The Draco Dwarf Spheroidal Galaxy in the First Year of DESI Data
本研究利用DESI第一年数据分析了天龙座矮椭球星系恒星的空间分布、运动学和金属丰度，识别出155颗成员星，发现其金属丰度梯度特征，并在潮汐半径外发现8颗成员星。
2025-10-12 astro-ph.GA
The Chemical Evolution of the Draco Dwarf Spheroidal Galaxy
我们提出了一个丰富的分析的基础上选择跨越整个范围的天龙座矮球状星系的金属丰度的8颗恒星的高分辨率光谱。我们发现样品星的[Fe/H]在-1.5到-3.0 dex之间。结合我们的样品与先前发表的工作，共14个发光的天龙座巨星，我们表明，丰度比[Na/Fe]，[Mg/Fe]和[Si/Fe]的天龙座巨星重叠的星系晕巨人在最低的[Fe/H]探测，但显着较低的铁金属量天龙座恒星。对于爆发性α元素Ca和Ti，[Fe/H] > -2.4 dex的天龙座巨星的丰度比近似恒定，并且略低于太阳，远低于星系晕星的特征值。s过程对重元素产生的贡献开始于比星系晕低得多的Fe金属丰度。使用玩具模型，我们比较的行为的丰度比内的样本的天龙座巨星与那些从文学的银河系球状星团，船底座和Sgr dSphgalaxies。这些差异似乎与重元素积累的时间有关，其中天龙星的速度最慢。我们注意到在我们的样品中存在一个[Fe/H] < -3.0 dex的天龙座巨星，并重申内星系晕可能是由早期的银河系卫星星系吸积和年轻的球状星团溶解形成的，而外晕可能是由后来的卫星星系吸积形成的。
2009-06-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Narrowband Ca Photometry for Dwarf Spheroidal Galaxies. I. Chemostructural Study on Draco, Sextans, and Canes Venatici I
银河系的几十个矮卫星星系已经被发现，它们通常被视为我们银河系的剩余组成部分。后续的光谱分析显示矮星系的金属丰度有相当大的分布。提出了几种方案来解释金属丰度的传播，这可以通过具有不同金属丰度的恒星子种群的结构模式来测试。然而，这种化学加结构的研究，我们称之为“化学结构研究”，由于缺乏具有光谱金属丰度的恒星而受到阻碍。在这里，我们提出了钙$-$ $by$测光作为一种替代方法，以确保金属丰度为2 $-$ 3个数量级的恒星样品比光谱样品，从而使我们能够进行矮星系的化学结构研究。特别是，我们使用$hk$指数[ $\equiv($ Ca $-b)-(b-y)$ ]，其作为红巨星分支恒星的光度金属丰度指示器（和对年龄的粗糙不敏感性）的有效性通过银河系球状星团得到了支持，并使用Subaru/Suprime-Cam观测了三个矮球状星系$-$ Draco，Sextans和Canes Venaeal I（CVnI）$-$。我们发现在所有的星系中，富金属的恒星星族比贫金属的恒星族更集中，这表明星系的中心区域经历了扩展的恒星形成。六分仪和CVnI的这种负径向金属丰度梯度与传统的光谱结果相反。我们还发现，它们的金属丰度分布函数（MDFs）的特点是由一个单峰，偏高斯形状的金属丰富的峰值和金属穷人的尾巴。根据矮星系形成理论，讨论了它们的化学结构和结构特征。
2020-01-30 astro-ph.GA
$J$-factor estimation of Draco, Sculptor and Ursa Minor dwarf spheroidal galaxies with the member/foreground mixture model
矮球状星系是目前宇宙中寻找暗物质的间接探测实验的理想目标。为了稳健地预测源自dSphs内部DM湮灭的信号通量的量，DM分布以及dSphs的$J$因子的精确确定是特别重要的。在这项工作中，我们估计天龙座，玉夫座和小熊座dSphs的改进的统计方法，其中前景星和dSphs成员星同时考虑。我们定义的似然函数的方法作为所谓的条件之一，以消除观测恒星数据的采样偏差。这种改进的方法使我们能够估计DM分布和$J$-因素的dSphs直接从观测到的恒星数据污染的前景星，而不施加严格的成员资格标准的测量量。
2020-02-12 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
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
Stellar Variability and Distance Indicators in the Near-infrared in Nearby Galaxies. I. RR Lyrae and Anomalous Cepheids in Draco dwarf spheroidal
