A single-merger scenario for the formation of the giant stream and the warp of M31
我们认为矮球状星系的吸积作用为巨大的南流和M31的翘曲提供了一个共同的起源。我们运行了大约40个完整的N体模拟与现场M31，不同的质量和密度分布的星系，宇宙学合理的初始轨道参数。一个模型，其中一个暗物质丰富的矮椭球体，其轨迹位于薄平面上的M31的共转卫星，是吸积从其周转半径约200千磅/秒到M31在约3 Gyrs前的全方位的观测数据得到了很好的协议。这颗卫星在银河系的势阱中运行时被破坏，形成了巨大的气流，反过来又加热和扭曲了M31的圆盘。我们表明，我们的宇宙学动机的模型是赞成的运动学数据的现象学模型中，卫星开始从近距离的M31的下降。我们的模型预测，被破坏的卫星的残留物驻留在M31的东北大陆架区域。这里的结果表明，M31的幸存卫星在同一个薄平面上运行，就像被破坏的卫星曾经做的那样，可能都是从星系际细丝吸积而来的。
2013-07-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
In-Situ Spheroid Formation in Distant Submillimeter-Bright Galaxies
本研究利用ALMA观测发现遥远高光度星暴星系核心的恒星形成可直接生成球状体，揭示了一条由星系相互作用和非共面气体吸积触发的原位球状体形成途径。
2024-10-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Explaining the formation of bulges with MOND
在冷暗物质（CDM）范式中，无论大小星系合并，或通过早期宇宙中的星团盘，在那里团块被动力学摩擦推向中心，都很容易形成凸起。此外，具有更圆盘状形态和运动学的伪凸起可以通过酒吧的长期演化形成得更慢，其中共振恒星被提升到平面外，呈花生/盒子形状。因此，在CDM宇宙学模拟中，很难找到一个无球星系，而它们在局部宇宙中却经常被观察到。另一种关于质量缺失问题的模型则呈现出不同的图景。在MOND（改进的牛顿动力学）中，星系合并的频率要低得多，因为没有暗物质晕减少了两个星系之间的动力学摩擦。此外，虽然星团星系导致CDM中快速的经典凸起形成，但在早期宇宙星系中与MOND的低效动力学摩擦阻止了团块在中心合并在一起形成球状体。这导致不太频繁和不太大的经典凸起。MOND中的条更频繁和更强，并且具有更恒定的模式速度，这显著地修改了伪凸起形态。假凸起的分数预计将占主导地位的MOND。
2015-01-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Tidal Origin of the Magellanic Stream and the Possibility of a Stellar Counterpart
我们提出了一个N体模型，再现麦哲伦流（MS）的形态和运动学，一个巨大的中性氢（HI）结构，落后于大，小麦哲伦云（LMC和SMC，分别）在其轨道上的银河系。在研究了800万个与最新自行一致的可能轨道后，我们采用了一个轨道历史，其中LMC和SMC最近才成为一个强相互作用的双星对。我们发现，他们的第一次近距离接触2 Gyr前提供了必要的潮汐力来破坏SMC的磁盘，从而创建MS。该模型还再现了MS的两个灯丝的天空分叉，我们建议，与银河系的绑定关联是需要再现分叉。在SMC盘的潮汐演化过程中产生了额外的HI结构，包括麦哲伦桥，“反桥”和两个领先物质的分支。还提供了对LMC的化学演变的见解，因为从SMC剥离的材料的很大一部分被LMC吞没。最后，我们比较了三种不同的N体实现的SMC，我们作为一个压力支持的球体最近的运动学观测的动机模型的恒星组件。我们发现，一个扩展的球体能够更好地解释恒星边缘的SMC，和潮汐演化的球体可能意味着存在一个恒星流类似的气态MS。
2012-02-22 astro-ph.GA
Born this way: thin disc, thick disc, and isotropic spheroid formation in FIRE-2 Milky-Way-mass galaxy simulations
本文使用 FIRE-2 模拟研究银河系质量星系的形成，发现各向同性球体、厚盘和薄盘按时间顺序组装，恒星轨道特征在诞生时即已决定，且形态年龄测定可与 CGM 的 virialization 时间相关联。
2023-06-19 astro-ph.GA
Disk formation and the origin of clumpy galaxies at high redshift
对高红移星系的观测已经揭示了大量的大星团，这些星团正在迅速地形成恒星。它们的形成情况以及它们与当今螺旋的联系仍然是未知的。在这封信中，我们进行自适应网格细化模拟磁盘形成的宇宙学背景下，是无与伦比的质量和空间分辨率。我们发现，所谓的“链星系”和“团簇”是一个自然的结果，早期时代的增强气体吸积从冷密流以及潮汐和冲压压力剥离材料从小合并和卫星。通过与热晕气体的相互作用，这些新吸积的冷气体沉降到一个大的盘状系统中，不一定与较老的恒星成分对齐，经历了碎片化和随后的恒星形成，形成质量范围为10^7-10^9 M_sun的大团块。星系形成是一个复杂的过程，在这个重要的时代，大多数中央重子正在通过一系列不同的机制获得-我们强调，一个快速的质量加载时代需要燃料的碎片发生在大规模的武器在外围扩展磁盘，吸积模式，自然发生在早期时代的层次组装过程。
2009-07-31 astro-ph.GA
Bulge formation in disk galaxies with MOND
星系的形成和它们的各种成分可以成为对暗物质模型和引力理论的严格检验。在标准的冷暗物质（CDM）模型中，球状体是通过强等级的合并形成的，在早期宇宙中，球状体也是通过星团星系的动力学摩擦形成的。更常见的是，伪凸起是由杆件的内部垂直共振形成的。球核形成的高效率与在本地宇宙中观测到的大量无球核螺旋星系的关系紧张。本文采用Milgrom改进的牛顿动力学模型（MOND），通过多重网格模拟非线性引力场，研究了早期宇宙中非常富含气体的星系中球的形成，包括气体耗散、恒星形成和反馈。在牛顿的等效系统中，彗核盘迅速形成。然而，在没有暗物质晕的情况下，动力学摩擦并不那么有效，并且在它们被恒星反馈和剪切力侵蚀之前，团块没有时间合并到中心形成凸起。以前的工作已经确定，合并是不太频繁的MOND，和经典的凸起预计规模较小。现在的研究表明，早期宇宙中富含气体的星团星系不会形成膨胀。由于伪凸起以与牛顿等效系统中类似的速率形成，因此可以预期，在MOND中伪凸起的贡献显著更高。
