Metallicity distribution of the progenitor of the Giant Stellar Stream in the Andromeda Galaxy
巨大恒星流（GSS）是仙女座星系（M31）晕中一个显著的潮汐特征，代表着一个卫星星系正在毁灭。在本文中，我们研究的GSS的形成，通过详细的数值模拟的潮汐破坏的祖系统。假设该流产生于M31与一个恒星质量为$10^{9}M_{\odot}$的矮球状星系的一次合并事件，我们成功地再现了GSS的动力学性质。由于沿着溪流的金属丰度分布已经根据观察结果（PAndAS和AMIGA数据集）得到了很好的确定，因此我们使用蒙特卡罗模拟来重建矮祖先的原始金属丰度分布。我们发现，一个祖矮星系的径向金属丰度梯度为负，$Δ$ FeH = - $0.3 \pm 0.2$，再现了所观察到的GSS属性之间的时间2.4和2.9 Gyrs合并。我们还表明，所观察到的双峰金属丰度分布沿流是一个短暂的结构所造成的独特的合并情况下，两组流星在相反的方向移动，相交产生的高峰。
2022-01-26 astro-ph.GA
Could the Magellanic Clouds be tidal dwarves expelled from a past-merger event occurring in Andromeda?
麦哲伦云通常被认为是银河系卫星系统中的异常值，因为它们是不规则的和富含气体的星系。从它们大的相对运动来看，它们很可能是第一次经过银河系附近，可能来自本星系群的另一个区域或其外围。M31在过去可能处于合并阶段，我们调查大麦云云是否可能是在这次事件中被驱逐的潮汐矮星。这种假设是测试的框架下，目前的测量和不确定性的相对运动的LMC和M31。我们的方法是使用数千种不同的配置来跟踪LMC轨迹，这些配置对相应的参数空间进行采样。我们发现了几种配置，让LMC在50千秒差距从M31，4.3至8 Gyrs前，根据所采用的银河系晕的形状。对于所有的构型，在这样一个位置的LMC速度总是略大于在这样一个半径的逃逸速度。最好的解决方案对应于一个球形到扁长的银河系晕，预测M31的横向运动小于107公里/秒，并下降到接近零的值。我们的结论是，从目前的测量，麦哲伦云很可能是潮汐矮星驱逐前合并事件发生在M31。
2010-10-19 astro-ph.GA
Are disks of satellites comprised of tidal dwarf galaxies?
人们发现，附近星系的卫星可以形成扁平的共同旋转结构，称为卫星盘或卫星平面。它们的存在是目前标准暗物质宇宙学中的星系形成模拟所不期望的。相反，修正引力提供了一个有希望的替代方案：卫星盘中的物体是潮汐矮星系，即由相互作用星系的潮汐尾形成的小星系。介绍完这个主题后，我们在这里回顾了我们模拟银河系和仙女座星系卫星盘形成的工作。对模拟的初始条件进行了调整，以再现观测到的星系的位置、速度和盘方向。模拟显示，这些星系在6.8 Gyr前有过一次近距离飞越。银河系产生的潮汐尾之一被仙女座捕获。它形成了一个类似于仙女座卫星盘的粒子云，其大小，方向，旋转和质量。银河系也形成了一个卫星盘的暗示。此外，这次碰撞在模拟银河系的圆盘中引起了一个弯曲，它的大小和方向与真实的弯曲相似。我们在这里提出的，第一次，自行车的成员磁盘的卫星仙女座预测我们的模拟。最后，我们指出了一些剩余的悬而未决的问题，这一假说形成的磁盘卫星带来。
2021-11-09 astro-ph.GA
Stellar Stream and Halo Structure in the Andromeda Galaxy From a Subaru/Hyper Suprime-Cam Survey
本文利用斯巴鲁望远镜上的Hyper Suprime-Cam对仙女座星系晕（M31）西北部进行了宽深测光。该巡天覆盖了9.2度$^{2}$场的$g$、$i$和$NB515$波段，并显示了M31晕星的一个清晰的红巨星分支（RGB）和一个明显的红团（RC）特征。RC星的空间分布显示了一个突出的流的功能，西北（NW）流，和一个弥漫的子结构在南部的一部分，我们的调查领域。我们估计的距离的基础上的RC方法，并获得$(m-M)$ = 24.63 $\pm 0.191$（随机）$\pm0.057$（系统）和24.29 $\pm 0.211$（随机）$\pm0.057$（系统）磁分别为NW流和扩散子结构，这意味着NW流位于M31的后面，而扩散子结构位于前面。我们还估计了沿西北流的视线距离，发现流的南部是$\sim$ 20千秒差距更接近我们相对于北部。由等时线拟合的彩色星等图推断的北西西流的距离支持RC距离，但对$NB515$选择的RGB星估算的TRGB距离与之不一致，发现北西西流中RC星的表面数密度分布近似为高斯分布，其半高宽为$\sim$ 25 arcmin（5.7千磅/平方英寸），向西南侧略有倾斜。沿西北流的结构复杂，包括数量密度的变化和流中的显着差距。
2017-12-11 astro-ph.GA
A detailed star formation history for the extremely diffuse Andromeda XIX dwarf galaxy
我们目前的深度成像的超弥漫仙女座XIX矮星系从哈勃太空望远镜的高级相机的调查，解决其恒星星族低于最古老的主序关闭。我们得出一个完整的恒星形成历史的星系使用匹配，并没有发现恒星形成的证据，在过去的8 Gyr。我们计算了$τ_{90}=9.7\pm0.2$ ~Gyr的淬灭时间，表明仙女座~XIX很早就停止了恒星的形成。这种早期淬灭，加上它极大的半光半径，低密度的暗物质晕和低于预期的金属丰度，使它成为本星系群中一个独特的星系，并提出了关于它如何形成的问题。早期的淬火时间使我们能够排除来自爆发性恒星形成的反馈，以此来解释其弥漫的恒星星族和低密度的暗物质晕。我们发现，扩展的恒星星族，低密度晕和恒星形成可以解释由潮汐相互作用（如潮汐冲击）或后期干合并，后者也解释了它的低金属丰度。自行和详细的丰度将使我们能够区分这两种情况。
2022-09-26 astro-ph.GA
The PAndAS Field of Streams: stellar structures in the Milky Way halo toward Andromeda and Triangulum
我们揭示了高度结构化的性质，银河系恒星晕内的足迹的PAndAS光度调查蓝色主序星和主序星关闭。我们映射不少于五个恒星结构的日心范围内~5至30千秒差距。其中一些是已知的（麒麟座环，双鱼座/三角座球状星团流），但我们也发现了三个定义明确的恒星结构，它们可能至少部分地负责所谓的三角座/仙女座和三角座/仙女座2特征。特别是，我们跟踪一个新的微弱的恒星流位于日心距离~17千秒差距。它的表面亮度约为32-32.5 mag/arcsec ^[2]，其轨道几乎平行于M31以北的银道面，因此迄今为止，银河系晕的巡天观测都无法观测到它，因为这些巡天观测往往会避开由银道盘主导的区域。调查我们的后续光谱观测的PAndAS，我们偶然发现径向速度签名的颜色和大小兼容的流的恒星。从八个可能的成员星的速度，我们表明，这种恒星结构是动态冷，与未解决的速度色散低于7.1公里/秒，在90%的置信水平。随着流的宽度（300-650 pc），它的动力学指向矮星系吸积的起源。我们可以在银河系5至30 kpc之间的恒星晕中绘制出许多恒星结构，它们不同的形态证明了这些中等距离恒星晕的复杂性质。
