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
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 faint globular cluster in the dwarf galaxy Andromeda I
对矮星系中球状星团的观测可以用来研究各种课题，包括暗物质晕的结构和低质量星系中旺盛的恒星形成历史。本文报道了仙女座M31矮星系中一个暗球状星团（M_V ~ -3.4）的性质。这个天体增加了拥有单个球状星团的低光度本星系群的数量。
2017-08-11 astro-ph.GA
Exploring the Galactic Anticenter substructure with LAMOST & Gaia DR2
本文在运动积分空间中研究了589颗K-/M-巨星的银河系反中心子结构星的运动学和化学性质。这些恒星可能包括先前确定的子结构，如麒麟座，A13和三角座-仙女座云（TriAnd）。我们表明，这些恒星是在银河系平面的两侧近圆形轨道。我们可以看到沿Y轴的速度（$V_{Z}$）梯度，特别是南部GASS成员。我们的GASS成员具有与薄盘星相似的能量和角动量分布。它们在[ $α$ /M]与[M/H]空间中的位置比典型的薄盘星更贫金属，[ $α$ /M] \textbf{lower}比厚盘星更贫金属。我们推断我们的GASS成员是外贫金属盘星的一部分，外盘延伸到30 kpc。考虑到距离范围和$α$ -丰度特征，GASS可能是在厚盘形成之后形成的，这是由于外盘中的分子云密度降低，其中SFR可能不如内盘有效。
2021-01-07 astro-ph.GA
Andromeda XXXV: The Faintest Dwarf Satellite of the Andromeda Galaxy
本文发现仙女座XXXV，迄今最暗弱的仙女座卫星星系，其性质与本地群矮星系一致，并揭示了仙女座与银河系卫星系统在年龄-金属丰度散布上的差异。
2025-02-26 astro-ph.GA
Orbits of massive satellite galaxies: II. Bayesian Estimates of the Milky Way and Andromeda masses using high precision astrometry and cosmological simulations
像哈勃太空望远镜和盖亚这样的太空天文台正在提供卫星星系前所未有的6D相位空间信息。这种测量可以揭示本星系群的结构和组装历史，但需要改进统计方法才能有效地利用它们。在这里，我们说明了这样一种方法，使用类似物的本地集团的两个最大的卫星星系，大麦云（LMC）和三角座（M33），从插图暗物质的宇宙学模拟。我们使用一个贝叶斯推断计划相结合的位置，速度和特定的轨道角动量（j）的LMC/M33与重要性采样的模拟类似物计算银河系（MW）和仙女座（M31）晕质量的后验估计。我们得出结论，由此产生的主机晕质量更容易受到偏见时，使用测量的当前位置和速度的卫星，特别是当卫星在其轨道的短寿命阶段（即在近心点）。相反，卫星的j值随着时间的推移而保持良好，并对主机质量提供更可靠的约束。使用LMC（M33）的j推断MW（M31）的维里质量为$\rm M_{vir, MW}=1.02^{+0.77}_{-0.55}\times10^{12}\; M_{\odot}$（$\rm M_{vir, M31}=1.37^{+1.39}_{-0.75}\times10^{12}\; M_{\odot}$）。选择j值与先前（< 3 Gyr ago）M33与M31的近距离相遇（< 100 kpc）的传统图像一致的模拟类似物，导致M31（$\rm\sim\!10^{12}\; M_{\odot}$）的维里质量非常低。这支持了Pat…
2017-03-16 astro-ph.GA
The dynamics of Andromeda's dwarf galaxies and stellar streams
作为Z-PAndAS Keck II DEIMOS对我们邻近星系仙女座（M31）中已分辨恒星的调查的一部分，我们已经建立了一个独特的数据集，测量了仙女座恒星晕中数千颗恒星的速度和化学成分，特别是探测其丰富而复杂的子结构。在这篇文章中，我们将讨论仙女座矮球状星系的结构，动力学和化学性质，以及如何没有观测证据表明在M31巨大的卫星平面上和卫星平面外发现的那些星系的演化历史存在差异。我们还将讨论M31中最重要的合并事件-巨型南流-的可能扩展，以及我们如何利用这一特征来完善我们对M31质量分布及其复杂演化的理解。
2016-05-11 astro-ph.GA
The PAndAS View of the Andromeda Satellite System. IV Global properties
本文利用PAndAS矮星系样本和正演建模推断M31卫星系统的光度函数、空间分布及尺寸—光度关系，估计其卫星总数并证明面向银河系一侧的各向异性是内在特征。
2023-03-02 astro-ph.GA
The collision between the Milky Way and Andromeda and the fate of their Supermassive Black Holes
我们的银河系和附近的仙女座星系（M31）形成了一个束缚系统，尽管M31的相对速度矢量目前还没有得到很好的约束。它们的轨道运动在很大程度上取决于初始条件，但所有可靠的情况都意味着在接下来的3-5个陀螺仪内首次接近。在我们的研究中，我们通过直接N体集成模拟这种相互作用，使用HiGPU代码。我们的目的是调查的合并时间的依赖性的物理和动力学性质的系统。最后，我们研究了两个位于银河系中心的超大质量黑洞的动力学演化，未来的目标是获得适当的分辨率来跟踪它们的运动，直到它们形成一个紧密的双星系统。
2019-08-20 astro-ph.GA
Discovery of the first methanol (CH3OH) maser in the Andromeda galaxy (M31)
我们提出的第一个6.7 GHz的第二类甲醇（CH3OH）脉泽在仙女座星系（M31）的检测。CH3OH脉泽是在2009年秋季的甚大阵（VLA）调查中发现的。我们已经证实了甲醇脉泽与新的扩展VLA（EVLA），在操作自2010年3月以来，但在检测水脉泽在这个位置是不成功的。这种甲醇脉泽的一个直接应用是确定M31的自行，例如以前用M33和IC 10的水脉泽获得的自行。解开M31的三维速度将解决本星系群动力学和演化建模中的最大未知数。
