A kinematic study of the Andromeda dwarf spheroidal system
我们提出了一个均匀的红巨星分支恒星的运动学分析内18的28仙女座矮球状（dSph）星系，获得使用凯克I LRIS和凯克II DEIMOS摄谱仪。基于它们的g-i颜色（用CFHT MegaCam成像仪拍摄），在天空中的物理位置和径向速度，我们将dSph成员资格的概率分配给每个观察到的恒星。利用这些信息，速度色散，中心质量和中心密度的暗物质晕计算这些对象，并与银河系dSph人口的属性进行比较。我们还测量了每个M31 dSph成员星的平均金属丰度（[Fe/H]），发现它们与银河系中观测到的[Fe/H]随光度降低的趋势一致。我们发现我们研究的三个M31 dSphs在它们的中心速度色散方面表现为显著的异常值，XIX，XXI和XXV，它们都具有大的半光半径（>700 pc）和低的速度色散（sigma_v<5 km/s）。此外，And XXV在其半光半径范围内的质光比仅为[M/L]_{half}=10.3^{+7.0}_{-6.7}，这使得它与一个简单的恒星系统相一致，在其1 sigma不确定度范围内没有明显的暗物质成分。我们认为，这些异常值的暗物质晕的结构已被潮汐显着改变。
2013-02-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
A New Approach to Detailed Structural Decomposition from the SPLASH and PHAT Surveys: Kicked-up Disk Stars in the Andromeda Galaxy?
本文描述了仙女座星系（M31）在4 <Rproj < 225 kpc径向范围内的球、盘和晕子成分。这些子成分的共空间性质使得它们难以单独使用表面亮度（SB）信息来解开，特别是在~20 kpc的内部。我们的新分解技术结合了来自超过150万明亮的亮度函数（LF）的信息，（20 < m_814W < 22）颗恒星来自全色哈勃仙女座宝藏（PHAT）巡天，超过5000颗红巨星分支恒星的径向速度来自仙女座恒星晕的光谱和光度景观（SPLASH）巡天，以及来自各种来源的集成I波段SB配置文件。我们使用一个仿射不变的马尔可夫链蒙特卡罗算法，以适应这三个数据集的一个适当的玩具模型。凸起，磁盘和晕SB配置文件被建模为Sersic，指数，和核心的幂律，分别，和LF被建模为破幂律。我们提出了概率分布的32个参数描述的SB配置文件和LF的三个子组件。我们发现，与盘状LF的恒星的数量是~5%大于盘状（动态冷）运动学的数量，这表明，一些恒星出生在磁盘已动态加热的点，他们是运动学上无法区分的晕成员。这是第一个运动学证据的“踢盘”晕人口在M31。被踢出的盘星的比例与模拟中发现的一致。我们还发现了径向变化的磁盘LF的证据，在恒星盘的负金属丰度梯度一致。
2013-10-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evidence for Early Filamentary Accretion from the Andromeda Galaxy's Thin Plane of Satellites
最近的研究表明，围绕仙女座星系运行的矮卫星星系中有很大一部分惊人地排列在一个薄的、延伸的、运动学上连贯的平面结构中。这种结构的存在似乎挑战了当前冷暗物质结构形成的范式，该范式预测卫星在中心物体周围的分布更加均匀。我们表明，在基于冷暗物质模型的宇宙学无碰撞模拟中，有可能获得一个薄的、延伸的、旋转的卫星平面，类似于仙女座的卫星平面。我们新的高分辨率模拟显示了暗物质晕的形成时间和卫星平面厚度之间的相关性。我们的模拟有一个高发病率的卫星飞机薄，扩展，丰富的仙女座和一个非常连贯的运动学结构，当我们选择高浓度/早期形成的晕。通过跟踪卫星在平面上的形成，我们发现它们主要是沿着高红移的薄暗物质细丝吸积到主天体上的。我们的研究结果表明，存在一个薄的，扩展的，旋转平面的卫星是不是冷暗物质范式的挑战，但实际上支持这种范式的预测之一有关的存在细丝的暗物质周围的星系在高红移。
2015-07-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
The prolate dark matter halo of the Andromeda galaxy
我们使用和推广Hayashi & Chiba开发的非球形质量模型，对仙女座星系中暗物质晕的整体形状提出了新的限制，并将我们的结果与冷暗物质（CDM）模型的理论预测进行了比较。这是由于CDM模型预测了非球形的维里化暗晕，这反映了星系尺度上的质量组装过程。将我们的模型应用到仙女座晕中的球状星团和矮球状星系的最新运动学数据中，我们发现仙女座最合理的情况下，其黑暗的晕产生一个长球形，无论假设的密度分布。我们还发现，这长形的暗晕在仙女座是一致的理论预测，其中的卫星分布各向异性和优先位于沿主轴的主机晕。它反映了银河系暗物质晕和宇宙网之间的密切联系。因此，我们的研究结果是深刻的理解在仙女座晕示踪剂的内部动力学，如潮汐恒星流的轨道演化，通过其对流结构的动力学影响，在提取CDM subhalos的丰度发挥重要作用。
2014-06-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
The remnant of a merger between two dwarf galaxies in Andromeda II
在引力的驱动下，像星系和星系团这样的大质量结构被认为通过较小系统的分层合并和吸积而不断增长。吸积事件的观测证据是由穿过大质量星系（例如银河系或仙女座星系）外晕的相干恒星流提供的。在类似的质量尺度上，在恒星的$10^{11}$太阳质量附近，合并活动的进一步观测证据也是充足的。低质量星系的合并被认为是星系形成的分级过程，但迄今为止还没有发现恒星质量小于$10^9$太阳质量的星系。在这里，我们报告的恒星流的运动学检测在仙女座的卫星星系，矮球状星系仙女座II，它的质量只有$10^7$太阳质量的恒星。流的性质表明，我们正在观察两个矮星系合并的残余。这对残骸的动力学产生了巨大的影响，残骸现在正围绕着它的投影主轴旋转。仙女座II的恒星流说明了星系形成的无标度特征，直到最低的星系质量标度。