本文利用近红外多历元测光首次推导天龙座矮球状星系中天琴座RR型星和异常造父变星的周期-光度关系，并据此获得该星系迄今最精确的距离81.55 kpc。
2024-04-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Proper Motion of the Draco Dwarf Galaxy from Subaru Suprime-Cam Data
我们已经测量了天龙座矮球状星系的绝对自行使用斯巴鲁Suprime-Cam图像在三个时代，与时间基线的4.4和7年。自行研究的星等极限是i=25，因此可以使用数千个背景星系和天龙座恒星来进行广泛的天体测量测试，并推导出对惯性参考系的修正。由此导出的自行为（μ_α，μ_δ）=（-0.284 +-0.047，-0.289 +-0.041）mas/yr。这一运动意味着天龙座的轨道是接近近心点的$\sim 20$千秒差距;这是一个有点破坏性的轨道，表明潮汐可能是天龙座在视线速度研究中看到的速度-色散曲线上升的原因。这个轨道与天龙星在银河系卫星的巨大极地结构中的成员资格只有很小的一致性，而最近的HST自行测量发现它很可能是一条直线。我们的研究是一个测试案例，以证明具有适当分辨率的马赛克相机的深度成像可用于高精度，基于地面的自行测量。作为一个有用的副产品的研究，我们还确定了两个微弱的棕矮星候选人在前景领域。
2016-06-03 astro-ph.GA
Enrichment in r-process elements from multiple distinct events in the early Draco dwarf spheroidal galaxy
卫星星系中元素丰度的恒星记录对于确定r-过程的起源很重要，因为这样一个小的恒星系统可能发生过一次r-过程事件，这将通过r-过程元素丰度的显著差异来区分事件前后形成的成员星，就像在超微弱矮星系网状座II（Ret II）中发现的那样。然而，这些系统的有限质量使我们无法从单个卫星中收集足够数量的恒星信息。因此，目前还不清楚是否在Ret II中发现了一个显着的r-过程富集事件，解释了r-过程丰度的性质，或者是一个例外。我们对天龙座矮星系中12颗贫金属星的r过程丰度进行了高分辨率光谱测量，测量范围为-2.5<[Fe/H]<-2。我们发现，这些恒星被分成两组的r-过程丰度不同的一个数量级。一组具有高丰度r-过程元素的恒星是由一个单一的r-过程事件形成的，对应于Ret II中证明的事件。另一方面，低r-过程丰度组是由另一个零星的富集通道产生的少得多的r-过程元素，这是第一次明确确定。因此，我们确定了两个人口的恒星具有不同的r-过程的丰度，这是建立在两个r-过程的事件，丰富的气体在不同的水平超过一个数量级。
2017-11-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Constraints on the r-process Delay Time from Dwarf Spheroidal Galaxies
University of Notre Dame（圣母大学）；Amherst College（阿默斯特学院）
本研究通过拟合矮椭球星系的恒星丰度，发现中子星并合不能作为 r 过程的唯一来源，需即时 r 过程源，且理论 r 过程产额高估 Sr、Y 生成达 100 倍。
2026-10-14 astro-ph.GA
Andromeda XXIX: A New Dwarf Spheroidal Galaxy 200kpc from Andromeda
我们报告发现了一个新的矮星系，仙女座XXIX，使用最近发布的斯隆数字巡天DR 8的数据，并证实了双子座北望远镜多目标光谱成像数据。XXIX看起来是一个矮球状星系，在天空中与M31的距离略大于15度，从红巨星分支的尖端推断的距离为730 kpc +/-75kpc，相当于与M31的三维距离在205 kpc和227 kpc之间（接近M31的维里半径）。它的绝对星等是通过与天龙座矮椭球的红巨星分支光度函数比较确定的，M_V = -8.3+/-0.4。XXIX的恒星星族似乎与天龙座非常相似;因此，我们估计XXIX的金属丰度为[Fe/H] \sim-1.8。And XXIX的半光半径为360 pc +/-60pc，椭圆率为0.35+/-0.06，是银河系和M31在这个绝对星等范围内的典型矮卫星。
2011-10-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
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
HSTPROMO Internal Proper Motion Kinematics of Dwarf Spheroidal Galaxies: I. Velocity Anisotropy and Dark Matter Cusp Slope of Draco
