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
Triangulum-Andromeda overdensity: a region with a complex stellar population
三角座-仙女座（TriAnds）超密度是银河系的一个遥远结构，位于银河系第二象限，远低于银河系平面。自从它被发现以来，它的性质一直在讨论中，它是否可能是银河系盘的旧扰动或被破坏的前矮星系的遗迹。在这项研究中，我们研究了13颗恒星的运动学和化学成分的2 MASS测光选择的TriAnd候选人。该样品是使用连接到双子座北望远镜的GRACES高分辨率摄谱仪观测的。基于从光谱和天体测量数据GAIA获得的径向速度，三个不同的运动学标准被用来分类我们的样本星属于TriAnd超密度。在我们的样本中，TriAnd确认的成员跨越了一个金属丰度范围，包括两颗贫金属恒星（[Fe/H] $\sim$ -1.3 dex）。我们表明，采用的运动学分类也化学隔离的TriAnd和非TriAnd的成员，我们的样本，表明一个独特的化学图案的TriAnd星。我们的研究结果表明，不同的化学模式的[Na/Fe]，[Al/Fe]，[Ba/Fe]，和[Eu/Fe]比在TriAnd星相比，当地磁盘的化学模式;研究的缺乏化学表征的外盘人口的银河系是主要的障碍，在建立的TriAnd人口是化学上类似于外地的恒星在外盘。但是TriAnd的化学模式让人想起了外盘疏散星团中的化学模式，尽管后者比TriAnd更富含金属。
2019-10-18 astro-ph.GA
A spectroscopic study of blue supergiant stars in Local Group spiral galaxies: Andromeda and Triangulum
分析了分布在本星系群旋涡星系M31和M33盘上的蓝超巨星的低分辨率LAMOST和Keck光谱，以确定恒星的有效温度、重力、金属丰度和红化。测量了M31和M33的$0.30\pm0.09$和$0.11\pm0.04$的星系中心对数金属丰度（太阳单位）和$-0.37\pm0.13$ dex/ $R_{25}$和$-0.36\pm0.16$ dex/ $R_{25}$的金属丰度梯度。对于M 33的金属丰度的二维分布表明偏离方位角对称与偏心峰。利用蓝超巨星的通量加权重力-光度关系确定了M 31的距离模为24.51 $\pm$ 0.13等，M 33的距离模为24.93 $\pm$ 0.07等。对于M31，通量加权的重光关系（FGLR）距离与其他方法一致。对于M 33，基于FGLR的距离大于造父变星研究的距离，但它与食双星、行星状星云、长周期变星和红巨星分支的尖端的工作非常一致。
2022-04-26 astro-ph.GA
Disk-Like Chemistry of the Triangulum-Andromeda Overdensity as Seen by APOGEE
自从十多年前发现这个遥远的低纬度银河系（MW）超密度以来，三角星系-仙女座（TriAnd）系统的性质一直存在争议。其起源的解释要么是来自矮星系分裂的晕子结构，要么是银河系盘的遥远延伸。我们测试这些假设使用的十多个TriAnd成员的化学丰度从斯隆数字巡天的第14次数据发布的阿帕奇点天文台星系演化实验（APOGEE）的数据进行比较，以APOGEE丰度的恒星具有类似的金属丰度从人马座（Sgr）dSph，和外部MW盘。我们发现，TriAnd星是化学不同的Sgr跨越各种元素，（C + N），Mg，K，Ca，Mn和Ni，分离在[X/Fe]的约0.1至0.4德克斯取决于元素。相反，TriAnd恒星的金属丰度中值约为-0.8，其化学丰度比与外银盘中金属丰度最低的恒星（[Fe/H]~-0.7）相似，并且与MW外盘外推化学梯度的预期一致。这些结果表明，TriAnd与MW盘有关，因此，盘延伸到这种超密度-即，经过24千秒差距的银心半径-尽管在银河系这个区域的名义盘中平面以下垂直扰动约7千秒差距。
2018-05-09 astro-ph.GA
