Abundance matching with the mean star formation rate: there is no missing satellites problem in the Milky Way above $\mathbf{M_{200} \sim 10^9\,{\rm \bf M}_\odot}$
我们介绍了一种新的丰度匹配技术，产生一个更准确的估计的前落晕质量，$M_{200}$，卫星星系。为了实现这一点，我们丰度匹配的平均恒星形成率，平均在一个星系形成恒星的时间，$\langle {\rm SFR}\rangle$，而不是恒星质量，$M_*$。利用Sloan数字巡天、GAMA巡天和Bolshoi模拟的数据，我们得到了$Λ{\rm CDM}$中的统计$\langle {\rm SFR}\rangle-{\rm M}_{200}$关系。然后，我们比较了前落晕质量，$M^{\rm abund}_{200}$，从这个关系与前落动力学质量，$M^{\rm dyn}_{200}$，为21个附近的dSph和dIrr星系，发现两者之间有很好的协议。作为第一个应用程序，我们使用我们的新的$\langle {\rm SFR}\rangle-{\rm M}_{200}$关系经验测量的累积质量函数的体积完整的样本明亮的银河系卫星在280千秒差距的银河系中心。比较这与一套宇宙学的“变焦”模拟银河系质量晕，占银河系盘的subhalo耗尽，我们发现没有丢失的卫星问题以上$M_{200} \sim 10^9\,{\rm M}_\odot$在银河系。我们将讨论如何将这种经验方法应用于附近的螺旋星系的更大的样本。
2019-05-10 astro-ph.CO 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
Rotation Curve of the Milky Way and the Dark Matter Density
本文综述了银河系自转曲线的研究现状，提出了一个从银河系中心到银河系中心距离约100 kpc的统一自转曲线。用~RC直接计算表面质量密度（SMD）的分布.然后，我们提出了一种利用~SMD分布推导银河系~中暗物质密度分布的~方法。最佳拟合的暗晕轮廓产生$ρ_\odot = 0.36\pm 0.02$ GeV/cc的局部DM密度。我们还回顾了近十年来对局域DM密度的~估计，并指出~值在$ρ_\odot=0.39\pm 0.09$ GeV/cc处收敛到~值。
2020-04-29 astro-ph.GA
LB-1 is inconsistent with the X-ray source population and pulsar-black hole binary searches in the Milky Way
如果得到证实，银河系（MW）中存在一个由70个$M_{\odot}$黑洞（BH）和8个$M_{\odot}$主序星（LB-1）组成的宽双星系统。我们表明，长期演化的一个8 $M_{\odot}$恒星周围的BH与质量之间的5-70 $M_{\odot}$，使他们在天空中可见的超亮X射线（ULX）源。考虑到预期的ULX相寿命（$\approx0.1$ Myr）和它们在MW中的检测不足，我们得出结论，8-20 $M_{\odot}$恒星在恒星质量BH周围的双星中的频率应该小于（$f<2\times10^{-3}$）。这与Liu等人（2019）声称的LB-1类系统在8-20颗$M_{\odot}$恒星（$f\approx3\times10^{-2}$）附近的检测频率存在矛盾。此外，第8颗$M_{\odot}$星很可能最终成为一颗中子星（NS），它出生于电子捕获超新星（ECSN）的一个非常小的反冲，留下一个宽的NS-BH双星。到目前为止，只有不到1%的MW中的所有可检测的脉冲星被映射，并且在BH周围的双星系统中没有检测到任何脉冲星，这设定了MW中大约100个可能的脉冲星BH系统的上限。我们表明，如果NS是出生从ECSN，（$f=5\times10^{-4}$）的质量$\approx 8-20~M_{\odot}$在MW的恒星的频率上限有一个BH同伴。随着MW中映射更多的中子，速率差异将进一步…
2020-08-18 astro-ph.GA astro-ph.HE
Bayesian Mass Estimates of the Milky Way II: The dark and light sides of parameter assumptions
我们使用Eadie等人（2015 b）开发的贝叶斯分析并使用球状星团（GC）作为银河系潜力的示踪剂来估计银河系的质量和质量分布。假设暗物质和GC遵循不同的空间分布;我们假设幂律模型分布，并使用Evans et al.（1997）; Deason et al（2011，2012 a）中描述的模型分布函数。我们探讨了模型参数的假设之间的关系，以及这些假设如何影响质量分布估计。我们还探讨了如何使用子样本的GC人口超过一定的半径影响质量估计。在探索了不同参数假设场景的后验分布后，我们得出结论，在125 kpc范围内银河系质量的保守估计是$5.22\times10^{11} M_{\odot}$，$50\%$概率区域为$(4.79, 5.63) \times10^{11} M_{\odot}$。外推到维里半径，我们得到银河系的维里质量为$6.82\times10^{11} M_{\odot}$，$50\%$可信区为$(6.06, 7.53) \times 10^{11} M_{\odot}$（$r_{vir}=185^{+7}_{-7}$ kpc）.如果我们只考虑10 kpc以上的GC，则维里质量为$9.02~(5.69, 10.86) \times 10^{11} M_{\odot}$（$r_{vir}=198^{+19}_{-24}$ kpc）。我们还得到了GC总体的速度各向异性参数$β…
2016-08-16 astro-ph.GA
Dynamical model of the Milky Way using APOGEE and Gaia data
我们构建了一个动力学模型的银河系盘从一个数据集，它结合了盖亚EDR3和APOGEE数据在整个银河系中心半径之间的$5.0\leq R\leq19.5$千秒差距。我们利用球面排列的Jeans各向异性方法来模拟恒星的速度和速度色散。在我们以前的工作的基础上，我们的模型现在适合于由于我们的数据集的扩展而扩展到更大的银河系中心半径的运动学地图，探测银河系盘的外部区域。我们的最佳拟合动力学模型表明，$α_{\rm DM}=-1.602\pm0.079_{\rm syst}$的对数密度斜率为暗物质晕和暗物质密度为$ρ_{\rm DM}(R_{\odot})=(8.92\pm0.56_{\rm syst})\times 10^{-3}$ M $_{\odot}$ pc $^{-3}$（$0.339\pm0.022_{\rm syst}$ GeV cm $^{3}$）。我们估计在太阳半径为$v_{\rm circ}=(234.7\pm1.7_{\rm syst})$公里秒$^{-1}$的圆速度下降到更大的半径。总质量密度为$ρ_{\rm tot}(R_{\odot})$ = $(0.0672\pm0.0015_{\rm syst})$ M $_{\odot}$ pc $^{-3}$，$5\leq R\leq19.5$ kpc的斜率为$α_{\rm tot}$ = $-2.367\pm0.047_{…
2021-06-09 astro-ph.GA
Is the stellar mass-stellar metallicity relation universal in the Milky Way satellites and beyond?
