The CALIFA survey: A panoramic view on galaxy properties
我们在此简要介绍正在进行的CALIFA调查的现状。我们刚刚开始观察的最后一个学期（2015年春季）。到目前为止，我们已经收集了超过600个星系的IFU数据，其中约85%对应于主要的CALIFA样本（516个对象）。我们给出了一些主要的科学成果，已发表的CALIFA团队在过去四年的概述。特别是，我们强调的结果有关的性质的电离气体在星系中的氧丰度的梯度，以及通过分析发现的恒星星族内容的星系由内而外的增长的证据。
2015-01-27 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
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
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
A panoramic view of the Local Group dwarf galaxy NGC 6822
我们提出了一个孤立的本星系群矮不规则星系NGC 6822的全景调查。我们的测光达到$\sim2-3$的幅度比以前的大多数研究更深，并跨越最广泛的地区周围的矮星相比，任何先前的工作。我们在NGC6822外围观测到$V\sim 30$等$\,$角秒$^{-2}$和投影半径$16.5$ kpc的恒星超密度。这表明NGC 6822最近没有经历过任何与伴星系的相互作用，尽管之前的建议相反。同样，我们也没有发现任何证据表明NGC 6822的矮卫星有极限光度$M_V\approx -5$。NGC 6822包含一个HI气体和年轻恒星的盘，以$\sim 60$度定向到一个由老恒星群组成的扩展球体。我们没有观察到年轻恒星和球体成员的分布之间的相关性。我们的成像使我们能够追踪到近$11$千秒差距沿其主轴，与NGC 6822球状星团系统的范围相称。我们发现，球体变得越来越扁平，在更大的半径，其位置角扭曲高达$40$度。利用Gaia EDR3天体测量仪对NGC6822进行自行测量，并对其轨道参数空间进行采样。虽然这个星系的大部分时间都是在孤立中度过的，但我们发现它很可能在$\sim3-4$ Gyr之前通过了银河系的维里半径。这可能解释了在其球体外围观察到的明显的扁平和扭曲。
2021-09-13 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
Using deep images and simulations to trace collisional debris around massive galaxies
CFHT刚刚完成的MATLAS等深度成像程序，使我们能够利用它们的漫射光研究大量星系周围的外层恒星星族。我们对它们的精细结构，即过去合并的碰撞碎片进行了系统的普查。我们已经确定其中恒星流从小合并，潮汐尾从气体丰富的主要合并，羽流从气体贫乏的主要合并，和壳从中等质量的合并。在用数值模拟估计了这些结构的可见度和寿命之后，我们就可以重建宿主星系过去的质量组装。初步的统计结果的基础上的样本的360个大质量的邻近星系。
2016-04-28 astro-ph.GA
Early type galaxies with tidal debris and their scaling relations in the Spitzer Survey of Stellar Structure in Galaxies (S4G)
星系周围的潮汐碎片可以提供关于它们演化的重要线索。我们从斯皮策银河系恒星结构巡天（S4 G）的65个早期类型星系中，识别出11个早期类型星系（T \leq 0）中的潮汐碎片。潮汐碎屑包括贝壳、波纹和潮汐尾等特征。各种技术，包括银河系结构的二维分解，被用来量化的剩余潮汐功能。潮汐碎片对宿主星系3.6 μm总亮度的贡献约为3 - 10%。用二维轮廓拟合方法估计了星系的结构参数。我们研究了具有潮汐碎片的星系在基本平面和Kormendy关系中的位置。我们发现有潮汐碎片的星系位于没有潮汐特征的早型星系的散点内。假设潮汐碎片表明最近的引力相互作用或合并，这表明这些星系要么经历了轻微的合并事件，因此星系的整体结构特性没有显着改变，或者它们已经经历了主要的合并事件，但是已经经历了足够的弛豫和相混合，使得它们的结构性质变得与非-相互作用的早期星系
2012-04-17 astro-ph.CO 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
The Pristine survey XVIII: C-19: Tidal debris of a dark matter-dominated globular cluster?
