The Milky Way Tomography with Subaru Hyper Suprime-Cam. I. Halo substructures
Astronomical Institute, Tohoku University（东北大学天文学研究所）；Department of Advanced Sciences, Faculty of Science and Engineering, Hosei University（法政大学理工学部先进科学科）；National Institute of Technology, Sendai College（仙台工业高等专门学校）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；The Graduate University for Advanced Studies（综合研究大学院大学）；Department of Astrophysical Sciences, Princeton University（普林斯顿大学天体物理学系）；Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe（Kavli宇宙物理数学研究所）
利用Subaru超广角相机分析银河系晕子结构，发现新的密度增强和流状特征，结合后续调查以约束其起源。
2024-01-10 astro-ph.GA
Discovery of an ultra-diffuse galaxy in the Pisces-Perseus supercluster
我们报告DGSAT I的发现，这是一个位于仙女座星系（M31）投影10.4度的超弥散淬灭星系。这个低表面亮度星系（mu_V = 24.8 mag/arcsec）是用一个小型业余望远镜发现的，在Subaru/Suprime-Cam的亚弧秒存档图像中似乎无法分辨，因此，尽管它的有效半径相对较大（R_e（V）= 12 arcsec），并且与著名的矮球状星系And II很接近（15 arcmin），但依靠分辨的恒星计数进行的光学巡天却没有发现它。它的红色（V-I = 1.0），浅的Sersic指数（n_V=0.68），以及没有可检测到的H-α发射是矮球状星系的典型特征，表明它主要由老恒星组成。我们用BTA 6米望远镜（V_h=5450 +/- 40 km/s）对该星系的径向速度测量表明，该星系是一个与双鱼-英仙座超星系团暗条有关的M31背景星系。在这个星团的距离上（~78 Mpc），DGSAT I的R_e ~ 4.7kpc，M_V ~-16.3$.它的性质类似于最近在后发座星系团中发现的超漫射星系。DGSAT I是在这个星系团中发现的第一例罕见的超漫射星系。与后发座和室女星系团相关的超漫射星系不同，DGSAT I是在一个低得多的密度环境中发现的，这为这类有趣的星系的形成机制提供了新的限制。
2016-01-26 astro-ph.GA
Group finding in the stellar halo using M-giants in 2MASS: An extended view of the Pisces Overdensity?
本文采用基于密度的分层找群算法，对2微米全天巡天（2 MASS）的M巨星星表中的恒星晕结构进行了识别。M-巨星的内在亮度意味着这个星表深入到晕中，那里的子结构预计是丰富的，很容易检测到。我们的分析揭示了银河系高纬度（大于15度）的16个结构，其中10个以前已经确定。在这六个新结构中，有两个可能是由于对数据进行了屏蔽，一个与强灭绝区有关，另一个可能是麒麟座环的一部分。另一个起源于低纬度，表明一些来自盘星的污染，但也显示出延伸到高纬度的突起，这意味着它可能是恒星晕中的一个真实特征。最后剩下的结构没有上面讨论的缺陷，因此很可能是卫星残骸。虽然该结构方向的消光非常低，但该结构确实与尘埃图中的低温特征相匹配。虽然这对它的起源提出了一些疑问，但低温特征可能是由于结构本身的真实灰尘造成的。这个结构的角位置和距离包含了Sloan Digital Sky Survey（SDSS）第82条中由天琴座RR星追踪到的双鱼座高密度。然而，2 MASS的M巨星表明，该结构比SDSS所看到的要延伸得多，密度峰值点就在条纹82的外面。该结构的形态更像是云而不是流，让人想起在模拟卫星沿高度偏心轨道破坏时所看到的。
2010-09-05 astro-ph.GA
The Complexity of the Cetus Stream Unveiled from the Fusion of STREAMFINDER and StarGO
我们结合了两个流搜索工具，STREAMFINDER和StarGO应用于盖亚EDR 3数据的力量，以检测属于鲸鱼座流系统的恒星碎片，该系统在银河系周围形成了一个复杂的，接近极地的结构。在这项工作中，我们发现鲸鱼座北流的南部延伸为帕尔卡流和一条新的南部流，它们在天空中重叠，但距离不同。这两个流包裹在天空上的$\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
Mapping the Galactic Halo with SDSS, LINEAR and PTF RR Lyrae Stars
本文分析了SDSS条纹82区~500颗RR型天琴座星追踪到的星系晕结构和亚结构。这项研究的主要成果是一个二维地图的星系晕，达到100千秒差距的距离和痕迹以前已知的和新的晕子结构，如人马座和双鱼座潮汐流。我们还提出了强有力的直接证据，基于RR天琴座和主序星，晕恒星数密度分布显着陡峭超过30千秒差距从银河系中心。利用一种新的光度测定金属丰度的方法，同时结合RR天琴座和主序星的数据，我们表明，在SDSS条纹82区域的人马座尾流的中值金属丰度为[Fe/H]}=-1.2 +- 0.1 dex。除了这些结果之外，我们还将展示正在进行的星系晕3D地图的工作，该地图是使用~4000颗RR型天琴座恒星的样本构建的，覆盖了8500度^2的北方天空，探测距离太阳30千秒差距。
2011-05-20 astro-ph.GA
The extended halo of Centaurus A: uncovering satellites, streams, and substructures
