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
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
Andromeda and its satellites - a kinematic perspective
使用由Z-PAndAS团队在仙女座-三角座地区使用凯克II DEIMOS拍摄的光谱数据，我将仙女座的圆盘和卫星系统与我们自己的银河系进行了比较。我讨论了观测到的仙女座矮球状星系的质量和尺度半径之间的差异，一个给定的光度与银河系。我还对新发现的M31厚盘进行了分析，该盘被测量为比银河系中看到的更热，更宽，更厚。
2012-01-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Could the Magellanic Clouds be tidal dwarves expelled from a past-merger event occurring in Andromeda?
麦哲伦云通常被认为是银河系卫星系统中的异常值，因为它们是不规则的和富含气体的星系。从它们大的相对运动来看，它们很可能是第一次经过银河系附近，可能来自本星系群的另一个区域或其外围。M31在过去可能处于合并阶段，我们调查大麦云云是否可能是在这次事件中被驱逐的潮汐矮星。这种假设是测试的框架下，目前的测量和不确定性的相对运动的LMC和M31。我们的方法是使用数千种不同的配置来跟踪LMC轨迹，这些配置对相应的参数空间进行采样。我们发现了几种配置，让LMC在50千秒差距从M31，4.3至8 Gyrs前，根据所采用的银河系晕的形状。对于所有的构型，在这样一个位置的LMC速度总是略大于在这样一个半径的逃逸速度。最好的解决方案对应于一个球形到扁长的银河系晕，预测M31的横向运动小于107公里/秒，并下降到接近零的值。我们的结论是，从目前的测量，麦哲伦云很可能是潮汐矮星驱逐前合并事件发生在M31。
2010-10-19 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
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
Future merger of the Milky Way with the Andromeda galaxy and the fate of their supermassive black holes
我们的银河系和附近的仙女座星系（M31）是本星系群中质量最大的成员，尽管两个星系的相对运动还不确定，但它们似乎是一对结合在一起的星系。多项研究表明，这两个星系将有可能在未来4 $-$ 5 Gyr进行近距离接近。我们使用直接的$N$体模拟来模拟这种相互作用，以揭示银河系-仙女座系统的未来，并首次探索位于其中心的两个超大质量黑洞（SMBH）的命运。我们研究了两个星系的相对运动的不确定性，与它们移动的初始速度和漫射环境的密度有关，如何影响它们合并并形成"Milkomeda“所需时间的估计。在星系合并之后，我们跟随它们的两个SMBH的演化直到它们的紧密配对和融合。根据基准参数集，我们发现银河系和仙女座将在未来4.3 Gyr内最接近，并在10 Gyr的跨度内合并。虽然第一次相遇的时间与其他预测一致，但我们发现合并发生的时间比以前估计的要晚。我们还表明，这两个SMBH将螺旋在Milkomeda的内部区域合并后，在不到16.6百万年。最后，我们评估了由SMBH的螺旋引起的引力波发射，我们讨论了通过下一代引力波探测器在附近的宇宙（$z\leq 2$）中的类似SMBH合并的可探测性。
2021-02-22 astro-ph.CO 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
Andromeda II as a merger remnant
使用N-体模拟，我们研究的起源，最近发现的运动学数据和II，一个dSph卫星的M31的长轴旋转。我们提出了一个演化模型的起源和II涉及合并两个盘状矮星系的结构参数不同，只有在他们的磁盘尺度长度。这两颗矮星被放置在一个径向轨道上，它们的角动量相对于轨道平面倾斜45度，相对于彼此倾斜90度。经过5 Gyr的演化，合并的残余物形成了一个稳定的三轴星系，只围绕最长轴旋转。这种旋转的起源很自然地被解释为由于初始构型的对称性，这导致了沿着合并方向的角动量分量守恒。来自这两颗矮星的恒星显示出明显不同的表面密度分布，同时具有非常相似的运动学特征，这与And II中单独的恒星星族的性质一致。我们还研究了另一种方案的形成和II，通过潮汐搅拌的盘状矮星系。虽然在这个模型中，内禀自转是盘初始自转的残余，但它主要是围绕恒星组成部分的最短轴。围绕最长轴的旋转只是偶尔引起的，并且保持比系统的速度色散小得多。我们的结论是，虽然潮汐起源的速度分布和II不能被排除在外，它是更自然地解释的情况下，涉及过去的合并事件。因此，原则上，在本星系群及更远的dSph星系中，长轴自转的存在可以作为它们历史上主要合并的指标，甚至可以作为区分它们形成的两种情况的一种方式。
2014-07-30 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
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 Fate of the Milky Way--Andromeda System: To Merge or Not?
