Lopsided and Bulging Distribution of Satellites around Paired Halos. I. Observational Measurements and Comparison with Halo-based Models
本文通过SDSS观测与模拟星表对比，发现成对暗晕周围卫星呈偏侧和隆起分布，并证明该现象可由ΛCDM框架下暗晕叠加及取向对齐自然解释，无需引入额外物理机制。
2025-08-29 astro-ph.GA
Chemical dissection of merger-induced $m=1$ lopsidedness in Milky Way-like galaxies
Indian Institute of Technology Indore（印度印多尔理工学院）；Observatoire de Paris, Université PSL, Sorbonne Université, Université Paris Cité, CY Cergy Paris Université, CNRS（巴黎天文台、巴黎文理研究大学、索邦大学、巴黎西岱大学、CY塞尔吉巴黎大学、法国国家科学研究中心）；Indian Institute of Science（印度科学学院）；Canadian Institute for Theoretical Astrophysics, University of Toronto（加拿大理论天体物理研究所，多伦多大学）
本文通过七组高分辨率 N 体次并合模拟，研究类银河系星系中并合诱发的 m=1 不对称性，发现富金属恒星群体因运动学更冷而表现出更强的密度和速度不对称性及盘-晕偏移，且该趋势与轨道构型无关。
2025-11-10 astro-ph.GA
Evidence for Populations-dependent vertical motions and the Long-lived Non-Steady Lopsided Milky Way Warp
我们提出了银河系盘垂直速度分析使用OB型星（OB），红丛星（RC），和主序星关闭（MSTO）与LAMOST DR 5和盖亚DR 3交叉匹配的不同平均年龄的人口。结果表明，这三个星族的垂直速度随银心距（$R$）的变化规律明显，总体上年轻的恒星星族有较强的增长趋势。垂直运动所指示的弯曲和呼吸模式取决于种群，并且它们随空间位置而变化。这些垂直运动可能是由于银河弯曲，或小合并，或非平衡的磁盘。假设翘曲是主要成分，我们发现年轻星族的翘曲幅度（$γ$，$Z_ω$）大于中等星族的翘曲幅度，中等星族的翘曲幅度也大于老年星族的翘曲幅度，这与其他独立的恒星密度分布分析结果一致，支持了翘曲是长寿命的、非稳态的结构，并具有时间演化性。无论节点线$ϕ_w$是固定的还是作为自由参数（$ϕ_w$约为3 $-$ 8.5 $^{\circ}$作为最佳拟合），该结论都是稳健的。此外，我们发现翘曲是不对称的沿方位角（$ϕ$）。
2022-12-12 astro-ph.GA
Angular momentum transport and evolution of lopsided galaxies
大多数恒星星系盘的表面亮度分布呈指数下降。通常，在这样的恒星盘之外是中性氢气，其分布也遵循近似指数分布，至少对一些邻近的盘星系来说是这样。众所周知，恒星和气体都具有不对称性，特别是在星系的外部。到目前为止，这种不对称性在星系动力学演化中的作用还没有被探索过。Lindblad的运动密度波的原始想法，我们表明，指数盘的外部是理想的适合主办不平衡的不对称性。进一步，我们计算了嵌入在暗物质晕中的恒星和气体盘的角动量输运。我们表明，在一个纯的恒星和气体盘，有一个过渡点的自由进动频率的不平衡的模式，$Ω-κ$，从逆行到逆行的变化，这反过来又扭转了在光盘的角动量流的方向，导致一个非物理行为。我们发现，这个问题是克服了存在的暗物质晕，它设置的角动量流向外光盘演化所需的，提供的不平衡性是领先的性质。这一点，加上众所周知的角动量传输在内部部分由于螺旋臂，可以促进气体从外部流入，也许通过宇宙细丝。
2014-07-12 astro-ph.GA
Hermeian haloes: Field haloes that interacted with both the Milky Way and M31
本星系群是研究星系形成的天体物理学的独特环境。银河系和M31的接近增强了低质量晕群与更大质量的暗物质晕相互作用的频率，这增加了它们的浓度并剥夺了它们的气体和其他物质。一些低质量的晕穿过银河系或M31的晕，要么被喷射到磁场中，要么在两个主宿主之间交换。我们使用高分辨率的气体动力学模拟来描述一类新的场晕，通过在早期的银河系和M31的晕，几乎是集中的场晕的两倍，不与主对相互作用。这些'Hermeian'晕分布各向异性在更大的距离本地集团的重心比主要晕，并出现集群沿连接银河系和M31。赫敏晕促进了银河系和M31之间的暗物质、气体和恒星的交换，并在与它们相互作用的过程中提高了原始晕中气体的恒星形成率。我们还表明，一些Hermeian晕可以主机的星系，因为他们是嵌入在比常规场晕更集中的晕，是有前途的目标，间接暗物质搜索超出银河系维里半径，并可以产生的信号，是有竞争力的一些矮星系。本星系群中的Hermeian星系应该可以通过即将进行的宽视场成像巡天探测到。
2022-07-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Milky Way's plane of satellites: consistent with $Λ$CDM
“卫星平面问题”描述了银河系中11个最亮的卫星星系在一个非常薄的平面上的排列，可能是由旋转支撑的。这显然与标准宇宙学模型相矛盾，在标准宇宙学模型中，银河系被弥散支持的暗物质晕所包围。在这里，我们表明，报告的异常各向异性的卫星系统是强烈的偶然的不平衡的径向分布，早期的模拟未能再现，结合密切，但短暂的连接的两个最遥远的卫星，狮子座I和狮子座II。使用盖亚自行，我们表明，轨道极点对齐是比以前报道的更常见，并揭示了卫星的平面是瞬态的，而不是旋转支持。与新的模拟相比，这种短命的飞机很常见，我们发现银河系卫星与标准模型的预期是兼容的。
2022-05-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Lopsided galactic bars
大多数观测到的和模拟的星系棒在正面视图中是对称的。然而，确实存在杆相对于盘偏离中心或具有不对称形状的情况。唯一一个显示这两种特征的著名例子是大麦云云。我们报告中发现的几个不平衡的星系酒吧在Illustris TNG 100模拟中的一个样本中的细长的棒状星系研究在过去的识别。条形图在正面视图中显示出明显的不对称性，其形状为脚印。我们测量了棒的形状和不对称性的不同参数随时间的变化，发现不对称性在几个陀螺中保持不变。它可以与砂条一起生长，也可以在砂条形成后出现。我们考虑了两种情况，导致形成不平衡的酒吧使用控制模拟。在第一种情况下，一个类似银河系的星系与一个大质量的同伴相互作用，该同伴位于盘平面内的径向轨道上，并且在第一次通过时垂直于棒的方向。在第二，星系最初有一个偏离中心的磁盘和酒吧的增长和它的不对称性是更类似于一个发现在IllustrisTNG星系，在那里它也是由一个不对称的磁盘的存在之前。因此，不平衡棒可能产生于不平衡盘中，尽管在某些情况下，两个分量中不对称发生的时间差相当大。
2021-09-09 astro-ph.GA
Evolution of the Milky Way halo by accretion of dwarf satellite galaxies
