Metals Removed by Outflows from Milky Way Dwarf Spheroidal Galaxies
银河系的矮球状卫星星系（dSphs）中的恒星比化学演化的封闭盒模型所预期的要少得多。流出的气体可能带走了dSphs产生的大部分金属。基于先前的Keck/DEIMOS观测和模型，我们计算了从八个dSphs中的每一个排出的Mg，Si，Ca和Fe的质量。从本质上讲，这些质量是目前在dSphs恒星中观察到的金属量与超新星产生的金属量之间的差异。我们得出结论，dSphs损失了96%至>99%的恒星制造的金属。我们将观测到的银河系dSphs的质量函数应用于喷射质量函数，以确定单个大dSphs（如天炉座）在10 Gyr以上失去的金属比所有较小的dSphs的总和还要多。因此，像dSphs这样的小星系对星系际介质的金属含量没有显著的贡献。最后，我们比较我们的喷射质量函数，以前的X射线测量的金属含量的风从后星暴矮不规则星系NGC 1569。值得注意的是，该星系中最近的星暴正好落在由银河系dSphs定义的喷射质量-恒星质量关系上。
2011-11-04 astro-ph.GA
Structural properties of non-spherical dark halos in Milky Way and Andromeda dwarf spheroidal galaxies
基于我们以前工作中修正的轴对称质量模型，研究了银河系和仙女座星系中矮球状（dSph）星系暗晕的非球形密度结构.我们在这里采用的模型充分考虑到速度各向异性的示踪星被限制在一个扁平的暗晕。将我们的模型应用到12个明亮的dSphs的可用运动学数据中，我们发现这些星系通常与拉长的暗晕相关联，即使考虑到恒星速度各向异性的影响。我们还发现，最佳拟合参数，特别是暗晕和速度各向异性的形状，容易受到外部区域速度数据的可用性和每个空间仓中缺乏样本星的影响。因此，为了获得更现实的限制黑暗的晕结构，我们需要在更大的地区的dSphs比以前探索的光度和运动学数据。从现有的数据得到的结果表明，暗晕的形状在dSphs比那些$Λ$ CDM subhalo更拉长。这种不匹配需要解决的理论，包括重子组件和相关的反馈暗晕，以及进一步的观测限制在更大的地区的dSphs。研究还发现，更弥散的暗晕可能经历了连续的恒星形成历史，从而暗示暗晕结构在恒星形成活动中起着重要作用。
2015-09-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Effective $J$-factors for Milky Way dwarf spheroidal galaxies with velocity-dependent annihilation
我们计算的有效$J$ -因素，这决定了暗物质湮灭的间接检测信号的强度，为25矮球状星系（dSphs）。我们考虑几个动机良好的假设的相对速度依赖的暗物质湮灭截面：$σ_A v$：$s$ -波（速度无关），$p$ -波（$σ_A v \propto v^2$），$d$ -波（$σ_A v \propto v^4$），和Sommercun增强库仑极限（$σ_A v \propto 1/v$）。因此，我们提供了最大的和最新的样本的J-因子的速度相关的湮灭模型。对于每种情况下，我们使用费米-LAT伽马射线数据来约束湮灭截面。由于在我们的伽马射线数据分析的假设，我们的界限是可比的$p$波和Sommerdos增强截面使用dSphs上的以前的界限。我们的界限上的$d$波截面是第一个这样的界限使用间接检测数据。
2020-07-31 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Are Milky-Way dwarf-spheroidal galaxies dark-matter free?
我们发现，矮球状星系（dSphs）的高速色散可以很好地解释银河系（MW）的潮汐冲击，它精确地再现了以前归因于暗物质（DM）的引力加速度。在这里，我们总结了Hammer等人（2019）的主要结果，他们研究了dSphs的主要标度关系，并展示了偏离平衡的暗物质自由星系如何很好地再现它们，而它们似乎对DM模型具有挑战性。这些结果与我们最近对dSph过去历史的了解一致，包括它们的轨道，它们过去的恒星形成历史和它们的祖先，它们可能是微小的矮不规则星系。
2019-09-23 astro-ph.GA gr-qc hep-ph
Multiplicity Statistics of Stars in the Sagittarius Dwarf Spheroidal Galaxy: Comparison to the Milky Way
我们使用来自阿帕奇点天文台星系演化实验（APOGEE）的时间分辨光谱来检查Hayes等人（2020）确定为人马座（Sgr）矮球状（dSph）星系成员的249颗恒星的径向速度（RV）变化分布。我们选择银河系（MW）恒星的恒星参数（$log(g)$，$T_{eff}$，和$[Fe/H]$）相似的人马座成员的三维k-d树的装置。我们发现，在Sgr dSph星的RV位移分布的形状是类似的，在他们的MW类似物中测量，但RV变星的总分数在Sgr dSph是由$\sim 2$的一个因素更大。排除了其他解释这种差异后，我们得出结论，密切的双星在Sgr dSph的分数本质上是高于MW。我们讨论了这一结果的物理过程，导致形成矮球状和螺旋星系的密近双星的影响。
2022-04-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Constraining Self-Interacting Dark Matter with Dwarf Spheroidal Galaxies and High-resolution Cosmological $N$-body Simulations
利用高分辨率的宇宙学$N$-体模拟研究了冷暗物质和自相互作用暗物质模型下的暗物质晕密度结构。我们量化subhalo的中心密度在150 pc从每个subhalo的中心在经典的矮球状和ultrafeak矮规模的银河系大小的晕。通过与观测结果的比较，我们发现$σ/m<3\ \rm{cm^{2}g^{-1}}$的自相互作用散射截面是有利的。由于宿主潮汐和自相互作用的共同作用，具有小近心的暗晕中心密度在冷模型和自相互作用模型之间存在明显差异，表明具有小近心的Milky Way卫星是未来大型光谱测量进一步约束暗物质性质的理想场所。
2021-12-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
The accretion history of the Milky Way IV. Hints of recent star formation in Milky Way dwarf spheroidal galaxies
本研究在银河系矮椭球星系中发现可能的年轻中等质量恒星族群，结合Gaia自行数据排除蓝离散星可能，佐证矮星系近期落入银河系晕的图景，为其起源提供新线索。
2024-10-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar Density Profiles of Dwarf Spheroidal Galaxies
我们应用一个灵活的参数模型，广义普卢默配置文件的组合，推断银河系的卫星矮球状星系（dSphs）的恒星密度分布的形状。我们将此模型应用于40 dSphs，使用来自斯隆数字巡天，PanStarrs-1巡天，暗能量巡天和暗能量相机遗产巡天的恒星计数。使用模拟数据，我们研究与建模假设相关的系统误差，并确定条件下，我们的模型可以识别“非标准”的恒星密度分布，有中央尖点和/或陡峭的外斜坡。将我们的模型应用于真正的矮椭球体，我们没有找到证据，中央尖密度分布在15个银河系卫星，我们的测试与模拟数据表明，将有足够的可探测性。我们确实在几个dSphs-Fornax，Leo I，Leo II和Reticulum II-中检测到陡峭的（相对于标准的Plummer模型）外部轮廓，这可能指向这些对象的不同进化途径。然而，恒星密度分布的外斜率与其他观测到的星系性质还没有明显的相关性。
2020-03-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Binary populations in Milky Way satellite galaxies: constraints from multi-epoch data in the Carina, Fornax, Sculptor and Sextans dwarf spheroidal galaxies
我们引入了多历元恒星视线速度的似然分析来约束矮球状星系的双星分数和双星周期分布。这种方法适用于多时代的数据，从麦哲伦/MMFS调查的船底座，天炉座，玉夫座和六分仪dSph星系后，应用模型的测量误差，占二进制轨道运动。我们发现，天炉座，雕刻家，六分仪dSphs是一致的，有二进制人口类似的银河系领域的二进制在68%的置信限内，而船底座dSphs是显着不足的二进制周期小于10年。如果船底座的周期分布与银河场的周期分布相同，它的最佳拟合双星分数为0.14^{+0.28}_{-0.05}，并且在90%的置信水平下被限制为小于0.5;因此它不太可能拥有与银河场相同的双星数。相比之下，所有四个星系合并样本的最佳拟合双星分数为0.46^{+0.13}_{-0.09}，与银河系场双星的结果一致。更一般地说，我们推断概率分布在二进制分数，平均轨道周期，和分散的周期为每个星系的样本。展望未来的调查，我们表明，允许的参数空间的二进制分数和dSphs的周期分布参数将显着缩小一个大的多历元调查。然而，参数之间存在简并性，除非测量误差在~0.1 km/s或更小的量级，否则不太可能被打破，目前只能通过高分辨率光谱仪实现。
2013-11-19 astro-ph.GA
A Universal SFDM Halo Mass for the Andromeda and Milky Way's dSphs?
