What's Up in the Milky Way? The Orientation of the Disc Relative to the Triaxial Halo
人马座流的模型一致地发现，银河系盘的方向是这样的，它的短轴沿着三轴暗物质晕的中轴。我们试图建立这样一个“中间轴方向”的盘星系模型。我们用三个模型做这个。在前两种情况下，我们简单地在三轴晕中刚性地生长一个圆盘，使得圆盘垂直于全局中轴。我们还试图通过产生一个气体+暗物质的三轴系统，气体角动量围绕中间轴，同轴形成一个盘。在所有情况下，我们都不能产生这样的系统，即恒星的角动量与晕的中轴保持一致，即使当圆盘的势与内晕平行，使得圆盘在任何地方都垂直于晕的局部短轴。对于这些不稳定的模拟之一，我们表明，潜在的甚至比银河系潜在的人马座流探测区域的模型更圆。我们的结论是，银河系的光盘是非常不可能在中间轴方向。然而，我们发现，一个光盘可以坚持离开一个主平面的潜力。我们提出银河系的圆盘必须相对于暗物质晕的主轴倾斜。直接证实这一预测将构成修正牛顿动力学的一个关键检验。
2013-07-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Sagittarius Dwarf Galaxy: a Model for Evolution in a Triaxial Milky Way Halo
我们提出了一个新的N-体模型的人马座（Sgr）矮星的潮汐破坏，能够同时满足大多数的角位置，距离和径向速度的限制，目前宽场调查的动态年轻（< 3 Gyr）潮汐碎片流。特别是，该模型解决了冲突的角位置和径向速度的限制，在Sgr的主导潮流，近年来一直强调。虽然该模型没有再现在主要碎片流中观察到的明显分叉，但最近的观测数据表明，这种分叉可能是对Sgr矮星内部性质的限制，而不是对其轨道细节的限制。该模型成功的关键是在银河系引力势中引入了非轴对称分量，它可以用半径为20 < r < 60 kpc的短/长轴比（c/a）_φ = 0.72，中/长轴比（b/a）_φ = 0.99的三轴暗物质晕来描述。这个晕的短轴/中轴/主轴分别沿着（l，b）=（7，0），（0，90）和（97，0）方向，对应于一个近扁椭圆体，其短轴包含在银盘平面内。我们证明，简单的假设，恒星形成的历史，Sgr，潮汐剥离模型自然会引起梯度的金属丰度分布函数（ESTA）沿恒星碎片流类似于最近的研究中观察到的。（节录）。
2010-03-04 astro-ph.GA
A new code for orbit analysis and Schwarzschild modelling of triaxial stellar systems
本文综述了各种星系模型的轨道结构和混沌性质的研究方法，以及利用史瓦西轨道叠加技术构造自洽平衡解的方法。这些方法在一个新的公开软件工具SMILE中实现，该工具旨在成为一种方便且交互式的工具，用于研究各种2D和3D模型，包括由基集展开式、系数为光滑函数的球调和展开式表示的任意势。半径（样条）或一组固定点质量。我们还提出了两个新的变形史瓦西模型，其中每个轨道的密度表示的基集或样条球谐展开的系数，和轨道的权重被分配在这样一种方式，以重现底层密度模型的系数。我们探索这些通用的潜在的扩展的准确性，并表明它们可以有效地用于近似广泛的分析密度模型，并作为离散粒子集（例如，从N体模拟的快照）的平滑表示，例如，为了快照的轨道分析的目的。对于史瓦西模型的变体，我们使用两个测试用例-一个三轴Dehnen模型包含一个中心黑洞，和一个模型重新创建的N体快照获得的冷塌缩。这些测试表明，所有建模方法都能够创建平衡模型。
2013-07-30 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
Evaluating the ability of triaxial Schwarzschild modelling to estimate properties of galaxies from the Illustris simulation
