Kinematic footprint of the Milky Way spiral arms in Gaia EDR3
银河系的旋臂是由恒星数量以及分子云和其他年轻天体的轨迹确定的，然而，它们只是最近才开始从运动学的角度被观察到。利用盖亚EDR 3中薄盘星在扩展太阳邻域周围的运动学，我们创建了由径向、剩余旋转和垂直银河系速度（$U,ΔV,W$）着色的x-y投影。这些地图有丰富的子结构，揭示了银河系圆盘的扰动状态。我们发现，旋转速度和方位角平均速度，$ΔV$，显示至少5个大规模的运动学螺旋，其中两个密切遵循的轨迹人马座，船底座和英仙座旋臂，与俯仰角为9.12 $^{\circ}$和7.76 $^{\circ}$，和垂直厚度分别为$\sim400$ pc和$\sim600$ pc。另一个运动学螺旋位于英仙座臂的后面，看起来像是这个大质量臂留下的旋转速度的扭曲，但在气体/恒星过密中没有已知的对应物。一个较弱的信号接近太阳的位置是目前在我们的三个速度图，似乎是与本地arm. Our分析的银河系盘中的恒星速度显示臂和臂间的运动学差异，有利于银河系的螺旋臂不与光盘共转。此外，我们发现，运动学螺旋cluerous和絮状，揭示了银河系旋臂的基本性质。
2022-03-13 astro-ph.GA
The age-kinematical features in the Milky Way outer disk
利用LAMOST巡天观测到的约40，000颗红团簇星，计算了银心半径在8 ~ 14 kpc范围内的平均速度分量。我们发现，年轻的红团簇星的垂直整体运动明显大于老的红团簇星。这很可能是银河系绕其节点线弯曲的运动学特征，该节点线位于银河系反中心区域附近。这表明，这种翘曲主要是由年轻恒星而不是老恒星贡献的。在垂直运动学的年龄变化有利于形成的情况下，银河系的翘曲起源于下落错位的气体。
2017-02-08 astro-ph.GA
A Physical Interpretation of Milky Way Galaxy Dynamics from Precision Astrometrics
利用最新的高精度恒星晕和矮星系卫星运动学资料，估算了银河系的动力学质量和维里质量。新的数据表明，银河系是一个高度紧凑的，经典的热化物体。Kinetics表现出显著的速度空间子结构，独特的动态分区，和强大的开普勒签名，违背了流行的概念，无特征和大规模扩展的暗物质晕。从分布和运动学的角度对银河系的有效局部逃逸速度分布进行了量化，揭示了质量差-加速度（MDAR）和径向加速度（RAR）关系的物理机制。
2020-08-24 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
Milky Way Subsystems from Globular Clusters Kinematics Using Gaia DR2 and HST Data
我们采用Vasiliev（2019）的151个银河系球状星团的Gaia DR 2自行，结合距离和视线速度来推导它们的运动学性质。为了将星系团分配给银河系厚盘，凸起和晕，我们遵循Posti等人（2018）的方法，他们使用恒星的轨道区分不同的银河系恒星成分。特别是，我们使用的比率$L_{z}/e$，的$Z$投影的角动量的偏心率，人口示踪剂，我们补充从文献和蒙特卡罗模拟中提取的化学丰度。我们发现20个球状星团属于银河系的棒/凸起，35个表现出盘的性质，96个是晕的成员。此外，我们还发现晕状球状星团的自转速度接近于零，平均值为$<Θ>$ =1 $\pm$ 4 km s $^{-1}$ .另一方面，样品的集群，属于厚盘具有显着的旋转与平均旋转速度179 $\pm$ 6公里s $^{-1}$。20个球状星团在银河系的棒/球区域内运行，平均自转速度为49 $\pm$ 11 km s $^{-1}$。
2020-04-28 astro-ph.GA
Kinematic structure of the Milky Way galaxy, near the spiral arm tangents
我们比较了在螺旋臂切线附近观测到的不同臂示踪剂的径向速度。考虑到预测的内螺旋臂入口处的激波，密度波理论预测的径向速度略有不同。在许多螺旋臂中，观测到的速度偏移证实了密度波理论的预测（脉泽速度和CO气体峰值速度之间的间隔约为20 km/s）-当观测到的偏移大于误差估计时。给出到达下一个旋臂的时间。
2023-01-05 astro-ph.GA
Milky Way Kinematics. II. A uniform inner Galaxy HI terminal velocity curve
利用VLA银道面巡天的氢原子数据，我们测量了银河系第一象限氢原子终极速度随经度的变化。我们使用这些数据，加上我们以前的工作，银河系第四象限，产生一个密集的采样，均匀测量，南北银河系之间的旋转曲线$3~{\rm kpc} < R < 8~{\rm kpc}$。我们为第一和第四象限确定了一个新的关节旋转曲线拟合，这与我们在McClure-Griffiths \& Dickey（2007）中发表的拟合一致，并且可以用于估计太阳圈内部的运动学距离。旋转曲线中的结构现在被精确地定义，在$\sim 200$ pc的长度上显示出显著的速度结构，这比旋转曲线的空间分辨率大得多。此外，即使在减去圆形旋转拟合之后，第一和第四象限的旋转曲线的形状也显示出与$4.2 < R < 7$ kpc之间的大致正弦图案的惊人程度的相关性。
2016-08-12 astro-ph.GA
Fading Features Found in the Kinematics of the Far-Reaching Milky Way Stellar Halo
