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
Constraints on MACHO Dark Matter from Compact Stellar Systems in Ultra-Faint Dwarf Galaxies
我表明，最近发现的超暗矮星系波江座II的中心附近的星团提供了强大的约束质量的致密晕天体（MACHO）的>~5 M_sun作为暗物质的主要组成部分。超新星暗物质会动态地加热星系团，使其体积变大，速度变快，直到溶解在宿主星系中。致密超暗矮星系中的恒星本身也会受到同样的动力学加热;至少有10个这样的星系存活下来，这对质量>~10 M太阳的100暗物质产生了独立的限制。Eri II星团和致密超暗矮星的特征是恒星质量只有几千个太阳质量，半光半径分别为13 pc（星团）和~30 pc（超暗矮星）。这些系统关闭了~20- 100 M_sun的窗口，允许100 M_sun的暗物质，并结合现有的限制，从微透镜，宽双星，磁盘运动学，以排除暗物质完全组成的MACHO从~10 $^{-7}$ M_sun到任意高的质量。
2016-06-09 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Probing the faint end of simulated galaxy counts at z>3
INAF - Osservatorio Astronomico di Roma（意大利国家天体物理研究所罗马天文台）
通过对比模拟与观测的星系计数，发现 z>3 处存在暗端缺失，归因于模拟对致密星系的产生不足，需改进早期恒星形成、反馈和尘埃模型。
2026-05-27 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Ultra-faint high-redshift galaxies in the Frontier Fields
通过结合宇宙学模拟和前沿场透镜模型，我们发现在最乐观的情况下，像$m \approx 33 - 34$（AB星等为$1.6 \rm μm$）这样微弱的星系在前沿场中也能被探测到。这种微弱的星系托管的质量$\sim10^9 M_\odot$的暗物质晕和主导的电离光子预算超过目前观察到的明亮星系，从而允许第一次调查的主导再电离源。此外，观测到的这些星系的数量可以用来限制反馈的作用，在抑制恒星形成的小晕：例如，如果星系形成被抑制在晕与圆速度$v_c < 50$ km s $^{-1}$，星系暗于$m=31$不应该在FF检测。
2014-05-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Local Group Ultra-Faint Dwarf Galaxies in the Reionization Era
受本星系群矮星系恒星化石记录的启发，我们发现最暗超暗矮星系（UFD; ${\rm M}_{\rm V}$ $\sim -2$或${\rm M}_{\star}$ $\sim 10^{2}$ at $z=0$）的恒星形成祖先在再电离（$z\sim6-10$）期间具有${\rm M}_{\rm UV}$ $\sim -3$到$-6$的紫外（UV）光度。这种微弱星系的存在对星系形成和再电离的早期阶段有着重要的意义。如果再电离过程中紫外光度函数（UVLF）的暗端斜率很陡，（$α\lesssim-2$）到${\rm M}_{\rm UV}$ $\sim -3$，那么：（i）UFD的祖先产生了来自星系的UV通量的$>50$ %，（ii）星系可以维持再电离，其逃逸分数比目前采用的值低2倍;（iii）直接的HST和JWST观测可能只探测到来自星系的紫外光的$\sim10-50$ %;（iv）宇宙恒星形成历史在$z\gtrsim6$处增加了$\gtrsim4-6$。如果高红移UVLF翻转，来自UFD的显著通量以及由此产生的与LG矮星系计数的紧张关系将减少。与UVLF形状无关，大量UFD的存在需要在再电离期间对${\rm M}_{\rm UV}$ $\sim -3$的非零光度函数。
2017-02-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Ultra-Light Dark Matter in Ultra-Faint Dwarf Galaxies
冷暗物质（CDM）模型很难与星系尺度的观测结果相匹配。张力可以通过戏剧性的重子反馈效应或通过修改CDM的粒子物理来减小。在这里，我们考虑一个超轻的标量场DM粒子表现出低于DM粒子质量依赖的金斯尺度的波动性质。对于DM质量的$m\sim10^{-22}{\rm eV}$，这种情况延迟了星系形成，并避免了暗物质晕中心的尖点。我们使用新的测量半轻质量超微弱矮星系天龙座II和三角座II估计DM粒子在这个模型中的质量。我们发现，如果恒星星族的核心内的密度分布，然后数据是在协议与波暗物质模型具有DM粒子与$m\sim 3.7-5.6\times 10^{-22}{\rm eV}$。这种极轻粒子的存在将有助于形成一个中央孤子核心，取代Navarro-Frenk-White轮廓的尖端，并使预测更接近矮星系核心中心密度的观测。