矮球状星系是最常见的星系类型，也是宇宙中最主要的暗物质。因此，它们是测试任何暗物质模型的理想实验室。玻色-爱因斯坦凝聚体/标量场暗物质模型认为暗物质是由无自旋的超轻粒子组成的，这些粒子可以用一个标量场来描述。这个模型是$Λ$ -冷暗物质模型的替代。在这项工作中，我研究了银河系和仙女座矮球状卫星星系的运动学，标量场/BEC暗物质范式下的两个限制：当自相互作用参数等于零，当自相互作用参数为$\gg1$。我发现矮球状星系具有非常高的质光比（高于$100$）是在更好的协议与NFW的质量密度分布。另一方面，相对低的质光比和高光度的矮球状星系更好地描述与SFDM模型。这样的结果对于进一步以矮星系动力学为工具来检验替代的暗物质模型是非常令人鼓舞的。
2015-07-21 astro-ph.GA
Most dwarf spheroidal galaxies surrounding the Milky Way cannot be dark-matter dominated satellites
银河系矮球状星系是观测到的最小的星系，目前与最大比例的暗物质有关，这是由它们过大的速度色散揭示的。然而，它们中的大多数被发现在它们的眶周中心附近。这导致了一个非常低的概率，P = 2 $10^{-7}$，他们可能是长寿的卫星，如宇宙学模拟预测的子晕。他们接近他们的近心反而表明，他们受到潮汐冲击，这提供了足够的动能来解释他们的高速分散的影响。暗物质的性质与它们到银河系的距离的关系似乎更倾向于潮汐冲击和平衡的dSphs，而不是由暗物质主导的自平衡系统。
2021-02-12 astro-ph.GA gr-qc hep-th
Measuring Detailed Chemical Abundances From Co-added Medium Resolution Spectra I. Tests using Milky Way dwarf spheroidal galaxies and globular clusters
利用中等分辨率光谱（$R \approx 6000$）测量单个红巨星分支（RGB）恒星的金属丰度和α元素丰度的能力，是破译银河系矮卫星性质和星系晕历史的宝贵工具。将这样的研究扩展到像仙女座这样更遥远的系统，超出了目前这一代望远镜的能力，但是通过将类似恒星的光谱相加，我们可以获得必要的信噪比来进行详细的丰度测量。本文提出了一种利用中等分辨率光谱的联合叠加确定金属丰度和α元素丰度的方法。我们测试的方法，光谱共添加使用高S/N光谱的银河系球状星团和矮球状星系获得的1300多个RGB恒星的凯克II望远镜/DEIMOS摄谱仪。我们使用光度标准对相似的恒星进行分组，并将每组中单个恒星的加权系综平均丰度（[Fe/H]，[Mg/Fe]，[Si/Fe]，[Ca/Fe]和[Ti/Fe]）与相应的共添加光谱的测量结果进行比较。我们发现这两种方法之间有很高的一致性，这使我们能够将这种共同添加的光谱技术应用于更遥远的RGB恒星，如M31卫星星系中的恒星。本文概述了我们的光谱共添加和丰度测量方法，并描述了在这些测量的潜在偏差。
2013-03-05 astro-ph.GA
Discs of Satellites: the new dwarf spheroidals
最近发现的超微弱的矮卫星围绕银河系和仙女座星系的空间分布进行了比较，以前报道的磁盘的卫星（DoS）的主机星系。在我们的调查中，我们特别注意的选择偏差引入由于有限的天空覆盖的SDSS。我们发现，新的银河系卫星星系密切遵循由更明亮的矮星定义的DoS，从而进一步强调这一功能的统计意义的星系晕。我们还注意到银河系中心距离大于100 kpc的卫星星系的赤字，这些星系远离银河系的卫星盘。在仙女座的情况下，我们得到了类似的结果，自然补充了我们以前的发现，并加强了这样的概念，即卫星盘是卫星星系相空间相关性的光学表现。
2009-01-12 astro-ph.GA
The Spheroidal Bulge of the Milky Way: Chemodynamically Distinct from the Inner-Thick Disc and Bar
Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP)（波茨坦莱布尼茨天体物理研究所）；Universität Potsdam（波茨坦大学）；Universidad Nacional Autónoma de México（墨西哥国立自治大学）；Instituto de Astronomía, Universidad Nacional Autónoma de México（墨西哥国立自治大学天文研究所）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉古纳大学）；Max Planck Institute for Astronomy（马克斯·普朗克天体物理研究所）；Universitat de Barcelona（巴塞罗那大学）；Institut de Ciències del Cosmos (ICCUB), Universitat de Barcelona（巴塞罗那大学宇宙科学研究所）；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)（加泰罗尼亚空间研究学院）
研究银河系内区域的化学组成和起源，发现球状bulge在化学和动力学上与内厚盘和棒显著不同，首次通过Gaia-RVS光谱揭示其独特的金属丰度分布和轨道特性。
2025-12-15 astro-ph.GA
Dark matter self-interactions from the internal dynamics of dwarf spheroidals
矮椭球星系对标准的冷和无碰撞暗物质方案提出了众所周知的挑战：太大而不能倒的问题，即矮椭球星系半光半径内的观测质量与冷暗物质N体预测之间的不匹配;内部恒定密度核心的暗示。虽然这些争议可能会被重子物理学和环境效应所缓解，但重新审视冷和无碰撞的暗物质的标准知识仍然是一个有趣的可能性。自相互作用的暗物质可能是解决这种小规模危机的成功方案。自相互作用关联了暗物质和重子的分布，使得在低表面亮度的星系中有恒定密度的核心。在这里，我们报告的第一个数据驱动的研究太大而不能失败的银河系矮球体内的自相互作用的暗物质范例。从最近的纯冷暗物质模拟中，我们发现了恒星运动学的良好描述和与浓度-质量关系的兼容性。在这种浓度-质量关系中，一部分银河系矮星的横截面为0.5-3 cm $^2$ /g，而其他的则大于10 cm $^2$ /g。
2018-08-28 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Tidally induced velocity gradients in the Milky Way dwarf spheroidal satellites
