Dynamics of prolate spheroidal mass distributions with varying eccentricity
在本文中，我们计算潜在的长球形分布的暗物质晕与径向变化的偏心率。这是通过将等密度表面的逐壳贡献相加得到的，这些表面被认为是同心的，具有共同的极轴，并且具有随半径变化的轴比。有趣的是，恒定的壳内的潜力被证明是一个很好的近似，即使当等密度轮廓是不同的球体，只要在偏心率的径向变化是小的，在现实系统中看到的。我们考虑三种情况下，等密度线是更长的大半径，或不太长，或有一个恒定的偏心率。其他相关的物理量，如旋转速度，净轨道和垂直频率由于晕和指数盘的有限厚度嵌入它得到。我们将其应用到银河系翘曲的运动学起源，并表明，一个扁长形的光环是不利于使长寿的翘曲-相反，在文献中提出的。对于变轴比的长轴质量分布，所得结果具有一般性，并可应用于其他天体物理系统，如长轴杆，以获得更符合实际的处理。
2013-05-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
The GALAH Survey: Chemodynamics of the Solar Neighbourhood
我们提出的太阳附近的化学动力学结构，使用62 814颗恒星在500 pc的球体内的太阳观测GALAH和天体测量参数从盖亚DR 2。我们测量了所有三个分量（垂直，径向和切向）的速度色散，发现它随[Fe/H]和[ $α$ /Fe]的变化而平滑。垂直分量是特别干净的，与$σ_{v_z}$增加从低的$8$公里秒$^{-1}$在太阳能-[ $α$ /Fe]和[Fe/H]到高的超过50公里秒$^{-1}$更多的金属贫乏和[ $α$ /Fe]增强人口。我们发现没有证据表明，在较高的[ $α$ /Fe]人口的速度分散的大幅减少，在盖亚DR 2之前的分析中声称，虽然增加速度分散的趋势与[ $α$ /Fe]相同的金属量在高[ $α$/Fe]显着平坦。局部恒星的偏心率分布变化最强烈的函数[ $α$ /Fe]，其中恒星与[ $α$ /Fe] $<0.1$ dex具有一般圆形轨道（$e<0.15$），而中位数偏心率迅速增加更多的[ $α$ /Fe]增强恒星星族高达$e\sim0.35$。这些[ $α$ /Fe]增强的粒子群具有与银河系内部起源一致的引导半径。在金属丰度远高于本地ISM（[Fe/H]>0.1 dex）的恒星中，我们发现超过70%的恒星具有$e<0.2$，并且可能通过搅动/迁移而不是模糊效应在太阳附近被观察到，因为这些恒星的周转运动不够大，无法达到它们可能根据其金属丰度而诞生的半径。
2019-01-22 astro-ph.GA
On the phase-mixed eccentricity and inclination distributions of wide binaries in the Galaxy
现代观测调查使我们能够探测相空间分布函数（DF）的宽双星在太阳附近。这个DF具有非平凡的功能，特别是超热分布的偏心率为半长轴$a\gtrsim 10^3$ AU。为了解释这些特征，我们必须首先了解双星DF如何受到动力学扰动的影响，动力学扰动通常分为两类：（i）来自经过的恒星、分子云等的随机反冲，以及（ii）来自银河潮汐的长期扭矩。在这里，我们隔离效果（ii）和计算的时间渐近，相位混合DF的合奏下的四极子阶潮汐宽的二进制。对于二进制足够宽的相位混合假设是有效的，没有我们的结果明确依赖于半长轴，群众等，我们表明，除非初始DF是各向同性的二元取向和热偏心，那么最终的相位混合DF总是各向异性和非热。然而，在相混合下产生超热DF的唯一方法是使初始DF本身超热。
2022-04-23 astro-ph.GA
On the feasibility of constraining the triaxiality of the Galactic dark halo with orbital resonances using nearby stars
最近有人提出，如果银河系的暗物质晕是三轴的，它将通过轨道共振在太阳邻域的晕星的速度分布中引起块状。因此，这些子结构可以提供一种测量其形状的方法。我们探讨了这个建议的鲁棒性，从一组现实的初始条件，在不同形状的暗晕电位的数值积分轨道。我们分析了由此产生的速度分布在太阳邻域样卷，并进行了统计检验的存在下的运动学子结构。此外，我们已经使用傅立叶分析来表征粒子的轨道。获得的局部速度分布是相对平滑的，统计上是一致的，没有子结构，即使是一个黑暗的晕势与显着的，但合理的三轴。虽然共振确实存在，并且与速度空间的特定区域相关，但与这些区域相关的恒星比例相对较小。事实上，暗晕三轴性最重要的印记是速度椭圆体形状随空间位置的变化。
2018-04-10 astro-ph.GA
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 Influence of a Kinematically Cold Young Component on Disc-Halo Decompositions in Spiral Galaxies: Insights from Solar Neighbourhood K-giants
在盘星系HI旋转曲线的分解中，需要通过估计盘面密度来打破盘星系的引力场与暗晕之间的简并。这是通过将圆盘的垂直速度分散测量与圆盘刻度高度相结合来完成的。圆盘的垂直速度色散是从近面螺旋星系的吸收线（靠近V波段）测量的，光来自所有年龄的巨星的混合种群。然而，这些星系的标度高度是从边缘星系的近红外表面测光统计估计的。因此，标度高度的估计主要是由年龄较大（> 2 Gyr）的红巨星组成的。在本文中，我们证明了测量的速度色散的重要性，用于估计垂直尺度高度相同的老年人口的恒星。本文分析了太阳附近K巨星的垂直运动学。我们发现垂直速度分布最适合的两个组成部分的分散度为9.6 +/- 0.5公里/秒和18.6 +/- 1.0公里/秒，我们解释为分散的年轻和老盘人口分别。结合（单一）测量的总年轻+老盘人口（13.0 +/- 0.1公里/秒）的速度分散与规模的高度估计老年人口将低估光盘表面密度的一个因素~ 2。这样一个圆盘的峰值旋转速度只有最大圆盘的70%，因此使它看起来是次最大的。
2015-11-19 astro-ph.GA
Metallicity and Kinematics of the Galactic halo from the LAMOST sample stars
