Evidence for a Massive Andromeda Galaxy Using Satellite Galaxy Proper Motions
本研究利用四个卫星星系的轨道角动量估计仙女座星系质量，得到约2.85-3.02×10^12太阳质量的暗物质晕质量，精度较此前提高两倍，支持大质量M31并影响本地群动力学理解。
2023-02-20 astro-ph.GA
The Panchromatic Hubble Andromeda Treasury. VII. The Steep Mid-Ultraviolet to Near-Infrared Extinction Curve in the Central 200 pc of the M31 Bulge
利用Swift/UVOT和HST WFC 3/ACS的13个波段观测数据，测量了M31中心200 pc的中紫外-近红外波段（1928 ~ 1.5μm）的消光曲线。利用HST WFC 3和ACS探测器的高角分辨率，我们发展了一种同时测定环核区五个尘埃复合体的相对消光和被遮蔽星光的方法。这些团块的消光曲线（RV =2.4-2.5）比银河系的平均消光曲线（RV =3.1）更陡，但与最近测量的银河系隆起（RV~2.5）的光学和近红外曲线相似。这种相似性表明，陡峭的消光曲线可能在星系的内部隆起中很常见。在紫外线下，这些团块的消光曲线也是不寻常的。我们发现，一个尘埃团（大小<2 pc）表现出强烈的紫外隆起（消光在2175），超过三个标准偏差比普通模型预测。虽然M31核球的高恒星金属丰度表明有足够的碳和硅来产生大的尘埃颗粒，但这些颗粒可能已经被超新星爆炸或中央超大质量黑洞过去的活动所破坏，导致了观测到的陡峭的消光曲线。
2014-03-12 astro-ph.GA
Simulated ΛCDM analogues of the thin Plane of Satellites around the Andromeda galaxy are not kinematically coherent structures
令人惊讶的是，围绕仙女座星系运行的大部分矮卫星都排列在一个薄的、延伸的、运动学上明显连贯的平面结构中。这样的结构在基于冷暗物质模型（ΛCDM）的模拟中不容易找到。使用21高分辨率的宇宙学模拟，我们分析了类似于仙女座周围的卫星平面的运动学。我们发现很好的协议时，共同旋转的特点是视线速度。同时，当由卫星的角动量推断出共旋时，这些平面与我们银河系周围的平面一致。我们发现这样的飞机在我们的高浓度晕中很常见。从视线速度的符号获得的同向旋转卫星的数量显示出很大的变化，这取决于视角，并与从随机速度的样本中获得的一致。我们发现，卫星的角动量矢量在平面上的聚类是一个更好的措施的运动学相干性。因此，我们得出结论，视线速度是不是很适合作为代理的运动学相干的飞机。对我们飞机的运动学分析表明，只有$\sim$ 30%的机会对准卫星。追踪飞机上的卫星可以发现，这些飞机是一个短暂的特征，并不像乍一看那样在运动学上是连贯的。因此，我们预计仙女座周围的一些卫星在垂直于平面的方向上具有很高的速度。
2016-05-20 astro-ph.GA
Variation of the 2175 Å extinction feature in Andromeda galaxy
South-Western Institute for Astronomy Research, Yunnan University（云南大学西南天文研究所）；CAS Key Laboratory of Optical Astronomy, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台光学天文重点实验室）；Institute for Frontiers in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（北京师范大学前沿交叉科学研究院（天体物理方向））；School of Physics and Astronomy, Beijing Normal University（北京师范大学物理与天文学院）；Department of Astronomy, College of Physics and Electronic Engineering, Qilu Normal University（齐鲁师范大学物理与电子工程学院天文学系）