Peking University（北京大学）；Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics, Peking University（北京大学科维理天文与天体物理研究所）；University of Chinese Academy of Science（中国科学院大学）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）
研究通过最新Gaia数据重新评估银河系与仙女座合并概率，发现合并概率升至90%，并探讨PM测量精度对结果的影响。
2026-03-24 astro-ph.GA
The Andromeda Galaxy's Last Major Merger: Constraints from the survey of Planetary Nebulae
本研究利用行星状星云作为化学动力学示踪剂，揭示了仙女座星系约25-40亿年前由质量比约1:5的“湿”大合并形成了厚薄盘及内晕子结构，从而约束了其近期形成历史。
2023-05-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar kinematics using a third integral of motion: method and application on the Andromeda galaxy
我们探讨的可行性描述的结构的多组分轴对称星系的动力学模型的基础上的Jeans方程，同时考虑到第三个积分的运动。我们证明了利用G. Kuzmin，通过沿着某些特征曲线积分方程，可以从Jeans方程计算星系的恒星运动学。在运动的第三积分不能精确描述系统的情况下，导出的运动学只能近似描述星系。我们将我们的方法应用到仙女座星系，其中的质量分布是相对可靠的。我们能够很好地再现观测到的星系的恒星运动学。计算结果表明，M31的速度弥散比$σ_z^2/σ_R^2$随R的增大而减小。远离银道面，$σ_z^2/σ_R^2$保持不变。银道面上的速度色散$σ_θ^2$和$σ_R^2$大致相等。
2016-05-16 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
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
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
The Milky Way and Andromeda galaxies in a constrained hydrodynamical simulation: morphological evolution
我们研究的两个主要组成星系的本地集团作为候选人的银河系（MW）和仙女座（M31）的约束模拟。我们专注于恒星盘的形成和它的关系，形成一个丰富的系统与两个大质量的星系组，并调查合并和吸积的影响作为驱动程序的形态转变。我们使用最先进的流体动力学代码，其中包括恒星形成，反馈和化学富集进行我们的研究。我们运行两个模拟，其中我们包括或忽略来自恒星的辐射压力的影响，研究这个过程对模拟星系的形态和恒星形成率的影响。我们发现，模拟M31和MW有不同的形成历史，即使都居住在，在z=0，相同的环境。这些差异直接转化为并解释了它们的恒星形成率，原位分数和最终形态的变化。M31候选者有一个活跃的合并历史，因此它的恒星盘直到现在都无法不受影响地生存下来。相比之下，MW候选者具有更平滑的历史，在后期没有重大合并，并形成稳定增长的圆盘;在z=0时，模拟MW具有扩展的旋转支撑圆盘，其在凸起上占主导地位。我们的两个反馈实现预测类似的星系和它们的盘的演化，虽然检测到一些变化，其中最重要的是盘的形成时间：在较弱/较强反馈的模型中，盘形成较早/较晚。总之，通过比较这两个星系的形成历史，我们得出结论，星系的合并/吸积历史，而不是它的环境在LG尺度的形成和随后的增长或破坏的星系盘的主要驱动力。
2015-03-02 astro-ph.GA
A Formation Scenario for the Disk of Satellites: Accretion of Satellites during Mergers
在仙女座星系中观测到的土星盘（DOS）是一组细长而延伸的卫星，几乎垂直于盘平面，它们围绕仙女座星系的中心有一个共同的旋转方向。虽然在银河系中也观察到了DoS，但在更遥远的星系中这种结构的普遍性仍然存在争议。对于这种DoS的形成的解释有很大的不同，从惯性的陷落，或由于大尺度结构的势场而导致的扁平化，到Mondian范式中的星系相互作用。在这里，我们提出了一个替代方案-在合并过程中，一个星系可能会带来自己的卫星人口时，与另一个星系合并。我们演示了如何，在正确的情况下，在合并的两个星系，卫星人口可以传播到一个扩展的，扁平的结构，与一个共同的旋转方向合并残留物。我们调查的相互作用的关键参数，和卫星人口，需要形成一个DoS在这种情况下。
2015-11-17 astro-ph.GA
A Dwarf Disrupting -- Andromeda XXVII and the North West Stream
