Upgraded GMRT observations of the Coma cluster of galaxies: The observations
我们使用升级后的巨型米波射电望远镜在250-500 MHz和1050-1450 MHz波段绘制后发座星系团。这些6.26角秒和2.18角秒分辨率的观测允许详细的无线电结构，以确定所有检测到的无线电源，显示离散点状和扩展的形态。我们提出的32个最亮的（通量密度>= 30毫焦耳）和占主导地位的源的子集的图像，和几个源显示离散点状无线电形态。我们发现，在大多数光源中，光谱的陡化与同步加速器冷却一致，光谱指数的中值为-0.78，这表明约59%的光源具有陡光谱。后发座星系团中射电源的性质和统计特性将在以后的论文中讨论。
2020-09-15 astro-ph.GA
Tracing Kinematic and Chemical Properties of Sagittarius Stream by K-Giants, M-Giants, and BHB stars
在运动积分空间中，我们分别从SEGUE-2、LAMOST和SDSS中选取了$\sim$ 3,000颗人马座（Sgr）流星，包括K巨星、M巨星和BHB。从$X$ - $Z$平面上的速度矢量可以清楚地看出Sgr流的轨道。由K巨星和M巨星追踪的恒星表明，尾流的远银河系半径为$\sim$ 100 kpc。Sgr K-、M-巨星和BHB的金属丰度分布表明，M-巨星平均是最富金属的群体，其次是K-巨星和BHB。所有K巨星、M巨星和BHB都表明，尾臂平均比前臂富含金属，而K巨星表明Sgr碎片是金属最贫乏的部分。Sgr星的$α$ -丰度在低金属丰度（[Fe/H] $<\sim$ $-$ 1.0 dex）时表现出与星系晕星相似的变化趋势，在高金属丰度时则向[ $α$ /Fe]较低的方向演化，这与银河系矮星系$α$ -元素的演化模式接近。在$X$ - $Z$平面上，K巨星的$V_Y$和金属丰度沿银河系中心的视线方向具有梯度，当[Fe/H] $>\sim-$为1.5 dex时，K巨星的$V_Y$随金属丰度的增加而增加。将Sgr流按其在赤道坐标系中的位置分为亮流和暗流，K巨星和BHB表明亮流和暗流呈现不同的$V_Y$和金属丰度，亮流的平均$V_Y$和金属丰度高于暗流。
2019-09-27 astro-ph.GA
Detecting the Sagittarius stream with LAMOST DR4 M giants \& Gaia DR2
我们使用LAMOST DR4 M巨星结合盖亚DR2自行和ALLWISE测光，以获得一个非常纯净的人马座（Sgr）流星的样本。以TiO_5和CaH光谱指数为指标，从LAMOST DR_4光谱中的M颗矮星中筛选出了M颗巨星。综合考虑恒星的位置、距离、自行和角动量分布，我们得到了164颗纯Sgr流星。我们发现，在相同的角动量下，纵臂的能量要高于纵臂。我们探测到的拖曳臂延伸到日心距离为$\sim 130$ kpc的$\tildeΛ_{\odot}\sim 170^{\circ}$，这与\citet{sgr2017}中天琴座RR的特征一致。在M巨星和天琴座RR中的这两个Sgr的探测结果都意味着Sgr流可能包含多个金属丰度范围很广的恒星星族。
2019-02-21 astro-ph.GA
Detection of gamma-ray emission from the Coma cluster with Fermi Large Area Telescope and tentative evidence for an extended spatial structure
许多星系团都有巨大的非热射电辐射晕，表明星系团中存在相对论电子。相对论质子也可能被星系团中的合并和/或吸积冲击加速。这些宇宙射线（CR）电子和/或质子预计分别通过逆康普顿散射或非弹性$pp$碰撞产生伽马射线。尽管人们一直在努力寻找星系团的高能γ射线辐射，但迄今为止仍然缺乏确凿的证据。在这里，我们报告发现$\ge 200$ MeV的伽马射线发射从后发座星系团的方向与9年的{ \it费米}-LAT通行证8数据的未分组的可能性分析。伽马射线辐射的空间形态与巨大的射电晕大致一致，在星团的西南部有明显的过量。利用检验统计分析，我们进一步发现了后发座中心γ射线辐射在空间上延伸的初步证据。扩展分量在0.2 - 300 GeV的能量范围内具有$\sim 2\times 10^{-12}{\rm \ erg\ cm^{-2}\ s^{-1}}$的积分能通量，并且光谱是软的，具有$\simeq-2.7$的光子指数。将γ射线发射解释为CR质子相互作用引起的，我们发现后发座星系团中CR与热压力之比的体积平均值约为$\sim 2\%$。我们的结果表明，星系团可能是一种新型的GeV γ射线源，它们也可能是巨大的CR质子库。
2018-08-16 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Elemental Abundances in M31: First Alpha and Iron Abundance Measurements in M31's Giant Stellar Stream
我们提出了第一次测量的[Fe/H]和[ $α$ /Fe]丰度，使用光谱合成模拟，红巨星分支恒星M31的巨大的恒星流。在距离M31中心17 kpc的投影距离上获得的光谱观测结果，从112颗被确定为M31的目标中，得到了61颗具有[Fe/H]测量值的恒星，其中包括21颗具有[ $α$ /Fe]测量值的恒星。[Fe/H]的测量结果证实了测光金属丰度估计的预期，即M31晕内这一区域的恒星与MW内晕的恒星相比相对富含金属：该区域超过一半的恒星，包括那些与运动学确定的子结构无关的恒星，都有[Fe/H]丰度$> -1.0$。在较低的金属丰度下，该区域的恒星是$α$增强的，而[ $α$ /Fe]随着[Fe/H]的增加而降低，高于[Fe/H] $\gtrsim -0.9$的金属丰度。在这个领域中，有三个运动学成分已经被确定：巨大的恒星流，第二个未知来源的运动学冷特征，以及M31的运动学热晕。我们比较概率[Fe/H]和[ $α$ /Fe]分布函数的每个组件。巨大的恒星流和第二个运动学冷特征具有非常相似的丰度分布，而晕组分更贫金属。虽然目前的样本量很小，但将巨恒星流场中的恒星丰度与文献中M31晕和dSph恒星的丰度进行比较表明，该流的祖先可能比M31现有的dSph或dEs NGC 147和NGC 185更大，并且经历了更高的恒星形成效率。
2019-08-12 astro-ph.GA
The nature of the Eastern Extent in the outer halo of M31
我们提出了第一个全面的光谱研究仙女座星系的东部范围。这个~4度长的管状结构。距离M31中心70-90千秒差距，垂直于仙女座短轴和巨大恒星流，并与C流重叠。在这项工作中，我们探索东范围的属性，以寻找它与巨型恒星流和C流之间的可能联系。本文给出了东延7个视场约50颗红巨星支星的运动学和光度学资料。我们测量了这些场的系统速度，发现它们是-368 km/s < v < -331 km/s，朝向巨型恒星流的速度梯度为-0.51 +/- 0.21 km/s/kpc。我们导出了东延恒星的光度金属丰度，发现它们是贫金属的，其值为-1.0 < [Fe/H]phot < -0.7，a <[Fe/H]phot> ~-0.9。我们发现一致的属性的东部范围，流B和流C，流铬，合理地连接这些功能的子结构之一。流Cp和它的关联球状星团，EC 4，有明显不同的性质，表明一个独立的结构。当我们将东界的性质与巨型恒星流的性质进行比较时，我们发现它们是一致的，尽管金属含量略低，因此东界可能包含从巨型恒星流的祖先剥离的恒星。
2021-04-27 astro-ph.GA
