Tracing Milky Way substructure with an RR Lyrae hierarchical clustering forest
天琴座RR型变星长期以来一直是用来辨别本星系群结构的可靠标准烛光。考虑到这一点，我们提出了一个例行程序，以确定包含在银河系环境中的RR天琴座变量的统计显着数量的分组。RR天琴座变量分组，或子结构，与潜在的银河系考古学的应用被发现使用一个森林的凝聚，层次聚类树，其叶子是银河系RR天琴座变量。通过确保内部RR Lyrics变量自行充分相关来验证每个分组。光度信息是从盖亚第二次数据发布和自行从（早期）第三次数据发布收集的。在将此例程应用于91234个变量的目录后，我们能够报告16个物理尺寸小于1千秒差距的独特RR Lyrics子结构。其中五个亚结构与银河系球状星团非常接近，它们具有以前已知的潮汐尾和/或与银河系合并事件有潜在的联系。其中一个候选子结构位于大麦云云附近，但比矮星系的已知卫星更遥远（也更古老）。我们的研究最后讨论了如何在未来的调查可以应用于银河系恒星流的发现。
2022-04-12 astro-ph.GA
Implications of Milky Way Substructures for the Nature of Dark Matter
我们研究了如何间接观察银河系中的暗物质子结构，利用最近的恒星流研究，转化为不同的暗物质模型的约束。特别是，我们使用的测量数量的黑暗subhalos在质量范围$10^7-10^9\,{\rm M_{\odot}}$约束修改subhalo质量函数相比，冷暗物质的情况。我们分别得到了暖暗物质和模糊暗物质粒子质量的下界$m_{\rm WDM} > 3.2\,{\rm keV}$和$m_{\rm FDM} > 5.2\times 10^{-21}\,{\rm eV}$。当暗物质耦合到一个黑暗的辐射浴，我们发现，动力学解耦必须发生在温度高于$T_{\rm kd} > 0.7\,{\rm keV}$。我们还讨论了恒星流观测的未来前景。
2020-06-04 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Deep learning the astrometric signature of dark matter substructure
我们研究了机器学习技术在探测暗物质子结构的天体测量特征中的应用。在这个原理的证明中，银河系中的一群暗物质暗晕将充当星系外起源源（如类星体）的透镜。我们训练{ \it ResNet-18}，这是一种最先进的卷积神经网络，用于将类星体群体的角速度图分类为透镜类和非透镜类。我们表明，一个类似SKA的调查与扩展的操作基线可以用来探测银河系的子结构内容，并演示了公理属性可以用来定位子结构透镜地图。
2021-11-23 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
The Spur and the Gap in GD-1: Dynamical evidence for a dark substructure in the Milky Way halo
我们提出了一个模型的GD-1恒星流的相互作用与一个大规模的扰动，自然解释了许多观察到的流功能，包括一个差距和离流马刺的恒星。该模型涉及到一个快速相遇的冲动，之后该流在不同的轨道能量下生长出一个恒星环。在特定的视角下，这个环看起来偏离了水流轨迹。毛刺和间隙特征的定量比较倾向于扰动物在$10^6\,\rm M_\odot$至$10^8\,\rm M_\odot$质量范围内的模型。回溯时间的轨道积分显示，这股气流的相遇不可能是由任何已知的具有确定轨道的球状星团或矮星系引起的，质量、大小和撞击参数的争论也表明，它不可能是由银河系盘中的分子云引起的。对于这种间隙-突刺结构，最合理的解释是与暗物质子结构的相遇，就像LCDM宇宙学中预测的那些填充星系晕的暗物质。然而，在这个质量范围内和银河系的这一部分，LCDM暗晕的预期密度比GD-1扰动的推断密度低$2-3\,σ$。这一观测开启了一种可能性，即对流的详细观测可以测量暗物质子结构的质谱，甚至可以识别星系晕中的单个子结构及其轨道。
2019-06-13 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Shaken and Stirred: The Milky Way's Dark Substructures
嵌入较大暗物质晕内的低质量子结构的预测丰度和性质在不同的暗物质模型中有很大不同。由于太小而不能容纳星系本身，这些暗晕仍然可以通过引力透镜，或者通过银河系球状星团流和恒星盘的扰动来检测。在这里，我们使用Apostle宇宙学模拟来预测LCDM中质量为~ 10^12太阳质量的晕中质量为10^6.5-10^8.5太阳质量的亚晕的丰度以及空间和速度分布。虽然这些暗晕本身没有重子，但我们发现重子效应是重要的。相比相应的暗物质只模拟，重子从subhaloes的损失和更强的潮汐中断由于重子的存在附近的中心的主晕，减少subhaloes的数量约1/4至1/2，独立于subhalo质量，但越来越多的主机晕中心。我们还发现，subhaloes有非麦克斯韦轨道速度分布，与中央上升的速度各向异性和积极的速度偏差，减少了低速subhaloes的数量，特别是在晕中心附近。我们参数化的预测人口的subhaloes的质量，galactocentric距离，和速度。我们讨论了我们的研究结果的影响，探测暗物质子结构的前景和可能的推断暗物质的性质。
2016-09-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraining the Milky Way potential using the dynamical kinematic substructures
我们提出了一种方法来限制潜在的非轴对称组件的银河系使用的恒星在太阳附近的运动学。基本前提是相空间中的动力学子结构（即由于杆和/或螺旋臂）与周期性或不规则轨道的族相关联，这可以在轨道频率空间中容易地识别。我们使用“观察到的”恒星的位置和速度作为初始条件的轨道积分在各种引力势。然后，我们计算它们的特征频率，并研究频率图中存在的结构。我们发现，在速度和频率空间中的动态子结构的分布是最好的保存时，在“真正的”引力势的积分进行。
2011-10-20 astro-ph.GA
Estimating accretion times of halo substructures in the Milky Way
National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；Astronomical Institute, Tohoku University（东北大学天文学研究所）；Institute for Frontiers in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（北京师范大学前沿天文与天体物理研究所）；School of Astronomy and Space Science, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文与空间科学学院）
研究通过分析银河系晕子结构的轨道频率，确定其吸积时间，揭示银河系形成历史及质量分布特性。
2026-01-21 astro-ph.GA
