个本星系群矮星系存在长轴自转（即绕长轴自转）：仙女座II，M31的矮球状卫星，和凤凰，一个过渡型矮星系。长轴自转可能是矮星系之间过去主要合并的一个特殊指标。我们发现，这种类型的旋转不能在潮汐搅拌的情况下，其中的卫星被改造从盘状到球状的主星系的潮汐力。然而，我们成功地再现了观测到的仙女座II运动学控制，自洽的模拟等质量的盘状矮星系之间的合并径向或接近径向轨道。在包括气体动力学，恒星形成和冲压压力剥离的模拟中，我们能够再现更多的仙女座II观测到的特性：不寻常的旋转，双峰恒星形成历史和两个恒星星族的空间分布，以及缺乏气体。我们支持这种情况下，证明合并起源的长轴旋转的宇宙学背景下，充分解决星系的大尺度宇宙流体动力学模拟的插图。
2018-09-12 astro-ph.GA
Andromeda XXVIII: A Dwarf Galaxy More Than 350 kpc from Andromeda
我们报告发现一个新的矮星系，仙女座XXVIII，使用最近发布的SDSS DR8的数据。该星系很可能是仙女座的卫星，距离为$365^{+17}_{-1}$ kpc，是仙女座最远的卫星之一。它的日心距离为$650^{+150}_{-80}$ kpc，结构和光度分析显示它的绝对星等为$M_V = -8.5^{+0.4}_{-1.0}$，半光半径为$r_h = 210^{+60}_{-50}$ pc，类似于许多其他暗淡的本群矮星。根据现有的成像，我们无法确定是否有正在进行或最近的恒星形成，这使我们无法将其归类为矮球状体或矮不规则体。
2011-10-26 astro-ph.GA
The solitary star cluster of the Andromeda XXV dwarf spheroidal
Institute for Astronomy, University of Edinburgh（爱丁堡大学天文研究所）；INAF - Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna（意大利国家天体物理研究所博洛尼亚天文与空间科学观测站）；National Research Council Herzberg Astronomy and Astrophysics（国家研究委员会赫尔茨伯格天文学与天体物理学研究所）
研究对仙女座XXV矮椭球星系中的Gep I候选体开展观测，确认其为星团或暗亚晕捕获的恒星集合，表征其参数并探讨其物理关联。
2026-09-01 astro-ph.GA
Discs of Satellites: the new dwarf spheroidals
最近发现的超微弱的矮卫星围绕银河系和仙女座星系的空间分布进行了比较，以前报道的磁盘的卫星（DoS）的主机星系。在我们的调查中，我们特别注意的选择偏差引入由于有限的天空覆盖的SDSS。我们发现，新的银河系卫星星系密切遵循由更明亮的矮星定义的DoS，从而进一步强调这一功能的统计意义的星系晕。我们还注意到银河系中心距离大于100 kpc的卫星星系的赤字，这些星系远离银河系的卫星盘。在仙女座的情况下，我们得到了类似的结果，自然补充了我们以前的发现，并加强了这样的概念，即卫星盘是卫星星系相空间相关性的光学表现。
2009-01-12 astro-ph.GA
The ISLAnds Project III: Variable Stars in Six Andromeda Dwarf Spheroidal Galaxies
本文介绍了哈勃空间望远镜观测到的六颗M31矮椭球卫星中的变星。我们在And I（296），II（251），III（111），XV（117），XVI（8），XXVIII（87）区域共观测到870颗天琴座RR星。我们还发现了总共15个异常造父变星，三个闪烁双星，和7个场RRL星兼容的M31晕或巨型恒星流的成员。我们得到了强大的和均匀的距离，使用不同的方法的基础上的RRL星的属性的六个星系。使用Marconi等人发表的最新的周期-韦森格林函数（$I$，$B$ - $I$）关系集，我们得到了$μ_0$的距离模= [24.49，24.16，24.36，24.42，23.70，24.43] mag（分别），系统不确定度为0.08 mag，统计不确定度为$<$ 0.11 mag。周期，振幅），与15个银河系卫星的类似数据。在两个卫星系统中的（严格旧的）RRL的属性没有显示出任何显着的差异。特别是，我们发现了一个惊人的相似的基本RRL的平均周期分布（RRab）和星系的平均金属丰度之间的相关性。这表明，旧的RRL祖先在两个环境中的早期阶段是相似的，这表明两个卫星系统的最早阶段的进化非常相似的特征。
2017-10-25 astro-ph.GA
The interstellar medium in Andromeda's dwarf spheroidal galaxies: II. Multi-phase gas content and ISM conditions
本文对本星系群中三个低金属丰度矮球状星系（NGC 147、NGC 185和NGC 205）的星际介质进行了详细的研究。辅助HI，CO，斯皮策IRS光谱，Hα和X射线观测相结合，以跟踪原子，冷，热分子，电离和热气体相。我们提出了新的Nobeyama CO（1-0）观测和Herschel SPIRE FTS [CI]观测NGC 205，以修订其分子气体含量。我们得出NGC 185的总气体质量为M_gas = 1.9-5.5x10^5 Msun，NGC 205的总气体质量为M_gas = 8.6-25.0x10^5 Msun。对于NGC 147，未探测到的气体质量上限为M_gas =< 0.3-2.2x10^5 Msun。观测到的气体储层明显低于基于简单封闭箱模型的预期气体质量，该模型考虑了行星状星云和超新星返回的气体质量。与NGC 185（0.36 Zsun）和NGC 205（0.25 Zsun）中低金属丰度的预期GDR~370和GDR~520相比，气体-尘埃质量比GDR ~37-107和GDR~48-139也明显较低。为了同时考虑气体不足和低的气体-粉尘比，我们需要有效地去除大的气体部分和更长的粉尘存活时间（~1.6 Gyr）。我们认为，有效的星系风（与气体加热到足够高的温度，以便它逃离星系相结合）和/或与邻近星系的环境相互作用是负责从NGC 147，NGC 185和NGC 205的…
2016-11-17 astro-ph.GA
Star formation history of And XVIII: a dwarf spheroidal galaxy in isolation
我们提出了一个光度研究仙女座XVIII矮球状星系与M31，并位于很好的外的维里半径的M31晕。这个星系被哈勃太空望远镜/高级巡天相机分解成恒星，揭示了古老的红巨星分支和红色团块。根据新的观测数据，我们用红巨星分支的尖端方法确定仙女座XVIII的距离为D = 1.33+-0.08 Mpc。因此，这颗矮星位于距离M31 579 kpc的地方。我们从恒星光度学和帕多瓦理论恒星等时线模拟了仙女座XVIII的恒星形成历史。一个古老的恒星形成爆发发生在12-14 Gyr前。在过去的1.5 Gyr中没有最近/正在形成的恒星的迹象。古老恒星和中等年龄恒星的质量分数分别为34%和66%，恒星总质量为4.2x10^6 Msun。这个星系很可能在过去没有经历过与M31的相互作用。我们还讨论了dSphs KKR 25，KKs 03，以及dTr KK 258的恒星形成过程。它们的恒星形成历史是由我们从HST/ACS观测中统一测量的。所有的星系都位于本星系群之外，两个dSphs KKR 25和KKs 03非常孤立。很明显，这些天体的演化没有受到邻近天体的影响。
2016-09-30 astro-ph.GA
Structural properties of non-spherical dark halos in Milky Way and Andromeda dwarf spheroidal galaxies
