Dark Matter Direct Search Rates in Simulations of the Milky Way and Sagittarius Stream
我们分析了自洽的N体模拟银河系盘和正在进行的破坏人马座矮卫星研究人马座潮汐碎片对暗物质探测实验的影响。与以前的重要工作一致，我们重申，标准的晕模型是不足以描述我们的平衡晕和晕/星系模型中的银河系晕的非麦克斯韦速度分布，并提供建议，纠正这种差异。更重要的是，我们强调，暗物质组成部分的领先的潮汐臂的人马座矮星是显着更延长比恒星组成部分的手臂，因为暗物质和恒星流不一定是同轴的，并可能被抵消了几个千秒差距的点，在他们的影响银河系盘。这表明，人马座碎片的暗物质成分可能对暗物质探测实验产生不可忽视的影响，即使恒星碎片的中心距离太阳附近几千秒差距。相对于没有下降的人马座矮星的模型，我们模型中的人马座暗物质碎片导致直接搜索事件率的能量依赖性增强高达~20 - 45%，事件率的年度调制幅度的能量依赖性降低高达2倍，年度调制相位的偏移高达~20天，以及反冲能量的偏移，在该偏移处调制反转相位。人马座的这些影响在解释暗物质的搜寻中是普遍感兴趣的，但在相对较轻（m_X < 20 GeV）的暗物质的情况下可能特别重要，因为人马座流与原始晕暗物质相比以高速撞击太阳系。
2012-07-29 astro-ph.GA
The Sagittarius Impact on Light and Dark Structure in the Milky Way
越来越明显的是，常见的合并事件在所有宇宙时期的盘星系演化中发挥着重要作用，从充满气体的矮星系在恒星形成高峰时期的湿吸积，到大型，动态先进的螺旋星系与它们的干燥伴星之间的碰撞，这种相互作用继续影响盘结构到今天。我们也生活在一个巨大的螺旋星系中，目前正在经历一系列来自一个坠落的、破坏性的矮星系的撞击。作为下一代天体测量学建议把我们的理解银河系的螺旋结构上一个更坚实的基础，我们分析高分辨率的数值模型，这个磁盘卫星相互作用，以评估我们的家银河系的人马座矮的影响的动态响应，并希望直接检测通过地球的暗物质的实验可能产生的影响。
2014-02-18 astro-ph.GA
"Skinny Milky Way, Please", says Sagittarius
出于最近的观察人马座流，我们设计了一个快速的算法来生成忠实的表示恒星潮汐流的质心形成的破坏的祖先的任意质量在任意的潜力。我们的方法的工作原理是在卫星周围的拉格朗日点释放成群的测试粒子，随后将它们进化成宿主和祖细胞的组合势。我们强调，祖先的重力作用是至关重要的，使流看起来几乎无法区分的N体实现，因为我们确实这样做。该方法在三个不同的银河系潜力与复杂性增加的模拟流数据进行测试，并提供无偏的推断银河系的质量分布到大半径。当应用到人马座流的观测，我们的模型给出了一个自然的解释流的离心距离和微分轨道岁差。因此，我们提供了一个新的独立测量银河系质量分布超过50千秒差距。人马座流模型倾向于一个轻银河系，在100 kpc时质量为4.1 +/- 0.4 x 10^11 M_sun，在200 kpc时可以外推到5.6 +/- 1.2 x 10^11 M_sun。银河系如此低的质量与晕星和卫星星系（一旦狮子座I从样本中删除）的运动学估计非常一致。它完全消除了“太大而不能倒”的问题。
2014-09-24 astro-ph.GA
The Alpha-element knee of the Sagittarius Stream
我们采用从斯隆数字巡天（SDSS）和斯隆扩展银河系的理解和探索（SEGUE）的丰度研究人马座流的恒星成员的α元素分布。为了测试SDSS/SEGUE丰度研究人马座的可靠性，我们选择高似然样本跟踪银河系的不同组成部分，并恢复已知的文献α元素分布。使用选择标准的基础上的空间位置，径向速度，距离和颜色的个别恒星，我们得到一个强大的样本人马座流星。人马座流的α-元素分布在中间金属丰度处形成一个狭窄的序列，具有明显的向下，与α-元素“膝盖”的存在相一致。这是第一次发现人马座矮星系的α元素膝盖。通过对我们的数据拟合一个玩具模型，我们确定人马座的α-膝关节发生在[Fe/H]=-1.27pm0.05，仅比银河系的膝关节略少金属。这表明，在远古时期，少数类似人马座的星系可能对银河系恒星晕系统的形成做出了重大贡献。
2014-06-12 astro-ph.GA
Tracing the very early disruption of the Sagittarius dwarf galaxy in the distant Milky Way halo
University of Groningen（格罗宁根大学）；University of Victoria（维多利亚大学）；Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森天体物理中心）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）；University of Chicago（芝加哥大学）；Kavli Institute for Cosmological Physics, University of Chicago（芝加哥大学卡弗里宇宙物理学研究所）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利群岛天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉古纳大学）
本研究利用麦哲伦望远镜光谱仪测量人马座流远端红巨星分支星的径向速度和金属丰度，确认了6维相空间中的紧密星团，揭示了人马座矮星系最早剥离的恒星群。
2026-06-17 astro-ph.GA
The recurrent impact of the Sagittarius dwarf on the Milky Way star formation history
卫星轨道盘星系可以诱导相空间特征，如螺旋，垂直加热和相混合在其光盘。在我们自己的银河系中也观察到了这样的特征，但由于盖亚DR 2数据，银河系盘的复杂性最近才被完全绘制出来。这种复杂的行为主要归因于人马座矮星系（Sgr）沿其轨道引起的反复扰动，这颗卫星是银河系圆盘的主要动力学建筑师。在这里，我们模型盖亚DR 2观测到的颜色星等图，以获得第一个详细的恒星形成历史的~ 2-kpc泡沫周围的太阳。它揭示了三个明显而狭窄的恒星形成增强事件，我们可以精确地确定它们发生在5.7，1.9和1 Gyr之前。有趣的是，这些事件的时间与根据i）轨道模拟，ii）银河系盘中的相空间特征和iii）Sgr恒星内容提出的Sgr近心点通道相吻合。这些发现很可能表明，Sgr在银河系盘恒星质量的积累中也是一个重要的演员，它的扰动反复触发恒星形成的主要事件。
2020-03-27 astro-ph.GA
The Pristine Dwarf-Galaxy survey -- III. Revealing the nature of the Milky Way globular cluster Sagittarius II