我们研究了从LAMOST光谱巡天中选出的4,680颗$|z|>$ 5 kpc的A/F/G/K型巨星的金属丰度分布和运动学性质。5 $<|z|\leqslant$ <15 kpc的巨星的金属丰度分布可以用三峰高斯模型来描述，其峰值位于[Fe/H] $\sim-0.6\pm0.1$、$-1.2\pm0.3$和$-2.0\pm0.2$，分别对应于19 $\%$、74 $\%$和7 $\%$的比值。利用$\rm{[α/Fe]}$将这三个峰与银河系的厚盘、内晕和外晕成分联系起来。这些巨星的金属丰度分布与三个分量的高斯分布相吻合，随着离银道面距离的增加，内晕分量的比例逐渐增大，厚盘分量的比例逐渐减小。采用星系势模型，我们还得到了样本星的轨道参数，如轨道偏心率和自转速度。在5 $<|z|<$ ~ 15 kpc范围内，覆盖不同金属丰度区域的恒星的轨道偏心率峰值保持在$e\sim$ 0.75，与平面以上的高度无关。通过比较不同自转速度区间恒星的密度函数，我们发现大多数逆行星比逆行星更贫金属。
2018-06-27 astro-ph.GA
Observing Correlations Between Dark Matter Accretion and Galaxy Growth: II. Testing the Impact of Galaxy Mass, Star Formation Indicator, and Neighbour Colours
星系形成的一个关键问题是新的吸积在恒星形成中起什么作用。理论模型已经预测了晕吸积和星系恒星形成之间广泛的相关强度。在此之前，我们提出了一种技术，以观测约束孤立的银河系质量的星系在$z\sim 0.12$，晕吸积和邻近星系的密度分布之间的相关性的基础上的相关强度。通过将这种技术应用于斯隆数字巡天的观测数据和宇宙机器的模拟数据，我们可以测试不同的相关强度，我们排除了暗物质吸积和最近的恒星形成活动之间的正相关性。在这项工作中，我们扩大我们的分析（1）分别应用我们的技术，以红色和蓝色的邻近星系，跟踪不同的人口，（2）相关的暗物质吸积率与$D_{n}4000$测量作为一个长期的静止指标比瞬时恒星形成率，（3）分析更高质量的孤立的中央星系与$10^{11.0} < M_*/M_\odot < 10^{11.5}$出$z\sim 0.18$。在所有情况下，我们的结果是一致的非正相关强度与$\gtrsim 85$ %的信心，这表明气体循环等过程占主导地位的大规模$z=0$星系的恒星形成。
2021-10-29 astro-ph.GA
The dynamically selected stellar halo of the Galaxy with Gaia and the tilt of the velocity ellipsoid
我们研究了位于太阳邻域的晕星的动力学性质。我们的目标是探索如何晕的属性取决于用于定义晕星样本的选择标准。一旦理解了这一点，我们就着手测量晕的速度椭球的形状和方向，并利用这些信息来限制银河系的引力势。我们使用最近发布的Gaia DR1目录与RAVE数据集交叉匹配进行分析。我们开发了一个动力学标准的基础上的分布函数的恒星在不同的银河系组件，使用行动积分，以确定晕成员，并比较这金属丰度和运动学选择的样本。通过这种新方法，我们发现太阳邻域中有1156颗恒星可能是恒星晕的成员。我们动态选择的样本主要包括在细长轨道上的遥远巨星。它们的金属丰度分布相当广泛，大约一半的恒星具有[M/H] $\ge -1$ dex。不同的选择标准的使用具有重要的影响所获得的速度分布的特性。尽管如此，对于我们的动态选择和金属丰度选择的样本，我们发现本地速度椭球在银河系中心参考系的球坐标中对齐：这表明，总的引力势在这些样本中的晕星轨道所跨越的区域中是相当球形的。
2018-04-14 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
Chemodynamical Analysis of Metal-rich High-eccentricity Stars in the Milky Way's Disk
我们提出了一个化学动力学分析的11,562富金属，高偏心率晕状主序星（MS），这已被称为飞溅或飞溅盘，从斯隆数字巡天（SDSS）和大天区多目标光纤光谱望远镜（LAMOST）选择。当分为两组，低-[ $α$ /Fe]人口（HAP）和高-[ $α$ /Fe]人口（HAP），基于运动学和化学，我们发现，他们表现出非常不同的属性，指示不同的起源。通过对它们轨道倾角的详细分析，我们认为HAP来自大部分（~ 90%）的加热盘星和一小部分（~ 10%）来自星暴种群的原位星，可能是由银河系与盖亚香肠/土卫二（GSE）或其他早期合并的相互作用引起的。这颗恒星大约有一半是由GSE吸积而来，另一半则是由GSE引发的星暴所形成。我们的研究结果进一步表明，在我们的样本中的飞溅星起源于至少三个不同的机制-吸积，磁盘加热，并导致恒星爆发。
2022-10-14 astro-ph.GA
Detection of a dearth of stars with zero angular momentum in the solar neighbourhood
我们报告的检测相结合的$Gaia$ -DR 1/RAVE数据的缺乏盘星在太阳附近的速度接近零角动量。我们认为，这可能是由散射的恒星非常低的角动量到混乱，晕型轨道时，他们通过银河系的核心。我们在一个类似于Milky Way的势函数中对该效应进行建模，并将所得模型直接拟合到数据中，找到分布下降的可能性（$\sim2.7σ$）。利用这种效应，我们可以对太阳绕银河系中心的自转速度进行动力学测量：$v_{\odot}=239\pm9$ km s $^{-1}$ .结合测量到的Sgr A $^*$的自行，这个测量给出了到银河系中心的距离：$R_0=7.9\pm0.3$ kpc。
2016-10-06 astro-ph.GA
On the environmental influence of groups and clusters of galaxies beyond the virial radius: Galactic conformity at few Mpc scales
暗物质晕内的环境可以抑制星系的恒星形成。然而，环境影响超出维里半径的晕（$\gtrsim$ 1 Mpc）是不太明显。一个例子是有争议的颜色或恒星形成之间的相关性，在中央星系和邻近星系的相邻晕在几个Mpc的大分离，称为两晕星系的一致性。我们使用两个星系目录产生的不同版本的半解析模型SAG适用于MDPL 2宇宙学模拟和IllustrisTNG 300宇宙流体动力学模拟研究两个晕一致性通过测量淬火分数的邻近星系作为一个功能的真实空间距离从中央星系。我们发现，低质量的中心星系附近的大质量系统（$M_{\rm 200c}$ $\geq$ 10 $^{13}$ $h^{-1}~\rm M_{\odot}$）到5 $h^{-1}$ Mpc的优先淬火相比，其他中心星系在固定的恒星质量$M_{\star}$或固定的主机晕质量$M_{\rm 200c}$在$z$ ~ 0。在所有的星系星表中一致的是，星系团附近的低质量（$M_{\star} < 10^{10}$、$h^{-1}~\rm M_{\odot}$或$M_{\rm 200c} < 10^{11.8}$、$h^{-1}~\rm M_{\odot}$）中心星系，尤其是星系群，大多产生双晕星系整合。平均而言，淬火的低质量中心星系比相同质量的恒星形成中心星系更接近大质量晕（约5倍）。我们的研究结果同意其他作品的环境影响的大规模晕，可以延伸到维里半径以外…
