The large-scale structure of the halo of the Andromeda Galaxy Part I: global stellar density, morphology and metallicity properties
我们提出了一个分析的仙女座星系晕的大尺度结构，泛仙女座考古调查（PAndAS）的基础上，目前最完整的解决恒星星族在任何星系晕的地图。尽管有丰富的子结构，全球晕人口密切遵循幂律配置文件，成为陡峭的金属丰度增加。我们将样本分为流样的人口和一个光滑的光环组件。拟合一个三维晕模型显示，大多数贫金属的种群（[Fe/H]<-1.7）近似球形分布（略长，椭圆率c/a=1.09+/-0.03），只有一个相对较小的部分（42%）居住在可辨别的流状结构。古老的光滑成分的球形强烈暗示了暗物质晕也是近似球形的。更多富含金属的星族包含更高比例的恒星（86%[Fe/H]>-0.6）。光滑贫金属组分的空间密度具有-3.08+/-0.07的全局幂律斜率，并且非参数拟合显示斜率从30 kpc到300 kpc几乎保持恒定。在2度以外的晕中，恒星的总质量是1.1x10^10太阳质量，而平滑部分是3x10^9太阳质量。外推到星系内部，光滑晕的总恒星质量可能是8 × 10^9太阳质量。我们检测到一个实质性的金属丰度梯度，从R= 30 kpc的[Fe/H]=-0.7下降到R= 150 kpc的[Fe/H]=-1.5，对于整个样品，在每个半径处，光滑的晕圈比整个样品多0.2dex的金属贫乏。虽然在质量上符合宇宙学模拟的预期，但这些观测非常重要，因为它们提供了一个原型模板，这种模拟现在必须能够在定量细节上重现。
2013-11-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Panchromatic Hubble Andromeda Treasury II. Tracing the Inner M31 Halo with Blue Horizontal Branch Stars
我们试图限制的形状M31的内部恒星晕的蓝色水平分支（BHB）恒星的表面密度在银河系的距离范围从2千秒差距到35千秒差距。我们的测量利用解决恒星测光从全色哈勃仙女座宝库（PHAT）调查的一部分，由几个档案哈勃太空望远镜观测补充。我们发现，BHB红巨星的比例是相对恒定的10千秒差距以外，这表明BHB是可靠的示踪晕人口的红巨星分支。在内晕中，我们不期望BHB星由高金属丰度的凸起和盘产生，这使得BHB星成为一个很好的候选者，成为一个可靠的恒星晕示踪剂，以小得多的银河系距离。如果我们假设二维投影面密度BHB分布为幂律分布r ^（-α），则在3 kpc外得到高质量的拟合，其二维幂律指数为α = 2.6 ^{+0.3}-0.2}，在3 kpc内则为α <1.2。该斜率与先前的测量值一致，但锚定到更向内延伸的径向基线。最后，假设方位角对称和恒定的质光比，最佳拟合的轮廓得出晕恒星的总质量为2.1 ^{+1.7}-0.4} x 10^9 M_sun。这些属性是可比的模拟卫星中断单独形成的恒星晕形成，并与模拟，包括一些在原地形成的晕星。
2012-09-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
A New Approach to Detailed Structural Decomposition from the SPLASH and PHAT Surveys: Kicked-up Disk Stars in the Andromeda Galaxy?
