Orbital dynamics and histories of satellite galaxies around Milky Way-mass galaxies in the FIRE simulations
卫星星系的轨道编码了关于它们历史的丰富信息。我们调查的轨道动力学和历史的卫星星系周围的银河系（MW）质量的宿主星系使用的FIRE-2宇宙学模拟，其中，如以前的工作所示，产生卫星质量函数和空间分布，广泛同意的意见。我们首先研究在z = 0的轨道动力学的趋势，包括总速度，特定的角动量，和特定的总能量：进入MW质量晕的时间主要决定这些轨道特性。然后，我们检查轨道的历史，重点是回看时间的第一次陷入主机晕和近心距离，时间和计数。大约37%的M星小于10^7 M日的星系在落入MW质量的晕之前被“预处理”为较低质量群中的卫星，通常约为2.7 Gyr。在z = 0的所有卫星中有一半经历了关于其MW质量主机的多个近心点。值得注意的是，对于这些卫星中的大多数（67%），它们最近的近心点不是它们的最小近心点：最小近心点通常小40%，并且发生在6 Gyr之前。这些具有不断增长的近心点的卫星似乎有多个起源：对于大约一半的卫星，它们的特定角动量随着时间的推移逐渐增加，而对于另一半的卫星，它们的第一远心点附近的角动量最迅速地增加，这表明与时间相关的MW-质量晕势和外晕中的动力学扰动的结合导致了这些卫星的近心点的增长。我们的研究结果突出了理想化的，静态的轨道建模的局限性，特别是近中心的历史。
2022-12-06 astro-ph.GA
The Orbital Ellipticity of Satellite Galaxies and the Mass of the Milky Way
我们使用模拟银河系大小的暗物质晕从宝瓶座项目调查的轨道可能的子结构晕，根据半解析星系形成模型，主机发光的卫星。这些倾向于填充最大质量的subhaloes和更多的径向轨道比大多数的subhaloes内的晕维里半径内发现。这种（温和的）运动学偏差的一个原因是，许多低质量的subhaloes的远心点超过了主宿主的维里半径;因此，它们被排除在维里边界内确定的subhaloes样本之外，减少了径向轨道上的subhaloes数量。另外两个因素之间的黑暗和明亮的subhaloes的轨道形状的差异是他们的动力学演化后，陷入，这影响更显着的低质量（黑暗）subhaloes，和一个弱的依赖性的椭圆率的红移的第一次陷入。发光卫星的椭圆率分布几乎没有晕-晕散射，因此可以与银河系卫星的椭圆率分布进行比较。由于后者敏感地依赖于银河系的总质量，我们可以使用卫星椭圆率的预测分布来限制这个重要参数。利用最新的位置和速度的估计，从文献汇编，我们发现，最有可能的银河系质量位于范围$6 \times 10^{11} M_{\odot} < M_{200} < 3.1 \times 10^{12} M_{\odot}$，与最佳拟合值$M_{200} = 1.1 \times 10^{12} M_{\odot}$。这个值与基于动力示踪剂或时间参数的银河系质量估计一致。
2013-11-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Orbital analysis of stars in the nuclear stellar disc of the Milky Way
本研究通过非轴对称势轨道积分、傅里叶频率分析及分类与混沌诊断，识别银河系NSD恒星的主要轨道族，发现其多由棒内占优的x₂型轨道母生，并验证棒/核球污染。
2024-03-01 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
Environmental Dependence of Satellite Planarity and Orbital-Pole Coherence around Milky Way Analogues in a Hydrodynamical Cosmological Simulation
Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；Department of Physics, School of Physics and Electronics, Hunan Normal University（湖南师范大学物理科学与电子学院）；Purple Mountain Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院紫金山天文台）；Institute of Astronomy, School of physics, Zhejiang University（浙江大学物理学院天体物理研究所）；Institute of Astronomy and Physics, Inner Mongolia University（内蒙古大学天文与物理学院）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）
通过TNG300-1模拟对比类银河系卫星构型，发现宇宙网环境未显著增加类银河系卫星配置出现概率，其特殊组合源于各向异性吸积
2026-10-14 astro-ph.GA
Orbital Torus Imaging: Using Element Abundances to Map Orbits and Mass in the Milky Way
许多研究星系动力学的方法都假设引力势是简单的，分布函数是时不变的。在这些假设下，有传统的工具来推断恒星运动学观测的潜在参数（例如，牛仔裤模特）。然而，光谱巡天测量了许多恒星运动学之外的性质。在这里，我们提出了一种新的动力学推断方法，轨道环面成像，它利用运动学测量和元素丰度（或其他不变的标签）。我们利用的事实是，在稳定状态下，恒星的标签系统地变化与轨道特性（行动），但必须是不变的轨道相位（共轭角）。因此，相空间的轨道叶理必须与所有恒星标签分布的所有矩都是常数的表面相一致。经典统计学和贝叶斯方法都可以建立在此基础上;这些方法将更加稳健，并且比传统工具需要更少的假设，因为它们不需要（空间）调查选择函数的知识，并且它们不涉及速度分布的二阶矩。我们执行一个经典的统计演示红巨星支星从APOGEE调查：我们在银河系盘的垂直轨道结构模型，以约束本地磁盘质量，规模的高度，和磁盘晕质量比（在固定的本地圆周速度）。我们发现，盘质量可以限制（天真地）在百分之几的水平与轨道环成像使用只有八个元素丰度比，展示了结合恒星标签与动力学不变量的承诺。
2021-03-29 astro-ph.GA
Investigating the origin of the Milky Way streams. A revised look at their orbital pole distribution in light of precession effects
本研究利用最新流数据集重新分析银河系流的轨道极分布，发现靠近银河系中心的流受进动影响，其极分布各向异性，并验证了共同起源假说需考虑更远距离样本。
2025-09-17 astro-ph.GA
On the Effect of the Large Magellanic Cloud on the Orbital Poles of Milky Way Satellite Galaxies
由大质量大麦云云（LMC）的撞击引起的银河系晕的反射运动和扭曲已被证明是导致暗物质晕粒子的轨道极向LMC轨道极过剩的结果。这被认为有助于解释观测到的MW卫星星系沿着广阔的极地结构（VPOS）共轨的偏好。我们通过修正MW卫星的位置和速度来测试这个想法，因为从LMC坠落模拟中推断出的银河系中心距离相关的偏移。虽然这应该大大减少了观测到的轨道极点的集群，如果它主要是由大麦哲伦星云引起的，我们反而发现，强大的集群仍然保留。我们通过模拟MW-LMC样相互作用证实了最初研究的主要结果，并使用它来确定这种情况无法解释VPOS的两个原因：（1）在我们的模拟中轨道极密度的增强是非常温和的（50-250 kpc范围内约10%）与观察到的增强相比（~220-300%），和（2）它对模拟粒子的比角动量（AM）非常敏感，较高AM粒子受影响最小。模拟的暗物质晕中的粒子倾向于遵循更多的径向轨道（较低的AM），因此它们的轨道极比具有更多切向速度（较高的AM）的物体（例如观察到的MW周围的矮星系）更容易受到LMC坠落引起的位置和速度的小偏移的影响。因此，VPOS的起源仍然无法解释。
2022-05-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Internal kinematics of dwarf galaxies orbitally moving in ultralight dark matter
研究矮星系在超轻暗物质晕中的运动学，分析动力摩擦力和银河引力对矮星系内部运动的影响，并探讨其振荡特性。
2025-11-24 astro-ph.GA
Can filamentary accretion explain the orbital poles of the Milky Way satellites?
