The ISLAndS project II: The Lifetime Star Formation Histories of Six Andromeda dSphs
仙女座星系的初始恒星形成和寿命（ISLAndS）项目使用哈勃太空望远镜成像来研究六个仙女座dSph卫星伴星系的代表性样本。该计划的主要目标是确定仙女座dSph卫星的恒星形成历史（SFH）是否与银河系的恒星形成历史存在显着的统计差异，这可能是由于其局部环境的不同特性。我们的观测达到了最古老的主序列关闭，允许在最古老的年龄~ 1 Gyr的时间分辨率，这是可比的最佳可实现的分辨率在MW卫星。我们发现，这六个dSphs提出了各种SFH不严格相关的光度或目前距离M31。具体而言，我们发现淬火时间的显着范围（回看时间从9到6 Gyr），但所有淬火时间超过~ 6 Gyr前。与对类似质量的银河系伴星的观测结果一致，没有证据表明恒星形成完全被宇宙紫外背景辐射猝灭，但不能排除再电离时一定程度的猝灭。我们没有发现巨大的，薄的卫星平面的三个成员的SFH和三个离面dSphs之间的显着差异。ISLAndS dSphs和银河系dSphs伴星的SFH之间的主要区别是在ISLAndS样本中没有非常晚的猝灭（< 5 Gyr ago）dSphs。因此，模型，可以重现卫星人口与晚淬火卫星和没有将是极端的兴趣。
2016-06-03 astro-ph.GA
Andromeda XXVIII: A Dwarf Galaxy More Than 350 kpc from Andromeda
我们报告发现一个新的矮星系，仙女座XXVIII，使用最近发布的SDSS DR8的数据。该星系很可能是仙女座的卫星，距离为$365^{+17}_{-1}$ kpc，是仙女座最远的卫星之一。它的日心距离为$650^{+150}_{-80}$ kpc，结构和光度分析显示它的绝对星等为$M_V = -8.5^{+0.4}_{-1.0}$，半光半径为$r_h = 210^{+60}_{-50}$ pc，类似于许多其他暗淡的本群矮星。根据现有的成像，我们无法确定是否有正在进行或最近的恒星形成，这使我们无法将其归类为矮球状体或矮不规则体。
2011-10-26 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
Are the Milky Way and Andromeda unusual? A comparison with Milky Way and Andromeda Analogs
我们的银河系为星系演化模型提供了一个独特的测试案例，这要归功于我们在银河系圆盘中的特殊位置。这个位置也使银河系和外部星系之间的比较变得复杂，因为我们无法从外部的角度观察银河系。银河系类似星系为我们提供了一个机会，通过提供我们缺乏的外部视角来弥合这一鸿沟。然而，过于精确的“模拟”定义产生很少或没有星系，因此了解哪些选择标准产生最有意义的模拟样本至关重要。为了解决这个问题，我们比较了使用不同标准选择的银河系类似物的互补样本的属性。我们发现银河系在1 $σ$的类似物在恒星形成率和膨胀总比在大多数情况下，但我们发现银河系和它的类似物之间的较大的偏移盘尺度长度，这表明，规模的长度必须包括在模拟选择除了其他标准，如果最准确的类似物被选中。我们还将我们的方法应用于邻近的仙女座星系。我们发现类似物选择的基础上强大的形态特征，显示更高的恒星形成率比仙女座，我们还发现类似物选择仙女座的恒星形成率过度预测仙女座的隆起程度。这表明在选择最严格的仙女座类似物时，应该考虑结构和恒星形成率。
2020-10-12 astro-ph.GA
Discovery of the first methanol (CH3OH) maser in the Andromeda galaxy (M31)
我们提出的第一个6.7 GHz的第二类甲醇（CH3OH）脉泽在仙女座星系（M31）的检测。CH3OH脉泽是在2009年秋季的甚大阵（VLA）调查中发现的。我们已经证实了甲醇脉泽与新的扩展VLA（EVLA），在操作自2010年3月以来，但在检测水脉泽在这个位置是不成功的。这种甲醇脉泽的一个直接应用是确定M31的自行，例如以前用M33和IC 10的水脉泽获得的自行。解开M31的三维速度将解决本星系群动力学和演化建模中的最大未知数。
2010-10-22 astro-ph.GA
Recent Results from SPLASH: Chemical Abundances and Kinematics of Andromeda's Stellar Halo
在过去的十年里，对仙女座星系的恒星星族的大规模调查彻底改变了我们对这个星系的看法。大规模的连续光度测量和定点光谱测量相结合，对于发现仙女座的子结构和解开仙女座的结构成分特别强大。SPLASH（仙女座恒星晕的光谱学和光度学景观）调查包括宽波段和窄波段的成像和光谱学的红巨星分支恒星的视线范围从2千秒差距到超过200千秒差距从仙女座的中心。SPLASH数据揭示了一个幂律表面亮度轮廓延伸到仙女座维里半径的至少三分之二（Gilbert et al. 2012），金属丰度梯度延伸到仙女座中心至少100 kpc（Gilbert et al. 2014），以及仙女座内晕中大量加热盘星的证据（Dorman et al. 2013）。我们还使用晕星的速度分布来测量仙女座的切向运动（Beaton等人，准备中）。
2016-03-16 astro-ph.GA
The shapes and alignments of the satellites of the Milky Way and Andromeda
我们测量本星系群的矮球状（dSPH）星系的内在形状和排列。我们发现银河系的dSphs本质上是平坦的（平均固有椭圆率$μ_E\sim0.6$）比M31（$μ_E\sim0.5$）和经典的银河系dSphs（$M_V<-8.5\,\mathrm{mag}$）是圆（$μ_E\sim0.5$）比超微弱（$μ_E\sim0.65$），而在M31中的经典和超微弱的dSphs的形状是非常相似的。M31 dSphs优选与$\sim45°$的分散体径向对齐。这个信号是由超微弱的人口，而经典的M31 dSphs是一致的随机取向。我们比较了我们的结果与Lowing等人的宝瓶座模拟恒星星表。发现subhalo径向排列分布与本地群dSphs结果相匹配，而宝瓶座固有椭圆率明显小于数据（$Δ\langle E\rangle\approx0.4$）。我们提供的证据表明，银河系卫星的主轴位于一个优先面与法向量指向$(\ell,b)=(127,5)°$。我们将这个优选方向与浩瀚极轨道结构联系起来，尽管它们各自的大圆被$\sim30°$偏移。在M31中没有发现长轴排列的信号，这表明土星大平面是由最近的吸积或偶然排列形成的。最后，我们提供了预测的速度色散与尺度半径分布的银河系和M31人口之间的差异，并表明，从两个不同的位置观看类似的人口的投影效应不占的差异，这可能是由增加潮汐破坏M31。
2017-08-22 astro-ph.GA
A thousand shadows of Andromeda: rotating planes of satellites in the Millennium-II cosmological simulation
