Low Energy Neutrinos in Milky Way and Cloud-9
Rowan University（罗万大学）
研究银河系中低能中微子在两种不同引力描述下的行为，发现中微子可作为引力的灵敏探针，并探讨其作为暗物质候选者的可能性。
2026-06-03 astro-ph.GA hep-ph
Rotational signature of the Milky Way stellar halo
我们用四种不同的方法测量了斯隆数字巡天（SDSS）的两个蓝水平支（BHB）场晕星样本的银河系星晕旋转。这两个样本分别包括1582和2563颗恒星，银河系中心距离达到约50 kpc。测量旋转的两种方法完全依赖于视线速度，即流行的双幂律模型和直接估计的去投影l.o.s.。速度其他两种技术使用完整的3D运动：Schönrich，Binney & Asplund（2012）的基于径向速度的旋转估计器和简单的3D方位角速度平均值。在这种情况下，我们a）批评流行的模型和b）评估估计的可靠性。所有四种方法都同意弱旋转或非旋转晕。此外，我们没有观察到对偶性的子样本旋转不同的金属或在不同的半径。我们追踪了Deason等人（2011）在BHB星的类似样本上测量的金属丰度的旋转梯度，回到了已知被污染的视星等表面重力平面中的区域。在Xue et al.（2011）的光谱选择样本中，我们标记了约500颗热金属贫乏的恒星，因为它们具有独特的运动学w.r.t.与它们的冷的贫金属对应物和同一样品中的富金属恒星都有关系。他们似乎逆行行为的视线速度，这是不确认的三维估计。它们的异常垂直运动暗示着管道问题或类似于流的成分，而不是平稳的逆行种群。
2013-04-09 astro-ph.GA
Chemical Evolution of Fluorine in the Milky Way
氟有许多不同的潜在生产地点和渠道，这使得缩小氟生产的主要地点特别具有挑战性。在这项工作中，我们调查哪些来源是银河系氟的主要贡献者，通过比较化学演化模型的观测银河系恒星中的氟丰度覆盖的金属丰度范围-2 $<$ [Fe/H] $<$ 0.4和上限范围-3.4 $<$ [Fe/H] $<$-2.3。在我们的模型中，我们使用了各种恒星产率集，以探索不同的AGB和大质量恒星产率对氟的化学演化的影响。特别是，我们调查不同的处方在大质量恒星的初始旋转速度以及金属丰度依赖的混合旋转速度。我们发现，在低金属丰度下观测到的[F/O]和[F/Fe]丰度比以及在[Fe/H] $\gtrsim$ -1时[F/Ba]的增加趋势，只能通过假设在所有金属丰度下，来自初转速高达300 km/s $^{-1}$的快速旋转大质量恒星的贡献的化学演化模型来再现。混合的旋转速度可以提供一个比单独使用$v_{\text{rot}}$ =300 $\text{km s}^{-1}$的大质量恒星更物理的解决方案，这被预测高估了氟和平均s过程元素丰度在[Fe/H] $\gtrsim$-1。来自AGB星的贡献被预测为从[Fe/H] $\approx$ -1开始，并在高金属丰度时变得越来越重要，与氮丰度的演化严格耦合。最后，通过使用现代的产量集，我们调查了沃尔夫-拉叶风的氟丰度，排除它们作为银河系氟的主要贡献者。
2022-11-01 astro-ph.GA
Kinematics of the Milky Way from the Gaia EDR3 red giants and sub-giants
本文介绍了利用$Gaia$ ~ EDR 3星表中红巨星和次巨星的空间速度进行运动学研究的结果。本文导出了半径为0.5和1.0kpc的恒星系统在银心距$R$ 0--8--16kpc范围内沿银心-太阳-银心方向的Ogorodnikov-Milne模型的12个运动学参数。通过结合某些局部参数，得到了4- 12千秒差距范围内的银河系整体信息，特别是银河系自转曲线、斜率、速度梯度等。我们表明，当使用这种方法时，有一种替代的可能性来推断银河系的旋转曲线和它的斜率的行为，而不使用银心距离$R_\odot$。在1~kpc半径的太阳附近，得到的运动学参数与文献中给出的结果符合得很好。
2021-07-29 astro-ph.GA
Where are Milky Way's Hadronic PeVatrons?
在TeV-PeV能量下对银河系的观测揭示了一个明亮的强子宇宙射线的扩散通量，也揭示了γ射线的亮点源。如果伽马射线源是强子宇宙射线加速器，那么它们也一定是中微子源。然而，没有发现中微子源。他们在哪里？我们介绍了一种新的人口为基础的方法来探测银河系强子PeVatrons，要求扩散和点源PeV范围数据之间的一致性宇宙射线，伽马射线和中微子。对于PeVatrons来说，允许两种极端情况：（1）强子宇宙线加速器和伽马射线源是相同的物体，因此存在明亮的中微子源，并且改进的望远镜可以检测到它们，而（2）强子宇宙线加速器和伽马射线源是不同的，因此没有可检测的中微子源。如果强子加速器具有足够薄的列密度，则后一种情况是可能的。我们量化目前的限制和未来的前景，展示如何揭示强子PeVatrons的性质。
2023-01-26 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
A Multimessenger Analysis of the High-Energy Milky Way: Source Populations Contribute Significantly to IceCube's Galactic Neutrino Flux
University of Wisconsin-Madison（威斯康星大学麦迪逊分校）；Oakland University（奥克兰大学）