我们评估史瓦西的轨道叠加方法的能力，将其应用到星系的大规模，高分辨率的Illustris模拟。九个早期类型的星系与三轴度的范围内被选中，我们创建模拟积分场单元数据为每个星系的五个视线投影。45个模拟数据集中的每一个都被视为一个独立的观测星系。使用范登博世的2008年三轴史瓦西实现，我们评估模型估计的各种星系属性，包括质量分布，内在形状，恒星轨道分布和速度各向异性。$\overline{R_{\rm e}}$内的总质量恢复良好，平均偏差在$\pm15$ %内。恒星质量被低估了$\sim24$ %，而暗物质被高估了$\sim38$ %（假设暗物质分布为NFW，并考虑到恒星质量和暗物质质量之间的简并）。使用gNFW配置文件，这些值提高到恒星质量的$\sim13$百分比和暗物质的$\sim18$百分比。轴比估计值显示$Δ(b/a)=0.07$和$Δ(c/a)=0.14$（$a\ge b\ge c$）存在中度偏倚。很好地重建了轨道圆度$λ_z$和$λ_x$的分布，代表了围绕短轴和长轴的旋转。将轨道分为热类别，我们的模型将这些类别的平均分数与$10$百分比相匹配。速度各向异性是很好的估计值匹配的内部区域，但成为轻微的径向偏置的外部区域。总的来说，我们使用史瓦西模型获得的星系属性估计并不令人难以置信，并且代表了我们模拟的模拟星系。
2019-04-29 astro-ph.GA
Dynamical modelling of ATLAS$^{\rm 3D}$ galaxies
本研究利用三轴动力学建模代码DYNAMITE对ATLAS3D巡天中的大质量早型星系进行建模，以约束其恒星组分形状、物质分布和轨道分布，揭示复杂运动学特征与演化过程。
2023-05-16 astro-ph.GA
The Sagittarius Stream and Halo Triaxiality
我们提出了一个质量模型的银河系，这是适合的人马座流的观测与约束来自广泛的光度和运动学数据。该模型包括一个Sérsic隆起，一个指数盘，和一个Einasto晕。我们的贝叶斯分析是使用仿射不变马尔可夫链蒙特卡罗算法完成的。我们发现，最适合的暗物质晕是三轴的轴比$3.3\pm 0.7$和$2.7\pm 0.4$和短轴近似对准太阳银河系的中心线。我们的研究结果与Law和Maurisski（2010）中的结果一致。这样一个强烈的非球面晕是不利于标准的冷暗物质的结构形成方案。
2012-09-28 astro-ph.GA
Dynamical modelling of the twisted galaxy PGC 046832
我们分析了VLT/MUSE观测的PGC 046832，最亮的星系团的Abell 3556。这个星系的速度结构令人吃惊，在短轴上有两个反转，在长轴上有一个反转。我们使用三轴史瓦西模型来推断这个星系的内在形状、中心黑洞质量和轨道分布。形状的测定表明，该星系是高度三轴的中心（几乎扁长），但有一个低的三轴度（几乎扁圆）的外部部分。最佳拟合Schwarzschild模型的轨道分布表明，沿投影短轴的运动学反转是由内部长轴管的分布和数量的轻微不对称性驱动的。沿投影主轴的运动学反转是由银河系中中等半径处的高比例反旋转轨道驱动的。在史瓦西模型中使用轨道的化学标记，我们没有发现这些轨道与特定的恒星星族参数有任何关联的证据。虽然星系的内部几乎肯定是通过一次或多次干合并形成的，产生了扁长的形状，但外部部分与吸积和原位形成一致。虽然轴对称模型表明存在质量为$\sim 6 \times 10^9$ M $_{\odot}$和$\sim 10^{10}$ M $_{\odot}$的超大质量黑洞（分别使用Schwarzschild和Jeans模型），但三轴Schwarzschild模型仅提供$\sim 2 \times 10^9$ M $_{\odot}$的上限。
2021-09-29 astro-ph.GA
Stellar Spiral Structures in Triaxial Dark Matter Haloes
我们采用非常高的分辨率模拟孤立的银河系类星系的指数恒星盘上的三轴暗物质晕的影响进行研究。非绝热晕形状的变化可以触发双臂大设计螺旋结构，一直延伸到圆盘的边缘。它们的模式速度与内部Lindblad共振相一致，表明它们是运动学密度波，可以持续到几个Gyr。在动态冷盘中，大设计螺旋被摆动放大，并且在几个陀螺之后可以导致形成（多臂）瞬时复发螺旋。恒星盘错位的主机三轴晕的主平面发展的特点，整体形状的翘曲，但在其他方面表现出非常相似的螺旋结构对齐光盘。在我们的模拟中的大设计的螺旋，其强度与半径的依赖性是由盘上的扭矩，这表明，通过研究大设计的螺旋没有酒吧，它可能会设置约束的潮汐场和主机暗物质晕的形状。
2016-07-04 astro-ph.GA
Constraining the shape of Milky Way satellites with distance gradients
我们结合暗能量相机遗产调查（DECaLS）DR 8光度学和盖亚光度学，研究牧夫座I，天龙座，小熊座，六分仪和玉夫座矮星系的3-D结构使用蓝色水平分支（BHB）恒星作为距离指标。我们构建了一个新的颜色绝对星等的BHB星，我们用来测量的距离梯度内的身体的矮星系。我们只在Sextans和Sculptor中检测到统计上显著的非零梯度。通过三轴Plummer模型对系统的梯度和二维密度的模拟，我们发现两个矮星系的距离梯度不符合扁长形状，但与扁球或三轴形状相容。为了解释观测到的梯度，Sextans和Sculptor的扁圆模型需要具有显著的内在椭圆率，大于Sextans的$0.47$和Sculptor的$0.46$。扁平的扁球形可能意味着速度分布的显著各向异性，以便与这些系统中缺乏显著的速度梯度相一致。
