The Stellar Tidal Stream Survey
大质量星系和它们的矮卫星之间的合并和潮汐相互作用是拉姆达-冷暗物质宇宙学的基本预测。这些事件被认为影响了整个宇宙历史中的星系演化，并提供了重要的结构形成的观测诊断。本星系群中的恒星流是目前卫星中断的壮观证据。然而，在我们周围的宇宙中构建一个重要的潮汐流样本已经被证明是一个艰巨的观测挑战，它们对加深我们对星系形成的理解的潜力还有待实现。在过去的十年中，恒星潮汐流调查已经获得了附近银河系模拟星系的深，宽视场图像，使用机器人业余望远镜网络，首次揭示了它们晕中的各种大规模潮汐结构。我讨论了这个项目的主要成果和未来的计划进行动态研究发现的流。
2018-11-30 astro-ph.GA
Long Tidal Tails of NGC 5024 Hidden in LMS-1 and NGC 5053 Tidal Streams
Inner Mongolia University（内蒙古大学）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉古纳大学）；Institute for Frontiers in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（北京师范大学前沿天文与天体物理研究院）
研究通过改进匹配滤波器在盖亚DR3数据中发现与NGC 5024相关的长潮汐尾，利用自行、金属丰度及径向速度区分其与NGC 5053和LMS - 1的流，为NGC 5024周围存在广泛潮汐尾提供首个有力证据。
2026-07-27 astro-ph.GA
Substructure and Tidal Streams in the Andromeda Galaxy and its Satellites
来自现存和已被摧毁的卫星星系的潮汐流聚集在仙女座星系（M31）的外部区域。这种不均匀的碎片可以在没有困扰银河系研究的许多障碍的情况下进行研究。本文回顾了M31及其主要卫星星系的潮汐流研究历史。我们强调了在M31周围观测到的众多潮汐流，其中一些位于距离该星系中心高达120 kpc的投影距离处。最值得注意的是巨大的恒星流，这是M31系统最近发生的重大吸积事件的标志。这一事件涉及到一个大约10 ^9太阳质量的早期类型的祖先，它在大约10亿年前来到M31中心的几千秒差距内;几乎所有的M31内晕碎片（50千秒差距以内）都可以直接或间接地与这一事件联系起来。我们提请注意的事实，大多数M31的外晕球状星团优先位于潮汐流和讨论的潜力，这提供了使用这些系统作为探针的吸积历史。本文还评述了M33、M32、NGC 205和NGC 147的潮汐特征。最后，我们讨论这一领域的未来前景。
2016-03-07 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
Revisit NGC 5466 Tidal Stream with $Gaia$, SDSS/SEGUE and LAMOST
通过对$Gaia$ EDR 3、SDSS/SEGUE DR 16和LAMOST DR 8的数据挖掘，发现了NGC 5466潮汐流的11颗成员星，其中7颗是新发现的。为了剔除污染物，在天空位置、色星等图、金属丰度、自行和径向速度等方面进行了各种切割。我们将我们的数据与模拟流进行比较，模拟流是通过模拟星系团在平滑的银河系势加上大麦云云（LMC）下的破裂而产生的。模型和观测结果之间相空间的一致趋势意味着流可能受到LMC的扰动。在11颗被探测到的成员中，最远的两颗星的长度可以追溯到天空的$60^\circ$，支持并延长了先前的$45^\circ$的长度。考虑到NGC 5466是如此遥远，并且可能有比以前认为的更长的尾巴，我们预计NGC 5466潮汐流可能是限制银河系引力场的有用工具。
2022-03-25 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
Discovery of a stellar tidal stream around the Whale galaxy, NGC 4631
我们报告了在NGC 4631的晕中发现一个巨大的恒星潮汐流，NGC 4631是一个附近的边缘螺旋星系，与螺旋星系NGC 4656相互作用，在用40厘米口径的机器人望远镜拍摄的深度图像中。该流有两个组成部分：在NGC 4631和NGC 4656之间延伸的桥状特征（stream_SE）和在NGC 4631盘的相对侧上具有延伸特征的过密度（stream_NW）。这些特征加在一起延伸超过85 kpc，并显示清晰的（g-r）颜色梯度。stream_SE相对于NGC 4631和NGC 4656的方向与这两个螺旋之间相互作用的起源不一致，更可能是卫星相遇的碎片。恒星的潮汐特征可以定性地再现在一个N体模型的潮汐中断的一个单一的，大质量的矮卫星的中等偏心轨道（e=0.6）围绕NGC 4631超过$\sim$ 3.5 Gyr，与动力学质量比（m1：m2）的~40。从流的形态建模和推断表明，这些都没有与两个螺旋之间观察到的复杂的HI潮汐特征，这可能源于最近，富含气体的吸积事件。stream_NW的详细结构表明它可能包含该流的祖先，与N体模型一致。此外，stream_NW与两个非常微弱的矮球状候选者大致对齐。NGC 4631周围的矮星系系统和潮汐流可以通过未来的后续观测为探索最近报道的本星系群旋涡星系中卫星星系的各向异性分布提供一个额外的有趣案例。
2014-10-23 astro-ph.GA
Locating the orbits delineated by tidal streams