在冷暗物质方案中，等级合并范例是通过次级晕的微小合并形成大质量星系晕的自然结果，并且由此形成它们固有的恒星晕。虽然这也必须调用的银河系，晕星和矮球状星系的化学和运动学相干的背景下，尚未解决的一个重点，目前的研究。为了研究这个问题，我们模拟的化学动力学演化系统的卫星从宇宙学通过Lactea II模拟银河系环境相似，但在早期。
2011-03-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Zoomed cosmological simulations of Milky Way sized halos in f(R)-gravity
在Hu & Sawicki的f（R）模型下，我们用MG-GADGET程序对宝瓶座星系团的7个暗物质晕进行了宇宙学变焦模拟，研究了f（R）修正引力对银河系大小的暗物质晕内部性质的影响.此外，我们计算理想的NFW晕，以及在我们的宇宙学模拟的第五力，并将它们与分析模型预测的第五力内的球形物体。我们发现，这些理论预测相匹配的理想晕的力量非常好，而它们的适用性是有限的现实宇宙学晕。我们的模拟表明，f（R）引力显着影响银河系大小的物体的暗物质密度分布以及它们的圆周速度。在未屏蔽区域，速度分散增加高达40%，相对于LCDM可行的f（R）模型。这一差异比以前的作品中报道的要大。太阳圈在$f_{R0} = -10^{-6}$模型中被完全屏蔽，银河系大小的晕，而这个位置对于质量稍小的物体是不屏蔽的。在我们有限的晕样本大小的范围内，我们没有发现一个明确的依赖于$f_{R0}$的暗物质晕的浓度参数。
2016-08-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Satellite galaxies as better tracers of the Milky Way halo mass
银河系晕质量的推断需要模拟动态示踪剂的相空间结构，不同的示踪剂遵循不同的模型，并具有不同程度的晕质量的敏感性。对于稳态模型，示踪粒子之间的相位相关性导致不可约的随机偏差。这种偏差对于卫星星系和暗物质粒子来说很小，但是对于晕星来说，偏差可以大到2倍。这与卫星星系紧密跟踪暗物质粒子的相空间分布的图像是一致的，而晕星的相混合较少。因此，仅使用$\sim 100$卫星星系可以获得比使用更大样本的晕星所能达到的精度高得多的精度。
2019-09-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Milky Way Halo Vibrations and Incommensurate Stream Velocities
无碰撞的暗物质星系晕由于持续的晚期吸积而呈现阻尼振荡。利用类银河晕的n体宇宙学模型，定量研究了类银河晕的引力场随时间的变化。模拟包含的恒星流的不相称的垂直速度被发现有一个近似的指数分布的规模为10-20 \kms，这取决于如何选择的恒星，可比的孤儿流报告。暗物质晕的四极矩的波动足以在很大程度上解释切向速度。如果对更大样本的银河系流的速度测量发现（或没有发现）预期的横向速度分布，它将导致对自相互作用暗物质横截面的限制，其中动力学粘度可以比单独的无碰撞暗物质的混合过程更快地阻尼振荡。
2019-09-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
A "Light," Centrally-Concentrated Milky Way Halo?
我们讨论了一种新的方法来"权衡"银河系暗物质晕，一个结合了最新的样本晕星选择从斯隆数字巡天（SDSS）与国家的最先进的数值模拟银河系类似物。在本研究中采用的完全宇宙学运行包括"Eris"，一个最高分辨率的流体动力学模拟形成的M_vir = 8e11 M_sun晚型螺旋，和暗物质只有M_vir = 1.7e12 M_sun "通过Lactea II"模拟。厄里斯提供了一个很好的实验室创建模拟SDSS样本的示踪晕星，我们成功地比较了它们的密度，速度各向异性，径向速度色散剖面与观测数据。大多数模拟的SDSS实现显示了最近在银河系遥远的恒星晕中观察到的相同的"冷幕"，示踪剂的温度在100 - 150 kpc之间，为sigma_los~50 km/s。控制实验的基础上整合的球形Jeans方程以及粒子标记技术应用于通过Lactea II表明，一个"重" M_vir 2e12 M_sun现实主机产生一个不良的适合运动学SDSS数据。我们认为，这些结果提供了更多的证据，一个“轻”，集中的银河系晕。
2013-08-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Insight Into the Formation of the Milky Way Through Cold Halo Substructure. I. The ECHOS of Milky Way Formation
我们确定了10 - 7的第一次-冷晕子结构（ECHOS）的元素在17.5千秒差距内的太阳在银河系的内晕的体积。我们的结果是基于观测到的空间和径向速度分布的金属贫主序星关闭（MPMSTO）在137斯隆扩展银河系理解和探索（SEGUE）的视线。我们指出，所观察到的径向速度分布是一致的银河系的内晕整体的平滑恒星组成部分，但不同意显着的径向速度，对应于我们的检测。我们表明，我们所有的检测是统计上显着的，我们希望没有误报。我们还使用我们的检测和完整性估计推断出一个正式的上限为0.34 +/- 0.02的分数的MPMSTO人口的内晕，属于ECHOS。我们的探测结果和完整性计算表明，在内晕中存在着大量的低超密度ECHOS，我们预测内晕的1/3（按体积计算）中存在着MPMSTO恒星数密度n ~ 15 kpc^-3的ECHOS。ECHOS可能比已知的表面亮度子结构更古老，因此我们的探测为我们提供了一个直接测量银河系在尚未充分探索的区域和时间间隔内的吸积历史的方法。与以前的研究相一致，我们的结果表明，合并活动的水平在过去的几个Gyr中大致保持不变，并且在那个时间间隔内没有质量超过银河系质量百分之几的单个恒星系统的吸积。（节略）
2009-08-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the Edge: the relation between stellar and dark matter haloes of Milky Way-mass galaxies
利用APOSTLE宇宙流体动力学模拟研究了类银河系中吸积恒星晕和暗物质晕的形成。我们表明，恒星晕主要是由从少数大质量矮星剥离的恒星组成的，其中大多数都被今天的破坏。另一方面，暗物质晕主要由小的未分辨的次晕（$\lesssim 10^6$ M $_{\odot}$）和一个由从未与次晕结合的粒子组成的"光滑“成分组成。尽管存在这些差异，构成恒星晕大部分的大质量矮星也贡献了相当大一部分的暗物质。从这些矮星上剥离下来的恒星和暗物质通过它们的运动学联系在一起，这在晕的相空间结构中留下了印记。我们研究了恒星相空间中焦散线等特征的位置与暗晕特性之间的关系。我们表明，“边缘”的恒星晕是一个探针的暗物质晕质量和组装历史。银河系质量星系的边缘在表面亮度为$^{-2}$ 31-36等角秒时应该是可见的。
2023-02-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Did the Milky Way dwarf satellites enter the halo as a group?
