Systematically Measuring Ultra-Diffuse Galaxies (SMUDGes). IV. Ultra-Diffuse Satellites of Milky Way Analogs
为了更好地理解大型低表面亮度星系的形成，我们测量了超漫射星系（UDG）候选者和银河系类似物（MWA）之间的相关函数。我们发现：（1）UDG卫星的投影径向分布（投影面密度$\propto r^{-0.84\pm0.06}$）与正常卫星星系的投影面密度一致;（2）每个MWA的UDG卫星数（$S_{\rm UDG}$）是在20至250 kpc的投影半径上的$\sim 0.5\pm0.1$和$-17< M_r < -13.5$，（3）$S_{\rm UDG}$与星系团和星系团尺度上每个晕的UDG数与晕质量之间关系的线性外推一致，（4）红色UDG卫星占UDG卫星总数的主导地位（$\sim80$ %），（5）在所研究的卫星星等范围内，UDG卫星占MWA卫星星系总数的$\sim$ 10%，（6）这些卫星星系中的很大一部分（$\sim$ 13%）具有估计的总质量$>$ 10 $^{10.9}$ M $_\odot$，或者等效地，至少是LMC晕质量的一半，并且填充了大部分（$\sim$ 18%）的预期晕下至这些质量。所有这些结果表明，整体低质量星系人口和UDG之间的密切联系，我们解释为有利于模型，其中UDG的形成主要发生在低质量星系形成的一般背景下，在模型调用更奇特的物理过程，特别是调用形成UDG。
2023-03-01 astro-ph.GA
Transforming gas-rich low-mass disky galaxies into ultra-diffuse galaxies by ram pressure
在星系团中常见的是暗淡的椭圆形超漫射星系和稍亮且更紧凑的矮椭圆和透镜状恒星系统。它们的演化路径不受约束，可以通过识别年轻的超弥漫星系和充满明亮大质量恒星的矮椭圆类似物来研究。使用数据挖掘，我们确定了11个这样的低质量（$2\times10^8<M_*<2\times10^9 M_{\odot}$）星系大半光半径（$2.0<r_e<5$ kpc）和最近淬火的恒星形成的后发座和阿贝尔2147星系团。所有的星系都碰巧有被冲压压力剥离的尾巴，带有当前或最近恒星形成的迹象。深层光谱观测揭示了旋转的恒星盘包含70-95%质量的暗物质。大部分盘星（10-60%）形成于1.8亿~ 9.7亿年前的强烈恒星爆发中，可能是由冲压压力触发的。观测到的恒星年龄的全球梯度证实了这一说法。在接下来的10 Gyr中，被动演化将使11个星系中的9个转变为超扩散星系。如果我们假设一个恒定的星系下沉率，44 $\pm$后发座中16%的最明亮的超漫射星系必须通过冲压压力剥离盘状祖先形成。
2021-11-03 astro-ph.GA
Systematically Measuring Ultra-Diffuse Galaxies (SMUDGes). V. The Complete SMUDGes Catalog and the Nature of Ultra-Diffuse Galaxies
本文展示了完整的SMUDGes超弥散星系目录，基于DR9 Legacy Survey图像筛选出7070个候选体，并发现UDG在特定质量范围内恒星数量普遍不足，且该现象与其大尺度环境无关。
2023-06-02 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 environment of HI-bearing ultra diffuse galaxies in the ALFALFA survey
我们探索的环境中的252 HI轴承超漫反射玻璃（HUD）从100%ALOFA调查目录，试图限制其形成机制。我们选择的ALOXYFA源的表面亮度，幅度和半径与其他样品的超漫反射（UDG）一致，没有限制他们的隔离或环境，比以前报道的ALOXYFA样品的两倍多。我们量化的星系环境的HUD使用几个指标，包括第n个最近的邻居，潮汐的影响，在一个组/集群的成员资格，距离最近的组/集群或灯丝。我们发现，HUD居住在相同的环境中的其他样本的HI选择的星系，他们没有表现出任何环境偏好的度量。我们认为，这些结果是一致的，由内部机制驱动的HUD的极端属性的图片，他们在很大程度上不受环境影响。虽然环境的影响可能是必要的，以转换成气体贫乏的星系团UDG HUD，这些影响是不需要弥漫星系存在摆在首位。
2019-06-27 astro-ph.GA
Predicted MOND velocity dispersions for a catalog of ultra-diffuse galaxies in group environments
超弥散星系缺乏暗物质的可能性最近激发了人们的兴趣，以检查修改后的牛顿动力学（MOND）预测的有效性，这样的星系的规模。研究表明，由邻近星系引起的外场效应（EFE）可以抑制这些系统的速度色散，使它们在牛顿背景下几乎不含暗物质。在这里，接下来，我们对附近宇宙中22个超扩散星系的速度色散进行了先验预测。该样本可用于测试MOND和EFE，并进行后续测量。我们构建了一个目录附近的超扩散星系在星系群环境中，并设置上限和下限的可能的速度色散允许在MOND，考虑到可能的变化，在质量-光比的矮星和星系群的距离。速度色散的预测是作为一个功能的三维分离的矮星，它的主机。在22例中的17例中，EFE在预测中起着关键作用。
2019-01-09 astro-ph.GA
Puzzling Ultra-Diffuse Galaxy Evolution (PUDGE). II. A transformation pathway from ultra-diffuse galaxies to compact dwarfs in galaxy clusters
Faculty of Mathematics, University of Belgrade（贝尔格莱德大学数学系）；Astronomical Observatory（天文台）；Institute of Astrobiology, University Research and Innovation Center, University of Crete（克里特大学研究创新中心天体生物学研究所）
利用IllustrisTNG模拟，研究发现星系团中极漫射星系（UDGs）可通过气体丰富的潮汐剥离过程转变为致密矮星系（CDs），其中恒星形成爆发而非预先存在的核主导了致密成分的形成。
2026-09-07 astro-ph.GA
Edge-on HI-bearing ultra diffuse galaxy candidates in the 40% ALFALFA catalog
