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
Positron excess in the center of the Milky Way from short-lived $β^+$ emitting isotopes
INTEGRAL卫星的观测揭示了银河系中心区域在511千电子伏左右的能量存在着尚未解释的过剩。这些伽马射线是在正电子湮灭过程中产生的，所需的速率约为$10^{42}~\mathrm{s^{-1}}$。在这篇简短的论文中，它表明，在亚相对论宇宙射线（CR）与轻核（CNONe）的相互作用中形成的\pos发射同位素可以占中心区域$e^{+}$产生率的相当大的比例-高达百分之几十。
2016-08-22 astro-ph.GA astro-ph.HE
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
Evidence for Populations-dependent vertical motions and the Long-lived Non-Steady Lopsided Milky Way Warp
我们提出了银河系盘垂直速度分析使用OB型星（OB），红丛星（RC），和主序星关闭（MSTO）与LAMOST DR 5和盖亚DR 3交叉匹配的不同平均年龄的人口。结果表明，这三个星族的垂直速度随银心距（$R$）的变化规律明显，总体上年轻的恒星星族有较强的增长趋势。垂直运动所指示的弯曲和呼吸模式取决于种群，并且它们随空间位置而变化。这些垂直运动可能是由于银河弯曲，或小合并，或非平衡的磁盘。假设翘曲是主要成分，我们发现年轻星族的翘曲幅度（$γ$，$Z_ω$）大于中等星族的翘曲幅度，中等星族的翘曲幅度也大于老年星族的翘曲幅度，这与其他独立的恒星密度分布分析结果一致，支持了翘曲是长寿命的、非稳态的结构，并具有时间演化性。无论节点线$ϕ_w$是固定的还是作为自由参数（$ϕ_w$约为3 $-$ 8.5 $^{\circ}$作为最佳拟合），该结论都是稳健的。此外，我们发现翘曲是不对称的沿方位角（$ϕ$）。
2022-12-12 astro-ph.GA
On the Survival of High-Altitude Open Clusters within the Milky Way Galaxy Tides
一个普遍的假设是，高海拔的疏散星团比靠近银河平面的星团寿命更长。这是因为在高海拔地区，疏散星团远离平面内子结构的破坏性影响，如螺旋臂、分子云和棒。然而，在这种情况下需要考虑的一个重要方面是，高海拔疏散星团的轨道最终会穿过银河平面，那里的盘的垂直潮汐场很强。在这项工作中，我们模拟了疏散星团与一个详细的银河系模型的潮汐场在不同的平均高度和银心半径的相互作用。我们发现，集群的预期寿命随着最大轨道高度的增加而减少，并在大约600 pc的高度达到最小值。靠近银道面的星系团寿命更长，因为它们不会经历来自银盘的强烈垂直潮汐冲击;然后，对于轨道高度高于600 pc的星系团，由于与银盘相遇的次数减少，它们又开始寿命更长。通过我们的研究，我们发现，在武器区域和酒吧的潮汐的压缩性质有一个重要的作用，对小集群的生存，保护他们免受破坏：集群内的武器可以活长达两倍的武器外在类似的银河中心距离。
2016-11-14 astro-ph.GA
Short-lived Radionuclides in the Milky Way Galaxy
本文开发了银河系化学演化（GCE）模型，预测了多种短寿命放射性核素在银河系2-18 kpc范围内的时空丰度演化，并结合伽马射线观测验证了26Al和60Fe的预测结果，估算出其当前总质量分别为0.2和0.08太阳质量。
2023-03-15 astro-ph.GA
J-PLUS Reconstructing the Milky Way Disc's star formation history with twelve-filter photometry
Centro de Estudios de Física del Cosmos de Aragón (CEFCA)（阿拉贡宇宙物理研究中心）；Instituto de Astrofísica de Andalucía – Consejo Superior de Investigaciones Científicas (IAA-CSIC)（安达卢西亚天体物理学研究所 - 西班牙国家研究委员会）；Unidad Asociada CEFCA-IAA, CEFCA, Unidad Asociada al CSIC por el IAA y el IFCA（CEFCA-IAA联合单位，CEFCA，由IAA和IFCA与CSIC关联的单位）；Centro de Astrobiología (CAB), CSIC-INTA（天体生物学中心，西班牙国家研究委员会-国家航空航天技术研究所）；NSF NOIRLab（美国国家科学基金会NOIR天文台实验室）；Instituto de Astronomia, Geofísica e Ciências Atmosféricas, Universidade de São Paulo（圣保罗大学天文、地球物理与大气科学学院）；Department of Astronomy, Beijing Normal University（北京师范大学天文系）；Universidade Federal do Rio de Janeiro, Observatório do Valongo（里约热内卢联邦大学瓦隆戈天文台）；Instituto de Radioastronomía y Astrofísica, Universidad Nacional Autónoma de México（墨西哥国立自治大学射电天文学与天体物理学研究所）
J-PLUS利用十二滤镜光度学和Gaia数据重建银河系盘的恒星形成历史，揭示了α增强和太阳缩放两类恒星的形成序列及化学演化特征。
2025-11-12 astro-ph.GA
