Anisotropic satellite accretion onto the Local Group with HESTIA
宇宙网如何滋养晕圈，并为星系形成提供燃料，这是一个具有广泛意义的开放性问题。本研究探讨了大规模组装在本地集团的背景下，当地宇宙学采用模拟的初始条件已被约束，以重现当地的环境。这项研究的目的是检查银河系和仙女座星系的卫星吸积方向是否与宇宙网有关。分析考虑了HESTIA模拟套件中的三个高分辨率模拟，以及导出的速度剪切和潮汐张量。我们注意到在本星系群的吸积历史中有两个时期，以$z \approx 0.7$为界。我们还发现，卫星可以旅行到$\sim 4$ Mpc，相对于他们的父母晕之前，通过其病毒半径$R_{200}$。最后，我们观察到一个强烈的方向与最慢的崩溃轴$\vec{e_3}$的潮汐和剪切张量，这意味着卫星的本地集团起源于宇宙网的一个特定区域，并通过吸积过程向我们引导。这种排列是由卫星进入在早期的下降时代，即$z>0.7$。
2022-08-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Pre-Infall Magellanic Analog-Corona and Stream formation in the \textsc{HESTIA} cosmological simulations
在HESTIA模拟中识别出麦哲伦云入流前类似体，其通过潮汐作用形成约150 kpc的中性气体流，并发现恒星成分与中性流不同相，为理解麦哲伦系统提供参考。
2025-09-22 astro-ph.GA
Kinematic patterns of the enriched gas phase in the Local Group {\sc Hestia} simulations
本研究利用 {\sc Hestia} 高分辨率模拟分析 Local Group 中六种离子的运动学，发现质心-反质心方向存在速度偶极子，支持 Milky Way 朝质心方向迎着气体运动的范式，且内部区域压力更高。
2025-08-11 astro-ph.GA
Statistical Predictions of the Accreted Stellar Halos around Milky Way-Like Galaxies
Yale University（耶鲁大学）；University of Bath（巴斯大学）
研究通过SatGen框架的新半解析模型，统计分析银河系类星系吸积恒星晕的形成过程，发现其主要由少数前身构建，并对最 massive 卫星的命运敏感，同时利用随机森林回归量化观测属性对晕组装历史的恢复能力。
2026-04-07 astro-ph.GA
A correlation between accreted stellar kinematics and dark matter halo spin in the ARTEMIS simulations
我们报告的盖亚香肠土卫二（GSE）类似物的存在和暗物质晕旋转的ARTEMIS模拟银河系类星系之间的相关性。在高径向轨道上包含大量吸积恒星的晕（如GSE）平均自旋比具有更各向同性恒星速度分布的对应物低。修正后的自旋参数$λ^\prime$的中值在现今相差$\sim1.7$倍，当远离维里平衡的晕被去除时，具有相似的值。我们还表明，吸积星构成一个较小的比例，恒星星族的晕包含GSE类似物，并剥离卫星与恒星质量通常小$\sim4$倍。我们的研究结果表明，更高的自旋DM晕没有GSE的功能是由于合并与大卫星的恒星质量$\sim10^{10}M_\odot$，这不会导致突出的径向各向异性的功能，如GSE。
2022-12-05 astro-ph.GA
Accreted stars and stellar haloes of simulated galaxies in TNG50
Facultad de Matemática, Astronomía, Física y Computación, UNC（数学、天文学、物理与计算科学学院，科尔多瓦国立大学）；Instituto de Astronomía Teórica y Experimental, CONICET–UNC（理论与实验天体物理研究所，阿根廷国家科学研究委员会-科尔多瓦国立大学）；Observatorio Astronómico de Córdoba, UNC（科尔多瓦天文台，科尔多瓦国立大学）；Department of Physics and Astronomy, University of Victoria（物理学与天文学系，维多利亚大学）
研究通过TNG50模拟揭示了孤立星系外围恒星成分的吸积特征及外晕结构，发现吸积恒星占比随质量降低而减少，外晕质量与吸积恒星相关，且低质量系统中金属贫乏恒星更易发现。
2025-10-21 astro-ph.GA
The Eating Habits of Milky Way Mass Halos: Destroyed Dwarf Satellites and the Metallicity Distribution of Accreted Stars
我们使用一套45个放大的无耗散模拟来研究被摧毁的矮星的质量谱，这些矮星对银河系（MW）质量（M_vir ~ 10^12.1 M_sun）晕的吸积恒星质量有贡献。经验模型与（峰值）subhalo质量矮恒星质量，我们使用z=0的观测和流体动力学模拟的限制，估计吸积恒星材料的金属丰度分布。对吸积恒星质量贡献最大的是质量相对较大的矮星，其M_star约为10^8-10^10 M_sun。具有更多静态吸积历史的晕倾向于具有较低质量的祖星（10^8-10^9 M_sun）和较低的总体吸积恒星质量。超微弱质量（M_star < 10^5 M_sun）的矮星对吸积恒星质量的贡献可以忽略不计（<< 1%），尽管平均金属丰度很低，但提供了一小部分（~2- 5%）[Fe/H] <-2的贫金属恒星。质量为10^5 < M_star/M_sun < 10^8的矮星提供了大量的贫金属恒星物质（~40- 80%），即使是M_star > 10^8 M_sun的相对富金属矮星，如果它们的金属丰度分布具有明显的贫金属尾部，也可以贡献相当大比例（~20- 60%）的贫金属恒星。最后，我们发现，一个静止的组装历史的MW晕的一般假设似乎是在紧张与其幸存的矮星的质谱。我们认为，MW可能是一个“短暂的化石”，一个静止的晕与最近的吸积事件（S），掩盖了前面的形成历史的晕。
2016-01-28 astro-ph.GA
HIDES -- I. The population and diversity of HI-rich 'dark' galaxies in the Hestia and Auriga simulations
Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics, Peking University（北京大学 Kavli天文学与天体物理研究所）；Key Laboratory for Computational Astrophysics, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台计算天体物理学重点实验室）
HIDES研究揭示HI丰富‘暗’星系在不同模拟中的种群特征，发现其多样性由质量组装历史和环境历史共同决定。
