A Diffuse Metal-Poor Component of the Sagittarius Stream Revealed by the H3 Survey
人马座矮星系的潮汐破裂产生了一个壮观的恒星流，包裹着整个银河系。我们使用来自$Gaia$和H3恒星光谱巡天的数据，根据它们的角动量来识别823个高质量的人马座成员。H3调查在金属丰度方面基本上没有偏见，因此我们的射手座成员样本也同样没有偏见。流星的[Fe/H]范围很广，从$-0.2$到$\approx -3.0$，平均总金属丰度为$\langle$ [Fe/H] $\rangle=-0.99$。我们确定了一个强大的金属依赖的流成员的运动学。在[Fe/H] $\gt -0.8$几乎所有的成员属于著名的冷（$σ_v \lt 20$ km/s）的领先和落后的武器。在中等金属丰度（$-1.9 \lt$ [Fe/H] $\lt -0.8$）时，大量恒星（24 $\%$）出现在运动学上偏离冷臂的位置。这些恒星似乎也有更热的运动学。在最低的金属丰度（[Fe/H] $\lesssim-2$），大多数恒星（69 $\%$）属于这种运动学偏移的扩散人口。与模拟结果的比较表明，弥漫成分是在早期从人马座祖先剥离的，因此与较冷的富金属成分相比，平均半径更大。我们推测，这种运动学扩散，低金属，人口是人马座祖先系统的恒星晕。
2020-07-28 astro-ph.GA
The Kinematically Hot, Extremely Metal-Poor C-19 Stellar Stream in DESI DR2
University of Toronto（多伦多大学）；Dunlap Institute for Astronomy & Astrophysics（邓普尔天文学与天体物理研究所）；Columbia University（哥伦比亚大学）；Institute for Astronomy, University of Edinburgh（爱丁堡大学天体物理研究所）；Institute of Astronomy, University of Cambridge（剑桥大学天体物理研究所）
该研究利用DESI数据，通过混合模型方法分析C-19恒星流，发现其金属含量极低且速度分散高，提出流中存在新突起特征，为理解恒星流性质提供新见解。
2026-10-30 astro-ph.GA
Potamides: Mapping Dark Matter Halo Shapes from Stellar Stream Tracks in the Local Universe
DARK, Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯·玻尔研究所）；Department of Physics, Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院物理系）；Department of Astronomy, Case Western Reserve University（凯斯西储大学天文学系）；DTU Space, Technical University of Denmark（丹麦技术大学空间研究所）；Department of Astrophysical Sciences, Princeton University（普林斯顿大学天体物理科学系）；Departamento de Física de la Tierra y Astrofísica, Universidad Complutense de Madrid（马德里康普顿斯大学地球与天体物理学系）；Leiden Observatory, Leiden University（莱顿大学莱顿天文台）；Centro de Estudios de Física del Cosmos de Aragón (CEFCA), Unidad Asociada al CSIC（阿拉贡宇宙物理学研究中心（CEFCAS））；ARAID Foundation（ARAID基金会）
通过恒星流轨迹的曲率约束暗物质晕形状，研究发现边缘面缠绕或尖锐转折点的流体提供最强约束，而类似大圆的流体信息有限，证明流形态可为外部星系提供晕形状约束。
2026-05-08 astro-ph.GA
The intermediate age population of the Galactic halo
我们最近了解到，银河系的内晕包含一个运动学相干的组成部分（盖亚-土卫二），来自10个Gyrs前的一次重大合并。相比之下，内晕（定义为排除麦哲伦流）不包含类似的十亿年前的闯入者恒星星族。我们用来设置相应上限的示踪剂是盖亚渐近巨星分支星，而不是盖亚运动学。主要样品是用SkyMapper测光从Gaia DR 2中提取的。这是补充PanSTARRS和2 MASS测光。随着盖亚任务的进行，星系晕中的恒星形成历史应该会出现。
2019-03-13 astro-ph.GA
The Magellanic Stream to Halo Interface: Processes that shape our nearest gaseous Halo Stream
了解麦哲伦流（MS）和星系晕之间的界面处的流体动力学过程和条件对于理解MS以及其他相互作用星系中的气体尾至关重要。这些过程在相对较小的尺度上运作，不仅有助于形成这一团流，而且还影响中性气体动力学和质量从流到晕的转移，从而影响银河系的金属富集和气体补充。我们描述了一个观测计划，通过高分辨率测量HI发射，HI吸收和Halpha发射前所未有的灵敏度，这些过程的约束。方法将包括结构分析，寻找冷气体核心的团块和分析气体运动学，因为它过渡到晕。后一种方法包括先进的空间积分技术，深入探测中性气体，我们适用于一个新的HI地图从绿岸望远镜获得的MS最高灵敏度HI观测。我们证明，集成技术提高灵敏度，甚至进一步，从而允许检测明显的MS气体成分的密度接近的星系晕。
2009-08-28 astro-ph.GA
Star Streams in Triaxial Isochrone Potentials with Sub-Halos
速度，位置和动作变量演化的潮汐流绘制出一个星团在一个三轴等时线潜力包含一个子晕人口再现了许多更一般的宇宙学晕的轨道效应，但允许容易计算的轨道行动。我们采用了球壳代码，我们准确地再现了一个无碰撞星团的树重力代码的结果。来自高偏心率轨道（$e\gtrsim 0.6$）上的星系团的流可以扩散得如此之大，以至于在足够高的表面密度下在天空中脱颖而出的物质数量可能只占流总质量的百分之几。低偏心率流仍然在空间上更连贯，但子晕都扩大了流和位移的详细内容取决于轨道内允许的潜力的中心线。总体而言，大多数水流粒子的总作用变化仅为1- 2%，使平均水流相对不受干扰。在次晕中具有1%质量的晕通常将速度分布扩展到比平滑晕预期的宽两倍左右。强密度变化，“间隙”，以及平均速度偏移，清楚地检测到低偏心率流，即使是0.2%的次晕质量分数。每千秒差距气流约100个速度测量值将能够测试局部次晕密度的存在，其小至局部质量密度的0.2- 0.5%，对于30千秒差距轨道半径气流，预测约为1%。
