The Sagittarius Dwarf Galaxy: a Model for Evolution in a Triaxial Milky Way Halo
我们提出了一个新的N-体模型的人马座（Sgr）矮星的潮汐破坏，能够同时满足大多数的角位置，距离和径向速度的限制，目前宽场调查的动态年轻（< 3 Gyr）潮汐碎片流。特别是，该模型解决了冲突的角位置和径向速度的限制，在Sgr的主导潮流，近年来一直强调。虽然该模型没有再现在主要碎片流中观察到的明显分叉，但最近的观测数据表明，这种分叉可能是对Sgr矮星内部性质的限制，而不是对其轨道细节的限制。该模型成功的关键是在银河系引力势中引入了非轴对称分量，它可以用半径为20 < r < 60 kpc的短/长轴比（c/a）_φ = 0.72，中/长轴比（b/a）_φ = 0.99的三轴暗物质晕来描述。这个晕的短轴/中轴/主轴分别沿着（l，b）=（7，0），（0，90）和（97，0）方向，对应于一个近扁椭圆体，其短轴包含在银盘平面内。我们证明，简单的假设，恒星形成的历史，Sgr，潮汐剥离模型自然会引起梯度的金属丰度分布函数（ESTA）沿恒星碎片流类似于最近的研究中观察到的。（节录）。
2010-03-04 astro-ph.GA
Measuring the slopes of mass profiles for dwarf spheroidals in triaxial CDM potentials
我们产生的恒星分布函数（DF）在三轴晕，以检查斜率$Γ\equiv Δ{\rm log} M / Δ{\rm log} r$的可靠性推断通过应用质量估计的形式$M\propto R_eσ^2$（即假设球对称，其中$R_e$和$σ$是发光的有效半径和全球速度色散，分别）到两个恒星子群独立跟踪相同的引力势。DF的形式为$f(E)$，是动态稳定的，并直接对应于在银河系和星系团晕的宇宙学暗物质模拟中形成的subhaloes的三轴电位内产生。此外，我们考虑了不同的示踪剂数密度分布（尖点和核心）推断的质量分布的斜率的影响。对于这里考虑的各向同性的DF，我们发现，晕三轴性往往会引入反相关的$R_e$和$σ$时，估计为各种视角。净效应对与质量分布斜率相关的系统误差的贡献可忽略不计，质量分布斜率继续由更高浓度示踪剂群体的质量高估偏倚主导。我们表明，简单的质量估计两个不同的示踪剂人口可以给可靠的（和宇宙学意义）下限为$Γ$，无论程度的三轴性或形状的示踪剂数密度分布。
2013-03-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Inferring the gravitational potential of the Milky Way with a few precisely measured stars
银河系的暗物质晕被认为是三轴的，充满了亚结构。人们希望，恒星系统的潮汐破坏所产生的恒星流或壳层将提供精确的引力势测量，以检验这些预测。我们开发了一种方法来推断银河系的潜力与潮汐流的基础上的想法，流星曾经接近相空间。我们的方法可以灵活地适应任何形式的银河势：它在相空间而不是作用空间中工作，因此既不依赖于我们推导作用的能力，也不依赖于势的可积性。我们的模型是概率性的，具有似然函数和参数的先验。该方法可以适当地考虑有限的观测不确定性和缺失的数据维。我们测试我们的方法从N体模拟卫星中断在一个静态的，多组分的银河系，包括一个三轴暗物质晕与观测的不确定性，选择模仿当前和不久的将来调查的各种恒星的合成数据集。我们发现，只要有四个测量良好的流星，我们就可以推断出三轴势的性质，精度为5%-7%。没有自行，我们得到15%的潜在的参数和精度约25%的限制恢复丢失的相空间坐标。这些结果对于使用灵活的、与时间相关的势模型结合更大的数据集来解开银河系周围暗物质分布的详细形状的最终目标是令人鼓舞的。
2014-05-26 astro-ph.GA
Detecting the Figure Rotation of Dark Matter Halos with Tidal Streams
在宇宙学模拟中，围绕着银河系的暗物质晕是三轴的。大约30年前，人们预测，这种三轴暗物质晕应该会在几千兆年的时间内表现出稳定的图形旋转或翻滚运动。宇宙学模拟预测的图形旋转角频率可用图形速度的对数正态分布来描述，其中值为0.15hkm/s/kpc（~ 0.15hrad/Gyr ~ 9 hdeg/Gyr），宽度为0.83km/s/kpc。这些模式速度是如此之小，以至于它们通常被认为是不重要和不可检测的。在这项工作中，我们表明，即使是这种极其缓慢的数字旋转可以显着改变银河系晕中的卫星潮汐破坏产生的扩展恒星流的结构。模拟了不同形状的三轴暗物质晕绕三个主轴旋转时，类人马座极区潮汐流的行为。对于宇宙学晕的典型模式速度，我们第一次证明，人马座般的潮汐流将被改变到即使用目前的观测也能检测到的程度。这一发现将有可能允许未来测量银河系暗晕的图形旋转，并可能使这一相对未探索的LambdaCDM预测的第一个证据成为可能。
2021-02-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Sagittarius Stream and Halo Triaxiality
我们提出了一个质量模型的银河系，这是适合的人马座流的观测与约束来自广泛的光度和运动学数据。该模型包括一个Sérsic隆起，一个指数盘，和一个Einasto晕。我们的贝叶斯分析是使用仿射不变马尔可夫链蒙特卡罗算法完成的。我们发现，最适合的暗物质晕是三轴的轴比$3.3\pm 0.7$和$2.7\pm 0.4$和短轴近似对准太阳银河系的中心线。我们的研究结果与Law和Maurisski（2010）中的结果一致。这样一个强烈的非球面晕是不利于标准的冷暗物质的结构形成方案。
2012-09-28 astro-ph.GA
Detecting Triaxiality in the Galactic Dark Matter Halo through Stellar Kinematics II: Dependence on Dark Matter and Gravity Nature
