The Aquarius Co-Moving Group is Not a Disrupted Classical Globular Cluster
本文详细分析了用麦哲伦粘土望远镜上的MIKE摄谱仪观测到的5颗宝瓶座星的高分辨率、高信噪比光谱。我们的样本代表了流中15个已知成员的三分之一。我们发现该流不是单金属的：金属度范围从[Fe/H] = -0.63到-1.58。Na-O丰度没有反相关，我们发现一个很强的正Mg-Al关系，类似于在厚盘中观察到的。我们没有发现任何证据表明，该流是一个被破坏的经典球状星团的结果，相反，以前发表的声明。流中的高[（Na，Ni，alpha）/Fe]和低[Ba/Y]丰度比表明它也不是来自破裂的矮星系的潮汐尾。除了一颗候选星C222531-145437外，这条星流在化学上与银河系的场星无法区分。从它的位置、速度和详细的化学丰度来看，C222531-145437很可能是一颗从半人马座ω星潮汐分裂出来的恒星。我们建议宝瓶座流是银河系的起源，并可能是从银河系厚盘上的几个陀螺前的顺序盘卫星扰动的结果：导出的轨道，UVW速度和角动量的宝瓶座成员提供定性支持我们的假设。假设C222531-145437是半人马座欧米茄的潮汐扰动成员，这个系统最有可能是圆盘扰动。在没有令人信服的化学和/或动力学证据表明，宝瓶座流是一个中断的卫星潮汐尾，我们主张“宝瓶座组”作为一个更合适的描述。就像大犬座的超密度，以及武仙座和麒麟座一样，宝瓶座群加入了运动学上确定的子结构列表，这些子结构实际上不是吸积物质：它们只是银河系结构丰富复杂性…
2014-05-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
At the survey limits: discovery of the Aquarius 2 dwarf galaxy in the VST ATLAS and the SDSS data
我们宣布在VST ATLAS和SDSS巡天的边缘发现了银河系的一颗新的远距离卫星--宝瓶座2矮星系。该天体最初被认为是红巨星分支的高密度恒星，但后来被选择用于后续的研究，因为它存在一个强大的蓝色水平分支，这也被用来测量它的距离$\sim 110$ kpc。使用更深的成像从IMACS相机上的6.5米巴德和光谱与凯克DEIMOS，我们测量了卫星的半光半径$5.1\pm 0.8$弧分，或$\sim 160$ pc在这个距离，和它的恒星速度色散$5.4^{+3.4}_{-0.9}$公里秒$^{-1}$。通过$μ=30.2$等角秒$^{-2}$和$M_V=-4.36$，这颗新卫星接近两个重要的探测极限：一个是表面亮度，另一个是给定距离的光度，因此宝瓶座2号是最难发现的矮星之一。
2016-08-15 astro-ph.GA
Fuzzy Aquarius: evolution of a Milky-way like system in the Fuzzy Dark Matter scenario
本文利用 AX-GADGET 对 Aquarius 类银河晕开展首个 FDM 高分辨率放大模拟，揭示有核密度与速度扁平化，并指出结构渐近形成孤子核，现行 FDM 质量限制需谨慎。
2022-10-14 astro-ph.CO 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
Boötes IV: A New Milky Way Satellite Discovered in the Subaru Hyper Suprime-Cam Survey and Implications for the Missing Satellite Problem
我们报告了一个新的银河系（MW）卫星在牧夫座的基础上，从正在进行的超级超级凸轮（HSC）斯巴鲁战略计划（SSP）的数据发现。这颗名为牧夫座IV的卫星是我们在HSC-SSP中发现的第三颗超暗矮星。我们已经确定了一个统计上显着的（32.3 $σ$）过密的恒星具有金属贫乏，老恒星人口的特点。牧夫座IV的半光半径为$D_{\odot}=209^{+20}_{-18}$ pc，椭圆率为$M_V=-4.53^{+0.23}_{-0.21}$，这清楚地表明这是一个矮卫星星系。我们还发现了另一个高密度，似乎是一个暗淡的球状星团，$M_V=-0.20^{+0.59}_{-0.83}$等和$r_h=5.9^{+1.5}_{-1.3}$ pc位于$D_{\odot}=46^{+4}_{-4}$ kpc。采用Newton等人（2018年）最近对MW大小光环中卫星总数的预测，将SDSS和DES观测到的卫星特征与$Λ$ CDM模型中获得的subhalos相结合，我们估计HSC-SSP覆盖的$\sim676$ deg $^2$中的$M_V\le0$应该有大约两颗MW卫星，而该区域包括六颗卫星。因此，观测到的卫星数量大于理论预测。从表面上看，我们有一个卫星太多的问题，而不是众所周知的失踪卫星问题，即$Λ$ CDM理论高估了一个MW大小的光环中的卫星数量。这可能意味着，模型需要更多的改进，如考虑到目前更深的调查发现…
2019-06-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Stream-subhalo interactions in the Aquarius simulations
我们执行的第一个自洽的测量恒星潮汐流之间的相互作用的速率破坏卫星和黑暗的subhalos在银河系质量星系的宇宙学模拟。使用重新标记版本的水瓶座A暗物质模拟，我们选择了18个标记的恒星粒子流，这些粒子流在今天看起来很薄，并从它们的祖先吸积到主晕上的点开始跟踪它们，在每个快照中记录所有暗物质subhalos的特征，这些暗物质subhalos在每个流中的任何标记的恒星粒子的几个距离阈值内通过。我们认为，距离阈值对应于恒定的碰撞参量（1，2，和5千秒差距），以及那些成比例的区域的影响，每个subhalo（一个和两个倍的半质量半径$r_{1/2}$）。然后，我们测量的年龄和现今，相位展开长度的每个流，以计算在不同的质量箱和不同的阈值的相互作用率，并比较这些分析预测文献。我们测量了每10 Gyr每10 kpc流长度在1（2，5）kpc流内的$1.5^{+3.0}_{-1.1}\ (9.1^{+17.5}_{-7.1},\ 61.8^{+211}_{-40.6})$相互作用的中值速率。分辨率效应（时间和粒子数）通过降低这些估计速率来影响它们。
2016-08-19 astro-ph.GA
The shapes and alignments of the satellites of the Milky Way and Andromeda
我们测量本星系群的矮球状（dSPH）星系的内在形状和排列。我们发现银河系的dSphs本质上是平坦的（平均固有椭圆率$μ_E\sim0.6$）比M31（$μ_E\sim0.5$）和经典的银河系dSphs（$M_V<-8.5\,\mathrm{mag}$）是圆（$μ_E\sim0.5$）比超微弱（$μ_E\sim0.65$），而在M31中的经典和超微弱的dSphs的形状是非常相似的。M31 dSphs优选与$\sim45°$的分散体径向对齐。这个信号是由超微弱的人口，而经典的M31 dSphs是一致的随机取向。我们比较了我们的结果与Lowing等人的宝瓶座模拟恒星星表。发现subhalo径向排列分布与本地群dSphs结果相匹配，而宝瓶座固有椭圆率明显小于数据（$Δ\langle E\rangle\approx0.4$）。我们提供的证据表明，银河系卫星的主轴位于一个优先面与法向量指向$(\ell,b)=(127,5)°$。我们将这个优选方向与浩瀚极轨道结构联系起来，尽管它们各自的大圆被$\sim30°$偏移。在M31中没有发现长轴排列的信号，这表明土星大平面是由最近的吸积或偶然排列形成的。最后，我们提供了预测的速度色散与尺度半径分布的银河系和M31人口之间的差异，并表明，从两个不同的位置观看类似的人口的投影效应不占的差异，这可能是由增加潮汐破坏M31。