我们提出了一个运动学研究的六个矮球状星系（dSph）的银河系（MW）的卫星，即船底座，天龙座，天炉座，玉夫座，六分仪，小熊座。我们结合适当的运动（PM）从$Gaia$数据发布3（DR3）和视线速度（$v_{\mathrm{los}}$）从文献中推导出其三维内部运动学和研究内部速度梯度的存在。我们发现，在$\geq 1σ$水平上，船底座、天龙座、天炉座和小熊座沿视线方向的速度梯度具有显著性。这种梯度的值似乎与矮星的轨道历史有关，表明与MW的相互作用导致了它们。靠近MW并向其轨道近心点移动的矮星，平均而言，速度梯度较大。另一方面，最近离开近心点轨道的矮星没有明显的梯度。最后，位于大银河系中心距离的矮星显示出中等强度的梯度。我们的结果表明，由MW施加的强潮汐力引起的扭矩引起了一个强大的速度梯度时，矮星接近它们的轨道近心点。在近心点通过期间，力方向的快速变化会破坏这种梯度，随着星系的后退，这种梯度可能会稳步恢复。我们通过分析TNG 50模拟的矮星卫星来评估我们的发现。我们发现一个显着增加的强度检测到的梯度的卫星接近他们的近心点，然后急剧下降，因为他们放弃了它，支持我们的结果为dSphs的MW。
2022-12-01 astro-ph.GA
Proper Motions, Orbits, and Tidal Influences of Milky Way Dwarf Spheroidal Galaxies
我们结合盖亚EDR3天体测量与精确的测光，并利用概率混合模型来测量银河系（MW）的52个矮球状（dSph）卫星星系的系统自行。对于46 dSphs与文献的视线速度，我们计算的轨道在MW和合并MW+大麦云（LMC）的潜力，并确定车II，车III，Hor I，Hyi I，Phx II和Ret II可能LMC卫星。我们的dSph样品的40%具有> 25%的近心点和/或远心点变化，具有MW + LMC势。对于这些轨道，我们Monte Carlo采样的观测不确定性为每个dSph和MW和LMC潜力的不确定性。我们预测，蚂蚁II，Boo III，Cra II，Gru II和Tuc III应该是潮汐干扰，通过比较每个dSph的平均密度相对于其近心处的MW密度。具有大椭圆率的dSphs（CVn I、Her、Tuc V、UMa I、UMa II、UMi、Wil 1）显示出它们的轨道方向与它们的主轴对齐的偏好，即使对于具有大近心点的dSphs也是如此。我们比较了dSph径向轨道相位，以在MW类N-体模拟subhalos，并推断，有没有多余的卫星附近的近心。随着未来盖亚数据发布的预测，我们发现dSph轨道精度将受到距离和/或MW潜力的不确定性的限制，而不是自行精度。最后，我们提供我们的会员目录，使社区跟进。
2022-10-09 astro-ph.GA
Phase Space Models of the Dwarf Spheroidal Galaxies
介绍了矮球状星系的新相空间模型。恒星成分具有各向同性的、降低的等温（或King）分布函数。恒星速度的各向同性的物理基础是由潮汐搅拌，而等温的分布函数保证所观察到的平坦度的内部部分的速度色散曲线。我们的模型再现的半光半径和视线中心速度色散的dSphs的数据。我们发现，不同的暗晕配置文件-无论是核心或尖-导致非常相似的质量估计在一个特定的半径，即1.7半光半径。由于不同的密度分布造成的质量测量之间的偏差大大小于观测误差所传播的不确定性。我们对每个银河系dSphs都进行了质量测量，发现质量最大的两个dSphs是最明亮的，即人马座（~ 2.8 x 10^8太阳质量）和天炉座（~ 1.3 x 10^8太阳质量）。银河系中质量最小的卫星是威尔曼1号（约4 x 10^5太阳质量）和赛格1号（约6 x 10^5太阳质量）。
2011-01-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraining Velocity-dependent Self-Interacting Dark Matter with the Milky Way's dwarf spheroidal galaxies
明亮的银河系矮球状星系的中心暗物质密度与其轨道近心距离之间的反相关性可能是自相互作用暗物质的一个潜在特征。在这项工作中，我们调查这种可能性，通过分析的范围SIDM散射截面每单位质量，$σ/m_χ$，能够解释这种反相关。我们模拟dSphs subhaloes周围的MW假设的引力势的分析形式的轨道演化，采用适当的运动从盖亚任务，包括一个一致的表征引力潮汐剥离。的subhaloes密度分布的演变建模使用重力热流体形式主义，其中DM粒子碰撞诱导热传导，取决于$σ/m_χ$。我们发现，dSphs的模型，如隆突和天炉座，重现观察到的中央DM密度与固定的$σ/m_χ$范围之间的$30$和$50$厘米$^{2}$ g $^{-1}$，而其他dSphs更喜欢较大的值范围之间的$70$和$100$厘米$^{2}$ g $^{-1}$。这些横截面与每个次晕核心内DM粒子的平均碰撞速度相关，因此用大横截面建模的系统具有较低的碰撞速度。我们拟合的横截面速度与SIDM粒子模型，其中DM粒子的质量$m_χ=0.648\pm 0.154$ GeV的质量$m_ϕ=0.636\pm 0.055$ MeV的光介质的交换下相互作用，与自相互作用被描述的汤川势。其结果是一个横截面的速度关系，解释了不同的DM配置文件的MW dSph卫星，是一致的观测限制在更大的尺度。
2020-07-06 astro-ph.GA
Internal rotation of Milky Way dwarf spheroidal satellites with $Gaia$ Early Data Release 3
我们提出了一个分析的14个卫星的银河系（MW）的运动学。我们使用适当的运动（PM）从$Gaia$早期数据发布3（EDR 3）和视线速度（$v_{\mathrm{los}}$）在文献中获得这些系统的系统三维运动。对于其中的六个，即船底座，天龙座，天炉座，玉夫座，六分仪，小熊座矮球状星系（dSph），我们研究的内部运动学投影到径向，$V_R$（膨胀/收缩），切向，$V_T$（旋转），相对于质量中心的速度分量的恒星PM。我们在隆突（$|V_T| = 9.6 \pm 4.5 \ {\rm{km \ s^{-1}}}\>$）、穹窿（$|V_T| = 2.8 \pm 1.3 \ {\rm{km \ s^{-1}}}\>$）和塑夫座（$|V_T| = 3.0 \pm 1.0 \ {\rm{km \ s^{-1}}}\>$）dSphs中发现了显著的旋转。除了人马座dSphs，这些是MW经典dSphs中天空平面内内部旋转的第一次测量。除船底座外的所有星系都显示出$|V_T| / σ_v < 1$。我们发现，较慢的旋转倾向于显示，平均而言，较大的天空投影椭圆率（如预期的样本与随机视角），并位于较小的银河系中心距离（如预期的潮汐搅拌情况下，旋转转化为随机运动的卫星沉入母晕）。然而，这些趋势很小，在统计学上并不显著，这表明旋转在塑造这些星系的3D结构方面并没有发挥主导作用。无论潮汐搅动对这些系统的演化有微…
2021-06-15 astro-ph.GA
Assessing the Milky Way Satellites Associated with the Sagittarius Dwarf Spheroidal Galaxy