基于我们以前工作中修正的轴对称质量模型，研究了银河系和仙女座星系中矮球状（dSph）星系暗晕的非球形密度结构.我们在这里采用的模型充分考虑到速度各向异性的示踪星被限制在一个扁平的暗晕。将我们的模型应用到12个明亮的dSphs的可用运动学数据中，我们发现这些星系通常与拉长的暗晕相关联，即使考虑到恒星速度各向异性的影响。我们还发现，最佳拟合参数，特别是暗晕和速度各向异性的形状，容易受到外部区域速度数据的可用性和每个空间仓中缺乏样本星的影响。因此，为了获得更现实的限制黑暗的晕结构，我们需要在更大的地区的dSphs比以前探索的光度和运动学数据。从现有的数据得到的结果表明，暗晕的形状在dSphs比那些$Λ$ CDM subhalo更拉长。这种不匹配需要解决的理论，包括重子组件和相关的反馈暗晕，以及进一步的观测限制在更大的地区的dSphs。研究还发现，更弥散的暗晕可能经历了连续的恒星形成历史，从而暗示暗晕结构在恒星形成活动中起着重要作用。
2015-09-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
A kinematic study of the Andromeda dwarf spheroidal system
我们提出了一个均匀的红巨星分支恒星的运动学分析内18的28仙女座矮球状（dSph）星系，获得使用凯克I LRIS和凯克II DEIMOS摄谱仪。基于它们的g-i颜色（用CFHT MegaCam成像仪拍摄），在天空中的物理位置和径向速度，我们将dSph成员资格的概率分配给每个观察到的恒星。利用这些信息，速度色散，中心质量和中心密度的暗物质晕计算这些对象，并与银河系dSph人口的属性进行比较。我们还测量了每个M31 dSph成员星的平均金属丰度（[Fe/H]），发现它们与银河系中观测到的[Fe/H]随光度降低的趋势一致。我们发现我们研究的三个M31 dSphs在它们的中心速度色散方面表现为显著的异常值，XIX，XXI和XXV，它们都具有大的半光半径（>700 pc）和低的速度色散（sigma_v<5 km/s）。此外，And XXV在其半光半径范围内的质光比仅为[M/L]_{half}=10.3^{+7.0}_{-6.7}，这使得它与一个简单的恒星系统相一致，在其1 sigma不确定度范围内没有明显的暗物质成分。我们认为，这些异常值的暗物质晕的结构已被潮汐显着改变。
2013-02-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
The dynamics of Andromeda's dwarf galaxies and stellar streams
作为Z-PAndAS Keck II DEIMOS对我们邻近星系仙女座（M31）中已分辨恒星的调查的一部分，我们已经建立了一个独特的数据集，测量了仙女座恒星晕中数千颗恒星的速度和化学成分，特别是探测其丰富而复杂的子结构。在这篇文章中，我们将讨论仙女座矮球状星系的结构，动力学和化学性质，以及如何没有观测证据表明在M31巨大的卫星平面上和卫星平面外发现的那些星系的演化历史存在差异。我们还将讨论M31中最重要的合并事件-巨型南流-的可能扩展，以及我们如何利用这一特征来完善我们对M31质量分布及其复杂演化的理解。
2016-05-11 astro-ph.GA
Stellar Kinematics of the Andromeda II Dwarf Spheroidal Galaxy
我们目前的运动学配置文件和金属丰度的M31矮球状（dSph）卫星星系仙女座II（和II）的基础上凯克DEIMOS光谱的531红巨星分支星。我们的运动学样本是所有M31卫星中最大的，并延伸到两个有效半径（r_eff = 5.3' = 1.1 kpc）。系统平均速度为-192.4 ± 0.5 km/s，平均速度色散为sigma_v = 7.8 ± 1.1 km/s。当AndII的长轴自转速度接近于零（<1 km/s）时，其短轴自转非常显著，最大自转速度v_（max）=8.6 ± 1.8km/s。我们发现一个运动学主轴，最大自转速度v_max=10.9 ± 2.4km/s，与等照度主轴偏离67度。因此，II是第一个有证据证明其近长轴旋转的矮星系，v_max/sigma_v = 1.1，尽管考虑到它的椭圆率为0.10，这个物体可能是三轴的。我们测量了我们数据的子样本的金属丰度，发现平均金属丰度[Fe/H] = -1.39+- 0.03 dex，内部金属丰度分散度为0.72+-0.03 dex。我们发现一个径向金属丰度梯度与富含金属的恒星更集中，但没有观察到一个显着的差异，两个金属丰度人口的动态。II是唯一已知的矮星系，显示短轴旋转，使其成为一个独特的系统，其存在提供了重要的线索，对负责形成dSphs的过程。
2012-09-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
The masses of Local Group dwarf spheroidal galaxies: The death of the universal mass profile
我们调查的索赔，所有矮球状星系（dSphs）居住在晕内，共享一个共同的，普遍的质量配置文件已得出的星系dSphs。通过折叠25仙女座dSphs的运动学信息，以前的样本量增加了一倍多，我们发现，一个奇异的质量分布不能很好地适合所有的观测。此外，仅针对银河系dSphs测量的最佳拟合的暗物质密度分布与仙女座dSphs的密度分布略有差异（仅超过1西格玛水平），仙女座dSphs的密度分布最好具有较低的最大圆周速度，因此质量是首选的。当样本中省略了三个极端的仙女座异常值，XIX，XXI和XXV，它们都具有大的半光半径（> 600 pc）和低速度色散（sigma_v <5 km/s）时，一致性明显更好。我们认为，这些异常值的不寻常的属性可能是由潮汐与宿主星系的相互作用。
2013-12-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Andromeda and its satellites - a kinematic perspective
使用由Z-PAndAS团队在仙女座-三角座地区使用凯克II DEIMOS拍摄的光谱数据，我将仙女座的圆盘和卫星系统与我们自己的银河系进行了比较。我讨论了观测到的仙女座矮球状星系的质量和尺度半径之间的差异，一个给定的光度与银河系。我还对新发现的M31厚盘进行了分析，该盘被测量为比银河系中看到的更热，更宽，更厚。
2012-01-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
A rogues gallery of Andromeda's dwarf galaxies I. A predominance of red horizontal branches
本文介绍了用哈勃空间望远镜观测到的M31的20个矮球状卫星星系的均匀、近水平分支测光。结合我们对16个系统的新数据和另外4个系统的档案数据，我们发现仙女座矮球状星系倾向于显著的红色水平分支或红色团块，低至~10^{4.2} Lsun（M_V ~ -5.8）。水平分支恒星的年龄敏感性意味着M31矮星系中有很大一部分具有延长的恒星形成历史（SFHS），并且与快速关闭的早期恒星形成事件不一致。暗于~10^{5.5} Lsun的系统在红色和蓝色水平分支的比率和形态上显示出最宽的范围，这表明了复杂的SFH和淬灭时间尺度和/或机制的多样性，这与目前已知的亮度相当的微弱银河系（MW）卫星有质的不同。我们的发现支持了最近一些M31矮星系更深层次数据的类似结论。我们讨论了几个来源的多样性，我们的数据，如不同的晕质量，斑片状再电离，合并/吸积，和环境的影响，M31和银河系的卫星种群的早期演变。M31和MW卫星的历史之间的详细比较将有助于深入了解驱动低质量星系演化的过程。这样的研究将需要成像，以达到最古老的主序列关闭了大量的M31的同伴。
2017-10-04 astro-ph.GA
A Deep Study of the Dwarf Satellites Andromeda XXVIII & Andromeda XXIX
