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
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
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
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
Probing the dark matter haloes of external galaxies with stellar streams
本文通过拟合模拟恒星流，研究在仅有天空投影位置等有限数据条件下测量外部星系暗物质晕的能力，发现多圈缠绕恒星流无需视向速度即可约束径向轮廓和标度半径，而单次视向速度测量可显著提升约束能力。
2024-02-20 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
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
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
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
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
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
Counting Dark Sub-halos with Star Stream Gaps
冷暗物质范式预测了大量的暗物质子晕在星系晕中轨道运行。亚晕可以通过它们在恒星流中产生的间隙来检测。间隙率是对子晕密度、质量函数、速度分布和流的动力学年龄的积分。可见间隙产生的速率是流的宽度的函数。将M31的NW流、M31 ~5流、孤流和东部带状构造四条流的现有资料与LCDM预测关系进行了比较。我们发现一个非常好的协议，虽然还有很多工作要做，以提高结果的质量。窄流要求在10^5 M太阳以上有10^5数量级的次晕，以形成间隙。
2012-01-06 astro-ph.CO 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
Star Stream Folding by Dark Galactic Sub-Halos
星系晕中的星流是细长的无约束结构，它们将受到数千个预计在主晕内轨道运行的暗物质子晕的干扰。亚晕通常在气流中引起局部波，其通常演变成“z-折叠”，因为最初尾随的最内部部分比最初领先的最外部部分旋转得更快。随着时间的推移，褶皱变得越来越复杂，导致明显的速度分散增加和流的增厚。我们在模拟中测量了当地平均值周围的等效速度色散，发现它在5 Gyr后上升到约10 km/s，在13 Gyr后上升到20 km/s。目前对晕星流速度色散的测量范围从2公里/秒到略高于20公里/秒。速度弥散为15-20 km/s的气流与次晕加热产生的气流是一致的。对低速弥散流的动力学理解取决于自前身潮破裂成细流以来的时间。如果这些流的年龄几乎和它们的恒星一样大，那么子晕就不可能以预测的数量和质量出现。然而，星流的动力学年龄可能比恒星小得多。如果三个最低速度的流被指定为3 Gyr的年龄，他们是在冲突的次晕加热。主要结论是，恒星流加热是一个强大的和简单的测试亚晕结构。
2009-10-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
The effect of the deforming dark matter haloes of the Milky Way and the Large Magellanic Cloud on the Orphan-Chenab stream
最近的研究表明，大麦云云（LMC）对银河系的恒星晕和恒星流有着重要的影响。在这里，我们探讨如何变形的银河系和LMC的暗物质晕影响恒星流，以及这些影响是否是可观察的。特别是，我们专注于孤儿Chenab（OC）流，特别接近LMC，并跨越了银河系的晕的很大一部分。我们代表银河系-LMC系统使用基函数展开，捕捉它们的演变在$N$体模拟。我们提出了这个系统的属性，如每个星系的密度和力场的演变。OC流是在这种随时间变化的变形势中发展起来的，我们研究了银河系和LMC的各种时刻的影响。我们发现，模拟的OC流的强烈影响的变形的银河系和LMC，这种影响是远远大于目前的观测误差。特别是，银河系偶极子对流的影响最大，其次是LMC的四极子和LMC的四极子。探测到这些效应将证实一个关于无碰撞冷暗物质的关键预测，并将是对替代暗物质和替代引力模型的有力检验。
