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
Progenitor diversity in the accreted stellar halos of Milky Way-like galaxies
通过对比三个模拟套件，发现银河系吸积恒星晕的径向多样性较低，主要由约2个早期吸积的前身星系主导，这与其他模型预测的平均值不同。
2025-02-25 astro-ph.GA
The Accreted Nuclear Clusters of the Milky Way
在银河系的晕、球和盘中，有许多大质量的星团并不是真正的球状星团（GC），而是完全不同的野兽。它们是古老星系被银河系吸积后的残留核星团（NSCs）。虽然一些星系团很容易被识别为NSC，并且可以很容易地追溯到它们的宿主星系（例如，M54和人马座矮星系），其他星系则被证明更加难以捉摸。在这里，我们结合了一些独立的约束，专注于他们的内部丰度和整体运动学，找到NSC吸积的银河系和跟踪他们的吸积事件。我们发现银河系吸积的真正的NSC是：来自人马座矮星系的M54，来自盖亚-土卫二/香肠星系的$ω$ Centari，来自海妖的NGC 6273和（可能）来自海尔米流的NGC 6934。这些NSC是搜索星团内中等质量黑洞（BH）的主要候选者，因为NSC和中心大质量黑洞都存在于星系中。没有NSC似乎与红杉或其他轻微的增生事件。其他要求保护的NSC显示不是这样的。我们还讨论了特殊的情况下，泰山5，这可能是一个独特的情况下，集群集群合并。
2020-11-03 astro-ph.GA
The Eating Habits of Milky Way Mass Halos: Destroyed Dwarf Satellites and the Metallicity Distribution of Accreted Stars
我们使用一套45个放大的无耗散模拟来研究被摧毁的矮星的质量谱，这些矮星对银河系（MW）质量（M_vir ~ 10^12.1 M_sun）晕的吸积恒星质量有贡献。经验模型与（峰值）subhalo质量矮恒星质量，我们使用z=0的观测和流体动力学模拟的限制，估计吸积恒星材料的金属丰度分布。对吸积恒星质量贡献最大的是质量相对较大的矮星，其M_star约为10^8-10^10 M_sun。具有更多静态吸积历史的晕倾向于具有较低质量的祖星（10^8-10^9 M_sun）和较低的总体吸积恒星质量。超微弱质量（M_star < 10^5 M_sun）的矮星对吸积恒星质量的贡献可以忽略不计（<< 1%），尽管平均金属丰度很低，但提供了一小部分（~2- 5%）[Fe/H] <-2的贫金属恒星。质量为10^5 < M_star/M_sun < 10^8的矮星提供了大量的贫金属恒星物质（~40- 80%），即使是M_star > 10^8 M_sun的相对富金属矮星，如果它们的金属丰度分布具有明显的贫金属尾部，也可以贡献相当大比例（~20- 60%）的贫金属恒星。最后，我们发现，一个静止的组装历史的MW晕的一般假设似乎是在紧张与其幸存的矮星的质谱。我们认为，MW可能是一个“短暂的化石”，一个静止的晕与最近的吸积事件（S），掩盖了前面的形成历史的晕。
2016-01-28 astro-ph.GA
Ages and kinematics of chemically selected, accreted Milky Way halo stars
我们利用[Mg/Mn]-[Al/Fe]化学丰度平面来帮助识别在APOGEE调查的第14次数据发布中已经吸积到银河系上的附近晕星。应用高斯混合模型，我们发现了一个'斑点'的856可能吸积星，低光盘污染率~ 7%。将样本与盖亚的第二次数据发布进行交叉匹配，使我们能够获得视差和视星等，这对距离和内在光度产生了限制。使用贝叶斯等时线管道，这使我们能够估计吸积恒星的新年龄，典型的不确定性约为20%。我们的新目录进一步补充了轨道参数的估计。团状星的金属丰度介于-0.5至-2.5之间，[Mg/Fe]介于-0.1至0.5之间。它们在金属丰度约为-1.4的贫金属（[Fe/H] < -0.8）晕中占约30%。我们的新年龄主要在8到13 Gyr之间，最古老的恒星金属最少，[Mg/Fe]丰度最高。如果假设这些球状恒星属于一个单一的祖先，那么年龄意味着该系统在大约8 Gyr前与我们的银河系合并，恒星形成进行了大约5 Gyr。动力学参数表明，这样一个单一的祖先将有~ 1011 Msun的总质量，类似于其他作者使用化学演化模型和模拟发现的结果。将斑点星的[Mg/Fe]-[Fe/H]平面的散射与测量到的属于大麦云云的恒星的散射进行比较，表明斑点星确实只包含来自一个祖先的恒星。
2019-03-25 astro-ph.GA
Explaining the chemical trajectories of accreted and in-situ halo stars of the Milky Way
银河系在100亿年前经历了最后一次重大的合并，当时盖亚-土卫二-香肠（GES）被吸积。吸积的GES星和合并前诞生的祖星构成了内晕的大部分。尽管这两个主要的晕星群体在合并前有相似的恒星形成$durations$，但它们在[ $α$ /Fe]-[Fe/H]空间上是不同的，GES群体在相对较低的[Fe/H]值时弯曲到较低的[ $α$ /Fe]。我们使用宇宙学模拟的“银河系”认为，不同的轨道的晕星通过[ $α$ /Fe]-[Fe/H]平面是由于在他们的恒星形成历史和效率的差异，与低质量的GES有其低和恒定的恒星形成调节反馈，而较高的质量的主要祖星合并前有较高的恒星形成率。GES较低的恒星形成效率导致较低的气体污染水平，将[ $α$ /Fe]-[Fe/H]轨道推向左侧。此外，恒星形成速率的增加使得同一时期形成的主要祖先星群中II型SNe对Ia型SNe的相对贡献更高，从而维持了相对较高的[ $α$ /Fe]。因此，GES恒星在[ $α$ /Fe]-[Fe/H]平面上的不同位置的下降并不反映不同的恒星形成持续时间，而是反映不同的恒星形成效率。我们认为，宇宙学模拟匹配广泛的独立观察，打破简并存在于简单的模型。
2020-04-16 astro-ph.GA
The masses and metallicities of stellar haloes reflect galactic merger histories
有越来越多的观测和理论证据表明，对于具有银河系恒星质量的星系，金属丰度和恒星晕质量之间存在相关性。使用的插图宇宙流体动力学模拟，我们发现，这种关系的出现，因为一个单一的大规模的大规模祖贡献的大部分质量的吸积恒星组件，以及设置其金属丰度。此外，在Illustris模拟中，这种关系在中央星系的吸积恒星质量中延伸了3个数量级。我们发现，对于银河系般的质量星系，吸积金属丰度在一个固定的吸积恒星质量的分散编码的信息占主导地位的吸积祖恒星质量，而径向密度和金属丰度梯度的吸积恒星组件编码的信息占主导地位的祖吸积的时间。我们证明，对于银河系般的质量星系，Illustris模拟预测，总吸积恒星成分的金属丰度和恒星质量可以重建从沿短轴边缘盘星系的恒星晕的孔径测量。这些相关性突出了恒星晕观测研究的潜力，以量化我们对星系生长历史中最主要事件的理解。我们探索我们的模型的影响，我们的银河系，M31和NGC 5128的吸积历史的理解。特别是，一个相对较晚的大规模吸积有利于M31，此外，我们提供了第一个估计的吸积恒星质量的NGC 5128。
