Constraining the orbital history of the Magellanic Clouds: A new bound scenario suggested by the tidal origin of the Magellanic Stream
传统上，束缚轨道被分配给大麦哲伦云和小麦哲伦云（分别为LMC和SMC），以提供麦哲伦流（MS）及其主导臂（LA）的形成情景，这两个突出的中性氢（HI）特征与LMC和SMC相连。然而，哈勃太空望远镜（HST）对大麦哲伦星系和小麦哲伦星系自行的测量对束缚轨道的可解释性提出了挑战，导致MS的起源再次成为一个有争议的问题。我们提出了一个新的潮汐模型，在该模型中，类似于分叉MS和细长LA的结构能够形成与HST自行一致的束缚轨道。在我们的模型中，尽管LMC和SMC分别与银河系绑定超过5 Gyr，但最近才保持相互绑定。我们发现，MS和LA是能够形成的LMC主导的潮汐剥离的结果在最近的动力学耦合的LMC和SMC。我们的轨道模型依赖于我们的假设，即银河系具有恒定的圆周速度V_cir=250 km/s，直到160 kpc，这意味着一个巨大的等温晕，并没有完全被观测拒绝。
2011-01-13 astro-ph.GA
SiO Maser Survey towards off-plane O-rich AGBs around the orbital plane of the Sagittarius Stellar Stream
我们对221颗富氧AGB星进行了一次SiO脉泽调查，目的是确定与人马座恒星流相关的脉泽发射。在这次巡天中，在44个目标中探测到脉泽发射，其中35个是新探测到的。所有这些脉泽都在太阳的5 kpc范围内。我们还编制了银河系SiO脉泽目录，其中包括~2300 SiO脉泽。这些SiO脉泽的分布给出了0.40 kpc的标度高度，而42个源偏离银河平面超过1.2 kpc，其中一半是在这次调查中发现的。对于盘中的SiO脉泽，我们发现旋转速度和速度色散都随银道面距离的变化而变化。假设银河系自转速度$Θ$ 0 = 240 km/s，我们推导出盘状和离面SiO脉泽的速度滞后分别为15 km/s和55 km/s。此外，我们确定了三组具有显着的特殊运动（70%的置信度）。最重要的一组是在厚盘中，可能跟踪流/英仙座臂的特殊运动。其他两组主要由离面源组成。南北两个离面源分别以约33 km/s和54 km/s的速度远离银河平面。这些特殊运动的原因尚不清楚。对于两个离面组，我们怀疑它们是厚盘星，其运动学受Sgr恒星流或非常古老的Sgr流碎片的影响。
2017-09-28 astro-ph.GA
Stray, swing and scatter: angular momentum evolution of orbits and streams in aspherical potentials
在非球面势中，轨道平面不断演化。引力矩促使角动量矢量进动，即围绕对称轴缓慢偏离，并章动，即在垂直方向上周期性地上下摆动。这种熟悉的轨道极运动--如果被探测到并测量到--可以揭示潜在的引力势的形状，到目前为止，银河系中只有粗略的测量。在这里，我们证明了恒星潮汐流的碎片极表现出非常相似的漂移和摆动行为，并给出解析表达式连接的振幅和频率的极演化的平坦化的暗物质分布。虽然这些结果是来自近圆轨道，我们表明，他们也是有效的偏心轨道。最重要的是，我们解释了如何微分轨道平面进动导致扩大的流，并表明流极轨道上应该更快地分散。我们提供的流的宽度演变的函数的轴对称潜在的扁平化和从对称平面的角度的表达式，并证明我们的模型是在良好的协议与流N体模拟。有趣的是，同样的直觉也适用于其祖先位于三轴势中的短轴或长轴环上的流。最后，我们提出了银河系冷流数据的汇编，并讨论了如何简单的图片开发这里，随着流建模，可以用来约束对称轴和扁平的银河系。
2016-08-09 astro-ph.GA
Stellar streams reveal the mass loss of globular clusters
本研究采用新颖的粒子喷射算法结合Gaia DR3数据，首次提供了12个银河系球状星团的质量损失率目录，并发现质量损失率与星团质量和轨道频率呈正相关，与N体模拟预测一致。
2025-01-29 astro-ph.GA
Kinematics in Kapteyn's Selected Area 76: Orbital Motions Within the Highly Substructured Anticenter Stream
我们测量了Kapteyn选定区域（SA）76（l=209.3，b=26.4度）中恒星的平均三维运动学，这些恒星根据它们的径向速度，自行和在色星等图中的位置被选为Anticenter Stream（ACS）成员。根据31颗被确定为ACS成员的恒星的主序星轨道，确定了ACS的平均视向速度（由WIYN 3.5米望远镜上的Hydra多目标摄谱仪获得的光谱）为V_helio = 97.0 +/- 2.8 km/s，内禀速度色散σ_0 = 12.8 \pm 2.1 km/s。这31个ACS成员的平均绝对自行为mu_alpha cos（delta）= -1.20 +/- 0.34 mas/yr和mu_delta = -0.78 \pm 0.36 mas/yr。在距ACS 10 \pm 3 kpc的距离处，这些测量到的运动学量产生的轨道与斯隆数字巡天足迹西部构成反中心流的明确定义的恒星过密度带偏离约30度。我们探索可能的解释，并建议我们在SA 76的数据测量运动学冷子流之间的ACS碎片，可能是一个碎片的相同的坠落结构，创造了更大的ACS系统。ACS在空间上与该天空区域中大多数声称的麒麟座环检测结果明显分离;然而，根据现有数据，我们无法确认或排除ACS与人们知之甚少的麒麟座结构之间的联系。
2010-10-25 astro-ph.GA
Stream Fanning and Bifurcations: Observable Signatures of Resonances in Stellar Stream Morphology