超漫射星系是一种具有非常扩展的形态和微弱的中心表面亮度的天体。大多数UDG都是在星系团和星系群中发现的，但也有一些是在低密度环境中发现的。漫射形态和微弱的表面亮度使它们难以从天空背景中区分出来。之前的一些研究表明，至少有一些UDG与指数表面亮度分布（Sérsic n ~ 1）一致。指数盘的表面亮度在边缘上系统中增强，因此搜索边缘上系统可能是选择UDG的有效方式。在本文中，我们专注于寻找边缘上HI轴承超漫射源（HUDS）从40%ALCARFA目录，SDSS的G-和R-波段图像的基础上。在将观察到的中心表面亮度校正为正面视角后，我们发现了11个边缘上的HUD候选者。这些新发现的HUDS候选者都是蓝色的，带有HI，与70%ALOFA星表中的其他HUDS相似，而与星团中的UDG不同。
2019-07-25 astro-ph.GA
Hidden in Plain Sight: UVIT and MUSE Discovery of a Large, Diffuse Star-Forming Galaxy
我们报告发现附近的一个大的，弥漫的星系，显示恒星形成，使用紫外成像望远镜（UVIT）远紫外线观测，档案光学数据从多单元光谱探测器（MUSE）和暗能量相机遗产调查（DECaLS），和红巡天设施（IRSF）近红外观测。由于它与背景星系NGC 6902 A的叠加，该星系没有被发现。它们被错误地归类为一个相互作用的系统。NGC 6902 A的红移为0.05554，但MUSE的观测表明，相互作用的尾巴是一个单独的恒星形成的前景星系，红移为0.00980。我们将这个新星系称为UVIT J202258.73-441623.8（UVIT J2022）。近红外观测表明，UVIT J2022的恒星质量为8.7 $\times$ 10 $^{8}$ M $_{\odot}$。它的内盘（R $<$ 4 kpc）显示了紫外和H $α$发射来自正在进行的大质量恒星形成。星盘的其余部分光度极低，恒星表面密度低，半径为R $\sim$ 9 kpc。速度和金属丰度分布图以及恒星形成历史表明，UVIT J2022经历了三次恒星形成爆发。最新的一集正在进行中，这是由广泛的H $α$和紫外线发射在其内部磁盘的存在支持。该星系在远紫外线下也显示出斑片状的旋臂，并且沿着棒状特征有金属丰度增强。因此，UVIT J2022是一个独特的例子，在一个弥漫星系中触发恒星形成，导致其内部恒星盘的增长。我们的研究提出了一种有趣的可能性，即…
2021-12-23 astro-ph.GA
Beyond Ultra-diffuse Galaxies. II. Environmental Quenching of Mass-Size Outliers among the Satellites of Milky Way Analogs
本研究利用 Hyper Suprime-Cam 巡天图像探究银河系类似物周围超蓬松星系的环境熄灭，发现其熄灭分数与正常卫星相似，表明熄灭与质量-尺寸异常无关，且指出超弥散星系的经典定义因偏向熄灭星系而不适用于此类研究。
2023-09-11 astro-ph.GA
Ultra-Diffuse, Ultra-Different: Observed vs. Simulated Ultra-Diffuse Galaxies Live in Fundamentally Different Halos
Swinburne University of Technology（斯威本科技大学）；Universidad de La Laguna（拉帕鲁尼亚大学）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理研究所）；University of California Santa Cruz（加州大学圣克鲁兹分校）；Leibniz-Institut fur Astrophysik Potsdam（波茨坦莱布尼茨天体物理研究所）；University of Turku（图尔库大学）
本文通过对比观测与 NIHAO/HESTIA 模拟的超弥散星系，发现二者动力学质量匹配但暗物质晕质量严重不符，提出观测 UDG 可能具有根本不同的暗物质晕轮廓，并呼吁发展能自洽产生恒星质量约 10^8 太阳质量且暗物质晕形态多样的新模拟。
2025-11-06 astro-ph.GA
A Tale of NGC 3785: The Formation of an Ultra-Diffuse Galaxy at the end of the Longest Tidal Tail
本研究发现了星系NGC 3785周围长约390 kpc的暗淡尾流，并提出该尾流源于其与富气星系的相互作用，该星系最终在尾流末端演化为超弥散星系。
2024-10-24 astro-ph.GA
Ultra-Diffuse Galaxies at Ultraviolet Wavelengths
我们测量NUV孔径大小从{ \sl GALEX}图像的258超弥漫星系（UDG）的候选人绘制从最初的SMUDG调查的$\sim 300$平方度周围，包括后发星系团。对于其中的绝大多数，242，我们目前的通量上限，由于缺乏显着的通量在光圈或混淆与其他物体投射在光圈内。这些限制经常对UDG候选者施加有趣的限制，表明它们是非恒星形成或静止的。特别是，我们确定领域，静态UDG候选人，这是一个挑战，形成模型，因此引人注目的前景，光谱的后续行动和距离测定。我们目前的FUV和NUV的16个检测到的UDG候选人的星等，并比较这些星系的颜色星等和特定的恒星形成率图上的本地人口的星系。NUV探测到的UDG候选者主要是向恒星形成星系序列的较低恒星质量的延伸，并且没有一个位于高局部星系密度的区域内。UDG候选者跨越了一系列的属性，尽管几乎所有的都是静止的，低表面亮度的星系，无论环境如何。
2019-04-12 astro-ph.GA
Growth of Diffuse Intragroup Light in Simulated Galaxy Groups
该研究通过受控数值模拟探究位力化前阶段星系群中弥散星系群内光（IGL）的形成演化，明确其形成时机、与星系群属性的关联及作为引力势示踪物的作用。
2025-01-15 astro-ph.GA
A headless tadpole galaxy: the high gas-phase metallicity of the ultra-diffuse galaxy UGC 2162
宇宙学数值模拟结果表明，星系盘中贫金属气体的吸积驱动了恒星的形成。支持这一预测的最佳观测证据之一是在相对高金属丰度的宿主星系中存在低金属丰度的恒星形成区。SF被认为是由最近吸积的贫金属气体提供的。由于气体吸积是随机的，应该有星系的所有性质的主机，但没有低金属丰度星暴。这些星系尚未被发现。UGC 2162可能是个例外，它是一个附近的超漫射星系（UDG），结合了低表面亮度和相对高的金属丰度。我们用10米GTC望远镜拍摄的光谱证实了UGC 2162的高金属丰度（12 + log（O/H）= 8.52+0.27-0.24）。GC 2162具有恒星质量、金属丰度和恒星形成率（SFR）表面密度，这些都是爆发之间的宿主星系所期望的。这一事实表明，一些UDG和贫金属星系之间存在物理联系，它们可能是SF周期不同阶段的同一类型物体。UGC 2162是质量-金属丰度关系的高金属丰度异常值，这是少数具有已知气相金属丰度的UDG所共有的属性。