我们测试了银河系恒星晕模型的长期运动学稳定性，这是Kafle等人（2012）的成果，他们研究了斯隆数字巡天（SDSS）中大约5000颗蓝色水平分支（BHB）恒星的运动学。速度色散$σ$和各向异性参数$β$的恒星已被确定为银心半径的函数，在范围$6<R_\mathrm{GC} < 25$ kpc，并显示出强烈的倾向，在各向异性剖面$R_\mathrm{GC}\sim17$ kpc。通过直接整合粒子轨道的3-D模型的银河系的潜力与这些特点，我们表明，$σ$和$β$配置文件迅速发展的时间尺度上的$\mathrm{few}\times10$百万年，而密度$ρ$配置文件基本上不受影响。因此，我们认为该功能是短暂的。星系晕中这些特征的起源仍然不清楚。
2015-07-01 astro-ph.GA
Kinematics of the Milky Way from the Gaia EDR3 red giants and sub-giants
本文介绍了利用$Gaia$ ~ EDR 3星表中红巨星和次巨星的空间速度进行运动学研究的结果。本文导出了半径为0.5和1.0kpc的恒星系统在银心距$R$ 0--8--16kpc范围内沿银心-太阳-银心方向的Ogorodnikov-Milne模型的12个运动学参数。通过结合某些局部参数，得到了4- 12千秒差距范围内的银河系整体信息，特别是银河系自转曲线、斜率、速度梯度等。我们表明，当使用这种方法时，有一种替代的可能性来推断银河系的旋转曲线和它的斜率的行为，而不使用银心距离$R_\odot$。在1~kpc半径的太阳附近，得到的运动学参数与文献中给出的结果符合得很好。
2021-07-29 astro-ph.GA
A low pre-infall mass for the Carina dwarf galaxy from disequilibrium modelling
只有暗物质的星系形成模拟预测，类似银河系的星系周围的暗晕数量要比观测到的卫星数量多得多。提出的解决方案要求卫星在落入银河系时居住在质量在10亿到100亿太阳质量之间的暗物质晕中。在这里，我们使用一种独立于宇宙学模拟的建模方法，获得银河系卫星之一：船底座的3.6亿（+3.8亿，-2.3亿）太阳质量的预质量。只有在质量低于100亿个太阳质量的晕中，星系形成变得随机时，船底座低晕质量的确定才能被纳入标准模型。否则，船底座，第八个最明亮的银河系矮星，预计将居住在一个显着更大的光环。这意味着银河系中应该有一群“暗矮星”：没有恒星的光环，但比许多可见的同类更大。
2015-07-08 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
Clues to growth and disruption of two neighbouring spiral arms of the Milky Way
本研究利用Gaia数据发现银河系英仙臂和外侧旋臂的造父变星呈现截然不同的运动学特征，结合N体/流体动力学模拟揭示二者分别处于瓦解和生长阶段，证实了不同演化阶段的相邻旋臂在银河系中共存。
2024-08-27 astro-ph.GA
A PRIMAL view of the Milky Way, made possible by Gaia and M2M modelling
我们已经开发了我们最初的量身定制（M2M）算法PRIMAL，目的是根据即将到来的盖亚数据对银河系圆盘进行建模。从一个类似银河系的N体盘星系模拟中，我们使用M0III恒星作为示踪剂，考虑到灭绝和预期的盖亚误差，创建了模拟盖亚数据。在PRIMAL中，从N体模型计算的观测值与目标星进行比较，在目标星的位置。使用PRIMAL，改变N体模型粒子的质量以再现目标模拟数据，并且通过改变模型粒子的质量来自动调整引力势。我们还对模型粒子采用了一种新的重散射方案，以保持N体模型的质量分辨率相对恒定。我们已经将PRIMAL应用到这个模拟盖亚数据中，我们表明PRIMAL可以恢复银河系棒旋盘的结构和运动学，以及尽管银河系灭绝和观测误差，但棒的表观棒结构和模式速度。
2015-03-05 astro-ph.GA
The kinematics of globular cluster populations in the E-MOSAICS simulations and their implications for the assembly history of the Milky Way
我们提出了一个详细的比较银河系（MW）的球状星团（GC）的运动学与25银河系质量的宇宙学模拟从E-MOSAICS项目。虽然MW落在模拟所涵盖的GC的运动学分布范围内，但其富金属（$[\rm{Fe/H}]>-1.2$）与贫金属（$[\rm{Fe/H}]<-1.2$）以及内部（$r<8\rm{kpc}$）与外部（$r>8\rm{kpc}$）种群的相对运动学对于其质量而言是非典型的。为了了解这些功能的起源，我们进行了全面的统计分析的模拟，并找到18个相关性描述的组装$L^*$星系及其暗物质晕的基础上，他们的GC人口运动学。的相关性出现，因为吸积和原位GC的轨道分布依赖于质量和吸积卫星的吸积红移，动力分数，潮汐剥离，和动力加热的综合影响驱动。由于在原位/吸积GC的运动学被广泛跟踪的富金属/贫金属和内部/外部的人口，观察GC的运动学是一个敏感的探测星系组装。我们预测，相对于人口的$L^*$星系，MW组装其暗物质和恒星质量迅速通过结合原位恒星形成，十几个低质量合并，和$1.4\pm1.2$早期（$z=3.1\pm1.3$）的主要合并。快速组装期提前结束，限制了吸积恒星的比例。最后，我们提供详细的定量预测的MW的组装历史。
2021-03-30 astro-ph.GA
Distribution function-based modelling of discrete kinematic datasets, in application to the Milky Way nuclear star cluster
University of Surrey（萨里大学）；University of Vienna（维也纳大学）；Università dell’Insubria（因苏布里亚大学）
本文提出利用分布函数构建恒星系统动力学模型的方法，结合离散运动学数据约束，应用于银河系核球星团，测量黑洞质量并公开模型。
