A MegaCam Survey of Outer Halo Satellites. VII. A Single Sérsic Index v/s Effective Radius Relation for Milky Way Outer Halo Satellites
在这项工作中，我们使用的银河系的外晕（$R_G > 25\,\mathrm{kpc}$）的卫星（矮球状星系，超暗矮星系和球状星团）的结构特性来自深，宽场和均匀的数据，提出的证据的相关性在Sérsic指数v/s有效半径平面其次是一个大部分的外晕球状星团和卫星矮星系。通过在中心表面亮度v/s绝对星等和Sérsic指数v/s绝对星等参数空间中拟合经验关系，并假设存在两种类型的外晕球状星团，我们发现这种相关性可以完全再现：一种是高表面亮度（HSB组），具有类似于内晕星系团的性质;另一个低表面亮度（LSB组），与矮球状和超微弱矮星系共享特征。由于LSB星系团与矮球状和超暗矮星系的相似性，我们讨论了外晕星系团也起源于暗物质晕内部的可能性，以及来自不同星系宿主势的潮汐力是HSB和LSB星系团之间不同性质的原因。
2019-02-23 astro-ph.GA
Elemental Abundances in M31: First Alpha and Iron Abundance Measurements in M31's Giant Stellar Stream
我们提出了第一次测量的[Fe/H]和[ $α$ /Fe]丰度，使用光谱合成模拟，红巨星分支恒星M31的巨大的恒星流。在距离M31中心17 kpc的投影距离上获得的光谱观测结果，从112颗被确定为M31的目标中，得到了61颗具有[Fe/H]测量值的恒星，其中包括21颗具有[ $α$ /Fe]测量值的恒星。[Fe/H]的测量结果证实了测光金属丰度估计的预期，即M31晕内这一区域的恒星与MW内晕的恒星相比相对富含金属：该区域超过一半的恒星，包括那些与运动学确定的子结构无关的恒星，都有[Fe/H]丰度$> -1.0$。在较低的金属丰度下，该区域的恒星是$α$增强的，而[ $α$ /Fe]随着[Fe/H]的增加而降低，高于[Fe/H] $\gtrsim -0.9$的金属丰度。在这个领域中，有三个运动学成分已经被确定：巨大的恒星流，第二个未知来源的运动学冷特征，以及M31的运动学热晕。我们比较概率[Fe/H]和[ $α$ /Fe]分布函数的每个组件。巨大的恒星流和第二个运动学冷特征具有非常相似的丰度分布，而晕组分更贫金属。虽然目前的样本量很小，但将巨恒星流场中的恒星丰度与文献中M31晕和dSph恒星的丰度进行比较表明，该流的祖先可能比M31现有的dSph或dEs NGC 147和NGC 185更大，并且经历了更高的恒星形成效率。
2019-08-12 astro-ph.GA
A Kinematically Cold Structure of Candidate Young OB Stars Toward The Anticenter
我们结合GALEX和盖亚DR 2目录来跟踪银河系外围的恒星形成。使用测光，自行和松弛，我们确定了一个结构的~ 300 OB-型候选人位于12和15千秒差距之间的银河系中心的运动学冷。该结构位于l = 120和200度之间，高于平面高达~700 pc，低于平面~ 1 kpc。整体运动是盘状的;然而，我们测量到的平均向上垂直运动为5.7 +-0.4 km/s，平均向外径向运动为8 - 16 km/s。沿其自行轴（垂直于银盘）的最小色散的速度色散为6.0 +-0.3 km/s，证实了该结构的年轻年龄。虽然这个结构在空间上包围着银河系的外旋臂，但它并不是旋臂，把它解释为银河弯曲也同样不能令人满意。该结构的垂直范围，平均运动学和相对于平面的不对称性表明，它的起源更类似于一个大质量卫星扰动银河系圆盘所产生的摆动。这个外层结构中的恒星平均年龄表明，这一事件发生在大约2亿年前。
2019-07-29 astro-ph.GA
[$α$/Fe] Abundances of Four Outer M 31 Halo Stars
本文给出仙女座星系（M 31）外晕中四颗恒星的α元素与铁的丰度比[ $α$ /Fe]。这些恒星被Gilbert等人（2012）鉴定为高似然场晕星，距离M31中心的投影距离在70至140 kpc之间。这是第一次在银河系以外的星系中测量到晕星的α丰度。这些恒星的金属丰度介于[Fe/H]= -2.2和[Fe/H]=-1.4之间。样品的平均[ $α$ /Fe]比为+0.20+/-0.20。最佳拟合的平均值高于太阳，这与II型超新星的快速化学富集一致。我们的M31外晕样本的平均[ $α$ /Fe]比与银河系内/外晕恒星的[Fe/H]范围相当（在不确定性范围内）。
2014-10-13 astro-ph.GA
Progressively more prolate dark matter halo in the outer Galaxy as traced by flaring HI gas
螺旋星系中的星系盘通常被认为嵌在一个扩展的暗物质晕中，暗物质晕支配着其外部的动力学。然而，光环的形状并不清楚。在这里，我们表明，在银河系的暗物质晕是扁长的形状。此外，它在更大的半径越来越长，垂直平面轴比在24 kpc时单调增加到2.0。这是通过模拟观测到的急剧燃烧的原子氢气体层在银河系外盘，在那里的气体是由对净引力场的磁盘和晕的压力支持。由此产生的扁长形光环可以解释银河系动力学中几个长期存在的谜题，例如，它允许长期存在的扭曲，从而解释了它们无处不在的性质。
2011-03-30 astro-ph.GA
Elemental Abundances in M31: Iron and Alpha Element Abundances in M31's Outer Halo
我们提出了[Fe/H]和[ $α$ /Fe]丰度，使用光谱合成技术，在M31的外恒星晕的恒星。21个[Fe/H]测量值和7个[ $α$ /Fe]测量值来自距离M31投影距离为43 - 165 kpc的磁场。我们结合我们的测量与现有的文献测量，并比较由此产生的样品的23颗恒星与[Fe/H]和9颗恒星与[$α$ /Fe]测量在M31的外晕与[ $α$ /Fe]和[Fe/H]测量，也来自光谱合成，在M31的内恒星晕（$r < $ 26 kpc）和dSph星系。M31外晕中的恒星具有[ $α$ /Fe]模式，与M31最大的dSph卫星（And I和And VII）一致。这些丰度提供了初步的证据，表明M31外晕中恒星的[ $α$ /Fe]丰度与银河系晕星的丰度比与M31内晕中恒星的丰度更相似。我们还比较了光谱合成为基础的[Fe/H]测量的恒星在M31的晕与以前的光度[Fe/H]的估计，作为一个函数的投影距离M31。基于光谱合成的[Fe/H]测量结果与先前在M31的恒星晕中观察到的大规模金属丰度梯度一致，投影距离高达100 kpc。
2020-06-09 astro-ph.GA
Abundance analysis of the outer halo globular cluster Palomar 14
我们测定了属于Palomar 14（P14）的9颗红巨星的元素丰度。星云14是一个外晕球状星团（GC），距离\sim 70千秒差距。我们的丰度分析是基于高分辨率光谱和一维恒星模型大气，导出了铁峰元素Sc、V、Cr、Mn、Co、Ni，α元素O、Mg、Si、Ca、Ti，轻奇元素Na，中子俘获元素Y、Zr、Ba、La、Ce、Nd、Eu、Dy、Cu的丰度。我们的数据不允许我们研究轻元素（即，O到Mg）丰度变化。中子俘获元素显示出r过程的特征。我们比较我们的测量与内部和其他外部晕GCs，晕场星，公认的河外起源的GCs和矮球状星系（dSphs）的恒星的丰度比。14的丰度模式与14之后的下一个外晕GC族成员13和14几乎相同。1414的丰度模式也类似于内晕GC、晕场星和公认的河外起源的GC，但与通常在dSphs场星中发现的不同。因此，14的丰度特性以及其他外晕GC的丰度特性与dSphs的吸积起源是相容的。无论GC吸积是否起作用，似乎外晕GC和dSphs中GC的形成条件相似。
2011-10-24 astro-ph.GA
Puzzling Outer-Density Profile of the Dark Matter Halo in the Andromeda Galaxy
