Inferring the gravitational potential of the Milky Way with a few precisely measured stars
银河系的暗物质晕被认为是三轴的，充满了亚结构。人们希望，恒星系统的潮汐破坏所产生的恒星流或壳层将提供精确的引力势测量，以检验这些预测。我们开发了一种方法来推断银河系的潜力与潮汐流的基础上的想法，流星曾经接近相空间。我们的方法可以灵活地适应任何形式的银河势：它在相空间而不是作用空间中工作，因此既不依赖于我们推导作用的能力，也不依赖于势的可积性。我们的模型是概率性的，具有似然函数和参数的先验。该方法可以适当地考虑有限的观测不确定性和缺失的数据维。我们测试我们的方法从N体模拟卫星中断在一个静态的，多组分的银河系，包括一个三轴暗物质晕与观测的不确定性，选择模仿当前和不久的将来调查的各种恒星的合成数据集。我们发现，只要有四个测量良好的流星，我们就可以推断出三轴势的性质，精度为5%-7%。没有自行，我们得到15%的潜在的参数和精度约25%的限制恢复丢失的相空间坐标。这些结果对于使用灵活的、与时间相关的势模型结合更大的数据集来解开银河系周围暗物质分布的详细形状的最终目标是令人鼓舞的。
2014-05-26 astro-ph.GA
The Milky Way's bar structural properties from gravitational waves
本研究首次评估LISA引力波数据绘制银河系恒星棒和旋臂的潜力，结合双白矮星族与N体模拟重构星系结构，得出棒结构参数约束可与电磁观测结果相比拟，为银河系结构研究提供独立新方法。
2020-11-03 astro-ph.GA
Three Models of the Gravitational Potential of the Milky Way
Pulkovo Astronomical Observatory（普尔科沃天文台）
本文通过多种观测数据构建了银河系引力势的三种模型，用于研究银河系中心区域恒星和星团的长期轨道演化。
2026-01-13 astro-ph.GA
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
Introducing the Rhea simulations of Milky-Way-like galaxies I: Effect of gravitational potential on morphology and star formation
本文通过Rhea模拟对比不同引力势下的银河系类星系，发现旋臂势对恒星形成影响很小，而棒势主要在2.5kpc内区显著影响恒星形成并防止中心淬灭。
2025-02-04 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
Milky-Way-like stars in a galaxy core 8 billion years ago revealed by gravitational lensing
研究通过引力透镜发现了一个极小的四重透镜类星体，揭示了早期星系核心的恒星形成过程，挑战了传统观点。
2026-04-02 astro-ph.GA
Ergodic Considerations in the Gravitational Potential of the Milky Way
本文提出了一种方法，用于从弛豫示踪系统相空间坐标的高精度观测中约束银河系引力势。该方法依赖于一个“遍历”的假设，即观察是代表系统在任何其他时间的状态。观测到的坐标作为初始条件，用于在引力场的假设模型中使示踪剂在时间上向前移动。该模型的有效性通过随机选择时间的观测值与示踪剂分布之间的统计等效性来评估。这种遍历方法的适用性不受势的形式或对称性的任何假设的限制。然而，它需要像SIM和GAIA这样的任务所获得的高精度观测。
2009-10-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Eclipse timing the Milky Way's gravitational potential
我们表明，一个小的，但\textit{measurable}转移的日食中点时间的日食双星（EBs）的$\sim$ 0.1秒，超过十年的基线可以用来直接测量银河系中的恒星在距离太阳$\sim$千秒差距的银河系加速度。我们认为贡献的周期漂移率从动力学机制以外的银河系的引力场，并表明，银河系加速度可以可靠地测量使用的样本$\textit{Kepler}$ EB的轨道和恒星参数的文献。考虑到潮汐衰变公式的不确定性，我们的方法在这里必然是近似的，假设恒星不是潮汐同步的，潮汐衰变的贡献是一个上限。我们还使用简单的分析关系，以搜索良好的定时源在\textit{Kepler}领域，并找到$\sim$ 70个额外的分离EB具有低偏心率，估计定时精度优于1秒。我们说明了一个原型的方法，精确定时EB使用档案\textit{Kepler}光变曲线和现代合成\textit{HST}光变曲线（提供了十年基线）。这种新的方法建立了一个现实的可能性，获得基本的银河系参数使用日食计时测量银河系加速度，以及其他新兴的新方法，包括脉冲星计时和极精确的径向速度观测。该加速度信号随时间二次增长。因此，考虑到在不久的将来为遥远的EB建立的基线，我们可以期望在未来通过\textit{JWST}和\textit{Roman Space Telescope}等太空任务来测量周期漂移。
