Constraining the Milky Way potential with Double White Dwarfs
即将到来的LISA任务是唯一的实验，将允许我们研究银河系的结构使用引力波信号从银河系双白矮星（DWD）。预期检测总数超过$10^5$。此外，在引力和光学辐射中可以同时检测到多达100个DWD（例如盖亚和LSST作为食），使DWD成为执行银河系多信使断层扫描的理想来源。我们表明，LISA将检测DWD无处不在，映射也对银河系的另一边。这一完整的覆盖范围将：（1）对银河系的凸起和盘的尺度半径提供精确和无偏的约束，（2）当结合引力波和光学观测时，允许我们计算旋转曲线并推导出对凸起和盘质量的有竞争力的估计。
2018-10-09 astro-ph.GA
Accretion History of the Milky Way Dark Matter Halo and the Origin of its Angular Momentum
在邻近星系的引力场模型中，进入银河系和大麦哲伦云的暗物质流产生了银河系暗物质晕的生长历史，最终的角动量大致在观测方向上，它在大麦云周围产生了类似于麦哲伦流的暗物质流。
2014-08-25 astro-ph.GA
The X-shaped Bulge of the Milky Way revealed by WISE
银河系凸起有一个盒子状/花生状的形态和一个X形的结构。这个X形已经被“红色团块中的分裂”所揭示，这是从测光测量的恒星计数沿着瞄准线朝向凸起。这种四四方方的X形凸起形态并不是银河系所独有的，在其他棒旋星系中也观察到了这种凸起。N体模拟表明，盒状和X形凸起形成的磁盘通过动力学不稳定性。也有人提出银河系的球核不是X形的，而是在一个古老的经典球状球核中，红团星的明显分裂是不同恒星星族的结果。我们提出了一个银河系隆起的WISE图像，通过对公开的“unWISE”coadds进行下采样产生。WISE拍摄的银河系核球图像表明，银河系核球的X形性质是不言而喻和无可辩驳的。X形凸起本身的形态和构成该结构内轨道的凸起恒星的比例对银河系的形成历史具有重要意义，并且，考虑到四方形X形凸起的普遍性，一般来说，螺旋星系。
2016-02-29 astro-ph.GA
An [$α$/Fe]-enhanced thick disk in a Milky Way Analogue
银河系盘由两个突出的组成部分组成-一个厚的，富含α，低金属含量的组成部分和一个薄的，富含金属，低α的组成部分。外部星系已经被证明包含薄和厚的盘组件，但是否在[ $α$ /Fe]-[Z/H]平面的不同组件存在于其他银河系类星系还不知道。我们目前的VLT-MUSE观测UGC 10738，一个附近的，边缘银河系般的星系。通过星族合成模型的拟合，我们证明UGC 10738中含有与银河系中相同组分空间分布相似的富α和贫α恒星星族。我们将讨论如何发现，外部星系也包含化学上不同的磁盘组件可能会作为一个显着的限制银河系自己的薄和厚盘的形成。
2021-05-22 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
The Dynamical Evolution of Accreted Star Clusters in the Milky Way
我们执行$N$体模拟的星团在时间依赖的银河系的潜力。由于银河系是通过与矮星系的合并而形成的，它的球状星团人口由银河系最初崩溃期间形成的星团和后来吸积的矮星系组成。在矮星系与银河系的合并过程中，矮星系团会受到变化的星系势的影响。在我们以前工作的基础上，我们研究了这种变化的星系势如何影响星系团半质量半径的演化。特别是，我们模拟集群的圆形轨道周围的矮星系，要么落入银河系或蒸发，因为它的轨道银河系。我们发现星团的动力学演化取决于在星团位置上哪个星系的潮汐场最强。因此，进入银河系的星系团在大小上会随着银河系潮汐场的增强而发生变化，而矮星的潮汐场则会减弱。我们发现，最终吸积的星系团很快就变成了与银河系中同一轨道上诞生的星系团大小相同的星系团。假设它们的初始大小相似，银河系中诞生的星系团和那些吸积的星系团不能仅仅根据它们当前的大小来区分。
2015-11-16 astro-ph.GA
Constraining Milky Way mass with Hypervelocity Stars
