Reconciling observed and simulated stellar halo masses
我们使用宇宙学流体动力学模拟银河系质量的星系从消防项目评估各种战略估计星系的恒星晕的质量从深，集成光图像。我们发现很好的协议与集成光观测，如果我们模仿观测方法来测量质量的恒星晕通过选择区域的图像通过投影半径相对于磁盘规模的长度或其表面密度在恒星质量。然而，这些观测方法系统地低估了吸积恒星的组成部分，在我们的（和大多数）模拟中定义为在宿主星系外形成的恒星质量，高达十倍，因为吸积成分集中在中心，因此基本上被银河系盘所掩盖。此外，这些观测方法引入虚假的依赖关系的估计吸积恒星的恒星质量和大小的星系，可以模糊的趋势吸积恒星质量预测的宇宙学模拟，因为我们发现，在我们的模拟中的大小和形状的中央星系是不是强烈相关的组装历史的吸积恒星晕。这种影响仍然存在，无论星系被视为边缘或面对。我们表明，金属丰度或颜色信息可能提供一种方法，更干净地描绘在观测中的吸积星占主导地位的地区。在没有额外数据的情况下，我们警告说，仅从单波段图像中估计吸积恒星成分的质量应作为下限。
2019-11-04 astro-ph.GA
An old, metal-rich accreted stellar component in the Milky Way stellar disk
我们研究的可能性，银河系的冷恒星盘包括合并与古老的恒星。星系团被认为是以等级的方式形成的，在那里较小的（原）星系合并成较大的星系。星系中的恒星，如银河系，在它们的运动和元素丰度中包含了过去事件的痕迹，可以用来从主星系中形成的恒星中分离合并残留物。银河系的合并历史通常被理解为在恒星晕中特别容易研究。欧空局天体测量卫星盖亚的出现使人们能够探测到光环中的全新结构，如盖亚-土卫二-香肠。然而，模拟也表明，合并可能对冷恒星盘的形成很重要。结合元素丰度的100个巨大的分支恒星从APOGEE DR 17和盖亚的天体测量数据，我们使用元素丰度比找到一个迄今为止未知的，旧的恒星组成部分在银河系的冷恒星盘。我们进一步确定了一个小样本的RR天琴座变量与磁盘运动学，也显示出相同的化学签名吸积红巨星在磁盘。这些恒星使我们能够确定吸积成分中恒星的年代。我们发现它们都是老的。
2022-06-08 astro-ph.GA
Contributions to the accreted stellar halo: an atlas of stellar deposition
恒星晕的吸积成分是由几个卫星的贡献组成的，它们以不同的质量，在不同的时间，在不同的轨道上落在它们的宿主上。这项工作使用了一套理想化的，无碰撞的N体模拟较小的合并和粒子标记技术，以了解这些不同的成分如何塑造每个贡献的吸积晕，在密度和运动学。我发现，更大质量的卫星将它们的恒星更深地沉积在宿主的引力势中，动力学摩擦使其产生明显的分离。早期的吸积事件对晕的内部区域贡献更大;更集中的次晕通过增加的动力学摩擦下沉更深。落星时母星的轨道圆度只对低质量卫星很重要：动力摩擦有效地辐射了最大质量的小合并，消除了卫星与宿主维里质量比$\gtrsim1/20$的落星轨道印记。每个卫星贡献的恒星的运动学也与卫星质量有关：低质量卫星贡献快速移动的种群，在有序的旋转和径向速度色散中。反过来，大质量卫星的贡献具有较低的速度色散，并因动力学摩擦而失去角动量，导致强烈的径向各向异性。
2016-09-02 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
Accreted stars and stellar haloes of simulated galaxies in TNG50
Facultad de Matemática, Astronomía, Física y Computación, UNC（数学、天文学、物理与计算科学学院，科尔多瓦国立大学）；Instituto de Astronomía Teórica y Experimental, CONICET–UNC（理论与实验天体物理研究所，阿根廷国家科学研究委员会-科尔多瓦国立大学）；Observatorio Astronómico de Córdoba, UNC（科尔多瓦天文台，科尔多瓦国立大学）；Department of Physics and Astronomy, University of Victoria（物理学与天文学系，维多利亚大学）
研究通过TNG50模拟揭示了孤立星系外围恒星成分的吸积特征及外晕结构，发现吸积恒星占比随质量降低而减少，外晕质量与吸积恒星相关，且低质量系统中金属贫乏恒星更易发现。
2025-10-21 astro-ph.GA
Mass of the dynamically hot inner stellar halo predicts the ancient accreted stellar mass
