Dynamical friction in Bose-Einstein condensed self-interacting dark matter at finite temperatures, and the Fornax dwarf spheroidal

天炉座矮球状星系的恒星形成和化学演化史

The Star Formation & Chemical Evolution History of the Fornax Dwarf Spheroidal Galaxy

本文介绍了CTIO/MOSAIC对天炉座矮球状星系中半径为r_ell \sim 0.8度的约270.000颗恒星的B、V和I滤光片的深测光。结合精确定标的光度测量和单个红巨星分支星的光谱金属丰度分布，我们得到了天炉座详细的恒星形成和化学演化历史。天炉座主要由中等年龄（1-10 Gyr）的恒星星族组成，但也包括古老（10-14 Gyr）和年轻（<1 Gyr）的恒星。我们发现，天炉座显示出径向年龄梯度，更年轻，更富含金属的人口占主导地位的中部地区。这证实了以前工作的结果。在0.8度的椭圆半径范围内，即距离中心1.9千秒差距，从最早期到2.5亿年前，形成了总质量为4.3 × 10^7兆太阳的恒星。使用详细的恒星形成的历史，年龄估计确定的上RGB，光谱丰度的个别恒星，给出了年龄金属丰度关系的天炉座dSph从个别恒星。这表明，在8-12 Gyr前，天炉座的平均金属丰度从[Fe/H]<-2.5 dex迅速上升到[Fe/H]=-1.5 dex，之后，一个更渐进的富集导致了一个狭窄的、明确的序列，在3 Gyr前达到[Fe/H] \sim -0.8 dex，\sim。这些年龄也使我们能够测量化学元素的积累作为时间的函数，从而确定单个化学元素演化的详细时间尺度。当[Fe/H]>-1.5 dex时，[Mg/Fe]迅速下降，年龄变化趋势明显。

从综合高色散光谱学得到的详细丰度分析：天炉座矮球体中的球状星团

Detailed abundance analysis from integrated high-dispersion spectroscopy: Globular clusters in the Fornax Dwarf Spheroidal

目的：我们描述了我们新开发的方法，详细的丰度分析从集成光高色散光谱的星团。作为一个试点项目，我们测量了三个球状星团（GC）在天炉座dSphVLT/UVES光谱的几种元素的丰度。方法：我们将聚类色幅图分成大约100个箱，并计算每个箱的合成光谱。单独的模型光谱被共同添加，并且丰度被迭代地调整，直到实现与观察到的光谱的最佳匹配。结果：我们发现天炉座3、4和5的[Fe/H] =-2.3、-1.4和-2.1，具有+/-0.1 dex不确定度。因此，天炉座3号和5号在金属丰度上与大多数贫金属的银河系GC相似，并且落在天炉座中的场星金属丰度分布的极端贫金属端附近。由Ca和Ti追踪的[α/Fe]比，相对于太阳的组成，在天炉座3号和5号的水平上增加了约+0.25 dex，在天炉座4号的水平上可能略低（约+0.12 dex）。对于所有三个星系团，[Mg/Fe]比明显低于[Ca/Fe]和[Ti/Fe]，这可能是银河系GC中众所周知的丰度异常的影响。因此，我们确认，镁可能是一个穷人的代理的整体α元素丰度GC。重元素（Y、Ba和Eu）的丰度模式表明，在所有三个团簇中，r-过程对核合成的贡献占主导地位，平均[Ba/Eu]=-0.7，表明GC的快速形成。结论：将我们的结果与有关天炉座1号和2号的文献数据相结合，五个天炉座GC中有四个落在-2.5<[Fe/H]<-2的范围内，而天炉座4号比其他的更富含金属。在综合…

经典矮球状星系中的贫金属恒星：天炉座、玉夫座和六分仪座

Extremely metal-poor stars in classical dwarf spheroidal galaxies: Fornax, Sculptor and Sextans

我们提出了一个专门的搜索结果，在天炉座，雕刻家和六分仪dSphs的极端贫金属恒星。五颗恒星是从两次早期的VLT/Giraffe和HET/HRS巡天中选出的，随后用VLT/UVES以高光谱分辨率进行了跟踪。所有这些结果都是[Fe/H] <= -3，并且三颗星低于[Fe/H]-3.5。这构成了第一个证据，表明经典的天炉座和六分仪座加入了雕刻座，包含极贫金属的恒星，并表明所有的经典的dSphs都包含极贫金属的恒星。玉夫座中的一颗巨星[Fe/H]=-3.96 +- 0.10，是在外部星系中观测到的最贫金属的恒星。我们对α、铁峰和重元素的化学丰度进行了详细的分析，并与银河系晕和超微弱的矮恒星星族进行了比较。碳、钡和锶显示出星系形成早期阶段的明显特征，并且可以限制它们核合成的起源。

自相互作用超轻暗物质中圆轨道的动力学摩擦与天炉座球状星团

Dynamical friction for circular orbits in self-interacting ultralight dark matter and Fornax globular clusters

该研究基于Gross-Pitaevskii-Poisson方程推导强自相互作用ULDM中的圆轨道动力学摩擦，解释天炉座球状星团下落时间问题并约束粒子参数。

Distances to Local Group Galaxies via Population II, Stellar Distance Indicators. II. The Fornax Dwarf Spheroidal

