Why the Milky Way's bulge is not only a bar formed from a cold thin disk
通过分析一个N体模拟的球形成简单地通过一个酒吧不稳定性机制运作的运动学冷恒星盘，并通过比较这种分析的结果与银河系的主要恒星星族的结构和运动学性质的凸起，我们得出的结论是，我们的银河系的凸起是不是一个纯粹的恒星酒吧形成的一个预先存在的薄恒星盘，最近的一些研究表明。在本文中强调的几个论点的基础上，我们提出，在银河系中，被观察到的核球人口不属于花生结构的一部分，对应于旧的银河系厚盘，从而意味着银河系是一个纯粹的薄+厚盘星系，只有一个可能有限的贡献的经典核球。
2014-11-05 astro-ph.GA
Stars behind bars I: The Milky Way's central stellar populations
我们第一次表明，一个完整的宇宙流体动力学模拟可以再现银河系最内层区域的关键属性。我们的高分辨率模拟与银河系四方形/花生形凸起的轮廓和运动学相匹配，因此我们可以用它来重建和理解凸起组件。特别是，模拟隆起的X形形态的年龄依赖平行于观察到的金属丰度依赖分裂的内星系的红团星。我们使用这个功能来获得一个观测指标，使我们能够量化何时从磁盘形成的凸起。我们提出的度量标准可以与即将到来的调查数据，以限制银河系酒吧的年龄。从恒星计数的分裂中，我们估计模拟中4~kpc尺度条的形成发生在$t^{\rm bar}_{\rm form}\sim8^{+2}_{-2}$ Gyr之前，与模拟中测量条形成的传统方法非常一致。我们测试的前景，观测区分的恒星属于凸起/酒吧相比，周围的磁盘，并发现，内盘和凸起实际上是无法区分的化学和年龄。
2018-05-29 astro-ph.GA
The chemistry of stars in the bar of the Milky Way
我们利用位于银河系长棒方向的938颗红团簇巨星样本研究了银河系棒星的化学性质。从运动学上将棒状轨道上的恒星与内盘轨道上的恒星分开，我们发现棒状轨道上的恒星更富含金属，平均铁丰度<[Fe/H]>=+0.30，而内盘轨道上的<[Fe/H]>=+0.03。棒星的空间选择是复杂的，有一个很强的垂直金属丰度梯度-1.1dex/kpc，但我们发现金属丰度分布的变化与我们的轨道选择一致。我们的结果有两种可能的解释。第一个是内星系中最富金属的恒星在棒形成之前就存在了，但在棒形成时运动学上是冷的，因此在棒形成时更容易被捕获到棒轨道上。第二种是大多数富含金属的恒星是在棒之后形成的，要么直接沿着轨道进入棒，要么在形成后被棒捕获。
2019-11-28 astro-ph.GA
Damping of the Milky Way bar by manifold-driven spirals
我们描述了一个新的现象，“酒吧阻尼”，可能发挥了重要作用，塑造银河系酒吧和凸起，以及其螺旋结构。我们使用一个无碰撞的N体模拟银河系的星系最初由一个暗物质晕和指数盘与Toomre参数略高于统一。在这种配置中，由中心的圆盘主导，一个酒吧形成相对较快，经过1 Gyr的演变。紧接着形成两个流形驱动的旋臂和恒星外流，改变了杆附近的势，显然改变了L_1/L_2拉格朗日点的位置。这一修改导致了杆的缩短，并在更小的半径上创建了下一代歧管驱动的螺旋臂。这个过程在接下来的0.5 Gyr内重复几次，导致杆进一步显著弱化和缩短。阻尼结束的时间与杆的第一次屈曲事件相一致，该事件重建了轨道结构，从而不再形成新的螺旋臂。此时的棒状结构和螺旋结构的形态与银河系目前的性质非常相似。后来，棒又开始相当稳定地增长，只是后来在盘的更远的部分发生的屈曲事件才减弱。
2016-10-04 astro-ph.GA
Bar formation in the Milky Way type galaxies
许多棒星系，可能包括银河系，在中心有尖点。然而，有一种普遍的看法认为，在无凸起星系模型中发生的通常的棒不稳定性对于尖点模型是不可能的，因为任何模式速度都存在内部林德布拉德共振。同时也有数值证据表明，杆的失稳可以形成杆。我们分析这种差异，准确和多样的N体模拟和使用正常模式的计算。我们表明，酒吧的形成，在尖状星系可以解释考虑盘的厚度。指数增长的时间是温和的典型的电流盘群众（约2.5亿年），但大大增加（因子2或更多）后，取代的活晕和隆起与刚性晕/隆起的潜力，同时模式的速度几乎保持不变。正常模式分析与不同的光盘质量赞成一个年轻的酒吧假设，根据该酒吧不稳定饱和最近。
2017-02-06 astro-ph.GA
Rotation curve of the Milky Way and the mass of Sagittarius A*
在目前的工作中，我们推导出一个球对称的对象，其相应的潜在的质量密度的解析表达式，允许获得一个圆速度在它周围，这是在协议中观察到的星系的旋转曲线。分析了银河系的自转曲线，确定了中心天体的性质、半径和质量，其值与文献报道的非常接近。
2023-02-08 astro-ph.GA
Simulating the Milky Way bar and bulge with an initially Sérsic disc
本研究通过含 Sérsic 恒星盘与气体盘的孤立星系模拟，验证银河系棒早期形成并增厚为 BP 核球的假说。
2025-07-28 astro-ph.GA
Did the Gaia Enceladus/Sausage merger form the Milky Way's bar?
