Enhancements to velocity-dependent dark matter interactions from tidal streams and shells in the Andromeda galaxy
邻近星系周围的暗物质亚结构为无混淆间接探测暗物质提供了一个有趣的机会。假设横截面与索末菲效应所提出的暗物质粒子的相对速度成反比，我们计算了M31潮汐结构中暗物质自湮灭产生的伽马射线辐射对暗物质平滑背景分布的增强。与背景晕和速度无关截面的预测发射相比，结构中材料的低速度导致伽马射线发射显著增加。我们还计算了费米的预期信号，合理选择的暗物质参数。我们发现，对于一个截面成正比的平方反比的相对速度，增强的湮灭率是足够的空间相关性与恒星的流分量的截面测试的速度依赖性，给出足够的检测器的灵敏度。
2011-11-08 astro-ph.GA
Accretion in action: phase space coherence of stellar debris and globular clusters in Andromeda's South-West Cloud
当前宇宙学范式的一个中心原则是，星系随着时间的推移通过较小系统的吸积而成长。在这里，我们提出了新的运动学测量中心附近的一个dennious明显的子结构，西南云，在我们最近的巨大邻居，仙女座星系的外晕。这些观测结果表明，该地区的西南云的运动学特性是一致的PA-8，一个球状星团先前被证明是同空间的恒星子结构。从这个意义上说，这种情况让人想起人马座矮星系中心附近的少数球状星团，这个系统目前正在被吸积到银河系中，证实吸积不仅将恒星，而且将球状星团沉积到大星系的晕中。
2014-08-26 astro-ph.GA
The survey of planetary nebulae in Andromeda (M31) VI. Kinematics of M31 inner-halo substructures and comparison with major-merger simulation predictions
本文利用M31内晕子结构的行星状星云视线速度测量，结合主并合模拟预测，揭示了M31在2.5至4 Gyr前经历了一次“湿”主并合，形成了当前盘结构与内晕子结构。
2023-05-04 astro-ph.GA
Could the Magellanic Clouds be tidal dwarves expelled from a past-merger event occurring in Andromeda?
麦哲伦云通常被认为是银河系卫星系统中的异常值，因为它们是不规则的和富含气体的星系。从它们大的相对运动来看，它们很可能是第一次经过银河系附近，可能来自本星系群的另一个区域或其外围。M31在过去可能处于合并阶段，我们调查大麦云云是否可能是在这次事件中被驱逐的潮汐矮星。这种假设是测试的框架下，目前的测量和不确定性的相对运动的LMC和M31。我们的方法是使用数千种不同的配置来跟踪LMC轨迹，这些配置对相应的参数空间进行采样。我们发现了几种配置，让LMC在50千秒差距从M31，4.3至8 Gyrs前，根据所采用的银河系晕的形状。对于所有的构型，在这样一个位置的LMC速度总是略大于在这样一个半径的逃逸速度。最好的解决方案对应于一个球形到扁长的银河系晕，预测M31的横向运动小于107公里/秒，并下降到接近零的值。我们的结论是，从目前的测量，麦哲伦云很可能是潮汐矮星驱逐前合并事件发生在M31。
2010-10-19 astro-ph.GA
The survey of planetary nebulae in Andromeda (M31) VII. Predictions of a major merger simulation model compared with chemodynamical data of the disc and inner halo substructures
本研究通过结合质量比1:4的主并合模拟与化学模型，预测了M31内晕子结构的相空间和金属丰度分布，发现其与观测数据高度吻合，为约3 Gyr前M31发生主卫星并合提供了有力证据。
2025-06-09 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
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
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
Recent Results from SPLASH: Chemical Abundances and Kinematics of Andromeda's Stellar Halo
在过去的十年里，对仙女座星系的恒星星族的大规模调查彻底改变了我们对这个星系的看法。大规模的连续光度测量和定点光谱测量相结合，对于发现仙女座的子结构和解开仙女座的结构成分特别强大。SPLASH（仙女座恒星晕的光谱学和光度学景观）调查包括宽波段和窄波段的成像和光谱学的红巨星分支恒星的视线范围从2千秒差距到超过200千秒差距从仙女座的中心。SPLASH数据揭示了一个幂律表面亮度轮廓延伸到仙女座维里半径的至少三分之二（Gilbert et al. 2012），金属丰度梯度延伸到仙女座中心至少100 kpc（Gilbert et al. 2014），以及仙女座内晕中大量加热盘星的证据（Dorman et al. 2013）。我们还使用晕星的速度分布来测量仙女座的切向运动（Beaton等人，准备中）。
