Jaclyn Jensen, Guillaume Thomas, Alan W. McConnachie, Else Starkenburg, Khyati Malhan, Julio Navarro, Nicolas Martin, Benoit Famaey, Rodrigo Ibata, Scott Chapman, Jean-Charles Cuillandre, Stephen Gwyn, Uncovering Fossils of the Remote Milky Way with UNIONS: NGC 5466 and its stellar stream, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Band 507, Ausgabe 2, Oktober 2021, Seiten 1923–1936, https://doi.org/10.1093/mnras/stab2325Wir untersuchen die räumliche Häufung von Blue Horizontal Branch (BHB)-Sternen aus dem u-Band des Canada–France Imaging Survey (CFIS, einer Komponente des Ultraviolet Near-Infrared Optical Northern Survey, oder UNIONS).Alle großen Sterngruppierungen sind mit bereits bekannten Satelliten assoziiert, darunter auch NGC 5466, ein entfernter (16 kpc) Kugelsternhaufen.NGC 5466 besitzt Berichten zufolge einen langen Sternstrom, obwohl bisher keine einzelnen Mitglieder des Stroms identifiziert wurden.Unter Verwendung sowohl von BHBs als auch von zahlreichen Roten-Riesen-Zweigsternen, die mit Gaia Data Release 2 abgeglichen wurden, identifizieren wir ausgedehnte Gezeitenschweife von NGC 5466, die sowohl räumlich als auch kinematisch kohärent sind.Interessanterweise stellen wir fest, dass dieser Strom in großen Entfernungen vom Cluster nicht dem gleichen Pfad folgt wie die vorherige Detektion.Wir verfolgen den Strom über 31° des Himmels und zeigen, dass er einen sehr starken Entfernungsgradienten im Bereich 10 < Rhelio < 30 kpc aufweist.Wir vergleichen unsere Beobachtungen mit einfachen dynamischen Modellen des Stroms und stellen fest, dass sie in der Lage sind, den Gesamtpfad und die Kinematik weitgehend zu reproduzieren.Die Tatsache, dass NGC 5466 so weit entfernt ist, einen weiten Bereich galaktischer Entfernungen verfolgt, einen identifizierten Vorläufer hat und anscheinend kürzlich mit der Scheibe der Galaxie interagiert hat, macht es zu einem einzigartigen Testfall für die dynamische Modellierung der Milchstraße.In der Standard-ΛCDM-Kosmologie entstehen Galaxien hierarchisch durch eine Reihe von Verschmelzungen (White & Rees 1978; Johnston et al. 2008).Größere Galaxien akkretieren kleinere Sternsysteme zusammen mit ihren eigenen Kugelhaufen, und Gezeitenkräfte wirken, um Sterne von diesen Satelliten abzustreifen, um Sternströme zu bilden.In großen Entfernungen vom Zentrum der Galaxie sind dynamische Zeitskalen so lang, dass Signaturen dieser Verschmelzungen viele Milliarden Jahre lang beobachtbar sein können (Johnston, Hernquist & Bolte 1996) und Teil der „fossilen Aufzeichnung“ der Galaxie sind.Insbesondere die Kinematik und die chemische Häufigkeit alter Sterne in diesen Strömen liefern wichtige Einblicke in die Verschmelzungsgeschichte der Milchstraße und die Bildung der „protogalaktischen Fragmente“, die seitdem verschmolzen sind (Searle & Zinn 1978).In den letzten Jahren haben revolutionäre große Himmelsdurchmusterungen beispiellose Perspektiven der Milchstraße geliefert − zum Beispiel der Sloan Digital Sky Survey (SDSS; York et al. 2000), Pan-STARRS1 3π Survey (PS1 3π; Chambers et al. 2016 ) und der Dark Energy Survey (DES; The Dark Energy Survey Collaboration 2005), um nur einige zu nennen.Vor allem das Aufkommen von Gaia (Gaia Collaboration 2016) war maßgeblich daran beteiligt, die Positionen und Eigenbewegungen von Milliarden von Sternen zu messen und eine detaillierte Karte unserer Milchstraße zu entwickeln.Gaias zweite Datenveröffentlichung (Gaia DR2; Gaia Collaboration 2018) leitete mit einer Vielzahl neu identifizierter Substrukturen eine erfolgreiche Ära für die galaktische Archäologie ein.Einige Schlüsselstudien mit Gaia DR2 umfassen (1) die Suche nach Sternströmen (Malhan, Ibata & Martin 2018; Mateu, Read & Kawata 2018; Ibata, Malhan & Martin 2019; Borsato, Martell & Simpson 2020; Necib et al. 2020), (2) aktualisierte Kinematik von Kugelsternhaufen (Baumgardt et al. 2019), (3) Identifizierung von Gezeitenschwänzen von Kugelsternhaufen (Bianchini, Ibata & Famaey 2019; Kundu, Minniti & Singh 2019; Sollima 2020; Thomas et al. 2020), (4) neue Schätzungen für das Massenprofil der Milchstraße (Cautun et al. 2020) und (5) die Enthüllung der komplexen Akkretionsgeschichte der Galaxie (Helmi et al. 2018; Mackereth