上下文虽然各种各样的技术已被用于确定银河系暗物质晕质量分布，允许的质量范围跨越轻和重的值。知道我们银河系的精确质量对于将银河系置于宇宙学$Λ$ CDM背景下是很重要的。目标。我们发现，从银河系中心喷出的超高速恒星（HVS）可以用来限制其暗物质晕的质量。方法.我们使用晕星径向速度分布的不对称性，由于逃逸HVS，这取决于晕势（逃逸速度），只要往返轨道时间短于恒星的寿命，区分不同的模型的银河系引力势。结果采用$330$ Myr的特征HVS旅行时间，它对应于主序列HVS的平均质量，我们发现，目前的数据有利于银河系的质量范围内的$(1.2$ - $1.9)\times 10^{12} \mathrm{M}_\odot$。
2016-11-04 astro-ph.GA
The chemical evolution of the Milky Way
我们将讨论一些关于我们的银河系化学演化的重点。首先，我们将描述建立银河系化学演化模型所需的主要成分。然后，我们将举例说明一些银河系模型，其中包括详细的恒星核合成和计算大量的化学元素，包括C，N，O，$α$ -元素，Fe和更重的演化。主要的可观测量，特别是恒星和气体中的化学丰度将被考虑。比较理论观察将遵循，最后将得出一些结论，从这种天体考古学的方法。
2017-05-26 astro-ph.GA
Modelling the chemical evolution of the Milky Way
在这篇评论中，我将讨论银河系的模型结果和观测数据之间的比较，这些模型的预测能力以及它们的局限性。这样的比较，被称为银河系考古学，使我们能够对恒星核合成和各种银河系成分（晕，凸起，厚盘和薄盘）形成的时间尺度施加限制。
2021-06-24 astro-ph.GA
A Gaia-Enceladus Analog in the EAGLE Simulation: Insights into the Early Evolution of the Milky Way
我们确定了一个模拟银河系类似的EAGLE套件的宇宙流体动力学模拟。这个星系不仅与银河系有着相似的全局属性，而且被特别选中是因为它的合并历史类似于目前已知的银河系。特别是，我们发现，这个银河系类似物经历了最后一次重大合并（与恒星质量比$\sim 0.2$）在$z\sim 1.2$。我们发现，这种合并影响了当时存在的恒星的动力学性质，有助于形成厚盘，并导致宿主恒星形成率的显着增加。因此，这个物体特别适合于了解银河系的早期演化历史。它也是一个理想的候选人，重新模拟具有更高的分辨率，因为这将允许解决过多的有趣的问题，例如，太阳附近的暗物质的具体分布。
2019-09-09 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
Structure and Dynamics of the Milky Way: an Astro2010 Science White Paper
射电天体测量的最新进展与VLBA导致近微角秒的精确三角视差和自行测量的恒星形成区的脉泽。我们现在准备直接测量银河系中每个大质量恒星形成区域的完整三维位置和运动，并首次绘制其螺旋结构。这样的测量也将产生银河系的完整运动学，并以1%的精度确定其基本参数（Ro和To）。结合其他观测结果，这将产生银河系各种成分（包括暗物质）之间的质量分布。
2009-03-10 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
The Role of Mass and Environment on Satellite distributions around Milky Way analogs in the Romulus25 simulation
基于Romulus25宇宙学流体动力学模拟，本文量化宿主恒星质量与环境对银河系类比星系卫星数量和熄灭比例的影响，并与ELVES和SAGA观测比较。
2023-09-26 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
The spiral structure of our Milky Way
我们银河系的螺旋结构还没有被很好地描绘出来。HII区、巨分子云和6.7GHz甲醇脉泽是旋臂的主要示踪源。我们收集并更新了Hou，Han & Shi（2009）用于绘制螺旋结构的这些示踪剂的数据库。
