Simulated ΛCDM analogues of the thin Plane of Satellites around the Andromeda galaxy are not kinematically coherent structures
令人惊讶的是，围绕仙女座星系运行的大部分矮卫星都排列在一个薄的、延伸的、运动学上明显连贯的平面结构中。这样的结构在基于冷暗物质模型（ΛCDM）的模拟中不容易找到。使用21高分辨率的宇宙学模拟，我们分析了类似于仙女座周围的卫星平面的运动学。我们发现很好的协议时，共同旋转的特点是视线速度。同时，当由卫星的角动量推断出共旋时，这些平面与我们银河系周围的平面一致。我们发现这样的飞机在我们的高浓度晕中很常见。从视线速度的符号获得的同向旋转卫星的数量显示出很大的变化，这取决于视角，并与从随机速度的样本中获得的一致。我们发现，卫星的角动量矢量在平面上的聚类是一个更好的措施的运动学相干性。因此，我们得出结论，视线速度是不是很适合作为代理的运动学相干的飞机。对我们飞机的运动学分析表明，只有$\sim$ 30%的机会对准卫星。追踪飞机上的卫星可以发现，这些飞机是一个短暂的特征，并不像乍一看那样在运动学上是连贯的。因此，我们预计仙女座周围的一些卫星在垂直于平面的方向上具有很高的速度。
2016-05-20 astro-ph.GA
The dynamics of Andromeda's dwarf galaxies and stellar streams
作为Z-PAndAS Keck II DEIMOS对我们邻近星系仙女座（M31）中已分辨恒星的调查的一部分，我们已经建立了一个独特的数据集，测量了仙女座恒星晕中数千颗恒星的速度和化学成分，特别是探测其丰富而复杂的子结构。在这篇文章中，我们将讨论仙女座矮球状星系的结构，动力学和化学性质，以及如何没有观测证据表明在M31巨大的卫星平面上和卫星平面外发现的那些星系的演化历史存在差异。我们还将讨论M31中最重要的合并事件-巨型南流-的可能扩展，以及我们如何利用这一特征来完善我们对M31质量分布及其复杂演化的理解。
2016-05-11 astro-ph.GA
The Transverse velocity of the Andromeda system, derived from the M31 satellite population
我们提出了一个动态测量的仙女座星系的切向运动，系综组成的仙女座星系（M31）和它的卫星。该系统被建模为一个结构与宇宙学动机的速度色散和密度分布，我们表明，我们的方法工作良好，当测试使用最大质量的子结构在高分辨率的Lambda冷暗物质模拟。应用于该系统的40个目前已知的星系样本，我们发现横向速度为164.4 +/- 61.8 km/s（v_East = -111.5 +/- 70.2 km/s和v_North = 99.4 +/- 60.0 km/s），明显高于以前对M31本身自行的估计。这一结果对估计本星系群的质量以及它过去和未来的历史有着重要的意义。
2015-12-09 astro-ph.GA
HST Proper Motion of Andromeda III: Another Satellite Co-orbiting The M31 Satellite Plane
本研究利用哈勃空间望远镜22年的观测数据，结合深度学习方法和Gaia EDR3数据，测量了仙女座III的绝对自行，分析其轨道后证实它属于仙女座大卫星平面系统，且受M31引力束缚。
2024-09-12 astro-ph.GA
Andromeda XXVIII: A Dwarf Galaxy More Than 350 kpc from Andromeda
我们报告发现一个新的矮星系，仙女座XXVIII，使用最近发布的SDSS DR8的数据。该星系很可能是仙女座的卫星，距离为$365^{+17}_{-1}$ kpc，是仙女座最远的卫星之一。它的日心距离为$650^{+150}_{-80}$ kpc，结构和光度分析显示它的绝对星等为$M_V = -8.5^{+0.4}_{-1.0}$，半光半径为$r_h = 210^{+60}_{-50}$ pc，类似于许多其他暗淡的本群矮星。根据现有的成像，我们无法确定是否有正在进行或最近的恒星形成，这使我们无法将其归类为矮球状体或矮不规则体。
2011-10-26 astro-ph.GA
A Deep Study of the Dwarf Satellites Andromeda XXVIII & Andromeda XXIX
我们提出了一个孤立的矮星系仙女座XXVIII和仙女座XXIX与双子座/GMOS和凯克/DEIMOS的深入研究的结果。这两个星系都被证明是古老的，缺乏金属的恒星星族，没有发现最近的恒星形成，最终确定它们都是矮球状星系（dSphs）。XXVIII显示出复杂的水平分支形态，这表明金属丰度富集，因此在过去有很长的恒星形成时期。将水平分支分解为蓝色（金属贫乏，假设较老）和红色（相对较多的金属丰富，假设较年轻）人口表明，金属丰富的空间也更多地集中在星系的中心。我们使用光谱测量的钙三重态，结合改进的精度的双子座测光，测量星系的金属丰度，确认金属丰度的蔓延，并表明它们都躺在矮卫星的光度-金属丰度关系。总的来说，尽管这些星系与M31的距离很远，但它们在很大程度上表现出dSphs的典型特性。因此，这些侏儒特别重要的限制模型dSPH形成涉及环境过程，如潮汐或冲压压力剥离。这样的模型必须能够在不超过两个围绕M31的近心通道内将两个星系完全转换为dSph，同时保持显著的恒星星族梯度。再现这些特征是dSph形成模型的首要要求，不仅要证明环境转变的可解释性，还要证明准确再现真实dSph的能力。
2015-05-08 astro-ph.GA
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
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
