The Celestial Buffet: multiple populations and globular cluster formation in dwarf galaxies
我们提出了一个框架，解释通常观察到的变化轻元素丰度的球状星团。如果球状星团在矮星系的中心形成，随着恒星形成的进程，它们将被抽到更大的轨道上。势阱将只保留中等速度的AGB喷出物，预期的浓缩源，但不是超新星喷出物。没有必要增加星团的初始质量，这是自我浓缩的要求，因为矮星内的所有恒星都可以贡献。当星团穿过矮星系中心时，它们将AGB喷出物和下落的原始气体混合起来，形成第二代恒星。具体的混合将随时间而变化，因此能够解释在不同集群中观察到的第二代丰度的传播。这些球状星团将存活到今天，或者作为更大星系分层合并过程的一部分被剥离。我们说明了这个过程可能会使用高分辨率的模拟矮星系在高红移。
2014-01-29 astro-ph.GA
A novel JEAnS analysis of the Fornax dwarf using evolutionary algorithms: mass follows light with signs of an off-centre merger
矮星系是宇宙中最主要的暗物质结构之一，是暗物质理论的极好试验台。不幸的是，这些系统的质量建模遭受了良好的记录质量速度各向异性退化。对于球对称系统的情况下，我们描述了一种方法的径向和切向速度矩的非参数建模。该方法是一种数值速度各向异性“反演”，具有参数质量模型，其中径向速度频散剖面$σ_{\mathrm{rr}}^2$被建模为B样条，并且优化是一个三步过程，包括：（i）进化建模以确定质量模型形式和最佳B样条基以表示$σ_{\mathrm{rr}}^2$ ;（ii）平滑参数的优化;（iii）马尔可夫链蒙特卡罗分析，以确定物理参数。质量各向异性退化减少到质量模型的推断，无论运动学。我们使用合成数据测试我们的方法。我们的算法构造最好的运动学配置文件和竞争之间的区别暗物质模型。我们将我们的方法应用到天炉座矮球状星系。使用国王亮度配置文件和测试各种暗物质质量模型，我们的模型推断有利于一个简单的质量跟随光系统。我们发现天炉座的各向异性剖面是切向的（$β(r) < 0$），我们估计总质量为$M_{\text{tot}} = 1.613 ^{+0.050}_{-0.075} \times 10^8 \, \text{M}_{\odot}$，质光比为$Υ_V = 8.93 ^{+0.32}_{-0.47} \, (\text{M}_{\odot}/\text{L}_{\odot})$。我们提出的算法是…
2017-05-16 astro-ph.GA
Ultra-compact dwarfs beyond the centre of the Fornax galaxy cluster: Hints of UCD formation in low-density environments
超致密矮星系（UCD）是20年前在天炉座星系团的光谱观测中偶然发现的。如今，人们普遍认为许多明亮的UCD是被剥离的星系核。然而，这一结论可能是由高密度环境中的UCD样本造成的，而大多数搜索都是基于这种环境。随着天炉座深度巡天的深光学图像，结合公共近红外数据，我们重新审视了天炉座星团的UCD人口和搜索UCD候选人，第一次，系统地到星系团的维里半径。我们的搜寻工作已经完成，在天炉座星团的距离上，它的星等可降至m $_g$ = 21等或M $_g$ $\sim$ -10.5等。UCD候选者通过其光学和近红外颜色与前景恒星和背景星系分离。这主要利用$u-i$ / $i-Ks$图，并采用机器学习技术来结合其他颜色组合以减少污染物的数量。除了光谱学证实的UCD（61）之外，新确定的候选者（44）大大增加了已知的Fornax UCD的数量（105）。几乎所有新的UCD候选者都位于天炉座星团核心（360 kpc）之外，所有已知的UCD都是在天炉座星团内发现的。这最有可能挑战UCD形成的当前模型。
2021-04-19 astro-ph.GA astro-ph.IM
The dwarf galaxy population in nearby clusters from the KIWICS survey
我们分析了一个样本的12个星系团，从卡普坦IAC编织INT集群调查（KIWICS）寻找矮星系的候选人。利用2.5米艾萨克·牛顿望远镜（INT）宽视场照相机（WFC）的$r$和$g$波段的测光数据，我们在每个星系团中选取了一个亮矮星系（M $_r$ $\leq$ -15.5等）样本，分析了它们的空间分布、恒星颜色以及它们的Sérsic指数和有效半径。我们量化了每个簇的$R_{200}$半径内的矮分数，其范围从$\sim$ 0.7到$\sim$ 0.9。此外，当比较星系团内部区域和最外部区域的比例时，我们发现矮星的比例倾向于向外部区域增加。我们还研究了矮星系和巨星系（M $_r$ $<$ -19.0等）的星系团中心距离分布，在我们的样本中，有一半的星系团中，矮星系的分布与巨星系的分布在统计上是不同的，巨星系更靠近星系团中心。我们分析了候选矮星的恒星颜色，并量化了$R_{200}$半径内蓝矮星的比例，发现该半径小于$\sim$ 0.4，但随着距离星团中心的距离而增加。关于结构参数，我们视觉上归类为早期型矮星的矮星的Sérsic指数在星团内部区域往往更高。这些结果表明，集群环境在塑造低质量晕的观测特性中发挥的作用。
2021-08-22 astro-ph.GA
A common origin for the circumnuclear disc and the nearby molecular clouds in the Galactic Centre
围绕SgrA* 的分子云的起源是关于我们银河系中心最有争议的问题之一。在这里，我们提出了流体动力学模拟的分子云落向SgrA*，进行自适应网格细化代码RAMSES。通过这样的模拟，我们提出，环核盘和+20公里/秒的云起源于同一个潮汐破裂事件，发生在不到100万年前。我们还表明，最近的恒星形成是预期在+20公里/秒的云，也建议最近的观测。
2019-08-01 astro-ph.GA
Population statistics of intermediate mass black holes in dwarf galaxies using the NewHorizon simulation
本研究基于 NewHorizon 模拟分析矮星系中 IMBHs 的族群统计，发现其占据率较高但增长受限，核心原因是黑洞难以停留在星系中心。
