The Cosmic Abundance of Classical Milky Way Satellites
我们研究了斯隆数字巡天中与银河系和M31大小和孤立度相似的星系周围最明亮的经典矮椭球体卫星的丰度。从光度和光谱红移的组合，我们绑定的平均值和内在散射的卫星数量下降到10个星等比银河系暗。限制的幅度比人马座亮，我们表明，银河系是不是一个显着的统计离群值在其人口的经典矮椭球。在较暗的星等，我们发现一个上限为13的卫星比天炉座矮椭球亮的平均数。利用全光度红移分布来改善这些限制的方法是有希望的，但目前在最低红移处受到不完整性的限制。理论模型被用来解释为什么大多数环绕银河系的暗物质暗晕在制造最亮的矮椭球体的光度尺度上效率低下，或者为什么这些暗晕不存在。
2012-07-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Did the Milky Way dwarf satellites enter the halo as a group?
本星系群中的矮卫星星系通常被认为是在暗物质下晕中的宿主，这些暗物质在落入宿主晕的过程中幸存下来。最近有人认为，如果大多数卫星是集体而不是单独进入银河系晕的，这可以解释其卫星分布的空间和动力学特性。这样的星系群被认为是在附近宇宙中发现的矮星系团。在本文中，我们解决的问题是否在这样的协会星系可以是银河系卫星星系的祖先。我们发现矮星系协比解释银河系和仙女座卫星星系盘状分布所需的要扩展得多。我们进一步确定了一个可能的小行星结构，垂直于超星系平面，矮协会位于其中，这可能与银河系卫星的祖先星系的下落方向有关，如果它们是潮汐起源的。
2009-03-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Insight Into the Formation of the Milky Way Through Cold Halo Substructure. I. The ECHOS of Milky Way Formation
我们确定了10 - 7的第一次-冷晕子结构（ECHOS）的元素在17.5千秒差距内的太阳在银河系的内晕的体积。我们的结果是基于观测到的空间和径向速度分布的金属贫主序星关闭（MPMSTO）在137斯隆扩展银河系理解和探索（SEGUE）的视线。我们指出，所观察到的径向速度分布是一致的银河系的内晕整体的平滑恒星组成部分，但不同意显着的径向速度，对应于我们的检测。我们表明，我们所有的检测是统计上显着的，我们希望没有误报。我们还使用我们的检测和完整性估计推断出一个正式的上限为0.34 +/- 0.02的分数的MPMSTO人口的内晕，属于ECHOS。我们的探测结果和完整性计算表明，在内晕中存在着大量的低超密度ECHOS，我们预测内晕的1/3（按体积计算）中存在着MPMSTO恒星数密度n ~ 15 kpc^-3的ECHOS。ECHOS可能比已知的表面亮度子结构更古老，因此我们的探测为我们提供了一个直接测量银河系在尚未充分探索的区域和时间间隔内的吸积历史的方法。与以前的研究相一致，我们的结果表明，合并活动的水平在过去的几个Gyr中大致保持不变，并且在那个时间间隔内没有质量超过银河系质量百分之几的单个恒星系统的吸积。（节略）
2009-08-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Testing modified Newtonian dynamics in the Milky Way
修正牛顿动力学（Modified Newtonian Dynamics，MOND）是一种经验理论，最初被提出来解释螺旋星系的旋转曲线，通过修改引力加速度，而不是通过调用暗物质。在这里，我们使用最新的编译银河系的运动示踪剂和银河系中重子分量的形态的全面收集MOND的限制。特别是，我们发现对于所研究的任何重子模型，所谓的“标准”插值函数都不能同时解释银河系和外星系的自转曲线，而对于某些重子模型，所谓的“简单”插值函数则可以解释。即将到来的天文观测将完善我们对重子形态的认识，并最终确认或排除MOND在银河系中的有效性。我们还提出了MOND类理论的限制，而不作任何假设的插值函数。
2015-10-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
The SAGA Survey: I. Satellite Galaxy Populations Around Eight Milky Way Analogs