2025-11-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
The masses and metallicities of stellar haloes reflect galactic merger histories
有越来越多的观测和理论证据表明，对于具有银河系恒星质量的星系，金属丰度和恒星晕质量之间存在相关性。使用的插图宇宙流体动力学模拟，我们发现，这种关系的出现，因为一个单一的大规模的大规模祖贡献的大部分质量的吸积恒星组件，以及设置其金属丰度。此外，在Illustris模拟中，这种关系在中央星系的吸积恒星质量中延伸了3个数量级。我们发现，对于银河系般的质量星系，吸积金属丰度在一个固定的吸积恒星质量的分散编码的信息占主导地位的吸积祖恒星质量，而径向密度和金属丰度梯度的吸积恒星组件编码的信息占主导地位的祖吸积的时间。我们证明，对于银河系般的质量星系，Illustris模拟预测，总吸积恒星成分的金属丰度和恒星质量可以重建从沿短轴边缘盘星系的恒星晕的孔径测量。这些相关性突出了恒星晕观测研究的潜力，以量化我们对星系生长历史中最主要事件的理解。我们探索我们的模型的影响，我们的银河系，M31和NGC 5128的吸积历史的理解。特别是，一个相对较晚的大规模吸积有利于M31，此外，我们提供了第一个估计的吸积恒星质量的NGC 5128。
2017-11-27 astro-ph.GA
Contributions to the accreted stellar halo: an atlas of stellar deposition
恒星晕的吸积成分是由几个卫星的贡献组成的，它们以不同的质量，在不同的时间，在不同的轨道上落在它们的宿主上。这项工作使用了一套理想化的，无碰撞的N体模拟较小的合并和粒子标记技术，以了解这些不同的成分如何塑造每个贡献的吸积晕，在密度和运动学。我发现，更大质量的卫星将它们的恒星更深地沉积在宿主的引力势中，动力学摩擦使其产生明显的分离。早期的吸积事件对晕的内部区域贡献更大;更集中的次晕通过增加的动力学摩擦下沉更深。落星时母星的轨道圆度只对低质量卫星很重要：动力摩擦有效地辐射了最大质量的小合并，消除了卫星与宿主维里质量比$\gtrsim1/20$的落星轨道印记。每个卫星贡献的恒星的运动学也与卫星质量有关：低质量卫星贡献快速移动的种群，在有序的旋转和径向速度色散中。反过来，大质量卫星的贡献具有较低的速度色散，并因动力学摩擦而失去角动量，导致强烈的径向各向异性。
2016-09-02 astro-ph.GA
Progenitor diversity in the accreted stellar halos of Milky Way-like galaxies
通过对比三个模拟套件，发现银河系吸积恒星晕的径向多样性较低，主要由约2个早期吸积的前身星系主导，这与其他模型预测的平均值不同。
2025-02-25 astro-ph.GA
Reconciling observed and simulated stellar halo masses
我们使用宇宙学流体动力学模拟银河系质量的星系从消防项目评估各种战略估计星系的恒星晕的质量从深，集成光图像。我们发现很好的协议与集成光观测，如果我们模仿观测方法来测量质量的恒星晕通过选择区域的图像通过投影半径相对于磁盘规模的长度或其表面密度在恒星质量。然而，这些观测方法系统地低估了吸积恒星的组成部分，在我们的（和大多数）模拟中定义为在宿主星系外形成的恒星质量，高达十倍，因为吸积成分集中在中心，因此基本上被银河系盘所掩盖。此外，这些观测方法引入虚假的依赖关系的估计吸积恒星的恒星质量和大小的星系，可以模糊的趋势吸积恒星质量预测的宇宙学模拟，因为我们发现，在我们的模拟中的大小和形状的中央星系是不是强烈相关的组装历史的吸积恒星晕。这种影响仍然存在，无论星系被视为边缘或面对。我们表明，金属丰度或颜色信息可能提供一种方法，更干净地描绘在观测中的吸积星占主导地位的地区。在没有额外数据的情况下，我们警告说，仅从单波段图像中估计吸积恒星成分的质量应作为下限。
2019-11-04 astro-ph.GA
The accreted stellar haloes of Milky Way-mass galaxies as a probe of the nature of the dark matter
本研究利用基于EAGLE模型的宇宙流体动力学模拟，对比冷、温、自相互作用暗物质模型下银河系质量星系的并合恒星晕性质，发现恒星晕相空间结构可作为区分暗物质模型的探针。
2025-09-02 astro-ph.GA
The role of accreted and in situ populations in shaping the stellar halos of low-mass galaxies
本研究基于Auriga Project的17个模拟矮星系，分析了恒星晕的演化与吸积历史，发现低质量矮星系恒星晕由原位物质主导，而高质量矮星系外围则由吸积成分主导。
2025-06-02 astro-ph.GA
Mass of the dynamically hot inner stellar halo predicts the ancient accreted stellar mass
星系动力学结构是星系聚集历史的化石记录。通过分析宇宙流体动力学模拟TNG 50，我们发现，一个动力学结构，我们称之为“热内恒星晕”，定义的恒星动态热轨道与圆度$λ_z < 0.5$在$3.5\,{\rm kpc}<r \lesssim 2\,R_e$，是一个强有力的指标吸积卫星星系的质量。我们发现这个热的内部恒星晕的质量和总的异位恒星质量之间有很强的相关性。这与有史以来最大质量的次级星系的恒星质量也有类似的强相关性。这些TNG 50相关性与其他模拟预测的结果是一致的，例如TNG 100在整个研究质量范围内（星系恒星质量$M_*$，在$10^{10.3-11.6}$ \，\Msun \，范围内）和EAGLE对$M_* \gtrsim 10^{10.6} $ \，\Msun \，星系的预测。这表明我们的预测在不同的星系形成和反馈模型中是稳健的，并且在很宽的数值分辨率范围内保持。炽热的内晕是大质量恒星合并的产物，内晕恒星有三个主要的物理来源：从大质量卫星上吸积和剥离，由主祖星的凸起和/或盘合并而动态加热，以及由合并过程中触发的恒星形成形成而形成。本文定义的热内恒星晕的质量是一个可以通过对积分场单位光谱数据应用人口轨道叠加方法来鲁棒地获得的真实星系的量，达到$\sim2\,R_e$的距离，这是可能的与当前的观测。因此，本文表明，积分场单位观测和星系内部区域的动力学模型提供了一种方法来定量确…
2022-01-14 astro-ph.GA
The "Building Blocks" of Stellar Halos
星系的星晕编码了它们的吸积历史。特别是，晕的金属丰度中位数主要由最大质量的吸积物体的质量决定。我们使用流体动力学宇宙学模拟从APOSTLE项目研究恒星质量，金属丰度分布，恒星年龄分布的晕和它的最大质量的祖先的身份之间的联系。我们发现，吸积晕中的恒星星族典型地类似于现今矮星系中的旧恒星星族，其恒星质量$\sim 0.2-0.5$ dex大于恒星晕。这表明，如果它们没有被吸积，恒星晕的原始祖先可能会进化成类似于附近典型的矮不规则星。
2017-08-02 astro-ph.GA