最近发现的C-19恒星流是银河系晕中运动学相关的贫金属恒星的集合，缺乏明显的祖先。该流在天空中跨越约15度的弧，轨道拟合表明其离心距离约为20 kpc，近心点约为10 kpc。可用光谱的恒星的金属丰度分布窄，加上轻元素丰度的变化，表明球状星团（GC）的起源。然而，所观察到的金属丰度（[Fe/H] ~ -3.4）远低于任何已知的GC。此外，该流的宽度和速度分散度与预期的破坏矮星系的情况相似，并且远远大于能够破坏C-19轨道的GC潮汐碎片。我们在这里提出了一个非传统的模型，其中的C-19祖是一个暗物质为主的恒星系统与GC样丰度模式。我们使用N体模拟表明，潮汐破坏的~100 pc国王模型恒星组件嵌入在一个~20公里/秒的尖状冷暗物质晕产生的碎片与C-19的观察到的宽度和速度色散。这颗母星的恒星成分被完全破坏，分散在两个不同的星系流中;一个对应于C-19，另一个可能隐藏在银河系平面后面。如果这样的伴流被发现，这将表明暗物质主导的矮星也可能发展出类似GC的富集模式，这一发现将为我们理论上理解GC和矮星系中多个种群的形成提供信息。
2022-06-21 astro-ph.GA
Stars Crushed by Black Holes. I. On the Energy Distribution of Stellar Debris in Tidal Disruption Events
恒星与超大质量黑洞近距离相遇后，恒星碎片中轨道能量的分布是决定碎片返回黑洞速率的主要因素，因此也是决定这类事件产生的光变曲线性质的主要因素。我们提出了一系列的$β\equiv r_{\rm t}/r_{\rm p}$，其中$r_{\rm p}$是近心点距离和$r_{\rm t}$潮汐半径的潮汐中断事件的模拟。我们在不同的空间分辨率进行这些模拟，以确定我们的模型的数值收敛。我们比较模拟中，由于冲击加热包括或排除的动态。对于$β\lesssim 8$，模拟结果在足够的中到高的空间分辨率下很好地收敛，而对于$β\gtrsim 8$，能量分布的宽度可能由于空间分辨率不足而被严重夸大。我们发现，冲击加热起着不可忽视的作用，只有$β\gtrsim 4$，通常冲击加热的影响是温和的。我们表明，自重力可以修改的能量分布随着时间的推移后，碎片已经后退到大的距离为所有$β$。首先，我们的研究结果表明，在一系列的影响参数，而能量分布的形状与$β$不同，赋予大部分碎片的能量传播的宽度是密切匹配的规范传播，$ΔE = GM_\bullet R_\star/r_{\rm t}^2$，为范围内的$β$，我们已经模拟。
2021-11-24 astro-ph.GA astro-ph.HE
The stellar halo in Local Group Hestia simulations III. Chemical abundance relations for accreted and in-situ stars
本文利用 HESTIA 模拟分析吸积与原位恒星的化学-运动学特征，揭示并合碎片具有早期淬灭矮星系的化学印记和丰度梯度，为利用银河系内区丰度测量约束恒星晕构建块参数提供了依据。
2023-09-12 astro-ph.GA
A panoramic VISTA of the stellar halo of NGC 253
大型星系的外围包含了关于星系形成和聚集过程的重要信息，对恒星计数的研究可以探测外晕极低的表面亮度。我们使用VISTA望远镜获得的图像来构建空间分辨的J-Z-J色星等图（CMD）的NGC 253，近边缘盘星系的玉夫座集团。非常深的测光，下至J ~ 23.5，以及覆盖的广泛区域，使我们能够追踪属于NGC 253的外盘和晕的红巨星分支（RGB）和渐近巨星分支（AGB）恒星，沿着星系短轴延伸到50 kpc。我们确认存在一个额外的平面恒星组成部分的磁盘，一个非常突出的南部货架和对称的功能北侧。唯一额外可见的子结构是晕西北部的高密度，距离平面约28 kpc，平行于星系盘延伸超过约20 kpc。从沿主轴的恒星数分布，我们测量的过渡从磁盘的晕在径向距离约25千秒差距，在那里出现一个明确的突破数密度分布。等密度等值线显示，内晕是一个扁平的结构，与一个更广泛的，弥漫的，更圆的外晕混合。这种外部结构可以追溯到我们图像的边缘，距离盘平面50 kpc。星晕中恒星的数密度分布服从指数为-1.6的幂律，是半径的函数。CMD显示整个视场中的恒星星族非常均匀;通过与理论等时线的比较，我们得出结论，RGB星的年龄约为8 Gyr或更大，而AGB星的年龄约为2 x 10^8 Mo，形成于约0.5 Gyr到几Gyr之前。令人惊讶的是，后一种人口的一部分似乎分散在一个广阔的地区。
2014-01-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Inclination Excitation of Solar System Debris Disk due to Stellar Flybys
大多数恒星形成于星团中，在星团中与其他恒星相对近距离的相遇是很常见的，并且可以在行星系的轨道结构上留下印记。在本文中，我们调查的倾斜激励的碎片盘粒子由于这样的恒星遭遇。我们推导出一个解析表达式，描述倾斜激发的恒星飞越是遥远的层次限制。然后，我们得到相应的粒子倾角分布在非分级制度使用一个大的合奏N体模拟的数值结果。对于遇到预期的参数，我们发现，磁盘粒子的散装倾角仍然很低。然而，一个独特的高倾角人口产生的天体碰撞粒子的最终近心距离以上$50$ AU。最大程度$i_t$的倾角分布规模与遇到$\sin(i_s)$的大质量恒星飞掠低入射速度的倾角。观测到的海王星外天体的倾角分布对我们太阳系的动力学历史产生了限制。例如，这些结果意味着太阳诞生星团的数密度$n$和太阳停留时间$τ$的乘积的上限，其形式为$nτ\lesssim8\times10^4$ Myr pc $^{-3}$。随着今后对外太阳系的观测调查，可以得出更强的限制。
