Measuring the Streaming motion in the Milky Way disc with Gaia EDR3 +
我们绘制了银河系圆盘的3D运动学，距离太阳3.5 kpc，距离银河系中平面0.75 kpc。为此，我们结合了高质量的天体测量从\gedrthree{}，日心视线速度从\gdrtwo{}，光谱调查，包括\apogee{}，\galah{}，和\lamost{}。我们构建了一个轴对称模型的平均速度场，并减去这对一个明星逐星的基础上，以获得剩余的速度场在银河系中心的组件（\vphi{}，\vR，\vz），和\vlos{}。使用功率谱对速度残差进行量化，我们发现中平面（$|z|<0.25$ kpc）中的峰值功率（$A/$ [PDMATHABMff \kms{} ]）为（$A_ϕ,A_{\rm R},A_{\rm Z},A_{\rm los}$）=（$4.2,8.5,2.6,4.6$），在$0.25 < |z|/[{\rm kpc}] < 0.5$处为（$A_ϕ,A_{\rm R},A_{\rm Z},A_{\rm los}$）=（$4.0,7.9,3.6,5.3$），在$0.5 < |z|/[{\rm kpc}] < 0.75$处为（$A_ϕ,A_{\rm R},A_{\rm Z},A_{\rm los}$）=（$1.9,6.9,5.2,6.4$）。我们的研究结果提供了一个复杂的测量流运动的光盘和在各个组件。我们发现，流是最显着的\vR，并在所有的高度（$|Z|$）探测，但在其他组件也是不…
2023-01-19 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
A tangle of stellar streams in the north Galactic cap
恒星晕的子结构是利用统计光度视差的蓝色主序星关闭从斯隆数字巡天条纹在北银河帽。四个结构与先前对人马座矮潮汐流的测量结果一致：领先的尾巴，“分叉”流，尾随的尾巴和C流。室女座距离太阳约15千秒差距的恒星密度过高，可能是因为平行星流和一个新的候选星流（被称为恒周星流）的交叉。这些数据表明在NGC 5466附近存在一个宽流，距离为5至15 kpc。从14条条纹中测量到的平滑恒星晕的平坦度平均为q=0.58，色散为0.04。
2018-10-01 astro-ph.GA
A Dark Matter Hurricane: Measuring the S1 Stream with Dark Matter Detectors
最近发现的S1流以低倾角、反向旋转的轨道穿过太阳附近。S1的前身是一个矮星系，其总质量与现在的天炉座矮椭球相当，因此预计该星系流将具有显著的DM成分。我们计算的影响的S1流的WIMP和轴子探测器作为其不可测的暗分量的密度的函数。在WIMP探测器中，S1流提供更多的高能核反冲，因此将略微改善DM探测前景。我们发现，即使S1包括小于10%的局部密度，多吨氙WIMP探测器可以区分S1流从散装晕在相对较窄的质量范围内5和25 GeV之间。在定向WIMP探测器如CYGNUS中，S1更显著地增加了DM探测前景，因为它增强了WIMP信号的各向异性。最后，我们表明，轴子haloscopes拥有迄今为止最大的潜在敏感性的S1流。一旦轴子质量被发现，S1的独特速度分布可以很容易地从轴子功率谱中提取出来。
2018-11-07 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ex
A Petal of the Sunflower: Photometry of the Stellar Tidal Stream in the Halo of Messier 63 (NGC 5055)
我们目前的表面测光的一个非常微弱的，巨大的弧功能的晕附近的螺旋星系NGC 5055（M63），是一致的，是一个恒星流的一部分，从一个矮卫星星系的破坏。这一微弱的特征首先由van der Kruit（1979）在早期的摄影研究中发现;最近由Martínez-Delgado等人（2010）发现，并在这项工作中提出，通过仅0.16米口径的望远镜拍摄的深层图像获得的证据，该环已被认为是最近较小合并的结果。恒星流在黑鸟远程天文台的0.5米和麦克唐纳天文台的0.8米拍摄的额外图像中得到证实。这个围绕星系盘的低表面亮度结构从其中心延伸约29 kpc，投影宽度为3.3 kpc。该流的形态与“大圆”恒星流的可见部分相一致，该恒星流起源于一颗~10^8 M_太阳矮卫星在最后几个Gyr的吸积。从我们的数据来看，祖先卫星目前的位置和命运并不是决定性的。这条恒星流的颜色与本星系群的矮星一致，并且与M63的圆盘和恒星晕的外部区域相似。我们检测到其他低表面亮度的“羽流”，其中一些可能是扩展的螺旋功能有关的星系的复杂的螺旋结构和其他可能是潮汐碎片与星系的外恒星盘的吸积事件的结果中断。我们区分了与潮汐流相关的特征和GALEX卫星先前探测到的星系盘外围的微弱蓝色特征。M63有着高度翘曲的HI气体盘（约20度），它代表了几个孤立旋涡星系的例子之一，翘曲的盘显示出正在进行的小合并的有力证据。