2015-06-02 astro-ph.GA
A Nascent Tidal Dwarf Galaxy Forming within the Northern HI Streamer of M82
我们通过$Hα$发射（$F_{Hα}\sim 6.5\times10^{-14}$ erg s $^{-1}$ cm $^{-2}$），使用基于蜻蜓长焦阵列的探路者仪器，确定了一个位于M82潮汐流内的$\sim$ 600 pc宽的活跃恒星形成区域。该天体在运动学上与M82的圆盘解耦，这一点通过凯克/ LRIS光谱学得到了证实，并且在空间和运动学上与数百万年前M81通过所引起的“北方HI流光”内的HI和分子氢的过密度相一致。根据HI数据，我们估计气体的$\sim5\times10^7$ M $_{\odot}$存在于与$Hα$源一致的特定过密度中。该天体的金属丰度（12+ $\log(O/H)\simeq 8.6$），在富含气体的潮汐特征中的位置，以及形态（600 pc直径，多个恒星形成团块），表明它可能是一个处于形成早期阶段的潮汐矮星系。
2021-12-13 astro-ph.GA
Signatures of a Tidally Induced Spiral Arm at the Anticenter of the Milky Way and a Kinematically Extended Anticenter Stream Using DESI DR2
University of California, Santa Cruz（加州大学圣克鲁兹分校）；University of Edinburgh（爱丁堡大学）；University of Toronto（多伦多大学）；University of Michigan（密歇根大学）；Observatório Nacional（国家天文台）；Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学）
基于DESI MWS数据，分析61883颗主序转折星，发现麒麟座环（MRi）的运动学特征与潮汐诱导旋臂一致，并计算了人马座矮椭球星系最近两次通过时间；确认反中心流（ACS）在运动学上与MRi解耦，且其运动学特征更广泛分布。
2026-06-18 astro-ph.GA
Extragalactic Stellar Streams in Time-Dependent Cosmological Halos
DTU Space, Technical University of Denmark（丹麦技术大学空间中心）；DARK, Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯·玻尔研究所DARK研究中心）；Department of Astrophysical Sciences, Princeton University（普林斯顿大学天体物理学系）；Department of Astronomy, Boston University（波士顿大学天文系）；Center for Computational Astrophysics, Flatiron Institute（平顿研究所计算天体物理中心）；Department of Physics and Astronomy, University of Pennsylvania（宾夕法尼亚大学物理与天文学系）；Department of Astronomy and DiRAC Institute, University of Washington（华盛顿大学天文系及DiRAC研究所）
本研究利用FIRE-2 m12m模拟和X-Stream代码，探究河外恒星流的时变晕效应，发现部分恒星流可推断暗物质晕属性，为河外星系的暗物质研究提供新方法。
2026-09-02 astro-ph.GA
NGC 5466: a unique probe of the Galactic halo shape
恒星流提供了独特的探测银河系的潜力，与较长的流通常提供更清晰的测量。在本文中，我们展示了一个短潮汐流的例子，它对银河系暗物质晕的形状特别敏感：球状星团NGC 5466潮汐流。这条溪流在其西部边缘有一个有趣的偏离。我们发现，这样的偏差有利于一个潜在的扁圆或三轴晕（无论银河系盘的属性和特定的晕参数化选择的合理变化）;球形或长圆形的晕形状可以排除在一个高的置信水平。因此，沿着NGC 5466潮汐流的更广泛的数据集保证了对银河系晕形状的强约束。
2012-04-25 astro-ph.GA
Ghostly Tributaries to the Milky Way: Charting the Halo's Stellar Streams with the Gaia DR2 catalogue
我们提出了一个全景地图的银河系的恒星流的基础上天体测量和光度测量的盖亚DR2目录。在这第一个贡献中，我们集中在日心距离超过5千秒差距，并在银河系纬度$|b|>30°$的光环，使用STREAMFINDER算法检测结构沿合理的轨道是一致的盖亚自行测量。我们在光晕中发现了一个纵横交错的丰富网络。其中一些结构是以前已知的，一些是新发现的，但其他结构可能是盖亚扫描定律的产物，需要确认。有了这些初步的发现，我们开始揭开银河系晕的复杂形成过程。
2018-09-09 astro-ph.GA
Sub-Halo Spreading of Thin Tidal Star Streams
本文通过类银河系宇宙学模拟研究暗物质子晕对薄潮汐星流速度弥散和宽度的影响，给出速度弥散随角距离的幂律拟合关系，并发现星流速度弥散通常随子晕数量增加而增大。
2023-07-03 astro-ph.GA
Simulating tidal streams in a high resolution dark matter halo
我们模拟潮汐流的存在和不存在的子结构内的零红移快照的通过Lactea II（VL-2）模拟。利用晕轮探测器对VL-2高分辨率暗物质晕内的暗晕进行了分离和去除，并利用自洽场方法分别计算了主晕和所有暗晕的势能。这使我们能够直接比较潮汐流之间的一个光滑的晕和一个luorescent晕，而不假设理想化的配置文件或三轴拟合。我们模拟了一个星团的运动学，从相同的轨道位置，但两个不同的速度。虽然这两个轨道只有适度偏心，并有类似的apo和pericentric距离，我们发现，这两个流有非常不同的形态。我们的结论是，我们的模型的VL-2的潜力可以提供有关潮汐流，还没有探索以前的研究使用理想化或轴对称模型的见解。
2015-04-20 astro-ph.GA
The impact of stellar feedback on the structure, size and morphology of galaxies in Milky Way size dark matter haloes
