The formation of the Milky Way halo and its dwarf satellites: a NLTE-1D abundance analysis. IV. Segue 1, Triangulum II, and Coma Berenices UFDs
我们目前的大气参数和丰度的化学元素从碳到钡的贫金属恒星Segue 1（七星），后发座（三星），三角座II（一星）超微弱矮星系（UFD）。有效温度依赖于用SAI MSU高加索天文台的2.5米望远镜获得的可见光和红外波段的新光度观测。根据非局部热力学平衡（NLTE）线的形成，得到了多达14种化学元素的丰度，并获得了多达5种元素的LTE丰度。这是我们首次在Seg 1 S1和S4中发现了丰富的氧，在ComaBer S2和Tri II S40中发现了丰富的硅，在Seg 1 S1-S6和ComaBer S1-S3中发现了丰富的钾，在Seg 1 S7中发现了丰富的钡。Segue 1中的三颗星、后发座中的两颗星和三角座II星的[Na/Mg]值很低，为-1.08至-1.67 dex，这通常被文献归因于大质量无金属恒星核合成产生的奇偶效应。我们解释这种化学性质作为第一批恒星的足迹，这是不模糊的，由于少量的核合成事件，有助于样本恒星的化学丰度模式。我们的NLTE丰度的后发座Berenices，Segue 1，和三角座II报告较低的[Sr/Ba]丰度比的UFD相比，在经典的矮球状星系和银河系晕。然而，在UFD中，就像在大质量星系中一样，[Sr/Ba]不是常数，它可以高于纯r过程比。我们提出了一个假说，贫金属双星的锶生产在最早的时代的星系演化。
2021-03-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Triangulum II: Not Especially Dense After All
在过去三年发现的银河系卫星中，三角座II在揭示其动力学状态方面表现出最大的困难。柯比等人（2015 a）认为它是已知最受暗物质支配的星系，其质量与光的比值在3600 + 3500 - 2100 M_sun/L_sun的半光半径范围内。另一方面，Martin等人（2016）测量到外部速度色散比中心速度色散大3.5 +/- 2.1倍，这表明系统可能不处于平衡状态。根据Keck/DEIMOS对三角座II中13颗成员星的新的多历元测量，我们将速度色散限制为sigma_v < 3.4 km/s（90% C.L.）。我们以前对sigma_v的测量是基于六颗恒星，由于存在一颗径向速度可变的双星而膨胀。我们发现没有证据表明，速度色散随半径增加。这些恒星的金属丰度范围很广，表明三角座II保留了超新星喷出物，因此拥有或曾经拥有大量的暗物质晕。然而，金属丰度分散的检测取决于两个最富金属的恒星的成员。其恒星质量低于平均恒星金属量相近的星系，这可能表明三角座II要么是一个星团，要么是一个潮汐剥离的矮星系。其中一颗恒星的详细丰度显示出严重的中子捕获丰度，类似于大多数其他超暗矮星系中的恒星，但不同于球状星团中的恒星。
2017-03-17 astro-ph.GA
J-ATLAS: Javalambre Andromeda and Triangulum Legacy Astrophysical Survey
Centro de Estudios de Física del Cosmos de Aragón (CEFCA)（阿拉贡宇宙物理研究中心）；Instituto de Astrofísica de Andalucía, CSIC（安达卢西亚天体物理研究所，西班牙国家研究委员会）
J-ATLAS拟开展M31-M33系统宽场光学光谱巡天，通过先导巡天验证关键技术后将绘制星系外围结构并约束多种天体物理参数。
2026-07-30 astro-ph.GA
Cloud-scale Radio Surveys of Star Formation and Feedback in Triangulum Galaxy M 33: VLA Observations
研究大质量恒星形成和星际介质（ISM）之间的相互作用对于理解星系的演化至关重要。射电连续谱（RC）辐射是大质量恒星形成和星际介质高能成分的一种无干扰示踪剂。本文介绍了用Karl G. Jansky甚大阵列（VLA）我们校准的恒星形成率表面密度和调查的影响，漫反射辐射对这种校准使用的结构分解。分离热辐射和非热辐射成分，研究了星际介质不同相态之间的相关性以及大质量恒星形成的影响。在M33的18'× 18'（或4kpc × 4kpc）圆盘中，小于200 pc的射电源约占1.5GHz（6.3GHz）总RC辐射的36%（46%）。随着恒星形成率表面密度的增加，非热谱指数变得平坦，表明宇宙射线电子{从其出生地}逸出。磁场强度也随着恒星形成率的增加而增加，遵循双峰关系，表明小尺度湍流发电机在更高的光度和恒星形成率下更有效地起作用。虽然在恒星形成区的相关性更紧密，但非热辐射也与ISM中更静止的分子气体相关。当排除弥散结构时，M33存在几乎线性的分子星形成规律。大质量恒星的形成放大了磁场，增加了高能宇宙射线电子的数量，这有助于风和外流的开始。
2022-09-03 astro-ph.GA
Temperature Variations of the Cold Dust in the Triangulum Galaxy M33
我们提出了宽视场1.1毫米连续成像的附近的螺旋星系M 33，进行与AzTEC测辐射热计相机ASTE。结果表明，在T ~20 K范围内，1.1mm通量能跟踪尘埃的分布.结合160 μ m远红外成像，我们得到了银河系半径为~7 kpc的尘埃温度分布，空间分辨率为~100秒差距。虽然1.1毫米的流量主要是在恒星形成区附近观察到的，但我们发现一个平滑的径向温度梯度从~20 K下降到~13 K，与赫歇尔卫星最近的结果一致。进一步比较个别地区的冷尘埃温度和Ks带亮度之间的强相关性，但不与电离通量。观测结果表明，在几百秒差距尺度下，冷尘埃的主要热源是由于非OB星，即使与恒星形成区有关。
2011-06-10 astro-ph.GA
Triangulum II: a very metal-poor and dynamically hot stellar system
我们提出了一个研究最近发现的紧凑的恒星系统三角座II。从凯克II上的DEIMOS摄谱仪进行的观测中，我们获得了13颗成员星的光谱，这些成员星遵循这个非常暗淡的恒星系统的CMD特征，其中包括两颗明亮的红巨星分支星。Tri II有一个非常负的径向速度（<v_r>=-383.7 ^{+3.0}_{-3.3} km/s），转换为< v_{r,gsr} >~ -264 km/s，并确认它是银河系的卫星。我们发现，尽管小的数据集，有证据表明，三II具有复杂的内部运动学。其径向速度频散从2'中心的4.4^{+2.8}-2.0} km/s增加到向外的14.1^{+5.8}-4.2} km/s。全样品的速度频散为σ vr =9.9^{+3.2}-2.2} km/s。从这两颗明亮的RGB成员星中，我们测量到平均金属丰度<[Fe/H]>=-2.6+/-0.2，使Tri II成为银河系中最缺乏金属的矮星系之一。此外，较暗的成员星的光谱表现出线宽的差异，这可能是系统中金属丰度分散的指示。所有这些属性为Tri II描绘了一幅复杂的画面，其性质和当前状态在很大程度上是推测性的。然而，系统的推断金属丰度属性使我们倾向于这样一种情况，即Tri II是一个矮星系，要么破坏，要么嵌入恒星流中。