2014-10-14 astro-ph.GA
Magnetic field draping around clumpy high-velocity clouds in galactic halo
针对传统高速云研究采用均匀密度初始条件的不足，通过三维磁流体动力学模拟研究团块状高速云演化，揭示密度结构、磁场、冷却效率的影响，为解释相关观测特征提供依据。
2023-05-01 astro-ph.GA
60 candidate high-velocity stars originating from the Sagittarius dwarf spheroidal galaxy in Gaia EDR3
利用Gaia早期数据发布3（Gaia EDR 3）的自行和几次巡天的视向速度，通过轨道分析确定了60颗可能起源于人马座矮椭球星系（Sgr）的总速度大于75%逃逸速度的候选高速星。Sgr的引力对结果的影响很小，而大麦哲伦星云的引力只对少数恒星有不可忽略的影响。这些恒星最接近Sgr的时刻是在Sgr通过其近心点时（$\sim$ 3820万年前），这表明它们是从Sgr潮汐剥离出来的。这些恒星在HR图中的位置和其中19颗具有[Fe/H]的化学性质与Sgr成员星相似。这与它们的吸积起源的假设是一致的。60颗中有两颗是超高速星，也可能是由希尔斯机制产生的。
2022-06-27 astro-ph.GA
CANDELS Meets GSWLC: Evolution of the Relationship Between Morphology and Star Formation Since z = 2
星系形态及其演化是理解恒星形成规律的重要线索。然而，研究形态和SF之间的关系一直受到阻碍的一致性数据在不同的红移。我们的样本结合了CANDELS（0.8 <z <2.5）和GALEX-SDSS-WISE传统目录（GSWLC; z~0），具有使用具有灵活灰尘衰减定律的一致SED拟合导出的物理参数。我们采用Kartaltepe等人2015的视觉分类，并使用与CANDELS静止帧光学图像的物理分辨率匹配的SDSS图像和与CANDELS静止帧FUV图像的物理分辨率匹配的深FUV GALEX图像将其扩展到z~0。我们的主要发现是，在z~0处具有SF团块的盘与z~2处的恒星形成星系的比例相似（~15%）。星团盘对SF收支的贡献在z~1而不是z~2处达到峰值，表明盘组装的主要时期继续降低红移。星形球状体（"蓝核"），虽然不如淬火球状体集中，但在z~1 - 2处对SF预算有显著贡献（~15%），表明压实先于淬火。在绿谷和静止星系中，纯球状体的比例从z~1开始下降，而具有圆盘（S0-like）的球状体成为主导。合并或接近合并的SFR增强相对于主序列在所有的红移的一个因素~2，但贡献$\lesssim$ 5%的SF预算，其贡献仍然很小以上的主序列。
2020-09-02 astro-ph.GA
Beyond Spheroids and Discs: Classifications of CANDELS Galaxy Structure at 1.4 < z < 2 via Principal Component Analysis
传统的螺旋、椭圆、不规则或Sérsic隆起/盘分类可能会错过重要但罕见和微妙的星系形态和恒星形成过程。为了克服这一局限性，我们使用主成分分析的非参数形态指标（浓度，不对称性，基尼系数，$M_{20}$，多模，强度和偏差）测量在休息帧$B$带（对应于HST/WFC 3 F125 W在1.4 $< z <$ 2）跟踪大规模（$>10^{10} M_{\odot}$）星系形态的自然分布。主成分分析（PCA）量化了这些形态指标之间的相关性，并确定了每个指标的相对重要性。前三个主成分（PC）捕获$\sim$ 75%的方差固有的样本。我们解释的第一个主成分（PC）的凸起强度，第二PC为主的浓度和第三PC为主的不对称性。PC 1和PC 2都与中央隆起的视觉外观相关，并预测星系的静止。PC 1是一个比恒星质量更好的猝灭预测指标，与其他结构指标（Sérsic-n或紧致度）一样好。我们使用凝聚层次聚类方法将PCA结果分组。与Sérsic不同的是，这个分类方案将致密星系与更大、更光滑的原椭圆系统分开，并将恒星形成盘主导的星团星系与恒星形成膨胀主导的非对称星系分开。以定量的方式区分这些星系结构类型是理解形态，星系组装和恒星形成之间联系的重要一步。
2016-02-08 astro-ph.GA
Non-linear violent disc instability with high Toomre's Q in high-redshift clumpy disc galaxies
我们利用放大宇宙学模拟研究了在高红移星系$z=1$ -$5$中剧烈盘不稳定性的性质。我们模拟的星系并不处于Toomre不稳定性中假设的理想状态，即孤立的，均匀的旋转圆盘中的线性波动。在那里，不稳定性的特征是$Q$参数低于1，并且当圆盘较厚时更低。相反，高红移盘受到高度扰动。在很长一段时间内，它们由非线性扰动、致密的块状物和扩展的结构组成，在块状物之间的区域形成新的块状物。这是因为银河系经常受到外部扰动。我们计算本地的，两个组件的$Q$参数的气体和恒星，平滑的$\sim1~{\rm kpc}$规模捕捉团块的$10^{8-9}~{\rm M}_\odot$。$Q<1$区域由于那里的高表面密度而局限于塌陷的团块，而团块间区域显示出显著高于1的$Q$。追溯到他们的相对光滑的拉格朗日补丁的团块，我们发现，$Q$之前的团块形成通常范围从一个单位到几个。这与标准Toomre不稳定性的预期不同。我们讨论了高$Q$团块形成的可能机制，例如快速湍流衰减导致小团块的合并，非轴对称不稳定性，或团块形成诱导的非线性扰动在磁盘中的增长。另外，高$Q$非线性扰动可能是由外部扰动，如合并和反向旋转流刺激。高$Q$可能代表湍流的过度压缩模式，可能由潮汐相互作用引起。
2015-12-05 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
Gas infall towards Sgr A* from the clumpy circumnuclear disk
