The PAndAS Field of Streams: stellar structures in the Milky Way halo toward Andromeda and Triangulum
我们揭示了高度结构化的性质，银河系恒星晕内的足迹的PAndAS光度调查蓝色主序星和主序星关闭。我们映射不少于五个恒星结构的日心范围内~5至30千秒差距。其中一些是已知的（麒麟座环，双鱼座/三角座球状星团流），但我们也发现了三个定义明确的恒星结构，它们可能至少部分地负责所谓的三角座/仙女座和三角座/仙女座2特征。特别是，我们跟踪一个新的微弱的恒星流位于日心距离~17千秒差距。它的表面亮度约为32-32.5 mag/arcsec ^[2]，其轨道几乎平行于M31以北的银道面，因此迄今为止，银河系晕的巡天观测都无法观测到它，因为这些巡天观测往往会避开由银道盘主导的区域。调查我们的后续光谱观测的PAndAS，我们偶然发现径向速度签名的颜色和大小兼容的流的恒星。从八个可能的成员星的速度，我们表明，这种恒星结构是动态冷，与未解决的速度色散低于7.1公里/秒，在90%的置信水平。随着流的宽度（300-650 pc），它的动力学指向矮星系吸积的起源。我们可以在银河系5至30 kpc之间的恒星晕中绘制出许多恒星结构，它们不同的形态证明了这些中等距离恒星晕的复杂性质。
2014-03-19 astro-ph.GA
Triangulum-Andromeda overdensity: a region with a complex stellar population
三角座-仙女座（TriAnds）超密度是银河系的一个遥远结构，位于银河系第二象限，远低于银河系平面。自从它被发现以来，它的性质一直在讨论中，它是否可能是银河系盘的旧扰动或被破坏的前矮星系的遗迹。在这项研究中，我们研究了13颗恒星的运动学和化学成分的2 MASS测光选择的TriAnd候选人。该样品是使用连接到双子座北望远镜的GRACES高分辨率摄谱仪观测的。基于从光谱和天体测量数据GAIA获得的径向速度，三个不同的运动学标准被用来分类我们的样本星属于TriAnd超密度。在我们的样本中，TriAnd确认的成员跨越了一个金属丰度范围，包括两颗贫金属恒星（[Fe/H] $\sim$ -1.3 dex）。我们表明，采用的运动学分类也化学隔离的TriAnd和非TriAnd的成员，我们的样本，表明一个独特的化学图案的TriAnd星。我们的研究结果表明，不同的化学模式的[Na/Fe]，[Al/Fe]，[Ba/Fe]，和[Eu/Fe]比在TriAnd星相比，当地磁盘的化学模式;研究的缺乏化学表征的外盘人口的银河系是主要的障碍，在建立的TriAnd人口是化学上类似于外地的恒星在外盘。但是TriAnd的化学模式让人想起了外盘疏散星团中的化学模式，尽管后者比TriAnd更富含金属。
2019-10-18 astro-ph.GA
Disk-Like Chemistry of the Triangulum-Andromeda Overdensity as Seen by APOGEE
自从十多年前发现这个遥远的低纬度银河系（MW）超密度以来，三角星系-仙女座（TriAnd）系统的性质一直存在争议。其起源的解释要么是来自矮星系分裂的晕子结构，要么是银河系盘的遥远延伸。我们测试这些假设使用的十多个TriAnd成员的化学丰度从斯隆数字巡天的第14次数据发布的阿帕奇点天文台星系演化实验（APOGEE）的数据进行比较，以APOGEE丰度的恒星具有类似的金属丰度从人马座（Sgr）dSph，和外部MW盘。我们发现，TriAnd星是化学不同的Sgr跨越各种元素，（C + N），Mg，K，Ca，Mn和Ni，分离在[X/Fe]的约0.1至0.4德克斯取决于元素。相反，TriAnd恒星的金属丰度中值约为-0.8，其化学丰度比与外银盘中金属丰度最低的恒星（[Fe/H]~-0.7）相似，并且与MW外盘外推化学梯度的预期一致。这些结果表明，TriAnd与MW盘有关，因此，盘延伸到这种超密度-即，经过24千秒差距的银心半径-尽管在银河系这个区域的名义盘中平面以下垂直扰动约7千秒差距。
2018-05-09 astro-ph.GA
A re-interpretation of the Triangulum-Andromeda stellar clouds: a population of halo stars kicked out of the Galactic disk
