The Detailed Star Formation History in the Spheroid, Outer Disk, and Tidal Stream of the Andromeda Galaxy
利用哈勃太空望远镜上的高级巡天照相机，我们获得了远低于仙女座星系椭球体、潮汐流和外盘中最古老的主序星的深层光学图像。我们已经重建了恒星形成的历史，在这些领域的比较，他们的颜色-星等图的网格校准到银河系球状星团在相同的波段观察。每个区域都有一个漫长的恒星形成历史，许多恒星的年龄小于10 Gyr，但很少有小于4 Gyr的。综合考虑，球状体的恒星数量、运动学和人口特征与一些关于其中等年龄、富含金属的人口的解释相矛盾，例如居住在盘中的恒星的重大贡献或与流轨道的偶然交叉。相反，这个人口很可能是内部球状体所固有的，其高度扰动的结构与远离星系中心的压力支持的贫金属晕明显不同。溪流和球状体的人口是相似的，但不完全相同，溪流的平均年龄是~1 Gyr年轻;这种相似性表明，内球体在很大程度上被污染的物质剥离从溪流的祖先或类似的对象。仙女座星盘的星群比流星盘和球状星盘的星群年轻得多，也更富含金属，但不像太阳系附近的薄星盘那么年轻;相反，仙女座的外盘主要由年龄为4 - 8 Gyr的恒星组成，类似于银河系的厚星盘。星盘的数据与年龄大于10 Gyr的星群不一致，事实上不需要任何年龄大于10 Gyr的恒星。
2006-10-16 astro-ph
Investigating the Andromeda Stream: III. A Young Shell System in M31
已发表的M31晕区红巨星的地图显示，在这个星系的南部有一个巨大的恒星流，在M31中心的东北部有一个巨大的“大陆架”。利用这些地图，我们发现在西侧也有一个大小相当的较暗的大陆架。通过在Geehan等人（2006）的精确M31势模型中为吸积矮卫星选择适当的结构和轨道参数，我们在N体模拟中产生了非常相似的结构。在这种情况下，在卫星轨道的近心处产生的潮汐流与观测到的南部潮汐流相匹配，而这一潮汐流的向前延续构成了两个轨道环，通过连续的近心通道扩大成扇形结构;这些环对应于东北和西大陆架。来自卫星的潮汐碎片也再现了先前观察到的反向旋转PNE的“流”以及在红巨星中看到的相关流。在我们的模拟中的碎片模式类似于许多椭圆星系周围检测到的壳系统，尽管这是螺旋星系中壳系统的第一次识别，也是任何星系中第一次足够接近，可以测量恒星速度和相对距离。我们讨论这些部分壳的物理，突出的空间和速度焦散线的意见所发挥的作用。我们表明，潮汐碎片的运动学调查将提供一个敏感的测量M31的晕电位，而量化的碎片在货架上的表面密度将让我们重建原始的质量和时间的祖先卫星中断。
2006-09-04 astro-ph
Investigating the Andromeda Stream: II. Orbital Fits and Properties of the Progenitor
我们使用Geehan et al.（2006）的配套论文中导出的M31的势模型，构建了与M31以南观测到的巨大恒星流的性质相匹配的测试粒子轨道和简单的N体模型。我们引入了一个简单的近似来解释流和祖先轨道之间的位置差异，这会显着影响最佳拟合轨道。我们推导出的祖先轨道有轨道远心点$\sim 60 \kpc$和近心点$\sim 3 \kpc$，尽管这些数量随着祖先目前的轨道相位而有所不同，但这一点还不清楚。我们对星系流和星系性质的最佳组合拟合意味着$(7.4 \pm 1.2) \times 10^{11} \Msun$的质量在M31的125千秒差距以内。基于它的长度，宽度，光度和速度色散，我们得出结论，流起源于一个祖先的卫星与质量$M_s \sim 10^9 \Msun$，在最适量的暗物质;估计的$M_s$再次与祖先的相位。M31的内晕显示出大量微弱的特征，这些特征可能是M31的前身或延续。虽然轨道拟合不足以让我们最终确定祖先，但我们可以确定几个可能的候选者，其中Merrett等人发现的行星状星云分布中的一个特征是最合理的，并排除了其他几个。我们预测的运动学特性的成功的候选人。这些可能有助于对祖先天体的观测识别，这将极大地限制流的允许模型。
