What's Up in the Milky Way? The Orientation of the Disc Relative to the Triaxial Halo
人马座流的模型一致地发现，银河系盘的方向是这样的，它的短轴沿着三轴暗物质晕的中轴。我们试图建立这样一个“中间轴方向”的盘星系模型。我们用三个模型做这个。在前两种情况下，我们简单地在三轴晕中刚性地生长一个圆盘，使得圆盘垂直于全局中轴。我们还试图通过产生一个气体+暗物质的三轴系统，气体角动量围绕中间轴，同轴形成一个盘。在所有情况下，我们都不能产生这样的系统，即恒星的角动量与晕的中轴保持一致，即使当圆盘的势与内晕平行，使得圆盘在任何地方都垂直于晕的局部短轴。对于这些不稳定的模拟之一，我们表明，潜在的甚至比银河系潜在的人马座流探测区域的模型更圆。我们的结论是，银河系的光盘是非常不可能在中间轴方向。然而，我们发现，一个光盘可以坚持离开一个主平面的潜力。我们提出银河系的圆盘必须相对于暗物质晕的主轴倾斜。直接证实这一预测将构成修正牛顿动力学的一个关键检验。
2013-07-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
The inner structure and kinematics of the Sagittarius dwarf galaxy as a product of tidal stirring
潮汐搅动模型设想了在本星系群中通过盘状矮星系与像银河系这样的更大的宿主星系的潮汐相互作用形成矮球状（dSph）星系。这些祖先盘嵌入在扩展的黑暗晕中，在进化过程中，这两个组件都遭受了强烈的质量损失。此外，盘经历了形态转变为球状体和过渡的有序到随机运动的恒星。使用无碰撞N体模拟，我们构建了一个模型附近的高度拉长的人马座（Sgr）dSph星系的潮汐搅拌方案的框架内。受目前已知的矮星轨道的限制，该模型认为，为了产生观测到的Sgr流的大部分潮汐碎片，但还没有将矮星的核心转变为球形，Sgr必须刚刚通过其当前围绕银河系的轨道的第二近心。在该模型中，Sgr的恒星成分在第二近心点之后仍然非常细长，并且在第一近心点处形成的强棒和第三近心点之后存在的几乎球形之间的形态中间。因此，这是第一个解释Sgr矮星演化的模型，解释了它观察到的非常椭圆的形状。在目前的时间有很少的内在旋转左和沿主轴检测到的速度梯度几乎完全是潮汐的起源。我们对最近测量的Sgr速度色散曲线进行了建模，假设质量跟踪光，并估计其当前的总质量在5 kpc内为5.2 x 10^8 M_sun。为了获得目前的质量，该模型要求Sgr的初始维里质量必须高达1.6 × 10^10 M_sun，与大麦云云相当，这可能是相互作用前Sgr祖先的合适模拟。
2010-11-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Dark Matter Tidal Stripping History of the Sagittarius Core with N-body simulations
人马座（Sgr）矮球状星系落入银河系晕中是一个独特的机会，可以了解矮星系的不同组成部分如何被潮汐移除。在这项工作中，我们重建的SGR核心形态和运动学的基础上，已经成功地再现了SGR流的模型。在这里，我们使用一个非常高分辨率的模型，几乎可以分辨出Sgr核心中的单个恒星。它再现了大多数观察到的形态和运动学特性，没有具体的微调。我们还表明，暗物质可能已经几乎完全剥离银河系潮汐后，两个通道在近心。最后，该模型预测Sgr核心将在接下来的2 Gyr内被完全破坏。
2022-10-24 astro-ph.GA
The southern leading and trailing wraps of the Sagittarius tidal stream around the globular cluster Whiting1
我们提出了一个研究的101颗恒星的运动学观察与VIMOS周围的惠廷1，一个球状星团嵌入在人马座潮汐流。得到的速度分布表明，在相同的日心距离的集群和分化良好的平均径向速度的两个包装的存在下，晕子结构。最显著的速度分量似乎与人马座的拖臂有关，$<v_{\rm r}>$ ~ -130 km/s，这与惠廷1的速度一致。这一结果支持了这个球状星团是在人马座形成的，最近被银河系吸积的观点。$<v_{\rm r}>$ ~ 120 km/s的第二个分量可能对应于人马座的主导臂，这已经通过数值模拟预测，但迄今为止还没有确凿的观测证据表明它的存在。对南半球人马座旧的领先包裹层的探测可以用来确认和进一步约束其轨道和演化的模型。
2016-12-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Sagittarius Streams in the Southern Galactic Hemisphere
Sloan Digital Sky Survey Data Release 8分析了南银河半球人马座流的结构。与人马座潮汐轨道平行，但距离约10度，有另一个更暗，更贫金属流。我们提供的证据表明，这两个流遵循类似的距离梯度，但有不同的形态学特性和恒星星族。较亮的星流较宽，包含更多富含金属的恒星，并且与较暗的星流相比，具有更丰富的颜色-星等图，有多个转折点和一个突出的红色团块。根据结构性质和恒星星族混合，流的配置类似于北方的“分叉”。在南银河帽区域，有来自鲸鱼座流的潮汐碎片重叠，它穿过人马座流。使用光度和光谱数据，我们表明，蓝色离散人口主要属于人马座和蓝色水平分支恒星主要属于鲸鱼座流在这个混乱的位置在晕。
2012-02-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
New tidal debris nearby the Sagittarius leading tail from the LAMOST DR2 M giant stars
我们报告了两个新的潮汐碎片附近的人马座（Sgr）的潮汐流在北银河帽确定的M巨星在LAMOST DR 2数据。天区面积为$210^\circ<$ $<290^\circ$，距离为10- 20千秒差距，[Fe/H] $<-0.75$的M巨星，速度分布呈现明显的双峰性。我们将这两个峰分别记为Vel-3+83和Vel+162+26，前者相对于在相同$Λ$处观测到的Sgr前导尾的平均速度在-3kms $^{-1}$以内，而后者相对于Sgr前导尾的平均速度为162 kms $^{-1}$。尽管Vel-3+83的投影$Λ$ -- $V_{gar}$关系与Sgr前导尾非常相似，但相对于Sgr前导尾的$Λ$ --距离关系的相反趋势表明Vel-3+83与Law & Mauriski模拟的Sgr潮流的任何分支具有不同的三维运动方向。因此，我们建议它是一个新的潮汐碎屑不相关的Sgr流。类似地，另一个亚结构Vel+162+26与Chou等人发现的NGC群相同，也与Sgr潮流向不同方向移动，这意味着它可能与Sgr潮流有不同的起源。