2017-08-22 astro-ph.GA
Spectroscopic Confirmation of the Milky Way Satellites Boötes V and Leo Minor I and the LMC Satellite DELVE 2: Three Small Ultra-Faint Dwarf Galaxies
Yale University（耶鲁大学）；Carnegie Institution for Science（卡内基科学研究所）；University of Toronto（多伦多大学）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）；University of Chicago（芝加哥大学）；Fermi National Accelerator Laboratory（费米国家加速器实验室）
通过多目标光谱观测，证认 Boötes V、Leo Minor I 和 DELVE 2 为超暗弱矮星系，并首次确认 DELVE 2 为 LMC 的长期束缚卫星，提出基于半光半径和表面亮度的分类判据。
2026-10-07 astro-ph.GA
Semi-analytic modelling of the europium production by neutron star mergers in the halo of the Milky Way
中子星合并（NSM）可能是快速（r-）中子俘获过程元素的主要产生场所。通过对Munich-Groningen半解析星系形成模型中典型的r过程元素Eu的追踪，利用NSM方法研究了银河系星晕的r过程富集，并将其应用于3个高分辨率的Aquarius暗物质模拟。特别是，我们调查的反冲速度的影响，中子星双星收到其形成时，在积木星系（BB），部分形成了恒星晕合并与我们的银河系。当这种反冲大到足以克服BB的逃逸速度时，NSM发生在BB外部，结果是没有r过程富集。我们发现，NS踢速度的标准分布减少[Eu/Mg]丰度的晕星$\sim 0.5$ ~dex相比，NS没有收到踢的模型。低NS踢速度，我们的模拟相匹配的[Eu/Mg]丰度的晕星相当不错，恒星的金属丰度[Mg/H] $\geq -1.5$。只有在宝瓶座晕B-2中，金属丰度较低的恒星的[Eu/Mg]值与观测值相似。我们的结论是，我们的假设的瞬时混合是最有可能不准确的r-过程富集的星系晕，或一个额外的生产网站的r-过程元素的建模是必要的，以解释存在的低金属丰度晕星高铕丰度。
2018-12-07 astro-ph.GA
Can filamentary accretion explain the orbital poles of the Milky Way satellites?
已经提出了几种方案来解释银河系（MW）卫星星系在卫星盘（DoS）中的相空间分布。为了定量比较这些不同的可能性，提出了一种新的方法分析角动量方向的模拟数据。它决定了找到像MW卫星轨道极那样集中和接近极取向的角动量集的可能性。该方法可以很容易地应用于不同模型的轨道极点数据。观测到的卫星轨道极的分布进行了比较，从六个宇宙学国家的最先进的模拟宝瓶座项目的subhalos公布的角动量方向。这测试的可能性，间接吸积可能能够自然地解释卫星轨道内的DoS。对于最有可能对齐的主晕和MW光盘旋转，再现MW卫星轨道极属性的概率原来是小于0.5%的水瓶座模型。即使角动量的各向同性分布也有更高的可能性产生所观察到的分布。这两个Via Lactea宇宙学模拟给出了类似于Aquarius模拟的结果。相反，与星系相互作用的数值模型相比，某些模型从潮汐碎片的角动量中得出观测到的轨道极分布的概率高达90%。这表明潮汐矮星系在一次相遇中的形成是一个可行的，如果不是唯一的，过程来解释MW卫星星系的相空间分布。
2012-04-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Progenitor diversity in the accreted stellar halos of Milky Way-like galaxies
通过对比三个模拟套件，发现银河系吸积恒星晕的径向多样性较低，主要由约2个早期吸积的前身星系主导，这与其他模型预测的平均值不同。
2025-02-25 astro-ph.GA
The Missing Massive Satellites of the Milky Way
最近的研究表明，在银河系最亮的12颗卫星中，只有3颗存在最大圆速度V_max超过30 km/s的暗物质晕。这与Aquarius项目的LCDM模拟结果明显矛盾，后者认为MW级的晕应该至少有8个亚晕，且V_max> 30 km/s。因此，在如此巨大的subhalos中没有发光卫星是令人困惑的，可能会对LCDM范式提出挑战。然而，我们注意到，大质量的暗晕的数量敏感地依赖于银河系的维里质量（知之甚少），而且它们的稀缺性使得从水瓶座这样的小型模拟集估计它们的丰度不确定。我们使用千年模拟系列和缩放的晕下速度函数的不变性（即，作为ν的函数的次晕数量，次晕V_max与主晕维里速度之比，V_200），以确保改进对稀有大质量子系统丰度的估计。在0.1<v <0.5的范围内，N_sub（> v）近似于关于<N_sub>=10.2x（v/0.15）^（-3.11）给出的平均值的泊松分布。这略低于宝瓶座晕，但与凤凰项目的最新结果一致。LCDM晕圈具有3个或更少的子晕圈且V_max高于某个阈值V_th的概率则可以直接计算。它随V_th的减小和晕质量的增大而急剧减小。当V_th= 30 km/s时，约40%的M_halo=10^12 M_sun晕通过了测试;当M_halo>= 2 × 10^12 M_sun时，通过测试的概率不到5%;当M_halo>= 3 × 10^12 M_su…
2012-05-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Revised and new proper motions for confirmed and candidate Milky Way dwarf galaxies
提出了一种新的银河系卫星系统自行的推导方法，并应用于59个已证实或候选的矮星系卫星，使用盖亚数据释放2。这构成了截至2020年5月的所有已知的银河系矮星系（和可能的候选者），除了麦哲伦云，大犬座和长蛇座1恒星超密度，以及潮汐干扰的牧夫座III和人马座矮星系。我们推导出系统自行的第一次为Indus 1，DES J 0225 +0304，鲸鱼座2，Pictor 2和狮子座T，但注意到，后三个依赖于测光，质量较差，比其余的样品。我们无法分辨牧夫座4号、鲸鱼座3号、印度星2号、飞马座3号或室女座1号的信号。我们的方法受到Pace & Li（2019）的极大似然方法的启发，并同时检查源的空间，颜色幅度和自行分布。无需识别已确认的径向速度成员即可推导出系统自行，尽管这些恒星的自行（如果可用）通过模型的先验知识纳入分析中。系统自行上的相关不确定性平均比现有文献值小$\sim 1.4$倍。对卫星隐含成员分布的分析表明，我们可以准确地识别出污染率小于1/20的成员星。
