Horologium II: a Second Ultra-faint Milky Way Satellite in the Horologium Constellation
我们报告发现了一个新的超暗银河系卫星候选人，时钟II，在暗能量调查Y1 A1公共数据中检测到。钟表座II的光半径为$r_{h}=47\pm10$ pc的一半，总光度为$M_{V}=-2.6^{+0.2}_{-0.3}$，在大小光度平面上属于超暗矮星系。在色星等图中，这颗新卫星的恒星数量与旧的（$\sim13.5$陀螺）和贫金属（[Fe/H] $\sim-2.1$）等时线一致，距离模数为$(m-M)=19.46\pm0.20$，或日心距离为$78\pm8$ kpc。时钟座II的距离与玉夫座矮球状星系（$\sim82$ kpc）和最近报道的超暗卫星波江座III（$87\pm8$ kpc）和时钟座I（$79\pm8$ kpc）相似。所有四颗卫星在天空中排列得很好，这表明可能有共同的起源。由于玉夫座在浩瀚极地结构内的逆行轨道上移动，与其他经典的MW卫星星系（包括麦哲伦云）相比，一旦自行测量可用，这个假设就可以得到验证。
2015-07-07 astro-ph.GA
The Tidal Tails of the Ultra-Faint Globular Cluster Palomar 1
使用最佳过滤技术应用于斯隆数字巡天测光，我们已经发现延长尾巴伸展约1度（或几十个半光半径）的任何一方的超微弱球状星团帕洛玛1。尾部包含的恒星数量与星团本身大致相同。利用哈勃太空望远镜的数据，我们看到等照度线从星团中心向外向尾部扭曲成一个特征性的S形。我们认为，形成尾巴的主要机制可能是弛豫驱动的蒸发，而E101可能是从一个现在被破坏的矮星系中吸积出来的，距今约5亿年。
2010-08-11 astro-ph.GA
The MUSE-Faint survey. III. No large dark-matter cores and no significant tidal stripping in ultra-faint dwarf galaxies
[摘要]目的。质量最低的星系，超微弱的矮星系，在反馈如何调节星系形成和小尺度物质功率谱方面有着无与伦比的限制。它们内部的暗物质密度也可以用来限制暗物质模型。在本文中，我们提出了201个新的恒星视线速度从MUSE-Faint调查的（超）微弱矮星系Antlia B，狮子座T，长蛇座II和天鹤座1。结合这些文献数据，我们得到了最严格的限制日期的暗物质晕质量和内部暗物质密度。方法.我们使用CJAM中实现的Jeans方程来模拟密度分布，并约束暗物质核和孤子（模糊暗物质模型的预测）的存在。进一步的建模与GravSphere进行测试的建模工具的选择的影响。我们计算的质量，浓度和圆周速度的配置文件，包括从我们以前的工作波江座2的结果，并比较这些属性的理论标度关系，推导出在这个过程中的潮汐剥离的约束。结果我们发现，我们的星系排除了与质量更大的矮星系一样大的暗物质核心（核心半径$r_\mathrm{c} < 66$ - $95\,\mathrm{pc}$，置信水平为68%）。我们将孤子半径限制为$r_\mathrm{sol} < 13$ - $112\,\mathrm{pc}$（68%置信水平）。我们发现，星系是一致的，没有被显着的潮汐剥离在其半光半径。的维里质量和浓度是敏感的动力学建模工具的选择：GravSphere产生的结果与$M_{200} \sim 10^9\,M_\odot$一致，如预期的模…
2021-12-17 astro-ph.GA
On the dearth of ultra-faint extremely metal poor galaxies
局部极贫金属（XMP）星系具有特殊的天体物理学意义，因为它们使我们能够研究早期宇宙的物理过程特征，从星系盘的组装到低金属量条件下的恒星形成。根据光度与金属丰度的关系，所有比Mr < -13暗的星系都被认为是XMP。因此，XMP在星系巡天中应该很常见。然而，它们不是，因为一些观察偏差阻碍了它们的检测。这项工作将SDSS-DR 7光谱调查中微弱XMP的数量与预期数量进行了比较，给出了已知的偏差和观测到的星系光度函数。光度函数的暗端在观测上受到很差的约束，但它决定了XMP的预期数量。令人惊讶的是，观测到的微弱XMP的数量（约10）被我们的计算过度预测，除非光度函数的微弱端的上升在模型中不存在。如果大多数XMP都是低质量暗物质晕中的中心星系，由于与宇宙紫外线背景和其他物理过程的相互作用，这些星系中的重子高度耗尽，那么缺乏上升趋势就可以很自然地理解。我们的结果还表明，观测到的星系光度函数向低光度的上升是由于卫星星系。
2016-12-01 astro-ph.GA
The Discovery of an Ultra-Faint Star Cluster in the Constellation of Ursa Minor
我们报告了一个新的超暗球状星团在小熊座的发现，基于恒星测光的MegaCam成像仪在加拿大-法国-夏威夷望远镜（CFHT）。我们发现，这个集群，穆尼奥斯1，位于距离45 +/- 5千秒差距，并在一个投影距离只有45弧分小熊座dSph星系的中心。使用极大似然技术，我们测量的半光半径为0.5弧分，或相当于7秒差距和椭圆率一致为零。我们估计它的绝对星等为M_V=-0.4 +/-0.9，对应于L_V=120（+160，-65）L_sun，并根据Keck/DEIMOS光谱测量了日心径向速度为-137 +/-4 km/s。这颗新卫星与小熊座的距离约为30千秒差距和110公里/秒，这表明该星团与dSph没有明显的联系，尽管角距离非常近。根据它的光度特性和结构参数，我们认为Munoz 1是一个新的超暗星团。与Segue 3一样，这是迄今为止已知的最暗的星团之一。
2012-04-25 astro-ph.GA
On The Nature of ultra-faint Dwarf Galaxy Candidates II: The case of Cetus II