2022-11-23 astro-ph.GA
Structural analysis of the Sextans dwarf spheroidal galaxy
我们提出了宽场$g$和$i$波段恒星测光的六分仪矮球状星系及其周围地区的四倍，其半光半径（$r_h=695\,$ pc），根据获得的图像与暗能量相机在4米布兰科望远镜在CTIO。我们发现了与星系相关的恒星子结构的明确证据，从其中心延伸到$82\arcmin$（2\，kpc）的距离。我们进行了统计分析的过密度，并发现三个不同的功能，以及一个扩展的晕状结构，是显着的$99.7\%$置信水平或更高。与武仙座矮球状星系周围极度拉长和延伸的子结构不同，六分仪座周围的超密度均匀分布在其中心，并且似乎没有形成明显的潮汐尾。用King模型拟合六分仪星的径向分布，得到潮汐半径$r_t =83.2\arcmin\pm7.1\arcmin$（2.08 $\pm$ 0.18\，kpc），这意味着大多数探测到的子结构都是引力束缚在星系上的。这一发现表明六分仪座并没有受到银河系的潮汐干扰，支持了六分仪座轨道偏心率较低的假设。
2016-04-21 astro-ph.GA
Cuspy dark matter density profiles in massive dwarf galaxies
星系的自转曲线可以探测它们的总质量分布，包括暗物质。矮星系是研究暗物质密度分布的绝佳系统，因为与质量更高的系统相比，矮星系往往具有更大比例的暗物质。核心尖点问题描述了矮星系（较浅的核心）和仅暗物质模拟（较陡的尖点）之间观测到的星系中心暗物质密度剖面（$β^*$）斜率的差异。利用ALMA获得的高分辨率CO $J=1-0$数据，研究了六个邻近旋涡矮星系中的$β^*$。我们推导出旋转曲线和分解的质量剖面的暗物质使用我们的CO旋转曲线作为示踪剂的总潜力和4.5 $μ$ m测光来定义恒星的质量分布。我们发现$\langleβ^*\rangle = 0.6$的标准偏差为$\pm0.1$的星系在这个样本中，与以前的测量在这个质量范围。研究的星系是在矮星系的高恒星质量端，并具有比低质量的矮星，在协议与其他意见的cuspier配置文件。当使用相同的斜率定义时，我们观察到比FIRE和NIHAO模拟预测的斜率更陡的斜率。这可能意味着这些相对巨大的矮星经历了比这些模拟预测的更强的气体流入它们的中心，这些模拟过度预测了吸积或反馈事件的频率，或者这些或其他效应的组合正在起作用。
2022-03-01 astro-ph.GA
Embedding globular clusters in dark matter minihalos solves the cusp-core and timing problems in the Fornax dwarf galaxy
我们使用一个完整的GPU $N$体代码来证明，暗物质的迷你晕，作为一个新的组成部分的球状星团，解决了时间和尖点核心的问题，在天炉座，如果五个（或六个）球状星团最近吸积（$\leq$ 3 Gyr前）的天炉座。在这些假设下，这些球状星团的坠落不会发生，并且根据观测，在天炉座的中心没有星团形成。我们发现，交叉的球状星团，有DM minihalos附近的天炉座中心诱导的尖核过渡的暗物质晕，从而解决尖核问题，在这个矮星系。暗物质核心的大小取决于球状星团穿越的频率。我们的模拟也清楚地表明，在通道之间，暗物质晕可以再生其尖端。此外，我们的模型与球状星团的暗物质质量的限制很好地吻合，因为我们的星团失去了大部分初始的暗物质微晕。这些结果为球状星团中普遍存在暗物质晕提供了旁证。
2020-01-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy Zoo: Finding offset discs and bars in SDSS galaxies
我们使用多波长的SDSS图像和星系动物园的形态，以确定一个样本的$\sim$ $270$晚型星系的偏心酒吧。我们测量的恒星盘和恒星酒吧的光度中心之间的0.2-2.5千秒差距的范围内的偏移。测量到的偏移量与星系的全球不对称性相关，偏移量最大的星系显示出更高的不对称性。这些发现与模拟产生偏离中心酒吧的矮-矮潮汐相互作用的预测吻合得很好。我们发现大多数具有偏心棒的星系都属于麦哲伦型，其中位数质量为$10^{9.6} M_{\odot}$，其中91%具有$M_{\star}<3\times10^{10} M_{\odot}$，这是星系开始具有较高中心浓度的特征质量，归因于凸出的存在。我们进行了搜索同伴测试潮汐相互作用的假设，但发现一个类似的分数的星系偏移酒吧有同伴在100千秒差距内的星系中心酒吧。虽然这可能是由于SDSS光谱测量在暗端的不完整性，但应考虑引起偏移条的替代方案，例如与暗伴的相互作用或不平衡的晕势的影响。未来的观测需要确认可能的低质量伴星候选者，并确定暗物质晕的形状，以便找到这些星系中偏离中心的棒的解释。
2017-04-28 astro-ph.GA
Modeling HI distribution and kinematics in the edge-on dwarf irregular galaxy KK250
我们模拟了暗边矮不规则星系KK 250中中性氢（HI）的垂直分布。我们的模型假设星系由轴对称的，共面的气体和恒星盘在外力场的球形暗物质晕，并在垂直流体静力平衡。在模型中，气体的速度弥散作为一个自由参数。我们的最佳拟合模型能够再现所观察到的HI气体的垂直分布，以及所观察到的速度分布。最佳拟合模型在银河系中心有一个大的速度色散（~ 22 km/s），在银河系中心半径为~ 1 kpc的情况下，速度色散值降至~ 8 km/s，这与恒星盘的尺度长度以及数据沿径向的角分辨率相似。同样地，我们发现HI盘的厚度在~ 1 kpc处也是最小的，并且随着到星系中心或到~ 3 kpc处而增加约2倍。KK 250中HI垂直分布的最小固有HWHM约为350 pc。为了比较，在太阳附近的HI的垂直分布的HWHM是~ 70-140 pc。因此，我们的结果是一致的其他观测表明，矮星系有显着puffier气体盘比螺旋。
2014-11-16 astro-ph.GA
Spatial dependence of the Star Formation History in the Central Regions of the Fornax Dwarf Spheroidal Galaxy