冷暗物质（CDM）宇宙学是宇宙结构形成的标准理论，它预言了暗物质晕的外密度分布随离中心距离的立方而减小。然而，到目前为止，还没有太多的努力来检验这一假设。在仙女座星系晕（M31）中，最近观测到的大尺度恒星结构为研究暗物质晕的质量密度分布提供了一个潜在的窗口。我们利用吸积卫星星系与M31相互作用的N-体模拟研究了M31中暗物质晕的密度结构。为了再现仙女座巨南流和M31东西两侧的恒星壳层，我们找到了暗物质晕外密度分布的幂律指数$α$的充分条件.最佳拟合参数是$α=-3.7$，它比CDM预测更陡。
2014-10-04 astro-ph.GA
The intermediate age population of the Galactic halo
我们最近了解到，银河系的内晕包含一个运动学相干的组成部分（盖亚-土卫二），来自10个Gyrs前的一次重大合并。相比之下，内晕（定义为排除麦哲伦流）不包含类似的十亿年前的闯入者恒星星族。我们用来设置相应上限的示踪剂是盖亚渐近巨星分支星，而不是盖亚运动学。主要样品是用SkyMapper测光从Gaia DR 2中提取的。这是补充PanSTARRS和2 MASS测光。随着盖亚任务的进行，星系晕中的恒星形成历史应该会出现。
2019-03-13 astro-ph.GA
The Fractions of Inner- and Outer-Halo Stars in the Local Volume
基于最近改进的斯隆数字巡天条纹82的$ugriz$光度学的联合增加，我们获得了太阳$\sim5$ - $10$ kpc范围内恒星金属丰度分布函数的新测定。我们的新估计使用了An等人以前开发的方法来研究原位晕星，但基于比以前大两倍的样本，并大大改善了光度误差和零点。最新获得的新恒星可以分为多个晕星群体，峰值金属丰度在[Fe/H] $\approx -1.4$和$-1.9$，我们与内晕和外晕人口的银河系，分别。我们发现，这些恒星的运动学（基于在银河系高纬度的自行测量）支持所提出的二分法的晕，因为在银河系的休息帧逆行运动的恒星通常是更少的金属比恒星的逆运动，与以前的索赔。此外，我们产生模拟目录的恒星从模拟牛奶路晕系统，并证明了第一次的化学和运动学上不同的性质的内晕和外晕人口定性与我们的观察。对观测到的外晕的分解以及与模拟星表结果的比较表明，外晕星群对晕星局部体积的贡献为$\sim35\%$ - $55\%$的量级.
2015-10-26 astro-ph.GA
Elemental Abundances in M31: A Comparative Analysis of Iron and Alpha Element Abundances in the Outer Disk, Giant Stellar Stream, and Inner Halo of M31
我们测量了[Fe/H]和[ $α$ /Fe]使用光谱合成的低分辨率恒星光谱学的70个单独的红巨星分支恒星跨越四个领域跨越外盘，巨大的恒星流（GSS），和内晕的M31。在M31中心投影距离为23 kpc的晕、12 kpc的晕、22 kpc的GSS和26 kpc的外盘上的磁场是$α$增强的，$\langle$ [ $α$ /Fe] $\rangle$分别为0.43、0.50、0.41和0.58。23千秒差距和12千秒差距晕带相对贫金属，$\langle$ [Fe/H] $\rangle$ = $-$ 1.54和$-$ 1.30，而22千秒差距GSS和26千秒差距外盘带相对富金属，分别为$\langle$ [Fe/H] $\rangle$ = $-$ 0.84和$-$ 0.92。对于具有亚结构的场，我们将恒星星族分为运动学热恒星晕分量和运动学冷恒星晕分量。在$\sim$ 17-$-$ 22 kpc之间，我们没有发现任何证据表明，在GSS的高表面亮度核心存在[ $α$ /Fe]梯度。然而，我们发现了一个负的[ $α$ /Fe]梯度的恒星晕，这可能表明，不同的祖（S）或形成机制的建立作出了贡献的内部与外部晕的初步建议。此外，富含金属（[Fe/H] $>$ $-$ 1.5）、光滑的内恒星晕（r $_{\rm{proj}}$ $\lesssim$ 26 kpc）的[ $α$ /Fe]分布与类似于…
2020-01-24 astro-ph.GA
Tracing the outer halo in a giant elliptical to 25 Reff
我们使用HST上的ACS和WFC 3相机来解析最近的巨型椭圆星系NGC 5128的晕中的恒星，沿着长轴的投影距离为140 kpc（25有效半径，Reff），沿着短轴的投影距离为90 kpc（16 Reff）。这个数据集提供了一个前所未有的径向覆盖的恒星晕属性在任何gE星系。色星等图清楚地显示了属于NGC 5128晕的红巨星分支星的存在，即使在我们最遥远的领域。恒星数量显示出外晕的扁平度越来越大，外晕沿着星系的主轴被拉长。红巨星的V-I色使我们能够测量每个场中的金属丰度分布，从而绘制出沿长轴从星系中心到~16 Reff的梯度。甚至对于沿两个轴的最外侧的场，也获得中值金属丰度。我们观察到从富金属（[M/H]~0.0）的内星系到低金属丰度的外晕的平滑过渡，金属丰度梯度沿长轴的斜率为：$Δ$ [M/H]/ $Δ$ R=-0.0054 $\pm$ 0.0006 dex/kpc.在外晕中，超过10 Reff，数密度分布遵循幂律，但也检测到显着的场间金属丰度和恒星数变化。富金属组分在所有观测场中占主导地位，并且所有场中的中值金属丰度为[M/H]>-1 dex。
2014-06-18 astro-ph.GA
Chemical composition of the outer halo globular cluster Palomar 15
银河系外晕中的球状星团（GCs）是我们银河系聚集历史的重要示踪物。这些天体中只有少数显示出重元素的扩散，超出了基本上在整个银河系GC系统中发现的典型轻元素变化，这表明这些天体的起源和演化更为复杂。在这里，我们提出的第一个丰度分析的三个红巨星在远程（$R_{\rm GC}=38$ kpc）外晕GC Palomar 15，根据中等分辨率的光谱与凯克/ESI仪器。我们的研究结果确定了低铁丰度$-$ 1.94 $\pm$ 0.06 dex，没有任何显着的丰度分布的证据，虽然这是基于低数字统计。总体上，测量了16种物质的丰度比，包括碳、Na、Al、$α$峰（Mg、Si、Ca、Ti）和Fe峰（Sc、V、Cr、Fe、Co、Ni）元素，以及三种中子俘获元素Sr、Ba和Eu。大多数的丰度是兼容的晕场星和那些在其他GC中发现的外晕和内晕在类似的金属丰度。Mg 15增加到[Mg/Fe]=0.45 dex，而其它$α$ -元素Ca和Ti降低0.3 dex。以Mg作为[ $α$ /Fe]的代表，再加上在任何研究的元素中没有任何显著的扩散，我们得出结论，15是典型的外晕，因为它与基准外晕星系团NGC 7492的化学相似性。其中一颗恒星显示出Na和Al丰度升高的证据，暗示该星团中存在多个恒星星族。
2019-07-03 astro-ph.GA
The Metallicity Distribution Function in Outer Halo Fields of Simulated Elliptical Galaxies Compared to Observations of NGC 5128
恒星金属丰度分布函数（δ）已经被测量用于附近星系群中许多星系外晕中的分辨恒星星族。其中，半人马座星系群中央巨椭圆星系NGC5128的发现，为大质量星系形成和星系分级聚集理论提供了必要的约束条件。为了研究巨椭圆星系外晕的形成和化学演化历史，我们对一个类NGC 5128巨椭圆星系的3个放大高分辨率宇宙流体动力学模拟结果进行了分析，并将它们的外晕MDF与观测到的NGC 5128进行了比较.尽管模拟的星系有不同的合并历史和年龄分布，但所有预测的MDF都与观测到的一致。与NGC 5128的观测值$\rm [M/H]=-0.38 \pm 0.02$相比，模拟星系的金属丰度中值平均为$\rm [M/H]=-0.41 \pm 0.06$，观测星系和模拟星系的金属丰度离散度均为$\sim 0.77$ dex。我们调查的起源的恒星最终在模拟星系的外晕场，并表明，大多数有一个“吸积”的起源，形成在其他小星系，后来吸积合并。只有$\sim 15$ %的恒星是在星系的主要祖先内部“原地”形成的，并向外辐射迁移。我们发现，富含金属的原位恒星的贡献是次主导的外晕我们的模拟星系，但可以突出的内部区域。