2013-03-28 astro-ph.GA
The Astrophysical Behavior of Open Clusters along the Milky Way Galaxy
本文的主要目的是研究银河系疏散星团的天体物理行为。用近红外JHK（2MASS）测光方法获得了作者近五年来首次研究的263个疏散星团的均匀星表参数。这些星系团的天体物理参数之间的相关性已获得形态的方式，并与最近的工作进行了比较。
2014-06-02 astro-ph.GA
Dark matter neutrinos: A proposed mechanism for the stellar rotational velocity curve of the Milky Way
观测到的银河系自转速度曲线与当前引力动力学理论的不一致是有据可查的。这条曲线意味着存在着比可观测到的质量大得多的物质，即暗物质。目前的模型估计暗物质的数量约占总物质的85%。本文探讨了相对论中微子作为暗物质的一个潜在来源，并提出了一个粗糙的双星吸积模型机制，在银河系的中心，他们的生产。结果表明，这是符合目前的引力理论，银河系的观测速度曲线和当前的估计比例的暗物质重子物质的85%的顺序。
2020-06-30 astro-ph.GA
Figuring Out Gas & Galaxies in Enzo (FOGGIE). III. The Mocky Way: Investigating Biases in Observing the Milky Way's Circumgalactic Medium
银河系的环星系介质（CGM）在位置-速度空间中大多被附近的气体所遮蔽，因为我们居住在银河系内部。在大多数关于银河系CGM的研究中存在着实质性的偏见，这些研究集中在探测器检测高速气体上。通过模拟观测FOGGIE模拟的银河系类似物，我们研究了与银河系CGM相关的四个观测偏差。首先，类星体吸收线研究探测了有限数量的CGM质量：只有35%的质量处于银河系高纬度$|b|>20$度，其中只有一半以$|v_{\rm LSR}|\gtrsim100$ km/s $^{-1}$移动。第二，流入率（$\dot{M}$）的冷气体在HI 21厘米观察到的减少了一个因素$\sim10$，因为我们从本地标准的休息到星系的休息框架切换，同时$\dot{M}$的冷和温暖的气体没有显着变化。第三，OVI和NV是探测银河系外CGM（$r\gtrsim$ 15 kpc）的有希望的离子，但CIV可能不太敏感。最后，由于气体径向密度分布，如果从内向外观察CGM，则离子柱密度的分散比从外部观察高2倍。我们的工作强调，银河系的CGM的观测，特别是那些使用HI 21厘米和类星体吸收线，是高度偏差。我们证明，这些偏见可以量化和校准，通过模拟牛奶路类似物的合成观测。
2020-06-19 astro-ph.GA
Milky Way Analogues in MaNGA: Multi-Parameter Homogeneity and Comparison to the Milky Way
银河系提供了一个理想的实验室来测试我们对星系演化的理解，因为我们有能力在精细的尺度上观察我们的星系。然而，将银河系与更广泛的星系群联系起来仍然很困难，这是由于我们的内部视角和所采用的不同观测技术所带来的挑战。在这里，我们提出了一个样本的星系确定为银河系类似物（MWA）的基础上，他们的恒星质量和膨胀的总比率，观察到的一部分，在阿帕奇点天文台（MANGA）调查附近的星系映射。我们分析星系的恒星运动学和人口，以及它们的电离气体含量。我们发现我们的样本在其外围包含了一般年轻的恒星星族。然而，我们在它们的中心区域发现了广泛的恒星年龄，并且我们在大约一半的样本星系中检测到了类似于活动星系核或类似于复合物的活动，另一半由具有中心恒星形成发射或与老恒星一致的发射的星系组成。我们测量的气体金属丰度和恒星金属丰度的梯度，一般是平坦的物理单位比银河系测量;然而，我们发现更好的协议与银河系时，缩放梯度星系盘尺度长度。从这一点来看，我们认为金属丰度梯度的差异主要是由于银河系的相对紧凑性，观测角度的差异也可能是一个因素。
2020-01-28 astro-ph.GA
The early gaseous and stellar mass assembly of Milky Way-type galaxy halos
