Sous-groupe local

Le Sous-groupe local ou (sous-)groupe de la Voie lactée est le sous-groupe de galaxies dont l'objet primaire est la Voie lactée. Ses autres composantes sont les galaxies satellites de la Voie lactée.

Le Sous-groupe local est lui-même une des composantes du Groupe local, partie de la Feuille locale, incluse à son tour dans le Volume local.

Histoire

Les premières découvertes

Les satellites les plus brillants de la Voie lactée, le Grand nuage de Magellan (LMC) et le Petit nuage de Magellan(SMC), sont visibles à l'œil nu dans l'hémisphère austral. On pense que la plus ancienne référence connue relatives à ces ceux galaxies provient du « Livre des étoiles fixes » d'Abd al-Rahman al-Sufi en 964 de notre ère. Il faudra près d'un millénaire avant que ces deux objets ne soient suggérés pour la première fois comme étant des satellites distincts de la Voie lactée par le météorologue et astronome américain Cleveland Abbe (1838 – 1916) en 1867[1].

Aucune autre galaxie satellite n'a été détectée autour de la Voie lactée jusqu'en 1937, lorsque la galaxie naine du Sculpteur a été découverte par Harlow Shapley. Durant les quatre décennies qui ont suivi, les découvertes se sont succédé. Shapley lui-même découvrit la galaxie naine du Fourneau en 1938 et 4 autres galaxies naines (Lion I, Lion II, la galaxie naine du Dragon et la galaxie naine de la Petite Ourse) ont été détectées entre les années 1950 et 1970. Par la suite, durant les années 1980 et 1990, très peu de découvertes ont été effectuées.

À l'aube du XXIe siècle, le recensement satellitaire du groupe local s'élevait à environ vingt-cinq galaxies[2].

La révolution CCD

Cependant, au cours des années 2000, notre vision de l'Univers a été profondément modifiée, suite aux innovations effectuées dans la technologie de l’image, ce qui a conduit à une multitude de découvertes de galaxies, moins lumineuses que celles découvertes auparavant.

l'adoption des capteurs photographique CCD (ou capteur d’image CCD) dans l’imagerie astronomique a été l'un des principaux moteurs de ce changement radical. Le premier capteur CCD (en anglais, Charge Coupled Device) a été conçu et inventé en 1969 par Willard S. Boyle et George E. Smith. Ils ont remporté le prix Nobel en 2009 pour cette invention.

Les premières images astronomiques terrestres prises avec un capteur d’image CCD l'ont été en 1976 avec le télescope de l'observatoire du mont Lemmon. Les avantages ont été tout de suite évidents. Tout d'abord, l'image peut être visualisée immédiatement sans traitement complexe. Cela a permis des temps d’exposition plus longs pour détecter des objets à faible luminosité, telles que les galaxies à faible brillance de surface. Et, comme les données sont enregistrées numériquement, elles peuvent être immédiatement stockées et lues par n'importe quel ordinateur, ce qui n'est pas le cas des grandes plaques photographiques.

L'imagerie CCD a été mise en œuvre dans des relevés astronomique tels que le Sloan Digital Sky Survey (SDSS) ce qui a permis de détecter un grand nombre de galaxies naines sphéroïdales (dSph) de la Voie lactée, y compris des systèmes inhabituellement petits et faiblement lumineux comme Willman 1 et Segue 1.

Ces deux satellites, et ceux découverts depuis, qualifiés de galaxies naines ultra-pâles, avec des rayons effectifs de 20 à 130 pc et des masses stellaires de l’ordre de M∗ = ∼ 103 M⊙ à 104 M⊙, se  caractérisent par des paramètres, les situant au milieu de la distribution bimodale, bien établie jusqu'alors, entre les amas globulaires possédant un rayon effectif maximal de 30 pc et les galaxies dSph, d'un rayon effectif minimal de 130 pc[3].

Avec les relevés astronomiques ultérieurs, notamment PanSTARRS 1, le Dark Energy Survey (DES), l’Hyper SuprimeCam Survey (HSC), et le DECam Local Volume Exploration survey (DELVE), le nombre de satellites connus de la Voie lactée n'a cessé d'augmenter chaque année. Alors qu'avant le Sloan Digital Sky Survey (SDSS), la galaxie la moins lumineuse connue dans la Voie lactée était la galaxie naine du Sextant avec une magnitude absolue de MV = ∼ - 8,5, nous avons maintenant des galaxies confirmées à MV = - 2,0 et des galaxies candidates avec MV = +2,2[2].

