The Tale of the Milky Way Globular Cluster NGC 6362 -- I. The Orbit and its possible extended star debris features as revealed by Gaia DR2
我们报告了基于第二次{ \it Gaia}数据发布（{ \it Gaia} DR 2）的NGC 6362星团潮汐半径之外的可能扩展恒星碎片候选者的识别。我们发现了259个可能与该星团有关的天体，它们位于巨分支附近，在星团颜色-星等图上比主序星的关闭位置暗/亮1- 2等，覆盖了以该星团为中心的$\sim$ 4.1 ° $^{2}$的天空。我们用\texttt{GravPot16}程序包在一个实际的Milky-Way势中对NGC 6362进行了3 Gyr的轨道追踪。轨道表明，该星团与内盘有着相似的轨道性质，具有近银河/远银河距离，在共转半径（CR）内从银河平面的垂直偏移量最大，从CR半径向内移动，访问银河系的内部区域。该星团的动力学历史显示，它在其一生中曾多次穿越银河系盘，最近经历了一次引力冲击，$\sim 15.9$ Myr ago，这表明在当前的磁盘冲击事件中，它的质量损失了不到0.1%。根据星系团在银河系中的轨道和位置，我们得出结论，可能的扩展恒星碎片候选者是来自银河系盘的冲击和星系团蒸发的综合效应。最后，角动量垂直分量的演化表明，星系团的动力学强烈影响的银河棒势。
2019-09-06 astro-ph.GA
Cosmological insights into the assembly of the radial and compact stellar halo of the Milky Way
最近使用盖亚DR 2的研究已经确定了银河系（MW）历史上的一次大规模合并，其碎片明显是径向和反向旋转的。这一事件被称为盖亚-土卫二/盖亚-香肠（GE/GS），也被假设为建造了大部分的内恒星晕。我们使用宇宙学流体动力学模拟Illustris的背景下，星系组装$Λ$ CDM中的合并。从$\sim$ 150 MW类似物中，$\sim 80 \%$经历了至少一次与GE/GS相似质量和下落时间的合并。在这个样本中，有37个碎片与GE/GS一样呈放射状，我们称之为古代放射状合并（ARM）。反向旋转在ARM中并不罕见，$43 \%$在反向旋转轨道上有$>40 \%$碎片。然而，GE/GS碎片的紧凑性推断，鉴于其大$β$和其实质性的贡献，恒星晕，更难以重现。ARM碎片的中位半径为r $_{*,deb}\simeq 45$ kpc，而GE/GS被认为大部分包含在$r\sim 30$ kpc内。对于大多数MW类似物，需要一些合并来建立内部恒星晕，ARM碎片只占内部吸积恒星的$\sim 12 \%$。令人鼓舞的是，我们发现一个ARM，既紧凑，占主导地位的内部光环的中央，使我们最好的GE/GS模拟。有趣的是，这次合并在外晕中沉积了大量的恒星（M $_*\simeq1.5 \times 10^9 M_\odot$），这表明GE/GS中可能有一个未被发现的部分等待被发现。
2020-03-06 astro-ph.GA
A massive mess: When a large dwarf and a Milky Way-like galaxy merge
大约100亿年前，银河系与一颗巨大的卫星盖亚-土卫二合并。为了深入了解其碎片的特性，我们详细分析了Villalobos & Helmi（2008）的一系列模拟，其中包括一个实验，该实验与从盖亚数据推断的附近晕星的运动学很好地匹配。我们比较了模拟中恒星粒子的运动学分布，并研究了碎片在轨道角动量、偏心率和能量方面的分布及其与模拟卫星质量损失历史的关系。我们确认，盖亚-土卫二可能是在一个逆行的，30 $^\circ$倾角轨道下降。我们发现，虽然在我们首选的模拟75%的碎片具有大的偏心率（$> 0.8$），大约9%的偏心率小于0.6。早期丢失的恒星粒子有很大的逆行运动，其中一部分有很低的离心率。这样的恒星应该有较低的金属丰度，因为它们来自卫星的外围，因此天真地将它们与一个独立系统的碎片混淆。这些考虑似乎适用于假设的红杉星系中的一些恒星。当一个巨大的盘状星系合并时，它留下的碎片具有复杂的相空间结构，大范围的轨道特性和化学丰度。从观察上看，这导致子结构具有非常不同的性质，这可能被误解为意味着独立的后代。大量恒星样本的详细化学丰度和量身定制的流体动力学模拟对于解决这些难题至关重要。
2020-06-13 astro-ph.GA
GalactiKit: reconstructing mergers from $z=0$ debris using simulation-based inference in Auriga
本研究提出GalactiKit方法，基于Auriga模拟通过模拟推断技术，利用z=0时的并合碎片的动力学、化学及联合信息重构类银河系前身天体的并合参数，发现化学-动力学联合模型预测精度最高，助力银河系组装历史研究。
2025-02-20 astro-ph.GA
Antaeus: a retrograde group of tidal debris in the Milky Way's disk plane
基于Gaia DR3数据在银河系盘面发现宽达1.5 kpc的逆行运动群Antaeus，推测为古代矮星系潮汐流遗迹，具有极低垂直作用量，可能是Sequoia前身星致密核心残留。
2022-06-21 astro-ph.GA
The resonant nature of tidal stirring of disky dwarf galaxies orbiting the Milky Way
使用N体模拟，我们研究的潮汐演化最初盘状矮星系轨道银河系一样的主机，一个过程中已知的导致形成矮球状星系。我们专注于矮星系盘的角动量相对于轨道的方向的效果，并找到非常强的依赖于这个参数的演化。我们考虑四个不同的方向：完全相反，完全逆行和两个中间的。潮汐演化在正逆轨道上最强，在正逆轨道上最弱。在这种情况下，恒星组成部分形成了一个强大的酒吧，并保持扁长，直到模拟结束，而它的旋转很快被恒星的随机运动所取代。在逆行的情况下，矮星仍然是扁球形，不形成一个酒吧和失去旋转非常缓慢。在盘的中间取向的两种情况下，演化是在两个极端之间，表明对倾角的单调依赖性。我们解释的结果之间的共振的角速度的恒星在矮星和它的轨道运动通过比较模拟半解析预测的测量。我们的结论是共振效应是盘状矮星系潮汐演化的最重要机制。
2015-08-05 astro-ph.GA
Tidally induced bars in gas-rich dwarf galaxies orbiting the Milky Way
