星系晕中的四个新的恒星碎片流

半人马座Omega星系潮汐碎屑的动力学研究

On the Kinematics of Tidal Debris from Omega Cen's Progenitor Galaxy

假设银河系轨道卫星的中心部分曾经包含银河系中质量最大的球状星团--欧米茄--，本文给出了该卫星潮汐碎片的运动学性质。我们模拟了一个卫星星系的动力学演化，遵循现在和可能过去的轨道欧米茄岑和分析其潮汐碎片和随机生成的银河系恒星包括球状晕和平盘组件的运动学性质。结果表明，这些碎片星在-100 km/s左右有一个逆行自转，这可能与最近发现的一个径向速度约为300 km/s的恒星流相一致。这些恒星也有助于，只有部分，以报告逆行运动的外晕在北银河系极方向，没有显着修改本地晕运动学附近的太阳。简要介绍了未来碎片搜索的前景和对银河系早期演变的影响。

外星系中卫星破裂碎片的解释

Interpreting Debris from Satellite Disruption In External Galaxies

我们研究的可探测性和解释卫星中断在外部星系使用半解析近似的流光长度，宽度和表面亮度对卫星和主要星系的特性的依赖造成的碎片痕迹。半解析方法成功地测试对N体模拟，然后应用到三个有代表性的天文应用。首先，我们展示了如何流光属性可以用来估计质量-光比$Υ$和流光年龄的完全中断的卫星，并应用该方法的恒星弧在NGC 5907。其次，我们讨论了如何缺乏观测到的潮汐碎片周围的卫星可以提供一个上限的质量损失率，并作为一个例子，推导出M32和NGC 205仙女座周围的质量损失率的隐含限制。最后，我们指出，流光属性的统计分析可能适用于测试和完善宇宙学模型的星系形成的层次，并使用预测的碎片从一个标准的$Λ$ CDM实现，以测试这种研究的可行性。利用本星系群卫星和银河系和外部系统中已知的少数碎片尾迹实例，我们估计，目前最好的技术可以表征最年轻（3个动力周期）碎片流光的最亮部分（$R < 29$等/角秒$^{2}$）。如果星系分类可以控制，计划中的大口径望远镜，如CELT和OWL，可能会定期探测到较暗的尾迹，从而用于统计研究，如测试星系形成所需的研究。

寻找星系晕中的合并碎片：基于局部蓝色HB星的化学动力学证据

Searching for merger debris in the Galactic halo: Chemodynamical evidence based on local blue HB stars

我们报告的发现，一组本地A型蓝色水平分支（HBA）的恒星在一个类似彗星的轨道上移动，具有非常相似的运动学和丰度。这个偶然发现的星团包含5或6颗非常接近银河系中心的HBA恒星，它们的[Fe/H]约为-1.7，并且它们似乎至少在Mg，Si，Ti，Fe，Al和Cr丰度方面表现出最小的分散。这个“彗星轨道群”（COG）是在我们测试一种新方法来探测与较小的特定原星系实体合并到我们的星系中有关的碎片时发现的。该方法主要旨在识别具有类似运动学和详细的多物种丰度模式的HBA恒星，如在幸存遗迹的成员中所见（例如，半人马座ω）。很有可能，COG是在相对遥远的过去发生的合并事件（即，（至少一次革命）。

银河系的暗物质晕有多粗糙？

How Lumpy is the Milky Way's Dark Matter Halo?

CDM模拟预测，在银河系晕中有数百个质量大于10 e7太阳质量的团块。然而，我们知道只有十几颗矮卫星接近这个质量。这些肿块仅仅是缺少恒星，还是我们最流行的宇宙学存在根本性的缺陷？通过研究已知卫星的潮汐碎片，我们有可能解决这个问题。在本文中，我们量化了暗物质块对潮汐尾的影响。这些团块将恒星从它们原来的轨道上分散到潮汐尾中，产生了独特的信号。我们模拟碎片的演变顺利和luxuria晕的潜力，并使用我们的模拟激励和测试的散射程度的统计措施明显的角位置和径向速度测量的碎片星-“散射指数”。我们发现，散射指数一般可以区分CDM宇宙学和平滑银河系模型预测的子结构的水平，但碎片的灵敏度取决于母卫星的轨道相对于最大的肿块轨道的方向。我们将我们的研究结果应用到与人马座矮星系（Sgr）相关的碳恒星流中，发现这些恒星似乎比我们预期的在光滑晕中运行的碎片更加分散。然而，由于大麦云云的影响，散射的程度与预期完全一致，大麦哲伦云的轨道与Sgr的轨道相交。我们的结论是，目前的数据是无法约束CDM模型。尽管如此，我们的研究表明，未来与其他银河系卫星相关的碎片星数据集可能会对CDM模型提供强有力的限制。