Explaining the chemical trajectories of accreted and in-situ halo stars of the Milky Way
银河系在100亿年前经历了最后一次重大的合并，当时盖亚-土卫二-香肠（GES）被吸积。吸积的GES星和合并前诞生的祖星构成了内晕的大部分。尽管这两个主要的晕星群体在合并前有相似的恒星形成$durations$，但它们在[ $α$ /Fe]-[Fe/H]空间上是不同的，GES群体在相对较低的[Fe/H]值时弯曲到较低的[ $α$ /Fe]。我们使用宇宙学模拟的“银河系”认为，不同的轨道的晕星通过[ $α$ /Fe]-[Fe/H]平面是由于在他们的恒星形成历史和效率的差异，与低质量的GES有其低和恒定的恒星形成调节反馈，而较高的质量的主要祖星合并前有较高的恒星形成率。GES较低的恒星形成效率导致较低的气体污染水平，将[ $α$ /Fe]-[Fe/H]轨道推向左侧。此外，恒星形成速率的增加使得同一时期形成的主要祖先星群中II型SNe对Ia型SNe的相对贡献更高，从而维持了相对较高的[ $α$ /Fe]。因此，GES恒星在[ $α$ /Fe]-[Fe/H]平面上的不同位置的下降并不反映不同的恒星形成持续时间，而是反映不同的恒星形成效率。我们认为，宇宙学模拟匹配广泛的独立观察，打破简并存在于简单的模型。
2020-04-16 astro-ph.GA
Ages and kinematics of chemically selected, accreted Milky Way halo stars
我们利用[Mg/Mn]-[Al/Fe]化学丰度平面来帮助识别在APOGEE调查的第14次数据发布中已经吸积到银河系上的附近晕星。应用高斯混合模型，我们发现了一个'斑点'的856可能吸积星，低光盘污染率~ 7%。将样本与盖亚的第二次数据发布进行交叉匹配，使我们能够获得视差和视星等，这对距离和内在光度产生了限制。使用贝叶斯等时线管道，这使我们能够估计吸积恒星的新年龄，典型的不确定性约为20%。我们的新目录进一步补充了轨道参数的估计。团状星的金属丰度介于-0.5至-2.5之间，[Mg/Fe]介于-0.1至0.5之间。它们在金属丰度约为-1.4的贫金属（[Fe/H] < -0.8）晕中占约30%。我们的新年龄主要在8到13 Gyr之间，最古老的恒星金属最少，[Mg/Fe]丰度最高。如果假设这些球状恒星属于一个单一的祖先，那么年龄意味着该系统在大约8 Gyr前与我们的银河系合并，恒星形成进行了大约5 Gyr。动力学参数表明，这样一个单一的祖先将有~ 1011 Msun的总质量，类似于其他作者使用化学演化模型和模拟发现的结果。将斑点星的[Mg/Fe]-[Fe/H]平面的散射与测量到的属于大麦云云的恒星的散射进行比较，表明斑点星确实只包含来自一个祖先的恒星。
2019-03-25 astro-ph.GA
Weighing the stellar constituents of the Galactic halo with APOGEE red giant stars
众所周知，银河系晕中的恒星质量很难确定，因为太阳附近的恒星很少。$\it{Gaia}$的初步证据表明，附近的恒星晕是由一个大规模的吸积事件-称为$\it{Gaia-Enceladus}$或香肠-这些限制现在越来越紧迫。我们测量的质量在运动学上选择的单丰度人口（地图）的恒星晕之间的$-3 <$ [Fe/H] $< -1$和$0.0 <$ [Mg/Fe] $< 0.4$使用红巨星从APOGEE DR 14计数。我们发现，地图是很好的三轴椭球面上的单次幂律拟合，我们表明，幂律斜率$α$的变化，使高$\mathrm{[Mg/Fe]}$人口有$α\sim 4$，而低[Mg/Fe]地图更多的扩展与浅斜率，$α\sim 2$。我们估计恒星的总质量为$M_{*,\mathrm{tot}} = 1.3^{+0.3}_{-0.2}\times10^{9}\ \mathrm{M_{\odot}}$，其中我们估计$\sim 0.9^{+0.2}_{-0.1} \times 10^{9} \mathrm{M_{\odot}}$是吸积的。我们估计具有$e > 0.7$的吸积星的质量是吸积晕质量的$M_{*,\mathrm{accreted},e>0.7} = 3 \pm 1\ \mathrm{(stat.)}\pm 1\ \mathrm{(syst.)}\times10^{8}\ \mathrm{M_\odo…
2020-01-07 astro-ph.GA
Young accreted globular clusters in the outer halo of M31
本文报道了双子座/GMOS对M31外围两个新发现的球状星团的观测结果。这些天体，PAdAS-7和PAdAS-8，位于银河中心半径约87千秒差距，并以约19千秒差距投射到被称为西南云的场晕子结构上。我们测量径向速度的两个集群，确认它们几乎肯定是物理上与此功能。色星等图显示PA-7和PA-8的水平分支都非常短，只有红色;两者的光度[Fe/H] = -1.35 +/-0.15。在这个金属丰度，水平分支的形态是最敏感的年龄，我们使用PA-7和PA-8中看到的独特的配置，以证明这两个对象很可能是至少2 Gyr年轻比最古老的银河系球状星团。我们的观测结果为年轻的球状星团被吸积到M31遥远的外部区域提供了强有力的证据，这种吸积的方式与银河系的既定图像完全一致，并增加了这样一种观点的可信度，即类似的过程在确定一般大型螺旋星系中球状星团系统的组成方面发挥着核心作用。
2012-11-06 astro-ph.GA
In disguise or out of reach: first clues about in-situ and accreted stars in the stellar halo of the Milky Way from Gaia DR2
我们调查的性质的双色星等序列中观察到的盖亚DR2 HR图的恒星具有高横向速度。在最红的颜色序列中的恒星可能是由厚盘人口的动力热尾所主导的。Nissen & Schuster（2010）和APOGEE巡天的信息表明，蓝色序列中的恒星具有元素丰度模式，这可以解释为在其形成过程中恒星形成效率相对较低。在动力学和轨道空间，如“Toomre”，这两个序列显示出明显的重叠，但蓝色序列上的恒星倾向于主导没有或逆行旋转和高总轨道能量的区域。在由轨道的最大垂直偏移与其远心点所定义的平面上，两个序列的恒星重新分布成离散的楔形。我们的结论是，通常被分配到太阳附近的晕的恒星实际上都是吸积星躺在沿HR图中的蓝色序列，和旧银河系盘的低速尾巴，可能是动态加热过去的吸积事件。我们的研究结果意味着，晕人口在原位形成，并负责早期的化学富集之前形成的厚盘还有待确定，并已被定义为在原位恒星晕的银河系的恒星可能实际上是化石记录的最后一次重大合并。
2018-07-06 astro-ph.GA
Accreted Globular Clusters and Horizontal Branch Morphology in the Outer Halo of M31
基于HST测光分析M31外晕48个球状星团水平支形态，发现极红HB星团与吸积子结构显著相关，首次直接证实红HB晕星团起源于卫星吸积，揭示M31比银河系具有更漫长的吸积历史。
2025-06-26 astro-ph.GA