GalactiKit: reconstructing mergers from $z=0$ debris using simulation-based inference in Auriga
本研究提出GalactiKit方法，基于Auriga模拟通过模拟推断技术，利用z=0时的并合碎片的动力学、化学及联合信息重构类银河系前身天体的并合参数，发现化学-动力学联合模型预测精度最高，助力银河系组装历史研究。
2025-02-20 astro-ph.GA
Predicting the locations of possible long-lived low-mass first stars: Importance of satellite dwarf galaxies
到目前为止，对无金属恒星的搜索一直不成功，这证明如果有第一代幸存的恒星，它们是罕见的，它们已经被污染了，或者我们一直在错误的地方寻找。为了预测星族~III（Pop~III）幸存者的可能位置，我们半解析地模拟了类银河系星系及其环境的早期恒星形成。我们的模型基于高分辨率暗物质模拟套件\textit{Caterpillar}的合并树。辐射和化学反馈的考虑自洽，基于晕的空间分布。我们的研究结果与今天在银河系中未检测到Pop III幸存者的情况一致。我们发现，可能幸存的第三星族恒星在银河系卫星中比在主银河系中更常见。特别是，低质量的银河系卫星包含的Pop~III恒星比银河系大得多。这些邻近的低质量银河系卫星是未来寻找Pop~III幸存者的有希望的目标，特别是对于高分辨率，高信噪比的光谱观测。我们提供了所有已知的银河系卫星在红巨星分支阶段发现Pop~III幸存者的概率，以指导未来的观测。
2017-09-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Size of Star Clusters Accreted by the Milky Way
我们进行N体模拟的一个集群，形成在一个矮星系，然后由银河系吸积，研究如何集群的结构是由星系合并的影响。我们发现，集团的半质量半径将迅速响应这种变化的潜力。当星系团被放置在银河系中具有更强潮汐场的轨道上时，星系团的大小会随着潮汐力的增加而急剧减小。相反，当被放置在一个潮汐场较弱的轨道上时，星团会膨胀，因为潮汐力减小，而由于内部效应而向外移动的恒星会比以前更远。在所有情况下，我们发现星系团的半质量半径最终将与一直生活在银河系中该轨道上的星系团无法区分。这些调整发生在矮星系中星系团的1-2个半质量弛豫时间内。我们还发现，这种效果是定性独立的时间，集群是从矮星系。与半质量半径相反，我们发现团簇的核心半径不受团簇所处的势的影响。我们的工作表明，吸积星系团的结构特性与银河系中诞生的星系团没有区别。其他星团的性质，如金属丰度和水平分支形态，可能是唯一的方法来识别银河系中的吸积星团。
2014-09-17 astro-ph.GA
Reconstructing the orbits of Milky Way dwarf galaxies: A Large Magellanic Cloud perspective
Instituto de Astrofísica de Andalucía, CSIC（安达卢西亚天体物理研究所，西班牙高等科学理事会）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；Center for Astrophysical Sciences, The William H. Miller III Department of Physics & Astronomy, Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学天体物理学中心威廉·H·米勒三世物理与天文系）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理研究所）；Departamento de Astrofísica, Universidad de La Laguna（拉帕鲁纳大学天体物理系）；Nicolaus Copernicus Astronomical Center, Polish Academy of Sciences（波兰科学院尼古拉·哥白尼天文学中心）；Institute for Astronomy, University of Edinburgh（爱丁堡大学天体物理研究所）；David A. Dunlap Department of Astronomy & Astrophysics, University of Toronto（多伦多大学大卫·A·邓普克天文与天体物理系）；AURA for the European Space Agency (ESA), Space Telescope Science Institute（欧洲空间局（ESA）AURA机构太空望远镜科学研究所）；Department of Astronomy, Univer（天文学系）
基于精确6D相空间坐标和时变引力势，重建72个银河系矮卫星的轨道，提供最大轨道参数目录，识别10个可能的LMC卫星，并发现SMC近心点与直接碰撞模型一致。
2026-09-01 astro-ph.GA
Self-consistent modelling of the Milky Way structure using live potentials
本文开发了15个银河系型自洽动力学模型，通过与CO和HI观测对比，识别出能再现银河系主要结构的最佳模型，揭示了棒、旋臂及径向运动的复杂特征，为研究星际介质循环提供基础。
2024-06-11 astro-ph.GA
Reconstructing Galactic Gravitational Potentials from Stellar Kinematics with Physics-Informed Neural Networks