2022-11-10 astro-ph.GA
The oblateness of the Milky Way dark matter halo from the stellar streams of NGC 3201, M68, and Palomar 5
本文利用 NGC 3201、M68 和 Palomar 5 的星流约束了银河系暗物质晕形状，发现暗晕接近球形，与宇宙学模拟预测的扁球状暗晕存在张力。
2023-08-05 astro-ph.GA
Stellar halo streams in the Solar neighbourhood
我们银河系的相空间结构是理解和重建其形成的关键。Lambda CDM模型预测了暗物质和（晕）星的相空间分布结构丰富，由分层合并过程中从其祖先撕裂的粒子流组成。虽然这样的流在相位混合过程中很快失去了它们的空间相干性，但单个恒星将它们的共同起源烙印在它们的运动学和化学性质中，从而使银河系的单个“积木”得以恢复。在过去的十年里，银河系考古学领域经历了巨大的发展，这要归功于可用数据集的质量和规模的不断提高。这对于太阳附近尤其如此，太阳周围1-2 kpc的体积，其中像SDSS/SEGUE这样的大规模调查继续揭示数千颗晕星的完整6D相空间信息。在这篇评论中，我总结了迄今为止的恒星晕流的发现，并给出了一个理论概述的搜索策略内爆。本文的目的是作为一个新的研究领域的介绍，但也作为一个参考说明迄今取得的成就。我的结论是，解开银河系的各个碎片需要更精确的数据，这些数据最终将由盖亚任务提供。
2010-07-19 astro-ph.GA
New Signatures of the Milky Way Formation in the Local Halo and Inner Halo Streamers in the Era of Gaia
我们通过使用斯隆数字巡天的分光光度数据和从指南星表II数据库中提取的多历元位置获得的高质量自行来探索银河系附近。为了确认和研究银河系形成的遗迹，我们首先对距离太阳$3$ kpc的$\rm{[Fe/H] < -1.5}$亚矮星进行分类、选择和研究，作为本地晕系统的示踪物。然后，通过相空间分析，我们发现了五个离散的运动学超密度之间的最快的恒星$67$的统计证据，并比较它们之间的相互作用的高分辨率N-体模拟的银河系和轨道矮星系的合并历史的四个代表性的情况下。观测到的超密度可以解释为化石亚结构，由从其祖先撕裂的流光组成，这些祖先似乎是不同倾角的顺向和逆行轨道上的卫星。特别是，在探测到的五个高密度中，有两个似乎与Helmi等人（1999）的流有关，产生了21个额外的主序星成员，我们的分析证实了这一点。这三个新发现的运动学群可能与Dinescu（2002）和Kepley等人（2007）检测到的逆行流有关，无论其起源如何，其前身都将位于逆行轨道上，倾角在$10^{\circ} ÷60^{\circ}$范围内。最后，我们使用我们的模拟来研究观测误差的影响，并将当前的图像与盖亚任务预期的高度改进的数据的前景进行比较。
2015-08-15 astro-ph.GA
The influence of dark matter halo on the stellar stream asymmetry via dynamical friction
本文研究了动力学摩擦对球状星团和在星系晕中运动的球状星团（恒星流）中蒸发的恒星的影响。由于动力学摩擦的作用，球状星团（GC）作为星系流祖先的位置开始相对于其在初始GC轨道参考系中的原始位置发生偏移。因此，在不同时间蒸发的恒星相对于GC位置有不同的平均位置。这种移动导致了恒星流的前臂和后臂之间恒星密度分布的某种不对称性。不对称的程度取决于GC和流星运动的环境特征。由于GC主要位于星系的外部，这使得动力学摩擦成为限制底层暗物质空间密度和速度分布的独特探针。对于GC NGC 3201，我们将我们的理论位移估计与现有的观测结果进行了比较。由于目前观测数据的不确定性很大，我们只能得出结论，得出的估计值具有相同的数量级。
2019-05-14 astro-ph.GA
Constraining the Tilt of the Milky Way's Dark Matter Halo with the Sagittarius Stream
最近的研究表明，银河系（MW）的暗物质（DM）晕可能相对于其中央恒星盘显著倾斜，这一特征可能与其形成历史有关。在这项工作中，我们展示了一种方法，使用角度和频率变量约束DM晕的短轴的方向。该方法是对轨道拟合等传统方法的补充。我们首先测试的方法，使用模拟潮汐流在一个现实的环境内MW质量主机从消防宇宙学模拟，表明流的理论描述的作用角频率形式主义仍然适用于现实的矮星系流在宇宙学的潜力。利用角度和频率空间中的线的斜率，我们表明，正确的旋转帧产生最小的斜率差，使我们能够把约束的短轴位置。最后，我们将这种方法应用到人马座流的主导臂，我们报告说，MW的DM晕是扁圆的潜在的$q\sim0.7-0.9$和短轴指向$(\ell,b) = (42^{o},48^{o})$的扁平化参数。我们对短轴位置的约束是弱的，不同意从其他作品的估计，我们认为，不一致可以部分归因于观测的不确定性和部分的影响，大麦云云。
