Serendipitous discovery of a faint dwarf galaxy near a Local Volume dwarf
在LV J1157+5638的HST/ACS场中发现了一个暗矮不规则星系。星系被分解成单个的恒星，包括红巨星分支中最亮的恒星。这颗矮星很可能是LV J1157+ 5638的一颗物理卫星。用红巨星分支（TRGB）距离指示器测得LV J1157+5638的距离模为29.82 ± 0.09等（D = 9.22 ± 0.38 Mpc）。LV J1157+5638 sat的TRGB距离模量为29.76 ± 0.11 mag（D = 8.95 ± 0.42 Mpc）。两个星系的距离在不确定性范围内是一致的。预计它们之间的距离仅为3.9 kpc。LV J1157 +5638的总绝对星等为-13.26 ± 0.10等，Holmberg直径为1.36 kpc，而它的暗卫星LV J1157+5638 sat的M_V = -9.38 ± 0.13等，Holmberg直径为0.37 kpc。这样一颗微弱的矮星是第一次在距离我们最近的4百万秒差距之外被发现的。主序星在这两个星系的存在明确地表明，该对象的分类矮不规则（dIrrs）与最近或正在进行的恒星形成事件在两个星系。
2017-11-02 astro-ph.GA
Tucana B: A Potentially Isolated and Quenched Ultra-faint Dwarf Galaxy at D$\approx$1.4 Mpc
我们报告的发现杜鹃座B，一个孤立的超微弱的矮星系在D=1.4 Mpc的距离。图卡纳B是在本星系群外围寻找已知矮星系的超暗伴星系时发现的，尽管它的天空位置和距离表明最近的星系距离$\sim$ 500千秒差距。深地基成像将杜鹃座B分解为恒星，它显示了一个稀疏的红巨星分支，与一个古老的、金属贫乏的恒星群相一致，类似于银河系中超微弱的矮星系，尽管视星等较暗。杜鹃座B的半光半径为80 $\pm$ 40 pc，绝对星等为$M_V$ = $-$ 6.9 $^{+0.5}_{-0.6}$等（$L_V$ = $(5^{+4}_{-2})\times$ 10 $^4$ $L_{\odot}$），再次与银河系的超暗卫星相媲美。无论是在光学色星等图中还是在GALEX的紫外线影像档案中，都没有证据表明有年轻恒星存在，GALEX的数据显示在$\lesssim$ 1亿年的时间尺度上有$\log (\mathrm{SFR_{NUV}/M_\odot \, yr^{-1}}) < -5.4$形成恒星。考虑到它的隔离和物理特性，Tucana B可能是一个被再电离淬灭的超微弱矮星的明确例子，这为最低质量尺度下星系形成和演化的关键驱动力提供了强有力的证实。这也标志着在本星系群的极端边缘发现超微弱矮星系的新时代。
2022-08-17 astro-ph.GA
ULAS J141623.94$ + $134836.3 - a faint common proper motion companion of a nearby L dwarf. Serendipitous discovery of a cool brown dwarf in UKIDSS DR6
新的近红外大面积巡天（如UKIDSS、CFBDS、WISE）比2 MASS更深入，目的是探测潜伏在太阳附近的褐矮星，它们甚至比最新已知的T型天体（所谓的Y矮星）还要暗。利用UKIDSS的数据，我们发现了一颗微弱的褐矮星候选者，它具有非常红色的光学到近红外线，但在最近发现的附近的L矮星SDSS J141624.08 $ + $ 134826.7旁边有非常蓝色的近红外线。我们通过研究它们的视差和自行来检查这两个物体是否共同运动，并将新物体与已知的T矮星进行比较。天体测量结果与距离$d$ $\approx$ 8 pc的物理对（$sep$ $\approx$ 75 AU）一致。极端的颜色（$J$ $-$ $K$ $\approx$ $-$ 1.7）和绝对星等（$M_J$ =17.78 $\pm$ 0.46和$M_K$ =19.45 $\pm$ 0.52）使新对象看起来是最酷的对象之一（T $_{eff}$ $\approx$ 600 K）和最近的棕矮星，可能是晚T光谱类型，可能具有高表面重力（log $g$ $\approx$ 5.0）。
2010-01-28 astro-ph.GA
Dwarf galaxies at the steep and faint end of the Tully Fisher relation
附近的孤立星系（$z\sim 0$）被认为是沉浸在2.73 K的热浴中。然而，围绕这些星系运行的矮星系也受到来自其宿主的额外辐射，因此它们处于稍微温暖的热浴中。我们声称，这种热效应可以解释矮星系的一些属性，如它们的旋转曲线，它们的径向加速度关系（RAR）和为什么速度-质量的依赖性在暗端的塔利费舍尔关系（TFR）是陡峭的这些星系。在德拜引力理论（DGT）中，星系的性质，如旋转曲线，RAR和TFR都是等温曲线;它们只明显依赖于温度，沉浸在其中的热浴。我们发现，TFR的陡峭而暗淡的一端是由浸泡在温度为2.73 K至3.80 K的热浴中的矮星系的混合物组成的。DGT对矮星系关系的预测与文献资料的比较表明，两者之间有令人满意的一致性。
2018-11-29 astro-ph.GA
How the first stars shaped the faintest gas-dominated dwarf galaxies
低质量矮星系是宇宙结构形成理论的非常敏感的试验台，因为它们的弱引力场允许相关物理过程的影响明显突出。到目前为止，对于本星系群中和周围最微弱的孤立矮星，例如Leo T和最近发现的Leo P和Pisces A系统，有时似乎存在相互矛盾的性质，还没有统一的解释。使用新的数值模拟，我们表明，这一严重的挑战，我们的理解星系形成，可以有效地解决考虑到调节影响的第一人口的恒星的紫外线辐射的矮星的恒星形成率，而其他停留在标准的宇宙学范式的结构形成。这些模拟产生了微弱的，以气体为主的，恒星形成的矮星系，躺在重子塔利-费舍尔关系，并成功地再现了广泛的化学，运动学和结构观测的真实晚型矮星系。此外，我们强调的重要性，以尽可能接近的方式获得模拟星系的特性通常采用的观测技术。
2015-11-04 astro-ph.GA
Sweating the small stuff: simulating dwarf galaxies, ultra-faint dwarf galaxies, and their own tiny satellites
我们提出了火/小发明流体动力放大模拟孤立的暗物质晕，两个在经典矮星系（$M_{\rm vir} \simeq 10^{10} M_{\odot}$）和超微弱星系（$M_{\rm vir} \simeq 10^9 M_{\odot}$）的质量，并与两个反馈实现。由此产生的中心星系位于从$M_{\star} \simeq 10^6$到$10^4 M_{\odot}$的外推丰度匹配关系上，没有中断。每个宿主都充满了subhalo，其中许多形成了恒星。我们的$M_{\star} \simeq 10^6 M_{\odot}$矮星每个都有1-2个清晰的$M_{\star} = 3-200 \times 10^3 M_{\odot}$卫星。即使是我们孤立的超暗星系也有恒星形成的subhalo。如果这是代表性的，那么整个宇宙中的矮星系通常应该拥有自己的小卫星星系。我们将我们的结果与ELVIS模拟相结合，表明与随机晕点相比，针对附近孤立矮星系周围的$\sim 50~ \rm kpc$区域可以增加$\sim 35\%$发现超微弱星系的机会，并特别确定凤凰矮星系周围的区域是一个很好的潜在目标。在我们的模拟中，分辨率很好的超暗星系（$M_{\star} \simeq 3 - 30 \times 10^3 M_{\odot}$）形成于$M_{\rm peak} \simeq 0.5 - 3 \times 1…