2021-12-15 astro-ph.GA
And yet it moves: The dangers of artificially fixing the Milky Way center of mass in the presence of a massive Large Magellanic Cloud
最近的研究表明，大麦云云（LMC）的质量可能比以前认为的要大得多，我们探讨了惯性银心参考系的近似是否仍然有效，在这样一个大规模的LMC的存在。我们发现，以前的估计LMC的轨道周期和远心点距离推导出假设一个固定的银河系显着缩短模型，银河系被允许自由移动，以响应LMC的引力。保持其他参数不变，有利于第一次下降的模型的比例减少。由于这种相互作用，银河系内部50 kpc的质心可以在很短的时间内在相空间中发生显著的位移，范围从0.3到0.5 Gyr，位移量高达30 kpc和75 km/s。此外，我们表明，大麦哲伦星系的引力和银河系的响应可能会显着影响人马座矮星系（Sgr）的潮汐碎片的轨道和相空间分布。这种影响大于先前基于LMC单独扭矩的估计。因此，Sgr将碎片沉积在与现在的Sgr轨道平面不一致的天空区域。此外，我们发现，适当占银河系围绕其共同的质心与大麦哲伦星系的运动显着修改远心点之间的角距离和倾斜的轨道极点，减轻以前的模型和观测之间的紧张关系。虽然这些模型在性质上是初步的，但它们突出了在对银河系和本星系群中的物体进行运动学建模时，考虑MW和LMC之间的相互引力相互作用的重要性。
2015-02-13 astro-ph.GA
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
Milky Way Dynamics Favor Dark Matter over Modified Gravity Models
Purple Mountain Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院紫金山天文台）；University of Science and Technology of China（中国科学技术大学）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；University of Saint Andrews（圣安德鲁斯大学）
通过高精度观测数据，研究发现修正引力模型无法同时解释银河系旋转曲线和垂直相位空间螺旋，暗物质模型在13σ和4σ水平上更符合观测结果。
2026-05-11 astro-ph.GA
Decrease in Milky Way rotation curve revisited
本研究针对近期三篇论文提出的银河系旋转曲线开普勒下降结论，通过对比其引力势结果与银河系轴对称假设，发现20 kpc外银晕近球对称，证明其所用轴对称Jeans方程与最终模型不匹配。
2025-07-31 astro-ph.GA
Gravitational wave energy spectral density properties from BPASS Galactic binary population in the Milky Way galaxy
本研究结合BPASS与FIRE模拟，分析了LISA频段银河系双星族的引力波能量谱密度特性，比较了多种模型并预测了信号参数，强调了噪声估计与建模复杂性的重要性。
2025-09-14 astro-ph.GA
24.77 Pflops on a Gravitational Tree-Code to Simulate the Milky Way Galaxy with 18600 GPUs
我们已经模拟了，第一次，银河系的长期演化使用51亿粒子在瑞士Piz Daint超级计算机与我们的$N$体引力树代码盆景。在这里，我们描述的科学动机和数值算法。银河系模型模拟了60亿年，在此期间，棒结构和旋臂完全形成。这比以前的模拟使用了1000倍以上的粒子，并提供了丰富的新数据，可以直接与观测结果进行比较。我们还报告了瑞士Piz Daint和美国ORNL Titan的可扩展性。在Piz Daint上Bonsai的并行效率在95%以上。最高的性能是在Titan上使用18600个GPU的2420亿粒子银河系模型，从而分别达到33.49 Pflops和24.77 Pflops的持续GPU和应用程序性能。
2014-12-01 astro-ph.GA astro-ph.IM cs.DC
The mass distribution and gravitational potential of the Milky Way
