Magellanic Stream: A Possible Tool for Studying Dark Halo Model
我们在对数和幂律星系晕模型中用冲压压力方案模拟了麦哲伦流的动力学，数值地构造了麦哲伦云和麦哲伦流过去的轨道历史。模型参数包括旋臂的渐近自转速度、晕的拉平、核半径和自转曲线的升降参数。通过极大似然分析，将麦哲伦流HI高分辨率径向速度数据与理论模型的径向速度数据进行比较，得到了银河系模型的最佳拟合参数。麦哲伦云的初始条件取自文献中报道的六个不同的值。我们发现，扁圆和近球形晕提供了一个更好的适合的观察比长晕。这一结论几乎与初始条件的选择无关，对对数和幂律模型都成立。
2009-04-29 astro-ph
An Upper Limit on the Granularity of the Local Stellar Halo
我用4588附近的晕星的统计特性表明，如果当地的恒星晕是由冷流破坏矮卫星流行的宇宙学预测，然后在95%的置信度至少有1350个这样的流。此外，没有一条星流包含超过2.3%的本地恒星，而平均星流包含的本地恒星必须少于0.08%。
2003-04-15 astro-ph
Earth-mass dark halos are torn into dark mini-streams by stars
有希望的中性伴子暗物质粒子一般凝聚成许多地球质量的暗晕与较小的子结构抑制自由流\cite{berezinsky}。最近的{ \it Letter to Nature} \cite{moore}声称，这些在红移60- 26处出现的0.01pc大小的致密晕在星系内很少被破坏，因此距离地球约0.1pc的最近晕在湮灭动力的伽马射线中是明亮的，但无法直接探测到。然而，大多数到达太阳附近的迷你晕应该经历银河系盘和凸起中单个恒星的强烈脉冲，并且在哈勃时间内被撕裂成pc长的潮汐流，只有适度的过密度，减少了间接湮灭信号。每一个世纪，迷你流都会横扫整个太阳系，留下方向和时间的特征，以便直接搜索中性伴子。
2005-02-09 astro-ph
A giant stream of metal-rich stars in the halo of the galaxy M31
最近的观测揭示了银河系晕中的气体流和恒星流，它们是我们的银河系与它的一些矮伴星系（人马座矮星系和麦哲伦星云）之间相互作用的碎片。对这些物质的分析表明，大部分晕是由被吞噬的卫星星系组成的，而暗物质在银河系中几乎呈球形分布。然而，尚不清楚的是，相食的子结构是否像星系形成理论预测的那样在星系晕中普遍存在。在这里，我们报告了在最近的大星系M31（仙女座星系）的晕内发现的一个巨大的富含金属的恒星流。这股恒星流的来源可能是矮星系M32和NGC205，它们是M31的近伴星，可能由于潮汐相互作用而失去了大量的恒星。结果表明，星系的建设时代仍在继续，虽然在一个温和的速度，潮汐流可能是星系晕的一个通用功能。
2001-07-06 astro-ph
Fine structure in the phase space distribution of nearby subdwarfs
我们利用从各种星表中提取的数据，分析了邻近亚矮星相空间分布函数的精细结构。应用一种新的搜索策略的基础上德克尔的银河系轨道理论，我们发现了四个人口稠密的地区相空间。其中三个与以前已知的恒星流相关：在银河系薄盘中的Hyades-Pleiades和Hercules流以及厚盘中的大角星流。此外，我们发现在厚盘的另一个流的证据，它类似于大角星流，可能有相同的河外起源。
2005-12-12 astro-ph
Halo streams as relicts from the formation of the Milky Way
在这篇文章中，我们讨论了我们的光环的预期属性，如果我们的银河系是从合并的较小的系统。使用分析参数和高分辨率的模拟，我们发现，在太阳附近的星系晕应该有一个平滑的空间分布，其恒星速度椭球应该由几百个运动学冷流，从不同的合并事件的遗迹。我们还讨论了支持这一层次结构的观测证据：两个恒星流起源于同一个系统，可能落在银河系约10 Gyr前。最后，我们将讨论未来的天体测量任务，如FAME或GAIA可能揭示通过观察附近的晕星的运动。
2000-08-04 astro-ph