2014-03-19 astro-ph.GA
Seen and unseen tidal caustics in the Andromeda galaxy
间接探测来自暗物质相互作用的高能粒子是了解更多关于暗物质的有希望的途径，但由于这些粒子的高能天体物理源与假定的高密度暗物质区域经常重合而受到阻碍。我们计算的助推因子和伽马射线通量从暗物质与两个壳状焦散线的发光潮汐碎片最近发现的仙女座星系周围，假设暗物质是自己的超对称反粒子。这些壳层特征可能是通过伽马射线间接探测暗物质的一个很好的候选者，因为它们远离星系中心的主要混淆源，而且因为壳层的形状表明大部分质量都堆积在远心附近。使用一个数值估计专门校准，以估计密度在N体表示与尖锐的功能和先前确定的N体模型的壳，我们发现，最大的助推因子确实发生在壳，但只有百分之几。我们还发现，伽马射线通量是一个数量级太低，以费米探测到可能的暗物质参数，约2个数量级的信号，将来自矮星系，产生壳的N体模型。我们进一步表明，径向密度分布和相对径向间距的壳，无论是在黑暗或明亮的物质，是相对不敏感的宿主星系的潜力的细节，但在一个可预测的方式依赖于祖先星系的速度色散。
2010-10-19 astro-ph.GA astro-ph.HE
The remnant of a merger between two dwarf galaxies in Andromeda II
在引力的驱动下，像星系和星系团这样的大质量结构被认为通过较小系统的分层合并和吸积而不断增长。吸积事件的观测证据是由穿过大质量星系（例如银河系或仙女座星系）外晕的相干恒星流提供的。在类似的质量尺度上，在恒星的$10^{11}$太阳质量附近，合并活动的进一步观测证据也是充足的。低质量星系的合并被认为是星系形成的分级过程，但迄今为止还没有发现恒星质量小于$10^9$太阳质量的星系。在这里，我们报告的恒星流的运动学检测在仙女座的卫星星系，矮球状星系仙女座II，它的质量只有$10^7$太阳质量的恒星。流的性质表明，我们正在观察两个矮星系合并的残余。这对残骸的动力学产生了巨大的影响，残骸现在正围绕着它的投影主轴旋转。仙女座II的恒星流说明了星系形成的无标度特征，直到最低的星系质量标度。
2014-02-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dissipative Dark Matter and the Andromeda Plane of Satellites
我们表明，耗散暗物质可以潜在地解释大观测质量与光的比例的矮卫星星系，已被观察到在最近确定的平面结构仙女座周围，这被认为是由于在星系合并的潮汐力。然而，由普通圆盘产生的矮星系将是暗物质贫乏的，银道面内的暗物质不仅提供了暗物质的来源，而且由于暗物质的较低速度，它更容易被束缚。这个最初的N体研究表明，在重子盘中有一个薄的暗物质盘，当潮汐力拉出与暗盘的图姆雷不稳定性尺度相似的斑块时，可以产生高达O（30）的质光比。将需要一个完整的模拟来确认这一结果。
2014-12-04 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
The origin of the metallicity distributions of the NE and W stellar shelves in the Andromeda Galaxy
本文通过数值模拟M31与卫星星系的并合，探究了仙女座星系东北和西恒星壳层及巨型恒星流的起源，发现具有负径向金属丰度梯度的单一 progenitor 能成功重现观测到的化学动力学性质。
2023-11-24 astro-ph.GA
J-ATLAS: Javalambre Andromeda and Triangulum Legacy Astrophysical Survey
Centro de Estudios de Física del Cosmos de Aragón (CEFCA)（阿拉贡宇宙物理研究中心）；Instituto de Astrofísica de Andalucía, CSIC（安达卢西亚天体物理研究所，西班牙国家研究委员会）
J-ATLAS拟开展M31-M33系统宽场光学光谱巡天，通过先导巡天验证关键技术后将绘制星系外围结构并约束多种天体物理参数。
2026-07-30 astro-ph.GA
The survey of planetary nebulae in Andromeda (M31) III. Constraints from deep planetary nebula luminosity functions on the origin of the inner halo substructures in M31
仙女座（M31）星系在其内晕中显示出几个子结构，其起源是吸积卫星的残余或预先存在的盘的扰动，这些子结构在其恒星星族（SP）的性质中编码，在其深[OIII] 5007的行星状星云光度函数（PNLF）上留下痕迹。通过表征PNLF的形态，我们约束它们的起源。从我们的54平方米。°的通过对M31的深窄波段[OIII]巡天，我们在M31盘中识别出行星状星云（PNe）和六个主要的内晕子结构--巨流、东北陆架、G1-丛、北丛、西陆架和流-D。我们从累积拟合中测量PNLF参数，并统计比较每个子结构和椎间盘中的PNLF。我们链接的PNLF参数和那些大麦云云公布的金属丰度和年龄测量的父SP。这些子群的PNLF亮截止（$M^{*}$）的绝对星等跨越了一个显著的星等范围，尽管具有相似的距离和视线消光。巨流、W-大陆架和流-D PNLF的$M^{*}$比PN演化模型对母SP金属丰度的预测更微弱。PNLF的暗端斜率随着M31区域和大麦哲伦星云中小于5 Gyr的恒星质量的减少而线性增加。从它们的PNLF来看，巨流和东北大陆架与坠落卫星的恒星碎片一致，而G1团似乎与合并前的圆盘有关。子结构的SP与模拟2- 3 Gyr前在M31发生的单一大规模合并事件所预测的SP一致。Stream-D有一个不相关的、独特的起源。此外，这项研究提供了独立的证据表明，PNLF的暗端优先填充由老恒星演化而来的PNe。
2021-01-28 astro-ph.GA
Does the dwarf galaxy system of the Milky Way originate from Andromeda?