2022-03-14 astro-ph.GA
An outer shade of Pal: Abundance analysis of the outer halo globular cluster Palomar 13
银河中心距离为27千秒差距的天球13是一个位于外晕的古老球状星团。我们提出了一个化学丰度分析，这个远程系统从高分辨率光谱与凯克/HIRES。由于数据的低信噪比，我们的分析是基于18个成员星的光谱的共同添加。我们能够确定14种元素的16种元素的综合丰度比，包括$α$ -元素（Mg，Si，Ca，Ti），Fe-峰（Sc，Mn，Cr，Ni，Cu和Zn）和n-捕获元素（Y，Ba）。虽然平均钠丰度被发现略有增强和晕状，我们的方法不允许我们探测丰度的传播，这将是预期在这个轻元素，如果多个人口存在于2013年。我们发现一个贫金属平均金属丰度为$-1.91\pm0.05$（统计）$\pm$ 0.22（系统），证实了13是一个典型的外晕贫金属的代表。虽然个别$α$ -元素之间存在一些差异，例如晕状Mg和Si相对于略低的Ca和Ti丰度，但平均[ $α$ /Fe]为0.34 $\pm$ 0.06，与晕场和GC星中略低的$α$成分一致。我们讨论我们的结果的背景下，其他对象的外晕，并考虑这些对象可能吸积。我们还讨论了它们的祖先的性质。虽然在化学上，土卫二13与盖亚-土卫二和它的一些GC相似，但它的运动学性质并不支持这一点。此外，它的化学动力学与NGC 5466，红杉吸积事件的后代相似，可能表明在这个祖先的共同起源。然而，这种比较在整个丰度空间中的模糊性强调了明确地将单个GC标记为吸积物体的困难，更不用说将其分…
2019-10-29 astro-ph.GA
A MegaCam Survey of Outer Halo Satellites. III. Photometric and Structural Parameters
我们提出了银河系卫星的宽视场均匀成像调查与MegaCam成像仪上的3.6米加拿大-法国-夏威夷望远镜（CFHT）和6.5米麦哲伦-克莱望远镜的结构参数。我们的调查针对的是“外晕”卫星的无偏样本（即，银河中心距离大于25千秒差距的子结构），包括经典的dSph星系，超暗矮星和遥远的球状星团。我们结合了44颗卫星的深度全景$gr$成像和14个额外物体的存档$gr$成像（主要是作为暗能量调查的一部分使用DECam仪器获得的），以测量58颗外晕卫星的光度和结构参数。这是迄今为止对银河系卫星进行的最大和最统一的分析，约占所有已知外晕卫星的四分之三（$58/81 \simeq$ 72%）。我们使用最大似然方法来拟合四个密度定律，以我们的调查中的每个对象：指数，普卢默，国王和Sersic模型。我们系统地检查我们的每个程序对象的等密度等高线图和颜色星等图，提出了与以前的结果进行比较，并列出我们最适合的光度和结构参数，包括椭圆度，位置角，有效半径，Sersic指数，绝对星等，和表面亮度测量。我们调查了外晕卫星在大小-星等图中的分布，并表明，目前的外晕子结构样本在有效半径，光度和表面亮度方面跨越了很宽的范围，几乎没有证据表明在最微弱的光度和表面亮度下，星团和星系群的分离是干净的。
2018-06-18 astro-ph.GA
The Outer Halo of the Milky Way as Probed by RR Lyr Variables from the Palomar Transient Facility
天琴座RR型星是研究银河系外晕总质量和暗物质含量的理想的无质量示踪星。这是因为它们很容易在大型恒星巡天的光变曲线数据库中找到，并且它们的距离可以通过光变曲线的知识来确定。我们在这里提出了一个样本的112 RR天琴座超过50千秒差距的外晕的银河系，不包括Sgr流，我们已经获得了中等分辨率的光谱与Deimos的凯克2望远镜。其中四个的距离超过100 kpc。这些是从一个更大的447个候选RR天琴座中选出的，这些候选天琴座是使用机器学习技术应用于帕洛玛瞬态设施数据库中变星的光变曲线进行数据挖掘的。观测到的径向速度在对应于观测时间的变量相位上被转换成银河系静止标准中的系统径向速度。从我们的样本112 RR天琴座，我们确定的径向速度色散在银河系的外晕为~90公里/秒，在50千秒差距下降到约65公里/秒，接近100千秒差距，一旦少数主要离群值被删除。通过对我们的447个候选样本的完整性的合理估计，并假设一个球形晕，我们发现外晕中的恒星密度随着r的-4次方而下降。
2017-10-03 astro-ph.GA
The kinematics of globular clusters systems in the outer halos of the Aquarius simulations
恒星晕和球状星团（GC）系统包含了关于其宿主星系的组装历史的有价值的信息。由一个显着的旋转信号的检测外晕GC系统的M31的动机，我们调查的可能性检测到这样的旋转信号的投影，使用宇宙学模拟。为此，我们选择的标记粒子的宝瓶座模拟代表模拟GC系统的光环的子集，并分析其运动学。我们发现，GC系统可以表现出一个不可忽略的旋转信号提供相关的恒星晕也有一个净角动量。检测这种旋转信号的能力在很大程度上取决于观察视角，对于Aquarius套件中的不同光晕，看到比M31中测量的信号更大的信号的概率范围为10%至90%。高值被发现从一个角度来看，这样的GC系统的投影角动量是在40度内的旋转轴确定通过投影位置和视线的GC速度。此外，真实的三维角动量的外恒星晕是相对较好的对齐，在35度内，与模拟GC系统。我们认为，在模拟GC系统的净角动量自然产生时，大部分的材料是从一个优选的方向吸积，即沿占主导地位的暗物质细丝的大尺度结构的晕嵌入。这一点，再加上M31盘的正面影像，表明在它的外晕GC系统中测量到大的旋转信号并不是巧合。
2016-05-31 astro-ph.GA
The Outer Galactic Halo As Probed By RR Lyr Stars From the Palomar Transient Facility + Keck
我们目前的初步结果，我们的研究外晕的银河系使用的大样本RR Lyr（ab）变量datamined从档案的帕洛玛瞬态设施。在我们样本中距离超过50千秒差距的464颗RR天琴座中，有62颗在凯克天文台被光谱观测到。径向速度和sigma（vr）作为距离的函数在50和110 kpc之间给出，并且从我们的数据中导出了银河系在110 kpc之外的非常初步的相当低的总质量~7（+-1.5）x 10**11太阳质量。
2015-09-20 astro-ph.GA
Newly discovered halos and outer features around southern planetary nebulae
我们已经使用了超级宇宙H-α巡天，在南银河系4000平方度的已知行星状星云周围寻找微弱的外部结构，如晕、袢和喷流。我们的搜索将有助于更准确地普查银河系PN人口中的这些特征。候选人的共同信封PNe也已确定其微观结构的基础上。我们还打算为这些PNe确定更可靠的距离，这将为AGB后的总质量预算提供更好的统计基础。我们的调查为解决这一重要问题提供了新的空间。
2012-03-07 astro-ph.GA
Tidal tails around the outer halo globular clusters Eridanus and Palomar 15
我们报告的潮汐尾巴周围的两个外晕球状星团，波江座和Palomar 15的发现，基于$gi$波段图像获得的DECam在CTIO 4米布兰科望远镜。潮汐尾是目前银河系光环中已知的最遥远的恒星流之一。集群成员已被确定的颜色星等图，并用于建立径向密度分布，这表明，在这两种情况下，一个强大的偏离在外部区域的最佳拟合国王配置文件。空间密度图显示潮汐尾在两个星团的相对两侧延伸，波江座的长度为$\sim$ 760 pc，帕洛玛15的长度为$\sim$ 1160 pc。帕洛玛15号潮汐尾投射出的大圆环绕着银河系中心，而波江座的大圆则靠近四个矮卫星星系，其中一个（玉夫座）与波江座的距离相当。