本星系群中的矮卫星星系通常被认为是在暗物质下晕中的宿主，这些暗物质在落入宿主晕的过程中幸存下来。最近有人认为，如果大多数卫星是集体而不是单独进入银河系晕的，这可以解释其卫星分布的空间和动力学特性。这样的星系群被认为是在附近宇宙中发现的矮星系团。在本文中，我们解决的问题是否在这样的协会星系可以是银河系卫星星系的祖先。我们发现矮星系协比解释银河系和仙女座卫星星系盘状分布所需的要扩展得多。我们进一步确定了一个可能的小行星结构，垂直于超星系平面，矮协会位于其中，这可能与银河系卫星的祖先星系的下落方向有关，如果它们是潮汐起源的。
2009-03-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Does the Sagittarius Stream constrain the Milky Way halo to be triaxial?
最近对人马座矮星系恒星流的分析表明，M巨星在这个结构中的运动学和三维位置限制了我们银河系的暗物质晕，使其具有非常扁平的三轴形状，基本上是一个垂直于银盘的扁椭球。使用一种新的流拟合算法，基于马尔可夫链蒙特卡罗程序，我们调查是否这种说法仍然有效，如果我们允许银河系晕的密度分布更大的自由。我们发现流的解决方案，即使在一个球形晕，适合这种结构的领先和落后的武器，虽然这将需要一个上升的银河系旋转曲线在大银心半径。然而，所需的旋转曲线不被当前约束排除。因此，对于银河系来说，尽管有很强的理论动机，但并不需要晕三轴性来解释人马座流。这种三轴性和晕密度分布之间的简并性表明，在未来的努力来模拟这种结构，这将是有利的，以放松严格的分析密度分布，已被用于日期。
2012-12-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Super-NFW model: an analytic dynamical model for cold dark matter haloes and elliptical galaxies
提出了一个小半径$ρ\sim r^{-1}$和大半径$ρ\sim r^{-3.5}$的解析星系模型。渐近密度下降比Hernquist模型慢，但比暗物质晕的Navarro-Frenk-White（NFW）轮廓快，因此与宇宙学模拟的最新证据一致。该模型在双正交基函数展开式中提供了零阶项，这意味着可以很容易地添加轴对称、三轴和不平衡的扭曲（很像Hernquist模型本身，它是Hernquist-Ostriker展开式的零阶项）。球模型的属性，包括解析分布函数是各向同性，径向各向异性或切向各向异性，进行了详细讨论。提供了宇宙晕的质量浓度关系的模拟。
2018-02-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
The odd primordial halo of the Milky Way implied by Gaia. A shallow core, but a steep decline
Nanjing University（南京大学）；Case Western Reserve University（凯斯西储大学）；Leibniz-Institute for Astrophysics（莱布尼茨天体物理研究所）；Observatoire de Paris, Universit´e PSL, CNRS（巴黎天文台，巴黎文理研究大学，法国国家科学研究中心）；University of Arizona（亚利桑那大学）
通过Gaia数据发现银河系原始暗物质晕的异常特征，其浓度和质量与预测差异显著，密度分布不符合冷暗物质理论。
2025-11-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Kinetic Sunyaev-Zel'dovich effect of the Milky Way Halo
利用动力学Sunyaev-Zel'dovich（kSZ）效应计算了银河晕中电离气体对宇宙微波背景（CMB）的影响.与其他银河系前景不同，晕kSZ签名覆盖了整个天空，在大角度尺度上产生各向异性，不伴有光谱失真，因此可能与原始CMB各向异性相混淆。我们建立了各种晕成分的理论模型，包括光滑的扩散气体，冷流入气体和高速云的细丝。我们发现，kSZ效应的所有组件是上述的普朗克卫星的灵敏度，在一定范围内的角尺度。然而，典型的晕贡献远低于宇宙方差噪声在原始CMB功率谱。高速云可能主导晕的贡献，需要更好的观测数据来掩盖它们。我们根据已有的晕气体分布的示踪数据，如中性氢的21 cm图和重组气体的H_α图，得到了预期的kSZ图。这些图与WMAP 5数据的互相关不产生任何统计学显著信号。
2009-06-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Diverse Stellar Haloes in Nearby Milky Way-Mass Disc Galaxies
我们已经研究了解决恒星星族在大银河系中心的距离沿短轴（从10 kpc到40和75 kpc之间），有限的长轴覆盖范围内，附近的六个高度倾斜的银河系质量盘星系使用HST数据的GHOSTS调查。我们选择红巨星支星来获得恒星晕密度分布。投影的短轴密度分布可以近似为幂律，投影斜率介于$-2$和$-3.7$之间，恒星晕质量的多样性为$1-6\times 10^{9}M_{\odot}$，或总星系恒星质量的$2-14\%$。由于子结构，光滑幂律拟合周围的典型固有散射是$0.05-0.1$ dex。通过比较短轴和长轴轮廓，我们推断出在$0.4-0.75$之间的$\sim 25$ kpc处的投影轴比$c/a$。GHOSTS的恒星晕是多种多样的，介于银河系和M31的（相当非典型的）晕所描绘的极端之间。我们发现恒星晕金属丰度和恒星晕质量之间有很强的相关性。我们比较我们的结果与宇宙学模型，发现我们的观测和吸积模型之间的良好协议，恒星晕的矮卫星的破坏形成。特别是，恒星晕金属丰度和质量之间的强观测相关性是自然再现。低分辨率的流体动力学模型具有不切实际的高恒星晕质量。目前的高分辨率流体动力学模型似乎预测恒星晕质量略高于观察到的，但合理的金属丰度，金属丰度梯度和密度分布。
2016-11-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Insight Into the Formation of the Milky Way Through Cold Halo Substructure. III. Statistical Chemical Tagging in the Smooth Halo