给出了天炉座矮球状星系三个区域的恒星形成历史和年龄-金属丰度关系。他们对从星系中心到超过一个核心半径的区域进行采样，这使得研究银河系中心梯度成为可能。在所有的例子中，我们发现了年龄为12 Gyr的恒星，以及中间年龄和年轻的恒星星族。最后的恒星形成事件，年轻的1 Gyr，主要位于中心区域，这可能表明星系外部的气体储存库比中心更早耗尽或被潮汐相互作用移除。AMR在三个分析区域中平稳增加，并且彼此相似，表明在天炉座核心半径内和周围没有明显的金属丰度梯度。在天炉座的早期SFH中，没有明显的全球UV再电离或局部SNe反馈的痕迹。我们的研究是基于FORS1@VLT光度计和IAC-star/IAC-pop/MinnIAC程序包来确定恒星星族的SFH。
2013-05-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Supernova-remnant origin of the Galactic-Centre filaments
产生无数垂直穿透银河平面的银河中心细丝（GCF）的机制仍然是一个谜，但没有明确的证据表明它们与圆盘有联系。在这里，我们表明，GCF的遗迹超新星遗迹（rSNR）驱动的数百颗超新星（SNe）爆炸的恒星形成环的中央分子区（CMZ）在SN率为$\sim 2\times 10^{-4}$ y $^{-1}$在过去的$\sim 0.5$ My。rSNR的演化模拟的快模磁流体动力学（MHD）波的传播，这是收敛在银河系旋转轴的聚焦效应。圆柱形波阵面在天空上的切向投影构成了垂直的细丝。SNR模型不仅解释了等离子体的形貌，还解释了非热射电谱、与SNR的$Σ-D$关系相一致的分布区域的平滑亮度以及GC中热等离子体的加热机制。我们还讨论了该模型对研究银河系中心的星际物理和恒星形成活动的意义。
2022-11-14 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
A new study of stellar substructures in the Fornax dwarf spheroidal galaxy
利用深V、B-V宽视场测光技术，通过色星等图分析确定了天炉座矮球状星系的详细恒星形成历史，对恒星过密度进行了新的研究。我们集中在相对年轻的恒星组成部分（<4 Gyr），并将其与下面的天炉座场人口进行比较。我们更详细地研究了以前已知的内壳状结构，并表明它具有明确的年龄-金属丰度关系，峰值在~1.5 Gyr，[Fe/H]=-0.6 dex。与天炉座中心的比较表明，过密特征与年轻场星的年龄-金属丰度关系一致，可能是由天炉座气体形成的。这与超密度是由先前排出的气体再吸积形成的情况一致。我们还发现了一个新的恒星超密度，位于距离中心0.3度（0.7千秒差距），只有1亿年的历史，具有太阳金属丰度。这一特征构成了迄今为止在天炉座观测到的最年轻、最富含金属的恒星。目前还不清楚年轻的高密度是如何形成的，尽管恒星的年龄和金属含量表明这一特征可能代表了天炉座dSph最后的恒星形成活动。
2013-01-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Decoding X-ray observations from centres of galaxy clusters using MCMC
我们纠正使用的电子密度，而不是总气体密度的压力拟合，用于推导出当地的自由落体时间（t $_{\rm ff}$）在原来的文件。
2017-05-26 astro-ph.GA
The Ultramassive White Dwarfs of the Alpha Persei Cluster
我们搜索了整个盖亚EDR 3候选白矮星目录，寻找自行和位置与过去8100万年（星团的年龄）内从英仙座阿尔法星团逃逸的恒星一致的恒星。在这次搜索中，我们发现了五个从英仙座阿尔法星逃逸的候选白矮星，并获得了所有五个的光谱。我们确认有三颗是大质量的白矮星，它们足够年轻，可以起源于星团。这三颗白矮星的质量都超过了之前用盖亚天体测量法发现的任何一颗与星系团有关的白矮星，并且拥有一些质量最大的祖先。特别是白矮星盖亚~ EDR 3 ~4395978097863572，它位于星团中心25秒差距以内，质量约为1.20太阳质量，是从一颗8.5太阳质量的恒星演化而来，突破了单颗大质量恒星形成白矮星的上限，同时在所产生的白矮星质量和克拉塞卡质量之间仍有相当大的差距。
2022-03-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the HI-Hole and AGB Stellar Population of the Sagittarius Dwarf Irregular Galaxy
使用两个相隔约2年的HST/ACS数据集，使我们能够推导出人马座矮不规则（SagDIG）的相对自行，并减少严重的前景银河系污染。自行净化的SagDIG星表提供了一个更清晰的年轻红超巨星和中年渐近巨星分支种群的视图。我们报告了3个银河系富碳矮星的鉴定，它们可能属于薄盘，并指出在银河系低纬度这类恒星的高发生率。一个由4颗富氧候选星组成的子组描绘了一个模糊的，红色的延伸，这是一个定义明确的SagDIG富碳序列。这些富氧候选恒星的起源仍然不清楚，反映了富碳/富氧恒星比例的不确定性。SagDIG也是一个富含气体的星系，其特征是在气体盘中有一个巨大的空洞（HI洞），距离星系的光学中心约360 pc。尽管如此，我们调查恒星反馈假说的自行清洁恒星星族内的HI孔与适当选择的比较区域，具有较高的HI密度外部的孔进行比较。比较显示无显著差异。特别是，HI洞的中心（和比较区域）缺乏年龄小于~ 4亿年的恒星星族，而这些恒星族在星系内部是丰富的。我们的结论是，没有令人信服的证据表明，SagDIG HI孔是恒星反馈的结果，气体中的引力和热不稳定性是其形成的最有可能的机制。
2014-08-25 astro-ph.GA
The bursty star formation history of the Fornax dwarf spheroidal galaxy revealed with the HST
我们提出了一个新的推导的恒星形成历史（SFH）的dSph星系天炉座在两个中心区域，其特点是前所未有的精度和年龄分辨率。它揭示了恒星的形成是在剧烈的爆发中进行的，这些爆发被低水平或静止活动的时期所分隔。SFH是通过两个极深的哈勃太空望远镜CMD的颜色星等图（CMD）拟合得出的，采样中心和一个核心半径。所获得的年龄分辨率使我们能够挑出一个主要的恒星形成插曲在早期，第二个强大的爆发$4.6\pm0.4$ Gyr前和最近的间歇插曲$\sim2-0.2$ Gyr前。模拟恒星星族的详细测试被用来估计主爆发的持续时间，并研究它们之间低水平恒星形成的发生。两个地区的SFH具有共同的特征，具有相同的活动时代和相似的年龄-金属丰度关系。然而，也发现了空间梯度的明确迹象，平均年龄随着半径的增加而增加，恒星形成事件在中心更长。虽然一些星系演化模型预测在矮星系中爆发SFH，因此在天炉座中观察到的SFH的长期起源不能被排除，但其他证据指出可能的合并或相互作用是其爆发SFH的原因。特别是，我们计算了相对于最近的矮星和银河系的天炉座轨道，并观察到主要的中年和年轻的事件和天炉座围绕银河系的周边通道之间的对应关系，可能表明潮汐诱导的恒星形成。