2015-05-07 astro-ph.GA
The Satellite Luminosity Function of M101 into the Ultra-Faint Dwarf Galaxy Regime
我们已经获得了哈勃太空望远镜（HST）在M101 -Dw 21，Dw 22，Dw 23和Dw 35附近的四个微弱和超微弱矮星系候选者的深成像，最初由Bennet等人发现。先前使用表面亮度波动技术的距离估计表明，这四颗矮候选者是M101维里半径（D~250 kpc）的地面成像中唯一剩下的可行的M101卫星。高级巡天照相机对所有四个矮候选者的成像显示没有相关的分辨恒星星族，这表明它们是背景星系。我们确认这一点，通过生成模拟的HST色星等图类似的亮度矮星在距离M101。如果我们的目标与M101有关，它们将显示出清晰的红巨星分支和数十颗恒星。利用这些信息，我们构造了M101的卫星光度函数，该函数在M_V=-7.7等时完成了90%，在M_V=-7.4等时完成了50%，并扩展到超暗矮星系区。与银河系和M31相比，M101系统的卫星数量非常少，只有8颗绝对星等为-7.7等的卫星，而银河系和M31分别有14颗和26颗。需要对银河系类似物进行进一步的观测，以了解它们微弱的卫星系统中的晕-晕散射，并将它们与宇宙学模拟的预期联系起来。
2020-03-18 astro-ph.GA
On The Nature of ultra-faint Dwarf Galaxy Candidates II: The case of Cetus II
我们获得了超暗矮星系候选者鲸鱼座II的深双子座GMOS-S $g,r$测光，目的是提供更强的约束其大小，光度和恒星星族。鲸鱼座II在大小光度平面上是一个重要的天体，因为它位于矮星系和星团之间的过渡区。所有已知的小于鲸鱼座II（$r_h \sim 20$ pc）的天体都是星团，而大多数较大的天体可能是矮星系。我们在鲸鱼座II的色星等图中发现了一个显著过剩的主序星，最好的描述是一个年龄为11.2 Gyr，金属丰度为[Fe/H] = $-1.28$ dex，日心距离为26.3 $\pm$ 1.2 kpc的[ $α$ /Fe] = 0.0 dex的单一恒星星族。除了在空间上位于人马座矮潮汐流内外，这些性质与人马座星系的B族恒星非常匹配。有趣的是，就像我们最近对超暗矮星系候选者Tucana V的发现一样，尽管追踪了超过6个星等的主序列，但鲸鱼座II方向的恒星场没有显示出集中的过密度的证据。这些结果有力地支持了鲸鱼座II不是银河系晕中的一个超暗恒星系统，而是由人马座潮汐流中的恒星组成的这一观点。
2018-03-12 astro-ph.GA
The MUSE-Faint survey. III. No large dark-matter cores and no significant tidal stripping in ultra-faint dwarf galaxies
[摘要]目的。质量最低的星系，超微弱的矮星系，在反馈如何调节星系形成和小尺度物质功率谱方面有着无与伦比的限制。它们内部的暗物质密度也可以用来限制暗物质模型。在本文中，我们提出了201个新的恒星视线速度从MUSE-Faint调查的（超）微弱矮星系Antlia B，狮子座T，长蛇座II和天鹤座1。结合这些文献数据，我们得到了最严格的限制日期的暗物质晕质量和内部暗物质密度。方法.我们使用CJAM中实现的Jeans方程来模拟密度分布，并约束暗物质核和孤子（模糊暗物质模型的预测）的存在。进一步的建模与GravSphere进行测试的建模工具的选择的影响。我们计算的质量，浓度和圆周速度的配置文件，包括从我们以前的工作波江座2的结果，并比较这些属性的理论标度关系，推导出在这个过程中的潮汐剥离的约束。结果我们发现，我们的星系排除了与质量更大的矮星系一样大的暗物质核心（核心半径$r_\mathrm{c} < 66$ - $95\,\mathrm{pc}$，置信水平为68%）。我们将孤子半径限制为$r_\mathrm{sol} < 13$ - $112\,\mathrm{pc}$（68%置信水平）。我们发现，星系是一致的，没有被显着的潮汐剥离在其半光半径。的维里质量和浓度是敏感的动力学建模工具的选择：GravSphere产生的结果与$M_{200} \sim 10^9\,M_\odot$一致，如预期的模…
2021-12-17 astro-ph.GA
EDGE: Two routes to dark matter core formation in ultra-faint dwarfs
在标准的Lambda冷暗物质范例中，纯暗物质模拟预测矮星系应该居住在具有中心发散密度“尖点”的暗物质晕中。这与通常倾向于恒定密度“核心”的观察相矛盾。我们调查这个“尖核问题”在“超暗”矮星系模拟的一部分，“工程矮星系在星系形成的边缘”（EDGE）项目。我们发现，类似于以前的工作，在模拟的矮星中心区域的引力势波动运动学加热的暗物质粒子，降低矮星的中心暗物质密度。然而，这些波动并不完全是由气体流入/流出引起的，而且还由小合并的脉冲加热引起。我们使用遗传修饰的方法对我们的矮的初始条件之一，以显示如何延迟组装历史导致更晚的小合并，相应地，更多的暗物质加热。这提供了一种机制，即使是超暗矮星（$M_* < 10^5\,\text{M}_{\odot}$），其中恒星的形成在高红移时被完全淬灭，其中心暗物质密度也会随着时间的推移而降低。相比之下，我们发现，如果合并的星系有足够少的恒星形成，后期的主要合并可以再生一个中央暗物质尖点。这些影响的结合使我们预测显着的随机性，在中央暗物质密度斜率的最小的矮星，其独特的恒星形成和质量组装的历史驱动。
2021-01-07 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
Gaia RR Lyrae Stars in Nearby Ultra-Faint Dwarf Satellite Galaxies
我们使用盖亚DR2天琴座RR型星表在27个附近（$<100$ kpc）超暗矮卫星星系中寻找天琴座RR型星。根据自行，星等和天空中的位置，我们将47颗盖亚RR天琴座恒星与14颗不同的卫星联系起来。这些星系的距离是基于天琴座RR型恒星。我们首次在杜鹃座II矮星系中发现了天琴座RR型恒星，并在大熊座II、后发座、水蛇座I、牧夫座I和牧夫座III中发现了其他成员。此外，我们已经确定了候选的潮汐外RR天琴座恒星在六个星系，这表明他们可能正在经历潮汐破坏。我们发现有10个星系没有天琴座RR型星，在盖亚和文献中都没有。然而，考虑到盖亚DR 2已知的完整性，我们不能得出结论，这些星系确实缺乏这种类型的变星。
2020-01-04 astro-ph.GA
Are the Ultra-Faint Dwarf Galaxies Just Cusps?