我们提出了最宽的领域解决恒星地图的日期最近（$D\sim3.8$兆秒差距）的大质量椭圆星系NGC 5128（半人马座A;岑A），延伸到一个投影的银河系中心半径为$\sim150$千秒差距。该数据集是我们正在进行的利用麦哲伦/Megacam成像仪进行的半人马座和雕塑家全景成像调查（PISCeS）的一部分。我们将红巨星分支尖端以下的老红巨星分支恒星群分解为$\sim1.5$等，达到表面亮度极限低至$μ_{V,0}\sim32$等角秒$^{-2}$。由此产生的空间恒星密度图突出了大量以前未知的流，壳和卫星，包括围绕CenA（CenA-MM-DW 3）的第一个潮汐干扰矮星，这强调了它的活跃吸积历史。我们报告了13颗先前未知的矮卫星候选者，其中9颗被证实位于Cen A的距离（其余4颗未被分辨为恒星），星等范围为$M_V=-7.2$至$-13.0$，中心表面亮度值为$μ_{V,0}=25.4-26.9$等角秒$^{-2}$，半光半径为$r_h=0.22-2.92$千秒差距。这些值与本星系群矮星一致，但也位于它们分布的暗淡/弥散端;有趣的是，CenA-MM-DW 3与最近发现的室女座和后发座中的超弥散星系具有相似的性质。大多数新的矮星比以前已知的Cen A卫星更暗。根据它们的恒星星族讨论了新发现的矮星和晕子结构，并将它们与M31的PAndAS巡天发现的结果进行了比较。
2016-04-19 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
Discovery of a new nearby globular cluster with extreme kinematics located in the extension of a halo stream
上下文我们报道了VVV-CL 160的发现，它是一个新的具有极端运动学的近星系球状星团（GC），位于银道面的$l = 10.1477$度，$b = 0.2999$度。目的。我们的目标是描述这个新GC的物理特性，并将其置于银河系的背景下，探索其与已知GC NGC 6544和Hrid晕流的可能联系。方法. VVV-CL 160最初在Vía Láctea（VVV）调查的VISTA变量中检测到。利用更新的VVV红外天体测量星表（VIRAC 2）中的自行（PM）选择GC成员，并绘制深近红外色星等图（CMD）来研究星系团的性质。我们还适合国王模型的净化样品，以确定GC结构参数。结果用VIRAC 2和盖亚EDR 3测量，VVV-CL 160有一个异常大的银河系GC PM：$μ_α\cos(δ)$ = $-2.3 \pm 0.1 $ mas yr $^{-1}$和$μ_δ$ = $-16.8 \pm 0.1 $ mas yr $^{-1}$。运动学与已知的GC NGC 6544和Hrid晕流相似。我们估计VVV-CL 160的$E(J-K) = 1.95$ mag变红和$A_{k}= 1.40$ mag消光。我们还测量了$(m-M) = 13.01$ mag的距离模量和$D_{\odot} = 4.0 \pm 0.5$ kpc的距离。这将GC放置在银河平面上方的$z=29$ pc处，距离银河中心为…
2021-06-02 astro-ph.GA
A Cold Stellar Stream in Pegasus
我们报告了在南银河半球的飞马座中偶然发现的恒星流。恒星流是使用SDSS数据发布14通过匹配滤波器在颜色-星等图中检测到的，该图针对8 Gyr年龄的恒星星族进行了优化，[Fe/H] = $-$ 0.46 dex，位于日心距离18 kpc处。候选流是微弱的（关闭点在$r_0 \sim$ 19.6），稀疏的，在SDSS测光中几乎不可见。它也在（较浅的）泛STARRs数据中检测到。$(u-g)_0$、$(g-r)_0$色图中的剩余恒星密度给出了该恒星星族的年龄和[Fe/H]的相同估计。该星系流位于银河系坐标$(l,b) = (79.4,-24.6)$，延伸超过9 $^\circ$（2.5 kpc），宽度为112 pc。狭窄的宽度暗示着一个球状星团的前身。
2019-03-21 astro-ph.GA
Galactic substructure traced by RR Lyraes in SDSS Stripe 82
利用从SDSS Stripe 82中提取的407颗天琴座RR型星的样本，研究了星系晕的亚结构程度。我们确定了与武仙座-天鹰座云和人马座流的已知子结构相关的超密度，并发现了一个以前未知的子结构，双鱼座超密度，距离太阳约100 kpc。这三个亚结构加在一起占我们RR Lyrics样本的80%。我们还研究了天琴座RR星在晕中的密度分布，发现该剖面最符合破幂律，内斜率为-2.4，破幂半径为~25 kpc，与以前的研究一致。我们的结论是，晕主要是由碎片的卫星，很少或根本没有潜在的顺利组成部分。
2011-11-18 astro-ph.GA
Tracing the tidal streams of the Sagittarius dSph, and halo Milky Way features, with carbon-rich long-period variables
我们组装121光谱确认的晕碳星，从文献中得出，表现出可测量的变化在卡特琳娜调查。我们提出了他们的周期和振幅，这是用来估计距离的周期光度关系。碳星的位置--以及它们的速度（如果有的话）--使我们能够追踪人马座（Sgr）矮球状星系的流。这些相比，一个典型的数值模拟的吸积的Sgr。我们发现，在日心距为15-50千秒差距的情况下，数据与这个模型吻合得很好，除了银道面以北的尾臂中几乎没有碳星，而且银道面以南的尾臂中只有初步的证据。大部分的样品可以归因于Sgr吸积。我们还发现了不属于Sgr的碳星群，其中大部分与已知的晕子结构有关。少数没有明显的归属，可能表明新的子结构。我们发现的证据表明，可能有一个结构背后的SGR领先的流远心，在~100千秒差距，和更遥远的延伸到双鱼座超密度也在~100千秒差距。我们研究了另外75个碳星，没有很好的周期数据可以获得，并为近红外的星等和颜色被用来估计距离。这些数据增加了对在100千秒差距以外发现的特征的支持。
2015-07-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
The K giant stars from the LAMOST survey data II: the Hercules stream in radial migration