我们提出了一个新的光谱研究暗淡的银河系卫星人马座II。利用光纤大阵列多元素光谱仪的多目标光谱，我们用47颗新观测到的恒星补充了Longeard等人（2020）的数据集，其中19颗被确定为卫星的成员。这些额外的成员星被用来对系统的动力学和金属丰度特性施加更严格的约束。我们发现SgrII v = 1.7 +/- 0.5 km s-1的低速色散，与类似光度的银河系球状星团的色散一致。我们确认了该卫星的贫金属性质（[Fe/H]_Sgr II = -2.23 +/- 0.07），并发现Sgr II的金属丰度分散度没有得到解决，在95%的置信限下仅达到0.20。没有发现金属丰度低于-2.5的恒星。因此，尽管这个系统的尺寸非常大（rh = 35.5 + 1.4 - 1.2 pc），我们还是得出结论，Sgr II是银河系中一个古老而贫金属的球状星团。
2020-05-12 astro-ph.GA
Light element variations within the different age-metallicity populations in the nucleus of the Sagittarius dwarf
星团M54位于人马座矮球状星系的中心，因此可能是最接近核星团的例子。无论是原地恒星形成，螺旋形球状星团，或组合已被援引来解释各种各样的恒星子群的核星团。已知球状星团会表现出轻元素的变化，这可以用称为染色体图的光度结构来识别。在这封信中，我们创建了三个不同的年龄金属丰度亚群在附近的M54的染色体图谱。我们发现，老年人，金属贫人口显示轻元素变化的签名，而年轻和中年金属丰富的人口没有。我们的结论是人马座的核心是通过原位恒星形成和球状星团吸积的结合而形成的。这封信表明，正确构建的铁复合球状星团的染色体图可以提供洞察不同的恒星星族的形成位置。
2019-09-30 astro-ph.GA
Tango for three: Sagittarius, LMC, and the Milky Way
我们组装一个目录的候选人马座流成员与5D和6D相空间信息，使用天体测量数据从盖亚DR 2，距离估计从RR天琴座恒星，和视线速度从各种光谱调查。我们发现一个明显的不一致的流的轨道和方向的反射校正的自行车在流的主导臂，我们解释为一个签名的依赖于时间的扰动的引力势。这种扰动的一个可能原因是最近最大的银河系卫星--大麦云（LMC）的通过。我们开发了新的方法来模拟人马座流中存在的LMC，使用专门定制的N体模拟和灵活的参数化的银河系晕密度分布。我们发现，虽然没有LMC模型可以适合大多数流的功能，而不是很好，他们未能再现的错位和高估的距离领先的手臂apocentre。另一方面，LMC质量在（1.3+-0.3 x10 ^11 Msun）范围内的模型弥补了这些缺陷。我们证明，流不能充分模拟在一个静态的银河系。相反，我们的银河系需要向巨大的下落云倾斜，使Sgr流具有独特的形状和运动学。通过探索银河系势的参数空间，我们确定了100 kpc内的封闭质量为（5.6+-0.4 x10 ^11）Msun，维里质量为（9.0+-1.3 x10 ^11）Msun，并找到了星系晕形状和方向径向变化的初步证据。
2021-02-18 astro-ph.GA
Predicted Extension of the Sagittarius Stream to the Milky Way Virial Radius
人马座（Sgr）流的广泛跨度使其成为研究银河系引力势的一个有前途的工具。描述它的恒星运动学可以限制晕的性质，并为冷暗物质星系形成范式提供基准。准确的模型的中断动力学的Sgr祖是必要的，采用这种工具。使用解析建模和N体模拟相结合，我们建立了一个新的模型的Sgr轨道和由此产生的恒星流。与以前的模型相比，我们模拟了Sgr祖先从第一次穿过银河系维里半径8 Gyr前的完整下落轨迹。初始相空间条件的参数空间的探索产生严格的限制角动量的Sgr祖。我们的最佳拟合模型是第一个准确再现现有数据的三维位置和径向速度的碎片检测100千秒差距以外的MW晕。除了复制映射流之外，模拟还预测了Sgr流的几个分支的存在，延伸到数百千秒差距。银河系晕中已知的两颗最遥远的恒星与预测的结构相吻合。新预测的臂中的其他恒星可以通过大型综合巡天望远镜的未来数据找到。在最遥远的Sgr臂中探测到恒星的统计样本将提供一个机会，将银河系的潜力限制在前所未有的银河系中心半径。
2017-03-06 astro-ph.GA
The Milky Way's rowdy neighbours: The effects of the Large Magellanic Cloud and Sagittarius Dwarf on the Milky Way Disc
本文通过四个10^9粒子的N-body模拟，研究大麦哲伦云和射手座矮星系对银河系星系盘的独立与综合影响，发现两者作用可分离且重现了观测到的大径向速度波，强调建模时需同时包含两者。
2024-11-14 astro-ph.GA
Sagittarius II, Draco II and Laevens 3: three new Milky Way satellites discovered in the Pan-STARRS 1 3pi Survey
我们提出了三个新的银河系卫星的发现，从我们的搜索紧凑的恒星超密度在光度表的全景巡天望远镜和快速响应系统1（泛星1，或PS1）3 PI调查。第一颗卫星Laevens 3位于日心距离d=67+/-3千秒差距。它的总星等为Mv=-4.4+/-0.3，半光半径rh=7+/-2 pc，其性质类似于外晕球状星团。第二个系统是天龙座II/莱温斯4（Dra II），是一个较近较暗的卫星（d~20 kpc，Mv =-2.9+/-0.8），其不确定的大小（rh = 19 +8/-6 pc）使其在没有运动学信息的情况下很难分类;它可能是一个暗淡而延伸的球状星团，也可能是一个暗淡而致密的矮星系。第三颗卫星是人马座II/Laevens 5（Sgr II），它的性质不确定，因为它要么是最紧凑的矮星系，要么是光度范围内最大的球状星团（rh = 37 + 9/-8 pc，Mv=-5.2+/-0.4）。在67+/-5 kpc的日心距离，这颗卫星非常接近人马座矮球状星系（Sgr dSph）后面人马座恒星流的拖曳臂的预期位置。如果通过光谱学的后续研究得到证实，这种联系将定位到人马座恒星流的这部分拖曳臂，这部分到目前为止还没有被发现。这进一步表明，Sgr II是作为Sgr dSph的卫星被带入银河系晕的。
2015-10-31 astro-ph.GA
A North-South Metallicity Asymmetry in the Outer Galactic disk -- Evidence for the Pericentric Passage of the Sagittarius Dwarf Galaxy
本研究利用LAMOST和APOGEE巡天的红团簇星，发现外银盘存在南北金属丰度不对称，该不对称在反银心方向最显著且年轻星族中更明显，推测其由人马座矮星系近心点穿越的扰动及潮汐力导致。
2025-07-30 astro-ph.GA
On the Structure of the Sagittarius Spiral Arm in the Inner Milky Way
本研究通过BeSSeL巡天对4个脉泽源的视差与自行测量，修正了银河系第一象限外侧人马座旋臂的径向位置，支持该旋臂与英仙座旋臂在第一象限交汇的假说。