人马座（Sgr）矮星系的潮汐破裂的数值模型最近已经开发，第一次同时满足大多数观测约束的角位置，距离和径向速度趋势的领先和落后的潮汐流从矮。我们使用这些动力学模型结合现存的3-D银河系球状星团和dSphgalaxies的位置和速度数据，以确定那些银河系的卫星，很可能是最初形成于Sgr和被剥夺它在其扩展的相互作用与银河系。我们的结论是，球状星团Arp 2，M 54，NGC 5634，Terzan 8和Whiting 1可能与Sgr矮星有关，Berkeley 29，NGC 5053，Terzan 12和Terzan 7也可能与Sgr矮星有关。因此，初始的Sgr系统可能包含5-9个球状星团，对应于初始Sgr光度M_V =-15.0的特定频率S_N = 5 - 9。我们的结果是一致的8 \pm 2 Sgr球状星团预期从银河系球状星团分布的统计模型和相应的假关联率由于机会与Sgr流对齐。这些集群与以前重建的Sgr年龄-金属丰度关系是一致的，并没有表现出第二个参数的影响，塑造他们的水平分支形态的证据。我们没有发现统计上显著的证据表明，任何最近发现的人口的超微弱矮星系是决定性的与Sgr潮汐流。（节录）。
2010-05-28 astro-ph.GA
Constraining neutrino-DM interactions with Milky Way dwarf spheroidals and supernova neutrinos
本文利用银河系矮球状星系暗物质密度分布，通过超新星中微子散射导致的能量注入效应，给出了中微子-暗物质散射截面的新上限，并指出该约束强于以往结果。
2024-07-08 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
The dark matter content of Milky Way dwarf spheroidal galaxies: Draco, Sextans and Ursa Minor
本研究利用DESI银河系巡天数据，采用JAM建模方法分析三个经典矮椭球星系的暗物质分布，测得其内密度斜率并给出J、D因子，指出相关研究仍受方法和数据不确定性制约。
2025-10-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evidence for Substructure in Ursa Minor Dwarf Spheroidal Galaxy using a Bayesian Object Detection Method
我们提出了一种方法，用于确定本地化的恒星速度数据使用贝叶斯统计技术的次级人口。我们将这种方法应用于矮球状星系小熊座，并找到两个次级物体在这颗卫星的银河系。一个物体在运动学上是冷的，其速度离散度为$4.25 \pm 0.75\ \kms$，并且在相对于小熊座中心的相对RA和DEC中以$(9.1\arcmin \pm 1.5, 7.2\arcmin \pm 1.2)$为中心。第二个天体与小熊座相比有一个大的速度偏移$-12.8^{+1.75}_{-1.5}\ \kms$，中心位于$(-14.0\arcmin^{+2.4}_{-5.8}, -2.5\arcmin^{+0.4}_{-1.0})$。在使用较小的数据集之前已经发现了运动学上的冷物体，但是预测该冷物体在95% C. L.处的速度分散大于$2.0\ \kms$。不同于以往的工作。我们使用两个和三个组件模型，随着信息标准和贝叶斯证据模型的选择方法，认为小熊座有一个或两个本地化的二级种群。在每个次级天体中存在大的速度色散的显著概率提出了一种有趣的可能性，即每个次级天体都有自己的暗物质晕，也就是说，它是银河系卫星的卫星。
2012-08-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Orbital evidences for dark-matter-free Milky Way dwarf spheroidal galaxies
银河系矮椭球体（MW dSphs）的性质一直受到质疑，特别是它们是否由暗物质（DM）主导。在这里，我们研究了另一种情况下，潮汐冲击施加的MW DM-免费dSphs后，第一次落入他们的富含气体的祖先，并为理论计算已被验证纯N体模拟。dSphs是否是第一次坠落不能仅仅根据它们的恒星形成历史来解决。事实上，气体的去除可能会导致复杂的重力不稳定性和近心通道可以引起潮汐破坏过程。然而，盖亚卫星在确定其过去的轨道运动和兆瓦速度曲线方面的高精度提供了至关重要的结果。首先，潮汐冲击解释了为什么无DM的dSph优先出现在它们的近心附近，在那里它们处于破坏过程中，而它们成为长寿命卫星的机会与非常低的概率P~ 2 10^-7相关，这与目前DM主导的dSph情景不一致。第二，大多数dSph结合能与第一次下降一致。第三，预测所观察到的dSph速度分散的MW潮汐冲击本身的振幅预测最准确的MW速度曲线。第四，潮汐冲击准确地预测了在dSphs的半光半径处施加的力或加速度，包括MW和麦哲伦系统的引力吸引。以上所述暗示了dSphs是无DM的，并且在它们的近心附近发生了潮汐冲击，这可能会在我们对近场宇宙学的理解中引发重大地震。
2020-03-06 astro-ph.GA gr-qc hep-ph
A MegaCam Survey of Outer Halo Satellites. VII. A Single Sérsic Index v/s Effective Radius Relation for Milky Way Outer Halo Satellites
在这项工作中，我们使用的银河系的外晕（$R_G > 25\,\mathrm{kpc}$）的卫星（矮球状星系，超暗矮星系和球状星团）的结构特性来自深，宽场和均匀的数据，提出的证据的相关性在Sérsic指数v/s有效半径平面其次是一个大部分的外晕球状星团和卫星矮星系。通过在中心表面亮度v/s绝对星等和Sérsic指数v/s绝对星等参数空间中拟合经验关系，并假设存在两种类型的外晕球状星团，我们发现这种相关性可以完全再现：一种是高表面亮度（HSB组），具有类似于内晕星系团的性质;另一个低表面亮度（LSB组），与矮球状和超微弱矮星系共享特征。由于LSB星系团与矮球状和超暗矮星系的相似性，我们讨论了外晕星系团也起源于暗物质晕内部的可能性，以及来自不同星系宿主势的潮汐力是HSB和LSB星系团之间不同性质的原因。
2019-02-23 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
Dwarf spheroidal satellites of the Milky Way from dark matter free tidal dwarf galaxy progenitors: maps of orbits
利用牛顿N体模拟方法研究了两个不同初始密度的潮汐矮卫星星系围绕一个类似银河系的宿主星系的长期演化。根据模拟结果，绘制了两幅导致准平衡物体的轨道条件图。已经发现，卫星的几个轨道允许存在大约1 Gyr或更长时间的具有高表观质光比的不平衡体。在这个框架内，准稳定阶段的卫星再现了高密度祖先轨道的约16%的观测卫星特性，对初始质量为10^7 Msun，Plummer半径为0.15 kpc的单个卫星进行的额外模拟导致了准-平衡相，同时再现非常好的银河系的UFDG的观测量。这颗卫星在准稳定阶段再现了约42%的轨道上观测到的卫星特性。结果表明，一小部分观测到的卫星可能是没有暗物质的星系，它们的真实M/L比远低于测量值。膨胀的M/L比的出现是因为它们在正确的时间，沿着正确的轨道和在其演化的准平衡阶段被观察到。这是对所有卫星中观测到的高M/L比的一个可行的解释，只要这些卫星优先位于某些轨道上并在某些时间被观测到。如果所有的卫星都是沿着几个特别容易受到准平衡阶段影响的特定轨道同时产生的，那么在TDG方案中就可能出现这种情况。
2012-05-22 astro-ph.GA