Hydrostatic and explosive $α$-element chemical abundances of Milky Way globular clusters, halo substructures, and satellite galaxies
本文基于APOGEE数据对比银河系球状星团、晕子结构及卫星星系的静力学与爆发性α元素丰度比，发现球状星团与晕子结构hex ratio相似且高于矮卫星星系，并揭示其随金属丰度和年龄的变化趋势。
2025-08-27 astro-ph.GA
Probing the Galactic Halo with RR Lyrae Stars. II. The Substructures of the Milky Way
我们使用3，003型$ab$ RR天琴座（RRab）与来自SDSS，LAMOST和盖亚EDR 3的6D位置-速度信息来识别星系晕的子结构。基于这些信息，我们定义了运动空间积分中任意两颗星的分离度，并利用朋友的朋友算法识别子结构。我们确定属于几个已知的子结构的成员：人马座流，盖亚-土卫二-香肠（GES），红杉，和海尔米流。除了这些已知的子结构，还有三个可能分别与球状星团NGC 5272、NGC 6656和NGC 5024有关的子结构。最后，我们还发现了三个剩余的未知子结构，其中一个具有大的角动量和平均金属丰度$\rm -2.13\,dex$，这可能是一个新的子结构。对于GES，我们发现它占了内晕子结构的很大一部分，远心距的范围在10 ~ $34\,\rm kpc$之间，说明GES主要分布在内晕中。近三分之一的GES比例和远心距的峰值$20\,\rm kpc$表明，GES可以解释银心距${\sim}20-25\,\rm kpc$处星系晕密度剖面的断裂。比较盖亚-土卫二-香肠与武仙座-天鹰座云和室女座高密度云的运动学性质的相似性表明，这三个子结构可能有相似的起源。
2022-03-31 astro-ph.GA
Stirring Things Up: Bar-induced substructures in the stellar halo of a cosmological Milky Way analogue
University of Durham（杜伦大学）；Carleton College（卡尔顿学院）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）；Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理学研究所）
利用高分辨率宇宙学磁流体动力学zoom-in模拟，研究银河系类似体中恒星棒如何通过共振在恒星晕的能量-角动量空间产生显著子结构（“脊”），并发现这些子结构具有不同于周围相空间的金属丰度，提示在搜寻吸积子结构时需谨慎区分内禀扰动。
2026-01-20 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
Kinematics beats dust: unveiling nested substructure in the perturbed outer disc of the Milky Way
我们使用$Gaia$ eDR 3数据和传统的光谱调查，以绘制银河系盘子结构朝向银河系的Anticenter在日心距离$d\geq10\,\rm{kpc}$。我们报告发现了多个以前未被发现的新的细丝嵌入外盘在高度膨胀的地区。在这些密度过高的恒星有距离梯度，预计光盘材料和磁盘一样的轨道上移动与$v_ϕ\sim170-230\,\rm{km\,s^{-1}}$，显示出小的能量扩散。这种形态与静止生长的银河系薄盘相矛盾。其中一些结构被解释为受激的外盘物质，由卫星撞击产生，目前正在进行相位混合（“羽毛”）。由于外盘区域的时间尺度较长，这些结构可以在几个陀螺仪上保持位形空间的相干性。然而，我们注意到，这些结构中的一些也可能是从太阳位置投影中看到的扰动盘中的褶皱。一个完整的6D相空间特征和年龄测定这些结构应该有助于区分这两种可能的形态。
2021-03-23 astro-ph.GA
The effect of a disc on the population of cuspy and cored dark matter substructures in Milky Way-like galaxies
我们使用高分辨率的$N$体模拟来研究星系盘对暗物质子结构动力学演化的影响，这些子结构的轨道和结构参数是从水瓶座A-2合并树中提取的（Springel等人，2008）。Satellite被建模为平衡$N$ -体实现的广义Hernquist配置文件与$2\times10^6$粒子和注入的分析不断变化的主机电位在$z_\mathrm{infall}$，定义的峰值，其质量演变。我们选择具有$M_{200}(z_\mathrm{infall})\geq 10^8\,\mathrm{M_\odot}$和第一臂间距$r_p<r_{200}$的所有子结构。出于观测银河系矮球状星系，我们还探讨卫星模型与核心暗物质配置文件与固定的核心大小$r_c=0.8\,a_s$，其中$a_s$是赫恩奎斯特尺度半径。我们发现，具有尖卫星的模型在$z=0$上的存活子结构是其核心对应物的两倍，如果我们只考虑那些在轨道上具有$r_p\lesssim0.1\,r_{200}$的模型，则是其四倍。对于一个给定的配置文件，增加一个不断发展的磁盘潜力减少幸存的子结构的数量进一步的一个因素$\lesssim2$的轨道上的卫星，穿透磁盘（$r_p\lesssim 20\,\mathrm{kpc}$）。对于大$r_p$，潮汐力和光盘的影响变得可以忽略不计，卫星的数量每近心仓收敛到类似的值为所有四个模型。
2016-11-16 astro-ph.GA
Luminous Satellites versus Dark Subhaloes: Clustering in the Milky Way
观测到的银河系卫星星系群为小尺度上的星系形成理论提供了一个独特的试验场。我们的新方法是调查已知的银河系卫星星系的集群和量化的数量的子结构内的分布使用两点关联函数统计在三个空间：配置空间，视线速度空间，和四维相空间。这些结果进行了比较的三套subhaloes在通过Lactea II冷暗物质模拟定义为代表发光的矮星。我们没有发现任何证据在一个显着性水平以上的2西格玛的子结构内的银河系卫星星系的分布在任何三个空间。在四维相空间中，在所有三个空间和更广泛的尺度范围内，“发光”的次晕集合比银河系卫星更强烈地聚集在一起。每个“发光”的subhalo集聚类的结果，其视线内的速度空间分布的子结构在大于3西格玛的意义，而银河系的卫星星系是随机分布在视线的速度空间。虽然我们的比较是只有一个冷暗物质模拟，银河系卫星星系和所有聚类方法的Via Lactea II subhalo集之间的不一致性表明冷暗物质理论和观测到的银河系卫星之间存在潜在的新的“小尺度”紧张关系。未来的工作将通过研究额外的模拟来获得观测到的银河系卫星和冷暗物质理论之间更可靠的比较。
2013-06-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Quantifying Kinematic Substructure in the Milky Way's Stellar Halo
