Cold, old and metal-poor: New stellar substructures in the Milky Way's dwarf spheroidals
环绕银河系的矮球状星系（dSph）是复杂的天体，通常具有复杂的恒星形成历史和内部动力学。在这项工作中，我们寻找恒星的子结构在四个经典的dSph的银河系卫星：六分仪座，船底座，狮子座I，狮子座II。我们采用两种方法来搜索恒星子结构：最小生成树方法，这有助于我们找到和量化空间连接的结构，和“蛮力”的方法，这是能够找到细长的恒星子结构。我们在六分仪中发现了以前已知的子结构，并且还在六分仪中发现了一个新的恒星子结构。此外，我们确定了一个新的恒星子结构接近船底座矮星系的核心半径。我们报告检测到一个子结构在狮子座I和两个狮子座II，但我们注意到，我们正在处理的样本中使用的恒星数量很少。dSph星系中这种古老的恒星子结构可以帮助我们揭示暗物质晕的性质，这些结构在其中形成，进化和生存。
2019-04-23 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
Exploring the evolution of a dwarf spheroidal galaxy with SPH simulations: I. Stellar feedback
本文通过修改版GADGET-3 SPH模拟孤立矮椭球星系Leo II，探索恒星反馈参数空间，发现恒星反馈足以解释气体耗竭和恒星形成猝灭，无需星系团环境。
2024-04-29 astro-ph.GA
Resolving cosmic star formation histories of present-day bulges, disks, and spheroids with ProFuse
本文利用ProFuse技术对GAMA巡天约7000个星系进行多波段二维光谱与空间联合拟合，首次按盘、核球和椭球体分解宇宙恒星形成历史，发现不同结构分类方法会显著影响成分质量函数，并揭示现今盘主导恒星形成而宇宙正午形成的恒星半数现居椭球体。
2024-06-18 astro-ph.GA
Stellar Substructures around the Hercules Dwarf Spheroidal Galaxy
我们提出了深$g,i$ -波段DECam恒星测光的武仙座银河系卫星星系，及其周围的领域，到一个径向距离的5.4倍的潮汐半径。我们已经确定了九个扩展的恒星子结构与矮星，优先分布在星系的主轴。两个明显的密度过高的星系位于95%置信区间之外的可能轨道路径，似乎是自由漂浮的潮汐碎片。我们估计的光度的新的恒星子结构，并发现，大约相同数量的恒星流量是躺在这些扩展的结构内的武仙座的主体。我们还分析了候选蓝色水平分支恒星的分布，并发现在大于98%的置信水平上与子结构的排列一致。我们的分析提供了一个定量的证明，武仙座是一个强烈的潮汐干扰系统，与显着的恒星功能至少1.9千秒差距的星系。
2015-03-12 astro-ph.GA
Age, metallicity and star formation history of spheroidal galaxies in cluster at z~1.2
我们提出的分析，在大双筒望远镜收集的光谱的基础上，在7个球状星系团XLSSJ 0223在$z$ $\sim$ 1.22的恒星种群。其目的是限制它们的形成时代和恒星形成历史。利用吸收线强度和全光谱拟合，我们得出的恒星人口的七个球状体的中位数年龄<Age>=2.4 $\pm$ 0.6 Gyr，对应的中位数形成红移$<$ $z_f$ $\sim2.6_{-0.5}^{+0.7}$ $\sim2.6_{-0.5}^{+0.7}$（回望时间= 11 $_{-1.0}^{+0.6}$ Gyr）。我们发现一个显着的年龄分散，表明大规模的球状体，至少在我们的目标集群，不是同时代的。中位金属丰度为[Z/H]=0.09 $\pm$ 0.16，与0 $<$ $z$ <0.9时的早期类型簇相同。[Z/H]在0 $<$ $z$ $<$ 1.3的范围内没有演化，相当于过去的90亿年，这表明星团球状体不需要显著的额外恒星形成和化学富集来达到今天的人口。我们没有发现年龄和速度色散$σ_e$，或动力学质量M $_{dyn}$，或有效恒星质量密度$Σ_e$之间的显着相关性。相反，7个球状体的金属丰度[Z/H]与它们的动力学质量M $_{dyn}$相关，根据类似于局部球状体的关系。由于M $_{dyn}$和$Σ_e$之间的关系，[Z/H]也与恒星质量密度$Σ_e$相关。因此，在$z\sim1.3$上已经确定了在局…
2019-02-06 astro-ph.GA
The Effect of Tidal Stripping on Composite Stellar Populations in Dwarf Spheroidal Galaxies
我们使用N体模拟来研究潮汐对卫星星系运动学结构的影响，卫星星系围绕银河系的潜力。我们的工作的动机是观察矮球状星系的本地组，这往往是一个区别是可能的冷集中的金属丰富和热，扩展的金属穷人人口。我们发现，在小近心半径（r_per < 20 kpc）的轨道上，两个恒星分量分布的初始差异发生了重要的衰减。这主要是由于：i）潮汐剥离发生后，暗物质成分提供的引力支持丧失，这迫使发光成分重新配置，以及ii）潮汐优先影响更延伸的恒星成分，导致其速度色散的净减少，作为对质量损失的响应，从而缩小了运动学间隙。我们将这些想法应用到雕塑家和船底座矮椭球体。它们轨道的差异可能有助于解释，在类似的初始配置的假设下，为什么在前者中，贫金属和富金属恒星之间的运动学分离是明显的，而在船底座中，这种分离明显更微妙。
2009-10-02 astro-ph.GA
A Possible Formation Scenario for Dwarf Spheroidal Galaxies I: Fiducial Model
我们使用数值模拟来研究矮球状星系的形成方案，其中它们的恒星星族是宇宙学暗物质晕内的疏散星团和恒星协会溶解的产物。这篇论文表明，这一过程产生的物体类似于银河系中观测到的矮球状卫星，而不会引起外部影响。这些物体的恒星组成部分中存在长寿的运动学子结构，这会影响它们的预计速度色散。我们发现，这反过来又会影响质量估计的基础上，预计速度色散配置文件，可能高估的实际暗物质晕质量取决于子结构的数量是存在的。我们的模型对dSphs的详细运动学和光度特性进行了预测，这些特性可以使用未来的观测进行测试。
2013-03-18 astro-ph.GA
Quenching and Morphological Transformation in Semi-Analytic Models and CANDELS