我们获得了超暗矮星系候选者鲸鱼座II的深双子座GMOS-S $g,r$测光，目的是提供更强的约束其大小，光度和恒星星族。鲸鱼座II在大小光度平面上是一个重要的天体，因为它位于矮星系和星团之间的过渡区。所有已知的小于鲸鱼座II（$r_h \sim 20$ pc）的天体都是星团，而大多数较大的天体可能是矮星系。我们在鲸鱼座II的色星等图中发现了一个显著过剩的主序星，最好的描述是一个年龄为11.2 Gyr，金属丰度为[Fe/H] = $-1.28$ dex，日心距离为26.3 $\pm$ 1.2 kpc的[ $α$ /Fe] = 0.0 dex的单一恒星星族。除了在空间上位于人马座矮潮汐流内外，这些性质与人马座星系的B族恒星非常匹配。有趣的是，就像我们最近对超暗矮星系候选者Tucana V的发现一样，尽管追踪了超过6个星等的主序列，但鲸鱼座II方向的恒星场没有显示出集中的过密度的证据。这些结果有力地支持了鲸鱼座II不是银河系晕中的一个超暗恒星系统，而是由人马座潮汐流中的恒星组成的这一观点。
2018-03-12 astro-ph.GA
Faint Stars in a Faint Galaxy: I. Ultra Deep Photometry of the Boötes I Ultra Faint Dwarf Galaxy
我们提出了一个新的极深的图像的分析解决了牧夫座I超微弱矮球状星系的恒星星族。这些新的数据是由哈勃太空望远镜拍摄的，使用了先进的巡天照相机（宽视场照相机）和宽视场照相机3（UVIS），带有过滤器F606 W和F814 W（基本上是V和I），作为推导该星系中低质量恒星初始质量函数的程序的一部分。我们比较和对比两种方法来获得恒星光度，即ePSF和DAOPHOT。我们根据ACS/WFC数据中DAOPHOT测光获得的色星等图上每颗恒星的位置来识别牧夫座I的可能成员。可能的成员位于接近恒星等时线，选择包括已知的金属丰度分布来自光谱数据的较亮的径向速度成员星，并与主序星关闭。牧夫座I星系的光度函数在F814 W和F606 W（织女星星等系统）中的50%完整性极限分别为27.4和28.2，对应的极限恒星质量为$\le 0.3 M_\odot$。
2020-08-13 astro-ph.GA astro-ph.IM
Robust velocity dispersion and binary population modeling of the ultra-faint dwarf galaxy Reticulum II
我们应用贝叶斯方法来模拟多历元径向速度测量在超暗矮星系网座II，充分考虑到不同的光谱数据集之间的二进制轨道运动和系统偏移的影响。我们发现，Ret II的二进制分数高于0.5在90%的置信水平，如果平均轨道周期被假定为30年或更长。尽管这个高的二元分数，我们推断最适合的固有色散为2.8 $_{-1.2}^{+0.7}$公里/秒，这是小于以前的估计，但仍然表明Ret II是一个暗物质占主导地位的星系。我们同样推断出一个$\lesssim$ 1%的概率，Ret II的色散是由于双星，而不是暗物质，对应于制度$M_{\odot}/L_{\odot} \lesssim$ 2。我们的推断，一个高的密切的二进制分数在Ret II呼应了以前的结果Segue 1超微弱的矮星，并与银河系晕星的研究表明，高的密切的二进制分数往往存在于金属贫乏的环境是一致的。
2018-10-30 astro-ph.GA
Gaia Proper Motions and Orbits of the Ultra-Faint Milky Way Satellites
盖亚任务（DR 2）发布的第二个数据提供了一个全面和前所未有的天空平面中天文源运动的图片，从太阳附近延伸到银河系的外部。我提出自行测量的基础上盖亚DR 2的17个超微弱的矮星系在100千秒差距的银河系。我从文献中收集了每个矮星中光谱确认的成员星，这些成员星的亮度足以进行盖亚天体测量，产生的成员样本从三角座II的2颗恒星到牧夫座I的68颗恒星不等。从分光成员星表我估计每个系统的自行。我发现很好的协议与盖亚合作推出的自行牧夫座I和狮子座I。17个矮星中有14个的切向速度被确定为优于50 km/s，比银河系卫星星系的此类测量样本增加了一倍多。眼眶近心点受到很好的约束，中值为38千秒差距。只有一颗卫星Tucana III在银河系中心15 kpc的轨道上，这表明剩下的超暗矮星不太可能经历过严重的潮汐剥离。作为一个群体，超暗矮星处于高速，偏心，逆行的轨道上，几乎所有的空间运动都超过370公里/秒。在低质量（M_vir = 0.8 x 10^12 M_sun）的银河系势中，17个星系中有8个缺乏定义明确的远心，似乎是第一次坠落，这表明银河系的质量可能比以前估计的要大，或者许多超暗矮星与麦哲伦云有关。超暗矮轨道的中位离心率为0.79，与数值模拟中看到的值相似，但与更明亮的矮椭球体的圆形轨道不同。
2018-06-07 astro-ph.GA
Gaia RR Lyrae Stars in Nearby Ultra-Faint Dwarf Satellite Galaxies
我们使用盖亚DR2天琴座RR型星表在27个附近（$<100$ kpc）超暗矮卫星星系中寻找天琴座RR型星。根据自行，星等和天空中的位置，我们将47颗盖亚RR天琴座恒星与14颗不同的卫星联系起来。这些星系的距离是基于天琴座RR型恒星。我们首次在杜鹃座II矮星系中发现了天琴座RR型恒星，并在大熊座II、后发座、水蛇座I、牧夫座I和牧夫座III中发现了其他成员。此外，我们已经确定了候选的潮汐外RR天琴座恒星在六个星系，这表明他们可能正在经历潮汐破坏。我们发现有10个星系没有天琴座RR型星，在盖亚和文献中都没有。然而，考虑到盖亚DR 2已知的完整性，我们不能得出结论，这些星系确实缺乏这种类型的变星。
2020-01-04 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
Extended stellar populations in Ultra-Faint Dwarf galaxies
本研究利用Gaia DR3等多巡天的RR Lyrae星探测45个超暗矮星系外围，发现至少33%含该类恒星的星系具有延展恒星族群。
2023-12-12 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
The Satellite Luminosity Function of M101 into the Ultra-Faint Dwarf Galaxy Regime