我们发现，卫星星系在高红移吸积的银河系的光滑晕的恒星星族的相对贡献随距离的增加，成为可观察到的相对于经典的光滑晕约15千秒差距从银河系中心。特别是，我们确定的视线平均[Fe/H]和[α/Fe]的金属贫主序星关闭（MPMSTO）人口沿每个斯隆扩展银河系的理解和探索（SEGUE）光谱视线。限制我们的样本的视线，沿着我们没有检测到冷晕子结构（ECHOS）的元素，我们编译的最大的光谱样本的恒星在光滑的组成部分的晕有史以来在现场观察超过10千秒差距。我们发现显着的空间自相关[Fe/H]在MPMSTO人口在遥远的一半，我们的样本超过约15千秒差距从银河系中心。然而，在15 kpc内，我们发现[Fe/H]没有显著的空间自相关。与此同时，我们进行SEGUE一样的观测银河系模拟形成的N体模拟。虽然我们发现完全由吸积卫星星系形成的晕与我们在银河系中心15 kpc范围内观察到的晕不匹配，但我们确实在更大距离的模拟中观察到[Fe/H]的空间自相关。这一观测结果是统计化学标记的一个例子，并表明金属丰度的空间自相关是吸积卫星星系形成的恒星晕的一般特征。
2012-02-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
The density profile of Milky Way dark matter halo constrained from the OGLE microlensing sky map
本研究利用OGLE微引力透镜天图数据，结合暗物质晕核/尖点轮廓与MDMS占比建模，在68%置信度下探测到银晕中心282秒差距的核，并可同时约束MDMS占比与核尺寸且无强简并。
2024-12-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Milky Way simulations: the Galaxy, its stellar halo and its satellites - insights from a hybrid cosmological approach
我们的“家星系”-银河系-是一个相当大的螺旋星系，是本地宇宙中最常见的形态类的原型。虽然它只是一个星系，但它是唯一一个可以被详细研究的星系：对于银河系和本星系群的一些成员，可以获得大量关于其恒星年龄和化学丰度的观测数据。在未来几年里，通过正在进行的和计划中的光谱和天体测量调查，预计将获得更多的信息，为星系形成的现代理论提供一个独特的基准。在这篇评论中，我将总结最近的结果，我们的银河系的形成，它的恒星晕，和它的卫星星系。我将特别关注在星系形成的混合模型框架中获得的结果，并参考本期中基于流体动力学模拟的研究的其他评论。
2012-04-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Insight Into the Formation of the Milky Way Through Cold Halo Substructure. II. The Elemental Abundances of ECHOS
我们确定的冷晕子结构（ECHOS）的元素的平均金属丰度，我们以前确定在银河系内晕17.5千秒差距的太阳。作为一个人口，我们发现，恒星运动学与ECHOS是化学不同的背景运动学光滑的内晕恒星星族沿同一斯隆扩展银河系的理解和探索（SEGUE）视线。ECHOS系统地更富铁，但比内晕的运动学平滑成分少α增强。ECHOS在化学上也不同于其他银河系的组成部分：比典型的厚盘恒星更贫铁，比典型的薄盘恒星更贫铁和α增强。此外，ECHOS的径向速度频散分布超过σ ~ 20 km s^-1。球状星团不太可能是ECHOS的祖先，因为ECHOS有很大的速度色散，并且在银河系中富含铁的球状星团非常罕见的区域被发现。同样，ECHOS中恒星的化学成分与银河系中形成的恒星的预测不符，随后分散到内晕中。矮球状（dSph）星系可能是ECHOS的祖先，如果ECHOS是通过一个或多个dSph星系的潮汐破裂形成的，那么典型的ECHOS [Fe/H] ~ -1.0和径向速度色散σ ~ 20 km s^-1意味着dSph的M_tot >~ 10^9 M_Sun。我们的观测结果证实了银河系晕形成的理论模型的预测，即突出的子结构可能是富金属的，我们的结果意味着，最近吸积的恒星目前在内晕的最有可能的金属丰度为[Fe/H] ~-1.0。
2011-04-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Solving Milky Way-sized Systems with Haskap Pie: A Halo finding Algorithm with efficient Sampling, K-means clustering, tree-Assembly, Particle tracking, Python modules, Inter-code applicability, and Energy solving
University of Illinois at Urbana-Champaign（伊利诺伊大学厄巴纳-香槟分校）；National Center for Supercomputing Applications（超级计算应用国家中心）
Haskap Pie是一种基于Python的高效晕寻找算法，能处理多种模拟代码，提供更稳定的晕追踪和更密集的晕质量函数，适用于银河系规模的模拟研究。
2025-12-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Baryonic impact on the dark matter orbital properties of Milky Way-sized haloes
我们结合光谱方法和银河系大小星系的宇宙学模拟研究了暗物质晕的轨道性质。我们比较了流体动力学和$N$ -体模拟中单个暗物质粒子的动力学和轨道，发现由于重子的影响，暗物质晕的盒、管和共振轨道的比例显著降低。特别是，在流体动力学模拟的暗物质晕的中心区域占主导地位的规则，短轴管轨道，相反，在$N$体运行的混乱，箱和薄的轨道占主导地位。这导致了一个更球形的暗物质晕在流体动力学运行相比，一个扁长的一个常见的$N$体模拟。此外，通过使用基于核的密度估计，我们比较了粗粒度的相空间密度的暗物质晕在两个模拟中，并发现它是较低的$\sim0.5$指数在流体动力学运行由于角动量分布的变化，这表明重子过程，影响暗物质是不可逆的。我们的结果表明，重子在决定星系中暗物质晕的形状、运动学和相空间密度方面起着重要的作用。
2017-01-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
What's Up in the Milky Way? The Orientation of the Disc Relative to the Triaxial Halo
人马座流的模型一致地发现，银河系盘的方向是这样的，它的短轴沿着三轴暗物质晕的中轴。我们试图建立这样一个“中间轴方向”的盘星系模型。我们用三个模型做这个。在前两种情况下，我们简单地在三轴晕中刚性地生长一个圆盘，使得圆盘垂直于全局中轴。我们还试图通过产生一个气体+暗物质的三轴系统，气体角动量围绕中间轴，同轴形成一个盘。在所有情况下，我们都不能产生这样的系统，即恒星的角动量与晕的中轴保持一致，即使当圆盘的势与内晕平行，使得圆盘在任何地方都垂直于晕的局部短轴。对于这些不稳定的模拟之一，我们表明，潜在的甚至比银河系潜在的人马座流探测区域的模型更圆。我们的结论是，银河系的光盘是非常不可能在中间轴方向。然而，我们发现，一个光盘可以坚持离开一个主平面的潜力。我们提出银河系的圆盘必须相对于暗物质晕的主轴倾斜。直接证实这一预测将构成修正牛顿动力学的一个关键检验。