我们描述了一种技术，发现通过银河系的轨道是一致的潮汐流的测量，考虑到潮汐流的程度不精确地描绘轨道。我们表明，如果沿着定义明确的流测量准确的视线速度，该技术可以恢复银河系的底层轨道，并高精度地预测沿着流的距离和自行。随着流的位置和速度的误差条的增长，该技术能够找到越来越多的与数据一致的轨道，预测距离和自行的不确定性增加。在天空中，沿一条长约40度、宽小于0.3度的流的径向速度数据精确到约1 km/s，沿流的距离和切向速度的精度分别为4%和5 km/s。该技术可用于诊断银河势：如果圆速度曲线实际上是平坦的，则很容易排除开普勒势和与r成比例的Phi（r）。如果有正确的暗晕径向密度分布，那么暗晕的质量可以精确到5%。
2009-07-02 astro-ph.GA
Generation of mock tidal streams
本文讨论了一种模拟潮流的生成方法。使用合奏的模拟在等时线潜力的行动和频率是已知的，我们得到一个经验的配方不断变化的卫星质量和相应的质量损失率，和喷射条件的流材料。所得到的流可以通过直接的轨道积分或作用角形式快速生成。该模型自然地在流内产生条纹特征。这些是由于祖先的径向振荡和近心附近的恒星爆发而形成的，而不是像有时建议的那样在特定的振荡阶段聚集。当可检测时，这些条纹特征是对流的运动方向的可靠诊断，并编码关于祖星及其轨道的其他信息。我们展示了几个测试的配方在交替的潜力，包括一个混乱的祖轨道的情况下，显示了显着的效果上的流的宽度。虽然特定的喷射配方可能需要调整时，如轨道或卫星密度分布的元素发生显着变化，我们的例子表明，模型潮汐流可以快速，准确地生成的模型，这种一般类型的贝叶斯采样。
2014-10-07 astro-ph.GA
Introduction to Tidal Streams
矮星系太靠近较大星系时会受到潮汐扰动;星系一侧和另一侧之间的引力差会将恒星从矮星系中撕裂出来，使它们转而围绕较大星系运行。这个过程产生了恒星的“潮汐流”，可以在银河系的恒星晕中找到，也可以在其他星系的晕中找到。本章对潮汐流进行了一般性的介绍，包括潮汐流产生的机制、潮汐流被发现的历史以及探测潮汐流的观测技术。此外，他们在解开星系形成的历史和星系中的暗物质的分布使用进行了讨论，因为是这些矮星系的卫星和磁盘的较大的星系之间的相互作用。
2021-03-07 astro-ph.GA
The Spectacular Tidal Tails of Globular Cluster M3 (NGC 5272)
本文通过自行和颜色-星等图分析，首次同时探测到球状星团M3长达35度和21度的前导与拖尾潮汐尾，并验证了其与Svöl星流的关联。
2023-06-15 astro-ph.GA
Properties of Dark Subhaloes from Gaps in Tidal Streams
根据最新的莱曼- $α$测量，无论是冷还是热，暗物质子结构谱必须延伸到质量低至$10^7 M_\odot$的物体。在一个类似银河系的星系周围，超过一千个这样的subhalo将无法形成恒星，但密度足够大，甚至可以在宿主的势阱深处生存。在那里，在恒星晕内，这些黑暗的小球将在银河系周围旅行时轰击潮汐流，对流密度分布造成微小但可识别的损害。这些流破裂的检测和表征将使我们能够约束的细节，晕下流的相互作用。在这项工作中，第一次，我们将演示如何subhalo的属性，最重要的是它的质量和大小，可以可靠地推断出它在潮汐流中产生的差距。对于一系列现实的观测设置，模仿例如SDSS，DES，盖亚和LSST数据，我们发现，它是可能的测量{ \it完整的一套}的属性（包括在飞越过程中的相空间坐标）的暗扰动与$M>10^7 M_\odot$，直到1d之间的质量和速度的简并。
2015-10-12 astro-ph.GA
Fitting orbits to tidal streams with proper motions
银河系的恒星晕似乎是一团混乱的系统，它们被潮汐拉伸成溪流。每一条流都大致描绘出银河力场中的一条轨道。在本系列的第一篇论文中，我们证明了轨道上每个点的所有六个相空间坐标都可以从轨道穿过天空的路径和沿轨道的视线速度的测量值中重建出来。在本文中，我们补充这一发现表明，轨道也可以重建，如果我们知道沿轨道的自行，而不是径向速度。我们还表明，准确的自行流星将使距离被确定的流上的点是独立的任何假设银河系的引力势。这种“银河视差”与传统的三角视差一样重要，但可以测量到更远的距离~70倍。
2009-08-14 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
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
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
Tidal Streams in Newly Discovered Compact Elliptical (cE) Galaxies
我们提出了两个新发现的，紧凑的椭圆（cE）星系，其中表现出明确的证据，潮汐蒸汽，发现在搜索SDSS DR7。使用GALFIT导出cE的结构参数，并给出< 400 pc的有效半径。它们还拥有年轻到中等年龄的恒星星族。这两个cE提供了直接的证据，一个“吸烟枪”，潮汐剥离的过程，被认为是M32型星系的起源。两者都是在有许多晚型星系的小星系群环境中发现的，这表明我们可能在动态年轻的星系群中看到这样的星系的形成。
2010-10-05 astro-ph.GA
Detection of a 50 degree-long Trailing Tidal Tail for the Globular Cluster M5