2022-10-26 astro-ph.GA
Dark Matter Sub-Halo Counts via Star Stream Crossings
暗物质亚晕在星系晕中的恒星流中产生了间隙。我们在模拟的指导下计算了次晕流穿越积分，发现在100 kpc处典型的冷暗物质（CDM）星系晕中，能隙的线性产生率R_gap = 0.0066 M_8^-0.35 kpc^-1 Gyr^-1$，其中M_8 = M/10^8 M_sun，是产生可见能隙的最小质量晕。这个关系可以完全用观测量来表示，即R_gap= 0.059 w^-0.85 kpc^-1 Gyr^-1，其中w的单位为kpc，归一化为100 kpc。利用已发表的数据，估计了M31的西北流和银河系的105流，孤儿流和东部带状结构的间隙的密度。由于不确定的动力年龄和相对嘈杂的流密度测量，估计的间隙创建率都有50%或更多的误差。带隙率宽度数据与CDM预测的关系符合得很好。窄流中的高密度间隙需要在最小质量为10^5 M太阳以上的10^5个次晕的总晕数。
2011-12-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Linking nearby stellar streams to more distant halo overdensities
最近的研究表明，太阳附近的晕包含几个与过去的吸积事件有关的运动学子结构。对于更遥远的晕，有证据表明大规模的密度变化-以恒星云或超密度的形式。我们研究了当地的晕运动群和这些恒星云：武仙座，天鹰座云，室女座超密度，和波江座凤凰超密度之间的联系。我们执行轨道积分在一个标准的银河系潜在的本地晕样本提取盖亚eDR 3，预测合并碎片在银河系其他地方的位置的目标。我们特别关注的三个恒星云所占据的区域，并比较它们的运动学和距离分布与附近的碎片轨道预测。我们发现局部晕子结构具有轨道族，这些轨道族倾向于堆积在已发现恒星云的区域中，云的成员星的距离和速度与轨道积分的预测值吻合得很好，特别是对于Gaia-Enceladus星。这是所有三个高密度的主要贡献者，一小部分来自海尔米流，更小程度上来自红杉。轨道积分预测没有晕星的天空分布的不对称性，他们查明与当地晕子结构相关的其他碎片可能位于何处。
2021-08-09 astro-ph.GA
Two New Halo Debris Streams in the Sloan Digital Sky Survey
利用斯隆数字巡天北部足迹数据发布10的测光，我们探测到两个新的恒星流，长度在$25\arcdeg$和$50\arcdeg$之间。我们命名为赫耳墨斯（Hermus）和许勒斯（Hyllus）的流距太阳15至23千秒差距，主要穿过武仙座和北冕座。流中的恒星似乎是贫金属的，具有[Fe/H] $\sim -2.3$，尽管我们不能排除金属丰度高达[Fe/H] =-1.2。虽然赫莫斯在球状星团NGC 6229的$1\arcdeg$（投影）内经过，但距离模数大约相差一个星等，加上没有迹象表明与NGC 6229的洛希叶相连，这表明两者之间没有任何物理联系。虽然这两个流几乎肯定有不同的祖先，但初步轨道估计的相似性表明，这些祖先本身可能是一个单一吸积事件的产物。
2014-07-01 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
The information content in cold stellar streams
冷恒星流-由于它们的年龄和在相空间中的位置不同，不同的流告诉我们关于银河系的不同事情。在这里，我们采用Cramer-Rao（CRLB）或Fisher矩阵的方法来了解11个已知流（ATLAS，GD-1，Hermus，Kwando，Orinoco，PS 1A，PS 1C，PS 1D，PS1 E，Sangarius和Triangulum）的定量信息内容。这种方法依赖于一个生成模型，我们以前开发的，并允许计算的衍生物预测流属性相对于银河系和流参数。我们发现，在简单的分析模型的银河系，偏心轨道上的流包含最多的信息晕的形状。对于每一个流，有近简并之间的暗物质晕属性和参数的凸起，磁盘，流的祖先，但同时拟合多个流将限制所有参数的百分比水平。在这种精度下，模拟的暗物质晕偏离了简单的解析参数化，因此我们增加了基函数的扩展，以赋予引力势更大的自由度。随着自由度的增加，关于光晕的信息总体上减少，并且它变得更加局限于流的当前位置。在高模型自由度的限制下，恒星流似乎可以测量其当前位置的局部加速度;这激发了对未来非参数方法的思考。CRLB形式主义也使我们能够评估未来恒星速度，距离和自行测量的价值。我们表明，流星的运动学测量是必不可少的竞争性约束的分布暗物质，这预示着在盖亚时代的流研究。
