Apocalypse When? No Certainty of a Milky Way -- Andromeda Collision
该研究结合Gaia、Hubble观测与质量估计，模拟本星系群未来100亿年演化，指出M33与大麦哲伦云显著改变银河系—仙女座轨道，二者不并合概率接近50%。
2024-07-31 astro-ph.GA
Structural properties of non-spherical dark halos in Milky Way and Andromeda dwarf spheroidal galaxies
基于我们以前工作中修正的轴对称质量模型，研究了银河系和仙女座星系中矮球状（dSph）星系暗晕的非球形密度结构.我们在这里采用的模型充分考虑到速度各向异性的示踪星被限制在一个扁平的暗晕。将我们的模型应用到12个明亮的dSphs的可用运动学数据中，我们发现这些星系通常与拉长的暗晕相关联，即使考虑到恒星速度各向异性的影响。我们还发现，最佳拟合参数，特别是暗晕和速度各向异性的形状，容易受到外部区域速度数据的可用性和每个空间仓中缺乏样本星的影响。因此，为了获得更现实的限制黑暗的晕结构，我们需要在更大的地区的dSphs比以前探索的光度和运动学数据。从现有的数据得到的结果表明，暗晕的形状在dSphs比那些$Λ$ CDM subhalo更拉长。这种不匹配需要解决的理论，包括重子组件和相关的反馈暗晕，以及进一步的观测限制在更大的地区的dSphs。研究还发现，更弥散的暗晕可能经历了连续的恒星形成历史，从而暗示暗晕结构在恒星形成活动中起着重要作用。
2015-09-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
The distribution of gas in the Local Group from constrained cosmological simulations: the case for Andromeda and the Milky Way galaxies
我们研究的气体分布在银河系和仙女座使用的约束宇宙学模拟的本地集团（LG）的背景下的CLUES（约束本地UniversE模拟）项目。我们分析了在$z=0$模拟星系的气体的性质为三个不同的阶段：“冷”，“热”和HI，并比较我们的结果与观测。热晕（$M_{hot}\approx 4-5\times10^{10}\,$ M $_{\odot}$）、冷晕（$M_{cold}(r\lesssim10\,$ kpc $)\approx10^{8}\,$ M $_{\odot}$）和热晕（$M_{HI}(r\lesssim50\,$ kpc $)\approx 3-4\times10^8\,$ M $_{\odot}$）中的物质含量与观测结果基本一致。我们还计算吸积/喷射率连同HI（径向和全天空）覆盖分数。在$r=50\,$ kpc内的积分HI吸积率给出$\sim$ $0.2-0.3\,$ M $_{\odot}\,$ yr $^{-1}$，即接近于从银河系高速云获得的结果。我们发现，全球吸积率是由热的材料，虽然电离气体与$T\lesssim10^5\,$ K也可以作出显着的贡献。$all$材料在维里半径处的吸积率为$6-8\,$ M $_{\odot}\,$ yr $^{-1}$。在$z=0$，我们发现一个显着的气体过剩之间的两个星系，相比任何其他方向，由于其气体晕的重叠。在我们的模拟中，气体过…
2014-06-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Timing Argument take on the Milky Way and Andromeda past-encounter
本文研究了$M31$和具有宇宙学常数背景的银河系（MW）星系的二体问题，着重讨论了它们经历过过去相遇（PE）的可能性。PE是可能的，只有为非零的横向速度和他们的生存能力是受这样的近碰撞的印记的观察。通过对两个孤立点天体实施定时论证（TA），证明了如果$M{31}$和MW都有PE，那么本机群（LG）的预测质量应该是原来的两倍。由于预测的质量太大，MW和$M31$星系应该在$\sim 8 Gys$碰撞。因此，TA分析表明PE对于本地组（LG）系统是不可能的。
2022-02-23 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
The Masses of the Milky Way and Andromeda galaxies
我们提出了一个家庭的强大的示踪剂质量估计计算封闭的质量的星系晕从离散的位置和运动学数据的示踪剂，如晕星，球状星团和矮卫星的样本。数据可以是投影位置、距离、视线速度或自行。给出了适合于银河系和M31的估计量的形式。蒙特卡罗模拟用于量化作为样本量函数的不确定性。对于银河系，卫星样本由26个具有视线速度的星系组成。我们发现，假设速度各向同性，300 kpc以内的银河系质量约为0.9 x 10^12太阳质量。然而，质量估计对各向异性很敏感，可能介于0.7 - 3.4 x 10^12太阳质量之间。将6颗银河系卫星的自行纳入数据集，我们发现约1.4 x 10^12太阳质量。如果使用合理的各向异性，这里的范围更广，从1.2 - 2.7 x 10^12太阳质量。对于M31，有23个卫星星系有观测到的视线速度，但只有M33和IC 10有自行。我们利用卫星星系的视速度和距离估算出M31在300 kpc以内的质量约为1.4 x 10^12太阳质量（假设各向同性）。它对各向异性的依赖性很小，质量在1.3 - 1.6 x 10^12太阳质量之间变化。考虑到不确定性，我们得出结论，卫星数据本身并不能可靠地了解这两个星系中哪一个质量更大。
2010-02-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Milky Way vs Andromeda: a tale of two disks
我们研究了银河系（MW）和仙女座星系（M31）盘的化学演化，以揭示本星系群中两个主要星系之间的共同点和差异。我们使用了大量的观测数据M31，包括最近的恒星形成率（SFR）和气体配置文件，以及沿其磁盘恒星金属丰度分布的观测。我们表明，当表示在相应的磁盘尺度长度，所观察到的MW和M31的径向配置文件表现出有趣的相似性，这表明在一个共同的框架内的描述的可能性。我们发现，我们的模型很好地描述了恒星的轮廓，气体分数和金属丰度的两个星系，以及他们的大部分全球性的属性，提供的恒星形成效率在M31盘是在MW的两倍。我们发现，M31的恒星形成率的轮廓不能拟合任何形式的肯尼卡特-施密特定律（KS定律）的恒星形成。我们将这些差异归因于这样一个事实，即M31经历了一个更活跃的恒星形成历史，即使在最近的过去，正如大约2亿年前与邻近的M32星系“正面”碰撞的观测所表明的那样。MW最有可能经历了一个静态的长期演变，使一个简单的模型，一个相当成功的描述。如果M31是更典型的旋涡星系，正如Hammer等人（2007）最近提出的那样，那么描述旋涡星系就需要更复杂的模型，包括星系间的相互作用。