2014-02-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Kinematics and metallicity of the dwarf spheroidal galaxy Andromeda XVIII
本研究利用 Keck/DEIMOS 光谱分析 Andromeda XVIII 的运动学与化学丰度，发现其金属丰度分布和速度支持恒星形成突然中断，但无法确定熄灭源于 M31 近掠、主并合还是内部反馈。
2024-09-07 astro-ph.GA
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
Resolved SPLASH Chemodynamics in Andromeda's PHAT Stellar Halo and Disk: On the Nature of the Inner Halo Along the Major Axis
恒星运动学和金属丰度是探索星系盘和晕形成情景的关键。在这项工作中，我们的特点之间的关系，运动学和光度金属丰度沿视线M31的磁盘。我们结合了光学HST/ACS光度从全色哈勃仙女座宝库（PHAT）调查与凯克/DEIMOS光谱从仙女座的恒星晕（SPLASH）调查的光谱和光度景观。由此产生的3512颗红巨星分支恒星的样本跨度为4-19 kpc，使其成为一个有用的探测盘和内晕的探针。我们将这些恒星分为磁盘和晕人口建模的视线速度分布作为整个磁盘区域的位置的函数，其中$\sim$ 73%的恒星有很高的可能性属于磁盘和$\sim$ 14%的晕。虽然恒星晕通常被认为是贫金属的，但运动学识别的晕包含大量具有盘状金属丰度（[Fe/H] $_{\rm phot}$ $\sim$ $-0.10$）的恒星（$\sim$ 29%）。这个富含金属的晕人口滞后于气体盘的程度与晕的其余部分相似，表明它不对应于典型的厚盘。它的性质是不一致的潮汐碎片起源于巨型恒星流合并事件。此外，晕圈在化学上不同于先前沿着短轴识别的相混合组分（即，远离盘），这意味着来自不同形成通道的贡献。这些富含金属的晕星提供了直接的化学动力学证据，支持先前提出的M31内部恒星晕中的“反冲”盘人口。
2022-12-12 astro-ph.GA
Formation of Andromeda II via a gas-rich major merger and an interaction with M31
仙女座II（和II）已经知道了几十年，但直到最近的观测才揭示了这个矮球状星系的新特性。两个恒星星族的存在，双峰恒星形成历史（SFH）和一个不寻常的自转速度的And II把它的形成和演化的强烈约束。继Lokas等人（2014）之后，我们提出了一个详细的模型来解释And II的主要性质，包括（1）两个矮星系在高红移场之间的富含气体的主要合并，以及（2）大约5 Gyr前与M31的密切相互作用。该模型是基于N体/流体动力学模拟，包括气体动力学，恒星形成和反馈。一个模拟的目的是再现丰富的气体主要合并解释的起源恒星星族和SFH。其他模拟被用来研究潮汐力和冲压压力剥离的影响，在和II和M31之间的相互作用。该模型成功地再现了And II的SFH，包括恒星星族的性质，其形态，运动学和缺乏气体。通过对所有过程的联合建模和更好地处理重子物理，可以进一步改进模型。
2016-09-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Triangulum-Andromeda overdensity: a region with a complex stellar population
三角座-仙女座（TriAnds）超密度是银河系的一个遥远结构，位于银河系第二象限，远低于银河系平面。自从它被发现以来，它的性质一直在讨论中，它是否可能是银河系盘的旧扰动或被破坏的前矮星系的遗迹。在这项研究中，我们研究了13颗恒星的运动学和化学成分的2 MASS测光选择的TriAnd候选人。该样品是使用连接到双子座北望远镜的GRACES高分辨率摄谱仪观测的。基于从光谱和天体测量数据GAIA获得的径向速度，三个不同的运动学标准被用来分类我们的样本星属于TriAnd超密度。在我们的样本中，TriAnd确认的成员跨越了一个金属丰度范围，包括两颗贫金属恒星（[Fe/H] $\sim$ -1.3 dex）。我们表明，采用的运动学分类也化学隔离的TriAnd和非TriAnd的成员，我们的样本，表明一个独特的化学图案的TriAnd星。我们的研究结果表明，不同的化学模式的[Na/Fe]，[Al/Fe]，[Ba/Fe]，和[Eu/Fe]比在TriAnd星相比，当地磁盘的化学模式;研究的缺乏化学表征的外盘人口的银河系是主要的障碍，在建立的TriAnd人口是化学上类似于外地的恒星在外盘。但是TriAnd的化学模式让人想起了外盘疏散星团中的化学模式，尽管后者比TriAnd更富含金属。
2019-10-18 astro-ph.GA
Asymmetric Drift of Andromeda Analogs in the IllustrisTNG Simulation
我们分析的运动学作为恒星年龄的函数仙女座（M31）质量类似物从IllustrisTNG宇宙学模拟。我们将恒星粒子分为四个年龄组：小于1 Gyr，1至5 Gyr，5至10 Gyr和大于10 Gyr，并将这些组的运动学与中性气体细胞的运动学进行比较。我们计算的恒星和气体成分的每个模拟从2千秒差距到20千秒差距从质心的旋转曲线。我们发现，气体自转曲线和恒星自转曲线之间的滞后或非对称漂移（AD）平均随恒星年龄的增加而增加。这一发现与仙女座星系盘中AD的观测测量结果一致。当基于合并历史将M31类似物分成组时，我们发现在最后4 Gyr、8 Gyr或12 Gyr具有4：1合并的类似物的AD与在相同时间范围内未经历4：1合并的类似物相比存在差异。在最近4个Gyr中有4：1合并的类似物子集也类似于M31盘中恒星的AD测量，提供了证据表明M31实际上可能最近与一个质量接近其四分之一的星系合并。进一步的工作需要使用高分辨率的放大模拟来探索内部加热对AD的贡献。
2020-07-20 astro-ph.GA
Exploring Halo Substructure with Giant Stars. XV. Discovery of a Connection between the Monoceros Ring and the Triangulum-Andromeda Overdensity?