联合分析冰立方观测的银河平面中微子发射与LHAASO测量的弥散超高能伽马射线，发现中微子发射需要未解析源种群的贡献，且银河中微子源可能主导该发射。
2026-06-16 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
Kinematic footprint of the Milky Way spiral arms in Gaia EDR3
银河系的旋臂是由恒星数量以及分子云和其他年轻天体的轨迹确定的，然而，它们只是最近才开始从运动学的角度被观察到。利用盖亚EDR 3中薄盘星在扩展太阳邻域周围的运动学，我们创建了由径向、剩余旋转和垂直银河系速度（$U,ΔV,W$）着色的x-y投影。这些地图有丰富的子结构，揭示了银河系圆盘的扰动状态。我们发现，旋转速度和方位角平均速度，$ΔV$，显示至少5个大规模的运动学螺旋，其中两个密切遵循的轨迹人马座，船底座和英仙座旋臂，与俯仰角为9.12 $^{\circ}$和7.76 $^{\circ}$，和垂直厚度分别为$\sim400$ pc和$\sim600$ pc。另一个运动学螺旋位于英仙座臂的后面，看起来像是这个大质量臂留下的旋转速度的扭曲，但在气体/恒星过密中没有已知的对应物。一个较弱的信号接近太阳的位置是目前在我们的三个速度图，似乎是与本地arm. Our分析的银河系盘中的恒星速度显示臂和臂间的运动学差异，有利于银河系的螺旋臂不与光盘共转。此外，我们发现，运动学螺旋cluerous和絮状，揭示了银河系旋臂的基本性质。
2022-03-13 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
Resonantly-Produced 7 keV Sterile Neutrino Dark Matter Models and the Properties of Milky Way Satellites
通过共振Shi-Fuller机制产生的无菌中微子可以说是最简单的模型，用于解释最近朝向一些包含暗物质的物体的未识别X射线线的暗物质起源。在这里，我计算出在这个机制中产生信号所需的确切参数。这些模型预测的小尺度结构的抑制与本星系群和高$z$星系数约束是一致的。非常重要的是，这些模型中产生完整的暗物质密度所需的参数满足了先前确定的要求，成功地匹配了银河系的总卫星丰度，卫星的径向分布和质量密度轮廓，或“太大而不能失败"的问题。“我还讨论了如何进一步精确测定候选无菌中微子暗物质的详细性质，可以探测夸克-强子跃迁的性质，这发生在暗物质生产过程中。
2014-03-31 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Addressing the too big to fail problem with baryon physics and sterile neutrino dark matter
在$Λ$ CDM模型中对结构形成的N体暗物质模拟预测了星系晕中的一群次晕，这些次晕的中心密度比银河系卫星的中心密度要高，这种紧张局势被称为“太大而不能倒”问题。提出的解决方案包括重子效应、银河系晕的较小质量和温暖的暗物质。我们测试这三种可能性，使用半解析模型的星系形成银河系晕模拟卫星人口，其结果耦合到江和范登博世模型的subhalo剥离预测subhalo $V_\mathrm{max}$功能的10个最亮的卫星的光度函数。我们发现，选择最明亮的卫星（而不是最大的）和模拟气体的超新星在早期的驱逐增加了可能性产生观察到的银河系卫星$V_\mathrm{max}$功能。首选的晕质量是$6\times10^{11}M_{\odot}$，它有14%的概率拥有像银河系卫星那样的$V_\mathrm{max}$功能。对于$1.0\times10^{12}M_{\odot}$光环，该概率降低到8%，对于$1.4\times10^{12}M_{\odot}$光环，该概率降低到3%。我们的结论是银河系卫星$V_\mathrm{max}$功能是兼容的CDM宇宙学，如以前发现的Sawala等人。使用流体动力学模拟。无菌中微子-暖暗物质模型与观测结果的一致性更高，最大有35%的机会产生观测到的银河系卫星$V_\mathrm{max}$函数。然而，还需要做更多的工作来检查半解析剥离模型在无菌中微子宇宙学中是否正…
2017-08-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evidence for the Third Stellar Population in the Milky Way's Disk
银河系是一个独特的实验室，在那里可以详细测量和分析恒星的性质。特别是，老恒星群中的恒星编码了导致我们银河系形成的机制的信息。在这篇文章中，我们分析了太阳邻域中大量恒星的运动学，空间分布和化学，其中所有主要的银河系成分都得到了很好的代表。我们发现，厚盘包括两个不同的和重叠的恒星星族，具有不同的运动学性质和化学成分。金属弱厚盘（MWTD）包含的金属含量比典型厚盘少两倍，并表现出银河系最古老的恒星星族典型的轻元素富集。MWTD围绕银河系中心的旋转速度约为150 km s^（-1），对应于相对于典型厚盘（约180 km s^（-1））的30 km s ^（-1）的旋转滞后，速度色散为60 km s^（-1）。这个恒星星族可能起源于我们银河系组装早期的矮星系合并，或者它是一个前体盘，形成于银河系内部，并通过棒不稳定性或螺旋臂形成机制带入太阳邻域。
2019-10-29 astro-ph.GA
How Many of the Observed Neutrino Events Can Be Described by Cosmic Ray Interactions in the Milky Way?