我们已经获得了哈勃太空望远镜（HST）在M101 -Dw 21，Dw 22，Dw 23和Dw 35附近的四个微弱和超微弱矮星系候选者的深成像，最初由Bennet等人发现。先前使用表面亮度波动技术的距离估计表明，这四颗矮候选者是M101维里半径（D~250 kpc）的地面成像中唯一剩下的可行的M101卫星。高级巡天照相机对所有四个矮候选者的成像显示没有相关的分辨恒星星族，这表明它们是背景星系。我们确认这一点，通过生成模拟的HST色星等图类似的亮度矮星在距离M101。如果我们的目标与M101有关，它们将显示出清晰的红巨星分支和数十颗恒星。利用这些信息，我们构造了M101的卫星光度函数，该函数在M_V=-7.7等时完成了90%，在M_V=-7.4等时完成了50%，并扩展到超暗矮星系区。与银河系和M31相比，M101系统的卫星数量非常少，只有8颗绝对星等为-7.7等的卫星，而银河系和M31分别有14颗和26颗。需要对银河系类似物进行进一步的观测，以了解它们微弱的卫星系统中的晕-晕散射，并将它们与宇宙学模拟的预期联系起来。
2020-03-18 astro-ph.GA
Local ultra faint dwarves as a product of Galactic processing during a Magellanic group infall
最近在麦哲伦星系附近发现的超暗矮星系（UFD）支持了宇宙学模型的预期，即这种微弱的物体存在并且数量众多。通过开发一个质量模型的本地集团和向后整合麦哲伦云的运动学，我们发现，这些UFD的位置是一致的，如果以前与大MC作为一个松散的协会的一部分预测。我们进一步展示了这些卫星很可能是如何被银河系热晕吸积后处理，这意味着正在进行的检测非常富含气体的物体在银河系的外围，没有明确的恒星对应物类似于气体缺乏UFD的祖先。我们的模型使我们能够预测其他假定的麦哲伦卫星的位置，并提出他们的分布/运动学如何提供一个新的约束银河系的动力学特性。我们还预测，剥离的贫金属HI，以前与这些UFD，在于一致，但可区分的广泛的麦哲伦流。
2015-08-05 astro-ph.GA
Stellar mass segregation as separating classifier between globular clusters and ultra-faint dwarf galaxies
我们利用深空望远镜和地基测光方法测定了50多个球状星团和超暗矮星系候选者的恒星质量分离量。我们发现，在球状星团的质量偏析量与他们的弛豫时间，并与他们的年龄或更长的顺序弛豫时间的所有集群有很少或没有质量偏析。对于每个星团，所看到的质量分离量与最初未分离的星团动力学演化所预期的量完全一致，表明球状星团在其低质量恒星之间没有原始质量分离。超微弱的矮星系候选者分为两组，星团遵循与球状星团相同的弛豫时间和质量分离量之间的趋势，而暗物质占主导地位的矮星系尽管弛豫时间小于哈勃时间，但没有分离。恒星丰度和速度色散数据，在可用的情况下，证实了我们的分类。通过对超暗矮星系候选者的分类，我们发现外晕星团在半光半径内的平均密度为0.03 M $_\odot$ /pc $^3 \lesssim ρ_h \lesssim$ 1 M $_\odot$ /pc $^3$，而矮星系的恒星密度为0.001 M $_\odot$ /pc $^3 \lesssim ρ_h \lesssim $ 0.03 M $_\odot$ /pc $^3$ .这种密度分离的原因很可能是系统形成的初始条件和承受外部潮汐力的要求的结合。
2021-12-09 astro-ph.GA
The Faintest Dwarf Galaxies
最低光度（L < 10^5 L_sun）的银河系卫星星系代表了星系光度函数的极端下限。这些超暗矮星是已知的最古老、最暗物质占主导地位、最贫金属、化学演化最少的恒星系统。因此，它们提供了了解第一个星系形成和小尺度上暗物质行为的独特窗口。本文综述了2005年斯隆数字巡天发现的超暗矮星，以及随后在理解其性质和起源方面的观测和理论进展。我们描述了它们的恒星运动学、化学丰度模式、结构特性、恒星星族、轨道和光度函数，以及从每种类型的测量中可以学到什么。我们的结论是：（1）在大多数情况下，超暗矮星的恒星速度色散对双星和前景污染等系统不确定性具有鲁棒性：（2）超暗矮星中恒星的化学丰度模式需要两个r过程元素源，其中一个可能归因于中子星合并;（3）即使在保守的假设下，也只有一小部分超暗矮星可能遭受了恒星成分的显著潮汐剥离;（4）要确定银河系维里半径范围内最暗的矮星的性质，需要用未来的望远镜投入大量的观测时间。最后，我们提供了一个展望的意见，将有可能与未来的设施，推动对本星系群矮星系人口的全面普查继续进行。
2019-01-16 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$M_{\rm peak} \simeq 0.5 - 3 \times 1…
2015-05-07 astro-ph.GA
The role of faint population III supernovae in forming CEMP stars in ultra-faint dwarf galaxies
CEMP-no星是碳增强贫金属（CEMP）星（$\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$\rm A(C)\…
2020-12-18 astro-ph.GA
MUSE Spectroscopic Identifications of Ultra-Faint Emission Line Galaxies with M$_{\mathrm{UV}}\sim$ -15
使用ESO甚大望远镜上的MUSE积分场摄谱仪进行超深盲测，我们获得了以前从未探索过的光谱红移深度：观测到的星等m > 30 - 32的星系。具体来说，我们通过莱曼α发射在2.9 < z < 6.7处检测物体，而在哈勃太空望远镜拍摄的最深光学/近红外成像（哈勃超深场）覆盖的区域中没有单独的连续对应物。在这些红移中，我们总共在9平方角分内发现了102个这样的天体。详细的叠加分析证实了莱曼α发射以及1216埃突变和微弱的紫外连续谱（M_UV ~ -15）。这使它们成为在这些红移中光谱学证实的最微弱的物体，类似于被认为是宇宙的来源。一个简单的模型的预期部分检测到/未检测到的莱曼α发射体作为光度的函数是一致的，这些对象是正常的莱曼α发射体人口在这些红移的高等效宽度的尾巴。
2018-09-04 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
Are the Ultra-Faint Dwarf Galaxies Just Cusps?