2013-07-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Tilt of the Halo Velocity Ellipsoid and the Shape of the Milky Way Halo
大约有1，800个晕状亚矮星的样本，有径向速度和自行，使用重复的多波段斯隆数字巡天光度测量在条纹82中组装。我们的样本晕次矮星提取通过减少自行图和距离获得使用光度计的视差，从而提供完整的相空间信息。计算了速度椭球相对于球极坐标系的倾斜，发现三个倾斜角中的两个与零一致，第三个非常小。证明了如果内晕处于稳态，且三轴速度椭球在球极坐标中处处对齐，则势必定是球对称的。与球形极的可检测但非常轻微的错位与银河系盘对球形暗晕的微扰效应一致。香蕉轨道由圆盘在1：1共振（水平和垂直频率）下产生。在我们的亚矮星样本的典型半径处，它们与更占主导地位的短轴管一起占据银河势。然而，仅从几何学的角度来看，香蕉轨道的倾斜不能消失，这导致了轻微的，但可检测的，不对准。我们认为，恒星晕速度椭球的倾斜，因此提供了一个迄今为止在很大程度上被忽视，但重要的论点，银河系的黑暗晕，占主导地位的潜力，必须是近球形。
2009-02-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
The outermost edges of the Milky Way halo from galaxy kinematics
我们测量的第一次银河系（MW）晕的耗尽和周转半径的最外层边缘。内耗尽半径，$r_\mathrm{id}$，确定在最大的下落速度的位置，从排水环境中分离的增长晕，而转向半径，$r_\mathrm{ta}$，标志着最外边缘的下落物质朝向晕，这两个都位于维里半径之外。利用附近矮星系在$3\mathrm{Mpc}$内的运动，我们获得了MW周围最大速度为$v_\mathrm{inf, max}=-46_{-39}^{+24}\mathrm{km s^{-1}}$的坠落区的边缘探测。这使我们能够测量$r_\mathrm{id}=559\pm 107 \mathrm{kpc}$和$r_\mathrm{ta}=839\pm 121 \mathrm{kpc}$。测得的耗尽半径约为从内部动力学测量的MW维里半径（$R_\mathrm{200m}$）的1.5倍。与宇宙学模拟Illustris TNG 100中的晕相比，因子1.5与具有与MW相似的质量和动力学环境的晕一致，但略小于本星系群类似物的典型值，可能表明MW的独特演化历史。这些测量的晕边缘直接量化的MW外晕正在进行的演变，并提供独立于内部动态的MW的当前动态状态的约束。
2021-07-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evidence for a Triaxial Milky Way Dark Matter Halo from the Sagittarius Stellar Tidal Stream
观测人马座矮椭球体（Sgr dSph）的破坏所产生的漫长潮汐流，能够对银河系引力势的形状提供强有力的约束。然而，以前的工作，基于不同的流属性在轴对称银河系模型的建模产生了相互矛盾的结果：虽然角进动的Sgr领先的手臂是最一致的球形或略扁的晕，在这个手臂的恒星的径向速度只再现长晕模型。我们证明，这个明显的悖论可以解决，而不是采用三轴潜力。我们的新的星系晕模型，同时适合所有完善的相空间的限制，从Sgr流，提供了第一个确凿的证据，和试探性的测量，在一个单独的暗物质晕的三轴性。在~ 60 kpc范围内的银河系晕的最佳特征是等速线的短轴/长轴比c/a ~ 0.67，中轴/长轴比b/a ~ 0.83，三轴度参数T ~ 0.56。在这个模型中，暗晕的短轴与连接太阳和银河系中心的银河系X轴重合，在15度以内，而长轴也位于银河系平面内，大约沿着银河系Y轴。
2009-08-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Structural properties of non-spherical dark halos in Milky Way and Andromeda dwarf spheroidal galaxies
基于我们以前工作中修正的轴对称质量模型，研究了银河系和仙女座星系中矮球状（dSph）星系暗晕的非球形密度结构.我们在这里采用的模型充分考虑到速度各向异性的示踪星被限制在一个扁平的暗晕。将我们的模型应用到12个明亮的dSphs的可用运动学数据中，我们发现这些星系通常与拉长的暗晕相关联，即使考虑到恒星速度各向异性的影响。我们还发现，最佳拟合参数，特别是暗晕和速度各向异性的形状，容易受到外部区域速度数据的可用性和每个空间仓中缺乏样本星的影响。因此，为了获得更现实的限制黑暗的晕结构，我们需要在更大的地区的dSphs比以前探索的光度和运动学数据。从现有的数据得到的结果表明，暗晕的形状在dSphs比那些$Λ$ CDM subhalo更拉长。这种不匹配需要解决的理论，包括重子组件和相关的反馈暗晕，以及进一步的观测限制在更大的地区的dSphs。研究还发现，更弥散的暗晕可能经历了连续的恒星形成历史，从而暗示暗晕结构在恒星形成活动中起着重要作用。
2015-09-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Estimating the dark matter halo mass of our Milky Way using dynamical tracers
银河系暗物质晕的质量可以通过拟合动力学示踪物相空间分布的分析模型来估计。我们测试这种方法使用现实的模拟恒星晕构造的水瓶座N体模拟暗物质晕的$Λ$ CDM宇宙学。我们扩展了标准的治疗，包括Navarro-Frenk-White（NFW）的潜力，并使用极大似然方法来恢复参数描述模拟晕的位置和速度的模拟晕星。我们发现，晕质量的估计是高度相关的晕浓度的估计。维里半径内的最佳拟合晕质量$R_{200}$存在偏差，在最佳情况下（包括示踪剂的切向速度时），范围从40%低估到5%高估。偏见有几个来源。偏离动态平衡可能会导致显著的偏差;偏离球对称相对不那么重要。对不同银河系中心半径的恒星进行拟合可以得到不同的质量估计。相比之下，该模型给出了良好的约束质量的半质量半径内的示踪剂，即使在60千秒差距内的示踪剂。恢复的示踪剂，$β$，速度各向异性有偏系统，但这并不影响其他参数，如果切向速度数据被用作约束。
2015-10-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Milky Way halo as a QSO absorption-line system. New results from an HST/STIS absorption-line catalogue of Galactic high-velocity clouds
