How to make an ultra-faint dwarf spheroidal galaxy: tidal stirring of disky dwarfs with shallow dark matter density profiles
近年来，斯隆数字巡天计划在银河系（MW）附近发现了一个新的超微弱矮星系（UFD）群体，其起源仍然是一个谜。使用一套无碰撞N体模拟，我们调查的背景下的潮汐搅拌模型的矮球状星系的形成在本地集团（LG）的UFD的形成。我们的模拟旨在再现MW大小的宿主星系和嵌入在10^9 M太阳暗物质（DM）晕中的旋转支撑矮星之间的潮汐相互作用。我们探索了矮DM晕的各种内部密度斜率ρ \propto r^{-α}，从核状（α= 0.2）到尖状（α= 1），以及不同的矮轨道构型。我们的实验表明，UFD可以通过相对紧密的轨道上的盘状矮星的潮汐搅拌产生，与z \sim 1的宿主星系吸积的红移一致，并且具有中间值的晕内密度斜率（ρ \propto r^{-0.6}）。推断的斜率与矮星系的旋转曲线的建模和最近的矮星系形成的宇宙学模拟结果非常一致。比较观测到的UFD的性质与他们的模拟同行，我们发现显着的相似之处的基本观测参数。我们的结论是潮汐搅拌的旋转支持的矮星是一个可行的机制，在LG环境中形成的UFD。
2012-04-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Variable Modified Newtonian Mechanics VIII: Ultra faint dwarfs in Milky Way
Department of Electrical Engineering, City University of Hong Kong（香港城市大学电气工程系）
本文提出可变修正牛顿动力学模型，用于解释银河系中超微弱矮星系径向速度分散度偏离质子泰勒-费舍尔关系的现象。
2026-02-04 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
The faint globular cluster in the dwarf galaxy Andromeda I
对矮星系中球状星团的观测可以用来研究各种课题，包括暗物质晕的结构和低质量星系中旺盛的恒星形成历史。本文报道了仙女座M31矮星系中一个暗球状星团（M_V ~ -3.4）的性质。这个天体增加了拥有单个球状星团的低光度本星系群的数量。
2017-08-11 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
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
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
The radio - far infrared correlation in the faintest star forming dwarf galaxies
利用NVSS的1.4 GHz射电通量数据、Spitzer MIPS 70 um的远红外辐射通量数据和GALEX的远红外辐射数据，研究了一个暗矮不规则星系的射电-远红外（FIR）相关性。由于我们的目标星系非常微弱，我们将许多星系的图像叠加在一起，以估计平均无线电和FIR通量。我们发现，对于一个给定的SFR的70微米和1.4 GHz的通量低相比，大螺旋的校准。尽管如此，70微米的比例，1.4千兆赫通量同意误差范围内看到的大星系。因此，无线电FIR相关性似乎是“阴谋”的结果。我们使用SFR来估计1.4 GHz无线电发射的非热部分，发现它大约为50%，远小于螺旋的90%。我们还估计了均分磁场，发现它是~ 2微高斯，约五倍小于典型的螺旋。
2012-04-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Hubble Space Telescope Observations of NGC 253 Dwarf Satellites: Discovery of Three Ultra-faint Dwarf Galaxies
