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
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
On Stellar Migration from Andromeda to the Milky Way
本研究针对Gaia观测发现的部分超高速星可能来自银河系外的问题，通过模拟仙女座起源的超高速星运动，估算任一时刻银河系内仙女座起源恒星的数量范围，并分析其可探测性。
2024-03-08 astro-ph.GA
A Universal SFDM Halo Mass for the Andromeda and Milky Way's dSphs?
矮球状星系是最常见的星系类型，也是宇宙中最主要的暗物质。因此，它们是测试任何暗物质模型的理想实验室。玻色-爱因斯坦凝聚体/标量场暗物质模型认为暗物质是由无自旋的超轻粒子组成的，这些粒子可以用一个标量场来描述。这个模型是$Λ$ -冷暗物质模型的替代。在这项工作中，我研究了银河系和仙女座矮球状卫星星系的运动学，标量场/BEC暗物质范式下的两个限制：当自相互作用参数等于零，当自相互作用参数为$\gg1$。我发现矮球状星系具有非常高的质光比（高于$100$）是在更好的协议与NFW的质量密度分布。另一方面，相对低的质光比和高光度的矮球状星系更好地描述与SFDM模型。这样的结果对于进一步以矮星系动力学为工具来检验替代的暗物质模型是非常令人鼓舞的。
2015-07-21 astro-ph.GA
Future merger of the Milky Way with the Andromeda galaxy and the fate of their supermassive black holes
我们的银河系和附近的仙女座星系（M31）是本星系群中质量最大的成员，尽管两个星系的相对运动还不确定，但它们似乎是一对结合在一起的星系。多项研究表明，这两个星系将有可能在未来4 $-$ 5 Gyr进行近距离接近。我们使用直接的$N$体模拟来模拟这种相互作用，以揭示银河系-仙女座系统的未来，并首次探索位于其中心的两个超大质量黑洞（SMBH）的命运。我们研究了两个星系的相对运动的不确定性，与它们移动的初始速度和漫射环境的密度有关，如何影响它们合并并形成"Milkomeda“所需时间的估计。在星系合并之后，我们跟随它们的两个SMBH的演化直到它们的紧密配对和融合。根据基准参数集，我们发现银河系和仙女座将在未来4.3 Gyr内最接近，并在10 Gyr的跨度内合并。虽然第一次相遇的时间与其他预测一致，但我们发现合并发生的时间比以前估计的要晚。我们还表明，这两个SMBH将螺旋在Milkomeda的内部区域合并后，在不到16.6百万年。最后，我们评估了由SMBH的螺旋引起的引力波发射，我们讨论了通过下一代引力波探测器在附近的宇宙（$z\leq 2$）中的类似SMBH合并的可探测性。
2021-02-22 astro-ph.CO 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
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
Apocalypse When? No Certainty of a Milky Way -- Andromeda Collision
该研究结合Gaia、Hubble观测与质量估计，模拟本星系群未来100亿年演化，指出M33与大麦哲伦云显著改变银河系—仙女座轨道，二者不并合概率接近50%。
2024-07-31 astro-ph.GA
The structure of Andromeda II dwarf spheroidal galaxy
详细分析了仙女座II（和II）矮球状星系中两种不同星族的空间分布和运动学性质。我们获得了它们详细的表面密度图，以及它们的径向密度分布。这两个种群不仅在年龄和金属丰度上不同，而且在空间分布和运动学上也不同。老恒星（$\gtrsim 11$ Gyr）遵循一个圆形的分布，很好地拟合了截断的密度剖面。这些恒星围绕着星系的投影光学主轴旋转，视线速度为$v_{los}(r_h) = 16 \pm 3$ km s $^{-1}$，速度梯度为$2.06 \pm 0.21$ km s $^{-1}$ arcmin $^{-1}$。中等年龄的恒星（$\lesssim 9$ Gyr）集中在星系的中心，并形成一个沿着投影光学主轴延伸的细长结构。这个结构似乎旋转的速度梯度为$2.24 \pm 0.22$ km s $^{-1}$ arcmin $^{-1}$，并围绕光学短轴。两个种群的旋转中心和动力学位置角（PA $_{\rm kin}$）不同。对于中等年龄的恒星，我们得到了PA $_{\rm kin} = 18^\circ \pm 2^\circ$和老的PA $_{\rm kin} = 63^\circ \pm 3^\circ$在良好的协议与光度PA从等值线拟合到光度。我们的结论是，这两个恒星的人口可能没有完全放松，因此是合并的结果发生在红移$z\sim 1.75$。
2017-05-15 astro-ph.GA
The interstellar medium in Andromeda's dwarf spheroidal galaxies: I. Content and origin of the interstellar dust
矮椭球星系是宇宙中数量最多的星系群之一，但其主要的形成和演化通道仍然没有得到很好的理解。仙女座星系的三颗矮球状卫星（NGC 147、NGC 185和NGC 205）具有非常不同的星际介质（ISM）特性，这可能表明它们处于不同的星系演化阶段。虽然De Looze等人（2012年）已经详细研究了NGC 205的尘埃含量，但我们提出了NGC 147和NGC 185的新赫歇尔尘埃连续体观测结果。NGC 147在赫歇尔SPIRE地图上的未探测到，对其尘埃质量（< 128 Msun）提出了强烈的限制。对于NGC 185，我们得到了总尘埃质量M_d = 5.1 × 10^3 Msun，这比ISO和斯皮策的观测结果高出2-3倍，证实了需要更长的波长观测来追踪更大质量的冷尘埃库。此外，我们还估算了渐近巨星分支（AGB）星和超新星（SNe）的尘埃产生量。对于NGC 147，尘埃质量的上限与演化的恒星星族注入的物质的预期一致。在NGC 185和NGC 205中，观测到的尘埃含量比AGB和SNe估计的尘埃产生量高一个数量级。有效的晶粒生长，并可能更长的尘埃生存时间（3-6 Gyr），以考虑到他们目前的尘埃含量。我们的研究证实了气相中晶粒生长的重要性，以解释目前星系中的尘埃库。