在最近的一篇论文中，Bahl \& Baumgardt研究了在Millennium-II模拟中卫星星系的平面排列的发生率，并得出结论，在$Λ$ -冷暗物质宇宙学中，经常偶然出现类似于仙女座星系（M31）中观察到的巨大薄平面的矮星系。然而，他们的分析并没有捕捉到这样一个基本事实，即观察到的排列同时是径向延伸的，但很薄，而且在运动学上是不寻常的。需要注意的是，千禧-II模拟可能没有足够的质量分辨率来确定低光度矮星系的拟像，我们重新检查了平面结构的模拟，使用与Ibata等人（2013）在真实的M31卫星上使用的相同方法。我们发现，0.04%的宿主星系显示卫星的路线，至少是极端的观察，当我们考虑到他们的范围，厚度和成员在同一意义上旋转的数量。我们进一步研究了共面卫星的角动量特性，发现从真实的M31结构中的视线速度（$1.3\times10^4$ km/s kpc）导出的特定角动量的中值与从模拟中得出的系统相比非常高。这一分析证实，仙女座星系周围观察到的结构极不可能是偶然发生的。有趣的是，少数类似于M31的极端系统是由一个巨大的子晕吸积而成的，子晕有着自己的空间集中的孤儿卫星。
2014-03-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Andromeda XXXVI: discovery of a new ultra-faint dwarf galaxy towards M31
Instituto de Astrofísica de Andalucía (CSIC)（安达卢西亚天体物理研究所）；Centro de Estudios de Física del Cosmos de Aragón (CEFCA)（阿拉贡宇宙物理学研究中心）；ARAID Foundation（ARAID基金会）；University of Surrey（萨里大学）；INAF-Osservatorio Astronomico d’Abruzzo（意大利国家天体物理研究所阿布鲁佐天文台）；IAC- Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉古纳大学）；UAI – Unione Astrofili Italiani /P.I. Sezione Nazionale di Ricerca Profondo Cielo（意大利天文爱好者联盟深空研究全国分会）；Institute for Computational Cosmology, Department of Physics, Durham University（杜伦大学物理学院计算宇宙学研究所）；Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP)（波茨坦莱布尼茨天体物理研究所）
通过Pan-Andromeda考古巡天的视觉检查，利用OSIRIS+GTC仪器观测发现了一个新的超暗弱矮星系Andromeda XXXVI，其颜色-星等图显示清晰的红色巨星支，但距离测定困难，通过等时线拟合确定其位于仙女座星系距离处，是M31的卫星，且是迄今发现的最暗弱的M31超暗弱矮星系之一。
2026-05-27 astro-ph.GA
The survey of planetary nebulae in Andromeda (M 31) V. Chemical enrichment of the thin and thicker discs of Andromeda. Oxygen to argon abundance ratios for planetary nebulae and H II regions
我们使用低内部消光（祖先年龄>4.5 Gyr）和高消光（祖先年龄<2.5 Gyr）行星状星云（PNe）以及H II区的氧和氩丰度，来限制M31薄盘和厚盘的化学富集和恒星形成效率。氩元素在Ia型超新星（SNe）中产生的比例大于氧。我们发现，平均log（O/Ar）值的PNe作为其氩丰度的函数，12 + log（Ar/H），跟踪星际物质（ISM）的条件下，在M31盘PN祖先的诞生。因此，在恒星的[α/Fe]与[Fe/H]分布中编码的化学富集和恒星形成效率信息也被印在不同恒星演化阶段的星云发射的氧氩丰度比log（O/Ar）与氩丰度中。我们建议使用log（O/Ar）vs.（12 + log（Ar/H））分布来约束薄和厚的M31盘中的母恒星星族的恒星形成历史。对于内侧M31盘（R_{GC} < 14 kpc），化学演化模型将平均log（O/Ar）值再现为高消光和低消光PNe的氩丰度的函数，需要在富气（湿）卫星合并期间金属贫气的第二次下降。在M31中，薄盘较年轻，径向延伸较少，以更高的恒星形成效率形成恒星，并且比更延伸，更厚的盘具有更快的化学富集时间尺度。M31中的薄盘和厚盘都达到类似的高氩丰度（12 + log（Ar/H））~ 6.7。因此，M31中薄/厚盘的化学和结构性质与银河系薄盘和厚盘的化学和结构性质明显不同。
2022-08-03 astro-ph.GA
Andromeda and its satellites - a kinematic perspective
使用由Z-PAndAS团队在仙女座-三角座地区使用凯克II DEIMOS拍摄的光谱数据，我将仙女座的圆盘和卫星系统与我们自己的银河系进行了比较。我讨论了观测到的仙女座矮球状星系的质量和尺度半径之间的差异，一个给定的光度与银河系。我还对新发现的M31厚盘进行了分析，该盘被测量为比银河系中看到的更热，更宽，更厚。
2012-01-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
The extended disc and halo of the Andromeda galaxy observed with Spitzer-IRAC
我们提出的第一个结果，从一个扩展的调查仙女座星系（M31）使用41.1小时的观测斯皮策-IRAC在3.6和4.5 $\,μ$米。这次巡天将以前的观测扩展到了外盘和晕，分别覆盖了短轴和长轴上的4 $.\!\!^\circ$ 4和6 $.\!\!^\circ$ 6的总长度。我们已经产生了表面亮度配置文件相结合的综合光从背景校正的地图与恒星计数从一个新的目录点源。使用辅助星表，我们进行了统计分析，在颜色星等空间区分M31对象的前景银河系恒星和背景星系。该目录包括426，529个来源，其中66%已分配概率值，以识别M31天体，其星等深度为[3.6] $\,=\,$ 19.0 $\,\pm\,$ 0.2，[4.5] $\,=\,$ 18.7 $\,\pm\,$ 0.2。我们讨论我们的数据的应用约束恒星质量和特征点源的外半径。
2016-06-25 astro-ph.GA
Weighing Andromeda: Mass estimates of the M~31 galaxy
本文回顾了过去约80年间仙女座星系（M 31）测量质量的演变，探讨了不同观测与建模技术及其一致性，并给出了目前对其质量的最佳限制。
2023-05-05 astro-ph.GA
Exploring Halo Substructure with Giant Stars. XV. Discovery of a Connection between the Monoceros Ring and the Triangulum-Andromeda Overdensity?