我们开发了一种技术来调查的可能性，最近发现的一些超暗矮卫星的银河系可能是尖焦散，而不是重力自约束系统。当恒星流折叠时，会形成这样的尖点，从而产生一个区域，在这个区域中，投影的二维表面密度会增强。在这项工作中，我们构造了一个泊松极大似然检验比较尖点和指数模型的任何子结构在平等的基础上。我们把这个检验应用到武仙座矮星（d ~ 113 kpc，M_V ~-6.2，e ~ 0.67）。在赫拉克勒斯的例子中，平坦指数模型比尖点模型更受青睐，在高置信度下排除了赫拉克勒斯是尖点灾难。这个测试可以应用于任何一个银河系矮星，更一般地说，可以应用于整个恒星晕群，以寻找可能在吸积恒星晕中预期的尖点灾难。
2010-12-09 astro-ph.GA
Stellar mass segregation as separating classifier between globular clusters and ultra-faint dwarf galaxies
我们利用深空望远镜和地基测光方法测定了50多个球状星团和超暗矮星系候选者的恒星质量分离量。我们发现，在球状星团的质量偏析量与他们的弛豫时间，并与他们的年龄或更长的顺序弛豫时间的所有集群有很少或没有质量偏析。对于每个星团，所看到的质量分离量与最初未分离的星团动力学演化所预期的量完全一致，表明球状星团在其低质量恒星之间没有原始质量分离。超微弱的矮星系候选者分为两组，星团遵循与球状星团相同的弛豫时间和质量分离量之间的趋势，而暗物质占主导地位的矮星系尽管弛豫时间小于哈勃时间，但没有分离。恒星丰度和速度色散数据，在可用的情况下，证实了我们的分类。通过对超暗矮星系候选者的分类，我们发现外晕星团在半光半径内的平均密度为0.03 M $_\odot$ /pc $^3 \lesssim ρ_h \lesssim$ 1 M $_\odot$ /pc $^3$，而矮星系的恒星密度为0.001 M $_\odot$ /pc $^3 \lesssim ρ_h \lesssim $ 0.03 M $_\odot$ /pc $^3$ .这种密度分离的原因很可能是系统形成的初始条件和承受外部潮汐力的要求的结合。
2021-12-09 astro-ph.GA
Dancing in the Dark: Uncertainty in ultra-faint dwarf galaxy predictions from cosmological simulations
超暗矮星系（UFD）的存在突出了将我们对星系的理论理解推向极低质量的必要性。我们通过两次运行矮星系的完全宇宙学模拟来研究UFD的形成，但不同的恒星形成。一次运行使用恒星形成的温度-密度阈值，而另一次运行使用基于H $_{2}$的子网格恒星形成模型。两次运行之间形成的矮星系总数相差2倍，但其中大多数是卫星星系，导致更大质量、孤立的矮星系周围发光的UFD伴星数量相差5倍。第一次运行产生了47%的机会发现一个卫星周围的M $_{halo}$ $\sim 10^{10}$ M $_{\odot}$主机，而H $_2$运行预测只有16%的机会。金属丰度是造成这种差异的主要物理参数。随着金属丰度的降低，H $_2$的形成减慢，并转移到更高密度的材料中。因此，我们的H $_2$运行无法在再电离去除气体之前形成许多（通常是任何）恒星。这些结果强调，使用流体动力学模拟的UFD属性的预测，特别是关于矮星系周围的卫星的频率，在低质量的恒星质量函数的斜率，以及超微弱的星系占据最小的晕的属性，是非常敏感的次网格内的模拟中包含的恒星形成的物理。然而，即将发现的超暗矮星将为第一颗恒星形成的物理学提供宝贵的约束力。
2019-02-08 astro-ph.GA
The abundance and radial distribution of faint and ultra-faint dwarfs in galaxy clusters
University of California, Riverside（加州大学河滨分校）；University of Victoria（维多利亚大学）；Carnegie Mellon University（卡内基梅隆大学）；Université de Strasbourg（斯特拉斯堡大学）；NSF NOIRLab（美国国家光学-红外天文研究实验室）
研究通过结合TNG50模拟与经验模型，揭示星系团中矮星系的径向分布，发现其符合暗物质分布，但观测阈值可能排除被剥离的天体。
2026-04-24 astro-ph.GA
Antlia B: A faint dwarf galaxy member of the NGC 3109 association
我们报告了Antlia B的发现，Antlia B是一个暗淡的矮星系，距离NGC 3109（$M_{V}$ $\sim$ $-$ 15等）的投影距离为$\sim$ 72千秒差距，NGC 3109是本星系群边缘矮星系团的主星系。红巨星分支的顶端到Antlia B的距离是$D$ =1.29 $\pm$ 0.10 Mpc，这与到NGC 3109的距离一致。定性分析表明，新矮星的恒星群体既有一个古老的、贫金属的红巨星分支（$\gtrsim$ 10 Gyr，[Fe/H] $\sim$ $-$ 2），也有一个年轻的蓝色群体，年龄在$\sim$ 200-400 Myr，类似于最初的Antlia矮星，NGC 3109的另一颗可能的卫星。Antlia B的\ion{H}{1}气体的速度为$v_{helio,HI}$ =376 km s $^{-1}$，证实了与NGC 3109的关联（$v_{helio}$ =403 km s $^{-1}$）。HI气体质量（M $_{HI}$ =2.8 $\pm$ 0.2 $\times$ 10 $^{5}$ M $_{\odot}$）、恒星光度（$M_{V}$ = $-$ 9.7 $\pm$ 0.6 mag）和半光半径（$r_{h}$ =273 $\pm$ 29 pc）都与局部体积中矮不规则星系和矮球状星系的性质一致，并且与狮子座P矮星系最为相似。Antlia B…
2015-08-07 astro-ph.GA
Extended stellar populations in Ultra-Faint Dwarf galaxies
本研究利用Gaia DR3等多巡天的RR Lyrae星探测45个超暗矮星系外围，发现至少33%含该类恒星的星系具有延展恒星族群。
2023-12-12 astro-ph.GA
Unveiling a Rich System of Faint Dwarf Galaxies in the Next Generation Fornax Survey
我们利用安装在Cerro Tololo美洲天文台4米Blanco望远镜上的DECam宽视场照相机获得的深度共加的$u, g$和$i$波段图像，在天炉座星团中心区域发现了158个以前未被发现的矮星系，这是{ \it下一代天炉座巡天}（NGFS）的一部分。新的矮星系具有准指数光剖面，有效半径$0.1\!<\!r_e\!<\!2.8$ kpc和平均有效表面亮度值$22.0\!<\!μ_i\!<\!28.0$ mag arcsec $^{-2}$。我们证实了在天炉座核心区域存在超扩散星系（UDG），类似于最近在室女座和后发星系团中发现的对应物。我们还发现了表面亮度极低的NGFS矮星，比经典的UDG暗几个星等。NGFS样本中最暗的矮星系候选者的绝对星等为$M_i\!=\!-8.0$ \，ma。NGFS矮星系样本的成核分数似乎随着它们的总光度而减少，从亮度比$M_i\!\simeq\!-15.0$ mag亮的$>\!75\%$的成核部分到亮度比$M_i\!\simeq\!-10.0$ mag暗的$0\%$。NGFS矮星系样本的点相关函数分析显示，在$\sim\!100$ kpc以下的长度尺度上存在过剩，这表明矮星系聚集在天炉座星系团的核心。
2015-10-08 astro-ph.GA
On the Dichotomy between Normal and Dwarf Ellipticals
利用SDSS DR 13库中的图像，我们研究了374个明亮（E0到E6）和矮椭圆星系（dE（nN）到dE（N））的结构特性。该样本结合了一个明亮的椭圆星系（252个星系与$M_g < -20$）和一个新的微弱的椭圆星系（60个星系与$M_g > -20$）的样本，在光度和大小上与矮椭圆星系（62个星系）重叠。微弱的椭圆星系延伸到参数空间中没有被矮椭圆星系占据的明亮椭圆星系的线性结构相关性，表明这两种类型之间存在二分法。特别是，许多暗椭圆星系的有效表面亮度明显高于dE，这消除了在设定恒星质量下的任何联系。椭圆星系的三个子集的模板分析表明，明亮和暗淡的椭圆星系遵循相同的趋势的轮廓形状（弱同源性），但矮椭圆星系形成一个单独的和不同的结构类，较低的中心表面亮度和延长等照度线半径。
2017-03-09 astro-ph.GA
Satellite mass functions and the faint end of the galaxy mass-halo mass relation in LCDM