Universal dark halo scaling relation for the dwarf spheroidal satellites
最近发现的一个有趣的属性的黑暗晕的表面密度半径内，$r_{\rm max}$，给出最大的圆速度，$V_{\rm max}$的动机，我们调查它的暗晕的银河系和仙女座的矮卫星的宇宙学模拟的基础上。我们选择并分析了与银河系大小的暗晕相关联的模拟暗晕，发现它们的表面密度值$Σ_{V_{\rm max}}$与观测到的矮球状卫星的表面密度值即使没有采用任何拟合程序也是非常一致的。这意味着这个表面密度不会受到任何重子反馈的很大影响，因此具有普适性。此外，所有矮卫星的小尺度下的晕都应该服从关系$Σ_{V_{\rm max}}\propto V_{\rm max}$，而不管它们的轨道演化、主晕性质和观测到的红移有何不同。因此，我们发现暗晕在矮星系质量尺度上的普适标度关系确实存在，这为我们理解暗晕的基本性质提供了重要线索。我们还调查了轨道和动力学演变的subhalos了解这种普遍的暗晕关系的起源，并发现，大多数subhalos的演变一般沿$r_{\rm max}\propto V_{\rm max}$序列，即使这些subhalos经历了不同的历史的质量组装和潮汐剥离。因此，这个序列应该是理解$Σ_{V_{\rm max}}$普适性本质的关键特征。
2017-03-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the anti-correlation between pericentric distance and inner dark matter density of Milky Way's dwarf spheroidal galaxies
本研究利用文献数据检验银河系矮椭球星系暗物质中心密度与近心点距离的反相关，发现其仅在少数参数组合中达3σ显著性，且LMC落入会削弱该关系。
2023-04-13 astro-ph.GA
New Type Ia supernova Yields and the Manganese and Nickel Problems in the Milky Way and Dwarf Spheroidal Galaxies
在我们的追求，以确定Ia型超新星（SNe Ia）的祖先，我们首先更新的核合成收益率为近Ch和次Ch质量白矮星（WD），为广泛的金属丰度，与我们的二维流体动力学代码和最新的核反应率。然后，我们包括在我们的银河系化学演化代码的收益率预测元素丰度在太阳附近的演化和矮球状（dSPH）星系：天炉座，玉夫座，六分仪，船底座。在太阳附近恒星的观测中，Mn与$α$元素表现出相反的趋势，表现出向更高金属丰度方向的增加，这一点在Ch质量WDs的爆燃-爆轰跃迁中得到了很好的再现，但在亚Ch质量WDs的双爆轰中却没有得到很好的再现。Ch-质量超新星Ia的问题是在高金属丰度时Ni的过量产生。然而，我们发现，镍产量的CH质量超新星Ia与太阳尺度的初始组成比以前的作品，这使得预测的Ni丰度内的观测分散低得多。从太阳附近元素丰度的演化趋势来看，亚Ch质量的Ia超新星对化学富集的贡献可达25%.然而，在dSph星系中，可能需要比太阳附近更大的来自亚Ch质量SNe Ia的富集，这导致在较低的金属丰度下[（Mg，Cr，Mn，Ni）/Fe]减少。在玉夫座和船底座观测到的高[Mn/Fe]比也可能需要来自纯爆燃的额外富集，可能是Iax型超新星。未来对dSph星的观测将对Ia型超新星的祖先系统和爆炸机制提供更严格的限制。
2020-04-27 astro-ph.GA astro-ph.HE
The mass and velocity anisotropy of the Carina, Fornax, Sculptor and Sextans dwarf spheroidal galaxies
我们模拟的大型运动学数据集的四个银河系矮椭球（dSph）卫星：船底座，天炉座，雕刻和六分仪，最近发表的沃克等人。成员星的选择使用一个可靠的动力学的闯入者去除计划的模拟数据进行测试。我们的成员选择比基于金属丰度指标的成员选择更具限制性，因为它不仅消除了银河系恒星的污染，还消除了潮汐尾中未束缚的恒星。我们通过将Jeans方程的解调整到投影速度色散和峰度的轮廓来对清洁的数据集进行建模。这些数据很好地再现了模型，质量遵循光和最适合的恒星轨道是各向同性弱切向，预期从潮汐搅拌的情况。天炉座矮星拥有超过2400颗成员星，是迄今为止最精确测定质量的dSph星系：其速度矩采样误差的1 sigma误差低于5%。六分仪的质光比为97个太阳单位，似乎是四个dSph星系中最主要的暗物质。
2009-01-06 astro-ph.GA
Andromeda XXIX: A New Dwarf Spheroidal Galaxy 200kpc from Andromeda
我们报告发现了一个新的矮星系，仙女座XXIX，使用最近发布的斯隆数字巡天DR 8的数据，并证实了双子座北望远镜多目标光谱成像数据。XXIX看起来是一个矮球状星系，在天空中与M31的距离略大于15度，从红巨星分支的尖端推断的距离为730 kpc +/-75kpc，相当于与M31的三维距离在205 kpc和227 kpc之间（接近M31的维里半径）。它的绝对星等是通过与天龙座矮椭球的红巨星分支光度函数比较确定的，M_V = -8.3+/-0.4。XXIX的恒星星族似乎与天龙座非常相似;因此，我们估计XXIX的金属丰度为[Fe/H] \sim-1.8。And XXIX的半光半径为360 pc +/-60pc，椭圆率为0.35+/-0.06，是银河系和M31在这个绝对星等范围内的典型矮卫星。
2011-10-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Complexity in small-scale dwarf spheroidal galaxies
我们对更明亮的矮球状（dSph）星系的动力学，化学丰度和演化历史的了解不断增长。然而，人们对最近在大型巡天中大量发现的超微弱系统的浓缩知之甚少。目前的低分辨率光谱和光度数据表明，这些星系是高度暗物质为主，主要是金属贫乏。另一方面，最近的高分辨率丰度分析表明，一些矮星系经历了高度不均匀的化学富集，恒星形成在小尺度上局部进行。在这篇文章中，我将审查银河系卫星dSphs的运动学和化学丰度信息，目前可从低分辨率和高分辨率光谱。此外，一些最奇特的元素和不均匀的富集模式将被讨论和相关的问题，在何种程度上最微弱的dSPH候选人可能有助于星系晕，相比更明亮的系统。
2009-05-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evolution of the Milky Way halo by accretion of dwarf satellite galaxies
在冷暗物质方案中，等级合并范例是通过次级晕的微小合并形成大质量星系晕的自然结果，并且由此形成它们固有的恒星晕。虽然这也必须调用的银河系，晕星和矮球状星系的化学和运动学相干的背景下，尚未解决的一个重点，目前的研究。为了研究这个问题，我们模拟的化学动力学演化系统的卫星从宇宙学通过Lactea II模拟银河系环境相似，但在早期。
2011-03-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