麦哲伦大圆上潮汐碎屑的微透镜

Microlensing of tidal debris on the Magellanic great circle

越来越多的证据表明，星系晕是kpc尺度的光晕，这是由于至少有十几个小星系（LMC/SMC，Sgr，天炉座等）的吸积造成的。在这种明亮结构中的暗星可以显著地微反射背景星，其光学深度为$10^{-7}-10^{-6}$，与大麦哲伦星云的观测值相当（Alcock et al. 1996 c）。观测到的几个朝向大麦哲伦星系的微透镜事件可以用位于麦哲伦平面的潮汐碎片尾来解释，如果麦哲伦云和流以及麦哲伦平面中其他卫星星系的祖先的质量大约是大麦哲伦星系盘的两倍。大麦哲伦星云的恒星既可以被大麦哲伦星云后面的碎片尾中的恒星所透镜化，也可以被大麦哲伦星云前面的碎片尾部分中的恒星所透镜化。该模型是一致的基本粒子占主导地位的星系晕没有大规模的紧凑晕对象（MACHO）。它们也不同于Sahu（1994）的LMC自透镜模型，预测了更高的光学深度和事件率，以及更少的事件集中在LMC中心。

用色星等图技术追踪人马座矮星系北流

Tracing out the northern stream of the Sagittarius dwarf galaxy with color- magnitude diagram techniques

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潮汐流等痕迹。我们在这里报告的检测两个新的潮汐碎片的北流人马座矮星系，基于宽视场，深色星等图的分析。这些探测提供了强有力的观测证据，证明人马座的剥离碎片从其中心延伸到60度，这表明这个星系的流完全包裹了银河系，几乎是极轨道。我们的负面探测也表明流是狭窄的，支持一个接近球形的银河系暗物质晕势。

潮汐碎屑中LCDM子结构的特征

Signatures of LCDM substructure in tidal debris

在过去的十年里，对银河系恒星组成部分的调查揭示了一些来自潮汐破裂的矮星系和球状星团的流。在LCDM宇宙学中对等级结构形成的模拟预测，像银河系这样的星系的暗物质晕包含数百个质量为10^8太阳质量或更大的暗物质晕，并且已经提出相干潮汐流的存在与预期的子结构丰度不相容。通过模拟自引力卫星在不同轨道上的分裂，研究了暗物质子结构对潮汐流的影响.我们发现，晕的形状和特定的轨道路径更强烈地决定了卫星的整体破坏程度比存在或不存在的子结构，即，由于子结构而引起的潮汐碎片大尺度特性的变化与来自平滑势中不同轨道的碎片的变化相比是很小的。子结构通常会导致天空投影中潮汐碎片的结块程度增加，并且在某些情况下会导致视线速度分布更加紧凑。子结构也导致不同的部分的碎片的位置相比，平滑晕模型的结果，这可能有重要的影响所观察到的潮汐流的解释。一个独特的签名的存在下的子结构的光环，这可能是检测到即将到来的调查被确定。然而，我们的结论是，子结构的预测水平是一致的相干潮汐流从矮星系的检测。

半人马座Omega星系的潮汐碎片动力学

Kinematics of Tidal Debris from Omega Centauri's Progenitor Galaxy

我们提出了银河系中一个潮汐破裂的矮星系的运动学性质，假设它的中心部分曾经包含最大质量的银河系球状星团，欧米茄岑。动态演化的自引力祖星系，以下的今天和可能过去的轨道的欧米茄Cen的数值计算和运动学性质的潮汐碎片进行了分析，结合随机生成的恒星，包括球状晕和平盘组件。我们表明，在$\sim -100$公里/秒的碎片星的逆行旋转符合最近发现的，大径向速度流在$\sim 300$公里/秒的银河经度的$\sim 270^\circ$。这些恒星也有助于，只有部分，报告逆行运动的外晕在北银河系极点。简要介绍了未来碎片搜索的前景和对银河系早期演变的影响。

绘制星系晕III。潮流模拟观测

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。

暗物质晕的分级相空间结构：潮汐碎片、焦散线和暗物质湮灭

Hierarchical Phase Space Structure of Dark Matter Haloes: Tidal debris, Caustics, and Dark Matter annihilation