我们提出了银河系的质量模型，以适应观测的限制，并与理论建模的预期一致。用于创建这些模型的方法是在McMillan（2011）中演示的，我们通过将气体盘添加到势中来改进这些模型，考虑允许晕密度分布的内斜率变化的影响，并在新的约束条件中包括对银河系中脉泽源的新观测。我们提供了一个最佳拟合模型，以及估计的银河系的属性。在我们的主要模型的假设下，我们发现太阳是从银河系中心出发的$R_0 = (8.20\pm0.09)\,\mathrm{kpc}$，太阳的圆周速度是$v_0 = (232.8\pm3.0)\,\mathrm{km}\,\mathrm{s}^{-1}$ ;银河系的恒星总质量是$(54.3\pm5.7)\times10^9\,{\rm M}_\odot$，总维里质量是$(1.30 \pm 0.30)\times10^{12}\,{\rm M}_\odot$，局部暗物质密度是$0.38\pm0.04\,\mathrm{GeV\,cm}^{-3}$，这里引用的不确定性是统计的。这些值对我们的先验和约束的选择很敏感。我们调查系统的不确定性，在某些情况下可能会更大。例如，如果我们削弱$R_0$的先验，我们会发现它是$(7.97\pm0.15)\,\mathrm{kpc}$，而$v_0=(226.8\pm4.2)\,\mathrm{km}\,\mathrm{s}^{-1}$。我们发现，大多…
2016-11-29 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$[-2.4x10 ^{-2}/（r/8 kpc）] km/s/kpc。横向多普勒效应产生了相当的贡献。这两种相对论效应产生的虚假径向速度相当于在宇宙年龄期间穿过银河盘的主要部分，并且必须在未来任何恒星实际径向迁移的测量中进行校正。
2022-03-17 astro-ph.GA
The spatial distribution of stars in open clusters
在这项工作中，我们研究的内部空间结构的16个疏散星团在银河系跨越广泛的年龄。为此，我们使用最小生成树方法（Q参数，它使人们能够将恒星分布分类为径向或分形聚类），King轮廓拟合和分形图案的相关维数（Dc）。平均而言，具有分形结构的星系团比具有径向恒星密度分布的星系团更年轻。有一个显着的相关性之间的Q和集群年龄测量的交叉时间单位。对于分形簇，分形维数与年龄之间存在显著的相关性。这些结果支持了这样一种观点，即新生星团中的恒星可能遵循其母体分子云的分形模式，并最终朝着更集中的结构演化。然而，可能存在年龄达1亿年的星团，它们的分形结构还没有完全破坏。最后，我们发现了一个有趣的结果，即疏散星团的最低分维似乎比银河系分子云复合体的平均分维要小得多。
2009-10-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Determining the Milky Way gravitational potential without selection functions
Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）；Westlake University（西湖大学）
提出一种无需建模空间选择函数的“条件深度势”方法，通过建模条件速度分布并利用无碰撞玻尔兹曼方程同时学习引力势和示踪体密度，在模拟数据中准确恢复引力势，适用于Gaia数据。
2026-06-23 astro-ph.GA
Constraining the Milky Way potential using the dynamical kinematic substructures
我们提出了一种方法来限制潜在的非轴对称组件的银河系使用的恒星在太阳附近的运动学。基本前提是相空间中的动力学子结构（即由于杆和/或螺旋臂）与周期性或不规则轨道的族相关联，这可以在轨道频率空间中容易地识别。我们使用“观察到的”恒星的位置和速度作为初始条件的轨道积分在各种引力势。然后，我们计算它们的特征频率，并研究频率图中存在的结构。我们发现，在速度和频率空间中的动态子结构的分布是最好的保存时，在“真正的”引力势的积分进行。
2011-10-20 astro-ph.GA
The constraining effect of gas and the dark matter halo on the vertical stellar distribution of the Milky Way
我们详细研究了银河系薄盘的恒星垂直分布，特别关注外盘。我们把银盘看作是一个引力耦合的三分量系统，它由恒星、原子氢气和分子氢气组成，并处于暗物质晕的引力场。在这样一个现实的系统中的恒星和气体的自洽的垂直分布的半径之间的4-22千秒差距。包含一个额外的引力分量约束的垂直恒星分布朝向中平面，使中平面密度更高，磁盘厚度减少，垂直密度分布是陡峭的比在单组件，等温，恒星单独的情况下。结果表明，恒星分布主要受星系内外气体和暗物质晕引力场的制约。我们发现，恒星盘的厚度（测量的垂直密度分布的高宽）随半径增加，耀斑急剧超过R=17千秒差距。由于晕圈的引力场，外星系的盘厚度减小了3-4倍，这可能有助于盘抵抗大半径的变形。如果不考虑暗物质晕的影响，圆盘会更加闪耀。因此，在确定外区银盘的垂直结构和动力学时，考虑暗物质晕的影响是至关重要的。
2018-08-06 astro-ph.GA
On the physical mechanisms governing the cloud lifecycle in the Central Molecular Zone of the Milky Way