最近的研究表明，银河系的全球潜力可能是非球形的。在这种情况下，银河系的聚集过程可能留下了持久的恒星晕运动学化石，这是由于暗物质晕的形状，可能是由轨道共振产生的。我们进一步研究这种可能性，考虑现在的潜在模型进一步远离$Λ$ CDM晕，像标量场暗物质晕，MOND，并包括其他几个因素，可能模仿的出现和永久性的运动群，如，一个球形和三轴晕与嵌入磁盘的潜力。我们发现，无论密度分布（DM性质），运动组只出现在存在的三轴晕势。对于类似MOND的引力理论，不存在运动学结构。我们的结论是，这些运动恒星群的检测可以证实预测的三轴性暗晕在宇宙学星系形成的情况。
2015-03-19 astro-ph.GA
Dark Matter in the Milky Way
我们回顾了大多数动力学的限制一般的螺旋星系的引力场，特别是银河系。这种限制对于确定星系中假定的暗物质晕的特征是至关重要的。对于银河系，我们审查的观测约束的内部部分（核心或尖状暗物质分布，最大磁盘或没有），在太阳附近（本地暗物质密度）和外部部分（维里质量和三轴形状的暗物质晕）。我们还指出了各种警告，系统性影响和当前的大不确定性。许多基本的参数，如当地的圆速度是知之甚少，证据的三轴性的暗晕是摇摇欲坠的，和不同的估计维里质量以及当地的暗物质密度变化至少有一个因素的两倍。然而，我们认为，目前最适合的本地暗物质密度，这应该被用作直接暗物质检测搜索的基准值，是0.5 GeV/cm 3的顺序。我们还解释了为什么在星系尺度上粒子暗物质的替代品仍然应该非常认真地考虑。
2015-01-08 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Stellar Spiral Structures in Triaxial Dark Matter Haloes
我们采用非常高的分辨率模拟孤立的银河系类星系的指数恒星盘上的三轴暗物质晕的影响进行研究。非绝热晕形状的变化可以触发双臂大设计螺旋结构，一直延伸到圆盘的边缘。它们的模式速度与内部Lindblad共振相一致，表明它们是运动学密度波，可以持续到几个Gyr。在动态冷盘中，大设计螺旋被摆动放大，并且在几个陀螺之后可以导致形成（多臂）瞬时复发螺旋。恒星盘错位的主机三轴晕的主平面发展的特点，整体形状的翘曲，但在其他方面表现出非常相似的螺旋结构对齐光盘。在我们的模拟中的大设计的螺旋，其强度与半径的依赖性是由盘上的扭矩，这表明，通过研究大设计的螺旋没有酒吧，它可能会设置约束的潮汐场和主机暗物质晕的形状。
2016-07-04 astro-ph.GA
Constraining the shape of Milky Way satellites with distance gradients
我们结合暗能量相机遗产调查（DECaLS）DR 8光度学和盖亚光度学，研究牧夫座I，天龙座，小熊座，六分仪和玉夫座矮星系的3-D结构使用蓝色水平分支（BHB）恒星作为距离指标。我们构建了一个新的颜色绝对星等的BHB星，我们用来测量的距离梯度内的身体的矮星系。我们只在Sextans和Sculptor中检测到统计上显著的非零梯度。通过三轴Plummer模型对系统的梯度和二维密度的模拟，我们发现两个矮星系的距离梯度不符合扁长形状，但与扁球或三轴形状相容。为了解释观测到的梯度，Sextans和Sculptor的扁圆模型需要具有显著的内在椭圆率，大于Sextans的$0.47$和Sculptor的$0.46$。扁平的扁球形可能意味着速度分布的显著各向异性，以便与这些系统中缺乏显著的速度梯度相一致。
2022-03-05 astro-ph.GA
Galactic Center gamma-ray excess from a generic triaxial halo
City University of Hong Kong（香港城市大学）；Oakland University（奥克兰大学）
研究通过分析伽马射线观测数据，发现银河系中心过剩现象更可能由三轴且倾斜的暗物质晕产生，而非恒星晕。
2026-07-14 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Loss of halo triaxiality due to bar formation
宇宙学N体模拟表明星系的暗物质晕一般是三轴的。然而，重子盘的存在被认为改变了晕的形状。在这里，我们的目标是研究酒吧的形成是如何影响晕三轴性，以及如何，反过来，酒吧的存在影响晕的形状。我们进行了一组无碰撞N体模拟盘星系与三轴暗物质晕，使用椭圆盘作为初始条件。我们研究模型的不同的晕三轴，并在没有酒吧形成的情况下，调查的晕形状的行为，我们运行的模型与不同的磁盘质量，晕浓度，磁盘速度分散和模型的磁盘形状保持人工轴对称。我们发现，引入一个巨大的磁盘的原因晕三轴性被部分稀释。一旦圆盘完全长大，一个强大的恒星棒在仍然是非轴对称的晕内发展，导致它失去剩余的非轴对称性。在三轴晕的初始条件是这样的酒吧不形成，晕是能够保持三轴和圆化其形状的平面上的磁盘是有限的磁盘增长的时期。我们的结论是，部分循环的光环是由于光盘的增长，但部分必须归因于酒吧的形成。我们发现，最初的圆盘响应过度的三轴电位，并成为高度拉长。它们也比最初的椭圆盘失去更多的角动量，从而形成更强的杆。正因为如此，他们的酒吧在他们的光环上引起的循环也更快。我们还分析了晕的垂直形状，并观察到它们的垂直方向仍然相当大，这意味着晕成为近似扁圆的模拟结束。[删节]
2010-04-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Triaxiality of the Milky Way dark matter halo and the microlensing optical depth towards the Large Magellanic Cloud
Institute for Astronomy, University of Edinburgh（爱丁堡大学天体物理研究所）；Royal Observatory, Blackford Hill, Edinburgh EH9 3HJ, UK（英国爱丁堡黑福德山皇家天文台）；Instituto de Física Teórica UAM/CSIC, Universidad Autónoma de Madrid（马德里自治大学理论物理研究所）
本文计算三轴暗物质晕的微引力透镜光学深度，发现其形状依赖由视线投影决定，对银河系晕形状导致约±15%的系统误差，影响MACHO比例推断。
2026-09-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Simulations of Barred Galaxies in Triaxial Dark Matter Haloes: The Effects of Gas
