M31 ハローの測光サーベイはヒエラルキカルな銀河形成に起因する残骸を露わに する。M31 衛星銀河の幾つかは M31 潮汐力により今まさに引き裂かれつつある。 M33 と And I はその良い例であり、他の潮汐構造は既に破壊された衛星の死骸で ある。M31 の衛星に戦闘の傷跡がどのくらい残っているかは不明である。それには、 軌道と質量の正確な値が要る。
図１．M31 の 20 × 14 度画像。距離 780 で。272 × 191 kpc に 相当。PAndAS サーベイより。内側のマップは RGB カラーを示し、外側のマップ は疑似カラー密度である。枠図は M33 を同じスケールで示した。
ジャイアントストリーム及び北東、西の棚は全て高メタルであり、それは赤色 巨星が赤いことから判る。低メタルな箇所は幾つかの dSph 銀河、And I を つなぐタンジェンシャルアーク、それに図の右上、サーベイの北西縁に 沿って中心方向から伸びるストリームである。
図３．左＝ハロー質量 M100 等高線。右＝母天体質量ヒストグラム。。
ここでは長さ 150 kpc に及ぶジャイアントストリームを例に、母天体が見当た らない場合でも如何にしてそれらを決定できるかを示す。 N 体モデルとの比較から、このストリームは 750 Myr 昔に大きな衛星銀河が 近接遭遇破壊されたことから生じたことが判った。ジャイアントストリームは 他の幾つかの M31 ハロー残骸と関係がある。母銀河は 109.5±0.2 Mo であり、つい最近までは局所群銀河の中でも最大級であった。ストリ－ム モデルからハロー質量は 1.8±0.5 × 1012 Mo である。
図２．左 = N 体計算の表面密度。図１のジャイアントストリームと棚との類似性に注意。 右＝Ｎ体計算のストリームに沿った視線速度。ストリームは右図の対角線である。