Liste des galaxies

Autour de la Voie lactée gravitent, à fin 2024, 49 galaxies satellites confirmées et 14 galaxies candidates, auxquelles s'ajoutent des amas globulaires et des amas stellaires.

La liste suivante énumère les galaxies confirmées ainsi que les galaxies candidates, classées par odre de distance croissante de la Terre.

Galaxie Classe Type Distance héliocentrique Magnitude absolue

ou Luminosité
(millions de soleils)[4]

La Voie lactée (notre galaxie) Spirale Sb 0 8 300
Galaxie naine du Grand Chien Irrégulière Irr environ 7,7 kpc (∼25 100 al) 20
Dragon II[5],[6] Naine candidate - 21,5 ± 0,4 kpc (∼70 100 al) MV = − 0,8+0,4
-1,0 mag
Segue 1[7] Naine sphéroïdale dSph 23 ± 2 kpc (∼75 000 al) MV = − 1,5+0,6
-0,8 mag
Galaxie naine du Sagittaire Naine elliptique dSph(t) environ 24,4 kpc (∼79 600 al) 18
Toucan III[8] Naine candidate - environ 25 kpc (∼81 500 al) MV = − 2,4 ± 0,4 mag
Hydre mâle 1 (Hydrus 1)[5],[9] Naine elliptique UFD 27,6 ± 0,5 kpc (∼90 000 al) MV = − 4,71 ± 0,08
Carène III[10] Naine ultra-pâle UFD 27,8 ± 0,6 kpc (∼90 700 al) MV = − 2,4 ± 0,2 mag
Triangulum II[11]’[5] Naine ultra-pâle UFD 28,4 ± 1,6 kpc (∼92 600 al) MV = − 1,2 ± 0,4 mag
Réticule II[12] Naine ultra-pâle UFD environ 30 kpc (∼97 800 al) MV = − 2,7 ± 1,0 mag
Galaxie naine de la baleine II[13] Naine candidate - 30 ± 3 kpc (∼97 800 al) MV = 0,0 ± 0,68 mag
Galaxie naine de la Grande Ourse II[14] Galaxie naine sphéroïdale UFD environ 32 kpc (∼104 000 al) MV = − 4,25 mag
Segue 2[15] Naine sphéroïdale dSph environ 35 kpc (∼114 000 al) MV = − 2,5 mag
Carène II[10] Naine ultra-pâle UFD 36,2 ± 0,6 kpc (∼118 000 al) MV = − 4,5 ± 0,1 mag
Willman 1[15] Naine sphéroïdale dSph 38 ± 7 kpc (∼124 000 al) MV = − 2,5 ± 0,3 mag
Bouvier II[16] Naine sphéroïdale dSph 39 ± 2 kpc (∼127 000 al) MV = − 2,7 ± 0,9 mag
Galaxie naine de la chevelure de Bérénice[14] Galaxie naine sphéroïdale UFD environ 44 kpc (∼144 000 al) MV = − 4,38 mag
Peintre II[17] Naine ultra-pâle UFD 45+5
−4 kpc (∼147 000 al)		 MV = − 3,2+0,4
-0,5 mag
Bouvier III[16],[18] Rémanent de naine sphéroïdale  ? - 46 ± 2 kpc (∼150 000 al) MV = − 5,8 ± 0,5 mag
Toucan IV[19] Naine ultra-pâle UFD environ 47 kpc (∼153 000 al) MV = − 3+0,3
-0,4 mag
Grand Nuage de Magellan Irrégulière Irr/SB(s)m environ 48,5 kpc (∼158 000 al) 2 100
Lion V[20] Naine ultra-pâle UFD 49 ± 16 kpc (∼160 000 al) MV = −4,29 ± 0,36
Grue II[19] Naine ultra-pâle UFD environ 55 kpc (∼179 000 al) MV = −3,5 ± 0,3 mag
Toucan II[12] Naine sphéroïdale dSph environ 58 kpc (∼189 000 al) MV = − 3,9 ± 0,2 mag
Petit Nuage de Magellan Irrégulière SB(s)m pec 61 ± 3 kpc (∼199 000 al) 580
Galaxie naine de la Petite Ourse Naine sphéroïde dE4 environ 63 kpc (∼205 000 al) 0,3
Galaxie naine du Bouvier[21] Naine sphéroïde dSph environ 65 kpc (∼212 000 al) MV = − 5,8 ± 0,5 mag
Vierge II[22] Naine candidate - 72+8
−7 kpc (∼235 000 al)		 MV = − 1,6+0,4
-0,6 mag
Horloge II[23] Naine candidate - 78 ± 8 kpc (∼254 000 al) MV = − 2,6+0,2
-0,3 mag
Éridan IV[24] Naine ultra-pâle UFD environ 78,7 kpc (∼257 000 al) MV = − 4,7 ± 0,2 mag
Horloge I[12] Naine sphéroïdale dSph environ 79 kpc (∼258 000 al) MV = − 3,4 ± 0,1 mag