et al. 2019), neben vielen anderen Fortschritten.Ströme um Kugelsternhaufen haben sich als leistungsstarke Sonden des galaktischen Potentials erwiesen (z. B. Küpper et al. 2015; Pearson et al. 2015; Thomas et al. 2017, 2018b; Bonaca & Hogg 2018; Malhan & Ibata 2019).Aufgrund ihrer geringeren Anfangsmassen und Geschwindigkeitsdispersionen sind Kugelsternhaufenströme typischerweise dünn, dynamisch kalt und extrem empfindlich gegenüber Störungen durch das Wirtspotential.Jede Unterstruktur stellt eine einzigartige Wechselwirkung mit der Galaxie dar, aber nur wenige sind in großen Entfernungen (>10 kpc) bekannt.Die Erhöhung der Anzahl bekannter Systeme in diesem Regime, insbesondere derer mit klaren Vorläufern, kann strengere Einschränkungen für die Form und Masse des Halos aus dunkler Materie im Inneren der Umlaufbahn jedes entfernten Stroms auferlegen.Gaias präzise Astrometrie hat viele der Teile geliefert, die notwendig sind, um die Wechselwirkungen der Galaxie mit ihren Satelliten besser zu verstehen.Allerdings sind Parallaxenunsicherheiten schwächerer Quellen bei großen Entfernungen viel ungenauer (Lindegren et al. 2018);Daher ist es schwierig, die ferne Milchstraße mit Gaia allein zu erkunden.Im Gegensatz dazu bleiben Gaia-Eigenbewegungen selbst tief im stellaren Halo äußerst nützlich (Powell 2013; siehe auch Abb. 1 in Ibata et al. 2017b).CFIS-u äquatorialer Fußabdruck.Die blauen Umrisse zeigen das endgültige CFIS-Gebiet nach Abschluss der Vermessung (∼5000 Grad2), während die rot/orange schattierten Regionen die zum Zeitpunkt dieser Studie verfügbaren Felder darstellen (∼4000 Grad2).Die grauen durchgezogenen Linien befinden sich bei b = ±20°, um die Grenze von CFIS im galaktischen Breitengrad hervorzuheben;Die grauen Punkte in diesem Bereich markieren die ungefähre Position der Sterne in der Scheibe.Um Gaia in die ferne Galaxie hinauszuschieben, haben wir die photometrischen Parallaxen von Tracer-Sternpopulationen unter Verwendung von u-Band-Daten aus dem Canada-France Imaging Survey (CFIS; Ibata et al. 2017a) in Kombination mit Gaia G- (Gaia Collaboration 2018) und geschätzt PS1 3π Griz-Bands (Chambers et al. 2016).Bei diesen größeren Entfernungen können geschätzte photometrische Parallaxen auf der Grundlage hochwertiger bodengestützter Photometrie sehr genau sein (siehe die wegweisende Studie von Jurić et al. 2008).Bei Thomaset al.(2018a, 2019) zeigen wir, dass wir Entfernungen für Sternpopulationen im stellaren Halo (>10 kpc) erhalten können, die erheblich genauer sind als Gaia allein.In Kombination mit Gaia-Eigenbewegungen können wir daher die dynamische Struktur des stellaren Halo auf größere Entfernungen untersuchen, als dies sonst möglich wäre.Das Papier ist wie folgt gegliedert.In Abschnitt 2 diskutieren wir die verschiedenen großen Himmelsdurchmusterungen und die vorläufige Datenverarbeitung der CFIS-Tracerpopulationen, die in dieser Arbeit verwendet wurden.Abschnitt 3 beschreibt unsere Methode zur Untersuchung des Halo über einen Clustering-Algorithmus, der die hierarchische Natur von Halo-Substrukturen visualisiert.Die Analyse der Hauptmerkmale führt uns zur Identifizierung eines mutmaßlichen Sternstroms um NGC 5466, der aufgrund seiner interessanten, aber schlecht definierten Eigenschaften den Schwerpunkt des restlichen Artikels bildet.Wir quantifizieren diese Eigenschaften in Abschnitt 4 und in Abschnitt 5 führen wir eine einfache dynamische Modellierung dieses Sternstroms durch.Wir vergleichen unser Modell mit den Beobachtungsdaten und früheren Arbeiten in Abschnitt 6 und fassen unsere Ergebnisse in Abschnitt 7 zusammen.CFIS ist ein laufendes großes Programm, das den MegaCam-Bildgeber (Boulade et al. 2003) am Canada-France Hawaii Telescope (CFHT) verwendet.Nach Abschluss der Vermessung wird die Vermessung bodengestützte U- und R-Band-Photometrie für 10.000 bzw. 5.000 Grad2 des Nordhimmels umfassen.Die Hauptmotivation für die umfangreiche CFIS-u-Bildgebung ist ihre Leistungsfähigkeit für galaktische Studien nahegelegener Sternpopulationen, zusätzlich zu ihrer Komplementarität zur Euclid-Mission (Laureijs et al. 2011; Racca et al. 2016).Wie in Ibata et al.