《追寻最不明亮的星系

抽象的

与银河系相伴的矮星系是独特的宇宙学实验室。光度低至目前，它们是暗物质分布、质量谱和聚集规模的最直接示踪者。它们确定的恒星种群也有助于对它们的历史和质量内容的详细研究。要充分开发这种潜力，就需要对几乎不可见的星系进行明确的普查，直到最微弱的可能极限和最大的可能距离。我回顾了过去和现在的调查天文学对银河系矮星系同伴普查的影响，并讨论了在广阔的调查数据中在银河系周围和更远的地方发现超弱矮星系的未来。

1.介绍

历史上，最不明亮的已知星系是那些离银河系最近的星系。无论是视觉上还是自动搜索，已分辨的恒星揭示了附近矮星系的存在，这些矮星系的表面亮度太低，仅靠漫射光是无法发现的。直到最近，几乎所有被编目的矮星都比位于本星系群(LG)内[1］．在1999年LG有36个已知的成员，其中11个是银河系(MW)卫星[2］．在这11个MW矮星系中，有4个比它的亮度比银河系本身的1万倍还少。尽管如此低亮度的矮矮星几乎肯定会对宇宙的光度预算贡献一个微不足道的宇宙学金额，银河系所有8个经典的矮天体伴星((不包括人马座或麦哲伦星云)已经被广泛详细地研究过。(“经典”一词将在论文中用于指代2003年之前已知的银河系矮伴星。)现在有一种新的“超微弱”矮星伴星，它的绝对星等低至([3.),参见3.）.这些近场宇宙学实验室中已确定的恒星种群已被用来推导它们的恒星形成和化学演化历史[4并详细模拟它们的暗质量内容(见本卷中Strigari的文章和其中的参考文献)。这些单个系统的完整历史补充了依赖于高红移观测的研究，将宇宙随时间演化的平均视图整合在一起。

一段时间已知对LG矮星​​的自动化“系统，统计上完整和均匀搜索”的需要[5］．结合理论结果和数字天空调查的出现，对最不明亮星系的精确测量开始了一场复兴。这种复兴开始于1999年，当时模拟被用来突出预测绕MW轨道运行的暗物质晕的数量与观测到绕MW轨道运行的矮星系点亮的11个暗物质晕之间的差异[6，7］．随着模拟的分辨率在过去十年中不断提高，这种明显差异的幅度也越来越大。最近的模拟预测为10 ( , (8)，甚至成百上千( , (9银河系周围的暗物质晕。针对这一“卫星缺失问题”，银河系矮星系的总数引起了人们的极大关注。然而，这只是了解暗物质属性的一个度量。本质上最微弱的矮星(只能在靠近银河系的地方发现和研究)很可能位于质量最小的暗物质晕中，而暗物质晕可以承载恒星。这样的矮星可以提供暗物质的质量谱、空间分布和聚集规模的最直接测量。

最初被视为问题的东西现在提供了一个机会，可以同时了解暗物质和星系形成物理学。许多研究引用了在低质量暗物质晕内星系形成的简单模型，成功地解决了明显的卫星差异清洁发展机制(例如,10- - - - - -13])。请参阅A. Kravtsov撰写的关于“暗物质子结构和矮星系卫星”的评论文章，了解更多关于原始卫星失踪问题的细节，以及基于低质量晕中恒星形成模型的解决方案。

要解开暗物质物理学、星系形成物理学和矮星系普查的不完整性在多大程度上导致了这颗失踪卫星的“机会”，需要一个定义良好的矮星系普查是制服尽可能地微弱的限制．例如,定义:为了比较与模型的MW矮人群体的观察需要对当前人口普查的详细定量描述。近期调查数据中MW矮种的可检测性的定量评估，以及矮人的假设空间分布，使已知人口的外推预测总数100-500颗矮卫星[14，15］．统一:因为亮度最小的MW矮星()目前只能在50kpc范围内发现，目前还不清楚在如此低的亮度下是否能形成矮星，也不清楚银河系的潮汐场是否已经将恒星从这些附近的物体中移走了。再电离时期及其对低质量暗物质晕中恒星形成的影响也在空间分布上留下了印记[16，17]及微波卫星的质量功能[13，18］．其他研究声称，MW卫星的空间分布与冷暗物质主导模型中预期的不一致[19，20.］．如果不改进MW人口普查的方向和距离一致性，这些模型的鲁棒性检验是不可能的。微弱的限制:达到星系形成时的低亮度极限对于探索暗物质的最小尺度是必要的，而在这个尺度上，模型面临着最大的挑战。此外，对MW中很大一部分维里体积的微弱限制进行一次普查，可能会产生足够的矮星，以排除在小尺度上功率降低的暗物质模型，尽管目前的数值效应抑制了此类模型的具体预测[21］．