已经提出了几种方案来解释银河系（MW）卫星星系在卫星盘（DoS）中的相空间分布。为了定量比较这些不同的可能性，提出了一种新的方法分析角动量方向的模拟数据。它决定了找到像MW卫星轨道极那样集中和接近极取向的角动量集的可能性。该方法可以很容易地应用于不同模型的轨道极点数据。观测到的卫星轨道极的分布进行了比较，从六个宇宙学国家的最先进的模拟宝瓶座项目的subhalos公布的角动量方向。这测试的可能性，间接吸积可能能够自然地解释卫星轨道内的DoS。对于最有可能对齐的主晕和MW光盘旋转，再现MW卫星轨道极属性的概率原来是小于0.5%的水瓶座模型。即使角动量的各向同性分布也有更高的可能性产生所观察到的分布。这两个Via Lactea宇宙学模拟给出了类似于Aquarius模拟的结果。相反，与星系相互作用的数值模型相比，某些模型从潮汐碎片的角动量中得出观测到的轨道极分布的概率高达90%。这表明潮汐矮星系在一次相遇中的形成是一个可行的，如果不是唯一的，过程来解释MW卫星星系的相空间分布。
2012-04-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Auriga Streams II: orbital properties of tidally disrupting satellites of Milky Way-mass galaxies
本研究基于Auriga模拟分析银河系质量星系卫星的轨道性质，发现卫星高度瓦解，并揭示轨道分布与宿主质量相关，暗示模拟或观测存在差异。
2024-10-11 astro-ph.GA
Baryonic impact on the dark matter orbital properties of Milky Way-sized haloes
我们结合光谱方法和银河系大小星系的宇宙学模拟研究了暗物质晕的轨道性质。我们比较了流体动力学和$N$ -体模拟中单个暗物质粒子的动力学和轨道，发现由于重子的影响，暗物质晕的盒、管和共振轨道的比例显著降低。特别是，在流体动力学模拟的暗物质晕的中心区域占主导地位的规则，短轴管轨道，相反，在$N$体运行的混乱，箱和薄的轨道占主导地位。这导致了一个更球形的暗物质晕在流体动力学运行相比，一个扁长的一个常见的$N$体模拟。此外，通过使用基于核的密度估计，我们比较了粗粒度的相空间密度的暗物质晕在两个模拟中，并发现它是较低的$\sim0.5$指数在流体动力学运行由于角动量分布的变化，这表明重子过程，影响暗物质是不可逆的。我们的结果表明，重子在决定星系中暗物质晕的形状、运动学和相空间密度方面起着重要的作用。
2017-01-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Milky Way's Disk of Classical Satellite Galaxies in Light of Gaia DR2
我们研究了银河系11个经典卫星星系的轨道极的相关性，比较了以前的自行结果与盖亚DR2的独立数据。新的数据证实了以前的相关程度及其意义的结果。大多数卫星都沿着巨大的极地结构（Vast Polar Structure）共同运行，这是由它们的位置定义的卫星星系的平面（或圆盘）。八颗卫星的轨道平面与$<20^\circ$对齐，具有共同的方向，七颗卫星的轨道平面具有相同的方向。大多数也有类似的特定角动量，尽管它们在天空中的广泛分布并不支持最近的一组坠落或卫星的卫星起源。随着更精确的自行测量，轨道极点浓度不断增加，正如预期的那样，如果基础分布显示出被观测不确定性所淘汰的真实相关性。实际上，多达七颗相关性最强的卫星的轨道极点几乎与预期的一样集中，以便在给定卫星位置的情况下实现最佳可能的轨道对准。将现有的最佳自行结合起来，大大增加了与$Λ$ CDM宇宙学预期的紧张关系：在IllustrisTNG中，不到0.1%的模拟卫星系统包含七个轨道极点，与观测到的一样紧密对齐。同时再现轨道极点的集中和卫星分布的平坦化的模拟系统具有3<0.1 per cent for any number of k >个组合轨道极点的频率，这表明这些结果不受别处效应的影响。这就构成了卫星轨道平面问题。
2019-11-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Modeling the orbital histories of satellites of Milky Way-mass galaxies: testing static host potentials against cosmological simulations
本研究利用FIRE-2宇宙学重子模拟检验静态轴对称宿主势反演卫星轨道的可靠性，发现群体平均偏差较小，但单颗卫星的近期与早期轨道参数分别存在约20%及40%–80%的不确定性。
2023-12-08 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
Globular clusters in \textsc{OrbIT}: complete dynamical characterisation of the globular cluster population of the Milky Way through updated orbital reconstruction
Università degli Studi di Bologna（博洛尼亚大学）；INAF（意大利国家天体物理研究所）；Pontificia Universidad Católica de Chile（智利天主教 Pontificia 大学）；Instituto Milenio de Astrofísica MAS（MAS 天体物理研究所）；Université Côte d’Azur（蔚蓝海岸大学）；Observatoire de la Côte d’Azur（蔚蓝海岸天文台）
通过更新的轨道重建，研究银河系球状星团群体的动力学特性，以揭示银河系的组装历史和并合事件。
2025-12-05 astro-ph.GA
The Milky Way's middle-aged inner ring
