Sweeping the Dust Away -- Correcting the Phase Space Density of the Milky Way with Unsupervised Machine Learning
利用无监督机器学习校正银河系相空间密度，通过学习的尘埃效率因子和神经网络参数化引力势
2025-12-04 astro-ph.GA hep-ph
Probing the structure of the gas in the Milky Way through X-ray high resolution spectroscopy
我们已经开发了一个新的X射线吸收模型，称为{ \tt IONeq}，它计算的光学深度$τ(E)$同时为所有丰富的元素的离子，假设电离平衡，并考虑到湍流加宽。我们使用这个模型来分析星际介质（ISM）的吸收功能在银河系的18个星系（LMXB）和42河外源（主要是耀变体）的样本。吸收ISM被建模为三个组分/相的组合-中性（$T\lesssim1\times10^{4}$ K）、温（$T\sim5\times 10^{4}$ K）和热（$T\sim2\times10^{6}$ K）。我们发现，空间分布的中性和温暖的成分，很难描述使用光滑的配置文件，由于在天空中的柱密度的不均匀分布。对于热相，我们使用了一个扁平的磁盘和一个晕的组合，找到可比的列密度为两个空间分量，在顺序为$\sim 6-7\times10^{18}\;{\rm cm^{-2}}$，虽然这一结论取决于所采用的参数化。如果晕成分具有亚太阳丰度$Z$，则柱密度已按比例放大因子$\frac{Z_\odot}{Z}$。垂直积分柱密度的磁盘组件建议以下质量分数为这三个ISM阶段在银河系磁盘：中性$\sim~89\%$，温暖的$\sim 8\%$和热$\sim 3\%$组件，分别。热分量中晕分量的径向分布受的约束较弱。
2017-10-23 astro-ph.GA astro-ph.HE
SRG/eROSITA discovery of a large circular SNR candidate G116.6-26.1: SN Ia explosion probing the gas of the Milky Way halo?
我们报道了在SRG/eROSITA全天空巡天中发现的一个新的X射线选择超新星遗迹（SNR）候选者SRGe~ J 0023 +3625 = G116.6-26.1。该源具有大的角度范围（直径为$\sim 4$度），近圆形形状和由氦和氢类氧发射线主导的X射线光谱。它缺乏明亮的对应物，类似的程度在其他波长，可以明确地与it. Given相对较高的银河系纬度的源，$b\approx-26$度，我们解释这些观测特性作为一个指示盘外的位置，这个SNR候选人。也就是说，我们认为这个天体起源于一颗Ia型超新星，该超新星在大约40000年前在距离太阳$\sim 3\,{\rm kpc}$的银河系晕的低密度（$\sim 10^{-3}\,{\rm cm^{-3}}$）和热（$\sim (1-2)\times10^6\,{\rm K}$）气体中爆炸。晕气体的低密度意味着前向激波下游的冷却和碰撞电离平衡（CEI）时间尺度比SNR的年龄长得多。这导致了相对较软的光谱，反映了气体的预冲击电离状态，以及由于通过增加的电子温度增强的碰撞激发而导致的等离子体发射率的强烈提升（与CEI相比）。如果得到证实，这样一个罕见的物体将为我们提供一个独特的“原位”探测银河系盘和晕之间界面附近的物理条件（密度，温度和金属丰度）。
2021-07-23 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Milky Way Project: Probing Star Formation with First Results on Yellowballs from DR2
黄球（YBs）是在银河系计划公民科学倡议期间首次发现的（MWP; Simpson et al. 2012）。MWP用户注意到斯皮策太空望远镜中红外（MIR）银河系平面图像中紧凑的黄色区域，并要求专业天文学家解释这些“黄色球”。Kerton等人（2015）的后续工作确定，YBs可能会追踪与大质量和中等质量恒星形成相关的致密光解离区域。YB被列为2016年启动的银河系项目（Jayasinghe et al. 2016）的目标对象，该项目列出了超过6000个YB位置。我们已经测量了距离，交叉匹配协会，物理性质，和MIR颜色的约500个YBs的试点区域内覆盖的l= 30 - 40度，b= +/- 1度的银河平面的区域。我们发现，在我们的试点地区的20-30%的YBs包含高质量的恒星形成能够成为扩大H II区域，产生MIR气泡。大多数YB代表中等质量的恒星形成区域，其在进化图中的位置表明它们仍在活跃地吸积，并且可能是光学显示的Herbig Ae/Be星云的前身。许多这些中等质量的Yb被大质量恒星形成示踪剂的调查所遗漏，因此这个目录提供了许多新的恒星形成地点的信息。未来的工作将扩大这一试点地区的分析，以整个YB目录。
2021-02-05 astro-ph.GA
Probing the Milky Way stellar and brown dwarf initial mass function with modern microlensing observations
我们使用最近的微透镜观测对中央隆起的银河系探测整体恒星加褐矮星初始质量函数（IMF）在这些地区以及在褐矮星域。我们发现，IMF是一致的相同的Chabrier（2005年）的银盘IMF特征。与此相反，文献中提出的其他IMF过度预测了短时间事件的数量，因此与观测相比，非常低质量的恒星和棕矮星。这再次支持了棕矮星和恒星主要通过相同机制形成的观点。我们表明，不同的IMF在恒星和亚恒星域的索赔，而不是从一个不正确的参数化的IMF。此外，我们表明，在隆起的中心区域的国际货币基金组织似乎是底部重，说明了大量的短期事件与其他地区相比。这让我们想起了我们之前对大质量早期星系中IMF的分析，并提出了同样的两阶段形成情景，中央隆起最初是在比银河系其他部分更猛烈的爆发式条件下形成的。
2023-01-12 astro-ph.GA
Probing the electron-to-proton mass ratio gradient in the Milky Way with class I methanol masers
本文根据对分布在银河系盘上的Ⅰ类甲醇脉泽的观测，通过计算电子-质子质量比μ = m_e/m_p的分数变化，估计了假设隐场与标准物质的非普适耦合的极限。到目前为止，在44 GHz和95 GHz甲醇谱线之间测得的速度偏移Δ V = V44 - V95提供了对空间梯度k_mu = d（Δ mu/mu）/dR <2x 10 ^-9 kpc-1和Δ mu/mu <2x 10 ^-8的上限的最严格限制之一，其中Δ mu/mu =（mu_obs-mu_lab）/mu_lab。我们还发现，偏移量Δ V被聚成两组，它们之间的距离为0.022 +/- 0.003 km/s（1 sigma C.L.）。分组是最有可能是由于不同的超精细跃迁在44和95 GHz的甲醇脉泽发射的主导地位。哪种跃迁是有利的，取决于甲醇分子中四个氢原子的核自旋的排列（极化）。这一结果证实了甲醇脉泽作用中存在较好的超精细跃迁。
2021-12-29 astro-ph.GA hep-ex