本文通过研究CANDELS和GAMA巡天中静止星系和以球状体为主的部分星系的红移演化，研究了从z~3到现在星系所经历的球状体生长和恒星形成淬灭。我们比较观察到的分数与预测的半解析模型，其中包括处方的隆起增长和AGN反馈，由于合并和磁盘的不稳定性。我们方便直接形态比较转换我们的模型膨胀到总恒星质量比Sersic指数。然后，我们将我们的人口细分为四个象限的sSFR-Sersic指数平面，并研究这些亚群中的每一个的建立。我们发现，恒星形成盘的比例稳步下降，而静止的球状体的比例建立在宇宙时间。恒星形成球状体和静止盘的比例都是不可忽略的，在我们研究的时期内几乎保持不变，分别约为10%和15-20%。我们的模型是在质量上成功地再现两个“主要”人口的演变（恒星形成盘为主的星系和静止的球状体为主的星系），并近似再现所有四种类型的相对分数，但预测更强的下降恒星形成球状体，并增加静止盘，比观察中看到的。一个模型与一个额外的渠道，通过磁盘不稳定性的凸起增长同意更好的整体观察比一个模型，其中凸起可能只通过合并增长。我们研究了一些个别星系的演化轨迹，因为它们经历了形态学的转变和淬火，并研究了这种转变的不同物理驱动因素（主要和次要的合并和磁盘不稳定性）的重要性。我们发现，具有多个变革性事件的复杂历史是常态。
2015-05-28 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
Formation of Massive Galaxies at High Redshift: Cold Streams, Clumpy Disks and Compact Spheroids
我们提出了一个简单的理论框架，在高红移，那里的主要组件和恒星形成发生的大规模星系，并报告的第一个宇宙学模拟，揭示了clujerk磁盘与我们的分析一致。这种演化是由光滑冷流和凝块冷流之间的相互作用、盘的不稳定性和隆起的形成所控制的。强烈的、相对平滑的气流维持着一个不稳定的致密的富含气体的盘。高度湍流和巨大团块的不稳定性，每一个都是盘质量的百分之几，是由盘内的引力相互作用自我调节的。团块在~10个动力学时间内迁移到凸起，或~0.5Gyr。宇宙流补充了正在流失的圆盘，并在稳定状态下将星系团阶段延长到几个千兆亿年，在圆盘半径内的圆盘，凸起和暗物质中具有可比的质量。这些团块以密集的子团块形式形成恒星，其整体吸积速率约为100 Msun/yr，每个团块在约0.5 Gyr内转化为恒星。当团块耗散地聚结成一个紧凑的凸起时，恒星形成盘被扩展，因为进入的气流保持外盘的密度，容易受到不稳定性的影响，并且因为角动量传输。被动球状体为主的星系形成时，流更clusively：外部团块合并成一个巨大的隆起和搅拌盘湍流，稳定磁盘和抑制原位团块和恒星的形成。我们用z~3预测了星系类型的双峰性，包括巨丛恒星形成盘和恒星形成被抑制的球状支配星系。在z~1之后，盘趋于由占主导地位的恒星盘和凸起稳定。大多数高z质量盘很可能最终成为今天的早期星系。
2009-08-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraining the distribution of dark matter in dwarf spheroidal galaxies with stellar tidal streams
我们使用高分辨率的N体模拟跟踪与矮球状星系（dSphs）相关的潮汐流的形成和演化。dSph模型嵌入在暗物质（DM）晕中，具有中心发散的“尖点”或非中心密度的“核心”。与以前的研究一致，我们发现，作为潮汐带星系的半光半径和平均速度色散的演变遵循明确的轨道，主要是由质量损失量控制。至关重要的是，不同的形状的DM配置文件的演变轨迹表现不同：在一个固定的残余质量，dSphs嵌入核心晕有更大的尺寸和更高的速度分散比他们的尖状对应。发散的演变是特别明显的星系，其恒星的组成部分是强烈隔离在其DM晕，并成为更加不同的残余质量减少。我们的分析表明，DM配置文件中起着重要的作用，在定义潮流的内部动力学。我们发现，恒星流相关的核心DM模型的速度分散系统地高于他们的尖状对应。我们的研究结果表明，流与已知的dSPH祖先的动态可能会提供强大的约束DM的分布在最小的星系尺度。
2015-03-01 astro-ph.GA
Understanding the Structural Scaling Relations of Early-Type Galaxies
我们使用一个大型的流体动力学模拟的双星系合并，构建和校准的物理处方计算的有效半径和速度分散的球体。我们实现这一处方内嵌入在合并从Bolshoi Lambda-CDM N-体模拟提取的树，占通过主要和次要的合并以及磁盘不稳定性的球体增长的半分析模型。我们发现，没有磁盘不稳定性，我们的模型不能预测足够数量的中等质量的早期型星系在本地宇宙。球状体也形成较早的模型与球状体增长通过磁盘的不稳定性。我们的模型正确地预测了早期类型星系的标准化，斜率和散射的低红移的大小质量和基本平面的关系。它预测了在局部观测中看不到的Faber-Jackson关系的曲率程度，但如果质量更高的球体具有更多底部重的初始质量函数，则可以缓解这种情况。该模型还正确地预测了所观察到的强烈的演化的大小质量关系的球状体的更高的红移，以及较慢的发展在规范化的Faber-Jackson关系。我们强调，这些是真正的预测模型，因为它是调整，以配合流体动力学模拟，而不是这些意见。
2014-07-02 astro-ph.GA
Action-based models for dwarf spheroidal galaxies and globular clusters
探索了一类新的恒星系统自洽DF基模型。恒星组成部分的模型描述的分布函数（DF）取决于行动积分，以前用于模拟天炉座矮球状星系（dSph）。恒星成分可能与暗晕（也称为DF）或大质量中心黑洞共存。在所有情况下，我们解决了模型的自洽潜力。聚焦于球对称模型，我们展示了恒星的观测值如何随DF规定的各向异性、暗晕的优势和性质以及黑洞的质量而变化。我们表明，精确的拟合到所观察到的表面亮度分布的四个球状星团可以得到一个广泛的规定的速度各向异性。我们还获得了精确的拟合所观察到的投影密度的四dSphs。最后，我们提出了一个三分量模型的Scupltor dSph与不同的DF的红色和蓝色的水平分支恒星和暗物质晕。
2019-04-17 astro-ph.GA
A Virial Core in the Sculptor Dwarf Spheroidal Galaxy
将投影维里定理应用于邻近矮椭球星系中多个恒星星族的情况。由于每个粒子群必须处于相同的引力势中，这就对暗物质晕的性质提供了强有力的约束。我们推导出必要的条件，两个人口与普卢默或指数表面亮度居住在一个尖状Navarro-Frenk-White（NFW）晕。我们将我们的方法应用到雕塑家矮球体，并表明，没有NFW晕兼容的两个人口的能量。暗晕必须拥有一个核心半径约120 pc的维里解决方案的两个人口是一致的。即使把恒星星族的扁率效应或自引力效应考虑在内，这个结论仍然是正确的。
2012-05-30 astro-ph.GA
The age of the Milky Way inner stellar spheroid from RR Lyrae population synthesis
