The Unmixed Debris of Gaia-Sausage/Enceladus in the Form of a Pair of Halo Stellar Overdensities
在银河系形成后的第一个十亿年里，它经历了几次与不同质量的矮卫星的合并。盖亚-香肠/土卫二（GSE）的碎片，负责银河系最后一次重大合并的星系，主导着内晕，并被认为是武仙座-天鹰座云（HAC）和室女座超密度（VOD）的祖先。我们结合SEGUE，APOGEE，盖亚和StarHorse距离来表征化学动力学性质，并验证HAC，VOD和GSE之间的联系。我们发现，恒星过密度和GSE的轨道偏心率分布是可比的。我们还发现，他们有相似的，强烈的峰值，金属丰度分布函数，加强共同起源的假设。此外，我们表明，HAC和VOD是无法区分的原型GSE人口内的所有化学丰度空间分析。所有这些证据的结合提供了一个明确的证明，GSE合并是在这些晕超密度中发现的恒星星族的主要祖先。
2022-09-13 astro-ph.GA
Two New Halo Debris Streams in the Sloan Digital Sky Survey
利用斯隆数字巡天北部足迹数据发布10的测光，我们探测到两个新的恒星流，长度在$25\arcdeg$和$50\arcdeg$之间。我们命名为赫耳墨斯（Hermus）和许勒斯（Hyllus）的流距太阳15至23千秒差距，主要穿过武仙座和北冕座。流中的恒星似乎是贫金属的，具有[Fe/H] $\sim -2.3$，尽管我们不能排除金属丰度高达[Fe/H] =-1.2。虽然赫莫斯在球状星团NGC 6229的$1\arcdeg$（投影）内经过，但距离模数大约相差一个星等，加上没有迹象表明与NGC 6229的洛希叶相连，这表明两者之间没有任何物理联系。虽然这两个流几乎肯定有不同的祖先，但初步轨道估计的相似性表明，这些祖先本身可能是一个单一吸积事件的产物。
2014-07-01 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
Shepherding Tidal Debris with the Galactic Bar: The Ophiuchus Stream
首次解释了旋转棒势中恒星流的动力学。自然地，邻近的恒星到达近心点的时间略有不同。在存在旋转杆的情况下，这些相邻的流星在近心通过期间经历不同的杆取向，因此每个星从杆接收不同的扭矩。这些不同的扭矩重塑了恒星流中恒星的角动量和能量分布，这反过来又改变了恒星流的增长率。对于以与棒的旋转相同的方向轨道运行并且满足共振条件的祖体，所得到的流可以比预期的短或长得多，这取决于祖体的近心通道分别沿着棒的短轴还是长轴发生。我们提出了一个充分的讨论，这种现象主要集中在流局限于银河平面。与静态势的演化形成鲜明对比的是，静态势的演化产生随时间稳定增长的流，旋转的禁止势可以产生动态的旧的短流。这挑战了传统的观点，即内晕由良好的相混合材料组成，而外晕中的潮汐破坏结构在空间上更连贯。我们认为，这一机制在解释最近发现的银河系凸起区域附近神秘的短蛇夫座流中起着重要作用。
2015-12-14 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Chaotic Dispersal of Tidal Debris
在银河系周围已经观测到了几条长长的、动态冷的恒星流，推测它们是由球状星团的潮汐破裂形成的。在可积势中-所有轨道都是规则的-潮汐碎片相位混合接近于祖系统的轨道。然而，银河系的暗物质晕预计不会完全可积;相当一部分轨道将是混沌的。本文研究了混沌对冷潮流相空间形态的影响。即使在弱混沌区域中的流看起来也与规则区域中的流非常不同。我们发现，流可以在一个更短的时间尺度上比任何标准的预测（从李雅普诺夫或频率扩散时间）混沌敏感。例如，在一个混沌时间尺度预计为$>$ 1000轨道周期（$>$ 1000 Gyr）的弱混沌轨道上，在仅仅几十个轨道之后，所产生的恒星流比附近但规则的轨道上形成的任何恒星流都要弥散得多。我们发现，可以通过观察围绕母（祖）轨道的轨道合奏的轨道频率的变化来理解流星的增强扩散。我们的研究结果表明，银河系周围的长而冷的流必须只存在于规则（或非常接近规则）的轨道上;它们可能提供银河系潜力的规则区域的地图。这为利用潮汐流来限制银河系周围暗物质的分布提供了一个有希望的新方向。
2016-04-06 astro-ph.GA
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
A Low-Mass Stellar-Debris Stream Associated with a Globular Cluster Pair in the Halo