我们调查的金属丰度，年龄和轨道解剖的内部银河系，特别是集中在外部酒吧区域。我们整合了一个样本的APOGEE DR 16内星系恒星在一个国家的最先进的酒吧隆起的潜力与缓慢的模式速度，并研究了由此产生的轨道和他们的[Fe/H]和年龄之间的联系。通过叠加轨道，我们建立了银河系内部的密度图、[Fe/H]图和年龄图，并使用轨道参数偏心率、|Xmax|和|Zmax|进一步划分。我们发现，在低高度从银河平面，银河酒吧逐渐过渡到一个径向厚，垂直薄，细长的内环平均太阳[Fe/H]。这个内环主要由AstroNN年龄在4至9 Gyr之间的恒星组成，年龄峰值在6至8 Gyr之间，使环的平均年龄约为6 Gyr。环的垂直厚度随着年龄的增长而明显减小。我们还发现了非常大的L4拉格朗日轨道，具有平均太阳到超级太阳的金属丰度和中间年龄。最后，我们确认了一个明确的X形的[Fe/H]和密度分布在大银河系的高度。从远地点恒星的轨道结构可以看出，银河系在平面棒和共转之间有一个类似内环的结构。该构造平均而言富含金属，年龄中等，并增强了沿沙洲长轴的水平金属丰度梯度。
2022-01-21 astro-ph.GA
Probing the shape and history of the Milky Way halo with orbital spectral analysis
通过银河巡天获得的单个晕星的相空间坐标使得能够计算它们的完整三维轨道。Halo轨道的谱分析可用于构造“频率图”，其提供6维相空间分布函数的紧凑表示。频率图确定了重要的主要轨道家族，轨道丰度反映了暗物质晕相对于盘的形状和方向。我们应用光谱分析晕轨道在一系列控制模拟盘星系。虽然模拟晕的形状随半径而变化，但局限于内晕的晕轨道的局部样本的频率图包含了关于晕的全球形状及其主要轨道家族的大部分信息。静止或绝热盘的形成导致晕轨道在共振轨道族（即具有可重复频率的轨道）中的显著捕获。如果能很好地估计内晕的银河势（在~ 50 kpc范围内），那么在晕轨道的频率图中出现的强而稳定的共振将使我们能够确定由盘势引起的共振捕获的程度。这些共振族的位置和强度由晕的整体形状及其分布函数决定。因此，在银河系的恒星晕中识别这种共振将提供绝热盘生长延长期的证据。如果银河系的势并不精确，那么测量10^4个晕轨道的大样本的扩散率可以帮助区分真实的势和错误的势。本文所描述的轨道谱分析方法提供了一个强大的补充，现有的方法来约束潜在的银河系晕及其恒星分布函数（ABRIDGED）。
2011-09-14 astro-ph.GA nlin.CD
And yet it moves: The dangers of artificially fixing the Milky Way center of mass in the presence of a massive Large Magellanic Cloud
最近的研究表明，大麦云云（LMC）的质量可能比以前认为的要大得多，我们探讨了惯性银心参考系的近似是否仍然有效，在这样一个大规模的LMC的存在。我们发现，以前的估计LMC的轨道周期和远心点距离推导出假设一个固定的银河系显着缩短模型，银河系被允许自由移动，以响应LMC的引力。保持其他参数不变，有利于第一次下降的模型的比例减少。由于这种相互作用，银河系内部50 kpc的质心可以在很短的时间内在相空间中发生显著的位移，范围从0.3到0.5 Gyr，位移量高达30 kpc和75 km/s。此外，我们表明，大麦哲伦星系的引力和银河系的响应可能会显着影响人马座矮星系（Sgr）的潮汐碎片的轨道和相空间分布。这种影响大于先前基于LMC单独扭矩的估计。因此，Sgr将碎片沉积在与现在的Sgr轨道平面不一致的天空区域。此外，我们发现，适当占银河系围绕其共同的质心与大麦哲伦星系的运动显着修改远心点之间的角距离和倾斜的轨道极点，减轻以前的模型和观测之间的紧张关系。虽然这些模型在性质上是初步的，但它们突出了在对银河系和本星系群中的物体进行运动学建模时，考虑MW和LMC之间的相互引力相互作用的重要性。
2015-02-13 astro-ph.GA
On the co-rotation of Milky Way satellites: LMC-mass satellites induce apparent motions in outer halo tracers
本文利用FIRE-2模拟揭示大质量卫星（如LMC）下落诱发的晕视运动会显著改变外部晕示踪体的轨道极点分布，强调银河系卫星平面研究须考虑LMC扰动。
2023-11-19 astro-ph.GA
A Slowly Flattening Milky Way Stellar Disk: Investigating Galactic Warping through Dynamical Orbital Inclinations of Open Clusters
本文利用疏散星团的动力学轨道倾角研究银河系翘曲，发现局部银盘倾斜导致此前翘曲进动速率被高估，并揭示银河系翘曲正在逐渐变平。
2024-12-29 astro-ph.GA
Staying away from the bar: the local dynamical signature of slow and fast bars in the Milky Way
红团巨星的三维密度和星系内部的气体运动学都表明，银河系棒的模式速度可能比以前估计的要低得多。在这里，我们表明，这样的慢杆模型是无法重现双峰观察到的本地恒星速度空间。我们这样做是通过计算在太阳附近的恒星的引力势的慢，快酒吧，在他们的扰动分布函数的作用角空间到二阶，以及通过识别共振捕获轨道。我们还检查，双峰是不太可能通过扰动产生的螺旋臂，并得出结论，相反的气体运动学，当地恒星运动学仍然有利于快速酒吧在银河系中，模式速度的顺序几乎两倍（不低于1.8倍）的圆频率在太阳的位置。这就留下了一个悬而未决的问题，即银河系中长而平的棒的性质。
2016-10-27 astro-ph.GA
The Milky Way and M31 Orbital History: Did the Local Group evolve in isolation?