2017-11-27 astro-ph.GA
Lessons from the Auriga discs: The hunt for the Milky Way's ex-situ disc is not yet over
我们的特点的贡献，吸积材料的御夫座项目，一套高分辨率的磁流体动力学宇宙学模拟晚型星系的移动网格代码AREPO的星系盘。我们的目标是探索银河系圆盘中是否有一个重要的吸积（或异位）恒星成分隐藏在近圆形轨道人口中，这是由原位出生的恒星所主导的。我们的模型的三分之一显示出显着的异位光盘，但这部分会更大，如果限制轨道圆度放松。大部分非原位物质（$\gtrsim 50\%$）来自单个大质量卫星（$> 6 \times 10^{10}~M_{\odot}$）。这些卫星以各种各样的坠落时间和倾角（最大可达$85^{\circ}$）吸积。异位椎间盘比原位椎间盘更厚、更老、更贫金属。它们显示出一个平坦的中位年龄剖面，这与在原地成分中观察到的负梯度不同。因此，在近圆形轨道上的老恒星样本中识别出非原位圆盘的可能性朝着圆盘的外围增加。我们展示了三个例子，除了异位光盘，有一个强烈的旋转暗物质组件。有趣的是，其中两个非原位恒星盘显示出与原位盘一致的轨道圆度分布。因此，它们在典型的运动学研究中不会被检测到。
2017-04-26 astro-ph.GA
Building Blocks of the Milky Way's Accreted Spheroid
在结构形成的$Λ$ CDM模型中，恒星球状体是由较小星系的组合而成，即所谓的积木。结合Munich-Groningen半解析星系形成模型和Aquarius高分辨率模拟的暗物质晕，我们研究了6个银河系质量星系的恒星球状体的组装历史，重点研究了其质量、年龄和金属丰度等基本性质.这些属性进行了比较，幸存的卫星在相同的模型。我们发现，平均而言，构建块具有更高的恒星形成率，尤其是对于质量更大的物体。在高红移时，它们在恒星形成中占主导地位，而卫星的恒星形成时间尺度平均更长。当Ia型超新星开始富集铁元素时，这些差异应该会导致II型超新星的结构单元（与卫星相比）中的$α$元素增加更大，从而解释了观测趋势。有趣的是，在模拟的晕中，恒星形成的时间尺度有一些变化，这表明其他星系球状体中的[ $α$ /Fe]丰度可能与我们银河系中的不同。
2016-09-13 astro-ph.GA
Hunting The Most Distant Stars in the Milky Way: Methods and Initial Results
我们呈现了UKIRT红外深空巡天（UKIDSS）中发现的404 M巨星候选者的新目录。UKIDSS大区域巡天数据第8版中提供的2，400度$^2$可以通过比整个2微米全天巡天大四倍的体积来分辨M巨星。结合近红外测光与光学测光和斯隆数字巡天的自行产生了一个M巨星候选目录，与以前搜索类似遥远的M巨星相比，M矮星和类星体污染较少。对这个样本进行广泛的后续光谱分析将产生我们银河系最外层大面积天空的第一张地图。我们最初对$\sim$ 30明亮候选者的光谱跟踪产生了距离$\sim 20-90$ kpc的五个M巨星的肯定识别。每一颗被证实的M巨星的位置和速度都与人马座流一致。在我们的样本中，较暗的M巨星候选者的测光距离估计为$\sim 200$ kpc（假设$[Fe/H]$ = 0.0），但需要进一步的光谱验证。测光距离的估计超出了银河系的维里半径，并增加了$\sim 50\%$每减少0.5 dex在假设的$[Fe/H]$。考虑到M巨星候选者的数量、初始选择效率和调查的体积，我们粗略地估计，至少有一个额外的人马座吸积事件可能有助于银河系外晕的分层结构。
2014-01-15 astro-ph.GA
How well can we unravel the accreted constituents of the Milky Way stellar halo? A test on cosmological hydrodynamical simulations
Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉各拉纳大学）；Astrophysics Research Institute, Liverpool John Moores University（利物浦约翰摩尔斯大学天体物理研究所）
本文评估了检测银河系摄取碎片的方法有效性，发现其在识别近期摄取事件碎片方面有效，但对较早事件效果有限，并存在污染和人工检测问题。
2025-04-14 astro-ph.GA
Accreted versus In Situ Milky Way Globular Clusters
在这里，我们研究银河系的GC系统，估计吸积与原位形成的GC的分数。我们首先组装一个高质量的数据库的年龄和金属丰度的93银河系GC文献深色星等数据。银河系GC的年龄-金属丰度关系揭示了两个不同的轨道-一个具有约12.8 Gyr的近恒定老年，另一个分支到更年轻的年龄。我们发现，后者年轻的轨道占主导地位的球状星团与人马座和大犬座矮星系。尽管过于简单，它的年龄-金属丰度关系可以很好地表示为一个简单的封闭的盒子模型与连续的恒星形成。推断的化学富集历史与大麦云云相似，但在给定的年龄比小麦哲伦云更丰富。在排除了人马座和大犬座GC之后，仍然有几个年轻的轨道GC。它们的水平分支形态通常是红色的，因此被归类为Young Halo天体，但它们并不倾向于显示出延伸的水平分支（可能是吸积的残余核的特征）。逆行轨道GC（吸积的一个关键特征）通常在年轻的轨道上发现。我们还研究了位于靠近由几个卫星星系定义的天炉座狮子座雕塑家大圆的GC。我们发现，几个GC是一致的年轻的轨道，我们推测，他们可能已经吸积随着他们的主机矮星系，其核心可能生存的GC。最后，我们认为来自6-8个矮星系的27-47个GC（约占整个系统的1/4）被吸积形成了我们今天看到的银河系GC系统。
2010-01-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Chemical Diversity of the Metal-Poor Milky Way
基于GALAH DR3数据，采用PCA和XD方法分析9,923颗贫金属恒星的17种化学丰度，识别出10个恒星群，揭示了银河系各星族的化学特征与组装演化历史。
2024-07-26 astro-ph.GA
Disentangling Milky Way halo populations at low metallicities using [Al/Fe]
利用[Al/Fe]区分银河系晕中低金属度下的本地与吞噬星群，通过高精度光谱分析验证其区分能力。
2025-11-12 astro-ph.GA