2026-04-27 astro-ph.GA
The Density Profile and Kinematics of the Milky Way with RR Lyrae Stars
大多数已知的RR型天琴座是ab型RR型天琴座（RRLab），它们是绘制银河系及其子结构的极好工具。我们发现，1148 RRLab星确定的德雷克等人。（2013）已经通过SDSS和LAMOST的光谱调查观察到。本文第一部分利用860个晕示踪剂资料，计算了径向速度频散、圆周速度和质量分布。在这里，我们给出了银河系厚盘和晕的恒星密度和径向速度分布。位于厚盘中的288颗RRLab星的平均金属丰度为[Fe/H] $=-1.02$。三个厚盘示踪剂的径向速度低于215 km $\rm s^{-1}$。利用860个平均金属丰度为[Fe/H] $=-1.33$的晕星示踪剂，我们发现了一个由$n(r) \propto r^{-2.8}$和$n(r) \propto r^{-4.8}$组成的双幂律分布，其折点距离为21 kpc。在50千秒差距处的径向速度弥散约为78公里$\rm s^{-1}$。
2018-02-02 astro-ph.GA
Modelling the HI halo of the Milky Way
目的：研究银河系面外中性气体的全局分布和运动学。研究方法：我们建立了一系列银河系HI层的3D模型，将它们投影成内部视图，并将它们与莱顿-阿根廷-波恩21厘米观测结果进行比较。结果如下：我们发现，银河系盘被一个扩展的中性气体晕所包围，其垂直尺度高度为1.6[+0.6/-0.4] kpc，HI质量为3.2[+1.0/-0.9] x10^8太阳质量，占银河系HI总质量的5-10%。这个HI晕的旋转速度比盘慢，垂直速度梯度为-15[+/-4] km/s/kpc。我们发现了一个全球下沉运动的证据，垂直（20[+5/-7] km/s）和径向（30[+7/-5]km/s）。结论：银河系HI晕显示出与外部星系晕相似的性质，并且与主要由盘中的超新星爆炸产生的性质相一致。它最有可能是由质量为10^4-10^5太阳质量的不同气体复合物组成，其中中速云是局部的表现。经典的高速云似乎是一个独立的群体。
2010-10-18 astro-ph.GA
Kinematic characteristics of the Milky Way globular clusters based on Gaia DR2 data
利用Gaia（ESA）Data Release 2的数据，对银河系中的球状星团（GCs）进行了轨道计算。为了探索GC之间可能的近距离接触（或碰撞），使用我们自己开发的高阶phi-GRAPE代码，我们向后和向前整合了119个具有可靠位置和自行的物体的轨道。在计算中，我们采用了一个现实的轴对称银河势（球+盘+晕）。使用不同的撞击条件，我们发现了六个GC中的四对可能在过去5Gyr的半质量半径（碰撞）之和的两倍内经历了一次相遇：Terzan 3- NGC 6553，Terzan 3 - NGC 6218，Liller 1 - NGC 6522和Djorg 2 - NGC 6553。
2023-01-17 astro-ph.GA
Smooth kinematic and metallicity gradients reveal that the Milky Way's nuclear star cluster and disc might be part of the same structure
本研究利用测光、自行和光谱星表分析银河系中心核星团与核盘恒星，发现平滑的运动学和金属丰度梯度及双峰金属丰度分布，表明二者可能同属一个连续结构。
2023-10-27 astro-ph.GA
A Kinematically-Distinct RR-Lyrae Overdensity in the Inner Regions of the Milky Way
我们结合了赛丁春天调查的RR天琴座恒星与南方自行目录4，以检测和运动学特征overdensities内晕的银河系。我们在银河系的第四象限，在银河平面上方发现了一个这样的高密度。超密度延伸至少20度经度，平均日心距离为8千秒差距，深度为4千秒差距，并被限制在银河平面的4千秒差距内。它的金属丰度分布与野外种群的分布不同，峰值在-1.3，明显的尾部在-2.0。自行表示远离平面的净垂直运动和低轨道角动量。定性地说，这些轨道特性表明可能与半人马座欧米茄的母卫星有关。然而，一个特定的欧米茄Cen N体破坏模型的比较并没有给出一个很好的匹配与观察。视线速度和更广泛的N体模型将有助于澄清这种过度密度的性质。
2015-07-06 astro-ph.GA
Insights on the Milky Way bulge formation from the correlations between kinematics and metallicity
两个主要方案的形成银河系的隆起调用，第一个通过引力坍缩或层次合并的子块，第二个通过长期的银河系盘的演变。我们的目标是通过研究Baade窗口（l=1，b=-4）和沿球短轴的另外两个区域（l=0，b=-6和b=-12）的运动学和金属丰度之间的相关性来约束银河球的形成。我们结合径向速度和[Fe/H]测量获得的火焰/GIRAFFE在VLT的光谱分辨率为R=20000，再加上巴德的窗口字段OGLE-II自行车，并比较这些与发表的N-体模拟银河系凸出。我们确认了Hill等人2010年发现的Baade窗口中存在两个不同的种群：富金属种群呈现棒状运动学，而贫金属种群则表现出与旧球体或厚圆盘相对应的运动学。在这种情况下，Zoccali等人（2008）观察到的沿凸起短轴的金属丰度梯度，也可以在运动学中看到，可以与这两个种群的不同混合有关，因为它们远离银河平面，缓解了棒的运动学证据与金属丰度梯度存在之间的明显矛盾。我们发现的证据表明，两个主要的方案的隆起形成共存的银河系内的隆起。
2010-05-21 astro-ph.GA
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
