The Next Generation Virgo Cluster Survey (NGVS). XXXV. First Kinematical Clues of Overly-Massive Dark Matter Halos in Several Ultra-Diffuse Galaxies in the Virgo Cluster
本文通过 Keck/DEIMOS 光谱测量室女座星系团 10 个超弥散星系中球状星团的视向速度，发现其中若干星系具有与银河系相当或更大的暗物质晕，揭示其形成机制多样且现有模拟难以解释。
2023-05-10 astro-ph.GA
CHANG-ES VII: Magnetic outflows from the Virgo cluster galaxy NGC 4388
我们研究了冲压压力对星系有序磁场的影响，该星系具有射电晕和强核外流。在CHANG-ES EVLA项目中获得了边缘室女座星系NGC 1，4388的总强度和偏振强度的新射电图像。达到前所未有的噪音水平使我们能够检测到有序磁场的惊人新特征。核流出物延伸到距中心约5，kpc的晕内，并与$\rm{H}α$和X射线发射在空间上相关。第一次发现南部外流。在两个旋臂的上方和下方，我们发现了延伸的偏振发射斑点，其具有垂直于圆盘定向的有序场。在这些地区的宇宙线电子（CREs）的同步加速器寿命产生的平均流出速度$(270\pm70)\kms$，与银河风的情况。在NGC 4388中观察到的极化晕特征的对称性排除了星系团内介质（ICM）的冲压压力对晕气体的压缩。晕压力和ICM冲压压力之间的平衡的假设产生的ICM密度的估计是一致的ICM密度从X射线观测和最近的\textit{Planck} Sunyaev-Zel'dovich测量。因此，星系团周围微弱的射电晕的检测可以用于ICM冲压压力的估计。
2016-04-22 astro-ph.GA
The outer regions of the giant Virgo galaxy M87. Kinematic separation of stellar halo and intracluster light
我们对室女座A的BCG M87周围总面积约为0. 4度^2的287个行星状星云（PNs）进行了光谱研究。利用这些数据，我们可以区分恒星晕和同空间的团内光（ICL）。PN从其窄且对称的红移λ 5007\4959埃[OIII]发射线以及不存在显著的连续谱来识别。我们实现了一个强大的技术来测量从投影相空间的晕速度色散，以确定PN与M87晕和ICL。光谱证实PN的速度分布是双峰的，包含一个狭窄的组件集中在系统的BCG速度和偏心的更广泛的组件，我们确定为晕和ICL，分别。Halo和ICPN具有不同的空间分布：Halo PN跟随星系的光，而ICPN的特征是较浅的幂律分布。复合PN数密度分布图显示了与M87晕和ICL相关的不同PN种群的叠加，其特征在于不同的PN α参数，ICL每单位光贡献的PN约为3倍。当m_5007=28.8时，M87晕PN光度函数（PNLF）比IC PNLF有更陡的倾斜度，而两者都比M31隆起的标准PNLF更陡。此外，IC PNLF有一个比明亮截止暗1-1.5等的倾角，让人想起具有延长恒星形成历史的系统的PNLF。M87晕和室女座ICL是动力学上不同的两个分量，具有不同的密度剖面和速度分布。晕和ICL的不同α值和PNLF形状表明不同的母恒星星族，与大半径处存在向蓝颜色的梯度相一致。这些结果反映了室女星系团的等级结构。
2015-06-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Update on the Nature of Virgo Overdensity
我们使用Sloan Digital Sky Survey（SDSS DR 8）目录的第八次数据发布及其南银河半球的额外天空覆盖范围，来测量Virgo Overdensity的范围并研究其性质（VOD; Juric et al. 2008）。数据显示，VOD的延伸范围不小于2000 deg^2，其真实范围可能更接近3000 deg^2。我们测试VOD是否可以归因于倾斜的恒星晕椭球相对于平面的银河系盘，发现所观察到的对称性的南北银河系半球的恒星计数排除了这种可能性。我们认为，室女座高密度，尽管其广泛的领域和云状外观，仍然是最好的解释是一个小的合并。它的外观和位置在性质上类似于近银河系合并事件，假设VOD和室女星流共享相同的祖先，与Casetti-Dinescu等人（2009）确定的VSS轨道一致。
2012-02-28 astro-ph.GA
Young stellar populations in early-type dwarf galaxies; occurrence, radial extent and scaling relations
为了了解矮早型星系的恒星星族含量及其环境依赖性，我们比较了邻近的天炉座、室女座和后发座三个星系团的色-星等关系（CMR）的斜率和内禀散射。此外，我们提出并比较这些星系的内部颜色配置文件，以确定中心的蓝色区域与年轻的恒星。我们利用HST/ACS天炉座星团在-18.7 <= M_g' <=-16.0星等范围内的成像，导出了星等、颜色和颜色轮廓，并与文献测量结果进行了比较。基于对颜色剖面的分析，我们报告了在所有三个星团的中心都有大量的年轻恒星星族的dEs。而室女座和后发座的蓝核dE的数量分别为85 +/- 2%和53 +/- 3%，对于天炉座，我们发现所有星系都有一个蓝核。我们发现，蓝色的核心居住在较暗的DE，类似的趋势，在有核DE。我们发现星系的光度与其蓝核的大小之间没有相关性。此外，三个星团的CMR的比较表明，在室女座的CMR的分散是相当大的天炉座和后发座星系团。提出自适应平滑，我们表明，在CMR的蓝色一侧的星系往往显示出尘埃灭绝的证据，这加强了解释，蓝色的颜色是由于年轻的恒星星族。我们还发现，在CMR的红色一侧的离群值比预期的亮度更紧凑。我们在室女座发现了几个这样的红色异常值，它们通常靠近更大质量的星系。在这个星等范围内，在天炉座和后发座中没有发现红色外围致密早期型，而在室女星系团中我们发现了三个。我们认为，大量的离群值和较大的分散发现的室女星系团CMR是一个结果，处女座的不同的组…
2019-04-05 astro-ph.GA
The Next Generation Virgo Cluster Survey. XIX. Tomography of Milky Way Substructures in the NGVS Footprint
下一代室女星系团巡天（NGVS）是一项深度$u^*giz$巡天，目标是16.5兆秒差距的室女星系团。这项调查提供了高质量的测光超过$\sim$ 100度$^2$地区跨越星座的室女座和后发座。这条穿过银河系的视线是值得注意的，因为它与银河系晕中两个最突出的子结构相交：室女座超密度（VOD）和人马座恒星流（靠近其分叉点）。在本文中，我们使用深$u^*gi$成像从NGVS进行层析成像的VOD和人马座流使用主序星关闭（MSTO）作为晕示踪人口。VOD的质心位于比NGVS覆盖的偏角稍低的偏角（$α\sim 190^\circ$，$δ\sim -5^\circ$），但在距离$\sim$ 8~25 kpc的NGVS覆盖区中仍能清楚地探测到VOD。相比之下，人马座流被发现直接穿过NGVS场，距离在25和40 kpc之间，密度最大值在$\simeq$~35 kpc。没有证据表明在人马座流之外有新的子结构，至少在$\sim$~90 kpc的距离-这是我们可以使用MSTO恒星可靠地追踪晕的最大距离。我们发现了明确的证据，证明人马座流中的距离梯度跨越NGVS及其侧翼区域覆盖的天空的$\sim 30$~度。我们比较我们的距离测量沿流领先的流模型预测。