2016-03-16 astro-ph.GA
Substructures in Minor Mergers' Tidal Streams
在这项工作中，我们探讨的想法，像星团的子结构可以形成的潮汐流产生的星系小合并。我们使用$N$体和SPH模拟卫星星系与一个更大的星系的相互作用。我们研究流中的质量分布，以确定可能形成亚结构的高密度区域。我们发现，没有气体，没有子结构形成的超密度没有显示出明确的形态，也没有动力学稳定性。包括气体，我们发现，出现了几个团块，并证明是真正的长期存在的物理结构（$t \geq$ 1 Gyr）。我们分析了这些结构的轨道，年龄和质量，找到它与晕子系统的对应关系。我们的结论是，这是可能的，以形成集群状结构的潮汐流的材料，并发现证据，有利于在这些系统中存在的暗物质。
2019-08-20 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
Structure and Population of the Andromeda Stellar Halo from a Subaru/Suprime-Cam Survey
我们提出了一个光度调查的恒星晕的仙女座星系，使用Suprime-Cam的斯巴鲁望远镜。详细分析VI色星等图的解决恒星星族被用来测量的属性，如视距，表面亮度，金属丰度，和年龄，这些被用来隔离和表征不同的组成部分的M31晕：（1）几个子结构，（2）光滑的晕。首先，我们研究了M31的晕子结构沿西北/东南短轴到R ~ 100 kpc和西南长轴区域在R ~ 60 kpc。我们证实了Ibata等人（2007）报道的东南晕中的两个亚结构，并在西北晕中发现了两个过密的亚结构。我们研究了这四个子结构以及包括西大陆架在内的其他结构的性质，发现这些系统之间的恒星星族存在差异，从而表明每个系统都有不同的起源。我们的统计分析表明，M31晕作为一个整体可能包含至少16个子结构，每一个都有不同的起源。其次，我们研究了R > 100 kpc的基础，光滑和扩展的晕分量的性质。我们发现这个光滑晕的表面密度可以用尺度半径为17 kpc的Hernquist模型或R^{-2.17 +/-0.15}的幂律分布拟合。与相对平滑的晕密度分布相反，它的金属丰度分布似乎是空间上不均匀的，随着半径的非单调变化，这表明晕人口没有足够的时间来动态均匀的吸积人口。对M31晕形成的进一步影响进行了讨论。
2009-11-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Stellar Stream and Halo Structure in the Andromeda Galaxy From a Subaru/Hyper Suprime-Cam Survey
本文利用斯巴鲁望远镜上的Hyper Suprime-Cam对仙女座星系晕（M31）西北部进行了宽深测光。该巡天覆盖了9.2度$^{2}$场的$g$、$i$和$NB515$波段，并显示了M31晕星的一个清晰的红巨星分支（RGB）和一个明显的红团（RC）特征。RC星的空间分布显示了一个突出的流的功能，西北（NW）流，和一个弥漫的子结构在南部的一部分，我们的调查领域。我们估计的距离的基础上的RC方法，并获得$(m-M)$ = 24.63 $\pm 0.191$（随机）$\pm0.057$（系统）和24.29 $\pm 0.211$（随机）$\pm0.057$（系统）磁分别为NW流和扩散子结构，这意味着NW流位于M31的后面，而扩散子结构位于前面。我们还估计了沿西北流的视线距离，发现流的南部是$\sim$ 20千秒差距更接近我们相对于北部。由等时线拟合的彩色星等图推断的北西西流的距离支持RC距离，但对$NB515$选择的RGB星估算的TRGB距离与之不一致，发现北西西流中RC星的表面数密度分布近似为高斯分布，其半高宽为$\sim$ 25 arcmin（5.7千磅/平方英寸），向西南侧略有倾斜。沿西北流的结构复杂，包括数量密度的变化和流中的显着差距。
2017-12-11 astro-ph.GA
Exploring Halo Substructure with Giant Stars: Substructure in the Local Halo as Seen in the Grid Giant Star Survey Including Extended Tidal Debris from Omega Centauri
本文给出了南半球格网巨星巡天（GGSS）中3318颗太阳下金属度V<13.5的恒星的纬度归一化视向速度（Vb）分布。样本中包括了大部分距离银河系盘和晕约5千秒差距的巨星。发现附近的晕（1）表现出明显的运动学亚结构，（2）由几个速度相干结构突出地代表，包括在l~285度的非常逆行的恒星“云”和延伸的逆行“流”，可以看到相对较紧的l-vb序列。在银河系第四象限的一个序列位于l-vb空间内，预计包含来自wCentauri“星团”的潮汐碎片。wCen不仅精确地位于这个l-vb序列中，而且成员星的位置和vb与以wCen当前位置和空间运动结束的轨道上潮汐扰动矮星系的N体模拟相匹配。但是，我们很可能发现wCen潮汐流扩展部分的最终证据来自恒星子样本的阶梯光谱，它揭示了一个非常特殊的化学丰度特征，已知只发生在wCen中。新发现的wCen碎片几乎占了GGSS南部所有的银河系第四象限逆行星，这表明wCen是银河系内部逆行巨星的主要贡献者。