2009-06-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Weighing the Milky Way and Andromeda with Artificial Intelligence
Instituto de Física Corpuscular (IFIC), CSIC-Universitat de València（瓦伦西亚大学物理研究所）；Flatiron Institute（弗拉特海研究所）；Princeton University（普林斯顿大学）；Columbia University（哥伦比亚大学）；University of Connecticut（康涅狄格大学）；Center for Astrophysics — Harvard & Smithsonian（哈佛-史密松天体物理中心）；Università di Bologna（博洛尼亚大学）；MIT（麻省理工学院）
我们提出了新的约束质量的晕托管银河系和仙女座星系使用图形神经网络。我们的模型在CAMELS项目的数千个最先进的流体动力学模拟上进行了训练，只利用了属于晕的星系的位置，速度和恒星质量，并且能够在考虑宇宙学和天体物理学不确定性的同时对晕质量进行无可能性的推断。我们的约束条件与其他传统方法的估计是一致的。
2021-11-29 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Rotational Curves of the Milky Way Galaxy and Andromeda Galaxy in Light of Vacuum Polarization around Eicheon
本文提出用Eicheon表面的F型真空极化解释银河系暗物质尾部，通过球对称模型近似处理星系盘面密度，成功重现银河系并讨论仙女座星系的旋转曲线。
2023-09-21 astro-ph.GA gr-qc
The satellite galaxies of the Milky Way and Andromeda
本文综述银河系和仙女座星系的卫星星系群体，涵盖其发现方式、观测特性，讨论其在暗物质等研究中的重要性，强调新设施带来的变革，指出未来研究能约束暗物质与星系演化。
2025-02-10 astro-ph.GA
The collision between the Milky Way and Andromeda and the fate of their Supermassive Black Holes
我们的银河系和附近的仙女座星系（M31）形成了一个束缚系统，尽管M31的相对速度矢量目前还没有得到很好的约束。它们的轨道运动在很大程度上取决于初始条件，但所有可靠的情况都意味着在接下来的3-5个陀螺仪内首次接近。在我们的研究中，我们通过直接N体集成模拟这种相互作用，使用HiGPU代码。我们的目的是调查的合并时间的依赖性的物理和动力学性质的系统。最后，我们研究了两个位于银河系中心的超大质量黑洞的动力学演化，未来的目标是获得适当的分辨率来跟踪它们的运动，直到它们形成一个紧密的双星系统。
2019-08-20 astro-ph.GA
A Universal SFDM Halo Mass for the Andromeda and Milky Way's dSphs?
矮球状星系是最常见的星系类型，也是宇宙中最主要的暗物质。因此，它们是测试任何暗物质模型的理想实验室。玻色-爱因斯坦凝聚体/标量场暗物质模型认为暗物质是由无自旋的超轻粒子组成的，这些粒子可以用一个标量场来描述。这个模型是$Λ$ -冷暗物质模型的替代。在这项工作中，我研究了银河系和仙女座矮球状卫星星系的运动学，标量场/BEC暗物质范式下的两个限制：当自相互作用参数等于零，当自相互作用参数为$\gg1$。我发现矮球状星系具有非常高的质光比（高于$100$）是在更好的协议与NFW的质量密度分布。另一方面，相对低的质光比和高光度的矮球状星系更好地描述与SFDM模型。这样的结果对于进一步以矮星系动力学为工具来检验替代的暗物质模型是非常令人鼓舞的。
2015-07-21 astro-ph.GA
The future Milky Way and Andromeda galaxy merger
根据我们目前对银河系-M31系统的物理和动力学性质的了解，这两个星系很可能会在对初始条件非常敏感的时间内碰撞并最终合并。使用HiGPU代码，我们已经进行了几次数值模拟来研究系统的动力学，试图定义不确定性在目前观测到的两个星系的相对速度和合并时间中的作用。与此同时，我们跟踪了位于银河系中心的两个大质量黑洞的动力学，以检查（在我们模拟的空间和时间分辨率限制内）它们在星系合并过程完成后的相对运动。
2019-06-07 astro-ph.GA
Subhalo abundance and satellite spatial distribution in Milky Way-Andromeda-like paired haloes
本研究通过千禧系列模拟发现类银河系-仙女座配对晕的子晕丰度比同条件孤立晕高5%-15%，但配对构型与卫星星系平面分布无关，提示研究银河系卫星问题需考虑配对构型对子晕丰度的影响。
2023-06-12 astro-ph.GA
Line-of-sight mass estimator and the masses of the Milky Way and Andromeda Galaxy
本研究通过引入卫星星系的三维空间分布扩展了$v^2r$估计器，提高了星系质量估计的可靠性，并据此估计出银河系与仙女座星系的总质量。
2025-04-30 astro-ph.GA
Where are the extremely metal-poor stars in the Milky Way and Andromeda? Expectations from TNG50