本研究通过分析M31的20条视线，揭示了2175Å消光特征的多样性及与尘埃性质的关系。
2025-12-30 astro-ph.GA
On the Stability of Satellite Planes I: Effects of Mass, Velocity, Halo Shape and Alignment
最近发现的围绕仙女座星系（M31）运行的矮卫星的巨大薄平面增加了本星系群星系人口小规模分布的神秘性。在冷暗物质宇宙学模拟中，这种定义明确的平面结构显然是罕见的，我们对它们的形成和存在缺乏连贯的解释。在本文中，我们探讨了长期生存的薄面的矮星在星系晕，特别是集中在系统模仿所观察到的仙女座分布。关键结果表明，一般来说，矮星系的平面是脆弱的，对暗物质晕的形状和其他扰动效应很敏感。事实上，长寿命的卫星平面只存在于球形暗物质晕的极地轨道上，这对观测到的仙女座平面提出了挑战，仙女座平面相对于光盘明显倾斜。我们的结论是，在标准的宇宙学模型中，卫星平面的寿命通常很短，因此我们必须位于仙女座平面演化的相对特殊的时间，幸运地看到它的连贯模式。
2016-10-18 astro-ph.GA
First Gaia Dynamics of the Andromeda System: DR2 Proper Motions, Orbits, and Rotation of M31 and M33
M31和M33的三维速度对于理解本星系群的演化和宇宙学背景是非常重要的。它们最大质量的恒星被盖亚探测到，我们使用数据发布2（DR2）来确定星系自行（PM）。我们选择星系成员的基础上，例如，视差、PM、色星等图位置和局部恒星密度。这两个星系的PM旋转被确信地检测到，与已知的视线旋转曲线一致：M31的$V_{\rm rot} = -206\pm86$ km s $^{-1}$（逆时针）和M33的$V_{\rm rot} = 80\pm52$ km s $^{-1}$（顺时针）。我们测量每个星系相对于周围的背景类星体在DR2的质心PM。由此得出，对于M31，$(μ_{α*},μ_δ)$等于作为yr $^{-1}$的$(65 \pm 18 , -57 \pm 15)$ $μ$，而对于M33，$(31 \pm 19 , -29 \pm 16)$ $μ$等于作为yr $^{-1}$。除列出的随机误差外，每个分量的额外剩余系统误差为16 $μ$（作为年$^{-1}$）。这些结果是一致的，在0.8 $σ$和1.0 $σ$与（2和3倍更高的精度）测量已经从哈勃太空望远镜（HST）光学成像和VLBA水脉泽观测，分别。这使人们相信所有这些测量都是可靠的。新的结果意味着M31朝向银河系的轨道比以前推测的要小一些，$V_{\rm tan, DR2+HST} = 57^{+35}_{-31}$ km s $^…
2019-01-29 astro-ph.GA
Inflow of low-metallicity cool gas in the halo of the Andromeda galaxy
仙女座星系（M31）是距离我们银河系最近的$L^{\ast}$星系，是研究星系演化的理想实验室。AMIGA项目最近利用沿着$\sim40$背景类星体视线的HST/COS吸收光谱，对M31的环星系介质的冷（$T\sim10^4$ K）相进行了观测，该背景类星体视线位于星系维里半径以上。在此基础上，通过半解析模型和贝叶斯推断，给出了M31冷CGM的起源和动力学的物理描述。我们调查了两种相互竞争的情况，其中（i）冷气体主要是由超新星（SN）驱动的星系外流产生的，或者（ii）它主要来自星系际介质中的气体流入。在这两种情况下，我们考虑到重力和流体动力学相互作用与热日冕，它具有宇宙学动机的角动量的影响。我们比较我们的模型的输出所观察到的覆盖因子，硅柱密度和AMIGA吸收器的速度分布。我们发现，要解释的意见，外流的情况下，需要一个非物理大（> 100\%）的效率SN反馈。我们的下落模型，另一方面，可以始终占AMIGA的观测和预测的吸积率，角动量和金属量是一致的宇宙学从星系际介质的下落。
2021-11-09 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
Evidence for Early Filamentary Accretion from the Andromeda Galaxy's Thin Plane of Satellites