本文描述了仙女座星系（M31）在4 <Rproj < 225 kpc径向范围内的球、盘和晕子成分。这些子成分的共空间性质使得它们难以单独使用表面亮度（SB）信息来解开，特别是在~20 kpc的内部。我们的新分解技术结合了来自超过150万明亮的亮度函数（LF）的信息，（20 < m_814W < 22）颗恒星来自全色哈勃仙女座宝藏（PHAT）巡天，超过5000颗红巨星分支恒星的径向速度来自仙女座恒星晕的光谱和光度景观（SPLASH）巡天，以及来自各种来源的集成I波段SB配置文件。我们使用一个仿射不变的马尔可夫链蒙特卡罗算法，以适应这三个数据集的一个适当的玩具模型。凸起，磁盘和晕SB配置文件被建模为Sersic，指数，和核心的幂律，分别，和LF被建模为破幂律。我们提出了概率分布的32个参数描述的SB配置文件和LF的三个子组件。我们发现，与盘状LF的恒星的数量是~5%大于盘状（动态冷）运动学的数量，这表明，一些恒星出生在磁盘已动态加热的点，他们是运动学上无法区分的晕成员。这是第一个运动学证据的“踢盘”晕人口在M31。被踢出的盘星的比例与模拟中发现的一致。我们还发现了径向变化的磁盘LF的证据，在恒星盘的负金属丰度梯度一致。
2013-10-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
A common surface-density scale for the Milky Way and Andromeda dwarf satellites as a constraint on dark matter models
在试图放置一个明确的约束暗物质模型，我们定义和估计的平均表面密度的最大圆速度的半径内的暗晕，这是派生的各种星系与任何暗物质密度分布。我们发现，这种表面密度一般是恒定的，在很宽的范围内的最大圆速度$\sim$ 10至400公里s $^{-1}$，在每个星系的不同密度分布无关。这种常见的表面密度在高晕质量尺度被发现自然复制的冷和暖暗物质（CDM和WDM）模型，即使没有采用任何拟合程序。然而，在矮星系尺度上，我们已经从银河系和仙女座矮卫星，共同的表面密度，只有在一个大规模的WDM粒子质量的范围内，而CDM提供了一个合理的协议，所观察到的恒定性。这是由于在低晕质量尺度下CDM和WDM晕的质量浓度关系存在显著差异。为了解释WDM模型中矮星系尺度的普遍表面密度，我们建议WDM粒子需要重于3 keV。
2015-04-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Chemo-dynamical substructure in the M31 inner halo globular clusters: Further evidence for a recent accretion event
基于金属丰度的选择，我们确定了一个显着的子人口的内晕球状星团在仙女座星系，我们命名为杜莱斯结构。它是一个由10-20个球状星团组成的同向旋转星团，在运动学上与大多数内晕星团不同，平均来说比大多数内晕星团更贫金属。有趣的是，这个杜莱斯结构的轨道轴与最近使用仙女座外晕中的球状星团子种群确定的年轻吸积事件的轨道轴紧密对齐，这强烈暗示了两者之间的因果关系。如果这种联系得到证实，那么对杜来结构中球状星团运动学的一个自然解释是，它们追踪到了在过去几十亿年中仙女座星系晕中大量祖先（~10^11 Msun）的吸积，这可能是作为一个更大的星系团陷落的一部分发生的。
2022-11-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Formation of the Andromeda Giant Stream: Asymmetric Structure and Disc Progenitor
我们专注于仙女座星系（M31）晕中发现的过去较小合并的证据。以前的N体研究在产生观测到的巨大恒星流（GSS）和M31晕中的恒星壳方面取得了一定的成功。观测到的恒星在M31晕中的分布显示出GSS表面亮度分布的不对称性;然而，祖星系的形态对GSS内部结构的影响需要进一步的理论研究。为了研究GSS中特征表面亮度与祖先矮星系形态之间的物理联系，我们在N体模拟中系统地改变了盘状矮星系的厚度，旋转速度和初始倾角。观察到的结构的形成似乎是由祖先的旋转。除了再现所观察到的GSS和两个壳的详细信息，我们预测进一步的观察额外的结构。我们预测的可探测性的祖先的恒星核心的相空间密度分布，方位角的金属丰度梯度的西部壳状结构和一个额外的扩展壳在西北方向，可能会限制祖星系的属性。