Selecting M-giants with infra-red photometry: Distances, metallicities and the Sagittarius stream
利用LAMOST巡天的M巨星、M矮星和类星体的光谱确认样本，我们评估了WISE $\&$ 2 MASS色切在选择M巨星时的应用效果。WISE带在分离M-巨星和M-矮星方面非常有效，我们提出了一个简单的分类，可以产生一个干净的和相对完整的M-巨星样本。我们推导出一个新的光度关系来估计M-巨星的金属丰度，使用APOGEE调查的数据进行校准。我们发现$(W1-W2)$颜色和$\rm [M/H]$之间有很强的相关性，几乎所有的散射都是由于光度的不确定性。我们发现，以前的光度距离关系，这主要是基于恒星模型，可能是有偏见的，并制定一个新的经验距离关系，调查与金属丰度和恒星形成历史的趋势。基于这些关系，我们研究了人马座流中M-巨星的性质。在轨道平面之间的领先和落后的尾巴的偏移是复制，并通过确定遥远的M-巨星在银河系的反中心的方向，我们确认，以前检测到的碎片在外晕是远心的落后的尾巴。我们还发现了初步的证据，支持在北银河系半球的领先的尾巴附近的现有的密度过大，可能是拖尾的尾巴（所谓的分支C）的延伸。我们已经测量了沿流的金属丰度分布，发现一个明确的金属丰度之间的领先和落后的尾巴，在协议模型的流形成。我们包括一个M-巨人的在线表，以方便进一步的研究。
2016-04-14 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
Classification of field dwarfs and giants in RAVE and its use in stellar stream detection
在明亮恒星的巡天中，有效地将矮星和巨星分开是很重要的，特别是对于通过光度视差关系估计距离的研究。我们使用第二次RAVE数据发布（DR 2）的可用光谱log g估计值，根据混合模型拟合不同色箱中的log g分布，为每颗恒星分配一个成为矮星或亚巨星/巨星的概率。我们进一步尝试使用这些恒星作为一个标记的训练集，以分类的恒星缺乏日志g估计到矮星和巨星的SVM算法。我们评估这种分类对不同的输入特征向量的选择的性能。特别是，我们使用不同的组合约化自行，2 MASS JHK，DENIS IJK和USNO-B B2 R2视星等。我们的研究表明，对于我们的颜色范围来说，红外波段本身并不能提供区分矮星和巨星的相关信息。即使加上光带和约化自行，被归类为矮星的真正巨星的比例（污染）仍然超过20%。仅使用具有可用光谱log g和距离估计的矮星（后者来自Breddels et al. 2010），然后重复Klement，Fuchs & Rix（2008，KFR 08）的流搜索，该搜索假设所有恒星都是矮星，并声称在RAVE DR 1的7015颗恒星样本中发现了V = -160 km/s的新恒星流。我们对纯DR 2矮星样本的重新分析显示，在KFR 08流的相空间位置处有5颗恒星的过密度，金属丰度分布似乎与相对较低旋转速度下的恒星不一致。与几个平滑的银河系模型相比，KFR 08流的平均标准化偏差仅为1.6 $\pm…
2010-10-18 astro-ph.GA
They Might Be Giants: An Efficient Color-Based Selection of Red Giant Stars
提出了一种基于泛星grz和WISE W1和W2光度学的红巨星识别方法。我们利用来自盖亚DR 2的具有精确视差的明亮恒星的子样本来验证基于颜色的选择可靠地将矮星与巨星分开。这个选择是保守的，因为污染很小（约30%），但不是所有的巨星都包括在内（这个选择主要是识别K巨星）。基于颜色的选择可以应用于比$W1\approx16$亮的恒星，比依赖于较浅的2 MASS测光的技术暗两个星等以上。许多溪流和云在生成的天空图中可见，特别是当盖亚DR 2自行运动时，包括人马座流，武仙座-天鹰座云，东部带状结构，麒麟座和室女座高密度。除了新的和已知的恒星流的特性，我们预计，这种方法选择红巨星将使扩散恒星晕的距离超过100千秒差距的详细分析。
2018-06-28 astro-ph.GA
Environmental quenching and hierarchical cluster assembly: Evidence from spectroscopic ages of red-sequence galaxies in Coma
利用362个红序星系的高信噪比光谱数据，研究后发座星系团中恒星星族年龄随星系团中心距离的变化。样品的光度范围很广（0.02-4 L*），从星系团核心延伸到维里半径附近。我们发现一个明显的区别，在所观察到的趋势的巨星系和矮星系。红序巨星的年龄主要由星系质量决定，只有微弱的环境调制，在这个意义上，在较大的星团中心距离的星系稍微年轻。对于红序矮星（质量小于10^10 Msun），质量和环境作为年龄预测因子的作用是相反的：对质量的依赖性很小，但观察到了与投影星团中心半径的强烈趋势。在2.5百万秒差距的限制，我们的样本的矮星的平均年龄大约是一半的矮星附近的集群中心。矮星系年龄的梯度是一个以星系团为中心的全球趋势，并不是由后发座西南部的NGC 4839星系团正在进行的合并所驱动。我们解释这些结果使用环境的历史提取的千年模拟大规模集群的成员。星系团的层次组装自然会导致星系吸积时间的趋势，作为预测的星系团中心半径的函数。平均而言，现在位于星系团核心的模拟星系在任何给定的质量阈值以上加入晕的时间都要早于现在位于星系团外围的星系。我们测试环境淬火模型，其中恒星形成停止在星系中，当它们进入给定质量的晕，或成为卫星星系。该模型广泛地再现了后发座中观察到的梯度，但对于矮星系，环境淬火的效率必须非常高，以符合观察到的强烈趋势。
2011-11-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Modelling simple stellar populations in the near-ultraviolet to near-infrared with the X-shooter Spectral Library (XSL)
我们提出了简单的恒星星族模型的基础上的经验X-shooter光谱库（XSL）从NUV到NIR波长。相对高的分辨率和扩展的波长覆盖范围（$350-2480$ nm，$R\sim10\,000$）的XSL人口模型的无与伦比的特点，使我们更接近桥接光学和近红外研究的中间和老恒星星族。由于我们对恒星的主序星和早期巨星阶段有了很好的了解，现在发现观测和预测的星团的NUV和光学性质之间有很好的一致性是很常见的。然而，中年龄和老恒星星族的近红外光谱对冷K和M巨星敏感。渐近巨星分支，特别是热脉冲渐近巨星分支，决定了$0.5-2$ Gyr老恒星星族的近红外光谱;红巨星分支的尖端决定了年龄大于该分支的恒星族的近红外光谱。我们构建序列的平均光谱的静态巨星，可变丰富的巨人，和富C巨星，包括在模型中分别。该模型涵盖金属丰度范围$-2.2<[Fe/H]<+0.2$和年龄超过50百万年，在近红外光谱比其他模型的基础上经验光谱库更广泛的范围。我们的模型可以再现后发座星系团星系的综合光学颜色在同一水平上的文献中发现的其他半经验模型。在近红外光谱中，模型和后发座星系团的颜色之间有明显的差异。与基于经验库的其他模型相比，XSL模型扩大了近红外指数预测值的范围。我们的模型使得有可能在整个光学和近红外范围内对颜色和光谱特征进行深入研究，以澄清演化的冷星在恒星星族中的作用。
2022-02-17 astro-ph.GA
Chemical compositions and kinematics of the Hercules stream