2012-02-08 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
Chemo-dynamical substructure in the M31 inner halo globular clusters: Further evidence for a recent accretion event
基于金属丰度的选择，我们确定了一个显着的子人口的内晕球状星团在仙女座星系，我们命名为杜莱斯结构。它是一个由10-20个球状星团组成的同向旋转星团，在运动学上与大多数内晕星团不同，平均来说比大多数内晕星团更贫金属。有趣的是，这个杜莱斯结构的轨道轴与最近使用仙女座外晕中的球状星团子种群确定的年轻吸积事件的轨道轴紧密对齐，这强烈暗示了两者之间的因果关系。如果这种联系得到证实，那么对杜来结构中球状星团运动学的一个自然解释是，它们追踪到了在过去几十亿年中仙女座星系晕中大量祖先（~10^11 Msun）的吸积，这可能是作为一个更大的星系团陷落的一部分发生的。
2022-11-15 astro-ph.CO 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
A detailed star formation history for the extremely diffuse Andromeda XIX dwarf galaxy
我们目前的深度成像的超弥漫仙女座XIX矮星系从哈勃太空望远镜的高级相机的调查，解决其恒星星族低于最古老的主序关闭。我们得出一个完整的恒星形成历史的星系使用匹配，并没有发现恒星形成的证据，在过去的8 Gyr。我们计算了$τ_{90}=9.7\pm0.2$ ~Gyr的淬灭时间，表明仙女座~XIX很早就停止了恒星的形成。这种早期淬灭，加上它极大的半光半径，低密度的暗物质晕和低于预期的金属丰度，使它成为本星系群中一个独特的星系，并提出了关于它如何形成的问题。早期的淬火时间使我们能够排除来自爆发性恒星形成的反馈，以此来解释其弥漫的恒星星族和低密度的暗物质晕。我们发现，扩展的恒星星族，低密度晕和恒星形成可以解释由潮汐相互作用（如潮汐冲击）或后期干合并，后者也解释了它的低金属丰度。自行和详细的丰度将使我们能够区分这两种情况。
2022-09-26 astro-ph.GA
Modelling the Effects of Dark Matter Substructure on Globular Cluster Evolution with the Tidal Approximation
我们提出了直接的$N$体模拟潮汐填充30,000 ${\rm M}_\odot$星团轨道之间的10千秒差距和100千秒差距的星系与一系列的暗物质子结构属性。与时间相关的潮汐力是根据星系的光滑和暗物质暗物质组成的潮汐张量来确定的，暗物质组成的潮汐张量会导致潮汐场的波动，从而加热星系团。这些波动的强度和持续时间是敏感的本地暗物质密度，子结构分数，次晕质量函数，和次晕质量尺寸关系。基于冷暗物质的框架，我们初步假设子晕是Hernquist球，其质量函数介于$10^5$和$10^{11} {\rm M}_\odot$之间，并发现潮汐涨落太弱、太短，不足以影响星团的演化.将子晕视为点质量，以探索更密集的子晕如何影响团簇，我们发现只有质量大于$10^{6} {\rm M}_\odot$的子晕才会导致团簇溶解时间减少。这些相互作用也可以减少集群的大小，同时通过潮汐加热增加外部区域的速度色散和切向各向异性。因此，潮汐张量的波动增加，特别是由于低质量晕引起的波动，不一定会转化为质量损失。我们进一步得出结论，潮汐近似可以用来模拟集群演化的宇宙学模拟的最小冷暗物质子晕质量的$10^{6} {\rm M}_\odot$，作为低质量的子晕对星团的影响是可以忽略不计的潮汐场。
2019-07-30 astro-ph.GA
Collision tomography: Physical properties of possible progenitors of the Andromeda stellar stream
为了揭示仙女座巨型星流的前身，我们使用$N$体模拟研究了一个吸积卫星星系和仙女座星系之间的相互作用。一个全面的参数研究与247个模型进行了不同的大小和质量分布的祖矮星系。我们表明，结合能的祖是在复制仙女座巨型恒星流和仙女座星系周围的壳状结构的关键参数。作为模拟的结果，祖必须满足一个简单的标度关系之间的核心半径，总质量和潮汐半径。使用这种关系，我们成功地约束的物理性质的祖细胞具有从$5\times10^8 M_\odot$到$5\times10^9 M_\odot$和中心表面密度周围的$10^3\, M_\odot\, \mathrm{pc}^{-2}$的质量。我们的结果和附近观测到的星系之间的详细比较表明，仙女座巨星流的可能的祖先包括一个矮椭圆星系，一个矮不规则星系，和一个小旋涡星系。
2016-06-10 astro-ph.GA
Tidal stripping stellar substructures around four metal-poor globular clusters in the Galactic bulge