我们提出了一个运动学和光谱分析的38红巨星分支恒星，在7个领域，跨越矮球状星系仙女座XXVII和上段的西北流。这两个特征都位于仙女座星系的外晕中，投影半径为50-80千秒差距，在天空中延伸到$\sim$ 3 $^{\circ}$。我们的数据是作为PAndAS调查的一部分获得的，使我们能够确认仙女座XXVII的日心距离为827 $\pm$ 47 kpc，光谱金属丰度为-2.1 $^{+0.4}_{-0.5}$。我们还重新推导仙女座XXVII的运动学性质，测量系统速度= -526.1 $^{+10.0}_{-11.0}$ { \kms }和速度分散，我们发现是非高斯的，但我们推导出一个正式的值为27.0 $^{+2.2}_{-3.9}$ { \kms }。在西北流的上段，我们测量的平均值为金属丰度= -1.8 $\pm$ 0.4，系统速度= -519.4 $\pm$ 4.0{ \kms }和速度分散度= 10.0 $\pm$ 4.0{ \kms }。我们还探测到一个1.7 $\pm$ 0.3 { \kms }千秒差距$^{-1}$的速度梯度在一个朝向M31的下落轨道上。在下段，由于梯度相似，作用方向相同，我们认为西北流不是一个单一的结构。由于西北流上段和仙女座XXVII的特性在~ 90%的置信限内是一致的，这两者很可能是相关的，仙女座XXVII是这条流的祖先。
2019-09-20 astro-ph.GA
Discovery of an Extremely Luminous Type II Cepheid in the Andromeda Giant Stellar Stream: Evidence for a Hierarchical Triple with an Inner Binary Merger
National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；School of Astronomy and Space Science, University of the Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文与空间科学学院）；South-Western Institute for Astronomy Research, Yunnan University（云南大学西南天文研究所）；Institute for Frontiers in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（北京师范大学前沿天文与天体物理研究所）；School of Physics and Astronomy, Beijing Normal University（北京师范大学物理与天文学院）
发现极亮II型造父变星，提出其源于分层三合星系统，通过双星合并形成
2026-01-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
The survey of planetary nebulae in Andromeda (M31) VII. Predictions of a major merger simulation model compared with chemodynamical data of the disc and inner halo substructures
本研究通过结合质量比1:4的主并合模拟与化学模型，预测了M31内晕子结构的相空间和金属丰度分布，发现其与观测数据高度吻合，为约3 Gyr前M31发生主卫星并合提供了有力证据。
2025-06-09 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
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
Comparing the observable properties of dwarf galaxies on and off the Andromeda plane
在银河系和仙女座周围探测到的卫星星系的薄而延伸的平面并不是LCDM范式的自然预测。在这些不同的平面上的星系可能以不同的方式形成和进化（例如，（1）他们的邻居。如果是这样的话，人们会期望仙女座中的面内和面外矮星系经历了不同的演化历史，这应该反映在两个群体的化学，动力学和恒星形成历史中。在这项工作中，我们提出了新的，强大的运动学观测2面M31 dSphs（和XVI和XVII）和编译和比较所有可用的观测指标的面上和面外的矮星，以寻找一个信号，将证实这样的假设。我们发现，除非他们的空间排列，平面和平面外仙女座矮星系是无法区分的，反对这两个人口的形成和进化历史截然不同。
2014-11-12 astro-ph.GA
The origin of prolate rotation in dwarf spheroidal galaxies formed by mergers of disky dwarfs
受M31的矮球状伴星Andromeda II中恒星长轴自转的发现启发，我们通过盘状矮星系的合并来研究它的起源。我们模拟了两个相同的矮星之间的合并事件，改变其磁盘相对于轨道的初始倾角和轨道角动量的量。在径向轨道上，合并残留物中的长轴旋转量与盘的倾角密切相关，并且很好地理解为由于盘沿合并轴的角动量分量守恒。对于非径向轨道，如果轨道的角动量最初并不比圆盘的固有角动量大得多，则仍然可以产生长轴旋转。具有显著旋转的残留物的轨道结构主要是由在中心的盒形轨道和在外部的长轴管。在垂直于长轴的平面上的恒星轨道的频率分析揭示了两个家庭的存在大致对应于内部和外部长轴管。内管的比例是最大的残留物形成的磁盘取向最垂直的最初和负责的四四方方的形状的星系。我们的结论是，长轴旋转的结果合并与各种初始条件，没有微调是必要的，以重现这一功能。我们比较我们的合并残余物的性质，从潮汐搅拌的情况下产生的矮星和仙女座II的数据。
2015-10-09 astro-ph.GA
Stellar Kinematics of the Andromeda II Dwarf Spheroidal Galaxy