我们提出了第一个大规模的马赛克与亚毫米阵列（SMA）在银河系中心。我们制作了一个25点的马赛克，覆盖了Sgr A* 周围的~2' x 2'区域。我们已经检测到两个高密度分子示踪剂，HCN（4-3）和CS（7-6），后者以前从未在该地区的报告。数据的角分辨率为4.6”x 3.1”，HCN（4-3）的光谱窗口覆盖范围为-180 ~1490 km/s，CS（7-6）的光谱窗口覆盖范围为-1605 ~129 km/s。这两种分子示踪剂沿环核盘（CND）呈非常密集的分布，并在CND的南部检测到高信噪比，而它们在北部较弱。假设这些团块与银河系中心的距离与它们的投影距离一样近，那么它们仍然足够致密，足以抵抗超大质量黑洞产生的潮汐切变而保持引力稳定。因此，CND是一种非瞬态结构。这两种示踪剂的几何分布表明，CND的南部比北部更密集。此外，通过比较HCN（4-3）和HCN（1-0）的结果，我们可以看到，CND的北部和南部有不同的激发水平，南部比北部温暖。最后，我们将我们的结果与NH3的检测结果进行了比较，NH3的检测跟踪了CND内腔中检测到的较温暖且密度较低的材料。我们认为，我们正在检测的起源点的CND的一部分变得不稳定，并接近银河系的动力中心，可能是由南部流光和加热的方式向内影响。
2009-03-05 astro-ph.GA
Gravity-driven Lyman-alpha blobs from cold streams into galaxies
我们使用高分辨率的宇宙流体动力学AMR模拟预测的La排放的冷气流，美联储在大规模的星系晕在高红移的特点。在我们的模拟中，La光度是由气体从星系际介质流入晕势阱时释放的引力能提供动力的。UV背景对气体加热的贡献仅<20%。La的发射率主要是由于气体中~2x10^4K的电子碰撞激发冷却辐射。我们计算的La发射率假设碰撞电离平衡（CIE）在所有气体温度。模拟流是自屏蔽的紫外线背景下，所以光电离和重组有助于可以忽略不计的La线的形成。我们产生的La表面亮度的理论地图，假设~85%的La光子是直接观察到的。我们发现，在z~3处，质量为Mv~10^12-13 Msun的典型晕发射为亮度为10^43-44 erg/s的La团（LAB）。大部分的La来自延伸的狭窄的，部分cluerous的，流入的冷流，为成长中的星系提供食物。因此，预测的LAB形态是不规则的，具有密集的团块和细长的延伸部。线宽预计在10^2到10^3 km/s之间，变化很大。典型的La表面亮度分布与r^-1.2成正比，其中r是到晕中心的距离。我们模拟的LABs在光度、形态和范围上与观测到的LABs相似，具有明显的运动学特征。预测的La光度函数与观测值一致，预测的面积和线宽大致恢复了观测到的标度关系。这种产生LABs的机制在许多高z星系中似乎是不可避免的。因此，一些LAB可能被认为是在高z下驱动星系演化的冷流的直接探测。
2010-04-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmological Structure Formation
LCDM在预测宇宙微波背景和大尺度结构方面取得了显著的成功，并且LCDM参数的确定与不同类型的观测之间只有轻微的紧张关系。从宇宙学初始条件出发的流体动力学模拟越来越能够捕捉到星系形成中暗物质和重子物质之间复杂的相互作用。相对低分辨率的模拟现在成功地描述了整个星系的人口。例如，EAGLE模拟的体积高达100立方Mpc再现所观察到的本地星系质量函数几乎以及半解析模型。星系曾经看起来非常光滑，它们通常随着进化而变大，它们是圆盘和球体的组合。但是最近的HST观测结合高分辨率的流体动力学模拟显示，大多数恒星形成星系都是非常致密的;星系经常经历压缩，这会减小它们的半径并增加它们的中心密度;大多数低质量的恒星形成星系不是球状体或盘状体，而是在它们的中心被暗物质主导时被拉长。我们还回顾了LCDM在较小规模上的挑战：尖点核心，“太大而不能倒”和子结构问题。虽然恒星爆发可以迅速将气体赶出星系中心，从而降低暗物质密度，但这种或其他重子物理学是否可以解释观测到的整个矮星系和低表面亮度星系的旋转曲线，还有待观察。如果没有，也许需要更复杂的物理学，如自相互作用的暗物质。但标准LCDM似乎成功地预测了暗物质晕子结构，现在通过引力透镜和冷恒星流中的破裂观察到，任何替代理论至少也必须这样做。
2015-05-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Widespread star formation inside galactic outflows
有几个模型预测，恒星可以在星系外流中形成，这将是星系演化的一种新的主要模式。对银河系外流的观测显示，它们拥有大量致密的分子气体，这些气体为恒星的形成提供了合适的条件。利用大型MANGA-SDSS 4星系巡天的积分场光谱数据，我们研究了大样本星系外流的性质。我们发现，在我们的样本中，恒星形成发生在至少一半的银河系外流内部。我们还表明，即使恒星形成是突出的许多其他星系外流内，这可能还没有被发现，因为诊断很容易被控制的存在，甚至微弱的活动星系核和冲击。如果遥远星系和类星体的典型大质量外流遵循当地观察到的相同的标度关系，那么在高z外流内的恒星形成可以高达几百兆太阳/年，并可能大大有助于星系球状体成分的早期形成。流出流中的恒星形成也可能有助于建立黑洞与其宿主球体之间的标度关系。此外，在大轨道上爆炸的超新星可以在原地进行化学浓缩，并加热环星系和星系际介质。最后，在大轨道上被抛出的年轻恒星也可能有助于宇宙的再电离。
2019-02-23 astro-ph.GA
The remnant of a merger between two dwarf galaxies in Andromeda II
在引力的驱动下，像星系和星系团这样的大质量结构被认为通过较小系统的分层合并和吸积而不断增长。吸积事件的观测证据是由穿过大质量星系（例如银河系或仙女座星系）外晕的相干恒星流提供的。在类似的质量尺度上，在恒星的$10^{11}$太阳质量附近，合并活动的进一步观测证据也是充足的。低质量星系的合并被认为是星系形成的分级过程，但迄今为止还没有发现恒星质量小于$10^9$太阳质量的星系。在这里，我们报告的恒星流的运动学检测在仙女座的卫星星系，矮球状星系仙女座II，它的质量只有$10^7$太阳质量的恒星。流的性质表明，我们正在观察两个矮星系合并的残余。这对残骸的动力学产生了巨大的影响，残骸现在正围绕着它的投影主轴旋转。仙女座II的恒星流说明了星系形成的无标度特征，直到最低的星系质量标度。
