A unified framework for the orbital structure of bars and triaxial ellipsoids
我们研究了一个大的随机样本的轨道在自洽模拟N体酒吧。条形图中的轨道可以通过视觉和基于频率分析的新自动轨道分类方法进行分类。著名的x1轨道族起源于与静止和旋转三轴椭球中的盒轨道相同的母轨道。然而，只有一小部分的棒轨道（约4%）像它们的周期母轨道一样主要是逆时针运动。大多数从x1轨道产生的棒轨道在棒坐标系中几乎没有净角动量，这使得它们等价于旋转三轴势中的盒轨道。一小部分棒轨道（约7%）是长轴管，其行为与三轴椭球中的长轴管完全相同：由于科里奥利力，它们围绕中轴倾斜，倾斜的方向由它们围绕长轴的角动量的符号决定。在纯棒模型中，没有发现以逆周期x2轨道为母体的轨道，但发现了以逆周期x4轨道为母体的短轴管轨道，其数量约为2%.当一个代表超大质量黑洞（SMBH）的中心质点在棒中心旋转生长时，那些位于SMBH附近的轨道被转换成旋进开普勒轨道（PKO），它们属于相同的主要族（短轴管、长轴管和盒）以较大半径占据杆。在SMBH的生长过程中，质量的流入和角动量的向外输运将一些x1和长轴管轨道转变为短轴管轨道。这项研究具有重要的意义，未来的尝试，以限制质量的SMBHs在棒星系使用基于轨道的方法，如史瓦西轨道叠加方案和了解所观察到的功能在棒星系。
2015-12-10 astro-ph.GA
The Orbital Evolution Induced by Baryonic Condensation in Triaxial Halos
使用光谱方法，我们分析了长轴/三轴暗物质（DM）晕的N体模拟的轨道结构，以了解驱动DM晕和椭圆星系的形状的演变过程中，中心质量的增长。一个长期存在的问题是，DM晕形状的变化是否是盒轨道的混沌散射的结果，或者它们是否会随着银河系势的变化而改变形状。我们使用轨道频率来分类轨道，量化轨道形状，并确定共振轨道和混沌轨道。基于频率的方法克服了李雅普诺夫指数对数值离散效应敏感的局限性。无论重子分量的分布如何，DM晕的形状变化主要是由于给定家族中单个轨道形状的变化。具有小的近心半径的轨道比具有大的近心半径的轨道更可能改变它们的轨道类型和形状。演化是规则的（可逆的）还是混沌的（不可逆的），主要取决于重子分量的径向分布。任何形状的扩展重子分量的增长都会导致轨道布居的规则而非混沌的变化。相比之下，一个大规模的和紧凑的中心组件的增长结果在混乱的散射盒和长轴管轨道的一个显着的部分。圆盘的成长会导致相当一部分的晕粒子被主要的全球轨道共振所捕获。尽管DM晕的形状在中心重子分量的增长之后总是相当扁扁的，但其轨道人口的很大一部分具有其三轴或扁长祖先（ABRIDGED）的特征。
2010-02-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Are stellar over-densities in dwarf galaxies the "smoking gun" of triaxial dark matter haloes?