最微弱星系的丰富提供了对暗物质性质和矮星系形成过程的深入了解。在LCDM的情况下，低质量的晕是如此之多，以至于矮星形成的效率必须急剧下降，以适应相对稀缺的观测到的矮星和卫星在本地组晕质量的减少。这种衰减的性质包含了重要的线索，可以解释在最微弱的系统中，控制星系形成的机制。在这里，我们探讨了两种可能的模型恒星质量（$M_*$）晕质量（$M_{200}$）的关系在暗端，激发一些最新的LCDM宇宙学流体动力学模拟。一个模型包括一个尖锐的质量阈值，低于这个阈值就不会形成明亮的星系，正如预期的那样，如果星系形成只在高于氢冷却极限的系统中进行。在第二个模型中，$M_*$的规模作为一个陡峭的幂律$M_{200}$没有明确的截止，建议最近的半解析工作。虽然这两个模型预测的银河系类星系周围的卫星数量与目前的观测结果一致，但它们预测的超微弱矮星系和孤立矮星系周围卫星的数量却大不相同。我们的研究结果说明了如何卫星质量函数周围的矮星可用于探测$M_*$ - $M_{200}$关系在暗端和阐明的机制，确定低质量的晕“亮”或保持黑暗的LCDM方案。
2022-07-25 astro-ph.GA
Robust velocity dispersion and binary population modeling of the ultra-faint dwarf galaxy Reticulum II
我们应用贝叶斯方法来模拟多历元径向速度测量在超暗矮星系网座II，充分考虑到不同的光谱数据集之间的二进制轨道运动和系统偏移的影响。我们发现，Ret II的二进制分数高于0.5在90%的置信水平，如果平均轨道周期被假定为30年或更长。尽管这个高的二元分数，我们推断最适合的固有色散为2.8 $_{-1.2}^{+0.7}$公里/秒，这是小于以前的估计，但仍然表明Ret II是一个暗物质占主导地位的星系。我们同样推断出一个$\lesssim$ 1%的概率，Ret II的色散是由于双星，而不是暗物质，对应于制度$M_{\odot}/L_{\odot} \lesssim$ 2。我们的推断，一个高的密切的二进制分数在Ret II呼应了以前的结果Segue 1超微弱的矮星，并与银河系晕星的研究表明，高的密切的二进制分数往往存在于金属贫乏的环境是一致的。
2018-10-30 astro-ph.GA
Ghostly Stellar Haloes and their Relationship to Ultra-faint Dwarfs
幽灵般的恒星晕是由再电离前的化石星系碎片组成的恒星的扩展晕，应该存在于总质量为$<10^{10}$ M $_\odot$的矮星系中。化石星系是质量更小的矮星系，在再电离时期后停止形成恒星，并在本星系群中被确定为超微弱的矮卫星。使用宇宙学N体模拟，我们提出了一个经验模型的形状和质量的幽灵般的恒星晕。我们比较该模型的恒星晕在本星系群（狮子座T，狮子座A，IC 10，WLM，IC 1613，NGC 6822）的6个孤立的矮星系的现有观测推断在再电离时代的矮星系的恒星形成效率。我们发现，在质量为$10^6 - 10^8$ M $_\odot$的暗物质晕中，恒星形成的效率在$z\sim7$与使用超微弱矮星系光度函数数据的独立方法大致一致，但系统性地高出3-5倍。系统的不确定性，我们的结果仍然很大，主要是因为现有的恒星晕剖面的观测没有延伸到足够大的距离从宿主矮星系的中心。额外的观测，很容易在现有望远镜的范围内，可以显着提高这种方法的准确性，也可以用来限制本星系群中矮星系的暗物质质量。我们的方法是基于一组以前从未使用过的观察，因此它是一个新的独立的测试模型的层次星系形成。
2022-09-06 astro-ph.GA
EDGE: The direct link between mass growth history and the extended stellar haloes of the faintest dwarf galaxies
本文利用EDGE宇宙学模拟研究潮汐孤立的超暗弱矮星系，发现其投影椭率与延展恒星晕主要源于晚期伴星吸积而非潮汐作用，且椭率与形成时间存在强因果关系，模拟结果与本星系群观测吻合，表明部分观测矮星系的椭率可能具有非潮汐起源。
2023-07-11 astro-ph.GA
Discovery of a new faint dwarf galaxy associated with NGC 253
我们报告了一个新的暗矮星系的发现，我们称之为Scl-MM-DW 1，距离螺旋星系NGC 253的投影距离为$\sim$ 65 kpc。这一发现来自半人马座和雕塑家的全景成像调查（PISCeS），这是一个与麦哲伦/Megacam成像仪合作的项目，旨在研究本星系群之外的大质量星系周围的恒星光中的微弱子结构。我们测量了红巨星分支的尖端距离Scl-MM-DW 1的$D$ =3.9 $\pm$ 0.5 Mpc，与NGC 253一致，使它们的关联可能。这颗新矮星的恒星星族很复杂，有一个古老的贫金属红巨星分支（$\gtrsim$ 10 Gyr，[Fe/H] $\sim$ $-$ 2），以及一个年龄为$\sim$ 5亿年的渐近巨星分支。Scl-MM-DW 1的半光半径为$r_{h}$ =340 $\pm$ 50 pc，绝对星等为$M_{V}$ = $-$ 10.3 $\pm$ 0.6等，与银河系的卫星在相同光度下相当。一旦完成，我们对NGC 253和附近其他大质量星系的成像调查将提供本星系群之外晕中微弱子结构的普查，既可以将我们自己的环境置于背景中，也可以面对层次结构形成的模型。
2014-06-25 astro-ph.GA
Gaia Proper Motions and Orbits of the Ultra-Faint Milky Way Satellites
盖亚任务（DR 2）发布的第二个数据提供了一个全面和前所未有的天空平面中天文源运动的图片，从太阳附近延伸到银河系的外部。我提出自行测量的基础上盖亚DR 2的17个超微弱的矮星系在100千秒差距的银河系。我从文献中收集了每个矮星中光谱确认的成员星，这些成员星的亮度足以进行盖亚天体测量，产生的成员样本从三角座II的2颗恒星到牧夫座I的68颗恒星不等。从分光成员星表我估计每个系统的自行。我发现很好的协议与盖亚合作推出的自行牧夫座I和狮子座I。17个矮星中有14个的切向速度被确定为优于50 km/s，比银河系卫星星系的此类测量样本增加了一倍多。眼眶近心点受到很好的约束，中值为38千秒差距。只有一颗卫星Tucana III在银河系中心15 kpc的轨道上，这表明剩下的超暗矮星不太可能经历过严重的潮汐剥离。作为一个群体，超暗矮星处于高速，偏心，逆行的轨道上，几乎所有的空间运动都超过370公里/秒。在低质量（M_vir = 0.8 x 10^12 M_sun）的银河系势中，17个星系中有8个缺乏定义明确的远心，似乎是第一次坠落，这表明银河系的质量可能比以前估计的要大，或者许多超暗矮星与麦哲伦云有关。超暗矮轨道的中位离心率为0.79，与数值模拟中看到的值相似，但与更明亮的矮椭球体的圆形轨道不同。
2018-06-07 astro-ph.GA
Ultra-faint dwarfs in a Milky Way context: Introducing the Mint Condition DC Justice League Simulations
我们目前的结果从“薄荷”分辨率DC正义联盟套件银河系般的放大宇宙学模拟，扩展我们的研究附近的星系到超微弱的矮（UFD）制度的第一次。这些模拟的质量分辨率是有史以来最高的宇宙学银河系放大模拟运行$z=0$，初始恒星（暗物质）粒子质量为994（17900）M $_\odot$，力分辨率为87 pc。我们研究了周围的矮星和UFD，发现模拟结果与观测到的星系动力学性质和$-3 < M_V < -19$相匹配，并再现了$r_h\gtrsim200$ pc在尺寸-光度平面上的散射。我们预测，绝大多数附近的星系都将被维拉鲁宾天文台的时空遗产巡天（LSST）观测到。我们还表明，微弱的矮星速度分散$\lesssim5$公里/秒的结果从严重的潮汐剥离的主机晕。我们调查淬火的UFD在流体力学的银河系的背景下，并发现，大多数UFD淬火之前与银河系的相互作用，虽然一些淬火UFD保留其气体，直到落入。此外，这些模拟产生了一些独特的矮星，这是第一次模拟它们，例如，一个HI丰富的领域UFD，一个晚形成的UFD，具有类似于火山口2的结构特性，以及一个紧凑的矮卫星，在$z=0$没有暗物质。
2020-11-17 astro-ph.GA
Formation of emission line dots and extremely metal-deficient dwarfs from almost dark galaxies
最近的观测发现了一些非常富含气体的非常微弱的矮星系，它们可能嵌在低质量的暗物质晕中。我们调查这些富含气体的矮（“几乎黑暗”）星系的孤立和相互作用/合并的情况下，恒星形成的历史。我们发现，尽管在孤立的模拟矮星中，总晕质量（M_h）为10^8-10^9 M_sun时，恒星形成率（SFR）非常低（<10^-5 M_sun/yr），但当它们与其他矮星相互作用或合并时，恒星形成率可以显著增加到约10^{-4} M_sun/yr。这些相互作用的暗矮星与中央紧凑的HII区域可以被识别为孤立的发射线点（“ELdot”），由于它们的表面亮度非常低的老恒星包络。这些相互作用和合并的矮星的残余物最终可以发展出具有非常低金属丰度（Z/Z_sun<0.1）的中心紧凑恒星系统，可以被识别为极缺金属（“XMD”）矮星。这些结果意味着，虽然存在许多在目前的光学观测中很难检测到的暗矮星，但当它们与其他星系及其宿主环境相互作用时，它们可以被检测为孤立的ELdot或XMD矮星。我们预测，有核超暗矮星合并形成的几乎暗矮星，可以确定为球状星团由于非常低的表面亮度恒星信封，如果他们是遥远的对象。