2016-10-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Andromeda and its satellites - a kinematic perspective
使用由Z-PAndAS团队在仙女座-三角座地区使用凯克II DEIMOS拍摄的光谱数据，我将仙女座的圆盘和卫星系统与我们自己的银河系进行了比较。我讨论了观测到的仙女座矮球状星系的质量和尺度半径之间的差异，一个给定的光度与银河系。我还对新发现的M31厚盘进行了分析，该盘被测量为比银河系中看到的更热，更宽，更厚。
2012-01-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Deadly dark matter cusps vs faint and extended star clusters: Eridanus II and Andromeda XXV
最近在两个本星系群矮星系波江座II和仙女座XXV的中心区域探测到两个暗淡而延伸的星团，这提出了一个问题：具有如此低密度的星团是否能够在具有中心密度尖点的冷暗物质晕的潮汐场中生存下来。使用分析参数和一套无碰撞N体模拟，我表明，这些集群是非常脆弱的，并迅速中断的存在下，中央尖点$ρ\sim r^{-α}$与$α\gtrsim 0.2$。此外，星系团原本质量更大并下沉到晕中心的情况需要非常精细的调整，并且不能自然地重现所观察到的系统。反过来，这些集群长期生活在核心晕中，其中心区域是$α\lesssim 0.2$的安全避难所。唯一可行的情况下，主机已保存其原体尖到目前为止是集群形成在底部的潜力，这是很容易测试的集群内的主机适当的速度测量休息。这提供了一种方法，可以很容易地探测两个像$L_V\sim5\times 10^5 L_\odot$和$L_V\sim6\times10^4 L_\odot$这样微弱的矮星系的中心密度分布，在这两个星系中，恒星反馈不太可能有效。
2017-05-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Observing the stellar halo of Andromeda in cosmological simulations: the Auriga2PAndAS pipeline
我们提出了一个直接比较的泛仙女座考古调查（PAndAS）观测的恒星晕的M31与恒星晕的御夫座模拟的6个星系。我们通过Auriga2PAndAS管道处理模拟晕，并创建类似PAndAS的模拟，这些模拟包含调查数据的所有观测限制（来自银河系恒星的前景污染，恒星目录的不完整性，光度不确定性等）。这使我们能够以相同的方式研究调查数据和模拟，并生成直接可比的密度图和径向密度剖面。我们表明，模拟是整体兼容的观察。然而，仍存在一些系统性的差异，例如富金属恒星在模拟中占优势。虽然这些差异可能表明M31与模拟系统相比有不同的吸积历史或质量，但更有可能是由于与御夫座模拟的分辨率有关的星系恒星形成历史的不足淬火的结果。通过我们的方法实现的直接比较提供了提高我们对星系形成的理解的途径，因为它们可以帮助确定观测和模拟之间的可观测差异。理想情况下，这种方法将进一步发展，通过应用到其他恒星晕模拟。为了方便这一步，我们发布了管道来生成模拟，以及本文中提供和使用的六个模拟。
2021-02-08 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Evidence for Early Filamentary Accretion from the Andromeda Galaxy's Thin Plane of Satellites