2016-01-20 astro-ph.GA
The Next Generation Virgo Cluster Survey. XXXVII. Distant RR Lyrae Stars and the Milky Way Stellar Halo out to 300 kpc
本研究利用NGVS巡天数据发现180颗距离约20-300 kpc的遥远RR Lyrae恒星，揭示银河系晕密度呈r^-4.09幂律分布且金属丰度向外递减，为150 kpc外的晕结构提供了重要示踪体。
2024-02-08 astro-ph.GA
Messier 90 galactic halo rotation in the microwaves
本研究利用Planck数据发现室女座星系团中罕见的蓝移星系M 90存在源于星系晕旋转的显著温度不对称性，延伸距中心约1度，对星系团动力学与星系晕结构研究有潜在意义。
2025-01-16 astro-ph.GA
Origin of Non-axisymmetric Features of Virgo Cluster Early-type Dwarf Galaxies. I. Bar Formation and Recurrent Buckling
室女星系团中的一小部分早期型矮星系具有盘的组成部分，甚至具有盘的特征，如棒，透镜和螺旋臂。在这项研究中，我们构建了15个星系模型，类似于VCC 856，被认为是一个下落的祖先的盘矮星系，在观测误差范围内，并使用$N$体模拟研究其长期的动力学演化隔离，以及在他们的酒吧的形成。我们发现，矮盘星系很容易形成酒吧，除非他们有一个过度集中的晕或热盘。这表明，即使没有任何外部扰动，下落的矮盘星系本质上对棒形成是不稳定的，这就解释了室女星系团外围的一群棒状矮星系。在逆流运动比例较低、晕浓度较低、速度各向异性较低和盘较薄的星系中，条形形成得更早、更强。与正常盘星系类似，矮盘星系也经历周期性的屈曲不稳定性。第一次屈曲失稳倾向于缩短杆和盘，并驱动杆模式速度以及质量流入速率的动态转变。在九个模型中，酒吧再生后，由于磁盘角动量的有效转移到晕轻微的第一屈曲不稳定性，并受到经常性的屈曲不稳定性变成X形凸起。
2017-04-14 astro-ph.GA
Uncovering an Excess of X-ray Point Sources in the Halos of Virgo Late-type Galaxies
本研究利用Chandra数据在室女团晚型星系盘外发现了显著的X射线点源过剩，排除了背景干扰，认为超新星踢出的LMXBs和冲压剥离效应最可能相关。
2024-04-23 astro-ph.GA
Fitting the density substructure of the stellar halo with MilkyWay@home
我们提出并测试了一种方法应用统计光度视差主序星关闭（MSTO）在斯隆数字巡天（SDSS）。使用模拟数据，我们表明，如果我们的密度模型是类似于我们的数据的实际密度分布，我们可以可靠地确定密度模型参数的三个主要的子结构在银河系晕使用MilkyWay@home（20参数拟合）上可用的计算资源。我们拟合的恒星密度在SDSS条纹19与一个光滑的恒星球体组件和三个主要的流。其中一条与$21.1$千秒差距处的人马座潮汐流一致，一条与$48$千秒差距处北银河帽中人马座潮汐流的拖尾一致，还有一条可能是$6$千秒差距处室女座超密度的一部分。我们发现这三个流的一个西格玛宽度分别为$1.0$ kpc、$17.6$ kpc和$6.1$ kpc。尾部的宽度非常宽（半高宽为$41$ kpc）。这个大的宽度可能对银河系暗物质晕的形状有影响。室女座超密度结构的宽度与我们对“云”状结构的预期一致;需要分析额外的数据条带来概述这种结构的完整范围，并确认其与室女座超密度的关联。
2018-08-20 astro-ph.GA
The edge of the M87 halo and the kinematics of the diffuse light in the Virgo cluster core
我们提出了高分辨率的火焰/VLT光谱的星团内行星状星云（IPN）的候选人，针对三个新领域的室女星系团核心的表面亮度下降到mu_B = 28.5。基于投影相空间信息，我们将旧的和12个新确认的PN分为星系和团内成分。M87 PN被限制在M87的扩展恒星包层中，投影半径约为160 kpc，而ICPN则分散在M87和M86之间的整个测量区域。在投影半径为60 kpc和144 kpc的M87 PNs上测定的速度色散表明，星系的速度色散曲线在外晕中减小，下降到78 +/- 25 km/s。在X射线辐射追踪的引力势中，M87晕星的Jeans模型仅在恒星轨道具有强径向各向异性（β = 0.4，在r = 10 kpc处增加到0.8，在外缘），并且在平均椭圆半径约为150 kpc处截断时才符合观测到的速度色散剖面。根据ICPN的空间和速度分布，我们推断M87和M86正朝着彼此落下，我们可能在第一次近距离通过之前观察到它们。推断的M87晕和ICL的光度特定PN数在古老（> 10 Gyr）恒星星族观测值的范围内（略）。
2009-05-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Merger types forming the Virgo cluster in recent gigayears
作为离我们最近的星系团邻居，室女星系团被观测者深入研究，以揭开星系团内星系演化的奥秘。在这个阶段，星系团的宇宙学数值模拟对于有效地检验理论和校准模型是非常有用的。然而，选择室女星系团的完美拟像来详细地比较它的观测和模拟星系群是不容易的，这些星系群受到星系团类型和历史的影响。精确地确定Virgo的属性，以便以后选择模拟集群变得至关重要。目前还不清楚如何从当前的观测中获得其中的一些属性，例如室女星系团的过去历史。因此，直接制造室女星系团的有效拟像是不可避免的。室女星系团的有效拟像可以通过模拟局部宇宙到星系团尺度来获得。在这样的模拟中，室女座状晕形成于适当的局部环境中，并允许评估星团最可能的形成历史。基于这些模拟的研究已经揭示了室女星系团在过去的7千兆年里有一个安静的合并历史，并且该星系团沿着一个优先方向吸积物质。此外，这篇论文还揭示了，在过去的四个千兆年内，在红移为零的情况下，此类处女座光环平均只有一次大于其质量约十分之一的合并。第二个分支（与主分支相对）在一个特定的次区域形成，最近（在过去的十亿年内）合并。这些性质并不与同一质量范围内的一组随机晕共享。本研究延伸[截断]
2018-03-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Planetary Nebulae and their parent stellar populations. Tracing the mass assembly of M87 and Intracluster light in the Virgo cluster core