三角座-仙女座恒星云（TriAnd 1和TriAnd 2）是一对同心的环状或壳状超密度的大$R$（$\approx$ 30 kpc）和$Z$（$\approx$ -10 kpc），位于星系晕中，被认为是由卫星星系的吸积和分裂形成的。本文通过比较银河系中与TriAnd云和其他结构相关的RR天琴座和M巨星的数量比，重新审视了这一形成情景。目前的数据表明，这些过密度的恒星星族（$f_{\rm RR:MG} < 0.38$，置信度为95%）与银河系任何已知的卫星（$f_{\rm RR:MG} \approx 0.5$是最大的卫星，$f_{\rm RR:MG} >>1$是较小的卫星）都很不一样，而更像是在银河系盘（$f_{\rm RR:MG} < 0.01$）更深的势能阱中出生的恒星种群。对一个被矮星系撞击扰动的银河系的N体模拟表明，在适当的情况下，从银河系盘向外传播的同心环可以不可避免地产生类似的超密度。这些结果为Xu等人（2015）最近的提议提供了戏剧性的支持，即TriAnd云可能代表从我们自己的磁盘中踢出的恒星，而不是从其他星系吸积的恒星。如果是这样的话，这将是在星系晕中发现的第一批盘状恒星，并且清楚地表明了这第二种形成机制对更普遍的恒星晕的重要性。此外，它们存在于盘的最末端，这对形成它们的相互作用的性质产生了强烈的限制。
2015-07-31 astro-ph.GA
The Panchromatic Hubble Andromeda Treasury: Triangulum Extended Region (PHATTER) II. The Spatially Resolved Recent Star Formation History of M33
我们测量的空间分辨最近的恒星形成历史（SFH）的M33使用的光学图像与哈勃太空望远镜的全色哈勃仙女座宝库的一部分：三角座扩展区（PHATTER）调查。本分析中所用的观测覆盖的区域包括一个去投影的区域，即$\sim$ 38 kpc $^{2}$，并沿长轴和半长轴分别从M33中心延伸到$\sim$ 3.5和$\sim$ 2 kpc。我们划分为2005年的PHATTER光学调查，测量24弧秒，$\sim$ 100 pc，在一侧和适合每个区域的颜色星等图单独测量的空间分辨SFH的M33的PHATTER足迹。在小的空间尺度上，SFH有显著的波动，我们测量的星系范围的尺度可以追溯到大约6.3亿年前。我们观察到一个更絮凝的螺旋结构在恒星星族年轻约80万年，而结构的老年恒星星族是由两个螺旋臂为主。我们还观察到M33中心的一个酒吧，它在年龄超过8000万年时占主导地位。最后，我们发现在过去的1亿年中，在PHATTER足迹内的平均恒星形成率（SFR）为0.32 $\pm$ 0.02 M $_{\odot}$ yr $^{-1}$。我们测量的当前SFR（过去1000万年）为0.20 $\pm$ 0.03 M $_{\odot}$ yr $^{-1}$。当按比例考虑到PHATTER调查足迹覆盖的D25区域的一部分时，这一SFR略高于以前的宽带估计测量值。
2022-06-22 astro-ph.GA
Exploring Halo Substructure with Giant Stars: The Nature of the Triangulum-Andromeda Stellar Features
在过去的十年里，随着大规模恒星巡天的出现，探测和描述银河系亚结构的能力大大提高。这些调查显示，三角座-仙女座（TriAnd）区域在20-30 kpc的距离范围内具有丰富的子结构，这些特征之间的关系-如果有的话-仍然不清楚。这种复杂的情况促使我们对TriAnd区域进行重新检查，对M巨星进行光度和光谱测量。使用2 MASS测光的探索不仅揭示了Rocha-Pinto等人（2004）在M巨星中探测到的横跨$100^{\circ}<l<160^{\circ}$和$-50^{\circ}<b<-15^{\circ}$的微弱序列，而且还发现了第二个更明亮和更密集的M巨星序列。这两个序列可能与Martin等人（2007）在M31方向的光学勘测中发现的两个不同的主序列（并标记为TriAnd 1和TriAnd 2）有关，其中TriAnd 2是Rocha-Pinto等人（2004）的较暗RGB/AGB序列的光学对应物。在这里，TriAnd 1和TriAnd 2的年龄，距离和金属丰度范围是通过同时拟合等时线到2 MASS RGB轨道和光学MS/MSTO特征来估计的。这两个群体在年龄和距离上有明显的区别：较亮的序列（TriAnd 1）较年轻（6-10 Gyr），距离较近（距离$\sim$ 15-21 kpc），而较暗的序列（TriAnd 2）较老（10-12 Gyr），估计距离为$\sim$ 24-32 k…
2014-07-16 astro-ph.GA
The Panchromatic Hubble Andromeda Treasury: Triangulum Extended Region (PHATTER). III. The Mass Function of Young Star Clusters in M33
本文利用 PHATTER 巡天的 711 个年轻星团测量 M33 星团质量函数，发现其更符合带高质量截断的 Schechter 函数，并验证截断质量与恒星形成率面密度的线性关系。
2022-02-03 astro-ph.GA
Triangulum II: Possibly a Very Dense Ultra-Faint Dwarf Galaxy