Probing the Hot Gaseous Halos of Milky Way-like Galaxies in the TNG50 simulation
Xiamen University（厦门大学）；Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学）；Tsinghua University（清华大学）；Columbia University（哥伦比亚大学）；University of Bologna（博洛尼亚大学）；INAF, Astrophysics and Space Science Observatory Bologna（意大利国家天体物理研究所博洛尼亚天文台与空间科学观测站）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）
研究通过合成软X射线发射和O VII/O VIII吸收线，分析银河系类星系的热气体晕结构，发现模拟结果在空间分布和高温气体相方面存在不足，暗示TNG50反馈模型需改进。
2026-05-13 astro-ph.GA astro-ph.HE
Fitting the density substructure of the stellar halo with MilkyWay@home
我们提出并测试了一种方法应用统计光度视差主序星关闭（MSTO）在斯隆数字巡天（SDSS）。使用模拟数据，我们表明，如果我们的密度模型是类似于我们的数据的实际密度分布，我们可以可靠地确定密度模型参数的三个主要的子结构在银河系晕使用MilkyWay@home（20参数拟合）上可用的计算资源。我们拟合的恒星密度在SDSS条纹19与一个光滑的恒星球体组件和三个主要的流。其中一条与$21.1$千秒差距处的人马座潮汐流一致，一条与$48$千秒差距处北银河帽中人马座潮汐流的拖尾一致，还有一条可能是$6$千秒差距处室女座超密度的一部分。我们发现这三个流的一个西格玛宽度分别为$1.0$ kpc、$17.6$ kpc和$6.1$ kpc。尾部的宽度非常宽（半高宽为$41$ kpc）。这个大的宽度可能对银河系暗物质晕的形状有影响。室女座超密度结构的宽度与我们对“云”状结构的预期一致;需要分析额外的数据条带来概述这种结构的完整范围，并确认其与室女座超密度的关联。
2018-08-20 astro-ph.GA
Stellar Halos in Illustris- Probing the Histories of Milky Way-Mass Galaxies
星系周围恒星晕的存在是对Lambda CDM模型等级性质的自然预测。最近对类银河系星系的观测揭示了大范围的恒星晕质量，包括没有统计学意义的恒星晕检测的情况，如M101，NGC 3351和NGC 1042。我们使用的Illustris模拟调查的恒星晕内容的分散，特别是，研究形成的星系与最小的分数，这种扩散组件。恒星晕远不是球形的，这降低了正面圆盘的恒星晕表面亮度。考虑投影效应后，我们发现恒星晕分数f_SH与星系形态和恒星形成速率密切相关，但与环境无关，与观测结果一致。具有最低恒星晕分数的星系是盘状主导的，恒星形成和组装其暗物质晕平均早于具有类似恒星质量的星系。吸积卫星的恒星质量也较低，并且比具有高fSH的中心星具有更早的落入时间。在原位，而不是吸积恒星主导的恒星晕的星系与最低的恒星晕分数，与过渡半径从原位吸积为主r~45千秒差距。我们的结果外推到真正的星系，如M101可能表明，这些星系居住的老晕，经受合并只有在较高的红移和发展相对不受扰动的最后~10 Gyrs。
2018-01-22 astro-ph.GA
Probing Atomic Dark Matter with Stellar Streams in Milky Way-Mass Galaxies
Princeton University（普林斯顿大学）；University of Pennsylvania（宾夕法尼亚大学）；Flatiron Institute（平顿研究所）；University of California, San Diego（加州大学圣地亚哥分校）；University of Washington（华盛顿大学）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）
本文研究了耗散暗物质对恒星流的影响，发现原子暗物质能增强卫星星系中心密度，使恒星流形成更晚且持续星形成，影响化学特征和卫星人口。
2026-03-20 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Probing the anisotropy of the Milky Way gaseous halo: Sight-lines toward Mrk 421 and PKS2155-304
我们最近发现，银河系的晕包含了一个巨大的热气体库，其中包含了银河系中大部分缺失的重子。这种环星系介质（CGM）的平均物理性质是通过结合沿几个河外视线的平均吸收和发射测量来确定的。然而，有一个广泛的分布，晕发射措施和\ovii柱密度，这表明银河系温热气体晕是各向异性的。我们提出了{ \it朱雀}观测领域接近两个视线，沿着我们有精确的\ovii吸收测量与\chandran。沿这两条视线的柱密度在误差范围内是相似的，但我们发现，排放措施是不同的。因此，在两个方向上的密度和路径长度一定是不同的，这提供了一个暗示性的证据，即银河系CGM中的温热气体不是均匀分布的。然而，导出的参数的形式错误太大，使这样的索赔。两条视线的平均密度和路径长度与全球平均值相似，因此光环质量仍然很大，超过100亿个太阳质量。随着更多这样的研究，我们将能够更好地表征CGM各向异性，并更准确地测量其质量。我们还表明，银河系盘所观察到的\ovii吸收的贡献微不足道，一个类似的结论也独立的排放措施。我们进一步认为，任何密度的不均匀性，在温暖的热气体，无论是从结块，从磁盘，或从一个不恒定的密度梯度，将加强我们的结果，星系晕的路径长度和质量将变得比我们在这里估计的更大。因此，我们的结果是保守和稳健的。
2013-11-19 astro-ph.GA
Probing the magneto-ionic medium of the Milky Way using pulsars
通过脉冲星数据研究银河系磁离子介质，确定磁场和电子密度的尺度特性及相关性。
2025-10-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Probing the shape of the Milky Way dark matter halo with hypervelocity stars: a new method
本文提出了一种新的方法，利用超高速恒星样本的银河系质心切向速度来确定银河系暗物质晕引力势的形状。我们计算不同样本的HVS在MW的重子分布是轴对称的和DM潜在的要么是球形的，要么是球状的或三轴的径向依赖轴比的轨迹。我们确定的DM势的形状与分布的纬向速度$|v_{\vartheta}|$在轴对称的银河系的潜力，或与分布的$|v_{\vartheta}|$和一个函数$\bar v_φ$的方位角速度在非轴对称的银河系的潜力。我们通过比较$|v_{\vartheta}|$和$\bar v_φ$的分布与在不同形状的DM晕中行进的HVS的模拟样品的相应分布来恢复DM势的正确形状。我们使用的$\sim 800$ HVSs的最大可能的样品$4~M_\odot$抛出的希尔斯机制的速度$\sim 10^{-4}$年$^{-1}$，目前向外，位于超过10千秒差距从银河系中心。在我们的理想情况下，银河系的速度为零的不确定性和没有观测的限制，我们的方法恢复正确的形状的DM潜在的成功率$S\gtrsim 89\%$在轴对称的银河系的潜力，和$S > 96\%$在探索的非轴对称的情况下。不成功的情况下产生的DM潜力的轴比是由$\pm 0.1$关闭。成功率随着样本量的减少而降低：例如，对于球形DM晕圈，当样本量从$\sim 800$减少到$\sim 40$ HVS时，$S$从$\sim 98\%$减少到$\sim …