我们目前的运动学配置文件和金属丰度的M31矮球状（dSph）卫星星系仙女座II（和II）的基础上凯克DEIMOS光谱的531红巨星分支星。我们的运动学样本是所有M31卫星中最大的，并延伸到两个有效半径（r_eff = 5.3' = 1.1 kpc）。系统平均速度为-192.4 ± 0.5 km/s，平均速度色散为sigma_v = 7.8 ± 1.1 km/s。当AndII的长轴自转速度接近于零（<1 km/s）时，其短轴自转非常显著，最大自转速度v_（max）=8.6 ± 1.8km/s。我们发现一个运动学主轴，最大自转速度v_max=10.9 ± 2.4km/s，与等照度主轴偏离67度。因此，II是第一个有证据证明其近长轴旋转的矮星系，v_max/sigma_v = 1.1，尽管考虑到它的椭圆率为0.10，这个物体可能是三轴的。我们测量了我们数据的子样本的金属丰度，发现平均金属丰度[Fe/H] = -1.39+- 0.03 dex，内部金属丰度分散度为0.72+-0.03 dex。我们发现一个径向金属丰度梯度与富含金属的恒星更集中，但没有观察到一个显着的差异，两个金属丰度人口的动态。II是唯一已知的矮星系，显示短轴旋转，使其成为一个独特的系统，其存在提供了重要的线索，对负责形成dSphs的过程。
2012-09-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
The merger and assembly histories of Milky Way- and M31-like galaxies with TNG50: disk survival through mergers
我们分析银河系（MW）和仙女座（M31）-类星系的合并和组装历史，以量化如何，以及多久，这种质量的盘星系可以生存最近的主要合并（恒星质量比$\ge$ 1：4）。为此，我们使用宇宙学磁流体动力学模拟TNG 50和确定198个模拟星系，根据其$z=0$恒星质量（$10^{10.5-11.2} {\rm M_{\odot}}$），盘状恒星形态和局部环境选择。首先，主要的合并是常见的：TNG 50中85%（168）的MW/M31类星系在其一生中至少经历了一次主要的合并。事实上，31个星系（16%）最近经历了一次重大合并，即在过去的5 Gyr。合并过程中的气体足以在近心通道引发恒星爆发，或者在合并后维持长时间的恒星形成：在大约一半的情况下，先前存在的恒星盘由于合并而被破坏，但由于恒星形成而重新形成。此外，更高的合并质量比更有可能破坏恒星盘。与那些更古老的大规模合并相比，最近主要合并的MW/M31类星系平均而言，恒星盘更厚，更大质量和更浅的恒星晕，更大的恒星异位质量分数，但同样大规模的运动学定义的凸起。所有这一切都与银河系和仙女座星系不同的观测性质以及它们最近的主要合并（分别为8-11和~2 Gyr）的限制是定性一致的。根据当代的宇宙学模拟，最近安静的合并历史并不是在$z=0$获得相对薄的恒星盘的先决条件。
2022-10-31 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
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 SPLASH Survey: Kinematics of Andromeda's Inner Spheroid
仙女座星系（M31）的球状组成部分在R_proj ~ 20 kpc范围内具有大尺寸、高恒星密度、高金属丰度和表面辉度分布的特征，表明它不同于银河系的任何子组成部分。在这项工作中，我们利用我们的接近和M31的外部视图来探测这个“内球体”的运动学特性。“我们采用马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）分析了5651颗红巨星分支恒星的Keck/DEIMOS光谱的恒星运动学，以解开M31的内部球体与恒星盘的纠缠。我们测量的平均速度和分散的球体在每一个五个空间仓后，占一个本地冷的恒星盘，以及巨大的南流和相关的潮汐碎片。这是第一次，我们检测到显着的球体旋转（v_rot ~ 50公里/秒）超过R_proj ~ 5千秒差距。速度色散从R_proj = 7 kpc时的约140 km/s减小到R_proj = 14 kpc时的120 km/s，与现有测量和模型的2 sigma一致。我们计算的概率，一个给定的恒星是一个成员的球体，并发现球体有一个显着的存在，在整个空间范围内，我们的样本。最后，我们表明，扁平的球体是由于速度各向异性，除了旋转。虽然这表明M31的内部球状体更像一个椭圆星系，而不是一个典型的螺旋星系凸起，但应该注意的是，我们的测量结果比比较样本要远得多（2 - 14 r_eff）。
2012-04-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
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 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
Dynamical Properties of Eccentric Nuclear Disks: Stability, Longevity, and Implications for Tidal Disruption Rates in Post-Merger Galaxies