星系的重子盘被认为改变了它们所处的暗物质晕的形状。我们使用具有气态成分的椭圆盘作为初始条件，对具有三轴暗物质晕的盘星系进行了一组流体动力学N体模拟。我们探索不同的晕三轴模型，也不同的初始气体分数，这使我们能够评估如何影响酒吧的形成。由于恒星的形成，所有光环形状和所有初始气体分数的模型在模拟结束时达到近似相同的气体含量。然而，我们发现，在早期阶段的气体的存在有重要的影响，随后的演变。当初始气体含量较大和晕三轴度较大时，砂体一般较弱。然而，气体的存在，是一个更有效的因素，在抑制形成一个强大的酒吧比晕三轴性。
2012-07-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Triaxial Cosmological Haloes and the Disc of Satellites
我们构造简单的Navarro-Frenk-White晕的三轴概化。这些模型具有基本引力势，以及在小半径处像1/r那样的尖点密度和在大半径处像1/r^3那样的下降密度。椭圆率随半径变化，可以根据用户的规格进行调整。在垂直于模型的短轴和长轴的平面中的闭合周期轨道可以用周转理论很好地描述，并且可以用作长寿命圆盘的构建块。作为应用，我们进行了模拟薄盘卫星在三轴暗晕潜力。这是由于最近声称M31星系周围有一个扩展的薄卫星盘，垂直均方根散射约为12 kpc，径向范围约为300 kpc（Ibata et al. 2013）。我们表明，一个薄的卫星盘可以持续宇宙学时间，当且仅当它位于垂直于长轴或短轴的三轴晕，或在赤道或极面的球状晕的平面。在任何其他方向，那么光盘厚度的两倍约5 Gyr的时间尺度，因此必须有一个令人难以置信的小垂直scaleheight出生。
2013-08-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
The shapes of Milky Way satellites: looking for signatures of tidal stirring
我们研究的背景下，潮汐搅拌的矮球状星系的形成方案的银河系卫星的形状。用于测量形状的标准程序涉及数据的平滑和分箱，因此可能不足以检测像条这样的结构属性，这些属性在低表面亮度系统中通常是微妙的。利用这一事实，即在附近的矮星测光的个别恒星是可用的，我们引入离散措施的形状的基础上的二维惯性张量和傅立叶酒吧模式。我们应用这些措施的形状第一个各种模拟矮星系通过潮汐搅拌盘嵌入在暗物质晕和轨道银河系形成。除了强烈的质量损失和恒星轨道的随机化，磁盘进行形态的转变，通常涉及形成一个三轴杆后的第一个近心通道。如果潮汐力足够强，这些潮汐诱导的酒吧持续几个Gyr之前被缩短到一个更球形的形状。我们通过以类似的方式测量附近的矮星系（银河系的卫星）的形状来测试这一预测。我们探测到小熊座、人马座、大麦哲伦星云和船底座的内杠。此外，11个被研究的矮星中有6个在外部显示出细长的恒星分布，这可能意味着过渡到潮汐尾。因此，我们发现银河系卫星的形状是一致的潮汐搅拌模型的预测。
2012-03-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Bar formation and evolution in disc galaxies with gas and a triaxial halo: Morphology, bar strength and halo properties
我们遵循的形成和演化的酒吧在N体模拟的盘星系与气体和/或三轴晕。我们发现相对气体含量和晕形状对坝的形成和演化都起着重要作用。在富含气体的模拟中，圆盘保持近轴对称的时间比缺乏气体的圆盘长得多，而且，当棒开始生长时，它的速度要慢得多。由于这两种效应的结合，大规模的酒吧形成后，在丰富的气体比在气体贫乏的磁盘。这可以解释在大质量的红色盘星系中，棒比在蓝色螺旋星系中更早出现的现象。我们还发现，在酒吧区的形态特征的强烈影响的气体分数。特别是，在模拟结束时的酒吧是在富含气体的情况下弱得多。我们没有看到酒吧被毁。晕三轴度对杆件强度有双重影响。在模拟的早期阶段，它诱导酒吧形成开始较早。另一方面，在后期，长期的演化阶段，三轴晕导致相当少的增加酒吧的强度比球形的。光环的形状随着时间的推移而发生相当大的变化。内晕圈部分可以变得更细长或更球形，这取决于棒强度。初始三轴晕的主体向球形演化，但在初始强三轴的情况下，它停止成为球形。部分被晕吸收的角动量会产生相当大的晕粒子旋转，这些粒子长时间保持在相对靠近圆盘的位置。另一部分产生晕体旋转，这与酒吧相反，随着时间的推移，但保持小。
2012-11-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Quantifying the impact of the Large Magellanic Cloud on the structure of the Milky Way's dark matter halo using Basis Function Expansions
整个银河系（MW）的不平衡的迹象突出了需要紧凑，灵活，非参数的描述相空间分布的星系。我们提出了一个新的表示目前的暗物质（DM）的分布和潜力来自银河系和大麦云（LMC）系统的N体模拟使用基函数展开（BFE）。我们采用的方法，以最大限度地提高物理信号的表示。结果，代表MW-LMC系统的$10^8$ DM粒子的模拟可以用354个系数来描述。我们发现，LMC诱导不对称扰动（奇数l，m）的MW的晕，这是没有很好地描述扁，长，或三轴晕。此外，在高阶偶模（1，m $\geq$ 2）的能量是类似的平均三轴晕中发现的宇宙学模拟。因此，必须考虑MW的光环对LMC的响应，以恢复其组装历史的印记。LMC导致外晕（$\geq$ 30 kpc）从盘质心（COM）偏移$\sim$ 15-25 kpc，在BFE和晕星的径向速度中表现为偶极子。这种偏移取决于大麦哲伦星云的质量、大麦哲伦星云晕的畸变和微波晕的响应。在30千秒差距内，无论大麦哲伦星云的质量如何，光环示踪物都将围绕着大麦哲伦星云盘的COM轨道运行。的LMC的晕也被扭曲的MW潮汐，我们讨论了其质量损失的影响和当前的麦哲伦卫星的后续影响。
2021-06-04 astro-ph.GA