我们提出的调查战略和早期结果的“银河系周围的卫星类似物”（SAGA）调查。SAGA巡天的目标是测量100个类似于银河系的系统周围的卫星星系的分布，直到狮子座I矮星系（$ M_r < -12.3 $）的光度。我们根据$K$波段光度和局部环境定义了一个银河系模拟。在这里，我们提出了卫星光度函数的8个银河系的模拟星系之间的20至40兆秒差距。这些系统具有几乎完全的光谱覆盖的候选卫星在投影主机维里半径下降到$ r_o < 20.75 $使用低红移$gri$颜色标准。我们总共发现了25个新的卫星星系：14个新的卫星星系符合我们在完整的宿主系统周围的正式标准，另外还有11个卫星星系在未完全调查的宿主中或低于我们的正式星等限制。加上之前已知的13颗卫星，总共有27颗卫星围绕着8个完整的银河系模拟主机。我们发现一个广泛的分布在每个主机的卫星数量，从1到9，在光度范围内，有5个银河系卫星。从更高的光度外推的标准丰度匹配预测主机之间的散射和更陡的光度函数斜率比观察到的。我们发现大多数卫星（27个中的26个）都是恒星形成的。这些早期的结果表明，银河系的卫星群与我们样本中的典型卫星群不同，这可能会改变仅基于银河系卫星星系测量的物理解释。
2017-09-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Milky Way's Stellar Disk
一系列绘制银河系的大型恒星调查，最终以盖亚任务为高潮，正在彻底改变有关银河系恒星盘中恒星分布和性质的经验信息。我们回顾并列出了需要什么样的分析和建模机制来测试盘星系演化的机制，并严格限制银河系的引力势，使用这种银河系逐星测量。我们强调在任何这样的建模恒星调查选择功能的关键作用，我们主张查看银河系恒星盘的效用，从“单丰度人口”（地图），无论是动力学建模和约束银河系的演化过程。我们回顾了最近的工作的空间和运动学分布的地图，并制定了如何进一步研究地图在盖亚时代应该导致一个决定性的更清晰的图片银河系的暗物质分布和形成历史。
2013-01-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Polarisation properties of Milky-Way-like galaxies
我们研究了银河星系的偏振特性、磁场强度和同步辐射标度高度，并与其他旋涡星系进行了比较。我们使用我们的3D发射模型的银河系从外部观看银河系在各种倾角的螺旋星系观察。当从银河系的边缘观察时，同步辐射的指数尺度高度约为0.74 kpc，这比以前模型获得的值要小得多。我们发现，目前的分析方法高估了星系的同步辐射的标度高度约10%，在倾角为80度和约40%，倾角为70度，因为从磁盘的污染。所观察到的RM来自高频偏振测量接近法拉第深度（FD）时，按比例缩放的两个因素。对于边缘星系，观测到的RM指示了大尺度磁场的方向，但与FD没有很好的相关性。假设银河系的磁场和粒子之间的能量均分，则平均磁场强度比K因子为100时的本征值大两倍。一个大样本的未分辨银河星系的积分偏振百分比的数量分布峰值在4.8 GHz约为4.2%，在1.4 GHz约为0.8%。旋转90度的综合偏振角与主轴的位置角非常一致，这意味着未解析的星系没有内在的RM。
2012-06-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galactic Archaeology: Tracing the Milky Way's Formation and Evolution through Stellar Populations
本文阐述银河系考古学如何利用恒星的分布、运动学、化学与年龄信息，结合光谱和测光数据识别恒星族群，以揭示银河系各结构的形成演化历史。
2023-08-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Sagittarius impact as an architect of spirality and outer rings in the Milky Way
像许多与银河系相同大小的星系一样，银河系是一个圆盘，其突出的旋臂植根于中央棒，尽管我们对其结构和起源的了解并不完整。传统上试图理解银河系形态的尝试都假设它没有受到主要外力的干扰。在这里，我们报告模拟银河系的人马座矮星系（SGR），这导致在形成的螺旋臂，影响中央酒吧，并产生一个外盘的下降的响应。在我们的模型中，朝向银河系反中心出现了两个环状的包裹物，这让人想起在银河系同一区域观察到的低纬度弧。以前的模型都集中在Sgr本身，以再现矮星的轨道历史，并对银河系引力势的形状施加相关的约束，将Sgr撞击事件视为对银河系盘的微不足道的影响。我们的研究结果表明，银河系的形态不是纯粹的世俗起源和低质量的小合并预测是普遍的整个宇宙可能有一个类似的重要作用，在塑造星系结构。
2011-09-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evolution of the Milky Way halo by accretion of dwarf satellite galaxies