由于现代巡天观测，在银河系晕中发现了20多个恒星流和高密度结构。在本文中，我们提出了一个这样的结构，“A13”，第一次确定为一个过密度使用M巨星目录从两微米全天巡天的光谱观测的分析。我们的光谱观测结果表明，被鉴定为A13的恒星具有$\lesssim$ 40 $\mathrm{km~s^{-1}}$的速度色散，这意味着它是一个真正的相干结构，而不是随机晕星的偶然叠加。从它在天空中的位置、距离（$\sim$ 15千秒差距日心距）和运动学性质来看，A13很可能是另一个低银河纬度子结构--银河系正中心恒星结构（也称为麒麟座环）--向更小的银河经度和更远的距离延伸。此外，A13的运动学还将其与南银河半球的另一个结构-三角座-仙女座超密度联系起来。我们讨论了这三个连接的结构的背景下，以前提出的方案，这些功能之一或全部来自银河系的磁盘。
2017-07-11 astro-ph.GA
DESI Observations of the Andromeda Galaxy: Revealing the Immigration History of our Nearest Neighbor
我们提出了DESI观测的内晕M31，揭示了最近的合并运动学-银河移民事件-在精致的细节。在3.75小时的天空曝光时间内研究的11，416个源中，有7，438个是具有良好测量径向速度的M31源。观测结果揭示了单个恒星的位置和速度的复杂连贯的运动学结构：流，楔和V形。虽然之前在M31中已经发现了相干结构的迹象，但这是第一次在银河系以外的星系中看到如此详细和清晰的结构。我们发现明确的运动学证据壳结构在巨大的恒星流，东北大陆架和西部大陆架地区。的运动学是非常相似的动力学模型的预测，以解释内晕的空间形态。这一结果与M31内晕的许多亚结构是由1 - 2 Gyr前的一次银河系移民事件产生的解释是一致的。大量富含金属的恒星（[Fe/H] $>-0.5$）存在于所有检测到的子结构中，这表明移民星系有一个延长的恒星形成历史。我们还研究了壳层和巨星流对M31引力势的约束能力，并估计在125 kpc的投影半径内的质量为${\rm log_{10}}\, M_{\rm NFW}(<125\,{\rm kpc})/M_\odot = 11.80_{-0.10}^{+0.12}$。这些结果预示着我们在星系尺度上研究恒星和星系移民历史的能力进入了一个新时代。
2023-01-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
The SPLASH Survey: Internal Kinematics, Chemical Abundances, and Masses of the Andromeda I, II, III, VII, X, and XIV dSphs
我们提出了新的凯克/DEIMOS光谱观测数百个单独的恒星沿视线仙女座的前三个发现的矮球状星系（dSphs）-和I，II和III，并利用我们的团队最近的观测三个额外的dSphs，和VII，X和XIV，作为SPLASH调查的一部分。每个dSph的成员星被隔离的前景银河系矮星和M31领域的污染使用各种光度和光谱诊断。我们最后一个分光样本的成员星在每个dSph，我们测量准确的径向速度与中位数的不确定性（随机加上系统误差）为4 - 5公里/秒，包括80红巨星在和I，95在和II，43在和III，18在和VII，22在和X，38在和XIV。在六个dSphs的确认成员的样本被用来推导每个系统的平均径向速度，固有的中心速度色散，平均丰度，丰度扩展，和动态质量。这一组合数据集为我们提供了一个独特的机会来执行全球性质的第一次系统比较（例如，金属丰度，大小和暗物质质量）的三分之一的仙女座的总已知dSph人口与银河系对应的相同的光度。我们讨论了这些卫星的光度-金属丰度关系和光度-大小关系，发现它们的化学演化历史是相似的。M31的dSphs的动力学质量估计与相同光度的银河系dSphs相似或更小，尽管它们的大小相似或更大，这表明M31 dSphs的密度低于银河系的对应物。总结了这些结果对一般理解星系形成和演化的意义。节录。
2010-01-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Where are the extremely metal-poor stars in the Milky Way and Andromeda? Expectations from TNG50
在TNG 50模拟中，我们分析了198个银河系（MW）/M31类星系中极贫金属星（EMP，[Fe/H] $ < -3$）在$z=0$的位置。每个系统被分为四个运动学定义的形态恒星组件的基础上，恒星圆度和银河系的距离，即隆起，冷盘，暖盘，恒星晕，除了卫星（与恒星质量$\ge 5\times10^6\,M_\odot$）。根据TNG 50和所有模拟系统，主星系和卫星的恒星晕呈现最高频率的EMP（最大的$M_{\mathrm{EMP, comp}}$与$M_{\mathrm{tot, comp}}$恒星质量比），因此找到它们的机会最高。这种频率在低质量卫星中比在高质量卫星中更大。此外，TNG 50预测，主星系的恒星晕总是宿主，因此贡献了系统的大部分电磁脉冲。也就是说，它具有其中EMP与系统中所有EMP的最高质量比（最大的$M_{\mathrm{EMP, comp}}$与$M_\mathrm{EMP} (<300\mathrm{kpc})$）。然而，值得注意的是，我们还发现，TNG 50中的33 MW/M31类星系具有对EMP总质量贡献超过10%的冷盘，每个冷盘都具有在冷圆形轨道上的EMP的$\gtrsim 10^{6.5-7}\, M_\odot$。这些定性的陈述并不依赖于EMP星的精确定义，即所采用的金属丰度阈值。这项工作的结果提供了一个理论预测的EMP星的位置从空间和运动学的角度来看…
2022-12-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Sculpting Andromeda -- made-to-measure models for M31's bar and composite bulge: dynamics, stellar and dark matter mass
仙女座星系（M31）包含一个与经典凸起（CB）纠缠的盒子/花生凸起（BPB），需要三轴建模来确定动力学，恒星和暗物质质量。我们构建了适合新的VIRUS-W IFU凸起恒星运动学观测，IRAC-3.6 $μ$ m测光和光盘的HI旋转曲线的定制模型。我们探索的参数空间为3.6 $μ$ m的质量与光的比例$(Υ_{3.6})$，酒吧模式的速度（$Ω_p$），和复合隆起（$M^B_{DM}$）的暗物质质量在3.2kpc。考虑到Einasto暗物质配置文件，我们找到了最好的模型$Υ_{3.6}=0.72\pm0.02\,M_\odot/L_\odot$，$M^B_{DM}=1.2^{+0.2}_{-0.4}\times10^{10}M_\odot$和$Ω_p=40\pm5\,km/s/kpc$。这些模型的动力学膨胀质量为$M_{dyn}^B=4.25^{+0.10}_{-0.29}\times10^{10}M_{\odot}$，包括恒星质量$M^B=3.09^{+0.10}_{-0.12}\times10^{10}M_\odot$（73%），其中CB具有$M^{CB}=1.18^{+0.06}_{-0.07}\times10^{10}M_\odot$（28%）和BPB $M^{BPB}=1.91\pm0.06\times10^{10}M_\odot$（45%）。我们还探讨了NFW晕模型发现，…