2022-05-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Catalog of spiral arm Tangents (Galactic Longitudes) in the Milky Way, and the Age Gradient based on various arm tangents
介绍了自1980年以来观测到的205条旋臂切线（银河系中的旋臂）的更新目录。这表示在6年内（自2016年以来）增加了80个臂切线。大多数的旋臂切线都是在射电望远镜中观测到的。在这项研究中，每个臂示踪剂从尘埃带的分离进行了分析，以获得远离尘埃带的相对速度（年龄梯度）。每一个旋臂示踪物都被观测到与尘埃带分离，显示出穿过旋臂的年龄梯度约为11.3 +/- 2 Myr/kpc;这给出了远离尘埃带的相对速度约为87 +/- 10 km/s。
2022-07-28 astro-ph.GA
Probing baryonic processes and gastrophysics in the formation of the Milky Way dwarf satellites: I. metallicity distribution properties
本文研究了类MW主星系周围矮卫星星的化学性质，探讨了超新星反馈、宇宙再电离和H $_2$冷却等重子过程对它们的可能影响，以及当前和未来的观测对这些过程的制约。我们用半解析模型生成类MW星系，用基准模型再现类MW矮星的光度函数和恒星金属丰度-恒星质量关联。利用模拟的类MW星系，我们重点研究了它们的矮星的三个金属丰度性质：矮星群体的恒星金属丰度-恒星质量相关，以及单个矮星中恒星金属丰度分布的贫金属和富金属尾。结果表明：（1）恒星金属丰度-质量关联的斜率对SN反馈强度和再电离时期敏感，（2）富金属尾的延伸主要对SN反馈强度敏感，（3）贫金属尾的延伸主要对再电离时期敏感，（4）富金属尾的延伸主要对SN反馈强度敏感，（5）贫金属尾的延伸主要对再电离时期敏感。（4）三种化学性质对H $_2$冷却过程均不敏感;和（5）我们的模型结果与当前恒星金属丰度观测斜率的比较--恒星质量关系表明，局部宇宙的再电离早于宇宙平均值，局部源可能对局部区域的再电离有重要贡献，并且中等到强的SN反馈强度是优选的。未来对恒星金属丰度分布的富金属和贫金属尾部的观测将进一步限制SN反馈和再电离过程。
2014-06-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Probing the shape and history of the Milky Way halo with orbital spectral analysis
通过银河巡天获得的单个晕星的相空间坐标使得能够计算它们的完整三维轨道。Halo轨道的谱分析可用于构造“频率图”，其提供6维相空间分布函数的紧凑表示。频率图确定了重要的主要轨道家族，轨道丰度反映了暗物质晕相对于盘的形状和方向。我们应用光谱分析晕轨道在一系列控制模拟盘星系。虽然模拟晕的形状随半径而变化，但局限于内晕的晕轨道的局部样本的频率图包含了关于晕的全球形状及其主要轨道家族的大部分信息。静止或绝热盘的形成导致晕轨道在共振轨道族（即具有可重复频率的轨道）中的显著捕获。如果能很好地估计内晕的银河势（在~ 50 kpc范围内），那么在晕轨道的频率图中出现的强而稳定的共振将使我们能够确定由盘势引起的共振捕获的程度。这些共振族的位置和强度由晕的整体形状及其分布函数决定。因此，在银河系的恒星晕中识别这种共振将提供绝热盘生长延长期的证据。如果银河系的势并不精确，那么测量10^4个晕轨道的大样本的扩散率可以帮助区分真实的势和错误的势。本文所描述的轨道谱分析方法提供了一个强大的补充，现有的方法来约束潜在的银河系晕及其恒星分布函数（ABRIDGED）。
2011-09-14 astro-ph.GA nlin.CD
Probing the Anisotropy of the Milky Way Gaseous Halo-II: sightline toward Mrk509
炽热的百万度气体似乎弥漫在银河系晕中，包含了银河系中大部分缺失的重子。这种环星系介质（CGM）在X射线中被有效地探测，无论是在吸收还是在发射中。CGM也似乎是各向异性的，所以我们已经开始了一个程序，以确定CGM属性沿几个视线结合吸收和发射测量。在这里，我们提出了使用新的\suzaku和\xmm观测接近\mrk 509视线的排放测量。我们还提出了新的分析和建模的\chandra HETG光谱约束的吸收参数。在这个视线范围内的排放量很高，EM $=0.0165\pm0.0008\pm0.0006~$ cm $^{-6}~$ pc，是平均值的五倍。然而，观察到的\ovii柱密度N（\ovii）$= 2.35\pm0.4 \times 10^{16}$ cm $^{-2}$接近平均值。我们发现发射和吸收气体的温度是相同的：分别为$\log T (\rm K) = 6.33\pm0.01$和$\log T (\rm K)=6.33\pm0.16$。我们用$β-$模型密度分布拟合了观测到的柱密度和发射测量。中心密度被限制在$n_0=2.8$- $6.0\times 10^{-4}$ cm $^{-3}$之间，并且密度分布的芯半径具有40 kpc的下限。这表明热气体主要在星系的CGM中，而不是在银河系盘中。我们推导出的密度分布接近\citet{Maller2004}配置文件的绝热气体在流体静力学…
2016-12-01 astro-ph.GA
Twelve Decades: Probing the Interstellar Medium from kiloparsec to sub-AU scales
经过十年的巨大进步，在了解气体流入，流出，并通过银河系，我们准备合并观测与模拟，建立一个全面的多尺度磁化星际介质（ISM）的图片。这些见解对于21世纪20年代的四项大胆举措也至关重要：用脉冲星定时阵列（PTA）探测纳赫兹引力波，解码快速射电暴（FRB），宇宙B模式探测，以及用事件视界望远镜（EHT）对银河系黑洞进行成像。
2019-03-18 astro-ph.GA astro-ph.IM
The Observed Age Gradient in the Milky Way -- as a Test for theories of spiral arm structure
一些重要的预测，从4个主要模型的螺旋臂形成的测试在这里，使用银河系获得的观测数据。许多旋臂模型（密度波、潮汐波、核李雅普诺夫管或动态瞬态波）与某些观测结果有一些不一致，也有一些不一致。我们的4个测试包括不同臂示踪物远离尘埃带的相对位置和相对速度，以及在两个银河象限和几个银河半径上获得的全球臂俯仰角，以及从银河象限IV到银河象限I的臂形状的连续性。在银河系中，从不同的臂示踪剂中观察到的年龄梯度为12.9 +/-1.1 Myrs/kpc，或远离尘埃带的相对速度为76 +/-10 km/s。年龄梯度的存在是预测的密度波，但不符合预测的潮汐波，核李雅普诺夫管，也不动态瞬态经常性波。