在TNG 50模拟中，我们分析了198个银河系（MW）/M31类星系中极贫金属星（EMP，[Fe/H] $ < -3$）在$z=0$的位置。每个系统被分为四个运动学定义的形态恒星组件的基础上，恒星圆度和银河系的距离，即隆起，冷盘，暖盘，恒星晕，除了卫星（与恒星质量$\ge 5\times10^6\,M_\odot$）。根据TNG 50和所有模拟系统，主星系和卫星的恒星晕呈现最高频率的EMP（最大的$M_{\mathrm{EMP, comp}}$与$M_{\mathrm{tot, comp}}$恒星质量比），因此找到它们的机会最高。这种频率在低质量卫星中比在高质量卫星中更大。此外，TNG 50预测，主星系的恒星晕总是宿主，因此贡献了系统的大部分电磁脉冲。也就是说，它具有其中EMP与系统中所有EMP的最高质量比（最大的$M_{\mathrm{EMP, comp}}$与$M_\mathrm{EMP} (<300\mathrm{kpc})$）。然而，值得注意的是，我们还发现，TNG 50中的33 MW/M31类星系具有对EMP总质量贡献超过10%的冷盘，每个冷盘都具有在冷圆形轨道上的EMP的$\gtrsim 10^{6.5-7}\, M_\odot$。这些定性的陈述并不依赖于EMP星的精确定义，即所采用的金属丰度阈值。这项工作的结果提供了一个理论预测的EMP星的位置从空间和运动学的角度来看…
2022-12-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Andromeda XXIX: A New Dwarf Spheroidal Galaxy 200kpc from Andromeda
我们报告发现了一个新的矮星系，仙女座XXIX，使用最近发布的斯隆数字巡天DR 8的数据，并证实了双子座北望远镜多目标光谱成像数据。XXIX看起来是一个矮球状星系，在天空中与M31的距离略大于15度，从红巨星分支的尖端推断的距离为730 kpc +/-75kpc，相当于与M31的三维距离在205 kpc和227 kpc之间（接近M31的维里半径）。它的绝对星等是通过与天龙座矮椭球的红巨星分支光度函数比较确定的，M_V = -8.3+/-0.4。XXIX的恒星星族似乎与天龙座非常相似;因此，我们估计XXIX的金属丰度为[Fe/H] \sim-1.8。And XXIX的半光半径为360 pc +/-60pc，椭圆率为0.35+/-0.06，是银河系和M31在这个绝对星等范围内的典型矮卫星。
2011-10-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Local Group timing in Milgromian dynamics. A past Milky Way-Andromeda encounter at z>0.8
本机组计时一直是失踪的质量问题的第一个历史性的探索之一。虽然现代宇宙学探测表明，纯重子动力学在最大尺度上是不够的，但附近的星系和小星系群一直遵守米尔格罗姆的MOND定律，这意味着小尺度的动力学可能完全由重子预测。在这里，我们调查本地集团的时间在这种背景下Milgromian动态。利用最新观测到的仙女座星云和麦哲伦星云的自行和径向速度，利用Milgromian二体运动方程，对它们的轨道进行了积分。我们发现，与目前测量的自行和径向速度的M31，MOND将意味着银河系和M31出生后，首先通过哈勃膨胀分开，但随后必然会再次被吸引Milgromian引力吸引，并有一个过去的飞行相遇之前来到他们现在的位置。这种遭遇很可能发生在7到11 Gyr之前（0.8<z<3）。没有暗物质晕及其相关的动力学摩擦是这种近距离接触不触发合并的必要条件。因此，从在本星系群规模上证伪或证明米尔格罗米亚动力学的观点来看，能够排除或支持这种过去相遇的观测论证是非常重要的。有趣的是，最接近的相遇是足够小的（<55 kpc），对盘动力学有严重的影响，包括厚盘的形成，以及两个星系的卫星系统。卫星星系和年轻的晕状球状星团的年龄都与这些天体在这次相遇中诞生的年龄相一致，它们都形成了银河系周围巨大的极地结构。
2013-07-03 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
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
MOCCA-Survey Database: Extra Galactic Globular Clusters. II. Milky Way and Andromeda
对星系中球状星团系统（GCS）的协同演化进行全面的研究，需要能够模拟控制其轨道演化的大尺度动力学（0.01 - 10 kpc）和控制每个球状星团（GC）内部动力学的小尺度动力学（sub-pc - AU）。在这项工作中，我们提出了一种新的方法，结合半解析模型的GCS与完全自洽的蒙特卡罗模型，同时发展大型GCS。我们使用人口合成代码MASinGa和MOCCA调查数据库I创建合成GC人口，旨在代表银河系（MW）和仙女座（M31）中GC的观测特征。我们的程序使我们能够恢复的空间和质量分布的GC在这样的星系，并限制的质量，GC离开无论是在晕分散的碎片，或在银河系的中心，在那里他们可以有助于形成一个核星团（NSC），并可以带来恒星和可能的中间质量的黑洞。我们的模拟报告的最终质量是几个数量级小于观测值。这些差异表明，在像MW和M31这样的星系中，NSC和中央BH的质量积聚不能仅仅用下落GC方案来解释。这种积聚很可能取决于下落的GC和气体的相互作用和合并之间的相互作用。后者可以有助于在NSC和中央BH的增长原位恒星的形成。
2022-06-08 astro-ph.GA
On the stark difference in satellite distributions around the Milky Way and Andromeda
我们比较了距离银河系400千秒差距（MW）以内的明亮（> 10^5 Lsun）矮卫星星系和M31的球平均径向数，发现MW卫星星系更加集中。值得注意的是，这两个卫星系统在中心100 kpc范围内几乎是相同的，而M31卫星在100 - 400 kpc的非投影距离上的数量大约是MW卫星的四倍。我们使用一套44个高分辨率~10^12晕变焦模拟，其中22个是像MW和M31一样成对的，将观测到的分布与LCDM亚星系的预测分布进行比较。我们发现M31周围卫星的径向分布是相当典型的subhalos预测，而银河系的分布是更集中的，我们的任何模拟LCDM晕。一个可能的解释是，我们的普查是明亮的（> 10^5 Lsun）MW矮星系是显着不完整的超过太阳的~100 kpc。如果还有8 - 20颗亮矮星在100 - 400 kpc的轨道上未被发现，那么银河系的径向分布将落在从次晕分布预期的范围内，并且看起来非常像已知的M31系统。我们使用我们的模拟来证明，有足够的区域没有被斯隆数字巡天及其扩展所探索，考虑到天空中的暗晕的角各向异性的预期范围，发现~10个新的亮矮星并不是不可能的。