星系中的棒不仅可能通过不稳定性形成，也可能是与另一个星系相互作用的结果。特别是，它们可能出现在与银河系类星系相互作用的盘状矮星系中。在这里，我们报告的N体/SPH模拟的结果，这样的矮星轨道上的静态电位的一个更大的星系。我们使用了几种矮星系的模型，所有的质量都相同，但覆盖了很大的气体分数范围：0，30和70%。我们还测试了次网格恒星形成过程的影响。在所有情况下，在第一次近心点通过时，在矮星的星盘中形成了类似长度的棒。然而，出乎意料的是，气体成分保持近似轴对称，不受杆势的影响。两个连续的pericenters之间的酒吧属性没有显着变化。后来与宿主相遇的影响在很大程度上取决于近心处棒的确切方向。当杆被潮汐力扭矩旋转起来时，它也被缩短。相反，如果它慢下来，它会变长。在具有低气体分数的模型中，棒更明显并且存活到模拟结束，而在具有高气体分数的矮星中，棒在第二或第三次近心通过后被破坏。就共转半径与棒长度的比值而言，棒是缓慢的，并且保持如此独立于与宿主的遭遇。
2018-10-23 astro-ph.GA
Dark Matter Direct Search Rates in Simulations of the Milky Way and Sagittarius Stream
我们分析了自洽的N体模拟银河系盘和正在进行的破坏人马座矮卫星研究人马座潮汐碎片对暗物质探测实验的影响。与以前的重要工作一致，我们重申，标准的晕模型是不足以描述我们的平衡晕和晕/星系模型中的银河系晕的非麦克斯韦速度分布，并提供建议，纠正这种差异。更重要的是，我们强调，暗物质组成部分的领先的潮汐臂的人马座矮星是显着更延长比恒星组成部分的手臂，因为暗物质和恒星流不一定是同轴的，并可能被抵消了几个千秒差距的点，在他们的影响银河系盘。这表明，人马座碎片的暗物质成分可能对暗物质探测实验产生不可忽视的影响，即使恒星碎片的中心距离太阳附近几千秒差距。相对于没有下降的人马座矮星的模型，我们模型中的人马座暗物质碎片导致直接搜索事件率的能量依赖性增强高达~20 - 45%，事件率的年度调制幅度的能量依赖性降低高达2倍，年度调制相位的偏移高达~20天，以及反冲能量的偏移，在该偏移处调制反转相位。人马座的这些影响在解释暗物质的搜寻中是普遍感兴趣的，但在相对较轻（m_X < 20 GeV）的暗物质的情况下可能特别重要，因为人马座流与原始晕暗物质相比以高速撞击太阳系。
2012-07-29 astro-ph.GA
Stellar haloes of simulated Milky Way-like galaxies: Chemical and kinematic properties
我们调查的化学和运动学性质的扩散恒星晕的六个模拟银河系的宝瓶座计划。采用结合能准则定义了两种动态上不同的恒星星族：扩散内晕和外晕，它们由具有特殊化学和运动学特征的不同恒星亚族组成。我们模拟的内晕和外晕恒星星族得到了碎片星（形成于亚星系系统，而它们的主要祖先星系的维里半径之外）和内碎片星（形成于富含气体的亚星系系统内的暗物质晕）的贡献。内晕具有额外的贡献，从磁盘加热的恒星在范围$\sim 3 - 30 %$，平均值为$\sim 20% $。圆盘加热的恒星可能表现出运动学支持的特征，特别是在最年轻的恒星中。内部碎片加上圆盘加热的恒星定义了所谓的\insitu恒星星族。在这两个内晕和外晕恒星星族，我们检测到的贡献，从中等到低的[ $α$ /Fe]的比率，主要与内部碎片或磁盘加热的子人口的恒星。观测到的内晕区的丰度梯度受化学富集水平和每个恒星子群的相对贡献的影响。内晕区的陡峭丰度梯度与盘加热和内部碎片星的贡献有关，这些恒星往往比碎片星的结合能低。（节录）。
2013-04-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Chaotic Dispersal of Tidal Debris
在银河系周围已经观测到了几条长长的、动态冷的恒星流，推测它们是由球状星团的潮汐破裂形成的。在可积势中-所有轨道都是规则的-潮汐碎片相位混合接近于祖系统的轨道。然而，银河系的暗物质晕预计不会完全可积;相当一部分轨道将是混沌的。本文研究了混沌对冷潮流相空间形态的影响。即使在弱混沌区域中的流看起来也与规则区域中的流非常不同。我们发现，流可以在一个更短的时间尺度上比任何标准的预测（从李雅普诺夫或频率扩散时间）混沌敏感。例如，在一个混沌时间尺度预计为$>$ 1000轨道周期（$>$ 1000 Gyr）的弱混沌轨道上，在仅仅几十个轨道之后，所产生的恒星流比附近但规则的轨道上形成的任何恒星流都要弥散得多。我们发现，可以通过观察围绕母（祖）轨道的轨道合奏的轨道频率的变化来理解流星的增强扩散。我们的研究结果表明，银河系周围的长而冷的流必须只存在于规则（或非常接近规则）的轨道上;它们可能提供银河系潜力的规则区域的地图。这为利用潮汐流来限制银河系周围暗物质的分布提供了一个有希望的新方向。
2016-04-06 astro-ph.GA
Radial mixing in the outer Milky Way disk caused by an orbiting satellite
使用测试粒子模拟，我们研究外银河系盘的结构，因为它是由一颗卫星在一个紧密的偏心轨道上的银河系扰动。一颗质量为10^9兆索尔数倍的卫星可以加热银河系外盘，激发螺旋结构和弯曲，并在速度分布中诱导出流。我们研究粒子偏心率与初始和当前轨道之间的平均半径的变化。这些数量之间的相关性减少后，一些卫星近心通道。出生于外星系的恒星可以从它们的出生位置沿半径移动，并被放置在它们出生半径内的低偏心率轨道上。我们建议，合并和卫星星系和subhalos的扰动可以诱导恒星金属丰度分布的径向混合。
2009-04-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
How well can we unravel the accreted constituents of the Milky Way stellar halo? A test on cosmological hydrodynamical simulations
Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉各拉纳大学）；Astrophysics Research Institute, Liverpool John Moores University（利物浦约翰摩尔斯大学天体物理研究所）
本文评估了检测银河系摄取碎片的方法有效性，发现其在识别近期摄取事件碎片方面有效，但对较早事件效果有限，并存在污染和人工检测问题。
2025-04-14 astro-ph.GA
StreamGen: Connecting Populations of Streams and Shells to Their Host Galaxies
本研究利用SatGen代码生成约1500个银河系质量系统，通过相空间混合模型分类瓦解卫星星系碎片，发现潮汐碎片数量在给定质量范围内一致，但其轨道能量受宿主星系盘性质影响，且存在显著的晕到晕方差，强调了近场宇宙学研究中考虑宿主性质变化的重要性。
2024-09-20 astro-ph.GA
The age structure of the Milky Way's halo