(2017a) (siehe deren Abb. 5), das CFIS-u-Band ist um ∼2,7 mag tiefer als SDSS, was auf längere Integrationszeiten an einem größeren Teleskop zurückzuführen ist, das vom Design her viel stärker für UV optimiert ist (z. B. optische Beschichtungen) im Vergleich zu anderen Einrichtungen.CFIS konzentriert sich auf die galaktischen Breiten von |$\mid {\it b}\mid \, \gt $|19° und eignet sich gut zum Studium des Halo.Abb. 1 zeigt den endgültigen Gesamt-Fußabdruck der CFIS-u-Komponente in Blau, wobei die roten Bereiche den Bereich darstellen, der derzeit in dieser Arbeit verfügbar ist.Vor kurzem hat sich der Anwendungsbereich von CFIS neben mehreren anderen bildgebenden Untersuchungen der nördlichen Hemisphäre erweitert.Insbesondere die Ultraviolet Near-Infrared Optical Northern Survey (UNIONS) ist ein neues Konsortium von bildgebenden Weitfeld-Durchmusterungen der nördlichen Hemisphäre.UNIONS besteht aus dem CFIS-Team, Mitgliedern von Pan-STARRS und dem Wide Imaging with Subaru HyperSuprimeCam des Euclid Sky (WISHES)-Teams.Jede Gruppe sammelt derzeit Bilder an ihren jeweiligen Teleskopen: CFHT/CFIS zielt auf tiefe u- und r-Band-Photometrie ab, Pan-STARRS erfasst tiefe i- und mäßig tiefe z-Bänder und Subaru/WISHES erfasst tiefe z.Diese unabhängigen Bemühungen zielen teilweise darauf ab, die optische Bildgebung zur Ergänzung der Weltraummission Euclid zu sichern, obwohl UNIONS ein separates Konsortium ist, das darauf abzielt, den wissenschaftlichen Ertrag dieser großen und tiefen bodengestützten Vermessungen des nördlichen Himmels zu maximieren.In diesem Beitrag verwenden wir nur die U-Band-Daten von UNIONS/CFIS.Alle in dieser Arbeit verwendeten CFIS-u-Quellen sind mit den Griz-Bändern der PS1 3π-Durchmusterung kreuzgepaart, um eine vollständige photometrische Abdeckung des gesamten optischen Spektrums zu erreichen (beachten Sie, dass PS1 3π nicht mit den neuen Pan-STARRS i- und z verwechselt werden sollte -Band-Bildgebung, die im Rahmen der UNIONS-Bemühungen erhalten wird).Die Astrometrie für diese Quellen stammt aus der zweiten Gaia-Datenveröffentlichung (Gaia Collaboration 2018), da diese Arbeit der Ankunft von Gaia eDR3 (Gaia Collaboration 2021) vorausging.Das u-Band ist außerordentlich nützlich für die Untersuchung nahegelegener Sternpopulationen.Beispielsweise hängt die absolute Größe eines Sterns von seiner Metallizität ab, und viele Metalllinien befinden sich im UV-blauen Bereich des Spektrums.Diese Tatsache ist besonders nützlich, um Zielpopulationen photometrisch zu identifizieren und grundlegende Parameter abzuleiten.In dieser Arbeit zielen wir auf spezifische Tracer-Sternpopulationen ab, für die die absoluten Helligkeiten einigermaßen gut eingeschränkt sind.Die resultierenden Entfernungen, gepaart mit den hervorragenden Eigenbewegungen von Gaia DR2, geben uns eine vollständigere kinematische Ansicht der äußeren Galaxie, als dies bei alleiniger Verwendung von Gaia möglich wäre.Die erste Sternpopulation, die in dieser Studie verwendet wurde, sind die Blue Horizontal Branch Stars (BHBs), die in Thomas et al.( 2018a, im Folgenden T18).BHBs sind ein idealer Tracer, um den stellaren Halo auf Substruktur zu untersuchen: Diese hellen Riesen vom Typ A haben relativ stabile absolute Helligkeiten (⁠|$M_g\, \sim$| 0,5–0,7 mag; Deason, Belokurov & Evans 2011), was uns erlaubt um sie auf große Entfernungen zu verfolgen.Unter Verwendung von CFIS-u- und PS1-griz-Extinktions-korrigierten Banden identifizierte T18 Sterne vom Typ A unter Verwendung einer Folge von Farb-Farb-Schnitten.BHB-Sterne wurden dann von kontaminierenden blauen Nachzüglern über einen zufälligen Waldklassifizierer entwirrt, wodurch eine Probe von etwa 10.200 BHBs mit etwa 25 Prozent Kontamination durch blaue Nachzügler-Sterne erzeugt wurde.Die absoluten Größen wurden unter Verwendung der Kalibrierung von Deason et al.( 2011), wobei Mg eine Funktion von (⁠|${\it g}_0\, -\, {\it r}_0$|⁠ ) ist.In T18 werden die heliozentrischen (photometrischen) Entfernungen von Mg geschätzt, die sich als auf etwa 10 Prozent genau erwiesen haben und sich bis zu etwa 220 kpc erstrecken.Die zweite in dieser Arbeit verwendete Tracer-Population stammt aus dem Katalog der „Zwerge“ und „Riesen“ in Thomas et al.