Made-to-measure galaxy models - III Modelling with Milky Way observations
我们演示了如何Syer和Tremaine量身定做的恒星动力学建模方法，可以适用于模拟一个旋转的银河酒吧。我们使用现有的Shen et al.（2010）银河系棒的N体模型构建的观测结果，以及通过Bulge Radial Velocity Assay（BRAVA）对银河系凸起和棒进行的运动学观测，来验证我们的量身定制的变化。我们的结果为联合确定的酒吧角和酒吧模式的速度（~30度和~40公里/秒/千秒差距）是一致的N体模型所确定的。虽然我们开发的量身定做的技术是使用特定的N体模型和观测数据集应用的，但它们实际上是通用的，可以应用于使用不同N体模型和数据集的其他银河系建模场景。此外，我们使用的练习作为一种工具，说明如何N体和量身定制的方法可能会结合成一个更有效的方法。
2012-10-25 astro-ph.GA
Integrals of motion for non-axisymmetric potentials
背景：静止星系恒星星族的模型可以用分布函数来实现。目的：本文的目的是写显式积分的运动和分布函数。方法：我们提出了一个明确的依赖于潜在的运动积分的解析公式。这个公式适用于旋转对称或三轴对称的势。它对Stäckel势是精确的，对其它势是近似的。结果：使用这些运动积分模拟一个静止的恒星星族，可以得到令人满意的精度的力场。另一方面，产生力场和引力势的质量密度分布的恢复精度较低，这是由于箱式轨道建模的精度较低。
2019-06-05 astro-ph.GA
Self-consistent modelling of our Galaxy with Gaia data
星系模型是探索银河系的基础。现在有一个重要的机构的工作轴对称模型。一个模型可以通过给出每一个主要类别的恒星和暗物质的DF来定义。然后确定了自洽引力势。其他建模技术被简要地考虑之前的一些非轴对称模型的早期工作的概述。
2017-06-05 astro-ph.GA
Decrease in Milky Way rotation curve revisited
本研究针对近期三篇论文提出的银河系旋转曲线开普勒下降结论，通过对比其引力势结果与银河系轴对称假设，发现20 kpc外银晕近球对称，证明其所用轴对称Jeans方程与最终模型不匹配。
2025-07-31 astro-ph.GA
Milky Way Disk
本文总结银河系盘的结构、厚薄盘定义、非轴对称结构及径向迁移，并基于盖亚数据与数值模拟探讨其形成演化历史。
2024-12-16 astro-ph.GA
Angle-action estimation in a general axisymmetric potential
角作用变量在星系动力学中的有用性是众所周知的，但由于在现实的星系势中计算它们的困难，它们的使用受到限制。在这里，我们提出了一种方法来估计角作用变量在一个现实的银河系轴对称的潜力，通过局部拟合Stäckel潜在的区域的轨道探测。该方法的质量进行评估，通过与其他已知的方法估计一系列的光盘和晕型轨道的角度作用变量的比较。最后，我们将日内瓦-哥本哈根调查投影到角度作用空间。
2012-08-14 astro-ph.GA
The GALAH Survey: Velocity fluctuations in the Milky Way using red clump giants
如果银河系是轴对称的，并且处于动力学平衡状态，我们预计剩余视线速度场的波动可以忽略不计。使用\apg{}巡天的最新结果发现，中平面（$|z|<$ 0.25 kpc）内恒星的速度在5 kpc范围内存在显著波动，这表明非轴对称特征的动力学影响，即，银河系的棒、旋臂和合并事件延伸到太阳系附近。它们的测量功率谱在2.5千秒差距尺度上具有11 \kms{}的特征振幅。这种大尺度流运动的存在对于确定太阳绕银河系中心的运动具有重要意义。利用来自\glh{}和\apg{}的红丛星，我们绘制了太阳周围的视线速度（d $<$ 5 kpc）和距离中平面$|z|<$ 1.25 kpc。通过减去一个光滑的轴对称模型的速度场，我们研究了剩余的波动和比较我们的发现与模拟调查产生的\glx{}。我们发现远离飞机的大尺度波动可以忽略。在中平面中，我们再现了较早的\apg{}功率谱，但在考虑了一些系统学（例如，体积完整性）。使用灵活的轴对称模型的功率振幅进一步降低到6.3 \kms{}。此外，我们的模拟表明，在平面上，距离被低估的高质量的红团星，这可能会导致约5.2 \kms{}虚假的功率振幅。考虑到这一点，我们估计实际波动的幅度为$<$ 4.6 \kms{}，大约是\apg{}结果的三分之一。
2018-11-03 astro-ph.GA
Estimating the local dark matter density in a non-axisymmetric wobbling disc