2015-09-14 astro-ph.GA
First results from the MADCASH Survey: A Faint Dwarf Galaxy Companion to the Low Mass Spiral Galaxy NGC 2403 at 3.2 Mpc
我们报告发现了最微弱的已知矮星系卫星的LMC恒星质量主机超出本集团，基于深成像与斯巴鲁/超Suprime-Cam。MADCASH J 074238 +652501-dw位于NGC 2403的$\sim$ 35 kpc投影上，NGC 2403是一个矮螺旋星系，$D$ $\approx$ 3.2 Mpc。这个新的矮星有$M_{g} = -7.4\pm0.4$和$168\pm70$ pc的半光半径，在计算的距离为$3.39\pm0.41$ Mpc。色星等图显示没有年轻恒星族群的证据，这表明MADCASH J 074238 +652501-dw是一颗古老的贫金属矮星，类似于本星系群中的低光度矮星。缺乏检测到的HI气体（$M_{\rm HI}/L_{V} < 0.69 M_\odot/L_\odot$，基于绿岸望远镜的观测）或$GALEX$ NUV/FUV通量增强与缺乏年轻恒星是一致的。这是MADCASH（麦哲伦模拟矮伴星和恒星晕）调查的第一个结果，该调查正在通过解决恒星种群对局部体积LMC类似物晕中的恒星子结构和暗淡卫星进行普查。模型预测总共有$\sim$ 4-10颗卫星，质量至少与MADCASH J 074238 +652501-dw一样，围绕着质量为NGC 2403的主机，其中2-3颗在我们的视野内，略多于我们在足迹中观察到的一颗这样的卫星。
2016-08-08 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
d1005+68: A New Faint Dwarf Galaxy in the M81 Group
我们利用斯巴鲁超级超级相机的观测结果发现了M81星系群中的一个新的暗矮星系d1005+68。d1005+68的色星等图与$3.98_{-0.43}^{+0.39}$ Mpc的距离一致，建立了组成员关系。根据恒星等时线拟合，我们得到了半光半径为$r_{h} = 188_{-41}^{+39}$ pc的绝对$V$带星等为$M_{V} = -7.94_{-0.50}^{+0.38}$.这使得d1005+68位于本星系群和M81卫星的半径光度轨迹内，也是本星系群之外最微弱的已确认卫星之一。假设年龄为12 Gyr，d1005+68的红巨星分支最适合[Fe/H] $= -1.90 \pm 0.24$的等时线。它与附近的M81卫星BK 5 N的预计距离仅为5千秒差距。由于这正好在BK 5 N的维里半径范围内，我们推测d1005+68可能是BK 5 N的卫星。如果得到证实，这将使d1005+68成为首批检测到的卫星中的卫星之一。
2017-06-22 astro-ph.GA
The Origin of r-process Enhanced Metal-Poor Halo Stars In Now-Destroyed Ultra-Faint Dwarf Galaxies
我们今天观察到的高度r过程增强（r-II）贫金属晕星可能在理解早期超微弱矮星系（银河系最小的组成部分）方面发挥关键作用。如果很大一部分贫金属的r-II晕星起源于合并形成银河系的超微弱矮星系，那么对r-II星的观测可以帮助我们研究这些现在被摧毁的系统，并探测我们银河系的形成历史。为了对这种可能的联系进行初步调查，我们使用高分辨率的宇宙学模拟的奶路质量星系从卡特彼勒套件结合一个简单的，经验性的治疗r-过程富集。我们确定了贫金属晕星的分数，可能已经形成了高度r-过程增强气体在现在被摧毁的低质量超微弱矮星系，模拟的r-II分数，并将其与“观察到的”r-II分数。我们发现，模拟的分数，f_{r-II,sim} ~ 1- 2%，可以占“观察到的”分数，f_{r-II,obs} ~ 2- 4%的一半左右。然而，由于采样不完整，“观测到的”比例可能过度代表了r-II恒星的比例，这意味着f_{r-II,sim}可能占真实f_{r-II,obs}的一半以上。进一步考虑个别模拟之间的一些参数变化和分散，模拟分数可以占“观察到的”分数的大约20-80%。
2019-02-06 astro-ph.GA
The Elusive Distance Gradient in the Ultra-Faint Dwarf Galaxy Hercules: A Combined Hubble Space Telescope and Gaia View
超微弱的矮星系武仙座有一个非常细长的形态，在大半径处有光度超密度和运动学成员，这表明它可能是由于以前与银河系的近距离接触而引起的潮汐干扰。为了解释它的观测特性，我们提出了一个深哈勃太空望远镜（HST）的赫拉克勒斯及其周边地区的成像研究，并通过仔细搜索其伸展身体的距离梯度，调查其潮汐历史。我们的偏心HST数据清楚地解决了一个主要的序列，表明沿着武仙座主轴看到的恒星延伸是真实的，而不是一团背景星系。利用盖亚DR2数据，我们清理了武仙座周围的区域的场污染，并找到了四个新的可能的成员星，所有这些都位于矮星系的外围。我们更新的距离武仙座，并找到$130.6\pm1.2$ kpc（$m-M=20.58\pm0.02$）的主体，这是与文献中的早期估计一致。虽然我们没有发现距离梯度的决定性证据，但我们的工作表明，在这样一个微弱的系统中限制距离梯度并不是微不足道的，并且矮星沿着视线和场污染的可能厚度使得即使使用这些高精度数据也很难做出决定性的结论。未来的研究加上量身定制的理论模型，需要了解大力士的真正性质和潮汐畸变观测超微弱星系一般。
2020-07-22 astro-ph.GA
The Far-Away Blues: Exploring the Furthest Extents of the Boötes I Ultra Faint Dwarf Galaxy
确定矮星系外层恒星星族的空间范围和性质是确定其总质量、当前动力学状态和过去演化的必要因素。我们在这里描述我们的调查的牧夫座I超微弱的矮星系，银河系的卫星的外部恒星的内容。我们确定候选成员蓝色水平分支和蓝色掉队星牧夫座I，都示踪剂的潜在的古老的恒星星族，使用多波段泛星测光和盖亚天体测量相结合。我们发现总共有24颗候选的蓝色水平分支成员星，它们的视星等和自行与牧夫座I的成员资格一致，其中9颗的投影距离超过了早期测光拟合得出的名义国王剖面潮汐半径。我们还确定了四颗适当视星等的蓝色掉队星，它们的距离与牧夫座I相当，但这四颗都太暗了，无法从盖亚获得高质量的天体测量。我们发现的外层蓝色水平分支恒星证实了牧夫座I的恒星星族的空间分布相当广泛。这些外层候选成员星的天空形态是令人回味的潮汐相互作用，我们进一步探索简单的动力学模型的可能性。
2021-10-11 astro-ph.GA
Discovery of a close pair of faint dwarf galaxies in the halo of Centaurus A
作为半人马座和玉夫座全景成像巡天（PISCeS）的一部分，我们报告了一对微弱的矮星系（CenA-MM-Dw 1和CenA-MM-Dw 2）的发现，它们距离附近的椭圆星系NGC 5128（CenA）的投影距离为$\sim$ 90 kpc。我们测量了红巨星分支到每个矮星的尖端距离，发现CenA-MM-DW 1的$D=3.63 \pm 0.41$ Mpc和CenA-MM-DW 2的$D=3.60 \pm 0.41$ Mpc，两者都与NGC 5128的距离一致。色星等图的定性分析表明，恒星群由一个古老的、贫金属的红巨星分支组成（$\gtrsim 12$ Gyr，[Fe/H] $\sim-1.7$到-1.9）。此外，CenA-MM-Dw 1似乎拥有一个中等年龄的人口，正如其候选的渐近巨星分支星所示。导出的光度（CenA-MM-Dw 1的$M_V=-10.9\pm0.3$和CenA-MM-Dw 2的$-8.4\pm0.6$）和半光半径（CenA-MM-Dw 1的$r_{h}=1.4\pm0.04$ kpc和CenA-MM-Dw 2的$0.36\pm0.08$ kpc）与本群矮星的一致。CenA-MM-DW 1的中心表面亮度较低（$μ_{V,0}=27.3\pm0.1$ mag/arcsec $^2$），使其成为最暗和最长的M31卫星之一。最有趣的是，CenA-MM-Dw 1和CenA-MM-D…
2014-09-16 astro-ph.GA
How much metals did the first stars provide to the ultra-faint dwarfs?