本研究利用HST多年成像数据结合视向速度，首次获得天龙座矮星系的径向分辨三维速度弥散剖面，通过扁球轴对称Jeans方程推断其暗物质密度斜率符合ΛCDM的尖峰预言，并约束了自相互作用暗物质截面。
2024-07-10 astro-ph.CO 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
The Study of Detailed Morphology of Milky Way Dwarf Galaxies: Draco and Boötes I
The Graduate University for Advanced Studies, SOKENDAI（高级研究院）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；Hosei University（法政大学）
本研究利用深度成像数据比较银河系矮球状星系天龙座与牧夫座I的外部恒星结构，发现牧夫座I存在潮汐尾迹象，而天龙座保持紧凑，表明潮汐响应受轨道历史和暗物质晕结构影响。
2026-10-15 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 case for a cold dark matter cusp in Draco
我们使用一种新的质量建模方法，GravSphere，测量天龙座矮球状星系的中心暗物质密度分布。天龙座的恒星形成在很久以前就停止了，这使它成为一个“原始”暗物质尖端的主要候选者，在星系形成期间不受恒星反馈的影响。我们首先在一组潮汐剥离的模拟“Draco”状矮人上测试GravSphere。我们表明，我们能够正确地推断的暗物质密度分布的尖和核心模拟在我们的95%的置信区间。虽然我们只得到一个弱的推断，这些密度分布的对数斜率，我们能够得到一个强大的推断的幅度内暗物质密度在150 pc，$ρ_{\rm DM}(150\,{\rm pc})$。我们表明，结合在较大半径的密度分布的约束，这是足以区分$Λ$冷暗物质（$Λ$ CDM）尖$-$，$ρ_{\rm DM}(150\,{\rm pc}) > 1.8 \times 10^8\,{\rm M}_\odot \,{\rm kpc}^{-3}$ $-$从替代暗物质模型，具有较低的内部密度。然后，我们将GravSphere应用于真实的Draco数据。我们发现天龙座内部的暗物质密度为$ρ_{\rm DM}(150\,{\rm pc}) = 2.4_{-0.6}^{+0.5} \times 10^8\,{\rm M}_\odot \,{\rm kpc}^{-3}$，与$Λ$ CDM尖点一致。使用速度无关的SIDM模型，校准$Λ$ SIDM宇宙学模拟，我们…
2019-04-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Deep XMM Observations of Draco rule out at the 99% Confidence Level a Dark Matter Decay Origin for the 3.5 keV Line
我们在矮球状星系Draco的深度，~1.6 Msec XMM-牛顿观测中寻找能量约为3.5 keV的X射线线。在MOS或PN探测器中均未发现线路。在这个能量范围内的数据是完全一致的一个单一的，展开的幂律模型的粒子背景，这在这些能量占主导地位，加上仪器线;添加一个~3.5 keV的线功能没有改善的拟合。线通量的相应上限排除了在星系团观测中发现的3.5 keV线和在银河系中心大于99% C. L.的暗物质衰变起源。
2016-03-09 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
A multi-epoch kinematic study of the remote dwarf spheroidal galaxy Leo II
我们在MMT上使用Hectochelle对狮子座II矮星系方向的336颗红巨星进行了大型光谱调查，并根据其径向速度和表面重力得出结论，其中175颗是成员。在这组恒星中，有40颗以前从未被光谱观测过。矮星的系统速度为78.3 ± 0.6 km/s，速度色散为7.4 ± 0.4 km/s。我们确定一个明星超出潮汐半径狮子座II，但没有发现签名的均匀旋转，运动学不对称，或流。这些恒星的金属丰度梯度为-1.53+-0.10 dex/kpc，平均金属丰度为-1.70+-0.02 dex。也有证据表明存在两种不同的化学动力学群体，但信号很弱。需要更大的恒星样本来验证这一特征。
2017-02-28 astro-ph.GA
CO in the Draco Nebula: The Atomic-Molecular Transition
本文测绘了Draco星云IVC的CO发射，结合远红外和HI数据分析了H2分布与氢分子分数，发现CO高度成团且动力学支持超音速湍流耗散模型，并预测了其与星际介质合并及恒星形成的演化前景。
2024-06-03 astro-ph.GA