星系动力学结构是星系聚集历史的化石记录。通过分析宇宙流体动力学模拟TNG 50，我们发现，一个动力学结构，我们称之为“热内恒星晕”，定义的恒星动态热轨道与圆度$λ_z < 0.5$在$3.5\,{\rm kpc}<r \lesssim 2\,R_e$，是一个强有力的指标吸积卫星星系的质量。我们发现这个热的内部恒星晕的质量和总的异位恒星质量之间有很强的相关性。这与有史以来最大质量的次级星系的恒星质量也有类似的强相关性。这些TNG 50相关性与其他模拟预测的结果是一致的，例如TNG 100在整个研究质量范围内（星系恒星质量$M_*$，在$10^{10.3-11.6}$ \，\Msun \，范围内）和EAGLE对$M_* \gtrsim 10^{10.6} $ \，\Msun \，星系的预测。这表明我们的预测在不同的星系形成和反馈模型中是稳健的，并且在很宽的数值分辨率范围内保持。炽热的内晕是大质量恒星合并的产物，内晕恒星有三个主要的物理来源：从大质量卫星上吸积和剥离，由主祖星的凸起和/或盘合并而动态加热，以及由合并过程中触发的恒星形成形成而形成。本文定义的热内恒星晕的质量是一个可以通过对积分场单位光谱数据应用人口轨道叠加方法来鲁棒地获得的真实星系的量，达到$\sim2\,R_e$的距离，这是可能的与当前的观测。因此，本文表明，积分场单位观测和星系内部区域的动力学模型提供了一种方法来定量确…
2022-01-14 astro-ph.GA
The Gaia-ESO Survey: a quiescent Milky Way with no significant dark/stellar accreted disc
根据我们目前的宇宙学模型，像银河系这样的星系在其一生中预计会经历多次合并。最大质量的合并星系将被拖向盘平面，将恒星和暗物质沉积到吸积盘结构中。在这项工作中，我们利用Ruchti等人开发的化学动力学模板来寻找吸积星。我们将该模板应用于Gaia-ESO光谱巡天第三次内部数据发布中的4，675颗恒星样本。我们发现吸积晕星的一个重要组成部分，但没有发现吸积盘组件的证据。这表明，银河系的合并历史相当平静，因为它的圆盘形成于大约80 - 100亿年前，因此没有明显的暗物质圆盘。
2015-04-09 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
Simulations of the accreted stellar halos of low-mass field galaxies
本研究结合GALFORM、COCO和STINGS预测低质量星系恒星晕性质，发现吸积成分多样且弥散，并识别出“失败的银河系”群体，其丰度可约束星系形成物理。
2025-06-20 astro-ph.CO 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 hunt for the Milky Way's accreted disc
银河系被认为是恒星和暗物质的吸积盘。这是由于大于1：10的大质量合并物被动力摩擦力优先拖向盘平面，然后被潮汐撕碎。吸积盘可能只占银河系薄而厚的恒星盘的一小部分。然而，这是有趣的，因为：（一）它的相关的“暗盘”有重要的意义，希望在实验室中检测到一个暗物质粒子的实验;和（二）存在或不存在这样的光盘约束合并历史的银河系。在这项工作中，我们开发了一个化学动力学模板来寻找吸积盘。我们将我们的模板应用于Ruchti等人（2011）的高分辨率光谱样本，目前没有发现吸积星的证据。我们的结果是一致的，一个安静的银河系没有>1：10合并，因为光盘形成和相应的轻“暗盘”。然而，我们警告说，虽然我们的方法可以鲁棒地识别吸积星，但我们不完整的恒星样本使得明确排除它们更具挑战性。为此需要更大的无偏恒星样本。
2014-07-16 astro-ph.GA
The role of accreted and in situ populations in shaping the stellar halos of low-mass galaxies
本研究基于Auriga Project的17个模拟矮星系，分析了恒星晕的演化与吸积历史，发现低质量矮星系恒星晕由原位物质主导，而高质量矮星系外围则由吸积成分主导。
2025-06-02 astro-ph.GA
The accreted stellar halo as a window on halo assembly in L* galaxies
理论和观测一致认为，类银河系星系的吸积星晕（ASHS）显示出显著的散射。我利用这种随机性来反转晕组装历史（HAH）和灰之间的联系，使用模拟ASHS对应于750 $Λ$ CDM HAH，共享最终位力质量的$M_{h}(z=0)=10^{12.25}M_\odot$。贫/富ASHs的聚集遵循正交生长模式。在快速增长阶段，具有丰富的ASH的颗粒在$0.5\lesssim z_{infall}\lesssim1.5$经历具有高维里质量比（HVMR，$M_s/M_h\gtrsim 0.1$）的吸积事件（AE）。在这些卫星被$z=0$破坏的情况下，这使吸积的恒星质量最大化。在类似的时间，具有较差的ASH的主机通过较小的合并缓慢增长，只有最近的HVMR AE：这导致全球更丰富的卫星群和独特的幸存大质量卫星（恒星质量$\log M_{s,*}/M_\odot\gtrsim 9$）。银河系的几个性质与这个框架的预测相一致，这些预测针对的是具有较差的、集中的灰星的宿主，包括：i）最近人马座和麦哲伦云的陷落，ii）其暗晕的浓度可能高于平均水平，iii）其晕中相当大一部分恒星星族的快速化学富集的特征。