Taking measure of the Andromeda halo: a kinematic analysis of the giant stream surrounding M31
我们提出了一个巨大的恒星流中发现的仙女座星系晕的光谱调查。用DEIMOS多目标摄谱仪在EARK 2望远镜上拍摄的这些数据显示，速度离散度很小，为11+/-3公里/秒，在迄今所研究的125千秒差距的气流径向范围内，稳定的径向速度梯度为245公里/秒。这意味着仙女座星系拥有大量的暗物质晕。我们在不同的星系势模型中拟合流的轨道。在一个简单的模型中，有一个复合的凸起，盘和晕，其中晕遵循一个“普遍”的轮廓，被重子成分的形成压缩，我们发现，流的运动学要求在125 kpc的总质量为7.5^（+2.5）_（-1.3）× 10^{11} M_Sun，或在99%置信水平下大于5.4 × 10^{11} M_Sun。这是第一个星系中，它已经有可能测量晕质量分布，这种直接的动力学手段在这么大的距离范围。由此产生的轨道表明，如果M32或NGC 205与该流相连，它们必须落后或滞后于该流的密集区超过100 kpc。此外，根据最佳拟合轨道，这股气流非常接近M31，导致它作为一个相干结构的消亡，并产生一个会污染内晕的恒星扇形，从而混淆了测量真正晕群属性的努力。我们的数据显示，最近发现的几个行星状星云，被认为是M31存在新伴星的证据，很可能是仙女座星系流的成员。
2004-03-02 astro-ph
The kinematic footprints of five stellar streams in Andromeda's halo
我们对CFHT/MegaCam巡天在M31晕中发现的5个星流（“A”、“B”、“Cr”、“Cp”和“D”）以及位于星流C内的扩展星团EC 4进行了光谱分析。这些光谱结果最初是偶然的，利用我们现有的观测从深度成像多目标光谱仪安装在凯克II望远镜，从而强调了潮汐流的无处不在，占70%的M31晕星在目标领域。随后在streamCr/p和streamD中获得光谱学，以追踪沿着流的速度梯度。对于EC 4星团，在v_{hel} =-285 km/s处发现了平均[Fe/H]~-1.4（Fe/H_spec=-1.6）的候选成员星，表明它可能与流Cp有关。没有发现类似明显的冷运动学候选者的streamD，虽然候选者提出了两个光谱点沿流（都在-400公里/秒）。在流B的边缘附近的光谱表明可能的运动学检测，而流A的候选运动学检测被发现（可能与M33而不是M31相关）。在运动学，物理厚度和金属丰度的流的低分散性使得它很难调和的情况下，这些流结构作为一个合奏有关的巨大的南部流。我们的结论是，M31恒星晕在很大程度上是由多个运动学冷流。
2008-08-07 astro-ph
Uncovering CDM halo substructure with tidal streams
在冷暗物质主导的宇宙中，结构的形成和增长模型预测，星系晕应该包含重要的子结构。然而，对银河系的研究还没有确定预期的几百个质量大于10^6 Msun的亚晕。在这里，我们提出了一个测试的存在下晕的星系晕。我们表明，古老的球状星团的潮汐尾的结构是非常敏感的加热与大量的黑暗子晕反复密切接触。我们讨论了检测这样的影响下一代的天体测量任务的背景下，并得出结论，它应该很容易检测到的GAIA数据集。从球状星团中发现单个延伸的冷恒星流将支持其他理论，例如自相互作用的暗物质，这些理论会产生更平滑的光环。
2001-10-31 astro-ph
The H$α$ Halo Distribution of 10 Nearby Planetary Nebulae based on the SHASSA Imaging Data
在这里，我们提出了我们的搜索广泛的光环周围的行星状星云（PNE）在我们的银河系的基础上从南H-阿尔法巡天图集（SHASSA）的成像数据的初步结果。使用H $α$发射中的阈值表面亮度来帮助识别PNe的空间扩展特征。我们调查了一个样本，其中包括10 PNE，其中大部分被发现是由广泛的外晕包围。这些晕的形成可能与AGB相质量损失和/或恒星外流与星际介质的相互作用密切相关。这些外晕大部分都是近似球形的。对He 2-111和NGC 3242等特定天体的详细研究表明，它们的运动学年龄约为10 $^{5}$ yr，质量损失历史可追溯到其前身星演化的AGB晚期。来自样本的两个物体（He 2-111，NGC 3242）被发现有带有碎片弧的外晕，这显然是它们与星际介质相互作用的结果。