Galaxie naine du Dragon Naine sphéroïde dE0 pec 80 ± 10 kpc (∼261 000 al) 0,3
Petit Lion I[22] Naine candidate - 82+0,4
−0,7 kpc (∼267 000 al)		 MV = − 2,4+0,5
-0,4 mag
Phénix II[25] Naine ultra-pâle UFD 84,1 ± 8,0 kpc (∼274 000 al) MV = − 2,7 ± 0,4 mag
Verseau III[26] Naine ultra-pâle UFD 85 ± 4 kpc (∼277 000 al) MV = − 2,5+,03
-0,5 mag
Galaxie naine du Sextant Naine sphéroïde dE3 86 ± 6 kpc (∼280 000 al) 0,5
Galaxie naine du Sculpteur Naine sphéroïde dE3 environ 87 kpc (∼284 000 al) 2,2
Vierge I[27] Naine candidate - 87+13
−8 kpc (∼284 000 al)		 MV = − 0,8 ± 0,9 mag
Pégase IV[28] Naine ultra-pâle UFD environ 90 kpc (∼294 000 al) MV = − 4,25 ± 0,2 mag
Réticule III[13] Naine ultra-pâle UFD 92 ± 13 kpc (∼300 000 al) MV = − 3,3 ± 0,29 mag
Galaxie naine de la Grande Ourse I[14] Galaxie naine sphéroïdale UFD environ 97 kpc (∼316 000 al) MV = − 5,12 mag
Galaxie naine de la Carène Naine sphéroïde dE3 environ 100 kpc (∼326 000 al) 0,4
Bouvier V[29] Naine candidate - 100 ± 20 kpc (∼326 000 al) MV = − 4,5 ± 0,4 mag
Galaxie naine du Verseau II[30] Naine ultra-pâle UFD 107,9 ± 3,3 kpc (∼352 000 al) MV = − 4,36 ± 0,14 mag
Lion VI[31] Naine ultra-pâle UFD 111+9
−6 kpc (∼362 000 al)		 MV = − 3,56+0,47
-0,37 mag
Lion IV[20] Naine ultra-pâle UFD 114 ± 13 kpc (∼372 000 al) MV = − 4,99 ± 0,26
Peintre I[32] Naine candidate - environ 114 kpc (∼372 000 al) MV = − 3,1 mag
Centaure I[24] Naine ultra-pâle UFD environ 116,3 kpc (∼379 000 al) MV = − 5,55 ± 0,11
Coupe 2[33] Naine sphéroïdale dSph environ 117,5 kpc (∼383 000 al) MV = − 8,2 mag
Grue I [34] Naine ultra-pâle UFD environ 120 kpc (∼391 000 al) MV = − 3,4 ± 0,3 mag
Antlia 2[33] Naine sphéroïdale dSph environ 131,8 kpc (∼430 000 al) MV = − 9,86 ± 0,08
Galaxie naine d'Hercule[35] Naine sphéroïdale dSph 132 ± 12 kpc (∼431 000 al) MV = − 6,6 ± 0,4 mag
Hydre II[36] Naine ultra-pâle UFD 134 ± 10 kpc (∼437 000 al) MV = − 4,8 ± 0,3 mag
Galaxie naine du Fourneau Naine sphéroïde dSph/E2 138 ± 8 kpc (∼450 000 al) 16
Sextant II[37] Naine candidate - 145+14
−13 kpc (∼473 000 al)		 MV = − 3,4 ± 0,4 mag
Vierge III[38] Naine candidate - 151+15
−13 kpc (∼493 000 al)		 MV = − 2,69+0,45
-0,56 mag
Chiens de chasse II[39] Naine sphéroidale dSph 159 ± 8 kpc (∼519 000 al) MV = − 5,37 ± 0,2 mag
Poissons II[40] Naine sphéroïdale dSph environ 180 kpc (∼587 000 al) MV = − 5 mag
Colombe I[11] Naine ultra-pâle UFD 183 ± 10 kpc (∼597 000 al) MV = − 4,2 ± 0,2 mag
Bouvier IV[41] Naine candide - 209+20
−18 kpc (∼682 000 al)		 MV = − 4,53 ±+0,23
-0,21 mag
Leo II Naine sphéroïde dE0 pec 210 ± 15 kpc (∼685 000 al) 0,6
Pégase III[42] Naine ultra-pâle UFD 215 ± 12 kpc (∼701 000 al) MV = − 3,4 ± 0,4 mag
Chiens de chasse I[39] Naine sphéroidale dSph 216 ± 8 kpc (∼705 000 al) MV = − 7,93 ± 0,2 mag
Leo I Naine sphéroïde dE3 250 ± 25 kpc (∼815 000 al) 4,8
Galaxie naine de la Baleine III[43] Naine candidate - 251+24
−11 kpc (∼819 000 al)		 MV = − 2,45+0,57
-0,56 mag
Éridan II[44] Naine sphéroïdale dSph 366 ± 17 kpc (∼1,19 million d'al) MV = − 7,1 ± 0,3 mag
Lion T[45] Naine ultra-pâle UFD 409+29
−27 kpc (∼1,33 million d'al)		 MV = − 7,1 mag
Leo A (* voir note) Irrégulière IBm V 690 ± 60 kpc (∼2,25 millions d'al) 3