我们开发了一种技术来调查的可能性，最近发现的一些超暗矮卫星的银河系可能是尖焦散，而不是重力自约束系统。当恒星流折叠时，会形成这样的尖点，从而产生一个区域，在这个区域中，投影的二维表面密度会增强。在这项工作中，我们构造了一个泊松极大似然检验比较尖点和指数模型的任何子结构在平等的基础上。我们把这个检验应用到武仙座矮星（d ~ 113 kpc，M_V ~-6.2，e ~ 0.67）。在赫拉克勒斯的例子中，平坦指数模型比尖点模型更受青睐，在高置信度下排除了赫拉克勒斯是尖点灾难。这个测试可以应用于任何一个银河系矮星，更一般地说，可以应用于整个恒星晕群，以寻找可能在吸积恒星晕中预期的尖点灾难。
2010-12-09 astro-ph.GA
The abundance and radial distribution of faint and ultra-faint dwarfs in galaxy clusters
University of California, Riverside（加州大学河滨分校）；University of Victoria（维多利亚大学）；Carnegie Mellon University（卡内基梅隆大学）；Université de Strasbourg（斯特拉斯堡大学）；NSF NOIRLab（美国国家光学-红外天文研究实验室）
研究通过结合TNG50模拟与经验模型，揭示星系团中矮星系的径向分布，发现其符合暗物质分布，但观测阈值可能排除被剥离的天体。
2026-04-24 astro-ph.GA
Dancing in the Dark: Uncertainty in ultra-faint dwarf galaxy predictions from cosmological simulations
超暗矮星系（UFD）的存在突出了将我们对星系的理论理解推向极低质量的必要性。我们通过两次运行矮星系的完全宇宙学模拟来研究UFD的形成，但不同的恒星形成。一次运行使用恒星形成的温度-密度阈值，而另一次运行使用基于H $_{2}$的子网格恒星形成模型。两次运行之间形成的矮星系总数相差2倍，但其中大多数是卫星星系，导致更大质量、孤立的矮星系周围发光的UFD伴星数量相差5倍。第一次运行产生了47%的机会发现一个卫星周围的M $_{halo}$ $\sim 10^{10}$ M $_{\odot}$主机，而H $_2$运行预测只有16%的机会。金属丰度是造成这种差异的主要物理参数。随着金属丰度的降低，H $_2$的形成减慢，并转移到更高密度的材料中。因此，我们的H $_2$运行无法在再电离去除气体之前形成许多（通常是任何）恒星。这些结果强调，使用流体动力学模拟的UFD属性的预测，特别是关于矮星系周围的卫星的频率，在低质量的恒星质量函数的斜率，以及超微弱的星系占据最小的晕的属性，是非常敏感的次网格内的模拟中包含的恒星形成的物理。然而，即将发现的超暗矮星将为第一颗恒星形成的物理学提供宝贵的约束力。
2019-02-08 astro-ph.GA
Collisional Dynamics of Stars and Dark Matter in Ultra-Faint Galaxies
Carnegie Mellon University（卡内基梅隆大学）；Université libre de Bruxelles（布鲁塞尔自由大学）；University of Edinburgh（爱丁堡大学）
研究恒星与暗物质在超弱星系中的能量交换，发现暗物质核心因恒星的动力学摩擦而耗尽，形成恒定密度核心，并导致恒星人口向密集恒星主导簇聚集，同时暗物质halo环绕。
2026-08-05 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
Gas expulsion in MOND: the possible origin of diffuse globular clusters and ultra-faint dwarf galaxies
我们研究了位于星系外部区域的星团的演化经历了突然的质量损失，通过气体驱逐在Milgromian动力学（MOND）的框架内，通过N体模拟。我们发现，离开一个束缚星团，恒星形成效率（SFE）的嵌入集群占主导地位的深MOND引力可以降低到$2.5\%$。对于一个给定的超临界流体，在MOND中存活的星团可以结合比牛顿动力学更大比例的质量。此外，嵌入的星团越弥散，最终星团的尺寸膨胀就越小。一个幸存的星团的密度分布是更尖锐的中心更大质量的嵌入式集群，和中心的密度分布是平坦的质量较小的嵌入式集群或较低的SFE。这项工作有助于理解银河系周围遥远的低密度球状星团（GCs）和超暗弥散卫星星系的低浓度和延伸。
2017-12-06 astro-ph.GA
A Hero's Dark Horse: Discovery of an Ultra-Faint Milky Way Satellite in Pegasus
我们报告在飞马座发现了一个超微弱的银河系卫星星系。通过将我们的过密度检测算法应用于SDSS-DR 10来检测恒星的浓度，并通过4米布兰科望远镜的暗能量相机的更深测光来确认。拟合模型等时线表明，飞马座III这一天体的特征是在日心距离为$205\pm20$千秒差距处有一个古老而贫金属的恒星星族（[Fe/H] $\sim-2.1$）。这个新的恒星系统估计半光半径为$r_h=78^{+30}_{-24}$ pc，总光度为$M_{V}\sim-4.1\pm0.5$，在大小光度平面上属于矮星系。飞马座III在空间上接近MW卫星双鱼座II。这两个可能是物理关联，类似于狮子座IV和狮子座V对。飞马座III也与广阔的极地结构很好地对齐，这表明可能存在物理联系。
2015-04-15 astro-ph.GA
Kim 3: an Ultra-faint Star Cluster in the Constellation of Centaurus
我们报告在半人马座发现了一个超暗星团。这个新的恒星系统，Kim 3，具有$r_{h}=2.29^{+1.28}_{-0.52}$ pc的半光半径和$M_{V}=+0.7\pm0.3$的总光度。大约有26颗恒星被确定为候选成员星，其亮度低于主序星关闭点4等，这使得Kim 3成为迄今为止已知的最不明亮的星团。紧凑的物理尺寸和极低的光度使它在尺寸-光度平面上接近暗淡的星团。Kim 3的恒星星族似乎相对年轻（$9.5^{+3.0}_{-1.7}$ Gyr）和贫金属（[Fe/H] $=-1.6^{+0.45}_{-0.30}$），日心距离为$15.14^{+1.00}_{-0.28}$ kpc。这个星团缺乏一个明确的中心，在星团中心以南的投影中，有一个小而突出的恒星群，与Kim 3等时线一致，约为9.7 pc。这两个迹象都表明星团正处于潮汐破裂的最后阶段。
2016-02-14 astro-ph.GA
The Elusive Distance Gradient in the Ultra-Faint Dwarf Galaxy Hercules: A Combined Hubble Space Telescope and Gaia View