Survivors and Zombies: The Quenching and Disruption of Satellites around Milky Way Analogs
本文利用 DC Justice League 模拟对比了类银河系周围幸存与瓦解卫星星的动力学及恒星形成历史，发现熄灭与瓦解的时间尺度与落入质量、时间及轨迹密切相关，且大质量卫星星系瓦解快于熄灭，而超微弱矮星系多在吸积前熄灭并幸存。
2025-08-13 astro-ph.GA
Optimized HDBSCAN clustering for reconstructing the merger history of the Milky Way: applications and limitations
Astrophysics Research Institute, Liverpool John Moores University（利物浦约翰摩尔斯大学天体物理研究所）；School of Computer Science and Mathematics, Liverpool John Moores University（利物浦约翰摩尔斯大学计算机科学与数学学院）
本文通过优化HDBSCAN算法，研究其在重建银河系合并历史中的应用，发现其在不同吸积历史中表现良好，但需优化以获得准确结果。
2026-03-12 astro-ph.GA
The accreted stellar haloes of Milky Way-mass galaxies as a probe of the nature of the dark matter
本研究利用基于EAGLE模型的宇宙流体动力学模拟，对比冷、温、自相互作用暗物质模型下银河系质量星系的并合恒星晕性质，发现恒星晕相空间结构可作为区分暗物质模型的探针。
2025-09-02 astro-ph.GA
The central spheroids of Milky Way mass-sized galaxies
我们研究了在宇宙学背景下模拟的银河系质量大小的星系的质量中心的10千秒差距内的中心球状体的属性。模拟的中心区域主要由年龄超过10 Gyr的恒星组成，大多数是在原地形成的，其中约30%来自吸积恒星。这些恒星形成于定义明确的恒星爆发中，尽管吸积恒星表现出更尖锐和更早的恒星。吸积星的比例随着银河系中心距离的增加而增加，因此在半径约8-10 kpc时，平均检测到约40%的吸积星。吸积星比原地星稍年轻，金属丰度较低，并且$α$增强。在中心区域的老恒星中，有相当一部分来自于几颗大质量卫星（$2-3$）。在比$\sim 10^{9.5}{\rm M}_\odot$小的矮星中形成的吸积星对核球的贡献更大。年龄和老恒星的金属丰度分布之间的差异因此与吸积历史有关--那些吸积恒星比例较大的中心区域是那些有更大质量卫星贡献的区域。原位和吸积星的运动学性质是一致的，后者被支持他们的速度色散，而前者表现出明确的签名旋转支持。我们的模拟展示了一系列的特征，一些系统在其中心区域表现出共存的酒吧和球体，在某些方面类似于银河系的中心区域。
2017-09-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
The origin of accreted stellar halo populations in the Milky Way using APOGEE, $\textit{Gaia}$, and the EAGLE simulations
最近的工作表明，附近的银河系晕是由一个主要的吸积事件的碎片为主。通过对晕星的APOGEE-DR 14元素丰度和$\textit{Gaia}$ -DR 2运动学的分析，我们证实了这一结果。我们发现，$\sim$ 2/3附近的晕星有高轨道偏心率（$e \gtrsim 0.8$），和丰富的模式典型的大规模银河系矮星系卫星今天，其特征是相对较低的[Fe/H]，[Mg/Fe]，[Al/Fe]，和[Ni/Fe]。高$e$恒星在[Mg/Fe]-[Fe/H]平面上的趋势显示出在[Fe/H] $\sim-1.3$处的斜率变化，这也是相对大质量矮星系中恒星种群的典型特征。低$e$星在观测到的[Fe/H]范围内没有表现出这样的斜率变化，并显示出略高的Mg，Al和Ni丰度。与低$e$的恒星不同，高$e$的恒星会有轻微的逆行运动，有更高的垂直偏移，并达到更大的远心半径。通过比较高$e$星与EAGLE宇宙学模拟中吸积星系在[Mg/Fe]-[Fe/H]空间中的位置，我们将吸积卫星的质量限制在$10^{8.5}\lesssim M_*\lesssim 10^{9}\mathrm{M_\odot}$范围内。我们发现，碎片的轨道偏心率中位数在很大程度上是不变的，因为合并时间，这意味着吸积事件可能发生在$z\lesssim1.5$。低$e$人口的确切性质尚不清楚，但我们假设它是一个组合的$\textit{in situ…
2018-10-30 astro-ph.GA
In-situ vs accreted Milky Way globular clusters: a new classification method and implications for cluster formation
本文提出结合轨道能量、角动量 z 分量与 [Al/Fe] 校准的银河系球状星团原位/吸积分类法，揭示两类星团在空间、运动学、化学及年龄—金属丰度上的差异，并约束银盘形成时期。
2023-09-27 astro-ph.GA
Is the Milky Way ringing? The hunt for high velocity streams
我们进行数值模拟的恒星星系盘的初始条件选择代表一个不放松的人口可能已经离开合并。虽然星盘是轴对称的，但恒星在径向作用角上的分布是不均匀的。模拟的太阳邻域中的速度分布呈现出沿正v方向行进的波，其中u、v是径向和切向速度分量。当系统松弛并且结构在相空间中缠绕时，在uv平面中看到的特征移近在一起。我们表明，这些结果也可以通过半解析方法得到。我们认为，这个模型可以解释在太阳附近看到的高速流，大约为-60（HR 1614），-80（Arifyanto and Fuchs 2006），-100（Arcturus）和-160（Klement et al. 2008）。此外，我们还预测了v ~-140，-120，40和60 km/s的四个新特征。通过匹配观测到的流的数量和位置，我们估计银河系盘在~1.9 Gyr前受到了强烈的扰动。这一事件可能与银河系酒吧的形成有关。
2009-03-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
In disguise or out of reach: first clues about in-situ and accreted stars in the stellar halo of the Milky Way from Gaia DR2