在某些星系中，围绕着超大质量黑洞运行的恒星以偏心核盘的形式存在，其中每颗恒星都在一个连贯的、近似对齐的轨道上。最著名的偏心核盘的例子是仙女座的双核，并且有强有力的证据表明在本地宇宙中还有更多。然而，尽管它们显然无处不在，但它们长寿的动力学解释仍然是一个谜：差分岁差应该在短时间尺度上消除大规模的拱点排列。在这里，我们确定了一个新的动力学机制，稳定偏心核盘，并首次解释了在仙女座核中看到的负偏心梯度。稳定机制驱动各个轨道的偏心率向量在方向（关于圆盘的平均体）和大小上的振荡。与负离心率梯度相结合，离心率振荡将盘内边缘附近的一些恒星推到非常接近黑洞的位置，可能导致潮汐破裂事件。数量级计算预测极高的利率在最近形成的偏心核盘（$\sim0.1 - 1$ ${\rm yr}^{-1} {\rm gal}^{-1}$）。除非恒星盘得到补充，否则这些速率会随着恒星盘质量的减少而降低。如果偏心核盘形成在富含气体的主要合并，这可能会解释优先发生的潮汐破裂事件在最近合并和合并后（E + A/K + A）的星系。
2018-02-05 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
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
The survey of planetary nebulae in Andromeda (M31) III. Constraints from deep planetary nebula luminosity functions on the origin of the inner halo substructures in M31
仙女座（M31）星系在其内晕中显示出几个子结构，其起源是吸积卫星的残余或预先存在的盘的扰动，这些子结构在其恒星星族（SP）的性质中编码，在其深[OIII] 5007的行星状星云光度函数（PNLF）上留下痕迹。通过表征PNLF的形态，我们约束它们的起源。从我们的54平方米。°的通过对M31的深窄波段[OIII]巡天，我们在M31盘中识别出行星状星云（PNe）和六个主要的内晕子结构--巨流、东北陆架、G1-丛、北丛、西陆架和流-D。我们从累积拟合中测量PNLF参数，并统计比较每个子结构和椎间盘中的PNLF。我们链接的PNLF参数和那些大麦云云公布的金属丰度和年龄测量的父SP。这些子群的PNLF亮截止（$M^{*}$）的绝对星等跨越了一个显著的星等范围，尽管具有相似的距离和视线消光。巨流、W-大陆架和流-D PNLF的$M^{*}$比PN演化模型对母SP金属丰度的预测更微弱。PNLF的暗端斜率随着M31区域和大麦哲伦星云中小于5 Gyr的恒星质量的减少而线性增加。从它们的PNLF来看，巨流和东北大陆架与坠落卫星的恒星碎片一致，而G1团似乎与合并前的圆盘有关。子结构的SP与模拟2- 3 Gyr前在M31发生的单一大规模合并事件所预测的SP一致。Stream-D有一个不相关的、独特的起源。此外，这项研究提供了独立的证据表明，PNLF的暗端优先填充由老恒星演化而来的PNe。
2021-01-28 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
Simulating multiple merger pathways to the central kinematics of early-type galaxies
像ATLAS ^3D这样的二维积分场巡天观测正在产生丰富的观测数据集，这些数据集有助于深入了解星系形成。这些新的运动学观测突出了需要了解的演化机制，导致光谱的快速旋转和慢速旋转的早期类型的星系。我们通过一系列受控的，全面的流体动力学模拟采样从模型螺旋星系构建的理想化的星系合并的情况下，解决形成的缓慢和快速的旋转。这种理想化和受控的模拟通过隔离和分析特定参数的影响来补充更“现实”的宇宙学模拟，正如我们在本文中所做的那样。我们重新创建次要和主要的二元合并，二元合并树与多个祖先，和多个顺序合并。在这些类别的形成历史中，我们关联祖气体分数，质量比，轨道近心，轨道椭圆率，和剩余的运动学性质的自旋。我们创建了这95个模拟的运动学剖面，与ATLAS ^3D数据相当。通过构建投影比角动量（λ_R = <R |V| >/ <sqrt（V^2+sigma^2）>）、三轴度的剩余剖面，并测量运动学扭曲和运动学解耦核的发生率，我们区分了不同的地层情景。我们发现，二进制合并几乎总是形成快速旋转。慢旋转星系可以由零初始角动量构型和贫气体并合形成，但不像ATLAS ^[3D]星系那样圆。二元合并树的剩余部分是三轴慢旋转子。顺序合并形成了圆形的慢旋子，它们最像ATLAS ^3D旋子。
2014-07-17 astro-ph.GA
Kinematic classifications of local interacting galaxies: implications for the merger/disk classifications at high-z
星系合并和孤立盘的分类是理解星系相互作用和星系聚集过程中长期演化的相对重要性的关键。星系的运动学性质，追踪发射线已被用来表明存在一个显着的人口高z恒星形成星系符合孤立的旋转盘。然而，最近的研究警告说，合并后的合并也可能显示盘状运动学。为了进一步研究基于运动学特性的合并/盘分类的鲁棒性，我们对24个本地（U）LIRG进行了系统的分类，这些LIRG跨越了一系列星系形态：从孤立的螺旋星系，正在进行的相互作用系统，到完全合并的残余物。我们人为地将这些本地（U）LIRGs的WiFeS观测结果红移到z=1.5，以与高z的观测结果进行现实的比较，并确保所有星系具有相同的空间采样~900 pc。使用基于运动学和视觉分类，我们发现，运动学分类的可靠性与星系的相互作用阶段表现出强烈的趋势。合并与两个核和潮汐尾巴有最明显的运动学特性相比，孤立的磁盘，而一个显着的人口相互作用的磁盘和合并残留物是无法区分的孤立磁盘。高比例的后期合并显示盘状运动学反映了星系相互作用过程中的动力学的复杂性。然而，确切的分数的错误识别的磁盘和合并取决于运动不对称的定义和分类阈值时，使用基于运动学的分类。我们的研究结果表明，额外的指标，如跟踪恒星或分子气体的形态，需要进一步限制合并/磁盘分类在高Z。