因此，充分利用MW矮星(及以上)的数量来有效测试暗物质理论和/或了解星系形成的具体观测要求包括以下内容:

（一世）小矮人的人口普查(我们“矮”这个词只适用于恒星系统,通过直接或间接的证据,是已知暗物质主导现在或过去的任何时候),最低限度的偏见对银河纬度、距离(至少到银河系的维里半径),恒星形成历史,和结构参数,(2)一个具有统计学意义的最低光度矮星样本，(3)这是一系列环境中最不发光的矮星的样本。

这篇文章的重点是大视场，光学成像调查的过去，现在和未来在追求一个最小偏倚人口普查最不明亮的星系。特别地，它专注于自动分析已解决的恒星计数作为一种方法来揭示这些系统。自20世纪的目视搜索以来，新的数字巡天数据大大提高了MW卫星普查的完整性和一致性。尽管这一进展已经彻底改变了矮星系宇宙学的格局，但它也揭示了我们对最不明亮星系的知识的巨大不完整性。即将进行和将来进行的巡天，例如南方巡天[22， PanSTARRS 1 (http://pan-starrs.ifa.hawaii.edu/public/)暗能量调查[23]，以及大型巡天望远镜[24最终将达到MW矮星系宇宙学的观测要求。

2.在sdss之前发现银河系矮星系

1990年以前已知的所有银河系矮星系都是在摄影调查数据的视觉检查中发现的。雕塑家()和天炉()于1938年被沙普利发现[25，26]在哈佛大学博登站的24英寸望远镜获得的图像中。狮子座我（)、Leo II ()、小熊星座(）和Draco（)是在20世纪50年代由48英寸施密特望远镜获得的图像中发现的，该望远镜是原始帕洛玛天文台巡天(POSS)的一部分[27，28］．最后一个通过眼球搜索发现的银河系伴星是船底座(1977年，)，在与Palmar天文台的南半球巡天(ESO/SRC南部巡天)相对应的照片底片上发现[29］．上述数量级来自[30.]，但雕刻家除外[1］．

在船底座发现的时候，有一种假设，“发现这种类型的新系统的唯一可能性似乎是在前景恒星密度相对较高的区域，可能需要在低功率放大或详细的恒星计数下仔细扫描”[29］．1990年六分仪的发现证实了这一假设()[31，这是自动印版机(APM)对几十年前仔细检查过的POSS和ESO/SRC调查数据进行扫描后得出的过于密集的星数。六分仪的发现是第一次大规模的、自动的银河系伴星搜索的一部分[32］．1994年偶然发现的第11个银河系伴侣人马座[33是在20世纪的摄影调查数据中发现的最后一颗银河系矮星。

自从发现了11颗经典的银河系矮卫星以来，Kleyna等人[34和Whiting等[35]分别对COSMOS/UKST南天调查和POSS-II、ESO/SRC调查数据进行了系统搜索。Whiting的眼球，全天空搜索的结果是发现了Local Group矮星Antlia ()及Cetus ()，而不是新的银河系卫星。与第一部分中描述的现代搜索最接近的前身3.， Kleyna等人在恒星计数的空间平滑像素化地图中寻找分辨率过高的恒星。虽然他们的调查没有发现新的矮星系，但他们对银河系矮卫星普查进行了第一次详细的描述。这些搜索的检测限制将在本节中讨论4．