我们估计了LAMOST DR 2 K巨星样品中红巨星分支下部的恒星的年龄。考虑到选择效应和体积完整性，得到了距离太阳0.3 ~ 1.5kpc的恒星的年龄-金属丰度图。在年龄-金属丰度图中，一个重要的亚结构（表示为\it{narrow stripe}）位于（年龄，[Fe/H]）$\sim$（5，0.4）到（10 Gyr，-0.4 dex）之间。此外，发现\it{narrow stripe}星是几个速度子结构的主要贡献者，包括著名的武仙座流。观测到的引导中心半径与从年龄-金属丰度关系推断的诞生半径之间的巨大差异表明，\it{narrow stripe}恒星已经从大约R $\sim4$ kpc径向迁移到太阳附近。这意味着大力士流可能不是由于与酒吧相关的共振，但可能是内部磁盘的运动学印记，后来由于径向迁移而移出。我们估计径向迁移的传播速度约为1.1 $\pm0.1$ kpc Gyr $^{-1}$，相当于约$1.1\pm0.1$ km s $^{-1}$。这与$2.6^{+1.8}_{-1.9}$ km s $^{-1}$的中位$v_R$和\it{narrow stripe}一致。我们还得到，大约三分之一的恒星在太阳附近的径向迁移约4千秒差距。最后，我们发现，径向迁移不会导致额外的磁盘增厚根据$z_{max}$的分布。
2015-10-21 astro-ph.GA
Details of the spatial structure and kinematics of the Castor and Ursa Major streams
Castor流成员的列表是根据来自不同作者的数据编制的。一些恒星的成员概率根据个别顶点、多重性、观测误差和特殊性进行了修正。用顶点图法确定了Castor运动群的顶点。比较了蓖麻流和大熊座流的参数，发现两股流在顶点图上的位置相差225度，这意味着这两组流几乎向相反的方向运动。这两个运动群的恒星在空间中相互混合，Castor流占据比Uma流更小的体积并且位于其中。我们的结果可以用于理解太阳附近的银河系盘的形态。
2016-03-10 astro-ph.GA
Discovery of a cold stellar stream in the ATLAS DR1 data
我们报告发现一个狭窄的恒星流穿越星座的玉夫座和天炉座在南天半球。在ATLAS勘测的数据发布1测光中检测到的流的部分至少为12度长，而其宽度为$\approx$ 0.25度。这个晕子结构的色星等图与位于日心距离为20 $\pm$ 2 kpc的贫金属[Fe/H] $\lesssim -1.4$恒星星族一致。有三个球状星团可能暂时与该气流有关：NGC 7006、NGC 7078（M15）和Pyxis，但NGC 7006和7078似乎有与气流轨道不相容的自行。
2014-04-24 astro-ph.GA
Discovery of a disrupting open cluster far into the Milky Way halo: a recent star formation event in the leading arm of the Magellanic stream?
我们报告发现了一个年轻的（${\rm age} \sim 130~{\rm Myr}$），低质量（$M \sim 1200~{\rm M}_\odot$），贫金属（$[{\rm Fe}/{\rm H}] \sim -1.1$）恒星协会在日心距离$D \approx 29~{\rm kpc}$，把它远远进入银河系晕。在它目前的银河系中心位置$(R, z) \sim (23, 15)~{\rm kpc}$，星协（在天空上）靠近麦哲伦星系发出的气流的前缘，但位于银河系盘另一侧的大麦云（LMC）中心的$\approx 60^\circ$。如果我们假设星系团与HI气体在流中处于同一位置，我们就直接测量到麦哲伦星系流前缘的距离。测得的距离是不一致的流预测从模型的LMC/SMC相互作用和落入银河系不占冲压压力和气体与银河系盘的相互作用。该星团的估计年龄与主臂气体最后一次通过银河系中平面的时间一致，因此我们推测这一恒星形成事件是由其最后一次通过中平面引发的。这个想法的大部分细节仍然是一个谜：麦哲伦流的柱密度很低，银河系盘在这个大半径处的气体密度很低，并且主导臂气体和银河系气体的相对速度很大。无论它是如何形成的，在银河系晕中发现一个年轻的星团为研究提供了一个有趣的机会。这个星系团是单独用盖亚天体测量和测光发现的，但后续的DECam测光对测量它的性质至关重要。
2020-02-05 astro-ph.GA
Discovery of a New, Polar-Orbiting Debris Stream in the Milky Way Stellar Halo
我们发现，有一个低金属丰度潮汐流，沿l=143度。在南银河帽，距离太阳约34千秒差距，从SEGUE恒星速度发现。由于最集中的检测是在鲸鱼座星座，轨道路径接近极地，我们将其命名为鲸鱼座极流（CPS）。虽然它在空间上与b=-70度的Sgr矮拖尾潮汐尾重合，CPS星的金属丰度（[Fe/H] = -2.1）、蓝离散星与蓝水平支星的比值以及速度与Sgr不同。一些CPS恒星可能会污染以前的Sgr矮星潮汐碎片样本。不寻常的球状星团NGC 5824位于符合CPS的轨道上，具有正确的径向速度。
2009-06-17 astro-ph.GA
Dynamics of stellar and HI streams in the Milky Way halo
恒星流在银河系研究的许多方面都是关键角色，特别是研究它们的轨道动力学对于进一步了解银河系的引力潜力至关重要。虽然这不是一个微不足道的任务时，面对不完整的动态相空间信息，横向运动的流仍然可以通过利用其径向速度梯度内包含的信息来理解。这种方法不仅适用于恒星流，也适用于银河系晕中的HI流。在这里，我提出了两项研究的结果，使用径向速度梯度来确定系统的轨道：对于武仙座，一个“超暗”矮星系，表现出大的椭圆率，位于140kpc的距离，表明它实际上可能是一个恒星流，对于一串属于GCN复合体的高速HI云，表明其在大约20kpc的距离处可能是气态流。
2011-10-20 astro-ph.GA
Elemental Abundances in M31: Gradients in the Giant Stellar Stream