我们提出了一个孤立的矮星系仙女座XXVIII和仙女座XXIX与双子座/GMOS和凯克/DEIMOS的深入研究的结果。这两个星系都被证明是古老的，缺乏金属的恒星星族，没有发现最近的恒星形成，最终确定它们都是矮球状星系（dSphs）。XXVIII显示出复杂的水平分支形态，这表明金属丰度富集，因此在过去有很长的恒星形成时期。将水平分支分解为蓝色（金属贫乏，假设较老）和红色（相对较多的金属丰富，假设较年轻）人口表明，金属丰富的空间也更多地集中在星系的中心。我们使用光谱测量的钙三重态，结合改进的精度的双子座测光，测量星系的金属丰度，确认金属丰度的蔓延，并表明它们都躺在矮卫星的光度-金属丰度关系。总的来说，尽管这些星系与M31的距离很远，但它们在很大程度上表现出dSphs的典型特性。因此，这些侏儒特别重要的限制模型dSPH形成涉及环境过程，如潮汐或冲压压力剥离。这样的模型必须能够在不超过两个围绕M31的近心通道内将两个星系完全转换为dSph，同时保持显著的恒星星族梯度。再现这些特征是dSph形成模型的首要要求，不仅要证明环境转变的可解释性，还要证明准确再现真实dSph的能力。
2015-05-08 astro-ph.GA
The origin of prolate rotation in dwarf spheroidal galaxies formed by mergers of disky dwarfs
受M31的矮球状伴星Andromeda II中恒星长轴自转的发现启发，我们通过盘状矮星系的合并来研究它的起源。我们模拟了两个相同的矮星之间的合并事件，改变其磁盘相对于轨道的初始倾角和轨道角动量的量。在径向轨道上，合并残留物中的长轴旋转量与盘的倾角密切相关，并且很好地理解为由于盘沿合并轴的角动量分量守恒。对于非径向轨道，如果轨道的角动量最初并不比圆盘的固有角动量大得多，则仍然可以产生长轴旋转。具有显著旋转的残留物的轨道结构主要是由在中心的盒形轨道和在外部的长轴管。在垂直于长轴的平面上的恒星轨道的频率分析揭示了两个家庭的存在大致对应于内部和外部长轴管。内管的比例是最大的残留物形成的磁盘取向最垂直的最初和负责的四四方方的形状的星系。我们的结论是，长轴旋转的结果合并与各种初始条件，没有微调是必要的，以重现这一功能。我们比较我们的合并残余物的性质，从潮汐搅拌的情况下产生的矮星和仙女座II的数据。
2015-10-09 astro-ph.GA
Metallicity distribution of the progenitor of the Giant Stellar Stream in the Andromeda Galaxy
巨大恒星流（GSS）是仙女座星系（M31）晕中一个显著的潮汐特征，代表着一个卫星星系正在毁灭。在本文中，我们研究的GSS的形成，通过详细的数值模拟的潮汐破坏的祖系统。假设该流产生于M31与一个恒星质量为$10^{9}M_{\odot}$的矮球状星系的一次合并事件，我们成功地再现了GSS的动力学性质。由于沿着溪流的金属丰度分布已经根据观察结果（PAndAS和AMIGA数据集）得到了很好的确定，因此我们使用蒙特卡罗模拟来重建矮祖先的原始金属丰度分布。我们发现，一个祖矮星系的径向金属丰度梯度为负，$Δ$ FeH = - $0.3 \pm 0.2$，再现了所观察到的GSS属性之间的时间2.4和2.9 Gyrs合并。我们还表明，所观察到的双峰金属丰度分布沿流是一个短暂的结构所造成的独特的合并情况下，两组流星在相反的方向移动，相交产生的高峰。
2022-01-26 astro-ph.GA
A Dwarf Disrupting -- Andromeda XXVII and the North West Stream
我们提出了一个运动学和光谱分析的38红巨星分支恒星，在7个领域，跨越矮球状星系仙女座XXVII和上段的西北流。这两个特征都位于仙女座星系的外晕中，投影半径为50-80千秒差距，在天空中延伸到$\sim$ 3 $^{\circ}$。我们的数据是作为PAndAS调查的一部分获得的，使我们能够确认仙女座XXVII的日心距离为827 $\pm$ 47 kpc，光谱金属丰度为-2.1 $^{+0.4}_{-0.5}$。我们还重新推导仙女座XXVII的运动学性质，测量系统速度= -526.1 $^{+10.0}_{-11.0}$ { \kms }和速度分散，我们发现是非高斯的，但我们推导出一个正式的值为27.0 $^{+2.2}_{-3.9}$ { \kms }。在西北流的上段，我们测量的平均值为金属丰度= -1.8 $\pm$ 0.4，系统速度= -519.4 $\pm$ 4.0{ \kms }和速度分散度= 10.0 $\pm$ 4.0{ \kms }。我们还探测到一个1.7 $\pm$ 0.3 { \kms }千秒差距$^{-1}$的速度梯度在一个朝向M31的下落轨道上。在下段，由于梯度相似，作用方向相同，我们认为西北流不是一个单一的结构。由于西北流上段和仙女座XXVII的特性在~ 90%的置信限内是一致的，这两者很可能是相关的，仙女座XXVII是这条流的祖先。
2019-09-20 astro-ph.GA
The Isaac Newton Telescope Monitoring Survey of Local Group Dwarf Galaxies-VIII. A Census of Long-Period Variable Stars across the Andromeda Dwarf Satellite System
Konkoly Observatory, HUN-REN Research Centre for Astronomy and Earth Sciences（孔科利天文台，HUN-REN 地球与天文学研究中心）；School of Astronomy, Institute for Research in Fundamental Sciences (IPM)（基础科学研究所天文学院）；Lennard-Jones Laboratories, Keele University（基尔大学伦纳德-琼斯实验室）；Department of Physical Sciences, The Open University（开放大学物理科学系）；School of Physics & Astronomy, University of Southampton（南安普顿大学物理与天文学院）；Iranian National Observatory, Institute for Research in Fundamental Sciences (IPM)（伊朗国家天文台，基础科学研究所）
本研究利用INT望远镜数据，对仙女座矮星系中的长周期变星进行普查，揭示了其在不同亮度和变幅下的分布，为矮星系熄灭时间尺度和质量分布研究提供数据支持。
2026-01-11 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
Andromeda XXXVI: discovery of a new ultra-faint dwarf galaxy towards M31
Instituto de Astrofísica de Andalucía (CSIC)（安达卢西亚天体物理研究所）；Centro de Estudios de Física del Cosmos de Aragón (CEFCA)（阿拉贡宇宙物理学研究中心）；ARAID Foundation（ARAID基金会）；University of Surrey（萨里大学）；INAF-Osservatorio Astronomico d’Abruzzo（意大利国家天体物理研究所阿布鲁佐天文台）；IAC- Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉古纳大学）；UAI – Unione Astrofili Italiani /P.I. Sezione Nazionale di Ricerca Profondo Cielo（意大利天文爱好者联盟深空研究全国分会）；Institute for Computational Cosmology, Department of Physics, Durham University（杜伦大学物理学院计算宇宙学研究所）；Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP)（波茨坦莱布尼茨天体物理研究所）