2015-03-17 astro-ph.GA
The combined and respective roles of imaging and stellar kinematics in identifying galaxy merger remnants
确定合并在星系演化中的作用的核心挑战之一是在观测中选择纯粹和完整的合并样本。特别是，虽然可以通过光谱标准相对容易地获得大的和相当纯净的相互作用的星系对样本，但合并后合并残留物的自动选择仅限于残留物的物理特性。此外，这种选择主要侧重于成像数据，而运动学数据可为查明合并残余物提供补充依据。因此，我们研究合并残留物的形态学和运动学特征的理论效用，在区分星系合并残留物从其他星系。深分类模型进行校准和评价使用理想化的合成图像和视线恒星速度图的异质人口的星系和合并残余TNG 100宇宙流体动力学模拟。我们发现，即使是理想化的恒星运动学数据具有有限的效用相比，成像和下执行$2.1\%\pm0.5\%$的完整性和$4.7\%\pm0.4\%$纯度为我们的基准模型架构。结合成像和恒星运动学提供了一个小的完整性提高（$1.8\%\pm0.4\%$，相比$92.7\%\pm0.2\%$从单独的成像），但没有改变纯度（$0.1\%\pm0.3\%$的改善相比，$92.7\%\pm0.2\%$，评估合并残余和非残余控制星系的数量相等）。所有模型的分类精度是特别敏感的物理同伴在分离$\lesssim40$ kpc和时间，因为合并。两者合计，我们的研究结果表明，恒星的运动学数据几乎没有提供恭维的成像合并残留物识别在一个异质的星系人口。
2022-01-10 astro-ph.GA
A Dynamical Miss: A Study of the Discrepancy Between Optical and Infrared Kinematics in Mergers
最近，关于富含气体的螺旋-螺旋合并是否能够形成{ \it m $^{*}$ }椭圆星系的争论爆发了。局部LIRG/ULIRG的2.29 $\micron$ CO带头的$σ$ $_{\circ}$测量结果表明它们不是。红外明亮的合并经常被认为是形成大质量椭圆星系的最佳候选者，因此最近的观测对Toomre合并假说和$Λ$ -CDM星系形成模型的基本假设提出了质疑。然而，在8500光年处用钙II三重态获得的运动学表明，合并正在形成{ \it m} $\ge$ { \it m $^{*}$ }椭圆星系。在这项工作中，我们表明，运动学来自CO恒星吸收带头导致一个显着低估的LIRGs/ULIRGs的质量。这主要是由于存在一个年轻的人口影响CO带头测量。
2009-02-10 astro-ph.GA
Astro2020 Science White Paper: Construction of an L* Galaxy: the Transformative Power of Wide Fields for Revealing the Past, Present and Future of the Great Andromeda System
大仙女座星系（M31）是近-远星系演化的连接点，也是近场宇宙学的主要数据点。由于它的接近（780 kpc），M31可以被分解成像银河系（MW）这样的单个恒星。与MW不同的是，我们拥有M31的全球视野，使M31能够用同样适用于更遥远星系的技术进行观测。此外，最近的证据表明，M31可能在最后几个Gyr的大合并中幸存下来，塑造了它的恒星晕的形态并引发了星暴，同时使恒星盘基本上保持完整。因此，MW和M31提供了互补的机会，深入研究的磁盘，晕和卫星的L* 星系。我们对M31系统的理解将在21世纪20年代发生转变，如果它们包括用于测光（类似HST的灵敏度和分辨率）和光谱学（10米级望远镜，>1平方米）的宽视场设施。°的场，高度多路复用，R~ 3000至6000）。在这里，我们专注于这些设施的力量，以约束过去，现在和未来的合并历史的M31，通过化学动力学分析和恒星形成的历史相混合的恒星吸积在早期，以及恒星在生存潮汐碎片功能，M31的扩展磁盘，和完整的卫星星系，最终将潮汐纳入晕。这将产生一个前所未有的M31系统的层次形成的视图，并将其构建成我们今天观察到的L* 星系的subhalos。
2019-04-01 astro-ph.GA
Distinguishing `disks' from `mergers': tracing the kinematic asymmetries in local (U)LIRGs using `kinemetry'-based criteria
不同星系群的运动学特征是区分不同星系演化情景的关键观测输入，因为它有助于确定不同宇宙时期旋转盘与合并的数量比。本地（U）LIRGs提供了一个独特的机会，研究在高线性分辨率和S/N极端恒星形成事件，并将它们与高Z观测到的比较。我们获得了38个（U）激光诱导红外光栅样品的甚大望远镜（VLT）VIMOS光学积分场谱（IFS）数据。基于“未加权”和“加权”{kinemetric}的方法被用来运动学分类我们的星系在“盘”和“合并”。我们在z=3处模拟我们的系统，以评估角分辨率的损失如何影响我们的结果。从基于运动学的分析中，我们能够根据局部（U）LIRG的总运动不对称值将其分为三个不同的运动组（K $_{tot}$），如使用加权（未加权）方法：1）50个星系中有25个在运动学上被归类为“盘”，K $_{tot}\leq$ 0.16（0.14）; 2）50个星系中有9个在运动学上被归类为“合并”星系，K $_{tot}\geq$ 0.94（0.66）; 3）50个星系中有16个位于“过渡区”，在这个过渡区中，盘和合并共存，0.16（0.14）$<$ K $_{tot}$ $<$ 0.94（0.66）。当我们将我们的标准应用于高z模拟系统时，相对于局部发现的值，推导出较低的总运动不对称前沿值（K $_{tot}$ $\sim$ 0.16（$\sim$ 0.14））。角分辨率的损失模糊了运动学特征，…