2016-04-22 astro-ph.GA
Dark Matter in the Milky Way's Dwarf Spheroidal Satellites
银河系的矮球状卫星包括已知的最近、最小和最不明亮的星系。它们也表现出动力学质量和发光质量之间的最大差异。本文回顾了发展的经验约束的结构和运动学的dSph恒星星族，并讨论了这种现象如何转化为限制的数量和分布的暗物质内dSph。对宇宙学和暗物质的粒子性质的一些含义进行了讨论，并确定了未来研究的一些主题/问题。
2012-05-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
The distribution of gas in the Local Group from constrained cosmological simulations: the case for Andromeda and the Milky Way galaxies
我们研究的气体分布在银河系和仙女座使用的约束宇宙学模拟的本地集团（LG）的背景下的CLUES（约束本地UniversE模拟）项目。我们分析了在$z=0$模拟星系的气体的性质为三个不同的阶段：“冷”，“热”和HI，并比较我们的结果与观测。热晕（$M_{hot}\approx 4-5\times10^{10}\,$ M $_{\odot}$）、冷晕（$M_{cold}(r\lesssim10\,$ kpc $)\approx10^{8}\,$ M $_{\odot}$）和热晕（$M_{HI}(r\lesssim50\,$ kpc $)\approx 3-4\times10^8\,$ M $_{\odot}$）中的物质含量与观测结果基本一致。我们还计算吸积/喷射率连同HI（径向和全天空）覆盖分数。在$r=50\,$ kpc内的积分HI吸积率给出$\sim$ $0.2-0.3\,$ M $_{\odot}\,$ yr $^{-1}$，即接近于从银河系高速云获得的结果。我们发现，全球吸积率是由热的材料，虽然电离气体与$T\lesssim10^5\,$ K也可以作出显着的贡献。$all$材料在维里半径处的吸积率为$6-8\,$ M $_{\odot}\,$ yr $^{-1}$。在$z=0$，我们发现一个显着的气体过剩之间的两个星系，相比任何其他方向，由于其气体晕的重叠。在我们的模拟中，气体过…
2014-06-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
The PAndAS view of the Andromeda satellite system - II. Detailed properties of 23 M31 dwarf spheroidal galaxies
我们提出了一个全面的分析属于泛仙女座考古调查（PAndAS）的足迹内的23个矮球状星系的结构特性和光度。这些矮星系代表了仙女座已知的卫星矮星系中的绝大多数，它们的光度（$-11.6<M_V<-5.8$或$10^{4.2}< L <10^{6.5} L_\odot$）和表面亮度（$25.1<μ_0<29.3$ mag/arcsec $^2$）范围很广。我们确认大多数以前的测量，但发现和XIX是显着大于以前（$r_h=3065^{+1065}_{-935}$ PC，$M_V=-10.1^{+0.8}_{-0.4}$），并不能得出参数和XXVII，因为它可能不是一个绑定恒星系统。我们还对And~XV和And~XVI的光度进行了显著的向下修正，它们现在是$M_V\sim-7.5$或$L\sim10^5 L_\odot$。最后，我们提供了第一个详细的分析Cas II/和XXX，一个相当暗淡的系统（$M_V=-8.0^{+0.4}_{-0.3}$）的典型大小（$r_h=270\pm50$ pc），位于靠近两个明亮的椭圆矮星系NGC 147和185。结合一组均匀的距离发表在较早的贡献，我们的分析尽职尽责地跟踪所有相关来源的不确定性，在确定的属性的矮星系的PAndAS测光表。我们进一步以在线MCMC链的形式发布了我们拟合的所有参数的后验概率分布函数;这些输入应该用于任何旨在保持数据真实性并正确解释…
2016-10-04 astro-ph.GA
The Masses of the Milky Way and Andromeda galaxies
我们提出了一个家庭的强大的示踪剂质量估计计算封闭的质量的星系晕从离散的位置和运动学数据的示踪剂，如晕星，球状星团和矮卫星的样本。数据可以是投影位置、距离、视线速度或自行。给出了适合于银河系和M31的估计量的形式。蒙特卡罗模拟用于量化作为样本量函数的不确定性。对于银河系，卫星样本由26个具有视线速度的星系组成。我们发现，假设速度各向同性，300 kpc以内的银河系质量约为0.9 x 10^12太阳质量。然而，质量估计对各向异性很敏感，可能介于0.7 - 3.4 x 10^12太阳质量之间。将6颗银河系卫星的自行纳入数据集，我们发现约1.4 x 10^12太阳质量。如果使用合理的各向异性，这里的范围更广，从1.2 - 2.7 x 10^12太阳质量。对于M31，有23个卫星星系有观测到的视线速度，但只有M33和IC 10有自行。我们利用卫星星系的视速度和距离估算出M31在300 kpc以内的质量约为1.4 x 10^12太阳质量（假设各向同性）。它对各向异性的依赖性很小，质量在1.3 - 1.6 x 10^12太阳质量之间变化。考虑到不确定性，我们得出结论，卫星数据本身并不能可靠地了解这两个星系中哪一个质量更大。
2010-02-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Milky Way vs Andromeda: a tale of two disks