Leo A, galaxie isolée, n'appartient pas formellement au sous-groupe local [46].

La galaxie naine Bouvier III est la probable progénitrice du courant stellaire nommé Styx[47].

Quant à DES I, Éridan III, et Toucan V se sont des amas stellaires[48]et Sagittaire II s'est révélé être in fine un amas globulaire[49].

Base de données

Il existe une base de données, construite et maintenue à jour par l'astronome Andrew Pace, relative aux galaxies naines et amas stellaires du Volume local, The Local Volume Database (LVDB), catalogue des positions et des propriétés observées (structurelles, cinématiques, chimiques et dynamiques) des galaxies naines et des amas d'étoiles dans le Groupe local et le Volume local. L'exportation de fichiers sous format CSV est possible et une extraction préétablie existe, intitulée dwarf_mw.csv, pour les seules galaxies naines de la Voie lactée[50].

Désignation

La nomenclature adoptée pour les nouveaux systèmes stellaires découverts dans le groupe local est que les galaxies naines sont nommées d'après les constellations dans lesquelles elles se trouvent, tandis que les amas globulaires sont nommés d'après le relevé astronomique qui les a trouvés ou l'auteur qui les a identifiés.

Lorsque plusieurs découvertes sont faites dans une seule constellation ou un seul relevé astronomique, les galaxies naines sont généralement numérotées avec des chiffres romains et les amas globulaires avec des chiffres arabes. L'un des inconvénients de cette convention est qu'il n'est pas toujours évident lorsqu'un objet est découvert de comment le classer.

Willman 1 et Segue 1 et 2 ont été nommées comme si ces objets astronomiques étaient des amas globulaires, et ils se sont avérés plus tard être des galaxies naines. Les astronomes sont divisés quant à savoir si leur numérotation doit être changée[5].

On peut aussi citer le cas d' Ursa Major III / UNIONS 1, satellite de la Voie lactée, désigné ainsi, dans l'attente de pouvoir déterminer plus précisément sa nature[51].