2018-10-19 astro-ph.GA
(Almost) Dark Galaxies in the ALFALFA Survey: Isolated HI Bearing Ultra Diffuse Galaxies
我们提出了一个样本的115个非常低的光学表面亮度，高度扩展，HI丰富的星系仔细选择从ALCARFA调查，具有类似的光学绝对星等，表面亮度和半径，最近发现的“超扩散”星系（UDG）。然而，这些系统比其他UDG更蓝，具有更不规则的形态，是孤立的，并含有大量的HI。我们发现，虽然这些来源有正常的恒星形成率HI选择类似的恒星质量的星系，他们有非常低的恒星形成效率。我们进一步提出了深光学和HI合成后续成像的三个这些HI轴承超扩散源。我们测量的HI直径延伸到~40 kpc，但注意到，虽然所有三个源都有大的HI直径为他们的恒星质量，他们是一致的HI质量- HI半径关系。我们进一步分析了未分辨源和分辨源的HI速度宽度和旋转速度，发现这些源似乎存在于矮星系的晕中。我们估计的自旋参数，并建议这些来源可能存在于高自旋参数晕，因此可能是潜在的HI丰富的祖先，在集群环境中观察到的超扩散星系。
2017-05-31 astro-ph.GA
CO observations toward HI-rich Ultra Diffuse Galaxies
本文利用IRAM 30-m望远镜对室女星系团中的六个富HI超漫射星系（UDG）和一个UDG（VLSB-A）进行了CO观测。在AGC 122966中，在4 σ水平下略微检测到CO 1-0，这是UDG中首次检测到CO排放。我们估计上限的分子质量在其他星系的CO线的非检测。这些上限和AGC 122966中的边缘CO检测表明分子和原子气体质量之间的低质量比。从分子气体的恒星形成效率，我们认为，在这样的HI丰富的UDG恒星形成的效率低下，可能是由于低效率的转换分子从原子气体，而不是低效率的形成恒星的分子气体。
2020-08-27 astro-ph.GA
A detailed star formation history for the extremely diffuse Andromeda XIX dwarf galaxy
我们目前的深度成像的超弥漫仙女座XIX矮星系从哈勃太空望远镜的高级相机的调查，解决其恒星星族低于最古老的主序关闭。我们得出一个完整的恒星形成历史的星系使用匹配，并没有发现恒星形成的证据，在过去的8 Gyr。我们计算了$τ_{90}=9.7\pm0.2$ ~Gyr的淬灭时间，表明仙女座~XIX很早就停止了恒星的形成。这种早期淬灭，加上它极大的半光半径，低密度的暗物质晕和低于预期的金属丰度，使它成为本星系群中一个独特的星系，并提出了关于它如何形成的问题。早期的淬火时间使我们能够排除来自爆发性恒星形成的反馈，以此来解释其弥漫的恒星星族和低密度的暗物质晕。我们发现，扩展的恒星星族，低密度晕和恒星形成可以解释由潮汐相互作用（如潮汐冲击）或后期干合并，后者也解释了它的低金属丰度。自行和详细的丰度将使我们能够区分这两种情况。
2022-09-26 astro-ph.GA
Clues to the nature of ultra diffuse galaxies from estimated galaxy velocity dispersions
我们描述了如何估计的超扩散星系，UDG的速度色散，使用以前定义的星系标度关系。该方法是准确的两个UDG光谱测量的色散，以及超紧凑的星系，超暗星系，恒星系统很少或没有暗物质。这种普遍性意味着，这种关系可以在没有关于星系结构的进一步知识或偏见的情况下应用。然后，我们估计的速度分散的UDG从两个公布的样本，并检查总质量的分布。我们发现，在协议与以前的研究中的两个单独的UDG，这些系统是暗物质占主导地位的系统，并且它们跨越的范围至少$10^{10} < M_{200}/M_\odot < 10^{12} $。作为一个整体，这些星系既不全是矮星，也不全是失败的$L_*$星系。对速度色散的估计也可以帮助识别有趣的UDG子集，例如那些可能具有最大质光比的UDG子集，用于随后的光谱研究。
2016-10-17 astro-ph.GA
The ultra-diffuse galaxy AGC 114905 needs dark matter
最近对超漫射星系AGC~114905的21厘米线观测表明，像往常一样，一个旋转的圆盘在很大程度上是由轨道运动支撑的。值得注意的是，这项研究揭示了HI旋转曲线的形式和幅度完全由重子物质，恒星和中性气体的观测分布来解释，这意味着不需要暗晕。令人惊讶的是，发现一个无DM的星系有很多原因，其中之一是，一个具有低速色散的裸牛顿盘预计将不稳定的轴对称和非轴对称扰动，这将改变盘的结构在动力学时间尺度上，几十年来已经知道。我们提出了$N$体模拟的DM-免费的模型，并有一个低密度DM晕，证实了这一预期：光盘是长期不稳定的，只是这样的不稳定性。由于一个被观测到具有接近规则速度模式的星系不太可能是不稳定的，我们的发现对星系可能缺乏或几乎没有暗物质的说法提出了质疑。我们还表明，如果这个近面对面的系统的倾斜度被大大高估，随之而来的旋转曲线的振幅增加将容纳一个光环足够大的星系是稳定的。
2022-06-08 astro-ph.GA
A large amount of diffuse molecular gases in the bar of the strongly barred galaxy NGC1300: Cause of the low star formation efficiency
在许多棒星系中，棒星系的恒星形成效率（SFE）低于棒臂和棒端，其原因尚不清楚。聚焦于强棒星系NGC 1300，我们调查的可能性，存在大量的扩散分子气体，这将不会有助于SF，使SFE低的外观。我们检查SFE和扩散分子气体分数（$f_{\rm dif}$）之间的关系，这是来自使用从ALMA 12米阵列的干涉仪，它没有扩散（扩展的半高宽$\gtrapprox 700$ pc）分子气体的灵敏度，由于缺乏ACA的$^{12}$ CO（$1-0$）通量，和总的$^{12}$ CO（$1-0$）通量从Nobeyama 45米单碟望远镜。我们发现SFE随$f_{\rm dif}$的增加而减小。$f_{\rm dif}$和${\rm SFE}$分别是横杠区域的$0.74 - 0.91$和$(0.06 - 0.16) ~\rm Gyr^{-1}$，以及臂和横杠末端区域的$0.28 - 0.65$和$(0.23 - 0.96) ~\rm Gyr^{-1}$。这一结果支持了大量扩散分子气体的存在使得SFE低的想法。在酒吧的SFE的抑制，也已经看到，即使当我们排除扩散分子气体成分。这表明，低的SFE似乎不仅是由大量的扩散分子气体，但也由其他机制，如快速云-云碰撞。