2016-04-19 astro-ph.GA
Tracing Sagittarius Structure with SDSS and SEGUE Imaging and Spectroscopy
我们表明，人马座矮潮汐流可以追溯到非常红的K/M-巨星从SDSS测光选择。这些恒星的一个子集被SEGUE和SDSS光谱证实，2 MASS和SDSS M巨星的距离标度被校准到RR天琴座距离标度。巨分支尖端K/M巨星的绝对g带星等为M_g=-1.0。M巨星和BHB星的视线速度是空间上一致的Sgr矮潮汐流与以前的作者是一致的，加强了需要新的模型，可以解释所有的Sgr潮汐碎片流的观测。我们估计恒星密度沿潮汐尾巴，可用于帮助约束未来的模型。K/M-巨星、BHB和F-关断星位于低表面亮度潮汐流中，与主要的Sgr矮星潮汐尾相邻，它们的速度和金属丰度与潮汐尾中的恒星相似。K/M巨星与BHB和BHB与F-关闭星的比率对于领先的潮汐尾的两个分支也是相似的。我们发现，有一个额外的低金属丰度潮汐流附近的SGR尾随潮尾。
2009-05-29 astro-ph.GA
Selecting Sagittarius: Identification and Chemical Characterization of the Sagittarius Stream
环绕银河系的人马座流是晕中占主导地位的子结构。我们的统计选择方法使我们能够确定106个高度可能的射手座成员。光谱分析的金属丰度和运动学的所有成员为我们提供了一个新的映射人马座流。我们发现流星的速度分布和计算的银河系暗物质晕的三轴模型之间的对应关系。人马座的拖曳臂显示出金属丰度梯度，范围从$-0.59$ dex到$-0.97$ dex超过142 $^{\circ}$。这是一致的，从一个祖先矮星系，拥有内部金属丰度梯度潮汐破坏的情况。我们注意到高金属分散在领先的手臂，导致缺乏可检测的梯度，并可能表明轨道相混合。我们还报告了一个潜在的检测六分仪矮球体在我们的数据。
2015-05-29 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
Upper Limit on the Milky Way Mass from the Orbit of the Sagittarius Dwarf Satellite
人马座矮星系是银河系中质量最大的卫星星系之一，它对银河系盘和星晕的形成起着重要的作用。人马座在几个近距离通道上的分裂已经用大规模的潮汐流填充了我们银河系的光环，并为测量其引力势提供了一个独特的诊断工具。在这里，我们测试不同的祖质量模型的银河系和人马座的模拟充分的卫星。我们根据观测到的轨道参数和人马座的多个潮汐流来约束银河系的质量。我们的轨道动力学的半解析模型与全$N$ -体模拟一致，并且有利于银河系质量的低值，$\lesssim 10^{12}M_\odot$。这一结论缓和了$Λ$ CDM与银河系卫星观测参数之间的紧张关系。
2017-09-15 astro-ph.GA
Detecting the Figure Rotation of Dark Matter Halos with Tidal Streams
在宇宙学模拟中，围绕着银河系的暗物质晕是三轴的。大约30年前，人们预测，这种三轴暗物质晕应该会在几千兆年的时间内表现出稳定的图形旋转或翻滚运动。宇宙学模拟预测的图形旋转角频率可用图形速度的对数正态分布来描述，其中值为0.15hkm/s/kpc（~ 0.15hrad/Gyr ~ 9 hdeg/Gyr），宽度为0.83km/s/kpc。这些模式速度是如此之小，以至于它们通常被认为是不重要和不可检测的。在这项工作中，我们表明，即使是这种极其缓慢的数字旋转可以显着改变银河系晕中的卫星潮汐破坏产生的扩展恒星流的结构。模拟了不同形状的三轴暗物质晕绕三个主轴旋转时，类人马座极区潮汐流的行为。对于宇宙学晕的典型模式速度，我们第一次证明，人马座般的潮汐流将被改变到即使用目前的观测也能检测到的程度。这一发现将有可能允许未来测量银河系暗晕的图形旋转，并可能使这一相对未探索的LambdaCDM预测的第一个证据成为可能。
2021-02-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Extra-tidal star candidates in globular clusters of the Sagittarius dwarf spheroidal galaxy
与人马座矮椭球星系（Sgr dSph）有关的球状星团（GCs）在Sgr dSph和银河系的引力势下演化。我们的目标是研究可能与Sgr dSph有关的GC的潮外区，即Arp 2，Terzan 8，NGC 5634，NGC 6284，Terzan 7，NGC 2419，NGC 4147，M 54和NGC 12，使用来自{ \it Gaia}早期数据发布3的数据。我们选择的潮汐外的候选人的基础上，他们的角距离集群中心的RA-Dec平面，自行车的集群和个人的潮汐外的恒星候选人，和他们的位置上的颜色星等图的集群。我们发现额外的潮汐候选人的九个研究GC。对于其中的八个，在星团附近的候选潮外星的表面密度是在相对于更遥远的周围领域显着过剩。没有扩展的潮外功能超过5潮汐半径检测到的任何集群。我们公布了一份最有可能的潮汐外候选者的名单，我们使用盖亚天体测量和测光数据确定。我们的分析表明，与Sgr dSph相关的星团更有可能受到Sgr引力势的影响，因为潮汐外恒星的分布与当地流的方向相同。NGC 4147是唯一的例外。我们在几个分析过的星团中发现了一些高概率的潮汐外恒星候选者。我们没有发现它们周围有任何连贯的大规模潮汐尾。
2022-06-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Globular Clusters Lost by the Sagittarius Dwarf Spheroidal Galaxy
在这项工作中，进行了搜索属于人马座（Sgr）潮汐流的球状星团的空间位置，径向速度相对于银河系静止标准（V_{GSR}），自行和比率的“年龄-金属丰度”（[Fe/H]）的分析球状星团和潮汐流中的恒星。结果，得到了三类球状星团：A --最肯定在流中：Terzan 8，Whiting 1，Arp 2，NGC 6715，Terzan 7，NGC 12; B --运动学异常：NGC 5904，NGC 5024，NGC 5053，NGC 5272，NGC 288; C --最低等级的候选者：NGC 6864，NGC 5466，NGC 5897，NGC 7492，NGC 4147。
2021-05-20 astro-ph.GA
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
Are symmetric tidal streams possible with long-range dark-matter forces?