我们使用宇宙学放大模拟银河系（MW）大小的晕中的星系形成，从相同的初始条件开始，研究星系的大小，重子分数，形态和角动量的演化与不同参数的恒星形成-反馈循环。我们的基准模型具有很高的本地恒星形成效率，这导致有效的反馈，产生一个现实的晚型星系，匹配的晚型星系的基本属性的演变：恒星质量，磁盘大小，形态为主的运动学冷盘，恒星和气体表面密度分布，和特定的角动量。我们认为，反馈的作用是双重的：（1）低角动量气体的去除和（2）保持一个较低的盘-晕质量分数，抑制磁盘不稳定性，导致角动量重新分配和重子的中心浓度。然而，我们的模型具有低的局部恒星形成效率，但每颗超新星的能量输入很大，选择产生一个与我们的基准模型具有类似恒星形成历史的星系，导致一个高度不规则星系，没有运动学冷分量，过度扩展的恒星分布和低角动量。这表明，只有当反馈被允许成为有力的通过本地有效的恒星形成在稠密的冷气体，由此产生的星系大小，气体/恒星表面密度分布和恒星盘角动量同意与观察到的$z=0$星系。
2015-09-02 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
Modeling the gravitational potential of a cosmological dark matter halo with stellar streams
恒星流是由卫星和星团在围绕主星系运行时的潮汐破裂产生的，可以非常灵敏地探测主星系的引力势。我们选择并研究在水瓶座宇宙学模拟套件的Milky-Way状暗物质晕中形成的狭窄恒星流，以确定这些恒星流是否可用于约束晕引力势的当今特征参数。我们发现，轨道集成在静态球形和三轴NFW潜力都再现的位置和运动学的各种流相当不错。为了进一步量化这一点，我们通过最大化流星在其行动空间中的聚类量来确定最佳拟合的潜在参数。我们表明，使用我们的一组宝瓶座流，我们恢复的质量分布是一致的球形平均暗物质配置文件的主机晕，虽然我们忽略了三轴性和时间演化的适合。这给了我们信心，这种方法可以应用于盖亚任务将发现的许多流，以确定我们银河系的引力势。
2016-09-06 astro-ph.GA
The Density Structure of Simulated Stellar Streams
模拟在有和没有一个正常的冷暗物质子晕人口低于4 × 10^8 M_sun的情况下运行，以检查较低质量的子晕在薄潮汐星流中产生密度变化（“间隙”）的作用。由恒星质量粒子组成的致密星团开始于红移3的亚星系暗物质晕分布中，聚集在一起形成了类似银河系的晕。等级组合导致早期的潮汐星流从星团中分散出来，成为围绕在主要的晚期晕中发展的薄流周围的厚流，因为它趋于平衡。这两个模拟被设置为基本上是动态相同的，并导致在半径为50 kpc的大约140个星团，其中40个有薄的潮汐流长度超过40 \degr \，与集群的分离超过20 \degr \从晕中心。在大约20个单独的快照上取平均值，在50 kpc内具有显著密度变化的流的分数在具有低质量子晕的模拟中为$0.58\pm0.02$，在没有低质量晕的模拟中为$0.52\pm0.02$。也就是说，只有$12\pm5$ \%的气流密度变化可以归因于4 × 10^8 M_sun以下的次晕。星系流密度变化的主要来源是随着星系团的聚集，沿着星系团及其星系流的复杂轨迹变化的潮汐场。
2019-12-07 astro-ph.GA
Constraints on the population level distribution of nearby Dark Matter halo shapes with extragalactic streams
Institute for Astronomy, University of Edinburgh（爱丁堡大学天体物理研究所）；Department of Physics, University of Surrey（萨里大学物理系）
该研究利用河外星系恒星流，通过分层贝叶斯框架，对暗物质晕形状总体分布进行约束。经正向建模、拟合投影流轨迹等，确定高质量子样本，结合个体后验推断总体分布，结果与模拟预期相符，为相关研究建立了可扩展框架。
2026-07-08 astro-ph.GA
The Stellar Halo and Tidal Streams of Messier 63
我们提出了新的近红外（NIR）观测M63从扩展盘星系探测科学（EDGES）调查。极深的3.6 $μ$米马赛克达到29 AB mag arcsec $^{-2}$的方位角平均表面亮度轮廓的外部延伸。在这个深度的星系吸积的后果被发现在附近的潮汐流和向上弯曲的表面亮度剖面的斜率中断。这个破裂发生在半长轴长度为$\sim$ 8 '的地方，是增强的外盘或内恒星晕的证据。对星系演化的模拟，以及我们的观测，都支持内晕是上弯断裂的解释。这个晕的质量是迄今为止在单个星系中发现的最大的。此外，我们的观测还探测到附近的潮汐流。流的质量表明，少数这样的吸积事件是必要的填充内恒星晕。我们还发现，星系的吸积率从单独的流低估了吸积率所需的建立M63的内部恒星晕。
2015-10-19 astro-ph.GA
Heated Disc Stars in the Stellar Halo
质量比Msat：Mhost ~ 1：10的小吸积事件在LCDM宇宙学中很常见。我们使用高分辨率的模拟银河系模拟系统，这些合并可以动态地弹出盘星到一个漫射光组件，类似于一个恒星晕空间和运动学。对于不同的轨道构型，我们发现~3- 5e 8 Msun的原始星盘物质被喷射到银道面上方大于5 kpc的距离。这种喷射的贡献与卫星星系本身的潮汐破裂所贡献的质量相似，尽管它的延伸程度较低。如果我们把我们的分析限制在盘平面上的近似太阳邻域，我们发现在那个区域中的初始盘星中有大约1%的星在运动学上被归类为晕星。我们的研究结果表明，银河系恒星晕的内部包含古老的盘状恒星，这些恒星可能是在向外部恒星晕输送物质的同一事件中被释放出来的。
2010-02-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraining the Milky Way Halo Shape Using Thin Streams
潮汐流是探测银河系势场形状的有力工具。在本文中，我们介绍了一个简单的测试粒子的方法来适应流数据，使用马尔可夫链蒙特卡罗技术边缘化的祖先的轨道和银河系晕形状参数的不确定性。将其应用到模拟数据的薄流在MW晕，我们表明，即使是非常冷的流，流轨道偏移-在我们的简单方法中没有建模-引入系统的偏差恢复的形状参数。对于我们考虑的流，以及我们对潜在参数化的特定选择，这些误差在晕平坦化参数上约为20%。然而，更大的系统误差可能会出现更一般的流和潜力，这样的偏移需要正确建模，以获得一个无偏恢复的潜在的。在评估已知的银河系流中哪些是最具约束力的，我们发现NGC 5466和NGC 5是最有希望的候选者。它们形成了一个有趣的对，因为它们的轨道平面都近似垂直于彼此和圆盘，对MW晕的形状给出了最佳的约束。我们表明，虽然与目前的数据，他们的潜在参数的约束是穷人-良好的径向速度数据沿2015年流将提供约束qz -扁平垂直于光盘。此外，正如在一个配套文件中所讨论的，NGC 5466可以提供相当强的限制MW晕形状参数，如果初步的证据，从光滑的轨道向其西部边缘偏离得到证实。
2013-09-13 astro-ph.GA
GCN: a gaseous Galactic halo stream?