2006-04-10 astro-ph
A New Giant Stellar Structure in the Outer Halo of M31
斯隆数字巡天揭示了在M31东北方向约3度（40 kpc投影）的明亮红巨星的密度过高，我们称之为仙女座NE。仙女座NE的视线距离M31约50 kpc;仙女座NE不是一个物理上无关的投影。仙女座NE的g波段绝对星等约为-11.6等，中心表面亮度约为29等/平方角秒，这使得它比任何已知的本星系群矮星系都要弥散近两个数量级。根据它的距离和形态，仙女座东北可能正在经历潮汐破坏。仙女座NE的红巨星分支颜色与M31现今的外盘或Ibata等人（2001年）报道的恒星流不同，他们反对仙女座NE和这些结构之间的直接联系。然而，仙女座NE有一个红巨星分支的颜色类似于G1星团的颜色;这两个结构可能都是在遥远的过去从M31的圆盘上撕下的物质，或者它们都是一个古老恒星流的一部分。
2004-08-16 astro-ph
Andromeda VIII - a New Tidally Distorted Satellite of M31
我们报告探测到一颗新的M31卫星，预计接近M32。VIII是潮汐变形的，长度约为10 kpc，宽度为几kpc。它包含5-12个行星状星云（PNe）和1-3个球状星团，相对于M31的速度为-204 km/s，与M32的速度相差约350 km/s。在相同的位置和速度下，还有大约4 x 10^5太阳质量的HI，与盘分离得很好。这颗卫星的光度为1.2-2.4 x 10^8太阳光度，中心表面亮度为μ_V=24。这两个值都是本星系群矮星系的典型值。它的表面亮度比在银河系或M31中发现的任何恒星流都要亮6个星等。三个相关的球状星团的红化与银河系的前景红化一致，这使得这颗卫星很可能位于M31的前面，不像Ibata等人的巨大潮汐流。（2001年），在东南象限中落后于M31。然而，和VIII的长轴与这个巨大的流的西部边缘对齐，我们认为，它不寻常的扇形是由两个流的叠加造成的，其中最西边的是潮汐剥离和VIII。
2003-09-08 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
The Dwarf Spheroidal Companions to M31: Variable Stars in Andromeda I and Andromeda III
本文介绍了利用哈勃空间望远镜对M31矮球状伴星仙女座I和仙女座III进行变星搜索的结果。在仙女座I中总共发现了100颗变星，而在仙女座III中发现了56颗。在仙女座I中发现的一个变量和在仙女座III中发现的另一个变量可能是星族II造父变星。除了仙女座III中的这个变星之外，另外四个变星是异常的造父变星。在仙女座Ⅰ发现了72颗基模RR型天琴座星和26颗一阶泛音模RR型天琴座星，它们的平均周期分别为0.575天和0.388天。一个可能的RR Lyrics没有分类。仙女座III的RR型天琴座39颗以基模脉动，平均周期为0.657天，12颗以一阶泛音模脉动，平均周期为0.402天。虽然仙女座I的平均周期与其金属丰度一致，但仙女座III的基本模式RR天琴座的平均周期比预期的要大。在仙女座I中，我们发现了两颗天琴座RR型恒星，它们明显比水平分支暗。我们讨论的可能性，这些恒星与最近发现的恒星流的晕M31。我们发现<V_RR>仙女座I =25.14+/-0.04等，距离为765+/-25千秒差距。仙女座III = <V_RR>25.01+/-0.04等，距离为740+/-20千秒差距。在M31矮球状星系中，异常造父变星的比频与星系平均金属丰度之间的关系与银河系矮球状星系的关系相同。
2005-01-05 astro-ph
Andromeda IX: Properties of the Smallest M 31 Dwarf Satellite Galaxy