2014-02-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Elemental Abundances in M31: The Kinematics and Chemical Evolution of Dwarf Spheroidal Satellite Galaxies
我们介绍了来自仙女座I，III，V，VII和X的Keck/DEIMOS的深层光谱，所有这些都是M31的矮球状卫星。该样品包括所有五个dSphs的256个光谱成员。我们确认以前的速度色散和动力学质量的测量，我们提供的体积旋转的上限。我们的测量结果证实，M31卫星服从相同的恒星质量和恒星金属丰度之间的关系银河系（MW）卫星和其他矮星系的本群。金属丰度分布显示出与MW卫星类似的恒星质量趋势，包括大质量卫星外部影响的证据，如预富集或气体吸积。我们提出了第一次测量的个别元素比，如[Si/Fe]，在M31系统，以及测量的平均[α/Fe]比。[alpha/Fe]与[Fe/H]的趋势也遵循与MW卫星相同的星系质量相关模式。质量较小的星系有更陡峭的[alpha/Fe]下降斜率，从较低的[Fe/H]开始。最后，我们将M31卫星的化学演化与M31的巨大星流和光滑晕进行了比较。M31系统的性质支持了理论预测，即内晕主要由早期吸积的大质量星系组成。因此，内晕的[Fe/H]和[alpha/Fe]比幸存的卫星星系高。
2019-12-04 astro-ph.GA
The dynamics of Andromeda's dwarf galaxies and stellar streams
作为Z-PAndAS Keck II DEIMOS对我们邻近星系仙女座（M31）中已分辨恒星的调查的一部分，我们已经建立了一个独特的数据集，测量了仙女座恒星晕中数千颗恒星的速度和化学成分，特别是探测其丰富而复杂的子结构。在这篇文章中，我们将讨论仙女座矮球状星系的结构，动力学和化学性质，以及如何没有观测证据表明在M31巨大的卫星平面上和卫星平面外发现的那些星系的演化历史存在差异。我们还将讨论M31中最重要的合并事件-巨型南流-的可能扩展，以及我们如何利用这一特征来完善我们对M31质量分布及其复杂演化的理解。
2016-05-11 astro-ph.GA
A Pre-Infall Magellanic Analog-Corona and Stream formation in the \textsc{HESTIA} cosmological simulations
在HESTIA模拟中识别出麦哲伦云入流前类似体，其通过潮汐作用形成约150 kpc的中性气体流，并发现恒星成分与中性流不同相，为理解麦哲伦系统提供参考。
2025-09-22 astro-ph.GA
Tracing the origin of the Aquarius Stream: I
我们对最近发现的宝瓶座流的六颗成员星进行了丰度分析，试图确定这个光环流是否真实，如果是的话，了解它的起源。这六颗恒星的平均金属丰度只有0.10 dex的离散度，表明它们是化学相干结构的一部分。然后，我们调查是否流代表一个分裂的矮星系或分裂的球状星团的碎片。[Ni/Fe] - [Na/Fe]平面提供了一个很好的诊断：球状星团星和矮球状星系星在这个平面上被很好地分开，宝瓶座流星明确地位于球状星团区域。宝瓶座流星也具有明显的银河系球状星团星的[Na/Fe] - [O/Fe]和[Mg/Fe] - [Al/Fe]关系。六颗宝瓶座恒星的光谱参数显示，它们被严格限制在12 Gyr，[Fe/H] =-1.0，α增强等时线，与它们被鉴定为球状星团碎片一致。我们提出的证据表明，宝瓶座流可能会继续通过磁盘和进入北部晕。我们的研究结果表明，球状星团起源的宝瓶座流，并展示了潜在的化学标记，以确定银河系的子结构的起源。
2012-06-04 astro-ph.GA
Red Clump Stars in the Sagittarius Tidal Streams
通过对一颗红团流星的鉴别，我们探测了人马座矮椭球星系尾潮臂的一个剖面（l ~ 150，b ~ -60）。红丛星通常不会在晕场中发现，但在人马座星系及其潮汐流中发现了大量的红丛星，使它们成为流特征的优秀探测器。我们的目标样本是使用斯隆数字巡天数据发布6的光度数据选择的，该数据在颜色上受到限制，以匹配人马座红团星。基特峰国家天文台使用WIYN望远镜对目标恒星进行了光谱观测。由此产生的光谱样本是星等有限的，包含主序星盘星和演化的红团星。我们已经开发出一种方法，系统地分离这两个恒星类使用运动学信息和贝叶斯方法的表面重力测定。由此得到的红团样本使我们能够确定在流中这个位置的绝对恒星密度ρ = 2.7 +/- 0.5 RC星kpc-3。未来对各种人群和沿着流的不同位置的恒星密度的测量将导致对人马座星系的原始性质以及控制其破坏和随后的流生成的物理过程的更好的理解。
2012-10-09 astro-ph.GA
A Possible Formation Scenario for Dwarf Spheroidal Galaxies - II: A Parameter Study
矮球状星系是LCDM（Lambda Cold暗物质）分级宇宙学模型中星系形成过程的基本组成部分。这些星系被认为是最暗物质（DM）为主的系统，有最低的恒星含量，并在气体贫乏。许多理论试图解释dSph星系的形成，这些星系主要是围绕大星系运行或调用其他相互作用机制。在这里，我们展示了全套模拟作为我们的基准模型的扩展，在那里我们研究了孤立的经典dSph星系的形成，通过溶解矮星系DM晕内的星团。在我们的参数调查中，我们采用核心和尖DM晕配置文件，并考虑不同数量的溶解星团。我们调查的可观测量的依赖性与不同的质量和尺度长度的DM晕和不同的恒星形成效率（SFE）。我们发现，我们提出的方案解释了银河系的经典dSph星系的许多功能，如它们的形态和动力学。我们看到了表面亮度和发光组件的尺度长度如何随着我们的模拟参数而变化的趋势。我们还确定了它们形状的不规则性，即块状和椭圆度在我们的模拟中如何变化。在速度空间中，我们确定的参数导致平坦的速度频散曲线。我们认识到在速度空间中的运动学冷子结构，命名为化石遗迹和源于我们独特的初始条件，这改变了预期的结果。这些流动运动被认为是未来高分辨率观测的关键特征，以验证我们的方案。
2013-08-15 astro-ph.GA
The impact of a massive Sagittarius dSph on GD-1-like streams