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
Sagittarius II, Draco II and Laevens 3: three new Milky Way satellites discovered in the Pan-STARRS 1 3pi Survey
我们提出了三个新的银河系卫星的发现，从我们的搜索紧凑的恒星超密度在光度表的全景巡天望远镜和快速响应系统1（泛星1，或PS1）3 PI调查。第一颗卫星Laevens 3位于日心距离d=67+/-3千秒差距。它的总星等为Mv=-4.4+/-0.3，半光半径rh=7+/-2 pc，其性质类似于外晕球状星团。第二个系统是天龙座II/莱温斯4（Dra II），是一个较近较暗的卫星（d~20 kpc，Mv =-2.9+/-0.8），其不确定的大小（rh = 19 +8/-6 pc）使其在没有运动学信息的情况下很难分类;它可能是一个暗淡而延伸的球状星团，也可能是一个暗淡而致密的矮星系。第三颗卫星是人马座II/Laevens 5（Sgr II），它的性质不确定，因为它要么是最紧凑的矮星系，要么是光度范围内最大的球状星团（rh = 37 + 9/-8 pc，Mv=-5.2+/-0.4）。在67+/-5 kpc的日心距离，这颗卫星非常接近人马座矮球状星系（Sgr dSph）后面人马座恒星流的拖曳臂的预期位置。如果通过光谱学的后续研究得到证实，这种联系将定位到人马座恒星流的这部分拖曳臂，这部分到目前为止还没有被发现。这进一步表明，Sgr II是作为Sgr dSph的卫星被带入银河系晕的。
2015-10-31 astro-ph.GA
Forecasts on the Dark Matter Density Profiles of Dwarf Spheroidal Galaxies with Current and Future Kinematic Observations
利用球面Jeans方程和Fisher矩阵理论对一个典型的银河系矮球状星系的质量分布进行了参数不确定性预测。我们表明，径向速度测量1000个单独的恒星可以约束的dSPH的有效半径内包含的质量在5%以内。这与从当前观测数据中提取的约束条件一致。我们证明，一个最小的样本100，000（10，000）星的径向和自行的测量是必要的，以区分尖形或核心内斜率在2-西格玛（1-西格玛）的水平。如果使用在半光半径处测量的对数斜率作为区分核心或尖点斜率的代理，则仅需要1000个视线和自行测量，然而，我们表明这种半径的选择并不总是明确区分核心和尖点轮廓。一旦观测误差低于本征色散值的一半，提高观测精度几乎不会改变密度分布的不确定性。当系统中的恒星数量小于100时，在我们的轮廓形状分析中先验的选择起着至关重要的作用，但不会影响较大的运动学样本所产生的不确定性。我们预测的2D置信区域与来自Gaia Challenge的模拟运动学数据集的全似然分析结果一致，验证了我们的Fisher预测。我们的方法是灵活的，使我们能够预测密度分布的不确定性，为广泛的当前和未来的运动数据集。
2021-12-09 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
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 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
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
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
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
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 effect of tides on the Fornax dwarf spheroidal galaxy
矮球状星系（dSphs）的质量分布和暗物质（DM）含量的估计通常是在这样的假设下得出的：在运动学数据集探测的径向范围内，宿主星系的潮汐场的影响可以忽略不计。我们评估这一假设的影响，在特定的情况下，天炉座dSph的N体模拟的卫星绕银河系运行。我们认为观测动机的轨道，我们定制的卫星的恒星和DM的初始分布相匹配，在模拟结束时，观察到的结构和运动学的天炉座。在我们所有的模拟中，现今可观测到的天炉座的性质并没有受到潮汐效应的显著影响。DM分量会因与银河场的相互作用而改变（在1.6 kpc范围内，DM质量的20%会丢失），但恒星分量的结构和运动学即使在更偏心的轨道上也只受到轻微的影响（超过99%的恒星粒子仍然束缚在矮星上）。在成功重现天炉座观测数据的模拟中，1.6千秒差距内的暗亮质量比在5-6的范围内，如果在3千秒差距内测量，则高达16-18。