卫星星系潮汐破裂的独特动力学是对暗物质粒子间长程相互作用的一种极其灵敏的探测。暗物质的力量是引力的几个百分点，将导致有序统一的变化，在恒星的数量比的领导和尾随潮汐流的卫星星系。人马座矮星系的恒星潮汐流的近似对称性因此将排除大于引力强度10%的吸引暗物质力，这将完全消除主导流。然而，最近的模拟表明，暗物质的力量100%的引力强度可以完全剥离人马座的恒星成分的暗物质，允许随后的对称潮汐流的发展。在这里，我们认为，这些模拟使用不一致的初始条件对应于单独的纯恒星和纯暗物质卫星在宿主星系的晕独立移动，而不是一个单一的破坏复合卫星已经打算。一个新的模拟与不同的初始条件，特别是一个更大质量的卫星星系，可能会证明一个场景中，对称潮汐流的发展，在大暗物质的力量。这个场景必须满足本文中描述的几个高度限制性的标准。
2009-11-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Spatial Characterization of the Sagittarius Dwarf Galaxy Tidal Tails
利用斯隆数字巡天（SDSS）数据，利用统计光度视差，我们测量了人马座矮潮汐流中F型关闭星的空间密度。我们发现一组连续的，一致的参数，描述领先的Sgr流的位置，方向和宽度为15条在北银河帽，3条在南银河帽。我们产生的恒星目录，具有占主导地位的领先Sgr潮汐流的密度特性，可以与模拟进行比较。我们发现，领导（北）潮汐尾的宽度是一致的，最近的三轴和轴对称晕模型模拟。沿流的密度大致一致的常见的中断模型在北方，但可能不是在南方。我们探讨的可能性，一个或多个占主导地位的SGR流已被错误识别，一个或多个的“分叉”件是真正的SGR潮汐尾，但我们没有得出明确的结论。如果两个矮祖先的假设，适合占主导地位的和“分叉”潮汐尾巴的平面有利于协会的Sgr矮球状星系与占主导地位的南流和“分叉”流在北方。在北银帽，最适合的Hernquist密度轮廓的光滑组成部分的恒星晕是扁圆的，与一个压扁参数q = 0.53，和一个标度长度r_0 = 6.73。南方的潮汐碎片和恒星晕的平滑部分的数据与北方的模型不匹配，尽管恒星晕仍然是绝对扁圆的。最后，我们验证，我们可以重现参数适合异步Milkyway@home志愿者计算平台。
2013-04-08 astro-ph.GA
Re-Assembling the Sagittarius Dwarf Galaxy
人马座矮星系的前身质量是多少？在这里，我们使用SDSS和2 MASS数据重新组装恒星碎片，以找到总光度和可能的质量。我们发现，亮度范围为9.6-13.2 × 10^7太阳光度或M_V ~-15.1 - 15.5，其中70%的光存在于碎片流中。它的前身比现在的小麦哲伦星云要暗一些，亮度可与M31矮球状体NGC 147和NGC 185相媲美。利用宇宙学模型，我们估计在潮汐破裂之前，Sgr的暗物质晕的质量约为10^10太阳质量。
2010-02-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Scatter, bias, and chaos of satellite orbits in triaxial dark matter haloes
Yale University（耶鲁大学）
该研究量化了暗物质晕三轴度对卫星轨道的影响，发现三轴度会导致卫星轨道近心距散射、偏差，混沌轨道仅在强扁化宿主中出现，宿主形状和取向的不确定性会显著影响卫星轨道推断，需纳入未来研究。
2026-10-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Origin of Segue 1
将最优滤波技术应用于Sloan数字巡天测光中，发现在Segue 1附近，星团的外围部分发生了畸变。有强有力的证据表明，潮外星的长度约为1度，向星团的东部和西南部延伸。扩展有类似的差分赫斯图Segue 1。Kolmogorov-Smirnov检验表明，两者都来自相同的父分布的概率很高。Segue 1的位置靠近人马座流的潮汐包裹的交叉点。通过从Sloan的光谱数据库中提取蓝色水平分支星，分离出两个运动学特征，并与人马座流的不同包裹物进行了识别。我们表明，Segue 1是移动的速度接近的包装之一。在这个位置，我们估计有足够的人马座恒星，与Segue 1恒星无法区分，膨胀速度色散，因此质光比。所有可用的证据都与Segue 1是一个星团的解释一致，最初来自人马座星系，现在溶解在银河系中。
2009-06-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Neighbors, Not Kin: Kinematic evidence for tidal tails from NGC 7492 along the Sagittarius stream
Université Côte d’Azur, Observatoire de la Côte d’Azur, CNRS, Laboratoire Lagrange（蔚蓝海岸大学，蔚蓝海岸天文台，法国国家科学研究中心，拉格朗日实验室）；Centro de Investigación en Ciencias del Espacio y Física Teórica, Universidad Central de Chile（智利中央大学空间科学与理论物理研究中心）；Departamento de Física, Universidad de Santiago de Chile（智利圣地亚哥大学物理系）；Center for Interdisciplinary Research in Astrophysics and Space Exploration (CIRAS), Universidad de Santiago de Chile（智利圣地亚哥大学天体物理与空间探索跨学科研究中心）；Instituto Interdisciplinario de Ciencias Básicas (ICB), CONICET-UNCuyo（CONICET-门多萨大学基础科学跨研究所）；Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas（阿根廷国家科学研究委员会）；Instituto de Alta Investigación, Universidad de Tarapacá（塔拉帕卡大学高等研究院）；ESO–European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Miranda House, University of Delhi（德里大学米兰达学院）；Inter University Centre for Astronomy and Astrophysics（大学间天文与天体物理中心）；Institute of Astronomy, University of Cambridge（剑桥大学天文学研究所）
研究NGC 7492潮汐尾迹，利用GIRAFFE光谱观测及盖亚视差等，识别星团和潮汐外恒星，确认其潮汐尾迹并发现与 Sagittarius流天空重叠但物理无关，为后续研究提供光谱数据集。