Department of Physics and Kavli Institute for Astrophysics and Space Research, MIT（麻省理工学院物理系与卡弗里天体物理学和空间研究研究所）；The NSF AI Institute for Artificial Intelligence and Fundamental Interactions, Massachusetts Institute of Technology（美国国家科学基金会人工智能基础交互作用研究所，麻省理工学院）
提出物理信息神经网络（PINN）框架，结合数据驱动与物理约束，从加速度测量中重建星系引力势，实现亚百分误差并保持全局一致性，优于解析模型。
2026-06-18 astro-ph.GA
Evolution of the local spiral structure of the Milky Way revealed by open clusters
银河系旋臂的结构和演化是天文学中基本但长期存在的问题。特别是，螺旋臂的寿命仍然是一个谜，并没有很好地约束从观测。在这项工作中，我们的目标是检查这些问题使用一个大的目录疏散星团。我们编制了一个基于盖亚EDR3的3794个疏散星团的星表。这些星团中的大多数都精确地确定了它们的弛豫、自行和径向速度。这些疏散星团的年龄参数是从参考文献中收集或计算的。为了了解附近的螺旋结构及其演化，我们分析了疏散星团子样本的分布、运动学性质、垂直分布和回归性质。我们发现的证据表明，附近的螺旋臂与一个长期存在的螺旋模式是兼容的，并可能在过去的8000万年里保持大致稳定。特别是，我们的太阳目前所在的本旋臂也被认为是长寿的，可能是银河系的主要旋臂部分。附近旋臂的演化特征表明，动力学螺旋机制在银河系中可能并不普遍。相反，密度波理论更符合疏散星团的观测性质。
2021-07-14 astro-ph.GA
Live Fast, Die $α$-Enhanced: The Mass-Metallicity-$α$ Relation of the Milky Way's Disrupted Dwarf Galaxies
银河系的卫星星系（“幸存的矮星系”）已经被研究了几十年，作为低质量区域化学演化的独特探针。在这里，我们将这样的研究扩展到“被破坏的矮星”，其碎片构成了恒星晕。本文给出了H3巡天中9个含$M_{\star}\approx10^{6}-10^{9}M_{\odot}$的分裂矮星的丰度（[Fe/H]，[ $α$ /Fe]）和恒星质量（人马座，$Gaia$ -Sausage-Enceladus，Helmi Streams，Sequoia，Wukong/LMS-1，Cetus，Thamnos，I 'itoi，Orphan/Chenab）。幸存的和被破坏的矮星在化学上是不同的：在固定的质量下，被破坏的矮星是系统性的贫金属和$α$增强的。被破坏的矮星定义了一个质量-金属丰度关系（MZR），其斜率与$z=0$ MZR相似，随后是幸存的矮星，但被$Δ$ [Fe/H] $\approx0.3-0.4$ dex抵消到较低的金属丰度。与$z=0$ MZR有较大偏移的矮行星，其$α$增强程度更高。在模拟和观测中，具有较高$Δ$ [Fe/H]的星系在较高的红移下形成-利用这一点，我们推断被破坏的矮星具有典型的恒星形成截断红移$z_{\rm{trunc}}{\sim}1-2$。我们比较了化学推断的$z_{\rm{trunc}}$和动力学推断的吸积红移，发现几乎所有的矮星只有在吸积后才被猝灭。被破坏的矮星和幸存的…
2022-04-19 astro-ph.GA
Reconstructing the Disrupted Dwarf Galaxy $Gaia$-Sausage/Enceladus Using its Stars and Globular Clusters
我们结合光谱，光度，和天体测量信息从APOGEE数据发布17和$Gaia$早期数据发布3执行$Gaia$ -香肠/土卫二（GSE），银河系经历的最后一次重大合并的残留物，考虑恒星和球状星团（GC）完全自洽的特性。我们的一套新的化学动力学标准，以选择真正的恒星GSE产生的金属丰度分布函数的中位数[Fe/H]的$-1.22$ dex和$0.23$ dex分散。与幸存的银河系矮卫星相比，来自GSE的恒星呈现出过量的[Al/Fe]和[Mg/Mn]（也是[Mg/Fe]），这可以通过这些系统之间恒星形成效率和时间尺度的差异来解释。然而，红杉星，另一个建议吸积晕子结构，基本上重叠的GSE足迹在所有分析的化学丰度空间，但目前较低的金属丰度。在可能的GSE GC与APOGEE观测中，我们没有发现非典型[Fe/H]扩散的证据，除了$ω$ Centauri（$ω$ Cen）。假设$ω$ Cen是一个剥离的核星团，我们估计它的祖先恒星质量为$M_\star \approx 1.3 \times 10^9 M_\odot$，以及在文献中的预期GSE。这使我们设想GSE作为$ω$ Cen的原始宿主星系的最佳候选者。我们还利用$Gaia$的光度学和APOGEE金属丰度作为先验，通过统计等时线拟合确定了GSE的八个高概率（$>$ 70%）GC成员的基本参数。最后，利用新测得的年龄和APOGEE [Fe/H]值对G…
2022-07-13 astro-ph.GA
Reconstructing the whole 6D properties of the Sagittarius stream with N-body simulations
GEPI, Observatoire de Paris, Université PSL, CNRS（巴黎天文台，PSL大学，法国国家科学研究中心）
通过N体模拟重建银汉座流的6D空间-相位特性，成功复现了3D空间特征和动力学特性，但线-of-sight速度和角能量分布仍需进一步改进。
2026-03-20 astro-ph.GA
Milky Way's Thick and Thin disk: Is there distinct thick disk?