Notes et références

  1. ↑ (en) Cleveland Abbe, Esq, « On the Distribution of the Nebulæ in Space », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 27, no 7,‎ (lire en ligne Accès libre)
  2. 1 2 (en) Amandine Doliva-Dolinsky, Michelle L. M. Collins et Nicolas F. Martin, « The satellite galaxies of the Milky Way and Andromeda », ArXiv,‎ (lire en ligne)
  3. ↑ (en) Gerard Gilmore et al., « THE OBSERVED PROPERTIES OF DARK MATTER ON SMALL SPATIAL SCALES », The Astrophysical Journal,‎ (DOI 10.1086/518025, lire en ligne Accès libre)
  4. ↑ H. Couper et N. Henbest Encyclopedia of Space Dorling Kindersley, 2011. p. 209
  5. 1 2 3 4 (en) Joshua D. Simon, « The Faintest Dwarf Galaxies », Annu. Rev. Astron. Astrophys,‎ (lire en ligne Accès libre)
  6. ↑ (en) Nicolas Longeard et al., « Pristine dwarf galaxy survey – I. A detailed photometric and spectroscopic study of the very metal-poor Draco II satellite », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society,‎ (lire en ligne Accès libre)
  7. ↑ (en) Joshua D. Simon et al., « A COMPLETE SPECTROSCOPIC SURVEY OF THE MILKY WAY SATELLITE SEGUE 1: THE DARKEST GALAXY », The Astrophysical Journal,‎ (DOI 10.1088/0004-637X/733/1/46)
  8. ↑ (en) J. D. Simon et al., « Nearest Neighbor: The Low-mass Milky Way Satellite Tucana III », The Astrophysical Journal,‎ (lire en ligne Accès libre)
  9. ↑ (en) Sergey E. Koposov et al., « Snake in the Clouds: a new nearby dwarf galaxy in the Magellanic bridge », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 479,‎ (lire en ligne Accès libre)
  10. 1 2 (en) G. Torrealba et al., « Discovery of two neighbouring satellites in the Carina constellation with MagLiteS », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society,‎ (lire en ligne Accès libre)
  11. 1 2 (en) Jeffrey L. Carlin et al., « Deep Subaru Hyper Suprime-Cam Observations of Milky Way Satellites Columba I and Triangulum II », The Astronomical Journal,‎ (lire en ligne Accès libre)
  12. 1 2 3 (en) Sergey E. Koposov et al., « BEASTS OF THE SOUTHERN WILD: DISCOVERY OF NINE ULTRA FAINT SATELLITES IN THE VICINITY OF THE MAGELLANIC CLOUDS », The Astrophysical Journal,‎ (lire en ligne Accès libre)
  13. 1 2 (en) A. Drlica-Wagner et al., « EIGHT ULTRA-FAINT GALAXY CANDIDATES DISCOVERED IN YEAR TWO OF THE DARK ENERGY SURVEY », The Astrophysical Journal,‎ (DOI 10.1088/0004-637X/813/2/109)
  14. 1 2 3 (en) A. Katherina Vivas et al., « Gaia RR Lyrae Stars in Nearby Ultra-faint Dwarf Satellite Galaxies », The Astrophysical Journal Supplement Series,‎ (lire en ligne Accès libre)
  15. 1 2 (en) Alan W. McConnachie, « THE OBSERVED PROPERTIES OF DWARF GALAXIES IN AND AROUND THE LOCAL GROUP », The Astronomical Journal,‎ (DOI 10.1088/0004-6256/144/1/4)
  16. 1 2 (en) Branimir Sesar et al., « STACKING THE INVISIBLES: A GUIDED SEARCH FOR LOW-LUMINOSITY MILKY WAY SATELLITES », The Astrophysical Journal,‎ (DOI 10.1088/0004-637X/793/2/135)
  17. ↑ (en) A. Drlica-Wagner et al., « AN ULTRA-FAINT GALAXY CANDIDATE DISCOVERED IN EARLY DATA FROM THE MAGELLANIC SATELLITES SURVEY », The Astrophysical Journal Letters,‎ (DOI 10.3847/2041-8205/833/1/L5)
  18. ↑ (en) Jeffrey L. Carlin1 et D. J. Sand, « Boötes III is a Disrupting Dwarf Galaxy Associated with the Styx Stellar Stream », The Astrophysical Journal,‎ (lire en ligne Accès libre)
