Hercules and Wolf 630 Stellar Streams and Galactic Bar Kinematics
我们已经确定了四个最重要的特征，在太阳附近的恒星的紫外线速度分布：H1，H2的武仙座流和W1，W2的沃尔夫630流。我们已经制定的问题，确定中央银河酒吧独立于每个已确定的功能，假设大力士和狼630流是酒吧诱导的动力学性质的几个特点。这个问题已经通过在旋转杆系中为这些流中的每颗恒星构建2：1共振轨道来解决。对共振轨道的分析表明，棒形速度为45-55 km/s/kpc，棒形角在40-60度范围内。得到的结果是一致的，认为武仙座和沃尔夫630流可能形成的长期影响的银河酒吧导致一个特征双峰分裂的UV速度平面。
2016-07-01 astro-ph.GA
Gaps and length asymmetry in the stellar stream Palomar 5 as effects of Galactic bar rotation
最近的Pan-STARRS数据显示，球状星团Palomar 5（Palomar 5）的主导臂似乎比拖曳臂短，而对Palomar 5的模拟预测了类似的角度范围。我们证明，包括适当的图案速度的银河系旋转棒的动力学建模的1005可以重现泛星数据。当磁棒扫过时，一些恒星在近心点附近的净力矩会有差异。这导致了沿1955年潮汐流形成明显的间隙，这些间隙由于与其他流成员的能量抵消而增长。我们的结论是，只有远离银河系中心的流或逆行轨道上的流（相对于酒吧）可以用来明确地约束暗物质晕下的相互作用。此外，我们预计，2015年的主导臂碎片应该重新出现在泛星密度截断的南部。
2017-10-31 astro-ph.GA
An application of Galactic parallax: the distance to the tidal stream GD-1
我们使用Eyre & Binney（2009）提出的银河视差方法，评估了计算银河系中恒星流距离的实用性。我们发现，在银河视差的不确定性是依赖于特定的几何问题。在潮汐流GD-1的情况下，问题的几何形状表明，可用的自行数据，个人精度~4 mas/yr，应允许估计其距离约50%的不确定性。根据即将进行的Pan-STARRS PS-1巡天，自行的精确度可达~1 mas/yr，这将使其距离的估计具有约10%的不确定性。未来的LSST和盖亚项目的自行将更加精确，并且将允许以约14%的不确定性测量30 kpc远的流的视差。我们证明了该方法的可行性，并表明我们的不确定性估计是准确的计算银河视差使用模拟数据的GD-1流。我们还将该方法应用于Koposov等人（2009）发表的GD-1流的实际数据。除了一个数据，使用银河视差估计的距离匹配光度估计小于1千秒差距的差异。使用银河视差恢复的距离分散度非常低，这表明Koposov等人（2009）报告的自行不确定性实际上被高估了。我们的结论是，GD-1流是（8 +/- 1）kpc的距离，在一个逆行轨道倾斜37度的平面上，流的可见部分很可能是近心点附近。
2009-12-10 astro-ph.GA
A stream of hypervelocity stars from the Galactic Center
最近的观测发现了一颗1700 km/s的恒星[S5-HVS 1]，大约在500万年前从银河系中心弹射出来。这颗恒星很可能是由双星的潮汐分裂产生的。特别是，银河系中心包含一个几百万年的恒星盘，可以通过长期的引力不稳定性激发双星接近径向轨道。这样的双星会被中心的超大质量黑洞破坏，也可以解释观测到的距离银河系中心约0.01 pc的B星团。在本文中，我们预测S5-HVS 1是一个更大的流的一部分，并使用观测动机的N体模拟来预测其空间和速度分布。
2021-02-02 astro-ph.GA
At a Crossroads: Stellar Streams in the South Galactic Cap
我们在最近发布的PanSTARRs调查的一部分中研究了古老的贫金属恒星的分布。我们发现一个有趣的汇合四个新的冷恒星流候选人，似乎收敛或通过附近的南银河系极点。我们命名为穆朗比吉、莫隆格洛、奥里诺科河和宽多的候选流，距离大约20千秒差距，长度从13到95度不等，或大约5到33千秒差距。候选星流的宽度在100到300秒差距之间，估计每个星流包含3000到8000颗恒星，这表明它们的祖先类似于现代的球状星团。流的轨迹意味着从双曲线到近圆形的轨道。莫隆格洛流与之前发现的阿特拉斯流几乎平行，距离相同，仅偏移2.5度，这表明可能有共同的起源。奥里诺科河和宽多河也有相似的形状，适度偏心，倾斜的轨道，这表明在一个共同的，更大的母体中有不同的祖先。
2017-09-07 astro-ph.GA
Separatrix Divergence of Stellar Streams in Galactic Potentials
平坦的轴对称星系势被称为主机周围的轨道与频率可调的轨道小轨道家庭。属于这些轨道族的轨道的行为与具有不可重复频率的典型轨道的行为是根本不同的。我们研究了在扁平轴对称势场中轨道族边界（分界面）附近的恒星流的演化。我们表明，分界线将这些流分成两组恒星，属于两个不同的轨道家庭，因此，这些流扩散速度比流，在其他地方的潜力。我们利用哈密顿微扰理论来估计这种效应的时间尺度和可能性的流发展足够接近的分界线受到它的影响。我们分析了两个先前的报告流扇模拟与三轴电位，并得出结论，其中至少有一个是由分界线发散。这些结果为利用星流形态绘制星系势轨道族的方法奠定了基础。将这些预测与目前已知的银河系中的流分布进行比较，提出了一种新的方式来限制我们银河系的潜力和暗物质分布的形状。
2020-11-24 astro-ph.GA
The course of the Orphan Stream in the Northern Galactic Hemisphere traced with Gaia DR2
孤流是星系晕中最显著的潮汐流之一。利用来自盖亚和其他巡天的红巨星、天琴座RR和水平分支恒星的数据，我们确定了孤儿流在天空中超过90度的自行。我们还提供了天空位置、距离和气流径向速度的更新轨迹。我们在这些后一个维度上的轨迹与以前的结果基本一致。然而，随着银河流接近银河盘，对早期的距离和纬度轨迹有重大的修正。用三维运动学选择的流星显示出一个非常紧密的红巨星序列。一致地，我们发现，应用自行削减删除了最富金属的恒星从早期光谱样本的流星，虽然一个显着的分散仍然表明矮星系的起源。流向其前端的减速表明在银河系中心半径约30 kpc处的圆速度约为200 km/s，与其他独立证据一致。然而，流的轨迹明显偏离轨道;空间轨迹不指向与速度矢量相同的方向，并且它表现出不太可能匹配任何合理轨道的横向摆动。在不同的坐标系中，低金属含量和小的分散性表明，它是一个动力学质量相对较低的祖先--$10^8$ Msun。