由于现代巡天观测，在银河系晕中发现了20多个恒星流和高密度结构。在本文中，我们提出了一个这样的结构，“A13”，第一次确定为一个过密度使用M巨星目录从两微米全天巡天的光谱观测的分析。我们的光谱观测结果表明，被鉴定为A13的恒星具有$\lesssim$ 40 $\mathrm{km~s^{-1}}$的速度色散，这意味着它是一个真正的相干结构，而不是随机晕星的偶然叠加。从它在天空中的位置、距离（$\sim$ 15千秒差距日心距）和运动学性质来看，A13很可能是另一个低银河纬度子结构--银河系正中心恒星结构（也称为麒麟座环）--向更小的银河经度和更远的距离延伸。此外，A13的运动学还将其与南银河半球的另一个结构-三角座-仙女座超密度联系起来。我们讨论了这三个连接的结构的背景下，以前提出的方案，这些功能之一或全部来自银河系的磁盘。
2017-07-11 astro-ph.GA
Cartography of Triangulum-Andromeda using SDSS stars
外部的星系晕是许多子结构的家园，这些子结构的起源仍然不确定，但最有可能是银河系与其前卫星之间以前相互作用的残余物。三角座-仙女座（TriAnd）是这些晕子结构之一，被发现是2 M质量巨星的超密度。我们使用斯隆数字巡天第九次数据发布（SDSS DR 9）的光度数据分析了三角座-仙女座区域。通过将观测结果与TRILEGAL银河系模型的模拟结果进行比较，我们能够识别并绘制出几个分散的高密度主序星，这些恒星似乎与TriAnd有关，覆盖了$\sim 500$度$^2$的大片区域。其中一个过度可能代表了一种新的恒星密度过高。我们还简要讨论了另一种假设，根据该假设，TriAnd是银河系盘中振荡环的槽之一。
2017-09-06 astro-ph.GA
Observation of HI around three satellite galaxies of the M31 with the FAST: Andromeda II, NGC 205, and NGC 185
利用FAST对M31的三颗卫星星系进行高灵敏度HI观测，发现仙女座II周围的C形HI弧、NGC 205东北方向的潮汐流候选体，并确认NGC 185无额外HI，为理解卫星星系演化及其与M31的相互作用提供了新证据。
2024-09-03 astro-ph.GA
The satellite galaxies of the Milky Way and Andromeda
本文综述银河系和仙女座星系的卫星星系群体，涵盖其发现方式、观测特性，讨论其在暗物质等研究中的重要性，强调新设施带来的变革，指出未来研究能约束暗物质与星系演化。
2025-02-10 astro-ph.GA
Pegasus V -- a newly discovered ultra-faint dwarf galaxy on the outskirts of Andromeda
我们报告在飞马座发现了一颗超微弱的矮星。Pegasus~V（Peg~V）最初是在DESI Legacy Imaging Surveys的公开成像数据发布中识别的，并通过Gemini/GMOS-N的深度成像进行了确认。颜色星等图显示了稀疏的红巨星分支（RGB）人口和蓝色水平分支恒星的高密度。我们测量到Peg~V的距离为$D=692^{+33}_{-31}$ ~kpc，使其成为仙女座的远距离卫星，具有$M_V=-6.3\pm0.2$和$r_{\rm half}=89\pm41$ ~pc的半光半径。它位于距仙女座$\sim260$ ~千秒差距的光环外围。RGB与[Fe/H] $=-3.2$的贫金属等时线拟合良好，表明其非常贫金属。这一点，结合其蓝色的水平分支，可能意味着它是一个再电离化石。这是第一次在泛仙女座考古调查区以外发现超微弱的矮星，并指出在我们最近的邻居的郊区有一个丰富的微弱的卫星人口。
2022-04-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
The large-scale structure of the halo of the Andromeda galaxy II. Hierarchical structure in the Pan-Andromeda Archaeological Survey
泛仙女座考古调查是以仙女座星系（M31）和三角座星系（M33）为中心的$>400$平方度的调查，提供了最广泛的$L_\star$星系群全景，以大投影的银河中心半径。在这里，我们整理和总结我们的知识的子结构的M31的恒星晕的现状，并讨论这些功能之间的连接。我们估计，13个最独特的子结构产生了至少5个不同的吸积事件，都在过去的3或4个Gyr。我们认为，一些子结构最远的M31可能是壳从一个单一的吸积事件。我们计算了一些突出的子结构，以前的估计是不可用的光度，我们估计的恒星质量预算的外晕的M31。我们重新审视的问题，量化的高度结构化的数据集的属性，具体来说，我们使用的OPTICS聚类算法来量化M31的恒星晕的层次结构，并确定三个新的微弱的结构。M31的晕，在投影中，似乎是由两个“巨型结构”，这可以被认为是合并树的两个最重要的分支，通过打破M31的恒星晕成越来越小的结构的基础上的恒星空间集群。我们的结论是，OPTICS是一个强大的算法，可用于任何天文应用，涉及层次聚类的点。这篇文章的出版恰逢所有PAndAS数据产品的公开发布。
2018-10-25 astro-ph.GA
Substructure and Tidal Streams in the Andromeda Galaxy and its Satellites
来自现存和已被摧毁的卫星星系的潮汐流聚集在仙女座星系（M31）的外部区域。这种不均匀的碎片可以在没有困扰银河系研究的许多障碍的情况下进行研究。本文回顾了M31及其主要卫星星系的潮汐流研究历史。我们强调了在M31周围观测到的众多潮汐流，其中一些位于距离该星系中心高达120 kpc的投影距离处。最值得注意的是巨大的恒星流，这是M31系统最近发生的重大吸积事件的标志。这一事件涉及到一个大约10 ^9太阳质量的早期类型的祖先，它在大约10亿年前来到M31中心的几千秒差距内;几乎所有的M31内晕碎片（50千秒差距以内）都可以直接或间接地与这一事件联系起来。我们提请注意的事实，大多数M31的外晕球状星团优先位于潮汐流和讨论的潜力，这提供了使用这些系统作为探针的吸积历史。本文还评述了M33、M32、NGC 205和NGC 147的潮汐特征。最后，我们讨论这一领域的未来前景。
2016-03-07 astro-ph.GA
Andromeda XXIX: A New Dwarf Spheroidal Galaxy 200kpc from Andromeda
我们报告发现了一个新的矮星系，仙女座XXIX，使用最近发布的斯隆数字巡天DR 8的数据，并证实了双子座北望远镜多目标光谱成像数据。XXIX看起来是一个矮球状星系，在天空中与M31的距离略大于15度，从红巨星分支的尖端推断的距离为730 kpc +/-75kpc，相当于与M31的三维距离在205 kpc和227 kpc之间（接近M31的维里半径）。它的绝对星等是通过与天龙座矮椭球的红巨星分支光度函数比较确定的，M_V = -8.3+/-0.4。XXIX的恒星星族似乎与天龙座非常相似;因此，我们估计XXIX的金属丰度为[Fe/H] \sim-1.8。And XXIX的半光半径为360 pc +/-60pc，椭圆率为0.35+/-0.06，是银河系和M31在这个绝对星等范围内的典型矮卫星。
2011-10-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Milky Way and Andromeda galaxies in a constrained hydrodynamical simulation: morphological evolution