2022-04-11 astro-ph.GA
Probing the Mpc-scale environment of hyperluminous infrared galaxies at 2<z<4
原星系团对于研究晕质量和恒星质量在早期宇宙中如何聚集是非常重要的。寻找这种过密区域的路标是一种流行的方法来识别原星系团候选者。超亮红外星系（HLIRGs），预计将居住在过密的地区与大量的晕。我们研究了迄今为止最大的HLIRG样本的百万分之一规模的环境，并调查它们是否主要生活在过密地区。我们首先研究了Herschel 250 $μ$ m源在HLIRGs周围的面密度，并与随机位置的面密度进行了比较。然后，我们比较周围的邻居的空间分布与周围的随机选择的星系使用深IRAC选择的目录与高质量的光度红移。我们还使用红移匹配的类星体样本和亚毫米星系（SMG）样本来验证我们的方法，因为以前的聚类研究已经测量了这些种群的宿主晕质量。最后，我们采用了朋友的朋友（FOF）算法寻找（原）集群主机HLIRG。我们发现，在3.7 $σ$显著性下，在100 $\arcsec$投影半径内，HLIRGs倾向于有更多明亮的恒星形成邻居（250 $μ$ m通量密度>10 mJy）。在我们的3D分析中，我们发现相对较弱的过剩IRAC选择的源在3百万秒差距内周围HLIRGs与随机星系邻居相比，主要受光度红移的不确定性和调查深度。我们发现一个更显着的差异（在4.7 $σ$的意义）在最深的EN1字段中的低频阵列（LOFAR）检测到的邻居的数量。与2 < z < 3的HLIRG相比，3 < z < 4的HLIRG显示出更强的过剩…
2022-09-07 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
The orbital phase space of contracted dark matter halos
我们研究的轨道相空间的暗物质（DM）晕在银河系类似物的宇宙流体动力学模拟的AURIGA套件。我们通过它们的球形作用分布来描述晕，这是DM粒子的特定角动量和径向作用的函数。通过比较相同的晕的DM只有和流体动力学模拟，我们调查的DM晕的收缩所造成的重子在中心的积累。我们发现一个小的系统抑制的径向作用在DM晕的流体动力学模拟，这表明常用的绝热收缩近似可以导致低估的密度约8%。我们采用迭代算法收缩的AURIGA DM晕给定的重子密度分布和晕质量，恢复真正的收缩DM配置文件的准确度为~ 15%，反映晕到晕的变化。利用这个算法，我们推断银河系的收缩DM晕的总质量分布。我们得到更新的值的关键天体物理输入DM直接检测实验：DM密度和速度分布在太阳附近。
2020-01-21 astro-ph.GA
Gaia DR1 completeness within 250 pc and star formation history of the Solar neighbourhood
利用Gaia DR 1，我们结合TGAS的光度计与Tycho-2和APASS光度计，使用色星等图拟合技术计算了250秒差距内太阳邻域的恒星形成历史（SFH）。我们的动态演化的SFH是在很好的协议，从依巴谷目录计算80 pc的太阳，显示出增强的恒星形成率（SFR）在过去的~4 Gyr。然后，我们校正的SFR的光盘增厚随着年龄的增长，以获得一个SFR，是整个太阳能圆柱体的代表，并表明，即使有一个极端的校正，我们的结果是不一致的指数下降的SFR发现最近的研究。最后，我们讨论了如何将这种技术应用到~5 kpc，这要归功于下一个盖亚数据的发布，这将使我们能够量化薄盘，厚盘和晕的SFH。
2018-01-04 astro-ph.GA
Evolution of star clusters on eccentric orbits
我们使用直接的$N$体模拟研究了星团在圆轨道和偏心轨道上的演化。我们的模型最初$N=8{\rm k}$和$N=16{\rm k}$相同质量的单星，围绕一个点质量星系的轨道集群。对于每一个我们考虑的轨道偏心率，我们找到了远星系半径，在该半径处，星团与圆轨道上具有相同$N$的星团具有相同的寿命。然后，我们表明，束缚粒子数和半质量半径的演变是近似独立的偏心率。其次，当我们将我们的结果缩放到具有相同半长轴的轨道时，我们发现寿命在一阶以下与偏心率无关。当Baumgardt和Makino对奇异等温晕的结果以同样的方式缩放时，寿命再次与一阶偏心率无关，这表明该结果与银河系质量分布无关。从这两组模拟，我们经验性地推导出更高阶的偏心率的寿命依赖。我们的结果作为基准的理论研究的逃逸率从集群的偏心轨道。最后，我们的研究结果可以是有用的生成模型冷流和集群演化模型，局限于球对称和/或时间无关的潮汐，如福克-普朗克模型，蒙特卡罗模型，和（快速）半解析模型。
2015-10-05 astro-ph.GA
Timing the Early Assembly of the Milky Way with the H3 Survey
银河系中恒星的考古记录为我们打开了一扇独特而详细的窗口，让我们了解星系的早期形成和聚集。在这里，我们使用11，000颗具有良好测量年龄的主序星，[Fe/H]，[ $α$ /Fe]，以及来自H3巡天和盖亚的轨道来确定早期银河系主要事件的时间。位于银河平面之外的$1\lesssim |Z|/\rm kpc \lesssim4$，这个样本包含三个化学上不同的群体：低金属量群体，低- $α$和高- $α$群体在较高的金属量。这些星群的年龄和轨道分布表明：1）高$α$星群，包括盘星和原地晕，具有与离心率无关的恒星形成历史，它突然截断了$8.3\pm0.1$ Gyr ago（$z\simeq1$）; 2）低金属丰度星族，我们把它定义为吸积星晕，低$10.2.^{+0.2}_{-0.1}$星群主要位于低偏心率轨道上，其大部分恒星形成时间小于8 Gyr。这些结果表明，银河系在$z\approx2$处吸积了一个卫星星系，并在$z\approx1$与早期的盘合并。这种合并截断了早期高PDMATHAMM盘中的恒星形成，并将该盘的一部分扰动到类似晕的轨道上。合并使得在$z\lesssim1$处形成化学上不同的低$α$盘。没有任何恒星在更年轻的时候处于类似晕的轨道上，这表明这一事件是对银河系圆盘的最后一次重大扰动。