2016-01-18 astro-ph.GA
Pisces VII: Discovery of a possible satellite of Messier 33 in the DESI Legacy Imaging Surveys
我们报告了深度成像观测DOLoRes@TNG的三角座星系（M33）的超微弱矮卫星候选人通过目视检查DESI遗产成像调查的公共成像数据发布。双鱼座VII/三角座III距离M33的投影距离为72千秒差距，使用红巨星分支的尖端方法，我们估计距离为D=1.0 + 0.3，-0.2百万秒差距，这意味着该星系可能是一个孤立的超微弱星系，也可能是M33的第二颗已知卫星。如果双鱼座VII/Tri II距离M33，我们估计绝对星等M_V=-6.1+/-0.2，或者如果该星系是孤立的，则亮度为M_V=-6.8+/-0.2。在孤立的距离上，它的物理半光半径为r_h=131+/-61 pc，与银河系周围类似的微弱星系一致。由于红巨星分支的尖端人口稀少，因此不可能精确地确定距离，但如果双鱼座VII/Tri III能够被确认为M33的真正卫星，这将是一个重要的发现。由于之前在M33周围只探测到一颗潜在的卫星（仙女座XXII/Tri I），它缺乏大量的卫星群，这与同样巨大的大麦云云形成了鲜明的对比。如果在M33外围探测到更多的卫星，就可以更好地解释预期和观测之间的差异是由于对星系形成过程的理解不足，还是由于M33卫星群的低光度和表面亮度，迄今为止已经低于以前调查的探测极限。如果它真的是孤立的，它将是迄今为止发现的最暗的已知场矮星。
2021-09-27 astro-ph.GA
Systematically Measuring Ultra-Diffuse Galaxies (SMUDGes). IV. Ultra-Diffuse Satellites of Milky Way Analogs
为了更好地理解大型低表面亮度星系的形成，我们测量了超漫射星系（UDG）候选者和银河系类似物（MWA）之间的相关函数。我们发现：（1）UDG卫星的投影径向分布（投影面密度$\propto r^{-0.84\pm0.06}$）与正常卫星星系的投影面密度一致;（2）每个MWA的UDG卫星数（$S_{\rm UDG}$）是在20至250 kpc的投影半径上的$\sim 0.5\pm0.1$和$-17< M_r < -13.5$，（3）$S_{\rm UDG}$与星系团和星系团尺度上每个晕的UDG数与晕质量之间关系的线性外推一致，（4）红色UDG卫星占UDG卫星总数的主导地位（$\sim80$ %），（5）在所研究的卫星星等范围内，UDG卫星占MWA卫星星系总数的$\sim$ 10%，（6）这些卫星星系中的很大一部分（$\sim$ 13%）具有估计的总质量$>$ 10 $^{10.9}$ M $_\odot$，或者等效地，至少是LMC晕质量的一半，并且填充了大部分（$\sim$ 18%）的预期晕下至这些质量。所有这些结果表明，整体低质量星系人口和UDG之间的密切联系，我们解释为有利于模型，其中UDG的形成主要发生在低质量星系形成的一般背景下，在模型调用更奇特的物理过程，特别是调用形成UDG。
2023-03-01 astro-ph.GA
CLUES about M33: the reversed radial stellar age gradient in the outskirts of Triangulum galaxy
HST/ACS沿M33长轴的观测表明，其恒星的平均年龄随着离星系中心距离的增加而减小。这种行为与椎间盘的由内向外生长相一致。然而，在观测到的最外层区域，在r $\simeq$ 11.6 kpc处，发现了这种梯度的逆转，在这个半径之外发现了很高比例的老恒星。在这项工作中，我们调查这样的恒星年龄梯度反转的起源，通过使用模拟M33模拟约束本地UniversE模拟（CLUES）。模拟的M33在质量、自转速度、表面亮度方面与观测到的相似，并且与观测报告中的相似，显示了大半径的恒星年龄转变。我们证明，这种逆转主要是由于恒星吸积从老卫星星系，在较小程度上，恒星迁移的原位恒星。旧的吸积星，形成时间tf < 4 Gyrs，在运动学上是热的，可以通过它们的高速色散和它们没有旋转支撑轨道的事实与原地星区分开来。未来，获得M33外围恒星的运动学信息将有助于验证这一假设。
2018-08-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Mock Observations: Formation and Evolution of diffuse light in Galaxy Groups and Clusters in the IllustrisTNG Simulations
本研究利用IllustrisTNG100-1模拟的模拟图像分析星系群团内弥散光的起源与演化，发现其主要来自中等质量、中等年龄金属丰度的卫星星系，形成受主并合与潮汐剥离共同作用，且相关性质与卫星星系质量、数量存在幂律或对数关联。
2023-10-23 astro-ph.GA
$Λ$CDM Predictions for the Satellite Population of M33
三角座（M33）是仙女座（M31）最大的卫星星系，质量约为$3\times10^9\; M_{\odot}$。根据丰度匹配技术，M33的总质量估计为$10^{11}\; M_{\odot}$量级。$Λ$ CDM模拟预测，M33质量晕拥有几个自己的低质量卫星同伴，但只有一个候选M33卫星已被发现在深测光调查日期。这种“卫星中的卫星”的等级最近在暗能量巡天中银河系麦哲伦云周围发现的矮星系的背景下进行了探索。在这里，我们讨论的卫星星系的数量预测居住在维里半径（$\sim$ 160千秒差距）的M33的基础上$Λ$ CDM模拟。我们还计算了使用各种地面成像仪在N个数据字段中的卫星探测的预期数量。最后，我们讨论了这些卫星人口的预测如何改变M33的过去的轨道历史的函数。如果M33是第一次落入M31的光环，那么它提出的卫星预计今天仍将与M33绑定。然而，如果M33最近与M31发生了潮汐相互作用，那么幸存的卫星的数量在很大程度上取决于由于潮汐剥离效应而在近心处达到的距离。我们的结论是，调查延伸到M33周围的$\sim$ 100千秒差距将足以限制它的轨道历史和它的大部分卫星人口。在WFIRST时代，这种规模的调查将被认为是小型观测计划。
2018-07-17 astro-ph.GA
Star Formation Histories of Ultra-Faint Dwarf Galaxies: environmental differences between Magellanic and non-Magellanic satellites?
