Gas removal in the Ursa Minor galaxy: linking hydrodynamics and chemical evolution models
我们目前的结果从非宇宙学，三维流体动力学模拟的气体在矮球状星系小熊座。假设一个初始重子暗物质的比例来自宇宙微波背景辐射，我们进化的银河系气体分布超过3 Gyr，考虑到Ia型和II型超新星的影响。这是第一次，我们在我们的模拟中使用的瞬时超新星速率来自化学演化模型应用于光谱观测数据的小熊座。我们表明，在这个过程中损失的气体量是可变的，随着时间和半径，是在我们的模拟中观察到的最高速率在最初的6亿年。我们的研究结果表明，Ia型和II型超新星必须是小熊座星系（可能还有其他类似的矮星系）气体损失的重要驱动因素，但最终是这些超新星驱动的星系风和环境效应（例如，柱塞压力汽提），其导致气体内容物的完全去除。
2017-03-19 astro-ph.GA astro-ph.HE
Multiple Chemodynamic Stellar Populations of the Ursa Minor Dwarf Spheroidal Galaxy
我们提出了一个贝叶斯方法来确定多个（化学动力学）恒星星族在矮球状星系（dSphs）使用速度，金属丰度，和位置的恒星数据，而不假设球对称。我们将这种方法应用到一个新的凯克/DEIMOS光谱调查的小熊座（UMi）dSph。我们确定了892个可能的成员，使其成为具有视线速度和金属丰度测量的最大UMi样本。我们的贝叶斯方法检测两个不同的化学动力学群体具有高的意义（$\ln{B}\sim33$）。富金属（$[{\rm Fe/H}]=-2.05\pm0.03$）群体在运动学上较冷（$σ_v=4.9\pm0.8 \, {\rm km \, s^{-1}}$的径向速度色散），并且比贫金属（$[{\rm Fe/H}]=-2.29\pm0.05$）和运动学上较热的群体（$σ_v =11.5\pm0.9\, {\rm km \, s^{-1}}$）更集中。此外，我们将相同的分析应用于一个独立的MMT/Hectochelle数据集，并确认存在两个化学动力学群体UMi。在这两个数据集中，富金属人口显着平坦（$ε=0.75\pm0.03$）和金属穷人人口更接近球形（$ε=0.33_{-0.09}^{+0.12}$）。尽管存在两个人口，我们无法鲁棒地估计动态质量分布的斜率。我们在MMT数据集中发现了$\sim 2 \, {\rm km \, s^{-1}}$阶长轴旋转的线索，但需要进一步的观测来验证这一点。扁平…
2020-05-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Star Formation and Chemical Evolution Histories of Ursa Minor Dwarf Spheroidal Galaxy
本文利用新开发的遗传算法与模拟退火算法分析Subaru望远镜数据，推导出大熊座矮椭球星系的恒星形成与化学演化历史，发现两个不同恒星族群并揭示了其复杂的形成过程。
2025-09-14 astro-ph.GA
Stellar proper motions in the outskirts of classical dwarf spheroidal galaxies with Gaia EDR3
我们使用盖亚EDR3的数据，以确定与六个经典的矮椭球（天龙座，小熊座，六分仪座，雕塑家，天炉座，船底座）在其最外半径，超出其名义国王恒星极限半径的恒星。对于所有的dSphs检查，我们发现径向速度与居住在国王极限半径和$> 50\%$天体测量的概率（四个在天龙座，两个在小熊座，八个在六分仪，两个在玉夫座，12个在天炉座，和5个在船底座），表明这些恒星与各自的矮椭球（dSphs）在高概率。我们比较我们的候选人的位置“潮外”恒星与星系的轨道轨迹，并确定恒星，无论有和没有径向速度匹配，这是一致的躺在沿轨道轨道的卫星。然而，由于候选恒星的数量很少，我们无法对这些空间相关恒星的重要性做出任何结论性的陈述。通过与公开的天琴座RR型星表交叉比对，我们发现在玉夫座和天炉座各有一个$> 50\%$天体测量概率在极限半径之外的天琴座RR型候选者，在天龙座有两个，在小熊座有九个，在六分仪座有七个，在船底座没有。我们所有候选者的后续光谱，包括可能的金属丰度信息，将有助于确认与各自dSphs的关联，并可能代表这些经典dSphs周围扩展恒星晕或潮汐碎片的证据。
2022-03-17 astro-ph.GA
Strong Constraints on Dark Matter Annihilation in Ursa Major III/UNIONS 1
利用15年费米-LAT数据搜索大熊座III的γ射线，未发现超出，对暗物质湮灭设强约束，若高J因子确认，可排除质量至4 TeV的热暗物质湮灭为b̄b终态。
2024-03-18 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
The dark matter content of Milky Way dwarf spheroidal galaxies: Draco, Sextans and Ursa Minor
本研究利用DESI银河系巡天数据，采用JAM建模方法分析三个经典矮椭球星系的暗物质分布，测得其内密度斜率并给出J、D因子，指出相关研究仍受方法和数据不确定性制约。
2025-10-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Manganese spread in Ursa Minor as a proof of sub-classes of type Ia supernovae
上下文最近，Ia型超新星（SNe Ia）的新子类被发现，包括SNe Iax。SNe Iax的祖先可能相对较大，可能是C+O+Ne混合的白矮星，它可以在低金属丰度时引起白矮星风。还有另一类可能在低金属丰度或零金属丰度时发生：在标准C+O白矮星的单和/或双简并系统中的次亚克拉塞卡质量爆炸。这些爆炸与正常的克拉塞卡质量爆炸相比具有不同的核合成产额。目的。我们测试这些超新星Ia通道使用其特征化学签名。方法. Ia型超新星的两个子类可能比正常的Ia型超新星更稀有，并且不会影响太阳附近的化学演化;然而，由于延迟时间较短和/或金属丰度依赖性较弱，它们可能会影响贫金属系统的演化。因此，我们已经包括在我们的随机化学演化模型的矮球状星系小熊座。结果该模型预测在低金属丰度的星际介质中[Mn/Fe]呈蝴蝶状分布，同时在[Fe/H]比太阳附近低的情况下[α/Fe]比下降，这两者都与观测到的小熊座恒星丰度一致。结论.我们的模型和现有的观测结果之间令人惊讶的协议提供了一个强有力的迹象，这些新的子类的超新星Ia的起源。这一结果需要通过我们银河系其他卫星星系中锰的未来丰度测量来证实。对于这个项目来说，至关重要的是，测量的不是最极端的贫金属尾部，而是相反的;矮椭球体富含金属的一端。
2017-08-30 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Variable stars in the ultra-faint dwarf spheroidal galaxy Ursa Major I