我们适用于分析理论的环境依赖的分子云寿命的银河系的中央分子带。在这个理论中，云的寿命在银河系中心的时间尺度的引力不稳定性，银河系剪切，周转摄动和云云碰撞相结合。我们发现，在银河系中心半径$\sim 45$ - $120$ pc，对应的位置的“100 pc流”，云的演变主要是由引力坍缩，与云的平均寿命在1.4和3.9百万年之间。在所有其他的银河系中心半径，银河系剪切占主导地位的云的生命周期，我们预测，分子云是分散在3和9百万年之间的时间尺度，没有显着程度的恒星形成。沿着100-pc流的外缘，在半径100和120 pc之间，周转摄动和引力自由落体的时间尺度是相似的。这种相似的时间尺度支持的假设，根据轨道的几何形状和时间的轨道阶段，云崩溃和恒星形成的100-pc流可能是由近心点的潮汐压缩触发。根据推导出的时间尺度，这应该发生在大约20%的所有吸积事件到100 pc流。
2018-05-07 astro-ph.GA
Predicting gravitational wave signals from BPASS White Dwarf Binary and Black Hole Binary populations of a Milky Way-like galaxy model for LISA
本文结合BPASS双星星族合成与FIRE星系模型，预测LISA在类银河系中可探测的致密双星数量，并与BSE结果对比，揭示星族预测对物理假设的高度敏感性，同时生成模拟LISA信号以辅助数据处理方法开发。
2024-10-22 astro-ph.GA
Satellite galaxies' drag on field stars in the Milky Way
利用GaiaEDR3观测资料，研究了伴星系周围银河系场星的速度色散。对速度色散与卫星星系距离的关系进行了拟合，发现速度色散的梯度与卫星星系的质量有关。利用数量级近似，拟合了卫星星系质量与引力拖曳引起的速度色散梯度之间的线性关系。虽然我们的结果是一个观测的定性结果，但它表明，在未来的观测中，可以得到更好的关系。
2022-06-11 astro-ph.GA
Models for the 3-D axisymmetric gravitational potential of the Milky Way Galaxy - A detailed modelling of the Galactic disk
目标。基于密度和势对的简单解析函数的星系质量模型在文献中被广泛提出。仅由运动学数据约束的盘模型仅在非常接近银河平面的地方给出关于全球盘结构的信息。我们试图绕过这个问题，通过构建磁盘质量模型，其三维结构的约束，最近的银河系恒星计数模型在近红外线，也通过观察氢在磁盘中的分布。我们的主要目的是提供模型的引力潜力的星系，是充分的分析，但也有一个更现实的描述密度分布的磁盘组件。方法.从直接基于观测的盘模型（这里分为薄和厚的恒星盘和HI和H $_2$磁盘子组件），我们产生拟合的质量模型相结合的任何“模型阶”（1，2，或3）为每个磁盘子组件的三个宫本永井磁盘配置文件。宫本永井磁盘相结合的模型的凸起和“暗晕”的组件和总的一套参数进行调整，观测的运动学约束。一个模型，其中包括一个环密度结构的磁盘，超出太阳银河系半径，也进行了研究。结果银河系质量模型返回非常好的匹配强加的观测约束。特别是，与环密度结构的模型提供了一个更大的贡献，磁盘的旋转支持内的太阳圈。引力势模型及其相关的力场描述在解析封闭的形式，此外，他们也是兼容的，我们最好的知识的恒星和气体分布的磁盘组件。引力势模型适用于银盘轨道的研究。
2016-07-08 astro-ph.GA
A Low-mass Model of The Milky Way: The Disk Warp Resulting from A Galaxy Merger
School of Astronomy and Space Sciences, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文与空间科学学院）
本研究通过构建Gaia-Sausage-Enceladus并合模型，揭示了星系并合导致银河系盘扭曲的机制，发现短时间尺度上的反相关性和长期动力摩擦驱动的对齐效应。
2026-01-29 astro-ph.GA
Gravitational Binding and Star Formation in Molecular Clouds of the Milky Way
本研究通过CO巡天和压力束缚维里平衡模型，估计了银河系分子云的引力束缚与恒星形成特性，发现维里参数随银心距增加，且耗散湍流云可形成恒星并匹配观测的恒星形成率。
2025-08-07 astro-ph.GA
Uncover 3D Dark Matter Distribution of the Milky Way by an Empirical Triaxial Orbit-Superposition Model: Method Validation
本文提出经验三轴轨道叠加模型，通过LAMOST+Gaia模拟数据验证，成功恢复不同形状暗物质晕的三维密度分布，为揭示银河系暗物质分布提供新方法。
2025-08-26 astro-ph.GA
Deep Potential: Recovering the gravitational potential from a snapshot of phase space
银河系动力学领域的主要目标之一是恢复引力势场。绘制势能图将使我们能够确定整个银河系中物质（包括重子物质和暗物质）的空间分布。我们提出了一种新的方法来确定的引力场从恒星的相空间位置的快照，仅基于最小的物理假设。我们首先训练一个归一化流上观察到的相空间位置的样本，获得一个光滑的，可微近似的相空间分布函数。使用无碰撞玻尔兹曼方程，我们找到了引力势-由前馈神经网络表示-使该分布函数保持稳定。这种方法比以前的参数方法灵活得多，后者将狭窄的分析模型类拟合到数据中。这是一种很有前途的方法，可以利用即将推出的丰富的恒星运动学数据集来揭示银河系的密度结构。