2017-03-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
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 "Building Blocks" of Stellar Halos
星系的星晕编码了它们的吸积历史。特别是，晕的金属丰度中位数主要由最大质量的吸积物体的质量决定。我们使用流体动力学宇宙学模拟从APOSTLE项目研究恒星质量，金属丰度分布，恒星年龄分布的晕和它的最大质量的祖先的身份之间的联系。我们发现，吸积晕中的恒星星族典型地类似于现今矮星系中的旧恒星星族，其恒星质量$\sim 0.2-0.5$ dex大于恒星晕。这表明，如果它们没有被吸积，恒星晕的原始祖先可能会进化成类似于附近典型的矮不规则星。
2017-08-02 astro-ph.GA
Planetary nebulae as tracers of accreted stellar populations in massive galaxies in groups and clusters
本文为小型综述，聚焦行星状星云（PNe）作为示踪剂，研究100 Mpc内星系群/团的晕及团内光组装，关联PN指标与原位-异位恒星族群转变，结合积分场巡天，展望新仪器并探讨恒星演化模型与观测的调和问题。
2025-10-28 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
Fossil stellar streams and their globular cluster populations in the E-MOSAICS simulations
恒星晕是星系吸积历史的化石记录，通常以低表面亮度的结构形式存在，如恒星流。虽然它们的低表面亮度使得确定它们的年龄，金属丰度，运动学和空间结构具有挑战性，但下落星系也在晕中沉积了球状星团（GC），它们很明亮，因此更容易观察和识别。为了了解如何与恒星流相关的GC可以用来估计恒星质量和它们的母星系的坠落时间，我们研究了来自E-MOSAICS项目的15个星系及其星团的模拟子集。E-MOSAICS是一套包含GC形成和演化的亚网格模型的流体动力学模拟。我们发现，更大的吸积星系通常有助于年轻和更富含金属的GC。这个较低的年龄是由于更大质量星系的团簇形成历史更长。此外，在固定的恒星质量下，后来吸积的星系拥有更年轻的星系团，因为它们可以继续形成GC而不会受到环境影响更长时间。这就解释了与银河系晕中人马座矮星系相关的星团所观察到的年龄范围很大，而被认为是在银河系形成历史早期的卫星中形成的星团。利用与人马座矮星相关的GC的年龄，我们估计了$9.3 \pm 1.8 Gyr$的维里半径穿越回望时间（坠落时间）。
2018-10-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
The metal-weak Milky Way stellar disk hidden in the Gaia-Sausage-Enceladus debris: the APOGEE DR17 view
首次结合元素丰度与运动学在银河系识别出早期恒星盘，发现深束缚轨道存在显著原位恒星种群，并指出Gaia-Sausage-Enceladus选取标准不稳健。
2023-06-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
A galaxy's accretion history unveiled from its integrated spectrum
我们提出了一种新的方法来量化一个星系的吸积历史，从它的综合光谱单独。使用全光谱拟合和校准正则化技术，我们展示了我们如何能够准确地推导出星系的质量分布在年龄-金属丰度空间，并进一步分离到不同的化学富集历史的恒星星族。利用这一事实，即吸积低质量星系将表现出一个偏移，以较低的金属丰度在固定的年龄相比，在原位恒星星族，我们量化的光的分数，来自过去的合并事件，这是长期以来混合在相空间，否则难以区分。经验年龄金属丰度关系（AMR）参数化不同的星系质量被用来识别吸积的恒星星族，并将它们连接到祖星系的恒星质量。这使我们不仅可以测量宿主星系的总异位质量分数（$f_{acc}$），而且还可以量化不同质量的卫星星系沉积的吸积物质的相对数量，即吸积卫星质量函数类似于次晕质量函数。模拟光谱的模拟，现今的星系从EAGLE套件，我们证明，我们的方法可以恢复总吸积分数内$\approx 12 \%$，最大质量的吸积subhalo内的恒星质量$\approx 26 \%$和斜率的吸积卫星质量函数内$\approx 16 \%$的真实值从EAGLE合并树。这种方法在未来的观测中的应用可能会为我们提供数百个星系的吸积历史，其中深积分光谱是可用的。
2019-03-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Metallicity gradients in the globular cluster systems of early-type galaxies: In-situ and accreted components?
