The structure of accreted stellar streams
银河系的许多球状星团可能是从早已与银河系合并的卫星星系中吸积而来的。当这些球状星团易受潮汐破坏时，这一过程可能已经在母卫星内部开始，导致卫星内部的早期恒星流。当母卫星与银河系合并时，球状星团和它合并前的恒星流在一个有点混乱的过程中被吸积。在这里，我们调查的吸积流合并后，我们会看到它今天使用一套模拟吸积事件的属性。我们发现，吸积过程导致了广泛的行为，但一般散射的吸积流在一个广泛的，二维的天空区域。这种行为的范围从一组几个或更多定义明确的“子流”，从合并后的薄流延伸出数十度，到更广泛地分散在天空大部分地区的碎片，这取决于合并发生时离银河中心有多近。模拟流模拟盖亚一样的观察，我们证明了一个吸积流组件可以解释的偏离轨道的功能，观察到的GD-1流。子流可以看起来像薄的潮汐流本身，似乎与合并后的流无关，这增加了在银河系中观察到的一些无祖先流是在古代合并事件中创建的单个或几个吸积流的一部分的可能性。
2022-01-26 astro-ph.GA
Progenitor diversity in the accreted stellar halos of Milky Way-like galaxies
通过对比三个模拟套件，发现银河系吸积恒星晕的径向多样性较低，主要由约2个早期吸积的前身星系主导，这与其他模型预测的平均值不同。
2025-02-25 astro-ph.GA
The Accreted Nuclear Clusters of the Milky Way
在银河系的晕、球和盘中，有许多大质量的星团并不是真正的球状星团（GC），而是完全不同的野兽。它们是古老星系被银河系吸积后的残留核星团（NSCs）。虽然一些星系团很容易被识别为NSC，并且可以很容易地追溯到它们的宿主星系（例如，M54和人马座矮星系），其他星系则被证明更加难以捉摸。在这里，我们结合了一些独立的约束，专注于他们的内部丰度和整体运动学，找到NSC吸积的银河系和跟踪他们的吸积事件。我们发现银河系吸积的真正的NSC是：来自人马座矮星系的M54，来自盖亚-土卫二/香肠星系的$ω$ Centari，来自海妖的NGC 6273和（可能）来自海尔米流的NGC 6934。这些NSC是搜索星团内中等质量黑洞（BH）的主要候选者，因为NSC和中心大质量黑洞都存在于星系中。没有NSC似乎与红杉或其他轻微的增生事件。其他要求保护的NSC显示不是这样的。我们还讨论了特殊的情况下，泰山5，这可能是一个独特的情况下，集群集群合并。
2020-11-03 astro-ph.GA
The puzzling assembly of the Milky Way halo - contributions from dwarf Spheroidals and globular clusters
虽然最近的巡天发现了大量越来越暗的银河系卫星，但它们的分类是星团，低光度星系还是潮汐超密度仍然不清楚。同样，它们对光环形成的贡献也仍有争议。在这篇文章中，我们将讨论这些令人费解的卫星中的恒星星族和化学动力学的现有知识，特别关注矮球状星系和外星系晕中的球状星团。此外，一些最外层的晕对象是否动态地与（银河系）晕在所有的问题是解决在远程狮子座I和II矮星系的适当测量。
2011-09-08 astro-ph.GA
The central spheroids of Milky Way mass-sized galaxies
我们研究了在宇宙学背景下模拟的银河系质量大小的星系的质量中心的10千秒差距内的中心球状体的属性。模拟的中心区域主要由年龄超过10 Gyr的恒星组成，大多数是在原地形成的，其中约30%来自吸积恒星。这些恒星形成于定义明确的恒星爆发中，尽管吸积恒星表现出更尖锐和更早的恒星。吸积星的比例随着银河系中心距离的增加而增加，因此在半径约8-10 kpc时，平均检测到约40%的吸积星。吸积星比原地星稍年轻，金属丰度较低，并且$α$增强。在中心区域的老恒星中，有相当一部分来自于几颗大质量卫星（$2-3$）。在比$\sim 10^{9.5}{\rm M}_\odot$小的矮星中形成的吸积星对核球的贡献更大。年龄和老恒星的金属丰度分布之间的差异因此与吸积历史有关--那些吸积恒星比例较大的中心区域是那些有更大质量卫星贡献的区域。原位和吸积星的运动学性质是一致的，后者被支持他们的速度色散，而前者表现出明确的签名旋转支持。我们的模拟展示了一系列的特征，一些系统在其中心区域表现出共存的酒吧和球体，在某些方面类似于银河系的中心区域。
2017-09-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Eating Habits of Milky Way Mass Halos: Destroyed Dwarf Satellites and the Metallicity Distribution of Accreted Stars
我们使用一套45个放大的无耗散模拟来研究被摧毁的矮星的质量谱，这些矮星对银河系（MW）质量（M_vir ~ 10^12.1 M_sun）晕的吸积恒星质量有贡献。经验模型与（峰值）subhalo质量矮恒星质量，我们使用z=0的观测和流体动力学模拟的限制，估计吸积恒星材料的金属丰度分布。对吸积恒星质量贡献最大的是质量相对较大的矮星，其M_star约为10^8-10^10 M_sun。具有更多静态吸积历史的晕倾向于具有较低质量的祖星（10^8-10^9 M_sun）和较低的总体吸积恒星质量。超微弱质量（M_star < 10^5 M_sun）的矮星对吸积恒星质量的贡献可以忽略不计（<< 1%），尽管平均金属丰度很低，但提供了一小部分（~2- 5%）[Fe/H] <-2的贫金属恒星。质量为10^5 < M_star/M_sun < 10^8的矮星提供了大量的贫金属恒星物质（~40- 80%），即使是M_star > 10^8 M_sun的相对富金属矮星，如果它们的金属丰度分布具有明显的贫金属尾部，也可以贡献相当大比例（~20- 60%）的贫金属恒星。最后，我们发现，一个静止的组装历史的MW晕的一般假设似乎是在紧张与其幸存的矮星的质谱。我们认为，MW可能是一个“短暂的化石”，一个静止的晕与最近的吸积事件（S），掩盖了前面的形成历史的晕。
2016-01-28 astro-ph.GA
Young stars discovered in dwarf spheroidal galaxies confirm their recent infall into the Milky way
本研究依托Gaia卫星和VLT的观测，在银河系周边矮椭球星系中发现0.5-2Gyr的年轻恒星，证实这些星系近期才落入银晕，颠覆了对其动力学、质量与暗物质含量的原有认知。
2025-05-20 astro-ph.GA
Ages and kinematics of chemically selected, accreted Milky Way halo stars
我们利用[Mg/Mn]-[Al/Fe]化学丰度平面来帮助识别在APOGEE调查的第14次数据发布中已经吸积到银河系上的附近晕星。应用高斯混合模型，我们发现了一个'斑点'的856可能吸积星，低光盘污染率~ 7%。将样本与盖亚的第二次数据发布进行交叉匹配，使我们能够获得视差和视星等，这对距离和内在光度产生了限制。使用贝叶斯等时线管道，这使我们能够估计吸积恒星的新年龄，典型的不确定性约为20%。我们的新目录进一步补充了轨道参数的估计。团状星的金属丰度介于-0.5至-2.5之间，[Mg/Fe]介于-0.1至0.5之间。它们在金属丰度约为-1.4的贫金属（[Fe/H] < -0.8）晕中占约30%。我们的新年龄主要在8到13 Gyr之间，最古老的恒星金属最少，[Mg/Fe]丰度最高。如果假设这些球状恒星属于一个单一的祖先，那么年龄意味着该系统在大约8 Gyr前与我们的银河系合并，恒星形成进行了大约5 Gyr。动力学参数表明，这样一个单一的祖先将有~ 1011 Msun的总质量，类似于其他作者使用化学演化模型和模拟发现的结果。将斑点星的[Mg/Fe]-[Fe/H]平面的散射与测量到的属于大麦云云的恒星的散射进行比较，表明斑点星确实只包含来自一个祖先的恒星。