  19. 1 2 (en) J. D. Simon et al., « Birds of a Feather? Magellan/IMACS Spectroscopy of the Ultra-faint Satellites Grus II, Tucana IV, and Tucana V », The Astrophysical Journal,‎ (lire en ligne Accès libre)
  20. 1 2 (en) Sydney A. Jenkins et al., « Very Large Telescope Spectroscopy of Ultra-faint Dwarf Galaxies. I. Boötes I, Leo IV, and Leo V », The Astrophysical Journal,‎ (lire en ligne Accès libre)
  21. ↑ (en) V. Belokurov et al., « A FAINT NEW MILKY WAY SATELLITE IN BOOTES », The Astrophysical Journal,‎ (lire en ligne Accès libre)
  22. 1 2 (en) W. Cerny et al., « Six More Ultra-faint Milky Way Companions Discovered in the DECam Local Volume Exploration Survey », The Astrophysical Journal,‎ (lire en ligne Accès libre)
  23. ↑ (en) Dongwon Kim et Helmut Jerjen, « HOROLOGIUM II: A SECOND ULTRA-FAINT MILKY WAY SATELLITE IN THE HOROLOGIUM CONSTELLATION », The Astrophysical Journal Letters,‎ (DOI 10.1088/2041-8205/808/2/L39)
  24. 1 2 (en) M. E. Heiger et al., « Reading between the (Spectral) Lines: Magellan/IMACS Spectroscopy of the Ultrafaint Dwarf Galaxies Eridanus IV and Centaurus I », The Astrophysical Journal,‎ (lire en ligne Accès libre)
  25. ↑ (en) Burçi̇n Mutlu-Pakdi̇l et al., « A Deeper Look at the New Milky Way Satellites: Sagittarius II, Reticulum II, Phoenix II, and Tucana III∗ », The Astrophysical Journal,‎ (lire en ligne Accès libre)
  26. ↑ (en) W. Cerny et al., « Discovery and Spectroscopic Confirmation of Aquarius III: A Low-mass Milky Way Satellite Galaxy », The Astrophysical Journal,‎ (lire en ligne Accès libre)
  27. ↑ (en) Daisuke Homma et al., « A NEW MILKY WAY SATELLITE DISCOVERED IN THE SUBARU/HYPER SUPRIME-CAM SURVEY », The Astrophysical Journal,‎ (DOI 10.3847/0004-637X/832/1/21)
  28. ↑ (en) W. Cerny et al., « Pegasus IV: Discovery and Spectroscopic Confirmation of an Ultra-faint Dwarf Galaxy in the Constellation Pegasus », The Astrophysical Journal,‎ (lire en ligne Accès libre)
  29. ↑ (en) Simon E. T. Smith et al., « Discovery of a New Local Group Dwarf Galaxy Candidate in UNIONS: Boötes V », The Astronomical Journal,‎ (lire en ligne Accès libre)
  30. ↑ (en) Jordan Bruce et al., « Spectroscopic Analysis of Milky Way Outer Halo Satellites: Aquarius II and Boötes II », The Astrophysical Journal,‎ (lire en ligne Accès libre)
  31. ↑ (en) C. Y. Tan et al., « A Pride of Satellites in the Constellation Leo? Discovery of the Leo VI Milky Way Satellite Ultra-faint Dwarf Galaxy with DELVE Early Data Release 3 », The Astrophysical Journal,‎ (lire en ligne Accès libre)
  32. ↑ (en) Andrew B. Pace et Ting S. Li, « Proper Motions of Milky Way Ultra-faint Satellites with Gaia DR2 × DES DR1 », The Astrophysical Journal,‎ (lire en ligne Accès libre)
  33. 1 2 (en) Alexander P. Ji et al., « Kinematics of Antlia 2 and Crater 2 from the Southern Stellar Stream Spectroscopic Survey (S5) », The Astrophysical Journal,‎ (lire en ligne Accès libre)
  34. ↑ (en) Matthew G. Walker et al., « MAGELLAN/M2FS SPECTROSCOPY OF TUCANA 2 AND GRUS 1* », The Astrophysical Journal,‎ (DOI 10.3847/0004-637X/819/1/53)
  35. ↑ (en) T. A. Roderick et al., « STELLAR SUBSTRUCTURES AROUND THE HERCULES DWARF SPHEROIDAL GALAXY », The Astrophysical Journal,‎ (DOI 10.1088/0004-637X/804/2/134)