我们从SDSS蓝水平支和SDSS+LAMOST RR天琴座恒星的组合晕样本中寻找这样的子结构，与$Gaia$ DR 2的天体测量信息交叉匹配。这是一个古老恒星的样本，也是结构的优秀示踪剂，是寻找外部恒星晕中古代遗迹的理想选择。通过将基于神经网络的方法StarGO应用于我们样本的全四维动力学空间，我们重新发现了人马座流，并找到了$Gaia$ -土卫二香肠（GES）和红杉事件的碎片，以及它们与几个GC的联系。最重要的是，我们发现了一个新的，低质量的，碎片流与一对GC（NGC 5024和NGC 5053），我们称之为LMS-1。这条流有一个非常极地的轨道，占据了距离银河系中心10到20千秒差距的区域。NGC 5024（M53）是相关GC对中质量更大的一个，根据N体模拟的结果，它很可能是一个现已破裂的矮星系祖先的核星团。
2020-07-10 astro-ph.GA
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
Probing the Halo From the Solar Vicinity to the Outer Galaxy: Connecting Stars in Local Velocity Structures to Large-Scale Clouds
本文介绍了在M巨星巡天中发现的速度空间中的两个局部特征与恒星在全球尺度上的空间不均匀性之间的第一个联系。比较宇宙学，化学动力学恒星晕模型证实，M巨星人口是特别敏感的罕见，最近和大规模的吸积事件。这些事件可产生当地观测到的速度序列-这是一个共同起源的一小部分碎片在其偏心轨道的近心附近高速穿过勘测体积的特征。大多数碎片是在大得多的结构中发现的，其形态更像云而不是流，位于轨道远心。采用这种解释，全空间的运动所代表的观测速度特征推导出的假设下，每个序列内的成员共享一个共同的速度。然后，轨道积分被用来追踪这些恒星在天空中过去和未来的轨迹，揭示与以前发现的大型云状结构的合理关联。在附近的速度结构和这些遥远的云之间建立的联系是为绘制这种巨大碎片系统的连贯地图而采取的初步步骤。这些地图有望为碎片云的起源提供新的见解，对银河系历史和结构的新探测，以及对本地暗物质分布的高速尾部的新约束，这些对解释直接探测实验至关重要。
2012-02-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
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
A simulation-based inference of the Milky Way merger history
Astrophysics Research Institute, Liverpool John Moores University（利物浦约翰摩尔斯大学天体物理研究所）；Mullard Space Science Laboratory, University College London（伦敦大学学院穆拉德空间科学实验室）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；Department of Applied Mathematics and Theoretical Physics, University of Cambridge（剑桥大学应用数学与理论物理系）；Imperial Centre for Inference and Cosmology (ICIC), Imperial College London（帝国理工学院推断与宇宙学中心）
本研究基于模拟推断银河系合并历史，通过分析吸积恒星的化学和运动学特征，推断了多个已知吸积事件的回溯时间、质量和合并比，并预测了银河系晕质量的演变。
2026-03-12 astro-ph.GA
The Nephele ecosystem: stars, globular clusters, and stellar streams associated with the progenitor galaxy of $ω$ Centauri
LIRA, Observatoire de Paris, Université PSL, Sorbonne Université, Université Paris Cité, CY Cergy Paris Université, CNRS（巴黎天文台，巴黎文理研究大学，索邦大学，巴黎西岱大学，塞吉-蓬图瓦兹大学，法国国家科学研究中心）；Université de Strasbourg, CNRS, Observatoire Astronomique de Strasbourg（斯特拉斯堡大学，法国国家科学研究中心，斯特拉斯堡天文台）；Dipartimento di Fisica, Università di Roma “La Sapienza”（罗马第一大学物理系）；Institute for Complex Systems CNR（意大利国家研究委员会复杂系统研究所）；Dipartimento di Fisica e Astronomia “Galileo Galilei”, Università di Padova（帕多瓦大学伽利略·伽利莱物理与天文学系）；Dipartimento di Tecnica e Gestione dei Sistemi Industriali, Università degli Studi di Padova（帕多瓦大学工业系统技术与管理系）