2016-05-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
SMA observations on faint Submillimeter Galaxies with S$_{850}$ < 2 mJy: Ultra Dusty Low-Luminosity Galaxies at High Redshift
我们获得了8个微弱（内在850 $μ$ m通量$<$ 2 mJy）亚毫米星系（SMG）的SMA观测发现在大质量透镜星系团领域A370，A2390和A1689的SCUBA图像，并检测到5。总共，我们得到5 SMA检测，所有这些都有1 mJy的减透镜通量$<$与估计的总红外光度10 $^{10}-10^{12}$ $L_\odot$，可与亮红外星系（LIRGs）和正常的恒星形成星系。根据最新的数字计算，这些星系贡献了$\sim$ 70%的850 $μ$ m河外背景光，代表了在尘埃宇宙中占主导地位的恒星形成星系群。然而，只有40 $^{+30}_{-16}$ %的微弱SMG会在深光学或近红外调查中被检测到，这表明这些来源中的许多都处于高红移（$z \gtrsim 3$）或极度尘埃，并且它们不包括在当前的恒星形成历史估计中。
2014-05-16 astro-ph.CO
Not so fuzzy: excluding FDM with sizes and stellar kinematics of ultra-faint dwarf galaxies
我们利用观测到的超暗矮（UFD）星系来约束超轻暗物质的粒子质量。在维里化的“模糊”暗物质（FDM）晕中，由波干涉产生的潜在波动动态地加热了UFD中的恒星轨道，其中一些表现出$\lesssim$ 3 km/s的速度色散和$\lesssim$ 40 pc的大小。使用FDM晕的模拟，以及Segue 1和Segue 2 UFD中的尺寸和恒星径向速度的现有测量，我们推导出暗物质粒子质量的下限为$m_{fdm} > 3\times 10^{-19}$ eV，置信度为99%，边缘化超过主机晕圆速度。这个约束是保守的，因为它是在假设孤立子加热可以忽略不计，并且没有其他来源的非FDM动态加热的恒星操作，以增加速度色散。它可以通过未来对超暗星系中更多恒星的光谱观测以及收紧孤立子大小-晕质量关系的理论约束来加强。然而，即使是目前保守的FDM质量下限，也使得这个模型在现有天文观测所探测的尺度上与冷暗物质无法区分。
2022-03-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Ultra-faint Ultraviolet Galaxies at z~2 Behind the Lensing Cluster Abell 1689: the Luminosity Function, Dust Extinction and Star Formation Rate Density
利用Abell 1689的深HST紫外（F275 W/F336 W）图像，我们识别了z~2 Lyman break星系。由于星系团提供的成像深度和大放大率，我们探测到的星系比以前在这个红移的观测暗100倍（-19.5< M_1500 <-13）。我们能够计算作为源平面位置的函数的观测的固有灵敏度，允许作为光度的函数的有效体积的测定。我们将光度函数的暗端斜率拟合为alpha = -1.74 +/-0.08，与2.5 < z < 6时获得的值一致。在亮度函数中没有转换，直到MUV =-13。在我们的样品中观察到在较高的红移处随着光度而增加的更红的UV光谱斜率的趋势，但是在所有光度处具有更红的斜率，并且平均红化< E（B-V）>= 0.15。我们假设这些星系中的恒星与其较亮的对应物（Z_sun）相比金属贫乏（0.2Z_sun），导致更蓝的假设内在紫外线斜率和更大的衍生尘埃消光。z ~ 2处的总紫外光密度为4.31 × 10^26 erg/s/Hz/Mpc ^3，其中70%以上是由我们样本光度范围内的星系发出的。我们确定了z ~ 2处的恒星形成率密度（假设在所有光度下的尘埃消光修正为4.2，并采用Kroupa IMF）为0.148 M/yr/Mpc ^[3]，由于较暗星系的数量增加和较大的尘埃修正因子，该值明显高于之前的测定值。[删节]
2013-11-24 astro-ph.CO
Indirect Dark Matter Detection Limits from the Ultra-Faint Milky Way Satellite Segue 1