2007-12-17 astro-ph
Galactic Halo substructure in the Sloan Digital Sky Survey: the ancient tidal stream from the Sagittarius dwarf galaxy
最近有两项研究报告在斯隆数字巡天（SDSS）的调试数据中发现了明显的Halo子结构。在这里，我们表明，这晕子结构几乎是在其全部由于预期的潮汐流撕裂的人马座矮星系在其许多近距离接触的过程中与银河系。这种解释对这些流星的运动学和距离做出了强有力的预测。将SDSS团队探测到的古老水平分支恒星的结构与我们自己调查中发现的碳星结构进行比较，表明这个晕流的年龄与银河系相当。看来银河系和人马座矮星系在它们存在的大部分时间里都是一个强烈相互作用的系统。一旦完成，SDSS将提供一个独特的数据集来约束人马座矮星系的动力学演化，它也将强烈约束外银河系的质量分布。
2000-11-07 astro-ph
Star Streams in the Milky Way Halo
在过去的10-20年里，人们对银河系光环如何形成的看法发生了深刻的变化。单个系统的整体早期坍缩的想法（Eggen，Lynden-Bell和Sandage 1962）受到高红移观测和结构形成的宇宙学模型的挑战。这些发现意味着，我们应该看到附近星系的等级形成过程的明确证据。最近对我们银河系的研究，通过大规模CCD调查，如斯隆数字巡天（SDSS），已经开始揭示外晕子结构的诱人证据。我们回顾与已知的银河系卫星和恒星流的祖先仍然是未知的潮汐流的证据。这包括来自SDSS和我们自己正在进行的光束晕调查，意大利面调查的结果。
2001-11-05 astro-ph
Halo Star Streams in the Solar Neighborhood
我们已经组装了一个样本的晕星在太阳附近寻找晕子结构的速度和角动量空间。我们的样本包括红巨星、天琴座RR和距离太阳2.5千秒差距以内的红色水平分支恒星，[Fe/H]小于-1.0。它被选择包括具有精确距离，空间速度和金属丰度以及量化误差的恒星。我们确认了Helmi和同事发现的流的存在，我们称之为H99流。这些流在z方向上具有双峰速度分布。我们使用Helmi和合作者的H99流的模拟结果来测试如何使用v_z速度信息和径向速度信息来检测晕中的运动学子结构。我们发现，检测的H99流与径向速度单独将需要一个大的样本。我们使用的速度分布的H99流来估计他们的年龄。从我们的模型的祖先的H99流，我们确定，它是吸积之间的6和9 Gyr前。H99流的[alpha/Fe]丰度与太阳附近的其他晕星相似，这表明形成这些恒星的气体主要由II型SNe富集。在角动量空间中，我们还发现了另外两种可能的子结构，我们称之为逆行和逆行异常值。逆行异常值很可能是晕子结构，而逆行异常值很可能是平滑晕的一部分。逆行异常值在v_phi方向上具有显著的结构，并显示[alpha/Fe]的范围。本文提出的方法可以用来利用目前在未来的大型数据库，如RAVE，SDSSII/SEGUE，盖亚的运动信息。
2007-08-09 astro-ph
Tidal streams in the Galactic halo: Evidence for the Sagittarius northern stream or traces of a new nearby dwarf galaxy
标准宇宙学预测，矮星系是宇宙中最早形成的星系，其中许多星系后来合并形成更大的星系，如银河系。这一过程会在外晕中留下潮汐碎片或恒星流等痕迹。我们在这里报告检测到一个非常低密度的恒星系统，在50+/- 10千秒差距从银河系中心，可能与合并过程。它可能是人马座北星系流的一部分，也可能是一个迄今未知的矮星系的踪迹。人马座的矮星系是银河系最近的卫星，目前正受到潮汐干扰，是对星系形成理论的“活”考验。这里发现的系统距离人马座星系中心60度。如果它真的与该星系有关，它将证实动力学相互作用模型的预测，即来自人马座的潮汐碎片可能沿着一条完全包裹银河系的极轨道流延伸。
2001-01-26 astro-ph
Do the nearby BHB stars belong to the Thick Disk or the Halo?