2022-03-05 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
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
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
Supermassive black holes in six triaxial galaxies: Insights from SINFONI and MUSE observations
University of Vienna（维也纳大学）；Leibniz-Institute for Astrophysics Potsdam (AIP)（波茨坦莱布尼茨天体物理研究所）；Sub-department of Astrophysics, Department of Physics, University of Oxford（牛津大学物理系天体物理学小组）；Institute for Astronomy, University of Edinburgh（爱丁堡大学天文研究所）；Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理研究所）；Armagh Observatory and Planetarium（阿马赫天文台和天文馆）
利用自适应光学辅助的SINFONI和MUSE观测数据，通过三轴Schwarzschild轨道叠加模型约束了六个大质量早型星系中的超大质量黑洞质量，并校正了强三轴运动学特征对质量测量的偏差。
2026-05-27 astro-ph.GA
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
Triaxiality of the Milky Way dark matter halo and the microlensing optical depth towards the Large Magellanic Cloud
Institute for Astronomy, University of Edinburgh（爱丁堡大学天体物理研究所）；Royal Observatory, Blackford Hill, Edinburgh EH9 3HJ, UK（英国爱丁堡黑福德山皇家天文台）；Instituto de Física Teórica UAM/CSIC, Universidad Autónoma de Madrid（马德里自治大学理论物理研究所）
本文计算三轴暗物质晕的微引力透镜光学深度，发现其形状依赖由视线投影决定，对银河系晕形状导致约±15%的系统误差，影响MACHO比例推断。
2026-09-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Quantifying the impact of the Large Magellanic Cloud on the structure of the Milky Way's dark matter halo using Basis Function Expansions
整个银河系（MW）的不平衡的迹象突出了需要紧凑，灵活，非参数的描述相空间分布的星系。我们提出了一个新的表示目前的暗物质（DM）的分布和潜力来自银河系和大麦云（LMC）系统的N体模拟使用基函数展开（BFE）。我们采用的方法，以最大限度地提高物理信号的表示。结果，代表MW-LMC系统的$10^8$ DM粒子的模拟可以用354个系数来描述。我们发现，LMC诱导不对称扰动（奇数l，m）的MW的晕，这是没有很好地描述扁，长，或三轴晕。此外，在高阶偶模（1，m $\geq$ 2）的能量是类似的平均三轴晕中发现的宇宙学模拟。因此，必须考虑MW的光环对LMC的响应，以恢复其组装历史的印记。LMC导致外晕（$\geq$ 30 kpc）从盘质心（COM）偏移$\sim$ 15-25 kpc，在BFE和晕星的径向速度中表现为偶极子。这种偏移取决于大麦哲伦星云的质量、大麦哲伦星云晕的畸变和微波晕的响应。在30千秒差距内，无论大麦哲伦星云的质量如何，光环示踪物都将围绕着大麦哲伦星云盘的COM轨道运行。的LMC的晕也被扭曲的MW潮汐，我们讨论了其质量损失的影响和当前的麦哲伦卫星的后续影响。