我们研究了一个巨大的（$\gtrsim4\times10^{10}M_\odot$）人马座矮球状星系（Sgr）的恒星流的影响，在一个现实的银河系潜力使用测试粒子模拟。我们发现，Sgr可以很容易地破坏流形成超过$\sim3$陀螺仪前，而最近剥离的恒星一般不受影响。在某些实现中，Sgr能够在E105的前导和拖尾之间产生不对称性，定性地类似于观测。使用来自盖亚太空望远镜和其他地方的数据，我们拟合模型的GD-1流中存在的Sgr与各种初始质量。虽然最佳拟合模型确实显示了与Sgr相互作用引起的扰动，但我们发现，扰动水平并不显著高于观察到的流。为了研究Sgr对流的总体影响，我们在GD-1-like轨道上生成了1000个具有随机方向的模拟流。一些流显示出明显的分裂迹象，在天空中折叠或在它们的两个尾巴之间发展出不对称性。然而，许多恒星未受影响，其表面亮度的峰值平均下降不超过$\sim0.3$ mag/arcsec $^2$。我们的结论是，Sgr具有初始质量的$\gtrsim4\times10^{10}M_\odot$是兼容的生存和检测流形成超过3 Gyr前。
2022-09-01 astro-ph.GA
The morphologies of massive galaxies from z~3 - Witnessing the 2 channels of bulge growth
在5个CANDELS场中，我们对z~0质量星系（$M*/M_\odot\sim10^{11}$）从z~3开始的形态演化进行了定量研究。使用丰度匹配技术选择祖细胞以解释质量生长。从z~3开始，形貌强烈演化。在z<1时，人口与哈勃序列的大质量端相匹配，其中30%的球状体，50%的星系具有同等主导的盘和凸起成分，20%的盘。在z~2-3处，存在大多数不规则系统（~60-70%），仍有30%的球状体。然后，我们独立地分析不同形态的SFR、气体分数和结构性质。我们的研究结果表明，两个不同的渠道增长的大质量星系的凸起。约30-40%在z~2.5处已经是凸起，具有低的平均SFR和气体分数（10-15%）、高的Sersic指数（n>3-4）和小的有效半径（$R_e$ ~1 kpc），表明通过富含气体的合并或挤压形成早期地层。在z~ 2.5和z~0之间，它们的大小迅速增加~4-5倍，变得完全被动，但它们的整体形态保持不变。构造演化是独立的气体馏分，这表明它是由异位事件驱动。剩下的60%经历了一个逐渐的形态转变，从clubleshoot盘到更规则的bulge+disks系统，基本上发生在z>1。结果表明，2/3的系统可能通过团簇的迁移而形成了一个显著的凸起（n~3），而其余1/3的系统则保持了一个较小的凸起（n~1.5-2）。扰动和松弛系统之间的过渡阶段和隆起的出现与恒星形成活动和气体分数的减少有关。…
2015-06-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Revisiting candidate high-velocity stars associated with the Sagittarius dwarf spheroidal galaxy
University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）
研究通过Gaia DR3、DESI DR1和LAMOST DR12数据，识别出95个可能源于人马矮球状星团的高速星候选者，发现其运动学与Hills机制或潮汐破坏不一致，但与银河晕星一致，表明这些候选者更可能是银河晕星而非真实的人马起源高速星。
2026-03-16 astro-ph.GA
The ISLAnds Project III: Variable Stars in Six Andromeda Dwarf Spheroidal Galaxies
本文介绍了哈勃空间望远镜观测到的六颗M31矮椭球卫星中的变星。我们在And I（296），II（251），III（111），XV（117），XVI（8），XXVIII（87）区域共观测到870颗天琴座RR星。我们还发现了总共15个异常造父变星，三个闪烁双星，和7个场RRL星兼容的M31晕或巨型恒星流的成员。我们得到了强大的和均匀的距离，使用不同的方法的基础上的RRL星的属性的六个星系。使用Marconi等人发表的最新的周期-韦森格林函数（$I$，$B$ - $I$）关系集，我们得到了$μ_0$的距离模= [24.49，24.16，24.36，24.42，23.70，24.43] mag（分别），系统不确定度为0.08 mag，统计不确定度为$<$ 0.11 mag。周期，振幅），与15个银河系卫星的类似数据。在两个卫星系统中的（严格旧的）RRL的属性没有显示出任何显着的差异。特别是，我们发现了一个惊人的相似的基本RRL的平均周期分布（RRab）和星系的平均金属丰度之间的相关性。这表明，旧的RRL祖先在两个环境中的早期阶段是相似的，这表明两个卫星系统的最早阶段的进化非常相似的特征。
2017-10-25 astro-ph.GA
The globular cluster NGC7492 and the Sagittarius tidal stream: together but unmixed
本文用VIMOS光谱法计算了银河系球状星团NGC 7492周围71颗恒星的视向速度。在由此产生的速度分布中，有可能区分两个相关的非银河系的运动学组件沿同一视线：一组恒星在$\langle{v_{\rm r}}\rangle \sim 125$公里秒$^{-1}$这是兼容的速度的老领先的手臂人马座潮汐流，和大量的对象在$\langle{v_{\rm r}}\rangle \sim -110$公里秒$^{-1}$，可能被确定为成员的拖尾包裹的同一流。NGC 7492的系统速度设置为$v_{\rm r} \sim -177$ km s $^{-1}$与这两个组成部分的系统速度明显不同，因此我们的研究结果证实，该星团不是由人马座矮椭球体沉积在星系晕中的球状星团之一，即使它被浸没在流中。一组具有$<v_{\rm r}> \sim -180$ km s $^{-1}$的恒星可能由沿着NGC 7492潮汐尾的星团成员组成。
2017-11-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Old open clusters in the Sagittarius dSph tidal stream -- kith or kin?