我们使用新的运动学数据从超微弱的银河系卫星Segue 1模拟其暗物质分布和推导上限的暗物质湮灭截面。使用费米卫星和MAGIC的伽马射线通量上限，我们确定了暗物质湮灭成各种不同的粒子，包括带电轻子的截面排除区域。我们发现，这些排除区域开始探测感兴趣的区域的暗物质解释的电子和正电子通量从PAMELA，费米和HESS，和Segue 1的未来观测有很强的前景来测试这样的解释。我们还讨论了使用冰立方探测器探测中微子湮灭的前景，发现在一个乐观的情况下，可能会探测到一些中微子事件。最后，我们使用的运动学数据来模拟Segue 1暗物质的速度色散和约束索末菲增强模型。
2010-07-27 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Pegasus V -- a newly discovered ultra-faint dwarf galaxy on the outskirts of Andromeda
我们报告在飞马座发现了一颗超微弱的矮星。Pegasus~V（Peg~V）最初是在DESI Legacy Imaging Surveys的公开成像数据发布中识别的，并通过Gemini/GMOS-N的深度成像进行了确认。颜色星等图显示了稀疏的红巨星分支（RGB）人口和蓝色水平分支恒星的高密度。我们测量到Peg~V的距离为$D=692^{+33}_{-31}$ ~kpc，使其成为仙女座的远距离卫星，具有$M_V=-6.3\pm0.2$和$r_{\rm half}=89\pm41$ ~pc的半光半径。它位于距仙女座$\sim260$ ~千秒差距的光环外围。RGB与[Fe/H] $=-3.2$的贫金属等时线拟合良好，表明其非常贫金属。这一点，结合其蓝色的水平分支，可能意味着它是一个再电离化石。这是第一次在泛仙女座考古调查区以外发现超微弱的矮星，并指出在我们最近的邻居的郊区有一个丰富的微弱的卫星人口。
2022-04-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Narrowing the mass range of Fuzzy Dark Matter with Ultra-faint Dwarfs
模糊暗物质（FDM）是天体物理小尺度问题激发的一个有吸引力的暗物质候选者，在这些尺度上具有丰富的现象学。我们仔细检查FDM模型，更具体地说，FDM粒子的质量，通过银河系超暗矮（UFD）星系的动力学分析。我们使用18个UFD的样本对FDM粒子的质量进行迄今为止最强的约束，使用这里使用的样本的子集更新以前的边界。我们发现，大多数的样品UFD更喜欢FDM粒子质量比$10^{-21}\mathrm{eV}$重。特别地，Segue 1提供了最强的约束，具有$m_ψ=1.1^{+8.3}_{-0.7}\times10^{-19}\mathrm{eV}$。这里发现的约束是第一个与文献中发现的其他各种独立的宇宙学和天体物理学边界兼容的约束，特别是与使用莱曼- $α$森林的最新边界。我们还发现，在这项工作中获得的约束是不兼容的发光矮星系的边界，已经指出，在以前的工作中使用UFD。这可能表明，虽然是一个可行的暗物质模型，但FDM模型解决小尺度问题可能具有挑战性。
2021-04-07 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
EDGE: The origin of scatter in ultra-faint dwarf stellar masses and surface brightnesses
我们演示了如何在宇宙中最不发光的星系，超微弱的矮星系，在宇宙再电离时，它们的动力学质量是敏感的。我们选择一个低质量（$\sim \text{1.5} \times 10^{9} \, \text{M}_{\odot}$）的暗物质晕从宇宙学体积，并进行变焦流体动力学模拟与多个替代的历史使用“基因改造”的初始条件。早期形成的超暗物质在今天有更高的恒星质量，这是因为在它们被再电离淬灭之前有更长的恒星形成期。我们的历史都收敛到相同的最终动力学质量，证明存在扩展的散射（$\geq$ 1 dex）在恒星质量固定晕质量由于可能的历史的多样性。我们的一个变体在再电离之前建立了不到2%的最终动力学质量，快速淬灭了原位恒星形成。其最终恒星质量的大部分后来通过干合并而增长，将恒星沉积在星系的外围，从而扩大了其有效半径。这种机制构成了一个新的形成方案的高度弥漫（$\text{r}_{1 /2} \sim 820 \, \text{pc}$，$\sim 32 \, \text{mag arcsec}^2$），金属贫乏（$\big[ \mathrm{Fe}\, / \mathrm{H} \big]= -2.9$），超微弱（$\mathcal{M}_V= -5.7$）矮星系的范围内的下一代低表面亮度调查。