银河系如何在哈勃时间内积累质量，是否有大量的气体和恒星从卫星星系中吸积，或者银河系是否经历了最初的气体聚集，然后或多或少地孤立进化，这是现代天文学中的一个紧迫问题，因为它对我们在宇宙学背景下理解星系形成有影响。在这里，我们提出了一个银河系型卫星系统放大到宇宙学大尺度模拟的演化模型。嵌入到暗物质晕，并允许重子过程，这些化学动力学模拟的目的是研究气体和恒星从卫星的损失，以饲料银河系晕和恒星化学丰度的晕和卫星星系。
2016-04-24 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
The Spiral Structure of the Milky Way Galaxy from Radio Observations
研究银河系的结构对于更好地了解宇宙至关重要。这项研究深入探讨了银河系的结构，重点是它的旋臂。寻找了包括NASA网站在内的多个数据来源。银河系是一个由四个旋臂组成的盘状星系，其中两个较大，其余较小。旋臂是活跃形成新恒星的区域，主要由年轻恒星，尘埃和气体组成。尘埃和气体是形成新恒星的主要物质。这种尘埃也是恒星呈现红色的原因，因为它吸收的蓝光比红光多。除了圆盘，还有许多较老的恒星，根据COBE的照片，它们呈现白色。此外，银河系包含一个黑暗的光环，广泛但缺乏发光的恒星。这个巨大的晕圈是由于它对现有可见物质施加的引力而被发现的。
2019-02-22 astro-ph.GA
Notes on counter-orbiting globular clusters in the Milky Way
认为银河系中逆行旋转的球状星团可能起源于麦哲伦云星系引力扰动引起角动量改变的反对称球状星团。结果表明，轨道靠近“银河-麦哲伦云”系统拉格朗日点的银河系球状星团，在几个Gyr时间尺度内可以改变角动量的符号。
2014-07-07 astro-ph.GA
Identifying Local Group Field Galaxies which have interacted with the Milky Way
我们区分本星系群场星系，可能已经通过银河系的维里体积，和那些没有，通过统计比较，对人口的暗物质晕在通过Lactea II（VLII）模拟与已知的轨道历史。对VLII的分析为这个逃逸星系群提供了预期：它们贡献了银河系300至1500 kpc之间星系群的13%，因此我们预计在该距离范围内的54个已知本星系群中，大约有7个可能是银河系逃逸星系。这些天体的质量可以是任何低于银河系的质量，而且它们相对于银河系的径向速度应该是正的。VLII族的径向速度分布和本星系群的测量结果的比较提出了一个强烈的可能性，杜鹃座，鲸鱼座，NGC 3109，SextansA，SextansB，Antlia，NGC 6822，凤凰，LeoT和NGC 185已经通过银河系。这些矮星中的大多数都比大多数距离银河系或M31相似的矮星具有更低的HI质量分数。事实上，这些星系中的一些-特别是那些质量较低的星系-在其形态，恒星形成历史和/或气体含量中包含的签名表明在卫星/母星系相互作用的模拟中看到的演化。我们的研究结果提供了强有力的支持方案中，不同类型的矮星形成一个序列的形态和气体含量，沿序列的演化是由相互作用的历史。
2012-07-11 astro-ph.GA
Spurious Radial Migration from Relativistic Effects in the Milky-Way Disk
引力红移的梯度在银河系的潜力诱导一个明显的虚假径向迁移。我证明了这种效应仅仅与最近由Gaia eDR 3测量的局部加速度有关，这意味着光谱位移为$[-2.4x10 ^{-2}/（r/8 kpc）] km/s/kpc。横向多普勒效应产生了相当的贡献。这两种相对论效应产生的虚假径向速度相当于在宇宙年龄期间穿过银河盘的主要部分，并且必须在未来任何恒星实际径向迁移的测量中进行校正。
2022-03-17 astro-ph.GA
Evidence for Coupling of Evolved Star Atmospheres and Spiral Arms of the Milky Way
必须绘制星系中反馈的强度和分布图，以了解反馈如何影响星系生态系统。H $_2$ O脉泽作为能量注入ISM的指示器。我们的目标是测量银河系中水脉泽追踪的反馈的强度和分布。我们确定的光学对应的H $_2$ O脉泽发现的HOPS调查。利用第二次盖亚数据发布的视差测量结果，确定了银河系中H $_2$ O脉泽的分布和亮度。我们提供的证据演化的恒星之间的相关性，跟踪H $_2$ O脉泽，和银河系的螺旋结构，这表明演化的恒星和银河系环境之间的联系。