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
Modelling mass distribution of the Milky Way galaxy using Gaia billion-star map
银河系是一个典型的旋涡星系，它由一个位于中心的黑洞、一个棒状凸起和一个包含旋臂的盘组成。银河系的复杂结构使得模拟其质量分布非常困难和具有挑战性，特别是对于在银河系动力学和演化中起着最重要作用的银河系盘。传统的轴对称盘模型与指数的亮度分布和恒定的质光比假设为银河系盘。为了生成平坦的旋转曲线，还必须包括暗晕。在这里，通过使用最近发布的盖亚十亿星地图，我们提出了一个银河系盘质量分布模型，它是基于恒星密度分布，而不是亮度和质光比。该模型的特点是两个参数，一个凸起半径和特征长度。利用质量分布模型和求解泊松方程的银河系，我们得到了一个平坦的旋转曲线，再现了关键的观察到的功能，而不需要一个黑暗的晕。
2016-12-14 astro-ph.GA
Predicted Stellar Kinematics of a Kiloparsec-Scale Nuclear Disc (or Ring) in the Milky Way
在Debattista et al.（2015）中，我们提出一个千秒差距尺度的核盘是Apache Point Observatory星系演化实验（APOGEE）在凸起的正向角上观察到的恒星视线速度分布（LOSVD）中高速次级峰的原因。在这里，我们作出进一步的定性，但独特的预测的核盘的运动学特性，包括LOSVD在负的振幅（APOGEE-2将观察），并检查整个光盘的自行。由于核环也能够产生类似的高速LOSVD峰，我们提出了预测的自行签名区分核盘和核环。我们还证明，恒星在一个核盘，这将是x2轨道垂直于酒吧，可以保持在这些轨道上很长一段时间，因此可以是老的。我们表明，这样的（旧）核盘的可比大小存在于外部星系。
2017-10-16 astro-ph.GA
Modelling the non-equilibrium chemistry of the Milky Way's cold nuclear wind
The Australian National University（澳大利亚国立大学）；Università degli Studi di Firenze（佛罗伦萨大学）；INAF - Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切特里天文台）
研究通过建模银河系核风中的冷云化学，发现冷气体可能源自盘状分子云，其失去原子外壳后形成异常大的CO-H2转换因子，表明核流出物可能更重载。
2026-02-14 astro-ph.GA
The Milky Way Tomography with SDSS: III. Stellar Kinematics
我们研究银河系的运动学，使用的样本是1880万颗主序星，r<20，自行测量来自SDSS和POSS天体测量，包括~ 170，000颗恒星的径向速度测量来自SDSS光谱调查。到恒星的距离是使用光度视差关系确定的，在银河系高纬度（|b| >20度）的四分之一的天空中覆盖从~100 pc到10 kpc的距离范围。我们发现，在1 kpc <Z< 5 kpc和3 kpc <R< 13 kpc的区域内，随着离银道面的距离的增加，盘星的自转速度平滑地减小，速度色散的三个分量都增加。与此相反，晕星的速度椭球与球面坐标系对齐，并且在探测体积内似乎是空间不变的。附近（$Z<1$ kpc）K/M星的速度分布比较复杂，不能用标准的史瓦西椭球体来描述。对于距离有限的恒星子样本（<100 pc）中的恒星，我们检测到与HIPPARCOS所见一致的多模态速度分布。当使用史瓦西近似时，这种强非高斯性显著影响速度椭球倾斜和顶点偏差的测量。我们开发并测试了一个简单的描述性模型的整体运动学行为，捕捉这些功能在大多数的探测量，并可用于搜索子结构的运动学和金属丰度空间。我们使用这个模型来预测进一步改善银河系的运动学映射预期从盖亚和LSST。
2010-01-15 astro-ph.GA
Bird's eye view of molecular clouds in the Milky Way: II. Cloud kinematics from sub-pc to kpc scales
分子气体的运动学对于恒星的形成至关重要。与气体运动学性质相关的一个关键问题是它们如何依赖于空间尺度。我们的目标是描述的CO光谱，速度色散，特别是线宽尺寸的关系，从云（秒差距）尺度到千秒差距尺度的分子气体在银河系盘内的一个完整的区域。我们利用人口普查的分子云在2千秒差距从我们早期的工作，连同CO排放数据，他们从文献中。我们研究的运动学和Larson的关系为样本的单个云。我们还模仿了银河系的正面视图，并分析了0.25 - 2千秒差距大小的光圈内的云的运动学。这样，我们描述了CO气体运动学和Larson关系的尺度依赖性。我们描述了CO气体在云尺度和孔径在0.25 - 2千秒差距在我们的调查区域的光谱。孔径内的光谱是相对对称的，但显示出非高斯的高速翼。在云尺度下，我们的样本显示出线宽-尺寸关系σ_v = 1.5 * R ^{0.3 \pm 0.1}，具有较大的离散度。云样本的质量-尺寸关系为M_{CO} = 794 * R ^{1.5 \pm 0.5}。在kpc尺度上，也存在孔径的关系。一个暗示依赖于银河系的环境被认为是，与光圈更接近银河系的中心和人马座的螺旋臂具有略高的速度色散。我们探讨了观测区域中弥散分量的可能影响，发现弥散分量会使CO谱线变宽，并使谱线宽度-尺寸关系变平。了解可能扩散的CO成分的性质及其对观测的影响对于连接银河系和河外数据至关重要。
2022-09-13 astro-ph.GA
Dynamical evolution of a bulge in an N-body model of the Milky Way