我们提出了深哈勃太空望远镜成像与附近的螺旋NGC 253（D $\approx$ 3.5 Mpc）的五个暗淡的矮星系。其中三个是新发现的超微弱矮星系，而所有五个都是在半人马座和玉夫座全景成像巡天（PISCes）中发现的，这是麦哲伦$+$ Megacam巡天，旨在识别本星系群之外的大质量星系周围的微弱矮星和其他子结构。我们的HST数据达到每个矮星红巨星分支尖端以下的$\gtrsim$ 3等，使我们能够推导出它们的距离，结构参数和光度。所有五个系统都包含了大量古老的贫金属恒星（年龄$\sim$ 12 Gyr，[M/H] $\lesssim$ $-$ 1.5），大小（$r_{h}$ $\sim$ 110-3000 pc）和光度（$M_V$ $\sim$ $-7$到$-12$ mag）与本星系群矮星基本一致。这三颗新的NGC 253卫星是在本星系群之外发现的最微弱的系统之一。我们还使用HI档案数据来限制我们发现的气体含量。像我们围绕NGC 253的计划这样的深度成像调查有望在未来十年内阐明卫星光度函数的微弱末端及其在一系列星系质量，形态和环境中的散射。
2021-08-20 astro-ph.GA
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
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
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
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
The Aromatic Features in Very Faint Dwarf Galaxies
本文报道了从SDSS光谱样品中选出的29个非常微弱的矮星系（M_r > -15等）的光学和中红外测光结果。这个样本包含附近（红移z<0.005）的星系，比以前研究的样本暗三个星等。我们将我们的样本与使用IRAC和SDSS观察到的其他恒星形成星系进行了比较。我们研究的红外线的颜色，敏感的PAH丰度，与恒星形成率，气相金属丰度和辐射硬度，所有估计从光发射线的关系。与更明亮的矮星系的研究一致，我们发现非常微弱的矮星系比具有类似特定恒星形成率的更明亮的星系显示出更弱的PAH发射。不像更明亮的星系，我们发现，非常微弱的矮星系显示没有显着的依赖性，在所有的PAH排放的恒星形成率，金属丰度，或辐射硬度，尽管事实上，样品跨越了一个显着的范围在所有这些数量。当我们把样品中的非常微弱的矮星与更明亮的（M_r ~ -18等）矮星比较时，我们发现PAH的发射取决于金属丰度和辐射硬度。这两个参数是相关的，我们看看在固定的辐射硬度和固定的金属度的PAH硬度关系的PAH金属度的关系。这个测试表明，矮星系中的PAH发射最直接地取决于金属丰度。
2009-07-10 astro-ph.GA
Chemical evolution of classical and ultra-faint dwarf spheroidal galaxies
我们提出了两个矮球状星系（Sculptor和Carina）的最新化学演化模型和两个超暗矮星（Hercules和Bootes I）的第一个详细的化学演化模型。我们的研究结果表明，矮球状体的恒星形成效率较低，证实了以前的结果，超暗矮星的恒星形成效率更低。在这些假设下，我们可以重现恒星金属丰度分布函数，$[α/Fe]$与$[Fe/H]$丰度模式和目前在这些物体中观测到的恒星和气体总质量。特别是，对于超暗矮星，我们假设恒星形成的初始爆发很强，系统的质量在早期就已经存在。另一方面，对于经典的矮椭球体的协议与数据的发现，假设恒星形成的历史所建议的颜色星等图和更长的时间尺度的形成，通过气体下降。我们发现，所有这些星系都应该经历星系风，在所有情况下，从$1$ Gyr开始演化。通过与银河系数据的比较，我们得出结论，超暗矮星不太可能是整个星系晕的组成部分，尽管在得出确切的结论之前还需要更多的数据。
2014-04-09 astro-ph.GA
Going, going, gone dark: Quantifying the scatter in the faintest dwarf galaxies
我们预测的恒星质量晕质量（SMHM）的关系，矮星系和他们的卫星居住在晕下降到M $_{halo} =$ 10 $^7$ M $_{\odot}$与10 $^4$ M $_{\odot} <$ M $_{star}$（$z=0$）$< 10^8$ M $_{\odot}$，并量化预测的散射关系在低质量端，使用宇宙学模拟。这些星系是从矮星系的宇宙学模拟中绘制的，使用N体+ SPH代码ChaNGA，以60 pc的高分辨率运行。对于M $_{halo} > 10^9$ M $_{\odot}$，模拟的SMHM关系与文献测定一致，包括表现出小的分散。然而，在SMHM关系的散射显着增加较低质量的晕。我们发现，这种散射的一部分是由于{ \em暗矮星}，没有恒星的晕。然而，即使只考虑包含恒星人口的清晰晕，恒星质量的分散度也接近1 dex，M $_{halo}$（$z=0$）10 $^7$ M $_{\odot}$。这种散射大部分是由于包括矮星系的卫星，它们的晕质量通过潮汐剥离而减少。暗矮星（不含恒星的暗矮星）的比例随着晕质量的减少而显著增加。当考虑这些暗晕时，低质量SMHM中的真实散射甚至更大。在我们的模拟所探测的SMHM关系的最暗端，一个星系不能仅仅根据它的光度来分配一个独特的晕质量。我们提供了一个公式来随机填充低质量晕根据我们的结果。我们预测的低晕质量的大散射增加了由此产生的恒星质量函数在超微…