2018-08-22 astro-ph.GA
The structure of Andromeda II dwarf spheroidal galaxy
详细分析了仙女座II（和II）矮球状星系中两种不同星族的空间分布和运动学性质。我们获得了它们详细的表面密度图，以及它们的径向密度分布。这两个种群不仅在年龄和金属丰度上不同，而且在空间分布和运动学上也不同。老恒星（$\gtrsim 11$ Gyr）遵循一个圆形的分布，很好地拟合了截断的密度剖面。这些恒星围绕着星系的投影光学主轴旋转，视线速度为$v_{los}(r_h) = 16 \pm 3$ km s $^{-1}$，速度梯度为$2.06 \pm 0.21$ km s $^{-1}$ arcmin $^{-1}$。中等年龄的恒星（$\lesssim 9$ Gyr）集中在星系的中心，并形成一个沿着投影光学主轴延伸的细长结构。这个结构似乎旋转的速度梯度为$2.24 \pm 0.22$ km s $^{-1}$ arcmin $^{-1}$，并围绕光学短轴。两个种群的旋转中心和动力学位置角（PA $_{\rm kin}$）不同。对于中等年龄的恒星，我们得到了PA $_{\rm kin} = 18^\circ \pm 2^\circ$和老的PA $_{\rm kin} = 63^\circ \pm 3^\circ$在良好的协议与光度PA从等值线拟合到光度。我们的结论是，这两个恒星的人口可能没有完全放松，因此是合并的结果发生在红移$z\sim 1.75$。
2017-05-15 astro-ph.GA
A clear age-velocity dispersion correlation in Andromeda's stellar disk
星系盘的恒星运动学是制约星系盘形成和演化过程的关键。本文首次测量了M31内部20 kpc（3.5盘尺度）的恒星年龄-速度色散相关，发现它与银河系中的恒星年龄-速度色散相关有很大的不同。我们使用光学哈勃太空望远镜/先进的相机调查测光的5800个单独的恒星从全色哈勃仙女座宝库（PHAT）调查和凯克/DEIMOS径向速度测量相同的恒星从仙女座的恒星晕（SPLASH）调查的光谱和测光景观。我们发现，平均视线速度色散是一个稳定增加的函数的恒星年龄外部R=10千秒差距，从30公里/秒的年轻的上主序星增加到90公里/秒的老红巨星支星。这种单调的增加意味着一个连续的或重复的过程有助于磁盘的演变。色散与年龄关系的斜率和标准化都明显大于银河系，这使得M31的盘可能比银河系的盘有更剧烈的历史，更符合宇宙学的预测。我们还发现证据的恒星分布不均匀，除了占主导地位的磁盘组件从第二个运动学组件。其中一个最大和最热的高色散斑块存在于所有年龄段中，可能是长柱结束的标志。
2015-02-12 astro-ph.GA
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
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
Variable stars and stellar populations in Andromeda XXV: III. A central cluster or the galaxy nucleus?
我们提出了B和V的时间序列测光的仙女座XXV，在我们的计划中的仙女座的卫星，我们已经与大型双筒望远镜的大型双筒相机成像的第三个星系。仙女座XXV的领域被发现包含63颗变星，我们目前的光变曲线和光变的特点（周期，振幅，变化类型，平均星等）。样本包括58个RR型天琴座变星（46个基模$-$ RRab和12个一阶泛音$-$ RRc，变星）、3颗异常造父变星、1个食双星系统和1个未分类变星。RRab恒星的平均周期（$\langle Pab \rangle$ = 0.60 $σ=0.04$天）和周期-振幅图将仙女座XXV归入奥斯特霍夫-中间天体的类别。从天琴座RR型恒星的平均光度中，我们推导出该星系的距离模数为（m-M）$_0$ = $24.63\pm0.17$ ma。色星等图显示，仙女座XXV中存在一个单一的贫金属（[Fe/H]= $-$ 1.8 dex）恒星群体，其年龄与$\sim$ 10-12 Gyr一样大，由一个明显的红巨星分支和大量的天琴座RR型恒星跟踪。我们在星系中心附近发现了一个球形的高密度恒星。这个结构似乎与仙女座XXV的距离一致，我们认为它可能是一个星团或仙女座XXV的核心。我们提供了一个总结，并比较了M31卫星中脉动星的数量和特征，到目前为止分析的变化。
2016-07-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
The masses of Local Group dwarf spheroidal galaxies: The death of the universal mass profile
我们调查的索赔，所有矮球状星系（dSphs）居住在晕内，共享一个共同的，普遍的质量配置文件已得出的星系dSphs。通过折叠25仙女座dSphs的运动学信息，以前的样本量增加了一倍多，我们发现，一个奇异的质量分布不能很好地适合所有的观测。此外，仅针对银河系dSphs测量的最佳拟合的暗物质密度分布与仙女座dSphs的密度分布略有差异（仅超过1西格玛水平），仙女座dSphs的密度分布最好具有较低的最大圆周速度，因此质量是首选的。当样本中省略了三个极端的仙女座异常值，XIX，XXI和XXV，它们都具有大的半光半径（> 600 pc）和低速度色散（sigma_v <5 km/s）时，一致性明显更好。我们认为，这些异常值的不寻常的属性可能是由潮汐与宿主星系的相互作用。
2013-12-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Line-of-sight mass estimator and the masses of the Milky Way and Andromeda Galaxy
本研究通过引入卫星星系的三维空间分布扩展了$v^2r$估计器，提高了星系质量估计的可靠性，并据此估计出银河系与仙女座星系的总质量。
2025-04-30 astro-ph.GA
Central kiloparsec region of Andromeda. I. Dynamical modelling
本研究利用SITELLE等设备观测仙女座星系中心kpc区域的电离与分子气体速度场，构建动力学质量模型，识别出三个气体分量，发现其扰动特征与近期正面碰撞引发的核盘重新取向相符。
2025-05-28 astro-ph.GA
The Nuclear Stellar Disk in Andromeda: A Fossil from the Era of Black Hole Growth