2020-04-23 astro-ph.GA
Cool carbon stars in the halo and in dwarf galaxies: Halpha, colours, and variabiity
远离银道面的冷碳（C）星可能是由小星系的碎片组成的，如人马座矮球状星系（Sgr），它们被银河系的引力场破坏。我们的目标是通过光谱学，2 MASS光度颜色和可变性数据更好地了解这一人群。在可能的情况下，我们比较了晕的结果，在天炉座矮球状星系，Sgr，和太阳附近的C星人口。本文首先介绍了在晕和天炉座中发现的几颗C星。晕C星的光谱数量现在是125。百分之四十的放射出了阿尔法。晕C星在JHK图中的狭窄位置不同于上述星系中类似的C星。利用Catalina光变数据库和LINEAR光变数据库计算了66颗晕C星的脉动周期。用TAROT望远镜获得了一些补充周期。我们证实，晕的周期分布非常类似于天炉座，我们发现，它是非常不同的太阳附近的C星。在晕中Mira/SRa短周期变星的比例比Sgr大，但对该矮星系中C星的观测还不完全，需要继续研究它们的变率，以探讨Sgr与冷晕C星之间的联系。
2013-11-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Existence of the Metal-Rich Stellar Halo and High-velocity Thick Disk in the Galaxy
基于第二次盖亚数据发布（DR 2），结合LAMOST和APOGEE光谱巡天，我们研究了相对于银河系静止的地方标准，相对速度至少为220 ${\rm km\ s^{-1}}$的高速恒星的运动学和金属丰度分布。具有[Fe/H] $>-1.0$ dex的高速星的自转速度分布可以用双高斯模型很好地描述，其峰值分别位于$V_ϕ\sim +164.2\pm0.7$和$V_ϕ\sim +3.0\pm0.3$ ${\rm km\ s^{-1}}$处，分别与厚盘和晕有关.这意味着银河系中应该存在高速厚盘（HVTD）和富金属恒星晕（MRSH）。HVTD星在托姆雷图中的位置与晕相同，但旋转速度和金属丰度与典型厚盘相同。MRSH星的自转速度、轨道偏心率以及在林德布拉德图和图姆雷图中的位置与典型晕星基本相同，但它们更富含金属。此外，我们的样本星的金属丰度分布函数（ψ）很好地拟合的四高斯模型，分别与外晕，内晕，MRSH，HVTD。化学和运动学性质和年龄暗示MRSH和HVTD星可能在原地形成。
2020-10-27 astro-ph.GA
The Supersonic Project: The eccentricity and rotational support of SIGOs and DM GHOSts
暗物质和重子在复合时的超音速相对速度（流速度）导致了早期宇宙中具有异常性质的低质量物体的形成。我们扩大了“超音速项目”论文系列的范围，包括我们称之为暗物质+气体晕偏移流（DM GHOSts）的对象-扩散，DM富集结构形成，因为DM和重子超密度的质量中心之间的物理偏移。我们提出了一个更新的数值研究DM GHOSts和超音速诱导气体物体（SITENS），包括分子冷却的影响，在高分辨率的流体动力学模拟使用AREPO代码。补充分析理解他们的椭球引力势，我们研究这些对象的人口水平的属性，表征其形态，自旋，径向质量和速度分布相比，在非流动区域的经典结构。气流速度导致气体和DM组分偏离球形度，并为气体提供更大的旋转支撑。低质量（$<\sim 10^{5.5}$ M $_\odot$）对象的区域中的流演示核心一样的旋转和质量配置文件。DM GHOSts的旋转和形态的异常可能代表了早期宇宙中观测到的超微弱矮星系的类似物，这些矮星系具有DM含量的变化和不寻常的旋转曲线。
2023-02-13 astro-ph.GA
Partitioning the Galactic Halo with Gaussian Mixture Models
星系晕被认为是与附近的矮星系合并形成的。为了探测星系晕的不同组成部分，我们应用高斯混合模型方法对APOGEE DR 16星表中的贫金属恒星进行了研究，这些贫金属恒星的[Fe/H] $< -0.7$ dex是基于金属丰度、[Mg/Fe]比和空间速度（\textit{$V_R$, $V_ϕ$}）四个参数的。九组被确定与四个从光环通过分析它们在星系中的分布，我们将它们分为三个星系群：厚盘星系群（1、3、4和5）、薄盘星系群（8）和矮星系群（7）。（[M/H]，[Mg/Fe]），（$V_R$，$V_ϕ$），（\textit{Zmax}，\textit{eccentricity}），（\textit{Energy}，\textit{Lz}）和（[Mg/Mn]，[Al/Fe]）坐标。其余两组分别由观测效应（第9组）和薄盘与厚盘之间的截面分量（第2组）引起。结果表明，在极外层吸积晕（第1组）中，银河系中诞生的恒星无论从化学还是运动学上都不能与其他星系中吸积的恒星区分开来。在$-$ 1.6 $<$ [Fe/H] $< -0.7$ dex的中间金属丰度中，吸积晕主要由Gaia-Enceladus-Sausage亚结构（第5组）组成，在化学和运动学空间上都可以很容易地与第4组（原地晕组）区分开来。一些第4族的恒星可能来自于盘状星系，而一些盘状星系的恒星可能会被共振效应散射到高轨道，如\textit{Z…
2021-01-07 astro-ph.GA
Chemical evolution with rotating massive star yields: I. The solar neighbourhood and the s-process elements
本文对银河系晕和盘中从H到U的元素丰度演化进行了全面的研究。我们使用一个一致的化学演化模型，金属丰度依赖的同位素产量从低和中等质量的恒星和产量从大质量的恒星，其中包括，第一次，金属丰度，质量损失和旋转的综合效果为一个大网格的恒星质量和恒星演化的所有阶段。大质量恒星的收益率加权的金属丰度依赖函数的旋转速度，约束观测，以获得初级一样的$^{14}$ N的行为在低金属丰度，以避免过度生产的S-元素在中间金属丰度。我们表明，对于Fe峰以下的同位素，太阳系同位素组成可以复制到两倍以上，对于大多数纯s同位素，无论是轻同位素（由旋转大质量恒星中的弱s过程产生）还是重同位素（由低质量和中等质量恒星中的主s过程产生），都可以复制到10%的水平。我们的结论是，轻元素原生过程（LEPP），调用来解释明显的丰度不足的S-元素与A< 100，是不必要的。我们还重现了重轻s元素丰度比（[hs/ls]）的演变-最近在未进化的薄盘星中观察到-作为旋转的大质量恒星在太阳下金属丰度的贡献的结果。我们发现，这些恒星产生的主要F和主导其太阳丰度，我们证实了它们在观察到的主要行为的N的作用。相反，我们发现它们的作用不足以解释晕红巨星中C12/C13的小观测值，这是由于这些恒星的内部过程。