2017-05-17 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
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
The Faintest Dwarf Galaxies
最低光度（L < 10^5 L_sun）的银河系卫星星系代表了星系光度函数的极端下限。这些超暗矮星是已知的最古老、最暗物质占主导地位、最贫金属、化学演化最少的恒星系统。因此，它们提供了了解第一个星系形成和小尺度上暗物质行为的独特窗口。本文综述了2005年斯隆数字巡天发现的超暗矮星，以及随后在理解其性质和起源方面的观测和理论进展。我们描述了它们的恒星运动学、化学丰度模式、结构特性、恒星星族、轨道和光度函数，以及从每种类型的测量中可以学到什么。我们的结论是：（1）在大多数情况下，超暗矮星的恒星速度色散对双星和前景污染等系统不确定性具有鲁棒性：（2）超暗矮星中恒星的化学丰度模式需要两个r过程元素源，其中一个可能归因于中子星合并;（3）即使在保守的假设下，也只有一小部分超暗矮星可能遭受了恒星成分的显著潮汐剥离;（4）要确定银河系维里半径范围内最暗的矮星的性质，需要用未来的望远镜投入大量的观测时间。最后，我们提供了一个展望的意见，将有可能与未来的设施，推动对本星系群矮星系人口的全面普查继续进行。
2019-01-16 astro-ph.GA
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
GHOSTS I: A New Faint very Isolated Dwarf Galaxy at D = 12 +/- 2 Mpc
我们报告了一个新的微弱的矮星系，幽灵I，使用HST/ACS数据从我们的幽灵（星系晕，外盘，子结构，厚盘，星团）领域。它所探测到的单个恒星占据了其光度函数（LF）的大约一个星等范围。使用合成颜色-星等图（CMD）与星系的CMD进行比较，我们发现GHOSTS I的单个恒星的颜色和星等与距离为12 +/- 2 Mpc的年轻氦燃烧和渐近巨星分支星最一致。从形态上看，GHOSTS I似乎正在积极地形成恒星，因此我们暂时将其归类为矮不规则（dIrr）星系，尽管未来的HST观测深度足以解决LF中更大的星等范围，以做出更安全的分类。幽灵I的绝对星等为$M_V = -9.85^{+ 0.40}_{- 0.33}$，是已知亮度最低的dIrr星系之一，其金属丰度低于[Fe/H] =-1.5 dex。幽灵I的半光半径为226 +/- 38 pc，椭圆率为0.47 +/- 0.07，与银河系和M31矮卫星的光度相似。在距离幽灵I约4 Mpc的范围内，没有发光的大质量星系或星系团可以被认为是它的宿主，使它成为本宇宙中一个非常孤立的矮星系。
2013-12-02 astro-ph.CO 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
Hubble Space Telescope Observations of Two Faint Dwarf Satellites of Nearby LMC Analogs from MADCASH
利用哈勃空间望远镜对两个位于本地体积大麦云云（LMC）类似物晕中的矮星系进行了深空成像研究。这些矮星系是在我们的Subaru+Hyper Suprime-Cam MADCASH巡天中发现的：MADCASH-1是NGC 2403的卫星（D~3.2 Mpc），MADCASH-2是NGC 4214附近的一个以前未知的矮星系（D~3.0 Mpc）。我们的HST数据达到每个矮星的红巨星分支（TRGB）尖端以下>3.5等，使我们能够推导出它们的结构参数并评估它们的恒星星族。我们测量TRGB距离（MADCASH-1的$D=3.41^{+0.24}_{-0.23}$ Mpc和MADCASH-2的$D=3.00^{+0.13}_{-0.15}$ Mpc），并确认它们与宿主星系的关联。