2024-05-19 astro-ph.GA
A Diffuse Metal-Poor Component of the Sagittarius Stream Revealed by the H3 Survey
人马座矮星系的潮汐破裂产生了一个壮观的恒星流，包裹着整个银河系。我们使用来自$Gaia$和H3恒星光谱巡天的数据，根据它们的角动量来识别823个高质量的人马座成员。H3调查在金属丰度方面基本上没有偏见，因此我们的射手座成员样本也同样没有偏见。流星的[Fe/H]范围很广，从$-0.2$到$\approx -3.0$，平均总金属丰度为$\langle$ [Fe/H] $\rangle=-0.99$。我们确定了一个强大的金属依赖的流成员的运动学。在[Fe/H] $\gt -0.8$几乎所有的成员属于著名的冷（$σ_v \lt 20$ km/s）的领先和落后的武器。在中等金属丰度（$-1.9 \lt$ [Fe/H] $\lt -0.8$）时，大量恒星（24 $\%$）出现在运动学上偏离冷臂的位置。这些恒星似乎也有更热的运动学。在最低的金属丰度（[Fe/H] $\lesssim-2$），大多数恒星（69 $\%$）属于这种运动学偏移的扩散人口。与模拟结果的比较表明，弥漫成分是在早期从人马座祖先剥离的，因此与较冷的富金属成分相比，平均半径更大。我们推测，这种运动学扩散，低金属，人口是人马座祖先系统的恒星晕。
2020-07-28 astro-ph.GA
Migration and Mixing in the Galactic Disc from Encounters between Sagittarius and the Milky Way
在螺旋星系中，诞生于近圆形轨道上的恒星，由于与圆盘内的非轴对称扰动（如棒或螺旋臂）的相互作用，随后会迁移到不同的轨道。本文扩展了对迁移的研究，以人马座矮星系（Sgr）与银河系（MW）的相互作用为例，研究外部影响的作用。我们首先作出脉冲近似估计，以表征Sgr光盘通道的影响。来自Sgr的潮汐力可以产生引导半径（$ΔR_g$）和轨道偏心率的变化，如最大径向偏移$ΔR_ {\rm max} $所量化的。这些变化在盘的表面上遵循类似四极的模式，幅度随着银河系中心半径的增加而增加。接下来，我们研究了一个碰撞N体模拟的Sgr-样的卫星与MW-样的星系相互作用，并发现Sgr的影响，在外盘占主导地位的长期演化盘通道之间的轨道。最后，我们使用相同的模拟，探索可能的可观察到的签名，Sgr引起的迁移画模拟与不同年龄的恒星星族。我们发现，以下Sgr盘通道，它诱导的迁移表现在一个环内的方位角金属丰度变化（$δ_ {\rm [Fe/H]} $）的近似四极，随着轨道偏心率的系统变化，$ΔR_ {\rm max} $。这些系统的变化可以持续几个旋转周期。我们的结论是，这种组合的签名可以用来区分不同的迁移机制，塑造银河系的薄盘的化学丰度模式。
2022-01-11 astro-ph.GA
A Deeper Look at the New Milky Way Satellites: Sagittarius II, Reticulum II, Phoenix II, and Tucana III
我们提出了深麦哲伦/Megacam恒星测光的四个最近发现的暗淡的银河系卫星：人马座II（Sgr II），网状II（Ret II），凤凰II（Phe II）和杜鹃座III（Tuc III）。我们的测光比发现数据深2-3个星等，使我们能够重新审视这些新物体的性质（例如，距离、结构特性、光度测量和潮汐扰动的迹象）。卫星色星等图显示它们都是古老的（~13.5 Gyr）和贫金属的（[Fe/H] $\lesssim-2.2$）。Sgr II特别有趣，因为它位于矮星系和球状星团在大小光度平面上的位置之间。其结构参数的集合更符合球状星团的分类，表明Sgr II是其光度范围最广的球状星团。其他三颗卫星直接落在银河系中光度相似的超暗矮星系所定义的轨迹上。Ret II是目前已知亮度范围最长的矮星系。我们对Phe II和Tuc III的结构参数表明它们都是矮星系。Tuc III与恒星流有关，这在我们的匹配滤波器恒星密度图中清晰可见。其他卫星没有显示任何明显的证据，潮汐剥离的形式延伸或扭曲。最后，我们还使用档案HI数据对每个对象的气体含量进行限制。
2018-06-19 astro-ph.GA
Assessing the Milky Way Satellites Associated with the Sagittarius Dwarf Spheroidal Galaxy
人马座（Sgr）矮星系的潮汐破裂的数值模型最近已经开发，第一次同时满足大多数观测约束的角位置，距离和径向速度趋势的领先和落后的潮汐流从矮。我们使用这些动力学模型结合现存的3-D银河系球状星团和dSphgalaxies的位置和速度数据，以确定那些银河系的卫星，很可能是最初形成于Sgr和被剥夺它在其扩展的相互作用与银河系。我们的结论是，球状星团Arp 2，M 54，NGC 5634，Terzan 8和Whiting 1可能与Sgr矮星有关，Berkeley 29，NGC 5053，Terzan 12和Terzan 7也可能与Sgr矮星有关。因此，初始的Sgr系统可能包含5-9个球状星团，对应于初始Sgr光度M_V =-15.0的特定频率S_N = 5 - 9。我们的结果是一致的8 \pm 2 Sgr球状星团预期从银河系球状星团分布的统计模型和相应的假关联率由于机会与Sgr流对齐。这些集群与以前重建的Sgr年龄-金属丰度关系是一致的，并没有表现出第二个参数的影响，塑造他们的水平分支形态的证据。我们没有发现统计上显著的证据表明，任何最近发现的人口的超微弱矮星系是决定性的与Sgr潮汐流。（节录）。
2010-05-28 astro-ph.GA
Constraining the Tilt of the Milky Way's Dark Matter Halo with the Sagittarius Stream
最近的研究表明，银河系（MW）的暗物质（DM）晕可能相对于其中央恒星盘显著倾斜，这一特征可能与其形成历史有关。在这项工作中，我们展示了一种方法，使用角度和频率变量约束DM晕的短轴的方向。该方法是对轨道拟合等传统方法的补充。我们首先测试的方法，使用模拟潮汐流在一个现实的环境内MW质量主机从消防宇宙学模拟，表明流的理论描述的作用角频率形式主义仍然适用于现实的矮星系流在宇宙学的潜力。利用角度和频率空间中的线的斜率，我们表明，正确的旋转帧产生最小的斜率差，使我们能够把约束的短轴位置。最后，我们将这种方法应用到人马座流的主导臂，我们报告说，MW的DM晕是扁圆的潜在的$q\sim0.7-0.9$和短轴指向$(\ell,b) = (42^{o},48^{o})$的扁平化参数。我们对短轴位置的约束是弱的，不同意从其他作品的估计，我们认为，不一致可以部分归因于观测的不确定性和部分的影响，大麦云云。
2022-10-26 astro-ph.GA
The outer low-$α$ disc of the Milky Way -- I: evidence for the first pericentric passage of Sagittarius?