Jeans that fit: weighing the mass of the Milky Way analogues in the $Λ{\rm CDM}$ universe
球面Jeans方程是天文学中研究引力系统动力学的常用工具。在这里，我们测试它的有效性，在强大的重量银河系类似物的质量，因为他们不需要在平衡，甚至球形。利用Bullock和Johnston（2005）根据$Λ{\rm CDM}$宇宙学模拟的银河系恒星晕，并在Jeans形式下对其进行分析，我们恢复了距离为$r/{\rm kpc}\in[10,100]$，偏差为$\sim12\%$，色散为$\sim14\%$的母星系的基本质量分布。此外，从SURFS模拟三轴暗物质晕的质量分布，在缩放半径$0.2<r/r_{\rm max}<3$，测量的偏差为$\sim-2.4\%$和分散$\sim10\%$。所获得的分散不是因为泊松噪声，由于小颗粒数，因为它是后者的两倍。我们解释的色散是由于固有的性质的$Λ{\rm CDM}$晕，例如是非球面和平衡。因此，从恒星晕中得到的色散值限制了用球形金斯方程重建类银河系星系质量分布的精度，大约为$12\%$（在调整了随机不确定性之后）。这一限度与观测数据的数量和质量无关。非零偏差的原因尚不清楚，因此其解释在此阶段并不明显。
2018-01-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Geometry of the Milky Way's dark matter from dynamical models of the tilted stellar halo
University College London（伦敦大学学院）
研究通过动力学模型揭示银河系暗物质晕的几何结构，发现其为细长型且倾斜，为仿真提供现实初始条件。
2026-02-13 astro-ph.GA
Determining orbits for the Milky Way's dwarfs
我们计算银河系矮星系的轨道与自行，并比较这些subhalo轨道在高分辨率的宇宙学模拟。我们使用相同的模拟来评估如何能够恢复轨道，在面对测量误差，随时间变化的三轴引力势，和卫星卫星之间的相互作用。我们发现，对于目前的测量不确定度，我们能够将远心r_a和近心r_p恢复到~ 40%。然而，即使有更好的数据，潜在的非球性和卫星在群体坠落期间的相互作用也使轨道恢复更具挑战性。动力学摩擦、卫星质量损失和主晕质量演化的影响较小。我们将我们的技术应用于9个银河系矮星观测自行。我们表明，他们的平均远心点是一致的最大规模的subhalos之前，形成z=10，贷款支持的想法，银河系矮星形成再电离。
2009-12-16 astro-ph.GA
Dynamical effects of the long bar in the Milky Way
通过在轴对称盘+球核+暗晕势中插入一个三轴旋转棒，并对104颗示踪星在2 Gyr周期内的三维轨道积分，研究了银河系中“长棒”对盘星的动力学效应. Lopez-Corredoira等人（2007）通过红外线中的“丛巨星”探测到了长棒，估计其半长轴为（3.9：0.6：0.1）kpc，质量为6 10^9 Msun。我们发现这样的结构有轻微的影响，内部磁盘系统，移动示踪剂附近的酒吧到酒吧区，以及到凸起。这些影响正在继续研究中。
2008-11-10 astro-ph 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
NGC 5466: a unique probe of the Galactic halo shape
恒星流提供了独特的探测银河系的潜力，与较长的流通常提供更清晰的测量。在本文中，我们展示了一个短潮汐流的例子，它对银河系暗物质晕的形状特别敏感：球状星团NGC 5466潮汐流。这条溪流在其西部边缘有一个有趣的偏离。我们发现，这样的偏差有利于一个潜在的扁圆或三轴晕（无论银河系盘的属性和特定的晕参数化选择的合理变化）;球形或长圆形的晕形状可以排除在一个高的置信水平。因此，沿着NGC 5466潮汐流的更广泛的数据集保证了对银河系晕形状的强约束。
2012-04-25 astro-ph.GA
Determining orbits for the Milky Way's dwarfs
我们计算银河系矮星系的轨道与自行，并比较这些subhalo轨道在高分辨率的宇宙学模拟。我们使用的模拟数据来评估如何以及轨道可能会恢复在面对测量误差，随时间变化的三轴引力势，和卫星卫星之间的相互作用。对于目前的测量不确定度，我们将远心r_a和近心r_p恢复到~ 40%。利用盖亚卫星的改进数据，我们应该能够将r_a和r_p分别恢复到~ 14%。然而，在几个轨道上恢复卫星的3D位置和轨道相位更具挑战性。这主要是由于非球形的潜在的和卫星的相互作用，在集团的影响。动力摩擦、卫星质量损失和主晕质量演化对不确定性的影响较小。我们将我们的技术应用于9个银河系矮星观测自行。我们表明，它们的平均远心点低于我们的宇宙学模拟中最大质量的subhalos的平均值，但与z=10之前形成的最大质量的subhalos一致。这进一步支持了银河系的矮星在再电离之前形成的观点。
2010-01-11 astro-ph.GA
Testing the Dark Matter Caustic Theory Against Observations in the Milky Way
我们测试一个特定的理论暗物质，其中暗物质轴子形成环“焦散线”在银河系的平面对银河系恒星的实际观测。根据这一理论，具有角动量的冷的、无碰撞的暗物质粒子在薄片上进出银河系。这些流动在最接近银河系中心的位置形成焦散环（在环的位置，流动的密度形式上是无限的）。我们表明，焦散环暗物质理论再现了一个大致对数晕，大扰动附近的环。我们表明，该理论可以合理地匹配所观察到的银河系的旋转曲线。我们探索焦散环的影响矮星系潮汐破裂使用N体模拟。特别是，模拟人马座矮星系潮汐破裂的腐蚀性环晕潜力匹配观测的尾随潮汐尾远至90千秒差距的银河系中心，他们不，但是，匹配领先的潮汐尾。焦散环、NFW或三轴对数晕都不符合所有数据。计算焦散环光环加速度的源代码已在NEMO Stellar Dynamics和Milkyway@home客户端存储库中公开提供。
2015-08-19 astro-ph.GA
How well do integral-of-motion distribution functions describe Milky Way-analogue halos?