3.SDSS时代中最低光度矮星的开采

尽管在20世纪可用的调查数据中对矮星系的搜索取得了令人印象深刻的成功，但经验证据表明，银河系矮星系的普查可能还没有完成[2，16］．此后，斯隆数字天空调查(SDSS， [36)，发现了14兆瓦的矮星(可能还有矮星)作为已分辨恒星的超密度，彻底改变了矮星系宇宙学领域:2005年大熊星座[37和Willman 1(原名SDSSJ1049+5103， [38]);2006 -牧夫座我39大熊座II [40，《维纳斯传》[41];2007-Segue 1，彗发白龙尼斯，狮子座IV，藤条金星II，大力神(所有宣布在[42)， Leo T [43， Boötes II [44];2008 - V(狮子座45];2009 - segue 2 (46］．后续观测证实，其中大多数是由暗物质主导的(中央M/L高达1000 [3.，13)，最少发光的(［47)，也是宇宙中已知的化学演化程度最低的星系之一[48，49］．在这14个星系中，威尔曼1、Segue 2和Boötes II还没有被证明是矮星系，而不是星团或未绑定的残余物。超暗矮星也被预测是暗物质湮灭产生的伽马射线的最可探测的来源[50，51］．在这些银河系发现的同时，11个新的M31卫星星系已经被发现，主要是在大型INT和CFHT对M31(和IX -和XX，［52- - - - - -58])。

SDSS数据集的成就似乎特别值得注意，因为数据是在2.5米望远镜上1分钟曝光获得的，结果是-震级极限22.2。一般来说，将已分解的矮星系的普查推到较低亮度和较远的距离可以通过以下方式完成:(1)获取较弱的视星等的恒星光度测定，(2)更有效地抑制来自于矮星系的恒星的噪声，和/或(3)减少伪探测，其主要来源是被误分类为点源的星系团星系[32，34］．(2)和(3)的特点是它的多波段光度测定和准确的恒星-星系分离。数码相机和测量的一致性也在它作为一个丰富的狩猎场扮演了关键角色。

中值光度为（ )，它的亮度比银河系低1000万倍。除了威尔曼1号和利奥T号之外，所有的新银河系卫星在SDSS的图像中都是看不到的，即使是事后来看。这些不可见星系的存在是如何被揭示的?可持续发展计划第七次公布数据(DR 7) [59，包括11663超过1亿颗已编目的恒星。导致超暗矮星发现的搜索仅仅是基于对这些编目恒星的分析。所采用的方法在本质上都是相似的，从Willman等人的研究开始[60］．这里总结的搜索技术是Walsh等人在最近的自动化搜索中使用的具体方法(WWJ [61])。

（一世）对点源应用颜色大小过滤器。SDSS-Depth数据中的DWARF中搜索的主要噪声源是MW星。数字1 (b)表明MW恒星的颜色和星等都模糊不清。红色羽流包含薄盘主序星，明亮的蓝色羽流包含厚盘主序关闭星，微弱的蓝色羽流包含晕状的MSTO星和MS星。然而，属于矮星系的恒星将占据一个明确的颜色星等空间区域。因此，所有颜色和星等与矮星系(在特定距离)不一致的恒星都可以被过滤掉。WWJ使用吉拉尔迪等时线来定义一个年龄在8到14 Gyr之间的恒星的颜色星等(CM)滤波器．此过滤器显示在图中1(一)对于一个矮星系来说原谅。与[的匹配过滤技术不同62，滤光片之外的星星简单地从分析中删除。没有进行加权，因为过滤器并不打算从特定的恒星种群中精确匹配恒星。CM滤波器移到16个值在16.5到24.0之间寻找小矮星原谅。数字1(一)显示了一个20kpc色阶滤波器包含了来自厚盘星和晕星的大量噪声。数字1 (d)显示了一个100千分之一的滤光器主要位于两个羽流之间，并包含了来自微弱晕星的污染。这个100 kpc滤波器的水平分支(HB)扩展通过了MSTO晕星，表明这个HB扩展可能包含更多的噪声，而不是来自最不明亮系统的信号。尽管WWJ的分析是自动化的，并且没有包含可视化组件，但是这个处理步骤的结果如图所示2(一个)和2 (b)．大熊座一号超微弱矮星(， kpc) is not visible in the star count map on the left. After CM filtering, a slight overdensity of point sources becomes visible.

(2)创建恒星表面密度的空间平滑图像。正如20世纪90年代对附近矮星系的搜索所做的那样[32，34，通过CM滤波的恒星数量密度图用空间核进行平滑，以增强来自邻近矮星系的角尺度大小的已分辨物体的信号。WWJ只使用了a缩放长度过滤器，而[14应用了两种不同角度大小的滤波器。这个分析步骤的结果如图所示2 (c)，这表明大熊座1号星在一张空间平滑的cm滤波星图中显得很突出。