我们提出和分析的位置，距离和径向速度超过4000蓝色水平分支（BHB）恒星在银河系的晕，从SDSS DR 8绘制。我们在这些数据中寻找位置-速度子结构，这是恒星晕的层次组装的一个签名。使用累积的“近对分布”（CPD）作为天空位置，距离和速度的4维空间中的统计数据，我们量化了BHB恒星之间的位置-速度子结构的存在，具有很高的统计意义：与这些整体分布的随机抽样相比，在天空位置接近的BHB恒星对往往具有更相似的距离和径向速度。我们做了类似的模拟观测11数值晕形成模拟，其中恒星晕完全由中断的卫星碎片，并找到一个层次的子结构相比，在实际观察到的BHB恒星样本。这一结果定量地证实了恒星晕通过相位（位置-速度）空间中的签名的层次结构。详细地说，BHB星的结构比大多数模拟晕中的结构要不那么突出，很可能是因为BHB星代表了一个更老的子种群。位于银河系中心20千秒差距以上的BHB星，其亚结构比位于$\rm r_{gc} < 20$千秒差距处的强。
2011-08-03 astro-ph.GA
Substructure at High Speed II: The Local Escape Velocity and Milky Way Mass with Gaia DR2
测量银河系的逃逸速度对于获得银河系的质量、了解暗物质的速度分布以及建立暗物质密度分布图至关重要。在Necib $\&$ Lin（2021）中，我们引入了一种稳健测量逃逸速度的策略。我们的方法考虑到运动学子结构的存在，通过模拟具有多个组件的恒星分布的尾部，包括恒星晕和称为盖亚香肠（土卫二）的碎片流。在这样做时，我们可以测试逃逸速度测量对于速度分布的“尾部”的不同定义的鲁棒性，以及数据与不同基础模型的一致性。在本文中，我们将这种方法应用到盖亚的第二次数据发布，发现至少有两个组件的模型是首选。基于与三个约束分量的拟合来解释盘、松弛晕和盖亚香肠，我们发现银河系在太阳位置的逃逸速度为$v_{\rm{esc}}= 484.6^{+17.8}_{-7.4}$ km/s。假设一个Navarro-Frenck-White暗物质剖面，并结合最近在太阳位置$v_c = 230 \pm 10$ km/s的圆速度测量，我们发现银河系的$c_{200} = 13.8^{+6.0}_{-4.3}$浓度和质量为$M_{200} = 7.0^{+1.9}_{-1.2} \times 10^{11} M_{\odot}$，这是相当轻比以前的测量。
2021-02-03 astro-ph.GA hep-ph
The chemical characterisation of halo substructure in the Milky Way based on APOGEE
在$Λ$ -CDM宇宙中的星系晕被预测为今天的宿主群的碎片产生的吞噬矮星系。记录在它们的恒星星族中的化学动力学信息有助于阐明它们的性质，限制银河系的组装历史。利用APOGEE和\textit{Gaia}的数据，我们研究了各种晕子结构的化学性质，考虑了各种核合成途径的样品元素。所研究的系统是赫拉克勒斯、\textit{Gaia} -恩克拉多斯/香肠（GES）、海尔米流、红杉、塔姆诺斯、阿莱夫、LMS-1、阿诸那、伊托伊、尼克斯、伊卡洛斯和本图斯。所有子结构的Abnormal模式以统计上稳健的方式进行交叉比较。我们的主要发现包括：{ \it i）}研究的大多数子结构的化学性质与银河系矮卫星（如人马座dSph）的性质相匹配。它们是司夜星和阿莱夫星，在化学上类似于盘星，这意味着这些子结构可能是由\textit{in situ}形成的; { \it ii）}赫拉克勒斯在化学上不同于{ \it原位}种群，如极光和它的内晕对应物。这些差异表明，赫拉克勒斯的恒星形成率低于早期银河系; { \it iii）}阿尔诸那、LMS-1和伊托伊的化学成分与GES的化学成分没有区别，这表明它们可能有共同的起源; { \it iv）}研究的所有三个红杉样本在性质上是相似的。然而，这些样品中只有两个样品的化学性质与GES在统计学上的显著性一致; { \it v）} Helmi流和Thamnos的丰度模式与所有其他…
2022-11-02 astro-ph.GA
To observe, or not to observe, quantum-coherent dark matter in the Milky Way, that is a question
近年来，玻色-爱因斯坦凝聚暗物质（BEC-DM）已成为标准、无碰撞冷暗物质（CDM）的流行替代物。这种BEC-DM -也称为标量场暗物质（SFDM）-可以抑制结构的形成，从而解决一系列玻色子质量的CDM的小规模危机。然而，这些相同的玻色子质量也意味着星系内BEC-DM子结构的影响，特别是在我们自己的银河系。BEC-DM亚结构的观测信号效应依赖于其独特的量子力学特征，并有可能揭示其存在。确定银河系中暗物质子结构的持续努力将在未来几年继续并大大扩展。在这篇文章中，我们将讨论一些现有的限制和潜在的新的BEC-DM对重子示踪剂的影响。研究银河系中的暗物质亚结构将很快解决这个问题，即暗物质在$\lesssim 1$ kpc尺度上的行为是经典的还是量子的。
2021-07-07 astro-ph.CO astro-ph.GA cond-mat.quant-gas
Substructures of the Milky Way's Retrograde Halo: Evidence for Multiple Accretion Events
Chungnam National University（忠南国立大学）；University of Notre Dame（圣母大学）
研究通过分析银河系晕中低倾角反向子结构的前身，发现多个吞噬事件而非单一来源，揭示了反向恒星晕的复杂多来源起源。
2026-04-15 astro-ph.GA
The Milky Way Tomography with Subaru Hyper Suprime-Cam. I. Halo substructures
Astronomical Institute, Tohoku University（东北大学天文学研究所）；Department of Advanced Sciences, Faculty of Science and Engineering, Hosei University（法政大学理工学部先进科学科）；National Institute of Technology, Sendai College（仙台工业高等专门学校）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；The Graduate University for Advanced Studies（综合研究大学院大学）；Department of Astrophysical Sciences, Princeton University（普林斯顿大学天体物理学系）；Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe（Kavli宇宙物理数学研究所）
利用Subaru超广角相机分析银河系晕子结构，发现新的密度增强和流状特征，结合后续调查以约束其起源。
2024-01-10 astro-ph.GA
Satellite galaxies in hydrodynamical simulations of Milky Way sized galaxies