我们研究的两个主要组成星系的本地集团作为候选人的银河系（MW）和仙女座（M31）的约束模拟。我们专注于恒星盘的形成和它的关系，形成一个丰富的系统与两个大质量的星系组，并调查合并和吸积的影响作为驱动程序的形态转变。我们使用最先进的流体动力学代码，其中包括恒星形成，反馈和化学富集进行我们的研究。我们运行两个模拟，其中我们包括或忽略来自恒星的辐射压力的影响，研究这个过程对模拟星系的形态和恒星形成率的影响。我们发现，模拟M31和MW有不同的形成历史，即使都居住在，在z=0，相同的环境。这些差异直接转化为并解释了它们的恒星形成率，原位分数和最终形态的变化。M31候选者有一个活跃的合并历史，因此它的恒星盘直到现在都无法不受影响地生存下来。相比之下，MW候选者具有更平滑的历史，在后期没有重大合并，并形成稳定增长的圆盘;在z=0时，模拟MW具有扩展的旋转支撑圆盘，其在凸起上占主导地位。我们的两个反馈实现预测类似的星系和它们的盘的演化，虽然检测到一些变化，其中最重要的是盘的形成时间：在较弱/较强反馈的模型中，盘形成较早/较晚。总之，通过比较这两个星系的形成历史，我们得出结论，星系的合并/吸积历史，而不是它的环境在LG尺度的形成和随后的增长或破坏的星系盘的主要驱动力。
2015-03-02 astro-ph.GA
Mirach's Goblin: Discovery of a dwarf spheroidal galaxy behind the Andromeda galaxy
全面清点本体积中的矮星系（包括卫星星系和孤立星系）的数量和性质，是星系形成理论的一个重要内容。用小型业余望远镜在广阔的天空区域进行超深成像，有助于完成对这些迄今未知的低表面亮度星系的普查，这些星系无法通过目前的分辨恒星星族和HI调查进行探测。我们报告发现多纳铁洛I，一个矮球状星系位于一个度的恒星米拉赫（贝塔和）在深的图像与业余望远镜。从加那利大望远镜（西班牙拉帕尔马）的后续观测中获得的色星等图显示，这个系统超出了本星系群，主要由老恒星组成。在阿尔法巡天中没有年轻恒星和HI辐射是典型的淬灭矮星系。我们的测光建议这个星系的距离模数为（m-M）=27.6 +/- 0.2（3.3 Mpc），尽管由于我们的色星等图中的拥挤效应，这个距离还不能确定。在这个距离上，Donatiello I的绝对星等（M_v =-8.3）、表面亮度（mu_v=26.5 mag arcsec^-2）和恒星含量都与“经典”的银河系伴星天龙座或小熊座相似。Donatiello I的投影位置和距离与最近的S 0型星系NGC 404（“米拉赫的幽灵”）的矮卫星一致。或者，它可能是迄今为止报道的最孤立的淬火矮星系之一，仅次于仙女座星系。
2018-10-10 astro-ph.GA
The survey of Planetary Nebulae in Andromeda (M31) II. Age-velocity dispersion relation in the disc from Planetary Nebulae
年龄-速度色散关系是理解仙女座星系（M31）盘演化的重要工具。我们使用行星状星云（PNe）获得的年龄-速度色散关系在不同的径向仓的M31盘。我们将观察到的PNe样本根据其消光值分为两个不同的年龄群体。我们的高消光和低消光PNe的观测速度，分别对应于较高和较低质量的祖先，被拟合在去投影的椭圆仓中，以获得它们的旋转速度$V_ϕ$和相应的色散$\rmσ_ϕ$。我们分配年龄的两个PNe人口的档案子样本的PNe，有模型拟合到他们观察到的光谱特征，恒星演化轨迹的中心恒星的属性进行比较。对于高消光和低消光PNe，我们发现年龄的$\sim2.5$陀螺仪和$\sim4.5$陀螺仪分别与不同的运动学超过一个dexpected半径R $\rm_{GC}= 14$ kpc。在太阳在银河系盘中的盘尺度长度等效距离R $\rm_{GC}$ =17- 20 kpc处，我们得到了$\rmσ_{ϕ,~2.5~Gyr}= 61\pm 14$ km s $^{-1}$和$\rmσ_{ϕ,~4.5~Gyr}= 101\pm 13$ km s $^{-1}$。在R $\rm_{GC}$ =14- 17和17- 20千秒差距的两个径向面元中得到了M31盘的年龄-速度频散关系。高消光和低消光Pne分别与M31年轻的薄盘和年老的厚盘有关，其速度频散值随年龄的增长而增大。这些值几乎是相应年龄银河系盘恒星种群的两倍和三倍。从合并星系…
2019-09-20 astro-ph.GA
The Chemodynamical Nature of the Triangulum-Andromeda Overdensity
本文基于GRACES高分辨率光谱观测31颗候选星，对TriAnd超密区进行化学动力学分析，发现其主体具有盘族原位起源特征，并识别出与吸积晕族群相符的污染恒星，从而解释了该超密区化学模式复杂性的历史争议。
2023-05-27 astro-ph.GA
Triangulum-Andromeda overdensity: a region with a complex stellar population
三角座-仙女座（TriAnds）超密度是银河系的一个遥远结构，位于银河系第二象限，远低于银河系平面。自从它被发现以来，它的性质一直在讨论中，它是否可能是银河系盘的旧扰动或被破坏的前矮星系的遗迹。在这项研究中，我们研究了13颗恒星的运动学和化学成分的2 MASS测光选择的TriAnd候选人。该样品是使用连接到双子座北望远镜的GRACES高分辨率摄谱仪观测的。基于从光谱和天体测量数据GAIA获得的径向速度，三个不同的运动学标准被用来分类我们的样本星属于TriAnd超密度。在我们的样本中，TriAnd确认的成员跨越了一个金属丰度范围，包括两颗贫金属恒星（[Fe/H] $\sim$ -1.3 dex）。我们表明，采用的运动学分类也化学隔离的TriAnd和非TriAnd的成员，我们的样本，表明一个独特的化学图案的TriAnd星。我们的研究结果表明，不同的化学模式的[Na/Fe]，[Al/Fe]，[Ba/Fe]，和[Eu/Fe]比在TriAnd星相比，当地磁盘的化学模式;研究的缺乏化学表征的外盘人口的银河系是主要的障碍，在建立的TriAnd人口是化学上类似于外地的恒星在外盘。但是TriAnd的化学模式让人想起了外盘疏散星团中的化学模式，尽管后者比TriAnd更富含金属。
2019-10-18 astro-ph.GA
The Panchromatic Hubble Andromeda Treasury VIII: A Wide-Area, High-Resolution Map of Dust Extinction in M31
我们映射的尘埃分布在M31在25pc的分辨率，使用恒星测光从全色哈勃仙女座宝库。我们开发了一种新的映射技术，模型的近红外色星等图（CMD）的红巨星分支（RGB）的恒星。模型CMD结合了RGB恒星的未红化前景和通过对数正态尘埃柱密度分布观察到的红化背景人口。与模型的拟合限制了中值消光、消光分布的宽度和变红恒星的比例。由此产生的消光图比尘埃排放图的分辨率高出4倍以上，同时提供了更直接的尘埃柱测量。新地图与Draine等人2014年从尘埃排放推断的灭绝地图之间存在极好的形态学一致性。然而，广泛使用的Draine & Li（2007）尘埃模型将观测到的灭绝高估了约2.5倍，这表明M31的真实尘埃质量较低，尘埃颗粒的放射性明显高于Draine等人（2014）的假设。我们发现的差异与普朗克合作组织（2015）在银河系中的类似发现一致，但对Draine & Li（2007）尘埃模型的参数有更复杂的依赖性。我们还表明，与Draine et al.（2014）地图的差异最小，其中星际辐射场的光谱比平均值更硬。我们讨论了可能的改进CMD尘埃映射技术，并探讨进一步的应用。
2015-09-22 astro-ph.GA
Spiral arms and disc stability in the Andromeda galaxy
密度波通常被认为是螺旋星系中恒星形成的触发机制。我们的目的是研究不同的恒星形成示踪剂（恒星紫外线和近红外辐射和HI，CO和冷尘埃的排放）在M31的螺旋臂之间的关系，计算在星系盘的稳定性条件，并得出可能的恒星形成触发机制的结论。研究方法：我们选择了14个旋臂段从去投影的数据图和比较发射分布沿横截面的段在不同的数据集彼此，以检测年轻的恒星星族和恒星形成介质之间的空间偏移。利用盘稳定性条件作为扰动波长和距星系中心距离的函数，计算了不同距离处的有效盘稳定性参数和最不稳定波长。为此，我们利用了M31的质量分布模型与四个磁盘组件（老的和年轻的恒星盘，冷的和温暖的气体盘）嵌入在外部潜在的隆起，恒星晕和暗物质晕。每个组件被认为是有一个现实的有限厚度。结果：没有系统的偏移之间所观察到的紫外线和CO/远红外线发射整个螺旋段检测。计算出的有效稳定性参数在银河系质心距离12 - 13 kpc处有一极小值Q_{eff} ~ 1.8。最不稳定的波长相当长，在距离R > 11 kpc时，最小值从~ 3 kpc开始。结论：经典的密度波理论对M31螺旋结构的解释并不现实。相反，应该考虑外部原因，例如与M31的大质量气体云或矮伴星的相互作用。