星系的弥漫延伸的外部区域很难研究，因为它们很微弱，典型的表面亮度只有黑暗夜空的1%。我们可以通过使用分辨的恒星示踪剂来解决这个问题，这些示踪剂在距离星系中心很远的地方仍然可见。本文介绍了使用行星状星云作为示踪剂和校准其性质的指标，恒星形成的历史，平均年龄和金属丰度的母星在银河系和本星系群星系。然后，我们报告的结果，从深，扩大，行星状星云调查在0.5平方度的区域为中心的最明亮的星系团星系NGC 4486（M87）在室女星系团的核心，进行与SuprimeCam@Subaru和FLAMES-GIRAFFE@VLT。在距离M87中心150千秒差距的范围内发现了两个PN种群。一个与M87晕有关，另一个与室女星系团核心的团内光有关。它们具有不同的视速度和空间分布，以及不同的行星状星云特定频率和光度函数。在观测区域内的星团内行星状星云的光度相当于大麦云云光度的四倍。M87晕状行星状星云是一个更古老、更富含金属的母恒星星族。在M87晕行星状星云的视向速度与长轴距离的投影相空间中检测到的子结构为一个光度为M33两倍的卫星星系最近的吸积事件提供了证据。卫星星在1 Gyr前被潮汐剥离，到达远心点，长轴距离M87中心60-90 kpc。M87的晕在探测到子结构的距离上仍在显著增长。
2015-11-06 astro-ph.GA
The Spectroscopy and H-band Imaging of Virgo cluster galaxies (SHIVir) Survey: Scaling Relations and the Stellar-to-Total Mass Relation
作为室女星系团光谱和H-爆炸成像（SHIVir）调查的一部分，我们在这里提出的参数分布和基本的标度关系的190个星系。我们发现星系速度的分布是双峰的，大约为$V_{\rm circ} \sim 125$ km ${\rm s^{-1}}$，暗示在星系内部区域存在动力学不稳定模式。分析了晚型星系（LTG）的Tully-Fisher关系（TFR）和早型星系（ETG）的基本面（FP），得到了星系标度关系的概要。室女座TFR的斜率和零点与场星系相匹配，而散射差异可能反映了不同的演化历史。TFR和FP的散射最小化的速度在重子部分成为次主导的大孔径测量。虽然TFR残差保持独立的任何星系参数，FP残差（即FP“倾斜”）与动力学恒星质量比密切相关，产生严格的星系形成的限制。此外，我们构建了一个恒星总质量的关系（STMR）ETG和LTG，并找到线性的，但不同的趋势范围内$M_{*} = 10^{8-11} M_{\odot}$。恒星-晕质量关系（SHMR），探测扩展的暗物质晕，可以按比例缩小到光学半径内估计的质量，在低质量下与室女座STMR紧密匹配;然而，可能不充分的晕丰度匹配处方和广泛的径向标度使这种比较在所有质量下变得复杂。虽然ETG在投影空间中看起来比相同恒星质量的LTG更紧凑，但它们在物理空间中的质量-尺寸关系是相同的。这里报告的趋势需要通过良好解决的数值模拟验证。
2017-05-30 astro-ph.GA
On the Stellar Kinematics and Mass of the Virgo Ultra-Diffuse Galaxy VCC 1287
在这里，我们提出了一个运动学分析的室女星系团超扩散星系（UDG）VCC 1287的基础上采取的数据与凯克宇宙网络成像仪（KCWI）。我们确认VCC 1287与室女星系团及其球状星团（GC）系统的关联，测量到的后退速度为$1116 \pm 2\ \mathrm{km\ s^{-1}}$。我们测量了恒星的速度色散（$19 \pm 6\ \mathrm{km\ s^{-1}}$），并在半光半径（4.4 kpc）范围内推断了动力学质量（$1.11^{+0.81}_{-0.81} \times 10^{9} \ \mathrm{M_{\odot}}$）和质光比（$13^{+11}_{-11}$）。这使得VCC 1287略高于正常星系的已建立关系，其动力学质量的质光比高于正常星系。我们使用我们的动力学质量，并估计GC系统的丰富性，将VCC 1287的GC数-动力学质量的关系，找到良好的协议与正常星系的样本。基于GC计数得出的总晕质量，我们推断VCC 1287可能存在于核心或低浓度的暗物质晕中。基于我们的测量结果与模拟预测的比较，我们发现强恒星反馈和/或潮汐效应是VCC 1287形成的主要机制。最后，我们比较我们的动态质量与其他UDG的测量。这些动力学质量的估计表明相对大规模的晕和失败的星系起源至少有一些UDG。
2020-06-22 astro-ph.GA
Compositions of the Hercules-Aquila Cloud and Virgo Over-density
基于LAMOST K巨星和Gaia RRL样本，研究发现HAC和VOD主要由GSE碎片星构成，且径向偏置的各向异性晕主导了恒星晕的倾斜三轴形态和双断点结构。
2024-07-04 astro-ph.GA
Detailed chemical abundances of distant RR Lyrae stars in the Virgo Stellar Stream
我们提出了第一个详细的化学丰度遥远的RR天琴座恒星成员的室女座恒星流（VSS），来自X-射手中分辨率光谱。从碳到钡的16种元素已经在6颗VSS RR天琴座恒星中测量，采样了所有主要的核合成通道。这是第一次，我们将能够详细地比较VSS祖与本群矮球状星系（LG dSph）的化学演化，以及一个光滑的晕。
2016-03-23 astro-ph.GA
The $>100$ kpc Distant Spur of the Sagittarius Stream and the Outer Virgo Overdensity, as Seen in PS1 RR Lyrae Stars
我们报告了在人马座（Sgr）流的主要前缘和后缘臂的远心点附近探测到空间上不同的恒星密度特征。这些特征在基于Pan-STARRS 1的天琴座RR的高保真恒星晕图中清晰可见：在主臂远心点10 kpc处有一个恒星羽流，还有一个延伸到130 kpc的“支线”，几乎30千秒差距以外的先前检测到的远心的拖曳臂。这种远心亚结构是定性预期在任何Sgr流模型，作为恒星剥离从祖在不同的近心通道成为空间分离。这些新的Sgr流子结构的形态可以为Sgr系统建模提供急需的新线索和约束，包括Sgr经历的动态摩擦水平。我们还报告发现了一个新的，可能无关的晕子结构在80 kpc从太阳和$10^\circ$从Sgr轨道平面，我们称之为外室女座超密度。
2017-06-30 astro-ph.GA
The Virgo Overdensity Explained
我们认为，室女座恒星的过密度（VOD）的恒星晕是一个径向矮星系合并，我们称之为室女座径向合并的结果。由于矮星系非常接近银河系中心，碎片具有很大的能量范围，但$L_z$角动量几乎为零。碎片似乎从室女座区域的太阳延伸5至50千秒差距。我们将这种合并碎片的不同部分连接到Perturbular和Parallel Streams（室女座恒星流与这些流中的一个或两个相关），Hercules-Aquila Cloud（HAC），可能还有Eridanus Phoenix Overdensity（EriPhe）。这种径向合并可以解释大多数观测到的天琴座RR和蓝色水平分支恒星的移动群，这些恒星以前在室女座被发现。这种合并也会在太阳附近产生碎片，类似于盖亚-土卫二合并或盖亚-香肠合并。提供了室女座辐射合并前身的组成部分和似乎与Cocytos流有关的碎片的轨道，Cocytos流也是在室女座区域回收的。
2019-03-25 astro-ph.GA
The Next Generation Virgo Cluster Survey. XXVIII. Characterization of the Galactic White Dwarf Population