从星系尺度（~10-100 pc）到更小半径的角动量输运物理是我们理解超大质量黑洞（BH）形成和演化的突出问题之一。看似不相关的观测发现，在M31中有一个不明来源的不平衡恒星盘围绕着BH，可能还有许多其他系统。我们表明，这些名义上独立的难题，实际上是密切相关的。从银河系到BH尺度的气体流入的多尺度模拟表明，当足够的气体被推向BH时，引力不稳定性形成一个不平衡的偏心盘，从更大的半径向内传播。不平衡的恒星盘对剩余的气体施加了强大的扭矩，驱动流入，为BH的增长提供燃料，并产生类星体级别的亮度。同一个盘可以产生沿许多视线的显着的模糊，因此可能是假定的'环面'调用来解释模糊的活动星系核和宇宙X射线背景。这个圆盘的恒星遗迹是长寿的，并保留了偏心的图案。模拟产生类星体水平的吸积率产生的遗迹恒星盘的运动学，偏心模式，岁差率和表面密度分布在合理的协议与观测M31。因此，观测到的恒星核盘的性质可以用来限制超大质量黑洞的形成历史。
2010-03-31 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The proper motion of Andromeda from Gaia eDR3: confirming a nearly radial orbit
我们提出了一个分析的自行仙女座星系（M31），根据早期的第三次数据发布的盖亚任务。我们使用盖亚测光选择年轻的蓝色主序星，并应用几个质量削减，以获得干净的样品，这些示踪剂。在修正了M31盘运动的内部旋转的自行测量值后，我们得到了相对于盖亚参考系的52.5 +/- 5.8 μ as/yr的视运动，或者在应用了从M31的20度以内的类星体确定的零点修正和系统偏差的修正后，得到了61.9 +/- 9.7 μ as/yr的视运动。考虑到太阳反射运动，我们推导出仙女座星系和银河系之间的相对速度（在当前太阳位置的非旋转框架中）沿赤经为42.2 +/- 39.3 km/s（沿银河经度为40.0 +/- 39.3 km/s），沿十度角为-59.4 +/- 30.3 km/s（沿银纬为-60.9 +/- 30.3 km/s），总横向速度为V_transs = 82.4 +/- 31.2 km/s。这些数值与早期哈勃太空望远镜的测量结果一致（但比之更准确），后者预测了两个星系未来的合并。我们还注意到，在M31中的蓝色恒星和似乎位于该星系中的红色恒星样本之间，推导出的自行之间存在惊人的巨大差异。我们提出了几个假设来解释这种差异，但没有发现明确的证据与目前的数据特权的任何一个。
2021-09-03 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 Distribution of Alpha Elements in Andromeda Dwarf Galaxies
我们目前的α铁丰度比的226个单独的红巨星在九个矮星系的仙女座（M31）卫星系统的分支恒星。丰度是从Keck/DEIMOS中等分辨率光谱中Mg、Si、Ca和Ti线的组合信号测量的。这构成了在M 31卫星系统中测量的第一个α丰度比的大样本。在我们的样本中的矮星系表现出各种各样的α丰度比，在每个星系的平均值范围从近似太阳（[α/Fe] ~ +0.0）α增强（[α/Fe] ~ +0.5）。这些变化与内部运动学、环境或恒星密度无关。我们确认径向梯度铁丰度的两个星系的五个有足够的数据（NGC 185和II）。只有初步的证据表明NGC 185中存在α丰度径向梯度。我们均匀地比较我们的结果，银河系经典矮椭球，发现证据的平均α丰度的变化范围更广。在没有化学丰度的M31恒星晕，我们比较银河系恒星晕。一个恒星晕组成的破坏M31卫星是太丰富的金属和不一致的银河系晕α丰度分布，即使只考虑卫星占主导地位的老恒星星族。M 31卫星群提供了第二个研究矮星系化学丰度的系统，并揭示了比银河系更广泛的丰度模式。
2014-06-02 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
First Resolved Dust Continuum Measurements of Individual Giant Molecular Clouds in the Andromeda Galaxy
在我们当地的银河系附近，最好使用尘埃测量的组合来研究分子云，以确定云的强大质量，大小和内部结构，以及分子线观测以确定云的运动学和化学。我们在这里提出的第一个结果的一个计划，旨在扩大这样的研究到附近的星系以外的麦哲伦云。利用宽带升级的亚毫米阵列（SMA）在230 GHz，我们已经获得了第一个连续探测的热尘埃排放的亚GMC尺度（$\sim$ 15 pc）内的仙女座星系（M31）。其中包括第一次解决连续探测尘埃排放的个别GMC超越麦哲伦云。利用SMA的强大功能，我们同时记录了CO（2-1）的排放与相同的$(u,\,v)$覆盖，天体测量和校准，使第一次测量的CO转换因子，$α_{\rm\,CO(2-1)}$，对个别GMC跨外部星系。我们的直接测量产生的平均CO-尘埃质量转换因子为$α^\prime_{\rm CO-dust} = 0.042\pm0.018$ $M_\odot$（K km s $^{-1}$ pc $^2$）$^{-1}$的$J= 2-1$过渡。该值似乎不随银河系中心半径而变化。假设气体与尘埃的比例为136，那么，在不确定性的情况下，2-1跃迁的结果$α_{\rm CO}$ $=$ 5.7 $\pm$ 2.4 $M_\odot$（K km s $^{-1}$ pc $^2$）$^{-1}$与银河系GMC的结果非常一致。最后，使用相同的分析技术，我们将我们的结果与当地猎户座分…
2020-01-09 astro-ph.GA
Evidence for a Massive Andromeda Galaxy Using Satellite Galaxy Proper Motions
本研究利用四个卫星星系的轨道角动量估计仙女座星系质量，得到约2.85-3.02×10^12太阳质量的暗物质晕质量，精度较此前提高两倍，支持大质量M31并影响本地群动力学理解。
2023-02-20 astro-ph.GA
It's Not Just Star Formation: A trend of low dark matter densities in the Andromeda dwarf galaxy system
University of Surrey（萨里大学）；University of California, Los Angeles（加州大学洛杉矶分校）；The Space Telescope Institute（太空望远镜研究所）；Université de Strasbourg（斯特拉斯堡大学）；CNRS（法国国家科学研究中心）；Observatoire astronomique de Strasbourg（斯特拉斯堡天文台）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）；Dalhousie University（达尔豪斯大学）；University of British Columbia（不列颠哥伦比亚大学）；NRC Herzberg Astronomy and Astrophysics（NRC赫茨伯格天文学与天体物理学研究所）
通过动力学建模分析仙女座矮椭球星系，发现其中五个星系中心暗物质密度异常偏低，且不能用恒星形成引起的暗物质加热单独解释，可能暗示超出标准宇宙学模型的新物理。
2026-05-29 astro-ph.GA
Velocity anti-correlation of diametrically opposed galaxy satellites in the low redshift universe