(3)确定具有统计学意义的过度密度。搜索10000人针对16个不同距离的矮星进行优化，单一的恒星种群和尺度大小的选择需要评估6亿个数据像素的统计显著性，这些数据像素不一定遵循信号的高斯分布。设置探测阈值以选择候选矮星系是通过模拟大量的搜索实现来完成的，假设点源的随机分布，并且只允许一个完全虚假的探测。阈值设置为CM滤波后的点源数密度的函数。

（iv）后续的候选人。探测阈值以上的区域被认为是MW矮星系的候选区域。虽然设置阈值是为了防止检测随机分布的点源集合的任何随机波动[61，这些探测只是“候选者”，因为已解决的矮星系并不是天空中预期的唯一可能密度过大的点源。例如，在银河系的光环或(非)束缚的星团中，丰富的潮汐碎片的波动可以被探测到。为了找到矮星系中恒星的颜色星等序列，需要进行后续光度测定，也需要进行后续光谱学，根据观测到的视线速度来测量暗质量含量(暗物质需要被分类为一个星系)。

这种搜索算法非常有效。在WWJ的搜索中，在SDSS之前未分类的11个最强的探测源是14个(可能)超微弱的银河系矮星中的11个。除了Boötes II，所有这些都是在WWJ搜索之前就知道的。请参阅本节的参考文献。3.进一步的观察证实了这些物体是矮星系。几个小组正在对尚未分类的SDSS矮星系候选星系进行后续观测，包括剑桥大学IoA的一个小组(M. Walker，私人通信)和MPIA的一个小组(N. Martin，私人通信)。的斯特朗洛失踪的卫星团队(PI H. Jerjen)现在也在获取和分析观测来自WWJ搜索的24个候选人9500平方度的SDSS DR6。

由于大多数可能的矮星系候选星系已经被追踪，SDSS I可能已经被完全挖掘出超弱矮星。然而，必须对所有被识别的对象进行具体分类，直到用于量化调查限制的检测阈值。如果有矮星系隐藏在低显著性的探测中，那么他们必须被包括在解释全球人口的属性到观测极限的时候。如果在任何地方都没有矮星系接近探测阈值，那么可能就不会有许多光度(距离)比已知人口中类似的矮星系稍弱(稍远)的看不见的矮星系。

4.银河系矮星普查的局限性

如本节所述1，一个定义明确的矮星普查是必要的使用MW矮星系人口作为暗物质和星系形成物理学的探测器。50多年来，天文学家一直使用各种方法来描述银河系矮星普查的完整性，从Wilson [28，他观察到“(帕洛玛天文台)巡天所提供的天空的统一覆盖使我们可以估计出本星系群中雕刻型星系的可能总数。”

直到今天，人们对在华的MW矮星的可能数量仍然知之甚少［32，34，它包含了我们星系周围1/3的体积，这是由于星系盘的遮挡。SDSS足迹的很大一部分是在；因此，在这种严重的光学波长观测偏差上还没有取得进展。用无线电和近红外波长(2MASS)搜索银河平面附近的卫星比光学研究受盘状遮挡的影响小。虽然在这些波长上已经初步发现了两颗卫星(HI调查数据中的高速云Complex H [64]，Canis专业在2Mass [65)，对非光学波长的MW矮星的搜索还没有取得很大的成果，也没有得到详细的量化。

同样，南半球矮星系普查的局限性也没有改变，因为搜索是用照片底片数据进行的。Kleyna等人[34]通过在COSMOS调查数据中插入具有雕塑家物理尺度大小的模拟星系，得出了详细的搜索探测限制。他们发现南方的天空是接近180 kpc和微弱到1/8的矮星吗，对应．Whiting等人也定量地描述了他们在南方天空中寻找矮星的视觉搜索的完整性，并估计了有限的表面亮度(玛格)，超过这个表面亮度限制的矮星的完整度为77% [35］．

因此，很可能在SDSS I数据中发现的14个超微弱矮星中，没有一个是在SDSS足迹之外发现的。在SDSS的足迹中，对超暗矮星普查局限性最广泛的计算是WWJ。WWJ模拟了近400万个人工星系的可探测性，这些星系的光度、尺度大小、距离和星系纬度都在这个范围内[61］．他们估计SDSS MW DWARF人口普查超过99在300kpc的范围内完成亮度超过的矮星规模可达1 kpc。尽管这是一个巨大的进步，14颗新兆瓦卫星中只有4颗的亮度超过这个上限。的距离在可以检测到具有某些属性的90％的DWARF，与对象的分布无关。是35、60和100 kpc的矮人,其规模大小与已知的超昏厥相似，且绝对量级相同。(这比距离小在90%具有某些属性的矮星都能被探测到。)较大的尺度长度(较低的表面亮度)系统不易被察觉。例如，系统尺寸为100台或以上而在SDSS中，500pc的尺寸是无法检测到的。Koposov等人[14]推导出了SDSS寻找超弱矮星的定量探测极限，并发现了类似的结果。