Disentangling Milky Way halo populations at low metallicities using [Al/Fe]
Lund Observatory（隆德天文台）；Universitá degli Studi di Firenze（佛罗伦萨大学）；Uppsala University（乌普萨拉大学）
利用[Al/Fe]区分银河系晕中低金属度下的本地与吞噬星群，通过高精度光谱分析验证其区分能力。
2025-11-12 astro-ph.GA
Partitioning the Galactic Halo with Gaussian Mixture Models
星系晕被认为是与附近的矮星系合并形成的。为了探测星系晕的不同组成部分，我们应用高斯混合模型方法对APOGEE DR 16星表中的贫金属恒星进行了研究，这些贫金属恒星的[Fe/H] $< -0.7$ dex是基于金属丰度、[Mg/Fe]比和空间速度（\textit{$V_R$, $V_ϕ$}）四个参数的。九组被确定与四个从光环通过分析它们在星系中的分布，我们将它们分为三个星系群：厚盘星系群（1、3、4和5）、薄盘星系群（8）和矮星系群（7）。（[M/H]，[Mg/Fe]），（$V_R$，$V_ϕ$），（\textit{Zmax}，\textit{eccentricity}），（\textit{Energy}，\textit{Lz}）和（[Mg/Mn]，[Al/Fe]）坐标。其余两组分别由观测效应（第9组）和薄盘与厚盘之间的截面分量（第2组）引起。结果表明，在极外层吸积晕（第1组）中，银河系中诞生的恒星无论从化学还是运动学上都不能与其他星系中吸积的恒星区分开来。在$-$ 1.6 $<$ [Fe/H] $< -0.7$ dex的中间金属丰度中，吸积晕主要由Gaia-Enceladus-Sausage亚结构（第5组）组成，在化学和运动学空间上都可以很容易地与第4组（原地晕组）区分开来。一些第4族的恒星可能来自于盘状星系，而一些盘状星系的恒星可能会被共振效应散射到高轨道，如\textit{Z…
2021-01-07 astro-ph.GA
The accreted stellar halo as a window on halo assembly in L* galaxies
理论和观测一致认为，类银河系星系的吸积星晕（ASHS）显示出显著的散射。我利用这种随机性来反转晕组装历史（HAH）和灰之间的联系，使用模拟ASHS对应于750 $Λ$ CDM HAH，共享最终位力质量的$M_{h}(z=0)=10^{12.25}M_\odot$。贫/富ASHs的聚集遵循正交生长模式。在快速增长阶段，具有丰富的ASH的颗粒在$0.5\lesssim z_{infall}\lesssim1.5$经历具有高维里质量比（HVMR，$M_s/M_h\gtrsim 0.1$）的吸积事件（AE）。在这些卫星被$z=0$破坏的情况下，这使吸积的恒星质量最大化。在类似的时间，具有较差的ASH的主机通过较小的合并缓慢增长，只有最近的HVMR AE：这导致全球更丰富的卫星群和独特的幸存大质量卫星（恒星质量$\log M_{s,*}/M_\odot\gtrsim 9$）。银河系的几个性质与这个框架的预测相一致，这些预测针对的是具有较差的、集中的灰星的宿主，包括：i）最近人马座和麦哲伦云的陷落，ii）其暗晕的浓度可能高于平均水平，iii）其晕中相当大一部分恒星星族的快速化学富集的特征。
2017-03-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmological Simulations of Satellites around Isolated Dwarf Galaxies
利用高分辨率（12 pc/h）的宇宙学流体动力学变焦模拟，追踪了矮星系卫星的宇宙学起源。为了真实地描述小质量恒星卫星的形成和演化，我们的模型包括一个完整的重子物理处理，包括紫外线自屏蔽的配方。我们发现，迷你晕形成类似矮星系的物体。尽管我们的分辨率很高，但我们的“迷你晕”都没有形成可能被认为是球状星团的物体。相反，这样的物体是在宿主星系的气体盘中形成的。我们研究为什么有些恒星比其他恒星更有效。我们发现，它们的大部分恒星形成气体是在再电离后吸积的，因此小晕的气体在再电离中的存活并不是一个重要因素。相反，关键因素似乎是一个小型光环冷却其最近吸积的气体的能力，这在更大质量的光环中更有效。我们发现，在更密集的环境中，晕遭受更多的合并，使他们能够增加他们的质量，使吸积气体的冷却可以有效地发生。虽然宿主星系只是一个矮星系本身，我们发现，冲压压力是一个有效的手段，吸积迷你晕失去其气体含量，既通过与热晕气体相互作用，也在直接碰撞与气体盘的主机。这些卫星也会被主星系中心附近的潮汐力所破坏。与被破坏的卫星相比，幸存的卫星相对更大，但倾向于稍后坠入宿主星系，从而减少了它们遭受破坏性环境机制和动力摩擦的时间。总之，我们的研究结果表明，卫星的特性主要取决于它们在进入宿主星系之前有效冷却红移范围z=3-5的吸积气体的能力。
2019-06-19 astro-ph.GA
Dead man tells tales: metallicity distribution of the Milky Way stellar halo reveals the past of the GSE progenitor galaxy
本研究通过APOGEE DR17数据识别GSE恒星，测得其碎片负径向金属丰度梯度，结合模拟约束前身星系梯度，证明利用运动积分的化学标记可揭示银河系吸积系统的过往结构与历史。
2023-10-08 astro-ph.GA
Reconstructing the Accretion History of the Galactic Stellar Halo from Chemical Abundance Ratio Distributions
在过去的二十年中，晕星的观测研究已经对吸积矮星系对银河系恒星晕的贡献的数量和性质进行了一些限制，通常利用恒星相空间信息来识别最近的晕吸积事件。在这项研究中，我们测试的前景，使用2-D化学丰度比分布（CARDs）中发现的恒星晕的恒星，以确定其形成历史。首先，我们使用模拟数据从11个“MW样”晕生成卫星模板集的2-D CARD的吸积矮卫星，其中包括从各种质量制度和时代的吸积矮星。接下来，我们从这11个晕中随机抽取恒星化学丰度比（[ $α$ /Fe]，[Fe/H]）的$\sim10^{3-4}$模拟观测样本，为我们的CARD生成潜在密度样本，以便在我们的分析中与我们的模板进行比较。最后，我们使用的期望最大化算法来获得吸积的历史中使用的卫星模板集（STS）和样本大小。对于某些STS使用，我们通常可以确定所有吸积卫星的相对质量贡献在2倍之内。我们还发现，这种方法是特别敏感的老吸积事件涉及低亮度的矮星，如超暗矮星-正是那些事件太古老，被看到的恒星的相空间研究和太暗，被看到的早期宇宙的高z研究。由于我们的结果只利用两个化学维度和不久的将来的调查承诺提供$\sim6-9$尺寸，我们的结论是，这些新的高分辨率光谱调查的恒星晕将使我们能够恢复其吸积历史-和亮度功能的矮星系-整个宇宙的时间。
2015-01-28 astro-ph.GA
The origin of accreted stellar halo populations in the Milky Way using APOGEE, $\textit{Gaia}$, and the EAGLE simulations