2018-12-14 astro-ph.GA
Impact of the Galactic bar on tidal streams within the Galactic disc: The case of the tidal stream of the Hyades
本研究探讨了银河系棒对盘内潮汐流的影响，以毕星团潮汐流为例，发现盘非轴对称性显著影响潮汐流形态，并指出当前毕星团流候选成员在200 pc外不可靠。
2023-09-11 astro-ph.GA
Uniform Modelling of the Stellar Density of Thirteen Tidal Streams within the Galactic Halo
我们提出了一个灵活的恒星流密度模型拟合银河系周围的13个流的集合，使用DES，DECaLS和泛星测光数据的结果。我们为每个流构建密度图，并沿着每个流的长度在天空，宽度和距离模量曲线上绘制它们的轨迹。我们使用这些测量来计算流的长度和总光度并识别子结构。几条河流显示出显著的子结构，如河流加宽、间隙、河流轨迹的大偏差和河流密度的急剧变化。将这组星系流作为一个总体来研究，正如我们所预期的那样，我们发现具有球状星团祖先的星系流通常比具有矮星系祖先的星系流窄，大约100 pc宽的星系流显示出两个群体之间的重叠。我们还注意到球状星团流的平均光度明显低于完整球状星团的典型光度。可能的解释是观测到的球状星团流优先来自低光度和低密度的星团。这里提出的流测量在一个统一的方式将有助于更详细的流研究，如确定候选流成员的光谱跟踪和恒星流动力学建模。
2022-06-09 astro-ph.GA
Feeling the pull, a study of natural Galactic accelerometers. I: photometry of the delicate stellar stream of the Palomar 5 globular cluster
我们提出了一个分析的Palomar 5球状星团和它的恒星流的宽场测光调查，g-和r-波段的措施，以及窄带DDO 51测光的基础上。在第一项研究中，我们使用深（g，r）数据来测量沿流的间隙和峰值的发生率。检查星计数配置文件的流加上污染的人口，我们没有发现任何证据显着不足的密度，并发现只有一个显着的过度密度。这是不一致的早期研究的基础上匹配的过滤器地图来自较浅的SDSS数据，如果污染人口具有合理的空间属性。沿流缺乏实质性的子结构可能会被用于未来的动力学模拟，以检查发病率的暗物质子晕的星系晕。我们还提出了一个测量的相对距离沿流，我们用它来创建最深的宽视场地图，该系统的日期。
2015-12-09 astro-ph.GA
Two Portions of Sagittarius Stream in the LAMOST Complete Spectroscopic Survey of Pointing Area at Southern Galactic Cap
在LAMOST指向区完全光谱巡天（LaCoSSPAr）中，我们利用LAMOST DR 5和Gaia DR 2的$T\rm_{eff}$、log $g$、[Fe/H]、径向速度、自行和弛豫，构建了一个包含13，798颗恒星的样本。利用自行和径向速度的分布，我们在这两个地区发现了非常显着的高密度。这些子结构很可能是人马座（Sgr）流的一部分。基于密度的空间聚类算法（DBSCAN）的应用程序与噪声，220个候选流成员被确定。根据到太阳的距离和已发表的模型，这些恒星中有106颗可能是Sgr流的成员。利用Xiang等人的[ $α$ /Fe]计算的这些成员的丰度分布与[Fe/H] $<$ -1.5的银河系场星相似，而与[Fe/H] $>$-1.0的银河系场星相似。在我们的Sgr流候选者中，没有发现金属丰度沿Sgr流轨道的垂直梯度，只有很小的径向梯度。
2020-09-24 astro-ph.GA
Galactic potential constraints from clustering in action space of combined stellar stream data
流星被潮汐从它们的祖先卫星星系或球状星团中移走，充当邻近轨道上的一组测试粒子，探测银河系的引力场。虽然来自单个流的约束已被证明容易受到偏差的影响，但将来自不同距离的轨道的几个流结合起来可以减少这些偏差。通过最大化作用空间中恒星流的聚集，我们将一个共同的引力势同时拟合到多个恒星流中。我们将这种技术应用于GD-1，1995年，孤儿和Helmi流的成员，利用个人和组合的数据集。我们用Stäckel模型描述了银河系的势，并同时改变了五个参数。我们发现，我们只能约束封闭的质量，最强的约束来自GD-1，1995年和孤儿流的组合数据集产生$M(< 20\ \mathrm{kpc}) = 2.96^{+0.25}_{-0.26} \times 10^{11} \ M_{\odot}$。当在数据集中包括Helmi流时，质量不确定性增加到$M(< 20\ \mathrm{kpc}) = 3.12^{+3.21}_{-0.46} \times 10^{11} \ M_{\odot}$。
2021-02-02 astro-ph.GA
Orbital phase-driven biases in Galactic mass constraints from stellar streams
最有希望的星系势在晕区的示踪剂之一是恒星流。然而，单个流拟合可能受到系统偏差的限制。为了研究这些个人流系统学，我们适合流在银河系的星系从消防宇宙学星系形成模拟与分析引力势最大化的集群流星在行动空间。我们表明，对于相干流的质量的约束取决于所观察到的流星的轨道相位，尽管事实上，相位信息被丢弃的动作聚类方法。中间相上的流给出最准确的结果，而近心点流可能有很大的偏差。这种行为与每个流数据中的位置和动量之间存在的相关性有关：近心点流中的弱相关性阻碍了电位之间的有效区分，而中间流中的强相关性促进了电位之间的有效区分。虽然多个流的同时拟合通常被规定为对抗单个流偏差的补救措施，我们发现组合多个着丝粒间流不足以产生无偏差的结果。最后，我们表明，采用双组分Stäckel模型不会从根本上引起有偏的质量估计。利用我们完整的两个多重缠绕流数据集，我们在我们的恒星集覆盖的整个半径范围内（10 - 176 kpc）恢复了$12\%$内模拟星系的真实旋转曲线，并在$6.5\%$内恢复了5和95百分位距离范围（23 - 109 kpc）之间的真实旋转曲线。