The Panchromatic Hubble Andromeda Treasury: Triangulum Extended Region (PHATTER) II. The Spatially Resolved Recent Star Formation History of M33
我们测量的空间分辨最近的恒星形成历史（SFH）的M33使用的光学图像与哈勃太空望远镜的全色哈勃仙女座宝库的一部分：三角座扩展区（PHATTER）调查。本分析中所用的观测覆盖的区域包括一个去投影的区域，即$\sim$ 38 kpc $^{2}$，并沿长轴和半长轴分别从M33中心延伸到$\sim$ 3.5和$\sim$ 2 kpc。我们划分为2005年的PHATTER光学调查，测量24弧秒，$\sim$ 100 pc，在一侧和适合每个区域的颜色星等图单独测量的空间分辨SFH的M33的PHATTER足迹。在小的空间尺度上，SFH有显著的波动，我们测量的星系范围的尺度可以追溯到大约6.3亿年前。我们观察到一个更絮凝的螺旋结构在恒星星族年轻约80万年，而结构的老年恒星星族是由两个螺旋臂为主。我们还观察到M33中心的一个酒吧，它在年龄超过8000万年时占主导地位。最后，我们发现在过去的1亿年中，在PHATTER足迹内的平均恒星形成率（SFR）为0.32 $\pm$ 0.02 M $_{\odot}$ yr $^{-1}$。我们测量的当前SFR（过去1000万年）为0.20 $\pm$ 0.03 M $_{\odot}$ yr $^{-1}$。当按比例考虑到PHATTER调查足迹覆盖的D25区域的一部分时，这一SFR略高于以前的宽带估计测量值。
2022-06-22 astro-ph.GA
Exploring Halo Substructure with Giant Stars: The Nature of the Triangulum-Andromeda Stellar Features
在过去的十年里，随着大规模恒星巡天的出现，探测和描述银河系亚结构的能力大大提高。这些调查显示，三角座-仙女座（TriAnd）区域在20-30 kpc的距离范围内具有丰富的子结构，这些特征之间的关系-如果有的话-仍然不清楚。这种复杂的情况促使我们对TriAnd区域进行重新检查，对M巨星进行光度和光谱测量。使用2 MASS测光的探索不仅揭示了Rocha-Pinto等人（2004）在M巨星中探测到的横跨$100^{\circ}<l<160^{\circ}$和$-50^{\circ}<b<-15^{\circ}$的微弱序列，而且还发现了第二个更明亮和更密集的M巨星序列。这两个序列可能与Martin等人（2007）在M31方向的光学勘测中发现的两个不同的主序列（并标记为TriAnd 1和TriAnd 2）有关，其中TriAnd 2是Rocha-Pinto等人（2004）的较暗RGB/AGB序列的光学对应物。在这里，TriAnd 1和TriAnd 2的年龄，距离和金属丰度范围是通过同时拟合等时线到2 MASS RGB轨道和光学MS/MSTO特征来估计的。这两个群体在年龄和距离上有明显的区别：较亮的序列（TriAnd 1）较年轻（6-10 Gyr），距离较近（距离$\sim$ 15-21 kpc），而较暗的序列（TriAnd 2）较老（10-12 Gyr），估计距离为$\sim$ 24-32 k…
2014-07-16 astro-ph.GA
The Panchromatic Hubble Andromeda Treasury: Triangulum Extended Region (PHATTER). III. The Mass Function of Young Star Clusters in M33
本文利用 PHATTER 巡天的 711 个年轻星团测量 M33 星团质量函数，发现其更符合带高质量截断的 Schechter 函数，并验证截断质量与恒星形成率面密度的线性关系。
2022-02-03 astro-ph.GA
Triangulum II: Possibly a Very Dense Ultra-Faint Dwarf Galaxy