2016-03-10 astro-ph.GA
Accurate Identification of Galaxy Mergers with Stellar Kinematics
为了确定星系合并对星系演化的重要性，有必要设计分类工具，以识别不同类型和阶段的星系合并。在此之前，使用GADGET-3/日出模拟合并星系和线性判别分析（LDA），我们创建了一个准确的合并星系分类从成像预测。在这里，我们开发了一个补充工具的基础上恒星运动预测来自同一模拟套件。我们设计模拟恒星速度和速度色散图，以模仿规范的映射附近Galerkin在Apache点（MANGA）积分场光谱（IFS）调查，并利用LDA创建一个分类的基础上的线性组合的11个运动学预测。分类随质量比显著变化;主要（次要）合并分类的平均统计准确率为80%（70%），精确度为90%（85%），召回率为75%（60%）。主要的合并是最好的识别的预测跟踪全球运动学特征，而次要的合并依赖于本地功能，跟踪二级恒星组件。虽然运动学分类不如成像分类准确，但运动学预测因子在识别聚结后合并方面更好。结合成像+运动学分类有可能从成像和IFS调查（如MaNGA）中揭示更完整的合并样本。我们注意到，由于用于训练分类器的模拟套件覆盖了有限范围的星系属性（即，的星系是中等质量和磁盘为主），结果可能不适用于所有的MANGA星系。
2021-02-03 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
Spatial and kinematic segregation in star cluster merger remnants
表现出化学和动力学复杂性的球状星团被认为是矮星系的剥离核（例如，M54，$ω$ Cen）。我们使用$N$体模拟的核星团形成通过合并的星团，探讨在相空间的子结构的持久性。我们发现，所观察到的分化水平是很难调和的观察，如果核集群的形成完全的恒星集群的合并。只有最近合并的星团才保留了足够明显的运动学特征，可以与核星团的其他部分区分开来，尽管关键因素是合并事件的数量，而不是经过的时间。因此，必须包括原位恒星形成来解释观察到的核星团的性质，与以前的结果很好地吻合。
2016-05-10 astro-ph.GA
Dissipative Dark Matter and the Andromeda Plane of Satellites
我们表明，耗散暗物质可以潜在地解释大观测质量与光的比例的矮卫星星系，已被观察到在最近确定的平面结构仙女座周围，这被认为是由于在星系合并的潮汐力。然而，由普通圆盘产生的矮星系将是暗物质贫乏的，银道面内的暗物质不仅提供了暗物质的来源，而且由于暗物质的较低速度，它更容易被束缚。这个最初的N体研究表明，在重子盘中有一个薄的暗物质盘，当潮汐力拉出与暗盘的图姆雷不稳定性尺度相似的斑块时，可以产生高达O（30）的质光比。将需要一个完整的模拟来确认这一结果。
2014-12-04 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
MOCCA-Survey Database: Extra Galactic Globular Clusters. II. Milky Way and Andromeda
对星系中球状星团系统（GCS）的协同演化进行全面的研究，需要能够模拟控制其轨道演化的大尺度动力学（0.01 - 10 kpc）和控制每个球状星团（GC）内部动力学的小尺度动力学（sub-pc - AU）。在这项工作中，我们提出了一种新的方法，结合半解析模型的GCS与完全自洽的蒙特卡罗模型，同时发展大型GCS。我们使用人口合成代码MASinGa和MOCCA调查数据库I创建合成GC人口，旨在代表银河系（MW）和仙女座（M31）中GC的观测特征。我们的程序使我们能够恢复的空间和质量分布的GC在这样的星系，并限制的质量，GC离开无论是在晕分散的碎片，或在银河系的中心，在那里他们可以有助于形成一个核星团（NSC），并可以带来恒星和可能的中间质量的黑洞。我们的模拟报告的最终质量是几个数量级小于观测值。这些差异表明，在像MW和M31这样的星系中，NSC和中央BH的质量积聚不能仅仅用下落GC方案来解释。这种积聚很可能取决于下落的GC和气体的相互作用和合并之间的相互作用。后者可以有助于在NSC和中央BH的增长原位恒星的形成。
2022-06-08 astro-ph.GA
Merger histories of brightest group galaxies from MUSE stellar kinematics
使用多单元光谱探测器（MUSE）光谱，我们分析了18个最亮的集团早型（BGEs）星系的恒星运动学，从完整的本地体积集团样本（CLoGS）。我们分析的运动学地图的不同功能，并测量特定的恒星角动量在一个有效半径（$λ_{e}$）。我们将BGE分类为快（10/18）或慢（8/18）旋转，表明至少有两种不同的进化路径。我们量化高阶运动学矩$h_{3}$和V/ $σ$之间的反相关性（使用$ξ_{3}$参数），以及光度和运动学位置角之间的运动学失准角（使用$Ψ$参数），并注意到快速和慢速旋转BGE的这些参数分布之间的明显差异。我们发现，所有10个快速旋转体都在形态和运动学轴之间对齐，与扁圆星系形状一致，而慢速旋转体分布在所有三类中：扁圆（1/8），三轴（4/8）和长轴（3/8）。我们将结果放入上下文中使用已知的无线电特性，X射线特性，和分子气体的观测。我们发现从快速旋转的BGE的观测推断出一致的合并历史，表明它们经历了富含气体的合并或相互作用，这些很可能是冷气体的起源。观测到的慢旋转的证据是一致的气体贫合并。对于有冷气的慢旋子，所有的证据都指向来自群内介质的冷气冷却。