CDM宇宙学的无碰撞模拟预测，在银河系大小的星系的晕中有过多的暗物质子结构，但已知的发光卫星星系的数量要少得多，这种差异被称为“卫星失踪问题”。最大质量的子结构被证明是最明亮的卫星的宿主，但仍然不清楚是什么过程阻止了许多其他纯粹黑暗的子结构中的恒星形成。我们使用高分辨率的流体动力学模拟银河系大小的星系的形成，以测试如何以及这种自洽模型的结构形成相匹配的银河系的卫星人口的观测特性。这是第一次，我们在这样的计算中包括超新星注入恒星形成气体的宇宙射线的反馈，以及在银河系中心及其祖先系统生长的超大质量黑洞的能量输入。我们发现，非热粒子的人口相当强烈地抑制最小的星系的恒星形成效率。事实上，我们的宇宙线模型能够再现观测到的卫星光度函数的模糊端，而只包括宇宙再电离或银河风影响的模型则要差得多。我们模拟的卫星群近似匹配卫星上的可用运动学数据及其观测到的空间分布。我们的结论是，一个适当的解决失踪的卫星问题可能需要包括非标准物理调节恒星形成的最小的晕，宇宙再电离可能是不够的。
2010-04-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Substructure in bulk velocities of Milky Way disk stars
我们发现，银盘恒星的反中心附近的银心径向和垂直分量的中平面以及方位角速度不对称。这些发现是基于LAMOST光谱速度的~ 400，000 F型恒星的样本，结合PPMXL目录中的自行，我们已经部分基于LAMOST光谱发现的星系和类星体对零点进行了修正。在太阳半径外2 kpc和银河系中平面+/-2 kpc的区域内，我们发现平面上方的恒星表现出向下垂直速度的净向外径向运动，而平面下方的恒星则表现出大致相反的行为。我们讨论了这方面的其他最近的研究结果，并得出结论，我们很可能看到的垂直扰动的磁盘由于外部扰动的签名。
2013-09-24 astro-ph.GA
Nearby stellar substructures in the Galactic halo from DESI Milky Way Survey Year 1 Data Release
本研究利用DESI第一年巡天数据，通过HDBSCAN*算法在运动积分和速度空间识别出5个银晕近邻恒星子结构，匹配已知子结构并分析其化学动力学性质，验证了方法的可靠性，为后续银晕研究和银河系演化认知提供支撑。
2025-05-19 astro-ph.GA
Bending Waves in the Milky Way's disc from halo substructure
利用$N$体模拟方法研究了类银河系盘-球-晕系统中弯曲波的激发。暗物质晕由一个光滑的组分和一群暗物质组成，而暗物质盘则由薄的组分和厚的组分组成。也被认为是一个控制模拟，其中所有的晕质量是平滑分布的。我们发现，弯曲波更积极地激发薄盘比厚的，他们是最强的盘的外部区域，特别是在后期。通过傅立叶分解，我们发现，复杂的模式弯曲横跨光盘可以被描述为一个波的叠加，集中在两个分支的径向旋转频率平面。这些分支对应于由WKB分析预测的垂直共振曲线。子结构模拟中的弯曲波比光滑晕模拟中的弯曲波具有更高的振幅，尽管两种模拟中的波的频率-半径特性非常相似。垂直位移和体垂直速度的互相关分析表明，波振荡主要是简单的平面波。我们认为，在天体测量，如从\textit{Gaia}的第二次数据发布中的波浪状功能可能是由于长期的动态活跃的磁盘，而不是，或除了，从最近的卫星光盘遇到的扰动波。
2018-08-03 astro-ph.GA
Substructure in the stellar halos of the Aquarius simulations
我们描述了Cooper等人（2010）模拟的恒星晕中的子结构，这些恒星晕是由宝瓶座计划的星系晕的宇宙学N体模拟中的卫星星系分裂形成的。这些恒星晕表现出丰富的潮汐特征：广泛的超密度和非常狭窄的微弱流，类似于银河系周围观察到的。这些子结构在天空中呈各向异性分布，这一特征在下一代光度测量中应该会变得很明显。天空中恒星密度的归一化RMS对于我们的晕来说似乎比斯隆数字巡天中从主序关闭恒星估计的银河系的值更大。我们发现，这可能部分是由于受到微弱的类星体和更红的主序星的污染，并可能表明约10%的银河系晕星是在原地形成的。
2011-10-31 astro-ph.GA
The Next Generation Virgo Cluster Survey. XIX. Tomography of Milky Way Substructures in the NGVS Footprint
下一代室女星系团巡天（NGVS）是一项深度$u^*giz$巡天，目标是16.5兆秒差距的室女星系团。这项调查提供了高质量的测光超过$\sim$ 100度$^2$地区跨越星座的室女座和后发座。这条穿过银河系的视线是值得注意的，因为它与银河系晕中两个最突出的子结构相交：室女座超密度（VOD）和人马座恒星流（靠近其分叉点）。在本文中，我们使用深$u^*gi$成像从NGVS进行层析成像的VOD和人马座流使用主序星关闭（MSTO）作为晕示踪人口。VOD的质心位于比NGVS覆盖的偏角稍低的偏角（$α\sim 190^\circ$，$δ\sim -5^\circ$），但在距离$\sim$ 8~25 kpc的NGVS覆盖区中仍能清楚地探测到VOD。相比之下，人马座流被发现直接穿过NGVS场，距离在25和40 kpc之间，密度最大值在$\simeq$~35 kpc。没有证据表明在人马座流之外有新的子结构，至少在$\sim$~90 kpc的距离-这是我们可以使用MSTO恒星可靠地追踪晕的最大距离。我们发现了明确的证据，证明人马座流中的距离梯度跨越NGVS及其侧翼区域覆盖的天空的$\sim 30$~度。我们比较我们的距离测量沿流领先的流模型预测。
2016-01-20 astro-ph.GA
Exploring the reality of density substructures in the Palomar 5 stellar stream
我们提出了一个分析的存在下的帕洛玛5球状星团的恒星流的子结构，来自斯隆数字巡天数据。使用匹配滤波器技术，我们恢复的位置和大小的overdensities在以前的研究报告。为了探索这些结构的真实性，我们还创建了一个人造的流模型，在这个模型中，我们构建了一个逼真的背景，在这个背景之上，我们添加了一个完美平滑的流结构，考虑到光度完整性和星际消光的影响。我们发现，光滑的人工流，然后显示出类似的显着的子结构作为真正的结构。有趣的是，我们的最佳拟合N体模拟确实显示了与恒星周转运动相关的真实投影密度变化，但当考虑SDSS恒星计数约束时，这些变化变得不那么重要。因此，将我们的匹配滤波器技术应用于转换为可观测恒星的N体粒子时发现的子结构大多与这些周转运动无关。这一分析表明，大多数以前检测到的子结构沿潮汐尾巴的Palomar 5是人工制品的观测不均匀性。
2016-05-18 astro-ph.GA
Exploring the pertubed Milky Way disk and the substructures of the outer disk
