The RAVE harvest: from the relation between abundances and kinematic of the Milky Way stars to tools for the abundance analysis of the spectra
RAVE是银河系的光谱调查，收集了银河系附近恒星的500，000多个恒星光谱。RAVE集团分析了这些光谱，以获得径向速度、恒星参数和化学丰度。这些数据，加上空间和运动学信息，如位置，自行和距离估计，使RAVE数据库成为银河系考古学的丰富来源。我目前的化学运动学的关系和化学梯度在银河系盘使用RAVE数据的最新调查，并比较我们的结果与贝桑松模型。我还介绍了代码空间，RAVE化学管道的演变，它集成了恒星参数和化学丰度的测量在一个单一的过程。
2013-09-25 astro-ph.GA
Addressing the too big to fail problem with baryon physics and sterile neutrino dark matter
在$Λ$ CDM模型中对结构形成的N体暗物质模拟预测了星系晕中的一群次晕，这些次晕的中心密度比银河系卫星的中心密度要高，这种紧张局势被称为“太大而不能倒”问题。提出的解决方案包括重子效应、银河系晕的较小质量和温暖的暗物质。我们测试这三种可能性，使用半解析模型的星系形成银河系晕模拟卫星人口，其结果耦合到江和范登博世模型的subhalo剥离预测subhalo $V_\mathrm{max}$功能的10个最亮的卫星的光度函数。我们发现，选择最明亮的卫星（而不是最大的）和模拟气体的超新星在早期的驱逐增加了可能性产生观察到的银河系卫星$V_\mathrm{max}$功能。首选的晕质量是$6\times10^{11}M_{\odot}$，它有14%的概率拥有像银河系卫星那样的$V_\mathrm{max}$功能。对于$1.0\times10^{12}M_{\odot}$光环，该概率降低到8%，对于$1.4\times10^{12}M_{\odot}$光环，该概率降低到3%。我们的结论是银河系卫星$V_\mathrm{max}$功能是兼容的CDM宇宙学，如以前发现的Sawala等人。使用流体动力学模拟。无菌中微子-暖暗物质模型与观测结果的一致性更高，最大有35%的机会产生观测到的银河系卫星$V_\mathrm{max}$函数。然而，还需要做更多的工作来检查半解析剥离模型在无菌中微子宇宙学中是否正…
2017-08-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Statistics of Satellite Galaxies Around Milky Way-Like Hosts
计算了标准宇宙学模型中类银河晕具有观测到的麦哲伦云数的概率。在LCDM模型中的MC的数量的统计是在一个大样本的SDSS星系的观测符合得很好。在星系r-波段光度和晕内速度v_max之间存在小散射关系的子晕丰度匹配假设下，我们与Liu等人（2010）使用SDSS DR 7数据进行的类似测量进行了详细比较。模型和观测数据给出了非常相似的概率，有零个，一个和两个MC样卫星。在这两种情况下，银河系光度宿主只有\sim 10%的机会拥有两颗类似于麦哲伦云的卫星。此外，我们提出了一个预测的概率为一个主机星系Nsats卫星星系作为一个函数的大小的主机和卫星。这种概率及其与宿主属性的比例与质量选择物体的概率有很大不同，因为质量-光度关系中的散射以及恒星形成效率随晕质量的变化。
2011-11-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
The odd primordial halo of the Milky Way implied by Gaia. A shallow core, but a steep decline
Nanjing University（南京大学）；Case Western Reserve University（凯斯西储大学）；Leibniz-Institute for Astrophysics（莱布尼茨天体物理研究所）；Observatoire de Paris, Universit´e PSL, CNRS（巴黎天文台，巴黎文理研究大学，法国国家科学研究中心）；University of Arizona（亚利桑那大学）
通过Gaia数据发现银河系原始暗物质晕的异常特征，其浓度和质量与预测差异显著，密度分布不符合冷暗物质理论。
2025-11-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Infall Times for Milky Way Satellites From Their Present-Day Kinematics
我们分析subhalos在通过Lactea II（VL 2）宇宙学模拟寻找它们的下落时间和z = 0动力学性质之间的相关性。我们发现，今天的轨道能量是密切相关的时间，在最后一次穿越到维里半径的subhalos。这种能量-陷落相关性提供了一种推断银河系卫星星系陷落时间的方法。假设银河系的组装可以模拟VL 2，我们表明，一些卫星的坠落时间是很好的约束，只给他们的银河系的位置和视线速度。约束尖锐的卫星与自行测量。我们发现船底座、小熊座和雕刻者座都是早在8 Gyr前增生的。其他五颗矮星，包括六分仪和Segue 1，也可能是早期的吸积物，尽管不确定性更大。在另一个极端，狮子座T刚刚第一次落入银河系，而狮子座I在\sim 2 Gyr前落入银河系，现在正在爬出银河系的潜力后，它的第一个近银河系。其他几个矮星的能量，包括天炉座和武仙座，指向中间的坠落时间，2 - 8 Gyr前。我们比较我们的降落时间估计发表的恒星形成的历史，并发现超微弱和经典矮星之间的二分法的线索。经典矮星似乎在坍缩后熄灭了恒星的形成，但超暗矮星往往在坍缩前很久就熄灭了，至少在我们的不确定性使我们能够辨别出差异的情况下是这样。我们的分析表明，大麦云最近穿过银河系维里半径内，在过去的\sim 40亿年。
2011-10-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Are the Ultra-Faint Dwarf Galaxies Just Cusps?