2019-03-25 astro-ph.GA
Cold, old and metal-poor: New stellar substructures in the Milky Way's dwarf spheroidals
环绕银河系的矮球状星系（dSph）是复杂的天体，通常具有复杂的恒星形成历史和内部动力学。在这项工作中，我们寻找恒星的子结构在四个经典的dSph的银河系卫星：六分仪座，船底座，狮子座I，狮子座II。我们采用两种方法来搜索恒星子结构：最小生成树方法，这有助于我们找到和量化空间连接的结构，和“蛮力”的方法，这是能够找到细长的恒星子结构。我们在六分仪中发现了以前已知的子结构，并且还在六分仪中发现了一个新的恒星子结构。此外，我们确定了一个新的恒星子结构接近船底座矮星系的核心半径。我们报告检测到一个子结构在狮子座I和两个狮子座II，但我们注意到，我们正在处理的样本中使用的恒星数量很少。dSph星系中这种古老的恒星子结构可以帮助我们揭示暗物质晕的性质，这些结构在其中形成，进化和生存。
2019-04-23 astro-ph.GA
Explaining the chemical trajectories of accreted and in-situ halo stars of the Milky Way
银河系在100亿年前经历了最后一次重大的合并，当时盖亚-土卫二-香肠（GES）被吸积。吸积的GES星和合并前诞生的祖星构成了内晕的大部分。尽管这两个主要的晕星群体在合并前有相似的恒星形成$durations$，但它们在[ $α$ /Fe]-[Fe/H]空间上是不同的，GES群体在相对较低的[Fe/H]值时弯曲到较低的[ $α$ /Fe]。我们使用宇宙学模拟的“银河系”认为，不同的轨道的晕星通过[ $α$ /Fe]-[Fe/H]平面是由于在他们的恒星形成历史和效率的差异，与低质量的GES有其低和恒定的恒星形成调节反馈，而较高的质量的主要祖星合并前有较高的恒星形成率。GES较低的恒星形成效率导致较低的气体污染水平，将[ $α$ /Fe]-[Fe/H]轨道推向左侧。此外，恒星形成速率的增加使得同一时期形成的主要祖先星群中II型SNe对Ia型SNe的相对贡献更高，从而维持了相对较高的[ $α$ /Fe]。因此，GES恒星在[ $α$ /Fe]-[Fe/H]平面上的不同位置的下降并不反映不同的恒星形成持续时间，而是反映不同的恒星形成效率。我们认为，宇宙学模拟匹配广泛的独立观察，打破简并存在于简单的模型。
2020-04-16 astro-ph.GA
The masses and metallicities of stellar haloes reflect galactic merger histories
有越来越多的观测和理论证据表明，对于具有银河系恒星质量的星系，金属丰度和恒星晕质量之间存在相关性。使用的插图宇宙流体动力学模拟，我们发现，这种关系的出现，因为一个单一的大规模的大规模祖贡献的大部分质量的吸积恒星组件，以及设置其金属丰度。此外，在Illustris模拟中，这种关系在中央星系的吸积恒星质量中延伸了3个数量级。我们发现，对于银河系般的质量星系，吸积金属丰度在一个固定的吸积恒星质量的分散编码的信息占主导地位的吸积祖恒星质量，而径向密度和金属丰度梯度的吸积恒星组件编码的信息占主导地位的祖吸积的时间。我们证明，对于银河系般的质量星系，Illustris模拟预测，总吸积恒星成分的金属丰度和恒星质量可以重建从沿短轴边缘盘星系的恒星晕的孔径测量。这些相关性突出了恒星晕观测研究的潜力，以量化我们对星系生长历史中最主要事件的理解。我们探索我们的模型的影响，我们的银河系，M31和NGC 5128的吸积历史的理解。特别是，一个相对较晚的大规模吸积有利于M31，此外，我们提供了第一个估计的吸积恒星质量的NGC 5128。
2017-11-27 astro-ph.GA
Metals Removed by Outflows from Milky Way Dwarf Spheroidal Galaxies
银河系的矮球状卫星星系（dSphs）中的恒星比化学演化的封闭盒模型所预期的要少得多。流出的气体可能带走了dSphs产生的大部分金属。基于先前的Keck/DEIMOS观测和模型，我们计算了从八个dSphs中的每一个排出的Mg，Si，Ca和Fe的质量。从本质上讲，这些质量是目前在dSphs恒星中观察到的金属量与超新星产生的金属量之间的差异。我们得出结论，dSphs损失了96%至>99%的恒星制造的金属。我们将观测到的银河系dSphs的质量函数应用于喷射质量函数，以确定单个大dSphs（如天炉座）在10 Gyr以上失去的金属比所有较小的dSphs的总和还要多。因此，像dSphs这样的小星系对星系际介质的金属含量没有显著的贡献。最后，我们比较我们的喷射质量函数，以前的X射线测量的金属含量的风从后星暴矮不规则星系NGC 1569。值得注意的是，该星系中最近的星暴正好落在由银河系dSphs定义的喷射质量-恒星质量关系上。
2011-11-04 astro-ph.GA
How well can we unravel the accreted constituents of the Milky Way stellar halo? A test on cosmological hydrodynamical simulations
Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉各拉纳大学）；Astrophysics Research Institute, Liverpool John Moores University（利物浦约翰摩尔斯大学天体物理研究所）
本文评估了检测银河系摄取碎片的方法有效性，发现其在识别近期摄取事件碎片方面有效，但对较早事件效果有限，并存在污染和人工检测问题。
2025-04-14 astro-ph.GA
Accreted versus In Situ Milky Way Globular Clusters
在这里，我们研究银河系的GC系统，估计吸积与原位形成的GC的分数。我们首先组装一个高质量的数据库的年龄和金属丰度的93银河系GC文献深色星等数据。银河系GC的年龄-金属丰度关系揭示了两个不同的轨道-一个具有约12.8 Gyr的近恒定老年，另一个分支到更年轻的年龄。我们发现，后者年轻的轨道占主导地位的球状星团与人马座和大犬座矮星系。尽管过于简单，它的年龄-金属丰度关系可以很好地表示为一个简单的封闭的盒子模型与连续的恒星形成。推断的化学富集历史与大麦云云相似，但在给定的年龄比小麦哲伦云更丰富。在排除了人马座和大犬座GC之后，仍然有几个年轻的轨道GC。它们的水平分支形态通常是红色的，因此被归类为Young Halo天体，但它们并不倾向于显示出延伸的水平分支（可能是吸积的残余核的特征）。逆行轨道GC（吸积的一个关键特征）通常在年轻的轨道上发现。我们还研究了位于靠近由几个卫星星系定义的天炉座狮子座雕塑家大圆的GC。我们发现，几个GC是一致的年轻的轨道，我们推测，他们可能已经吸积随着他们的主机矮星系，其核心可能生存的GC。最后，我们认为来自6-8个矮星系的27-47个GC（约占整个系统的1/4）被吸积形成了我们今天看到的银河系GC系统。