最近的研究表明，银河系和仙女座星系都具有意想不到的性质，它们的矮卫星星系排列在薄而运动学相干的平面结构中。现在重要的是评估这种平面结构在较大星系群中的发生率，因为本星系群可能不是一个具有充分代表性的环境。在这里，我们报告说，对完全相对的星系卫星对的速度测量提供了一种从统计上确定运动学相干平面排列普遍性的方法。当地宇宙中（红移$z<0.05$），我们发现，这样的卫星对的银河系中心的距离$150$ kpc的优先反相关的速度（99.994%的置信水平），并在更大的规模的环境（超过150 kpc和高达$\approx 2$ Mpc）的星系的分布是强烈拉长沿轴加入内卫星对（$>7σ$置信度）。我们的发现可能表明，卫星的同向旋转平面，类似于仙女座星系周围所看到的，在自然界中无处不在，而它们的相干运动也表明它们是$\sim 100$ kpc尺度上的角动量的重要储存库。
2014-07-30 astro-ph.GA
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
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
Andromeda XXV -- a dwarf galaxy with a low central dark matter density
仙女座（And）XXV以前曾被报道为一个几乎没有暗物质的矮球状星系（dSph）。然而，这一结果的不确定性很大。在这项研究中，我们将成员星的数量增加了一倍，并重新推导出And XXV的运动学和质量。我们发现And XXV的系统速度为$ν_\mathrm{r}=-107.7\pm1.0 \mathrm{~km s}^{-1}$，速度分散度为$σ_ν=4.5\pm1.0\mathrm{~km s}^{-1}$。有了这个更好的约束速度色散，我们推导出包含在$M(r< r_\mathrm{h})=6.9^{+3.2}_{-2.8}\times10^6\mathrm{~M}_\odot$的半光半径内的质量。这个质量对应于$\mathrm{[M/L]}_\mathrm{r_\mathrm{h}}=37^{+17}_{-15}\mathrm{~M}_\odot/\mathrm{L}_\odot$的质光比，首次证明And XXV具有明确的暗物质成分。我们还测量了And XXV的金属丰度为$\mathrm{[Fe/H]}=-1.9\pm0.1$ $\mathrm{~}$ dex，这与以前的结果一致。最后，我们扩展和XXV的分析，包括使用GravSphere的大规模建模。我们发现，和XXV有一个低的中央暗物质密度，$ρ_\mathrm{DM}(150\mathrm{pc})= 2.7^{+1.8}_{-…
2022-09-29 astro-ph.GA
Elemental Abundances in the Local Group: Tracing the Formation History of the Great Andromeda Galaxy
本星系群（LG）是一个可以对星系形成进行详细研究的环境，为早期宇宙提供了补充。特别是，光谱解析的恒星星族在LG提供了运动学和化学信息的个别恒星，可以用来推断像银河系（MW）和仙女座（M31）的$L_\star$星系的历史。MW中的盖亚革命使得对MW形成历史的全面观测研究成为可能。目前，在任何其他$L_\star$星系中都无法实现对MW的精细研究。因此，MW是我们理解星系形成的模板。M31是我们目前唯一希望能够在接近MW的细节水平上进行研究的外部星系。最近，对M31的研究具有更大的意义，因为越来越多的证据表明它的形成历史与MW的形成历史有很大的不同。在一个时代有限的信息在M31中的元素丰度，我已经开发出一种技术，应用光谱合成低分辨率恒星光谱，以测量个别巨星在遥远的LG星系的丰度。通过与我的合作者对M31进行迄今为止最大的深度光谱调查，这导致了对M31内部恒星晕和恒星盘中元素丰度的首次测量，以及M31中元素丰度的最大均匀目录。通过这项基础性工作，我们为详细研究M31的化学组成打开了大门。现在，我们可以开始问--并回答--M31和MW的元素丰度的差异对我们在更广阔的宇宙中星系形成的知识意味着什么。
2020-08-04 astro-ph.GA
The Doubling of Stellar Black Hole Nuclei
人们强烈认为仙女座的双核信号盘恒星围绕其中心的超大质量黑洞在偏心开普勒轨道上旋转，几乎对齐的Apsides。到目前为止，这种明显长寿的排列缺乏自洽的恒星动力学起源，有迹象表明，如果受到外部扰动的刺激，星系团的自引力能够维持这种不平衡的配置。在这里，我们给出了N体模拟的结果，这些结果显示超大质量黑洞周围不稳定的反向旋转星团饱和到均匀旋进的不平衡核中。在我们的特色实验中的双核自然分解成一个厚偏心盘的apo-apse对齐的恒星，嵌入在一个较轻的三轴集群。偏心盘再现了仙女座双核的开普勒盘模型的关键特征;三轴星系团具有独特的运动学特征，这在仙女座双核的HST观测中很明显，并且很难单独用开普勒盘再现。我们的模拟演示了偏心盘和三轴星系团的组合是如何自然产生的，当一个星团在一个预先存在的和反向旋转的恒星盘上吸积时，驱动盘和星系团进入一个相互不稳定的舞蹈。这种吸积事件是标准星系形成场景所固有的。在这里，他们被证明是双重的恒星黑洞核，因为他们喂养他们。
2012-07-04 astro-ph.GA
The SPLASH Survey: A Spectroscopic Analysis of the Metal-Poor, Low-Luminosity M31 dSph Satellite Andromeda X
仙女座X（AndX）是一个由Zucker等人（2007）在斯隆数字巡天（SDSS - York et al. 2000）中发现的低光度M31矮球状星系（dSph）。在本文中，我们提出了第一个光谱研究的个别红巨星分支恒星和X，作为SPLASH调查（光谱和光度景观仙女座的恒星晕）的一部分。使用凯克II望远镜和多目标DEIMOS摄谱仪，我们的目标是两个光谱掩模的表面上的星系和测量径向速度约100颗恒星的平均精度为sigma_v ~ 3公里/秒。这个区域的速度直方图证实了视线上的三个恒星群体：前景银河系矮星处于小的负速度，M31晕红巨星在很宽的速度范围内，以及一个非常冷的速度“尖峰”，由22颗属于And X的恒星组成，v_rad = -163.8 +/- 1.2 km/s。通过仔细考虑这些恒星的随机和系统速度误差（例如，通过重复的恒星测量），我们得到了And X的内禀速度色散σ_v = 3.9 +/- 1.2 km/s，这意味着它的质量与光的最小质量比M/L =37^{+26}_{-19}假设质量跟踪光。基于成员星的干净样本，我们测量出And X的中值金属丰度为[Fe/H] = -1.93 +/- 0.11，具有轻微的径向金属丰度梯度。金属丰度的离散度很大，σ（[Fe/H]）= 0.48，可能暗示该星系保留了大部分化学富集产物。我们讨论的潜力，更好地了解M31的dSphs系统的形成和演化机…
2009-09-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Panchromatic Hubble Andromeda Treasury: Triangulum Extended Region (PHATTER). V. The Structure of M33 in Resolved Stellar Populations