2011-09-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
A census of the near-by Pisces-Eridanus stellar stream -- Commonalities with and disparities from the Pleiades
在太阳周围400秒差距的范围内，我们在盖亚数据发布2（DR 2）数据集中搜索双鱼座-波江座（Psc-Eri）恒星流的成员。我们比较基本的天体物理特征的流与昂宿星。我们使用了一个修改后的收敛点的方法来识别恒星的二维速度一致的Psc-Eri流和昴星团的空间速度，分别。我们发现了1387名成员的Psc-Eri流的G星等范围从5.1等至19.3等之间的距离80和380 pc的太阳。该流具有近似圆柱形的形状，长度和厚度分别约为700 pc和100 pc。该星系流中的恒星质量约为770 M_Sun，并且其成员在引力作用下是不受束缚的。我们发现这条溪流的年龄约为1.35亿年。在许多天体物理性质上，Psc-Eri与疏散星团M45（昴星团）相当：在年龄、光度函数（LF）、现今质量函数（PDMF）以及总质量上。尽管如此，这两个恒星系在物理外观上完全不同。我们谨慎地给出了两种可能的解释：（i）在它们的母体分子云中，恒星形成效率在昴星团中比在Psc-Eri中更高，或者（ii）在驱逐了母体云的分子气体之后，昴星团立即具有更高的原始质量分离。
2020-02-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Details of the spatial structure and kinematics of the Castor and Ursa Major streams
Castor流成员的列表是根据来自不同作者的数据编制的。一些恒星的成员概率根据个别顶点、多重性、观测误差和特殊性进行了修正。用顶点图法确定了Castor运动群的顶点。比较了蓖麻流和大熊座流的参数，发现两股流在顶点图上的位置相差225度，这意味着这两组流几乎向相反的方向运动。这两个运动群的恒星在空间中相互混合，Castor流占据比Uma流更小的体积并且位于其中。我们的结果可以用于理解太阳附近的银河系盘的形态。
2016-03-10 astro-ph.GA
Tracing the Orphan Stream to 55 kpc with RR Lyrae Stars
我们报告的位置，速度和金属丰度的50 ab型RR天琴座（RRab）恒星附近的孤儿恒星流观察。使用约30 RRab星被归类为可能的成员的孤儿流，我们研究的金属丰度和空间范围的流。我们发现孤儿星流中的RRab星具有广泛的金属丰度范围，从-1.5 dex到-2.7 dex。该流的平均金属丰度为-2.1 dex，与Newberg等人（2010年）使用蓝色水平分支恒星获得的值相同。我们发现，流的最远的部分（40-50 kpc从太阳）是约0.3德克斯比更接近的部分（内~30 kpc）的金属贫，这表明可能的金属丰度梯度沿流的长度。我们已经扩展了以前的研究，并绘制了从太阳到55千秒差距的流。即使经过仔细的搜索，我们也没有发现任何可能是孤儿星流成员的遥远的RRab星。如果用其他示踪剂证实，该结果将表明检测到流的前导臂的末端。我们比较了孤儿流RRab星的距离与Newberg等人（2010）获得的最佳拟合轨道。我们发现Newberg等人（2010）的模型6不能解释最遥远的孤儿流RRab星的距离，并得出结论，孤儿流RRab星距离和局部圆速度的最佳拟合是由60 kpc内银河系总质量为M_{60} ~2.7x10^{11} Msun的势提供的，或者是之前研究发现的质量的60%。非常鼓励进行更广泛的建模，考虑非球形势和流与轨道之间不对准的可能性。
2013-08-04 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
Icarus: a Flat and Fast Prograde Stellar Stream in the Milky Way disk