我们开发了一种技术来调查的可能性，最近发现的一些超暗矮卫星的银河系可能是尖焦散，而不是重力自约束系统。当恒星流折叠时，会形成这样的尖点，从而产生一个区域，在这个区域中，投影的二维表面密度会增强。在这项工作中，我们构造了一个泊松极大似然检验比较尖点和指数模型的任何子结构在平等的基础上。我们把这个检验应用到武仙座矮星（d ~ 113 kpc，M_V ~-6.2，e ~ 0.67）。在赫拉克勒斯的例子中，平坦指数模型比尖点模型更受青睐，在高置信度下排除了赫拉克勒斯是尖点灾难。这个测试可以应用于任何一个银河系矮星，更一般地说，可以应用于整个恒星晕群，以寻找可能在吸积恒星晕中预期的尖点灾难。
2010-12-09 astro-ph.GA
Galactic Archaeology: Tracing the Milky Way's Formation and Evolution through Stellar Populations
本文阐述银河系考古学如何利用恒星的分布、运动学、化学与年龄信息，结合光谱和测光数据识别恒星族群，以揭示银河系各结构的形成演化历史。
2023-08-16 astro-ph.CO 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
Galactic Substructure and Dark Matter Annihilation in the Milky Way Halo
我们研究子结构对星系晕中暗物质湮灭速率的影响。我们使用的子结构，可以扩展数值模拟结果的尺度太小，无法解决的模拟分析模型。我们首先校准的解析模型的数值模拟，然后确定湮灭助推因子，标准的WIMP模型以及那些与索末菲（或其他）增强，作为银河系的银心半径的函数。我们提供了一个估计的依赖性的伽马射线强度的WIMP湮灭的角距离的函数从银河系中心。这种方法，再加上未来的数值模拟结果可以是一个强大的工具，可以用来约束WIMP属性使用费米全天数据。
2010-01-20 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Did the Milky Way just light up? The recent star formation history of the Galactic disc
[摘要]我们绘制了银河系圆盘6kpc $\,\times\,$ 6kpc区域的恒星年龄分布（$\lesssim 1$ Gyr），以限制我们银河系最近的恒星形成历史。我们的建模借鉴了Zari等人（2021）的样本，该样本涵盖了所有假定的具有$G<16$的盘OBA星（$\sim 500,000$源）。为了降低对红化的敏感性，我们不对这些恒星的详细CMD分布进行前向建模，而是将K波段绝对星等分布$n(M_K)$作为阶跃函数，其中恒星的$M_K<0$和$T_{\mathrm{eff}} > 7000$ K位于盘中的某个位置$\vec{x}$，具有5个年龄仓，$b(τ~|~\vec{x}, \vecα)$，年龄间隔从$τ= 5$ Myr到$τ= 1$ Gyr。给定一组等时线和Kroupa（2001）的初始质量函数，我们对$b(τ\,|\,\vec{x}, \vecα)$进行采样，以最大化数据的可能性，并考虑选择函数。这就产生了一组横跨银河系圆盘相当大一部分的单年龄恒星密度图。这些地图显示，一些，但不是全部，旋臂反映在年龄小于5亿年的恒星的超密度中。最年轻的恒星（$<10$ Myr）的地图描绘了主要的恒星形成区域。所有年龄段的地图都表现出向外的密度梯度和明显的螺旋状空间结构，在大尺度上，所有年龄段的地图在质量上是相似的。当对地图的面积求和并外推到整个圆盘时，我们发现$\approx 3.3 \…
2022-06-06 astro-ph.GA
GALExtin: An alternative online tool to determine the interstellar extinction in the Milky Way
对星际灭绝的估计在广泛的天文学研究中是必不可少的。在过去的几十年里，已经出版了几张银河系大规模星际灭绝的地图和模型。然而，这些地图和模型是用不同的编程语言开发的，具有不同的用户界面和输入/输出格式，这使得使用和比较来自这些地图和模型的结果变得困难。为了解决这个问题，我们开发了一种名为GALExtin（\url{http://www.galextin.org}）的工具，它可以根据3D模型/地图和2D地图来估计星际灭绝。用户只需要提供一个坐标（和距离）列表，并选择一个模型/地图。然后，GALExtin将提供一个包含灭绝估计值的输出列表。它可以在任何其他需要星际灭绝估计的门户或模型中实现。在这里，GALExtin的一般概述，以及它的功能，验证，性能和一些结果。
2021-08-01 astro-ph.GA
Constraining SN feedback: a tug of war between reionization and the Milky Way satellites
基于冷暗物质宇宙演化的星系形成理论模型通常需要来自超新星（SN）爆炸的强反馈，以便再现银河系卫星星系光度函数和场星系光度函数的暗端。然而，太强的SN反馈也会导致宇宙再电离太晚，银河系卫星的金属丰度太低。因此，这四个观测结果的组合对SN反馈施加了严格的约束。我们使用半解析的星系形成模型galform来研究这些约束。我们发现，这些意见有利于SN反馈模型中的反馈强度随红移的演变。我们发现，对于我们的最佳拟合模型，一半的电离光子是由静止帧远紫外绝对星等$M_{\rm AB}(1500{\rm Å})<-17.5$的星系发射的，这意味着已经观察到的星系种群贡献了大约一半的光子负责再电离。这些星系的$z=0$后代主要是恒星质量为$M_*>10^{10}\,{\rm M}_{\odot}$的星系，并优先居住在质量为$M_{\rm halo}>10^{13}\,{\rm M}_{\odot}$的晕中。
2016-08-11 astro-ph.GA
The local rotation curve of the Milky Way based on SEGUE and RAVE data