最近的工作表明，附近的银河系晕是由一个主要的吸积事件的碎片为主。通过对晕星的APOGEE-DR 14元素丰度和$\textit{Gaia}$ -DR 2运动学的分析，我们证实了这一结果。我们发现，$\sim$ 2/3附近的晕星有高轨道偏心率（$e \gtrsim 0.8$），和丰富的模式典型的大规模银河系矮星系卫星今天，其特征是相对较低的[Fe/H]，[Mg/Fe]，[Al/Fe]，和[Ni/Fe]。高$e$恒星在[Mg/Fe]-[Fe/H]平面上的趋势显示出在[Fe/H] $\sim-1.3$处的斜率变化，这也是相对大质量矮星系中恒星种群的典型特征。低$e$星在观测到的[Fe/H]范围内没有表现出这样的斜率变化，并显示出略高的Mg，Al和Ni丰度。与低$e$的恒星不同，高$e$的恒星会有轻微的逆行运动，有更高的垂直偏移，并达到更大的远心半径。通过比较高$e$星与EAGLE宇宙学模拟中吸积星系在[Mg/Fe]-[Fe/H]空间中的位置，我们将吸积卫星的质量限制在$10^{8.5}\lesssim M_*\lesssim 10^{9}\mathrm{M_\odot}$范围内。我们发现，碎片的轨道偏心率中位数在很大程度上是不变的，因为合并时间，这意味着吸积事件可能发生在$z\lesssim1.5$。低$e$人口的确切性质尚不清楚，但我们假设它是一个组合的$\textit{in situ…
2018-10-30 astro-ph.GA
How well can we unravel the accreted constituents of the Milky Way stellar halo? A test on cosmological hydrodynamical simulations
Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉各拉纳大学）；Astrophysics Research Institute, Liverpool John Moores University（利物浦约翰摩尔斯大学天体物理研究所）
本文评估了检测银河系摄取碎片的方法有效性，发现其在识别近期摄取事件碎片方面有效，但对较早事件效果有限，并存在污染和人工检测问题。
2025-04-14 astro-ph.GA
Role of galactic gaseous halos in recycling enriched winds from bulges to disks: A new bulge-disk chemical connection
我们首次证明，盘星系的气体晕可以发挥至关重要的作用，在回收富含金属的气体喷出的隆起，从而促进化学演化的磁盘。我们的数值模拟结果表明，当星系晕的平均密度（rho_ hg）高达10^{-5} cm^{-3}时，由于气体喷出物和气体晕之间的流体动力学相互作用，盘状星系中来自球壳的富金属星风可以吸积到薄盘上.通过恒星风从膨胀中喷射出来，然后吸积到盘上的气体总量主要取决于rho_ hg和恒星风的初速度。在一组合理的模型参数下，尺度长度为a_d的盘星系中约有1%的球状喷出物可以吸积到R ~ 2.5 a_ d的盘上。我们讨论了这些结果的背景下，令人惊讶的高金属丰度的太阳附近的星系盘星的起源。我们还讨论了这些结果对不同环境中rho_ hg可能不同的盘星系化学演化的影响。
2009-01-10 astro-ph.GA
A tale of two populations: surviving and destroyed dwarf galaxies and the build up of the Milky Way's stellar halo
我们使用磁流体动力学模拟的银河系质量晕御夫座项目研究生存和破坏的矮星系，这些晕在宇宙时间内吸积的属性。我们发现，在各种御夫座晕中，幸存的和被摧毁的矮星在坠落时的组合光度函数是相似的，并且由被摧毁的矮星主导。然而，它对坠落时间有很强的依赖性：被摧毁的矮星通常有早期的坠落时间，$t_{infall}<6$ Gyr，而大多数在$t_{infall}>10$ Gyr吸积的矮星都存活到了今天。由于它们的坠落时间较晚，今天幸存的卫星在坠落时的金属岩含量高于其被摧毁的类似坠落质量的卫星;这种差异对于今天卫星的金属岩来说更加明显，其中许多卫星在坠落后继续形成恒星。与以前的工作一致，我们发现，少数相对大规模的破坏矮星系主导的恒星晕的质量。然而，有一个显着的径向依赖性：虽然90%的质量在内部区域（$<\,20\,$ kpc）的贡献，平均而言，只有3个大规模的祖细胞，外部区域（$>\,100\,$ kpc）通常有$\sim8$的主要祖细胞相对较低的质量。最后，我们表明，一些大规模的祖先占主导地位的吸积星的金属丰度分布，即使在金属穷人结束。与文献中常见的假设相反，质量为$M_{*}<10^7 \, M_{\odot}$的矮星系在$50\,$ kpc内的吸积贫金属恒星（[Fe/H] $<\,-3$）中所占比例不到10%。
2020-10-07 astro-ph.GA
Formation of In Situ Stellar Haloes in Milky Way-Mass Galaxies
我们研究恒星晕的形成在三个银河系质量的星系使用宇宙学的平滑粒子流体动力学模拟，专注于在原地形成的晕星的子集，而不是那些从卫星吸积。在我们的模拟中，原位恒星在恒星晕中占主导地位，达到20 kpc，占其总质量的30- 40%。我们根据它们的起源将原地晕星分为三个简单的，物理上不同的类别：从主星系盘散射的恒星（“加热盘”），从气体顺利地吸积到晕上形成的恒星（“平滑”气体）和从下落的卫星剥离的气体流中形成的恒星（“剥离”气体）。我们发现，大多数属于剥离气类别。那些起源于盘外的平滑气体往往形成于同一时间和地点的剥离气体人口，这表明他们的形成是与相同的富含气体的吸积事件。分散盘星的贡献在整体上可以忽略不计，但在太阳附近是重要的，在那里，大约90%的偏心轨道上的恒星曾经属于盘星。然而，在这一地区晕和厚盘之间的区别是非常模糊的。目前，不同成分的化学和运动学性质非常相似，但在我们的研究中，三个星系之间的原位晕的全球性质有很大不同。在我们的模拟中，结构的层次性积累不仅是吸积恒星晕的驱动力，而且也是原位形成的晕星的驱动力。
2015-10-04 astro-ph.GA
Stellar orbital properties as diagnostics of the origin of the stellar halo
我们研究了在宇宙流体动力学MaGICC模拟中形成的银河状盘星系中晕星的金属丰度、年龄和轨道性质。晕星要么是从卫星吸积而来，要么是在星系盘或星系凸起的地方原位形成，然后被踢到晕中（“原位/踢起”星）。无论它们在哪里形成，这两种类型都显示出惊人的相似的轨道特性：这两种类型的大多数恒星都位于短轴管上，具有与圆盘相同的旋转方向-这意味着大部分卫星都以与圆盘相同的角动量吸积到光环上。
2015-10-18 astro-ph.GA
Simulations of the accreted stellar halos of low-mass field galaxies
本研究结合GALFORM、COCO和STINGS预测低质量星系恒星晕性质，发现吸积成分多样且弥散，并识别出“失败的银河系”群体，其丰度可约束星系形成物理。