大质量早型星系通常有两个球状星团（GC）的子群，它们经常显示径向颜色（金属丰度）梯度。整理从文献中的梯度，我们表明，在富含金属和贫金属的GC子群的梯度是相同的，在测量的不确定性，在一个给定的星系。此外，这些GC梯度在强度上类似于宿主星系的{ \it stellar}金属丰度梯度。在非常大的半径（例如大于8个星系有效半径），有一些证据表明GC梯度变得平坦，平均金属丰度接近恒定。使用恒星金属丰度梯度作为代理，我们探测大规模的早型星系的组装历史与流体动力学模拟的Magneticum套件的模型。特别是，我们测量的恒星金属丰度梯度的原位和吸积组件在一个类似的径向范围内观察到的GC子群。我们发现，在原位和吸积恒星的金属丰度梯度是相似的，但有一个更大的分散比富金属和贫金属的GC子种群梯度在一个给定的星系。我们的结论是，虽然富金属GC主要形成在原位阶段和贫金属GC在吸积阶段的大质量星系形成，他们没有严格的一对一的联系。
2018-07-05 astro-ph.CO 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
Supersize me! Jets from massive young stellar objects
这篇简短的评论探讨了最近获得的高质量年轻恒星天体（HMYSO）驱动的喷流的观测结果。审查的数据范围从近红外到无线电波长，特别强调红外制度，并提出了与未来的观测前景，可实现新的或即将到来的设施。
2018-07-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Machine Learning for Galactic Archaeology: A chemistry-based neural network method for identification of accreted disc stars
我们开发了一种基于神经网络模型（NNM）的方法（“银河考古学神经网络”，GANN），仅通过化学指纹和年龄来识别星系盘中的吸积星，使用御夫座项目的一套模拟星系。我们在目标星系的局部环境上对网络进行训练，这些环境由恒星晕和幸存的卫星定义。我们证明，这种方法可以检测吸积星的空间混合到光盘。定义了两个性能指标-吸积恒星的恢复分数，以及具有正（吸积）分类的恒星是真正结果的概率P（TP）。由于NNM的输出类似于一个指定的概率，我们能够根据灵活的阈值来确定积极性，这些阈值可以很容易地进行调整，以改进对假定吸积恒星的选择。我们发现，GANN识别吸积盘星模拟星系内，具有高恢复分数和/或高P（TP）。我们还发现，在盖亚-土卫二-香肠（GES）质量系统中的恒星在大多数情况下（18/24）被我们的NNM恢复了50%以上。此外，几乎每一个吸积恒星的来源都被检测到其在盘中的峰值恒星质量的10%或更多。我们还证明，一个聚集的NNM，从所有的御夫座星系的光环和卫星星训练提供了最一致的结果，并可能被证明是一个有趣的未来的方法，因为我们的观测能力扩大。
2022-07-19 astro-ph.GA
Multiple stellar populations: from old Milky Way globulars to young star clusters
我介绍了我们小组关于老银河系球状星团和麦哲伦云和银河系年轻系统中多个恒星星族的最新结果。对于我们银河系中的古老GC，我总结了在染色体图上观察到的恒星星族的化学性质。讨论了I型和II型GC。对于最年轻的星团，我将简要地报告我们对大麦云NGC1818和银河系疏散星团NGC6705（M11）的最新光谱分析，这支持了具有不同旋转速率的恒星星族的共存。
2019-08-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Accretion disks in luminous young stellar objects
对年轻恒星周围的吸积盘的性质进行了观测评述。它关注的是嵌入和光学揭示阶段的中等质量和高质量年轻恒星物体的原始盘。的属性来自空间分辨的观测，因此主要是获得与干涉手段，无论是在无线电/（亚）毫米或在光学/红外波长区域。我们对这些拱星结构的物理性质、运动学和动力学进行了总结和比较，并在可能的情况下描绘了趋势。除其他外，我们报告的二次趋势的质量吸积率与质量从金牛座T星的最高质量的年轻恒星物体和系统的差异，在质量下降和吸积率。
2015-09-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
The stellar halo in Local Group Hestia simulations III. Chemical abundance relations for accreted and in-situ stars
本文利用 HESTIA 模拟分析吸积与原位恒星的化学-运动学特征，揭示并合碎片具有早期淬灭矮星系的化学印记和丰度梯度，为利用银河系内区丰度测量约束恒星晕构建块参数提供了依据。
2023-09-12 astro-ph.GA
Massive young stellar objects in the N66/NGC346 region of the SMC
本文给出了位于小麦哲伦云N66区的三个源的HK谱。源显示突出的恒星Br伽马和扩展的H2发射，并在λ> 2微米处表现出红外过量。根据它们的光谱特征和光度光谱能量分布，我们认为这些源是大质量年轻恒星天体（mYSO）。这些发现被解释为N66中正在形成高质量恒星的证据。
2018-03-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Spatial Structure of Young Stellar Clusters. II. Total Young Stellar Populations