我们调查的性质的双色星等序列中观察到的盖亚DR2 HR图的恒星具有高横向速度。在最红的颜色序列中的恒星可能是由厚盘人口的动力热尾所主导的。Nissen & Schuster（2010）和APOGEE巡天的信息表明，蓝色序列中的恒星具有元素丰度模式，这可以解释为在其形成过程中恒星形成效率相对较低。在动力学和轨道空间，如“Toomre”，这两个序列显示出明显的重叠，但蓝色序列上的恒星倾向于主导没有或逆行旋转和高总轨道能量的区域。在由轨道的最大垂直偏移与其远心点所定义的平面上，两个序列的恒星重新分布成离散的楔形。我们的结论是，通常被分配到太阳附近的晕的恒星实际上都是吸积星躺在沿HR图中的蓝色序列，和旧银河系盘的低速尾巴，可能是动态加热过去的吸积事件。我们的研究结果意味着，晕人口在原位形成，并负责早期的化学富集之前形成的厚盘还有待确定，并已被定义为在原位恒星晕的银河系的恒星可能实际上是化石记录的最后一次重大合并。
2018-07-06 astro-ph.GA
The kinematics of globular cluster populations in the E-MOSAICS simulations and their implications for the assembly history of the Milky Way
我们提出了一个详细的比较银河系（MW）的球状星团（GC）的运动学与25银河系质量的宇宙学模拟从E-MOSAICS项目。虽然MW落在模拟所涵盖的GC的运动学分布范围内，但其富金属（$[\rm{Fe/H}]>-1.2$）与贫金属（$[\rm{Fe/H}]<-1.2$）以及内部（$r<8\rm{kpc}$）与外部（$r>8\rm{kpc}$）种群的相对运动学对于其质量而言是非典型的。为了了解这些功能的起源，我们进行了全面的统计分析的模拟，并找到18个相关性描述的组装$L^*$星系及其暗物质晕的基础上，他们的GC人口运动学。的相关性出现，因为吸积和原位GC的轨道分布依赖于质量和吸积卫星的吸积红移，动力分数，潮汐剥离，和动力加热的综合影响驱动。由于在原位/吸积GC的运动学被广泛跟踪的富金属/贫金属和内部/外部的人口，观察GC的运动学是一个敏感的探测星系组装。我们预测，相对于人口的$L^*$星系，MW组装其暗物质和恒星质量迅速通过结合原位恒星形成，十几个低质量合并，和$1.4\pm1.2$早期（$z=3.1\pm1.3$）的主要合并。快速组装期提前结束，限制了吸积恒星的比例。最后，我们提供详细的定量预测的MW的组装历史。
2021-03-30 astro-ph.GA
The origin of the Milky Way globular clusters
我们提出了一个宇宙学放大模拟银河系般的星系，用于探索星团的形成和演化。我们特别调查的双峰观察到的颜色和金属的球状星团的起源，并通过宇宙时间的潮汐张量的形式的环境演变。我们的研究结果自洽地证实了以前的发现，即蓝色的，金属贫乏的星系团形成于吸积到银河系上的卫星星系中，而红色的，富含金属的星系团主要在原位形成，或者在较低程度上在与银河系合并的大规模自富集星系中形成。通过监测这些人口的潮汐场的经验，我们发现，集群形成在原地（一般集中）的感觉显着更强的潮汐比吸积的，无论是在今天，当平均在他们的整个生命。此外，我们注意到，银河系星团所经历的潮汐场是显着弱于在过去比现在的一天，确认它是不可能的，一个幂律的集群初始质量函数一样，年轻的大质量的集群，被转化为观察到的峰值分布在银河系与弛豫驱动的蒸发在潮汐场。
2016-11-14 astro-ph.GA
Applying machine learning to Galactic Archaeology: how well can we recover the origin of stars in Milky Way-like galaxies?
本文基于 ARTEMIS 模拟训练多种机器学习模型，利用位置、运动学、化学丰度和测光信息区分原位恒星与吸积恒星，并验证其在 Auriga 模拟中的泛化能力。
2024-06-18 astro-ph.GA
Linking the brightest stellar streams with the accretion history of Milky Way-like galaxies
根据目前的星系形成范式，合并和相互作用在塑造今天的星系中发挥着重要作用。这种合并活动的残余可以用来限制星系形成模型。在这项工作中，我们使用的样本30银河系质量晕的流体动力学模拟，从AURIGA项目，生成表面亮度图和搜索最亮的流在每个光环作为一个功能的不同的限制幅度。我们发现，没有一个模型显示在$μ_{r}^{lim} \leq 25$等角秒$^{-2}$的恒星流的签名。在$^{-2}$为27和28 mag arcsec之间，流检测显著增加。尽管如此，即使在30磁角秒的$^{-2}$，我们的模型中仍有13%没有显示出可检测的流。我们研究了最亮流祖先（BSP）的性质。我们发现，BSPs吸积在一个广泛的范围内的落入时间，从1.6至10 Gyr前，只有25%的吸积在过去的5 Gyr，因此大多数BSPs对应于相对早期的吸积事件。我们还发现，37%的BSP存活到今天。存活和破坏的BSP的中位下落时间分别为5.6和6.7 Gyr。我们发现了一个明确的关系，在BSPs的降落时间和降落质量，这样，更大的祖细胞往往会在以后的时间被吸积。然而，我们发现，在大多数情况下，BSPs不是每个星系吸积恒星晕的主要贡献者。
2022-06-09 astro-ph.GA
Different Sodium enhancements among multiple populations of Milky Way globular clusters
我们寻找线索，以了解不同的钠丰度测量的第一代和第二代恒星的古老银河系球状星团。为此，我们收集了最近的文献中提到的钠丰度，轨道参数，结构和内部动力学性质和年龄在一个均匀的规模的28个球状星团。我们发现，集群内的Na富集，测量的第一代和第二代恒星之间的Na丰度的差异，表现出一种趋势，作为第一代恒星的Na丰度的函数，在这个意义上，越Na贫的第一代恒星，Na富集更大。利用球状星团轨道的倾角，分析的Na富集也暗示了在~0.3 dex处的边界，以区分具有吸积或原位起源的球状星团，吸积的球状星团具有更大的Na富集。由于在吸积的球状星团中观察到相对较大的星系团内钠增强，而在原位形成的球状星团中观察到较小的钠增强（尽管不是唯一的），我们推测钠富集的幅度可能与构建模块范式有关。球状星团在第一代和第二代恒星形成时，似乎保留了这种分层星系形成过程的记忆。
2020-09-25 astro-ph.GA
VINTERGATAN II: the history of the Milky Way told by its mergers
使用VINTERGATAN宇宙学变焦模拟，我们探讨了在原位和吸积物质的贡献，以及星系相互作用和合并在银河系类星系的组装的效果。我们发现，星系演化的初始增长阶段，主要是重复的主要合并，提供了必要的物理条件的组装厚，运动学热磁盘人口高-[ $α$ /Fe]恒星，形成原位和吸积卫星星系。我们发现，模拟星系及其祖先的进化轨迹的多样性，导致在原位和吸积人口的任何给定的化学成分很少重叠。在一定的年龄，[ $α$ /Fe]丰度比的分布是由VINTERGATAN及其卫星的物理条件的多样性造成的，在星暴事件期间形成的恒星中发现[ $α$ /Fe]的增强。后来，合并活动的停止促进了低[ $α$ /Fe]制度中恒星的原位形成，在一个径向延伸的，薄的和整体的运动学较冷的磁盘，从而建立化学双峰薄和厚磁盘，与观测一致。我们绘制显着的功能之间的联系[Fe/H] - [ $α$ /Fe]平面与它们的物理原因，并提出了一个全面的形成方案解释自洽，在宇宙学的背景下，银河系的主要观测属性。