2020-08-17 astro-ph.GA
GHOST commissioning science results -- IV: Chemodynamical analyses of Milky Way satellites Sagittarius II and Aquarius II
本文利用 Gemini/GHOST 高分辨率光谱对银河系卫星星系 Sgr2 和 Aqu2 的五颗恒星进行化学动力学分析，确认 Aqu2 为暗物质主导的超暗矮星系，在 Sgr2 中发现一颗 r-过程增丰恒星，并指出对暗弱模糊卫星分类的困难及改进诊断方法的必要性。
2025-06-04 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Faint Stars in a Faint Galaxy: II. The Low Mass Stellar Initial Mass Function of the Boötes I Ultrafaint Dwarf Spheroidal Galaxy
基于对哈勃空间望远镜最近深度成像的分析，提出了对牧夫座I（Boo~I）超暗矮星系低质量恒星初始质量函数（IMF）的改进约束。从这些数据产生的测光表中的候选恒星成员的Boo~I的识别是使用贝叶斯方法实现的，由哈勃超深场的补充档案成像数据提供信息。此外，Boo~I中的早期数据的存在使我们能够推导出源的子集的自行，从而识别和删除可能的银河系恒星。我们还能确定Boo~I的绝对自行，我们的结果与\textit{Gaia}的测量结果一致，但完全独立。通过对Boo~I成员星的色星等数据进行正演模拟，得到了三种不同形式的低质量IMF的最佳拟合参数值。最佳拟合单一幂律IMF斜率为$α= -1.95_{-0.28}^{+0.32}$，而最佳拟合破幂律斜率为$α_1 = -1.67_{-0.57}^{+0.48}$和$α_2 = -2.57_{-1.04}^{+0.93}$。最佳拟合对数正态特征质量和宽度参数为$\rm{M}_{\rm{c}} = 0.17_{-0.11}^{+0.05} \cal M_\odot$和$σ=0.49_{-0.20}^{+0.13}$。Boo~I的这些破幂律和对数正态IMF参数与已发表的银河系内恒星的结果一致，因此Bo{<$}tes I和银河系可能由相同的恒星IMF组成。
2022-09-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Pristine Dwarf-Galaxy survey -- VI. A VLT/FLAMES spectroscopic study of the dwarf galaxy Boötes II
本研究利用 VLT/FLAMES 光谱数据对矮星系 Boötes II 进行动力学与金属丰度分析，发现新成员及极贫金属星，并精确测定其速度弥散度和系统速度。
2025-04-21 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
Stellar Metallicities from DECam $u$-band Photometry: A Study of Milky Way Ultra-Faint Dwarf Galaxies
本研究利用DECam的$u$波段测光推导金属丰度，筛选银河系三颗超暗矮星系外围的候选成员恒星，验证了方法有效性，发现潮汐特征线索并给出候选星纯度估计，为后续大半径成员星探测提供了可行技术路径。
2024-04-11 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
Effects of Dark Matter Substructures on Gravitational Lensing: Results from the Aquarius Simulations
我们使用高分辨率的宝瓶座模拟银河系大小的晕在LCDM宇宙学研究暗物质子结构对引力透镜的影响。每个晕在其维里半径内可以分辨出约10^8个粒子（质量分辨率约为10^3-4 M_sun/h）。质量大于10^5 M_sun/h的次晕被很好地分辨出来，比以前的透镜研究至少提高了两个数量级。我们将重子组件建模为赫恩奎斯特配置文件和帐户的暗物质通过绝热收缩的响应。我们专注于“异常”的通量比问题，特别是对违反尖焦散关系由于子结构。我们发现，质量小于~ 10^8 M_sun/h的次晕在引起通量异常方面起着重要作用;这种低质量的次晕在以前的研究中一直没有得到解决。不同晕之间和同一晕的不同投影之间的预测通量比有很大的分散性。在某些情况下，预测的异常通量比的频率与射电透镜观察到的频率相当，尽管在大多数情况下并非如此。模拟再现所观察到的尖瓣透镜违规的概率约为0.001。因此，我们的结论是，在宝瓶座晕的中心区域的子结构的量是不够的，以解释所观察到的频率违反尖焦散关系。这些结论完全是基于我们的暗物质模拟，忽略了重子对次晕生存能力的影响。
2009-06-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Building Blocks of the Milky Way's Accreted Spheroid
在结构形成的$Λ$ CDM模型中，恒星球状体是由较小星系的组合而成，即所谓的积木。结合Munich-Groningen半解析星系形成模型和Aquarius高分辨率模拟的暗物质晕，我们研究了6个银河系质量星系的恒星球状体的组装历史，重点研究了其质量、年龄和金属丰度等基本性质.这些属性进行了比较，幸存的卫星在相同的模型。我们发现，平均而言，构建块具有更高的恒星形成率，尤其是对于质量更大的物体。在高红移时，它们在恒星形成中占主导地位，而卫星的恒星形成时间尺度平均更长。当Ia型超新星开始富集铁元素时，这些差异应该会导致II型超新星的结构单元（与卫星相比）中的$α$元素增加更大，从而解释了观测趋势。有趣的是，在模拟的晕中，恒星形成的时间尺度有一些变化，这表明其他星系球状体中的[ $α$ /Fe]丰度可能与我们银河系中的不同。
2016-09-13 astro-ph.GA
Small-scale stellar haloes: detecting low surface brightness features in the outskirts of Milky Way dwarf satellites
本文提出一种基于Gaia空间、颜色-星等和自行数据的更新算法，用于识别银河系矮星系外围成员星，并在约60个卫星中发现9个矮星系存在低密度外部轮廓，为矮星系恒星晕或潮汐流研究提供新证据。
2023-12-05 astro-ph.GA
The Origin of the Milky Way's Halo Age Distribution
我们提出了一个分析的径向年龄梯度的恒星晕的银河系质量大小的系统模拟的宝瓶座项目的一部分。晕显示了年龄趋势的多样性，反映了它们不同的组装历史。其中四个模拟的晕具有明显的负年龄梯度，范围从大约-7到-19百万年/千秒差距，比最近对银河系恒星晕的观测研究所确定的要浅。然而，当仅对吸积成分进行分析时，所有的恒星晕都表现出更陡的负年龄梯度，其值从$-$ 8到$-$ 32百万年/千秒差距不等，更接近银河系中观测到的值。其中两个以吸积为主的模拟晕显示，中心集中了大量的老恒星，与观测报告的古代年表球一致。最能再现银河系年龄分布特征的恒星晕主要是由小卫星星系的吸积形成的。我们的研究结果表明，如果恒星晕是由动力学质量小于~10^9.5M_sun的卫星星系的吸积和破裂组装而成的，并且原位贡献最小，那么等级聚类方案可以再现MW晕的年龄分布。