2022-06-27 astro-ph.GA
On the Mass Assembly History of the Local Group
在这项工作中，一个合奏的模拟本地集团类似物被用来约束银河系（MW）和仙女座（M31）星系的质量组装历史的属性。这些对象已获得使用的约束模拟技术，这确保模拟的LG生活在一个大规模的环境类似于观察到的。我们的结果进行了比较，对一个标准的$Λ$冷暗物质（$Λ$ CDM）系列的模拟使用相同的宇宙学参数。这使我们能够挑出约束对结果的影响。我们发现：（a）在1- $σ$水平上，M31和MW的中位约束合并历史高于标准合并历史，（b）中位形成时间比无约束的值早$\approx$ 0.5 Gyr，而最近一次重大合并平均发生在1.5 Gyr之前，（c）两个LG晕在宇宙历史的前半段经历最后一次大合并的概率，对于受约束的对来说要高出$\approx$ 50%。通过Kolmogorov-Simirnov检验，估计这些结果在99%置信水平下具有显著性。这些结果表明，银河系和仙女座形成的特殊环境在塑造它们的性质方面发挥了作用，并有利于更早的形成和最后一次主要合并的时间值与其他观测和理论考虑一致。
2019-10-28 astro-ph.GA
The metallicity and elemental abundance maps of kinematically atypical galaxies for constraining minor merger and accretion histories
解释星系中恒星和气体的内部分布和运动是理解它们演化的一个关键方面。在以前的工作中，我们确定了五个解析良好的星系与非典型的运动学从宇宙学模拟，两个有不同的核心（KDC），和三个有反旋转的气体和恒星（CRGD）。在本文中，我们表明，i）的KDC星系有扁平的恒星[O/Fe]在大的银河系中心半径，由于轻微的合并，产生了KDC，和ii）的CRGD星系有一个突然的过渡，在气体金属丰度图，从高金属丰度的中心非常低的金属丰度进一步。这些星系嵌在暗物质细丝中，那里有现成的近乎原始的气体供应，可以引起这种效应。气体金属丰度的非线性增加也见于径向剖面，但当测量金属丰度梯度时，差异被埋在关系的分散中。我们还发现，所有五个星系都相当紧凑，由于其恒星质量，有效半径很小。这是因为它们没有经历过运动学上加热恒星的大合并，并会破坏它们不寻常的运动学。为了检测这些小合并或吸积的签名，星系标度关系或径向金属丰度轮廓是不够的，它是必要的，获得的二维地图与积分场光谱观测。
2019-03-05 astro-ph.GA
On the fragility of nuclear stellar discs against galaxy mergers: surviving photometric and kinematic signatures of nuclear discs
核恒星盘（NSD）可以帮助限制其宿主星系的组装历史，只要我们可以假设它们是在合并事件中被破坏的脆弱结构。在这项工作中，我们调查NSD的脆弱性，通过N体模拟再现的最后阶段的星系相遇，当两个星系的核区域合并。为此，我们暴露了一个NSD集的重力位的凸起和超大质量黑洞的主要星系的影响，超大质量黑洞从次要星系。我们探讨了不同质量比的合并事件，从1：1质量比的主要合并到1：5和1：10比例的中间和次要相互作用，同时考虑各种影响几何形状。我们从不同的视角分析这种合并的最终结果，并寻找可能的光度和运动学签名的存在下，一个光盘的残留表面密度和速度图，同时采用检测限从实际观测。我们的模拟结果表明，NSD确实是脆弱的，对主要的合并，留下很少的痕迹NSD的图像和速度图，而签名的光盘可以发现在大多数的中间到次要的合并残留物，特别是当看他们的运动学。这些结果表明，NSD可以区分这两种星系组装模式，这可能确实与不同类型的星系或星系环境有关。
2015-07-08 astro-ph.GA
Distinguishing Mergers and Disks in High Redshift Observations of Galaxy Kinematics
在$z\sim2$，大部分的大质量恒星形成星系除了有大量的无序运动外，还有旋转的速度梯度。在本文中，我们证明了这是具有挑战性的区分定期旋转的盘状星系的轨道运动的合并星系的可见度有限的数据。然而，在$z\sim2$的合并分数可能太低，这对磁盘分数的测量有很大的影响。为了确定合并通过磁盘的频率，我们期待星系形成模拟。我们分析了$\sim$ 24000合成图像和运动学地图的31个高分辨率模拟孤立星系和合并在$z\sim2$。我们确定，如果合成观测通过标准通常用于识别盘星系，以及是否与它们的内在动力学状态的结果是一致的。本质上是合并的星系通过了从0到100 $\%$的视线的圆盘标准。确切的百分比很大程度上取决于所采用的特定盘标准，而合并星系的分离程度很弱。因此，我们无法确定对单个星系的观测是否表明合并或盘。为了估计在当前运动学样本中作为磁盘通过的合并分数，我们将合并作为磁盘通过的概率与来自宇宙学模拟的理论合并分数相结合。从表面上看，观测到的盘分数被高估了一点：最多被高恒星质量的$5\%$（$10^{10-11}$ M $_{\odot}$）和低恒星质量的$15\%$（$10^{9-10}$ M $_{\odot}$）高估。
2019-02-18 astro-ph.GA