2022-03-10 astro-ph.GA
Probing the Milky Way Halo with RR Lyrae Stars from Gaia Data Release 3
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台与空间科学观测站）；Dipartimento di Fisica e Astronomia-Universitá di Bologna（博洛尼亚大学物理与天文系）；Lucerne University of Applied Sciences and Arts（卢塞恩应用科学与艺术大学）；TOELT LLC（TOELT有限责任公司）
利用4933颗RR Lyrae星分析银河系晕子结构，确定其金属分布及化学演化，发现Thamnos双峰金属分布及ED-1等子结构污染情况，提出Shiva和Shakti等子结构的原位起源。
2026-02-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Probing the Galactic Halo with RR Lyrae Stars. II. The Substructures of the Milky Way
我们使用3，003型$ab$ RR天琴座（RRab）与来自SDSS，LAMOST和盖亚EDR 3的6D位置-速度信息来识别星系晕的子结构。基于这些信息，我们定义了运动空间积分中任意两颗星的分离度，并利用朋友的朋友算法识别子结构。我们确定属于几个已知的子结构的成员：人马座流，盖亚-土卫二-香肠（GES），红杉，和海尔米流。除了这些已知的子结构，还有三个可能分别与球状星团NGC 5272、NGC 6656和NGC 5024有关的子结构。最后，我们还发现了三个剩余的未知子结构，其中一个具有大的角动量和平均金属丰度$\rm -2.13\,dex$，这可能是一个新的子结构。对于GES，我们发现它占了内晕子结构的很大一部分，远心距的范围在10 ~ $34\,\rm kpc$之间，说明GES主要分布在内晕中。近三分之一的GES比例和远心距的峰值$20\,\rm kpc$表明，GES可以解释银心距${\sim}20-25\,\rm kpc$处星系晕密度剖面的断裂。比较盖亚-土卫二-香肠与武仙座-天鹰座云和室女座高密度云的运动学性质的相似性表明，这三个子结构可能有相似的起源。
2022-03-31 astro-ph.GA
Galaxies Probing Galaxies at High Resolution: Co-Rotating Gas Associated with a Milky Way Analog at z=0.4
我们目前的结果气体流动的晕的银河系类星系在z=0.413的基础上的高分辨率光谱的背景星系。这是第一次以高光谱分辨率对扩展背景源（即，星系而不是类星体）。利用前景星系的长缝光谱，我们观测到了圆自转速度v=270 km/s的空间扩展H α辐射。使用阶梯光谱的背景星系，我们检测到Mg II和Fe II的吸收线在碰撞参量rho=27千秒差距的蓝移从系统的意义上的前景星系的旋转。最强的吸收体EW（2796）= 0.90 A的柱密度（NH>10^19 cm-2）和视向速度色散（σ =17 km/s）的估计值与局部宇宙中扩展的H I盘的观测特性一致。我们对自转曲线的分析还表明，这个r=30 kpc的气体盘相对于恒星盘是翘曲的。此外，我们检测到两个弱的Mg II吸收晕的速度分散小（西格玛<10公里/秒）。虽然确切的几何形状尚不清楚，但其中一个组成部分与盘-晕界面附近的面外气体云一致，与盘共同旋转，另一个组成部分与类似于麦哲伦流的潮汐特征一致。考虑到背景源的扩展性质，我们可以对这些吸收体的云大小设置较低的限制（l>0.4 kpc）。我们讨论了这些结果的影响模型的几何形状和运动学的气体在环星系介质。
2015-07-07 astro-ph.GA
Probing the Fermi Bubbles in Ultraviolet Absorption: A Spectroscopic Signature of the Milky Way's Biconical Nuclear Outflow
巨大的等离子体瓣在银河系中心上下55度延伸，从伽马射线（费米气泡）到微波（WMAP薄雾）和偏振无线电波发出辉光。我们使用哈勃太空望远镜的紫外吸收线光谱来限制这些区域内流出气体的速度，目标是类星体PDS 456（银河系坐标l，b=10.4，+11.2度）。这条视线穿过一个清晰的双锥结构，在硬X射线和伽马射线发射中看到，靠近北部费米泡的底部。我们报告了两个高速金属吸收分量，在v_LSR=-235和+250 km/s，这不能用银河系盘或晕中的同向旋转气体来解释。它们的速度暗示着从银河系中心发出的膨胀双锥外流的正面和背面的起源。我们开发了简单的运动学双锥流出模型，可以解释这些观察到的配置文件的流出速度为~900公里/秒和一个完整的开放角度为~110度（匹配的X射线双锥）。这表明银河系中心在过去2.5-4.0百万年的活动，与费米泡的年龄估计一致。这些观测结果说明了使用紫外吸收线光谱来探测进入费米泡的扫掠气体的性质。
2014-12-19 astro-ph.GA
Barium Stars Across the Milky Way: Probing Their Origins via the GALAH Survey
San Diego State University（圣地亚哥州立大学）；The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）；University of Utah（犹他大学）；University of California Santa Cruz（加州大学圣克鲁兹分校）；Mullard Space Science Laboratory, University College London（伦敦大学学院穆拉德空间科学实验室）；Indiana University（印第安纳大学）；University of Wisconsin-Whitewater（威斯康星大学惠特沃分校）
通过GALAH调查发现银河系中钡星的起源，揭示其通过伴星物质转移和辐射抬升形成，且多星性在其中起重要作用。
2026-02-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spectroscopic surveys with the SKA probing the ionized and molecular Milky Way
Nicolaus Copernicus University in Toruń（托伦尼古拉·哥白尼大学）；Macquarie University（麦考瑞大学）；California State University, Chico（奇科加州州立大学）；University of Kent（肯特大学）；University of Bonn（波恩大学）；West Virginia University（西弗吉尼亚大学）；Tata Institute of Fundamental Research（塔塔基础研究所）；University of Leeds（利兹大学）；Royal Observatory Edinburgh（爱丁堡皇家天文台）；Max Planck Institute for Astronomy（马克斯·普朗克天体物理学研究所）