我们提出了7个超暗矮星系的颜色星等图和恒星形成历史（SFH）：时钟座1，长蛇座2，凤凰2，网座2，人马座2，三角座2，和杜鹃2，来自高精度的哈勃太空望远镜测光。我们发现，每个星系的SFH是一致的，他们创造了至少80%的恒星质量的$z\sim6$。对于所有的星系，我们发现淬火时间超过11.5 Gyr前，兼容的情况下，再电离抑制恒星形成的小暗物质晕。然而，我们的分析也揭示了候选麦哲伦云卫星的SFH的一些差异，即，这些星系可能是大麦云云的卫星，最近才进入银河系。事实上，麦哲伦卫星显示的猝灭时间比其他银河系卫星的猝灭时间平均要近6亿年，尽管各自的时间在误差范围内仍然是一致的。这一发现与理论模型相一致，该模型表明卫星的SFH可能取决于其早期的宿主环境，尽管我们警告说，在误差条内，我们样本中的所有星系都与在单个时期被淬灭一致。
2021-09-28 astro-ph.GA
Revisiting the Chlorine Abundance in Diffuse Interstellar Clouds from Measurements with the Copernicus Satellite
我们重新分析了哥白尼卫星获得的星际Cl I和Cl II光谱。这项研究的方向来自Crenny和Federman的研究，并对从原子到分子丰富的云的过渡进行采样，在那里启动了导致含氯分子的独特化学反应。我们的配置文件的合成依赖于最新的实验室振荡器的强度和组件结构，来自出版的高分辨率测量K I吸收补充钙II和Na I D的结果。我们得到自洽的结果，在1088年，1097年，和1347年的精确的列密度的Cl I线。改进后的一组结果揭示了与H2和总氢柱密度更清晰的对应关系。这些线性关系是由于在存在H2的区域中Cl^+迅速转化为Cl^0而产生的。
2011-10-03 astro-ph.GA
Beyond Ultra-diffuse Galaxies. II. Environmental Quenching of Mass-Size Outliers among the Satellites of Milky Way Analogs
本研究利用 Hyper Suprime-Cam 巡天图像探究银河系类似物周围超蓬松星系的环境熄灭，发现其熄灭分数与正常卫星相似，表明熄灭与质量-尺寸异常无关，且指出超弥散星系的经典定义因偏向熄灭星系而不适用于此类研究。
2023-09-11 astro-ph.GA
Extending Ultra-Diffuse Galaxy Abundances to Milky Way Analogs
我们扩展的超扩散星系（UDG）的丰度关系，$N_{UDG}-M_{200}$，低晕质量主机$(M_{200}\sim10^{11.6-12.2}M_{\odot})$。我们选择UDG卫星从公布的目录中的矮卫星星系周围的银河系类似物，即探索本地体积卫星（ELVES）调查，卫星周围的银河系类似物（SAGA）调查，和调查的银河系一样的系统进行的超超级凸轮。在围绕75个类银河系宿主的516颗卫星中，我们发现围绕33个宿主的41颗卫星满足UDG标准。宿主晕质量的分布在$M_{200}\sim10^{12}M_{\odot}$附近达到峰值，与宿主是否有UDG卫星无关。我们使用文献UDG丰度和这里导出的$N_{UDG}-M_{200}$关系在三个数量级上追踪到$M_{200}=10^{11.6}M_{\odot}$，并找到$N_{UDG} = (38\pm5)\cdot(\frac{M_{200}}{10^{14}})^{0.89\pm0.04}$的最佳拟合线性关系。这种次线性斜率与早期对UDG丰度的研究以及较亮矮星系的丰度关系是一致的，不包括需要高密度环境的UDG形成机制。然而，我们强调需要在广泛的环境中对UDG进行进一步的同质表征，以正确理解$N_{UDG}-M_{200}$关系。
2022-12-07 astro-ph.GA
Beyond Ultra-diffuse Galaxies. I. Mass--Size Outliers among the Satellites of Milky Way Analogs
本研究利用Subaru巡天数据在922个银河系类似物中搜寻质量-尺寸异常的卫星星系，提出基于质量-尺寸关系的“超蓬松”星系定义，发现其比超弥散星系定义更具物理动机。
2023-09-11 astro-ph.GA
Orbits of massive satellite galaxies: II. Bayesian Estimates of the Milky Way and Andromeda masses using high precision astrometry and cosmological simulations
像哈勃太空望远镜和盖亚这样的太空天文台正在提供卫星星系前所未有的6D相位空间信息。这种测量可以揭示本星系群的结构和组装历史，但需要改进统计方法才能有效地利用它们。在这里，我们说明了这样一种方法，使用类似物的本地集团的两个最大的卫星星系，大麦云（LMC）和三角座（M33），从插图暗物质的宇宙学模拟。我们使用一个贝叶斯推断计划相结合的位置，速度和特定的轨道角动量（j）的LMC/M33与重要性采样的模拟类似物计算银河系（MW）和仙女座（M31）晕质量的后验估计。我们得出结论，由此产生的主机晕质量更容易受到偏见时，使用测量的当前位置和速度的卫星，特别是当卫星在其轨道的短寿命阶段（即在近心点）。相反，卫星的j值随着时间的推移而保持良好，并对主机质量提供更可靠的约束。使用LMC（M33）的j推断MW（M31）的维里质量为$\rm M_{vir, MW}=1.02^{+0.77}_{-0.55}\times10^{12}\; M_{\odot}$（$\rm M_{vir, M31}=1.37^{+1.39}_{-0.75}\times10^{12}\; M_{\odot}$）。选择j值与先前（< 3 Gyr ago）M33与M31的近距离相遇（< 100 kpc）的传统图像一致的模拟类似物，导致M31（$\rm\sim\!10^{12}\; M_{\odot}$）的维里质量非常低。这支持了Pat…
2017-03-16 astro-ph.GA
Uncovering the Ghostly Remains of an Extremely Diffuse Satellite in the Remote Halo of NGC 253
本文基于Subaru望远镜深部测光数据，在NGC 253遥远晕中发现极度弥散的卫星星系NGC253-SNFC-dw1，其潮汐扭曲形态为星系吸积模型提供了观测约束，凸显了深巡天对探寻低面亮度卫星星系的重要性。
2024-04-26 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
The Formation of Ultra Diffuse Galaxies in Cored Dark Matter Halos Through Tidal Stripping and Heating
我们建议，超扩散星系（UDG）人口代表了一组卫星星系出生在$\sim10^{10}-10^{11}$ M $_\odot$晕，类似于场矮星，这遭受了显着减少，由于潮汐剥离和加热的表面亮度。这种情况下的观测动机的径向排列的后发座的UDG以及UDG丰度的显着依赖于集群质量。作为一个测试，这种形成的情况下，我们应用半解析模型描述的变化，恒星质量和半光半径的矮卫星，占据核心或尖状晕，集群subhalos在插图黑暗的模拟。这个模型的关键是模拟结果表明，核心暗物质晕的星系显着扩大在潮汐剥离和加热，而在尖状晕星系的经验有限的大小演变。我们的分析表明，人口潮汐剥离矮星系，居住在核心晕（如那些托管低表面亮度场矮星），能够重现观察到的大小和恒星质量的UDG在集群非常好。
2019-02-04 astro-ph.GA
A scenario for ultra-diffuse satellite galaxies with low velocity dispersions: the case of [KKS 2000]04
给出了星系[KKS 2000]04（又名NGC 1052-DF 2）和类似星系实现低速色散的一种方案。与质量为$\sim 5\times 10^{10}\; \textrm{M}_\odot$的$z=0$晕相对应的祖先晕和低浓度参数（但与宇宙学模拟一致）在早期落入银河系大小的宿主。超新星反馈和冲压压力从内部区域{大量移除冷气体}，再加上外部区域暗物质的潮汐剥离，导致一个有效半径内恒星速度色散的大幅减少。在这个框架中，观测到的恒星含量[KKS 2000]04与一个接近于从全球恒星-晕质量比推断的祖先质量有关。就运动学的意义而言，即使在$\sim 20 $ Mpc的距离上，也有人认为[KKS 2000]04并不比许多看起来总暗物质含量很少的早期类型星系更奇特。