一个广泛支持的银河系圆盘形成的假设是，它是由内而外地由吸积事件积累的物质形成的。人马座矮球状星系（Sgr dSph）是这种吸积的最好例子，其持续的破坏导致其恒星沉积在银河系晕和外盘中。因此，寻找Sgr dSph对银河系圆盘形成的贡献的可能特征是很有吸引力的。有趣的是，Sgr dSph流的模型清楚地表明，拖尾尾穿过银河系外盘，与一些反中心的老疏散星团的银河中心距离相同。我们在这封信中调查的可能性，两个最外面的老疏散星团，伯克利~29和Saurer~1，可能已经形成的Sgr dSph内，然后留在银河系外盘作为潮汐与银河系的相互作用的结果。这两个星团的实际位置，在Sgr dSph拖尾内，与这种情况是相容的，它们的化学和运动学性质，以及我们目前对Sgr dSph年龄-金属丰度关系的理解，进一步支持了这种可能的关联。因此，我们认为老的疏散星团Berkeley~29和Saurer~1很可能起源于河外。
2009-05-28 astro-ph.GA
MIRI/JWST observations reveal an extremely obscured starburst in the z=6.9 system SPT0311-58
使用MIRI机载JWST，我们提出了中红外亚弧秒成像（MIRIM）和光谱（MRS）的超发光红外系统SPT 0311 -58在z=6.9。MIRI观测与现有的ALMA远红外连续谱和[CII]158 $μ$ m成像进行了比较。虽然ALMA的观测结果显示，在该系统的东部（E）和西部（W）星系中有非常高的恒星形成率（SFR），但H $α$线并没有被探测到。这与探测到的Pa PDMATHAMN线一起，意味着非常高的光学星云消光，其下限为4.2（E）和3.9等（W），甚至更大的5.6（E）和10.0（W）的SED导出值。E星系和W星系的经修正的Pa $α$ SFR分别为383和230 M $_{\odot}$ yr $^{-1}$。这代表了50%的SFR来自[CII]158 $μ$ m线和红外光的E星系和低至6%的W星系。MIRI的观测揭示了一个星团式恒星结构，每个星团有3到5个$\times$ 10 $^{9}$ M $_\mathrm{\odot}$，导致E星系和W星系的总恒星质量分别为2.0和1.5个$\times$ 10 $^{10}$ M $_\mathrm{\odot}$。在恒星团中的特定SFR范围从25到59 Gyr $^{-1}$，这是3到10倍，在红移6到8的类似质量的星系测量值。总的气体质量分数为$M_\mathrm{gas}$ / $M_*\sim3$，与z=4.5-6的…
2023-02-24 astro-ph.GA
Hubble Space Telescope Proper Motions along the Sagittarius Stream: I. Observations and Results for Stars in Four Fields
我们提出了一个多时代的哈勃太空望远镜（HST）研究恒星自行（PM）的四个领域跨越200度沿人马座（SGR）流：一个拖臂场，一个领域附近的SGR矮椭球潮汐半径，和两个领先的手臂领域。我们确定绝对PM的几十个单独的恒星每个字段，使用已建立的技术，使用遥远的背景星系作为固定的参考系。根据色星等图和PM信息识别流星。这些结果与Sgr星系和尾臂现有的PM测量结果基本一致，但是，我们的新结果提供了迄今为止最高的PM流精度，首个PM测量的领先臂，和第一个PM测量单个流星，我们也偶然确定的PM的球状星团NGC~6652。在尾臂领域，单独的PM使我们能够在运动学上将尾臂恒星与在其轨道上领先360度的领先臂恒星分开。此外，在我们的三个领域，我们发现的迹象表明，两个不同的运动学组件可能存在于同一手臂和包裹的流。定性比较的HST数据的预测的法律和Maurisski和Penarrubia等人。N体模型表明，PM测量密切遵循预测的趋势与Sgr经度。这提供了对PM测量以及这些N体方法（其未被定制以适合任何PM数据）的成功一致性检查。
2015-04-14 astro-ph.GA
Abundance Patterns of $α$ and Neutron-capture Elements in the Helmi Stream
我们在GALAH+ DR3和$Gaia$ EDR3组合星表中确定了另外8颗作为Helmi流（HStr）成员的恒星。通过不断重新评估声称的成员从文献中，我们巩固了一个样本的22 HStr恒星的参数确定从高分辨率光谱和跨越一个相当广泛的（$\sim$ 0.5 dex）金属丰度间隔（$-2.5 \lesssim \rm[Fe/H] < -1.0$）比以前报道的。我们的研究重点是$α$（Mg和Ca）和中子捕获（Ba和Eu）元素。我们发现，HStr的化学是典型的矮球状（dSph）星系，在很好的协议与以前的$N$体模拟这一合并事件。HStr的恒星在$\rm[α/Fe]$中构成一个明显的递减序列，金属丰度增加到$\rm[Fe/H] \sim -1.0$。此外，HStr的恒星显示具有小分散度（$\pm$ 0.1 dex）的$\rm[Eu/Fe]$的$+$ 0.5 dex的中值。用$\rm[Fe/H] < -1.2$分析的每颗恒星都属于$r$过程增强型（$\rm[Eu/Fe] > +0.3$和$\rm[Ba/Eu] < 0.0$）贫金属类，这提供了显著的证据，证明在这种低金属度区域，HStr恒星主要通过$r$过程核合成富集中子捕获元素。最后，扩展的金属丰度范围还表明，在$\rm[Fe/H]$较高的情况下，$\rm[Ba/Eu]$也会增加，这与银河系中其他幸存的矮卫星星系一致。
2021-06-04 astro-ph.GA
SMHASH: Anatomy of the Orphan Stream using RR Lyrae stars
恒星潮汐流提供了一个机会来研究分裂星系的运动和结构以及其宿主的引力势。银河系周围的流特别有希望，因为单个恒星的相空间位置将通过正在进行或即将进行的调查来测量。然而，准确评估距离太阳超过10 kpc的恒星的距离仍然是一个挑战，我们对银河系质量分布的了解最少。为了解决这个问题，我们目前的观察32个候选RR天琴座恒星在孤儿潮汐流采取的斯皮策合并的历史和形状的星系晕（SMHASH）计划的一部分。在斯皮策IRAC $\mathrm{3.6 μm}$波段中，天琴座RR型变星的周期、光度和金属丰度之间有着极其紧密的相关性，这使得我们可以精确地测定它们与单个恒星的距离;每颗天琴座RR型变星的统计距离不确定度的中位数为$2.5\%$。通过拟合轨道的例子潜力，我们得到的上限银河系内部的质量为60千秒差距的$\mathrm{5.6_{-1.1}^{+1.2}\times 10^{11}\ M_\odot}$，使估计的基础上的孤儿流与使用其他示踪剂。SMHASH的数据还可以解析视线深度的流，从而对被破坏的矮星系的内部结构有了新的认识。与N-体模型比较，我们发现，祖先有一个初始的黑暗晕质量约$\mathrm{3.2 \times 10^{9}\ M_\odot}$，把孤儿流的祖先之间的经典矮椭球体。