2020-08-18 astro-ph.EP astro-ph.GA
Arp 65 interaction debris: massive HI displacement and star formation
背景：星系合并前的相互作用可以引起恒星和ISM组件的形态和运动学的显着变化。大量的气体和恒星经常被发现作为潮汐碎片被扰动或移位。这些碎片随后演化，有时形成恒星，偶尔形成潮汐矮星系。在这里，我们提出的结果，从我们的HI研究Arp 65，一个相互作用对托管扩展HI潮汐碎片。目的：在努力了解潮汐碎片的演变产生的相互作用对星系，包括在原位恒星和潮汐矮星系形成，我们正在映射HI的相互作用星系对的样本。Arp 65就是其中之一。方法：我们的解决HI 21厘米线调查正在进行使用巨型米波射电望远镜（GMRT）。我们使用我们的HI调查数据以及可用的SDSS光学，斯皮策红外和GALEX紫外数据来研究潮汐碎片的演变和HI与恒星形成区域的相关性inherit. Results：在Arp 65中，我们看到一个高影响合并前的相互作用，涉及一对大规模的星系（NGC 90和NGC 93），有一个恒星质量比为~ 1：3。这种相互作用可能发生在大约1.0 - 2.5 $\times$ 10 $^8$年前，似乎已经将NGC 90中的大部分HI（包括最高柱密度HI）转移到光盘之外。我们还在NGC 90的外盘中发现了持续的恒星形成。在主要的恒星形成区，我们发现HI柱密度为~ 4.7 $\times$ 10 $^{20}$ cm $^{-2}$或更低。但是在柱密度最高的HI碎片中没有发现恒星形成的迹象，NGC 90的SE。这…
2015-09-09 astro-ph.GA
The Virgo Overdensity Explained
我们认为，室女座恒星的过密度（VOD）的恒星晕是一个径向矮星系合并，我们称之为室女座径向合并的结果。由于矮星系非常接近银河系中心，碎片具有很大的能量范围，但$L_z$角动量几乎为零。碎片似乎从室女座区域的太阳延伸5至50千秒差距。我们将这种合并碎片的不同部分连接到Perturbular和Parallel Streams（室女座恒星流与这些流中的一个或两个相关），Hercules-Aquila Cloud（HAC），可能还有Eridanus Phoenix Overdensity（EriPhe）。这种径向合并可以解释大多数观测到的天琴座RR和蓝色水平分支恒星的移动群，这些恒星以前在室女座被发现。这种合并也会在太阳附近产生碎片，类似于盖亚-土卫二合并或盖亚-香肠合并。提供了室女座辐射合并前身的组成部分和似乎与Cocytos流有关的碎片的轨道，Cocytos流也是在室女座区域回收的。
2019-03-25 astro-ph.GA
A Pearl in the Shell: an ultra-compact dwarf within the tidal debris surrounding spiral galaxy NGC 7531
Centro de Estudios de Física del Cosmos de Aragón (CEFCA)（阿拉贡宇宙物理研究中心）；ARAID Foundation（ARAID基金会）；San José State University（圣何塞州立大学）；University of California, Santa Cruz（加州大学圣克鲁斯分校）；Instituto de Astrofísica de Andalucía, CSIC（安达卢西亚天体物理学研究所，西班牙国家研究委员会）；University of Surrey（萨里大学）；Universidad Complutense de Madrid（马德里康普顿斯大学）；Leiden University（莱顿大学）；Unione Astrofili Italiani（意大利天文爱好者联盟）
研究通过光度测量和光谱数据确定NGC 7531附近超致密星系UCD1的性质，揭示其形成过程及潮汐碎片的形成机制。
2025-09-17 astro-ph.GA
Influence of planets on debris discs in star clusters -- II. The impact of stellar density
本文通过LPS+耦合N体模拟，研究星团恒星密度对含木星质量行星的碎片盘动力学影响，发现密度增加会缩小行星系统空间范围并改变碎片轨道分布，但结果不能直接解释星团中碎片盘稀缺现象。
2024-09-02 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The origin of S-stars and a young stellar disk: distribution of debris stars of a sinking star cluster
在距银心1 pc的范围内，已经发现了100多颗年轻的大质量星，距银心0.1-1 pc的大质量星分布在一个或两个盘中，距银心0.1pc的大质量星为S星，呈各向同性分布。这些恒星是如何形成的还没有很好的理解，特别是对于S星。在这里，我们提出，一个年轻的星团与一个中等质量的黑洞（IMBH）可以形成磁盘和S-星。我们进行了一个完全自洽的$N$体模拟的星团附近的GC。由于与星团内形成的IMBH产生1：1的平均运动共振，从潮汐破裂星团中逃逸的恒星被带到GC。在演化的最后阶段，IMBH的偏心率变得非常高。在这个阶段，与IMBH 1：1共振的恒星从共振中脱落，它们的轨道被混沌的Kozai机制随机化。这些携带恒星的质量函数在10”以内是非常头重脚轻的。年轻大质量恒星的表面密度分布在距GC 10”范围内的斜率为-1.5。恒星在最中心区域的分布是各向同性的。这些特征与在GC 10”以内观测到的恒星的特征吻合得很好。