2020-05-06 astro-ph.GA
Puzzling Ultra-Diffuse Galaxy Evolution (PUDGE). I. The existence of a Nube-like galaxy in IllustrisTNG
本文在 IllustrisTNG 的 TNG100 中发现了一个结构性质与观测到的 Nube 高度相似的类 Nube 超弥散星系，揭示其通过近期大并合进一步膨胀本已超弥散的恒星系统的独特演化路径，表明 Nube 性质与标准冷暗物质宇宙学模型并不矛盾。
2025-02-07 astro-ph.GA
The geometry and origin of ultra-diffuse ghost galaxies
超扩散星系（UDG）的几何形状和内禀椭圆率分布是由Koda等人（2015）在后发座星系团中检测到的大样本UDG的轴比q的视线分布确定的。具有高度重要性的数据排除了扁球形的盘状几何形状，其特征在于主轴a=b>c。然而，该数据与长轴形状吻合良好，对应于a=b<c。这表明UDG不是增厚的、旋转的、轴对称的盘，不是被剧烈的过程膨胀起来的。相反，它们是各向异性的细长雪茄状或棒状结构，类似于本星系群中的长矮球状星系。后发座UDG的轴比的内在分布在0.4 <= a/c <= 0.9的范围内是平坦的，这将为它们起源的理论模型提供重要的约束。形成的情况下，可以解释扩展的扁长的性质的UDG进行了讨论。
2017-03-13 astro-ph.GA
Ultra-diffuse and Ultra-compact Galaxies in the Frontier Fields Cluster Abell 2744
我们报道了哈勃前沿场计划在大质量星系团Abell 2744（z=0.308）中发现的大量超弥散星系团（UDG）。由于这个星系团的质量是Coma的5倍，我们的观测使我们能够将0.7 dex扩展到van der Burg等人2016年报告的UDG丰度和星系团质量之间关系的高质量端。使用与van der Burg et al. 2016相同的选择标准，A2744估计有2133 +/- 613个UDG，是Coma的10倍。正如Lee & Jang 2016所指出的，A2744包含许多未解析的致密天体，这些作者主要将其确定为球状星团。然而，这些天体的光度与超紧凑矮星系（UCD）更一致。UCD和UDG的丰度与集群质量成幂律关系，具有相似的指数，尽管UDG和UCD在集群内的径向分布非常不同。UCD的径向面密度分布向星团中心急剧上升，而UDG的面密度分布基本平坦。总之，这些观察结果暗示了一种情况，即A2744中的一些UCD可能曾经与下落的UDG有关。当UDG落入并溶解时，它们留下了未结合的超紧凑矮星的残余物。
2016-12-30 astro-ph.GA
Growth of Ex-situ Diffuse Intragroup Light in Simulated Galaxy Groups
本研究通过100个低质量星系群的受控数值模拟，分析外来群内光的形成及其与群性质的关系，发现其可作为总质量分布的可靠示踪剂。
2025-02-20 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
Discussing the first velocity dispersion profile of an ultra-diffuse galaxy in MOND
利用Jeans模型计算了超漫射星系Dragonfly 44在MOND中的速度色散分布。对于来自文献和各向同性剖面的标称质光比，在星系中心附近与数据的一致性非常好。然而，在修正的引力中，靠近星系团核心的引力环境应该会使星系回到牛顿行为。孤立MOND对中心速度色散的成功预测可能意味着该星系与星系团核心的距离很大（$\gg5$ Mpc），正如附近的UDG共享类似速度的事实所暗示的那样，色散远低于星系团本身。然而，由于观测到的色散分布相对于平坦的MOND预测的增加，在UDG的外部存在两个西格玛张力。这种偏差可能只是测量误差。其他的可能性可能是，对于远离星团的UDG，一个比名义上更高的重子质量，具有切向各向异性的色散分布，甚至是一个黑暗的重子晕的迹象。如果UDG更接近集群核心，则偏差可能是它处于中断过程中的信号。
2019-06-04 astro-ph.GA
Bridging the mass gap: Diffuse radio emission in GAMA galaxy groups using EMU and DINGO survey data
International Centre for Radio Astronomy Research (ICRAR), University of Western Australia（西澳大利亚大学国际射电天文研究中心）；Australia Telescope National Facility, CSIRO Space & Astronomy（CSIRO空间与天文部澳大利亚望远镜国家设施）；Astronomisches Institut der Ruhr-Universität Bochum (AIRUB)（波鸿鲁尔大学天文学研究所）；Ruhr Astroparticle and Plasma Physics Center (RAPP Center)（鲁尔天体粒子与等离子体物理中心）
利用EMU和DINGO巡天数据，研究GAMA星系群弥散射电辐射，采用多分辨率滤波技术，识别出46个候选星系群，发现射电功率与晕质量有微弱正趋势，揭示不同物理过程主导，为低质量环境非热过程提供新约束。
2026-07-15 astro-ph.GA
Spatially Resolved Stellar Kinematics of the Ultra-Diffuse Galaxy Dragonfly 44: II. Constraints on Fuzzy Dark Matter
由于没有直接检测到的暗物质（DM）作为弱相互作用的大质量粒子，有强烈的兴趣的可能性，DM是一个超轻标量场，在这里表示为模糊DM。超弥散星系具有巨星系的大小和矮星系的光度，具有广泛的DM晕质量，这为探索星系与DM晕之间的联系提供了新的机会。跟进新的积分场单位光谱观测和动力学建模的DM占主导地位的超弥漫星系蜻蜓44在后发座星系团的郊区，我们提出了模型的模糊DM约束的恒星动力学这个星系。我们推断标量场质量为$\sim 3 \times 10^{-22}$ eV，与星系动力学的其他约束一致，但与Ly $α$森林功率谱模型的约束紧张。虽然我们无法在统计上区分模糊DM和正常的冷DM模型，我们发现，模糊DM晕的推断属性满足一些模糊DM宇宙学中的晕的预测。特别是，我们发现很好的协议与预测的核心大小-晕质量关系和预测的过渡半径之间的量子压力为主的内部区域和外部晕区域。