当地集团通常被视为一个平静的环境，没有重大的合并事件。然而，一个古老的大合并可能发生在最大的星系中。数值模拟表明，在富含气体的主要合并过程中形成的潮汐尾是长寿的，可能是古老恒星流的原因，并可能导致潮汐矮星系（TDG）的形成。使用几个流体动力学模拟，我们研究了最突出的潮汐尾形成的第一次通过，这是丰富的气体，并包含旧的和金属贫星。在将它的位置和运动与银河系（MW）和麦哲伦云（MC）进行比较后，我们发现了几个惊人的巧合。首先，潮汐尾扫过的是MW所在的相对较小的体积。由于合并的几何形状在某种程度上是由巨流（GS）的各向异性特性固定的，我们估计MW与这个巨大的潮汐尾在这样一个renewal-vous的机会是5%。其次，潮汐尾的速度与大麦哲伦星系的自行相匹配，并且很好地再现了MW矮星的几何和角动量特性，即所谓的卫星盘，更好地称为VPOS。第三，潮汐尾的模拟揭示了一个形成的TDG的质量和位置几乎可比的LMC。然而，我们目前的建模是太有限的，研究详细的相互作用的气体丰富的TDGs的潜力的MW，和一个补充的研究是必要的，以测试是否可以占我们的情况下，矮固有的属性。然而，这项研究表明，在M31位置的一个古老的、富含天然气的主要合并与本地群、GS、VPOS和MC的存在之间存在因果关系。
2012-09-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Formation of the Andromeda Giant Stream: Asymmetric Structure and Disc Progenitor
我们专注于仙女座星系（M31）晕中发现的过去较小合并的证据。以前的N体研究在产生观测到的巨大恒星流（GSS）和M31晕中的恒星壳方面取得了一定的成功。观测到的恒星在M31晕中的分布显示出GSS表面亮度分布的不对称性;然而，祖星系的形态对GSS内部结构的影响需要进一步的理论研究。为了研究GSS中特征表面亮度与祖先矮星系形态之间的物理联系，我们在N体模拟中系统地改变了盘状矮星系的厚度，旋转速度和初始倾角。观察到的结构的形成似乎是由祖先的旋转。除了再现所观察到的GSS和两个壳的详细信息，我们预测进一步的观察额外的结构。我们预测的可探测性的祖先的恒星核心的相空间密度分布，方位角的金属丰度梯度的西部壳状结构和一个额外的扩展壳在西北方向，可能会限制祖星系的属性。
2016-10-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Andromeda galaxy's most important merger about 2 billion years ago as M32's likely progenitor
虽然仙女座星系（M31）的邻近提供了一个了解合并如何影响星系的机会，但关于M31最重要的合并仍然存在不确定性。先前的研究分别集中在巨大的恒星流或M32对M31盘的影响上，从而提出了许多重要的卫星相互作用。然而，M31的盘面加热模型和M31外围不同潮汐子结构的恒星星族之间的相似性都表明了一个单一的大合并。M31的恒星晕（其外部低表面亮度区域）是由卫星的潮汐碎片形成的，并提供了有关其重要合并的信息。在这里，我们使用星系形成的宇宙学模型来证明，M31的大质量和富含金属的恒星晕，包含了中等年龄的恒星，大大缩小了允许相互作用的范围，需要一个单一的主导合并与一个大星系（恒星质量约为2.5 x 10^10太阳质量，本星系群的第三大成员）约2 Gyr前。这个单一的事件解释了许多以前被单独考虑的观测结果：M31的致密且富含金属的卫星M32可能是分裂星系的剥离核心，其旋转的内部恒星晕包含了大部分合并碎片，巨大的恒星流可能是在合并过程中被抛出的。这种相互作用可以解释M31在大约2 Gyr前的恒星形成的全球爆发，其中大约五分之一的恒星形成。此外，M31的盘和凸起已经就位，这表明这种规模的合并不需要对星系结构产生显着影响。
2018-07-23 astro-ph.GA
The prolate dark matter halo of the Andromeda galaxy
我们使用和推广Hayashi & Chiba开发的非球形质量模型，对仙女座星系中暗物质晕的整体形状提出了新的限制，并将我们的结果与冷暗物质（CDM）模型的理论预测进行了比较。这是由于CDM模型预测了非球形的维里化暗晕，这反映了星系尺度上的质量组装过程。将我们的模型应用到仙女座晕中的球状星团和矮球状星系的最新运动学数据中，我们发现仙女座最合理的情况下，其黑暗的晕产生一个长球形，无论假设的密度分布。我们还发现，这长形的暗晕在仙女座是一致的理论预测，其中的卫星分布各向异性和优先位于沿主轴的主机晕。它反映了银河系暗物质晕和宇宙网之间的密切联系。因此，我们的研究结果是深刻的理解在仙女座晕示踪剂的内部动力学，如潮汐恒星流的轨道演化，通过其对流结构的动力学影响，在提取CDM subhalos的丰度发挥重要作用。
2014-06-20 astro-ph.CO 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
Statistical detection of a tidal stream associated with the globular cluster M68 using Gaia data
提出了一种基于极大似然的潮流搜索和轨道拟合方法，并将其应用于Gaia数据。测试的方法进行显示如何模拟流产生的潮汐剥离的星团被恢复时，添加到模拟的盖亚目录。该方法可应用于搜索与已知祖先相关联的流或在一般目录中进行盲搜索。作为第一个例子，我们将该方法应用到球状星团M68，并检测到它的清晰的潮汐流伸展整个北银河半球，并通过5 kpc的太阳。这是迄今为止探测到的离我们最近的潮汐流之一，并且非常有希望为银河系引力势提供新的约束，为此我们提出了初步的拟合，发现一个与其他观测结果一致的略扁的暗晕。我们将M68的潮汐流与Ibata等人先前发现的Fjörm流进行了鉴别，确认潮汐流中包含的恒星与M68的HR图一致。我们提供了115颗最有可能成为星流成员的恒星，它们应该是后续光谱研究的主要目标。
2020-10-27 astro-ph.GA
Observation of HI around three satellite galaxies of the M31 with the FAST: Andromeda II, NGC 205, and NGC 185
利用FAST对M31的三颗卫星星系进行高灵敏度HI观测，发现仙女座II周围的C形HI弧、NGC 205东北方向的潮汐流候选体，并确认NGC 185无额外HI，为理解卫星星系演化及其与M31的相互作用提供了新证据。