2010-01-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Chemical Diversity of the Metal-Poor Milky Way
基于GALAH DR3数据，采用PCA和XD方法分析9,923颗贫金属恒星的17种化学丰度，识别出10个恒星群，揭示了银河系各星族的化学特征与组装演化历史。
2024-07-26 astro-ph.GA
The Spheroidal Bulge of the Milky Way: Chemodynamically Distinct from the Inner-Thick Disc and Bar
Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP)（波茨坦莱布尼茨天体物理研究所）；Universität Potsdam（波茨坦大学）；Universidad Nacional Autónoma de México（墨西哥国立自治大学）；Instituto de Astronomía, Universidad Nacional Autónoma de México（墨西哥国立自治大学天文研究所）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉古纳大学）；Max Planck Institute for Astronomy（马克斯·普朗克天体物理研究所）；Universitat de Barcelona（巴塞罗那大学）；Institut de Ciències del Cosmos (ICCUB), Universitat de Barcelona（巴塞罗那大学宇宙科学研究所）；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)（加泰罗尼亚空间研究学院）
研究银河系内区域的化学组成和起源，发现球状bulge在化学和动力学上与内厚盘和棒显著不同，首次通过Gaia-RVS光谱揭示其独特的金属丰度分布和轨道特性。
2025-12-15 astro-ph.GA
Binary populations in Milky Way satellite galaxies: constraints from multi-epoch data in the Carina, Fornax, Sculptor and Sextans dwarf spheroidal galaxies
我们引入了多历元恒星视线速度的似然分析来约束矮球状星系的双星分数和双星周期分布。这种方法适用于多时代的数据，从麦哲伦/MMFS调查的船底座，天炉座，玉夫座和六分仪dSph星系后，应用模型的测量误差，占二进制轨道运动。我们发现，天炉座，雕刻家，六分仪dSphs是一致的，有二进制人口类似的银河系领域的二进制在68%的置信限内，而船底座dSphs是显着不足的二进制周期小于10年。如果船底座的周期分布与银河场的周期分布相同，它的最佳拟合双星分数为0.14^{+0.28}_{-0.05}，并且在90%的置信水平下被限制为小于0.5;因此它不太可能拥有与银河场相同的双星数。相比之下，所有四个星系合并样本的最佳拟合双星分数为0.46^{+0.13}_{-0.09}，与银河系场双星的结果一致。更一般地说，我们推断概率分布在二进制分数，平均轨道周期，和分散的周期为每个星系的样本。展望未来的调查，我们表明，允许的参数空间的二进制分数和dSphs的周期分布参数将显着缩小一个大的多历元调查。然而，参数之间存在简并性，除非测量误差在~0.1 km/s或更小的量级，否则不太可能被打破，目前只能通过高分辨率光谱仪实现。
2013-11-19 astro-ph.GA
Dark Matter in the Milky Way's Dwarf Spheroidal Satellites
银河系的矮球状卫星包括已知的最近、最小和最不明亮的星系。它们也表现出动力学质量和发光质量之间的最大差异。本文回顾了发展的经验约束的结构和运动学的dSph恒星星族，并讨论了这种现象如何转化为限制的数量和分布的暗物质内dSph。对宇宙学和暗物质的粒子性质的一些含义进行了讨论，并确定了未来研究的一些主题/问题。
2012-05-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Universal SFDM Halo Mass for the Andromeda and Milky Way's dSphs?
矮球状星系是最常见的星系类型，也是宇宙中最主要的暗物质。因此，它们是测试任何暗物质模型的理想实验室。玻色-爱因斯坦凝聚体/标量场暗物质模型认为暗物质是由无自旋的超轻粒子组成的，这些粒子可以用一个标量场来描述。这个模型是$Λ$ -冷暗物质模型的替代。在这项工作中，我研究了银河系和仙女座矮球状卫星星系的运动学，标量场/BEC暗物质范式下的两个限制：当自相互作用参数等于零，当自相互作用参数为$\gg1$。我发现矮球状星系具有非常高的质光比（高于$100$）是在更好的协议与NFW的质量密度分布。另一方面，相对低的质光比和高光度的矮球状星系更好地描述与SFDM模型。这样的结果对于进一步以矮星系动力学为工具来检验替代的暗物质模型是非常令人鼓舞的。
2015-07-21 astro-ph.GA
Disentangling Milky Way halo populations at low metallicities using [Al/Fe]
利用[Al/Fe]区分银河系晕中低金属度下的本地与吞噬星群，通过高精度光谱分析验证其区分能力。
2025-11-12 astro-ph.GA
Measuring Detailed Chemical Abundances From Co-added Medium Resolution Spectra I. Tests using Milky Way dwarf spheroidal galaxies and globular clusters
利用中等分辨率光谱（$R \approx 6000$）测量单个红巨星分支（RGB）恒星的金属丰度和α元素丰度的能力，是破译银河系矮卫星性质和星系晕历史的宝贵工具。将这样的研究扩展到像仙女座这样更遥远的系统，超出了目前这一代望远镜的能力，但是通过将类似恒星的光谱相加，我们可以获得必要的信噪比来进行详细的丰度测量。本文提出了一种利用中等分辨率光谱的联合叠加确定金属丰度和α元素丰度的方法。我们测试的方法，光谱共添加使用高S/N光谱的银河系球状星团和矮球状星系获得的1300多个RGB恒星的凯克II望远镜/DEIMOS摄谱仪。我们使用光度标准对相似的恒星进行分组，并将每组中单个恒星的加权系综平均丰度（[Fe/H]，[Mg/Fe]，[Si/Fe]，[Ca/Fe]和[Ti/Fe]）与相应的共添加光谱的测量结果进行比较。我们发现这两种方法之间有很高的一致性，这使我们能够将这种共同添加的光谱技术应用于更遥远的RGB恒星，如M31卫星星系中的恒星。本文概述了我们的光谱共添加和丰度测量方法，并描述了在这些测量的潜在偏差。
2013-03-05 astro-ph.GA
Survivors and Zombies: The Quenching and Disruption of Satellites around Milky Way Analogs
本文利用 DC Justice League 模拟对比了类银河系周围幸存与瓦解卫星星的动力学及恒星形成历史，发现熄灭与瓦解的时间尺度与落入质量、时间及轨迹密切相关，且大质量卫星星系瓦解快于熄灭，而超微弱矮星系多在吸积前熄灭并幸存。
2025-08-13 astro-ph.GA
Born this way: thin disc, thick disc, and isotropic spheroid formation in FIRE-2 Milky-Way-mass galaxy simulations