2025-06-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Machine Learning for Galactic Archaeology: A chemistry-based neural network method for identification of accreted disc stars
我们开发了一种基于神经网络模型（NNM）的方法（“银河考古学神经网络”，GANN），仅通过化学指纹和年龄来识别星系盘中的吸积星，使用御夫座项目的一套模拟星系。我们在目标星系的局部环境上对网络进行训练，这些环境由恒星晕和幸存的卫星定义。我们证明，这种方法可以检测吸积星的空间混合到光盘。定义了两个性能指标-吸积恒星的恢复分数，以及具有正（吸积）分类的恒星是真正结果的概率P（TP）。由于NNM的输出类似于一个指定的概率，我们能够根据灵活的阈值来确定积极性，这些阈值可以很容易地进行调整，以改进对假定吸积恒星的选择。我们发现，GANN识别吸积盘星模拟星系内，具有高恢复分数和/或高P（TP）。我们还发现，在盖亚-土卫二-香肠（GES）质量系统中的恒星在大多数情况下（18/24）被我们的NNM恢复了50%以上。此外，几乎每一个吸积恒星的来源都被检测到其在盘中的峰值恒星质量的10%或更多。我们还证明，一个聚集的NNM，从所有的御夫座星系的光环和卫星星训练提供了最一致的结果，并可能被证明是一个有趣的未来的方法，因为我们的观测能力扩大。
2022-07-19 astro-ph.GA
Identifying Contributions to the Stellar Halo from Accreted, Kicked-Out, and In Situ Populations
[摘要]我们提出了一个中等分辨率的光谱调查晚型巨星在银河系中纬度（30 $^{\circ}<|b|<60^{\circ}$），旨在探测这个人口的性质，距离$\sim$ 9千秒差距。由于M巨星通常富含金属，并且我们受到纬度选择的薄盘星的污染有限，因此调查中的大多数恒星预计都是厚盘的成员（$<$ [Fe/H] $>\sim$ -0.6），附近晕中富含金属的成分也有一定的贡献。在这里，我们报告了1799颗恒星的第一次结果。这些恒星的视向速度（RV）分布作为l的函数，显示出（1）预期的厚盘星群和（2）局部富金属晕星相对于盘高速运动，在某些情况下在RV- $l$空间中形成不同的序列。对其中34颗“RV离群星”进行的高分辨率阶梯光谱显示了[Ti/Fe]-[Fe/H]平面上的以下模式：其中17颗恒星的丰度与银河系矮卫星的丰度相似; 8颗恒星的丰度与银河系盘的丰度一致，并具有更富金属的晕;其中九颗恒星落在晕中大多数恒星所定义的轨迹上。RV异常值的化学丰度趋势表明，该样本主要由坠落矮星系吸积的恒星组成。RV异常样本中的一小部分恒星可能是在银河系内部形成的，随后被踢到更高偏心率的轨道上，但样本不够大，无法最终区分这种解释和这些恒星代表厚盘速度分布尾部的替代方案。我们的数据并不排除少数样本可能是由气体{ \it原位}在其当前轨道上形成的可能性。
2013-01-27 astro-ph.GA
The Gaia DR3 view of dynamical substructure in the stellar halo near the Sun
来自过去合并事件的碎片是预期的，在某种程度上，已知会填充太阳附近的恒星晕。我们的目标是确定和补充使用盖亚DR 3数据的金属丰度和化学丰度的信息LAMOST LRS和APOGEE晕星在2.5千秒差距内从太阳合并碎片。我们利用一个单一的链接为基础的聚类算法，以确定过密度的运动空间的积分，可能是由于合并碎片。结合金属丰度信息和化学丰度，我们将这些统计上显著的超密度。我们发现局部恒星晕包含7个主要的动力学群，有些是原地起源的，有些是吸积起源的，其中大部分是已知的。我们报告发现了一个新的子结构，我们命名为ED-1。此外，我们还发现了11个独立的较小团块的证据，其中5个是新的：ED-2，3，4，5和6通常是相当紧的动态，描绘了一个小范围的金属丰度，其丰度时，以及它们在运动空间积分的位置，建议一个吸积的起源。当地的晕包含一个重要的数量的子结构，原位和增生的起源。
2022-07-19 astro-ph.GA
Close Binary Fractions in accreted and in-situ Halo Stars
本研究利用 Gaia DR3 数据和贝叶斯框架分析原位与吸积晕族恒星的径向速度分布，发现吸积恒星双星比例略高，且贫金属恒星双星比例更高，为银河系双星形成与演化提供了新见解。
2024-11-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Milky Way has no in-situ halo other than the heated thick disc. Composition of the stellar halo and age-dating the last significant merger with Gaia DR2 and APOGEE
基于对盖亚DR2数据的分析，以前的研究表明，吸积星，可能来自一个单一的祖先卫星，是我们银河系晕的重要组成部分，可能构成了$\rm [Fe/H] < -1$的大部分晕星，距离太阳几千秒差距以内。在本文中，我们耦合的天体测量数据从盖亚DR 2与APOGEE DR 14的元素丰度的运动学和化学的特点，在原位和增生的人口高达$\rm [Fe/H] \sim -2$。吸积恒星似乎显着影响银河系的化学运动学关系，不仅在$\rm [Fe/H] < -1$，而且在金属丰度典型的厚和金属贫薄盘。它们占$\rm [Fe/H] < -1$所有恒星的60%，剩下的40%是由（弱金属）厚盘星组成。我们发现，恒星运动化石记录显示了这个吸积事件留下的印记，加热了旧的银河系盘。我们能够确定这个运动学印记的年龄，表明吸积发生在9到11 Gyr之前，它导致了银河系圆盘的最后一次显着加热。在星系晕中，发现了一个重要部分的恒星，其丰度是典型的（富含金属的）厚盘，并被这种相互作用加热。事实上，在距离太阳几千秒差距的运动学定义的晕中，大约有一半是由富含金属的厚盘星组成的。此外，我们认为，这种富含金属的厚盘组件占主导地位的恒星晕的内银河系。从这项研究中出现的新图片是标准的非旋转原位晕人口，崩溃的晕，似乎比以往任何时候都更加难以捉摸。
2019-09-10 astro-ph.GA
Unravelling the mass spectrum of destroyed dwarf galaxies with the metallicity distribution function
吸积的恒星星族是由被摧毁的星系的残余物组成的，并且经常支配着银河系等星系的“恒星晕”。这个外部贡献者的集合是一个星系过去组装历史的关键指标。我们介绍了一种新的统计方法，使用未分组的金属丰度分布函数（δ）的恒星星族估计其祖先的质谱。我们的模型利用了著名的星系的质量-金属丰度关系，并假设单个祖先的高斯分布：因此，整体的质量分布是来自较小星系的MDF的混合物。我们应用该方法的MW的恒星晕，以及经典的MW卫星星系。卫星星系的恒星成分具有相对较小的样本量，但我们没有发现任何证据表明吸积人口L > Lhost/100。我们发现MW恒星晕在10 kpc范围内有N~1-3个大质量的祖星（L > 10^8 L_Sun），可能总共有几百个祖星。我们还测试了我们的方法模拟兆瓦质量晕，并发现我们的方法是能够恢复真实的吸积人口的两个因素。未来的数据集将为MDF提供数量级更多的恒星，这种方法可能是一种强大的技术，可以将MW及其卫星的吸积种群量化到超微弱的矮质量尺度。