2017-04-25 astro-ph.GA
More Remote Globular Clusters in the Outer Halo of M31
我们在斯隆数字巡天中搜寻M31周围的外晕球状星团（GC）。我们对非恒星天体的搜索，在0.3 <（g-i）o < 1.5和14.0 < ro < 19.0的范围内，集中在扩展晕的一些偏远地区，最大投影距离为240 kpc，总共约200平方度。另外大约50平方度，距离M31大约5-75千秒差距，作为测试区进行了调查。在这些区域中，我们确定了39个GC和2个GC候选者，84%的先前已知的GC（93%的“经典GC”和40%的“晕扩展簇”，在Huxor等人的簇分类方案上）。在整个调查中，我们对78，516个对象进行了视觉检查，以获得聚类状态的形态学证据，并确定了18个新聚类和75个候选聚类。新的星团包括15个经典的球状星团和3个密度较低的星团。其中六个星团位于外晕的偏远地区，超出了100 kpc的投影距离。以前，只有MGC 1在117 kpc处被发现超过这个极限。在这次调查中发现的最远的星团位于距离M31 158 kpc的投影半径处，假设M31的距离是780 kpc。
2013-01-10 astro-ph.GA
The Halos and Environments of Nearby Galaxies (HERON) II: The outer structure of edge-on galaxies
HERON项目旨在研究星系附近的晕和低表面亮度细节。在这第二篇HERON论文中，我们详细考虑了35个星系的深度成像（在r波段的表面亮度为~28 mag/arcsec $^2$），我们确认了文献中先前描述的低表面亮度特征，但也报告了新的特征。我们将观测到的星系外部形状分为三种主要类型（及其原型）：圆盘/钻石状（NGC 891），椭圆形（NGC 4302）和方形（NGC 3628）。我们发现，星系外盘的形状并不经常遵循指数盘的一般3D模型：在我们的样本中，有17个星系在外围呈现椭圆形甚至方形等照度线。此外，我们表明，不平坦的外光盘，更椭圆形或方形的结构。我们样本中的许多星系都有不对称的外部结构。我们建议，所观察到的星系外部形状的多样性是由合并的历史和它的强度：如果没有最近的多个次要或单一的主要合并发生，外部形状是钻石状或圆盘。相反，相互作用的星系显示椭圆形的外部形状，而最近的合并似乎将外部形状转变为四方形。
2020-03-06 astro-ph.GA
What is the Milky Way outer halo made of? High resolution spectroscopy of distant red giants
在星系等级形成的框架中，扩展的恒星晕被预测为类银河系星系周围普遍存在的特征，主要由较小星系系统的恒星碎片组成。吸积恒星系统的类型预计会根据特定星系的特定吸积和合并历史而变化，原位形成的恒星与吸积恒星的比例也是如此。分析大银心半径的银河系晕星的化学性质可以提供重要的洞察力，了解有助于银河系不同区域恒星晕形成的恒星的环境特性。在这项工作中，我们专注于银河系恒星晕的外部区域，通过确定化学丰度的晕星与大的现代银河系中心的距离，$>$ 15千秒差距。我们获得的数据集包括28颗红巨星分支星的高分辨率HET/HRS、Magellan/MIKE和VLT/UVES光谱，它们覆盖了宽的金属丰度范围，$-3.1 \lesssim$ [Fe/H] $\lesssim -0.6$。我们表明，$α$ -元素的比例超过Fe作为[Fe/H]的函数，我们的外晕星的样本是没有什么不同的模式所示的MW晕星从太阳附近的样本。另一方面，当考虑化学丰度比如[Ba/Fe]、[Na/Fe]、[Ni/Fe]、[Eu/Fe]、[Ba/Y]时，在[Fe/H] $\gtrsim -1.5$处出现显著差异。定性而言，这种类型的化学丰度趋势在大质量矮星系中观察到，如人马座和大麦云云。这似乎表明了一个更大的贡献外晕的恒星形成的环境中具有高初始恒星形成率和已经污染的渐近巨星分支恒星相对于内晕样品。
2017-10-03 astro-ph.GA
All quiet in the outer halo: chemical abundances in the globular cluster Pal 3
外晕中的球状星团是研究银河系恒星晕组成和起源的重要探针。目的：我们推导出红巨星的化学元素丰度比属于远程（R~90千秒差距）GC 103和比较我们的测量的红巨星在内部和外部晕GCs。研究方法：从高分辨率光谱的四个红巨星，获得与麦哲伦/MIKE摄谱仪在适度高的S/N，我们推导出25 α，铁峰，和中子捕获元素的化学丰度。这些丰度比证实了共同添加低S/N HIRES光谱的19颗恒星沿红巨星分支。结果如下：M13显示出α增强的丰度模式，它的Fe峰和中子俘获元素比率与晕场星和具有相同金属丰度的代表性内晕GC（如M13）中发现的完全一致。重元素的形成似乎受r-过程核合成的控制。我们有限的样本并没有显示出任何显着的恒星之间的丰度变化，在这个集群，虽然一个弱的Na-O反相关不能排除由目前的数据。结论：因此，G33看起来像是一个原型GC，其丰度比与矮球状恒星不同，排除了与这种外部系统的直接联系。这一结论是强调缺乏显着的丰度分布在此GC，在矮星系中看到的广泛的丰度分布。银河系外晕和内晕的GC在化学上似乎是同时代演化的，经历了类似的富集历史。
2009-08-18 astro-ph.GA
Tracing the Giant Outer Halo of the Mysterious Massive Disk Galaxy M104 I. Photometry of the Extended Globular Cluster Systems
M104（NGC 4594，草帽星系）是一个神秘的大质量早型星系，它有一个突出的凸起和一个突出的盘。然而，在M104中晕的存在一直是难以捉摸的，并且还不知道M104是如何获得这种奇特的结构的。使用CFHT/MegaCam获得的M104的宽（$\sim2$ deg $^2$）和深$ugi$图像，我们探测到了大量的球状星团（GC），发现了$R\approx35'$（$\sim100$ kpc）。这些GC的颜色分布显示两个亚群：蓝色（贫金属）系统和红色（富金属）系统。GC总数估计为$N_{GC}=1610\pm30$，具体频率为$S_{N}=1.8\pm0.1$。GC的径向数密度分布在$R<20'$的内部区域是陡峭的，并且在$20'<R<35'$的外部区域变得较浅。外部区域由蓝色GC主导，并延伸到$R\approx35'$。这清楚地表明M104中存在一个巨大的贫金属晕。内部区域是由一个隆起的盘组成，对应于早型星系中富含金属的晕。在外部区域发现至少两团蓝色GC。其中一个星团与西南方向的微弱恒星流重叠，表明它可能是一个破裂的矮星系的残余。我们的研究结果表明，富金属的内晕M104形成的第一次通过主要的合并，和贫金属的外晕增长通过许多小的合并。
2022-09-29 astro-ph.GA
Chemical Abundances of the Outer Halo Stars in the Milky Way
我们目前的化学丰度的57个贫金属的恒星，可能是外恒星晕在银河系的成分。几乎所有的样本星都有一个最大垂直距离（Z_max）大于5 kpc的轨道。Subaru/HDS获得的样本星的高分辨率，高信噪比光谱被用来获得Na，Mg，Ca，Ti，Cr，Mn，Fe，Ni，Zn，Y和Ba的化学丰度与LTE丰度分析代码。将所得的丰度数据与文献中主要针对较小Z_max星的数据相结合，并利用这两种数据来研究取决于其运动学的详细丰度模式的任何系统趋势。结果表明，在金属丰度为-2<[Fe/H]<-1范围内，Z_（max）>5 kpc的恒星的[Mg/Fe]比系统地低于Z_（max）较小的恒星（~ 0.1dex）。假设外晕恒星的[alpha/Fe]较低的结果与以前的研究一致，这些研究发现极端运动学恒星的[alpha/Fe]比较低。外晕星的[Mg/Fe]比分布在金属丰度区间-2<[Fe/H]<-1处与银河系矮卫星星的[Mg/Fe]比分布部分重叠，并介于内晕星和卫星星的分布之间。我们的研究结果证实了化学丰度的不均匀性，在银河系恒星晕内的组成恒星的运动学性质，如早期的研究所建议的。银河系晕的形成及其相关性的建议的双重性质的晕的可能影响进行了讨论。