利用光度测量和盖亚数据发布2的自行，我们探测到一个50度长的大约70颗恒星的流从晕状球状星团M5向西延伸。基于相似的距离，自行，推断的颜色-震级分布，和轨迹，我们确定这条流作为尾随的潮汐尾M5。虽然恒星的表面密度非常低（每平方度约1.5颗星，或每平方角秒约35等），但只选择自行与星团轨道一致的恒星，会产生约10 sigma的检测意义。虽然我们发现流的可能延续到~85度，但增加的前景污染与更大的预测流距离相结合，使得即使流继续有增无减，也难以用当前数据进行检测。恒星在星流中的不均匀分布似乎与潮汐剥离相一致，最近脱落的恒星现在落后于星团数十度。我们提供了一个表的排名最高的候选流星正在进行和未来的光谱调查。
2019-09-12 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
Red Clump Stars in the Sagittarius Tidal Streams
通过对一颗红团流星的鉴别，我们探测了人马座矮椭球星系尾潮臂的一个剖面（l ~ 150，b ~ -60）。红丛星通常不会在晕场中发现，但在人马座星系及其潮汐流中发现了大量的红丛星，使它们成为流特征的优秀探测器。我们的目标样本是使用斯隆数字巡天数据发布6的光度数据选择的，该数据在颜色上受到限制，以匹配人马座红团星。基特峰国家天文台使用WIYN望远镜对目标恒星进行了光谱观测。由此产生的光谱样本是星等有限的，包含主序星盘星和演化的红团星。我们已经开发出一种方法，系统地分离这两个恒星类使用运动学信息和贝叶斯方法的表面重力测定。由此得到的红团样本使我们能够确定在流中这个位置的绝对恒星密度ρ = 2.7 +/- 0.5 RC星kpc-3。未来对各种人群和沿着流的不同位置的恒星密度的测量将导致对人马座星系的原始性质以及控制其破坏和随后的流生成的物理过程的更好的理解。
2012-10-09 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
Estimation of distances within the Milky Way using tidal streams
在过去的20年里，在银河系和本星系群中都发现了许多恒星流。这些流已经从轨道系统中被潮汐撕裂，这表明它们中的大多数应该大致追踪它们的祖先围绕银河系的轨道。因此，它们在理解银河系的形成和演化方面发挥着重要作用。该项目的基础是将宾尼在2008年开发的技术应用于银河系各种潮汐流和超密度的可能性。其目的是开发一种有效的方法来约束银河系引力势，以确定其质量分布，并测试距离测量。在这里，我们将该技术应用于Grillmair和Dionatos冷恒星流。在无噪声数据的情况下，结果表明，该技术提供了良好的歧视不正确的潜力，它是可能的，以非常准确地预测日心距离。当考虑到误差时，这种情况发生了巨大的变化，这些误差会洗掉大部分结果。尽管如此，仍然可以排除球势，并对给定流的距离设置约束。
2013-01-16 astro-ph.GA
A search for stellar tidal streams around Milky Way analogues from the SAGA sample
上下文恒星潮汐流是中心星系和低质量系统（如卫星星系或球状星团）之间潮汐相互作用的结果。对于本星系群，许多弥散的子结构已经被确定，它们与星系演化的联系也被追踪。然而，不能假设银河系或M31是它们星系类别的代表，需要更大的本星系群以外的类似星系样本才能概括基本理论。目标。我们希望通过对银河系周围恒星流的光度测量来加深我们对主星系和卫星星系之间相互作用的理解，并最终了解星系形成和演化过程。方法.在目前的工作中，我们确定和分析银河系类似星系的SAGA样本的恒星潮汐流，使用DESI遗产成像巡天（对于这个样本，我们获得的r-波段表面亮度限制范围在27.8和29 mag /arcsec 2之间）的深度图像。我们使用GNU Astronomy Utilities软件测量检测到的流的表面亮度和颜色。结果我们确定了16个新的恒星潮汐流围绕银河系类似星系之间的距离25和40百万秒差距。对SAGA II星系样本的研究结果进行统计分析，我们获得了12.2% +/- 2.4%的恒星流频率。我们测量了所探测到的星流的表面亮度和颜色，并与属于同一SAGA样本的星系周围的矮卫星星系群进行了比较，结果表明，星流的平均颜色比SAGA卫星的红0.20等;此外，对于那些可能的祖先可以被识别的情况，这些流平均比它们的祖先红0.057 +/-0.021等。
2022-09-18 astro-ph.GA
Dating the tidal disruption of globular clusters with Gaia data on their stellar streams
盖亚任务承诺以前所未有的水平提供精确的天体测量，预示着一个识别银河系恒星运动学和空间坐标的新时代。在这里，我们提出了一种新的技术，用于估计潮汐中断球状星团流的年龄使用自行和示踪星的弛豫。我们发展的碰撞动力学的球状星团内的银河系般的晕从宇宙学$Λ$ CDM模拟提取的演变潜力，并分析由此产生的流，因为它们将被观察到的盖亚。这些模拟对各种球状星团轨道进行了采样，并解释了恒星演化和银河系圆盘的引力影响。我们表明，一个特征的时间尺度，从分散的自行和恒星的流内的flaxes，是一个很好的指标，因为流已经自由地扩大了由于潮汐中断的球状星团的时间。这个时间尺度反过来又对集群的年龄设置了一个下限。年龄可以从天体测量中使用适度数量的恒星推断出来，这个估计的误差取决于流的接近程度和使用的示踪星的数量。
2018-05-21 astro-ph.GA
A New Tidal Stream Discovered in Gaia DR3