本研究利用PHATTER巡天多波段数据分析M33星系结构，首次确认其存在中心棒，揭示年老与年轻恒星种群的形态差异，拟合出含吸积晕的多成分结构并给出晕质量等参数。
2023-08-22 astro-ph.GA
NGC 5626: a massive fast rotator with a twist
本文利用MUSE观测资料对NGC 5626的椭圆尘埃带进行了运动学分析。这些数据可以有力地将该星系归类为快速旋转星系，并推断其维里质量为$10^{11.7} M_\odot$，使其成为已知最大的快速旋转星系之一。此外，MUSE数据的深度和范围揭示了恒星速度场的强烈运动学扭曲（超过$1.5R_e$高达$45$度）。与ATLAS $^\mathrm{3D}$样本的比较强调了该系统的稀有性，尽管我们表明，由于本次调查的空间采样有限（通常扩展到大规模ETG的$0.6R_e$），ATLAS $^\mathrm{3D}$数据可能会错过这样一个大规模的运动学扭曲。因此，MUSE有可能揭示更多这类星系的例子。我们讨论了NGC 5626的环境和可能的形成历史，最后讨论了银河系和仙女座星系之间的合并如何产生与NGC 5626相同的星系。
2017-11-24 astro-ph.GA
Wide-field imaging of NGC 4365's globular cluster system: The third subpopulation revisited
利用八幅哈勃空间望远镜/高级巡天照相机（ACS）的指向和一幅宽视场斯巴鲁/SuprimeCam（S-Cam）图像，分析了巨椭圆（E3）星系NGC 4365的球状星团（GC）系统。我们确定GC数的下限为6450 ± 110，并表明GC系统的范围超过134 kpc（9.5星系有效半径）。我们重新审视了NGC 4365是否具有双峰或三峰GC颜色分布的问题，并找到了三种不同GC颜色亚群（即蓝色，绿色和红色）的支持。每个亚群的径向表面密度的Sersic轮廓拟合揭示了蓝色GC比红色或绿色GC更延伸。我们发现显着差异的中位数半光半径的GC在蓝色，绿色和红色的亚群，以及在亚群的椭圆。对质量函数的KS检验表明，所有三个亚群彼此不同的概率> 98%。我们还发现了GC大小和颜色（金属丰度）的径向梯度和蓝色倾斜。红GC亚群的表面密度分布、位置角、椭圆率和径向色梯度等性质与NGC 4365的星光性质非常相似。这一结果支持了这样一个假设，即红色GC是随着银河系中大量的漫射星光形成的。NGC 4365有一个运动学上不同的核心，并且在光度学和运动学主轴之间有显著的不对准。我们讨论的可能性，这些运动学特征与存在不同的第三GC亚群。我们简要讨论了NGC 4365形成的影响。（摘自原文）
2011-10-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Structure and Evolution of Regular Galaxies
该论文试图结合来自三个先前独立领域的数据-银河系恒星星族的结构和运动学，星系的光度和动力学模型，以及星系的动力学和物理演化模型。这种综合的目的是更好地理解星系结构和演化的广泛主题。研究的主要成果可分为方法论和天文学。方法上的结果是：（1）外推质量分布函数到太阳距离以外，确定了太阳距离银河系中心处的圆速度：（2）提出了模型物理正确的条件，建议了广义指数模型; 3）发展了一种方法，利用星族观测数据，和人口物理进化的数据。主要的天文学结果是：1）在几种近似下建立了银河系和仙女座星系M31的空间和流体动力学模型; 2）利用不同年龄的恒星星族的运动学特征重建了银河系的动力学演化; 3）在恒星演化轨迹和恒星形成函数的基础上建立了星系演化理论。研究的基本结论是：用已知的恒星星族再现观测到的星系自转曲线是不可能的。
2022-03-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
The stellar halos of ETGs in the IllustrisTNG simulations: the photometric and kinematic diversity of galaxies at large radii
我们模拟的早期型星系（ETG）恒星晕的光度和运动学特性的特点，并将它们与观测进行比较。我们在TNG 100和TNG 50模拟中选择了约1200个ETG样本，跨越$10^{10.3}-10^{12}M_{\odot}$的恒星质量范围，并在观测到的ETG的（g-r）颜色和椭圆度图范围内。我们确定光度参数，内在的形状，和运动学观测在其扩展的恒星晕。我们研究了从中心到晕的运动学变化，并将其与星系内在形状的变化联系起来。我们发现模拟的星系样本再现了ETG晕中观察到的运动学特性的多样性。模拟的快速旋转器（FR）几乎均匀地分为三分之一，具有平坦的lambda配置文件和高晕旋转支持，三分之一的配置文件逐渐减少，另三分之一的低晕旋转。慢转者（SR）倾向于在郊区增加旋转，其中一半超过λ =0.2。对于$M_{*}>10^{11.5}M_{\odot}$，光晕旋转不重要。类似的各种性质被发现的恒星晕的内在形状。旋转支持和形状有很深的关系：运动学过渡到较低的旋转支持是伴随着一个变化向圆的内在形状。三轴度在FR晕向外增加，并与恒星质量。模拟SR具有相对恒定的三轴度轮廓。模拟的恒星晕显示出各种各样的结构特性，与定量，但没有明确的定性差异之间的FR和SR。在相同的恒星质量，恒星晕的性质显示出一个逐渐过渡和显着的重叠之间的两个家庭，尽管在中央地区的明显双峰。这与扩展测光和运动学的观测结果是一致的。[删节]
2020-06-18 astro-ph.GA
Elemental Abundances in M31: The Kinematics and Chemical Evolution of Dwarf Spheroidal Satellite Galaxies
我们介绍了来自仙女座I，III，V，VII和X的Keck/DEIMOS的深层光谱，所有这些都是M31的矮球状卫星。该样品包括所有五个dSphs的256个光谱成员。我们确认以前的速度色散和动力学质量的测量，我们提供的体积旋转的上限。我们的测量结果证实，M31卫星服从相同的恒星质量和恒星金属丰度之间的关系银河系（MW）卫星和其他矮星系的本群。金属丰度分布显示出与MW卫星类似的恒星质量趋势，包括大质量卫星外部影响的证据，如预富集或气体吸积。我们提出了第一次测量的个别元素比，如[Si/Fe]，在M31系统，以及测量的平均[α/Fe]比。[alpha/Fe]与[Fe/H]的趋势也遵循与MW卫星相同的星系质量相关模式。质量较小的星系有更陡峭的[alpha/Fe]下降斜率，从较低的[Fe/H]开始。最后，我们将M31卫星的化学演化与M31的巨大星流和光滑晕进行了比较。M31系统的性质支持了理论预测，即内晕主要由早期吸积的大质量星系组成。因此，内晕的[Fe/H]和[alpha/Fe]比幸存的卫星星系高。
2019-12-04 astro-ph.GA
Stäckel-type dynamic model of the Galaxy based on maser kinematic data