我们表明，一串HI云的高速云复杂的一部分，称为GCN是一个可能的气体流超过50度的星系晕。沿流的径向速度梯度被用来推导横向速度作为距离的函数，使一个家庭的轨道计算。我们发现，一个方向的运动对银河系的磁盘再加上一个中游的距离为20千秒差距提供了一个很好的匹配所观察到的天空位置和径向速度的HI云组成的流。它的质量估计为10^5兆太阳，其前身很可能是一个矮星系。然而，在目前已知的银河系矮球状星系或恒星流中还没有发现恒星对应物，因此目前还不知道恒星流的确切起源。
2010-08-18 astro-ph.GA
Supersonic Turbulence in Primordial Halos: A Comparison With and Without The Stream Velocity
本文通过高分辨率宇宙学模拟研究流速度对原初晕湍流的影响，发现其增强低质量晕湍流、抑制高质量晕湍流，从而可能改变原初晕碎裂与恒星形成。
2025-07-17 astro-ph.GA
Constraining the population of dark matter halo shapes using hierarchical inference with extragalactic stellar streams
Institute for Astronomy, University of Edinburgh（爱丁堡大学天体物理研究所）；Department of Physics, University of Surrey（萨里大学物理系）
该研究利用层次贝叶斯框架，通过新的JAX加速粒子喷射包对河外恒星流正向建模，仅依据投影流轨迹推断暗物质晕扁率总体分布，用模拟数据验证方法有效性，为无需运动学测量的晕形态总体推断提供实用途径。
2026-07-14 astro-ph.GA
Constraints on the shape of the Milky Way dark matter halo from the Sagittarius stream
我们提出了一个新的银河系的暗物质晕模型，适合人马座矮星系的恒星流的属性。我们的暗晕是扁圆的，当r < 10 kpc时，q_z = 0.9，在较大半径时，可以使暗晕服从Law & Mahavski模型。然而，我们发现，大麦云云对Sgr轨道的动力学扰动是不可忽略的。当考虑到这一点时，我们将银河系的外晕形状限制为短轴与长轴之比（c/a）_Φ= 0.8，中轴与长轴之比（b/a）_Φ= 0.9，与宇宙学的预期非常一致。
2013-07-26 astro-ph.GA
Elemental Abundances in M31: A Comparative Analysis of Iron and Alpha Element Abundances in the Outer Disk, Giant Stellar Stream, and Inner Halo of M31
我们测量了[Fe/H]和[ $α$ /Fe]使用光谱合成的低分辨率恒星光谱学的70个单独的红巨星分支恒星跨越四个领域跨越外盘，巨大的恒星流（GSS），和内晕的M31。在M31中心投影距离为23 kpc的晕、12 kpc的晕、22 kpc的GSS和26 kpc的外盘上的磁场是$α$增强的，$\langle$ [ $α$ /Fe] $\rangle$分别为0.43、0.50、0.41和0.58。23千秒差距和12千秒差距晕带相对贫金属，$\langle$ [Fe/H] $\rangle$ = $-$ 1.54和$-$ 1.30，而22千秒差距GSS和26千秒差距外盘带相对富金属，分别为$\langle$ [Fe/H] $\rangle$ = $-$ 0.84和$-$ 0.92。对于具有亚结构的场，我们将恒星星族分为运动学热恒星晕分量和运动学冷恒星晕分量。在$\sim$ 17-$-$ 22 kpc之间，我们没有发现任何证据表明，在GSS的高表面亮度核心存在[ $α$ /Fe]梯度。然而，我们发现了一个负的[ $α$ /Fe]梯度的恒星晕，这可能表明，不同的祖（S）或形成机制的建立作出了贡献的内部与外部晕的初步建议。此外，富含金属（[Fe/H] $>$ $-$ 1.5）、光滑的内恒星晕（r $_{\rm{proj}}$ $\lesssim$ 26 kpc）的[ $α$ /Fe]分布与类似于…
2020-01-24 astro-ph.GA
The Sagittarius Stream and Halo Triaxiality
我们提出了一个质量模型的银河系，这是适合的人马座流的观测与约束来自广泛的光度和运动学数据。该模型包括一个Sérsic隆起，一个指数盘，和一个Einasto晕。我们的贝叶斯分析是使用仿射不变马尔可夫链蒙特卡罗算法完成的。我们发现，最适合的暗物质晕是三轴的轴比$3.3\pm 0.7$和$2.7\pm 0.4$和短轴近似对准太阳银河系的中心线。我们的研究结果与Law和Maurisski（2010）中的结果一致。这样一个强烈的非球面晕是不利于标准的冷暗物质的结构形成方案。
2012-09-28 astro-ph.GA
The Hough Stream Spotter: A New Method for Detecting Linear Structure in Resolved Stars and Application to the Stellar Halo of M31
来自球状星团（GCs）的恒星流提供了对暗物质性质的限制，并已被用于探索银河系的暗物质晕结构和亚结构。在其他星系中检测GC流将把这一努力扩展到宇宙学背景下，但迄今为止还没有检测到这样的流。为了使这样的探索，我们开发的霍夫流观测器（HSS），并将其应用到泛仙女座考古调查（PAndAS）光度数据的解决恒星在M31的恒星晕。我们首先证明，我们的代码可以重新发现已知的矮流M31。然后，我们使用HSS在PAndAS数据中盲识别27个线性GC流样结构。对于每个HSS GC流候选者，我们调查流的形态和候选流中所有恒星的颜色和星等。我们发现，五个最重要的检测显示出更强的信号沿红巨星分支的颜色-星等图（CMD）比虚假的非流检测。最后，我们证明，HSS将很容易检测到球状星团流在未来的南希格雷斯罗马空间望远镜的数据附近的星系。这有可能为GC流研究、GC流间隙搜索和基于GC流的暗物质性质的约束开辟新的发现空间。