研究通过化学和动力学分析，识别与ω Centauri相关的恒星和星流，揭示其潜在的星系合并历史。
2026-03-17 astro-ph.GA
Dead man tells tales: metallicity distribution of the Milky Way stellar halo reveals the past of the GSE progenitor galaxy
本研究通过APOGEE DR17数据识别GSE恒星，测得其碎片负径向金属丰度梯度，结合模拟约束前身星系梯度，证明利用运动积分的化学标记可揭示银河系吸积系统的过往结构与历史。
2023-10-08 astro-ph.GA
The Ophiuchus stream progenitor: a new type of globular cluster and its possible Sagittarius connection
蛇夫座流是一个起源不明的短弧形恒星特征，位于银河系中心以北$\sim 5$千秒差距。新的自行从第二个$Gaia$数据发布调和流成员的运动方向与流弧，解决了令人困惑的不匹配报告在早期的工作。我们使用N体模拟表明，该流可能只是在其第二次近心通道，因此最近形成。模拟结果表明，在今天观测到的溪流中，整个被破坏的祖先都是可见的，而且在溪流的末端之外几乎没有更多的潮汐碎片。流的光度、长度、宽度和速度色散表明，球状星团（GC）的前身比以前的工作估计的要暗得多，表面亮度也低，与银河系中任何其他已知的球状星团都不一样。这一结果表明，集群的存在，将扩展已知的GC人口更微弱，更弱的约束系统比迄今为止已知的。然而，这样一个弱结合的老恒星群如何在最近被破坏之前幸存下来，仍然是一个谜。我们发现人马座和蛇夫座的轨道在大约$\sim 100$ Myrs之前在$\sim 5$ kpc的范围内通过，这种相互作用可能有助于解决这个难题。
2019-05-29 astro-ph.GA
The Halo's Ancient Metal-Rich Progenitor Revealed with BHB Stars
利用斯隆数字巡天和盖亚卫星的数据，我们收集了一个纯样本的$\sim$ 3000蓝色水平分支（BHB）恒星的7维信息，包括位置，速度和金属丰度。我们证明，跟踪与BHB，银河系的恒星晕在很大程度上是未混合的，不能很好地表示与传统的高斯速度分布。单成分模型失败了，因为光环的内部被一次古老的正面碰撞产生的富含金属的潮汐碎片淹没，被称为“盖亚香肠”。受这些数据的启发，我们建立了一个灵活的混合模型，使我们能够在很宽的半径范围内跟踪晕组成的演变。它由两个组成部分组成，一个代表径向各向异性的香肠星，它们的速度分布呈叶状，另一个代表一个更贫金属和更各向同性的组成部分，由轻微的合并。我们表明，在25千秒差距内，“香肠”贡献了至少50%的星系晕。“香肠”恒星的比例在超过30 kpc时急剧减少，这是经典恒星晕的长期确定的断裂半径。
2020-02-14 astro-ph.GA
Discy dwarf disruption and the shape of the Galactic halo
原则上，银河系暗晕的形状可以通过模拟银河系晕中的恒星潮汐流来推断。其中最明亮和最长的是人马座流，它延伸到大的银河系中心距离，因此可以对银河系的潜力施加最严格的限制。在这篇文章中，我们重新审视了人马座流是由旋转的祖先形成的想法。我们证明，磁盘的角动量和祖先的轨道角动量之间的角度不保持恒定的整个中断。相反，它经历了一个戏剧性的演变，部分原因是由于祖先的转动惯量张量的变化。我们表明，即使在一个球形的潜力，作为一个盘状的矮破坏的结果产生的流似乎是“旋进”。然而，这个碎片层的进化是虚幻的，因为它仅仅是由祖先圆盘的摇摆和抖动所造成的。因此，流面岁差不是暗晕非球面性的明确指标。
2016-02-17 astro-ph.GA
Extragalactic Stellar Streams in Time-Dependent Cosmological Halos
DTU Space, Technical University of Denmark（丹麦技术大学空间中心）；DARK, Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯·玻尔研究所DARK研究中心）；Department of Astrophysical Sciences, Princeton University（普林斯顿大学天体物理学系）；Department of Astronomy, Boston University（波士顿大学天文系）；Center for Computational Astrophysics, Flatiron Institute（平顿研究所计算天体物理中心）；Department of Physics and Astronomy, University of Pennsylvania（宾夕法尼亚大学物理与天文学系）；Department of Astronomy and DiRAC Institute, University of Washington（华盛顿大学天文系及DiRAC研究所）