我们使用三种不同的技术，以确定数百个白矮星（WD）的候选人在下一代室女星系团调查（NGVS）的基础上测光从NGVS和GUViCS，和自行来自NGVS和斯隆数字巡天（SDSS）。这些候选人的光度距离计算使用理论的颜色绝对星等关系，而有效温度通过拟合它们的光谱能量分布来测量。在简化的自行图中，采用200 km~s $^{-1}$的切向速度切割将盘状和晕状WD候选者分离，从而得到6个晕状WD候选者的样本。假设WD质量为0.6 $M_{\odot}$，计算得出的冷却年龄在6000万年到6千兆年之间，尽管这些估计值敏感地依赖于所采用的质量。光度函数的磁盘和晕子样本的构造和比较以前的结果从SDSS和SuperCOSMOS调查。我们计算出磁盘WD种群的数密度为（2.81 $\pm$ 0.52）$\times 10^{-3}$ ~pc $^{-3}$-与以前的测量结果一致。我们发现（7.85 $\pm$ 4.55）$\times 10^{-6}$ ~pc $^{-3}$的晕，或磁盘的0.3\%。观测到的恒星数也进行了比较，由TRILEGAL和贝桑松恒星星族合成模型的预测。比较表明，TRILEGAL模型高估了WD的总数。贝桑松模型预测的WD计数与观测结果一致，尽管在比较预测和观测到的晕轮WD种群时存在差异;这种差异可能是由于采用的模型晕轮中的WD质量。
2017-06-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Common origin for Hercules-Aquila and Virgo Clouds in Gaia DR2
我们使用一个样本的~350 RR天琴座星的径向速度和盖亚DR 2自行研究的轨道性质的武仙座-天鹰座云（HAC）和室女座超密度（VOD）。我们表明，这两种结构是由恒星的高度偏心轨道，与周围的近心距1千秒差距和apo中心之间的15和25千秒差距的银河系中心。鉴于恒星在HAC和VOD占据非常相似的区域，在空间中跨越的运动积分，我们得出结论，这些弥漫的碎片云是同一吸积事件的一部分。更准确地说，这些内部晕子结构可能代表了古代大规模合并的两个互补的未完全混合的部分，也被称为“香肠”事件。
2018-07-03 astro-ph.GA
The nature of the Eastern Extent in the outer halo of M31
我们提出了第一个全面的光谱研究仙女座星系的东部范围。这个~4度长的管状结构。距离M31中心70-90千秒差距，垂直于仙女座短轴和巨大恒星流，并与C流重叠。在这项工作中，我们探索东范围的属性，以寻找它与巨型恒星流和C流之间的可能联系。本文给出了东延7个视场约50颗红巨星支星的运动学和光度学资料。我们测量了这些场的系统速度，发现它们是-368 km/s < v < -331 km/s，朝向巨型恒星流的速度梯度为-0.51 +/- 0.21 km/s/kpc。我们导出了东延恒星的光度金属丰度，发现它们是贫金属的，其值为-1.0 < [Fe/H]phot < -0.7，a <[Fe/H]phot> ~-0.9。我们发现一致的属性的东部范围，流B和流C，流铬，合理地连接这些功能的子结构之一。流Cp和它的关联球状星团，EC 4，有明显不同的性质，表明一个独立的结构。当我们将东界的性质与巨型恒星流的性质进行比较时，我们发现它们是一致的，尽管金属含量略低，因此东界可能包含从巨型恒星流的祖先剥离的恒星。
2021-04-27 astro-ph.GA
Analysis of Galaxies at the Extremes: A Kinematic Analysis of the Virgo Cluster Dwarfs VCC 9 and VCC 1448 using the Keck Cosmic Web Imager
本研究利用KCWI对室女座团两个GC丰富度差异大的矮星系开展运动学分析，测量其动力学质量并对比Dragonfly 44，发现GC含量与星系旋转支撑程度反相关，或与原生气体性质有关。
2024-05-15 astro-ph.GA
Stellar Over-densities in the Outer Halo of the Milky Way
这项研究提出了一个断层摄影调查的一个子集的外晕（10-40千秒差距）从斯隆数字巡天数据发布6。在$>3$度空间尺度上的晕子结构被揭示为亚巨星局部密度的过剩。通过对恒星等时线模型的适当假设，我们就有可能推导出到次巨星的距离。我们描述了三个新的候选晕子结构; 160度和180度的超密度（分别在17和19千秒差距的距离和半径分别为1.3和1.5千秒差距）和扩展功能在28千秒差距，覆盖至少162平方度，室女座赤道流。此外，我们还恢复了人马座矮星系（Sgr）的主臂物质和室女座超密度。导出的距离，连同与每个子结构相关的次巨星的数量，使我们能够导出的功能的积分亮度。这些特征的微弱、低的表面亮度强烈地暗示了一个或多个吸积星系的潮汐破裂的起源。鉴于主导地位的潮汐碎片的SGR在这一地区的天空中，我们调查，如果我们的意见可以容纳的SGR潮汐中断模型。对于已知的Sgr特征，观测结果和模型预测之间存在明显的不一致性，这意味着很难明确地判断新的子结构是否与Sgr相关。恒星超密度中的径向速度将是确定其起源的关键。
2009-11-04 astro-ph.GA
The Origin of the Virgo Stellar Substructure
我们提出了三维空间速度的恒星选择是一致的成员资格在室女座恒星的子结构。候选者是从SA 103中选出的，SA 103是我们在Kapteyn选定区域（SA）进行的自行（PM）调查中的一个40 x40弧分的场，基于PM，SDSS测光和215颗恒星的后续光谱。在以SA 103为中心的SDSS色星等图（CMD）中，室女座子结构的特征很清楚，并且有16颗恒星被识别出具有高的银河系径向速度（V_GSR > 50 km/s）并且位于室女座CMD轨迹附近。从候选者到室女座子结构的隐含距离是14+/-3 kpc。我们从这16颗恒星得到平均运动学，发现径向速度VGSR = 153+/-22 km/s，自行（mu_alpha*cos（delta），mu_delta）=（-5.24，-0.91）+/-（0.43，0.46）mas/yr。从这些成员的平均运动学，我们确定室女座的祖先是在一个偏心（e ~ 0.8）的轨道，最近通过附近的银河系中心（近心距R_p ~ 6 kpc）。这种破坏性的轨道与室女座的子结构起源于银河系卫星潮汐破裂的想法一致。N体模拟表明，整个云状的室女座亚结构（包括“室女座超密度”和“室女座恒星流”）可能是最近破裂的大质量（~10^9 M_太阳）矮星系的潮汐残骸。该模型还表明，银河系晕中其他一些已知的恒星过密度（例如，双鱼座的高密度和碎片在NGC 2419和SEGUE 1附近）被解释为处女座…
2012-05-10 astro-ph.GA
A comprehensive view of the Virgo Stellar Stream
在室女座方向的QUEST调查确定的82 RR天琴座的径向速度和金属丰度进行了测量。分布在90平方米以上。°的在天空中，它们距离太阳4到23千秒差距。使用在相空间中寻找组并对该区域的平滑晕轮分量进行建模的算法，我们确定了5个最重要的RRLS组。我们已经检查了SEKBO和Catalina目录的RRLS（Prior et al. 2009，and Drake et al. 2013），以及明亮的QUEST RRLS样本（Vivas et al. in prep.），Sirko等人（2004）和Brown等人（2008，2010）编制的蓝水平分支星表，以及来自Spaghetti巡天的红巨星星表，这些星表可能与QUEST RRLS群有关。RRLS中最重要的一组是室女座恒星流（VSS，Duffau et al 2006），A组，由至少10颗RRLS和3颗BHB恒星组成。它的平均距离为19.6 kpc，平均径向速度Vgsr = 128 km/s，根据其RRLS成员的估计。在这里报告的修正速度下，VSS中的RRLS和Newberg等人（2007）报告的主序星的速度峰值之间不再有速度偏移，在相同的方向和相似的距离（S297+63-20.5）。其他两个组（F，H）在相空间中的位置表明与VSS可能存在联系，这一点在这一点上不能被丢弃，尽管从Newberg等人（2007）中识别出的VSS和H组的关闭颜色表…
