In hierarchical cosmological models, galaxies grow in mass through the continual accretion of smaller ones. The tidal disruption of these systems is expected to result in loosely bound stars surrounding the galaxy, at distances that reach $10 - 100$ times the radius of the central disk. The number, luminosity and morphology of the relics of this process provide significant clues to galaxy formation history, but obtaining a comprehensive survey of these components is difficult because of their intrinsic faintness and vast extent. Here we report a panoramic survey of the Andromeda galaxy (M31). We detect stars and coherent structures that are almost certainly remnants of dwarf galaxies destroyed by the tidal field of M31. An improved census of their surviving counterparts implies that three-quarters of M31's satellites brighter than $M_V < -6$ await discovery. The brightest companion, Triangulum (M33), is surrounded by a stellar structure that provides persuasive evidence for a recent encounter with M31. This panorama of galaxy structure directly confirms the basic tenets of the hierarchical galaxy formation model and reveals the shared history of M31 and M33 in the unceasing build-up of galaxies.

Recent observations have revealed streams of gas and stars in the halo of the Milky Way that are the debris from interactions between our Galaxy and some of its dwarf companion galaxies; the Sagittarius dwarf galaxy and the Magellanic clouds. Analysis of the material has shown that much of the halo is made up of cannibalized satellite galaxies, and that dark matter is distributed nearly spherically in the Milky Way. It remains unclear, however, whether cannibalized substructures are as common in the haloes of galaxies as predicted by galaxy-formation theory. Here we report the discovery of a giant stream of metal-rich stars within the halo of the nearest large galaxy, M31 (the Andromeda galaxy). The source of this stream could be the dwarf galaxies M32 and NGC205, which are close companions of M31 and which may have lost a substantial number of stars owing to tidal interactions. The results demonstrate that the epoch of galaxy building still continues, albeit at a modest rate, and that tidal streams may be a generic feature of galaxy haloes.

We have obtained Johnson V and Gunn i photometry for a large number of Local Group galaxies using the Isaac Newton Telescope Wide Field Camera (INT WFC). The majority of these galaxies are members of the M31 subgroup and the observations are deep enough to study the top few magnitudes of the red giant branch in each system. We previously measured the location of the tip of the red giant branch (TRGB) for Andromeda I, Andromeda II and M33 to within systematic uncertainties of typically <0.05 mag. As the TRGB acts as a standard candle in old, metal-poor stellar populations, we were able to derive distances to each of these galaxies. Here we derive TRGB distances to the giant spiral galaxy M31 and 13 additional dwarf galaxies – NGC 205, 185, 147, Pegasus, WLM, LGS3, Cetus, Aquarius, And III, V, VI, VII and the newly discovered dwarf spheroidal And IX. The observations for each of the dwarf galaxies were intentionally taken in photometric conditions. In addition to the distances, we also self-consistently derive the median metallicity of each system from the colour of their red giant branches. This allows us to take into account the small metallicity variation of the absolute I magnitude of the TRGB. The homogeneous nature of our data and the identical analysis applied to each of the 17 Local Group galaxies ensures that these estimates form a reliable set of distance and metallicity determinations that are ideal for comparative studies of Local Group galaxy properties.