超微弱的矮星系武仙座有一个非常细长的形态，在大半径处有光度超密度和运动学成员，这表明它可能是由于以前与银河系的近距离接触而引起的潮汐干扰。为了解释它的观测特性，我们提出了一个深哈勃太空望远镜（HST）的赫拉克勒斯及其周边地区的成像研究，并通过仔细搜索其伸展身体的距离梯度，调查其潮汐历史。我们的偏心HST数据清楚地解决了一个主要的序列，表明沿着武仙座主轴看到的恒星延伸是真实的，而不是一团背景星系。利用盖亚DR2数据，我们清理了武仙座周围的区域的场污染，并找到了四个新的可能的成员星，所有这些都位于矮星系的外围。我们更新的距离武仙座，并找到$130.6\pm1.2$ kpc（$m-M=20.58\pm0.02$）的主体，这是与文献中的早期估计一致。虽然我们没有发现距离梯度的决定性证据，但我们的工作表明，在这样一个微弱的系统中限制距离梯度并不是微不足道的，并且矮星沿着视线和场污染的可能厚度使得即使使用这些高精度数据也很难做出决定性的结论。未来的研究加上量身定制的理论模型，需要了解大力士的真正性质和潮汐畸变观测超微弱星系一般。
2020-07-22 astro-ph.GA
A Multi-wavelength Analysis of the Faint Radio Sky (COSMOS-XS): the Nature of the Ultra-faint Radio Population
超深射电巡天是对尘埃遮蔽恒星形成的宝贵探测，但需要清楚地了解射电活动星系核的相对贡献，才能充分发挥其潜力。我们研究了在卡尔G. Jansky甚大阵列COSMOS-XS调查基于$\sim350\text{arcmin}^2$区域内3 GHz处检测到的1540个源的样本。这种超深调查包括一个单一的指向在充分研究的COSMOS领域在3和10 GHz，并达到RMS的$0.53$和$0.41μ$ Jy梁$^{-1}$的灵敏度，分别。我们发现多波长对应物的$97\%$的射电源，基于近紫外/光学亚毫米数据的组合，并通过在光学/近红外波长的叠加分析，我们进一步表明，缺乏这样的对应物的来源很可能是高红移的性质（典型的$z\sim4-5$）。利用COSMOS的多波长数据，我们通过各种诊断来识别活动星系核，并发现这些活动星系核构成了我们样本中的$23.2\pm1.3\%$，其余的则构成了未受污染的恒星形成星系。然而，超过一半的活动星系核显示出与恒星形成有关的射电辐射，只有$8.8\pm0.8\%$的射电源显示出明显的射电光度过剩。在3 GHz的$\sim30μ$ Jy的通量密度下，恒星形成动力源的分数达到$\sim90\%$，并且这一分数在更低的通量密度下与单位一致。总的来说，我们的研究结果意味着，像COSMOS-XS这样的超深射电观测是获得恒星形成动力射电源干净样本的一种非常有效的手段。
2020-09-28 astro-ph.GA
How much metals did the first stars provide to the ultra-faint dwarfs?
到目前为止，矮星系的数值模拟未能再现观测到的金属度-光度关系，直到超暗矮星（UFD）。我们解决这个问题，探索如何第一代无金属恒星（波普III）可以帮助增加这些微弱的星系的平均金属丰度。我们运行放大的化学动力学模拟十九晕提取的宇宙箱，并遵循红移0。模型不仅验证了星系的整体性质的基础上，但也恒星丰度比。我们确定的必要条件，形成第一颗恒星的迷你晕，并推导出限制的金属喷射计划。通过考虑不同的IMF、对不稳定性超新星（PISNe）及其能量反馈的影响，以及标志着从第一颗星到低质量长寿星形成的过渡的金属丰度阈值，评估了Pop III星对UFD最终金属丰度的影响。包含Pop III恒星确实增加了UFD的全球金属丰度，尽管不足以解决观测的紧张关系。具有高于140 Msun的祖质量的PISNe确实允许进一步增加UFD的金属含量。然而，由于PISNe是罕见的，有时在最暗的UFD中不存在，它们对金属度-光度关系的全球暗端的影响有限。尽管UFD中光谱确认的成员数量有限，这使得一些UFD的金属丰度分布不确定，但我们的分析表明，这是模型中缺少的富含金属的尾部。因此，剩下的挑战是观测和数值：i）扩展高分辨率光谱数据样本并确认最微弱的UFD的平均金属丰度，ii）解释恒星形成历史非常短的星系中化学富集恒星的存在。
2022-06-22 astro-ph.GA
The Far-Away Blues: Exploring the Furthest Extents of the Boötes I Ultra Faint Dwarf Galaxy
确定矮星系外层恒星星族的空间范围和性质是确定其总质量、当前动力学状态和过去演化的必要因素。我们在这里描述我们的调查的牧夫座I超微弱的矮星系，银河系的卫星的外部恒星的内容。我们确定候选成员蓝色水平分支和蓝色掉队星牧夫座I，都示踪剂的潜在的古老的恒星星族，使用多波段泛星测光和盖亚天体测量相结合。我们发现总共有24颗候选的蓝色水平分支成员星，它们的视星等和自行与牧夫座I的成员资格一致，其中9颗的投影距离超过了早期测光拟合得出的名义国王剖面潮汐半径。我们还确定了四颗适当视星等的蓝色掉队星，它们的距离与牧夫座I相当，但这四颗都太暗了，无法从盖亚获得高质量的天体测量。我们发现的外层蓝色水平分支恒星证实了牧夫座I的恒星星族的空间分布相当广泛。这些外层候选成员星的天空形态是令人回味的潮汐相互作用，我们进一步探索简单的动力学模型的可能性。
2021-10-11 astro-ph.GA
Eridanus IV: an Ultra-Faint Dwarf Galaxy Candidate Discovered in the DECam Local Volume Exploration Survey
我们提出了一个候选人超微弱的银河系卫星，波江座四（DELVE J0505 $-$ 0931），从DECam本地体积探测调查（DELVE）的光度数据检测到的发现。波江座IV是一个昏暗（$M_V = -4.7 \pm 0.2$）、扩展（$r_{1/2} = 75^{+16}_{-13}$ pc）和椭圆（$ε= 0.54 \pm 0.1$）的系统，日心距离为$76.7^{+4.0}_{-6.1}$ kpc，其恒星数量可以用古老的贫金属等时线（$τ\sim 13.0$ Gyr的年龄和${\rm [Fe/H] \lesssim -2.1}$ dex的金属丰度）很好地描述。这些特性与已知的超暗银河系卫星星系的数量一致。波江座IV也被盖亚早期数据发布3的自行测量所显著发现，从其水平分支和红巨星分支成员星测量的系统自行为$(μ_α \cos δ, μ_δ) = (+0.25 \pm 0.06, -0.10 \pm 0.05)$ mas yr $^{-1}$。我们发现，可能的成员星的空间分布暗示了该系统正在经历潮汐破坏的可能性。
2021-10-30 astro-ph.GA
Metal Mixing in the R-Process Enhanced Ultra-Faint Dwarf Galaxy Reticulum II
超暗矮星系网状座~II被一次罕见的多产r过程事件所富集。因此，Reticulum~II的r过程内容为研究第一个遗留星系中的金属混合提供了一个独特的机会。使用VLT/GIRAFFE和麦哲伦/M2 FS的多目标高分辨率光谱，我们确定了32个清晰的光谱成员星，并在可能的情况下测量Mg，Ca，Fe和Ba的丰度。我们发现$72^{+10}_{-12}$ %的恒星是r-过程增强的，具有平均$\left\langle\mbox{[Ba/H]}\right\rangle=-1.68~\pm~0.07$和未分辨的本征色散$σ_{\rm [Ba/H]} < 0.20$。均匀的r-过程丰度意味着Ret~II的金属在r-增强型恒星形成时混合良好，模拟表明在恒星形成的爆发之间至少需要1亿年的金属混合才能均匀化。这是第一个在超暗矮星系中爆发恒星形成的直接证据。均匀稀释倾向于快速和高产的r-过程位置，如磁星盘风或快速中子星合并。我们还从[Ba/H]和[Mg/Ca]中发现了Ret~II中的r增强星是在没有大量原始气体吸积的情况下形成的证据，这可能表明${\approx}70$ %的Ret~II星是在再电离后形成的。