Laevens等人最近发现了银河系的卫星Triangulum II。它的银心距离为36千秒差距，光度只有450太阳升。我们用Keck/DEIMOS测量了三角座II中心1.2'以内的6颗成员星的径向速度，得到速度色散σ_v = 5.1 - 1.4 + 4.0km/s。我们还测量了三颗恒星的金属丰度，发现[Fe/H]的范围为0.8 dex。速度和金属丰度的分散确定三角座II是一个暗物质占主导地位的星系。银河系正在快速地向银河系中心移动（v_GSR = -262 km/s）。虽然它可能在接近近心点时处于潮汐中断的过程中，但在我们的数据集中没有强有力的证据表明中断。椭圆率很低，平均速度<v_helio>= -382.1 +/- 2.9 km/s，排除了与三角座-仙女座亚结构或泛仙女座考古调查（PAndAS）恒星流的关联。如果三角座II处于动力学平衡，那么它的质光比将达到3600 - 2100 + 3500 M_sun/L_sun，这是所有非破坏性星系中最高的（动力学质量估计是可靠的）。三维半光半径内的密度为4.8 - 3.5 + 8.1 M_sun/pc ^3，甚至高于Segue 1。因此，三角座II是间接探测暗物质湮灭的绝佳候选者。
2015-11-12 astro-ph.GA
The Panchromatic Hubble Andromeda Treasury: Triangulum Extended Region (PHATTER). V. The Structure of M33 in Resolved Stellar Populations
本研究利用PHATTER巡天多波段数据分析M33星系结构，首次确认其存在中心棒，揭示年老与年轻恒星种群的形态差异，拟合出含吸积晕的多成分结构并给出晕质量等参数。
2023-08-22 astro-ph.GA
The Abundance Pattern of $α$ elements in the Triangulum-Andromeda Overdensity
近年来，三角座-仙女座（TriAnd）超密度的性质与银河系盘之间的密切关系变得越来越明显。然而，这种高密度（R $_{GC}$ = 20 - 30 kpc）的化学模式是独特的，与我们所知道的本地磁盘不同。在这项研究中，我们分析了五个$α$元素（Mg，O，Si，Ca和Ti）的样品中的恒星属于TriAnd超密度，包括恒星与[Fe/H] $<$ $-$ 1.2，调查的$α$元素的演化与金属丰度。用GRACES分析了Gemini North的高分辨率光谱。总的来说，TriAnd星群呈现出不同于本地盘的$α$ -元素模式; TriAnd星落在本地盘和矮星系之间的[X/Fe]与[Fe/H]平面上。高[Mg/Fe]比获得较低的金属丰度TriAnd恒星可能表明一个大致平行的序列银河系本地磁盘在较低的值[Fe/H]，揭示了“膝盖”转向较低的金属丰度的TriAnd人口。在[Ca/Fe]和[Si/Fe]比中也表现出类似的行为。然而，对于O和Ti，[X/Fe]比的行为显示出轻微的衰减，随着金属丰度的降低。我们的研究结果加强了TriAnd作为一个独特的银河系恒星种群的过密度，与丰富的模式，是从所有恒星星族研究的日期不同。要完全了解复杂的TriAnd星群，需要对更大样本的TriAnd恒星进行高分辨率的光谱观测。
2020-07-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Panchromatic Hubble Andromeda Treasury: Triangulum Extended Region (PHATTER) I. Ultraviolet to Infrared Photometry of 22 Million Stars in M33