2017-01-26 astro-ph.GA
The proper motion of Andromeda from Gaia eDR3: confirming a nearly radial orbit
我们提出了一个分析的自行仙女座星系（M31），根据早期的第三次数据发布的盖亚任务。我们使用盖亚测光选择年轻的蓝色主序星，并应用几个质量削减，以获得干净的样品，这些示踪剂。在修正了M31盘运动的内部旋转的自行测量值后，我们得到了相对于盖亚参考系的52.5 +/- 5.8 μ as/yr的视运动，或者在应用了从M31的20度以内的类星体确定的零点修正和系统偏差的修正后，得到了61.9 +/- 9.7 μ as/yr的视运动。考虑到太阳反射运动，我们推导出仙女座星系和银河系之间的相对速度（在当前太阳位置的非旋转框架中）沿赤经为42.2 +/- 39.3 km/s（沿银河经度为40.0 +/- 39.3 km/s），沿十度角为-59.4 +/- 30.3 km/s（沿银纬为-60.9 +/- 30.3 km/s），总横向速度为V_transs = 82.4 +/- 31.2 km/s。这些数值与早期哈勃太空望远镜的测量结果一致（但比之更准确），后者预测了两个星系未来的合并。我们还注意到，在M31中的蓝色恒星和似乎位于该星系中的红色恒星样本之间，推导出的自行之间存在惊人的巨大差异。我们提出了几个假设来解释这种差异，但没有发现明确的证据与目前的数据特权的任何一个。
2021-09-03 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
The PAndAS View of the Andromeda Satellite System. IV Global properties
本文利用PAndAS矮星系样本和正演建模推断M31卫星系统的光度函数、空间分布及尺寸—光度关系，估计其卫星总数并证明面向银河系一侧的各向异性是内在特征。
2023-03-02 astro-ph.GA
The Panchromatic Hubble Andromeda Treasury. VI. The reliability of far-ultraviolet flux as a star formation tracer on sub-kpc scales
我们利用全色哈勃仙女座宝库（PHAT）的光学观测，测量了M31中33个FUV明亮区域的最近（<5亿年）恒星形成历史（SFHS）。区域面积范围从~ $10^4$到$10^6$ pc $^2$，这使我们能够测试FUV通量作为亚千秒差距尺度上最近恒星形成示踪剂的可靠性。恒星形成率（SFR）来自于修正后的观测FUV通量，平均而言，与1亿年的平均SFR的SFH内的1 $σ$分散一致。总体而言，分散性大于SFR的不确定性，在最小区域中尤其明显。分散是一致的，甚至组合的离散采样的初始质量函数和高变异性的SFHS。这一结果表明，为获得精确的SFR估计从FUV通量满足全IMF和恒定的SFR假设的重要性。假设一个强大的FUV消光校正，我们估计，一个因素的2.5不确定性，可以预期在FUV为基础的SFR的区域小于$10^5$ pc $^2$，或几百个pc。我们还研究了年龄和质量来自紫外线通量的共同假设下，该地区是简单的恒星星族（SSP）。SFHS表明，大多数地区不是SSP，年龄和质量估计相应地从SFHS不一致。对于这些地区的SSP样SFH，我们发现平均差异10万年的年龄和3至4的质量的一个因素。基于积分FUV通量，不可能将SSP样区域与其他区域区分开。
2014-04-19 astro-ph.GA
Variable stars and stellar populations in Andromeda XXV: III. A central cluster or the galaxy nucleus?
我们提出了B和V的时间序列测光的仙女座XXV，在我们的计划中的仙女座的卫星，我们已经与大型双筒望远镜的大型双筒相机成像的第三个星系。仙女座XXV的领域被发现包含63颗变星，我们目前的光变曲线和光变的特点（周期，振幅，变化类型，平均星等）。样本包括58个RR型天琴座变星（46个基模$-$ RRab和12个一阶泛音$-$ RRc，变星）、3颗异常造父变星、1个食双星系统和1个未分类变星。RRab恒星的平均周期（$\langle Pab \rangle$ = 0.60 $σ=0.04$天）和周期-振幅图将仙女座XXV归入奥斯特霍夫-中间天体的类别。从天琴座RR型恒星的平均光度中，我们推导出该星系的距离模数为（m-M）$_0$ = $24.63\pm0.17$ ma。色星等图显示，仙女座XXV中存在一个单一的贫金属（[Fe/H]= $-$ 1.8 dex）恒星群体，其年龄与$\sim$ 10-12 Gyr一样大，由一个明显的红巨星分支和大量的天琴座RR型恒星跟踪。我们在星系中心附近发现了一个球形的高密度恒星。这个结构似乎与仙女座XXV的距离一致，我们认为它可能是一个星团或仙女座XXV的核心。我们提供了一个总结，并比较了M31卫星中脉动星的数量和特征，到目前为止分析的变化。
2016-07-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
An intriguing coincidence between the majority of vast polar structure dwarfs and a recent major merger at the M31 position
本文利用Gaia DR3回溯矮星系轨道并在6维相空间检验其与M31潮汐尾的关联，提出VPOS可能源于M31与银河系的物质交换。
2025-02-14 astro-ph.GA
The survey of planetary nebulae in Andromeda (M31) III. Constraints from deep planetary nebula luminosity functions on the origin of the inner halo substructures in M31
仙女座（M31）星系在其内晕中显示出几个子结构，其起源是吸积卫星的残余或预先存在的盘的扰动，这些子结构在其恒星星族（SP）的性质中编码，在其深[OIII] 5007的行星状星云光度函数（PNLF）上留下痕迹。通过表征PNLF的形态，我们约束它们的起源。从我们的54平方米。°的通过对M31的深窄波段[OIII]巡天，我们在M31盘中识别出行星状星云（PNe）和六个主要的内晕子结构--巨流、东北陆架、G1-丛、北丛、西陆架和流-D。我们从累积拟合中测量PNLF参数，并统计比较每个子结构和椎间盘中的PNLF。我们链接的PNLF参数和那些大麦云云公布的金属丰度和年龄测量的父SP。这些子群的PNLF亮截止（$M^{*}$）的绝对星等跨越了一个显著的星等范围，尽管具有相似的距离和视线消光。巨流、W-大陆架和流-D PNLF的$M^{*}$比PN演化模型对母SP金属丰度的预测更微弱。PNLF的暗端斜率随着M31区域和大麦哲伦星云中小于5 Gyr的恒星质量的减少而线性增加。从它们的PNLF来看，巨流和东北大陆架与坠落卫星的恒星碎片一致，而G1团似乎与合并前的圆盘有关。子结构的SP与模拟2- 3 Gyr前在M31发生的单一大规模合并事件所预测的SP一致。Stream-D有一个不相关的、独特的起源。此外，这项研究提供了独立的证据表明，PNLF的暗端优先填充由老恒星演化而来的PNe。
2021-01-28 astro-ph.GA
Does the dwarf galaxy system of the Milky Way originate from Andromeda?