We determine three independent Population II distance moduli to the Fornax dwarf spheroidal (dSph) galaxy, using wide-field, ground-based $VI$ imaging acquired with the Magellan-Baade telescope at Las Campanas Observatory. After subtracting foreground stars using Gaia EDR3 proper motions, we measure an $I$-band tip of the red giant branch (TRGB) magnitude of $I_0^\mathrm{TRGB} = 16.753 \pm 0.03_\mathrm{stat} \pm 0.037_\mathrm{sys}$ mag, with a calibration based in the LMC giving a distance modulus of $μ_0^\mathrm{TRGB} = 20.80 \pm 0.037_\mathrm{stat} \pm 0.057_\mathrm{sys}$ mag. We determine a…

矮球状星系中的锰

Manganese in dwarf spheroidal galaxies

我们提供了锰丰度（校正的超精细结构的影响）的大量恒星在矮球状星系的玉夫座和天炉座，并在船底座和六分仪dSph星系的数量较少。在这些星系中，已经确定了许多其他元素的丰度，包括α和铁峰，这使我们能够建立[Mn/Fe]和[Mn/α]与[Fe/H]图。锰丰度意味着在所有四个星系检查的恒星亚太阳[Mn/Fe]比。在Sculptor中，[Mn/Fe]在[Fe/H] \sim -1.8和-1.4之间大致保持恒定，并在较高的铁丰度下降低。在天炉座中，[Mn/Fe]与[Fe/H]之间没有任何显著的差异。dSph星系的[Mn/alpha]和[Fe/H]之间的关系明显系统地偏离了银河系，这反映了各自星系不同的恒星形成历史。[Mn/alpha]行为可以解释为II型和Ia型超新星的金属依赖的Mn产额的结果。我们还计算了化学演化模型的恒星形成的历史相匹配的经验确定的雕塑家，天炉座，船底座，并为锰产量的超新星Ia，这被认为是恒定的或可变的金属丰度。观察到的[Mn/Fe]与[Fe/H]的关系，在雕塑，天炉座，和船底座可以复制的化学演化模型，包括金属依赖的Mn产量从超新星Ia。

天炉座和玉夫座矮星系中的暗物质核心：连接晕集合和详细的恒星形成历史

Dark matter cores in the Fornax and Sculptor dwarf galaxies: joining halo assembly and detailed star formation histories

我们结合详细的恒星形成历史的天炉座和玉夫座矮球状体的质量大会的历史，他们的暗物质（DM）晕祖先估计，如果超新星II型（SNeII）的能量沉积是足够的，以创建一个实质性的DM核心。假设SNeII注入DM粒子的能量效率为$ε_{\rm gc}=0.05$，我们发现，一个单一的早期事件，$z \gtrsim z_{\rm infall}$，它结合了所有SNeII的能量，由于爆炸超过0.5 Gyr，足以在雕塑家和天炉座创造一个几百秒差距的核心。因此，我们的研究结果表明，这是积极合理的形成核心冷暗物质（CDM）晕通过早期幕式气体外流触发SNeII。此外，基于清洁发展机制的合并率和相空间密度的考虑，我们认为，随后的完全再生的尖点的概率是很小的一个相当大的比例的侏儒大小的晕。

解决绕天炉座矮星系运行的球状星团的时间问题

Resolving the timing problem of the globular clusters orbiting the Fornax dwarf galaxy

我们重新调查的生存的五个球状星团围绕天炉座矮星系在标准和修改后的牛顿动力学的老问题。对于第一次在历史上的主题，我们使用精确的质量模型的天炉座矮，通过牛仔裤建模最近发表的视线速度色散数据，我们也不辞职圆形轨道的球状星团。以前设想的问题源于将球状星团的起始距离固定为小于潮汐半径的一半。我们放松了这个限制，因为绝对没有证据证明它，并表明暗物质的范例，无论是尖或核心暗物质配置文件，没有麻烦维持两个最小的质量球状星团的轨道哈勃时间几乎无论其初始距离天炉座。三个最大的球状星团可以留在轨道上，只要它们的起始距离稍微在潮汐半径之外。修正后的牛顿动力学的前景也不像以前报道的那样暗淡。虽然在MOND中潮汐半径内的动力学摩擦要强得多，但由于没有恒星，外部的动力学摩擦可以忽略不计。这使得高径向轨道得以生存，但更重要的是，距离超过天炉座潮汐半径85%的圆形轨道可以无限期地生存。讨论了球状星团在这个距离上的圆轨道上的概率，并与它们目前的投影距离进行了比较。最后，如果我们忽略最大质量的球状星团的存在（给它一个大的视线距离），我们证明了剩下的四个球状星团可以在哈勃时间的潮汐半径内生存，具有完美的合理轨道。

天炉座、玉夫座、船底座和六分仪座暗物质剖面的模型比较

Model comparison of the dark matter profiles of Fornax, Sculptor, Carina and Sextans