2026-07-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar streams as gravitational experiments I. The case of Sagittarius
围绕其宿主星系运行的分裂矮星系的潮汐流提供了一种独特的方式来限制星系引力势的形状。这样的流可以用作星系尺度上的斜塔引力实验。作为银河系尺度上暗物质的替代方案，最有动机的引力修正是Milgromian动力学（MOND），我们在这里提出了有史以来第一个N体模拟的破坏人马座矮星系的动力学演化。使用一个现实的重子质量模型的银河系，我们试图再现当今的空间和运动学结构的人马座矮星和它的巨大的潮汐流，银河系周围的包装。由于原始结构的自由度很小，受到人马座结构的总光度和孤立矮星系的恒星质量-尺寸关系的限制，我们发现我们的模拟和观测之间的合理协议。如果我们把银河系周围的一个巨大的热气日冕包括在内，它在其卫星主平面的方向上是扁平的，那么在主臂中观察到的恒星速度就可以重现。这是第一次，潮汐溶解MOND已严格测试在这些质量和加速度尺度。
2017-05-03 astro-ph.GA
Sailing on the Sagittarius Stream with Gaia DR2. I. The globular cluster NGC5634
我们使用盖亚DR 2数据表明，球状星团NGC 5634物理上与人马座流的一个手臂，巨大的系统的潮汐尾创建的持续中断的人马座矮球状星系（Sgr dSph）。另外两个臂的流也检测到沿同一视线，在不同的距离。我们发现，NGC 5634周围的Sgr星流的金属更贫，平均而言，比那些发现在更遥远的流臂躺在后面的集群和Sgr~dSph的主体，证实了一个显着的金属丰度（和，大概，年龄）梯度存在沿流。这项分析表明，盖亚DR 2目录的潜力，以直接验证如果一个集群是物理关联的流或没有，而不需要依赖于该系统的潮汐破坏模型。[已撤销：见评论]
2018-10-26 astro-ph.GA
A 2MASS All-Sky View of the Sagittarius Dwarf Galaxy: VII. Kinematics of the Main Body of the Sagittarius dSph
我们已经组装了一个大面积的光谱调查在人马座（Sgr）矮星系核心的巨星。使用中等分辨率（R ~ 15，000），多光纤光谱学，我们测量了这些恒星的速度，这些恒星从星系中心延伸到12度（3.7个核心半径或0.4倍King极限半径）。从这些高质量的光谱，我们确定了1310 Sgr成员的2296颗恒星分布在24个不同领域的Sgr核心。额外的狭缝光谱获得的恒星桥接从Sgr核心到其拖尾。我们的系统性大面积样本没有显示出显著旋转的证据，这一结果与Sgr潮汐流中观察到的分叉所需的~20 km/s旋转不一致;观察到的主要沿长轴的小（<= 4 km/s）速度趋势与天空中延伸物体的投影运动模型一致，不需要内在旋转。的SGR核心被发现有一个平坦的速度分散（除了运动学冷中心点），其调查范围内，并进入其潮汐尾，一个属性，匹配的速度分散配置文件测量其他银河系矮球状（dSPH）星系。我们评论的事实，Sgr显然是一个强烈的潮汐干扰系统的动力学状态的其他经典银河系dSphs的这种观察到的运动学相似性的可能意义。
2012-07-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
No evidence for internal rotation in the remnant core of the Sagittarius dwarf
我们使用英澳望远镜上的AAOmega摄谱仪对人马座矮星系的内部区域进行了光谱测量。我们测定了6个区域中超过1800颗Sgr恒星成员的径向速度，这些区域覆盖18.84度^[2]的区域，典型的精度为~2 km/s。最近的数值模型预测大量的旋转在矮残核的Sgr潮汐流的动机，我们比较运动学数据对N体模型模拟流祖（i）压力支持，质量跟随光系统，和（ii）一个晚型，旋转盘星系嵌入在扩展的暗物质晕。我们发现，几乎没有或没有内在旋转的模型显然产生更好的匹配，在所有调查领域的平均视线速度，但未能重现视线速度分布的形状。这一结果排除了模型，其中观察到的突出的分叉在领先的尾部的Sgr流所造成的固有角动量从祖卫星到潮汐流的转移。这也意味着年轻的潮汐尾的轨迹没有受到祖先系统内旋转的影响。我们的发现表明，新的，更精细的动力学模型，其中的黑暗和明亮的组件被独立处理，是必要的，同时再现的内部运动学的Sgr矮星和相关的潮汐流的可用数据。
2010-11-29 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
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
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
Revisiting a disky origin for the faint branch of the Sagittarius stellar stream
我们调查的方法来产生的人马座矮星系（Sgr）的恒星流中观察到的分歧。我们的方法包括运行$N$体模拟Sgr落入银河系的最后3 Gyr，添加测试粒子的磁盘轨道，跨越范围广泛的初始位置，能量和角动量。我们发现，最终在暗分支的粒子主要是高角动量粒子，可以都起源于一个单一的平面内的祖，几乎垂直于两个轨道平面的祖和银河系恒星盘。它们在模拟开始时的原始配置对应于3~Gyr前已经存在的螺旋特征，例如，这是由于盘状部件受到潮汐扰动，或卫星的潮汐尾在Sgr内受到破坏。然后，我们运行一个模拟，包括这个圆盘组件的自重力。尽管它的起源仍然模糊不清，这个磁盘组件的Sgr矮星与螺旋超密度提供了第一步的工作模型，以重现所观察到的微弱分支的分叉Sgr流。
2022-05-30 astro-ph.GA
The Metallicity Gradient of Sagittarius Dwarf Spheroidal Galaxy Prior to Infall Constrained by S-PLUS Observations of its Tidal Stream
Instituto Nacional de Pesquisas Espaciais（国家空间研究所）；Observatorio do Valongo, Universidade Federal do Rio de Janeiro（瓦隆戈天文台，里约热内卢联邦大学）；Kavli Institute for Cosmological Physics, University of Chicago（芝加哥大学卡弗里宇宙物理学研究所）；Department of Astronomy & Astrophysics, University of Chicago（芝加哥大学天文学与天体物理系）；Observatório Nacional（国立天文台）；Department of Astronomy, School of Physics and Astronomy, Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学物理与天文学院天文学系）；State Key Laboratory of Dark Matter Physics, School of Physics and Astronomy, Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学物理与天文学院暗物质物理全国重点实验室）；Universidade de São Paulo, Instituto de Astronomia, Geofísica e Ciências Atmosféricas, Departamento de Astronomia（圣保罗大学天文、地球和大气科学研究所天文学系）