2021-01-09 astro-ph.GA
Formation and evolution of blue compact dwarfs: The origin of their steep rotation curves
观测到的蓝色致密矮星系（BCD）陡峭自转曲线的起源在很大程度上仍然无法用BCD形成的理论模型来解释。因此，我们研究的BCD形成的数值模拟结果的基础上，由富含气体的矮不规则星系之间的合并形成的BCD的旋转曲线。主要结果如下。合并矮不规则星的暗物质经历了一个中心集中，因此中心密度可以比最初的矮不规则星高出六倍。然而，更致密的暗物质晕本身并不能重现矮不规则星和BCD之间观察到的梯度差异。我们提供了进一步的支持，气体的中心浓度，由于快速的气体转移到中心地区的矮-矮合并是负责所观察到的旋转曲线梯度的差异。因此，合并形成的中心气体浓度的BCD可以在其中心区域显示陡峭上升的旋转曲线。这样的气体浓度也是造成BCD中心星爆和中心表面亮度高的原因，这与之前的BCD研究是一致的。我们讨论了自转速度梯度与表面亮度的关系，BCD自转曲线与恒星形成阈值密度、祖先星初始轮廓、相互作用类型和合并质量比的依赖关系，以及矮不规则星、BCD和致密矮不规则星之间潜在的演化联系。
2016-09-13 astro-ph.GA
Distance determination for RAVE stars using stellar models III: The nature of the RAVE survey and Milky Way chemistry
我们将Burnett & Binney（2010）的方法应用于径向速度实验（Steinmetz et al. 2006）的内部星表，以确定恒星距离和参数。子样本的恒星，要么有依巴谷天体或属于研究充分的集群，激发信心的正式错误。到温度低于6000 K的矮星的距离似乎是无偏的，但到温度更高的矮星的距离往往太小，只有形式误差的10%。与巨人的距离往往会大出大约相同的数量。在216，000颗恒星的整个样本中，距离误差的中位数为28%，并且巨星和矮星的误差分布相似。在RAVE巡天中，大约有一半的恒星是巨星。在低纬度和朝向银河系中心的方向上，巨行星的比例最大。在平面附近，金属丰度分布非常窄，集中在[M/H]-0.04 dex;随着|z|的增加，金属丰度分布变宽，其中值移动到[M/H] ~-0.5。平均年龄作为到银河系中心的距离和到银河系平面的距离|z|的函数，显示出平均年龄随|z|的预期增加。
2011-07-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dwarf galaxies in the Perseus Cluster: further evidence for a disc origin for dwarf ellipticals
本文介绍了英仙座星系团核心6个矮椭圆星系的ESI-ESI光谱研究结果，首次确认了2个矮星系为星系团成员。所有六个dE都遵循dE/dSph星系的大小-星等关系。在我们的样本中，测量了三个英仙座矮星的中心速度色散，并且对于早期类型的压力支持系统，它们都依赖于$σ$ -光度关系。我们进一步研究了SA 0426-002，这是我们样品中一种独特的dE，具有被低表面亮度翼/叶（$μ_{B} = 27$ mag arcsec $^{-2}$）包围的棒状形态。考虑到它的形态，速度色散（$σ_{0} = 33.9 \pm 6.1 $ km s $^{-1}$），相对于最亮的星系团NGC 1275的速度（2711 km s $^{-1}$），大小（$R_{e} =2.1 \pm 0.10$ kpc），和Sersic指数（$n= 1.2 \pm 0.02$），我们假设矮星已经通过骚扰从低质量盘形态转变为dE。低表面亮度的叶瓣可以解释为一个环的特征，与酒吧的形成触发潮汐相互作用通过速度遇到英仙座星系团成员。除了在天炉座和室女座的dEs中发现的螺旋结构外，SA 0426-002提供了重要的证据，证明一部分明亮的dEs具有盘状的起源，并且不是原始星团的一部分。
2014-07-09 astro-ph.GA
Origin of stellar prolate rotation in a cosmologically simulated faint dwarf galaxy
在矮星系中，恒星的长轴自转是相当罕见的，只有两个已知的本星系群中的星系显示出这样的特征（凤凰和和II）。宇宙学模拟显示，在大质量的早型星系中，长轴自转可能是由主要的合并引起的。然而，这种运动学在矮星系制度的起源只被探索使用理想化的模拟。本文利用流体动力学宇宙学方法对恒星质量介于$3\times10^5$和$5\times10^8$ M $_{\odot}$之间的矮星系进行了模拟，探讨了长旋星系的形成.在$27$矮星中，只有一个系统显示出围绕主轴的明显旋转，其罪魁祸首是$z=1.64$的主要合并，这导致了从扁圆到长轴配置的转变。有趣的是，这个星系显示出一个陡峭的金属丰度梯度，让人想起在凤凰和和II测量的：这是合并事件的结果，动态加热老的，金属贫乏的恒星，和中心集中的残余恒星形成。矮星系中的大合并为这种奇特系统的形成提供了一个可行的解释，其特征是陡峭的金属丰度梯度和长轴旋转。
2021-06-14 astro-ph.GA
Nuclear star clusters as probes of dark matter halos: the case of the Sagittarius Dwarf Spheroidal Galaxy
本文通过模拟M54核星团向人马座矮椭球星系暗物质晕中心的衰变过程，并对比观测结构性质，推断其宿主暗物质晕内部密度分布的中心斜率γ≤1，从而展示核星团可作为约束暗物质晕形状的有效探针。
2023-05-24 astro-ph.GA
The ACS LCID Project: On the origin of dwarf galaxy types: a manifestation of the halo assembly bias?