我们对大熊座I（Uma I）的变星种群进行了首次研究，大熊座I是斯隆数字巡天最近在银河系周围发现的一颗超暗矮卫星。结合时间序列观测的B和V波段从四个不同的望远镜，我们已经确定了七个RR天琴座星在UMa I，其中五个是基本模式（RRab）和两个是第一泛频调制（RRc）。我们的UMa I的V，B-V色星等图达到了V~23等（在信噪比~ 6时），显示了一个古老的恒星星族的典型特征。RRab星的平均脉动周期<Pab>= 0.628，σ = 0.071天（或<Pab>= 0.599，σ = 0.032天，如果忽略V4，最长的周期和最亮的变量，）和周期振幅图上的位置表明该星系的奥斯特霍夫中间分类。天琴座RR型星以<V（RR）> = 20.43 +/- 0.02等的平均视星等跟踪星系水平分支（6颗星的平均值，剔除V4），进而给出UMa I的距离模数为（m-M）0 = 19.94 +/- 0.13 mag，距离d= 97.3 + 6.0/-5.7 kpc，大麦云云的距离模为18.5 +/- 0.1等。Uma I红巨星和水平支星的等密度线（包括本研究中确定的天琴座RR型恒星）表明，该星系具有S形结构，这很可能是由潮汐与银河系的相互作用引起的。根据V波段光变曲线的傅立叶分解参数，我们得到了六颗Uma I RR型天琴座恒星的光度金属丰度，在Carretta等人的金属丰度标度上，平均金属丰度[…
2013-02-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark matter annihilation and decay in dwarf spheroidal galaxies: The classical and ultrafaint dSphs
矮球状（dSph）星系是目前和未来伽马射线望远镜寻找粒子暗物质间接信号的主要目标。对数据的解释需要仔细评估它们的暗物质含量，以获得对候选遗迹粒子的强大约束。在这里，我们使用一个优化的球形牛仔裤分析重建的“天体物理因素”的湮灭和衰减的暗物质在21个已知的dSphs。对以前的工作的改进是：（i）使用更灵活的亮度和各向异性轮廓以最小化偏差，（ii）使用针对大量无污染模拟数据集定制的弱先验以提高置信区间，（iii）对模拟和真实数据的分组和未分组分析进行系统交叉检查，以及（iv）使用包括恒星污染的模拟数据来测试对重建信号的影响。我们的分析提供了更新值的暗物质内容的8个“经典”和13个“超微弱”dSphs，与引用的不确定性直接链接到样本大小;更灵活的参数化，我们使用的结果相比，以前的计算变化。这就转化为我们对潜在的最聪明和最强大的目标的排名-即，小熊座、天龙座、雕匠座--以及更有希望但不确定的目标--即，大熊座2，昏迷-湮灭暗物质。我们对Segue 1的分析对我们是否包括或排除一些边缘成员星非常敏感，使这个目标成为最不确定的目标之一。我们的分析说明了在推断新的“超微弱”卫星的暗物质含量时需要解决的挑战，这些卫星开始在南方天空调查中被发现。
2015-04-08 astro-ph.GA astro-ph.HE
The chemical signature of SNIax in the stars of Ursa minor?
最近，发现了一类新的超新星Ia：超新星Iax;这些天体的样本越来越多，它们具有共同的特征，即最大光速较低，峰值星等通常较低。在我们的假设中，SNe Iax的前身是质量非常大的白矮星，可能是C+O+Ne混合的白矮星;由于来自双星的吸积，它们达到了卡拉塞卡质量，并经历了中心的碳爆燃，但爆燃在到达外层O +Ne层时被淬灭。这类Ia型超新星比标准的Ia型超新星更稀有，不会影响太阳附近的化学演化;然而，它们的延迟时间很短，可能会影响贫金属系统的演化。因此，我们已经包括在一个随机的化学演化模型的矮球状星系小熊座的贡献。该模型预测在ISM介质中的[Mn/Fe]在低金属丰度的蔓延，并在同一时间-减少的[α/Fe]元素，在经典的时间延迟模型。这与观测到的小熊座恒星的丰度惊人地一致，并为这类新的SNIa的起源提供了强有力的证据。
2017-08-02 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
A Deep Search for Extended Radio Continuum Emission From Dwarf Spheroidal Galaxies: Implications for Particle Dark Matter
我们提出了四个附近的矮球状（dSph）星系的深射电观测，旨在检测扩展的同步辐射产生的弱相互作用大质量粒子（WIMP）的暗物质湮灭在他们的晕。Colafrancesco等人的模型（CPU 07）预测在这样的系统中存在角度大、平滑分布的射电晕，这源于电子和正电子湮灭产物在湍流磁场中螺旋运动。我们用1.4 GHz的GBT在天龙座、大熊座II、后发座和威尔曼1 dSphs周围绘制了总共40.5 deg^2的地图，以检测这种湮灭特征，大大减少了使用NVSS目录的离散源混淆。我们从每个减影图中构建径向表面亮度分布，并将数据折叠以量化其中特征的重要性。在10弧分分辨率的观测中，前景对我们的高纬度地图贡献了1.8 - 5.7毫焦耳/束的标准差，其中Draco和Coma的发射主要由前景控制。另一方面，我们发现没有显着的发射在大熊座II和威尔曼1领域，并探讨在这些领域的粒子暗物质使用基准模型的CPU 07的非检测的影响。对于质量为100 GeV的WIMP湮灭成$b\bar{b}$终态，B = 1 μ G，对于CPU 07采用的带电粒子传播参数，大熊座II和威尔曼I湮灭截面的上限为log<ov，cm^3/s> < -25;这与从两年费米-LAT数据中推断的伽马射线能量相当。我们讨论了三种途径，以改善这里提出的约束<ov>，并得出结论，深射电观测dSphs是高度互补的间接WIMP搜索在更高的能量。
2013-06-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Dearth of Neutral Hydrogen in Galactic Dwarf Spheroidal Galaxies
我们提出了新的上限中性氢（HI）的内容内的恒星半光椭圆的15个银河系矮球状星系（dSphs），来自与绿岸望远镜（GBT）以及阿雷西博L-波段快速ALFA（ALCOFA）调查和银河系全天巡天（GASS）数据的定点观测。所有的限制Mlim是更严格的比以前报道的值，和那些从GBT改善后的约束在文献中的中位数因子为23。用V波段光度Lv和动力学质量Mdyn进行归一化，我们发现Mlim/Lv ~ 10^{-3} Mo/Lo和Mlim/Mdyn ~ 5 x 10^{-5}，与星系晕中的位置无关。将这些相对HI含量与McConnachie编制的本星系群和邻近矮星的相对HI含量进行比较，我们发现银河系dSphs非常缺乏气体。因此，我们的HI上限提供了最清晰的图片HI含量的环境依赖本地体积矮星。如果冲压压力剥离解释了这些系统中HI的缺乏，那么在相对大质量的银河系中的轨道有利于外晕dSph Leo I，而Leo II和Canes Venawei I在过去有一个近心通道。对于天龙座和小熊座来说，通过近心通道之间的恒星质量损失而积累的星际介质质量将超过Mlim约30倍。在小熊座，这意味着这种物质不是处于原子阶段，或者另一种机制在较短的时间尺度上清除了再循环气体。