( 2019, im Folgenden T19).Kurz gesagt, T19 implementierte ein maschinelles Lernschema, um Sterne entweder als Hauptreihe (MS/Zwerge) oder Roter-Riesen-Zweig (RGB/Riesen) zu klassifizieren, wobei SEGUE-Spektren und Gaia-Photometrie und Parallaxen als Trainingssatz verwendet wurden.Sowohl für die Zwerge als auch für die Riesen wurden photometrische Metallizitäten ([Fe/H]) und absolute Magnituden im Gaia G-Band (MG) geschätzt.Die anfängliche Klassifizierung weist jedem Stern eine Wahrscheinlichkeit zu, dass er entweder ein Zwerg oder ein Riese ist (so dass Pdwarf + Pgiant = 1), basierend auf seiner Farbe unter Verwendung der kombinierten Photometrie von CFIS-PS13π-Gaia G. Der Algorithmus identifiziert erfolgreich 70 Prozent von metallarme Riesen mit [Fe/H] |$\lt \, -$|1,2 dex.Dann wird jede Population durch ihren eigenen Satz künstlicher neuronaler Netze geführt, die dazu dienen, [Fe/H] und MG aus dem Trainingssatz zu schätzen.T19 zeigen, dass die Unsicherheiten der photometrischen Metallizitäten und Entfernungen für die Riesen etwa 0,3 Dex bzw. <25 prozent betragen.diese autoren bemerken auch, dass metallreichere riesen oft falsch identifiziert werden, was zu einem signifikanten rückgang der vollständigkeit für [feh] |$\gt \, -$| führt1 index.dies beeinflusst diese studie nur minimal, da wir uns hauptsächlich mit giganten im metallarmen regime befassen.in diesem abschnitt beginnen untersuchung clusterbildung des äußeren halos, wobei die relativ genauen abstände bhb-probe zunutze machen.wir identifizieren mehrere wichtige substrukturen, alle gut bekannt sind, einschließlich kugelsternhaufens ngc 5466.wir eine gruppe von sich mitbewegenden sternen um 5466 und versuchen, ihre ausdehnung besser verfolgen, indem verbesserte statistiken (aber weniger genaue entfernungen) t19-rgbs verwenden.die identifizierung halo-substrukturen innerhalb räumlichen verteilung erfordert einen algorithmus, punkten ohne starke einschränkungen bereichs zulässiger größen formen kann idealerweise hierarchische verteilungen (dh substrukturen substrukturen) zulässt.hier entscheiden den dichtebasierten algorithmus optics (ordering points to identify clustering structure; ankerst et al. 1999).optics ähnelt in seiner methodik anderen konnektivitätsbasierten clustering-algorithmen wie dbscan (ester 1996).optics ist jedoch unsere optimaler, es (a) daten nicht automatisch cluster aufteilt, (b) benutzerdefinierten parameter (nmin, mindestanzahl punkten, unterstruktur definieren können) erfordert, ein weiteres begrenzungspotential darstellt verzerrungen, durch vermittelt (c) erzeugt nützliches dendrogramm zur visualisierung eines datensatzes (bekannt als das "erreichbarkeitsdiagramm").optics ordnet so um, punkte derselben nachbarschaft physisch nahe beieinander liegen.Überdichte grundstück zeichnen „täler“ oder nachbarschaften aus, denen dichte deutlich höher umgebung.die anwendung auf astronomische datensätze unseres wissens nach neu.es wurde simulationen stellaren halo milchstraße getestet (sans fuentes, de ridder & debosscher 2017) angewendet, eigenschaften m31 quantifizieren (mcconnachie 2018).zuletzt haben oliver al.(2021) untersuchen detail, am besten sternhalos angewendet werden kann.wir verweisen dokumente vollständige details optics.zuerst transformieren bhb-positionen galaktozentrische system, photometrischen entfernungen äquatorialen positionen verwenden.für berechnung nehmen an, position sonne (x, y, z)⊙ =(−8,122, 0, 0,025) kpc (jurić 2008; gravity collaboration 2019).dann wenden sterne nördlichen galaktischen region (b> 20°; zwischen RA = [270°, 90°] von Abb. 1) OPTICS auf ihre (X, Y, Z) galaktozentrischen Positionen an, wobei wir die minimale Anzahl annehmen der Punkte zur Klassifizierung einer Unterstruktur ist |$N_{\mathrm{min}}\, \ge$|6. Wir wählen diesen Wert für Nmin, da er ausreicht, um bekannte Strukturen wie Kugelsternhaufen zu identifizieren, ohne viel Rauschen im Erreichbarkeitsdiagramm zu erzeugen.Das resultierende Erreichbarkeitsdiagramm ist im mittleren Feld von Fig. 2 gezeigt. Die x-Achse repräsentiert die Reihenfolge oder den Index der BHBs innerhalb des reorganisierten Datensatzes.Infolgedessen erscheinen Punkte, die sich physisch in der Nähe anderer Punkte in einer Nachbarschaft befinden, auf der x-Achse dicht beieinander.Das von