2019-05-24 astro-ph.GA
An Ultra diffuse Galaxy in the NGC 5846 group from the VEGAS survey
许多超扩散星系（UDG）现在已经在星系团中被发现。然而，附近适合进行详细随访的UDG数量仍然很少。我们的目标是开始确定UDG的环境中的附近明亮的早期型星系的VEGAS调查。在这里，我们使用NGC 5846组的深g波段图像，作为VEGAS调查的一部分，以搜索UDG。我们发现了一个具有UDG属性的物体，如果它与NGC 5846组相关，这似乎是可能的。这个星系，我们命名为NGC 5846 $\_$ UDG 1，绝对星等为M $_g$ =-14.2，对应的恒星质量为$\sim$ 10 $^8$ M $_{\odot}$。它还揭示了一个致密源系统，可能是球状星团。根据检测到的球状星团的数量，我们估计UDG 1的晕质量大于8 $\times$ 10 $^{10}$ M $_{\odot}$。
2019-05-15 astro-ph.GA
KDG 218, a Nearby Ultra-Diffuse Galaxy
我们目前的低表面亮度星系KDG 218与HST/ACS观察到的属性。该星系的半光（有效）直径为$a_e =47^{\prime\prime}$，中心表面亮度为$SB_V(0) = 24.4^m/sq^{\prime\prime}$。HST/ACS仍然无法分辨该星系，这意味着它的距离为{ $D > 13.1$ Mpc}，线性有效直径为$A_e >3.0$ kpc。我们注意到KDG 218最有可能与一个星系群有关，该星系群围绕着质量约为$22$ Mpc的大质量透镜状星系NGC 4958，或者与质量约为$16.5$ Mpc的室女座南延区暗条。在这个距离上，该星系被归类为超漫射星系（UDG），类似于室女座、天炉座和后发座星系团。我们还在本地卷中提供了15个UDG候选样本。这些样本星系具有以下平均参数：$\langle D\rangle = 5.1$ Mpc、$\langle A_e\rangle = 4.8$ kpc和$\langle SB_B (e) \rangle = 27.4^m/sq^{\prime\prime}$。所有的本地UDG候选者都居住在大质量星系附近，这些星系位于平均恒星质量密度（1 Mpc以内）大约是平均宇宙密度的50倍的区域。UDG的本地部分不超过本地卷总体的1.5%。我们注意到，本地UDG的样本是一个不均匀的，包含不规则的，过渡，潮汐类型，以及对象组成的老恒星人口。
2017-11-16 astro-ph.GA
VLA Imaging of HI-bearing Ultra-Diffuse Galaxies from the ALFALFA Survey
超漫射星系由于其大的光学范围和低的光学表面亮度而引起了人们极大的兴趣，这对星系形成模型提出了挑战。在这里，我们提出了解决的合成观测的12个HI轴承超扩散星系（HUD）的卡尔G。Jansky甚大阵列（VLA），以及基特峰国家天文台WIYN 3.5米望远镜的深层光学成像。我们给出了数据处理和图像，包括总强度HI图和HI速度场。HUD显示了有序的气体分布和旋转的证据，这是Mancera Piña等人（2019 b）详细运动学模型的重要先决条件。我们比较了HI和恒星的排列和范围，并发现HI超出了已经扩展的恒星组件，HI磁盘往往是不对齐的恒星，强调谨慎的重要性时，接近这些极端的来源倾斜测量。我们探索了HI质量-直径的标度关系，发现尽管HUD具有弥散的恒星星族，但它们都沿着该关系下降，具有典型的全球HI表面密度。这个解决的样本形成了一个重要的基础，更详细的研究HI分布在这个极端的河外人口。
2021-01-05 astro-ph.GA
All Puffed Up: Exploring Ultra-diffuse Galaxy Origins through Galaxy Interactions
本研究通过哈勃望远镜和甚大阵观测两颗具潮汐特征的超弥散星系，结合CFHTLS样本分析，指出潮汐作用是其弥散形态的可能成因，同时强调需更广泛巡天以明确星系相互作用的影响。
2024-12-11 astro-ph.GA
The globular clusters and star formation history of the isolated, quiescent ultra-diffuse galaxy DGSAT I
利用哈勃空间望远镜高级巡天照相机在F606 W和F814 W滤波器下的两个轨道成像，研究了孤立的静止超弥散星系DGSAT I及其球状星团（GC）系统。这是第一次在低密度环境中对UDG周围的GC进行研究。DGSAT I之前被发现拥有一个不规则的蓝色低表面亮度团块，我们确认它很可能属于星系，而不是一个偶然的投影，并代表了最近的恒星形成（${\sim}500~\mathrm{Myr}$），挑战了一些UDG形成的场景。我们选择GC候选人的颜色和幅度的基础上，并构建一个自洽的模型的GC径向表面密度分布以及背景。我们发现半数半径的$R_\mathrm{GC} = 2.7\pm0.1~\mathrm{kpc}$（更紧凑的漫射星光）和总的$12 \pm 2$ GC。GC中的总质量分数相对较高，支持超大质量的暗物质晕，这也是先前测量的高速色散所暗示的。GC延伸到比预期更高的光度，并且具有与其宿主星系颜色异常相似的颜色，具有非常窄的范围-所有这些都表明早期强烈的团簇形成爆发。这个星系的性质和起源仍然令人费解，但最有可能的情况是一个“失败的星系”，形成相对较少的恒星，其晕质量，并可能与星团UDG的大小和静止早于他们的陷落。
2022-09-20 astro-ph.GA
Discovery of a circularly symmetric extended diffuse radio emission around an elliptical galaxy with the VLA FIRST survey
本研究在VLA FIRST巡天中发现椭圆星系周围的罕见圆对称延展弥散射电源J1507+3013，其形态类似奇异射电环（ORC），是迄今已知最近、最亮的ORC候选体。
2025-06-18 astro-ph.GA
The Dragonfly Nearby Galaxies Survey. II. Ultra diffuse galaxies near the elliptical galaxy NGC 5485