2014-09-30 astro-ph.GA
Tidally induced velocity gradients in the Milky Way dwarf spheroidal satellites
我们提出了一个运动学研究的六个矮球状星系（dSph）的银河系（MW）的卫星，即船底座，天龙座，天炉座，玉夫座，六分仪，小熊座。我们结合适当的运动（PM）从$Gaia$数据发布3（DR3）和视线速度（$v_{\mathrm{los}}$）从文献中推导出其三维内部运动学和研究内部速度梯度的存在。我们发现，在$\geq 1σ$水平上，船底座、天龙座、天炉座和小熊座沿视线方向的速度梯度具有显著性。这种梯度的值似乎与矮星的轨道历史有关，表明与MW的相互作用导致了它们。靠近MW并向其轨道近心点移动的矮星，平均而言，速度梯度较大。另一方面，最近离开近心点轨道的矮星没有明显的梯度。最后，位于大银河系中心距离的矮星显示出中等强度的梯度。我们的结果表明，由MW施加的强潮汐力引起的扭矩引起了一个强大的速度梯度时，矮星接近它们的轨道近心点。在近心点通过期间，力方向的快速变化会破坏这种梯度，随着星系的后退，这种梯度可能会稳步恢复。我们通过分析TNG 50模拟的矮星卫星来评估我们的发现。我们发现一个显着增加的强度检测到的梯度的卫星接近他们的近心点，然后急剧下降，因为他们放弃了它，支持我们的结果为dSphs的MW。
2022-12-01 astro-ph.GA
An upper limit on the mass of the black hole in Ursa Minor dwarf galaxy
在大多数被研究的星系核中的大质量黑洞（BH）的质量与其宿主星系的各种全球性质之间建立了良好的相关性，这支持了矮星系和球状星团也可能在其中心拥有BH的想法。在矮球状（dSph）星系的黑洞的直接运动学检测严重阻碍了黑洞的引力影响区内的恒星数量少。这封信的目的是建立一个动力学上限的质量假定BH在小熊座（UMi）dSph星系。我们提出了直接的N-体模拟的潮汐中断的动力化石观察到的UMi，有和没有一个大规模的BH。我们发现，观测到的亚结构与UMi核心内存在质量为（2-3）× 10^4 Msun的BH不相容。这些限值与M_{BH} -σ关系外推至M_{BH} <10^6 Msun状态一致。我们还表明，BH可能是偏离中心相对于整个星系的对称中心。
2009-06-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Neutron-capture elements in dwarf galaxies III: A homogenized analysis of 13 dwarf spheroidal and ultra-faint galaxies
我们提出了一个大的均匀的恒星参数和丰度在广泛的金属丰度，涉及$13$经典矮球状（dSph）和超微弱dSph（UFD）星系。总的来说，这项研究包括了位于天炉座、人马座、玉夫座、六分仪座、船底座、小熊座、天龙座、网室II、牧夫座I、大熊座II、狮子座I、Segue I和三角座II的$380$星。这个样本代表了迄今为止对dSph星系最大的，均匀的，高分辨率的研究。有了我们的同质衍生目录，我们能够在不同的星系中寻找相似和偏离的趋势。我们调查的质量依赖的个别系统上的生产的$α$ -元素，但也试图阐明长期以来的困惑的主要生产网站的r-过程元素。我们使用的数据从凯克天文台档案馆和ESO减少档案重新分析这些$13$ dSPH星系的恒星。我们自动化的步骤，获得恒星参数，但运行一个完整的光谱合成，以获得所有的丰度，除了铁。均匀化的丰度组产生了独特的可能性，得出Ia型超新星的爆发和星系的恒星质量之间的关系。此外，我们还导出了一个估计$α$ -元演化的公式.将所有丰度一致地置于同一尺度上对于回答有关星系化学史的问题至关重要。通过均匀地分析Ba和Eu在13个系统中，我们已经跟踪的S-过程的发病，并发现它增加与金属丰度作为星系的恒星质量的函数。此外，r-过程材料与$α$ -元素相关，表明这些元素的一些共同生产，这反过来又指向罕见的核心坍缩超新星，而不是二元中子星合并作为宿主的r-过程在低[Fe/H]的调查dS…
2020-09-02 astro-ph.GA
The Binary Fraction of Stars in Dwarf Galaxies: the Cases of Draco and Ursa Minor
测量矮球状星系（dSphs）中双星的频率需要长时间间隔的数据。我们结合径向速度测量从五个文献来源采取的过程中的~30年，产生最大的多时代的运动样本的恒星在dSphs天龙座和小熊座。有了这个数据集，我们能够实现Spencer等人（2017 b）描述的贝叶斯技术的改进版本，以评估这些矮星系中红巨星的双星比例。假设Duquennoy & Mayor（1991）的周期和质量比分布，天龙座和小熊座的双星分数分别为$0.50^{+0.04}_{-0.06}$和$0.78^{+0.09}_{-0.08}$。我们发现，一个正常的质量比分布是首选一个平坦的分布，对数正态周期分布集中在长周期（$μ_{\log P}>3.5$）是首选的分布集中在短的。我们重新分析了狮子座II、船底座、天炉座、玉夫座和六分仪座的双星分数，发现在所有七颗矮星中，双星分数是常量的可能性小于1%，除非周期分布变化很大。这表明银河系dSphs中的双星种群在它们的双星分数、周期分布或两者方面都不相同。我们考虑了矮星的许多不同性质（例如质量、半径、光度等）。并发现在形成恒星速度快和/或具有高速色散的矮星中，双星比例可能更大。
2018-11-15 astro-ph.GA
On the mass of ultra-light bosonic dark matter from galactic dynamics
我们认为，银河系的暗物质是由超轻标量粒子和使用矮球状星系的内部属性，以建立一个首选的范围为这些玻色子粒子的质量m的假设。我们重新研究了小熊座冷团的寿命问题和天炉座和矮椭圆星系中球状星团的快速轨道衰变问题。将标量场晕视为刚性背景引力势，利用N体模拟，我们探讨了小熊座冷团的溶解时标如何依赖于m。结果表明，对于质量在0.3x10^-22 eV < m <1x 10 ^-22 eV范围内的标量场暗晕，没有自相互作用的暗晕的核大到足以解释小熊座冷团的寿命和天炉座球状星团的广泛分布，但小到足以使暗晕的质量与动力学极限相容。令人鼓舞的是，这个m的间隔与抑制星系晕子结构过度产生所需的间隔是一致的，并且与宇宙微波辐射的声学峰值是相容的。另一方面，对于具有耦合常数l的自相互作用标量场，需要m^4/l <= 0.55 × 10^3 eV^4的值来解释这些矮球状星系暗晕的性质。
2012-01-26 astro-ph.GA gr-qc
The Dark Matter Annihilation Signal from Dwarf Galaxies and Subhalos
暗物质湮灭对于直接探测星系晕的块状性有着巨大的潜力，而星系晕是冷暗物质等级结构形成范式的关键预测之一。在这里，我们审查的伽马射线信号所产生的暗物质湮灭在银河系晕中心。我们认为这两个已知的银河系矮卫星星系和黑暗的团块没有恒星的组成部分作为潜在的来源。利用通过Lactea II数值模拟，我们估计通量18银河系矮椭球与公布的中心密度。最有希望的来源是Segue 1，其次是Ursa Major II，Ursa Minor，Draco和Carina。我们表明，如果任何已知的银河系卫星可以被检测到，那么至少有十倍以上的subhalos应该是可见的，其中很大一部分是黑暗的团块。