我们利用SEGUE（Sloan Extension for Galactic Understanding and Exploration）G矮星的样本构造了银河系在扩展太阳邻域中的自转曲线。我们调查的旋转曲线形状的存在下，任何特殊性的太阳半径以外的一些作者已经报道。我们在经典的牛仔裤分析的框架来处理这个问题。利用RAVE（Radial Velocity Experiment）的最新观测数据，我们确定了代表银河系薄盘的三个不同金属丰度的星族的太阳特有速度和径向标度。然后，在SEGUE G-矮星的金属丰度相同的情况下，我们构建了银河中心距离7-10 kpc范围内的旋转曲线。我们推导出圆速度通过校正平均切向速度的非对称漂移在每个距离箱。利用SEGUE数据，我们还计算了厚盘的径向标度长度，已知导出的太阳特有运动和旋转曲线的斜率。通过SEGUE G-dwarfs构建的旋转曲线在选定的径向范围内看起来是平滑的。在我们新的仔细分析的框架中确定的薄盘旋转的局部运动学不赞成在太阳半径之外存在一个巨大的高密度环。
2018-02-21 astro-ph.GA
Detection of the Milky Way reflex motion due to the Large Magellanic Cloud infall
大麦云云是银河系中质量最大的卫星星系，估计质量超过银河系质量的十分之一。大麦云云以每秒327公里的惊人速度掠过银河系，刚刚经过它最接近的地方约50千秒差距，它可以通过多种方式影响我们的银河系，包括将银河系圆盘从银河系质心上移开。在这里，我们报告的证据表明，银河系盘是移动相对于恒星示踪剂在外晕（$40<r<120$ kpc）在$v_{\rm travel}=32^{+4}_{-4}$公里/秒，在方向$(\ell,b)_{\rm apex}=(56^{+9}_{-9},-34^{+10}_{-9})$度，这在LMC轨迹上的一个较早的位置点。由此产生的反射运动检测外晕星和银河系卫星星系的运动学与准确的距离，自行和视线速度。我们的研究结果表明，我们的银河系的动力学模型不能忽略引力扰动引起的大麦云云的下降，也不能在一个参考系，不正确的光盘反射运动的恒星晕的观测处理。未来对恒星晕的光谱调查与盖亚天体测量相结合，将允许对横跨银河系的大麦云云轨迹进行复杂的建模，以前所未有的细节限制两个星系中的暗物质分布。
2020-11-20 astro-ph.GA
Why is the Milky Way X-factor Constant?
CO-H2转换因子（Xco;也被称为X因子）在银河系和本星系群（除了SMC）中被观察到非常恒定。到目前为止，我们对Xco为什么应该如此恒定的理解仍然很差。使用极高的分辨率（~ 1 pc）的星系演化模拟和分子线辐射转移计算相结合，我们建议，XCO显示在银河系中的值范围很窄，由于分子云共享非常相似的物理性质。在我们的模型中，这本身就是恒星反馈与引力坍缩竞争的结果。其寿命由辐射反馈调节的GMCs显示出窄范围的表面密度，温度和速度色散，其值与银河系中看到的相当。因此，这些云的X因子与当地小组的观测数据显示出合理的对应关系，并且范围相对较窄。另一方面，无反馈的云坍缩到比银河系更大的表面密度，因此导致X因子与银河系相比系统性地过大。我们的结论是，GMCs内的辐射反馈可以产生类似于在银河系中观察到的云属性，因此在正常的，静止的云大致恒定的银河系X因子。
2013-12-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
The effect of the LMC on the Milky Way system
本文综述了大麦哲伦云作为大质量伴星系对银河系产生的引力扰动效应，包括轨道偏转、银河系中心反射运动和外部区域形变，并强调需在观测精度和建模方面加以改进。
2023-04-18 astro-ph.GA
Testing a proposed "planarity" tool for studying satellite systems: On the alleged consistency of Milky Way satellite galaxy planes with $Λ$CDM
本文检验了一种用于研究卫星系统平面性的新度量，发现该度量会因与卫星平面无关的各向异性特征和对系统取向的敏感性而错误推断出更高的平面性，从而证明其不适用于衡量卫星系统整体平面性，也不能据此支持银河系卫星平面与ΛCDM一致。
2024-12-18 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
New tools for studying planarity in galaxy satellite systems: Milky Way satellite planes are consistent with ΛCDM
本文提出“平面性”概念以量化星系卫星系统的平面结构，利用Gaia EDR3数据发现银河系卫星位置矢量具强平面性但速度矢量无，且其平面性与ΛCDM模型一致。
2024-11-26 astro-ph.GA astro-ph.IM
The Milky Way system in LCDM cosmological simulations
我们应用半解析的星系形成模型对两个高分辨率的宇宙学N体模型进行了模拟，以研究银河系的类似物。我们选择这些根据观察到的银河系的性质，而不是晕质量在大多数以前的工作。对于恒星质量为（5--7）x 10 d10 Msun的盘状中央星系，主晕质量的中位数为1.4 x 10 d12 Msun，1 σ色散范围为[0.86，3.1] x 10 d12 Msun，与银河系晕质量的动力学测量结果一致。对于任何给定的晕质量，拥有银河系的可能性都很低，在质量约为10 d12 Msun的晕中，最大可能性约为20%。该模型再现了银河系亮卫星（MV < -9）的V波段光度函数和径向轮廓。星系形成在低质量的晕被发现是高度随机的，导致在一个非常大的分散之间的关系MV（或恒星质量）的卫星和深度的晕下的位井，他们住，作为测量的最大旋转曲线，Vmax。我们的结论是，“太大而不能倒”的问题是在N体模拟中根据晕下特性选择卫星的人为因素：在10%的情况下，我们发现三个或更少的最亮（或最大质量）卫星的Vmax > 30 km/s。我们的模型预测，大约有一半的暗物质subhaloes与Vmax > 20公里/秒的主机卫星比MV = -9昏暗，因此可能是从现有的调查失踪。