2010-10-22 astro-ph.GA
The Transverse velocity of the Andromeda system, derived from the M31 satellite population
我们提出了一个动态测量的仙女座星系的切向运动，系综组成的仙女座星系（M31）和它的卫星。该系统被建模为一个结构与宇宙学动机的速度色散和密度分布，我们表明，我们的方法工作良好，当测试使用最大质量的子结构在高分辨率的Lambda冷暗物质模拟。应用于该系统的40个目前已知的星系样本，我们发现横向速度为164.4 +/- 61.8 km/s（v_East = -111.5 +/- 70.2 km/s和v_North = 99.4 +/- 60.0 km/s），明显高于以前对M31本身自行的估计。这一结果对估计本星系群的质量以及它过去和未来的历史有着重要的意义。
2015-12-09 astro-ph.GA
The Herschel Exploitation of Local Galaxy Andromeda (HELGA). VI. The distribution and properties of molecular cloud associations in M31
在本文中，我们提出了一个巨大的分子云（GMCs）的仙女座（M31）星系的目录提取的赫谢尔开发本地星系仙女座（HELGA）数据集。GMCs的Herschel地图使用分层源提取算法进行识别。我们提出了这个新的目录的结果，并根据Smith等人（2012）发现的径向尘埃/气体特性，分析了其云的空间分布和光谱能量特性。在10^4-10^7 M_sol的质量范围内，共鉴定出236个巨微球，它们的累积质量分布与M^-1.45成正比，这与早期的研究结果一致。GMC似乎遵循相同的云质量的LCO相关性在银河系中观察到的。然而，这个目录和干涉测量研究之间的比较也表明，GMCs的子结构低于赫歇尔分辨率限制，这表明我们正在观察GMCs的协会。在Gordon等人（2006）之后，我们通过将观测到的结构分解为一组旋臂和偏置环来研究M31的空间结构。我们拟合半径为10.5和15.5千秒差距的两个最突出的环。然后，我们拟合一个对数螺旋与螺距角为8.9度的GMC不相关的环。最后，我们评论我们的结果上的deprojection的影响，并探讨M31的倾角的不同模型的影响后，一个未扰动的螺旋臂系统的投影。
2014-07-08 astro-ph.GA
HST Proper Motions of Andromeda V and VI
利用哈勃望远镜20年数据测量仙女座V和VI的绝对自行，结合轨道分析确定其与M31的轨道关系及潮汐影响，发现两者均与M31紧密结合。
2025-09-07 astro-ph.GA
The PAndAS view of the Andromeda satellite system - II. Detailed properties of 23 M31 dwarf spheroidal galaxies
我们提出了一个全面的分析属于泛仙女座考古调查（PAndAS）的足迹内的23个矮球状星系的结构特性和光度。这些矮星系代表了仙女座已知的卫星矮星系中的绝大多数，它们的光度（$-11.6<M_V<-5.8$或$10^{4.2}< L <10^{6.5} L_\odot$）和表面亮度（$25.1<μ_0<29.3$ mag/arcsec $^2$）范围很广。我们确认大多数以前的测量，但发现和XIX是显着大于以前（$r_h=3065^{+1065}_{-935}$ PC，$M_V=-10.1^{+0.8}_{-0.4}$），并不能得出参数和XXVII，因为它可能不是一个绑定恒星系统。我们还对And~XV和And~XVI的光度进行了显著的向下修正，它们现在是$M_V\sim-7.5$或$L\sim10^5 L_\odot$。最后，我们提供了第一个详细的分析Cas II/和XXX，一个相当暗淡的系统（$M_V=-8.0^{+0.4}_{-0.3}$）的典型大小（$r_h=270\pm50$ pc），位于靠近两个明亮的椭圆矮星系NGC 147和185。结合一组均匀的距离发表在较早的贡献，我们的分析尽职尽责地跟踪所有相关来源的不确定性，在确定的属性的矮星系的PAndAS测光表。我们进一步以在线MCMC链的形式发布了我们拟合的所有参数的后验概率分布函数;这些输入应该用于任何旨在保持数据真实性并正确解释…
2016-10-04 astro-ph.GA
HubPUG: Proper Motions for Local Group Dwarfs observed with HST utilizing Gaia as a Reference Frame
我们提出了HubPUG背后的方法，这是一个软件工具，用于恢复哈勃太空望远镜（HST）场的系统自行（PM），利用盖亚观测到的恒星作为前景参考系，进行了两个时期的观测。HST PM实验通常依赖于使用遥远的背景星系或类恒星物体（QSO）作为测量PM的固定源。没有一致的轮廓，背景星系更难质心，但受益于他们的大量聚集。类星体虽然可以用恒星的点扩散函数来拟合，但它们是稀疏的，大多数场都不包含。从历史上看，使用恒星作为衡量PM的参考是很困难的，因为它们有自己的PM。然而，盖亚现在已经提供了超过14亿颗恒星的位置和PM，这些恒星在目标周围的区域比背景源更有可能得到良好的成像，具有可预测的恒星轮廓，并且需要更少的观测时间才能获得良好的信噪比。这种技术使我们能够利用盖亚的力量来测量目标的PM，这些目标太微弱以至于盖亚无法观察到自己。我们已经恢复了银河系卫星Sculptor和Draco的PM，其不确定性与仅HST和仅Gaia测量的不确定性相当，主要受到Gaia数据当前能力的限制。我们还展示了这种方法的承诺，M31的卫星与一个新的PM测量仙女座VII。
2022-09-06 astro-ph.GA astro-ph.IM
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 major merger origin of the Andromeda II kinematics
据报道，有两个本星系群矮星系存在长轴自转（即绕长轴自转）：仙女座II，M31的矮球状卫星，和凤凰，一个过渡型矮星系。长轴自转可能是矮星系之间过去主要合并的一个特殊指标。我们发现，这种类型的旋转不能在潮汐搅拌的情况下，其中的卫星被改造从盘状到球状的主星系的潮汐力。然而，我们成功地再现了观测到的仙女座II运动学控制，自洽的模拟等质量的盘状矮星系之间的合并径向或接近径向轨道。在包括气体动力学，恒星形成和冲压压力剥离的模拟中，我们能够再现更多的仙女座II观测到的特性：不寻常的旋转，双峰恒星形成历史和两个恒星星族的空间分布，以及缺乏气体。我们支持这种情况下，证明合并起源的长轴旋转的宇宙学背景下，充分解决星系的大尺度宇宙流体动力学模拟的插图。