利用英国红外望远镜WFCAM近红外线列阵获得的宽视场深J、H和K成像数据，研究了银河系球丘区四个贫金属球状星团（NGC 6266、NGC 6626、NGC 6642和NGC 6723）周围恒星的空间密度结构.对色星等图上的恒星应用统计加权滤波算法，以便从场恒星污染中对簇成员候选者进行排序。在星团的二维等密度等值线图中，我们发现四个球状星团都表现出强有力的证据，潮汐剥离恒星的特征超出潮汐半径，在潮汐尾或小密度瓣或块的形式。扩展的恒星子结构的方向可能与星系和星系团空间运动的动力学相互作用的影响有关。观测到的径向密度分布的四个球状星团也描述了扩展的子结构，他们离开理论国王和威尔逊模型，并有一个过密度的功能，在一个斜坡上的休息外区域的集群。这些观测结果可能暗示，在球状星团的动力学演化过程中，位于银河系球丘区的4个球状星团经历了银河系引潮力、球丘或盘震等强烈的环境效应。这些观测结果为我们理解星系核球区星系团的演化以及星系的形成提供了进一步的约束。
2014-10-07 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
Seen and unseen tidal caustics in the Andromeda galaxy
间接探测来自暗物质相互作用的高能粒子是了解更多关于暗物质的有希望的途径，但由于这些粒子的高能天体物理源与假定的高密度暗物质区域经常重合而受到阻碍。我们计算的助推因子和伽马射线通量从暗物质与两个壳状焦散线的发光潮汐碎片最近发现的仙女座星系周围，假设暗物质是自己的超对称反粒子。这些壳层特征可能是通过伽马射线间接探测暗物质的一个很好的候选者，因为它们远离星系中心的主要混淆源，而且因为壳层的形状表明大部分质量都堆积在远心附近。使用一个数值估计专门校准，以估计密度在N体表示与尖锐的功能和先前确定的N体模型的壳，我们发现，最大的助推因子确实发生在壳，但只有百分之几。我们还发现，伽马射线通量是一个数量级太低，以费米探测到可能的暗物质参数，约2个数量级的信号，将来自矮星系，产生壳的N体模型。我们进一步表明，径向密度分布和相对径向间距的壳，无论是在黑暗或明亮的物质，是相对不敏感的宿主星系的潜力的细节，但在一个可预测的方式依赖于祖先星系的速度色散。
2010-10-19 astro-ph.GA astro-ph.HE
Asymmetric Drift in the Andromeda Galaxy (M31) as a Function of Stellar Age
我们分析了仙女座的磁盘作为恒星年龄的函数的运动学通过使用测光从全色哈勃仙女座宝库（PHAT）调查和光谱从仙女座的恒星晕（SPLASH）调查的光谱和测光景观。我们使用HI 21-cm和CO（$\rm J=1 \rightarrow 0$）数据来检查气体的去投影旋转速度与恒星的旋转速度之间的差异。我们将恒星分为四个恒星年龄箱，从最短的寿命到最长的寿命：大质量主序星（0.03 Gyr），更明亮的中间质量渐近巨星分支（AGB）星（0.4 Gyr），不太明亮的中间质量AGB星（2 Gyr）和低质量红巨星分支星（4 Gyr）。恒星的偏移量和气体的自转速度或不对称漂移之间存在明显的相关性：寿命较长的粒子群比寿命较短的粒子群更落后于气体。我们还研究了可能的原因的子结构中的旋转曲线，并发现分散在旋转曲线中的最重要的原因来自倾斜环模型是一个不完美的方式来解释仙女座的磁盘中的多个翘曲。
2018-11-21 astro-ph.GA
Substructures and tidal distortions in the Magellanic stellar periphery
我们使用一个新的全景成像调查，进行与暗能量相机，映射恒星边缘的大麦哲伦云和小麦哲伦云极低的表面亮度V $\gtrsim$ 32等角秒$^{-2}$。我们的结果清楚地说明了LMC-SMC对的密切相互作用的性质。我们发现，外LMC磁盘强烈扭曲，表现出不规则的形状，证据翘曲，并在面向SMC的一侧显着截断。大麦哲伦星云的北部和南部以及云间区域都存在大型的弥漫恒星子结构。这些特征中至少有一个似乎与连接云的天琴座RR星的桥梁是同空间的。SMC受到高度干扰-我们确认潮汐尾的存在，以及最接近LMC一侧的大视线深度。SMC中的年轻、中等年龄和古老的恒星星族呈现出明显不同的空间分布。特别是那些年龄为$\sim$ 1.5-4 Gyr的恒星，其质心与最老恒星的质心向大麦哲伦星系偏移了几度。我们推测，大麦哲伦星系的引力影响可能已经在几个Gyr前扰动了SMC的气体成分。通过仔细的建模，麦哲伦星系外围明显的各种子结构和潮汐扭曲应该会严格限制云的相互作用历史。
2018-04-17 astro-ph.GA
The Andromeda Galaxy's Last Major Merger: Constraints from the survey of Planetary Nebulae
本研究利用行星状星云作为化学动力学示踪剂，揭示了仙女座星系约25-40亿年前由质量比约1:5的“湿”大合并形成了厚薄盘及内晕子结构，从而约束了其近期形成历史。
2023-05-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Extended stellar substructure surrounding the Boötes I dwarf spheroidal galaxy