我们调查的内在恒星星族（OB和主序前星的估计总数下降到0.1 Mo），目前在17个大质量恒星形成区（MSFR）调查的MYStIX项目。该研究基于超过31，000个MYStIX可能复合体成员的目录，这些成员具有盘状和非盘状种群，补偿了灭绝，星云和拥挤效应。观测灵敏度的校正是使用X射线光度函数（XLF）和近红外初始质量函数（IMF）进行的-这是一种通常不会通过年轻恒星的红外测量进行的校正。由此产生的年轻恒星星族的投影结构图，在单位的内在恒星表面密度，允许不同地区之间的直接比较。有几个区域有多个致密的团块，在大小和密度上与猎户座星云团相似。在RCW 38星团的核心发现了最高的投影密度，约为34，000颗恒星/pc ^2。表面密度的直方图显示了不同区域的不同值范围，支持了Bressert等人（2010，B10）的结论，即没有通用的表面密度阈值可以区分成簇和分布式恒星形成。然而，MSFR年轻恒星星族中有很大一部分居住在200 ~ 10，000颗恒星/pc ^2的稠密环境中（包括附近的猎户座分子云中），我们发现没有证据支持B10的结论，即这样的稠密区域形成了分布的极端“尾部”。这些地区的固有人口表中使用的年轻集群的性质和演化的同伴研究。
2015-01-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
A machine learning approach to infer the accreted stellar mass fractions of central galaxies in the TNG100 simulation
我们提出了一个随机森林（RF）机器学习方法来确定吸积恒星质量分数（$f_\mathrm{acc}$）的中央星系，基于各种暗物质晕和星系的功能。RF使用TNG 100模拟的2，710个恒星质量为$\log_{10}M_\ast/M_\odot>10.16$的星系进行训练和测试。星系大小是三维计算中最重要的个体特征，在考虑观测效应后变得不那么重要。对于较小的星系，与合并历史相关的特征的排名增加。当使用一整套光环和星系特征时，预测几乎是无偏的，均方根误差（RMSE）为$\sim$ 0.068。三种不同类型的特征（星系大小、合并历史和形态）的组合已经使预测的能力饱和。如果使用可观测的特征，RMSE增加到$\sim$ 0.104，并且结合使用恒星质量，星系大小和星系浓度实现类似的预测。最后，当使用星系密度，速度和速度色散轮廓作为特征时，这些特征近似代表了从星系图像和速度图中提取的最大信息量，预测没有多大改善。因此，预测$f_\mathrm{acc}$的极限精度为$\sim$ 0.1与观测值，和星系图像的多分量分解应该有类似或更大的不确定性。如果在未来的观测中能够精确测量中心黑洞质量和星系自旋参数，则RMSE有望进一步降低$\sim$ 20%。
2022-06-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Auriga Stellar Haloes: Connecting stellar population properties with accretion and merging history
我们研究恒星晕的御夫座模拟，一套30宇宙磁流体动力学高分辨率模拟银河系质量的星系与移动网格代码AREPO。我们研究晕的全球性和径向配置文件到$\sim 150$ kpc的每个星系。御夫座晕在质量和密度分布、平均金属丰度和金属丰度梯度、年龄和形状上各不相同，反映了其吸积和合并历史中固有的随机性。与附近的晚型星系的观测比较显示，大多数观测和模拟晕属性之间非常好的协议。然而，御夫座光环通常太大了。我们发现人口梯度和大规模组装的历史之间的连接：星系与几个显着的祖先有更多的大规模晕，拥有大的负晕金属丰度梯度和陡峭的密度分布。吸积星系的数量，无论是破裂或破裂，贡献90%的吸积晕质量范围从1到14，中位数为6.5，它们的恒星质量跨越三个数量级。观测到的晕质量-金属丰度关系很好地再现了御夫座，是由恒星质量和金属丰度的主要卫星贡献者。这种关系不仅被发现的吸积组件，但也为总（吸积+原位）恒星晕。我们的研究结果突出了可观测的晕属性来推断星系的组装历史的潜力。
2019-02-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Abundances of CNO in candidate young metal-poor stars
LIRA Observatoire de Paris Université PSL Sorbonne Université Université Paris Cité CY Cergy Paris Université CNRS（巴黎天文台 LIRA 实验室）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Universidad Andres Bello Facultad de Ciencias Exactas Departamento de Física y Astronomía Instituto de Astrofísica（安德斯·贝略大学）；INAF-Osservatorio Astronomico di Trieste（的里雅斯特天文台）；UPJV Université de Picardie Jules Verne（皮卡第朱尔斯·凡尔纳大学）；Dipartimento di Fisica e Astronomia Università degli Studi di Bologna（博洛尼亚大学）
通过分析五颗看似年轻的演化星的CNO丰度，区分真正年轻星与因吸积而再生的星，发现低[C/O]比与演化状态一致，不支持吸积。
2026-06-19 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 stellar mass assembly of galaxies in the Illustris simulation: growth by mergers and the spatial distribution of accreted stars