About half of the satellites in the Andromeda galaxy (M 31), all with the same sense of rotation about their host, form a planar subgroup that is extremely wide but also very thin. Giant spiral galaxies are assembled from smaller systems through a process known as hierarchical clustering. In orbit around these giants are dwarf galaxies, which are presumably remnants of the galactic progenitors. Recent studies of the dwarf galaxies of the Milky Way have led some astronomers to suspect that their orbits are not randomly distributed. This suspicion, which challenges current theories of galaxy formation, is now bolstered by the discovery of a plane of dwarf galaxies corotating as a coherent pancake-like structure around the Andromeda galaxy, the Milky Way's close neighbour and in many respects its 'twin'. The structure is extremely thin yet contains about half of the dwarf galaxies in the Andromeda system. The authors report that 13 of the 15 satellites in the plane share the same sense of rotation. Dwarf satellite galaxies are thought to be the remnants of the population of primordial structures that coalesced to form giant galaxies like the Milky Way1. It has previously been suspected2 that dwarf galaxies may not be isotropically distributed around our Galaxy, because several are correlated with streams of H i emission, and may form coplanar groups3. These suspicions are supported by recent analyses4,5,6,7. It has been claimed7 that the apparently planar distribution of satellites is not predicted within standard cosmology8, and cannot simply represent a memory of past coherent accretion. However, other studies dispute this conclusion9,10,11. Here we report the existence of a planar subgroup of satellites in the Andromeda galaxy (M 31), comprising about half of the population. The structure is at least 400 kiloparsecs in diameter, but also extremely thin, with a perpendicular scatter of less than 14.1 kiloparsecs. Radial velocity measurements12,13,14,15 reveal that the satellites in this structure have the same sense of rotation about their host. This shows conclusively that substantial numbers of dwarf satellite galaxies share the same dynamical orbital properties and direction of angular momentum. Intriguingly, the plane we identify is approximately aligned with the pole of the Milky Way’s disk and with the vector between the Milky Way and Andromeda.

We report the discovery of two well-defined tidal tails emerging from the sparse remote globular cluster Palomar 5. These tails stretch out symmetrically to both sides of the cluster in the direction of constant Galactic latitude and subtend an angle of 26 on the sky. The tails have been detected in commissioning data of the Sloan Digital Sky Survey, providing deep five-color photometry in a 25-wide band along the equator. The stars in the tails make up a substantial part (~) of the current total population of cluster stars in the magnitude interval 19.5 ≤ i* ≤ 22.0. This reveals that the cluster is subject to heavy mass loss. The orientation of the tails provides an important key for the determination of the cluster's Galactic orbit.

We present a deep photometric survey of the Andromeda galaxy, conducted with the wide-field cameras of CFHT and INT, that covers the inner 50 kpc of the galaxy and the southern quadrant out to ~150 kpc and includes an extension to M33 at >200 kpc. This is the first systematic panoramic study of this very outermost region of galaxies. We detect a multitude of large-scale structures of low surface brightness, including several streams, and two new relatively luminous (MV ∼ − 9) dwarf galaxies: And XV and And XVI. Significant variations in stellar populations due to intervening stream-like structures are detected in the inner halo, which is particularly important in shedding light on the mixed and sometimes conflicting results reported in previous studies. Underlying the many substructures lies a faint, smooth, and extremely extended halo component, reaching out to 150 kpc, whose stellar populations are predominantly metal-poor. We find that the smooth halo component in M31 has a radially decreasing profile that can be fitted with a Hernquist model of immense scale radius ~55 kpc, almost 4 times larger than theoretical predictions. Alternatively a power law with ΣV ∝ R−1.91 ± 0.11 can be fitted to the projected profile, similar to the density profile in the Milky Way. If it is symmetric, the total luminosity of this structure is ~109 L☉, again similar to the stellar halo of the Milky Way. This vast, smooth, underlying halo is reminiscent of a classical "monolithic" model and completely unexpected from modern galaxy formation models. M33 is also found to have an extended metal-poor halo component, which can be fitted with a Hernquist model also of scale radius ~55 kpc. These extended slowly decreasing halos will provide a challenge and strong constraints for further modeling.