2009-12-02 astro-ph.GA
Red giants in the outer halo of the elliptical galaxy NGC 5128 / Centaurus A
我们在VLT上使用VIMOS对NGC 5128 / Centaurus A（$(m-M)_0=27.91\pm0.08$）的最外层晕进行了$V$和$I$波段成像，距离星系中心65 kpc，沿着长轴。恒星的星族被分解为$I_0 \approx 27$，$50\%$的完整性极限为$I_0 = 24.7$，远低于红巨星分支（TRGB）的尖端，这在$I_0 \approx 23.9$可以看到。在我们的视野中，NGC 5128晕星的表面密度足够低，昏暗的，未分辨的背景星系是源计数的主要污染物。我们通过保守的星等和色切分离出了一个清晰的红巨星分支（RGB）恒星样本，这些恒星延伸到TRGB以下的$\approx 0.8$等，以去除（主要是蓝色的）未分辨的背景星系。我们通过等时线从恒星的颜色中推导出恒星金属丰度，并通过将我们的观测结果与NGC 5128晕场靠近星系中心的HST成像相结合，测量晕的密度衰减作为金属丰度的函数。我们发现了富金属和贫金属的恒星种群，并发现两者的衰减遵循相同的de Vaucouleurs' law轮廓从$\approx 8$ kpc到$\approx$ 70 kpc。金属丰度分布函数和密度衰减与最近对NGC 5128中类似最外层晕场的两项研究结果一致。我们没有发现在晕的径向轮廓中存在“过渡”的证据，在这种过渡中，富含金属的晕密度会迅速下降，使下面的贫金属晕在更大的径向范围内…
2014-10-30 astro-ph.GA
Clustering clusters: unsupervised machine learning on globular cluster structural parameters
球状星团（GC）根据其轨道、化学和内部物理性质，历来被分为两类（盘/晕）或三类（盘/内晕/外晕）。这种细分的定性性质使得不可能确定组的自然数实际上是两个、三个还是更多。在本文中，我们使用聚类分析的$(\log M, \log σ_0, \log R_e, [Fe/H], \log | Z |)$空间表明，GC组的固有数实际上是$k=2$或$k=3$，后者是有利的，虽然不显着。在$k=2$的情况下，围绕中心点的分区（PAM）聚类算法恢复了贫金属晕GC组和富金属盘GC组。使用$k=3$，这三个组可以被解释为盘/内晕/外晕族。对于每个群，我们得到一个中心点，即一个代表性的元素（分别代表圆盘、内晕和外晕的NGC $6352$、NGC $5986$和NGC $5466$），以及一个衡量每个GC与它的群有多强关联的尺度，即所谓的轮廓宽度。使用后者，我们发现与年龄的磁盘和外晕GC的关联越强的GC与磁盘（外晕）组，它是年轻（老年）。
2019-01-16 astro-ph.GA
Heated Disc Stars in the Stellar Halo
质量比Msat：Mhost ~ 1：10的小吸积事件在LCDM宇宙学中很常见。我们使用高分辨率的模拟银河系模拟系统，这些合并可以动态地弹出盘星到一个漫射光组件，类似于一个恒星晕空间和运动学。对于不同的轨道构型，我们发现~3- 5e 8 Msun的原始星盘物质被喷射到银道面上方大于5 kpc的距离。这种喷射的贡献与卫星星系本身的潮汐破裂所贡献的质量相似，尽管它的延伸程度较低。如果我们把我们的分析限制在盘平面上的近似太阳邻域，我们发现在那个区域中的初始盘星中有大约1%的星在运动学上被归类为晕星。我们的研究结果表明，银河系恒星晕的内部包含古老的盘状恒星，这些恒星可能是在向外部恒星晕输送物质的同一事件中被释放出来的。
2010-02-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Discovery of a Faint Outer Halo Milky Way Star Cluster in the Southern Sky
我们报告在银河系外晕中发现一个新的低光度星团。高质量的$gr$测光，从它的颜色星等图的构建，并估计年龄，[Fe/H]，[ $α$ /Fe]，和距离的推导。这个星团，我们命名为Kim 2，位于日心距离为$\sim105$ kpc。它的半光半径为$\sim12.8$ pc，椭圆率为$ε\sim0.12$，除了具有较高的金属丰度（[Fe/H] $\sim-1.0$）和较低的光度（$M_{V}\sim-1.5)$）外，具有外晕GC的性质。这些参数与球状星团AM 4的参数相似，AM 4被认为与人马座矮球状星系有关。我们发现了动力学质量分离的证据，以及潮汐外恒星的存在，这表明Kim 2很可能是一个星团。为了进一步了解该物体的性质，需要进行径向速度成员和化学丰度测量的光谱观测。
2015-02-13 astro-ph.GA
Where Did the Outskirts Go? Outer Stellar Haloes as a Sensitive Probe of Supernova Feedback
最近Merritt等人（2020）对模拟和观测的银河系质量星系进行了比较，发现模拟和观测星系中恒星晕的外围（$r>20\kpc$）之间存在显著的张力。利用蜻蜓望远镜的观测结果和来自Illustris-TNG 100项目的模拟星系，Merritt等人2020发现模拟星系中恒星晕的外围具有比观测星系更高的表面密度$1-2$ dex。在本文中，我们比较了两套15个模拟银河系的星系，每个从相同的初始条件下绘制，模拟相同的流体动力学代码，但有两个不同的模型从超新星的反馈。我们发现，MUGS模拟，使用一个较老的“延迟冷却”模型的反馈，也产生了太多的恒星质量在外围的光环，与中位数的表面密度远高于观测限制。MUGS 2模拟，而不是使用一个新的，物理动机的"超级气泡“模型的恒星反馈，有$1-2$指数较低的外部恒星晕质量和表面密度。MUGS 2模拟一般匹配的中位数表面密度分布，以及在恒星晕表面密度分布的分散观察到的恒星晕。我们的结论是，在宇宙学模拟中没有“失踪的外围”的问题，只要超新星反馈的建模方式，使其能够有效地调节恒星形成的低质量的恒星晕外围祖环境。
2022-10-27 astro-ph.GA
The outer halo globular cluster system of M31 - II. Kinematics
对M31的外晕球状星团（GC）系统进行了详细的运动学分析。我们的基础是对78个星系团进行的一组新的光谱观测，这些星系团位于距离M31中心的预计距离Rproj ~20-140 kpc之间。这些主要是从最近的PAndAS球状星团目录中提取的;我们的目标中有63个没有以前的速度数据。通过贝叶斯极大似然分析，我们发现Rproj > 30 kpc的GC表现出围绕M31的短光轴的相干旋转，其方向与位于更中心的GC相同，但幅度较小，为86+/-17 km s-1。也有证据表明，外晕GC系统的速度色散作为距离M31中心的投影距离的函数而减小，并且这种关系可以用指数~-0.5的幂律来很好地描述。外晕GC的速度色散分布与晕星的速度色散分布非常相似，至少在恒星运动学信息的半径范围内是如此。我们检测和讨论各种速度之间的相关性分组的GCs，躺在恒星碎片流的M31晕。这些子群中有许多是动态冷的，表现出内部速度分散与零一致。简单的蒙特卡罗实验表明，这样的配置不太可能偶然形成，增加了M31中很大一部分外晕GC已经与它们的母矮星系一起吸积的观点的权重。我们还通过示踪质量估算器估算了200 kpc以内的M31质量，发现（1.2 - 1.6）+/- 0.2 10^{12}M_sun。由于数据的各种局限性和TME中的假设，这一数量受到额外的系统影响。最后，我们讨论了我们的结果的背景下，形成的M31晕的情况。
2014-06-01 astro-ph.GA
On the Use of the Number Count of Blue Horizontal--Branch Stars to Infer the Dominant Building Blocks of the Milky Way Halo