我们提出了一个新的，高分辨率的计时（年龄）银河系晕的地图，根据推断年龄的~130,000场蓝色水平分支（BHB）恒星与测光从斯隆数字巡天。我们的地图展示了年龄大于12 Gyr的BHB恒星的强烈中心集中，从银河系中心延伸到~15 kpc（接近太阳附近），场星的平均年龄随着距离的增加而减少1-1.5 Gyr到~45-50 kpc，伴随着恒星年龄分散的明显增加，和许多已知的（和以前未知的）解决过密度和碎片流，包括人马座流。这些结果与现代LambdaCDM宇宙学模拟的预期一致，并支持双（内/外）晕系统的存在，并被尚未完全相空间混合的过密度和碎片流的存在打断。
2016-09-07 astro-ph.GA
Distant Echoes of the Milky Way's Last Major Merger
本研究利用Gaia DR3数据绘制了银河系100 kpc外晕，首次发现了GSE并合在远距离形成的逆行恒星壳层和相干流，证实了构建恒星晕的倾斜逆行碰撞图景。
2023-06-30 astro-ph.GA
The metal-weak Milky Way stellar disk hidden in the Gaia-Sausage-Enceladus debris: the APOGEE DR17 view
首次结合元素丰度与运动学在银河系识别出早期恒星盘，发现深束缚轨道存在显著原位恒星种群，并指出Gaia-Sausage-Enceladus选取标准不稳健。
2023-06-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
The observable properties of galaxy accretion events in Milky Way-like galaxies in the FIRE-2 cosmological simulations
在$Λ$ -宇宙的冷暗物质模型中，星系的形成部分是通过吸积卫星系统。以前的工作已经建立了对银河系恒星晕中包含的这些过程的签名的理解。这项工作使用FIRE-2宇宙学模拟的\textit{Latte}套件中的七个类似银河系的星系重新审视了这张照片。这些模拟的分辨率允许从以上的卫星的贡献比较M $_{*}$ $\gtrsim$ 10 $\times$ $^{7}$ M $_{\odot}$，使可观察到的属性中断卫星在一个完全自洽和宇宙学的背景下进行分析。我们的研究结果表明，吸积的时间和恒星质量的吸积卫星的基本参数，在伙伴关系决定由此产生的空间分布，轨道能量，和[ $α$ /Fe]-[Fe/H]组成的恒星碎片的合并$at$ $present$ $day$。这些参数也决定了吸积星系在$z=0$的动力学状态，导致预期的恒星晕（R $_{\mathrm{GC}}$ $\lesssim$ 30千秒差距）的内部区域应该包含充分的相混合碎片从低质量和高质量的卫星。此外，我们发现，一个显着的比例较低的质量卫星吸积在早期的沉积物碎片外晕（R $_{\mathrm{GC}}$ $>$ 50千秒差距），是$not$充分相位混合，表明它们可以被确定在运动学调查。我们的研究结果表明，随着未来的调查越来越能够映射我们银河系的外晕，他们可能会揭示长期死亡的矮星系的残余物，其对应物太暗而无法在更高的红移调查中看到PDM…
2022-11-10 astro-ph.GA
Kinematics in galactic tidal tails - A source for Hypervelocity stars?
[摘要]在这项工作中，我们详细研究了潮汐碎片星的运动学，以探讨新的场景的影响，即观察到的超高速恒星样本可能部分来自矮-主星系碰撞。我们使用一套N体模拟的卫星星系与银河系型的宿主星系相遇后，收集统计数据的属性剥离的恒星。我们特别研究了这个人口的轨道能量分布。我们量化的典型模式，在角和相位空间形成的碎片星。我们进一步发展了一个简单的剥离模型预测剥离的恒星的运动学。我们发现，在潮汐碎片的轨道能量的分布有一个典型的形式，可以相当准确地描述了一个简单的函数。在此基础上，我们开发了一种方法来预测的能量分布，使我们能够评估的意义和影响的高速星在卫星潮汐碎片。一般来说，卫星星系的潮汐碰撞会产生逃逸到星系内空间的恒星，即使卫星本身在一个束缚轨道上。决定潮汐碎片星所能获得的最大能量反冲的主要参数是卫星的初始质量，只是在较低程度上是它的轨道。以这种方式产生的未束缚恒星星族的主要贡献者是大质量卫星（M_sat > 10^9 M_sun）。因此，我们预计银河系内恒星的金属丰度高于银河系幸存的卫星人口。然而，根据我们的研究结果，所观察到的HVS人口受到潮汐碎片星严重污染的概率似乎很小。
2011-10-04 astro-ph.GA
Group Accretion in Milky Way-like Stellar Haloes
本文利用AURIGA模拟研究银河系恒星晕中群体吸积事件，发现大吸积事件物质轨道束缚更强、与伴星系动力学关联弱，并推断不同时期伴星系对太阳邻域和外晕的恒星贡献及动力学相干性。
2025-06-30 astro-ph.GA
The Sagittarius Dwarf Galaxy: a Model for Evolution in a Triaxial Milky Way Halo
我们提出了一个新的N-体模型的人马座（Sgr）矮星的潮汐破坏，能够同时满足大多数的角位置，距离和径向速度的限制，目前宽场调查的动态年轻（< 3 Gyr）潮汐碎片流。特别是，该模型解决了冲突的角位置和径向速度的限制，在Sgr的主导潮流，近年来一直强调。虽然该模型没有再现在主要碎片流中观察到的明显分叉，但最近的观测数据表明，这种分叉可能是对Sgr矮星内部性质的限制，而不是对其轨道细节的限制。该模型成功的关键是在银河系引力势中引入了非轴对称分量，它可以用半径为20 < r < 60 kpc的短/长轴比（c/a）_φ = 0.72，中/长轴比（b/a）_φ = 0.99的三轴暗物质晕来描述。这个晕的短轴/中轴/主轴分别沿着（l，b）=（7，0），（0，90）和（97，0）方向，对应于一个近扁椭圆体，其短轴包含在银盘平面内。我们证明，简单的假设，恒星形成的历史，Sgr，潮汐剥离模型自然会引起梯度的金属丰度分布函数（ESTA）沿恒星碎片流类似于最近的研究中观察到的。（节录）。
2010-03-04 astro-ph.GA
Kinematics and Chemistry of Stars Along the Sagittarius Trailing Tidal Tail and Constraints on the Milky Way Mass Distribution