MADCASH-1是一个非常古老的贫金属恒星系统（年龄~13.5 Gyr，[M/H] ~ -2.0），类似于许多本群矮星。MADCASH-2的CMD模型表明，它包含了大多数古老的贫金属恒星（年龄约13.5 Gyr，[M/H] ~ -2.0），但其恒星质量的10%形成于1.1- 1.5 Gyr前，约1%形成于400- 500 Mar前。鉴于其最近的恒星形成，我们搜索MADCASH-2的中性氢使用绿岸望远镜，但没有发现排放和估计上限的HI质量的$<4.8\times10^4 M_{\odot}$。这是已知的在本星系群（$M_…
2021-05-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dwarf galaxies at the steep and faint end of the Tully Fisher relation
附近的孤立星系（$z\sim 0$）被认为是沉浸在2.73 K的热浴中。然而，围绕这些星系运行的矮星系也受到来自其宿主的额外辐射，因此它们处于稍微温暖的热浴中。我们声称，这种热效应可以解释矮星系的一些属性，如它们的旋转曲线，它们的径向加速度关系（RAR）和为什么速度-质量的依赖性在暗端的塔利费舍尔关系（TFR）是陡峭的这些星系。在德拜引力理论（DGT）中，星系的性质，如旋转曲线，RAR和TFR都是等温曲线;它们只明显依赖于温度，沉浸在其中的热浴。我们发现，TFR的陡峭而暗淡的一端是由浸泡在温度为2.73 K至3.80 K的热浴中的矮星系的混合物组成的。DGT对矮星系关系的预测与文献资料的比较表明，两者之间有令人满意的一致性。
2018-11-29 astro-ph.GA
Semi-analytic Inference of Satellite Densities in the Cold Dark Matter Model Part I. Comparison to Ultra-faint Dwarf Kinematics
Leinweber Institute for Theoretical Physics, University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校莱因韦伯理论物理研究所）；Theoretical Physics Group, Lawrence Berkeley National Laboratory（劳伦斯伯克利国家实验室理论物理组）；Department of Physics, Princeton University（普林斯顿大学物理系）；Department of Physics and Astronomy, University of California - Irvine（加州大学尔湾分校物理与天文学系）；Center for Computational Astrophysics, Flatiron Institute（平顿研究所计算天体物理学中心）
本研究通过半解析方法对比银河系极暗矮星系的两种密度估计，发现其中心暗物质密度与冷暗物质范式预期存在约2.4σ差异，为检验CDM模型提供了新的稳健程序。
2026-07-31 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
How the first stars shaped the faintest gas-dominated dwarf galaxies
低质量矮星系是宇宙结构形成理论的非常敏感的试验台，因为它们的弱引力场允许相关物理过程的影响明显突出。到目前为止，对于本星系群中和周围最微弱的孤立矮星，例如Leo T和最近发现的Leo P和Pisces A系统，有时似乎存在相互矛盾的性质，还没有统一的解释。使用新的数值模拟，我们表明，这一严重的挑战，我们的理解星系形成，可以有效地解决考虑到调节影响的第一人口的恒星的紫外线辐射的矮星的恒星形成率，而其他停留在标准的宇宙学范式的结构形成。这些模拟产生了微弱的，以气体为主的，恒星形成的矮星系，躺在重子塔利-费舍尔关系，并成功地再现了广泛的化学，运动学和结构观测的真实晚型矮星系。此外，我们强调的重要性，以尽可能接近的方式获得模拟星系的特性通常采用的观测技术。
2015-11-04 astro-ph.GA
Sweating the small stuff: simulating dwarf galaxies, ultra-faint dwarf galaxies, and their own tiny satellites