本文介绍了本星系群矮螺旋三角座（M33）中2200万颗恒星的全色分辨恒星测光，这些恒星来自哈勃太空望远镜（HST）的观测，光学观测中使用了先进的巡天照相机（ACS）。（F475 W，F814 W），以及近紫外（F275 W，F336 W）和近红外（F110 W，F160 W）波段的宽视场相机3（WFC 3）。大的、连续的测量区域覆盖$\sim$ 14平方千秒差距，并从M33中心延伸到3.5千秒差距（14弧分，或1.5-2尺度长度）。PHATTER的观测策略和测光技术与全色哈勃仙女座宝库（PHAT）的观测策略和测光技术非常相似，但采用了更新的测光技术，充分利用了所有重叠点（对准在$<$ 5-10毫角秒内），并改进了对空间变化点扩散函数的处理。测光在M33中观测到的最低表面密度区域达到了F475 W $\sim$ 28.5的完整极限深度，在M33中心附近发现的最拥挤区域达到了F475 W $\sim$ 26.5。我们发现年轻种群有几条相对较紧的手臂，而老年种群则表现出明显、较松的双臂结构。我们提出了广泛的数据质量分析，包括人造星测试，以量化的完整性，光度的不确定性，和通量偏差。这个恒星星表是有史以来为M33制作的最大的星表，并可供社区公开下载。
2021-01-05 astro-ph.GA astro-ph.IM
Discovery of a Weak CN Spectral Absorption Feature in Red Supergiant Stars in the Andromeda (M31) and Triangulum (M33) Galaxies
该研究利用凯克DEIMOS光谱与哈勃巡天数据，在M31和M33中发现8000埃附近的弱CN吸收特征恒星（弱CN星），提出自动识别方法并结合模型分析，确定其为5-10倍太阳质量、处于核心氦燃烧阶段的红超巨星。
2025-04-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Cold Milky Way Stellar Stream in the Direction of Triangulum
我们提出了一个新的银河系恒星潮汐流的仙女座和三角座（M31和M33）星系的方向的证据。使用匹配过滤器技术，我们搜索斯隆数字巡天数据发布8创建恒星密度图探测银河系晕在8和40千秒差距之间的距离。对这些地图的视觉搜索恢复了所有主要的已知恒星流，以及一个新的M31/M33方向的流，我们称之为三角座流。该流在天空中的跨度为0.2度乘12度，或75 pc乘5.5 kpc，最佳拟合距离为26+/-4 kpc。这条流的宽度与球状星团的潮汐遗迹相一致。流区的彩色星等图显示了一个过密度，如果确定为主序星的关闭，则对应于一个古老的（~12 Gyr）和贫金属（[Fe/H] \sim -1.0 dex）的恒星星族。未来对这一冷流和类似冷流的运动学研究将对银河系引力势的形状提供严格的约束。
2012-09-24 astro-ph.GA
A New Approach to Detailed Structural Decomposition: Kicked-up Disk Stars in Andromeda's Halo?
我们在0.4 < R < 225 kpc的径向范围内描述了仙女座星系（M31）的球、盘和晕子成分。这些子成分的共空间性质使得它们难以单独使用表面亮度（SB）信息来解开，特别是在~20 kpc的内部。我们的新分解技术结合了来自超过150万明亮的亮度函数（LF）的信息，（20 < I < 22）颗恒星来自全色哈勃仙女座宝藏（PHAT）巡天，超过5000颗红巨星分支恒星的径向速度来自仙女座恒星晕的光谱和光度景观（SPLASH）巡天，以及来自各种来源的集成I波段SB配置文件。我们使用一个仿射不变的马尔可夫链蒙特卡罗算法，以适应这三个数据集的一个适当的玩具模型。凸起，磁盘和晕SB配置文件被建模为Sersic，指数，和核心的幂律，分别，和LF被建模为破幂律。我们发现，与盘状LF的恒星的数量是~5%的数量大于在动态冷组件，这表明，一些恒星出生在磁盘已动态加热的点，他们是运动学上无法区分的晕成员。这是第一个运动学证据，证明在M31的恒星晕中存在着一个“被踢起的盘”。被踢出的盘星的比例与模拟中发现的一致。更多信息见Dorman et al.（2013，已提交）。
2013-10-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
A New Approach to Detailed Structural Decomposition from the SPLASH and PHAT Surveys: Kicked-up Disk Stars in the Andromeda Galaxy?