2020-05-08 astro-ph.GA
The origin of the Milky Way globular clusters
我们提出了一个宇宙学放大模拟银河系般的星系，用于探索星团的形成和演化。我们特别调查的双峰观察到的颜色和金属的球状星团的起源，并通过宇宙时间的潮汐张量的形式的环境演变。我们的研究结果自洽地证实了以前的发现，即蓝色的，金属贫乏的星系团形成于吸积到银河系上的卫星星系中，而红色的，富含金属的星系团主要在原位形成，或者在较低程度上在与银河系合并的大规模自富集星系中形成。通过监测这些人口的潮汐场的经验，我们发现，集群形成在原地（一般集中）的感觉显着更强的潮汐比吸积的，无论是在今天，当平均在他们的整个生命。此外，我们注意到，银河系星团所经历的潮汐场是显着弱于在过去比现在的一天，确认它是不可能的，一个幂律的集群初始质量函数一样，年轻的大质量的集群，被转化为观察到的峰值分布在银河系与弛豫驱动的蒸发在潮汐场。
2016-11-14 astro-ph.GA
Searching for Milky Way twins: Radial abundance distribution as a strict criterion
本文在约500个星系中结合结构特征（恒星质量、光学半径）与演化特征（中心及光学半径处氧丰度）搜寻银河系孪生体，发现银河系化学演化非典型，并识别出四个同时满足结构与演化判据的星系，表明径向丰度分布是更严格的筛选标准。
2023-06-16 astro-ph.GA
The Unusual Milky Way-Local Sheet System: Implications for Spin Strength and Alignment
银河系和本地片形成了一个特殊的星系系统，在我们附近的异常低的速度分散和看似高质量的银河系这样的环境。使用TNG 300模拟，我们寻找银河系类似物（MWA）位于宇宙壁的速度分散在其本地哈勃流类似于我们的星系周围观察到的。我们发现局域片类似物中的MWA非常罕见，每160-200 Mpc ^3体积中才有一个MWA。我们发现，一个片状的冷环境保存，放大，或简化环境对星系角动量的影响。在这样的片层中，片层和星系自旋之间有特别强的对齐;而且，这些星系的自旋参数很低。这两种情况都可能与墙形成以来缺乏合并有关。我们希望我们的研究结果将使人们认识到银河系局部片系统的非典型性质。在没有充分考虑我们宇宙环境影响的情况下错误地外推局部观测结果，可能会导致哥白尼式的偏见，从而理解银河系和附近宇宙的形成和演化。
2022-08-05 astro-ph.GA
The Milky Way's nuclear star cluster and massive black hole
由于银河系的中心靠近地球，因此它是唯一一个我们可以在毫秒差距尺度上研究恒星特征、分布、运动学和动力学的星系核。我们对银河系中心的中心黑洞人马座A* 进行了准确和精确的测量，并可以详细研究它与周围核星团的相互作用。这篇文章的目的是提供一个简明扼要的概述，我们目前的知识，银河系的中央黑洞和核星团，在突出的观测挑战和局限性，并讨论一些目前的关键领域的调查。
2015-02-11 astro-ph.GA
Velocity Dispersion Profile of the Milky Way Halo
我们提出了一个光谱样本的910个遥远的晕星的超高速星调查，我们从中获得的速度色散分布的银河系晕。样本是74%的水平分支恒星和26%的蓝离散星的混合体。我们利用观测到的颜色、金属丰度和恒星演化轨迹来估计到恒星的距离。我们的样本包含的R>50 kpc的天体数量是以前调查的两倍。我们计算的速度色散分布在两种方式：与参数的方法的基础上的银河系的潜力模型，并与非参数的方法的基础上的焦散技术最初开发的测量星系团质量配置文件。由此得到的速度色散分布与基于其他恒星星族的两次独立调查发现的结果非常一致：在15<R<75 kpc的范围内，银河系晕的径向速度色散平均下降为-0.38+-0.12 km/s/kpc。这一测量结果为计算银河系晕的总质量和质量分布提供了有用的依据。
2009-10-12 astro-ph.GA