Famaey et al.（2005）从依巴谷星表中天球赤道以北的恒星中选出了58颗K巨星，并对它们进行了丰度分析。巨星的组成范围[Fe/H]从$-$ 0.17到$+$ 0.42，平均值为$+$ 0.15，相对元素丰度[El/Fe]代表银河系薄盘。选择效应可能使依巴谷星表中的选择偏向于贫金属恒星。我们重新考虑了最近对FG矮星（包括贫金属恒星）的广泛调查（Bensby et al. 2014），为武仙座流提供了类似于58颗巨星的[Fe/H]分布。看起来，这条流是由薄盘中富含金属的恒星主导的。在文献中的建议，该流包括金属贫恒星从厚盘进行了讨论。
2016-05-13 astro-ph.GA
Simultaneous Formation of the Andromeda Giant Southern Stream and the Substructures in the Andromeda Halo
本研究通过模拟M31中一次小质量并合事件，统一解释了仙女座巨南流及多个次结构的形成，并预测了正速度流和仙女座巨南弧的存在。
2025-03-27 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
A Wide Field Map of Ultra-Compact Dwarfs in the Coma Cluster
本文利用哈勃望远镜数据构建后发星系团致密恒星系统大样本，发现UCD的质量-星等关系、双峰形成迹象及其在巨椭圆星系周围更集中的分布特征，并定量比较了UCD与球状星团的空间分布差异。
2025-07-09 astro-ph.GA
Chemodynamically Characterizing the Jhelum Stellar Stream with APOGEE-2
我们提出的红巨星的运动学和化学配置文件的APOGEE-2调查的方向上的Jhelum恒星流，银河系的子结构位于银河系的内晕在距离太阳的$\approx$ 13千秒差距。从6个远地点-2杰赫勒姆点，我们隔离的恒星与log（$g$）$<$ 3.5，留下的样本289红巨星。从这个远地点巨星的样本中，我们确定了七颗与$Gaia$ DR 2的天体测量信号一致的恒星。在这七颗星中，有一颗落在RGB上，与\cite{ji20}呈现的杰赫勒姆星的顺序相同。这个新的杰赫勒姆成员的[Fe/H]=-2.2，位于红巨星分支的顶端。通过选择高轨道偏心率，富含金属的恒星，我们在我们的APOGEE样本中识别出可能与$Gaia$ -土卫二-香肠（GES）合并有关的红巨星。我们比较了Jhelum星和GES星的丰度分布，发现$α$元素的趋势相似，正如预期的低金属丰度人口。然而，我们发现，GES和杰赫勒姆星的轨道一般不符合一个共同的起源。APOGEE杰赫勒姆恒星和其他已确认的恒星流成员的化学丰度与已知恒星流中的恒星相似，因此与该恒星流的祖先的吸积矮星系起源相一致，尽管我们不能排除球状星团的起源。
2021-03-12 astro-ph.GA
Tracing Sagittarius Structure with SDSS and SEGUE Imaging and Spectroscopy
我们表明，人马座矮潮汐流可以追溯到非常红的K/M-巨星从SDSS测光选择。这些恒星的一个子集被SEGUE和SDSS光谱证实，2 MASS和SDSS M巨星的距离标度被校准到RR天琴座距离标度。巨分支尖端K/M巨星的绝对g带星等为M_g=-1.0。M巨星和BHB星的视线速度是空间上一致的Sgr矮潮汐流与以前的作者是一致的，加强了需要新的模型，可以解释所有的Sgr潮汐碎片流的观测。我们估计恒星密度沿潮汐尾巴，可用于帮助约束未来的模型。K/M-巨星、BHB和F-关断星位于低表面亮度潮汐流中，与主要的Sgr矮星潮汐尾相邻，它们的速度和金属丰度与潮汐尾中的恒星相似。K/M巨星与BHB和BHB与F-关闭星的比率对于领先的潮汐尾的两个分支也是相似的。我们发现，有一个额外的低金属丰度潮汐流附近的SGR尾随潮尾。
2009-05-29 astro-ph.GA
NGC 4869 in the Coma cluster: twist, wrap, overlap and bend
升级后的巨型米波射电望远镜已被用来对后发座星系团中的头-尾射电星系NGC 4869进行成像，其角分辨率在250-500兆赫波段为6.26角秒，在1050-1450兆赫波段为2.18角秒。存档的传统GMRT数据也被用于在610 MHz、325 MHz、240 MHz和150 MHz下以4.9至21.8弧秒的角分辨率对源成像。我们发现，~200 kpc尺度的射电形态由5个不同的区域组成，在~1.4弧分（= 38.8 kpc）和一个脊在~3.4弧分（= 94.2 kpc）从头部明显存在的捏。在距头部约3.5弧分（= 97千秒差距）处的约70度急剧弯曲可能是由于投影效应。无线电频谱显示出作为与头部距离的函数的渐进的频谱变陡，并且在喷流的6-208弧秒（= 2.8-96.1千秒差距）区域中可能存在同步加速器电子的再加速和磁场的再生成。我们报告了一个陡峭的频谱鞘层包裹着一个平坦的频谱脊柱，暗示了一个横向速度结构，一个快速移动的脊柱包围着一个缓慢移动的鞘层。我们还导出了辐射电子的寿命和均分参数。对于这个特征的一个合理的解释是，垂直于尾部方向的发射脊是一个直的、准直的射电喷流在穿过表面亮度边缘时由于开尔文-亥姆霍兹不稳定性而产生的耀斑。
2020-09-15 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
Elemental Abundances in M31: Gradients in the Giant Stellar Stream
我们分析了现有的测量[Fe/H]和[ $α$ /Fe]的个别红巨星分支（RGB）在巨大的恒星流（GSS）的M31，以确定是否存在空间丰度梯度。这些测量值是使用光谱合成技术从低分辨率（$R \sim 3000$）和中等分辨率（$R \sim 6000$）凯克/DEIMOS光谱学中获得的，作为M31调查中元素丰度的一部分。从62个RGB恒星的样本跨越GSS在17，22和33投影kpc，我们测量的[Fe/H]梯度$-$ 0.018 $\pm$ 0.003 dex kpc $^{-1}$和可忽略的[ $α$ /Fe]梯度与M31中心半径。我们调查GSS的丰度模式外晕使用额外的[Fe/H]和[ $α$ /Fe]测量位于沿流在45和58投影千秒差距。这些丰度提供了初步的证据，证明在GSS中超过40 kpc的[Fe/H]和[ $α$ /Fe]趋势与33 kpc内的趋势一致。我们还比较了GSS丰度65 RGB星位于沿可能相关的东南（SE）货架子结构在12和18预计千秒差距。的GSS和SE货架的丰度是一致的，支持一个共同的起源假设，虽然这种解释可能会复杂的存在下，在GSS的[Fe/H]梯度。我们讨论的背景下，从文献中的光度研究的丰度模式和探索的GSS祖的属性的影响，这表明高$\langle$ [ $α$ /Fe] $\rangle$的GSS（+0.40 $\pm$ 0.05 dex）有利于其形成的主…
2021-05-05 astro-ph.GA
New tidal debris nearby the Sagittarius leading tail from the LAMOST DR2 M giant stars
我们报告了两个新的潮汐碎片附近的人马座（Sgr）的潮汐流在北银河帽确定的M巨星在LAMOST DR 2数据。天区面积为$210^\circ<$ $<290^\circ$，距离为10- 20千秒差距，[Fe/H] $<-0.75$的M巨星，速度分布呈现明显的双峰性。我们将这两个峰分别记为Vel-3+83和Vel+162+26，前者相对于在相同$Λ$处观测到的Sgr前导尾的平均速度在-3kms $^{-1}$以内，而后者相对于Sgr前导尾的平均速度为162 kms $^{-1}$。尽管Vel-3+83的投影$Λ$ -- $V_{gar}$关系与Sgr前导尾非常相似，但相对于Sgr前导尾的$Λ$ --距离关系的相反趋势表明Vel-3+83与Law & Mauriski模拟的Sgr潮流的任何分支具有不同的三维运动方向。因此，我们建议它是一个新的潮汐碎屑不相关的Sgr流。类似地，另一个亚结构Vel+162+26与Chou等人发现的NGC群相同，也与Sgr潮流向不同方向移动，这意味着它可能与Sgr潮流有不同的起源。