当地集团通常被视为一个平静的环境，没有重大的合并事件。然而，一个古老的大合并可能发生在最大的星系中。数值模拟表明，在富含气体的主要合并过程中形成的潮汐尾是长寿的，可能是古老恒星流的原因，并可能导致潮汐矮星系（TDG）的形成。使用几个流体动力学模拟，我们研究了最突出的潮汐尾形成的第一次通过，这是丰富的气体，并包含旧的和金属贫星。在将它的位置和运动与银河系（MW）和麦哲伦云（MC）进行比较后，我们发现了几个惊人的巧合。首先，潮汐尾扫过的是MW所在的相对较小的体积。由于合并的几何形状在某种程度上是由巨流（GS）的各向异性特性固定的，我们估计MW与这个巨大的潮汐尾在这样一个renewal-vous的机会是5%。其次，潮汐尾的速度与大麦哲伦星系的自行相匹配，并且很好地再现了MW矮星的几何和角动量特性，即所谓的卫星盘，更好地称为VPOS。第三，潮汐尾的模拟揭示了一个形成的TDG的质量和位置几乎可比的LMC。然而，我们目前的建模是太有限的，研究详细的相互作用的气体丰富的TDGs的潜力的MW，和一个补充的研究是必要的，以测试是否可以占我们的情况下，矮固有的属性。然而，这项研究表明，在M31位置的一个古老的、富含天然气的主要合并与本地群、GS、VPOS和MC的存在之间存在因果关系。
2012-09-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Rotational Curves of the Milky Way Galaxy and Andromeda Galaxy in Light of Vacuum Polarization around Eicheon
本文提出用Eicheon表面的F型真空极化解释银河系暗物质尾部，通过球对称模型近似处理星系盘面密度，成功重现银河系并讨论仙女座星系的旋转曲线。
2023-09-21 astro-ph.GA gr-qc
Deep in the Fields of the Andromeda Halo: Discovery of the Pegasus VII dwarf galaxy in UNIONS
研究利用 UNIONS 测光并结合 CFHT 与 Gemini-North 后续成像，发现并确认 M31 子群矮星系 Peg VII，测定其光度、尺寸、距离及拉伸形态。
2025-02-13 astro-ph.GA
Unravelling stellar populations in the Andromeda Galaxy
为了了解星系的历史和形成机制，确定它们当前的多维结构至关重要。在这里，我们专注于恒星的人口属性，如金属丰度和[$α$/Fe]增强。我们设计了一种新的技术来恢复这些参数的分布，使用空间分辨，视线平均数据。我们的化学动力学方法是基于量身定制（M2M）的框架和结果在一个$N$体模型的丰度分布。我们在模拟数据集上测试了我们的方法，发现径向和方位角剖面恢复良好，但只有垂直剖面的整体形状与真实剖面匹配。我们应用我们的程序空间分辨地图的平均[Z/H]和[$α$/Fe]的仙女座星系，使用较早的禁止动力学模型M31。我们发现，金属丰度增强沿酒吧，可能在袢最大。从侧面看，[Z/H]分布呈X形，这是由于方形/花生状凸起;平均垂直金属丰度梯度等于$-0.133\pm0.006$ dex/kpc。我们确定了一个金属性增强环周围的酒吧，这也有相对较低的[$α$/Fe]。最高的[$α$/Fe]发现在中心，由于经典的凸起。在远离中心的地方，棒区域中的$α$-过量随高度增加，这可能是厚圆盘的指示。我们认为，星系组装导致在中央几百秒差距的金属丰度的尖峰和一个更温和的负梯度在其余的磁盘，但没有[$α$/Fe]梯度。条形的形成导致[Z/H]分布的重新排列，导致沿条形的平坦梯度。随后在棒末端附近形成的恒星可能在袢和[Z/H]增强的下$α$环处产生了金属丰度的增强。
2021-01-19 astro-ph.GA
Discs of Satellites: the new dwarf spheroidals
最近发现的超微弱的矮卫星围绕银河系和仙女座星系的空间分布进行了比较，以前报道的磁盘的卫星（DoS）的主机星系。在我们的调查中，我们特别注意的选择偏差引入由于有限的天空覆盖的SDSS。我们发现，新的银河系卫星星系密切遵循由更明亮的矮星定义的DoS，从而进一步强调这一功能的统计意义的星系晕。我们还注意到银河系中心距离大于100 kpc的卫星星系的赤字，这些星系远离银河系的卫星盘。在仙女座的情况下，我们得到了类似的结果，自然补充了我们以前的发现，并加强了这样的概念，即卫星盘是卫星星系相空间相关性的光学表现。
2009-01-12 astro-ph.GA
The ISLANDS project I: Andromeda XVI, An Extremely Low Mass Galaxy not Quenched by Reionization
基于13个轨道的HST时间数据，详细描述了M31 dSph卫星Andromeda XVI的演化历史，包括其一生的恒星形成历史、恒星星族的空间分布和变星的性质。And XVI的特点是从最古老的时代开始，直到大约6 Gyr前的恒星形成被淬灭，并且值得注意的是，And XVI的恒星中只有一半的质量是在10 Gyr前。XVI似乎是一个低质量星系，其早期的再电离或星暴反馈淬灭似乎极不可能，因此，最有可能是由于环境效应（例如，一种相互作用），可能与本星系群的密集区的晚期下沉有关。研究恒星形成的历史作为一个函数的galactocentric半径，我们发现一个温和的梯度在恒星形成的历史：6和8 Gyr前的恒星形成活动显着强于在中心区域比在外部地区，虽然淬火年龄似乎是相同的，在1 Gyr。我们还发现了9颗天琴座RR型星，其中8颗属于And XVI。天琴座RR型恒星的距离可以得到一个新的估计，（m-M）0= 23.72+/-0.09等，比之前基于红巨星分支尖端的估计略大。
2016-03-02 astro-ph.GA
Integrated Light Chemical Tagging Analyses of Seven M31 Outer Halo Globular Clusters from the Pan-Andromeda Archaeological Survey
详细的化学丰度的7个M31外晕球状星团（与M31的投影距离大于30千秒差距），来自高分辨率的综合光谱与霍比埃伯利望远镜。其中五个集群最近发现的泛仙女座考古调查（PAndAS）-本文提出了第一次确定的综合铁，钠，镁，钙，钛，镍，钡，铕丰度为这些集群。其中四个目标星团（PA 06，PA 53，PA 54和PA 56）是贫金属（[Fe/H] < -1.5），α增强（尽管它们的α增强可能比银河系恒星在1 sigma水平上更少），并显示出恒星之间Na和Mg变化的迹象。其他三个球状星团（H10、H23和PA 17）的金属含量更丰富，金属丰度范围从[Fe/H] = -1.4到-0.9不等。虽然H23在化学上与银河系场星、银河系球状星团和其他M31星团相似，但与银河系场星和星团相比，H10和PA 17的[Ca/Fe]相对较低。此外，PA 17的高[Mg/Ca]和[Ba/Eu]比与银河系恒星不同，与大麦云（LMC）中的恒星和星团更一致。这里研究的星系团都不能最终与任何来自PAdAS的已识别流联系起来;然而，基于它们的位置，运动学，金属丰度和详细的丰度，最富金属的PAdAS星系团H23和PA 17可能与巨型恒星流的祖先有关，H10可能与西南云有关，PA 53和PA 56可能与东部云有关。