关于银河系核球的详细动力学结构目前仍在争论之中。虽然盒状核球可以很好地再现核球星的运动学，但不能排除小的嵌入式经典核球的可能性。我们使用自洽的高分辨率N体模拟研究了银河系模型中一个小的经典核球的动力学演化。详细的运动学和动力学特性，这样的隆起。
2011-10-21 astro-ph.GA
A self-supervised, physics-aware, Bayesian neural network architecture for modelling galaxy emission-line kinematics
在未来的几十年里，像SKA这样的大型设施将提供数百万星系运动学的解析观测。为了帮助及时利用这些庞大的数据集，我们探索使用一个自我监督，物理意识的神经网络能够贝叶斯运动学建模的星系。我们展示了网络的能力，模拟星系中的冷气体的运动学，重点是恢复物理参数和伴随的建模误差。该模型能够恢复旋转曲线，倾角和光盘尺度长度的CO和HI数据匹配以及与文献中发现的。该模型还能够提供建模误差超过学习的参数由于准贝叶斯蒙特卡罗辍学的应用。这项工作显示了机器学习的前景，特别是自我监督的神经网络，在运动学建模的背景下星系。这项工作代表了将这些模型应用于运动学拟合的第一步，我们建议我们的模型的变体似乎特别适合于从即将到来的调查中实现排放线科学，例如SKA，允许快速利用这些大型数据集。
2021-02-10 astro-ph.GA
Vertical Distribution and Kinematics of Planetary Nebulae in the Milky Way
根据已发表的数据，我们已经制作了一个行星状星云（PNe）的样本，该样本在太阳的2 kpc范围内完成。我们估计，从这个样本中，银河系中的PNe总数为17000+/-3000，并根据指数密度分布确定薄盘的垂直尺度高度为197+/-10 pc。下一个样本包括斯坦盖里尼-海伍德星表中的PNE，并有一些小的补充。为此，我们使用了大约200个PNE与Peimbert的I、II和III型。在这种情况下，我们获得了一个相当高的垂直刻度高度值，该值随样品半径显著增加。我们已经通过实验发现，有必要将这个星表的距离尺度减小大约20%。然后，例如，对于日心距离小于4 kpc的PNe，垂直尺度高度为256+/-12 kpc。运动学分析证实了这种缩小距离尺度的必要性。
2017-04-06 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
Mapping the Milky Way Disk with Gaia DR3: 3D extended kinematic maps and rotation curve to $\approx 30$ kpc
我们应用Lucy的反演方法（LIM）对Gaia-DR 3源的视差误差进行统计反卷积，测量了它们在银心距离$R$在8 kpc和30 kpc之间的三维速度分量及其相应的误差和均方根值。我们发现的结果是一致的，通过应用LIM的Gaia-DR 2源，我们得出的结论是，该方法通过改善数据集的统计和降低观测误差，得到收敛和更准确的结果。用LIM重建的运动学图显示，在$R \approx 30$ kpc范围内，银河系的运动是不对称的，各速度分量都有明显的梯度。此外，我们确定了银河系旋转曲线$V_C(R)$到$\approx 27.5$ kpc的圆柱Jeans方程假设一个轴对称的引力势。我们发现，$V_C(R)$是显着下降到最大半径的调查。最后，我们还测量了$V_C(R)$在不同的垂直高度，表明，对于$R <15$ kpc，有一个显着的依赖$Z$，而在较大的$R$的依赖$Z$是可以忽略不计的。
2022-12-07 astro-ph.GA
The Kinematic Properties of Milky Way Stellar Halo Populations
在$Gaia$时代，恒星运动学被广泛地用于研究星系晕星星族，寻找晕结构，以及描述晕和热盘族之间的界面。我们使用基于分布函数的模型的现代数据集与6D相空间数据来定性地描述各种常用的星系晕的研究中的运动学空间。此外，我们定量评估如何以及每个运动空间可以分离径向各向异性的各向同性晕人口。我们发现，缩放的动作空间（“动作菱形”）是优于其他常用的运动空间在这项任务。我们提出了一个新的，易于实施的径向各向异性$Gaia$ -土卫二合并残余的成员的选择标准。假设$Gaia$ -土卫二恒星与各向同性晕的比例为1：1，我们发现我们的选择在我们的模型中实现了82%的样品纯度，相对于各向同性晕的污染。我们将此标准与文献标准进行比较，发现它在所得样品中产生最高纯度，但完整性略有降低。我们还表明，几乎所有当代光谱数据集的基础上的选择偏差可以显着影响的$E-L_{z}$分布的样品的方式，可能会混淆为真正的子结构。最后，我们提供建议，作者应该如何使用恒星运动学在未来研究银河系恒星晕。
2022-10-07 astro-ph.GA
ARGOS IV: The Kinematics of the Milky Way Bulge
我们提出的运动学结果，从我们的ARGOS光谱调查的银河系的星系核球。我们的目标是了解银河系隆起的形成。我们研究了位于银河系中心3.5千秒差距内的凸起中约17，400颗恒星的运动学，这些恒星是从28，000颗恒星的ARGOS调查中确定的。我们的目标是确定是否已形成的凸起内部驱动磁盘不稳定性所建议的四方形形状，或者合并发挥了重要作用，预计从Lambda CDM模拟。从我们在纬度b = -5度，-7.5度和-10度的速度测量中，我们发现凸起是一个圆柱形旋转系统，平滑地过渡到磁盘。在凸起中，我们发现了一个运动学上明显的贫金属粒子（[Fe/H] < -1.0），它不是圆柱形旋转的。5%的[Fe/H] < -1.0的恒星是一个缓慢旋转的球状群体，我们认为它们是目前位于银河系内部的金属弱厚盘和晕的恒星。我们在ARGOS论文III中确定的两个隆起部分（平均[Fe/H] = -0.25和[Fe/H] =+0.15）的运动学表明，它们可能有着共同的形成起源，并与共同位于隆起内部的厚盘和晕中金属含量较低的部分不同。我们不排除潜在的合并产生的凸起组件，但我们的研究结果有利于凸起形成早期薄盘不稳定。