我们探索的本地体积的银河系通过化学和运动学测量的高质量的天体测量和光谱数据最近发布的盖亚，APOGEE和GALAH计划。我们化学选择$1137$恒星$2.5$ ~kpc的太阳和$\rm{[Fe/H]} \le -1.0$ ~dex，并找到证据的统计显着的子结构。在速度空间的聚类分析$163$对象分为8个运动学组，其起源进一步研究与高分辨率N体数值模拟的单一合并事件。这两个逆行组似乎与盖亚-香肠-土卫二有关，而稍微逆行的组可能与GSE或悟空有关。我们发现了一个新的44名成员的强大的星系流的证据，我们命名为伊卡洛斯;据我们所知，伊卡洛斯是最接近银河系磁盘的快速旋转流（$\langle Z_{\rm max} \rangle \lesssim 0.5$ ~kpc，$\langle V+V_{\rm{LSR}}\rangle \simeq 231~\rm{km~s^{-1}}$）。其独特的化学（$\langle \rm{[Fe/H]}\rangle \simeq -1.45$，$\langle \rm{[Mg/Fe]}\rangle \simeq -0.02$）和动力学（平均偏心率$\simeq 0.11$）特性与一个恒星质量为$\sim 10^9 M_\sun$的矮星系祖先在初始的低倾角轨道$\sim 10^\circ$上的碎片吸积相一致。其余的彗星群要么是伊卡洛斯（或尼克斯）的同一祖先…
2020-12-20 astro-ph.GA
"Skinny Milky Way, Please", says Sagittarius
出于最近的观察人马座流，我们设计了一个快速的算法来生成忠实的表示恒星潮汐流的质心形成的破坏的祖先的任意质量在任意的潜力。我们的方法的工作原理是在卫星周围的拉格朗日点释放成群的测试粒子，随后将它们进化成宿主和祖细胞的组合势。我们强调，祖先的重力作用是至关重要的，使流看起来几乎无法区分的N体实现，因为我们确实这样做。该方法在三个不同的银河系潜力与复杂性增加的模拟流数据进行测试，并提供无偏的推断银河系的质量分布到大半径。当应用到人马座流的观测，我们的模型给出了一个自然的解释流的离心距离和微分轨道岁差。因此，我们提供了一个新的独立测量银河系质量分布超过50千秒差距。人马座流模型倾向于一个轻银河系，在100 kpc时质量为4.1 +/- 0.4 x 10^11 M_sun，在200 kpc时可以外推到5.6 +/- 1.2 x 10^11 M_sun。银河系如此低的质量与晕星和卫星星系（一旦狮子座I从样本中删除）的运动学估计非常一致。它完全消除了“太大而不能倒”的问题。
2014-09-24 astro-ph.GA
Phlegethon, a nearby $75°$-long retrograde stellar stream
我们报告的发现，一个$75°$长恒星流在盖亚DR2目录，发现使用新的STREAMFINDER算法。该结构可能是一个已经完全破裂的球状星团的残余，位于$\approx 3.8 \, {\rm kpc}$远离太阳的银河系隆起的方向，并具有高度的逆行运动。我们发现，该系统的轨道接近银道面在银河系中心距离之间的$4.9$和$19.8 \, {\rm kpc}$。这种扩展的极低表面亮度流（$Σ_G\sim 34.3 \, {\rm mag \, arcsec^{-2}}$）的发现，质量仅为$2580\pm140 \, {\rm\,M_\odot}$，证明了STREAMFINDER算法检测非常接近和超微弱结构的能力。由于它的接近和长度，我们预计Phlegethon将是一个非常有用的探测银河系加速场。
2018-09-10 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
Phase Wrapping of Epicyclic Perturbations in the Wobbly Galaxy
我们使用测试粒子积分表明，由近心点通道的矮星系激发的周转运动可以解释最近在太阳附近的银河系恒星盘中观察到的批量垂直速度流运动。我们使用固定的潜在的测试粒子积分隔离的作用，相位包裹周转扰动弯曲和呼吸波或模式，这需要自引力振荡。来自一个相当大质量的人马座矮星系$M_d \sim 2.5 \times 10^{10} M_\odot$的扰动，需要解释从其轨道近心点观测到的流运动的大小。大约2.2 Gyr前的矮星系穿过银河系盘（当时有一个更大质量的矮星系）是不太有效的。如果行星摄动的相位包裹是银河系圆盘中恒星流运动的原因，那么在太阳附近应该有几kpc尺度的速度梯度变化。
2015-09-02 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
Statistical detection of a tidal stream associated with the globular cluster M68 using Gaia data
提出了一种基于极大似然的潮流搜索和轨道拟合方法，并将其应用于Gaia数据。测试的方法进行显示如何模拟流产生的潮汐剥离的星团被恢复时，添加到模拟的盖亚目录。该方法可应用于搜索与已知祖先相关联的流或在一般目录中进行盲搜索。作为第一个例子，我们将该方法应用到球状星团M68，并检测到它的清晰的潮汐流伸展整个北银河半球，并通过5 kpc的太阳。这是迄今为止探测到的离我们最近的潮汐流之一，并且非常有希望为银河系引力势提供新的约束，为此我们提出了初步的拟合，发现一个与其他观测结果一致的略扁的暗晕。我们将M68的潮汐流与Ibata等人先前发现的Fjörm流进行了鉴别，确认潮汐流中包含的恒星与M68的HR图一致。我们提供了115颗最有可能成为星流成员的恒星，它们应该是后续光谱研究的主要目标。