观测结果表明，在不同类型的本群矮星$Z_*\propto M_*^α$和$α=0.30\pm0.02$中存在着一个普遍的恒星质量-恒星金属丰度关系（MZR）。在这项工作中，我们调查的“普适性”的MZRs卫星和中央星系在大量的不同的主机暗物质晕覆盖大质量范围的$10^9$ - $10^{15}h^{-1}M_\odot$，通过使用半解析星系形成和演化模型。我们得到以下结果。(1)与银河系晕质量相同但个体组装历史不同的晕中卫星MZRs的指数（$α$）大多为$\sim$ 0.2-0.4，即，具有$\sim 0.2$的散射;并且$α$的散射随着晕圈质量的降低而增加。(2)当多个质量相同的晕叠加在一起时，晕质量的变化以及中心星系与卫星星系的分类对MZR关系的影响不大。(3)中心星系和堆叠卫星星系的MZR关系都存在双幂律，在$10^3M_\odot< M_*<10^{8} M_\odot$处$α\sim$为0.2-0.4，在$10^8M_\odot<M_*<10^{11}M_\odot$处$α\sim0.5$相对较高。(4)堆积卫星的单次幂律拟合结果表明，大质量卫星（$M_*>10^8M_\odot$）主要存在于高质量晕中，可导致$α$随宿主晕质量的增加而明显增加（从$\sim0.2$到$\sim0.4$）。MZR的普适性表明，恒星形成和星系化学演化中的共同物理过程可以在大范围的星系质量和晕质…
2019-03-14 astro-ph.GA
The distribution of gas in the Local Group from constrained cosmological simulations: the case for Andromeda and the Milky Way galaxies
我们研究的气体分布在银河系和仙女座使用的约束宇宙学模拟的本地集团（LG）的背景下的CLUES（约束本地UniversE模拟）项目。我们分析了在$z=0$模拟星系的气体的性质为三个不同的阶段：“冷”，“热”和HI，并比较我们的结果与观测。热晕（$M_{hot}\approx 4-5\times10^{10}\,$ M $_{\odot}$）、冷晕（$M_{cold}(r\lesssim10\,$ kpc $)\approx10^{8}\,$ M $_{\odot}$）和热晕（$M_{HI}(r\lesssim50\,$ kpc $)\approx 3-4\times10^8\,$ M $_{\odot}$）中的物质含量与观测结果基本一致。我们还计算吸积/喷射率连同HI（径向和全天空）覆盖分数。在$r=50\,$ kpc内的积分HI吸积率给出$\sim$ $0.2-0.3\,$ M $_{\odot}\,$ yr $^{-1}$，即接近于从银河系高速云获得的结果。我们发现，全球吸积率是由热的材料，虽然电离气体与$T\lesssim10^5\,$ K也可以作出显着的贡献。$all$材料在维里半径处的吸积率为$6-8\,$ M $_{\odot}\,$ yr $^{-1}$。在$z=0$，我们发现一个显着的气体过剩之间的两个星系，相比任何其他方向，由于其气体晕的重叠。在我们的模拟中，气体过…
2014-06-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Extinguishing the FIRE: environmental quenching of satellite galaxies around Milky Way-mass hosts in simulations
银河系（MW）和仙女座星系（M31）周围的卫星星系的恒星形成和气体含量相对于本星系群（LG）中更孤立的星系在固定的恒星质量下是耗尽的。利用FIRE-2模拟研究了$z=0$星系在$M*=10^{5-10}\rm{M}_{\odot}$周围14 MW质量恒星的气体含量和恒星形成猝灭的环境调节。低质量卫星（$M*\lesssim10^7\rm{M}_{\odot}$）大多是静止的，高质量卫星（$M*\gtrsim10^8\rm{M}_{\odot}$）大多是恒星形成的，中等质量卫星（$M*\approx10^{7-8}\rm{M}_{\odot}$）在静止和恒星形成之间大致相等。在环星系介质中有更多气体的星系有更高的大质量卫星静止分数（$M*=10^{8-9}\rm{M}_{\odot}$）。我们发现没有显着的依赖于孤立与配对（LG样）主机环境，和静止分数的卫星周围MW质量和LMC质量主机从FIRE-2模拟是非常相似的。导致淬灭的环境效应也可能发生在MW进入之前的低质量组中作为预处理。低质量的卫星通常在MW级星系进入中心星系之前熄灭，或者在进入低质量星系群或MW级星系期间迅速熄灭。大多数中等质量到高质量的静止卫星在MW质量的晕内经历了$\geq1-2$近心点通道（$\approx2.5-5$ Gyr）。大多数具有$M*\gtrsim10^{6.5}\rm{M}_{\odot}$的星系在落…
2022-06-17 astro-ph.GA
The Milky Way's rotation curve with superfluid dark matter
最近的研究表明，暗物质具有超流相，其中声子介导长距离力，从而产生了现象学上公认的修正牛顿动力学（MOND）。因此，超流暗物质结合了粒子暗物质和MOND或其相对论完善的优点，成为天体物理观测的一个有希望的解释。在这里，我们调查是否超流暗物质可以重现观测到的银河系旋转曲线的$ R < 25\,\rm{kpc}$，并能够回答这个问题的肯定。我们的分析表明，超流暗物质与合理范围内的参数数据拟合良好。超流暗物质和MOND之间最显著的区别是，超流暗物质需要的重子总质量大约少$ 20\% $（用合适的插值函数）。重子的总质量是$5.96 \cdot 10^{10}\,M_\odot$，其中$1.03\cdot10^{10}\,M_\odot$来自核球，$3.95\cdot10^{10}\,M_\odot$来自恒星盘，$0.98\cdot10^{10}\,M_\odot$来自气体盘。我们的分析进一步使我们能够估计银河系超流核心的半径（具体地说，所谓的NFW和热半径）以及超流和正常相中暗物质的总质量。通过改变超流的边界条件，使维里质量$M_{200}^{\rm{DM}}$在$0.5-3.0\cdot10^{12}\,M_\odot$范围内变化，我们发现NFW半径$R_{\rm{NFW}}$在$65\,\rm{kpc}$和$73\,\rm{kpc}$之间变化，而热半径$R_T$在大约$67\,\rm{…
2020-08-28 astro-ph.GA
Multimass modelling of Milky Way globular clusters -- I. Implications on their stellar initial mass function above 1 M$_{\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
Rotational Velocity Curves in the Milky Way as a Test of Modified Gravity
通过观测确定的星系旋转曲线的半径远远超过星系核心，可以为没有暗物质的修正引力模型提供一个关键的测试。从标量-矢量-张量引力（STVG或MOG）获得的预测旋转速度曲线与没有暗物质晕的银河系的数据非常吻合，质量为$5\times 10^{10}\,M_{\odot}$。修正的牛顿动力学（MOND）预测的速度旋转曲线与实验数据不符。
2014-12-11 astro-ph.GA gr-qc
Milky Way archaeology using RR Lyrae and type II Cepheids II. High velocity RR Lyrae stars, and mass of the Milky Way