2015-03-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Too Big To Fail in Light of Gaia
我们指出了明亮的银河系矮球状星系（dSphs）的中心暗物质（DM）密度和它们的轨道近心距离从盖亚数据推断之间的反相关性。没有靠近银河系中心的dSphs（如天炉座，船底座和六分仪座）在DM中的密度低于那些更接近的dSphs（如天龙座和小熊座）。由于大的散射，对于超微弱的dSph不能推断出相同的反相关性。包括超微弱，一个趋势，即dSphs与更广泛的恒星分布往往有较低的DM密度出现。根据这些观察，有必要重新审视“大到不能倒”问题的解决方案。
2019-09-15 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Constraining local UV field geometry at reionization using Milky Way satellites
我们提出了一个新的银河系卫星星系人口的半解析模型，旨在估计在星系尺度上的卫星的属性的再电离的几何形状的效果。在这个模型中，再电离可以是：（A）外部驱动和均匀的，或者（B）内部驱动，由银河系最大的祖先。在后一种情况下，电离前沿的传播和光子稀释会导致外部卫星气体相对于内部卫星的光蒸发延迟。因此，外层卫星的恒星形成期比内层卫星要长。我们使用简单的模型来解释恒星的形成，电离前沿的传播，光蒸发和观测偏差。这两种情况产生一个模型卫星人口相匹配的观测光度函数和质量-光比。然而，情景（B）的预测人口在空间上比情景（A）要远得多，约为0.3 dex，因此与观测结果的匹配程度要好得多。在卫星的径向分布再电离过程中留下的本地紫外线场的签名的生存，使其成为一个很有前途的工具，在银河系和附近的星系在星系尺度上的再电离时代的恒星解决与即将到来的大型调查。
2011-11-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Detailed comparison of Milky Way models based on stellar population synthesis and SDSS star counts at the north Galactic pole
我们测试的能力的TRILEGAL和贝桑松模型再现CMD的SDSS数据在银河系北极（NGP）。我们表明，赫斯图分析的颜色星等图是更强大的比光度函数（LFs）在确定银河系的结构。我们通过赫斯图推导出最佳拟合的TRILEGAL模型来模拟SDSS滤波器（g-r，g）CMD中的NGP场。对于贝桑松模型，我们模拟了所有SDSS滤波器的LF和Hess图。我们使用卡方分析，并确定在赫斯图的相对偏差的中位数，以量化的TRILEGAL模型和贝桑松模型的比较，并比较这与Just-Jahreiss模型的拟合质量。用观测到的球状星团（GC）基准等时线检验了厚盘和晕的颜色-绝对星等图中的输入等时线。我们发现，缺乏厚盘组件的默认参数集提供了最好的代表性的LF在TRILEGAL。Hess图显示需要金属贫乏的厚盘。在赫斯图中，TRILEGAL模型和SDSS数据的相对偏差中位数为25%，而Just-Jahreiss模型的偏差仅为5.6%。等时线分析表明，SDSS系统对（至少是贫金属）恒星星族的MS的描述是可靠的。与此相反，RGBs未能匹配所观察到的基准序列的GC。贝桑松模型显示出类似的相对偏差中位数为26%（g-r，g）。在u波段，偏差较大。贝桑松模型中使用的等时线集与观测到的基准等时线之间存在显著的偏移。与赫斯图相反，由于沿着视线的扩展空间分布，LF对银河系组件的详细结构不敏感。
2012-07-20 astro-ph.GA
Predicted Extension of the Sagittarius Stream to the Milky Way Virial Radius
人马座（Sgr）流的广泛跨度使其成为研究银河系引力势的一个有前途的工具。描述它的恒星运动学可以限制晕的性质，并为冷暗物质星系形成范式提供基准。准确的模型的中断动力学的Sgr祖是必要的，采用这种工具。使用解析建模和N体模拟相结合，我们建立了一个新的模型的Sgr轨道和由此产生的恒星流。与以前的模型相比，我们模拟了Sgr祖先从第一次穿过银河系维里半径8 Gyr前的完整下落轨迹。初始相空间条件的参数空间的探索产生严格的限制角动量的Sgr祖。我们的最佳拟合模型是第一个准确再现现有数据的三维位置和径向速度的碎片检测100千秒差距以外的MW晕。除了复制映射流之外，模拟还预测了Sgr流的几个分支的存在，延伸到数百千秒差距。银河系晕中已知的两颗最遥远的恒星与预测的结构相吻合。新预测的臂中的其他恒星可以通过大型综合巡天望远镜的未来数据找到。在最遥远的Sgr臂中探测到恒星的统计样本将提供一个机会，将银河系的潜力限制在前所未有的银河系中心半径。
2017-03-06 astro-ph.GA
Upper Limit on the Milky Way Mass from the Orbit of the Sagittarius Dwarf Satellite
人马座矮星系是银河系中质量最大的卫星星系之一，它对银河系盘和星晕的形成起着重要的作用。人马座在几个近距离通道上的分裂已经用大规模的潮汐流填充了我们银河系的光环，并为测量其引力势提供了一个独特的诊断工具。在这里，我们测试不同的祖质量模型的银河系和人马座的模拟充分的卫星。我们根据观测到的轨道参数和人马座的多个潮汐流来约束银河系的质量。我们的轨道动力学的半解析模型与全$N$ -体模拟一致，并且有利于银河系质量的低值，$\lesssim 10^{12}M_\odot$。这一结论缓和了$Λ$ CDM与银河系卫星观测参数之间的紧张关系。
2017-09-15 astro-ph.GA
A signature of the internal reionisation of the Milky Way?