2009-06-11 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Give to Ursa Minor what is Ursa Minor's: an updated census of the RR Lyrae population in the Ursa Minor dwarf galaxy based on Gaia DR3
基于 Gaia DR3 数据，本文对小熊座矮星系的天琴座 RR 型变星和异常造父变星进行更新普查，新发现 47 颗 RR 型变星和 5 颗异常造父变星，重新分类 13 颗变星，并确定其距离模数为 19.23±0.09 mag，同时排除其变星与 Muñoz 1 星团的成员关联。
2024-10-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Foreground effect on the $J$-factor estimation of classical dwarf spheroidal galaxies
对矮球状星系的γ射线观测是寻找暗物质湮灭（或衰变）信号的一种很有前途的方法。dSphs是附近的卫星星系，具有干净的环境和致密的暗物质晕，因此它们对1 TeV的暗物质具有严格的限制。然而，最近的研究表明，目前对与暗物质搜索相关的天体物理因素的估计是不保守的，其中没有考虑到各种不可忽略的系统不确定性。其中，前景星对天体物理因子的影响还没有引起足够的重视，这对于未来更深更广的恒星调查显得更加重要。在这篇文章中，我们通过生成恒星的模拟样本和使用未来光谱仪的模型来评估前景污染的影响。我们研究了各种数据切割，以优化数据的质量，并发现速度和表面重力上的切割可以有效地消除污染。我们还提出了一个新的似然函数，其中包括前景分布函数。我们将此似然函数应用于三种类型的模拟数据（小熊座，天龙座与大暗物质晕，天龙座与小晕）和三种情况下的观察。似然成功地再现了输入$J$因子值，而不考虑前景分布的拟合给出了与输入值相差三倍的大偏差。
2017-05-28 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
High-Resolution Spectroscopy of Extremely Metal-Poor Stars in the Least Evolved Galaxies: Ursa Major II and Coma Berenices
我们目前的凯克/HIRES观测六个贫金属恒星在两个超微弱的矮星系绕银河系，大熊座II和后发座。这些观测包括对不属于银河系晕场星群的极贫金属星（[Fe/H]<-3.0）的首次高分辨率光谱观测。我们获得了碳和铕之间的26个元素的丰度测量和上限。整个恒星样本的范围为-3.2<[Fe/H]<-2.3，我们确认每个星系都包含大量的Fe丰度。与MW晕类似的金属丰度的恒星的比较揭示了大量的协议之间的丰度模式的超微弱矮星系和MW晕的光，α和铁峰元素（C到Zn）。这一一致性与早期研究的结果形成对比，早期研究发现在更明亮的矮球状星系（dSphs）中更富含金属的恒星（-2.5<[Fe/H]<-1.0），发现相对于MW晕数据存在显着的丰度差异。超暗矮星系中的中子俘获元素（Sr ~ Eu）丰度极低，与大多数贫金属晕星一致，但不符合典型的[Fe/H]>-3.0的晕丰度模式。我们的结果与一个星系形成模型大致一致，该模型预测大质量矮星系是MW晕中富含金属成分（[Fe/H]>-2.5）的来源，但我们也认为，已知最暗的矮星可能是MW晕金属丰度分布中贫金属端的主要贡献者。
2009-11-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Multi-component, axisymmetric dynamical models of dSphs based on distribution functions: inferences on dark matter and intermediate-mass black holes in Draco and Ursa Minor
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）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利群岛天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉古纳大学）；University of Surrey（萨里大学）；Università di Bologna（博洛尼亚大学）
本文基于分布函数提出多组分轴对称动力学模型，用于分析Draco和Ursa Minor矮星系，探讨暗物质分布及中间质量黑洞的性质，发现暗物质密度剖面存在差异，未发现中间质量黑洞的证据。
2026-04-27 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
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
New Type Ia supernova Yields and the Manganese and Nickel Problems in the Milky Way and Dwarf Spheroidal Galaxies
在我们的追求，以确定Ia型超新星（SNe Ia）的祖先，我们首先更新的核合成收益率为近Ch和次Ch质量白矮星（WD），为广泛的金属丰度，与我们的二维流体动力学代码和最新的核反应率。然后，我们包括在我们的银河系化学演化代码的收益率预测元素丰度在太阳附近的演化和矮球状（dSPH）星系：天炉座，玉夫座，六分仪，船底座。在太阳附近恒星的观测中，Mn与$α$元素表现出相反的趋势，表现出向更高金属丰度方向的增加，这一点在Ch质量WDs的爆燃-爆轰跃迁中得到了很好的再现，但在亚Ch质量WDs的双爆轰中却没有得到很好的再现。Ch-质量超新星Ia的问题是在高金属丰度时Ni的过量产生。然而，我们发现，镍产量的CH质量超新星Ia与太阳尺度的初始组成比以前的作品，这使得预测的Ni丰度内的观测分散低得多。从太阳附近元素丰度的演化趋势来看，亚Ch质量的Ia超新星对化学富集的贡献可达25%.然而，在dSph星系中，可能需要比太阳附近更大的来自亚Ch质量SNe Ia的富集，这导致在较低的金属丰度下[（Mg，Cr，Mn，Ni）/Fe]减少。在玉夫座和船底座观测到的高[Mn/Fe]比也可能需要来自纯爆燃的额外富集，可能是Iax型超新星。未来对dSph星的观测将对Ia型超新星的祖先系统和爆炸机制提供更严格的限制。
2020-04-27 astro-ph.GA astro-ph.HE
Carbon in Red Giants in Globular Clusters and Dwarf Spheroidal Galaxies