2021-06-04 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
Accuracy and precision of triaxial orbit models II: Viewing angles, shape and orbital structure
我们探索的潜力，我们的新的三轴建模机械恢复的视角，形状和星系的轨道分布，通过使用高分辨率$N$体合并模拟。我们的建模技术包括几个最近的进展。(i)我们新的三轴反投影算法SHAPE 3D能够显着缩小三轴星系的可能取向的范围，因此仅依赖于光度信息来约束其形状。它还允许探测简并性，即在相同的假定取向处恢复不同的去投影。利用该方法，我们可以仅使用光度信息来约束$N$ -身体模拟的固有形状，即轴比$p=b/a$和$q=c/a$，其中$Δp$和$Δq$ $\lesssim$ 0.1。视角重建的典型精度为15-20 $^\circ$。(ii)我们新的三轴史瓦西代码SMART利用了整个非参数视线速度分布（LOSVD）中包含的全部运动学信息以及相空间中的5D轨道采样。(iii)我们使用一个新的广义信息准则AIC $_p$优化平滑和选择最适合的模型，避免在纯粹的$χ^2$为基础的方法的潜在偏见。利用我们的反投影密度，我们恢复了正确的轨道结构和各向异性参数$β$，$Δβ$ $\lesssim$为0.1。这些结果是有效的，无论测试方向的模拟，并表明，即使已知的内在光度和运动学退化，上述先进的方法，使人们有可能恢复的形状和轨道结构的三轴机构前所未有的准确性。
2022-11-20 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
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
Geometry of the Milky Way's dark matter from dynamical models of the tilted stellar halo
University College London（伦敦大学学院）
研究通过动力学模型揭示银河系暗物质晕的几何结构，发现其为细长型且倾斜，为仿真提供现实初始条件。
2026-02-13 astro-ph.GA
Determining orbits for the Milky Way's dwarfs
我们计算银河系矮星系的轨道与自行，并比较这些subhalo轨道在高分辨率的宇宙学模拟。我们使用相同的模拟来评估如何能够恢复轨道，在面对测量误差，随时间变化的三轴引力势，和卫星卫星之间的相互作用。我们发现，对于目前的测量不确定度，我们能够将远心r_a和近心r_p恢复到~ 40%。然而，即使有更好的数据，潜在的非球性和卫星在群体坠落期间的相互作用也使轨道恢复更具挑战性。动力学摩擦、卫星质量损失和主晕质量演化的影响较小。我们将我们的技术应用于9个银河系矮星观测自行。我们表明，他们的平均远心点是一致的最大规模的subhalos之前，形成z=10，贷款支持的想法，银河系矮星形成再电离。
2009-12-16 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
NGC 5466: a unique probe of the Galactic halo shape
恒星流提供了独特的探测银河系的潜力，与较长的流通常提供更清晰的测量。在本文中，我们展示了一个短潮汐流的例子，它对银河系暗物质晕的形状特别敏感：球状星团NGC 5466潮汐流。这条溪流在其西部边缘有一个有趣的偏离。我们发现，这样的偏差有利于一个潜在的扁圆或三轴晕（无论银河系盘的属性和特定的晕参数化选择的合理变化）;球形或长圆形的晕形状可以排除在一个高的置信水平。因此，沿着NGC 5466潮汐流的更广泛的数据集保证了对银河系晕形状的强约束。
2012-04-25 astro-ph.GA
Measuring the slopes of mass profiles for dwarf spheroidals in triaxial CDM potentials