宇宙射线在星际介质中扩散，并与物质和辐射相互作用，只要它们被困在银河磁场中。冰立方实验已经探测到一些TeV-PeV中微子事件，其起源尚不清楚。我们研究这些事件的全部或一部分是否可以用宇宙射线与物质的相互作用来描述。我们考虑的平均目标密度需要解释他们为不同的晕的大小和形状，宇宙射线的化学成分的影响，中微子事件的方向信息的影响，以及从伽马射线边界和它们的方向的约束。我们不需要宇宙射线逃逸时间或注入我们的方法的知识。我们发现，在所有的约束条件下，在冰立方观测到的中微子事件中，最多只有0.1可以用宇宙射线与物质的相互作用来描述。此外，我们表明，目前建立的宇宙射线的化学成分相矛盾的峰的中微子光谱在PeV的能量。
2014-10-11 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
Median Statistics Estimate of the Galactic Rotational Velocity
我们编译了一个完整的收集19个最近（自2000年以来）测量的$Θ_0$，银河系的旋转速度在$R_0$（太阳从银河系中心的径向距离）。这些测量使用的示踪剂被认为更准确地反映了银河系的系统旋转。不像其他最近的$Θ_0$汇编，我们的收集只包括独立的测量。我们发现，这19个测量值分布在一个温和的非高斯的方式和中位数统计估计表明，$Θ_0 = 220\ \pm 10$ km\，s $^{-1}$（2 $σ$错误）作为最可靠的总结，在$R_0 = 8.0 \pm 0.3$ kpc（2 $σ$错误）。
2018-05-04 astro-ph.GA gr-qc hep-ph
Constraining neutrino-DM interactions with Milky Way dwarf spheroidals and supernova neutrinos
本文利用银河系矮球状星系暗物质密度分布，通过超新星中微子散射导致的能量注入效应，给出了中微子-暗物质散射截面的新上限，并指出该约束强于以往结果。
2024-07-08 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
A possible tension between galaxy rotational velocity and observed physical properties
星系的质量和它们的旋转速度之间的差异是最令人困惑的科学现象之一。尽管经过了一个多世纪的研究，但这一现象仍未得到充分理解。常见的解释包括暗物质和MOND，以及其他理论。在这里，我们报告的另一个观察，显示星系旋转的物理和它的旋转速度之间的张力。我们比较了星系的亮度，发现与银河系旋转方向相同的星系与旋转方向相反的星系具有不同的亮度。虽然由于多普勒频移而预期这种亮度差异，但预期其是细微的。结果表明，亮度的差异大到足以被地球上的望远镜探测到。观测到的差异对应于旋转速度远大于银河系旋转速度的星系的物理特性。这种差异在银河北极和银河南极都是一致的，并且在垂直于银河南极的天空中没有观察到。通过几种不同的仪器，如DECam，SDSS，Pan-STARRS和HST观察到这些差异。观察结果在各种注释方法中也是一致的，包括不同的基于计算机的方法，手动注释或通过Galaxy Zoo进行的众包注释，都显示出类似的结果。另一个可能的解释是在大尺度结构中的宇称违反，这样的宇称违反的幅度在早期宇宙中更强。它也可能与何鸿燊紧张局势等其他异常现象有关。使用Ia超新星对Ho的分析表明，当宿主星系的自旋方向一致时，Ho张力较小，尽管这些结果是基于少数超新星，并且可能没有统计学意义。
2022-12-08 astro-ph.GA
Electron-positron Annihilation Lines and Decaying Sterile Neutrinos
如果存在大量的惰性中微子，它们衰变为光子和/或电子-正电子对可能会引起可观察到的后果。我们考虑了MeV无菌中微子衰变导致银河系中心弥散正电子湮没线的可能性，并由此从相关的天体物理/宇宙学数据中得到了无菌中微子衰变率$Γ_e \ge 10^{-28}$ s $^{-1}$的界.此外，我们预计软伽马流量$1.2 \times 10^{-4}-9.7 \times 10^{-4}$ ph cm $^{-2}$ s $^{-1}$从银河系中心，显示为一个小MeV的颠簸在背景光子谱。此外，我们还估计了无菌中微子衰变产生的活动中微子穿过地球的通量为$0.02-0.1$ cm $^{-2}$ s $^{-1}$。
2011-11-14 astro-ph.GA astro-ph.HE
Neutrinos as a new tool to characterise the Milky Way Centre
Mullard Space Science Laboratory, University College London（穆拉德空间科学实验室，伦敦大学学院）；Department of Physics and Astronomy, University College London（物理学与天文学系，伦敦大学学院）；Theoretical Astrophysics, Department of Earth and Space Science, Graduate School of Science, The University of Osaka（理论天体物理学，地球与空间科学学院，大阪大学研究生院）；Astrophysical Big Bang Laboratory (ABBL), RIKEN Pioneering Research Institute (PRI)（大爆炸天体物理实验室（ABBL），RIKEN先锋研究所（PRI））
中微子因其高灵敏度和低系统误差，有望成为研究银河系中心气体分布的新工具，提升远距离星系气体测量的准确性。
2026-02-24 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.IM
The morphology and kinematics of the gaseous circumgalactic medium of Milky Way mass galaxies -- II. comparison of IllustrisTNG and Illustris simulation results