利用1 kpc以内的蓝水平支（BHB）星的运动学数据和新的BHB星和A型星的样本，研究了Z<3.0kpc的银河系区域，在该区域厚盘和内晕重叠。我们推导出银河系的U，V，W速度为这些BHB和A型恒星样本使用自行NOMAD目录。BHB样品（Z<3 kpc）的平均速度和速度频散具有晕的特征，而世纪巡天A型星的速度频散具有厚盘的特征。在Z<3 kpc的区域内，没有证据表明BHB星随厚盘旋转。近三分之一的天琴座RR型星具有盘状运动学特征，并且比[Fe/H]~-1更富金属。只有百分之几的世纪调查BHB恒星具有这些属性。只有一颗邻近的BHB星（HD 130201）可能是这样的盘星，但基于高自行的选择往往会将这样的恒星排除在本地样本之外。来自当地的RR天琴座星的样本的标度高度同意的世纪调查BHB星。BHB星和弱金属红巨星的局部样本太不完整，无法进行类似的比较。
2008-11-12 astro-ph
Great Circle tidal streams: evidence for a nearly spherical massive dark halo around the Milky Way
一项针对星系晕中冷碳巨星的全高纬度巡天观测发现了75颗这样的恒星，其中大多数是新发现的。其中，超过一半的恒星聚集在天空中的一个大圆圈上，这个圆圈与人马座矮星系（Sgr）的中心相交，并平行于它的自行矢量，而其余的许多是外围的麦哲伦云C星。碳星分布的极计数分析清楚地表明，我们分离出的大圆流在统计上是显著的，是5-6西格玛的超密度。这两个论点有力地支持了我们的结论，即很大一部分Halo碳星起源于Sgr。这条星流围绕银河系在Sgr现在的位置（距离银河系中心16 kpc）和最远的碳流星（约60 kpc）之间运行。它既不遵循极地轨道，也不遵循银河平面轨道，因此可以探测银河R和z距离的大范围。观测到这股流是一个大圆圈，这表明银河系并没有对这股流施加很大的扭矩，因此在这股流探测到的区域，银河系的势必须接近球形。我们提出了N体实验模拟这种破坏过程的函数的质量分布在星系晕。可能性分析显示，在银河系中心距离16 kpc < R < 60 kpc的范围内，暗晕最有可能是近似球形的。在高置信水平下，我们排除了晕是明显扁扁的可能性，其等密度轮廓的方位角q_m < 0.7。这个结果是相当出乎意料的，并与目前流行的星系形成模型相矛盾。（节录）
2000-11-07 astro-ph
XMM-Newton Observations of Extra-planar Gas in Nearby Starburst Galaxies
我们报告的第一个结果XMM-牛顿观测附近的星暴星系，形成一个多波长的气体晕晚型螺旋星系周围的研究和它们的依赖水平的恒星形成活动在底层磁盘的一部分。XMM-牛顿，其非凡的灵敏度微弱的扩展X射线发射，是用来推导空间和光谱性质的非常热的面外/晕气体。例如，可以测试光谱模型，并可以估计密度，质量和能量等热气体属性。将晕X射线发射的分布与光学细丝和/或观察到的磁场结构进行比较，揭示了工作刚刚开始的有趣的相关性。我们的研究的目的-在一般情况下-在评估的重要性，星系晕作为一个富含金属的热介质和它们的意义，在银河系化学演化和可能的金属富集的星系际介质储存库。
2004-12-13 astro-ph
Modeling Tidal Streams in evolving dark matter halos
我们探讨恒星潮汐流是否可以提供信息的长期，银河系的引力势和subhalos的存在下的宇宙演化。我们进行了长期的（~t_哈勃）N体模拟破坏卫星星系的半解析星系的潜力，其中的暗物质晕和subhalos根据LCDM宇宙演化。所有的模拟都被限制在目前相同的位置和速度。我们的模拟说明：（i）宿主晕的质量、大小和形状的长期演化;（ii）subhalos的存在;（iii）动力学摩擦。我们发现，潮汐流粒子的星系的增长，因此，在目前，能量和角动量分布是完全由目前的银河系潜力。换句话说，所有现今的可观测量都只能限制银河系目前的质量分布，而与其过去的演化无关。我们还表明，如果完整的相空间分布的潮汐流是可用的，我们可以准确地确定（i）目前的银河系的形状和（ii）质量损失量从流的祖先，即使这种演变跨越了宇宙学上的重要时代。
2005-12-20 astro-ph
The small-scale structure of the Magellanic Stream