最近在太阳附近的$Z-V_Z$相平面上发现了螺旋特征，这意味着银河系盘在数亿年前受到了矮星系的显著影响。使用429，500颗LAMOST K巨星，我们表明螺旋特征不仅存在于太阳附近;它还延伸到距离银河系中心约15 kpc，然后消失在这个半径之外。此外，我们还发现，当在不同的银心半径下，$V_ϕ$作为$Z-V_Z$平面中位置的函数的曲线图中的螺旋特征被重新映射到$R-Z$平面时，螺旋可以很好地解释所观察到的不对称速度子结构。这证明了相螺旋的特征与以前以及本工作中发现的体运动是相同的。试验粒子模拟和N体模拟表明，在数亿年前与矮星系的相遇将引起银河系盘的扰动。此外，我们发现Sgr dSph的最后一次撞击也对耀斑有贡献。由于这次相遇，盘星的分布函数在很大的半径范围内都受到引力摄动的影响。
2020-10-27 astro-ph.GA
Kinematics of SDSS subdwarfs: Structure and substructure of the Milky Way halo
我们构建了一个新的样本~1700太阳附近晕次矮星从斯隆数字巡天，选择使用减少自行图。径向速度来自SDSS光谱和Bramich等人（2008）的光运动曲线目录中的自行。使用光度视差关系来估计距离，可以得到完整的相空间坐标。典型的速度误差在30-50 km/s的范围内。这是迄今为止建造的最大的晕样品之一，圆盘污染水平<1%，这使我们能够以极高的精度计算晕速度分散。我们发现速度弥散张量在球极坐标系中排列，（sigma_r，sigma_phi，sigma_theta）=（143 \pm 2，82 \pm 2，77 \pm 2）km/s.虽然v_phi的分布显示出不对称性的初步证据，但恒星晕没有表现出净自转。这种运动学与一个轻度扁平的恒星密度随距离下降的情况相一致，如r^{-3.75}。使用完整的相空间坐标，我们寻找运动的子结构的恒星晕的迹象。我们发现四个离散的overdensities局部角动量的证据，并建议他们可能是吸积残余物。其中最突出的是Helmi et al.（1999）以前发现的太阳邻域流，但其余三个都是新发现的。其中一个高密度可能与一组四个球状星团（NGC 5466、NGC 6934、M2和M13）有关，并提出了这些星团可能是作为一个更大的祖先的一部分而被吸积的可能性。
2009-07-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Streams, substructures and the early history of the Milky Way
盖亚第二次数据发布的出现与大型光谱调查相结合，正在彻底改变我们对银河系的理解。由于这些和迄今为止积累的知识，早期银河系演化的一个更成熟的画面正在出现：* 两个传统的银河系组成部分，即恒星晕和厚盘，似乎是密切相关的：具有类似晕运动学的恒星以类似的比例起源，来自“加热”（厚）盘和来自名为盖亚-土卫二的系统的碎片。盖亚-土卫二是银河系经历的最后一次大合并事件，可能在10 Gyr左右完成。由于合并的结果，现在出现在晕中的膨胀的恒星暴露了z ~ 1.8处的盘成分的存在。* Helmi流、Sequoia和Thamnos是新发现的或特征更好的合并事件之一。关于它们祖先的性质、恒星形成和化学历史的知识仍然不完整。* 来自不同物体的碎片在相空间中经常重叠。今后几年的一项任务将是使用光谱测量进行化学标记，并使用相空间、金属丰度或[α/Fe]以外的维度将事件彼此分离。* 这些调查还将提供暗星的视线速度，并为遥远的物体提供更准确的距离测定。由此产生的恒星样本将覆盖银河系更大的体积，例如，将内晕中的运动学子结构与外晕中的空间超密度联系起来。* 迄今为止所获得的所有结果都符合当前宇宙学模型的预期。然而，需要量身定制的流体动力学模拟以及“约束”宇宙学模拟，以将我们对银河系组装的知识推回到最早的时代。[删节]
2020-08-15 astro-ph.GA
Characterizing the SHARDS of Disrupted Milky Way Satellites with LAMOST
我们使用LAMOST光谱巡天中超过10，000颗经光谱学证实的晕巨星的样本，推导出了星系晕中的子结构部分。通过观察100个合成模型沿视线与LAMOST选择功能在该天空区域，我们的统计特征的预期晕人口。我们定义为SHARDS（恒星晕吸积相关碎片结构）任何超过模型预测>3-sigma的恒星。我们发现LAMOST中至少有10%的银河系晕星是SHARDS的一部分。通过在使用LAMOST选择函数观测到的光滑晕上运行我们的算法，我们表明LAMOST数据在所有银心半径R_GC < 40 kpc上包含多余的子结构，超出了由于统计波动和光滑晕的不完整采样所预期的。子结构的水平是一致的碎片完全从吸积卫星模型晕中的恒星的分数。这项工作说明了巨大的光谱调查的潜力与高填充因子在大的天空区域，以重建银河系的合并历史。
2016-03-15 astro-ph.GA
The Milky Way Tomography with Subaru Hyper Suprime-Cam: Implications for the past orbit of the Large Magellanic Cloud
Astronomical Institute, Tohoku University（东北大学天文学研究所）；The William H. Miller III, Dept. of Physics & Astronomy, Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学物理与天文系威廉·H·米勒三世中心）
利用 Subaru/Hyper Suprime-Cam 数据发现银河系外晕中存在 diffuse 星状结构，通过模拟大麦哲伦星云潮汐碎片分析其起源，发现第二通过模型能解释该结构，而第一通过模型无法解释。
2026-04-11 astro-ph.GA
A Map of the Local Velocity Substructure in the Milky Way Disk
我们确认，量化，并提供了一个表的相干速度子结构的银河系磁盘在2千秒差距的太阳对银河系的反中心，与0.2千秒差距的分辨率。我们使用郭守敬望远镜（也称为大天区多目标光纤光谱望远镜，LAMOST）获得的~ 340，000颗F型恒星的径向速度，以及来自PPMXL目录的自行。PPMXL的自行已被校正，以消除系统误差，方法是减去在LAMOST分光巡天中已确认的星系和类星体的平均自行，并在恒星位置的2.5度范围内。我们提供了系统的偏移来自PPMXL自行测量的LAMOST光谱调查中确定的河外天体的结果表。利用修正后的相空间恒星样本，我们发现银河系盘星的三维速度在20 km/s或更大的体积盘速度上有统计上显著的偏差。在半千秒差距或更小的长度尺度上，整体速度变化很大。从太阳位置到太阳圈外的1.5千秒差距，盘的旋转速度增加了20公里/秒。在第二象限的盘状恒星，在太阳的1 kpc范围内，径向地向银河系中心移动，垂直地向银河系平面上方零点几kpc的一点移动;向下看盘状恒星，它们似乎以半径为1 kpc的圆形流运动。
2017-08-15 astro-ph.GA
Identifying substructure associations in the Milky Way halo using chemo-kinematic tagging
Stockholm University（斯德哥尔摩大学）
本研究通过化学-动力学标记方法识别银河系晕中子结构关联，发现44%的球状星团具有吸积起源，并确认多个流-前体关联。
2025-10-30 astro-ph.GA