本文利用Auriga宇宙学模拟研究银河系棒形成与GES并合事件的关系，发现类GES并合通过潮汐力在10亿年内触发棒形成，移除并合体则使棒形成延迟约20亿年，表明GES可能促成了银河系棒及其延展盘的形成。
2024-03-28 astro-ph.GA
Radial Mixing due to Spiral-Bar Resonance Overlap: Implications to the Milky Way
我们最近发现了一种以前未知的径向迁移机制，这种机制是由星系盘中螺旋共振和棒共振的重叠造成的（Minchev & Famaey 2010，Minchev et al. 2010）。这种新机制比瞬时螺旋混合更有效，它的存在在所有棒星系中是不可避免的，比如我们的银河系。其结果是盘中金属丰度梯度的强烈平坦化，扩展的盘轮廓，以及厚盘成分的形成，所有这些都发生在只有几个Gyr中。这个时间尺度比先前预期的要短得多，因此可以对银河系棒和螺旋结构的寿命，强度和模式速度施加强有力的限制。
2010-09-26 astro-ph.GA
Made-to-measure galaxy models - III Modelling with Milky Way observations
我们演示了如何Syer和Tremaine量身定做的恒星动力学建模方法，可以适用于模拟一个旋转的银河酒吧。我们使用现有的Shen et al.（2010）银河系棒的N体模型构建的观测结果，以及通过Bulge Radial Velocity Assay（BRAVA）对银河系凸起和棒进行的运动学观测，来验证我们的量身定制的变化。我们的结果为联合确定的酒吧角和酒吧模式的速度（~30度和~40公里/秒/千秒差距）是一致的N体模型所确定的。虽然我们开发的量身定做的技术是使用特定的N体模型和观测数据集应用的，但它们实际上是通用的，可以应用于使用不同N体模型和数据集的其他银河系建模场景。此外，我们使用的练习作为一种工具，说明如何N体和量身定制的方法可能会结合成一个更有效的方法。
2012-10-25 astro-ph.GA
The Role of Baryons in Creating Statistically Significant Planes of Satellites around Milky Way-Mass Galaxies
我们调查是否包含重子物理影响薄，相干旋转的卫星，如银河系和仙女座周围看到的飞机的形成。对于四个银河系质量的模拟，每个运行都作为暗物质，包括重子，我们能够确定一个平面配置，显着最大限度地增加平面卫星成员的数量。最大平面成员卫星在相同运行的仅含暗物质和重子版本之间始终不同，这是因为卫星在重子运行中更有可能被摧毁和坠落。因此，在仅模拟暗物质的情况下研究卫星平面是误导性的，因为它们将由不同的卫星成员组成，而不是包括重子的情况下存在的卫星成员。此外，重子轨道中卫星的破坏导致卫星分布的径向集中度降低，这一结果对于制造与随机分布相比具有统计学意义的平面至关重要。由于所有的平面都穿过星系的中心，如果卫星的径向集中度很低，那么从随机分布中创建一个平面就困难得多。我们确定仙女座的低径向卫星浓度的一个关键原因，为什么在仙女座的飞机是非常重要的。尽管如此，当考虑到共同旋转时，即使在重子运行中，模拟星系的卫星平面也没有银河系和仙女座星系周围观察到的卫星平面具有统计意义。
2016-10-10 astro-ph.GA
Dynamically constraining the length of the Milky Way bar
我们提出了一种新的方法来约束银河酒吧的长度使用6D相空间信息直接集成轨道。我们定义了一个伪长度的银河酒吧，命名为$R_{Freq}$，基于被困酒吧轨道的最大程度。我们发现，只有当条的长度和势的速度与轨道初始相空间坐标的模型相似时，轨道测量的$R_{Freq}$才与假设势的$R_{Freq}$一致。因此，我们可以从6D相空间坐标测量模型或银河系的棒长度，方法是确定哪个假定的势导致自洽的测量$R_{Freq}$。当我们将这种方法应用于APOGEE DR 17和$Gaia$ eDR 3数据中的$\approx$ 210，000颗恒星时，我们发现只有动力学杆长度为$\approx$ 3.5 kpc的势模型才有一致的结果。我们发现银河系的被困酒吧轨道延伸到只有$\approx$ 3.5千秒差距，但也有一个过度的恒星密度在酒吧的末端到4.8千秒差距，这可能与一个附加的旋臂。
2023-02-03 astro-ph.GA
Tracing the Hercules stream with Gaia and LAMOST: new evidence for a fast bar in the Milky Way
银河系棒的长度和图案速度仍然存在争议。对银河系内部的光度测量和光谱测量，以及气体运动学，都倾向于一个长而缓慢旋转的棒，其共转半径为6千秒差距。另一方面，大力士流的存在，在当地的速度空间有利于一个短而快的酒吧，共转约4千秒差距。这是因为大力士流看起来像是棒的外部林德布拉德共振的典型特征。正如我们最近所展示的，要使这种局部流与缓慢的酒吧相协调，需要找到一种未知的替代解释，例如基于螺旋臂的影响。在这里，通过结合TGAS目录的盖亚DR1 LAMOST径向速度，我们表明，武仙座在速度空间中的位置作为半径的函数，在银河系外确实变化准确地预测快速酒吧模式的速度不低于1.8倍的圆频率在太阳的位置。
2016-11-23 astro-ph.GA
Spiral structure of the Milky Way galaxy: observations and theoretical predictions
利用银河系各子系统的运动学性质和密度分布的观测数据，建立了银河系盘的多分量平衡模型。使用无碰撞气体数值模拟的磁盘的动力学进行了研究。在大约一个陀螺之后，一个突出的中央棒形成，其半轴约为3千秒差距。在中心区域之外，发展出多臂螺旋图案，其特征在于m=2、3和4臂螺旋图案的叠加。在我们的模拟中，螺旋结构和酒吧至少存在3 Gyr。银河系盘中棒的存在对银河系各子系统的密度分布有严格的限制，我们发现当盘表面密度分布的径向尺度长度大于2.6kpc时，棒不会形成。类似地，在具有大质量和紧凑的恒星凸起的模型中，银河系盘中的酒吧的形成被抑制。如果未来的GAIA观测证实银河系圆盘中存在着三四臂螺旋图案，这将证明银河系圆盘中螺旋图案的长期存在。
2019-12-16 astro-ph.GA
Hic sunt dracones: Cartography of the Milky Way spiral arms and bar resonances with Gaia Data Release 2