我们提出了一个新的半分析模型的人口银河系的卫星星系，旨在估计的空间结构的再电离在星系尺度上的卫星的属性的影响。在这个模型中，再电离可以是：（A）外部驱动和均匀的，或者（B）内部驱动，由银河系最大的祖先驱动。在后一种情况下，电离前沿的传播和光子稀释会导致外部卫星气体相对于内部卫星的光蒸发延迟。因此，外层卫星的恒星形成期比内层卫星要长。我们使用简单的模型来解释恒星的形成，电离前沿的传播，光蒸发和观测偏差。这两种情况都产生了一个z=0的模型卫星群，它与观测到的光度函数和质光比相匹配。然而，情景（B）的预测人口在空间上比情景（A）要远得多，约为0.3 dex，因此与观测结果的匹配程度要好得多。这种结构的签名印记在卫星的径向分布的再电离过程中的本地紫外线场的生存，使其成为一个有前途的工具，用于研究在银河系和附近的星系在星系尺度上的再电离时代解决恒星与即将到来的大型调查。然而，还需要更多的工作来确定如何将这里报道的影响与不同实现的银河系晕之间的宇宙差异分开。
2011-08-04 astro-ph.CO 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
The Three-Dimensional Structure of the M31 Satellite System; Strong Evidence for an Inhomogeneous Distribution of Satellites
我们进行调查的M31卫星系统的空间结构，利用在以前的出版物中提出的距离分布。这些距离利用泛仙女座考古调查（PAndAS）的深度和空间覆盖范围的独特组合，提供了一个由M31的27颗卫星组成的大型均匀样本，以及M31本身。我们发现，卫星分布，作为一个整体来看，是没有更多的平面比一个人会期望从一个随机分布的大小相等。然而，一个由15个卫星组成的圆盘被发现是非常重要的，而且非常薄，均方根厚度只有$12.34^{+0.75}_{-0.43}$ kpc。这个圆盘的方向近似于银河系的边缘，几乎垂直于银河系圆盘。它也大致垂直于银河系卫星系统定期报告的盘状结构，并与M31的巨型星流紧密对齐。对M31卫星分布不对称性的类似分析发现，它也明显大于人们对随机分布的预期。特别值得注意的是，27颗卫星中有20颗最有可能位于银河系的一侧，其中形成上述圆盘的卫星子集中的不对称性最明显。考虑到银河系和M31的卫星盘结构之间明显的正交性，这种不平衡性就更加有趣了。
2013-01-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Observed kinematics of the Milky Way nuclear stellar disk region
本文通过VVV自行和APOGEE视向速度数据研究银河系核恒星盘区域的红团簇恒星运动，发现观测特征可由中心分子带遮挡背景恒星解释，未发现核恒星盘作为独立快速旋转成分的明确证据。
2024-02-26 astro-ph.GA
Devouring the Milky Way Satellites: Modeling Dwarf Galaxies with Galacticus
本研究利用半解析模型Galacticus在N体模拟合并树上，通过匹配光度函数和光度-金属丰度关系，成功再现了银河系极暗弱矮卫星的观测属性，并验证了其恒星形成历史与本地群矮星系一致。
2022-09-27 astro-ph.GA
Chemical abundances of field halo stars -- Implications for the building blocks of the Milky Way
我想回顾最近的努力，详细的化学丰度测量现场银河系晕星。由于距离太阳高达数千秒差距的宽视场光谱测量的出现，具有详细化学测量的场晕星的大样本正在不断扩大。化学信息和全六维相空间信息的结合，现在被认为是一个强大的工具，以确定宇宙吸积事件，已经建立了相当大的一部分，现在的恒星晕。未来的观测前景与宽场光谱调查和理论前景与超新星核合成产额进行了讨论。
2019-08-26 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
How low does it go? Too few Galactic satellites with standard reionization quenching
星系形成理论的一个标准预测是，电离背景抑制了星系形成的晕，其峰值圆速度小于Vpeak ~ 20 km/s，使大多数低于这个尺度的晕完全黑暗。我们使用一套宇宙学变焦模拟银河系的晕，包括中央银河系盘星系的潜力，调查subhaloes和ultrafeak星系之间的关系。我们发现，在银河系50 kpc范围内，Vpeak > 20 km/s的次晕太少了，无法解释今天在该体积内已知的超暗星系的数量。为了与观测到的计数相匹配，我们必须用超暗矮星填充Vpeak ~ 6 km/s的次晕。所需的晕具有低至1，500 K的峰值维里温度，远低于10^4 K的原子氢冷却极限。考虑到大麦云贡献50 kpc范围内的几颗卫星的可能性，这一阈值可能会提高到10 km/s（4，000 K），但仍低于原子冷却极限，且远低于名义再电离阈值。
2018-08-10 astro-ph.GA
Timing Argument take on the Milky Way and Andromeda past-encounter
本文研究了$M31$和具有宇宙学常数背景的银河系（MW）星系的二体问题，着重讨论了它们经历过过去相遇（PE）的可能性。PE是可能的，只有为非零的横向速度和他们的生存能力是受这样的近碰撞的印记的观察。通过对两个孤立点天体实施定时论证（TA），证明了如果$M{31}$和MW都有PE，那么本机群（LG）的预测质量应该是原来的两倍。由于预测的质量太大，MW和$M31$星系应该在$\sim 8 Gys$碰撞。因此，TA分析表明PE对于本地组（LG）系统是不可能的。
2022-02-23 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