我们使用基于轨道的动力学模型来拟合天炉座，玉夫座，船底座和六分仪矮球状星系的视线速度分布的二阶和四阶矩。我们的目标是比较这四个系统的暗物质配置文件模型使用贝叶斯证据。我们考虑了NFW，Einasto和几个岩心剖面的暗晕，并提出了模型参数的概率分布函数。当单独考虑每个系统时，我们发现对于这些特定的参数密度分布之一没有偏好。然而，综合的证据表明，不可能所有的星系都嵌在相同类型的ρ_{DM} \propto 1/（1 + r^2）^{β/2}（其中β= 3，4）的核心轮廓中。对于每个星系，我们还获得了一个几乎与模型无关的，因此准确的，测量的暗物质密度分布的对数斜率在半径~ r_{-3}，即恒星密度分布的对数斜率是-3。这个斜率的范围从天炉座的~ -1.4到六分仪座的~ -1.1，都在~ 1千秒差距。我们所有的最佳拟合模型在半径的大范围内（从略低于r_{-3}到最后测量的数据点）基本上具有相同的质量分布。这一非凡的发现可能意味着，为了容纳银河系周围的dSph星系，从宇宙学模拟中提取的subhalo应该具有的特征受到了更强的约束。

Assessing the Fornax globular cluster timing problem in different models of dark matter

We investigate what the orbits of globular clusters (GCs) in the Fornax dwarf spheroidal (dSph) galaxy can teach us about dark matter (DM). This problem was recently studied for ultralight dark matter (ULDM). We consider two additional models: (i) fermionic degenerate dark matter (DDM), where Pauli blocking should be taken into account in the dynamical friction computation; and (ii) self-interacting dark matter (SIDM). We give a simple and direct Fokker-Planck derivation of dynamical friction, new in the case of DDM and reproducing previous results in the literature for ULDM and cold DM. ULDM,…

经典矮椭球星系的核心？无约束各向异性的色散-峰度Jeans分析

Cores in Classical Dwarf Spheroidal Galaxies? A Dispersion-Kurtosis Jeans Analysis Without Restricted Anisotropy

我们尝试使用一种新的方法来测量两个矮椭球星系天炉座和玉夫座中的暗物质的密度，该方法采用基于无碰撞玻尔兹曼方程的二阶矩和四阶矩的Jeans方程（即视线恒星速度的方差和峰度）。与以前的相关努力，我们允许径向和切向的二阶和四阶矩的各向异性，以彼此独立地变化。我们应用该方法模拟数据，并建立在一定程度上，它似乎能够打破与二阶仅牛仔裤分析的退化。当我们将这项技术应用于实际数据时，我们对天炉座内部密度的理解并没有得到很大的改善，仍然可以用一个非常尖的或核心的密度轮廓来拟合。然而，对于Sculptor，我们发现该技术表明数据与陡峭的剖面不相容，取芯剖面似乎更一致。以及提出这些新的结果，并将它们与文献中的其他估计进行比较，我们试图理解为什么该技术在一个系统中比其他系统更有效。

天炉座球状星团分布：尖核问题的意义

Fornax globular cluster distributions: implications for the cusp-core problem

我们重新研究了天炉座的尖核问题，利用观测结果的空间和质量分布的球状星团（GC），以把约束的暗物质配置文件。我们使用高分辨率的N体模拟与完全活的系统，即自引力系统组成的恒星和暗物质，正确的帐户之间的动态摩擦和潮汐效应的天炉座和球状星团。我们测试两个备选的假设，这是一个核心和一个尖状晕天炉座探索一个合理的范围内的初始条件球状星团。对于天炉座核心的暗物质晕，我们推导出核心尺寸的下限为$r_{c}\gtrsim$ 0.5 kpc。与许多以前的工作相反，我们还表明，对于不同的初始条件下，一个尖状晕不排除在我们的模拟的基础上观测的天炉座球状星团。

矮球状星系中的幕式星暴：一个简单模型

Episodic starbursts in dwarf spheroidal galaxies: a simple model

本星系群中的矮星系似乎在距离宿主星系270千秒差距的范围内被剥离了气体。然而，这些矮星的颜色星等图显示了在宇宙时间内恒星形成的明显证据（Δ t~几个Gyr）。我们提出了一个简单的模型来解释这种行为。矮星弱重力场中的残余气体在偏心轨道周围经历了气体冷却时间的剧烈变化。这种变化是由于两个主要的影响。沿轨道的方位角压缩导致气体冷却速率~（[1 + ε]/[1-ε]）^2的增加。当R> R_disk时，银河系的电离场下降为1/R^2，尽管由于河外紫外场的电离强度，在R~150 kpc处达到一个底。我们预测，幕式SF主要是中等偏心轨道（ε> 0.2）上的矮星的特征，这些矮星不会太靠近中心（R> R_disk），并且不会将整个轨道远离中心（R> 200 kpc）。自恒星形成初期以来，约有40%的早期矮椭球体至少已经发生过一次爆发，其中10%的矮椭球体经历了第二次爆发。这样的模型可以解释船底座矮椭球爆发的时间和限制天炉座矮椭球的轨道。然而，这个模型无法解释为什么一些矮星，如小熊座，在坠落后没有经历爆炸。