太阳附近暗物质的密度对于在实验室中寻找暗物质粒子的实验以及限制银河系暗物质晕的局部形状都很重要。迄今为止的估计通常假设银河系的恒星盘是轴对称的，并且处于稳定状态。然而，银河系的圆盘两者都不是，显示出突出的螺旋臂和一个酒吧，垂直和径向振荡。我们评估的影响，这些假设上的本地暗物质密度的测定，通过应用自由形式，稳态，牛仔裤的方法，两个不同的N体模拟银河系类星系。在一个星系中，该星系经历了一次古老的大合并，类似于假设的盖亚-香肠-土卫二;在另一个星系中，该星系最近被一个类似人马座的矮星系的反复通过和缓慢合并所扰动。我们评估的Jeans-Poisson方程中的每一个条款对我们的能力，正确地提取本地暗物质密度从模拟数据的影响。我们发现，在文献中采用的常见的近似-轴对称和局部平坦的旋转曲线-可以导致显着的系统误差高达1.5倍的恢复表面质量密度~2kpc以上的磁盘平面，这意味着一个分数误差的局部暗物质密度的顺序统一。然而，一旦我们在我们的模型中加入倾斜项和旋转曲线项，我们就得到了一个无偏的估计，在我们95%的置信区间内与真实值一致，实际上20%的不确定性对盘的重子表面密度。其他项-轴向倾斜，2：nd泊松和时间依赖项-对局部暗物质密度的贡献小于10%（给定当前数据），现在可以安全地忽略。今后，随着更多数据的出现，这些术语将需要纳入分析。
2022-01-05 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
Action-based Dynamical Modeling for the Milky Way Disk: The Influence of Spiral Arms
RoadMapping是一种动态建模机器，通过同时拟合轴对称参数化势和基于动作的轨道分布函数（DF）来限制银河系（MW）的引力势，以离散6D相空间测量银河系盘中的恒星。在这项工作中，我们展示了RoadMapping的鲁棒性存在的螺旋臂的建模数据从一个N体模拟快照的磁盘为主的星系MW质量与强大的螺旋臂（但没有酒吧），探索半径500 pc <=r_max<= 5 kpc的调查体积。潜在的约束是非常强大的，即使我们使用一个简单的基于动作的DF，准等温DF（qDF）。最适合的RoadMapping模型总是恢复正确的引力，其中大多数进入分析的恒星所在的位置，即使是小体积。对于来自大型勘测体积的数据，RoadMapping会找到在旋臂上平均的轴对称模型。毫不奇怪，这些模型由于旋臂中恒星过多而略有偏差。由最小r_max= 3 kpc的测体导出的重力位模型可以可靠地外推到更大的测体。然而，需要一个大的径向调查范围，r_max~ 5 kpc，以正确恢复晕尺度长度。一般而言，从臂间区域提取的数据集推断的电位的恢复和外推能力似乎优于从螺旋臂提取的数据集。我们的分析意味着，用即将到来的盖亚数据为银河系建立轴对称模型将导致MW潜力的合理和稳健的近似。
2017-03-17 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
Disruptions of stars and binary systems on chaotic orbits in an axisymmetric Milky Way center
本文利用银河系中心200 pc的观测基准模型，发现低z角动量轨道普遍混沌，并证明混沌轨道导致的无碰撞瓦解率可比二体散射碰撞率高出数量级，对超高速星和潮汐瓦解事件产生及物质抛射方向具有重要影响。
2025-07-17 astro-ph.GA astro-ph.HE
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
Evolution of growing black holes in axisymmetric galaxy cores
本文给出了具有生长黑洞的轴对称碰撞星系核（如M32、M33、NGC205、银河系）的NBody实现。接近瓦解球的恒星被瓦解并吸积到黑洞中。我们测量了黑洞的影响区和弛豫时间尺度的破坏率。我们表明，长期的引力不稳定性占主导地位的初始核心动力学，而黑洞是小的，由于恒星的消费和增长。后来，黑洞势主导核心，可以应用损失锥理论。我们的模拟结果表明，对于弛豫系统，星系的中心转动是不可忽略的，并与球对称系统的标准理论进行了比较和讨论。
2011-08-19 astro-ph.GA
Kinematic-Distance Biases in the Inner Milky Way from a Stellar-Dynamically Constrained Bar
Amanogawa Galaxy Astronomy Research Center, Graduate School of Science and Engineering, Kagoshima University（鹿儿大学理工学研究科银河天文研究中心）；Division of Science, National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台理学科）
研究发现，棒驱动的非圆形运动导致KD方法在银河系内侧区域出现系统性偏差，表现为各向异性伪影和径向混合，揭示了KD方法在棒结构区域的局限性。
2026-02-04 astro-ph.GA