2018-05-07 astro-ph.GA
The formation of the Milky Way halo and its dwarf satellites; a NLTE-1D abundance analysis. II. Early chemical enrichment
本文给出了7个矮球状星系（dSphs）和银河系（MW）晕中59颗极贫金属（VMP，-4 < [Fe/H] <-2）恒星的非定域热力学平衡（NLTE）丰度。我们的结果是基于高分辨率光谱数据集和均匀和准确的大气参数确定的PaperI。我们表明，一旦NLTE效应被适当地考虑在内，在我们的样本中的所有大质量星系，即MW晕和经典的dSphs雕塑家，小熊座，六分仪，天炉座，揭示了一个类似的高原在[α/Fe] ~ 0.3的每个α过程元素：镁，钙，钛。我们提出了一个坚实的基础上的证据表明，在BootesI超微弱矮星系（UFD）的金属丰度的增加，这是最有可能是由于Ia型超新星的喷出物的α/Fe下降。对于Na/Fe，Na/Mg和Al/Mg，MW晕和所有dSphs显示与金属丰度不可区分的趋势，这表明Na和Al的合成过程在所有系统中是相同的，独立于它们的质量。二分法的[Sr/Ba]与[Ba/H]图中观察到的经典dSphs，类似的MW晕，要求两个不同的核合成通道Sr。我们表明，Sr在大规模的星系是很好的相关性与镁建议一个强有力的链接到大规模的恒星，其生产基本上是独立的Ba，为大部分的[Ba/H]范围。我们的三个UFD：BootesI、UMaII和LeoIV的Sr和Ba相对于Fe和Mg亏损，在整个Mg丰度范围内，[Sr/Mg] ~-1.3和[Ba/Mg] ~-1的比值非常相似。Bootes I和UMa II的…
2017-09-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Modeling the gravitational potential of a cosmological dark matter halo with stellar streams
恒星流是由卫星和星团在围绕主星系运行时的潮汐破裂产生的，可以非常灵敏地探测主星系的引力势。我们选择并研究在水瓶座宇宙学模拟套件的Milky-Way状暗物质晕中形成的狭窄恒星流，以确定这些恒星流是否可用于约束晕引力势的当今特征参数。我们发现，轨道集成在静态球形和三轴NFW潜力都再现的位置和运动学的各种流相当不错。为了进一步量化这一点，我们通过最大化流星在其行动空间中的聚类量来确定最佳拟合的潜在参数。我们表明，使用我们的一组宝瓶座流，我们恢复的质量分布是一致的球形平均暗物质配置文件的主机晕，虽然我们忽略了三轴性和时间演化的适合。这给了我们信心，这种方法可以应用于盖亚任务将发现的许多流，以确定我们银河系的引力势。
2016-09-06 astro-ph.GA
Chemodynamics of BoötesI with $S^{5}$: Revised Velocity Gradient, Dark Matter Density, and Galactic Chemical Evolution Constraints
本研究结合牧夫座I的新观测与15年存档光谱数据，构建迄今最大的该超暗矮星系恒星运动学与金属度样本，修正速度梯度，更新暗物质密度轮廓约束，并利用化学演化模型限定其恒星形成与外流特征。
2025-09-02 astro-ph.GA
The stability of stellar disks in Milky-Way sized dark matter halos
我们采用了一种改进的方法来插入高分辨率的银河系大小的晕的暗物质模拟的活恒星盘，使我们能够调查的命运薄恒星盘在动荡的环境中的冷暗物质结构。我们研究了一组八个不同的光环，从宝瓶座模拟项目，其中恒星盘是按规定的结构生长，然后允许自我一致地演变。在GALIC程序的帮助下，初始速度分布被设置在非常好的平衡中。我们发现，剩余的三轴晕导致显着的磁盘翻滚，定性确认早期的工作。我们表明，盘转动运动是不受影响的星系的结构特性，如存在或不存在的凸起或酒吧。在典型的银河系大小的暗物质晕中，我们预计在z = 1和z = 0之间，盘的平均转动约为40度，大约为6 Gyr。我们还调查的磁盘上的子结构的影响，反过来说，磁盘加热率所造成的暗物质晕子结构。盘的存在减少了中央subhalo丰度的约一个因素的两个，由于从磁盘通道的重力冲击增加蒸发率。我们发现，子结构是重要的恒星盘加热外部，但似乎没有显着影响其内部。
2015-07-14 astro-ph.GA
Constraining the shape of Milky Way satellites with distance gradients
我们结合暗能量相机遗产调查（DECaLS）DR 8光度学和盖亚光度学，研究牧夫座I，天龙座，小熊座，六分仪和玉夫座矮星系的3-D结构使用蓝色水平分支（BHB）恒星作为距离指标。我们构建了一个新的颜色绝对星等的BHB星，我们用来测量的距离梯度内的身体的矮星系。我们只在Sextans和Sculptor中检测到统计上显著的非零梯度。通过三轴Plummer模型对系统的梯度和二维密度的模拟，我们发现两个矮星系的距离梯度不符合扁长形状，但与扁球或三轴形状相容。为了解释观测到的梯度，Sextans和Sculptor的扁圆模型需要具有显著的内在椭圆率，大于Sextans的$0.47$和Sculptor的$0.46$。扁平的扁球形可能意味着速度分布的显著各向异性，以便与这些系统中缺乏显著的速度梯度相一致。
2022-03-05 astro-ph.GA
Stacking the Invisibles: A Guided Search for Low-Luminosity Milky Way Satellites
几乎每一个已知的低光度银河系矮球状（dSph）卫星星系都至少包含一颗天琴座RR型恒星。假设一小部分遥远（60 < d_{helio} < 100 kpc）的星系晕RR天琴座恒星是尚未发现的低光度dSph星系的成员，我们执行{ \em引导}搜索这些低光度dSph星系。为了检测dSph星系的存在，我们结合了从超过123个视线中选择的恒星，这些视线集中在由Palomar Transient Factory确定的RR Lyrics恒星上。我们发现，即使此类dSph星系仅占据约20条视线，这种方法也足够灵敏，可以检测到类似Segue 1的星系（M_V=-1.5 ^{+0.6}_{-0.8}，r_h=30 pc）的存在。然而，当我们的方法应用于SDSS DR 10成像目录时，没有检测到信号。将我们的方法应用于由成对的近距离（<200 pc）水平分支恒星占据的视线，也没有得到检测。因此，我们把上限的数量低光度dSph星系的半光半径从30 pc到120 pc，并在探测量的晕。通过将我们的方法应用于以从Pan-STARRS 1调查中选择的RR天琴座恒星为中心的视线，并最终从LSST中获得对光度函数的更强约束。在附录中，我们给出了牧夫座3 dSph的RRab星的光谱观测和牧夫座2 dSph附近的RRab星的光变曲线。
2014-08-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Two-Point Correlation Function For Galactic Halo Stars