2013-05-02 astro-ph.GA
The Role of Baryons in Creating Statistically Significant Planes of Satellites around Milky Way-Mass Galaxies
我们调查是否包含重子物理影响薄，相干旋转的卫星，如银河系和仙女座周围看到的飞机的形成。对于四个银河系质量的模拟，每个运行都作为暗物质，包括重子，我们能够确定一个平面配置，显着最大限度地增加平面卫星成员的数量。最大平面成员卫星在相同运行的仅含暗物质和重子版本之间始终不同，这是因为卫星在重子运行中更有可能被摧毁和坠落。因此，在仅模拟暗物质的情况下研究卫星平面是误导性的，因为它们将由不同的卫星成员组成，而不是包括重子的情况下存在的卫星成员。此外，重子轨道中卫星的破坏导致卫星分布的径向集中度降低，这一结果对于制造与随机分布相比具有统计学意义的平面至关重要。由于所有的平面都穿过星系的中心，如果卫星的径向集中度很低，那么从随机分布中创建一个平面就困难得多。我们确定仙女座的低径向卫星浓度的一个关键原因，为什么在仙女座的飞机是非常重要的。尽管如此，当考虑到共同旋转时，即使在重子运行中，模拟星系的卫星平面也没有银河系和仙女座星系周围观察到的卫星平面具有统计意义。
2016-10-10 astro-ph.GA
The shapes and alignments of the satellites of the Milky Way and Andromeda
我们测量本星系群的矮球状（dSPH）星系的内在形状和排列。我们发现银河系的dSphs本质上是平坦的（平均固有椭圆率$μ_E\sim0.6$）比M31（$μ_E\sim0.5$）和经典的银河系dSphs（$M_V<-8.5\,\mathrm{mag}$）是圆（$μ_E\sim0.5$）比超微弱（$μ_E\sim0.65$），而在M31中的经典和超微弱的dSphs的形状是非常相似的。M31 dSphs优选与$\sim45°$的分散体径向对齐。这个信号是由超微弱的人口，而经典的M31 dSphs是一致的随机取向。我们比较了我们的结果与Lowing等人的宝瓶座模拟恒星星表。发现subhalo径向排列分布与本地群dSphs结果相匹配，而宝瓶座固有椭圆率明显小于数据（$Δ\langle E\rangle\approx0.4$）。我们提供的证据表明，银河系卫星的主轴位于一个优先面与法向量指向$(\ell,b)=(127,5)°$。我们将这个优选方向与浩瀚极轨道结构联系起来，尽管它们各自的大圆被$\sim30°$偏移。在M31中没有发现长轴排列的信号，这表明土星大平面是由最近的吸积或偶然排列形成的。最后，我们提供了预测的速度色散与尺度半径分布的银河系和M31人口之间的差异，并表明，从两个不同的位置观看类似的人口的投影效应不占的差异，这可能是由增加潮汐破坏M31。
2017-08-22 astro-ph.GA
MOCCA-Survey Database: Extra Galactic Globular Clusters. III. The population of black holes in Milky Way and Andromeda-like galaxies
在这项工作中，我们研究了银河系（MW）和仙女座星系（M31）中球状星团（GC）的黑洞（BH）布居。我们结合人口综合代码MASinGa和MOCCA调查数据库I推断GC窝藏BH子系统（BHS），IMBH，或两者都没有的属性。我们发现，具有BHS，IMBH或没有的GC的典型数量在银河系外围变得相当，而银河系内部区域主要由GC主导，没有显着的黑暗成分。我们的模型表明，GCs窝藏BHS稍重，与总人口相比，具有较大的半质量半径。我们检索的二进制BH（BBHs），要么合并在过去的3 Gyr或生存在他们的父集群，直到现在的属性。我们发现，约80%的合并BBH形式由于动力学相互作用，而其余的起源于原始双星的演化。我们推断的合并率BBH在本地宇宙的$1.0-23\,\,\rm{yr^{-1}\,Gpc^{-3}}$，根据所采用的假设。我们发现大约有100-240个BBH存活到今天，并且大多集中在星系内部的几个kpc。我们还估计了通过坠落星团进入星系核的黑洞数量，发现在12 Gyr的时间跨度内大约有1，000 - 3，000个黑洞和100-200个BBH被输送。这使得我们能够限制潜伏在核星团中的BH和BBHs双星的总量，即$N_{BHs}=(1.4-2.2)\times10^4$和$N_{BBHs}=700-1,100$。
2023-01-20 astro-ph.GA
Integrated Light Chemical Tagging Analyses of Seven M31 Outer Halo Globular Clusters from the Pan-Andromeda Archaeological Survey
详细的化学丰度的7个M31外晕球状星团（与M31的投影距离大于30千秒差距），来自高分辨率的综合光谱与霍比埃伯利望远镜。其中五个集群最近发现的泛仙女座考古调查（PAndAS）-本文提出了第一次确定的综合铁，钠，镁，钙，钛，镍，钡，铕丰度为这些集群。其中四个目标星团（PA 06，PA 53，PA 54和PA 56）是贫金属（[Fe/H] < -1.5），α增强（尽管它们的α增强可能比银河系恒星在1 sigma水平上更少），并显示出恒星之间Na和Mg变化的迹象。其他三个球状星团（H10、H23和PA 17）的金属含量更丰富，金属丰度范围从[Fe/H] = -1.4到-0.9不等。虽然H23在化学上与银河系场星、银河系球状星团和其他M31星团相似，但与银河系场星和星团相比，H10和PA 17的[Ca/Fe]相对较低。此外，PA 17的高[Mg/Ca]和[Ba/Eu]比与银河系恒星不同，与大麦云（LMC）中的恒星和星团更一致。这里研究的星系团都不能最终与任何来自PAdAS的已识别流联系起来;然而，基于它们的位置，运动学，金属丰度和详细的丰度，最富金属的PAdAS星系团H23和PA 17可能与巨型恒星流的祖先有关，H10可能与西南云有关，PA 53和PA 56可能与东部云有关。
2015-01-19 astro-ph.GA
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