2020-03-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
The M31/M33 tidal interaction: A hydrodynamic simulation of the extended gas distribution
我们重新审视的三角座星系（M33）周围的仙女座星系（M31）的轨道历史，鉴于最近的盖亚数据发布2自行测量两个本群星系。早期的研究考虑了高度理想化的动态摩擦，但忽略了动态质量损失的影响。我们发现后一个过程是重要的，使用相互一致的轨道积分和N体模拟。按照这种方法，我们找到了一个轨道解，使这些星系在过去的~6.5 Gyr前彼此相距不到50 kpc。我们使用N体/流体动力学模拟来探索它们相互作用的含义，重点是两个突出特征的起源：1）M31的巨型恒星流; 2）M31-M33 HI灯丝。我们发现，潮汐相互作用不会产生一个结构，让人想起生存到今天的恒星流。相比之下，M31-M33 HI灯丝可能是一种化石结构，可以追溯到这些星系之间的古代相遇。同样，在M33中观测到的外盘翘曲很可能是这一过去事件的遗迹。我们的模型表明，在这些星系周围存在着潮汐诱导的气体包层，以及扩散的气体流，即“三角座流”，从M33到M31延伸了数十kpc。我们预计，最近委托的500米口径球面射电望远镜（FAST）即将进行的观测将在其运行的第一年瞄准假定的流。
2020-02-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Star Formation History and Evolution of the Ultra-Diffuse M81 Satellite F8D1
Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；Tufts University（塔夫茨大学）；University of Michigan（密歇根大学）；University of Washington（华盛顿大学）；Dartmouth College（达特茅斯学院）；Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯·玻尔研究所）；University of Alabama（阿拉巴马大学）；The Chinese University of Hong Kong（香港中文大学）；Flatiron Institute（平顿研究所）；Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP)（波茨坦莱布尼茨天体物理研究所）
利用HST深度成像解析F8D1的恒星形成历史，发现其在约2 Gyr前经历主要爆发，约500 Myr前有较小爆发，总质量约1.3×10^8 M⊙，支持潮汐处理与爆发反馈驱动的演化路径。
2026-06-23 astro-ph.GA
Discovery of diffuse dwarf galaxy candidates around M101
为了寻找以前未知的低表面亮度星系，我们对银河系类似物M101（D $\sim$ 7 Mpc）周围CFHTLS的9度$^{2}$区域进行了搜索。这次搜索发现了38个新的低表面亮度矮候选星系，并确认了11个先前报道的星系，所有星系的中心表面亮度都是$μ$（g，0）$>$ 23 mag/arcsec $^{2}$，这可能将M101星系群的卫星光度函数扩展了$\sim$ 1.2等。搜索是使用一种几乎自动检测弥漫矮星系的算法进行的。候选物体体积小，表面亮度低，这意味着传统的视觉或计算机检测技术可能会错过这些物体中最微弱的物体。矮星系候选者的范围为$-$ 7.1 $\geq$ M $_g$ $\geq$ $-$ 10.2，在距离M101处的半光半径为118 - 540 pc，它们可以很好地用简单的Sérsic表面亮度轮廓拟合。这些性质与本星系群中的矮星一致，为了与本星系群光度函数相匹配，这些候选者中的$\sim$ 10 - 20应该是M101的卫星。与一个大质量的主机协会是支持缺乏检测到的恒星形成和超过密度的候选人在M101周围的领域相比。候选矮星的空间分布是高度不对称的，集中在M101的东北部，因此需要距离测量来确定它们是否是M101群的真正成员。
2017-10-04 astro-ph.GA
The LBT Satellites of Nearby Galaxies Survey (LBT-SONG): The Diffuse Satellite Population of Local Volume Hosts
本文发布LBT-SONG远样本对本星系群外13个恒星形成宿主的卫星搜索结果，刻画8个低质量候选体并发现富气超暗矮星系候选体，结合完备性验证其与冷暗物质星系演化范式一致。
2024-09-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
The hidden giant: discovery of an enormous Galactic dwarf satellite in Gaia DR2
我们报告在Antlia星座发现了一颗银河系卫星。Antlia 2矮星系位于银盘后面，纬度为$b\sim 11^{\circ}$，跨度为$1.26$度，相当于距离为130 kpc的$\sim2.9$ kpc。虽然在空间范围上与大麦哲伦星云相似，但Antlia 2的亮度要比$M_V=-9$等暗几个数量级，使其成为迄今为止已知的表面亮度最低的系统（$\sim31.9$等/角秒$^2$），比所谓的超漫射星系漫射$\sim100$倍。这颗卫星是使用\textit{Gaia} Data Release 2的天体测量、光度测量和变率数据相结合确定的，其性质得到了深层档案DECam成像的证实，该成像显示了明显的BHB信号。我们还使用AAOmega在AAT上获得了后续光谱，确定了159颗成员星，并使用它们测量了矮星的系统速度$290.9\pm0.5$ km/s，速度色散$5.7\pm1.1$ km/s和平均金属丰度[Fe/H] $=-1.4$。从这些特性中，我们得出结论，Antlia 2居住在迄今为止探测到的密度最小的暗物质（DM）晕之一。动力学建模和潮汐破坏模拟表明，结合核心DM配置文件和强大的潮汐剥离可以解释这颗卫星的观测性能。这个核心的起源可能与积极的反馈一致，或者甚至可能需要冷暗物质的替代品（如超轻玻色子）。
2019-06-11 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
The virial mass distribution of ultra-diffuse galaxies in clusters and groups
利用星系团和星系群中超弥散星系的观测丰度和ΛCDM次晕质量函数，对超弥散星系的现晕质量分布进行了约束。如果群集中所有最大的子晕都托管UDG，则UDG将占用\log M_{sub} /M_ \odot \gtrsim 11的所有子晕。对于其中UDG形成的效率在一些特征晕质量周围更高的模型，大质量UDG的更高分数需要UDG质量分布中的更大的散布。在维里质量为10^{15}M_ \odot的团簇中，\log M_{sub} /M_ \odot >12的UDG分数的90%上限为7%，占相同质量以上所有团簇亚晕的70%。然而，为了重现观测到的丰度，卫星UDG的质量分布必须是宽的，其中>30%具有\log M_{sub} /M_ \odot <10.9。这有力地支持了UDG是一个连续分布的一部分，其中大多数是由低质量晕托管。在低质量宿主中，卫星UDG的丰度可能达不到与簇/群质量M_{host}的线性关系，\log M_{host} /M_ \odot \sim 12。表征这些偏差-或缺乏偏差-将允许对UDG维里质量分布进行严格限制。
2018-01-18 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 LBT Satellites of Nearby Galaxies Survey (LBT-SONG): The Satellite Population of NGC 628