本研究利用FIRE-2 m12m模拟和X-Stream代码，探究河外恒星流的时变晕效应，发现部分恒星流可推断暗物质晕属性，为河外星系的暗物质研究提供新方法。
2026-09-02 astro-ph.GA
An Algorithm for Reconstructing the Orphan Stream Progenitor with MilkyWay@home Volunteer Computing
我们已经开发出一种方法来估计祖矮星系的属性，从恒星的潮汐流中，当它落入银河系时，它被撕裂。特别是，我们表明，祖矮星系的质量和径向配置文件的孤儿流，包括恒星和暗物质组件沿轨道演变，可以重建恒星在潮汐流中的分布。我们使用MilkyWay@home，一个PetaFLOPS规模的分布式超级计算机，来优化我们的矮星系参数，直到我们达到最佳拟合参数。该算法拟合了暗物质质量、暗物质半径、恒星质量、恒星径向轮廓和轨道时间。参数恢复，即使暗物质组件延伸远超过半光半径的矮星系的祖先，证明我们能够提取信息的暗物质晕的矮星系的潮汐碎片。我们的模拟假设，银河系的潜力，矮星系的轨道，并为矮星系的密度模型的形式是确切的，需要更多的工作来评估的来源，系统误差拟合真实的数据。这种方法可以用来估计矮星系中的暗物质含量，而不需要使用视线速度估计质量所需的维里平衡假设。这个演示是朝着建立一个基础设施的第一步，这个基础设施将适合使用多个潮汐流的银河系潜力。
2021-02-14 astro-ph.GA
Radiative Turbulent Mixing Layers and the Survival of Magellanic Debris
麦哲伦流是由它穿过银河系的环星系介质而形成的，但是通过流-晕界面的质量、动量和能量交换的速率和方向对于确定麦哲伦流的起源和命运来说是相对未知的。作为对LMC-SMC相互作用的大规模模拟的补充，我们将来自理想化的高分辨率“云破碎”和辐射湍流混合层模拟的新见解应用于主导臂和尾流。与传统的云快速分裂的预期相反，我们预测，由于强烈的辐射冷却，引导臂和大部分尾流应该能在下沉中幸存下来，甚至获得质量。如果从云层中提供足够的超音速潮汐摆动，现在的主导臂可能是在原始云后面的冷却尾部的一系列高密度团块。我们备份我们的分析框架与一套融合的风洞模拟，发现以前的结果云的生存和质量增长可以扩展到高马赫数（$\mathcal{M}$）流与修改后的阻力时间$t_{drag} \propto 1 + \mathcal{M}$和更长的增长时间。我们还模拟了尾流，我们发现，增长时间是长的（$\sim$陀螺仪）相比，下降的时间，和近似H $α$排放是低的平均（$\sim$几个mR），但可以高达几十mR的亮点。我们的研究结果也有更广泛的河外星系的影响，例如银河风，我们讨论。
2022-06-21 astro-ph.GA
Orbital Clustering Identifies the Origins of Galactic Stellar Streams
银河系中大多数恒星流的起源是未知的。改进自行提供的盖亚EDR3，我们表明，23个银河系恒星流的轨道高度聚集在轨道相空间。基于它们的能量和角动量，我们样本中的大多数流都可以与一个特定的（破裂的）矮星系宿主相关联，该宿主将它们带入银河系。对于八个流，我们还确定了可能的球状星团的祖先（其中四个协会是第一次在这里报告）。这些河流的祖先中，有些相距甚远，与潮汐碎屑的距离从几度到几十度不等。我们确定的恒星流出现空间上不同的，但其相似的轨道表明他们可能来自同一个祖先。如果确认为物理不连续性，它们将对来自原始体的质量损失提供强有力的约束。现有的恒星流几乎普遍的异位起源，使它们成为星系合并和星系晕内动力学摩擦的宝贵示踪剂。它们的相空间聚集可以用来构建银河系中暗物质的精确全球地图，而它们的内部结构可能会为原始宿主星系中暗物质的小尺度结构提供线索。
2020-12-16 astro-ph.GA
Formation and Incidence of Shell Galaxies in the Illustris Simulation