本文描述利用SKA对银河系不同环境进行小分子和射电复合线光谱观测，研究分子云形成、电离气体性质及CO暗分子气体对恒星形成和星系演化的影响。
2026-06-25 astro-ph.GA
Big fish, small fish: Two New Ultra-Faint Satellites of the Milky Way
我们报告发现了两个新的银河系卫星在邻近星座的双鱼座和飞马座确定的数据从斯隆数字巡天。双鱼座II是一个超暗矮星系，距离约180千秒差距，距离最近探测到的双鱼座I约15度。Segue 3是一个超暗的星团，距离16 kpc。我们使用深跟踪成像获得的4米Mayall望远镜在基特峰国家天文台，以获得它们的结构参数。双鱼座II的半光半径约为60 pc，而Segue 3则小20倍，只有3pc。
2010-02-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Probing the early Milky Way with GHOST spectra of an extremely metal-poor star in the Galactic disk
本文利用GHOST高分辨率光谱对银河系盘面极贫金属星P1836849进行化学动力学分析，揭示其独特的元素丰度模式，并提出两个低质量星族III天体的超新星爆发可解释其化学起源。
2023-11-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
$S^5$: Probing the Milky Way and Magellanic Clouds potentials with the 6-D map of the Orphan-Chenab stream
结合南方星流光谱巡天（$S^5$）和{ \it Gaia}的观测数据，给出了Orphan-Chenab（OC）星流的6维图。利用样条函数模型重建了恒星的自行、径向速度、距离、在空轨迹和沿流的恒星密度。该星系流的总光度为$M_V=-8.2$，金属丰度为$\mathrm{[Fe/H]}=-1.9$，类似于经典的银河系（MW）卫星，如天龙座。该流的物理宽度从200秒差距变化到1千秒差距，但视线速度色散恒定为5公里/秒。尽管恒星数密度沿星流有很大的明显变化，但恒星沿星流的流动速率是非常恒定的。我们模拟的6-D流轨的拉格朗日点剥离方法与灵活的MW潜在的存在下，一个移动的扩展大麦云（LMC）。这使我们能够将MW的质量分布限制在15.6 < r < 55.5 kpc的距离范围内，其中$(2.85\pm 0.1)\times 10^{11}\,M_\odot$的最佳测量封闭质量在32.4 kpc内。我们的流测量是高度敏感的LMC质量配置文件，其封闭的质量在32.8千秒差距，$(7.02\pm 0.9)\times10^{10}\, {\rm M}_\odot$最精确的测量。我们还探测到大麦哲伦星云的暗物质晕至少延伸到53 kpc。OC流的拟合使我们能够约束过去的LMC轨迹和它所经历的动力摩擦程度。我们证明了OC流中的恒星表现出大的能量和角动量传播所造成的LMC扰动。
2023-02-16 astro-ph.GA
The Bulge Cluster Origin (BulCO) survey at the ESO-VLT: probing the early history of the Milky Way assembling. Design and first results in Liller1
BulCO 巡天利用 CRIRES+ 对银河系 bulge 恒星系统进行化学筛查，以揭示其起源；对 Liller 1 的 α 元素和铁丰度分析证实其与 bulge 的联系并约束其恒星形成历史。
2025-03-18 astro-ph.GA
A New Transition Wolf-Rayet WN/C Star in the Milky Way
报道了在银河系中发现的一颗新的过渡型沃尔夫-拉叶（WR）WN/C星。根据其坐标（R.A.，12月）J2000 = 18h51m39.7s，-05d34m51.1s，根据第二次盖亚数据推算出的距离（距地球7.11kpc），发现WR 121-16位于远3 kpc臂，距银河系中心3.75kpc。由位于中国兴隆天文台的大天区多目标光纤光谱望远镜（LAMOST）和2.16米望远镜获得的光谱表明，这是一颗过渡型WN 7 o/WC的WR星。用PotsdamWolf-Rayet（PoWR）模型拟合观测光谱，得到恒星质量约为7.1Msolar，质量损失率Mdot = 10^（-4.97）Msolar/yr，辐射热光度log L/Lsolar = 4.88，恒星温度T * = 47 kK。V波段的星等变化在13.95 ~ 14.14等之间，没有发现周期，根据光谱、时域数据和Gaia天体测量解的指数，WR 121-16可能是一颗过渡型WN/C单星，而不是WN+WC双星。
2020-08-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Probing the origins. I. Generalised Additive Model inference of birth radii for Milky Way stars in the solar vicinity
本研究采用广义加性模型（GAM）估计太阳附近薄盘恒星的诞生半径，发现约3/4样本受径向搅动影响，并估计太阳诞生半径为7.08±0.24 kpc。
2025-04-25 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
Probing Turbulence, Gravity, Supernovae, and Magnetic Field Effects with the 6D Kinematics of Young Stars in Milky Way Star-Forming Regions
本研究利用Gaia DR3和APOGEE DR17数据，分析邻近恒星形成区年轻恒星的6D运动学特征，发现其运动受湍流、超新星、磁场等多重因素共同作用，验证了中等尺度的拉森关系。
2025-07-29 astro-ph.GA
Probing non-spherical dark halos in the Galactic dwarf galaxies
我们构建轴对称质量模型的矮球状（dSph）星系在银河系中获得合理的限制非球形结构的黑暗晕。这是由于观测到的dSphs的发光部分实际上是非球形的，而冷暗物质（CDM）模型预测了非球形的维里化暗晕。我们的模型考虑速度各向异性的恒星$\bar{v^2_R} / \bar{v^2_ϕ}$，这可以改变所采用的柱坐标下的假设$\bar{v^2_z}=\bar{v^2_R}$为简单起见，也包括一个倾斜的系统作为拟合参数来解释所观察到的视线速度色散轮廓。将这些模型应用于银河系中六个明亮的dSphs，我们发现大多数dSphs的最佳拟合情况下产生扁圆和扁平的暗晕，而不管其中心部分的假设密度分布。我们还发现，包围在一个长轴长度为300 pc的球体内的dSphs的总质量从$10^6M_{\odot}$到$10^7M_{\odot}$不等，与球形模型的结论相反。这表明在dSphs的质量模型中考虑暗晕形状的重要性。我们还发现银河系dSphs的暗晕可能比N-体预测更平坦，从而暗示我们对矮星系尺度下的重子和/或非重子暗物质物理的理解还不完全。