这篇文章是基于我们在592 WE-Heraeus研讨会上关于银河系模型的讨论会，重建银河系的历史：光谱调查，天体地震学和化学动力学模型。讨论的重点是以下问题：“是否存在不同的厚盘和薄盘？".这个问题的答案取决于人们对薄磁盘和厚磁盘所采用的定义。这次讨论的参与者一致认为银河系中至少有两种不同类型的圆盘。然而，关于如何最好地定义这两种类型的圆盘（化学上、运动学上、几何上或年龄上？）仍然存在重要的悬而未决的问题。不同的圆盘的起源是什么，这个问题仍然悬而未决。这次会议强调的未来银河系调查应该有助于我们回答这些问题。近一个小时的辩论涉及该领域的研究人员，代表不同的建模方法（银河系模型，如TRILEGAL，贝桑松和银河系，化学演化模型，扩展分布函数方法，宇宙学背景下的化学动力学，以及自洽的宇宙学模拟），说明了拥有所有这些并行方法的重要性。所有的方法都有其优点和缺点（也讨论过），不同的方法对于解决特定的问题是有用的，这些问题可能有助于我们回答上面更一般的问题。
2016-08-04 astro-ph.GA
The dominant epoch of star formation in the Milky Way formed the thick disc
我们报告的第一个强大的测量银河系恒星形成的历史上留下的印记的化学丰度的长寿恒星。银河系厚盘的形成发生在9.0（z~1.5）和12.5 Gyr（z~4.5）前的强烈恒星形成阶段，随后是持续约1 Gyr的下降（z~1.1）。我们的研究结果意味着厚盘的质量与银河系的薄盘一样大，这表明这个组成部分在我们银河系的起源中起着根本性的作用，这在很大程度上还没有被认识到。这一新的图像意味着，在这些时期，必须存在大量的气体来支撑厚圆盘的建设，这与过去二十年化学演化模型所假设的长期下降相矛盾。这些结果使我们能够将银河系与早期宇宙中盘状星系演化的新特征相吻合。
2014-01-08 astro-ph.GA
A method for reconstructing the Galactic magnetic field using dispersion of fast radio bursts and Faraday rotation of radio galaxies
随着快速射电暴（FRB）探测的迅速增加，除了现有的全天银河系外法拉第旋转观测（RM）外，还正在开发全天银河系外色散观测（DM）星表。我们提出了一种方法，重建全天空信息的银河磁场分量平行于视线，$B_{\parallel}$，使用模拟观测的RM和DM沿视线的射电星系和FRB人口，分别。该技术能够区分不同的输入银河磁场和热电子密度模型。银河系外对DM的重要贡献是精确重建银河DM和$\left<B_{\parallel}\right>$天空的主要障碍。我们期待在如何提高重建通过应用滤波算法的模拟DM的视线，我们得到广义修正DM观测在$|b|$ > 10度，有助于解开银河系和河外DM的贡献。总体而言，我们能够根据假设的模型重建大规模银河系结构和银河系磁场的局部特征。我们讨论了这种技术在未来FRB观测中的应用，并解决了我们的模拟模型和观测数据之间可能存在的差异，即：调整推理模型的先验，天空中FRB分布不均匀的人口，以及银河系外DM结构。
2022-08-12 astro-ph.GA
On the Milky Way spiral arms from open clusters in Gaia EDR3
上下文驱动银河系旋臂形成的物理过程仍在争论中。使用疏散星团的研究支持根据经典密度波理论将银河系旋臂描述为长寿结构。目前的研究比较盖亚DR2场恒星运动学信息的太阳附近的模拟，找到一个更好的协议与短暂的武器与瞬态行为。目的。我们的目标是提供一个观测，数据驱动的银河系螺旋结构和它的动态使用疏散星团作为主要示踪剂，并将其与基于模拟的方法进行对比。我们使用最完整的银河系疏散星团的目录，与天体测量盖亚EDR3更新的参数，估计的天体物理信息和径向速度，重新访问的性质的螺旋图案的银河系。方法.我们使用一个高斯混合模型来探测年龄小于3000万年的疏散星团的超密度，它们分别对应于英仙座、本星系、人马座和盾牌座的旋臂。我们使用出生地的疏散星团人口年龄小于80百万年，跟踪不同的螺旋臂的演变，并计算其图案的速度。我们分析了疏散星团穿过旋臂的年龄分布，以探讨恒星和旋臂自转速度的差异。结果我们能够增加在银河方位角的范围内，其中目前的旋臂被描述，更好地估计其参数，通过添加264个年轻的疏散星团的84个高质量的恒星形成区域使用到目前为止，从而增加了314%的示踪剂的数量。我们使用的演变的疏散星团从他们的出生位置，发现螺旋臂几乎共同旋转与场星在任何给定的半径，放弃一个共同的螺旋模式的速度为螺旋臂探索。[删节]
2021-05-10 astro-ph.GA
The lives and deaths of faint satellite galaxies around M31
本文通过匹配宇宙学N体模拟采样轨道，预测了M31卫星星系的运动与轨道历史，并结合恒星形成史揭示其熄灭机制，发现多数暗弱卫星在进入M31前即已熄灭，且M31近期吸积比银河系更活跃。
2025-11-03 astro-ph.GA
Structural Analogs of the Milky Way Galaxy: Stellar Populations in the Boxy Bulges of NGC 4565 and NGC 5746
我们提出NGC 4565和NGC 5746作为我们银河系的结构类似物。这三个星系都是巨大的SBb-SBbc星系，具有两个伪球，即.例如，一个紧凑的，盘状的，恒星形成的伪凸起嵌入在一个垂直厚的，“红色和死亡”的，四四方方的伪凸起中，几乎是一个棒。我们银河系四四方方的凸起中的恒星是古老的，α元素增强了，这表明恒星形成在开始时的1 Gyr内完成。在这里，我们展示了NGC 4565和NGC 5746的方形伪凸起的Hobby-Eberly望远镜光谱，并表明它们也是由古老的α元素增强型恒星组成的。显然，现在生活在棒中的恒星的形成完成得又快又早，这并不罕见，即使是在中等哈勃类型的星系中，它们的圆盘现在仍然形成恒星。通过对结构成分参数的比较，我们认为NGC 4565和NGC 5746是银河系的合适的类似物，因为它们显示出类似演化过程的特征。