我们使用的Illustris模拟研究的相对贡献，在原位恒星形成和恒星吸积的星系建立在一个前所未有的广泛的质量（$M_{\ast} = 10^9-10^{12} \, {\rm M_{\odot}}$），星系类型，环境和组装的历史。我们发现，一些模型预测的星系形成的“两相”图片是一个很好的近似，只有在我们的模拟最大的星系-即，恒星质量增长的星系低于几倍$10^{11} \, {\rm M_{\odot}}$是占主导地位的原位恒星形成在所有的红移。吸积星在$z=0$星系的恒星总质量中所占的比例显示出对星系恒星质量的强烈依赖，从银河系大小的星系的10%到$M_{\ast} \approx 10^{12} \, {\rm M_{\odot}}$天体的80%以上，但星系与星系之间的差异很大。在一个固定的恒星质量，椭圆星系和那些在年轻的晕中心形成的表现出更大的分数比盘状星系和那些在老晕形成的异位星。平均而言，离地恒星质量的50%来自主要合并（恒星质量比$μ> 1/4$），20%来自次要合并（$1/10 < μ< 1/4$），20%来自非常次要的合并（$μ< 1/10$），$\sim$ 10%来自从幸存星系剥离的恒星（例如飞越或正在进行的合并）。这些成分在空间上是分离的，原位恒星占主导地位的星系的最里面的区域，和异位恒星被沉积在较大的银河系中心的距离，以减少合并质量比。
2017-01-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Unravelling the mass spectrum of destroyed dwarf galaxies with the metallicity distribution function
吸积的恒星星族是由被摧毁的星系的残余物组成的，并且经常支配着银河系等星系的“恒星晕”。这个外部贡献者的集合是一个星系过去组装历史的关键指标。我们介绍了一种新的统计方法，使用未分组的金属丰度分布函数（δ）的恒星星族估计其祖先的质谱。我们的模型利用了著名的星系的质量-金属丰度关系，并假设单个祖先的高斯分布：因此，整体的质量分布是来自较小星系的MDF的混合物。我们应用该方法的MW的恒星晕，以及经典的MW卫星星系。卫星星系的恒星成分具有相对较小的样本量，但我们没有发现任何证据表明吸积人口L > Lhost/100。我们发现MW恒星晕在10 kpc范围内有N~1-3个大质量的祖星（L > 10^8 L_Sun），可能总共有几百个祖星。我们还测试了我们的方法模拟兆瓦质量晕，并发现我们的方法是能够恢复真实的吸积人口的两个因素。未来的数据集将为MDF提供数量级更多的恒星，这种方法可能是一种强大的技术，可以将MW及其卫星的吸积种群量化到超微弱的矮质量尺度。
2023-02-28 astro-ph.GA
The Origin of Young Stellar Populations in NGC 1783: Accretion of External Stars
本研究利用Hubble Space Telescope观测和N-body模拟，发现NGC 1783星团中年轻恒星的空间分布和径向速度特征无法仅用蓝离散星解释，而是源于对外部低质量恒星系统恒星的吸积。
2024-04-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Disk-Locking Regulates Stellar Rotation in Young Clusters: Insights from NGC 2264
本文以 NGC 2264 为试验台研究年轻星团的宽恒星自转分布，发现无盘主序前恒星自转更快，表明盘锁定对中等质量早型星自转分布具有关键作用。
2024-11-30 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
XMM-Newton imaging of V1818 Ori: a young stellar group on the eastern edge of the Kappa Ori ring
本文给出了以变星V1818 Ori为中心的40 ksXMM-牛顿观测结果。结合使用XMM-牛顿和AllWISE星表数据，我们确定了一组大约31个年轻的恒星物体周围V1818猎户座。这一星群与围绕着Kappa Ori的尘埃环的东部边缘重合。在此之前，我们的结论是，环西侧的年轻恒星天体是在3-5百万年前开始的恒星形成过程中形成的，它们的距离与猎户座κ星的距离（250-280 pc）相似，并且位于猎户座A云的前景。本文利用XMM-牛顿观测计算了猎户座V1818周围年轻恒星的X射线通量和光度。我们发现，他们的X射线光度函数（XLF），计算的距离约270 pc，匹配的XLF的YSO西部的Kappa Ori。我们排除了这组年轻恒星与Mon R2相关的假设，而是他们是同一个Kappa Ori环恒星星族的一部分。
2017-11-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
The young stellar population of Lynds 1340. An infrared view
我们提出的分子云Lynds 1340的红外研究结果，形成三组低和中等质量的恒星。我们的目标是识别和鉴定星云中的年轻恒星星族，研究星云的性质与新兴恒星群之间的关系，并将L1340整合到我们银河系环境的恒星形成活动中。我们选择候选年轻恒星对象从斯皮策和WISE数据库使用各种已公布的颜色标准，并将它们分类的光谱能量分布的斜率的基础上。我们确定了170个II类，27个平面SED和0/I类源。高角分辨率近红外观测的RNO 7集群，嵌入在L1340，揭示了八个新的年轻恒星的近红外过剩。年轻恒星的表面密度分布显示了三个组，与L1340的三个主要分子团有关，每个分子团由不到100个成员组成，包括前主序星和嵌入的原恒星。新赫比格-哈罗天体在斯皮策的图像中被识别出来。我们的研究结果表明，L1340是一个多产的恒星形成我们的银河系环境中的几个具体性质的恒星形成的中间质量模式可以详细研究。