最近的研究表明，围绕仙女座星系运行的矮卫星星系中有很大一部分惊人地排列在一个薄的、延伸的、运动学上连贯的平面结构中。这种结构的存在似乎挑战了当前冷暗物质结构形成的范式，该范式预测卫星在中心物体周围的分布更加均匀。我们表明，在基于冷暗物质模型的宇宙学无碰撞模拟中，有可能获得一个薄的、延伸的、旋转的卫星平面，类似于仙女座的卫星平面。我们新的高分辨率模拟显示了暗物质晕的形成时间和卫星平面厚度之间的相关性。我们的模拟有一个高发病率的卫星飞机薄，扩展，丰富的仙女座和一个非常连贯的运动学结构，当我们选择高浓度/早期形成的晕。通过跟踪卫星在平面上的形成，我们发现它们主要是沿着高红移的薄暗物质细丝吸积到主天体上的。我们的研究结果表明，存在一个薄的，扩展的，旋转平面的卫星是不是冷暗物质范式的挑战，但实际上支持这种范式的预测之一有关的存在细丝的暗物质周围的星系在高红移。
2015-07-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
HST/WFPC2 Imaging of the Dwarf Satellites And XI and And XIII : HB Morphology and RR Lyraes
我们提出了一个研究的恒星人口在两个暗淡的M31矮卫星，仙女座XI和仙女座XIII。利用哈勃太空望远镜（HST）上的宽视场行星照相机2（WFPC 2）的存档图像，我们描述了这两颗微弱矮卫星的水平分支（HB）形态和RR天琴座（RRL）种群。我们新的模板光变曲线拟合程序（RRFIT）已被用来检测和表征RRL人口在这两个星系。And XI和And XIII中RRab（RR 0）星的平均周期分别为$<P_{ab}>$ =0.621 $\pm$ 0.026（error 1）$\pm$ 0.022（error 2）和$<P_{ab}>$ =0.648 $\pm$ 0.026（error 1）$\pm$ 0.022（error 2），其中“error 1”表示平均值的标准误差，而“error 2”基于我们的合成光曲线模拟。这些星系中的RRL星群显示出缺少高振幅（$Amp(V) > 1.0 $等）和相对短周期（$P_{ab}$ $\sim$ 0.5天）的RRab星，但它们的周期- V带振幅（P-V）关系跟踪由M31场晕RRL星群定义的距离M31中心11 kpc处的关系。RRab星的金属丰度是通过[Fe/H]、Log P $_{ab}$和R（V）之间的关系计算的。由此产生的丰度（$[Fe/H]_{And XI}=-1.75$ ; $[Fe/H]_{And XIII}=-1.74$）与从RGB斜率计算的…
2011-09-09 astro-ph.GA
On the stark difference in satellite distributions around the Milky Way and Andromeda
我们比较了距离银河系400千秒差距（MW）以内的明亮（> 10^5 Lsun）矮卫星星系和M31的球平均径向数，发现MW卫星星系更加集中。值得注意的是，这两个卫星系统在中心100 kpc范围内几乎是相同的，而M31卫星在100 - 400 kpc的非投影距离上的数量大约是MW卫星的四倍。我们使用一套44个高分辨率~10^12晕变焦模拟，其中22个是像MW和M31一样成对的，将观测到的分布与LCDM亚星系的预测分布进行比较。我们发现M31周围卫星的径向分布是相当典型的subhalos预测，而银河系的分布是更集中的，我们的任何模拟LCDM晕。一个可能的解释是，我们的普查是明亮的（> 10^5 Lsun）MW矮星系是显着不完整的超过太阳的~100 kpc。如果还有8 - 20颗亮矮星在100 - 400 kpc的轨道上未被发现，那么银河系的径向分布将落在从次晕分布预期的范围内，并且看起来非常像已知的M31系统。我们使用我们的模拟来证明，有足够的区域没有被斯隆数字巡天及其扩展所探索，考虑到天空中的暗晕的角各向异性的预期范围，发现~10个新的亮矮星并不是不可能的。
2013-05-02 astro-ph.GA
A comparison of the distribution of satellite galaxies around Andromeda and the results of $Λ$CDM simulations