我们使用档案紫外吸收线数据从HST/STIS统计分析的吸收特性的高速云（HVC）的星系晕对40多个河外背景源。我们确定吸收覆盖分数的低和中间离子（OI，CII，SiIII，MgII，FeII，SiIII，CIV，和SiIV）的范围fc = 0.20 - 0.70。对于详细的分析，我们集中在硅的吸收成分在HVC，我们调查的列密度，b值和径向速度的分布。结合信息的Si II和Mg II，并使用几何HVC模型，我们调查的贡献HVC强Mg II吸收剂的吸收截面在本地宇宙。我们估计，如果从外部有利位置观察我们的银河系，银河系HVC将平均贡献~52%的银河系总强MgII截面。我们进一步估计，从外部有利位置的银河系晕和光盘的强镁II吸收的平均投影覆盖分数是fc（sMgII）= 0.31晕半径R = 61千秒差距。这些数字，以及在低红移处观察到的强MgII吸收体的数密度，表明下落气体云（即，银河系型星系晕中的HVC类似物）对强MgII吸收体截面的贡献小于34%。这些发现与流出气体（例如，由星系风产生）在更活跃的恒星形成星系的晕中占主导地位的吸收截面的强MgII吸收在本地宇宙。
2013-01-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Milky Way system in LCDM cosmological simulations
我们应用半解析的星系形成模型对两个高分辨率的宇宙学N体模型进行了模拟，以研究银河系的类似物。我们选择这些根据观察到的银河系的性质，而不是晕质量在大多数以前的工作。对于恒星质量为（5--7）x 10 d10 Msun的盘状中央星系，主晕质量的中位数为1.4 x 10 d12 Msun，1 σ色散范围为[0.86，3.1] x 10 d12 Msun，与银河系晕质量的动力学测量结果一致。对于任何给定的晕质量，拥有银河系的可能性都很低，在质量约为10 d12 Msun的晕中，最大可能性约为20%。该模型再现了银河系亮卫星（MV < -9）的V波段光度函数和径向轮廓。星系形成在低质量的晕被发现是高度随机的，导致在一个非常大的分散之间的关系MV（或恒星质量）的卫星和深度的晕下的位井，他们住，作为测量的最大旋转曲线，Vmax。我们的结论是，“太大而不能倒”的问题是在N体模拟中根据晕下特性选择卫星的人为因素：在10%的情况下，我们发现三个或更少的最亮（或最大质量）卫星的Vmax > 30 km/s。我们的模型预测，大约有一半的暗物质subhaloes与Vmax > 20公里/秒的主机卫星比MV = -9昏暗，因此可能是从现有的调查失踪。
2015-03-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Kinematical asymmetry in the dwarf irregular galaxy WLM and a perturbed halo potential
WLM是一个矮不规则体，几乎是从侧面看到的，这促使了一些运动学研究，调查它的旋转曲线和它的暗物质含量。在本文中，我们调查的起源强烈的不对称性的旋转曲线，这表明了一个显着的差异之间的接近和后退的一面。我们首先研究是否$m = 1$扰动（不平衡）的晕势可能是一种机制，创造这样的运动学不对称。为此，我们通过$χ-$平方最小化方法将与晕势模型中的$m = 1$扰动相关的理论旋转速度拟合到观测数据。我们发现，一个不平衡的晕势模型可以合理地解释运动学数据的不对称性。然后，我们验证WLM的运动学分类表明，它的速度场显着扰动，由于其不对称的旋转曲线，也是其独特的速度色散图。此外，基于运动学分析，我们发现WLM可能位于盘和合并共存的过渡区。总之，看来WLM的旋转曲线偏离一个理想的旋转盘，这可能会显着影响其暗物质含量的调查显着。
2021-08-22 astro-ph.GA
Characterizing the formation history of Milky Way-like stellar haloes with model emulators
我们使用半解析模型ChemTreeN，再加上宇宙学的N体模拟，探索不同的星系形成的历史可以影响银河系类星系的恒星晕和他们的卫星人口的观测特性。高斯过程用于生成模型仿真器，其允许在p维输入参数空间的任何位置处统计地估计期望的模型输出集合。这使得人们能够比其他方式更快地探索整个输入参数空间的数量级。使用模拟观测数据集生成的ChemTreeN本身，我们表明，它是可以成功地恢复用于生成模拟观测值的输入参数向量，如果合并历史的主机晕是已知的。然而，我们的研究结果表明，对于一个给定的观测数据集的“最佳拟合”参数的确定是非常容易受到特定的合并历史的主机。非常不同的晕合并历史可以重现相同的观测数据集，如果“最佳拟合”参数允许从历史到历史的变化。因此，使用这些技术来描述银河系形成历史的尝试必须进行统计，分析高分辨率N体模拟的大样本。
2012-09-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Statistical properties of substructures around Milky Way-sized haloes and their implications for the formation of stellar streams
在银河系和附近星系周围观测到起源于破裂的矮星系和星团的恒星流。这种亚结构是记录主晕如何吸积祖星系的重要示踪物。基于宇宙学的背景下，我们调查的子结构，如长度和薄度在$z=0$的结构特性之间的关系，和他们的祖先的轨道。我们模拟恒星组件的大样本的银河系大小的晕周围的子结构相结合的半解析模型与高分辨率的宇宙学$N$体模拟。使用粒子标记的方法，我们嵌入恒星组件的祖晕和跟踪相空间分布的子结构下降到$z=0$。我们发现，当宿主晕吸积它们的祖先时，亚结构的长度和厚度随红移的变化是平滑的。对于在$z=0$观测到的类似流的子结构，大部分的祖细胞是由它们的宿主晕在红移$0.5\lesssim z\lesssim 2.5$处吸积的。子结构的祖先在这个吸积红移范围之外，完全或较少地被$z=0$破坏，不能被观察到流。亚结构的长度和厚度随祖细胞的近心点和远心点的变化而变化。观察到的类似流的亚结构倾向于具有特定范围的$10\ {\rm kpc} \lesssim r_{\rm peri}\lesssim100\ {\rm kpc}$和$50\ {\rm kpc} \lesssim r_{\rm apo}\lesssim300\ {\rm kpc}$。
2019-05-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Stellar haloes of simulated Milky Way-like galaxies: Chemical and kinematic properties