利用N体模拟研究了矮球状星系中球状星团的潮汐演化。我们的模型采用了宇宙学动机的情况下，dSPH近似的静态NFW晕与三轴形状。对于一个大的轨道和投影角，我们研究的空间和速度分布的恒星碎片沉积在星团的完全破坏。我们的模拟显示，在低表面亮度（>26 mag/arcsec ^[2]）下，这些碎片表现为壳层、孤立的团块和拉长的过密度，这让人想起在几个MW dSphs中观察到的亚结构。这些特征是由星系势的三轴性引起的，不会随着时间的推移而消失。因此，以几兆瓦dSphs为单位的恒星超密度可能是暗物质晕在形状上是三轴的证据。我们探讨了一些运动学签名，这将有助于验证（或证伪）这种情况。平均角动量的集群碎片与盒和共振轨道，这是不存在的球势，是零。因此，我们表明，视线的速度分布可能会表现出一个特性的“双峰”取决于相对于祖的轨道平面的视角的取向。dSphs的运动学调查可能有助于检测和识别与星团破裂相关的子结构，以及解决dSphs嵌入其中的暗物质晕的形状。
2010-01-25 astro-ph.GA
Scatter, bias, and chaos of satellite orbits in triaxial dark matter haloes
Yale University（耶鲁大学）
该研究量化了暗物质晕三轴度对卫星轨道的影响，发现三轴度会导致卫星轨道近心距散射、偏差，混沌轨道仅在强扁化宿主中出现，宿主形状和取向的不确定性会显著影响卫星轨道推断，需纳入未来研究。
2026-10-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
The effect of triaxial galaxy shapes on the dynamics of triple supermassive black holes in a cosmological context
Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg（海德堡大学天文中心）；Main Astronomical Observatory, National Academy of Sciences of Ukraine（乌克兰国家科学院主天文台）；Nicolaus Copernicus Astronomical Centre, Polish Academy of Sciences（波兰科学院尼古拉·哥白尼天文学中心）；New York University Abu Dhabi（阿布扎比纽约大学）
研究宇宙学背景下三轴星系形状对三重超大质量黑洞动力学的影响，通过高分辨率引力动力学N体模拟，探索多种轨道构型和宿主星系形状，发现两重黑洞先合并，第三个黑洞有不同情况，且星系初始三轴形状对三重系统最终动力学结果影响不大。
2026-07-28 astro-ph.GA
Dynamical Modeling of Galaxies and Supermassive Black Holes: Axisymmetry in Triaxial Schwarzschild Orbit Superposition Models
我们提出了一个详细的分析的行为的三轴史瓦西轨道叠加法附近的轴对称极限。轨道叠加模型是用来确定附近星系中超大质量黑洞（$M_\mathrm{BH}$）的动力学质量的主要方法;然而，以前的研究报告了相互矛盾的结果时，比较结果从轴对称轨道代码从轴对称极限的三轴轨道代码。我们表明，为了实现（扁圆形）轴对称的三轴代码，需要注意轴对称的短轴管轨道，并排除长轴管和盒轨道的轨道库。使用视线速度分布的最多12个高斯-厄米矩作为约束，我们证明了Liepold等人2020年报道的大质量椭圆星系NGC 1453轨道建模中轨道类型对最佳拟合$M_\mathrm{BH}$的影响。此外，我们验证了我们更新的代码在模拟星系数据集上的有效性。我们确定了一个子集的缓慢进动准平面轨道的典型的积分时间可能是不够的，以充分捕捉平衡轨道行为的轴对称和三轴系统与中央黑洞。需要进一步的调查，以更可靠的治疗这些轨道。
2021-02-15 astro-ph.GA
Models of cuspy triaxial stellar systems. IV: Rotating systems
我们建立了两个自洽模型的三轴，尖，旋转恒星系统添加旋转到非旋转模型在以前的论文中提出的这一系列。材料的最终角速度不是恒定的，并且随着到中心的距离和系统的赤道上方的高度而变化，但是在两种情况下，图形旋转是非常均匀的。尽管在模型中加入旋转修改了它们原来的半轴比，但最终的旋转模型是相当扁平和三轴的。对这些模型的轨道内容的分析表明，它们的轨道中大约有三分之二是混沌的，但这些模型在一个哈勃时间的量级上是非常稳定的。大部分规则轨道是短轴管，而长轴管则被其轴位于短-长轴平面上但不与长轴重合的管所取代。其他类型的规则轨道，不出现在非旋转系统，如马蹄铁和轨道交叉本身，也发现在目前的模型。最后，我们的频率图显示了空的区域，在这些区域中，对固定势轨道的研究发现了轨道，这可能是我们模型的自洽性排除了它们的结果。