我们研究了银河系（MW）和仙女座星系（M31）盘的化学演化，以揭示本星系群中两个主要星系之间的共同点和差异。我们使用了大量的观测数据M31，包括最近的恒星形成率（SFR）和气体配置文件，以及沿其磁盘恒星金属丰度分布的观测。我们表明，当表示在相应的磁盘尺度长度，所观察到的MW和M31的径向配置文件表现出有趣的相似性，这表明在一个共同的框架内的描述的可能性。我们发现，我们的模型很好地描述了恒星的轮廓，气体分数和金属丰度的两个星系，以及他们的大部分全球性的属性，提供的恒星形成效率在M31盘是在MW的两倍。我们发现，M31的恒星形成率的轮廓不能拟合任何形式的肯尼卡特-施密特定律（KS定律）的恒星形成。我们将这些差异归因于这样一个事实，即M31经历了一个更活跃的恒星形成历史，即使在最近的过去，正如大约2亿年前与邻近的M32星系“正面”碰撞的观测所表明的那样。MW最有可能经历了一个静态的长期演变，使一个简单的模型，一个相当成功的描述。如果M31是更典型的旋涡星系，正如Hammer等人（2007）最近提出的那样，那么描述旋涡星系就需要更复杂的模型，包括星系间的相互作用。
2009-06-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Timing Argument take on the Milky Way and Andromeda past-encounter
本文研究了$M31$和具有宇宙学常数背景的银河系（MW）星系的二体问题，着重讨论了它们经历过过去相遇（PE）的可能性。PE是可能的，只有为非零的横向速度和他们的生存能力是受这样的近碰撞的印记的观察。通过对两个孤立点天体实施定时论证（TA），证明了如果$M{31}$和MW都有PE，那么本机群（LG）的预测质量应该是原来的两倍。由于预测的质量太大，MW和$M31$星系应该在$\sim 8 Gys$碰撞。因此，TA分析表明PE对于本地组（LG）系统是不可能的。
2022-02-23 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Kinematics and metallicity of the dwarf spheroidal galaxy Andromeda XVIII
本研究利用 Keck/DEIMOS 光谱分析 Andromeda XVIII 的运动学与化学丰度，发现其金属丰度分布和速度支持恒星形成突然中断，但无法确定熄灭源于 M31 近掠、主并合还是内部反馈。
2024-09-07 astro-ph.GA
Mirach's Goblin: Discovery of a dwarf spheroidal galaxy behind the Andromeda galaxy
全面清点本体积中的矮星系（包括卫星星系和孤立星系）的数量和性质，是星系形成理论的一个重要内容。用小型业余望远镜在广阔的天空区域进行超深成像，有助于完成对这些迄今未知的低表面亮度星系的普查，这些星系无法通过目前的分辨恒星星族和HI调查进行探测。我们报告发现多纳铁洛I，一个矮球状星系位于一个度的恒星米拉赫（贝塔和）在深的图像与业余望远镜。从加那利大望远镜（西班牙拉帕尔马）的后续观测中获得的色星等图显示，这个系统超出了本星系群，主要由老恒星组成。在阿尔法巡天中没有年轻恒星和HI辐射是典型的淬灭矮星系。我们的测光建议这个星系的距离模数为（m-M）=27.6 +/- 0.2（3.3 Mpc），尽管由于我们的色星等图中的拥挤效应，这个距离还不能确定。在这个距离上，Donatiello I的绝对星等（M_v =-8.3）、表面亮度（mu_v=26.5 mag arcsec^-2）和恒星含量都与“经典”的银河系伴星天龙座或小熊座相似。Donatiello I的投影位置和距离与最近的S 0型星系NGC 404（“米拉赫的幽灵”）的矮卫星一致。或者，它可能是迄今为止报道的最孤立的淬火矮星系之一，仅次于仙女座星系。
2018-10-10 astro-ph.GA
Weighing the Milky Way and Andromeda with Artificial Intelligence
Instituto de Física Corpuscular (IFIC), CSIC-Universitat de València（瓦伦西亚大学物理研究所）；Flatiron Institute（弗拉特海研究所）；Princeton University（普林斯顿大学）；Columbia University（哥伦比亚大学）；University of Connecticut（康涅狄格大学）；Center for Astrophysics — Harvard & Smithsonian（哈佛-史密松天体物理中心）；Università di Bologna（博洛尼亚大学）；MIT（麻省理工学院）
我们提出了新的约束质量的晕托管银河系和仙女座星系使用图形神经网络。我们的模型在CAMELS项目的数千个最先进的流体动力学模拟上进行了训练，只利用了属于晕的星系的位置，速度和恒星质量，并且能够在考虑宇宙学和天体物理学不确定性的同时对晕质量进行无可能性的推断。我们的约束条件与其他传统方法的估计是一致的。
2021-11-29 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
The Cosmic Abundance of Classical Milky Way Satellites
我们研究了斯隆数字巡天中与银河系和M31大小和孤立度相似的星系周围最明亮的经典矮椭球体卫星的丰度。从光度和光谱红移的组合，我们绑定的平均值和内在散射的卫星数量下降到10个星等比银河系暗。限制的幅度比人马座亮，我们表明，银河系是不是一个显着的统计离群值在其人口的经典矮椭球。在较暗的星等，我们发现一个上限为13的卫星比天炉座矮椭球亮的平均数。利用全光度红移分布来改善这些限制的方法是有希望的，但目前在最低红移处受到不完整性的限制。理论模型被用来解释为什么大多数环绕银河系的暗物质暗晕在制造最亮的矮椭球体的光度尺度上效率低下，或者为什么这些暗晕不存在。
2012-07-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
The prolate dark matter halo of the Andromeda galaxy