本文报道了在银河系晕中发现的RR~天琴座恒星中的高速候选者。我们在假设的银河系势的基础上，识别出9颗银心速度超过本地逃逸速度的RR~天琴座星。基于对它们轨道的仔细检查，我们排除了它们在银河系盘和核球中的弹射位置。空间分布显示，9个星团中有7个与人马座恒星流的位置重叠。这7颗RR~天琴座星中的2颗可以根据它们的轨道初步与人马座矮椭球星系联系起来。在RR~天琴座速度分布的高速尾部，我们估计出太阳附近的逃逸速度为$v_{\rm esc}=512^{+94}_{-37}$ \，km\，s $^{-1}$ ~（$4$到$12$ \，kpc），太阳附近以外的逃逸速度分别为$v_{\rm esc}=436^{+44}_{-22}$ \，km\，s $^{-1}$ ~和$v_{\rm esc}=393^{+53}_{-26}$ \，km\，s $^{-1}$ ~（对于$12$到$20$ \，kpc和$20$到$28$ \，kpc之间的距离）。我们利用三个逃逸速度估计连同本地圆速度估计银河系的质量。由此产生的测量结果$M_{\rm 200}=0.83^{+0.29}_{-0.16} \cdot 10^{12}$ \，M $_{\odot}$落在当前银河系质量估计的低端，但是一旦对逃逸速度中可能的偏差进行了校正（逃逸速度的大约百分比增加$10$），我们的质量估计产生了$M_{\rm 200}=1.26…
2022-06-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
The stellar velocity distribution function in the Milky Way galaxy
利用SDSS APOGEE巡天DR 16和\emph{Gaia} DR 2的数据重新检验了太阳附近的恒星速度分布函数。通过利用APOGEE的能力，以极大的可靠性化学歧视的薄盘，厚盘和（吸积）晕人口，我们可以，第一次，这些化学分离人口的三维速度DF。我们使用这个更小但数据更丰富的APOGEE+{ \it Gaia}样本来构建本地恒星种群速度DF的\emph{data-driven model}，并使用这些作为基础向量来评估这些种群在5 $<$ $R$ $<$ 12 kpc和$-1.5$ $<$ $z$ $<$ 2.5 kpc范围内的相对密度比例，这些范围是从更大，更完整（即，全天空，星等有限）{ \it Gaia}数据库。我们发现在所选的\emph{Gaia}数据集中有81.9 $\pm$ 3.1 $\%$是薄盘星，16.6 $\pm$ 3.2 $\%$是厚盘星，1.5 $\pm$ 0.1 $\%$属于银河系恒星晕。我们还发现，局部厚到薄磁盘密度归一化为$ρ_{T}(R_{\odot})$ / $ρ_{t}(R_{\odot})$ = 2.1 $\pm$ 0.2 $\%$，结果一致，但在一个完全不同的方式确定比，典型的星数/密度分析。使用相同的方法，局部晕到盘密度归一化被发现是$ρ_{H}(R_{\odot})$ /（$ρ_{T}(R_{\odot})$ + $ρ_{t}(R_{\o…
2020-05-29 astro-ph.GA
Extending Ultra-Diffuse Galaxy Abundances to Milky Way Analogs
我们扩展的超扩散星系（UDG）的丰度关系，$N_{UDG}-M_{200}$，低晕质量主机$(M_{200}\sim10^{11.6-12.2}M_{\odot})$。我们选择UDG卫星从公布的目录中的矮卫星星系周围的银河系类似物，即探索本地体积卫星（ELVES）调查，卫星周围的银河系类似物（SAGA）调查，和调查的银河系一样的系统进行的超超级凸轮。在围绕75个类银河系宿主的516颗卫星中，我们发现围绕33个宿主的41颗卫星满足UDG标准。宿主晕质量的分布在$M_{200}\sim10^{12}M_{\odot}$附近达到峰值，与宿主是否有UDG卫星无关。我们使用文献UDG丰度和这里导出的$N_{UDG}-M_{200}$关系在三个数量级上追踪到$M_{200}=10^{11.6}M_{\odot}$，并找到$N_{UDG} = (38\pm5)\cdot(\frac{M_{200}}{10^{14}})^{0.89\pm0.04}$的最佳拟合线性关系。这种次线性斜率与早期对UDG丰度的研究以及较亮矮星系的丰度关系是一致的，不包括需要高密度环境的UDG形成机制。然而，我们强调需要在广泛的环境中对UDG进行进一步的同质表征，以正确理解$N_{UDG}-M_{200}$关系。
2022-12-07 astro-ph.GA
The Three-mm Ultimate Mopra Milky Way Survey. II. Cloud and Star Formation Near the Filamentary Ministarburst RCW 106
本文报道了利用来自3毫米末次莫普拉银河巡天（ThrUMMS）的$^{12}$ CO和$^{13}$ CO $\,$（1-0）数据和档案数据，对围绕巨大H $\,{\rm \scriptsize{II}}$区域RCW $\,$ 106的分子云复合体（MCC）中气体、尘埃和恒星形成率（SFR）的研究。我们把银河面$l=330^{\circ}$ - $335^{\circ}$和$b=-1^{\circ}$ - $1^{\circ}$周围的辐射分成两个主要的MCC：RCW $\,$ 106（V $_{\rm LSR} = -48\,$ km $\,$ s $^{-1}$）复合体和MCC 331 -90（V $_{\rm LSR} = -90\,$ km $\,$ s $^{-1}$）复合体。RCW $\,$ 106（M $\sim 5.9\times 10^{6}\,$ M $_{\odot}$）位于盾-半人马臂，距离为3.6 $\,$ kpc，MCC 331 -90（M $\sim 2.8\times 10^{6}\,$ M $_{\odot}$）位于正常臂，距离为5 $\,$ kpc。它们的分子气体质量表面密度分别为$\sim220$和$\sim130\,$ M $_{\odot}$ pc $^{-2}$。对于RCW $\,$ 106复合体，利用21个$\,$ cm连续通量和密集丛计数…
2015-04-09 astro-ph.GA
The cumulative mass profile of the Milky Way as determined by globular cluster kinematics from Gaia DR2
我们提出了新的质量估计和累积质量分布（CMP），并给出了银河系（MW）星系的贝叶斯可信区域，给出了球状星团的运动学数据，这些数据由（1）$\textit{Gaia}$ DR2合作和HSTPROMO团队提供，以及（2）Vasiliev（2019）的新目录。我们使用超过15kpc的球状星团来估计MW的CMP，假设总引力势模型$Φ(r) = Φ_{\circ}r^{-γ}$，当$γ=0.5$时，它近似于大距离的NFW型势。我们比较了给定数据集（1）和（2）的所得CMP，发现结果几乎相同。总质量的中位数估计值为$M_{200}= 0.70 \times 10^{12} M_{\odot}$，$50\%$贝叶斯可信区间为$(0.62, 0.81)\times10^{12}M_{\odot}$。然而，由于瓦西里耶夫星表包含了更完整的数据，在大型$r$，MW总质量是稍微更多地受到这些数据的约束。在这项工作中，我们还提供了如何创建一个CMP的MW贝叶斯可信区域，给定的$M(<r)$模型和样本从后验分布的指示。使用CMP，我们可以报告任何距离内MW质量的中位数估计值和$50\%$贝叶斯可信区域（例如，$M(r=25\text{kpc})= 0.26~(0.20, 0.36)\times10^{12}M_{\odot}$、$M(r=50\text{kpc})= 0.37~(0.29, 0.51) \t…
2019-04-10 astro-ph.GA stat.AP
Effects of Coupled Dark Energy on the Milky Way and its Satellites
我们提出了第一个数值模拟耦合暗能量宇宙学与足够高的分辨率，以调查银河系和亚银河系尺度上的耦合的影响。我们选择了两个常数耦合和一个随时间变化的耦合函数，我们运行三个银河大小的晕（$\sim$ 10 $^{12}$ M $_{\odot}$），一个较低质量的晕（6 $\times$ 10 $^{11}$ M $_{\odot}$）和一个矮星系晕（5 $\times$ 10 $^{9}$ M $_{\odot}$）的模拟。我们用数百万个暗物质粒子来分辨每个晕。在所有尺度上的耦合导致较低的晕浓度和相对于LCDM的子结构的数量减少。我们发现，减少的浓度是由于不同的形成时间，但它们与额外的条款，出现在方程描述的引力动力学。在银河系卫星的尺度上，我们表明，较低的浓度可以帮助调和观测和模拟的旋转曲线，但耦合值必须有一个显着的差异，从LCDM是目前的观测限制之外。另一方面，如果考虑对标准模型的其他修改，允许更高的耦合（例如大质量中微子），耦合的暗能量可以成为一个有趣的场景，以减轻LCDM模型的小尺度问题。