2018-02-08 astro-ph.GA
Formation of In Situ Stellar Haloes in Milky Way-Mass Galaxies
我们研究恒星晕的形成在三个银河系质量的星系使用宇宙学的平滑粒子流体动力学模拟，专注于在原地形成的晕星的子集，而不是那些从卫星吸积。在我们的模拟中，原位恒星在恒星晕中占主导地位，达到20 kpc，占其总质量的30- 40%。我们根据它们的起源将原地晕星分为三个简单的，物理上不同的类别：从主星系盘散射的恒星（“加热盘”），从气体顺利地吸积到晕上形成的恒星（“平滑”气体）和从下落的卫星剥离的气体流中形成的恒星（“剥离”气体）。我们发现，大多数属于剥离气类别。那些起源于盘外的平滑气体往往形成于同一时间和地点的剥离气体人口，这表明他们的形成是与相同的富含气体的吸积事件。分散盘星的贡献在整体上可以忽略不计，但在太阳附近是重要的，在那里，大约90%的偏心轨道上的恒星曾经属于盘星。然而，在这一地区晕和厚盘之间的区别是非常模糊的。目前，不同成分的化学和运动学性质非常相似，但在我们的研究中，三个星系之间的原位晕的全球性质有很大不同。在我们的模拟中，结构的层次性积累不仅是吸积恒星晕的驱动力，而且也是原位形成的晕星的驱动力。
2015-10-04 astro-ph.GA
Detection of the LMC-induced sloshing of the Galactic halo
最近的大量研究表明，大麦哲伦星系可能是巨大的，有一个晕质量$>10^{11} M_\odot$。有这样一个邻近的大质量邻居的一个后果是，银河系内部相对于我们银河系的外围（超过$\sim 30$ kpc）被加速。在这项工作中，我们编译的$\sim 500$恒星的径向速度在遥远的恒星晕，$r_{\rm GC}> 50$ kpc的样本，以测试这一假设。这些恒星跨越了天空的很大一部分，因此可以看到恒星晕的全局视图。我们发现南半球的恒星平均蓝移，而北半球的恒星则红移，这与预期的一致，主要是由于LMC导致的内晕向下加速。我们将这些结果与仿真结果进行了比较，发现信号与$1.5\times10^{11} M_\odot$ LMC的入射一致。我们交叉匹配我们的恒星样本与\textit{Gaia} DR 2，发现平均自行还不够精确，以辨别大麦哲伦星系的影响。我们的研究结果表明，外银河系是显着的平衡和LMC对我们的银河系有很大的影响。
2020-10-26 astro-ph.GA
Young stellar cluster dilution near supermassive black holes: the impact of Vector Resonant Relaxation on neighbour separation
研究了超大质量黑洞附近年轻星团的轨道取向稀释率。在矢量共振弛豫的框架内，我们预测的恒星轨道平面取向的两点关联函数的时间演化作为其初始角间距和多样性的轨道参数（半长轴，偏心率）的函数。正如预期的那样，初始方向和轨道参数的分布越大，对给定的一组同时代恒星的稀释就越有效，其特征时间尺度由背景势波动的相干时间建立。一个马尔可夫处方相匹配的数值模拟，使我们能够有效地探测未解决的核的基本运动学性质时，要求与给定的稀释效率的一致性，所观察到的恒星盘内的一个角秒的Sgr A*。作为一个概念的证明，我们计算的半长轴尖点指数和旧背景星团中的中等质量黑洞的分数的函数的恒定稀释时间的地图。这一计算表明，矢量共振弛豫应该证明在这种情况下是有用的，因为它影响的时间尺度上的取向与恒星的年龄相当。
2020-08-05 astro-ph.GA cond-mat.stat-mech
Resonant Trapping in the Galactic Disc and Halo and its Relation with Moving Groups
利用一个详细的银河系非轴对称势，观测和动力学约束，在银河系中的酒吧和旋臂的影响进行了研究，在磁盘和恒星晕。特别是详细分析了由银条引起的银道面上的共振对恒星在银盘和星系晕中的捕获作用。为此，提出了一种新的方法来描绘捕获区的经验图中获得的银河势的一些轨道性质。在这些图中，我们在惯性银河系中画出一个特征轨道能量与特征轨道角动量的关系，或者在棒的参考系中画出一个特征轨道能量与轨道雅可比常数的关系，当这是银河势中唯一的非轴对称分量时。利用这些图，利用太阳附近的盘星和晕星的样本，得到了盘星和晕中的一些捕获区。我们计算几个家庭的周期性轨道上的银河平面，一些与这种共振捕获。特别是，我们发现，这些共振对银河系平面的捕获效果可以从这个平面延伸几个千秒差距，捕获恒星的星系晕。我们分析的目的是调查捕获区域是否包含我们银河系中已知的移动群体。我们已经将我们的方法应用于卡普坦群，这是晕中的一个运动群，我们发现这个群似乎与银河平面上的一个特定共振无关。
2015-05-17 astro-ph.GA
Wide binaries in ultra-faint galaxies: a window onto dark matter on the smallest scales
我们进行受控的$N$体模拟，遵循双星的动力学演化的暗物质（DM）晕的超微弱矮椭球（dSphs）。我们发现，宽双星的半长轴$a\gtrsim a_t$往往很快被破坏的潮汐场的晕。在光滑势中，截断尺度$a_t$主要由矮星系半光半径（$R_h$）内的质量和$R\approx R_h$处DM晕轮廓的斜率决定，而与双星系统的初始偏心率分布和恒星轨道关于星系势的各向异性无关。对于Segue I（最接近的超微弱天体）的速度色散和半光半径，我们的模型预测的$a_t$值在尖状晕中比在这里考虑的任何核心模型中小2- 3倍。使用模拟观测Segue I，我们表明，测量投影的两点关联函数的恒星对亚弧秒的分辨率可能提供一个有用的工具，以限制DM的数量和分布在最小和最DM为主的星系。
2016-05-30 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
A massive mess: When a large dwarf and a Milky Way-like galaxy merge