2016-02-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the origin of a rotating metal-poor stellar population in the Milky Way Nuclear Cluster
我们探索最近在银河系核团（NC）的内部秒差距中检测到的恒星的人口的起源，表现出亚太阳的金属丰度和更高的旋转相比，占主导地位的人口。使用最先进的$N$体模拟，我们模拟了一个大质量恒星系统落入银河系中心，银河系和银河系外的起源。我们表明，新发现的人口可以是一个大质量的星团的残余物形成的几个kpc远离银河系中心（银河系的情况下），或从一个矮星系最初位于10-100 kpc（河外的情况下），并达到银河系中心3-5 Gyr前吸积。我们的模型和银河系卫星和球状星团的特征银心距离和金属丰度分布之间的比较有利于银河系的情况。与土卫二香肠，红杉，人马座和大犬座结构相关的集群的比较表明，所观察到的贫金属子结构的祖先在原位形成，而不是被吸积。
2020-09-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Origins of Gas Accreted by Supermassive Black Holes: the Importance of Recycled Gas
通过分析十个大质量星系的宇宙学模拟，研究发现超大质量黑洞的主要燃料来源是恒星演化产生的循环气体，星系并合虽起重要作用但存在时间延迟，导致 AGN 与并合的关联不明显。
2024-02-19 astro-ph.GA
Evidence of Hubble flow-like motion of young stellar populations away from the Perseus arm
在这封信中，我们提出了英仙座臂中的一个年轻恒星样本（$t<$ 3000万年）相干向外运动的证据，其明显的起源位于W3/W 4/W5复合体附近。利用盖亚DR 2星表中以W 4为中心的8 $^\circ$半径场的天体测量和光度测量数据，我们选择了一个年轻的、中等质量到高质量恒星候选者的样本。样本仅限于视差不确定性低于20%的来源，贝叶斯距离估计值在1800和3100 pc之间。选择包括嵌入的恒星星族以及年轻的疏散星团。由透视校正的自行推算出的速度清楚地表明，年轻的恒星群从英仙座臂中出现，在W3/W 4/W5区域附近可能有一个会聚区，沿着一个以大约$15~{\rm km~s}^{-1}~{\rm kpc}^{-1}$的速度向外扩张的锋面。
2018-12-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Reconstructing the Accretion History of the Galactic Stellar Halo from Chemical Abundance Ratio Distributions
在过去的二十年中，晕星的观测研究已经对吸积矮星系对银河系恒星晕的贡献的数量和性质进行了一些限制，通常利用恒星相空间信息来识别最近的晕吸积事件。在这项研究中，我们测试的前景，使用2-D化学丰度比分布（CARDs）中发现的恒星晕的恒星，以确定其形成历史。首先，我们使用模拟数据从11个“MW样”晕生成卫星模板集的2-D CARD的吸积矮卫星，其中包括从各种质量制度和时代的吸积矮星。接下来，我们从这11个晕中随机抽取恒星化学丰度比（[ $α$ /Fe]，[Fe/H]）的$\sim10^{3-4}$模拟观测样本，为我们的CARD生成潜在密度样本，以便在我们的分析中与我们的模板进行比较。最后，我们使用的期望最大化算法来获得吸积的历史中使用的卫星模板集（STS）和样本大小。对于某些STS使用，我们通常可以确定所有吸积卫星的相对质量贡献在2倍之内。我们还发现，这种方法是特别敏感的老吸积事件涉及低亮度的矮星，如超暗矮星-正是那些事件太古老，被看到的恒星的相空间研究和太暗，被看到的早期宇宙的高z研究。由于我们的结果只利用两个化学维度和不久的将来的调查承诺提供$\sim6-9$尺寸，我们的结论是，这些新的高分辨率光谱调查的恒星晕将使我们能够恢复其吸积历史-和亮度功能的矮星系-整个宇宙的时间。
2015-01-28 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
Stellar orbital properties as diagnostics of the origin of the stellar halo
我们研究了在宇宙流体动力学MaGICC模拟中形成的银河状盘星系中晕星的金属丰度、年龄和轨道性质。晕星要么是从卫星吸积而来，要么是在星系盘或星系凸起的地方原位形成，然后被踢到晕中（“原位/踢起”星）。无论它们在哪里形成，这两种类型都显示出惊人的相似的轨道特性：这两种类型的大多数恒星都位于短轴管上，具有与圆盘相同的旋转方向-这意味着大部分卫星都以与圆盘相同的角动量吸积到光环上。
2015-10-18 astro-ph.GA
Possibilities and Limitations of Kinematically Identifying Stars from Accreted Ultra-Faint Dwarf Galaxies
银河系已经吸积了许多超微弱的矮星系（UFD），今天在我们的银河系中可以找到这些星系的恒星。研究这些恒星可以深入了解星系形成和早期的化学富集，但识别它们是困难的。在4D相空间中对恒星动力学进行聚类（$E$，$L_z$，$J_r$，$J_z$）是目前在寻找吸积UFD中使用的一种识别吸积结构的方法。我们产生32模拟恒星晕粒子标记与\textit{Caterpillar}模拟套件和彻底测试不同的聚类算法的能力，以恢复潮汐中断UFD残余。我们执行了超过10，000次聚类运行，测试了7种聚类算法，每个算法大约有20个超参数选择，以及6种不同类型的数据集，每个数据集最多有32个模拟样本。在七种算法中，HDBSCAN最一致地平衡了UFD恢复率和集群真实率。我们发现，即使在高度理想化的情况下，聚类算法发现的绝大多数集群不对应于真正的吸积UFD残余，我们一般只能恢复$6\%$的UFD残余在最好的。这些结果只集中在来自UFD的恒星群上，与其他恒星的背景相比，这些恒星具有较弱的动力学特征。可回收的UFD残余物是最近增生的$z_{\text{accretion}}\lesssim 0.5$。基于这些结果，我们提出建议，以帮助指导搜索动态关联的集群的UFD恒星的观测数据。我们发现，真正的集群通常具有较高的中值能量和$J_r$，提供了一种方法来帮助识别真正的集群与假集群。我们还建议将化学标记作为改善聚类结果的一…