2010-05-21 astro-ph.GA
Globular Cluster Formation at High Density: A model for Elemental Enrichment with Fast Recycling of Massive-Star Debris
大质量星团的自我富集的p-处理的元素显着增加，随着气体密度的增加，作为增强的恒星形成率和恒星散射的结果相比，一个大质量恒星的寿命。考虑到可能形成球状星团的云核类型，我们跟踪气体的演化和富集以及恒星质量的时间依赖性。一个关键的假设是，大质量恒星之间的相互作用在高密度下是重要的，包括大质量恒星和大质量恒星双星之间的相互作用，它们可以撕碎恒星的外壳。大质量恒星之间的相互作用也会将低质量恒星从星团中散射出去。当云核质量约为4 × 10^6太阳质量，密度约为2 × 10^6 cm^{-3}时，得到的结果与观测值相当吻合。结果主要取决于几个无量纲参数，包括，最重要的是，气体消耗时间与大质量恒星寿命的比率，必须很低，约10%，以及每单位动力学时间散射低质量恒星的效率，必须相对较大，例如百分之几。同样在这些条件下，嵌入的球状星团的速度分散度应该与当时星系的高气体分散度相当，因此多星相互作用的恒星抛射可能导致低质量恒星完全离开矮星系宿主。这可以解决在天炉座和WLM的晕中缺少第一代恒星的问题。
2017-01-04 astro-ph.GA
Clumpy Streams from Clumpy Halos: Detecting Missing Satellites with Cold Stellar Structures
动态冷恒星流是探测银河系引力场的理想探针。这篇论文重新研究了如何使用这种流来测试"失踪卫星"的存在的问题--在LCDM宇宙学的结构形成模拟中，数千个质量为10^5 - 10^7 Msolar的暗物质暗晕被认为在银河系尺度的暗物质晕内运行。对撞击流的频率和能量尺度的分析估计表明，这些失踪的卫星对热碎片结构的影响可以忽略不计，例如人马座矮星系的尾巴。然而，长的冷气流，如GD-1结构或来自球状星团Palomar 5（Palomar 5）的冷气流，预计在其寿命期间将遭受数十次失踪卫星的直接影响。数值实验证实，这些撞击在碎片轨道能量分布中造成了缺口，这将随着碎片的年龄而演变成度级和次度级的表面密度波动。1955年的地图包含了这些尺度上的表面密度波动。这些不均匀性的存在和频率表明，在标准LCDM宇宙学中预测的数量中存在着失踪卫星的人口。
2011-03-08 astro-ph.GA
Stellar streams around the Magellanic Clouds
利用在暗能量巡天第1年的数据中发现的蓝色水平分支恒星，我们报告了麦哲伦星云周围扩展和明亮的恒星碎片分布的检测。在云的日心距离上，BHB的超密度至少达到~30度，可能远至~50度。在3D中，恒星晕可以追溯到距离LMC 25至50 kpc之间。我们将揭示的最重要的恒星子结构编入目录，并宣布发现了一些狭窄的溪流和弥漫的碎片云。两条狭窄的气流似乎与麦哲伦星云的自行大致一致。此外，其中一个与天空中的气态麦哲伦流重叠。奇怪的是，两个分散的BHB聚集体似乎与最近发现的几颗DES卫星相吻合。考虑到大麦哲伦星系巨大的体积和明显的恒星晕，我们推测这颗矮星的质量很可能比以前假设的要大。
2015-11-16 astro-ph.GA
The Gaia DR3 view of dynamical substructure in the stellar halo near the Sun
来自过去合并事件的碎片是预期的，在某种程度上，已知会填充太阳附近的恒星晕。我们的目标是确定和补充使用盖亚DR 3数据的金属丰度和化学丰度的信息LAMOST LRS和APOGEE晕星在2.5千秒差距内从太阳合并碎片。我们利用一个单一的链接为基础的聚类算法，以确定过密度的运动空间的积分，可能是由于合并碎片。结合金属丰度信息和化学丰度，我们将这些统计上显著的超密度。我们发现局部恒星晕包含7个主要的动力学群，有些是原地起源的，有些是吸积起源的，其中大部分是已知的。我们报告发现了一个新的子结构，我们命名为ED-1。此外，我们还发现了11个独立的较小团块的证据，其中5个是新的：ED-2，3，4，5和6通常是相当紧的动态，描绘了一个小范围的金属丰度，其丰度时，以及它们在运动空间积分的位置，建议一个吸积的起源。当地的晕包含一个重要的数量的子结构，原位和增生的起源。
2022-07-19 astro-ph.GA
On the identification of merger debris in the {\it Gaia} Era
我们模拟银河系恒星晕的形成，通过吸积的卫星星系到一个时间依赖的半宇宙星系势。我们的目标是以接近{ \it盖亚}任务可能的方式来表征这些吸积事件留下的子结构。我们已经创建了一个合成的{ \it盖亚}太阳邻域目录，通过卷积从我们被破坏的卫星的恒星粒子的6D相空间坐标与{ \it盖亚}测量误差的最新估计，并包括由于银河系盘和凸起的现实背景污染。我们发现，即使在考虑了预期的观测误差后，所得到的相空间也充满了子结构。我们能够成功地隔离大约50%的不同的卫星有助于'太阳邻居'通过应用能量角动量空间的均值漂移聚类算法。此外，傅立叶分析的轨道频率的空间，使我们能够获得准确的时间估计，因为吸积约30%的回收卫星。
2010-04-28 astro-ph.GA
Global Properties of M31's Stellar Halo from the SPLASH Survey: II. Metallicity Profile