2019-11-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Formation History of the Ultra-Faint Dwarf Galaxies
我们目前的早期结果从哈勃太空望远镜调查的超微弱矮星系。这些银河系卫星是在斯隆数字巡天发现的，似乎是经典矮椭球体在低光度下的延伸，为理解卫星失踪问题提供了新的前沿。因为它们是已知的最不明亮、最受暗物质支配、化学演化最少的星系，超微弱的矮星是早期宇宙的最佳候选化石。巡天的主要目标是测量这些星系的恒星形成历史，并辨别由于宇宙再电离而导致的任何同步。我们发现，我们调查的六个星系有非常相似的恒星形成历史，并且每个星系都由年龄超过12 Gyr的恒星主导。
2013-10-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
An Ultra-Faint Galaxy Candidate Discovered in Early Data from the Magellanic Satellites Survey
我们报告了一个新的超暗恒星系统中发现的暗能量相机数据从第一次观测运行的麦哲伦卫星巡天（MagLiteS）。MagLiteS J 0644 -5953（Pictor II或Pic II）是一颗低表面亮度（在其半光半径内μ = 28.5 mag arcsec $^{-2}$）的高密度恒星，它是一颗古老且缺乏金属的恒星，位于日心距离为45 kpc。这颗卫星的物理大小（r $_{1/2}$ = 46 pc）和低光度（Mv = -3.2等）与光谱证实的超暗星系的轨迹一致。MagLiteS J 0644 -5953（图II）位于距离大麦云云（LMC）11.3千秒差距处，与文献中的模拟结果比较表明，这颗卫星可能与大麦哲伦云吸积。MagLiteS J 0644 -5953（图II）与大麦哲伦星系的距离很近，这也使它成为最有可能仍然被引力束缚在大麦哲伦星系上的超暗星系候选者。
2016-11-29 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The impact of primordial black holes on the stellar mass function of ultra-faint dwarf galaxies
本文研究原初黑洞暗物质对超暗矮星系恒星质量函数的影响，提出利用已有观测数据约束$10^{19}-10^{21}$克质量范围内原初黑洞暗物质比例的方法。
2024-02-26 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Probing ionizing radiation of L<~0.1L* star-forming galaxies at z>~3 with strong lensing
我们证明了强透镜效应在描述红移>~ 3的暗L<~0.1L* 恒星形成星系的莱曼连续辐射中的有效性。过去对红移>~3的L>~L* 星系的观测，给出了电离辐射平均逃逸分数的上限为fesc~ 5%。相对高fesc（>10%）的镓在这些光度下似乎特别罕见，因此有必要探索更暗的极限。在巨大的地面望远镜出现之前，一种可行的方法来探测fesc下降到0.05-0.15L* 是利用强大的透镜放大率。这是调查与蒙特卡罗模拟，考虑到目前的观测能力。采用10弧分^[2]的透镜截面，其中放大率大于1（大约4-5个星系团可以实现），U波段探测深度为30（30.5）（AB，1-sigma），在3-sigma处，当L<0.15 L * 光度时，有可能将z~3恒星形成星系的fesc限制在15（10）%。这是特别有趣的，如果fesc增加在较暗的光度，从各种HI再电离方案和辐射传输模型预测。对正在进行的星系团观测计划进行了讨论，并提供了积极的前景，即使从空间的HST/WFC 3仪器是唯一的选择，我们必须调查的空间分布细节的莱曼连续辐射产生的z~2-4星系。
2012-05-17 astro-ph.CO
Primordial Black Holes as Dark Matter: Constraints From Compact Ultra-Faint Dwarfs
LIGO对黑洞合并产生的引力波的突破性探测重新点燃了人们对原始黑洞（PBH）以及暗物质由PBH组成的可能性的兴趣。有人认为，数十个太阳质量的PBH可以作为暗物质的候选者。最近的分析研究表明，紧凑的超暗矮星系可以作为PBH暗物质假说的敏感测试，因为在这样一个晕主导的系统中的恒星将被更大质量的PBH加热，它们现在的分布可以提供对PBH质量的强约束。在这项研究中，我们进一步探索这种情况下，更详细的计算，使用动态模拟和贝叶斯推断方法相结合。恒星和PBH暗物质的联合演化遵循Fokker-Planck程序PhaseFlow。我们运行了一个大的套件，这样的模拟不同的暗物质参数，然后使用马尔可夫链蒙特卡罗方法来约束PBH属性与超暗星系的观测。我们发现，恒星和PBH之间的两体弛豫驱动了恒星的核心尺寸，并增加了中心恒星的速度色散。利用观测到的致密超暗矮星系中恒星的半光半径和速度色散作为联合约束条件，我们推断这些矮星系可能有一个中心密度在1-2 $\rm{M_{\odot}/pc^3}$范围内的核心暗物质晕，如果它们构成全部或相当大部分的暗物质，则PBH的质量范围可能为2-14 $\rm{M_{\odot}}$。