2021-10-29 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
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
Stream-orbit misalignment I: The dangers of orbit-fitting
潮汐流一般不会描绘出轨道。当使用轨道拟合来约束银河系势模型时，预计流轨道不对准会导致偏差。在这两篇论文中的第一篇中，我们讨论了预期的未对准幅度以及使用轨道拟合算法来限制潜在的危险。我们总结了已知的流，这应该证明是有用的约束银河系的潜力的数据，并计算他们的行动在一个现实的银河系的潜力。我们继续讨论角作用空间中潮汐流的形成，并解释为什么，一般来说，流不划定轨道。流轨道错位的幅度是量化的对数潜力和多组件的银河系的潜力。具体来说，我们专注于预期的错位为已知的流。通过引入一个两参数家庭的现实银河系的潜力，我们证明，假设这些流划定轨道可能会导致一个错误的晕扁平和晕盘力比在太阳。我们提出了一个讨论这些结果对祖质量的依赖性，并证明了错位是质量无关的观测流的质量范围。因此，如果使用较窄、较低质量的流，轨道拟合不会对势能产生更好的约束。
2013-05-08 astro-ph.GA
Stellar Streams and Clouds in the Galactic Halo
近年来，人们发现了越来越多的恒星碎片流和云。这些结构通常被探测为延伸的，通常是曲线形的贫金属恒星的高密度，从前景盘人口中脱颖而出。这些流通常在天空中延伸数十度或更多，甚至环绕银河系，日心距离从3到100 kpc不等。本章总结了用于寻找这些流的技术，并提供了截至2015年1月已探测到的所有主要流和云的位置、距离、速度和金属丰度的表格。亦提供溪流的天空图。个别潮汐碎片结构的属性进行了讨论。
2016-03-29 astro-ph.GA
A panoramic landscape of the Sagittarius stream in Gaia DR2 revealed with the STREAMFINDER spyglass
我们提出了第一个完整的六维全景人马座流的肖像，通过在盖亚DR2数据集与STREAMFINDER算法搜索广泛的恒星流。我们使用样本的运动学行为来设计选择盖亚RR天琴座，沿着流提供出色的距离测量。自行数据补充径向速度从公众调查。我们发现，人马座流的整体形态和运动学特性仍然可以通过简单的Law & Masterski（2010）模型（LM 10）得到合理的再现，尽管该模型高估了前臂和尾臂的距离高达$\sim 15$ %。新的样本揭示了人马座流的主导臂，因为它朝着银河系的Anticenter方向进入银河系盘的非常拥挤的区域。幸运的是，这部分流几乎正好位于从银河系中心到前身的完全相反的位置，这应该允许以一种几乎独立于基本银河系势模型的方式来评估动力学摩擦和自引力的影响。
2020-02-25 astro-ph.GA
The angular momentum structure of cosmic ray driven galactic outflows triggered by stream accretion
我们调查的气体吸积流盘星系的演化的影响，使用磁流体动力学模拟，包括对流和各向异性扩散的宇宙射线产生的超新星作为唯一的反馈源。流吸积已被认为是宇宙学模拟中一个重要的星系生长机制，我们改变它们的方向和角动量在理想的设置。我们发现，吸积流触发银河系环的形成和增强恒星的形成。低角动量吸积流的恒星形成率和宇宙射线驱动的外流率更高，这也导致了更紧凑，更低的角动量盘。宇宙射线产生的外流显示出一种特征性的结构。在低流出速度（< 50 km/s）下，角动量分布类似于圆盘，并且气体处于喷泉流中。气体以高流出速度（> 200 km/s）穿透到晕的深处，角动量接近于零，并且来自星系的中心。由于宇宙射线驱动的外流的质量负载因子是为了统一和更高，我们得出结论，这一过程是重要的低角动量气体从发展中的盘星系和运输，潜在的金属富集，材料从银河系中心远到星系晕。
2021-09-25 astro-ph.GA
Determining the Galactic Bar Parameters based on the Hercules and Wolf 630 Stellar Streams
我们确定了太阳邻域星紫外速度分布的四个最显著的特征：武仙座和沃尔夫630流中的H1，H2和W1，W2。我们已经把任务的数量确定的中央银河酒吧独立于每个已确定的功能，假设大力士和狼630流有酒吧诱导的动力学性质的特点。这个问题已经通过在旋转杆系中为这些流中的每颗恒星构建2：1共振轨道来解决。对共振轨道的分析表明，棒斑速度Ω_b在45-52 km/s/kpc范围内，平均值为48.1 ± 1.0 km/s/kpc，棒角θ_b在35-65 °范围内，平均值为50 ± 4 °。得到的结果是一致的，认为武仙座和沃尔夫630流可以形成一个单一的机制与事实，即长期影响的银河酒吧导致的特征双峰分裂的UV速度平面。
2016-11-01 astro-ph.GA
Star Stream Velocity Distributions in CDM and WDM Galactic Halos
该研究通过模拟类银河系的CDM与WDM晕，测量薄星流的随机速度分布，发现其符合高斯加指数模型，不同暗物质模型的指数尾翼速度有差异，为利用星流约束暗物质性质提供依据。
2024-08-16 astro-ph.GA
Spending too much time at the Galactic bar: chaotic fanning of the Ophiuchus stream
蛇夫座恒星流是特殊的：（1）它的长度短于它的组成恒星的年龄，（2）几颗可能的成员星在天空位置和速度上都很接近，它们在这些维度上的色散远远超过了在蛇夫座恒星流中看到的。银河流接近银河系中心，这意味着酒吧必须对其动力学历史产生重大影响：酒吧的三轴性和时间依赖性可能会在银河流附近产生混沌轨道，从而极大地影响其形态。我们探索这一假设与模型的流形成沿轨道与蛇夫座的银河系潜力模型，包括一个旋转酒吧的属性一致。我们发现，在所有选择的旋转参数的酒吧，轨道适合的流是强烈的混乱。沿着这些轨道产生的模拟流在性质上与观测到的流的性质相匹配：由于混沌，早期剥离的恒星通常形成低密度，高色散的“风扇”，只留下最近被破坏的物质作为强烈的超密度。我们的模型预测，应该有更多的低表面亮度潮汐碎片比检测到目前为止，可能具有复杂的相空间形态。蛇夫座流周围是否存在这些特征将对银河系酒吧的属性提供一个有趣的约束，并有助于区分该流的形成场景。这是混沌第一次被用来解释恒星流的性质，也是混沌在星系晕中动力学重要性的第一次证明。银河系周围存在着细长的流--