在冷暗物质方案中，等级合并范例是通过次级晕的微小合并形成大质量星系晕的自然结果，并且由此形成它们固有的恒星晕。虽然这也必须调用的银河系，晕星和矮球状星系的化学和运动学相干的背景下，尚未解决的一个重点，目前的研究。为了研究这个问题，我们模拟的化学动力学演化系统的卫星从宇宙学通过Lactea II模拟银河系环境相似，但在早期。
2011-03-06 astro-ph.CO 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
Around The Way: Testing $Λ$CDM with Milky Way Stellar Stream Constraints
最近对银河系5和GD-1潮汐流的分析表明，银河系内部的暗物质晕接近于球形，与宇宙结构形成的无碰撞N体模拟的预测相矛盾。我们使用厄里斯模拟测试相结合的耗散物理和层次结构的形成是否可以产生银河系般的星系，其暗物质晕匹配的潮汐流约束GD-1和GD-5集群。我们使用模拟的厄里斯星系的动力学模型来产生GD-1和1955潮汐流的许多实现，边缘化的集群银河系中心的位置和速度的观测不确定性，并与观测约束比较。我们发现，重子和暗物质贡献的厄里斯的总密度和潜力满足现有的银河系恒星流数据的约束，因为重子都轮和重新分配的暗物质在星系的耗散形成，并提供一个集中的质量分布，轮内部潜力。厄里斯暗物质晕或球形Navarro-Frenk-White暗物质在模拟流数据时工作得很好。相比之下，等效的暗物质-只有ErisDark模拟产生一个长晕，不能再现所观察到的流数据。正在进行的盖亚任务将提供决定性的测试之间的一致性$Λ$ CDM和银河系流，并应区分像厄里斯和更多的球形晕模型。
2018-04-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Milky Way Near Twins (MWNeTs). I. A Hierarchical Framework for Identifying Candidate Evolutionary Counterparts of the Milky Way
Main Astronomical Observatory of the NAS of Ukraine（乌克兰国家科学院主天文台）；Institute of Astronomy, V.N. Karazin Kharkiv National University（瓦·尼·卡拉金哈尔科夫国立大学天体物理研究所）；International Centre for Astronomical, Medical, and Ecological Research, National Academy of Sciences of Ukraine（乌克兰国家科学院国际天文、医学和生态研究中心）
该研究提出银河系近邻双胞胎（MWNeTs）概念，通过分层方法从演化相似性寻找银河系对应体，包含五个阶段及演化记忆概念，其框架建立了银河系与河外天文学的观测桥梁，助力寻找银河系的演化对应体。
2026-10-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Why is the Milky Way X-factor Constant?
CO-H2转换因子（Xco;也被称为X因子）在银河系和本星系群（除了SMC）中被观察到非常恒定。到目前为止，我们对Xco为什么应该如此恒定的理解仍然很差。使用极高的分辨率（~ 1 pc）的星系演化模拟和分子线辐射转移计算相结合，我们建议，XCO显示在银河系中的值范围很窄，由于分子云共享非常相似的物理性质。在我们的模型中，这本身就是恒星反馈与引力坍缩竞争的结果。其寿命由辐射反馈调节的GMCs显示出窄范围的表面密度，温度和速度色散，其值与银河系中看到的相当。因此，这些云的X因子与当地小组的观测数据显示出合理的对应关系，并且范围相对较窄。另一方面，无反馈的云坍缩到比银河系更大的表面密度，因此导致X因子与银河系相比系统性地过大。我们的结论是，GMCs内的辐射反馈可以产生类似于在银河系中观察到的云属性，因此在正常的，静止的云大致恒定的银河系X因子。
2013-12-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Bailing Out the Milky Way: Variation in the Properties of Massive Dwarfs Among Galaxy-Sized Systems