约束自相互作用的暗物质与银河系矮椭球

Constraining Self-Interacting Dark Matter with the Milky Way's dwarf spheroidals

自我相互作用的暗物质是一个有吸引力的替代冷暗物质的范例，只有当它能够大大减少中心密度的矮大小的晕，而保持密度和形状的集群大小的晕在目前的限制。考虑到后者表面上的严格性质，近十年来，人们一直认为SIDM只有在自散射的截面强烈依赖于速度时才是可行的。然而，最近有人提出，每单位质量的恒定截面σ_T/m~ 0.1cm ^2/g足以实现所需的效果。我们明确调查这一说法使用高分辨率宇宙学模拟银河大小的晕，并发现，类似于冷暗物质的情况下，这样的截面产生大量的subhaloes，这是不一致的经典矮椭球体的运动学，特别是与推断的天炉座和雕塑家的质量分布的斜率。如果在矮球尺度下σ_T/m~ 1cm ^2/g，这个问题就解决了。由于这个值可能与几个星系团的晕形状不一致，我们的结果只为速度无关的自相互作用暗物质模型留下了一个小窗口，可以作为冷暗物质的独特替代品。

对天炉座球状星团质量损失和自富集方案的限制dSph

Constraints on mass loss and self-enrichment scenarios for the globular clusters of the Fornax dSph

最近，高色散光谱已经确定地表明，在天炉座矮球状星系的五个球状星团（GC）中，有四个是非常贫金属的，[Fe/H]<-2。剩下的星团，天炉座4，[Fe/H]=-1.4。这与场星的金属丰度分布形成鲜明对比，场星的金属丰度分布在[Fe/H]=-1附近有一个宽峰，只有少数恒星的[Fe/H]<-2。如果我们只考虑[Fe/H]<-2的恒星和星团，我们会发现一个极高的GC比频率，SN=400，这意味着迄今为止已知的GC与场星的最高比率。我们估计在天炉座dSph中[Fe/H]<-2的所有恒星中，约有1/5-1/4属于四个最贫金属的GC。因此，这些GC最初最多可能是4-5倍大。然而，天炉座GC似乎与银河系GC具有相同的异常化学丰度模式，通常归因于星团内存在多个恒星世代。在天炉座dSph中，贫金属GC与场星的极端比例很难与GC的自富集和早期演化相协调，其中大部分（90%-95%）的第一代恒星已经丢失。它还表明，GC可能没有形成一个更大的人口的一部分，现在中断集群与初始的幂律质量分布。天炉座dSph可能是限制星团形成、自富集和早期动力学演化理论的罗塞塔石碑。

天炉座有核心光环吗对暗物质性质的暗示

Does Fornax have a cored halo? Implications for the nature of dark matter

天炉座是银河系中质量最大的矮球状星系，有五个球状星团在暗物质密集的背景下绕轨道运行。观测分析表明，球状星团最初的质量要大得多，它们的大部分恒星都消失在了天炉座的磁场中。我们重新研究了天炉座的尖核问题，以澄清关于暗物质晕密度分布的模拟和观测之间的紧张关系。N体模拟预测了中心陡峭的幂律密度分布，而球状星团的观测似乎更倾向于中心的暗物质晕密度是恒定的。这是我们第一次用完全活跃的系统运行纯N体模拟，即由粒子（包括恒星和暗物质）组成的自引力系统。只有这种数值方法才能正确地解释天炉座和球状星团之间的动力摩擦和潮汐效应。我们发现，一个弱的尖点（$r_{s}=$ 1.5千秒差距）或一个大的核心（$r_{c}=$ 848秒差距）是不兼容的，目前观察到的位置和质量的天炉座星系团。相比之下，天炉座的一个小的暗物质核心（$r_{c}=$ 282 pc）自然地再现了初始球状星团质量范围很广的星团空间和质量分布。我们推导出一个上限为$r_{c}\lesssim$ 282 pc。这个核心大小范围只有利于暖暗数据（WDM）。如果初始晕的中央尖点被气体加热形成一个小的核心，那么也有可能从冷暗物质（CDM）理论中获得一个兼容的核心尺寸范围。

星系中暗物质的内斜率和浓度：从天炉座矮星系到M87

Dark matter inner slope and concentration in galaxies: from the Fornax dwarf to M87

我们应用两个新的国家的最先进的方法，模型的分布所观察到的示踪剂在投影相空间解除质量/速度各向异性（VA）的简并和推导的星系的质量分布的约束，以及他们的VA。我们首先展示了如何分布函数为基础的方法应用到卫星运动学，否则孤立的SDSS星系显示令人信服的观测证据的年龄匹配：红色星系有更多的集中暗物质（DM）晕比蓝色星系相同的恒星或晕质量。然后，将MAMPOSSt技术应用于M87（由其红色和蓝色球状星团追踪），我们发现非常尖的DM是有利的，除非我们释放DM浓度或恒星质量的先验（导致不受约束的斜率）。对于天炉座矮椭球（由其富金属和贫金属恒星追踪），内部DM斜率是不受约束的，如果恒星质量固定，则核心的证据很弱。这突出了先验知识对于DM建模的重要性。最后，我们发现M87周围的蓝色GC和天炉座富金属星都有切向的外VA。