2020-11-09 astro-ph.GA
Milky Way Satellites Shining Bright in Gravitational Waves
银河系卫星星系的数量对于宇宙学、基础物理学和天体物理学都有很大的意义。它们代表了星系光度函数的暗淡末端，是本地宇宙中暗物质占主导地位的天体，并且包含最古老和最贫金属的恒星星族。最近的调查显示，大约有60颗卫星，但这可能不到总数的一半。这些系统的表征仍然是一个挑战，由于其低光度。我们认为，引力波天文台LISA作为一个潜在的工具，研究这些卫星，通过观察他们的短周期双白矮星人口。LISA将观察整个天空，而不会因尘埃消光而产生选择效应，补充光学调查，并可能发现隐藏在星系盘后面的大型卫星。
2020-07-10 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
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 stellar mass distribution of the Milky Way's bar: an analytic model
我们提出了一个银河棒恒星质量分布的解析模型。该模型是通过将多组分参数密度分布拟合到Portail等人的定制N体模型来获得的，构建以匹配各种密度和运动学观测数据。解析模型详细再现了包括X形在内的N体杆的三维密度分布。该模型及其产生的引力势可作为银河系动力学软件包AGAMA的一部分，并可随时用于轨道积分、流体动力学模拟或其他应用。
2022-04-27 astro-ph.GA
Stellar streams as gravitational experiments I. The case of Sagittarius
围绕其宿主星系运行的分裂矮星系的潮汐流提供了一种独特的方式来限制星系引力势的形状。这样的流可以用作星系尺度上的斜塔引力实验。作为银河系尺度上暗物质的替代方案，最有动机的引力修正是Milgromian动力学（MOND），我们在这里提出了有史以来第一个N体模拟的破坏人马座矮星系的动力学演化。使用一个现实的重子质量模型的银河系，我们试图再现当今的空间和运动学结构的人马座矮星和它的巨大的潮汐流，银河系周围的包装。由于原始结构的自由度很小，受到人马座结构的总光度和孤立矮星系的恒星质量-尺寸关系的限制，我们发现我们的模拟和观测之间的合理协议。如果我们把银河系周围的一个巨大的热气日冕包括在内，它在其卫星主平面的方向上是扁平的，那么在主臂中观察到的恒星速度就可以重现。这是第一次，潮汐溶解MOND已严格测试在这些质量和加速度尺度。
2017-05-03 astro-ph.GA
Characteristic radii of the Milky Way Globular Clusters
我们报告的银河系的引力场在塑造其球状星团人口的结构参数和内部动力学的影响程度。我们利用一个均匀的，最新的数据集与运动学，结构特性，当前和初始质量的156个球状星团。一般来说，星系团半径随着银河系势的减弱而增加;核心半径和雅可比半径分别以最慢和最快的速度增加。我们解释这一结果的最里面的区域的球状星团是不太敏感的变化，在潮汐力与银心距离。银河系的引力场似乎也有差异地加速了单个星系团的内部动力学演化，那些朝向凸起的星系团在动力学上看起来更老。最后，我们发现一个子人口组成的紧凑和扩展的球状星团（定义为他们的rh/rJ比）超过8千秒差距，似乎已经失去了很大一部分的初始质量失去了通过中断。此外，我们还发现了rh/rJ > 0.4的第三组，它们由于破裂而失去了更大部分的初始质量。在这两种情况下，质量损失的高比例可能是由于它们的大轨道偏心率和倾角，这导致它们在近银河系和圆盘交叉期间经历更多的潮汐冲击。比较个别集群的结构和轨道参数允许的约束，以放置在其演变是否是松弛或潮汐为主。
2019-09-04 astro-ph.GA
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 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
The tidal features of the classical Milky Way satellites: Expected in MOND but inconsistent with cold dark matter models
Helmholtz Institut für Strahlen und Kernphysik, Universität Bonn（波恩大学赫尔姆霍兹射线与核物理研究所）；Institute of Cosmology & Gravitation, University of Portsmouth（朴茨茅斯大学宇宙学与引力研究所）；Astronomical Institute of Charles University, Faculty of Mathematics and Physics（查理大学数学物理学院天文研究所）
研究银河系经典卫星潮汐特征，通过比较半质量半径与理论潮汐半径，发现其在MOND理论中符合预期，能解释观测到的潮汐特征及部分卫星高速度弥散，与冷暗物质模型不一致。