我们提出的金属丰度分布的红巨星分支（RGB）恒星在M31的恒星晕，来自光度金属丰度估计超过1500光谱确认的RGB晕星。恒星样本来自凯克/DEIMOS摄谱仪观测到的38个晕场，距离M31中心的投影距离从9到175千秒差距不等，其中包括52颗已确认的超过100千秒差距的M31晕星。虽然在整个晕中可以看到各种各样的金属丰度，但随着半径的增加，金属丰度分布函数的富金属峰变得不那么突出。M31恒星晕的金属丰度剖面显示出从9到~100 kpc的连续梯度，震级为-0.01 dex/kpc。在每个领域的恒星速度分布被用来识别恒星可能与潮汐碎片功能。潮汐碎片特征的去除并没有显著改变M31晕的金属丰度梯度：梯度保持在10至90千秒差距的区域。我们分析的晕金属丰度配置文件，以及与潮汐碎片功能和底层晕人口的恒星的相对金属丰度，在当前模拟恒星晕形成的背景下。我们认为，在M31的晕大规模的梯度意味着M31吸积至少一个相对大规模的祖在过去，而场到场的变化中看到的金属丰度剖面表明，多个较小的祖可能有很大的贡献M31的外晕。
2014-09-12 astro-ph.GA
Stellar Streams and Clouds in the Galactic Halo
近年来，人们发现了越来越多的恒星碎片流和云。这些结构通常被探测为延伸的，通常是曲线形的贫金属恒星的高密度，从前景盘人口中脱颖而出。这些流通常在天空中延伸数十度或更多，甚至环绕银河系，日心距离从3到100 kpc不等。本章总结了用于寻找这些流的技术，并提供了截至2015年1月已探测到的所有主要流和云的位置、距离、速度和金属丰度的表格。亦提供溪流的天空图。个别潮汐碎片结构的属性进行了讨论。
2016-03-29 astro-ph.GA
Searching for the nature of stars with debris disks and planets
少数已知的太阳质量恒星同时包含碎片盘和行星的性质仍然是一个悬而未决的问题。许多研究表明，这种性质似乎与行星质量和恒星年龄无关，但与恒星运动学和金属丰度的可能相关性尚未研究。在本文中，我们表明，大多数已知的恒星包含碎片盘和行星属于金属富集的银河系薄盘。少数例外是似乎出生在恒星形成高峰期的恒星，该高峰期发生在厚盘形成时期（即，HD 10700、HD 20794和HD 40307），即在11和8 Gyr之间。在70 $μ$ m处测得的这三颗老恒星尘埃盘的质量非常小--事实上，它比我们太阳系的柯伊伯带的质量低几个数量级。这些结果并不令人惊讶，因为它们仍然在这些原始恒星的恒星盘演化的预期值之内。与此同时，我们发现了另外六颗只包含碎片盘或行星的厚盘恒星。这些结果使我们能够建立恒星金属丰度和尘埃盘的质量之间的相关性调制的厚和薄的银河系盘的不同形成时期。
2023-02-03 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
A fork in the Sagittarius trailing debris
我们利用VST ATLAS巡天的深度和广泛覆盖范围来研究南半球人马座恒星流的视线结构，距离祖星只有~40°。我们使用光度选择的子巨星分支（SGB）的明星，揭示了一个复杂的碎片形态的拖臂和检测至少有两个明确的峰值在SGB距离模量分布。在VST ATLAS足迹的边缘，两个视线组件之间的距离至少为5千秒差距，但似乎沿着流发生变化，这使我们能够得出结论，这些检测对应于两个物理上独立的恒星结构，而不是在一个单一的流中混合遥远的恒星星族。我们发现的一个叉在Sgr拖曳臂验证使用蓝色水平分支星和我们的距离测量校准使用RR天琴座星从卡塔利娜实时瞬态调查。与Sgr矮星分裂的数值模拟结果相比，分叉中两个分量的距离越远，则与拖尾碎片的轨迹吻合得越好。然而，对于更近的视线分量，在模拟中不存在明显的对应物。
2016-12-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Are stellar over-densities in dwarf galaxies the "smoking gun" of triaxial dark matter haloes?
利用N体模拟研究了矮球状星系中球状星团的潮汐演化。我们的模型采用了宇宙学动机的情况下，dSPH近似的静态NFW晕与三轴形状。对于一个大的轨道和投影角，我们研究的空间和速度分布的恒星碎片沉积在星团的完全破坏。我们的模拟显示，在低表面亮度（>26 mag/arcsec ^[2]）下，这些碎片表现为壳层、孤立的团块和拉长的过密度，这让人想起在几个MW dSphs中观察到的亚结构。这些特征是由星系势的三轴性引起的，不会随着时间的推移而消失。因此，以几兆瓦dSphs为单位的恒星超密度可能是暗物质晕在形状上是三轴的证据。我们探讨了一些运动学签名，这将有助于验证（或证伪）这种情况。平均角动量的集群碎片与盒和共振轨道，这是不存在的球势，是零。因此，我们表明，视线的速度分布可能会表现出一个特性的“双峰”取决于相对于祖的轨道平面的视角的取向。dSphs的运动学调查可能有助于检测和识别与星团破裂相关的子结构，以及解决dSphs嵌入其中的暗物质晕的形状。
2010-01-25 astro-ph.GA
Another Look at the EBS: A Stellar Debris Stream and a Possible Progenitor