A general spectral solver for the axisymmetric Jeans equations: fast dynamical modelling of galaxies with arbitrary anisotropy
University of Oxford（牛津大学）
提出一种通用谱方法，解决轴对称 Jeans 方程，实现高灵活性和高效计算的动态建模，适用于任意各向异性星系建模。
2026-02-27 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
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
Equilibrium axisymmetric halo model for the Milky Way and its implications for direct and indirect DM searches
我们第一次提供了自洽的轴对称相空间分布模型的银河系的暗物质（DM）晕，仔细匹配对最新的运动学测量，通过贝叶斯分析。通过使用广泛的先验的个别银河组件，我们得到保守的估计进入直接和间接DM搜索的解释的天体物理因素。虽然得到的DM密度分布与以前的研究，暗示$ρ_\odot \approx 10^{-2} \, M_\odot / \mathrm{pc}^3$，重子盘的存在导致显着差异的本地DM速度分布相比，标准的晕模型。对于直接检测，这意味着在检测器最大灵敏度附近的DM质量处的横截面极限大约强30%，并且在质量范围的下端处的极限弱一个数量级。此外，通过执行蒙特卡罗模拟为即将到来的DARWIN和DarkSide-20 k实验，我们证明，在成功检测到重DM与耦合低于当前的限制，精心构造的轴对称模型可以消除偏见，减少不确定性超过50%的重建DM耦合和质量，而且还有助于在一个更可靠的散射算子的测定。此外，由重子盘引起的速度各向异性可以导致显着更大的年度调制幅度和相当大的差异，在预期的DM诱导事件的方向分布。对于间接搜索，我们提供了差分$J$ -因子，并计算了几个时刻的相对速度分布，需要预测速度依赖的湮灭率。然而，我们发现准确的预测仍然受到银河系中心附近DM分布的巨大不确定性的阻碍。
2020-12-22 astro-ph.GA hep-ex hep-ph
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
Bar-Informed Kinematic-Distance Mapping of Molecular Gas in the Inner Milky Way
Amanogawa Galaxy Astronomy Research Center, Graduate School of Science and Engineering, Kagoshima University（鹿儿大学理工学研究科银河天体物理研究中心）；Division of Science, National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台理学院）
本文提出了一种考虑棒状结构的运动学-距离映射方法，用于重建银河系内侧分子气体面视图，通过PPV数据放松对轴对称环形旋转的假设。方法利用流体动力学模拟提取非轴对称流场，并通过高斯似然函数推断距离后验分布。
2026-03-18 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
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
Is Milky Way gravitationally stable? A TNG50 view from cosmic noon to the present day
Raman Research Institute（拉曼研究所）；IIT Kanpur（坎普尔印度理工学院）
研究银河系类比在TNG50模拟中的引力稳定性，发现其在不同红移下均稳定，且有棒旋臂的MWAs稳定性较低，气体密度亚临界，恒星形成集中于中心区域。
2026-01-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Orbits of 152 Globular Clusters of the Milky Way Galaxy Constructed from the Gaia DR2 data
我们介绍了银河系152个球状星团的轨道及其性质，这些星团是使用Vasiliev（2019）列表中的平均Gaia DR 2自行和其他天体测量数据获得的。对于轨道积分，我们使用了基于Navarro-Frenk-White暗晕的银河势的轴对称模型，并由Bajkova和Bobylev（2016）使用Bhattacharjee et.al.（2014）目录中银河系天体在银河系中心距离的广泛区域（高达200 kpc）的圆速度进行了修改。在对所得到的轨道进行分析的基础上，我们修正了Massari等人提出的球状星团子系统的组成。（2019）.