Andromeda and its satellites - a kinematic perspective
使用由Z-PAndAS团队在仙女座-三角座地区使用凯克II DEIMOS拍摄的光谱数据，我将仙女座的圆盘和卫星系统与我们自己的银河系进行了比较。我讨论了观测到的仙女座矮球状星系的质量和尺度半径之间的差异，一个给定的光度与银河系。我还对新发现的M31厚盘进行了分析，该盘被测量为比银河系中看到的更热，更宽，更厚。
2012-01-16 astro-ph.CO 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
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
The intrinsic ellipticity of dwarf spheroidal galaxies: constraints from the Andromeda system
我们提出了一个研究的内在deprojected椭圆率分布的卫星矮星系的仙女座星系，假设他们的可见组件有一个扁长的形状，这是一个自然的模拟结果。不同的可能性的长轴矮星系的方向进行测试，指向尽可能接近的径向方向对中心的仙女座，或切向的径向方向，或与一个随机的角度在平面上，包含长轴和观察者。我们发现，平均内轴比为~ 1/2，根据人口的假设方向的差异很小。我们的预测还表明，一个显着的部分，卫星，~ 10%，潮汐破坏的残余物。我们发现，没有证据表明，在仙女座周围的同向旋转星系的巨大薄平面的卫星和那些不属于这个结构的卫星之间的形态和主轴方向有任何明显的差异。
2015-04-08 astro-ph.GA
Half-Light Radius Measurements of Andromeda Dwarf Satellites from the Isaac Newton Telescope Survey Using Exponential, Plummer, and Sérsic Fits
Konkoly Observatory, HUN-REN Research Centre for Astronomy and Earth Sciences（孔科利天文台，HUN-REN 地球与天文学科学研究中心）；School of Astronomy, Institute for Research in Fundamental Sciences (IPM)（基础科学研究院（IPM）天文学院）
基于INT多历元巡天数据，本文用Exponential、Plummer和Sérsic模型拟合仙女座矮卫星的表面亮度与数密度分布以测量半光半径，并用TRGB法估算距离，结果与文献一致且数据已公开。
2025-10-28 astro-ph.GA
The Isaac Newton Telescope Monitoring Survey of Local Group Dwarf Galaxies-VIII. A Census of Long-Period Variable Stars across the Andromeda Dwarf Satellite System
Konkoly Observatory, HUN-REN Research Centre for Astronomy and Earth Sciences（孔科利天文台，HUN-REN 地球与天文学研究中心）；School of Astronomy, Institute for Research in Fundamental Sciences (IPM)（基础科学研究所天文学院）；Lennard-Jones Laboratories, Keele University（基尔大学伦纳德-琼斯实验室）；Department of Physical Sciences, The Open University（开放大学物理科学系）；School of Physics & Astronomy, University of Southampton（南安普顿大学物理与天文学院）；Iranian National Observatory, Institute for Research in Fundamental Sciences (IPM)（伊朗国家天文台，基础科学研究所）
本研究利用INT望远镜数据，对仙女座矮星系中的长周期变星进行普查，揭示了其在不同亮度和变幅下的分布，为矮星系熄灭时间尺度和质量分布研究提供数据支持。
2026-01-11 astro-ph.GA
Vast planes of satellites in a high resolution simulation of the Local Group: comparison to Andromeda
我们寻找巨大的卫星平面（VPoS）在高分辨率模拟的本地组执行的CLUES项目，这大大提高了以前类似的研究的分辨率。我们使用一个简单的方法来检测卫星的平面配置，并验证它在已知的平面M31。我们实现了一系列的处方为卫星人口建模，大致再现文献中使用的各种配方，并调查这些人口中的平面结构的发生和属性。模拟卫星系统的结构是强非随机的，包含卫星平面，主要是同向旋转，在某些情况下，大小与Ibata等人在M31中观察到的平面相当。然而，后者的卫星略丰富，略薄，具有更强的共同旋转，这使得它在与随机种群相比时，整体上比模拟飞机更出色。虽然我们发现的模拟平面通常由一个真实结构主导，形成其骨干，但它们也有部分是偶然的，因此整体上不是运动学上连贯的结构。假设卫星的模拟面和观测面具有相同的性质，我们的结果表明M31的VPoS不是一个相干盘，它的三分之一到一半的卫星必须有垂直于平面的大自行。
2015-01-05 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
On the Stability of Satellite Planes I: Effects of Mass, Velocity, Halo Shape and Alignment