我们产生的恒星分布函数（DF）在三轴晕，以检查斜率$Γ\equiv Δ{\rm log} M / Δ{\rm log} r$的可靠性推断通过应用质量估计的形式$M\propto R_eσ^2$（即假设球对称，其中$R_e$和$σ$是发光的有效半径和全球速度色散，分别）到两个恒星子群独立跟踪相同的引力势。DF的形式为$f(E)$，是动态稳定的，并直接对应于在银河系和星系团晕的宇宙学暗物质模拟中形成的subhaloes的三轴电位内产生。此外，我们考虑了不同的示踪剂数密度分布（尖点和核心）推断的质量分布的斜率的影响。对于这里考虑的各向同性的DF，我们发现，晕三轴性往往会引入反相关的$R_e$和$σ$时，估计为各种视角。净效应对与质量分布斜率相关的系统误差的贡献可忽略不计，质量分布斜率继续由更高浓度示踪剂群体的质量高估偏倚主导。我们表明，简单的质量估计两个不同的示踪剂人口可以给可靠的（和宇宙学意义）下限为$Γ$，无论程度的三轴性或形状的示踪剂数密度分布。
2013-03-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark Matter in the Milky Way
我们回顾了大多数动力学的限制一般的螺旋星系的引力场，特别是银河系。这种限制对于确定星系中假定的暗物质晕的特征是至关重要的。对于银河系，我们审查的观测约束的内部部分（核心或尖状暗物质分布，最大磁盘或没有），在太阳附近（本地暗物质密度）和外部部分（维里质量和三轴形状的暗物质晕）。我们还指出了各种警告，系统性影响和当前的大不确定性。许多基本的参数，如当地的圆速度是知之甚少，证据的三轴性的暗晕是摇摇欲坠的，和不同的估计维里质量以及当地的暗物质密度变化至少有一个因素的两倍。然而，我们认为，目前最适合的本地暗物质密度，这应该被用作直接暗物质检测搜索的基准值，是0.5 GeV/cm 3的顺序。我们还解释了为什么在星系尺度上粒子暗物质的替代品仍然应该非常认真地考虑。
2015-01-08 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Determining orbits for the Milky Way's dwarfs
我们计算银河系矮星系的轨道与自行，并比较这些subhalo轨道在高分辨率的宇宙学模拟。我们使用的模拟数据来评估如何以及轨道可能会恢复在面对测量误差，随时间变化的三轴引力势，和卫星卫星之间的相互作用。对于目前的测量不确定度，我们将远心r_a和近心r_p恢复到~ 40%。利用盖亚卫星的改进数据，我们应该能够将r_a和r_p分别恢复到~ 14%。然而，在几个轨道上恢复卫星的3D位置和轨道相位更具挑战性。这主要是由于非球形的潜在的和卫星的相互作用，在集团的影响。动力摩擦、卫星质量损失和主晕质量演化对不确定性的影响较小。我们将我们的技术应用于9个银河系矮星观测自行。我们表明，它们的平均远心点低于我们的宇宙学模拟中最大质量的subhalos的平均值，但与z=10之前形成的最大质量的subhalos一致。这进一步支持了银河系的矮星在再电离之前形成的观点。
2010-01-11 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
Chaotic mixing and the secular evolution of triaxial cuspy galaxy models built with Schwarzschild's method
我们使用N体模拟和积分固定的潜力，探索稳定性和长期的长期演化的自洽，平衡，非旋转，三轴球状星系模型。更具体地说，我们考虑Dehnen模型与史瓦西方法。我们表明，短期稳定性取决于速度各向异性的程度（径向各向异性模型的径向轨道不稳定性的快速发展）。长期稳定性，另一方面，主要取决于潜在的性质，特别是，它是否承认一个相当大的分数强混沌轨道。我们表明，在一个弱密度尖点（伽马=1 Dehnen模型）的情况下，N体模型是非常稳定的，而强尖点（伽马=2）模型表现出大量的演变远离三轴性的形状，我们归因于轨道的混沌扩散的效果。这两种情况下的不同行为源于不同的相空间结构的潜力，在弱尖点的情况下，存在许多共振轨道家庭，阻碍混沌扩散。我们还发现，这是几乎不可能的影响这种演变的速度，通过改变的史瓦西模型中的混沌轨道的分数，这是解释的事实，即轨道的混沌性质不保存的N体演化。然而，在史瓦西模型中的参数确实会影响N体模型的稳定性，因此我们讨论如何建立一个“好”的史瓦西模型。
2012-01-03 astro-ph.GA
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
Triaxial Schwarzschild Models of Brightest Cluster Galaxies with Long-Slit LBT Data
Max-Planck Institute for Extraterrestrial Physics（马克斯·普朗克地外物理研究所）；Universitäts-Sternwarte Muenchen（慕尼黑大学天文台）