已知银河系的中央千秒差距区域有一个古老的球状恒星星族，其空间和运动学特性使其与构成大部分中央恒星质量的四方形/花生状结构区分开来。这个球状群体的性质，无论是一个小的经典凸起，最里面的恒星晕或人口的盘星与大的初始速度色散，仍然不清楚。这种结构也是银河系中一些最古老恒星的有希望的候选者。在这里，我们解决这个问题的内部恒星球状体年龄，使用光谱和光度金属丰度的样本935 RR天琴座恒星是这个组件的组成部分。通过恒星星族合成，我们导出了RR型天琴座星族的年龄-金属丰度关系。我们推断，对于在球状体中的天琴座RR型恒星，它们的年龄非常古老，为$13.41 \pm 0.54$ Gyr，并得出结论，它们是在现在的银河系中形成的第一批恒星之一。我们对中心球体的年龄估计显示出与银河系恒星晕推断出的年龄分布非常一致，表明这两种结构之间存在联系。然而，我们发现温和的证据过渡的晕属性在$r_{\rm GC} \sim 5$ ~kpc。我们还研究了富含金属的RR型天琴座恒星的形成场景，如双星和氦的变化，以及它们是否可以为我们的样品的性质提供替代解释。我们的结论是，在我们的框架内，唯一可行的选择是有年轻的，稍微富氦，RR天琴座恒星，一个假设，将打开有趣的问题，形成内部恒星球状体。
2020-06-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Disky elliptical galaxies and the allegedly over-massive black hole in the compact massive `ES' galaxy NGC 1271
虽然螺旋星系和透镜星系具有延伸到其凸起之外的大尺度盘，并且大多数10^{10} < M_*/M_Sun <2x 10 ^{11}的本地早型星系都包含盘（例如，ATLAS ^[3D]），早型星系确实具有一系列的盘大小。在“碟状椭圆”星系NGC 1271中，边缘朝上的“中等尺度”盘导致了一些关于它的球状分量是什么的不确定性。沃尔什等人报告了一个直接测量到的质量为3 × 10^9太阳质量的黑洞，他们认为这个质量比他们根据主球体光度的推导所预期的要大一个数量级。我们的近红外图像分析支持一个小的嵌入盘在一个巨大的球状组件与M_{sph,*} =（0.9+/-0.2 x10 ^{11} M_Sun（使用M_*/L_H = 1.4从沃尔什等人）。这使得NGC 1271比早型星系的近线性M_bh- M_{sph,*}关系高出1.6 σ。因此，过去的猜测，可能有一个系统的差异，在黑洞的比例关系之间的紧凑的大质量的早期型星系与中等规模的磁盘，即ES星系，如NGC 1271，和早期型星系没有实质性的磁盘（E）或大规模的磁盘（S 0）是没有强烈的支持NGC 1271。我们还（i）显示ES星系如何自然地适合在（“bulge”对总数）─（形态类型）图，同时注意到最近对哈勃-金斯音叉图的修订的复杂性，（ii）如果不正确地建模为S 0星系，则对其他ES星系中超大质量黑洞的主张持谨慎态度，和（iii）揭示了NGC …
2016-09-13 astro-ph.GA
Accurate Stellar Kinematics at Faint Magnitudes: application to the Bootes~I dwarf spheroidal galaxy
我们开发、实施并验证了一种增强型数据简化方法，该方法使用光纤馈电VLT/FLAMES+GIRAFFE设备从中等分辨率光谱仪中提供精确、准确的径向速度。这个设施，适当的照顾，提供径向速度足以解决非常微弱的dSph矮星系的内在速度分散。重要的是，重复测量使我们能够可靠地校准我们的个人速度误差（$0.2 \leq δ_V\leq 5$ km s $^{-1}$），并直接检测具有可变径向速度的恒星。通过对Bootes-1矮椭球的应用，我们证明了该系统的内禀速度频散明显低于以前研究报道的6.5km/s.我们的数据支持Bootes-1的两种群模型，由大部分“冷”恒星成分和速度色散$2.4^{+0.9}_{-0.5}$ \，km/s组成，少数“热”恒星成分和速度色散$\sim 9$ \，km/s，尽管我们不能完全排除速度色散$4.6^{0.8}_{-0.6}$ \，km/s的单一成分分布。我们推测这种复杂的速度分布实际上反映了Bootes-1的速度各向异性分布，这是其形成过程的一种度量。
2011-05-20 astro-ph.GA
Probabilistic distributions of $M/L$ values for ultra-faint dwarf spheroidal galaxies: stochastic samplings of the IMF
由于固定IMF、年龄和金属丰度的恒星星族的总质量趋于无穷大，因此固有的$M/L$值很快收敛到与所讨论的恒星细节相关的固定数字。当涉及非常小的恒星星族时，IMF的随机采样将产生$M/L$值的固有扩展，这将成为概率量。对于最近发现的总光度低于10^3 L_V/L_o的超暗矮球状星系，用固有的$M/L$值来估计其概率分布的幅度是很重要的。这些系统的重子总质量通常由它们的光度来估计，假设固定的、确定性的$M/L$值，适合于无限的粒子数极限。这些重子总质量对于结构形成场景的测试至关重要，因为局部超微弱矮椭球体代表了已知的最极端的星系尺度。也受到可靠的$M/L$值，是使用这些系统之间的可能判别暗物质和修改的重力理论。通过模拟大量的恒星星族，每个群体由一个特定的单个恒星的集合组成，我们计算得到的$M/L$值的统计分布。对于在超暗矮椭球体观测范围内的恒星总数，恒星星族的固有$M/L$值可以预期以3倍以上的因子变化，有趣的是，系统地向比对应于无限人口极限的更高的值倾斜。这可以解释这些系统中重子质量的部分扩散，在固定的恒星速度色散下，这些系统也出现了系统性的向高暗重子质量比的转移。
2011-11-02 astro-ph.GA
The buildup of galaxies and their spheroids: the contributions of mergers, disc instabilities and star formation
我们使用GALFORM星系形成的半解析模型和Planck-Millennium模拟来研究星系及其球状体中恒星质量的起源。我们比较合并和光盘不稳定性的重要性，以及它们引发的星爆。我们发现形成\textit{ex situ}的星系恒星质量分数（$f_\mathrm{ex}$）从$M_*=10^{11}$ M $_\odot$向上急剧增加，在$M_*=10^{11.3}$ M $_\odot$处达到$80\%$。对于低质量星系，我们发现更大的\textit{\textit{ex situ}}的贡献在$z=0$比在其他模型（$7$ - $12\%$），随着向更高的红移减少。所有恒星质量的全球\textit{ex situ}比例随着红移急剧下降，从$z=0$的$40\%$下降到$z=10$的$3\%$。主要的合并贡献了大约一半的\textit{ex situ}质量，次要的合并和卫星的平滑吸积都占$\approx25\%$，几乎与恒星质量和红移无关。合并在形成高质量（$M_\mathrm{*,sph}>10^{11}$ M $_\odot$）和低质量（$M_\mathrm{*,sph}<10^{8.5}$ M $_\odot$）球状体中占主导地位。在$z=0$，圆盘不稳定性和与之相关的恒星爆发在中等质量的球状体（$10^{8.5}<M_\mathrm{*,sph}<10^{11}$ M $_\…
2022-10-28 astro-ph.GA