Laevens等人最近发现了银河系的卫星Triangulum II。它的银心距离为36千秒差距，光度只有450太阳升。我们用Keck/DEIMOS测量了三角座II中心1.2'以内的6颗成员星的径向速度，得到速度色散σ_v = 5.1 - 1.4 + 4.0km/s。我们还测量了三颗恒星的金属丰度，发现[Fe/H]的范围为0.8 dex。速度和金属丰度的分散确定三角座II是一个暗物质占主导地位的星系。银河系正在快速地向银河系中心移动（v_GSR = -262 km/s）。虽然它可能在接近近心点时处于潮汐中断的过程中，但在我们的数据集中没有强有力的证据表明中断。椭圆率很低，平均速度<v_helio>= -382.1 +/- 2.9 km/s，排除了与三角座-仙女座亚结构或泛仙女座考古调查（PAndAS）恒星流的关联。如果三角座II处于动力学平衡，那么它的质光比将达到3600 - 2100 + 3500 M_sun/L_sun，这是所有非破坏性星系中最高的（动力学质量估计是可靠的）。三维半光半径内的密度为4.8 - 3.5 + 8.1 M_sun/pc ^3，甚至高于Segue 1。因此，三角座II是间接探测暗物质湮灭的绝佳候选者。
2015-11-12 astro-ph.GA
The Panchromatic Hubble Andromeda Treasury: Triangulum Extended Region (PHATTER). V. The Structure of M33 in Resolved Stellar Populations
本研究利用PHATTER巡天多波段数据分析M33星系结构，首次确认其存在中心棒，揭示年老与年轻恒星种群的形态差异，拟合出含吸积晕的多成分结构并给出晕质量等参数。
2023-08-22 astro-ph.GA
The Abundance Pattern of $α$ elements in the Triangulum-Andromeda Overdensity
近年来，三角座-仙女座（TriAnd）超密度的性质与银河系盘之间的密切关系变得越来越明显。然而，这种高密度（R $_{GC}$ = 20 - 30 kpc）的化学模式是独特的，与我们所知道的本地磁盘不同。在这项研究中，我们分析了五个$α$元素（Mg，O，Si，Ca和Ti）的样品中的恒星属于TriAnd超密度，包括恒星与[Fe/H] $<$ $-$ 1.2，调查的$α$元素的演化与金属丰度。用GRACES分析了Gemini North的高分辨率光谱。总的来说，TriAnd星群呈现出不同于本地盘的$α$ -元素模式; TriAnd星落在本地盘和矮星系之间的[X/Fe]与[Fe/H]平面上。高[Mg/Fe]比获得较低的金属丰度TriAnd恒星可能表明一个大致平行的序列银河系本地磁盘在较低的值[Fe/H]，揭示了“膝盖”转向较低的金属丰度的TriAnd人口。在[Ca/Fe]和[Si/Fe]比中也表现出类似的行为。然而，对于O和Ti，[X/Fe]比的行为显示出轻微的衰减，随着金属丰度的降低。我们的研究结果加强了TriAnd作为一个独特的银河系恒星种群的过密度，与丰富的模式，是从所有恒星星族研究的日期不同。要完全了解复杂的TriAnd星群，需要对更大样本的TriAnd恒星进行高分辨率的光谱观测。
2020-07-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Panchromatic Hubble Andromeda Treasury: Triangulum Extended Region (PHATTER) I. Ultraviolet to Infrared Photometry of 22 Million Stars in M33
本文介绍了本星系群矮螺旋三角座（M33）中2200万颗恒星的全色分辨恒星测光，这些恒星来自哈勃太空望远镜（HST）的观测，光学观测中使用了先进的巡天照相机（ACS）。（F475 W，F814 W），以及近紫外（F275 W，F336 W）和近红外（F110 W，F160 W）波段的宽视场相机3（WFC 3）。大的、连续的测量区域覆盖$\sim$ 14平方千秒差距，并从M33中心延伸到3.5千秒差距（14弧分，或1.5-2尺度长度）。PHATTER的观测策略和测光技术与全色哈勃仙女座宝库（PHAT）的观测策略和测光技术非常相似，但采用了更新的测光技术，充分利用了所有重叠点（对准在$<$ 5-10毫角秒内），并改进了对空间变化点扩散函数的处理。测光在M33中观测到的最低表面密度区域达到了F475 W $\sim$ 28.5的完整极限深度，在M33中心附近发现的最拥挤区域达到了F475 W $\sim$ 26.5。我们发现年轻种群有几条相对较紧的手臂，而老年种群则表现出明显、较松的双臂结构。我们提出了广泛的数据质量分析，包括人造星测试，以量化的完整性，光度的不确定性，和通量偏差。这个恒星星表是有史以来为M33制作的最大的星表，并可供社区公开下载。