我们使用和推广Hayashi & Chiba开发的非球形质量模型，对仙女座星系中暗物质晕的整体形状提出了新的限制，并将我们的结果与冷暗物质（CDM）模型的理论预测进行了比较。这是由于CDM模型预测了非球形的维里化暗晕，这反映了星系尺度上的质量组装过程。将我们的模型应用到仙女座晕中的球状星团和矮球状星系的最新运动学数据中，我们发现仙女座最合理的情况下，其黑暗的晕产生一个长球形，无论假设的密度分布。我们还发现，这长形的暗晕在仙女座是一致的理论预测，其中的卫星分布各向异性和优先位于沿主轴的主机晕。它反映了银河系暗物质晕和宇宙网之间的密切联系。因此，我们的研究结果是深刻的理解在仙女座晕示踪剂的内部动力学，如潮汐恒星流的轨道演化，通过其对流结构的动力学影响，在提取CDM subhalos的丰度发挥重要作用。
2014-06-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Rotational Curves of the Milky Way Galaxy and Andromeda Galaxy in Light of Vacuum Polarization around Eicheon
本文提出用Eicheon表面的F型真空极化解释银河系暗物质尾部，通过球对称模型近似处理星系盘面密度，成功重现银河系并讨论仙女座星系的旋转曲线。
2023-09-21 astro-ph.GA gr-qc
The satellite galaxies of the Milky Way and Andromeda
本文综述银河系和仙女座星系的卫星星系群体，涵盖其发现方式、观测特性，讨论其在暗物质等研究中的重要性，强调新设施带来的变革，指出未来研究能约束暗物质与星系演化。
2025-02-10 astro-ph.GA
The 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
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
The collision between the Milky Way and Andromeda and the fate of their Supermassive Black Holes
我们的银河系和附近的仙女座星系（M31）形成了一个束缚系统，尽管M31的相对速度矢量目前还没有得到很好的约束。它们的轨道运动在很大程度上取决于初始条件，但所有可靠的情况都意味着在接下来的3-5个陀螺仪内首次接近。在我们的研究中，我们通过直接N体集成模拟这种相互作用，使用HiGPU代码。我们的目的是调查的合并时间的依赖性的物理和动力学性质的系统。最后，我们研究了两个位于银河系中心的超大质量黑洞的动力学演化，未来的目标是获得适当的分辨率来跟踪它们的运动，直到它们形成一个紧密的双星系统。
2019-08-20 astro-ph.GA
The solitary star cluster of the Andromeda XXV dwarf spheroidal
Institute for Astronomy, University of Edinburgh（爱丁堡大学天文研究所）；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）；National Research Council Herzberg Astronomy and Astrophysics（国家研究委员会赫尔茨伯格天文学与天体物理学研究所）
研究对仙女座XXV矮椭球星系中的Gep I候选体开展观测，确认其为星团或暗亚晕捕获的恒星集合，表征其参数并探讨其物理关联。
2026-09-01 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
The future Milky Way and Andromeda galaxy merger
根据我们目前对银河系-M31系统的物理和动力学性质的了解，这两个星系很可能会在对初始条件非常敏感的时间内碰撞并最终合并。使用HiGPU代码，我们已经进行了几次数值模拟来研究系统的动力学，试图定义不确定性在目前观测到的两个星系的相对速度和合并时间中的作用。与此同时，我们跟踪了位于银河系中心的两个大质量黑洞的动力学，以检查（在我们模拟的空间和时间分辨率限制内）它们在星系合并过程完成后的相对运动。
2019-06-07 astro-ph.GA
Subhalo abundance and satellite spatial distribution in Milky Way-Andromeda-like paired haloes
本研究通过千禧系列模拟发现类银河系-仙女座配对晕的子晕丰度比同条件孤立晕高5%-15%，但配对构型与卫星星系平面分布无关，提示研究银河系卫星问题需考虑配对构型对子晕丰度的影响。
2023-06-12 astro-ph.GA
The remnant of a merger between two dwarf galaxies in Andromeda II
在引力的驱动下，像星系和星系团这样的大质量结构被认为通过较小系统的分层合并和吸积而不断增长。吸积事件的观测证据是由穿过大质量星系（例如银河系或仙女座星系）外晕的相干恒星流提供的。在类似的质量尺度上，在恒星的$10^{11}$太阳质量附近，合并活动的进一步观测证据也是充足的。低质量星系的合并被认为是星系形成的分级过程，但迄今为止还没有发现恒星质量小于$10^9$太阳质量的星系。在这里，我们报告的恒星流的运动学检测在仙女座的卫星星系，矮球状星系仙女座II，它的质量只有$10^7$太阳质量的恒星。流的性质表明，我们正在观察两个矮星系合并的残余。这对残骸的动力学产生了巨大的影响，残骸现在正围绕着它的投影主轴旋转。仙女座II的恒星流说明了星系形成的无标度特征，直到最低的星系质量标度。
2014-02-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Velocity-dependent J-factors for Milky Way dwarf spheroidal analogues in cosmological simulations