我们描述了一个关联函数统计量的空间和运动的子结构中的恒星晕。我们测试这一统计数据使用模型恒星晕实现构建的宝瓶座套件的六个高分辨率N体模拟结合Galform半解析星系形成模型。这些模拟显示了相当大的分散在恒星晕的属性。我们发现，我们的统计数据可以区分这些似是而非的银河系恒星晕的全球结构的替代品。我们与观测数据进行比较，并表明，铅笔束调查的~100示踪星（如意大利面条调查）是不足以约束银河系晕的结构程度与此统计。更大面积的巡天超过1000颗示踪星（例如斯隆数字巡天中的BHB星），对模型和数据之间的比较提供了更严格的限制。在我们的模拟中，我们发现了具有与现有银河系数据一致的空间和运动学子结构的晕的例子。
2011-09-06 astro-ph.GA
Impact of cosmological satellites on the vertical heating of the Milky Way disc
我们提出了一个高分辨率的研究现实的卫星星系的影响，从宇宙学模拟的银河系晕，包括6宝瓶座套房和通过Lactea \rom{2}，对星系盘的动力学提取。利用GalIC程序生成了多组分银河系的初始条件，以保证系统在加入卫星之前处于动力学平衡状态。候选亚晕，接近25\，kpc的主机DM晕的中心，初始质量封闭在潮汐半径，$M_\textrm{tid}$ $\ge$ 10 $^{8} M_{\odot}$ \，=\，0.003 $M_\textrm{disc}$，被确定，插入到我们的高分辨率N体模拟和演变为2 Gyr。我们量化的垂直加热由于这种影响，通过测量磁盘的厚度和垂直速度分散$σ_{z}^{2}$的平方盘。根据我们的分析，加热的强度强烈地依赖于宇宙学模拟的次晕分布的高质量端。对于具有平坦径向剖面的R $>$ 4\，kpc，垂直色散的平均增加为$\sim$ 20\，km $^{2}$ \，s $^{-2}$ \，Gyr $^{-1}$，而不包括Aq-F2结果，平均加热为$<$ 12\，km $^{2}$ \，s $^{-2}$ \，Gyr $^{-1}$，相当于太阳邻域观测到的垂直加热率的28\%和17\%。考虑到平均值周围的统计离散度，我们错过了观察到的加热速率超过3个$σ$。在所有7个模拟的情况下，我们观察到外盘的盘高度普遍扩张。
2016-04-05 astro-ph.GA
A New Faint Milky Way Satellite Discovered in the Pan-STARRS1 3 pi Survey
我们提出了一个微弱的银河系卫星，Laevens 2/Triangulum II的发现，发现在全景巡天望远镜和快速反应系统（泛星1）3 π成像数据，并证实了后续的宽视场测光从大型双目相机。该恒星系统的绝对星等为M_V=-1.8 +/-0.5，日心距离为30 + 2/-2 kpc，半质量半径为34 + 9/-8 pc，与附近的微弱小卫星如Willman 1，Segue 1，Segue 2和Bootes II有着显著的相似性。Laevens 2/Triangulum II的发现进一步填充了矮星系和球状星团之间的边界变得脆弱的参数空间区域。后续的光谱学将最终确定这颗新卫星的性质，它的空间位置暗示了它与复杂的三角座-仙女座恒星结构的可能联系。
2015-03-18 astro-ph.GA
The effect of a disc on the population of cuspy and cored dark matter substructures in Milky Way-like galaxies
我们使用高分辨率的$N$体模拟来研究星系盘对暗物质子结构动力学演化的影响，这些子结构的轨道和结构参数是从水瓶座A-2合并树中提取的（Springel等人，2008）。Satellite被建模为平衡$N$ -体实现的广义Hernquist配置文件与$2\times10^6$粒子和注入的分析不断变化的主机电位在$z_\mathrm{infall}$，定义的峰值，其质量演变。我们选择具有$M_{200}(z_\mathrm{infall})\geq 10^8\,\mathrm{M_\odot}$和第一臂间距$r_p<r_{200}$的所有子结构。出于观测银河系矮球状星系，我们还探讨卫星模型与核心暗物质配置文件与固定的核心大小$r_c=0.8\,a_s$，其中$a_s$是赫恩奎斯特尺度半径。我们发现，具有尖卫星的模型在$z=0$上的存活子结构是其核心对应物的两倍，如果我们只考虑那些在轨道上具有$r_p\lesssim0.1\,r_{200}$的模型，则是其四倍。对于一个给定的配置文件，增加一个不断发展的磁盘潜力减少幸存的子结构的数量进一步的一个因素$\lesssim2$的轨道上的卫星，穿透磁盘（$r_p\lesssim 20\,\mathrm{kpc}$）。对于大$r_p$，潮汐力和光盘的影响变得可以忽略不计，卫星的数量每近心仓收敛到类似的值为所有四个模型。
2016-11-16 astro-ph.GA
The Milky Way Tomography with Subaru Hyper Suprime-Cam: Implications for the past orbit of the Large Magellanic Cloud
Astronomical Institute, Tohoku University（东北大学天文学研究所）；The William H. Miller III, Dept. of Physics & Astronomy, Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学物理与天文系威廉·H·米勒三世中心）
利用 Subaru/Hyper Suprime-Cam 数据发现银河系外晕中存在 diffuse 星状结构，通过模拟大麦哲伦星云潮汐碎片分析其起源，发现第二通过模型能解释该结构，而第一通过模型无法解释。
2026-04-11 astro-ph.GA
Zoomed cosmological simulations of Milky Way sized halos in f(R)-gravity
在Hu & Sawicki的f（R）模型下，我们用MG-GADGET程序对宝瓶座星系团的7个暗物质晕进行了宇宙学变焦模拟，研究了f（R）修正引力对银河系大小的暗物质晕内部性质的影响.此外，我们计算理想的NFW晕，以及在我们的宇宙学模拟的第五力，并将它们与分析模型预测的第五力内的球形物体。我们发现，这些理论预测相匹配的理想晕的力量非常好，而它们的适用性是有限的现实宇宙学晕。我们的模拟表明，f（R）引力显着影响银河系大小的物体的暗物质密度分布以及它们的圆周速度。在未屏蔽区域，速度分散增加高达40%，相对于LCDM可行的f（R）模型。这一差异比以前的作品中报道的要大。太阳圈在$f_{R0} = -10^{-6}$模型中被完全屏蔽，银河系大小的晕，而这个位置对于质量稍小的物体是不屏蔽的。在我们有限的晕样本大小的范围内，我们没有发现一个明确的依赖于$f_{R0}$的暗物质晕的浓度参数。
2016-08-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Understanding the origin of CEMP-no stars through ultra-faint dwarfs