大部分质量含量的暗物质晕预计是在潮汐碎片的形式。碎片的密度不是恒定的，而是由于在轨道远心和近心处形成焦散而增加，或由于相位混合而衰减。在相空间中，碎片聚集在一个被暗物质的原始温度截断的层次中。了解这种相位结构对于解释许多天体物理观测，特别是暗物质探测实验具有重要意义。考虑到这一目的，我们开发了一个通用的理论框架来描述冷暗物质晕相空间的层次结构。我们不做任何假设球对称和/或光滑和连续的吸积。相反，在作用角空间中使用关联函数，我们可以完全解释分层结构（预测作用空间中的两点关联函数~（ΔJ）^{-1.6}），以及相空间的原始离散性。作为一个应用程序，我们估计提升的暗物质湮灭信号由于维里半径内的相空间的结构：由于层次潮汐碎片的提升是为了统一，而原始的相结构的离散性可以提高总湮灭信号的数量级。后者主要由超过维里半径的20%的区域，并且对于最近形成的具有最小程度的相混合的晕是最大的。

两股气流的超音速碰撞

Supersonic Collisions between Two Gas Streams

大质量黑洞周围的恒星可以被黑洞的引力潮汐地瓦解。然后，它的碎片可能会形成一个旋进流，甚至可能与自己相撞。为了理解流-流碰撞对恒星碎片最终吸积到黑洞上的动力学效应，我们研究了当流出的流与流入的流发生超音速碰撞时气体流动的行为。我们已经研究了问题的分析与一维平面平行流和数值更现实的三维流。围绕接触表面形成的冲击将轨道流动能的大部分转换成热能。在三维模拟中，聚集的热激波后气体随后膨胀，并将另一个激波驱动到低密度环境区域。通过这种膨胀，热能被转换回与膨胀运动相关的动能。因此，最后，只有一小部分轨道动能实际上转化为热能，而大部分轨道动能转化为膨胀气体的动能。然而，碰撞在使碎片轨道圆化方面是有效的，因为冲击有效地将碎片流的有序运动转变为垂直于碎片流方向的膨胀运动。如果两个碰撞流具有大的截面比和大的密度对比，则循环效率降低。但即使在这种情况下，主激波也会延伸到重叠接触面之外，激波后面的高压区使较大截面的气流不能自由通过。因此，流-流碰撞仍然被期望相当有效地使恒星碎片循环，除非比率

晕中古代吸积事件的化石特征

Fossil Signatures of Ancient Accretion Events in the Halo

小合并在银河系的形成和结构中所扮演的角色仍然是一个悬而未决的问题，对此有很多争论。我们使用数值模拟来探索碎片从潮汐中断卫星的演变，其目的是开发一种方法，可用于识别和量化的吸积签名晕星的调查。对于一个有球形晕的银河系，我们发现小合并产生的碎片可以在整个银河系的生命周期中沿着大圆圈排列。我们利用这一结果开发的方法，大圆细胞计数（GC 3），我们测试通过将其应用到人工构建的晕分布。我们的研究结果表明，如果在晕调查中只有1%的恒星是从一个比大麦云云小的单个子系统的破坏中吸积的，GC 3可以恢复与此碎片相关的大圆。GC3中的色散还可用于探测在任何一颗卫星所吸积的物质所占百分比小得多的分布中是否存在吸积结构特征。

吸积在形成星系晕中的作用

The Role of Accretion in Forming the Galactic Halo

如果银河系是通过较小的卫星星系的吸积而分层形成的，我们可能希望在晕的相空间分布中找到这种迹象。我回顾理论上的想法，这些签名应该采取什么形式，特别是集中在碎片的特点，从潮汐破坏的卫星小于大小的大麦云云和距离大于10千秒差距。在这种情况下，潮汐碎片可以在银河系的整个生命周期中保持在靠近卫星原始轨道的恒星流中，我们可以通过分析来了解其结构的演变。这种理解在观测中有许多应用，我将讨论几个例子：从碎片中重建一个长期死亡卫星的属性;通过潮汐外恒星的密度测量银河系卫星的质量损失率;以及使用潮汐流恒星运动的观测来测量银河系的质量和大小。

探索巨星晕子结构：三角座-仙女座Milky Way周围的弥散星云或潮汐碎片

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。

调查仙女座星流：III。M31中的一个年轻壳系统

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。

局部Galerkin中的子结构和潮汐碎屑：模型和观测

Substructure and Tidal Debris in Local Galaxies: Models and Observations

现代宇宙学模型的一个普遍预测是，大星系在过去的某个时刻应该经历过许多次与较小星系的合并。这种碰撞产生的碎片将在附近星系的恒星晕中留下空间上不同的子结构，在最终合并后的几个轨道周期内可以检测到。在银河系的情况下，来自RAVE等调查和GAIA等卫星任务的运动学数据将使我们能够探测更多的合并历史，并将恒星晕的性质与当地矮星系的性质联系起来。为了估计这些计划可能会发现什么，我们回顾了目前在附近星系中对小合并的观测，并将其与星系形成的半分析模型的预测进行了比较。