我们提出了深恒星测光的牧夫座I矮球状星系在g和i波段过滤器，采取了暗能量相机在塞罗托洛洛在智利。我们的分析揭示了一个大的，扩展区域的恒星子结构周围的矮星，以及一个明显的超密度侵占其潮汐半径。牧夫座一号恒星分布的径向剖面显示了一个破裂半径，表明存在潮外恒星。这些观测结果强烈地表明牧夫座一号正在经历潮汐分裂，尽管没有武仙座矮椭球体表现出的那么极端。结合修订的速度色散测量从文献中，我们看到的证据表明，需要审查以前的理论模型的牧夫座I矮球状星系。
2016-07-02 astro-ph.GA
Stellar Substructures around the Hercules Dwarf Spheroidal Galaxy
我们提出了深$g,i$ -波段DECam恒星测光的武仙座银河系卫星星系，及其周围的领域，到一个径向距离的5.4倍的潮汐半径。我们已经确定了九个扩展的恒星子结构与矮星，优先分布在星系的主轴。两个明显的密度过高的星系位于95%置信区间之外的可能轨道路径，似乎是自由漂浮的潮汐碎片。我们估计的光度的新的恒星子结构，并发现，大约相同数量的恒星流量是躺在这些扩展的结构内的武仙座的主体。我们还分析了候选蓝色水平分支恒星的分布，并发现在大于98%的置信水平上与子结构的排列一致。我们的分析提供了一个定量的证明，武仙座是一个强烈的潮汐干扰系统，与显着的恒星功能至少1.9千秒差距的星系。
2015-03-12 astro-ph.GA
Comparing the observable properties of dwarf galaxies on and off the Andromeda plane
在银河系和仙女座周围探测到的卫星星系的薄而延伸的平面并不是LCDM范式的自然预测。在这些不同的平面上的星系可能以不同的方式形成和进化（例如，（1）他们的邻居。如果是这样的话，人们会期望仙女座中的面内和面外矮星系经历了不同的演化历史，这应该反映在两个群体的化学，动力学和恒星形成历史中。在这项工作中，我们提出了新的，强大的运动学观测2面M31 dSphs（和XVI和XVII）和编译和比较所有可用的观测指标的面上和面外的矮星，以寻找一个信号，将证实这样的假设。我们发现，除非他们的空间排列，平面和平面外仙女座矮星系是无法区分的，反对这两个人口的形成和进化历史截然不同。
2014-11-12 astro-ph.GA
The origin of the metallicity distributions of the NE and W stellar shelves in the Andromeda Galaxy
本文通过数值模拟M31与卫星星系的并合，探究了仙女座星系东北和西恒星壳层及巨型恒星流的起源，发现具有负径向金属丰度梯度的单一 progenitor 能成功重现观测到的化学动力学性质。
2023-11-24 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
RomAndromeda: The Roman Survey of the Andromeda Halo
提出罗曼望远镜对仙女座星系晕的2历元、2波段巡天，覆盖500平方度，探测红巨星并测量自行，结合光谱数据获取10万恒星三维运动，研究星系形成与暗物质分布。
2023-06-21 astro-ph.GA
Dynamical Evolution of Substructured Star Clusters at 3 kpc from the Galactic Center
研究了距银河系中心3 kpc处初始分形星团的演化，发现当初始位力比$\leq$0.5时，部分子结构能在潮汐力下存活为子星团，并形成类似RSGCs的天体，揭示了单星团演化为多星团的可能性。
2024-12-20 astro-ph.GA
J-ATLAS: Javalambre Andromeda and Triangulum Legacy Astrophysical Survey
Centro de Estudios de Física del Cosmos de Aragón (CEFCA)（阿拉贡宇宙物理研究中心）；Instituto de Astrofísica de Andalucía, CSIC（安达卢西亚天体物理研究所，西班牙国家研究委员会）
J-ATLAS拟开展M31-M33系统宽场光学光谱巡天，通过先导巡天验证关键技术后将绘制星系外围结构并约束多种天体物理参数。
2026-07-30 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
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
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
Stellar Tidal Streams in External Galaxies
为了把银河系和M31的高度亚结构的恒星晕放在一个更大的分层星系形成的背景下，有必要了解外部星系周围潮汐亚结构的普遍性和性质。本章详细介绍了我们的观测知识流在星系和超越本集团，这是在解决恒星星族和综合光研究的现状。河外星系中单个星系流的建模受到阻碍，因为我们无法获得星系流中恒星运动学的解析，尽管许多星系流包含交替发光的运动学示踪物，如球状星团或行星状星云。我们比较观察到的结构预测模型的星系晕的形成，这提供了深入了解的数量和属性的流预计银河系周围的星系。更具体地说，我们讨论的推论，可以只根据观察到的形态流祖细胞。我们扩大我们的讨论，考虑在较低的质量尺度的层次吸积，特别是观测证据表明，子结构存在于较小的质量尺度和吸积事件的影响可能对矮星系（卫星或孤立）的演化。最后，我们讨论了潜在的子结构的存在下，在晕和磁盘的结构特性之间的相关性。虽然已经取得了许多令人兴奋的发现潮汐子结构周围的外部星系，“全球”的问题，星系形成和演化通过分级吸积等待一个更完整的人口普查的低表面亮度的星系外围的本星系群内外。