We present an analysis of the large-scale structure of the halo of the Andromeda galaxy, based on the Pan-Andromeda Archeological Survey (PAndAS), currently the most complete map of resolved stellar populations in any galactic halo. Despite the presence of copious substructures, the global halo populations follow closely power-law profiles that become steeper with increasing metallicity. We divide the sample into stream-like populations and a smooth halo component (defined as the population that cannot be resolved into spatially distinct substructures with PAndAS). Fitting a three-dimensional halo model reveals that the most metal-poor populations () are distributed approximately spherically (slightly prolate with ellipticity c/a = 1.09 ± 0.03), with only a relatively small fraction residing in discernible stream-like structures (fstream = 42%). The sphericity of the ancient smooth component strongly hints that the dark matter halo is also approximately spherical. More metal-rich populations contain higher fractions of stars in streams, with fstream becoming as high as 86% for . The space density of the smooth metal-poor component has a global power-law slope of γ = −3.08 ± 0.07, and a non-parametric fit shows that the slope remains nearly constant from 30 kpc to ∼300 kpc. The total stellar mass in the halo at distances beyond 2° is ∼1.1 × 1010 M☉, while that of the smooth component is ∼3 × 109 M☉. Extrapolating into the inner galaxy, the total stellar mass of the smooth halo is plausibly ∼8 × 109 M☉. We detect a substantial metallicity gradient, which declines from 〈[Fe/H]〉 = −0.7 at R = 30 kpc to 〈[Fe/H]〉 = −1.5 at R = 150 kpc for the full sample, with the smooth halo being ∼0.2 dex more metal poor than the full sample at each radius. While qualitatively in line with expectations from cosmological simulations, these observations are of great importance as they provide a prototype template that such simulations must now be able to reproduce in quantitative detail.

We present the Pristine survey, a new narrow-band photometric survey focused on the metallicity-sensitive Ca H & K lines and conducted in the northern hemisphere with the wide-field imager MegaCam on the Canada-France-Hawaii Telescope (CFHT). This paper reviews our overall survey strategy and discusses the data processing and metallicity calibration. Additionally we review the application of these data to the main aims of the survey, which are to gather a large sample of the most metal-poor stars in the Galaxy, to further characterise the faintest Milky Way satellites, and to map the (metal-poor) substructure in the Galactic halo. The current Pristine footprint comprises over 1,000 deg2 in the Galactic halo ranging from b~30 to 78 and covers many known stellar substructures. We demonstrate that, for SDSS stellar objects, we can calibrate the photometry at the 0.02-magnitude level. The comparison with existing spectroscopic metallicities from SDSS/SEGUE and LAMOST shows that, when combined with SDSS broad-band g and i photometry, we can use the CaHK photometry to infer photometric metallicities with an accuracy of ~0.2 dex from [Fe/H]=-0.5 down to the extremely metal-poor regime ([Fe/H]<-3.0). After the removal of various contaminants, we can efficiently select metal-poor stars and build a very complete sample with high purity. The success rate of uncovering [Fe/H]SEGUE<-3.0 stars among [Fe/H]Pristine<-3.0 selected stars is 24% and 85% of the remaining candidates are still very metal poor ([Fe/H]<-2.0). We further demonstrate that Pristine is well suited to identify the very rare and pristine Galactic stars with [Fe/H]<-4.0, which can teach us valuable lessons about the early Universe.

State-of-the-art models in semantic segmentation primarily operate on single, static images, generating corresponding segmentation masks. This one-shot approach leaves little room for error correction, as the models lack the capability to integrate multiple observations for enhanced accuracy. Inspired by work on semantic change detection, we address this limitation by introducing a methodology that leverages a sequence of observables generated for each static input image. By adding this "temporal" dimension, we exploit strong signal correlations between successive observations in the sequence to reduce error rates. Our framework, dubbed SSG2 (Semantic Segmentation Generation 2), employs a dual-encoder, single-decoder base network augmented with a sequence model. The base model learns to predict the set intersection, union, and difference of labels from dual-input images. Given a fixed target input image and a set of support images, the sequence model builds the predicted mask of the target by synthesizing the partial views from each sequence step and filtering out noise. We evaluate SSG2 across four diverse datasets: UrbanMonitor, featuring orthoimage tiles from Darwin, Australia with four spectral bands at 0.2 m spatial resolution and a surface model; ISPRS Potsdam, which includes true orthophoto images with multiple spectral bands and a 5 cm ground sampling distance; ISPRS Vahingen, which also includes true orthophoto images and a 9 cm ground sampling distance; and ISIC2018, a medical dataset focused on skin lesion segmentation, particularly melanoma. The SSG2 model demonstrates rapid convergence within the first few tens of epochs and significantly outperforms UNet-like baseline models with the same number of gradient updates. However, the addition of the temporal dimension results in an increased memory footprint. While this could be a limitation, it is offset by the advent of higher-memory GPUs and coding optimizations. Our code is available at https://github.com/feevos/ssg2.