Millisecond pulsars and the gamma-ray excess in Andromeda
费米伽马射线太空望远镜为银河系和仙女座星系的中心部分弥漫的伽马射线发射提供了证据。这种过量被解释为暗物质湮灭发射或数千毫秒微中子（MSP）的发射。我们最近发现，古老的大质量球状星团可能会通过动力学摩擦向银河系中心移动，并在其中携带足够的MSP来解释观测到的伽马射线过剩。在本文中，我们重新审视仙女座星系的MSP方案，通过模拟其球状星团系统的形成和破坏。我们发现，我们的模型预测的伽马射线发射比银河系大$\sim 2-3$倍，但仍然比仙女座观测到的费米过剩小近一个数量级。我们的MSP模型可以重现所观察到的过剩，只有通过假设$\sim 8$倍以上的老星系团的数量比从星系标度关系推断。为了解释这些观测结果，我们需要仙女座星系显著偏离标度关系，或者它的大部分高能辐射来自其他来源。
2019-01-06 astro-ph.GA astro-ph.HE
Signatures of the M31-M32 Galactic Collision
仙女座螺旋星系（M31）和它的矮伴星M32的不寻常的形态已经被观测得非常详细。这两个星系的明显接近表明仙女座星系突出的恒星形成环以及M32紧凑的椭圆形结构可能是最近碰撞的结果。在这里，我们提出了第一个自洽模型的M31-M32相互作用，同时再现观察到的位置，速度和形态的两个星系。仙女座的螺旋结构是解决了前所未有的细节，表明一个罕见的正面轨道是不必要的，以配合仙女座的环状形态。M32穿过仙女座星系盘时扰动了盘的速度结构。我们发现潮汐剥离的M32的恒星是低效的相互作用过程中，这表明一些CE本质上是紧凑的。此外，轨道解意味着M32目前比模型通常假设的更接近银河系，这一预测可能会被即将到来的观测所验证。
2014-08-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Distribution of Alpha Elements in Andromeda Dwarf Galaxies
我们目前的α铁丰度比的226个单独的红巨星在九个矮星系的仙女座（M31）卫星系统的分支恒星。丰度是从Keck/DEIMOS中等分辨率光谱中Mg、Si、Ca和Ti线的组合信号测量的。这构成了在M 31卫星系统中测量的第一个α丰度比的大样本。在我们的样本中的矮星系表现出各种各样的α丰度比，在每个星系的平均值范围从近似太阳（[α/Fe] ~ +0.0）α增强（[α/Fe] ~ +0.5）。这些变化与内部运动学、环境或恒星密度无关。我们确认径向梯度铁丰度的两个星系的五个有足够的数据（NGC 185和II）。只有初步的证据表明NGC 185中存在α丰度径向梯度。我们均匀地比较我们的结果，银河系经典矮椭球，发现证据的平均α丰度的变化范围更广。在没有化学丰度的M31恒星晕，我们比较银河系恒星晕。一个恒星晕组成的破坏M31卫星是太丰富的金属和不一致的银河系晕α丰度分布，即使只考虑卫星占主导地位的老恒星星族。M 31卫星群提供了第二个研究矮星系化学丰度的系统，并揭示了比银河系更广泛的丰度模式。
2014-06-02 astro-ph.GA
Decoupled Black Hole Accretion and Quenching: The Relationship Between BHAR, SFR, and Quenching in Milky Way and Andromeda-mass Progenitors Since z = 2.5
本文研究了z = 0.2 - 2.5范围内银河系和仙女座星系的黑洞吸积率（BHAR）与恒星形成率（SFR）之间的关系。我们源星系从KS波段选择ZFOURGE调查，其中包括多波长数据跨越0.3 - 160微米。我们使用分解软件将观测到的星系SED分解为活动星系核（AGN）和恒星形成组件，这使我们能够从红外（IR）估计BHAR和SFR。我们进行测试，以检查这些估计的鲁棒性，包括来自X射线叠加和远红外分析，分别BHAR和SFR的比较。我们发现，随着祖星系的演化，它们的相对黑洞-星系生长（即它们的BHAR/SFR比）从低红移到高红移增加。MW-质量祖细胞表现出0.64 +/-0.11的log-log斜率，而M31-质量祖细胞为0.39 +/-0.08。这一结果与以前的研究形成对比，这些研究在采用X射线/活动星系核选择或质量有限的样本时发现了几乎平坦的斜率，这可能是由于他们使用了具有不同演化历史的星系的广泛混合物。我们使用的祖细胞匹配的样本突出了仔细选择祖细胞时，搜索BHAR/SFR之间的进化关系的潜在重要性。此外，我们的发现，BHAR/SFR比率不跟踪祖细胞淬火的速度，这对恒星形成的抑制主要是由发光AGN反馈（即高BHAR）驱动的想法提出了质疑。
2017-10-11 astro-ph.GA
Constraining Dark Energy from Local Group dynamics
本文提出利用银河系—仙女座双星动力学约束宇宙学常数，给出含 Λ 的二体解析解，并预测未来天体测量可将上界降至约 (1.67±0.79)Λ_PL。
2023-06-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Study of Various Dark Matter Halo Profiles in Milky Way and M31 Galaxies within the Standard Cosmology Framework
本研究在标准ΛCDM模型框架下，结合核球、盘成分与三种暗物质晕轮廓，用贝叶斯统计拟合银河系和M31的最新旋转曲线数据，发现NFW和Hernquist轮廓与观测相符，Einasto轮廓解释力较差。
2025-06-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
First Chemical Analysis of Stars in The Triangulum-Andromeda Star Cloud
我们进行了第一次高分辨率光谱研究的三角座仙女座（TriAnd）恒星云-一个扩展的，中纬度银河系晕子结构约20千秒差距在银河系第二象限-通过六个M巨星候选人选择空间和动态与这个系统。这些恒星的[Ti/Fe]、[Y/Fe]和[La/Fe]丰度模式与[Fe/H]的函数关系支持TriAnd起源于一个矮星系，其化学富集历史与人马座矮球状体（dSph）星系有些相似。我们还调查了先前提出的假设，即TriAnd是Monoceros流的外围，动态较老的一块（也被称为银河系Anticenter恒星结构，“GASS”）假设这两个特征都来自同一个吸积的银河系卫星的潮汐破裂，并发现所研究的TriAnd和GASS恒星之间上述丰度模式的净差异表明，这两个系统独立和无关。