2015-01-19 astro-ph.GA
Disk-Like Chemistry of the Triangulum-Andromeda Overdensity as Seen by APOGEE
自从十多年前发现这个遥远的低纬度银河系（MW）超密度以来，三角星系-仙女座（TriAnd）系统的性质一直存在争议。其起源的解释要么是来自矮星系分裂的晕子结构，要么是银河系盘的遥远延伸。我们测试这些假设使用的十多个TriAnd成员的化学丰度从斯隆数字巡天的第14次数据发布的阿帕奇点天文台星系演化实验（APOGEE）的数据进行比较，以APOGEE丰度的恒星具有类似的金属丰度从人马座（Sgr）dSph，和外部MW盘。我们发现，TriAnd星是化学不同的Sgr跨越各种元素，（C + N），Mg，K，Ca，Mn和Ni，分离在[X/Fe]的约0.1至0.4德克斯取决于元素。相反，TriAnd恒星的金属丰度中值约为-0.8，其化学丰度比与外银盘中金属丰度最低的恒星（[Fe/H]~-0.7）相似，并且与MW外盘外推化学梯度的预期一致。这些结果表明，TriAnd与MW盘有关，因此，盘延伸到这种超密度-即，经过24千秒差距的银心半径-尽管在银河系这个区域的名义盘中平面以下垂直扰动约7千秒差距。
2018-05-09 astro-ph.GA
The survey of planetary nebulae in Andromeda (M31). IV. Radial oxygen and argon abundance gradients of the thin and thicker disc
我们获得了仙女座（M 31）盘PNe的星等有限的样品与化学丰度估计通过直接检测的[OIII] 4363 $\mathring{\mathrm A}$线。这导致分别具有氧和氩丰度的$205$和$200$ PNe。我们发现，高和低消光M31盘PNE有统计上不同的氩和氧丰度分布。在径向范围$2-30$ kpc内，较老的低消光盘PNe平均上是贫金属的，具有稍微正的径向氧丰度梯度（$0.006 \pm 0.003$ dex/kpc），氩略呈阴性（$-0.005 \pm 0.003$ dex/kpc），而较年轻的高消光盘PNe平均更富含金属，氧和（$-0.013 \pm 0.006$ dex/kpc）和氩（$-0.018 \pm 0.006$ dex/kpc），类似于为M 31 HII区域计算的梯度。M 31盘的丰度梯度与主要合并模拟计算的值是一致的，大多数低消光PNE是较老的合并前盘星在较厚的磁盘，和大多数的高消光PNE是年轻的恒星在薄盘，合并事件期间和之后形成。由于主要的合并，M31厚盘的化学丰度已经径向均匀化。考虑到星盘尺度长度，M31厚星盘的正径向氧丰度梯度与MW厚星盘的负径向氧丰度梯度形成鲜明对比。然而，MW和M31的薄圆盘具有非常相似的负氧丰度梯度。
2022-09-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Isaac Newton Telescope monitoring survey of Local Group dwarf galaxies. I. Survey overview and first results for Andromeda I
用2.5米艾萨克·牛顿望远镜（INT）对附近的矮星系进行了光学监测调查。用宽视场照相机（WFC）观测了本星系群（LG）中的55个矮星系和4个孤立的球状星团。这次巡天的主要目的是根据脉动不稳定性来确定演化最快的渐近巨星分支（AGB）恒星和处于演化终点的红超巨星，利用它们在光度上的分布来重建恒星形成历史，通过模拟多波长光谱能量分布来量化尘埃产生和质量损失，并将其与光度和半径变化联系起来。在这一系列论文的第一篇中，我们介绍了变星巡天的方法，并描述了仙女座I（和I）矮星系的光度表作为巡天的一个例子，并讨论了识别的长周期变星（LPV）。我们探测到5581颗恒星，并在And I中心的两个半光半径范围内确定了59颗LPV候选者。在$i$波段，这些候选者的振幅范围为0.2至3 mag。75%的检测源和98%的LPV候选者在中红外波长下被检测到。我们证明了在这个星系中存在产生尘埃的AGB恒星的证据，包括五个极端的AGB（x-AGB）恒星，并模拟了它们的光谱能量分布。根据红巨星分支（RGB）的尖端，确定了And I的距离模量为24.41等。此外，计算出3.2弧分的半光半径。
2020-04-12 astro-ph.GA
Gravitational Lens System PS J0147+4630 (Andromeda's Parachute): Main Lensing Galaxy and Optical Variability of the Quasar Images
由于四重引力透镜系统的后续观测对天体物理学和宇宙学具有非常重要的意义，我们给出了PS J 0147 +4630的单历元光谱和$r$ -波段光变曲线。这个最近发现的系统主要由四个背景类星体的图像ABCD组成，它们围绕着一个前景星系G，G充当着引力透镜。首先，我们使用双子座天文台档案中的长缝光谱数据和多分量拟合来精确地解析A，D和G的光谱。G的光谱轮廓类似于早期星系的光谱轮廓，红移为0.678 $\pm$ 0.001，比之前的估计高出约20%。此外，恒星速度色散的测量精度达到$\sim$ 5\%。第二，我们早期用利物浦望远镜进行的$r$波段监测导致了四个类星体图像的精确光变曲线。采用透镜模型预测的时间延迟，新的透镜红移，和一个标准的宇宙学，我们报告的检测微透镜变化的C和D大到$\sim$ 0.1马格的时间尺度上的几百天。我们还估计A和B之间的实际延迟为几天（B领先），这证明了PS J 0147 +4630的光学监测活动的巨大潜力。
2019-11-27 astro-ph.GA
A rogues gallery of Andromeda's dwarf galaxies I. A predominance of red horizontal branches
本文介绍了用哈勃空间望远镜观测到的M31的20个矮球状卫星星系的均匀、近水平分支测光。结合我们对16个系统的新数据和另外4个系统的档案数据，我们发现仙女座矮球状星系倾向于显著的红色水平分支或红色团块，低至~10^{4.2} Lsun（M_V ~ -5.8）。水平分支恒星的年龄敏感性意味着M31矮星系中有很大一部分具有延长的恒星形成历史（SFHS），并且与快速关闭的早期恒星形成事件不一致。暗于~10^{5.5} Lsun的系统在红色和蓝色水平分支的比率和形态上显示出最宽的范围，这表明了复杂的SFH和淬灭时间尺度和/或机制的多样性，这与目前已知的亮度相当的微弱银河系（MW）卫星有质的不同。我们的发现支持了最近一些M31矮星系更深层次数据的类似结论。我们讨论了几个来源的多样性，我们的数据，如不同的晕质量，斑片状再电离，合并/吸积，和环境的影响，M31和银河系的卫星种群的早期演变。M31和MW卫星的历史之间的详细比较将有助于深入了解驱动低质量星系演化的过程。这样的研究将需要成像，以达到最古老的主序列关闭了大量的M31的同伴。
2017-10-04 astro-ph.GA