2021-03-29 astro-ph.GA
Using Action Space Clustering to Constrain the Accretion History of Milky Way like Galaxies
在目前流行的宇宙学范式中，星系是通过大量卫星星系的吸积而分层形成的。由于卫星的质量比主晕小得多，它们只占主晕势能所定义的作用空间的一小部分。由于行动是保守的主机晕的潜力变化时，吸积卫星的恒星预计将保持集群在行动空间的主机晕的演变。在本文中，我们识别吸积卫星星系的三个银河系类盘星系的宇宙学重子FIRE-2模拟通过跟踪卫星星系通过模拟快照。然后，我们试图恢复这些卫星通过应用聚类分析算法Enlink的吸积恒星粒子的轨道行动，在当今的快照。我们定义了几个指标来量化聚类算法的成功，并使用这些指标来识别恢复良好和恢复不良的卫星。我们将这些卫星分布在落星时间-祖星质量（或恒星质量）空间中，并利用分类树方法确定了这两个空间中恢复良好和恢复不良卫星的边界。Enlink发现的组更有可能对应于一个真正的卫星，如果它们具有高的重要性，Enlink分配的数量。由于宇宙学模拟预测，大多数恒星晕有人口的原位恒星，我们测试的Enlink恢复卫星的能力时，样品被污染的10 - 50%的原位恒星粒子，并表明，大多数卫星恢复良好的Enlink在没有原位恒星，保持良好的恢复，即使有50%的污染。因此，我们预计，在未来，在行动空间的聚类分析将是有用的，在即将到来的数据集（如盖亚），以确定在银河系中的吸积卫星。
2021-05-03 astro-ph.GA
A tale of two populations: surviving and destroyed dwarf galaxies and the build up of the Milky Way's stellar halo
我们使用磁流体动力学模拟的银河系质量晕御夫座项目研究生存和破坏的矮星系，这些晕在宇宙时间内吸积的属性。我们发现，在各种御夫座晕中，幸存的和被摧毁的矮星在坠落时的组合光度函数是相似的，并且由被摧毁的矮星主导。然而，它对坠落时间有很强的依赖性：被摧毁的矮星通常有早期的坠落时间，$t_{infall}<6$ Gyr，而大多数在$t_{infall}>10$ Gyr吸积的矮星都存活到了今天。由于它们的坠落时间较晚，今天幸存的卫星在坠落时的金属岩含量高于其被摧毁的类似坠落质量的卫星;这种差异对于今天卫星的金属岩来说更加明显，其中许多卫星在坠落后继续形成恒星。与以前的工作一致，我们发现，少数相对大规模的破坏矮星系主导的恒星晕的质量。然而，有一个显着的径向依赖性：虽然90%的质量在内部区域（$<\,20\,$ kpc）的贡献，平均而言，只有3个大规模的祖细胞，外部区域（$>\,100\,$ kpc）通常有$\sim8$的主要祖细胞相对较低的质量。最后，我们表明，一些大规模的祖先占主导地位的吸积星的金属丰度分布，即使在金属穷人结束。与文献中常见的假设相反，质量为$M_{*}<10^7 \, M_{\odot}$的矮星系在$50\,$ kpc内的吸积贫金属恒星（[Fe/H] $<\,-3$）中所占比例不到10%。
2020-10-07 astro-ph.GA
Finding accreted stars in the Milky Way: clues from NIHAO simulations
本研究利用NIHAO模拟和GALAH数据，验证了[Al/Fe]与[Mg/Mn]诊断指标可区分原位与吸积恒星，并提出结合年龄与化学丰度（不确定性<0.15 dex、年龄<20%）可清晰分离不同吸积群体，为研究银河系形成历史提供了新方法。
2024-04-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Reverse engineering the Milky Way
银河系从破裂的卫星中吸积的球状星团（GC）的年龄、金属丰度、α元素和运动积分随时间基本保持不变。在这里，我们结合使用这些保守的性质，将76个GC分配给5个祖先卫星星系-其中一个我们称之为考拉矮星系。我们拟合漏盒化学富集模型的年龄金属丰度分布的GC，推导出有效产量和每个卫星的形成时代。基于GC计数的标度关系，我们估计了每个卫星的原始晕质量，恒星质量和平均金属丰度。这5颗吸积卫星的总质量对银河系的生长贡献了约10个$^{9}$ M $_{\odot}$，但超过银河系GC系统的50%。这5颗卫星形成的时间非常早，可能在8- 11 Gyr前吸积，表明银河系在其早期演化中的快速增长。我们认为至少有3颗卫星最初是成核的，残留的核心现在是银河系的GC。11个GC也被确定为已形成异位，但不能被分配到一个单一的祖卫星。
2020-02-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
The accreted Galaxy: An overview of TESS metal-poor accreted stars candidates
本研究结合TESS、Gaia数据与MIKE光谱分析30颗贫金属吸积恒星候选体，验证星震学信息对年龄、丰度计算的影响，明确样本恒星的结构归属与化学特征，为探究银河系吸积组装历史提供支撑。
2024-07-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Formation imprints in the kinematics of the Milky Way globular cluster system
我们报告的银河系（MW）球状星团（GC）的运动学的结果更新的空间速度的基础上，几乎整个GC人口。我们发现，一个三维空间的半长轴，偏心率和轨道相对于MW平面的倾斜度作为其轴是有帮助的，以挖掘GC系统的形成。我们发现，在原位形成的GC表现出明显的相关性，他们的偏心率和轨道倾角的意义上说，集群与大偏心率也有大的倾角。这些GC还显示了它们到MW中心的距离与它们的偏心率之间的相关性。吸积GC不表现出偏心率和倾角之间的关系，但在偏心率大于~ 0.5时，其倾角范围很广。最后，我们计算了GC系统的速度各向异性“β”，并发现对于原位形成的GC，“β”从最外区域向MW中心从~ 0.8下降到0.3，但对于吸积的GC系统保持相当恒定（0.7-0.9）。这些发现可以解释，如果GC形成的气体，径向崩溃在郊区，与相对较高的落入角的偏好。当材料到达旋转的成形盘时，它变得更圆并且相对于盘以较低的倾斜度移动。一半的GC人口被吸积和沉积在轨道上，覆盖了从外晕到凸起的整个能量范围。
2019-07-23 astro-ph.GA