2016-03-25 astro-ph.GA
Probing Quasar Viewing Angle with the Variability Structure Function
本研究利用类星体光变曲线的变化率结构函数普适性，通过分析NASA/ATLAS约6年数据中183颗Hβ线及753颗CIV/MgII线类星体，发现预期极向观测的类星体实际显得光度偏低，探讨了尘埃外流等可能解释。
2023-06-08 astro-ph.GA
Tidal disruption of globular clusters in dwarf galaxies with triaxial dark matter haloes
利用N体模拟研究了矮球状星系中球状星团的潮汐演化。我们的模型采用了宇宙学动机的情况下，dSPH近似的静态NFW晕与三轴形状。我们将我们的模型应用于五个GC，跨越三个数量级的恒星密度和两个质量，选择代表的五个GC表现出的天炉座dSph的属性。我们发现，只有代表天炉座最低密度GC（F1）的物体才能被天炉座的内部潮汐场完全破坏-即使它们的轨道衰减到天炉座的中心，四个密度更大的星系团也能生存下来。对于一个大的轨道和投影角，我们研究的空间和速度分布的恒星碎片沉积在完全破坏的F1类GC。我们的模拟显示，在低表面亮度（>26 mag/arcsec ^[2]）下，这些碎片表现为壳层、孤立的团块和拉长的过密度，这让人想起在几个MW dSphs中观察到的亚结构。这些特征是由星系势的三轴性引起的，不会随着时间的推移而消失。碎片的运动学在很大程度上取决于前身的轨道。与盒和共振轨道相关的碎片不显示流运动，如果视角垂直/平行于祖先的轨道平面，则可能比dSph的场群“更冷”/“更热”。与此相反，与环轨道相关的碎片显示出的旋转速度，可能是从星系中心检测到几个千秒差距。化学标记，可以区分GC碎片场星可能会揭示是否合并的GC有助于形成多个恒星组件中观察到的dSphs。
2009-05-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
A new code for orbit analysis and Schwarzschild modelling of triaxial stellar systems
本文综述了各种星系模型的轨道结构和混沌性质的研究方法，以及利用史瓦西轨道叠加技术构造自洽平衡解的方法。这些方法在一个新的公开软件工具SMILE中实现，该工具旨在成为一种方便且交互式的工具，用于研究各种2D和3D模型，包括由基集展开式、系数为光滑函数的球调和展开式表示的任意势。半径（样条）或一组固定点质量。我们还提出了两个新的变形史瓦西模型，其中每个轨道的密度表示的基集或样条球谐展开的系数，和轨道的权重被分配在这样一种方式，以重现底层密度模型的系数。我们探索这些通用的潜在的扩展的准确性，并表明它们可以有效地用于近似广泛的分析密度模型，并作为离散粒子集（例如，从N体模拟的快照）的平滑表示，例如，为了快照的轨道分析的目的。对于史瓦西模型的变体，我们使用两个测试用例-一个三轴Dehnen模型包含一个中心黑洞，和一个模型重新创建的N体快照获得的冷塌缩。这些测试表明，所有建模方法都能够创建平衡模型。
2013-07-30 astro-ph.GA
On the non-detection of gamma-rays from energetic millisecond pulsars -- dependence on viewing geometry
在$γ$ -射线中可以检测到毫秒辐射（MSP）和正常的不可回收辐射。然而，与正常的散射体相比，在$γ$ -射线中检测到的已知高能和附近的MSP的比例似乎大得多，从而使未检测到的$γ$ -射线MSP成为例外。在本文中，我们证明了视角（即之间的脉冲星自旋轴和视线）很好地描述了轨道倾角，与氦白矮星同伴的二进制MSP，可以确定使用之间的关系的轨道周期和白矮星质量。我们使用预测的视角，在补充从其他约束条件获得的值时，从光束的几何形状和方向的角度来确定的原因，不检测的精力充沛的和附近的MSP。我们发现的证据略有不同的视角分布，并假设，充满活力的和附近的MSP主要是未检测到的$γ$ -射线，只是因为他们看到不利的（即小）视角。我们最后讨论了$γ$射线探测到的类星体的磁场，并表明，那些能有效地将其转动能量转换成$γ$射线辐射的类星体可能高估了偶极磁场强度。