2012-06-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Probing the kinematics of the Local Group with chemically enriched gas in the Hestia simulations
Universidad de Buenos Aires（布宜诺斯艾利斯大学）；Instituto de Astronomía y Física del Espacio (IAFE, CONICET-UBA)（空间天体物理研究所）；Institut für Physik und Astronomie, Universität Potsdam（波茨坦大学物理与天文学研究所）；Leibniz-Institut für Astrophysik（莱布尼茨天体物理研究所）；New York University Abu Dhabi（阿布扎比纽约大学）；Center for Astrophysics and Space Science (CASS), New York University Abu Dhabi（阿布扎比纽约大学天体物理学与空间科学中心）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）
通过Hestia模拟研究本地群气体运动学，揭示不同离子的运动模式及质心方向的气体分布特征。
2026-01-19 astro-ph.GA
Probing the All-sky Distribution of Soft X-ray Emission Associated with the Milky Way
Tokai National Higher Education and Research System, Nagoya University（东京大学高等教育与研究系统名古屋大学）；NASA/Marshall Space Flight Center（美国国家航空航天局/马歇尔太空飞行中心）；Tokyo University of Science（东京理科大学）；NASA/Goddard Space Flight Center（美国国家航空航天局/戈达德太空飞行中心）；LATMOS/IPSL, UVSQ Université Paris-Saclay, Sorbonne Université, CNRS（大气、气候和地球动力学实验室/IPSL，巴黎萨克雷大学UVSQ分校，索邦大学，法国国家科学研究中心）；The Henry A. Rowland Department of Physics and Astronomy, Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学亨利·A·罗兰尔物理与天文学系）
利用HaloSat和ROSAT数据对银河系软X射线发射进行全天分析，通过均匀光谱拟合和混合空间框架，发现暖热和热成分的双温度分布，并揭示热发射的复合起源。
2026-09-16 astro-ph.GA
On the origin of a rotating metal-poor stellar population in the Milky Way Nuclear Cluster
我们探索最近在银河系核团（NC）的内部秒差距中检测到的恒星的人口的起源，表现出亚太阳的金属丰度和更高的旋转相比，占主导地位的人口。使用最先进的$N$体模拟，我们模拟了一个大质量恒星系统落入银河系中心，银河系和银河系外的起源。我们表明，新发现的人口可以是一个大质量的星团的残余物形成的几个kpc远离银河系中心（银河系的情况下），或从一个矮星系最初位于10-100 kpc（河外的情况下），并达到银河系中心3-5 Gyr前吸积。我们的模型和银河系卫星和球状星团的特征银心距离和金属丰度分布之间的比较有利于银河系的情况。与土卫二香肠，红杉，人马座和大犬座结构相关的集群的比较表明，所观察到的贫金属子结构的祖先在原位形成，而不是被吸积。
2020-09-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Probing Dark Matter Interactions with Stellar Motion near Sagittarius A*
本研究利用银河系中心S2恒星轨道数据，证明恒星内部暗物质相互作用产生新力并影响轨道，首次给出暗物质-核子散射的天体物理约束，开辟了探测暗物质的新途径。
2025-10-08 astro-ph.GA hep-ex hep-ph
Extremely-Metal Poor Stars in the Milky Way: A Second Generation Formed after Reionization
第三星族恒星形成的宇宙学模拟显示，当冷却由氢分子驱动时，初始质量函数（IMF）偏向于在红移z>20的迷你晕中形成的超大质量恒星（M> 100 Msun）。然而，这一结果与银河系晕中的极贫金属（EMP）恒星的观测结果相冲突，其r过程元素丰度似乎与非常大的第三星族祖先的预期不相容。我们提出了一个新的解决方案的问题，其中的IMF的第二代恒星形成在z>10，再电离之前，是不足的亚太阳质量的恒星，由于高宇宙微波背景温度地板。观测到的EMP星优先在z <10 in pockets of gas enriched to metallicity Z>10^{-3.5} Zsun由星族II星的风形成。我们对像银河系这样的暗物质晕的宇宙学模拟表明，目前的EMP星样本只能限制晚期第三星族恒星的IMF，这些恒星形成于z<13的晕中，维里温度Tvir约为10^4 K。这表明对不稳定性超新星主要不是由这个群体产生的。要开始探测形成于高红移的第三星族恒星的IMF，需要进行一次大规模的巡天，至少要有500颗，可能是几千颗金属丰度为Z~10^{-3.5} Zsun的EMP星。
2010-02-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Tracing the Magellanic Clouds Back in Time
在一些简化的假设下，给出了麦哲伦云、银河系和M31的过去运动的解，并拟合到云和M31的实测速度。星系被建模为孤立的物体，红移约为10，当它们的速度相对于宇宙的一般膨胀很小时，与结构增长的引力不稳定性相一致。本星系群外的质量被模拟为第三个大质量动力学因素，它负责云的角动量。在这些假设下，一个合理的解要求银河系的圆速度v_c在200 ~ 230 km/s之间。在v_c和外部质量位置的选择所允许的适度变化范围内，该解似乎是唯一的。在这个解中，高红移的原麦哲伦云位于银河系的南极附近（以现在的方向），距离银河系约200 kpc，并以约200 km/s的速度移动。
2009-07-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Grey Milky Way Extinction from SDSS Stellar Photometry