碳增强贫金属（CEMP-no）星具有低丰度的中子捕获元素，其起源仍然不清楚。这些恒星无处不在，主要存在于银河系晕和超暗矮星系（UFD）中。为了向前迈出重要一步，我们为Böotes I开发了一个数据校准模型，该模型同时包括所有碳源：超新星和渐近巨星分支（AGB）恒星，都来自第一颗恒星（Pop III）和随后的正常恒星形成（Pop II）。我们证明了这些来源中的每一个都在气体中留下了特定的化学特征，使我们能够通过它们在A（C）-[Fe/H]图中的位置来识别当今CEMP-无恒星的起源。A（C）>6的CEMP星主要由AGB Pop II星富集。我们发现了一类新的“中等CEMP-s”星，其A（C）~ 7，0<[Ba/Fe]<+1，是由AGB星的星风所留下的印记。真正的Pop III后代的A（C）<6，[C/Mg]与[Fe/H]是常数，与Böotes I和银河系晕的观测结果完全一致。这是我们第一次对CEMP的起源有了一个完整的了解，这一点可以并将在未来的观测中得到验证。
2023-02-20 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
The population of Milky Way satellites in the LambdaCDM cosmology
我们提出了一个模型的银河系的卫星，其中星系形成使用半解析技术适用于六个高分辨率的N体模拟的星系晕的宝瓶座项目。该模型，使用Galform代码计算，采用了改进的治疗相关的物理在LambdaCDM宇宙演化，特别是一个自洽的计算再电离的紫外光子发射的形成星系人口，包括中央星系的祖先。沿着每个晕的合并树，该模型计算气体冷却（通过康普顿散射宇宙微波背景光子，分子氢和原子过程），气体加热（来自氢光电离和超新星能量），恒星形成和演化。星系际介质的演化与星系的演化同时进行。恒星形成在更大的祖subhalos主要是抑制超新星反馈，而较小的subhalos，它主要是抑制由于外部和内部源的光电离。该模型被限制为匹配当今星系总体的广泛属性，但在高红移时，它需要接近1的紫外光子逃逸分数，以便完全通过红移z ~ 8来重新定义宇宙。在最成功的模型中，本地源在z ~ 10时完全覆盖银河系前区域。除了银河系卫星的光度函数外，该模型还匹配了它们观测到的光度-金属丰度关系，它们的径向分布和300 pc以内的质量推断值，在模型中，质量随光度缓慢但显着增加。卫星的性质在不同的光环之间有很大的差异，例如，在六次模拟中，光度函数的变化约为2倍。
2011-07-18 astro-ph.GA
The Milky Way Tomography with Subaru Hyper Suprime-Cam. I. Halo substructures
Astronomical Institute, Tohoku University（东北大学天文学研究所）；Department of Advanced Sciences, Faculty of Science and Engineering, Hosei University（法政大学理工学部先进科学科）；National Institute of Technology, Sendai College（仙台工业高等专门学校）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；The Graduate University for Advanced Studies（综合研究大学院大学）；Department of Astrophysical Sciences, Princeton University（普林斯顿大学天体物理学系）；Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe（Kavli宇宙物理数学研究所）
利用Subaru超广角相机分析银河系晕子结构，发现新的密度增强和流状特征，结合后续调查以约束其起源。
2024-01-10 astro-ph.GA
A Study of the Properties and Dynamics of the Disk of Satellites in a Milky-Way-like Galaxy System
本文通过加入高分辨率重子物理的 Aquarius 放大模拟，分析类银河系中的卫星星系盘，发现其呈各向异性分布，但并非旋转支撑系统，而可能由下落子晕构成。
2023-12-07 astro-ph.GA
The Orbital Ellipticity of Satellite Galaxies and the Mass of the Milky Way
我们使用模拟银河系大小的暗物质晕从宝瓶座项目调查的轨道可能的子结构晕，根据半解析星系形成模型，主机发光的卫星。这些倾向于填充最大质量的subhaloes和更多的径向轨道比大多数的subhaloes内的晕维里半径内发现。这种（温和的）运动学偏差的一个原因是，许多低质量的subhaloes的远心点超过了主宿主的维里半径;因此，它们被排除在维里边界内确定的subhaloes样本之外，减少了径向轨道上的subhaloes数量。另外两个因素之间的黑暗和明亮的subhaloes的轨道形状的差异是他们的动力学演化后，陷入，这影响更显着的低质量（黑暗）subhaloes，和一个弱的依赖性的椭圆率的红移的第一次陷入。发光卫星的椭圆率分布几乎没有晕-晕散射，因此可以与银河系卫星的椭圆率分布进行比较。由于后者敏感地依赖于银河系的总质量，我们可以使用卫星椭圆率的预测分布来限制这个重要参数。利用最新的位置和速度的估计，从文献汇编，我们发现，最有可能的银河系质量位于范围$6 \times 10^{11} M_{\odot} < M_{200} < 3.1 \times 10^{12} M_{\odot}$，与最佳拟合值$M_{200} = 1.1 \times 10^{12} M_{\odot}$。这个值与基于动力示踪剂或时间参数的银河系质量估计一致。
2013-11-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Bailing Out the Milky Way: Variation in the Properties of Massive Dwarfs Among Galaxy-Sized Systems
最近对银河系矮卫星内部密度的运动学约束揭示了与等级结构形成的标准CDM模型中模拟银河系尺度晕的subhalo种群的差异。这被称为“太大而不能倒”的问题，指的是银河系环境中不太可能存在大型和不可见的同伴。在本文中，我们认为，银河系的观测和模拟的subhalos是一致的结构形成的标准模型的预测。具体来说，我们发现，有显着的变化，在不同的主机之间的固定质量的晕的subhalos属性，并建议，这可以合理地解释银河系中的致密卫星的赤字。我们利用久经考验的分析技术来预测的性质，在一个大样本的不同的主机晕的各种质量跨越预期的范围内的星系晕。分析模型产生的subhalo人口与通过Lactea II和宝瓶座一致，我们的研究结果表明，subhalo属性的自然变化足以解释银河系卫星运动学和这些数值模拟之间的差异。在银河系大小的晕中，至少有10%的亚晕群不存在“太大而不能倒”的问题，即使主晕质量大到M_host = 10^12.2 h^-1 M_sun。后续研究包括对大量银河系大小的宿主进行高分辨率模拟，这对证实我们的预测是必要的。如果没有这些努力，“太大而不能倒”的问题似乎不会对等级制形成的标准模型构成重大挑战。[删节]
2012-12-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Comparative Analysis of the Chemical Compositions of Gaia-Enceladus/Sausage and Milky Way Satellites using APOGEE