最近的观测揭示了银河系许多恒星流中意想不到的形态特征。这些特征的解释包括银河系引力势随时间变化的变形，由暗物质子结构引起的局部破坏，以及流的祖先的特殊配置。在本文中，我们研究这些形态也可以出现在某些静态的，非球形的引力势主机的一个子集的共振捕获轨道家庭。这些轨道族之间的过渡或分界线标志着势轨道结构的突然中断。我们发展了一种新的数值方法来测量共振和近共振轨道的天平动频率，并将其应用于研究这些轨道上恒星流的演化。我们揭示了两个不同的形态特征，出现在近共振轨道上的流：风扇，这是由于一个大的传播在附近的分界线的天平动频率和分叉，出现时，分界线分裂的恒星流的轨道分布在两个（或更多）不同的轨道家庭。我们证明，这些影响可能会出现在某些银河系流的某些选择的暗物质晕势，并讨论如何这可能被用来探测和约束银河系的引力势的全球形状。
2022-12-21 astro-ph.GA
Faint and fading tails : the fate of stripped HI gas in Virgo cluster galaxies
虽然室女星系团中的许多星系都已经失去了大量的HI气体，但只有大约十几个HI明显延伸到其母星系之外的特征是已知的。以前的数值模拟预测，冲压压力剥离去除HI应该有柱密度远远超过观测调查的灵敏度限制。我们构建了一个简单的模型来尝试量化我们可能期望检测到的流的数量。这解释了在位置和速度空间中的流的预期随机取向以及预期的流长度和剥离HI的质量。使用档案数据从阿雷西博银河系环境调查，我们搜索任何流，以前可能已经错过了早期的分析。我们报告了10个流的置信检测以及其他16个不太确定的检测。我们表明，这些很好地匹配我们的分析预测，星系应该积极失去气体，但流的质量通常远低于其母星系中缺少HI的量，这意味着相变和/或分散使气体无法检测。通过估计轨道的时间尺度，我们估计，1-10 Msolar/yr的溶解速率能够解释几个长，大规模的流和更短的，质量较小的功能的数量更多的存在。
2020-01-10 astro-ph.GA
On the ridges, undulations & streams in Gaia DR2: Linking the topography of phase-space to the orbital structure of an N-body bar
我们探讨了第二次盖亚观测数据所揭示的银河系盘相空间子结构的起源，如$V_ϕ$ - $r$平面的脊、$V_ϕ$ - $r$-$V_r$空间的起伏和$V_ϕ$ - $V_r$平面的流.我们使用无碰撞N体模拟与空间薄和厚光盘，随着轨道积分，研究轨道结构接近外林德布拉德共振（OLR）的酒吧。我们发现，一个突出的，长寿命的脊形成在$V_ϕ$ - $r$平面由于OLR的流在$V_ϕ$ - $V_r$平面和检查的封闭周期性和捕获的振动轨道负责这些功能。我们发现，轨道周围的$x_1(1)$家庭进行小的天平动优先发现在负$V_r$，产生一个“喇叭”状的功能，而轨道具有较大的天平动振幅，周围的$x_1(2)$和$x_1(1)$家庭被困，构成积极的$V_r$子结构，即赫拉克勒斯的功能。这种变化的轨道天平动振幅将转化为薄/厚盘星的变化比率，这可能对该平面上的金属丰度分布产生影响。我们发现，太阳被放置在靠近OLR的情况下，会导致$V_r$在$V_ϕ$ - $V_r$平面（即大力士与“号角”）中的强烈不对称性，并随后导致$V_ϕ$ - $r$ - $V_r$空间的起伏。我们还探讨了一个方案，其中太阳被放置在更接近的酒吧共转，并发现酒吧扰动$alone$不能引起这些功能。
2019-07-05 astro-ph.GA
Auriga Streams II: orbital properties of tidally disrupting satellites of Milky Way-mass galaxies
本研究基于Auriga模拟分析银河系质量星系卫星的轨道性质，发现卫星高度瓦解，并揭示轨道分布与宿主质量相关，暗示模拟或观测存在差异。
2024-10-11 astro-ph.GA
The Geometry of Sagittarius Stream from Pan-STARRS1 3$π$ RR Lyrae
我们提出了一个全面和精确的描述人马座（Sgr）恒星流的3D几何跟踪其旧的恒星人口。本分析利用了Pan-STARRS 1（PS1）3 $π$巡天（Hernitschek et al. 2016，Sesar et al. 2017 b）中的${\sim}44,000$ RR天琴座（RRab）恒星样本，该样本在80 kpc范围内是${\sim}80\%$完整和${\sim}90\%$纯，并扩展到${\gtrsim} 120$~kpc，距离精度为${\sim} 3\%$。天琴座RR型恒星在Sgr流轨道平面的$|\tilde{B}|_{\odot}<9^\circ$内的投影显示了大部分天空中高对比度的主臂和尾臂的形态。特别是，地图追踪流近连续通过遥远的远心点。我们适合一个简单的模型的平均距离和视线深度的Sgr流的轨道平面角$\tildeΛ_{\odot}$的函数，随着幂律背景模型的领域的明星。这种建模的结果是估计的平均流距离精确到${\sim}1\%$，它解决了流的视线深度。这些改进的几何约束可以作为动态水流模型的新约束。
2017-10-25 astro-ph.GA
Systematic census of RR Lyrae stars in Milky Way stellar streams
Universidad de la República（拉普拉塔共和国大学）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；Universidad de La Laguna（拉帕尔马大学）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利群岛天体物理研究所）