研究了暗物质速度分布模型对银河系矮球状星系中速度依赖的暗物质湮灭信号的影响。使用高分辨率的APOSTLE模拟，我们确定对应于银河系矮球状星系的类似物，并从这些直接确定的暗物质成对的相对速度分布，并比较最佳拟合麦克斯韦-玻尔兹曼分布模型。对于三个速度相关的湮灭模型，p波，d波，和索末菲模型，我们量化的错误时，使用麦克斯韦-玻尔兹曼参数化。我们提取了一个简单的幂律关系的最大圆周速度的矮球体模拟和麦克斯韦-玻尔兹曼分布的峰值速度。我们表明，这种关系可以用来准确地计算暗物质的相对速度分布，并发现它使我们能够估计暗物质湮灭信号，而不需要直接计算每个星系的相对速度分布。从类似物计算的J-因子中的散射占主导地位的不确定性相比，J-因子确定的观测数据为每个矮球体，最大的散射从d-波模型和最小的索末菲模型。
2022-06-30 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
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
The interstellar medium in Andromeda's dwarf spheroidal galaxies: II. Multi-phase gas content and ISM conditions
本文对本星系群中三个低金属丰度矮球状星系（NGC 147、NGC 185和NGC 205）的星际介质进行了详细的研究。辅助HI，CO，斯皮策IRS光谱，Hα和X射线观测相结合，以跟踪原子，冷，热分子，电离和热气体相。我们提出了新的Nobeyama CO（1-0）观测和Herschel SPIRE FTS [CI]观测NGC 205，以修订其分子气体含量。我们得出NGC 185的总气体质量为M_gas = 1.9-5.5x10^5 Msun，NGC 205的总气体质量为M_gas = 8.6-25.0x10^5 Msun。对于NGC 147，未探测到的气体质量上限为M_gas =< 0.3-2.2x10^5 Msun。观测到的气体储层明显低于基于简单封闭箱模型的预期气体质量，该模型考虑了行星状星云和超新星返回的气体质量。与NGC 185（0.36 Zsun）和NGC 205（0.25 Zsun）中低金属丰度的预期GDR~370和GDR~520相比，气体-尘埃质量比GDR ~37-107和GDR~48-139也明显较低。为了同时考虑气体不足和低的气体-粉尘比，我们需要有效地去除大的气体部分和更长的粉尘存活时间（~1.6 Gyr）。我们认为，有效的星系风（与气体加热到足够高的温度，以便它逃离星系相结合）和/或与邻近星系的环境相互作用是负责从NGC 147，NGC 185和NGC 205的…
2016-11-17 astro-ph.GA
Star formation history of And XVIII: a dwarf spheroidal galaxy in isolation
我们提出了一个光度研究仙女座XVIII矮球状星系与M31，并位于很好的外的维里半径的M31晕。这个星系被哈勃太空望远镜/高级巡天相机分解成恒星，揭示了古老的红巨星分支和红色团块。根据新的观测数据，我们用红巨星分支的尖端方法确定仙女座XVIII的距离为D = 1.33+-0.08 Mpc。因此，这颗矮星位于距离M31 579 kpc的地方。我们从恒星光度学和帕多瓦理论恒星等时线模拟了仙女座XVIII的恒星形成历史。一个古老的恒星形成爆发发生在12-14 Gyr前。在过去的1.5 Gyr中没有最近/正在形成的恒星的迹象。古老恒星和中等年龄恒星的质量分数分别为34%和66%，恒星总质量为4.2x10^6 Msun。这个星系很可能在过去没有经历过与M31的相互作用。我们还讨论了dSphs KKR 25，KKs 03，以及dTr KK 258的恒星形成过程。它们的恒星形成历史是由我们从HST/ACS观测中统一测量的。所有的星系都位于本星系群之外，两个dSphs KKR 25和KKs 03非常孤立。很明显，这些天体的演化没有受到邻近天体的影响。
2016-09-30 astro-ph.GA
Where are the extremely metal-poor stars in the Milky Way and Andromeda? Expectations from TNG50
在TNG 50模拟中，我们分析了198个银河系（MW）/M31类星系中极贫金属星（EMP，[Fe/H] $ < -3$）在$z=0$的位置。每个系统被分为四个运动学定义的形态恒星组件的基础上，恒星圆度和银河系的距离，即隆起，冷盘，暖盘，恒星晕，除了卫星（与恒星质量$\ge 5\times10^6\,M_\odot$）。根据TNG 50和所有模拟系统，主星系和卫星的恒星晕呈现最高频率的EMP（最大的$M_{\mathrm{EMP, comp}}$与$M_{\mathrm{tot, comp}}$恒星质量比），因此找到它们的机会最高。这种频率在低质量卫星中比在高质量卫星中更大。此外，TNG 50预测，主星系的恒星晕总是宿主，因此贡献了系统的大部分电磁脉冲。也就是说，它具有其中EMP与系统中所有EMP的最高质量比（最大的$M_{\mathrm{EMP, comp}}$与$M_\mathrm{EMP} (<300\mathrm{kpc})$）。然而，值得注意的是，我们还发现，TNG 50中的33 MW/M31类星系具有对EMP总质量贡献超过10%的冷盘，每个冷盘都具有在冷圆形轨道上的EMP的$\gtrsim 10^{6.5-7}\, M_\odot$。这些定性的陈述并不依赖于EMP星的精确定义，即所采用的金属丰度阈值。这项工作的结果提供了一个理论预测的EMP星的位置从空间和运动学的角度来看…
2022-12-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Line-of-sight mass estimator and the masses of the Milky Way and Andromeda Galaxy
本研究通过引入卫星星系的三维空间分布扩展了$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
Does the dwarf galaxy system of the Milky Way originate from Andromeda?