本研究通过相空间、化学和年龄数据发现银河系外低α盘在6 Gyr处存在加热和星暴特征，结合冲量近似计算，提出人马座矮星系首次近心点经过的解释。
2023-05-12 astro-ph.GA
Signatures of minor mergers in the Milky Way disc I: The SEGUE stellar sample
现在我们知道，微小的合并能够在其宿主星系盘的相空间分布中产生结构。为了在银河系中寻找这样的印记，我们分析了SEGUE F/G矮星和Schuster等人（2006）的恒星样本。我们在这两个完全独立的恒星样本中发现了类似的特征，与银河系小型合并事件的预测一致。接下来，我们将同样的分析应用于人马座矮星系和银河系之间相互作用的高分辨率，理想化的N体模拟。恒星粒子样本在主盘小空间区域内的能量分布揭示了结构随位置的强烈变化。我们发现，与人马座暗物质晕祖先$\lessapprox 10^{11}$ M $_{\odot}$的质量模型的观测结果很好地匹配。因此，我们表明，这种分析可以用来提供前所未有的严格限制人马座的轨道参数，以及放置一个较低的限制其质量。
2012-05-04 astro-ph.GA
Does the Sagittarius Stream constrain the Milky Way halo to be triaxial?
最近对人马座矮星系恒星流的分析表明，M巨星在这个结构中的运动学和三维位置限制了我们银河系的暗物质晕，使其具有非常扁平的三轴形状，基本上是一个垂直于银盘的扁椭球。使用一种新的流拟合算法，基于马尔可夫链蒙特卡罗程序，我们调查是否这种说法仍然有效，如果我们允许银河系晕的密度分布更大的自由。我们发现流的解决方案，即使在一个球形晕，适合这种结构的领先和落后的武器，虽然这将需要一个上升的银河系旋转曲线在大银心半径。然而，所需的旋转曲线不被当前约束排除。因此，对于银河系来说，尽管有很强的理论动机，但并不需要晕三轴性来解释人马座流。这种三轴性和晕密度分布之间的简并性表明，在未来的努力来模拟这种结构，这将是有利的，以放松严格的分析密度分布，已被用于日期。
2012-12-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Dark Matter Tidal Stripping History of the Sagittarius Core with N-body simulations
人马座（Sgr）矮球状星系落入银河系晕中是一个独特的机会，可以了解矮星系的不同组成部分如何被潮汐移除。在这项工作中，我们重建的SGR核心形态和运动学的基础上，已经成功地再现了SGR流的模型。在这里，我们使用一个非常高分辨率的模型，几乎可以分辨出Sgr核心中的单个恒星。它再现了大多数观察到的形态和运动学特性，没有具体的微调。我们还表明，暗物质可能已经几乎完全剥离银河系潮汐后，两个通道在近心。最后，该模型预测Sgr核心将在接下来的2 Gyr内被完全破坏。
2022-10-24 astro-ph.GA
Stellar streams as gravitational experiments I. The case of Sagittarius
围绕其宿主星系运行的分裂矮星系的潮汐流提供了一种独特的方式来限制星系引力势的形状。这样的流可以用作星系尺度上的斜塔引力实验。作为银河系尺度上暗物质的替代方案，最有动机的引力修正是Milgromian动力学（MOND），我们在这里提出了有史以来第一个N体模拟的破坏人马座矮星系的动力学演化。使用一个现实的重子质量模型的银河系，我们试图再现当今的空间和运动学结构的人马座矮星和它的巨大的潮汐流，银河系周围的包装。由于原始结构的自由度很小，受到人马座结构的总光度和孤立矮星系的恒星质量-尺寸关系的限制，我们发现我们的模拟和观测之间的合理协议。如果我们把银河系周围的一个巨大的热气日冕包括在内，它在其卫星主平面的方向上是扁平的，那么在主臂中观察到的恒星速度就可以重现。这是第一次，潮汐溶解MOND已严格测试在这些质量和加速度尺度。
2017-05-03 astro-ph.GA
The Pristine Inner Galaxy Survey (PIGS) IV: A photometric metallicity analysis of the Sagittarius dwarf spheroidal galaxy
我们使用$Pristine\,CaHK$测光对人马座矮球状星系（Sgr dSph）进行了全面的金属丰度分析。我们的成员选择的基础上$Gaia$ EDR 3天体测量应用在$G_{0} = 17.3$的星等限制，和我们的人口研究的金属敏感测光从$Pristine$内星系巡天（PIGS）。用光度金属丰度代替光谱金属丰度，使我们能够覆盖前所未有的大面积（$\sim 100$平方度）的矮星系，并研究其成员的空间分布作为金属丰度的函数，几乎没有选择效应。我们的研究比较了9719颗贫金属星的空间分布与[Fe/H] $< -1.3$和30115颗富金属星的[Fe/H] $> -1.0$。光度测定Sgr样品还允许我们组装1150个非常贫金属的Sgr候选物（[Fe/H] $< -2.0$）的最大样品。通过调查和拟合富金属和贫金属种群的空间特性，我们发现一个负的金属丰度梯度，从Sgr中心（或$\sim 5.5$ kpc在Sgr的距离），我们的足迹的极限延伸到12度。我们的结论是，贫金属恒星的相对数量在星系的外部区域增加，而中心区域主要是富金属恒星。这些发现表明了一个由外向内的形成过程，并表明了Sgr的长期形成历史，这受到了Sgr和银河系之间的潮汐相互作用的影响。
2022-10-04 astro-ph.GA
The Influence of Sagittarius and the Large Magellanic Cloud on the Milky Way Galaxy
我们提出了N体模拟的人马座状矮球状星系（Sgr），遵循其轨道的银河系（MW），因为它的第一个交叉的银河系的维里半径到今天。当Sgr围绕MW运行时，它激发了垂直振荡，使银河系的恒星盘起皱和闪耀。这些响应可以理解的两个阶段的图片，其中的相互作用是第一次主导的扭矩从尾流激发Sgr在MW暗晕之前过渡到潮汐从Sgr的直接影响盘在晚些时候。我们首次展示了一个大规模的Sgr模型同时再现了在圆盘的末端观察到的弧状过密度的位置和运动，如麒麟座环和仙女座三角座恒星云，同时也满足了对圆盘垂直结构和流动运动的太阳邻域约束。在其他模拟中，我们将与Sgr一致的大麦云（LMC）自身纳入其中。LMC通过相长干涉和相消干涉引入耦合，但没有新的波纹。在我们的模型中，外盘当前结构的激发可以追溯到6-7 Gyr ago（对应于$z\leq1$）的相互作用。鉴于MW在这个时间尺度上明显静止的吸积历史，这使得Sgr成为盘垂直振荡背后的罪魁祸首，也是银河系最后一次重大吸积事件，具有调节其化学动力学结构的能力。
2017-10-06 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
The Metallicity Gradient of Sagittarius Dwarf Spheroidal Galaxy Prior to Infall Constrained by S-PLUS Observations of its Tidal Stream