最近发现的围绕仙女座星系（M31）运行的矮卫星的巨大薄平面增加了本星系群星系人口小规模分布的神秘性。在冷暗物质宇宙学模拟中，这种定义明确的平面结构显然是罕见的，我们对它们的形成和存在缺乏连贯的解释。在本文中，我们探讨了长期生存的薄面的矮星在星系晕，特别是集中在系统模仿所观察到的仙女座分布。关键结果表明，一般来说，矮星系的平面是脆弱的，对暗物质晕的形状和其他扰动效应很敏感。事实上，长寿命的卫星平面只存在于球形暗物质晕的极地轨道上，这对观测到的仙女座平面提出了挑战，仙女座平面相对于光盘明显倾斜。我们的结论是，在标准的宇宙学模型中，卫星平面的寿命通常很短，因此我们必须位于仙女座平面演化的相对特殊的时间，幸运地看到它的连贯模式。
2016-10-18 astro-ph.GA
The ISLAndS project II: The Lifetime Star Formation Histories of Six Andromeda dSphs
仙女座星系的初始恒星形成和寿命（ISLAndS）项目使用哈勃太空望远镜成像来研究六个仙女座dSph卫星伴星系的代表性样本。该计划的主要目标是确定仙女座dSph卫星的恒星形成历史（SFH）是否与银河系的恒星形成历史存在显着的统计差异，这可能是由于其局部环境的不同特性。我们的观测达到了最古老的主序列关闭，允许在最古老的年龄~ 1 Gyr的时间分辨率，这是可比的最佳可实现的分辨率在MW卫星。我们发现，这六个dSphs提出了各种SFH不严格相关的光度或目前距离M31。具体而言，我们发现淬火时间的显着范围（回看时间从9到6 Gyr），但所有淬火时间超过~ 6 Gyr前。与对类似质量的银河系伴星的观测结果一致，没有证据表明恒星形成完全被宇宙紫外背景辐射猝灭，但不能排除再电离时一定程度的猝灭。我们没有发现巨大的，薄的卫星平面的三个成员的SFH和三个离面dSphs之间的显着差异。ISLAndS dSphs和银河系dSphs伴星的SFH之间的主要区别是在ISLAndS样本中没有非常晚的猝灭（< 5 Gyr ago）dSphs。因此，模型，可以重现卫星人口与晚淬火卫星和没有将是极端的兴趣。
2016-06-03 astro-ph.GA
Spectroscopy of the three distant Andromedan satellites Cassiopeia III, Lacerta I, and Perseus I
我们介绍了最近在泛星1 3π成像巡天中发现的三个遥远矮星系M31 Lacerta I，Cassiopeia III和Perseus I的Keck II/DEIMOS光谱。这三个系统的系统速度（v_{r,helio}分别为-198.4 +/- 1.1 km/s、-371.6 +/- 0.7 km/s和-326 +/- 3 km/s）证实它们是M31的卫星。在Lacerta I和Cassiopeia III的情况下，分别获得了126和212颗成员星的高质量数据，对它们的全球速度色散产生了可靠的约束（σ vr分别为10.3 ± 0.9 km/s和8.4 ± 0.6 km/s），由此得出，在它们的半光半径范围内，两者的动力学质量都约为4x10^7 Msun。这些转换为V波段的质光比为15^{+12}_{-9}和8^{+9}_{-5}太阳单位。我们还使用我们的光谱数据来确定3个矮星系的平均金属丰度（[Fe/H]分别为-2.0 +/- 0.1，-1.7 +/- 0.1和-2.0 +/- 0.2）。所有这些性质都是仙女座矮星系卫星的典型光度和大小。
2014-08-21 astro-ph.GA
Substructure and Tidal Streams in the Andromeda Galaxy and its Satellites
来自现存和已被摧毁的卫星星系的潮汐流聚集在仙女座星系（M31）的外部区域。这种不均匀的碎片可以在没有困扰银河系研究的许多障碍的情况下进行研究。本文回顾了M31及其主要卫星星系的潮汐流研究历史。我们强调了在M31周围观测到的众多潮汐流，其中一些位于距离该星系中心高达120 kpc的投影距离处。最值得注意的是巨大的恒星流，这是M31系统最近发生的重大吸积事件的标志。这一事件涉及到一个大约10 ^9太阳质量的早期类型的祖先，它在大约10亿年前来到M31中心的几千秒差距内;几乎所有的M31内晕碎片（50千秒差距以内）都可以直接或间接地与这一事件联系起来。我们提请注意的事实，大多数M31的外晕球状星团优先位于潮汐流和讨论的潜力，这提供了使用这些系统作为探针的吸积历史。本文还评述了M33、M32、NGC 205和NGC 147的潮汐特征。最后，我们讨论这一领域的未来前景。
2016-03-07 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
Evidence for a Massive Andromeda Galaxy Using Satellite Galaxy Proper Motions
本研究利用四个卫星星系的轨道角动量估计仙女座星系质量，得到约2.85-3.02×10^12太阳质量的暗物质晕质量，精度较此前提高两倍，支持大质量M31并影响本地群动力学理解。
2023-02-20 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
Evidence for Early Filamentary Accretion from the Andromeda Galaxy's Thin Plane of Satellites