大质量黑洞周围恒星潮汐破裂后的流-流碰撞

The Stream-Stream Collision after the Tidal Disruption of a Star Around a Massive Black Hole

恒星在大质量黑洞周围会发生潮汐分裂。人们已经知道，这些碎片形成一个旋进流，它可能会与自己碰撞。流碰撞是决定恒星碎片后续演化的关键过程：如果轨道能量有效耗散，碎片最终将形成圆盘（或环面）。本文用数值方法研究了一个10^6 Msun的黑洞与一个近心半径为100 Rsun的1 Msun的正常恒星相遇时产生的流碰撞。一个简单的处理辐射冷却已被采用的光学厚和薄的区域。我们已经发现，在碰撞过程中，流的初始动能的大约10至15%转化为热能。进入流的角动量增加了2至3倍，并且这种增加与动能的减少一起显著地有助于循环化过程。碰撞引起的初始亮度爆发可能在10^4秒内达到10^41 erg/sec，之后亮度再次增加（但这次很慢），在10^5秒的几倍内达到10^40 erg/sec的稳定值。预计该系统的辐射接近普朗克，有效温度为10^5K。

未来天体测量卫星观测中银河系势和晕带的演化

Evolution of the Galactic Potential and Halo Streamers with Future Astrometric Satellites

欧空局的全球天体物理学天体测量干涉仪（GAIA）通过提供前所未有的年度自行和$1-10\muas$天体测量精度的视差，有望绘制出星系晕的详细相空间结构（Gilmore等人，1998年）。与美国宇航局的空间干涉测量任务（SIM）不同，它将达到类似的精度，但它是一个尖锐的仪器，GAIA将能够构建一个全球性的光环目录。在这里，我们研究了巨大的分支恒星在潮汐碎片撕裂的小卫星系统的光环。我们遵循8-50千秒差距之间的极地轨道上的冷流在各种历史的银河系的潜力的演变，并观察明亮的（$V<18$等）成员的碎片尾巴与GAIA的准确性。我们模拟的影响，由于增长或翻转的银河系磁盘在过去的4个Gyrs或扰动从一个巨大的吸积块，如麦哲伦云的祖先。我们的模拟表明Johnston，Zhao，Spergel & Hernquist（1999）和Helmi，Zhao & de Zeeuw（1999）关于静态银河系势的结果很可能在很大程度上推广到现实的时间相关势：尽管势的演化和非轴对称性，潮汐碎片仍然是冷的。GAIA对碎片星的自行测量可能被用来探测银河系的结构和历史。我们还研究了其他几个影响我们识别流的能力的因素，包括GAIA的径向速度和视差数据的准确性，以及随机场恒星的污染。我们的结论是，附近，冷流可以检测到与盖亚如果这些堂兄弟的人马座流存在。

矮球体潮汐碎屑作为构造形成模式的探索

Tidal debris of dwarf spheroidals as a probe of structure formation models

最近的观测表明船底座和其他附近的矮球状星系被银河系潮汐剥离的未束缚恒星所包围。我们运行高分辨率的N-体模拟的矮星系在银河系晕内的轨道，以确定这样的观察是否可以解释与暗物质潜力所暗示的当前结构形成模型。我们表明，潮汐力作用于矮星的恒定密度的核心或具有低浓度参数（$c < 5$）的尖形轮廓导致平坦的外部恒星密度分布像船底座的各种轨道配置。相反，它是更难以从尖状暗物质晕的浓度高达CDM模型预测的质量尺度的矮星系（$c \simgt 10$）和数据只能重现假设近径向轨道的恒星。我们的模拟显示船底座正在以一个分数速率失去质量，$< 0.1$ Gyr $^{-1}$和它的质光比可以膨胀最多2倍，由于未绑定的恒星沿视线投射。我们跟踪了三轴星系团冷暗物质银河晕内潮汐碎片的演化，它导致了恒星流的差旋和小尺度加热。这使得它们作为银河系势能的动力学示踪剂的用途实际上是无用的，但确实提供了一个新的测试暗物质的性质。具有暖暗物质（WDM）或流体暗物质（FDM）的模型产生的矮晕中心密度低于CDM，并且即使轨道的偏心率低至附近矮球体的当前数据所示，也与观察到的潮汐尾一致。FDM中的星系晕是光滑的球形，将有利于相干流的探测。