我们提出了三维运动学人马座（SGR）尾随潮汐碎片在六个领域位于70-130度沿流从SGR矮星系核心。这些数据来自我们对Kapteyn选定区域的自行（PM）调查，其中我们在40 x40弧分的均匀分布的天空中测量了精确的PM到微弱的星等。我们在六个场中的四个中的后续光谱数据中确定了Sgr的径向速度特征，并将其与光谱确认的成员的平均PM相结合，根据每个场中15-64个确认的流成员推导出Sgr碎片的空间运动。这些运动学进行比较的法律和Maurisski（2010年）模型的Sgr中断的预测，我们发现合理的协议与模型预测的RV和PM沿银河系纬度。然而，有必要将静止速度当地标准Theta_LSR从其标准220 km/s向上调整到至少$232\pm14$ km/s（并可能高达$264\pm23$ km/s），以使三维模型碎片运动学与我们的测量结果相一致。令人满意的模型拟合，同时再现已知的位置，距离和径向速度趋势的Sgr潮汐流，同时显着增加Theta_LSR}，只能通过增加银河系的凸起和磁盘质量，同时保持暗物质晕固定到最佳拟合值从法律和马斯基（2010）。我们推导出低分辨率的光谱丰度沿这一延伸的Sgr流，并找到一个常数[Fe/H] = -1.15（约0.5德克斯散射在每个领域-典型的矮星系人口）之间的四个领域与可靠的测量。恒定的金属丰度表明，本研究中约60度范围内的碎片都是在同一轨道上从Sgr上剥离…
2011-11-08 astro-ph.GA
Impact of orbiting satellites on star formation rate evolution and metallicity variations in Milky Way-like discs
本研究利用流体动力学模拟发现，绕轨大质量矮星系的近距离掠过会增强类银河系盘的恒星形成率并稀释其金属丰度，支持了Sgr星系掠过与太阳附近恒星形成爆发的因果联系。
2023-10-19 astro-ph.GA
Using debris disk observations to infer substellar companions orbiting within or outside a parent planetesimal belt
本文通过数值模拟研究亚恒星伴星长期摄动对碎屑盘尘埃动力学的影响，发现不同波段亮度分布差异可揭示伴星位置，并提出结合JWST/MIRI和ALMA观测来区分内侧或外侧摄动体的方法。
2024-12-29 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The Milky Way Tomography with Subaru Hyper Suprime-Cam: Implications for the past orbit of the Large Magellanic Cloud
Astronomical Institute, Tohoku University（东北大学天文学研究所）；The William H. Miller III, Dept. of Physics & Astronomy, Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学物理与天文系威廉·H·米勒三世中心）
利用 Subaru/Hyper Suprime-Cam 数据发现银河系外晕中存在 diffuse 星状结构，通过模拟大麦哲伦星云潮汐碎片分析其起源，发现第二通过模型能解释该结构，而第一通过模型无法解释。
2026-04-11 astro-ph.GA
And yet it moves: The dangers of artificially fixing the Milky Way center of mass in the presence of a massive Large Magellanic Cloud
最近的研究表明，大麦云云（LMC）的质量可能比以前认为的要大得多，我们探讨了惯性银心参考系的近似是否仍然有效，在这样一个大规模的LMC的存在。我们发现，以前的估计LMC的轨道周期和远心点距离推导出假设一个固定的银河系显着缩短模型，银河系被允许自由移动，以响应LMC的引力。保持其他参数不变，有利于第一次下降的模型的比例减少。由于这种相互作用，银河系内部50 kpc的质心可以在很短的时间内在相空间中发生显著的位移，范围从0.3到0.5 Gyr，位移量高达30 kpc和75 km/s。此外，我们表明，大麦哲伦星系的引力和银河系的响应可能会显着影响人马座矮星系（Sgr）的潮汐碎片的轨道和相空间分布。这种影响大于先前基于LMC单独扭矩的估计。因此，Sgr将碎片沉积在与现在的Sgr轨道平面不一致的天空区域。此外，我们发现，适当占银河系围绕其共同的质心与大麦哲伦星系的运动显着修改远心点之间的角距离和倾斜的轨道极点，减轻以前的模型和观测之间的紧张关系。虽然这些模型在性质上是初步的，但它们突出了在对银河系和本星系群中的物体进行运动学建模时，考虑MW和LMC之间的相互引力相互作用的重要性。
2015-02-13 astro-ph.GA
Origins and Interpretation of Tidal Debris
在银河系和其他星系周围发现的恒星碎片结构被认为是由星系潮汐场破坏卫星恒星系统--矮星系或球状星团--形成的。这些结构中的恒星总质量与它们所在的星系相比通常很小，因此很容易将它们视为无关紧要。然而，它们作为星系历史（如本章所述）和质量分布（在本书的姊妹章中介绍）的探测器非常有用。这种能力实际上是它们明显不重要的结果：它们对总质量的贡献很小，这使得描述它们的物理学既优雅又简单，这意味着它们观察到的性质相对容易理解和解释。
2016-03-21 astro-ph.GA
Evidence of tidal debris from Omega Cen in the Kapteyn Group
本文对Kapteyn移动群的16个成员进行了详细的运动学和化学分析。该基团在化学上似乎不均匀。然而，该组中14颗恒星的运动学和化学丰度模式与研究充分的星团半人马座欧米茄中观察到的相似。这个移动群中的一些成员可能是欧米茄Cen潮汐碎片的残留物，在合并事件中将欧米茄Cen放入银河系时留在银河系盘中。
2009-10-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Tracking Cluster Debris (TraCD)- I. Dissolution of clusters and searching the solar cradle
在动力学和化学空间中重建溶解恒星系统的能力是提高我们对银河系演化的理解的关键因素。在这里，我们集中在动力学方面，并考虑到银河系中的恒星的显着一部分已经出生在恒星协会或集群，已经生活了几个百万年到几个Gyr，我们进一步限制我们的注意力星团的演化。我们已经进行了我们的模拟分两步：（1）我们创建一个模拟的溶解和混合过程，产生一个密切配合，以现今的银河系动力学和（2）我们已经发展了三套恒星星团的质量为400，1000和15000 M $_{\odot}$溶解。400和1000 M $_{\odot}$簇的这些集合的出生位置分别为4、6、8和10 kpc，15000 M $_{\odot}$簇的出生位置分别为4、6、8、10和12 kpc。我们集中精力研究这些星团在4.5 Gyr演化后的逃逸者的状态，特别注意到达太阳环的恒星，即7.5 $\le$ R $_{\rm{gc}}$ $\le$ 8.5 kpc。我们给出的结果太阳能双胞胎和兄弟姐妹在很宽的范围内的半径和集群质量的两种溶解机制。仅从运动学角度来看，我们得出的结论是，太阳出生在当前银河系中心半径附近的可能性比出生后（径向）迁移$\sim$ 2 kpc的可能性高出50%，而不是$\sim$。我们通过计算我们的单星的星等和颜色来总结我们的分析，以便与$Gaia$，$Gaia$ -ESO和GALAH-AAO调查将获得的样本进行比较。在重建溶解…