A kinematic study of the Andromeda dwarf spheroidal system
我们提出了一个均匀的红巨星分支恒星的运动学分析内18的28仙女座矮球状（dSph）星系，获得使用凯克I LRIS和凯克II DEIMOS摄谱仪。基于它们的g-i颜色（用CFHT MegaCam成像仪拍摄），在天空中的物理位置和径向速度，我们将dSph成员资格的概率分配给每个观察到的恒星。利用这些信息，速度色散，中心质量和中心密度的暗物质晕计算这些对象，并与银河系dSph人口的属性进行比较。我们还测量了每个M31 dSph成员星的平均金属丰度（[Fe/H]），发现它们与银河系中观测到的[Fe/H]随光度降低的趋势一致。我们发现我们研究的三个M31 dSphs在它们的中心速度色散方面表现为显著的异常值，XIX，XXI和XXV，它们都具有大的半光半径（>700 pc）和低的速度色散（sigma_v<5 km/s）。此外，And XXV在其半光半径范围内的质光比仅为[M/L]_{half}=10.3^{+7.0}_{-6.7}，这使得它与一个简单的恒星系统相一致，在其1 sigma不确定度范围内没有明显的暗物质成分。我们认为，这些异常值的暗物质晕的结构已被潮汐显着改变。
2013-02-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gamma-ray emission from the Sagittarius Dwarf Spheroidal galaxy due to millisecond pulsars
费米气泡是从银河系核心发出的巨大的伽马射线辐射瓣，由费米伽马射线太空望远镜上的大面积望远镜收集的~1-100 GeV数据中发现。先前的工作已经揭示了费米泡内部的子结构，这被解释为银河系超大质量黑洞准直流出的特征。在这里，我们通过空间模板分析表明，大部分与子结构最亮区域相关的伽马射线发射-所谓的茧-可能是由于人马座矮球状（Sgr dSph）星系。这颗巨大的银河系卫星是从太阳系的位置通过费米泡看到的。作为一个潮汐和冲压压力剥离的残余，Sgr dSph没有正在进行的恒星形成，但我们仍然证明，矮的毫秒脉冲星（MSP）人口可以合理地提供伽马射线信号，我们的分析关联到它的恒星模板。测量到的光谱自然是由属于Sgr dSph的MSP注入的高能电子-正电子对宇宙微波背景光子的逆康普顿散射，以及这些物体的磁层发射来解释的。这一发现合理地表明，MSP在古老的恒星星族中产生了显着的伽马射线辐射，可能会混淆银河系中心，仙女座星系和其他大质量银河系矮球体等地区的间接暗物质搜索。
2022-09-09 astro-ph.GA astro-ph.HE
BALRoGO: Bayesian Astrometric Likelihood Recovery of Galactic Objects -- Global properties of over one hundred globular clusters with Gaia EDR3
我们介绍BALROGO：银河系天体的贝叶斯天体测量似然恢复，一个测量银河系球状星团和本星系群矮椭球的中心、有效半径和整体自行的公共代码，其数据与银河系场星混合。我们的方法提出了创新的方法，如表面密度适合允许强闯入者污染和适当的运动适合使用皮尔逊VII分布的闯入者，而不是经典的高斯混合配方。我们还使用非参数的方法来表示颜色星等图的恒星系统的成员资格的概率，以前来自表面密度和自行拟合的基础上。我们的方法的鲁棒性进行了验证，通过比较其结果与以前的估计从文献中，以及通过测试它的模拟数据从N体模拟。我们应用BALRoGO盖亚EDR 3数据超过100个银河系球状星团和9个本群矮椭球，我们提供的位置，有效半径，和散装自行车。最后，我们把我们的算法作为一个开源软件。
2021-04-20 astro-ph.GA astro-ph.IM
Lack of nuclear clusters in dwarf spheroidal galaxies: implications for massive black holes formation and the cusp/core problem
星系中有核星团形成的主要假设之一是与球状星团（GC）的轨道衰变及其随后的合并有关，尽管目前还有其他理论在争论。GC结构和轨道参数的高质量数据的可用性允许测试不同的核恒星团簇形成方案。天炉座矮球状体（dSph）星系是银河系最重的卫星，也是唯一已知的拥有5个GC的矮球状体，然而没有明确的迹象表明中央存在大质量黑洞。因此，它是研究矮星系轨道衰变过程的合适场所。在本文中，我们模拟的天炉座GC模拟他们和宿主星系的直接$N$体模拟的未来演化。我们的模拟也考虑了银河系产生的引力场。我们发现，如果天炉座星系嵌入在一个标准的冷暗物质晕，核团簇形成将显着阻碍中央星系的高质量密度。在这种情况下，我们讨论的可能性，下落GC驱动银河系密度分布的扁平化，给一个可能的替代解释所谓的尖点/核心问题。此外，我们还简要讨论了GC坍缩过程与dSphs中心不存在大质量黑洞之间的联系。
2016-12-05 astro-ph.GA
On the R-Process Enrichment of Dwarf Spheroidal Galaxies
最近对网壳II的观测发现，与类似的超暗矮球状星系（UFD）相比，它的r过程元素过多。由于网壳II的金属丰度和恒星形成历史似乎与所有已知的UFD一致，因此网壳II的高r过程丰度表明它是通过一个单一的罕见事件（如双中子星（NS）合并）富集的。然而，我们注意到这种情况是极不可能的，因为双星恒星演化模型需要显著的超新星出生踢产生NS-NS或NS-黑洞合并，这些踢将有效地从UFD的弱引力势中删除紧凑的双星系统。我们研究了在UFD中产生r-过程元素的替代机制，包括一种新的机制，其中在高暗物质密度区域中的NS在积累了形成黑洞的大量暗物质后内爆。我们发现，当一个中子星坍缩成一个黑洞时，由潮汐力产生的r-过程原材料喷射，可以以与网壳II和银河系的r-过程丰度相匹配的速率发生。值得注意的是，暗物质模型在观测到的UFD中坍缩了一颗中子星，也解决了银河系中心脉冲星失踪的问题。我们提出的测试具体到暗物质r-过程的生产，可能会发现，或排除，这种模式。
2016-11-02 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Survival or Destruction: Effects of Spheroidal Satellite Collisions on Bars in Milky Way-Like Galaxies
School of Astronomy and Space Science, Nanjing University（南京大学天文与空间科学学院）；Key Laboratory of Modern Astronomy and Astrophysics (Nanjing University), Ministry of Education（教育部现代天文与天体物理重点实验室（南京大学））；Institute of Science and Technology for Deep Space Exploration, Suzhou Campus, Nanjing University（南京大学苏州校区深空探测科学与技术研究院）；Lund Observatory, Division of Astrophysics, Department of Physics, Lund University（隆德大学物理系天体物理学部隆德天文台）；Departamento de Física de la Tierra y Astrofísica, Fac. de C.C. Físicas, Universidad Complutense de Madrid（马德里康普顿斯大学物理学院地球与天体物理学系）