2021-01-05 astro-ph.GA astro-ph.IM
Discovery of a Weak CN Spectral Absorption Feature in Red Supergiant Stars in the Andromeda (M31) and Triangulum (M33) Galaxies
该研究利用凯克DEIMOS光谱与哈勃巡天数据，在M31和M33中发现8000埃附近的弱CN吸收特征恒星（弱CN星），提出自动识别方法并结合模型分析，确定其为5-10倍太阳质量、处于核心氦燃烧阶段的红超巨星。
2025-04-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
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 Panchromatic Hubble Andromeda Treasury: Triangulum Extended Region (PHATTER). VI. The High-Mass Stellar Initial Mass Function of M33
本研究基于哈勃观测和概率建模分析M33中9个年轻大质量星团，测得平均大质量IMF斜率为1.49±0.18，支持近普适且略陡于经典值的IMF。
2024-06-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
The LAMOST Survey of Background Quasars in the Vicinity of the Andromeda and Triangulum Galaxies -- II. Results from the Commissioning Observations and the Pilot Surveys
我们提出了在2010年和2011年观测季节在仙女座和三角座星系附近发现的新类星体与LAMOST。类星体候选者是根据现有的SDSS，KPNO 4米望远镜，XSTPS光学，WISE近红外测光数据。我们提出了509个新的类星体发现的条纹~135平方米。在2011年的试点调查数据集中，沿着巨大的恒星流从M31到M33度，还有17个新的类星体在大约100平方英尺的区域被发现。2010年试运行数据集中覆盖M31中心区域和东南晕的30度。这526个新的类星体的i星等从15.5到20.0不等，红移从0.1到3.2不等。它们代表了M31和M33附近已识别类星体数量的显着增加。目前在这一区域有26、62和139个已知的类星体，亮度分别大于17.0、17.5和18.0等，其中5、20和75个是新发现的。这些明亮的类星体提供了一个宝贵的收集，以探讨运动学和化学的ISM/IGM在本星系群。目前已知有93颗类星体位于M31的2.5度范围内，其中73颗是新发现的。现在已知有数十个类星体位于巨大恒星流的后面，数百个位于M31的扩展晕及其相关子结构的后面。在M31和M33附近的已知类星体的大得多的样本可以潜在地被用来构建一个完美的天体测量参考系，以测量M31和M33的微小PM，以及与本星系群相关的子结构的PM。这些PM是本地组的一些最基本的属性。
2013-04-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Triangulum Extended (TREX) Survey: The Stellar Disk Dynamics of M33 as a Function of Stellar Age
三角座星系，M33，是一个低质量，相对不受干扰的螺旋星系，提供了一个新的制度，在其中测试模型的动态加热。尽管距离很近，但M33的动力加热历史还没有得到很好的约束。在这项工作中，我们提出了TREX调查，最大的恒星光谱调查整个磁盘的M33。我们提出了恒星盘运动学作为年龄的函数来研究M33过去和正在进行的动力学加热。我们测量了大约4,500颗盘星的视线速度。使用一个子集，我们使用哈勃太空望远镜和加拿大-法国-夏威夷望远镜光度表将恒星划分为广泛的年龄段：大质量主序星和氦燃烧星（~8000万年），中等质量渐近分支星（~1 Gyr）和低质量红巨星分支星（~4 Gyr）。我们比较恒星盘的动力学的气体使用现有的HI，CO，和Halpha运动学。我们发现，磁盘的M33有相对较低的速度色散（~16公里/秒），和不同的银河系和仙女座星系，有没有强烈的趋势，速度色散作为恒星年龄的函数。最年轻的盘星与最古老的盘星一样热，并且比大多数像M33的低质量模拟类似物的预测更热。年轻恒星的速度色散是高度结构化的，大的速度色散相当局部化。这种高速分散的原因是不明显的，从观察和模拟在这里。
2022-02-09 astro-ph.GA
Pisces VII/Triangulum III -- M33's second dwarf satellite galaxy