通过S-PLUS DR4光度学金属量、Gaia DR3动力学和APOGEE DR17光谱数据，研究Sgr流中金属丰度分布，发现前臂比后臂更贫金属，且前臂有明显负梯度，结果与N体模拟一致，揭示了Sgr前身星的金属丰度梯度。
2026-04-17 astro-ph.GA
Detecting Triaxiality in the Galactic Dark Matter halo through Stellar Kinematics
假设银河系的暗物质晕为非球形势（即三轴势、长轴势、扁轴势），我们展示了银河系晕的聚集过程，可能仅仅由于暗物质晕的形状而留下了持久的恒星晕运动学化石。与潮汐流相反，与最近的卫星吸积事件有关，这些恒星运动学群通常会表现出不均匀的化学和恒星星族属性。然而，它们可能是由一个单一的吸积事件为某些质量组装的历史。如果这些特殊的运动恒星群的探测得到证实，它们将是宇宙学星系形成场景中预测的黑暗晕三轴性的确凿证据。
2012-10-22 astro-ph.GA
Assessing the Milky Way Satellites Associated with the Sagittarius Dwarf Spheroidal Galaxy
人马座（Sgr）矮星系的潮汐破裂的数值模型最近已经开发，第一次同时满足大多数观测约束的角位置，距离和径向速度趋势的领先和落后的潮汐流从矮。我们使用这些动力学模型结合现存的3-D银河系球状星团和dSphgalaxies的位置和速度数据，以确定那些银河系的卫星，很可能是最初形成于Sgr和被剥夺它在其扩展的相互作用与银河系。我们的结论是，球状星团Arp 2，M 54，NGC 5634，Terzan 8和Whiting 1可能与Sgr矮星有关，Berkeley 29，NGC 5053，Terzan 12和Terzan 7也可能与Sgr矮星有关。因此，初始的Sgr系统可能包含5-9个球状星团，对应于初始Sgr光度M_V =-15.0的特定频率S_N = 5 - 9。我们的结果是一致的8 \pm 2 Sgr球状星团预期从银河系球状星团分布的统计模型和相应的假关联率由于机会与Sgr流对齐。这些集群与以前重建的Sgr年龄-金属丰度关系是一致的，并没有表现出第二个参数的影响，塑造他们的水平分支形态的证据。我们没有发现统计上显著的证据表明，任何最近发现的人口的超微弱矮星系是决定性的与Sgr潮汐流。（节录）。
2010-05-28 astro-ph.GA
A Tail of Two Populations: Chemo-dynamics of the Sagittarius Stream and Implications for its Original Mass
我们使用的SDSS/SEGUE光谱样本的恒星在人马座（Sgr）的领先和落后的流来证明存在两个子群具有不同的化学和运动学。尾流的金属丰度分布函数被分解为两个高斯分布函数，分别描述了一个平均值和离散度为（-0.74，0.18）dex的富金属亚群和一个平均值和离散度为（-1.33，0.27）dex的贫金属亚群。富含金属的子群体具有约8 km/s的速度色散，而贫金属的温度几乎是其两倍，约为13 km/s。对于前导流，虽然与尾流相比有些偏移，但两个高斯的叠加仍然可以很好地描述尾流。富金属区的均值和离散度为（-1.00，0.34）dex，贫金属区的均值和离散度为（-1.39，0.22）dex。速度弥散因投影效应而膨胀，根据经度的不同，贫金属的速度弥散为15 - 30 km/s，富金属的速度弥散为6 - 20 km/s。我们推断，像许多矮球状体，Sgr的祖先拥有一个更广泛的，金属贫乏的恒星组成部分和扩展较少，金属丰富的一个。我们研究了这一结果的影响，通过模拟中断的Sgr，表示为国王轻配置文件之间的$10^{10}$和$10^{11} M_\odot$，在一个三组分银河系的质量暗晕的质量，其晕是一个活的截断平面潜力在吸积的第一阶段和三轴的法律\&马普斯基模型在第二阶段。我们表明，暗晕的Sgr必须是$\gtrsim 6 \times 10^{10} M_\odot$再现运行的速度色散与经度的富金属和…
2016-07-04 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 Structure of the Sagittarius Stellar Stream as Traced by Blue Horizontal Branch Stars
我们使用斯隆数字巡天数据发布7的蓝色水平分支（BHB）恒星样本来探索人马座矮星系潮汐尾的结构。我们使用的方法产生BHB恒星候选人高达70%的纯度从测光单独。所得到的样品具有大约5%的距离精度，并且可以探测超过100 kpc的距离。使用这个样本，我们确定了一个可能的延伸到拖臂在距离太阳60-80千秒差距的估计意义至少为3.8西格玛。目前的模型预测，应该存在一个遥远的碎片流“返回”段，但将其放置在离太阳近得多的地方，在我们的数据中没有观察到碎片。利用我们的示踪剂的距离精度，我们估计的平均视线厚度的主导臂为~3千秒差距，并表明，两个'分叉'分支的碎片流的距离只有1-2千秒差距。利用光谱非常纯的BHB恒星子样本，我们估计了主臂的速度色散为37 km/s，这与Sgr破裂模型相当吻合。最后，我们提出了一个样本的高概率Sgr BHB星的主导臂Sgr，选择有距离和速度一致的Sgr成员资格，允许进一步研究。
2011-03-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Water Maser Survey towards off-plane O-rich AGBs around the orbital plane of the Sagittarius Stellar Stream
对178颗富氧AGB星进行了22 GHz水脉泽测量，目的是确定与人马座恒星流相关的脉泽发射。在这次调查中，在21个目标中探测到脉泽发射，其中20个是新探测到的。我们研究了H_2O和SiO脉泽追迹AGB在Sgr轨道面的银河系分布，发现在（l，b）~（340，40）方向存在一个拉长结构。为了验证它与人马座潮汐流的关联，我们进一步研究了这些源的三维运动，但发现，从运动学上讲，这些脉泽跟踪的AGB仍然是银河系盘源，而不是流碎片。此外，我们发现了一个显着的向外运动，~50公里/秒远离银河系中心的这些脉泽跟踪AGB，但没有系统的旋转速度滞后，在2000年报告的太阳邻居Miras。