在本文中，我们介绍了一种新的方法来分析银河系相空间，使我们能够揭示银河系的酒吧和旋臂留下的印记与完整的相空间数据在盖亚数据释放2的恒星。这些数据的前所未有的质量和扩展的空间覆盖范围使我们能够在距离太阳5千秒差距的圆盘中发现六个突出的恒星密度结构。其中四个结构对应于以前在气体和年轻恒星（盾牌-半人马座，人马座，本地和英仙座）中检测到的螺旋臂。其余两个与银河棒的主共振有关，其中共转位于6.2 kpc左右，而林德布拉德共振位于太阳半径之外，约为9 kpc。我们第一次提供的证据留下的印记螺旋臂和共振的恒星密度不依赖于一个特定的示踪剂，通过增强这些不对称留下的签名。我们的方法为研究银河系中恒星星族的形成提供了新的途径。
2020-01-06 astro-ph.GA
Influence of Bar Formation on Star Formation Segregation and Stellar Migration: Implications for Variations in the Age Distribution of Milky Way Disk Stars
通过模拟类银河系星系，发现棒形成时期驱动内盘恒星形成峰值和向外迁移，造成外盘年龄分布峰值，并暗示太阳圈恒星年龄分布应有约80亿年对应峰。
2025-05-22 astro-ph.GA
Unifying boxy bulge and planar long bar in the Milky Way
人们知道银河系是一个棒盘星系已经有一段时间了。最近的几项研究从恒星计数的观测中推断，银河系必须包含一个独立的、新的、扁平的长棒组成部分，相对于棒状隆起扭曲。在这里，我们使用一个模拟与四方形凸起和酒吧，建议这些意见可以复制一个单一的结构。在这个模拟中，恒星棒从圆盘中演化出来，而四方形的凸起则通过长期演化和屈曲不稳定性起源于它。我们计算这个模型在不同的纬度和纬度的星数分布，以类似的方式，观察者已经解决了星数。对于合适的快照，即使模拟具有单个方形凸起和条形结构，也可以在模拟和观察之间实现良好的一致性。在该模型中，长杆签名的一部分是由于星数的体积效应，另一部分是由于选择了一个快照，其中方形凸起和杆的平面部分通过与相邻的螺旋臂头的相互作用而形成了前端。我们还提供了预测，从这个模型的视线速度分布在与长酒吧签名，与即将到来的调查比较，在eclides。
2011-05-04 astro-ph.GA
Determining distances to stars statistically from photometry
在确定银河系内恒星的距离时，人们经常使用光度视差或光谱视差。在这些方法中，每颗恒星的类型都被确定，并且该恒星类型的绝对星等与测量的视星等进行比较，以确定个体距离。在这篇文章中，我们定义的术语统计光度视差，其中的绝对星等的统计知识的恒星星族是用来确定这些恒星的基本密度分布。这项技术已被用来确定银河系恒星晕及其组成潮汐流的密度分布，使用非常大的恒星样本从斯隆数字巡天。最近，志愿者计算平台MilkyWay@home被用来寻找这些晕星密度的最佳拟合模型参数。
2014-11-21 astro-ph.GA astro-ph.IM
Comments on the paper `Unifying Boxy Bulge and Planar Long Bar in the Milky Way' by Martinez-Valpuesta & Gerhard [arXiv:1105.0928]
我们对Martinez-Valpuesta和Gerhard最近的论文（arXiv：1105.0928，2011）进行了评论，他们提出了一种替代我们银河系内部4 kpc的凸起+长棒假设的方法，即具有扭曲主轴的单一箱式凸起结构。原则上，我们认为这一建议是可以接受的;事实上，从纯粹的形态学观点来看，这更多的是一个语义学问题，而不是科学问题，可能我们所有人都在谈论同一件事。然而，我们认为这个新提议的“单一扭曲的凸起/棒”场景的特定特征使得某些观测事实无法解释，而错位凸起+长棒的模型成功地解释了它们。
2011-06-01 astro-ph.GA
The Structure of the Milky Way's Bar Outside the Bulge
虽然内星系包含一个棒是无可争议的，但它在银道面附近的结构仍然不确定，在那里，来自干预尘埃的灭绝最大。在这里，我们调查的星系酒吧外的隆起，长酒吧，使用来自UKIDSS，2 MASS，VVV和GLIMPSE的红团巨星（RCG）。我们匹配并结合这些调查，以调查纬度和经度上的大范围区域，|b| <9度和|l| <40度。我们发现：（1）在距银道面|b| ~ 5度处，棒延伸到1 ~ 25度，在低纬处，棒延伸到1 ~ 30度。(2)长杆与视线的角度在（28-33）度范围内，与|l| <10度的隆起研究一致。(3)RCG星的标度高度从凸起平滑过渡到较薄的长条。(4)有证据表明，在长酒吧两个规模的高度。我们发现一个~ 180 pc的薄棒组件让人想起旧的薄盘附近的太阳，和一个~ 45 pc的超薄棒组件，主要存在于酒吧结束。(5)构造RC震级分布的参数模型，我们发现两分量杆的杆半长为5.0 ± 0.2kpc，单独细杆分量的杆半长为4.6 ± 0.3kpc。我们的结论是，银河系包含一个中央盒/花生球，这是一个更长，更平坦的酒吧，类似于外部星系和N体模型中看到的垂直延伸。
2015-04-06 astro-ph.GA
The epoch of the Milky Way's bar formation: dynamical modelling of Mira variables in the nuclear stellar disc
本文通过对银河系核恒星盘中 Mira 变星自行进行动力学建模，并利用周期—年龄关系推断核恒星盘约在80亿年前形成，从而表明银河系棒形成时间较早。
2023-10-31 astro-ph.GA
Multiplicity of nuclear dust lanes and dust lane shocks in the Milky Way bar
目的：我们发现存在一个小家庭的内部星系的尘埃带和尘埃带常设激波超出了两个主要的，以前已知存在的方法：我们分析图像的CO排放在内部地区的星系结果：在l > 0度的其他几个不同的例子中，主要尘埃带特征的独特运动学重复出现，在一种情况下，在星系团2的上端，在银河赤道上方100秒差距的相反位置，l > 3度。像以前已知的尘埃带一样，这些新的例子也与局部的，特别宽的线轮廓有关，被认为是在尘埃带冲击中中性气体破碎的特征。结论：在银河系球丘可能存在次级尘埃带和驻波。垂直结构提供了一个时间序列，了解长期演变的气流在酒吧。