本文介绍了最近发现的M31的And IX矮球状卫星星系的WIYN观测结果.我们的数据是在自然视宁度为0.5“，刚刚达到水平分支水平时获得的，证实了And IX是一个dSph星系，距离与M 31相似。对碳星的调查显示，没有证据表明And IX中存在中等年龄（1- 10 Gyr）的恒星星族。根据红巨星分支，我们估计金属丰度大约为-2 dex。结合红巨星分支的光度，这导致距离为735 kpc，使And IX距离M31约45 kpc。这个微弱的dSph遵循光度和金属丰度之间的关系，以及光度和表面亮度之间的关系，由其他本星系群dSph星系定义。核心半径和潮汐半径分别为1.35'和5.9'。我们的结论是，和IX -尽管它的低光度-可能是一个普通的本地组dSph和讨论其形成的影响，从一次更大的，但剥离祖或从一个本质上低质量的种子。
2005-01-20 astro-ph
On the Continuing Formation of the Andromeda Galaxy: Detection of HI Clouds in the M31 Halo
绿岸望远镜（Green Bank Telescope，GBT）的21厘米观测揭示了仙女座星系（M31）周围有一个微弱但广泛的HI云群。新发现的物体很可能类似于银河系周围的高速HI云（HVC）。至少有20个离散的功能检测到50千秒差距内的M31磁盘，与径向速度，可与外盘旋转。此外，在M31系统速度下，至少30 kpc范围的附加“光晕”成分被浓缩。一些离散的特征被组织成具有速度连续性的细长系统，暗示潮汐流。在10^5 ~ 10^7 M_sun的范围内，离散星族的数量与HI质量呈陡峭的幂律分布。离散云的速度线宽度与云HI质量相关：如果云受到重力束缚，这意味着暗云与HI质量比约为100：1。离散和“晕”M31特征的可能起源包括：本星系群“冷却流”，最近合并或相互作用产生的潮汐碎片，以及低质量暗物质晕的气态对应物。
2003-11-25 astro-ph
A Revised LCDM Mass Model For The Andromeda Galaxy
我们提出了一个更新的M31的质量模型，利用斯皮策3.6 $μ$ m图像，质量-光比梯度的基础上星系的B-R颜色配置文件，并从各种来源观察到的旋转曲线数据。我们研究的情况下，暗物质遵循一个纯粹的NFW配置文件，并在初始NFW晕合同的响应星系的形成。我们发现，这两种情况下可以产生一个合理的拟合所观察到的旋转曲线数据。然而，一个纯NFW模型需要的浓度c_{vir} =51，这是远远超出LCDM宇宙学预测的范围，因此是不利的。一个膨胀收缩的NFW晕倾向于初始浓度c_{vir} =20，维里质量为8.2 × 10 ^{11} M_{\odot}，这与宇宙学对M31大小星系的预期一致。最佳拟合质量与仙女座星系流运动学、卫星星系径向速度和行星状星云研究的估计一致。最后，利用已知的旋转曲线剪切和旋臂俯仰角之间的线性相关性，我们表明，恒星旋臂俯仰角M31（这是不能从成像数据推断，由于星系的倾斜）是P=24.7 \pm 4.4度。
2008-07-18 astro-ph
Mapping the Stellar Dynamics of M31
利用行星状星云摄谱仪，我们观测了仙女座星系盘和晕中2764个PNe的速度。使用基本环模型的初步分析表明，旋转曲线与从HI数据得到的~ 20 kpc的一致性很好。在速度场中也检测到了一些子结构，这可以被建模为被称为南流的潮汐残余的延续，因为它穿过仙女座的磁盘。
2004-07-16 astro-ph
A Dynamical Model for the Orbit of the Andromeda Galaxy M31 and the Origin of the Local Group of Galaxies