最近的研究表明，围绕仙女座星系运行的矮卫星星系中有很大一部分惊人地排列在一个薄的、延伸的、运动学上连贯的平面结构中。这种结构的存在似乎挑战了当前冷暗物质结构形成的范式，该范式预测卫星在中心物体周围的分布更加均匀。我们表明，在基于冷暗物质模型的宇宙学无碰撞模拟中，有可能获得一个薄的、延伸的、旋转的卫星平面，类似于仙女座的卫星平面。我们新的高分辨率模拟显示了暗物质晕的形成时间和卫星平面厚度之间的相关性。我们的模拟有一个高发病率的卫星飞机薄，扩展，丰富的仙女座和一个非常连贯的运动学结构，当我们选择高浓度/早期形成的晕。通过跟踪卫星在平面上的形成，我们发现它们主要是沿着高红移的薄暗物质细丝吸积到主天体上的。我们的研究结果表明，存在一个薄的，扩展的，旋转平面的卫星是不是冷暗物质范式的挑战，但实际上支持这种范式的预测之一有关的存在细丝的暗物质周围的星系在高红移。
2015-07-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Comparing M31 and Milky Way Satellites: The Extended Star Formation Histories of Andromeda II and Andromeda XVI
我们提出的第一个比较的寿命恒星形成历史（SFHS）的M31和银河系（MW）卫星。利用哈勃太空望远镜上的高级巡天照相机，我们获得了仙女座II的深层光学图像（M $_{V} = -$ 12.0; log（M $_{\star}$ /M $_{\odot}$）$\sim$ 6.7）和仙女座XVI（M $_{V} = -$ 7.5; log（M $_{\star}$ /M $_{\odot}$）$\sim$ 4.9）产生在最早的主层序关闭之下延伸至少1个等级的颜色-等级图，并且质量与MW同伴提供的产品相似。而II和XVI显示出惊人相似的SFH：两者都在12.5至5 Gyr前（z $\sim$ 5-0.5）形成了其总恒星质量的50-70%，并且都在$\sim$ 5 Gyr前（z $\sim$ 0.5）突然猝灭。在和十六岁的中间年龄人口的优势，使它在质量上不同于微弱的同伴的MW，显然不是一个前再电离化石。无论是和II还是和XVI似乎有一个明确的类似物之间的MW同伴，和II和XVI的SFH的相似程度是没有看到之间的微弱发光的MW卫星对。这些发现提供了线索，卫星星系的演化可能会在类似恒星质量的宿主之间存在很大差异。虽然需要对更多的M31卫星进行更深入的观测来进一步探索这一假设，但我们的研究结果强调了在更广泛的宇宙学背景下解释单个系统的卫星星系时需要谨慎。
2014-05-19 astro-ph.CO 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
A rogues gallery of Andromeda's dwarf galaxies II. Precise Distances to 17 Faint Satellites
我们提出了新的水平分支（HB）距离测量的17个最暗的已知M31卫星（$-6 \lesssim M_{V} \lesssim -13$）的基础上深哈勃太空望远镜（HST）成像。色星等图将$\sim$延伸到HB以下1-2个星等，这提供了定义良好的HB，即使对于红巨星分支（TRGB）尖端人口稀少的暗淡星系也是如此。我们确定了样本间的距离，平均精度为4%（$800$ ~kpc时的$\sim 30$ ~kpc）。我们发现，这些星系中的大多数是在很好的协议，虽然稍远（0.1-0.2等）相比，最近的地面TRGB距离。两个星系（And~IX和And~XVII）的HST和地面距离相差$\sim 0.3$等（$\sim 150$ ~kpc），这可能是由于银河系前景星和/或M31晕星在人口稀少的TRGB区域的污染。我们使用新的距离来更新这17颗M31卫星的光度和结构参数。新的距离并没有实质性地改变M31卫星系统的空间配置。我们评论未来的前景，精确和准确的HB距离微弱的星系在本集团和超越。
2019-09-04 astro-ph.GA
A comparison of the distribution of satellite galaxies around Andromeda and the results of $Λ$CDM simulations
Ibata等人（2013）最近报道了一个巨大的矮星系薄平面（VTPD）围绕仙女座轨道运行。我们调查这样的配置是否可以复制在标准的宇宙学框架内，并寻找类似的飞机的共同旋转的卫星星系周围仙女座星系的主机晕的数据从千年II模拟结合半解析星系形成模型。我们应用一个重子质量削减$2.8\times 10^4 \text{M}_{\text{sun}}$的卫星晕和限制的数据，一个PAndAS一样的领域。如果我们在分析中包括所谓的孤儿星系，我们发现均方根值低于VTPD的平面在千禧年II中很常见。这部分是由于孤儿星系强烈的径向集中分布。排除孤儿星系的一部分带来的千年二号卫星的径向分布到更好的协议与仙女座的卫星分布，同时仍然产生一个显着的比例较低的均方根比VTPD的飞机。我们还发现，在千禧年二的晕与相同或更多的共同旋转的卫星比VTPD。这表明VTPD与标准宇宙学框架并不冲突，尽管这个问题的明确答案可能需要更高分辨率的宇宙学模拟，而不必考虑孤儿星系。我们的结果最终表明，在千禧年II卫星平面是不稳定的结构，因此VTPD可能只是一个统计波动的基础上更球形的星系分布。
2013-12-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Andromeda XXXVI: discovery of a new ultra-faint dwarf galaxy towards M31