矮椭球星系的恒星密度廓线

Stellar Density Profiles of Dwarf Spheroidal Galaxies

我们应用一个灵活的参数模型，广义普卢默配置文件的组合，推断银河系的卫星矮球状星系（dSphs）的恒星密度分布的形状。我们将此模型应用于40 dSphs，使用来自斯隆数字巡天，PanStarrs-1巡天，暗能量巡天和暗能量相机遗产巡天的恒星计数。使用模拟数据，我们研究与建模假设相关的系统误差，并确定条件下，我们的模型可以识别“非标准”的恒星密度分布，有中央尖点和/或陡峭的外斜坡。将我们的模型应用于真正的矮椭球体，我们没有找到证据，中央尖密度分布在15个银河系卫星，我们的测试与模拟数据表明，将有足够的可探测性。我们确实在几个dSphs-Fornax，Leo I，Leo II和Reticulum II-中检测到陡峭的（相对于标准的Plummer模型）外部轮廓，这可能指向这些对象的不同进化途径。然而，恒星密度分布的外斜率与其他观测到的星系性质还没有明显的相关性。

通用密度分布的变化

Variations in a Universal Density Profile

使用新开发的建模技术，我们提出了基于轨道的动力学模型的船底座，天龙座，天炉座，玉夫座，和六分仪矮球状（dSPH）星系。这些模型计算的暗物质配置文件非参数化，而不需要任何假设，以作出有关他们的轮廓形状。通过解除这一限制，我们发现了一个主机的暗物质配置文件中的dSphs是不同的，从理论家和观察者建议的典型配置文件。然而，当我们适当地缩放这些曲线并将它们绘制在一个公共轴上时，它们似乎遵循近似的r^-1幂律，并且具有相当大的分散性。

矮椭球星系质量剖面（斜率）的测量方法

A Method for Measuring (Slopes of) the Mass Profiles of Dwarf Spheroidal Galaxies

介绍了一种直接从恒星光谱数据测量矮球状（dSph）星系内质量分布斜率的方法，而不采用暗物质晕模型。我们的方法结合了两个最近的结果：1）球对称，平衡牛仔裤模型意味着halflight半径和（平方）恒星速度色散的产品提供了一个估计的质量内halflight半径的dSphs恒星组件，和2）一些dSphs有化学动力学不同的恒星\textit{sub}组件，独立跟踪相同的引力势。我们设计了一种统计方法，使用恒星的位置，速度和光谱指数的测量来区分两个dSph恒星子组件，并估计其各自的halflight半径和速度色散。对于一个dSph与两个检测到的恒星子组件，我们得到的估计封闭在两个离散点在同一质量分布，立即定义一个斜率。应用到已发表的光谱数据，我们的方法区分恒星的子组件在天炉座和玉夫座dSphs，我们测量的斜率$Γ\equiv Δ\log M / Δ\log r=2.61_{-0.37}^{+0.43}$和$Γ=2.95_{-0.39}^{+0.51}$，分别。这些值与每个星系中心几百秒差距内密度恒定的“核心”一致，并排除了“尖形”纳瓦罗-弗伦克-怀特（NFW）轮廓（所有半径的$d\log M/d\log r \leq 2$），分别具有$\ga 96%$和$\ga 99%$的意义。合成数据的测试表明，我们的方法倾向于系统地高估的内部恒星子组件的质量比外部恒星子组件的更大的程度，因此低估的斜率$…

经典Milky Way卫星的宇宙跃迁

The Cosmic Abundance of Classical Milky Way Satellites

我们研究了斯隆数字巡天中与银河系和M31大小和孤立度相似的星系周围最明亮的经典矮椭球体卫星的丰度。从光度和光谱红移的组合，我们绑定的平均值和内在散射的卫星数量下降到10个星等比银河系暗。限制的幅度比人马座亮，我们表明，银河系是不是一个显着的统计离群值在其人口的经典矮椭球。在较暗的星等，我们发现一个上限为13的卫星比天炉座矮椭球亮的平均数。利用全光度红移分布来改善这些限制的方法是有希望的，但目前在最低红移处受到不完整性的限制。理论模型被用来解释为什么大多数环绕银河系的暗物质暗晕在制造最亮的矮椭球体的光度尺度上效率低下，或者为什么这些暗晕不存在。

矮椭球星系的相空间模型

Phase Space Models of the Dwarf Spheroidal Galaxies

介绍了矮球状星系的新相空间模型。恒星成分具有各向同性的、降低的等温（或King）分布函数。恒星速度的各向同性的物理基础是由潮汐搅拌，而等温的分布函数保证所观察到的平坦度的内部部分的速度色散曲线。我们的模型再现的半光半径和视线中心速度色散的dSphs的数据。我们发现，不同的暗晕配置文件-无论是核心或尖-导致非常相似的质量估计在一个特定的半径，即1.7半光半径。由于不同的密度分布造成的质量测量之间的偏差大大小于观测误差所传播的不确定性。我们对每个银河系dSphs都进行了质量测量，发现质量最大的两个dSphs是最明亮的，即人马座（~ 2.8 x 10^8太阳质量）和天炉座（~ 1.3 x 10^8太阳质量）。银河系中质量最小的卫星是威尔曼1号（约4 x 10^5太阳质量）和赛格1号（约6 x 10^5太阳质量）。