2023-02-23 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
Big fish, small fish: Two New Ultra-Faint Satellites of the Milky Way
我们报告发现了两个新的银河系卫星在邻近星座的双鱼座和飞马座确定的数据从斯隆数字巡天。双鱼座II是一个超暗矮星系，距离约180千秒差距，距离最近探测到的双鱼座I约15度。Segue 3是一个超暗的星团，距离16 kpc。我们使用深跟踪成像获得的4米Mayall望远镜在基特峰国家天文台，以获得它们的结构参数。双鱼座II的半光半径约为60 pc，而Segue 3则小20倍，只有3pc。
2010-02-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
EDGE: Two routes to dark matter core formation in ultra-faint dwarfs
在标准的Lambda冷暗物质范例中，纯暗物质模拟预测矮星系应该居住在具有中心发散密度“尖点”的暗物质晕中。这与通常倾向于恒定密度“核心”的观察相矛盾。我们调查这个“尖核问题”在“超暗”矮星系模拟的一部分，“工程矮星系在星系形成的边缘”（EDGE）项目。我们发现，类似于以前的工作，在模拟的矮星中心区域的引力势波动运动学加热的暗物质粒子，降低矮星的中心暗物质密度。然而，这些波动并不完全是由气体流入/流出引起的，而且还由小合并的脉冲加热引起。我们使用遗传修饰的方法对我们的矮的初始条件之一，以显示如何延迟组装历史导致更晚的小合并，相应地，更多的暗物质加热。这提供了一种机制，即使是超暗矮星（$M_* < 10^5\,\text{M}_{\odot}$），其中恒星的形成在高红移时被完全淬灭，其中心暗物质密度也会随着时间的推移而降低。相比之下，我们发现，如果合并的星系有足够少的恒星形成，后期的主要合并可以再生一个中央暗物质尖点。这些影响的结合使我们预测显着的随机性，在中央暗物质密度斜率的最小的矮星，其独特的恒星形成和质量组装的历史驱动。
2021-01-07 astro-ph.GA
Probing dark matter with star clusters: a dark matter core in the ultra-faint dwarf Eridanus II
我们提出了一种新的技术来探测星系的中心暗物质（DM）密度分布，利用星团的生存和观察到的属性。作为第一个应用程序，我们将我们的方法应用于“超暗”的矮波江座II（Eri II），它有一个孤独的星团~45 pc从它的中心。使用网格的碰撞$N$体模拟，将恒星演化，外部潮汐和动力学摩擦的影响，我们表明，DM核心的Eri II自然再现的大小和其星团的投影位置。相比之下，一个致密的尖点星系要求星系团离Eri II中心远得令人难以置信（>1 kpc），并且必须在特定的轨道相位观测到高倾角的轨道。因此，我们的结果支持暗物质核心。这意味着一个冷的DM尖点在Eri II的中心被突发的恒星形成“加热”，或者我们看到了超越冷DM的物理学证据。
2018-04-04 astro-ph.GA
Emergence of a stellar cusp by a dark matter cusp in a low-mass compact ultra-faint dwarf galaxy
最近的观测发现了新的超暗矮星系，小到半光半径的$\sim20~{\rm pc}$和视线速度色散的$\sim3~{\rm km~s^{-1}}$。在这些星系中，恒星与暗物质的动力学摩擦可能是显著的，并改变它们的恒星密度分布。这种效应很大程度上取决于暗物质的中心密度分布，即尖点或核心。在这项研究中，我使用一个经典的和一个现代的解析公式和$N$ -体模拟进行计算，研究如何动态摩擦改变恒星的密度分布，以及它是如何不同的尖端和核心的暗物质晕。研究表明，如果一个暗物质晕有一个尖点，动力学摩擦会引起收缩不稳定性，导致在中心区域$\simeq2~{\rm pc}$出现恒星尖点。另一方面，如果它有一个恒定密度的核心，动力学摩擦明显较弱，即使星系具有相同的视线速度色散，也不会产生恒星尖点。在这样一个紧凑而低质量的星系中，如果它有一个暗物质尖点，由于动力学摩擦而导致的萎缩不稳定性是不可避免的，因此没有恒星尖点意味着星系有一个暗物质核心。我希望这可以用来诊断这些紧凑的超微弱矮星系中的暗物质密度分布。
2017-02-09 astro-ph.GA
An Ultra-deep Multi-band VLA Survey of the Faint Radio Sky (COSMOS-XS): Source Catalog and Number Counts
我们提出了超深，匹配分辨率卡尔G。Jansky甚大阵列（VLA）在10 GHz和$3$在COSMOS领域的观测：COSMOS-XS调查。最终的10 GHz和$3$ GHz图像覆盖$\sim16\rm{arcmin}^{2}$和$\sim180\rm{arcmin}^{2}$，并分别达到$0.41μ\rm{Jy\,beam}^{-1}$和$0.53μ\rm{Jy\,beam}^{-1}$的均方根中值。两个图像的角分辨率均为$\sim 2.0''$。为了充分考虑宽波段的光谱形状和分辨率变化，我们使用多尺度、多频率合成算法对所有数据进行成像。我们目前的源目录为10和$3$ GHz的图像与91和1498源，分别高于峰值亮度阈值$5σ$。我们目前的源计数包括通过蒙特卡罗模拟计算的完整性校正。我们的校正无线电计数在$3$ GHz的直接检测下降到$\sim2.8μ$ Jy与其他结果在3和1.4 GHz的不确定性是一致的，但扩展到微弱的通量密度比以前的直接检测。超微弱的$3$ GHz数计数被发现超过了在SKA模拟天空项目框架内开发的半经验无线电天空模拟预测的计数，与以前的P（D）分析一致。我们测量的源计数表明，这些暗淡的恒星形成源的光度函数演化更陡峭。半经验分层射电河外连续统模拟（T-RECS）预测这种陡峭的演变，并与我们的结果更好地吻合。$10$ GHz无线电数计数也与T-RECS模拟预测的计数…
2020-09-28 astro-ph.GA
Detailed abundances in stars belonging to ultra-faint dwarf spheroidal galaxies
我们报告的初步结果属于密切的超微弱矮星系（以下简称UfDSphs）的金属贫星的详细化学成分。丰度的测定得益于安装在ESO VLT装置上的高效摄谱仪X-Shooter获得的光谱。超暗矮球状星样品的丰度比略低于相同金属丰度的场晕星样品，我们在武仙座恒星中没有发现Koch在他的2颗武仙座恒星中发现的极端丰度。中子俘获元素Ba和Sr的合成似乎起源于星系演化早期的同一核合成过程。
2012-02-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Discovery of an Ultra-Faint Dwarf Galaxy in the Intracluster Field of the Virgo Center : A fossil of the First Galaxies?