通过Pan-Andromeda考古巡天的视觉检查，利用OSIRIS+GTC仪器观测发现了一个新的超暗弱矮星系Andromeda XXXVI，其颜色-星等图显示清晰的红色巨星支，但距离测定困难，通过等时线拟合确定其位于仙女座星系距离处，是M31的卫星，且是迄今发现的最暗弱的M31超暗弱矮星系之一。
2026-05-27 astro-ph.GA
Mass Modeling the Andromeda Dwarf Galaxies: Andromeda VI and Andromeda XXIII
本研究对仙女座的两个矮星系And VI和And XXIII开展动力学质量建模，测定了其包围质量、质光比与暗物质密度，发现前者呈暗物质尖点分布、后者密度偏低，为理解暗物质本质和本星系群矮星系演化提供了新观测约束。
2025-05-19 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
The Distribution of Alpha Elements in Andromeda Dwarf Galaxies
我们目前的α铁丰度比的226个单独的红巨星在九个矮星系的仙女座（M31）卫星系统的分支恒星。丰度是从Keck/DEIMOS中等分辨率光谱中Mg、Si、Ca和Ti线的组合信号测量的。这构成了在M 31卫星系统中测量的第一个α丰度比的大样本。在我们的样本中的矮星系表现出各种各样的α丰度比，在每个星系的平均值范围从近似太阳（[α/Fe] ~ +0.0）α增强（[α/Fe] ~ +0.5）。这些变化与内部运动学、环境或恒星密度无关。我们确认径向梯度铁丰度的两个星系的五个有足够的数据（NGC 185和II）。只有初步的证据表明NGC 185中存在α丰度径向梯度。我们均匀地比较我们的结果，银河系经典矮椭球，发现证据的平均α丰度的变化范围更广。在没有化学丰度的M31恒星晕，我们比较银河系恒星晕。一个恒星晕组成的破坏M31卫星是太丰富的金属和不一致的银河系晕α丰度分布，即使只考虑卫星占主导地位的老恒星星族。M 31卫星群提供了第二个研究矮星系化学丰度的系统，并揭示了比银河系更广泛的丰度模式。
2014-06-02 astro-ph.GA
Spectroscopic confirmation of the dwarf spheroidal galaxy d0944+71 as a member of the M81 group of galaxies
我们使用凯克/DEIMOS光谱测量的第一速度和金属丰度的矮球状（dSPH）星系超出本集团使用解决的恒星。我们的目标d 0944 +71是Chiboucas等人在大质量旋涡星系M81的晕中发现的一个微弱的dSph。我们将27颗恒星的光谱相加，测量了一个$-38\pm10$ ~km/s的日心径向速度。这个速度与d 0944 +71被引力束缚在M81上是一致的。我们共同添加的光谱的23颗恒星是一致的红巨星支星和测量的整体金属丰度的${\rm [Fe/H]}=-1.3 \pm 0.3$的钙三线的基础上。这个金属丰度与d 0944 +71一致，遵循本星系群dSphs的金属丰度$-$光度关系。我们调查了几个潜在的观测偏差的来源，但发现我们的目标恒星的样本是代表的金属丰度分布函数的d 0944 +71和任何恒星的污染，由于看到的效果是可以忽略不计的。星系的低椭圆率和它在金属丰度$-$光度关系中的位置表明，d 0944 +71没有受到强烈的潮汐剥离的影响。
2016-10-12 astro-ph.GA
Andromeda XXV -- a dwarf galaxy with a low central dark matter density
仙女座（And）XXV以前曾被报道为一个几乎没有暗物质的矮球状星系（dSph）。然而，这一结果的不确定性很大。在这项研究中，我们将成员星的数量增加了一倍，并重新推导出And XXV的运动学和质量。我们发现And XXV的系统速度为$ν_\mathrm{r}=-107.7\pm1.0 \mathrm{~km s}^{-1}$，速度分散度为$σ_ν=4.5\pm1.0\mathrm{~km s}^{-1}$。有了这个更好的约束速度色散，我们推导出包含在$M(r< r_\mathrm{h})=6.9^{+3.2}_{-2.8}\times10^6\mathrm{~M}_\odot$的半光半径内的质量。这个质量对应于$\mathrm{[M/L]}_\mathrm{r_\mathrm{h}}=37^{+17}_{-15}\mathrm{~M}_\odot/\mathrm{L}_\odot$的质光比，首次证明And XXV具有明确的暗物质成分。我们还测量了And XXV的金属丰度为$\mathrm{[Fe/H]}=-1.9\pm0.1$ $\mathrm{~}$ dex，这与以前的结果一致。最后，我们扩展和XXV的分析，包括使用GravSphere的大规模建模。我们发现，和XXV有一个低的中央暗物质密度，$ρ_\mathrm{DM}(150\mathrm{pc})= 2.7^{+1.8}_{-…
2022-09-29 astro-ph.GA
The Isaac Newton Telescope monitoring survey of Local Group dwarf galaxies -- IV. The star formation history of Andromeda VII derived from long period variable stars
我们研究了仙女座七号星系（AndVII）的恒星形成历史（SFH），仙女座星系（M31）的最明亮和最大质量的矮球状体（dSph）卫星。虽然M 31周围有几个dSph伴星，它们的恒星数量较老，金属丰度较低，但它有一个富含金属的恒星晕，年龄为6 $-$ 8 Gyr。这表明M31的恒星晕和它的dSph系统之间的任何演化关联都是脆弱的。因此，问题是And VII（一个高金属丰度的dSph，位于距离M 31 220 kpc的$\sim$）是否可以与M 31年轻的富金属晕相关联。在这里，我们执行的第一次重建的SFH和VII采用长周期变星（LPV）。作为演化最快的渐近巨星分支（AGB）和红超巨星（RSG），LPV的诞生质量可以通过其近红外测光与理论演化轨迹相结合来确定。我们发现55 LPV候选人在两个半光半径，使用多历元成像与艾萨克牛顿望远镜在$i$和$V$波段。根据它们的诞生质量函数，得到了它们的恒星形成率（SFR）随宇宙时间的变化。恒星形成的主要时期发生在$\simeq 6.2$ Gyr前，SFR为$0.006\pm0.002$ M $_\odot$ yr $^{-1}$。在过去的6 Gyr，我们发现缓慢的恒星形成，直到5亿年前，SFR $\sim0.0005\pm0.0002$ M $_\odot$ yr $^{-1}$。我们测定了And VII的恒星质量$M=(13.3\pm5.3)\ti…
2021-04-05 astro-ph.GA
Elemental Abundances in M31: The Kinematics and Chemical Evolution of Dwarf Spheroidal Satellite Galaxies
我们介绍了来自仙女座I，III，V，VII和X的Keck/DEIMOS的深层光谱，所有这些都是M31的矮球状卫星。该样品包括所有五个dSphs的256个光谱成员。我们确认以前的速度色散和动力学质量的测量，我们提供的体积旋转的上限。我们的测量结果证实，M31卫星服从相同的恒星质量和恒星金属丰度之间的关系银河系（MW）卫星和其他矮星系的本群。金属丰度分布显示出与MW卫星类似的恒星质量趋势，包括大质量卫星外部影响的证据，如预富集或气体吸积。我们提出了第一次测量的个别元素比，如[Si/Fe]，在M31系统，以及测量的平均[α/Fe]比。[alpha/Fe]与[Fe/H]的趋势也遵循与MW卫星相同的星系质量相关模式。质量较小的星系有更陡峭的[alpha/Fe]下降斜率，从较低的[Fe/H]开始。最后，我们将M31卫星的化学演化与M31的巨大星流和光滑晕进行了比较。M31系统的性质支持了理论预测，即内晕主要由早期吸积的大质量星系组成。因此，内晕的[Fe/H]和[alpha/Fe]比幸存的卫星星系高。