本文描述了仙女座星系（M31）在4 <Rproj < 225 kpc径向范围内的球、盘和晕子成分。这些子成分的共空间性质使得它们难以单独使用表面亮度（SB）信息来解开，特别是在~20 kpc的内部。我们的新分解技术结合了来自超过150万明亮的亮度函数（LF）的信息，（20 < m_814W < 22）颗恒星来自全色哈勃仙女座宝藏（PHAT）巡天，超过5000颗红巨星分支恒星的径向速度来自仙女座恒星晕的光谱和光度景观（SPLASH）巡天，以及来自各种来源的集成I波段SB配置文件。我们使用一个仿射不变的马尔可夫链蒙特卡罗算法，以适应这三个数据集的一个适当的玩具模型。凸起，磁盘和晕SB配置文件被建模为Sersic，指数，和核心的幂律，分别，和LF被建模为破幂律。我们提出了概率分布的32个参数描述的SB配置文件和LF的三个子组件。我们发现，与盘状LF的恒星的数量是~5%大于盘状（动态冷）运动学的数量，这表明，一些恒星出生在磁盘已动态加热的点，他们是运动学上无法区分的晕成员。这是第一个运动学证据的“踢盘”晕人口在M31。被踢出的盘星的比例与模拟中发现的一致。我们还发现了径向变化的磁盘LF的证据，在恒星盘的负金属丰度梯度一致。
2013-10-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Panchromatic Hubble Andromeda Treasury: Triangulum Extended Region (PHATTER). VI. The High-Mass Stellar Initial Mass Function of M33
本研究基于哈勃观测和概率建模分析M33中9个年轻大质量星团，测得平均大质量IMF斜率为1.49±0.18，支持近普适且略陡于经典值的IMF。
2024-06-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
The LAMOST Survey of Background Quasars in the Vicinity of the Andromeda and Triangulum Galaxies -- II. Results from the Commissioning Observations and the Pilot Surveys
我们提出了在2010年和2011年观测季节在仙女座和三角座星系附近发现的新类星体与LAMOST。类星体候选者是根据现有的SDSS，KPNO 4米望远镜，XSTPS光学，WISE近红外测光数据。我们提出了509个新的类星体发现的条纹~135平方米。在2011年的试点调查数据集中，沿着巨大的恒星流从M31到M33度，还有17个新的类星体在大约100平方英尺的区域被发现。2010年试运行数据集中覆盖M31中心区域和东南晕的30度。这526个新的类星体的i星等从15.5到20.0不等，红移从0.1到3.2不等。它们代表了M31和M33附近已识别类星体数量的显着增加。目前在这一区域有26、62和139个已知的类星体，亮度分别大于17.0、17.5和18.0等，其中5、20和75个是新发现的。这些明亮的类星体提供了一个宝贵的收集，以探讨运动学和化学的ISM/IGM在本星系群。目前已知有93颗类星体位于M31的2.5度范围内，其中73颗是新发现的。现在已知有数十个类星体位于巨大恒星流的后面，数百个位于M31的扩展晕及其相关子结构的后面。在M31和M33附近的已知类星体的大得多的样本可以潜在地被用来构建一个完美的天体测量参考系，以测量M31和M33的微小PM，以及与本星系群相关的子结构的PM。这些PM是本地组的一些最基本的属性。
2013-04-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Triangulum Extended (TREX) Survey: The Stellar Disk Dynamics of M33 as a Function of Stellar Age