2016-04-19 astro-ph.GA
Collision tomography: Physical properties of possible progenitors of the Andromeda stellar stream
为了揭示仙女座巨型星流的前身，我们使用$N$体模拟研究了一个吸积卫星星系和仙女座星系之间的相互作用。一个全面的参数研究与247个模型进行了不同的大小和质量分布的祖矮星系。我们表明，结合能的祖是在复制仙女座巨型恒星流和仙女座星系周围的壳状结构的关键参数。作为模拟的结果，祖必须满足一个简单的标度关系之间的核心半径，总质量和潮汐半径。使用这种关系，我们成功地约束的物理性质的祖细胞具有从$5\times10^8 M_\odot$到$5\times10^9 M_\odot$和中心表面密度周围的$10^3\, M_\odot\, \mathrm{pc}^{-2}$的质量。我们的结果和附近观测到的星系之间的详细比较表明，仙女座巨星流的可能的祖先包括一个矮椭圆星系，一个矮不规则星系，和一个小旋涡星系。
2016-06-10 astro-ph.GA
The HERON Coma Project: Exploring the low-surface-brightness frontiers in the Coma cluster
Universidad de Córdoba（科尔多瓦大学）；University of California Los Angeles（加州大学洛杉矶分校）；NASA Ames Research Center（美国国家航空航天局艾姆斯研究中心）；Instituto de Astrofísica de Andalucía–CSIC（安达卢西亚天体物理研究所-西班牙高等科学研究委员会）；University of Washington（华盛顿大学）
HERON Coma项目利用优化低表面亮度观测的地基望远镜，对后发星系团开展深成像巡天，成功探测到巨椭圆星系延展结构，为研究后发星系团形成提供新数据并公开校准图像。
2026-09-03 astro-ph.GA astro-ph.IM
A feather on the hat: Tracing the giant stellar stream around the Sombrero galaxy
最近在草帽星系（M104）晕中发现的极富金属恒星的证据表明，这个星系最近经历了一次与一个相对巨大的星系的合并。在本文中，我们提出了一个18厘米的业余望远镜的目的是检测任何相干的潮汐功能，从这个可能的主要合并的M104郊区的宽视场深的图像。我们的新数据，加上M104内晕的模型和场周围恒星的散射光，使我们能够首次追踪星系盘两侧流的完整路径。我们充分的环形潮汐结构的特点，我们确认，这是唯一可观察到的相干子结构的内晕区。这一结果与M104是由3.5 Gyr前的一次湿合并产生的假设相一致，该合并加热了恒星星族，模糊了所有旧的子结构。我们生成了一组数值模型，再现所观察到的潮汐结构的形成。我们的最佳拟合模型表明，在最后3个Gyr中，该气流的形成与创建M104系统的湿主合并无关。因此，潮汐流的形成可以限制大合并发生的时间。
2021-06-08 astro-ph.GA
The K giant stars from the LAMOST survey data II: the Hercules stream in radial migration
我们估计了LAMOST DR 2 K巨星样品中红巨星分支下部的恒星的年龄。考虑到选择效应和体积完整性，得到了距离太阳0.3 ~ 1.5kpc的恒星的年龄-金属丰度图。在年龄-金属丰度图中，一个重要的亚结构（表示为\it{narrow stripe}）位于（年龄，[Fe/H]）$\sim$（5，0.4）到（10 Gyr，-0.4 dex）之间。此外，发现\it{narrow stripe}星是几个速度子结构的主要贡献者，包括著名的武仙座流。观测到的引导中心半径与从年龄-金属丰度关系推断的诞生半径之间的巨大差异表明，\it{narrow stripe}恒星已经从大约R $\sim4$ kpc径向迁移到太阳附近。这意味着大力士流可能不是由于与酒吧相关的共振，但可能是内部磁盘的运动学印记，后来由于径向迁移而移出。我们估计径向迁移的传播速度约为1.1 $\pm0.1$ kpc Gyr $^{-1}$，相当于约$1.1\pm0.1$ km s $^{-1}$。这与$2.6^{+1.8}_{-1.9}$ km s $^{-1}$的中位$v_R$和\it{narrow stripe}一致。我们还得到，大约三分之一的恒星在太阳附近的径向迁移约4千秒差距。最后，我们发现，径向迁移不会导致额外的磁盘增厚根据$z_{max}$的分布。
2015-10-21 astro-ph.GA
Gaps in globular cluster streams: giant molecular clouds can cause them too
由于内部动力学的相干性，由分裂球状星团（GC）形成的薄恒星流可以作为星系晕中暗物质（DM）子结构的探测器。近距离飞越引起的扰动放大到可检测的密度差距，提供了一个探针的丰度和质量的DM subhaloes。在这里，我们使用N体模拟表明，银河系人口的巨大分子云（GMC）也可以产生差距（和团块）的GC流，因此可能会混淆检测DM subhaloes。我们探讨流的情况下，类似于所观察到的Palomar 5和GD1系统，量化GMC扰动所造成的结构的预期发病率。无论银河系晕的子结构内容如何，深层观测都应该能探测到这种扰动。将需要详细的模型来证明，任何检测到的差距或团块所产生的DM subhaloes，而不是分子云。
2016-07-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
High-resolution, High-sensitivity, Low-frequency uGMRT View of Coma Cluster of Galaxies
我们提出了高分辨率，高灵敏度的升级巨型米波射电望远镜观测后发座星系团（A1656）在250-500 MHz和550-850 MHz。在250-500 MHz，135个源具有扩展$>$ 0.45 arcmin（具有峰局部噪声比$> 4$）。其中24个源与后发座星系有关。此外，我们用Chen等人的20个冲压压力剥离星系补充了这个24个星系的样本（2020年，8个包含在原始扩展射电源样本中），另外5个被检测和扩展。我们目前的无线电形态，无线电频谱，频谱指数图，和均分这两个样本的属性。一般来说，我们发现均分性质位于一个很窄的范围内（例如，$P_{\rm min}$ = 1-3达因cm $^{-2}$）。只有NGC 4874是两个最明亮的后发座星系团中央星系之一，其中心能量密度和压力大约是其他后发座星系的5倍，射电源年龄大约比其他后发座星系低50%。我们发现一个弥漫的无线电发射尾尾随合并的NGC 4839组的主导星系，与X射线中看到的“弹弓”尾相吻合。西南射电遗迹B1253 $+$ 275有一个大范围的$\approx$ 32 $^\prime$ $\times$ 10 $^\prime$（$\simeq$ 1.08 $\times$ 0.34 Mpc $^2$）。对于NGC 4789，它的长射电尾合并到遗迹中，可能是其相对论种子电子的来源，我们发现了横向射电光谱梯度，从西南到东北的射电源的…
2022-07-14 astro-ph.GA astro-ph.HE