2011-03-04 astro-ph.GA
A kinematic study of the Andromeda dwarf spheroidal system
我们提出了一个均匀的红巨星分支恒星的运动学分析内18的28仙女座矮球状（dSph）星系，获得使用凯克I LRIS和凯克II DEIMOS摄谱仪。基于它们的g-i颜色（用CFHT MegaCam成像仪拍摄），在天空中的物理位置和径向速度，我们将dSph成员资格的概率分配给每个观察到的恒星。利用这些信息，速度色散，中心质量和中心密度的暗物质晕计算这些对象，并与银河系dSph人口的属性进行比较。我们还测量了每个M31 dSph成员星的平均金属丰度（[Fe/H]），发现它们与银河系中观测到的[Fe/H]随光度降低的趋势一致。我们发现我们研究的三个M31 dSphs在它们的中心速度色散方面表现为显著的异常值，XIX，XXI和XXV，它们都具有大的半光半径（>700 pc）和低的速度色散（sigma_v<5 km/s）。此外，And XXV在其半光半径范围内的质光比仅为[M/L]_{half}=10.3^{+7.0}_{-6.7}，这使得它与一个简单的恒星系统相一致，在其1 sigma不确定度范围内没有明显的暗物质成分。我们认为，这些异常值的暗物质晕的结构已被潮汐显着改变。
2013-02-26 astro-ph.CO 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
Milky Way and Andromeda analogs from the TNG50 simulation
我们提出了银河系和仙女座星系（MW/M31类）内模拟TNG 50，最高分辨率运行的$Λ$ CDM磁流体动力学模拟的IllustrisTNG套件的属性。我们介绍了我们的基准选择MW/M31类似物，我们建议直接使用，以及在未来的分析参考。TNG 50包含198 MW/M31类似物，即具有恒星盘状形态的星系，恒星质量在$M_* = 10^{10.5 - 11.2}$ Msun范围内，并且在z=0时处于类似MW的Mpc尺度环境中。这些都解决了重子（暗物质）质量分辨率为$8.5\times10^4$ Msun（$4.5\times10^5$ Msun）和$\sim150$ PC的平均空间分辨率在恒星形成区域：因此，我们扩大了许多因素（2个数量级）的宇宙学模拟类似物的样本大小相似（$\times 10$更好）的数值分辨率。在$z=0$上的大多数TNG 50 MW/M31类似物都显示出一个条形，60%是恒星形成的，样本包括3个本星系群（LG）样系统，一些星系拥有一个或多个与麦哲伦云一样大的卫星。即使在这样一个相对狭窄的选择范围内，TNG 50也揭示了星系和晕属性以及过去历史的巨大多样性。在TNG 50样本中，有可能识别出几个模拟星系，它们的整体和结构特性与银河系和仙女座星系的测量结果一致，一次一个或多个。在本文中，我们记录并发布了一系列广泛适用的数据产品，这些产品建立在IllustrisTNG公…
2023-03-28 astro-ph.GA
Chemical Abundances of Seven Outer Halo M31 Globular Clusters from the Pan-Andromeda Archaeological Survey
对M31外晕中恒星流的观测表明，M31正在积极地吸积几个矮星系及其球状星团（GC）。详细的丰度可以在化学上将星系团与它们的诞生环境联系起来，确定GC是否是从卫星矮星系中吸积而来的。这次演讲介绍了7个M31外晕GC的详细化学丰度（与M31的投影距离大于30 kpc），来自Hobby Eberly望远镜拍摄的高分辨率积分光谱。这些集群中的五个最近在泛仙女座考古调查（PAndAS）中被发现--这次演讲首次确定了这些集群的综合Fe，Na，Mg，Ca，Ti，Ni，Ba和Eu丰度。其中四个目标星团（PA 06、PA 53、PA 54和PA 56）是贫金属（$[\rm{Fe/H}] < -1.5$）、增强型（$α$）（尽管它们在1 σ水平上的α增强可能比银河系恒星少），并显示出恒星与恒星之间Na和Mg变化的迹象。其他三个GC（H10，H23和PA 17）更富含金属，金属含量范围为[Fe/H] = -1.4至-0.9。虽然H23在化学上与银河系场星、银河系GC和其他M31星团相似，但与银河系场星和星团相比，H10和PA 17的[Ca/Fe]相对较低。此外，PA 17的高[Mg/Ca]和[Ba/Eu]比与银河系恒星不同，与大麦云（LMC）中的恒星和星团更一致。这里研究的星系团都不能最终与任何来自PAdAS的已识别流联系起来;然而，基于它们的位置，运动学，金属丰度和详细的丰度，最富金属的PAdAS星系…
2016-07-29 astro-ph.GA
The Milky Way and Andromeda galaxies in a constrained hydrodynamical simulation: morphological evolution
我们研究的两个主要组成星系的本地集团作为候选人的银河系（MW）和仙女座（M31）的约束模拟。我们专注于恒星盘的形成和它的关系，形成一个丰富的系统与两个大质量的星系组，并调查合并和吸积的影响作为驱动程序的形态转变。我们使用最先进的流体动力学代码，其中包括恒星形成，反馈和化学富集进行我们的研究。我们运行两个模拟，其中我们包括或忽略来自恒星的辐射压力的影响，研究这个过程对模拟星系的形态和恒星形成率的影响。我们发现，模拟M31和MW有不同的形成历史，即使都居住在，在z=0，相同的环境。这些差异直接转化为并解释了它们的恒星形成率，原位分数和最终形态的变化。M31候选者有一个活跃的合并历史，因此它的恒星盘直到现在都无法不受影响地生存下来。相比之下，MW候选者具有更平滑的历史，在后期没有重大合并，并形成稳定增长的圆盘;在z=0时，模拟MW具有扩展的旋转支撑圆盘，其在凸起上占主导地位。我们的两个反馈实现预测类似的星系和它们的盘的演化，虽然检测到一些变化，其中最重要的是盘的形成时间：在较弱/较强反馈的模型中，盘形成较早/较晚。总之，通过比较这两个星系的形成历史，我们得出结论，星系的合并/吸积历史，而不是它的环境在LG尺度的形成和随后的增长或破坏的星系盘的主要驱动力。
2015-03-02 astro-ph.GA
The Fate of the Milky Way--Andromeda System: To Merge or Not?