我们提出了一个意外的发现，四个超弥漫星系（UDG）在集团环境。我们最近在螺旋星系M101附近发现了7个极低表面亮度的星系，使用蜻蜓长焦阵列的数据。星系的有效半径为$10"-38"$，中心表面亮度为$25.6-27.7$ mag arcsec $^{-2}$。随后，我们获得了后续的观测与$HST$，以限制这些星系的距离。即使使用$HST$ /ACS的空间分辨率，四个仍然持续未解决，这意味着距离为$D > 17.5$ Mpc。我们表明，星系是最有可能与一个背景集团在$\sim 27$ Mpc包含大质量椭圆星系NGC 5485和NGC 5473。在这个距离，星系的大小为$2.6-4.9$ kpc，被归类为UDG，类似于后发座，室女座和天炉座等星系团中发现的人口，但更加分散。在一个星系群中发现了四个UDG，这表明UDG现象并不是星系团环境所独有的。此外，它们的形态似乎不太规则的集群人口，这可能表明一个不同的形成机制或指示的阈值在表面密度低于UDG是无法保持稳定。
2016-10-05 astro-ph.GA
Still at Odds with Conventional Galaxy Evolution: The Star Formation History of Ultra-Diffuse Galaxy Dragonfly 44
基于近紫外-近红外光度学和高信噪比光谱学的同步拟合，研究了超漫射星系Dragonfly 44（DF 44）的恒星形成历史.在拟合观测结果时，我们采用了一个先进的物理模型与灵活的SFH，我们讨论的背景下，恒星星族参数之间的简并的结果。通过重建质量组装的历史与扩展的恒星形成的先验（类似于文献中的方法），我们发现，DF 44形成了90%的恒星质量的$z\sim 0.9$（$\sim 7.2$陀螺前）。相比之下，使用一个更倾向于集中恒星形成的先验（根据之前对DF 44恒星星族的研究）表明DF 44早在$z\sim 8$（$\sim 12.9$ Gyr ago）形成。无论DF 44是老的还是非常老的，SFH都意味着早期的恒星形成和快速的淬火。这一结果，加上DF 44的大尺寸和证据表明它是第一次落入后发座星系团，挑战了模拟中将所有UDG视为与典型矮种群相邻的UDG形成情景。虽然我们的结果不能证实任何特定的形成情况，但我们可以从中得出结论，DF 44经历了罕见的淬灭事件。
2022-08-23 astro-ph.GA
A Revised Velocity for the Globular Cluster GC-98 in the Ultra Diffuse Galaxy NGC1052-DF2
我们最近发表了星系NGC 1052-DF 2中发光球状星团的速度测量结果，得出的结论是它远离典型的恒星质量-晕质量关系。在这里，我们提出了一个修正的速度之一的球状星团，GC-98，和修正的速度色散测量的星系。我们发现，本征色散$σ=5.6^{+5.2}_{-3.8}$公里/秒使用近似贝叶斯计算，或$σ=7.8^{+5.2}_{-2.2}$公里/秒使用的可能性。预计仅来自恒星的色散约为7 km/s。应ApJ Letters和RNAAS编辑的要求，我们还简要评论了Martin等人最近对我们测量的分析。
2018-06-18 astro-ph.GA
A Deficit of Dark Matter from Jeans Modeling of the Ultra-diffuse Galaxy NGC 1052-DF2
超弥散星系NGC 1052-DF 2及其特殊星团群的发现，对星系与星系形成极端的暗物质晕之间的联系提出了新的问题。鉴于其星团的测量速度色散和相关的质量估计的争论，我们约束质量模型DF 2使用其观察到的运动学与晕质量的先验范围。星系服从标准恒星晕质量关系的模型与数据有矛盾，也需要一个大的中心密度核。更好的拟合时，晕质量是免费的，即使在考虑增加模型的复杂性。在我们的模型中，晕质量的先验较弱，动态质光比为$1.7^{+0.7}_{-0.5} \ M_\odot / L_{\odot, V}$，与DF 2的恒星星族估计一致。我们使用潮汐分析发现，低质量模型是一致的，与未受干扰的等照度线的DF 2。最后，我们与本群矮星系进行了比较，证明了DF 2在空间范围和相对暗物质亏损方面都是一个异常值。
2018-08-01 astro-ph.GA
Origin of the Diffuse, Far Ultraviolet Emission in the Interarm Regions of M101
我们目前的图像从太阳盲通道上的HST，解决数百个远紫外（FUV）发射恒星在两个~1千秒差距$^2$臂间区域的大设计螺旋M101。这些恒星的光度函数进行了比较，从简单的恒星形成历史的预测分布，最好的重现时，恒星形成率最近下降（过去10-50万年）。这种模式与恒星在旋臂内形成，然后流入旋臂间的区域是一致的。我们在减去所有探测到的恒星、星团和背景星系后测量漫射FUV表面亮度。一个剩余的通量被发现这两个地区，可以解释为低于我们的检测限和散射FUV光的恒星的混合。对于紧邻螺旋臂的区域，所需的散射光的量要大得多，螺旋臂是FUV光子的明亮来源。
2015-05-19 astro-ph.GA
Discovery of a red ultra-diffuse galaxy in a nearby void based on its globular cluster luminosity function
就光谱时间而言，极低表面亮度星系的距离测定是昂贵的。正因为如此，它们的距离通常是通过将这些星系与更大的结构（如星系团或星系团）联系起来来推断的，这导致了在高密度环境中选择物体的系统性偏差。在这里，我们报告发现一个红色的超弥漫星系（S82-DG-1：$r_{\mathrm{eff}}$ = 1.6千秒差距; $<μ_{g}>$ = 25.7等角秒$^{-2}$ ; $g-i$ = 0.78等）位于附近的宇宙空洞。我们利用球状星团的多波段光度函数得到了S82-DG-1的距离，为28.7 $_{-3.6}^{+4.2}$ Mpc。GTC望远镜后续的深层光谱测量得到了3353 $\pm$ 29 km s $^{-1}$的红移，这使得它与NGC 1211星系（已知最孤立的星系之一）的关联非常有可能。这两个星系的距离和红移是一致的，它们都有很高的奇特速度（$\sim$ 1000 km s $^{-1}$），并且位于半径为7 Mpc的空洞内。局部表面密度为$Σ_5 \sim 0.06$ Mpc $^{-2}$，比现场总体小一个数量级，与GAMA调查中发现的空隙相似。我们的工作表明：i）使用相关球状星团的光学地基测光来探索超漫射星系的距离的潜力很大，ii）即使在最稀疏的环境中也存在红色超漫射星系，这表明了广泛的形成机制。
2019-03-19 astro-ph.GA
The HI Gas Disk Thickness of the Ultra-diffuse Galaxy AGC 242019
超扩散星系（UDG）和矮星系一样微弱，但其大小与螺旋星系相似。已经提出了各种形成机制，其中一些可能导致不同的磁盘厚度。在本研究中，我们利用AGC 242019的高分辨HI气体图，通过联合Poisson-Boltzmann方程测量了其HI标度高度h_g和张开角h_g/R的径向分布。AGC 242019的平均HI刻度高度为<h_g>\approx 537.15 \pm 89.4 pc，平均张开角为<h_g/R> \approx 0.19 \pm 0.03。作为比较，我们还得到了14个矮不规则星样本的盘厚度。发现AGC 242019的HI盘具有与矮星相当的厚度。这表明AGC 242019不太可能经历比矮星系更强的恒星反馈，否则会导致该星系的圆盘更厚。