2018-09-12 astro-ph.GA
The PAndAS View of the Andromeda Satellite System. III. Dwarf galaxy detection limits
我们确定的探测极限的搜索矮星系在泛仙女座考古调查（PAndAS）使用的算法开发的PAndAS团队。人造矮星系的恢复率，正如预期的那样，是一个强大的物理大小和光度的函数，在较小的程度上，距离。我们发现，这些恢复分数变化强烈，在调查区域的位置，因为不同程度的污染，从银河系前景恒星和仙女座的恒星晕。因此，我们提供的恢复分数是一个功能的大小，光度和位置内的调查规模为1平方度。总的来说，探测率为50%的有效表面亮度范围在每平方角秒28到30等之间。这符合对依赖于与PAndAS调查一样深的光度数据的搜索的期望。推导出的探测极限是一个必不可少的成分的路径上，以约束仙女座的卫星矮星系系统的全球性能，更广泛地说，在宇宙学的背景下，提供矮星系形成和演化的约束。
2022-05-05 astro-ph.GA
Metallicity distribution of the progenitor of the Giant Stellar Stream in the Andromeda Galaxy
巨大恒星流（GSS）是仙女座星系（M31）晕中一个显著的潮汐特征，代表着一个卫星星系正在毁灭。在本文中，我们研究的GSS的形成，通过详细的数值模拟的潮汐破坏的祖系统。假设该流产生于M31与一个恒星质量为$10^{9}M_{\odot}$的矮球状星系的一次合并事件，我们成功地再现了GSS的动力学性质。由于沿着溪流的金属丰度分布已经根据观察结果（PAndAS和AMIGA数据集）得到了很好的确定，因此我们使用蒙特卡罗模拟来重建矮祖先的原始金属丰度分布。我们发现，一个祖矮星系的径向金属丰度梯度为负，$Δ$ FeH = - $0.3 \pm 0.2$，再现了所观察到的GSS属性之间的时间2.4和2.9 Gyrs合并。我们还表明，所观察到的双峰金属丰度分布沿流是一个短暂的结构所造成的独特的合并情况下，两组流星在相反的方向移动，相交产生的高峰。
2022-01-26 astro-ph.GA
Water Masers in the Andromeda Galaxy: II. Where Do Masers Arise?
我们提出了一个比较多波长的分析水脉泽发射区和非脉泽发射发光24微米恒星形成区域的仙女座星系（M31），以确定最有可能产生发光水脉泽天体测量和自行研究有用的网站。分析包括斯皮策24微米测光，赫歇尔70和160微米测光，H $α$发射，尘埃温度和恒星形成率。我们发现脉泽发射区和非脉泽发射区之间的显着差异：水脉泽发射区往往是更多的红外发光，并表现出较高的恒星形成率。M31中的五个水脉泽与银河系恒星形成区的水脉泽类似，代表了一个更大的（尚未被发现的）群体的高光度尾巴。利用现有的观测设备，大多数可能产生足够明亮的水脉泽的区域已经被观测过，但我们建议用三种方法来探测M31中的额外水脉泽：（1）用比绿岸望远镜巡天所用的更高的灵敏度重新观测最明亮的中红外或远红外源;（2）观测由毫米连续谱选择的早期恒星形成区域，这些区域还没有被它们的24微米发射所选择，（3）重新观测最明亮的中红外或远红外源，并依靠脉泽的变化进行新的探测。
2016-06-20 astro-ph.GA
HELGA: The Herschel Exploitation of the Local Galaxy Andromeda. Sub-mm morphology and dust properties
介绍了对我们的邻居星系M31进行的大视场远红外和亚毫米巡天观测的结果。我们已经获得了以仙女座为中心的~5.5x2.5度区域的赫歇尔图像。使用21厘米原子氢地图，我们能够从前景银河卷云中分离出M31的真正发射，使我们能够识别距离中心约31 kpc的尘埃结构。我们首先表征的FIR和亚毫米形态，然后，通过去投影赫歇尔地图和运行一个特设的源提取算法，我们重建的内在形态和空间分布的分子复合物。最后，我们研究了尘埃的空间分辨特性（温度，发射率，质量等），通过逐像素SED拟合方法。
2013-10-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
A detailed study of Andromeda XIX, an extreme local analogue of ultra diffuse galaxies
中心表面亮度为每平方米$μ_0=29.3$磁Andromeda XIX（And XIX）是仙女座的一颗非常弥散的卫星，直径约为100 arcsec，半光半径约为$r_{\rm half}=3.1^{+0.9}_{-1.1}$ ~kpc。我们目前的光谱$\sim100$红巨星分支恒星在这个星系，加上16颗恒星在附近的恒星流。有了这个精致的数据集，我们重新推导出和XIX的属性，测量$v_r=-109.0\pm1.6$ km/s的系统速度和$σ_v = 7.8^{+1.7}_{-1.5}$ km/s的速度分散（高于我们以前的工作）。我们沿${\rm d}v/{\rm d}r = -2.1\pm1.8$ km/s kpc $^{-1}$的长轴略微检测到速度梯度。我们发现它的质光比比高于可比恒星质量的星系（$[M/L]_{\rm half} = 278^{+146}_{-198}M_\odot/L_\odot$），但它的动力学将其置于与这些星系类似的总质量的晕中。这可能表明And XIX是一个“膨胀”的矮星系，其性质已被潮汐过程改变，类似于银河系的对应物Antlia II。对于附近的流，我们测量$v_r=-279.2\pm3.7$ km/s和$σ_v=13.8^{+3.5}_{-2.6}$ km/s。我们测量了它的金属含量，发现它比And XIX更富含金属，这意味着这两个特征是无关的。最后，…
2019-11-19 astro-ph.GA
A detailed star formation history for the extremely diffuse Andromeda XIX dwarf galaxy