Instituto de Astrofísica de Andalucía (CSIC)（安达卢西亚天体物理研究所）；Centro de Estudios de Física del Cosmos de Aragón (CEFCA)（阿拉贡宇宙物理学研究中心）；ARAID Foundation（ARAID基金会）；University of Surrey（萨里大学）；INAF-Osservatorio Astronomico d’Abruzzo（意大利国家天体物理研究所阿布鲁佐天文台）；IAC- Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉古纳大学）；UAI – Unione Astrofili Italiani /P.I. Sezione Nazionale di Ricerca Profondo Cielo（意大利天文爱好者联盟深空研究全国分会）；Institute for Computational Cosmology, Department of Physics, Durham University（杜伦大学物理学院计算宇宙学研究所）；Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP)（波茨坦莱布尼茨天体物理研究所）
通过Pan-Andromeda考古巡天的视觉检查，利用OSIRIS+GTC仪器观测发现了一个新的超暗弱矮星系Andromeda XXXVI，其颜色-星等图显示清晰的红色巨星支，但距离测定困难，通过等时线拟合确定其位于仙女座星系距离处，是M31的卫星，且是迄今发现的最暗弱的M31超暗弱矮星系之一。
2026-05-27 astro-ph.GA
A Dwarf Disrupting -- Andromeda XXVII and the North West Stream
我们提出了一个运动学和光谱分析的38红巨星分支恒星，在7个领域，跨越矮球状星系仙女座XXVII和上段的西北流。这两个特征都位于仙女座星系的外晕中，投影半径为50-80千秒差距，在天空中延伸到$\sim$ 3 $^{\circ}$。我们的数据是作为PAndAS调查的一部分获得的，使我们能够确认仙女座XXVII的日心距离为827 $\pm$ 47 kpc，光谱金属丰度为-2.1 $^{+0.4}_{-0.5}$。我们还重新推导仙女座XXVII的运动学性质，测量系统速度= -526.1 $^{+10.0}_{-11.0}$ { \kms }和速度分散，我们发现是非高斯的，但我们推导出一个正式的值为27.0 $^{+2.2}_{-3.9}$ { \kms }。在西北流的上段，我们测量的平均值为金属丰度= -1.8 $\pm$ 0.4，系统速度= -519.4 $\pm$ 4.0{ \kms }和速度分散度= 10.0 $\pm$ 4.0{ \kms }。我们还探测到一个1.7 $\pm$ 0.3 { \kms }千秒差距$^{-1}$的速度梯度在一个朝向M31的下落轨道上。在下段，由于梯度相似，作用方向相同，我们认为西北流不是一个单一的结构。由于西北流上段和仙女座XXVII的特性在~ 90%的置信限内是一致的，这两者很可能是相关的，仙女座XXVII是这条流的祖先。
2019-09-20 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
Dwarf spheroidal satellites of M31: I. Variable stars and stellar populations in Andromeda XIX
我们提出了仙女座XIX（和XIX）的B，V时间序列测光，仙女座的矮球状同伴中最扩展的（半光半径为6.2 '），我们用大双筒望远镜的大双筒相机观察到。我们测量了以And XIX为中心的23 'x 23'区域，并给出了该星系迄今为止获得的最深色星等图（CMD），在V~26.3等处达到水平分支（HB）以下约一个星等。CMD显示了一个突出的，稍微加宽的红巨星分支，以及一个主要是红色的HB，然而，它延伸到蓝色的经典不稳定带。我们共鉴定了39颗脉动变星，其中31颗为天琴座RR型，8颗为异常造父变星。其中12颗天琴座RR型变星和3颗AC型变星位于And XIX的半光半径内。基模天琴座RR型星的平均周期（<Pab>= 0.62 d，σ= 0.03 d）和周期-振幅图证明And XIX是一个Oosterhoff中间系统。根据天琴座RR型恒星的平均光度（<V（RR）> = 25.34等，σ= 0.10 mag），我们确定了（m-M）$_0$ = $24.52\pm0.23$ mag的距离模，其中到大麦云（LMC）的距离为$18.5\pm0.1$ mag。这种关系似乎与LMC中AC定义的PW关系非常一致。
2013-10-07 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
PAndAS' progeny: extending the M31 dwarf galaxy cabal
我们提出了五个新的矮星系，仙女座XXIII-XXVII，位于M31的外晕的发现。这些星系是在M31/M33亚群的泛仙女座考古调查（PAndAS）的第二年发现的。这次调查现在提供了一个几乎完整的M31晕的全景图，平均投影半径约为150 kpc。这整个区域的贫金属恒星密度图不仅可以作为卫星星系发现空间的说明，而且还可以鸟瞰L* 盘星系正在进行的组装过程。其中四颗新的矮星是由位于贫金属红巨星分支星的预期轨迹上的恒星形成的，它们的空间密度很高，距离M31。第五个超密度，和XXVII，嵌入在一个广泛的恒星流中，可能是一个强烈的潮汐破坏事件的残余。所有五颗卫星都具有矮球状星系的典型金属丰度和光度，并延续了M31较亮的矮球状卫星通常比银河系的对应物具有更大的半光半径的趋势。随着M31卫星星系的扩展样本，我们也重新审视了这一人口的空间分布，并发现，在目前的PAndAS调查的限制，卫星的表面密度基本上是恒定的150千秒差距。这对应于卫星的径向密度分布为1/r，这一结果似乎与宇宙学模拟的预测相冲突。（节录）
2011-02-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
The major merger origin of the Andromeda II kinematics