2017-03-29 astro-ph.GA
Serendipitous Discovery of a Thin Stellar Stream near the Galactic Bulge in the Pan-STARRS1 3Pi Survey
我们报告发现一个薄恒星流发现泛星测光附近的蛇夫座的银河系凸出。在为寻找附近球状星团周围的潮汐碎片而制作的彩色恒星密度图中，它看起来像是一个相干结构。这条河非常短而窄;它的投影约为2.5°长和6'宽。该天体的色星等图包含一个蓝色的水平分支，与一个古老的、相对贫金属的星群（[Fe/H]~-1.3）相一致，该星群位于（l，b）~（5°，+32°）9.5 +/- 0.9 kpc处，距离银河系中心5.0 +/- 1.0 kpc。这些特性证明了球状星团是其祖先。发现如此突出的附近溪流表明，在我们银河系人口稠密的地区，可能会发现许多溪流。
2014-06-09 astro-ph.GA
On the dynamics of tidal streams in the Milky Way galaxy
本文简要介绍了银河系天体物理学的发展历史，并解释了星系晕亚结构的起源。我们激励我们的潮汐流的研究，强调严格的约束，潮汐流的轨迹分析可以放置在银河系的潜力的形式。我们讨论了根据潮汐流观测重建轨道的问题。我们升级了Binney（2008）和Jin & Lynden-Bell（2007）报告的方案，该方案使用径向速度测量从流中重建轨道，以允许其使用错误的输入数据。升级后的算法可以校正观测的统计误差和由于流没有描绘出单个轨道而导致的系统误差，并且在高质量但现实的输入数据下，它可以相当准确地诊断潜力。我们通过推导一种新的算法来补充Binney（2008）的工作，该算法使用自行数据而不是径向速度从流中重建轨道。我们表明，新的算法具有类似的潜力诊断银河系的潜力。我们探讨银河视差的概念，这与我们的自行研究有关。银河视差法可以用三角距离计算出40倍于传统视差法的恒星距离，尽管它的适用范围仅限于潮汐流中的恒星。我们从第一原理出发研究潮汐流形成和传播的机制。我们发现，潮汐流的力学有一个自然的表达作用角变量。我们发现，潮汐流在现实的星系潜力一般不会划定轨道，并试图约束银河系的潜力，假设他们可以导致大的系统误差。我们表明，我们可以准确地预测流的真实空间轨迹，即使它们与轨道显着不同。
2010-10-16 astro-ph.GA
Measuring the Mass of the Large Magellanic Cloud with Stellar Streams Observed by ${S}^5$
恒星流是探测它们演化的潜在引力势的极好探针。在这项工作中，我们适合在南银河半球的五个流的动力学模型，结合观测从南恒星流光谱调查（${S}^5$），盖亚EDR 3，和暗能量调查（DES），测量质量的大麦云云（LMC）。与合奏的流，我们发现质量的LMC范围从14到$19 \times 10^{10}\ \mathrm{M}_{\odot}$，探测范围内的最接近的时间和距离。在最具约束性的流（Orphan-Chenab）中，我们测量了$18.8^{+ 3.5}_{- 4.0} \times 10^{10}\ \mathrm{M}_{\odot}$的LMC质量，探测的最近接近时间为3.1亿年，最近接近距离为25.4 kpc。这个质量与以前的测量结果是一致的，表明LMC对银河系结构的影响是一致的。使用这个样本的流，我们发现，LMC的效果取决于流和LMC在其最接近的点的相对取向。为了更好地理解这一点，我们提出了一个简单的模型的基础上的脉冲近似，我们表明，LMC的效果取决于两个大小的速度踢给流和这个踢的方向。
2021-07-27 astro-ph.GA
Constraining the Solar Galactic Reflex Velocity Using Gaia Observations of the Sagittarius Stream
由于它在银河系周围的特定方位，在一个几乎垂直于银河平面并包含太阳和银河中心的平面上，人马座（Sgr）流提供了一种强大的手段来测量太阳反射速度，从而推断本地静止标准（LSR）的速度，以一种独立于太阳银心距离假设的方式。此外，相对于流的太阳反射速度几乎完全投射到垂直于Sgr平面的Sgr流星的自行分量中，这使得推断的速度相对免疫于大多数Sgr模型假设。利用Gaia DR 2中约2，000颗恒星的自行，结合Law和Maurisski（2010）的Sgr N体模型（与Gaia观测结果很好地匹配），我们将其围绕银河系的轨道运动引起的太阳反射速度限制为$Θ_{\odot} = 253 \pm 6$ km/s。假设太阳在轨道旋转方向上的特殊运动为12 km/s，LSR相对于当地圆周速度的速度为12 km/s，银河系在太阳圈的隐含圆周速度为$229 \pm 6$ km/s。
2018-09-20 astro-ph.GA
Charting the Galactic acceleration field I. A search for stellar streams with Gaia DR2 and EDR3 with follow-up from ESPaDOnS and UVES
我们目前的地图中检测到的恒星流的盖亚数据版本2（DR 2）和早期数据版本3（EDR 3）目录使用STREAMFINDER算法。我们还报告了高分辨率CFHT/ESPaDOnS和VLT/UVES光谱仪以及中等分辨率NTT/EFOSC 2光谱仪获得的较亮DR 2流成员的光谱跟踪。在DR 2中发现了两个没有明确祖先的新恒星流（命名为Hrid和Gunnthra），在EDR 3中发现了七个（命名为Gaia-6至Gaia-12）。还识别了若干候选流。该软件还发现了与15个球状星团NGC 288、NGC 1261、NGC 1851、NGC 2298、NGC 2808、NGC 3201、M 68、$ω$ Cen、NGC 5466、Palomar 5、M 5、NGC 6101、M 92、NGC 6397和NGC 7089有关的非常长的潮汐尾。这些恒星流将在本系列的后续贡献中用于绘制$\sim$ 100 pc到$\sim$ 100 kpc尺度上银河系加速度场的特性。
2021-05-05 astro-ph.GA
Constraining the Galactic bar and spiral pattern speeds with the Hyades tidal stream