我们目前的深度成像的超弥漫仙女座XIX矮星系从哈勃太空望远镜的高级相机的调查，解决其恒星星族低于最古老的主序关闭。我们得出一个完整的恒星形成历史的星系使用匹配，并没有发现恒星形成的证据，在过去的8 Gyr。我们计算了$τ_{90}=9.7\pm0.2$ ~Gyr的淬灭时间，表明仙女座~XIX很早就停止了恒星的形成。这种早期淬灭，加上它极大的半光半径，低密度的暗物质晕和低于预期的金属丰度，使它成为本星系群中一个独特的星系，并提出了关于它如何形成的问题。早期的淬火时间使我们能够排除来自爆发性恒星形成的反馈，以此来解释其弥漫的恒星星族和低密度的暗物质晕。我们发现，扩展的恒星星族，低密度晕和恒星形成可以解释由潮汐相互作用（如潮汐冲击）或后期干合并，后者也解释了它的低金属丰度。自行和详细的丰度将使我们能够区分这两种情况。
2022-09-26 astro-ph.GA
The satellite galaxies of the Milky Way and Andromeda
本文综述银河系和仙女座星系的卫星星系群体，涵盖其发现方式、观测特性，讨论其在暗物质等研究中的重要性，强调新设施带来的变革，指出未来研究能约束暗物质与星系演化。
2025-02-10 astro-ph.GA
The large-scale structure of the halo of the Andromeda galaxy II. Hierarchical structure in the Pan-Andromeda Archaeological Survey
泛仙女座考古调查是以仙女座星系（M31）和三角座星系（M33）为中心的$>400$平方度的调查，提供了最广泛的$L_\star$星系群全景，以大投影的银河中心半径。在这里，我们整理和总结我们的知识的子结构的M31的恒星晕的现状，并讨论这些功能之间的连接。我们估计，13个最独特的子结构产生了至少5个不同的吸积事件，都在过去的3或4个Gyr。我们认为，一些子结构最远的M31可能是壳从一个单一的吸积事件。我们计算了一些突出的子结构，以前的估计是不可用的光度，我们估计的恒星质量预算的外晕的M31。我们重新审视的问题，量化的高度结构化的数据集的属性，具体来说，我们使用的OPTICS聚类算法来量化M31的恒星晕的层次结构，并确定三个新的微弱的结构。M31的晕，在投影中，似乎是由两个“巨型结构”，这可以被认为是合并树的两个最重要的分支，通过打破M31的恒星晕成越来越小的结构的基础上的恒星空间集群。我们的结论是，OPTICS是一个强大的算法，可用于任何天文应用，涉及层次聚类的点。这篇文章的出版恰逢所有PAndAS数据产品的公开发布。
2018-10-25 astro-ph.GA
The future Milky Way and Andromeda galaxy merger
根据我们目前对银河系-M31系统的物理和动力学性质的了解，这两个星系很可能会在对初始条件非常敏感的时间内碰撞并最终合并。使用HiGPU代码，我们已经进行了几次数值模拟来研究系统的动力学，试图定义不确定性在目前观测到的两个星系的相对速度和合并时间中的作用。与此同时，我们跟踪了位于银河系中心的两个大质量黑洞的动力学，以检查（在我们模拟的空间和时间分辨率限制内）它们在星系合并过程完成后的相对运动。
2019-06-07 astro-ph.GA
HST Proper Motions of NGC 147 and NGC 185: Orbital Histories and Test of Dynamically Coherent Andromeda Satellite Plane
利用多历元的HST成像数据，首次测量了M31的两个卫星星系NGC 147和NGC 185的自行（PM）。对于每个星系，我们从HST ACS/WFC和WFC 3/UVIS测量的误差加权平均值，以确定PM。我们对PM的最终结果是NGC 147的$(μ_\mathrm{W}, μ_\mathrm{N})_\mathrm{N147} = (-0.0232, 0.0378) \pm (0.0143, 0.0146)\,\mathrm{mas}\,\mathrm{yr}^{-1}$和NGC 185的$(μ_\mathrm{W}, μ_\mathrm{N})_\mathrm{N185} = (-0.0242, 0.0058) \pm (0.0141, 0.0147)\,\mathrm{mas}\,\mathrm{yr}^{-1}$。发现NGC 147绕M31的二维运动方向与它的潮汐尾一致。将两个星系的三维位置和速度转换到一个共同的M31中心坐标系中，通过数值轨道积分研究了M31+NGC 147+NGC 185组合系统的详细轨道历史。发现NGC 147（NGC 185）在过去的6个Gyr内，距离M31 0.3-0.5~Gyr（$\gtrsim 1.6$ ~Gyr）最近的通道是$\sim 70$ kpc（70-260 kpc）。NGC 147/NGC 185的近心时间与星系周围潮汐尾的存在/不存在有…
2020-08-13 astro-ph.GA
Milky Way and Andromeda analogs from the TNG50 simulation
我们提出了银河系和仙女座星系（MW/M31类）内模拟TNG 50，最高分辨率运行的$Λ$ CDM磁流体动力学模拟的IllustrisTNG套件的属性。我们介绍了我们的基准选择MW/M31类似物，我们建议直接使用，以及在未来的分析参考。TNG 50包含198 MW/M31类似物，即具有恒星盘状形态的星系，恒星质量在$M_* = 10^{10.5 - 11.2}$ Msun范围内，并且在z=0时处于类似MW的Mpc尺度环境中。这些都解决了重子（暗物质）质量分辨率为$8.5\times10^4$ Msun（$4.5\times10^5$ Msun）和$\sim150$ PC的平均空间分辨率在恒星形成区域：因此，我们扩大了许多因素（2个数量级）的宇宙学模拟类似物的样本大小相似（$\times 10$更好）的数值分辨率。在$z=0$上的大多数TNG 50 MW/M31类似物都显示出一个条形，60%是恒星形成的，样本包括3个本星系群（LG）样系统，一些星系拥有一个或多个与麦哲伦云一样大的卫星。即使在这样一个相对狭窄的选择范围内，TNG 50也揭示了星系和晕属性以及过去历史的巨大多样性。在TNG 50样本中，有可能识别出几个模拟星系，它们的整体和结构特性与银河系和仙女座星系的测量结果一致，一次一个或多个。在本文中，我们记录并发布了一系列广泛适用的数据产品，这些产品建立在IllustrisTNG公…
2023-03-28 astro-ph.GA
One Stream or Two -- Exploring Andromeda's North West Stream
本研究通过动力学建模和自行预测，证实仙女座星系西北流实为两条独立流，上段源于矮椭球星系仙女座XXVII，并建议分别命名。