作为距离的函数，在MW矮星普查中仍然存在光度偏差，这有几个主要的含义。首先，未知的MW矮星的潜在径向分布阻止了对其总数或光度函数的无假设预测。第二，在观测到的和预测到的MW矮星空间分布之间进行无假设的比较仍然是不可能的。然而，对空间分布的研究只包括较亮的MW矮星()将提供对模型的初步洞察。最后，四个MW超微弱的同伴(Willman 1, Boötes II, Segue 1和2)有（）.目前,只有SDSS范围内的1/200的体积已经被用于这种超微弱。在其他如此低光度的环境中有原始矮星吗?回答这个问题对于确定它们的光度极低是由于自然因素(它们就是这样形成的)还是后天因素(例如，银河系的潮汐场移除了以前束缚的恒星)至关重要。初步的形态学研究表明，最近的超弱光的性质可能受到了MW潮汐场的影响。

这些限制和成就在大多数SDSS足迹中并没有实质性的差异。SDSS DR6占用空间的50%位于,只10%．几乎是相同的矮星和是为了少25%,这取决于．由于CM过滤器（图1)，不包括星星，从分析中剔除了大部分的薄盘恒星。虽然空间变异较弱一般在美国，银河系纬度加经度较低的地区，或包含大量人马座流碎片的地区，对矮星的敏感度较低。搜索范围扩展到，必须仔细注意可探测性对银河方向的依赖。

5.用于超微弱的矮人后SDSS

从发现的发现兴奋到更多的具体比较，观察和预测之间的比较将需要在部分中描述的观测限制的进展4．在这里，我们重点介绍几个新的和即将进行的广域光学调查，这些调查包含了取得这一进展所需的质量。

南方巡天(SSS) [22]和PanSTARRs (PS1)分别是对整个南方和北方天空的光学测量。预计测绘工作将于2009年底展开，而PS1已开始收集测绘数据。SDSS滤光器[66加上Strömgren过滤器将用于SSS，而SDSS加上一个PS1使用的是1微米的滤波器。这些观测都是在小孔径望远镜上进行的(SSS为1.3米，PS1为1.8米)，在大约5年的时间内反复获得天空图像。从这些调查中预期的共加点源目录将比SDSS目录深0.5 (SSS)到1 (PS1)级。

对SSS中已确定的矮星系的搜索将由H. Jerjen和斯特朗洛失踪的卫星在PS1将由N. Martin在MPIA领导。在SSS和PS1之间，将获得一个完整的光学波长的天空数字图像，第一次接近75%。天空的区域被SSS观测到的星系应该包含许多可发现的超暗星系——与北方已知的星系相比，可能有十几个。这些新的调查也将极大地促进我们对圆盘附近矮星分布的理解。然而，矮矮星的开采量却很低将需要仔细调整应用于SDSS数据的搜索技术，因为在低银河纬度存在严重的银河污染和遮蔽。例如，经常使用a运行窗口以测量前景的局部密度[14，61］．低星盘星数密度的空间梯度较大在寻找局部过密度时，需要更仔细地描述平均点源计数。

这些即将进行的调查还将揭示银河系星系体积中更大一部分的超暗矮星。从SDSS中矮星的可探测性得出一个幼稚的推断．在这种近似下，用类似于SDSS数据的方法分析PS1恒星目录将会揭示矮星(在 )的距离1.6倍的距离，体积是4倍。尽管有了预期的改进，这些调查仍无法对银河系内的超暗矮星系数量进行公正的测量(300 kpc)。

只有一次巡天，如计划中的大型巡天望远镜(lst) (http://www.lsst.org/)项目目前计划于2016年开始调查，该项目将有可能产生对超微弱矮星系数量的测量，真正满足充分利用这些天体进行暗物质和星系形成科学研究所需的所有观测要求。lst的主要模式将是计划中的“深-宽-快”巡天，将观测20000个天体的天空大约1000倍超过6个波段(SDSS+）.单次15秒曝光的预期时间为5秒的极限最后一个10年共同增加的目录有一个预期的限制［24］．