关于LeoI矮椭球星系中心的氦燃烧变星

On the central helium-burning variable stars of the LeoI dwarf spheroidal galaxy

本文研究了本星系群矮球状星系LeoI的短周期中央氦燃烧变星，包括106颗天琴座RR型星和51颗造父变星。到目前为止，这是最大的造父变星样本，也是在这类星系中发现的最大的造父变星与天琴座RR的比例。与其他本星系群矮椭球体，船底座和天炉座的比较表明，天炉座RR型恒星的周期分布非常相似，这表明其母恒星群具有相似的性质，而狮子座I的造父变星周期分布在较长的周期处达到峰值（P \sim为1.26 d，而不是~0.5 d），并且跨越更宽的范围，从0.5到1.78 d。演化和脉动预测表明，假设平均金属丰度在-1.5 <=[Fe/H]<=-1.3范围内达到峰值，目前的LeoI造父变星样本追踪到了异常造父变星（红色团块的蓝色范围，部分电子简并的中心氦燃烧恒星）和短周期经典造父变星（蓝色环，静止的中心氦燃烧恒星）的独特混合。目前的演化公式也表明，两个不同恒星群之间的过渡质量是MHeF \sim 2.1 Mo，并且对于比[Fe/H] \sim-0.7更贫金属的恒星，它是恒定的。最后，我们简要概述了不同的影响，目前的研究结果对恒星形成历史的狮子座。

银河系矮球状体的冷暗物质含量：没有核心，没有故障，没有问题

The cold dark matter content of Galactic dwarf spheroidals: no cores, no failures, no problem

我们研究的暗物质含量的卫星星系的Lambda CDM宇宙学流体动力学模拟的本地集团从APOSTLE项目。我们发现之间的模拟结果和估计的9个最明亮的银河系矮椭球体（dSphs）来自他们的恒星速度色散和半光半径非常吻合。潮汐剥离通过从外向内逐渐去除暗物质而发挥重要作用，特别影响到亮度比平均大小大的较暗卫星和系统。我们的模型表明，潮汐已经显着减少了暗物质含量的灿文I，六分仪，船底座，天炉座，一个预测，可以通过比较它们与匹配的光度和大小的场星系进行测试。在过去，对单个矮星的暗物质含量的观测估计一直被低估，有时甚至被低估得很厉害。我们使用我们改进的估计，重新审视“太大而不能倒”的问题，在早期的N体工作。我们加强和扩展我们以前的结论，APOSTLE模拟显示没有这个问题的迹象。解决办法并不需要暗物质剖面中的“核心”，而是依赖于在解释观测数据和解释理论建模中的“重子效应”时修正假设和不确定性。

矮球状星系轴对称质量模型对间接暗物质搜索的影响

Impact of axisymmetric mass models for dwarf spheroidal galaxies on indirect dark matter searches

矮球状体是银河系的低光度卫星星系，主要由暗物质（DM）组成。因此，它们是利用伽马射线观测寻找暗物质湮灭信号的主要目标。虽然典型的假设是，这些卫星星系的暗物质密度分布可以描述的球形对称Navarro-Frenk-White（NFW）的配置文件，最近的恒星运动学的观测数据表明，DM晕周围的这些星系更好地描述轴对称配置文件。出于这样的证据，我们分析了大约7年的PASS 8费米数据的7个经典矮星系，包括天龙座，采用广泛使用的NFW配置文件和观测动机的轴对称密度配置文件。对于四个选定的矮星（六分仪，船底座，雕塑家和天炉座）轴对称质量模型建议核心的密度配置文件，而不是通常采用的尖形配置文件。我们发现，上限的湮灭截面，这些矮星显着高于使用NFW配置文件实现的。因此，使用球形对称尖点轮廓（如NFW）获得的文献中的上限可能被高估。我们的研究结果表明，它是非常重要的，以获得准确的约束暗物质湮灭截面，使用观测动机的密度分布超出通常采用的NFW。

矮椭球星系毫秒脉冲星的GeV辐射估算

Estimating the GeV Emission of Millisecond Pulsars in Dwarf Spheroidal Galaxies

我们估计传统的天体物理发射从矮球状卫星星系（dSphs）的银河系，专注于毫秒星系（MSP），并评估潜在的混乱与暗物质（DM）湮灭签名在GeV的能量。在低密度恒星环境中，如dSphs，MSP的丰度预计与恒星质量成正比。因此，我们构建了银河系盘中MSP的$γ$射线光度函数，其中$>90$个MSP已被$\textit{Fermi}$大天区望远镜（LAT）探测到，并将此光度函数缩放到30 dSphs的恒星质量，以估计其MSP群体的累积发射。我们预测，在最高恒星质量dSphs，天炉座和玉夫座的MSP，产生的$γ$射线通量$>500$ ~MeV的$\sim10^{-11}$ ~ph~cm $^{-2}$ ~s $^{-1}$，这是一个因素$\sim10$低于目前的LAT灵敏度在高银河系纬度。超微弱dSphs中的MSP发射，包括具有最大J因子的目标，通常低几个数量级，这表明这些目标在可预见的未来将仍然是间接DM搜索的干净目标。对于质量为25~GeV的DM粒子在热遗迹截面处湮灭为$b$夸克（与DM对银河中心过剩的解释一致），我们发现，在所有的目标dSphs中，由于DM而产生的预期$γ$射线辐射都超过了MSP的辐射。使用相同的银河系MSP人口模型，我们还估计银河系前景MSP符合概率沿同一视线的dSphs。

具有三轴暗物质晕的矮星系中球状星团的潮汐破裂

Tidal disruption of globular clusters in dwarf galaxies with triaxial dark matter haloes