本研究利用Gemini GMOS-N的深度成像，首次分辨出矮星系Pisc VII的水平支并测得精确距离，证实其很可能是M33的第二个卫星星系，为M33的演化及再电离对暗弱星系的影响研究提供新线索。
2024-01-30 astro-ph.GA
A New Luminous blue variable in the outskirt of the Andromeda Galaxy
热的大质量亮蓝变星（LBV）是大质量恒星演化的重要阶段。在这里，我们报告在仙女座星系遥远的郊区发现了一个新的LBV - LAMOST J 0037 +4016。它位于M31的西南角（可能是一个微弱的旋臂），与中心的投影距离出乎意料的大，为$\sim$ 22 kpc。光学光变曲线表明，在$V$带有1.2等的变化，其爆发和平静阶段都持续了几年。观测到的光谱表明，A型超巨星在时代接近爆发阶段和热的B型超巨星与弱[Fe II]发射线的时代更暗淡的亮度。近红外色-色图进一步显示它遵循银河系和M31 LBV的分布，而不是B[e]超巨星。所有现有的数据都有力地表明LAMOST J 0037 +4016是一种LBV。通过光谱能量分布拟合，我们发现它有一个光度（$4.42 \pm 1.64$）$\times 10^5$ $L_{\odot}$和一个初始质量$\sim 30$ $M_{\odot}$，表明它属于低光度类LBV。
2019-09-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
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 Samples and Binary Fractions of Red Supergiant in M31 and M33 by the HST Observations
本研究利用HST高分辨率测光数据在M31和M33中构建更完备的红超巨星样本，通过紫外超探测双星候选体，测得双星比例分别约为33.4%和30.9%，并与BPASS模型预测相符。
2025-06-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Comprehensive Catalog of Emission-line Nebulae, Star Clusters, and Supergiants in M31 from the LAMOST Spectroscopic Survey
本文利用LAMOST光谱数据结合随机森林分类与人工检查，构建了M31中384个发射线星云、380个星团和375个超巨星及候选体的综合星表，并在M33中证认了245个发射线星云，为研究M31结构与演化提供数据基础。
2025-01-04 astro-ph.GA
The Isaac Newton Telescope monitoring survey of Local Group dwarf galaxies. I. Survey overview and first results for Andromeda I
用2.5米艾萨克·牛顿望远镜（INT）对附近的矮星系进行了光学监测调查。用宽视场照相机（WFC）观测了本星系群（LG）中的55个矮星系和4个孤立的球状星团。这次巡天的主要目的是根据脉动不稳定性来确定演化最快的渐近巨星分支（AGB）恒星和处于演化终点的红超巨星，利用它们在光度上的分布来重建恒星形成历史，通过模拟多波长光谱能量分布来量化尘埃产生和质量损失，并将其与光度和半径变化联系起来。在这一系列论文的第一篇中，我们介绍了变星巡天的方法，并描述了仙女座I（和I）矮星系的光度表作为巡天的一个例子，并讨论了识别的长周期变星（LPV）。我们探测到5581颗恒星，并在And I中心的两个半光半径范围内确定了59颗LPV候选者。在$i$波段，这些候选者的振幅范围为0.2至3 mag。75%的检测源和98%的LPV候选者在中红外波长下被检测到。我们证明了在这个星系中存在产生尘埃的AGB恒星的证据，包括五个极端的AGB（x-AGB）恒星，并模拟了它们的光谱能量分布。根据红巨星分支（RGB）的尖端，确定了And I的距离模量为24.41等。此外，计算出3.2弧分的半光半径。
2020-04-12 astro-ph.GA
The Isaac Newton Telescope monitoring survey of Local Group dwarf galaxies. II. The star formation history of Andromeda I derived from long period variables