2022-01-03 astro-ph.GA
Know thy star, know thy planet: Chemo-kinematically characterizing TESS targets
凌日系外行星调查卫星（TESS）已经开始发现附近冷亮恒星周围最终会有数千颗系外行星。这些潜在的宿主恒星必须得到很好的理解，才能在个体和种群水平上准确地描述系外行星。我们使用来自Gaia DR 2，APOGEE，GALAH，RAVE，LAMOST的调查数据和SkyMapper的光度导出的恒星特性，列出了TESS候选目标列表中2，218，434颗恒星的化学运动学特性目录。我们计算了这些恒星的运动学薄盘、厚盘和晕成员概率，发现尽管大多数TESS目标位于薄盘中，但其中4%位于厚盘中，<1%位于晕中。我们样本中的TESS感兴趣对象也显示了来自薄盘、厚盘和晕的类似贡献，其中大部分在薄盘中。我们还探讨了金属丰度和[α/Fe]分布的每个银河系的组成部分，并表明，每个交叉匹配的调查表现出金属丰度和[α/Fe]分布函数，峰值从高到低的金属丰度和低到高的[α/Fe]从薄盘的晕。这个目录将有助于探索行星的出现率，除其他事项外，关于运动学，组件成员，金属丰度，或[阿尔法/铁]。
2019-11-18 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Statistical Properties of Cold Streams In Massive Star-Forming Halos in TNG50
Yale University（耶鲁大学）；The Hebrew University（希伯来大学）；Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理学研究所）
研究TNG50中冷流在宇宙 noon 时期在巨量晕中的普遍性，发现其在z=2-1时最常见，但随时间推移逐渐减少，强调冷流在早期恒星形成中的作用，但需更高分辨率模拟以捕捉其后期影响。
2026-03-30 astro-ph.GA
Insight Into the Formation of the Milky Way Through Cold Halo Substructure. II. The Elemental Abundances of ECHOS
我们确定的冷晕子结构（ECHOS）的元素的平均金属丰度，我们以前确定在银河系内晕17.5千秒差距的太阳。作为一个人口，我们发现，恒星运动学与ECHOS是化学不同的背景运动学光滑的内晕恒星星族沿同一斯隆扩展银河系的理解和探索（SEGUE）视线。ECHOS系统地更富铁，但比内晕的运动学平滑成分少α增强。ECHOS在化学上也不同于其他银河系的组成部分：比典型的厚盘恒星更贫铁，比典型的薄盘恒星更贫铁和α增强。此外，ECHOS的径向速度频散分布超过σ ~ 20 km s^-1。球状星团不太可能是ECHOS的祖先，因为ECHOS有很大的速度色散，并且在银河系中富含铁的球状星团非常罕见的区域被发现。同样，ECHOS中恒星的化学成分与银河系中形成的恒星的预测不符，随后分散到内晕中。矮球状（dSph）星系可能是ECHOS的祖先，如果ECHOS是通过一个或多个dSph星系的潮汐破裂形成的，那么典型的ECHOS [Fe/H] ~ -1.0和径向速度色散σ ~ 20 km s^-1意味着dSph的M_tot >~ 10^9 M_Sun。我们的观测结果证实了银河系晕形成的理论模型的预测，即突出的子结构可能是富金属的，我们的结果意味着，最近吸积的恒星目前在内晕的最有可能的金属丰度为[Fe/H] ~-1.0。
2011-04-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Characterizing the Palomar 5 Stream: HDBSCAN Analysis and Galactic Halo Constraints
该研究利用DESI DR10数据和HDBSCAN算法，探测到Palomar 5星流的暗弱延伸部分，通过与模拟星流对比，约束了星流本征性质和银河系晕的动力学参数，得出了包含8个参数的最佳拟合模型，为星流演化和晕结构研究提供了精确依据。
2025-04-14 astro-ph.GA
Dynamics of stellar and HI streams in the Milky Way halo
恒星流在银河系研究的许多方面都是关键角色，特别是研究它们的轨道动力学对于进一步了解银河系的引力潜力至关重要。虽然这不是一个微不足道的任务时，面对不完整的动态相空间信息，横向运动的流仍然可以通过利用其径向速度梯度内包含的信息来理解。这种方法不仅适用于恒星流，也适用于银河系晕中的HI流。在这里，我提出了两项研究的结果，使用径向速度梯度来确定系统的轨道：对于武仙座，一个“超暗”矮星系，表现出大的椭圆率，位于140kpc的距离，表明它实际上可能是一个恒星流，对于一串属于GCN复合体的高速HI云，表明其在大约20kpc的距离处可能是气态流。
2011-10-20 astro-ph.GA
Incorporating Streams into Milky Way Models
我们开发了一个框架，模拟银河系使用恒星流和广泛的光度和运动学观测。通过使用模拟数据，我们证明了一套标准的银河系观测导致退化的推断晕参数。然后，我们将一个GD-1一样的流到这个套件中使用轨道拟合技术，并表明，流减少了这些参数的不确定性，提供所有的观测同时适合。我们还探讨了如何假设的磁盘晕对齐可以导致非物理模型。我们的结果可以解释为什么一些基于人马座流的研究发现，即使这样的配置是非常不稳定的晕的中间轴平行于磁盘的自旋轴。最后，我们表明，更长的流和多个流导致我们的能力，以推断我们的黑暗晕的形状的改进。