OPTICS erstellte Dendrogramm (mittleres Feld) mit hervorgehobenen Hauptsubstrukturen.Die oberen und unteren Reihen zeigen die Tangentialebenenprojektion der Sterne, die jeder dieser Unterstrukturen zugeordnet sind, die bekannten Kugelsternhaufen oder Zwerggalaxien entsprechen.Für jeden entspricht der rote gestrichelte Kreis der Literaturmessung des Gezeitenradius des Clusters (oder im Fall von Boötes III seinem Halblichtradius).Statistiken für jedes Objekt werden aufgelistet, die die Anzahl von BHBs innerhalb und außerhalb von rt (oder rh) beschreiben.Die y-Achse von Fig. 2 zeigt die Erreichbarkeitsentfernungen (RDs) für jeden Stern oder die physische Entfernung eines BHB zu seinem zugehörigen Cluster.RDs liefern im Wesentlichen eine Schätzung für den räumlichen Maßstab jeder Nachbarschaft, wobei Cluster im Datensatz als Täler dargestellt werden.Diese Strukturen zeigen Sterne mit kleinen RDs im Vergleich zum Hintergrund und können daher als Unterstruktur relativ zu ihrer Umgebung betrachtet werden.OPTICS definiert Cluster nicht automatisch, daher verwenden wir einen benutzerdefinierten Algorithmus, der auch in McConnachie et al. verwendet wird.(2018), um markante Täler zu identifizieren.Die signifikantesten Strukturen, die mit diesem Algorithmus identifiziert wurden, sind in Abb. 2 hervorgehoben und entsprechen auch den größten Merkmalen, die mit dem Auge erkennbar sind.Von diesen sechs hervorgehobenen Tälern sind fünf mit bekannten Kugelsternhaufen (Harris 1996, Ausgabe 2010) und eines mit einer gezeitenbedingten Zwerggalaxie (Boötes III; Grillmair & Carlin 2016) assoziiert.Die umgebenden Tafeln von Abb. 2 zeigen Tangentialebenenprojektionen der Mitgliedssterne in jedem Merkmal, zentriert auf die Position jedes Satelliten.Wir zeigen die Gezeitenradien von King (rt; Moreno, Pichardo & Velázquez 2014) in jedem Panel als roten gestrichelten Kreis;Boötes III ist die einzige Ausnahme, wo wir stattdessen den von Carlin et al. gemessenen Halblichtradius zeigen.(2009).In jedem Fall liegt eine beträchtliche Anzahl von BHBs, die als mit der Hauptstruktur assoziiert identifiziert wurden, weit außerhalb der Gezeitenradien des Satelliten.Wenn einer dieser von OPTICS identifizierten Sterne tatsächlich mit dem Satelliten assoziiert ist, würde dies auf ausgedehnte Merkmale um jedes Objekt hindeuten.Als nächstes fassen wir kurz die Literatur zu jedem Satelliten zusammen, einschließlich früherer Entdeckungen von Gezeitentrümmern:M 13 (NGC 6205) wurde von Lehmann & Scholz (1997) mit einem „Halo aus ungebundenen Sternen“ gefunden, die zuerst sein King-Profil untersuchten (King 1962) und einen Flächendichteüberschuss in den äußeren Bereichen des Haufens identifizierten.Später fanden Leon, Meylan & Combes (2000) in ähnlicher Weise eine Ausdehnung der Sterne in Richtung des galaktischen Zentrums;Diese Sterne liegen jedoch alle innerhalb des geschätzten Gezeitenradius des Clusters.Gezeitenschweife des M 92-Clusters (NGC 6341) wurden kürzlich in zwei getrennten Detektionen von Sollima (2020) und Thomas et al. entdeckt.(2020), wobei letzteres Papier lange Ausläufer identifiziert, die sich über ~17° erstrecken.Zwei Arbeiten (Leon et al. 2000; Grillmair & Johnson 2006) suchten nach Abtragungen rund um den Kugelsternhaufen M 3 (NGC 5272), fanden aber keine Hinweise auf eine Störung.NGC 2419 ist ein Haufen, der wahrscheinlich aus der Sagittarius-Zwerggalaxie stammt (Bellazzini et al. 2020).In einer Entfernung von ∼83 kpc (Harris 1996, Ausgabe 2010) werden die aktuellen Gezeitenkräfte, denen dieser Cluster ausgesetzt ist, ziemlich schwach sein, und es wurden bisher keine Schwänze gemeldet.Die Zwerggalaxie Boötes III wird derzeit durch Gezeiten gestört und ist wahrscheinlich der Vorläufer des Styx-Sternstroms (Carlin et al. 2009; Grillmair 2009; Carlin & Sand 2018).Beweise für den Massenverlust des Kugelsternhaufens NGC 5466 wurden erstmals von Pryor et al.(1991) und Lehmann & Scholz (1997).Zwei Nachweise von Gezeitenschwänzen aus diesem Cluster wurden in SDSS beobachtet, aber unterschiedlich lang: Belokurov et al.(2006) identifizierten Sterne außerhalb der Gezeiten bis zu 4°, während Grillmair & Johnson (2006) unter Verwendung einer angepassten Filtermethode sehr ausgedehnte Schweife fanden, die sich über 45° des Himmels erstreckten.Fellhaueret al.