我们提出了一个新的银河系本星系群（LGG）的起源和演化模型，它自然地解释了麦哲伦云的形成及其在银河系周围的大轨道角动量。其基本思想是，大约10 Gyr前，原始的富含气体的仙女座星系和类似的星系之间发生了偏离中心的流体动力学碰撞，并压缩了晕气体，形成了LGG矮星系，包括麦哲伦云。在这个模型中，新诞生的矮星系可以预期位于这两个大质量星系的轨道平面附近。为了验证这一模型的真实性，我们重新研究了LGG成员和麦哲伦流在天空中的二维分布，证实了一个早先被广泛讨论的观点，即它们沿着两个相似的大圆圈排列，每个圆圈的角宽为$\sim 30^{\circ}$，并且这些圆圈的平面近似垂直于连接太阳和银河系中心的线。进一步，我们制作了这些物体的三维分布图，并从各个方向进行观察。一个定义明确的有限厚度的平面被发现，其中大多数成员星系被限制，支持天空中上述圆圈的存在。因此，我们可以确定M31相对于银河系的轨道根数，通过再现的LMC和SMC周围的银河系的研究动力学。M31的预期自行是$(μ_l, μ_b)=(38 μas/yr, -49 μas/yr)$。还测定了其它矮星的可能轨道运动，并给出了每个天体相应的自行，与近期观测结果进行了比较。
2005-01-11 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
The Haunted Halos of Andromeda and Triangulum: A panorama of galaxy formation in action
我们提出了一个深测光调查的M31，进行了CFHT和INT，覆盖内50千秒差距的星系，南象限到150千秒差距，并延伸到M33。这是第一次对这个星系最外层区域进行系统的全景研究。我们探测到几个流和其他大尺度结构，以及两个新的矮星系：和XV和XVI。短轴上亚结构的发现，以及0.5 < R < 1.3之间的光分布遵循指数"扩展盘“的事实，对于阐明以前研究中报告的混合和有时相互矛盾的结果特别重要。在亚结构下面是一个微弱的、贫金属的、光滑的、极度延伸的晕，延伸到至少150千秒差距。M31中的平滑晕成分的轮廓可以用赫恩奎斯特模型来拟合，该模型的巨大尺度半径约为55 kpc，几乎是理论预测的4倍。或者，指数为-1.91 +/-0.11的幂律可以拟合到曲线。这个结构的总光度与银河系的晕相似。这个巨大、光滑、潜在的光环让人想起经典的整体模型，完全出乎现代星系形成模型的意料。M33还具有扩展的贫金属晕成分，这也可以用尺度半径约为55 kpc的Hernquist模型拟合。这些扩展的缓慢减少的晕将为进一步的建模提供挑战和强约束。[删节]
2007-04-10 astro-ph
The Andromeda Project. I. Deep HST-WFPC2 V,I photometry of 16 fields toward the disk and the halo of the M31 galaxy. Probing the stellar content and metallicity distribution
HST-WFPC 2 F555 W和F814 W测光是针对附近明亮的旋涡星系M31的16个视场进行的，采样的是距中心不同距离的盘和晕的恒星含量，从~ 20到~ 150弧分（即~ 4.5到35千秒差距），下降到极限V和I星等~ 27。色星等图（CMD）显示了复杂的恒星星族，包括一个中间年龄/年轻的人口和较老的人口与广泛的金属丰度的存在。这些叠加在M31盘面上的磁场通常显示出一个蓝色的恒星羽流，我们认为它们是主序星。因此，在过去的0.5 Gyr，恒星形成率似乎随着盘中位置的变化而变化。所有的CMD都显示出一个明显的红巨星分支（RGB），在V波段有一个下降的尖端，其特征是金属丰度高于1/10太阳。在所有的视野中检测到红色的团块，并且经常存在弱的蓝色水平分支。用球状星团模板比较RGB星得到的金属丰度分布（MD）在所有采样场中基本相似：它们都显示出一个长的、尽管很少填充的贫金属尾和一个在[Fe/H] ~-0.6的主成分。然而，也存在一些差异，例如，在某些区域中存在非常富含金属（[Fe/H] >= -0.2）的组分。贫金属星的比例在所有的场域中似乎是近似恒定的，而富金属星的比例则随位置而变化，并且在叠加在盘上和/或存在流或子结构的场域中似乎更为突出。这可能指示并可能追踪与某些伴星（例如M32）的相互作用效应。
2002-12-23 astro-ph
Kinematics and Metallicity of M31 Red Giants: The Giant Southern Stream and Discovery of a Second Cold Component at R = 20 kpc
