超致密矮星系的比频率

我们旨在量化不同环境中超致密矮星系 (UCD) 的比频率，并将其与球状星团 (GC) 及潜在前身矮星系的频率联系起来。UCD 的频率是否与球状星团光度函数 (GCLF) 的亮端一致？我们提出了 UCD 比频率的定义：$S_{N,UCD}=N_{UCD}*10^{0.4*(M_{V,host}-M_{V,0})}*c_{w}$。参数 $M_{V,0}$ 是该定义的零点，其选择使得若 UCD 遵循 GCLF 的简单外推，则 UCD 的比频率与球状星团的比频率 $S_{N,GC}$ 相同。参数 $c_{w}$ 是针对 GCLF 宽度 $\sigma$ 的修正项。我们将 $S_{N,UCD}$ 的定义应用于天炉座 (Fornax)、长蛇座 (Hydra) 和半人马座 (Centaurus) 星系团、两个 Hickson 致密群以及本星系群中的光谱 UCD 搜寻结果。这包括天炉座中 180 个已确认 UCD 的大型数据库。我们发现推导出的 UCD 比频率与 GC 的比频率非常吻合，误差在 10-50% 以内。对于拥有 $S_{N,GC}$ 值的四个环境（天炉座、长蛇座、半人马座和本星系群），比值 ${S_{N,UCD}}/{S_{N,GC}}$ 为 $1.00 \pm 0.44$。这种良好匹配也适用于天炉座中的单个巨星系以及天炉座星系团内空间。随后，不同环境中推导出的 UCD 比频率的误差范围表明，由矮星系形成的 UCD 不超过 50%。我们表明，此类情景要求星系团中心 (<100 kpc) 中超过 90% 的原初矮星系被剥离了恒星。我们得出结论，UCD 的数量统计完全符合它们是 GC 种群亮端的观点。从统计学角度来看，无需引入额外的形成渠道。