我们分析了现有的测量[Fe/H]和[ $α$ /Fe]的个别红巨星分支（RGB）在巨大的恒星流（GSS）的M31，以确定是否存在空间丰度梯度。这些测量值是使用光谱合成技术从低分辨率（$R \sim 3000$）和中等分辨率（$R \sim 6000$）凯克/DEIMOS光谱学中获得的，作为M31调查中元素丰度的一部分。从62个RGB恒星的样本跨越GSS在17，22和33投影kpc，我们测量的[Fe/H]梯度$-$ 0.018 $\pm$ 0.003 dex kpc $^{-1}$和可忽略的[ $α$ /Fe]梯度与M31中心半径。我们调查GSS的丰度模式外晕使用额外的[Fe/H]和[ $α$ /Fe]测量位于沿流在45和58投影千秒差距。这些丰度提供了初步的证据，证明在GSS中超过40 kpc的[Fe/H]和[ $α$ /Fe]趋势与33 kpc内的趋势一致。我们还比较了GSS丰度65 RGB星位于沿可能相关的东南（SE）货架子结构在12和18预计千秒差距。的GSS和SE货架的丰度是一致的，支持一个共同的起源假设，虽然这种解释可能会复杂的存在下，在GSS的[Fe/H]梯度。我们讨论的背景下，从文献中的光度研究的丰度模式和探索的GSS祖的属性的影响，这表明高$\langle$ [ $α$ /Fe] $\rangle$的GSS（+0.40 $\pm$ 0.05 dex）有利于其形成的主…
2021-05-05 astro-ph.GA
Galactic Stellar Populations in the Era of SDSS and Other Large Surveys
对恒星星族的研究被理解为具有共同空间、运动学、化学和/或年龄分布的恒星集合，在过去十年中，随着SDSS、2 MASS、RAVE等大面积巡天计划的出现，这一研究重新焕发了活力。我们回顾了最近对这些数据的分析，这些数据与理论和建模的进展一起，正在彻底改变我们对银河系性质的理解，以及一般的星系形成和演化。像银河系这样的星系的形成一直被认为是一个稳定的过程，导致恒星的平稳分布。然而，在多维空间的各种观测，如位置，运动学和金属丰度的子结构的丰富性，现在被证明是毫无疑问的，并证明了合并在星系的增长的重要性。与涉及简单组件的平滑模型不同，这里审查的新数据清楚地显示了许多不规则的结构，例如人马座矮潮汐流和处女座和双鱼座的超密度晕，以及更接近银河平面的麒麟座流。这些最近的发展清楚地表明，银河系是一个复杂而动态的结构，它仍然是由邻近的较小星系合并而形成的。我们还简要讨论了下一代宽视场巡天，如SkyMapper，Pan-STARRS，Gaia和LSST，它们将使测量精度提高许多倍，并包括数十亿颗恒星。最终的目标，发展一个连贯的和详细的故事，银河系和其他类似的大螺旋的组装和进化历史，现在似乎触手可及。
2013-08-29 astro-ph.GA
The influence of dark matter halo on the stellar stream asymmetry via dynamical friction
本文研究了动力学摩擦对球状星团和在星系晕中运动的球状星团（恒星流）中蒸发的恒星的影响。由于动力学摩擦的作用，球状星团（GC）作为星系流祖先的位置开始相对于其在初始GC轨道参考系中的原始位置发生偏移。因此，在不同时间蒸发的恒星相对于GC位置有不同的平均位置。这种移动导致了恒星流的前臂和后臂之间恒星密度分布的某种不对称性。不对称的程度取决于GC和流星运动的环境特征。由于GC主要位于星系的外部，这使得动力学摩擦成为限制底层暗物质空间密度和速度分布的独特探针。对于GC NGC 3201，我们将我们的理论位移估计与现有的观测结果进行了比较。由于目前观测数据的不确定性很大，我们只能得出结论，得出的估计值具有相同的数量级。
2019-05-14 astro-ph.GA
A catalogue of oxygen-rich pulsating giants in the galactic halo and the Sagittarius stream
为了建立晕中富氧（记为M）渐近巨星分支（AGB）星的星表，补充富碳（C）星的星表，合并了以前位于北半球的Miras和SRa半正则星的列表，并清除了各种缺陷。在排除已知的C星之后，颜色和周期等特征表明大多数剩余的物体都是M星。距离是通过周期-光度关系获得的。根据它们在天空中的位置，我们确定了位于$|Z| > 5$ ~kpc的恒星绝大多数位于Sgr潮臂中。M星比C星多。我们的距离标度得到了位于球状星团中的两个冷变星的支持。沿着Sgr臂，我们的物体的距离与最近的RR Lyrant距离有合理的一致性。少数恒星的距离可达150 kpc，其中可能有4颗在尾臂远心处，2颗在A16亚结构中，与2颗C星的夹角很近。从$Gaia$和其他来源收集了90个径向速度。提供了一个包含417颗M脉动AGB星的星表。它包含$\sim$ 260颗恒星，在光环中，$|Z| > 5$ ~kpc。它们的$K_{\rm s}$星等范围从8 μ p到13 μ p。为了比较，星表也提供了$\sim 150$星，其星盘上的$5$ ~ $< K_{\rm s} <$ ~ $8$。该目录可在要求（NM）之前，在CDS。
2019-03-28 astro-ph.GA
Hercules stream and the outer elliptical ring R1R2
本文研究了包含外共振环R1R2的银河系盘模型中Hercules流的形成，发现Hercules和反Hercules区的恒星轨道分别垂直和平行于棒拉长，支持外环R1和R2的形成。
2025-04-01 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
Proper Motions in Kapteyn Selected Area 103: A Preliminary Orbit for the Virgo Stellar Stream
本文给出了Kapteyn选定区域（SA）103中的绝对自行。该区域位于室女座恒星流中心以西7度（VSS，Duffau等人，2006），具有代表该恒星流的明确的主层序。在SA 103中，我们根据它的金属丰度、径向速度和距离将一颗RR型天琴座星确定为VSS的成员。VSS候选关闭星和次巨星的自行与天琴座RR星一致。三维速度数据表明，轨道的近心点为11千秒差距，远心点约为90千秒差距。因此，VSS包括在高度破坏性轨道近心附近发现的潮汐碎片。通过对距离银河系中心大于50千秒差距的6个球状星团和VSS的轨道进行研究，我们发现了一个暂定的星协，NGC 2419。我们推测NGC 2419可能是一个破裂系统的核心，VSS是其中的一部分。
2009-07-07 astro-ph.GA
The nature of the Eastern Extent in the outer halo of M31