最近的研究表明，围绕仙女座星系运行的矮卫星星系中有很大一部分惊人地排列在一个薄的、延伸的、运动学上连贯的平面结构中。这种结构的存在似乎挑战了当前冷暗物质结构形成的范式，该范式预测卫星在中心物体周围的分布更加均匀。我们表明，在基于冷暗物质模型的宇宙学无碰撞模拟中，有可能获得一个薄的、延伸的、旋转的卫星平面，类似于仙女座的卫星平面。我们新的高分辨率模拟显示了暗物质晕的形成时间和卫星平面厚度之间的相关性。我们的模拟有一个高发病率的卫星飞机薄，扩展，丰富的仙女座和一个非常连贯的运动学结构，当我们选择高浓度/早期形成的晕。通过跟踪卫星在平面上的形成，我们发现它们主要是沿着高红移的薄暗物质细丝吸积到主天体上的。我们的研究结果表明，存在一个薄的，扩展的，旋转平面的卫星是不是冷暗物质范式的挑战，但实际上支持这种范式的预测之一有关的存在细丝的暗物质周围的星系在高红移。
2015-07-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
A statistical analysis of the late-type stellar content in the Andromeda halo
我们给出了M31晕中碳星与M巨星（C/M）比值的统计特征。基于对Keck/DEIMOS光谱应用伪滤波带通，我们测量了巨大恒星流和远距离晕场中1288颗恒星的81-77色指数。从这个完善的窄带系统中，再加上V-I色，我们只发现了少量的C星候选者（总共五个）。由此产生的10%的低C/M比与文献中M31盘和内晕中的值一致。虽然我们的分析受到小数量统计和样本选择的挑战，但有迹象表明，富氧M巨星在整个晕中的数量相似。我们还发现，在C-星人口的晕场相比，巨大的流没有什么不同。非常低的C/M比与观测到的低金属丰度和大半径的中等年龄恒星的存在不一致。我们观察到在这些区域中没有大量的碳星，这表明M31晕（外部）不可能由盘状或SMC型星系的碎片主导，而是类似于矮椭圆NGC 147。
2010-04-06 astro-ph.CO
Andromeda XXI -- a dwarf galaxy in a low density dark matter halo
仙女座XXI（和XXI）被认为是一个矮球状星系，其中心暗物质密度低于标准$Λ$冷暗物质（$Λ$ CDM）宇宙学的预期。在这项工作中，我们对该系统中的77颗成员星进行了动力学观测，比以前的研究增加了一倍多，以确定该星系是否真的是一个低密度异常值。我们测量的系统速度的$v_r=-363.4\pm1.0\,{\rm kms}^{-1}$和速度分散的$σ_v=6.1^{+1.0}_{-0.9}\,{\rm kms}^{-1}$，与以前的工作和$1σ$内的修改后的牛顿动力学框架内的预测一致。我们还测量了我们的成员恒星的光谱的金属丰度，发现${\rm [Fe/H]}=-1.7\pm0.1$ ~dex的平均值。我们用改进的\GravSphere模型模拟了And~XXI的暗物质密度分布，在68%的置信度下，发现了$ρ_{\rm DM}({\rm 150 pc})=2.7_{-1.7}^{+2.7} \times 10^7 \,{\rm M_\odot\,kpc^{-3}}$的中心密度和$ρ_{\rm DM}({\rm 1.75 kpc})=0.9_{-0.2}^{+0.3} \times 10^5 \,{\rm M_\odot\,kpc^{-3}}$的两个半光半径处的密度.这两个因子均比$Λ$ CDM中丰度匹配的预期密度低${\sim}3-5$。我们发现，这不能解释的“暗物质加热”，因为和~XXI…
2021-07-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Weighing the Milky Way and Andromeda with Artificial Intelligence
Instituto de Física Corpuscular (IFIC), CSIC-Universitat de València（瓦伦西亚大学物理研究所）；Flatiron Institute（弗拉特海研究所）；Princeton University（普林斯顿大学）；Columbia University（哥伦比亚大学）；University of Connecticut（康涅狄格大学）；Center for Astrophysics — Harvard & Smithsonian（哈佛-史密松天体物理中心）；Università di Bologna（博洛尼亚大学）；MIT（麻省理工学院）