Tracing the Intrinsic Shapes of Dwarf Galaxies out to Four Effective Radii: Clues to Low-Mass Stellar Halo Formation
虽然在附近的矮星系周围长期观察到平滑、延伸的球状恒星外围，但尚不清楚矮星系是否普遍拥有延伸的恒星晕。我们使用Hyper Suprime-Cam Subaru战略计划（HSC-SSP）的图像来测量矮星系的形状，以0.005<z<0.2和10^7<M_star/M_sun<10^9.6的矮星系为样本，测量了四个有效半径。我们发现矮星是轻微三轴的，a <B/A> >~ 0.75（其中椭球的特征是由C<=B<=A约束的三个主半轴）。当M_star>10^8.5 M_sun时，星系从中心附近的厚盘状向四个有效半径处的球状极端生长。我们还看到，虽然蓝矮星的平均特征是比红矮星的圆盘更薄，但蓝矮星和红矮星都是半径的函数。这种关系也适用于场矮星和伴矮星之间的比较。这种一致的趋势相对球状的形状作为半径的函数是一致的，在现场形成机制的恒星周围的低质量星系的郊区，在协议与建议的模型，恒星形成反馈产生圆恒星周围的矮星郊区。
2020-07-20 astro-ph.GA
A Galaxy Model from 2MASS Star Counts in the Whole Sky Including the Plane
我们利用Ortiz & Lépine（1993）的星计数模型，对银河系中最重要的参数进行了前所未有的探索，并将预测的星计数与2 MASS在J、H和K_S波段的观测星计数进行了比较。使用HEALPix像素化方案给出的视线网格进行比较。所得到的参数的最佳拟合值为：（2120 +- 200）pc用于径向刻度长度，（205 +- 40）pc用于薄盘的刻度高度，中心孔为（2070_{-800}^{+2000}）pc对于同一磁盘;径向刻度长度为（3050 +- 500）pc，（640 ± 70）pc为厚盘刻度高度;对于球体的中心尺寸为（400 ± 100）pc，对于球体与盘密度比为（0.0082 ± 0.0030），以及对于扁球体参数为（0.57 ± 0.05）。
2013-08-28 astro-ph.GA
Tidal mass loss in the Fornax dwarf spheroidal galaxy through N-body simulations with Gaia DR3-based orbits
本研究通过基于Gaia DR3轨道的N体模拟，探究天炉座矮椭球星系的潮汐质量损失，发现其恒星质量损失可忽略，排除了潮汐剥离作为其球状星团系统恒星质量偏高的解释，为球状星团形成模型提供约束。
2024-10-07 astro-ph.GA
Stellar Density Profiles of Dwarf Spheroidal Galaxies
我们应用一个灵活的参数模型，广义普卢默配置文件的组合，推断银河系的卫星矮球状星系（dSphs）的恒星密度分布的形状。我们将此模型应用于40 dSphs，使用来自斯隆数字巡天，PanStarrs-1巡天，暗能量巡天和暗能量相机遗产巡天的恒星计数。使用模拟数据，我们研究与建模假设相关的系统误差，并确定条件下，我们的模型可以识别“非标准”的恒星密度分布，有中央尖点和/或陡峭的外斜坡。将我们的模型应用于真正的矮椭球体，我们没有找到证据，中央尖密度分布在15个银河系卫星，我们的测试与模拟数据表明，将有足够的可探测性。我们确实在几个dSphs-Fornax，Leo I，Leo II和Reticulum II-中检测到陡峭的（相对于标准的Plummer模型）外部轮廓，这可能指向这些对象的不同进化途径。然而，恒星密度分布的外斜率与其他观测到的星系性质还没有明显的相关性。
2020-03-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
A duality in the origin of bulges and spheroidal galaxies
研究构成大质量星系的不同结构成分的恒星种群，可以直接揭示它们的组装历史。我们的目标是在GOODS-N场中描述大质量星系（$M_{\star}>10^{10}$ M $_{\odot}$）中具有代表性的球状体和纯球状体的恒星布居特性。我们利用SHARDS和HST数据提供的光谱和空间信息来执行星系光的多图像分光光度解耦。在红移范围$0.14<z\leq1$内，我们分别导出了膨胀体和盘体的光谱能量分布，其光谱分辨率为$R\sim50$ .分析这些SED，我们发现了一个双峰分布的隆起形成红移的证据。我们发现，其中33%的老质量加权年龄，这意味着中值形成红移$z_{\rm{form}}={6.2}_{-1.7}^{+1.5}$。它们是嵌入盘状星系中的早期宇宙的遗迹。第二波，占主导地位的数量，占隆起形成的中位红移$z_{\rm{form}}={1.3}_{-0.6}^{+0.6}$。最老的（1 $^{\rm{st}}$波）隆起比最新的更紧凑。几乎所有的纯球体（即，那些没有任何盘的）与2个$^{\rm{nd}}$ -波隆起同时期，呈现形成$z_{\rm{form}}={1.1}_{-0.3}^{+0.3}$的中值红移。这两波球的形成不仅在恒星的年龄上有区别，而且在恒星形成模式上也有区别。所有1个$^{\rm st}$波的隆起在$z\sim6$快速形成，典型的时间尺度大约为2亿年。在2 $^{\r…
2021-03-18 astro-ph.GA
Mass Models of Dwarf Spheroidal Galaxies with Variable Stellar Anisotropy. I. Jeans Analysis
使用一个灵活的银河系模型与可变的恒星速度各向异性，我适用于经典的牛仔裤质量建模方法的五个矮球状星系的恒星视线速度的最大的均匀数据集（330和2500恒星之间的星系）-船底座，天炉座，狮子座~I，雕塑家，和六分仪。我进行了详尽的模型参数搜索，为每个参数组合分配绝对概率。我的主要发现是，有一个定义明确的半径（每个星系都是唯一的），在这个半径上，Jeans分析对封闭质量的约束是最严格的，并且比以前建议的半径（例如300 pc）的约束要好得多。对于隆突、天炉座、狮子座~I、雕刻座和六分仪，封闭的DM质量分别为$0.94 \pm 0.20$（410 pc）、$7.1 \pm 0.9$（925 pc）、$1.75 \pm 0.20$（390 pc）、$2.59 \pm 0.42$（435 pc）和$2.3 \pm 0.9$（1035 pc）（2 σ不确定度; $10^7$ ~M $_\odot$单位）。局部DM密度在较小的半径（也是每个星系唯一的）上有最严格的限制。Sculptor的最大中心DM密度约束为：$ρ_0\gtrsim 0.09$ ~ $M_\odot$ ~pc $^{-3}$（在2 σ水平）。我表明，DM密度对数斜率是完全不受约束的牛仔裤分析在所有半径探测的数据（而不仅仅是在中心，如前所述）。恒星速度各向异性只有非常弱的约束。特别是，纯中心切向各向异性被排除在优于两个西格玛水平的三…
2015-04-30 astro-ph.GA
Why do extremely massive disc galaxies exist today?