使用斯隆数字巡天数据发布7，我们重新检查东部带状结构（EBS），恒星碎片流首次发现在数据发布5和最近检测到的速度空间Schlaufman等人。可见部分的流是18度长，大致位于银河系的Anticenter方向，从Hydra延伸到巨蟹座。在9.7千秒差距的估计距离，流是大约170秒差距在天空中。流的曲率意味着一个相当偏心的箱形轨道，它靠近银河系中心和太阳，使它在动力学上与附近的麒麟座流、Anticenter流和GD-1流不同。在这条星流中，有一个相对较强的2度宽的恒星聚集区，它们的颜色和星等分布非常相似，我们将其命名为长蛇座I。考虑到它在溪流中的突出地位和它不寻常的形态，我们认为九头蛇一号是EBS祖先的最后遗迹，可能已经脱离了束缚，或者处于潮汐溶解的最后阵痛中。虽然Hydra I和EBS都有相对较高的速度色散，但考虑到流的宽度相对较窄，以及这种偏心轨道所必需的与盘的凸起和大质量成分的高频率相遇，我们认为祖先很可能是一个球状星团，并且它和流都经历了显着的加热。
2011-07-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Statistics of Extended Debris Disks Measured with Gaia and Planck
利用有针对性的分辨观测测量了恒星周围碎片盘的热辐射。我们提出了一种替代的，基于可能性的方法，在该方法中，从普朗克CMB调查在857和545 GHz的温度图进行了分析，结合从盖亚恒星的位置，以估计部分恒星托管磁盘和磁盘的热发射。碎片盘没有解决（或甚至必须单独检测），但它们的统计特性和与恒星性质的相关性被测量了数千颗恒星。我们将我们的研究结果与对较小恒星样本的高灵敏度调查进行比较。对于较暗的恒星，特别是K矮星和M矮星，我们发现大约10%的80 pc以内的恒星具有与碎片盘一致的发射。我们还报告了80个候选磁盘，其中大多数是以前没有确定的。我们之前已经使用普朗克数据限制了外奥尔特云的属性--随着未来的CMB调查，这两个组成部分都可以针对不同的恒星类型进行测量，为研究行星系的外部提供了一条新的途径。
2020-02-20 astro-ph.CO astro-ph.EP astro-ph.GA
Stellar winds can affect gas dynamics in debris disks and create observable belt winds
背景：现在在许多太阳系外的系统中，在年龄在1000万年到$\sim$ 1 Gyr之间的成熟恒星周围都发现了气体，这些恒星都有小行星带。这些成熟盘中的气体被认为是从微行星中释放出来的，并且已经使用粘性盘方法进行了建模。在低密度下，这可能不是一个好的假设，因为气体可能会被恒星风吹走。研究方法：我们开发了一个分析模型A到M星，可以遵循气体流出和目标的演变时，发生之间的过渡盘或风。关键的标准是气体密度，气体粒子停止受到保护，从恒星风质子高速撞击径向轨迹。结果如下：我们发现：1）径向宽度为$ΔR$且气体密度为$< 7 \, (ΔR/50 {\rm \, au})^{-1}$ cm $^{-3}$的带将产生风而不是盘，这将解释NO Lup中最近的流出气体检测。2)这种星带风的性质可以用来测量恒星风的性质，例如它们的密度和速度。3)具有低分光度$f$的碎片盘更有可能产生气风，这可以用现有的设施观测到。结论：含有低气体质量的系统，如北落师门或TWA 7，或更一般的碎片盘，具有部分光度$f \lesssim 10^{-5} (L_\star/L_\odot)^{-0.37} $或恒星光度$\gtrsim 20 \, L_\odot$（A0 V或更早），宁愿产生气体外流（或带风），而不是气体盘。在年轻的NO Lup系统中观察到的高速外流气体可能是这种带风的一个例子。这些气体风的检测是可能的ALMA（C…
2022-11-08 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
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
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
The stellar halo in Local Group Hestia simulations II. The accreted component
本文利用HESTIA模拟的六个局域群星系类似物，系统分析了吸积恒星在相空间和作用量空间中的分布特征，揭示了并合遗迹的年龄梯度、类Gaia-Sausage结构，并提出Jz/Jr-偏心率运动学空间以更好区分不同并合碎片与原生恒星。
2023-09-12 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
PANORAMIC: Discovery of an Ultra-Massive Grand-Design Spiral Galaxy at $z\sim5.2$
在JWST PANORAMIC巡天中发现红移$z\backsim5.2$的超大质量宏象旋涡星系‘烛龙’，其兼具经典核球、恒星盘及旋臂，恒星质量与银河系相当，为早期宇宙大质量星系形成及旋涡结构起源提供关键线索。
2025-02-28 astro-ph.GA
A search for stellar tidal debris of defunct dwarf galaxies around globular clusters in the inner Galactic halo
在银河系的外晕是低质量星系持续吸积的结果的等级形成的情况下，银河系球状星团系统的一部分可能起源于已经灭绝的矮星系并与之吸积。在这种情况下，我们预计这些祖先星系的残余物可能仍然居住在这些吸积球状星团的周围。在这项工作中，我们提出了一个宽视场测光的23个球状星团的银河中心距离范围内10 < Rg <40 kpc，我们使用它来寻找其假设的祖先系统的残余。我们的深测光揭示了存在的潜在的恒星星族沿着我们的样本中包括约一半的球状星团的视线。在我们通过与数值模拟得出的轨道比较确定的人马座潮汐流足迹中，只有Whiting 1和NGC 7492似乎在兼容的日心距离处浸没在该遗迹中。我们还证实了在NGC 1851周围存在一个次级主序列特征。在NGC 7006的背景下，对巨大的武仙座-天鹰座云的初步探测被揭开。