利用 Gaia DR3 的精确自行数据，研究在北半球发现一条长约80度、具有逆行偏心轨道且与 Sequoia 并合事件相关的新潮汐恒星流。
2024-04-06 astro-ph.GA
On feathers, bifurcations and shells: the dynamics of tidal streams across the mass scale
我提出了一个有机的描述的制度碰撞潮汐流和定义之间的物理量，塑造其形态的排序。三个基本的二分法确定的形式无量纲不等式。这些支配i）流的增长速度，ii）其内部相干性，iii）其厚度或张开角度。调节这些主要属性的机制进行了分析。主机的密度分布的斜率影响流的增长速度，在长度和宽度，因为陡峭的配置文件增强差分流。内部的连贯性是潮汐碎片的子结构的外观的要求，我专注于“羽化”典型的GC流。超密度与流成员的相对流动速度的最小值相关联。对于具有高圆形度的流，这些是由恒星的周转振荡引起的;然而，对于高度非圆形的祖星轨道，子结构是由能量和作用的振荡差异引起的，其中物质在祖星的不同轨道相位脱落。这种调制导致了不同的流动速度：在两个连续的近心通道之间脱落的物质的条纹线沿着其长度折叠，在其中心被近心附近释放的颗粒的更快的流动拉动，因此更广泛地分散。当流是足够连贯的，这种机制是潜在的能够产生一个双峰分布的更大规模的祖先，我称之为“分叉”的较长的包装的密度分布。内部一致性的条件进行了探讨，我评论的情况下，帕洛玛5，威尔曼1，Anticenter和人马座的流。分析方法伴随着数值实验，使用一个专门建立的生成模型，也在这里。
2015-03-16 astro-ph.GA
Chaotic Dispersal of Tidal Debris
在银河系周围已经观测到了几条长长的、动态冷的恒星流，推测它们是由球状星团的潮汐破裂形成的。在可积势中-所有轨道都是规则的-潮汐碎片相位混合接近于祖系统的轨道。然而，银河系的暗物质晕预计不会完全可积;相当一部分轨道将是混沌的。本文研究了混沌对冷潮流相空间形态的影响。即使在弱混沌区域中的流看起来也与规则区域中的流非常不同。我们发现，流可以在一个更短的时间尺度上比任何标准的预测（从李雅普诺夫或频率扩散时间）混沌敏感。例如，在一个混沌时间尺度预计为$>$ 1000轨道周期（$>$ 1000 Gyr）的弱混沌轨道上，在仅仅几十个轨道之后，所产生的恒星流比附近但规则的轨道上形成的任何恒星流都要弥散得多。我们发现，可以通过观察围绕母（祖）轨道的轨道合奏的轨道频率的变化来理解流星的增强扩散。我们的研究结果表明，银河系周围的长而冷的流必须只存在于规则（或非常接近规则）的轨道上;它们可能提供银河系潜力的规则区域的地图。这为利用潮汐流来限制银河系周围暗物质的分布提供了一个有希望的新方向。
2016-04-06 astro-ph.GA
On the Stability of Tidal Streams
我们探讨潮汐流的稳定性扰动，最近的索赔，围绕帕洛玛5球状星团的恒星流的cluerous结构的引力不稳定性的结果的动机。我们将潮汐流看作是一个无碰撞物质的薄的膨胀圆柱体，计算潮汐流的金斯长度。我们还发现了一个一般的密度和速度分散内的流，这是用来确定纵向牛仔准则之间的关系。我们的分析结果检查以下流内的相空间密度的时间演化，使用数值模拟。我们的结论是，潮汐流在我们的星系晕是稳定的所有长度尺度和所有的时间尺度。
2011-06-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Stability of two-fluid galactic disc under the influence of an external tidal field
本文研究了由恒星和气体组成的旋转支撑薄银盘在外部潮汐场影响下的动力学，导出了控制不稳定性演化的耦合微分方程。对控制方程进一步线性化，得到了修正的色散关系和稳定性判据，用以评价两流体银盘在外潮场影响下的稳定性。讨论了其可能的应用和方法。
2019-05-26 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
Constraining the distribution of dark matter in dwarf spheroidal galaxies with stellar tidal streams
我们使用高分辨率的N体模拟跟踪与矮球状星系（dSphs）相关的潮汐流的形成和演化。dSph模型嵌入在暗物质（DM）晕中，具有中心发散的“尖点”或非中心密度的“核心”。与以前的研究一致，我们发现，作为潮汐带星系的半光半径和平均速度色散的演变遵循明确的轨道，主要是由质量损失量控制。至关重要的是，不同的形状的DM配置文件的演变轨迹表现不同：在一个固定的残余质量，dSphs嵌入核心晕有更大的尺寸和更高的速度分散比他们的尖状对应。发散的演变是特别明显的星系，其恒星的组成部分是强烈隔离在其DM晕，并成为更加不同的残余质量减少。我们的分析表明，DM配置文件中起着重要的作用，在定义潮流的内部动力学。我们发现，恒星流相关的核心DM模型的速度分散系统地高于他们的尖状对应。我们的研究结果表明，流与已知的dSPH祖先的动态可能会提供强大的约束DM的分布在最小的星系尺度。
2015-03-01 astro-ph.GA
Predictions for the detection of Tidal Streams with Gaia using Great Circle Methods