我们将讨论如何知识的矮星系的整个演化历史，包括早期恒星形成事件的细节，可以提供洞察不同的矮星系类型的起源。我们认为，这些类型可能是由早期的形成条件，而不是唯一的结果，最近的形态转变驱动的环境影响的印记。我们提出了精确的恒星形成历史的样本的本地集团矮星系，来自颜色星等图达到最古老的主序星转折。我们认为，这些星系可以被分配到两个基本类型：快矮星，开始他们的演变与一个占主导地位的和短的恒星形成事件，和慢矮星，形成了一小部分的恒星早期，并继续形成恒星，直到现在（或几乎）。这两种不同的进化路径并不直接映射到今天的形态（矮球状与矮不规则）。慢矮星和快矮星在相对于银河系和/或M31的位置上也有不同，这暗示慢矮星通常比快矮星在低密度环境中聚集。我们认为，一个快速和缓慢的矮星系之间的区别主要反映了它们形成的环境的特征密度。在稍后的阶段，与大型宿主星系的相互作用可能会在最终的气体去除和恒星形成的最终终止中发挥作用。
2015-07-30 astro-ph.GA
The distribution and morphologies of Fornax Cluster dwarf galaxies suggest they lack dark matter
本文通过天炉座深场巡天数据与模拟对比，发现矮星系潮汐破坏阈值与MOND预测一致而与ΛCDM不符，表明天炉座矮星系可能缺乏暗物质。
2024-11-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
The shell game: a panoramic view of Fornax
我们提出了一个全景研究的天炉座矮球状星系，使用的数据作为VLT巡天望远镜（VST）ATLAS调查的一部分。这里提供的数据-整个巡天的一个子集-均匀地覆盖了以星系为中心的25平方度的区域，在$g$、$r$和$i$波段。这种大面积的覆盖揭示了与以前对天炉座的研究的两个关键区别。首先，数据延伸超出标称潮汐半径的矮星突出了第二个不同的红巨星分支人口的存在。这个蓝红巨星分支似乎与水平分支种群是同时代的。第二，一个位于天炉座中心约1.4度的壳层结构被证明是一个错误识别的背景星系密度过高。最后一个结果进一步质疑了关于天炉座在相对较近的过去经历了一次富含气体的合并的假设。
2015-07-23 astro-ph.GA
The intrinsic ellipticity of dwarf spheroidal galaxies: constraints from the Andromeda system
我们提出了一个研究的内在deprojected椭圆率分布的卫星矮星系的仙女座星系，假设他们的可见组件有一个扁长的形状，这是一个自然的模拟结果。不同的可能性的长轴矮星系的方向进行测试，指向尽可能接近的径向方向对中心的仙女座，或切向的径向方向，或与一个随机的角度在平面上，包含长轴和观察者。我们发现，平均内轴比为~ 1/2，根据人口的假设方向的差异很小。我们的预测还表明，一个显着的部分，卫星，~ 10%，潮汐破坏的残余物。我们发现，没有证据表明，在仙女座周围的同向旋转星系的巨大薄平面的卫星和那些不属于这个结构的卫星之间的形态和主轴方向有任何明显的差异。
2015-04-08 astro-ph.GA
Evidence for globular cluster collapse after a dwarf-dwarf merger: A potential nuclear star cluster in formation
核星团（NSC）的创建需要直接的观测证据来支持其形成的拟议方案。我们分析了位于室女星系团外围区域的矮星系UGC 7346，以突出一系列表明NSC形成的性质。首先，我们报告过去的相互作用的残余物的形式扩散流或壳，这表明最近合并的两个矮星系与1：5的恒星质量比。其次，我们确定了一些球状星团（GC）的候选者，在颜色上与主要组成部分，这是更广泛的和更大的兼容。引人注目的是，我们发现这些GC候选人高度集中在星系的中心（R $_{GC}$ = 0.41 R $_{e}$）。我们认为，GC的中心浓度可能是由这次合并的动力学摩擦。这将使UGC 7346成为NSC形成早期星系的独特案例。NSC的形成，由于在矮合并的动力学摩擦的GC崩溃将提供一个自然的解释发现的早期型矮星系的成核分数的环境相关性，从而更密集的环境主机星系具有更高的成核分数。
2023-03-08 astro-ph.GA
A hypervelocity star with a Magellanic origin
利用盖亚DR2的自行测量，我们探测了银河系周围26颗先前已知的超高速恒星（HVS）的起源。我们发现这些恒星中有很大一部分有很高的概率起源于银河系中心附近，但有一个明显的异常值。HVS3极有可能几乎来自大麦云（LMC）的中心。在它最近的接近过程中，$21.1^{+6.1}_{-4.6}$ Myr ago，它相对于LMC的相对速度为$870^{+69}_{-66}$ kms $^{-1}$。这种巨大的反冲速度只符合希尔斯机制，需要在大麦哲伦星系中心有一个巨大的黑洞。这提供了强有力的直接证据，证明LMC本身就拥有一个至少$4\times 10^3 -10^4 M_\odot$的大质量黑洞。
2018-04-26 astro-ph.GA
The faint outer regions of the Pegasus Dwarf Irregular galaxy: a much larger and undisturbed galaxy
我们调查的飞马座矮不规则星系的空间范围和结构，使用深，宽视场，多色CCD测光从斯隆数字巡天（SDSS）和新的深HI观测。我们研究了SDSS成像的飞马座矮星中心约0.6平方度的区域。使用有效的过滤在颜色星等空间，我们减少了污染的前景银河场的恒星和显着增加的对比度在外部地区的飞马座矮。我们的扩展表面测光，达到了表面亮度级μ_r~32 mag/sq. arcsec。它揭示了一个直径约为8 kpc的恒星体，遵循Sersic表面亮度分布规律，由比2 kpc主体中观测到的明显更老的恒星星族组成。该星系的长度至少是NED中列出的长度的五倍。星系的模糊延伸并不是均匀地分布在它的圆周上;西北端比东南端更锯齿状。我们还确定了一些恒星聚集，可能是恒星协会，围绕着主要发光体排列成一个环。新的HI观测数据是在阿雷西博天文台收集的，这是ALMANFA巡天的一部分。它们揭示了HI分布在RA和约0.3 °中略微延长。宽，与柱密度最高的区域与发光星系重合。HI旋转曲线显示了固体旋转行为，两端相差15 km/s。在距离星系中心约5弧分的地方有一个速度较低的流。我们能够测量ugriz颜色在一些光圈使用SDSS数据，并比较这些预测的进化合成模型。（节略）