Ibata等人（2013）最近报道了一个巨大的矮星系薄平面（VTPD）围绕仙女座轨道运行。我们调查这样的配置是否可以复制在标准的宇宙学框架内，并寻找类似的飞机的共同旋转的卫星星系周围仙女座星系的主机晕的数据从千年II模拟结合半解析星系形成模型。我们应用一个重子质量削减$2.8\times 10^4 \text{M}_{\text{sun}}$的卫星晕和限制的数据，一个PAndAS一样的领域。如果我们在分析中包括所谓的孤儿星系，我们发现均方根值低于VTPD的平面在千禧年II中很常见。这部分是由于孤儿星系强烈的径向集中分布。排除孤儿星系的一部分带来的千年二号卫星的径向分布到更好的协议与仙女座的卫星分布，同时仍然产生一个显着的比例较低的均方根比VTPD的飞机。我们还发现，在千禧年二的晕与相同或更多的共同旋转的卫星比VTPD。这表明VTPD与标准宇宙学框架并不冲突，尽管这个问题的明确答案可能需要更高分辨率的宇宙学模拟，而不必考虑孤儿星系。我们的结果最终表明，在千禧年II卫星平面是不稳定的结构，因此VTPD可能只是一个统计波动的基础上更球形的星系分布。
2013-12-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Fate of the Milky Way--Andromeda System: To Merge or Not?
Peking University（北京大学）；Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics, Peking University（北京大学科维理天文与天体物理研究所）；University of Chinese Academy of Science（中国科学院大学）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）
研究通过最新Gaia数据重新评估银河系与仙女座合并概率，发现合并概率升至90%，并探讨PM测量精度对结果的影响。
2026-03-24 astro-ph.GA
Astro2020 Science White Paper: Construction of an L* Galaxy: the Transformative Power of Wide Fields for Revealing the Past, Present and Future of the Great Andromeda System
大仙女座星系（M31）是近-远星系演化的连接点，也是近场宇宙学的主要数据点。由于它的接近（780 kpc），M31可以被分解成像银河系（MW）这样的单个恒星。与MW不同的是，我们拥有M31的全球视野，使M31能够用同样适用于更遥远星系的技术进行观测。此外，最近的证据表明，M31可能在最后几个Gyr的大合并中幸存下来，塑造了它的恒星晕的形态并引发了星暴，同时使恒星盘基本上保持完整。因此，MW和M31提供了互补的机会，深入研究的磁盘，晕和卫星的L* 星系。我们对M31系统的理解将在21世纪20年代发生转变，如果它们包括用于测光（类似HST的灵敏度和分辨率）和光谱学（10米级望远镜，>1平方米）的宽视场设施。°的场，高度多路复用，R~ 3000至6000）。在这里，我们专注于这些设施的力量，以约束过去，现在和未来的合并历史的M31，通过化学动力学分析和恒星形成的历史相混合的恒星吸积在早期，以及恒星在生存潮汐碎片功能，M31的扩展磁盘，和完整的卫星星系，最终将潮汐纳入晕。这将产生一个前所未有的M31系统的层次形成的视图，并将其构建成我们今天观察到的L* 星系的subhalos。
2019-04-01 astro-ph.GA
Star formation history of And XVIII: a dwarf spheroidal galaxy in isolation