2026-07-08 astro-ph.GA
Evolution of fractality in centrally concentrated young clusters
Nazarbayev University（纳扎尔巴耶夫大学）；Al-Farabi Kazakh National University（阿里-法拉比哈萨克国立大学）；American Museum of Natural History（美国自然历史博物馆）；Columbia University（哥伦比亚大学）；Almaty University of Power Engineering and Telecommunications（阿拉木图动力工程与电信大学）；McMaster University（麦克马斯特大学）；Xi’an Jiaotong-Liverpool University（西交利物浦大学）；Shanghai Normal University（上海师范大学）；Heriot-Watt University Aktobe Campus（赫瑞-瓦特大学阿克托别校区）；K. Zhubanov Aktobe Regional University（K.朱巴诺夫阿克托别国立大学）
利用Torch框架模拟中心聚集分子云中形成的年轻星团，研究其分形结构演化，发现星团继承云团分形子结构，通过动力学弛豫在约2.5倍自由落体时间内被抹除，而大质量恒星反馈可诱导次级子星团，延长分形结构至4倍自由落体时间以上。
2026-06-09 astro-ph.GA
The origin of the MOND critical acceleration scale
MOND无可辩驳的成功是建立在一个临界引力加速度标度$a_0$存在的基础上的。但是，除了它在MOND中的作用之外，还有一个问题：“为什么临界引力加速度标度会存在？”“仍然没有答案关于这一点，人们并没有深入的理解，在MOND成为争议话题的大致同一时期，巴利舍夫、西洛斯·拉比尼、彼得罗内罗和其他人一直在争论，至少在中等尺度上，宇宙中的物质是以准分形$D\approx 2$的方式分布的，早些年也有同样的争议。有一个链接：如果一个中等尺度的准分形$D \approx 2$宇宙的想法被认真对待，那么就有一个相关的特征质量表面密度尺度，比如说$Σ_F$，和一个相关的特征引力加速度尺度，$a_F = 4 πG Σ_F$。此外，如果准分形结构被认为包括星系际介质，那么考虑$a_0$和$a_F$是同一事物的可能性是一个明显的步骤。随后，通过现代几何实现的莱布尼茨-马赫世界观，我们获得了详细的理论理解星系盘应如何与$D\approx 2$准分形IGM相互作用。这种理解采取了一种表面上不起眼的比例关系的形式，它与标准光度质量模型应用于数据，表明$a_F \approx 1.2\times 10^{-10}\, mtrs/sec^2$是明确嵌入在该数据。由于标度关系也产生重子塔利-费雪关系，但用$a_F$代替了$a_0$，我们就可以明确地得出结论：$a_0$和$a_F$实际上是同一个东西。
2022-02-12 astro-ph.GA
Action-based Dynamical Modeling for the Milky Way Disk: The Influence of Spiral Arms
RoadMapping是一种动态建模机器，通过同时拟合轴对称参数化势和基于动作的轨道分布函数（DF）来限制银河系（MW）的引力势，以离散6D相空间测量银河系盘中的恒星。在这项工作中，我们展示了RoadMapping的鲁棒性存在的螺旋臂的建模数据从一个N体模拟快照的磁盘为主的星系MW质量与强大的螺旋臂（但没有酒吧），探索半径500 pc <=r_max<= 5 kpc的调查体积。潜在的约束是非常强大的，即使我们使用一个简单的基于动作的DF，准等温DF（qDF）。最适合的RoadMapping模型总是恢复正确的引力，其中大多数进入分析的恒星所在的位置，即使是小体积。对于来自大型勘测体积的数据，RoadMapping会找到在旋臂上平均的轴对称模型。毫不奇怪，这些模型由于旋臂中恒星过多而略有偏差。由最小r_max= 3 kpc的测体导出的重力位模型可以可靠地外推到更大的测体。然而，需要一个大的径向调查范围，r_max~ 5 kpc，以正确恢复晕尺度长度。一般而言，从臂间区域提取的数据集推断的电位的恢复和外推能力似乎优于从螺旋臂提取的数据集。我们的分析意味着，用即将到来的盖亚数据为银河系建立轴对称模型将导致MW潜力的合理和稳健的近似。
2017-03-17 astro-ph.GA
Testing gravity with the Milky Way: Yukawa potential
我们测试汤川修正牛顿势，利用我们自己的银河系-作为一个试验台。我们包括作为自由参数的汤川强度和范围和暗物质配置文件参数，并比较几种形态的凸起，气体和磁盘组件，也使用贝叶斯模型选择标准。我们采用了最新的数据集的银河系的可见（重子）的组成部分，并为示踪剂的引力势（旋转曲线）。我们发现这些数据与牛顿势一致，并限制了Yukawa耦合$β$为负，$λ$沿$λ= a|β|^{c}$与$a = (0.77 \pm 0.06)$ kpc和$c = -0.503\substack{+0.016 \\ -0.019}$的曲线变化.