最近对银河系矮卫星内部密度的运动学约束揭示了与等级结构形成的标准CDM模型中模拟银河系尺度晕的subhalo种群的差异。这被称为“太大而不能倒”的问题，指的是银河系环境中不太可能存在大型和不可见的同伴。在本文中，我们认为，银河系的观测和模拟的subhalos是一致的结构形成的标准模型的预测。具体来说，我们发现，有显着的变化，在不同的主机之间的固定质量的晕的subhalos属性，并建议，这可以合理地解释银河系中的致密卫星的赤字。我们利用久经考验的分析技术来预测的性质，在一个大样本的不同的主机晕的各种质量跨越预期的范围内的星系晕。分析模型产生的subhalo人口与通过Lactea II和宝瓶座一致，我们的研究结果表明，subhalo属性的自然变化足以解释银河系卫星运动学和这些数值模拟之间的差异。在银河系大小的晕中，至少有10%的亚晕群不存在“太大而不能倒”的问题，即使主晕质量大到M_host = 10^12.2 h^-1 M_sun。后续研究包括对大量银河系大小的宿主进行高分辨率模拟，这对证实我们的预测是必要的。如果没有这些努力，“太大而不能倒”的问题似乎不会对等级制形成的标准模型构成重大挑战。[删节]
2012-12-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Comments on "A huge reservoir of ionized gas around the Milky Way: accounting for the missing mass?" (2012 ApJL, 756, 8) and "The warm-hot gaseous halo of the Milky Way" (arXiv1211.3137)
标题中提到的两篇论文声称在银河系周围发现了大规模的热气体晕，这引起了很多混乱和不必要的兴奋（包括公共新闻报道）。然而，这些论文在许多方面存在严重缺陷，包括有问题的分析和假设，以及对早期研究的误读和错误解释，这些都与索赔不一致。在这里，我们展示了这些缺陷的例子。
2012-11-20 astro-ph.GA
Are the Milky Way and Andromeda unusual? A comparison with Milky Way and Andromeda Analogs
我们的银河系为星系演化模型提供了一个独特的测试案例，这要归功于我们在银河系圆盘中的特殊位置。这个位置也使银河系和外部星系之间的比较变得复杂，因为我们无法从外部的角度观察银河系。银河系类似星系为我们提供了一个机会，通过提供我们缺乏的外部视角来弥合这一鸿沟。然而，过于精确的“模拟”定义产生很少或没有星系，因此了解哪些选择标准产生最有意义的模拟样本至关重要。为了解决这个问题，我们比较了使用不同标准选择的银河系类似物的互补样本的属性。我们发现银河系在1 $σ$的类似物在恒星形成率和膨胀总比在大多数情况下，但我们发现银河系和它的类似物之间的较大的偏移盘尺度长度，这表明，规模的长度必须包括在模拟选择除了其他标准，如果最准确的类似物被选中。我们还将我们的方法应用于邻近的仙女座星系。我们发现类似物选择的基础上强大的形态特征，显示更高的恒星形成率比仙女座，我们还发现类似物选择仙女座的恒星形成率过度预测仙女座的隆起程度。这表明在选择最严格的仙女座类似物时，应该考虑结构和恒星形成率。
2020-10-12 astro-ph.GA
The Vertical Displacement of the Milky Way Disk
观测到银河系朝向银河系反中心的振荡垂直位移，波长约为8千秒差距，振幅约为100秒差距（随着距银河系中心的距离而增加）。这些振荡被认为是来自银河系矮卫星的盘扰动的结果。它们解释了麒麟座环，并可能与银河系的螺旋结构有关。
2017-08-11 astro-ph.GA
The Milky Way Nuclear Star Cluster
在银河系的中心，以及在许多其他星系中，观察到一个非常巨大的黑洞周围的紧凑星团。对这种核星团形成的一种可能的解释是基于银河系内势阱中球状星团的“合并”。通过复杂的N体模拟，我们检查了这个假设的有效性，发现它可能实际上是导致银河系核星团形成的原因。
2011-07-03 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
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
Simulated Milky Way analogues: implications for dark matter indirect searches
我们研究高分辨率的流体动力学模拟银河系类型的星系内获得的“演化和组装的银河系及其环境”（EAGLE）项目，并确定那些最好的满足观测约束银河系的总恒星质量，旋转曲线，和星系的形状。与根据其总维里质量选择的模拟星系相反，如此确定的银河系类似物在太阳圈内始终表现出非常相似的暗物质轮廓，因此能够更准确地预测间接暗物质搜索。我们发现，特别是高分辨率的模拟晕满足观测的限制表现出，在内部的几个千秒差距，暗物质配置文件比那些需要解释所谓的费米GeV过剩通过暗物质湮灭浅。