我们已经进行了一个控制比较的结构和运动学性质的环星系介质（CGM）周围的银河系质量星系的Illustris和IllustrisTNG模拟。在z=0时，大半径（$\sim 100$ kpc）的气柱密度和温度分布与Illustris中的盘气体质量分数有很强的相关性，而与TNG中的盘气体质量分数无关。在大半径的中性气体优先在TNG的磁盘的平面上对齐，而它是更各向同性的在插图。在CGM的旋转支持的气体的垂直相干尺度与气体质量分数的星系在插图，但不是在TNG。示踪粒子分析使我们能够显示这些差异可以理解为两个模拟中不同的子网格反馈模型的结果。在两个模拟中对空间匹配星系的研究表明，在TNG中，超新星和AGN的反馈有助于在高红移时创造一个扩展的热气体平滑库，然后冷却形成一个薄的，旋转支撑的盘。在Illustris中，活动星系核以热气泡的形式释放热量，这些热气泡将大半径的扩散物质推出晕外。该盘是由较冷的再循环物质的吸积形成的，这导致了银河平面上方和下方的气体分布更加垂直延伸。我们的结论是，在银河系质量星系周围的气体结构的变化是一个敏感的探针的反馈物理模拟和值得更多的观测考虑在未来。
2019-04-15 astro-ph.GA
The contribution from rotating massive stars to the enrichment in Sr and Ba of the Milky Way
大多数中子俘获元件都有r-和s-过程的双重生产，但生产地点的问题很复杂，仍然悬而未决。最近的研究表明，包括恒星自转可以对核合成产生深刻的影响。我们研究了Sr和Ba在银河系中的演化。一个化学演化模型被用来再现银河系的富集。我们测试了两个不同的核合成处方的s-过程中的大质量恒星，通过日内瓦集团和罗马集团。考虑了自转，研究了不自转或以不同速度自转的恒星的影响。我们还测试了r过程的不同产生地点：磁旋转驱动的超新星和中子星合并。Sr和Ba丰度的演变是很好的再现。与最新观测结果的比较表明，恒星自转是一个很好的假设，但过高的速度会导致这些元素的过度产生。特别是，在低金属丰度的[Sr/Ba]比的预测演变并不能解释最好的数据，如果旋转不包括在内。对不同的恒星质量和金属丰度采用不同的自转速度可以更好地解释观测到的趋势。尽管两套采用恒星模型之间的差异，都表现出更好的协议与数据假设增加的旋转速度向低金属丰度。假设不同的r-过程源不会改变这个结论。
2019-09-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the rate of core collapse supernovae in the Milky Way
几个大型中微子望远镜，在世界各地的不同地点运作，作为他们的主要目标是第一次检测中微子发射的引力坍缩在银河系。这些观测计划的成功取决于银河系超新星核心坍缩的速率，$R$。在这项工作中，标准的统计技术被用来结合几个独立的结果。它们的一致性进行了讨论，并确定了最关键的输入数据。对$R$的推断进一步测试和完善，包括直接信息的发生率引力坍缩事件在银河系和本星系群，从中微子望远镜和电磁调查。对误差进行保守处理，得到一个组合速率$R=1.63 \pm 0.46$（100年）$^{-1}$ ;核心坍缩超新星事件之间的对应时间是$T=61_{-14}^{+24}$ ~yr。强调了更新恒星出生率方法分析的重要性。
2020-09-03 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Constraints on sterile neutrino models from strong gravitational lensing, Milky Way satellites, and Lyman-$α$ forest
本研究利用强引力透镜类星体等天体物理观测，推导热遗迹温暗物质与不同机制产生的惰性中微子的质量对应关系，给出四类主流惰性中微子模型的质量下限约束，为非引力相互作用极弱的暗物质候选体探测提供了最严格的实验限制。
2023-07-18 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
The role of galactic dynamics in shaping the physical properties of giant molecular clouds in Milky Way-like galaxies
我们研究的作用，大规模的银河系动力学环境中设置的性质的巨大分子云在银河系般的星系。我们进行了三个高分辨率模拟银河系一样的光盘与移动网格流体动力学代码Arepo，产生一个统计样本的$\sim 80,000$巨大的分子云和$\sim 55,000$ HI云。我们占气体，动量和热能注入超新星和HII地区，质量注入恒星风，和非平衡化学的氢，碳和氧的自引力。通过改变外部引力势，我们探测了银河系动力学环境中的轨道角速度，引力稳定性，中面压力和银河系旋转曲线的梯度跨越一个数量级。模拟的分子云相对于周围的星际介质是高度过密的（$\sim 100\times$）和超压的（$\sim 25\times$）。它们的重力湍流和恒星形成特性与银河系中平面的动力学无关，因此kpc尺度的恒星形成率表面密度只与银河系中平面每单位面积的分子云数量有关。尽管如此，星云的旋转特性与星系剪切和引力自由落体的速率之间仍有着明显的、天文学意义上的相关性。我们发现，银河系的旋转和引力不稳定性可以影响它们的伸长率，角动量和切向速度色散。HI云的较低压力和密度允许更大范围的显着动力学相关性，反映了分子云的旋转特性，同时也显示了它们的引力和湍流特性与银河动力学环境的耦合。
2020-06-30 astro-ph.GA
The impact of Gaia on our understanding of the Vast Polar Structure of the Milky Way
银河系（MW）被卫星星系，星团和流的巨大极地结构（VPOS）所包围。对最亮的MW卫星的自行测量表明，它们主要沿着VPOS共轨。这与动态稳定结构一致。假设与VPOS对准的所有卫星也沿着该结构共轨，允许凭经验预测它们的系统自行。要测试远距离的卫星星系的预测，需要高精度的自行测量，例如使用哈勃太空望远镜。然而，对于附近的MW卫星，盖亚将允许测试这些预测，特别是对于卫星的统计样本，因为几乎所有卫星都存在自行预测。这将阐明如何旋转支持的VPOS。此外，盖亚将发现银河系的结构，特别是恒星流。它们与VPOS的一致程度可能进一步限制其稳定性和性质。
2017-10-26 astro-ph.GA
A Blueprint for the Milky Way's Stellar Populations. III. Spatial Distributions and Population Fractions of Local Halo Stars