我们提出了火/小发明流体动力放大模拟孤立的暗物质晕，两个在经典矮星系（$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 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
Deep UV Luminosity Functions at the Infall Region of the Coma Cluster
我们已经使用深GALEX观测后发座星系团的落区测量最微弱的紫外光度函数（LF）提出了一个丰富的星系团迄今。在GALEX的EUV和NUV波段上测量到后发座的紫外LF值为-10.5，比以前的研究暗3.5等，首次达到后发座矮早型星系群。Schechter暗端斜率（在两个GALEX波段中α = -1.39）比以前的后发座UV LF研究报告的要浅，这是因为在暗星等下LF更平坦。一个高斯加谢克特模型提供了一个稍微好一点的参数化的紫外线LF导致在两个GALEX波段的一个弱端斜率~ -1.15。两个组件模型给出了弱端斜率小于-1（营业额）的LF分别构建被动和恒星形成星系。由于后发座中恒星质量低于M*=10^8 Msun的矮星形成星系的不足，恒星形成星系的紫外LF在M_UV ~-14处出现了一个周转。一个类似的营业额被确定在最近的紫外线低频测量室女座室女星系团团表明这可能是一个共同的特点，本地星系团，而外地紫外线低频继续上升微弱的幅度。我们没有发现多余的被动星系，如果失踪的矮恒星形成星系在星系团内部淬火，那么就可以预期。事实上，矮被动星系和恒星形成星系的LF在微弱的星等上显示出相同的周转率。我们讨论了可能的起源失踪的矮恒星形成星系后发座和它们的预期性能的基础上比较本地场星系。
2011-10-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Infalling ultra-faint dwarfs as emissaries of the Axiverse
研究通过轴子宇宙理论解释超弱矮星系作为重玻色子的信使，并预测其在银河系中心附近可被SKA检测到。
2025-10-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Quenching of the Ultra-Faint Dwarf Galaxies in the Reionization Era
我们提出了对六个超暗矮星系的恒星形成历史的新约束：牧夫座I，猎犬座II，后发座Berenices，武仙座，狮子座IV和大熊座I。我们的分析采用了高精度测光与哈勃太空望远镜上的高级相机测量，中分辨率光谱获得的深度成像多目标光谱仪上的W.M. Keck天文台，并更新了适合于这些星系的丰度模式的Eschera-Regina等时线。其中五颗银河系卫星的数据最适合恒星形成历史，其中至少75%的恒星在z~10（13.3 Gyr前）形成。所有的星系都与80%的恒星形成于z~6（12.8 Gyr ago）和100%的恒星形成于z~3（11.6 Gyr ago）相一致。这些星系同样古老的人口支持这样的假设，即在最小的暗物质子晕中的恒星形成受到全球外部影响的抑制，例如宇宙的再电离。
2014-10-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
"Galaxy," Defined
越来越多的低光度和低表面亮度天体挑战了星系和星团的传统概念。为了解决这个问题，我们提出了一个独立于宇宙的冷暗物质模型的星系定义：星系是一组引力束缚的恒星，其性质不能用重子和牛顿引力定律的组合来解释。在探索了这个定义的观测诊断之后，我们研究了超暗矮星、球状星团、超致密矮星和潮汐矮星的分类。虽然运动学研究提供了一个有效的星系诊断在许多制度，他们可能是不太有用的紧凑或微弱的系统。为了探索使用[Fe/H]扩散作为补充诊断，我们使用已发表的光谱[Fe/H]测量的16个银河系矮星和24个球状星团，以计算它们的[Fe/H]扩散和不确定性。我们的主要结果是：（i）没有比M_V = -10更亮的老星团具有显著的（> 0.1 dex）分布在铁中;（ii）已知的超暗矮星可以用运动学和[Fe/H]的组合进行分类;（iii）在大质量中观察到的[Fe/H]分布（> 10^6 M_太阳）球状星团并不一定意味着它们是矮星的剥离核，也不需要暗物质;（iv）如果超致密矮星的暗物质晕类似于半光半径相同的超暗矮星的暗物质晕，那么它们将不会显示出明显的暗物质动力学特征。我们建议的测量，可能有助于未来的大质量球状星团，超紧凑的矮星，超暗星系的分类。我们的星系定义被设计成独立于当前观测和模型的细节，而我们提出的诊断可以随着我们对宇宙的理解的发展而改进或替换。