Elemental Abundances in M31: A Comparative Analysis of Iron and Alpha Element Abundances in the Outer Disk, Giant Stellar Stream, and Inner Halo of M31
我们测量了[Fe/H]和[ $α$ /Fe]使用光谱合成的低分辨率恒星光谱学的70个单独的红巨星分支恒星跨越四个领域跨越外盘，巨大的恒星流（GSS），和内晕的M31。在M31中心投影距离为23 kpc的晕、12 kpc的晕、22 kpc的GSS和26 kpc的外盘上的磁场是$α$增强的，$\langle$ [ $α$ /Fe] $\rangle$分别为0.43、0.50、0.41和0.58。23千秒差距和12千秒差距晕带相对贫金属，$\langle$ [Fe/H] $\rangle$ = $-$ 1.54和$-$ 1.30，而22千秒差距GSS和26千秒差距外盘带相对富金属，分别为$\langle$ [Fe/H] $\rangle$ = $-$ 0.84和$-$ 0.92。对于具有亚结构的场，我们将恒星星族分为运动学热恒星晕分量和运动学冷恒星晕分量。在$\sim$ 17-$-$ 22 kpc之间，我们没有发现任何证据表明，在GSS的高表面亮度核心存在[ $α$ /Fe]梯度。然而，我们发现了一个负的[ $α$ /Fe]梯度的恒星晕，这可能表明，不同的祖（S）或形成机制的建立作出了贡献的内部与外部晕的初步建议。此外，富含金属（[Fe/H] $>$ $-$ 1.5）、光滑的内恒星晕（r $_{\rm{proj}}$ $\lesssim$ 26 kpc）的[ $α$ /Fe]分布与类似于…
2020-01-24 astro-ph.GA
The Hubble Tension in our own Backyard: DESI and the Nearness of the Coma Cluster
本研究利用DESI基础面关系和多种独立距离测量方法测定后发星系团距离，得出$H_0=76.5\pm2.2$ km/s/Mpc，发现其与Planck+$Λ$CDM预期的距离存在显著冲突，揭示了局部距离测量与宇宙学预期间更普遍的哈勃张力。
2024-09-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
A giant umbrella-like stellar stream around the tidal ring galaxy NGC 922
潮汐环星系由于其固有的短暂性质，在局部宇宙中很少被观察到。潮汐环结构是富含气体的恒星盘和较小的星系系统之间强相互作用的结果，持续时间不超过5亿年，因此，这些是寻找最近吸积的矮星系系统碎片的完美场景。我们从DESI遗产调查数据和我们的业余望远镜观测中获得了NGC 922潮汐环星系及其周围环境的新深度图像。这些观测结果进行了比较，从高分辨率的N体模拟，旨在重现一个替代的形成方案，这个奇特的星系。我们的新观测揭示了NGC 922周围的低表面亮度恒星潮汐结构比以前报道的要复杂得多。特别是，先前在中央星系盘东北部探测到的潮汐尖峰状结构与矮伴星系PGC 3080368没有联系，后者被认为是触发NGC 922环形成的入侵者。深层图像显示，这个潮汐结构主要由一个较暗的巨大伞状形状组成，因此它是由另一颗卫星的潮汐破裂形成的。我们使用宽波段g、r和z DESI LS图像测量了这一恒星流的光度特性，估计r波段的总绝对星等为Mr= -17.0 +/- 0.03 magn，恒星流的总质量在6.9-8.5X10^8 Mo之间。我们进行了一组N体模拟再现观察到的NGC 922入侵者的相互作用，提出了一个新的方案，其潮汐环的形成，从一个富含气体的卫星约150万年前的下落。
2022-09-04 astro-ph.GA
Deep GALEX Observations of the Coma Cluster: Source Catalog and Galaxy Counts
我们提出了一个源目录从深26 KS GALEX观测的后发座星系团在远紫外（FUV; 1530 A）和近紫外（NUV; 2310 A）波段。观测场中心位于后发座核心西南0.9度（1.6兆秒差距）处，并且具有SDSS的完整光学光度覆盖范围。该目录包含9700个星系，包括242个光谱确认的后发座成员星系，从巨大的螺旋星系和椭圆星系到矮不规则星系和早期类型星系。完整的多波长星表（星系团加上背景星系）在NUV=23和FUV=23.5时完成了约80%，在NUV=24.5和FUV=25.0时有一个极限深度，对应于后发座距离的恒星形成率约为0.001 Msun/yr。我们的深度GALEX观测需要一个双重的方法来生成源目录：我们使用贝叶斯去混合算法来测量微弱和紧凑的源（使用SDSS坐标作为位置先验），并依赖于GALEX管道目录来获得明亮/扩展的对象。我们进行了模拟，以评估系统的影响（如对象混合，源混淆，爱丁顿偏差）源检测和测光时，使用这两种方法。贝叶斯去混方法大致加倍的源检测的数量，并提供可靠的测光比GALEX管道目录深几个量级。这种方法也是免费的源混淆在这里研究的UV星等范围内，相反，我们估计，GALEX管道目录的混淆限制在比NUV~23和FUV~24微弱的星等。我们使用我们的目录测量了总的UV星系计数，并报告了相对于以前的GALEX测量，FUV=22-23.5和NUV=21.5-23的计数超出约…
2010-04-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
The SEGUE K Giant Survey. III. Quantifying Galactic Halo Substructure
我们统计量化的银河系恒星晕的子结构的量使用的样本4568晕K巨星在银河系中心的距离范围在5-125千秒差距。这些恒星已经被斯隆数字巡天的SEGUE项目通过光度测量和光谱确认为K巨星。使用的位置速度聚类估计（4距离）和一个平滑的恒星晕模型，我们量化的子结构的晕，除以距离和金属丰度的量。总的来说，我们发现光环作为一个整体是高度结构化的。我们还证实了早期的工作，使用BHB星，这表明有一个越来越多的子结构随着银河中心半径的增加，并发现，在晕的子结构的数量增加，增加金属丰度。与重采样的BHB星相比，我们发现K巨星和BHB星在相同的银心半径范围内具有相似的子结构数量。使用朋友的朋友算法来识别各个群体的成员，我们发现很大一部分（~33%）的分组恒星与Sgr相关，并识别属于其他晕星流的恒星：孤儿星流，鲸鱼座极流和其他恒星，包括以前未知的子结构。大部分的样本K巨星（超过50%）没有被分组为任何子结构。我们还发现，Sgr流强烈主导集团的外晕，除了最贫金属的恒星，并建议，这是源的子结构与银河中心半径和金属丰度的增加。
2015-11-12 astro-ph.GA
Major Substructure in the M31 Outer Halo: Distances and Metallicities along the Giant Stellar Stream
We present a renewed look at M31's Giant Stellar Stream along with the nearby structures Stream C and Stream D, exploiting a new algorithm capable of fitting to the red giant branch (RGB) of a structure in both colour and magnitude space. Using this algorithm, we are able to generate probability distributions in distance, metallicity and RGB width for a series of subfields spanning these structures. Specifically, we confirm a distance gradient of approximately 20 kpc per degree along a 6 degree extension of the Giant Stellar Stream, with the farthest subfields from M31 lying ~ 120 kpc more dis…