壳层是表面亮度较低的潮汐碎片，以交错的焦散线形式出现，具有较大的张开角，通常位于星系中心的两侧。本文在宇宙学引力+流体动力学Illustris模拟中研究了壳层星系的入射和形成过程。我们确定壳在红移z=0使用恒星表面密度图，我们使用恒星的历史目录来跟踪每个单独的恒星粒子的诞生，轨迹和祖先的潮汐功能。在插图星系（$\mathrm{M}_{\mathrm{200crit}}>6\times10^{12}\,\mathrm{M}_{\odot}$）中的220个最大质量星系的样本中，$18\%\pm3\%$的星系展示了壳。这一比例随着质量削减的增加而增加：质量更高的星系更有可能拥有恒星壳。此外，随着红移的增加，大质量星系中出现壳层的比例也会减少。我们发现，在红移$z=0$观测到的壳层星系的形成优先通过相对主要的合并（$\gtrsim$ 1：10的恒星质量比）。在$\sim$ 4至8 Gyrs前的优选时间窗内，祖先在低角动量轨道上吸积。我们的研究表明，由于动力学摩擦，更大的卫星被允许探测更广泛的碰撞参量在吸积时间，而小的同伴需要几乎纯粹的径向下落轨迹，以产生壳。我们还发现了一些特殊的情况下，由于宇宙学设置所引入的额外的复杂性。这些包括具有多个形成壳层的祖先的星系，也形成壳层的卫星的卫星，或者由于快速连续发生的多个主要合并而无法产生壳层的卫星。
2018-08-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Exploring the diversity and similarity of radially anisotropic Milky Way-like stellar haloes: implications for disrupted dwarf galaxy searches
本研究通过模拟类银河系星系中的GSE并合事件，发现其碎片化学动力学性质相似且难以区分，并指出银河中心因低污染和高非原位恒星比例，是搜寻最早星系恒星的理想区域。
2023-09-07 astro-ph.GA
Dynamical modeling of tidal streams
我提出了一个新的框架建模潮流的动力学。该框架由潮汐碎片的初始作用角分布的简单模型组成，这些模型可以直接随时间向前发展。利用潮汐流基本上是一维的性质，位置-速度坐标的变换可以线性化，并沿着流的少量点附近插值，从而允许以可观察的量有效计算流的属性。我演示了如何计算流在不同坐标系中的平均位置（它的“轨迹”），如何快速估计其轨迹周围的分散度，以及如何绘制模拟流数据。作为生成模型，该框架允许计算完整的概率分布函数，并将其边缘化或以某些相空间维度为条件，以及将其与观测不确定性进行卷积。这将有助于流数据的正确数据分析。除了提供一个计算效率高的实用工具来模拟潮汐流的动力学，框架的作用角性质有助于阐明所观察到的流的宽度如何与祖先的速度分散或质量相关，以及如何定位“孤儿”流的祖先。所提出的框架的实用性关键取决于计算任何引力势中任何轨道的作用角变量的能力。在附录中描述了一种使用单轨道积分计算任何静势中的作用、频率和角度的新方法。
2014-10-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
R-process-rich stellar streams in the Milky Way
我们目前的高分辨率麦哲伦/MIKE光谱的22个明亮的（$9<V<13.5$）贫金属星（$-3.18<\mbox{[Fe/H]}<-1.37$）在三个不同的恒星流，海尔米碎片流，海尔米尾流，和$ω$半人马座祖先流。我们用Roederer et al. 2010（arXiv：1001.1745）的10颗恒星的结果增加了我们的Helmi碎片样本，总共有32颗恒星。详细的化学丰度轻元素以及重中子捕获元素已被确定为我们的22颗恒星。所有这三个流都包含碳增强型恒星。对于13颗恒星，中子捕获元素线是可检测的，它们都显示出与缩放的太阳$r$过程模式一致的签名，尽管$-0.5<\mbox{[Eu/Fe]}<+1.3$的分布很大。其中八颗恒星在它们的$r$ -过程模式上显示出额外的小$s$ -过程贡献.这可以被辨别出来，因为相对较高的$S/N$的光谱，给出了恒星是接近的晕。我们的研究结果表明，这些流的祖先经历了一个或多个$r$过程的事件，如中子星合并或另一个多产的$r$过程源，早期广泛富集这些主机系统之前，银河系吸积。小的$s$过程的贡献表明存在AGB星和相关的本地（不均匀）富集的一部分，正在进行的化学演化的低质量恒星。因此，恒星流中的恒星可能是研究大型矮星系的详细历史及其在晕组装中的作用的一个有前途的途径，这些星系具有容易获得的许多恒星高质量光谱的目标。
2021-02-08 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
Predicted Extension of the Sagittarius Stream to the Milky Way Virial Radius
人马座（Sgr）流的广泛跨度使其成为研究银河系引力势的一个有前途的工具。描述它的恒星运动学可以限制晕的性质，并为冷暗物质星系形成范式提供基准。准确的模型的中断动力学的Sgr祖是必要的，采用这种工具。使用解析建模和N体模拟相结合，我们建立了一个新的模型的Sgr轨道和由此产生的恒星流。与以前的模型相比，我们模拟了Sgr祖先从第一次穿过银河系维里半径8 Gyr前的完整下落轨迹。初始相空间条件的参数空间的探索产生严格的限制角动量的Sgr祖。我们的最佳拟合模型是第一个准确再现现有数据的三维位置和径向速度的碎片检测100千秒差距以外的MW晕。除了复制映射流之外，模拟还预测了Sgr流的几个分支的存在，延伸到数百千秒差距。银河系晕中已知的两颗最遥远的恒星与预测的结构相吻合。新预测的臂中的其他恒星可以通过大型综合巡天望远镜的未来数据找到。在最遥远的Sgr臂中探测到恒星的统计样本将提供一个机会，将银河系的潜力限制在前所未有的银河系中心半径。