School of Physics and Astronomy, Sun Yat-sen University（中山大学物理学院）；CSST Science Center for the Guangdong-Hong Kong-Macau Greater Bay Area（粤港澳大湾区空间站科学中心）；Department of Theoretical Physics and Astrophysics, Faculty of Science, Masaryk University（马萨里克大学理学院理论物理与天体物理学系）
本文通过高分辨率模拟Hyades星团及其潮汐流，结合Gaia数据，确定银河系棒和螺旋臂模式速度，揭示近邻开放星团流对非轴对称银河动力学的约束作用。
2026-03-31 astro-ph.GA
Reconciling Galactic rotation curve constraints with stellar stream modeling
LIRA, Observatoire de Paris, Université PSL, CNRS（巴黎天文台，PSL大学，法国国家科学研究中心）
本研究针对盖亚旋转曲线与恒星流建模给出的银河系外部质量估计差异，通过模拟两条外区恒星流，发现现有数据无法区分低、高质量银河系模型，解决了二者的表观张力。
2026-09-07 astro-ph.GA
Streams and Shells Decoded: A Density-Driven Approach to Stellar Clustering in Galactic Halos with AstroLink
本文提出利用AstroLink算法的有序密度图和星团识别方法，通过曲率正负来区分星系晕中的类星流和类壳层潮汐遗迹，为星系演化与暗物质结构研究提供新途径。
2025-07-30 astro-ph.GA
A statistical method for measuring the Galactic potential and testing gravity with cold tidal streams
我们介绍了最小熵方法，一个简单的统计技术，约束银河系引力势，同时测试不同的引力理论直接从6D相空间调查，而不采用动力学模型。我们证明，轨道能量分布是可分离的（即独立的位置）有一个相关的熵，增加错误的假设下的引力势和/或引力理论。在已知的天体中，来自低质量祖先的“冷”潮汐流遵循最接近满足可分离性条件的轨道分布。虽然潮汐剥离的恒星的轨道是由祖先的自重扰动，系统的能量分布的变化可以量化的交叉熵的个别尾巴，给予进一步的敏感性，在主机潜在的理论偏差。使用最小熵方法来测试范围广泛的引力理论的可行性，通过在牛顿势中发展限制N体模型和检查由Dirac，MONDian和f（R）引力修正引入的熵的变化来说明。
2012-09-10 astro-ph.GA
Asymmetries in stellar streams induced by a galactic merger
University of Strasbourg Institute for Advanced Study（斯特拉斯堡大学高等研究院）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）；Universidad de La Laguna（拉古纳大学）；Observatoire de Paris（巴黎天文台）；CNRS（法国国家科学研究中心）；Institute for Complex Systems CNR（意大利国家研究委员会复杂系统研究所）
研究银河系合并对星流不对称性的影响，提出新的度量标准并发现轨道特性决定不对称性持续时间。
2025-11-20 astro-ph.GA
Flipping of the tidal tails of the Ophiuchus stream due to the decelerating Galactic bar
本文通过S^5新光谱数据与建模证明，蛇夫座星流的异常形态（支脉、扇形展开及较短长度）源于其与减速银河系棒的相互作用导致潮汐尾翻转，揭示了银河系棒对近心星流轨道重塑的关键作用。
2025-03-24 astro-ph.GA
The Magellanic Stream: break up and accretion onto the hot Galactic corona
麦哲伦HI流（~2x10^9 Msun [d/55 kpc]^2）环绕银河系，距离为"d"，可以说是气体吸积到盘状星系上发生的最重要的示踪物。最近的观测表明，该流的质量实际上是由其电离成分主导的（3：1）。在这里，我们重新审视了在其大部分长度上观察到的神秘H-α复合发射的起源，该发射对于已知的银河系紫外背景（~20 - 40 mR/[d/55 kpc]^2）来说过于明亮（~150 - 200毫瑞）。在一个早期的模型中，我们提出了一个缓慢的冲击级联沿着流由于其与扩展的银河系热日冕的相互作用。我们发现，在d = 55 kpc时，如果日冕密度满足2 <（n/10 ^{-4} cm ^{-3}）<4，则该模型可以解释明亮的H-α发射。但是，考虑到星系晕的最新参数，以及越来越多的证据表明，银河流的大部分必须远远超出麦哲伦云（d> 55 kpc），我们重新详细讨论了激波级联模型。在较低密度下，HI气体被激波级联分解，但大多数与热电晕混合，没有明显的复合。在更高的密度下，热日冕物质（包括其他重子成分）超过银河系的重子预算。如果H-α辐射来自激波级联，则平滑日冕密度的上限将限制流的平均距离小于75 kpc。如果像某些模型所显示的那样，气流甚至更远，那么要么冲击级联是在日冕基本上被最近的气体碎片质量加载的状态下运行的，要么是一种完全不同的电离机制。
2015-09-23 astro-ph.GA
A Polarimetric Method for Measuring Black Hole Masses in Active Galactic Nuclei
活动星系核（AGN）中宽发射线区（BLR）的结构至今仍不清楚。我们在本文中测试的BLR的扁平配置模型。维里定理通过考虑BLR的圆盘形状，使我们能够得到超大质量黑洞（SMBH）的质量与吸积流的倾角之间的直接联系。倾斜角本身是从光谱偏振数据广泛的发射线使用的理论产生的偏振辐射开发的Sobolev和Eschrasekhar。最后给出了用BLR偏振测量值估算活动星系核SMBH质量的新方法。至关重要的是，极化数据还允许确定维里系数的值，这对于确定SMBH质量至关重要。
2015-09-03 astro-ph.GA