2019-12-04 astro-ph.GA
It's Not Just Star Formation: A trend of low dark matter densities in the Andromeda dwarf galaxy system
University of Surrey（萨里大学）；University of California, Los Angeles（加州大学洛杉矶分校）；The Space Telescope Institute（太空望远镜研究所）；Université de Strasbourg（斯特拉斯堡大学）；CNRS（法国国家科学研究中心）；Observatoire astronomique de Strasbourg（斯特拉斯堡天文台）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）；Dalhousie University（达尔豪斯大学）；University of British Columbia（不列颠哥伦比亚大学）；NRC Herzberg Astronomy and Astrophysics（NRC赫茨伯格天文学与天体物理学研究所）
通过动力学建模分析仙女座矮椭球星系，发现其中五个星系中心暗物质密度异常偏低，且不能用恒星形成引起的暗物质加热单独解释，可能暗示超出标准宇宙学模型的新物理。
2026-05-29 astro-ph.GA
Measuring Detailed Chemical Abundances From Co-added Medium Resolution Spectra I. Tests using Milky Way dwarf spheroidal galaxies and globular clusters
利用中等分辨率光谱（$R \approx 6000$）测量单个红巨星分支（RGB）恒星的金属丰度和α元素丰度的能力，是破译银河系矮卫星性质和星系晕历史的宝贵工具。将这样的研究扩展到像仙女座这样更遥远的系统，超出了目前这一代望远镜的能力，但是通过将类似恒星的光谱相加，我们可以获得必要的信噪比来进行详细的丰度测量。本文提出了一种利用中等分辨率光谱的联合叠加确定金属丰度和α元素丰度的方法。我们测试的方法，光谱共添加使用高S/N光谱的银河系球状星团和矮球状星系获得的1300多个RGB恒星的凯克II望远镜/DEIMOS摄谱仪。我们使用光度标准对相似的恒星进行分组，并将每组中单个恒星的加权系综平均丰度（[Fe/H]，[Mg/Fe]，[Si/Fe]，[Ca/Fe]和[Ti/Fe]）与相应的共添加光谱的测量结果进行比较。我们发现这两种方法之间有很高的一致性，这使我们能够将这种共同添加的光谱技术应用于更遥远的RGB恒星，如M31卫星星系中的恒星。本文概述了我们的光谱共添加和丰度测量方法，并描述了在这些测量的潜在偏差。
2013-03-05 astro-ph.GA
The shapes and alignments of the satellites of the Milky Way and Andromeda
我们测量本星系群的矮球状（dSPH）星系的内在形状和排列。我们发现银河系的dSphs本质上是平坦的（平均固有椭圆率$μ_E\sim0.6$）比M31（$μ_E\sim0.5$）和经典的银河系dSphs（$M_V<-8.5\,\mathrm{mag}$）是圆（$μ_E\sim0.5$）比超微弱（$μ_E\sim0.65$），而在M31中的经典和超微弱的dSphs的形状是非常相似的。M31 dSphs优选与$\sim45°$的分散体径向对齐。这个信号是由超微弱的人口，而经典的M31 dSphs是一致的随机取向。我们比较了我们的结果与Lowing等人的宝瓶座模拟恒星星表。发现subhalo径向排列分布与本地群dSphs结果相匹配，而宝瓶座固有椭圆率明显小于数据（$Δ\langle E\rangle\approx0.4$）。我们提供的证据表明，银河系卫星的主轴位于一个优先面与法向量指向$(\ell,b)=(127,5)°$。我们将这个优选方向与浩瀚极轨道结构联系起来，尽管它们各自的大圆被$\sim30°$偏移。在M31中没有发现长轴排列的信号，这表明土星大平面是由最近的吸积或偶然排列形成的。最后，我们提供了预测的速度色散与尺度半径分布的银河系和M31人口之间的差异，并表明，从两个不同的位置观看类似的人口的投影效应不占的差异，这可能是由增加潮汐破坏M31。
2017-08-22 astro-ph.GA
Formation of Andromeda II via a gas-rich major merger and an interaction with M31
仙女座II（和II）已经知道了几十年，但直到最近的观测才揭示了这个矮球状星系的新特性。两个恒星星族的存在，双峰恒星形成历史（SFH）和一个不寻常的自转速度的And II把它的形成和演化的强烈约束。继Lokas等人（2014）之后，我们提出了一个详细的模型来解释And II的主要性质，包括（1）两个矮星系在高红移场之间的富含气体的主要合并，以及（2）大约5 Gyr前与M31的密切相互作用。该模型是基于N体/流体动力学模拟，包括气体动力学，恒星形成和反馈。一个模拟的目的是再现丰富的气体主要合并解释的起源恒星星族和SFH。其他模拟被用来研究潮汐力和冲压压力剥离的影响，在和II和M31之间的相互作用。该模型成功地再现了And II的SFH，包括恒星星族的性质，其形态，运动学和缺乏气体。通过对所有过程的联合建模和更好地处理重子物理，可以进一步改进模型。
2016-09-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
The SPLASH Survey: Spectroscopy of 15 M31 Dwarf Spheroidal Satellite Galaxies
我们提出了一个解决的恒星光谱调查的15个矮球状（dSPH）卫星的仙女座星系（M31）的仙女座星系的恒星晕（SPLASH）项目的光谱和测光景观的一部分。我们过滤前景污染银河系（MW）的恒星，注意到MW的子结构是显而易见的，在这个污染物样本。我们还过滤M31晕场巨星，并确定其余的可能dSph成员。然后，我们使用这些成员来确定的dSphs的运动学特性。对于第一次，我们确认，和十八，二十一，和二十二显示运动学与绑定，暗物质为主的星系一致。从速度分散的dSphs的完整样本，我们确定的质量，我们结合的大小和光度的星系产生质量-大小-光度的标度关系。通过这些缩放，我们确定M31 dSphs与MW dSphs完全一致，这表明经过充分研究的MW卫星群为更广泛的结论提供了公平的样本。我们还估计了卫星的暗物质晕质量，并发现没有迹象表明这些星系的光度取决于它们的暗晕质量，这一结果与MW矮星的结果一致。其中两颗M31 dSphs（和XV，XVI）的最大圆周速度估计小于12 km/s（到1 sigma），这可能使它们处于已知的最低质量的暗物质晕中（与MW的Bootes I一起）。最后，我们使用M31卫星的系统速度来估算M31晕的总质量：在139 kpc的范围内，M31的质量为8 + 4.1 - 3.7 x 10^11，对应于M31的暗物质晕的维里质量为1.2 + 0.9 - 0.7 x 10^12，与以前的结…
2012-05-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Variable stars and stellar populations in Andromeda XXI: II. Another merged galaxy satellite of M31?