2015-09-08 astro-ph.GA
Dynamical models of spheroidal multi-component stellar systems
我们提出了一个显着改进的版本，我们的数值代码JASMINE，现在可以解决的Jeans方程的轴对称模型的恒星系统，由任意数量的恒星星族，一个暗物质晕，和一个中央黑洞。恒星的组成部分可以有不同的结构（密度分布，扁平，质量，尺度长度），动力学（旋转支持，速度色散各向异性）和人口（年龄，金属丰度，初始质量函数，质光比）属性。这些模型，当与观测相结合，将允许调查的重要问题，如量化IMF的变化，质量-光比梯度，和不同的恒星运动学组件（如反向旋转盘，运动学解耦的核心）上的光度加权属性的系统性影响。发展的分析和数值框架的目的是建模早型星系，但它也可以适用于矮球状星系和球状星团。
2019-09-24 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
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
Before the Bar: Kinematic Detection of A Spheroidal Metal-Poor Bulge Component
我们提出了947径向速度的RR天琴座变星在四个领域位于朝向银河系的隆起，正在进行的隆起RR天琴座径向速度测定（BRAVA-RR）的数据内观察。我们表明，这些RR Lyrics明星表现出热运动学和零或可忽略的旋转，因此是一个单独的人口的成员从酒吧/pseudoblugge，目前占主导地位的质量和光度的内银河系。我们的RR型天琴座星早于这些结构，并具有金属丰度，运动学和空间分布与“经典”的隆起一致，尽管我们还不能完全排除它们是更富金属（[Fe/H] ~ -1 dex）的Halo-bulge种群的贫金属尾部的可能性。BRAVA-RR星的径向速度的完整目录也以电子方式出版。
2016-03-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Central stellar depletion in the Draco dwarf from Subaru photometry
Institute for Astronomy, University of Edinburgh（爱丁堡大学天文研究所）；Royal Observatory, Blackford Hill, Edinburgh EH9 3HJ, UK（英国爱丁堡黑门山皇家天文台）；Astronomical Science Program, The Graduate University for Advanced Studies, SOKENDAI（日本国立综合研究大学院大学天文学科学项目）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；Institute of Corpuscular Physics (IFIC), CSIC–Universitat de València（瓦伦西亚大学-CSIC粒子物理研究所）；VALER, Calle Mayor, 83, 1, 12001 Castellón de la Plana, Spain（西班牙卡斯特利翁德拉普拉纳大街83号1单元VALER）
研究通过斯巴鲁测光分析天龙座矮星系，发现其存在中心恒星耗竭的特征，该特征或反映真实物理结构，而非观测拥挤效应。
2026-10-09 astro-ph.GA astro-ph.IM
A Glimpse of Satellite Galaxies in the Milky Way with the 2.5-meter Wide Field Survey Telescope (WFST): Bootes III and Draco
本研究使用WFST对银河系卫星星系Bootes III和Draco进行深度成像，结合PS1和Gaia数据推导恒星自行，发现自行不随光度变化，并证实Bootes III是Styx流前身星系的束缚残骸。
2025-06-26 astro-ph.GA
Globular Clusters Lost by the Sagittarius Dwarf Spheroidal Galaxy
在这项工作中，进行了搜索属于人马座（Sgr）潮汐流的球状星团的空间位置，径向速度相对于银河系静止标准（V_{GSR}），自行和比率的“年龄-金属丰度”（[Fe/H]）的分析球状星团和潮汐流中的恒星。结果，得到了三类球状星团：A --最肯定在流中：Terzan 8，Whiting 1，Arp 2，NGC 6715，Terzan 7，NGC 12; B --运动学异常：NGC 5904，NGC 5024，NGC 5053，NGC 5272，NGC 288; C --最低等级的候选者：NGC 6864，NGC 5466，NGC 5897，NGC 7492，NGC 4147。