2014-01-16 astro-ph.GA
Star Streams and the Assembly History of the Galaxy
薄晕星流起源于球状星团的蒸发，因此提供了早期球状星团人口的信息。观测到的银河系晕状球状星团的潮汐尾比10~Gyr轨道的星团所预期的要短得多。这种差异可能是由于假设这些星团在哈勃时间内一直在一个不演化的星系晕中轨道运行。作为更现实的流历史的第一步，一个玩具模型，结合了一个理想化的合并模型与简化模型的内部碰撞放松个别星团的开发。平均而言，速度分散随距离增加，导致流的密度随距离下降。因此，当前数据中可见的流通常是整个流的一部分。然而，由更大质量的球状星团蒸发形成的星流的高表面密度部分，如果距离小于30 kpc，则在天空的低遮蔽部分都应该是可见的。Pan-STARRS 1晕体积用于比较晕流和球状星团的数量。
2017-01-30 astro-ph.GA
The Sagittarius stellar stream embedded in a fermionic dark matter halo
本文首次用基于费米子量子统计与热力学的第一性原理暗物质晕模型模拟人马座恒星流，发现球对称费米子晕仅能复现尾随臂而无法解释前导尾，表明需引入非球对称性和大麦哲伦云扰动才能正确建模银河系势。
2025-05-21 astro-ph.GA
Star Stream Velocity Distributions in CDM and WDM Galactic Halos
该研究通过模拟类银河系的CDM与WDM晕，测量薄星流的随机速度分布，发现其符合高斯加指数模型，不同暗物质模型的指数尾翼速度有差异，为利用星流约束暗物质性质提供依据。
2024-08-16 astro-ph.GA
Tidal Stream Morphology as an Indicator of Dark Matter Halo Geometry: the Case of Palomar 5
本文介绍了一个例子，其中的形态，一个单一的恒星流可以用来排除一个特定的银河势形式，而不需要速度信息。我们研究了球状星团Palomar 5（Palomar 5），它在潮汐作用下分裂成一个寒冷的薄流，在天空中的位置超过22度，典型的宽度为0.7度。我们通过观测来确定105的当前位置、距离和径向速度，同时允许其自行变化，从而生成该流的模型。在球形暗物质晕中，我们很容易找到符合观测形态的模型。然而，在Law & Mauriski（2010）的三轴势中找不到合理的105模型，该模型被提出来解释人马座流的性质。在这种情况下，Pal5流的长、薄和弯曲的形态可以单独用于排除这种潜在的配置。在这种势中，类似的流要么太直，没有观测到的曲率，要么表现出一种不寻常的形态，我们称之为流扇：对势的三轴性敏感的特征。我们的结论是，其他薄潮汐流的存在，必须提供广泛的限制方向和形状的暗物质晕他们居住。
2016-03-31 astro-ph.GA
The substructures in the local stellar halo from Gaia and LAMOST
基于第二次盖亚数据发布（盖亚DR 2）和来自大天区多目标光纤光谱望远镜（LAMOST）数据的光谱学，我们从运动学和化学上确定了20，089颗晕星。在能量和角动量的空间中可以探测到太阳附近的晕流。我们重新排列这些恒星的速度，以确定子结构的重要性。最后，我们确定了4个统计上显著的子结构，标记为GL-1至4。在这些亚结构中，GL-1是以前已知的流（“N2”流），其余3个亚结构是新的。这些亚结构可能是矮星系吸积事件的碎片，它们的动力学和化学信息有助于理解银河系的历史。
2019-02-13 astro-ph.GA
Mapping Dark Matter with Extragalactic Stellar Streams: the Case of Centaurus A
在未来的十年中，将在外部星系的晕中观察到数千个恒星流。关于这些流中的暗物质，我们会有什么基本发现？作为第一次尝试看看这些问题，我们的模型麦哲伦/Megacam成像的半人马座A的（Cen A）破坏矮伴星矮3（DW 3）及其相关的恒星流，找出什么可以学到的Cen A暗物质晕。我们开发了一种新的外部星系流拟合技术，并生成模型恒星流，再现流形态可见的成像。我们发现，有许多可行的流模型，适合的数据，合理的参数，提供了岑A的晕质量大于M $_{200}$ $>4.70\times 10^{12}$ M $_{\odot}$。在Cen A的晕中还有第二个流，它也在同一个动力学模型的背景下重现。然而，单独成像中的流形态并不能唯一地确定Cen A晕的质量或质量分布。特别是，具有高似然性的流模型显示推断的Cen A质量分布、推断的Dw 3祖质量、Dw 3速度和Dw 3视线位置之间的协方差。我们表明，这些退化可以打破沿流的径向速度测量，一个单一的径向速度测量提出了一个很大的下限晕质量。这些结果表明，如果我们想从河外恒星流中了解暗物质，有针对性的径向速度测量将是至关重要的。
2022-10-20 astro-ph.GA
The Illusion of Morphology in Tidal Structures: Changes to Stellar Shells and Streams in Non-Spherical Haloes
The University of Sydney（悉尼大学）；Universität Heidelberg（海德堡大学）
研究探讨了非球形暗物质晕中潮汐结构的形态依赖性，通过分类框架区分壳层和流体结构，揭示暗物质晕形状对潮汐碎片形成和分类的影响。
2026-04-08 astro-ph.GA
Global Properties of M31's Stellar Halo from the SPLASH Survey. I. Surface Brightness Profile