2020-10-27 astro-ph.GA
He awa whiria: the tidal streams of interstellar objects
该研究模拟了星际物体在银河系中的潮汐流分布，预测太阳会遭遇大量流，未来样本中可能发现同源“兄弟姐妹”或“表亲”星际物体，且共同起源者来自年轻冷流。
2025-07-10 astro-ph.EP astro-ph.GA
A Face-on Accretion System in High-Mass Star-Formation: Possible Dusty Infall Streams within 100 AU
本文报道了对大质量年轻天体G353.273+0.641周围的正面吸积系统的干涉观测。最里面的吸积系统的100 au半径的解决在45 GHz的连续图像所采取的Jansky甚大阵。我们的光谱能量分布分析表明，连续可以解释光学厚尘埃排放。含尘系统的总质量最小为$\sim$ 0.2 $M_{\sun}$，最大为几个$M_{\sun}$，具体取决于粉尘参数。6.7与同一系统有关的10 GHz CH $_{3}$ OH脉泽也被澳大利亚望远镜紧凑阵列观测到。脉泽呈螺旋状、非轴对称分布，具有系统速度梯度。视线的速度场解释了沿抛物线流线，落在赤道平面上的面对系统的下落运动。流线是准径向的，到达赤道面的半径为16 au。这明显小于大质量恒星形成过程中典型的吸积盘，表明初始角动量非常小，或者CH $_{3}$ OH脉泽选择性地追踪具有小角动量的吸积物质。在前一种情况下，初始比角动量估计为8 $\times$ 10 $^{20}$（$M_{*}$ $/$ 10 $M_{\sun}$）$^{0.5}$ cm $^{2}$ s $^{-1}$，或者初始角动量的很大一部分被移到100 au之外。这种流线的物理起源仍然是一个悬而未决的问题，并将受到更高分辨率（$\sim$ 10 mas）热连续谱和ALMA长基线线观测的限制。
2017-10-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Constraining the Milky Way potential with a 6-D phase-space map of the GD-1 stellar stream
狭窄的GD-1星流在天空中跨越60度，距离太阳约10 kpc，距离银河系中心约15 kpc，被认为是来自潮汐破裂星团的碎片，在银河系晕中描绘出一个测试粒子轨道。我们结合SDSS测光，USNO-B天体测量，SDSS和Calar Alto光谱，构建一个完整的，经验的6维相空间地图的流。我们发现，在一个平坦的等温势偏心轨道描述这个相空间地图。即使在边缘化流轨道参数和太阳到银河系中心的距离之后，GD-1的轨道拟合仍然对太阳半径V_c=224 \pm 13 km/s和总势能扁率q_Φ=0.87^{+0.07}-{-0.04}处的圆速度有很强的约束。当我们在V_c上丢弃任何信息先验时，GD-1约束变为V_c=221 \pm 18 km/s。因此，我们的GD-1的6维图给出了对V_c的最佳电流约束和对q_Φ的唯一强约束。大部分（如果不是全部的话）潜在的平坦化可能归因于恒星盘中的质量，所以GD-1对晕本身平坦化的约束很弱：q_{Φ,halo} >0.89（90%置信度）。6维地图和轨道分析中最大的不确定性来自光度距离，这将被盖亚消除。
2010-01-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Measuring Diffuse Interstellar Bands with cool stars. An improved line list to model the background stellar spectra
DIBs在恒星光谱中无处不在。传统上，它们是通过从热恒星中提取来研究的，因为它们是光滑的连续体。在一个有几个正在进行或计划使用多目标光谱仪进行大规模银河系调查的时代，冷恒星构成了一组有吸引力的目标。从技术角度来看，由于连续谱的复杂性，在其光谱中提取DIB更具挑战性。在这篇文章中，我们将提供一组改进的恒星线在光谱区域与强DIB在l 6196，l 6269，l 6284，和l 6379。这些谱线将允许创建更好的恒星合成光谱，再现背景辐射，并更准确地提取与给定DIB相关的星等。太阳和大角星分别被用作矮星和巨星的代表性例子。使用TURBOSPECTRUM和VALD恒星谱线列表对它们中的每一个进行了高质量的光谱建模。振子强度日志（gf）和/或特定线的波长被修改，以创建合成光谱，其中太阳和大角星的残差最小化。基于改进后的谱线表的合成光谱在上述光谱范围内以更高的精度再现了太阳和大角星的观测光谱。合成光谱和观测光谱之间的残差始终<10%，比先前存在的选项好得多。新的谱线表已经用一些来自不同恒星的特征光谱进行了测试，包括巨星和矮星，以及不同程度的消光。当使用由更新的线列表制成的合成光谱时，用于提取DIB信息的拟合中的太阳和大角星残差较小。向社区提供了更新参数的表格。