2024-09-03 astro-ph.GA
Probabilistic model for constraining the Galactic potential using tidal streams
我们提出了一个生成概率模型的潮汐流，并演示了如何使用这个模型来约束银河系的潜力。该模型利用流在角度和频率空间中的简单结构来获得正确的势。我们研究了该方法如何在完整的6D模拟流数据和包含离群值的模拟数据上执行。目前制定的技术是计算成本高时，应用于数据与大的观测误差，但我们描述了几个修改，承诺使技术计算上易处理。
2014-06-13 astro-ph.GA
On the dynamics of tidal streams in the Milky Way galaxy
本文简要介绍了银河系天体物理学的发展历史，并解释了星系晕亚结构的起源。我们激励我们的潮汐流的研究，强调严格的约束，潮汐流的轨迹分析可以放置在银河系的潜力的形式。我们讨论了根据潮汐流观测重建轨道的问题。我们升级了Binney（2008）和Jin & Lynden-Bell（2007）报告的方案，该方案使用径向速度测量从流中重建轨道，以允许其使用错误的输入数据。升级后的算法可以校正观测的统计误差和由于流没有描绘出单个轨道而导致的系统误差，并且在高质量但现实的输入数据下，它可以相当准确地诊断潜力。我们通过推导一种新的算法来补充Binney（2008）的工作，该算法使用自行数据而不是径向速度从流中重建轨道。我们表明，新的算法具有类似的潜力诊断银河系的潜力。我们探讨银河视差的概念，这与我们的自行研究有关。银河视差法可以用三角距离计算出40倍于传统视差法的恒星距离，尽管它的适用范围仅限于潮汐流中的恒星。我们从第一原理出发研究潮汐流形成和传播的机制。我们发现，潮汐流的力学有一个自然的表达作用角变量。我们发现，潮汐流在现实的星系潜力一般不会划定轨道，并试图约束银河系的潜力，假设他们可以导致大的系统误差。我们表明，我们可以准确地预测流的真实空间轨迹，即使它们与轨道显着不同。
2010-10-16 astro-ph.GA
Tidal streams around galaxies in the SDSS DR7 archive
上下文等级结构形成模型预测较小的卫星星系吸积到更大质量的系统上，这个过程应该伴随着可见的较小同伴的解体，例如，在潮汐流中。目标。为了验证和量化这种情况下，我们已经制定了一个搜索策略，低表面亮度潮汐结构周围的样本474星系使用斯隆数字巡天DR 7档案。方法.从SDSS档案中获取的校准图像以自动方式进行处理，并目视检查可能的潮汐流。结果我们能够提取表面亮度水平从\sim 24到28 mag arcsec-2的结构。发现并测量了大量潮汐流。它们的表观长度随着它们似乎处于不同的吸积阶段而变化。结论.至少有6%的星系显示出明显的流状特征，总共有19%的星系显示出微弱的特征。几个个案进行了描述和讨论。
2011-09-26 astro-ph.GA
Impact of the Galactic bar on tidal streams within the Galactic disc: The case of the tidal stream of the Hyades
本研究探讨了银河系棒对盘内潮汐流的影响，以毕星团潮汐流为例，发现盘非轴对称性显著影响潮汐流形态，并指出当前毕星团流候选成员在200 pc外不可靠。
2023-09-11 astro-ph.GA
Candidate members of the Pal 5, GD-1, Cetus Polar, and Orphan tidal stellar halo streams from Sdss DR9, Lamost DR3 and APOGEE catalogues
我们提出了候选成员的105，GD-1，鲸鱼座极地，和孤儿潮汐恒星流发现在LAMOST DR 3，SDSS DR 9和APOGEE目录。在LAMOST DR 3中，我们分别找到了GD-1、Cetus Polar和Orphan的20、4和24个高置信度候选者。我们还列出了SDSS DR 9光谱目录59，118，10个高置信度的候选潮汐流鲸鱼座极地，孤儿和115，分别。此外，我们发现7个高置信度的候选人的2005年潮流的APOGEE数据。与SDSS相比，LAMOST DR 3的新候选者更亮，因此可以探索更多的色星等图，包括巨星分支。SDSS数据的分析表明，有3个金属丰度峰值的孤儿流，也显示出一些空间分离。LAMOST数据证实了这条溪流中的多种金属含量。由高分辨率的APOGEE仪器给出的1995年潮汐流的金属丰度为[Fe/H] $\sim -1.2$，高于先前由SDSS光谱给出的值。许多以前未识别的流成员首次与现有成员一起在这里列表，使未来的研究人员能够进一步限制这些物体在银河系暗物质势内移动时的轨道。
2017-03-21 astro-ph.GA
Discovery of an Extremely Luminous Type II Cepheid in the Andromeda Giant Stellar Stream: Evidence for a Hierarchical Triple with an Inner Binary Merger
National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；School of Astronomy and Space Science, University of the Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文与空间科学学院）；South-Western Institute for Astronomy Research, Yunnan University（云南大学西南天文研究所）；Institute for Frontiers in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（北京师范大学前沿天文与天体物理研究所）；School of Physics and Astronomy, Beijing Normal University（北京师范大学物理与天文学院）
发现极亮II型造父变星，提出其源于分层三合星系统，通过双星合并形成
2026-01-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Stellar Tidal Stream Survey