利用N体模拟研究了矮球状星系中球状星团的潮汐演化。我们的模型采用了宇宙学动机的情况下，dSPH近似的静态NFW晕与三轴形状。我们将我们的模型应用于五个GC，跨越三个数量级的恒星密度和两个质量，选择代表的五个GC表现出的天炉座dSph的属性。我们发现，只有代表天炉座最低密度GC（F1）的物体才能被天炉座的内部潮汐场完全破坏-即使它们的轨道衰减到天炉座的中心，四个密度更大的星系团也能生存下来。对于一个大的轨道和投影角，我们研究的空间和速度分布的恒星碎片沉积在完全破坏的F1类GC。我们的模拟显示，在低表面亮度（>26 mag/arcsec ^[2]）下，这些碎片表现为壳层、孤立的团块和拉长的过密度，这让人想起在几个MW dSphs中观察到的亚结构。这些特征是由星系势的三轴性引起的，不会随着时间的推移而消失。碎片的运动学在很大程度上取决于前身的轨道。与盒和共振轨道相关的碎片不显示流运动，如果视角垂直/平行于祖先的轨道平面，则可能比dSph的场群“更冷”/“更热”。与此相反，与环轨道相关的碎片显示出的旋转速度，可能是从星系中心检测到几个千秒差距。化学标记，可以区分GC碎片场星可能会揭示是否合并的GC有助于形成多个恒星组件中观察到的dSphs。

矮球状星系的动力学和化学演化

The Dynamical and Chemical Evolution of Dwarf Spheroidal Galaxies

我们提出了一个大样本的完全自洽流体动力学Nbody/Tree-SPH模拟孤立矮球状星系（dSphs）。它使我们能够确定关键的物理参数和机制的起源观察到的各种本地组dSph属性。这些星系的初始总质量（气体+暗物质）是它们演化的主要驱动力。恒星形成（SF）发生在一系列的短爆发中。在大质量系统中，SF峰之间的非常短的间隔模仿连续的恒星形成率，而质量较小的系统表现出良好的分离SF爆发，如观测所示。SF事件之间的延迟由气体冷却时间对星系质量的依赖性控制。观测到的全球尺度关系，光度质量和光度金属丰度，再现低散射。我们利用ESO大型项目DART前所未有的大样本量和数据同质性，并添加一些独立的研究，以限制五个银河系dSphs，六分仪，狮子座II，船底座，雕刻家和天炉座的恒星形成历史。这是第一次，[Mg/Fe]与[Fe/H]图来自高分辨率光谱的数百个单独的恒星面临的模型预测。我们发现，dSph属性的多样性很可能是由于内在的进化。然而，我们注意到，在我们模拟的最终状态下，气体的存在，在矮不规则星中观察到的顺序，需要通过外部过程去除。

普通表面密度暗晕中矮球状卫星的演化

Evolution of dwarf spheroidal satellites in the common surface-density dark halos

我们研究了本星系群中与矮卫星星系有关的暗物质晕的生长历史以及由此产生的重子分量的演化。我们的模型是基于最近提出的一个性质，即在最大圆速度V_max下，半径内的暗晕的平均面密度在V_max的大范围内是普适的。20 Msun/pc ^2的表面密度很好地解释了银河系和仙女座星系中的矮卫星，我们发现，在这种常见的表面密度尺度下，暗晕的演化特征是，在z_TT >~ 6或V_max <~ 22 km/s的早期，由其宿主晕的潮汐截断的红移z_TT组装的晕质量迅速增加。在较低的z_TT或较大的V_max下，晕的这种质量增长是缓慢的。考虑到暗晕演化过程中的重子含量，在电离背景辐射的影响下，我们发现矮卫星大致可分为两类：Vmax <~ 22 km/s的矮卫星成星效率高，Vmax较大的矮卫星成星效率低。这个半解析模型与星系形成的高分辨率数值模拟以及观测到的天炉座和Leo~II的恒星形成历史符合得很好。这表明暗晕的演化在理解矮卫星的恒星形成历史中起着关键作用。

Assessment of Dark Matter Models Using Dark Matter Correlations across Dwarf Spheroidal Galaxies

The predicted size of dark matter substructures in kilo-parsec scales is model-dependent. Therefore, if the correlations between dark matter mass densities as a function of the distances between them are measured via observations, we can scrutinize dark matter scenarios. In this paper, we present an assessment procedure of dark matter scenarios. First, we use Gaia's data to infer the single-body phase-space density of the stars in the Fornax dwarf spheroidal galaxy. The latter, together with the Jeans equation, after eliminating the gravitational potential using the Poisson equation, reveals t…