三角座星系，M33，是一个低质量，相对不受干扰的螺旋星系，提供了一个新的制度，在其中测试模型的动态加热。尽管距离很近，但M33的动力加热历史还没有得到很好的约束。在这项工作中，我们提出了TREX调查，最大的恒星光谱调查整个磁盘的M33。我们提出了恒星盘运动学作为年龄的函数来研究M33过去和正在进行的动力学加热。我们测量了大约4,500颗盘星的视线速度。使用一个子集，我们使用哈勃太空望远镜和加拿大-法国-夏威夷望远镜光度表将恒星划分为广泛的年龄段：大质量主序星和氦燃烧星（~8000万年），中等质量渐近分支星（~1 Gyr）和低质量红巨星分支星（~4 Gyr）。我们比较恒星盘的动力学的气体使用现有的HI，CO，和Halpha运动学。我们发现，磁盘的M33有相对较低的速度色散（~16公里/秒），和不同的银河系和仙女座星系，有没有强烈的趋势，速度色散作为恒星年龄的函数。最年轻的盘星与最古老的盘星一样热，并且比大多数像M33的低质量模拟类似物的预测更热。年轻恒星的速度色散是高度结构化的，大的速度色散相当局部化。这种高速分散的原因是不明显的，从观察和模拟在这里。
2022-02-09 astro-ph.GA
A New Faint Milky Way Satellite Discovered in the Pan-STARRS1 3 pi Survey
我们提出了一个微弱的银河系卫星，Laevens 2/Triangulum II的发现，发现在全景巡天望远镜和快速反应系统（泛星1）3 π成像数据，并证实了后续的宽视场测光从大型双目相机。该恒星系统的绝对星等为M_V=-1.8 +/-0.5，日心距离为30 + 2/-2 kpc，半质量半径为34 + 9/-8 pc，与附近的微弱小卫星如Willman 1，Segue 1，Segue 2和Bootes II有着显著的相似性。Laevens 2/Triangulum II的发现进一步填充了矮星系和球状星团之间的边界变得脆弱的参数空间区域。后续的光谱学将最终确定这颗新卫星的性质，它的空间位置暗示了它与复杂的三角座-仙女座恒星结构的可能联系。
2015-03-18 astro-ph.GA
The elusive stellar halo of the Triangulum Galaxy
大星系的星晕是研究星系演化过程的重要手段。它们是原银河系云坍缩期间恒星形成初期的残余物，加上古代和正在进行的吸积事件的印记。在此之前，我们已经报道了在本星系群螺旋星系三角座星系（M33）中探测到一个可能的、微弱的、扩展的恒星晕。然而，M33周围的亚结构的存在使得对这一特征的解释变得困难。在这里，我们采用了泛仙女座考古调查（PAndAS）的最终数据集，结合改进的校准和新衍生的污染模型，该地区重新审视这一主张。与一系列新的拟合算法，充分考虑污染和大量的子结构以外的突出恒星盘在M33，我们重新分析周围分离的信号的恒星晕和外晕子结构。使用更强大的搜索算法，我们没有检测到一个大规模的顺利恒星晕，并把这样一个功能的$μ_V$ = 35.5磁每平方角秒，或总晕光度$L < 10^6L_{\odot}$的最大表面亮度的限制。
2016-07-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Pisces VII/Triangulum III -- M33's second dwarf satellite galaxy
本研究利用Gemini GMOS-N的深度成像，首次分辨出矮星系Pisc VII的水平支并测得精确距离，证实其很可能是M33的第二个卫星星系，为M33的演化及再电离对暗弱星系的影响研究提供新线索。
2024-01-30 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
Resolved SPLASH Chemodynamics in Andromeda's PHAT Stellar Halo and Disk: On the Nature of the Inner Halo Along the Major Axis
恒星运动学和金属丰度是探索星系盘和晕形成情景的关键。在这项工作中，我们的特点之间的关系，运动学和光度金属丰度沿视线M31的磁盘。我们结合了光学HST/ACS光度从全色哈勃仙女座宝库（PHAT）调查与凯克/DEIMOS光谱从仙女座的恒星晕（SPLASH）调查的光谱和光度景观。由此产生的3512颗红巨星分支恒星的样本跨度为4-19 kpc，使其成为一个有用的探测盘和内晕的探针。我们将这些恒星分为磁盘和晕人口建模的视线速度分布作为整个磁盘区域的位置的函数，其中$\sim$ 73%的恒星有很高的可能性属于磁盘和$\sim$ 14%的晕。虽然恒星晕通常被认为是贫金属的，但运动学识别的晕包含大量具有盘状金属丰度（[Fe/H] $_{\rm phot}$ $\sim$ $-0.10$）的恒星（$\sim$ 29%）。这个富含金属的晕人口滞后于气体盘的程度与晕的其余部分相似，表明它不对应于典型的厚盘。它的性质是不一致的潮汐碎片起源于巨型恒星流合并事件。此外，晕圈在化学上不同于先前沿着短轴识别的相混合组分（即，远离盘），这意味着来自不同形成通道的贡献。这些富含金属的晕星提供了直接的化学动力学证据，支持先前提出的M31内部恒星晕中的“反冲”盘人口。