Self-consistent Modelling of the Milky Way using Gaia data
基于角度/作用的分布函数（DF）模型可以根据它们再现观测结果的程度进行优化，从而揭示银河系中当前的物质分布。盖亚数据与其他调查的数据相结合，例如RAVE/TGAS样本，以及其完整的选择功能将大大提高其准确性。
2017-06-06 astro-ph.GA
Gould's Belt: Local Large Scale Structure in the Milky Way
古尔德带是一个平坦的局部系统，由年轻的OB星、分子云和中性氢组成，距离太阳500 pc。它与银道面倾斜约20度，其速度场明显偏离银河系遥远中心的旋转。我们讨论了它的起源可能的模型：自由膨胀从一个点或从一个环，膨胀的壳，或碰撞的高速云与银河系的平面。目前还没有令人信服的模型。在我们和其他邻近星系的HI和CO分布中发现了类似的结构。
2017-05-17 astro-ph.GA
Molecular Gas Morphological Analogues for the Milky Way
The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）；INAF-IAPS（意大利国家天体物理研究所国际天体物理中心）；INAF, Sezione di Lecce（意大利国家天体物理研究所莱切分部）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；Max Planck Institute for Radio Astronomy（马克斯·普朗克射电天文研究所）；University of Kentucky（肯塔基大学）
研究发现银河系及其他星系中分子气体径向分布的凹陷现象具有相似形态特征，且与棒状结构相关，表明大设计螺旋星系的普遍特性。
2026-02-02 astro-ph.GA
Accretion Onto the Milky Way: The Smith Cloud
在一个名为史密斯云的物体中观察到活跃的气体吸积到银河系上，该物体包含数百万太阳质量的中性和温暖的电离气体，目前正在向银河系流失物质，为圆盘增加角动量。它的大小是几千秒差距，它的尖端位于银河平面以下两千秒差距。它似乎没有对应的恒星，但可能包含像矮星系狮子座P那样的恒星星族。有人认为它的存在和生存需要它嵌入一个10^8太阳质量的暗物质晕中。
2015-11-17 astro-ph.GA
How axi-symmetric is the inner HI disc of the Milky Way?
在假设轴对称的条件下，我们模拟了银河系内（R<Rsun）b=0°处HI的分布和运动学。我们拟合线配置文件的实验室21厘米调查使用迭代方法的基础上的切点法。由此产生的模型非常好地再现了HI数据，仅在R<2 kpc时才出现显著差异。这表明，尽管存在着一个禁止势，银河系内部的中性气体分布在一个相当轴对称的圆盘中。
2011-10-10 astro-ph.GA
Chemodynamical modelling of the Milky Way
我们银河系的化学动力学模型具有分析性的扩展分布函数（EDF），很可能在从盖亚时代的调查中提取科学方面发挥关键作用。
2015-11-26 astro-ph.GA
Three Models of the Gravitational Potential of the Milky Way
Pulkovo Astronomical Observatory（普尔科沃天文台）
本文通过多种观测数据构建了银河系引力势的三种模型，用于研究银河系中心区域恒星和星团的长期轨道演化。
2026-01-13 astro-ph.GA
The Milky Way's bar structural properties from gravitational waves
本研究首次评估LISA引力波数据绘制银河系恒星棒和旋臂的潜力，结合双白矮星族与N体模拟重构星系结构，得出棒结构参数约束可与电磁观测结果相比拟，为银河系结构研究提供独立新方法。
2020-11-03 astro-ph.GA
Reflex motion in the Milky Way stellar halo resulting from the Large Magellanic Cloud infall