2016-03-02 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
A catalogue of oxygen-rich pulsating giants in the galactic halo and the Sagittarius stream
为了建立晕中富氧（记为M）渐近巨星分支（AGB）星的星表，补充富碳（C）星的星表，合并了以前位于北半球的Miras和SRa半正则星的列表，并清除了各种缺陷。在排除已知的C星之后，颜色和周期等特征表明大多数剩余的物体都是M星。距离是通过周期-光度关系获得的。根据它们在天空中的位置，我们确定了位于$|Z| > 5$ ~kpc的恒星绝大多数位于Sgr潮臂中。M星比C星多。我们的距离标度得到了位于球状星团中的两个冷变星的支持。沿着Sgr臂，我们的物体的距离与最近的RR Lyrant距离有合理的一致性。少数恒星的距离可达150 kpc，其中可能有4颗在尾臂远心处，2颗在A16亚结构中，与2颗C星的夹角很近。从$Gaia$和其他来源收集了90个径向速度。提供了一个包含417颗M脉动AGB星的星表。它包含$\sim$ 260颗恒星，在光环中，$|Z| > 5$ ~kpc。它们的$K_{\rm s}$星等范围从8 μ p到13 μ p。为了比较，星表也提供了$\sim 150$星，其星盘上的$5$ ~ $< K_{\rm s} <$ ~ $8$。该目录可在要求（NM）之前，在CDS。
2019-03-28 astro-ph.GA
A single-merger scenario for the formation of the giant stream and the warp of M31
我们认为矮球状星系的吸积作用为巨大的南流和M31的翘曲提供了一个共同的起源。我们运行了大约40个完整的N体模拟与现场M31，不同的质量和密度分布的星系，宇宙学合理的初始轨道参数。一个模型，其中一个暗物质丰富的矮椭球体，其轨迹位于薄平面上的M31的共转卫星，是吸积从其周转半径约200千磅/秒到M31在约3 Gyrs前的全方位的观测数据得到了很好的协议。这颗卫星在银河系的势阱中运行时被破坏，形成了巨大的气流，反过来又加热和扭曲了M31的圆盘。我们表明，我们的宇宙学动机的模型是赞成的运动学数据的现象学模型中，卫星开始从近距离的M31的下降。我们的模型预测，被破坏的卫星的残留物驻留在M31的东北大陆架区域。这里的结果表明，M31的幸存卫星在同一个薄平面上运行，就像被破坏的卫星曾经做的那样，可能都是从星系际细丝吸积而来的。
2013-07-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Spectroscopy of Red Giants in the globular cluster Terzan 8: kinematics and evidence for the surrounding Sagittarius stream
我们提出的光谱调查的结果，红巨人在球状星团泰山8的目的是研究其运动学。我们得到了精确的径向速度为82颗恒星位于最里面的7弧分从集群中心确定48个真正的集群成员。集群的运动学进行了比较与一组动力学模型占的质量分离和一个变量的二进制部分的效果。导出的速度色散似乎比没有双星的质量分离恒星系统的预测要大，这表明该星团要么是动态年轻的，要么它包含了大部分的双星（>30%）。我们检测到7颗恒星的径向速度与集群系统速度兼容，但与化学图案偏离的集群和银河场。这些恒星很可能是围绕这个恒星系统的人马座流的成员。
2014-06-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Red Giants in the Small Magellanic Cloud. I. Disk and Tidal Stream Kinematics
我们目前的结果，从广泛的光谱调查场星的小麦哲伦星云（SMC）。3037个来源，主要是第一次上升的红巨星，分布在大约37.5平方英尺的地方。度，进行了分析。视线速度场主要由SMC围绕LMC/银河系的轨道运动的投影决定。残差与非旋转椭球体和近盘面系统都不一致。当前样本和先前的恒星和HI运动学可以通过旋转具有节点位置角θ的线的盘模型来协调，θ为~ 120-130 °，中等倾斜度（i ~ 25-70 °），自转曲线上升速度为20-40 km/s/kpc。贫金属星比富金属星表现出更低的速度梯度和更高的速度色散。如果我们的解释的速度模式为散装旋转是适当的，然后一些修订的SMC轨道的模拟是必需的，因为这些通常是调整到SMC磁盘线的节点位于东北-西南方向。弹性显示出强烈的空间结构，表明非圆形运动的重要性随着距离SMC中心的距离增加而增加。在我们的调查区域的西北部的运动子结构与模拟预测的潮汐尾或反桥。朝向机翼的视线速度较低，而在SMC棒西南端之外的较大速度可能分别与麦哲伦桥和反桥的恒星组成部分有关。我们的研究结果加强了这样一种观点，即SMC的中间年龄恒星星族受到外力的大量剥离。
2014-05-14 astro-ph.GA
A Detection of Gas Associated with the M 31 Stellar Stream
对银河系和仙女座（M 31）星系晕中恒星星族的详细研究表明，潮汐流和矮星系的数量不断增加，证明了一个复杂的、持续的等级结构形成过程。M31晕中最显著的特征是巨大的星流，这是一个沿天空延伸约4.5度的结构，接近但不与星系的短轴重合。组成这条恒星流的恒星在运动学和化学上都与晕中的其他恒星不同。在这里，我们提出了HST/COS高分辨率紫外吸收光谱的三个活动星系核视线探测的M 31晕，包括一个采样气体的主要西南部分的巨星流。我们看到两个明确的吸收组件在许多金属物种的速度典型的M 31晕和第三个，蓝移组件中出现的流。不同组成部分的柱密度比的光电离模型显示了在其他星系晕环境中所见的典型电离状态的气体，并表明太阳能稍微超太阳的金属丰度，与以前的恒星光谱学研究结果一致。
2015-06-01 astro-ph.GA
Tracing Red Giant Members of the Globular Cluster Palomar 5 with APOGEE and Gaia
本研究结合 APOGEE DR17 与 Gaia DR3 数据，通过位置、自行、HDBSCAN 聚类及化学标记识别 Pal 5 红巨星成员，并支持其潮汐星流存在密度变化。
2025-07-28 astro-ph.GA
Formation of the Andromeda Giant Stream: Asymmetric Structure and Disc Progenitor
我们专注于仙女座星系（M31）晕中发现的过去较小合并的证据。以前的N体研究在产生观测到的巨大恒星流（GSS）和M31晕中的恒星壳方面取得了一定的成功。观测到的恒星在M31晕中的分布显示出GSS表面亮度分布的不对称性;然而，祖星系的形态对GSS内部结构的影响需要进一步的理论研究。为了研究GSS中特征表面亮度与祖先矮星系形态之间的物理联系，我们在N体模拟中系统地改变了盘状矮星系的厚度，旋转速度和初始倾角。观察到的结构的形成似乎是由祖先的旋转。除了再现所观察到的GSS和两个壳的详细信息，我们预测进一步的观察额外的结构。我们预测的可探测性的祖先的恒星核心的相空间密度分布，方位角的金属丰度梯度的西部壳状结构和一个额外的扩展壳在西北方向，可能会限制祖星系的属性。