2017-11-13 astro-ph.GA
High Resolution Optical Spectroscopy of Stars in the Sylgr Stellar Stream
我们观察到两颗贫金属主序星，它们是最近发现的Sylger恒星流的成员。我们目前的径向速度，恒星参数和丰度的13个元素来自高分辨率的光学光谱收集使用麦哲伦稻盛京瓷Echelle摄谱仪。这两颗恒星在所有检测到的元素中具有相同的成分（在0.13 dex或1.2 sigma范围内）。这两颗恒星都非常贫金属（[Fe/H] = -2.92 +/- 0.06）。这两颗恒星的C含量都没有显著增加（[C/Fe] < +1.0）。这两颗恒星的α元素Mg、Si和Ca含量都有所增加（[α/Fe] = +0.32 +/- 0.06），Na、Al和所有Fe族元素的比值在晕、超暗和矮球状星系中的其他恒星中是典型的。Sr的含量轻微增加（[Sr/Fe] = +0.22 +/- 0.11），但Ba的含量没有增加（[Ba/Fe] < -0.4），这表明这些恒星并不含有高水平的中子捕获元素。Li丰度与贫金属未演化场星和球状星团中发现的丰度相匹配（log Li（Li）= 2.05 +/- 0.07），这意味着环境不是决定贫金属恒星Li含量的主导因素。这两颗恒星的化学成分无法区分仙女座星系流的前身是一个矮星系还是一个球状星团。如果它的前身是一个矮星系，那么这股气流可能来自一个致密的区域，比如一个核星团。如果它的前身是一个球状星团，那么它将是已知的最贫金属的球状星团。
2019-07-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Metallicity and $α$-element Abundance Gradients along the Sagittarius Stream as Seen by APOGEE
使用3D位置和运动学的恒星相对于人马座（Sgr）轨道平面和角动量，我们确定了166个Sgr流成员观察到的阿帕奇点天文台星系演化实验（APOGEE），也有盖亚DR 2天体测量。这个样本的63/103恒星在Sgr的尾随/领先的臂相结合的APOGEE样本的710名成员的Sgr矮球状核（其中385个新的在这里）建立差异0.6德克斯的中值金属和0.1德克斯的[ $α$ /Fe]之间的Sgr核心和动态老流样本。在每条旋臂的内部都发现了温和的化学梯度，但当被核心恒星锚定时，这些化学梯度变得陡峭。利用Sgr潮汐破坏模型提供估计的动态年龄（即，剥离时间），我们发现，平均金属丰度梯度为0.12 +/- 0.03 dex/Gyr的恒星剥离Sgr随着时间的推移。第一次，[ $α$ /Fe]梯度也在流内测量，使用镁丰度为0.02 +/- 0.01 dex/Gyr，使用硅为0.04 +/- 0.01 dex/Gyr，这意味着Sgr祖先具有显著的径向丰度梯度。我们讨论了这些推断的梯度和它们的含义的性质的银河系卫星星系的背景下，目前的家庭的SGR祖的幅度，并建议，更复杂的SGR模型需要正确地解释不断增长的化学动力学的细节，我们对SGR系统。
2019-12-13 astro-ph.GA
The Sagittarius stream in Gaia eDR3 and the origin of the bifurcations
人马座矮椭球（Sgr）是一个正在溶解的星系，被银河系（MW）潮汐破坏。它的恒星流仍然构成了严重的建模挑战，这阻碍了我们有效地利用它作为MW引力势探测器的能力。我们的目标是构建最好的恒星样本，我们可以推进我们的理解的Sgr-MW相互作用，专注于分叉的特性。我们改进了以前的方法的基础上使用的小波变换系统地搜索的运动学签名的Sgr流的盖亚数据。我们完善我们的选择，通过使用聚类算法的颜色-幅度图的统计特性。我们的最终样本包含> 700 k候选恒星，比以前的样本大3倍。我们已经能够检测到南北半球的分流，需要四个分支来充分描述这个系统。我们提出了详细的自行分布的拖曳臂作为一个函数的λ显示存在一个尖锐的边缘（在一侧的小自行），超过它没有Sgr星。我们还讨论了运动学和距离之间的相关性。我们的样品的化学分析显示，暗枝和亮枝之间存在显著差异。我们提供了分析描述的自行趋势，以及天空分布的四个分支的流。我们解释的分叉的错位重叠的材料剥离在倒数第二近心点（暗分支）与恒星喷射在倒数第二近心点（明亮的分支）。这种错位的来源仍然是未知的，但我们认为，模型与一些内部旋转的祖先，至少在时间的剥离恒星在昏暗的分支，是值得探索的。
2021-12-03 astro-ph.GA
Tracing the tidal streams of the Sagittarius dSph, and halo Milky Way features, with carbon-rich long-period variables
我们组装121光谱确认的晕碳星，从文献中得出，表现出可测量的变化在卡特琳娜调查。我们提出了他们的周期和振幅，这是用来估计距离的周期光度关系。碳星的位置--以及它们的速度（如果有的话）--使我们能够追踪人马座（Sgr）矮球状星系的流。这些相比，一个典型的数值模拟的吸积的Sgr。我们发现，在日心距为15-50千秒差距的情况下，数据与这个模型吻合得很好，除了银道面以北的尾臂中几乎没有碳星，而且银道面以南的尾臂中只有初步的证据。大部分的样品可以归因于Sgr吸积。我们还发现了不属于Sgr的碳星群，其中大部分与已知的晕子结构有关。少数没有明显的归属，可能表明新的子结构。我们发现的证据表明，可能有一个结构背后的SGR领先的流远心，在~100千秒差距，和更遥远的延伸到双鱼座超密度也在~100千秒差距。我们研究了另外75个碳星，没有很好的周期数据可以获得，并为近红外的星等和颜色被用来估计距离。这些数据增加了对在100千秒差距以外发现的特征的支持。
2015-07-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Identifying Sagittarius Stream Stars By Their APOGEE Chemical Abundance Signatures