Fossil imprint of a powerful flare at the Galactic Centre along the Magellanic Stream
费米卫星发现了从银河系中心延伸50度（10千秒差距）的伽马射线发射气泡，这使早期的说法重新焕发活力，即我们的银河系在不久的过去经历了一次爆炸事件。我们现在探讨对这种活动的一种新的限制。麦哲伦流是一种星云状的气体结构，它以至少50-100千秒差距的距离经过南银河系极点（SGP）。沿着麦哲伦流在SGP上发现的斑片状H-α发射是银河系恒星星族产生的亮度的5倍。暴露于电离光子通量耀斑中的流云的时间依赖模型表明，电离气体必须在0.6 - 2.9百万年的时间间隔内重新组合和冷却，以使发射的H-α表面亮度下降到观测水平。核爆炸的可能性被排除了。Sgr A* 是更可能的候选者，因为它在将气体转化为UV辐射方面的效率高两个数量级。中心的黑洞（4 x 10^6 Msun）可以提供所需的电离光度，其吸积率只有爱丁顿吸积率的一小部分（3-30%）。在核活动的支持下，沿着流的H-α发射具有极角依赖性，峰值接近SGP。此外，现在普遍接受的是，在SGP上的流必须比麦哲伦云更远。在较低的晕气体密度，冲击变得太无效，不太可能引起的极角依赖的H-α发射。因此，流发射很可能是由1- 300万年前活跃的“塞弗特耀斑”引起的，与费米泡中的宇宙射线寿命一致。相对于塞弗特爆发，今天的Sgr A* 活动被大大抑制（70-80 dB）。
2013-09-21 astro-ph.GA
The GALAH Survey: Stellar streams and how stellar velocity distributions vary with Galactic longitude, hemisphere and metallicity
使用GALAH调查数据附近的恒星，我们看看如何在平面（u，v）速度分布结构取决于金属丰度和银河系内的观看方向。在距离d < 1 kpc的邻近恒星中，武仙座流在金属丰度[Fe/H] > 0.2的高恒星中最为强烈。武仙座流的峰值v值取决于观测到的银河经度，我们认为这是由于恒星流和更圆的轨道之间的间隙与大约1640 km/s kpc的特定角动量值有关。间隙与特定角动量值的关联支持了大力士流的棒共振模型。依巴谷观测中发现的移动星系群最容易在250秒差距以下的恒星中看到，它们的可见度和速度分布中的峰值速度取决于观测方向（银河经度和半球）和金属丰度。我们推断，在银河系中，在几百pc的距离上，局部速度分布存在细微的结构。
2018-04-04 astro-ph.GA
Tracing the Hercules stream around the Galaxy
有人提出武仙座流是一群在太阳附近的共同运动的恒星，偏离了大部分的速度分布，是外盘恒星和银河棒之间共振相互作用的结果。到目前为止，它只在太阳附近被发现，但共振模型对银河系盘的很大一部分做出了预测。我预测的恒星速度的分布和不断变化的武仙座功能，在这个分布作为一个函数的位置在银河系的磁盘在一个简单的模型，银河系和酒吧，产生所观察到的武仙座流。预计Hercules特征足够强，可以在选定方向上的视线速度分布中明确检测到。我确定定量的最有前途的视线检测线的视线速度之间的预测的共振模型和轴对称模型的Kullback-Leibler分歧，这些方向是在250度<~ 1 <~ 290度。这里提出的预测只有微弱的影响距离的不确定性，假设在恒星盘中的分布函数，和银河系的潜力，包括螺旋结构的影响的细节。盖亚和未来对银河系盘的光谱调查，如APOGEE和HERMES，将能够有力地测试武仙座流的起源，并限制银河系棒的性质。
2010-11-30 astro-ph.GA
Measuring the Sun's velocity using Gaia EDR3 observations of Stellar Streams
我们测量太阳的速度相对于星系晕使用盖亚早期数据发布3（EDR 3）恒星流的观测。我们的方法依赖于这样一个事实，即在低质量流中，恒星的自行应该在银河系的非旋转静止系中沿着流结构定向，但由于太阳自身的反射运动而产生了观察到的偏差。这一原则使我们能够实现一个简单的几何过程，我们用它来分析17个流在$\sim 3-30$千秒差距的范围。我们对太阳运动的约束是独立于任何银河系势模型的，它也与太阳的银河系中心距离无关。我们推断太阳的速度为$V_{R,\odot}=8.88^{+1.20}_{-1.22}\,\rm{kms^{-1}}$（径向朝向银河系中心）、$V_{ϕ,\odot}=241.91^{+1.61}_{-1.73}\,\rm{kms^{-1}}$（沿银河系旋转方向）和$V_{z,\odot}=3.08^{+1.06}_{-1.10}\,\rm{kms^{-1}}$（垂直向上），与过去通过其他技术测量的结果在全球范围内一致;尽管我们确实注意到$V_{z,\odot}$分量中有一个很小但很重要的差异。其中一些参数显示出显着的相关性，我们提供了我们的MCMC输出，因此它可以被读者用作未来工作的输入。我们的太阳的速度推断和以前的结果之间的比较，使用其他参考系，表明内银河系并没有相对于由晕流定义的惯性系移动。
2020-12-09 astro-ph.GA
Chemical compositions of stars in two stellar streams from the Galactic thick disk
我们目前的丰度为20个元素的恒星在两个恒星流中确定的Arifyanto & Fuchs（2006，A&A，449，533）：18颗恒星来自大角星流和26个来自一个新的流，我们称之为AF 06流，都来自银河系厚盘。结果表明，这两个流是金属贫乏和非常古老的（10 $-$ 14 Gyrs）与运动学和丰度重叠的本地场厚盘星的属性。这两个流表现出的金属丰度范围，但相对元素丰度是相同的厚盘星相同的金属丰度。这些结果表明，这两种流都不能由疏散星团的溶解产生。这两条流都不太可能代表来自吸积卫星星系的潮汐碎片。这两个流的起源很可能是银河系内部的动力学扰动。
2012-07-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stream-orbit misalignment II: A new algorithm to constrain the Galactic potential