本文通过系统普查银河恒星流中的RR Lyrae星，确定了其在潮汐尾中的分布，并揭示了这些星体与恒星流起源历史的关系。
2026-04-12 astro-ph.GA
On the identification of substructure in phase-space using orbital frequencies
我们研究卫星碎片的演变，以确定最合适的空间，以确定过去的合并事件。我们确认，在这方面，轨道频率的空间是非常有前途的。在频率空间中，可以很容易地识别单个流，并且它们的分离提供了对吸积时间的直接测量。我们能够证明，对于一些理想化的引力势，这些特征在随时间强烈演化的系统中也被保留下来。此外，这种时间演化在频率空间中的流的分布中留下印记。我们还测试了一个完全自洽的（活）N体模拟的磁盘星系和一个巨大的卫星之间的合并的轨道频率的功率。即使在这种情况下，也可以很容易地识别流，并可以准确地估计卫星的吸积时间。
2009-12-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dynamical clock of the Helmi stream -- Analysis of the clumping of stars in the orbital frequency-space
National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；The Graduate University for Advanced Studies, SOKENDAI（综合研究大学院大学（SOKENDAI））；The Institute of Statistical Mathematics（统计数学研究所）
本文提出一种新方法，通过扩展傅里叶分析，利用Greedy Optimistic Clustering算法确定被银河潮汐力破坏的恒星系统的动力学年龄，应用于Helmi流得出6.8±0.8 Gyr的年龄，支持其形成于不同于Gaia-Sausage-Enceladus合并的时期。
2026-04-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Breaking Down the $\textsf{CosmoGEMS}$: Toward Modeling and Understanding Globular Cluster Stellar Streams in a Fully Cosmological Context
本研究提出逐星宇宙学球状星团恒星流框架$\textsf{CosmoGEMS}$，结合FIRE模拟的GC族群与演化星系势积分轨道，发现星流形态受轨道演化显著影响，为连接星流观测与宇宙学星系形成研究提供关键工具。
2025-09-03 astro-ph.GA
The Galaxy Progenitors of Stellar Streams around Milky Way-mass Galaxies in the FIRE Cosmological Simulations
恒星流记录了其宿主星系的吸积历史。我们在$z=0$的FIRE-2套件中对13个银河系（MW）质量星系进行了宇宙学模拟，其中包括7个孤立的银河系质量系统和6个类似MW-M31对的主机（完整数据集：https：//flathub.flatironinstitute.org/sapfire）。总的来说，我们确定了106模拟恒星流，与孤立和配对环境之间的流和质量的祖先没有显着差异。我们解决模拟流的恒星质量范围从$\sim 5\times10^5$到$\sim 10^{9} M_\odot$，类似于MW中孤儿和人马座流之间的质量范围。我们确认，目前的模拟卫星星系是很好的代理恒星流的祖先，具有类似的属性，包括他们的恒星质量函数，速度色散，[Fe/H]和[ $α$ /H]的演变轨迹，相对于银盘平面的轨道分布。每一个祖先的生命都有几个重要的时间尺度：它的坠落，恒星形成的淬灭，以及恒星流的形成时间。我们发现，这些时间尺度的顺序是不同的恒星质量高于和低于$\sim 2\times10^6 M_\odot$的祖先。最后，我们表明，控制相混合的速度，因此衰落，潮汐流从卫星星系在MW质量主机的主要因素是非绝热演化的主机潜力。其他因素通常用于预测相混合的时间尺度，如祖质量和轨道圆度，显示几乎没有相关性的流成为相混合所需的动力学时间的数量。
2021-04-19 astro-ph.GA
A statistical method for measuring the Galactic potential and testing gravity with cold tidal streams
我们介绍了最小熵方法，一个简单的统计技术，约束银河系引力势，同时测试不同的引力理论直接从6D相空间调查，而不采用动力学模型。我们证明，轨道能量分布是可分离的（即独立的位置）有一个相关的熵，增加错误的假设下的引力势和/或引力理论。在已知的天体中，来自低质量祖先的“冷”潮汐流遵循最接近满足可分离性条件的轨道分布。虽然潮汐剥离的恒星的轨道是由祖先的自重扰动，系统的能量分布的变化可以量化的交叉熵的个别尾巴，给予进一步的敏感性，在主机潜在的理论偏差。使用最小熵方法来测试范围广泛的引力理论的可行性，通过在牛顿势中发展限制N体模型和检查由Dirac，MONDian和f（R）引力修正引入的熵的变化来说明。
2012-09-10 astro-ph.GA
High-resolution spectroscopy of the GD-1 stellar stream localizes the perturber near the orbital plane of Sagittarius