盖亚天体测量任务可能提供一个前所未有的机会，发现新的潮汐流在星系晕。为了测试这一点，我们应用nGC 3，一个大圆细胞计数方法，结合位置和自行数据来识别流，10个模拟盖亚目录的K巨星和RR天琴座恒星构建的银河系类似物的宇宙学模拟。我们分析了两组模拟，一个使用组合的$N$体和半解析方法，具有极高的分辨率，其他使用流体动力学方法，捕获重子的动态，包括形成一个原位晕。这十个可能的银河系合并历史的实现使我们能够评估在不同的银河系形成情景中潮汐流恢复的潜力。我们在这些模拟星表中包括了盖亚~选择函数和观测误差。我们发现，nGC 3方法在流宽度和投影过密度的空间中具有定义良好的检测边界，可以仅基于直接观测值来预测。我们预测在一个典型的银河系质量晕中，用Gaia+ nGC 3可以探测到4-13个矮星系流，探测效率估计为$>$ 80%.这些流的前身星系的质量范围是在经典矮星系，可能已经吸积早在红移$\sim3$。最后，我们分析了如何不同的可能的扩展盖亚任务将提高潮汐流的检测。
2017-05-31 astro-ph.GA
Tidal destruction in a low mass galaxy environment: the discovery of tidal tails around DDO 44
我们发现了一个$>1^\circ$（$\sim50$ kpc）长的恒星潮汐流，它来自于矮星系DDO 44，它可能是本体积星系NGC 2403的卫星，在其伴星的投影中位于$\sim70$ kpc。NGC 2403是一个大约大麦云星系，距离我们3 Mpc，位于M 81星系群的外围。我们正在绘制NGC 2403周围的大片区域，作为我们MADCASH（麦哲伦类似物的矮伴和恒星晕）调查的一部分，达到（$g, i$）=（26.5，26.2）的点源深度（90%完整性）。旧的、贫金属的RGB恒星的密度图显示了DDO 44两侧延伸的潮汐流，这些潮汐流指向NGC 2403。我们估算了DDO 44系统的总光度（矮星和星流的组合）为$M_{i, \rm{tot}} = -13.4$和$M_{g, \rm{tot}} = -12.6$，其中星流的光度为$\sim25-30\%$。类似物的$\sim$ LMC质量主机与大规模的潮汐干扰卫星是罕见的，在插图模拟，特别是在大的分离，如DDO 44。模型中存在的少数类似物表明，即使是低质量的宿主也可以有效地抑制它们的大质量卫星。
2019-10-09 astro-ph.GA
Modeling Tidal Streams and Tidal Tails around Galaxies Using Deep Wendelstein Imaging Data
本文基于 Wendelstein 与 Legacy Survey DR10 数据，提出含高阶矩的高斯切片建模法，精确测量星系潮汐流和潮汐尾的亮度、宽度及颜色，并推断其前身天体类型。
2025-02-20 astro-ph.GA
LSST Cadence Optimization White Paper in Support of Observations of Unresolved Tidal Stellar Streams in Galaxies beyond the Local Group
在这篇白皮书中，我们用LSST对外部星系中微弱的表面亮度恒星潮汐流进行了深入的观测。我们建议使用包含几个附近星系的宽-快-深调查（在恒星本身无法分辨的距离，即，超过20 Mpc）。在分层星系形成的背景下，有必要了解基于综合（即，未解析）漫射光。这需要收集比银河系和M31大得多的星系样本的观测结果。我们将比较观测到的结构的预测的宇宙学模型的星系晕形成，告诉我们的数量和性质的流周围的银河系星系。从这些比较中获得的洞察力将使我们能够推断出流祖先的性质（质量，动力学，金属丰度，恒星星族）。与溶解的伴星系相互作用所引起的宿主星系的变化将是我们研究的另一个重点。最后，我们讨论了与WFIRST和欧几里得的协同作用，并提供了具体的建议，如何散射光的影响可以最小化LSST图像，以优化搜索低表面亮度的功能，如微弱的未解决的恒星潮汐流。
2018-12-12 astro-ph.GA
The tidal stream generated by the globular cluster NGC 3201
利用盖亚DR 2的数据，我们探测到一个由球状星团NGC 3201产生的潮汐流，该潮汐流在天空中延伸超过140度，使用我们先前提出的极大似然方法来研究M68潮汐流。大部分被探测到的流是拖尾流，它在南银河半球延伸，并在距离太阳3.2 kpc的近距离内通过，因此使该流非常有利于发现相对明亮的成员星，而前导臂离我们更远，并且在一个更难分离的磁盘前景后面。该星团刚刚穿过银河系盘，现在位于银河系北半球，被尘埃适度遮挡，最靠近星团的拖尾部分在飞机后面高度模糊。我们获得了一个最佳拟合模型的流是一致的测量自行，径向速度和距离NGC 3201，并显示它是相同的，以前检测到的Gjöll流Ibata等人。我们确定了200星的最高可能性是流成员只使用他们的盖亚运动学数据。这些恒星中的大多数（170颗）在光度上与星团H-R图中的NGC 3201成员一致，只有一次应用了星系吸收尘埃和变红的校正。根据模拟数据集，其余恒星与随机前景物体一致。我们列出了这170个极有可能的流成员星，这将是强烈的兴趣，以模拟银河系的引力势，并在光谱上进行跟踪，以获得准确的径向速度。
2021-05-11 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
Quantifying tidal stream disruption in a simulated Milky Way