超暗矮星系（UFD）是星系中的新成员，是观测到的宇宙中最暗的星系。到目前为止，它们只在银河系和本星系群的M31周围被发现。我们在远离任何大质量星系的室女星系团（室女UFD 1）核心的团内场中发现了一个UFD。这个星系中恒星的色星等图显示了一个狭窄的红巨星分支，类似于银河系中贫金属的球状星团。我们通过比较红巨星分支与等时线来估计它的距离，我们得到的值为16.4 +/- 0.4 Mpc。这表明它确实是室女星系团的一员。根据红巨星的颜色，我们估计它的平均金属丰度非常低，[Fe/H]= -2.4 +/- 0.4。它的V带绝对星等和有效半径分别为M_V = -6.5 +/-0.2和r_eff = 81 +/-7pc，比经典矮球状星系小得多。其中心表面亮度估计低至u_V，0 = 26.37 +/- 0.05 mag arcsec^-2。它的性质类似于本地群类似物。在这个星系中没有发现潮汐特征的证据。考虑到它狭窄的红巨星分支，没有渐近巨星分支星，低金属量和位置，它可能是第一个星系的化石遗迹。
2014-10-21 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
With and without spectroscopy: Gaia DR2 proper motions of seven Ultra-Faint Dwarf Galaxies
我们目前的平均绝对自行测量7个超微弱的矮星系绕银河系，即牧夫座III，船底座II，天鹤座II，网状II，人马座II，Segue 2和杜鹃座IV。对于其中的四个矮星，我们的自行估计是有史以来第一次提供的。采用的天体测量数据来自盖亚任务的第二次数据发布。我们确定每个星系的平均自行从一个可能的成员的初步猜测开始，根据径向速度测量或使用在盖亚（$G_{\rm BP}$ - $G_{\rm RP}$，$G$）颜色星等图中确定的水平分支的恒星在朝向UFD的视野。然后，我们反复使用天体测量学和测光完善他们的成员资格。在推导这些系统的平均自行时，我们考虑了天体测量参数之间的全协方差矩阵。我们的程序提供了平均自行与典型的不确定性$\sim0.1$ mas/yr，即使是没有事先光谱信息的星系。在Segue 2的情况下，我们发现使用径向速度成员只会导致有偏差的结果，大概是因为测量径向速度的恒星数量很少。我们的程序允许最大限度地增加每个星系的成员恒星数量，而不管先前光谱信息的存在，因此可以应用于盖亚范围内的任何微弱或遥远的恒星系统。
2018-10-16 astro-ph.GA
Proper motions of Milky Way Ultra-Faint satellites with ${\it Gaia}$ DR2 $\times$ DES DR1
我们提出了一种新的概率方法来确定银河系（MW）超暗卫星的系统自行的暗能量调查（DES）。我们利用DES的第一个公开数据发布（DR 1）的极好的测光来选择候选成员，并将它们与$Gaia$ DR 2的自行进行交叉匹配。我们在空间和自行空间中使用混合模型（卫星和MW）对候选成员进行建模。该方法不需要卫星隶属度的先验知识，可以成功地确定13颗DES卫星的切向运动。用我们的方法，我们提出了以下卫星的测量：天鸽~I，波江座~III，鹤~II，凤凰~II，绘架座~I，网状~III，杜鹃座~IV;这是第一个系统的自行测量的几个和大多数缺乏广泛的光谱后续研究。我们将这些与大麦云云卫星的预测和广阔的极地结构进行比较。通过高精度的DES测光，我们得出结论，大多数新发现的成员星与其他超暗矮星系类似，金属含量非常低（[Fe/H] $\lesssim -2$），而网壳III可能更富含金属。我们还在以下卫星中发现了可能指示其整体自行的潜在成员：Cetus~II，Kim~2和Horologium~II;然而，由于每个卫星中的成员数量很少，因此有必要进行光谱跟踪观测以确定这些卫星的系统自行。
2019-02-18 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
The Suppression of Star Formation on the Smallest Scales: What Role Does Environment Play?