2022-12-12 astro-ph.GA
Exploring the Galactic Anticenter substructure with LAMOST & Gaia DR2
本文在运动积分空间中研究了589颗K-/M-巨星的银河系反中心子结构星的运动学和化学性质。这些恒星可能包括先前确定的子结构，如麒麟座，A13和三角座-仙女座云（TriAnd）。我们表明，这些恒星是在银河系平面的两侧近圆形轨道。我们可以看到沿Y轴的速度（$V_{Z}$）梯度，特别是南部GASS成员。我们的GASS成员具有与薄盘星相似的能量和角动量分布。它们在[ $α$ /M]与[M/H]空间中的位置比典型的薄盘星更贫金属，[ $α$ /M] \textbf{lower}比厚盘星更贫金属。我们推断我们的GASS成员是外贫金属盘星的一部分，外盘延伸到30 kpc。考虑到距离范围和$α$ -丰度特征，GASS可能是在厚盘形成之后形成的，这是由于外盘中的分子云密度降低，其中SFR可能不如内盘有效。
2021-01-07 astro-ph.GA
The M31/M33 tidal interaction: A hydrodynamic simulation of the extended gas distribution
我们重新审视的三角座星系（M33）周围的仙女座星系（M31）的轨道历史，鉴于最近的盖亚数据发布2自行测量两个本群星系。早期的研究考虑了高度理想化的动态摩擦，但忽略了动态质量损失的影响。我们发现后一个过程是重要的，使用相互一致的轨道积分和N体模拟。按照这种方法，我们找到了一个轨道解，使这些星系在过去的~6.5 Gyr前彼此相距不到50 kpc。我们使用N体/流体动力学模拟来探索它们相互作用的含义，重点是两个突出特征的起源：1）M31的巨型恒星流; 2）M31-M33 HI灯丝。我们发现，潮汐相互作用不会产生一个结构，让人想起生存到今天的恒星流。相比之下，M31-M33 HI灯丝可能是一种化石结构，可以追溯到这些星系之间的古代相遇。同样，在M33中观测到的外盘翘曲很可能是这一过去事件的遗迹。我们的模型表明，在这些星系周围存在着潮汐诱导的气体包层，以及扩散的气体流，即“三角座流”，从M33到M31延伸了数十kpc。我们预计，最近委托的500米口径球面射电望远镜（FAST）即将进行的观测将在其运行的第一年瞄准假定的流。
2020-02-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Disk Origin for the Monoceros Ring and A13 Stellar Overdensities
麒麟座环（也被称为银河系的正中心恒星结构）和A13是在我们银河系的正中心附近的低银河系纬度观测到的，估计日心距离为$d \sim 11$ kpc和15 kpc的恒星超密度。虽然这些高密度最初被认为是潮汐破坏的卫星星系的残余物，但另一种情况是，它们是由来自银河系（MW）盘的恒星组成的，由于卫星星系和盘之间的相互作用而被踢到它们当前的位置。为了验证这一假设，我们通过测量与这些超密度相关的天琴座RR和M巨星的数量，研究了麒麟座环和A13的恒星星族。我们获得低分辨率光谱的RR天琴座星在这两个结构和测量径向速度与以前测量的速度在麒麟座环和A13地区的M巨星进行比较，以评估的部分RR天琴座M巨星（$f_{RR:MG}$）在A13和Mon/GASS。我们对153颗天琴座RR型恒星（116颗在麒麟座环，37颗在A13）进行了速度建模，发现这两种结构都具有非常低的$f_{RR:MG}$。这些结果支持了A13和Mon/GASS恒星形成于MW盘的假设。我们讨论了一个可能的关联Mon/GASS，A13，和三角座仙女座超密度基于它们相似的速度分布和$f_{RR:MG}$。
2018-01-03 astro-ph.GA
The Influence of Sagittarius and the Large Magellanic Cloud on the Milky Way Galaxy