本文使用 FIRE-2 模拟研究银河系质量星系的形成，发现各向同性球体、厚盘和薄盘按时间顺序组装，恒星轨道特征在诞生时即已决定，且形态年龄测定可与 CGM 的 virialization 时间相关联。
2023-06-19 astro-ph.GA
Discs of Satellites: the new dwarf spheroidals
最近发现的超微弱的矮卫星围绕银河系和仙女座星系的空间分布进行了比较，以前报道的磁盘的卫星（DoS）的主机星系。在我们的调查中，我们特别注意的选择偏差引入由于有限的天空覆盖的SDSS。我们发现，新的银河系卫星星系密切遵循由更明亮的矮星定义的DoS，从而进一步强调这一功能的统计意义的星系晕。我们还注意到银河系中心距离大于100 kpc的卫星星系的赤字，这些星系远离银河系的卫星盘。在仙女座的情况下，我们得到了类似的结果，自然补充了我们以前的发现，并加强了这样的概念，即卫星盘是卫星星系相空间相关性的光学表现。
2009-01-12 astro-ph.GA
Optimized HDBSCAN clustering for reconstructing the merger history of the Milky Way: applications and limitations
Astrophysics Research Institute, Liverpool John Moores University（利物浦约翰摩尔斯大学天体物理研究所）；School of Computer Science and Mathematics, Liverpool John Moores University（利物浦约翰摩尔斯大学计算机科学与数学学院）
本文通过优化HDBSCAN算法，研究其在重建银河系合并历史中的应用，发现其在不同吸积历史中表现良好，但需优化以获得准确结果。
2026-03-12 astro-ph.GA
The accreted stellar haloes of Milky Way-mass galaxies as a probe of the nature of the dark matter
本研究利用基于EAGLE模型的宇宙流体动力学模拟，对比冷、温、自相互作用暗物质模型下银河系质量星系的并合恒星晕性质，发现恒星晕相空间结构可作为区分暗物质模型的探针。
2025-09-02 astro-ph.GA
The age of the Milky Way inner stellar spheroid from RR Lyrae population synthesis
已知银河系的中央千秒差距区域有一个古老的球状恒星星族，其空间和运动学特性使其与构成大部分中央恒星质量的四方形/花生状结构区分开来。这个球状群体的性质，无论是一个小的经典凸起，最里面的恒星晕或人口的盘星与大的初始速度色散，仍然不清楚。这种结构也是银河系中一些最古老恒星的有希望的候选者。在这里，我们解决这个问题的内部恒星球状体年龄，使用光谱和光度金属丰度的样本935 RR天琴座恒星是这个组件的组成部分。通过恒星星族合成，我们导出了RR型天琴座星族的年龄-金属丰度关系。我们推断，对于在球状体中的天琴座RR型恒星，它们的年龄非常古老，为$13.41 \pm 0.54$ Gyr，并得出结论，它们是在现在的银河系中形成的第一批恒星之一。我们对中心球体的年龄估计显示出与银河系恒星晕推断出的年龄分布非常一致，表明这两种结构之间存在联系。然而，我们发现温和的证据过渡的晕属性在$r_{\rm GC} \sim 5$ ~kpc。我们还研究了富含金属的RR型天琴座恒星的形成场景，如双星和氦的变化，以及它们是否可以为我们的样品的性质提供替代解释。我们的结论是，在我们的框架内，唯一可行的选择是有年轻的，稍微富氦，RR天琴座恒星，一个假设，将打开有趣的问题，形成内部恒星球状体。
2020-06-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
The origin of accreted stellar halo populations in the Milky Way using APOGEE, $\textit{Gaia}$, and the EAGLE simulations
最近的工作表明，附近的银河系晕是由一个主要的吸积事件的碎片为主。通过对晕星的APOGEE-DR 14元素丰度和$\textit{Gaia}$ -DR 2运动学的分析，我们证实了这一结果。我们发现，$\sim$ 2/3附近的晕星有高轨道偏心率（$e \gtrsim 0.8$），和丰富的模式典型的大规模银河系矮星系卫星今天，其特征是相对较低的[Fe/H]，[Mg/Fe]，[Al/Fe]，和[Ni/Fe]。高$e$恒星在[Mg/Fe]-[Fe/H]平面上的趋势显示出在[Fe/H] $\sim-1.3$处的斜率变化，这也是相对大质量矮星系中恒星种群的典型特征。低$e$星在观测到的[Fe/H]范围内没有表现出这样的斜率变化，并显示出略高的Mg，Al和Ni丰度。与低$e$的恒星不同，高$e$的恒星会有轻微的逆行运动，有更高的垂直偏移，并达到更大的远心半径。通过比较高$e$星与EAGLE宇宙学模拟中吸积星系在[Mg/Fe]-[Fe/H]空间中的位置，我们将吸积卫星的质量限制在$10^{8.5}\lesssim M_*\lesssim 10^{9}\mathrm{M_\odot}$范围内。我们发现，碎片的轨道偏心率中位数在很大程度上是不变的，因为合并时间，这意味着吸积事件可能发生在$z\lesssim1.5$。低$e$人口的确切性质尚不清楚，但我们假设它是一个组合的$\textit{in situ…
2018-10-30 astro-ph.GA
In-situ vs accreted Milky Way globular clusters: a new classification method and implications for cluster formation
本文提出结合轨道能量、角动量 z 分量与 [Al/Fe] 校准的银河系球状星团原位/吸积分类法，揭示两类星团在空间、运动学、化学及年龄—金属丰度上的差异，并约束银盘形成时期。
2023-09-27 astro-ph.GA
Tidally induced velocity gradients in the Milky Way dwarf spheroidal satellites
我们提出了一个运动学研究的六个矮球状星系（dSph）的银河系（MW）的卫星，即船底座，天龙座，天炉座，玉夫座，六分仪，小熊座。我们结合适当的运动（PM）从$Gaia$数据发布3（DR3）和视线速度（$v_{\mathrm{los}}$）从文献中推导出其三维内部运动学和研究内部速度梯度的存在。我们发现，在$\geq 1σ$水平上，船底座、天龙座、天炉座和小熊座沿视线方向的速度梯度具有显著性。这种梯度的值似乎与矮星的轨道历史有关，表明与MW的相互作用导致了它们。靠近MW并向其轨道近心点移动的矮星，平均而言，速度梯度较大。另一方面，最近离开近心点轨道的矮星没有明显的梯度。最后，位于大银河系中心距离的矮星显示出中等强度的梯度。我们的结果表明，由MW施加的强潮汐力引起的扭矩引起了一个强大的速度梯度时，矮星接近它们的轨道近心点。在近心点通过期间，力方向的快速变化会破坏这种梯度，随着星系的后退，这种梯度可能会稳步恢复。我们通过分析TNG 50模拟的矮星卫星来评估我们的发现。我们发现一个显着增加的强度检测到的梯度的卫星接近他们的近心点，然后急剧下降，因为他们放弃了它，支持我们的结果为dSphs的MW。
2022-12-01 astro-ph.GA