2009-01-08 astro-ph.GA
The Effect of Bars on the Ionized ISM: Optical Emission Lines from Milky Way Analogs
最近，银河系棒内部的气体被证明是宇宙中最接近低电离（核）发射区（LI（N）ER）的例子。为了更好地理解这种气体的性质，我们使用了一个具有积分场光谱的正面星系样本来研究240个棒星系和250个非棒星系的电离气体条件，重点是那些与银河系最相似的星系。$[NII]$ $λ6584$、H $α$、$[OIII]$ $λ5007$和H $β$的强光学线发射用于通过Baldwin-Phillips-Terlevich（BPT）图诊断跨星系和银河系气体的主导电离机制。与类似的非棒星系相比，棒星系表现出强烈的恒星形成抑制，其内部区域的复合光谱和LI（N）ER光谱增加。这种效应在恒星总质量很低（$\log_{10}(M_\star/M_\odot) \lesssim 10.4$）或很高（$\log_{10}(M_\star/M_\odot) \gtrsim 11.1$）的星系中减弱。来自银河动物园的棒面具：3D显示了棒对电离气体的非轴对称影响，并有助于预测银河系棒附近电离气体条件的正面分布。
2020-07-03 astro-ph.GA
A New Model for the Milky Way Bar
我们使用史瓦西的轨道叠加技术，构建自洽模型的银河酒吧。使用$χ^2$最小化，我们发现，最适合的银河系酒吧模型有一个模式速度$Ω_{\rm p}=60 \rm{km s^{-1} kpc^{-1}}$，磁盘质量$\rm{M_{\rm d}=1.0\times10^{11}M_{\odot}}$和酒吧角$θ_{\rm bar}=20^{\circ}$为通过酒吧质量$\rm{M_{\rm bar}=2\times10^{10}M_{\odot}}$。该模型不仅可以再现三维和投影密度分布，而且速度和速度弥散数据从BRAVA调查。我们还预测自行范围$l=[-12^{\circ},12^{\circ}]$，$b=[-10^{\circ},10^{\circ}]$，这似乎是高于在纵向方向上的观测。该模型在0.5 Gyr的时间尺度内是稳定的，但在较长的时间尺度上似乎偏离稳态。我们的模型可以通过未来的观测（如GAIA的观测）进行进一步测试。
2012-09-05 astro-ph.GA
Determining the Milky Way gravitational potential without selection functions
Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）；Westlake University（西湖大学）
提出一种无需建模空间选择函数的“条件深度势”方法，通过建模条件速度分布并利用无碰撞玻尔兹曼方程同时学习引力势和示踪体密度，在模拟数据中准确恢复引力势，适用于Gaia数据。
2026-06-23 astro-ph.GA
Using synthetic emission maps to constrain the structure of the Milky Way
介绍了银河系结构研究的现状。我们使用光滑粒子流体动力学（SPH）模拟ISM气体在银河系中的影响下的一些不同的引力势代表的旋臂和核酒吧，固定和随时间变化。气体经过ISM冷却和化学处理，使我们能够跟踪CO和HI密度。我们使用一个三维网格为基础的辐射转移代码来模拟从SPH输出的排放，允许从地球上看合成的光速地图的建设。通过将这些图与银河系中观测到的CO和HI发射进行比较（Dame et al. 2001，Kalberla et al. 2005），我们可以推断出最适合我们银河系的臂/棒几何形状。通过这样做，我们的目标是回答有关银河系形态的关键问题，如旋臂的数量，条和臂的模式速度，臂的俯仰角和条的形状
2013-11-13 astro-ph.GA
A Distant Echo of Milky Way Central Activity closes the Galaxy's Baryon Census
我们报告在银河系的星际和环银河系介质中存在大量的百万度气体。这种气体（1）渗透在银道面和晕中，（2）延伸到距离中心大于60-200 kpc的地方，（3）它的质量足以结束银河系的重子普查。此外，我们发现，一个巨大的，$\sim 6$千秒差距半径，球对称的中心区域的银河系以上和以下的0.16千秒差距厚的平面，已被清空的热气体或这种气体的密度在空腔内有一个特殊的配置文件，从中心增加到半径的$\sim 6$千秒差距，然后减少一个典型的晕密度配置文件。这一点，以及其他几个会聚的证据，表明目前距离银河系中心6千秒差距的空洞表面，追踪了我们超大质量黑洞强烈核活动时期的遥远回声，发生在大约6百万年前。
2016-07-14 astro-ph.GA
The Milky Way's bar structural properties from gravitational waves
Leiden University（莱顿大学）；University of Birmingham（伯明翰大学）；University of Wisconsin（威斯康星大学）
本研究首次评估LISA引力波数据绘制银河系恒星棒和旋臂的潜力，结合双白矮星族与N体模拟重构星系结构，得出棒结构参数约束可与电磁观测结果相比拟，为银河系结构研究提供独立新方法。
2020-11-03 astro-ph.GA
Secular evolution of Milky Way-type galaxies
像银河系这样的盘状星系的内部演化是由非轴对称（棒）和物质的隐含角动量转移驱动的;重子本质上是向内驱动的，以建立一个更集中的盘。这种质量集中可能会导致二次棒的解耦，因为轨道进动频率会大大增强。垂直共振与酒吧将形成一个盒子/花生隆起在陀螺时间尺度。由于重力力矩的气体流动可以导致年轻的核盘形成恒星，这可以通过速度色散的sigma下降来揭示。这些气体流受到反馈的调节，产生了超大质量黑洞的间歇性吸积，以及活动星系核活动的周期。由于核恒星形成的喷泉效应可能导致倾斜的，甚至极性的核盘。
2017-07-27 astro-ph.GA
Tidally induced bars in dwarf galaxies on different orbits around a Milky Way-like host