利用M31自行运动新数据，结合Illustris模拟，研究银河系-M31轨道及角动量，发现约10%类本星系群系统可由孤立两体模型描述，且孤立演化系统近期无重大并合。
2025-04-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Spectral Analysis of the Orbital Dynamics of Globular Clusters in the Central Region of the Milky Way
提出基于轨道功率谱熵的新方法，分析银河系中心3.5 kpc内45个球状星团在含棒势中的轨道动力学性质，最终确定23个规则与22个混沌星团，并验证了分类一致性。
2025-04-29 astro-ph.GA
The orbital evolution of UFDs and GCs in an evolving Galactic potential
我们使用第二次盖亚数据发布，以研究银河系中的17个超暗矮星系（UFD）和154个球状星团（GC）的运动学，重点是静态和不断变化的模型之间的差异银河系的潜力。一个不断发展的潜力修改卫星的轨道相对于其静态等效，虽然差异是很小的相比，现有的不确定性轨道参数。我们发现UFD牧夫座II很可能是第一次绕银河系飞行。根据银河系的假设质量，UFD三角座II、水蛇座I、后发座、天龙座II和大熊座II，以及GC罗盘座，也可能是第一次坠落，因此可能对限制银河系的质量有用。我们确定了一个明确的运动学富金属（${\rm [Fe/H]}>-1.1$）和贫金属GC（${\rm [Fe/H]}\leq-1.1$）之间的区别。虽然大多数富含金属的星系团占据着主要的逆行轨道，具有低偏心率（$e\approx 0.35$）和类似的特定角动量和轨道平面作为银河系盘，7显示出潜在的逆行轨道，其起源尚不清楚。贫金属的星系团有更多样化的轨道，更高的偏心率（$e\approx 0.65$），一半的轨道平面偏离圆盘60到120度。UFD具有与贫金属GC相似的$θ$和$ϕ$，表明类似的起源。我们提供了一个目录的轨道参数为UFD和GC两个不同的星系质量和它们的观测不确定性。
2020-12-07 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
The rotationally stabilized VPOS and predicted proper motions of the Milky Way satellite galaxies
银河系（MW）的卫星星系定义了一个巨大的极结构（VPOS），一个垂直于MW盘的薄平面。现在可对所有11颗最亮的“经典”卫星进行自行测量，从而能够对其轨道极点与这一空间结构的对齐情况进行最新分析。11颗卫星中有7至9颗的相干轨道对准表明，VPOS是一个旋转稳定的结构，而不仅仅是一个压力支撑的扁平椭球体。这使我们能够通过假设MW卫星星系在VPOS内的轨道，以经验和模型独立地预测几乎所有卫星星系的PM。作为对我们方法的测试，正如预期的那样，PM已经受到很好约束的卫星最能满足预测，因为更不确定的测量往往会偏离真实值。改进的和新的PM测量将进一步测试这些预测。在基于暗物质的星系形成模拟中，卫星星系轨道极的强烈对齐是不可能的。然而，卫星星系的轨道方向一致是潮汐矮星系在星系碰撞的碎片中形成的自然结果。因此，MW卫星星系的轨道极点进一步支持了VPOS起源的潮汐情景，并且对标准LCDM宇宙学模型提出了非常重大的挑战。我们还注意到，MW卫星速度对银河系中心距离的依赖性似乎映射出一个恒定速度约为240 km/s至约250 kpc的有效势。单个卫星的速度只是轻微的径向。
2013-09-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Observational Evidence from SDSS for a Merger Origin of the Milky Way's Thick Disk
我们测试的竞争模型，旨在解释银河系中远离中平面（|z| $\gtrsim$ 1 kpc）的恒星的性质，所谓的厚盘：恒星可能通过轨道迁移，通过卫星合并和吸积，或通过加热预先存在的薄盘恒星到达那里。Sales等人（2009）提出厚盘星的偏心率分布作为区分这些机制的诊断。利用SDSS DR 7，我们收集了34，223个具有6-D相空间信息和金属丰度的G矮星样本，并推导了它们的轨道偏心率。比较所得偏心率分布，p（e| z），我们发现：a）观察到的p（e| z）与仅通过轨道迁移预测的结果不一致，因为观测到的高偏心率和极低偏心率的恒星更多; b）主要通过预先存在的薄盘突然加热形成厚盘的情景也不一致，因为它们预测的高偏心率恒星比观测到的更多; c）观测到的p（e| z）非常符合“富含气体的合并”场景，其中大多数厚盘星都是从原位未沉降的气体中诞生的。
2010-09-08 astro-ph.GA
The Milky Way's stellar streams and globular clusters do not align in a Vast Polar Structure
越来越多的证据表明，银河系的卫星星系中有相当一部分是在旋转支撑的卫星平面上排列的，这在星系形成的宇宙学模拟中是罕见的。有人认为银河系的其他子结构（即年轻的晕球状星团和恒星/气体流）同样倾向于与这个平面对齐，因此被称为巨大的极地结构（VPOS）。利用从盖亚数据推断的系统自行，我们发现，球状星团轨道极点不聚集在VPOS方向，虽然人口与最高的VPOS成员分数是年轻的晕星系团（~30%）。我们还提供了一个当前的恒星流普查，包括新的流发现使用暗能量调查和盖亚数据集，并发现恒星流法线也没有聚集在VPOS正常的方向。我们还发现，基于轨道模型，NGC 3201和Gjöll恒星流之间可能存在关联，并且基于其轨道极，NGC 4147可能不是人马座球状星团。银河系的吸积球状星团和流并不像它的卫星一样排列在同一个平面上，这表明卫星的平面要么是一个特别稳定的轨道结构，要么是一群最近吸积的卫星。根据最近的其他研究，这两种解释都不太可能，使得卫星平面问题成为星系形成和宇宙学中更重要的开放问题之一。
2020-03-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
The tangential velocity excess of the Milky Way satellites
我们估计了银河系经典卫星的系统轨道运动学，并将它们与来自半解析星系形成模型的Λ冷暗物质（ΛCDM）模型的预测进行了比较，该模型适用于高分辨率宇宙学N体模拟。我们发现银河系卫星系统是ΛCDM系统的非典型。有自行测量的10颗银河系卫星的子集具有速度各向异性，β=-2.2 $\pm$ 0.4，位于ΛCDM分布的2.9%尾部。单独来看，银河系卫星的径向速度低于预期的自行速度，10颗卫星中有9颗卫星的轨道动能最多有20%投入径向运动。这种极端值预计仅在1.5%的ΛCDM卫星系统中出现。这种切向运动过剩与银河系“卫星盘”的存在无关。我们提出的理论预测，更大的卫星样本，可能成为可用的自行测量获得。