我们提出了第一个卫星系统的大型双筒望远镜卫星附近的星系巡天（LBT-SONG），一个调查，以表征密切的卫星人口的大麦云银河系质量，恒星形成的星系在本地体积。在本文中，我们描述了我们未解决的弥漫卫星发现和完整性测量方法，并将此框架应用于NGC 628，一个孤立的星系与银河系的恒星质量$\sim1/4$。我们提出了两个新的矮卫星星系候选者：NGC 628 dwA和dwB，其中$\text{M}_{\text{V}}$分别为$-12.2$和$-7.7$。NGC 628 dwA是一个经典矮星，而NGC 628 dwB是一个低光度星系，似乎在再电离后已经熄灭。完整性修正表明，这两颗卫星的存在与CDM的预测是一致的。卫星的颜色表明，这些星系既没有活跃的恒星形成，也没有超微弱矮星所特有的纯粹古老的恒星星族。相反，与我们之前对NGC 4214系统的研究一致，它们显示出最近淬火的迹象，进一步表明环境淬火可以在修改卫星种群方面发挥作用，即使是比银河系小的宿主。
2020-09-16 astro-ph.GA
Gas expulsion in MOND: the possible origin of diffuse globular clusters and ultra-faint dwarf galaxies
我们研究了位于星系外部区域的星团的演化经历了突然的质量损失，通过气体驱逐在Milgromian动力学（MOND）的框架内，通过N体模拟。我们发现，离开一个束缚星团，恒星形成效率（SFE）的嵌入集群占主导地位的深MOND引力可以降低到$2.5\%$。对于一个给定的超临界流体，在MOND中存活的星团可以结合比牛顿动力学更大比例的质量。此外，嵌入的星团越弥散，最终星团的尺寸膨胀就越小。一个幸存的星团的密度分布是更尖锐的中心更大质量的嵌入式集群，和中心的密度分布是平坦的质量较小的嵌入式集群或较低的SFE。这项工作有助于理解银河系周围遥远的低密度球状星团（GCs）和超暗弥散卫星星系的低浓度和延伸。
2017-12-06 astro-ph.GA
Ultra-diffuse galaxies in the Auriga simulations
利用御夫座高分辨率宇宙学磁流体动力学模拟研究了超弥散星系的形成。我们在模拟中识别出一个$92$ UDG样本，该样本匹配广泛的可观测量，如大小、中心表面亮度、Sérsic指数、颜色、空间分布和丰度。御夫座UDG的动力学质量与普通矮星相似。在该领域，它们起源的关键是存在于低质量暗物质晕中的星系大小和晕自旋参数之间的强相关性。场UDG形成于暗物质晕中，与场中的正常矮星相比具有更大的自旋，与先前的半分析模型一致。另一方面，卫星UDG有两种不同的起源：其中$\sim 55\%$在被吸积之前形成为场UDG;其余的$\sim 45\%$是正常的场矮星，随后由于潮汐相互作用而变成UDG。
2019-10-19 astro-ph.GA
Origin and evolution of ultra-diffuse galaxies in different environments
本文利用 TNG50 宇宙学模拟研究超弥散星系（UDGs）的起源，发现 UDG 多诞生于场环境中高自旋、大质量暗晕的矮星系，潮汐效应仅对少数卫星 UDG 的尺寸增长起次要作用。
2023-04-13 astro-ph.GA
Tidal stripping as a possible origin of the ultra diffuse galaxy lacking dark matter
最近的观测揭示了一个神秘的超弥漫星系NGC 1052-DF 2，在一个大椭圆星系NGC 1052的组中。与丰度匹配模型的预期相比，NGC 1052-DF 2中包含的暗物质质量要小$\sim 400$倍。我们利用控制$N$体模拟NGC 1052和一个较小的卫星星系之间的潮汐相互作用，我们假设为NGC 1052-DF 2的祖先，测试潮汐剥离是否可以解释暗物质缺乏在这样的水平。我们发现，当假设一个紧束缚和相当径向的轨道和核心的暗晕的卫星的密度结构，我们的模拟再现质量分布和有效半径推断从观测的NGC 1052-DF 2。轨道参数在尾部，但仍然与宇宙学模拟测量的分布一致。在我们的设想中，这种强烈缺乏暗物质的星系在星系群和星系团中相对罕见，并且在该领域中不存在。
2018-07-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
The feeble giant. Discovery of a large and diffuse Milky Way dwarf galaxy in the constellation of Crater
我们宣布在VST ATLAS巡天的成像数据中发现了环形山2号矮星系。由于它的半光半径约为1100 pc，陨石坑2是银河系中第四大矮星，仅次于LMC，SMC和Sgr矮星。这个卫星星系的总光度为$M_V\approx-8$，也是表面亮度最低的矮星之一。落在30等角秒$^{-2}$的标称探测边界之下，它的星云性质与最近发现的Tuc 2和Tuc IV和Uma II相当。2号陨石坑距离太阳约120千秒差距，在三维空间中似乎与神秘的球状星团陨石坑、一对超暗矮星狮子座IV和狮子座V以及经典矮星狮子座II对齐。我们认为，这种安排可能不是偶然的，事实上，可以被看作是火山口-狮子座集团的吸积证据。
2016-08-01 astro-ph.GA
Generating the wide sequence of Diffuse Galaxies with de Broglie waves of Dark Matter
Donostia International Physics Center, DIPC（多诺西亚国际物理中心）；Department of Theoretical Physics, University of the Basque Country UPV/EHU（巴斯克大学理论物理系）；Ikerbasque, Basque Foundation for Science（伊克拉巴斯科，巴斯克科学基金会）；Department of Physics, National Taiwan University（台湾大学物理系）；National Center for Theoretical Sciences, National Taiwan University（台湾大学国家理论科学中心）；Department of Physics, The University of Hong Kong（香港大学物理系）；The Hong Kong Institute for Astronomy and Astrophysics, The University of Hong Kong（香港大学香港天体物理研究所）；Institute of Astronomy and Particle Physics, University of Innsbruck（因斯布鲁克大学天文与粒子物理研究所）；ASIAA（中央研究院天文及天文物理研究所）；Center for Frontier Science, Chiba University（千叶大学前沿科学中心）；Department of Physics, Graduate School of Science, Chiba University（千叶大学理学研究科物理系）
本文提出波暗物质内部恒星扩散机制解释弥散星系序列，通过孤子散射使恒星轨道膨胀，并预测轻玻色子质量，回溯演化过程。
2026-09-30 astro-ph.GA
Ultra-diffuse galaxies in the EAGLE simulation
EAGLE模拟揭示超稀疏星系的形成机制，发现其本质为矮星系，并探讨了其形成与潮汐效应的关系。
2025-11-27 astro-ph.GA
Quiescent Ultra-diffuse galaxies in the field originating from backsplash orbits
超扩散星系（UDG）是已知的表面亮度最低的星系，具有典型的矮星系的恒星质量，但大小与银河系等较大的星系相似。其扩展规模的原因是有争议的，建议内部过程，如角动量，反馈或合并与外部机制或两者的组合。从观测上，我们知道UDG是红色的，在群体和集群中是静止的，而它们在场上的对应物是蓝色的，正在形成恒星。这种二分法表明，环境影响是罪魁祸首。然而，最近在实地观察到孤立的静止的UDG，这一设想受到了挑战。在这里，我们使用$Λ$ CDM宇宙学流体动力学模拟表明，孤立的淬火UDG形成的后溅星系，曾经是另一个星系，集团或集群晕的卫星，但今天几个Mpc远离他们。这些相互作用虽然短暂，但会移除气体，并潮汐式地剥离现已熄灭的孤立UDG的暗物质晕的外围，这些UDG是作为恒星形成场UDG诞生的，占据了矮质量暗物质晕。因此，在暗条和空洞中可以发现数量不可忽略的静止UDG，与具有类似恒星成分的矮星相比，它们具有过去相互作用的标记，即剥离的外部晕，没有暗物质和气体。
2021-09-03 astro-ph.GA
Is diffuse intracluster light a good tracer of the galaxy cluster matter distribution?