2015-04-27 astro-ph.CO 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
Radial Migration of the Sun in the Milky Way: a Statistical Study
太阳诞生半径的确定对于理解银河系中太阳诞生星团的演化和随之而来的破坏是很重要的。基于这一事实，我们研究了太阳在银河系最后4.6 Gyr的运动，以找到它的诞生半径。我们进行了轨道积分落后的时间使用的分析模型的银河系，其中包括贡献的旋臂和中央酒吧。我们考虑到了银河系势参数的不确定性，以及目前太阳位置和速度的不确定性。我们发现，一般来说，太阳并没有从它的诞生地迁移到它在银河系中的当前位置（R_PDMATHABMM）。然而，当以下情况出现时，太阳的显著径向迁移是可能的：1）棒的2：1外林德布拉德共振与旋臂的共旋共振相隔约1 kpc的距离。2)当这两个共振在同一个银河中心位置，并且比太阳半径更远时。在这两种情况下，太阳都是从银盘的外部区域迁移到R_PDMATHABMM，太阳的诞生半径约为11 kpc。我们发现，一般来说，太阳不太可能从银盘的内部区域显著迁移到R_PDMATHABMM。
2014-10-09 astro-ph.GA
The Nuclear Cluster of the Milky Way: Total Mass and Luminosity
在这里，我们提出了银河系的核心集群的基本属性。首先，我们推导出它的结构特性，通过构建一个密度图的中心1000“使用闪烁校正的恒星计数。我们可以用从Sersic配置文件构建的双组分模型来描述数据。内部近球形的组成部分是核团。外部的强烈扁平的部分可以与环核区的恒星部分相一致。其次，我们扩大了半径，在该半径内，详细的动力学是从$1\,$ pc到$4\,$ pc。我们使用超过10000个独立的自行和2700多个径向速度。我们通过各向同性的球形Jeans模型来确定团簇的质量。我们得到$M_{100''}=(6.11 \pm 0.52|_{\mathrm{fix} R_0}\pm 0.97|_{R_0}) \times 10^6 $ M $_{\odot}$的100“以内的核团簇质量，其对应于M $_{\mathrm{NC}}=(13.08 \pm 2.51|_{\mathrm{fix} R_0}\pm 2.08|_{R_0}) \times 10^6 $ M $_{\odot}$的总团簇质量。通过结合我们的质量和通量，我们计算出中心100“的$M/L=0.50 \pm 0.12 M_{\odot}/L_{\odot,\mathrm{Ks}}$。这与Chabrier IMF大致一致。它的质量和光度为M $_{\mathrm{Ks}}=-15.30\pm0.26$，核团是一个明亮的、有着典型大小…
2013-11-20 astro-ph.GA
The accretion history of the Milky Way IV. Hints of recent star formation in Milky Way dwarf spheroidal galaxies
本研究在银河系矮椭球星系中发现可能的年轻中等质量恒星族群，结合Gaia自行数据排除蓝离散星可能，佐证矮星系近期落入银河系晕的图景，为其起源提供新线索。
2024-10-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Mass Dependance of Satellite Quenching in Milky Way-like Halos
使用斯隆数字巡天，我们研究淬火的卫星星系周围孤立的银河系般的主机在本地宇宙。我们发现，孤立星系周围的卫星淬火的效率是低的，大致恒定的两个数量级的卫星恒星质量（$M_{*}$ = $10^{8.5}-10^{10.5} \, M_{\odot}$），只有$\sim~20\%$的系统淬火作为环境过程的结果。虽然在很大程度上独立的卫星恒星质量，卫星淬火没有表现出明显的依赖于主机的属性。我们发现，被动主机的卫星更有可能被淬火比恒星形成的主机，我们提出的证据表明，更大规模的晕淬火他们的卫星更有效。这些结果扩展了以前在更大质量的宿主晕和更高的卫星质量中看到的趋势。总的来说，恒星质量大于$10^{8}~M_{\odot}$的星系似乎都能抵抗环境淬灭，相对恶劣的宿主环境可能是卫星淬灭的主要驱动力。在较低的恒星质量（$< 10^{8}~M_{\odot}$），然而，本星系群的观测表明，绝大多数的卫星星系是淬火的，可能指向一个特征的卫星质量尺度低于淬火效率显着增加。
2014-07-11 astro-ph.GA
Evidence of a non universal stellar Initial Mass Function. Insights from HST optical imaging of 6 Ultra Faint Dwarf Milky Way Satellites
利用HST/ACS深空观测资料，我们证明了6颗超暗矮银河系卫星（UFD）的亚太阳恒星初始质量函数（IMF）比银河系盘的IMF更接近底光。我们的数据具有约0.45 M $_{\odot}$的质量下限，而上限是$\sim 0.8$ M $_\odot$，由这些旧的、金属贫乏的系统的关断质量设定。如果用单一幂律公式表示，我们得到的IMF斜率比$-2.3$的“Salpeter”值要小，范围从狮子座IV的$-1.01$到牧夫座I的$-1.87$。这种偏差的重要性取决于星系，通常为95%或更高。当建模为对数正态分布时，IMF拟合的峰值质量比银河系盘中的峰值质量更大，然而，特征系统质量（$\sim0.22$ M $_{\odot}$）的银河系盘值仅在68%的显著性下被排除，并且仅针对样本中的一些UFD。我们发现，IMF的斜率与星系的平均金属丰度，并在较小的程度上，与速度色散和总质量。观测到的相关性的强度受到观测恒星数量中的散粒噪声的限制，但未来的天基任务，如JWST和WFIRST，都将增加可以详细研究的矮银河系卫星的数量，以及对单个星系的观测深度。
2018-01-18 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Milky Way total Mass derived by Rotation Curve and Globular Cluster kinematics from Gaia EDR3
利用基于作用的分布函数的银河系的动力学模型，我们估计了它的总质量和密度分布。约束来自盖亚EDR3的球状星团自行，来自基于盖亚DR2数据的旋转曲线，以及来自垂直力数据。我们使用贝叶斯马尔可夫链蒙特卡罗方法来探索参数，其中球状星团分布函数和银河系势是完全约束的。利用数值模拟的方法研究了可能存在大质量大麦哲伦云时，位势约束的不确定性。我们发现大质量的LMC（1.5 $\times10^{11}$ M $_{\odot}$）会影响大半径的MW质量测量，包括银河系和LMC。我们还使用FIRE2 Latte宇宙流体动力学模拟，使模拟数据集从银河系，包括许多非松弛的子结构。我们测试了这些非松弛子结构对最终结果的影响，发现测量的旋转曲线在输入值附近波动在5%以内。通过在选择重子和暗物质的先验质量分布方面保持较大的自由度，导致MW的总质量范围从$5.36_{-0.68}^{+0.81}\times10^{11}$ M $_{\odot}$到$7.84_{-1.97}^{+3.08} \times 10^{11}$ M $\odot$。这包括一个假定的大质量LMC的贡献，并显着缩小了MW总质量范围之前公布。这样的总质量导致暗物质在太阳位置的密度为$0.34_{-0.02}^{+0.02}$ GeV cm $^{-3}$。
2021-11-26 astro-ph.GA
On the Shoulders of Giants: Properties of the Stellar Halo and the Milky Way Mass Distribution