Cataloging Accreted Stars within Gaia DR2 using Deep Learning
这项研究的目标是提出一种基于机器学习的方法，该方法仅利用相空间将Gaia DR 2恒星分为两类：那些在银河系上吸积的恒星和原位的恒星。用于识别吸积恒星的传统选择方法通常依赖于完整的3D速度，金属丰度信息，或两者兼而有之，这大大减少了可分类恒星的数量。这里提倡的方法适用于Gaia DR 2的更大部分。一种被称为“迁移学习”的方法被证明是有效的，通过广泛的测试对一组模拟盖亚目录，是基于消防宇宙学放大银河系质量星系的流体动力学模拟。该机器首先使用仅5D运动学作为输入的模拟数据进行训练，然后在交叉匹配的Gaia/RAVE数据集上进行进一步训练，这提高了对真实银河系属性的敏感性。其结果是一个目录，确定了大约767，000颗Gaia DR 2内的吸积星。这个目录可以产生经验的见解合并历史的银河系，并可用于推断暗物质分布的属性。
2020-04-22 astro-ph.GA hep-ph stat.ML
The ratio of [Eu/$α$] differentiates accreted/in-situ Milky Way stars across metallicities, as indicated by both field stars and globular clusters
本研究结合恒星轨道与铕、硅元素丰度，发现[Eu/$α$]比值可区分银河系原位与吸积恒星及球状星团，验证了球状星团对宿主恒星形成历史的示踪作用，且该化学标签可拓展至M31星系。
2024-08-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Nature and nurture: the dynamical ages of in situ and accreted globular clusters in the Milky Way
INAF-Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna（意大利国家天体物理研究所博洛尼亚天文与空间科学观测站）
利用Gaia数据，通过动力学年龄统计发现银河系中吸积球状星团比原生星团更年轻，并支持低能球状星团早期吸积假说。
2026-04-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
The quest for cradles of life: using the fundamental metallicity relation to hunt for the most habitable type of galaxy
天体生物学领域在了解恒星周围的宜居带（恒星宜居带）方面取得了巨大进展，生命可以在那里开始，维持其存在并进化成复杂的形式。一些研究扩展了这一想法，为我们的银河系和特定的椭圆星系建立了银河系尺度的宜居带（银河系宜居带）模型。然而，估计星系的可居住性跨越了广泛的物理性质，迄今为止仍然是一个悬而未决的问题。在这里，我们提出了一个“宇宙生物学”的框架，使我们能够筛选整个星系人口在当地的宇宙和回答的问题“哪种类型的星系是最有可能举办复杂的生命在宇宙中”？有趣的是，决定适居性的三个关键天体物理标准（恒星总质量、总金属质量和持续的恒星形成率）被发现通过“基本金属丰度关系”错综复杂地联系在一起，如SDSS（斯隆数字巡天）对本地宇宙中超过10万个星系的观测所示。利用这种关系，我们表明，富含金属的，不成形的巨型椭圆星系至少是银河系的两倍（其恒星形成率是银河系的十分之一），可能拥有一万倍的可居住（类地）行星，使它们成为宇宙中最有可能的“生命摇篮”。
2015-07-15 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
Formation of In Situ Stellar Haloes in Milky Way-Mass Galaxies
我们研究恒星晕的形成在三个银河系质量的星系使用宇宙学的平滑粒子流体动力学模拟，专注于在原地形成的晕星的子集，而不是那些从卫星吸积。在我们的模拟中，原位恒星在恒星晕中占主导地位，达到20 kpc，占其总质量的30- 40%。我们根据它们的起源将原地晕星分为三个简单的，物理上不同的类别：从主星系盘散射的恒星（“加热盘”），从气体顺利地吸积到晕上形成的恒星（“平滑”气体）和从下落的卫星剥离的气体流中形成的恒星（“剥离”气体）。我们发现，大多数属于剥离气类别。那些起源于盘外的平滑气体往往形成于同一时间和地点的剥离气体人口，这表明他们的形成是与相同的富含气体的吸积事件。分散盘星的贡献在整体上可以忽略不计，但在太阳附近是重要的，在那里，大约90%的偏心轨道上的恒星曾经属于盘星。然而，在这一地区晕和厚盘之间的区别是非常模糊的。目前，不同成分的化学和运动学性质非常相似，但在我们的研究中，三个星系之间的原位晕的全球性质有很大不同。在我们的模拟中，结构的层次性积累不仅是吸积恒星晕的驱动力，而且也是原位形成的晕星的驱动力。
2015-10-04 astro-ph.GA
Merger-induced galaxy transformations in the ARTEMIS simulations
利用ARTEMIS的45个高分辨率宇宙学模拟，我们研究了一系列合并引起的类银河系星系的动力学转变。我们首先确定人口的吸积恒星高度径向轨道，类似于银河系中的“盖亚香肠”。我们表明，$\approx1/3$的ARTEMIS星系包含一个类似的功能，并确认它们通常包括恒星碎片从最大质量的吸积卫星。选取了现今15个有盘星系，研究了它们在类GS合并前后的变化。其中许多的暗物质晕在形状和方向上表现出全球性的变化，当合并发生时，几乎一半的暗物质晕变得更加球形。聚焦于星系本身，我们发现4/15的恒星盘在其角动量（AM）轴的方向上经历了很大的变化，变化率高达$\sim60$度Gyr $^{-1}$。通过计算轨道角动量轴的卫星吸积之前，我们表明，有一种趋势，光盘的AM合并后，变得更加对准这个轴。我们还研究了原位逆行恒星的起源，类似于银河系中的“飞溅”。追溯到早期的快照，我们表明，他们经常被破坏到他们的极端轨道的多个早期合并。我们还发现，这些恒星的总质量以外的中心区域正相关的吸积恒星的总质量。
2022-08-10 astro-ph.GA
Weighing the stellar constituents of the Galactic halo with APOGEE red giant stars