我们已经绘制了两个地区在麦哲伦流的北端中性氢21厘米发射使用阿雷西博望远镜。新的数据被用来研究远离麦哲伦云的银河流的形态和性质，以及提供对星系晕性质的间接约束。我们调查禁闭机制的流云，并得出结论，这些云不能重力约束或自由膨胀。最可能的云约束机制是来自热星系晕气体的压力支持。这使得我们可以对晕密度设定一个上限：n（15 kpc）= 10 ^-3 cm ^-3和/或n（45 kpc）= 3 x 10 ^-4 cm ^-3，具体取决于距离。这些值明显高于等温分层Halo的预测值。
2002-05-20 astro-ph
No nearby counterparts to the moving objects in the Hubble Deep Field
Ibata等人（1999）最近在哈勃深空发现了微弱的移动物体。这些天体的数量、大小和自行与组成银河系暗晕的古老白矮星一致。我们回顾了一些地面自行调查，其中附近的暗晕白矮星可能存在，如果他们的颜色和绝对星等建议。目前还没有发现这样的天体，而我们在这里认为，预计会比哈勃深空多几倍。我们的结论是，氢气氛白矮星不太可能构成晕暗物质的重要部分。光学搜索还不能对氦大气层设置任何限制。
1999-12-14 astro-ph
A Nearby Old Halo White Dwarf Candidate from the Sloan Digital Sky Survey
我们报告发现一个附近的，老的，晕白矮星候选人从斯隆数字巡天。SDSS J110217.48+411315.4的自行为1.75角秒/年，光学颜色比所有其他已知的无特征（DC型）白矮星更红。我们目前的SDSS成像和光谱的这个对象，随着近红外测光在英国的红望远镜。用最新的模型大气拟合其光度学，发现其总光谱能量分布与纯氢成分和T_eff~3800 K（假定log g=8）相当吻合。温度和重力将使这颗白矮星距离太阳35 pc，切向速度为290 km/s，空间速度符合晕成员资格;此外，它的主序和白矮星冷却年龄的组合将是~11 Gyr。然而，如果这个物体是一个大质量的白矮星，它可能是一个更年轻的物体，具有厚的圆盘起源。无论它的起源是什么，这个天体的光学颜色都比目前任何纯氢、纯氦或氢氦混合大气模型预测的要红，这表明我们在理解冷白矮星稠密大气的复杂物理过程中仍然存在问题。
2008-04-09 astro-ph
Four New Stellar Debris Streams in the Galactic Halo
我们报告的检测四个新的恒星碎片流和一个新的矮星系候选人在斯隆数字巡天。其中三条流的距离在3到15千秒差距之间，在天空中的跨度在37到84度之间，非常狭窄，很可能是起源于现存或分裂的球状星团的潮汐流。第四条流要宽得多，距离大约45千秒差距，长度至少为53度，最有可能是来自矮星系的潮汐碎片。由于每条溪流都跨越多个星座，我们扩展了传统，并将它们命名为冥河、科塞托斯、忘川和冥河。在同样的距离，显然嵌入冥河流的是一个约1千秒差距的恒星集中，具有类似的颜色-星等分布，我们将其命名为牧夫座III。鉴于其非常低的表面密度，它的位置内流，其明显的干扰形态，我们认为，牧夫座III可能是冥河的祖先，并可能在潮汐溶解的最后阵痛。虽然目前的数据不允许强有力的限制，初步的轨道估计流不指向任何可能的祖先在已知的球状星团和矮星系。
2008-11-24 astro-ph
The Galactic Halo UV Field, Magellanic Stream and High Velocity Clouds
现在已经在H-α中检测到大量的高速HI云（HVC），其中一个子集在低电离线（例如[NII]）中看到。最初，人们希望观测到的H-α强度能够为单个云提供距离约束。这个想法需要一个有用的部分（f_esc > 1%）的电离光子逃离银河系，并且晕电离场是相对平滑的，正如我们所讨论的。大多数已知接近太阳的HVC都是H-α;最明亮的云也显示出增强的[NII]发射，与麦哲伦流形成对比，麦哲伦流的低电离发射线总是比H-α弱。但是H-α距离的一个严重的复杂性是麦哲伦流沿几条视线的明显H-α亮度。为了解释这一点，我们提出了三种可能的配置麦哲伦流，并提出了一个后续的实验。如果我们把到局部HVC的距离标准化，一些HVC似乎以数十千秒差距的尺度散布在整个星系晕中。
2001-10-01 astro-ph
Sub-structure of the outer Galactic Halo from the 2 Micron All Sky Survey