我们提出了新的约束质量的晕托管银河系和仙女座星系使用图形神经网络。我们的模型在CAMELS项目的数千个最先进的流体动力学模拟上进行了训练，只利用了属于晕的星系的位置，速度和恒星质量，并且能够在考虑宇宙学和天体物理学不确定性的同时对晕质量进行无可能性的推断。我们的约束条件与其他传统方法的估计是一致的。
2021-11-29 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Hide and seek between Andromeda's halo, disk, and giant stream
本文介绍了在科学演示期间用大双筒望远镜的蓝通道照相机对仙女座星系（M31）的两个23'× 23'视场进行的B、V（低至V ~ 26等）测光。每个区域在距离M31（（m-M）o ~ 24.4等）处的面积约为5.1kpc x 5.1kpc，分别取样于靠近M31巨星流的东北部区域（S2区域）和星系短轴方向的晕东部区域（H1区域）。流场横跨一个包括仙女座星盘和巨流的区域，这反映在场的彩色星等图的复杂性上。晕场的一角也包括了巨流的一部分。尽管这些演示时间数据是在非最佳观测条件下获得的，但B测光以时间序列模式获得，使我们能够通过对观测场的选定部分应用图像相减技术，识别出274颗变星（其中96颗是真正的变星，31颗是候选的RR型天琴座星，71颗是造父变星，16颗是双星系统）。获得了绝大多数这些变量的微分通量光变曲线。我们的样本主要包括脉动星，这些脉动星分布在从经典造父变星到天琴座RR星的不稳定带中，从而追踪了M31这些区域中不同的恒星世代，直到最古老的（t ~ 10 Gyr）分量的水平分支。
2011-11-22 astro-ph.CO
Kinematics and Stellar Population Properties of the Andromeda Galaxy by the Spectroscopic Observations of the Guoshoujing Telescope
在2009年的调试阶段，郭守敬望远镜（GSJT，前称大天区多目标光纤光谱望远镜- LAMOST）观测到了仙女座星系。由于缺乏标准星进行光通量定标，我们利用北京-亚利桑那-台北-康涅狄格巡天（BATC）的15个中间波段的光度数据进行光谱定标。在星系核球和盘中共获得59个光谱。用这些光谱导出了恒星含量的运动学和恒星星族性质。我们得到的全球速度场和计算相应的旋转速度外约7千秒差距沿主轴。这些旋转速度的测量补充了那些气体的内容，如H { \sc i}和CO。径向速度色散表明，在隆起的恒星更动态热和磁盘是更多的旋转支持。年龄分布表明，隆起形成于12 Gyr前，盘相对年轻，沿旋臂的某些区域的年龄可达1 Gyr左右。这些年轻的恒星星族具有相对丰富的丰度和较大的红化。银河系的总体平均金属丰度接近太阳金属丰度，丰度梯度很弱。变红的地图给出了一个无尘凸起和一个明显的尘埃环在磁盘中的图片。
2011-05-18 astro-ph.CO
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
A kinematic study of the Andromeda dwarf spheroidal system
我们提出了一个均匀的红巨星分支恒星的运动学分析内18的28仙女座矮球状（dSph）星系，获得使用凯克I LRIS和凯克II DEIMOS摄谱仪。基于它们的g-i颜色（用CFHT MegaCam成像仪拍摄），在天空中的物理位置和径向速度，我们将dSph成员资格的概率分配给每个观察到的恒星。利用这些信息，速度色散，中心质量和中心密度的暗物质晕计算这些对象，并与银河系dSph人口的属性进行比较。我们还测量了每个M31 dSph成员星的平均金属丰度（[Fe/H]），发现它们与银河系中观测到的[Fe/H]随光度降低的趋势一致。我们发现我们研究的三个M31 dSphs在它们的中心速度色散方面表现为显著的异常值，XIX，XXI和XXV，它们都具有大的半光半径（>700 pc）和低的速度色散（sigma_v<5 km/s）。此外，And XXV在其半光半径范围内的质光比仅为[M/L]_{half}=10.3^{+7.0}_{-6.7}，这使得它与一个简单的恒星系统相一致，在其1 sigma不确定度范围内没有明显的暗物质成分。我们认为，这些异常值的暗物质晕的结构已被潮汐显着改变。