Constraints on the properties of warm dark matter using the satellite galaxies of the Milky Way
银河系的卫星星系是探测暗物质亚结构的有效探针，暗物质亚结构对暗物质粒子的性质非常敏感。特别是，一类DM模型具有矮星系质量尺度上的功率谱截止，因此只能预测低于截止质量的少量子结构。这使得MW卫星系统吸引力约束DM属性：可行的模型必须产生足够的子结构，以容纳观测到的银河系卫星的数量。在这里，我们比较理论预测的DM子结构的丰度热遗迹温暖DM（WDM）模型估计的总卫星人口的MW。这对热残余WDM颗粒的允许质量$m_\mathrm{th}$产生了保守的鲁棒下限。由于卫星星系的丰度取决于MW晕质量，我们边缘化了相应的不确定性，并排除了$m_\mathrm{th} \leq 2.02\, \mathrm{keV}$在95%的置信度独立的假设有关星系形成过程。对其中的一些--特别是抑制矮星系形成的再电离效应--进行建模，加强了我们对DM性质的约束，并排除了我们的基准模型中含有$m_\mathrm{th} \leq 3.99\, \mathrm{keV}$的模型。我们还发现，热遗迹模型不能产生足够的卫星，如果MW晕质量是$M_{200}\leq 0.6\times 10^{12}\, \mathrm{M_\odot}$，这对MW晕质量的CDM施加了一个下限。我们解决了几个观测和理论的不确定性，并讨论如何在这些改进将加强DM质量约束。
2021-09-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Towards Understanding the Milky Way's Matter Field and Dynamical Accretion History based on AI-GS3 Hunter
Sydney Institute for Astronomy, School of Physics, University of Sydney（悉尼大学物理学院悉尼天文研究所）；Department of Astronomy, China West Normal University（西华师范大学天文系）
GS3猎手通过深度学习方法识别银河系子结构和流，揭示GSE由四个成分组成，表明多事件吸积起源，为理解银河系晕组装和潮汐历史提供新工具。
2025-12-21 astro-ph.GA
The dark matter component of the Gaia radially anisotropic substructure
我们研究的径向各向异性的恒星星族最近在盖亚数据中确定的暗物质组件的属性，使用磁流体动力学模拟银河系的光环从御夫座项目。我们确定了10个模拟星系，大致匹配的旋转曲线和银河系的恒星质量。其中四颗的各向异性恒星星族让人想起盖亚结构。我们发现这个人口在太阳附近的暗物质质量分数和它的轨道各向异性之间的反相关。我们估计当地的暗物质密度和速度分布的晕和各向异性的恒星星族，并使用它们来模拟在未来的氙和锗的直接探测实验中预期的信号。我们发现包含径向各向异性恒星星族的类银河晕的暗物质晕积分符合广义麦克斯韦分布。对于暗物质粒子质量低于约10 GeV，直接检测排除限制的模拟晕与各向异性恒星星族显示出温和的转变，向较小的质量相比，普遍采用的标准晕模型。
2020-05-25 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Exploring Halo Substructure with Giant Stars: Substructure in the Local Halo as Seen in the Grid Giant Star Survey Including Extended Tidal Debris from Omega Centauri
本文给出了南半球格网巨星巡天（GGSS）中3318颗太阳下金属度V<13.5的恒星的纬度归一化视向速度（Vb）分布。样本中包括了大部分距离银河系盘和晕约5千秒差距的巨星。发现附近的晕（1）表现出明显的运动学亚结构，（2）由几个速度相干结构突出地代表，包括在l~285度的非常逆行的恒星“云”和延伸的逆行“流”，可以看到相对较紧的l-vb序列。在银河系第四象限的一个序列位于l-vb空间内，预计包含来自wCentauri“星团”的潮汐碎片。wCen不仅精确地位于这个l-vb序列中，而且成员星的位置和vb与以wCen当前位置和空间运动结束的轨道上潮汐扰动矮星系的N体模拟相匹配。但是，我们很可能发现wCen潮汐流扩展部分的最终证据来自恒星子样本的阶梯光谱，它揭示了一个非常特殊的化学丰度特征，已知只发生在wCen中。新发现的wCen碎片几乎占了GGSS南部所有的银河系第四象限逆行星，这表明wCen是银河系内部逆行巨星的主要贡献者。
2012-02-08 astro-ph.GA
Effects of baryonic and dark matter substructure on the Pal 5 stream
小尺度暗物质亚结构与银河系晕中冷恒星流之间的引力相遇导致后者的密度扰动，使恒星流成为探测暗物质亚结构的有效探针。2005年流就是这样一个系统，我们有一些最好的数据。然而，银河系的轨道靠近银河系的中心，并多次穿过银河系盘，其结构可能会受到银河系棒和巨分子云（GMC）等重子结构的扰动。为了了解这些重子结构如何影响银河系的密度，我们提出了一个详细的研究银河系的酒吧，螺旋结构，GMC，和球状星团对银河系的流的影响。我们估计每个扰动流密度的影响，通过计算其功率谱，并将其与CDM类人口的暗物质subhalos诱导的功率进行比较。我们发现，酒吧和GMCs可以单独创建的权力，是在大尺度上观察到的权力相媲美，几乎没有留下空间的暗物质子结构，而螺旋是次主导的所有尺度。在度尺度上，由酒吧引起的功率是小的，但GMC创建小规模的密度变化，是类似的幅度的暗物质引起的变化，但在其他方面无法区分从it.These结果表明，TMP5是一个穷人的系统，用于约束的暗物质子结构分数和观察流进一步在晕将是必要的，以自信地检测暗物质subhalos。
2019-01-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Exploring substructures in the Milky Way halo Neural networks applied to Gaia and APOGEE DR 17
本研究提出一种结合化学与动力学的神经网络聚类方法CREEK，用于识别银河系晕中的吸积结构，成功恢复了APOGEE数据集80%的球状星团并发现潜在新恒星流。
2025-07-10 astro-ph.GA
Exploring the Galactic Anticenter substructure with LAMOST & Gaia DR2
本文在运动积分空间中研究了589颗K-/M-巨星的银河系反中心子结构星的运动学和化学性质。这些恒星可能包括先前确定的子结构，如麒麟座，A13和三角座-仙女座云（TriAnd）。我们表明，这些恒星是在银河系平面的两侧近圆形轨道。我们可以看到沿Y轴的速度（$V_{Z}$）梯度，特别是南部GASS成员。我们的GASS成员具有与薄盘星相似的能量和角动量分布。它们在[ $α$ /M]与[M/H]空间中的位置比典型的薄盘星更贫金属，[ $α$ /M] \textbf{lower}比厚盘星更贫金属。我们推断我们的GASS成员是外贫金属盘星的一部分，外盘延伸到30 kpc。考虑到距离范围和$α$ -丰度特征，GASS可能是在厚盘形成之后形成的，这是由于外盘中的分子云密度降低，其中SFR可能不如内盘有效。