2016-10-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Stellar Streams in the Galactic Disk: Predicted Lifetimes and Their Utility in Measuring the Galactic Potential
在本文中，我们提出了一个整体的观点，检测，表征和起源的恒星流在磁盘的模拟银河系般的星系。星系的逐星模拟演化出在真实星系势中的星团中诞生的恒星，其中包括旋臂、棒和$5$ Gyr上方的巨大分子云。我们首先设计了一种新的混合方法来检测恒星流，结合相空间密度信息以及恒星在我们的模拟中所跨越的作用角空间。我们发现，流的祖先星团和协会都优先高质量（$>1000$ $M_{\odot}$）和年轻（$< 1$ Gyr）。我们的流查找方法预测，仅在太阳附近，我们就可以使用6D \textit{Gaia} DR 2数据找到从$1$到$10$的任何地方。模拟表明，流是敏感的初始动力学状态的集群，积累的能量增益遇到巨大的分子云（GMCs），和目前的行动。我们调查我们可以了解银河系的潜力，通过研究的可行性倒带恒星流回到他们的起源。即使有完美的信息的非轴对称组件（旋臂，酒吧）的银河系的潜力，随机GMC人口不可能向后整合超过一个或两个磁盘轨道时间。流也敏感的酒吧的属性，但相当不敏感的非瞬态双臂螺旋在我们的模拟的属性。最后，我们预测，$10$到$30$的恒星流应该可以用\textit{Gaia}的10年任务结束数据探测到。在银河系盘中还有更多的恒星流等待着被发现，它们可能包含着关于银河系过去Gyr历史的线索。
2021-06-03 astro-ph.GA
A Giant Intragroup Nebula Hosting a Damped Lya Absorber at z=0.313
本文报道了在z_DLA=0.313的阻尼Lyα吸收体（DLA）中，沿朝向类星体PKS 1127 -145（z_QSO=1.188）的视线方向，发现了空间扩展的线发射星云，其强度可达100物理kpc（pkpc）。这个DLA与一个动力学质量为M_group ~ 3e12M_sun的星系群有关，但它的物理起源仍不清楚。新的宽视场积分观测揭示了一个巨大的星云，在[OII]，Hβ，[OIII]，Hα和[NII]发射中被探测到，线发射气体密切跟随着星系群的运动。其中一个密度较大的气流直接从类星体前方经过，其运动学与类星体阶梯光谱中记录的吸收剖面一致。星云的发射形态、运动学和谱线比表明，剥离的气流以超音速穿过周围的热介质时产生的激波和湍流混合层对气体的电离有很大的贡献。虽然DLA可能与任何特定的被探测到的群成员无关，但运动学和尘埃特性都与DLA一致，DLA起源于从类星体视线<~25 pkpc处的亚L * 群成员剥离的气流。这项研究表明，低质量星系群中的气体剥离可以有效地从恒星形成区域释放富含金属的气体，在类星体光谱中产生吸收系统，并且结合吸收和发射线观测为研究气体和星系的共同演化提供了令人兴奋的新机会。
2019-05-31 astro-ph.GA
Analysis of Peculiarities of the Stellar Velocity Field in the Solar Neighborhood
基于新版本的依巴谷星表和更新的日内瓦-哥本哈根F矮星和G矮星巡天，我们分析了太阳附近约17000颗单星的空间速度场。已知的主要团块、溪流和分支（昂宿星团、毕宿星团、天狼星、后发座、武仙座、狼630-α鲸鱼座和大角星）已经使用各种方法被识别出来。F型和G型矮星的空间速度场的演化是恒星年龄的函数。我们已经设法证实了最近发现的KFR 08流的存在。我们已经发现了19依巴谷星，候选人的成员在KFR 08流，并获得了等时线年龄估计流，13 Gyr。狼630-α鲸鱼座和武仙座星流的平均恒星年龄是相当的，4- 6 Gyr。属于这些流的恒星在金属丰度上没有发现明显的差异，这为这些流的起源于一个共同机制的假说提供了论据。
2009-12-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Project AMIGA: Distance and Metallicity Gradients Along Andromeda's Giant Southern Stream from the Red Clump
巨大的南流（GSS）的M31，一个主要的吸积事件的基石签名，产生M31的形成和演化模型的关键约束。目前，我们对GSS的理解，在其几何形状和化学性质方面，要么来自宽场成像探测红巨星分支尖端以下的几个量级，要么来自孤立区域的深层成像或光谱学。在这里，我们采取了另一种方法，使用哈勃太空望远镜（HST）成像的特点，水平分支红团（RC）使用unbinned极大似然拟合光度函数（LF）从观察到的颜色星等图（CMD）。比较RC的平均震级在三个领域的投影距离为21，52和80千秒差距，从M31，我们发现一个视线距离梯度相同，最近的文献测量领域沿核心。我们还发现了初步的证据，视线距离分散增加与M31的投影距离。同时，在GSS核以西的52kpc区域，金属丰度至少与21kpc区域一样高，并且这两个区域的RC峰值颜色在0.2dex之内是相同的。我们讨论的距离和金属丰度梯度沿和垂直于GSS的背景下，最近的地面测光和光谱的结果，包括从GSS向西移动的金属丰度下降的证据，以及进一步约束恒星星族在GSS附近的前景。
2018-10-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Bright [CII]158$μ$m Streamers as a Beacon for Giant Galaxy Formation in SPT2349$-$56 at $z=4.3$
Max-Planck-Institut für Radioastronomie（马克斯·普朗克射电天文研究所）；International Max Planck Research School (IMPRS) for Astronomy and Astrophysics at the Universities of Bonn and Cologne（波恩大学和科隆大学天体物理国际马克斯·普朗克研究学院）；University of British Columbia（不列颠哥伦比亚大学）；Dalhousie University（达尔豪斯大学）；NRC Herzberg Astronomy and Astrophysics（国家研究委员会赫茨伯格天文学与天体物理学研究所）；Instituto de Estudios Astrofísicos, Facultad de Ingeniería y Ciencias, Universidad Diego Portales（迭戈·波特莱斯大学工程与科学学院天体物理研究所）；Millenium Nucleus for Galaxies (MINGAL)（星系千年核心（MINGAL））；University of Illinois（伊利诺伊大学）
SPT2349−56在z=4.3处的[CII]流带揭示了潮汐抛射对巨大星系形成的关键作用
2025-09-09 astro-ph.GA
The Next Generation Virgo Cluster Survey. XIX. Tomography of Milky Way Substructures in the NGVS Footprint