利用LBT新长缝恒星运动学数据，结合HST和Wendelstein高分辨率测光，对21个亮团星系中的16个构建三轴Schwarzschild模型，发现8个超大质量黑洞（>10^10 M⊙），并揭示暗物质晕几何多样性。
2026-06-18 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
Detecting the Figure Rotation of Dark Matter Halos with Tidal Streams
在宇宙学模拟中，围绕着银河系的暗物质晕是三轴的。大约30年前，人们预测，这种三轴暗物质晕应该会在几千兆年的时间内表现出稳定的图形旋转或翻滚运动。宇宙学模拟预测的图形旋转角频率可用图形速度的对数正态分布来描述，其中值为0.15hkm/s/kpc（~ 0.15hrad/Gyr ~ 9 hdeg/Gyr），宽度为0.83km/s/kpc。这些模式速度是如此之小，以至于它们通常被认为是不重要和不可检测的。在这项工作中，我们表明，即使是这种极其缓慢的数字旋转可以显着改变银河系晕中的卫星潮汐破坏产生的扩展恒星流的结构。模拟了不同形状的三轴暗物质晕绕三个主轴旋转时，类人马座极区潮汐流的行为。对于宇宙学晕的典型模式速度，我们第一次证明，人马座般的潮汐流将被改变到即使用目前的观测也能检测到的程度。这一发现将有可能允许未来测量银河系暗晕的图形旋转，并可能使这一相对未探索的LambdaCDM预测的第一个证据成为可能。
2021-02-23 astro-ph.CO 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
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
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 Milky Way stellar halo out to 40 kpc : Squashed, broken but smooth
介绍了一种新的极大似然方法来模拟蓝水平支星和蓝离散星的密度剖面，并将其应用于斯隆数字巡天数据发布8（DR 8）测光表。在银河系南北半球的14,000平方度范围内，有大量（20,000个）这样的示踪剂，它们提供了对银河系恒星晕形状的可靠测量。在遮蔽了室女座高密度区和人马座流附近的恒星之后，数据与一个光滑的扁圆形恒星晕相一致，其密度遵循破碎的幂律。最佳拟合模型的内斜率= 2.3，外斜率= 4.6，以及在27千秒差距处出现的破裂半径和q = 0.6的恒定晕平坦度（即短轴与长轴之比）。虽然破幂律描述密度下降最充分，它也很好地符合Einasto的配置文件。没有强有力的证据表明恒星晕的扁率随半径的变化，或者恒星晕的三轴性。
2011-07-04 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 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
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
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 Gaia inertial reference frame and the tilting of the Milky Way disk
虽然银河系盘和暗物质晕对称面之间的精确关系仍然有些不确定，但相对于惯性参考系的时变盘取向似乎是可能的。分层结构形成模型预测，暗物质晕是三轴的，并且以~2 rad/哈勃时间（~30 muas/yr）的特征速率翻滚。这些模型还预测了一个随时间变化的气体吸积，这样盘的角动量矢量应该与晕的角动量矢量不一致。这些效应，以及大麦哲伦星云的潮汐效应，将导致盘的角动量矢量相对于类星体参考系的旋转。我们评估的准确性，从盖亚的位置和自行可以被称为一个运动学非旋转系统，并表明，自旋矢量的变换从任何刚性自洽目录框架的类星体定义的准惯性系统应被定义为优于1 μ as/年。盖亚对这个惯性系的测定将揭示盘方向随时间变化的任何特征，改进银河系的潜力和动力学模型，测试引力理论，并为人马座矮星系和麦哲伦云的轨道演化提供新的见解。
2014-06-01 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
Age Demographics of the Milky Way Disk and Bulge