2012-06-29 astro-ph.CO 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
Faint Stars in a Faint Galaxy: I. Ultra Deep Photometry of the Boötes I Ultra Faint Dwarf Galaxy
我们提出了一个新的极深的图像的分析解决了牧夫座I超微弱矮球状星系的恒星星族。这些新的数据是由哈勃太空望远镜拍摄的，使用了先进的巡天照相机（宽视场照相机）和宽视场照相机3（UVIS），带有过滤器F606 W和F814 W（基本上是V和I），作为推导该星系中低质量恒星初始质量函数的程序的一部分。我们比较和对比两种方法来获得恒星光度，即ePSF和DAOPHOT。我们根据ACS/WFC数据中DAOPHOT测光获得的色星等图上每颗恒星的位置来识别牧夫座I的可能成员。可能的成员位于接近恒星等时线，选择包括已知的金属丰度分布来自光谱数据的较亮的径向速度成员星，并与主序星关闭。牧夫座I星系的光度函数在F814 W和F606 W（织女星星等系统）中的50%完整性极限分别为27.4和28.2，对应的极限恒星质量为$\le 0.3 M_\odot$。
2020-08-13 astro-ph.GA astro-ph.IM
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
Chemical Abundances in the Ultra-Faint Dwarf Galaxies Grus I and Triangulum II: Neutron-Capture Elements as a Defining Feature of the Faintest Dwarfs
本文介绍了两个候选超暗矮星系Grus I和Triangulum II中四颗恒星的高分辨率光谱。这两个天体目前都没有明确确定的速度色散，将它们置于矮星系和球状星团之间的参数空间的模糊区域。没有显着的金属丰度差异被发现的两个格鲁I星，但两颗恒星都缺乏中子捕获元素。我们验证了以前的结果，三II显示显着的传播金属丰度和[ $α$ /Fe]。在我们的Tri II数据中没有检测到中子捕获元素，但我们将上限放在星系晕星的下包络线上，与以前非常低的检测结果一致。中子捕获元素丰度同样低的恒星在UFD中很常见，但在其他环境中很少见。这种低中子捕获元素丰度的特征，表明了质量最小的恒星形成暗物质晕中的化学富集，并进一步表明，贫金属恒星中中子捕获元素的主要来源是罕见的。相反，所有已知的球状星团都有类似的中子捕获元素比率，这表明球状星团是作为相对大质量星系的一部分形成的，而不是在它们自己的暗物质晕中形成的。低中子捕获元素丰度可能是最有力的证据，表明格鲁I和三II是（或曾经是）星系，而不是球状星团，我们预计未来对这些系统的观测将有力地发现非零速度色散或潮汐破坏的迹象。然而，这种低中子俘获元素层的核合成起源仍然未知。
2018-11-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Theoretical lower limits on sizes of ultra faint dwarf galaxies from dynamical friction
矮球状星系是已知的最小的恒星系统，在牛顿解释下，需要大量的暗物质来解释观测到的运动学。事实上，从这个意义上说，它们是已知的最严重的暗物质主导的物体。再加上新发现的超暗矮星的尺寸越来越小，使这些系统处于单个恒星上的动力学摩擦开始变得相关的状态。我们计算了压力支持的各向同性球形暗物质占主导地位的恒星系统的动力学摩擦时标，产生$τ_{DF} =0.93 (r_{h}/10 pc)^{2} (σ/ kms^{-1}) Gyr$，{其中$r_{h}$是半光半径}。对于$3 km/s$的恒星速度色散值，作为典型的最小的最近检测到的超微弱矮椭球，动力摩擦时标变得小于$10 Gyr$典型的恒星年龄为这些系统，为$r_{h}<19 pc$。因此，这就成为一个理论下限，低于这个下限，以暗物质为主的恒星系统就会因动力学摩擦而变得不稳定。我们提出了一个与已知的最小的超微弱矮椭球体的结构参数的比较，表明这些已经接近的稳定性极限推导，任何未来的检测，但更小的这样的系统将是不一致的粒子暗物质假设。
2016-07-26 astro-ph.GA physics.space-ph