2013-03-26 astro-ph.GA
$\texttt{galkin}$: a new compilation of the Milky Way rotation curve data
我们提出了$\texttt{galkin}$，一个新的汇编运动学测量跟踪我们的银河系的旋转曲线，连同一个工具来处理数据。编译优化银河中心半径在3和20千秒差距之间，包括气体，恒星和脉泽的运动学，从近四十年的文献中仔细收集了总共2780测量。提供了一个简单的、用户友好的工具来选择、处理和检索所考虑的所有源参考的数据。这一工具是特别设计的，以促进在银河系动力学研究中使用运动学数据，其应用范围从暗物质限制到修正重力测试。
2017-02-28 astro-ph.GA
Equilibrium models of the Milky Way mass are biased high by the LMC
最近的测量表明，大麦云云（LMC）的重量可能高达银河系的25%。在这项工作中，我们将探讨如何这样一个大的卫星影响质量估计银河系的基础上平衡模型的恒星晕或其他示踪剂。特别是，我们表明，如果LMC被忽略，银河系的质量被高估了50%。这种偏差是由于星系晕外围的整体运动造成的，至少部分可以通过对平衡模型的简单修改来解释。最后，我们表明，LMC有一个实质性的影响轨道狮子座我的行为，以增加其目前的速度相对于银河系。我们估计，考虑到一个$1.5\times10^{11} M_\odot$ LMC将降低推断的银河系质量$\sim10^{12} M_\odot$。
2020-01-29 astro-ph.GA
Action-based Dynamical Modelling for the Milky Way Disk
我们目前的路图，全可能性的动力学建模机器，旨在恢复银河系的（MW）的引力势从大样本的恒星在银河系盘。RoadMapping利用参数化轴对称势中的参数化三积分分布函数（DF）对观测到的恒星位置和速度进行建模。我们调查通过差分测试用例与理想化的模拟数据如何击穿模型假设和数据属性影响的潜力和DF的约束。我们的主要成果是：（i）如果MW的真实势不包括在假设的模型势族中，我们仍然可以-在轴对称情况下-找到对势的稳健估计，在观测体积内|z| <= 1.1 kpc的范围内，表面密度的差异仅<~ 10%。(ii)真实和模型DF之间的适度系统差异是无关紧要的。例如，当对星进行分箱以定义具有简单DF的子群体时，只要相邻箱的DF参数相差<20%，分箱误差就不会影响建模。此外，RoadMapping确保对以下任一项的无偏潜在估计：（iii）空间选择函数的小误判（即，<~ 15%），（iv）如果已知距离在10%以内，或（v）如果已知自行不确定性在10%以内或小于Δ mu <~ 1 mas/yr。挑战是大样本量的计算成本迅速增加。总体而言，RoadMapping非常适合使用即将发布的Gaia数据对MW的潜力进行精确的新测量。
2016-05-27 astro-ph.GA
Introducing galactic structure finder: the multiple stellar kinematic structures of a simulated Milky Way mass galaxy
本文首次将高斯混合模型应用于NIHAO高分辨率星系的归一化角动量和结合能的恒星运动学空间，将恒星分离成多个分量。我们使用模拟的银河系类似物，其恒星组成主机：薄和厚的光盘，经典和伪凸起，和恒星晕的方法。这些恒星结构的性质在大小、形状和旋转支持方面与观测预期吻合得很好。有趣的是，这两个运动盘表面的质量密度分布集中比指数，而凸起和恒星晕是纯粹的指数。我们追溯时间的拉格朗日质量的每一个组成部分分别研究他们的形成历史。在z~3和晕维里化的终点z~1.3之间，所有的分量都失去了一小部分角动量。经典的隆突损失最大（约95%），薄盘损失最小（约60%）。两个球丘都在高红移的位置形成了恒星，而薄盘的形成率约为98%，但在最后的11 Gyr内，SFR恒定在1.5 M $_{\rm\odot}$ /年$^{\rm-1}$。吸积星（占恒星总质量的6%）主要合并到厚盘或恒星晕中，它们分别占其质量的8%和45%。我们的分析管道可在https://github.com/aobr/gsf上免费获得。
2018-04-23 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
Inference from modelling the chemodynamical evolution of the Milky Way disc
在这篇论文中，场星的初始质量函数（IMF）和化学演化参数的银河系（MW）的导出使用前向建模技术结合贝叶斯统计。从一个本地MM盘模型开始，在太阳附近的恒星样本的观测合成和比较相应的体积完整的观测样本依巴谷星。由0.5 ~ 8 Msun观测得到的IMF是一个双斜率破缺幂律，低质量斜率和高质量斜率的幂分别为-1.49 +-0.08和-3.02 +-0.06，在1.39 +-0.05Msun处有一个破缺。为了限制IMF的恒星质量大于8 Msun，一个快速和灵活的化学富集代码，Chempy，开发，这也是能够重现空间和恒星星族选择的观测样本。对于大于6 Msun的恒星质量，推断的高质量斜率为-2.28 +- 0.09，说明了文献中不同产额集的系统效应。这表明，来自化学建模的约束，类似于银河系的流体动力学模拟，需要一个萨尔彼得高质量指数。这是很难恢复从恒星计数分析考虑到稀有的高质量恒星。
2018-02-23 astro-ph.GA
Internal kinematics of dwarf galaxies orbitally moving in ultralight dark matter