2021-03-03 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
A dynamically young and perturbed Milky Way disk
银河系中的大多数恒星都位于银河系的盘面上，它的演化受到几种现象的影响。例如，银河系的棒和旋臂会引起恒星的径向迁移，并可以捕获或散射靠近轨道共振的恒星。来自卫星星系的外部扰动也可以发挥作用，导致银河系的动态加热，圆盘中的环状结构以及恒星速度不同分量之间的相关性。这些扰动也会在星盘中造成“相位缠绕”的特征，例如恒星在银河平面内运动时的拱形速度结构。这些动力学过程的一些表现已经被探测到，包括附近恒星样本中的运动学子结构，密度不对称性和银河系盘上的速度与轴对称和平衡的预期不同，特别是在垂直方向，以及盘中不完全相混合的特征。在这里，我们报告了银河系圆盘中600万颗恒星的运动分析。我们表明，相空间分布包含不同的子结构与各种形态，如蜗牛壳和脊，当空间和速度坐标相结合。我们推断，该盘必须在3亿至9亿年前受到扰动，这与之前对人马座矮星系近心通道的估计一致。我们的研究结果表明，银河系的磁盘是动态的年轻，它作为时间无关和轴对称的建模是不正确的。
2018-09-24 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
Semi-analytic modelling of the europium production by neutron star mergers in the halo of the Milky Way
中子星合并（NSM）可能是快速（r-）中子俘获过程元素的主要产生场所。通过对Munich-Groningen半解析星系形成模型中典型的r过程元素Eu的追踪，利用NSM方法研究了银河系星晕的r过程富集，并将其应用于3个高分辨率的Aquarius暗物质模拟。特别是，我们调查的反冲速度的影响，中子星双星收到其形成时，在积木星系（BB），部分形成了恒星晕合并与我们的银河系。当这种反冲大到足以克服BB的逃逸速度时，NSM发生在BB外部，结果是没有r过程富集。我们发现，NS踢速度的标准分布减少[Eu/Mg]丰度的晕星$\sim 0.5$ ~dex相比，NS没有收到踢的模型。低NS踢速度，我们的模拟相匹配的[Eu/Mg]丰度的晕星相当不错，恒星的金属丰度[Mg/H] $\geq -1.5$。只有在宝瓶座晕B-2中，金属丰度较低的恒星的[Eu/Mg]值与观测值相似。我们的结论是，我们的假设的瞬时混合是最有可能不准确的r-过程富集的星系晕，或一个额外的生产网站的r-过程元素的建模是必要的，以解释存在的低金属丰度晕星高铕丰度。
2018-12-07 astro-ph.GA
Modelling the Milky Way's globular cluster system
我们构造了一个银河系球状星团系统的模型的基础上，一个现实的引力势和分布函数（DF）解析的作用积分。DF包括盘和晕组件，其功能形式类似于最近用来描述恒星盘和恒星晕。我们使用贝叶斯方法确定模型参数的后验分布。这让我们了解了球状星团数据对我们模型的约束程度。的光盘和晕DF的青睐的参数值是类似的，以前获得的值从适合恒星盘和晕，虽然集群晕系统显示更清晰的旋转比恒星晕。我们的模型再现了球状星团系统的一般特征，即密度分布，平均自转速度。盘簇的分数与所观察到的富金属簇的分数相一致。然而，这些数据表明，要么是编目的星团距离与目前对银河系中心距离的估计不一致，要么是未能识别出凸起后面的星团。随着我们银河系组成部分的数据在未来几年内在数量和精度上的增加，重新审视目前的分析将是有益的。
2017-01-24 astro-ph.GA
The Circular Velocity Curve of the Milky Way from $5$ to $25$ kpc
我们测量的圆速度曲线$v_{\rm c}(R)$的银河系的最高精度迄今为止在银河系中心的距离为$5\leq R \leq 25$千秒差距。我们的分析利用了$\gtrsim 23,000$明亮红巨星的$6$维相空间坐标，我们之前使用数据驱动模型确定了精确的视差，该模型将来自APOGEE的光谱数据与来自WISE，2MASS和盖亚的光度信息相结合。在轴对称引力势的假设下，我们用Jeans方程导出了圆速度曲线。在太阳的位置，我们确定的圆速度与其形式的不确定性是$v_{\rm c}(R_{\odot}) = (229.0\pm0.2)\rm\,km\,s^{-1}$与系统的不确定性在$\sim 2-5\%$水平。我们发现速度曲线在$(-1.7\pm0.1)\rm\,km\,s^{-1}\,kpc^{-1}$处缓慢但显著地下降，系统不确定度为$0.46\rm\,km\,s^{-1}\,kpc^{-1}$，超出内部$5$ kpc。我们排除了内部$5$ kpc从我们的分析，由于存在的银河酒吧，这强烈影响的运动学结构，需要在非轴对称的潜力建模。结合我们的研究结果与外部测量的银河系重子组件的质量分布从其他研究，我们估计银河系的暗晕质量维里半径内的$M_{\rm vir} = (7.25\pm0.26)\cdot 10^{11}M_{\odot}$和本地的暗物质密度$ρ_{\rm dm}(R_{\odo…