The survey of planetary nebulae in Andromeda (M31) VI. Kinematics of M31 inner-halo substructures and comparison with major-merger simulation predictions
本文利用M31内晕子结构的行星状星云视线速度测量，结合主并合模拟预测，揭示了M31在2.5至4 Gyr前经历了一次“湿”主并合，形成了当前盘结构与内晕子结构。
2023-05-04 astro-ph.GA
A rogues gallery of Andromeda's dwarf galaxies II. Precise Distances to 17 Faint Satellites
我们提出了新的水平分支（HB）距离测量的17个最暗的已知M31卫星（$-6 \lesssim M_{V} \lesssim -13$）的基础上深哈勃太空望远镜（HST）成像。色星等图将$\sim$延伸到HB以下1-2个星等，这提供了定义良好的HB，即使对于红巨星分支（TRGB）尖端人口稀少的暗淡星系也是如此。我们确定了样本间的距离，平均精度为4%（$800$ ~kpc时的$\sim 30$ ~kpc）。我们发现，这些星系中的大多数是在很好的协议，虽然稍远（0.1-0.2等）相比，最近的地面TRGB距离。两个星系（And~IX和And~XVII）的HST和地面距离相差$\sim 0.3$等（$\sim 150$ ~kpc），这可能是由于银河系前景星和/或M31晕星在人口稀少的TRGB区域的污染。我们使用新的距离来更新这17颗M31卫星的光度和结构参数。新的距离并没有实质性地改变M31卫星系统的空间配置。我们评论未来的前景，精确和准确的HB距离微弱的星系在本集团和超越。
2019-09-04 astro-ph.GA
Sculpting Andromeda -- made-to-measure models for M31's bar and composite bulge: dynamics, stellar and dark matter mass
仙女座星系（M31）包含一个与经典凸起（CB）纠缠的盒子/花生凸起（BPB），需要三轴建模来确定动力学，恒星和暗物质质量。我们构建了适合新的VIRUS-W IFU凸起恒星运动学观测，IRAC-3.6 $μ$ m测光和光盘的HI旋转曲线的定制模型。我们探索的参数空间为3.6 $μ$ m的质量与光的比例$(Υ_{3.6})$，酒吧模式的速度（$Ω_p$），和复合隆起（$M^B_{DM}$）的暗物质质量在3.2kpc。考虑到Einasto暗物质配置文件，我们找到了最好的模型$Υ_{3.6}=0.72\pm0.02\,M_\odot/L_\odot$，$M^B_{DM}=1.2^{+0.2}_{-0.4}\times10^{10}M_\odot$和$Ω_p=40\pm5\,km/s/kpc$。这些模型的动力学膨胀质量为$M_{dyn}^B=4.25^{+0.10}_{-0.29}\times10^{10}M_{\odot}$，包括恒星质量$M^B=3.09^{+0.10}_{-0.12}\times10^{10}M_\odot$（73%），其中CB具有$M^{CB}=1.18^{+0.06}_{-0.07}\times10^{10}M_\odot$（28%）和BPB $M^{BPB}=1.91\pm0.06\times10^{10}M_\odot$（45%）。我们还探讨了NFW晕模型发现，…
2018-08-22 astro-ph.GA
Exploring Halo Substructure with Giant Stars: The Nature of the Triangulum-Andromeda Stellar Features
在过去的十年里，随着大规模恒星巡天的出现，探测和描述银河系亚结构的能力大大提高。这些调查显示，三角座-仙女座（TriAnd）区域在20-30 kpc的距离范围内具有丰富的子结构，这些特征之间的关系-如果有的话-仍然不清楚。这种复杂的情况促使我们对TriAnd区域进行重新检查，对M巨星进行光度和光谱测量。使用2 MASS测光的探索不仅揭示了Rocha-Pinto等人（2004）在M巨星中探测到的横跨$100^{\circ}<l<160^{\circ}$和$-50^{\circ}<b<-15^{\circ}$的微弱序列，而且还发现了第二个更明亮和更密集的M巨星序列。这两个序列可能与Martin等人（2007）在M31方向的光学勘测中发现的两个不同的主序列（并标记为TriAnd 1和TriAnd 2）有关，其中TriAnd 2是Rocha-Pinto等人（2004）的较暗RGB/AGB序列的光学对应物。在这里，TriAnd 1和TriAnd 2的年龄，距离和金属丰度范围是通过同时拟合等时线到2 MASS RGB轨道和光学MS/MSTO特征来估计的。这两个群体在年龄和距离上有明显的区别：较亮的序列（TriAnd 1）较年轻（6-10 Gyr），距离较近（距离$\sim$ 15-21 kpc），而较暗的序列（TriAnd 2）较老（10-12 Gyr），估计距离为$\sim$ 24-32 k…
2014-07-16 astro-ph.GA
The Andromeda Galaxy's Last Major Merger: Constraints from the survey of Planetary Nebulae
本研究利用行星状星云作为化学动力学示踪剂，揭示了仙女座星系约25-40亿年前由质量比约1:5的“湿”大合并形成了厚薄盘及内晕子结构，从而约束了其近期形成历史。
2023-05-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
AT 2023prq: A Classical Nova in the Halo of the Andromeda Galaxy
报告了位于仙女座星系晕中距离 46 kpc 的经典新星 AT 2023prq 的光度与光谱观测，确认其为“暗而快”的 He/N 新星，并属于晕新星群体。
2023-11-14 astro-ph.GA astro-ph.HE
On the origin of the asymmetric dwarf galaxy distribution around Andromeda
围绕M31的矮星系分布在本质上是显著各向异性的。在这个分布中的30个矮星系中，有15个形成盘状结构，23个包含在面向银河系的半球内。使用一个现实的本地潜力，我们分析所需的条件，以产生和保持这些不对称。我们发现，一些矮星系需要有高度偏心的轨道，以保持存在的半球不对称性与适当的大的径向色散。在假设矮星系起源于一个单独的星系团或吸积事件的前提下，我们发现星系团的初始大小和比能都必须相对较大，才能产生所观测到的半球不对称性。然而，如果这个星系团的物理尺寸很大，所需的非常高的能量将使几个矮星系能够逃离M31并被银河系捕获。此外，我们发现，协会，导致这种结构的总比能量集中在$E = V_{esc}^{2} - V_{init}^{2} \sim 200^2$ - $300^2\ \rm{km^2\ s^{-2}}$，这意味着产生的结构所需的初始速度和初始位置是强相关的。产生径向色散、角色散和平面结构所需的初始条件的重叠很小，这表明它们不是起源于单一的吸积事件，或者这些不对称结构是短暂的。
2019-12-05 astro-ph.GA