银河晕GD-1中的$100^\circ$ -长的薄恒星流具有可能是由于动力学相互作用引起的集合特征。使用高分辨率的MMT/Hectochelle光谱，我们表明，一个马刺的GD-1型恒星的主流之外的运动学和化学与主流一致。在支线中，如同在主流中一样，GD-1具有低的固有径向速度色散$σ_{V_r}\lesssim1\,\rm km\,s^{-1}$，是贫金属的$\rm [Fe/H]\approx-2.3$，具有很少的$\rm [Fe/H]$散布和$\rm [α/Fe]$丰度的一些变化，这指向一个共同的球状星团祖先。在沿流的固定位置处，支线与主流之间的径向速度偏移中值小于$0.5\,\rm km\,s^{-1}$，与测量不确定度相当。一个大质量的紧凑物体的飞越可以改变恒星流中恒星的轨道，并产生像GD-1中观察到的毛刺一样的特征。在这种情况下，GD-1支线相对于气流的径向速度将扰动器的轨道及其当前的天空位置限制在$\approx5,000\,\rm deg^2$。在现今的位置和速度上，人马座矮星系的恒星和暗物质碎片与可接受的摄动轨道家族重叠。这表明GD-1可能受到了一个球状星团或一个以前与人马座有关的极其致密的暗物质次晕的扰动。
2020-01-20 astro-ph.GA astro-ph.SR hep-ph
The Milky Way's stellar streams and globular clusters do not align in a Vast Polar Structure
越来越多的证据表明，银河系的卫星星系中有相当一部分是在旋转支撑的卫星平面上排列的，这在星系形成的宇宙学模拟中是罕见的。有人认为银河系的其他子结构（即年轻的晕球状星团和恒星/气体流）同样倾向于与这个平面对齐，因此被称为巨大的极地结构（VPOS）。利用从盖亚数据推断的系统自行，我们发现，球状星团轨道极点不聚集在VPOS方向，虽然人口与最高的VPOS成员分数是年轻的晕星系团（~30%）。我们还提供了一个当前的恒星流普查，包括新的流发现使用暗能量调查和盖亚数据集，并发现恒星流法线也没有聚集在VPOS正常的方向。我们还发现，基于轨道模型，NGC 3201和Gjöll恒星流之间可能存在关联，并且基于其轨道极，NGC 4147可能不是人马座球状星团。银河系的吸积球状星团和流并不像它的卫星一样排列在同一个平面上，这表明卫星的平面要么是一个特别稳定的轨道结构，要么是一群最近吸积的卫星。根据最近的其他研究，这两种解释都不太可能，使得卫星平面问题成为星系形成和宇宙学中更重要的开放问题之一。
2020-03-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Exploring the stellar streams and satellites around the giant low surface brightness galaxy Malin 1
Pontificia Universidad Católica de Chile（智利天主教 Pontificia 大学）；Universidad Mayor de San Andrés（圣安德烈斯高等大学）；Centro Espacial Nacional, Fuerza Aérea de Chile（智利空军国家航天中心）；Las Campanas Observatory, Carnegie Observatories（拉斯坎帕纳斯天文台，卡内基观测站）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉古纳大学）；Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）；Universidad Andres Bello（安德烈斯贝略大学）；Universidad Diego Portales（迭戈波塔莱斯大学）
研究马林1卫星轨道动力学及与恒星流联系，用光学和HI旋转曲线数据构建引力势，发现ISO模型更利于束缚卫星轨道，恒星流可能是卫星伴星轨迹子结构，过去相互作用塑造其形态，为gLSBG动力学演化提供新约束。
2026-07-28 astro-ph.GA
The Streams of the Gaping Abyss: A population of entangled stellar streams surrounding the Inner Galaxy
我们提出了一个大的人口的恒星流，围绕银河系内部，发现在盖亚DR2目录使用新的STREAMFINDER算法的发现。在这里，我们专注于八个新的高意义的结构，发现在日心距离1和10千秒差距和银河系纬度$|b|>20°$，命名为Slidr，Sylgr，Ylgr，Fimbulthul，Svöl，Fjörm，Gjöll和Leiptr的属性。对其中七条流的光谱测量证实了仅基于盖亚天体测量和测光的检测结果，并表明这些流主要是贫金属的。样品具有不同的轨道特性，虽然大多数的流似乎是内晕球状星团的碎片。在我们的地图中可以看到更多的候选流，但需要后续光谱来确认它们的性质。我们还详细解释了算法的工作原理，并通过在盖亚目录的平滑模型上运行算法来衡量错误检测的发生率。
2019-01-22 astro-ph.GA
Extragalactic Stellar Streams in Time-Dependent Cosmological Halos
DTU Space, Technical University of Denmark（丹麦技术大学空间中心）；DARK, Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯·玻尔研究所DARK研究中心）；Department of Astrophysical Sciences, Princeton University（普林斯顿大学天体物理学系）；Department of Astronomy, Boston University（波士顿大学天文系）；Center for Computational Astrophysics, Flatiron Institute（平顿研究所计算天体物理中心）；Department of Physics and Astronomy, University of Pennsylvania（宾夕法尼亚大学物理与天文学系）；Department of Astronomy and DiRAC Institute, University of Washington（华盛顿大学天文系及DiRAC研究所）