Faculty of Physics, Taras Shevchenko National University of Kyiv（基辅塔拉斯舍甫琴科国立大学物理学院）；Bogolyubov Institute for Theoretical Physics, National Academy of Sciences of Ukraine（乌克兰国家科学院博戈留博夫理论物理研究所）
研究矮星系在超轻暗物质晕中的运动学，分析动力摩擦力和银河引力对矮星系内部运动的影响，并探讨其振荡特性。
2025-11-24 astro-ph.GA
On the Convergence of the Milky Way and M31 Kinematics from Cosmological Simulations
银河系（MW）和M31（本星系群中的主要星系）的运动学可以用来估计本星系群的总质量。关于M31自行的新结果最近被用来改进这一估计。这些结果是基于运动学先验，有时使用宇宙学N体模拟进行指导和评估。然而，模拟LG类似物的运动学特性可能会有偏差，由于有效的功率谱截断引起的小尺寸的父模拟。在这里，我们探讨的依赖LG运动学的模拟框的大小，认为宇宙学模拟需要一个框的大小为1 Gpc的顺序，以索赔收敛的LG运动学性质。使用足够大的模拟，我们发现M31相对于MW的切向和径向速度分别在$v_{\mathrm {tan}}=105^{+94}_{-59} $ km/s和$v_{\mathrm {rad}}=-108^{+68}_{-81}$ km/s的范围内。这项研究强调，LG运动学来自N体模拟必须仔细解释考虑到父模拟的大小。
2022-09-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
VINTERGATAN I: The origins of chemically, kinematically and structurally distinct discs in a simulated Milky Way-mass galaxy
对银河系恒星的光谱调查揭示了编码其历史的空间，化学和运动学结构。在这项工作中，我们研究它们的起源使用宇宙学变焦模拟，VINTERGATAN，银河系质量盘星系。我们发现，在连接到$z\sim 1.5$的最后一次重大合并，宇宙吸积导致快速形成的外部，金属贫乏，低[ $α$ /Fe]气体盘周围的内部，金属丰富的星系包含旧的高-[ $α$ /Fe]恒星。该事件导致[ $α$ /Fe]在[Fe/H]范围内呈现双峰。详细分析了自$z\sim 1$以来星系的演化。我们展示了由内而外的生长塑造径向表面密度和金属丰度分布的方式，以及径向迁移如何优先将恒星从内盘迁移到外盘。长期盘加热被发现引起增加的速度色散和scaleheights与恒星年龄，这与光盘耀斑一起解释了在银河系中观察到的几个趋势，包括较浅的径向[Fe/H]-配置文件以上的中平面。我们展示了星系形成的情况下印记之间的非平凡的映射结构协会（即厚和薄盘），速度色散，$α$ -增强，和年龄的恒星，例如，最贫金属的低-[ $α$ /Fe]序列中的恒星被发现有一个scaleheight老高-[ $α$ /Fe]星。最后，我们说明了如何在低空间分辨率，相当于星系的厚度，建议的路径不同的序列在[ $α$ /Fe]-[Fe/H]不能被捕获。
2020-06-12 astro-ph.GA
Distribution functions for the modelling of accretion remnants in Milky Way-like galaxies: insights from IllustrisTNG
该研究利用IllustrisTNG模拟分析银河系类似星系的吸积残余物，评估常用分布函数对其相空间分布的描述效果，发现双幂剖面等模型可合理拟合，为约束银河系恒星晕并合残余物性质提供参考。
2025-02-12 astro-ph.GA
Metallicity-dependendent kinematics and morphology of the Milky Way bulge
我们使用N体化学动力学模拟研究我们的银河系的酒吧/隆起区域的形态，运动学和金属丰度之间的耦合。我们将我们的结果与现有的观测结果进行了定性比较，发现非常一致。我们的结论是，这个地区是复杂的，因为它包括几个恒星组件具有不同的属性-即一个boxy/花生球，薄和厚盘组件，并在较小的程度上，一个disky pseudoblug，恒星晕和一个小的经典凸起-所有同居在动力学平衡。我们的模型显示了运动学和金属丰度，或形态和金属丰度之间的密切联系，已经建议了一些最近的观察。我们讨论并解释这些联系。
2016-12-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Detecting Triaxiality in the Galactic Dark Matter halo through Stellar Kinematics
假设银河系的暗物质晕为非球形势（即三轴势、长轴势、扁轴势），我们展示了银河系晕的聚集过程，可能仅仅由于暗物质晕的形状而留下了持久的恒星晕运动学化石。与潮汐流相反，与最近的卫星吸积事件有关，这些恒星运动学群通常会表现出不均匀的化学和恒星星族属性。然而，它们可能是由一个单一的吸积事件为某些质量组装的历史。如果这些特殊的运动恒星群的探测得到证实，它们将是宇宙学星系形成场景中预测的黑暗晕三轴性的确凿证据。
2012-10-22 astro-ph.GA
Staying away from the bar: the local dynamical signature of slow and fast bars in the Milky Way
红团巨星的三维密度和星系内部的气体运动学都表明，银河系棒的模式速度可能比以前估计的要低得多。在这里，我们表明，这样的慢杆模型是无法重现双峰观察到的本地恒星速度空间。我们这样做是通过计算在太阳附近的恒星的引力势的慢，快酒吧，在他们的扰动分布函数的作用角空间到二阶，以及通过识别共振捕获轨道。我们还检查，双峰是不太可能通过扰动产生的螺旋臂，并得出结论，相反的气体运动学，当地恒星运动学仍然有利于快速酒吧在银河系中，模式速度的顺序几乎两倍（不低于1.8倍）的圆频率在太阳的位置。这就留下了一个悬而未决的问题，即银河系中长而平的棒的性质。