(2007) und Lux ​​et al.(2012) modellierten die Unterbrechung des Clusters basierend auf der Entdeckung von Grillmair & Johnson (2006).Diese dynamischen Studien waren nur in der Lage, den Pfad der Schweife über ein Segment der angepassten Filterkarte bis zu RA ≲ 192° zu reproduzieren.Die Suche nach neuen galaktischen Strukturen in Gaia DR2 war reichlich, und viele Gruppen haben diesen Katalog nach Sternenströmen durchforstet;zum Beispiel Malhan et al.(2018) und Ibata et al.( 2019) hat mit dem |${\small STREAMFINDER}$| 13 neue Streams gefundenAlgorithmus angewendet auf Gaia 5D-Kinematik, Mateu et al.(2018) identifizierten 14 Kandidatenströme, die große Kreise von RR Lyrae durchsuchten, und zusätzliche Arbeiten zur Identifizierung von Unterstrukturen wurden von Helmi et al.(2017), Necib et al.(2019) und Borsato et al.(2020) (um nur einige zu nennen).Während der Endphase der Erstellung dieses Manuskripts haben Ibata et al.(2021) angewendet |${\small STREAMFINDER}$|zu Gaia eDR3 und identifizierte einige Sterne, die mit einem mutmaßlichen Strom von NGC 5466 in Verbindung stehen, der sich über ∼18° am Himmel erstreckt, obwohl keine Folgemaßnahmen oder Kommentare bereitgestellt wurden.NGC 5466 ist ein relativ entfernter Haufen (Rhelio = 16 kpc).Daher würde ein großer Strom von diesem Satelliten einen wertvollen dynamischen Tracer des Gravitationspotentials für die ferne Galaxie darstellen.Eine Überprüfung der bisherigen Literatur zu diesem Satelliten hebt einige widersprüchliche Behauptungen in Bezug auf die Eigenschaften des mutmaßlichen Stroms hervor, die sich auch als schwierig zufriedenstellend zu modellieren erwiesen haben.Die umfangreiche Abdeckung von CFIS scheint daher gut geeignet, um die Eigenschaften des Stroms besser zu bestimmen.Vor diesem Hintergrund haben wir uns entschlossen, eine umfassendere Untersuchung dieser Struktur durchzuführen.Wir fassen die relevanten Beobachtungsparameter von NGC 5466 in Tabelle 1 zusammen.Beobachtungseigenschaften von NGC 5466 aus der Literatur zusammengefasst.(1) Harris (Ausgabe 1996, Ausgabe 2010), (2) Moreno et al.(2014), (3) Pryor et al.(1991), Fellhauer et al.(2007), (4) Baumgardt et al.(2019).Beobachtungseigenschaften von NGC 5466 aus der Literatur zusammengefasst.(1) Harris (Ausgabe 1996, Ausgabe 2010), (2) Moreno et al.(2014), (3) Pryor et al.(1991), Fellhauer et al.(2007), (4) Baumgardt et al.(2019).Abb. 3 zeigt die resultierende OPTICS-Gruppierung für NGC 5466. Das linke Feld zeigt eine Vergrößerung der Tangentialebene, wie in Abb. 2 zu sehen, und das rechte Feld zeigt die zugehörigen Eigenbewegungen und Unsicherheiten, wie von Gaia DR2 gemeldet .Eigenbewegungsfehler werden um den Faktor 1,1 korrigiert, da diese Werte bei schwächeren Quellen typischerweise um 7–10 Prozent unterschätzt werden (⁠|${\it G}\, \gt $| 16 mag; Lindegren et al. 2018) .Der Schwerpunkt des grünen Kreises liegt bei der Eigenbewegung des Clusters (μα*, μδ) = (−5,41, −0,79) mas yr−1, wie von Baumgardt et al.(2019).Wir stellen auch die Bewegung des Haufens in der Tangentialebene als roten Vektor dar, nachdem wir die Sonnenreflexbewegung korrigiert haben, wobei wir einen Abstand zum Haufen von 16,0 kpc annehmen (Harris 1996, Ausgabe 2010).Für diese Berechnung übernehmen wir Local Standard of Rest (LSR)-Werte von Schönrich, Binney & Dehnen (2010) ([U, V, W]⊙ = [11,1, 12,24, 7,25] km s−1) unter der Annahme der Kreisgeschwindigkeit at die Sonne ist 229 km s−1 (Eilers et al. 2019) und die Position der Sonne ist dieselbe wie in Abschnitt 3.1.2.Linkes Bild: Tangentialebenenprojektion der OPTICS BHBs, die als Teil der NGC 5466-Gruppe identifiziert wurden (orangefarbenes Tal in Abb. 2).Der rote gestrichelte Kreis entspricht dem Gezeitenradius des Clusters, und der rote Pfeil stellt die Eigenbewegung des Clusters dar (Baumgardt et al. 2019), korrigiert für die Sonnenreflexbewegung.Rechtes Bild: Eigenbewegungs-Vektorpunktdiagramm für die OPTICS BHBs von NGC 5466. Der Sternhaufen innerhalb des grünen Kreises entspricht Sternen, die sich mit der gleichen systemischen Eigenbewegung wie der Haufen bewegen.Wir markieren die BHBs, die Sternen entsprechen, die sich mit dem