我们利用暗能量巡天（DES）第一年数据中发现的528个$0.2\leq z \leq 0.35$星系团的样本，探讨了团内漫射光（包括中央星系）和星系团（重子和暗）物质分布之间的关系。漫射光的表面亮度在较大的半径上表现出对团簇总质量的依赖性，并且在按团簇半径缩放后表现出具有普遍径向依赖性的自相似性。我们还比较了通过弱透镜测量的集群（重子和暗）物质分布的漫射光径向配置文件，并发现它们是可比的。IllustrisTNG星系形成模拟，TNG 300，提供了进一步的洞察扩散恒星质量和集群物质分布之间的联系-扩散恒星成分的模拟径向轮廓没有与总集群物质含量类似的斜率，虽然集群卫星星系的斜率。无论径向趋势如何，扩散恒星质量的数量与模拟中的星系团总质量具有低散射标度关系，优于星系团卫星星系的总恒星质量。我们的结论是，目前还没有一致的证据，是否漫射光是一个忠实的径向示踪剂的集群物质分布。然而，观测和模拟结果都表明，漫射光是星团总质量的一个很好的指标。
2021-01-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Is there a dwarf galaxy satellite-of-satellite problem in $Λ$CDM?
本文通过观测117个矮星系发现M96-DF6周围存在超暗弱卫星矮星系，并对比CDM模拟发现恒星质量在10^6至10^8太阳质量间的经典矮星系可能存在卫星-卫星问题，即模拟预测的卫星光度比显著高于观测值。
2023-03-06 astro-ph.GA
Formation of ultra-diffuse galaxies in the field and in galaxy groups
我们研究超扩散星系（UDG）在宇宙学模拟放大，寻求UDG的起源领域与星系群。我们发现，虽然场UDG通过多次超新星反馈从特征质量范围内的矮星中产生（Di Cintio et al. 2017），但组UDG也可能通过潮汐膨胀形成，并且它们通过冲压压力剥离变得静止。字段和组UDG共享类似的属性，与到组中心的距离无关。它们的暗物质晕具有普通的自旋参数和中心主导的暗物质核心。它们的恒星成分倾向于具有Sersic指数n~1的长球形，但没有明显的自转。当UDG群位于近心点时，Ram压力会将其气体移除，使其中的恒星形成淬灭，并使其变红。这产生了一个颜色/恒星形成率梯度与距离的中心，在集群中观察。我们发现，~ 20%的领域UDG落入一个巨大的晕生存的卫星UDG。此外，高偏心轨道上的正常场矮星可以成为近心点附近的UDG，由于潮汐膨胀，贡献了约一半的集团UDG人口。我们解释我们的研究结果，使用简单的玩具模型，表明气提主要是由于冲压压力，而不是潮汐。我们估计，在一个轨道上的卫星的束缚分量潮汐沉积的能量可以导致显着的膨胀，只要轨道是足够的偏心。
2018-11-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
The stellar mass in and around isolated central galaxies: connections to the total mass distribution through galaxy-galaxy lensing in the Hyper Suprime-Cam survey
利用HSC巡天的光度星系，我们测量了卫星星系的恒星质量密度分布，它是从$z\sim0.1$的SDSS/DR 7分光星系中选出的孤立中心星系（ICG）到$r_p$的投影距离的函数。通过叠加HSC图像，我们还测量了ICG及其恒星晕的投影恒星质量密度分布。从HSC弱透镜信号进一步测量总质量分布。ICG在0.15倍晕维里半径（$0.15R_{200}$）的$\sim$内占主导地位。随着$r_p$的增加，恒星质量与总质量的比值逐渐减小，直到$\sim0.15R_{200}$，超过这个值，质量与总质量的比值都小于1%，而质量与总质量的比值几乎保持不变，这表明卫星跟踪暗物质的径向分布。卫星中的恒星总质量与主晕$M_{200}$的维里质量成正比，对于比$10^{10.5}M_\odot$质量更大的ICG，即，而ICG的$M_{\ast,\mathrm{sat}} \propto M_{200}$恒星晕的恒星质量与$M_{200}$的关系接近于$M_{\ast,\mathrm{ICG+diffuse}}\propto M_{200}^{1/2}$。低于$10^{10.5}M_\odot$，$M_{200}$的变化随着$M_{\ast,\mathrm{ICG+diffuse}}$的降低而慢得多。在固定的恒星质量下，红色ICG由更大质量的暗物质晕托管，并拥有更多的卫星。在$M_{200}\sim10^{…
2021-08-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
A first constraint on the average mass of ultra diffuse galaxies from weak gravitational lensing
最近在邻近星系团中发现了数以千计的超弥散星系（UDG），这为研究星系形成和演化过程打开了一扇新的窗口。已经提出了几种方案来解释UDG的形成历史，以及它们在恶劣的集群环境中生存的能力。区分这些场景的一个关键要求是测量它们的晕质量，由于它们的表面亮度较低，如果依赖于潜在的恒星示踪剂，这已经被证明是困难的。我们利用弱引力透镜，一种技术，不依赖于这些重子示踪剂，测量784 UDG的平均次晕质量选择在18个集群在$z\leq0.09$。我们的UDG样本具有中等恒星质量$\langle m_\star\rangle=2\times10^8\,\mathrm{M}_\odot$和中等有效半径$\langle r_\mathrm{eff}\rangle=2.8$ kpc。在95%的可信度下，我们将30 kpc以内的次晕平均质量限制为$\log m_\mathrm{UDG}(r<30\,\mathrm{kpc})/\mathrm{M}_\odot\leq10.99$，这意味着有效维里质量$\log m_{200}/\mathrm{M}_\odot\leq11.80$，10 kpc以内的恒星质量分数下限为1.0%。然而，我们的分析对这个平均质量的散射不敏感;极端UDG存在于像银河系一样大的晕中的可能性仍然存在。
2017-10-26 astro-ph.GA
Multiple Beads-on-a-string: Dark Matter-Deficient Galaxy Formation in a Mini-bullet Satellite-satellite Galaxy Collision
本文通过流体/N体模拟证明卫星-卫星高速碰撞的“迷你子弹”情景可在NGC1052群中形成约10个暗物质缺失星系，并再现DF2和DF4的观测运动，支持当前观测与该情景一致。
2024-02-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Deep imaging of the galaxy Malin 2 shows new faint structures and a candidate satellite dwarf galaxy