2021-08-17 astro-ph.GA
Probing Dark Matter Spike with Gravitational Waves from Early EMRIs in the Milky Way Center
本文研究银河系中心早期极端质量比旋近中暗物质动力学摩擦对引力波谱的影响，发现其可能导致低频抑制、高频增强的可检测偏差，从而为LISA和Taiji等空间引力波探测器提供暗物质探测新途径。
2025-06-03 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
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
Transverse gradients of azimuthal velocity in a global disk model of the Milky Way
在本文中，我们的目标是估计银河系的旋转速度的垂直梯度。这是在全球薄盘模型近似的框架内进行的。预测的梯度值与观测到的银河系旋转曲线的垂直下降相吻合。梯度的估计是基于测试机构的轨道在磁盘的引力场的统计分析，并在一个分析的方式使用准圆形轨道近似。考虑到用于解释观测到的梯度值的其他更复杂的非重力机制，结果与梯度测量的一致性是显著的。最后，我们发现，一个显着的球体组件的模型提供更差的垂直梯度估计比简单的磁盘模型。根据这些结果，我们可以推测，除了中央球形隆起和星系晕外，银河系的总质量分布是一个扁平的而不是球形的图形。
2011-04-25 astro-ph.GA
A multi-messenger study of the Milky Way's stellar disc and bulge with LISA, Gaia and LSST
即将到来的LISA任务提供了通过银河系双星的引力波辐射研究银河系的独特机会。在各种银河系引力波源中，LISA有望单独解析来自$\sim 10^5$超紧凑双白矮星（DWD）双星的信号。LISA探测到的DWD将分布在整个银河系，包括电磁观测难以到达的区域，如银河系圆盘的内部，凸起和更远的地方。我们定量地表明，大量的DWD检测将使我们能够使用这些系统作为示踪剂的银河系的潜力。我们证明，密度轮廓的DWDs检测LISA可以提供的重子组件的标度长度参数，既准确又精确的约束，与百分之几到$10$百分之水平的统计误差。此外，发现LISA样品足以通过良好地覆盖圆盘到足够大的半径来解开不同（常用）圆盘轮廓之间的缠结。最后，通过电磁波和引力波辐射可以探测到高达$\sim 80$的DWD。这使得多信使天文学与DWD二进制，并允许一个提取其物理特性使用两个探头。我们表明，拟合银河系的旋转曲线构造的距离推断引力波{ \it和}自行光学观测产生一个独特的和有竞争力的估计的隆起质量。相反，恒星盘质量的可靠结果取决于对暗物质含量的了解。
2019-02-24 astro-ph.GA gr-qc
Evidence for dark matter in the inner Milky Way...Really?
以下是对Iocco等人最近的一封信的评论。（2015，arXiv：1502.03821）作者声称已经发现“......暗物质存在的有力证据. ".这封有问题的信提供了银河系最近的旋转曲线观测的汇编，以及基于最近重子物质分布测量的牛顿旋转曲线估计。前者和后者之间的不匹配被认为是“暗物质存在的证据“。在这里，我们证明了所报道的差异是众所周知的引力异常，当动力学加速度接近临界米尔格罗姆加速度a_0 = 1.2 \times 10^{-10} m / s^2时，它总是出现。此外，使用一个简单的修正引力定律，Iocco等人（2015）提出的重子模型产生的动力学与观测到的旋转值一致。
2015-03-25 astro-ph.GA
On Stellar Migration from Andromeda to the Milky Way
本研究针对Gaia观测发现的部分超高速星可能来自银河系外的问题，通过模拟仙女座起源的超高速星运动，估算任一时刻银河系内仙女座起源恒星的数量范围，并分析其可探测性。
2024-03-08 astro-ph.GA
A self-consistent dynamical model of the Milky Way disc adjusted to Gaia data
本文介绍了如何通过拟合银河系的引力势的恒星运动学和密度从盖亚数据可以得到一个自洽的动力学模型。利用贝桑松星系模型，我们推导出一个潜在的和盘恒星分布函数计算的基础上的三个积分的运动模型固定恒星盘。引力势和恒星分布函数建立自洽，然后调整，以符合从盖亚观测获得的运动学和密度分布。一个马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）是用来适应盖亚视差和自行分布的动力学模型的自由参数。拟合是在几组盖亚eDR 3数据上完成的，这些数据广泛分布在不同的纬度和纬度。我们能够确定速度频散椭球和它的倾斜为不同年龄的子组件，都随R和z。密度定律和它们的径向尺度长度，薄和厚盘人口也得到自洽。这个新模型有一些有趣的特征，比如一个向外张开的薄圆盘。厚光盘被发现提出非常独特的特点，从旧的薄光盘，无论是在密度和运动学。这很好地支持了这样的想法，薄和厚光盘形成在不同的情况下，密度和运动学之间的过渡被发现是突然的。暗物质晕被证明是近球形的。我们还导出了太阳运动为（10.79 $\pm$ 0.56，11.06 $\pm$ 0.94，7.66 $\pm$ 0.43）km/s，与最近的研究结果很好地吻合。由此产生的完全自洽的引力势，仍然是轴对称的，是银河系中光滑质量分布的一个很好的近似，可以用于进一步的研究，包括计算我们银河系中真实恒星的轨道。
2022-09-13 astro-ph.GA
Globular Clusters and Satellite Galaxies: Companions to the Milky Way
我们的银河系有许多同伴。这些伴星在引力作用下与银河系紧密相连，它们本身就是恒星系统。它们包括大约30个矮卫星星系（DSG）和大约150个球状星团（GC）。在这里，我们讨论的GC和DSG之间的关系，使用一个交互式的银河系的3D模型。