研究通过N-body/SPH模拟探讨纯碰撞对银河系类 barred 结构的破坏效应，发现只有偏心高倾角逆行碰撞能有效破坏bars，而中央高倾角碰撞可显著降低其模式速度。
2026-03-27 astro-ph.GA
The early days of the Sculptor dwarf spheroidal galaxy
我们介绍了本星系群矮球状体Sculptor中5颗-3.9<=[Fe/H]<=-2.5恒星的高分辨率光谱研究，从而使在该金属丰度范围内具有可比观测值的恒星数量增加了一倍。我们对α、铁峰、轻元素和重元素的化学丰度进行了详细的分析，并与银河系晕和超暗矮恒星星族进行了比较。我们发现，大部分的玉夫座贫金属恒星遵循相同的趋势，丰度比与金属丰度的银河系恒星。这表明了类似的早期恒星形成条件和高度均匀的星际介质。我们发现了这个主要区域的一个异常值，它似乎错过了最大质量的II型超新星的产物。除了有助于完善星系形成模型的价值外，这颗恒星还提供了钴和锌生产的线索。我们的两个样本星具有低的奇偶钡同位素丰度比，暗示了一个公平的比例的S-过程，我们讨论的中子捕获元素的核合成起源的含义。
2016-01-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Motivations for a Large Self-Interacting Dark Matter Cross Section from Milky Way Satellites
我们探索银河系subhalos在自相互作用的暗物质模型中的性能为1至5厘米$^2$ g $^{-1}$使用高分辨率放大N体模拟的中等横截面。我们包括重子盘的引力势和与银河系相匹配的凸起，这对于获得准确的预测至关重要。1 cm和5 cm $^2$ g $^{-1}$模型预测的主晕内暗晕的数量和分布是相似的，并且只有在所有时间内峰值圆速度> 4.5 km/s的暗晕能够形成星系时，它们才与银河系卫星星系的观测结果一致。我们没有发现独特的签名在近中心分布的subhalos，可以帮助区分的模型。使用一个分析模型来扩展模拟结果，我们能够表明，在模型中的subhalos与1和5厘米$^2$ g $^{-1}$之间的横截面是不够密集，以匹配致密的超微弱和经典的矮球状星系在银河系。这促使速度依赖的横截面的值大于5厘米$^2$ g $^{-1}$在相关的卫星的速度，使核心崩溃会发生在一些超微弱和经典的矮椭球。
2022-11-07 astro-ph.GA hep-ph
The effect of gravitational tides on dwarf spheroidal galaxies
当地环境对矮球状星系演化的影响知之甚少。我们已经进行了一系列的模拟，调查潮汐的影响，银河系的化学动力学演化的矮椭球体，类似于今天的经典矮星使用SPH代码GEAR。通过一个大的参数空间的潜在轨道模拟模型后，所得到的性能与观察从动力学的角度来看，但也从，往往被忽视的，化学的角度来看。总的来说，我们发现潮汐效应甚至在充满气体的矮星内部也会抑制恒星的形成。这样的淬火，可能会产生径向分布的矮椭球体从轨道内看到的大型宇宙学模拟。我们还发现，金属丰度梯度内的一个矮星是逐渐删除通过潮汐相互作用的恒星轨道移动到更高的半径。模型矮星也会向更高的$\langle$ [Fe/H] $\rangle$ /L比率转变，但只有在失去恒星质量的$>$ $20\%$时。
2014-02-18 astro-ph.GA
A Possible Formation Scenario for Dwarf Spheroidal Galaxies I: Fiducial Model
我们使用数值模拟来研究矮球状星系的形成方案，其中它们的恒星星族是宇宙学暗物质晕内的疏散星团和恒星协会溶解的产物。这篇论文表明，这一过程产生的物体类似于银河系中观测到的矮球状卫星，而不会引起外部影响。这些物体的恒星组成部分中存在长寿的运动学子结构，这会影响它们的预计速度色散。我们发现，这反过来又会影响质量估计的基础上，预计速度色散配置文件，可能高估的实际暗物质晕质量取决于子结构的数量是存在的。我们的模型对dSphs的详细运动学和光度特性进行了预测，这些特性可以使用未来的观测进行测试。
2013-03-18 astro-ph.GA
Unbiased constraints on ultralight axion mass from dwarf spheroidal galaxies
有人建议，矮球状星系（dSphs）的内部动力学可以用来测试是否超轻轴子与$m_a\sim 10^{-22}\text{eV}$是一个首选的暗物质候选人。然而，与理论预测的比较往往是不确定的，原因很简单，虽然大多数宇宙学模型只考虑暗物质，但人们只观察到重子。在这里，我们使用现实的银河系dSph的运动学模拟数据目录表明，“质量各向异性简并”在牛仔裤方程导致有偏见的界限未知的暗物质晕配置文件的星系中的轴子质量。在具有多个化学动力学成分的星系中，这种偏差可以通过模拟每个子群中的质量来部分消除。然而，模拟数据的分析表明，轴子质量的最小偏差的限制直接从拟合的各个化学动力学组件的光度平均速度色散的结果。将我们的分析应用于两个dSph的已报道的恒星子组件，天炉座和玉夫座，并假设晕轮廓没有受到重子的作用，分别得到核心半径$r_{c}>1.5$ kpc和$r_c> 1.2$ kpc，以及$m_a<0.4\times 10^{-22}\text{eV}$在97.5%的置信度。这些界限是在紧张局势与观测卫星的数量来自简单的（但保守的）估计的subhalo质量函数在银河系类星系。我们将讨论重子反馈如何影响我们的结果，以及如此小的轴子质量对宇宙结构增长的影响。
2017-08-21 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Transverse gradients of azimuthal velocity in a global disk model of the Milky Way
在本文中，我们的目标是估计银河系的旋转速度的垂直梯度。这是在全球薄盘模型近似的框架内进行的。预测的梯度值与观测到的银河系旋转曲线的垂直下降相吻合。梯度的估计是基于测试机构的轨道在磁盘的引力场的统计分析，并在一个分析的方式使用准圆形轨道近似。考虑到用于解释观测到的梯度值的其他更复杂的非重力机制，结果与梯度测量的一致性是显著的。最后，我们发现，一个显着的球体组件的模型提供更差的垂直梯度估计比简单的磁盘模型。根据这些结果，我们可以推测，除了中央球形隆起和星系晕外，银河系的总质量分布是一个扁平的而不是球形的图形。
2011-04-25 astro-ph.GA
Multi-Element Abundance Measurements from Medium-Resolution Spectra. I. The Sculptor Dwarf Spheroidal Galaxy