2021-01-07 astro-ph.GA
Robust Clustering of the Local Milky Way Stellar Kinematic Substructures with Gaia eDR3
我们将聚类算法HDBSCAN应用于盖亚早期第三次数据发布天体测量，结合盖亚第二次数据发布近550万颗恒星的径向速度测量，以确定太阳附近的局部恒星运动学子结构。了解这些结构有助于建立一个更完整的银河系形成的图片，以及暗物质的经验相空间分布，这将为探测实验提供信息。本研究的主要目的是提供一个最稳定的集群列表，通过考虑测量的不确定性和研究的聚类结果的稳定性。我们应用聚类算法在两个空间中，在速度空间，以研究最近的吸积结构，并在行动角度空间，以找到相混合结构。我们在速度空间（动作角度空间）中找到了23（6）个稳定的集群，这些集群始终与噪声无关。它们被归因于已知的结构：盖亚香肠-土卫二、海尔米流和球状星团NGC 3201在这两个空间中被发现，而NGC 104和厚盘（红杉）在速度空间（作用角空间）中被识别。我们讨论了这些结构的运动学性质，并研究了许多小集群是否属于一个类似的大集群的基础上，他们的化学丰度。虽然我们没有发现任何新的结构，我们发现，HDBSCAN成员选择已知的结构是不稳定的输入运动学的恒星时，重新采样的不确定性。因此，我们提出了最稳定的局部运动学结构的子集，这是一致的聚类算法确定，并强调需要考虑到误差传播过程中的手动和自动识别的恒星结构，无论是现有的，以及未来的发现。（节略）
2022-08-01 astro-ph.GA
Modelling self-interacting dark matter substructures I: Calibration with N-body simulations of a Milky-Way-sized halo and its satellite
我们研究了自相互作用暗物质（SIDM）模型中银河系大小的主晕中$\sim10^9 M_\odot$质量的单次晕的演化。我们执行暗物质的N-体模拟的动态演化的个体subhaloes轨道其主机通过改变自散射截面（包括速度依赖的情况下），subhalo轨道，和内部属性的subhalo。我们校准重力热流体模型预测孤立的SIDM晕的球形质量密度分布的时间演化与模拟。我们发现，潮汐效应的SIDM subhaloes可以描述的碰撞较少的冷暗物质（CDM）的情况下开发的框架，但由于潮汐剥离的质量损失需要一个较短的典型的时间尺度来解释我们的SIDM模拟结果。只要横截面小于$\sim10\, \mathrm{cm}^2/\mathrm{g}$，并且次晕的初始态被设置在由标准$Λ$ CDM宇宙学预测的红移为$\sim2$的$2σ$能级散射内，我们的模拟就不会表现出10 Gyr次晕中心密度的重力热塌缩的显著特征。我们开发了一个半解析模型的SIDM subhaloes在一个时间演变的密度核心的主机与潮汐剥离和自散射冲压压力的影响。我们的半解析方法提供了一个简单，高效和物理直观的预测SIDM subhaloes，但需要进一步改进，以考虑重子效应的主机和重力热不稳定性加速潮汐剥离效应。
2022-09-06 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Visualizing Disequilibrium: Tracing Two-Point Correlations to Specific Spatial Structures in the Milky Way
Department of Mathematics and Physics, Thomas More University（托马斯莫尔大学数学与物理系）
本文开发了可追溯两点关联信号至单个数据点贡献的算法，借此发现银河系普遍存在空间聚类、垂直密度波受复杂波动扭曲，还探索了厚盘与近晕恒星成团及结构定年的可能性。
2026-08-28 astro-ph.GA
From ridges to manifolds: 3D characterization of the moving groups in the Milky Way disc
太阳邻域中的恒星速度分布显示了运动学亚结构，这可能是银河系棒臂和旋臂以及先前吸积事件的特征。这些运动学的子结构--移动的群--可以被认为是6D相空间中的连续流形，而在$V_ϕ-R$中的脊和在$V_ϕ-V_R$平面中的拱，是盖亚任务发现的，是这些流形的投影。我们开发和应用的方法来执行一个盲搜索子结构的盖亚EDR 3 6D数据，并获得采样的流形。该方法包括在小体积的银河系盘的小波变换的执行，和分组的这些局部解决方案成全球的方法的基础上的宽度优先搜索算法从图论。我们揭示了复杂的骨架的速度分布，采样9个主要的移动群体在一个大区域的磁盘（$6$千分位秒，$60$度，和$2$千分位秒的径向，方位角和垂直方向）。在径向方向上，这些基团偏离了人们天真地期望从共振的一阶效应得到的恒定角动量线。大角星、博比列夫和武仙座的方位角速度是非轴对称的。对于武仙座，我们在$R=8$ kpc处测量了$-0.50$ km/s/deg的方位角梯度。我们发现后发座Berenices的方位角速度的垂直不对称性，这是不期望在酒吧的共振，支持以前的假设不完全垂直相混合。当我们应用相同的方法来模拟棒星系时，我们提取对应于外部Linbdlad和1：1共振的子结构，并观察与数据一致的模式。这种数据驱动的表征允许与模型进行定量比较，为理解银河系的动态提供了关键工具。（节录）
2022-07-28 astro-ph.GA
Two-point correlation function studies for the Milky Way: discovery of spatial clustering from disk excitations and substructure
我们引入一个两粒子关联函数（2 PCF）的银河系，构造探测空间相关性在正交方向的恒星盘在银河系柱坐标的$R$，$ϕ$，和$z$。我们使用这个新的工具来探测银河系的结构和动力学，使用精心挑选的一组太阳附近的恒星（$d \lesssim 3\, \rm kpc$）从盖亚数据发布2，我们以前雇用的研究轴对称破缺的恒星数量计数。我们进行了额外的，广泛的测试，与参考数值模拟相比，以确保我们对可能混淆的系统效应的控制。假设轴对称或南北对称，我们把这个数据集分为两个名义上对称的部门和建设的2 PCF，在Landy-Szalay估计的方式，从盖亚数据。在这样做的时候，工作以及远离中平面区域中的螺旋臂出现，我们已经发现了不同的破坏模式的2 PCF在其正交方向，从而建立了存在的相关性恒星数计数在次千秒差距的长度尺度为第一次。特别是，我们观察到广泛的波动结构的振幅大大超过我们估计，如果系统处于稳定状态。我们研究了这些模式在整个银河系盘的变化，并增加$|z|$，我们展示了我们的结果如何补充其他观测的非稳态效应附近的太阳，如垂直不对称的恒星数量计数和盖亚蜗牛。
2022-12-07 astro-ph.GA
Dynamical mirages: how bar-induced resonant trapping can mimic substructure clustering in dynamical parameter spaces