星系中的棒可能是由于整体不稳定性或与另一个系统的相互作用而形成的。我们研究了盘状矮星系围绕类银河系的棒形成。我们采用$N$体模拟研究初始轨道参数的影响：矮星系轨道的大小和相对于轨道平面的盘的倾角。在所有的情况下，一个酒吧发展在中心的矮星在第一近心在其轨道上的主机。在随后的近心点通道之间，杆是稳定的，但在近心点处，它们通常被削弱和缩短。棒的初始性质和进一步演化的细节在很大程度上取决于轨道构型。我们发现，对于精确的直角坐标取向，最强的酒吧形成的中等大小的轨道。在较紧的轨道上，圆盘受到太多的干扰和剥离，无法形成一个坚固的杆。在较宽的轨道上，潮汐相互作用太弱。对圆盘倾斜度的依赖性使得在更倾斜的圆盘中形成较弱的杆。杆件要么有很弱的屈曲，要么根本没有屈曲。我们没有观察到任何长期的演化，可能是因为矮星在每一次近心通过时都受到扰动。杆的旋转速度可以被分类为慢（$R_\mathrm{CR}/l_\mathrm{bar}\sim2-3$）。我们把这归因于在与宿主星系相遇期间，圆盘旋转的一个重要部分的损失。
2017-05-22 astro-ph.GA
The small boxy/peanut structure of the Milky Way traced by old stars
分析了天琴座RR型星在银河系中心区域的位置。除了先前检测到的整体条形外，我们还发现了花生状结构的证据，其形式为在$b\sim-3.5$ deg处的$\ell=-2$ deg和$1$ deg附近的超密度。花生星的两个峰值之间的物理距离为$\sim0.7$ kpc，明显短于近红外图像（3.3 kpc）和红丛星。Qualitatively这是预期从“分馏”酒吧的轨道，我们证明是匹配的一个由内而外的不断增长的光盘随后形成一个酒吧的模拟。
2021-11-11 astro-ph.GA
Determining the Scale Length and Height of the Milky Way's Thick Disc Using RR~Lyrae
本研究基于Gaia DR3等RR Lyrae巡天数据，采用贝叶斯方法结合两种抽样技术，测定了银河系厚盘的标长、标高及内晕的密度分布参数。
2025-05-01 astro-ph.GA
A barred Milky Way surrogate from an N-body simulation
我们提出了一个N-体模型的酒吧银河系（MW）的星系，再现了它的许多属性，包括整体质量分布，光盘运动学，和中央酒吧的属性。我们的高分辨率（N ~ 10^8粒子）模拟，与拉美西斯代码，从一个轴对称的非平衡态配置AGAMA框架内构建。这是一个自洽的动力学模型的MW定义的暗物质晕，恒星盘和隆起的最佳参数。对于已知的（恒星和气体）盘质量（4.5 x 10^10 Msun）和盘质量分数在R ~ 2.2 R_d（f_d ~ 0.3 - 0.6）时，低质量极限在哈勃时间内不会产生棒。这里采用的高质量限制产生了一个大约2 Gyr的盒子/花生棒，具有正确的质量（~10^10 Msun）、大小（~5 kpc）和峰值方向图速度（~ 40-45 km/s/kpc）。沙坝形成的时间尺度与f_d成反比（1 < f_d < 0.3时log [T/Gyr] ~ 0.60/f_d - 0.83）。圆盘径向加热很强，但是，与早期的说法相反，我们发现盒子/花生凸起结构外部的圆盘垂直加热可以忽略不计。合成的棒状MW显示出长期的稳定性，除了棒状图案速度的缓慢下降（大约-2 km/s/kpc/Gyr），与最近的估计一致。如果我们的模型是银河系的指示，我们估计酒吧第一次出现3-4 Gyr前。
2021-11-10 astro-ph.GA
Tidally induced bars in gas-rich dwarf galaxies orbiting the Milky Way
星系中的棒不仅可能通过不稳定性形成，也可能是与另一个星系相互作用的结果。特别是，它们可能出现在与银河系类星系相互作用的盘状矮星系中。在这里，我们报告的N体/SPH模拟的结果，这样的矮星轨道上的静态电位的一个更大的星系。我们使用了几种矮星系的模型，所有的质量都相同，但覆盖了很大的气体分数范围：0，30和70%。我们还测试了次网格恒星形成过程的影响。在所有情况下，在第一次近心点通过时，在矮星的星盘中形成了类似长度的棒。然而，出乎意料的是，气体成分保持近似轴对称，不受杆势的影响。两个连续的pericenters之间的酒吧属性没有显着变化。后来与宿主相遇的影响在很大程度上取决于近心处棒的确切方向。当杆被潮汐力扭矩旋转起来时，它也被缩短。相反，如果它慢下来，它会变长。在具有低气体分数的模型中，棒更明显并且存活到模拟结束，而在具有高气体分数的矮星中，棒在第二或第三次近心通过后被破坏。就共转半径与棒长度的比值而言，棒是缓慢的，并且保持如此独立于与宿主的遭遇。
2018-10-23 astro-ph.GA
The Role of Inner Halo Angular Momentum (Spin) in Shaping Dark Matter Bars in Milky Way Analogs
Sardar Vallabhbhai National Institute of Technology（萨达尔·瓦拉巴伊国家理工学院）；Indian Institute of Technology, Kanpur（坎普尔印度理工学院）
通过N体模拟研究暗物质晕自旋参数λ对暗物质棒形成和演化的影响，发现棒强度随自旋增加而增强，且受恒星棒屈曲显著影响。
2026-09-30 astro-ph.GA
Determining the full satellite population of a Milky Way-mass halo in a highly resolved cosmological hydrodynamic simulation
我们在一个非常高分辨率的磁流体力学宇宙学放大模拟（重子质量分辨率$m_b =$ 800 $\rm M_{\odot}$）中研究了银河系质量晕的卫星星系群的形成。我们表明，中央恒星形成星系的性质，如径向恒星表面密度分布和恒星形成历史，是：i）强大的随机变化与所谓的“蝴蝶星云”;和ii）以及收敛超过3.5个数量级的质量分辨率。我们发现，有大约五倍的卫星星系在这个高分辨率相比，标准（$m_b\sim 10^{4-5}\, \rm M_{\odot}$）分辨率模拟相同的系统。这主要是因为2/3的高分辨率卫星不是以标准分辨率形成的。小部分（1/6）卫星以高分辨率形式出现，并以标准分辨率破裂;这些物体优先是中低偏心率轨道上的低质量卫星，碰撞参量$\lesssim 30$ kpc。因此，卫星的径向分布在更高的分辨率下变得更加集中，与最近对银河系质量晕周围卫星的观测结果更加一致。最后，我们表明，我们的星系形成模型成功地形成了超暗星系，并再现了恒星的速度色散，半光半径，和$V$带光度观测银河系和本群矮星系在6个数量级的亮度（$10^3$ - $10^{9}$ $\rm L_{\odot}$）。