我们提出了一个光度研究仙女座XVIII矮球状星系与M31，并位于很好的外的维里半径的M31晕。这个星系被哈勃太空望远镜/高级巡天相机分解成恒星，揭示了古老的红巨星分支和红色团块。根据新的观测数据，我们用红巨星分支的尖端方法确定仙女座XVIII的距离为D = 1.33+-0.08 Mpc。因此，这颗矮星位于距离M31 579 kpc的地方。我们从恒星光度学和帕多瓦理论恒星等时线模拟了仙女座XVIII的恒星形成历史。一个古老的恒星形成爆发发生在12-14 Gyr前。在过去的1.5 Gyr中没有最近/正在形成的恒星的迹象。古老恒星和中等年龄恒星的质量分数分别为34%和66%，恒星总质量为4.2x10^6 Msun。这个星系很可能在过去没有经历过与M31的相互作用。我们还讨论了dSphs KKR 25，KKs 03，以及dTr KK 258的恒星形成过程。它们的恒星形成历史是由我们从HST/ACS观测中统一测量的。所有的星系都位于本星系群之外，两个dSphs KKR 25和KKs 03非常孤立。很明显，这些天体的演化没有受到邻近天体的影响。
2016-09-30 astro-ph.GA
The Hubble Space Telescope Advanced Camera for Surveys Emission Line Survey of Andromeda. I: Classical Be Stars
我们目前的结果从2时代的HST H $α$发射线调查的仙女座星系重叠的足迹全色哈勃仙女座宝库（PHAT）调查。我们发现552（542）经典Be星和8429（8556）正常B型星在历元# 1（历元# 2），产生的整体分数的Be含量为6.15% $\pm$ 0.26%（5.96% $\pm$ 0.25%）。在历元#1（历元#2）中，Be含量随光谱子型的变化而降低，从B0型的$\pm$ 2.0%（$\sim$ $\pm$ 2.0%）到B8型的$\sim$ $\pm$ 0.34%（$\sim$ $\pm$ 0.35%）。我们观察到一个明确的人口集群Be星在早期分数主序列的寿命，表明一个子集的Be星出现在ZAMS作为快速旋转。与SMC相比，M31中最早的子类型的Be星是2.8倍稀有，证实了在金属丰富的环境中（如银河系和M31），Be的分数含量会显著降低。然而，与银河系相比，M31并没有遵循明显的Be分数随金属丰度降低的趋势，这可能反映了Be现象随着演化年龄的增加而增强。我们观察到的磁盘丢失或磁盘再生事件的速率，$\pm$ 2%yr $^{-1}$，与文献中报道的其他七个银河系星团的观测结果相似，假设这些后者的瞬时分数按线性速率缩放。磁盘丢失事件（57）与磁盘更新事件（43）的相似数量是意料之外的，因为磁盘耗散时间尺度可以是磁盘建立阶段典型时间尺度的$\sim$ 2倍。
2020-01-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Co-orbiting satellite galaxy structures are still in conflict with the distribution of primordial dwarf galaxies
本星系群中的两个主要星系都有平面分布的共轨卫星星系，银河系的巨大极结构（VPOS）和仙女座大平面（GPoA）。$Λ$ CDM宇宙学模型没有预测这些特征。然而，根据最近的三项研究，GPoA的性质和VPOS的平坦化是基于次晕的$Λ$ CDM卫星系统的共同特征，并且GPoA可以自然地由沿着冷气流获取的卫星来解释。指出了这些研究中存在的一些方法学问题：模型卫星的选择与观测卫星的选择不同，或者考虑了不完整的观测约束条件，或者观测卫星的分布与基本假设不一致。一旦这些问题得到解决，结论是不同的：像VPOS和GPoA的功能是非常罕见的（每个概率$\lesssim 10^{-3}$，和组合概率$< 10^{-5}$），如果卫星是从$Λ$ CDM模拟结合半解析模型，沿冷流吸积是没有自然的解释GPoA。平面矮星系结构的起源在星系形成的标准范式中仍然无法解释。
2014-06-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evidence for a Massive, Extended Circumgalactic Medium Around the Andromeda Galaxy