星系合并的历史与恒星质量密切相关，很大程度上与形态无关。因此，在固定的恒星质量，球状体和光盘共享类似的组装历史，无论是在合并的频率和分布的质量比。由于合并是盘状星系向球状体形态转变的主要驱动力，而质量最大的星系通常有着最丰富的合并历史，因此令人惊讶的是，盘状星系存在于最高恒星质量（例如超过质量函数的拐点）。利用宇宙学流体动力学模拟Horizon-AGN，我们证明了超大质量（M*> 10^11.4 MSun）盘是通过两个通道产生的。在主通道中（约占这些系统的70%，约占大质量星系的8%），一个大质量球体和一个富含气体的卫星之间最近发生的重大合并（恒星质量比> 1：10）通过创建一个新的旋转恒星组件来“旋转”球体，留下一个巨大的圆盘作为残留物。在次级通道（约占这些系统的30%和大质量星系的3%）中，由于异常安静的合并历史，系统在其整个生命周期中都保持着一个圆盘。不出意外的是，由于宇宙更富含气体，在更高的红移下，大质量圆盘的比例更大。因此，在最高恒星质量下星系的形态混合是宇宙气体分数的一个强函数。最后，这些巨大的圆盘具有类似的黑洞质量和吸积速率，为为什么在圆盘星系中意外地发现少数强大的AGN提供了自然的解释。
2020-03-31 astro-ph.GA
The Extended Stellar Distribution in the Outskirts of the Ursa Minor Dwarf Spheroidal Galaxy
本研究利用斯巴鲁/HSC深场数据发现小熊座矮椭球星系沿短轴存在扩展的主序星分布，其幂律轮廓更平缓，与约6:1质量比合并模拟相符，揭示了该星系的结构复杂性与动力学历史。
2025-09-25 astro-ph.GA
Galaxy And Mass Assembly (GAMA): the Stellar Mass Budget by Galaxy Type
我们报告了银河系和质量大会（GAMA）调查第二阶段的视觉形态分类的扩展样本，现在包括7，556个对象（以前第一阶段为3，727个）。我们定义了一个局部（z <0.06）样本，并将星系分为E，S 0-Sa，SB 0-SBa，Sab-Scd，SBab-SBcd，Sd-Irr和“小蓝球体”类型。使用这些更新的分类，我们得到恒星质量函数适合于单个星系的人口分为形态类和更一般的球状体或磁盘为主的类别与较低的质量限制的日志（Mstar/Msun）= 8（一个德克斯低于早期形态质量函数的测定）。我们发现，所有个人的形态类和组合的球体/膨胀为主的类是很好地描述了单一的Schechter恒星质量函数的形式。我们发现，单个星系群和整个星系群的总恒星质量密度都在我们的恒星质量极限之内，并得出了估计的总恒星质量密度rho_star = 2.5 x 10^8 Msun Mpc^-3 h_0.7，这相当于在恒星中发现的重子比例约为4%。由球状组分（E和S 0-Sa类）和盘组分（Sab-Scd和Sd-Irr类）占主导地位的星系对这一总恒星质量密度的质量贡献分别约为70%和30%。
2015-12-08 astro-ph.GA
Supermassive black holes and their host spheroids III. The $M_{BH} - n_{sph}$ correlation
Sérsic $R^{1/n}$模型是迄今为止描述恒星球状和盘状部分光分布的最佳近似模型，Sérsic指数$n$提供了恒星中心径向浓度的直接测量。星系的球状组成部分$n_{sph}$的Sérsic指数已经被证明与中心超大质量黑洞$M_{BH}$的质量密切相关。另外两个已知的涉及球体光度的定标关系$L_{sph}$：$L_{sph}-n_{sph}$和$M_{BH}-L_{sph}$也可以得到$M_{BH}-n_{sph}$相关。要获得球状体Sérsic指数的准确估计，需要仔细模拟星系的光分布，一些研究未能恢复统计上显着的$M_{BH}-n_{sph}$相关性。为了重新研究$M_{BH}-n_{sph}$和其他黑洞质量标度关系，我们进行了详细的（即~凸起、盘、棒、旋臂、环、晕、核等）66个星系的分解，直接测量黑洞的质量，已经在$3.6\rm~μm$与斯皮策成像。本文是本系列文章的第三篇，我们分析了$L_{sph}-n_{sph}$和$M_{BH}-n_{sph}$图。虽然早期型（椭圆+透镜）和晚期型（螺旋）星系在$L_{sph}-n_{sph}$和$M_{BH}-L_{sph}$图中分裂成两个独立的关系，但它们重新结合成一个单一的$M_{BH} \propto n_{sph}^{3.39 \pm 0.15}$序列，具有相对较小的内在散射（$ε\simeq 0.25 \rm~dex$）…
2016-03-07 astro-ph.GA
The three phases of galaxy formation
我们通过分析EAGLE宇宙学模拟中中央星系运动学形态的演化来研究哈勃序列的起源。通过将每个星系分离成盘状和球状恒星成分，并沿着合并树追踪它们的演化，我们发现星系的形态遵循一个共同的演化趋势。我们区分了星系形成的三个阶段。这些相位主要由质量决定，而不是红移。对于M_star < 10^{9.5} M_sun的星系，星系以无序的方式生长，导致以随机恒星运动为主的形态。这一阶段主要是由恒星的原位形成，部分是由合并引发的。在10^{9.5} M_sun < M_star < 10^{10.5} M_sun的质量范围内，星系在原位恒星形成的驱动下向盘状结构演化。在z = 0的中心球状体（即球丘）主要由原地形成的恒星组成，但球丘的形成在很大程度上与合并有关。最后，当M_star > 10^{10.5} M_时，通过原位恒星形成的太阳生长速度明显减慢，星系向更接近球形的形态转变。这种转变更多地是由球状体的形成而不是盘的破坏所驱动的。在这些星系中，球状体的形成主要是通过在大半径的恒星外形成的吸积（即晕而不是凸起）。
2018-05-09 astro-ph.GA
Morphology and star formation in IllustrisTNG: the build-up of spheroids and discs
使用IllustrisTNG模拟，我们调查的星系形态和恒星形成之间的联系，在中央星系的恒星质量范围$10^9-10^{11.5}~\mathrm{M}_{\odot}$。我们量化星系形态的恒星组件的运动学分解成一个球状体和光盘组件（球状体总比，S/T）和恒星质量密度分布（$C_{82}$）的浓度。S/T与恒星质量和恒星形成活动相关，而$C_{82}$只与恒星质量相关。总体而言，我们发现S/T和$C_{82}$的观测估计值具有良好的一致性。低质量和高质量星系主要是由随机恒星运动，而只有中等质量星系（$M_{\star}\approx10^{10}-10^{10.5}~\mathrm{M}_{\odot}$）主要是由有序旋转。高质量星系是典型的高浓度球状体，而低质量星系的浓度较低，这表明它们的形成通道不同。尽管我们发现S/T与恒星形成活动之间存在相关性，但在TNG模型中，当星系穿过绿谷或停止恒星形成时，星系并不一定会改变其形态，这取决于星系恒星质量和形态估计。相反，形态（S/T和$C_{82}$）通常是在星系的恒星形成阶段设定的。S/T和恒星形成之间的明显相关性是因为早期形成的星系在给定的恒星质量下平均具有更高的S/T。此外，我们还发现，合并驱动了中等质量星系中的核球形成，并导致了大质量星系中最近的球状质量组装与$M_{\star}>10^{11}~\mathrm{M}_{\odot}…
2019-06-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Impulsive mixing of stellar populations in dwarf spheroidal galaxies
研究恒星族群对暗物质势变化的响应，发现绝热变化下半光半径与速度弥散乘积守恒，脉冲扰动导致能量分布展宽和族群混合，且在核化晕中缓慢回归平衡给运动学质量估计带来系统不确定性。
2025-10-13 astro-ph.GA
Early formation of massive, compact, spheroidal galaxies with classical profiles by violent disc instability or mergers