介绍了红外2 MASS巡天的极数分析，以确定银河系晕内微弱的流状结构。选择与M-巨星的颜色一致的恒星，我们发现一个强大的超密度的源极流（l=95，b=13），这对应于人马座矮星系轨道的极点。这个宽度约为12度的大圆特征包含了晕中5%的晚期M巨星。在2 MASS第二次增量数据发布（2 IDR）中，没有在M巨星中检测到其他类似流的结构，特别是，我们没有发现麦哲伦流的恒星成分的证据。这表明，目前具有发光成分的低质量卫星的吸积速率非常低，并且在人马座矮星系的吸积之前，超过3Gyr，光环的发光成分的形成必须基本完成。我们还使用2 IDR数据集中几乎所有的高纬度（|b| >30）源搜索大圆流。没有发现宽度为0.5-2度的狭窄大圆流，尽管我们只对相对较近（<17千秒差距）的大质量（10^6兆太阳）球状星团的残留物敏感。如果银河系的势像最近的一些观测所表明的那样接近于球形，那么观测到的大圆流的缺乏与晕中暗物质亚结构的存在是一致的。虽然我们对2 IDR数据集的分析不能排除其他解释，但未来具有更好统计数据的实验有可能揭示暗物质子结构对恒星流的加热效应。
2001-10-31 astro-ph
The Structure of the Outer Halo of the Galaxy and its Relationship to Nearby Large-Scale Structure
我们提出的证据支持早期的指示，银河系是嵌入在一个扩展的，高度倾斜的，三轴晕概述了空间分布的同伴星系的银河系。这种空间分布的特征表现在：（1）伴星系径向速度色散的角变化，（2）M~31亚群星系的空间分布，（3）孤立的本星系群（主要是矮不规则星系）的空间分布，（4）亚群高速云系的速度各向异性四极，（5）M~31亚群星系的速度各向异性四极，（6）M ~ 31亚群星系的速度各向异性四极，（7）M ~ 31亚群星系的速度各向异性四极。（5）后发座-玉夫座星云中星系的空间分布。M~31及其周围星系对银河系的潮汐效应不足以影响观测到的结构。我们的结论是，这种分布是初始条件的反映。提出了一个简单的星系形成方案，将这里发现的结果与Holmberg（1969）和Zaritsky等人（1997）关于大样本旋涡星系周围卫星星系的特殊分布的结果联系起来。
1999-12-04 astro-ph
Hot Gaseous Halos of Nearby Disk Galaxies
我回顾研究的热气体介质和周围的正常盘星系，包括银河系。这种介质代表了持久恒星形成所需的物质库，银河反馈的储存库（例如，恒星质量损失和超新星），以及星际和星系间介质之间的界面。近年来，X射线双星和活动星系核X射线吸收线的探测取得了重要进展。X射线吸收谱线光谱学，连同现有的X射线发射和远紫外\ovi吸收测量，现在允许第一次来表征银河系中热气体的全球空间，热和化学性质。这些结果通常与从与银河系相似的附近边缘星系的X射线成像推断的结果一致。观测到的扩散X射线发射/吸收气体并不明显超过$\sim 10$ kpc远离星系盘/凸起，除了在核星暴或非常大质量的星系。这种气体的X射线冷却速率通常远小于预期的超新星机械能输入。所以大部分的能量是“丢失”的。另一方面，银河系周围存在大尺度（$\gsim 10^2$ kpc）热气体晕以解释各种高速云的证据越来越多。星系际气体不断吸积到盘状星系上的理论论据也是令人信服的。我讨论了调和这些事实的可能解决方案。
2006-11-01 astro-ph
Detection of H-alpha emission from the Magellanic Stream: evidence for an extended gaseous Galactic halo
我们分别探测到了表面亮度为$0.37 \pm 0.02$ Raylewald、$0.21 \pm 0.04$ R和$0.20 \pm 0.02$ R的微弱、漫射H $αemission from several points along the Magellanic Stream, using the Rutgers Fabry--Perot Interferometer at the CTIO 1.5-m telescope. At points on the leading edges of the H I clouds MS II, MS III, and MS IV, we detect H$ α发射，对应于1.0到0.5 \cmsixpc的发射测量值。我们已经观察到MS IV浓度附近的几个位置，并发现最强的发射是在尖锐的前缘密度梯度。在远离梯度的地方发射较少，在MS III和MS IV之间的中间位置，在云的前缘H $αsurface brightness is $ < 0.04 $ R. We attribute the H$ α发射是由于星系晕中电离气体的冲压压力加热了流云。这些观测结果表明，来自晕气体的冲压压力在将流从麦哲伦云中剥离出来的过程中发挥了重要作用。它们还表明在星系晕中存在相对较大密度的气体$n_{\rm H} \sim 10^{-4} cm^{-3}$，其…