我们使用阿帕奇点天文台星系演化实验（APOGEE 2）的第17次数据发布的数据，以对比最近发现的盖亚恩克拉多斯/香肠系统（GE/S）的化学成分，以10个银河系（MW）矮卫星星系：LMC，SMC，牧夫座I，船底座，天龙座，天炉座，人马座，雕塑家，六分仪和小熊座。我们的主要重点是这些系统的恒星星族在[Mg/Fe]-[Fe/H]和[Mg/Mn]-[Al/Fe]平面上的分布，这是文献中常用的化学诊断和矮星系可以区分从原位人口。我们表明，与MW卫星，GE/S的样本定义的基础上，纯粹的轨道参数几乎完全落在“吸积”的恒星星族在化学空间，这可能是由于早期淬火的恒星形成GE/S的轨迹。由于恒星形成的历史更为漫长，在MW卫星群中富含金属的一端的恒星的特征是[Mg/Mn]比它们的GE/S对应物低。GE/S恒星的化学成分与早期恒星形成率比MW卫星的质量更高的恒星形成率相一致，这表明早期宇宙中的恒星形成受到除了质量之外的其他参数的强烈影响。我们发现矮星系[Mg/Mn]-[Al/Fe]平面上金属丰度梯度的方向是系统早期恒星形成率的指示
2023-01-03 astro-ph.GA
Six More Ultra-Faint Milky Way Companions Discovered in the DECam Local Volume Exploration Survey
本文报告了在 DELVE 巡天数据中新发现的六个超暗银河系伴星系，通过深度成像刻画其形态与恒星族群，并结合 Gaia 自行数据探讨其与已知结构的关联，揭示了最暗弱恒星系统分类的挑战。
2022-09-26 astro-ph.GA
The satellites of the Milky Way - Insights from semi-analytic modelling in a LambdaCDM cosmology
我们结合六个高分辨率的宝瓶座星系暗物质模拟和半解析的星系形成模型来研究类银河系星系的卫星星系的性质。我们发现与观测到的光度函数，光度-金属丰度关系和银河系卫星的径向分布有很好的对应关系。在我们的模型中，矮星系的恒星形成历史变化很大，与观测结果一致。从卫星上剥离的热气在矮星系的特征上留下了明显的环境印记。我们发现，由老恒星人口占主导地位的卫星的比例与观测结果相匹配。然而，模型卫星的内部金属丰度分布似乎比观察到的要窄。这可能表明我们对化学浓缩的处理有局限性，这种处理是基于瞬时再循环近似。如果银河系的暗物质晕的质量约为8 × 10^11兆太阳，我们的模型就能得到最好的结果，这与观测中较低的估计值相一致。最像银河系的星系也有最好的卫星光度函数匹配，尽管它不包含像SMC或LMC那样明亮的物体。与其他半解析模型和丰度匹配关系相比，我们发现中央星系存在于质量较小的晕中，但我们模型中的晕质量-恒星质量关系与流体动力学模拟和最近的观测结果是一致的。
2013-01-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Estimating the dark matter halo mass of our Milky Way using dynamical tracers
银河系暗物质晕的质量可以通过拟合动力学示踪物相空间分布的分析模型来估计。我们测试这种方法使用现实的模拟恒星晕构造的水瓶座N体模拟暗物质晕的$Λ$ CDM宇宙学。我们扩展了标准的治疗，包括Navarro-Frenk-White（NFW）的潜力，并使用极大似然方法来恢复参数描述模拟晕的位置和速度的模拟晕星。我们发现，晕质量的估计是高度相关的晕浓度的估计。维里半径内的最佳拟合晕质量$R_{200}$存在偏差，在最佳情况下（包括示踪剂的切向速度时），范围从40%低估到5%高估。偏见有几个来源。偏离动态平衡可能会导致显著的偏差;偏离球对称相对不那么重要。对不同银河系中心半径的恒星进行拟合可以得到不同的质量估计。相比之下，该模型给出了良好的约束质量的半质量半径内的示踪剂，即使在60千秒差距内的示踪剂。恢复的示踪剂，$β$，速度各向异性有偏系统，但这并不影响其他参数，如果切向速度数据被用作约束。
2015-10-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Stellar haloes of simulated Milky Way-like galaxies: Chemical and kinematic properties
我们调查的化学和运动学性质的扩散恒星晕的六个模拟银河系的宝瓶座计划。采用结合能准则定义了两种动态上不同的恒星星族：扩散内晕和外晕，它们由具有特殊化学和运动学特征的不同恒星亚族组成。我们模拟的内晕和外晕恒星星族得到了碎片星（形成于亚星系系统，而它们的主要祖先星系的维里半径之外）和内碎片星（形成于富含气体的亚星系系统内的暗物质晕）的贡献。内晕具有额外的贡献，从磁盘加热的恒星在范围$\sim 3 - 30 %$，平均值为$\sim 20% $。圆盘加热的恒星可能表现出运动学支持的特征，特别是在最年轻的恒星中。内部碎片加上圆盘加热的恒星定义了所谓的\insitu恒星星族。在这两个内晕和外晕恒星星族，我们检测到的贡献，从中等到低的[ $α$ /Fe]的比率，主要与内部碎片或磁盘加热的子人口的恒星。观测到的内晕区的丰度梯度受化学富集水平和每个恒星子群的相对贡献的影响。内晕区的陡峭丰度梯度与盘加热和内部碎片星的贡献有关，这些恒星往往比碎片星的结合能低。（节录）。
2013-04-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
The orbital PDF: the dynamical state of Milky Way sized haloes and the intrinsic uncertainty in the determination of their masses
利用真实的银河系大小的晕的宇宙学模拟，我们研究了它们的动力学状态和用动力学示踪剂的稳态模型推断它们的质量分布的准确性。我们使用一种新的方法，描述了相空间分布的稳态示踪剂人口在球势没有任何假设，关于他们的轨道分布。从水瓶座$Λ$ CDM N-体模拟的五个晕应用该方法，我们发现，暗物质粒子是一个准确的示踪剂，使晕质量和浓度参数恢复与$5\%$的准确性。假设NFW形式的电位分布在大多数情况下不会显著影响拟合，除了晕A，晕A的密度分布与NFW形式显著不同，导致动态拟合参数中的$30\%$偏差。暗物质示踪剂中子结构的存在只影响$\sim 1\%$的拟合。应用该方法模拟恒星晕产生的粒子标记技术，我们发现恒星比暗物质粒子更远离平衡，产生系统的偏差$\sim 20\%$推断的质量和浓度参数。从传统的分布函数拟合恒星获得的系统偏差的水平与我们的相当，而类似的适合DM示踪剂显着偏置，与我们的配合。与以前的研究一致，质量偏差在示踪剂半质量半径附近大大降低。
2015-11-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Substructure Lensing: Effects of Galaxies, Globular Clusters & Satellite Streams