2017-03-06 astro-ph.GA
The Complexity of the Cetus Stream Unveiled from the Fusion of STREAMFINDER and StarGO
我们结合了两个流搜索工具，STREAMFINDER和StarGO应用于盖亚EDR 3数据的力量，以检测属于鲸鱼座流系统的恒星碎片，该系统在银河系周围形成了一个复杂的，接近极地的结构。在这项工作中，我们发现鲸鱼座北流的南部延伸为帕尔卡流和一条新的南部流，它们在天空中重叠，但距离不同。这两个流包裹在天空上的$\sim100°$（$-60°<δ<+40°$）上延伸。目前的N-体模型的系统再现两个包裹在trailingarm. We还表明，鲸鱼座系统是自信地与三角座/双鱼座，WillkaYaku，和最近发现的C-20流。与ATLAS-Aliqa Uma流的关联要弱得多。所有这些恒星碎片都非常贫金属，与鲸鱼座南部流的平均金属丰度[Fe/H] = $-2.17\pm0.2$相当。鲸鱼座前身的恒星质量估计至少是$10^{5.6}\rm\,M_\odot$，与小熊座或天龙座矮星系相一致。与之相伴的球状星团NGC 5824很可能是在同一个星系团中吸积而成的。鲸鱼座星系的多重包裹流是矮星系的一个完美例子，它经历了几个时期的剥离，在光环的多个位置留下了碎片。这些系统的完整特征对于解开银河系的组装历史至关重要，同样重要的是，提供附近的化石来研究古老的低质量矮星系。
2022-04-08 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
Stellar streams reveal the mass loss of globular clusters
本研究采用新颖的粒子喷射算法结合Gaia DR3数据，首次提供了12个银河系球状星团的质量损失率目录，并发现质量损失率与星团质量和轨道频率呈正相关，与N体模拟预测一致。
2025-01-29 astro-ph.GA
Icarus: a Flat and Fast Prograde Stellar Stream in the Milky Way disk
我们探索的本地体积的银河系通过化学和运动学测量的高质量的天体测量和光谱数据最近发布的盖亚，APOGEE和GALAH计划。我们化学选择$1137$恒星$2.5$ ~kpc的太阳和$\rm{[Fe/H]} \le -1.0$ ~dex，并找到证据的统计显着的子结构。在速度空间的聚类分析$163$对象分为8个运动学组，其起源进一步研究与高分辨率N体数值模拟的单一合并事件。这两个逆行组似乎与盖亚-香肠-土卫二有关，而稍微逆行的组可能与GSE或悟空有关。我们发现了一个新的44名成员的强大的星系流的证据，我们命名为伊卡洛斯;据我们所知，伊卡洛斯是最接近银河系磁盘的快速旋转流（$\langle Z_{\rm max} \rangle \lesssim 0.5$ ~kpc，$\langle V+V_{\rm{LSR}}\rangle \simeq 231~\rm{km~s^{-1}}$）。其独特的化学（$\langle \rm{[Fe/H]}\rangle \simeq -1.45$，$\langle \rm{[Mg/Fe]}\rangle \simeq -0.02$）和动力学（平均偏心率$\simeq 0.11$）特性与一个恒星质量为$\sim 10^9 M_\sun$的矮星系祖先在初始的低倾角轨道$\sim 10^\circ$上的碎片吸积相一致。其余的彗星群要么是伊卡洛斯（或尼克斯）的同一祖先…
2020-12-20 astro-ph.GA
Kinematics of Supernova Remnants: Status of X-Ray Observations
超新星（SN）爆炸将恒星碎片推入星周物质（CSM），充满了秒差距尺度的X射线发射等离子体。超新星遗迹（SNRs）的速度高达数千公里/秒，可以用中分辨率和高分辨率的X射线光谱仪直接测量，这为我们理解前身的最后阶段、爆炸机制和强冲击的物理学增加了一个重要的维度。在简单介绍了信噪比运动学的基本原理之后，我总结了信噪比X射线观测中不断发展的测量结果。鉴于2D/3D流体力学、数据分析技术，特别是X射线仪器的进步，很明显，我们对SNR的看法将在未来几十年继续深化。
2010-11-18 astro-ph.GA astro-ph.HE
Butterfly in a Cocoon, Understanding the origin and morphology of Globular Cluster Streams: The case of GD-1