2016-01-04 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Equilibrium models of the Milky Way mass are biased high by the LMC
最近的测量表明，大麦云云（LMC）的重量可能高达银河系的25%。在这项工作中，我们将探讨如何这样一个大的卫星影响质量估计银河系的基础上平衡模型的恒星晕或其他示踪剂。特别是，我们表明，如果LMC被忽略，银河系的质量被高估了50%。这种偏差是由于星系晕外围的整体运动造成的，至少部分可以通过对平衡模型的简单修改来解释。最后，我们表明，LMC有一个实质性的影响轨道狮子座我的行为，以增加其目前的速度相对于银河系。我们估计，考虑到一个$1.5\times10^{11} M_\odot$ LMC将降低推断的银河系质量$\sim10^{12} M_\odot$。
2020-01-29 astro-ph.GA
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
Dark Photon Dark Matter Radio Signal from the Milky Way Electron Density
本文研究了银河系中暗光子暗物质与自由电子的类汤姆逊过程产生的射电信号背景，通过计算ALMA和SKA望远镜的灵敏度，证明可探测大范围暗光子质量的无约束参数空间。
2025-04-07 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
The Formation of the Milky Way Nuclear Cluster
在许多星系的中心都可以观察到核星团。特别是在银河系的中心，核星团与中心超大质量黑洞共存。这些星团的起源仍然未知;一个可能的形成机制是大质量球状星团的衰变，它们被动力学摩擦向内驱动到银河系中心，随后合并。通过复杂的N体模拟来研究这种情况，我们发现这个过程可能会导致最终的产物，实际上显示了银河系核星团的许多观测特征。
2011-09-29 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
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
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
Simulated Milky Way analogues: implications for dark matter direct searches
我们研究星系形成的影响暗物质直接检测使用高分辨率的流体动力学模拟的银河系内模拟的鹰和APOSTLE项目。我们确定的银河系类似物，满足银河系的自转曲线和恒星总质量的观测约束。然后，我们提取的暗物质密度和速度分布在太阳附近的这套银河系的类似物，并使用它们来分析目前的直接检测实验的结果。对于大多数银河系类似物，从最佳拟合麦克斯韦分布（峰值速度为223 - 289 km/s）获得的直接检测实验中的事件率与直接从模拟中获得的事件率相似。因此，在低暗物质质量下，与标准晕模型相比，在暗物质质量和自旋无关横截面平面中通过直接检测实验设置的允许区域和排除限制移动了几个GeV。对于每个暗物质质量，局部暗物质密度的晕到晕变化导致截面的允许区域和排除限制的整体移位。然而，DAMA和CDMS-Si的暗物质信号的可能暗示与LUX和SuperCDMS的零结果的兼容性没有得到改善。
2016-05-10 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Deflection of the hypervelocity stars by the dance of the Milky Way and Large Magellanic Cloud
被银河系中心的超大质量黑洞弹射的恒星将如此迅速地逃离银河系，以至于它们的轨迹几乎是直线。以前的工作已经表明，这些“超高速恒星”随后如何被银河系和大麦云云（LMC）的引力场偏转，但忽略了考虑银河系的反射运动，以响应飞越的LMC。这种运动的一个结果是，我们今天在银河系外围看到的超高速恒星是在数亿年前从银河系中心的地方被喷射出来的。这种视角的变化导致超高速恒星的轨道发生明显的偏转，这与银河系和大麦哲伦星系的引力引起的偏转具有相同的量级。我们量化这些偏转通过模拟生产的超高速恒星在一个孤立的银河系（球形或扁平的暗物质晕），在一个固定的地方银河系与通过LMC，并在银河系中的响应通过LMC。测量这些偏转所需的自行精度将有可能与盖亚和拟议的GaiaNIR后续任务相结合，这些测量将解锁超高速恒星作为银河系形状，LMC质量以及这两个星系舞蹈的探针。
2020-04-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