大质量星系和它们的矮卫星之间的合并和潮汐相互作用是拉姆达-冷暗物质宇宙学的基本预测。这些事件被认为影响了整个宇宙历史中的星系演化，并提供了重要的结构形成的观测诊断。本星系群中的恒星流是目前卫星中断的壮观证据。然而，在我们周围的宇宙中构建一个重要的潮汐流样本已经被证明是一个艰巨的观测挑战，它们对加深我们对星系形成的理解的潜力还有待实现。在过去的十年中，恒星潮汐流调查已经获得了附近银河系模拟星系的深，宽视场图像，使用机器人业余望远镜网络，首次揭示了它们晕中的各种大规模潮汐结构。我讨论了这个项目的主要成果和未来的计划进行动态研究发现的流。
2018-11-30 astro-ph.GA
Long Tidal Tails of NGC 5024 Hidden in LMS-1 and NGC 5053 Tidal Streams
Inner Mongolia University（内蒙古大学）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉古纳大学）；Institute for Frontiers in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（北京师范大学前沿天文与天体物理研究院）
研究通过改进匹配滤波器在盖亚DR3数据中发现与NGC 5024相关的长潮汐尾，利用自行、金属丰度及径向速度区分其与NGC 5053和LMS - 1的流，为NGC 5024周围存在广泛潮汐尾提供首个有力证据。
2026-07-27 astro-ph.GA
A detailed study of Andromeda XIX, an extreme local analogue of ultra diffuse galaxies
中心表面亮度为每平方米$μ_0=29.3$磁Andromeda XIX（And XIX）是仙女座的一颗非常弥散的卫星，直径约为100 arcsec，半光半径约为$r_{\rm half}=3.1^{+0.9}_{-1.1}$ ~kpc。我们目前的光谱$\sim100$红巨星分支恒星在这个星系，加上16颗恒星在附近的恒星流。有了这个精致的数据集，我们重新推导出和XIX的属性，测量$v_r=-109.0\pm1.6$ km/s的系统速度和$σ_v = 7.8^{+1.7}_{-1.5}$ km/s的速度分散（高于我们以前的工作）。我们沿${\rm d}v/{\rm d}r = -2.1\pm1.8$ km/s kpc $^{-1}$的长轴略微检测到速度梯度。我们发现它的质光比比高于可比恒星质量的星系（$[M/L]_{\rm half} = 278^{+146}_{-198}M_\odot/L_\odot$），但它的动力学将其置于与这些星系类似的总质量的晕中。这可能表明And XIX是一个“膨胀”的矮星系，其性质已被潮汐过程改变，类似于银河系的对应物Antlia II。对于附近的流，我们测量$v_r=-279.2\pm3.7$ km/s和$σ_v=13.8^{+3.5}_{-2.6}$ km/s。我们测量了它的金属含量，发现它比And XIX更富含金属，这意味着这两个特征是无关的。最后，…
2019-11-19 astro-ph.GA
A spectroscopic survey of EC4, an Extended Cluster in Andromeda's halo
我们提出了一个光谱调查的候选红巨星分支恒星的扩展星团，EC 4，发现在晕的M31从我们的CFHT/MegaCam调查，重叠的潮汐流，流Cp和流铬。这些观测使用了安装在凯克II望远镜上的深度成像多目标光谱仪（DEIMOS），以获得Ca II三重态区域周围的光谱，分辨率约为1.3埃。在距离EC 4中心2个核半径范围内，位于红巨星分支上的6颗恒星的平均vr=-287.9 ^{+1.9}_{-2.4}km/s，速度色散为2.7^{+4.2}_{-2.7}km/s（考虑仪器误差）。得到的EC 4的质光比为M/L=6.7^{+15}_{-6.7}Msun/Lsun，这个值在我们推导的1 sigma误差范围内与球状星团一致。从我们的成员星的总光谱中，我们发现EC 4是贫金属的，[Fe/H]=-1.6+/-0.15。我们讨论了几个形成和演化的情况下，可以解释我们的运动学和金属丰度的限制EC 4，并得出结论，EC 4是最具可比性的扩展球状星团。我们还比较了运动学和金属丰度的EC 4流Cp和流铬，并发现，EC 4承担一个惊人的相似流Cp的速度，这两个结构是相同的，在他们的光谱和光度金属丰度。由此我们得出结论，EC 4可能与流Cp有关。
2009-03-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Simulating tidal streams in a high resolution dark matter halo
我们模拟潮汐流的存在和不存在的子结构内的零红移快照的通过Lactea II（VL-2）模拟。利用晕轮探测器对VL-2高分辨率暗物质晕内的暗晕进行了分离和去除，并利用自洽场方法分别计算了主晕和所有暗晕的势能。这使我们能够直接比较潮汐流之间的一个光滑的晕和一个luorescent晕，而不假设理想化的配置文件或三轴拟合。我们模拟了一个星团的运动学，从相同的轨道位置，但两个不同的速度。虽然这两个轨道只有适度偏心，并有类似的apo和pericentric距离，我们发现，这两个流有非常不同的形态。我们的结论是，我们的模型的VL-2的潜力可以提供有关潮汐流，还没有探索以前的研究使用理想化或轴对称模型的见解。
2015-04-20 astro-ph.GA
Revisit NGC 5466 Tidal Stream with $Gaia$, SDSS/SEGUE and LAMOST
通过对$Gaia$ EDR 3、SDSS/SEGUE DR 16和LAMOST DR 8的数据挖掘，发现了NGC 5466潮汐流的11颗成员星，其中7颗是新发现的。为了剔除污染物，在天空位置、色星等图、金属丰度、自行和径向速度等方面进行了各种切割。我们将我们的数据与模拟流进行比较，模拟流是通过模拟星系团在平滑的银河系势加上大麦云云（LMC）下的破裂而产生的。模型和观测结果之间相空间的一致趋势意味着流可能受到LMC的扰动。在11颗被探测到的成员中，最远的两颗星的长度可以追溯到天空的$60^\circ$，支持并延长了先前的$45^\circ$的长度。考虑到NGC 5466是如此遥远，并且可能有比以前认为的更长的尾巴，我们预计NGC 5466潮汐流可能是限制银河系引力场的有用工具。