2017-02-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Tracing the Hercules stream with Gaia and LAMOST: new evidence for a fast bar in the Milky Way
银河系棒的长度和图案速度仍然存在争议。对银河系内部的光度测量和光谱测量，以及气体运动学，都倾向于一个长而缓慢旋转的棒，其共转半径为6千秒差距。另一方面，大力士流的存在，在当地的速度空间有利于一个短而快的酒吧，共转约4千秒差距。这是因为大力士流看起来像是棒的外部林德布拉德共振的典型特征。正如我们最近所展示的，要使这种局部流与缓慢的酒吧相协调，需要找到一种未知的替代解释，例如基于螺旋臂的影响。在这里，通过结合TGAS目录的盖亚DR1 LAMOST径向速度，我们表明，武仙座在速度空间中的位置作为半径的函数，在银河系外确实变化准确地预测快速酒吧模式的速度不低于1.8倍的圆频率在太阳的位置。
2016-11-23 astro-ph.GA
A Milky Way with a massive, centrally concentrated thick disc: new Galactic mass models for orbit computations
在这项工作中，两个新的轴对称模型的银河系质量分布。最近的结果的动机，这两个模型包括一个恒星薄盘和一个厚盘的贡献，薄盘一样大，但具有较短的尺度长度。两个模型都满足许多观测约束：太阳附近的恒星密度、薄盘和厚盘尺度的长度和高度、旋转曲线以及垂直力Kz的绝对值作为到银河系中心距离的函数。我们数值集成到这些新的模型中的所有银河系球状星团的距离，自行和径向速度的运动，以及在太阳附近的约一千颗恒星的轨道。检索的轨道特性进行比较，通过整合的集群和恒星轨道在纯薄盘模型。我们发现，由于厚盘的可能存在，盘星的计算轨道参数可以变化多达30- 40%。我们还表明，系统的不确定性，影响旋转曲线仍然困扰计算的球状星团的轨道参数相似的金额。
2016-11-23 astro-ph.GA
The orbital PDF: the dynamical state of Milky Way sized haloes and the intrinsic uncertainty in the determination of their masses
利用真实的银河系大小的晕的宇宙学模拟，我们研究了它们的动力学状态和用动力学示踪剂的稳态模型推断它们的质量分布的准确性。我们使用一种新的方法，描述了相空间分布的稳态示踪剂人口在球势没有任何假设，关于他们的轨道分布。从水瓶座$Λ$ CDM N-体模拟的五个晕应用该方法，我们发现，暗物质粒子是一个准确的示踪剂，使晕质量和浓度参数恢复与$5\%$的准确性。假设NFW形式的电位分布在大多数情况下不会显著影响拟合，除了晕A，晕A的密度分布与NFW形式显著不同，导致动态拟合参数中的$30\%$偏差。暗物质示踪剂中子结构的存在只影响$\sim 1\%$的拟合。应用该方法模拟恒星晕产生的粒子标记技术，我们发现恒星比暗物质粒子更远离平衡，产生系统的偏差$\sim 20\%$推断的质量和浓度参数。从传统的分布函数拟合恒星获得的系统偏差的水平与我们的相当，而类似的适合DM示踪剂显着偏置，与我们的配合。与以前的研究一致，质量偏差在示踪剂半质量半径附近大大降低。
2015-11-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Flattening Metallicity Gradient in the Milky Way's Thin Disk
我们计算的年龄，轨道和相空间坐标的样本$\sim$ 4万LAMOST和盖亚恒星。这些年龄是交叉匹配的，并与其他两个流行的年龄目录中使用不同方法得出的年龄值进行比较。在这$\sim$ 400万颗恒星中，我们选择了130万颗恒星的样本，并研究了它们的径向金属丰度梯度（由轨道半径确定）作为它们年龄的函数。这种分析是对按化学和轨道参数划分的数据的各个子集进行的。我们发现，通常使用的选择“薄盘”的明星（如低$α$化学或垂直薄轨道）产生径向金属丰度梯度一般增长较浅的最古老的恒星。我们将其解释为径向迁移（搅动）的标志性特征。将我们的样本限制在非常小的轨道Z $_{max}$（恒星积分轨道的最大高度），使这种趋势最为明显。基于化学的“薄盘”选择$α$贫乏的恒星显示出相同的趋势，但程度较小。有趣的是，我们发现化学和Z $_{max}$中的“厚盘”选择揭示了一个稍微正的径向金属丰度梯度，在所有年龄的大小似乎相似。这可能意味着厚盘人口是很好的年龄混合，但不是半径。这一发现可能有助于限制银河系形成早期的条件，并揭示不同金属含量气体的吸积和再吸积等过程。
2021-09-20 astro-ph.GA
Orbital Clustering Identifies the Origins of Galactic Stellar Streams
银河系中大多数恒星流的起源是未知的。改进自行提供的盖亚EDR3，我们表明，23个银河系恒星流的轨道高度聚集在轨道相空间。基于它们的能量和角动量，我们样本中的大多数流都可以与一个特定的（破裂的）矮星系宿主相关联，该宿主将它们带入银河系。对于八个流，我们还确定了可能的球状星团的祖先（其中四个协会是第一次在这里报告）。这些河流的祖先中，有些相距甚远，与潮汐碎屑的距离从几度到几十度不等。我们确定的恒星流出现空间上不同的，但其相似的轨道表明他们可能来自同一个祖先。如果确认为物理不连续性，它们将对来自原始体的质量损失提供强有力的约束。现有的恒星流几乎普遍的异位起源，使它们成为星系合并和星系晕内动力学摩擦的宝贵示踪剂。它们的相空间聚集可以用来构建银河系中暗物质的精确全球地图，而它们的内部结构可能会为原始宿主星系中暗物质的小尺度结构提供线索。
2020-12-16 astro-ph.GA
Tidally induced bars in dwarf galaxies on different orbits around a Milky Way-like host
星系中的棒可能是由于整体不稳定性或与另一个系统的相互作用而形成的。我们研究了盘状矮星系围绕类银河系的棒形成。我们采用$N$体模拟研究初始轨道参数的影响：矮星系轨道的大小和相对于轨道平面的盘的倾角。在所有的情况下，一个酒吧发展在中心的矮星在第一近心在其轨道上的主机。在随后的近心点通道之间，杆是稳定的，但在近心点处，它们通常被削弱和缩短。棒的初始性质和进一步演化的细节在很大程度上取决于轨道构型。我们发现，对于精确的直角坐标取向，最强的酒吧形成的中等大小的轨道。在较紧的轨道上，圆盘受到太多的干扰和剥离，无法形成一个坚固的杆。在较宽的轨道上，潮汐相互作用太弱。对圆盘倾斜度的依赖性使得在更倾斜的圆盘中形成较弱的杆。杆件要么有很弱的屈曲，要么根本没有屈曲。我们没有观察到任何长期的演化，可能是因为矮星在每一次近心通过时都受到扰动。杆的旋转速度可以被分类为慢（$R_\mathrm{CR}/l_\mathrm{bar}\sim2-3$）。我们把这归因于在与宿主星系相遇期间，圆盘旋转的一个重要部分的损失。