用2.5米艾萨克·牛顿望远镜（INT）对附近的矮星系进行了光学监测调查。用宽视场照相机（WFC）观测了本星系群（LG）中的55个矮星系和4个孤立的球状星团。这次巡天的主要目的是根据脉动不稳定性来确定演化最快的渐近巨星分支（AGB）恒星和处于演化终点的红超巨星，利用它们在光度上的分布来重建恒星形成历史（SFH），通过模拟多波长光谱能量分布来量化尘埃产生和质量损失，并将其与光度和半径变化联系起来。在这第二个系列的论文中，我们提出的方法来估计SFH的基础上长周期变星（LPV），然后推导出它的仙女座I（和I）矮星系作为一个例子的调查。利用我们确定的59个LPV候选者，在两个半光半径的And\，I和Padova恒星演化模型，我们估计了该星系的SFH。一个主要的恒星形成时期发生在And I，在6.6 Gyr前达到峰值，达到$0.0035\pm0.0016$ M $_\odot$ yr $^{-1}$，直到1- 2 Gyr前才缓慢下降。这个星系中一些尘埃LPV的存在对应于最近恒星形成的轻微增加，在大约8亿年前达到峰值。我们评估了大约4 Gyr ago（$z<0.5$）的猝灭时间，这使得And I，I是晚猝灭dSph。在两个半光半径范围内计算了恒星的总质量$(16\pm7)\times10^6$ M $_\odot$，其中金属丰度$Z=0.0007$为常数。
2021-10-07 astro-ph.GA
The Isaac Newton Telescope monitoring survey of Local Group dwarf galaxies -- IV. The star formation history of Andromeda VII derived from long period variable stars
我们研究了仙女座七号星系（AndVII）的恒星形成历史（SFH），仙女座星系（M31）的最明亮和最大质量的矮球状体（dSph）卫星。虽然M 31周围有几个dSph伴星，它们的恒星数量较老，金属丰度较低，但它有一个富含金属的恒星晕，年龄为6 $-$ 8 Gyr。这表明M31的恒星晕和它的dSph系统之间的任何演化关联都是脆弱的。因此，问题是And VII（一个高金属丰度的dSph，位于距离M 31 220 kpc的$\sim$）是否可以与M 31年轻的富金属晕相关联。在这里，我们执行的第一次重建的SFH和VII采用长周期变星（LPV）。作为演化最快的渐近巨星分支（AGB）和红超巨星（RSG），LPV的诞生质量可以通过其近红外测光与理论演化轨迹相结合来确定。我们发现55 LPV候选人在两个半光半径，使用多历元成像与艾萨克牛顿望远镜在$i$和$V$波段。根据它们的诞生质量函数，得到了它们的恒星形成率（SFR）随宇宙时间的变化。恒星形成的主要时期发生在$\simeq 6.2$ Gyr前，SFR为$0.006\pm0.002$ M $_\odot$ yr $^{-1}$。在过去的6 Gyr，我们发现缓慢的恒星形成，直到5亿年前，SFR $\sim0.0005\pm0.0002$ M $_\odot$ yr $^{-1}$。我们测定了And VII的恒星质量$M=(13.3\pm5.3)\ti…
2021-04-05 astro-ph.GA
Variable Stars in M31 Stellar Clusters from the Panchromatic Hubble Andromeda Treasury
本研究利用PHAT巡天数据在M31星团中识别出86颗变星，通过理论等龄线确定其演化阶段和初始质量，并评估了测光混合概率，首次系统展示了HST在河外星团变星研究中的独特能力。
2024-08-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
A correlation between the number of satellites and the baryonic bulge-to-total ratio extending beyond the Local Group
最近对局部宇宙中一些银河星系周围的场的观测已经足够深入，可以对标准LCDM宇宙学模型的预测进行调查，直到本星系群之外的小尺度。基于观测到的本星系群中三个主要星系，即银河系、仙女座和三角座星系（M33）的矮卫星星系数（N_sat）和膨胀质量与重子质量比（B/T）之间的相关性，我们利用已发表的本星系群外三个已被充分研究的星系，即M81、半人马座A和M101，以及它们已被证实的卫星星系的数据。N_sat与B/T之间存在显著的相关性。这与迄今为止发表的宇宙学模拟结果相矛盾，这些结果报告了LCDM模型中N_sat和B/T之间不存在相关性。我们的结论是，根据目前的数据，N_sat与B/T的相关性不再是一个属性仅限于本地组。
2020-01-08 astro-ph.GA
Confirmation of the star J004229.87+410551.8 in M31 as a B[e] supergiant