我们调查的化学和运动学性质的扩散恒星晕的六个模拟银河系的宝瓶座计划。采用结合能准则定义了两种动态上不同的恒星星族：扩散内晕和外晕，它们由具有特殊化学和运动学特征的不同恒星亚族组成。我们模拟的内晕和外晕恒星星族得到了碎片星（形成于亚星系系统，而它们的主要祖先星系的维里半径之外）和内碎片星（形成于富含气体的亚星系系统内的暗物质晕）的贡献。内晕具有额外的贡献，从磁盘加热的恒星在范围$\sim 3 - 30 %$，平均值为$\sim 20% $。圆盘加热的恒星可能表现出运动学支持的特征，特别是在最年轻的恒星中。内部碎片加上圆盘加热的恒星定义了所谓的\insitu恒星星族。在这两个内晕和外晕恒星星族，我们检测到的贡献，从中等到低的[ $α$ /Fe]的比率，主要与内部碎片或磁盘加热的子人口的恒星。观测到的内晕区的丰度梯度受化学富集水平和每个恒星子群的相对贡献的影响。内晕区的陡峭丰度梯度与盘加热和内部碎片星的贡献有关，这些恒星往往比碎片星的结合能低。（节录）。
2013-04-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Accretion History of the Milky Way Dark Matter Halo and the Origin of its Angular Momentum
在邻近星系的引力场模型中，进入银河系和大麦哲伦云的暗物质流产生了银河系暗物质晕的生长历史，最终的角动量大致在观测方向上，它在大麦云周围产生了类似于麦哲伦流的暗物质流。
2014-08-25 astro-ph.GA
Comments on "A huge reservoir of ionized gas around the Milky Way: accounting for the missing mass?" (2012 ApJL, 756, 8) and "The warm-hot gaseous halo of the Milky Way" (arXiv1211.3137)
标题中提到的两篇论文声称在银河系周围发现了大规模的热气体晕，这引起了很多混乱和不必要的兴奋（包括公共新闻报道）。然而，这些论文在许多方面存在严重缺陷，包括有问题的分析和假设，以及对早期研究的误读和错误解释，这些都与索赔不一致。在这里，我们展示了这些缺陷的例子。
2012-11-20 astro-ph.GA
The DREAMS Project: Disentangling the Impact of Halo-to-Halo Variance and Baryonic Feedback on Milky Way Dark Matter Speed Distributions
Princeton University（普林斯顿大学）；Flatiron Institute（西蒙斯平铺研究所）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）；The NSF-Simons AI Institute for Cosmic Origins（NSF-Simons宇宙起源人工智能研究所）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）；University of Chicago（芝加哥大学）；University of Pennsylvania（宾夕法尼亚大学）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；Rutgers, the State University of New Jersey（新泽西州立罗格斯大学）；University of Texas at Austin（得克萨斯大学奥斯汀分校）
DREAMS项目通过模拟揭示银河系暗物质速度分布的不确定性主要由晕间方差主导，并应用于XENON1T实验验证天体物理不确定性与实验结果相当。
2025-12-03 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
The early gaseous and stellar mass assembly of Milky Way-type galaxy halos
银河系如何在哈勃时间内积累质量，是否有大量的气体和恒星从卫星星系中吸积，或者银河系是否经历了最初的气体聚集，然后或多或少地孤立进化，这是现代天文学中的一个紧迫问题，因为它对我们在宇宙学背景下理解星系形成有影响。在这里，我们提出了一个银河系型卫星系统放大到宇宙学大尺度模拟的演化模型。嵌入到暗物质晕，并允许重子过程，这些化学动力学模拟的目的是研究气体和恒星从卫星的损失，以饲料银河系晕和恒星化学丰度的晕和卫星星系。
2016-04-24 astro-ph.GA
Dark Halos of M31 and the Milky Way
结合星系盘自转速度和卫星星系、球状星团的径向速度，构造了M31和银河系~400 kpc范围内的大自转曲线。银河系的GRC是使用最新的太阳自转速度修订的。通过最小卡方拟合，将导出的GRC解卷积为de Vaucouleurs凸起、指数盘和具有Navarro-Frenk-White（NFW）密度分布的暗晕。最佳拟合参数的比较揭示了两个星系的盘和凸起的相似性，而M31的暗晕质量被发现是银河系的两倍。我们表明，NFW模型可能是一个现实的近似观察到的黑暗晕在这两个巨大的螺旋。
2015-04-21 astro-ph.GA
Velocity Dispersion Profile of the Milky Way Halo
我们提出了一个光谱样本的910个遥远的晕星的超高速星调查，我们从中获得的速度色散分布的银河系晕。样本是74%的水平分支恒星和26%的蓝离散星的混合体。我们利用观测到的颜色、金属丰度和恒星演化轨迹来估计到恒星的距离。我们的样本包含的R>50 kpc的天体数量是以前调查的两倍。我们计算的速度色散分布在两种方式：与参数的方法的基础上的银河系的潜力模型，并与非参数的方法的基础上的焦散技术最初开发的测量星系团质量配置文件。由此得到的速度色散分布与基于其他恒星星族的两次独立调查发现的结果非常一致：在15<R<75 kpc的范围内，银河系晕的径向速度色散平均下降为-0.38+-0.12 km/s/kpc。这一测量结果为计算银河系晕的总质量和质量分布提供了有用的依据。
2009-10-12 astro-ph.GA
Broken and unbroken: the Milky Way and M31 stellar haloes
我们使用Bullock & Johnston的模拟套件来研究L* 型星系恒星晕的密度分布。对银河系和M31恒星晕的观测显示了截然不同的结果：银河系有一个“破碎”的轮廓，密度在25 kpc以上下降得更快，而M31在100 kpc以下有一个平滑的轮廓，没有明显的断裂。仅由矮星系吸积而成的模拟恒星晕也表现出这种行为：一些晕有断裂，而另一些没有。在恒星晕轮廓中是否存在破裂可以与星系的吸积历史有关。我们发现，一个突破半径是密切相关的建立在远心恒星。我们将这些发现与观测结果相关联，并发现银河系密度分布的“断裂”可能与相对较早（约6-9 Gyr前）和大规模吸积事件有关。相比之下，M31的恒星晕轮廓没有破裂，这表明它的吸积卫星有着广泛的远心。因此，M31可能比银河系有更长的吸积历史。
2012-12-08 astro-ph.GA
The building blocks of the Milky Way halo using APOGEE and Gaia -- or -- Is the Galaxy a typical galaxy?