2014-03-10 astro-ph.GA
La Silla QUEST RR Lyrae Star Survey: Region I
在840 sq.deg.范围内搜寻天琴座RR型星（RRLS）在赤经赤经150 - 210度和赤经-10 - +10度的天空中，共观测到ab型1013个，c型359个。该样品用于研究距离为5至80 kpc的星系晕、晕子结构和奥斯特霍夫型晕的密度剖面。晕是扁平的朝向银河平面，其密度分布在银河中心距离大于25千秒差距的斜坡变陡。人马座矮球状（dSph）星系的恒星流中的RRLS与Law和Maurisski的模型相匹配，适用于1.3至3.2 Gyr前剥离的恒星，但不适用于3.2至5.0 Gyr前剥离的恒星。在室女座超密度和室女座恒星流的位置发现了超密度。Jerjen等人认为1220-1是一个距离为24 kpc的晕子结构，在1220-1的1度范围内，有4个RRLS可能是成员。除了亚结构，RRLS是Oosterhoff I型和II型的混合物，但主要是OoI（73%）。星系的吸积类似于最大质量的银河系卫星（LMC，SMC，For，Sgr）的RRLS内容可以解释OoI的优势。在六分仪座dSph星系中发现了6个新的RRLS和3个新的异常造父变星。
2013-12-05 astro-ph.GA
The Next Generation Virgo Cluster Survey. IX. Estimating the Efficiency of Galaxy Formation on the Lowest-Mass Scales
下一代室女星系团巡天最近确定了室女星系团核心星系的光度函数，其大小和表面亮度达到了前所未有的极限。比较模拟的团簇形成派生的中央恒星质量函数，我们试图估计的恒星晕质量比（SHMR）的矮星系，因为它本来是之前，他们落入集群。这种方法忽略了一些细节和复杂性，例如，正在进行的恒星形成对现今星团成员恒星质量的贡献，以及绝热收缩和/或剧烈反馈对次晕和星团电势的影响。最终的结果是惊人的简单，然而，我们发现，在SHMR的趋势，以前确定的明亮的星系似乎延伸到一个规模不变的方式在调查中检测到的最微弱的对象。这些结果扩展了场星系形成效率的测量，晕质量为20年，恒星质量为50年，直到一些已知质量最小的矮星系，恒星质量为$\sim 10^5 M_\odot$。
2015-07-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Photometric Metallicity Estimate of the Virgo Stellar Overdensity
我们使用光谱金属丰度测定良好的场星，对gri滤波器通带中恒星等时线的金属丰度灵敏度进行了校准，基于此，我们对室女座超密度带（VOD）中的单个主序星进行了光度金属丰度估算。室女座超密度带几乎覆盖了天空的1000度^[2]。尽管该方法对单个恒星的精度较低，但我们从北银河半球日心距离为~10 kpc至~20 kpc的70万颗恒星的光度测量中得出VOD金属丰度的[Fe/H] = -2.0 +/-0.1（内部）+/-0.5（系统）。VOD的金属丰度在Delta [Fe/H] < 0.2的范围内，与覆盖相同距离范围的场晕星的金属丰度没有区别。这一初步应用表明，SDSS gri通带可用于探测超过~10 kpc的主序星的性质，补充了对附近恒星的研究，这些恒星来自涉及u通带的金属敏感度更高的颜色指数。
2009-11-05 astro-ph.GA
The shape of the Galactic halo with $Gaia$ DR2 RR Lyrae. Anatomy of an ancient major merger
我们使用$Gaia$ DR 2 RR天琴座样本来获得银河系恒星晕的不间断视图。我们在平行于银河系圆盘的切片中解剖了可用的体积，以表明在距离银河系中心千秒差距的$\sim30$内，晕是三轴的，最长轴与银河系$x$轴的$\sim70^{\circ}$错位。这个解剖过程暴露了两个大的弥漫性超密度与晕的半长轴对齐：武仙座-天鹰座云和室女座超密度。我们揭示了整个内晕的运动学映射出的振幅和方向的RR天琴座自行车。然后将这些与具有不同各向异性的简单模型进行比较，以证明内晕由高偏心轨道上的恒星主导。我们解释的密度和运动学的$Gaia$ DR 2 RR天琴座的形状的证据，有利于一个场景中，大部分的晕沉积在一个单一的大规模合并事件。
2018-10-15 astro-ph.GA
Fresh Insights on the Kinematics of M49's Globular Cluster System with MMT/Hectospec Spectroscopy
我们提出的MMT/Hectospec运动的第一个结果，以测量M49周围的球状星团（GC）的运动学-最明亮的星系在室女座星系团，其中占主导地位的室女座B子团。这些数据首次包括了M49超过95 kpc（约5.2有效半径）的运动学示踪剂，使我们能够实现这里报告的三个关键见解。首先，在~ 20 '-30'（~100-150 kpc）之后，沿着M49的光度短轴采样的GC运动学变得越来越热，表明从与M49相关的GC到代表室女座B星团内介质的GC的转变。第二，在距M49约10-15'（约50-90 kpc）的环空中，视线径向速度色散（$σ_{r,los}$）剖面中存在异常，其中运动学相对于内部或外部的运动学降低了$Δσ_{r,los}~150$ km s $^{-1}$。在投影相空间中暗示了先前吸积事件的运动学指纹，并且我们隔离了产生这一特征的GC，并且在空间上与M49晕中的两个突出的恒星壳共同定位。第三，我们发现一个子样本的GC的速度代表矮星系VCC 1249，目前正在与M49相互作用。这些GC的空间分布与VCC 1249的等照度线的形态非常相似，这表明其中几个GC可能是在通过M49的晕时从矮星上剥离下来的。两者合计，这些结果指向的机会，目睹正在进行的巨大的晕组装在集群环境的深处。
2021-05-10 astro-ph.GA
Main Sequence Star Populations in the Virgo Overdensity Region
我们提出了深CMD的两个斯巴鲁Suprime-Cam领域的室女座恒星流（VSS）/室女座超密度（VOD），并将它们与一个领域集中在最高浓度的人马座（Sgr）潮汐流恒星的领先臂，分支A的分叉。用理论等时线拟合得到Sgr流支A MS的年龄为9.1（+1.0;-1.1）Gyr，[Fe/H]=-0.70（+0.15; -0.20）dex，dhelio = 30.9+-3.0kpc。在两个VSS/VOD场中（Lsun ~265 deg，Bsun ~13 deg）的主序星群平均距离为23.3 ± 1.6kpc，年龄约为8.2Gyr，丰度[Fe/H]=-0.67（+0.16;-0.12）dex，与Sgr流星相似。这些参数也与人马座矮星主要星群的年龄（8.0 ± 1.5Gyr）吻合得很好。它们也与2-3Gyr年龄的M巨星金属丰度分布的峰值[Fe/H] ~-0.6dex在Sgr主臂北一致。然后，我们比较了VSS/VOD领域的结果与Sgr潮汐流模型的法律和马多夫斯基基于三轴星系晕，SDSS Sgr A-分支和2 MASS M-巨星校准。我们发现，在CMD中最突出的功能，MS人口在23千秒差距，是不能解释的模型。相反，该模型预测在这些方向上，Sgr碎片星的密度较低，约为9 kpc，而Sgr星的密度略高，分布在42- 53 kpc之间。在我们的数据中，最多只有少量证据表明这些人群的存在。我们的研究结果表明…