我们证明了一个扩展的和大规模的环星系介质（CGM）周围的M31使用档案HST COS紫外光谱的18个类星体投影在两个维里半径的M31（Rvir=300千秒差距）。我们在R<0.2Rvir的所有3条视线上，在0.8<R/Rvir<1.1的4条视线中的3条视线上，以及在1.1<R/Rvir <1.8的11条视线中的1条视线上，以-300<vLSR}<-150 km/s检测到来自Si III的吸收。我们提出了几个论点，在这些方向上观察到的气体在这些速度起源于CGM的M31，而不是本地集团或银河系CGM或麦哲伦流。我们发现，矮星系位于CGM的M31有非常相似的速度在类似的投影距离M31。我们发现，只有在这些速度下，所有离子的柱密度（N）与R之间才存在非平凡的关系，其中N随R的增加而减小。在R<0.2Rvir时，仅在M31的内部CGM中检测到单电离物质。在R<0.8 Rvir时，SiIII和CIV的覆盖分数接近于1（fc~60%-97%，90%置信水平），但下降到fc <10-20% at R>Rvir。我们表明，M31 CGM气体是束缚的，多相的，主要是电离的（即，HII>>HI），并在较大的R下变成更高电离的气体。我们用SiII、SiIII和SiIV估算出CGM的金属质量至少为2x10^6 Msun，气体质量大于3x10^9（Zsun/Z）Msun，误差在0.2 Rvi…
2015-02-16 astro-ph.GA
HubPUG: Proper Motions for Local Group Dwarfs observed with HST utilizing Gaia as a Reference Frame
我们提出了HubPUG背后的方法，这是一个软件工具，用于恢复哈勃太空望远镜（HST）场的系统自行（PM），利用盖亚观测到的恒星作为前景参考系，进行了两个时期的观测。HST PM实验通常依赖于使用遥远的背景星系或类恒星物体（QSO）作为测量PM的固定源。没有一致的轮廓，背景星系更难质心，但受益于他们的大量聚集。类星体虽然可以用恒星的点扩散函数来拟合，但它们是稀疏的，大多数场都不包含。从历史上看，使用恒星作为衡量PM的参考是很困难的，因为它们有自己的PM。然而，盖亚现在已经提供了超过14亿颗恒星的位置和PM，这些恒星在目标周围的区域比背景源更有可能得到良好的成像，具有可预测的恒星轮廓，并且需要更少的观测时间才能获得良好的信噪比。这种技术使我们能够利用盖亚的力量来测量目标的PM，这些目标太微弱以至于盖亚无法观察到自己。我们已经恢复了银河系卫星Sculptor和Draco的PM，其不确定性与仅HST和仅Gaia测量的不确定性相当，主要受到Gaia数据当前能力的限制。我们还展示了这种方法的承诺，M31的卫星与一个新的PM测量仙女座VII。
2022-09-06 astro-ph.GA astro-ph.IM
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
Stellar Clusters in M31 from PHAT: Survey Overview and First Results
全色哈勃仙女座宝藏（PHAT）是一个正在进行的哈勃太空望远镜（HST）多周期计划，将以高分辨率对M31盘的三分之一进行成像，波长覆盖从紫外到近红外。该数据集将允许构建最完整的螺旋星系星团目录。在这里，我们提供了PHAT调查的概述，观测和分析的进展报告，以及PHAT集群计划的初步结果。虽然只有~20%的调查是完整的，HST的优越的分辨率使我们能够识别数百个新的中等和低质量的集群。因此，第一年调查足迹内的集群样本的大小相对于以前的目录增长了三倍。
2011-07-13 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
The coherent motion of Cen A dwarf satellite galaxies remains a challenge for $Λ$CDM cosmology
卫星平面问题是标准$Λ$ CDM宇宙学模型最严峻的小尺度挑战之一：银河系和仙女座周围的几个矮星系以薄的平面结构共轨。在附近的椭圆星系半人马座A（Cen A）周围也发现了类似的情况。在这封信中，我们研究了从VLT/MUSE观测中增加的12个具有视线速度的新星系的Cen A卫星系统。我们发现28个矮星系中有21个具有测量的速度共享一个相干运动。类似的扁平和相干移动的结构中发现只有0.2%的Cen A类似物在插图TNG 100宇宙学模拟，独立于我们是否使用其暗物质或流体动力学运行。这些类似物不是共轨的，并且仅通过偶然投射而出现，因此它们在这种模拟中是短暂的结构。我们的研究结果表明，观测到的卫星同向旋转平面是$Λ$ CDM的一个持续的挑战，这在很大程度上是独立于重子物理。