当地集团通常被视为一个平静的环境，没有重大的合并事件。然而，一个古老的大合并可能发生在最大的星系中。数值模拟表明，在富含气体的主要合并过程中形成的潮汐尾是长寿的，可能是古老恒星流的原因，并可能导致潮汐矮星系（TDG）的形成。使用几个流体动力学模拟，我们研究了最突出的潮汐尾形成的第一次通过，这是丰富的气体，并包含旧的和金属贫星。在将它的位置和运动与银河系（MW）和麦哲伦云（MC）进行比较后，我们发现了几个惊人的巧合。首先，潮汐尾扫过的是MW所在的相对较小的体积。由于合并的几何形状在某种程度上是由巨流（GS）的各向异性特性固定的，我们估计MW与这个巨大的潮汐尾在这样一个renewal-vous的机会是5%。其次，潮汐尾的速度与大麦哲伦星系的自行相匹配，并且很好地再现了MW矮星的几何和角动量特性，即所谓的卫星盘，更好地称为VPOS。第三，潮汐尾的模拟揭示了一个形成的TDG的质量和位置几乎可比的LMC。然而，我们目前的建模是太有限的，研究详细的相互作用的气体丰富的TDGs的潜力的MW，和一个补充的研究是必要的，以测试是否可以占我们的情况下，矮固有的属性。然而，这项研究表明，在M31位置的一个古老的、富含天然气的主要合并与本地群、GS、VPOS和MC的存在之间存在因果关系。
2012-09-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Local Group timing in Milgromian dynamics. A past Milky Way-Andromeda encounter at z>0.8
本机组计时一直是失踪的质量问题的第一个历史性的探索之一。虽然现代宇宙学探测表明，纯重子动力学在最大尺度上是不够的，但附近的星系和小星系群一直遵守米尔格罗姆的MOND定律，这意味着小尺度的动力学可能完全由重子预测。在这里，我们调查本地集团的时间在这种背景下Milgromian动态。利用最新观测到的仙女座星云和麦哲伦星云的自行和径向速度，利用Milgromian二体运动方程，对它们的轨道进行了积分。我们发现，与目前测量的自行和径向速度的M31，MOND将意味着银河系和M31出生后，首先通过哈勃膨胀分开，但随后必然会再次被吸引Milgromian引力吸引，并有一个过去的飞行相遇之前来到他们现在的位置。这种遭遇很可能发生在7到11 Gyr之前（0.8<z<3）。没有暗物质晕及其相关的动力学摩擦是这种近距离接触不触发合并的必要条件。因此，从在本星系群规模上证伪或证明米尔格罗米亚动力学的观点来看，能够排除或支持这种过去相遇的观测论证是非常重要的。有趣的是，最接近的相遇是足够小的（<55 kpc），对盘动力学有严重的影响，包括厚盘的形成，以及两个星系的卫星系统。卫星星系和年轻的晕状球状星团的年龄都与这些天体在这次相遇中诞生的年龄相一致，它们都形成了银河系周围巨大的极地结构。
2013-07-03 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
The PAndAS Field of Streams: stellar structures in the Milky Way halo toward Andromeda and Triangulum
我们揭示了高度结构化的性质，银河系恒星晕内的足迹的PAndAS光度调查蓝色主序星和主序星关闭。我们映射不少于五个恒星结构的日心范围内~5至30千秒差距。其中一些是已知的（麒麟座环，双鱼座/三角座球状星团流），但我们也发现了三个定义明确的恒星结构，它们可能至少部分地负责所谓的三角座/仙女座和三角座/仙女座2特征。特别是，我们跟踪一个新的微弱的恒星流位于日心距离~17千秒差距。它的表面亮度约为32-32.5 mag/arcsec ^[2]，其轨道几乎平行于M31以北的银道面，因此迄今为止，银河系晕的巡天观测都无法观测到它，因为这些巡天观测往往会避开由银道盘主导的区域。调查我们的后续光谱观测的PAndAS，我们偶然发现径向速度签名的颜色和大小兼容的流的恒星。从八个可能的成员星的速度，我们表明，这种恒星结构是动态冷，与未解决的速度色散低于7.1公里/秒，在90%的置信水平。随着流的宽度（300-650 pc），它的动力学指向矮星系吸积的起源。我们可以在银河系5至30 kpc之间的恒星晕中绘制出许多恒星结构，它们不同的形态证明了这些中等距离恒星晕的复杂性质。
2014-03-19 astro-ph.GA
The puzzling assembly of the Milky Way halo - contributions from dwarf Spheroidals and globular clusters
虽然最近的巡天发现了大量越来越暗的银河系卫星，但它们的分类是星团，低光度星系还是潮汐超密度仍然不清楚。同样，它们对光环形成的贡献也仍有争议。在这篇文章中，我们将讨论这些令人费解的卫星中的恒星星族和化学动力学的现有知识，特别关注矮球状星系和外星系晕中的球状星团。此外，一些最外层的晕对象是否动态地与（银河系）晕在所有的问题是解决在远程狮子座I和II矮星系的适当测量。
2011-09-08 astro-ph.GA
MOCCA-Survey Database: Extra Galactic Globular Clusters. II. Milky Way and Andromeda