In disguise or out of reach: first clues about in-situ and accreted stars in the stellar halo of the Milky Way from Gaia DR2
我们调查的性质的双色星等序列中观察到的盖亚DR2 HR图的恒星具有高横向速度。在最红的颜色序列中的恒星可能是由厚盘人口的动力热尾所主导的。Nissen & Schuster（2010）和APOGEE巡天的信息表明，蓝色序列中的恒星具有元素丰度模式，这可以解释为在其形成过程中恒星形成效率相对较低。在动力学和轨道空间，如“Toomre”，这两个序列显示出明显的重叠，但蓝色序列上的恒星倾向于主导没有或逆行旋转和高总轨道能量的区域。在由轨道的最大垂直偏移与其远心点所定义的平面上，两个序列的恒星重新分布成离散的楔形。我们的结论是，通常被分配到太阳附近的晕的恒星实际上都是吸积星躺在沿HR图中的蓝色序列，和旧银河系盘的低速尾巴，可能是动态加热过去的吸积事件。我们的研究结果意味着，晕人口在原位形成，并负责早期的化学富集之前形成的厚盘还有待确定，并已被定义为在原位恒星晕的银河系的恒星可能实际上是化石记录的最后一次重大合并。
2018-07-06 astro-ph.GA
The Cosmic Abundance of Classical Milky Way Satellites
我们研究了斯隆数字巡天中与银河系和M31大小和孤立度相似的星系周围最明亮的经典矮椭球体卫星的丰度。从光度和光谱红移的组合，我们绑定的平均值和内在散射的卫星数量下降到10个星等比银河系暗。限制的幅度比人马座亮，我们表明，银河系是不是一个显着的统计离群值在其人口的经典矮椭球。在较暗的星等，我们发现一个上限为13的卫星比天炉座矮椭球亮的平均数。利用全光度红移分布来改善这些限制的方法是有希望的，但目前在最低红移处受到不完整性的限制。理论模型被用来解释为什么大多数环绕银河系的暗物质暗晕在制造最亮的矮椭球体的光度尺度上效率低下，或者为什么这些暗晕不存在。
2012-07-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Velocity-dependent J-factors for Milky Way dwarf spheroidal analogues in cosmological simulations
研究了暗物质速度分布模型对银河系矮球状星系中速度依赖的暗物质湮灭信号的影响。使用高分辨率的APOSTLE模拟，我们确定对应于银河系矮球状星系的类似物，并从这些直接确定的暗物质成对的相对速度分布，并比较最佳拟合麦克斯韦-玻尔兹曼分布模型。对于三个速度相关的湮灭模型，p波，d波，和索末菲模型，我们量化的错误时，使用麦克斯韦-玻尔兹曼参数化。我们提取了一个简单的幂律关系的最大圆周速度的矮球体模拟和麦克斯韦-玻尔兹曼分布的峰值速度。我们表明，这种关系可以用来准确地计算暗物质的相对速度分布，并发现它使我们能够估计暗物质湮灭信号，而不需要直接计算每个星系的相对速度分布。从类似物计算的J-因子中的散射占主导地位的不确定性相比，J-因子确定的观测数据为每个矮球体，最大的散射从d-波模型和最小的索末菲模型。
2022-06-30 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
The kinematics of globular cluster populations in the E-MOSAICS simulations and their implications for the assembly history of the Milky Way
我们提出了一个详细的比较银河系（MW）的球状星团（GC）的运动学与25银河系质量的宇宙学模拟从E-MOSAICS项目。虽然MW落在模拟所涵盖的GC的运动学分布范围内，但其富金属（$[\rm{Fe/H}]>-1.2$）与贫金属（$[\rm{Fe/H}]<-1.2$）以及内部（$r<8\rm{kpc}$）与外部（$r>8\rm{kpc}$）种群的相对运动学对于其质量而言是非典型的。为了了解这些功能的起源，我们进行了全面的统计分析的模拟，并找到18个相关性描述的组装$L^*$星系及其暗物质晕的基础上，他们的GC人口运动学。的相关性出现，因为吸积和原位GC的轨道分布依赖于质量和吸积卫星的吸积红移，动力分数，潮汐剥离，和动力加热的综合影响驱动。由于在原位/吸积GC的运动学被广泛跟踪的富金属/贫金属和内部/外部的人口，观察GC的运动学是一个敏感的探测星系组装。我们预测，相对于人口的$L^*$星系，MW组装其暗物质和恒星质量迅速通过结合原位恒星形成，十几个低质量合并，和$1.4\pm1.2$早期（$z=3.1\pm1.3$）的主要合并。快速组装期提前结束，限制了吸积恒星的比例。最后，我们提供详细的定量预测的MW的组装历史。
2021-03-30 astro-ph.GA
Proper Motions, Orbits, and Tidal Influences of Milky Way Dwarf Spheroidal Galaxies
我们结合盖亚EDR3天体测量与精确的测光，并利用概率混合模型来测量银河系（MW）的52个矮球状（dSph）卫星星系的系统自行。对于46 dSphs与文献的视线速度，我们计算的轨道在MW和合并MW+大麦云（LMC）的潜力，并确定车II，车III，Hor I，Hyi I，Phx II和Ret II可能LMC卫星。我们的dSph样品的40%具有> 25%的近心点和/或远心点变化，具有MW + LMC势。对于这些轨道，我们Monte Carlo采样的观测不确定性为每个dSph和MW和LMC潜力的不确定性。我们预测，蚂蚁II，Boo III，Cra II，Gru II和Tuc III应该是潮汐干扰，通过比较每个dSph的平均密度相对于其近心处的MW密度。具有大椭圆率的dSphs（CVn I、Her、Tuc V、UMa I、UMa II、UMi、Wil 1）显示出它们的轨道方向与它们的主轴对齐的偏好，即使对于具有大近心点的dSphs也是如此。我们比较了dSph径向轨道相位，以在MW类N-体模拟subhalos，并推断，有没有多余的卫星附近的近心。随着未来盖亚数据发布的预测，我们发现dSph轨道精度将受到距离和/或MW潜力的不确定性的限制，而不是自行精度。最后，我们提供我们的会员目录，使社区跟进。
2022-10-09 astro-ph.GA
The origin of the Milky Way globular clusters
我们提出了一个宇宙学放大模拟银河系般的星系，用于探索星团的形成和演化。我们特别调查的双峰观察到的颜色和金属的球状星团的起源，并通过宇宙时间的潮汐张量的形式的环境演变。我们的研究结果自洽地证实了以前的发现，即蓝色的，金属贫乏的星系团形成于吸积到银河系上的卫星星系中，而红色的，富含金属的星系团主要在原位形成，或者在较低程度上在与银河系合并的大规模自富集星系中形成。通过监测这些人口的潮汐场的经验，我们发现，集群形成在原地（一般集中）的感觉显着更强的潮汐比吸积的，无论是在今天，当平均在他们的整个生命。此外，我们注意到，银河系星团所经历的潮汐场是显着弱于在过去比现在的一天，确认它是不可能的，一个幂律的集群初始质量函数一样，年轻的大质量的集群，被转化为观察到的峰值分布在银河系与弛豫驱动的蒸发在潮汐场。
2016-11-14 astro-ph.GA
Applying machine learning to Galactic Archaeology: how well can we recover the origin of stars in Milky Way-like galaxies?