对上述PS1调查中SDSS中矮星的可探测性，Tollerud等人使用了相同的朴素外推。[15表明，对类似于lst的10年恒星目录进行类似于sdss的分析将会揭示这一点矮人的距离至少400公里每小时。根据这种推断，在整个本星系群甚至更远的地方，都可以探测到更明亮的超弱光。这样的计算假设污染点源的数量密度通过颜色量级滤波(如图所示)1）不会随着距离而变化。但是，点源群的景观幅度越来越淡刻从图中所示的SDSS深度数据中有很大差异很大程度上1．

数字1结果表明，银河系中厚盘、晕型主序星和主序反转星是SDSS搜索的主要噪声。在较弱的视星等，未解决的星系的数量密度，即不能单独从形态上区分单个恒星的高红移星系，迅速增加。数字3.显示了星系的颜色星等图哈勃超深视场(HUDF)的角全宽半最大尺寸小于，LSST的预期平均图像质量。全呈现为恒星中的恒星源;它们超过星系超过了75倍。

图中的cmd4更详细地说明在深入搜寻已分辨的超暗矮星时所预期的点源污染。数字4(一)显示一个纹理（http://stev.oapd.inaf.it/cgi-bin/trilegal)[68的模拟银河系恒星在一个正方形的deg场=(45岁,40)。数字4 (b)显示了将被lst观测到的星系数量的模拟。LSST图像模拟项目(由华盛顿大学的a . Connolly领导)基于Millennium模拟生成的模拟目录[69］．图上画了一个古老而缺乏金属的恒星群的等时线4(一)显示红巨星分支恒星属于一个系统300kpc远的地方将会受到MW晕矮星和次矮星的污染）.在多色深度和光度精度的多色调查数据中，颜色可用于基于温度，金属性和表面重力选择恒星[70］．例如，已经证明结合在光晕距离上将缺乏金属的红巨星与银河系圆盘上的红矮星分开，但仅仅是的深度数据[71］．SDSS在所有滤镜中都不够深，无法对距离超过25kpc的恒星进行光度分类。lst将有足够小的光度误差来光度选择外晕距离的红巨星。因此，外晕距离红巨星的色-色选择可以揭示出在MW晕距离下的束缚和非束缚结构，从而达到前所未有的低表面亮度。

图上的过线等时线4 (b)表明，在MW外晕中一个古老且缺乏金属的恒星群中，主序恒星的关闭将被未解决的星系严重污染。模拟星系目录预测700000个星系与27.5和1．5．相比之下，Trilegal模型预测每个星星35 000颗星同样的颜色和大小。根据HUDF的目录，在LSST可以接近的微弱星等中，大约有一半的星系的角大小小于预期的中值图像质量．因此，未解决的星系数量比观测到的恒星多100倍当仅使用角度大小来对物体进行形态学分类时，与小HUDF视场的结果一致。

最不明亮的（）系统只能由他们的MSTO和主要序列星光发现，因为它们有很少的，如果有的话，如果有的话，那么红巨星星星。因此，未解决的星系的污染因此可能是在大距离中发现这种系统的灾难性，特别是因为星系本身是聚集的，因此不提供可以容易地移除的平滑背景。然而，仔细的形态学分类和色彩幅度滤波的组合可用于大大降低来自未解决的星系的噪音。实际上，不通过简单的角度尺寸测量来执行星形星系分离;源光源的延伸形状通常用于区分星星和星系。例如， [72]描述了一种方法，利用单个物体的光廓增长曲线来产生形态上的恒星-星系分类。这种类型的分类仍然会产生一个由微弱星系主导的恒星目录。星系也有不同于恒星的颜色。例如，在深透镜巡天(Deep Lens Survey)中，颜色-颜色信息已经被用来在非常微弱的亮度下区分银河系恒星和未解决的星系。深透镜巡天是用多个光学滤光片对地面进行的深度巡天[73］．