本研究利用FIRE-2 m12m模拟和X-Stream代码，探究河外恒星流的时变晕效应，发现部分恒星流可推断暗物质晕属性，为河外星系的暗物质研究提供新方法。
2026-09-02 astro-ph.GA
Flipping of the tidal tails of the Ophiuchus stream due to the decelerating Galactic bar
本文通过S^5新光谱数据与建模证明，蛇夫座星流的异常形态（支脉、扇形展开及较短长度）源于其与减速银河系棒的相互作用导致潮汐尾翻转，揭示了银河系棒对近心星流轨道重塑的关键作用。
2025-03-24 astro-ph.GA
A deeper look at the GD1 stream: density variations and wiggles
使用深测光数据CFHT/Megacam，我们研究的GD-1流，在银河系中最长和最冷的恒星流之一的形态和密度。我们的深层数据以前所未有的质量恢复了该流的较低主序列，将其与银河系的前景和背景恒星清楚地分开。对GD-1到流不同部分的距离的分析表明，GD-1位于8至10千秒差距之间的日心距离，天空中只有45度的浅梯度。流密度的匹配过滤器地图显示明确的密度变化，如偏离一个单一的轨道轨道和流扇的初步证据。我们还在$φ_{1}$ =-45度的流径中间检测到明显的低密度，两侧被过密流段包围。这个位置是GD-1流难以捉摸的缺失祖先的一个有希望的候选者。我们的结论是GD-1流已明确受到干扰的相互作用与银河系盘或其他子晕。
2018-01-26 astro-ph.GA
Precession of the Sagittarius stream
使用各种恒星示踪剂-蓝色水平分支星，主序星和红巨星-我们遵循Sloan数字巡天数据中人马座（Sgr）流穿过天空的路径。我们的研究提出了新的Sgr碎片探测，准确的距离和视线速度，这些都有助于揭示Sgr尾部的谜团。对于主尾和尾，我们追踪它们的最大范围或远心距的点，发现它们分别位于$R^L$ = 47.8 $\pm$ 0.5 kpc和$R^T$ = 102.5 $\pm$ 2.5 kpc。远心点之间的角度差为93.2 $\pm$ 3.5度，小于对数晕的预测值。这样的轨道差进动可以与银河系的模型相一致，在银河系中，暗物质密度随半径下降得更快。然而，目前，没有现有的Sgr破坏模拟可以解释整个观测数据。基于它的位置和径向速度，我们表明，异常大的球状星团NGC 2419可以与Sgr尾流。我们测量的进动的银河系潜在的SGR碎片的轨道平面，并显示，令人惊讶的是，SGR碎片在主要（较亮）的尾巴演变不同的二级（较暗）的尾巴，无论是在北方和南方。
2013-12-10 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
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
Dynamical Properties of Collisionless Star Streams
在主星系的潮汐场中，一个充分延伸的卫星星系会失去质量，从而产生几乎对称的潮汐流。我们研究的情况下，潮汐加热驱动器的质量损失从低质量的卫星。该流有效地具有两个动力学分量，一个共同的角动量核心与具有更宽角动量分布的幕式脉冲叠加。脉冲在流上表现为毛刺，在流中心线的上方和下方振荡，当它们远离集群时，在配置空间中伸展和模糊。低轨道偏心率流比高偏心率流更平滑，并且具有更小的差动运动。高偏心率流的尾部可以发展出一个粒子扇，它在壳特征的远心处缠绕。我们表明，缩放基本上是固定的动作角变量与卫星质量的立方根允许一个低质量的卫星流，以准确地预测流中的功能，从卫星的一千倍更大。作为一个实际的天体物理应用，我们证明了在一个中等偏心率流，如GD-1，模糊了约6个径向周期的50\%的对比度的狭窄的差距。一个高偏心率的流，如100 ~5，将模糊的小差距，只有径向2轨道，可以理解的，从更大的分散角动量的流。
2014-12-24 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
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
C-19 and Hot, Wide, Star Streams
本研究通过含绕轨子晕的演化CDM银河系晕模拟，解释C-19恒星流异常炽热宽阔的成因，即低质量球状星团潮汐瓦解并处于远心点附近。
2025-05-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Exploring the stellar streams and satellites around the giant low surface brightness galaxy Malin 1
研究马林1卫星的轨道动力学及其与观测到的恒星流的可能联系，通过不同形成场景测试其性质，发现ISO晕模型更倾向于束缚卫星轨道。
2026-07-28 astro-ph.GA
The Outer Stellar Halos of Galaxies: how Radial Merger Mass Deposition, Shells and Streams depend on Infall-Orbit Configurations