晕星的轨道在银河系的势能范围内，因此它们的运动学可以用来理解潜在的质量分布。然而，推断的质量分布敏感地依赖于对示踪剂的密度和速度各向异性剖面所作的假设。此外，还有一个退化之间的参数的晕和磁盘或隆起。在这里，我们将银河系分解为凸起，磁盘和暗物质晕，然后从SEGUE模拟晕BHB和K-巨星的运动学数据。此外，我们使用气体终端速度曲线和Sgr A $^*$自行。对于$R_\odot = 8.5$ kpc，我们的研究揭示了恒星晕的密度在$17.2^{+1.1}_{-1.0}$ kpc处有一个突变，在外围部分从$97.7^{+15.6}_{-15.8}$ kpc开始有一个指数截止。此外，我们发现速度各向异性是径向偏置与$β_s= 0.4\pm{0.2}$外晕。我们测量了晕维里质量$M_{\text{vir}} = 0.80^{+0.31}_{-0.16} \times 10^{12} M_{\odot}$、浓度$c=21.1^{+14.8}_{-8.3}$、$0.95^{+0.24}_{-0.30}\times10^{11} M_{\odot}$的盘质量、$4.9^{+0.4}_{-0.4}$的盘尺度长度kpc和$0.91^{+0.31}_{-0.38} \times 10^{10} M_{\odot}$的隆起质量。晕的质量被发现是小的，这有重要的后果。巨恒星显示，最外层的晕星具有低速色散，有…
2014-08-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evidence for an Intermediate-Mass Milky Way from Gaia DR2 Halo Globular Cluster Motions
我们估计银河系的质量（MW）在21.1千秒差距使用晕球状星团（GC）的盖亚确定的运动学。第二次盖亚数据发布（DR 2）包含了一组使用盖亚DR 2数据测量的银河系GC和卫星星系的绝对自行（PM）目录。我们选择从目录中只有晕GC，确定共34 GC跨越$2.0 < r < 21.1$千秒差距，并使用其三维运动学估计在此范围内的各向异性是$β= 0.46^{+0.15}_{-0.19}$，在良好的协议，虽然略低于，最近估计的一个样本的晕GC使用HST PM测量进一步在晕。然后，我们使用盖亚运动学来估计最外面的GC内部的MW的质量是$M(< 21.1 \mathrm{kpc}) = 0.21^{+0.04}_{-0.03} 10^{12} \mathrm{M_\odot}$，这对应于$v_\mathrm{circ}(21.1 \mathrm{kpc}) = 206^{+19}_{-16}$ km/s的圆周速度。隐含的维里质量为$M_\mathrm{virial} = 1.28^{+0.97}_{-0.48} 10^{12} \mathrm{M_\odot}$。误差条包含了MW暗晕的各向异性和密度分布的不确定性，以及我们使用的质量估计器中固有的散射。我们得到改进的估计，当我们结合盖亚和HST样本，提供46 GC的运动学到39.5千秒差距：$β= 0.52^{+0.11}_{-0.14}$，$M…
2019-02-08 astro-ph.GA
The Milky and its Gas: Cold Fountains and Accretion
银河系正在从下落的高速云中获取气体。这些物质进入了一个盘-晕界面，在许多地方都充满了HI云，这些云是通过与恒星形成有关的过程从盘中喷射出来的。史密斯云是一个非凡的例子，高速云将相对低金属含量的气体$>10^6$ M $_{\odot}$带入银河系。它可能是一个更大的流的一部分，其中的组件现在正在通过磁盘。
2011-10-18 astro-ph.GA
First Gaia dynamical model of the Milky Way disc with six phase space coordinates: a test for galaxy dynamics
我们构建了第一个全面的动力学模型的高质量的银河系盘恒星运动学的子集，与完整的6D相空间坐标，由盖亚数据发布2。我们采用轴对称近似，并使用更新的Jeans各向异性建模（JAM）方法，它允许一个通用的形状和径向方向的速度椭球，如盖亚数据所示，以适应的平均速度和所有三个组成部分的内在速度色散张量。银河系是第一个星系的所有内在的相空间坐标是可用的，运动学优于最好的积分场运动学的外部星系。这种情况消除了长期存在的动力学退化，并使其成为第一个动力学模型高度过度约束的运动学。由于这些原因，我们拟合数据的能力为银河系动力学和银河系圆盘中的质量分布提供了一个基本的测试。我们严格限制体积平均总密度对数斜率，在径向范围3.6- 12千秒差距，是$α_{\rm tot}=-2.149\pm 0.055$，并发现暗晕斜率必须显着陡峭的比$α_{\rm DM}=-1$（NFW）。暗晕形状接近球形，其密度为$ρ_{\rm DM}(R_\odot)=0.0115\pm0.0020$ M $_\odot$ pc $^{-3}$（$0.437\pm0.076$ GeV cm $^{-3}$），与先前的估计一致。太阳位置$v_{\rm circ}(R_{\odot}) = 236.5\pm 3.1$ km s $^{-1}$（包括系统学）的圆速度及其缓慢下降的径向趋势也与最近的测定结果一致。
2020-04-21 astro-ph.GA
The initial mass function in the Coma Berenices dwarf galaxy from deep near-infrared HST observations
我们使用深$HST$ WFC 3/IR成像研究超暗矮星系后发座的初始质量函数（IMF）。我们的观测结果达到了有史以来在解析星系中探测到的最低恒星质量，在$\sim 0.17$ M $_{\odot}$上有50%的完整性。然而，未分辨的背景星系限制了我们的纯度低于$\sim 0.23$ M $_{\odot}$。如果建模与一个单一的幂律，我们发现，国际货币基金组织的斜率是$-1.45^{+0.29}_{-0.3}$（68\%的可信区间），相比银河系的$-2.3$值。对于一个破碎的幂律，我们得到一个低质量的斜率$-1.18_{-0.33}^{+0.49}$，一个高质量的斜率$-1.88_{-0.49}^{+0.43}$和一个转折质量$0.57_{-0.08}^{+0.12}$ M $_{\odot}$相比，$-1.3$，$-2.3$和0.5 M $_{\odot}$的Kroupa IMF。对于对数正态IMF模型，我们得到的位置参数和$0.68_{-0.12}^{+0.17}$的$0.33_{-0.16}^{+0.15}$ M $_{\odot}$的值为$σ$（0.22 M $_{\odot}$和0.57的Chabrier系统IMF）。所有三个参数化产生类似的协议与数据。我们的结果与以前的分析较浅的光学HST数据。然而，对其他矮星的类似光学数据的分析发现，IMF比银河系中的底部光明显更多…
2018-06-21 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
Improved Estimates of the Milky Way's Stellar Mass and Star Formation Rate from Hierarchical Bayesian Meta-Analysis
我们提出了改进的估计的几个全球性的银河系，包括其目前的恒星形成率（SFR），恒星质量包含在其磁盘和凸起+酒吧组件，以及其总恒星质量。我们通过使用分层贝叶斯（HB）统计方法结合文献中以前的测量结果来做到这一点，该方法允许我们考虑任何值可能不正确或低估错误的可能性。我们表明，这种方法是强大的各种各样的假设的性质的问题，在个人测量或误差估计。最后，我们的分析产生一个SFR的$\dot{\mathrm{M}}_\star=1.65\pm0.19$ $\textrm{M}_\odot \textrm{yr}^{-1}$的银河系，假设Kroupa初始质量函数（IMF）。通过将HB方法与Monte Carlo模拟相结合，结合太阳银心半径$R_0$，盘的指数标度长度$L_d$和恒星质量的局部表面密度$Σ_\star(R_0)$的最新估计，我们证明了银河系凸起+棒的质量是$\textrm{M}_\star^B=0.91\pm0.07\times10^{10}$ $\textrm{M}_\odot$，盘的质量是$\textrm{M}_\star^D=5.17\pm1.11\times10^{10}$ $\textrm{M}_\odot$，它们的组合产生的总恒星质量为$\textrm{M}_\star=6.08\pm1.14\times10^{10}$ $\textrm{M}_\odot$（假设为Kro…
2015-08-21 astro-ph.GA
Modeling Solitonic Cores, Stabilization of Bar, and Suppression of Bar Dissolution in DDO 168 via GPP Formalism: A Detailed Analysis of Bose--Einstein Condensate/Fuzzy Dark Matter Halo Structure and Bar Dynamics in the Dwarf Galaxy DDO 168