2019-01-17 astro-ph.GA
The best place and time to live in the Milky Way
超新星（SNe）和伽马射线暴（GRB）被认为是最强大的宇宙事件之一，它们对生命具有高度破坏性：它们的辐射可能对生物群有害，或者通过消除类地行星（TP）的大部分保护性大气臭氧层而导致灭绝。附近的高能量瞬变天体物理事件被认为是地球上大规模毁灭的可能触发因素。我们评估银河系（MW）在整个宇宙历史中的可居住性，以确定我们银河系内最安全的地方和时代的目的，对潜在的破坏性天体物理瞬变。我们还测试了假设，一个长期的伽玛射线暴发挥了主导作用，在奥陶纪晚期的大规模灭绝事件（约445万年前）。我们的特点的可居住性MW在整个宇宙的历史作为一个函数的银河系距离的TP。我们估计了瞬态天体物理事件（长和短GRB和SNe）的危险影响，该模型将其速率与银河系内整个宇宙历史中的特定恒星形成和金属丰度演化联系起来。我们的模型还解释了在FGK和M星周围形成TP的概率。直到大约60亿年前，银河系的外围都是最安全的居住地，尽管TP的密度相对较低。在过去的大约40亿年里，距离中心2到8千秒差距的区域，具有较高的TP密度，成为相对安全的生物生命生长的最佳场所。我们证实了一个长伽玛暴在晚奥陶世大灭绝事件中起主导作用的假设。在过去的5亿年里，银河系中最安全的区域是距离银河系中心2 ~ 8千秒差距的区域，而兆瓦级外围则被2 ~ 5个长伽玛射线暴所摧毁。
2021-01-26 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.HE
The Sagittarius Impact on Light and Dark Structure in the Milky Way
越来越明显的是，常见的合并事件在所有宇宙时期的盘星系演化中发挥着重要作用，从充满气体的矮星系在恒星形成高峰时期的湿吸积，到大型，动态先进的螺旋星系与它们的干燥伴星之间的碰撞，这种相互作用继续影响盘结构到今天。我们也生活在一个巨大的螺旋星系中，目前正在经历一系列来自一个坠落的、破坏性的矮星系的撞击。作为下一代天体测量学建议把我们的理解银河系的螺旋结构上一个更坚实的基础，我们分析高分辨率的数值模型，这个磁盘卫星相互作用，以评估我们的家银河系的人马座矮的影响的动态响应，并希望直接检测通过地球的暗物质的实验可能产生的影响。
2014-02-18 astro-ph.GA
Bar formation in the Milky Way type galaxies
许多棒星系，可能包括银河系，在中心有尖点。然而，有一种普遍的看法认为，在无凸起星系模型中发生的通常的棒不稳定性对于尖点模型是不可能的，因为任何模式速度都存在内部林德布拉德共振。同时也有数值证据表明，杆的失稳可以形成杆。我们分析这种差异，准确和多样的N体模拟和使用正常模式的计算。我们表明，酒吧的形成，在尖状星系可以解释考虑盘的厚度。指数增长的时间是温和的典型的电流盘群众（约2.5亿年），但大大增加（因子2或更多）后，取代的活晕和隆起与刚性晕/隆起的潜力，同时模式的速度几乎保持不变。正常模式分析与不同的光盘质量赞成一个年轻的酒吧假设，根据该酒吧不稳定饱和最近。
2017-02-06 astro-ph.GA
Wandering Supermassive Black Holes in Milky Way Mass Halos
我们提出了一个自洽的预测，从大规模的宇宙学模拟人口的“流浪”超大质量黑洞（SMBHs）的质量大于$10^6$ M $_{\odot}$长寿命，kpc尺度轨道内银河系（MW）质量星系。我们从Romulus 25宇宙学模拟（Tremmel et al. 2017）中提取了MW质量晕的样本，该样本能够独特地捕获星系合并期间和之后SMBH的轨道演化。我们预测，这样的晕，无论最近的合并历史或形态，主机的平均$5.1 \pm 3.3$ SMBH，包括他们的中央黑洞，在10 kpc的银河系中心和平均$12.2 \pm 8.4$ SMBH总维里半径内，不计算那些在卫星晕。游荡的SMBH存在于它们的宿主星系中几个Gyrs，通常在早期宇宙中被它们的宿主晕吸积。我们发现，与$>4σ$的意义，流浪SMBH优先发现星系盘外。
2018-04-23 astro-ph.GA
Metal-Poor Stars in the Milky Way System
本文综述银河系中贫金属星的研究，指出其低金属丰度保留了早期宇宙化学印记，并强调大样本贫金属星可用于重建核合成、化学演化及银河系形成历史。
2024-11-23 astro-ph.GA
Galaxy simulations in the Gaia era
我们生活在这样一个时代，大量的银河系恒星的天体测量、光度测量、星震和光谱数据正在被获取，比大约十年前大了许多数量级。由于盖亚天体测量任务和后续的地面光谱调查，在未来5-10年内，大约有1000 - 2000万颗恒星将获得准确的6D运动学和化学成分测量。KEPLER-2、PLATO和TESS将提供其中很大一部分的星震年龄。在这篇文章中，我们概述了一些悬而未决的问题，有关银河系的形成和演化，并认为，由于在盘状星系的形成所涉及的物理过程的复杂性，在宇宙学的背景下，银河系观测的解释需要数值模拟。我们还详细讨论了银河系厚盘的形成，化学动力学模型和径向迁移的影响。
2017-10-09 astro-ph.GA
Azimuthal Misalignments in Stellar Warp Structure as Dynamical Tracers of Mergers in Milky Way-like Galaxies
本研究利用IllustrisTNG50模拟发现，经历主并合的类银河系中不同年龄恒星族的翘曲存在方位角失准，可作为并合的动力学印记，为检验银河系翘曲与并合事件的关联及约束并合时间提供新方法。
2025-10-28 astro-ph.GA
Constraining the Milky Way's Ultraviolet to Infrared SED with Gaussian Process Regression