本文给出了银河系球状星团和矮球状星系中红巨星的碳丰度。我们的样本包括对NGC 2419，M68和M15中154颗巨星以及dSphs Sculptor，Fornax，Ursa Minor和Draco中398颗巨星的碳丰度测量。这个样本使dSph星的数量增加了一倍，测量了[C/Fe]。log（L/L_sun）~= 1.6以上，[C/Fe]比随光度的增加而减小，这可以用巨星演化过程中的深度混合来解释。在dSphs中也观察到了同样的下降，但dSphs巨星的初始[C/Fe]并不均匀。dSphs中金属丰度较低的恒星有较大的[C/Fe]比。我们假设，[C/Fe]（校正到初始碳丰度）下降与增加[Fe/H]由于渐近巨星分支恒星的碳产量的金属丰度的依赖性，并由于Ia型超新星在更高的金属丰度的重要性日益增加。我们还在三个dSphs中发现了11个非常富碳的巨星（之前已知的8个）。然而，我们的选择偏差排除了与银河系恒星晕中碳增强部分的详细比较。尽管如此，dSphs中[C/Fe] < +1的恒星遵循的[C/Fe]轨道与[Fe/H]轨道不同，而不是晕星。具体地说，dSphs中的[C/Fe]在低于晕中的[Fe/H]时开始下降。[C/Fe]“膝盖”的金属丰度的差异增加了来自[α/Fe]分布的证据，即晕的祖先比幸存的dSphs具有更短的化学富集时间尺度。
2015-02-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Apache Point Observatory extra-Galactic Evolution Experiment (APOeGEE): Chemical Abundance Trends for Seven Dwarf Spheroidal Galaxies in the APOGEE Survey
University of California Observatories, University of California Santa Cruz（加州大学天文台，加州大学圣克鲁兹分校）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；New Mexico State University（新墨西哥州立大学）；Steward Observatory, University of Arizona（斯图尔德天文台，亚利桑那大学）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）；University of Washington（华盛顿大学）；Liverpool John Moores University（利物浦约翰摩尔斯大学）；NOIRLab（NOIR天文实验室）
本文利用APOGEE和Gaia数据研究银河系七个矮椭球星系的化学丰度，提出确定丰度可测量上限的新方法，发现其化学演化呈间歇性与连续性两种路径，并揭示质量、环境邻近性和恒星形成停止共同影响演化形态。
2025-11-06 astro-ph.GA
The Binary Fraction of Stars in the Dwarf Galaxy Ursa Minor via Dark Energy Spectroscopic Instrument
Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学）；University of Edinburgh（爱丁堡大学）；University of Cambridge（剑桥大学）；University of Toronto（多伦多大学）；NSF NOIRLab（美国国家科学基金会NOIR天文台实验室）
通过暗能量光谱仪器研究武仙座矮星系成员恒星的二元分数，发现金属含量较高群体的二元分数略高，且中心集中群体的二元分数较低。
2026-02-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Structural Diversity Among the Milky Way's Dwarf Spheroidal Satellites
Carnegie Mellon University（卡内基梅隆大学）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）；University of Edinburgh（爱丁堡大学）
研究银河系矮球状卫星的结构多样性，通过灵活的双幂律模型拟合恒星密度场，发现其种群有多样密度剖面形状，该模型使半光半径和恒星质量估计更不确定，强调密度剖面形状灵活性对dSph质量建模很关键。
2026-07-13 astro-ph.GA
The cold dark matter content of Galactic dwarf spheroidals: no cores, no failures, no problem
我们研究的暗物质含量的卫星星系的Lambda CDM宇宙学流体动力学模拟的本地集团从APOSTLE项目。我们发现之间的模拟结果和估计的9个最明亮的银河系矮椭球体（dSphs）来自他们的恒星速度色散和半光半径非常吻合。潮汐剥离通过从外向内逐渐去除暗物质而发挥重要作用，特别影响到亮度比平均大小大的较暗卫星和系统。我们的模型表明，潮汐已经显着减少了暗物质含量的灿文I，六分仪，船底座，天炉座，一个预测，可以通过比较它们与匹配的光度和大小的场星系进行测试。在过去，对单个矮星的暗物质含量的观测估计一直被低估，有时甚至被低估得很厉害。我们使用我们改进的估计，重新审视“太大而不能倒”的问题，在早期的N体工作。我们加强和扩展我们以前的结论，APOSTLE模拟显示没有这个问题的迹象。解决办法并不需要暗物质剖面中的“核心”，而是依赖于在解释观测数据和解释理论建模中的“重子效应”时修正假设和不确定性。
2016-07-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Diversity of dark matter density profiles in the Galactic dwarf spheroidal satellites
核心尖点问题是$Λ$冷暗物质（$Λ$ CDM）理论标准范式中有争议的问题之一。然而，在传统的球对称性假设下，模型参数之间的强简并性使得矮球状（dSph）星系的中心是否真的有核心的暗物质密度分布还不清楚。在这项工作中，我们重新审视这个问题，使用非球形质量模型，它的优点是能够减轻简并。将我们的质量模型应用到目前可用的八个经典dSphs的运动学数据，我们发现，在有限的不确定性，这些dSphs中的大多数有利于尖形中心配置文件，而不是核心的。特别是，天龙座有一个尖形的暗物质晕，即使考虑到先前的偏见，概率也很高。我们还发现了内部斜坡的多样性在其暗物质晕。为了澄清这种多样性的起源，我们调查的内部暗物质密度斜率和恒星晕质量比的样本dSphs之间的关系，并发现这种关系是一般的协议与最近的$Λ$ CDM和流体动力学模拟的预测。我们还发现，模拟的暗晕在150 pc处的暗物质密度与近心距离之间存在反相关，这与观测结果一致。我们估计他们的天体物理因素的暗物质间接搜索和圆速度剖面，与巨大的不确定性。为了更精确地估计它们的暗物质轮廓，对dSphs进行宽场光谱调查至关重要。