我们使用广泛的$Gaia$数据发布2集的长周期变量，选择一个样本的富氧Miras整个银河系盘和隆起的研究。利用米拉脉动周期和恒星年龄/化学之间的关系，我们切片的银河系盘和膨胀的恒星密度作为周期的函数。我们发现这两个组件的形态演变作为恒星年龄/化学的函数与恒星盘被包围在老年，逐渐变薄，更径向扩展在年轻的恒星年龄，符合图片的内-外和颠倒形成的银河系的磁盘。我们看到了扰动盘的证据，在恒星平面内外都可以看到大尺度的恒星超密度。我们发现，凸起是很好地模拟了轴比为$\sim [1:0.4:0.3]$的三轴箱形分布。最古老的Miras（$\sim$ 9-10 Gyr）显示出小棒状形态，而年轻的恒星则以$\sim 21^{\circ}$的视角倾斜于太阳-银河系中心线。这表明，棒的形成和屈曲发生在8-9 Gyr之前，较老的Miras足够热，以避免被成长的棒所困。我们发现最年轻的米拉表现出强烈的花生形态，轴承的特征X形的倾斜酒吧结构。
2019-12-05 astro-ph.GA
Scatter, bias, and chaos of satellite orbits in triaxial dark matter haloes
Yale University（耶鲁大学）
该研究量化了暗物质晕三轴度对卫星轨道的影响，发现三轴度会导致卫星轨道近心距散射、偏差，混沌轨道仅在强扁化宿主中出现，宿主形状和取向的不确定性会显著影响卫星轨道推断，需纳入未来研究。
2026-10-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dynamical effects of the long bar in the Milky Way
通过在轴对称盘+球核+暗晕势中插入一个三轴旋转棒，并对104颗示踪星在2 Gyr周期内的三维轨道积分，研究了银河系中“长棒”对盘星的动力学效应. Lopez-Corredoira等人（2007）通过红外线中的“丛巨星”探测到了长棒，估计其半长轴为（3.9：0.6：0.1）kpc，质量为6 10^9 Msun。我们发现这样的结构有轻微的影响，内部磁盘系统，移动示踪剂附近的酒吧到酒吧区，以及到凸起。这些影响正在继续研究中。
2008-11-10 astro-ph astro-ph.GA
Axisymmetric Jeans modelling systematically overestimates the circular speed in the inner Milky Way
Graduate School of Science and Engineering, Kagoshima University（鹿儿岛大学理工学研究科）；Graduate School of Science, Nagoya University（名古屋大学理学研究科）；Division of Science, National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台理学区）
本文研究了轴对称 Jeans 模型在非轴对称星流情况下对环形速度的系统性高估问题，发现高分辨率模拟显示在银河系内盘区域存在约 4% 的平均高估。
2026-05-10 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
Comparing Lensing and Stellar Orbital Models of a Nearby Massive Strong-Lens Galaxy
利用附近的强透镜星系SNL-1的相对接近，我们提出了一个重要的比较来自独立的建模技术的质量估计。我们适合三轴轨道叠加动力学模型的空间分辨恒星运动学，并比较来自透镜建模的高分辨率测光的约束。从动力学模型，我们测量的总（动力学）质量包围在一个半径的爱因斯坦半径的投影孔径为$\log_{10} M_{\mathrm{Ein.}} = 11.00 \pm 0.02$，这与以前的测量从透镜建模内$5\%$。然后，我们探索的内在（去投影）最佳拟合动力学模型的属性。我们发现SNL-1在所有半径处具有近似恒定的中间三轴度。它在内部区域（在爱因斯坦半径附近）是扁球形的，在更大的半径处趋向于球形。恒星速度椭球逐渐从中心区域的各向同性转变为外围区域的径向偏置。我们发现，SNL-1是动态一致的更广泛的星系人口，测量轨道的相对分数相比，CALIFA调查的“温度”。在质量大小平面上，SNL-1占据了最紧凑的边缘，与MaNGA和SAMI调查相比。最后，我们探讨了如何观察到的透镜配置的影响的方向的透镜星系。我们讨论了这些详细的模型对未来的组合透镜和动力学分析的影响。
2022-03-17 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