2016-03-15 astro-ph.GA
Studying the Physical Properties of Tidal Features I. Extracting Morphological Substructure in CANDELS Observations and VELA Simulations
大合并在星系演化中的作用仍然是一个关键的悬而未决的问题。现有的经验性合并识别方法使用非参数和主观的视觉分类，这可能对约束合并历史构成系统性挑战。作为克服这些挑战的第一步，我们开发并公开分享了一个新的基于Python的软件工具，该工具从流行的参数光轮廓拟合工具（例如，GALFIT）。使用哈勃太空望远镜（$HST$）$H$波段单Sérsic残留图像的$17$坎德尔星系，我们证明了该工具的能力，以测量表面亮度和提高定性识别的各种常见的残留功能（磁盘结构，螺旋子结构，合理的潮汐功能，和强大的引力弧）。我们测试我们的方法合成$HST$观测的$z\sim 1.5$主要合并VELA流体动力学模拟。我们提取$H$ -波段残留功能对应的出生，成长，和衰落的潮汐功能在不同的阶段和观看方向在坎德尔深度和分辨率。我们发现，在浅深度提取的特征具有嘈杂的视觉外观，并且容易受到视角效应的影响。对于VELA的$z\sim 3$主要合并，我们发现詹姆斯韦伯太空望远镜的NIRCam观测可以探测高红移潮汐功能具有相当大的优势，超过现有的$HST$的能力。进一步的定量分析，合理的潮汐特征提取与我们的新软件持有承诺的强大识别标志合并签名和相应的改进合并率的限制。
2019-03-26 astro-ph.GA
Dynamical Properties of Eccentric Nuclear Disks: Stability, Longevity, and Implications for Tidal Disruption Rates in Post-Merger Galaxies
在某些星系中，围绕着超大质量黑洞运行的恒星以偏心核盘的形式存在，其中每颗恒星都在一个连贯的、近似对齐的轨道上。最著名的偏心核盘的例子是仙女座的双核，并且有强有力的证据表明在本地宇宙中还有更多。然而，尽管它们显然无处不在，但它们长寿的动力学解释仍然是一个谜：差分岁差应该在短时间尺度上消除大规模的拱点排列。在这里，我们确定了一个新的动力学机制，稳定偏心核盘，并首次解释了在仙女座核中看到的负偏心梯度。稳定机制驱动各个轨道的偏心率向量在方向（关于圆盘的平均体）和大小上的振荡。与负离心率梯度相结合，离心率振荡将盘内边缘附近的一些恒星推到非常接近黑洞的位置，可能导致潮汐破裂事件。数量级计算预测极高的利率在最近形成的偏心核盘（$\sim0.1 - 1$ ${\rm yr}^{-1} {\rm gal}^{-1}$）。除非恒星盘得到补充，否则这些速率会随着恒星盘质量的减少而降低。如果偏心核盘形成在富含气体的主要合并，这可能会解释优先发生的潮汐破裂事件在最近合并和合并后（E + A/K + A）的星系。
2018-02-05 astro-ph.GA
SILCC-Zoom: the dynamic balance in molecular cloud substructures
分子云是如何分裂并形成致密结构进而形成恒星的，这是一个悬而未决的问题。我们调查的相对重要性，不同的能量项（动力，热，磁，重力-自引力和潮汐力）的形成和演变的分子云及其子结构的基础上SILCC-Zoom模拟。这些模拟遵循冷分子云的自洽形成，从扩散超新星驱动的星际介质在一个分层的星系盘的尺度下降到0.1 pc。我们研究了七个分子云（五个有磁场，两个没有）150 - 200万年的时间演化。使用树状图，我们确定了云内部的分层3D子结构，目的是了解它们的动态，并区分重力湍流破碎和全球分层崩溃的理论。维里分析表明，稠密气体确实是由重力和湍流的相互作用所主导的，而磁场和热压只对蓬松的原子结构很重要。随着时间的推移，引力束缚的子结构从边缘束缚的介质（病毒比$1 \leq α_{\rm vir}^{\rm vol} <2$）中出现，这是大规模超新星驱动的流入的结果，而不是全球崩溃。详细的潮汐分析表明，潮汐张量是高度各向异性的。然而，潮汐力一般不足以破坏大规模或密集的子结构，但会导致它们的变形。通过比较潮汐和穿越时间尺度，我们发现潮汐力似乎不是分子云内湍流的主要驱动力。
2022-04-05 astro-ph.GA
Stochastic tidal heating by random interactions with extended substructures