2009-06-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
The fading hierarchy of Galactic open clusters
XinJiang Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院新疆天文台）；School of Astronomy and Space Science, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文与空间科学学院）；University of Massachusetts Amherst（马萨诸塞大学阿默斯特分校）；Astronomical Institute of the Czech Academy of Sciences（捷克科学院天文研究所）；Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian（哈佛史密森尼天体物理中心）；Department of Astrophysics, University of Vienna（维也纳大学天体物理系）
本研究利用两点相关函数分析银河系疏散星团的聚集特性，发现年轻星团保留恒星形成的层级结构，随年龄增长聚集在约100 Myr内消退，并建立了投影与三维分形维数的经验映射。
2026-09-09 astro-ph.GA
ESO Expanding Horizons White Paper: Electromagnetic characterisation of millihertz gravitational-wave sources in the Milky Way
University of Warwick（华威大学）；Max Planck Institute for Astrophysics（马克斯·普朗克天体物理研究所）；University of Valencia（瓦伦西亚大学）；Weizmann Institute of Science（魏茨曼科学研究所）；Observatoire de la Côte d’Azur（蔚蓝海岸天文台）；Radboud University（拉德堡德大学）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；University of Sheffield（谢菲尔德大学）；Polytechnic University of Catalonia（加泰罗尼亚理工大学）；Institute of Science and Technology Austria（奥地利科学技术研究所）
本文讨论了通过电磁特性研究来解决银河系毫赫兹引力波源的双星系统，以提高引力波数据的科学回报。
2025-12-12 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.HE
Dynamics of stellar and HI streams in the Milky Way halo
恒星流在银河系研究的许多方面都是关键角色，特别是研究它们的轨道动力学对于进一步了解银河系的引力潜力至关重要。虽然这不是一个微不足道的任务时，面对不完整的动态相空间信息，横向运动的流仍然可以通过利用其径向速度梯度内包含的信息来理解。这种方法不仅适用于恒星流，也适用于银河系晕中的HI流。在这里，我提出了两项研究的结果，使用径向速度梯度来确定系统的轨道：对于武仙座，一个“超暗”矮星系，表现出大的椭圆率，位于140kpc的距离，表明它实际上可能是一个恒星流，对于一串属于GCN复合体的高速HI云，表明其在大约20kpc的距离处可能是气态流。
2011-10-20 astro-ph.GA
The turbulent gas structure in the centers of NGC253 and the Milky Way
我们比较了分子气体性质的恒星爆发中心的NGC 253和银河系中心（GC）的尺度为1-100 pc使用dendograms和分辨率，面积和噪音匹配的数据集在CO（1-0）和CO（3-2）。我们发现，在NGC 253和GC中的尺寸-线宽关系具有相似的斜率，但NGC 253具有约2-3倍的更大线宽。$σ^2/R$对柱密度的依赖性表明，在GC中，在10-100 pc的尺度上，在$N>3\times10^{21}$ cm $^{-2}$上的气体运动学与引力束缚结构相容。在NGC 253中，仅柱密度$N>3\times10^{22}$ cm $^{-2}$是这种情况。NGC 253中增加的线宽源自较低的柱密度气体。这种高速分散的气体，而不是引力自约束的气体，很可能是由高平均密度和星暴反馈相结合而产生的瞬态结构。高密度使气体分子在星爆的整个体积中转动，通过反馈注入的能量和动量在给定的空间尺度上显着增加了GC中观察到的速度色散。
2020-08-06 astro-ph.GA
Detectability of Gravitational Wave from a population of Inspiralling Black Holes in Milky Way Mass Galaxies
我们估计了银河系质量星系中心超大质量黑洞周围星团中恒星质量BH种群的内旋速率。我们的方法是基于轨道平均的福克-普朗克方法。其次是一个后处理的方法，它结合了角动量扩散和GW耗散系统的演化的影响。我们分别以$f_c(a)/a$和$e$为分布，选取了10000个具有不同初始半主度和偏心率的黑洞样本。其中，$f_c(a)$是指第c种物质的相空间分布函数。角动量扩散导致上述样品中各系统的偏心率增大，从而增加了螺旋上升的速率。我们用信噪比$\rm{SNR} \geq 8$计算每个系统在LISA频带中花费的时间的分数。每一个系统最终都以一个由团簇扩散速率$μ/ \rm{Gyr}^{-1} \lesssim 1 $给出的补充速率接近损失锥。这个小的速率降低了单个MW质量星系的总内旋速率，估计为$R_{obs} \lesssim 10^{-5} yr^{-1}$。然而，预计$N_{gal} \simeq 10^4$ MW质量星系的集合会导致在LISA波段可观测到GW信号。
2020-02-24 astro-ph.GA astro-ph.HE