Instituto Nacional de Pesquisas Espaciais（国家空间研究所）；Observatorio do Valongo, Universidade Federal do Rio de Janeiro（瓦隆戈天文台，里约热内卢联邦大学）；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系）；Observatório Nacional（国立天文台）；Department of Astronomy, School of Physics and Astronomy, Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学物理与天文学院天文学系）；State Key Laboratory of Dark Matter Physics, School of Physics and Astronomy, Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学物理与天文学院暗物质物理全国重点实验室）；Universidade de São Paulo, Instituto de Astronomia, Geofísica e Ciências Atmosféricas, Departamento de Astronomia（圣保罗大学天文、地球和大气科学研究所天文学系）
通过S-PLUS DR4光度学金属量、Gaia DR3动力学和APOGEE DR17光谱数据，研究Sgr流中金属丰度分布，发现前臂比后臂更贫金属，且前臂有明显负梯度，结果与N体模拟一致，揭示了Sgr前身星的金属丰度梯度。
2026-04-17 astro-ph.GA
The Sagittarius impact as an architect of spirality and outer rings in the Milky Way
像许多与银河系相同大小的星系一样，银河系是一个圆盘，其突出的旋臂植根于中央棒，尽管我们对其结构和起源的了解并不完整。传统上试图理解银河系形态的尝试都假设它没有受到主要外力的干扰。在这里，我们报告模拟银河系的人马座矮星系（SGR），这导致在形成的螺旋臂，影响中央酒吧，并产生一个外盘的下降的响应。在我们的模型中，朝向银河系反中心出现了两个环状的包裹物，这让人想起在银河系同一区域观察到的低纬度弧。以前的模型都集中在Sgr本身，以再现矮星的轨道历史，并对银河系引力势的形状施加相关的约束，将Sgr撞击事件视为对银河系盘的微不足道的影响。我们的研究结果表明，银河系的形态不是纯粹的世俗起源和低质量的小合并预测是普遍的整个宇宙可能有一个类似的重要作用，在塑造星系结构。
2011-09-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Multiplicity Statistics of Stars in the Sagittarius Dwarf Spheroidal Galaxy: Comparison to the Milky Way
我们使用来自阿帕奇点天文台星系演化实验（APOGEE）的时间分辨光谱来检查Hayes等人（2020）确定为人马座（Sgr）矮球状（dSph）星系成员的249颗恒星的径向速度（RV）变化分布。我们选择银河系（MW）恒星的恒星参数（$log(g)$，$T_{eff}$，和$[Fe/H]$）相似的人马座成员的三维k-d树的装置。我们发现，在Sgr dSph星的RV位移分布的形状是类似的，在他们的MW类似物中测量，但RV变星的总分数在Sgr dSph是由$\sim 2$的一个因素更大。排除了其他解释这种差异后，我们得出结论，密切的双星在Sgr dSph的分数本质上是高于MW。我们讨论了这一结果的物理过程，导致形成矮球状和螺旋星系的密近双星的影响。
2022-04-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Sagittarius Dwarf Galaxy: a Model for Evolution in a Triaxial Milky Way Halo
我们提出了一个新的N-体模型的人马座（Sgr）矮星的潮汐破坏，能够同时满足大多数的角位置，距离和径向速度的限制，目前宽场调查的动态年轻（< 3 Gyr）潮汐碎片流。特别是，该模型解决了冲突的角位置和径向速度的限制，在Sgr的主导潮流，近年来一直强调。虽然该模型没有再现在主要碎片流中观察到的明显分叉，但最近的观测数据表明，这种分叉可能是对Sgr矮星内部性质的限制，而不是对其轨道细节的限制。该模型成功的关键是在银河系引力势中引入了非轴对称分量，它可以用半径为20 < r < 60 kpc的短/长轴比（c/a）_φ = 0.72，中/长轴比（b/a）_φ = 0.99的三轴暗物质晕来描述。这个晕的短轴/中轴/主轴分别沿着（l，b）=（7，0），（0，90）和（97，0）方向，对应于一个近扁椭圆体，其短轴包含在银盘平面内。我们证明，简单的假设，恒星形成的历史，Sgr，潮汐剥离模型自然会引起梯度的金属丰度分布函数（ESTA）沿恒星碎片流类似于最近的研究中观察到的。（节录）。
2010-03-04 astro-ph.GA
Connecting the Milky Way potential profile to the orbital timescales and spatial structure of the Sagittarius Stream
最近使用Pan-STARRS 1的天琴座RR绘制的晕图清楚地描绘了人马座流的空间结构。这些地图显示，领先和尾随流远心不同的银河系中心半径的一个因素，并解决在这些远心流的子结构。在这里，我们提出的动力学模型，再现这些功能的流在简单的银河系的潜力。我们发现，碎片在远心必须动态年轻，在这个意义上被剥离的最后两个近心通道，而人马座矮目前正在经历第三次通过。远心比对动力摩擦和银河系自转曲线的外斜率都很敏感。这些依赖关系可以通过简单的连接远心半径、圆周速度和祖先轨道周期来理解。动摩擦力对来流的影响可以用前远心内的子结构来抑制。我们的模型集合并不打算在统计上与流相匹配。尽管如此，在我们考虑的模型范围之外，我们始终发现100 kpc以内的质量是$\sim 7 \times 10^{11} \, M_{\odot}$，在50和100 kpc之间有一个几乎平坦的旋转曲线。这意味着一个比目前一些模型中所假设的更广泛的星系晕。在以前的工作中，我们发现长轴或三轴晕容易与领先的流的轨道协议。我们展示了我们的模型在各种观测空间的行为，并描述了流内预期的子结构。特别是，年轻的拖尾流在拖尾远心附近可见，应该表现出一个紧密的速度趋势，与距离分开的老碎片，我们建议，这将作为一个特别有用的探测外银河系的潜力。
2018-04-13 astro-ph.GA
Trigonometric Parallaxes of Star Forming Regions Beyond the Tangent Point of the Sagittarius Spiral Arm