2017-10-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Probing the nature of compact ultra-steep spectrum radio sources with the e-EVN and e-MERLIN
我们提出的第一个结果，从电子多元素远程链接干涉仪网络（e-MERLIN）和电子欧洲VLBI网络（e-EVN）的一个小样本的超陡频谱无线电源，定义为那些源的光谱指数α < -1.4之间的74 MHz和325 MHz，这是无法解决的弧秒尺度的观测。这些来源目前知之甚少，文献中提出了一些关于其起源的理论。这里所描述的新的观测结果导致在第一次检测到的两个这些来源在毫角秒尺度，并表明，一个显着的部分超陡光谱源可能具有紧凑的结构，只能在高分辨率的研究与甚长基线干涉测量（VLBI）。
2013-01-21 astro-ph.CO
Characterizing Ultraviolet Excesses in the Outskirts of a Local Early-Type Sample
我们提出了一个分析的紫外线（UV）发射的外部区域的本地，体积有限的样本的56个早期型星系，其中Hα发射的大质量恒星形成通常是缺席。我们发现，在我们的早期类型的星系的环境中，多余的微弱NUV发射相比，空白的天空在相同的瓷砖测量，这表明过量是不是由于背景污染。我们没有观察到相应的微弱FUV过量。微弱的NUV过度增加与星系光度和不相关的存在或不存在的HI在这些星系的环境。早期星系外围微弱的NUV可以解释为是由于恒星的形成速率大于或等于几个\times 10-5 M \odot yr-1 kpc-2;以这种速率形成的恒星可以在回旋中产生早期星系质量的百分之几。微弱的早期类型（MB > -21.3）在30 kpc内的明亮紫外源平均是明亮的早期类型（MB < -21.3）的四倍。在较暗的早期类型周围检测到的源分布的峰值比在较亮的早期类型周围检测到的源的峰值亮度更低，并且稍微更蓝，这表明MB > -21.3的早期类型更活跃地与年轻恒星一起建立质量。所有早期类型周围亮源的空间分布近似线性增加到20 kpc，随后是100 s。
2010-12-10 astro-ph.CO
GRB091127/SN2009nz and the VLT/X-shooter spectroscopy of its host galaxy: probing the faint end of the mass-metallicity relation
我们使用狭缝和积分场单元（IFU）中的VLT/X-shooter摄谱仪对z=0.490的伽马射线暴GRB 091127/SN 2009 nz宿主星系进行了详细的研究。从地面望远镜和Swift-XRT获得的光学和X射线余辉数据的分析中，我们确认了与SN 2009 nz相关的凸起的存在，并发现了余辉光曲线中可能存在喷流断裂的证据。的X-射手余辉光谱揭示了几个发射线从底层主机，从中我们得到它的综合性能。这些是在协议与以前研究的GRB-SN主机，更一般地说，与那些长的GRB主机人口。我们使用哈勃太空望远镜和主机的地面图像来确定它的恒星质量（M_star）。我们的结果将从0.3<z<1.0的长GRB宿主样品导出的M-Z图推广到了较低的M_星值，增加了新的信息来探测M-Z关系的暗端和LGRB宿主M-Z关系相对于发射线星系巡天发现的位移。由于IFU光谱，我们可以建立2D速度，速度色散和恒星形成率（SFR）地图。他们表明，宿主星系有一个扰动的旋转运动学的证据与余辉位置一致的SFR增强。
2011-09-24 astro-ph.CO astro-ph.HE
The MUSE-Faint survey. II. The dark matter-density profile of the ultra-faint dwarf galaxy Eridanus 2