我们分析了观测到的空间，化学和动力学分布的本地贫金属恒星，光度计推导的金属丰度和距离估计以及适当的运动从盖亚任务的基础上。沿着银河本初子午线，我们确定恒星星族的金属丰度与旋转速度空间，包括盖亚香肠/土卫二（GSE），金属弱厚盘（MWTD），和飞溅（有时被称为“原位”晕）的不同属性。我们使用高斯混合物模型观测到的相空间分布，并完善其位置和分数的贡献作为从银河系平面（$|Z|$）和银河系中心（$R_{\rm GC}$）的距离的函数，提供了一个全球性的视角，主要的恒星星族在当地的晕。在样本体积（$|Z|<6$ kpc）内，与GSE相关的恒星在更大的$R_{\rm GC}$（$Δ\langle{\rm[Fe/H]}\rangle /ΔR_{\rm GC} =-0.05\pm0.02$ dex kpc $^{-1}$）下表现出更大比例的贫金属恒星。这一观测到的趋势，以及平均自转速度与金属丰度（$Δ\langle v_ϕ\rangle / Δ\langle{\rm[Fe/H]} \rangle \sim -10$ km s $^{-1}$ dex $^{-1}$）之间的温和的正相关关系，意味着在GSE前身星内部区域中更多的富含金属的恒星逐渐被剥离，而在合并时的反轨道在动力学摩擦的作用下变得辐射化。富含金属的GSE星与Splash结构有因果关系，Splash结构中的恒星大多数位于外圆轨道（$>9…
2021-09-03 astro-ph.GA
Formation and Evolution of the Disk System of the Milky Way: [alpha/Fe] Ratios and Kinematics of the SEGUE G-Dwarf Sample
我们使用SEGUE调查中17，277颗G型矮星的低分辨率（R~2000）光谱测量的[α/Fe]比，将它们分成可能的薄盘和厚盘子样本。两个子样本都表现出强烈的轨道旋转速度与金属丰度的梯度，符号相反，薄盘为-20至-30 km/s/dex，厚盘为+40至+50 km/s/dex。旋转速度是不相关的银心距离薄磁盘子样本，并表现出一个小的趋势厚磁盘子样本。两个圆盘组件的旋转速度随着离平面的距离而减小，具有相似的斜率（-9.0 { \pm } 1.0 km/s/kpc）。厚盘星的轨道偏心率随金属丰度的变化趋势很强（约为-0.2/dex），而薄盘子样本的轨道偏心率不随金属丰度的变化而变化。对于薄盘族，偏心率几乎与银心半径无关，而对于厚盘族，偏心率随半径的变化存在一个边际梯度。这两个子样本具有类似的正梯度离心率与距离银河平面。薄盘和厚盘人口的偏心率分布的形状与到平面的距离无关，并且不包括显著数量的偏心率高于0.6的恒星。在我们考虑的几个当代磁盘演化模型中，径向迁移似乎在薄磁盘人口的演化中发挥了重要作用，但相对于富含气体的合并或磁盘加热方案，厚磁盘可能不那么重要。我们强调，为了进行详细的定量比较，我们的新数据使更多的物理现实的模型和模拟需要构建。
2011-06-28 astro-ph.GA
The aluminium-26 distribution in a cosmological simulation of a Milky Way-type Galaxy
通过宇宙学化学动力学模拟，研究铝-26在银河系类型星系中的分布，发现高铝-26含量气体具有高视线速度，与观测一致，但模拟旋转速度偏高。
2025-04-24 astro-ph.GA
The Milky Way atlas for linear filaments II. clump rotation versus filament orientation
Chongqing University（重庆大学）；Peking University（北京大学）；S. N. Bose National Centre for Basic Sciences（S.N.玻色基础科学国家中心）；Tsinghua University（清华大学）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）
研究通过分析团块旋转与纤维方向的关系，发现团块旋转对引力坍缩作用微弱，旋转轴与纤维方向无显著关联。
2024-10-17 astro-ph.GA
Spiral structure of the galactic disk and its influence on the rotational velocity curve
根据不同波段观测技术的不同，大多数旋涡星系的自转速度曲线是平坦的。在这项工作中，我们表明，非线性项能够平衡波的色散效应，从而恢复所观察到的旋转曲线轮廓，而不包括任何其他，但重子物质集中在凸起和磁盘。为了证明所考虑的模型是能够恢复一个平坦的旋转曲线，银河系已被选为最好的映射星系applicationon.Using引力N体模拟与多达$10^7$粒子，我们测试这个动力学模型的情况下，银河系用两种不同的方法。在直接方法中，作为模拟运行中的输入条件，我们将螺旋表面密度分布设置为先前获得的非线性薛定谔方程的显式解（而不是广泛使用的指数盘近似）。在进化的方法中，我们初始化运行不同的初始质量和旋转速度分布，以捕捉自然形成的螺旋臂，并确定其在磁盘演化的作用。在这两种情况下，我们都能够重现稳定和非膨胀磁盘结构的模拟结束时间为$\sim10^9$年，没有晕包。虽然给定的模型不考虑恒星的速度色散和有限的磁盘厚度，这里提出的结果仍然意味着，非线性效应可以显着改变的暗物质，这是保持银河系盘在稳定的配置所需的量。
2021-12-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gas accretion onto the disc of a simulated Milky Way-mass galaxy
在星系形成和演化的标准范式中，星系的重子成分是由暗物质晕内气体的坍缩和凝聚形成的，后来又由气态物质的持续吸积而成长，既有扩散形式的，也有与其他系统合并的。在第一个阶段的快速和暴力的晕增长，气体解决成旋转支撑的结构，最终导致形成恒星盘。恒星演化并将经过化学处理的气体和能量返回到星际介质，主要是通过II型超新星爆炸。在圆盘区域，宇宙学上的气体吸积与超新星产生的外流结合，影响圆盘的流体动力学和结构特性，并产生垂直和径向的气体流动。在这项工作中，我们使用模拟御夫座项目，一套磁流体动力学，放大宇宙学模拟银河系般的星系，研究气体吸积到光盘的时间和径向依赖性。我们还研究了盘的演化，重点是由内而外的盘形成的情况下，这是化学演化模型的银河系的基本假设之一。
2021-06-11 astro-ph.GA
Kinematics of Milky Way Satellites: Mass Estimates, Rotation Limits, and Proper Motions
在过去的几年里，来自银河系卫星星系的高分辨率运动学数据集已经证实了早期的迹象，这些系统是暗物质占主导地位的对象。要进一步了解这些星系所揭示的宇宙学和暗物质的小尺度结构，在很大程度上依赖于对其内部运动学的更详细的解释。本文讨论了一个可能的形式主义，提取重要的数量从运动学数据，包括幅度的旋转，自行，和质量分布。在最简单的模型上的旋转振幅的投影误差示出为$\sim 0.5 $公里秒$^{-1}$与$\sim 10^3$恒星从经典或超微弱的卫星。对玉夫座星系的旋转信号进行了分析，没有发现明显的旋转检测，并给出了这个结果的限制，推导出玉夫座自行。模型选择的标准进行了讨论，确定所需的参数来描述的暗物质晕密度分布和恒星速度各向异性。应用到四个数据集的速度范围很广，被发现的可能性是更敏感的变化比速度各向异性的变化的暗物质密度分布的斜率。具有可变径向速度各向异性的模型被证明是优选的相对于那些在该数量是恒定的，在所有半径的星系。