对星系中球状星团系统（GCS）的协同演化进行全面的研究，需要能够模拟控制其轨道演化的大尺度动力学（0.01 - 10 kpc）和控制每个球状星团（GC）内部动力学的小尺度动力学（sub-pc - AU）。在这项工作中，我们提出了一种新的方法，结合半解析模型的GCS与完全自洽的蒙特卡罗模型，同时发展大型GCS。我们使用人口合成代码MASinGa和MOCCA调查数据库I创建合成GC人口，旨在代表银河系（MW）和仙女座（M31）中GC的观测特征。我们的程序使我们能够恢复的空间和质量分布的GC在这样的星系，并限制的质量，GC离开无论是在晕分散的碎片，或在银河系的中心，在那里他们可以有助于形成一个核星团（NSC），并可以带来恒星和可能的中间质量的黑洞。我们的模拟报告的最终质量是几个数量级小于观测值。这些差异表明，在像MW和M31这样的星系中，NSC和中央BH的质量积聚不能仅仅用下落GC方案来解释。这种积聚很可能取决于下落的GC和气体的相互作用和合并之间的相互作用。后者可以有助于在NSC和中央BH的增长原位恒星的形成。
2022-06-08 astro-ph.GA
On the stark difference in satellite distributions around the Milky Way and Andromeda
我们比较了距离银河系400千秒差距（MW）以内的明亮（> 10^5 Lsun）矮卫星星系和M31的球平均径向数，发现MW卫星星系更加集中。值得注意的是，这两个卫星系统在中心100 kpc范围内几乎是相同的，而M31卫星在100 - 400 kpc的非投影距离上的数量大约是MW卫星的四倍。我们使用一套44个高分辨率~10^12晕变焦模拟，其中22个是像MW和M31一样成对的，将观测到的分布与LCDM亚星系的预测分布进行比较。我们发现M31周围卫星的径向分布是相当典型的subhalos预测，而银河系的分布是更集中的，我们的任何模拟LCDM晕。一个可能的解释是，我们的普查是明亮的（> 10^5 Lsun）MW矮星系是显着不完整的超过太阳的~100 kpc。如果还有8 - 20颗亮矮星在100 - 400 kpc的轨道上未被发现，那么银河系的径向分布将落在从次晕分布预期的范围内，并且看起来非常像已知的M31系统。我们使用我们的模拟来证明，有足够的区域没有被斯隆数字巡天及其扩展所探索，考虑到天空中的暗晕的角各向异性的预期范围，发现~10个新的亮矮星并不是不可能的。
2013-05-02 astro-ph.GA
Tailored mass estimators for Milky Way dwarf Spheroidals
Carnegie Mellon University（卡内基梅隆大学）；University of Edinburgh（爱丁堡大学）
本文通过拟合灵活的恒星密度模型，揭示了银河系dSph卫星在结构多样性上的影响，指出传统动态质量估计器存在高达10倍的系统性误差，并展示了对动态缩放关系的改变。
2026-02-11 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
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
Constraining Self-Interacting Dark Matter with Dwarf Spheroidal Galaxies and High-resolution Cosmological $N$-body Simulations
利用高分辨率的宇宙学$N$-体模拟研究了冷暗物质和自相互作用暗物质模型下的暗物质晕密度结构。我们量化subhalo的中心密度在150 pc从每个subhalo的中心在经典的矮球状和ultrafeak矮规模的银河系大小的晕。通过与观测结果的比较，我们发现$σ/m<3\ \rm{cm^{2}g^{-1}}$的自相互作用散射截面是有利的。由于宿主潮汐和自相互作用的共同作用，具有小近心的暗晕中心密度在冷模型和自相互作用模型之间存在明显差异，表明具有小近心的Milky Way卫星是未来大型光谱测量进一步约束暗物质性质的理想场所。
2021-12-30 astro-ph.CO 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 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
Formation of Andromeda II via a gas-rich major merger and an interaction with M31
仙女座II（和II）已经知道了几十年，但直到最近的观测才揭示了这个矮球状星系的新特性。两个恒星星族的存在，双峰恒星形成历史（SFH）和一个不寻常的自转速度的And II把它的形成和演化的强烈约束。继Lokas等人（2014）之后，我们提出了一个详细的模型来解释And II的主要性质，包括（1）两个矮星系在高红移场之间的富含气体的主要合并，以及（2）大约5 Gyr前与M31的密切相互作用。该模型是基于N体/流体动力学模拟，包括气体动力学，恒星形成和反馈。一个模拟的目的是再现丰富的气体主要合并解释的起源恒星星族和SFH。其他模拟被用来研究潮汐力和冲压压力剥离的影响，在和II和M31之间的相互作用。该模型成功地再现了And II的SFH，包括恒星星族的性质，其形态，运动学和缺乏气体。通过对所有过程的联合建模和更好地处理重子物理，可以进一步改进模型。
2016-09-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Young stars discovered in dwarf spheroidal galaxies confirm their recent infall into the Milky way
