Pan Andromeda Archeological Survey (PAndAS) CFHT メガ主焦点サーベイ は M31 中心から NW へ 120 kpc 伸びる星流を発見した。この星流の長さと 恐らく M31 円盤とあまり交差しないという推測から、予想される数千の ダークマターサブハローを星流のギャップと塊りを用いて測るこを 可能にする。星流に沿って 2 - 20 kpc のスケールで 密度は ゼロから 平均の３倍まで変化した。変動が出鱈目に起きているという確率は 10-5 である。
図１．M31 北西における [Fe/H] = [-0.6, -2.4] の赤色巨星の分布。全領域 の図は Richardson et al 2011 を見よ。図は 10°: 四方。
図３．構造を強調するためのメキシコ帽フィルター後画像。これは解析には 用いられていない。楕円角 r(φ) = a cos φ + b sin φ フィット は φ = -75° (殆ど水平)から φ = +70° （殆ど垂直）まで 及んでいる。
図５．フィット楕円中心線に相対的な星流中心の位置。変化は単純な 統計揺らぎの予測値より大きい。
図７．図３とおなじだが、[Fe/H] = [-0.5,0] の星では星流が見えない。
図９．サブハローの数が 0, 5, 100, 1000 の場合の星流のムラムラ シミュレーション。
比較用に同じ場所でストリームより高メタル [Fe/H] = [0, -0.5] の星の 密度変化を測った。この場合ノイズ以上の変動は現れなかった。観測された ムラムラは滑らかな銀河ポテンシャルや随伴銀河の影響では説明できない。 これは、ダークマターサブハローが 10 Gyr の年齢のストリームに 及ぼす効果であろう。
図２．M31 フィールドの CMD. Dotter et al 2008 による等時線でメタル 量が決められた領域は [Fe/H] = [0,-0.5], [-0.9,-1.1], [-1.5,-3], でマスクされている。
図４．φ = [-70, -10] 区間で星流への楕円フィットに垂直な方向の 平均密度。
図６．星流の周りの平均密度。
図８．高メタル星の星流密度の角度変化。背景の密度変化は大きくないこと を示す。
図１０．図９の星流の周りの密度プロファイル。