本研究利用 TTT 望远镜对典型巨低面亮度星系 Malin 2 进行深度多波段光学成像，揭示了新的微弱结构、强烈方位角变化及一个候选卫星超弥漫星系，并指出潮汐相互作用可能促进了其巨盘的形成。
2025-08-11 astro-ph.GA
A detailed study of Andromeda XIX, an extreme local analogue of ultra diffuse galaxies
中心表面亮度为每平方米$μ_0=29.3$磁Andromeda XIX（And XIX）是仙女座的一颗非常弥散的卫星，直径约为100 arcsec，半光半径约为$r_{\rm half}=3.1^{+0.9}_{-1.1}$ ~kpc。我们目前的光谱$\sim100$红巨星分支恒星在这个星系，加上16颗恒星在附近的恒星流。有了这个精致的数据集，我们重新推导出和XIX的属性，测量$v_r=-109.0\pm1.6$ km/s的系统速度和$σ_v = 7.8^{+1.7}_{-1.5}$ km/s的速度分散（高于我们以前的工作）。我们沿${\rm d}v/{\rm d}r = -2.1\pm1.8$ km/s kpc $^{-1}$的长轴略微检测到速度梯度。我们发现它的质光比比高于可比恒星质量的星系（$[M/L]_{\rm half} = 278^{+146}_{-198}M_\odot/L_\odot$），但它的动力学将其置于与这些星系类似的总质量的晕中。这可能表明And XIX是一个“膨胀”的矮星系，其性质已被潮汐过程改变，类似于银河系的对应物Antlia II。对于附近的流，我们测量$v_r=-279.2\pm3.7$ km/s和$σ_v=13.8^{+3.5}_{-2.6}$ km/s。我们测量了它的金属含量，发现它比And XIX更富含金属，这意味着这两个特征是无关的。最后，…
2019-11-19 astro-ph.GA
HI observations of the MATLAS dwarf and ultra-diffuse galaxies
星系中HI气体的存在与它们的形态和演化有着千丝万缕的联系。本文的目的是了解已经确定的2210矮星位于低到中等密度环境的MATLAS深成像调查的HI内容。我们结合ATLAS $^{3D}$巡天的HI观测资料和ALMANFA巡天的河外HI源资料，提取了MATLAS矮星的HI谱线宽度、速度和质量。在我们样本中的1773颗矮星中，有8%（145颗）有HI线检测。大部分的矮星系呈现不规则的形态，而29%（42）是椭圆星系，这是迄今为止最大的含有高强度氢离子的矮椭圆星系（dEs）样本。在HI矮样本中，2%（3）是超扩散星系（UDG），12%具有过渡型形态，5%是潮汐矮候选者，10%似乎是被破坏的物体。在我们的光学选择的样品中，9.5%的dEs，7%的UDG和10%的经典矮星是HI轴承。带有HI的矮星平均比没有检测到HI的矮星有更蓝的颜色。我们发现恒星和HI质量，气体分数，颜色和绝对星等之间的关系与以前的研究一致的矮星探测类似的质量和环境。对于79%的矮星被确定为大质量早型星系的卫星，我们发现HI质量随着到宿主的投影距离的增加而增加。利用HI谱线宽度，我们估算了动力学质量，发现5%（7）的矮星缺乏暗物质。
2021-11-29 astro-ph.GA
The Nun Path: The Evolution and Quenching of Satellite Galaxies
星系淬火过程，即星系停止形成恒星，是星系生命的一个关键阶段。有两种可能的猝灭机制：中心星系的晕质量猝灭和卫星星系的环境猝灭。本文描述了卫星星系的猝灭过程及其主要原因。分析包含了一个大样本的118个SG船帆座宇宙学模拟，确定了一个特定的SG合并树算法的研究。我们发现猝灭在特定恒星形成（sSFR）与恒星内表面密度（$Σ_{\star, 0.5\textrm kpc}$）的关系图中通过一条典型的路径演化，其中内表面密度定义为距SG质心0.5kpc以内的密度。三个离散阶段表征这条道路：1。当SG不断形成恒星时，在高sSFR下SG压缩的气体吸积停止2。气体去除和sSFR在其在主晕3内的轨道的近中心处的快速下降。恒星的加热和剥离可能导致与晕中心、超漫射星系（UDG）、紧凑椭圆星系（eCg）或球状星团（GC）的合并。我们发现SG演化的主要驱动力是初始阶段的冲压压力剥离和最后阶段的潮汐力，以及饥饿和气体吸积的抑制。我们表明，其他过程，如气体耗尽恒星形成或恒星反馈是次要的。此外，我们提出了一种创新的方法来构建合并树的模拟，解决系统性错误。这里提出了两个新的重要结果：a。暗物质与SG中恒星成分的解耦。B.紧凑的椭圆形SG形成。这些结果和其他结果的集合以快速和强大的目录形式呈现。
2021-03-18 astro-ph.GA
Dark Matter in Ultra-Diffuse Galaxies in the Virgo Cluster from their Globular Cluster Populations
利用Keck/DEIMOS光谱仪对位于室女星系团中心区域的VLSB-B、VLSB-D和VCC 615超漫射星系周围的球状星团进行了观测。我们光谱鉴定4，12，和7 GC卫星的这些UDG，分别。我们发现这三个UDG的系统速度（$V_{sys}$）与室女星系团一致，并且它们跨越了很宽的速度分散范围，从$\sim 16$到$\sim 47$ km/s，并且在包含一半GC数量的半径内具有高的动态质光比（分别为$ 407^{+916}_{-407}$，$21^{+15}_{-11}$，$60^{+65}_{-38}$）。VLSB-D显示了沿恒星主轴旋转的可能证据，其$V_{sys}$与大质量星系M84和室女星系团本身的中心一致。这些发现，除了有一个动态和空间（$\sim 1$ kpc）偏心核和被极度拉长，表明VLSB-D可以潮汐扰动。而VLSB-B和VCC 615则没有潮汐形变的信号。而VLSB-D的动力学表明它的暗物质晕比预期的恒星质量要小，VLSB-B和VCC 615与$\sim 10^{12}$ M $_{\odot}$暗物质晕一致。虽然我们的星系和GC样本很小，但这些结果表明UDG可能是一个多样化的群体，其低表面亮度是非常早期形成，潮汐破坏或两者结合的结果。
2018-03-26 astro-ph.GA
What's in a name? Quantifying the interplay between the Definition, Orientation, and Shape of Ultra-diffuse Galaxies Using the Romulus Simulations
该研究借助 Romulus25 与 RomulusC 模拟，量化 UDG 定义和观测取向对不同环境中 UDG 数量及形状判定的影响，指出严格定义可关联特定形成机制。
2023-09-26 astro-ph.GA
The Diversity of Diffuse Ly$α$ Nebulae around Star-Forming Galaxies at High Redshift