我们目前的表面亮度轮廓M31的恒星晕的投影半径为175千秒差距。表面亮度的估计是基于来自凯克/DEIMOS光谱观测的M31红巨星分支恒星的确认样本。一组经验的光谱和光度M31成员诊断用于识别和拒绝前景和背景污染物。这使我们能够追踪M31的恒星晕，比以前的测光研究更大的投影距离和更暗的表面亮度。M31晕的表面亮度分布遵循指数为-2.2 +/-0.2的幂律，并延伸到至少约175 kpc的投影距离（约为M31维里半径的2/3），没有证据表明在大半径处有向下的破裂。最佳拟合的椭圆形等照度线的b/a=0.94，晕的长轴与M31的盘的短轴对齐，这与长晕一致，尽管数据也与M31的球对称晕一致。事实上，潮汐碎片的功能是运动学冷的是用来确定子结构的光谱领域的投影半径为90千秒差距，并调查这种子结构的表面亮度剖面上的效果。表面亮度分布的散射减少时，运动学确定的潮汐碎片功能在M31的统计减去，其余的配置文件表明一个比较扩散的恒星组成部分M31的恒星晕存在很大的距离。超过90千秒差距，运动学上的冷潮汐碎片特征由于数量统计不多而无法确定;然而，超过90千秒差距的表面亮度的显着场与场之间的变化表明，M31晕的最外层区域也包括从吸积物体剥离的恒星。
2012-11-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Milky Way Mass and Potential Recovery Using Tidal Streams in a Realistic Halo
本文提出了一种基于恒星潮汐流正演模拟的银河系引力势计算方法。我们使用这种方法来测试性能的光滑和静态的解析势在代表现实的暗物质晕，其中有子结构和不断发展的吸积。我们的FAST-FORWARD方法使用马尔可夫链蒙特卡罗算法比较，在6D相空间中，“观察到”的流在试验分析潜力中创建的模型。我们分析了大样本的流通过Lactea II（VL 2）模拟，这代表了一个现实的星系晕潜力。恢复的潜在参数是在协议的最佳拟合全球，当今VL 2的潜力。然而，仅仅假设一个分析势限制了暗物质晕质量测量的精度为5%至20%，这取决于分析参数化的选择。总的来说，使用我们样本中的流进行的质量估计达到了这个基本极限，但单独使用时，它们可能会有很大的偏差。个别流可以下-和高估的质量，和偏见是逐步恶化的那些较小的perigalacticons，激励在银河系的距离大于70千秒差距的潮汐流的搜索。我们估计，一个静态和平滑的暗物质潜力的GD-1和Pal 5的流建模的假设引入了高达50%的银河系质量估计的误差。
2014-06-23 astro-ph.GA
Uniform Modelling of the Stellar Density of Thirteen Tidal Streams within the Galactic Halo
我们提出了一个灵活的恒星流密度模型拟合银河系周围的13个流的集合，使用DES，DECaLS和泛星测光数据的结果。我们为每个流构建密度图，并沿着每个流的长度在天空，宽度和距离模量曲线上绘制它们的轨迹。我们使用这些测量来计算流的长度和总光度并识别子结构。几条河流显示出显著的子结构，如河流加宽、间隙、河流轨迹的大偏差和河流密度的急剧变化。将这组星系流作为一个总体来研究，正如我们所预期的那样，我们发现具有球状星团祖先的星系流通常比具有矮星系祖先的星系流窄，大约100 pc宽的星系流显示出两个群体之间的重叠。我们还注意到球状星团流的平均光度明显低于完整球状星团的典型光度。可能的解释是观测到的球状星团流优先来自低光度和低密度的星团。这里提出的流测量在一个统一的方式将有助于更详细的流研究，如确定候选流成员的光谱跟踪和恒星流动力学建模。
2022-06-09 astro-ph.GA
A Detection of Gas Associated with the M 31 Stellar Stream
对银河系和仙女座（M 31）星系晕中恒星星族的详细研究表明，潮汐流和矮星系的数量不断增加，证明了一个复杂的、持续的等级结构形成过程。M31晕中最显著的特征是巨大的星流，这是一个沿天空延伸约4.5度的结构，接近但不与星系的短轴重合。组成这条恒星流的恒星在运动学和化学上都与晕中的其他恒星不同。在这里，我们提出了HST/COS高分辨率紫外吸收光谱的三个活动星系核视线探测的M 31晕，包括一个采样气体的主要西南部分的巨星流。我们看到两个明确的吸收组件在许多金属物种的速度典型的M 31晕和第三个，蓝移组件中出现的流。不同组成部分的柱密度比的光电离模型显示了在其他星系晕环境中所见的典型电离状态的气体，并表明太阳能稍微超太阳的金属丰度，与以前的恒星光谱学研究结果一致。
2015-06-01 astro-ph.GA
Dispersal of tidal debris in a Milky-Way-sized dark matter halo
我们模拟了一个无碰撞的N体球状星团的潮汐破裂，在总共300个不同的轨道选择有银河系中心半径在10和30 kpc之间的四个暗物质晕：（a）一个球形晕没有subhalos，（b）一个球形晕subhalos，（c）一个现实的晕没有subhalos，和（d）一个现实的晕subhalos。这使我们能够分离和研究光环的（缺乏）动力对称性和子结构如何影响潮汐碎片的散布。真实的晕是由Via Lactea II模拟在红移为零时的快照构造的。我们发现，整体晕的动力学对称性的缺乏分散潮汐碎片，使流fluffier，与以前的研究在更大的轨道比我们的矮星系潮汐碎片在这项研究中。另一方面，在现实的潜力，可以局部增强密度沿流，使流密度比他们的对应物在光滑的潜力。我们表明，许多长而薄的流可以生存在一个现实的和明亮的晕哈勃时间。这表明，即将到来的恒星调查可能会发现更多的薄流，其中可能包含密度差距，已被证明是有前途的探测暗物质子结构。
2016-03-02 astro-ph.GA