目标。我们使用恒星的视线速度来约束波江座2，一个超微弱的矮星系（$M_\mathrm{V} = -7.1$，$M_* \approx 9 \times 10^4\,M_\odot$）的暗物质密度分布。此外，我们推导出自相互作用和模糊暗物质的情况下的基本属性的约束。方法.我们提出了新的观测波江座2从MUSE-Faint，超微弱的矮星系的调查与MUSE的甚大望远镜，并确定视线内的恒星的半光半径的速度。结合文献数据，我们有92个恒星示踪剂的两倍半光半径。我们约束模型的冷暗物质，自相互作用的暗物质，模糊暗物质与这些示踪剂，使用CJAM和pyGravSphere的动力学分析。结果我们发现大量的证据表明冷暗物质超过自相互作用的暗物质，而模糊的暗物质超过冷暗物质的证据很弱。我们发现一个维里质量$M_{200} \sim 10^8\,M_\odot$和天体物理因子$J(α_\mathrm{c}^J) \sim 10^{11}\,M_\odot^2\,\mathrm{kpc}^{-5}$和$D(α_\mathrm{c}^D) \sim 10^2$ - $10^{2.5}\,M_\odot\,\mathrm{kpc}^{-2}$。我们不解决核心（$r_\mathrm{c} < 47\,\mathrm{pc}$，68-%水平）或孤子（$r_\mathrm{sol} < 7.2\,\mathrm{pc}$…
2021-06-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
EDGE: The sensitivity of ultra-faint dwarfs to a metallicity-dependent initial mass function
受暗矮星中观测到的底光初始质量函数（IMF）的启发，我们研究了金属性依赖的IMF如何影响超暗矮星系的反馈预算和观测值。我们模拟的演化低质量（$\approx 8 \, \times \, 10^{8} \, \rm M_{\odot}$）暗物质晕与宇宙学，放大流体动力学模拟能够解决个别超新星爆炸，我们补充与经验激励的亚网格处方系统IMF的变化。在这个框架下，在典型的微弱矮星的低气体金属丰度下，新生恒星星族的IMF变得头重脚轻，增加了超新星和光电离反馈调节恒星形成的效率。在固定动力学质量下，这导致矮星的最终恒星质量比典型IMF减少了100倍。尽管如此，反馈预算的增加是由更多的大质量恒星增加的金属生产所满足的，导致$z=0$的铁含量几乎不变。因此，一个金属丰度依赖的IMF提供了一种机制，以产生低质量（$\rm M_{\star}\sim 10^3 \rm M_{\odot}$），但丰富（$\rm [Fe/H]\approx -2$）场矮星系，从而打开了一个自洽的途径，以填充高原$\rm [Fe/H]$的质量-金属丰度关系的最暗端。
2022-05-02 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Formation of an extended stellar halo around an ultra-faint dwarf galaxy following one of the earliest mergers from galactic building blocks
超暗矮星系（UFD）是在早期宇宙中形成的星系的组成部分的有希望的可观测代理。我们使用宇宙流体动力学模拟研究了UFD的形成和演化。特别是，我们表明，一个主要的合并的两个积木星系与3,900 Msun和7,500 Msun在宇宙年龄为510万年的结果在一个系统与扩展的恒星分布一致的de Vaucouleurs配置文件。模拟星系的平均恒星金属丰度为[Fe/H]=-2.7，并具有金属丰度梯度。这些结果与最近发现的UFD Tucana II的性质非常相似，Tucana II的金属含量非常低，并且具有空间扩展的恒星晕，距离较远的恒星金属含量更低。我们的模拟表明，图卡纳II的扩展恒星晕可能是通过过去的一次重大合并形成的。未来对其他UFD周围空间扩展结构的观测搜索，结合进一步的理论研究，将为古老的幸存卫星星系的进化历史提供切实的测量。
2021-05-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Beasts of the Southern Wild: Discovery of nine Ultra Faint satellites in the vicinity of the Magellanic Clouds
我们已经使用公开发布的暗能量调查数据来寻找南半球银河系的新卫星。我们的搜索产生了大量有希望的候选人。在本文中，我们宣布发现了9个新的明确的超微弱天体，其真实性可以单独使用DES数据来确定。根据形态特征，其中三个新卫星是矮星系，其中一个位于银河系的边缘，距离380 kpc。其余6个天体的大小和光度与Segue~1卫星相当，如果没有后续的光谱观测，不能直接分类。我们已经发现的卫星聚集在LMC和SMC周围。我们表明，这种空间分布是不可能的假设下的各向同性，因此，得出结论，至少有一些新的卫星必须与麦哲伦云在过去。