2025-06-19 astro-ph.GA
Variation of the 2175 Å extinction feature in Andromeda galaxy
South-Western Institute for Astronomy Research, Yunnan University（云南大学西南天文研究所）；CAS Key Laboratory of Optical Astronomy, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台光学天文重点实验室）；Institute for Frontiers in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（北京师范大学前沿交叉科学研究院（天体物理方向））；School of Physics and Astronomy, Beijing Normal University（北京师范大学物理与天文学院）；Department of Astronomy, College of Physics and Electronic Engineering, Qilu Normal University（齐鲁师范大学物理与电子工程学院天文学系）
本研究通过分析M31的20条视线，揭示了2175Å消光特征的多样性及与尘埃性质的关系。
2025-12-30 astro-ph.GA
The survey of planetary nebulae in Andromeda (M 31) V. Chemical enrichment of the thin and thicker discs of Andromeda. Oxygen to argon abundance ratios for planetary nebulae and H II regions
我们使用低内部消光（祖先年龄>4.5 Gyr）和高消光（祖先年龄<2.5 Gyr）行星状星云（PNe）以及H II区的氧和氩丰度，来限制M31薄盘和厚盘的化学富集和恒星形成效率。氩元素在Ia型超新星（SNe）中产生的比例大于氧。我们发现，平均log（O/Ar）值的PNe作为其氩丰度的函数，12 + log（Ar/H），跟踪星际物质（ISM）的条件下，在M31盘PN祖先的诞生。因此，在恒星的[α/Fe]与[Fe/H]分布中编码的化学富集和恒星形成效率信息也被印在不同恒星演化阶段的星云发射的氧氩丰度比log（O/Ar）与氩丰度中。我们建议使用log（O/Ar）vs.（12 + log（Ar/H））分布来约束薄和厚的M31盘中的母恒星星族的恒星形成历史。对于内侧M31盘（R_{GC} < 14 kpc），化学演化模型将平均log（O/Ar）值再现为高消光和低消光PNe的氩丰度的函数，需要在富气（湿）卫星合并期间金属贫气的第二次下降。在M31中，薄盘较年轻，径向延伸较少，以更高的恒星形成效率形成恒星，并且比更延伸，更厚的盘具有更快的化学富集时间尺度。M31中的薄盘和厚盘都达到类似的高氩丰度（12 + log（Ar/H））~ 6.7。因此，M31中薄/厚盘的化学和结构性质与银河系薄盘和厚盘的化学和结构性质明显不同。
2022-08-03 astro-ph.GA
Updated proper motions for Local Group dwarf galaxies using Gaia Early Data Release 3
更新的系统自行估计银河系58个卫星星系，盖亚早期数据发布3（EDR 3）的基础上，提供。该样本与McConnachie & Venn（2020）研究的样本相同，方法与原始论文基本相同。与盖亚数据发布2相比，盖亚EDR 3的优越性意味着Bo{<$}tes 4，Cetus 3，Pegasus 3和Virgo 1首次具有可检测的系统自行。对于整个星系样本，系统自行的中值随机不确定性比之前使用盖亚DR 2的估计值好大约两倍。相关的系统误差，也是较小的二分之一，在样本中的58个物体中占25个的随机不确定性中占主导地位。
2020-12-14 astro-ph.GA
What can Gaia proper motions tell us about Milky Way dwarf galaxies?
我们提出了一个自行的研究模型的矮球状星系雕塑家，根据预测的自行精度的盖亚测量。盖亚将测量数百颗恒星的自行，形成一个类似雕塑家的系统。即使不确定的自行的顺序1.5倍的大小的个人自行值~10 mas/century，我们发现，这是可能的恢复雕塑家的系统自行在其距离为79 kpc。
2015-02-04 astro-ph.GA
Vast planes of satellites in a high resolution simulation of the Local Group: comparison to Andromeda
我们寻找巨大的卫星平面（VPoS）在高分辨率模拟的本地组执行的CLUES项目，这大大提高了以前类似的研究的分辨率。我们使用一个简单的方法来检测卫星的平面配置，并验证它在已知的平面M31。我们实现了一系列的处方为卫星人口建模，大致再现文献中使用的各种配方，并调查这些人口中的平面结构的发生和属性。模拟卫星系统的结构是强非随机的，包含卫星平面，主要是同向旋转，在某些情况下，大小与Ibata等人在M31中观察到的平面相当。然而，后者的卫星略丰富，略薄，具有更强的共同旋转，这使得它在与随机种群相比时，整体上比模拟飞机更出色。虽然我们发现的模拟平面通常由一个真实结构主导，形成其骨干，但它们也有部分是偶然的，因此整体上不是运动学上连贯的结构。假设卫星的模拟面和观测面具有相同的性质，我们的结果表明M31的VPoS不是一个相干盘，它的三分之一到一半的卫星必须有垂直于平面的大自行。
2015-01-05 astro-ph.GA
Panchromatic Hubble Andromeda Treasury IX: A Photometric Survey of Planetary Nebulae in M31
我们搜索哈勃空间望远镜（HST）高级巡天照相机（ACS）和宽视场照相机3（WFC 3）的全色哈勃仙女座宝库（PHAT）调查宽带成像数据，以确定编目行星状星云（PNe）的检测。在PHAT足迹内的文献中目前的711个PNE中，我们发现在宽带中检测到467个。对于这467个，我们能够将其天体测量精度从~0。“3比0。“05年。使用HST的分辨率，我们能够表明，目前在目录中的152个对象肯定不是PN，我们表明，32个对象被认为是扩展在地面图像实际上是点状的，因此良好的PN候选人。我们还发现了一个PN候选人，这是勉强解决。如果这是一个PN，它的直径高达0.7 pc。与我们的新的光度数据，我们开发了一种方法，通过比较宽带和窄带成像测量个人PNe的激发水平，并描述了PN的光度签名上的激发的影响。利用PHAT星表中已知PNe的光度特性，我们搜索了更多的PN，但没有找到任何新的候选者，这表明地面发射线调查在PHAT足迹到F475 W $\simeq$ 24中是完整的。