2021-05-20 astro-ph.GA
Kinematics of the Sagittarius Dwarf Spheroidal core: A 5D Analysis for a 6D Methodology with Gaia DR3
本研究利用Gaia DR3数据，通过5D相空间分析人马座矮椭球星系核的运动学，发现其轨道呈切向偏向，并预测6D数据将显著提升暗物质密度斜率与速度各向异性的测量精度。
2025-07-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
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 structure of Andromeda II dwarf spheroidal galaxy
详细分析了仙女座II（和II）矮球状星系中两种不同星族的空间分布和运动学性质。我们获得了它们详细的表面密度图，以及它们的径向密度分布。这两个种群不仅在年龄和金属丰度上不同，而且在空间分布和运动学上也不同。老恒星（$\gtrsim 11$ Gyr）遵循一个圆形的分布，很好地拟合了截断的密度剖面。这些恒星围绕着星系的投影光学主轴旋转，视线速度为$v_{los}(r_h) = 16 \pm 3$ km s $^{-1}$，速度梯度为$2.06 \pm 0.21$ km s $^{-1}$ arcmin $^{-1}$。中等年龄的恒星（$\lesssim 9$ Gyr）集中在星系的中心，并形成一个沿着投影光学主轴延伸的细长结构。这个结构似乎旋转的速度梯度为$2.24 \pm 0.22$ km s $^{-1}$ arcmin $^{-1}$，并围绕光学短轴。两个种群的旋转中心和动力学位置角（PA $_{\rm kin}$）不同。对于中等年龄的恒星，我们得到了PA $_{\rm kin} = 18^\circ \pm 2^\circ$和老的PA $_{\rm kin} = 63^\circ \pm 3^\circ$在良好的协议与光度PA从等值线拟合到光度。我们的结论是，这两个恒星的人口可能没有完全放松，因此是合并的结果发生在红移$z\sim 1.75$。
2017-05-15 astro-ph.GA
Evidence of enrichment by individual supernova from elemental abundance ratios in the very metal-poor dSph galaxy Bootes I
目的：我们建立了平均金属丰度从高分辨率光谱最近发现的矮球状星系牧夫座我和测试是否是一个共同的特点，超微弱的矮球状星系显示出不均匀的化学演化的迹象（例如，在武仙座矮球状星系）。研究方法：我们分析高分辨率，中等信号噪声光谱的7红巨星在牧夫座I dSph星系使用标准的丰度分析技术。特别是，我们假设当地的热力学平衡，并采用球形模型的大气和代码，考虑到恒星的球形度时，计算元素丰度。结果：我们确认先前确定的平均金属丰度的牧夫座I矮球状星系是-2.3德克斯。虽然有五颗恒星聚集在这个金属丰度周围，但其中一颗金属丰度明显更低，为-2.9 dex，另一颗金属丰度更高，为-1.9 dex。此外，我们发现其中一颗恒星Boo-127显示出极高的[Mg/Ca]比，表明dSph星系内的随机富集过程。类似的结果以前只在武仙座和天龙座dSph星系中发现过，到目前为止，似乎是这种类型星系所独有的。
2009-10-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Stellar Kinematics of the Andromeda II Dwarf Spheroidal Galaxy
我们目前的运动学配置文件和金属丰度的M31矮球状（dSph）卫星星系仙女座II（和II）的基础上凯克DEIMOS光谱的531红巨星分支星。我们的运动学样本是所有M31卫星中最大的，并延伸到两个有效半径（r_eff = 5.3' = 1.1 kpc）。系统平均速度为-192.4 ± 0.5 km/s，平均速度色散为sigma_v = 7.8 ± 1.1 km/s。当AndII的长轴自转速度接近于零（<1 km/s）时，其短轴自转非常显著，最大自转速度v_（max）=8.6 ± 1.8km/s。我们发现一个运动学主轴，最大自转速度v_max=10.9 ± 2.4km/s，与等照度主轴偏离67度。因此，II是第一个有证据证明其近长轴旋转的矮星系，v_max/sigma_v = 1.1，尽管考虑到它的椭圆率为0.10，这个物体可能是三轴的。我们测量了我们数据的子样本的金属丰度，发现平均金属丰度[Fe/H] = -1.39+- 0.03 dex，内部金属丰度分散度为0.72+-0.03 dex。我们发现一个径向金属丰度梯度与富含金属的恒星更集中，但没有观察到一个显着的差异，两个金属丰度人口的动态。II是唯一已知的矮星系，显示短轴旋转，使其成为一个独特的系统，其存在提供了重要的线索，对负责形成dSphs的过程。