2021-09-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Formation, vertex deviation and age of the Milky Way's bulge: input from a cosmological simulation with a late-forming bar
我们提出了m12 m的晚期演化，这是FIRE项目中一个类似银河系的星系的宇宙学模拟。模拟在红移z = 0.2之后形成条形。我们表明，该模型的演变表现出典型的运动分馏的行为，酒吧较弱的老年人口，一个X形跟踪的年轻，金属丰富的人口和一个突出的X形的边缘上的平均金属丰度图。由于棒在m12 m形成较晚，在10 Gyr（z = 0.34）之后形成的恒星严重污染了凸起，其污染程度高于银河系高纬度地区的观测结果，这意味着它的棒不可能在m12 m形成那么晚。我们还研究了该模型的速度椭球的顶点偏差作为恒星金属丰度和年龄的函数在等效的巴德窗口。杆的形成导致非零顶点偏差。我们发现富含金属的恒星有一个很大的顶点偏差（~ 40度），对于贫金属的恒星来说，这一点可以忽略不计，尽管在细节上没有匹配，但在银河系中也发现了这种趋势。我们表明，顶点偏差也随恒星年龄而变化，是大的恒星年龄为9 Gyr，而13 Gyr老恒星的顶点偏差可以忽略不计。当我们排除已经吸积的恒星时，顶点偏差没有显着变化，表明观察到的顶点偏差随金属丰度的变化不一定是由于吸积人口。
2019-04-09 astro-ph.GA
Self-consistent dynamical modelling of the Milky Way bar with orbital frequency analysis
University of Pennsylvania（宾夕法尼亚大学）；University of Surrey（萨里大学）
本文通过轨道频率分析方法，利用Gaia、APOGEE和OGLE数据研究银河系棒的性质，发现多个棒长和旋转型速与数据一致，误差在5%以内。
2026-05-12 astro-ph.GA
Kinematic-Distance Biases in the Inner Milky Way from a Stellar-Dynamically Constrained Bar
Amanogawa Galaxy Astronomy Research Center, Graduate School of Science and Engineering, Kagoshima University（鹿儿大学理工学研究科银河天文研究中心）；Division of Science, National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台理学科）
研究发现，棒驱动的非圆形运动导致KD方法在银河系内侧区域出现系统性偏差，表现为各向异性伪影和径向混合，揭示了KD方法在棒结构区域的局限性。
2026-02-04 astro-ph.GA
SDSS IV MaNGA: Bar pattern speed in Milky Way Analogue galaxies
大多数恒星棒产生的长期效应强烈依赖于图案速度。不幸的是，它也是最难估计的观测参数。在这项工作中，我们测量了97个银河系星系的酒吧图案的速度从MANGA调查使用Tüve-Weinberg方法。通过约束恒星质量和形态类型来选择样本。我们通过对椎间盘位置角的三个独立估计进行加权来改进我们的测量。为了恢复光盘的旋转曲线，我们适合的H $_α$速度图校正由酒吧产生的非圆运动的运动模型。完整的样品具有棒形速度（$Ω_{Bar}=28.14^{+12.30}_{-9.55}$ km s $^{-1}$ kpc $^{-1}$）、共转半径（$R_{CR} = 7.82^{+3.99}_{-2.96}$ kpc）和旋转速率（$\mathcal{R} = 1.35^{+0.60}_{-0.40}$）的平滑分布。我们发现了两组相关性：（i）之间的酒吧模式的速度，酒吧长度和对数恒星质量（ii）之间的酒吧模式的速度，盘的圆周速度和酒吧的旋转速率。如果我们用$30 \degree < i < 60 \degree$内的倾角和相对取向$20\degree<|PA_{disc}-PA_{bar} |<70\degree$来约束我们的样品，相关性变得更强，超快棒的比例从样品的20%减少到10%。这表明，在我们的样本中的超快酒吧的显着比例可能与TW方法的几何限制。通过进一步限制棒的大小和盘的圆周速度，我们得到了一个子…
2022-10-20 astro-ph.GA
The Milky Way Hot Baryons and their Peculiar Density Distribution: a Relic of Nuclear Activity
我们知道我们的银河系充满了稀薄、炽热、富含金属的气体。然而，关于它的起源，它所渗透的银河系的部分，它的总质量，以及它在调节银河系活动中可能发挥的任何作用，仍然有很多未知数。在ApJ目前出版的一封信中，我们表明这种热气体渗透到银河系的圆盘和一个大的球形体积中，以银河系核心为中心，并延伸到距离中心至少60-200 kpc的距离。这种气体显示出一种奇特的密度分布，在距离银河系中心约6千秒差距的地方达到峰值，很可能是6百万年前银河系中心超大质量黑洞强烈活动的见证。通过我们的研究，我们还能够将银河系的重子总质量更新为Mb =（0.8-4）x1 e11太阳质量，足以完成银河系的重子普查。
2016-07-28 astro-ph.GA
Dynamical modelling of the Galactic bulge and bar: the Milky Way's bar pattern speed, stellar, and dark matter mass distribution