2018-12-04 astro-ph.GA
The epoch of the Milky Way's bar formation: dynamical modelling of Mira variables in the nuclear stellar disc
本文通过对银河系核恒星盘中 Mira 变星自行进行动力学建模，并利用周期—年龄关系推断核恒星盘约在80亿年前形成，从而表明银河系棒形成时间较早。
2023-10-31 astro-ph.GA
A tidally induced global corrugation pattern in an external disc galaxy similar to the Milky Way
本文研究了低倾角晚型星系VV 304 a的二维视线速度场（$V_{\rm los}$）。由此产生的2D运动学地图揭示了一个全球性的，连贯的和扩展的扰动，这可能与最近与大质量伴星VV 304 b的相互作用有关。我们使用多波段成像和一套测试粒子模拟来量化由于非轴对称扰动引起的面内流的合理强度，并表明所观察到的速度流太大，无法由螺旋结构或杆驱动。我们使用完全宇宙学流体动力学模拟的特点，从平面内和离面速度流的$V_{\rm los}$字段最近相互作用的星系对，如VV 304系统的贡献。我们表明，最近扰动的低倾角星系盘，剩余速度场的结构，减去轴对称旋转模型后，可以占主导地位的垂直流。我们的研究结果表明，$V_{\rm los}$扰动VV 304 a是一致的，与一个小的模式。它的$V_{\rm los}$地图表明存在一个类似于银河系中看到的麒麟座环的结构。我们的研究突出了解决的重要问题的性质和起源的垂直扰动通过测量低倾角附近星系的视线速度的可能性。
2020-11-24 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 power spectrum of the Milky Way: Velocity fluctuations in the Galactic disk
我们调查的恒星在银河系中平面的尺度之间的运动学25秒差距和10千秒差距的数据从阿帕奇点天文台星系演化实验（APOGEE），径向速度实验（RAVE），和日内瓦-哥本哈根调查（GCS）。利用远地点的红团簇星，我们在距离太阳5 kpc的（0.75 kpc）^2个面元中确定了大尺度视向速度场。在减去一个轴对称旋转场后，太阳运动V_{sun-c}相对于圆速度V_c对大尺度功率的贡献最大，我们通过最小化大尺度功率来确定太阳运动为V_{sun-c} = 24+/-1（ran.）+/- 2（系统[V_c]）+/-5（系统[大尺度]）km/s，其中系统不确定性是由于（a）V_c的保守20 km/s不确定性和（b）未观测的大尺度上的估计功率。结合APOGEE特有的速度场和RAVE中距太阳2kpc的红团星以及本地GCS星，我们确定了银河系盘在0.2/kpc < k < 40/kpc尺度上的剩余速度涨落的功率谱。大部分功率包含在0.2/kpc < k < 0.9/kpc之间的宽峰中。我们调查预期的功率谱的各种非轴对称扰动，并证明了常用的参数，但相对较高的质量的中央酒吧可以解释大量的速度波动在太阳附近的银河系盘的平面。在银河系中，在>~3 kpc尺度上的~10 km/s的流运动与外部星系的观测结果非常一致，并直接解释了为什么太阳运动的局部测定与全球测量不一致。
2015-02-16 astro-ph.GA
Giant molecular clouds and massive star formation in the southern milky way
哥伦比亚大学。智利的南银河CO巡天是用来将太阳圈内银河系第四象限的CO（1-0）排放分离成其主要成分--巨分子云（GMC）。在减去一个轴对称模型的CO背景辐射在南银河系内部，92 GMC的识别，其中87个解决了双重距离模糊。它们的总分子质量为M（H2）= 1.14 +/- 0.05 x 10^8 Msolar，约占银河系盘中H2体积密度轴对称分析估算的分子质量的40%（布朗夫曼等人，1988 b）M（H2）盘= 3.03 x 10^8 Msolar。大规模的螺旋结构在南银河系，在太阳圈内，跟踪的GMC在我们的目录中，3个螺旋臂部分：半人马座，诺玛，和3 kpc的扩展臂进行了分析。在将对数螺旋臂模型拟合到臂之后，分别在310°、330°和338°处发现切线方向，与文献中的先前值一致。利用CS（2-1）对具有UC HII区FIR颜色特征的IRAS点状源进行了全面观测，估算了大质量恒星形成率（MSFR）和大质量恒星形成效率。GMC的平均MSFR为0.41 +/- 0.06 Lsolar/Msolar，对于Norma臂中最大质量的云，它是0.58 +/- 0.09 Lsolar/Msolar。大质量的恒星形成效率的GMCs平均为3%的可用分子质量。
2014-02-25 astro-ph.GA
Jeans modelling of the Milky Way's nuclear stellar disc