提高我们对全球银河系（MW）特性的了解对于将仅可能从银河系内部进行的详细测量与我们对更广泛星系群的理解联系起来至关重要。我们在SDSS星系上训练高斯过程回归（GPR）模型，以将星系属性（恒星质量，视轴比，恒星形成率，膨胀与总比，盘尺度长度和棒投票分数）映射到UV（GALEX $FUV/NUV$），光学（SDSS $ugriz$）和IR（2 MASS $JHKs$和WISE $W1/W2/W3/W4$）通量和不确定性。利用这些模型，我们估计了MW的光度特性，得到了完整的UV到IR光谱能量分布（SED），因为它将在外部测量，正面观察。我们确认银河系位于光学诊断图中的绿谷，但首次显示MW在标准紫外和红外诊断中处于恒星形成区域--红色螺旋星系的特征虽然我们的GPR方法预测一个波段的时间，由此产生的MW UV-IR SED是一致的SED的本地螺旋与特征大致相似的MW，这表明这些独立的预测可以可靠地结合起来。我们的紫外-红外SED将是非常宝贵的重建MW的恒星形成历史使用相同的工具，用于外部星系，允许比较结果从\textit{in situ}测量的方法用于河外天体。
2021-10-26 astro-ph.GA
Towards a fully consistent Milky Way disk model V. The disk model for 4 $-$ 14 kpc
我们提出了一个广义版本的半解析Just-Jahreiss（JJ）模型的银河系盘，结合我们的研究结果的太阳附近，适用于广泛的银河系距离，4千秒差距$\lesssim R \lesssim $ 14千秒差距。JJ模型是一个灵活的恒星星族合成工具，具有2500万年的精细年龄分辨率。它包括六个银河（MW）组件：四个扁平（指数薄和厚盘，原子和分子气体）和两个球状（球形恒星晕和核心等温暗物质球）。薄盘的总厚度假定在所有半径处都是恒定的，尽管也可以对扩口进行测试。所采用的薄盘恒星形成率（SFR）的径向变化反映了由内而外的磁盘增长的情况。我们允许一个光滑的幂律SFR连续修改任意数量的高斯峰。我们提出了一个公共代码的JJ模型补充的三套等时线（PARSEC，MIST，和BaSTI）。利用APOGEE红团簇巨星的金属丰度分布，我们约束了JJ模型年龄-金属丰度关系（AMR）的径向变化，并提出了AMR函数的一种新的解析形式。广义JJ模型是一个公开可用的工具，用于研究MW盘上不同的恒星星族。由于其良好的年龄分辨率和灵活性，它可以特别用于重建薄盘SFR，因为可以在其框架内构建各种不同的SFR形状。
2022-08-26 astro-ph.GA
Planes of satellites, at once transient and persistent
Department of Physics, University of Helsinki（赫尔辛基大学物理系）
研究通过TNG-50模拟揭示银河系类系统中卫星平面的瞬时与持久特性，显示其空间各向异性在短时间内变化，但追溯卫星起源时发现其长期空间一致性。
2026-03-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
The diversity of the circumgalactic medium around z = 0 Milky Way-mass galaxies from the Auriga simulations
星系周围有大量的天然气储层（即环星系介质; CGM），这在它们的演化中起着关键作用。CGM的特性取决于各种内部和环境因素，通常从吸收线调查中推断出来，吸收线调查依赖于有限数量的单一视线。在这项工作中，我们提出了一个分析的28个星系晕从御夫座项目，宇宙学磁流体动力学放大模拟套件孤立的银河系质量的星系，了解CGM多样性的影响观测研究。虽然御夫座晕被选择来填充晕质量的狭窄范围，但我们的工作表明L* 星系的CGM是极其多样的：通常观察到的物种的柱密度跨度约为3-4 dex，其覆盖分数范围从约5%到90%。尽管这种多样性，我们确定了以下相关性：1）御夫座晕的氢和金属的覆盖率（CF）与恒星质量正相关，2）H I，C IV和Si II晕的CF与活动星系核的电离光度有关，3）H I，C IV，和硅II正相关的星系盘分数，由于流出人口的CGM冷和致密的气体。御夫座样本显示了L* 星系CGM的惊人多样性，这对从有限的样本中重建CGM特征的观测提出了挑战，也表明长期的合并组装历史和最近的恒星形成并不是CGM的主要雕刻者。
2019-07-09 astro-ph.GA
The Milky Way's plane of satellites: consistent with $Λ$CDM
“卫星平面问题”描述了银河系中11个最亮的卫星星系在一个非常薄的平面上的排列，可能是由旋转支撑的。这显然与标准宇宙学模型相矛盾，在标准宇宙学模型中，银河系被弥散支持的暗物质晕所包围。在这里，我们表明，报告的异常各向异性的卫星系统是强烈的偶然的不平衡的径向分布，早期的模拟未能再现，结合密切，但短暂的连接的两个最遥远的卫星，狮子座I和狮子座II。使用盖亚自行，我们表明，轨道极点对齐是比以前报道的更常见，并揭示了卫星的平面是瞬态的，而不是旋转支持。与新的模拟相比，这种短命的飞机很常见，我们发现银河系卫星与标准模型的预期是兼容的。
2022-05-05 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
Denoising Milky Way stellar survey data with normalizing flow models
本文提出利用归一化流模型对Gaia恒星巡天数据进行去噪密度估计，通过重要性采样处理异方差噪声，成功重建局部速度分布中的子结构，为研究银河系运动学提供稳健工具。
2025-05-22 astro-ph.GA astro-ph.IM
Addressing via N-body simulations the distribution of the satellite tidal debris in the Milky Way environment