Amrit Science Campus, Tribhuvan University（阿特里特科学学院，特里布万大学）；Birendra Multiple Campus, Tribhuvan University（比伦多校区，特里布万大学）；Patan Multiple Campus, Tribhuvan University（帕坦多校区，特里布万大学）
利用玻色-爱因斯坦凝聚/模糊暗物质框架，通过Gross-Pitaevskii-Poisson方程建模矮星系DDO 168的旋转曲线，解决了尖点-核问题，并解释了弱棒结构的长期存在。
2026-05-28 astro-ph.GA
Gaia EDR3 proper motions of Milky Way dwarfs I: 3D Motions and Orbits
基于盖亚早期数据3（EDR3），我们估计了银河系46个矮球状星系（dSphs）的自行。自行的不确定性，结合统计和系统误差确定，是一个小的因素2.5，与盖亚数据发布2相比。我们推导出的轨道在四个银河系的潜力模型是一致的MW旋转曲线，总质量范围从$2.8\times10^{11}$ $M_{\odot}$到$15\times10^{11}$ $M_{\odot}$。虽然轨道的类型（椭圆或双曲线）是非常依赖于潜在的模型，近心值是坚定地确定，在很大程度上独立于所采用的MW质量模型。通过分析轨道相位，我们发现dSphs高度集中在它们的近心点附近，而不是像开普勒定律所预期的那样集中在它们的远心点。这可能会挑战大多数dSphs是银河系卫星的事实，或者表明意外的大量未被发现的dSphs非常接近它们的远心点。一半到三分之二的卫星有轨道极点，表明它们沿着巨大的极地结构（VPOS）运行，其中绝大多数在麦哲伦云的共同方向上共同运行，这表明dSphs的真实结构。
2021-07-08 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Milky Way mass constraints from the Galactic satellite gap
我们使用银河系（MW）中卫星的最大圆速度$V_{max}$的分布来约束银河系晕的维里质量$M_{200}$，在假设的$Λ$ CDM宇宙的先验下。这是通过分析在千禧年II宇宙学模拟中发现的大量晕样本的晕下种群来完成的。观测到MW最多有三个带$V_{max}\ge30 km/s$的次晕，需要一个晕质量$M_{200}\le1.4\times10^{12} M_\odot$，而麦哲伦云的存在（假设有$V_{max}\ge60 km/s$）需要$M_{200}\ge1.0\times10^{12} M_\odot$。这些条件中的第一个是避免Boylan-Kolchin等人强调的“太大而不能倒”问题所必需的，而第二个原因是观察到像麦哲伦云这样的大质量卫星是罕见的。当结合这两个要求时，我们发现MW晕质量必须在$90\%$置信度下位于$0.25 \le M_{200}/(10^{12} M_\odot) \le 1.4$范围内。在$30 km/s\le V_{max} \le 60 km/s$之间银河系卫星丰度的差距使我们的银河系处于预期卫星分布的尾部。
2014-10-23 astro-ph.CO 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
Searching for Intermediate-Mass Black Holes in Milky Way satellites
INAF – Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna（意大利国家天体物理研究所博洛尼亚天文与空间科学观测站）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利群岛天体物理研究所）
研究通过下一代光谱设施探索银河系卫星中中间质量黑洞的检测与约束，以区分早期宇宙黑洞种子形成模型。
2025-12-15 astro-ph.GA
The escape speed curve of the Galaxy obtained from Gaia DR2 implies a heavy Milky Way
通过对Gaia DR 2星系中$\sim 2850$反旋晕星速度分布的分析，测量了银河系的逃逸速度曲线。这些距离是通过StarHorse代码估算的，研究中只使用了距离误差小于10%的恒星。逃逸速度曲线是在银心半径从$\sim 5$ kpc到$\sim 10.5$ kpc的范围内测量的。在太阳位置的局部银河逃逸估计是$v_\mathrm{e}(r_\odot)=580 \pm 63~\mathrm{km~s^{-1}}$，它向银河中心上升。定义为达到三个维里半径所需的最小速度，我们的逃逸速度作为半径的函数的估计意味着，对于Navarro-Frenk-White轮廓和$240~\mathrm{km~s^{-1}}$的局部圆速度，暗物质质量$M_{200}=1.28^{+0.68}_{-0.50} \times 10^{12}~M_\odot$和高浓度$c_{200}=11.09^{+2.94}_{-1.79}$。假设$Λ$ CDM的质量浓度关系，我们得到$M_{200}=1.55_{-0.51}^{+0.64}\times 10^{12}~M_\odot$，$c_{200}=7.93_{-0.27}^{+0.33}$，对于$228~\mathrm{km~s^{-1}}$的局部圆速度。
2018-08-27 astro-ph.GA
Constraining SN feedback: a tug of war between reionization and the Milky Way satellites
基于冷暗物质宇宙演化的星系形成理论模型通常需要来自超新星（SN）爆炸的强反馈，以便再现银河系卫星星系光度函数和场星系光度函数的暗端。然而，太强的SN反馈也会导致宇宙再电离太晚，银河系卫星的金属丰度太低。因此，这四个观测结果的组合对SN反馈施加了严格的约束。我们使用半解析的星系形成模型galform来研究这些约束。我们发现，这些意见有利于SN反馈模型中的反馈强度随红移的演变。我们发现，对于我们的最佳拟合模型，一半的电离光子是由静止帧远紫外绝对星等$M_{\rm AB}(1500{\rm Å})<-17.5$的星系发射的，这意味着已经观察到的星系种群贡献了大约一半的光子负责再电离。这些星系的$z=0$后代主要是恒星质量为$M_*>10^{10}\,{\rm M}_{\odot}$的星系，并优先居住在质量为$M_{\rm halo}>10^{13}\,{\rm M}_{\odot}$的晕中。
2016-08-11 astro-ph.GA
NIHAO VII: Predictions for the galactic baryon budget in dwarf to Milky Way mass haloes
我们使用NIHAO星系形成模拟作出预测的重子预算在当今的星系范围从矮到银河系的质量。该样本由88个独立的高分辨率宇宙学放大模拟组成。NIHAO星系再现了观测星系的关键性质，如恒星质量与晕质量和冷气体与恒星质量的关系。因此，他们对重子预算做出了合理的预测。我们给出了在维里半径$R_{200}$内恒星、冷气体（$T<10^4$ K）、冷气体（$10^4 < T < 10^5$ K）、温热气体（$10^5 < T < 5\times10^6$ K）和热气体（T $> 5\times10^6$ K）的质量分数。与用暗晕质量和普适重子分数$f_{\rm b}\equiv Ω_{\rm b}/Ω_{\rm m}=0.15$预测的重子质量相比，我们发现所有的暗晕都缺少重子。丢失的质量已被重新定位超过2维里半径，冷气体占主导地位的日冕在低质量（M $_{200} < 3 \times 10^{11} M_\odot$），而温暖的热气体占主导地位的高质量（M $_{200} > 3 \times 10^{11} M_\odot$）。质量为$\sim 10^{10} M_\odot$的晕缺少重子的$\sim 90\%$。更大质量的晕（$\sim 10^{12} M_\odot$）保留了更高比例的重子，$\sim 30\%$缺失，与最近的观测估计一致。此外，这些质量更大的晕再现了所观察到的冷、温热和热气…