2017-05-22 astro-ph.GA
Live Fast, Die Young: GMC lifetimes in the FIRE cosmological simulations of Milky Way-mass galaxies
我们提出的第一个测量的宇宙学模拟中的巨型分子云（GMC）的寿命在$z = 0$，使用的LATTE套件的银河系质量的星系的FIRE-2模拟。我们跟踪GMC与总气体质量$\gtrsim 10^5$ M $_\odot$在高空间（$\sim1$ pc），质量（$7100$ M $_{\odot}$），和时间（1百万年）的分辨率。我们模拟的GMCs与银河系和邻近星系中大质量GMCs的质量分布是一致的。我们发现了$5-7$ Myr的GMC寿命，或者平均1-2次自由落体时间，只有不到2个$\%$的云寿命超过2000万年。我们发现GMC寿命随维里参数的增加而减小，随银河系中心半径的增加而微弱增加，这意味着环境影响GMC的演化周期。然而，我们的GMC寿命没有显示出对GMC质量或恒星形成量的系统依赖性。这些结果与文献中的推论基本一致，并提供了一个初步的调查，最终了解的物理过程，管理GMC寿命在宇宙学设置。
2020-12-02 astro-ph.GA
Gaia DR2 orbital properties for field stars with globular cluster-like CN band strengths
对银河系进行的大型光谱观测显示，晕中有一小部分恒星的轻元素丰度与球状星团中的相当。对于这些恒星的特殊丰度，最受欢迎的解释是它们起源于一个球状星团内，随后消失了。使用轨道计算，我们评估的可能性，现有的样本的57场星与球状星团，CN带强度起源于任何目前已知的银河系球状星团。使用斯隆数字巡天和盖亚数据，我们确定我们的场星样本的轨道和运动积分，并使用这些值和金属丰度，以确定可能的匹配球状星团。枢轴假说认为，如果这些恒星被从这样的物体上剥离，它们将保持在非常相似的轨道上。我们发现~ 70%的场星样本具有与银河系晕一致的轨道特性;然而，只有20颗星可能与现有的球状星团有轨道关联。其余约30%的样本的轨道将它们置于银河系外盘。在类似的圆盘轨道上，没有已知的类似金属丰度的星团。晕星的轨道特性似乎与球状星团逃逸的情况相一致。外盘中的恒星特别令人惊讶，值得进一步研究以确定它们的性质。
2019-04-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Analysis of Orbital Dynamics of Globular Clusters in the Central Region of the Milky Way
研究通过分析银河系中心区域45个球状星团的轨道动力学，提出新方法评估轨道混沌性，并分类规则与混沌动力学的星团。
2025-12-14 astro-ph.GA
Peering into the Milky Way by FAST: I. Exquisite HI structures in the inner Galactic disk from the piggyback line observations of the FAST GPPS survey
中性氢（HI）是星际介质的基本组成部分。利用500米口径球面射电望远镜（FAST）从$|b| \leq 10^{\circ}$内的可见银道面进行银道面脉冲星快照（GPPS）巡天，旨在寻找脉冲星。测量观测是用L波段19波束接收机在1.0 $-$ 1.5 GHz的频率范围内进行的，每次指向的积分时间为5分钟。在FAST GPPS巡天中同时记录的背载光谱数据是研究银河系HI分布和电离气体的重要资源。我们处理了$33^{\circ} \leq l \leq 55^{\circ}$和$|b| \leq 2^{\circ}$地区的FAST GPPS调查的背负式HI数据。数据立方体的均方根被发现是大约40 mK的速度分辨率为$0.1$公里秒$^{-1}$，把它最敏感的观测银河系HI到目前为止。FAST GPPS HI数据的高速度分辨率和高灵敏度使我们能够探测星际介质中微弱的精细HI结构。在明亮的连续谱光源下，可以得到细节丰富的HI吸收线。FAST GPPS调查附带HI数据立方体将在网站上发布和更新：http://zmtt.bao.ac.cn/MilkyWayFAST/。
2022-11-30 astro-ph.GA
Orbital evidences for dark-matter-free Milky Way dwarf spheroidal galaxies
银河系矮椭球体（MW dSphs）的性质一直受到质疑，特别是它们是否由暗物质（DM）主导。在这里，我们研究了另一种情况下，潮汐冲击施加的MW DM-免费dSphs后，第一次落入他们的富含气体的祖先，并为理论计算已被验证纯N体模拟。dSphs是否是第一次坠落不能仅仅根据它们的恒星形成历史来解决。事实上，气体的去除可能会导致复杂的重力不稳定性和近心通道可以引起潮汐破坏过程。然而，盖亚卫星在确定其过去的轨道运动和兆瓦速度曲线方面的高精度提供了至关重要的结果。首先，潮汐冲击解释了为什么无DM的dSph优先出现在它们的近心附近，在那里它们处于破坏过程中，而它们成为长寿命卫星的机会与非常低的概率P~ 2 10^-7相关，这与目前DM主导的dSph情景不一致。第二，大多数dSph结合能与第一次下降一致。第三，预测所观察到的dSph速度分散的MW潮汐冲击本身的振幅预测最准确的MW速度曲线。第四，潮汐冲击准确地预测了在dSphs的半光半径处施加的力或加速度，包括MW和麦哲伦系统的引力吸引。以上所述暗示了dSphs是无DM的，并且在它们的近心附近发生了潮汐冲击，这可能会在我们对近场宇宙学的理解中引发重大地震。
2020-03-06 astro-ph.GA gr-qc hep-ph
The accretion history of the Milky Way V. The kinematics of most globular clusters trace the merger epochs
Observatoire de Paris, Université 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）；Center for Astronomy, Space Science and Astrophysics, Independent University, Bangladesh（孟加拉独立大学天体物理、空间科学与天文学中心）
通过N体模拟，发现来自盘状原星系的球状星团在吸积过程中失去轨道能量，而晕族和合并期间形成的星团保留能量，支持利用能量-角动量平面识别吸积事件。
2026-06-18 astro-ph.GA
On the possible orbital motion of Sgr A* in the smooth potential of the Milky Way