2014-09-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Circularization of Tidally Disrupted Stars around Spinning Supermassive Black Holes
本文采用后牛顿修正的三维光滑粒子流体动力学模拟方法研究了自旋超大质量黑洞束缚轨道上潮汐扰动星的圆化。我们的模拟表明，碎片圆化敏感地依赖于辐射冷却的效率。如果辐射冷却效率低，碎片循环有两个阶段：第一，恒星碎片流由于相对论性拱点进动而自相交;相交点处的激波使轨道能量热化，碎片在黑洞周围形成几何上厚的环状结构。环通过粘性扩散迅速扩展，导致形成几何厚度的吸积盘。相比之下，如果辐射冷却是有效的，恒星碎片由于自相交激波而形成圆形，并形成几何上薄的环状结构。在这种情况下，耗散的能量可以在碎片圆化过程中发射，作为随后的潮汐破裂耀斑的前兆。对于一颗1兆太阳质量的恒星绕着一个10^6兆太阳质量的黑洞旋转，其辐射能量可能达到~2*10^{52}尔格。我们还发现，一个逆行（反时针）的黑洞自旋的冲击引起的圆化时间尺度短（长）比一个非旋转的黑洞在两种冷却情况下。在辐射有效冷却的情况下，圆化时间尺度非常长，并且对黑洞自旋也很敏感。具体而言，Lense-Thirring扭矩引起动态重要的节点进动，这大大延迟了碎片的循环。另一方面，在辐射效率低的情况下，节点进动太慢而不能产生可观察的签名。我们还讨论了我们的模拟和抛物线的TDEs，大多数恒星潮汐中断的特点之间的关系。
2016-09-08 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Cold Debris Disk Surveys I. Host Star Properties
Smithsonian Astrophysical Observatory（史密森尼天体物理台）；University of Utah（犹他大学）；NSF’s NOIRLab（美国国家科学基金会NOIR天文台实验室）
本文通过斯皮策和赫尔谢尔的数据调查冷尘埃盘，分析主星性质及伴星频率，探讨恒星活动指标相关性，并计划研究红外过量与宿主恒星属性的关系。
2026-03-12 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Environmental effects on nearby debris discs
本文利用赫歇尔 DUNES 和 DEBRIS 巡天数据研究星际介质对邻近 FGK 矮星碎片盘的影响，发现碎片盘出现率和光度随恒星相对本地星际介质的空间速度增大而下降，且盘形态与空间速度相关，支持星际介质塑造碎片盘演化的假设。
2025-02-05 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Detection of a Nearby Halo Debris Stream in the WISE and 2MASS Surveys
结合宽视场红外巡天探测器全天发布与2MASS点源目录，我们发现附近，中等金属贫恒星碎片流跨越24度的南部天空。我们命名为Alpheus的溪流，估计距离约为1.9 kpc。它的位置、方向、宽度、估计的金属丰度，以及在某种程度上它的距离，都与人们对南部球状星团NGC 288的潮汐尾的预期大致一致。
2013-04-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Partial Stellar Disruption by a Supermassive Black Hole: Is the Lightcurve Really Proportional to $t^{-9/4}$?
一颗恒星被一个超大质量黑洞潮汐分裂，以及被分裂的碎片随后被那个黑洞吸积，提供了一种直接的方法来研究否则会静止的星系的内部区域。这些潮汐破坏事件（TDEs）正在以不断增加的速度被发现。我们提出了一个模型的潮汐中断碎片从部分TDE的演变，其中一个恒星的核心生存最初的潮汐相遇，并继续施加引力影响的潮汐剥离碎片的扩展流。我们使用这个模型表明，渐近回落率的材料的黑洞在部分TDE规模为$\propto t^{-2.26\pm0.01}$，是有效的独立的质量的核心，生存的遭遇，我们还估计在TDE接近这种渐近缩放的速度作为核心质量的函数。这些发现表明，如果恒星被完全破坏，从TDE到黑洞的晚期吸积速率下降为$t^{-5/3}$，或者如果留下核心，则下降为$t^{-9/4}$。我们强调，以前的调查没有恢复这一结果，由于开普勒的能量周期关系的碎片轨道，这是不再有效时，一个幸存的核心产生的时间依赖性，引力势的假设。在当前的宽场调查时代，回落率的这种二分法对TDE的特征信号具有重要影响。
2019-09-04 astro-ph.GA astro-ph.HE
Tidal disruption of globular clusters in dwarf galaxies with triaxial dark matter haloes