众所周知，银河系晕中的恒星质量很难确定，因为太阳附近的恒星很少。$\it{Gaia}$的初步证据表明，附近的恒星晕是由一个大规模的吸积事件-称为$\it{Gaia-Enceladus}$或香肠-这些限制现在越来越紧迫。我们测量的质量在运动学上选择的单丰度人口（地图）的恒星晕之间的$-3 <$ [Fe/H] $< -1$和$0.0 <$ [Mg/Fe] $< 0.4$使用红巨星从APOGEE DR 14计数。我们发现，地图是很好的三轴椭球面上的单次幂律拟合，我们表明，幂律斜率$α$的变化，使高$\mathrm{[Mg/Fe]}$人口有$α\sim 4$，而低[Mg/Fe]地图更多的扩展与浅斜率，$α\sim 2$。我们估计恒星的总质量为$M_{*,\mathrm{tot}} = 1.3^{+0.3}_{-0.2}\times10^{9}\ \mathrm{M_{\odot}}$，其中我们估计$\sim 0.9^{+0.2}_{-0.1} \times 10^{9} \mathrm{M_{\odot}}$是吸积的。我们估计具有$e > 0.7$的吸积星的质量是吸积晕质量的$M_{*,\mathrm{accreted},e>0.7} = 3 \pm 1\ \mathrm{(stat.)}\pm 1\ \mathrm{(syst.)}\times10^{8}\ \mathrm{M_\odo…
2020-01-07 astro-ph.GA
Globular clusters in \textsc{OrbIT}: complete dynamical characterisation of the globular cluster population of the Milky Way through updated orbital reconstruction
Università degli Studi di Bologna（博洛尼亚大学）；INAF（意大利国家天体物理研究所）；Pontificia Universidad Católica de Chile（智利天主教 Pontificia 大学）；Instituto Milenio de Astrofísica MAS（MAS 天体物理研究所）；Université Côte d’Azur（蔚蓝海岸大学）；Observatoire de la Côte d’Azur（蔚蓝海岸天文台）
通过更新的轨道重建，研究银河系球状星团群体的动力学特性，以揭示银河系的组装历史和并合事件。
2025-12-05 astro-ph.GA
The chemodynamical memory of a major merger in a NIHAO-UHD Milky Way analogue -- I. A golden thread through time and space
Australian National University（澳大利亚国立大学）；Universität Heidelberg（海德堡大学）；Universitá degli Studi di Firenze（佛罗伦萨大学）；The Observatories of the Carnegie Institution for Science（卡内基科学研究所天文台）；Northwestern University（西北大学）；New Mexico State University（新墨西哥州立大学）；University of Cambridge（剑桥大学）
通过高分辨率宇宙学模拟，研究银河系最后一次重大并合中吸积恒星的化学动力学记忆，发现恒星出生位置与轨道能量及化学丰度相关，并测量了金属丰度梯度，揭示了并合后内部结构的可重建性及当前选择方法的偏差。
2026-06-05 astro-ph.GA
Stirring Things Up: Bar-induced substructures in the stellar halo of a cosmological Milky Way analogue
University of Durham（杜伦大学）；Carleton College（卡尔顿学院）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）；Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理学研究所）
利用高分辨率宇宙学磁流体动力学zoom-in模拟，研究银河系类似体中恒星棒如何通过共振在恒星晕的能量-角动量空间产生显著子结构（“脊”），并发现这些子结构具有不同于周围相空间的金属丰度，提示在搜寻吸积子结构时需谨慎区分内禀扰动。
2026-01-20 astro-ph.GA
The observable properties of galaxy accretion events in Milky Way-like galaxies in the FIRE-2 cosmological simulations
在$Λ$ -宇宙的冷暗物质模型中，星系的形成部分是通过吸积卫星系统。以前的工作已经建立了对银河系恒星晕中包含的这些过程的签名的理解。这项工作使用FIRE-2宇宙学模拟的\textit{Latte}套件中的七个类似银河系的星系重新审视了这张照片。这些模拟的分辨率允许从以上的卫星的贡献比较M $_{*}$ $\gtrsim$ 10 $\times$ $^{7}$ M $_{\odot}$，使可观察到的属性中断卫星在一个完全自洽和宇宙学的背景下进行分析。我们的研究结果表明，吸积的时间和恒星质量的吸积卫星的基本参数，在伙伴关系决定由此产生的空间分布，轨道能量，和[ $α$ /Fe]-[Fe/H]组成的恒星碎片的合并$at$ $present$ $day$。这些参数也决定了吸积星系在$z=0$的动力学状态，导致预期的恒星晕（R $_{\mathrm{GC}}$ $\lesssim$ 30千秒差距）的内部区域应该包含充分的相混合碎片从低质量和高质量的卫星。此外，我们发现，一个显着的比例较低的质量卫星吸积在早期的沉积物碎片外晕（R $_{\mathrm{GC}}$ $>$ 50千秒差距），是$not$充分相位混合，表明它们可以被确定在运动学调查。我们的研究结果表明，随着未来的调查越来越能够映射我们银河系的外晕，他们可能会揭示长期死亡的矮星系的残余物，其对应物太暗而无法在更高的红移调查中看到PDM…
2022-11-10 astro-ph.GA
Icarus revisited: An Ancient, Metal-poor Accreted Stellar Stream in the Disk of the Milky Way
本研究结合 Gaia 与光谱数据，发现银河系盘内古老贫金属恒星流 Icarus 的化学与动力学特征符合矮星系吸积起源，而非原位盘演化产物。
2024-10-16 astro-ph.GA
Predicting accreted satellite galaxy masses and accretion redshifts based on globular cluster orbits in the E-MOSAICS simulations