模糊暗物质宇宙中的动力学摩擦

Dynamical Friction in a Fuzzy Dark Matter Universe

我们提出了一个深入的探索宇宙中的动力学摩擦的现象，其中的暗物质是完全由所谓的模糊暗物质（FDM），超轻玻色子的质量$m\sim\mathcal{O}(10^{-22})\,$ eV。我们回顾了经典的处理动态摩擦提出的分析结果的情况下，FDM的点质量，扩展的质量分布，有限的速度色散和FDM背景。然后，我们将这些结果与一系列完全非线性模拟进行测试，从而使我们能够评估分析结果的适用性。我们将这些结果应用于各种感兴趣的天体物理问题，包括银河系暗物质背景中的坠落卫星，并确定\emph{(1)} ~对于FDM质量$m\gtrsim 10^{-21}\, {\rm eV}\, c^{-2}$，天炉座矮球状星团的计时问题不再解决，\emph{(2)} ~对于总质量为$M$、相对速度为$v_{\rm rel}$的卫星来说，有限差分法对动力摩擦过程的影响，需要详细地说明$\left(M/10^9~M_{\odot}\right) \left(m/10^{-22}~{\rm eV}\right)\left(100~{\rm km}~{\rm s}^{-1}/v_{\rm rel}\right) \sim 1$的数值模拟，由于瞬态波结构的时间依赖性，这些参数超出了任何当前开发的分析理论的有效适用范围。

船底座矮球状星系脉动恒星的全面、宽视场研究

A Comprehensive, Wide-Field Study of Pulsating Stars in the Carina Dwarf Spheroidal Galaxy

我们报告的388脉动变星（和一些额外的杂项变量）在船底座dSph星系的一个区域，覆盖了整个星系的可见范围，并延伸了几倍，超出其测光（国王）潮汐半径沿其主轴方向检测。其中包括340颗新发现的矮造父变星，它们大部分位于水平分支以下约2.5等，周期非常短（<0.1天），这是它们的典型，与它们位于银河系年轻族群扩展主序的上部一致。在我们的调查中发现了几个潮外矮造父变星，距离船底座中心约1度。我们的样本还包括RR型天琴座恒星和异常的造父变星，其中一些也是在银河系潮汐半径之外发现的。这支持了过去的工作，表明船底座正在经历潮汐破坏。我们使用矮造父变星的周期-光度关系来估计距离模数为20.17 +/- 0.10 mags，与RR型天琴座星的估计非常一致。我们发现一些重要的区别，在性质的矮造父变星的船底座和那些在天炉座和LMC，目前已知的矮造父变星的唯一河外样本。这些差异可能反映了造父矮星的金属丰度分布、沿视线的深度和/或不同的演化路径。

矮球状星系超轻轴子质量的无偏约束

Unbiased constraints on ultralight axion mass from dwarf spheroidal galaxies

有人建议，矮球状星系（dSphs）的内部动力学可以用来测试是否超轻轴子与$m_a\sim 10^{-22}\text{eV}$是一个首选的暗物质候选人。然而，与理论预测的比较往往是不确定的，原因很简单，虽然大多数宇宙学模型只考虑暗物质，但人们只观察到重子。在这里，我们使用现实的银河系dSph的运动学模拟数据目录表明，“质量各向异性简并”在牛仔裤方程导致有偏见的界限未知的暗物质晕配置文件的星系中的轴子质量。在具有多个化学动力学成分的星系中，这种偏差可以通过模拟每个子群中的质量来部分消除。然而，模拟数据的分析表明，轴子质量的最小偏差的限制直接从拟合的各个化学动力学组件的光度平均速度色散的结果。将我们的分析应用于两个dSph的已报道的恒星子组件，天炉座和玉夫座，并假设晕轮廓没有受到重子的作用，分别得到核心半径$r_{c}>1.5$ kpc和$r_c> 1.2$ kpc，以及$m_a<0.4\times 10^{-22}\text{eV}$在97.5%的置信度。这些界限是在紧张局势与观测卫星的数量来自简单的（但保守的）估计的subhalo质量函数在银河系类星系。我们将讨论重子反馈如何影响我们的结果，以及如此小的轴子质量对宇宙结构增长的影响。

利用欧几里得早期释放数据中矮星系球状星团对模糊暗物质质量的约束

Constraints on the fuzzy dark matter mass using globular clusters in dwarf galaxies from Euclid ERO data

本研究利用欧几里得早期释放数据中矮星系球状星团，结合模糊暗物质密度轮廓与动力学摩擦模型，约束模糊暗物质粒子质量，发现其上限分别为福纳克斯星系团$m_{22}\leq1.46$和英仙座星系团$m_{22}\leq1.09$，并缓解了球状星团时间问题。

超轻暗物质与银河系的矮星不相容

Ultra-light Dark Matter is Incompatible with the Milky Way's Dwarf Satellites

矮星系的密度分布是一个高度变化的集合。如果暗物质是一种超轻粒子，如轴子，那么模拟预测一个独特的和独特的配置文件。如果轴子质量大到足以适合超暗矮（UFD）卫星（$m\gtrapprox 10^{-21}$ eV），那么模型就不适合天炉座和玉夫座的密度分布，并且被超过$3-σ$的置信度排除。如果轴子的质量在可以拟合天炉座和玉夫座矮椭球体的质量分布的质量范围内，那么它的扩展分布意味着UFD的巨大质量（$\approx10^{11}-10^{12}M_{\odot}$）。这些大质量的UFDS被排除在$3-σ$以上的信心动力学摩擦参数。考虑到UFD的恒星形成历史和恒星质量，这种张力会进一步增加。除非未来的重子反馈超轻暗物质（ULDM）模拟显示晕的密度结构发生重大变化，否则当前的数据与ULDM方案不相容。放松经典矮星系的斜率限制将导致排除质量小于$6\times10^{-22}$ eV的ULDM。