2015-03-30 astro-ph.GA
Exploding Satellites -- The Tidal Debris of the Ultra-Faint Dwarf Galaxy Hercules
超暗的卫星星系武仙座有一个强烈的拉长和不规则的形态，探测到的潮汐特征高达1.3度（3千秒差距），从它的中心。这表明武仙座可能在银河系的引力影响下溶解，因此可能是一个潮汐流形成，而不是一个束缚的，暗物质主导的卫星。使用贝叶斯推断与N体模拟相结合，我们表明，武仙座必须在一个非常偏心的轨道（φ ~0.95）内的银河系在这种情况下。在这样的轨道上，武仙座因0.5吉尔前近心点的最后一次潮汐冲击而“爆炸”。它目前正在以V=157公里/秒的速度向轨道远心减速，其中99%是径向向外的。由于银河系势的非球形性质所引起的轨道差进动，它的碎片几乎垂直于它的轨道呈扇形散开。这就解释了为什么大力士有一个细长的形状，而没有显示出沿其主体的距离梯度：它实际上是一条比它长得多的溪流。换句话说，它垂直于它的视长轴运动。在这种情况下，通过最后一个近心点通道形成的主要碎片成分造成径向速度分布出现峰值。这类似于在真正的大力士中观察到的运动学子结构。在这样一个高度偏心的轨道上模拟一颗卫星在很大程度上依赖于银河系势的形式。因此，我们建议对武仙座和其他爆炸卫星候选者进行详细的运动学研究，可以对银河系的潜力产生强有力的约束。
2016-08-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Milky Way Bulge Extra-Tidal Star Survey: NGC 6569
本文通过光谱学证据揭示NGC 6569球状星团的潮汐剥离过程，并量化其对核球区域的贡献。
2026-01-06 astro-ph.GA
The total mass of the Large Magellanic Cloud from its perturbation on the Orphan stream
在Koposov等人的一篇配套论文中，来自\textit{Gaia}数据发布2的RR天琴座被用来证明孤儿星流中的恒星具有与流迹显著不对准的速度矢量，这表明它已经从银河系的卫星接收到了大的引力扰动。我们认为，这样的不匹配不会出现由于任何现实的静态银河系的潜力，然后探讨微扰效应的大麦云云（LMC）。我们发现，LMC可以精确地产生所观察到的运动轨迹失配，因此，我们使用孤儿流来测量云的质量。我们同时适合银河系和LMC的潜力，并推断，总LMC质量$1.38^{+0.27}_{-0.24} \times10^{11}\,\rm{M_\odot}$是弯曲的孤儿流所需的，第一次表明，LMC有一个大的和可测量的影响绕银河系的结构。这对任何假设示踪剂围绕静止的银河系运行的技术都有深远的影响。此外，我们测量银河系质量在50千秒差距为$3.80^{+0.14}_{-0.11}\times10^{11} M_\odot$。最后，我们用这些结果来预测，由于银河系的反射运动在响应大麦哲伦星系，银河系的恒星晕的郊区应该表现出大量的，向上的运动。
2019-05-14 astro-ph.GA
Discovery of Magellanic Stellar Debris in the H3 Survey
我们报告发现的15颗恒星在H3的调查，谎言，在投影，附近的末端的尾随气态麦哲伦流（MS）。这些恒星的银心速度为$< -155$ km s $^{-1}$，银心距离为$\approx 40$至80 kpc（沿MS增加），[Fe/H]与小麦哲伦星云中的恒星一致。这15颗恒星包含了94%（16颗中的15颗）的H3观测到的恒星，它们的$R_{GAL} > 37.5$ kpc，$-$ 350 km s $^{-1} < V_{GSR} < -155$ km s $^{-1}$，并且与人马座流无关。它们代表了银河系外晕相空间分布函数的一个独特部分，并证实了即使在H3只包括几百颗恒星的半径处也可以检测到非松弛结构。由于他们的统计过剩，他们在同一地区的MS和H I致密云的密切联系，无论是在位置和速度空间，和他们的可信对应潮汐碎片在已发表的模拟，我们确定这些恒星的碎片过去麦哲伦云遇到。这些恒星是远离云本身的潮汐碎片场的恒星组成部分的证据，并提供了独特的相互作用的限制。
2020-11-18 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
Piercing the Milky Way: an all-sky view of the Orphan Stream
我们使用来自欧空局盖亚任务（GDR 2）的数据发布2的天体测量，宽带测光和变化信息来识别整个天空中的孤儿流（OS）成员。这条流在天球赤道的上方和下方以及银河系的两个半球都有迹可循，因此它的可见长度增加到约210度，相当于约150千秒差距的物理范围。利用大量的RR天琴座恒星在OS中，我们提取准确的距离和自行车在整个伸展的潮汐碎片研究。根据GDR2 RR天琴座的描绘，该气流在天空中呈现出两个明显的扭曲形状，并伴随着切向运动的变化。我们用GDR2红巨星和DECam遗产巡天主序星关闭星创建的地图补充了RR天琴座地图。天空中OS轨迹的行为在所采用的所有三种示踪剂中是一致的。我们检测到一个强大的非零运动在跨流方向的流的相当大的一部分。碎片轨迹和流动速度之间的这种错位在静态重力势中是无法再现的，这表明与大质量扰动物发生了相互作用。
2019-02-12 astro-ph.GA
Substructures, Resonances and debris streams
银河系的局部恒星晕包含了过去几次吸积事件的碎片。在这里，我们详细研究了附近的碎片与Helmi流，最初确定为运动空间积分的密度过大的结构和性能。我们使用来自盖亚EDR 3的6D相空间信息与光谱测量相结合，并使用各种银河势分析流中恒星的轨道和频率。我们还探讨了如何海尔米流约束扁平的银河系暗物质晕。我们发现，流被分裂成子结构的运动空间的积分，最显着的是成两个团块的角动量空间。这些团块具有一致的金属丰度分布和恒星星族，支持共同的后代。在所有现实的银河系潜力探索，海尔米流星描绘了一个弥漫的分布接近欧米茄_z /欧米茄_R ~0.7。同时，角动量空间中的子结构的原因似乎是接近1：1的Omega_z：Omega_phi共振。在暗晕的（密度）平坦度为q = 1.2的情况下，这种共振正好是1：1。对于这种晕形状，角动量的亚结构也是持久的。我们的研究结果表明，银河系潜在的结构留下了明确的印记相混合碎片流的属性。
2021-09-27 astro-ph.GA
Cosmological Simulations of Stellar Halos with Gaia Sausage-Enceladus Analogues: Two Sausages, One Bun?