2022-08-26 astro-ph.GA
Atomic Gas in Blue Ultra Diffuse Galaxies around Hickson Compact Groups
我们在希克森致密星系群（HCG）附近的图像中发现了由罗曼和特鲁希略确定的蓝色超扩散星系（UDG）候选者的原子气体（HI）库。我们确认所有的天体都是有效半径Re> 1.5kpc的UDG。其中三个可能与它们投射的HCG引力束缚在一起，一个可能与最近的HCG引力束缚在一起，一个在背景中。我们测量HI质量和速度宽度为每个对象直接从光谱，并使用宽度连同UDG有效半径来估计动力学质量和晕自旋参数。蓝色UDG在HI质量-恒星质量平面上的位置与更广泛的富含气体的星系群一致，它们的HI质量和气体丰度都与它们的有效半径相关。蓝色UDG似乎是具有高自旋晕的低质量物体，尽管它们的性质不像HI搜索中发现的最微弱的漫射物体那样极端。这里提供的数据突出了单碟射电观测的潜力，用于测量光学探测到的蓝色漫射物体的物理特性。
2018-01-09 astro-ph.GA
A Virgo Environmental Survey Tracing Ionised Gas Emission (VESTIGE). VIII. Modeling ram pressure stripping of diffuse gas in the Virgo cluster spiral galaxy NGC 4330
NGC 4330是室女座星系之一，其紫外线分布显示出尾结构。在HI和H $α$发射分布中也观察到相关的尾部结构。先前的动力学模型表明，星系正在接近星系团中心，因此正在经历越来越大的冲压压力剥离。最近的恒星星族拟合的深光学光谱与多波段测光导致恒星形成时，在银盘淬火的时间的测定。我们介绍了一个新版本的动力学模型，其中包括弥漫电离气体，旨在再现HI，H $α$，UV分布连同恒星形成的历史外无气体部分的银盘。50模拟的结果与五个不同的洛伦兹时间冲压压力分布和五个不同的延迟之间的模拟开始和峰值冲压压力。包括扩散气体剥离显着改变HI，UV，和H $α$发射分布。模拟与弥漫气体剥离自然导致垂直低表面密度细丝在顺风区的星系盘。在没有扩散气体剥离的模拟中，这些细丝出现的频率较低。扩散气体剥离的模拟导致更好的联合拟合的SED和光谱。最佳再现SED和光谱的模型快照的HI、NUV和H $α$形态充分不同以允许选择最佳拟合模型。我们的结论是，包括扩散气体剥离显着提高模型和观测之间的相似性。我们的首选模型得出未来达到峰值冲压压力的时间为1.4亿年。射电连续谱和弥漫H $α$尾的空间重合表明，两个气相被剥离在一起。
2020-11-06 astro-ph.GA
Morphology and stellar populations of a candidate ultra-diffuse galaxy in early Euclid and Rubin imaging
基于 Euclid 和 Rubin 成像数据，对 ECDFS 中一个候选超弥漫矮星系进行多波段分析，通过 SED 拟合估计其年龄与金属丰度，发现近期恒星形成峰值可能通过反馈驱动膨胀促成其形成，展示了两大望远镜未来大规模表征 LSB 星系的潜力。
2025-07-16 astro-ph.GA
Ultra-diffuse galaxies: the high-spin tail of the abundant dwarf galaxy population
最近的观测揭示了存在着大量微弱的低表面亮度（SB）星系，它们似乎在附近的星系团中数量众多且无处不在，包括室女座，后发座和天炉座星系团。这些超弥散星系（UDG）具有中等恒星质量的矮星系，它们的尺寸出乎意料地大，相当于有效半径内的平均SB为$24\lesssim\langleμ_e\rangle_r\ {\rm mag}^{-1} {\rm arcsec}^2\lesssim27$。我们表明，UDG人口代表的尾巴形成的星系在矮大小的晕高于平均角动量。通过采用磁盘形成的标准模型-其中的星系的大小是由旋转的晕-我们恢复的丰富的UDG作为一个函数的主机集群质量和分布的大小内的UDG人口。根据这个模型，UDG不是失败的$L_*$星系，而是真正的矮星，它们的低SB并不是唯一与恶劣的星系团环境有关的。因此，我们预计该领域中相应丰富的UDG群体，可能具有不同的形态和颜色。
2016-03-30 astro-ph.GA
On the Origin of Diffuse Ionized Gas in the Antennae Galaxy
“银河系”（NGC 4038/39）是距离我们最近的主要相互作用星系系统，因此经常被当作合并的原型。我们提出了这个系统的第一个全面的积分场光谱数据集，观察与MUSE仪器在ESO VLT。我们涵盖了这个系统中的两个区域，表现出最近的恒星形成：中央星系的相互作用和南部潮汐尾的尖端附近的区域。在这些领域中，我们探测HII区域并将电离气体扩散到前所未有的深度。大约15%的电离气体在以前的观测活动中没有被发现。这个新探测到的微弱的电离气体在中心合并的周围到处都是可见的，并且显示出了类似的结构。我们估计扩散气体分数约为60%的中心领域和10%的南部地区。我们能够表明，南部地区包含一个显着不同的人口的HII地区，显示较暗的光度。通过比较HII区域的光度与HST目录中的年轻星团在中央领域，我们估计，有足够的莱曼连续泄漏的合并，以解释我们检测到的扩散电离气体的量。我们比较莱曼连续逃逸分数的每个HII区域对电离参数敏感的发射线的比率。虽然我们没有发现这些属性之间的系统趋势，最极端的线比似乎是密度有界电离的强指标。外推莱曼连续谱逃逸分数到南部地区，我们得出的结论是，仅仅从年轻的恒星星族的电离气体的比较，没有必要调用其他电离机制比莱曼连续谱泄漏HII区的弥漫电离气体。
2017-12-14 astro-ph.GA
The quenching and survival of ultra-diffuse galaxies in the Coma cluster
我们进行了第一次自洽的数值模拟最近发现的人口47大，微弱（超扩散）星系，推测位于后发座星系团。具有与非常大的低表面亮度系统一致的结构特性（即$μ$（g，0）$<24$ mag arcsec $^{\rm -2}$，r $_{\rm eff}$与Galaxy相当），的红色（$\langle$ g-r $\rangle$ $\sim$ 0.8）和假设这些物体的金属丰度低迫使我们考虑这样一种情况，即这些星系是不发达的星系，（$z$ $\simeq$ 2）在过密环境中的吸积抑制了进一步的生长。我们的模拟表明，这种情况下，相对于现有的观测约束，使用祖先星系模型来自标度关系，和理想化的后发座星系团的潮汐/流体动力学模型的有效性。这些对象在后发座中的明显的普遍性意味着它们构成了一个重要的星系人口，因此，我们讨论了它们的属性相对于一个$Λ$ CDM宇宙学，经典的LSB，重子物理在其早期形成的作用。