潮汐流的模拟表明，近距离接触暗物质的subhalos诱导密度差距和扭曲的天空路径沿流。因此，观测到星系晕中的中断流将证实那里存在暗物质子结构的假设，而相反，观测到具有平滑变化的密度分布的准直流将对晕下的数密度和质量谱施加很大的上限。在这里，我们研究了几个措施流“中断”和他们的权力，以区分晕电位与无子结构和不同的全球形状。我们创建和发展人口的1280流在一系列的轨道上的银河系状晕，充满了全质量范围的ΛCDM subhalos的通过Lactea II模拟，并将其与两个控制流人口分别在光滑的球形和光滑的三轴电位。我们发现，在恒星流中观察到的间隙的数量是晕势的一个很差的指标，但（i）天空流的薄度，（ii）领先和落后的尾巴的对称性，以及（iii）尾巴偏离天空低阶多项式路径（“路径规则性”）更有效地区分这三种势。我们发现，球状星团流的低偏心率轨道远离银河系中心（远心半径~ 30-80千秒差距）是最强大的区分这三种潜力。如果它们存在的话，这样的流将很快被测量出来，并在不久的将来通过光度和光谱测量绘制出高维图。
2017-05-19 astro-ph.GA
MilkyWay@home: Harnessing volunteer computers to constrain dark matter in the Milky Way
MilkyWay@home是一个志愿者计算项目，允许世界上每个国家的人自愿将他们闲置的处理器用于银河系研究。目前，超过25，000人（自2007年11月9日以来为150，000人）为我们的项目贡献了大约半PetaFLOPS的计算能力。我们目前运行两种类型的应用程序：一个应用程序适合使用统计光度视差的潮汐流的空间密度分布，和其他应用程序发现的N体模拟参数，产生潮汐流，最佳匹配已知潮汐流的测量密度分布。流拟合应用程序开发良好，并正在产生已发表的结果。人马座矮型先导潮汐尾已经拟合完成，目前算法正在拖尾潮汐尾和分叉碎片上运行。我们很快就会有一个自洽的模型，用于恒星晕和最大潮汐流的光滑部分的密度。$N$天体应用程序已经实现，仅用于拟合矮星系的祖先属性，目前处于测试阶段。我们使用地球移动距离的方法来衡量适合的恒星密度沿潮汐流。我们将添加额外的空间维度，以及运动学的措施，在一个零碎的方式，最终的目标是拟合的轨道和银河系的潜力参数（从而暗物质的密度分布）使用多个潮汐流。
2014-11-21 astro-ph.GA
A flexible method to evolve collisional systems and their tidal debris in external potentials
我们介绍了一种数值方法来整合碰撞系统的潮汐效应，使用任何定义的外部潜在的空间和时间的函数。而不是使用线性化的潮汐场，这种新方法遵循微分技术，以数值计算的潮汐加速度和时间导数。然后，这些被用来整合的碰撞系统的组件，如恒星在星团中的运动，使用预测-校正计划。这种方法的多功能性允许研究星团，包括它们的潮汐尾，在复杂的，多组件的，随时间变化的外部潜力。该方法在代码nbody 6（Aarseth 2003）中实现。
2015-02-04 astro-ph.GA
A Spatial Characterization of the Sagittarius Dwarf Galaxy Tidal Tails
利用斯隆数字巡天（SDSS）数据，利用统计光度视差，我们测量了人马座矮潮汐流中F型关闭星的空间密度。我们发现一组连续的，一致的参数，描述领先的Sgr流的位置，方向和宽度为15条在北银河帽，3条在南银河帽。我们产生的恒星目录，具有占主导地位的领先Sgr潮汐流的密度特性，可以与模拟进行比较。我们发现，领导（北）潮汐尾的宽度是一致的，最近的三轴和轴对称晕模型模拟。沿流的密度大致一致的常见的中断模型在北方，但可能不是在南方。我们探讨的可能性，一个或多个占主导地位的SGR流已被错误识别，一个或多个的“分叉”件是真正的SGR潮汐尾，但我们没有得出明确的结论。如果两个矮祖先的假设，适合占主导地位的和“分叉”潮汐尾巴的平面有利于协会的Sgr矮球状星系与占主导地位的南流和“分叉”流在北方。在北银帽，最适合的Hernquist密度轮廓的光滑组成部分的恒星晕是扁圆的，与一个压扁参数q = 0.53，和一个标度长度r_0 = 6.73。南方的潮汐碎片和恒星晕的平滑部分的数据与北方的模型不匹配，尽管恒星晕仍然是绝对扁圆的。最后，我们验证，我们可以重现参数适合异步Milkyway@home志愿者计算平台。
2013-04-08 astro-ph.GA
The time evolution of gaps in tidal streams
我们模拟了潮汐流的间隙的时间演化所造成的影响的暗物质subhalo，而两者的轨道是球形的引力势。为此，我们利用作用角空间中轨道的简单行为。一个差距有效的结果，从附近的两个轨道的初始相空间分离的发散，非常冷的薄流，主要是由下晕引起的冲动。我们发现，在球势的间隙的大小随时间线性增加足够长的时间尺度。我们已经推导出一个解析表达式，显示了增长率如何依赖于扰动subhalo的质量，它的规模和相对于流的相对速度。我们已经验证了这些缩放使用N体模拟，并找到很好的协议。例如，一个质量为10^8兆太阳的次晕在倾斜轨道上直接撞击一个非常冷的薄流，可以产生一个间隙，在几个Gyr之后，间隙的大小可能达到几十kpc。间隙大小随轨道上相位的变化而变化，在近心点附近间隙最大。这表明，它可能不是完全简单的转换流中存在的间隙的频谱恢复的subhalos的质谱。
2016-08-19 astro-ph.GA
A giant umbrella-like stellar stream around the tidal ring galaxy NGC 922