本文基于 ARTEMIS 模拟训练多种机器学习模型，利用位置、运动学、化学丰度和测光信息区分原位恒星与吸积恒星，并验证其在 Auriga 模拟中的泛化能力。
2024-06-18 astro-ph.GA
Linking the brightest stellar streams with the accretion history of Milky Way-like galaxies
根据目前的星系形成范式，合并和相互作用在塑造今天的星系中发挥着重要作用。这种合并活动的残余可以用来限制星系形成模型。在这项工作中，我们使用的样本30银河系质量晕的流体动力学模拟，从AURIGA项目，生成表面亮度图和搜索最亮的流在每个光环作为一个功能的不同的限制幅度。我们发现，没有一个模型显示在$μ_{r}^{lim} \leq 25$等角秒$^{-2}$的恒星流的签名。在$^{-2}$为27和28 mag arcsec之间，流检测显著增加。尽管如此，即使在30磁角秒的$^{-2}$，我们的模型中仍有13%没有显示出可检测的流。我们研究了最亮流祖先（BSP）的性质。我们发现，BSPs吸积在一个广泛的范围内的落入时间，从1.6至10 Gyr前，只有25%的吸积在过去的5 Gyr，因此大多数BSPs对应于相对早期的吸积事件。我们还发现，37%的BSP存活到今天。存活和破坏的BSP的中位下落时间分别为5.6和6.7 Gyr。我们发现了一个明确的关系，在BSPs的降落时间和降落质量，这样，更大的祖细胞往往会在以后的时间被吸积。然而，我们发现，在大多数情况下，BSPs不是每个星系吸积恒星晕的主要贡献者。
2022-06-09 astro-ph.GA
Constraining Velocity-dependent Self-Interacting Dark Matter with the Milky Way's dwarf spheroidal galaxies
明亮的银河系矮球状星系的中心暗物质密度与其轨道近心距离之间的反相关性可能是自相互作用暗物质的一个潜在特征。在这项工作中，我们调查这种可能性，通过分析的范围SIDM散射截面每单位质量，$σ/m_χ$，能够解释这种反相关。我们模拟dSphs subhaloes周围的MW假设的引力势的分析形式的轨道演化，采用适当的运动从盖亚任务，包括一个一致的表征引力潮汐剥离。的subhaloes密度分布的演变建模使用重力热流体形式主义，其中DM粒子碰撞诱导热传导，取决于$σ/m_χ$。我们发现，dSphs的模型，如隆突和天炉座，重现观察到的中央DM密度与固定的$σ/m_χ$范围之间的$30$和$50$厘米$^{2}$ g $^{-1}$，而其他dSphs更喜欢较大的值范围之间的$70$和$100$厘米$^{2}$ g $^{-1}$。这些横截面与每个次晕核心内DM粒子的平均碰撞速度相关，因此用大横截面建模的系统具有较低的碰撞速度。我们拟合的横截面速度与SIDM粒子模型，其中DM粒子的质量$m_χ=0.648\pm 0.154$ GeV的质量$m_ϕ=0.636\pm 0.055$ MeV的光介质的交换下相互作用，与自相互作用被描述的汤川势。其结果是一个横截面的速度关系，解释了不同的DM配置文件的MW dSph卫星，是一致的观测限制在更大的尺度。
2020-07-06 astro-ph.GA
Different Sodium enhancements among multiple populations of Milky Way globular clusters
我们寻找线索，以了解不同的钠丰度测量的第一代和第二代恒星的古老银河系球状星团。为此，我们收集了最近的文献中提到的钠丰度，轨道参数，结构和内部动力学性质和年龄在一个均匀的规模的28个球状星团。我们发现，集群内的Na富集，测量的第一代和第二代恒星之间的Na丰度的差异，表现出一种趋势，作为第一代恒星的Na丰度的函数，在这个意义上，越Na贫的第一代恒星，Na富集更大。利用球状星团轨道的倾角，分析的Na富集也暗示了在~0.3 dex处的边界，以区分具有吸积或原位起源的球状星团，吸积的球状星团具有更大的Na富集。由于在吸积的球状星团中观察到相对较大的星系团内钠增强，而在原位形成的球状星团中观察到较小的钠增强（尽管不是唯一的），我们推测钠富集的幅度可能与构建模块范式有关。球状星团在第一代和第二代恒星形成时，似乎保留了这种分层星系形成过程的记忆。
2020-09-25 astro-ph.GA
Internal rotation of Milky Way dwarf spheroidal satellites with $Gaia$ Early Data Release 3
我们提出了一个分析的14个卫星的银河系（MW）的运动学。我们使用适当的运动（PM）从$Gaia$早期数据发布3（EDR 3）和视线速度（$v_{\mathrm{los}}$）在文献中获得这些系统的系统三维运动。对于其中的六个，即船底座，天龙座，天炉座，玉夫座，六分仪，小熊座矮球状星系（dSph），我们研究的内部运动学投影到径向，$V_R$（膨胀/收缩），切向，$V_T$（旋转），相对于质量中心的速度分量的恒星PM。我们在隆突（$|V_T| = 9.6 \pm 4.5 \ {\rm{km \ s^{-1}}}\>$）、穹窿（$|V_T| = 2.8 \pm 1.3 \ {\rm{km \ s^{-1}}}\>$）和塑夫座（$|V_T| = 3.0 \pm 1.0 \ {\rm{km \ s^{-1}}}\>$）dSphs中发现了显著的旋转。除了人马座dSphs，这些是MW经典dSphs中天空平面内内部旋转的第一次测量。除船底座外的所有星系都显示出$|V_T| / σ_v < 1$。我们发现，较慢的旋转倾向于显示，平均而言，较大的天空投影椭圆率（如预期的样本与随机视角），并位于较小的银河系中心距离（如预期的潮汐搅拌情况下，旋转转化为随机运动的卫星沉入母晕）。然而，这些趋势很小，在统计学上并不显著，这表明旋转在塑造这些星系的3D结构方面并没有发挥主导作用。无论潮汐搅动对这些系统的演化有微…
2021-06-15 astro-ph.GA
Assessing the Milky Way Satellites Associated with the Sagittarius Dwarf Spheroidal Galaxy