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
Planes of satellites, no longer in tension with LCDM
矮星系在围绕银河系的薄平面上的排列被认为与宇宙中冷暗物质的流行宇宙学模型相矛盾。新的研究表明，这种排列可能只是一种暂时的排列，一旦考虑到卫星的径向分布，我们的星系就会恢复到与理论预期一致的状态。
2023-03-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Characterizing the Infall Times and Quenching Timescales of Milky Way Satellites with $Gaia$ Proper Motions
对附近宇宙中低质量卫星星系的观测表明，相对于在该领域具有类似质量的系统，它们的恒星形成特性存在强烈的二分法。具体来说，卫星星系优先是气体贫乏，不再形成恒星，而它们的场对应物主要是气体丰富，积极形成恒星。最近的许多研究都是从统计学的角度来理解这种二分法的，不仅确定了环境过程最有可能是导致这些低质量系统猝灭的原因，而且确定了它们在进入宿主系统后必须非常迅速地运行，猝灭时间尺度$\lesssim 2~ {\rm Gyr}$。这项工作利用了新的$Gaia$ DR 2自行测量以及Phat ELVIS套件的高分辨率，宇宙学，放大模拟研究低质量的卫星淬火银河系周围的对象对象的基础上。我们推导出银河系已知的低质量卫星星系的$37$的下落时间的约束，发现银河系的“经典”卫星星系的$\gtrsim~70\%$与从以前的作品中的总人口推断的非常短的淬火时间尺度是一致的。其余的经典银河系卫星的淬火时间尺度明显更长，$τ_{\rm quench} \sim 6 - 8~{\rm Gyr}$，突出了如何详细的轨道建模可能是必要的，以了解具体的环境淬火为个别卫星星系。此外，我们发现，$6$超暗矮星系与公开可用的$HST$为基础的恒星形成历史都是一致的，他们的恒星形成关闭之前，落入银河系-这与他们非常早的淬火时间相结合，强烈有利于再电离驱动的淬火。
2019-06-10 astro-ph.GA
Quenching timescales of dwarf satellites around Milky Way-mass hosts
对本星系群中低质量卫星的观测表明，相对于孤立的矮星系，低质量静止星系的比例很高，这意味着宿主晕环境在矮星系的淬灭中起着重要作用。在这项工作中，我们提出了测量的淬火分数和淬火时间尺度的矮卫星星系在DC正义联盟套件的4个高分辨率宇宙学放大模拟银河系质量晕。我们表明，这些模拟准确地再现卫星光度函数观测附近的星系，以及卫星淬火分数从$M_* \sim 10^5$太阳质量的变化，$10^{10}$太阳质量。然后，我们将卫星星系的历史追溯到$z \sim 15$，发现许多具有$M_* \sim 10^{6-8}$太阳质量的卫星在2 Gyr内进入宿主晕，而其他相同质量范围的卫星则保持恒星形成长达5 Gyr。我们表明，这种散射可以解释卫星的气体质量和冲压压力，它感觉在下降。最后，我们确定了一个特征恒星质量尺度的$10^8$太阳质量以上的卫星在很大程度上耐快速环境淬火。
2021-02-03 astro-ph.GA
Milky Way mass constraints from the Galactic satellite gap
我们使用银河系（MW）中卫星的最大圆速度$V_{max}$的分布来约束银河系晕的维里质量$M_{200}$，在假设的$Λ$ CDM宇宙的先验下。这是通过分析在千禧年II宇宙学模拟中发现的大量晕样本的晕下种群来完成的。观测到MW最多有三个带$V_{max}\ge30 km/s$的次晕，需要一个晕质量$M_{200}\le1.4\times10^{12} M_\odot$，而麦哲伦云的存在（假设有$V_{max}\ge60 km/s$）需要$M_{200}\ge1.0\times10^{12} M_\odot$。这些条件中的第一个是避免Boylan-Kolchin等人强调的“太大而不能倒”问题所必需的，而第二个原因是观察到像麦哲伦云这样的大质量卫星是罕见的。当结合这两个要求时，我们发现MW晕质量必须在$90\%$置信度下位于$0.25 \le M_{200}/(10^{12} M_\odot) \le 1.4$范围内。在$30 km/s\le V_{max} \le 60 km/s$之间银河系卫星丰度的差距使我们的银河系处于预期卫星分布的尾部。
2014-10-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark matter halo cores and the tidal survival of Milky Way satellites
冷暗物质（CDM）晕的尖形中心密度剖面使它们对潮汐的破坏具有高度的弹性。暗物质粒子之间的自相互作用，或者重子的循环，可能会导致形成一个恒定密度的核心，这将使晕更容易受到潮汐破坏。我们使用N体模拟研究NFW样的“核心”subhaloes在一个大规模的主机的潮汐场的演变，并确定的标准和时间尺度的完整的潮汐中断。我们的研究结果意味着银河系卫星的生存对暗物质核心的大小产生了限制。事实上，我们发现，在近心点小于10千秒差距的轨道上，核心大于其初始NFW尺度半径的1%的次晕都不能存活一个哈勃时间。像杜鹃3号这样的卫星，近心点约为3.5千秒差距，必须有一个小于2秒差距的核心大小，才能在目前的轨道上生存三个轨道周期。自相互作用暗物质（SIDM）模型中预期的核心尺寸（速度无关的截面为1 cm^2/g）似乎与近心半径小的超暗卫星（如Tuc 3、Seg 1、Seg 2、Ret 2、Tri 2和Wil 1）不相容，因为如果这些卫星在10 Gyr前吸积到银河系上，它们应该已经完全破裂。这些结果表明，许多卫星的核心尺寸非常小，与CDM尖点一致。在小近心半径轨道上发现更多的银河系卫星将加强这些结论，并允许对核心大小进行更严格的上限。
2022-12-26 astro-ph.GA