作为Milky Way形成残余物的太阳附近的碎片流

Debris streams in the solar neighbourhood as relicts from the formation of the Milky Way

现在人们普遍认为星系是通过引力放大原始波动和随后合并较小的前体结构而形成的。聚集形成银河系的结构的恒星现在应该构成了它的大部分或全部凸起和晕，在这种情况下，人们希望在目前的晕星分布中找到这些前体结构的“化石”证据。这一过程正在继续的确认来自于人马座矮星系的发现，它正在被银河系破坏，但到目前为止，这一过程提供了银河系大部分老恒星的直接证据。在这里，我们表明，在太阳轨道半径之外的银河系晕中，大约有10%的贫金属恒星来自一个单一的相干结构，该结构在银河系形成期间或之后不久被破坏。这个天体有一个高度倾斜的绕银河系的轨道，最大距离为$\sim$ 16千秒差距，它可能类似于天炉座和人马座矮球状星系。

潮流的极大似然拟合及其在人马座矮潮尾中的应用

Maximum Likelihood Fitting of Tidal Streams With Application to the Sagittarius Dwarf Tidal Tails

我们提出了一个极大似然方法来确定潮汐碎片和银河系椭球体的空间特性。用这种方法，我们的特点人马座碎片使用的颜色的蓝色F关闭星在SDSS条纹82。残骸位于（alpha，delta，R）=（31.37度+/- 0.26度，0.0度，29.22 +/- 0.20 kpc），具有由单位矢量< -0.991 +/- 0.007 kpc，0.042 +/- 0.033 kpc，0.127 +/- 0.046 kpc >给出的（空间）方向，在银河系中心笛卡尔坐标系中，半高宽= 6.74 +/- 0.06 kpc。这条2.5度宽的条纹包含的F关闭恒星数量是目前人马座矮星系的0.9%。在小的空间范围内，碎片被建模为一个圆柱体，其密度随着与轴的距离而呈高斯分布，而球体的平滑部分则采用Hernquist轮廓建模。我们假设F关闭星的绝对星等分布为高斯分布，这是对以前的方法，固定在Mg 0 = 4.2的绝对星等的改进。通过模拟SDSS stripe 82数据的F turnoff星，验证了该算法的有效性和正确性，结果表明，该算法比以往的研究具有更高的精度。我们的算法可以应用于恒星数据分为两个目录：一个适合流密度轮廓和一个与椭球体的特性。这使我们能够有效地分离潮汐碎片的球体人口，既有利于潮流动力学的研究，并提供了一个测试是否存在一个光滑的球体人口。

在“分级”星系形成中由于潮汐碎片造成的恒星形成损失

Star formation losses due to tidal debris in `hierarchical' galaxy formation

暗物质晕的自下而上的分层形成并不像Press-Schechter形式主义中隐含的那样单调：物质可以被喷射到潮汐尾、壳层或低密度“大气”中。在这里使用ArFus N-体加半分析星系建模软件研究了在这些潮汐“碎片”中可能截断的恒星形成对观测星系统计数据的影响。恒星损失的上限和下限暗示一组给定的N体模拟输出数据可以通过选择连续N体模拟输出时间之间的晕合并/身份标准进行研究。一个中位数合并/身份标准的定义和用于推断可能的恒星形成和恒星星族损失的上限估计。定义了一个最大的后继合并/身份准则来推导出一个最小化恒星损失的估计。在所研究的N体模拟中，碎片损失是短期和暂时的;最大损失约为16%。恒星形成和光度函数的诱导损失在低光度星系和中等红移（1 < z < 3）时最强（损失10%-30%）。这个可能损失的上限小于目前观测的不确定性。因此，Press-Schechter基于星系形成模型是近似有效的，尽管忽略了碎片的损失，提供矮星系的统计数据没有在研究中。