我们目前的测量的铁，镁，硅，钙，钛丰度的388径向速度成员星的玉夫座矮球状星系（dSph），银河系的卫星。这是在任何单个dSph中单个α元素（Mg、Si、Ca、Ti）丰度测量的最大样本。测量是由Keck/DEIMOS中等分辨率光谱（6400-9000 A，R ~ 6500）。基于与已发表的高分辨率（R >~ 20000）光谱测量的比较，我们的测量具有sigma（[Fe/H]）= 0.14和sigma（[alpha/Fe]）= 0.13的不确定性。玉夫座[Fe/H]分布的平均值<[Fe/H]> = -1.58，并且是不对称的，有一个长而贫金属的尾巴，这表明了恒星形成的历史。玉夫座的[Fe/H] < -2的恒星比例比银河系晕大。我们已经发现了一颗[Fe/H] = -3.80 +/- 0.28的恒星，这是除了银河系晕之外已知的最贫金属的恒星，但是需要高分辨率的光谱来测量这颗恒星的详细丰度。正如先前基于高分辨率光谱所报道的那样，Sculptor中的[alpha/Fe]随着[Fe/H]的增加而下降。富金属星（[Fe/H] ~ -1.5）的[α/Fe]比金属丰度相当的星系晕场星低。这表明在玉夫座星系中恒星的形成比在星系晕中更为缓慢。我们还观察到径向丰度梯度为-0.030 +/- 0.003 dex/arcmin（[Fe/H]）和+0.013 +/- 0.003 dex/arcmin（[alph…
2009-09-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
The effect of tides on the Sculptor dwarf spheroidal galaxy
矮球状星系（dSphs）似乎是宇宙中暗物质占主导地位的天体之一。它们的动力学质量通常是在平衡假设下使用恒星的运动学推导出来的。然而，这些物体是大质量星系的卫星（例如\银河系），因此可以受到它们的潮汐场的影响。我们调查的含义的假设，平衡集中在雕塑家dSph的特设$N$体模拟调整，以再现所观察到的性质的雕塑家在银河系引力场沿一些观测动机的轨道演化。为此，我们使用了最先进的光谱和光度样本的玉夫座恒星。我们发现，模拟对象的恒星成分是不直接影响的潮汐场，而$\approx 30\%-60\%$的质量更弥漫DM晕剥离。我们的结论是，考虑到最近的估计的雕塑家自行，该系统是不受潮汐和恒星运动学的内部动态的强大的示踪剂。在与观测到的玉夫座的性质相匹配的模拟中，目前的暗-亮质量比在恒星半光半径（$\approx0.3$ kpc）内为$\approx 6$，在分析数据集的最大半径（$\approx1.5^\circ\approx2$ kpc）内为$>50$。
2019-06-28 astro-ph.GA
The masses of Local Group dwarf spheroidal galaxies: The death of the universal mass profile
我们调查的索赔，所有矮球状星系（dSphs）居住在晕内，共享一个共同的，普遍的质量配置文件已得出的星系dSphs。通过折叠25仙女座dSphs的运动学信息，以前的样本量增加了一倍多，我们发现，一个奇异的质量分布不能很好地适合所有的观测。此外，仅针对银河系dSphs测量的最佳拟合的暗物质密度分布与仙女座dSphs的密度分布略有差异（仅超过1西格玛水平），仙女座dSphs的密度分布最好具有较低的最大圆周速度，因此质量是首选的。当样本中省略了三个极端的仙女座异常值，XIX，XXI和XXV，它们都具有大的半光半径（> 600 pc）和低速度色散（sigma_v <5 km/s）时，一致性明显更好。我们认为，这些异常值的不寻常的属性可能是由潮汐与宿主星系的相互作用。
2013-12-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Stellar archeology: a cosmological view of dwarf galaxies
在全球宇宙学背景下，通过跟踪银河系及其矮卫星星系的演化，研究了矮球状星系的起源。这种方法能够研究dSphs在其适当的出生环境中的形成，并重建它们自己的合并历史。该图像同时解释了几个dSPh和银河系的性质，包括贫金属恒星的金属丰度分布函数。观察到的功能解释在高红移的物理过程。
2012-04-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Pulsating Variable Stars in the Coma Berenices dwarf spheroidal galaxy
我们提出了B，V，I的后发座矮球状星系，一个暗淡的银河系卫星，最近发现的斯隆数字巡天测光的时间序列。我们获得了V~23.0-23.2等的V，B-V和V，V-I色星等图，显示了星系在V~21.7等处的转折，并对这颗新的银河系伴星的变星星族进行了首次研究。在该星系中发现了两颗RR型天琴座星（一颗基模RRab星和一颗第一泛音RRc星）和一颗周期为P=0.12468天的短周期变星。RRab星具有相当长的周期P_ab=0.66971天，比RRc变星和星系水平分支上的其他非变星亮约0.2等。在周期-振幅图中，RRab变星更接近Oosterhoff II型系统和银河系球状星团M3中演化的基模RR天琴座星的轨迹。星系水平分支的平均视星等<V_HB>为18.64 ± 0.04等，采用红化E（B-V）= 0.045 ± 0.015等和金属丰度[Fe/H]=-2.53 ± 0.05 dex，得出后发座dSphmu_0的距离模数为18.13 ± 0.08等，相当于距离d=42^{+2}-1} kpc。
2009-02-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Constraining ultralight bosons in dwarf spheroidal galaxies with a radially varying anisotropy
本研究在波动暗物质模型框架下，采用径向变化的各向异性参数对8个银河系矮椭球星系做金斯分析以约束超轻玻色子质量，发现该假设无法消除与宇宙学结果的质量张力，支持轴宇宙预言的多质量轴子方案。
2023-12-12 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-th
A New Chemical Evolution Model for Dwarf Spheroidal Galaxies based on Observed Long Star Formation Histories
提出了一个新的本宇宙矮球状星系化学演化模型。我们的主要目的是同时解释它们观测到的恒星形成历史和金属丰度分布函数。将我们的新模型应用于四个局部dSphs，即天炉座，雕塑家，狮子座II和六分仪，我们发现我们的新模型再现了所观察到的dSphs的化学性质一致。我们的研究结果表明，dSphs的演化与低恒星形成效率和大的气体流出效率相比，银河系，如以前的作品所建议的。将观测到的dSphs的[alpha/Fe]-[Fe/H]关系与模型预测进行比较，我们发现我们的模型有利于Ia型超新星的更长的开始时间（即，0.5 Gyr）比以前的研究（即，0.1 Gyr）。我们详细讨论了这种差异的起源。
2014-12-05 astro-ph.GA