我们使用一套AMR流体宇宙学模拟解决了红移$z=4$和1之间的大质量恒星球状体的形成。球状体形成为凸起，球状体质量的增长部分是由剧烈的盘不稳定性（VIM）和部分合并驱动的。对圆盘和球体的运动学分解得出，球体中的质量分数在50%到90%之间，并且在时间上大致恒定，这与从宇宙网连续馈送的圆盘的宇宙学稳态一致。球状体的密度分布通常是“经典的”，具有Sersic指数$n = 4.5\pm 1$，与其是否通过合并或合并生长无关，也与反馈强度无关。圆盘的特征是$n=1.5\pm 0.5$，整个星系的特征是$n=3\pm 1$。由于气体的耗散流入和高的宇宙密度，高红移椭球体是紧凑的。在每个星系的有效半径内，恒星的表面密度在其演化过程中在第一次增长后大致保持不变。对于恒星质量固定的星系，表面密度在红移越高时越高。
2014-12-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Fundamental Plane of cluster spheroidal galaxies at z$\sim1.3$. Evidence for mass-dependent evolution
我们目前的光谱观测获得的{ \it大双筒望远镜}在该领域的集群XLSSJ 0223 -0436在$z=1.22$。我们确认了12个球状星团成员，并确定了其中7个的恒星速度色散。我们将这些数据与文献中的$z=1.27$星系团RXJ 0848 +4453（8个星系）和$z=1.39$星系团XMMJ 2235 -2557（7个星系）的数据相结合，以确定星系团球状体的基本面。我们发现，在$z\sim1.3$的FP是偏移和{旋转（$\sim3σ$）}相对于本地FP。偏移对应于平均演化$Δ$ \rm{log}（M $_{dyn}$ /L $_B$）=（-0.5 $\pm$ 0.1）$z$。高红移星系遵循比局域星系更陡的质量依赖的M $_{dyn}$ /L $_B$-M $_{dyn}$关系。假设$Δ$ log $(M_{dyn}/L_B)$ = $Δ$ log $(M^*/L_B)$，高质量星系（log（M $_{dyn}$ /M $_\odot$）$\geq$ 11.5）比低质量星系（log（M $_{dyn}$ /M $_\odot$ $\leq$ 10）的$z_f\leq$ 2）有更高的形成红移（$z_f\geq$ 6.5），整个样本的中位数为$z_f\simeq2.5$。此外，具有较高恒星质量密度的星系比低密度星系更早形成恒星种群。在固定IMF下，M $_{dyn}$ /M $^*$随…
2019-11-04 astro-ph.GA
Building Blocks of the Milky Way's Accreted Spheroid
在结构形成的$Λ$ CDM模型中，恒星球状体是由较小星系的组合而成，即所谓的积木。结合Munich-Groningen半解析星系形成模型和Aquarius高分辨率模拟的暗物质晕，我们研究了6个银河系质量星系的恒星球状体的组装历史，重点研究了其质量、年龄和金属丰度等基本性质.这些属性进行了比较，幸存的卫星在相同的模型。我们发现，平均而言，构建块具有更高的恒星形成率，尤其是对于质量更大的物体。在高红移时，它们在恒星形成中占主导地位，而卫星的恒星形成时间尺度平均更长。当Ia型超新星开始富集铁元素时，这些差异应该会导致II型超新星的结构单元（与卫星相比）中的$α$元素增加更大，从而解释了观测趋势。有趣的是，在模拟的晕中，恒星形成的时间尺度有一些变化，这表明其他星系球状体中的[ $α$ /Fe]丰度可能与我们银河系中的不同。
2016-09-13 astro-ph.GA
Action-based distribution functions for spheroidal galaxy components
我们提出了一种方法来设计的分布函数，依赖于相空间坐标通过的作用积分。该方法使得构造一个给定恒星成分的动力学模型变得容易。我们说明的方法，通过推导自洽产生几个流行的恒星系统，包括赫恩奎斯特，贾菲，纳瓦罗，弗伦克和怀特模型的分布函数。我们专注于非旋转的球形系统，但扩展到扁平和旋转系统是微不足道的。我们的分布函数很容易添加到彼此和以前公布的光盘的分布函数，以创建自洽的多组分星系。这种方法使可能的模型应该证明有价值的观测数据的解释和探索通过N体模拟星系的非平衡动力学。
2014-12-05 astro-ph.GA
Massive spheroids can form in single minor mergers
了解旋转支撑盘如何转变为色散主导的球状体是我们理解星系演化的核心。形态转换主要是由合并驱动的。虽然大合并可以有效地创建球状体，最近的工作突出了其他过程的重要作用，如小合并，在驱动形态变化。鉴于它们丰富的合并历史，球状体通常表现出大部分的“非原位”恒星质量，即通过合并从外部物体吸积的质量。对于质量最大的星系来说尤其如此，它们的恒星质量通常不可能在没有大量合并的情况下达到。在这里，我们探索了一个在地平线-活动星系核模拟中不寻常的超大质量（M* > 10^11 MSun）球状体群体，它们表现出异常低的离地质量分数，表明它们的形成没有依赖于显著的合并。这些系统形成于一个单一的小合并事件（典型的合并质量比为0.11 - 0.33），具有特定的轨道配置，卫星轨道几乎与大质量星系的圆盘共面。合并引发了一场灾难性的形态变化，仅仅几百万年，伴随着强烈的原地恒星形成。虽然这个通道产生了少数（约5%）这样的星系，但我们的研究表明，至少一些最大质量的球状体的形成不需要涉及重大合并-或任何重大合并-与经典的观点相反。
2019-09-09 astro-ph.GA
A deep view into the nucleus of the Sagittarius Dwarf Spheroidal Galaxy with MUSE. II. Kinematic characterization of the stellar populations
人马座矮球状星系（Sgr dSph）处于分裂的高级阶段，但仍然在其中心拥有其核星团（NSC）M54。在本文中，我们提出了一个详细的运动学特征的三个恒星星族存在于M54：年轻的金属丰富（YMR），中间年龄的金属丰富（IMR）和老金属贫乏（OMP），基于光谱的$\sim6500$个别M54成员星提取的一个大的MUSE/VLT数据集。我们发现，OMP人口是稍微平坦的低量的旋转（$\sim0.8$公里s $^{-1}$）和速度色散，遵循普卢默配置文件。YMR人口显示了大量的旋转（$\sim5$公里秒$^{-1}$）和高度的平坦化，与较低和平坦的速度色散的配置文件。IMR人口显示出高，但平坦的速度色散剖面，与一定程度的旋转（$\sim2$公里秒$^{-1}$）。我们补充我们的MUSE数据与信息从\textit{Gaia DR2}，并确认，从OMP和YMR人口的恒星在三维空间中共动，这表明他们是动态绑定。虽然动力学演化效应（如能量均分）能够解释恒星星族之间的速度分散的差异，旋转的强烈差异表明不同的人口形成路径，支持的$N$体模拟量身定制，以模仿YMR-OMP系统。这项研究提供了额外的证据，M54形成的情况下，在我们以前的工作中提出的，这NSC形成通过GC吸积（OMP）和原位形成气体吸积在旋转支撑盘（YMR）。
2020-02-18 astro-ph.GA
The SLUGGS survey: chromo-dynamical modelling of the lenticular galaxy NGC 1023
球状星团（GC）可以被认为是离散的，长寿命的，动态的示踪剂，保留了关于其母星系组装历史的关键信息。本文给出了透镜星系NGC 1023的GC速度和颜色的新星表，研究了它们的运动学和空间分布，并与恒星运动学和表面亮度剖面作了比较，从而检验了一种研究GC性质的新方法。具体来说，我们将星系光分解为球体（假设代表凸起+晕组件）和盘组件，并使用它来分配给每个GC属于两个组件之一的概率。然后，我们模型的星系运动学，假设一个磁盘和球状组件，使用行星状星云（PNe）和综合恒星光。我们使用这个运动学模型和概率先前获得的光度重新计算每个GC的可能性与磁盘，球体，或两者都没有。我们发现，最红的GC很可能与磁盘，在同一个星系中发现的微弱模糊，这表明这个S 0星系的磁盘起源于z ~ 2。大多数蓝色GC被发现可能与球状（热）组件。该方法还允许我们识别不太可能与系统平衡的对象。在NGC 1023中，一些被拒绝的GC在相空间中形成了与NGC 1023伴星系相连的子结构。
2015-12-03 astro-ph.GA
Stellar chemo-kinematics of the Cetus dwarf spheroidal galaxy