我们研究了仙女座星系中的亮蓝变星候选者J004229.87+410551.8。早些时候，这颗恒星显示出光谱异常：虽然探测到了热的发射光谱，但它有很强的Ca II H和K吸收线。后来，这颗恒星被认为是一颗热超巨星或B[e]超巨星。为了明确恒星分类，我们使用SAO RAS的6 m望远镜、阿帕奇角天文台的3.5 m ARC望远镜和高加索山天文台的2.5 m望远镜对该物体及其周围环境进行了光谱和光度分析。斯滕伯格天文研究所。恒星的光谱有FeII、[FeII]、[OI]和巴耳末发射线。它的光谱能量分布在近红外范围内由于热的星周尘埃而显示出过剩。所显示的特征和恒星光度（$\log (L/L_{\odot}) = 4.6\pm 0.2$）的高估计值使我们能够最终将该天体归类为B[e]超巨星。
2022-10-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
The M31/M33 tidal interaction: A hydrodynamic simulation of the extended gas distribution
我们重新审视的三角座星系（M33）周围的仙女座星系（M31）的轨道历史，鉴于最近的盖亚数据发布2自行测量两个本群星系。早期的研究考虑了高度理想化的动态摩擦，但忽略了动态质量损失的影响。我们发现后一个过程是重要的，使用相互一致的轨道积分和N体模拟。按照这种方法，我们找到了一个轨道解，使这些星系在过去的~6.5 Gyr前彼此相距不到50 kpc。我们使用N体/流体动力学模拟来探索它们相互作用的含义，重点是两个突出特征的起源：1）M31的巨型恒星流; 2）M31-M33 HI灯丝。我们发现，潮汐相互作用不会产生一个结构，让人想起生存到今天的恒星流。相比之下，M31-M33 HI灯丝可能是一种化石结构，可以追溯到这些星系之间的古代相遇。同样，在M33中观测到的外盘翘曲很可能是这一过去事件的遗迹。我们的模型表明，在这些星系周围存在着潮汐诱导的气体包层，以及扩散的气体流，即“三角座流”，从M33到M31延伸了数十kpc。我们预计，最近委托的500米口径球面射电望远镜（FAST）即将进行的观测将在其运行的第一年瞄准假定的流。
2020-02-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
A New Distance to M33 Using Blue Supergiants and the FGLR Method
用凯克望远镜的DEIMOS和ESI对A和B超巨星的中等分辨率光谱进行定量光谱分析，确定三角座星系M33的距离模为24.93 +/- 0.11等。分析产生恒星的有效温度，重力，星际红化和消光，其组合提供了一个距离估计通过通量加权重力-光度关系（FGLR）。这一结果是基于不断完善的FGLR校准。平均红化值<E（B-V）> ~ 0.08等，但变化范围在0.01 ~ 0.16等之间，这表明在具有明显星际吸收特征的星系中，精确的单个红化测量对于恒星距离指示器的重要性。大距离模量发现是在很好的协议与最近的工作食双星，行星状星云，长周期变量，RR天琴座恒星，也与HST观测造父变星，如果合理的红化假设造父变星。由于在文献中发现的基于红巨星分支尖端（TRGB）方法的距离给出了相互矛盾的结果，我们使用HST ACS的V-和I-波段图像的外部区域的M 33，以确定TRGB距离为24.84 +/- 0.10等，与FGLR的结果基本一致。我们还测定了恒星金属丰度，并讨论了M33盘的金属丰度梯度。我们发现金属丰度$Z_\odot$在中心和0.3 $Z_\odot$在外围的距离一个等照度半径。平均对数金属丰度梯度为-0.07 +/- 0.01 dex kpc^-1。然而，在这个平均值附近有一个很大的分散，非常类似于在M33中的HII区域发现的情况。
2009-08-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
A survey of diffuse interstellar bands in the Andromeda galaxy: optical spectroscopy of M31 OB stars
我们提出了迄今为止最大的样本的中分辨率蓝到红光谱的B型超巨星在M31，并进行了第一次调查的弥漫星际带（DIBs）在这个星系。本文给出了M31三个区域34颗恒星的光谱分类、视向速度和星际红化。给出了5780和6283 DIB对11颗恒星的径向速度和等效宽度。在M31的三条视线中检测到的以下DIB的等效宽度也被呈现：4428、5705、5780、5797、6203、6269、6283、6379、6613、6660和6993。所有这些M31 DIB载体都以与星际Na I和/或H I相匹配的径向速度驻留在云中。DIB等效宽度与红化（E（B-V））之间的关系与在银河系局部ISM中观察到的一致。许多观测到的视线显示DIB强度（每单位红化）位于银河值范围的上端。DIB强度每单位变红（68%的置信度），与星际紫外辐射场强度。在星际紫外线通量最低的地方观察到最强的DIB。在我们的三个领域的平均斯皮策8/24微米的发射比略低于在银河系中测量，但我们确定这个比例和DIB的强度在M31之间没有相关性。从其中一个区域的三个M31 H II区的光谱中得出的星际氧丰度表明，该区域ISM的平均金属丰度为12 + log[O/H] = 8.54 +- 0.18，这大约等于太阳附近的值。