Haufen bewegen (außerhalb rt), als cyanfarbene Sterne in beiden Tafeln.Ihre (sonnenreflexkorrigierten) Eigenbewegungsvektoren sind ebenfalls als schwarze Pfeile in der Tangentialebene dargestellt.Das rechte Feld von Abb. 3 zeigt eine deutliche Ansammlung von Punkten, die den systemischen Eigenbewegungen von NGC 5466 entsprechen. Interessanterweise gibt es sechs BHBs außerhalb von rt (roter gestrichelter Kreis), deren Eigenbewegungen mit Sternen im Hauptkörper des Haufens übereinstimmen , in beiden Tafeln als cyanfarbene Sterne dargestellt.Wie zuvor mit dem Eigenbewegungsvektor des Haufens, korrigieren wir diese cyanfarbenen Sterne für die Sonnenreflexbewegung, indem wir ihre photometrischen Entfernungen und zuvor angenommenen Werte für die Bewegung und Position der Sonne verwenden.Wir überlagern ihre korrigierten Eigenbewegungsvektoren auf der Tangentialebene, um zu zeigen, dass sich diese BHBs eindeutig auf ähnliche Weise bewegen wie der Kugelsternhaufen selbst, was darauf hindeutet, dass es sich um eine extratidale Population von NGC 5466 handelt. Unsere Entdeckung einer sich mitbewegenden Gruppe von BHBs steht im Einklang mit früheren Ergebnissen des Streams von Belokurov et al.(2006) und Grillmair & Johnson (2006).Die BHB-Population allein ist jedoch zu spärlich, um den Pfad dieses mutmaßlichen Stroms klar zu definieren.Hier verwenden wir die zahlreicheren RGB-Sterne, um das erweiterte NGC 5466-System besser zu verfolgen.Wir beginnen mit der in Abschnitt 2.2 ausgewählten Stichprobe von etwa 103.000 Sternen und führen zunächst einen einfachen Schnitt im eigentlichen Bewegungsraum durch, um offensichtliche Nichtmitglieder zu entfernen.Abb. 4 zeigt das Vektorpunktdiagramm aller RGBs in der aktuellen Probe.Die roten Punkte in dieser Abbildung zeigen Sterne innerhalb von 1–2 Halblichtradien (rechts) von NGC 5466, die eine enge Ansammlung um die systemische Eigenbewegung des Haufens bilden.Wir entfernen einen großen Teil der Hintergrundkontamination, indem wir nur Sterne zurückhalten, deren Eigenbewegungen in einen Radius von 2 mas yr−1 um den Mittelwert für den Haufen fallen (roter gestrichelter Kreis).Dieser Radius ist fast zehnmal größer als die durchschnittliche Unsicherheit der Eigenbewegung von Sternen im Kern des Haufens und wird daher wahrscheinlich keine mit dem Haufen assoziierten Sterne entfernen.Dieser Schnitt reduziert die Stichprobe stark auf etwa 6600 Sterne.Das obere Feld in Abb. 5 zeigt die Tangentialebene für alle Riesen im ursprünglichen Datensatz, während das zweite Feld die RGBs zeigt, die nach dem richtigen Bewegungsschnitt verbleiben.Vektorpunktdiagramm aller Giganten (P|$_{\mathrm{ Giant}}\, \gt $| 50 Prozent) im CFIS-Datensatz.Sterne innerhalb von 1 − 2 rechts vom Haufen werden als rote Punkte dargestellt.Der rote gestrichelte Kreis ist die 2-mas-Jahr-1-Grenze, die gewählt wurde, um Sterne mit weitgehend ähnlichen Eigenbewegungen wie der Kugelsternhaufen auszuwählen.Tangentiale Ebenenprojektion von Riesen in CFIS, zentriert auf NGC 5466 (magentafarbener Kreis).(a): Riesen mit P|$_{\mathrm{ Riese}}\, \gt $|50 Prozent.(b): Die grauen Punkte sind die vollständige Probe, wie in (a) gezeigt, schwarze Punkte sind die Probe nach Filterung auf Eigenbewegung.(c): Verbleibende Sterne nach Filterung auf Metallizität, [Fe/H] = [–2,3, –1,7] dex.(d): Verbleibende Sterne nach Entfernungsfilterung, Rhelio = [10, 22] kpc.Daten innerhalb des grünen Bereichs werden für weitere Analysen aufbewahrt.NGC 5466 hat eine Metallizität von [Fe/H] |$\simeq \, -$|2 dex (Harris 1996, Ausgabe 2010) und keine gemeldeten Hinweise auf eine Ausbreitung von Eisen.Daher fordern wir, dass die Metallizität für Kandidatenstrommitglieder auf einen Bereich von [Fe/H] = [–2,3, –1,7] dex begrenzt wird.Die Spannweite wird durch die globale Ungewissheit über die Metallizität der Giganten in unserem Datensatz bestimmt (±0,3 Dex; siehe T19).Die nach diesem Schnitt verbleibenden Sterne sind im dritten Feld von Abb. 5 dargestellt.Schließlich haben wir den zulässigen heliozentrischen Entfernungsbereich für die RGB-Sterne eingeschränkt.Diese Auswahl wurde hauptsächlich auf der Grundlage von zwei Faktoren getroffen: Erstens ist NGC 5466 16 kpc entfernt, und zweitens betragen