下一代室女星系团巡天（NGVS）是一项深度$u^*giz$巡天，目标是16.5兆秒差距的室女星系团。这项调查提供了高质量的测光超过$\sim$ 100度$^2$地区跨越星座的室女座和后发座。这条穿过银河系的视线是值得注意的，因为它与银河系晕中两个最突出的子结构相交：室女座超密度（VOD）和人马座恒星流（靠近其分叉点）。在本文中，我们使用深$u^*gi$成像从NGVS进行层析成像的VOD和人马座流使用主序星关闭（MSTO）作为晕示踪人口。VOD的质心位于比NGVS覆盖的偏角稍低的偏角（$α\sim 190^\circ$，$δ\sim -5^\circ$），但在距离$\sim$ 8~25 kpc的NGVS覆盖区中仍能清楚地探测到VOD。相比之下，人马座流被发现直接穿过NGVS场，距离在25和40 kpc之间，密度最大值在$\simeq$~35 kpc。没有证据表明在人马座流之外有新的子结构，至少在$\sim$~90 kpc的距离-这是我们可以使用MSTO恒星可靠地追踪晕的最大距离。我们发现了明确的证据，证明人马座流中的距离梯度跨越NGVS及其侧翼区域覆盖的天空的$\sim 30$~度。我们比较我们的距离测量沿流领先的流模型预测。
2016-01-20 astro-ph.GA
Kinematic Discovery of a Stellar Stream located in Pisces
我们报告了双鱼座恒星流（PSS）的运动学发现，在银河系经度约l=135度和经度之间的-39 < b < -36度。我们最初从斯隆数字巡天（SDSS）数据发布8中红巨星分支星的速度中识别出这种晕子结构，并从SDSS光度数据中证实了它在关闭星中的存在。PSS是一个狭窄的，运动学冷潮汐流，速度色散为8公里/秒。其金属丰度[Fe/H]=-2.2，分散度约为0.3 dex。流关闭的颜色-星等特征，结合我们测量的金属丰度，将PSS定位在35+/-3千秒差距的距离。双鱼座恒星流与之前宣布的“三角座流”相同，也是拟议中的“a流”的一部分。我们排除了PSS与其他先前已知的银河系子结构在同一地区的天空。
2013-02-08 astro-ph.GA
Tip of the red giant branch distance to the nearby dwarf galaxy [TT2009] 25 in the NGC 891 group
矮星系是小尺度宇宙学测试的关键对象，如丰度问题或卫星平面问题。因此，获得尽可能多的附近矮星系的准确信息是一项至关重要的任务。使用极深的，基于地面的$V$和$i$ -波段斯巴鲁Suprime Cam测光与$i=27$ mag的完整性，我们测量了矮星系红巨星分支距离的尖端[TT 2009] 25。这颗矮星位于银河系类似物NGC 891周围的区域。利用贝叶斯方法，我们测量了$10.28^{+1.17}_{-1.73}$ Mpc的距离，与NGC 891的距离一致，从而确认它是NGC 891的成员。矮星系遵循本星系群矮星系定义的标度关系。我们在[TT 2009] 25周围没有发现扩展的恒星晕。在巡天所覆盖的100千秒差距的小视场中，只有一个明亮的矮星系和巨星系流是明显的。这与银河系相当，在银河系中，一个明亮的矮星居住在同一体积中，以及人马座流-不包括更远但会投射在视线中的卫星。因此，必须在NGC 891周围更大的区域内调查更多的矮星系，以测试矮星系的丰度，并将其与银河系周围的卫星数量进行比较。
2019-08-08 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
Possible Origin of the G2 Cloud from the Tidal Disruption of a Known Giant Star by Sgr A*
在围绕Sgr A* 的近径向轨道上发现的气体云G2引发了对其起源的许多猜测。在这封信中，我们提出G2是由附近一颗巨星的外壳物质被移除而产生的碎片流形成的。我们进行流体动力学模拟的返回潮汐泥石流冷却，并发现流凝结成团，定期下降到Sgr A*。我们建议，这些团块之一是所观察到的G2云，与流的其余部分可检测到在较低的Br- $γ$发射率沿轨迹，将跟踪从G2的恒星，部分中断。通过同时拟合S2、G2和$\sim$ 2,000颗候选恒星的轨道，并将每颗候选恒星的轨道平面固定在G2上（正如潮汐扰动所预期的那样），我们发现有几颗恒星的轨道与其中一颗恒星被潮汐扰动而产生G2的观点相一致。如果其中一颗恒星确实被破坏了，它最后一次遇到Sgr A* 是在几百年前，而且很可能多次遇到Sgr A*。然而，虽然这些恒星的测量位置和自行与巨破裂场景兼容，但它们的径向速度目前尚不清楚。如果其中一颗恒星的径向速度被测量为与分裂轨道相一致，这将强烈表明它的分裂产生了G2。
2014-04-03 astro-ph.GA astro-ph.HE
Signature of a massive rotating metal-poor star imprinted in the Phoenix stellar stream
凤凰星流在速度和金属丰度上具有较低的固有色散，这意味着其前身可能是一个低质量的球状星团。在这项工作中，我们使用麦哲伦/MIKE高色散光谱的8个凤凰流红巨星，以确认这种情况。特别是，我们发现金属丰度（$σ(\mathrm{[Fe~II/H]}) = 0.04^{+0.11}_{-0.03}$）的内在散射可以忽略不计，[Na/Fe]和[Al/Fe]丰度比的峰-峰范围很大，与大多数贫金属球状星团中的轻元素丰度模式一致。然而，与其他球状星团不同的是，我们还发现[Sr II/Fe]中的固有扩展跨越$\sim$ 1 dex，而[Ba II/Fe]几乎没有显示出固有扩展（$σ(\mathrm{[Ba~II/H]}) = {0.03}^{+0.10}_{-0.02}$）。这种丰度特征最好解释为来自大质量快速旋转贫金属恒星（$15-20 \mathrm{M}_\odot$，$v_\mathrm{ini}/v_\mathrm{crit} = 0.4$，$[\mathrm{Fe/H}] = -3.8$）的慢中子捕获元素生产。推断的星团质量较低，表明该系统无法保留超新星喷出物，这意味着任何富含星际介质的大质量快速旋转贫金属恒星都必须在球状星团形成之前形成和演化。从渐近巨星分支星或核心坍缩超新星的磁旋转不稳定性中产生的中子捕获元素与观测结果的拟合较差。我们还报告了一个凤凰星流是一个富锂巨星（$A(\math…
2021-09-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Network Theory in Galaxy Distributions: The Coma Supercluster Neighborhood
本文利用空间网络参数分析后发座超星系团邻域星系分布，揭示其与环境密度、形态和纤维结构的关系，并提出以最大连通分量识别超星系团的方法。
2024-07-02 astro-ph.CO astro-ph.GA cs.CE
Pairs of Giant Shock Waves (N-Waves) in Merging Galaxy Clusters
当一个子星系团与一个更大的星系团合并时，弓形激波被驱动到子星系团的前面。在后来的合并阶段，这个弓形激波从子星系团中分离出来，成为一个“失控”激波，沿着陡峭的密度梯度向下传播，穿过星系团外围，并大致保持其强度和马赫数。这样的冲击是在星团外围产生射电遗迹的可能候选者。我们认为，在同一个合并阶段，二次冲击形成更接近主集群中心。在通常的流体力学中，与这种结构类似的是N波，其中“N”的尾部是激波非线性演化的结果。在星系团的合并过程中，球形几何和层化可以进一步促进星系团的发展。初级冲击和次级冲击都是单一合并事件的自然结果，而且通常这两个因素都应该存在。然而，在无线电波段，前导激波可能更突出，而拖尾激波可能相反地更容易在X射线中看到。后一个论点意味着，对于X射线数据中发现的一些（尾随）冲击，可能很难识别它们的“伙伴”领先冲击或合并的子集群，这些子集群离集群中心更远。我们认为，后发座星系团和A2744可能是两个例子，在合并后的状态，这种良好的分离激波对。
2020-09-28 astro-ph.GA astro-ph.HE