作为BeSSeL巡天的一部分，我们报道了与银河系人马座旋臂中13个遥远的高质量恒星形成区有关的分子脉泽源的三角函数松弛和自行。特别是，我们获得了改进的视差距离估计为三个良好的研究区域：1.9 + 0.1/-0.1 kpc的M17，5.3 + 1.3/-0.9 kpc的W51，和7.9 + 0.9/-0.7 kpc的GAL 045.5+00.0。除一个震源外，所有震源的奇异运动都小于20 km/s。我们将对数周期螺旋拟合到位置，并估计平均俯仰角为7.2 ± 1.9度。我们发现，在银河系的第一象限的切点以外的臂的部分出现在IAU定义的银河系平面以下15 pc。
2019-01-27 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
The Pristine Dwarf-Galaxy survey - II. In-depth observational study of the faint Milky Way satellite Sagittarius II
我们提出了一个广泛的研究人马座II（Sgr II）恒星系统使用MegaCam g和i测光，窄带，金属敏感的钙H&K双峰测光，增强与凯克II/DEIMOS多目标光谱。我们能够推导和改进Sgr II的结构和恒星性质：色星等图表明Sgr II很老（12.0 +- 0.5 Gyr）并且金属贫乏。CaHK测光证实了这颗卫星的贫金属性质（[Fe/H]CaHK = -2.32 +- 0.04 dex），并表明Sgr II拥有不止一个单一的恒星星族（σ CaHK = 0.11+0.05-0.03 dex）。由深源光谱数据，在排除两颗潜在双星后，得到该系统的速度色散为σvr = 2.7+1.3- 1.0km s-1。利用从我们的最高信噪比光谱测量的Ca红外三重态，我们能够确认从原始光度金属丰度推断的金属丰度和分散度：[Fe/H] = -2.23 +- 0.05 dex，σspectro = 0.10+0.06-0.04 dex。Sgr II的金属丰度和绝对星等（MV = -5.7 +-0.1等）使该系统处于银河系矮星系的亮度-金属丰度关系中，尽管它的尺寸很小。低，但解决金属丰度和速度色散描绘了一个轻微的暗物质为主的卫星图片。此外，使用盖亚数据发布2，我们约束的卫星的轨道，并找到一个远心118.4+28.4-23.7 kpc和近心54.8+3.3-6.1 kpc。Sgr II的轨道与Sgr流的拖曳臂一…
2019-02-07 astro-ph.GA
Metallicity and $α$-element Abundance Gradients along the Sagittarius Stream as Seen by APOGEE
使用3D位置和运动学的恒星相对于人马座（Sgr）轨道平面和角动量，我们确定了166个Sgr流成员观察到的阿帕奇点天文台星系演化实验（APOGEE），也有盖亚DR 2天体测量。这个样本的63/103恒星在Sgr的尾随/领先的臂相结合的APOGEE样本的710名成员的Sgr矮球状核（其中385个新的在这里）建立差异0.6德克斯的中值金属和0.1德克斯的[ $α$ /Fe]之间的Sgr核心和动态老流样本。在每条旋臂的内部都发现了温和的化学梯度，但当被核心恒星锚定时，这些化学梯度变得陡峭。利用Sgr潮汐破坏模型提供估计的动态年龄（即，剥离时间），我们发现，平均金属丰度梯度为0.12 +/- 0.03 dex/Gyr的恒星剥离Sgr随着时间的推移。第一次，[ $α$ /Fe]梯度也在流内测量，使用镁丰度为0.02 +/- 0.01 dex/Gyr，使用硅为0.04 +/- 0.01 dex/Gyr，这意味着Sgr祖先具有显著的径向丰度梯度。我们讨论了这些推断的梯度和它们的含义的性质的银河系卫星星系的背景下，目前的家庭的SGR祖的幅度，并建议，更复杂的SGR模型需要正确地解释不断增长的化学动力学的细节，我们对SGR系统。
2019-12-13 astro-ph.GA
Evidence for a Triaxial Milky Way Dark Matter Halo from the Sagittarius Stellar Tidal Stream
观测人马座矮椭球体（Sgr dSph）的破坏所产生的漫长潮汐流，能够对银河系引力势的形状提供强有力的约束。然而，以前的工作，基于不同的流属性在轴对称银河系模型的建模产生了相互矛盾的结果：虽然角进动的Sgr领先的手臂是最一致的球形或略扁的晕，在这个手臂的恒星的径向速度只再现长晕模型。我们证明，这个明显的悖论可以解决，而不是采用三轴潜力。我们的新的星系晕模型，同时适合所有完善的相空间的限制，从Sgr流，提供了第一个确凿的证据，和试探性的测量，在一个单独的暗物质晕的三轴性。在~ 60 kpc范围内的银河系晕的最佳特征是等速线的短轴/长轴比c/a ~ 0.67，中轴/长轴比b/a ~ 0.83，三轴度参数T ~ 0.56。在这个模型中，暗晕的短轴与连接太阳和银河系中心的银河系X轴重合，在15度以内，而长轴也位于银河系平面内，大约沿着银河系Y轴。
2009-08-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Revisiting a disky origin for the faint branch of the Sagittarius stellar stream
我们调查的方法来产生的人马座矮星系（Sgr）的恒星流中观察到的分歧。我们的方法包括运行$N$体模拟Sgr落入银河系的最后3 Gyr，添加测试粒子的磁盘轨道，跨越范围广泛的初始位置，能量和角动量。我们发现，最终在暗分支的粒子主要是高角动量粒子，可以都起源于一个单一的平面内的祖，几乎垂直于两个轨道平面的祖和银河系恒星盘。它们在模拟开始时的原始配置对应于3~Gyr前已经存在的螺旋特征，例如，这是由于盘状部件受到潮汐扰动，或卫星的潮汐尾在Sgr内受到破坏。然后，我们运行一个模拟，包括这个圆盘组件的自重力。尽管它的起源仍然模糊不清，这个磁盘组件的Sgr矮星与螺旋超密度提供了第一步的工作模型，以重现所观察到的微弱分支的分叉Sgr流。
2022-05-30 astro-ph.GA
The Sagittarius Stream and Halo Triaxiality
我们提出了一个质量模型的银河系，这是适合的人马座流的观测与约束来自广泛的光度和运动学数据。该模型包括一个Sérsic隆起，一个指数盘，和一个Einasto晕。我们的贝叶斯分析是使用仿射不变马尔可夫链蒙特卡罗算法完成的。我们发现，最适合的暗物质晕是三轴的轴比$3.3\pm 0.7$和$2.7\pm 0.4$和短轴近似对准太阳银河系的中心线。我们的研究结果与Law和Maurisski（2010）中的结果一致。这样一个强烈的非球面晕是不利于标准的冷暗物质的结构形成方案。
2012-09-28 astro-ph.GA
Trigonometric parallaxes of star forming regions in the Sagittarius spiral arm
我们报告的测量结果的弛豫和自行车的十个高质量的恒星形成区域在人马座的银河系的螺旋臂的一部分，与VLBA的BeSSeL调查。结合这些结果与其他八个文献中，我们调查的结构和运动学的臂之间的银河中心方位角约-2和65度。我们发现，螺旋桨角为7.3 +- 1.5度;臂的半宽，定义为与拟合螺旋的均方根偏差，约为0.2 kpc;人马座臂最近的部分距离太阳1.4 +- 0.2 kpc。与相邻的旋臂不同，我们没有发现人马臂中与银河系自转相反的源的显著特殊运动的证据。