据报道，有两个本星系群矮星系存在长轴自转（即绕长轴自转）：仙女座II，M31的矮球状卫星，和凤凰，一个过渡型矮星系。长轴自转可能是矮星系之间过去主要合并的一个特殊指标。我们发现，这种类型的旋转不能在潮汐搅拌的情况下，其中的卫星被改造从盘状到球状的主星系的潮汐力。然而，我们成功地再现了观测到的仙女座II运动学控制，自洽的模拟等质量的盘状矮星系之间的合并径向或接近径向轨道。在包括气体动力学，恒星形成和冲压压力剥离的模拟中，我们能够再现更多的仙女座II观测到的特性：不寻常的旋转，双峰恒星形成历史和两个恒星星族的空间分布，以及缺乏气体。我们支持这种情况下，证明合并起源的长轴旋转的宇宙学背景下，充分解决星系的大尺度宇宙流体动力学模拟的插图。
2018-09-12 astro-ph.GA
HST Proper Motions of Andromeda V and VI
利用哈勃望远镜20年数据测量仙女座V和VI的绝对自行，结合轨道分析确定其与M31的轨道关系及潮汐影响，发现两者均与M31紧密结合。
2025-09-07 astro-ph.GA
On the Co-Orbitation of Satellite Galaxies Along the Great Plane of Andromeda: NGC 147, NGC 185, and Expectations from Cosmological Simulations
仙女座星系的卫星星系有一半形成一个狭窄的平面，称为仙女座大平面（GPoA），它们的视线速度显示出旋转结构的相关性。最近报道的第一次自行测量的平面卫星NGC 147和NGC 185表明，他们确实共同轨道沿GPoA。这为将M31卫星系统与$Λ$ CDM预期进行比较提供了一个新的机会。我们执行的第一个详细的比较的轨道排列的两个卫星星系超越银河系的几个流体动力学和暗物质的宇宙学模拟（Illustris TNG-50，TNG-100，ELVIS，PhatELVIS），在卫星星系的平面问题的背景下。与以前的工作一致，我们发现，空间平坦化和视线速度的相关性单独已经在很大的张力与$Λ$ CDM，没有模拟的类似物同时再现这两个参数。几乎没有（3 ~ 4%）的模拟系统包含两颗轨道极与其卫星平面对齐的卫星，如NGC 147和NGC 185的最可能自行所示。然而，在当前的测量不确定性范围内，模拟系统的两颗最佳对准卫星通常（~70%）与轨道对准一致。然而，任何两个模拟的平面卫星与观测到的轨道极对齐的可能性很低（~4%）。我们的结论是，通过改进的测量确认这两个对象的紧密轨道对齐，或发现类似的对齐额外的GPoA成员，持有的潜力，以进一步提高与$Λ$ CDM的期望的紧张局势。
2021-09-27 astro-ph.CO 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
Stellar Metallicities and Gradients in the Faint M31 Satellites Andromeda XVI and Andromeda XXVIII
本文利用哈勃空间望远镜窄带成像首次测量了仙女座XVI和仙女座XXVIII中约300颗恒星的金属丰度及径向梯度，发现两者均呈负梯度且无富金属端截断，结果与FIRE模拟中恒星反馈产生暗物质核的预测一致。
2024-07-05 astro-ph.GA
A thousand shadows of Andromeda: rotating planes of satellites in the Millennium-II cosmological simulation
在最近的一篇论文中，Bahl \& Baumgardt研究了在Millennium-II模拟中卫星星系的平面排列的发生率，并得出结论，在$Λ$ -冷暗物质宇宙学中，经常偶然出现类似于仙女座星系（M31）中观察到的巨大薄平面的矮星系。然而，他们的分析并没有捕捉到这样一个基本事实，即观察到的排列同时是径向延伸的，但很薄，而且在运动学上是不寻常的。需要注意的是，千禧-II模拟可能没有足够的质量分辨率来确定低光度矮星系的拟像，我们重新检查了平面结构的模拟，使用与Ibata等人（2013）在真实的M31卫星上使用的相同方法。我们发现，0.04%的宿主星系显示卫星的路线，至少是极端的观察，当我们考虑到他们的范围，厚度和成员在同一意义上旋转的数量。我们进一步研究了共面卫星的角动量特性，发现从真实的M31结构中的视线速度（$1.3\times10^4$ km/s kpc）导出的特定角动量的中值与从模拟中得出的系统相比非常高。这一分析证实，仙女座星系周围观察到的结构极不可能是偶然发生的。有趣的是，少数类似于M31的极端系统是由一个巨大的子晕吸积而成的，子晕有着自己的空间集中的孤儿卫星。
2014-03-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Formation Scenario for the Disk of Satellites: Accretion of Satellites during Mergers
在仙女座星系中观测到的土星盘（DOS）是一组细长而延伸的卫星，几乎垂直于盘平面，它们围绕仙女座星系的中心有一个共同的旋转方向。虽然在银河系中也观察到了DoS，但在更遥远的星系中这种结构的普遍性仍然存在争议。对于这种DoS的形成的解释有很大的不同，从惯性的陷落，或由于大尺度结构的势场而导致的扁平化，到Mondian范式中的星系相互作用。在这里，我们提出了一个替代方案-在合并过程中，一个星系可能会带来自己的卫星人口时，与另一个星系合并。我们演示了如何，在正确的情况下，在合并的两个星系，卫星人口可以传播到一个扩展的，扁平的结构，与一个共同的旋转方向合并残留物。我们调查的相互作用的关键参数，和卫星人口，需要形成一个DoS在这种情况下。
2015-11-17 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