2013-03-22 astro-ph.GA
The Virgo Cluster as a Case Study for Ancient Cosmic Ray Halos in Radio and X-rays
California Institute of Technology（加州理工学院）；Princeton University（普林斯顿大学）
本研究以室女座星系团为案例，结合X射线、射电和法拉第旋转观测，证明冷核内宇宙射线通过库仑加热和逆康普顿散射显著贡献压强与软X射线发射，解释了冷却速率异常和金属丰度抑制，并指出其逃逸宇宙射线谱较英仙座更软。
2026-10-06 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
A Magellanic origin for the Virgo substructure
Iorio等人（2018年）使用从盖亚与2 MASS的交叉匹配中提取的RR天琴座恒星样本绘制了银河系晕。我们研究了他们的模型中的重要残差，我们将其限制在银河系中心半径$12<R<27\;\mathrm{kpc}$，并在天空的$2600\;\mathrm{deg}^2$上延伸。这种结构的对应物存在于卡特琳娜实时巡天和Hernitschek等人（2016）在Pan-STARRS中识别的RR Lyrant变量样本中，表明这种结构不是由盖亚的空间不均匀性引起的。这个结构可能是室女座恒星流和/或室女座超密度。我们表明，该结构是与麦哲伦流，并建议，它要么是碎片从一个破碎的矮星系，是一个成员的巨大的极地结构，或它是SMC碎片从潮汐相互作用的SMC和LMC $3\;\mathrm{Gyr}$前。如果是后者，那么室女座的子结构可能有麦哲伦起源。
2018-10-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
Disentangling the Virgo Overdensity with RR Lyrae stars
我们使用的空间分布和径向速度相结合的搜索晕子结构的样本中的412 RR天琴座恒星（RRLS），涵盖了$\sim 525$平方度区域的室女座超密度（VOD）和跨度距离太阳从4至75千秒差距。与朋友的朋友的算法，我们确定了六个高显着组的RRLS相空间，我们主要与VOD和人马座流。其他四个组也被标记为不太显著的高密度。3个高显著性组和3个低显著性组的距离在$\sim 10$和20 kpc之间，这将它们置于其他人归因于VOD的距离范围内。其中最大的是19 kpc的室女座恒星流（VSS），它有18个RRLS，比以前已知的数量增加了2倍。虽然这些VOD组是不同的，根据我们的选择criteria，他们的重叠的位置和距离，并在少数情况下，径向速度的相似性表明，他们可能不是所有的干单独的吸积事件。即便如此，VOD似乎是由一个以上的过密度造成的。Sgr流是VOD背景中的一个非常明显的特征，平均距离为44 kpc。在距离$>40$ kpc处检测到两个额外的高显著性组。它们的径向速度和位置与Sgr碎片在这部分天空中的预期路径不同，它们很可能是其他吸积事件的残留物。
2016-08-31 astro-ph.GA
The Next Generation Virgo Cluster Survey. XXXIII. Stellar Population Gradients in the Virgo Cluster Core Globular Cluster System
本文利用一个由692个球状星团组成的均匀光谱星表，研究了室女星系团核心内距M87长轴距离为$R_{\rm maj} = $ 840 kpc的球状星团的恒星星族。我们调查的径向和方位角的平均年龄，总金属丰度，[Fe/H]，和$α$元素丰度，蓝色（贫金属）和红色（富金属）GC使用其共同添加的光谱。我们发现，蓝色GC在$R_{\rm maj} =$ 165 kpc内的[Z/H]中具有陡峭的径向梯度，其中[Fe/H]和[ $α$ /Fe]的贡献大致相等，而超过165 kpc则具有平坦的梯度。相比之下，红色GC在[Z/H]中显示出更浅的梯度，其完全由[Fe/H]驱动。我们使用GC标记的Illustris模拟演示吸积的情况下，更多的大规模卫星（更多的金属和$α$ -丰富的GC）进一步下沉到中央星系比质量较低的，梯度平坦化发生，因为低质量的矮星在较大的距离中断的低GC占领分数。M87周围的稠密环境也可能导致蓝色GC的[ $α$ /Fe]梯度陡峭，反映了矮星系群中所看到的情况。红色GC的祖细胞比蓝色GC的祖细胞具有更窄的质量范围，这使得它们的梯度更浅。我们还探讨了GC丰度的空间不均匀性，发现M87西北部的红色GC稍微富含金属。GC恒星星族梯度的未来观测将是有用的诊断晕合并的历史。
2022-04-11 astro-ph.GA
The Milky Way stellar halo out to 40 kpc : Squashed, broken but smooth
介绍了一种新的极大似然方法来模拟蓝水平支星和蓝离散星的密度剖面，并将其应用于斯隆数字巡天数据发布8（DR 8）测光表。在银河系南北半球的14,000平方度范围内，有大量（20,000个）这样的示踪剂，它们提供了对银河系恒星晕形状的可靠测量。在遮蔽了室女座高密度区和人马座流附近的恒星之后，数据与一个光滑的扁圆形恒星晕相一致，其密度遵循破碎的幂律。最佳拟合模型的内斜率= 2.3，外斜率= 4.6，以及在27千秒差距处出现的破裂半径和q = 0.6的恒定晕平坦度（即短轴与长轴之比）。虽然破幂律描述密度下降最充分，它也很好地符合Einasto的配置文件。没有强有力的证据表明恒星晕的扁率随半径的变化，或者恒星晕的三轴性。
2011-07-04 astro-ph.GA
The Local Stellar Halo is Not Dominated by a Single Radial Merger Event
我们使用晕矮星光度测定确定的金属丰度，位于2千秒差距的太阳，以确定当地的晕子结构。这些恒星的运动学性质并不表明有一个单一的，占主导地位的径向合并事件（RME）。逆行室女座径向合并（VRM）分量具有[Fe/H] =-1.7。第二个非旋转的RME组件我们命名为Nereus，其[Fe/H] = -2.1，具有与VRM相似的能量。第三个可能的RME，我们命名为克罗诺斯，它与磁盘共同旋转，具有比VRM更低的能量，并且[Fe/H] =-1.2。我们在数据中识别出尼克斯流。除了这些子结构，我们观察到贫金属晕星（[Fe/H] ~ -2.0和$σ_v$ ~ 180 km s $^{-1}$）和磁盘/飞溅组件与较低的旋转速度比磁盘和较低的金属丰度比通常与飞溅。额外过量的低速度和金属丰度[Fe/H] = -1.5的晕星可能与较低能量的RME壳层有关，或者表明较低能量的晕星具有较高的金属丰度。组成“盖亚香肠”速度结构的恒星是这项工作中确定的组成部分的组合。
2022-06-16 astro-ph.GA
Identifying Galactic Halo Substructure in 6D Phase-space Using $\sim$13,000 LAMOST K Giants