我们报告的结果有关的分布和银河系高纬度地区的星系消光的性质来自恒星统计使用斯隆数字巡天（SDSS）。我们使用经典的沃尔夫图方法来识别消光区域，并推导出消光和消光规律的尘埃使用所有五个SDSS光谱带。我们使用关于视线中恒星星族的简单假设来估计到灭火介质的距离。我们报告了三个熄灭云的识别，每个几十秒差距宽，产生0.2-0.4等g '-波段消光，位于1-2千秒差距或银河平面上方0.5-1千秒差距。所有的云都呈现灰色消光，即，在SDSS的有限光谱范围内几乎与波长无关。我们讨论了这一发现对一般天体物理问题的影响。
2009-09-01 astro-ph.GA
Asymmetric Mean Metallicity Distribution of the Milky Way's Disk
我提出的平均金属丰度分布的恒星在银河系的测光的基础上，从斯隆数字巡天。我利用经验校准的恒星等时线在以前的工作中开发的一套估计个别恒星的金属丰度的精度为$0.2$ dex合理明亮的恒星在整个调查区域。我还获得了更精确的金属丰度估计使用先验的$Gaia$相对较近的恒星。在银河系中面（$|Z|<2$ kpc）附近，平均金属丰度图揭示了南北半球之间镜像对称的偏差，显示出波浪状的振荡。观测到的金属丰度不对称结构几乎平行于银河系中平面，与先前已知的恒星数密度分布的不对称性相吻合。这一结果加强了以前的概念，平面平行的垂直波传播通过磁盘，其中一个本地金属丰度扰动的平均垂直金属丰度梯度诱导的相位空间包裹的恒星在$Z$ - $V_Z$平面。金属丰度不对称性的最大幅度（$Δ$ [Fe/H] $\sim0.05$）意味着这些恒星作为一个巨大的晕子结构（如人马座矮星系）从银河系中被拉离了$Δ|Z|\sim80$ pc数量级。这项工作提供的证据表明，$Gaia$相空间螺旋可能会继续到$|Z|\sim1.5$ kpc。
2019-06-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Pulsars as excellent probes for the magnetic structure in our Milky Way
在这个特邀演讲中，我首先讨论了许多探测银河系磁场的探测器的优点和缺点。我的结论是，双星是我们银河系磁结构的最佳探测器，因为磁场强度和方向可以从它们的色散测量（DM）和旋转测量（RM）导出。以银盘星为探针，从RM数据的分布可以很好地揭示银盘的磁场结构，特别是臂与臂间区域的磁场反转。大尺度和小尺度的场强都可以由RM和DM资料得到。河外射电源的RM可以作为螺旋切向区磁场方向的指示，将其中值RM与脉冲星RM进行比较，可以作为探测比脉冲星更远区域磁场的探针。
2012-10-26 astro-ph.GA
The Most Distant Stars in the Milky Way
我们报告发现的最遥远的银河系（MW）恒星的日期：ULAS J001535.72 $+$ 015549.6和ULAS J074417.48 $+$ 253233.0。这些恒星被选为M巨星候选者是基于它们的红外和光学颜色以及缺乏自行。我们使用MMT/红通道摄谱仪光谱确认它们是外晕巨星。这两颗恒星的距离都很大，其中ULAS J001535.72 $+$ 015549.6的距离为$274 \pm 74$ kpc，而ULAS J074417.48 $+$ 253233.0的距离为238 $\pm$ 64 kpc，使它们成为第一颗发现的超过200 kpc的MW恒星。ULAS J001535.72 $+$ 015549.6和ULAS J074417.48 $+$ 253233.0都在以$52 \pm 10$ km s $^{-1}$和$24 \pm 10$ km s $^{-1}$的速度远离银河系中心。利用它们的距离和运动学，我们考虑了可能的起源，例如：从矮星系的潮汐剥离，从MW的磁盘喷射，或在一个未被发现的矮星系的成员。这些M巨星，以及在这次活动中也被证实的两个内晕巨星，是第一个绘制我们银河系外晕大部分未被探索的区域的地图。
2014-07-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Probing Planets in Extragalactic Galaxies Using Quasar Microlensing
在此之前，行星只在银河系中被发现。在这里，我们表明，类星体微透镜提供了一种手段来探测在透镜星系的河外行星，通过研究微透镜的性质接近事件视界的超大质量黑洞的背景类星体，使用当前一代的望远镜。我们表明，人口的未绑定的行星之间的恒星质量范围从月球到木星的质量是需要解释频繁的Fek线能量变化的引力透镜类星体RXJ 1131 -1231中观察到的镜头红移为$z=0.295$或38亿光年远。我们将行星的质量分数限制为大于晕质量的0.0001，这相当于每个主序星有2,000个从月球到木星质量不等的物体。
2018-01-31 astro-ph.EP astro-ph.GA
Probing populations of dark stellar remnants in the globular clusters 47 Tuc and Terzan 5 using pulsar timing
提出了一种结合多质量平衡动力学模型和脉冲星计时数据来约束银河系球状星团（GC）质量分布和剩余粒子数的新方法。我们首先将这种方法应用到47 Tuc，一个集群，其中存在着丰富的恒星运动学数据，这也是主机到一个大的人口毫秒恒星。我们证明，脉冲星定时数据使我们能够对整体质量分布和残余人口的强约束，即使没有恒星运动学拟合。我们的模型倾向于在这个星系团中有一小群恒星质量的黑洞（总质量为$446^{+75}_{-72} \mathrm{M_\odot}$），反对需要一个大的（$ > 2000 \ \mathrm{M_\odot}$）中央中等质量黑洞。然后，我们将该方法应用于泰山5，一个严重模糊的隆起集群，拥有最大的人口的毫秒星系的任何银河系GC和传统的恒星运动学数据的收集是非常有限的。我们改善现有的限制，这个集群的质量分布和结构参数，并严格限制其黑洞的内容，找到一个上限的质量在BH的$\sim 4000 \ \mathrm{M_\odot}$。这种方法使我们能够探测中央动态的GC，即使在没有恒星运动学数据，可以很容易地应用到其他GC脉冲星定时数据，数据集将继续增长与下一代射电望远镜。
2024-08-27 astro-ph.GA
Metals Removed by Outflows from Milky Way Dwarf Spheroidal Galaxies
银河系的矮球状卫星星系（dSphs）中的恒星比化学演化的封闭盒模型所预期的要少得多。流出的气体可能带走了dSphs产生的大部分金属。基于先前的Keck/DEIMOS观测和模型，我们计算了从八个dSphs中的每一个排出的Mg，Si，Ca和Fe的质量。从本质上讲，这些质量是目前在dSphs恒星中观察到的金属量与超新星产生的金属量之间的差异。我们得出结论，dSphs损失了96%至>99%的恒星制造的金属。我们将观测到的银河系dSphs的质量函数应用于喷射质量函数，以确定单个大dSphs（如天炉座）在10 Gyr以上失去的金属比所有较小的dSphs的总和还要多。因此，像dSphs这样的小星系对星系际介质的金属含量没有显著的贡献。最后，我们比较我们的喷射质量函数，以前的X射线测量的金属含量的风从后星暴矮不规则星系NGC 1569。值得注意的是，该星系中最近的星暴正好落在由银河系dSphs定义的喷射质量-恒星质量关系上。
2011-11-04 astro-ph.GA