为了最大限度地减少环境的影响，并深入了解塑造早期型矮系统的内部机制，我们研究了本星系群（LG）中为数不多的孤立矮球状星系（dSphs）之一：鲸鱼座。我们获得了80颗红巨星分支恒星的VLT/FORS 2光谱（$R\sim2600$）。分析得出了54颗真正成员星的视速度和金属丰度（[Fe/H]）。运动学分析表明，鲸鱼座是一个主要的压力支持（$σ_v = 11.0_{-1.3}^{+1.6}$公里/秒），暗物质占主导地位的系统（$M_{1/2}/L_V = 23.9_{-8.9}^{+9.7} M_\odot/L_\odot$），没有显着的内部旋转的迹象。我们发现鲸鱼座是一个贫金属系统，具有显著的[Fe/H]分布（[Fe/H]中位数= -1.71 dex，中位数绝对偏差= 0.49 dex），正如其恒星质量所预期的那样。我们报告存在一个温和的金属丰度梯度与那些发现在其他dSphs相同的光度兼容，我们跟踪存在的恒星星族梯度也在辅助SuprimeCam光度数据中的不同演化阶段的恒星的空间分布。有两个化学运动学上不同的子群的初步迹象，与更多的金属贫星显示出比金属丰富的热运动。此外，光度数据集揭示了一个前景人口的存在，最有可能属于人马座流。这项研究是第一次全面分析鲸鱼的化学运动学特性。我们的研究结果增加了鲸鱼座在低质量星系系统中恒星暗物质晕特性的日益分散。金属丰度梯度的存在类似于居住在不同环境中…
2018-07-11 astro-ph.GA
Stellar Profile Independent Determination of the Dark Matter Distribution of the Fornax Local Group Dwarf Spheroidal Galaxy
本星系群矮球状星系是研究暗物质暗晕小尺度结构最有希望的天体物理目标之一。我们描述了一种方法，用于测试建议DM晕模型和LG dSphs内的恒星星族观测之间的对应关系。通过利用任何建议的DM模型的引力势和可用的恒星运动学数据，我们可以得到一个预测的观测到的恒星表面密度的LG dSph，可以直接与观测比较。因为我们不做任何参考假设的表面亮度分布，我们的模型可以应用到异国情调的DM分布，产生非典型的恒星密度分布。我们使用我们的方法来确定，天炉座LG dSph的DM晕更有可能是核心比尖，确定它的特点是由一个半小到半长轴比在较小的张力与模拟，并没有发现实质性的证据的磁盘内dSph的较大DM晕。
2019-12-03 astro-ph.GA gr-qc hep-ph
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
The SPLASH Survey: Kinematics of Andromeda's Inner Spheroid
仙女座星系（M31）的球状组成部分在R_proj ~ 20 kpc范围内具有大尺寸、高恒星密度、高金属丰度和表面辉度分布的特征，表明它不同于银河系的任何子组成部分。在这项工作中，我们利用我们的接近和M31的外部视图来探测这个“内球体”的运动学特性。“我们采用马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）分析了5651颗红巨星分支恒星的Keck/DEIMOS光谱的恒星运动学，以解开M31的内部球体与恒星盘的纠缠。我们测量的平均速度和分散的球体在每一个五个空间仓后，占一个本地冷的恒星盘，以及巨大的南流和相关的潮汐碎片。这是第一次，我们检测到显着的球体旋转（v_rot ~ 50公里/秒）超过R_proj ~ 5千秒差距。速度色散从R_proj = 7 kpc时的约140 km/s减小到R_proj = 14 kpc时的120 km/s，与现有测量和模型的2 sigma一致。我们计算的概率，一个给定的恒星是一个成员的球体，并发现球体有一个显着的存在，在整个空间范围内，我们的样本。最后，我们表明，扁平的球体是由于速度各向异性，除了旋转。虽然这表明M31的内部球状体更像一个椭圆星系，而不是一个典型的螺旋星系凸起，但应该注意的是，我们的测量结果比比较样本要远得多（2 - 14 r_eff）。
2012-04-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
The star formation history of CALIFA galaxies: Radial structures
我们研究的径向结构的恒星质量表面密度（$μ$）和恒星星族年龄的函数的总恒星质量和形态的一个样本的107个星系的CALIFA调查。利用化石记录恢复了质量从10 $^9$到10 $^{12}$ M $_\odot$的球状和盘状星系的恒星形成历史。我们推导出半质量半径，我们发现星系的质量平均比光密度小15%。对于盘状星系，HMR/HMR随质量的增加而减小，但在球状星系中几乎是常数。我们发现，星系平均恒星星族年龄，恒星灭绝，和$μ$是很好的代表，他们的值在1。恒星星族年龄的负径向梯度支持由内而外的形成。较大的内部年龄梯度出现在最大质量的盘状星系中，这些星系具有最突出的凸起;较小的年龄梯度出现在类似质量的球状体中。盘状和球状星系显示出负的$μ$梯度，随着恒星质量的增加而变陡。在球状星系中，$μ$饱和在一个临界值，这是独立的星系质量。因此，所有的大质量球状星系在相同的半径（单位为）上都有相似的局部$μ$。超过1光年区域的SFH与其本地的$μ$有很好的相关性，并遵循与星系平均年龄和$μ$相同的关系，这表明本地恒星质量表面密度保持了盘的SFH。然而，球状核的SFH与恒星总质量的关系更为密切，因为尽管所有的球状体星系在$μ$中都具有相似的径向结构，但恒星年龄的径向结构随星系质量的变化而变化。因此，星系质量是一个更基本的性质在球状系统，而当地的恒星质量表面密度是更重要的磁盘。
2013-10-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
The signature of dissipation in the mass-size relation: are bulges simply spheroids wrapped in a disc?
恒星质量和星系结构子组件（如圆盘和球体）大小之间的关系是理解其形成过程的有力途径。使用非常大的星表的光度膨胀+光盘结构分解和恒星质量从斯隆数字巡天数据发布7，我们仔细定义了两个大型的子样本的球状体的定量方式，使两个样本具有相似的特性，一个重要的例外：“凸起”嵌入在一个光盘和“纯球状体”是一个单一的结构组成部分的星系。我们的膨胀和纯球体子样本量分别为76，012和171，243。当恒星质量大于~ $10^{10}$ M $_{\odot}$时，两个子样本的质量-尺寸关系相互平行，并且接近于表面质量密度恒定的线。然而，这种关系被抵消了1.4倍，这可以解释为在其形成过程中耗散的主导地位。而在光盘中的凸起的大小-质量关系是一致的气体丰富的合并，纯球体似乎已经形成了通过“干”和“湿”合并的组合。
2014-11-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
A new study of stellar substructures in the Fornax dwarf spheroidal galaxy
利用深V、B-V宽视场测光技术，通过色星等图分析确定了天炉座矮球状星系的详细恒星形成历史，对恒星过密度进行了新的研究。我们集中在相对年轻的恒星组成部分（<4 Gyr），并将其与下面的天炉座场人口进行比较。我们更详细地研究了以前已知的内壳状结构，并表明它具有明确的年龄-金属丰度关系，峰值在~1.5 Gyr，[Fe/H]=-0.6 dex。与天炉座中心的比较表明，过密特征与年轻场星的年龄-金属丰度关系一致，可能是由天炉座气体形成的。这与超密度是由先前排出的气体再吸积形成的情况一致。我们还发现了一个新的恒星超密度，位于距离中心0.3度（0.7千秒差距），只有1亿年的历史，具有太阳金属丰度。这一特征构成了迄今为止在天炉座观测到的最年轻、最富含金属的恒星。目前还不清楚年轻的高密度是如何形成的，尽管恒星的年龄和金属含量表明这一特征可能代表了天炉座dSph最后的恒星形成活动。
2013-01-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
How to make an ultra-faint dwarf spheroidal galaxy: tidal stirring of disky dwarfs with shallow dark matter density profiles