Princeton University（普林斯顿大学）；Flatiron Institute（平顿研究所）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；Harvard & Smithsonian（哈佛与史密森尼学会）
通过TNG50模拟研究98个银河类比中的恒星吸积历史，发现32个GSE类残骸，其中两合并GSE占三分之一，通过化学丰度和恒星形成历史区分单合并与双合并GSE。
2026-04-06 astro-ph.GA
A Low-Mass Stellar-Debris Stream Associated with a Globular Cluster Pair in the Halo
我们从SDSS蓝水平支和SDSS+LAMOST RR天琴座恒星的组合晕样本中寻找这样的子结构，与$Gaia$ DR 2的天体测量信息交叉匹配。这是一个古老恒星的样本，也是结构的优秀示踪剂，是寻找外部恒星晕中古代遗迹的理想选择。通过将基于神经网络的方法StarGO应用于我们样本的全四维动力学空间，我们重新发现了人马座流，并找到了$Gaia$ -土卫二香肠（GES）和红杉事件的碎片，以及它们与几个GC的联系。最重要的是，我们发现了一个新的，低质量的，碎片流与一对GC（NGC 5024和NGC 5053），我们称之为LMS-1。这条流有一个非常极地的轨道，占据了距离银河系中心10到20千秒差距的区域。NGC 5024（M53）是相关GC对中质量更大的一个，根据N体模拟的结果，它很可能是一个现已破裂的矮星系祖先的核星团。
2020-07-10 astro-ph.GA
Streams, substructures and the early history of the Milky Way
盖亚第二次数据发布的出现与大型光谱调查相结合，正在彻底改变我们对银河系的理解。由于这些和迄今为止积累的知识，早期银河系演化的一个更成熟的画面正在出现：* 两个传统的银河系组成部分，即恒星晕和厚盘，似乎是密切相关的：具有类似晕运动学的恒星以类似的比例起源，来自“加热”（厚）盘和来自名为盖亚-土卫二的系统的碎片。盖亚-土卫二是银河系经历的最后一次大合并事件，可能在10 Gyr左右完成。由于合并的结果，现在出现在晕中的膨胀的恒星暴露了z ~ 1.8处的盘成分的存在。* Helmi流、Sequoia和Thamnos是新发现的或特征更好的合并事件之一。关于它们祖先的性质、恒星形成和化学历史的知识仍然不完整。* 来自不同物体的碎片在相空间中经常重叠。今后几年的一项任务将是使用光谱测量进行化学标记，并使用相空间、金属丰度或[α/Fe]以外的维度将事件彼此分离。* 这些调查还将提供暗星的视线速度，并为遥远的物体提供更准确的距离测定。由此产生的恒星样本将覆盖银河系更大的体积，例如，将内晕中的运动学子结构与外晕中的空间超密度联系起来。* 迄今为止所获得的所有结果都符合当前宇宙学模型的预期。然而，需要量身定制的流体动力学模拟以及“约束”宇宙学模拟，以将我们对银河系组装的知识推回到最早的时代。[删节]
2020-08-15 astro-ph.GA
APOGEE-2 Discovery of a Large Population of Relatively High-Metallicity Globular Cluster Debris
我们报告了一个新的，化学上不同的人口相对高金属（[Fe/H] $> -0.7$）红巨星与超太阳[N/Fe]（$\gtrsim +0.75$）内的凸起，磁盘和银河系的晕确定。这颗恒星的样本是在阿帕奇点天文台星系演化实验（APOGEE-2）的第二阶段观测到的;这些恒星的光谱是斯隆数字巡天第17次数据发布（DR 17）的一部分。我们假设，这个新发现的种群是在各种各样的祖先中形成的，并且可能由完全或部分被破坏的富含金属的球状星团组成，我们称之为球状星团碎片（GCD），通过其不寻常的光球氮丰度来识别。一些GCD恒星可能是盖亚-土卫二-香肠吸积事件的成员，以及在原地形成的星团。
2021-09-06 astro-ph.GA
Tidal Debris as a Dark Matter Probe
来自星系卫星的潮汐碎片流可以提供对晕中暗物质分布的深入了解。这是因为我们有更多关于碎片结构中恒星的信息，而不是纯粹随机的恒星群体：我们知道，在过去，它们都被束缚在同一个矮星系中;我们知道，它们形成了一个在类似轨道上运动的动态冷群体。它们还探测了星系中物质分布的不同区域，而不是许多其他质量测定方法，因为它们的轨道使它们远远超出了大部分恒星的典型范围。虽然这些信息的结论性结果还没有得到，但在开发确定银河系暗物质晕的全球质量分布和其中暗物质亚结构数量的方法方面已经取得了重大进展。测量晕形状的方法分为“预测方法”，即根据祖先卫星的质量和轨道预测潮汐碎片的性质，给定一个假设的母星系质量分布;和“基本方法”，利用潮汐碎片的基本性质作为全球潜在的限制。通过分析潮汐流中留下的间隙，这些子结构通过后，定量的流行暗物质subhalos晕内的方法进行了审查。
2016-03-21 astro-ph.GA
A simulation-based inference of the Milky Way merger history
Astrophysics Research Institute, Liverpool John Moores University（利物浦约翰摩尔斯大学天体物理研究所）；Mullard Space Science Laboratory, University College London（伦敦大学学院穆拉德空间科学实验室）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；Department of Applied Mathematics and Theoretical Physics, University of Cambridge（剑桥大学应用数学与理论物理系）；Imperial Centre for Inference and Cosmology (ICIC), Imperial College London（帝国理工学院推断与宇宙学中心）
本研究基于模拟推断银河系合并历史，通过分析吸积恒星的化学和运动学特征，推断了多个已知吸积事件的回溯时间、质量和合并比，并预测了银河系晕质量的演变。
2026-03-12 astro-ph.GA
The orientation and kinematics of inner tidal tails around dwarf galaxies orbiting the Milky Way