  36. ↑ (en) Nicolas F. Martin et al., « HYDRA II: A FAINT AND COMPACT MILKY WAY DWARF GALAXY FOUND IN THE SURVEY OF THE MAGELLANIC STELLAR HISTORY », The Astrophysical Journal Letters,‎ (DOI 10.1088/2041-8205/804/1/L5)
  37. ↑ (en) Massimiliano Gatto et al., « New KiDS in town Sextans II: A new stellar system on the outskirts of the Milky Way », Astronomy & Astrophysics (A&A),‎ (lire en ligne Accès libre)
  38. ↑ (en) Daisuke HOMMA et al., « Final results of the search for new Milky Way satellites in the Hyper Suprime-Cam Subaru Strategic Program survey: Discovery of two more candidates », Publications of the Astronomical Society of Japan, vol. 76,‎ (lire en ligne Accès libre)
  39. 1 2 (en) Sakurako Okamoto et al., « STELLAR POPULATIONS AND STRUCTURAL PROPERTIES OF ULTRA FAINT DWARF GALAXIES, CANES VENATICI I, BOOTES I, CANES VENATICI II, AND LEO IV », The Astrophysical Journal,‎ (DOI 10.1088/0004-637X/744/2/96)
  40. ↑ (en) V. Belokurov et al., « BIG FISH, LITTLE FISH: TWO NEW ULTRA-FAINT SATELLITES OF THE MILKY WAY », The Astrophysical Journal Letters,‎ (DOI 10.1088/2041-8205/712/1/L103)
  41. ↑ (en) Daisuke HOMMA et al., « Boötes. IV. A new Milky Way satellite discovered in the Subaru Hyper Suprime-Cam Survey and implications for the missing satellite problem », Publications of the Astronomical Society of Japan, vol. 71,‎ (lire en ligne Accès libre)
  42. ↑ (en) Dongwon Kim et al., « PORTRAIT OF A DARK HORSE: A PHOTOMETRIC AND SPECTROSCOPIC STUDY OF THE ULTRA-FAINT MILKY WAY SATELLITE PEGASUS III », The Astrophysical Journal,‎ (DOI 10.3847/0004-637X/833/1/16)
  43. ↑ (en) Daisuke HOMMA et al., « Searches for new Milky Way satellites from the first two years of data of the Subaru/Hyper Suprime-Cam survey: Discovery of Cetus III », Publ. Astron. Soc. Japan,‎ (lire en ligne Accès libre)
  44. ↑ (en) D. CrnojeviĆ et al., « DEEP IMAGING OF ERIDANUS II AND ITS LONE STAR CLUSTER* », The Astrophysical Journal Letters,‎ (DOI 10.3847/2041-8205/824/1/L14)
  45. ↑ (en) Gisella Clementini et al., « VARIABILITY AND STAR FORMATION IN LEO T, THE LOWEST LUMINOSITY STAR-FORMING GALAXY KNOWN TODAY », The Astrophysical Journal,‎ (DOI 10.1088/0004-637X/756/2/108)
  46. ↑ (en) Miguel A. Urbaneja et al., « The Metallicity and Distance of Leo A from Blue Supergiants », The Astrophysical Journal,‎ (lire en ligne Accès libre)
  47. ↑ (en) C. J. Grillmair, « FOUR NEW STELLAR DEBRIS STREAMS IN THE GALACTIC HALO », The Astrophysical Journal,‎ (DOI 10.1088/0004-637X/693/2/1118)
  48. ↑ (en) Blair C. Conn et al., « On the Nature of Ultra-faint Dwarf Galaxy Candidates. I. DES1, Eridanus III, and TucanaV », The Astrophysical Journal,‎ (lire en ligne Accès libre)
  49. ↑ (en) Nicolas Longeard et al., « The pristine dwarf-galaxy survey – III. Revealing the nature of the Milky Way globular cluster Sagittarius II », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 503,‎ (lire en ligne Accès libre)
  50. ↑ (en) Andrew B. Pace, « The Local Volume Database: a library of the observed properties of nearby dwarf galaxies and star clusters », arXiv,‎ (lire en ligne Accès libre)
  51. ↑ (en) Simon E. T. Smith et al., « The Discovery of the Faintest Known Milky Way Satellite Using UNIONS », The Astrophysical Journal,‎ (lire en ligne Accès libre)

Voir aussi

Liens externes

Articles connexes