我们提出了N体模拟的人马座状矮球状星系（Sgr），遵循其轨道的银河系（MW），因为它的第一个交叉的银河系的维里半径到今天。当Sgr围绕MW运行时，它激发了垂直振荡，使银河系的恒星盘起皱和闪耀。这些响应可以理解的两个阶段的图片，其中的相互作用是第一次主导的扭矩从尾流激发Sgr在MW暗晕之前过渡到潮汐从Sgr的直接影响盘在晚些时候。我们首次展示了一个大规模的Sgr模型同时再现了在圆盘的末端观察到的弧状过密度的位置和运动，如麒麟座环和仙女座三角座恒星云，同时也满足了对圆盘垂直结构和流动运动的太阳邻域约束。在其他模拟中，我们将与Sgr一致的大麦云（LMC）自身纳入其中。LMC通过相长干涉和相消干涉引入耦合，但没有新的波纹。在我们的模型中，外盘当前结构的激发可以追溯到6-7 Gyr ago（对应于$z\leq1$）的相互作用。鉴于MW在这个时间尺度上明显静止的吸积历史，这使得Sgr成为盘垂直振荡背后的罪魁祸首，也是银河系最后一次重大吸积事件，具有调节其化学动力学结构的能力。
2017-10-06 astro-ph.GA
Rings and Radial Waves in the Disk of the Milky Way
我们表明，在反中心区域，之间的$110^\circ<l<229^\circ$的银河系，有一个振荡的不对称的主序星计数的银河系平面的两侧使用数据从斯隆数字巡天。这种不对称性从北方距离太阳约2 kpc的更多恒星到南方距离太阳4-6 kpc的更多恒星，再到北方距离太阳8-10 kpc的更多恒星。我们还看到了证据，表明在距离太阳12-16 kpc的南部有更多的恒星。三个更远的不对称形成了围绕银河系中心的大致同心环，朝着银河系旋臂的方向开口。北环距离太阳9千秒差距，很容易与先前发现的麒麟座环相鉴别。在距离太阳14 kpc的南部环（我们称之为TriAnd环）的部分以前被认为与麒麟座环有关，其他部分被称为仙女座三角座高密度。这两个较近的振荡近似的玩具模型中，磁盘平面是偏移了100 pc的顺序，然后在不同的半径下降。我们还表明，磁盘是不是方位角对称的银河系的反中心，我们所观察到的振荡和银河系的螺旋结构之间可能存在对应关系。我们的观察表明，TriAnd和麒麟座环（从银河系中心延伸到至少25 kpc）主要是盘振荡的结果。
2015-03-01 astro-ph.GA
The remnants of galaxy formation from a panoramic survey of the region around M31
在等级宇宙学模型中，星系通过不断吸积较小的星系而增加质量。这些系统的潮汐破坏预计会导致星系周围松散的恒星，距离达到中心盘半径的$10 - 100$倍。这一过程遗留下来的物质的数量、光度和形态为星系形成历史提供了重要线索，但由于其内在的模糊性和巨大的范围，很难对这些成分进行全面的调查。在这里，我们报告了仙女座星系（M31）的全景调查。我们探测到的恒星和相干结构几乎可以肯定是被M31潮汐场摧毁的矮星系的残余。一项对幸存的M31卫星的更好的普查表明，M31卫星中有四分之三的卫星比$M_V < -6$亮，有待发现。最明亮的伴星三角座（M33）被一个恒星结构所包围，这为最近与M31的相遇提供了有说服力的证据。这幅星系结构的全景图直接证实了等级星系形成模型的基本原理，并揭示了M31和M33在不断积累星系中的共同历史。
2009-09-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Unearthing Foundations of a Cosmic Cathedral: Searching the Stars for M33's Halo
我们使用泛仙女座考古调查（PAndAS）的数据来寻找属于M33（三角座星系）的扩展晕组成部分的证据。我们确定了一个人口的红巨星分支（RGB）恒星在大半径从M33的磁盘，其连接到最近发现的扩展“磁盘子结构”是模糊的，这可能是一个“真正的”晕组件。首先校正污染的银河系前景人口和错误识别的背景星系后，我们平均径向密度的RGB候选恒星的圆环中心的星系和远离磁盘子结构。我们发现了一个低光度、中心集中的成分的证据，在我们的数据中，它到处都比μ V ~ 33 mag arcsec^（-2）暗。这一特征的尺度长度不受我们的数据的约束，但它似乎是r_exp ~ 20 kpc的数量级;有微弱的证据表明它不是方位对称的。对该区域的总体CMD进行检查，特别是剪掉了磁盘子结构，表明该残留RGB群体与光度金属丰度约为[Fe/H] ~ -2 dex的旧群体一致，但似乎仍存在来自磁盘子结构的一些残留污染。我们讨论的可能性，我们的研究结果代表一个真正的晕M33，而不是从磁盘子结构的扩展发射。我们用M33晕的上限来解释我们的发现，这个上限是它总光度的百分之几，尽管它的实际光度可能要小得多。
2012-10-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