2020-10-27 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
The Dynamical and Chemical Evolution of Dwarf Spheroidal Galaxies
我们提出了一个大样本的完全自洽流体动力学Nbody/Tree-SPH模拟孤立矮球状星系（dSphs）。它使我们能够确定关键的物理参数和机制的起源观察到的各种本地组dSph属性。这些星系的初始总质量（气体+暗物质）是它们演化的主要驱动力。恒星形成（SF）发生在一系列的短爆发中。在大质量系统中，SF峰之间的非常短的间隔模仿连续的恒星形成率，而质量较小的系统表现出良好的分离SF爆发，如观测所示。SF事件之间的延迟由气体冷却时间对星系质量的依赖性控制。观测到的全球尺度关系，光度质量和光度金属丰度，再现低散射。我们利用ESO大型项目DART前所未有的大样本量和数据同质性，并添加一些独立的研究，以限制五个银河系dSphs，六分仪，狮子座II，船底座，雕刻家和天炉座的恒星形成历史。这是第一次，[Mg/Fe]与[Fe/H]图来自高分辨率光谱的数百个单独的恒星面临的模型预测。我们发现，dSph属性的多样性很可能是由于内在的进化。然而，我们注意到，在我们模拟的最终状态下，气体的存在，在矮不规则星中观察到的顺序，需要通过外部过程去除。
2009-04-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Particle tagging and its implications for stellar population dynamics
我们建立了一个控制的银河系恒星晕的性质之间的比较与流体动力学模拟和“粒子标记”。标记是一种快速的方法来获得恒星星族动态：而不是跟踪气体和恒星的形成，它'油漆'直接到一个适当定义的暗物质粒子的子集在无碰撞，暗物质-唯一的simulation.Our研究表明，有条件下，粒子标记产生良好的适合流体动力学恒星密度分布的中央银河系和它的最突出的子结构。相空间扩散过程是重塑恒星在下降的球状系统中的分布，从而形成最终的恒星晕的关键。我们的结论是，任何特定的标签计划的成功取决于这种扩散被考虑在内，至少通过使用“活”的标签计划，其中粒子定期标记在整个星系的演化。
2015-02-23 astro-ph.GA
The accretion history of the Milky Way IV. Hints of recent star formation in Milky Way dwarf spheroidal galaxies
本研究在银河系矮椭球星系中发现可能的年轻中等质量恒星族群，结合Gaia自行数据排除蓝离散星可能，佐证矮星系近期落入银河系晕的图景，为其起源提供新线索。
2024-10-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Progenitors of Supernovae Type Ia and Chemical Enrichment in Hydrodynamical Simulations -I. The Single Degenerate Scenario
Ia型超新星（SNIa）祖先的性质仍然不确定。这是星系演化模型的一个主要问题，因为化学和能量反馈在气体动力学、恒星形成以及整个恒星演化中都起着重要作用。在文献中可用的SNIa的祖先模型提出了不同的分布来调节这些事件的爆发时间。这些函数被称为延迟时间分布（DTD）。这项工作是第一个在一系列的文件，旨在研究五个不同的DTD SNIA。在这里，我们实现和分析的单一退化的情况下（SD）在星系中占主导地位的快速淬火的恒星形成，显示大部分的恒星集中在凸起组件。我们发现一个很好的适合目前观察到的SNIa率在球状为主的星系，和[O/Fe]比所示的银河系的凸起。此外，SD的情况下，发现重现特定SNIa率和特定的恒星形成率之间的相关性，这非常类似的观测趋势，与以前的作品。我们的研究结果表明，在具有非常低和非常高的特定恒星形成率的星系中，SNIa观测可以帮助对DTD施加更严格的约束，从而对SNIa祖先施加更严格的约束。
2015-06-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Formation of Isolated Dwarf Galaxies with Feedback
我们目前的高分辨率流体动力学模拟结果的形成和演化的矮星系。我们的模拟从宇宙学的初始条件在高红移。它们包括依赖金属的冷却，恒星形成，II型和Ia型超新星的反馈以及紫外线背景辐射，其物理配方与以前对银河系类型星系的研究中应用的配方相同。我们发现，结合反馈和宇宙紫外线背景的结果在形成的星系与本地群矮椭球体的属性相似，他们的效果是强烈的调节的引力势的深度。考虑到这一点，我们的模型自然地再现了观测到的光度和金属丰度。最后一个天体的晕质量在2.3x10^8和1.1x10^9太阳质量之间，平均速度色散在6.5和9.7 kms-1之间，恒星质量在5x10^5和1.2x10^7太阳质量之间，金属丰度中值在[Fe/H] = -1.8和-1.1之间，半光半径在200到300 pc的数量级，都与本地群矮椭球体相当。我们的模拟还表明，今天观测到的矮球状星系位于大约10^9太阳质量的晕质量阈值附近，这与恒星运动学数据一致，超新星反馈不仅足以完全驱逐星际介质并留下剩余的无气体，而且反馈的组合，紫外线辐射和自屏蔽建立了一个类似于银河系和M31卫星观测到的年龄分布的二分法。
2009-11-23 astro-ph.GA
Galactic chimney sweeping: the effect of 'gradual' stellar feedback mechanisms on the evolution of dwarf galaxies
我们调查的时间分辨的“渐进”恒星反馈过程中高红移矮球状星系的影响。在这里，“渐进”反馈指的是在一段时间内沉积能量的单个恒星反馈事件。我们进行高分辨率的流体动力学模拟的矮球状星系的晕质量为10 $^7$ M $_{\odot}$ - 10 $^8$ M $_{\odot}$，基于z = 6银河系的矮球状星系的祖先。我们还包括一个新的反馈处方个别大质量恒星，其中包括恒星风和HMXB（高质量X射线双星）阶段，在超新星的顶部。我们发现，如果在这里研究的金属丰度，晕浓度参数和星系质量的范围内包括逐步反馈机制，则1 Gyr星爆中未结合的气体质量均匀降低。此外，我们发现，在最小的星系中包括逐渐反馈延迟了大多数气体的释放，并促进了反馈产生的热，加压的“超级气泡”周围致密壳层中“烟囱”的产生。这些“烟囱”从星系内部排出热气，降低了气体晕中心10千秒差距的温度。此外，我们发现辐射冷却对模拟的能量学几乎没有影响，包括一个短的，暴力的星暴相比，那些有一个较长的，不太集中的星暴。最后，我们调查的HMXB反馈和恒星风对我们的结果的相对影响，发现无处不在的恒星风在每个星暴使他们成为一个决定性因素的最终状态的星际介质。
2019-08-30 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
The mass loss process in dwarf galaxies from 3D hydrodynamical simulations: the role of dark matter and starbursts