Peking University（北京大学）；Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics, Peking University（北京大学科维理天文与天体物理研究所）；University of Chinese Academy of Science（中国科学院大学）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）
研究通过最新Gaia数据重新评估银河系与仙女座合并概率，发现合并概率升至90%，并探讨PM测量精度对结果的影响。
2026-03-24 astro-ph.GA
Orbits of massive satellite galaxies: II. Bayesian Estimates of the Milky Way and Andromeda masses using high precision astrometry and cosmological simulations
像哈勃太空望远镜和盖亚这样的太空天文台正在提供卫星星系前所未有的6D相位空间信息。这种测量可以揭示本星系群的结构和组装历史，但需要改进统计方法才能有效地利用它们。在这里，我们说明了这样一种方法，使用类似物的本地集团的两个最大的卫星星系，大麦云（LMC）和三角座（M33），从插图暗物质的宇宙学模拟。我们使用一个贝叶斯推断计划相结合的位置，速度和特定的轨道角动量（j）的LMC/M33与重要性采样的模拟类似物计算银河系（MW）和仙女座（M31）晕质量的后验估计。我们得出结论，由此产生的主机晕质量更容易受到偏见时，使用测量的当前位置和速度的卫星，特别是当卫星在其轨道的短寿命阶段（即在近心点）。相反，卫星的j值随着时间的推移而保持良好，并对主机质量提供更可靠的约束。使用LMC（M33）的j推断MW（M31）的维里质量为$\rm M_{vir, MW}=1.02^{+0.77}_{-0.55}\times10^{12}\; M_{\odot}$（$\rm M_{vir, M31}=1.37^{+1.39}_{-0.75}\times10^{12}\; M_{\odot}$）。选择j值与先前（< 3 Gyr ago）M33与M31的近距离相遇（< 100 kpc）的传统图像一致的模拟类似物，导致M31（$\rm\sim\!10^{12}\; M_{\odot}$）的维里质量非常低。这支持了Pat…
2017-03-16 astro-ph.GA
Does the Oosterhoff Dichotomy Exist in The Andromeda Galaxy? I. The case of G11
我们首次提出了Oosterhoff II型球状星团存在于仙女座星系（M31）的证据。利用哈勃空间望远镜上的宽视场行星照相机2对中等贫金属（[Fe/H] \sim -1.6 dex）球状星团M31球状星团G11的时间序列测光，我们探测到了14颗RR型天琴座星，并推导出了它们的周期，其中5颗位于星团潮汐半径之内。它们包括三个基模（RRab）和两个第一泛音（RRc）倍频，平均周期分别为<Pab>= 0.70 d和<Pc>= 0.40 d。这些平均周期以及星团变星在周期-振幅图和周期-金属丰度图中的位置都表明G11可能是一个奥斯特霍夫II型球状星团。这似乎与具有类似金属丰度和水平分支形态的银河系球状星团的一般行为一致。
2013-01-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
A clear age-velocity dispersion correlation in Andromeda's stellar disk
星系盘的恒星运动学是制约星系盘形成和演化过程的关键。本文首次测量了M31内部20 kpc（3.5盘尺度）的恒星年龄-速度色散相关，发现它与银河系中的恒星年龄-速度色散相关有很大的不同。我们使用光学哈勃太空望远镜/先进的相机调查测光的5800个单独的恒星从全色哈勃仙女座宝库（PHAT）调查和凯克/DEIMOS径向速度测量相同的恒星从仙女座的恒星晕（SPLASH）调查的光谱和测光景观。我们发现，平均视线速度色散是一个稳定增加的函数的恒星年龄外部R=10千秒差距，从30公里/秒的年轻的上主序星增加到90公里/秒的老红巨星支星。这种单调的增加意味着一个连续的或重复的过程有助于磁盘的演变。色散与年龄关系的斜率和标准化都明显大于银河系，这使得M31的盘可能比银河系的盘有更剧烈的历史，更符合宇宙学的预测。我们还发现证据的恒星分布不均匀，除了占主导地位的磁盘组件从第二个运动学组件。其中一个最大和最热的高色散斑块存在于所有年龄段中，可能是长柱结束的标志。
2015-02-12 astro-ph.GA
A Comparison Between the Half-Light Radii, Luminosities, and UBV Colors of Globular Clusters in M31 and the Galaxy
银河系和仙女座星系经历了截然不同的进化历史。然而，我们发现这两个星系最终形成了球状星团系统，其中单个星系团的半光半径分布难以区分。此外，在M31和银河系中的球状星团都被发现具有与它们的光度无关的半径。在这方面，球状星团与半光半径和光度紧密相关的早型星系有很大的不同。M31中富含金属的球状星团比银河中的球状星团体积稍大。发现仙女座星系中的球状星团比频率明显高于银河系。目前的讨论是基于107个银河系球状星团和200个M31中假定的球状星团，它们的UBV测光是可用的。
2010-07-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Weighing Andromeda: Mass estimates of the M~31 galaxy
本文回顾了过去约80年间仙女座星系（M 31）测量质量的演变，探讨了不同观测与建模技术及其一致性，并给出了目前对其质量的最佳限制。
2023-05-05 astro-ph.GA
Andromeda's asymmetric satellite system as a challenge to cold dark matter cosmology
本文定量刻画了仙女座星系卫星系统朝向银河系的高度不对称分布，发现其在标准冷暗物质宇宙学模拟中出现的概率不足0.3%，表明该构型是主流范式中的极端离群案例，对小尺度结构形成理论构成挑战。
2025-04-10 astro-ph.GA
A survey of HI gas toward the Andromeda Galaxy
低质量晕在宇宙时间内的聚并被认为是像银河系和仙女座星系（M31）这样的大质量螺旋星系的主要形成通道。大质量星系的气体晕被认为是持续为盘中恒星形成提供燃料的重子物质的储存库。由于距离很近，M31是详细研究晕气体结构的理想对象。使用Effelsberg-Bonn HI Survey（EBHIS）的最新中性原子氢（HI）数据可以包含与M31相关的气体的全面清单。主要目的是区分属于银河系和M31的物理结构，并相应地测试M31中性气体晕的存在。对空间全采样EBHIS数据的分析使得在空间和径向速度上追踪相干HI结构成为可能。为了解开银河系和M31 HI发射，我们使用了一种新的方法，随着传统的路径设置径向速度上限，通过计算差分二阶矩图。我们认为，M31的磁盘是物理连接到一个不对称的HI晕的几十千秒差距的大小，M31云。我们确认存在一个连贯的低速HI灯丝位于M31和M33之间，在天空中与云系统速度对齐。在系统速度下，HI细丝的物理参数与HI云的物理参数相当。我们还发现了一个形状不规则的HI云，它的位置靠近和XIX的恒星体，但与之有偏移。
2016-03-17 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
Empirical derivation of the metallicity evolution with time and radius using TNG50 Milky Way/Andromeda analogues