核恒星盘（NSD）是一种扁平的恒星结构，在银心半径$30 \lesssim R \lesssim 300{\, \rm pc}$处主导银河系的引力势。在本文中，我们构建了轴对称金斯动力学模型的NSD的基础上以前的光度研究，我们把它们的视线运动学数据的APOGEE和SiO脉泽星。我们发现：（i）NSD质量较低，但与Launhardt等人（2002）通过测光独立确定的质量一致。我们的基准模型具有包含在$M(r<100{\, \rm pc}) = 3.9 \pm 1 \times 10^8 {\, \rm M_\odot}$的球形半径$r=100{\, \rm pc}$内的质量和$M_{\rm NSD} = 6.9 \pm 2 \times 10^8 {\, \rm M_\odot}$的总质量。(ii)NSD可能是垂直偏置盘的第一个例子，即垂直和径向速度分散之间的比率为$σ_z/σ_R>1$。对中央分子带中形成恒星的分子气体的观测和理论模型表明，大的垂直振荡可能在恒星诞生时就已经留下了印记。然而，发现$σ_z/σ_R > 1$取决于在最里面的几十秒差距的速度色散的下降，在我们的假设，NSD是轴对称的，和现有的（消光校正）恒星样本广泛跟踪基本的光和质量分布，所有这些都需要建立未来的观测和/或建模。(iii)我们为银河系最里面的$500 {\, \rm pc}$提供了迄今为止最精确的旋转曲线…
2020-09-09 astro-ph.GA
The pattern speed of the Milky Way bar from transverse velocities
我们使用的连续性方程推导出一种方法来测量银河系的酒吧/隆起的自行数据的模式速度。该方法有最小的假设，但需要在三个银河系坐标系中的两个完全覆盖的非轴对称组件。我们将我们的方法应用于来自Via Lactea（VVV）中的Gaia DR 2和VISTA变量的组合的自行数据，以测量杆的图案速度为$Ω_\mathrm{p}=(41\pm 3)\,\mathrm{km\,s^{-1}\,kpc^{-1}}$（其中误差是统计的）。这使得共转半径为$(5.7\pm0.4)\,\mathrm{kpc}$，假设太阳的标准特殊运动和太阳附近没有非轴对称流。所获得的结果只使用近侧的酒吧，产生一致的测量银河系中心的距离和速度的数据。在棒的远侧添加数据将图案速度拉低到$Ω_\mathrm{p}=(31\pm 1)\,\mathrm{km\,s^{-1}\,kpc^{-1}}$，但需要比观测到的更低的银河系中心的横向速度。这表明$5-10\,\mathrm{km\,s^{-1}kpc^{-1}}$的系统学主导了不确定性。我们证明了使用动态形成的酒吧/凸起模拟，即使与有限的视野的VVV调查，我们的方法鲁棒地恢复模式的速度。
2019-08-05 astro-ph.GA
The angular momentum spiral of the Milky Way disc in Gaia
该研究利用Gaia DR3在太阳邻域发现角动量螺旋，建立整体倾斜扰动的生成模型，为约束银盘扰动与银河系引力势参数提供新框架。
2025-01-07 astro-ph.GA
Triaxial orbit-based modelling of the Milky Way Nuclear Star Cluster
我们利用史瓦西轨道叠加技术构造了银河系核星团的三轴动力学模型。我们拟合了Feldmeier等人（2014）提出的恒星运动学图。这些模型被用来约束超大质量黑洞的质量M_BH、动态质光比M/L和星系团的本征形状。我们的最佳拟合模型为M_BH =（3.0 + 1.1 - 1.3）x10^6 M_sun，M/L =（0.90 + 0.76 - 0.08）M_sun/ L_{sun,4.5micron}，以及沿视线方向的簇压缩。我们的结果与利用开普勒轨道上恒星的运动直接测量超大质量黑洞质量的结果是一致的。质光比与其他星系在中红外波段的恒星星族研究结果一致。我们可能低估了M_BH而高估了星团的三轴性，这是由于观测效应造成的。空间半分辨的运动学数据和核星团内的消光使观测偏向于星团的近侧，并可能表现为核星团沿视线的压缩。我们导出了在半径r = 2 x r_eff = 8.4 pc的球内银河系核星团的总动力学质量M_MWNSC =（2.1 +-0.7 x10 ^7 M_sun）。最佳拟合模型是切向各向异性的中心r = 0.5-2 pc的核星团，但接近各向同性在更大的半径。我们的三轴模型能够恢复速度图中复杂的运动学子结构。
2017-01-06 astro-ph.GA
Time evolution of gaps in stellar streams in axisymmetric Stäckel potentials
当一个次晕与一个冷的恒星流相互作用时，它会扰乱恒星的分布，而这会导致一个间隙的产生。这种间隙的性质取决于相互作用的参数。因此，它们的特征可以导致确定扰动物的质谱，并可能揭示银河系轨道上黑暗的subhalos的存在。我们的目标是构建一个完整的分析模型的形成和演变的差距嵌入流轨道在一个现实的银河系的潜力。为此，我们扩展了Helmi & Koppelman（2016）的球形势模型，并预测了在轴对称Stäckel势中演化的流中间隙的性质。我们利用作用角和它们的简单行为来计算最初附近的轨道略有扰动与subhalo的相互作用的发散。我们的模型得到了N体实验的证实，预测间隙的大小随时间线性增长。我们得到的增长率的依赖关系的流的轨道，subhalo的属性（质量，尺度半径），和几何形状的遭遇（相对速度，碰撞参量）的解析表达式。我们发现，在间隙的中心的密度随时间的幂律以相同的方式流的密度。这导致在同一轨道上的原始流和扰动流之间的密度对比渐近地达到仅依赖于相遇参数的恒定值。我们发现，在一个固定的年龄，小的差距是最敏感的质量的subhalo，而间隙形成的subhalo飞掠与低的相对速度，或当流和subhalo平行移动，退化的遭遇参数。