University of Hawai’i（夏威夷大学）；Texas A&M University（德州农工大学）
本研究利用Auriga模拟检验银河系质量暗晕的相空间分布，发现$f(E,L)$近似有效但非完全精确，残差源于非球对称效应，角动量依赖在统计上更受青睐。
2026-09-30 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
The Stellar Halo in the Inner Milky Way: Predicted Shape and Kinematics
我们已经使用N体模拟银河系的运动学和结构特性的老贫金属恒星晕在禁止内区域的银河系。我们发现，外推的密度分布的隆起的天琴座RR型恒星，$ρ\sim r^{-3}$，近似匹配的数密度的天琴座RR型在附近的恒星晕。我们遵循这样一个示踪人口的形成和演变的酒吧和盒子/花生凸起的N体模型的演变。我们发现，它的密度分布变化从扁圆三轴，它获得慢旋转与最近的测量。最大径向速度在$| l|\!=10^\circ-30^\circ$处为$\sim15-25$ km/s，速度频散为$\sim120$ km/s。尽管在凸起中模拟的贫金属晕具有条形形状，但只有$12\%$的轨道遵循条形，并且它不跟踪花生/X结构。有了这些特性，银河系隆起中的天琴座RR星群与银河系贫金属恒星晕的向内延伸是一致的。
2016-09-18 astro-ph.GA
The Milky Way stellar halo out to 40 kpc : Squashed, broken but smooth
介绍了一种新的极大似然方法来模拟蓝水平支星和蓝离散星的密度剖面，并将其应用于斯隆数字巡天数据发布8（DR 8）测光表。在银河系南北半球的14,000平方度范围内，有大量（20,000个）这样的示踪剂，它们提供了对银河系恒星晕形状的可靠测量。在遮蔽了室女座高密度区和人马座流附近的恒星之后，数据与一个光滑的扁圆形恒星晕相一致，其密度遵循破碎的幂律。最佳拟合模型的内斜率= 2.3，外斜率= 4.6，以及在27千秒差距处出现的破裂半径和q = 0.6的恒定晕平坦度（即短轴与长轴之比）。虽然破幂律描述密度下降最充分，它也很好地符合Einasto的配置文件。没有强有力的证据表明恒星晕的扁率随半径的变化，或者恒星晕的三轴性。
2011-07-04 astro-ph.GA
Galactic Accelerations from the GD-1 Stream Suggest a Tilted Dark Matter Halo
本文通过直接微分GD-1星流在6维相空间中的轨迹测量银河系加速度场，发现其偏离轴对称，提出银河系暗物质晕为倾斜三轴结构，轴比约1:0.75:0.70，长轴相对银道面倾斜约18度。
2025-04-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Gaia inertial reference frame and the tilting of the Milky Way disk
虽然银河系盘和暗物质晕对称面之间的精确关系仍然有些不确定，但相对于惯性参考系的时变盘取向似乎是可能的。分层结构形成模型预测，暗物质晕是三轴的，并且以~2 rad/哈勃时间（~30 muas/yr）的特征速率翻滚。这些模型还预测了一个随时间变化的气体吸积，这样盘的角动量矢量应该与晕的角动量矢量不一致。这些效应，以及大麦哲伦星云的潮汐效应，将导致盘的角动量矢量相对于类星体参考系的旋转。我们评估的准确性，从盖亚的位置和自行可以被称为一个运动学非旋转系统，并表明，自旋矢量的变换从任何刚性自洽目录框架的类星体定义的准惯性系统应被定义为优于1 μ as/年。盖亚对这个惯性系的测定将揭示盘方向随时间变化的任何特征，改进银河系的潜力和动力学模型，测试引力理论，并为人马座矮星系和麦哲伦云的轨道演化提供新的见解。
2014-06-01 astro-ph.GA
Age Demographics of the Milky Way Disk and Bulge
我们使用广泛的$Gaia$数据发布2集的长周期变量，选择一个样本的富氧Miras整个银河系盘和隆起的研究。利用米拉脉动周期和恒星年龄/化学之间的关系，我们切片的银河系盘和膨胀的恒星密度作为周期的函数。我们发现这两个组件的形态演变作为恒星年龄/化学的函数与恒星盘被包围在老年，逐渐变薄，更径向扩展在年轻的恒星年龄，符合图片的内-外和颠倒形成的银河系的磁盘。我们看到了扰动盘的证据，在恒星平面内外都可以看到大尺度的恒星超密度。我们发现，凸起是很好地模拟了轴比为$\sim [1:0.4:0.3]$的三轴箱形分布。最古老的Miras（$\sim$ 9-10 Gyr）显示出小棒状形态，而年轻的恒星则以$\sim 21^{\circ}$的视角倾斜于太阳-银河系中心线。这表明，棒的形成和屈曲发生在8-9 Gyr之前，较老的Miras足够热，以避免被成长的棒所困。我们发现最年轻的米拉表现出强烈的花生形态，轴承的特征X形的倾斜酒吧结构。
2019-12-05 astro-ph.GA
Probing the shape of the Milky Way dark matter halo with hypervelocity stars: a new method
本文提出了一种新的方法，利用超高速恒星样本的银河系质心切向速度来确定银河系暗物质晕引力势的形状。我们计算不同样本的HVS在MW的重子分布是轴对称的和DM潜在的要么是球形的，要么是球状的或三轴的径向依赖轴比的轨迹。我们确定的DM势的形状与分布的纬向速度$|v_{\vartheta}|$在轴对称的银河系的潜力，或与分布的$|v_{\vartheta}|$和一个函数$\bar v_φ$的方位角速度在非轴对称的银河系的潜力。我们通过比较$|v_{\vartheta}|$和$\bar v_φ$的分布与在不同形状的DM晕中行进的HVS的模拟样品的相应分布来恢复DM势的正确形状。我们使用的$\sim 800$ HVSs的最大可能的样品$4~M_\odot$抛出的希尔斯机制的速度$\sim 10^{-4}$年$^{-1}$，目前向外，位于超过10千秒差距从银河系中心。在我们的理想情况下，银河系的速度为零的不确定性和没有观测的限制，我们的方法恢复正确的形状的DM潜在的成功率$S\gtrsim 89\%$在轴对称的银河系的潜力，和$S > 96\%$在探索的非轴对称的情况下。不成功的情况下产生的DM潜力的轴比是由$\pm 0.1$关闭。成功率随着样本量的减少而降低：例如，对于球形DM晕圈，当样本量从$\sim 800$减少到$\sim 40$ HVS时，$S$从$\sim 98\%$减少到$\sim …
2022-05-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
The stability of stellar disks in Milky-Way sized dark matter halos
我们采用了一种改进的方法来插入高分辨率的银河系大小的晕的暗物质模拟的活恒星盘，使我们能够调查的命运薄恒星盘在动荡的环境中的冷暗物质结构。我们研究了一组八个不同的光环，从宝瓶座模拟项目，其中恒星盘是按规定的结构生长，然后允许自我一致地演变。在GALIC程序的帮助下，初始速度分布被设置在非常好的平衡中。我们发现，剩余的三轴晕导致显着的磁盘翻滚，定性确认早期的工作。我们表明，盘转动运动是不受影响的星系的结构特性，如存在或不存在的凸起或酒吧。在典型的银河系大小的暗物质晕中，我们预计在z = 1和z = 0之间，盘的平均转动约为40度，大约为6 Gyr。我们还调查的磁盘上的子结构的影响，反过来说，磁盘加热率所造成的暗物质晕子结构。盘的存在减少了中央subhalo丰度的约一个因素的两个，由于从磁盘通道的重力冲击增加蒸发率。我们发现，子结构是重要的恒星盘加热外部，但似乎没有显着影响其内部。