2021-04-09 astro-ph.GA
Local Group Proper Motion Dynamics
我们对本星系群中星系的动力学和质量的了解长期以来一直受到这样一个事实的限制，即只有视线速度是可观测的。这在动力学模型中引入了显著的退化，这只能通过测量垂直于视线的速度分量来解决。然而，在太阳邻域之外，相应的自行通常太小而无法测量。在过去的十年里，这种情况发生了巨大的变化，特别是由于哈勃太空望远镜的角分辨率和稳定性。现在可以在整个本地组中可靠地测量适当的运动，例如，HSTPROMO协作的工作。在这篇评论中，我总结了自行的重要性，本地集团科学，我描述了当前和未来的观测方法和设施，可用于测量自行。我强调最近的结果，各种银河系人口（球状星团，隆起，贫金属晕，超高速恒星，潮汐流），矮卫星星系，麦哲伦星云和仙女座星系。
2014-09-23 astro-ph.GA
Deriving physical parameters of unresolved star clusters III. Application to M31 PHAT clusters
这项研究是一系列的第三个，调查的退化和随机性问题，在确定物理参数，如年龄，质量，灭绝，金属量的部分解决或未解决的星团人口位于外部星系时，使用宽带测光。本工作测试了WFC 3 +ACS测光系统中固定和自由金属丰度模型对人造星团参数的推导。然后，该方法被应用到一个样本的203个星团的仙女座星系的观测与HST的参数。继论文I \& II，星团参数推导出使用一个大网格的随机模型，观察到的集群宽带综合WFC 3 +ACS的幅度相比。我们得出的年龄，质量和灭绝的M31星团的样本与一个固定的金属丰度与以前的研究一致。使用人工测试，我们证明了WFC 3 +ACS测光系统的能力，以获得星团的金属丰度。我们发现，36个大质量的M31星团的光度测定得出的金属丰度是在一个很好的协议与以前得出的金属丰度采用光谱从文献中。
2015-02-17 astro-ph.GA
The effect of measurement uncertainties on the inferred stability of planes of satellite galaxies
本研究探讨卫星星系自行、距离测量误差及宿主暗物质晕质量对类银河系势中卫星星系平面稳定性推断的影响，通过模拟加误差反向积分分析，发现自行、距离不确定性及低晕质量势均会显著影响平面稳定性的推断结果。
2025-06-17 astro-ph.GA
The M31-M33 Interaction: Impact on M31's Center of Mass Motion and Satellite Orbits
本研究探讨了卫星星系M33对Andromeda（M31）质心运动及卫星轨道的动力学影响，发现M33首次下落轨道仍为最显著解，其引力扰动使M31质心位置和速度发生显著偏移，且对M31卫星系统的不对称分布具有不可忽视的作用。
2025-04-03 astro-ph.GA
Dwarf Galaxy Planes: the discovery of symmetric structures in the Local Group
本星系群（LG）中的两个主要星系都被大多数共轨卫星星系的薄平面所包围，银河系（MW）周围的巨大极结构（VPOS）和M31周围的仙女座大平面（GPoA）。我们总结了目前有关这些结构的知识，并在一个共同的坐标系中比较它们的相对取向和性质。相干卫星结构的存在激发了对LG中更遥远的非卫星星系分布的研究。这导致发现了两个平面（直径为1-2 Mpc），其中几乎包含了附近所有的非卫星星系。LG的两个面令人惊讶地对称，相对于M31的银盘仅倾斜20度，同样薄（高度约为60 kpc），与MW和M31的偏移量几乎相同。它们相对于彼此倾斜35度。将平面方向相互比较并与其他特征进行比较，表明VPOS和GPoA之间存在密切联系。它们都是极性的MW，具有相似的轨道方向，并以约45度相对于彼此倾斜。麦哲伦流大致与VPOS和GPoA对齐，但也与非卫星矮星系的主导结构共享其投影位置和视线速度趋势。M31的自行表明，MW-M31系统、VPOS和GPoA的轨道是偏轨道。此外，还讨论了它与超银道面、超高速恒星过密度等其他特征的关系。最后，我们提出的方案，试图解释LG星系结构的总结，无论是从宇宙结构或潮汐碎片的过去星系相遇。目前还没有完全详细的模型，令人满意地解释了薄对称LG平面的存在。（节略）