潮汐扰动的球状星团流通常被观测到，因此被认为是6D相空间中的窄的、线性的和一维的结构。在这里，我们表明，GD-1恒星流（$\approx$ 30 pc宽），这是一个被破坏的球状星团的潮汐碎片，具有次级扩散和扩展的恒星成分（$\approx$ 100 pc宽）在它周围，检测在>5 $σ$的置信水平。类似的形态特征也可以在合成流中看到，这些合成流是由在暗物质子晕中形成的星团产生的，然后吸积到大质量的宿主星系上。这使人们相信，GD-1流的祖先最初是在银河系外一个现已不复存在的暗卫星星系中形成的。我们认为，在未来的研究中，这个新发现的$cocoon$组件可能作为一个结构标志，以区分原位和异位（吸积）形成的球状星团流。
2019-06-30 astro-ph.GA
Simultaneous Formation of the Andromeda Giant Southern Stream and the Substructures in the Andromeda Halo
本研究通过模拟M31中一次小质量并合事件，统一解释了仙女座巨南流及多个次结构的形成，并预测了正速度流和仙女座巨南弧的存在。
2025-03-27 astro-ph.GA
Serendipitous Discovery of a Thin Stellar Stream near the Galactic Bulge in the Pan-STARRS1 3Pi Survey
我们报告发现一个薄恒星流发现泛星测光附近的蛇夫座的银河系凸出。在为寻找附近球状星团周围的潮汐碎片而制作的彩色恒星密度图中，它看起来像是一个相干结构。这条河非常短而窄;它的投影约为2.5°长和6'宽。该天体的色星等图包含一个蓝色的水平分支，与一个古老的、相对贫金属的星群（[Fe/H]~-1.3）相一致，该星群位于（l，b）~（5°，+32°）9.5 +/- 0.9 kpc处，距离银河系中心5.0 +/- 1.0 kpc。这些特性证明了球状星团是其祖先。发现如此突出的附近溪流表明，在我们银河系人口稠密的地区，可能会发现许多溪流。
2014-06-09 astro-ph.GA
The Orbit of the Orphan Stream
我们使用最新的SEGUE光谱和SDSS和SEGUE成像数据来测量潮汐碎片流中恒星的天空位置、距离和径向速度，潮汐碎片流通常被称为“孤儿流”。“我们将轨道参数与数据相匹配，并找到了一个远银河轨道，近银河轨道和偏心率分别为90 kpc，16.4 kpc和0.7。无论是矮星系Uma II还是复合体A气体云的速度都不符合与孤儿流的运动学关联。Segue-1有可能与孤流有关，但银河系中没有其他已知的星系团或矮星系位于其轨道上。被探测到的部分距离太阳19至47千秒差距，是这些距离内质量的指标。在（l，b）=（253，49）deg.附近，孤流星的密度显著增加，这可以指示在SDSS数据的边缘处存在祖先。如果这是祖先，那么被探测到的孤星流部分就是一个领先的潮汐尾。我们发现蓝色水平支（BHB）星和F关闭星与孤儿流。关闭颜色为（g-r）_0=0.22。BHB星的金属丰度很低，[Fe/H]=-2.1。该轨道最适合于晕势，晕加上盘的质量约为2.6x10^11太阳质量，积分到距银河系中心60 kpc。我们的最佳拟合是对数晕速度v_halo=73+/-24 km/s，盘+球质量M（R< 60 kpc）= 1.3x10^11太阳质量，晕质量M（R< 60 kpc）= 1.4x10^11太阳质量。孤星流预计将从银河系中心延伸到90千秒差距，对这些遥远部分的测量将是对银河系质量的有力探测（截断）。
2010-01-04 astro-ph.GA
Identification of the Long Stellar Stream of the Prototypical Massive Globular Cluster $ω$ Centauri
半人马座欧米茄是银河系中质量最大的球状星团，拥有许多奇特的性质。特别是，该星团包含不同的多个恒星星族，金属丰度和不同的运动学作为轻元素丰度的函数，这意味着它形成了很长一段时间。这导致的建议，$ω$岑是一个吸积矮星系的残余核心。如果这种假设是正确的，$ω$ Cen应该是潮汐有限的，人们应该会发现潮汐碎片沿着它的轨道散布。在这里，我们使用N体模拟表明，最近发现的“Fimbulthul”结构，在盖亚任务的第二次数据发布（DR2）中确定，是长期寻求的潮汐流的$ω$岑，从集群延伸到$28°$。对该星系流中5颗恒星的后续高分辨率光谱分析显示，它们在速度上是紧密分组的，并且具有与起源于该星系团一致的金属丰度。在我们的N体模拟的指导下，我们设计了一个选择过滤器，我们应用于盖亚数据，也揭示了在$ω$岑的$10°$内的高度污染和拥挤的领域流的一部分。对该流的进一步建模可能有助于限制这个破坏系统的矮星系祖先的动力学历史，并指导未来在银河系中寻找其残余恒星。
2019-02-25 astro-ph.GA