2022-07-13 astro-ph.GA
The stellar structure and kinematics of dwarf spheroidal galaxies formed by tidal stirring
利用高分辨率的N体模拟，我们研究的恒星性质的矮球状星系的潮汐引起的形态改造的盘状矮星的宇宙学动机的偏心轨道上围绕银河系。矮星系模型最初由一个指数恒星盘嵌入在一个扩展的球形暗物质晕。根据盘相对于轨道平面的初始取向，获得不同的最终构型。进化程度最低的侏儒是三轴的，并保留了大量的旋转。更进化的矮星是几乎不旋转的长球体。我们表明，恒星的最终密度分布可以近似由一个简单的修改的普卢默定律。的矮星的运动学是显着不同的视线，这具有重要意义的映射所观察到的恒星速度分散的矮星subhalo圆速度。当矮星沿长轴观测时，测得的速度色散更高，并随半径减小得更快。在旋转显著的情况下，当垂直于长轴观察时，检测到短轴旋转的影响，正如三轴系统所预期的那样。我们通过求解球面和轴对称系统的Jeans方程并调整不同的自由参数，模拟了矮星的速度色散曲线和旋转曲线。我们发现，质量通常被高估时，矮星是沿着长轴和低估时，观察是沿着短轴或中间轴。然而，非球形的影响不能使推断的质量在任何一个方向上偏离60%以上，即使是最强烈的剥离矮星，也就是接近破裂的矮星。
2009-11-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
APOGEE spectroscopic evidence for chemical anomalies in dwarf galaxies: The case of M~54 and Sagittarius
我们提出的证据球状星团恒星碎片在矮星系系统（人马座：Sgr）的高分辨率\textit{H}波段光谱分析的基础上，从阿帕奇点天文台星系演化实验（APOGEE）的调查。我们在现有的M~54潜在成员的样本中加入了[N/Fe]、[Ti/Fe]和[Ni/Fe]丰度比，这是第一次推导出M~54中大量恒星的[N/Fe]丰度。我们的研究揭示了大量氮的存在-（具有大的扩散，$\gtrsim1$ dex）和M~54 $+$人马座系统核心中具有中等Mg贫化的富铝星，该系统具有第二代球状星团星（GC）的轻元素异常特征，从而追踪了在其他银河系GC中以类似的金属丰度观察到的多个恒星星族的典型现象，证实了基于Na-O反相关的早期结果。我们进一步指出，M~54中的大多数恒星都表现出与Sgr场星明显不同的化学模式。此外，我们报告了一个偶然发现的氮增强的潮汐外星与GC第二代的化学图案，这两个化学和运动学的证据是相称的假设，该恒星已从M~54喷射。我们的研究结果支持存在的化学异常与可能潮汐粉碎GC在矮星系的本地组和激励未来的搜索这样的真正的恒星沿其他已知的银河系流。
2021-02-15 astro-ph.GA
Stellar Spiral Structures in Triaxial Dark Matter Haloes
我们采用非常高的分辨率模拟孤立的银河系类星系的指数恒星盘上的三轴暗物质晕的影响进行研究。非绝热晕形状的变化可以触发双臂大设计螺旋结构，一直延伸到圆盘的边缘。它们的模式速度与内部Lindblad共振相一致，表明它们是运动学密度波，可以持续到几个Gyr。在动态冷盘中，大设计螺旋被摆动放大，并且在几个陀螺之后可以导致形成（多臂）瞬时复发螺旋。恒星盘错位的主机三轴晕的主平面发展的特点，整体形状的翘曲，但在其他方面表现出非常相似的螺旋结构对齐光盘。在我们的模拟中的大设计的螺旋，其强度与半径的依赖性是由盘上的扭矩，这表明，通过研究大设计的螺旋没有酒吧，它可能会设置约束的潮汐场和主机暗物质晕的形状。
2016-07-04 astro-ph.GA
A Deeper Look at the New Milky Way Satellites: Sagittarius II, Reticulum II, Phoenix II, and Tucana III
我们提出了深麦哲伦/Megacam恒星测光的四个最近发现的暗淡的银河系卫星：人马座II（Sgr II），网状II（Ret II），凤凰II（Phe II）和杜鹃座III（Tuc III）。我们的测光比发现数据深2-3个星等，使我们能够重新审视这些新物体的性质（例如，距离、结构特性、光度测量和潮汐扰动的迹象）。卫星色星等图显示它们都是古老的（~13.5 Gyr）和贫金属的（[Fe/H] $\lesssim-2.2$）。Sgr II特别有趣，因为它位于矮星系和球状星团在大小光度平面上的位置之间。其结构参数的集合更符合球状星团的分类，表明Sgr II是其光度范围最广的球状星团。其他三颗卫星直接落在银河系中光度相似的超暗矮星系所定义的轨迹上。Ret II是目前已知亮度范围最长的矮星系。我们对Phe II和Tuc III的结构参数表明它们都是矮星系。Tuc III与恒星流有关，这在我们的匹配滤波器恒星密度图中清晰可见。其他卫星没有显示任何明显的证据，潮汐剥离的形式延伸或扭曲。最后，我们还使用档案HI数据对每个对象的气体含量进行限制。
2018-06-19 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
Evidence for a Milky Way Tidal Stream Reaching Beyond 100 kpc
我们提出的分析1，207 RR天琴座发现的光度测量所采取的卡塔利娜调查的莱蒙山望远镜。通过将这些恒星的精确距离与Catalina Schmid望远镜对~ 14，000 AB RR型天琴座的测量相结合，我们揭示了一个扩展的协会，该协会达到了超过100 kpc的银河系中心距离，并与人马座流系统重叠。这一结果证实了早期的证据，即外部晕潮汐流的存在是由一个被破坏的恒星系统造成的。通过比较RR Lyonos源密度与基于晕模型的预期，我们发现检测具有~8 sigma显著性。我们调查的距离，径向速度，金属丰度，和周期振幅分布的RR天琴座。我们发现，径向速度和距离都与目前的人马座流模型不一致。我们还发现了初步的证据，在源金属丰度的最遥远的来源部门。根据先前的分析，我们比较了RR天琴座的位置和距离与光度选择的候选水平分支恒星，并找到支持证据表明，这种结构跨越至少60度的天空。我们调查的前景之间的关联流和不寻常的球状星团NGC 2419。
2013-01-25 astro-ph.GA
Warps and Bars from the External Tidal Torques of Tumbling Dark Halos
$Λ$ CDM宇宙学模拟中的暗物质晕是三轴的、高度扁平的。在许多情况下，这些三轴平衡也在缓慢地翻滚，通常是围绕它们的短轴，周期为哈勃时间。因此，晕可能会对螺旋星系施加一个缓慢变化的外部扭矩，以有趣的方式影响它们的动力学演化。我们研究的外部扭矩施加的翻滚四极潮汐场的螺旋星系的演化与现实的，磁盘星系模型的N体模拟的效果。我们在宇宙学模拟中测量暗晕的外部四极矩的振幅，并使用这些来迫使盘星系模型在一系列N体实验中的模式速度范围。我们发现，扭矩是强大到足以诱导长期的瞬态翘曲盘类似于那些观察到的真正的螺旋，也诱导酒吧的不稳定性，在以后的时间在一些星系模型，否则稳定的长时间隔离。我们还观察到强迫螺旋结构的边缘附近的磁盘，通常自引力太弱，负责这种结构。暗晕的这种被忽视的影响很可能是盘星系动力学许多特殊方面的原因。