2009-08-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the origin of the asymmetric dwarf galaxy distribution around Andromeda
围绕M31的矮星系分布在本质上是显著各向异性的。在这个分布中的30个矮星系中，有15个形成盘状结构，23个包含在面向银河系的半球内。使用一个现实的本地潜力，我们分析所需的条件，以产生和保持这些不对称。我们发现，一些矮星系需要有高度偏心的轨道，以保持存在的半球不对称性与适当的大的径向色散。在假设矮星系起源于一个单独的星系团或吸积事件的前提下，我们发现星系团的初始大小和比能都必须相对较大，才能产生所观测到的半球不对称性。然而，如果这个星系团的物理尺寸很大，所需的非常高的能量将使几个矮星系能够逃离M31并被银河系捕获。此外，我们发现，协会，导致这种结构的总比能量集中在$E = V_{esc}^{2} - V_{init}^{2} \sim 200^2$ - $300^2\ \rm{km^2\ s^{-2}}$，这意味着产生的结构所需的初始速度和初始位置是强相关的。产生径向色散、角色散和平面结构所需的初始条件的重叠很小，这表明它们不是起源于单一的吸积事件，或者这些不对称结构是短暂的。
2019-12-05 astro-ph.GA
Common origin for Hercules-Aquila and Virgo Clouds in Gaia DR2
我们使用一个样本的~350 RR天琴座星的径向速度和盖亚DR 2自行研究的轨道性质的武仙座-天鹰座云（HAC）和室女座超密度（VOD）。我们表明，这两种结构是由恒星的高度偏心轨道，与周围的近心距1千秒差距和apo中心之间的15和25千秒差距的银河系中心。鉴于恒星在HAC和VOD占据非常相似的区域，在空间中跨越的运动积分，我们得出结论，这些弥漫的碎片云是同一吸积事件的一部分。更准确地说，这些内部晕子结构可能代表了古代大规模合并的两个互补的未完全混合的部分，也被称为“香肠”事件。
2018-07-03 astro-ph.GA
The In-situ Origins of Dwarf Stellar Outskirts in FIRE-2
在观测到的宇宙中，大质量矮星系（$10^{8.5}<M_\star/M_\odot<10^{9.6}$）周围普遍存在着扩展的、古老的、圆形的恒星晕。然而，这些矮星不太可能经历足够数量的小合并，形成主要由吸积恒星组成的恒星晕。在这里，我们表明，消防2（反馈在现实环境中）宇宙放大模拟能够产生矮星系与现实的结构，包括厚盘和圆形恒星晕。至关重要的是，这些恒星晕是在原地形成的，主要是通过盘星的向外迁移。然而，在FIRE-2中也存在着大量的“非盘状”矮星，它们缺乏明确的盘/晕，与观测到的矮星种群不相似。这些非盘状矮星往往要么更缺乏气体，要么比盘状矮星有更爆发的近期恒星形成历史，这表明恒星形成的反馈可能阻止了盘状矮星的形成。这两类矮星都强调了星系内在形状的力量--这是对星系恒星含量分布的直接量化--来询问模拟星系中的反馈实现。
2022-05-02 astro-ph.GA
The origin of prolate rotation in dwarf spheroidal galaxies formed by mergers of disky dwarfs
受M31的矮球状伴星Andromeda II中恒星长轴自转的发现启发，我们通过盘状矮星系的合并来研究它的起源。我们模拟了两个相同的矮星之间的合并事件，改变其磁盘相对于轨道的初始倾角和轨道角动量的量。在径向轨道上，合并残留物中的长轴旋转量与盘的倾角密切相关，并且很好地理解为由于盘沿合并轴的角动量分量守恒。对于非径向轨道，如果轨道的角动量最初并不比圆盘的固有角动量大得多，则仍然可以产生长轴旋转。具有显著旋转的残留物的轨道结构主要是由在中心的盒形轨道和在外部的长轴管。在垂直于长轴的平面上的恒星轨道的频率分析揭示了两个家庭的存在大致对应于内部和外部长轴管。内管的比例是最大的残留物形成的磁盘取向最垂直的最初和负责的四四方方的形状的星系。我们的结论是，长轴旋转的结果合并与各种初始条件，没有微调是必要的，以重现这一功能。我们比较我们的合并残余物的性质，从潮汐搅拌的情况下产生的矮星和仙女座II的数据。
2015-10-09 astro-ph.GA
Dark matter dynamical friction on binary stars in the faintest dwarf galaxies: I. Analytical approach
Université libre de Bruxelles（布鲁塞尔自由大学）；Brussels Laboratory of the Universe – BLU-ULB（宇宙布鲁塞尔实验室）
暗物质主导环境中，双星体的动力学摩擦影响其轨道参数和偏心率振荡，可能增强速度弥散测量中的偏差。
2026-10-16 astro-ph.GA
Implications for the origin of dwarf early-type galaxies: a detailed look at the isolated rotating dwarf early-type galaxy CG 611, with ramifications for the Fundamental Plane's (S_K)^2 kinematic scaling and the spin-ellipticity diagram