2013-02-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Where are the extremely metal-poor stars in the Milky Way and Andromeda? Expectations from TNG50
在TNG 50模拟中，我们分析了198个银河系（MW）/M31类星系中极贫金属星（EMP，[Fe/H] $ < -3$）在$z=0$的位置。每个系统被分为四个运动学定义的形态恒星组件的基础上，恒星圆度和银河系的距离，即隆起，冷盘，暖盘，恒星晕，除了卫星（与恒星质量$\ge 5\times10^6\,M_\odot$）。根据TNG 50和所有模拟系统，主星系和卫星的恒星晕呈现最高频率的EMP（最大的$M_{\mathrm{EMP, comp}}$与$M_{\mathrm{tot, comp}}$恒星质量比），因此找到它们的机会最高。这种频率在低质量卫星中比在高质量卫星中更大。此外，TNG 50预测，主星系的恒星晕总是宿主，因此贡献了系统的大部分电磁脉冲。也就是说，它具有其中EMP与系统中所有EMP的最高质量比（最大的$M_{\mathrm{EMP, comp}}$与$M_\mathrm{EMP} (<300\mathrm{kpc})$）。然而，值得注意的是，我们还发现，TNG 50中的33 MW/M31类星系具有对EMP总质量贡献超过10%的冷盘，每个冷盘都具有在冷圆形轨道上的EMP的$\gtrsim 10^{6.5-7}\, M_\odot$。这些定性的陈述并不依赖于EMP星的精确定义，即所采用的金属丰度阈值。这项工作的结果提供了一个理论预测的EMP星的位置从空间和运动学的角度来看…
2022-12-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Luminosity Profile and Structural Parameters of the Andromeda Galaxy
我们构造了仙女座星系M31的扩展合成光度剖面，并将其分解为三个基本的发光结构成分：凸起、盘和晕。无尘斯皮策/IRAC成像和扩展的空间覆盖范围的地面光学成像和深恒星计数使我们能够映射M31的结构，从它的中心到22千秒差距沿主轴。我们采用不同的分解方法的1D光度分布和2D图像。这些方法包括非线性最小二乘法和贝叶斯蒙特卡罗马尔可夫链分析。M31的基本光度模型是形状指数n = 2.2 ± 0.3，有效半径Re = 1.0 ± 0.2kpc的Sersic球，标度长度Rd = 5.3 ± 0.5kpc的无尘指数盘，参数误差反映了各种分解方法之间的范围。的凸起参数，n，是相当不敏感的带通效应和它的值表明，第一个快速形成通过合并，然后从磁盘的长期增长。M31晕的二维幂律指数约为-2.5 +/- 0.2。我们发现，在R_minor <1.2kpc的范围内，M31的凸起光占主导地位。在1.2 kpc < R_minor < 9 kpc的范围内，圆盘占据主导地位，而在R_minor > 9 kpc时，晕占主导地位。恒星核、球丘、盘和晕的分量分别贡献了M31短轴200 kpc范围内总光的0.05%、23%、73%和4%。对M31核球、盘和晕结构参数的标称误差为20%。如果M31和银河系是典型的，那么在μ i ~ 27 mag/arcsec以下的星系巡天中应该可以经常检测到微弱的恒星晕^[2]。我们强调，我…
2011-06-17 astro-ph.CO
A spectroscopic survey of Andromeda's Western Shelf
仙女座星系（M31）在其晕中显示出许多潮汐特征，包括巨大的南流（GSS）和其西侧（西大陆架）表面密度的尖锐边缘。使用凯克望远镜上的DEIMOS，我们获得了M31巨星沿其NW短轴的径向速度，径向范围覆盖了西大陆架并延伸到其边缘之外。在速度与半径的空间中，样品显示出预期来自径向壳体的楔形图案，这是第一次清楚地检测到。这证实了早期的GSS形成模型的预测，该模型提出西大陆架是产生GSS的同一潮汐碎片流的第三轨道包裹的外壳，其前身的主体位于第二包裹中。我们计算的扭曲的货架楔形图案预期从其向外扩张和角动量，并表明，这些影响是呼应的数据。此外，一个热的，相对光滑的球状体人口明显存在。我们构建了一个鼓包盘晕N体模型，同意表面亮度和运动学约束，并将其与GSS的模拟。从热球体和货架组件的对比运动学签名，我们分解成每个组件使用非参数混合模型的贡献所观察到的恒星金属丰度分布。大陆架部分的金属丰度分布与GSS先前的观测结果非常匹配，进一步加强了它们之间存在联系的证据，并支持了该流的巨大祖先的情况。