在这两篇论文的第一篇中，我们证明了假设流描绘轨道可能导致现实银河系潜力的潜在参数的一阶误差。出于需要改进轨道拟合，我们现在提出了一个算法来约束银河系的潜力，使用潮汐流，而不假设流划定轨道。这种方法是独立的祖质量，所以是有效的所有观察到的潮汐流。该方法大量使用角度作用变量，并寻求在角度空间中恢复预期相关性的潜力。通过分析流的N体模拟，我们证明该方法可以正确地恢复简单双参数对数势的参数。我们调查的观测数据的误差的大小，该方法仍然可以恢复正确的潜力，并比较这与当前和未来的数据误差。个别恒星的可观测值的当前和不久的将来的数据的错误被证明是太大了，直接使用这种方法，但当数据平均在天空中的箱子，得到的平均数据是足够准确的，以正确地约束可实现的观测误差的潜在参数。从误差与盖亚时代提供的数据相当的伪数据（20%的距离误差、1.2质量/年的自行误差和10公里/秒的视线速度误差）中，我们恢复了圆速度V_c=220公里/秒，势的平坦化q=0.9，为V_c=223+/-10公里/秒和q=0.91+/-0.09。
2013-05-08 astro-ph.GA
Phlegethon, a nearby $75°$-long retrograde stellar stream
我们报告的发现，一个$75°$长恒星流在盖亚DR2目录，发现使用新的STREAMFINDER算法。该结构可能是一个已经完全破裂的球状星团的残余，位于$\approx 3.8 \, {\rm kpc}$远离太阳的银河系隆起的方向，并具有高度的逆行运动。我们发现，该系统的轨道接近银道面在银河系中心距离之间的$4.9$和$19.8 \, {\rm kpc}$。这种扩展的极低表面亮度流（$Σ_G\sim 34.3 \, {\rm mag \, arcsec^{-2}}$）的发现，质量仅为$2580\pm140 \, {\rm\,M_\odot}$，证明了STREAMFINDER算法检测非常接近和超微弱结构的能力。由于它的接近和长度，我们预计Phlegethon将是一个非常有用的探测银河系加速场。
2018-09-10 astro-ph.GA
Measuring black hole mass of type I active galactic nuclei by spectropolarimetry
I型活动星系核（AGN）的黑洞（BH）质量可以通过混响映射（RM）或经验$R-L$关系进行测量或估算，但这两种方法都存在位力因子（$f_{\rm BLR}$）的不确定性，从而限制了测量精度。在这封信中，我们努力研究$f_{\rm BLR}$通过极化谱的宽线区（BLR）所产生的电子在赤道平面。考虑到BLR由离散云组成，中心BH周围的开普勒速度，我们模拟了大量的光谱的总通量和偏振通量与宽范围的参数的BLR模型和赤道散射。我们发现偏振光谱的$f_{\rm BLR}$分布比总光谱的窄得多。这提供了一种方法，准确地估计BH的质量从单一的分光偏振观测的I型活动星系核的赤道散射被确定。
2017-09-21 astro-ph.GA
The Magellanic Stream as a Probe of Astrophysics
在天空中延伸超过200度，麦哲伦流及其主导臂是本机宇宙中最壮观的气体流例子。银河流是一条由细丝交织而成的尾巴，当麦哲伦云围绕银河系运行时，它就尾随在麦哲伦云的后面。被认为是由潮汐力，冲压压力和晕相互作用产生的，该流是麦哲伦星系动力学模型的基准，是气体吸积和矮星系吸积到星系上的案例研究，是外晕的探测器，并且比所有其他银河系高速云加起来的气体质量更多。如果它能存活下来到达银河系圆盘，它可能会保持甚至提高银河系恒星形成的速度。在这份白皮书中，我们强调了银河流对银河系天文学许多领域的重要性，总结了关键的悬而未决的问题，并确定了解决这些问题所需的未来观测和模拟。我们强调紫外线，光学和无线电光谱学的重要性，并需要计算模型，捕获完整的粒子和辐射治疗的MHD环境。
2019-03-12 astro-ph.GA
Substructures, Resonances and debris streams
银河系的局部恒星晕包含了过去几次吸积事件的碎片。在这里，我们详细研究了附近的碎片与Helmi流，最初确定为运动空间积分的密度过大的结构和性能。我们使用来自盖亚EDR 3的6D相空间信息与光谱测量相结合，并使用各种银河势分析流中恒星的轨道和频率。我们还探讨了如何海尔米流约束扁平的银河系暗物质晕。我们发现，流被分裂成子结构的运动空间的积分，最显着的是成两个团块的角动量空间。这些团块具有一致的金属丰度分布和恒星星族，支持共同的后代。在所有现实的银河系潜力探索，海尔米流星描绘了一个弥漫的分布接近欧米茄_z /欧米茄_R ~0.7。同时，角动量空间中的子结构的原因似乎是接近1：1的Omega_z：Omega_phi共振。在暗晕的（密度）平坦度为q = 1.2的情况下，这种共振正好是1：1。对于这种晕形状，角动量的亚结构也是持久的。我们的研究结果表明，银河系潜在的结构留下了明确的印记相混合碎片流的属性。
2021-09-27 astro-ph.GA
Stellar disc streams as probes of the Galactic potential and satellite impacts
在我们银河系的Anticenter方向观测到了排列成细流状特征（羽毛状）的恒星，它们的宽度为$δ\sim1-10^{\circ}$，长度为$Δl\sim180^{\circ}$，它们的性质在丰度和相空间中得到了映射。我们研究了它们的起源，通过分析类似的功能所产生的N-体模拟的银河系盘与人马座矮球状星系（Sgr）的相互作用。通过跟踪被确定为有助于羽毛的粒子的轨道向后的时间，我们跟踪他们的激发Sgr的以前的近心通道之一。这些粒子最初跨越一个大范围的相位角，但半径范围很小，这表明它们提供了一个探测外银河系盘中不同环中的种群。该结构寿命长，并在$\sim4 \,\rm{Gyrs}$的时间尺度上多次传代后持续存在。在天空中，它们表现出振荡运动，可以用一个单一的轨道来追踪，该轨道映射了它们的大部分全长，其振幅和梯度与观测到的相似。我们演示了如何利用羽毛的这些特性来测量电势、其扁平化程度，以及推断最近潜在扰动的强度。
2018-03-29 astro-ph.GA
Probing the Galaxy's bars via the Hercules stream
有人认为，旋转的棒和太阳附近的恒星之间的共振可以产生所谓的“武仙座流”。最近，在银河系中心可能已经发现了第二个棒，即所谓的“长棒”，它比传统的银河系棒更长，更平坦，质量相似。我们研究了这两个酒吧的动力学效应，单独和一起，从当地的位置和速度向后整合的恒星轨道，以及直接包括酒吧的银河系潜力的模型。这两个酒吧可以产生大力士一样的功能，并允许我们测量酒吧（S）的旋转速率。我们测量的模式速度，为两个酒吧，1.87 +/- 0.02倍的本地循环频率。这与之前对银河棒的测量结果一致，尽管我们采用了稍微不同的太阳运动。最后，我们确定了一个新的运动学特征，在当地的速度空间，造成的长酒吧，这是诱人的高速“大角星”流。