银河系恒星晕的形成被认为是矮星系和大质量球状星团等建筑块合并和吸积的结果。最近，Deason等人（2015）提出银河系外晕主要由大的建筑块形成，例如矮球状星系，基于蓝色离散星（BS）与蓝色水平分支星（BHB）的相似数量比。然而，在这里，我们证明，这一结果是严重的偏见，没有考虑到详细的BHB星的形成机制，从氦增强的第二代人口。特别是，在外晕场中观察到的高BS-BHB比最有可能是由于GC提供的BHB星数量较少，而不是大量的BS星。这是支持我们的动力学演化模型的GC，它显示出优先删除的第一代恒星的GC。此外，有足够数量的外晕GC显示出非常高的BS-BHB比。因此，BS与BHB的数量比并不是一个很好的指标，可以用来证明更大质量的矮星系是银河系外晕的主要组成部分。一些证据仍然表明GC可以贡献很大一部分的外晕星。
2015-10-19 astro-ph.GA
On the co-rotation of Milky Way satellites: LMC-mass satellites induce apparent motions in outer halo tracers
本文利用FIRE-2模拟揭示大质量卫星（如LMC）下落诱发的晕视运动会显著改变外部晕示踪体的轨道极点分布，强调银河系卫星平面研究须考虑LMC扰动。
2023-11-19 astro-ph.GA
Know thy star, know thy planet: Chemo-kinematically characterizing TESS targets
凌日系外行星调查卫星（TESS）已经开始发现附近冷亮恒星周围最终会有数千颗系外行星。这些潜在的宿主恒星必须得到很好的理解，才能在个体和种群水平上准确地描述系外行星。我们使用来自Gaia DR 2，APOGEE，GALAH，RAVE，LAMOST的调查数据和SkyMapper的光度导出的恒星特性，列出了TESS候选目标列表中2，218，434颗恒星的化学运动学特性目录。我们计算了这些恒星的运动学薄盘、厚盘和晕成员概率，发现尽管大多数TESS目标位于薄盘中，但其中4%位于厚盘中，<1%位于晕中。我们样本中的TESS感兴趣对象也显示了来自薄盘、厚盘和晕的类似贡献，其中大部分在薄盘中。我们还探讨了金属丰度和[α/Fe]分布的每个银河系的组成部分，并表明，每个交叉匹配的调查表现出金属丰度和[α/Fe]分布函数，峰值从高到低的金属丰度和低到高的[α/Fe]从薄盘的晕。这个目录将有助于探索行星的出现率，除其他事项外，关于运动学，组件成员，金属丰度，或[阿尔法/铁]。
2019-11-18 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Insight Into the Formation of the Milky Way Through Cold Halo Substructure. II. The Elemental Abundances of ECHOS
我们确定的冷晕子结构（ECHOS）的元素的平均金属丰度，我们以前确定在银河系内晕17.5千秒差距的太阳。作为一个人口，我们发现，恒星运动学与ECHOS是化学不同的背景运动学光滑的内晕恒星星族沿同一斯隆扩展银河系的理解和探索（SEGUE）视线。ECHOS系统地更富铁，但比内晕的运动学平滑成分少α增强。ECHOS在化学上也不同于其他银河系的组成部分：比典型的厚盘恒星更贫铁，比典型的薄盘恒星更贫铁和α增强。此外，ECHOS的径向速度频散分布超过σ ~ 20 km s^-1。球状星团不太可能是ECHOS的祖先，因为ECHOS有很大的速度色散，并且在银河系中富含铁的球状星团非常罕见的区域被发现。同样，ECHOS中恒星的化学成分与银河系中形成的恒星的预测不符，随后分散到内晕中。矮球状（dSph）星系可能是ECHOS的祖先，如果ECHOS是通过一个或多个dSph星系的潮汐破裂形成的，那么典型的ECHOS [Fe/H] ~ -1.0和径向速度色散σ ~ 20 km s^-1意味着dSph的M_tot >~ 10^9 M_Sun。我们的观测结果证实了银河系晕形成的理论模型的预测，即突出的子结构可能是富金属的，我们的结果意味着，最近吸积的恒星目前在内晕的最有可能的金属丰度为[Fe/H] ~-1.0。
2011-04-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Metallicity Gradient and Complex Formation History of the Outermost Halo of the Milky Way
我们基于对本地（距离太阳4 kpc以内，约16，500颗恒星）和非本地（约21，700颗恒星）样本的分析，对银河系最外层恒星晕的金属丰度分布函数进行了检查。这些样本是使用斯隆数字巡天的光谱金属丰度和SkyMapper南方巡天的光度金属丰度编制的。我们在最外层的晕（距离银河系中心r > 35 kpc）中检测到负的金属丰度梯度，并发现在我们最远的样本中，外晕区域中非常贫金属（[Fe/H] < -2.0）的恒星的频率高达~60%，与以前的理论预测相当。这一结果为外晕的分级形成提供了明确的证据。最外层晕中的逆行恒星表现出大致恒定的金属丰度，这可能与红杉祖先的吸积有关。相比之下，在最外层的晕中的恒星表现出强烈的金属性距离依赖性，表明它们可能起源于比红杉祖先星系质量小的星系的吸积。
2020-03-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar Populations in the Outer Disk and Halo of the Spiral Galaxy M101
我们使用哈勃太空望远镜在附近的螺旋M101的外围成像来研究星系外盘和晕中的恒星星族。我们的ACS场距离M101中心17.6弧分（36千秒差距），目标是M101外盘的蓝色“NE羽”，而平行的WFC 3场距离23.3弧分（47千秒差距），以采样星系的恒星晕。WFC 3晕场显示出一个定义明确的红巨星分支，其特征是金属丰度低（[M/H]=-1.7 $\pm$ 0.2），没有年轻恒星星族的证据。相比之下，ACS的星盘区域显示了多个恒星星族，包括一个年轻的主序星、蓝色和红色的氦燃烧星，以及古老的RGB和AGB星族。这些盘星的平均金属丰度相当低：RGB星群的[M/H]=-1.3 $\pm$ 0.2，而较年轻的氦燃烧序列的[M/H]=-1.15 $\pm$ 0.2。特别令人感兴趣的是沿着BHeB序列的恒星群，这表明了一个不断发展的大质量年轻恒星群。我们表明，在这个领域的年轻恒星星族是很好的描述了一个衰减爆发的恒星形成达到高峰约3亿至4亿年前，随着更长的恒星形成历史，以产生较老的RGB和AGB人口。这些结果证实和扩展了我们以前的深表面测光的M101的外盘的结果，提供了一个重要的交叉检查恒星人口研究使用解决恒星星族与集成光测光。我们讨论了我们的研究结果的背景下，晕形成模型和相互作用的历史M101和它的同伴。
2018-06-18 astro-ph.GA
Major Substructure in the M31 Outer Halo: the East Cloud
我们提出了第一个详细的分析东云，一个高度分散的弥漫恒星子结构的外晕的M31。子结构的核心位于外晕中距离M31中心$\sim100$ kpc的投影处，可能延伸到内晕。使用泛仙女座考古调查测光的红巨星分支恒星，我们测量的距离，金属丰度和亮度的云。利用哈勃空间望远镜的观测资料，我们分别测量了与东云核心PA-57和PA-58重合的两个球状星团的距离和金属丰度，发现它们的距离与东云一致。四个进一步的球状星团符合子结构的扩展被确定为潜在的相关。结合分析，我们确定了距离云的$814^{+20}_{-9}$千秒差距，金属丰度的$[Fe/H] = -1.2\pm0.1$，和亮度的$M_V = -10.7\pm0.4$马格。即使允许列入潜在的扩展，这占不到百分之$20$的祖光度所暗示的光度-金属丰度关系。使用为此分析开发的最新技术，我们还改进了对西南云距离和亮度的估计，这是本系列以前工作中分析的一个单独的子结构。
2015-11-16 astro-ph.GA