从9个样本中选择，孤立的，矮早型星系（ETGs）具有相同的运动学性质的范围内的矮ETGs的集群，我们使用CG 611（LEDA 2108986）来解决的性质与培育的争论有关的形成矮ETGs。在一些星团矮ETG中存在暗淡的盘状结构和旋转，这经常被认为是它们在经历星团诱导转变成ETG之前曾经是晚型螺旋星系或矮不规则星系的证据。然而，CG 611在其内半光半径R_（e，maj）= 0.71kpc上也存在显著的恒星自转（~20 km/s），其恒星结构和运动学类似于星团ETG。除了在一个可能的中等尺度恒星盘内拥有一个微弱的年轻核螺旋外，CG 611还吸积了一个中等尺度的反向旋转气体盘。因此，很明显，矮ETG可以建立吸积事件，而不是磁盘剥离的情况。我们接着讨论了无论是矮星系还是普通的中等尺度星系盘的ETG，无论它们是否在建造中，都不能完全用运动学标度S_0.5=sqrt{ 0.5（V_rot）^2 + sigma^2 }来表示，我们还介绍了一个修改的自旋椭圆度图lambda（R）-Σ（R），它有可能跟踪具有这种星系盘的星系。
2017-05-10 astro-ph.GA
Mergers and the outside-in formation of dwarf spheroidals
我们使用宇宙学模拟的形成的本星系群，探讨在矮球状星系的年龄和金属丰度梯度的起源。我们发现，一些模拟的矮星形成“由外而内”，一个古老的，金属贫乏的人口，围绕着一个年轻的，更集中的金属丰富的组成部分，让人想起像雕塑家或六分仪矮椭球体。我们专注于几个例子，恒星形成在两个人口不同的年龄，以阐明这些梯度的起源。这两个组成部分的空间分布反映了它们的不同起源;老恒星组成部分是通过合并组装的，但年轻的人口主要是在原地形成的。较老的成分来自恒星形成的第一幕，它开始得很早，但很快就被恒星反馈和再电离的综合效应所关闭。当晚期的吸积事件增加气体并重新点燃恒星形成时，年轻的成分就形成了。合并的效果是分散老的恒星星族，相对于年轻的恒星族，增加它们的半径，降低它们的中心密度。我们认为，矮-矮合并提供了一个合理的方案，形成系统的多个不同的人口，更普遍的是，在矮球状体的年龄和金属丰度梯度的起源。
2015-11-19 astro-ph.GA
60 candidate high-velocity stars originating from the Sagittarius dwarf spheroidal galaxy in Gaia EDR3
利用Gaia早期数据发布3（Gaia EDR 3）的自行和几次巡天的视向速度，通过轨道分析确定了60颗可能起源于人马座矮椭球星系（Sgr）的总速度大于75%逃逸速度的候选高速星。Sgr的引力对结果的影响很小，而大麦哲伦星云的引力只对少数恒星有不可忽略的影响。这些恒星最接近Sgr的时刻是在Sgr通过其近心点时（$\sim$ 3820万年前），这表明它们是从Sgr潮汐剥离出来的。这些恒星在HR图中的位置和其中19颗具有[Fe/H]的化学性质与Sgr成员星相似。这与它们的吸积起源的假设是一致的。60颗中有两颗是超高速星，也可能是由希尔斯机制产生的。
2022-06-27 astro-ph.GA
Age and metallicity of low-mass galaxies: from their centres to their stellar halos
Universidad de La Serena（拉塞雷纳大学）；Liverpool John Moores University（利物浦约翰摩尔大学）；Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；Cardiff University（卡迪夫大学）；University of Bologna（博洛尼亚大学）；INAF, Astrophysics and Space Science Observatory Bologna（意大利国家天体物理研究所博洛尼亚天文与空间科学观测站）；Universität Zürich（苏黎世大学）
研究低质量星系恒星晕的金属licity和年龄，揭示其形成历史，发现金属licity梯度与内禀性质无相关性，且年龄分布呈现U型特征。
2026-05-14 astro-ph.GA
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。
2009-05-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dynamical evidence for a strong tidal interaction between the Milky Way and its satellite, Leo V
本文利用Keck Ⅱ DEIMOS光谱对Leo~V矮星系进行了化学动力学分析。我们发现系统的速度为$\langle v_r\rangle = 170.9^{+ 2.1}_{-1.9}$ kms $^{-1}$，几乎没有解决的速度色散的系统，与$σ_{vr} = 2.3^{+3.2}_{-1.6}$ kms $^{-1}$，与以前的研究狮子座~ V的低分辨率的色散意味着我们无法充分约束暗物质的内容狮子座~ V。我们发现平均金属丰度的矮星[Fe/H] $ = -2.48\pm0.21$，用$-3.1\le$ [Fe/H] $\le-1.9$ dex测量其成员恒星铁丰度的显著分布，它清楚地将Leo~V确定为一个矮星系，该星系能够通过扩展的恒星形成来自我富集其恒星星族。由于狮子座~V周围潮汐子结构的初步光度证据，我们还调查是否有任何证据的潮汐剥离或冲击系统的动力学。我们测量到一个横跨整个星系的速度梯度，为每弧分$\frac{{\rm d}v}{{\rm d}χ} = -4.1^{+2.8}_{-2.6}$ kms $^{-1}$（或$\frac{{\rm d}v}{{\rm d}χ} = -71.9^{+50.8}_{-45.6}$ kms $^{-1}$ ~kpc $^{-1}$），它几乎直接指向银河系中心。我们认为，狮子座~V可能是一个处于溶解边缘的矮星，刚刚在过去与银河系中心的遭遇中…
2017-01-09 astro-ph.GA
Offset of M54 from the Sagittarius Dwarf Spheroidal Galaxy
本研究通过混合模型联合拟合Gaia与APOGEE恒星的位置、自行和视线速度，发现M54相对Sgr中心存在位置与速度偏移，并据此分析简化系统轨道对距离和暗物质分布的敏感性。
2024-07-07 astro-ph.GA
Spatial differences between stars and brown dwarfs: a dynamical origin?