The structure of accreted stellar streams
银河系的许多球状星团可能是从早已与银河系合并的卫星星系中吸积而来的。当这些球状星团易受潮汐破坏时，这一过程可能已经在母卫星内部开始，导致卫星内部的早期恒星流。当母卫星与银河系合并时，球状星团和它合并前的恒星流在一个有点混乱的过程中被吸积。在这里，我们调查的吸积流合并后，我们会看到它今天使用一套模拟吸积事件的属性。我们发现，吸积过程导致了广泛的行为，但一般散射的吸积流在一个广泛的，二维的天空区域。这种行为的范围从一组几个或更多定义明确的“子流”，从合并后的薄流延伸出数十度，到更广泛地分散在天空大部分地区的碎片，这取决于合并发生时离银河中心有多近。模拟流模拟盖亚一样的观察，我们证明了一个吸积流组件可以解释的偏离轨道的功能，观察到的GD-1流。子流可以看起来像薄的潮汐流本身，似乎与合并后的流无关，这增加了在银河系中观察到的一些无祖先流是在古代合并事件中创建的单个或几个吸积流的一部分的可能性。
2022-01-26 astro-ph.GA
Multiple components of the Jhelum stellar stream
在银河系的简单模型中，潮汐干扰卫星产生长而细的--几乎是一维的--恒星流。使用天体测量数据从盖亚第二次数据发布和测光从暗能量调查，我们证明了杰赫勒姆流，恒星流的内晕，是一个二维结构。极有可能的杰赫勒姆成员的空间分布揭示了一个密集的薄组件和相关的扩散，空间偏移组件。这两个空间分量的自行（在$σ\sim1\,\rm mas\,yr^{-1}$水平）无法区分，蓝色离散星与蓝色水平分支星的比例相似，这表明这两个分量有共同的起源。然而，最适合窄分量的轨道（近心点$8\,\rm kpc$，远心点$24\,\rm kpc$）并不能解释杰赫勒姆流的宽分量。另一方面，杰赫勒姆轨道的一个较老的轨道包裹跟踪印度河，表明这两个结构之间可能存在联系，杰赫勒姆的形成也更加复杂。杰赫勒姆祖先的子结构或其潮汐碎片在银河系势中的岁差可以解释观测到的杰赫勒姆结构。未来的光谱数据将能够区分这些“自然”和“培育”形成的情况。Jhelum加入了越来越多的冷恒星流的名单，这些恒星流显示出复杂的形态，并有望揭示银河系的动力学历史。
2019-06-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
The tidal remnant of an unusually metal-poor globular cluster
球状星团是宇宙中观测到的最古老的恒星结构。它们在大型星系中无处不在，被认为是强烈的恒星形成事件和结构分层的痕迹。对银河系中的球状星团和其他各种各样的星系的观测发现了“金属丰度底”的证据，即没有发现化学（“金属”）丰度低于太阳丰度的0.3%至0.4%的球状星团。这个金属丰度底的存在可能反映了幸存的球状星团形成的最小质量和最大红移，这两个组成部分都是理解宇宙质量积累的关键。在这里，我们报告测量从南恒星流光谱调查的空间薄，动态冷凤凰恒星流在银河系的晕。凤凰星流的性质与它是一个球状星团被潮汐破坏的残骸相一致。然而，其金属丰度（[Fe/H] = -2.7）大大低于经验金属丰度下限。因此，凤凰星流代表了迄今为止发现的最贫金属的球状星团的碎片，它的前身与本宇宙中现在的球状星团种群截然不同。它的存在意味着在金属丰度底以下的球状星团可能曾经存在，但在星系演化中被摧毁。
2020-07-29 astro-ph.GA
High-resolution spectroscopy of the GD-1 stellar stream localizes the perturber near the orbital plane of Sagittarius
银河晕GD-1中的$100^\circ$ -长的薄恒星流具有可能是由于动力学相互作用引起的集合特征。使用高分辨率的MMT/Hectochelle光谱，我们表明，一个马刺的GD-1型恒星的主流之外的运动学和化学与主流一致。在支线中，如同在主流中一样，GD-1具有低的固有径向速度色散$σ_{V_r}\lesssim1\,\rm km\,s^{-1}$，是贫金属的$\rm [Fe/H]\approx-2.3$，具有很少的$\rm [Fe/H]$散布和$\rm [α/Fe]$丰度的一些变化，这指向一个共同的球状星团祖先。在沿流的固定位置处，支线与主流之间的径向速度偏移中值小于$0.5\,\rm km\,s^{-1}$，与测量不确定度相当。一个大质量的紧凑物体的飞越可以改变恒星流中恒星的轨道，并产生像GD-1中观察到的毛刺一样的特征。在这种情况下，GD-1支线相对于气流的径向速度将扰动器的轨道及其当前的天空位置限制在$\approx5,000\,\rm deg^2$。在现今的位置和速度上，人马座矮星系的恒星和暗物质碎片与可接受的摄动轨道家族重叠。这表明GD-1可能受到了一个球状星团或一个以前与人马座有关的极其致密的暗物质次晕的扰动。
2020-01-20 astro-ph.GA astro-ph.SR hep-ph