我们总结了最近对APOGEE/Gaia数据进行分析的结果，分析了星系晕、盘和凸起中的恒星星族，从而限制了矮星系和球状星团对银河系晕恒星含量的贡献。根据宇宙学数值模拟对现存数据的解释表明，银河系在z >~ 1.5时经历了异常强烈的吸积历史。
2020-02-19 astro-ph.GA
The connection between the host halo and the satellite galaxies of the Milky Way
银河系的暗物质晕的许多性质，包括其质量组装历史，浓度和晕下人口，仍然缺乏约束。我们探索这些属性的银河系和它的卫星星系人口之间的联系，特别是麦哲伦云的存在的银河系晕的属性的含义。利用一套高分辨率的$N$ -体模拟方法对最终Mvir ~ 10^{12.1}Msun的银河系质量晕进行了模拟，发现类麦哲伦云卫星的存在与宿主晕的组装历史、浓度和晕下的人口数密切相关，因此具有麦哲伦云的银河系质量晕系统具有较低的浓度，更快的近期吸积，比相同质量的典型光环质量更大。使用灵活的半解析星系形成模型，调整到重现银河系的经典矮星系与马尔可夫链蒙特卡罗的恒星质量函数，我们表明，采用主机晕不同的质量组装历史和浓度，可以导致不同的最佳拟合模型的星系形成物理，特别是反馈的强度。这些偏差的出现是因为麦哲伦云的存在增加了高质量暗晕的总体数量，因此需要不同的恒星质量与晕质量比来匹配数据。这些偏见也导致显着差异的质量-金属丰度关系，低质量卫星的运动学，与麦哲伦云相关的小卫星的数量计数，以及银河系本身的恒星质量。因此，对这些星系性质的观测可以对银河系晕的性质提供有用的约束。
2016-07-27 astro-ph.GA
Machine Learning the Dark Matter Halo Mass of Milky Way-Like Systems
本文提出一种基于神经网络的新方法，仅利用卫星轨道、邻近大晕距离和最大卫星星系最大圆周速度等可观测信息，在不假设动力学平衡或卫星归属的情况下高精度估算类银河系暗物质晕质量，并在模拟数据上完成原理验证。
2024-03-29 astro-ph.GA
The puzzling assembly of the Milky Way halo - contributions from dwarf Spheroidals and globular clusters
虽然最近的巡天发现了大量越来越暗的银河系卫星，但它们的分类是星团，低光度星系还是潮汐超密度仍然不清楚。同样，它们对光环形成的贡献也仍有争议。在这篇文章中，我们将讨论这些令人费解的卫星中的恒星星族和化学动力学的现有知识，特别关注矮球状星系和外星系晕中的球状星团。此外，一些最外层的晕对象是否动态地与（银河系）晕在所有的问题是解决在远程狮子座I和II矮星系的适当测量。
2011-09-08 astro-ph.GA
Reflex motion in the Milky Way stellar halo resulting from the Large Magellanic Cloud infall
本文给出了银河系和大麦云云系统的N体模型的结果，并研究了由于盘重心位移引起的星晕中的运动学反射运动。与以前的研究一致，我们发现，银河系盘可能是以40公里/秒的速度相对于质心之前，大麦云云的陷落。由此产生的反射运动是可见的切向速度的恒星晕作为一个简单的偶极子。的信号是最强的恒星与长的动态时间，可识别的位置-速度数据的恒星与大的远心点，其动态记忆仍然是很好的代表未扰动的银河系潜力。该信号在天空中根据恒星示踪剂的不同而变化，并且可能与盘质心的速度相同，这使得反射运动成为基于恒星流和/或平滑晕示踪剂（例如蓝色水平分支或天琴座RR星）建模的银河系势确定的偏差来源。
2020-02-27 astro-ph.GA
Phase-space correlation in stellar streams of the Milky Way halo: The clash of Kshir and GD-1
我们报告在银河系晕中发现了一个70度长的恒星流，它与著名的“GD-1”流纵横交错。我们发现，这个新的恒星结构（“Kshir”）和GD-1位于相似的距离，并显着相关的运动学。我们提出了几种解释的性质，这种新的结构和它可能与GD-1。然而，这两个流在同一个暗物质子晕内被吸积到银河系上的场景似乎为它们的相空间纠缠以及这个耦合系统的其他复杂性提供了一个自然的解释。
2019-10-31 astro-ph.GA
Chemical abundances of field halo stars -- Implications for the building blocks of the Milky Way
我想回顾最近的努力，详细的化学丰度测量现场银河系晕星。由于距离太阳高达数千秒差距的宽视场光谱测量的出现，具有详细化学测量的场晕星的大样本正在不断扩大。化学信息和全六维相空间信息的结合，现在被认为是一个强大的工具，以确定宇宙吸积事件，已经建立了相当大的一部分，现在的恒星晕。未来的观测前景与宽场光谱调查和理论前景与超新星核合成产额进行了讨论。
2019-08-26 astro-ph.GA
Broken degeneracies: the rotation curve and velocity anisotropy of the Milky Way halo
我们使用银河系中心距离为16 < r/kpc < 48的遥远的蓝色水平分支恒星作为银河系暗晕的运动学示踪剂。我们模型的示踪剂密度作为一个扁圆形，幂律嵌入在一个球形幂律潜在的。使用分布函数的方法，我们估计总的幂律势和速度各向异性的晕示踪剂。我们测得势能的斜率为γ ~ 0.4，50千秒差距内的总质量为~ 4 × 10^11 M_sol。示踪剂的速度各向异性径向偏置β ~ 0.5，这是在良好的协议与当地的太阳附近的研究。我们的结果提供了一个精确的外圆速度分布的银河系，并建议一个相对较高的浓度暗物质晕（c_vir ~ 20）。
2012-05-29 astro-ph.GA
On the origin of gaseous galaxy halos - Low-column density gas in the Milky Way halo
最近的观测表明，螺旋星系被扩展的气体晕所包围，正如等级结构形成方案所预测的那样。面外气体的起源和性质通常是不清楚的，因为作为星系正在进行的形成和演化的一部分，晕不断地被不同的环流过程所推动（例如，流出、星系合并和星系际介质的气体吸积）。我们使用银河系作为实验室来研究位于内外晕的中性和轻度电离气体。使用谱线吸收和发射测量在不同的波长范围内，我们获得的物理条件和气体的分布的详细信息。这些研究对于我们理解星系与其气体环境之间复杂的相互作用是至关重要的，这是星系形成和演化的一部分。我们的分析表明，在低和高红移的银河系晕的气体的柱密度分布和物理性质是非常相似的其他盘星系周围。
2011-02-25 astro-ph.GA