宇宙学暗物质晕中破坏性暗晕的潮汐流

The Tidal Streams of Disrupting Subhaloes in Cosmological Dark Matter Haloes

（节略）我们提出了一个详细的分析的潮汐剥离材料的性质，从破坏子结构晕或subhaloes在一个样本的高分辨率宇宙学N体宿主晕，从星系到集群质量尺度。我们专注于设计的方法来恢复下沉质量和下沉偏心率的subhaloes从其潮汐剥离材料（即潮汐流）的属性。我们的分析表明，有一个最适合的碎片平面的流粒子的散射和祖先subhalo的落入质量之间的关系。这使我们能够从潮汐碎片在太空中的传播中重建坠落的质量。我们还发现，在径向速度的碎片材料（由位于主机中心的观察员测量）的传播与下沉偏心率的subhalo，这使我们能够重建其轨道参数。我们设计了一个自动化的方法来识别的领导和拖曳臂，可以，至少在原则上，适用于卫星星系的恒星流的观测。这种方法是基于物质在潮流中的能量分布。使用这种方法，我们表明，质量与领先的和落后的武器不同。虽然我们的分析表明，潮汐流可以用来恢复其祖subhaloes（因此卫星）的某些属性，我们没有发现主机晕属性和流属性之间的强相关性。这可能反映了流和主机之间的复杂关系，在宇宙学背景下，其特征是复杂的质量吸积历史，不对称的质量分布和丰富的子结构。[...]

人马座矮星系的2 MASS全天空视图：III。星系晕变平的限制条件

A 2MASS All-Sky View of the Sagittarius Dwarf Galaxy: III. Constraints on the Flattening of the Galactic Halo

从2微米全天巡天（2 MASS）中选出的M巨星被用来追踪潮汐碎片流，这些碎片流显然与完全环绕银河系的人马座矮球状星系（Sgr）有关。虽然Sgr M巨星通常与天空中的一个大圆圈对齐，但我们测量到最适合Sgr前后碎片的大圆圈的平均轨道极之间的差异为10.4 +-2.6度，这可以归因于Sgr轨道在数据集探索的相位范围内的岁差。模拟Sgr在包含凸起、盘和晕分量的电势中的破坏，如果晕的电势轮廓仅稍微平坦，则最好地再现沿着相同轨道相位范围的这种水平的进动，垂直于圆盘的轴长与圆盘内的轴长之比在q = 0.90-0.95的范围内（对应于q_ρ~ 0.83 - 0.92的等密度线）。扁圆晕比长扁（q_ρ> 1）晕更受青睐，在3 σ水平上排除了q <= 0.85（q_ρ<= 0.75）和q >= 1.05（q_ρ>= 1.1）势的双态性。分别在7-sigma和5-sigma水平上排除了q <= 0.80（q_p <= 0.6）和q >= 1.25（q_p>= 1.6）的更极端值。随着轨道阶段分离较大的碎片的发现，这些限制因素将会得到改善。

邻近晕星相空间分布中的星流特征

Signatures of star streams in the phase space distribution of nearby halo stars

我们分析了太阳附近约900颗非运动学选择的低金属丰度恒星的相空间分布。这些恒星主要代表了银河系的厚盘和晕。我们的目标是识别相空间中人口稠密的区域，我们将其解释为靠近太阳的恒星流的签名。搜索是在由恒星轨道的角动量和偏心率构成的空间中进行的。除了恢复所有已知的星流在厚盘，我们隔离了四个统计上显着的相空间超密度晕星之间。其中之一是与以前已知的晕星流，但其中三个是新的功能，我们建议也被认为是真正的晕流。

星系晕中的潮汐流：人马座北流的证据或附近新矮星系的痕迹

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。

大质量黑洞对潮汐扰动星碎片演化的研究：SPH和TVD方法混合方案的发展

Evolution of Debris of a Tidally Disrupted Star by a Massive Black Hole: Development of a Hybrid Scheme of the SPH and TVD Methods

由于超大质量黑洞的潮汐力引起的潮汐破裂后恒星碎片的演化问题的动力学范围很大，数值求解比较困难。我们开发了一个SPH（Smoothed Particle Hydrodynamics）- TVD（Total Variation Diminishing）混合程序，其中SPH用于覆盖分布广泛的碎片，TVD用于更精确地计算流碰撞。虽然目前形式的代码不足以获得所需的分辨率，它可以提供一个有用的工具，在研究恒星的大质量黑洞分裂的后果。

用GAIA检测Halo流

Detecting Halo Streams with GAIA

我们调查了欧空局天体测量卫星GAIA将通过观测银河系的晕来揭示什么。具体来说，我们寻找晕流，这是一个典型的星系，如银河系所经历的合并/吸积事件留下的签名。我们运行数值模拟的破坏卫星星系在银河系的潜力，以产生人工GAIA晕目录。我们恢复的流通过搜索角动量空间中的峰值。

星系晕中的麦哲伦流和日冕气体密度

The Magellanic Stream and the density of coronal gas in the Galactic halo

麦哲伦流的性质限制了遥远的星系晕中日冕气体的密度。我们表明，通过环境气体的运动可以强烈加热流云，驱动质量损失，并导致蒸发。如果环境气体密度太高，则蒸发在不合理的短时间尺度上发生。由于加热主导阻力，潮汐剥离似乎是负责生产流。MS IV云的存活时间为5亿年，这就为50 kpc时晕气体密度n_H< 10^{-5} cm^{-3}设定了上限，比Moore & Davis（1994）的阻力模型估计的值大约低10倍。星系晕中的气体演化模型的影响进行了讨论。