理论$Λ$ CDM宇宙学模型预测的低质量暗物质晕的数量比在本星系群中观察到的要多得多。一个可能的解释是，如果大部分可见物质在早期进化阶段通过星系风丢失，那么探测这些晕的难度就会增加。本文研究了超新星在矮球状星系（dSph）中引发星系风的现有模型，并基于三维流体动力学数值模拟，研究了质量损失率与暗物质晕质量及其径向分布、恒星形成率等重要物理参数之间的相关性。我们发现，风的存在是无处不在的，独立于引力势。我们的模拟显示，瑞利-泰勒不稳定性（RTI）可能在将物质推出这些系统方面发挥重要作用，即使对于非常大的晕。这种不稳定性导致了银河系早期演化过程中5 - 40%的质量损失，在$t > 200$ Myrs时相关性较小。对于不同的暗物质配置文件研究（NFW和对数）获得的质量损失率没有显着差异。我们还发现了质量损失率与晕质量和超新星速率之间的相关性，正如以前的工作中已经报道的那样。此外，大部分重子星系物质从星系中被移除的时代取决于SN率和引力势。后者，结合RTI在每个模型中的重要性，可能会改变我们对矮星系化学演化的理解，以及在高红移星系际介质的重元素污染。
2012-11-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark matter annihilation and decay from non-spherical dark halos in the Galactic dwarf satellites
银河系中的矮球状星系是间接寻找粒子暗物质的主要目标。为了对候选的暗物质粒子设置强有力的约束，了解这些系统的暗晕结构是非常重要的。在本文中，我们首先评估的天体物理因素的暗物质湮灭和衰变为24 dSphs，考虑到非球形暗晕，使用广义轴对称质量模型的基础上轴对称Jeans方程。首先，从最新的运动学数据的拟合分析，我们的轴对称质量模型是一个更好的适合比以前的球形，因此，我们的工作应该是最现实和可靠的估计天体物理因素。其次，我们发现，在分析的dSphs，超暗矮星系三角座II和大熊座II是最有前途的，但大的不确定目标的暗物质湮灭，而经典的dSphDraco是最强大的和可检测的目标的暗物质衰变。研究还发现，非球形的明亮和黑暗的组件影响的天体物理因素的估计，即使这些因素在很大程度上取决于样本大小，先验的参数范围和暗晕的空间范围。此外，由于这些影响，对暗物质湮灭截面的约束比以前的球形工作更保守。这些结果对于优化和设计空间和地面望远镜当前和未来多信使观测中的暗物质搜索非常重要。
2016-08-04 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
Pushing back the limits: detailed properties of dwarf galaxies in a LCDM universe
本文给出了一组$Λ$ CDM宇宙学中矮星系的高分辨率化学动力学模拟结果。在原始的3.4 Mpc $^3$/h $^3$宇宙学盒中，将27个系统的样本从z = 70放大到z = 0。气体和恒星的性质面临的最大细节的观测：除了星系的全球性的属性，我们调查模型星系的速度色散曲线，半光半径，恒星形成的历史，金属丰度分布，和[Mg/Fe]丰度比。金属丰度梯度和动力学上不同的恒星星族的形成和可持续性也得到了解决。我们展示了六个本星系群矮星系，NGC 6622，仙女座II，雕塑家，六分仪，小熊座和天龙座的属性是如何复制的，以及它们如何与三个主要的星系建立模式。我们的研究结果表明，与一个大质量的中央星系的相互作用可能需要的少数本群矮球状星系，绝大多数的系统和它们的各种恒星形成历史自然产生的$Λ$ CDM框架。我们发现，与本星系群矮星系模型拟合较好的模型都嵌入在$5\times 10^8$到几个$10^9\,\rm{M_\odot}$之间的暗质量晕中，没有任何丢失卫星的问题。我们确认失败的丰度匹配方法在矮星系的质量尺度。一些观测到的微弱但富含气体的星系，如Leo T和Leo P，仍然具有挑战性。他们指出，需要更好地了解紫外背景加热。
2018-06-21 astro-ph.GA
The relationship between fine galaxy stellar morphology and star formation activity in cosmological simulations: a deep learning view
星系形成和演化的流体动力学模拟试图完全模拟塑造星系的物理过程。模拟星系形态与真实星系形态之间的一致性，以及形态类型在星系尺度关系中的分布方式，是我们对星系形成物理知识的重要探索。在这里，我们提出了一种无监督的深度学习方法，对来自Illustris和IllustrisTNG（TNG 100和TNG 50）模拟的星系的精细形态结构进行严格的测试，以对抗斯隆数字巡天的子样本观测。我们的框架基于PixelCNN，这是一种具有显式似然性的图像生成自回归模型。我们采用了一种策略，将两个PixelCNN网络的输出结合在一个度量中，该度量将星系的精细形态细节与天空背景隔离开来。我们能够通过\emph{quantitatively}确定IllustrisTNG的改进，特别是在高分辨率TNG 50运行中，超过原始的Illustris。然而，我们发现，星系结构的细节仍然是不同的观测和模拟的星系。这种差异是由小的，更球状的，淬灭的星系，这是全球不太准确，无论分辨率和经历了三个模拟探索之间的改善不大。我们推测，这种分歧，这是不太严重的淬火盘状星系，可能源于一个仍然太粗糙的数值分辨率，这很难正确地捕捉内部，致密的淬火球状星系的区域。
2020-12-16 astro-ph.GA astro-ph.IM
Detailed Abundances of Two Very Metal-Poor Stars in Dwarf Galaxies
在矮球状星系（dSphs）中，大多数贫金属的恒星可以显示出一个或几个超新星的核合成模式。这些超新星的金属丰度可能为零，使得贫金属的dSph星成为与第三星族恒星最接近的幸存恒星。贫金属dSph星也有助于揭示银河系晕的形成机制。我们提出了详细的丰度从凯克/HIRES光谱两个非常贫金属的恒星在两个银河系dSphs。其中一颗在玉夫座dSph中的恒星的[Fe I/H] =-2.40。另一颗恒星位于小熊座dSph，[Fe I/H] =-3.16。这两颗恒星都落在以前发现的低金属量，高[α/Fe]高原。在这两个dSphs中，大多数贫金属恒星的丰度比与贫金属晕星基本一致。然而，钠和一些r-过程元素的丰度位于类似金属丰度的内晕星所定义的包络线的下端。我们提出超新星产额的金属丰度依赖性是原因。低质量dSphs中最早的超新星比大质量晕祖星中最早的超新星有更少的气体污染。结果表明，在-3 < [Fe/H] < -2的dSph星样品的超新星[Fe/H] <<-3，而在相同金属丰度范围的晕星样品的超新星[Fe/H] ~-3。因此，[Na/Fe]和[r/Fe]的增强被推迟到更高的金属丰度dSphs比内晕的祖先。
2012-10-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Clues to the "Magellanic Galaxy" from Cosmological Simulations