我们通过结合超过13，000个LAMOST DR 5晕K巨星的位置，距离，径向速度和金属丰度与盖亚DR 2自行，它覆盖了银河系中心距离范围为5-120 kpc。使用位置-速度聚类估计器（6距离），我们统计量化的位置-速度子结构的存在，在高的意义：K巨星有更多的位置-速度空间比一个光滑的恒星晕密切的对。我们发现，在晕的子结构的数量增加，随着距离和金属丰度。利用一种名为Friends-of-Friends（FoF）的逾渗算法来识别星群，我们识别出了人马座（Sgr）星流、麒麟座星环、室女座超密度星、武仙座-天鹰座星云、孤儿星星流以及其他未知的子结构，发现人马座星流在20 kpc以上的星群中占了很大一部分，并增强了子结构随距离和金属丰度的增加。首次在银河南北半球确定了麒麟座环的光谱成员，其自转速率约为185 km s^{-1}，平均金属丰度为-0.66 dex。
2019-06-11 astro-ph.GA
Resolving the Discrepancy of Distance to M60, a Giant Elliptical Galaxy in Virgo
在室女座的巨型椭圆星系M60的距离估计中存在一个众所周知的差异：该星系的行星状星云光度函数（PNLF）距离模量平均比文献中基于表面亮度波动（SBF）的值小$~0.4$等。我们提出测光的解决恒星在外部领域的M60的基础上深F775W和F850LP图像在哈勃空间望远镜获得的纯并行程序的一部分在档案中。探测到的恒星大多是M60晕中的老红巨星。通过这种测光，我们使用红巨星分支（TRGB）的尖端来确定到M60的距离。在红巨星的光度函数中，在$F850LP_{\rm TRGB}=26.70\pm0.06$等检测到TRGB。该值对应于$F814W_{0,\rm TRGB}=27.13\pm0.06$ mag和$QT_{\rm TRGB}=27.04\pm0.07$ mag，其中$QT$是颜色校正的F814 W星等。由此，我们导出距离模量，$(m-M)_0=31.05\pm0.07{\rm(ran)}\pm0.06{\rm (sys)}$（$d=16.23\pm0.50{\rm (ran)}\pm0.42{\rm (sys)}$ Mpc）。该值比PNLF距离大$0.3$ mag，比以往研究中的SBF距离小$0.1$ mag，表明文献中PNLF到M60的距离比建议值有更大的不确定性。
2017-05-18 astro-ph.GA
The Next Generation Virgo Cluster Survey (NGVS). XXVII.The Size and Structure of Globular Cluster Systems and their Connection to Dark Matter Halos
本研究基于NGVS等巡天数据，分析118个早型星系的球状星团系统，发现其比恒星分布更延展，并揭示了有效半径与恒星质量、星团数量及环境密度的关联，为暗物质晕结构提供约束。
2024-03-14 astro-ph.GA
The Unmixed Debris of Gaia-Sausage/Enceladus in the Form of a Pair of Halo Stellar Overdensities
在银河系形成后的第一个十亿年里，它经历了几次与不同质量的矮卫星的合并。盖亚-香肠/土卫二（GSE）的碎片，负责银河系最后一次重大合并的星系，主导着内晕，并被认为是武仙座-天鹰座云（HAC）和室女座超密度（VOD）的祖先。我们结合SEGUE，APOGEE，盖亚和StarHorse距离来表征化学动力学性质，并验证HAC，VOD和GSE之间的联系。我们发现，恒星过密度和GSE的轨道偏心率分布是可比的。我们还发现，他们有相似的，强烈的峰值，金属丰度分布函数，加强共同起源的假设。此外，我们表明，HAC和VOD是无法区分的原型GSE人口内的所有化学丰度空间分析。所有这些证据的结合提供了一个明确的证明，GSE合并是在这些晕超密度中发现的恒星星族的主要祖先。
2022-09-13 astro-ph.GA
Linking nearby stellar streams to more distant halo overdensities
最近的研究表明，太阳附近的晕包含几个与过去的吸积事件有关的运动学子结构。对于更遥远的晕，有证据表明大规模的密度变化-以恒星云或超密度的形式。我们研究了当地的晕运动群和这些恒星云：武仙座，天鹰座云，室女座超密度，和波江座凤凰超密度之间的联系。我们执行轨道积分在一个标准的银河系潜在的本地晕样本提取盖亚eDR 3，预测合并碎片在银河系其他地方的位置的目标。我们特别关注的三个恒星云所占据的区域，并比较它们的运动学和距离分布与附近的碎片轨道预测。我们发现局部晕子结构具有轨道族，这些轨道族倾向于堆积在已发现恒星云的区域中，云的成员星的距离和速度与轨道积分的预测值吻合得很好，特别是对于Gaia-Enceladus星。这是所有三个高密度的主要贡献者，一小部分来自海尔米流，更小程度上来自红杉。轨道积分预测没有晕星的天空分布的不对称性，他们查明与当地晕子结构相关的其他碎片可能位于何处。
2021-08-09 astro-ph.GA
A Tilt in the Dark Matter Halo of the Galaxy
最近对恒星晕的观测发现了一个古老的合并的碎片，盖亚-香肠-土卫二，估计发生在大约8 Gyr前。后续研究将GSE与恒星晕中的大规模倾斜联系起来，该恒星晕将银河系对角相对的八分圆中的两个着名恒星过密度（Hercules-Aquila Cloud和Virgo Overdensity; HAC和VOD）联系起来。本文研究了这种在星系晕中存在于几个旋圈上的未混合的合并碎片的可吸收性。我们采用了Naidu等人（2021）的模拟恒星晕，它再现了合并残余物的几个关键特性，包括大尺度倾斜。通过整合这些模拟的恒星晕粒子的轨道，我们表明，通过一个球形的晕势的不对称性的快速相位混合的结果。然而，采用倾斜的晕势保留了许多Gyr的恒星晕中的初始不对称性。即使当一个真实的增长磁盘被添加到潜在的不对称性被保留。这些结果表明，HAC和VOD是长寿的结构，与GSE和银河系的暗物质晕相对于磁盘倾斜，并在HAC-VOD的方向对齐。这种晕盘错位在现代宇宙学模拟中很常见。最后，我们研究了由高径向轨道组成的倾斜球晕中局部星晕和全局星晕之间的关系。我们发现，当地的晕提供了一个动态的偏见，鉴于全球晕，由于其从银河系中心的位移。
2022-02-15 astro-ph.GA
The evolution of chaos in active galaxy models with an oblate or a prolate dark halo component
研究了具有盘、致密核和平坦双轴暗晕分量的星系动力学模型中混沌运动的演化。两种情况下进行了研究：（i）的情况下，晕组件是扁圆形的情况下，其中一个扁长晕存在。数值计算表明，在这两种情况下，混沌区的范围呈指数下降的暗晕的尺度长度的增加。另一方面，混沌区的范围与晕分量的平坦度参数之间存在线性关系。还发现了角动量临界值与平直度参数之间的线性关系，并给出了支持数值结果的一些理论依据。通过计算李雅普诺夫特征指数估计混沌的程度。与早期的工作也进行了比较。
2012-04-03 astro-ph.GA nlin.CD
The Stellar Mass - Halo Mass Relation for Low Mass X-ray Groups at 0.5<z<1 in the CDFS with CSI