2012-09-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Environmental mechanisms shaping the nature of dwarf spheroidal galaxies; the view of computer simulations
我们回顾了在过去十年中进行的数值工作的环境机制的作用，在塑造已知的最微弱的星系，矮椭球体（dSphs）的性质。特别是，我们讨论了一个模型，其中dSphs起源于气体占主导地位的，盘状的矮星，几十亿年前的大规模星系吸积。在$z > 1$，当宇宙紫外线电离通量比今天高得多，因此能够保持矮星中的气体温暖和扩散时，矮星通过冲压压力和潮汐力迅速剥离其重子，产生非常暗物质占主导地位的天体，其恒星形成历史被截断，如Draco dSph。在这些低金属量的天体坠落之前，恒星形成效率很低，这对于保持它们的圆盘气体占主导地位至关重要，直到剥离开始。{ \it因此，气体剥离与低效的恒星形成提供了一种新的反馈机制，可替代光蒸发或超新星反馈，在矮星系形成和演化中发挥着至关重要的作用}。潮汐引起的不稳定性，被称为“潮汐搅动”，把幸存的恒星盘变成了一个球体。此外，我们根据这种情况研究了新发现的超微弱dSphs的特性，并认为它们可能属于不同的低质量矮卫星群。这些化石大多是由再电离作用而不是环境机制形成的，因此是“再电离化石”的良好候选者。我们讨论的形态变换的情况下的子结构问题的影响。（节录）
2009-09-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Signatures of dark subhaloes in dwarf spheroidal galaxies: II. Transient and localised kinematic features
Institute for Astronomy, University of Edinburgh（爱丁堡大学天文研究所）；Royal Observatory, Blackford Hill, Edinburgh（皇家天文台）；Institute of Corpuscular Physics (IFIC), CSIC–Universitat de València（粒子物理研究所（IFIC），西班牙国家研究委员会-巴伦西亚大学）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；Center for Astrophysical Sciences, The William H. Miller III Department of Physics & Astronomy, Johns Hopkins University（约翰霍普金斯大学天体物理学中心威廉H米勒三世物理与天文学系）；McWilliams centre for Cosmology and Astrophysics, Department of Physics, Carnegie Mellon University（卡内基梅隆大学物理学院麦克休斯宇宙学与天体物理中心）
本研究通过N体模拟发现暗物质次晕遭遇会在矮球状星系中产生瞬态、局部的旋转样运动学特征，其功率谱可量化空间尺度，为探测暗物质次结构提供群体级诊断工具。
2026-09-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
A kinematic study of the Andromeda dwarf spheroidal system
我们提出了一个均匀的红巨星分支恒星的运动学分析内18的28仙女座矮球状（dSph）星系，获得使用凯克I LRIS和凯克II DEIMOS摄谱仪。基于它们的g-i颜色（用CFHT MegaCam成像仪拍摄），在天空中的物理位置和径向速度，我们将dSph成员资格的概率分配给每个观察到的恒星。利用这些信息，速度色散，中心质量和中心密度的暗物质晕计算这些对象，并与银河系dSph人口的属性进行比较。我们还测量了每个M31 dSph成员星的平均金属丰度（[Fe/H]），发现它们与银河系中观测到的[Fe/H]随光度降低的趋势一致。我们发现我们研究的三个M31 dSphs在它们的中心速度色散方面表现为显著的异常值，XIX，XXI和XXV，它们都具有大的半光半径（>700 pc）和低的速度色散（sigma_v<5 km/s）。此外，And XXV在其半光半径范围内的质光比仅为[M/L]_{half}=10.3^{+7.0}_{-6.7}，这使得它与一个简单的恒星系统相一致，在其1 sigma不确定度范围内没有明显的暗物质成分。我们认为，这些异常值的暗物质晕的结构已被潮汐显着改变。