星系合并是星系演化的基本组成部分。为了研究不同类型的星系合并产生的质量分布，我们提出了一个模拟套件的36个高分辨率的孤立合并模拟，探索了广泛的参数空间的质量比（μ = 1：5，1：10，1：50，1：100）和轨道参数。我们发现，迷你合并存款更高的分数，其质量的外晕相比，未成年人合并，而他们的贡献，中央质量分布是高度依赖于轨道碰撞参量：对于较大的近心距离，我们发现，主机星系的中心几乎没有被合并粒子污染。我们还发现，由此产生的径向质量分布的迷你合并的中位数显着不同的简单的理论潮汐力模型的预测。此外，我们发现，迷你合并可以增加主机盘的大小显着而不改变星系的整体形状，如果影响发生在盘平面，从而提供了一个可能的解释扩展的低表面亮度磁盘的观测报告。最后，我们发现明确的证据表明，流是一个强有力的指示，近圆形的卫星（具有较大的角动量），而外壳的外观清楚地指向（近）径向卫星的下落。
2019-06-22 astro-ph.GA
Selecting Sagittarius: Identification and Chemical Characterization of the Sagittarius Stream
环绕银河系的人马座流是晕中占主导地位的子结构。我们的统计选择方法使我们能够确定106个高度可能的射手座成员。光谱分析的金属丰度和运动学的所有成员为我们提供了一个新的映射人马座流。我们发现流星的速度分布和计算的银河系暗物质晕的三轴模型之间的对应关系。人马座的拖曳臂显示出金属丰度梯度，范围从$-0.59$ dex到$-0.97$ dex超过142 $^{\circ}$。这是一致的，从一个祖先矮星系，拥有内部金属丰度梯度潮汐破坏的情况。我们注意到高金属分散在领先的手臂，导致缺乏可检测的梯度，并可能表明轨道相混合。我们还报告了一个潜在的检测六分仪矮球体在我们的数据。
2015-05-29 astro-ph.GA
Generation of mock tidal streams
本文讨论了一种模拟潮流的生成方法。使用合奏的模拟在等时线潜力的行动和频率是已知的，我们得到一个经验的配方不断变化的卫星质量和相应的质量损失率，和喷射条件的流材料。所得到的流可以通过直接的轨道积分或作用角形式快速生成。该模型自然地在流内产生条纹特征。这些是由于祖先的径向振荡和近心附近的恒星爆发而形成的，而不是像有时建议的那样在特定的振荡阶段聚集。当可检测时，这些条纹特征是对流的运动方向的可靠诊断，并编码关于祖星及其轨道的其他信息。我们展示了几个测试的配方在交替的潜力，包括一个混乱的祖轨道的情况下，显示了显着的效果上的流的宽度。虽然特定的喷射配方可能需要调整时，如轨道或卫星密度分布的元素发生显着变化，我们的例子表明，模型潮汐流可以快速，准确地生成的模型，这种一般类型的贝叶斯采样。
2014-10-07 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
On the kinematic detection of accreted streams in the Gaia era: a cautionary tale
$Λ$ CDM宇宙学方案预测，我们的银河系在太阳附近应该包含数百个恒星流，这些恒星流是银河系合并历史的化石遗迹，更普遍的是星系的等级增长。由于银河系内部的混合时间尺度，有人声称这些流应该很难在位形空间中检测到，但仍然可以在运动学相关的空间中识别，如能量/角动量空间，E-Lz和Lperp-Lz，或轨道/速度参数空间。通过高分辨率，无耗散的N体模拟，包含25个$\times10^6$和35个$\times10^6$粒子之间，我们建模的吸积的一系列高达4个1：10的质量比卫星，然后高达8个1：100的卫星，我们系统地搜索这些吸积在这些空间中的签名。在所考虑的所有空间中：（1）每个卫星都产生几个独立的超密度;（2）多个卫星的超密度重叠;（3）不同质量的卫星可以产生类似的子结构;（4）原地星和吸积星之间的重叠在任何地方都是相当大的;（5）原地星也形成子结构以响应卫星的吸积。这些点是有效的，即使搜索仅限于运动学选择的晕星。由于我们现在正在进入“盖亚时代”，我们的结果警告说，在将任何这些空间中的超密度解释为吸积卫星遗迹的证据之前，必须非常谨慎。重建我们银河系的吸积历史将需要大量准确的光谱数据，这些数据加上运动学信息，可能使我们能够（化学）识别吸积流并测量它们的轨道特性。（节略）
2016-11-22 astro-ph.GA
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
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
Evidence for the Typhon Stellar Stream as the Remnant of a Recently-disrupted Dwarf Galaxy
Instituto Nacional de Pesquisas Espaciais（国家空间研究所）；Universidade de São Paulo, Instituto de Astronomia, Geofísica e Ciências Atmosféricas（圣保罗大学天文、地球物理和大气科学研究所）；Kavli Institute for Cosmological Physics, University of Chicago（芝加哥大学卡弗里宇宙物理学研究所）；Department of Astronomy & Astrophysics, University of Chicago（芝加哥大学天文学与天体物理学系）；Observatório Nacional, MCTI（国家天文台）
该研究结合盖亚天体测量与光谱数据，识别出107个Typhon恒星流候选成员，其金属丰度弥散度支持矮星系起源，并揭示其高偏心率轨道特征，表明其为近期被瓦解的矮星系残骸。
2026-09-28 astro-ph.GA
Improved particle spray algorithm for modeling globular cluster streams