潮汐环星系由于其固有的短暂性质，在局部宇宙中很少被观察到。潮汐环结构是富含气体的恒星盘和较小的星系系统之间强相互作用的结果，持续时间不超过5亿年，因此，这些是寻找最近吸积的矮星系系统碎片的完美场景。我们从DESI遗产调查数据和我们的业余望远镜观测中获得了NGC 922潮汐环星系及其周围环境的新深度图像。这些观测结果进行了比较，从高分辨率的N体模拟，旨在重现一个替代的形成方案，这个奇特的星系。我们的新观测揭示了NGC 922周围的低表面亮度恒星潮汐结构比以前报道的要复杂得多。特别是，先前在中央星系盘东北部探测到的潮汐尖峰状结构与矮伴星系PGC 3080368没有联系，后者被认为是触发NGC 922环形成的入侵者。深层图像显示，这个潮汐结构主要由一个较暗的巨大伞状形状组成，因此它是由另一颗卫星的潮汐破裂形成的。我们使用宽波段g、r和z DESI LS图像测量了这一恒星流的光度特性，估计r波段的总绝对星等为Mr= -17.0 +/- 0.03 magn，恒星流的总质量在6.9-8.5X10^8 Mo之间。我们进行了一组N体模拟再现观察到的NGC 922入侵者的相互作用，提出了一个新的方案，其潮汐环的形成，从一个富含气体的卫星约150万年前的下落。
2022-09-04 astro-ph.GA
Creation/destruction of ultra-wide binaries in tidal streams
本文利用统计方法和$N$体方法探讨了一种新的形成超大间距双星（$> 0.1\,{\rm pc}$）的机制，这种双星的起源还不清楚。在这里，超宽双星是通过不相关的恒星偶然被困在混乱的星团潮汐流中而产生的。结果表明：（i）超宽双星的形成并不局限于星团的寿命，而是在母体完全破裂后继续形成;（ii）超宽双星的形成速率与潮汐尾的局部相空间密度成正比;（iii）超宽双星的半长轴分布在$a\ll D$处的尺度为$p(a)d a\sim a^{1/2}d a$，其中$D$是平均星际距离，以及（vi）偏心率分布接近于热$p(e)d e= 2 e d e$。由于超宽双星的结合能较低，它们可以被平滑的潮汐场和通过的子结构破坏。潮汐涨落在平均场上占主导地位的时间尺度与团块的局部密度成反比。蒙特卡罗实验表明，潮汐蒸发的双星遵循$a\gtrsim a_{\rm peak}$的$p(a)d a\sim a^{-1}d a$，即奥皮克定律，其峰值半长轴随时间收缩为$a_{\rm peak}\sim t^{-3/4}$。与此相反，平滑的银河势在潮汐半径处引入了急剧的截断，$p(a)\sim 0$在$a\gtrsim r_t$处。年轻星系团的标度关系表明，大多数超宽双星产生于低质量系统的破坏。球状星团流可能是数百个超宽双星的诞生地，使它们成为探测银河系晕中团块的理想实验室。
2020-12-11 astro-ph.GA
A statistical method for measuring the Galactic potential and testing gravity with cold tidal streams
我们介绍了最小熵方法，一个简单的统计技术，约束银河系引力势，同时测试不同的引力理论直接从6D相空间调查，而不采用动力学模型。我们证明，轨道能量分布是可分离的（即独立的位置）有一个相关的熵，增加错误的假设下的引力势和/或引力理论。在已知的天体中，来自低质量祖先的“冷”潮汐流遵循最接近满足可分离性条件的轨道分布。虽然潮汐剥离的恒星的轨道是由祖先的自重扰动，系统的能量分布的变化可以量化的交叉熵的个别尾巴，给予进一步的敏感性，在主机潜在的理论偏差。使用最小熵方法来测试范围广泛的引力理论的可行性，通过在牛顿势中发展限制N体模型和检查由Dirac，MONDian和f（R）引力修正引入的熵的变化来说明。
2012-09-10 astro-ph.GA
Member stars of the GD1 tidal stream from the SDSS, LAMOST and Gaia surveys
利用SDSS巡天的测光数据、SDSS/SEGUE和LAMOST巡天的分光数据以及Gaia DR 2的天体测量数据，我们确定了GD-1冷恒星流的71颗高概率成员星，这些成员星分布在GD-1冷恒星流的几乎整个长度上（即赤经126度到203度）。利用精确的光谱（即金属丰度和视线速度）和天体测量（即自行）信息，GD-1流的位置-速度图，即$ϕ_{1}$ - $μ_α$、$ϕ_{1}$ - $μ_δ$和$ϕ_{1}$ - ${v_{\rm gsr}}$，得到了很好的映射。该物流具有平均金属度[Fe/H] $= -1.95 \pm 0.23$。银河系中成员恒星的丰富信息不仅可以模拟其起源，还可以对银河系的质量分布和引力势进行强有力的限制。
2019-04-02 astro-ph.GA
Tracing Sagittarius Structure with SDSS and SEGUE Imaging and Spectroscopy
我们表明，人马座矮潮汐流可以追溯到非常红的K/M-巨星从SDSS测光选择。这些恒星的一个子集被SEGUE和SDSS光谱证实，2 MASS和SDSS M巨星的距离标度被校准到RR天琴座距离标度。巨分支尖端K/M巨星的绝对g带星等为M_g=-1.0。M巨星和BHB星的视线速度是空间上一致的Sgr矮潮汐流与以前的作者是一致的，加强了需要新的模型，可以解释所有的Sgr潮汐碎片流的观测。我们估计恒星密度沿潮汐尾巴，可用于帮助约束未来的模型。K/M-巨星、BHB和F-关断星位于低表面亮度潮汐流中，与主要的Sgr矮星潮汐尾相邻，它们的速度和金属丰度与潮汐尾中的恒星相似。K/M巨星与BHB和BHB与F-关闭星的比率对于领先的潮汐尾的两个分支也是相似的。我们发现，有一个额外的低金属丰度潮汐流附近的SGR尾随潮尾。