Quantifying the Milky Way, LMC and their interaction using all-sky kinematics of outer halo stars
University College London（伦敦大学学院）；University of Maryland, College Park（马里兰大学帕克分校）；Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森尼天体物理中心）；Flatiron Institute（平坦研究所）
利用外晕星的全天空运动学数据，研究银河系和大麦哲伦星云的质量约束及反射运动，发现反射速度为38.6±8.3 km/s，确定银河系和大麦哲伦星云的质量，并发现星晕速度各向异性。
2026-05-13 astro-ph.GA
Resolving the outer density profile of dark matter halo in Andromeda galaxy
最近在仙女座星系（M31）晕中观测到的大尺度暗物质结构为研究M31外冷暗物质（CDM）晕的结构提供了一个有吸引力的窗口。利用N体模拟方法研究了吸积中的卫星星系与M31星系的相互作用，得到了CDM晕的质量密度分布。我们找到了M31中CDM晕外密度分布再现仙女座巨星流和M31东西两侧壳层的充分条件。结果表明，M31外暗物质晕的密度分布比基于CDM模型的结构形成理论的预测陡。
2013-05-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
The substructures in the local stellar halo from Gaia and LAMOST
基于第二次盖亚数据发布（盖亚DR 2）和来自大天区多目标光纤光谱望远镜（LAMOST）数据的光谱学，我们从运动学和化学上确定了20，089颗晕星。在能量和角动量的空间中可以探测到太阳附近的晕流。我们重新排列这些恒星的速度，以确定子结构的重要性。最后，我们确定了4个统计上显著的子结构，标记为GL-1至4。在这些亚结构中，GL-1是以前已知的流（“N2”流），其余3个亚结构是新的。这些亚结构可能是矮星系吸积事件的碎片，它们的动力学和化学信息有助于理解银河系的历史。
2019-02-13 astro-ph.GA
A "Universal" Density Profile for the Outer Stellar Halos of Galaxies
星系外围的星晕包含了星系形成历史的重要信息，因为外围的弛豫时间尺度足够长，可以保存记忆，而中心部分的单个形成事件的信息由于混合、恒星形成和弛豫而长期丢失。为了揭示这些微弱的外晕区域中编码的一些信息，我们研究了从完全流体动力学高分辨率宇宙学模拟中选择的星系的恒星外围，称为Magneticum。我们发现，在一个广泛的质量范围内的星系外恒星晕的密度分布可以很好地描述了Einasto轮廓。对于固定的总质量范围，Einasto拟合的自由参数密切相关。星系合并事件越多，其外恒星晕的弯曲度越小，但是，我们没有发现弯曲度与星系形态相关的迹象。外部恒星晕密度的Einasto形状也可以解释银河系和仙女座外部恒星晕之间观察到的差异。
2016-05-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraining the Milky Way dark matter halo with LMC-induced reflex motion
本研究通过模拟大麦哲伦云引起的银河系反射运动，发现其幅度对外晕暗物质斜率不敏感，但方向与收缩对外晕轮廓敏感，并揭示一种可观测的晕不稳定性，表明仅靠反射运动幅度约束外晕参数能力有限。
2025-08-06 astro-ph.GA
Star formation history of the Milky Way halo traced by the Oosterhoff dichotomy among globular clusters
在我们最近对多星群范式中奥斯特霍夫二分法的研究中（Jang et al. 2014），我们提出奥斯特霍夫I、II和III群球状星团（GC）中的RR天琴座变星主要分别由第一、第二和第三代恒星（G1、G2和G3）产生。在这里，我们表明，第一次，所观察到的二分法在内部和外部晕GC可以自然地复制时，这些模型扩展到所有的金属丰度制度，同时保持合理的协议，在水平分支类型与[Fe/H]的相关性。为了实现这一点，然而，具体的恒星形成的历史是需要的内部和外部晕。在内晕GC中，恒星形成开始和停止较早，各亚群之间的形成时间尺度相对较短（约0.5 Gyr），而在外晕中，G1的形成延迟约0.8 Gyr，G1和G2之间的时间尺度更长（约1.4 Gyr）。这与银河系晕的双重起源是一致的。尽管在细节上的差异，我们的模型表明，Oosterhoff周期组观察到的外晕和内晕GC的不稳定带内的“人口转移”的影响，其起源可以追溯到两个或三个离散的情节在GC的恒星形成的表现。
2015-05-18 astro-ph.GA
Chemical Abundances for the Outer Halo Cluster Pal 4 from Co-added High-Resolution Spectroscopy
内容：遥远银河系球状星团（GC）的化学元素丰度是研究银河系晕及其子结构起源的重要线索。目的：我们研究了红巨星的化学成分在104-银河系中最遥远的GC之一-并比较我们的丰度测量低表面亮度矮星系，GC的内部和外部晕。研究方法：通过共同添加高分辨率，低S/N凯克/HIRES光谱的19颗恒星沿红巨星分支，我们估计20 α，铁峰，和中子捕获元素的化学丰度比。我们的方法给出了总的不确定性最元素铁的比例通常为0.2德克斯。结果如下：我们测量到[Fe/H] = -1.41 +- 0.04（统计）+- 0.17（系统）和α-增强[α/Fe] = +0.38 +- 0.11 dex，这与星系晕场星和大多数晕GC在该金属丰度下发现的+0.4 dex的正则值一致。虽然相对于晕而言，R44的重元素有更高的增强，但大多数元素比率在测量误差范围内与局部晕场星的元素比率一致。然而，我们发现，比其他晕簇的[Mg/Ca]比较低的证据。结论：根据现有的证据，我们得出结论，从物质的形成，银河系4和星系晕经历了类似的富集过程，尽管这个集群的年龄明显较年轻。在我们的方法的局限性，我们没有发现显着的迹象铁蔓延，是典型的真正的银河系GC。然而，迫切需要E14和其他遥远卫星中单个恒星的丰度比，以了解远程GC和其他晕子结构（即，明亮和超暗的矮球状星系）。
2010-04-26 astro-ph.GA
Chemical abundances of the Milky Way thick disk and stellar halo II.: sodium, iron-peak and neutron-capture elements
本文对97颗运动学选择的厚盘星、内晕星和外晕星进行了钠、铁峰和中子俘获元素的化学丰度分析，金属丰度为-3.3<[Fe/H]<-0.5。本研究的主要目的是研究属于这些旧银河系组成部分的贫金属恒星之间的化学相似性和差异，作为确定其早期化学动力学演化的线索。在我们之前的论文中，我们通过基于Subaru/HDS获得的高分辨率（R~50000）光谱进行一维LTE丰度分析，获得了α元素的丰度。在本文中，进行了类似的分析，以确定另外17种元素的丰度。结果表明，在金属丰度低于[Fe/H]-2的情况下，厚盘、内晕和外晕子样品中许多元素的丰度比基本相似。相比之下，在较高的金属丰度（[Fe/H]>-1.5），在三个子样本之间的一些丰度比的差异被确定。具体而言，[Na/Fe]，[Ni/Fe]，[Cu/Fe]，[Zn/Fe]比值的内部和外部晕子样品被发现低于那些在厚盘子样品。与我们以前的论文中观察到的[Mg/Fe]相比，[Eu/Fe]比在两个晕子样品中比在厚盘子样品中更增强。在厚盘和内/外晕子样品之间观察到的某些元素的明显化学丰度（[Fe/H]>-1.5）支持了这些组分通过不同机制形成的假设。特别是，我们的研究结果有利于这样的情况下，形成的内部和外部的光环组件通过组装的多个祖系统，经历了不同程度的化学富集，而厚盘通过快速恒星形成与有效的混合化学元素。