2016-12-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Measuring Nearby Star Forming Regions with the VLBA: from the Distance to the Dynamics
这篇论文是一个正在进行的大规模努力的一部分，以确定距离和结构的所有恒星形成区域在几百秒差距的太阳使用无线电干涉观测。本论文的主要目标是：（1）找到两个研究最多的低质量恒星形成区（金牛座和蛇夫座）的平均距离，其精度（百分之几或更好）比目前的值高出一到两个数量级，（2）探索这些恒星形成区的结构和动力学，（3）研究恒星本身。
2010-01-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Structure of the Sagittarius Stellar Stream as Traced by Blue Horizontal Branch Stars
我们使用斯隆数字巡天数据发布7的蓝色水平分支（BHB）恒星样本来探索人马座矮星系潮汐尾的结构。我们使用的方法产生BHB恒星候选人高达70%的纯度从测光单独。所得到的样品具有大约5%的距离精度，并且可以探测超过100 kpc的距离。使用这个样本，我们确定了一个可能的延伸到拖臂在距离太阳60-80千秒差距的估计意义至少为3.8西格玛。目前的模型预测，应该存在一个遥远的碎片流“返回”段，但将其放置在离太阳近得多的地方，在我们的数据中没有观察到碎片。利用我们的示踪剂的距离精度，我们估计的平均视线厚度的主导臂为~3千秒差距，并表明，两个'分叉'分支的碎片流的距离只有1-2千秒差距。利用光谱非常纯的BHB恒星子样本，我们估计了主臂的速度色散为37 km/s，这与Sgr破裂模型相当吻合。最后，我们提出了一个样本的高概率Sgr BHB星的主导臂Sgr，选择有距离和速度一致的Sgr成员资格，允许进一步研究。
2011-03-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Identifying Stellar Streams in Gaia DR2 with Data Mining Techniques
来自被捕获的矮星系和溶解的球状星团的恒星流可以通过它们轨道参数的相似性来识别，这一事实在恒星流空间分散之后很久仍然是正确的。我们计算了44855颗恒星的运动积分，距离太阳4千秒差距，在盖亚DR 2目录中有完整和准确的6D相空间位置。然后，我们应用一种新的数据挖掘，数值和统计技术相结合，寻找恒星流。该过程返回七个高置信度流（包括四个先前未知的流），所有这些流在运动空间的积分中显示紧密聚类。色幅图表明，这些流是相对简单，老，金属贫人口。运动学和颜色大小属性的综合评估表明，以前未被发现的流是盖亚-土卫二祖先的碎片。该项目的成功证明了数据挖掘技术在探索大型数据集方面的有用性。
2019-12-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Kinematic transitions and streams in galaxy halos
本星系群以外的星系晕的化学动力学现在可以通过使用球状星团和行星状星云作为明亮的示踪物体，以及综合恒星光的深多缝光谱学来绘制。我们目前的调查结果附近的早期型星系，包括运动学上不同的晕，可能反映两个阶段的星系大会的证据。我们还展示了实用的示踪剂的方法在测量周围的伞星系，这使我们能够重建祖属性和流轨道的恒星子结构的运动学。
2014-01-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Stellar flybies within 1 ly from the Sun and stars passing through the Hills cloud
本文利用 Gaia DR3 数据重新分析 SIMBAD 数据库，识别出太阳 1 光年内发生或可能发生的恒星飞掠事件，并重点分析了穿越希尔斯云及内奥尔特云的候选天体。
2024-02-20 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