2014-07-16 astro-ph.GA
Signatures of the Galactic bar in high-order moments of proper motions measured by Gaia
我们在银河系中的位置提供了一个难得的机会，以深入了解星系演化过程，并补充从观测外部星系推断的信息。由于银河系是一个棒星系，研究单个恒星在球和盘中的运动有助于理解棒的作用。盖亚任务通过提供迄今为止最精确的惯性和自行来实现这种研究。在这项理论工作中，我们探索酒吧的高阶矩分布的影响-偏度和峰度-的自行车面对两个模拟星系，一个酒吧和一个近轴对称，从最新的盖亚数据发布（GaiaDR 2）的观测。我们引入代码ASGAIA来解释盖亚在数值模型预测的运动学结构中的观测误差。因此，我们在GaiaDR 2的纵向自行$μ_\ell$的偏度分布中找到了清晰的条形印记，以及为下一个盖亚数据发布预测的其他功能。
2020-02-07 astro-ph.GA
Red Supergiants in the Andromeda Galaxy (M31)
红超巨星是中等质量恒星（10- 25 Mo）演化过程中的一个短暂阶段，因此它们在H-R图中的位置提供了恒星演化模型的严格测试。由于大质量恒星的演化受到恒星质量损失的强烈影响，并且质量损失率取决于金属丰度，因此研究不同金属丰度星系中这些恒星的物理性质是非常必要的。在这里，我们确定了一个样本的红超巨星在M31（最富金属的本星系群星系），并得出其物理性质，通过拟合MARCS大气模型，以中等分辨率的光学光谱，并从V-K测光。
2009-07-22 astro-ph.CO 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
Hot Stuff for One Year (HSOY) - A 583 million star proper motion catalogue derived from Gaia DR1 and PPMXL
最近，欧空局的盖亚天体测量卫星任务（Gaia-DR 1）的第一批数据被发布，其中包含前所未有的精度超过10亿颗恒星的位置，以及自行和自行，但仅限于200万个物体的子集。第二个版本将于2017年底或2018年初发布，将包括大多数对象的这些数量。为了提供一个数据集，弥补Gaia-DR 1和Gaia-DR 2发布之间的时间差距，并部分弥补前者缺乏自行，HSOY（“一年的热物质”）被创建为Gaia-DR 1和地面天体测量之间的混合目录，具有大部分DR 1对象的自行（但没有自行）。虽然不试图在数据质量或物体数量方面与未来的盖亚版本竞争，但HSOY的目的是部分基于盖亚数据提供改进的自行，允许现在进行一些研究或作为以后需要更高精度数据的大型项目的试点研究。HSOY星表是利用Gaia-DR 1的位置和PPMXL星表的输入数据汇编而成的，采用的加权最小二乘技术与汇编PPMXL星表本身所用的技术相同。结果这一努力产生了一个包含583，000，000个天体的四参数天体测量目录，其中包括Gaia-DR 1质量位置和自行，其精度从显著低于1质量/年到5质量/年，取决于天体的亮度和在天空中的位置。
2017-02-22 astro-ph.GA
The origin of the metallicity distributions of the NE and W stellar shelves in the Andromeda Galaxy
本文通过数值模拟M31与卫星星系的并合，探究了仙女座星系东北和西恒星壳层及巨型恒星流的起源，发现具有负径向金属丰度梯度的单一 progenitor 能成功重现观测到的化学动力学性质。
2023-11-24 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
The extended Gaia-PS1-SDSS (GPS1+) proper motion catalog
GPS 1目录于2017年发布。在这项研究中，我们提出了GPS 1+扩展GPS 1目录下降到$r\sim20$ \，MAG，基于{ \it盖亚} DR 2，PS1，SDSS和2 MASS天体测量的四分之三的天空中的约3.5亿个源的精确自行。GPS 1+可为$\sim$ 4亿个源提供自行，其特征系统误差小于0.1 \masyr。该目录分为两个子样本，即，主要和次要部分。主要的$\sim$ 2.64亿个源具有{ \it Gaia}和SDSS天体测量中的一个或两个，典型的精度为2.0-5.0 \masyr。在这一部分中，我们对$\sim$ 1.6亿个源进行了{ \it Gaia}自运动分析，通过建立贝叶斯模型，为每个源提供了一个新的自运动。相对于{ \it Gaia}的值，在暗端的精度平均提高了$\sim$ 0.1\，dex：$\sim$ 5000万个源是{ \it Gaia} DR 2中自行缺失的天体，我们提供了它们的自行，精度为$\sim$ 4.5 \masyr ;剩余的$\sim$ 5400万个暗源超出了{ \it Gaia}的探测能力，我们首次给出了它们的自行，精度达到了\masyr .然而，次级$\sim$ 1.36亿个源只有PS 1天体测量，平均精度差于15.0 \masyr。利用类星体和现有的{ \it Gaia}自行对所有自行进行了验证。该目录将通过VO-TAP服务或由中…
2020-09-01 astro-ph.GA
Star formation laws in the Andromeda galaxy: gas, stars, metals and the surface density of star formation