typische Entfernungsunsicherheiten für unsere Sterne etwa 25 Prozent.Außerdem ist die Entfernung der Sterne entlang des Stroms noch unbekannt.Es ist durchaus möglich, dass der mutmaßliche Strom einen erheblichen Entfernungsgradienten aufweist.Aus diesen Gründen benötigen wir Rhelio = [10, 22] kpc.Die verbleibenden Sterne in unserem Datensatz sind im unteren Bereich von Abb. 5 dargestellt.Die absteigenden Felder in Abb. 5 zeigen vorläufige Hinweise auf eine ausgedehnte Struktur südöstlich und nordwestlich von NGC 5466. Wenn diese Struktur real ist, dann sollte es einen Gradienten in den Eigenbewegungen der relevanten Sterne geben, die am Himmel zu sehen sind. dh eine kohärente Phasenraumstruktur.Um diese Möglichkeit zu untersuchen, haben wir Sterne innerhalb eines großzügigen Polygons ausgewählt, das durch das grüne Kästchen in Feld (d) von Abb. 5 definiert ist. Diese Auswahl wurde getroffen, um den Bereich des mutmaßlichen Stroms weitgehend abzudecken, ohne zu restriktiv zu sein.Wir suchen dann automatisch nach allen Sternen, die mit der Darstellung eines Gradienten in ihren Eigenbewegungen übereinstimmen.Speziell:Wir untersuchen zunächst das Verhalten von μα* als Funktion von α für alle Sterne.Wir passen eine Gerade an alle Daten an, wobei die Gewichte durch die Unsicherheiten in den einzelnen Eigenbewegungen gegeben sind;Wir behalten die Sterne bei, die weniger als 3σ von der Anpassungslinie entfernt sind.Wir generieren dann eine neue Anpassung an diese Daten;Unter Verwendung der Anpassung aus dem vorherigen Schritt vergleichen wir diese Anpassung mit allen Daten (dh einschließlich Sternen, die in der vorherigen Iteration verworfen wurden), wobei wiederum nur Sterne kleiner als 3σ von der angepassten Linie beibehalten werden.Wir wiederholen Schritt (iii) bis zur Konvergenz;Für die Sterne, die das Sigma-Clipping in μα* gegenüber α überleben, wiederholen wir den Vorgang für μδ gegenüber δ.Abb. 6 zeigt die Auswirkungen der Anwendung dieses Verfahrens auf den Datensatz.Die roten Punkte in dieser Abbildung sind die überlebenden Mitglieder des Sigma-Clippings.Es ist bemerkenswert, dass diese eine klare, kohärente und ausgedehnte stromartige Struktur am Himmel bilden, wie im rechten Bild gezeigt, mit nur wenigen Ausreißern.Wir stellen fest, dass wir diese Analyse für verschiedene Polygonformen des Auswahlkästchens in Feld (d) von Fig. 5 wiederholt haben, und wir haben verifiziert, dass unsere Schlussfolgerungen unabhängig von der genauen Form des Polygons sind.Wir schließen daraus, dass die in Abb. 6 gezeigten roten Daten eine echte Entdeckung von Sternen sind, die zu einem ausgedehnten Sternstrom von NGC 5466 gehören. Im Folgenden bezeichnen wir diese Sterne (jenseits des Gezeitenradius von NGC 5466) als unser „Gold“. Probe, und wir schließen zusätzlich die in Abschnitt 3.1.3 identifizierten extratidalen BHBs ein.Die Eigenschaften dieser Sterne sind in Tabelle 2 angegeben.Das linke Feld zeigt die Eigenbewegungen (nicht korrigiert für die Sonnenreflexbewegung) von RGB-Sternen als Funktion von α, nicht korrigiert für die Sonnenbewegung.Das rechte Feld ist die Tangentialebene derselben Daten.Bei beiden Diagrammen sind die grauen Punkte das vollständige RGB-Muster, schwarz das gefilterte Muster und die roten Punkte stellen Sterne dar, die die Sigma-Clipping-Routine überlebt haben.Liste der „Gold Sample“-Giganten.IDs mit einem Sternchen (*) sind die in Abschnitt 6 identifizierten möglichen Kontaminanten. Die in Abschnitt 4.2 hinzugefügten vorläufigen Endmitglieder sind mit einem doppelten (**) gekennzeichnet.Liste der „Gold Sample“-Giganten.IDs mit einem Sternchen (*) sind die in Abschnitt 6 identifizierten möglichen Kontaminanten. Die in Abschnitt 4.2 hinzugefügten vorläufigen Endmitglieder sind mit einem doppelten (**) gekennzeichnet.In diesem Abschnitt verwenden wir die Goldprobe, um den Weg des Stroms zu quantifizieren und nach weiteren Mitgliedern zu suchen.Anschließend quantifizieren wir die Morphologie des Stroms und schätzen seine Leuchtkraft.Wenn ein Satellit die Galaxie umkreist, folgt seine Flugbahn einem Pfad, der durch den am besten passenden Großkreis genau dargestellt wird (Johnston et al. 1996; Ibata et al. 2001).49Vol.Vol.87Vol.284Vol.58