2014-04-18 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
Identifying Star Streams in the Milky Way Halo
我们开发的统计方法，利用观测到的空间和径向速度分布的银河系晕中识别星流。在一个大的圆内，观测到的空间分布与随机分布的偏差提供了一个潜在恒星流可能性的度量。一个大圆内的径向速度分布和整个样品的径向速度分布之间的比较也测量潜在流的统计显著性。径向速度，使建设一个更强大的联合统计检验，以确定银河系晕中的恒星流。将我们的方法应用于超高速星（HVS）调查中的晕星，我们检测到人马座流具有很高的意义。大圆计数和与理论模型的比较表明，人马座流包含HVS样本中10%至17%的晕星。蓝离散星和蓝水平分支星的数量沿银河流变化，是人马座矮星系破裂前恒星星族分布的潜在探测器。
2011-12-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Globular Clusters Lost by the Sagittarius Dwarf Spheroidal Galaxy
在这项工作中，进行了搜索属于人马座（Sgr）潮汐流的球状星团的空间位置，径向速度相对于银河系静止标准（V_{GSR}），自行和比率的“年龄-金属丰度”（[Fe/H]）的分析球状星团和潮汐流中的恒星。结果，得到了三类球状星团：A --最肯定在流中：Terzan 8，Whiting 1，Arp 2，NGC 6715，Terzan 7，NGC 12; B --运动学异常：NGC 5904，NGC 5024，NGC 5053，NGC 5272，NGC 288; C --最低等级的候选者：NGC 6864，NGC 5466，NGC 5897，NGC 7492，NGC 4147。
2021-05-20 astro-ph.GA
Sagittarius A* -- The Milky Way Supermassive Black Hole
本文综述了银河系中心超大质量黑洞人马座A*，通过近距离观测恒星轨道和变异性发射，验证了广义相对论并揭示了其对星系演化的影响。
2025-03-25 astro-ph.GA astro-ph.HE
The local spiral structure of the Milky Way
银河系的螺旋结构的性质长期以来一直存在争议。只有在过去的十年里，天文学家才能够准确地测量大量高质量恒星形成区域的距离，这些区域是星系螺旋结构的经典示踪物。我们报告了使用甚长基线阵列对银河系本地旋臂附近的八个大质量恒星形成区域进行的无线电波长距离测量。结合之前的测量，这些观测结果表明，本旋臂比以前认为的要大，它的俯仰角和恒星形成率都与银河系的主要旋臂（如人马座和英仙座）相当。朝向天鹅座，本旋臂中的辐射源沿着我们的视线延伸了很长一段距离，大致沿着太阳轨道。由于这个方向，这些源在天空和速度上都聚集在一起，形成了复杂而长的神秘的天鹅座X区域。我们还确定了一个马刺，分支之间的地方和人马座的旋臂。
2016-10-04 astro-ph.GA
Kinematics and Chemistry of Stars Along the Sagittarius Trailing Tidal Tail and Constraints on the Milky Way Mass Distribution
我们提出了三维运动学人马座（SGR）尾随潮汐碎片在六个领域位于70-130度沿流从SGR矮星系核心。这些数据来自我们对Kapteyn选定区域的自行（PM）调查，其中我们在40 x40弧分的均匀分布的天空中测量了精确的PM到微弱的星等。我们在六个场中的四个中的后续光谱数据中确定了Sgr的径向速度特征，并将其与光谱确认的成员的平均PM相结合，根据每个场中15-64个确认的流成员推导出Sgr碎片的空间运动。这些运动学进行比较的法律和Maurisski（2010年）模型的Sgr中断的预测，我们发现合理的协议与模型预测的RV和PM沿银河系纬度。然而，有必要将静止速度当地标准Theta_LSR从其标准220 km/s向上调整到至少$232\pm14$ km/s（并可能高达$264\pm23$ km/s），以使三维模型碎片运动学与我们的测量结果相一致。令人满意的模型拟合，同时再现已知的位置，距离和径向速度趋势的Sgr潮汐流，同时显着增加Theta_LSR}，只能通过增加银河系的凸起和磁盘质量，同时保持暗物质晕固定到最佳拟合值从法律和马斯基（2010）。我们推导出低分辨率的光谱丰度沿这一延伸的Sgr流，并找到一个常数[Fe/H] = -1.15（约0.5德克斯散射在每个领域-典型的矮星系人口）之间的四个领域与可靠的测量。恒定的金属丰度表明，本研究中约60度范围内的碎片都是在同一轨道上从Sgr上剥离…
2011-11-08 astro-ph.GA
Old open clusters in the Sagittarius dSph tidal stream -- kith or kin?
一个广泛支持的银河系圆盘形成的假设是，它是由内而外地由吸积事件积累的物质形成的。人马座矮球状星系（Sgr dSph）是这种吸积的最好例子，其持续的破坏导致其恒星沉积在银河系晕和外盘中。因此，寻找Sgr dSph对银河系圆盘形成的贡献的可能特征是很有吸引力的。有趣的是，Sgr dSph流的模型清楚地表明，拖尾尾穿过银河系外盘，与一些反中心的老疏散星团的银河中心距离相同。我们在这封信中调查的可能性，两个最外面的老疏散星团，伯克利~29和Saurer~1，可能已经形成的Sgr dSph内，然后留在银河系外盘作为潮汐与银河系的相互作用的结果。这两个星团的实际位置，在Sgr dSph拖尾内，与这种情况是相容的，它们的化学和运动学性质，以及我们目前对Sgr dSph年龄-金属丰度关系的理解，进一步支持了这种可能的关联。因此，我们认为老的疏散星团Berkeley~29和Saurer~1很可能起源于河外。
2009-05-28 astro-ph.GA
The star formation history of the Sagittarius stream
我们提出了第一个详细的定量研究的人马座（Sgr）流的条纹82区域内的恒星星族，从斯隆数字巡天（SDSS）的光度和光谱观测。恒星形成历史（SFH）分别为明亮和暗淡的Sgr流，以确定是否两个组件组成的类似的恒星星族混合或有不同的起源。最佳拟合SFH解决方案的特点是一个定义明确，紧密的序列年龄金属丰度空间，表明恒星形成发生在一个良好的混合，均匀富集介质。恒星形成率在5-7 Gyr年龄时急剧下降，可能与MW吸积Sgr有关。最后，Sgr序列在11- 1 - 3 Gyr年龄段显示了年龄-金属丰度空间的斜率变化，这与Sgr α元素膝关节一致，表明Ia型超新星在恒星形成开始后开始对丰度模式做出贡献~1-3 Gyr。两个流的结果与从亲本Sgr群体混合物中提取的结果一致，但在不同的时期。亮流的SFH从古老的贫金属种群开始，扩展到[Fe/H]~-0.7，峰值在~7和11 Gyr。微弱的SFH采样了Sgr序列中更古老、更贫金属的部分，在远古时代达到峰值，大多数恒星的[Fe/H] <-1.3 and age>9 Gyr。因此，我们主张赞成这样一种情况，即微弱的流由i）早些时候剥离的物质组成，ii）从Sgr矮星的外围剥离的物质。