2013-02-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark Matter in Draco and Boötes I: Hints of a Core in an Ultra-Faint Dwarf from Simulation-Based Inference
Northwestern University（西北大学）；NSF-Simons AI Institute for the Sky（NSF-Simons 天空人工智能研究所）；Kavli Institute for Astrophysics and Space Research, Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院卡弗里天体物理与空间研究研究所）；NSF AI Institute for Artificial Intelligence and Fundamental Interactions（NSF 人工智能与基本相互作用研究所）；Department of Astronomy and Astrophysics, University of Toronto（多伦多大学天文与天体物理系）；Department of Physics, University of Surrey（萨里大学物理系）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利群岛天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉帕尔马大学）；Center for Interdisciplinary Exploration and Research in Astrophysics, Northwestern University（西北大学天体物理学跨学科探索与研究中心）；Department of Physics & Astronomy, Northwestern University（西北大学物理与天文学系）；National Institute of Technology, Sendai（仙台国立技术学院）
提出GraphNPE方法，利用模拟推断和视线速度高阶矩打破质量-各向异性简并，从恒星运动学中无偏提取暗物质密度轮廓，应用于Draco和Boötes I，发现Boötes I的密度轮廓与核状一致。
2026-06-26 astro-ph.GA astro-ph.HE
Non-sphericity of ultralight axion dark matter haloes in the Galactic dwarf spheroidal galaxies
超轻轴子暗物质是解决小尺度问题，特别是核尖点问题的可能方案之一。这是因为暗物质可以在所有暗物质晕中产生一个中心孤子核心，这是由于德布罗意波长以下的量子压力对抗重力，这在轴子质量范围为$\sim10^{-22}$ eV的天体物理尺度上变得明显。在这项工作中，我们应用我们的非球形动力学模型的运动学数据的8个经典矮椭球体（dSphs），以获得更可靠和现实的限制，对中微子质量。这是由于dSphs的光分布不是球形的，也不是暗物质模拟预测的暗物质晕的形状。与以往的球形质量模型下的暗暗物质研究相比，由于非球形度的不确定性，我们的结果比那些约束条件更宽松。另一方面，值得注意的是，我们发现dSphs更喜欢有一个扁平的暗物质晕，而不是一个球形的，特别是天龙座喜欢一个强烈拉长的暗物质晕天真地假设一个孤子核心的配置文件。此外，我们随之而来的非球形核心的配置文件是更平坦的比数值预测的基础上的暗物质，即使仍然有不确定性的估计暗物质晕结构。为了减轻这种差异，可能需要进一步了解小质量尺度上的重子和/或重暗物质物理。
2019-12-04 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
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
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
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
A Troublesome Past: Chemodynamics of the Fornax dwarf spheroidal
我们提出了令人信服的证据的复杂性天炉座矮球体。通过解开红巨星分支中的三个不同的恒星亚群，我们能够详细研究运动学和金属丰度之间的依赖关系。一个定义明确的速度分散，空间浓度和金属丰度的排序是显而易见的亚群。我们还提出了老年人和中年人的角动量矢量之间的显着不一致的证据。根据HST对天炉座自行的测量，这对应于反向旋转。这些成分被用来构建一个新的天炉座矮球状体的进化历史，其特征是一个绑定对后期合并。
2012-08-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