2020-11-23 astro-ph.GA
Comparison of the Orbital Properties of the Milky Way Globular Clusters from the Data of the Gaia DR2 and EDR3 Catalogs
我们提供了152个球状星团的轨道参数的新值，这些参数是使用从盖亚EDR 3目录数据获得的新的平均自行计算的。轨道被集成5 Gyr回在轴对称的三分量的潜力与球形凸起，磁盘组件，和球形暗晕的Navarro-Frenk-White形式，我们使用的旋转曲线与大的银河系中心的距离高达200千秒差距的对象进行了改进。所获得的轨道参数进行了比较的轨道参数的相同的球状星团计算之前在相同的重力位使用自行盖亚DR 2目录数据。确定了轨道发生重大变化的物体。
2021-08-19 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
Multimass modelling of Milky Way globular clusters -- I. Implications on their stellar initial mass function above 1 M$_{\odot}$
本研究通过多质量模型分析37个银河系球状星团的多源观测数据，发现1倍太阳质量以上的高质量端恒星初始质量函数符合Salpeter形式，与顶重IMF假说不符，且该斜率与星团金属丰度无显著关联。
2023-04-24 astro-ph.GA
The Milky Way's dark matter halo appears to be lopsided
银河系外围区域（距中心约10 kpc）的氢原子盘可以提供有关暗物质晕结构的有价值的信息。最近来自全天21厘米线LAB测量的外HI盘的3-D厚度图为我们提供了一个独特的机会来详细研究银河系暗物质晕的结构。这项新调查的一个显著特点是原子氢气体厚度图的南北不对称性。假设在银河系总势能下垂直流体静力平衡，我们导出了HI气体的模型厚度图。我们指出，简单的轴对称晕模型，如软化的等温晕（在Vc ~ 220 km/s处产生平坦的旋转曲线）或任何密度下降快于等温晕的晕，都不能解释所观测到的气体厚度的径向变化。我们还表明，这种轴对称晕随着不同的HI速度分散在两半，不能解释所观察到的厚度图中的不对称性。其中的非轴对称模型，它表明，一个纯粹的不平衡（m=1，第一谐波）暗物质晕合理HI速度色散未能解释南北不对称令人满意。然而，我们发现，通过在一个完全不平衡的晕上叠加一个二次谐波（m=2），例如我们的最佳拟合和更可接受的模型A（参数ε h ^{1}=0.2，ε h ^{2}=0.18，σ HI =8.5 km/s），可以提供一个很好的拟合，并自然地再现南北不对称性。新出现的不对称暗物质晕的图像得到了宇宙学N体模拟中形成的ΛCDM晕的支持。
2009-03-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Modelling the density and mass of the Milky Way's proto-galaxy components with $APOGEE$-$Gaia$
本文利用APOGEE-Gaia巡天数据通过化学分解识别银河系原初星系星族，建立其密度模型并估算最小恒星质量，揭示原初银河系至少由主原位前身和Heracles结构两个碎片组成。
2025-02-10 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
Dynamical modelling of the Galactic bulge and bar: the Milky Way's bar pattern speed, stellar, and dark matter mass distribution
我们使用量身定做的方法建立了一套大的星系球、棒和内盘的动力学模型。我们的模型被约束，以匹配红团巨星密度从VVV，UKIDSS和2MASS红外线调查的组合，以及恒星运动学在凸起的BRAVA和OGLE调查，并在整个酒吧地区的ARGOS调查。我们能够恢复的酒吧模式的速度和恒星和暗物质的质量分布在酒吧区，从而恢复整个银河系的有效势。我们发现一个酒吧模式的速度$39.0 \pm 3.5 \,\rm{km\,s^{-1}\,kpc^{-1}}$，把酒吧共转半径在$6.1 \pm 0.5 \rm{kpc}$和银河系酒吧一个典型的快速旋转。我们估计的恒星质量的长杆和隆起结构是$M_{\rm{bar/bulge}} = 1.88 \pm 0.12 \times 10^{10} \, \rm{M}_{\odot}$，大于质量的磁盘在酒吧区，$M_{\rm{inner\ disk}} = 1.29\pm0.12 \times 10^{10} \, \rm{M}_{\odot}$。膨胀体积中的总动力学质量是$1.85\pm0.05\times 10^{10} \, \rm{M}_{\odot}$。由于更多的扩展运动学数据集和最近的测量的凸起IMF我们的模型有一个低的暗物质部分的$17\%\pm2\%$的凸起。我们发现了一个暗物质密度分布图，它在隆起区域接近一个浅尖点或核心。最后，我们发现一个额外的中心质量…