2010-11-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Rings and Radial Waves in the Disk of the Milky Way
我们表明，在反中心区域，之间的$110^\circ<l<229^\circ$的银河系，有一个振荡的不对称的主序星计数的银河系平面的两侧使用数据从斯隆数字巡天。这种不对称性从北方距离太阳约2 kpc的更多恒星到南方距离太阳4-6 kpc的更多恒星，再到北方距离太阳8-10 kpc的更多恒星。我们还看到了证据，表明在距离太阳12-16 kpc的南部有更多的恒星。三个更远的不对称形成了围绕银河系中心的大致同心环，朝着银河系旋臂的方向开口。北环距离太阳9千秒差距，很容易与先前发现的麒麟座环相鉴别。在距离太阳14 kpc的南部环（我们称之为TriAnd环）的部分以前被认为与麒麟座环有关，其他部分被称为仙女座三角座高密度。这两个较近的振荡近似的玩具模型中，磁盘平面是偏移了100 pc的顺序，然后在不同的半径下降。我们还表明，磁盘是不是方位角对称的银河系的反中心，我们所观察到的振荡和银河系的螺旋结构之间可能存在对应关系。我们的观察表明，TriAnd和麒麟座环（从银河系中心延伸到至少25 kpc）主要是盘振荡的结果。
2015-03-01 astro-ph.GA
Extinction Distributions in Nearby Star-resolved Galaxies. II. M33
Qilu Normal University（齐鲁师范学院）；Shandong Key Laboratory of Space Environment and Exploration Technology（山东省空间环境与探月技术重点实验室）；Beijing Normal University（北京师范大学）；Yunnan University（云南大学）
本文通过PHATTER调查的数据，构建了M33的高分辨率灭绝分布图，揭示了星系盘中尘埃的复杂分布，并展示了其与氢、HI和CO分布的强相关性。
2026-04-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
The remnants of galaxy formation from a panoramic survey of the region around M31
在等级宇宙学模型中，星系通过不断吸积较小的星系而增加质量。这些系统的潮汐破坏预计会导致星系周围松散的恒星，距离达到中心盘半径的$10 - 100$倍。这一过程遗留下来的物质的数量、光度和形态为星系形成历史提供了重要线索，但由于其内在的模糊性和巨大的范围，很难对这些成分进行全面的调查。在这里，我们报告了仙女座星系（M31）的全景调查。我们探测到的恒星和相干结构几乎可以肯定是被M31潮汐场摧毁的矮星系的残余。一项对幸存的M31卫星的更好的普查表明，M31卫星中有四分之三的卫星比$M_V < -6$亮，有待发现。最明亮的伴星三角座（M33）被一个恒星结构所包围，这为最近与M31的相遇提供了有说服力的证据。这幅星系结构的全景图直接证实了等级星系形成模型的基本原理，并揭示了M31和M33在不断积累星系中的共同历史。
2009-09-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
AGB population as probes of galaxy structure and evolution
星系的演化是由恒星的诞生和死亡驱动的。AGB星处于其演化的终点，因此它们的光度直接反映了它们的诞生质量;这使我们能够重建恒星形成的历史。这些冷恒星也产生尘埃颗粒，在星际介质（ISM）的温度调节、化学和行星的形成中发挥重要作用。这些恒星可以在所有附近的星系中分辨出来。因此，本星系群为我们提供了一个极好的近场宇宙学场所。在这里，我们可以重建的形成历史，并探讨结构和动力学，螺旋星系，围绕银河系和仙女座的许多矮卫星星系，和孤立的矮星系。它还提供了各种环境，通过研究冷演化恒星的质量损失机制和尘埃产生来研究星系演化的详细过程。在本文中，我将首先回顾我们最近的工作，以确定质量损失的渐近巨星分支（AGB）星和红超巨星（RSG）在本星系群星系和相关的空间分布的不同质量的AGB星与星系结构。然后，我将概述我们的方法来重建恒星形成的历史，使用可变脉动AGB星和RSG和目前的结果的质量损失率和尘埃生产的脉动AGB星和他们的分析方面的恒星演化和星系演化。
2018-11-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