SDSS-IV Apache Point Observatory星系演化Experiment（APOGEE）巡天提供了分布在银河系大部分地区的$\sim$ 176，000颗红巨星的18种化学元素的精确化学丰度，并包括对人马座矮球状星系（Sgr）核心的观测。Sgr的APOGEE化学丰度模式表明，它在大多数化学元素中与MW在化学上不同。我们采用\emph{k}均值聚类算法对由[（C+N）/Fe]、[O/Fe]、[Mg/Fe]、[Al/Fe]、[Mn/Fe]和[Ni/Fe]定义的6维化学空间进行聚类，以识别APOGEE样本中具有类Sgr化学丰度的62 MW恒星。在这62颗恒星中，有35颗的\emph{Gaia}运动学和位置与Sgr流的\emph{N}天体模拟所预测的一致，它们很可能是在最近两次近心通道（$<$ 2 Gyr前）中从Sgr剥离出来的恒星。62颗恒星中的另外20颗恒星的化学丰度与Sgr流星无法区分，但它们的轨道高度偏心，平均$r_{\rm apo} \sim $为25 kpc。这些恒星很可能是被认为是8-11 Gyr前与MW单独合并的结果的“吸积”晕群。我们还发现了一个超高速恒星候选者。我们的结论是，Sgr富集到[Fe/H] $\sim$ -0.2之前，其最近的近中心通道。如果“吸积晕"是由一个主要的吸积事件产生的，那么这个祖先星系至少富集到[Fe/H] $\sim$-0.6，…
2019-01-14 astro-ph.GA
Phase-space Properties and Chemistry of the Sagittarius Stellar Stream Down to the Extremely Metal-poor ($\rm[Fe/H] \lesssim -3$) Regime
结合SEGUE、Gaia EDR3与StarHorse数据，研究Sgr流的相空间与化学性质，发现前导臂更贫金属且早被剥离粒子对应低金属丰度，证实其存在星族梯度，并发现与核心观测相悖的碳增丰贫金属恒星。
2023-04-02 astro-ph.GA
On the Hunt for the Origins of the Orphan--Chenab Stream: Detailed Element Abundances with APOGEE and Gaia
本研究利用Gaia EDR3和APOGEE数据识别出Orphan-Chenab流的13颗成员恒星，通过详细化学丰度分析发现其 progenitor 极可能为质量约10^6太阳质量的矮椭球星系。
2022-05-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
La Silla-QUEST RR Lyrae Star Survey II: The Crater II Tidal Streams
本研究利用改进的La Silla-QUEST巡天数据，在Crater II矮星系周围发现延伸的潮汐流，结合Gaia数据识别RGB候选星，估计该星系已损失约30%以上恒星质量。
2024-02-02 astro-ph.GA astro-ph.IM
The Northern wraps of the Sagittarius Stream as traced by Red Clump stars: distances, intrinsic widths and stellar densities
利用Sloan Digital Sky Survey - Data Release 6星表中的Red Clump星，在150° < RA < 220°范围内（对应于轨道方位角220° < Lambda < 290 °范围）追踪了人马座矮椭球星系（Sgr dSph）的潮汐流。沿着视线的子结构被确定为红团候选星的微分星数轮廓（SCP）中的显著峰。对SCP进行适当的建模可以使我们获得：（a）相对于Sgr主体的<10%准确的纯差分距离，（b）沿视线的FWHM估计值，以及（c）每个检测到的子结构的局部密度估计值。在255° <λ < 290°的范围内，我们清晰而连续地追踪了可以归因于该流的各种相干结构，特别是：众所周知的前臂北部，从λ ~ 290°处的d~43 kpc延伸到λ ~ 255°处的d ~ 30 kpc，以及位于恒定距离d ~ 25 kpc处的更近的相干探测系列，后一种结构，预测的几个模型的中断Sgr dSph，从来没有跟踪之前;与现有的模型比较表明，这些部分之间的距离的差异的领导和拖曳臂可能提供一个强大的工具来区分假设不同形状的银河系潜力的理论模型。在天空的同一部分，更远的包裹只沿着几条视线被检测到。[删节]
2010-07-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Two Micron All-Sky Survey View of the Sagittarius Dwarf Galaxy: VI. s-Process and Titanium Abundance Variations Along the Sagittarius Stream
我们提出了高分辨率光谱测量的钛（Ti），钇（Y）和镧（La）的丰度的M巨星候选人的人马座（Sgr）矮球状体（dSph）+潮汐尾系统的位置和径向速度的基础上预选。这些恒星中的大多数与名义上的银河系（MW）恒星相比显示出特殊的丰度模式。Sgr流和Sgr核的[Ti/Fe]、[Y/Fe]、[La/Fe]和[La/Y]与[Fe/H]的总体分布与大麦云（LMC）和其它dSphs的分布相似，只是[Fe/H]比LMC和其它dSphs分别偏移了~+0.4和~+1 dex;这些相对位移反映了与其它卫星相比，Sgr的化学演化更快和/或更有效，并表明Sgr具有比其它dSphs更像LMC的富集历史。通过跟踪沿着Sgr流的丰度模式的演变，我们可以跟踪由Sgr捐赠给MW晕的dSph星的化学组成的时间变化。这一演化表明，虽然目前在Sgr dSph中的大部分恒星与MW晕的恒星非常不同，但沿着Sgr流更远的恒星数量越来越多，具有类似MW晕星的丰度，这一趋势清楚地表明了MW晕可能是由现代卫星星系贡献的，即使这些卫星的化学成分现在与典型的晕场星不同。最后，我们分析了一组移动的M巨星之间的Sgr主导臂恒星在北银河帽的化学丰度，但有径向速度不同的下落Sgr主导臂碎片有。通过使用“化学指纹”，我们得出结论，这些北半球的M巨星也是Sgr星，可能是拖曳臂碎片重叠在北方的主导臂上。
2009-11-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