2022-03-25 astro-ph.GA
Astro2020 Science White Paper: Construction of an L* Galaxy: the Transformative Power of Wide Fields for Revealing the Past, Present and Future of the Great Andromeda System
大仙女座星系（M31）是近-远星系演化的连接点，也是近场宇宙学的主要数据点。由于它的接近（780 kpc），M31可以被分解成像银河系（MW）这样的单个恒星。与MW不同的是，我们拥有M31的全球视野，使M31能够用同样适用于更遥远星系的技术进行观测。此外，最近的证据表明，M31可能在最后几个Gyr的大合并中幸存下来，塑造了它的恒星晕的形态并引发了星暴，同时使恒星盘基本上保持完整。因此，MW和M31提供了互补的机会，深入研究的磁盘，晕和卫星的L* 星系。我们对M31系统的理解将在21世纪20年代发生转变，如果它们包括用于测光（类似HST的灵敏度和分辨率）和光谱学（10米级望远镜，>1平方米）的宽视场设施。°的场，高度多路复用，R~ 3000至6000）。在这里，我们专注于这些设施的力量，以约束过去，现在和未来的合并历史的M31，通过化学动力学分析和恒星形成的历史相混合的恒星吸积在早期，以及恒星在生存潮汐碎片功能，M31的扩展磁盘，和完整的卫星星系，最终将潮汐纳入晕。这将产生一个前所未有的M31系统的层次形成的视图，并将其构建成我们今天观察到的L* 星系的subhalos。
2019-04-01 astro-ph.GA
Substructures in Minor Mergers' Tidal Streams
在这项工作中，我们探讨的想法，像星团的子结构可以形成的潮汐流产生的星系小合并。我们使用$N$体和SPH模拟卫星星系与一个更大的星系的相互作用。我们研究流中的质量分布，以确定可能形成亚结构的高密度区域。我们发现，没有气体，没有子结构形成的超密度没有显示出明确的形态，也没有动力学稳定性。包括气体，我们发现，出现了几个团块，并证明是真正的长期存在的物理结构（$t \geq$ 1 Gyr）。我们分析了这些结构的轨道，年龄和质量，找到它与晕子系统的对应关系。我们的结论是，这是可能的，以形成集群状结构的潮汐流的材料，并发现证据，有利于在这些系统中存在的暗物质。
2019-08-20 astro-ph.GA
Discovery of a stellar tidal stream around the Whale galaxy, NGC 4631
我们报告了在NGC 4631的晕中发现一个巨大的恒星潮汐流，NGC 4631是一个附近的边缘螺旋星系，与螺旋星系NGC 4656相互作用，在用40厘米口径的机器人望远镜拍摄的深度图像中。该流有两个组成部分：在NGC 4631和NGC 4656之间延伸的桥状特征（stream_SE）和在NGC 4631盘的相对侧上具有延伸特征的过密度（stream_NW）。这些特征加在一起延伸超过85 kpc，并显示清晰的（g-r）颜色梯度。stream_SE相对于NGC 4631和NGC 4656的方向与这两个螺旋之间相互作用的起源不一致，更可能是卫星相遇的碎片。恒星的潮汐特征可以定性地再现在一个N体模型的潮汐中断的一个单一的，大质量的矮卫星的中等偏心轨道（e=0.6）围绕NGC 4631超过$\sim$ 3.5 Gyr，与动力学质量比（m1：m2）的~40。从流的形态建模和推断表明，这些都没有与两个螺旋之间观察到的复杂的HI潮汐特征，这可能源于最近，富含气体的吸积事件。stream_NW的详细结构表明它可能包含该流的祖先，与N体模型一致。此外，stream_NW与两个非常微弱的矮球状候选者大致对齐。NGC 4631周围的矮星系系统和潮汐流可以通过未来的后续观测为探索最近报道的本星系群旋涡星系中卫星星系的各向异性分布提供一个额外的有趣案例。
2014-10-23 astro-ph.GA
Locating the orbits delineated by tidal streams
我们描述了一种技术，发现通过银河系的轨道是一致的潮汐流的测量，考虑到潮汐流的程度不精确地描绘轨道。我们表明，如果沿着定义明确的流测量准确的视线速度，该技术可以恢复银河系的底层轨道，并高精度地预测沿着流的距离和自行。随着流的位置和速度的误差条的增长，该技术能够找到越来越多的与数据一致的轨道，预测距离和自行的不确定性增加。在天空中，沿一条长约40度、宽小于0.3度的流的径向速度数据精确到约1 km/s，沿流的距离和切向速度的精度分别为4%和5 km/s。该技术可用于诊断银河势：如果圆速度曲线实际上是平坦的，则很容易排除开普勒势和与r成比例的Phi（r）。如果有正确的暗晕径向密度分布，那么暗晕的质量可以精确到5%。
2009-07-02 astro-ph.GA
Generation of mock tidal streams
本文讨论了一种模拟潮流的生成方法。使用合奏的模拟在等时线潜力的行动和频率是已知的，我们得到一个经验的配方不断变化的卫星质量和相应的质量损失率，和喷射条件的流材料。所得到的流可以通过直接的轨道积分或作用角形式快速生成。该模型自然地在流内产生条纹特征。这些是由于祖先的径向振荡和近心附近的恒星爆发而形成的，而不是像有时建议的那样在特定的振荡阶段聚集。当可检测时，这些条纹特征是对流的运动方向的可靠诊断，并编码关于祖星及其轨道的其他信息。我们展示了几个测试的配方在交替的潜力，包括一个混乱的祖轨道的情况下，显示了显着的效果上的流的宽度。虽然特定的喷射配方可能需要调整时，如轨道或卫星密度分布的元素发生显着变化，我们的例子表明，模型潮汐流可以快速，准确地生成的模型，这种一般类型的贝叶斯采样。
2014-10-07 astro-ph.GA
Introduction to Tidal Streams
矮星系太靠近较大星系时会受到潮汐扰动;星系一侧和另一侧之间的引力差会将恒星从矮星系中撕裂出来，使它们转而围绕较大星系运行。这个过程产生了恒星的“潮汐流”，可以在银河系的恒星晕中找到，也可以在其他星系的晕中找到。本章对潮汐流进行了一般性的介绍，包括潮汐流产生的机制、潮汐流被发现的历史以及探测潮汐流的观测技术。此外，他们在解开星系形成的历史和星系中的暗物质的分布使用进行了讨论，因为是这些矮星系的卫星和磁盘的较大的星系之间的相互作用。
2021-03-07 astro-ph.GA
The Spectacular Tidal Tails of Globular Cluster M3 (NGC 5272)