2013-07-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Hubble Space Telescope Survey of M31 Satellite Galaxies IV. Survey Overview and Lifetime Star Formation Histories
基于哈勃空间望远镜巡天数据，测量了36个M31卫星星系的恒星形成历史，发现其熄灭纪元与光度和距离紧密相关，且约半数存在延迟熄灭现象，并与模拟比较验证了部分趋势。
2025-01-22 astro-ph.GA
Trigonometric Parallaxes of Massive Star Forming Regions: VI. Galactic Structure, Fundamental Parameters and Non-Circular Motions
我们正在使用VLBA和日本的VERA项目来测量在银河系高质量恒星形成区域中发现的脉泽的三角视差和自行。18个来源的早期结果定位了几个旋臂。英仙座螺旋臂的螺旋角为16 +/- 3度，这有利于银河系的四个而不是两个螺旋臂。将位置、距离、自行和径向速度结合起来，可以得到完整的三维运动学信息。我们发现，恒星形成区的平均轨道银河系~15公里/秒比预期的圆形轨道慢。通过对银河系模型的拟合，我们估计出银河系到中心的距离R_o = 8.4 +/- 0.6 kpc，圆自转速度θ_o = 254 +/- 16 km/s。比θ_o/R_o的测定精度比任何一个参数单独测定的精度都高，我们发现它为30.3 +/-0.9 km/s/kpc，与由Sgr A* 自行测定的角旋转速率很好地一致。这些数据支持银河系的旋转曲线，它几乎是平的，或者随着银心距离的增加而略微上升。运动学距离通常太大，有时系数大于2;通过将Theta_o/R_o从国际天文学联合会的建议值25.9 km/s/kpc增加到接近30 km/s/kpc的值，可以使它们与三角函数更好地吻合。我们提供了一个“修订”的处方计算运动学距离和它们的不确定性，以及一个新的方法来定义银河系坐标。最后，我们对Theta_o和To/R_o的估计，结合对R_o的直接估计，证明银河系的自转曲线与仙女座星系的自转曲线相似，这表明这两个占主导地位的本群星系的暗物质晕都是100…
2009-05-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
An Ancient Metal-Poor Population in M32, and Halo Satellite Accretion in M31, Identified by RR Lyrae Stars
我们目前的时间序列测光M32附近的两个领域使用档案观测ACS/WFC船上HST。一个磁场的中心距M32约2弧分，而另一个磁场则位于M31东南15弧分。我们确定了总共1139个RR Lyrics变量，其中821个是ab型，318个是c型。在M32附近的区域，我们发现相对于M32中心，天琴座RR星的密度存在径向梯度。这个梯度与M32的表面亮度轮廓一致，表明在这个区域有相当数量的天琴座RR型星属于M32。这进一步证实了M32包含一个古老的恒星星族，它与M31和银河系中最古老的恒星族大约在同一时间形成。M32中的天琴座RR型恒星的平均金属丰度为[Fe/H] ~ -1.42 +/- 0.02，比M32整个恒星星族的金属丰度低15倍。此外，在分析的领域中，标准化到M32光度的RR型天琴座恒星的丰度进一步表明，M32中古老的贫金属人口仅代表该星系的一个非常小的组成部分，与Monachesi等人的CMD分析推断的1%至4.5%的质量一致。我们发现了前所未有的证据，证明M31中存在两个天琴座RR型种群，如贝利图中ab型变量之间的两个不同序列所示。当以金属丰度解释时，一个群体在[Fe/H] ~ -1.3处表现出峰，另一个在[Fe/H] ~-1.9处表现出峰。对这一结果的一种可能解释是，金属含量更高的星系群代表了占主导地位的M31晕，而金属含量更低的星系群可能是一个围绕M31运行的被破坏的矮卫星星系。如…
2012-06-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