1995-12-05 astro-ph
A pilot survey of stellar tidal streams in nearby spiral galaxies
在星系形成的等级框架内，合并和潮汐相互作用预计会塑造今天的大星系。虽然目前大的合并相当罕见，但小的合并和卫星分裂-导致恒星流-应该是常见的，并且确实在银河系和仙女座星系中都可以看到。作为一项试点研究，我们对局部体积中的一些螺旋星系进行了超深，宽视场成像，以前所未有的细节揭示了这种恒星潮汐流的外部视图，数据是在小型机器人望远镜（0.1-0.5米）上拍摄的，提供了精致的表面亮度灵敏度。该项目的目标是对恒星潮汐流进行第一次系统而全面的成像调查，从15 Mpc范围内的约50个邻近的银河系样旋涡星系中取样，其表面亮度灵敏度为约30 mag/arcsec ^[2]。调查将对这些潮汐流的入射角、大小/几何形状和恒星光度/质量分布进行估计。这不仅将我们的银河系和M31放在背景中，而且还首次提供了广泛的统计基础，用于与最先进的自洽宇宙学模拟进行比较。
2008-12-17 astro-ph
Investigation of the Contamination of the Gould (2003) Halo Sample
最近的一个天体图贴文认为，古尔德（2003 a）的晕样本基本上被厚盘恒星污染，这将"洗掉“由于流而导致的晕速度分布中的任何粒度特征。如果正确的话，这将意味着Gould（2003 b）对流的限制是无效的。在这里，我研究这种污染使用六种不同的指标：（1）用于选择晕星的基本的约化自行图的形态;（2）运动学和基于视差的距离尺度的比较;（3）Gould（2003 a）样品与其他测定的衍生晕参数的比较;（4）随机子样品的精确颜色-颜色图;（5）随机子样的三维速度分布：（6）随机子样的金属丰度分布与运动学切割。我估计污染程度在2%左右。因此，Gould（2003 b）推导的附近河流密度上限仍然有效。特别是，在95%的置信度下，不超过5%的本地晕星（约300 pc）在任何一个相干流中。确定这种地方衡量方法是否与清洁发展机制相一致仍然是一个悬而未决的问题。
2007-08-09 astro-ph
Discovery of a nearby halo white dwarf with proper motion mu=2.55 arcsec/yr
我们发现了一颗暗（V=17）的白矮星PM J 13420 -3415，它具有很高的自行mu = 2.55 arcsec/yr。这颗恒星是在SUPERBLINK自行巡天的南天延伸区发现的。红色光谱显示了DA白矮星的经典特征，只有微弱的H-α吸收线是其唯一的显著特征。该恒星的径向速度V_rad = +212+/-15 km/s。在18 pc的距离下，这颗恒星相对于太阳有313 km/s的空间运动。对空间运动的积分表明，这颗恒星位于一个接近极地的银河系轨道上，因此它是星系晕的一个明确成员。然而，由于估计的有效温度为5,000 K < T_eff <5,500 K，这颗白矮星似乎比光环中的居民要年轻得多。如果这颗白矮星是一颗寿命较长（10-14 Gyr）的主序星的相对年轻（~2 Gyr）的残骸，那么这个明显的矛盾就可以得到解释，在这种情况下，该天体被预测为一颗低质量的白矮星，M ~ 0.45 M_sun。
2005-10-04 astro-ph
Investigating the Andromeda Stream: I. Simple Analytic Bulge-Disk-Halo Model for M31
本文是研究M31及其卫星之间相互作用的系列文章中的第一篇，包括巨大的南方流的起源。我们构建了精确而简单的M31星系势的分析模型，为计算M31晕中的轨道提供了一个简单的基础。我们使用NFW暗晕，指数盘，赫恩奎斯特隆起，和中央黑洞质点来描述星系的潜力。我们约束这些功能的参数，通过比较现有的表面亮度，速度色散和旋转曲线测量的M31。我们的描述提供了一个很好的适合的观察，并同意与更复杂的M31模型。虽然在许多方面的参数集是很好的约束，有很大的不确定性外晕的潜力和近简并之间的磁盘和晕组件，产生一个大的，近二维的允许区域的参数空间。我们限制了允许的区域使用的理论期望的晕浓度，重子含量，和恒星$M/L$比，找到一个较小的区域的参数是物理上合理的。我们提出的M31的质量模型有$M_{bulge} = 3.2 \times 10^{10} \Msun$、$M_{disk} = 7.2 \times 10^{10} \Msun$和$M_{200} = 7.1\times 10^{11} \Msun$，未校正的（内部和前景消光）质光比分别为$M/L_R = 3.9$和3.3。我们提出了一些说明性的测试粒子轨道的祖先的恒星流在我们的星系潜力，突出的影响，其余的不确定性的磁盘和晕质量。