到目前为止，矮星系的数值模拟未能再现观测到的金属度-光度关系，直到超暗矮星（UFD）。我们解决这个问题，探索如何第一代无金属恒星（波普III）可以帮助增加这些微弱的星系的平均金属丰度。我们运行放大的化学动力学模拟十九晕提取的宇宙箱，并遵循红移0。模型不仅验证了星系的整体性质的基础上，但也恒星丰度比。我们确定的必要条件，形成第一颗恒星的迷你晕，并推导出限制的金属喷射计划。通过考虑不同的IMF、对不稳定性超新星（PISNe）及其能量反馈的影响，以及标志着从第一颗星到低质量长寿星形成的过渡的金属丰度阈值，评估了Pop III星对UFD最终金属丰度的影响。包含Pop III恒星确实增加了UFD的全球金属丰度，尽管不足以解决观测的紧张关系。具有高于140 Msun的祖质量的PISNe确实允许进一步增加UFD的金属含量。然而，由于PISNe是罕见的，有时在最暗的UFD中不存在，它们对金属度-光度关系的全球暗端的影响有限。尽管UFD中光谱确认的成员数量有限，这使得一些UFD的金属丰度分布不确定，但我们的分析表明，这是模型中缺少的富含金属的尾部。因此，剩下的挑战是观测和数值：i）扩展高分辨率光谱数据样本并确认最微弱的UFD的平均金属丰度，ii）解释恒星形成历史非常短的星系中化学富集恒星的存在。
2022-06-22 astro-ph.GA
Probabilistic distributions of $M/L$ values for ultra-faint dwarf spheroidal galaxies: stochastic samplings of the IMF
由于固定IMF、年龄和金属丰度的恒星星族的总质量趋于无穷大，因此固有的$M/L$值很快收敛到与所讨论的恒星细节相关的固定数字。当涉及非常小的恒星星族时，IMF的随机采样将产生$M/L$值的固有扩展，这将成为概率量。对于最近发现的总光度低于10^3 L_V/L_o的超暗矮球状星系，用固有的$M/L$值来估计其概率分布的幅度是很重要的。这些系统的重子总质量通常由它们的光度来估计，假设固定的、确定性的$M/L$值，适合于无限的粒子数极限。这些重子总质量对于结构形成场景的测试至关重要，因为局部超微弱矮椭球体代表了已知的最极端的星系尺度。也受到可靠的$M/L$值，是使用这些系统之间的可能判别暗物质和修改的重力理论。通过模拟大量的恒星星族，每个群体由一个特定的单个恒星的集合组成，我们计算得到的$M/L$值的统计分布。对于在超暗矮椭球体观测范围内的恒星总数，恒星星族的固有$M/L$值可以预期以3倍以上的因子变化，有趣的是，系统地向比对应于无限人口极限的更高的值倾斜。这可以解释这些系统中重子质量的部分扩散，在固定的恒星速度色散下，这些系统也出现了系统性的向高暗重子质量比的转移。
2011-11-02 astro-ph.GA
The role of faint population III supernovae in forming CEMP stars in ultra-faint dwarf galaxies
CEMP-no星是碳增强贫金属（CEMP）星（$\rm [C/Fe]\geq0.7$和$\rm [Fe/H]\lesssim-1$）的一个子集，在超暗矮（UFD）星系中被发现，其中$M_{\rm vir} \sim 10^8$ Msun和$M_{\ast}\sim10^3-10^4$ Msun位于$z=0$，以及在银河系（MW）的晕中。这些CEMP-no星是当地的化石，可能反映了第一代（Pop~III）和第二代（Pop~II）恒星的性质。然而，宇宙学模拟一直在努力重现已知CEMP-无恒星的碳增强水平。在这里，我们提出了新的宇宙学流体动力放大模拟孤立的UFD实现$m_{\rm gas}\sim60$ Msun的气体质量分辨率。我们包括了来自Pop~III暗超新星（SNe）的富集和$ E_{\rm SN}=0.6\times10^{51}$ erg，以了解CEMP-no星的起源。我们证实了Pop~III和Pop~II星分别是CEMP和C-正常星形成的主要原因。新的这项研究，我们发现，大多数的CEMP-没有恒星在观察到的UFD和MW晕可以解释的Pop~III SNe与正常的爆炸能量（$ E_{\rm SN}=1.2\times10^{51}$ ~erg）和Pop~II富集，但微弱的SNe也可能需要产生CEMP-没有恒星与$\rm [C/Fe]\gtrsim2$，对应于$\rm A(C)\…
2020-12-18 astro-ph.GA
Hydra II: a faint and compact Milky Way dwarf galaxy found in the Survey of the Magellanic Stellar History
我们目前发现的一个新的矮星系，长蛇座II，偶然发现的数据从正在进行的调查的麦哲伦恒星史（SMASH）进行的暗能量相机的布兰科4米望远镜。这颗新卫星结构紧凑（r_h = 68 +/- 11 pc），亮度较低（M_V = -4.8 +/- 0.3），但仍属于矮星系的范畴。HydraII在色星等图中的恒星分布被贫金属（[Fe/H] = -2.2）和古老（13 Gyr）的等时线很好地描述，并显示出一个明显的蓝色水平分支，一些可能的红色团块星，以及暗示蓝色离散星的暗淡恒星。在日心距离134 +/- 10千秒差距处，九头蛇II位于星系晕的一个区域，模型认为该区域可能含有来自麦哲伦流的主要臂的物质。与N体模拟的比较表明，新的矮星系可能是或可能已经是麦哲伦云的卫星。
2015-04-02 astro-ph.GA
How nucleation and luminosity shape faint dwarf galaxies
我们用光度计$10^{6} \leq L_{g}/L_{\odot} \leq 10^{8}$研究了室女座和天炉座星系团核心中400多个静止星系的内禀形状。类似于本星系群和半人马座A的卫星星系，这些暗淡的低表面亮度星系团星系最好被描述为一个厚的（$C/A > 0.5$）扁三轴球状体家族。然而，大的样本量使我们能够表明，它们的恒星分布的平坦化取决于光度和核星团的存在。与无核卫星相比，有核卫星在所有光度下都更厚，而且无论成核与否，较暗的星系也系统性地更厚。一旦考虑成核作用，我们就没有发现证据表明卫星所处的环境在设置其三维结构方面起着相关的作用。我们解释了恒星核的存在和相关的较厚的形状作为优先的早期和快速形成的结果，有效地使这些微弱的有核星系的第一代集群卫星。
2019-01-14 astro-ph.GA
EDGE-INFERNO: Simulating every observable star in faint dwarf galaxies and their consequences for resolved-star photometric surveys
针对暗弱矮星系观测仅见亮星的问题，提出EDGE-INFERNO放大宇宙学模拟，解析追踪所有可观测恒星，首次预测约10万恒星的颜色-星等图与空间分布，揭示结构参数测量偏差及小样本散粒噪声影响，提升矮星系数据解释的稳健性。
2025-01-21 astro-ph.GA
Discovery of an Ultra-Faint Dwarf Galaxy in the Intracluster Field of the Virgo Center : A fossil of the First Galaxies?