2009-08-02 astro-ph.GA
Tidal Stream Morphology as an Indicator of Dark Matter Halo Geometry: the Case of Palomar 5
本文介绍了一个例子，其中的形态，一个单一的恒星流可以用来排除一个特定的银河势形式，而不需要速度信息。我们研究了球状星团Palomar 5（Palomar 5），它在潮汐作用下分裂成一个寒冷的薄流，在天空中的位置超过22度，典型的宽度为0.7度。我们通过观测来确定105的当前位置、距离和径向速度，同时允许其自行变化，从而生成该流的模型。在球形暗物质晕中，我们很容易找到符合观测形态的模型。然而，在Law & Mauriski（2010）的三轴势中找不到合理的105模型，该模型被提出来解释人马座流的性质。在这种情况下，Pal5流的长、薄和弯曲的形态可以单独用于排除这种潜在的配置。在这种势中，类似的流要么太直，没有观测到的曲率，要么表现出一种不寻常的形态，我们称之为流扇：对势的三轴性敏感的特征。我们的结论是，其他薄潮汐流的存在，必须提供广泛的限制方向和形状的暗物质晕他们居住。
2016-03-31 astro-ph.GA
A Diffuse Metal-Poor Component of the Sagittarius Stream Revealed by the H3 Survey
人马座矮星系的潮汐破裂产生了一个壮观的恒星流，包裹着整个银河系。我们使用来自$Gaia$和H3恒星光谱巡天的数据，根据它们的角动量来识别823个高质量的人马座成员。H3调查在金属丰度方面基本上没有偏见，因此我们的射手座成员样本也同样没有偏见。流星的[Fe/H]范围很广，从$-0.2$到$\approx -3.0$，平均总金属丰度为$\langle$ [Fe/H] $\rangle=-0.99$。我们确定了一个强大的金属依赖的流成员的运动学。在[Fe/H] $\gt -0.8$几乎所有的成员属于著名的冷（$σ_v \lt 20$ km/s）的领先和落后的武器。在中等金属丰度（$-1.9 \lt$ [Fe/H] $\lt -0.8$）时，大量恒星（24 $\%$）出现在运动学上偏离冷臂的位置。这些恒星似乎也有更热的运动学。在最低的金属丰度（[Fe/H] $\lesssim-2$），大多数恒星（69 $\%$）属于这种运动学偏移的扩散人口。与模拟结果的比较表明，弥漫成分是在早期从人马座祖先剥离的，因此与较冷的富金属成分相比，平均半径更大。我们推测，这种运动学扩散，低金属，人口是人马座祖先系统的恒星晕。
2020-07-28 astro-ph.GA
A Sagittarius-like simulated dwarf spheroidal galaxy from TNG50
本文利用 TNG50 模拟发现，质量超过 $10^{11}$ M$_\odot$ 的盘状前身星系在绕类银河系宿主经历多次近心点潮汐作用后，可演化为具有棒状形态、残余旋转和金属丰度梯度的人马座矮椭球星系类比天体。
2024-05-09 astro-ph.GA
Connecting the Milky Way potential profile to the orbital timescales and spatial structure of the Sagittarius Stream
最近使用Pan-STARRS 1的天琴座RR绘制的晕图清楚地描绘了人马座流的空间结构。这些地图显示，领先和尾随流远心不同的银河系中心半径的一个因素，并解决在这些远心流的子结构。在这里，我们提出的动力学模型，再现这些功能的流在简单的银河系的潜力。我们发现，碎片在远心必须动态年轻，在这个意义上被剥离的最后两个近心通道，而人马座矮目前正在经历第三次通过。远心比对动力摩擦和银河系自转曲线的外斜率都很敏感。这些依赖关系可以通过简单的连接远心半径、圆周速度和祖先轨道周期来理解。动摩擦力对来流的影响可以用前远心内的子结构来抑制。我们的模型集合并不打算在统计上与流相匹配。尽管如此，在我们考虑的模型范围之外，我们始终发现100 kpc以内的质量是$\sim 7 \times 10^{11} \, M_{\odot}$，在50和100 kpc之间有一个几乎平坦的旋转曲线。这意味着一个比目前一些模型中所假设的更广泛的星系晕。在以前的工作中，我们发现长轴或三轴晕容易与领先的流的轨道协议。我们展示了我们的模型在各种观测空间的行为，并描述了流内预期的子结构。特别是，年轻的拖尾流在拖尾远心附近可见，应该表现出一个紧密的速度趋势，与距离分开的老碎片，我们建议，这将作为一个特别有用的探测外银河系的潜力。
2018-04-13 astro-ph.GA
The Chemistry of the Trailing arm of the Sagittarius Dwarf Galaxy
我们目前的C，O，Ti和Fe的丰度为11个M-巨星的人马座矮星（Sgr）的尾随潮汐臂。丰度是通过比较合成光谱与双子座南方望远镜上的凤凰摄谱仪获得的高分辨率红外光谱得出的。目标恒星来自Sgr拖曳臂的两个区域，与Sgr主体相隔66度（5颗星）和132度（6颗星）。与广泛相位混合的前导臂相比，拖尾臂提供了对Sgr化学演化的更直接的诊断。在我们有限的~2-3 Gyr年龄的恒星样本中，我们发现，河流物质表现出明显的金属丰度梯度-（2.4 \pm 0.3）x10^{-3} dex / degree（-（9.4 \pm 1.1）x10^{-4} dex / kpc）远离Sgr的主体。Sgr的潮汐破坏是一个相对较新的事件。因此，我们认为碎片中金属丰度梯度的存在表明祖先中存在类似的梯度。这样的金属丰度梯度存在了几乎一个哈勃时间的事实表明，在Sgr祖先中，径向混合的效率非常低。没有显着的梯度被认为是存在的[α/Fe]丰度比沿trailing arm. Our结果可以解释由径向减少恒星形成效率和/或径向增加银河系风驱动的金属损失的效率在化学演化的Sgr祖。[Ti/Fe]和[O/Fe]的丰度比观测流是不同于那些的星系晕。我们的结论是，中等的富金属晕人口的比例，最近的溶解（<3 Gyr）的Sgr类矮星系的贡献是不可能的。
2010-06-24 astro-ph.GA
The shapes of Milky Way satellites: looking for signatures of tidal stirring
我们研究的背景下，潮汐搅拌的矮球状星系的形成方案的银河系卫星的形状。用于测量形状的标准程序涉及数据的平滑和分箱，因此可能不足以检测像条这样的结构属性，这些属性在低表面亮度系统中通常是微妙的。利用这一事实，即在附近的矮星测光的个别恒星是可用的，我们引入离散措施的形状的基础上的二维惯性张量和傅立叶酒吧模式。我们应用这些措施的形状第一个各种模拟矮星系通过潮汐搅拌盘嵌入在暗物质晕和轨道银河系形成。除了强烈的质量损失和恒星轨道的随机化，磁盘进行形态的转变，通常涉及形成一个三轴杆后的第一个近心通道。如果潮汐力足够强，这些潮汐诱导的酒吧持续几个Gyr之前被缩短到一个更球形的形状。我们通过以类似的方式测量附近的矮星系（银河系的卫星）的形状来测试这一预测。我们探测到小熊座、人马座、大麦哲伦星云和船底座的内杠。此外，11个被研究的矮星中有6个在外部显示出细长的恒星分布，这可能意味着过渡到潮汐尾。因此，我们发现银河系卫星的形状是一致的潮汐搅拌模型的预测。