使用大双筒望远镜的大双筒相机获得了M31矮球状卫星仙女座XXI（和XXI）的B和V时间序列测光。我们已经确定了50个变量和XXI，其中41个是RR天琴座星（37个基本模式RRab，和4个第一泛音RRc，emulator）和9个异常造父变星（AC）。RRab星的平均周期（<Pab>= 0.64天）和周期-振幅图将And~XXI归入奥斯特霍夫II -奥斯特霍夫-中间天体。从天琴座RR型星的平均光度出发，我们得到了星系距离模数为（m-M）$_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
Modelling the Canes Venatici I dwarf spheroidal galaxy
这项工作的目的是找到一个祖先的犬Venaeros I（CVn I），假设它是一个暗物质自由对象，正在经历潮汐破坏。通过一个简单的质点积分器，我们利用该星系在天空中的当前位置、位置角和径向速度作为约束条件来搜索该星系的轨道。给出最佳结果的轨道有一对自行$μ_α$ = -0.099 mas yr $^{-1}$和$μ_δ$ = -0.147 mas yr $^{-1}$，即远星系距离为242.79 kpc，近星系距离为20.01 kpc。使用一个暗物质自由祖，经历潮汐破坏，最佳拟合模型匹配的最终质量，表面亮度，有效半径，速度色散的CVn I同时。该模型的初始普卢默质量为2.47 x $10^7$ M $_\odot$，普卢默半径为653 pc，在10 Gyr后产生的残余物最终质量为2.45 x 10 $^5$ M $_\odot$，中心表面亮度为26.9 mag arcsec $^{-2}$，有效半径为545.7 pc，速度色散值为7.58 km s $^{-1}$。此外，它还匹配天空中投影物体的位置角和椭圆率。
2019-11-22 astro-ph.GA
Indirect Dark Matter Detection for Flattened Dwarf Galaxies
伽马射线实验试图探测矮球状星系中暗物质湮灭的证据，需要了解这些系统中暗物质的分布。用解析和数值方法分析了扁化对矮椭球星系湮灭因子（J）和衰变因子（D）的影响。扁平化有两个后果：首先，当暗物质分布的压缩（或拉伸）增强（或减小）J因子时，存在几何效应; 2其次，恒星的视线速度色散必须支撑扁平暗物质晕中扁平的重子分量。我们提供了分析公式和一个简单的数值方法来估计校正的J-和D-因素所需的简单的球形建模。一系列的平衡模型的扁平的恒星分布嵌入扁平的暗物质分布的公式进行了验证。我们计算修正的J-和D-因子的银河系矮椭球星系的假设下，他们都是长扁或所有扁圆和发现，层次的J-因子的矮椭球略有改变（典型的修正因子的椭圆度的$0.4$是$0.75$的扁圆的情况下，和$1.6$的长扁的情况下）。我们证明，球面估计的D-因子是非常不敏感的扁平化，并引入显着小于不确定性的D-因子的不确定性，从其他观测的所有矮椭球（例如，${}^{+10\mathrm{\,percent}}_{-3\mathrm{\,percent}}$的一个典型的椭圆率$0.4$）。最后，我们调查的传播三轴数字产生的校正因子，并提供不确定性的J-因素的矮椭球体使用不同的物理动机的假设，其内在的形状和轴的路线。（节略）
2016-09-16 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Detection of the Long Period Variable Stars of And II Dwarf Satellite galaxy
本研究通过多时段光学观测仙女座周围矮卫星星系，筛选出亮度变化超0.2星等的AGB星以生成LPV星目录，还利用Sobel滤光片算出仙女座II星系的距离模数范围，为其演化研究提供更新数据。
2024-12-01 astro-ph.GA
Proper Motions, Orbits, and Tidal Influences of Milky Way Dwarf Spheroidal Galaxies
我们结合盖亚EDR3天体测量与精确的测光，并利用概率混合模型来测量银河系（MW）的52个矮球状（dSph）卫星星系的系统自行。对于46 dSphs与文献的视线速度，我们计算的轨道在MW和合并MW+大麦云（LMC）的潜力，并确定车II，车III，Hor I，Hyi I，Phx II和Ret II可能LMC卫星。我们的dSph样品的40%具有> 25%的近心点和/或远心点变化，具有MW + LMC势。对于这些轨道，我们Monte Carlo采样的观测不确定性为每个dSph和MW和LMC潜力的不确定性。我们预测，蚂蚁II，Boo III，Cra II，Gru II和Tuc III应该是潮汐干扰，通过比较每个dSph的平均密度相对于其近心处的MW密度。具有大椭圆率的dSphs（CVn I、Her、Tuc V、UMa I、UMa II、UMi、Wil 1）显示出它们的轨道方向与它们的主轴对齐的偏好，即使对于具有大近心点的dSphs也是如此。我们比较了dSph径向轨道相位，以在MW类N-体模拟subhalos，并推断，有没有多余的卫星附近的近心。随着未来盖亚数据发布的预测，我们发现dSph轨道精度将受到距离和/或MW潜力的不确定性的限制，而不是自行精度。最后，我们提供我们的会员目录，使社区跟进。
2022-10-09 astro-ph.GA
A Possible Formation Scenario for Dwarf Spheroidal Galaxies - II: A Parameter Study
矮球状星系是LCDM（Lambda Cold暗物质）分级宇宙学模型中星系形成过程的基本组成部分。这些星系被认为是最暗物质（DM）为主的系统，有最低的恒星含量，并在气体贫乏。许多理论试图解释dSph星系的形成，这些星系主要是围绕大星系运行或调用其他相互作用机制。在这里，我们展示了全套模拟作为我们的基准模型的扩展，在那里我们研究了孤立的经典dSph星系的形成，通过溶解矮星系DM晕内的星团。在我们的参数调查中，我们采用核心和尖DM晕配置文件，并考虑不同数量的溶解星团。我们调查的可观测量的依赖性与不同的质量和尺度长度的DM晕和不同的恒星形成效率（SFE）。我们发现，我们提出的方案解释了银河系的经典dSph星系的许多功能，如它们的形态和动力学。我们看到了表面亮度和发光组件的尺度长度如何随着我们的模拟参数而变化的趋势。我们还确定了它们形状的不规则性，即块状和椭圆度在我们的模拟中如何变化。在速度空间中，我们确定的参数导致平坦的速度频散曲线。我们认识到在速度空间中的运动学冷子结构，命名为化石遗迹和源于我们独特的初始条件，这改变了预期的结果。这些流动运动被认为是未来高分辨率观测的关键特征，以验证我们的方案。
2013-08-15 astro-ph.GA