超暗矮星系（UFD）是星系中的新成员，是观测到的宇宙中最暗的星系。到目前为止，它们只在银河系和本星系群的M31周围被发现。我们在远离任何大质量星系的室女星系团（室女UFD 1）核心的团内场中发现了一个UFD。这个星系中恒星的色星等图显示了一个狭窄的红巨星分支，类似于银河系中贫金属的球状星团。我们通过比较红巨星分支与等时线来估计它的距离，我们得到的值为16.4 +/- 0.4 Mpc。这表明它确实是室女星系团的一员。根据红巨星的颜色，我们估计它的平均金属丰度非常低，[Fe/H]= -2.4 +/- 0.4。它的V带绝对星等和有效半径分别为M_V = -6.5 +/-0.2和r_eff = 81 +/-7pc，比经典矮球状星系小得多。其中心表面亮度估计低至u_V，0 = 26.37 +/- 0.05 mag arcsec^-2。它的性质类似于本地群类似物。在这个星系中没有发现潮汐特征的证据。考虑到它狭窄的红巨星分支，没有渐近巨星分支星，低金属量和位置，它可能是第一个星系的化石遗迹。
2014-10-21 astro-ph.GA
With and without spectroscopy: Gaia DR2 proper motions of seven Ultra-Faint Dwarf Galaxies
我们目前的平均绝对自行测量7个超微弱的矮星系绕银河系，即牧夫座III，船底座II，天鹤座II，网状II，人马座II，Segue 2和杜鹃座IV。对于其中的四个矮星，我们的自行估计是有史以来第一次提供的。采用的天体测量数据来自盖亚任务的第二次数据发布。我们确定每个星系的平均自行从一个可能的成员的初步猜测开始，根据径向速度测量或使用在盖亚（$G_{\rm BP}$ - $G_{\rm RP}$，$G$）颜色星等图中确定的水平分支的恒星在朝向UFD的视野。然后，我们反复使用天体测量学和测光完善他们的成员资格。在推导这些系统的平均自行时，我们考虑了天体测量参数之间的全协方差矩阵。我们的程序提供了平均自行与典型的不确定性$\sim0.1$ mas/yr，即使是没有事先光谱信息的星系。在Segue 2的情况下，我们发现使用径向速度成员只会导致有偏差的结果，大概是因为测量径向速度的恒星数量很少。我们的程序允许最大限度地增加每个星系的成员恒星数量，而不管先前光谱信息的存在，因此可以应用于盖亚范围内的任何微弱或遥远的恒星系统。
2018-10-16 astro-ph.GA
The detection of ultra-faint low surface brightness dwarf galaxies in the Virgo Cluster: a Probe of Dark Matter and Baryonic Physics
利用大双目望远镜（LBT）的大双目照相机（LBC）在一个$576$弧分$^2$的室女座深场中发现了11个超暗（$r\lesssim 22.1$）低表面亮度（LSB，中央表面亮度$23\lesssim μ_r\lesssim 26$）矮星系候选者。它们与室女星系团的联系是由它们在中央表面亮度-总星等平面上相对于背景星系的不同位置所支持的。它们有典型的绝对星等和尺度大小，如果在室女座的距离上，分别在$-13\lesssim M_r\lesssim -9$和$250\lesssim r_s\lesssim 850$ pc的范围内。它们的颜色与逐渐下降的恒星形成历史相一致，特定的恒星形成速率为$10^{-11}$ yr $^{-1}$，即比主序星形成星系低10倍。它们的年龄比星系团形成的年龄大，并且在形态上看起来很规则。它们代表了最近在对室女星系团更广泛的调查中发现的低光度LSB矮星群体中最微弱的极端。由于我们观测的深度，我们能够将室女座的光度函数向下扩展到$M_r\sim -9.3$（对应于总质量$M\sim 10^7$ M $_{\odot}$），找到一个平均的暗端斜率$α\simeq -1.4$。这个相对陡峭的斜率对暗物质的性质，特别是对温暖的暗物质（WDM）提出了有趣的限制，通常被用来解决标准CDM方案对矮星数密度的过度预测。我们推导出WDM粒子质量$>1.5$千电子伏的下限。
2015-09-24 astro-ph.GA
Charting Unexplored Dwarf Galaxy Territory With RR Lyrae
目前，在低银河系纬度（b < 20 deg）和低表面亮度（在V波段，亮度小于29 mag arcsec^-2）的地方发现银河系（MW）矮星系的观测偏差限制了我们对星系光度函数最微弱极限的理解。这篇论文是一个概念验证，两个或更多的RR天琴座恒星的群体揭示了在这些参数空间的未开采区域中d > 50 kpc的MW矮星系，当排除大的晕结构时，只有适度的污染。例如，用链接长度为500 pc的朋友的朋友（FOF）搜索可以发现亮度大于M_V = -3.2等的矮星系，其表面亮度为31等角秒^-2（甚至更暗，取决于天琴座RR的特定频率）。虽然现有的公开RR天琴座星表在d > 50 kpc时非常不完整，并且/或者包含了<1%的MW晕体积，但FOF搜索发现了两个已知的矮星（牧夫座I和六分仪座）和两个可能值得跟踪的矮星候选群。PanSTARRS 1（PS1）可能将天琴座RR编入100 kpc的目录，其中包括预测的MW矮星系的约15%。因此，PS1 RR型天琴座的星群应该显示出非常低的表面亮度和低银河纬度的矮星，如果它们存在的话。LSST对天琴座RR的灵敏度d >600 kpc，是唯一一项计划中的调查，既宽视野又足够深，可以使用天琴座RR来明确测量银河系矮星系普查，直至极低的表面亮度，并穿过银河平面。
2015-09-19 astro-ph.GA
Metal Mixing in the R-Process Enhanced Ultra-Faint Dwarf Galaxy Reticulum II
超暗矮星系网状座~II被一次罕见的多产r过程事件所富集。因此，Reticulum~II的r过程内容为研究第一个遗留星系中的金属混合提供了一个独特的机会。使用VLT/GIRAFFE和麦哲伦/M2 FS的多目标高分辨率光谱，我们确定了32个清晰的光谱成员星，并在可能的情况下测量Mg，Ca，Fe和Ba的丰度。我们发现$72^{+10}_{-12}$ %的恒星是r-过程增强的，具有平均$\left\langle\mbox{[Ba/H]}\right\rangle=-1.68~\pm~0.07$和未分辨的本征色散$σ_{\rm [Ba/H]} < 0.20$。均匀的r-过程丰度意味着Ret~II的金属在r-增强型恒星形成时混合良好，模拟表明在恒星形成的爆发之间至少需要1亿年的金属混合才能均匀化。这是第一个在超暗矮星系中爆发恒星形成的直接证据。均匀稀释倾向于快速和高产的r-过程位置，如磁星盘风或快速中子星合并。我们还从[Ba/H]和[Mg/Ca]中发现了Ret~II中的r增强星是在没有大量原始气体吸积的情况下形成的证据，这可能表明${\approx}70$ %的Ret~II星是在再电离后形成的。
2023-02-23 astro-ph.GA
Stellar Archaeology in the Galactic halo with Ultra-Faint Dwarfs: VII. Hercules
我们提出的第一个时间序列研究的超微弱矮星系武仙座。使用各种望远镜/仪器设施，我们获得了大约50 V和80 B的时代。这些数据使我们能够检测和表征武仙座中的10颗脉动变星。我们的最终样本包括6个基本模式（ab型）和3个第一泛音（c型）RR天琴座星，和一个异常造父变星。ab型天琴座RR型恒星的平均周期< Pab >为0.68 d（sigma = 0.03 d），武仙座属于奥斯特霍夫II星系群，这与迄今为止研究的几乎所有超暗矮星系的变化一致。利用天琴座RR型星获得了它们的金属丰度、红化程度和与武仙座距离的独立估计值：[Fe/H] = -2.30+-0.15dex，E（B-V）= 0.09+-0.02mag，（m-M）o = 20.6+-0.1mag，与文献值吻合较好。我们获得了武仙座的V，B-V色星等图（CMD），它的亮度达到V ~ 25等，超过了星系的半光半径，总面积为40' { \times } 36'。CMD和天琴座RR型星表明存在着一个与银河系球状星团M68一样古老和贫金属的星团。