人马座（Sgr）矮星系的潮汐破裂的数值模型最近已经开发，第一次同时满足大多数观测约束的角位置，距离和径向速度趋势的领先和落后的潮汐流从矮。我们使用这些动力学模型结合现存的3-D银河系球状星团和dSphgalaxies的位置和速度数据，以确定那些银河系的卫星，很可能是最初形成于Sgr和被剥夺它在其扩展的相互作用与银河系。我们的结论是，球状星团Arp 2，M 54，NGC 5634，Terzan 8和Whiting 1可能与Sgr矮星有关，Berkeley 29，NGC 5053，Terzan 12和Terzan 7也可能与Sgr矮星有关。因此，初始的Sgr系统可能包含5-9个球状星团，对应于初始Sgr光度M_V =-15.0的特定频率S_N = 5 - 9。我们的结果是一致的8 \pm 2 Sgr球状星团预期从银河系球状星团分布的统计模型和相应的假关联率由于机会与Sgr流对齐。这些集群与以前重建的Sgr年龄-金属丰度关系是一致的，并没有表现出第二个参数的影响，塑造他们的水平分支形态的证据。我们没有发现统计上显著的证据表明，任何最近发现的人口的超微弱矮星系是决定性的与Sgr潮汐流。（节录）。
2010-05-28 astro-ph.GA
VINTERGATAN II: the history of the Milky Way told by its mergers
使用VINTERGATAN宇宙学变焦模拟，我们探讨了在原位和吸积物质的贡献，以及星系相互作用和合并在银河系类星系的组装的效果。我们发现，星系演化的初始增长阶段，主要是重复的主要合并，提供了必要的物理条件的组装厚，运动学热磁盘人口高-[ $α$ /Fe]恒星，形成原位和吸积卫星星系。我们发现，模拟星系及其祖先的进化轨迹的多样性，导致在原位和吸积人口的任何给定的化学成分很少重叠。在一定的年龄，[ $α$ /Fe]丰度比的分布是由VINTERGATAN及其卫星的物理条件的多样性造成的，在星暴事件期间形成的恒星中发现[ $α$ /Fe]的增强。后来，合并活动的停止促进了低[ $α$ /Fe]制度中恒星的原位形成，在一个径向延伸的，薄的和整体的运动学较冷的磁盘，从而建立化学双峰薄和厚磁盘，与观测一致。我们绘制显着的功能之间的联系[Fe/H] - [ $α$ /Fe]平面与它们的物理原因，并提出了一个全面的形成方案解释自洽，在宇宙学的背景下，银河系的主要观测属性。
2021-03-29 astro-ph.GA
Using Action Space Clustering to Constrain the Accretion History of Milky Way like Galaxies
在目前流行的宇宙学范式中，星系是通过大量卫星星系的吸积而分层形成的。由于卫星的质量比主晕小得多，它们只占主晕势能所定义的作用空间的一小部分。由于行动是保守的主机晕的潜力变化时，吸积卫星的恒星预计将保持集群在行动空间的主机晕的演变。在本文中，我们识别吸积卫星星系的三个银河系类盘星系的宇宙学重子FIRE-2模拟通过跟踪卫星星系通过模拟快照。然后，我们试图恢复这些卫星通过应用聚类分析算法Enlink的吸积恒星粒子的轨道行动，在当今的快照。我们定义了几个指标来量化聚类算法的成功，并使用这些指标来识别恢复良好和恢复不良的卫星。我们将这些卫星分布在落星时间-祖星质量（或恒星质量）空间中，并利用分类树方法确定了这两个空间中恢复良好和恢复不良卫星的边界。Enlink发现的组更有可能对应于一个真正的卫星，如果它们具有高的重要性，Enlink分配的数量。由于宇宙学模拟预测，大多数恒星晕有人口的原位恒星，我们测试的Enlink恢复卫星的能力时，样品被污染的10 - 50%的原位恒星粒子，并表明，大多数卫星恢复良好的Enlink在没有原位恒星，保持良好的恢复，即使有50%的污染。因此，我们预计，在未来，在行动空间的聚类分析将是有用的，在即将到来的数据集（如盖亚），以确定在银河系中的吸积卫星。
2021-05-03 astro-ph.GA
Multiplicity Statistics of Stars in the Sagittarius Dwarf Spheroidal Galaxy: Comparison to the Milky Way
我们使用来自阿帕奇点天文台星系演化实验（APOGEE）的时间分辨光谱来检查Hayes等人（2020）确定为人马座（Sgr）矮球状（dSph）星系成员的249颗恒星的径向速度（RV）变化分布。我们选择银河系（MW）恒星的恒星参数（$log(g)$，$T_{eff}$，和$[Fe/H]$）相似的人马座成员的三维k-d树的装置。我们发现，在Sgr dSph星的RV位移分布的形状是类似的，在他们的MW类似物中测量，但RV变星的总分数在Sgr dSph是由$\sim 2$的一个因素更大。排除了其他解释这种差异后，我们得出结论，密切的双星在Sgr dSph的分数本质上是高于MW。我们讨论了这一结果的物理过程，导致形成矮球状和螺旋星系的密近双星的影响。
2022-04-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
A tale of two populations: surviving and destroyed dwarf galaxies and the build up of the Milky Way's stellar halo
我们使用磁流体动力学模拟的银河系质量晕御夫座项目研究生存和破坏的矮星系，这些晕在宇宙时间内吸积的属性。我们发现，在各种御夫座晕中，幸存的和被摧毁的矮星在坠落时的组合光度函数是相似的，并且由被摧毁的矮星主导。然而，它对坠落时间有很强的依赖性：被摧毁的矮星通常有早期的坠落时间，$t_{infall}<6$ Gyr，而大多数在$t_{infall}>10$ Gyr吸积的矮星都存活到了今天。由于它们的坠落时间较晚，今天幸存的卫星在坠落时的金属岩含量高于其被摧毁的类似坠落质量的卫星;这种差异对于今天卫星的金属岩来说更加明显，其中许多卫星在坠落后继续形成恒星。与以前的工作一致，我们发现，少数相对大规模的破坏矮星系主导的恒星晕的质量。然而，有一个显着的径向依赖性：虽然90%的质量在内部区域（$<\,20\,$ kpc）的贡献，平均而言，只有3个大规模的祖细胞，外部区域（$>\,100\,$ kpc）通常有$\sim8$的主要祖细胞相对较低的质量。最后，我们表明，一些大规模的祖先占主导地位的吸积星的金属丰度分布，即使在金属穷人结束。与文献中常见的假设相反，质量为$M_{*}<10^7 \, M_{\odot}$的矮星系在$50\,$ kpc内的吸积贫金属恒星（[Fe/H] $<\,-3$）中所占比例不到10%。
2020-10-07 astro-ph.GA
Finding accreted stars in the Milky Way: clues from NIHAO simulations
本研究利用NIHAO模拟和GALAH数据，验证了[Al/Fe]与[Mg/Mn]诊断指标可区分原位与吸积恒星，并提出结合年龄与化学丰度（不确定性<0.15 dex、年龄<20%）可清晰分离不同吸积群体，为研究银河系形成历史提供了新方法。