2009-11-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Proper motions and dynamics of the Milky Way globular cluster system from Gaia DR2
我们使用盖亚数据发布2，以确定150银河系球状星团（几乎整个已知的人口）的平均自行，与一个典型的不确定性为0.05质量/年的限制，主要是由系统误差。结合他们的距离和视线速度测量从文献中，我们分析了球状星团在6d相空间中的分布，使用位置/速度和动作/角度坐标。在中心10 kpc的星系团的平均旋转速度达到50-80 km/s，速度色散接近各向同性100-120 km/s，而在外部星系团的轨道是强烈的径向各向异性。我们确认在银河系的外部区域的高径向作用的集群的浓度。最后，我们探讨了一系列的平衡分布函数为基础的模型，为整个球状星团系统，以及它们提供的信息，银河系的潜力。星系团的动力学最好用圆周速度在10至50千秒差距之间、保持在210至240公里/秒范围内的模型来描述。
2019-01-14 astro-ph.GA
The Genesis of the Milky Way's Thick Disk via Stellar Migration
银河系盘分为薄和厚的组成部分是由它们的恒星在空间，运动学和金属丰度分布上的差异所支持的。这些差异导致了一种观点，即厚盘早期通过灾难性事件形成，并构成了银河系分层增长的化石证据。我们在这里展示，使用N体模拟，如何双指数垂直结构，与恒星星族显示类似的二分法可以出现纯粹通过内部演化。在这张照片中，恒星径向迁移，同时保持接近圆形的轨道，如Sellwood & Binney（2002）所描述的。当恒星向外移动时，它们聚集在一个增厚的部分。目前在太阳附近发现的这类恒星形成于盘的历史早期，半径较小，恒星更贫金属，α增强，导致观察到厚盘星的性质。根据速度或金属丰度将恒星分类为薄盘或厚盘的成员会导致观察到的其他属性明显分离。SDSS的观测结果支持了这一假设，即过渡区的恒星在自转速度和金属丰度之间没有任何相关性。我们的模拟与银河系观测之间的良好定性一致性暗示，厚盘可能是恒星迁移产生的普遍存在的星系特征。尽管如此，我们不能排除厚盘的一部分是过去更暴力历史的化石，也不能解释所有星系中的厚盘。
2010-09-29 astro-ph.GA
Satellite galaxies in semi-analytic models of galaxy formation with sterile neutrino dark matter
无菌中微子是一种可行的暗物质候选者，可以在早期宇宙中通过非平衡过程产生，因此具有高度非热的原始速度谱。本文分析了这类暗物质粒子的结构形成过程。为此，我们构建原始暗物质功率谱作为轻子不对称性的函数，$L_6$，这是存在于原始等离子体中，并导致共振无菌中微子生产。我们将这些功率谱与热产生的暗物质粒子的功率谱进行了比较，结果表明共振产生的无菌中微子比热遗迹中微子冷得多。我们还表明，这些功率谱的形状是不确定的自由流规模单独。然后，我们使用的功率谱作为输入的半解析模型的星系形成，以预测的数量发光的卫星星系在银河系般的晕。通过假设银河系晕的质量不超过$2\times10^{12}M_{\odot}$（基于当前天文观测所采用的上限），我们能够将$L_6$的值限制为$M_s\le 8$ ~keV。我们还证明了与3.5 keV谱线最一致的$L_6$的范围（如果是由7 keV无菌中微子衰变产生的）要求银河系晕的质量不小于$1.5\times10^{12}M_{\odot}$。最后，我们将Boltzmann方程直接积分得到的非共振产生的无菌中微子的功率谱与Viel等人的拟合公式进行了比较，发现后者在与卫星星系相关的尺度上明显低估了功率幅值。
2016-11-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Neutrinos from WIMP annihilation in the Sun : Implications of a self-consistent model of the Milky Way's dark matter halo
WIMP与质子的自旋无关（SI）和自旋相关（SD）弹性散射截面的上限，由太阳中WIMP湮灭的中微子通量的超神冈（S-K）上限所施加，以及它们与WIMP参数空间的“DAMA兼容”区域的兼容性，在该区域内，DAMA/LIBRA实验与其他直接探测实验的零结果是兼容的，在银河系有限尺寸暗物质（DM）晕的自洽模型的框架内进行了研究，该模型的参数由银河系旋转曲线数据拟合确定。我们发现，作为WIMP质量的函数的WIMP-质子弹性截面上的S-K隐含上限对各种WIMP湮灭通道的分支分数施加严格的限制。对于SI相互作用，如果WIMP主要湮灭为$\bbarb$ \和/或$\cbarc$，则S-K上限与WIMP参数空间的DAMA兼容区域一致，如果WIMP湮灭为$\tautau$和$ν\anu$分别发生在大于约10%和0.1%的水平，则DAMA兼容区域的部分可以被排除。对于SD相互作用，对可能的湮灭通道的限制要严格得多，如果考虑中的相对低质量（$\sim$ 2 - 20 GeV）WIMP主要湮灭为$\bbarb$、\ $\cbarc$、\$\tautau$和$ν\anu$终态的任何混合，则基本上排除了WIMP参数空间的DAMA兼容区域。
2012-05-21 astro-ph.GA hep-ph
The Milky Way's plane of satellites: consistent with $Λ$CDM
“卫星平面问题”描述了银河系中11个最亮的卫星星系在一个非常薄的平面上的排列，可能是由旋转支撑的。这显然与标准宇宙学模型相矛盾，在标准宇宙学模型中，银河系被弥散支持的暗物质晕所包围。在这里，我们表明，报告的异常各向异性的卫星系统是强烈的偶然的不平衡的径向分布，早期的模拟未能再现，结合密切，但短暂的连接的两个最遥远的卫星，狮子座I和狮子座II。使用盖亚自行，我们表明，轨道极点对齐是比以前报道的更常见，并揭示了卫星的平面是瞬态的，而不是旋转支持。与新的模拟相比，这种短命的飞机很常见，我们发现银河系卫星与标准模型的预期是兼容的。
2022-05-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Dark Matter Diffused Supernova Neutrino Background