Gaia: Ten Years of Surveying the Milky Way and Beyond
本文概述Gaia任务完成约25亿天体源数据收集的进展，总结GaiaUnlimited项目成果，并展望Gaia DR4、DR5及继任者GaiaNIR任务带来的新科学机遇。
2025-03-03 astro-ph.GA
Sub-GeV Dark Matter Annihilation: Limits from Milky Way observations with INTEGRAL
利用16年INTEGRAL/SPI观测，研究在多种暗物质晕轮廓和逆康普顿模型下约束亚GeV暗物质湮灭，给出电子-正电子与双光子末态的最强γ射线上限及拟合公式。
2024-01-08 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
The Vertical X-shaped Structure in the Milky Way: Evidence from a Simple Boxy Bulge Model
最近在银河系核球中发现了一个垂直的X形结构。在这里，我们提出了一个类似的X形结构的证据，在沈等人（2010）的酒吧/boxy隆起模型，同时匹配恒星运动学成功。X形结构被发现在我们的酒吧/盒状隆起模型的中心区域，并在许多方面与观察到的定性一致。X形结构在径向和垂直方向上的端到端间隔分别约为3 kpc和1.8 kpc。X形结构在四方形凸起区域包含约7%的光，但它足够重要，可以在观测中识别。X形结构是在棒状/盒状凸起的形成过程中自然产生的，并且主要与围绕垂直延伸的x_1族捕获的轨道有关。就像我们模型中的棒一样，X形结构从太阳-银河系中心线倾斜20度。X形结构变得越来越对称于盘平面，因此观察到的对称性可能表明它至少在几十亿年前形成。垂直X形结构的存在表明，银河系凸起的形成主要是由内部盘动力学不稳定性形成的。
2012-08-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
The dark matter profile of the Milky Way: a non-parametric reconstruction
我们提出了一种新的，非参数的方法来重建银河系的暗物质配置文件直接从观测的结果。利用最新的运动学数据跟踪总引力势，并利用观测到的恒星和气体分布来确定重子分量，我们推断了暗物质对银河系圆周速度的贡献。然后估计该动力学贡献的径向导数以提取暗物质轮廓。我们的方法的创新特点是，它不假设的功能形式，也没有形状的配置文件，从而允许一个干净的决心，没有理论偏见。我们说明了权力的方法，通过约束的球形暗物质配置文件之间的2.5和25千秒差距远离银河系中心。结果表明，该方法，免费的广泛使用的假设，已经可以应用于查明银河系中的暗物质分布具有竞争力的精度，并为未来的发展铺平了道路。
2015-04-13 astro-ph.GA hep-ex hep-ph
A Kinematically-Distinct RR-Lyrae Overdensity in the Inner Regions of the Milky Way
我们结合了赛丁春天调查的RR天琴座恒星与南方自行目录4，以检测和运动学特征overdensities内晕的银河系。我们在银河系的第四象限，在银河平面上方发现了一个这样的高密度。超密度延伸至少20度经度，平均日心距离为8千秒差距，深度为4千秒差距，并被限制在银河平面的4千秒差距内。它的金属丰度分布与野外种群的分布不同，峰值在-1.3，明显的尾部在-2.0。自行表示远离平面的净垂直运动和低轨道角动量。定性地说，这些轨道特性表明可能与半人马座欧米茄的母卫星有关。然而，一个特定的欧米茄Cen N体破坏模型的比较并没有给出一个很好的匹配与观察。视线速度和更广泛的N体模型将有助于澄清这种过度密度的性质。
2015-07-06 astro-ph.GA
Constraining the Milky Way assembly history with Galactic Archaeology. Ludwig Biermann Award Lecture 2015
银河系考古学的目的是恢复银河系的进化历史，从它今天的运动学和化学状态。由于恒星会远离它们的诞生地，因此仅凭目前的动力学信息是不足以完成这项任务的。另一方面，恒星大气的化学成分在恒星的一生中基本上保持不变，加上准确的年龄，可以用来恢复目前在同一银河系半径发现的恒星的诞生地。除了具有精确的6D运动学和化学丰度测量的大型恒星样本的可用性之外，这还需要考虑到动力学和化学演化的详细建模。重要的第一步是了解银河系中可能发生的各种动力学过程，包括内部（棒和螺旋结构）和外部（坠落卫星）因素的微扰效应。本文讨论了（1）如何通过对局部和全局盘相空间的影响来限制银河棒、螺旋结构和合并卫星;（2）多种模式对盘动力学的影响;（3）径向迁移和合并扰动对银河厚盘形成的重要性。最后，我们讨论了银河系化学动力学模型的建设和相关的观测。
2017-11-05 astro-ph.GA
Predicted Extension of the Sagittarius Stream to the Milky Way Virial Radius
人马座（Sgr）流的广泛跨度使其成为研究银河系引力势的一个有前途的工具。描述它的恒星运动学可以限制晕的性质，并为冷暗物质星系形成范式提供基准。准确的模型的中断动力学的Sgr祖是必要的，采用这种工具。使用解析建模和N体模拟相结合，我们建立了一个新的模型的Sgr轨道和由此产生的恒星流。与以前的模型相比，我们模拟了Sgr祖先从第一次穿过银河系维里半径8 Gyr前的完整下落轨迹。初始相空间条件的参数空间的探索产生严格的限制角动量的Sgr祖。我们的最佳拟合模型是第一个准确再现现有数据的三维位置和径向速度的碎片检测100千秒差距以外的MW晕。除了复制映射流之外，模拟还预测了Sgr流的几个分支的存在，延伸到数百千秒差距。银河系晕中已知的两颗最遥远的恒星与预测的结构相吻合。新预测的臂中的其他恒星可以通过大型综合巡天望远镜的未来数据找到。在最遥远的Sgr臂中探测到恒星的统计样本将提供一个机会，将银河系的潜力限制在前所未有的银河系中心半径。
2017-03-06 astro-ph.GA
An Off-center Density Peak in the Milky Way's Dark Matter Halo?
我们表明，中央暗物质密度峰值的位置可能会从银河系的动力学中心相差几百秒差距。在厄里斯，一个高分辨率的宇宙流体动力学模拟的一个现实的银河系类似盘星系，这个偏移量是300 - 400 pc（~3重力软化长度）后，z=1。在它的无耗散暗物质唯一的孪生模拟ErisDark中，以及在Via Lactea II和GHalo模拟中，偏移量在其大部分演化中保持在一个软化长度以下。DM偏移的增长与Eris中心DM密度分布向内约1 kpc的平坦化相一致，并且从动力中心到最大DM密度点的方向与恒星棒的方向相关，这表明棒晕相互作用是一种可能的解释。几百秒差距的暗物质密度偏移极大地影响了来自银河系中心的暗物质湮灭信号的预期。它也可能支持Weniger（2012）和Su & Finkbeiner（2012）最近报告的暗物质湮灭解释，该报告称，在银河平面上距离Sgr A* 1.5度（约200秒差距）的区域有非常显著的130 GeV伽马射线线发射。
2013-02-05 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