2009-05-29 astro-ph.GA
New tidal debris nearby the Sagittarius leading tail from the LAMOST DR2 M giant stars
我们报告了两个新的潮汐碎片附近的人马座（Sgr）的潮汐流在北银河帽确定的M巨星在LAMOST DR 2数据。天区面积为$210^\circ<$ $<290^\circ$，距离为10- 20千秒差距，[Fe/H] $<-0.75$的M巨星，速度分布呈现明显的双峰性。我们将这两个峰分别记为Vel-3+83和Vel+162+26，前者相对于在相同$Λ$处观测到的Sgr前导尾的平均速度在-3kms $^{-1}$以内，而后者相对于Sgr前导尾的平均速度为162 kms $^{-1}$。尽管Vel-3+83的投影$Λ$ -- $V_{gar}$关系与Sgr前导尾非常相似，但相对于Sgr前导尾的$Λ$ --距离关系的相反趋势表明Vel-3+83与Law & Mauriski模拟的Sgr潮流的任何分支具有不同的三维运动方向。因此，我们建议它是一个新的潮汐碎屑不相关的Sgr流。类似地，另一个亚结构Vel+162+26与Chou等人发现的NGC群相同，也与Sgr潮流向不同方向移动，这意味着它可能与Sgr潮流有不同的起源。
2016-04-19 astro-ph.GA
Shell-type Tidal Features Are More Frequently Detected in Slowly Rotating Early-type Galaxies than Stream- and Tail-type Features
本研究基于DESI Legacy Survey深场图像和MaNGA运动学数据，分类1244个低红移早型星系的潮汐特征，发现壳层型特征与更低的$λ_{R_e}$及慢旋转体显著相关，支持径向并合形成壳层。
2024-04-04 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
Tidal streams in newly discovered M32 analogues: evidence for the stripping scenario
我们提出了两个新发现的紧凑的椭圆（cE）星系，表现出明确的证据潮汐蒸汽，并发现在搜索的SDSS DR 7 cE候选人。的结构参数的CE使用GALFIT，给出有效半径，Re，388和263秒差距，和B波段平均表面亮度内Re的19.4和19.2的幅度每弧秒平方。我们重新分析了SDSS光谱，表明它们拥有年轻到中等年龄的恒星星族。这两个cE提供了直接的证据，一个“吸烟枪”，潮汐剥离的过程，被认为是M32型星系的起源。这两个星系都是在一个小的星系群中，有很大的螺旋部分，这表明我们可能会在动态年轻的环境中看到这样的cE星系的形成。更紧凑的星系是在一个与本星系群类似的小星系群中发现的，因此为理解M32提供了一个额外的模型。
2011-03-07 astro-ph.GA
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
Evidence for a Milky Way Tidal Stream Reaching Beyond 100 kpc
我们提出的分析1，207 RR天琴座发现的光度测量所采取的卡塔利娜调查的莱蒙山望远镜。通过将这些恒星的精确距离与Catalina Schmid望远镜对~ 14，000 AB RR型天琴座的测量相结合，我们揭示了一个扩展的协会，该协会达到了超过100 kpc的银河系中心距离，并与人马座流系统重叠。这一结果证实了早期的证据，即外部晕潮汐流的存在是由一个被破坏的恒星系统造成的。通过比较RR Lyonos源密度与基于晕模型的预期，我们发现检测具有~8 sigma显著性。我们调查的距离，径向速度，金属丰度，和周期振幅分布的RR天琴座。我们发现，径向速度和距离都与目前的人马座流模型不一致。我们还发现了初步的证据，在源金属丰度的最遥远的来源部门。根据先前的分析，我们比较了RR天琴座的位置和距离与光度选择的候选水平分支恒星，并找到支持证据表明，这种结构跨越至少60度的天空。我们调查的前景之间的关联流和不寻常的球状星团NGC 2419。
2013-01-25 astro-ph.GA
The SLUGGS Survey: New evidence for a tidal interaction between the early type galaxies NGC 4365 and NGC 4342
我们提供了NGC 4365和NGC 4342周围球状星团（GC）的新的成像和光谱数据。NGC 4342是一个紧凑的X射线发光的S 0星系，中央有一个异常巨大的黑洞。NGC 4365是另一个非典型星系，它支配着W'星系群，NGC 4342是其中的一员。利用加拿大-法国-夏威夷望远镜（CFHT）上MegaCam仪器的成像，我们确定了两个星系之间的GC流，并延伸到NGC 4342之外。GC流在空间上与先前确定的恒星流/羽流一致。我们发现流GC的光度颜色与NGC 4342相匹配，并且流和NGC 4342的组合GC的衰退速度与NGC 4342本身的衰退速度相匹配。这些结果表明，NGC 4342在与附近的椭圆星系NGC 4365发生潮汐相互作用时正在被剥离GC（和恒星）。我们将NGC 4342与两个著名的潮汐剥离星系（M32和NGC 4486 B）进行了比较，并发现了各种相似之处。我们还讨论了Bogdan等人（2012 a）之前的说法，即NGC 4342不可能经历显著的潮汐剥离，因为它拥有一个大的暗物质晕。
2014-01-20 astro-ph.GA