近年来，斯隆数字巡天计划在银河系（MW）附近发现了一个新的超微弱矮星系（UFD）群体，其起源仍然是一个谜。使用一套无碰撞N体模拟，我们调查的背景下的潮汐搅拌模型的矮球状星系的形成在本地集团（LG）的UFD的形成。我们的模拟旨在再现MW大小的宿主星系和嵌入在10^9 M太阳暗物质（DM）晕中的旋转支撑矮星之间的潮汐相互作用。我们探索了矮DM晕的各种内部密度斜率ρ \propto r^{-α}，从核状（α= 0.2）到尖状（α= 1），以及不同的矮轨道构型。我们的实验表明，UFD可以通过相对紧密的轨道上的盘状矮星的潮汐搅拌产生，与z \sim 1的宿主星系吸积的红移一致，并且具有中间值的晕内密度斜率（ρ \propto r^{-0.6}）。推断的斜率与矮星系的旋转曲线的建模和最近的矮星系形成的宇宙学模拟结果非常一致。比较观测到的UFD的性质与他们的模拟同行，我们发现显着的相似之处的基本观测参数。我们的结论是潮汐搅拌的旋转支持的矮星是一个可行的机制，在LG环境中形成的UFD。
2012-04-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Distances to Local Group Galaxies via Population II, Stellar Distance Indicators I: The Sculptor Dwarf Spheroidal
我们通过三个星族II的恒星距离指标来确定到玉夫座矮椭球的距离：（a）红巨星分支的尖端（TRGB），（b）天琴座RR变星（RRL），和（c）蓝色水平分支的脊线（HB）。高信噪比，宽视场$VI$成像，覆盖面积$48' \times 48'$，达到测光深度约2等暗于HB是收购与麦哲伦巴德6.5米望远镜。由Sculptor的TRGB导出的真实模量为$μ^\mathrm{TRGB}_o = 19.59 \pm 0.07_\mathrm{stat} \pm 0.05_\mathrm{sys}$ ma。随着采用文献中的周期，新获得的RRL相点与模板光变曲线拟合以确定$μ_{W_{I,V-I}}^\mathrm{RRL} = 19.60 \pm 0.01_\mathrm{stat} \pm 0.05_\mathrm{sys}$ ma。最后，HB距离为$μ^\mathrm{HB}_o = 19.54 \pm 0.03_\mathrm{stat} \pm 0.09_\mathrm{sys}$ ma。每种方法的绝对校准都由独立的几何零点锚定，利用不同的恒星类别，并且由相同的光度校准确定。
2022-05-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
The stellar structure and kinematics of dwarf spheroidal galaxies formed by tidal stirring
利用高分辨率的N体模拟，我们研究的恒星性质的矮球状星系的潮汐引起的形态改造的盘状矮星的宇宙学动机的偏心轨道上围绕银河系。矮星系模型最初由一个指数恒星盘嵌入在一个扩展的球形暗物质晕。根据盘相对于轨道平面的初始取向，获得不同的最终构型。进化程度最低的侏儒是三轴的，并保留了大量的旋转。更进化的矮星是几乎不旋转的长球体。我们表明，恒星的最终密度分布可以近似由一个简单的修改的普卢默定律。的矮星的运动学是显着不同的视线，这具有重要意义的映射所观察到的恒星速度分散的矮星subhalo圆速度。当矮星沿长轴观测时，测得的速度色散更高，并随半径减小得更快。在旋转显著的情况下，当垂直于长轴观察时，检测到短轴旋转的影响，正如三轴系统所预期的那样。我们通过求解球面和轴对称系统的Jeans方程并调整不同的自由参数，模拟了矮星的速度色散曲线和旋转曲线。我们发现，质量通常被高估时，矮星是沿着长轴和低估时，观察是沿着短轴或中间轴。然而，非球形的影响不能使推断的质量在任何一个方向上偏离60%以上，即使是最强烈的剥离矮星，也就是接近破裂的矮星。
2009-11-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Explaining the oblate morphology of dwarf spheroidals with Wave Dark Matter perturbations
本研究通过模拟验证Wave Dark Matter的颗粒状干涉图样扰动可使初始恒星盘经哈勃时间演化成扁椭球状矮星系，预测残留1-3km/s自转，且该演化过程可由JWST观测验证。
2023-08-28 astro-ph.GA astro-ph.HE gr-qc
Cosmological simulations of the formation of the stellar haloes around disc galaxies
我们使用星系-星系际介质相互作用计算（GIMIC）的宇宙学流体动力学模拟套件来研究银河系质量盘状星系的恒星球状体的形成。这些模拟包含了对金属依赖的辐射冷却、恒星形成、超新星反馈和化学动力学的精确处理，并且已经模拟的大体积产生了前所未有的大样本~400个模拟的L_* 盘星系。模拟的星系被低质量、低表面亮度的恒星晕所包围，这些恒星晕延伸到~100 kpc甚至更远。在质量密度、表面亮度和金属丰度分布方面，弥漫的恒星分布与银河系、M31和其他附近星系的观测结果有着显著的相似之处。我们发现，在现场恒星形成通常占主导地位的恒星球状体的质量在半径r < 30千秒差距，而吸积的恒星占主导地位，在更大的半径和这种变化的起源引起的变化，在斜率的表面亮度和金属丰度轮廓，这也是目前在观测数据。然而，在球体的原位质量分数中的系统到系统的散射是大的并且跨越4倍。因此，在r < 30 kpc内，球状体密度分布的形状和归一化存在很大程度的分散（例如，当通过球形幂律分布拟合时，折射率范围为-2.6至-3.4）。我们表明，在原位的质量分数的球体是链接到系统的形成时代。平均而言，动力学上较老的系统对原位恒星形成的贡献较大，尽管这种关系中存在显着的系统间分散。因此，原位恒星形成可能代表了纯吸积模型长期失败的解决方案，以重现观察到的内球体的属性。
2011-07-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Global structure and kinematics of stellar haloes in cosmological hydrodynamic simulations
我们使用银河系-星系际介质相互作用计算（GIMIC）的宇宙流体动力学模拟套件，研究银河系质量盘星系的恒星球状体的全球结构和运动学。Font等人最近证明，这些模拟能够成功地再现银河系和M31球状体的卫星光度函数以及金属丰度和表面亮度轮廓。模拟成功的一个关键是来自原位形成的恒星对球体的重大贡献。虽然外晕主要由吸积恒星组成，但在星系的主要祖先中形成的恒星在r < ~30 kpc时占主导地位。在目前的研究中，我们表明，这一组成部分主要是在原光盘在高红移，随后从光盘释放的动态加热与质量吸积。作为其起源的结果，球体的原位组件具有不同的运动学（即相对于盘的净旋转），而不是从卫星的破坏中构建的球体组件。此外，原位组分具有平坦的分布，这部分是由于其旋转。我们比较了本地星系的形状和运动学的测量，包括银河系和M31，以及更遥远星系的叠加观测。我们发现模拟的盘状星系有正确形状的球状体（在半径< ~30 kpc时，中位轴比为~0.6的扁圆形，但注意到这个数量有显著的系统间散射），并且运动学显示出两个分量的证据（由于原位与吸积），正如观察到的那样。因此，我们的研究结果增加了相当大的重量的重要性，耗散过程中形成的恒星晕和“双恒星晕”的概念。
2011-11-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Tailored mass estimators for Milky Way dwarf Spheroidals
Carnegie Mellon University（卡内基梅隆大学）；University of Edinburgh（爱丁堡大学）
本文通过拟合灵活的恒星密度模型，揭示了银河系dSph卫星在结构多样性上的影响，指出传统动态质量估计器存在高达10倍的系统性误差，并展示了对动态缩放关系的改变。
2026-02-11 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