引力系统被一个动态的子结构海洋所包围，其经历的局部潮汐场的波动将动能注入内部运动。本文使用随机微积分技术，将“潮汐加热”描述为轨道速度的随机游走，导致四维能量-角动量空间的扩散。在球形，静态的潜力，我们推导出格林传播直接从子结构的数量密度和速度分布与已知的质量和尺寸的功能，没有任意削减的力量或碰撞参量的解析解。此外，提出了一种Monte-Carlo方法，该方法从概率函数中采样速度“踢”，并可用于模拟完全通用的势中的轨道散射。为了说明，我们遵循行星轨道的演化在一个clusterian环境。我们表明，随机加热（无质量）光盘在开普勒潜在导致的形成，和随后的“蒸发”的奥尔特云，并推导出解析表达式的逃逸率和逆行轨道上的彗星的分数作为时间的函数。外推的subhalo质量函数的银河系一样的晕下降到WIMP自由流长度表明，在太阳系外的对象经历重复的相互作用与黑暗的微晕的动态时间尺度。
2019-01-31 astro-ph.EP 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
The structure of the stellar halo of the Andromeda galaxy explored with the NB515 for Subaru/HSC. I.: New Insights on the stellar halo up to 120 kpc
本文利用 Subaru/HSC 的 NB515 滤光片在 120 kpc 范围内分析 M31 恒星晕，发现了三个与巨星南流相关的新子结构，并揭示了晕的测光金属丰度分布具有空间非均匀性。
2025-01-02 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
The Merger-Driven Origin of the Vast Extended Stellar Disc Around the Andromeda Galaxy
National and Kapodistrian University of Athens（雅典国立卡波蒂斯坦大学）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Observatoire de Paris（巴黎天文台）；PSL Research University（PSL研究大学）；CNRS（法国国家科学研究中心）；Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik (MPE)（马克斯·普朗克地外物理研究所）；University Observatory Munich (USM)（慕尼黑大学天文台）
研究仙女座星系近期富含气体的大质量合并事件，用N体流体动力学模拟，对比模型粒子与星系盘中解析示踪剂，揭示合并对星系盘的影响，如使其变热、不对称、伸展等。
2026-07-02 astro-ph.GA
Architecture of the Andromeda: a quantitative analysis of clustering in the inner stellar halo
我们提出了一个定量测量的集群存在于内部$\sim30$ kpc的仙女座星系（M31）的恒星晕的量。为此，我们分析了M31恒星晕中精心挑选的行星状星云（PNe）的角位置和径向速度。我们研究了角位置和视线速度空间中成对距离的累积分布，发现M31恒星晕中包含的近对恒星比无特征的光滑晕中包含的近对恒星要多得多。与平滑/杂乱分布相比，我们估计M31内晕中的聚集过剩在最大值和平均值$\sim 20\%$上大致为$40\%$。更重要的是，与\cite{2005ApJ...635..931B}的11个恒星晕模型相比，这是在$Λ{\rm CDM}$宇宙学范式的背景下模拟的，我们发现，在M31恒星晕的子结构的数量非常类似的一个典型的$Λ{\rm CDM}$晕。
2016-10-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Major Substructure in the M31 Outer Halo: the East Cloud
我们提出了第一个详细的分析东云，一个高度分散的弥漫恒星子结构的外晕的M31。子结构的核心位于外晕中距离M31中心$\sim100$ kpc的投影处，可能延伸到内晕。使用泛仙女座考古调查测光的红巨星分支恒星，我们测量的距离，金属丰度和亮度的云。利用哈勃空间望远镜的观测资料，我们分别测量了与东云核心PA-57和PA-58重合的两个球状星团的距离和金属丰度，发现它们的距离与东云一致。四个进一步的球状星团符合子结构的扩展被确定为潜在的相关。结合分析，我们确定了距离云的$814^{+20}_{-9}$千秒差距，金属丰度的$[Fe/H] = -1.2\pm0.1$，和亮度的$M_V = -10.7\pm0.4$马格。即使允许列入潜在的扩展，这占不到百分之$20$的祖光度所暗示的光度-金属丰度关系。使用为此分析开发的最新技术，我们还改进了对西南云距离和亮度的估计，这是本系列以前工作中分析的一个单独的子结构。
2015-11-16 astro-ph.GA
Astro2020 Science White Paper: Construction of an L* Galaxy: the Transformative Power of Wide Fields for Revealing the Past, Present and Future of the Great Andromeda System