我们使用分层贝叶斯回归分析，调查在仙女座星系（M31）在本地（30，155，和750 pc）和全球的情况下，恒星形成的法律。我们研究和比较著名的Kennicutt-Schmidt定律，扩展的Schmidt定律和金属丰度/恒星形成相关。利用H $α$和24 $μ$ m的组合，远紫外和24 $μ$ m的组合，以及总红外辐射，我们估计M31的总恒星形成率（SFR）介于$0.35\pm 0.04$ M $_{\odot}$ yr $^{-1}$和$0.4\pm 0.04$ M $_{\odot}$ yr $^{-1}$之间。我们用IRAC 3.6 $μ$ m辐射制作了一张恒星质量表面密度图，测得恒星总质量为$6.9 \times 10^{10}$ M $_{\odot}$ .对于M_（31）中的Kennicutt-Schmidt定律，我们发现幂律指数$N$在0.49 - 1.18之间，对于所有定律，幂律指数随气体示踪剂的变化比随SFR示踪剂的变化更大。幂律指数也会随着离星系中心的距离而变化。我们还应用了常用的普通最小二乘拟合方法，并表明，使用不同的拟合方法会导致不同的幂律指数。SFR的面密度与恒星质量面密度之间存在相关性，这表明Kennicutt-Schmidt定律需要扩展到考虑星系的其他物理性质。我们发现金属丰度，SFR和恒星质量表面密度之间的弱相关性。
2015-12-21 astro-ph.GA
Comparison of the Orbital Properties of the Milky Way Globular Clusters from the Data of the Gaia DR2 and EDR3 Catalogs
我们提供了152个球状星团的轨道参数的新值，这些参数是使用从盖亚EDR 3目录数据获得的新的平均自行计算的。轨道被集成5 Gyr回在轴对称的三分量的潜力与球形凸起，磁盘组件，和球形暗晕的Navarro-Frenk-White形式，我们使用的旋转曲线与大的银河系中心的距离高达200千秒差距的对象进行了改进。所获得的轨道参数进行了比较的轨道参数的相同的球状星团计算之前在相同的重力位使用自行盖亚DR 2目录数据。确定了轨道发生重大变化的物体。
2021-08-19 astro-ph.GA
The interstellar medium in Andromeda's dwarf spheroidal galaxies: I. Content and origin of the interstellar dust
矮椭球星系是宇宙中数量最多的星系群之一，但其主要的形成和演化通道仍然没有得到很好的理解。仙女座星系的三颗矮球状卫星（NGC 147、NGC 185和NGC 205）具有非常不同的星际介质（ISM）特性，这可能表明它们处于不同的星系演化阶段。虽然De Looze等人（2012年）已经详细研究了NGC 205的尘埃含量，但我们提出了NGC 147和NGC 185的新赫歇尔尘埃连续体观测结果。NGC 147在赫歇尔SPIRE地图上的未探测到，对其尘埃质量（< 128 Msun）提出了强烈的限制。对于NGC 185，我们得到了总尘埃质量M_d = 5.1 × 10^3 Msun，这比ISO和斯皮策的观测结果高出2-3倍，证实了需要更长的波长观测来追踪更大质量的冷尘埃库。此外，我们还估算了渐近巨星分支（AGB）星和超新星（SNe）的尘埃产生量。对于NGC 147，尘埃质量的上限与演化的恒星星族注入的物质的预期一致。在NGC 185和NGC 205中，观测到的尘埃含量比AGB和SNe估计的尘埃产生量高一个数量级。有效的晶粒生长，并可能更长的尘埃生存时间（3-6 Gyr），以考虑到他们目前的尘埃含量。我们的研究证实了气相中晶粒生长的重要性，以解释目前星系中的尘埃库。
2016-04-22 astro-ph.GA
The ISLANDS project I: Andromeda XVI, An Extremely Low Mass Galaxy not Quenched by Reionization
基于13个轨道的HST时间数据，详细描述了M31 dSph卫星Andromeda XVI的演化历史，包括其一生的恒星形成历史、恒星星族的空间分布和变星的性质。And XVI的特点是从最古老的时代开始，直到大约6 Gyr前的恒星形成被淬灭，并且值得注意的是，And XVI的恒星中只有一半的质量是在10 Gyr前。XVI似乎是一个低质量星系，其早期的再电离或星暴反馈淬灭似乎极不可能，因此，最有可能是由于环境效应（例如，一种相互作用），可能与本星系群的密集区的晚期下沉有关。研究恒星形成的历史作为一个函数的galactocentric半径，我们发现一个温和的梯度在恒星形成的历史：6和8 Gyr前的恒星形成活动显着强于在中心区域比在外部地区，虽然淬火年龄似乎是相同的，在1 Gyr。我们还发现了9颗天琴座RR型星，其中8颗属于And XVI。天琴座RR型恒星的距离可以得到一个新的估计，（m-M）0= 23.72+/-0.09等，比之前基于红巨星分支尖端的估计略大。
2016-03-02 astro-ph.GA
Search for Galactic warp signal in Gaia DR1 proper motions
银河曲速的性质和起源是星系演化提出的一个悬而未决的问题。多亏了盖亚高精度的绝对天体测量，我们才能进一步了解曲速的动力学性质。事实上，长期稳定翘曲的自行预计将在垂直于银河平面的分量中显示出可测量的趋势。在此背景下，我们在第一次盖亚数据发布（DR 1）中搜索运动学扭曲信号。通过分析遥远的光谱确定OB星在依巴谷子集在盖亚DR 1，我们发现，运动学的趋势不能解释一个简单的模型，一个长寿的翘曲。因此，我们讨论了可能的情况下所获得的结果的解释。我们还介绍了目前正在进行的工作，从DR 1中的Tycho-Gaia天体测量解决方案（TGAS）子样本中选择更大样本的OB星候选者，并描绘出我们将在不久的将来解决的问题。
2017-07-17 astro-ph.GA
A 2-3 billion year old major merger paradigm for the Andromeda galaxy and its outskirts
最近对我们的邻居星系M31的观测表明，它的圆盘是由广泛的事件形成的。这方面的证据包括年龄超过2 Gyr的恒星的高度分散（$V/σ$ $\le$ 3），以及2-4 Gyr前的全球恒星形成事件。使用现代流体动力学的代码，GIZMO，我们已经进行了300高分辨率的模拟，以探索在何种程度上，这些观察到的属性可以解释一个单一的合并。我们发现，所观察到的M31磁盘类似的模型经历了4：1合并，其中核合并1.8-3 Gyr前，并在7至10 Gyr前发生在一个大的近心点距离（32千秒差距）。我们还表明，在一个家庭的轨道参数，巨流（GS）可以形成各种合并的质量比，从2：1到300：1。最近的一次大的合并可能是唯一的方法来创造非常不寻常的年龄色散关系的磁盘。它再现并解释了长寿命的10千秒差距环，广泛和最近的恒星形成事件，没有GS祖先的残余，GS，NE和G团块及其形成过程的三维空间分布的明显复杂性，以及所观察到的晕剖面的斜率。这些建模的成功使我们提出，M31晕中的大部分子结构，以及内部星系的复杂性，可能归因于与一个星系的单一主要相互作用，该星系现在已经完全与仙女座合并。