2015-07-14 astro-ph.GA
Concerning the Distance to the Center of the Milky Way and its Structure
从OGLE RR天琴座变星观测到的银河系中心的距离是Ro=8.1+-0.6 kpc。精确测定Ro受到无数影响的阻碍，包括一个模糊的消光定律，由于消光导致的变星的优先采样导致Ro值偏小，以及在表征变星群的平均距离与Ro之间的关系时存在不确定性。一个基于VI的周期变红的关系RR天琴座变量推导出整个凸起的地图灭绝。从银河系核球、LMC、SMC和IC 1613中的天琴座RR型变星推断出的变红与从OGLE红团巨星和经典造父变星建立的一致。RR型Lyrics变星服从周期-颜色（VI）关系，对金属丰度相对不敏感。银河系的边缘和正面插图是通过映射凸出的天琴座RR变星与编目的红团巨星、球状星团、行星状星云、经典造父变星、年轻的疏散星团、HII区域和分子云一起构建的。天琴座RR型变星的样本并没有追踪到一个突出的银河棒或在φ ~25度方向的三轴凸起。
2010-03-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Polar rings dynamics in the triaxial dark matter halo
俄罗斯6米望远镜的光谱观测被用来研究Moiseev等人目录中的两个极环星系（PRG）：SPRC-7和SPRC-260。我们分析了中心星系恒星成分的运动学以及外环结构中电离气体的运动学。考虑了两个垂直方向上转动曲线的圆盘晕分解。所观察到的二维速度场进行了比较与模型预测不同的黑暗晕的形状。基于这些数据，我们约束，对于SPRC-7和SPRC-260的潜在DM晕半轴比分别为$s=0.8$、$q=1$和$s=0.95$、$q=1.1$。利用三维流体动力学模拟，我们还研究了这两个星系的星系盘和暗晕的潜力的极性分量的动力学和演化。我们表明，极分量是动态准稳定的尺度上的$\sim10$动力学时间（约几个陀螺仪）。这证明了螺旋结构生长的可能性，然后在极性窗格中稳定地转变为不平衡的气体系统。
2012-11-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Vertically Orientated Dark Matter Halo Marks a Flip of the Galactic Disk
Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；Institute for Astronomy the School of Physics, Zhejiang University（浙江大学物理学院天体物理研究所）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；School of Physics and Optoelectronic Engineering, Hainan University（海南大学物理与电子工程学院）；Department of Astronomy, Westlake University（西湖大学天文系）；Institute for Frontiers in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（北京师范大学天文与前沿科学研究中心）
研究发现银河系盘可能因小并合扭动而翻转，暗物质晕呈现垂直取向，揭示了盘演化与暗物质晕取向的统一框架。
2026-02-25 astro-ph.GA
The Orbital Evolution Induced by Baryonic Condensation in Triaxial Halos
使用光谱方法，我们分析了长轴/三轴暗物质（DM）晕的N体模拟的轨道结构，以了解驱动DM晕和椭圆星系的形状的演变过程中，中心质量的增长。一个长期存在的问题是，DM晕形状的变化是否是盒轨道的混沌散射的结果，或者它们是否会随着银河系势的变化而改变形状。我们使用轨道频率来分类轨道，量化轨道形状，并确定共振轨道和混沌轨道。基于频率的方法克服了李雅普诺夫指数对数值离散效应敏感的局限性。无论重子分量的分布如何，DM晕的形状变化主要是由于给定家族中单个轨道形状的变化。具有小的近心半径的轨道比具有大的近心半径的轨道更可能改变它们的轨道类型和形状。演化是规则的（可逆的）还是混沌的（不可逆的），主要取决于重子分量的径向分布。任何形状的扩展重子分量的增长都会导致轨道布居的规则而非混沌的变化。相比之下，一个大规模的和紧凑的中心组件的增长结果在混乱的散射盒和长轴管轨道的一个显着的部分。圆盘的成长会导致相当一部分的晕粒子被主要的全球轨道共振所捕获。尽管DM晕的形状在中心重子分量的增长之后总是相当扁扁的，但其轨道人口的很大一部分具有其三轴或扁长祖先（ABRIDGED）的特征。
2010-02-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Quantifying tidal stream disruption in a simulated Milky Way
潮汐流的模拟表明，近距离接触暗物质的subhalos诱导密度差距和扭曲的天空路径沿流。因此，观测到星系晕中的中断流将证实那里存在暗物质子结构的假设，而相反，观测到具有平滑变化的密度分布的准直流将对晕下的数密度和质量谱施加很大的上限。在这里，我们研究了几个措施流“中断”和他们的权力，以区分晕电位与无子结构和不同的全球形状。我们创建和发展人口的1280流在一系列的轨道上的银河系状晕，充满了全质量范围的ΛCDM subhalos的通过Lactea II模拟，并将其与两个控制流人口分别在光滑的球形和光滑的三轴电位。我们发现，在恒星流中观察到的间隙的数量是晕势的一个很差的指标，但（i）天空流的薄度，（ii）领先和落后的尾巴的对称性，以及（iii）尾巴偏离天空低阶多项式路径（“路径规则性”）更有效地区分这三种势。我们发现，球状星团流的低偏心率轨道远离银河系中心（远心半径~ 30-80千秒差距）是最强大的区分这三种潜力。如果它们存在的话，这样的流将很快被测量出来，并在不久的将来通过光度和光谱测量绘制出高维图。
2017-05-19 astro-ph.GA
Modeling the gravitational potential of a cosmological dark matter halo with stellar streams
恒星流是由卫星和星团在围绕主星系运行时的潮汐破裂产生的，可以非常灵敏地探测主星系的引力势。我们选择并研究在水瓶座宇宙学模拟套件的Milky-Way状暗物质晕中形成的狭窄恒星流，以确定这些恒星流是否可用于约束晕引力势的当今特征参数。我们发现，轨道集成在静态球形和三轴NFW潜力都再现的位置和运动学的各种流相当不错。为了进一步量化这一点，我们通过最大化流星在其行动空间中的聚类量来确定最佳拟合的潜在参数。我们表明，使用我们的一组宝瓶座流，我们恢复的质量分布是一致的球形平均暗物质配置文件的主机晕，虽然我们忽略了三轴性和时间演化的适合。这给了我们信心，这种方法可以应用于盖亚任务将发现的许多流，以确定我们银河系的引力势。
2016-09-06 astro-ph.GA
The first all-sky view of the Milky Way stellar halo with Gaia+2MASS RR Lyrae