2012-06-12 astro-ph.CO
DESI Observations of the Andromeda Galaxy: Revealing the Immigration History of our Nearest Neighbor
我们提出了DESI观测的内晕M31，揭示了最近的合并运动学-银河移民事件-在精致的细节。在3.75小时的天空曝光时间内研究的11，416个源中，有7，438个是具有良好测量径向速度的M31源。观测结果揭示了单个恒星的位置和速度的复杂连贯的运动学结构：流，楔和V形。虽然之前在M31中已经发现了相干结构的迹象，但这是第一次在银河系以外的星系中看到如此详细和清晰的结构。我们发现明确的运动学证据壳结构在巨大的恒星流，东北大陆架和西部大陆架地区。的运动学是非常相似的动力学模型的预测，以解释内晕的空间形态。这一结果与M31内晕的许多亚结构是由1 - 2 Gyr前的一次银河系移民事件产生的解释是一致的。大量富含金属的恒星（[Fe/H] $>-0.5$）存在于所有检测到的子结构中，这表明移民星系有一个延长的恒星形成历史。我们还研究了壳层和巨星流对M31引力势的约束能力，并估计在125 kpc的投影半径内的质量为${\rm log_{10}}\, M_{\rm NFW}(<125\,{\rm kpc})/M_\odot = 11.80_{-0.10}^{+0.12}$。这些结果预示着我们在星系尺度上研究恒星和星系移民历史的能力进入了一个新时代。
2023-01-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
The SPLASH Survey: A Spectroscopic Portrait of Andromeda's Giant Southern Stream
巨大的南流（GSS）是M31恒星晕中最显著的潮汐碎片特征。GSS由一个相对富含金属、表面亮度高的“核心”和一个金属丰度较低、表面亮度较低的“外壳”组成。“我们在M31的GSS附近的六个区域和流C上的一个区域中呈现了红巨星的Keck/DEIMOS光谱，这是M31 SE短轴上R=60 kpc的弧形特征。这里介绍了与全球卫星系统有关的几项调查结果和测量结果。我们提出了最深的GSS核心的运动学检测的日期（R=17千秒差距）。这一区域还包含了第二个运动学冷分量的延续，这一冷分量最初出现在R=21 kpc的GSS核心区域。的GSS和第二个组件在合并的数据集的速度梯度是平行的径向范围为7千秒差距，这表明可能的分歧线的视线速度的GSS星。我们还提出了第一次运动学检测GSS包络的子结构。使用运动学确定的样品，我们表明，信封碎片有一个~0.7德克斯较低的平均光度金属丰度和可能更高的固有速度色散比GSS核心。在M31 dSph卫星And I的区域中也发现了GSS;该区域中的GSS具有与GSS核心相同的金属丰度分布。我们确认存在两个运动学冷组件流C，并测量的内在速度分散度~10和~4公里/秒。这一对GSS核心和包层中恒星的运动学（平均速度、内禀速度色散）和化学性质的汇编，加上已公布的表面亮度测量和广域恒星计数图，将改善对这颗矮卫星前身的轨道和内部结构的限制。
2009-09-25 astro-ph.CO
Eppur non si trovano Vol. 2: No Planetary-mass Primordial Black Holes toward the Andromeda Galaxy
Astronomical Observatory, University of Warsaw（华沙大学天文台）
研究重新分析了Subaru数据，发现Sugiyama等人发现的12个候选者中，有10个是RR型变星，1个是双星系统，1个未分类变星，无显著微透镜事件或行星质量原初黑洞证据。
2026-03-31 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