本文通过自行和颜色-星等图分析，首次同时探测到球状星团M3长达35度和21度的前导与拖尾潮汐尾，并验证了其与Svöl星流的关联。
2023-06-15 astro-ph.GA
Properties of Dark Subhaloes from Gaps in Tidal Streams
根据最新的莱曼- $α$测量，无论是冷还是热，暗物质子结构谱必须延伸到质量低至$10^7 M_\odot$的物体。在一个类似银河系的星系周围，超过一千个这样的subhalo将无法形成恒星，但密度足够大，甚至可以在宿主的势阱深处生存。在那里，在恒星晕内，这些黑暗的小球将在银河系周围旅行时轰击潮汐流，对流密度分布造成微小但可识别的损害。这些流破裂的检测和表征将使我们能够约束的细节，晕下流的相互作用。在这项工作中，第一次，我们将演示如何subhalo的属性，最重要的是它的质量和大小，可以可靠地推断出它在潮汐流中产生的差距。对于一系列现实的观测设置，模仿例如SDSS，DES，盖亚和LSST数据，我们发现，它是可能的测量{ \it完整的一套}的属性（包括在飞越过程中的相空间坐标）的暗扰动与$M>10^7 M_\odot$，直到1d之间的质量和速度的简并。
2015-10-12 astro-ph.GA
Fitting orbits to tidal streams with proper motions
银河系的恒星晕似乎是一团混乱的系统，它们被潮汐拉伸成溪流。每一条流都大致描绘出银河力场中的一条轨道。在本系列的第一篇论文中，我们证明了轨道上每个点的所有六个相空间坐标都可以从轨道穿过天空的路径和沿轨道的视线速度的测量值中重建出来。在本文中，我们补充这一发现表明，轨道也可以重建，如果我们知道沿轨道的自行，而不是径向速度。我们还表明，准确的自行流星将使距离被确定的流上的点是独立的任何假设银河系的引力势。这种“银河视差”与传统的三角视差一样重要，但可以测量到更远的距离~70倍。
2009-08-14 astro-ph.GA
The Illusion of Morphology in Tidal Structures: Changes to Stellar Shells and Streams in Non-Spherical Haloes
The University of Sydney（悉尼大学）；Universität Heidelberg（海德堡大学）
研究探讨了非球形暗物质晕中潮汐结构的形态依赖性，通过分类框架区分壳层和流体结构，揭示暗物质晕形状对潮汐碎片形成和分类的影响。
2026-04-08 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
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
Sub-Halo Spreading of Thin Tidal Star Streams
本文通过类银河系宇宙学模拟研究暗物质子晕对薄潮汐星流速度弥散和宽度的影响，给出速度弥散随角距离的幂律拟合关系，并发现星流速度弥散通常随子晕数量增加而增大。
2023-07-03 astro-ph.GA
Tidal Streams in Newly Discovered Compact Elliptical (cE) Galaxies
我们提出了两个新发现的，紧凑的椭圆（cE）星系，其中表现出明确的证据，潮汐蒸汽，发现在搜索SDSS DR7。使用GALFIT导出cE的结构参数，并给出< 400 pc的有效半径。它们还拥有年轻到中等年龄的恒星星族。这两个cE提供了直接的证据，一个“吸烟枪”，潮汐剥离的过程，被认为是M32型星系的起源。两者都是在有许多晚型星系的小星系群环境中发现的，这表明我们可能在动态年轻的星系群中看到这样的星系的形成。
2010-10-05 astro-ph.GA
Detection of a 50 degree-long Trailing Tidal Tail for the Globular Cluster M5
利用光度测量和盖亚数据发布2的自行，我们探测到一个50度长的大约70颗恒星的流从晕状球状星团M5向西延伸。基于相似的距离，自行，推断的颜色-震级分布，和轨迹，我们确定这条流作为尾随的潮汐尾M5。虽然恒星的表面密度非常低（每平方度约1.5颗星，或每平方角秒约35等），但只选择自行与星团轨道一致的恒星，会产生约10 sigma的检测意义。虽然我们发现流的可能延续到~85度，但增加的前景污染与更大的预测流距离相结合，使得即使流继续有增无减，也难以用当前数据进行检测。恒星在星流中的不均匀分布似乎与潮汐剥离相一致，最近脱落的恒星现在落后于星团数十度。我们提供了一个表的排名最高的候选流星正在进行和未来的光谱调查。
2019-09-12 astro-ph.GA
The Stellar Halo and Tidal Streams of Messier 63
我们提出了新的近红外（NIR）观测M63从扩展盘星系探测科学（EDGES）调查。极深的3.6 $μ$米马赛克达到29 AB mag arcsec $^{-2}$的方位角平均表面亮度轮廓的外部延伸。在这个深度的星系吸积的后果被发现在附近的潮汐流和向上弯曲的表面亮度剖面的斜率中断。这个破裂发生在半长轴长度为$\sim$ 8 '的地方，是增强的外盘或内恒星晕的证据。对星系演化的模拟，以及我们的观测，都支持内晕是上弯断裂的解释。这个晕的质量是迄今为止在单个星系中发现的最大的。此外，我们的观测还探测到附近的潮汐流。流的质量表明，少数这样的吸积事件是必要的填充内恒星晕。我们还发现，星系的吸积率从单独的流低估了吸积率所需的建立M63的内部恒星晕。
2015-10-19 astro-ph.GA
Red Clump Stars in the Sagittarius Tidal Streams
通过对一颗红团流星的鉴别，我们探测了人马座矮椭球星系尾潮臂的一个剖面（l ~ 150，b ~ -60）。红丛星通常不会在晕场中发现，但在人马座星系及其潮汐流中发现了大量的红丛星，使它们成为流特征的优秀探测器。我们的目标样本是使用斯隆数字巡天数据发布6的光度数据选择的，该数据在颜色上受到限制，以匹配人马座红团星。基特峰国家天文台使用WIYN望远镜对目标恒星进行了光谱观测。由此产生的光谱样本是星等有限的，包含主序星盘星和演化的红团星。我们已经开发出一种方法，系统地分离这两个恒星类使用运动学信息和贝叶斯方法的表面重力测定。由此得到的红团样本使我们能够确定在流中这个位置的绝对恒星密度ρ = 2.7 +/- 0.5 RC星kpc-3。未来对各种人群和沿着流的不同位置的恒星密度的测量将导致对人马座星系的原始性质以及控制其破坏和随后的流生成的物理过程的更好的理解。