2018-01-12 astro-ph.GA
Analysis of modern astrometric catalogues in the Gaia era
本文研究了结合Gaia DR 1空间数据导出的地基星表HSOY、UCAC 5、GPS 1和PMA中的恒星自行系统。假设两个星表恒星自行的系统差异是由两个星表数据所产生的坐标系的相互旋转和滑动引起的，本文分析了两个星表的相互旋转矢量分量和原点位移分量。赤道分量的矢量相互旋转速度的比较坐标系，以及相互位移的速度，它们的起源，从0.2到2.9 mas/yr的范围内变化，来自比较的自行的源，是共同的盖亚EDR 3和TGAS，UCAC 5，HSOY，GPS 1和PMA目录，分别。通过分析HSOY、GPS 1、PMA和Gaia EDR 3星表中的河外天体的形式自行，估算了这些星表中恒星自行在暗星等范围内的系统误差。由盖亚EDR 3数据实现的坐标系在< 0.1 mas/yr的水平上显示出相对于LQAC-5、ALLWISEAGN、银河外粟星源在15 - 21恒星G星等范围内没有旋转和滑动。在地基星表中，PMA星的自行系统与盖亚EDR 3的自行系统最接近，G星等范围从15到21。
2021-04-01 astro-ph.GA
Internal motions in OB-associations with Gaia DR2
我们使用盖亚DR 2自行研究了28个OB-协会内的运动。计算了28个OB星协的平均速度色散，其中包括20多颗自行为盖亚DR 2的恒星，其速度色散为sigma_v =4.5 km s-1。OB星协的维里质量和恒星质量的中位数分别为M_vir=8.9 x 10^5和M_st=8.1 x 10^3 Ms。母巨星分子云的恒星形成效率中位数似乎是1.2%。盖亚DR 2自行证实了先前用盖亚DR 1数据发现的Per OB 1、Car OB 1和Sgr OB 1星协的膨胀。我们还检测到Gem OB 1，Ori OB 1和Sco OB 1协会的膨胀，这是第一次在分析Gaia DR 2自行时成为可能。对Per OB 1星协中OB星分布的分析表明，存在一个半径为40 pc的壳状结构。Per OB 1星协的膨胀速度可能大于现在的膨胀速度，即5.0 + 1.7 km s-1。
2020-02-12 astro-ph.GA
Mirach's Goblin: Discovery of a dwarf spheroidal galaxy behind the Andromeda galaxy
全面清点本体积中的矮星系（包括卫星星系和孤立星系）的数量和性质，是星系形成理论的一个重要内容。用小型业余望远镜在广阔的天空区域进行超深成像，有助于完成对这些迄今未知的低表面亮度星系的普查，这些星系无法通过目前的分辨恒星星族和HI调查进行探测。我们报告发现多纳铁洛I，一个矮球状星系位于一个度的恒星米拉赫（贝塔和）在深的图像与业余望远镜。从加那利大望远镜（西班牙拉帕尔马）的后续观测中获得的色星等图显示，这个系统超出了本星系群，主要由老恒星组成。在阿尔法巡天中没有年轻恒星和HI辐射是典型的淬灭矮星系。我们的测光建议这个星系的距离模数为（m-M）=27.6 +/- 0.2（3.3 Mpc），尽管由于我们的色星等图中的拥挤效应，这个距离还不能确定。在这个距离上，Donatiello I的绝对星等（M_v =-8.3）、表面亮度（mu_v=26.5 mag arcsec^-2）和恒星含量都与“经典”的银河系伴星天龙座或小熊座相似。Donatiello I的投影位置和距离与最近的S 0型星系NGC 404（“米拉赫的幽灵”）的矮卫星一致。或者，它可能是迄今为止报道的最孤立的淬火矮星系之一，仅次于仙女座星系。
2018-10-10 astro-ph.GA
Rotational Curves of the Milky Way Galaxy and Andromeda Galaxy in Light of Vacuum Polarization around Eicheon
本文提出用Eicheon表面的F型真空极化解释银河系暗物质尾部，通过球对称模型近似处理星系盘面密度，成功重现银河系并讨论仙女座星系的旋转曲线。
2023-09-21 astro-ph.GA gr-qc
The Panchromatic Hubble Andromeda Treasury XVII. Examining Obscured Star Formation with Synthetic Ultraviolet Flux Maps in M31
我们提出了合成的远紫外和近紫外（FUV和NUV）的M31的地图，无论有和没有尘埃变红。这些地图是从空间分辨的恒星形成历史（SFHS）中构建的，这些历史来自于哈勃太空望远镜对分辨恒星的光学成像，作为全色哈勃仙女座宝藏计划的一部分。我们使用恒星星族合成模型来生成合成的紫外线地图，预计空间分辨率为$\sim$ 100 pc（$\sim$ 24角秒）预测的紫外线通量与观测到的通量吻合得很好，与模拟和观测到的流量之间的中位数比$\log_{10}(f^{syn}/f^{obs}) = 0.03\pm0.24$和$-0.03\pm0.16$在FUV和NUV，分别。考虑到我们仅使用光学光度学来构建这些紫外图，这种一致性特别令人印象深刻。我们使用无尘图来研究遮蔽通量和恒星形成的性质，通过将我们的红化和无尘FUV通量图与观测到的FUV和FUV+24μm通量进行比较，以检查遮蔽通量的比例。合成通量图要求M31中$\sim$ 90%的FUV通量被尘埃遮蔽，而基于GALEX的方法表明$\sim$ 70%的通量被遮蔽。模糊通量估计值的增加是由于无尘合成FUV通量与用24μm观测值对观测到的FUV进行尘埃校正时得出的通量之间存在显著差异。当我们将FUV+24μm通量的SFR与SFH的1亿年平均SFR进行比较时，进一步说明了差异。经24μ m校正的FUV通量低估了SFR，低估系数为$\sim$ 2.3 - 2.…
2016-10-31 astro-ph.GA
A posteriori correction of Gaia CRF proper motions using conditional probability and zero-parallax prior
U.S. Naval Observatory（美国海军天文台）
本研究利用条件概率与零视差先验校正Gaia CRF自行，使120万DR3天体异常值降约15%，相关拟合还显示太阳系质心银心加速度估计有3σ变化，验证了校正方法的敏感性。
2026-10-30 astro-ph.GA