2022-08-02 astro-ph.GA
ERGO-ML: Towards a robust machine learning model for inferring the fraction of accreted stars in galaxies from integral-field spectroscopic maps
该研究提出ERGO-ML模型，利用机器学习从星系积分场光谱图推断吸积恒星比例，发现仅用中心区域恒星质量和运动学图训练可消除跨模拟偏差，为基于IFU巡天鲁棒推断星系吸积历史提供可能。
2023-06-01 astro-ph.GA
Exoplanets in ancient stellar populations: occurrence constraints and hot-Jupiter candidates in the Galactic halo
University of Cambridge（剑桥大学）；University of British Columbia（不列颠哥伦比亚大学）；Caltech/IPAC-NASA Exoplanet Science Institute（加州理工学院/IPAC-NASA系外行星科学研究所）；Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC)（加那利天体物理研究所）；Universidad de La Laguna (ULL)（拉帕鲁纳大学）；Tsinghua University（清华大学）；Nanjing University（南京大学）
本文研究了银河晕中古老恒星群体中的系外行星发生情况，通过Gaia DR3和TESS数据发现两个热木星候选者，探讨了这些行星在古老、金属贫乏环境中的形成，并得出银河晕中热木星发生率显著低于银河盘的结论。
2026-05-18 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Accreted Globular Clusters in External Galaxies: Why Adaptive Dynamics is not the Solution
许多天体物理学和星系尺度的宇宙学问题需要一个确定的引力势，而引力势通常是由观测者在强假设下模拟的。星系周围的球状星团（GCs）可以作为大尺度（kpc）上亮物质和暗物质分布的动力学示踪剂。模拟引力势的一个自然假设是，在同一个矮星系合并事件中吸积的GC目前在宿主星系中的轨道相似，因此应该有相似的作用。我们调查这个想法在一个现实的银河系一样的星系的宇宙学N体模拟套件御夫座。我们展示了吸积恒星粒子在模拟中的行为是如何演变的，并且最小化作用空间中GC的标准差，但是，不能约束真正的潜力。因此，这种称为自适应动力学的方法对吸积GC不起作用。
2019-09-10 astro-ph.GA
The Gaia DR3 view of dynamical substructure in the stellar halo near the Sun
来自过去合并事件的碎片是预期的，在某种程度上，已知会填充太阳附近的恒星晕。我们的目标是确定和补充使用盖亚DR 3数据的金属丰度和化学丰度的信息LAMOST LRS和APOGEE晕星在2.5千秒差距内从太阳合并碎片。我们利用一个单一的链接为基础的聚类算法，以确定过密度的运动空间的积分，可能是由于合并碎片。结合金属丰度信息和化学丰度，我们将这些统计上显著的超密度。我们发现局部恒星晕包含7个主要的动力学群，有些是原地起源的，有些是吸积起源的，其中大部分是已知的。我们报告发现了一个新的子结构，我们命名为ED-1。此外，我们还发现了11个独立的较小团块的证据，其中5个是新的：ED-2，3，4，5和6通常是相当紧的动态，描绘了一个小范围的金属丰度，其丰度时，以及它们在运动空间积分的位置，建议一个吸积的起源。当地的晕包含一个重要的数量的子结构，原位和增生的起源。
2022-07-19 astro-ph.GA
Star formation in outer rings of S0 galaxies. III. UGC 5936 -- an S0 with currently accreted satellite matter
虽然S 0星系通常被认为是“红色和死亡的”，但它们通常表现出以环状结构组织的恒星形成。我们试图澄清这一现象的性质及其与螺旋星系中恒星形成的区别。本文研究的是一个明亮的S 0星系UGC 5936。通过沿UGC 5936的长轴应用长缝光谱，我们测量了气体和恒星的运动学，星系主体的Lick指数，以及环中强发射线通量比。在使用线比诊断图检查环中的气体激发并确保它主要由年轻恒星电离之后，我们使用流行的强线方法确定了气体氧丰度。此外，我们已经证明了东南矮卫星的空间接近UGC 5936，并测量其气体金属丰度。环中的电离气体被年轻恒星激发，具有太阳金属丰度。星环中的恒星形成时间相当长，其强度与UGC 5936目前的HI含量相对应（符合肯尼库特-施密特关系）。HI分布的整体形态表明，UGC 5936的外盘上有来自卫星的冷气体吸积，由于卫星的位置和旋转都在主星系的星盘平面内，吸积过程是平滑的层流，为恒星形成点火提供了有利条件。
2020-05-19 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