使用2MASS跟踪Sgr流。外晕球状星团周围流星的探测

Tracing the Sgr Stream with 2MASS. Detection of Stream stars around Outer Halo Globular Clusters

我们使用红外色星等图从2微米全天巡天（2MASS）搜索恒星属于潮汐流的人马座矮球状星系（Sgr dSph）周围选定的银河系球状星团。在统计上显著的探测到的情况下，NGC 12和NGC 4147，强烈支持的想法，这些集群与Sgr流，他们是以前的成员Sgr dSph星系。

Magellanic Stream: A Possible Tool for Studying Dark Halo Model

We model the dynamics of Magellanic Stream with the ram-pressure scenario in the logarithmic and power-law galactic halo models and construct numerically the past orbital history of Magellanic clouds and Magellanic Stream. The parameters of models include the asymptotic rotation velocity of spiral arms, halo flattening, core radius and rising or falling parameter of rotation curve. We obtain the best fit parameters of galactic models through the maximum likelihood analysis, comparing the high resolution radial velocity data of HI in Magellanic Stream with that of theoretical models. The initia…

局部星晕粒度的上限

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%。

地球质量的暗晕被恒星撕裂成黑暗的迷你流

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。

M31星系晕中富含金属的巨大恒星流

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。

作为Milky Way形成的残余物的晕流

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。

Milky Way的光环

The Halo of the Milky Way

我们证明了银河系椭球体中的恒星数不是关于l=0，l=180度对称的。飞机在l=155 °附近发现最小计数。最大恒星数的银河经度取决于晕星的星等和颜色选择。我们将此解释为证据表明，球状体人口是三轴的主轴取向65度的视线从太阳到银河系中心，并近似垂直于银河酒吧。还观察到来自潮汐碎片和可能的潮汐碎片的大的局部恒星聚集。要全面了解银河系球状体的人口，需要每个子结构中代表性恒星的位置信息和三维空间速度。许多恒星的切向速度将由目前和计划中的天体测量任务提供，但没有计划中的任务将测量足够微弱的恒星，以解开球体的更遥远的部分，其中包含大部分的空间子结构。本文使用的数据来自斯隆数字巡天（SDSS）公共数据发布DR3。

仙女座晕的测量：围绕M31的巨流的运动学分析

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。

用未来天体测量卫星研究银河系势和晕带的演化

Studying Evolution of the Galactic Potential and Halo Streamers with Future Astrometric Satellites

未来的天体测量卫星，如SIM（美国宇航局的空间干涉测量任务）和GAIA（欧空局的全球天体物理学天体测量干涉仪），通过提供前所未有的年度自行和$1-10μ$的视差作为天体测量精度，有望绘制出星系晕的详细相空间结构。在这里，我们表明，数百个巨大的分支星在一个小卫星（一个$10^{5-7}L_\odot$银河系矮星系或球状星团）撕裂的潮汐碎片在晕中的自行是敏感的当前银河系的潜力和它的过去的演变。我们遵循附近（8-50千秒差距之间）极地轨道上的银河系的潜力在各种历史的冷（速度分散10公里/秒）流的演变，并观察明亮的（$V<18$等）成员的碎片尾巴与GAIA的准确性。我们模拟的影响，由于增长或翻转的银河系磁盘在过去的4个Gyrs或扰动从一个巨大的吸积块，如麦哲伦云的祖先。我们研究了各种因素影响我们的能力，以确定流，包括污染的领域明星，径向速度和距离数据的准确性和演变和非轴对称的潜力。我们的模拟表明，如果这些人马座流的表亲存在，附近的冷流可以用盖亚探测到。Johnston，Zhao，Spergel & Hernquist（1999）和Helmi，Zhao & de Zeeuw（1999）关于静态银河系势的结果很可能在很大程度上可以推广到适度时间演化的势。对碎片星的SIM和GAIA测量可以用来探测银河系的结构和历史。

对半人马座Omega的假想母星系潮汐碎片的太阳邻域搜索

A Solar Neighborhood Search for Tidal Debris from Omega Centauri's Hypothetical Parent Galaxy