2012-10-09 astro-ph.GA
A Nascent Tidal Dwarf Galaxy Forming within the Northern HI Streamer of M82
我们通过$Hα$发射（$F_{Hα}\sim 6.5\times10^{-14}$ erg s $^{-1}$ cm $^{-2}$），使用基于蜻蜓长焦阵列的探路者仪器，确定了一个位于M82潮汐流内的$\sim$ 600 pc宽的活跃恒星形成区域。该天体在运动学上与M82的圆盘解耦，这一点通过凯克/ LRIS光谱学得到了证实，并且在空间和运动学上与数百万年前M81通过所引起的“北方HI流光”内的HI和分子氢的过密度相一致。根据HI数据，我们估计气体的$\sim5\times10^7$ M $_{\odot}$存在于与$Hα$源一致的特定过密度中。该天体的金属丰度（12+ $\log(O/H)\simeq 8.6$），在富含气体的潮汐特征中的位置，以及形态（600 pc直径，多个恒星形成团块），表明它可能是一个处于形成早期阶段的潮汐矮星系。
2021-12-13 astro-ph.GA
Estimation of distances within the Milky Way using tidal streams
在过去的20年里，在银河系和本星系群中都发现了许多恒星流。这些流已经从轨道系统中被潮汐撕裂，这表明它们中的大多数应该大致追踪它们的祖先围绕银河系的轨道。因此，它们在理解银河系的形成和演化方面发挥着重要作用。该项目的基础是将宾尼在2008年开发的技术应用于银河系各种潮汐流和超密度的可能性。其目的是开发一种有效的方法来约束银河系引力势，以确定其质量分布，并测试距离测量。在这里，我们将该技术应用于Grillmair和Dionatos冷恒星流。在无噪声数据的情况下，结果表明，该技术提供了良好的歧视不正确的潜力，它是可能的，以非常准确地预测日心距离。当考虑到误差时，这种情况发生了巨大的变化，这些误差会洗掉大部分结果。尽管如此，仍然可以排除球势，并对给定流的距离设置约束。
2013-01-16 astro-ph.GA
A search for stellar tidal streams around Milky Way analogues from the SAGA sample
上下文恒星潮汐流是中心星系和低质量系统（如卫星星系或球状星团）之间潮汐相互作用的结果。对于本星系群，许多弥散的子结构已经被确定，它们与星系演化的联系也被追踪。然而，不能假设银河系或M31是它们星系类别的代表，需要更大的本星系群以外的类似星系样本才能概括基本理论。目标。我们希望通过对银河系周围恒星流的光度测量来加深我们对主星系和卫星星系之间相互作用的理解，并最终了解星系形成和演化过程。方法.在目前的工作中，我们确定和分析银河系类似星系的SAGA样本的恒星潮汐流，使用DESI遗产成像巡天（对于这个样本，我们获得的r-波段表面亮度限制范围在27.8和29 mag /arcsec 2之间）的深度图像。我们使用GNU Astronomy Utilities软件测量检测到的流的表面亮度和颜色。结果我们确定了16个新的恒星潮汐流围绕银河系类似星系之间的距离25和40百万秒差距。对SAGA II星系样本的研究结果进行统计分析，我们获得了12.2% +/- 2.4%的恒星流频率。我们测量了所探测到的星流的表面亮度和颜色，并与属于同一SAGA样本的星系周围的矮卫星星系群进行了比较，结果表明，星流的平均颜色比SAGA卫星的红0.20等;此外，对于那些可能的祖先可以被识别的情况，这些流平均比它们的祖先红0.057 +/-0.021等。
2022-09-18 astro-ph.GA
Dating the tidal disruption of globular clusters with Gaia data on their stellar streams
盖亚任务承诺以前所未有的水平提供精确的天体测量，预示着一个识别银河系恒星运动学和空间坐标的新时代。在这里，我们提出了一种新的技术，用于估计潮汐中断球状星团流的年龄使用自行和示踪星的弛豫。我们发展的碰撞动力学的球状星团内的银河系般的晕从宇宙学$Λ$ CDM模拟提取的演变潜力，并分析由此产生的流，因为它们将被观察到的盖亚。这些模拟对各种球状星团轨道进行了采样，并解释了恒星演化和银河系圆盘的引力影响。我们表明，一个特征的时间尺度，从分散的自行和恒星的流内的flaxes，是一个很好的指标，因为流已经自由地扩大了由于潮汐中断的球状星团的时间。这个时间尺度反过来又对集群的年龄设置了一个下限。年龄可以从天体测量中使用适度数量的恒星推断出来，这个估计的误差取决于流的接近程度和使用的示踪星的数量。
2018-05-21 astro-ph.GA
A New Tidal Stream Discovered in Gaia DR3
利用 Gaia DR3 的精确自行数据，研究在北半球发现一条长约80度、具有逆行偏心轨道且与 Sequoia 并合事件相关的新潮汐恒星流。
2024-04-06 astro-ph.GA
On feathers, bifurcations and shells: the dynamics of tidal streams across the mass scale
我提出了一个有机的描述的制度碰撞潮汐流和定义之间的物理量，塑造其形态的排序。三个基本的二分法确定的形式无量纲不等式。这些支配i）流的增长速度，ii）其内部相干性，iii）其厚度或张开角度。调节这些主要属性的机制进行了分析。主机的密度分布的斜率影响流的增长速度，在长度和宽度，因为陡峭的配置文件增强差分流。内部的连贯性是潮汐碎片的子结构的外观的要求，我专注于“羽化”典型的GC流。超密度与流成员的相对流动速度的最小值相关联。对于具有高圆形度的流，这些是由恒星的周转振荡引起的;然而，对于高度非圆形的祖星轨道，子结构是由能量和作用的振荡差异引起的，其中物质在祖星的不同轨道相位脱落。这种调制导致了不同的流动速度：在两个连续的近心通道之间脱落的物质的条纹线沿着其长度折叠，在其中心被近心附近释放的颗粒的更快的流动拉动，因此更广泛地分散。当流是足够连贯的，这种机制是潜在的能够产生一个双峰分布的更大规模的祖先，我称之为“分叉”的较长的包装的密度分布。内部一致性的条件进行了探讨，我评论的情况下，帕洛玛5，威尔曼1，Anticenter和人马座的流。分析方法伴随着数值实验，使用一个专门建立的生成模型，也在这里。
2015-03-16 astro-ph.GA