Internal rotation of Milky Way dwarf spheroidal satellites with $Gaia$ Early Data Release 3
我们提出了一个分析的14个卫星的银河系（MW）的运动学。我们使用适当的运动（PM）从$Gaia$早期数据发布3（EDR 3）和视线速度（$v_{\mathrm{los}}$）在文献中获得这些系统的系统三维运动。对于其中的六个，即船底座，天龙座，天炉座，玉夫座，六分仪，小熊座矮球状星系（dSph），我们研究的内部运动学投影到径向，$V_R$（膨胀/收缩），切向，$V_T$（旋转），相对于质量中心的速度分量的恒星PM。我们在隆突（$|V_T| = 9.6 \pm 4.5 \ {\rm{km \ s^{-1}}}\>$）、穹窿（$|V_T| = 2.8 \pm 1.3 \ {\rm{km \ s^{-1}}}\>$）和塑夫座（$|V_T| = 3.0 \pm 1.0 \ {\rm{km \ s^{-1}}}\>$）dSphs中发现了显著的旋转。除了人马座dSphs，这些是MW经典dSphs中天空平面内内部旋转的第一次测量。除船底座外的所有星系都显示出$|V_T| / σ_v < 1$。我们发现，较慢的旋转倾向于显示，平均而言，较大的天空投影椭圆率（如预期的样本与随机视角），并位于较小的银河系中心距离（如预期的潮汐搅拌情况下，旋转转化为随机运动的卫星沉入母晕）。然而，这些趋势很小，在统计学上并不显著，这表明旋转在塑造这些星系的3D结构方面并没有发挥主导作用。无论潮汐搅动对这些系统的演化有微…
2021-06-15 astro-ph.GA
Fornax dwarf spheroidal in MOND: its formation and the survival of its globular clusters
Astronomical Observatory of Belgrade（贝尔格莱德天文台）；Scottish Universities Physics Alliance, University of Saint Andrews（苏格兰大学物理联盟，圣安德鲁斯大学）；Imperial Centre for Inference and Cosmology (ICIC), Department of Physics, Imperial College（帝国理工学院物理系推断与宇宙学中心）；CAS Key Laboratory for Research in Galaxies and Cosmology, Department of Astronomy, University of Science and Technology of China（中国科学院星系与宇宙学重点实验室，中国科学技术大学天文学系）；Department of Astronomy, University of Science and Technology of China（中国科学技术大学天文学系）
法恩克斯矮星系的形成与MOND理论相容，其球状星团的生存及恒星晕的形成被模拟验证。
2026-02-18 astro-ph.GA
Exploring the Structures and Substructures of the Andromeda Satellite Dwarf Galaxies Cassiopeia III, Perseus I, and Lacerta I
本研究利用WIYN pODI宽视场测光数据，通过TRGB方法测量了仙女座卫星矮星系仙后座III和英仙座I的距离与结构，并结合蝎虎座I数据搜索子结构，发现蝎虎座I西侧存在2.5-3σ过密区，仙后座III有多个过密区域，而英仙座I无子结构证据。
2023-09-03 astro-ph.GA
Metallicity Evolution of the Six Most Luminous M31 Dwarf Satellites
我们提出了全球金属丰度的属性，金属丰度分布函数（MDF）和径向金属丰度配置文件的六个最明亮的M31矮星系卫星：M32，NGC 205，NGC 185，NGC 147，仙女座VII，仙女座II。提出的结果是第一次光谱MDF的矮系统周围的宿主星系以外的银河系。我们的样本由分布在这六个系统中的1243颗红巨星分支（RGB）成员星的金属丰度测量组成。我们确定金属丰度的基础上的强度的钙II三线使用卡雷拉等人的经验校准。（2013），其在金属量范围-4 < [Fe/H] <+0.5内校准。我们发现，这些M31卫星位于相同的光度-金属丰度关系的银河系矮卫星。我们没有发现内部金属丰度扩散和星系光度之间的趋势，与以前的研究相反。And II和And VII的宽度与亮度相当的MW矮星相似，然而，我们的四颗最亮的M31矮星比任何MW矮星都更明亮，并且具有更宽的MDF。我们的六个M31矮星的MDF与化学演化的漏盒模型一致，尽管我们的金属丰度误差允许广泛的演化模型。我们发现一个显着的径向梯度的金属丰度只有两个我们的六个系统，NGC 185和仙女座II，和平坦的径向金属丰度梯度在我们的样本的其余部分没有观察到的相关性旋转支持和径向金属丰度梯度。虽然M31矮星系的平均属性和径向趋势与MW对应物在相似的光度下一致，但详细的MDF是不同的，特别是在富含金属的一端。
2014-05-17 astro-ph.GA
Structural and Photometric Properties of the Andromeda Satellite Dwarf Galaxy Lacerta I from Deep Imaging with WIYN pODI
我们目前的结果从WIYN pODI图像的Lacerta I（和XXXI），卫星矮星系发现的外围仙女座星系（M31）在泛星1调查数据。我们的深，宽场$g,i$测光达到$\sim$ 3个星等比测光泛星1发现文件，使我们能够跟踪恒星人口的Lac I超过两个半光半径的星系中心。我们测量了$(m-M)_0=24.44\pm0.11$等的Lac I的红巨星分支尖端（TRGB）距离（773 $\pm$ 40 kpc，或264 $\pm$ 6 kpc，距离M31），这与Pan-STARRS 1距离一致。我们使用最大似然技术来推导星系的结构特性，并找到半光半径（$r_h$）为3.24 $\pm$ 0.21弧分（728 $\pm$ 47 pc），椭圆率（PDMATHAMR）0.44 PDMATHAMP 0.03，总星等PDMATHAMS PDMATHAMT $-$ 11.4 PDMATHAMP 0.3，和中心表面亮度$μ_{V,0}$ $=$ 24.8 $\pm$ 0.3等角秒$^{-2}$。我们发现没有HI排放的档案数据，并设置了一个限制湖I的中性气体的质量-光比$M_{HI}/L_V$ $<$ 0.06 $M_{sun}$ / $L_{sun}$，确认湖I作为一个气体贫乏矮球状星系。在2 $r_h$范围内的红巨星分支恒星的光度金属丰度得出的中值[Fe/H]为$-$ 1.68 $\pm$ 0.03，…