大约100亿年前，银河系与一颗巨大的卫星盖亚-土卫二合并。为了深入了解其碎片的特性，我们详细分析了Villalobos & Helmi（2008）的一系列模拟，其中包括一个实验，该实验与从盖亚数据推断的附近晕星的运动学很好地匹配。我们比较了模拟中恒星粒子的运动学分布，并研究了碎片在轨道角动量、偏心率和能量方面的分布及其与模拟卫星质量损失历史的关系。我们确认，盖亚-土卫二可能是在一个逆行的，30 $^\circ$倾角轨道下降。我们发现，虽然在我们首选的模拟75%的碎片具有大的偏心率（$> 0.8$），大约9%的偏心率小于0.6。早期丢失的恒星粒子有很大的逆行运动，其中一部分有很低的离心率。这样的恒星应该有较低的金属丰度，因为它们来自卫星的外围，因此天真地将它们与一个独立系统的碎片混淆。这些考虑似乎适用于假设的红杉星系中的一些恒星。当一个巨大的盘状星系合并时，它留下的碎片具有复杂的相空间结构，大范围的轨道特性和化学丰度。从观察上看，这导致子结构具有非常不同的性质，这可能被误解为意味着独立的后代。大量恒星样本的详细化学丰度和量身定制的流体动力学模拟对于解决这些难题至关重要。
2020-06-13 astro-ph.GA
Through Thick and Thin: Kinematic and Chemical Components in the Solar Neighbourhood
我们使用已公布的数据搜索在太阳附近的化学不同的恒星成分的存在。扩展早期的工作，我们表明，当被认为是铁，α元素，和r-过程元素Eu的丰度，恒星整齐地分为两组，描绘了传统的薄和厚盘的银河系。类似于薄盘的恒星群的[Fe/H]>-0.7和alpha/Fe<0.2。厚盘状组重叠薄盘在[Fe/H]，但具有较高的丰度的α元素和Eu。然而，[α/Fe]比值在-1.5<[Fe/H]<-0.7范围内的恒星，似乎属于一个独立的、动力学冷的、非旋转的组成部分，我们将其与潮汐碎片联系起来。当[Fe/H]<-1.5时，运动热恒星晕占主导地位。这些结果表明，有可能只使用它们的化学性质来定义太阳邻域的主要动力学成分，这是一种具有许多有趣后果的方法。薄盘星的运动学与金属丰度无关：它们的平均自转速度大致保持在-0.7<[Fe/H]<+0.4的范围内，这一结果反驳了径向迁移在薄盘演化中发挥的重要作用。分配到薄磁盘的恒星的速度色散也是独立的[Fe/H]，这意味着熟悉的速度色散的增加与金属丰度的降低是在较低的金属丰度的厚磁盘的流行率增加的结果，而不是持续运行的动态加热机制。[Fe/H]和可能的恒星年龄的大量重叠，各种成分可能会影响太阳附近恒星性质的其他报告趋势。
2010-10-29 astro-ph.GA
Leaves on trees: identifying halo stars with extreme gradient boosted trees
扩展的恒星晕是大质量星系分层形成的自然副产品。如果合并是我们银河系成长过程中不可忽视的因素，那么这些事件的证据应该被编码在它的恒星晕中。然而，可靠地鉴定真正的晕星是一项具有挑战性的任务。第一次发布的盖亚数据包含了超过200万颗恒星的位置，视差和自行，其中大部分位于太阳附近。盖亚DR2将把这个样本放大到超过15亿颗恒星，其中最亮的约500万颗恒星将拥有完整的相空间信息。我们的目标是开发一种机器学习模型，以可靠地识别晕星，即使它们的完整相空间信息不可用。我们使用梯度提升树算法来构建一个监督的晕星分类器。该分类器是在从盖亚宇宙模型快照中提取的样本上训练的，与TGAS的误差以及即将到来的盖亚DR2的预期不确定性进行卷积。我们还对分类器进行了TGAS和RAVE星表之间的交叉匹配训练，其中光环星以完全独立于模型的方式进行标记。然后，我们使用这个模型来识别晕星TGAS。当完整的相空间信息是可用的，并为盖亚DR2一样的不确定性，我们的分类器是能够恢复90%的晕星，最多30%的距离误差，在一个完全看不见的测试集，并与污染程度可以忽略不计。当视线速度不可用时，我们恢复了约60%的晕星，污染率不到10%。当应用于TGAS数据时，我们的分类器检测到337个高置信度的RGB晕星。尽管这个数字很小，但考虑到数据的不确定性，它与模型的预期是一致的。在所有研究的情况下，大的视差误差是识别大量晕星的最大限制。
2018-04-23 astro-ph.GA
Population types of cataclysmic variables in the solar neighbourhood
首次计算了太阳附近159颗激变变星的银河系轨道参数，并利用已发表的运动学参数确定了它们的星族类型。星群分析显示，样本中约有6%的激变变星是银河系厚盘组成部分的成员。该值与从星计数分析获得的分数一致。样本中的其余系统被发现位于银河系的薄圆盘组件中。我们的分析显示，在太阳附近没有光环CV。大约60%的厚盘CV的轨道周期低于轨道周期间隙。这一结果与灾变变量的人口合成模型的预测大致一致。利用最可能的厚盘CV的总空间速度色散，得到了13 Gyr的运动学年龄，这与银河系厚盘成分的年龄一致。
2012-11-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
A box full of chocolates: The rich structure of the nearby stellar halo revealed by Gaia and RAVE
等级结构形成模型预测，恒星晕应该至少部分地通过合并形成。如果这是银河系晕的主要形成通道，那么这种合并历史的印记以移动的群体或流的形式也应该存在于太阳附近。在这里，我们研究晕星的运动学在太阳附近使用最近的第一个数据发布的盖亚任务，特别是TGAS数据集，结合数据从RAVE调查。我们的目标是确定的子结构的量存在于相空间分布的晕星，可能与合并碎片。为了研究运动学子结构，我们测量了晕（低金属丰度）星样本中的速度关联函数。我们还研究了这些恒星在能量空间和角动量的两个分量（我们称之为“运动积分”空间）中的分布。速度关联函数揭示了子结构的形式是一个多余的对恒星具有类似的速度，远高于预期的一个平滑的分布。比较宇宙学模拟的恒星晕的形成表明，发现的水平是一致的星系晕已建成完全通过吸积。同样，恒星在“运动积分”空间中的分布也非常复杂。一个惊人的高比例（58%至73%）的恒星比太阳的束缚更少，是在（高度）逆行轨道上。在宇宙学流体动力学模拟中，与银河系质量的星系进行简单的比较表明，只有不到1%的星系具有如此显著的逆行外晕。我们还确定了其他几个统计上显着的结构，在“运动积分”空间，可能与合并事件。
2016-12-23 astro-ph.GA
Extreme mass ratio inspirals in galaxies with dark matter halos
该研究针对含暗物质晕的星系中的极端质量比旋近（EMRIs），推导其轨道解析表达式，通过数值计算与波形分析，证明EMRIs可探测紧致度低至$10^{-5}$的暗物质晕，且暗物质晕参数越大越利于降低参数估计误差、打破参数简并。
2024-10-31 astro-ph.GA gr-qc