2017-01-12 astro-ph.GA
Phat ELVIS: The inevitable effect of the Milky Way's disk on its dark matter subhaloes
我们介绍了ELVIS项目的扩展，以解释银河系对它的subhalo人口的影响。我们的模拟套件，Phat ELVIS，包括12个高分辨率的宇宙学暗物质-只有（DMO）的银河系大小的$Λ$ CDM~晕（$M_{\rm v} = 0.7-2 \times 10^{12} \,\mathrm{M}_\odot$）的变焦模拟，以及12个重新运行嵌入星系的潜力增长，以配合今天观察到的银河系盘和凸起。中央星系的潜力破坏subhalos的轨道与小pericenters在每个晕，无论星系质量比晕质量。这有几个重要的含义。1)大多数的$\mathtt{Disk}$运行没有subhaloes大于$V_{\rm max} = 4.5$ km s $^{-1}$内$20$ kpc和一个显着缺乏的子结构回去$\sim 8$陀螺仪，这表明当地的流加热信号从黑暗的子结构将是罕见的。2)由$\mathit{Gaia}$数据推导出的银河系卫星的近心分布与$\mathtt{Disk}$运行中的次晕近心分布非常相似，而DMO运行大大高估了近心小于20 kpc的星系。3)增强的破坏产生了与经典的“失踪卫星”问题相反的张力：为了解释银河系中已知的$30$ kpc范围内的超微弱星系，我们必须用$V_\mathrm{peak} \simeq 7$ km s $^{-1}$（$M \simeq 3 \times 10^{7} \,\…
2019-05-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Determining the full satellite population of a Milky Way-mass halo in a highly resolved cosmological hydrodynamic simulation
我们在一个非常高分辨率的磁流体力学宇宙学放大模拟（重子质量分辨率$m_b =$ 800 $\rm M_{\odot}$）中研究了银河系质量晕的卫星星系群的形成。我们表明，中央恒星形成星系的性质，如径向恒星表面密度分布和恒星形成历史，是：i）强大的随机变化与所谓的“蝴蝶星云”;和ii）以及收敛超过3.5个数量级的质量分辨率。我们发现，有大约五倍的卫星星系在这个高分辨率相比，标准（$m_b\sim 10^{4-5}\, \rm M_{\odot}$）分辨率模拟相同的系统。这主要是因为2/3的高分辨率卫星不是以标准分辨率形成的。小部分（1/6）卫星以高分辨率形式出现，并以标准分辨率破裂;这些物体优先是中低偏心率轨道上的低质量卫星，碰撞参量$\lesssim 30$ kpc。因此，卫星的径向分布在更高的分辨率下变得更加集中，与最近对银河系质量晕周围卫星的观测结果更加一致。最后，我们表明，我们的星系形成模型成功地形成了超暗星系，并再现了恒星的速度色散，半光半径，和$V$带光度观测银河系和本群矮星系在6个数量级的亮度（$10^3$ - $10^{9}$ $\rm L_{\odot}$）。
2021-09-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Spatially Resolved Gas Flows Around the Milky Way
我们提出了空间分辨的测量流入和流出银河系（MW）的冷气体，使用档案紫外光谱的背景类星体从哈勃太空望远镜/宇宙起源光谱仪。我们共同添加光谱的不同背景源在密切的投影角分离的天空。这种新颖的叠加技术显著提高了光谱的信噪比，允许检测低柱密度气体（低至$EW$ > 2 mA）。我们确定吸收流入或流出，通过使用蓝/红移的高速云（HVC）的银河系中心静止框架中的吸收组件，分别。流入和流出气体的质量表面密度在天空中的变化都超过一个数量级，流入气体的平均值分别为$\langle Σ_{in}\rangle \gtrsim 10^{4.6\pm0.1}$ $M_{\odot}\,\mathrm{kpc}^{-2}$，流出气体的平均值分别为$\langle Σ_{out}\rangle \gtrsim 10^{3.5\pm 0.1}$ $M_{\odot}\,\mathrm{kpc}^{-2}$。质量流率表面密度（每单位面积的质量流率）也显示出很大的变化在天空中与$\langle \dotΣ(d)_{in}\rangle \gtrsim (10^{-3.6\pm0.1})(d/12 \mathrm{kpc})^{-1} M_{\odot}\,\mathrm{kpc}^{-2} \mathrm{yr}^{-1}$流入和$\langle \dotΣ(d)_{out}\rangle \gtrsim (10^{…
2022-02-20 astro-ph.GA
Pressure Regulated Formation of Molecular Clouds and Stars: The case of the Milky Way
本研究提出银河系分子云与恒星形成的压力调控稳态解析模型，明确其两步形成轨迹，量化了恒星形成率面密度与效率的数值范围。
2025-10-03 astro-ph.GA
Dark matter density profiles of the Milky Way satellite population: reconciling simulations and observations
Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC)（加那利天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉古纳大学）
研究银河系卫星群体暗物质密度分布，通过动力学建模与CDM流体动力学模拟对比，在可观测半径评估模拟斜率，发现观测和模拟星系有质量依赖的核心形成趋势，多数系统模拟与观测相符，固定半径评估斜率改善一致性，Willman 1是异常值。
2026-10-23 astro-ph.GA
Constraining density and metallicity of the Milky Way's hot gas halo from O VII spectra and ram-pressure stripping
银河系的热气体晕延伸到银河系维里半径（$\sim 200$ kpc），包含了银河系重子质量的重要组成部分。晕的性质可以从X射线光谱观测和卫星星系的冲压压力剥离研究中得到限制。前一种方法的结果主要取决于气体金属丰度假设，而后一种方法对它们不敏感。在这里，两种数据的联合分析，以约束电子密度和金属的气体。幂律假设的电子密度径向分布，而对于金属，一个常用的恒定的金属丰度假设是放松通过引入一个物理动机的球形轮廓。该模型拟合到431（18）视线的样品O VII发射（吸收）测量和7电子密度的限制，从冲压压力剥离研究。找到了最佳拟合的$n_e\propto r^{-(0.9...1.1)}$（其中$r\gg1$ kpc为银河中心半径）晕相关电子密度分布，金属丰度被约束为$Z \approx (0.1...0.7) Z_{\odot}$（下标$\odot$为太阳值）在$r>50$ kpc。这意味着热气体的总质量为$M \approx (2.4...8.7) \times 10^{10} M_{\odot}$，占银河系丢失的重子质量的$\sim(17...100)$ %。模型的不确定性进行了讨论，并在以前的研究的背景下检查的结果。
2022-01-27 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 formation history of the Milky Way disc with high-resolution cosmological simulations