我们提出了第一个全面的光谱研究仙女座星系的东部范围。这个~4度长的管状结构。距离M31中心70-90千秒差距，垂直于仙女座短轴和巨大恒星流，并与C流重叠。在这项工作中，我们探索东范围的属性，以寻找它与巨型恒星流和C流之间的可能联系。本文给出了东延7个视场约50颗红巨星支星的运动学和光度学资料。我们测量了这些场的系统速度，发现它们是-368 km/s < v < -331 km/s，朝向巨型恒星流的速度梯度为-0.51 +/- 0.21 km/s/kpc。我们导出了东延恒星的光度金属丰度，发现它们是贫金属的，其值为-1.0 < [Fe/H]phot < -0.7，a <[Fe/H]phot> ~-0.9。我们发现一致的属性的东部范围，流B和流C，流铬，合理地连接这些功能的子结构之一。流Cp和它的关联球状星团，EC 4，有明显不同的性质，表明一个独立的结构。当我们将东界的性质与巨型恒星流的性质进行比较时，我们发现它们是一致的，尽管金属含量略低，因此东界可能包含从巨型恒星流的祖先剥离的恒星。
2021-04-27 astro-ph.GA
A giant thin stellar stream in the Coma Galaxy Cluster
本文报道在后发星系团中发现一条长约510 kpc、极其暗弱且形态纤细的自由漂浮恒星流，并将其解释为近期被吸积的潮汐瓦解矮星系，通过Illustris-TNG50模拟验证了此类结构在Λ-CDM框架下的存在，为暗物质研究提供了新环境。
2023-10-15 astro-ph.GA
Resolved stellar streams around NGC4631 from a Subaru/Hyper Suprime-Cam survey
我们提出了斯巴鲁/超Suprime-Cam（HSC）的相互作用的星系系统，NGC 4631和NGC 4656调查的第一个结果。从解析的恒星星族分布图中，我们识别出了NGC 4631外围的11个矮星系（包括已知的矮星）和两个潮汐恒星流，分别命名为SE流和NW流。本文描述了这些潮汐流的基本性质。基于红巨星分支尖端法和贝叶斯统计，我们发现StreamSE（EAP中为7.10 Mpc，90%可信区间为[6.22，7.29] Mpc）和StreamNW（EAP中为7.91 Mpc，90%可信区间为[6.44，7.97] Mpc）分别位于NGC 4631的前后。我们还计算了恒星流的金属丰度分布，通过比较成员星与色星等图上的理论等时线。我们发现，这两个流有相同的恒星星族的基础上贝叶斯模型选择方法，这表明它们起源于NGC 4631和一个单一的矮卫星之间的潮汐相互作用。预期的祖先具有正偏的金属丰度分布函数，[M/H]_EAP=-0.92，90%可信区间为[-1.46，-0.51]。根据本星系群矮星系的质量-金属丰度关系，估计其质量为3.7 × 10 e +8 Msun，其90%可信区间为[5.8 × 10 e +6，8.6 × 10 e +9] Msun。这与先前N体模拟中假设的祖先的初始恒星质量非常一致。
2017-04-11 astro-ph.GA
The Distance to the Magellanic Stream: Constraints from Optical Absorption along Stellar Sightlines
本研究利用VLT/UVES对五颗BHB恒星的光谱分析，首次通过Ca II和Na I吸收的非探测，为麦哲伦流距离提供了观测约束，确立了42 kpc和20 kpc的下限。
2025-03-27 astro-ph.GA
The Phoenix stream: a cold stream in the Southern hemisphere
我们报告了在暗能量巡天（DES）第1年（Y1 A1）数据中发现的恒星流。这一发现是通过简单的颜色-星等过滤器和对Y1 A1数据的目视检查得出的。我们把这个新物体称为凤凰流，以它的常驻星座命名。在减去背景恒星星族后，我们检测到一个简单的恒星星族的清晰信号。通过在色星等空间中拟合星流的脊线，我们发现，距离太阳17.5 $\pm$ 0.9 kpc的年龄为$τ=11.5\pm0.5$ Gyr和$[Fe/H]<-1.6$的恒星星族给出了对星流恒星星族的充分描述。该流被检测到超过8 $^{\circ}.$ 1（2.5千秒差距）的扩展，并具有$\sim$ 54秒差距的宽度，假设一个高斯分布，表明一个球状星团是一个可能的祖先。在5千秒差距以内，没有已知的球状星团与这条星系流的前身相容，假设这条星系流沿着它的轨道运行。我们检查了沿流的过密度，但是在共同添加的图像中没有明显的对应的束缚恒星系统。我们还发现沿流的密度过高，似乎是对称分布的-与周转的密度过高的情况下形成的冷流-以及流的北部和南部之间的错位。尽管非常接近，但我们没有发现任何证据表明该流和晕簇NGC 1261具有与最近发现的EriPhe超密度相关的共同吸积起源（Li et al. 2016）。
2016-02-08 astro-ph.GA
GD-1: the relic of an old metal-poor globular cluster
结合来自Gaia DR 2、SDSS DR 14和LAMOST DR 6的数据，我们更新了GD-1星流性质的模型拟合，发现它的年龄为$\sim 13$ Gyr，[Fe/H]为$-2.2\pm 0.12$，与太阳的距离为$\sim 8$ kpc。我们沿GD-1流轨道在90 $^\circ$弧上列出6D相空间基准点。轨道拟合结果表明，该流的偏心率为$e \sim 0.3$，近银河轨道角为14.2 kpc，远银河轨道角为27.0 kpc，轨道倾角为$i \sim 40^{\circ}$。沿着弧有4个候选恒星过密度，一个候选间隙，两个候选恒星欠密度的证据，并在$ϕ_1 \sim 2^{\circ}$（在\citet{kop10}的流对准$(ϕ_1,ϕ_2)$坐标系中）被切断。起源于$ϕ_1 \sim -40^{\circ}$的支线意味着恒星被一次相遇（可能是一个暗物质晕）从流迹中拉了出来。GD-1迹线的最西位置（FWHM $\sim 44.6$ pc）位于$\sim (178.18^{\circ}, 52.19^{\circ})$，即（R.一、Decl.），祖先可能在哪里在GD-1星流中还发现了6颗BHB和10颗BS分光星。
2018-11-15 astro-ph.GA
Chemodynamically Characterizing the Jhelum Stellar Stream with APOGEE-2