使用高分辨率的无碰撞N体模拟，我们研究了潮汐尾的性质，形成在附近的两个组成部分的矮星系演变的银河系（MW）的静态电位。矮星的恒星组成部分最初是以盘的形式存在的，星系被放置在基于CDM的宇宙学模拟的偏心轨道上。我们测量的方向，密度和速度分布的恒星的尾巴。由于轨道的几何形状，在矮星附近，尾巴是密集的，因此最有可能被探测到，它们通常朝向MW而不是沿着轨道。我们报告一个有趣的现象“潮汐尾翻转”：在从近心点到远心点的道路上，旧的尾巴以下的轨道被溶解，新的指向MW的形成在很短的时间尺度。我们还发现潮汐尾中恒星的速度与它们到矮星的距离之间存在紧密的线性关系。使用模拟数据集，我们证明，如果矮球状（dSPH）星系附近的MW潮汐影响他们的运动学样本很可能被污染的潮汐剥离的恒星往往人为膨胀的速度色散。由于近心点后新的潮汐尾的形成，这种影响对从近心点到远心点的矮星来说更强。因此，现实的dSph星系的质量估计需要从运动学样本中删除这些恒星。
2009-08-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Accretion in action: phase space coherence of stellar debris and globular clusters in Andromeda's South-West Cloud
当前宇宙学范式的一个中心原则是，星系随着时间的推移通过较小系统的吸积而成长。在这里，我们提出了新的运动学测量中心附近的一个dennious明显的子结构，西南云，在我们最近的巨大邻居，仙女座星系的外晕。这些观测结果表明，该地区的西南云的运动学特性是一致的PA-8，一个球状星团先前被证明是同空间的恒星子结构。从这个意义上说，这种情况让人想起人马座矮星系中心附近的少数球状星团，这个系统目前正在被吸积到银河系中，证实吸积不仅将恒星，而且将球状星团沉积到大星系的晕中。
2014-08-26 astro-ph.GA
Under the Firelight: Stellar Tracers of the Local Dark Matter Velocity Distribution in the Milky Way
盖亚时代为发现太阳系附近被破坏的卫星星系的残余物开辟了新的可能性。如果局部吸积星的数量与由同一合并产生的暗物质相关，那么就可以直接绘制出暗物质的分布图。使用两个宇宙学放大的银河系质量的星系的流体动力学模拟从Latte套件的火-2模拟，我们发现一个很强的相关性之间的速度分布的恒星和暗物质在太阳圈的吸积从发光的卫星。这种对应关系适用于暗物质，无论是放松或在运动学子结构称为泥石流，是一致的两个模拟主机与不同的合并历史。由于暗物质和恒星之间可能存在空间偏移，因此这种对应关系对于流来说更成问题。我们演示了如何重建的暗物质速度分布从所观察到的吸积恒星星族的属性，通过适当占个别合并贡献的恒星与暗物质的比例。在使用Fire-2模拟演示了这种方法之后，我们将其应用于银河系，并使用它来恢复与最近发现的太阳附近恒星碎片场相关的暗物质速度分布。基于盖亚的结果，我们估计，$42 ^{+26}_{-22}\%$的本地暗物质，是吸积发光合并是在泥石流。
2018-10-29 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Stellar Mergers or Truly Young? Intermediate-Age Stars on Highly-Radial Orbits in the Milky Way's Stellar Halo
本文研究银河系晕中120颗高度径向轨道亚巨星，发现其年龄分布虽以年老为主但存在约6-9 Gyr的年轻尾部，初步排除质量转移或恒星并合导致年龄偏低，若结论成立将挑战对GES并合及银河系吸积历史的约束。
2024-06-10 astro-ph.GA
Precession of the Sagittarius stream
使用各种恒星示踪剂-蓝色水平分支星，主序星和红巨星-我们遵循Sloan数字巡天数据中人马座（Sgr）流穿过天空的路径。我们的研究提出了新的Sgr碎片探测，准确的距离和视线速度，这些都有助于揭示Sgr尾部的谜团。对于主尾和尾，我们追踪它们的最大范围或远心距的点，发现它们分别位于$R^L$ = 47.8 $\pm$ 0.5 kpc和$R^T$ = 102.5 $\pm$ 2.5 kpc。远心点之间的角度差为93.2 $\pm$ 3.5度，小于对数晕的预测值。这样的轨道差进动可以与银河系的模型相一致，在银河系中，暗物质密度随半径下降得更快。然而，目前，没有现有的Sgr破坏模拟可以解释整个观测数据。基于它的位置和径向速度，我们表明，异常大的球状星团NGC 2419可以与Sgr尾流。我们测量的进动的银河系潜在的SGR碎片的轨道平面，并显示，令人惊讶的是，SGR碎片在主要（较亮）的尾巴演变不同的二级（较暗）的尾巴，无论是在北方和南方。
2013-12-10 astro-ph.GA
Galactic Archaeology and Minimum Spanning Trees
对来自破裂的疏散星团和星协的恒星碎片进行化学标记是下一代多天体光谱调查的科学基础。作为银河系考古项目TraCD（跟踪星团碎片）的一部分，初步尝试重建出生云的相位混合薄磁盘碎片进行使用参数最小生成树（MST）的方法。经验激发的化学丰度模式的不确定性（10维化学空间）适用于NBODY6实现恒星协会溶解成一个背景海的场星，所有的发展在银河系的潜力。我们表明，显着的人口重建退化出现时，丰度的不确定性接近0.1德克斯和参数化的MST方法，将需要更复杂的方法来改善这些退化。
2016-06-06 astro-ph.GA
Direct Detection of Dark Matter Debris Flows
潮汐剥离暗物质从落入银河系的暗晕中产生狭窄、寒冷的潮汐流，以及空间上更广泛的“碎片流”，形式为贝壳、片和羽状物。在这里，我们专注于通过Lactea II模拟的泥石流，并表明，这种不完全相混合的材料具有独特的高速行为。与潮汐流不同，潮汐流可能不一定与地球的位置相交，泥石流在空间上是均匀的，在8千秒差距，因此保证存在于直接探测实验中入射的暗物质通量中。当地球的参考系速度超过450公里/秒时，在太阳所在的位置，超过一半的暗物质都是由碎屑流组成的，而在更高的速度下，碎屑流的含量则高达80%。因此，对于那些对暗物质分布的高速尾部特别敏感的实验来说，泥石流是最重要的，例如寻找光或非弹性暗物质或具有方向敏感性的实验。我们发现，泥石流产生一个独特的反冲能谱和扩大的入射方向的分布。
2012-08-06 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Characterizing the SHARDS of Disrupted Milky Way Satellites with LAMOST