Arizona State University（亚利桑那州立大学）；Virginia Tech（弗吉尼亚理工大学）；High Energy Accelerator Research Organization (KEK)（高能加速器研究机构）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；Harvard University（哈佛大学）
研究暗物质与中微子相互作用对超新星中微子的影响，提出暗物质扩散超新星中微子背景，并设定其散射截面限制。
2026-01-07 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
Indirect Dark Matter Detection Limits from the Ultra-Faint Milky Way Satellite Segue 1
我们使用新的运动学数据从超微弱的银河系卫星Segue 1模拟其暗物质分布和推导上限的暗物质湮灭截面。使用费米卫星和MAGIC的伽马射线通量上限，我们确定了暗物质湮灭成各种不同的粒子，包括带电轻子的截面排除区域。我们发现，这些排除区域开始探测感兴趣的区域的暗物质解释的电子和正电子通量从PAMELA，费米和HESS，和Segue 1的未来观测有很强的前景来测试这样的解释。我们还讨论了使用冰立方探测器探测中微子湮灭的前景，发现在一个乐观的情况下，可能会探测到一些中微子事件。最后，我们使用的运动学数据来模拟Segue 1暗物质的速度色散和约束索末菲增强模型。
2010-07-27 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Dark matter decay in the Milky Way halo
本研究通过计算X射线谱线强度分布，探讨银河系晕中暗物质（特别是共振产生的惰性中微子）的衰变，结合多种观测约束确定了混合角参数和粒子寿命范围，并对XRISM卫星的探测通量做出预测。
2024-01-10 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Dark Neutrinos
太阳，大气和反应堆中微子实验证实中微子是巨大的。因此，我们很自然地认为中微子是解释星系晕中的暗物质的候选粒子。我们研究了这些中微子的引力集群内的一个巨大的核心和周围的球形中微子晕的模型。中微子形成简并的费米气体，建立了有载多方方程。我们解了这个方程，得到了星系中的中微子密度、星系的大小和星系的自转曲线。现有的数据支持质量在10eV左右的中微子。由此产生的宇宙学的影响进行检查。
2012-02-23 astro-ph.GA hep-ph
Constraints on the properties of $ν$MSM dark matter using the satellite galaxies of the Milky Way
本研究利用银河系卫星星系丰度约束$ν$MSM暗物质模型，以95%置信度排除惰性中微子质量≤1.4 keV（含重子效应时为≤4 keV），并发现卫星计数约束弱于X射线未探测约束。
2024-08-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Widespread Hot Ammonia in the Central Kiloparsec of the Milky Way
银河系内部的300-500 pc具有我们银河系中最极端的气体条件。中心分子区（CMZ）的物理性质，包括温度、密度、热压力和湍流压力，是表征气体能量学、运动学和演化的关键因素。这个区域的分子气体比银河系盘中的气体热一个数量级以上，但加热气体的机制仍然不确定。我们表征的温度为16个区域，延伸到一个投影半径为$\sim$ 450 pc。利用澳大利亚望远镜紧凑阵（ATCA）观测到了SWAG（Survey of Water and Ammonia in Galactic Center）的\am，J，K=（1，1）-（6，6）反转跃迁，利用100 m格林班克望远镜观测到了氨谱线（J，K）=（8，8）-（14，14）.使用这两个样本，我们为每个源创建完整的玻尔兹曼图，并将两个旋转温度分量拟合到数据中。对于冷部件，我们检测到的旋转温度范围为20- 80 K，对于热部件，我们检测到的温度范围为210- 580 K。有了这个16个区域的样本，我们确定了迄今为止在银河系中心检测到的一些最极端的分子气体温度。我们没有发现气体温度和银心半径之间的相关性，我们证实，这些高温并不完全与积极的恒星形成云。我们还研究了温度和线宽，发现（1）温度和线宽之间没有相关性，（2）线是非热加宽的，表明非热运动是占主导地位的热。
2023-03-20 astro-ph.GA astro-ph.IM
A Blueprint for the Milky Way's Stellar Populations. II. Improved Isochrone Calibration in the SDSS and Pan-STARRS Photometric Systems
我们改进的识别和隔离的基础上更新的一组经验校准的恒星等时线在斯隆数字巡天（SDSS）和泛STARRS 1（PS1）测光系统的银河晕中的单个恒星星族。沿着银河本初子午线（$l=0^{\circ}$和$180^{\circ}$），其中自行和从盖亚DR 2的弛豫可以用来计算在银河系的静止框架中的恒星的旋转速度，我们使用所观察到的双色星等序列的恒星具有大的横向运动，这是由于在贫金属晕和厚盘与晕状运动学，分别的恒星群。盖亚序列直接约束模型颜色的颜色-星等关系，并有助于改进我们以前使用银河系星团的校准。基于这些更新的恒星等时线，我们证实了早期的结果存在的不同群体的恒星在金属丰度与旋转速度平面，并发现，分布的最贫金属（[Fe/H] $<-2$）的恒星在我们的样本可以使用两个单独的组分别在逆行和逆行轨道。在距银道面千秒差距的$4$ - $6$处，我们发现在近距离轨道上有近似相等比例的飞溅盘、富金属晕（$\langle {\rm [Fe/H]} \rangle\sim-1.6$）和贫金属晕（$\langle {\rm [Fe/H]} \rangle\sim-2.5$）。盖亚-香肠-土卫二、金属弱的厚盘和逆行晕结构（$\langle {\rm [Fe/H]} \rangle\sim-2.2$）大约构成了这些距离上其余恒星星族的$10\%$。
2020-11-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Can the new Neutrino Telescopes reveal the Gravitational Properties of Antimatter?