我们研究了银河系卫星、恒星和暗物质碎片的分布。对于第一次，我们解决的问题，同时利用模拟卫星的潮汐中断a）一组现实的轨道从宇宙学模拟中提取，b）一个三个组成部分的主机星系与活晕，光盘和凸起组件，和c）卫星流体动力学模拟。我们分析的统计特性的卫星碎片的所有大规模星系到达内银河系的时间尺度为2 Gyr。多达80 $\%$的暗物质从卫星上剥离，而这发生在多达30 $\%$的恒星上。恒星碎片大多数终止于银河系内晕，而暗物质碎片在整个主晕上显示出平坦的质量分布。暗物质碎片遵循内幂律指数$α_{\rm DM}=-0.66$和外幂律指数$β_{\rm DM}=2.94$的密度分布，而恒星$α_{*}=-0.44$和$β_{*}=6.17$则遵循外幂律指数。在25 kpc内，恒星碎片的分布比暗物质碎片的分布更平坦，它们的短轴方向也有很大差异。将星盘的方向改变90 $^{\rm{o}}$，对卫星碎片的分布只有很小的影响。我们的结果表明，暗物质比银河系卫星上的恒星更容易剥离。碎片的结构受卫星轨道特性的支配。恒星和暗物质碎片的径向剖面、扁平度和方向都有很大的不同，这就妨碍了从观测到的恒星成分预测暗物质的分布。
2020-03-20 astro-ph.GA
Stellar Mergers or Truly Young? Intermediate-Age Stars on Highly-Radial Orbits in the Milky Way's Stellar Halo
本文研究银河系晕中120颗高度径向轨道亚巨星，发现其年龄分布虽以年老为主但存在约6-9 Gyr的年轻尾部，初步排除质量转移或恒星并合导致年龄偏低，若结论成立将挑战对GES并合及银河系吸积历史的约束。
2024-06-10 astro-ph.GA
Modeling the 3D Milky Way using Machine Learning with Gaia and infrared surveys
由于我们的内部观点，对我们的家星系银河系（MW）的观测变得困难。包含约16亿恒星距离的盖亚调查是MW结构的新旗舰，可以与其他大规模红外（IR）调查相结合，以提供银河平面内前所未有的长距离测量。与此同时，在过去的二十年里，机器学习（ML）方法的使用出现了爆炸式增长，这些方法也越来越多地用于天文学。我将首先描述ML分类器的构造，以改进广泛采用的年轻恒星对象（YSO）候选者的分类方案。恒星诞生于稠密的星际环境中，最年轻的恒星没有时间离开它们的形成位置，这是对星际介质致密结构的探索。YSO识别和盖亚距离测量的组合，然后使密集的云结构的三维重建。我们的ML分类器是基于人工神经网络（ANN），并使用斯皮策太空望远镜的红外数据，从给定的例子自动重建YSO分类。在第二部分中，我将提出一种新的方法来重建的三维消光分布的MW基于卷积神经网络（CNN）。CNN使用大规模银河系模型贝桑松银河系模型进行训练，并通过将模型的结果与观测数据进行比较来学习推断灭绝距离分布。该方法能够以100 pc的正式分辨率解析高达10 kpc的远距离结构，并且被发现能够结合2MASS和Gaia数据集，而无需交叉匹配。这种组合预测的结果令人鼓舞，并为未来使用各种数据集的更大组合进行完整的银河系平面预测提供了可能性。
2020-12-13 astro-ph.GA
AuriDESI: Mock Catalogues for the DESI Milky Way Survey
本文发布 AuriDESI 模拟星表，基于六个 Auriga 高分辨率 ΛCDM 磁流体模拟和相空间核展开，复刻 DESI MWS 的选择、数据格式与光谱观测量，以支持恒星晕子结构和银河系吸积历史研究。
2024-06-13 astro-ph.GA
Effects of secular growth and mergers on the evolution of metallicity gradients and azimuthal variations in a Milky Way-like galaxy
基于Vintergatan模拟，研究类银河系星系中恒星金属丰度梯度和方位角变化的长期演化，发现负梯度长期存在、并合事件影响短暂且无径向依赖，并警示简化解释的风险。
2024-10-29 astro-ph.GA
The Age-Thickness Relation as a Tracer of the Merger History of Disk Galaxies
University of Wisconsin-Madison（威斯康星大学麦迪逊分校）；Osservatorio Astrofisico di Torino, Istituto Nazionale di Astrofisica (INAF)（都灵天文台，意大利国家天体物理研究所）
研究盘状星系合并历史重建难题，利用TNG50模拟中银河系类似物，通过年龄-厚度关系（由$\Delta_z$量化）来追溯，该关系编码恒星相关信息，此诊断稳健且提供新途径，可助力重建星系合并历史与探测动力学演化。
2026-08-20 astro-ph.GA
Reconstructing WIMP Properties in Direct Detection Experiments Including Galactic Dark Matter Distribution Uncertainties
我们提出了一种新的方法来确定弱相互作用大质量粒子（WIMP）的性质，在未来的吨级直接检测实验，占银河系（MW）光滑暗物质分布的不确定性。使用合成数据的运动学MW晕星匹配目前的样本从斯隆数字巡天，补充当地逃逸速度的限制，我们证明，当地的暗物质密度可以被约束到约20%的精度。对于低质量的WIMP，我们发现，在假设的本地暗物质密度的两个错误的因素，导致严重偏置重建的WIMP自旋无关的截面是不正确的，在15西格玛水平。我们表明，这种偏见可以克服边缘化的参数，描述MW的潜力，并使用这种形式主义项目的WIMP性能在未来1吨氙探测器上达到的精度。我们的方法可以很容易地应用到不同的检测器技术，并扩展到更详细的MW晕模型。