2024-04-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Reverse engineering the Milky Way
银河系从破裂的卫星中吸积的球状星团（GC）的年龄、金属丰度、α元素和运动积分随时间基本保持不变。在这里，我们结合使用这些保守的性质，将76个GC分配给5个祖先卫星星系-其中一个我们称之为考拉矮星系。我们拟合漏盒化学富集模型的年龄金属丰度分布的GC，推导出有效产量和每个卫星的形成时代。基于GC计数的标度关系，我们估计了每个卫星的原始晕质量，恒星质量和平均金属丰度。这5颗吸积卫星的总质量对银河系的生长贡献了约10个$^{9}$ M $_{\odot}$，但超过银河系GC系统的50%。这5颗卫星形成的时间非常早，可能在8- 11 Gyr前吸积，表明银河系在其早期演化中的快速增长。我们认为至少有3颗卫星最初是成核的，残留的核心现在是银河系的GC。11个GC也被确定为已形成异位，但不能被分配到一个单一的祖卫星。
2020-02-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
The accretion history of the Milky Way IV. Hints of recent star formation in Milky Way dwarf spheroidal galaxies
本研究在银河系矮椭球星系中发现可能的年轻中等质量恒星族群，结合Gaia自行数据排除蓝离散星可能，佐证矮星系近期落入银河系晕的图景，为其起源提供新线索。
2024-10-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
The accreted Galaxy: An overview of TESS metal-poor accreted stars candidates
本研究结合TESS、Gaia数据与MIKE光谱分析30颗贫金属吸积恒星候选体，验证星震学信息对年龄、丰度计算的影响，明确样本恒星的结构归属与化学特征，为探究银河系吸积组装历史提供支撑。
2024-07-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Formation imprints in the kinematics of the Milky Way globular cluster system
我们报告的银河系（MW）球状星团（GC）的运动学的结果更新的空间速度的基础上，几乎整个GC人口。我们发现，一个三维空间的半长轴，偏心率和轨道相对于MW平面的倾斜度作为其轴是有帮助的，以挖掘GC系统的形成。我们发现，在原位形成的GC表现出明显的相关性，他们的偏心率和轨道倾角的意义上说，集群与大偏心率也有大的倾角。这些GC还显示了它们到MW中心的距离与它们的偏心率之间的相关性。吸积GC不表现出偏心率和倾角之间的关系，但在偏心率大于~ 0.5时，其倾角范围很广。最后，我们计算了GC系统的速度各向异性“β”，并发现对于原位形成的GC，“β”从最外区域向MW中心从~ 0.8下降到0.3，但对于吸积的GC系统保持相当恒定（0.7-0.9）。这些发现可以解释，如果GC形成的气体，径向崩溃在郊区，与相对较高的落入角的偏好。当材料到达旋转的成形盘时，它变得更圆并且相对于盘以较低的倾斜度移动。一半的GC人口被吸积和沉积在轨道上，覆盖了从外晕到凸起的整个能量范围。
2019-07-23 astro-ph.GA
A MegaCam Survey of Outer Halo Satellites. VII. A Single Sérsic Index v/s Effective Radius Relation for Milky Way Outer Halo Satellites
在这项工作中，我们使用的银河系的外晕（$R_G > 25\,\mathrm{kpc}$）的卫星（矮球状星系，超暗矮星系和球状星团）的结构特性来自深，宽场和均匀的数据，提出的证据的相关性在Sérsic指数v/s有效半径平面其次是一个大部分的外晕球状星团和卫星矮星系。通过在中心表面亮度v/s绝对星等和Sérsic指数v/s绝对星等参数空间中拟合经验关系，并假设存在两种类型的外晕球状星团，我们发现这种相关性可以完全再现：一种是高表面亮度（HSB组），具有类似于内晕星系团的性质;另一个低表面亮度（LSB组），与矮球状和超微弱矮星系共享特征。由于LSB星系团与矮球状和超暗矮星系的相似性，我们讨论了外晕星系团也起源于暗物质晕内部的可能性，以及来自不同星系宿主势的潮汐力是HSB和LSB星系团之间不同性质的原因。
2019-02-23 astro-ph.GA
Are Milky-Way dwarf-spheroidal galaxies dark-matter free?
我们发现，矮球状星系（dSphs）的高速色散可以很好地解释银河系（MW）的潮汐冲击，它精确地再现了以前归因于暗物质（DM）的引力加速度。在这里，我们总结了Hammer等人（2019）的主要结果，他们研究了dSphs的主要标度关系，并展示了偏离平衡的暗物质自由星系如何很好地再现它们，而它们似乎对DM模型具有挑战性。这些结果与我们最近对dSph过去历史的了解一致，包括它们的轨道，它们过去的恒星形成历史和它们的祖先，它们可能是微小的矮不规则星系。
2019-09-23 astro-ph.GA gr-qc hep-ph
Dwarf spheroidal satellites of the Milky Way from dark matter free tidal dwarf galaxy progenitors: maps of orbits
利用牛顿N体模拟方法研究了两个不同初始密度的潮汐矮卫星星系围绕一个类似银河系的宿主星系的长期演化。根据模拟结果，绘制了两幅导致准平衡物体的轨道条件图。已经发现，卫星的几个轨道允许存在大约1 Gyr或更长时间的具有高表观质光比的不平衡体。在这个框架内，准稳定阶段的卫星再现了高密度祖先轨道的约16%的观测卫星特性，对初始质量为10^7 Msun，Plummer半径为0.15 kpc的单个卫星进行的额外模拟导致了准-平衡相，同时再现非常好的银河系的UFDG的观测量。这颗卫星在准稳定阶段再现了约42%的轨道上观测到的卫星特性。结果表明，一小部分观测到的卫星可能是没有暗物质的星系，它们的真实M/L比远低于测量值。膨胀的M/L比的出现是因为它们在正确的时间，沿着正确的轨道和在其演化的准平衡阶段被观察到。这是对所有卫星中观测到的高M/L比的一个可行的解释，只要这些卫星优先位于某些轨道上并在某些时间被观测到。如果所有的卫星都是沿着几个特别容易受到准平衡阶段影响的特定轨道同时产生的，那么在TDG方案中就可能出现这种情况。
2012-05-22 astro-ph.GA