2013-06-05 astro-ph.GA
The outer halo globular cluster system of M31 - III. Relationship to the stellar halo
我们利用泛仙女座考古调查的最终目录，调查之间的联系，球状星团系统和场晕在M31在投影半径$R_p=25-150$千秒差距。在这个区域的集群径向密度分布表现出指数$Γ=-2.37\pm0.17$的幂律下降，匹配的恒星晕组件与[Fe/H] $<-1.1$。空间密度图揭示了贫金属场晕中最明亮的子结构与许多球状星团的位置之间惊人的对应关系。通过比较每个集群本地的贫金属晕星的密度与在相称半径的方位角分布，我们拒绝集群和场超密度之间没有相关性的可能性，具有很高的置信度。我们使用我们的恒星密度测量和以前的运动学数据来证明，$\approx35-60\%$的集群表现出的属性一致已被吸积到郊区的M31在晚些时候与他们的母矮星。相反，至少有$\sim40\%$的远程集群显示没有证据表明与晕子结构的链接。这个子群的径向密度分布是没有特征的，并且与贫金属恒星晕中明显光滑的组成部分密切相关。我们推测，这些集群与平滑晕，如果是这样的话，他们的属性似乎与一个场景中的平滑晕是建立在早期通过破坏原始卫星一致。在这张照片中，$R_p=25$ kpc外的整个M31球状星团系统包括了在哈勃成长时间内从外部星系积累的天体。
2019-01-06 astro-ph.GA
Precise abundance analysis of the outer halo globular cluster M 75
球状星团（GC）是银河系中最古老的恒星系统。长期以来，我们认为它们是简单的恒星星族，现在我们通过对单个星团成员中各种化学元素的精确丰度分析来认识它们复杂的恒星形成历史。虽然我们不一定在所有GC颜色星等图中看到多个种群的线索，但所有GC都呈现出显着的扩散和它们的光和α元素丰度之间的某些关系。此外，原始世代个别恒星的重元素丰度及其与晕场星和矮星系的比较可以为我们提供有关可能在GC中形成的第一批恒星的宝贵信息。M75是一个独特的外晕（银河系中心距约15 kpc）GC，具有独特的水平分支形态。在这里，我们提出了第一次丰度测量的16个单独的红巨星从高分辨率光谱。该星系团富含金属（[Fe/H] = -1.17 +/- 0.02），α增强，并显示出0.07 dex的[Fe/H]边缘扩展，这是大多数具有类似光度的GC的典型特征。O-Na关系清晰可见，显示至少有两代恒星在短时间内形成。我们还讨论了R-和S-过程元素丰度的背景下，最早的集群富集阶段。
2012-06-21 astro-ph.GA
The kinematics of the outer halo of M87 as mapped by planetary nebulae
对室女座星系M87（NGC~4486）外晕中的298个行星状星云（PNs）进行了运动学研究。这些PN的视线速度被用来识别子组件，测量平滑的M87晕的角动量内容，并限制在这些大半径的恒星的轨道分布。我们发现ICPNS在$100\, \mathrm{kpc}$半径处的表面密度分布具有浅的对数斜率，$-α_{\rm ICL}\simeq -0.8$，在最大半径处占主导地位。光滑晕的角动量相关的$λ_{\mathrm{R}}$配置文件仍然在慢转子制度，到135 kpc的平均椭圆半径。在$R_{\rm avg}=135$ kpc时，速度弥散分布急剧下降到$σ_{\mathrm{halo}} \sim 100\, \mathrm{kms}^{-1}$。如果光滑的M87晕的轨道分布从$R_{\rm avg}\sim 60$ kpc内的近似各向同性强烈地变化到在探测的最大距离处的径向各向异性，则光滑晕的速度色散和表面密度分布的这种急剧下降可以与从假设热X射线气体的流体静力学平衡推断出的圆速度曲线相一致。扩展的LOSVD的PN在M87晕允许几个子组件的识别：ICPNs，“冠”吸积事件，和平滑的M87晕。在像M87这样的星系中，需要考虑这些子成分的存在，以避免在估计总封闭质量时出现系统性偏差。由速度弥散剖面推断的动力学结构表明，M87的光滑晕在超过$R_{\rm avg}=60$ kpc后变陡，并具有…
2018-09-27 astro-ph.GA
Where Does the Disk Turn Into the Halo? Cool H I in the Outer Milky Way Disk
利用最近观测的银河系平面21厘米线和连续谱的H I吸收谱，揭示了银河系外盘冷原子云的分布。在吸收中可以清楚地看到中平面的弯曲，就像在发射中一样，并且冷的中性介质也显示出耀斑或尺度高度的增加，其半径与温暖的氢原子的半径相似。相的混合物，作为测量的分数H I在冷云相对于总原子氢，保持几乎恒定的太阳圈出约25千秒差距半径。假设冷相温度约为50 K，这表明混合比为15%至20%冷HI，其余为热HI。
2009-01-16 astro-ph.GA
VINTERGATAN I: The origins of chemically, kinematically and structurally distinct discs in a simulated Milky Way-mass galaxy
对银河系恒星的光谱调查揭示了编码其历史的空间，化学和运动学结构。在这项工作中，我们研究它们的起源使用宇宙学变焦模拟，VINTERGATAN，银河系质量盘星系。我们发现，在连接到$z\sim 1.5$的最后一次重大合并，宇宙吸积导致快速形成的外部，金属贫乏，低[ $α$ /Fe]气体盘周围的内部，金属丰富的星系包含旧的高-[ $α$ /Fe]恒星。该事件导致[ $α$ /Fe]在[Fe/H]范围内呈现双峰。详细分析了自$z\sim 1$以来星系的演化。我们展示了由内而外的生长塑造径向表面密度和金属丰度分布的方式，以及径向迁移如何优先将恒星从内盘迁移到外盘。长期盘加热被发现引起增加的速度色散和scaleheights与恒星年龄，这与光盘耀斑一起解释了在银河系中观察到的几个趋势，包括较浅的径向[Fe/H]-配置文件以上的中平面。我们展示了星系形成的情况下印记之间的非平凡的映射结构协会（即厚和薄盘），速度色散，$α$ -增强，和年龄的恒星，例如，最贫金属的低-[ $α$ /Fe]序列中的恒星被发现有一个scaleheight老高-[ $α$ /Fe]星。最后，我们说明了如何在低空间分辨率，相当于星系的厚度，建议的路径不同的序列在[ $α$ /Fe]-[Fe/H]不能被捕获。
2020-06-12 astro-ph.GA
The outer halo globular cluster system of M31 - I. The final PAndAS catalogue
我们报告发现59个球状星团（GC）和两个候选GC的光环M31的搜索，主要是通过视觉检查CHFT/MegaCam图像从泛仙女座考古调查（PAndAS）。这些数据的高质量还使我们能够检查修订的博洛尼亚目录（RBC）中的远程对象的分类，以及从SDSS成像中提取的GC候选者的子集。我们从RBC中识别出另外三个新的GC，并确认了11个SDSS天体的GC性质（其中8个独立出现在我们的远程晕目录中）;其余188个候选者要么是前景恒星，要么是背景星系。我们的新目录代表了第一次统一的普查GCs整个M31晕-我们发现集群的限制PAndAS调查区域的投影半径高达R_proj ~ 150千秒差距。利用人工簇的测试表明，检测不完全性在亮度低于M_V = -6.0时切入，我们的50%完全性极限为M_V ~-4.1。我们构建了一个统一的一套PAndAS光度测量R_proj = 25$ kpc以外的所有已知的GC，在此半径内的任何新的GC。利用这些数据，我们更新了Huxor等人（2011）的结果，研究了M31 GC的光度函数（LF），颜色和有效半径，特别关注遥远的晕。我们发现GCLF在外晕（R_proj > 30 kpc）明显地呈现双峰结构，在M_V ~-5.5处有第二个峰。我们认为，在这个高峰的GC最有可能是随着他们的主机矮星系吸积。尽管如此，我们也发现，在以前的调查中，相当数量的GC具有高于平均光度的外M31…
2014-05-28 astro-ph.GA