我们提出的红巨星的运动学和化学配置文件的APOGEE-2调查的方向上的Jhelum恒星流，银河系的子结构位于银河系的内晕在距离太阳的$\approx$ 13千秒差距。从6个远地点-2杰赫勒姆点，我们隔离的恒星与log（$g$）$<$ 3.5，留下的样本289红巨星。从这个远地点巨星的样本中，我们确定了七颗与$Gaia$ DR 2的天体测量信号一致的恒星。在这七颗星中，有一颗落在RGB上，与\cite{ji20}呈现的杰赫勒姆星的顺序相同。这个新的杰赫勒姆成员的[Fe/H]=-2.2，位于红巨星分支的顶端。通过选择高轨道偏心率，富含金属的恒星，我们在我们的APOGEE样本中识别出可能与$Gaia$ -土卫二-香肠（GES）合并有关的红巨星。我们比较了Jhelum星和GES星的丰度分布，发现$α$元素的趋势相似，正如预期的低金属丰度人口。然而，我们发现，GES和杰赫勒姆星的轨道一般不符合一个共同的起源。APOGEE杰赫勒姆恒星和其他已确认的恒星流成员的化学丰度与已知恒星流中的恒星相似，因此与该恒星流的祖先的吸积矮星系起源相一致，尽管我们不能排除球状星团的起源。
2021-03-12 astro-ph.GA
HST resolves stars in a tiny body falling on the dwarf galaxy DDO 68
我们提出了新的哈勃太空望远镜（HST）成像的流状系统与矮星系DDO 68，位于在距离D $\sim$ 12.65兆秒差距的Lynx癌症空隙从我们。这条星流先前在大型双筒望远镜的深空影像中被确认为低表面亮度的漫射结构，在F606 W（宽V）和F814 W（$\sim$ I）的影像中被解析为单个的恒星。由此得到的V，I色星等图（CMD）的解析恒星主要是老（年龄$\gtrsim$ 1-2 Gyr）红巨星分支（RGB）的恒星。从观测到的RGB尖端，我们得出结论，该流是在相同的距离DDO 68，确认与它的物理association.A合成CMD分析表明，在流中的大部分恒星形成活动发生在时代早于$\sim$ 1 Gyr前，和恒星形成的时代更近的$\sim$ 5亿年前是兼容的零。该流的总质量为$\sim10^{6} M_{\odot}$，约为DDO~68的1/100。这是矮星系等级合并的一个显著例子。
2019-08-09 astro-ph.GA
Dynamical Origin for the Collinder 132-Gulliver 21 Stream: A Mixture of three Co-Moving Populations with an Age Difference of 250 Myr
我们使用Gaia DR 3数据通过机器学习算法StarGO来研究Collinder 132-Gulliver 21区域，并找到位于附近的八个恒星子组（ASCC 32，Collinder 132 gp 1- 6，Gulliver 21）。在这八个亚群中，确定了三个共同移动的种群：（i）一个同时代的2500万年前的移动种群（Collinder 132）;（ii）一个中等年龄（5000万~ 1亿）的种群;（iii）27500万年前的溶解星团Gulliver 21。这三个星族在U-V分布中形成平行的对角条纹状超密度，这与太阳附近的疏散星团和恒星群不同。我们将这种运动学结构命名为Collinder 132-Gulliver 21流，因为它在3D空间中延伸超过270 pc。最古老的群体Gulliver 21在空间上被Collinder 132移动群体和中间年龄群体包围。科林斯132-格列佛21星流中的恒星年龄相差达2.5亿年。金属丰度信息显示，最年轻和最古老的人口之间的变化为0.3德克斯。科林斯132-格列佛21流的形成涉及恒星形成和动力加热。最年轻的移动星群（Collinder 132移动星群）可能是通过恒星的形成而形成的，具有均匀的金属丰度。中年和最老的人口然后被银河棒或螺旋结构共振散射，以拦截Collinder 132的轨道。在没有相互作用的情况下，这三个种群目前正在相互飞行，大约在50…
2022-08-30 astro-ph.GA
Linking nearby stellar streams to more distant halo overdensities
最近的研究表明，太阳附近的晕包含几个与过去的吸积事件有关的运动学子结构。对于更遥远的晕，有证据表明大规模的密度变化-以恒星云或超密度的形式。我们研究了当地的晕运动群和这些恒星云：武仙座，天鹰座云，室女座超密度，和波江座凤凰超密度之间的联系。我们执行轨道积分在一个标准的银河系潜在的本地晕样本提取盖亚eDR 3，预测合并碎片在银河系其他地方的位置的目标。我们特别关注的三个恒星云所占据的区域，并比较它们的运动学和距离分布与附近的碎片轨道预测。我们发现局部晕子结构具有轨道族，这些轨道族倾向于堆积在已发现恒星云的区域中，云的成员星的距离和速度与轨道积分的预测值吻合得很好，特别是对于Gaia-Enceladus星。这是所有三个高密度的主要贡献者，一小部分来自海尔米流，更小程度上来自红杉。轨道积分预测没有晕星的天空分布的不对称性，他们查明与当地晕子结构相关的其他碎片可能位于何处。
2021-08-09 astro-ph.GA
Discovery of a Split Stellar Stream In the Periphery of the Small Magellanic Cloud
本文利用 Gaia DR3 数据在小麦哲伦云以北约 15 度处发现一条由两个平行分支组成的恒星流 Sutlej，并基于自行、金属丰度、等龄线拟合和空间速度分析表明其可能并非源自麦哲伦云。
2023-08-09 astro-ph.GA
The Pristine survey -- XVII. The C-19 stream is dynamically hot and more extended than previously thought
C-19流是迄今发现的最贫金属的恒星系统，平均金属丰度为$[Fe/H] = -3.38\pm0.06$。它的低金属丰度分散度（$σ_{\rm [Fe/H]}$ $<$ 0.18，95%置信水平）以及钠丰度的变化强烈表明球状星团的起源。在这项工作中，我们使用VLT/UVES光谱的7个C-19恒星，以获得更精确的速度测量的成员星，并确定两个新的成员与径向速度和金属丰度符合流的属性。其中一颗新成员星位于距离先前发现的C-19主体30 $°$的位置，这意味着该恒星流比先前已知的要长得多，并且可能有更多的成员等待发现。在C-19的主要部分，我们测量了径向速度色散$σ_v$ = 6.2 $^{+2.0}_{-1.4}$ km s $^{-1}$从9个成员，和流宽度为0.56 $°\pm0.08°$，相当于$\sim$ 158 pc在日心距离为18 kpc。这些证实了C-19在动力学上比其他已知的球状星团流相对更热，并且具有微弱的矮星系流的特性。另一方面，新观测到的三颗明亮成员星的Na丰度变化，其中两颗的Mg和Al丰度变化，以及一颗可以测量的恒星的正常Ba丰度，为球状星团的起源提供了进一步的证据。C-19的动力学和化学性质之间的紧张关系表明，它的祖先经历了复杂的出生环境或破坏历史。
