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
Galactic halo stellar structures in the Triangulum-Andromeda region
这封信报告了银河系的恒星结构，这些恒星结构出现在我们对仙女座星系晕的加拿大-法国-夏威夷/MegaCam调查的前景中。我们恢复了最近发现的三角座-仙女座结构的主序星和主序星的关闭Maurisski和合作者在日心距离~20 kpc。该调查还揭示了另一个人口较少的主序列，其亮度较暗，可能对应于更遥远的恒星结构，约为28 kpc。这两种结构都平滑地分布在约76平方米的区域内。°的虽然较近的一个显示密度向西北方向增加了约2倍。在三角星系-仙女座星系结构后面发现的恒星结构，其本身出现在围绕银河系盘的低纬度流后面，进一步证明了银河系的内晕具有空间上的星团性质。
2007-08-31 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
Exploring Halo Substructure with Giant Stars: A diffuse star cloud or tidal debris around the Milky Way in Triangulum-Andromeda
我们在这里报告发现了一个明显多余的2 M质量的巨星候选者，其去红0.85 < J-K_S < 1.2，至少在$100\degr < l < 150\degr$和$-20\degr > b > -40\degr$之间的相当大的天球区域，并且覆盖了三角座和仙女座的大部分星座。这种结构似乎并不优先分布在一个清晰的核心周围，而是位于数十千秒差距之外的一个纤细的，cluberous云状结构中。简化的自行图以及子样本的光谱显示这些多余的恒星是真正的巨星，而不是污染的矮星。径向速度测量表明，在这些M巨星的速度色散$σ< 17$ km s $^{-1}$的相干运动学结构的存在。我们的发现支持银河系周围存在相当分散的恒星结构，由于其无核和稀疏的分布，可能是潮汐流或一种新的卫星星系的一部分。
2004-05-21 astro-ph
Substructure in the Andromeda Galaxy Globular Cluster System
在当前最突出的星系形成的场景中，星系通过较小系统的合并而分层形成。这种合并可能会留下动态特征，这些特征可能会在事件发生后很长时间内持续存在。特别是，合并卫星星系的球状星团系统（GCS）可能仍然是大质量星系的GCS中的一个独特的子群。利用最新的球状星团的速度和金属丰度，我们提出了一个搜索的结果，分组在我们最近的大螺旋星系邻居，M31的GCS。一个改进的朋友的朋友算法被用来识别一些可能的合并残留物在投影位置，径向速度和[Fe/H]参数空间。数值模拟被用来检查，这种合并的残余物确实是合理的时间尺度上的利益。为了确认它们是合并的残余物，需要鉴定与这些群有关的恒星流。
2003-02-25 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
Detection of the Main Sequence Turn-off of a Newly Discovered Milky Way Halo Structure in the Triangulum-Andromeda Region
在M31南半部延伸至M33的大面积光度测量的颜色-震级图（CMD）中，出现了上主序（MS）和主序关闭（MSTO）特征。在华盛顿M，T_2，DDO 51测光系统中的成像使我们能够从CMD中去除背景M31/M33巨星，并更清楚地定义矮星特征，它在M ~ 20.5附近具有MSTO。相应的恒星星族在12 × 6平方度的天空采样区域内显示出很小的密度变化，并且具有非常低的表面亮度，>32等/弧秒^[2]。我们发现，这个功能是不一样的，以前确定的MS+MSTO在仙女座星系的前景，已与潮汐流环银河系盘在不到一半的距离。因此，新的恒星系统是一个独立的、更遥远的实体，可能是一个破裂的卫星星系的潮汐碎片。它最有可能与距离、位置和密度均匀性相似的结构有关，在Rocha-Pinto等人（2004年）的姊妹论文中报道的两微米全天巡天中被视为K和M巨星过剩。
2004-06-08 astro-ph
Hypervelocity Stars from the Andromeda Galaxy
在银河系（MW）晕中发现的超高速恒星（HVS）被认为是从银河系中心的大质量黑洞（MBH）附近喷出的。在本文中，我们调查的HVS的空间和速度分布，这是预期类似的仙女座星系（M31）产生。我们认为三种不同的HVS生产机制：（一）破坏恒星双星的银河系MBH;（二）喷射的恒星由一个螺旋形的中等质量的黑洞;（三）散射的恒星离开一个集群的恒星质量的黑洞围绕MBH轨道。虽然前两种机制会在M31中产生大量的HVS，但我们发现第三种机制在M31中不会有效。我们在一个简单的本星系群模型中数值计算了来自M31的1.2*10^6颗HVS的轨道，从而推断出这些恒星的当前分布。引力聚焦的HVS的MW和弥漫的本地集团介质导致高密度的低质量（太阳质量）M31 HVS MW附近。在维里化的MW晕中，我们预计第一种机制有1000个HVS，第二种机制有几百个HVS;这些恒星中的许多应该有明显的大接近速度（< -500 km/s）。此外，我们预测在M31晕内有5颗超高速RGB星，这些星可以通过观测来识别。因此，未来的MW天体测量或对遥远巨星的搜索可能会发现来自M31的HVS。
2008-02-12 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
Star Formation Histories in the Local Group
延伸到主序星序的深色星等图提供了对恒星星族中详细恒星形成历史的最直接测量。由于投入了大量的观测时间，HST可以获得1Mpc的人口数据，但与本星系群的大小相比，它的视野非常小。这种局限性严重限制了我们对星系形成的理解。例如，本星系群中最大的星系仙女座星系为研究大型螺旋星系的形成提供了理想的实验室，但该星系显示了各种尺度的子结构，可能是由于其猛烈的合并历史。在其剩余的寿命中，HST只能通过这个复杂的星系进行一些视线采样。相比之下，广角成像仪可以提供仙女座的光环，外盘和潮汐流的地图，揭示每个结构中空间依赖的恒星形成历史。同样的数据将使许多次级研究成为可能，例如仙女座球状星团系统的年龄变化，变星的巨大样本，以及星系暗物质分布的微透镜示踪剂。
2004-07-09 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
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
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
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
MACHOs in M31? Absence of evidence but not evidence of absence
我们目前的结果对仙女座星系（M31）进行了四个观测季节在艾萨克牛顿望远镜（INT）的微透镜调查。这项调查是由银河系和仙女座（MEGA）合作进行的更大规模的微透镜调查的一部分。使用全自动搜索算法，我们确定了14个候选微透镜事件，其中三个是首次报道。在Mayall望远镜获得的观测结果与INT数据相结合，产生这些候选人的复合光变曲线。调查的结果与理论预测的事件的数量和分布进行了比较。这些预测是基于蒙特卡罗计算的探测效率和磁盘隆起晕模型的M31。该模型提供了完整的相空间分布函数的透镜和源人口和动力学和观测的考虑。它们包括差分消光和跨越广泛的参数空间，其特征主要是由盘和凸起的质光比。对于大多数模型，观察到的事件率与自透镜预测的事件率一致-在95%的置信水平下，可以裁定30%或更高的HALO晕分数。事件分布确实显示出大的远近不对称性，暗示了微透镜信号的晕贡献。两个候选事件位于盘的远侧的特别大的投影半径处。这些事件很难用自透镜解释，而用自透镜只稍微容易解释。一种可能性是，其中之一是由于一个巨大的恒星流透镜。
2005-10-06 astro-ph