2012-06-18 astro-ph.GA
The Stellar Populations and Structural Properties of Ultra Faint Dwarf Galaxies, Canes Venatici I, Bootes I, Canes Venatici II, and Leo IV
我们使用斯巴鲁望远镜上的Suprime-Cam拍摄了四个超暗矮（UFD）星系的深度图像，它们是犬座Venaeu I（CVn I），牧夫座I（Boo I），犬座Venaeu II（CVn II）和狮子座IV。色磁图（CMD）延伸到主序星转折点（MSTO）以下，并测量出恒星星族的年龄。暗星系Boo I、CVn II和Leo IV中的恒星星族估计与银河系球状星团M92一样古老。我们确认，Boo I dSph没有内在的颜色扩展的MSTO，没有空间差异的CMD形态，这表明Boo I dSph是由一个古老的单一的恒星星族。最明亮的UFD之一，CVn I dSph，相对于Boo I，CVn II和Leo IV dSph，显示出相对较年轻的年龄（-12.6 Gyr），并且红色水平分支（HB）恒星的分布比蓝色HB恒星更集中于中心，这表明该星系包含复杂的恒星星族。Boo I和CVn I dSphs显示伸长和扭曲的形状。作为银河系卫星，CVn II dSph的潮汐半径最小，形状扭曲，而Leo IV dSph则呈不太集中的球形。微弱UFD的简单恒星星族表明，它们的祖先中的气体在最初的恒星形成时比明亮的dSphs更有效地被去除。这是合理的，如果UFD的祖先属于质量较轻的晕比那些更明亮的dSphs。
2011-10-13 astro-ph.GA
Probing dark matter with star clusters: a dark matter core in the ultra-faint dwarf Eridanus II
我们提出了一种新的技术来探测星系的中心暗物质（DM）密度分布，利用星团的生存和观察到的属性。作为第一个应用程序，我们将我们的方法应用于“超暗”的矮波江座II（Eri II），它有一个孤独的星团~45 pc从它的中心。使用网格的碰撞$N$体模拟，将恒星演化，外部潮汐和动力学摩擦的影响，我们表明，DM核心的Eri II自然再现的大小和其星团的投影位置。相比之下，一个致密的尖点星系要求星系团离Eri II中心远得令人难以置信（>1 kpc），并且必须在特定的轨道相位观测到高倾角的轨道。因此，我们的结果支持暗物质核心。这意味着一个冷的DM尖点在Eri II的中心被突发的恒星形成“加热”，或者我们看到了超越冷DM的物理学证据。
2018-04-04 astro-ph.GA
Emergence of a stellar cusp by a dark matter cusp in a low-mass compact ultra-faint dwarf galaxy
最近的观测发现了新的超暗矮星系，小到半光半径的$\sim20~{\rm pc}$和视线速度色散的$\sim3~{\rm km~s^{-1}}$。在这些星系中，恒星与暗物质的动力学摩擦可能是显著的，并改变它们的恒星密度分布。这种效应很大程度上取决于暗物质的中心密度分布，即尖点或核心。在这项研究中，我使用一个经典的和一个现代的解析公式和$N$ -体模拟进行计算，研究如何动态摩擦改变恒星的密度分布，以及它是如何不同的尖端和核心的暗物质晕。研究表明，如果一个暗物质晕有一个尖点，动力学摩擦会引起收缩不稳定性，导致在中心区域$\simeq2~{\rm pc}$出现恒星尖点。另一方面，如果它有一个恒定密度的核心，动力学摩擦明显较弱，即使星系具有相同的视线速度色散，也不会产生恒星尖点。在这样一个紧凑而低质量的星系中，如果它有一个暗物质尖点，由于动力学摩擦而导致的萎缩不稳定性是不可避免的，因此没有恒星尖点意味着星系有一个暗物质核心。我希望这可以用来诊断这些紧凑的超微弱矮星系中的暗物质密度分布。
2017-02-09 astro-ph.GA
A search for faint resolved galaxies beyond the Milky Way in DES Year 6: A new faint, diffuse dwarf satellite of NGC 55
利用DES六年数据在银河系外搜寻暗弱矮星系，发现了一颗距离2.2 Mpc、可能是NGC 55卫星的极暗弱弥散矮星系，其绝对星等为-8.0 mag，表面亮度低至32.3 mag arcsec^{-2}，是该光度下已知最大最弥散的星系。
2023-12-04 astro-ph.GA
Chemical Enrichment in the Faintest Galaxies: the Carbon and Iron Abundance Spreads in the Boötes I Dwarf Spheroidal Galaxy and the Segue 1 System
我们提出了一个AAOmega光谱研究的红巨星在牧夫座I，这是一个超微弱的矮星系，和Segue 1，建议要么是一个极低光度的矮星系或星团。我们的重点是量化的平均丰度和丰度分散在铁和碳，并寻找遥远的径向速度成员，在这些系统。我们调查的主要结论是，Bootes I和Segue 1的碳丰度分布很大。对于牧夫座I，我们的16个速度成员中有4个的[C/H] < ~-3.1，而2个的[C/H] > ~-2.3，表明Delta[C/H]的范围为~ 0.8。Segue 1存在一个Delta[C/H] ~ 1.0的范围，包括我们发现的一颗[Fe/H] = -3.5和[C/Fe] =+2.3的恒星，它是一个径向速度成员，距离系统中心4个半光半径。铁丰度的伴随范围为Bootes I和Segue 1的Delta[Fe/H] ~ 1.6。当[Fe/H] <-3.0时，银河系的矮星系卫星表现出[C/Fe]对[Fe/H]的依赖性，这与在其晕族中观察到的非常相似。我们发现矮星系中恒星的[C/Fe] ~ 0.3，我们认为这是Spite等人（2005）的星系晕“未混合”巨星的对应物，他们报告的[C/Fe] ~ 0.2，这可能代表[Fe/H] = -3.0到-4.0的材料的出生碳相对丰度。我们证实了光度和平均金属丰度和丰度之间的相关性分散在银河系的矮卫星，延伸到至少微弱的Mv =-5。Segue 1的平均金属丰度非常低，…
2010-08-01 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
Detailed abundances in stars belonging to ultra-faint dwarf spheroidal galaxies
我们报告的初步结果属于密切的超微弱矮星系（以下简称UfDSphs）的金属贫星的详细化学成分。丰度的测定得益于安装在ESO VLT装置上的高效摄谱仪X-Shooter获得的光谱。超暗矮球状星样品的丰度比略低于相同金属丰度的场晕星样品，我们在武仙座恒星中没有发现Koch在他的2颗武仙座恒星中发现的极端丰度。中子俘获元素Ba和Sr的合成似乎起源于星系演化早期的同一核合成过程。
2012-02-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