我们报告了在NOAO深宽视场巡天牧夫座观测场的$z\approx3.78$和$2.66$上探测到恒星形成星系周围的弥漫性Ly $α$发射或Ly $α$晕（LAH）。我们的样本由总共$\sim$ 1400个星系组成，在两个独立的区域内，包含光谱证实的星系超密度。他们提供了一个独特的机会，调查LAH的特点如何与宿主星系的大尺度环境和物理性质的变化。我们堆叠的LY $α$图像的不同的样品定义这些属性和测量其中值LAH的大小分解堆叠的LY $α$径向配置文件成一个紧凑的星系和扩展的晕状组件。我们发现LAH的指数尺度长度依赖于UV连续谱和Ly $α$光度，而不依赖于Ly $α$等效宽度和星系过密度参数。全样品，这是占主导地位的低紫外连续发光度Ly $α$发射体（$M_{\rm UV} \gtrsim -21$），表现出LAH的大小为5 $\,-\,6\,$ kpc。然而，大多数紫外或Ly $α$发光的星系有更多的扩展晕，尺度长度为7 $\,-\,9\,$ kpc。堆积的Ly $α$径向剖面比最近的理论预测下降得更陡，这些理论预测包括下落气体的重力冷却和卫星中低层恒星形成的贡献。另一方面，LAH的范围与人们对星系中产生的光子的预期相匹配，然后被流出的包层中的气体共振散射。观测到的LAH大小与宿主星系性质的趋势表明，环星系介质的物理条件（覆盖分数，HI柱密度和流出速度）的变化与晕质量和/或恒星形…
2017-03-20 astro-ph.GA
The Sphere of Influence of the Bright Central Galaxies in the Diffuse Light of SDSS Clusters
明亮的中央星系（BCGs）占据了弥散的星系团光的内部，但仍不清楚团内光（ICL）在哪里。为了研究BCG-ICL转换，我们在SDSS $gri$带中的$0.2{<}z{<}0.3$之间堆叠${\sim}3000$星团的图像，并在$R{\simeq}1\,\mathrm{Mpc}$处测量它们的BCG+ICL恒星表面质量分布$Σ_{*}^{\texttt{B+I}}$到$3{\times}10^4\,M_{\odot}/\mathrm{kpc}^{2}$（$r$ -带中的${\sim}32$ mag/arcsec $^2$）。我们开发了一个物理动机的方法来分解$Σ_{*}^{\texttt{B+I}}$成三个组件，包括一个内部的de Vaucouleurs的配置文件，外部ICL，下面的暗物质分布测量弱透镜，和一个有趣的过渡组件之间的70和200千秒差距。为了研究这种转变的起源，我们根据它们的BCG恒星质量$M_*^{\mathrm{BCG}}$（质量大约在50 kpc以内）将星团分为两个子样本，同时确保它们具有相同的卫星丰度分布。两个子样本的$Σ_{*}^{\texttt{B+I}}$剖面在$R{<}50\,\mathrm{kpc}$处相差超过2倍，这与它们在$M_*^{\mathrm{BCG}}$中的0.34 dex差异一致，而在超过400 kpc的尺度上，两个剖面收敛到相同的振幅，表…
2022-05-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galactic Science with the LiteBIRD satellite: Spectral characterization of diffuse Galactic polarized emission at the angular power spectrum level
Univ Toulouse, CNES, CNRS, IRAP（图卢兹大学）；Université Paris-Saclay, CNRS/IN2P3, IJCLab（巴黎萨克雷大学）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理研究所）；Departamento de Astrofísica, Universidad de La Laguna (ULL)（拉帕拉大学）；Department of Physics, University of Oxford（牛津大学）；Université Paris Cité, CNRS, Astroparticule et Cosmologie（巴黎西岱大学）；International Center for Quantum-field Measurement Systems for Studies of the Universe and Particles (QUP), High Energy Accelerator Research Organization (KEK)（高能加速器研究机构）；Laboratoire de Physique de l’École Normale Supérieure, ENS, Université PSL, CNRS, Sorbonne Université, Université de Paris（巴黎文理研究大学）；Dipartimento di Fisica, Università di Roma Tor Vergata（罗马托尔维加塔大学）；International School for Advanced Studies (SISSA)（国际高等研究院）
研究利用LiteBIRD卫星在角功率谱水平上对弥漫银河系偏振发射进行光谱特征描述，通过模拟数据计算交叉频率角功率谱并拟合相关分布，能测量多种参数、检测偏差，或排除普朗克数据模型，为银河系ISM研究打开新窗口。
2026-07-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
A DECam View of the Diffuse Dwarf Galaxy Crater II: Variable Stars
智利托洛洛山美洲天文台4米布兰科望远镜的暗能量照相机（DECam）获得了以弥散矮卫星星系火山口II为中心的单个抖动场的时间序列观测结果，均匀覆盖了两个半光半径。对$g$和$i$时间序列的分析结果是识别和表征了130颗周期性变星，包括98颗RR型天琴座星、7颗异常造父变星和1颗属于Crater II星群的SX型凤凰座星，以及24颗不同类型的前景变星。利用银河系中存在的大量ab型RR天琴座恒星，我们得到了到环形山II的距离模数为$(m-M)_0=20.333\pm 0.004$（stat）$\pm 0.07$（sys）。天琴座RR型恒星的分布表明环形山II呈椭圆形，椭圆率为0.24，位置角为$153^\circ$。从RR型天琴座恒星，我们推断一个小的金属分散的旧人口的火山口II只有0.17德克斯。有迹象表明，在这个狭窄的分布中，金属最少的恒星在整个星系中的分布范围更广，而金属稍微丰富的部分则更加集中。根据环形山II的色星等图的特征，这个星系中的异常造父变星一定是通过一个古老种群的双星演化通道形成的。
2019-11-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