我们利用第一个\gaia数据发布研究银河系恒星晕的性质跟踪RR天琴座。我们证明，它是可以选择一个纯样品的RR天琴座仅使用光度信息在盖亚+2MASS目录。最后一个样本包含约21600 RR天琴座，覆盖了银河系内晕体积（$\text{R}<28$ kpc）的一个前所未有的分数（$\sim60\%$）。我们用参数和非参数方法分析了天球RR分布，研究了星晕的形态。利用均匀的全天空覆盖，我们测试晕模型比通常认为在文献中，如那些不同的扁平化，倾斜和/或偏移的晕相对于银河系盘更复杂。一个一致的画面出现了：内晕是由三轴椭球上恒星的平滑分布很好地再现的。短轴垂直于银河系圆盘，而长轴与银河系Y轴偏离$\sim20^{\circ}$。沿长轴的伸长是温和的（$\text{p}=1.27$），和垂直扁平化的演变从一个压扁状态与$\text{q}\approx0.57$在中心的一个更球形的$\text{q}\approx0.75$在我们的数据集的外缘。密度斜率很好地近似为指数为$α=-2.96$的单一幂律。在探测的范围内，我们没有看到明显的证据表明径向密度斜率的变化，平面倾斜或晕相对于银河系中心的偏移。
2017-11-02 astro-ph.GA
Pickles on FIRE: The 3D Shape Evolution of Simulated Milky Way-Mass Galaxies
University of California Irvine（加州大学尔湾分校）；University of Southern California（南加州大学）；The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）；Pomona College（波莫纳学院）；Carnegie Observatories（卡内基观测站）；University of Zurich（苏黎世大学）；California Institute of Technology（加州理工学院）
研究利用FIRE-2模拟的13个银河质量星系，发现其在早期宇宙中经历延长形状的阶段，形状在球状和延长形之间振荡，但当前形状对称。
2026-06-23 astro-ph.GA
Selecting Sagittarius: Identification and Chemical Characterization of the Sagittarius Stream
环绕银河系的人马座流是晕中占主导地位的子结构。我们的统计选择方法使我们能够确定106个高度可能的射手座成员。光谱分析的金属丰度和运动学的所有成员为我们提供了一个新的映射人马座流。我们发现流星的速度分布和计算的银河系暗物质晕的三轴模型之间的对应关系。人马座的拖曳臂显示出金属丰度梯度，范围从$-0.59$ dex到$-0.97$ dex超过142 $^{\circ}$。这是一致的，从一个祖先矮星系，拥有内部金属丰度梯度潮汐破坏的情况。我们注意到高金属分散在领先的手臂，导致缺乏可检测的梯度，并可能表明轨道相混合。我们还报告了一个潜在的检测六分仪矮球体在我们的数据。
2015-05-29 astro-ph.GA
Interaction between collisionless galactic discs and nonaxissymmetric dark matter haloes
使用$N$ -体模拟（$N\sim 10^6 - 10^7$），我们研究了如何非轴对称暗晕影响的结构在碰撞（恒星）光盘的动力学演化。我们演示了模型参数，如晕的质量，初始条件在光盘和晕轴比的影响形态和运动学的恒星盘。我们发现，一个非轴对称的晕可以产生一个大规模的螺旋密度图案嵌入恒星盘。这种模式在圆盘旋转的许多时期都可以观察到，即使圆盘在引力作用下是超稳定的。螺旋臂的增长并不伴随着显着的动态加热的磁盘，无关的初始参数。我们还研究了由盘中的长寿命螺旋图案驱动的暗晕形状的转变。我们表明，在恒星盘和螺旋图案中的速度场的分析给了我们一个可能性，找出空间方位的三轴形的暗晕和测量的三轴度。
2013-02-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Spheroidal Bulge of the Milky Way: Chemodynamically Distinct from the Inner-Thick Disc and Bar
Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP)（波茨坦莱布尼茨天体物理研究所）；Universität Potsdam（波茨坦大学）；Universidad Nacional Autónoma de México（墨西哥国立自治大学）；Instituto de Astronomía, Universidad Nacional Autónoma de México（墨西哥国立自治大学天文研究所）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉古纳大学）；Max Planck Institute for Astronomy（马克斯·普朗克天体物理研究所）；Universitat de Barcelona（巴塞罗那大学）；Institut de Ciències del Cosmos (ICCUB), Universitat de Barcelona（巴塞罗那大学宇宙科学研究所）；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)（加泰罗尼亚空间研究学院）
研究银河系内区域的化学组成和起源，发现球状bulge在化学和动力学上与内厚盘和棒显著不同，首次通过Gaia-RVS光谱揭示其独特的金属丰度分布和轨道特性。
2025-12-15 astro-ph.GA
Chaotic mixing and the secular evolution of triaxial cuspy galaxy models built with Schwarzschild's method
我们使用N体模拟和积分固定的潜力，探索稳定性和长期的长期演化的自洽，平衡，非旋转，三轴球状星系模型。更具体地说，我们考虑Dehnen模型与史瓦西方法。我们表明，短期稳定性取决于速度各向异性的程度（径向各向异性模型的径向轨道不稳定性的快速发展）。长期稳定性，另一方面，主要取决于潜在的性质，特别是，它是否承认一个相当大的分数强混沌轨道。我们表明，在一个弱密度尖点（伽马=1 Dehnen模型）的情况下，N体模型是非常稳定的，而强尖点（伽马=2）模型表现出大量的演变远离三轴性的形状，我们归因于轨道的混沌扩散的效果。这两种情况下的不同行为源于不同的相空间结构的潜力，在弱尖点的情况下，存在许多共振轨道家庭，阻碍混沌扩散。我们还发现，这是几乎不可能的影响这种演变的速度，通过改变的史瓦西模型中的混沌轨道的分数，这是解释的事实，即轨道的混沌性质不保存的N体演化。然而，在史瓦西模型中的参数确实会影响N体模型的稳定性，因此我们讨论如何建立一个“好”的史瓦西模型。
2012-01-03 astro-ph.GA
Analysis of Orbital Dynamics of Globular Clusters in the Central Region of the Milky Way
Central (Pulkovo) Astronomical Observatory RAS（俄罗斯科学院中央（普尔科沃）天文台）
研究通过分析银河系中心区域45个球状星团的轨道动力学，提出新方法评估轨道混沌性，并分类规则与混沌动力学的星团。
2025-12-14 astro-ph.GA
On the Alignment of the Stress Tensor in Galaxies