2010-05-24 astro-ph.GA
The Effect of Drag from the Galactic Hot Halo on the Magellanic Stream and Leading Arm
本文研究了银河系热晕对大、小麦哲伦云中的两个中性氢云复合体：麦哲伦流（MS）和引导臂（LA）的拖曳效应。特别是，我们采用以前的研究和重新模拟的MS和LA的潮汐形成的数值模型与列入一个阻力项。我们发现，阻力有三个效果，虽然依赖于模型，可能会带来更好的协议与观测潮汐形成的情况：纠正LA运动学，再现MS柱密度梯度，并提高MS分叉的形成。此外，我们提出了一个两阶段的机制，分叉的形式。一般来说，阻力的加入对MS和LA的全局特性有各种积极和消极的影响，包括它们在天空中的位置、运动学、径向距离和柱密度。我们还提供了一个参数，这表明，冲压压力剥离和潮汐剥离是相互排斥的候选人形成的MS和LA。
2011-03-05 astro-ph.GA
Polarization in lines - a new method for measuring black hole masses in active galaxies
星系超大质量黑洞的质量与宿主星系的性质密切相关，在星系演化中起着重要作用，因此测量星系超大质量黑洞的质量是一项重要的任务。本文提出了一种利用活动星系核（AGN）发射的宽谱线偏振测量SMBH质量的新方法。我们对9个活动星系核进行了分光偏振观测，发现这种方法给出的质量与混响测量结果吻合得很好。这种方法的一个优点是，它可以用来测量SMBH的质量在不同的宇宙学时期以一致的方式。
2015-02-02 astro-ph.GA
Globular Cluster Streams as Galactic High-Precision Scales
球状星团的潮汐流是银河系引力势的理想示踪物。与少数已知的、复杂且弥漫的矮星系流相比，它们在运动学上很冷，形态较薄，并且在银河系的晕中含量丰富。它们的冷和薄，再加上流祖附近潜在的周转子结构，使它们成为高精度的尺度。以Palomar 5为例，我们演示了如何建模的球状星团流，使我们能够同时测量的破坏球状星团，其轨道运动，银河系的引力势的属性。
2015-10-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Measuring the vertical response of the Galactic disc to an infalling satellite
使用N体模拟银河系与卫星的人马座矮星系类似的相互作用，我们定量分析了银河系盘的垂直响应卫星的反复影响。我们近似的银河系光盘的垂直失真的前三个傅立叶方位角项m = 0，1和2的总和，并观察它们的相互作用在不同的动力学制度的演变。在第一次相互作用之后，m=0项表现为向外的环状垂直畸变。m=1项（S形弯曲）在卫星的撞击更频繁或一般接近相互作用时被忽略，而在最静止的阶段它缓慢逆行。m=2的项通常是不对称的，并且接近于与m=1的项耦合的相互作用。最后，我们发现，光盘的垂直响应可以恢复在一个公正的方式使用的瞬时位置和速度的恒星在有限的体积的银河系光盘，类似于真实的数据，和测量的垂直模式速度有约束力的背景下，银河系卫星相互作用。
2020-11-23 astro-ph.GA
Inferring the Galactic potential with Gaia and friends: synergies with other surveys
在未来十年，盖亚卫星将精确测量星系晕中数百万颗恒星的位置和速度，包括许多潮汐流中的恒星。这些流，由银河系（MW）的卫星星系的分层吸积的产品，可以用来推断银河系的引力势由于其初始的紧凑性相空间。观测计划将盖亚的径向速度（RV）测量扩展到微弱的恒星，并确定流中与天琴座RR（RRLe）的精确距离，这将进一步扩展盖亚运动学目录的能力，以描述大银河系中心距离下MW的潜力。在这项工作中，我探索的影响，这些额外的数据的能力，以适应潜在的行动聚类的方法，统计上最大限度地提高信息含量（块状）的潮汐流的行动空间，消除了需要确定流成员为个别明星。使用模拟晕在一个玩具球的潜力，更新后的发射误差模型盖亚，RV和距离误差的示踪剂的估计要跟进，我表明，结合任何形式的额外信息与盖亚目录大大减少了偏见，在确定的尺度半径和总质量的银河系，相比，单独使用盖亚数据。
2016-01-04 astro-ph.GA
Dynamics of Ionized Gas at the Galactic Center: VLA Observations of the 3D Velocity Field and Location of the Ionized Streams in Sagittarius A West
我们提出了新的结果的基础上，高分辨率的观测银河系中心与VLA在1.3厘米的Sgr A西。我们测量自行71紧凑型HII组件。我们还研究了径向速度LSR速度使用H92 a线数据。结合自行和径向速度测量，我们确定了Sgr A West的三维速度分布。我们发现，三个电离流（北臂，东臂，西弧）可以模拟与三束开普勒轨道围绕Sgr A*。我们确定了五个轨道参数，为他们每个人使用LSQ拟合的流的loadrance。我们的研究结果证实了早期的结果流在西弧和北臂开普勒轨道，这表明流在东臂也符合椭圆轨道。北部和东部的臂流都有很高的偏心率，而西部的弧流几乎是圆形的。这三条流都以逆时针方向（从地球上看）绕着人马座A* 运行。我们还报告了与IRS 8有关的电离星云，包括射电连续辐射中的弓形激波，这与近红外观测结果非常一致。从H92 a线的数据，我们发现IRS 8星云和北旋臂流之间的相互作用的证据。在我们的高分辨率图像中显示的其他新形态特征包括：1）北旋臂中的螺旋结构，表明除了由中心引力场决定的动力学外，MHD在电离气体的运动中起着重要作用; 2）IRS 16区域中的线性特征，这表明北旋臂的压缩边缘可能是IRS 16星团中高质量恒星的集体风和辐射压造成的。
2009-05-14 astro-ph.GA
Characterizing the Palomar 5 Stream: HDBSCAN Analysis and Galactic Halo Constraints
该研究利用DESI DR10数据和HDBSCAN算法，探测到Palomar 5星流的暗弱延伸部分，通过与模拟星流对比，约束了星流本征性质和银河系晕的动力学参数，得出了包含8个参数的最佳拟合模型，为星流演化和晕结构研究提供了精确依据。
2025-04-14 astro-ph.GA
