Guhathakurta et al 2006 その他のストリーム星視線速度の観測を制限条件と
して、母衛星銀河の性質を調べた。観測にフィットする軌道は遠銀点と近銀点の
距離比が 25 - 30 の細長い軌道で、ほぼ横向きに位置している。遠銀点は現在の
観測領域のほんの少し先である。
それらテスト軌道の幾つかはストリームとノーザンスパーや東側の高メタル領域
を結び付けるものであった。
図１．四角、菱形＝分光観測領域。楕円＝可視円盤。実線＝ストリーム。 東の高メタル領域は ξ ∼ 2°, η ∼ 0° である。
後者の場合が正しければそれは東の残存物は銀河前面にあり、軌道の遠銀点 近くにあることとなる。デブリの巾と速度分散から母銀河質量の下限値として 108 Mo が得られる。これらから M31 のどの衛星銀河が母銀河に なり得るかを調べた。
図２．図１領域５を原点に ξ, η, 視線方向と平行に x, y, z 軸を 取り、z 速度 vz = -158 km/s, vx, vy を図のグリッドとして時間を遡らせた。大きい記号がここで詳しく論ずるケース。 黒四角＝許容範囲内のパラメター。
図３．（上）ジャイアントストリーム、軌道を(x, y) 面上に投影。 （中）上と同じだが (x, z) 面への投影。（下）視線速度 vz の 軌道沿いの変化。
図４．ジャイアントストリームと軌道Ｂの３次元図。点線＝過去に遡った 軌道、破線＝将来の軌道。
図５．軌道沿いの３点、上＝領域６，７、中＝４，５、下＝１−３、での 星の軌道に直交方向分布（McConnachie et al 2003）。巾が一定に注意。
図６．Ｎ体シミュレーションの結果、テスト粒子の位置。実線は 銀河軌道。左は trainling, 右は leading portion を表わす。。（上） 遠銀点における粒子位置。（中）母銀河中心からの距離分布。（下）速度 分布。