2023-02-28 astro-ph.GA
The Chemical Diversity of the Metal-Poor Milky Way
基于GALAH DR3数据，采用PCA和XD方法分析9,923颗贫金属恒星的17种化学丰度，识别出10个恒星群，揭示了银河系各星族的化学特征与组装演化历史。
2024-07-26 astro-ph.GA
Low-metallicity stellar halo populations as tracers of dark matter haloes
我们分析了在$Λ$ -冷暗物质方案中模拟的八个银河系质量星系中的恒星晕种群的密度分布。我们发现，吸积星可以很好地拟合Einasto配置文件，以及根据金属丰度定义的任何子样本。我们检测到一个明确的相关性之间的Einasto拟合参数的低金属丰度恒星星族和那些的暗物质晕。恒星与[Fe/H] $<-3$的相关性使我们能够预测$\sim 10 $ %的残差内的暗物质配置文件的形状，如果原位恒星的贡献仍然很小。使用Einasto参数估计的银河系的恒星晕，并假设后者形成的吸积低质量卫星的显着贡献，我们的模拟预测$α\sim 0.15 $和$r_2 \sim 15$ kpc的暗物质配置文件。这些值，结合观测到的估计当地的暗物质密度，产生一个封闭的暗物质质量在$\sim 8$ kpc的范围内$3.9 - 6.7 \times 10^{10}$ M $_{\odot}$，与最近的观测结果一致。这些发现表明，低金属丰度恒星晕可以存储有关DM晕的信息。即将到来的观察将有助于我们进一步约束我们的模型和预测。
2014-07-22 astro-ph.GA
An old, metal-rich accreted stellar component in the Milky Way stellar disk
我们研究的可能性，银河系的冷恒星盘包括合并与古老的恒星。星系团被认为是以等级的方式形成的，在那里较小的（原）星系合并成较大的星系。星系中的恒星，如银河系，在它们的运动和元素丰度中包含了过去事件的痕迹，可以用来从主星系中形成的恒星中分离合并残留物。银河系的合并历史通常被理解为在恒星晕中特别容易研究。欧空局天体测量卫星盖亚的出现使人们能够探测到光环中的全新结构，如盖亚-土卫二-香肠。然而，模拟也表明，合并可能对冷恒星盘的形成很重要。结合元素丰度的100个巨大的分支恒星从APOGEE DR 17和盖亚的天体测量数据，我们使用元素丰度比找到一个迄今为止未知的，旧的恒星组成部分在银河系的冷恒星盘。我们进一步确定了一个小样本的RR天琴座变量与磁盘运动学，也显示出相同的化学签名吸积红巨星在磁盘。这些恒星使我们能够确定吸积成分中恒星的年代。我们发现它们都是老的。
2022-06-08 astro-ph.GA
Blind source separation of the stellar halo
本研究利用非负矩阵分解对银河系恒星晕的化学信息进行盲源分离，划分原位与吸积成分，并确定过渡边界及吸积比例。
2025-09-08 astro-ph.GA
Unsupervised Chemo-Dynamical Dissection of the Inner Galactic Halo: Discovery of Five Accreted Substructures with SDSS-V and Gaia
Institute of Graduate Studies in Science, Istanbul University（伊斯坦布尔大学研究生科学学院）；Faculty of Science, Department of Astronomy and Space Sciences, Istanbul University（伊斯坦布尔大学理学院天文与空间科学系）
基于SDSS-V和Gaia数据，采用无监督机器学习（UMAP和HDBSCAN）对2185颗化学选源星进行12维化学-动力学分析，发现五个新的紧密束缚候选子结构（FO1-FO5），其中FO2显示显著的氮增强，表明来自瓦解的大质量球状星团的潮汐碎片。
2026-05-22 astro-ph.GA
The mass and redshift dependence of halo star clustering
Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学）；Shanghai Key Laboratory for Particle Physics and Cosmology（上海粒子物理与宇宙学重点实验室）
本研究利用 IllustrisTNG 模拟和两点相关函数，揭示了晕星空间聚集性对宿主晕质量和红移的依赖性，发现聚集受相混合与新吸积恒星双重影响，且大质量晕的晚期组装削弱了聚集与形成红移的相关性。
2024-10-03 astro-ph.GA
Evidence from the H3 Survey that the Stellar Halo is Entirely Comprised of Substructure
在$Λ$ CDM范例中，银河系恒星晕被预测为较小系统的吸积碎片的港湾。为了识别这些系统，H3光谱测量与$Gaia$相结合，正在收集遥远星系的6D相空间和化学信息。在这里，我们使用$|b|>40^{\circ}$和$|Z|>2$千秒差距的5684颗巨星的样本，提出了一个距离银河系中心50千秒差距以内的结构的全面清单。我们确定了已知的结构，包括高$α$盘，原位晕（盘星加热到偏心轨道），人马座（Sgr），$Gaia$ -香肠-土卫二（GSE），赫尔米流，红杉，和Thamnos。此外，我们确定了以下新结构：（一）Aleph（[Fe/H] $=-0.5$），一个低偏心率结构，令人惊讶的10千秒差距的平面，（二，三）阿诸那（[Fe/H] $=-1.2$）和I'itoi（[Fe/H] PDMATHAMT），包括与红杉一起的高能量逆行晕，以及（iv）悟空（[Fe/H] $=-1.6$），一种在化学上不同于GSE的超密相空间。对于每个结构，我们提供[Fe/H]，[ $α$ /Fe]和轨道参数。在银河系内诞生的恒星是$|Z|\sim$ 2 kpc（$\approx$ 60 $\%$）的主要组成部分，但它们的相对比例急剧下降到$\lesssim$ 5 $\%$超过15 kpc。在15 kpc以上，晕的$>$ 80 $\%$是由两个大质量（$M_{\star}\sim10^{8}-10^{9}M_{\od…
2020-06-15 astro-ph.GA
The Auriga Stellar Haloes: Connecting stellar population properties with accretion and merging history