本文给出了银河系和大麦云云系统的N体模型的结果，并研究了由于盘重心位移引起的星晕中的运动学反射运动。与以前的研究一致，我们发现，银河系盘可能是以40公里/秒的速度相对于质心之前，大麦云云的陷落。由此产生的反射运动是可见的切向速度的恒星晕作为一个简单的偶极子。的信号是最强的恒星与长的动态时间，可识别的位置-速度数据的恒星与大的远心点，其动态记忆仍然是很好的代表未扰动的银河系潜力。该信号在天空中根据恒星示踪剂的不同而变化，并且可能与盘质心的速度相同，这使得反射运动成为基于恒星流和/或平滑晕示踪剂（例如蓝色水平分支或天琴座RR星）建模的银河系势确定的偏差来源。
2020-02-27 astro-ph.GA
High-resolution absorption spectroscopy of the circumgalactic medium of the Milky Way
在这篇文章中，我们讨论了高分辨率吸收光谱的重要性，我们的分布和物理性质的气体环绕银河系的介质（CGM）的理解。观测和理论研究表明，在低红移星系的气体运动学和极端的多相性质的CGM的高度复杂性。因此，对银河系气体环境的高精度吸收线测量对于探索局部宇宙中环星系气体的基本参数（如质量、化学成分和空间分布）至关重要。我们简要回顾了银河系CGM的重要特征，并讨论了我们对麦哲伦流多波长观测的最新结果。最后，我们讨论了通过寻找类星体光学光谱中极弱的[FeX] l6374.5和[FeIVX] l5302.9吸收来研究银河系CGM的温热相的可能性。
2013-10-16 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
Gas Accretion onto the Milky Way
银河系被大量的气态物质包围着，这些气态物质在宇宙时间尺度上缓慢地被吸积，以支持盘中的恒星形成。相应的气体吸积率代表了银河系过去、现在和未来演化的一个关键参数。在这篇文章中，我讨论了我们目前的理解气体吸积过程中的星系回顾过去和最近的观测和理论研究。本文的第一部分讨论了银河系晕中不同气相的空间分布、气体的起源及其总质量。第二部分讨论了气体动力学和调节气体从外星系晕流向星系盘的物理过程。根据最近的研究，银河系目前的气体吸积速率是每年几个太阳质量，这足以维持银河系的恒星形成速率在目前的水平。
2016-12-01 astro-ph.GA
The effect of the deforming dark matter haloes of the Milky Way and the Large Magellanic Cloud on the Orphan-Chenab stream
最近的研究表明，大麦云云（LMC）对银河系的恒星晕和恒星流有着重要的影响。在这里，我们探讨如何变形的银河系和LMC的暗物质晕影响恒星流，以及这些影响是否是可观察的。特别是，我们专注于孤儿Chenab（OC）流，特别接近LMC，并跨越了银河系的晕的很大一部分。我们代表银河系-LMC系统使用基函数展开，捕捉它们的演变在$N$体模拟。我们提出了这个系统的属性，如每个星系的密度和力场的演变。OC流是在这种随时间变化的变形势中发展起来的，我们研究了银河系和LMC的各种时刻的影响。我们发现，模拟的OC流的强烈影响的变形的银河系和LMC，这种影响是远远大于目前的观测误差。特别是，银河系偶极子对流的影响最大，其次是LMC的四极子和LMC的四极子。探测到这些效应将证实一个关于无碰撞冷暗物质的关键预测，并将是对替代暗物质和替代引力模型的有力检验。
2022-11-10 astro-ph.GA
Star Formation in the Milky Way. The Infrared View
我提出了一个简短的回顾一些最新的和活跃的主题在银河系恒星形成过程中使用中红外和远红外观测，并由我们的科学小组使用斯皮策和赫歇尔空间望远镜收集的数据正在进行的研究的动机。这些主题包括将河外星系中发现的标度关系与当地附近分子云的标度关系结合起来，银河系的合成建模以及对其恒星形成率的估计。
2013-02-05 astro-ph.GA
The building blocks of the Milky Way halo using APOGEE and Gaia -- or -- Is the Galaxy a typical galaxy?