Stellar Streams and Clouds in the Galactic Halo
近年来，人们发现了越来越多的恒星碎片流和云。这些结构通常被探测为延伸的，通常是曲线形的贫金属恒星的高密度，从前景盘人口中脱颖而出。这些流通常在天空中延伸数十度或更多，甚至环绕银河系，日心距离从3到100 kpc不等。本章总结了用于寻找这些流的技术，并提供了截至2015年1月已探测到的所有主要流和云的位置、距离、速度和金属丰度的表格。亦提供溪流的天空图。个别潮汐碎片结构的属性进行了讨论。
2016-03-29 astro-ph.GA
Streams and Shells Decoded: A Density-Driven Approach to Stellar Clustering in Galactic Halos with AstroLink
本文提出利用AstroLink算法的有序密度图和星团识别方法，通过曲率正负来区分星系晕中的类星流和类壳层潮汐遗迹，为星系演化与暗物质结构研究提供新途径。
2025-07-30 astro-ph.GA
Constraining the Gravitational Potential from the Projected Morphology of Extragalactic Tidal Streams
本文提出利用二维投影恒星流轨迹曲率快速约束暗物质晕形状的解析方法，并将其应用于NGC 5907，发现其暗物质晕为扁球形，为未来大规模测量河外暗物质晕形状提供了高效途径。
2023-09-13 astro-ph.GA
Evidence of a dwarf galaxy stream populating the inner Milky Way Halo
从矮星系产生的恒星流提供了银河系分层形成的直接证据。在这里，我们提出了第一个全面的研究“LMS-1”恒星流，我们通过使用STREAMFINDER算法在盖亚EDR 3数据集中搜索宽流检测。这条溪流最近由Yuan等人发现（2020）。我们探测到LMS-1是一个$60°$长流，位于银河系凸起的北部，距离太阳$\sim 20$千秒差距，还有其他一些成分表明整个流完全包裹在银河系内部。利用LAMOST，SDSS和APOGEE的光谱测量，我们推断，流是非常贫金属（${\rm \langle [Fe/H]\rangle =-2.1}$）具有显着的金属分散（$σ_{\rm [Fe/H]}=0.4$），它具有很大的径向速度分散（${\rm σ_v=20 \pm 4\,km\,s^{-1}}$）。这些估计共同意味着LMS-1是一个矮星系流。LMS-1的轨道接近极地，与银河平面的倾角为$75°$。LMS-1的轨道和金属丰度与球状星团NGC 5053、NGC 5024和恒星流“Indus”非常相似。这些发现使LMS-1成为银河系内晕恒星星族的重要贡献者。
2021-07-20 astro-ph.GA
The DECam Field of Streams: a deep view of the Milky Way halo
本文利用DECam的g和r波段广域深场数据，通过等龄线匹配滤波筛选年老贫金属星，构建了覆盖18,700平方度的银河系晕星流场图像，揭示了矮星系、球状星团和大量恒星流等结构。
2025-06-05 astro-ph.GA
A Low-Mass Stellar-Debris Stream Associated with a Globular Cluster Pair in the Halo
我们从SDSS蓝水平支和SDSS+LAMOST RR天琴座恒星的组合晕样本中寻找这样的子结构，与$Gaia$ DR 2的天体测量信息交叉匹配。这是一个古老恒星的样本，也是结构的优秀示踪剂，是寻找外部恒星晕中古代遗迹的理想选择。通过将基于神经网络的方法StarGO应用于我们样本的全四维动力学空间，我们重新发现了人马座流，并找到了$Gaia$ -土卫二香肠（GES）和红杉事件的碎片，以及它们与几个GC的联系。最重要的是，我们发现了一个新的，低质量的，碎片流与一对GC（NGC 5024和NGC 5053），我们称之为LMS-1。这条流有一个非常极地的轨道，占据了距离银河系中心10到20千秒差距的区域。NGC 5024（M53）是相关GC对中质量更大的一个，根据N体模拟的结果，它很可能是一个现已破裂的矮星系祖先的核星团。
2020-07-10 astro-ph.GA
Constraining the Milky Way Halo Potential with the GD-1 stellar stream
我们使用欧空局/盖亚天体测量与SEGUE和LAMOST测量的GD-1恒星流，探索银河系引力势的改善，这些新的数据提供。假设一个现实的暗物质晕的普适模型和合理的重子分量模型，我们发现GD-1的轨道解要求太阳半径处的圆速度为$V_{\rm circ}(R_\odot) =244 \pm 4\,{\rm km\, s^{-1}}$，并且暗物质晕的密度平坦为$q_ρ=0.82^{+0.25}_{-0.13}$ .在20千秒差距内，相应的银河系质量估计为$M_{\rm MW}(<20kpc)=2.5 \pm 0.2 \times 10^{11}\, M_\odot$。此外，盖亚出色的自行也使我们能够将GD-1流在视线切线方向上的速度分散限制为$<2.30\,{\rm km\, s^{-1}}$（95%置信限），证实了该系统的极冷动力学性质。
2019-04-10 astro-ph.GA
Evolution of cold streams in hot gaseous halos
Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学）；Sun Yat-Sen University（中山大学）
研究通过模拟探讨了恒星流在质量接近M_shock的晕中如何被破坏，发现冷流在不同金属licity下能持续输送冷气体至中心区域，但压缩加热会使其热化。
2024-03-13 astro-ph.GA