2006-04-10 astro-ph
An Aligned Stream of Low-Metallicity Clusters in the Halo of the Milky Way
现代天文学中一个长期存在的问题是银河系球状星团的奇怪划分，即“奥斯特霍夫二分法”，根据它们的天琴座RR型恒星的性质。在这里，我们发现，大多数最低的金属丰度（[Fe/H]<-2.0）的集群，这是必要的理解这一现象，显示在外部晕平面排列。这种排列，结合运动学和恒星星族的证据，表明它是从卫星星系捕获的。我们发现，与水平分支进化效应一起，产生二分法的因素可能是银河系和卫星星系团形成时期之间的小时间差。这些结果与传统观点相反，传统观点认为金属最贫乏的星团代表银河系的土著和最古老的人口。
2002-07-28 astro-ph
Mapping the Galactic Halo III. Simulated Observations of Tidal Streams
我们模拟了潮汐碎片在星系晕中的演化，以指导我们正在进行的调查，以确定通过卫星坠落吸积的晕质量的分数。与卫星碎片将在平滑分布上产生单一狭窄速度峰值的天真期望相反，存在许多不同的子结构特征，包括多个峰值和宽而不对称的速度分布。模拟观测结果表明，用100平方度的笔形波束勘测，很有可能探测到潮汐碎片的存在。在一个10^7 Msun的卫星贡献1%的发光晕质量的极限情况下，仅使用1平方度视场中100颗晕星的速度，检测概率是百分之几。检测概率的规模与吸积分数的晕和调查领域的数量。还有令人惊讶的是，除了在调查体积中花费的时间外，探测概率对自卫星被潮汐破坏以来的时间或对卫星的初始轨道的依赖性也很小。
2000-12-14 astro-ph
RR Lyrae Stars in the Halo: Tracers of Streams of Debris of Disrupted Galaxies
我们讨论的第一部分的调查RR天琴座变量的星系晕，正在与1米施密特望远镜在委内瑞拉国家天文台。到目前为止，这项调查已经在380平方米的土地上发现了497个变量。度，距离太阳4到60千秒差距。它已经检测到三个统计上显著的变量团块，这表明外晕没有平滑的密度轮廓。其中一个团块位于距离银河系中心50千秒差距处，它可能是人马座矮球状星系的潮汐碎片。第二个结构，在距离银河系中心17千秒差距处，似乎是由于球状星团星云5的潮汐破裂。第三个星系群，在19千秒差距，与任何已知的球状星团或矮星系无关。关于它的性质所知甚少，这与它是来自分裂星系的碎片是一致的。
2002-12-04 astro-ph
Implications of Halo Inside-out Growth on the X-Ray Properties of Nearby Galaxy Systems within the Preheating Scenario
我们提出了一个完全分析模型的预热，多变的星系际介质在流体静力平衡内NFW暗晕潜力，其中重大合并事件之间的晕结构的演变过程由内而外吸积。这个模型是用来解释，在一个标准的$Λ$ CDM宇宙演化，观察到的X射线附近的放松，非冷却流集团和星系团的属性。我们发现，我们的首选解决方案的平衡方程产生的标度关系与观测结果非常一致，同时占的扩散重子的分布的典型结构特征。在一类预热模型中，我们的模型脱颖而出，因为它提供了一个统一的描述的总质量以上的星系系统的内晕介质$\sm 2\times 10^{13}$ \msun，不产生重子配置与大的等熵核，并忠实地再现了观察到的行为的气体熵在大半径。所有这一切都是实现了一个中等水平的能量注入约半千电子伏，这可以很容易地容纳在最常用的反馈机制，以及多变指数为1.2，从高分辨率的气体动力学模拟的非冷却流团的许多观测结果和预测一致的总能量的限制。更有趣的是，我们的计划提供了一个物理动机，通过这个特定的值的多变指数，因为它是一个最好的确保后，晕维里化的气体和暗物质组件的总比能量之间的平衡，为整个范围的质量调查的守恒。
2005-04-13 astro-ph