Exploring the Galaxy's halo and very metal-weak thick disk with SkyMapper and Gaia DR2
在这项工作中，我们结合光谱信息从\textit{SkyMapper survey for Extremely Metal-Poor stars}和天体测量从盖亚DR 2调查的475颗恒星的样本的运动学与金属丰度范围的$ -6.5 \leq \rm [Fe/H] \leq -2.05$ dex。利用的行动地图，我们确定16和40星动态一致的\textit{Gaia Sausage}和\textit{Gaia Sequoia}吸积事件，分别。这些候选者中最贫金属的金属丰度分别为$\rm [Fe/H]=-3.31$和$\rm [Fe/H]=-3.74$，有助于确定参与吸积事件的祖先的低金属丰度尾部。我们还发现，与其他研究一致，$\sim$ 21\%的样本具有保持限制在银河平面3~kpc内的轨道，即，|Z $_{max}$| $\leq$ 3~kpc.特别令人感兴趣的是一个低浓度的子样本（占总数的$\sim$ 11%），|Z $_{max}$|具有低离心率和椭圆运动的恒星。这些恒星的最低金属丰度为[Fe/H] =-4.30，子样本最好解释为金属弱厚盘人口的极低金属丰度尾部。低|Z $_{max}$|，低离心率恒星逆行轨道可能是吸积，而低离心率恒星|Z $_{max}$|高离心率的正、逆行星与\textit{Gaia Sausage}系统可能有联系。我们发现，我们的样本的一小部分（$\sim…
2020-11-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Very Metal-Poor Outer-Halo Stars with Round Orbits
银河系中晕星的轨道运动反映了它们形成的祖先系统的轨道运动，这使得追踪银河系的质量组装历史成为可能。根据精确的自行和视线速度直接测量三维速度，揭示了大多数内晕区的晕星在偏心轨道上运动。然而，由于缺乏这些恒星的精确自行，我们对遥远的、原位的晕星样本的运动的理解仍然有限。在这里，我们探讨了一个独立的模型分析的视线速度和空间分布的最近的样本1865年精心挑选的晕蓝水平分支（BHB）恒星在30千秒差距的银河系中心。我们发现非常贫金属（[Fe/H] < -2.0）的BHB星的平均自转速度明显滞后于相对富金属（[Fe/H] > -2.0）的BHB星。我们还发现，相对更多的金属丰富的BHB星占主导地位的恒星偏心轨道，如以前观察到的其他恒星样本的内晕区域。相比之下，贫金属的BHB恒星主要是由更圆、更低偏心率的轨道上的恒星组成。我们的研究结果表明，银河系的祖先系统的运动，有助于在30千秒差距内发现的恒星星族直接相关的金属丰度，这可能与它们的物理性质，如气体分数。这些结果与Halo et al.（2010）提出的晕系统存在内/外晕结构相一致。
2012-12-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Evolution of Isotope Ratios in the Milky Way Galaxy
同位素比值为研究恒星演化、超新星和星系化学演化的细节打开了一扇新的窗口。我们提出的元素丰度（从C到Zn）在太阳附近的同位素比的演变，凸起，晕，厚盘，使用化学演化模型与更新的渐近巨分支（AGB）恒星和核心塌陷超新星的产量。由于初始母体质量和金属丰度对元素生成的影响，每种元素的演化历史是不同的。在凸起和厚盘中，恒星形成的时间尺度比太阳附近的短，导致更高的[α/Fe]比率。同样，Ia型超新星在这些区域的贡献较小，导致[Mn/Fe]比值较低。同样在核球中，[（Na，Al，P，Cl，K，Sc，Cu，Zn）/Fe]丰度较高，这是由于金属丰度对核塌缩超新星产生元素的影响。根据我们的预测，有可能发现富含金属的恒星（[Fe/H]>-1），这些恒星是在早期宇宙中快速形成的结果。晕的化学富集时间尺度比太阳附近的长，因此[（C，F）/Fe]和12 C/13 C的比值较高，这是由于低质量AGB星的显著贡献。虽然[α/Fe]和[Mn/Fe]比值与太阳附近相同，但[（Na，Al，P，Cl，K，Sc，Cu，Zn）/Fe]比值预计会更低。此外，我们预测的同位素比值，如24 Mg/25，26 Mg是较大的，因为低金属丰度超新星的贡献。利用同位素比率，可以选择在化学富集效率低的系统中形成的恒星，例如在我们银河系中吸积的卫星星系。
2011-02-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Halo orbits in cosmological disk galaxies: tracers of formation history
我们分析了恒星和暗物质粒子的轨道在一个盘状星系的晕形成的宇宙流体动力学模拟。晕在内部~20 kpc内呈扁球形，超过此半径为三轴。大约43%的轨道是短轴管-其余的属于表征三轴势的轨道族（盒子，长轴管和混沌轨道），但它们的形状接近轴对称。我们发现没有证据表明，自洽分布函数的近扁球形内晕主要是由轴对称短轴管轨道。所有族的轨道，以及两种类型的粒子都是高度偏心的，平均偏心率>0.6。我们发现随机选择的晕星样本在“运动积分”空间中没有显示出子结构。然而，在金属丰度与形成时间的关系图中，可以清楚地识别出个别的吸积事件。在动力学上，年轻的潮汐碎片主要出现在单一类型的轨道上。然而，与较老卫星相关的恒星在形成过程中变得混乱混合（可能是由于中央隆起和盘的散射以及重子过程），并出现在所有四种类型的轨道上。我们发现，宇宙流体动力学模拟中的潮汐碎片经历了显着更多的混沌演化比碰撞模拟，使其更难单独使用相空间坐标来识别单个祖先。然而，通过结合恒星年龄和化学丰度的信息与晕星的轨道特性在潜在的自洽潜力，祖先的识别是可能的。
2013-02-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evidence for Two Early Accretion Events That Built the Milky Way Stellar Halo
盖亚香肠是建造银河系恒星晕的主要吸积事件。在这里，我们提供动力学和化学证据的第二个重大吸积插曲，不同的盖亚香肠。红杉事件提供了恒星晕中大部分的高能逆行恒星，以及最近发现的球状星团FSR 1758。还有多达6个球状星团，包括$ω$ ~Centauri，以及Myeong等人（2018）中的许多逆行子结构，与名为Sequoia的祖矮星系有关。红杉星系的恒星质量是$\sim 5 \times 10^{7} M_\odot$，而总质量是$\sim 10^{10} M_\odot$，这是根据丰度匹配或球状星团质量的总和来判断的。虽然明显没有香肠那么大，红杉有一个独特的化学动力学签名。强逆行的红杉星有一个典型的离心率$\sim0.6$，而香肠星没有明显的净旋转，主要在径向轨道上运动。平均而言，红杉恒星的金属丰度（根据$\sim 0.3$ dex）较低，丰度比高于香肠恒星。我们推测，香肠和红杉星系可能已经在一个可比的时代关联和吸积。