我们研究恒星晕的御夫座模拟，一套30宇宙磁流体动力学高分辨率模拟银河系质量的星系与移动网格代码AREPO。我们研究晕的全球性和径向配置文件到$\sim 150$ kpc的每个星系。御夫座晕在质量和密度分布、平均金属丰度和金属丰度梯度、年龄和形状上各不相同，反映了其吸积和合并历史中固有的随机性。与附近的晚型星系的观测比较显示，大多数观测和模拟晕属性之间非常好的协议。然而，御夫座光环通常太大了。我们发现人口梯度和大规模组装的历史之间的连接：星系与几个显着的祖先有更多的大规模晕，拥有大的负晕金属丰度梯度和陡峭的密度分布。吸积星系的数量，无论是破裂或破裂，贡献90%的吸积晕质量范围从1到14，中位数为6.5，它们的恒星质量跨越三个数量级。观测到的晕质量-金属丰度关系很好地再现了御夫座，是由恒星质量和金属丰度的主要卫星贡献者。这种关系不仅被发现的吸积组件，但也为总（吸积+原位）恒星晕。我们的研究结果突出了可观测的晕属性来推断星系的组装历史的潜力。
2019-02-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Age and metallicity of low-mass galaxies: from their centres to their stellar halos
Universidad de La Serena（拉塞雷纳大学）；Liverpool John Moores University（利物浦约翰摩尔大学）；Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；Cardiff University（卡迪夫大学）；University of Bologna（博洛尼亚大学）；INAF, Astrophysics and Space Science Observatory Bologna（意大利国家天体物理研究所博洛尼亚天文与空间科学观测站）；Universität Zürich（苏黎世大学）
研究低质量星系恒星晕的金属licity和年龄，揭示其形成历史，发现金属licity梯度与内禀性质无相关性，且年龄分布呈现U型特征。
2026-05-14 astro-ph.GA
Stellar Halos in Illustris- Probing the Histories of Milky Way-Mass Galaxies
星系周围恒星晕的存在是对Lambda CDM模型等级性质的自然预测。最近对类银河系星系的观测揭示了大范围的恒星晕质量，包括没有统计学意义的恒星晕检测的情况，如M101，NGC 3351和NGC 1042。我们使用的Illustris模拟调查的恒星晕内容的分散，特别是，研究形成的星系与最小的分数，这种扩散组件。恒星晕远不是球形的，这降低了正面圆盘的恒星晕表面亮度。考虑投影效应后，我们发现恒星晕分数f_SH与星系形态和恒星形成速率密切相关，但与环境无关，与观测结果一致。具有最低恒星晕分数的星系是盘状主导的，恒星形成和组装其暗物质晕平均早于具有类似恒星质量的星系。吸积卫星的恒星质量也较低，并且比具有高fSH的中心星具有更早的落入时间。在原位，而不是吸积恒星主导的恒星晕的星系与最低的恒星晕分数，与过渡半径从原位吸积为主r~45千秒差距。我们的结果外推到真正的星系，如M101可能表明，这些星系居住的老晕，经受合并只有在较高的红移和发展相对不受扰动的最后~10 Gyrs。
2018-01-22 astro-ph.GA
Using Action Space Clustering to Constrain the Accretion History of Milky Way like Galaxies
在目前流行的宇宙学范式中，星系是通过大量卫星星系的吸积而分层形成的。由于卫星的质量比主晕小得多，它们只占主晕势能所定义的作用空间的一小部分。由于行动是保守的主机晕的潜力变化时，吸积卫星的恒星预计将保持集群在行动空间的主机晕的演变。在本文中，我们识别吸积卫星星系的三个银河系类盘星系的宇宙学重子FIRE-2模拟通过跟踪卫星星系通过模拟快照。然后，我们试图恢复这些卫星通过应用聚类分析算法Enlink的吸积恒星粒子的轨道行动，在当今的快照。我们定义了几个指标来量化聚类算法的成功，并使用这些指标来识别恢复良好和恢复不良的卫星。我们将这些卫星分布在落星时间-祖星质量（或恒星质量）空间中，并利用分类树方法确定了这两个空间中恢复良好和恢复不良卫星的边界。Enlink发现的组更有可能对应于一个真正的卫星，如果它们具有高的重要性，Enlink分配的数量。由于宇宙学模拟预测，大多数恒星晕有人口的原位恒星，我们测试的Enlink恢复卫星的能力时，样品被污染的10 - 50%的原位恒星粒子，并表明，大多数卫星恢复良好的Enlink在没有原位恒星，保持良好的恢复，即使有50%的污染。因此，我们预计，在未来，在行动空间的聚类分析将是有用的，在即将到来的数据集（如盖亚），以确定在银河系中的吸积卫星。
2021-05-03 astro-ph.GA
A simulation-based inference of the Milky Way merger history
Astrophysics Research Institute, Liverpool John Moores University（利物浦约翰摩尔斯大学天体物理研究所）；Mullard Space Science Laboratory, University College London（伦敦大学学院穆拉德空间科学实验室）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；Department of Applied Mathematics and Theoretical Physics, University of Cambridge（剑桥大学应用数学与理论物理系）；Imperial Centre for Inference and Cosmology (ICIC), Imperial College London（帝国理工学院推断与宇宙学中心）
本研究基于模拟推断银河系合并历史，通过分析吸积恒星的化学和运动学特征，推断了多个已知吸积事件的回溯时间、质量和合并比，并预测了银河系晕质量的演变。
2026-03-12 astro-ph.GA
The Hot, Accreted Halo of NGC 891
星系被热气体的晕所包围，其质量和来源仍然未知。测量最具挑战性的属性之一是金属丰度，它限制了这两个属性。我们提出了一个测量NGC 891周围的金属丰度，一个附近的，边缘上，银河系的模拟。我们发现，热的气体是由低金属含量气体占主导地位的维里温度附近的$kT=0.20\pm0.01$ keV和$Z/Z_{\odot} = 0.14\pm0.03$（stat）$^{+0.08}_{-0.02}$（sys），这种气体共存的较热的（$kT=0.71\pm0.04$ keV）气体集中在附近的恒星形成区域的磁盘。模型选择导致$ΔZ/Z_{\odot} \sim 0.05$的差异，而较高的$S/N$观测值将受到系统误差和等离子体发射模型或丰度比选择的限制。低金属气体是一致的内部扩展晕吸积星系际介质，这已被调制的恒星形成。然而，NGC 891周围的冷气体比热气体多得多，这在吸积或超新星驱动的外流场景中都很难解释。我们还发现了一个弥漫的非热过剩中心的银河系中心，并延伸到5千秒差距以上的磁盘与0.3-10 keV的$L_X = 3.1\times 10^{39}$尔格s $^{-1}$。这种发射与逆康普顿散射或单粒子同步辐射不一致，其来源仍然不清楚。
2018-10-10 astro-ph.GA astro-ph.HE