我们从观测的角度分析了一个类似银河系的星系的形成历史和运动学，从一个高分辨率的放大宇宙学模拟中，我们将其与盖亚DR 2所看到的银河系进行比较，以更好地了解银河系薄盘和厚盘的起源和演化。用GADGET-3 TreePM+SPH程序，采用多相粒子积分器（MUPPI）模型进行了宇宙学模拟。我们解开复杂的重叠恒星世代上升，从自上而下和由内而外形成的星系盘。我们调查宇宙学签名的相空间的单年龄人口和突出功能源于过去和最近的动力学扰动。在模拟中，我们确定了一颗恒星质量为$1.2 \times 10^9$ M $_\odot$的卫星，即当时恒星质量比$Δ\sim 5.5$ %，在$z \sim 1.6$处吸积，这类似于产生银河系厚盘的盖亚-香肠-土卫二合并，我们在$Δ\sim 6$发现了两颗恒星质量分别为$8.8 \times 10^8$ M $_\odot$和$5.1 \times 10^8$ M $_\odot$的合并卫星，它们相互关联恒星形成史上的一次强烈的星暴，这似乎与最近在太阳附近发现的相当相似。我们的研究结果强调，对同时代恒星星族运动学的详细研究，通过当前和未来的盖亚数据发布并与模拟协同，是解开银河系圆盘形成和演化的基础。
2021-02-04 astro-ph.GA
On the Influence of Minor Mergers on the Radial Abundance Gradient in Disks of Milky Way-like Galaxies
我们研究了在过去的四个Gyr期间，由次要合并（质量比从1：70到1：8）引起的恒星迁移对类银河系星系盘中化学丰度径向分布的影响。使用了基于GPU的纯N体树代码模型，没有流体动力学和恒星形成。我们计算了大量的合并与不同的初始卫星质量，位置和轨道速度。我们发现，在吸积10 $^9$ M $_{\odot}$（质量比1：70）的低质量卫星星系的情况下，除了主星系盘平面内的行星状卫星运动的特殊情况外，主星系的任何半径处的金属丰度都没有明显的变化。质量为$\gtrsim3\times10^9$ M $_{\odot}$（质量比1：23）的卫星的吸积导致在银河系中心距离大于$\sim10$ kpc处化学丰度的明显增加。在与质量为$\gtrsim3\times10^9$ M $_{\odot}$的卫星合并的情况下，径向丰度梯度在5至15 kpc的银河中心距离范围内。有没有显着的变化，在外盘的丰度梯度斜率（从$\sim15$ kpc到25 kpc）在任何合并，而在给定半径的金属丰度的分散显着增加了大多数卫星的初始质量/位置相比，一个孤立的星系的情况。这反对归因于断裂（平坦化）的丰度梯度附近的光学半径观察到的扩展盘的银河系般的星系只合并引起的恒星迁移。
2015-04-30 astro-ph.GA
The Milky Way's circular velocity curve measured using element abundance gradients
University of Edinburgh（爱丁堡大学）；Flatiron Institute（平顿研究所）；University of Cambridge（剑桥大学）；University of Surrey（萨里大学）；New York University（纽约大学）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）；University of Arizona（亚利桑那大学）
通过分析元素丰度梯度，研究者利用恒星运动学数据测量银河系环形速度曲线及Oort常数。
2026-01-26 astro-ph.GA
Estimate of the Mass and Radial Profile of the Orphan-Chenab Stream's Dwarf Galaxy Progenitor Using MilkyWay@home
我们适合的质量和径向轮廓的孤儿Chenab流（OCS）矮星系的祖先，通过使用斯隆数字巡天（SDSS）和暗能量相机（DEC）的关闭星约束N体模拟的OCS祖先落入银河系的1.5 PetaFLOPS MilkyWay@home分布式超级计算机。我们推断的内部结构的OCS的祖先的假设下，它是一个球对称的矮星系的恒星系统嵌入在一个扩展的暗物质晕。我们优化的演化时间，重子和暗物质的尺度半径，重子和暗物质质量的祖先使用差分进化算法。通过比较模拟的潮汐流与天空中观测到的OCS恒星的角分布来确定每组参数的似然分数。我们将OCS祖细胞的总质量与（$2.0\pm0.3$）$\times 10^7 M_\odot$拟合，其中$γ=73.5\pm10.6$和（$1.1\pm0.2$）$\times10^6M_{\odot}$的质光比在其中心的300 pc范围内。在其半光半径范围内，我们估计了（$4.0\pm1.0$）$\times10^5M_{\odot}$的总质量。我们还拟合了祖先遗迹的当前天空位置为$(α,δ)=((166.0\pm0.9)^\circ,(-11.1\pm2.5)^\circ)$，并表明它在目前是引力未结合的。测得的祖先质量是在以前的测量低端，如果证实降低超微弱矮星系的质量范围。我们的优化假设一个固定的银河系潜力，外大陆架轨道，和径向轮廓的祖先，忽略了大麦云云的影响。
2022-01-10 astro-ph.GA
The Milky Way total mass profile as inferred from Gaia DR2
我们确定银河系（MW）的质量分布推断拟合物理动机模型的盖亚DR 2银河系旋转曲线和其他数据。使用各种流体动力学模拟的MW质量晕，我们表明，重子的存在引起的收缩的暗物质（DM）分布在内部区域，r<20 kpc。我们提供了一个解析表达式，涉及重子分布的DM晕配置文件的变化。对于我们的星系，收缩增加了封闭的DM晕质量的因素约1.3，2和4的径向距离为20，8和1千秒差距，分别相比，一个未收缩的晕。忽略这种收缩会导致推断的晕质量和浓度的系统偏差。我们提供了一个最好的拟合收缩NFW晕模型的MW旋转曲线，匹配的数据非常好。最佳拟合的DM晕质量，$M_{200}^{\rm DM}=0.97_{-0.19}^{+0.24}\times10^{12} M_\odot$，和浓度前的重子收缩$9.4_{-2.6}^{+1.9}$，这是接近的中位数晕质量-浓度关系预测$Λ$ CDM。推断的总质量，$M_{200}^{\rm total}=1.08_{-0.14}^{+0.20} \times 10^{12} M_\odot$，是在最近的测量很好的协议。该模型给出了一个MW恒星质量为$5.04_{-0.52}^{+0.43}\times10^{10} M_\odot$，并推断出在太阳位置的DM密度为$ρ_{\odot}^{\rm DM}=8.8_{-0.5}^{+0.5}\times10^{-3} M_\o…
2020-04-16 astro-ph.GA
Kinematic modelling of the Milky Way using the RAVE and GCS stellar surveys
我们利用RAVE和GCS巡天资料研究了银河系盘的运动学参数。我们这样做是通过拟合的运动学模型的数据，考虑到数据的选择功能。对于GCS中的恒星，我们使用所有的相空间坐标，但对于RAVE恒星，我们只使用$(l,b,v_{\rm los})$。使用MCMC技术，我们研究了给定数据的参数的全后验分布。我们调查的“年龄-速度色散”关系的三个运动学分量（$σ_R,σ_ϕ,σ_z$），径向依赖的速度色散，太阳特有的运动（$U_{\odot},V_{\odot}, W_{\odot} $），在太阳的圆周速度$Θ_0$和下降的平均方位角运动与高度以上的中平面。我们证实，贝桑松式高斯模型准确地适合GCS数据，但未能匹配的空间扩展的RAVE调查的细节。特别是，舒分布函数（DF）处理非圆形轨道更准确，并提供了一个更好的适合的运动学数据。高斯分布函数不仅拟合数据差，但系统地低估了下降的速度分散半径。我们发现，一些参数之间存在的相关性，这突出了做关节配合的重要性。大尺寸的RAVE调查，使我们能够获得大多数参数的精确值。然而，仍然存在较大的系统不确定性，特别是在$V_{\odot}$和$Θ_0$中。我们发现，对于一个扩展的样本的恒星，$Θ_0$被低估了多达$10\%$，如果被忽略的平均方位角运动的垂直依赖。使用一个简单的模型，垂直依赖的运动学，我们发现，它是可能的，以匹配的Sgr A* 自行车，而不需要任何$V…
2014-05-29 astro-ph.GA
The Milky Way is a less massive galaxy--new estimates of the Milky Way's local and global stellar masses
本文利用 Gaia 和 APOGEE 数据重建银河系垂直与径向质量密度剖面，得到总恒星质量约为 2.607×10¹⁰ M⊙，比此前估计低两倍，并指出差异源于此前缺失的内盘剖面。
2025-08-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