Università degli Studi di Bologna（博洛尼亚大学）；Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna, INAF（意大利国家天体物理研究所博洛尼亚天文与空间科学观测站）；Instituto de Astrofísica, Pontificia Universidad Católica de Chile（智利天主教公立大学天体物理研究所）；Instituto Milenio de Astrofísica MAS（MAS天体物理千年研究所）
研究通过分析银河系棒状结构对轨道参数空间的影响，揭示共振捕获如何导致子结构聚类的假象，并提出新的识别方法。
2025-11-07 astro-ph.GA
Mapping Milky Way Halo Substructure using Stars in the Extended Blue Tail of the Horizontal Branch
虽然蓝水平支（BHB）星通常被用来追踪晕子结构，但蓝于（g-r）<-0.3的恒星由于其绝对星等难以确定而被忽略。水平支蓝区包括BHB尾星和极水平支星。我们提出了一种方法，用于识别HBX星在现场，使用光谱和测光从斯隆数字巡天数据发布14（SDSS DR 14）。我们推导出BHB尾星和EHB星的绝对星等作为颜色函数的估计值，并使用这种关系来计算距离。我们确定了一个过度密集的HBX恒星，似乎是追踪武仙座-天鹰座云（HAC）的北端。我们确定了三颗可能是潮汐流的一部分的恒星，但这还不足以解释观测到的过密度。结合SDSS数据与盖亚DR 2自行允许我们表明，大多数HBX恒星的轨道在过密度是在高偏心率轨道上类似于室女座径向合并/盖亚-土卫二/盖亚香肠结构，并且高偏心率轨道的过密度一直延伸到室女座过密度。我们利用恒星运动学将HBX星分为盘星和晕星。晕星主要在高偏心率（径向）轨道上。HBX星的比例是EHB是最高的磁盘人口和最低的低偏心率晕星。
2021-03-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dissipative Dark Substructure: The Consequences of Atomic Dark Matter on Milky Way Analog Subhalos
本研究通过模拟探索原子暗物质对银河系类似体子暗晕的影响，发现其增加中心密度、影响轨道并产生更紧凑的矮星系，为耗散暗物质模型提供首个详细研究。
2025-02-25 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
The stability of stellar disks in Milky-Way sized dark matter halos
我们采用了一种改进的方法来插入高分辨率的银河系大小的晕的暗物质模拟的活恒星盘，使我们能够调查的命运薄恒星盘在动荡的环境中的冷暗物质结构。我们研究了一组八个不同的光环，从宝瓶座模拟项目，其中恒星盘是按规定的结构生长，然后允许自我一致地演变。在GALIC程序的帮助下，初始速度分布被设置在非常好的平衡中。我们发现，剩余的三轴晕导致显着的磁盘翻滚，定性确认早期的工作。我们表明，盘转动运动是不受影响的星系的结构特性，如存在或不存在的凸起或酒吧。在典型的银河系大小的暗物质晕中，我们预计在z = 1和z = 0之间，盘的平均转动约为40度，大约为6 Gyr。我们还调查的磁盘上的子结构的影响，反过来说，磁盘加热率所造成的暗物质晕子结构。盘的存在减少了中央subhalo丰度的约一个因素的两个，由于从磁盘通道的重力冲击增加蒸发率。我们发现，子结构是重要的恒星盘加热外部，但似乎没有显着影响其内部。
2015-07-14 astro-ph.GA
Stellar Over-densities in the Outer Halo of the Milky Way
这项研究提出了一个断层摄影调查的一个子集的外晕（10-40千秒差距）从斯隆数字巡天数据发布6。在$>3$度空间尺度上的晕子结构被揭示为亚巨星局部密度的过剩。通过对恒星等时线模型的适当假设，我们就有可能推导出到次巨星的距离。我们描述了三个新的候选晕子结构; 160度和180度的超密度（分别在17和19千秒差距的距离和半径分别为1.3和1.5千秒差距）和扩展功能在28千秒差距，覆盖至少162平方度，室女座赤道流。此外，我们还恢复了人马座矮星系（Sgr）的主臂物质和室女座超密度。导出的距离，连同与每个子结构相关的次巨星的数量，使我们能够导出的功能的积分亮度。这些特征的微弱、低的表面亮度强烈地暗示了一个或多个吸积星系的潮汐破裂的起源。鉴于主导地位的潮汐碎片的SGR在这一地区的天空中，我们调查，如果我们的意见可以容纳的SGR潮汐中断模型。对于已知的Sgr特征，观测结果和模型预测之间存在明显的不一致性，这意味着很难明确地判断新的子结构是否与Sgr相关。恒星超密度中的径向速度将是确定其起源的关键。
2009-11-04 astro-ph.GA
Investigating dark matter substructure with pulsar timing: I. Constraints on ultracompact minihalos
银河系内的小尺度暗物质结构预计会影响脉冲星的时间。当暗物质晕经过脉冲星视线附近时，引力势会发生变化，从而使来自脉冲星的光子的光传播时间产生不同程度的延迟。个别凌日产生的效应要么太罕见，要么太弱，在30年的脉冲星观测中无法检测到。然而，如果暗物质在晕总质量中占很大比例，那么暗物质的暗晕群体将对暗星的测量特性产生可检测的影响。其效果是增加测量周期导数在脉冲星种群中的分散。通过对ATNF脉冲星星表的统计分析，我们给出了$\log σ_{\dot{P}} \leq -17.05$色散的上限。我们利用这一点来确定银河系内超致密小晕的数量密度的上限。这些极限与暗物质的粒子性质完全无关。
2017-11-07 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
The Milky Way's total satellite population and constraining the mass of the warm dark matter particle
银河系（MW）卫星群是暖暗物质（WDM）模型的一个强有力的探测器，因为小的子结构的丰度对WDM粒子的性质非常敏感。然而，只有部分人口普查的MW的补充卫星星系存在，因为调查的MW的近距离环境是不完整的深度和天空覆盖。我们提出了一个新的贝叶斯分析，结合最近发现的暗能量调查（DES）与斯隆数字巡天（SDSS）中发现的卫星的样本估计卫星星系的总光度函数下降到$M_{\rm V}=0$。我们发现，应该有至少$124^{+40}_{-27}$（$68\%$ CL，统计误差）卫星的亮度或亮度比$M_{\rm V}=0$在300千秒差距的太阳，只有一个弱的依赖MW晕质量。当它上线时，大型综合巡天望远镜应该能探测到大约一半的人口。我们还表明，WDM模型推断相同数量的卫星在$Λ$ CDM，这将使我们能够排除那些模型，产生不充分的子结构是可行的。
2018-09-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