Dissecting galaxy formation models with Sensitivity Analysis -- A new approach to constrain the Milky Way formation history
[摘要]我们提出了一个应用程序的统计工具称为灵敏度分析，以表征输入参数和观测预测的半解析模型的星系形成耦合到宇宙学$N$体模拟之间的关系。我们展示了如何在我们的化学动力学模型ChemTreeN上进行灵敏度分析，以表征和量化模型输入参数与预测的可观测特性之间的关系。该分析的结果为用户提供了关于哪些参数最重要并且最有可能影响给定可观测量的预测的信息。它还可以用来通过识别对目标输出没有影响的输入参数来简化模型。相反，它使我们能够确定哪些模型参数可以最有效地约束给定的观测数据集。我们已经将这种技术应用于与银河系相关的实际观测数据集，例如卫星星系的光度函数。模型输出和真实可观测量的统计比较用于获得“最佳拟合”参数集。我们考虑不同的银河系一样的暗物质晕占的最佳拟合参数选择过程的依赖性的合并历史的模型。对于所有考虑的形成历史，运行ChemTreeN与最佳拟合参数产生的光度函数，紧密配合他们观察到的对应。然而，只有一个恒星晕模型能够重现银河系中心40 kpc范围内观测到的恒星晕质量。在这个分析的基础上，可以忽略某些模型，以及它们相应的合并历史，作为银河系合并历史的良好代表。
2014-04-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Reconstructing the Milky Way chemical map with Galactic Chemical Evolution tool OMEGA+ from SDSS-MWM
基于SDSS-MWM的394,000颗恒星丰度数据，使用OMEGA+工具构建双内流GCE模型，模拟银河系15种元素演化，揭示了盘形成时间尺度与气体吸积的径向依赖性，证实了银河系盘的由内而外形成情景。
2025-05-31 astro-ph.GA
Diffuse coronae in cosmological simulations of Milky Way-sized galaxies
我们调查的性质晕气体使用三个宇宙学的“放大”模拟现实的银河系星系类似物与不同的次网格物理。在所有三种情况下，热（$T > 10^6$ K）晕气体的质量是宿主维里质量的$\sim 1\%$。其中两次运行的X射线光度与银河系的观测结果一致，而第三次模拟是X射线明亮的，更像一个非常巨大的恒星形成螺旋。热晕从银河系中心延伸到140 kpc，并被延伸到维里半径的温热（$T = 10^5 - 10^6$ K）气体泡包围。模拟的晕在20-30 kpc之外与Miller & Bregman（2013）基于OVII吸收和OVIII发射测量的$β$模型完全一致。暖--热的和热的气体贡献了总气体库的$80\%$，并且包含与恒星成分几乎相同数量的重子。暖热和热成分的质量落在$L^*$星系估计的范围内。随着银河系日冕密度的关键观测约束得到满足，我们表明，无处不在的温暖，热重子的隐藏，随着喷出的只是$20-30 \%$的扩散气体的位阱超新星驱动的外流，可以解决“失踪重子问题”。在3维里半径范围内的重子分数是普适值的$90\%$。扩散日冕的特征密度为$\sim 10^{-4}$ cm $^{-3}$，密度为$50-80$ kpc，满足矮星系卫星气藏快速、完全的冲压压力剥离的要求。
2016-01-15 astro-ph.GA
Metallicity Structure in Galactic Longitude-Velocity Diagrams of the Milky Way Disk and FIRE-2 Simulations
National Radio Astronomy Observatory（国家射电天文台）；Pennsylvania State University（宾夕法尼亚州立大学）；University of Wisconsin–Madison（威斯康星大学麦迪逊分校）；California State University, Chico（加州州立大学奇科分校）
研究通过ℓ-v图分析银河系和FIRE-2模拟中的金属度结构，发现径向梯度和异常运动，揭示了该工具在无需距离测量下的应用价值。
2026-01-28 astro-ph.GA
Visualizing Disequilibrium: Tracing Two-Point Correlations to Specific Spatial Structures in the Milky Way
Department of Mathematics and Physics, Thomas More University（托马斯莫尔大学数学与物理系）
本文开发了可追溯两点关联信号至单个数据点贡献的算法，借此发现银河系普遍存在空间聚类、垂直密度波受复杂波动扭曲，还探索了厚盘与近晕恒星成团及结构定年的可能性。
2026-08-28 astro-ph.GA
On the claimed X-shaped structure in the Milky Way bulge
最近的一些研究声称，在银河系凸起中观察到的双红团（RC）是一个巨大的X形结构的结果。特别是，Ness & Lang（2016）报告了从宽视场红外巡天探测器（WISE）凸起图像的残差图中直接检测到微弱的X形结构。然而，在这里，我们表明，他们的结果受到影响，无论是传统的灰尘消光校正是否应用或不，部分由从原始图像减去一个凸起模型。我们发现，从去红图像中减去椭球或盒状凸起模型得到的残差没有显示出明显的X形结构。我们进一步表明，即使它是真实的，在声称的X形结构中的恒星密度太低，无法在l=0时观察到强双RC。
2018-01-11 astro-ph.GA
Gaia EDR3 proper motions of Milky Way dwarfs. II: Velocities, Total Energy and Angular Momentum