2015-05-04 astro-ph.GA
Exploring the Sgr-Milky-Way-disc interaction using high resolution N-body simulations
人马座矮星系与银河系正在进行的合并被认为强烈影响了银河系圆盘的动力学。我们提出了一套13个$N$体模拟，5亿至10亿粒子，模拟人马座矮星系（Sgr）和银河系盘之间的相互作用。为了量化模拟中对盘的结构和动力学的扰动，我们计算了数量不对称性和类太阳邻域体积中的平均垂直速度。我们发现，总体上模拟的趋势与在一个简单的一维相互作用模型中看到的趋势相匹配。我们探讨的影响，改变质量模型的Sgr，轨道运动学的Sgr，银河系晕的质量。我们发现，没有一个模拟匹配的观测垂直扰动使用盖亚数据发布2。在最相似的模拟中，我们发现Sgr的最终质量远远超过了Sgr残骸的观测质量，不对称波长太大，不对称形状与过去的$z \approx 0.7$ kpc不匹配。因此，我们的结论是，我们的模拟支持的结论是，Sgr单独不能造成所观察到的太阳附近的扰动。
2022-03-11 astro-ph.GA
Chemical Cartography of the Sagittarius Stream with Gaia
本文基于 Gaia BP/RP 光谱测得 34,240 颗红巨星的金属丰度，绘制 Sgr 星流化学图，发现新的纬度金属丰度梯度，并结合 N-body 模拟约束其前身矮星系的初始径向梯度。
2023-07-17 astro-ph.GA
M 54 + Sagittarius = omega Centauri
我们得到均匀的Fe，O，Na和α-元素的高分辨率FLAMES光谱的76红巨星在NGC 6715（M 54）和25红巨星在周围的人马座（Sgr）矮星系的核。我们的主要发现是：（1）我们确认M54具有内在的金属丰度分散性，~0.19dex r.m.s.; (ii)当包括Sgr核的恒星时，金属丰度分布与欧米茄Cen非常相似;然而，这两个天体中最富金属的恒星的相对贡献是不同的;（iii）在两个GC中都存在非常广泛的Na-O关系，这是星团内不同恒星世代的特征，M 54（和ω Cen）的贫金属和富金属组分显示出明显不同的Na-O关系的扩展，污染最严重的是富金属组分的恒星。我们提出了一个初步的团簇形成的情况下，可以解释这些功能。最后，在我们银河系中两个最大质量的GC中发现的相似性和差异可以很容易地解释，如果它们是在动力学演化的不同阶段观察到的相似物体（矮星系中的核簇）。
2010-02-09 astro-ph.GA
Discovery of low-metallicity stars in the central parsec of the Milky Way
我们提出了一个金属丰度分析的83晚型巨星在中央1 pc的银河系。这些恒星的K波段光谱是用北双子座上的中光谱分辨率积分场摄谱仪NIFS利用激光导星自适应光学获得的。利用MARCS合成光谱网格进行光谱模板拟合，发现恒星的金属丰度变化很大，从[M/H] $<$ -1.0到太阳金属丰度以上。约6%的恒星的[M/H] $<$为-0.5。这一结果与以前的观测结果形成对比，以前的观测样本较小，表明银河系中心的恒星具有近似太阳的金属丰度，只有很小的变化。我们目前的测量不确定性主要是由模型中的系统学，特别是在[M/H] $>$ 0，那里有恒星线没有在模型中表示。然而，有低金属量恒星，以及金属量的大变化的结论是强大的。金属丰度可能是这些恒星起源的一个指标。低金属丰度的人口与银河系中的球状星团一致，但它们的小部分可能意味着球状星团的坠落不是形成银河系核星团的主要机制。大多数恒星的金属丰度等于或高于太阳，这表明它们是在更靠近银河系中心或圆盘的地方形成的。此外，我们的研究结果表明，这将是重要的恒星形成历史的分析，使用红巨星在银河系中心，以考虑不同的金属丰度的影响。
2015-06-25 astro-ph.GA
The S-Star Cluster at the Center of the Milky Way: On the nature of diffuse NIR emission in the inner tenth of a parsec
人马座A*，银河系中心的超大质量黑洞，被一小簇高速恒星包围，称为S星。我们的目标是限制与人马座A* 附近的星团相关的恒星和暗物质的数量和性质。我们利用近红外成像技术测定了S星团成员的$K_\mathrm{s}$波段光度函数、中心黑洞周围的漫射背景辐射和恒星数密度计数的分布。这使我们能够确定恒星的光和质量的贡献，预计从星系团的微弱成员。然后，我们使用后牛顿的N体技术来调查的影响，恒星扰动的运动的S2，作为一种手段来检测的数量和质量的扰动。我们发现从$K_\mathrm{s}$波段光度外推得到的恒星质量远小于考虑到恒星S2轨道运动的不确定性而可能存在的质量。此外，来自较暗的S星团成员的光量低于在移除明亮的星团成员后S星团位置的剩余光量。如果恒星和恒星残骸的分布在人马座A* 附近足够强烈，那么观测到的S2轨道要素的变化可以用来限制它们的质量和数量。基于对高速恒星群的模拟，我们发现，在波长为2.2 $μ$ m，接近8 m级望远镜的混淆水平时，会出现混合星（优先在人马座A* 的位置附近），通常持续3年，然后由于自行而溶解。
2013-01-04 astro-ph.GA
Atomic Carbon in the Central Molecular Zone of the Milky Way : Possible Cosmic-ray Induced Chemistry or Time-Dependent Chemistry Associated with SNR Sagittarius A East
原子碳（$\mathrm{C}^0$）是致密分子气体中最丰富的原子/分子物种之一，是许多化学/物理环境中分子气体质量的潜在良好示踪剂，但银盘区域以外的$\mathrm{C^0}$丰度变化尚未完全了解。本文给出了用ASTE 10-m望远镜获得的银河系中心分子带（CMZ）宽视场500 GHz [CI]图。主成分分析和非LTE多跃迁分析表明，[CI]发射主要源自具有20-50 K温度和$\sim 10^3\ \mathrm{cm}^{-3}$密度的低激发气体组分，而$\mathrm{C^0}$丰度可能在高激发气体组分中受到抑制。CMZ中的平均$N(\mathrm{C}^0)$ / $N(\mathrm{CO})$丰度比为0.3-0.4，是银盘中的2-3倍。$N(\mathrm{C}^0)$ / $N(\mathrm{CO})$比值在最内侧10 pc区域增加到0.7，在核周盘增加到$\sim2$。我们发现$\mathrm{C^0}$富集区呈环形分布，环绕超新星遗迹（SNR）Sgr A东部，表明中央10 pc区域的$\mathrm{C}^0$富集是分子云-SNR相互作用的结果。在主成分分析（PCA）中包含的15个原子/分子中，CN是唯一在[CI]-亮环中增加的其他物种。[CI]亮环的起源可能是由Sgr A east加速的低能宇宙线粒子或SNR收集的原始分子气体产生的宇宙线主导区域，其中$\m…
2021-05-10 astro-ph.GA