针对球状星团恒星流传统数值建模方法计算成本高或过度简化的问题，提出一种改进粒子喷射算法，基于N体模拟得到的逃逸粒子分布直接抽样，精度达10%且已集成到多款天体动力学代码中。
2025-01-13 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
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
Action and energy clustering of stellar streams in deforming Milky Way dark matter haloes
本研究针对银河系暗物质晕因吸积大麦哲伦云发生非绝热形变的问题，通过时变模拟分析不同恒星流的作用量与能量聚类特性，发现能量聚类对长周期近交会恒星流的势场形变敏感度更低，为银河系质量分布约束提供新方向。
2024-06-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Detecting Thin Stellar Streams in External Galaxies: Resolved Stars & Integrated Light
薄恒星流的形态可以用来测试暗物质的性质。因此，至关重要的是将对球状星团流的搜索扩展到银河系以外的其他星系。在本文中，我们探讨了当前和未来的前景，探测球状星团流在外部星系中的解决恒星（如WFIRST）和使用集成光（如HSC，LSST和Euclid）。特别是，我们注入模拟流的数据从PAndAS M31调查，并产生模拟M31的背景模仿WFIRST将在M31观察。此外，我们估计的距离限制，球状星团流将被观察到。我们的结果表明，对于1小时（1000秒），根据保守的估计，WFIRST应该可以探测到距离约为3.5 Mpc（约2 Mpc）的星系中已分辨恒星中的球状星团流。这个体积包含199（122）个星系，其中>90%是矮星。利用集成光，HSC和LSST可以将薄流分辨到约100 Mpc，WFIRST和Euclid可以分辨到约600 Mpc。然而，这些星流的低表面亮度（通常>30 mag/arcsec $^2$）将使它们难以被探测到，除非这些星流来自非常年轻的星团。我们强调，如果外部星系不主机的旋臂或银河酒吧，在他们的恒星流的差距提供了一个理想的测试案例与暗物质subhalos的相互作用的证据。此外，获得大量的薄恒星流样本可以帮助限制轨道结构，从而限制外部晕的潜力。
2019-06-07 astro-ph.GA
On feathers, bifurcations and shells: the dynamics of tidal streams across the mass scale
我提出了一个有机的描述的制度碰撞潮汐流和定义之间的物理量，塑造其形态的排序。三个基本的二分法确定的形式无量纲不等式。这些支配i）流的增长速度，ii）其内部相干性，iii）其厚度或张开角度。调节这些主要属性的机制进行了分析。主机的密度分布的斜率影响流的增长速度，在长度和宽度，因为陡峭的配置文件增强差分流。内部的连贯性是潮汐碎片的子结构的外观的要求，我专注于“羽化”典型的GC流。超密度与流成员的相对流动速度的最小值相关联。对于具有高圆形度的流，这些是由恒星的周转振荡引起的;然而，对于高度非圆形的祖星轨道，子结构是由能量和作用的振荡差异引起的，其中物质在祖星的不同轨道相位脱落。这种调制导致了不同的流动速度：在两个连续的近心通道之间脱落的物质的条纹线沿着其长度折叠，在其中心被近心附近释放的颗粒的更快的流动拉动，因此更广泛地分散。当流是足够连贯的，这种机制是潜在的能够产生一个双峰分布的更大规模的祖先，我称之为“分叉”的较长的包装的密度分布。内部一致性的条件进行了探讨，我评论的情况下，帕洛玛5，威尔曼1，Anticenter和人马座的流。分析方法伴随着数值实验，使用一个专门建立的生成模型，也在这里。
2015-03-16 astro-ph.GA
NGC 147, NGC 185 and CassII: a genetic approach to orbital properties, star formation and tidal debris
NGC 147、NGC 185和CassiopeiaII（CassII）在天空中的位置、距离和测量的视线速度相似。相空间的这种接近性表明M31的这三颗卫星在本星系群中形成了一个子群。然而，它们的恒星形成历史和星际介质的差异，以及最近在NGC~147中发现的恒星流，加上其他两颗卫星缺乏潮汐特征，都表明M31与这三颗卫星之间存在复杂多样的相互作用。我们使用遗传算法来探索不同的轨道，这些卫星可以有，并选择六组轨道，可以最好地解释观测功能的NGC 147，NGC 185和CassII卫星。这些轨道的参数，然后被用作N体模拟的起点。我们提出的模型，其中NGC 147，NGC 185和CassII是一个绑定组的总时间至少有一个陀螺，但仍然经历不同的相互作用与M31，因此NGC 147有一个明确的恒星流，而其他两个卫星没有显着的潮汐功能。这一结果表明，有可能找到再现卫星对比特性的解决方案，并且NGC 147-NGC 185-CassII已经被引力束缚。
2015-11-26 astro-ph.GA
Asymmetries in stellar streams induced by a galactic merger
University of Strasbourg Institute for Advanced Study（斯特拉斯堡大学高等研究院）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）；Universidad de La Laguna（拉古纳大学）；Observatoire de Paris（巴黎天文台）；CNRS（法国国家科学研究中心）；Institute for Complex Systems CNR（意大利国家研究委员会复杂系统研究所）