2016-10-27 astro-ph.GA
Structure and Kinematics of the Stellar Halos and Thick Disks of the Milky Way Based on Calibration Stars from SDSS DR7
根据斯隆数字巡天（SDSS）及其第一次扩展（SDSS-II）（其中包括子巡天SEGUE：斯隆银河系理解和探索扩展）的32360颗校准星的大气参数和运动学量，对银河系中公认的恒星组成部分的结构和运动学进行了探索。全空间运动的子样本16920颗恒星，探索太阳4千秒差距内的局部体积，用于推导速度椭球的内晕和外晕组成部分的银河系，以及典型的厚盘和建议的金属弱厚盘人口。我们首先研究的问题是，数据是否需要存在至少两个组件的晕，以占可能晕星在本地体积的旋转行为，以及是否需要两个以上的组件。我们还解决的问题，是否建议的金属弱厚盘是运动学和化学上不同于典型的厚盘。此外，我们认为需要了解的性质所观察到的银河系的恒星星族的运动学行为的每个组件的分数作为一个函数的距离平面。厚盘和金属弱厚盘组件的规模长度和规模的高度确定。内晕和外晕人口的空间密度分布推断从牛仔定理分析。全套校准恒星（包括那些以外的本地体积）被用来测试预期的变化，在观察到的恒星金属丰度分布函数与距离以上的银河平面原位，由于从底层的恒星星族的变化的贡献。[删节]
2010-02-01 astro-ph.GA
The LMC impact on the kinematics of the Milky Way satellites: clues from the running solar apex
矮星系为研究银河系和本星系群的演化提供了一个独特的机会。分析运行的太阳能顶点的MW卫星的运动学的基础上，我们发现了一个意想不到的行为的径向速度分布的偶极项作为银河系的距离的函数。附近的卫星（<100 kpc）具有振幅为140-230 km/s的整体运动，而较远的卫星则显示径向速度的各向同性分布。如此强烈的太阳顶点变化无法用卫星的净旋转来解释，因为它需要极高的旋转速率（约970 km/s）。如果我们从我们的样本中排除LMC及其最密切相关的成员，这不会足够强烈地抑制附近卫星的整体运动。尽管如此，我们已经证明，所观察到的MW卫星的特殊运动学可以解释由LMC的第一次下降所造成的扰动。首先，我们“撤销”的摄动的影响，通过整合的MW卫星的轨道向后（向前）与（没有）大规模LMC。看来，在2 × 10 ^{11} Msun LMC的情况下，内晕中太阳顶点的现代特有增强减弱得最厉害。接下来，在MW-LMC相互作用的自洽高分辨率N体模拟中，我们发现太阳的顶点只显示了具有大量角动量的晕粒子的观测行为，与MW卫星的行为相当。
2023-03-10 astro-ph.GA
New kinematic map of the Milky Way bulge
本研究通过结合GIBS、APOGEE和MUSE数据，利用新工具PHOTfun和MCMC方法，更新了银河系核球的运动学图，确认了柱状旋转并揭示了速度弥散的盒状形态。
2025-09-08 astro-ph.GA
Reviving old controversies: is the early Galaxy flat or round? Investigations into the early phases of the Milky Way formation through stellar kinematics and chemical abundances
我们分析了一组非常贫金属的恒星，已获得准确的化学丰度的一部分，欧洲南方天文台大型计划“第一星”的光的盖亚DR 2数据。样本中恒星的运动学和轨道特性表明，它们可能属于厚盘，部分加热到晕运动学，以及吸积的Nissen & Schuster-Gaia Sausage-Enceladus卫星。这些性质在高金属丰度（$\rm [Fe/H]>-2$）和低金属丰度（$\rm [Fe/H]<-4.$）的恒星中的连续性表明，在$\rm [Fe/H] \lesssim -0.5$和至少在$\rm [Fe/H]\sim-6$以下的银河系主要由这两个种群组成。特别是，我们表明，光盘连续延伸从$\rm [Fe/H] \le -4$（最近发现的恒星与盘状运动）到$\rm [Fe/H] \ge -2$，银河系厚盘的金属丰度制度。确实存在一个“超贫金属厚盘”，它构成了典型银河系厚盘的极贫金属尾部，并将后者从$\rm [Fe/H] \sim -0.5$扩展到迄今为止在银河系中发现的最贫金属的恒星。这些结果表明，盘可能是主要的，也可能是唯一的恒星星族，已在银河系中形成的这些金属丰度。这就要求导致旧银河系圆盘形成的耗散坍缩必须非常快。我们还讨论了这些结果，在最近的模拟努力再现银河系型星系的第一阶段。
2020-03-09 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
The Dynamics of Old Inner Galaxy Stars in Milky Way-mass Galaxies Using FIRE-2 Simulations
University of Pennsylvania（宾夕法尼亚大学）；Graduate Center, City University of New York（纽约市立大学研究生中心）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）
利用FIRE-2宇宙学模拟分析13个银河系质量星系中古老内星系恒星的运动学性质，发现它们主要形成于宿主星系，但吸积恒星在早期阶段显著，且盘状动力学随年龄减小而增强。
2026-06-16 astro-ph.GA