本研究依托Gaia卫星和VLT的观测，在银河系周边矮椭球星系中发现0.5-2Gyr的年轻恒星，证实这些星系近期才落入银晕，颠覆了对其动力学、质量与暗物质含量的原有认知。
2025-05-20 astro-ph.GA
MOCCA-Survey Database: Extra Galactic Globular Clusters. III. The population of black holes in Milky Way and Andromeda-like galaxies
在这项工作中，我们研究了银河系（MW）和仙女座星系（M31）中球状星团（GC）的黑洞（BH）布居。我们结合人口综合代码MASinGa和MOCCA调查数据库I推断GC窝藏BH子系统（BHS），IMBH，或两者都没有的属性。我们发现，具有BHS，IMBH或没有的GC的典型数量在银河系外围变得相当，而银河系内部区域主要由GC主导，没有显着的黑暗成分。我们的模型表明，GCs窝藏BHS稍重，与总人口相比，具有较大的半质量半径。我们检索的二进制BH（BBHs），要么合并在过去的3 Gyr或生存在他们的父集群，直到现在的属性。我们发现，约80%的合并BBH形式由于动力学相互作用，而其余的起源于原始双星的演化。我们推断的合并率BBH在本地宇宙的$1.0-23\,\,\rm{yr^{-1}\,Gpc^{-3}}$，根据所采用的假设。我们发现大约有100-240个BBH存活到今天，并且大多集中在星系内部的几个kpc。我们还估计了通过坠落星团进入星系核的黑洞数量，发现在12 Gyr的时间跨度内大约有1，000 - 3，000个黑洞和100-200个BBH被输送。这使得我们能够限制潜伏在核星团中的BH和BBHs双星的总量，即$N_{BHs}=(1.4-2.2)\times10^4$和$N_{BBHs}=700-1,100$。
2023-01-20 astro-ph.GA
Integrated Light Chemical Tagging Analyses of Seven M31 Outer Halo Globular Clusters from the Pan-Andromeda Archaeological Survey
详细的化学丰度的7个M31外晕球状星团（与M31的投影距离大于30千秒差距），来自高分辨率的综合光谱与霍比埃伯利望远镜。其中五个集群最近发现的泛仙女座考古调查（PAndAS）-本文提出了第一次确定的综合铁，钠，镁，钙，钛，镍，钡，铕丰度为这些集群。其中四个目标星团（PA 06，PA 53，PA 54和PA 56）是贫金属（[Fe/H] < -1.5），α增强（尽管它们的α增强可能比银河系恒星在1 sigma水平上更少），并显示出恒星之间Na和Mg变化的迹象。其他三个球状星团（H10、H23和PA 17）的金属含量更丰富，金属丰度范围从[Fe/H] = -1.4到-0.9不等。虽然H23在化学上与银河系场星、银河系球状星团和其他M31星团相似，但与银河系场星和星团相比，H10和PA 17的[Ca/Fe]相对较低。此外，PA 17的高[Mg/Ca]和[Ba/Eu]比与银河系恒星不同，与大麦云（LMC）中的恒星和星团更一致。这里研究的星系团都不能最终与任何来自PAdAS的已识别流联系起来;然而，基于它们的位置，运动学，金属丰度和详细的丰度，最富金属的PAdAS星系团H23和PA 17可能与巨型恒星流的祖先有关，H10可能与西南云有关，PA 53和PA 56可能与东部云有关。
2015-01-19 astro-ph.GA
Stellar Density Profiles of Dwarf Spheroidal Galaxies
我们应用一个灵活的参数模型，广义普卢默配置文件的组合，推断银河系的卫星矮球状星系（dSphs）的恒星密度分布的形状。我们将此模型应用于40 dSphs，使用来自斯隆数字巡天，PanStarrs-1巡天，暗能量巡天和暗能量相机遗产巡天的恒星计数。使用模拟数据，我们研究与建模假设相关的系统误差，并确定条件下，我们的模型可以识别“非标准”的恒星密度分布，有中央尖点和/或陡峭的外斜坡。将我们的模型应用于真正的矮椭球体，我们没有找到证据，中央尖密度分布在15个银河系卫星，我们的测试与模拟数据表明，将有足够的可探测性。我们确实在几个dSphs-Fornax，Leo I，Leo II和Reticulum II-中检测到陡峭的（相对于标准的Plummer模型）外部轮廓，这可能指向这些对象的不同进化途径。然而，恒星密度分布的外斜率与其他观测到的星系性质还没有明显的相关性。
2020-03-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cold, old and metal-poor: New stellar substructures in the Milky Way's dwarf spheroidals
环绕银河系的矮球状星系（dSph）是复杂的天体，通常具有复杂的恒星形成历史和内部动力学。在这项工作中，我们寻找恒星的子结构在四个经典的dSph的银河系卫星：六分仪座，船底座，狮子座I，狮子座II。我们采用两种方法来搜索恒星子结构：最小生成树方法，这有助于我们找到和量化空间连接的结构，和“蛮力”的方法，这是能够找到细长的恒星子结构。我们在六分仪中发现了以前已知的子结构，并且还在六分仪中发现了一个新的恒星子结构。此外，我们确定了一个新的恒星子结构接近船底座矮星系的核心半径。我们报告检测到一个子结构在狮子座I和两个狮子座II，但我们注意到，我们正在处理的样本中使用的恒星数量很少。dSph星系中这种古老的恒星子结构可以帮助我们揭示暗物质晕的性质，这些结构在其中形成，进化和生存。
2019-04-23 astro-ph.GA