研究银河系合并对星流不对称性的影响，提出新的度量标准并发现轨道特性决定不对称性持续时间。
2025-11-20 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
The Origins of Young Stars in the Direction of the Leading Arm of the Magellanic Stream: Abundances, Kinematics, and Orbits
我们探讨了由Casetti-Dinescu等人发现的年轻B型恒星的起源。（2014）在麦哲伦流的主导臂的天空区域的银河圆盘的外围。在麦哲伦粘土6.5米望远镜上使用MIKE仪器对9颗恒星进行的高分辨率光谱观测被添加到Zhang等人（2017）分析的先前样本中。我们编制了一个样本的15个年轻的恒星，以及确定的恒星类型，年龄，丰度和运动学。从盖亚DR 2的自行，我们也得到了一个现实的银河轨道潜力。我们发现，我们以前的径向速度选择LA候选人有大量的轨道角动量。这些恒星的大量旋转分量与近极麦哲伦轨道形成对比，因此这些恒星不太可能是LA的成员。在我们的样本中有四颗大轨道能量恒星。最高轨道能量的一个的年龄比穿过圆盘的时间短，其出生地为$z=2.5$ ~kpc和$R_{\rm GC}\sim 28$ ~kpc。因此，这颗恒星的起源是不确定的。剩下的三颗恒星都是盘状逃逸恒星，它们的诞生地距离银河系中心12到25千秒差距。此外，最有活力的恒星比内盘的恒星（[Mg/H] $=0.12\pm0.36$，$σ_{\rm [He/H]} = 0.15$）更贫金属（[Mg/H] = $-0.50\pm0.07$）和更大的He散射（$σ_{\rm [He/H]} = 0.72$）。前者的丰度与大麦云云的丰度一致，但也反映了MW盘的金属丰度梯度和它们通过不同的逃逸机制逃逸的状态。
2018-12-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Via Machinae 3.0: A search for stellar streams in Gaia with the CATHODE algorithm
本文结合CATHODE异常检测算法与Via Machinae 3.0方法，在Gaia数据中搜寻恒星流，发现新候选并识别出两个显著结构，为后续研究提供高优先级目标。
2025-09-09 astro-ph.GA hep-ph
The M31/M33 tidal interaction: A hydrodynamic simulation of the extended gas distribution
我们重新审视的三角座星系（M33）周围的仙女座星系（M31）的轨道历史，鉴于最近的盖亚数据发布2自行测量两个本群星系。早期的研究考虑了高度理想化的动态摩擦，但忽略了动态质量损失的影响。我们发现后一个过程是重要的，使用相互一致的轨道积分和N体模拟。按照这种方法，我们找到了一个轨道解，使这些星系在过去的~6.5 Gyr前彼此相距不到50 kpc。我们使用N体/流体动力学模拟来探索它们相互作用的含义，重点是两个突出特征的起源：1）M31的巨型恒星流; 2）M31-M33 HI灯丝。我们发现，潮汐相互作用不会产生一个结构，让人想起生存到今天的恒星流。相比之下，M31-M33 HI灯丝可能是一种化石结构，可以追溯到这些星系之间的古代相遇。同样，在M33中观测到的外盘翘曲很可能是这一过去事件的遗迹。我们的模型表明，在这些星系周围存在着潮汐诱导的气体包层，以及扩散的气体流，即“三角座流”，从M33到M31延伸了数十kpc。我们预计，最近委托的500米口径球面射电望远镜（FAST）即将进行的观测将在其运行的第一年瞄准假定的流。
2020-02-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
The structural and kinematical properties of NGC 5634, a globular cluster associated with the Sagittarius dwarf galaxy?
本文通过形态、运动学和动力学分析发现NGC 5634的轨道和动力学特征与人马座星流不一致，更接近GSE或Helmi星流，从而质疑其与人马座矮星系的关联。
2025-06-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Multiple components of the Jhelum stellar stream
在银河系的简单模型中，潮汐干扰卫星产生长而细的--几乎是一维的--恒星流。使用天体测量数据从盖亚第二次数据发布和测光从暗能量调查，我们证明了杰赫勒姆流，恒星流的内晕，是一个二维结构。极有可能的杰赫勒姆成员的空间分布揭示了一个密集的薄组件和相关的扩散，空间偏移组件。这两个空间分量的自行（在$σ\sim1\,\rm mas\,yr^{-1}$水平）无法区分，蓝色离散星与蓝色水平分支星的比例相似，这表明这两个分量有共同的起源。然而，最适合窄分量的轨道（近心点$8\,\rm kpc$，远心点$24\,\rm kpc$）并不能解释杰赫勒姆流的宽分量。另一方面，杰赫勒姆轨道的一个较老的轨道包裹跟踪印度河，表明这两个结构之间可能存在联系，杰赫勒姆的形成也更加复杂。杰赫勒姆祖先的子结构或其潮汐碎片在银河系势中的岁差可以解释观测到的杰赫勒姆结构。未来的光谱数据将能够区分这些“自然”和“培育”形成的情况。Jhelum加入了越来越多的冷恒星流的名单，这些恒星流显示出复杂的形态，并有望揭示银河系的动力学历史。
2019-06-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