2015-07-18 astro-ph.GA
IMF-induced intrinsic uncertainties on measuring galaxy distances based on the number of giant stars: the case of the ultra-diffuse galaxy NGC 1052-DF2
表面亮度涨落（SBF）技术是一种距离测量方法，它已被应用于低表面亮度星系NGC 1052-DF 2，得到的距离约为20 Mpc，这意味着它是一个暗物质缺乏星系。我们假设在一个给定的光度阈值以上的巨星的数量来代表SBF星等。SBF星等依赖于距离，但这是退化的恒星形成历史（SFH）。利用星族合成模型，计算了不同星系范围内恒星初始质量函数、年龄、金属丰度和超星系性的恒星星族的巨星数。如果gwIMF是不变的规范IMF，则颜色中的1 $σ$（3 $σ$）不确定性允许低至12 Mpc（8 Mpc）的距离。相反，如果真正的潜在的gwIMF是综合星系范围IMF（IGIMF），那么高估低质量星系的距离将是一个自然的结果，允许NGC 1052-DF 2在1 $σ$颜色不确定度内具有11 Mpc的距离。最后，我们表明，我们的主要结论的存在偏差的SBF距离估计的影响不大，通过改变光度下限计数巨星。
2021-04-12 astro-ph.GA
Systematically Measuring Ultra-Diffuse Galaxies. VIII. Misfits, Miscasts, and Miscreants
本研究重新检查SMUDGes巡天中的7,070个候选超弥散星系，根据视觉形态进行分类，识别出并合星系、矮环星系、受潮汐影响天体及污染源，最终保留6,553个未受扰动的UDG候选者。
2025-07-09 astro-ph.GA
Ultra-diffuse galaxies in the Auriga simulations
利用御夫座高分辨率宇宙学磁流体动力学模拟研究了超弥散星系的形成。我们在模拟中识别出一个$92$ UDG样本，该样本匹配广泛的可观测量，如大小、中心表面亮度、Sérsic指数、颜色、空间分布和丰度。御夫座UDG的动力学质量与普通矮星相似。在该领域，它们起源的关键是存在于低质量暗物质晕中的星系大小和晕自旋参数之间的强相关性。场UDG形成于暗物质晕中，与场中的正常矮星相比具有更大的自旋，与先前的半分析模型一致。另一方面，卫星UDG有两种不同的起源：其中$\sim 55\%$在被吸积之前形成为场UDG;其余的$\sim 45\%$是正常的场矮星，随后由于潮汐相互作用而变成UDG。
2019-10-19 astro-ph.GA
Spectroscopy of Ultra-diffuse Galaxies in the Coma Cluster
利用大双筒望远镜上的多目标双摄谱仪对后发座星系团附近的5个超漫射星系进行了光谱观测。我们确认其中4个是该星系团的成员，使光谱学确认的系统数量增加了五倍。与先前确认的大（投影半光半径$>$ 4.6 kpc）UDG，DF 44一样，我们的目标系统都具有投影半光半径$> 2.9$ kpc。因此，我们用光谱法证实了后发座星系团中有一群物理上很大的UDG。剩余的UDG位于现场，在集群后面大约$45$ Mpc。我们观察到Balmer和Ca II H & K吸收线在我们所有的UDG光谱。通过比较堆叠的UDG光谱与恒星星族合成模型，我们得出结论，平均而言，这些UDG是由贫金属星（[Fe/H] $\lesssim -1.5$）。我们还发现了第一个UDG与[OII]和[OIII]的发射线在集群环境中，这表明，并不是所有的集群UDG是没有气体和电离辐射源。
2017-03-06 astro-ph.GA
Complex organic molecules in diffuse clouds along the line of sight to Sgr B2
到目前为止，大多数相对简单的分子已被发现在星际弥漫分子云在我们的星系，但更复杂的物种已被报道在弥漫/半透明介质的z = 0.89的螺旋星系。利用阿塔卡玛大型毫米/亚毫米波阵列（ALMA）的高灵敏度和角分辨率，我们的目标是沿着Sgr B2（N）的视线在弥漫的分子云中寻找复杂的有机分子。我们使用作为与ALMA进行的EMoCA调查的一部分获得的数据。为了分析Sgr B2（N）中超紧凑HII区域K4检测到的分子的吸收特征，我们计算了这些分子的合成光谱，并拟合了它们的柱密度、线宽、质心速度和激发温度。本文报道了在银河系中心（GC）弥散云中检测到CH 3OH、CH 3CN、CH 3CHO、HC 3 N和NH 2CHO，在盾臂弥散云中检测到CH 3OH和CH 3CN，发现其中一个GC弥散云的化学成分与z=0.89的旋涡星系弥散/半透明介质的化学成分相似。扩散分子ISM中导致化学复杂性的化学过程似乎自z=0.89以来保持相似。正如先前的研究所提出的，扩散分子云中存在的COMs可能是由于扩散和致密状态之间云收缩和膨胀的周期性星际过程。
2017-08-24 astro-ph.GA
How to Interpret Measurements of Diffuse Light in Stacked Observations of Groups and Clusters of Galaxies
星系群和星系团内的漫射光为大质量宇宙结构的生长提供了宝贵的见解。在这种背景下，星系群特别有趣，因为它们代表了星系晕和大质量星系团之间的联系。然而，低表面亮度使得它们的漫射光非常难以单独检测。堆叠许多组是一个有前途的替代方案，但它的物理解释是复杂的漫射光剖面与其他组属性的可能系统变化。另一个问题是对群体中心的选择往往模棱两可。我们探索这些挑战使用模拟观测497星系群和星系团的晕质量从$~ 10^{12} \textrm{M}_{\odot}$到$1.5 \times 10^{15}\textrm{M}_{\odot}$在红移$0.1$从绣球宇宙学流体动力学模拟。在至少有5个星系的恒星质量超过$10^{9} \textrm{M}_{\odot}$的星系群中，有18%的星系群中，$r$波段最亮的星系不是引力势中心的星系;视线投影占了这些情况的一半。偏心并没有显着影响合奏平均质量密度分布或表面亮度分布为我们的样本：即使在模糊的中心晕，不同的中心选择导致只有1%的变化，总比例的漫射组内光，$f_{\textrm{IGL}}$。我们发现$f_{\textrm{IGL}}$与中心星系团的光度和晕质量有很强的相关性。因此，在中央星系光度的狭窄区域中堆叠星系群将使信号的物理解释比在广泛的质量范围内组合系统更直接。
2022-11-19 astro-ph.GA