2022-05-16 astro-ph.GA
Tidal destruction in a low mass galaxy environment: the discovery of tidal tails around DDO 44
我们发现了一个$>1^\circ$（$\sim50$ kpc）长的恒星潮汐流，它来自于矮星系DDO 44，它可能是本体积星系NGC 2403的卫星，在其伴星的投影中位于$\sim70$ kpc。NGC 2403是一个大约大麦云星系，距离我们3 Mpc，位于M 81星系群的外围。我们正在绘制NGC 2403周围的大片区域，作为我们MADCASH（麦哲伦类似物的矮伴和恒星晕）调查的一部分，达到（$g, i$）=（26.5，26.2）的点源深度（90%完整性）。旧的、贫金属的RGB恒星的密度图显示了DDO 44两侧延伸的潮汐流，这些潮汐流指向NGC 2403。我们估算了DDO 44系统的总光度（矮星和星流的组合）为$M_{i, \rm{tot}} = -13.4$和$M_{g, \rm{tot}} = -12.6$，其中星流的光度为$\sim25-30\%$。类似物的$\sim$ LMC质量主机与大规模的潮汐干扰卫星是罕见的，在插图模拟，特别是在大的分离，如DDO 44。模型中存在的少数类似物表明，即使是低质量的宿主也可以有效地抑制它们的大质量卫星。
2019-10-09 astro-ph.GA
The SPLASH survey: Quiescent galaxies are more strongly clustered but are not necessarily located in high-density environments
我们使用SPLASH（Spitzer Large Area Survey with Hyper-Suprime-Cam）在COSMOS领域中的恒星质量选择星表，通过星系密度和聚类分析来研究直到$z \sim 2.5$的星系环境。静止星系的聚集强度超过恒星形成星系，这意味着静止星系优先位于更大质量的晕。当使用局部密度测量，我们发现一个明确的正静态分数-密度关系在$z < 1$，与早期的结果一致。然而，静态分数-密度关系在中等红移（$1 < z < 1.5$）处与边缘显著性（<1.8 $σ$）相反，并被发现与尺度相关（1.6 $σ$）。在大规模密集环境中看到的静止星系的比例较低，如果被证实是真的，可能与这样一个事实有关，即恒星的形成可以更容易地通过冷流吸积维持在“大规模”高密度区域，防止星系永久淬火。最后，在$z > 1.5$，静止的分数取决于当地的密度，即使集群表明，静止的星系在更大质量的晕。我们认为，在高红移的典型晕大小低于$10^{13}$ $M_{\odot}$，在本质上的本地密度测量是如此不同，他们不跟踪晕质量。因此，我们的研究结果表明，在高红移宇宙中，晕质量可能是熄灭星系中恒星形成的关键，而不是传统测量的星系密度。
2015-12-28 astro-ph.GA
The Southern Stellar Stream Spectroscopic Survey (S5): Chemical Abundances of Seven Stellar Streams
我们提出了高分辨率麦哲伦/MIKE光谱的42红巨星在7个恒星流确认的南方恒星流光谱调查（S5）：ATLAS，Aliqa乌玛，Chenab，Elqui，印度，杰赫勒姆，凤凰。使用光度恒星参数和标准LTE分析，从超过10，000条单独的线测量或上限中得出了30种元素的丰度。这是目前恒星流中最广泛的恒星元素丰度。三个流（ATLAS，Aliqa Uma和Phoenix）是被破坏的贫金属球状星团，尽管在球状星团中通常观察到的轻元素的关系只有微弱的证据。四个星系流（Chenab、Elqui、Indus和Jhelum）是分裂的矮星系，它们的恒星显示出丰度特征，表明其祖先的恒星质量从$10^6-10^7 M_\odot$。提供了广泛的描述的分析方法，包括推导出一种新的方法，包括恒星参数的相关性对每个恒星的丰度和不确定性的影响。本文包括位于智利Las Campanas天文台的6.5米麦哲伦望远镜收集的数据。
2020-08-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Star Formation in Extreme Environments: A 200 pc High Velocity Gas Stream in the Galactic Centre
本文利用多波段与分子线观测研究银心200 pc双螺旋高速气体流，揭示其激波、恒星形成、云碰撞及膨胀壳特征，并提出其为近侧棒状车道擦过CMZ后的延续。
2024-07-19 astro-ph.GA
Exploring the stellar streams and satellites around the giant low surface brightness galaxy Malin 1
Pontificia Universidad Católica de Chile（智利天主教 Pontificia 大学）；Universidad Mayor de San Andrés（圣安德烈斯高等大学）；Centro Espacial Nacional, Fuerza Aérea de Chile（智利空军国家航天中心）；Las Campanas Observatory, Carnegie Observatories（拉斯坎帕纳斯天文台，卡内基观测站）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉古纳大学）；Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）；Universidad Andres Bello（安德烈斯贝略大学）；Universidad Diego Portales（迭戈波塔莱斯大学）
研究马林1卫星轨道动力学及与恒星流联系，用光学和HI旋转曲线数据构建引力势，发现ISO模型更利于束缚卫星轨道，恒星流可能是卫星伴星轨迹子结构，过去相互作用塑造其形态，为gLSBG动力学演化提供新约束。
2026-07-28 astro-ph.GA