我们目前的光谱观测红巨星分支（RGB）恒星在仙女座螺旋星系（M31），收购的凯克II 10米望远镜的DEIMOS仪器。本研究的三个目标领域是在M31球体，外盘和巨大的南方流。在本文中，我们专注于RGB星的运动学和化学成分的流场位于一个投影距离R = 20 kpc的M31的中心。在这个区域发现了混合的恒星星族。M31 RGB星是使用各种光谱和光度诊断从银河系矮星污染物中分离出来的。RGB星的径向速度分布显示出明显的双峰性--主峰位于v = -513 km/s，次峰位于v = -417 km/s --以及一个潜在的广泛分量，这可能代表了M31的光滑球体。这两个峰值被发现是动态冷与内禀速度分散σ（V）= 16公里/秒。在这两个峰值中，恒星的平均金属丰度和金属丰度离散度也是相似的：[Fe/H] = -0.45和sigma（[Fe/H]）= 0.2。观测到的主峰速度与动力学模型预测的一致，但对次峰没有明显的解释。次级冷群的性质尚不清楚：它可能代表：（1）来自卫星合并事件的潮汐碎片，叠加在巨大的南方流上，但与之无关;（2）巨大的南方流的一个包裹部分;（3）在R > 50 kpc时，M31星盘的翘曲或密度过高（这个分量远高于平滑指数星盘亮度轮廓的外推）。
2005-12-06 astro-ph
Substructure around M31 : Evolution and Effects
我们调查人口的100个暗物质卫星轨道的引力势的一个现实的模型M31的演变。我们发现，10 Gyr后，7 subhalos完全被破坏的潮汐场的宿主星系。其余的卫星遭受严重的质量损失，总体而言，75%的质量最初在subhalo系统被潮汐剥离。毫不奇怪，近心半径小于30千秒差距的卫星遭受最大的剥离，并在宿主星系周围留下复杂的尾巴和碎片流结构。假设每个子晕中的束缚粒子是恒星的运动示踪物，我们发现由潮汐碎片产生的子晕恒星星族在大半径处遵循r^{-3.5}密度分布。我们构建B波段光度图的恒星来自中断的卫星，并发现显着的功能相似的形态和亮度，以观察到的巨星流仙女座周围。假设卫星星系的恒星形成效率为5-10%，模拟结果与M31卫星的数量，V波段表面亮度分布和巨星流的亮度吻合得很好。在最初的5 Gyr期间，卫星的轰击加热并使盘变厚一小部分。在约5 Gyr，卫星的相互作用诱导形成一个强大的酒吧，这反过来又导致显着增加的速度分散的磁盘。
2006-06-12 astro-ph
Stellar Kinematics in the Complicated Inner Spheroid of M31: Discovery of Substructure Along the Southeastern Minor Axis and its Relationship to the Giant Southern Stream
我们提出了一个发现的运动学冷恒星星族沿东南短轴的仙女座星系（M31），这可能是向前延续的M31的巨大的南部流。这一发现是在使用凯克II 10米望远镜上的DEIMOS仪器对M31中的红巨星分支（RGB）恒星进行光谱调查的过程中发现的。在距离M31中心9-30 kpc的八个区域（投影）研究了恒星运动学。一种基于光度和光谱诊断的似然方法被用来从前景的银河系矮星中分离出确认的M31 RGB恒星：这是第一次，在不使用径向速度作为选择标准的情况下完成，允许对M31的恒星运动学进行无偏见的研究。1013颗M31 RGB恒星的径向速度分布显示了两个分量存在的证据。宽（热）分量的速度色散为129 km/s，可能代表M31的维里化球体。一个显著的比例（19%）的人口是在一个狭窄的（冷）的组成部分，中心附近的M31的系统速度与速度色散，减少径向距离的增加，从55.5公里/秒，R_proj=12 kpc的10.6公里/秒，R_proj=18 kpc。冷分量的空间和速度分布与Fardal等人（2007年）的巨型南方流前身轨道模型预测的“东南大陆架”相匹配。冷组分的金属丰度分布与巨大的南方流相匹配，但平均比热球状组分的金属丰度高出约0.2 dex。我们讨论了我们的发现对解释在最近的超深HST成像研究中发现在该地区的中年球体人口的影响。
2007-06-24 astro-ph