我们使用量身定做的方法建立了一套大的星系球、棒和内盘的动力学模型。我们的模型被约束，以匹配红团巨星密度从VVV，UKIDSS和2MASS红外线调查的组合，以及恒星运动学在凸起的BRAVA和OGLE调查，并在整个酒吧地区的ARGOS调查。我们能够恢复的酒吧模式的速度和恒星和暗物质的质量分布在酒吧区，从而恢复整个银河系的有效势。我们发现一个酒吧模式的速度$39.0 \pm 3.5 \,\rm{km\,s^{-1}\,kpc^{-1}}$，把酒吧共转半径在$6.1 \pm 0.5 \rm{kpc}$和银河系酒吧一个典型的快速旋转。我们估计的恒星质量的长杆和隆起结构是$M_{\rm{bar/bulge}} = 1.88 \pm 0.12 \times 10^{10} \, \rm{M}_{\odot}$，大于质量的磁盘在酒吧区，$M_{\rm{inner\ disk}} = 1.29\pm0.12 \times 10^{10} \, \rm{M}_{\odot}$。膨胀体积中的总动力学质量是$1.85\pm0.05\times 10^{10} \, \rm{M}_{\odot}$。由于更多的扩展运动学数据集和最近的测量的凸起IMF我们的模型有一个低的暗物质部分的$17\%\pm2\%$的凸起。我们发现了一个暗物质密度分布图，它在隆起区域接近一个浅尖点或核心。最后，我们发现一个额外的中心质量…
2016-11-18 astro-ph.GA
Modelling the inner disc of the Milky Way with manifolds. I - A first step
利用不变流形研究了银河系内部的棒驱动动力学。这个理论已经成功地应用于描述外部星系中的环和螺旋的形态和运动学，现在，我们第一次将其应用于银河系。我们计算位于杆端的不稳定周期轨道的不变流形所限定的轨道。我们讨论是否COBE/DIRBE酒吧和长酒吧组成一个单一的酒吧或两个独立的酒吧，并进行了一些比较，一起，强烈主张前者。更具体地说，我们倾向于这样的可能性，即所谓的COBE/DIRBE棒是一个棒的方形/花生状凸起，其外部薄的部分是所谓的长棒。这种可能性与外部星系的观测、轨道结构理论和模拟都很吻合。然后，我们详细分析了五个代表性的银河系潜力的形态和运动学。两个有一个费勒斯酒吧，两个有一个四极杆和最后一个复合酒吧。我们首先只考虑COBE/DIRBE条，然后将其扩展到包括长条的效果。我们发现，由流形给出的大尺度结构描述了一个内环，其大小类似于近和远3-kpc臂，和一个外环，其性质类似于银河系分子环。我们还分析了这两种结构的运动学，在不同的银河系势，并发现他们再现的主要超密度发现在银河系的速度CO图。最后，我们考虑在什么样的模型参数下，流形的全局形态可以再现两个外旋臂。我们的结论是，这将需要更大的质量和更迅速的旋转棒，或包括在潜在的额外的组件描述的螺旋臂。
2011-08-02 astro-ph.GA
Young stars as tracers of a barred-spiral Milky Way
确定我们银河系的结构一直充满困难，虽然现代调查继续取得进展，建立银河系地图，但仍有很多需要了解的地方。臂和杆的特征是塑造星际介质的重要驱动力，但它们的确切性质和影响仍然需要关注。我们目前的结果平滑粒子流体动力学模拟的气体在银河系中，包括恒星形成，恒星反馈，ISM冷却，当暴露于不同的手臂和酒吧功能，目的是更好地了解如何以及新形成的恒星跟踪银河系的底层结构。条形的图案速度比臂快，导致了复杂的、依赖于时间的形态和恒星的形成。臂间分支和毛刺很容易受到杆的影响，特别是在双臂螺旋模型中，其中在椎间盘中存在广泛的共振重叠区域。当磁棒超过旋臂时，它会引起恒星形成的小规模推进，并增强螺旋特征，这些特征以规则的节拍间隔出现。恒星形成事件的位置与观测数据中所见的相似，并没有显示出与潜在螺旋势的完美1：1对应，尽管臂切线通常可以很好地被年轻恒星追踪到。来自新形成恒星的恒星速度场与来自盖亚DR2的数据进行了比较，表明螺旋和棒特征可以再现数据中看到的许多非轴对称特征。一个简单的分析模型被用来显示这些功能是一个自然的反应，气体刚性旋转的螺旋和酒吧的潜力。
2019-11-11 astro-ph.GA
Gas dynamics in the Milky Way: the nuclear bar and the 3-kpc arms
我们讨论了在银河系中存在两个酒吧的气体动力学的第一个模型的结果：大规模的主酒吧或boxy隆起和次级酒吧在银河系中心区域。我们已经得到了一个准确的潜力，通过模拟2 MASS星计数，我们已经使用这个潜力来模拟气体动力学。作为一级近似，我们采用了一个单一的模式速度Ω_p。Ω_p=30-40 \kmskpc和主棒取向为20-35 °的模型成功地再现了观测到的速度-速度图的许多特征，如终极速度曲线或旋臂切点。银河系分子环并不是一个真正的环，而是旋臂的内部，在共转中。该模型定量地再现了“3千秒差距臂”和最近发现的远侧对应物，这是横向臂，轮廓酒吧。在银河系中心区域，该模型再现了1 kpc的HI环和中央分子区（CMZ），这是气体对次级棒的响应。为了再现观测到的CMZ CO经度速度图的“X”形，次级棒应相对于太阳-GC线定向60-70度。次级棒的质量为（2-5.5）10^9 Msun，是初级棒质量的10- 25%。
2009-01-14 astro-ph.GA
The Rotating Bulge and Halo in the Milky Way: Evidence of Angular Momentum Transferred from the Decelerating Bar
本研究利用神经网络识别百万级旋转恒星，并通过含减速棒的试验粒子模拟证明其角动量来自中心棒转移。
2025-06-15 astro-ph.GA
Deciphering the Milky Way disc formation time encrypted in the bar chrono-kinematics
提出利用内部银河系Mira变星时序运动学特征约束银河系盘形成时间的新方法，发现周期短于190天的变星失去棒运动学印记，据此将盘自旋加速时期限定为年轻于约11-12 Gyr。
2024-12-18 astro-ph.GA
Quadrupole signature as a kinematic diagnostic to constrain bar properties : implications for the Milky Way