最近的恒星星族和化学丰度的研究指出，一个增积的起源欧米茄岑。在这种情况下，并考虑到逆行，小尺寸的轨道的欧米茄Cen，我们寻找一个运动学签名位假设的母星系在太阳附近。我们分析了迄今为止大量的贫金属恒星样本（Beers et al. 2000），发现在金属丰度范围-2.0 < [Fe/H] <=-1.5时，可以识别出一个与内晕特征不同的逆行特征，并且类似于ω Cen的轨道。

仙女座光环中五个恒星流的运动学足迹

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。

利用潮汐流揭示CDM晕子结构

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。

潮汐碎片伪装成黑暗星系

Tidal Debris posing as Dark Galaxies

在潮汐碰撞过程中被送入星系际介质的碎片可以告诉我们星系的几个基本性质，特别是它们丢失的质量，无论是宇宙学上的暗物质还是所谓的丢失重子。在星系团中常见的高速碰撞能够产生微弱的潮汐碎片，这些碎片可能会出现无恒星的自由漂浮的HI云。这些可能会被误认为是暗星系，一种假定的气态，暗物质占主导地位，由于某种原因从未形成恒星的物体。室女座HI 21是迄今为止在HI调查中发现的最壮观和最受讨论的暗星系候选者。我们在这里表明，它最有可能是由7.5亿年前从附近的螺旋星系NGC 4254中喷出的物质组成的，当时它正以大约1000公里/秒的速度飞行-被一个巨大的入侵者。我们的碰撞数值模型能够再现该系统的主要特征：特别是没有恒星，以及其显著的速度梯度。最初归因于气体在大质量暗物质晕中旋转，我们发现它与简单的流动运动加上投影效应的组合一致（Duc & Bournaud，2007）。我们讨论了在暗星系候选者中识别潮汐起源的几种方法，并使用室女座的另一个HI系统VCC 2062来说明该方法，该系统最有可能是潮汐矮星系（Duc等人，2007年）。现在，虽然潮汐碎片不应该包含任何来自其母星系晕的暗物质，但它可能以暗重子的形式表现出丢失的质量，这是经典观测无法解释的，正如最近在NGC 5291的碰撞环中发现的那样（Bournaud et al.，2007年），并可能在TDG VCC 2062。这些“失落的重子”最初一定…

距离银河系中心90 kpc的人马座潮汐碎片

Sagittarius Tidal Debris 90 kpc from the Galactic Center

本文给出了银河系恒星晕中A色恒星的一个新的过密度，其去红的SDSS星等为g_0 = 20.3。相关变量RR天琴座候选者的识别支持这些是蓝色水平分支星的说法。假设这些恒星的绝对星等为M_g_0 = 0.7，太阳距离银河系中心为8.5 kpc，则推断这些恒星距离银河系中心为90 kpc。新的潮汐碎片是在10千秒差距内的同一平面的其他确认的潮汐碎片从破坏的人马座矮星系，并可能与尾随的潮汐臂。距离人马座流估计从M星约13%小于我们推断的距离。潮汐碎片的宽度至少为10度，并且在天空中跟踪超过20度。球状星团NGC 2419位于探测到的潮汐碎片中，也可能曾经与人马座矮星系有关。

利用人马座矮星系潮汐碎片的观测约束其历史

Constraining the History of the Sagittarius Dwarf Galaxy Using Observations of its Tidal Debris

我们提出了一个比较半解析模型的相空间结构的潮汐碎片与观测的恒星与人马座矮星系（SGR）。我们发现，数据中的许多特征可以用这些模型来解释。距离Sgr中心10-15度的恒星的性质--特别是垂直于Sgr轨道的物质的方向（c.f. Alard 1996）和速度梯度的扭结（Ibata等人1997）-与最近一次约5000万年前的近着丝粒通过期间剥离的未结合材料的预期一致。Mateo，Olszewski & Morrison（1998）在~ b=-35处观察到的表面密度斜率的突变可以理解为标志着这种材料的终结。然而，超过这一点的探测不太可能代表尾随流光中的碎片，在前一次通过时从Sgr撕裂约0.7 Gyrs前，但更合理地解释为超过1 Gyrs前丢失的领先流光材料，并一直缠绕在银河系周围。Mauriski等人（1999年）报告的观察结果也支持这一假设。我们确定这些属性的轨道上的碎片模型是一致的，目前已知的位置和速度的银河系的潜力与晕组件，具有圆周速度v_circ=140-200公里/秒的Sgr。与数据最匹配的模型是：Sgr目前的质量约为10^9太阳质量，并且在最近的1 Gyr中围绕银河系运行，在此期间，它的质量减少了2-3倍，或者说光度减少了相当于星系晕总光度的10%。这些数字表明，Sgr是迅速破坏，不太可能生存超过几个臂间通道。