我们总结了最近对APOGEE/Gaia数据进行分析的结果，分析了星系晕、盘和凸起中的恒星星族，从而限制了矮星系和球状星团对银河系晕恒星含量的贡献。根据宇宙学数值模拟对现存数据的解释表明，银河系在z >~ 1.5时经历了异常强烈的吸积历史。
2020-02-19 astro-ph.GA
The connection between the host halo and the satellite galaxies of the Milky Way
银河系的暗物质晕的许多性质，包括其质量组装历史，浓度和晕下人口，仍然缺乏约束。我们探索这些属性的银河系和它的卫星星系人口之间的联系，特别是麦哲伦云的存在的银河系晕的属性的含义。利用一套高分辨率的$N$ -体模拟方法对最终Mvir ~ 10^{12.1}Msun的银河系质量晕进行了模拟，发现类麦哲伦云卫星的存在与宿主晕的组装历史、浓度和晕下的人口数密切相关，因此具有麦哲伦云的银河系质量晕系统具有较低的浓度，更快的近期吸积，比相同质量的典型光环质量更大。使用灵活的半解析星系形成模型，调整到重现银河系的经典矮星系与马尔可夫链蒙特卡罗的恒星质量函数，我们表明，采用主机晕不同的质量组装历史和浓度，可以导致不同的最佳拟合模型的星系形成物理，特别是反馈的强度。这些偏差的出现是因为麦哲伦云的存在增加了高质量暗晕的总体数量，因此需要不同的恒星质量与晕质量比来匹配数据。这些偏见也导致显着差异的质量-金属丰度关系，低质量卫星的运动学，与麦哲伦云相关的小卫星的数量计数，以及银河系本身的恒星质量。因此，对这些星系性质的观测可以对银河系晕的性质提供有用的约束。
2016-07-27 astro-ph.GA
Magnetic Fields in the Milky Way
本章介绍了一个审查的观测研究，以确定在银河系中的磁场，在磁盘和晕，集中在最近的事态发展和磁场在弥漫的星际介质。我讨论了一些术语，这是混淆或不一致的使用，并试图总结我们的知识现状的磁场配置和强度在银河系。尽管仍有许多悬而未决的问题，但关于银河系磁场的大尺度和小尺度分量的结论越来越多。本章最后简要展望了不久的将来的观测项目。
2014-06-02 astro-ph.GA
Variable Modified Newtonian Mechanics VIII: Ultra faint dwarfs in Milky Way
Department of Electrical Engineering, City University of Hong Kong（香港城市大学电气工程系）
本文提出可变修正牛顿动力学模型，用于解释银河系中超微弱矮星系径向速度分散度偏离质子泰勒-费舍尔关系的现象。
2026-02-04 astro-ph.GA
On Stellar Migration from Andromeda to the Milky Way
本研究针对Gaia观测发现的部分超高速星可能来自银河系外的问题，通过模拟仙女座起源的超高速星运动，估算任一时刻银河系内仙女座起源恒星的数量范围，并分析其可探测性。
2024-03-08 astro-ph.GA
Discovery of RR Lyrae Stars in the Nuclear Bulge of the Milky Way
银河系的核心，像银河系的核心一样，是恒星密度很高的极端地方，在大多数情况下，拥有一个超大质量黑洞。银河系核心形成的一种假设是原始球状星团的合并（Capuzzo-Dolcetta 1993）。这个模型的一个含义是，这个区域应该拥有在旧银河系球状星团中发现的典型恒星。天琴座RR型星是主要的距离指示星，是古老和贫金属恒星星族的代表，因此经常在球状星团中发现。在这里，我们报告了在银河系中心附近发现的十几颗天琴座RR型恒星，即在银河系所谓的核恒星隆起中。这一发现提供了第一个直接的观测证据，表明银河系核恒星隆起包含古老的恒星（>10 Gyr）。在此基础上，我们得出结论，合并球状星团可能有助于建立在银河系的核恒星隆起的高恒星密度。
2016-10-15 astro-ph.GA
From the Outside Looking in: What can Milky Way Analogues Tell us About the Star Formation Rate of Our Own Galaxy?
银河系被描述为一个贫血的螺旋，但它的恒星形成率（SFR）与同行相比异常低吗？为了回答这个问题，我们定义了一个样本的银河系类似物（MWA）的基础上严格削减的最佳文献估计的非瞬态结构特征的银河系。这种选择只产生176个星系从整个SDSS DR7光谱样本中，GZ2的形态分类，从中我们推断SFR从两个单独的指标。发现的平均SFR是$\log(\rm{SFR}_{SED}/\rm{M}_{\odot}~\rm{yr}^{-1})=0.53$，来自SED拟合的标准偏差为0.23 dex，以及$\log(\rm{SFR}_{W4}/\rm{M}_{\odot}~\rm{yr}^{-1})=0.68$，来自中红外校准的标准偏差为0.41 dex。最近对银河系恒星形成率的估计值$\log(\rm{SFR}_{MW}/\rm{M}_{\odot}~\rm{yr}^{-1})=0.22$与这些值的2 $σ$非常吻合，其中$σ$是每个SFR指标分布的标准差。我们推断，银河系，虽然是一个星系的SFR有点低，是不寻常的相比，类似的星系。
2019-09-04 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