我们认为，物质和反物质之间的引力排斥的假设可以在冰立方，中微子望远镜，最近在南极建造的测试。如果存在这样的引力排斥，那么黑洞视界深处的引力场可能会从量子真空中产生中微子-反中微子对。虽然中微子必须被限制在视界内，但反中微子应该被猛烈地喷射出来。因此，一个黑洞（由物质构成）应该表现为一个点状的反中微子源。我们的简化计算表明，银河系和仙女座星系中心的超大质量黑洞发射的反中微子可以被新一代中微子望远镜探测到。
2011-06-26 astro-ph.GA gr-qc
Chemical Evolution in the Milky Way: Rotation-based ages for APOGEE-Kepler cool dwarf stars
我们使用恒星角动量演化模型来确定APOGEE- \textit{Kepler}冷矮星样本中$\sim500$恒星的年龄。我们专注于较低的主序星，在那里其他年龄测定工具变得无效。我们的年龄分布相比，来自asteroseismic和巨大的样本和太阳类似物。我们能够恢复旧的，较低的主序星的陀螺年代学年龄，一个显着的改进，在较热的恒星先前的工作。在我们的模型假设下，我们的年龄具有$14\%$的中值相对不确定性，与使用传统方法推断的更大质量恒星的年龄精度相当。我们调查的趋势银河$α$增强年龄，发现的证据之间的年龄最古老的$α$贫穷的恒星和散装$α$丰富的人口的检测阈值。我们认为，陀螺年代学是一个有效的工具，达到年龄的10- 12 Gyr的K-和早期M-矮星。最后，我们提出了第一次努力量化的影响，详细的丰度模式旋转演化。我们估计一个$\sim15\%$偏见的年龄冷，$α$增强（+ 0.4 dex）明星时，标准的太阳丰度模式旋转模型用于年龄推断，而不是模型，适当占$α$富集。
2019-11-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar Kinematics of the Milky Way Galaxy in the Post-Newton Gravity
本研究引入后牛顿引力框架下的额外相互作用扰动，将含中心黑洞的星系盘建模为等效两体系统，解释银河系恒星旋转偏离牛顿引力的现象，所得太阳旋转速度与观测吻合。
2025-01-14 astro-ph.GA gr-qc
Cored Dark Matter halos in the Cosmic Neutrino Background
本文研究暗物质与宇宙中微子背景的相互作用对星系暗物质晕的影响，发现中微子能量转移可加热星系中心形成核心，并据此对暗物质-中微子散射截面给出保守约束。
2022-04-04 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
The Rotation of the Hot Gas Around the Milky Way
星系的热气晕可能包含大量的质量，是星系形成和演化的一个组成部分。银河系有一个2 e6 K晕，在发射和OVII共振线对明亮的背景AGN的吸收，并为目前最好的模型是一个扩展的球形分布检测。使用XMM-牛顿RGS数据，我们测量的OVII吸收线质心的多普勒频移向一个系综的活动星系核。这些多普勒频移限制了热晕的动力学，排除了约3 σ的静止晕和2 σ的共转晕，并导致扩展晕模型的最佳拟合旋转速度为183+/-41 km/s。这些结果表明，热气体旋转，并且它包含的角动量与恒星盘中的角动量相当。我们研究了一个模型的可能性，一个运动学上不同的磁盘和球形晕。为了与发射线X射线数据一致，盘必须贡献小于10%的柱密度，这意味着多普勒频移探测扩展热晕中的运动。
2016-03-24 astro-ph.GA astro-ph.HE
The formation of Milky Way-mass disk galaxies in the first 500 million years of a cold dark matter universe
在无数微小的原星系中，是否存在着一个与现代星系相似的群体，这是一个悬而未决的问题。我们表明，使用BlueTides，第一个流体动力学模拟大到足以解决相关的规模，第一个大质量星系的形成，事实上%预测有广泛的旋转支持磁盘。虽然它们的形态在某些方面类似于在低得多的红移下看到的Milky Way类型，但这些高红移星系比它们的低红移星系更小，密度更大，气体更丰富。通过对216个具有$z=8-10$红移的星系统计样本的运动学分析，我们发现盘状星系占恒星质量大于或等于$10^{10} M_\odot$的星系总数的70%。因此，冷暗物质宇宙学对大爆炸后5亿年的大星系人口做出了具体的预测。我们认为，宽视场卫星望远镜（如WFIRST）将在不久的将来发现这些第一个巨大的盘星系。它们的结构和形成历史的简单性应该使宇宙学的新检验成为可能。
2015-06-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gamma Rays, Electrons, Hard X-Rays, and the Central Parsec of the Milky Way
银河系中心复杂的相互作用过程是过去、现在和（可能）未来众多谜团的核心。我们的目标是更全面地了解如何扩展到>10 TeV的光谱结果。我们首先建立一个简化的模型来解释强中心秒差距光子场的特殊能量和角度依赖性。这允许计算各向异性逆康普顿散射和映射由于伽马伽马-> e^+ e^-衰减的伽马射线消光。耦合这些与不断发展的电子光谱的方法，我们研究了几个明确的和目前的过剩，包括扩散的硬X射线所看到的NuSTAR和GeV伽马射线费米。我们解决进一步的应用，宇宙射线，暗物质，中微子和伽马射线从中心和超越。
2016-11-27 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
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
Testing Dark Matter and Modifications to Gravity using Local Milky Way Observables
银河系自转曲线通常被认为是暗物质存在的第一个有力证据。然而，即使存在暗物质晕，其他星系尺度的观测，如重子塔利-费舍尔关系和径向加速度关系，仍然很难解释。这激发了对引力的远距离红外修正，作为暗物质假设的替代方案，以及具有类似现象学的各种DM理论。一般来说，标准的传说是，任何简化为银河系尺度上的修正牛顿动力学（MOND）现象学的模型基本上解释了所有的银河系尺度观测值。我们提出了一个框架，以测试这一声明，使用当地的银河系观测，包括垂直加速度场，旋转曲线，重子表面密度，和恒星盘的配置文件。我们专注于预测重力标量放大的模型，即，增加幅度但不改变重力加速度方向的模型。我们发现，相对于简单的暗物质晕模型，这种类型的模型并不受欢迎，因为银河系数据需要大幅放大径向加速度，而几乎不放大垂直加速度。我们的结论是，模型的结果在MOND一样的力量的斗争，同时解释在银河系附近的恒星的旋转速度和垂直运动。
2019-09-12 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Galactic Escape Speeds in Mirror and Cold Dark Matter Models
Berezhiani等人的镜像暗物质（MDM）模型已经被证明可以再现各种旋涡星系的星系自转曲线，并被认为是冷暗物质（CDM）模型的替代方案。我们调查可能的其他测试涉及恒星轨道的属性，这可能是用来区分这两种模式。我们表明，在MDM和CDM模型同样适合银河系的旋转曲线，人们通常预计从光盘逃逸速度的可预测的差异。最近对银河系的径向速度（RAVE）调查已经将从太阳附近的逃逸速度确定为$v_{esc}=544^{+64}_{-46}$ km s $^{-1}$，这对暗物质模型提出了额外的限制。我们已经建立了一个MDM模型的银河系的旋转曲线的基础上，并找到一个逃逸速度，这是刚刚一致的观测值给定当前的错误，这给信任MDM模型的可行性。Gaia-ESO的光谱调查有望导致对逃逸速度的更精确估计，这将进一步限制暗物质模型。然而，这两种模型之间的恒星逃逸速度的最大差异是预测为暗物质为主的矮星系，如DDO 154，和运动学研究，这样的星系可以证明关键的建立，或废除，MDM模型的有效性。
2013-01-15 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