球状星团（GC）的年龄和金属丰度被认为是其祖先星系性质的强有力的示踪剂，使它们能够用于确定星系的合并历史。然而，虽然有用的GC分离成个人的吸积事件，GC集团本身的轨道已经收到较少的关注，作为其祖先星系属性的探针。在这项工作中，我们使用模拟的星系和GC系统的E-MOSAICS项目，以探讨如何当今的轨道性质的GC是相关的属性，他们的祖先星系。我们发现由吸积事件沉积的GC的轨道对卫星星系的质量和合并红移是敏感的。早期的合并和较大的星系质量使GC沉积在较小的中值远心点和较低的总轨道能量处。因此，吸积星系群的轨道性质可以用来推断其祖先星系的性质，尽管星系质量和吸积时间之间存在简并。将GC轨道与其他示踪剂（GC年龄，金属丰度）相结合将有助于打破星系质量/吸积时间简并，从而对它们的祖先星系的性质产生更强的约束。原位GC通常比吸积GC的轨道能量低（小的远心），但是它们表现出大的高能量尾巴，甚至逆行轨道（相对于现在的圆盘），显示出与吸积GC的显著重叠。将结果应用于银河系GC群表明，盖亚香肠/土卫二的合并红移为$z \sim 1.5$，“低能量”/海怪群的合并红移为$z>2$，进一步证明银河系在过去有两次重大合并。
2020-10-21 astro-ph.GA
Hunting for C-rich long-period variable stars in the Milky Way's bar-bulge using unsupervised classification of Gaia BP/RP spectra
富氧和富碳AGB源的分离对于它们作为局部和宇宙学距离和年龄/金属丰度指标的准确使用至关重要。我们研究使用无监督学习算法对盖亚DR 3的BP/RP光谱中的长周期变量进行化学分类。即使在存在大量星际尘埃的情况下，光谱也会分成两组，分别来自富O和富C源。鉴于这些分类，我们利用一个监督的方法来分离O-丰富和C-丰富的来源，没有BP/RP光谱，而是宽带光学和红外测光发现我们的C-丰富的分类纯度约为$95$ %。我们测试和验证的分类对其他主张的颜色分色测光的基础上。此外，我们证明了BP/RP光谱的潜力，寻找S型星或那些可能的共生源与强发射线。虽然我们的分类表明，银河棒球是主机非常少的富C长周期变星，我们确实发现了一小部分的富C恒星的周期$>250\,\mathrm{day}$是空间和运动学上一致的酒吧球成员。我们认为，所观察到的数量，空间排列，运动学和周期分布的组合不赞成年轻的贫金属恒星形成的情况下，无论是在原地或吸积主机，相反，这些恒星很可能是二进制演化的结果和已经观察到的酒吧隆起的蓝色掉队星的演化版本。
2023-02-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
A bottom-heavy initial mass function for the likely-accreted blue-halo stars of the Milky Way
我们使用盖亚DR 2测量初始质量函数（IMF）的恒星在250秒差距和质量范围在0.2 < m/Msun < 1.0，根据运动学和金属丰度分离，根据盖亚横向速度，v_T，和位置上的赫兹斯普朗-罗素图（HRD）。主要的薄椎间盘人群（v_T < 40 km/s）的IMF与传统的（例如Kroupa 2001}）恒星IMF，每个质量间隔的恒星数量dN/dm由破幂定律描述，m^（-alpha），并且指数alpha_high=2.03 + 0.14/-0.05以上m~0.5，在m~<0.5处变浅至α_low=1.34 + 0.11/-0.22。厚盘星（60 km/s < v_T < 150 km/s）和属于“高金属量”或“红序”晕的恒星（v_T > 100 km/s或v_T > 200 km/s，且位于HRD等时线之上，金属丰度[M/H] > -0.6）具有较陡的高质量斜率，alpha_high=2.35 +0.97/-0.19（以及类似的低质量斜率alpha_low=1.14 +0.42/-0.50）。然而，来自“蓝色序列”的晕星，其特征是低金属量（[M/H] < -0.6），具有明显的底部重IMF，在探测的大部分质量范围内，可以用α =1.82 + 0.17/-0.14的单一幂定律很好地描述。低金属丰度晕的IMF让人想起在大质量早型星系中测量到的Salpeter-like IMF，这是一种恒…
2021-07-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Under the Firelight: Stellar Tracers of the Local Dark Matter Velocity Distribution in the Milky Way
盖亚时代为发现太阳系附近被破坏的卫星星系的残余物开辟了新的可能性。如果局部吸积星的数量与由同一合并产生的暗物质相关，那么就可以直接绘制出暗物质的分布图。使用两个宇宙学放大的银河系质量的星系的流体动力学模拟从Latte套件的火-2模拟，我们发现一个很强的相关性之间的速度分布的恒星和暗物质在太阳圈的吸积从发光的卫星。这种对应关系适用于暗物质，无论是放松或在运动学子结构称为泥石流，是一致的两个模拟主机与不同的合并历史。由于暗物质和恒星之间可能存在空间偏移，因此这种对应关系对于流来说更成问题。我们演示了如何重建的暗物质速度分布从所观察到的吸积恒星星族的属性，通过适当占个别合并贡献的恒星与暗物质的比例。在使用Fire-2模拟演示了这种方法之后，我们将其应用于银河系，并使用它来恢复与最近发现的太阳附近恒星碎片场相关的暗物质速度分布。基于盖亚的结果，我们估计，$42 ^{+26}_{-22}\%$的本地暗物质，是吸积发光合并是在泥石流。
2018-10-29 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
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
A correlation between accreted stellar kinematics and dark matter halo spin in the ARTEMIS simulations
我们报告的盖亚香肠土卫二（GSE）类似物的存在和暗物质晕旋转的ARTEMIS模拟银河系类星系之间的相关性。在高径向轨道上包含大量吸积恒星的晕（如GSE）平均自旋比具有更各向同性恒星速度分布的对应物低。修正后的自旋参数$λ^\prime$的中值在现今相差$\sim1.7$倍，当远离维里平衡的晕被去除时，具有相似的值。我们还表明，吸积星构成一个较小的比例，恒星星族的晕包含GSE类似物，并剥离卫星与恒星质量通常小$\sim4$倍。我们的研究结果表明，更高的自旋DM晕没有GSE的功能是由于合并与大卫星的恒星质量$\sim10^{10}M_\odot$，这不会导致突出的径向各向异性的功能，如GSE。
2022-12-05 astro-ph.GA
Phase-space correlation in stellar streams of the Milky Way halo: The clash of Kshir and GD-1
我们报告在银河系晕中发现了一个70度长的恒星流，它与著名的“GD-1”流纵横交错。我们发现，这个新的恒星结构（“Kshir”）和GD-1位于相似的距离，并显着相关的运动学。我们提出了几种解释的性质，这种新的结构和它可能与GD-1。然而，这两个流在同一个暗物质子晕内被吸积到银河系上的场景似乎为它们的相空间纠缠以及这个耦合系统的其他复杂性提供了一个自然的解释。
2019-10-31 astro-ph.GA