我们表明，只要一个恒星星族的二阶速度矩张量的主轴一般是不相等的，并在每个点上垂直于一组正交表面，那么这些表面必须是共焦二次曲面和潜在的必须是可分离的或Stackel。这是真实的，在温和的假设下，即使部分的分布函数是不变的下，每个速度分量的时间反演$v_i \rightarrow -v_i$。特别地，如果第二速度矩张量在球极坐标中处处精确对齐，则势必须是Stackel形式（除了退化的情况，其中两个或更多的椭球的半轴处处相同）。该定理也对圆柱极坐标中的对齐有影响，这在流行的Jeans各向异性模型（JAM）中使用。我们分析数据的径向速度和自行车的样本$\sim 7400$恒星在银河系的恒星晕。我们提供了球极坐标系的倾斜角或失调的分布。我们表明，在这个例子中的错位总是很小（通常在$3^\circ$）的半径为7和12千秒差距。速度各向异性是非常径向偏置（$β\approx 0.7$），几乎不变的体积在我们的研究。最后，我们使用量身定做的方法在三轴NFW暗物质晕中构造了一个三轴恒星晕。尽管潜在的三轴性，恒星晕的速度椭球几乎是球形对齐$\sim6^\circ$内的大区域的空间，特别是以外的恒星晕的尺度半径。我们的结论是，第二速度矩椭球可以接近球形对齐的潜力更广泛的一类比强约束，所产生的精确对齐可能会建议。
2015-11-24 astro-ph.GA
Spectral Analysis of the Orbital Dynamics of Globular Clusters in the Central Region of the Milky Way
提出基于轨道功率谱熵的新方法，分析银河系中心3.5 kpc内45个球状星团在含棒势中的轨道动力学性质，最终确定23个规则与22个混沌星团，并验证了分类一致性。
2025-04-29 astro-ph.GA
Stellar populations in the Milky Way bulge region : Towards solving the Galactic bulge and bar shapes using 2MASS data
我们重新分析光度近红外数据，以调查为什么它是如此难以得到一个共识的形状和密度的法律的凸起，从文献中看到的。为了解决这个问题，我们使用贝桑松星系模型提供了一个方案的参数拟合的结构特征的隆起区。拟合过程允许确定凸出主结构的全局形状。我们探索了各种参数和形状的凸起/酒吧结构的基础上费雷尔的椭球体和适合的形状的内部光盘在同一过程中。结果表明，主结构是一个相当标准的三轴箱形杆/凸起，相对于太阳中心方向的取向约为13度。但是当我们添加第二个结构时，拟合得到了极大的改善，第二个结构是一个更长更厚的椭球体。我们强调，我们的第一个椭球体代表的主要boxy酒吧的银河系，厚的凸起可以是一个经典的凸起稍微扁平的酒吧潜力的影响，或内部厚盘对应。我们表明，在中纬度看到的双丛可以复制添加轻微耀斑的酒吧。为了更好地表征种群，我们进一步模拟了几个领域，这些领域已经在光谱学中进行了调查，并且金属丰度分布函数（EIB）可用。如果我们假设主棒具有平均太阳金属丰度，而第二个较厚的人口具有较低的金属丰度，则该模型与短轴上的这些平均值吻合得很好。然后，通过两种粒子的混合，自然地产生垂直的金属丰度梯度。（节略）
2012-01-20 astro-ph.GA
Shaping the Milky Way: The interplay of mergers and cosmic filaments
本研究利用宇宙流体动力学模拟、球谐分解与多变量奇异谱分析，区分宇宙纤维吸积和卫星并合对银河系质量暗晕形态的作用，揭示四极矩的长期环境记忆及LMC级卫星的显著非对称响应。
2025-07-24 astro-ph.GA
Connecting the Milky Way potential profile to the orbital timescales and spatial structure of the Sagittarius Stream
最近使用Pan-STARRS 1的天琴座RR绘制的晕图清楚地描绘了人马座流的空间结构。这些地图显示，领先和尾随流远心不同的银河系中心半径的一个因素，并解决在这些远心流的子结构。在这里，我们提出的动力学模型，再现这些功能的流在简单的银河系的潜力。我们发现，碎片在远心必须动态年轻，在这个意义上被剥离的最后两个近心通道，而人马座矮目前正在经历第三次通过。远心比对动力摩擦和银河系自转曲线的外斜率都很敏感。这些依赖关系可以通过简单的连接远心半径、圆周速度和祖先轨道周期来理解。动摩擦力对来流的影响可以用前远心内的子结构来抑制。我们的模型集合并不打算在统计上与流相匹配。尽管如此，在我们考虑的模型范围之外，我们始终发现100 kpc以内的质量是$\sim 7 \times 10^{11} \, M_{\odot}$，在50和100 kpc之间有一个几乎平坦的旋转曲线。这意味着一个比目前一些模型中所假设的更广泛的星系晕。在以前的工作中，我们发现长轴或三轴晕容易与领先的流的轨道协议。我们展示了我们的模型在各种观测空间的行为，并描述了流内预期的子结构。特别是，年轻的拖尾流在拖尾远心附近可见，应该表现出一个紧密的速度趋势，与距离分开的老碎片，我们建议，这将作为一个特别有用的探测外银河系的潜力。
2018-04-13 astro-ph.GA
Reconstructing the Last Major Merger of the Milky Way with the H3 Survey
几条证据表明，银河系在z~2处与一个名为盖亚-香肠-土卫二（GSE）的星系进行了一次大合并。在这里，我们使用H3调查数据认为，GSE进入银河系的逆行轨道的基础上，人口的高度逆行的恒星与化学类似的大部分径向GSE碎片。我们提出了第一个定制的，高分辨率的N体模拟合并。从约500个模拟的网格中，我们发现具有$M_{*}=5\times10^{8}\ M_{\odot}, M_{\rm{DM}}=2\times10^{11} M_{\odot}$（2.5：1总质量合并）的GSE最佳地匹配H3数据。这个模拟显示，逆行的GSE恒星在合并的早期，在轨道失去显著的角动量之前，从其外盘剥离。尽管选择纯粹的角动量和径向分布，这个模拟再现并解释了以下经验现象：（i）内晕的细长的三轴形状（轴比$10:7.9:4.5$），其长轴与平面成35°，连接GSE的远心点，（ii）武仙座-天鹰座云和室女座超密度，由于远心点堆积而产生，（iii）GSE的淬灭和原位晕年龄分布的截断之间的2 Gyr滞后，其跟踪第一个和最后一个GSE近心之间的2 Gyr间隙。我们作出以下预测：（i）内晕有一个“双折”密度分布，在15-18 kpc和30 kpc处都有折点，与GSE远心一致，（ii）外晕有逆行流，其中包含约10%的GSE恒星等待发现，在>30 kpc。逆行（径向）GSE碎片起源于其外（内）盘-利用这一趋势，我们重建的恒星金属丰…
2021-03-17 astro-ph.GA
Revisiting the Milky Way stellar long bar and the 3 kpc arm
Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利群岛天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉古纳大学）；Inner Mongolia University（内蒙古大学）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；China West Normal University（西华师范大学）
研究通过分析M型巨星和Mira变星的距离分布，确认了银河系长棒的不对称性及3 kpc臂的形态特征，揭示了长棒与3 kpc臂的几何关系。
2026-03-19 astro-ph.GA
Exploring the diversity and similarity of radially anisotropic Milky Way-like stellar haloes: implications for disrupted dwarf galaxy searches
本研究通过模拟类银河系星系中的GSE并合事件，发现其碎片化学动力学性质相似且难以区分，并指出银河中心因低污染和高非原位恒星比例，是搜寻最早星系恒星的理想区域。
2023-09-07 astro-ph.GA