2015-04-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Common Origin for Globular Clusters and Ultra-faint Dwarfs in Simulations of the First Galaxies
在本文中，第一个在一系列的星系形成再电离之前，我们专注于了解是什么决定了恒星物体的大小和形态的第一个低质量星系，使用秒差距尺度的宇宙学模拟进行自适应网格流体动力学代码。虽然形成恒星的致密气体倾向于具有盘状结构，但恒星被发现在几乎没有旋转的球状体中。质量在10^6 M_sun到5x10^8 M_sun之间的晕形成了随机星，恒星质量在10^4 M_sun到2x10^6 M_sun之间。几乎独立的恒星质量，我们观察到一个大范围的半光半径的恒星，从几个秒差距到几百秒差距和表面亮度和质光比范围从典型的球状星团超微弱的矮星。在我们的模拟中，恒星形成于致密的星团中，具有高的气体-恒星转换效率和相当均匀的金属丰度。这些星团中的一小部分在气体被反馈移除后仍保持束缚，但其他的则被摧毁，它们的恒星通常具有20至40 km/s的速度色散，膨胀直到它们被暗物质晕束缚。因此，我们推测，在超微弱的矮星系的恒星可能会显示出运动学和化学特征与它们的起源在几个不同的星团。另一方面，一些球状星团可能形成于原始矮星系的中心，并且可能含有暗物质，也许在外部可以检测到。
2016-07-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Probing the fluctuating Ultra-violet background using the Hubble Frontier Fields
近年来，在z >= 6的高红移处发现的莱曼破裂星系数量的增加，为详细了解早期星系形成物理学提供了可能性。特别是，这些星系的紫外线光度函数（UV LF）的暗端斜率（α）是一个潜在的探针的反馈效应，抑制恒星形成的低质量晕。在这项工作中，我们提出了一个概念验证的计算约束波动的UV背景在再电离过程中约束α在不同体积的宇宙。由于不规则的再电离，不同的体积将经历不同的光加热量，这将导致测量的α散射。我们的方法是基于一个简单的模型的UV LF，这是一个缩放版本的晕质量函数结合在星系光度的指数抑制在暗端，因为UV反馈。虽然目前的数据不足以限制不同领域的α，但我们预计，在不久的将来，詹姆斯韦伯太空望远镜（JWST）对六个哈勃前沿领域的观测将为我们的概念提供理想的测试。
2018-09-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Primeval Populations of the Ultra-Faint Dwarf Galaxies
我们提出了新的限制超暗矮（UFD）星系的恒星形成历史，使用深测光与哈勃太空望远镜（HST）。UFD是斯隆数字巡天最近发现的一个星系类，它似乎是经典矮椭球体向低光度的延伸，为理解卫星失踪问题提供了一个新的前沿。它们是已知的最不明亮，最暗物质占主导地位，化学演化最少的星系。我们对六个UFD的HST调查旨在确定这些星系是否是早期宇宙的真正化石。我们在这里提出了三个UFD星系的初步分析：武仙座，狮子座四，大熊座一。本星系群中的经典矮椭球体显示出较长的恒星形成历史，但这三颗银河系卫星至少与古老的球状星团M92一样古老，没有证据表明中间年龄的群体。它们的年龄似乎也同步到彼此的1 Gyr之内，这可能是因为它们的恒星形成被一个全球性事件所截断，比如再电离。
2012-06-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Understanding the origin of CEMP-no stars through ultra-faint dwarfs
碳增强贫金属（CEMP-no）星具有低丰度的中子捕获元素，其起源仍然不清楚。这些恒星无处不在，主要存在于银河系晕和超暗矮星系（UFD）中。为了向前迈出重要一步，我们为Böotes I开发了一个数据校准模型，该模型同时包括所有碳源：超新星和渐近巨星分支（AGB）恒星，都来自第一颗恒星（Pop III）和随后的正常恒星形成（Pop II）。我们证明了这些来源中的每一个都在气体中留下了特定的化学特征，使我们能够通过它们在A（C）-[Fe/H]图中的位置来识别当今CEMP-无恒星的起源。A（C）>6的CEMP星主要由AGB Pop II星富集。我们发现了一类新的“中等CEMP-s”星，其A（C）~ 7，0<[Ba/Fe]<+1，是由AGB星的星风所留下的印记。真正的Pop III后代的A（C）<6，[C/Mg]与[Fe/H]是常数，与Böotes I和银河系晕的观测结果完全一致。这是我们第一次对CEMP的起源有了一个完整的了解，这一点可以并将在未来的观测中得到验证。
2023-02-20 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