2019-06-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Informing dark matter direct detection limits with the ARTEMIS simulations
暗物质（DM）直接探测实验的目的是对DM-核子散射截面和DM粒子质量施加约束。这些约束敏感地依赖于假设的局部DM密度和速度分布函数。虽然天体物理观测可以为前者提供信息（以依赖于模型的方式），但后者无法直接通过观测获得。在这里，我们使用高分辨率ARTEMIS宇宙流体动力学模拟套件的42银河系质量晕探索的空间和运动学分布的DM在太阳附近，我们研究这些数量是如何影响的子结构，重子，暗盘的存在，以及一般的晕晕散射（宇宙方差）。我们还探讨了准确性的标准麦克斯韦方法建模的速度分布函数。我们发现显着的晕晕分散的密度和速度的功能，如果通过标准的晕模型预测DM的检测限传播，意味着一个显着的分散有关的通常引用的限制。我们还表明，在一般情况下，麦克斯韦近似工程相对较好的模拟，包括重子的重要引力效应，但不太准确的碰撞（DM-唯一）模拟。考虑到DM直接检测相关数量的显著晕-晕分散，我们主张传播此不确定性来源，以获得保守的DM检测限。
2020-09-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Mimicking the halo-galaxy connection using machine learning
阐明星系性质与其宿主晕性质之间的联系是星系形成的关键因素。当物体的空间分布也被考虑在内时，它与宇宙学测量非常相关。在本文中，我们使用机器学习技术来分析这些错综复杂的关系，在IllustrisTNG 300磁流体动力学模拟，预测重子性质的晕属性。我们采用了四种不同的算法：极端随机树，K近邻，光梯度增强机和神经网络，以及所有四种方法的结果的独特而强大的组合。总的来说，不同的算法产生一致的结果，从一组输入晕属性，包括晕质量，浓度，自旋和晕过密度预测星系属性。对于恒星质量，皮尔逊相关系数为0.98，对于特定的恒星形成率（sSFR），颜色和大小下降到0.7-0.8。此外，我们申请，在这种情况下，第一次，现有的数据增强方法，合成少数过采样技术与高斯噪声回归（SMOGN），旨在减轻不平衡的数据集的问题，表明它改善了整体形状的预测分布和分散的晕星系的关系。我们还表明，我们的预测是足够好的再现多个星系人口的功率谱，定义在恒星质量，sSFR，颜色和大小的高精度。我们的研究结果与以前的报告一致，表明某些星系的性质不能单独使用晕特征再现。
2022-07-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Action-based distribution function modelling for constraining the shape of the Galactic dark matter halo
利用来自盖亚DR 2的天琴座RR型晕星的天体测量数据，估算了银河系中心$r \lesssim 30$ kpc范围内银河系暗物质晕的三维密度分布。我们模型的恒星晕分布函数和银河系的潜力，充分考虑到调查的选择功能，观测误差，和缺失的视线速度数据的RR天琴座恒星。用贝叶斯MCMC方法，我们推断的模型参数，包括密度平坦的DM晕$q$，这是假定为常数的半径的函数。我们发现$q$的后验分布的99%位于$q>0.963$，这强烈地不利于平坦的DM晕。我们不能得出任何结论，银河系DM晕在$r \lesssim 30$ kpc是否是扁长的，因为我们限制自己的轴对称扁圆晕模型与$q\leq1$。我们的结果是不一致的宇宙流体动力学模拟的预测，主张更多的扁圆（$\langle{q}\rangle \sim0.8 \pm 0.15$）DM晕内$\sim 15\%$的银河大小的星系维里半径。另一种可能性是，根据我们用宇宙学模拟进行的验证测试，银河系晕的真实值$q$可能与宇宙学模拟一致，但银河系势的不平衡使我们对$q$的测量膨胀了0.1-0.2。作为我们分析的副产品，我们的模型将太阳邻域的DM密度限制为$ρ_{\mathrm{DM},\odot} = (9.01^{+0.18}_{-0.20})\times10^{-3}M_\odot \mathrm{pc}^{-3} = 0.342^{+0.007}_{-0.…
2020-12-07 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Forming short period sub-stellar companions in 47 Tucanae -- II. Analytic expressions for the orbital evolution of planets in dense environments
在$\sim 1$ %的本地场恒星周围发现了短周期的大质量行星，称为热彗星（HJ）。由于原始盘中的扭矩，产生HJ所必需的向内迁移可能是“低偏心率”，或“高偏心率”（HEM）。后者涉及令人兴奋的高轨道偏心率，允许与主星足够近的通道，以提高行星中的循环潮汐。我们提出了一个分析框架，量化的作用，在高密度环境中的动态遭遇在HEM。我们发现，遇到可以增强或抑制HEM，这取决于当地的恒星密度和初始半长轴$a_0$。对于中等密度，外部扰动可以激发大的偏心率，使行星在恒星寿命内循环。在极高的密度下，这些扰动反而会导致行星的潮汐破坏，从而不会产生HJ。这可能解释了M67中的HJ明显超过了它们的本地场星丰度，而47 Tuc中的HJ明显不足。应用我们的分析框架，我们表明，对于一个初始的大规模行星人口类似的领域，预期的HJ发生率在47图克是$f_\mathrm{HJ}=2.2\times 10^{-3}$，这仍然符合目前的限制。未来的大型（样本大小$\gtrsim 10^5$）或敏感的过境调查的恒星在球状星团需要驳斥的假设，即初始行星人口是类似的太阳邻域平均。在这样的调查中没有检测到行星将对行星形成理论产生广泛的影响，这意味着球状星团中的行星形成率必须在广泛的$a_0$范围内受到抑制。
2022-06-27 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