现代测量的精确度允许我们银河系Sgr A* 中的超大质量黑洞（SMBH）的剩余/特有（银河系中心）速度为每秒几公里。我们整合可能的轨道的SMBH与周围的核星团（NSC）的酒吧模型的银河系使用现代的限制组件的SMBH银心速度。结果表明，振荡的SMBH + NSC在一个定期的银河系领域在银河系的平面内，这些限制所允许的范围强烈依赖于一组中心组件的银河系的潜力。如果中心分量仅由凸起/条表示，对于SMBH银心速度的点估计，在存在经典凸起的情况下，振荡幅度不超过7 pc，如果没有凸起，则达到25 pc;在$2σ$显著性水平内的SMBH速度分量，幅度可以分别达到15和50 pc。然而，当考虑到核恒星盘（NSD），即使在没有隆起，振荡幅度只有5 pc的SMBH速度的点估计，和10 pc的$2σ$的显着性水平。因此，SMBH + NSC复合体从银河系势的已确认成分中可能产生的振荡主要受到NSD的限制，即使考虑到后者质量的不确定性，振荡幅度也很难超过$13\,\text{pc}=6'$。
2021-04-07 astro-ph.GA
Characteristic radii of the Milky Way Globular Clusters
我们报告的银河系的引力场在塑造其球状星团人口的结构参数和内部动力学的影响程度。我们利用一个均匀的，最新的数据集与运动学，结构特性，当前和初始质量的156个球状星团。一般来说，星系团半径随着银河系势的减弱而增加;核心半径和雅可比半径分别以最慢和最快的速度增加。我们解释这一结果的最里面的区域的球状星团是不太敏感的变化，在潮汐力与银心距离。银河系的引力场似乎也有差异地加速了单个星系团的内部动力学演化，那些朝向凸起的星系团在动力学上看起来更老。最后，我们发现一个子人口组成的紧凑和扩展的球状星团（定义为他们的rh/rJ比）超过8千秒差距，似乎已经失去了很大一部分的初始质量失去了通过中断。此外，我们还发现了rh/rJ > 0.4的第三组，它们由于破裂而失去了更大部分的初始质量。在这两种情况下，质量损失的高比例可能是由于它们的大轨道偏心率和倾角，这导致它们在近银河系和圆盘交叉期间经历更多的潮汐冲击。比较个别集群的结构和轨道参数允许的约束，以放置在其演变是否是松弛或潮汐为主。
2019-09-04 astro-ph.GA
The M31 Velocity Vector. III. Future Milky Way-M31-M33 Orbital Evolution, Merging, and Fate of the Sun
我们研究未来的轨道演化和合并的MW-M31-M33系统，使用相结合的碰撞N体模拟和半解析轨道积分。蒙特卡罗模拟被用来探讨在观测不确定性范围内改变初始相空间和质量参数的后果。观测到的M31横向速度意味着MW和M31将在t = 5.86（+1.61-0.72）Gyr合并，在t = 3.87（+0.42-0.32）Gyr的第一个近心之后。M31可能（概率p=41%）直接命中MW（这里定义为第一近心距离小于25 kpc）。最有可能的是，MW和M31将首先合并，M33将在它们周围的轨道上定居。或者，M33可以先用MW直接命中（p=9%），或者M33可以从本地组中被驱逐（p=7%）。MW-M31合并后的残骸将类似于一个椭圆星系。太阳最有可能（p=85%）在距离MW-M31合并残骸中心更大的半径处结束，而不是它目前距离MW中心的距离，可能超过50 kpc（p=10%）。太阳可能（p=20%）在未来10 Gyr的某个时候发现自己正在通过M33（在10 kpc以内），但仍然动态地与MW-M31合并的残余物结合。M31（可能还有M33）的到来和可能与MW的碰撞是下一个影响我们太阳和太阳系环境的重大宇宙事件，可以肯定地预测。（节录）
2012-05-31 astro-ph.GA
Connecting the Milky Way potential profile to the orbital timescales and spatial structure of the Sagittarius Stream
最近使用Pan-STARRS 1的天琴座RR绘制的晕图清楚地描绘了人马座流的空间结构。这些地图显示，领先和尾随流远心不同的银河系中心半径的一个因素，并解决在这些远心流的子结构。在这里，我们提出的动力学模型，再现这些功能的流在简单的银河系的潜力。我们发现，碎片在远心必须动态年轻，在这个意义上被剥离的最后两个近心通道，而人马座矮目前正在经历第三次通过。远心比对动力摩擦和银河系自转曲线的外斜率都很敏感。这些依赖关系可以通过简单的连接远心半径、圆周速度和祖先轨道周期来理解。动摩擦力对来流的影响可以用前远心内的子结构来抑制。我们的模型集合并不打算在统计上与流相匹配。尽管如此，在我们考虑的模型范围之外，我们始终发现100 kpc以内的质量是$\sim 7 \times 10^{11} \, M_{\odot}$，在50和100 kpc之间有一个几乎平坦的旋转曲线。这意味着一个比目前一些模型中所假设的更广泛的星系晕。在以前的工作中，我们发现长轴或三轴晕容易与领先的流的轨道协议。我们展示了我们的模型在各种观测空间的行为，并描述了流内预期的子结构。特别是，年轻的拖尾流在拖尾远心附近可见，应该表现出一个紧密的速度趋势，与距离分开的老碎片，我们建议，这将作为一个特别有用的探测外银河系的潜力。
2018-04-13 astro-ph.GA
Modelling resonances and orbital chaos in disk galaxies. Application to a Milky Way spiral model
内容：旋臂结构扰动下恒星轨道运动的共振在旋涡星系盘的演化中起着重要作用。周转近似允许在赤道平面上确定相应的共振半径（对于近圆形轨道），但一般不适用。目标：我们扩大研究的共振轨道通过分析恒星运动扰动的螺旋臂与高斯形的配置文件，没有任何限制的恒星轨道配置，我们扩大的概念Lindblad（周转）共振的轨道与大的径向偏移。方法：我们定义了一个初始条件的代表平面，它覆盖了系统的整个相空间。代表性的平面上的动力学地图构造数值，以表征相空间结构，并确定谐振的精确位置。该研究是补充建设的动力学功率谱，它提供了识别的基本振荡模式的恒星运动。结果如下：我们的方法允许在整个相空间中的共振链的精确描述，给出了一个更广泛的观点相比，经典的周转方法，即使是在逆行运动的对象的动态系统。太阳邻域的分析表明，根据当前太阳相对于旋臂的方位角相位，具有太阳运动学参数的恒星可能在稳定的共旋共振内或在混沌区中演化。结论：我们的方法有助于量化共振轨道的域和整个银河系相空间结构的混沌程度。它可以作为一个起点，应用这些技术的调查团在银河系中的恒星分布，如运动学运动的群体。
2016-10-19 astro-ph.GA nlin.CD
Solo dwarfs III: Exploring the orbital origins of isolated Local Group galaxies with Gaia Data Release 2