自z~1以来，锁定在低质量群和星团中的恒星质量密度增长了~8倍。在这里，我们进行了第一次统计测量的低质量X射线集团在0.5<z<1的恒星质量含量，使校准恒星晕质量尺度的宽视场光学和红外调查。从钱德拉深场南方（CDFS）的钱德拉和XMM-牛顿X射线观测组合中选择组。这些超深观测使我们能够在高红移处识别真正的低质量群，并测量它们的总晕质量。我们计算这些晕星系的总恒星质量从Spitzer-IMACS（CSI）光谱红移调查。质量为10^{12.8}<M200/Msun<10^{13.5}（大约是天炉座的质量和室女座质量的1/50）的恒星占晕群总质量的3-4%。补充我们的样本与更高质量的晕在这些红移，我们发现，恒星晕质量比降低向更高的晕质量，与其他工作在本地和高红移宇宙。观测到的恒星晕质量关系的离散度约为0.25 dex，这是相对较小的，表明总的恒星群质量可以作为晕质量的粗略代理。我们没有发现任何证据表明，自z<1以来，恒星-晕质量关系发生了显著的演化。量化的恒星含量组，因为这个时代是至关重要的，层次组装导致这样的晕增长的数量密度和托管静止星系的份额增加。
2015-01-08 astro-ph.GA
A tangle of stellar streams in the north Galactic cap
恒星晕的子结构是利用统计光度视差的蓝色主序星关闭从斯隆数字巡天条纹在北银河帽。四个结构与先前对人马座矮潮汐流的测量结果一致：领先的尾巴，“分叉”流，尾随的尾巴和C流。室女座距离太阳约15千秒差距的恒星密度过高，可能是因为平行星流和一个新的候选星流（被称为恒周星流）的交叉。这些数据表明在NGC 5466附近存在一个宽流，距离为5至15 kpc。从14条条纹中测量到的平滑恒星晕的平坦度平均为q=0.58，色散为0.04。
2018-10-01 astro-ph.GA
An excess of low-mass X-ray binaries in the outer halo of NGC 4472
本文介绍了对室女星系团中巨大椭圆星系NGC4472（M49）外晕的钱德拉观测结果。数据扩展到130 kpc（28 '），并且具有150 ks的组合曝光时间。在确定光学同行使用下一代室女星系团巡天，以消除背景活动星系核和球状星团（GC）的来源，并校正的完整性，我们发现，现场低质量X射线双星（LMXB）的数量每单位恒星V波段光显着增加与银河系中心半径。由于完整样本的通量极限对应于NGC 4472中中子星的爱丁顿极限，因此该样本中约90个LMXB中的许多可能存在黑洞。在大的银河系中心半径的领域LMXB的过剩可能部分是由出生踢黑洞和中子星在星系内部的二元系统。此外，由于NGC 4472的晕中的金属丰度随着银河中心半径的增大而急剧减小，因此单位恒星质量的LMXB数量与金属丰度反相关，这与GC中观察到的相反。因此，解释场LMXB空间分布的另一种方法是反向金属丰度效应，尽管我们还没有确定一种机制来解释恒星和双星演化。
2017-11-15 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The TRGB-SBF Project. II. Resolving the Virgo Cluster with JWST
本文利用 JWST/NIRCam 对室女座星系团内外十个星系同时进行 TRGB 和 SBF 测量，确定室女座距离为 16.17 Mpc，为独立于造父变星阶梯的第二星族距离尺度及检验哈勃张力提供关键约束。
2025-02-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Wide-Field Precision Kinematics of the M87 Globular Cluster System
我们提出了最广泛的结合光度和光谱研究的巨大球状星团（GC）系统围绕M87，中央巨椭圆星系在附近的室女星系团的日期。利用Keck的DEIMOS和LRIS以及MMT的Hectospec的观测，我们推导出M87周围451个GC的新的、精确的径向速度，投影半径从~ 5到185 kpc。我们结合这些测量与文献数据的总样本的737个对象，我们使用重新检查的GC系统的运动学的M87。的速度进行了分析的背景下，档案宽场测光和一种新的哈勃太空望远镜目录的半光半径，其中包括344光谱确认集群的大小。我们使用这个独特的目录，以确定18个新的候选超紧凑型矮星，并帮助澄清这些对象和真正的GC之间的关系。我们发现低得多的值的外部速度色散和旋转的GC系统比在早期的文件，也不同于以前的工作中看到没有证据的过渡内晕的潜在主导的室女星系团，也不是截断的恒星晕。我们发现很少的星系际GC人口的运动学证据。借助于新速度测量的精确性，我们看到了在很大半径范围内的运动学子结构的重要证据，表明M87处于活跃的装配状态。一个简单的，无标度的分析发现，在~85千秒差距内的暗物质比其他最近的工作要少，减少了X射线和光学结果之间的紧张关系。总的来说，在大约150千秒差距的投影半径范围内，我们的数据与M87没有与室女星系团动态耦合的观点是一致的;室女星系团的核心可能处于组装的最早阶段。
2011-10-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Radial Profiles of Radio Halos in Massive Galaxy Clusters: Diffuse Giants Over 2 Mpc
本文通过高频射电观测发现三个并合星系团中的射电晕延伸超过2 Mpc，并证明其径向轮廓、谱指数和发射率与经典射电晕一致，强调精确扣除嵌入源对测量外围结构至关重要。
2025-08-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Inferring host-galaxy properties of LIGO-Virgo-KAGRA's black holes
本研究利用GWTC-3数据约束双黑洞并合的延迟时间分布，结合UniverseMachine模拟推断其宿主星系性质，发现宿主星系的中位恒星形成率与质量等特征，为电磁后续观测与宇宙学参数测量提供支持。
2024-08-08 astro-ph.GA astro-ph.HE gr-qc
Where Do Galaxies End?
我们目前对星系的看法认为它们是恒星和气体的系统，嵌入在暗物质的扩展晕中，其中大部分是由早期较小系统的坠落形成的。一个星系的真实范围仍然很难确定，维里半径（R_vir）提供了一个典型的分离动力学平衡中的坍缩结构和外部坠落物质。引力影响程度的其他物理估计包括引力半径、气体吸积半径和在流出参数和封闭气体压力范围内在100-200 kpc失速的流出所产生的“银河层顶”。提出了定义束缚结构的物理判据，包括对恒星质量M* 和晕质量M_h的R_vir（M*，M_h，z_a）的更现实的定义，其中一半在“组装红移”z_a = 0.7-1.3处形成。我们估计L* 星系周围的束缚气体和暗物质的范围约为200 kpc。新的维里半径平均R_vir ~ 200 kpc，比最近HST/COS探测到的星系周围H_I和O_VI吸收体的估计值小40-50%。在新的形式中，银河系恒星质量log M* = 10.7 +/- 0.1，对应于Z_a = 1.06 +/- 0.03的半质量晕集合体的R_vir = 153（+25，-16）kpc。类星体光谱中低红移O-VI吸收线的单位红移频率表明，当与0.1L* 星系相关时，吸收体的大小约为150 kpc。这种形式主义的目的是澄清语义上的差异所产生的观测扩展气体在星系晕，环星系介质（CGM），星系际介质（IGM）的细丝。天文学家应该参考星系晕或CGM中的束缚气体，以及CGM-I…
2014-02-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