我们使用宝瓶座计划的宇宙学模拟来研究大麦云云（LMC）的轨道历史及其与银河系（MW）其他卫星的潜在关联。我们寻找动力学类似物的LMC，并找到一个subhalo，匹配的LMC的位置和速度在其最近的两个近心通道。这表明，只要银河系的维里质量为M_200 ~ 1.8e12M_sun，LMC不一定是第一次接近MW。模拟结果产生的位置和速度的系统与LMC之前的具体预测。如果第一次接近，大多数应该靠近LMC，因为银河系的潮汐场还没有足够的时间驱散它们。如果采用第二种方法，潜在合作伙伴的名单将大幅增加。有趣的是，我们的分析排除了天龙座和小熊座的大麦哲伦星系关联，这两个矮椭球体是林登-贝尔和林登-贝尔建议形成“麦哲伦幽灵流”的一部分。我们的结果还表明，轨道角动量的方向是一个强大的测试LMC协会。然而，这种测试需要精确的自行，这是大多数MW卫星无法实现的。在已公布自行的4颗卫星中，只有小麦哲伦云与大麦哲伦云有明显的联系。从表面上看，船底座、天炉座和玉夫座的自行排除了它们作为潜在联系的可能性，但当有更好的数据时，应该重新审视这一结论。缺乏与云明显相关的卫星可能会通过针对其周围环境的宽视场成像调查来解决，这一地区可能会被证明是寻找微弱的、以前未被注意到的MW卫星的肥沃狩猎场。
2011-09-01 astro-ph.GA
The formation of the Milky Way halo and its dwarf satellites: A NLTE-1D abundance analysis. V. The Sextans galaxy
本文基于高分辨率UVES/VLT和HDS/Subaru光谱，给出了六分仪矮球状星系（dSph）中11颗贫金属（-3.32 <= [Fe/H] <= -2.61）恒星的大气参数，以及至少7种化学元素的非局域热力学平衡（NLTE）丰度。对于每一颗恒星，其有效温度和表面重力是从光谱能量分布和已知的距离推导出来的，而Fe丰度则是从Fe I和Fe II的谱线中获得的平均值。基于Mg、Ca和Ti的丰度，我们发现所有被研究的恒星都显示出0.4~dex到0.2~dex的α增强，并且当[Fe/H] >-2.8时，α/Fe有下降的迹象。六分仪星缺Ba。新的结果是Ba和Mg之间的关系非常紧密，表明它们共同起源于大质量恒星，Ba合成发生在标准超新星时间尺度上的r过程事件中。唯一的例外是一颗C增强型恒星S 15-19，它的Ba强度大大增强。这颗星不太可能是CEMP-s星，因为Sr和Y的丰度很低（[Y/Fe] < -1），在s过程中产生的效率和Ba一样高，而且没有检测到径向速度的变化。与银河系晕、玉夫座和小熊座dSphs没有区别，发现它们在早期的Na和Ni富集历史中，即六分仪星缺乏Na，并且具有接近太阳的Ni/Fe。
2021-10-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Prospects for dark matter observations in dwarf spheroidal galaxies with the Cherenkov Telescope Array Observatory
利用CTAO观测站对矮球星系中的暗物质信号进行预测，通过分析不同DM模型得出稳健的限制，优化观测策略以提高暗物质探测的灵敏度。
2025-10-13 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.IM
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
HR-GO I: Comprehensive NLTE abundance analysis of the Cetus stream
本研究通过高分辨率光谱对Cetus星流22颗成员星开展NLTE丰度分析，明确其化学演化特征，揭示低质量矮星系化学演化的多样性。
2024-12-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dark influences II: gas and star formation in minor mergers of dwarf galaxies with dark satellites
有人提出，合并引起恒星爆发，并导致重要的星系形态变化。到目前为止，大多数研究都集中在大型星系上，但矮星也可能经历这样的事件，因为在和谐宇宙学模型中，晕质量函数是无标度的。值得注意的是，由于它们的质量较低，它们的大部分相互作用将与暗卫星发生。在本文中，我们遵循丰富的气体盘状矮星系的演化，因为它们经历了一个小合并与暗卫星。我们的目标是描述这种相互作用对矮星的恒星形成，形态和运动学性质的影响。我们对矮星系进行了一套精心设置的流体动力学模拟，其中包括暗物质、气体和恒星与仅由暗物质组成的卫星合并。对于主机系统，我们不同的气体分数，磁盘的大小和厚度，晕质量和浓度，而我们探索不同的质量，浓度和轨道的卫星。我们发现，相互作用导致强烈的恒星爆发的短和长的持续时间在矮星。它们的恒星形成率增加了几倍到10倍或更多。他们是最强的系统与扩展的气体盘和高气体分数合并与高浓度的卫星在一个平面，径向轨道。与银河系质量星系的类似模拟相反，许多系统经历了强烈的形态变化，即使在存在大量气体的情况下也会变成球状。模拟的系统与大量不规则矮星系和蓝色致密矮星的观测特性相比非常好。这意味着与暗卫星的合并可能正在发生，但并不完全明显，因此可能在矮星系人口的多样性中发挥作用。
2015-11-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
The density of the Milky Way's corona at $z\approx 1.6$ through ram pressure stripping of the Draco dSph galaxy
本研究结合 Draco 的轨道、恒星形成历史与三维流体动力学模拟，推断 z≈1.6 时银河系冕已存在且密度更高。
2024-01-28 astro-ph.GA
The properties of central stellar knots embedded in galactic bulges of CIELO simulations
Pontificia Universidad Católica de Chile（智利天主教 Pontificia 大学）；Instituto de Astrofísica, Pontificia Universidad Católica de Chile（智利天主教 Pontificia 大学天体物理研究所）；Centro de AstroIngeniería, Pontificia Universidad Católica de Chile（智利天主教 Pontificia 大学天文工程中心）；Instituto de Astronomía y Física del Espacio, CONICET-UBA（空间天文与物理研究所，阿根廷国家科学研究委员会-布宜诺斯艾利斯大学）
本研究利用CIELO模拟识别出星系核球中心的恒星结，发现它们富α元素、形成更早更快，多为原位形成，可能是早期核球组装的化石遗迹。
2026-09-11 astro-ph.GA