我们测量系统自行遥远的矮星系在本集团和调查，如果这些孤立的星系曾经与银河系或M31的相互作用。我们交叉匹配测光孤立，恒星形成，矮星系在本集团，采取的一部分，{ \it独奏}调查，与天体测量从盖亚数据发布2。我们发现NGC 6822、Leo A、IC 1613和WLM都有足够的超巨星，并有可靠的天体测量来推导自行。另外三个星系（狮子座T，波江座2和凤凰）足够接近，它们的自行已经用红巨星分支恒星推导出来。Gaia DR 2中的系统误差对NGC 6822、IC 1613和WLM都是显著的。我们探索了这些星系的轨道，并得出结论，凤凰，狮子座A和WLM不太可能与银河系或M31相互作用，除非这些大星系是非常巨大的（$\gtrsim 1.6 \times 10^{12}\,M_\odot$）。在$\sim 99.99\%$置信度下，我们排除了NGC 6822与M31过去的相互作用，发现NGC 6822与银河系有$<10$ \%的相互作用的可能性。我们研究了NGC 6822在年轻本星系群外围的可能起源，并注意到NGC 6822在未来的4，000年内与银河系或M31的相互作用基本上被排除。我们的测量结果表明，未来的盖亚数据发布将为大多数这些星系的相互作用历史提供良好的约束。
2020-12-14 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
Proper Motions, Orbits, and Tidal Influences of Milky Way Dwarf Spheroidal Galaxies
我们结合盖亚EDR3天体测量与精确的测光，并利用概率混合模型来测量银河系（MW）的52个矮球状（dSph）卫星星系的系统自行。对于46 dSphs与文献的视线速度，我们计算的轨道在MW和合并MW+大麦云（LMC）的潜力，并确定车II，车III，Hor I，Hyi I，Phx II和Ret II可能LMC卫星。我们的dSph样品的40%具有> 25%的近心点和/或远心点变化，具有MW + LMC势。对于这些轨道，我们Monte Carlo采样的观测不确定性为每个dSph和MW和LMC潜力的不确定性。我们预测，蚂蚁II，Boo III，Cra II，Gru II和Tuc III应该是潮汐干扰，通过比较每个dSph的平均密度相对于其近心处的MW密度。具有大椭圆率的dSphs（CVn I、Her、Tuc V、UMa I、UMa II、UMi、Wil 1）显示出它们的轨道方向与它们的主轴对齐的偏好，即使对于具有大近心点的dSphs也是如此。我们比较了dSph径向轨道相位，以在MW类N-体模拟subhalos，并推断，有没有多余的卫星附近的近心。随着未来盖亚数据发布的预测，我们发现dSph轨道精度将受到距离和/或MW潜力的不确定性的限制，而不是自行精度。最后，我们提供我们的会员目录，使社区跟进。
2022-10-09 astro-ph.GA
The Effects of Dwarf Galaxies on the Orbital Evolution of Galactic Globular Clusters
我们研究了矮星系对银河系球状星团的轨道、潮汐历史和假定的形成环境的影响。我们确定银河系的150个球状星团的轨道在引力势和没有矮星系。我们发现少量卫星星系的存在可以影响许多球状星团的轨道。在12 Gyr以上，我们发现单个星系团的半长轴和轨道偏心率分别随色散的变化而波动，其量级分别为$\sim 10\%$和$\sim 4\%$。外星系团比内星系团更强烈地受到矮星系的影响，其半长轴和轨道偏心率的波动分别超过$\sim 15\%$和$\sim 5\%$。使用详细的$N$体模拟选择集群，我们发现，改变它们的轨道历史可以导致不同的质量损失率和结构演化。此外，我们警告不要单独使用运动学来确定银河系星团是否在原位形成或在过去的合并事件中吸积，因为这些值不再保守。矮星系的存在导致单个星系团的轨道能量和行为随着时间的推移而演变，比来自星系团自行和径向速度的随机不确定性的范围更广。
2020-12-20 astro-ph.GA
Life in the fast lane: a direct view of the dynamics, formation, and evolution of the Milky Way's bar
对银河系中单个恒星的年龄、丰度和运动的研究提供了研究盘状星系在宇宙时间内演化的最佳方法之一。特别是银河系内部的棒状区域的形成是盘状星系演化之谜的关键部分。使用从APOGEE和盖亚的数据，我们提出的地图的运动学，元素丰度和年龄的银河系凸起和磁盘，显示了酒吧的内部银河系的结构在前所未有的细节。运动学地图允许直接、纯粹地从运动学角度确定沙洲的模式速度（41+/-3 km/s/kpc）及其形状和径向轮廓。我们发现酒吧的年龄，金属丰度和丰度比是相同的最古老的恒星在磁盘中形成的动荡的开始，而恒星在酒吧外的凸起更年轻，更富含金属。这意味着棒可能在约8 Gyr前形成，当时气体盘中湍流的减少允许形成一个薄盘，很快变得不稳定。因此，酒吧的形成是银河系演化的一个关键时期，这与过去~10 Gyr外部盘星系气体运动学观测中出现的演化路径一致。
2019-10-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Binary populations in Milky Way satellite galaxies: constraints from multi-epoch data in the Carina, Fornax, Sculptor and Sextans dwarf spheroidal galaxies
我们引入了多历元恒星视线速度的似然分析来约束矮球状星系的双星分数和双星周期分布。这种方法适用于多时代的数据，从麦哲伦/MMFS调查的船底座，天炉座，玉夫座和六分仪dSph星系后，应用模型的测量误差，占二进制轨道运动。我们发现，天炉座，雕刻家，六分仪dSphs是一致的，有二进制人口类似的银河系领域的二进制在68%的置信限内，而船底座dSphs是显着不足的二进制周期小于10年。如果船底座的周期分布与银河场的周期分布相同，它的最佳拟合双星分数为0.14^{+0.28}_{-0.05}，并且在90%的置信水平下被限制为小于0.5;因此它不太可能拥有与银河场相同的双星数。相比之下，所有四个星系合并样本的最佳拟合双星分数为0.46^{+0.13}_{-0.09}，与银河系场双星的结果一致。更一般地说，我们推断概率分布在二进制分数，平均轨道周期，和分散的周期为每个星系的样本。展望未来的调查，我们表明，允许的参数空间的二进制分数和dSphs的周期分布参数将显着缩小一个大的多历元调查。然而，参数之间存在简并性，除非测量误差在~0.1 km/s或更小的量级，否则不太可能被打破，目前只能通过高分辨率光谱仪实现。
2013-11-19 astro-ph.GA
Milky Way globular clusters on cosmological timescales. I. Evolution of the orbital parameters in time-varying potentials
本研究利用IllustrisTNG-100模拟的五个类银河系时变势和Gaia DR3数据，通过phi-GPU代码积分159个球状星团轨道，发现时变势显著影响星团轨道且总能量与角动量不守恒，对理解银河系形成至关重要。
2023-04-07 astro-ph.GA