2012-03-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Globular Clusters in the Sagittarius stream. Revising members and candidates with Gaia DR2
我们重新考虑的情况下，银河系球状星团（GC）的人马座矮球状星系（Sgr dSph）的潮汐流协会，使用盖亚DR 2数据。我们使用RR Lyrics在6D中跟踪流，并选择在位置和速度上与观察到的流相匹配的聚类。除了居住在银河系的主体（M 54，Ter 8，Ter 7，Arp 2）的集群，我们确认的成员资格，12和Whiting 1的部分人口的拖臂的恒星在最近的近银河通道。NGC 2419，NGC 5634和NGC 4147是非常有趣的候选者，可能与更古老的卷流有关。我们注意到，除了位于星系恒星核内的M54之外，所有这些星团都位于流的拖曳臂中。所选的星团与Sgr dSph主体的[Fe/H] vs. [Mg/Fe]，[Ca/Fe]模式以及场星所显示的年龄-金属丰度关系完全一致。
2020-03-17 astro-ph.GA
A Pan-STARRS1 View of the Bifurcated Sagittarius Stream
我们使用泛星1调查的数据，提出了一个全景的人马座潮汐流在南银河半球。由于Pan-STARRS 1广泛的天空覆盖范围，南部的流沿其轨道的60多度可见，几乎是SDSS所看到的长度的两倍。最近发现的南支流也很明显，在至少30度的范围内可以看到较暗的支流。使用拟合主序列关闭和红色丛的组合，我们测量到南部河流两臂的距离。我们发现，到流的亮臂的距离与Law & Mauriski（2010）的N体模型非常吻合。我们还发现暗臂比亮臂离太阳近5 kpc，与北半球的行为相似。
2012-11-12 astro-ph.GA
Assessing the Association between the Globular Cluster NGC 4147 and the Sagittarius Dwarf Galaxy
本研究利用DESI Legacy成像巡天数据重测NGC 4147参数，并结合潮汐结构与轨道动力学分析，证明该球状星团并非起源或吸积自Sgr矮星系。
2024-10-25 astro-ph.GA
Revealing the Structure and Internal Rotation of the Sagittarius Dwarf Spheroidal Galaxy with Gaia and Machine Learning
我们提出了一个详细的研究人马座矮球状星系（Sgr）的核心的内部结构和运动学。使用机器学习技术，我们结合了3300 RR天琴座恒星，超过2000光谱观测恒星，和盖亚第二次数据发布，以获得完整的相空间，即三维位置和运动学，超过$1.2\times10^5$成员恒星在星系的核心提供的信息。我们的研究结果表明，Sgr有一个酒吧结构$\sim 2.5$ kpc长，潮汐尾巴出现从它的提示，形成它被称为Sgr流。银河系的主体受到潮汐力的强烈剪切，是一个三轴（几乎是长椭球）椭球，其最长的惯性主轴相对于天平面倾斜$43^\circ\pm6^\circ$，轴比为1：0.67：0.60。它的外部区域主要沿着它的最长主轴膨胀，但星系保留了一个大约$500\times330\times300$ pc的内核，没有显示出净膨胀，并以$v_{\rm rot} = 4.13 \pm 0.16$ ${\rm{ km \ s^{-1}}}$旋转。Sgr的内部角动量与它的轨道角动量形成一个角度$θ= 18^\circ\pm6^\circ$，这意味着该星系是在一个倾斜的椭圆轨道上围绕银河系。我们比较了我们的结果与预测从$N$体模型与球形，压力支持的祖细胞和模型的祖细胞是一个扁平的旋转盘。只有旋转模型，基于先前的模拟，旨在再现在Sgr中观察到的视线速度梯度，能够再现在星系核心观察到的特性。
2021-02-16 astro-ph.GA
Was the Progenitor of the Sagittarius Stream a Disc Galaxy?
我们使用N体模拟来探索人马座（Sgr）矮星系最初是一个晚型旋转盘星系的可能性，而不是像以前认为的那样是一个非旋转的压力支持矮球状星系。我们发现，分叉的Sgr流，类似于那些检测到的SDSS调查，自然出现在模型中的Sgr光盘是不对准的轨道平面。此外，我们表明，内部旋转的祖先可能会强烈地改变位置的领先的尾巴投射在天空中，从而影响的约束的形状银河系暗物质晕，可能来自模拟的Sgr流。我们的模型提供了一个明确的，易于测试的预测：虽然潮汐质量剥离删除了很大一部分的原始角动量的祖矮星系，残余的核心仍然应该旋转的速度幅度~20公里/秒，可以很容易地检测到在未来，宽场运动学调查的Sgr矮。
2010-07-28 astro-ph.GA
A Deep View into the Nucleus of the Sagittarius Dwarf Spheroidal Galaxy with MUSE. III. Discrete multi-component population-dynamical models based on the Jeans equations
我们提出了全面的M54（NGC6715），人马座矮星系（Sgr）的核星团，这是正在经历的银河系晕潮汐破坏的多组分动力学模型。该系列的前几篇论文使用了一个大型的MUSE镶嵌数据集来识别系统中的多个恒星种群，并研究它们的运动学差异。在这里，我们使用基于牛仔裤的动力学模型，适合人口属性（平均年龄和金属丰度），空间分布，同时运动学。它们为我们先前的发现提供了可靠的物理解释。人口动力学模型提供了一个全面的看法，整个系统，并允许我们解开不同的恒星人口。我们探索他们的动力学相互作用，并确认我们以前的研究结果，通过球状星团恒星，Sgr内场恒星和原位恒星形成的贡献，Sgr的核集群的建立。我们探讨了各种参数化的引力势，并显示了径向变化的质量比的重要性，以适当的治疗的质量分布。我们发现在M54的潮汐半径（$\sim75$ pc）的$1.60\pm0.07\times10^6$ Msun在非常好的协议与$N$体模拟的总动力质量。贫金属球状星团的恒星贡献了总质量的大约$65\%$或$1.04\pm0.05\times10^6$ Msun。富含金属的恒星可以进一步分为年轻和中等年龄的群体，分别贡献$0.32\pm0.02\times10^6$ Msun（$20\%$）和$0.24\pm0.02\times10^6$ Msun（$15\%$）。我们的人口动力学模型成功地区分不同的恒星人口在Sgr的核心，因为它们…
2022-09-13 astro-ph.GA