Indian Institute of Technology Indore（印度理工学院印多尔分校）；Heidelberg University（海德堡大学）；Observatoire de Paris, Université PSL, Sorbonne Université, Université Paris Cité, CY Cergy Paris Université, CNRS（巴黎天文台、PSL大学、索邦大学、巴黎西岱大学、塞吉-蓬图瓦兹大学、法国国家科学研究中心）
研究利用N体模型和宇宙学模拟，发现四极子特征与棒状结构特性密切相关，表明其可作为动力学诊断工具以约束银河系棒状结构特性。
2025-09-23 astro-ph.GA
Constraining Milky Way mass with Hypervelocity Stars
上下文虽然各种各样的技术已被用于确定银河系暗物质晕质量分布，允许的质量范围跨越轻和重的值。知道我们银河系的精确质量对于将银河系置于宇宙学$Λ$ CDM背景下是很重要的。目标。我们发现，从银河系中心喷出的超高速恒星（HVS）可以用来限制其暗物质晕的质量。方法.我们使用晕星径向速度分布的不对称性，由于逃逸HVS，这取决于晕势（逃逸速度），只要往返轨道时间短于恒星的寿命，区分不同的模型的银河系引力势。结果采用$330$ Myr的特征HVS旅行时间，它对应于主序列HVS的平均质量，我们发现，目前的数据有利于银河系的质量范围内的$(1.2$ - $1.9)\times 10^{12} \mathrm{M}_\odot$。
2016-11-04 astro-ph.GA
The Galactic Bar
银河系的棒控制着恒星的轨道和银河系内部冷气体的流动，因此对盖亚时代的银河系动力学研究至关重要。在这里，我们讨论了明显的花生形状的银河系隆起，导致最近的恒星计数分析，特别是从VVV调查。我们还讨论了银河系是否有一个内部盘状的伪凸起的问题，并显示了初步的证据，在垂直尺度的高度从花生凸起酒吧平面长酒吧的连续过渡。
2014-08-01 astro-ph.GA
A differentiable hydrodynamical approach to the Milky Way bar pattern speed with CO longitude--velocity data
Amanogawa Galaxy Astronomy Research Center, Graduate School of Science and Engineering, Kagoshima University（鹿儿大学理工学研究科天琴座星系天文学研究中心）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；The Graduate University for Advanced Studies, SOKENDAI（综合研究大学院大学）；The Institute of Statistical Mathematics（统计数学研究所）
该研究利用可微流体动力学框架，通过CO经度-速度数据建模银河系棒状气体流动，在棒状模式速度参数空间约束低损耗区域，经模拟验证后应用于实际数据，证明了此建模方法对银河系棒状模型测试及多参数正向建模的可行性。
2026-07-15 astro-ph.GA
Spiral and bar driven peculiar velocities in Milky Way sized galaxy simulations
我们研究了一组银河系大小的螺旋盘星系的模拟中的螺旋和棒结构引起的运动学特征。该集合包括遵循具有刚性旋转螺旋臂的准静态密度波状场景的测试粒子模拟，以及$N$ -承载杆和瞬态、共同旋转螺旋臂的体模拟。从一个类似于太阳的位置，我们计算的径向，切向和视线特有的速度场的补丁的光盘和量化的波动，通过计算功率谱从二维傅立叶变换。我们发现，独特的速度功率谱的模拟与酒吧和瞬态，共同旋转的螺旋臂非常适合的APOGEE红团星的数据，而准静态密度波螺旋模型没有酒吧不。我们确定了功率谱对螺旋臂的数目、螺旋臂的节距角和螺旋臂相对于螺旋臂的位置是敏感的，但是，为了用这种方法充分区分各种螺旋模型，必须超出视线速度场。我们计算了不同区域的螺旋盘的功率谱，并讨论了这种分析技术的应用到外部星系。
2015-08-03 astro-ph.GA
Separation of Stellar Populations by an Evolving Bar: Implications for the Bulge of the Milky Way
我们提出了一个新的解释，以前令人费解的不同行为的恒星星族的银河系的隆起。我们首先表明，通过纯N体模拟，最初的空间恒星星族不同的面内随机运动时，酒吧的形式分开。径向较冷的种群形成一个强的酒吧，垂直薄，花生形，而较热的种群形成一个较弱的酒吧，成为一个垂直厚盒。我们表明，这是径向，而不是垂直，速度分散，占主导地位的演变。假设早期的恒星盘在形成时迅速加热，那么平面内和垂直方向的随机运动都与恒星的年龄和化学成分有关，导致富金属和贫金属恒星的密度分布不同。然后，我们使用高分辨率的模拟，其中所有的恒星都是由气体形成的，以证明这就是发生的事情。当我们将这些结果应用到银河系中时，我们发现，一个非常广泛的年龄，密度，运动学和化学观察到的趋势，已经提出了作为证据的矛盾路径形成的隆起，实际上是一致的隆起形成从一个连续的磁盘恒星星族的运动学分离的酒吧。我们第一次能够通过一个模型来解释凸起的主要趋势，在这个模型中，凸起主要是在原地形成的。由于该模型是通用的，我们也预测外部边缘星系的恒星星族地图的一般外观。
2017-06-06 astro-ph.GA
The role of the Galactic bar in the chemical evolution of the Milky Way
在没有相互作用的情况下，中心棒可能是棒旋星系中气体径向运动的最有效机制，它代表了三分之二的盘星系。在盘的前几个kpc的酒吧引起的动力效应可能在这个区域的盘轮廓中起着重要的作用。在这项工作中，化学演化模型与径向气体流动的建议，以模拟在凸起和内部盘的银河系酒吧的影响。该模型是一个更新的化学演化模型，包括径向气体流动的光盘和凸起。考虑到气体从相邻的圆柱形区域和到相邻的圆柱形区域的流动，形成银河系的圆柱形同心区域之间的气体交换建模。最新的数据的凸起金属丰度分布的再现通过一个单一的和更长的凸起崩溃的时间尺度（2 Gyr）比其他化学演化模型预测。该模型能够再现目前恒星形成速率在4kpc的峰值和分子气体环的形成。该模型与酒吧预测扁平的光盘的氧径向梯度。此外，带有径向气流的模型预测，在隆起形成期间，恒星的形成率会更高。这与大质量棒旋星系中心恒星形成率的最新观测结果一致。
2013-12-19 astro-ph.GA