The potential role of NGC 205 in generating Andromeda's vast thin co-rotating plane of satellite galaxies
仙女座星系被观测到有两个大的矮椭圆星系和~13个较小的卫星星系，它们目前在一个薄平面内共同旋转，此外还有2个反向旋转的卫星星系。我们探讨了这些观测结果与一种情况的一致性，即大多数同向旋转的卫星星系来自一个次晕群，其中NGC 205是宿主，卫星星系占据了暗物质次晕。我们对NGC 205和M31之间的近距离相遇进行了N体模拟。在模拟中，NGC 205被无质量的粒子包围，以统计样本的分布，预计在一个子晕，具有类似于NGC 205的质量。我们进行了蒙特卡罗抽样，发现使用一组参考参数，产生比观测到的NGC 205 + 15小卫星（因此包括2个反向旋转体，但不包括M32）更薄的次晕分布的概率从初始分布的<1 e-8增加到近心点的~0.01。模拟的sub-subhalos占据观测到的同向旋转的卫星在视线速度与投影在天空距离平面上的位置的概率是最多0.002的13颗卫星中的11。增加M31的质量和初始的次晕分布范围，所有13颗同向旋转卫星的最大概率为0.004，但产生薄度的概率将下降到~ 0.001。
2016-08-12 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
HST Proper Motions of NGC 147 and NGC 185: Orbital Histories and Test of Dynamically Coherent Andromeda Satellite Plane
利用多历元的HST成像数据，首次测量了M31的两个卫星星系NGC 147和NGC 185的自行（PM）。对于每个星系，我们从HST ACS/WFC和WFC 3/UVIS测量的误差加权平均值，以确定PM。我们对PM的最终结果是NGC 147的$(μ_\mathrm{W}, μ_\mathrm{N})_\mathrm{N147} = (-0.0232, 0.0378) \pm (0.0143, 0.0146)\,\mathrm{mas}\,\mathrm{yr}^{-1}$和NGC 185的$(μ_\mathrm{W}, μ_\mathrm{N})_\mathrm{N185} = (-0.0242, 0.0058) \pm (0.0141, 0.0147)\,\mathrm{mas}\,\mathrm{yr}^{-1}$。发现NGC 147绕M31的二维运动方向与它的潮汐尾一致。将两个星系的三维位置和速度转换到一个共同的M31中心坐标系中，通过数值轨道积分研究了M31+NGC 147+NGC 185组合系统的详细轨道历史。发现NGC 147（NGC 185）在过去的6个Gyr内，距离M31 0.3-0.5~Gyr（$\gtrsim 1.6$ ~Gyr）最近的通道是$\sim 70$ kpc（70-260 kpc）。NGC 147/NGC 185的近心时间与星系周围潮汐尾的存在/不存在有…
2020-08-13 astro-ph.GA
A PAndAS view of M31 dwarf elliptical satellites: NGC147 and NGC185
我们利用泛仙女座考古调查（PAndAS）的数据来研究M31的矮椭圆同伴NGC 147和NGC 185的扩展结构。我们的宽视场，均匀测光允许构建深的颜色星等图（CMD），达到$\sim3$等以下的红巨星分支（RGB）的尖端。我们跟踪恒星组成的星系表面亮度的$μ_g \sim 32$等角秒$^{-2}$，并显示他们有更大的范围（$\sim5$千秒差距半径）比以前认识到的。虽然NGC 185在其外围区域保持规则的形状，但NGC 147由于对称潮汐尾的出现而表现出明显的等照度扭曲。我们拟合单Sersic模型的复合表面亮度配置文件构建的漫射光和恒星计数，发现NGC 147的有效半径几乎是NGC 185的3倍。在这两种情况下，我们计算的有效半径是由$\sim2$的一个因素相比，大多数文献值。我们还计算了NGC 185的$M_g=-15.36\pm0.04$和NGC 147的$M_g=-16.36\pm0.04$的修正总星等。利用对RGB星的光度金属丰度计算，我们发现NGC 185在0.125到0.5度的径向范围内表现出[Fe/H] $\sim-0.15$ dex/kpc的金属丰度梯度。另一方面，NGC 147几乎没有金属丰度梯度，$\sim-0.02$ dex/kpc为0.2至0.6 deg。这些系统外围的结构和恒星种群的差异表明，潮汐的影响在控制NGC 147的演化中发挥了重要作用。
2014-09-24 astro-ph.GA
A rogues gallery of Andromeda's dwarf galaxies I. A predominance of red horizontal branches
本文介绍了用哈勃空间望远镜观测到的M31的20个矮球状卫星星系的均匀、近水平分支测光。结合我们对16个系统的新数据和另外4个系统的档案数据，我们发现仙女座矮球状星系倾向于显著的红色水平分支或红色团块，低至~10^{4.2} Lsun（M_V ~ -5.8）。水平分支恒星的年龄敏感性意味着M31矮星系中有很大一部分具有延长的恒星形成历史（SFHS），并且与快速关闭的早期恒星形成事件不一致。暗于~10^{5.5} Lsun的系统在红色和蓝色水平分支的比率和形态上显示出最宽的范围，这表明了复杂的SFH和淬灭时间尺度和/或机制的多样性，这与目前已知的亮度相当的微弱银河系（MW）卫星有质的不同。我们的发现支持了最近一些M31矮星系更深层次数据的类似结论。我们讨论了几个来源的多样性，我们的数据，如不同的晕质量，斑片状再电离，合并/吸积，和环境的影响，M31和银河系的卫星种群的早期演变。M31和MW卫星的历史之间的详细比较将有助于深入了解驱动低质量星系演化的过程。这样的研究将需要成像，以达到最古老的主序列关闭了大量的M31的同伴。