Galactic-Seismology Substructures and Streams Hunter with LAMOST and Gaia. I. Methodology and Local Halo Results
本文提出结合孪生神经网络与K-means的GS$^{3}$ Hunter，用于恒星运动学数据中的子结构和星流搜寻，并经FIRE模拟验证，在Gaia/GALAH及LAMOST数据中恢复已知结构且发现新子结构。
2024-08-03 astro-ph.GA
The Origin of the Virgo Stellar Substructure
我们提出了三维空间速度的恒星选择是一致的成员资格在室女座恒星的子结构。候选者是从SA 103中选出的，SA 103是我们在Kapteyn选定区域（SA）进行的自行（PM）调查中的一个40 x40弧分的场，基于PM，SDSS测光和215颗恒星的后续光谱。在以SA 103为中心的SDSS色星等图（CMD）中，室女座子结构的特征很清楚，并且有16颗恒星被识别出具有高的银河系径向速度（V_GSR > 50 km/s）并且位于室女座CMD轨迹附近。从候选者到室女座子结构的隐含距离是14+/-3 kpc。我们从这16颗恒星得到平均运动学，发现径向速度VGSR = 153+/-22 km/s，自行（mu_alpha*cos（delta），mu_delta）=（-5.24，-0.91）+/-（0.43，0.46）mas/yr。从这些成员的平均运动学，我们确定室女座的祖先是在一个偏心（e ~ 0.8）的轨道，最近通过附近的银河系中心（近心距R_p ~ 6 kpc）。这种破坏性的轨道与室女座的子结构起源于银河系卫星潮汐破裂的想法一致。N体模拟表明，整个云状的室女座亚结构（包括“室女座超密度”和“室女座恒星流”）可能是最近破裂的大质量（~10^9 M_太阳）矮星系的潮汐残骸。该模型还表明，银河系晕中其他一些已知的恒星过密度（例如，双鱼座的高密度和碎片在NGC 2419和SEGUE 1附近）被解释为处女座…
2012-05-10 astro-ph.GA
The formation of Gaia BH3
本研究通过N体模拟确定盖亚BH3最可能形成于前身星团中恒星双星的多次动力学相互作用，而非准孤立演化，填补了银河系与河外黑洞间的空白。
2025-10-08 astro-ph.GA
Spectroscopy of Red Giants in the globular cluster Terzan 8: kinematics and evidence for the surrounding Sagittarius stream
我们提出的光谱调查的结果，红巨人在球状星团泰山8的目的是研究其运动学。我们得到了精确的径向速度为82颗恒星位于最里面的7弧分从集群中心确定48个真正的集群成员。集群的运动学进行了比较与一组动力学模型占的质量分离和一个变量的二进制部分的效果。导出的速度色散似乎比没有双星的质量分离恒星系统的预测要大，这表明该星团要么是动态年轻的，要么它包含了大部分的双星（>30%）。我们检测到7颗恒星的径向速度与集群系统速度兼容，但与化学图案偏离的集群和银河场。这些恒星很可能是围绕这个恒星系统的人马座流的成员。
2014-06-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar flybies within 1 ly from the Sun and stars passing through the Hills cloud
本文利用 Gaia DR3 数据重新分析 SIMBAD 数据库，识别出太阳 1 光年内发生或可能发生的恒星飞掠事件，并重点分析了穿越希尔斯云及内奥尔特云的候选天体。
2024-02-20 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Line-of-sight velocity and metallicity measurements of the Palomar 5 tidal stream
我们提出了斯巴鲁/FOCAS和凯克/DEIMOS中分辨率光谱的潮汐干扰银河系（MW）球状星团帕洛玛5和它的潮汐流。观测场的位置覆盖$\sim 17$ \arcdeg沿流的角度范围，提供了一个机会，以调查沿流的视线速度（$V_{\rm los}$）的趋势，这是必不可少的限制其轨道和银河系的暗物质晕的潜在引力势。利用光谱拟合技术得到目标星的恒星参数和金属丰度（[Fe/H]）。最有可能属于中央星团的19颗恒星的平均$V_{\rm los}$为$-58.1\pm 0.7$ km s $^{-1}$和金属丰度[Fe/H] $=-1.35\pm 0.06$ dex，这两个值与以前的高分辨率光谱研究结果吻合得很好。假设流星的[Fe/H]与祖先星团的[Fe/H]相同，导出的[Fe/H]和$V_{\rm los}$值被用来估计成员星在沿流的每个位置的可能的$V_{\rm los}$范围。由于重污染的领域MW星，估计$V_{\rm los}$范围取决于事先假设流的$V_{\rm los}$，这突出了更明确地确定成员星使用自行和化学丰度，以获得一个公正的信息$V_{\rm los}$在外部的105流的重要性。的MW的暗物质晕，是兼容的估计$V_{\rm los}$范围的引力势模型进行了讨论。
2016-04-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Kinematics & Chemistry of Halo Substructures: The Vicinity of the Virgo Over-Density
我们目前的观测获得的AAT的2dF宽视场摄谱仪AAOmega的K型恒星位于一个区域内的天空，其中包含处女座的超密度和人马座流的领先的手臂。由此产生的速度直方图的基础上，我们隔离晕子结构在这些重叠的地区，包括人马座和先前发现的处女座团体。通过与银河-人马相互作用的N体模型的比较，我们发现三轴暗物质晕是有利的，我们排除了长球形。这一结果与人马座主旋臂上的其他观测结果相矛盾，后者通常倾向于长轴模型。我们还发现了人马座的K巨星成员，它们比以前的研究更缺乏金属（[Fe/H]=-1.7 +/-0.3 dex）。这表明人马座流的金属丰度分布比以前认为的要广泛得多。我们还提供了在我们的样本中发现的五颗碳星的数据。
2012-02-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