本文根据具有三角对称性的脉泽的运动学数据，建立了银河系的动力学模型。微波激射器数据被用来计算银河平面中的模型势。潜在的，然后推广到三维假设存在的第三个二次积分的运动。由此产生的银河系模型势是Stäckel型的。相应的空间密度函数由泊松方程确定。
2016-09-14 astro-ph.GA
Kinematic complexity around NGC$\,$419: resolving the proper motion of the cluster, the Small Magellanic Cloud and the Magellanic Bridge
本文给出了小麦哲伦星云中星团NGC $\,$ 419方向的$\it{Hubble}$ $\it{Space}$ $\it{Telescope}$自行。由于我们测量的高精度，第一次有可能解决位于该领域的恒星种群的复杂运动学，甚至沿切线方向。事实上，我们测量的自行使我们能够将星团恒星从小麦哲伦云的恒星和属于第三种运动学特征的恒星中分离出来，这些恒星的平均运动速度为（$μ_α\cosδ^{\rm NGC\,419}, μ_δ^{\rm NGC\,419}$）=（$+0.878\pm0.055$，$-1.246\pm0.048$）mas yr $^{-1}$。解决这样一个运动学的复杂性，使建设净化的颜色星等图，以及测量的绝对自行的三个单独的组件。因此，我们的研究设置了第一步的可能性，动态调查麦哲伦系统，利用解决运动学的恒星集群。
2020-11-06 astro-ph.GA
Evidence for the Third Stellar Population in the Milky Way's Disk
银河系是一个独特的实验室，在那里可以详细测量和分析恒星的性质。特别是，老恒星群中的恒星编码了导致我们银河系形成的机制的信息。在这篇文章中，我们分析了太阳邻域中大量恒星的运动学，空间分布和化学，其中所有主要的银河系成分都得到了很好的代表。我们发现，厚盘包括两个不同的和重叠的恒星星族，具有不同的运动学性质和化学成分。金属弱厚盘（MWTD）包含的金属含量比典型厚盘少两倍，并表现出银河系最古老的恒星星族典型的轻元素富集。MWTD围绕银河系中心的旋转速度约为150 km s^（-1），对应于相对于典型厚盘（约180 km s^（-1））的30 km s ^（-1）的旋转滞后，速度色散为60 km s^（-1）。这个恒星星族可能起源于我们银河系组装早期的矮星系合并，或者它是一个前体盘，形成于银河系内部，并通过棒不稳定性或螺旋臂形成机制带入太阳邻域。
2019-10-29 astro-ph.GA
The impact of AGN on stellar kinematics and orbits in simulated massive galaxies
我们提出了一系列的20个宇宙学变焦模拟的大质量星系的形成和没有AGN反馈模型。通过构造模拟积分场单位（IFU）图，评估了恒星星族和运动学性质的差异。在高红移时，活动星系核的影响很弱，因为所有的系统都是快速旋转的圆盘状。在$z \sim 1$之后，活动星系核的模拟结果是质量较低、年龄较大、金属含量较少、旋转速度较慢的系统，其圆盘状等照度线较少--与观测结果基本一致。原位和吸积恒星的二维运动学图表明，这些差异是由于活动星系核反馈导致原位恒星形成减少的结果。对恒星轨道的全面分析表明，用活动星系核模拟的星系通常更具三轴性，x管和盒轨道的比例较高，z管的比例较低。这种趋势也可以解释为减少后期原位恒星形成。我们引入了一个全局参数$ξ_3$来描述三阶运动学矩$h_3$和视线速度（$v_{los}/σ$）之间的反相关，并与ATLAS $^{3D}$观测值进行了比较。运动学不对称参数$ξ_3$可能是一个有用的诊断大型积分场调查，因为它是一个内在的形状和轨道内容的运动学指标。
2018-11-27 astro-ph.GA
Disk flaring with TNG50: diversity across Milky Way and M31 analogs
本文利用TNG50模拟中198个银河系与M31类似天体，系统量化盘翘曲的多样性，提出非参数化表征方法，发现典型星系外盘标高为内盘的1.5-2倍，且翘曲与局部垂直运动学和引力势密切相关。
2023-03-28 astro-ph.GA
The SAMI Galaxy Survey: the third and final data release
我们已经进入了一个新的时代，星系的积分场光谱巡天足够大，足以在宇宙学意义上的体积上充分采样大尺度结构。这是SAMI银河调查的主要设计目标。在这里，在数据发布3（DR 3）中，我们发布了观测到的3068个独特星系的完整样本数据。这包括SAMI星系团样本的888个独特的星系首次。每个星系都有两个主要的光谱立方体，分别覆盖蓝色（370- 570 nm）和红色（630- 740 nm）的光学波长范围，光谱分辨率分别为R=1808和4304。对于每个主立方体，我们还提供了三个空间分箱光谱立方体和一组标准化的孔径光谱。对于每个星系，我们包括完整的二维地图，从参数化拟合的发射线和吸收线光谱数据。这些地图提供了气体电离和运动学，恒星运动学和人口等方面的信息。所有数据都可以通过澳大利亚天文光学数据中心（AAO）在线获得。
2021-01-28 astro-ph.GA
NGC 2548: clumpy spatial and kinematic structure in an intermediate-age galactic cluster
NGC 2548是一个400 - 500百万年前的疏散星团，有证据表明它的空间子结构可能是由它与银河系盘的相互作用造成的。在这项工作中，我们使用精确的天体测量数据从CarteduCiel-San Fernando（CdC-SF）星表来研究这个星团的clusional结构。我们确认了NGC 2548的碎片结构，但是，另外，我们的运动学数据的相对高的精度使我们第一次检测到在自行空间的星团的子结构。有三个空间上分离的核心，每个核心在自行分布中都有自己的对应物。两个主要的核心几乎平行于银河平面，而第三个核心比其他核心暗得多，它向银河平面移动，与星团的其他部分分离。我们推导出核心位置和自行，以及属于每个核心的恒星。
2016-06-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Structure and Internal Kinematics of Nine Inner Milky Way Globular Clusters
这项研究构成了一个更大的努力，旨在更好地描述银河系球状星团（GGC）位于朝向内银河系隆起和磁盘的一部分。在这里，我们专注于内部运动学的九个GGC，从空间为基础的成像随着时间的基线$>$ 9年。我们利用多种途径来评估目标GGC的动态状态，构建投影恒星密度，自行色散和各向异性的径向配置文件。我们认为，我们的目标GGC的三分之二（6/9）是在一个先进的动力学状态，并接近（或最近经历）核心崩溃，至少有两条证据支持：首先，我们发现相对陡峭的自行色散曲线，符合文献值的核心崩溃GGC。第二，我们发现，我们的样品是，在平均，各向同性，甚至到他们的半光半径，虽然我们的目标集群（NGC 6380）是切向各向异性的$>$ 1 $σ$超出其半光半径，在符合集群在强潮汐场演化的理论预测。我们的自行色散和各向异性分布是公开的。
2020-12-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