我们使用$N$体模拟来比较年轻恒星形成区恒星和棕矮星空间分布的演化。我们使用三种不同的诊断;恒星与褐矮星的比率作为距离该地区中心的函数，$\mathcal{R}_{\rm SSR}$，恒星与褐矮星相比的局部表面密度，$Σ_{\rm LDR}$，我们使用$Λ_{\rm MSR}$方法比较全球空间分布。从20个最初统计上相同的模拟套件中，6/20获得了$\mathcal{R}_{\rm SSR} << 1$ $and$ $Σ_{\rm LDR} << 1$ $and$ $Λ_{\rm MSR} << 1$，表明动力学相互作用可能是恒星形成区域中恒星和棕矮星空间分布差异的原因。然而，许多模拟也显示出明显矛盾的结果-例如，在某些情况下，棕矮星的局部密度比恒星低得多（$Σ_{\rm LDR} << 1$），但它们的全球空间分布是不可区分的（$Λ_{\rm MSR} = 1$），恒星和棕矮星的相对比例在整个区域保持不变（$\mathcal{R}_{\rm SSR} = 1$）。我们的研究结果表明，在解释恒星和褐矮星空间分布的任何观察到的差异时，都应该非常谨慎，并且需要更大的区域/星团（具有完整的质量函数）的观测样本来调查褐矮星是否通过与恒星相似的机制形成。
2014-03-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Probing dark matter crests with white dwarfs and IMBHs
白矮星（WD）是最有希望的暗物质（DM）粒子的捕获者，预计这些粒子将在密集的星团的核心中积聚。DM粒子可以在WD核中达到足够的密度，通过自湮灭释放能量。与我们银河系中心有关的消光，是寻找这种效应的最有希望的区域，使得不可能检测到DM燃烧的WD的潜在相关亮度。然而，在离我们足够近并且没有严重破坏的较小恒星系统中，例如$ω-$ Cen，我们可能能够检测到DM燃烧的WD。我们调查的前景检测DM燃烧WD在一个星团窝藏IMBH，这导致更高的密度DM在中心相比，没有一个集群。我们计算的捕获率的WIMP周围的IMBH WD和估计的光度，WD将根据它的距离发出的集群的中心。$ω-$ Cen的直接求和$N-$身体模拟在感兴趣的半径范围内产生不可忽略的WD数量。我们应用我们的假设，以公布的HST/ACS观测的恒星在中心的$ω-$岑寻找DM燃烧WD，虽然我们不能确定任何明显的候选人，因为拥挤和不完整，我们证明，他们聚在一起，在高光度将是独一无二的。我们预测DM燃烧将导致在暗端的冷却序列的截断。DM燃烧的检测在未来的致密星团，如球状星团或超紧凑的矮星系的观测可以让我们探测DM分布和特性，如DM粒子散射的核子截面的不同模型。另一方面，如果燃烧DM的WD真的存在，它们的数量和性质可以暗示IMBH的存在。
2015-12-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the origin of high-field magnetic white dwarfs
高磁场白矮星一直被怀疑是恒星合并的结果。然而，合并恒星的性质和产生磁场的精确机制仍然是未知的。在这里，我们表明，热，对流，差异旋转日冕存在于外层的残余合并的两个退化的核心是能够产生所需的强度，不衰减为长时间尺度的磁场。我们还表明，使用最先进的蒙特卡罗模拟器，以这种方式产生的高磁场白矮星的预期数量是一致的，在太阳附近发现。
2012-09-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
The impact of cored density profiles on the observable quantities of dwarf spheroidal galaxies
我们修改了化学动力学程序GEAR，模拟了自相互作用的暗物质对19个具有不同成星性质的低质量矮星系的可观测量的影响。我们采用了一个相对较高的，速度独立的截面$σ/m = 10$厘米$^2$ /克和提取，除了综合量，总质量密度分布，光度分布，视线速度，化学丰度和恒星形成的历史。我们发现，尽管在暗物质晕的中心创建大的核心，淬火星系的可观察到的数量上的SIDM的影响是不可辨别的，主要是由随机建立的恒星物质。因此，我们的结论是，这是不可能的，从单个或小样本的矮星系的密度分布作出全球性的声明。虽然主要是基于淬火星系，这一发现支持其他最近的工作提出的问题的可靠性推断核心的密度分布，来自观测到的视线速度。
2018-08-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Building the Stellar Halo Through Feedback in Dwarf Galaxies
本文提出了一种新的矮星系星晕形成模型。我们证明，在矮星内部区域自然形成的恒星和星团预计将从富含气体的恒星形成中心迁移到恒星球体。对于矮星系来说，这个过程可能是晕星的主要来源。这种效应是由恒星反馈驱动的致密气体的整体运动引起的，这种运动通过在晕的内部区域引起电势波动，耦合到所有无碰撞的组件。这种效应已经被证明可以在其他尖状的冷暗物质剖面中产生核心，并且在矮星系晕中特别有效。它可以在更大的半径上建造一个年龄更大、金属丰度更低的恒星球体，而不需要一个由外向内的形成模型。球状星团类型的星团可以在银河系的ISM中产生，然后在100 \thinspace Myr的时间尺度上迁移到椭球体。一旦离开内部区域，它们就不太容易受到潮汐扰动的影响，因此寿命很长;在合并过程中，更宽轨道上的星团可能很容易从矮星系中脱离出来，加入更大星系的晕中。一个模拟的矮星系（$\text{M}_{vir}\simeq10^{9}\text{M}_{\odot}$在$z=5$）被用来检查这种引力耦合到暗物质和恒星。
2012-07-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
The origin of ultramassive white dwarfs: hints from Gaia EDR3
本研究利用Gaia EDR3数据分析了200 pc内超大质量白矮星的动力学，发现一群测光年轻但运动异常快的白矮星无法用冷却延迟解释，推测其可能源于星晕或恒星三体系统的动力学效应。
2023-04-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Constraining ultralight bosons in dwarf spheroidal galaxies with a radially varying anisotropy
本研究在波动暗物质模型框架下，采用径向变化的各向异性参数对8个银河系矮椭球星系做金斯分析以约束超轻玻色子质量，发现该假设无法消除与宇宙学结果的质量张力，支持轴宇宙预言的多质量轴子方案。
2023-12-12 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-th