利用N体模拟研究了矮球状星系中球状星团的潮汐演化。我们的模型采用了宇宙学动机的情况下，dSPH近似的静态NFW晕与三轴形状。我们将我们的模型应用于五个GC，跨越三个数量级的恒星密度和两个质量，选择代表的五个GC表现出的天炉座dSph的属性。我们发现，只有代表天炉座最低密度GC（F1）的物体才能被天炉座的内部潮汐场完全破坏-即使它们的轨道衰减到天炉座的中心，四个密度更大的星系团也能生存下来。对于一个大的轨道和投影角，我们研究的空间和速度分布的恒星碎片沉积在完全破坏的F1类GC。我们的模拟显示，在低表面亮度（>26 mag/arcsec ^[2]）下，这些碎片表现为壳层、孤立的团块和拉长的过密度，这让人想起在几个MW dSphs中观察到的亚结构。这些特征是由星系势的三轴性引起的，不会随着时间的推移而消失。碎片的运动学在很大程度上取决于前身的轨道。与盒和共振轨道相关的碎片不显示流运动，如果视角垂直/平行于祖先的轨道平面，则可能比dSph的场群“更冷”/“更热”。与此相反，与环轨道相关的碎片显示出的旋转速度，可能是从星系中心检测到几个千秒差距。化学标记，可以区分GC碎片场星可能会揭示是否合并的GC有助于形成多个恒星组件中观察到的dSphs。
2009-05-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Finite, Intense Accretion Bursts from Tidal Disruption of Stars on Bound Orbits
利用三维光滑粒子流体动力学模拟方法，在准牛顿势下，研究了在束缚轨道上接近超大质量黑洞的潮汐破裂恒星的吸积过程.我们发现，有一个临界值的轨道偏心率低于该值的所有恒星碎片仍然束缚在黑洞。对于高但亚临界的偏心率，所有的恒星质量在有限的时间内被吸积到黑洞上，导致与典型的$t^{-5/3}$质量回落率的显著偏差。当一颗恒星在一个中等偏心的轨道上，并且它的近心距离在潮汐破裂半径的深处时，由于相对论性岁差，碎片流可能会有几个轨道交叉。这就消耗了激波中的轨道能量，使碎片流迅速循环，形成吸积盘。由此产生的吸积率大大超过了爱丁顿率，并与$t^{-5/3}$的正则吸积率有很大的不同。相比之下，有很少的耗散，由于轨道交叉的等效模拟与纯牛顿势。这表明，广义相对论岁差是至关重要的吸积盘的形成，通过圆形的恒星碎片从恒星的中等偏心轨道。
2012-10-04 astro-ph.GA astro-ph.HE gr-qc
The remnants of galaxy formation from a panoramic survey of the region around M31
在等级宇宙学模型中，星系通过不断吸积较小的星系而增加质量。这些系统的潮汐破坏预计会导致星系周围松散的恒星，距离达到中心盘半径的$10 - 100$倍。这一过程遗留下来的物质的数量、光度和形态为星系形成历史提供了重要线索，但由于其内在的模糊性和巨大的范围，很难对这些成分进行全面的调查。在这里，我们报告了仙女座星系（M31）的全景调查。我们探测到的恒星和相干结构几乎可以肯定是被M31潮汐场摧毁的矮星系的残余。一项对幸存的M31卫星的更好的普查表明，M31卫星中有四分之三的卫星比$M_V < -6$亮，有待发现。最明亮的伴星三角座（M33）被一个恒星结构所包围，这为最近与M31的相遇提供了有说服力的证据。这幅星系结构的全景图直接证实了等级星系形成模型的基本原理，并揭示了M31和M33在不断积累星系中的共同历史。
2009-09-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
A machine--vision method for automatic classification of stellar halo substructure
由分裂卫星形成的潮汐碎片结构包含了关于星系组装历史的重要线索。迄今为止，这些结构的研究一直受到阻碍，依赖于通过眼睛识别和形态分类，这使得他们的解释显着不确定。在这项工作中，我们提出了一种新的机器视觉技术的基础上的子空间约束均值漂移（SCMS）算法，可以自动执行这些任务。SCMS发现定义子结构形态的高密度“脊”的位置。识别后，正交系列密度估计的系数被用来分类点的山脊之间的连续壳状或流状碎片，从全球形态分类可以确定的一部分。我们称这个过程子空间约束的无监督结构检测（SCUDS）。通过应用这个工具来控制N-体模拟的未成年人合并，我们证明了提取的分类对应于良好的理解相混合的基本物理。SCUDS应用于解决恒星星族数据从不久的将来的调查将告知我们的星系恒星晕的积累的理解。
2018-11-26 astro-ph.GA astro-ph.IM
Hot Grain Dynamics by Electric Charging and Magnetic Trapping in Debris Disks
最近在主序星附近发现的热尘埃颗粒已成为碎片盘科学界的热点问题。热粒子一定是在它们的升华区附近大量积累起来的，但如此高浓度的热粒子是如何维持的，这是一个谜。最困难的难题是，热尘埃颗粒的大小估计在亚微米范围内，而亚微米大小的颗粒会被恒星辐射压力瞬间从近恒星环境中冲走。一个和唯一的机制提出延长热颗粒在近恒星环境中的停留时间是捕获的带电纳米粒子的恒星磁场。我们重新审视模型的磁性颗粒捕获周围的主序星的各种光谱类考虑到升华和带电的颗粒。磁性颗粒捕获模型预测，热尘埃颗粒存在于高自转速度和中等磁场强度的主序星附近。相反，我们发现热尘埃颗粒的探测与中心恒星的自转速度和恒星的磁场强度无关。我们对带电颗粒的数值计算表明，在主序星附近亚微米级颗粒的表面电势通常为4-5 V，这比磁性颗粒捕获模型假设的值小一个数量级。根据我们对恒星附近尘埃颗粒升华的数值模拟，事实证明，它们的生命在一个比回转半径处一次旋转周期短得多的时间尺度内因升华而结束。因此，通过磁捕集动态地延长热颗粒在升华区内的停留时间是不可行的。
2018-08-10 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
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