2016-11-18 astro-ph.GA
Multimass modelling of Milky Way globular clusters -- II. present-day black hole populations
本研究使用34个银河系球状星团的多质量模型探索现今恒星级黑洞族群，发现多数星团黑洞质量占比为0-1%，Omega Cen超5%，并揭示了黑洞数量与质量分层反相关、与动力学年龄相关。
2024-02-13 astro-ph.GA
Modelling the inner disc of the Milky Way with manifolds. I - A first step
利用不变流形研究了银河系内部的棒驱动动力学。这个理论已经成功地应用于描述外部星系中的环和螺旋的形态和运动学，现在，我们第一次将其应用于银河系。我们计算位于杆端的不稳定周期轨道的不变流形所限定的轨道。我们讨论是否COBE/DIRBE酒吧和长酒吧组成一个单一的酒吧或两个独立的酒吧，并进行了一些比较，一起，强烈主张前者。更具体地说，我们倾向于这样的可能性，即所谓的COBE/DIRBE棒是一个棒的方形/花生状凸起，其外部薄的部分是所谓的长棒。这种可能性与外部星系的观测、轨道结构理论和模拟都很吻合。然后，我们详细分析了五个代表性的银河系潜力的形态和运动学。两个有一个费勒斯酒吧，两个有一个四极杆和最后一个复合酒吧。我们首先只考虑COBE/DIRBE条，然后将其扩展到包括长条的效果。我们发现，由流形给出的大尺度结构描述了一个内环，其大小类似于近和远3-kpc臂，和一个外环，其性质类似于银河系分子环。我们还分析了这两种结构的运动学，在不同的银河系势，并发现他们再现的主要超密度发现在银河系的速度CO图。最后，我们考虑在什么样的模型参数下，流形的全局形态可以再现两个外旋臂。我们的结论是，这将需要更大的质量和更迅速的旋转棒，或包括在潜在的额外的组件描述的螺旋臂。
2011-08-02 astro-ph.GA
Making action-angle disc models for Gaia
对近期工作的简要回顾。我描述的银河系的动力学模型使用的作用角坐标。我解释了什么是作用角坐标，以及在过去几年中取得了哪些进展，以确保它们可以在合理现实的银河势中使用。然后，我描述了最近的建模工作，以及他们在限制银河系的潜力和当地的暗物质密度方面取得的进展。
2015-07-28 astro-ph.GA
A Robust Determination of Milky Way Satellite Properties using Hierarchical Mass Modeling
我们介绍了一种新的方法来确定质量分布，以及整体分布，本群卫星星系。具体来说，我们采用了统计多级建模技术，贝叶斯分层建模，同时限制个别本地集团银河系卫星星系的属性和银河系卫星人口的特点。我们表明，这种方法减少了个别矮星系质量测量的不确定性最微弱的星系的几个因素。我们发现，银河系卫星的分布推断的分析，除了明显缺乏高质量的晕，是符合的拉姆达冷暗物质（拉姆达CDM）的范例。特别是，我们发现，无论是测量的最大圆速度和半径之间的关系，在这个速度，以及推断的质量之间的关系在300秒差距和光度，相匹配的最大圆速度低于20公里/秒的晕的Lambda-CDM模拟预测的值。也许更引人注目的是，这项分析似乎表明，这些星系共享一个更尖的“平均”晕形状。虽然这项研究调和了许多观测到的银河系卫星分布的特性与Lambda CDM模拟，我们发现，仍然有一个赤字的卫星的最大圆周速度为20-40公里/秒。
2015-06-19 astro-ph.GA
Milky Way globular cluster dynamics: are they preferentially co-rotating?
银河系中重子成分的运动受银河系中发光物质和暗物质含量的支配。因此，银河系球状星团的动力学可以作为示踪剂来推断大半径范围内的银河系质量模型。在这项工作中，我们使用直接观察到的视线速度来测试，如果动态的球状星团人口是一致的，假设银河系的轴对称引力势。为此，我们数值计算了球状星团人口的相空间分布，其中轨道是随机取向或共同/反旋转相对于恒星盘。然后我们将观测到的$\sim$ 150个球状星团的位置和视向速度分布与模型的结果进行了比较。我们发现，对于所采用的质量模型，同向旋转的情况下，是基于各种统计检验的青睐模型。我们做了分析，有和没有与早期合并事件的祖先相关的GC。在不久的将来，这种分析可以扩展到包括精确和丰富的数据，以更好地将银河系的潜力限制在一个大的半径。
2020-03-28 astro-ph.GA