2017-10-04 astro-ph.GA
The large-scale structure of the halo of the Andromeda galaxy II. Hierarchical structure in the Pan-Andromeda Archaeological Survey
泛仙女座考古调查是以仙女座星系（M31）和三角座星系（M33）为中心的$>400$平方度的调查，提供了最广泛的$L_\star$星系群全景，以大投影的银河中心半径。在这里，我们整理和总结我们的知识的子结构的M31的恒星晕的现状，并讨论这些功能之间的连接。我们估计，13个最独特的子结构产生了至少5个不同的吸积事件，都在过去的3或4个Gyr。我们认为，一些子结构最远的M31可能是壳从一个单一的吸积事件。我们计算了一些突出的子结构，以前的估计是不可用的光度，我们估计的恒星质量预算的外晕的M31。我们重新审视的问题，量化的高度结构化的数据集的属性，具体来说，我们使用的OPTICS聚类算法来量化M31的恒星晕的层次结构，并确定三个新的微弱的结构。M31的晕，在投影中，似乎是由两个“巨型结构”，这可以被认为是合并树的两个最重要的分支，通过打破M31的恒星晕成越来越小的结构的基础上的恒星空间集群。我们的结论是，OPTICS是一个强大的算法，可用于任何天文应用，涉及层次聚类的点。这篇文章的出版恰逢所有PAndAS数据产品的公开发布。
2018-10-25 astro-ph.GA
A common surface-density scale for the Milky Way and Andromeda dwarf satellites as a constraint on dark matter models
在试图放置一个明确的约束暗物质模型，我们定义和估计的平均表面密度的最大圆速度的半径内的暗晕，这是派生的各种星系与任何暗物质密度分布。我们发现，这种表面密度一般是恒定的，在很宽的范围内的最大圆速度$\sim$ 10至400公里s $^{-1}$，在每个星系的不同密度分布无关。这种常见的表面密度在高晕质量尺度被发现自然复制的冷和暖暗物质（CDM和WDM）模型，即使没有采用任何拟合程序。然而，在矮星系尺度上，我们已经从银河系和仙女座矮卫星，共同的表面密度，只有在一个大规模的WDM粒子质量的范围内，而CDM提供了一个合理的协议，所观察到的恒定性。这是由于在低晕质量尺度下CDM和WDM晕的质量浓度关系存在显著差异。为了解释WDM模型中矮星系尺度的普遍表面密度，我们建议WDM粒子需要重于3 keV。
2015-04-06 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 ISLAnds Project III: Variable Stars in Six Andromeda Dwarf Spheroidal Galaxies
本文介绍了哈勃空间望远镜观测到的六颗M31矮椭球卫星中的变星。我们在And I（296），II（251），III（111），XV（117），XVI（8），XXVIII（87）区域共观测到870颗天琴座RR星。我们还发现了总共15个异常造父变星，三个闪烁双星，和7个场RRL星兼容的M31晕或巨型恒星流的成员。我们得到了强大的和均匀的距离，使用不同的方法的基础上的RRL星的属性的六个星系。使用Marconi等人发表的最新的周期-韦森格林函数（$I$，$B$ - $I$）关系集，我们得到了$μ_0$的距离模= [24.49，24.16，24.36，24.42，23.70，24.43] mag（分别），系统不确定度为0.08 mag，统计不确定度为$<$ 0.11 mag。周期，振幅），与15个银河系卫星的类似数据。在两个卫星系统中的（严格旧的）RRL的属性没有显示出任何显着的差异。特别是，我们发现了一个惊人的相似的基本RRL的平均周期分布（RRab）和星系的平均金属丰度之间的相关性。这表明，旧的RRL祖先在两个环境中的早期阶段是相似的，这表明两个卫星系统的最早阶段的进化非常相似的特征。
2017-10-25 astro-ph.GA
Velocity anti-correlation of diametrically opposed galaxy satellites in the low redshift universe
最近的研究表明，银河系和仙女座星系都具有意想不到的性质，它们的矮卫星星系排列在薄而运动学相干的平面结构中。现在重要的是评估这种平面结构在较大星系群中的发生率，因为本星系群可能不是一个具有充分代表性的环境。在这里，我们报告说，对完全相对的星系卫星对的速度测量提供了一种从统计上确定运动学相干平面排列普遍性的方法。当地宇宙中（红移$z<0.05$），我们发现，这样的卫星对的银河系中心的距离$150$ kpc的优先反相关的速度（99.994%的置信水平），并在更大的规模的环境（超过150 kpc和高达$\approx 2$ Mpc）的星系的分布是强烈拉长沿轴加入内卫星对（$>7σ$置信度）。我们的发现可能表明，卫星的同向旋转平面，类似于仙女座星系周围所看到的，在自然界中无处不在，而它们的相干运动也表明它们是$\sim 100$ kpc尺度上的角动量的重要储存库。
2014-07-30 astro-ph.GA
Exploring the Structures and Substructures of the Andromeda Satellite Dwarf Galaxies Cassiopeia III, Perseus I, and Lacerta I
本研究利用WIYN pODI宽视场测光数据，通过TRGB方法测量了仙女座卫星矮星系仙后座III和英仙座I的距离与结构，并结合蝎虎座I数据搜索子结构，发现蝎虎座I西侧存在2.5-3σ过密区，仙后座III有多个过密区域，而英仙座I无子结构证据。
2023-09-03 astro-ph.GA