2017-01-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
The SPLASH Survey: A Spectroscopic Analysis of the Metal-Poor, Low-Luminosity M31 dSph Satellite Andromeda X
仙女座X（AndX）是一个由Zucker等人（2007）在斯隆数字巡天（SDSS - York et al. 2000）中发现的低光度M31矮球状星系（dSph）。在本文中，我们提出了第一个光谱研究的个别红巨星分支恒星和X，作为SPLASH调查（光谱和光度景观仙女座的恒星晕）的一部分。使用凯克II望远镜和多目标DEIMOS摄谱仪，我们的目标是两个光谱掩模的表面上的星系和测量径向速度约100颗恒星的平均精度为sigma_v ~ 3公里/秒。这个区域的速度直方图证实了视线上的三个恒星群体：前景银河系矮星处于小的负速度，M31晕红巨星在很宽的速度范围内，以及一个非常冷的速度“尖峰”，由22颗属于And X的恒星组成，v_rad = -163.8 +/- 1.2 km/s。通过仔细考虑这些恒星的随机和系统速度误差（例如，通过重复的恒星测量），我们得到了And X的内禀速度色散σ_v = 3.9 +/- 1.2 km/s，这意味着它的质量与光的最小质量比M/L =37^{+26}_{-19}假设质量跟踪光。基于成员星的干净样本，我们测量出And X的中值金属丰度为[Fe/H] = -1.93 +/- 0.11，具有轻微的径向金属丰度梯度。金属丰度的离散度很大，σ（[Fe/H]）= 0.48，可能暗示该星系保留了大部分化学富集产物。我们讨论的潜力，更好地了解M31的dSphs系统的形成和演化机…
2009-09-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gamma-ray emission from the Sagittarius Dwarf Spheroidal galaxy due to millisecond pulsars
费米气泡是从银河系核心发出的巨大的伽马射线辐射瓣，由费米伽马射线太空望远镜上的大面积望远镜收集的~1-100 GeV数据中发现。先前的工作已经揭示了费米泡内部的子结构，这被解释为银河系超大质量黑洞准直流出的特征。在这里，我们通过空间模板分析表明，大部分与子结构最亮区域相关的伽马射线发射-所谓的茧-可能是由于人马座矮球状（Sgr dSph）星系。这颗巨大的银河系卫星是从太阳系的位置通过费米泡看到的。作为一个潮汐和冲压压力剥离的残余，Sgr dSph没有正在进行的恒星形成，但我们仍然证明，矮的毫秒脉冲星（MSP）人口可以合理地提供伽马射线信号，我们的分析关联到它的恒星模板。测量到的光谱自然是由属于Sgr dSph的MSP注入的高能电子-正电子对宇宙微波背景光子的逆康普顿散射，以及这些物体的磁层发射来解释的。这一发现合理地表明，MSP在古老的恒星星族中产生了显着的伽马射线辐射，可能会混淆银河系中心，仙女座星系和其他大质量银河系矮球体等地区的间接暗物质搜索。
2022-09-09 astro-ph.GA astro-ph.HE
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
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
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
Discovery of an ultra-diffuse galaxy in the Pisces-Perseus supercluster
我们报告DGSAT I的发现，这是一个位于仙女座星系（M31）投影10.4度的超弥散淬灭星系。这个低表面亮度星系（mu_V = 24.8 mag/arcsec）是用一个小型业余望远镜发现的，在Subaru/Suprime-Cam的亚弧秒存档图像中似乎无法分辨，因此，尽管它的有效半径相对较大（R_e（V）= 12 arcsec），并且与著名的矮球状星系And II很接近（15 arcmin），但依靠分辨的恒星计数进行的光学巡天却没有发现它。它的红色（V-I = 1.0），浅的Sersic指数（n_V=0.68），以及没有可检测到的H-α发射是矮球状星系的典型特征，表明它主要由老恒星组成。我们用BTA 6米望远镜（V_h=5450 +/- 40 km/s）对该星系的径向速度测量表明，该星系是一个与双鱼-英仙座超星系团暗条有关的M31背景星系。在这个星团的距离上（~78 Mpc），DGSAT I的R_e ~ 4.7kpc，M_V ~-16.3$.它的性质类似于最近在后发座星系团中发现的超漫射星系。DGSAT I是在这个星系团中发现的第一例罕见的超漫射星系。与后发座和室女星系团相关的超漫射星系不同，DGSAT I是在一个低得多的密度环境中发现的，这为这类有趣的星系的形成机制提供了新的限制。
2016-01-26 astro-ph.GA
The infall of dwarf satellite galaxies are influenced by their host's massive accretions
最近在限制银河系（MW）和仙女座星系（M31）所经历的大规模吸积（>1：10）方面的进展提供了一个了解本星系群矮星系人口的机会。使用放大的暗物质，只有模拟MW质量的晕和subhaloes，被认为是能够托管矮星系集中，我们证明了一个巨大的祖先是伴随着大量的subhaloes的吸积和破坏的。大规模的吸积祖细胞不增加下降subhaloes到MW质量主机的总数，而是把周围的subhaloes到主机上，造成集群的subhaloes的下降时间。这导致了一个暂时的海拔在数量的subhaloes，以及在其累积的径向配置文件的维里半径的主机的变化。幸存下来的有着巨大祖先的相关浅晕在它们的轨道上有很大的多样性。我们发现，本星系群矮球状星系（$10^{5} \mathrm{M_{\odot}} \lesssim \mathrm{M}_{*} \lesssim 10^{7} \mathrm{M_{\odot}}$）的恒星形成猝灭时间聚集在MW和M31遭受最大质量吸积的时间附近。我们的研究结果意味着：a）矮椭球体的淬灭时间是它们坠落时间的一个很好的代理; b）M31周围最近没有淬灭的卫星，这表明M33不是第一次坠落，而是在更早的时候被吸积。
2021-04-27 astro-ph.GA