在这里，我们表明，精确的盖亚EDR 3自行提供了强大的估计3D速度，角动量和总能量的40个银河系矮星。这些结果在统计学上是可靠的，并且与银河系的质量分布无关。矮星系的行为不像银河系的长寿卫星，因为它们的速度、角动量和总能量都非常大。将它们与其他MW晕群体进行比较，我们发现许多是第一代，$\le$ 2 Gyr ago，即，比射手座的通过更近，$\sim$ 4-5 Gyr前。我们认为这与所有矮星的恒星星族是一致的，我们发现不能排除一小部分年轻恒星。我们还发现，矮径向速度贡献太少，他们的动能相比，卫星系统的运动只受重力，和一些其他的机制，必须在工作中，如冲压压力。后者可能有优先降低径向速度时，矮祖先进入晕，直到他们失去了他们的气体。这也可以解释为什么大多数矮星都位于近心点附近。我们还发现了一个新的垂直于银河系盘面的大尺度结构，它是由20%的矮星系与人马座矮星系的轨道或反轨道形成的。
2021-11-26 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Probing the Hot Gaseous Halos of Milky Way-like Galaxies in the TNG50 simulation
Xiamen University（厦门大学）；Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学）；Tsinghua University（清华大学）；Columbia University（哥伦比亚大学）；University of Bologna（博洛尼亚大学）；INAF, Astrophysics and Space Science Observatory Bologna（意大利国家天体物理研究所博洛尼亚天文台与空间科学观测站）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）
研究通过合成软X射线发射和O VII/O VIII吸收线，分析银河系类星系的热气体晕结构，发现模拟结果在空间分布和高温气体相方面存在不足，暗示TNG50反馈模型需改进。
2026-05-13 astro-ph.GA astro-ph.HE
Too Big to Quench? I. Constraining ISM Stripping of Dwarf Satellites in Milky Way-like Halos
Columbia University（哥伦比亚大学）；Flatiron Institute（平顿研究所）
研究通过高分辨率模拟揭示银河系类似宿主晕中矮卫星星际介质剥离效率与卫星质量的关系，发现剥离效率在特定质量阈值以下较高，但更高质量卫星需其他机制如潮汐剥离或气体晕剥离来熄灭星形成。
2026-04-08 astro-ph.GA
Rotation and Mass in the Milky Way and Spiral Galaxies
[PASJ综述论文】自转曲线是推导旋涡星系质量分布的基本工具。在这篇综述中，我们描述了各种方法来测量旋转曲线在银河系和旋涡星系。然后，我们描述了两种主要的方法来计算质量分布使用的旋转曲线。通过直接方法，质量是由旋转速度计算的，而不采用质量模型。利用分解方法，通过模型拟合，将旋转曲线反卷积为多个质量分量，并假设存在黑洞、黑洞核、指数盘和暗晕。该分解可用于质量分量动力学参数之间的统计相关分析。我们还回顾了最近的观察和衍生结果。（完整分辨率副本可在URL：http://www.ioa.s.u-tokyo.ac.jp/~sofue/htdocs/PASJreview2016/上获得）
2016-08-30 astro-ph.GA
Super-virial temperature or Neon overabundance?: Suzaku observations of the Milky Way circumgalactic Medium
我们分析了朱雀和钱德拉观测的软漫射X射线背景向四个视线的目标，从银河系环星系介质（CGM）的特征的X射线发射。我们确定了CGM的两个热分量，一个处于$\rm kT = 0.176\pm0.008 ~keV$的均匀温度，另一个处于$\rm kT = 0.65-0.90~ keV$之间的温度范围。均匀的低温成分与银河系的维里温度（$ \sim10^{6}~ K$）一致。较热组分的温度与最近发现的（$\rm \sim 10^{7}~ K$ ; Das等人）相似。在blazar 1 ES 1553 +113的视线中，靠近费米气泡。或者，光谱可以用一个具有超太阳氖丰度的低温成分来描述，再次类似于1 ES 1553 +113视线中发现的成分。在$>4σ$的意义上需要额外的热组分或过量的Ne，但我们不能区分这两种可能性。这些结果表明，超维里温度的气体或增强的Ne丰度的暖热气体在CGM中是普遍的，而这些并不一定与费米泡。
2021-01-12 astro-ph.GA astro-ph.HE
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
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
Introducing the Rhea simulations of Milky-Way-like galaxies I: Effect of gravitational potential on morphology and star formation
本文通过Rhea模拟对比不同引力势下的银河系类星系，发现旋臂势对恒星形成影响很小，而棒势主要在2.5kpc内区显著影响恒星形成并防止中心淬灭。
2025-02-04 astro-ph.GA
Survivors and Zombies: The Quenching and Disruption of Satellites around Milky Way Analogs
本文利用 DC Justice League 模拟对比了类银河系周围幸存与瓦解卫星星的动力学及恒星形成历史，发现熄灭与瓦解的时间尺度与落入质量、时间及轨迹密切相关，且大质量卫星星系瓦解快于熄灭，而超微弱矮星系多在吸积前熄灭并幸存。
2025-08-13 astro-ph.GA