冷暗物质（CDM）模型预测的透镜星系中存在丰富的暗物质亚结构，透镜通量比异常经常被观测到并被作为证据。在以前的工作中，我们研究了尖焦散关系的背景类星体的星系尺度的暗物质晕透镜的多个图像，使用一套高分辨率的N体模拟（宝瓶座模拟）。在这项工作中，我们扩展了我们以前的计算，将重子和弥漫的黑暗成分的透镜晕。我们包括在每个透镜模拟：（1）卫星星系人口来自一个半解析模型应用到宝瓶座晕，（2）一个经验的银河球状星团人口和（3）卫星流（弥漫的黑暗成分）在模拟中确定。考虑到这些额外的组件，我们证实了我们早先的结论，即丰富的内在子结构（暗或亮，绑定或扩散）是不足以解释所观察到的频率尖焦散违反类调查。我们的结论是，所观察到的效果可能是少数统计类，或星系际晕沿视线作为额外的源透镜通量异常的结果。另一种可能性是，这种差异标志着清洁发展机制模式的失败。
2010-07-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
The orbital evolution of UFDs and GCs in an evolving Galactic potential
我们使用第二次盖亚数据发布，以研究银河系中的17个超暗矮星系（UFD）和154个球状星团（GC）的运动学，重点是静态和不断变化的模型之间的差异银河系的潜力。一个不断发展的潜力修改卫星的轨道相对于其静态等效，虽然差异是很小的相比，现有的不确定性轨道参数。我们发现UFD牧夫座II很可能是第一次绕银河系飞行。根据银河系的假设质量，UFD三角座II、水蛇座I、后发座、天龙座II和大熊座II，以及GC罗盘座，也可能是第一次坠落，因此可能对限制银河系的质量有用。我们确定了一个明确的运动学富金属（${\rm [Fe/H]}>-1.1$）和贫金属GC（${\rm [Fe/H]}\leq-1.1$）之间的区别。虽然大多数富含金属的星系团占据着主要的逆行轨道，具有低偏心率（$e\approx 0.35$）和类似的特定角动量和轨道平面作为银河系盘，7显示出潜在的逆行轨道，其起源尚不清楚。贫金属的星系团有更多样化的轨道，更高的偏心率（$e\approx 0.65$），一半的轨道平面偏离圆盘60到120度。UFD具有与贫金属GC相似的$θ$和$ϕ$，表明类似的起源。我们提供了一个目录的轨道参数为UFD和GC两个不同的星系质量和它们的观测不确定性。
2020-12-07 astro-ph.GA
Structural Diversity Among the Milky Way's Dwarf Spheroidal Satellites
Carnegie Mellon University（卡内基梅隆大学）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）；University of Edinburgh（爱丁堡大学）
研究银河系矮球状卫星的结构多样性，通过灵活的双幂律模型拟合恒星密度场，发现其种群有多样密度剖面形状，该模型使半光半径和恒星质量估计更不确定，强调密度剖面形状灵活性对dSph质量建模很关键。
2026-07-13 astro-ph.GA
The Keck/DEIMOS Stellar Archive: I. Uniform Velocities and Metallicities for 78 Milky Way Dwarf Galaxies and Globular Clusters
Yale University（耶鲁大学）；University of California Observatories, University of California, Santa Cruz（加州大学天文台，加州大学圣克鲁兹分校）；Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe（卡弗里宇宙物理与数学研究所）；Division of Science, National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台科学部）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；University of California, Santa Barbara（加州大学圣塔芭芭拉分校）
基于Keck/DEIMOS光谱数据，对78个银河系卫星星系和球状星团中的22339颗恒星进行均匀处理，提供径向速度、金属丰度和成员星估计，精度优于文献20-50%。
2026-05-29 astro-ph.GA
The Spatial Distribution of Galactic Satellites in the LCDM Cosmology
我们调查的空间分布的银河系卫星在高分辨率模拟的结构形成的LCDM模型：宝瓶座暗物质模拟个人晕和千年II模拟一个大的宇宙学体积。为了将模拟与银河系的观测相关联，我们使用两种替代模型来填充具有“可见”星系的暗晕：星系形成的半解析模型和丰度匹配技术。我们发现，大质量卫星的径向密度分布大致遵循的暗物质晕（不像分布的暗物质subhalos）。此外，我们的两个星系形成模型给出的结果与观测到的银河系11个经典卫星的轮廓一致。我们的模拟预测，更大，更暗的卫星样本应该仍然保持这种配置文件至少高达100颗卫星的样本。银河系经典卫星的角分布是高度各向异性的。根据扁平化的精确测量，在我们的模拟中，5- 10%的卫星系统与银河系一样平坦，当我们校正银河系盘可能对卫星的遮蔽时，这一比例不会改变。卫星系统的适度扁平是LCDM的一般性质，最好理解为沿着宇宙网细丝的优先吸积的结果。由于这种各向异性的吸积作用，一个单一的丰富的卫星群的吸积可以增强扁率。我们验证了一个典型的银河系质量的CDM晕不收购其11个最大的卫星从少数富裕的群体。质量较小的卫星更可能发生单群吸积。我们的模型预测应该可以通过即将进行的其他星系卫星系统的研究和银河系中较暗卫星的调查来检验。
2012-06-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
The missing ultra-faint satellites of the Milky Way
Durham University（杜伦大学）；University of Victoria（维多利亚大学）
通过高分辨率模拟研究银河系卫星 population，发现大量暗淡矮星系缺失，推测其因处于暗物质晕的密集区域而得以存活。
2026-10-22 astro-ph.GA
The earliest stars and their relics in the Milky Way
我们已经实现了一个简单的模型，以确定可能的网站的第一个恒星和星系的高分辨率模拟的银河系暗物质晕的宝瓶座项目。像银河系这样的星系中的第一颗恒星形成于红移z=35附近;到z=10时，这个年轻的星系包含了多达30000个暗物质晕，能够通过分子氢冷却形成恒星。这些小晕非常密集，反馈可能严重限制了形成的第三星族恒星的实际数量。到了今天，第一批恒星的残余物将强烈地集中在主晕的中心。如果第二代长寿恒星在第一代（第一颗恒星遗迹）附近形成，我们预计会在银河系中心30 kpc/h范围内发现其中一半，并在卫星中发现相当大一部分，它们可能会因其异常的金属丰度模式而被挑选出来。第一个可以通过氢原子线辐射冷却气体的晕形成于z=25;到z=10时，第一个这样的星系数量增加到约300个。反馈可能减少了第一个星系在经历重要的恒星形成时的数量，但不是因为近邻合并而存活到现在的数量。在z=10之前形成的所有“第一个星系”中，有一半在z~3之前与主晕合并，大多数失去了相当大一部分质量。然而，今天应该仍有超过20个残骸在银河系中心约30 kpc/h的轨道上运行。这些卫星的圆周速度为每秒几公里或更高，与已知的银河系矮星相当。它们是寻找最早期恒星形成遗迹的理想场所。
2010-01-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