我们使用LAMOST光谱巡天中超过10，000颗经光谱学证实的晕巨星的样本，推导出了星系晕中的子结构部分。通过观察100个合成模型沿视线与LAMOST选择功能在该天空区域，我们的统计特征的预期晕人口。我们定义为SHARDS（恒星晕吸积相关碎片结构）任何超过模型预测>3-sigma的恒星。我们发现LAMOST中至少有10%的银河系晕星是SHARDS的一部分。通过在使用LAMOST选择函数观测到的光滑晕上运行我们的算法，我们表明LAMOST数据在所有银心半径R_GC < 40 kpc上包含多余的子结构，超出了由于统计波动和光滑晕的不完整采样所预期的。子结构的水平是一致的碎片完全从吸积卫星模型晕中的恒星的分数。这项工作说明了巨大的光谱调查的潜力与高填充因子在大的天空区域，以重建银河系的合并历史。
2016-03-15 astro-ph.GA
The Nearby, Young, Chi1 Fornacis Cluster: Membership, Age, and an Extraordinary Ensemble of Dusty Debris Disks
只有四个星团已知在地球的100 pc范围内。其中，Chi 1 For簇几乎没有被研究过。我们使用盖亚DR 2目录和其他公布的数据来建立集群成员，结构和年龄。星团的年龄和距离分别为4000万年和104 pc。该星团的一个引人注目的、前所未有的方面是，由于轨道尘埃颗粒的存在，M型恒星中有很大比例的温暖的过量红外辐射--这些恒星位于一个横跨星团潮汐半径的环中。Chi 1 For星团似乎与两个广泛的，以前已知的，共同运动的，同时代的恒星（Tucana-Horologium协会和Columba协会）密切相关，分布在南部天空的大部分地区。虽然Tuc-Hor和Chi 1 For是同运动和同时代的，但它们在M型恒星上的温暖尘埃碎片盘的频率差异几乎是戏剧性的。
2019-10-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spitzer, Gaia, and the Potential of the Milky Way
来自欧空局盖亚任务的近期数据将为数亿颗恒星提供精确的，完整的相空间信息，这些恒星的日心距离约为10 kpc。这种全相空间测量的“视界”是由盖亚视差误差降低到低于10%所造成的，并且可以通过精确的距离指示器显着扩展。最近的工作已经证明了斯皮策对天琴座RR型恒星的观测可以用来使距离估计精确到2%，有效地将盖亚的精确数据范围扩展了10倍的距离和1000倍的体积。这封信提出了一种利用这种精确度的数据来测量银河系潜力的方法，这种方法使用的是与卫星破坏产生的碎片有关的恒星的小样本。该方法进行了测试与合成观测100颗恒星的模拟卫星破坏的终点：形状，方向和深度的潜在的模拟中使用的恢复到百分之几。这个简单的测试在一个单一的碎片流中用这么小的样本成功地表明，来自多个流的约束可以结合起来，以更详细地检查银河系的暗物质晕-这是一个真正独特的机会，通过斯皮策和盖亚与我们对银河系的亲密视角的结合。
2013-11-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Searching for debris discs in the 30 Myr open cluster IC 4665
围绕年轻恒星运行的碎片盘是了解尘埃演化和行星形成过程的关键。我们利用最近的成员分析的30万年附近的疏散星团IC 4665的基础上盖亚和DANCe调查，重新访问这个集群的磁盘人口。目的：我们的目的是使用Spitzer（MIPS和IRAC）和WISE光度法研究IC 4665的椎间盘群体。方法：我们使用几个颜色，颜色图与经验光球序列检测源与红外过剩。另外，我们还利用虚拟观测台光谱能量分布分析仪（VOSA）对我们的候选碎片盘的光谱能量分布进行了拟合，该分析仪能够自动探测红外过量并提供有效的温度估计。结果：我们发现了6颗候选的碎片盘主星（5颗MIPS和1颗WISE），其中2颗是新的候选星。我们估计的光盘分数为24 $\pm$ 10\%的B-A星，我们的样本预计是完整的。这与其他类似年龄的星团（上半人马座狼疮，下半人马座十字座，$β$风景如画的移动群和昴星团）的报道相似。对于太阳型恒星，我们发现一个磁盘的分数为9 $\pm$ 9%，低于观察到的地区具有可比的年龄。结论：我们的候选碎片盘宿主星是ALMA或未来的詹姆斯韦伯太空望远镜（JWST）研究的优秀目标。
2020-07-09 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Gaia EDR3 proper motions of Milky Way dwarfs. II: Velocities, Total Energy and Angular Momentum
在这里，我们表明，精确的盖亚EDR 3自行提供了强大的估计3D速度，角动量和总能量的40个银河系矮星。这些结果在统计学上是可靠的，并且与银河系的质量分布无关。矮星系的行为不像银河系的长寿卫星，因为它们的速度、角动量和总能量都非常大。将它们与其他MW晕群体进行比较，我们发现许多是第一代，$\le$ 2 Gyr ago，即，比射手座的通过更近，$\sim$ 4-5 Gyr前。我们认为这与所有矮星的恒星星族是一致的，我们发现不能排除一小部分年轻恒星。我们还发现，矮径向速度贡献太少，他们的动能相比，卫星系统的运动只受重力，和一些其他的机制，必须在工作中，如冲压压力。后者可能有优先降低径向速度时，矮祖先进入晕，直到他们失去了他们的气体。这也可以解释为什么大多数矮星都位于近心点附近。我们还发现了一个新的垂直于银河系盘面的大尺度结构，它是由20%的矮星系与人马座矮星系的轨道或反轨道形成的。
2021-11-26 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
The GALAH survey: Co-orbiting stars and chemical tagging
我们使用GALAH对Oh等人2017年确定的15对恒星的恒星参数和元素丰度进行调查的第二次数据发布进行了研究。他们使用盖亚DR 1的自行和松弛来确定这些对是潜在的共同移动对。我们发现11对非常宽（>1.7 pc）的恒星实际上有类似的银河系轨道，而另外4对声称共同运动的恒星对并不是真正的共同轨道。11个共轨对中有8个具有可靠的恒星参数和丰度，我们发现其中3个在丰度模式上非常相似，而5个具有显着的[Fe/H]差异。对于后者，这表明它们可能是共轨的，因为薄盘的一般动力学寒冷，或者可能是银河系引起的共振，而不是共享形成地点。像这样的恒星，宽双星，过去恒星形成事件的碎片，以及巧合的共同轨道，对于探索银河系中化学标记的极限至关重要。
2018-06-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