2009-12-24 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Bending Waves in the Milky Way's disc from halo substructure
利用$N$体模拟方法研究了类银河系盘-球-晕系统中弯曲波的激发。暗物质晕由一个光滑的组分和一群暗物质组成，而暗物质盘则由薄的组分和厚的组分组成。也被认为是一个控制模拟，其中所有的晕质量是平滑分布的。我们发现，弯曲波更积极地激发薄盘比厚的，他们是最强的盘的外部区域，特别是在后期。通过傅立叶分解，我们发现，复杂的模式弯曲横跨光盘可以被描述为一个波的叠加，集中在两个分支的径向旋转频率平面。这些分支对应于由WKB分析预测的垂直共振曲线。子结构模拟中的弯曲波比光滑晕模拟中的弯曲波具有更高的振幅，尽管两种模拟中的波的频率-半径特性非常相似。垂直位移和体垂直速度的互相关分析表明，波振荡主要是简单的平面波。我们认为，在天体测量，如从\textit{Gaia}的第二次数据发布中的波浪状功能可能是由于长期的动态活跃的磁盘，而不是，或除了，从最近的卫星光盘遇到的扰动波。
2018-08-03 astro-ph.GA
There is No Place Like Home -- Finding Birth Radii of Stars in the Milky Way
本研究提出一种仅需最少先验假设、通过恒星年龄与金属丰度回溯其诞生半径的方法，揭示了银河系诞生金属丰度梯度的演化特征，并估算出太阳的诞生位置，为还原银河系形成历史提供关键支撑。
2024-05-22 astro-ph.GA
A Galactic Center Origin for HE 0437-5439, the Hypervelocity Star near the Large Magellanic Cloud
我们利用哈勃太空望远镜成像测量了超高速恒星HE 0437-5439的绝对自行，HE 0437-5439是一颗位于大麦云（LMC）方向的短命B星。我们观察到（μ_α，μ_δ）=（+0.53+-0.25（stat）+-0.33（sys），+0.09+-0.21（stat）+-0.48（sys））mas/yr。速度矢量直接指向远离银河系中心的方向;在3-sigma水平上，从大麦哲伦星系中心的原点被排除。HVS从银河系的飞行时间超过了它的主序星寿命，因此它的恒星性质要求它是一个蓝离散星。大的空间速度排除了银河系圆盘的抛射。结合HVS观测到的轨道、恒星性质和所需的初速度，我们得出结论，HE 0437-5439很可能是由银河系中央黑洞抛出的一个紧凑的双星。
2010-07-20 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
Accuracy of analytic potentials for orbits of satellites around a Milky Way-like galaxy: comparison with $N$-body simulations
本研究对比解析势与$N$-体模拟计算类银河系卫星轨道的精度，明确不同卫星质量、轨道形态及半径下解析势的适用范围，为相关研究的方法选择提供量化参考。
2025-06-14 astro-ph.GA
Has the Palomar 14 globular cluster been captured by the Milky Way?
本研究通过直接N体模拟提出Pal 14球状星团可能起源于已瓦解的矮星系，经20-30亿年演化后被银河系捕获，最终在115亿年时达到观测特征，解释了其偏浅的恒星质量函数斜率。
2024-10-08 astro-ph.GA
Tilted Dark Halos are Common, Long-Lived, and can Warp Galactic Disks
基于IllustrisTNG模拟，研究发现星系内部暗晕常发生显著倾斜且可持续超5 Gyr，并能产生长期稳定的星系盘扭曲，为解释银河系等观测中扭曲盘的普遍性提供了线索。
2023-09-15 astro-ph.GA
Reconstructing the Accretion History of the Galactic Stellar Halo from Chemical Abundance Ratio Distributions
在过去的二十年中，晕星的观测研究已经对吸积矮星系对银河系恒星晕的贡献的数量和性质进行了一些限制，通常利用恒星相空间信息来识别最近的晕吸积事件。在这项研究中，我们测试的前景，使用2-D化学丰度比分布（CARDs）中发现的恒星晕的恒星，以确定其形成历史。首先，我们使用模拟数据从11个“MW样”晕生成卫星模板集的2-D CARD的吸积矮卫星，其中包括从各种质量制度和时代的吸积矮星。接下来，我们从这11个晕中随机抽取恒星化学丰度比（[ $α$ /Fe]，[Fe/H]）的$\sim10^{3-4}$模拟观测样本，为我们的CARD生成潜在密度样本，以便在我们的分析中与我们的模板进行比较。最后，我们使用的期望最大化算法来获得吸积的历史中使用的卫星模板集（STS）和样本大小。对于某些STS使用，我们通常可以确定所有吸积卫星的相对质量贡献在2倍之内。我们还发现，这种方法是特别敏感的老吸积事件涉及低亮度的矮星，如超暗矮星-正是那些事件太古老，被看到的恒星的相空间研究和太暗，被看到的早期宇宙的高z研究。由于我们的结果只利用两个化学维度和不久的将来的调查承诺提供$\sim6-9$尺寸，我们的结论是，这些新的高分辨率光谱调查的恒星晕将使我们能够恢复其吸积历史-和亮度功能的矮星系-整个宇宙的时间。
2015-01-28 astro-ph.GA
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
Disentanglement of the chemodynamical assembly: mapping the Milky Way disks
本文利用t-SNE对恒星化学、轨道和运动学数据进行降维，构建银河系本地体积相似性图，以分离薄盘、厚盘、晕及移动星群等结构，揭示银河系盘的化学动力学组装与演化关系。
2024-04-15 astro-ph.GA