2018-04-18 astro-ph.GA
Clumpy Streams from Clumpy Halos: Detecting Missing Satellites with Cold Stellar Structures
动态冷恒星流是探测银河系引力场的理想探针。这篇论文重新研究了如何使用这种流来测试"失踪卫星"的存在的问题--在LCDM宇宙学的结构形成模拟中，数千个质量为10^5 - 10^7 Msolar的暗物质暗晕被认为在银河系尺度的暗物质晕内运行。对撞击流的频率和能量尺度的分析估计表明，这些失踪的卫星对热碎片结构的影响可以忽略不计，例如人马座矮星系的尾巴。然而，长的冷气流，如GD-1结构或来自球状星团Palomar 5（Palomar 5）的冷气流，预计在其寿命期间将遭受数十次失踪卫星的直接影响。数值实验证实，这些撞击在碎片轨道能量分布中造成了缺口，这将随着碎片的年龄而演变成度级和次度级的表面密度波动。1955年的地图包含了这些尺度上的表面密度波动。这些不均匀性的存在和频率表明，在标准LCDM宇宙学中预测的数量中存在着失踪卫星的人口。
2011-03-08 astro-ph.GA
Discovery of a New, Polar-Orbiting Debris Stream in the Milky Way Stellar Halo
我们发现，有一个低金属丰度潮汐流，沿l=143度。在南银河帽，距离太阳约34千秒差距，从SEGUE恒星速度发现。由于最集中的检测是在鲸鱼座星座，轨道路径接近极地，我们将其命名为鲸鱼座极流（CPS）。虽然它在空间上与b=-70度的Sgr矮拖尾潮汐尾重合，CPS星的金属丰度（[Fe/H] = -2.1）、蓝离散星与蓝水平支星的比值以及速度与Sgr不同。一些CPS恒星可能会污染以前的Sgr矮星潮汐碎片样本。不寻常的球状星团NGC 5824位于符合CPS的轨道上，具有正确的径向速度。
2009-06-17 astro-ph.GA
Clumpy streams in a smooth dark halo: the case of Palomar 5
通过直接N体模拟和简化的数值模型，我们研究了Palomar 5在银河系势场中沿其轨道的潮汐尾的形成和特征。与以前的发现不同，我们能够再现在这个星团的恒星流中观察到的子结构，而不包括暗物质晕中的任何团块。我们发现，类似于在Palomar 5中观察到的超密度可以通过恒星沿其尾部的周转运动来再现，即从具有非常相似的位置和速度的星团中逃逸的恒星轨道的简单局部积累。这个过程能够在距离星团几千秒差距的地方形成恒星团，所以它并不像之前所说的那样，只存在于帕洛玛5号尾部的内部。我们的模型可以再现在所观察到的流中发现的团块和周围尾巴之间的密度对比，而不包括黑暗晕中的任何团块，这表明其粒度有新的上限。
2012-09-05 astro-ph.GA
Identifying Star Streams in the Milky Way Halo
我们开发的统计方法，利用观测到的空间和径向速度分布的银河系晕中识别星流。在一个大的圆内，观测到的空间分布与随机分布的偏差提供了一个潜在恒星流可能性的度量。一个大圆内的径向速度分布和整个样品的径向速度分布之间的比较也测量潜在流的统计显著性。径向速度，使建设一个更强大的联合统计检验，以确定银河系晕中的恒星流。将我们的方法应用于超高速星（HVS）调查中的晕星，我们检测到人马座流具有很高的意义。大圆计数和与理论模型的比较表明，人马座流包含HVS样本中10%至17%的晕星。蓝离散星和蓝水平分支星的数量沿银河流变化，是人马座矮星系破裂前恒星星族分布的潜在探测器。
2011-12-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Discy dwarf disruption and the shape of the Galactic halo
原则上，银河系暗晕的形状可以通过模拟银河系晕中的恒星潮汐流来推断。其中最明亮和最长的是人马座流，它延伸到大的银河系中心距离，因此可以对银河系的潜力施加最严格的限制。在这篇文章中，我们重新审视了人马座流是由旋转的祖先形成的想法。我们证明，磁盘的角动量和祖先的轨道角动量之间的角度不保持恒定的整个中断。相反，它经历了一个戏剧性的演变，部分原因是由于祖先的转动惯量张量的变化。我们表明，即使在一个球形的潜力，作为一个盘状的矮破坏的结果产生的流似乎是“旋进”。然而，这个碎片层的进化是虚幻的，因为它仅仅是由祖先圆盘的摇摆和抖动所造成的。因此，流面岁差不是暗晕非球面性的明确指标。
2016-02-17 astro-ph.GA