在最低质量星系（即超暗矮星）中观察到的主要古老恒星星族表明，它们的恒星形成受到再电离的抑制。然而，大多数被研究得很好的超暗矮星都位于银河系暗物质晕的中心部分，因此它们与早期吸积的人口一致，因此可能通过环境过程淬灭。为了研究环境在最小尺度上抑制恒星形成的潜在作用，我们利用$N$体模拟的探索局部体积模拟（ELVIS）套件来约束可能容纳超微弱人口的低质量subhalos的落入时间分布。对于银河系的超暗卫星与恒星形成的历史推断从$Hubble~Space~Telescope$成像，我们发现，环境是极不可能发挥主导作用，在淬火他们的恒星形成。即使考虑到预处理的潜在影响，环境过程也有$\lesssim 0.1\%$的可能性，即所有已知的超暗矮星都在足够早的时间内熄灭，以解释它们观测到的恒星形成历史。相反，我们认为卫星淬火的有效性在大约$M_{\star} \sim 10^{5}~M_{\odot}$，低于该恒星形成在幸存的星系是全球性的抑制再电离的质量地板。我们预测在局域场中有大量的淬灭超暗矮星（$1 < R/R_{\rm{vir}} < 2$），未来的宽视场成像巡天将发现多达$\sim250$的超暗矮星。
2018-12-07 astro-ph.GA
The Stellar Populations and Structural Properties of Ultra Faint Dwarf Galaxies, Canes Venatici I, Bootes I, Canes Venatici II, and Leo IV
我们使用斯巴鲁望远镜上的Suprime-Cam拍摄了四个超暗矮（UFD）星系的深度图像，它们是犬座Venaeu I（CVn I），牧夫座I（Boo I），犬座Venaeu II（CVn II）和狮子座IV。色磁图（CMD）延伸到主序星转折点（MSTO）以下，并测量出恒星星族的年龄。暗星系Boo I、CVn II和Leo IV中的恒星星族估计与银河系球状星团M92一样古老。我们确认，Boo I dSph没有内在的颜色扩展的MSTO，没有空间差异的CMD形态，这表明Boo I dSph是由一个古老的单一的恒星星族。最明亮的UFD之一，CVn I dSph，相对于Boo I，CVn II和Leo IV dSph，显示出相对较年轻的年龄（-12.6 Gyr），并且红色水平分支（HB）恒星的分布比蓝色HB恒星更集中于中心，这表明该星系包含复杂的恒星星族。Boo I和CVn I dSphs显示伸长和扭曲的形状。作为银河系卫星，CVn II dSph的潮汐半径最小，形状扭曲，而Leo IV dSph则呈不太集中的球形。微弱UFD的简单恒星星族表明，它们的祖先中的气体在最初的恒星形成时比明亮的dSphs更有效地被去除。这是合理的，如果UFD的祖先属于质量较轻的晕比那些更明亮的dSphs。
2011-10-13 astro-ph.GA
Measuring Sizes of Ultra-Faint Dwarf Galaxies
在银河系晕中发现的超暗矮星系将星系光度函数的暗端扩展到几百个太阳光度。这种极低的光度制度提出了一个重大的挑战，这些系统的光度表征。我们提出了一套模拟，旨在了解如何不同的观测选择相关的低光度系统的属性影响我们的能力，以确定其真正的结构参数，如半光半径和中心表面亮度。我们专注于估计半光半径（质量估计线性依赖），并发现这些数字可以有高达100%的不确定性时，相对较浅的光度测量，如SDSS，使用。我们的模拟表明，要恢复结构参数的10%或更好的真实值：（a）视场的卫星的半光半径的比率必须大于3，（b）恒星的总数，包括背景对象应该大于1000，和（c）中央背景恒星密度比必须高于20。如果不满足这些标准中的一个或多个，则所得结构参数的准确性可能会显著受损。在未来的调查，如LSST的背景下，后一个条件将密切联系到我们的能力，以消除未解决的背景星系。随着下一代深宽场勘测探测到超出当前光谱极限的UFD，评估测量结构参数的可靠性将变得越来越重要。
2011-10-05 astro-ph.GA
Variable stars in the field of the Hydra II ultra-faint dwarf galaxy
本文报道了智利Cerro Tololo美洲天文台的暗能量照相机在g、r和i波段的时间序列测光结果，在超暗卫星星系Hydra II中发现了一颗天琴座RR星。天琴座RR型恒星的平均星等为$i = 21.30\pm 0.04$，换算成长蛇座II的日心距离为$151\pm 8$ kpc;这个数值比发现论文中基于几颗蓝色水平分支候选恒星的平均星等所估算的要大$\sim 13\%$。新的距离意味着$76^{+12}_{-10}$ pc的半光半径稍大，绝对星等$M_V = -5.1 \pm 0.3$更亮，这使该天体保持在矮星系的范围内。天琴座RR型恒星（$P=0.645$ d，$Δg = 0.68$ mag）的脉动特性表明长蛇座II可能是中间奥斯特霍夫或奥斯特霍夫II族的成员。与超暗系统中的其他RR型天琴座星的比较表明，它们之间具有类似的脉动性质，这与晕场星和银河系最大卫星中的脉动性质不同。我们还报告发现了31个额外的短周期变量的视野（RR天琴座，SX苯丙氨酸，食双星，并可能异常造父变星）。然而，考虑到它们的星等和与长蛇座II的大角距，它们一定是与长蛇座II无关的场星。
2016-02-24 astro-ph.GA
Pegasus IV: Discovery and Spectroscopic Confirmation of an Ultra-Faint Dwarf Galaxy in the Constellation Pegasus
我们报告发现飞马座四，一个超暗矮星系中发现的档案数据从暗能量相机处理的DECam本地体积探索调查。飞马座IV是一个紧凑、超暗的恒星系统（$r_{1/2} = 41^{+8}_{-6}$ pc; $M_V = -4.25 \pm 0.2$ mag），位于日心距离为$90^{+4}_{-6}$ kpc。基于麦哲伦/IMACS观测到的七颗不变成员星的光谱，我们自信地解决了飞马座IV的速度色散，测量$σ_{v} = 3.3^{+1.7}_{-1.1} \text{ km s}^{-1}$（排除三个速度异常值后）;这意味着该系统的质光比为$M_{1/2}/L_{V,1/2} = 167^{+224}_{-99} M_{\odot}/L_{\odot}$。从最高信噪比光谱的五颗恒星中，我们还测量了$\rm [Fe/H] = -2.67^{+0.25}_{-0.29}$ dex的系统金属丰度，使飞马座IV成为最缺乏金属的超暗矮星之一。我们尝试解决了非零金属丰度色散的系统。这些测量提供了强有力的证据，证明飞马座IV是一个暗物质占主导地位的矮星系，而不是一个星团。我们使用盖亚早期数据发布3的数据测量飞马座4的自行，发现（$μ_{α*}, μ_δ) = (0.33\pm 0.07, -0.21 \pm 0.08) \text{ mas yr}^{-1}$。当结合我们测量的系统速度时，这种自行表明飞马座…
2022-03-22 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
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