在lst深度数据中搜索矮行星的一个重要考虑因素是后续观测的前景。为了确认14颗已知的超弱矮星中的许多，需要后续成像来获得深层的cmd。然而，从地面上可能无法获得比预期的lst极限r-震级27.5更深的彩色震级图。利用JWST进行太空跟踪来确认新的矮星可能也不可行，因为矮星的数量可能在数百个(候选矮星的数量更多)，而且JWST上的摄像机的视野()比除了最小尺寸的矮星外的所有矮星的角度尺寸都要小。通过半度视野，超新星加速探测器(SNAP)上的相机可以提供所需的成像，以确认在LSST数据中暂时探测到的相对遥远的矮星的存在。目前还没有计划让SNAP成为此类科学研究的一个尖锐工具。因此，在甚深调查数据中，某一超微弱探测所需分辨的恒星数量必然要高于SDSS-depth数据。目前用于测量新超暗物体质量的光谱资源(例如凯克II上的DEIMOS, MMT上的Hectochelle)也已经被SDSS上发现的矮星推到了极限。用这些资源无法有效地研究更暗淡或更远的矮星，相反，将需要下一代30米级望远镜(如巨型麦哲伦望远镜或30米望远镜)和/或仪器。

搜索的最后一个考虑是基于lst深度数据中已分辨的恒星——属于较遥远卫星的恒星可能的拥挤程度。虽然在较遥远的星系中分辨出的恒星较少，但分辨出的恒星的视角分离随着距离的增加而减小。如果平均恒星间距相对于图像中恒星的平均全宽半最大值很小，那么一个物体可能会受到混淆限制，它的单个恒星在标准光度管道中无法识别。理论上，超微弱的矮星系距离太远，无法探测到密度过高的恒星，在此之前，它们的困惑会受到限制吗?使用Dotter恒星光度函数(http://stellar.dartmouth.edu/)[74]，并假设恒星目录深度与lst 10年coadd (10 Gyr中已分辨恒星之间的平均间距，[Fe/H] =)相同在100 kpc -的距离下，恒星数量大致不变．是矮人的乐观限制检测距离．用于带秤尺寸的超淡淡的银河系卫星与类似星等的超弱光相比，这种平均距离要小50%(因此恒星之间的角距也要小)，预计其范围介于两者之间和．因为这种分离大于LSST的平均图像质量，并且由于LSST可能通过同时曝光的光度计来达到其辅助深度，而不是光度计单个堆叠图像，所以拥挤不应该是一个能够抑制未来矮人搜索的技术问题。

6.结论

未来的15年将是近场矮星系宇宙学的激动人心的时刻。很大程度上取决于最近5年才发现的新一类超暗星系，但这可能是数量最多、在宇宙学上最重要的一类星系。然而，要有效地利用这些矮星作为宇宙学晴雨表，还需要改进许多观测局限性。几次大视场的光学调查正在计划中，这可能最终揭示出MW卫星数量的真实性质和超暗矮星的真实性质。对恒星数量的仔细统计分析将继续是识别超微弱的主要方法，已知超微弱的表面亮度低至27.5镁．未来的调查可能会通过漫射光，而不是单个恒星，在Mpc和更远的距离发现这样的物体。计划中的和目前的红外波段调查将至少补充光学数据集对矮星系的搜索，并将为银河系平面附近的矮星系搜索提供重要支持。即将到来的Vista半球调查(PI Richard McMahon)将拍摄整个南方天空和比2MASS深4级。UKIDSS正在进行调查，正在获取7000红外线成像在北部的深度，包括部分银河面。这些调查有望打开足够多的新的矮行星发现空间，揭示光学数据集中还无法获取的系统。

有针对性的调查也将揭示其他系统中的低亮度星系，尽管他们还不能揭示像MW超弱星系那样低亮度的物体。最近,(75发现了22个微弱的矮星系候选星系M81左右。他们在65平方度的深度成像中使用眼球评估和自动分析分辨出的恒星。正在进行的“熊猫”(PI A. McConnachie)在M31和M33附近350平方度的调查预计将揭示这些星系周围的弥散物体，其亮度为每平方弧秒32个星等。

未来将会揭示我们是否已经看到了星系形成的最终极限。有一种可能性仍然存在:要么(1)超暗矮星的低亮度是自然造成的，而不是后天形成的;要么(2)目前的调查数据不够深，不足以揭示最不明亮的系统，而大量的超暗矮星就在我们的手指之外。无论如何，在不久的将来，至少会有几十颗超微弱卫星被发现，可能有数百颗甚至更多。

致谢

作者感谢两位审稿人的评论，这提高了本文的清晰度和质量。她还感谢Haverford的Joe Cammisa对计算的支持，感谢Marla Geha对Figure的启发2NSF AST-0908193支持本工作。

参考文献

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