大仙女座星系（M31）是近-远星系演化的连接点，也是近场宇宙学的主要数据点。由于它的接近（780 kpc），M31可以被分解成像银河系（MW）这样的单个恒星。与MW不同的是，我们拥有M31的全球视野，使M31能够用同样适用于更遥远星系的技术进行观测。此外，最近的证据表明，M31可能在最后几个Gyr的大合并中幸存下来，塑造了它的恒星晕的形态并引发了星暴，同时使恒星盘基本上保持完整。因此，MW和M31提供了互补的机会，深入研究的磁盘，晕和卫星的L* 星系。我们对M31系统的理解将在21世纪20年代发生转变，如果它们包括用于测光（类似HST的灵敏度和分辨率）和光谱学（10米级望远镜，>1平方米）的宽视场设施。°的场，高度多路复用，R~ 3000至6000）。在这里，我们专注于这些设施的力量，以约束过去，现在和未来的合并历史的M31，通过化学动力学分析和恒星形成的历史相混合的恒星吸积在早期，以及恒星在生存潮汐碎片功能，M31的扩展磁盘，和完整的卫星星系，最终将潮汐纳入晕。这将产生一个前所未有的M31系统的层次形成的视图，并将其构建成我们今天观察到的L* 星系的subhalos。
2019-04-01 astro-ph.GA
The Herschel Exploitation of Local Galaxy Andromeda (HELGA). VI. The distribution and properties of molecular cloud associations in M31
在本文中，我们提出了一个巨大的分子云（GMCs）的仙女座（M31）星系的目录提取的赫谢尔开发本地星系仙女座（HELGA）数据集。GMCs的Herschel地图使用分层源提取算法进行识别。我们提出了这个新的目录的结果，并根据Smith等人（2012）发现的径向尘埃/气体特性，分析了其云的空间分布和光谱能量特性。在10^4-10^7 M_sol的质量范围内，共鉴定出236个巨微球，它们的累积质量分布与M^-1.45成正比，这与早期的研究结果一致。GMC似乎遵循相同的云质量的LCO相关性在银河系中观察到的。然而，这个目录和干涉测量研究之间的比较也表明，GMCs的子结构低于赫歇尔分辨率限制，这表明我们正在观察GMCs的协会。在Gordon等人（2006）之后，我们通过将观测到的结构分解为一组旋臂和偏置环来研究M31的空间结构。我们拟合半径为10.5和15.5千秒差距的两个最突出的环。然后，我们拟合一个对数螺旋与螺距角为8.9度的GMC不相关的环。最后，我们评论我们的结果上的deprojection的影响，并探讨M31的倾角的不同模型的影响后，一个未扰动的螺旋臂系统的投影。
2014-07-08 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 tidal evolution of dark matter substructure -- I. Subhalo density profiles
准确预测暗物质晕的丰度和结构演化对于理解星系形成、模拟星系成团和限制暗物质的性质至关重要。由于次晕演化的非线性性质，宇宙学的$N$体模拟仍然是其主要的研究方法。然而，最近的研究表明，这种模拟仍然受到人为干扰的严重影响，减少了小规模的信息内容，降低了所有模拟校准半分析模型的可靠性。在本文中，我们利用最近发布的DASH库的高分辨率，理想化的模拟subhaloes的潮汐演变，这是不受阻碍的数值overmerging由于离散噪声或力软化，校准改进的，更准确的模型subhaloes的密度分布的演变，经历潮汐加热和剥离在其主机晕。通过测试以前的研究结果，潮汐截断subhalo的结构演变完全取决于剥离的质量的分数，独立的剥离的细节，我们确定了一个额外的依赖于初始subhalo浓度。我们提供了显着改进的拟合函数的subhalo密度分布和结构参数（$V_\mathrm{max}$和$r_\mathrm{max}$），是畅通无阻的数值系统学和适用于广泛的参数空间。该模型将是未来半解析处理子结构演化的一个组成部分，可用于预测关键量，如演化的次晕质量函数和湮灭助推因子，并验证此类计算与宇宙学模拟。
2019-09-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
A 2-3 billion year old major merger paradigm for the Andromeda galaxy and its outskirts
最近对我们的邻居星系M31的观测表明，它的圆盘是由广泛的事件形成的。这方面的证据包括年龄超过2 Gyr的恒星的高度分散（$V/σ$ $\le$ 3），以及2-4 Gyr前的全球恒星形成事件。使用现代流体动力学的代码，GIZMO，我们已经进行了300高分辨率的模拟，以探索在何种程度上，这些观察到的属性可以解释一个单一的合并。我们发现，所观察到的M31磁盘类似的模型经历了4：1合并，其中核合并1.8-3 Gyr前，并在7至10 Gyr前发生在一个大的近心点距离（32千秒差距）。我们还表明，在一个家庭的轨道参数，巨流（GS）可以形成各种合并的质量比，从2：1到300：1。最近的一次大的合并可能是唯一的方法来创造非常不寻常的年龄色散关系的磁盘。它再现并解释了长寿命的10千秒差距环，广泛和最近的恒星形成事件，没有GS祖先的残余，GS，NE和G团块及其形成过程的三维空间分布的明显复杂性，以及所观察到的晕剖面的斜率。这些建模的成功使我们提出，M31晕中的大部分子结构，以及内部星系的复杂性，可能归因于与一个星系的单一主要相互作用，该星系现在已经完全与仙女座合并。
2018-01-12 astro-ph.GA