本文利用TNG50模拟的银河系/仙女座类似物，检验并改进了从[Fe/H]和年龄恢复恒星出生半径及金属丰度演化参数的方法，提出用投影中心金属丰度替代真实中心值，并确认该方法对银河系盘面及类似星系有效。
2024-10-14 astro-ph.GA
The SPLASH Survey: Internal Kinematics, Chemical Abundances, and Masses of the Andromeda I, II, III, VII, X, and XIV dSphs
我们提出了新的凯克/DEIMOS光谱观测数百个单独的恒星沿视线仙女座的前三个发现的矮球状星系（dSphs）-和I，II和III，并利用我们的团队最近的观测三个额外的dSphs，和VII，X和XIV，作为SPLASH调查的一部分。每个dSph的成员星被隔离的前景银河系矮星和M31领域的污染使用各种光度和光谱诊断。我们最后一个分光样本的成员星在每个dSph，我们测量准确的径向速度与中位数的不确定性（随机加上系统误差）为4 - 5公里/秒，包括80红巨星在和I，95在和II，43在和III，18在和VII，22在和X，38在和XIV。在六个dSphs的确认成员的样本被用来推导每个系统的平均径向速度，固有的中心速度色散，平均丰度，丰度扩展，和动态质量。这一组合数据集为我们提供了一个独特的机会来执行全球性质的第一次系统比较（例如，金属丰度，大小和暗物质质量）的三分之一的仙女座的总已知dSph人口与银河系对应的相同的光度。我们讨论了这些卫星的光度-金属丰度关系和光度-大小关系，发现它们的化学演化历史是相似的。M31的dSphs的动力学质量估计与相同光度的银河系dSphs相似或更小，尽管它们的大小相似或更大，这表明M31 dSphs的密度低于银河系的对应物。总结了这些结果对一般理解星系形成和演化的意义。节录。
2010-01-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Polarized synchrotron radiation from the Andromeda Galaxy M31 and background sources at 350 MHz
在低射频下的偏振测量允许检测由星系和银河系前景中的规则磁场引起的小法拉第旋转测量。用Westerbork综合射电望远镜（WSRT）对M31星系进行了两个重叠点的观测，得到了~4'的总强度和线偏振辐射分辨率。频率范围310-376 MHz由1024个通道覆盖，允许应用RM合成。我们推导了法拉第深度的数据立方体，并比较了正负法拉第深度的两个对称范围。这种新方法避免了高仪器偏振的范围，并允许检测非常低的偏振度。这是第一次在低于1 GHz的频率下探测到来自附近星系的扩散偏振辐射。极化度仅为0.21 +/-0.05%，与从较高射频数据外推的内部去极化一致。本文列出了M_（31）场中33个偏振源及其法拉第旋转的星表。它们的平均去极化为DP（90，20）= 0.14 +/- 0.02，比1.4 GHz下的去极化强7倍。我们认为，这种强烈的去极化起源于源，例如，在他们的无线电波瓣，或在干预星系的视线。另一方面，源的法拉第旋转主要产生在银河系的前景，并且在~9平方度的M31场中变化很大。正如预期的那样，M31和河外背景源的偏振辐射在低频比GHz范围弱得多。未来的观测与LOFAR，高灵敏度和高角分辨率，以减少去极化，可能会揭示扩散偏振从外盘和晕的星系。
2013-09-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Weighing Milky Way and Andromeda in an expanding $Λ$CDM Universe: Decreasing the Local Group mass
本文在ΛCDM膨胀宇宙背景下用计时论证分析本星系群二体动力学，结合IllustrisTNG模拟和大麦哲伦云效应修正，首次在无需额外暗物质晕的情况下得到较低的本星系群质量估计。
2024-08-26 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
A survey of diffuse interstellar bands in the Andromeda galaxy: optical spectroscopy of M31 OB stars
我们提出了迄今为止最大的样本的中分辨率蓝到红光谱的B型超巨星在M31，并进行了第一次调查的弥漫星际带（DIBs）在这个星系。本文给出了M31三个区域34颗恒星的光谱分类、视向速度和星际红化。给出了5780和6283 DIB对11颗恒星的径向速度和等效宽度。在M31的三条视线中检测到的以下DIB的等效宽度也被呈现：4428、5705、5780、5797、6203、6269、6283、6379、6613、6660和6993。所有这些M31 DIB载体都以与星际Na I和/或H I相匹配的径向速度驻留在云中。DIB等效宽度与红化（E（B-V））之间的关系与在银河系局部ISM中观察到的一致。许多观测到的视线显示DIB强度（每单位红化）位于银河值范围的上端。DIB强度每单位变红（68%的置信度），与星际紫外辐射场强度。在星际紫外线通量最低的地方观察到最强的DIB。在我们的三个领域的平均斯皮策8/24微米的发射比略低于在银河系中测量，但我们确定这个比例和DIB的强度在M31之间没有相关性。从其中一个区域的三个M31 H II区的光谱中得出的星际氧丰度表明，该区域ISM的平均金属丰度为12 + log[O/H] = 8.54 +- 0.18，这大约等于太阳附近的值。
2010-11-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Discs of Satellites: the new dwarf spheroidals
最近发现的超微弱的矮卫星围绕银河系和仙女座星系的空间分布进行了比较，以前报道的磁盘的卫星（DoS）的主机星系。在我们的调查中，我们特别注意的选择偏差引入由于有限的天空覆盖的SDSS。我们发现，新的银河系卫星星系密切遵循由更明亮的矮星定义的DoS，从而进一步强调这一功能的统计意义的星系晕。我们还注意到银河系中心距离大于100 kpc的卫星星系的赤字，这些星系远离银河系的卫星盘。在仙女座的情况下，我们得到了类似的结果，自然补充了我们以前的发现，并加强了这样的概念，即卫星盘是卫星星系相空间相关性的光学表现。
2009-01-12 astro-ph.GA
Andromeda XXXV: The Faintest Dwarf Satellite of the Andromeda Galaxy
本文发现仙女座XXXV，迄今最暗弱的仙女座卫星星系，其性质与本地群矮星系一致，并揭示了仙女座与银河系卫星系统在年龄-金属丰度散布上的差异。
2025-02-26 astro-ph.GA
TriAnd and its Siblings: Satellites of Satellites in the Milky Way Halo
我们探讨了三角座仙女座（TriAnd）在SPLASH（仙女座恒星晕的光谱和光度景观）和SEGUE（斯隆银河系理解和探索扩展）光谱调查中的过密度。SPLASH巡天中的银河系主序星显示，TriAnd超密度和最近发现的PAdAS流（Martin et al. 2014）具有共同的日心距离（D ~ 20 kpc），在天空中的位置和视线速度（V_GSR ~ 50 km/s）。类似地，从Segue 2卫星附近的SEGUE巡天中选出的A型、巨星和主序星都表明，TriAnd在这些区域很普遍，其速度和距离与Segue 2相似。PAndAS流和Segue 2卫星在位置和速度空间上与TriAnd的重合表明，这些子结构都是相关的，可能是银河系晕上的群落化石记录。在这种情况下，Segue 2卫星和PAdAS流是“卫星的卫星”，而大型的富含金属的TriAnd超密度是该集团中心的遗迹。
2014-08-28 astro-ph.GA
