文章开放获取 发表时间：2026年8月12日 自然（2026年） 引用本文 摘要 超弥散星系（UDGs）的暗物质含量是一个引起广泛讨论的主题。恒星流形成于宿主星系在潮汐作用下剥离轨道星系中的恒星，为约束外部星系的暗物质含量提供了一种强有力的技术。被剥离的恒星形成持久存在数十亿年的细长潮汐臂。来自球状星团（GCs）的恒星流是探测暗物质晕和亚结构的特别敏感探测器。GC流预计在多种宿主星系类型中存在，但是迄今为止仅在银河系中观察到。在此，我们提供了迄今为止我们所知的首个外星球状星团恒星流的证据，在深层哈勃太空望远镜（HST）成像的超弥散星系UGC 9050-Dw1中被识别出。流的形态、颜色和与一个紧凑源的明显关联在观测上支持球状星团祖先的解释，并且我们用模拟的球状星团恒星群再现观察到的表面亮度。我们采用生成流模型，直接将动力学模型拟合到流的形态，以约束祖先的质量，并提出了基于流的超弥散星系晕的首次约束。流模型指向球状星团的起源，并暗示存在一个巨大的暗物质宿主晕。通过将球状星团流分析的范围扩展到外部星系，这项工作为暗物质科学开启了新的一章。主要 最新的低表面亮度物体探测能力导致发现了众多超弥散星系：这些星系具有类似矮星系的恒星质量，但范围与银河系相似。推断其详细质量和密度分布的方法仍然有限，因为其特征性低表面亮度使得测量速度色散或旋转曲线具有挑战性。图1展示了HST和加拿大-法国-夏威夷望远镜（CFHT）对超弥散星系UGC 9050-Dw1的观测，其中我们突出了一个特征，类似于从一个球状星团候选体延伸出来的一个恒星流的臂。细长的流候选体及其假定的父球状星团与UGC 9050-Dw1中心的投影距离约为2.5 kpc，可能与距离35.2 ± 2.5 Mpc的低表面亮度螺旋星系UGC 9050相关。UGC 9050-Dw1最初在CFHT图像中被识别，作为一个弥散矮星系搜索的一部分。HST图像在对UGC 9050-Dw1的GC种群的详细分析中呈现，发现大多数GC可能是在过去的矮星系合并事件中同时形成的。我们将该类流状特征命名为“潮流”（Oyashio，来自寒冷的太平洋洋流，发音为[]，受参考文献20中引入的命名法启发），在HST和CFHT数据中独立识别，排除了成像或数据处理伪影作为其起源。所有可用数据展示在扩展数据图表1中。 图1：UGC 9050-Dw1中候选流和球状星团祖先的HST和CFHT成像。超弥散宿主星系UGC 9050-Dw1的HST ACS/WFC F555W和F814W观测合成图。潮流和父球状星团候选体分别用框和箭头标识。黑色“+”标记为宿主星系的光度中心，如参考文献17中的估计，而比例尺在距离35.2 Mpc处表示为2 kpc。插图中，CFHT MegaCam g带图像缩放到特征的邻近区域。ICRS，即国际天球参考系统。流候选体的背景减除图像计数f与背景的标准差σ之间的比较，给出了信号显著性rac{f_{ ext{stream}} - ar{f}_{ ext{background}}}{ ext{σ}_{ ext{background}}} = 7.34 的结果。在组合HST图像中，我们测量流候选体的宽度为w ± σ = 72.3 ± 8.9 pc，假设高斯轮廓。该拟合的幅度A给出了HST图像的信噪比 rac{A}{ ext{√σ}_{A}} = 5.2，CFHT图像的类似拟合在所有g带、r带和i带图像中给出的比率在2.3到3.9之间，而该特征在u带和z带中不可检测。银河系中的GC流宽度从几十到几百pc不等。潮流的宽度远小于任何已知的来自矮星系祖先的流（例如，来自低质量矮星系祖先的Orphan–Chenab MW流，宽度>200 pc），指向球状星团的起源。潮流臂的长度按眼观察估计为2 kpc。球状星团祖先及其流的恒星群的年龄和金属丰度相同，因此在颜色-亮度图中遵循相同的轨迹（等时线）。在银河系中，这些轨迹可以在单个解析星的级别进行分析。