2014-01-31 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The two phases of core formation -- orbital evolution in the centres of ellipticals with supermassive black hole binaries
大质量椭圆星系的扁平恒星密度核是由于在贫气体星系合并中下沉的超大质量黑洞（SMBH）而迅速形成的。在SMBH形成一个束缚双星后，引力弹弓与附近恒星的相互作用将核心区域推向切向偏置的恒星速度分布。我们使用无碰撞星系合并模拟与准确的碰撞轨道集成周围的中央SMBHs证明，从中心的弹弓踢恒星的去除占整个速度各向异性的变化。对于我们最大质量的SMBH双星（$M_{\rm BH} = 1.7 \times 10^{10} M_\odot$），在$\sim 3 \ M_\odot \rm yr^{-1}$上，强（非结合）反冲的速率在几百万年内是恒定的。使用基于频率的轨道分类方案（箱，x管，z管，玫瑰花），我们证明弹弓踢主要影响箱轨道与小近心点距离，导致速度各向异性$β\lesssim -0.6$在几百万年内观察到的大质量椭圆与大的核心。我们展示了不同的SMBH质量如何影响合并残余物的轨道结构，并提出了一个运动断层扫描连接轨道家庭积分场运动学特征。我们的直接轨道分类同意非常好的现代三轴史瓦西分析模拟模拟运动学地图。
2021-09-21 astro-ph.GA
Orbital orientation evolution of massive binary black holes at the centres of non-spherical galaxies
在一个球形和运动学各向同性星系的中心，一个大质量双星黑洞（BBH）轨道的方向（即，BBH轨道角动量的方向）经历随机游走。如果一个球形系统中的恒星有一个非零的总角动量，BBH的轨道方向会朝着与总角动量方向一致的方向演化。在本文中，我们表明，一个三轴星系有一个消除-擦除效应，即BBH取向的星系旋转轴的对齐可以显着减少或擦除。我们还表明，在一个非旋转的轴对称星系，BBH的轨道取向演变的轴对称轴和进动它在一个逆行的方向。我们的研究结果提供了一个步骤，了解最终合并BH的自旋方向（因此可能产生的任何喷流的方向）在其宿主星系，并可能有助于约束反冲速度的合并BH所产生的引力波辐射以及。
2013-10-09 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The SAMI Galaxy Survey: Environmental analysis of the orbital structures of passive galaxies
迄今为止，大多数星系的动力学模型都假设是轴对称的，这并不能代表大质量星系的一个重要部分。我们建立了三轴轨道叠加史瓦西模型的SAMI星系巡天观测到的星系，以重建其内部轨道结构和质量分布。该样本由153个被动星系组成，总恒星质量在$10^{9.5}$到$10^{12} M_{\odot}$之间。我们提出了一个分析这些星系的内部结构和内在属性作为其环境的函数。我们测量他们的环境，使用三个代理：中央或卫星名称，晕质量和本地$5^{th}$最近邻星系密度。我们发现，虽然这些内在的属性与恒星质量最强烈的相关性，环境确实发挥了次要作用：在固定的恒星质量，星系的致密区域更径向各向异性。此外，中心星系和高局域密度星系的边缘自旋参数代理\lam值较低。我们还发现了一个可能的趋势的轨道分数与环境的低质量星系（之间的$10^{9.5}$和$10^{11} M_{\odot}$），这样，在固定的恒星质量，在较高的本地密度和晕质量的星系有较高的分数的热轨道和较低的分数的温暖的轨道。我们的研究结果表明，在恒星质量之后，环境确实在塑造当今的被动星系中发挥了作用。
2023-03-07 astro-ph.GA
Spectral Analysis of the Orbital Dynamics of Globular Clusters in the Central Region of the Milky Way
提出基于轨道功率谱熵的新方法，分析银河系中心3.5 kpc内45个球状星团在含棒势中的轨道动力学性质，最终确定23个规则与22个混沌星团，并验证了分类一致性。
2025-04-29 astro-ph.GA
Geometry of the Large Magellanic Cloud Using Multi- wavelength Photometry of Classical Cepheids
我们确定的几何和视角参数的大麦云（LMC）使用莱维特定律的基础上的一个样本$3500$常见的经典造父变星（FU和FO）在光学（$V,I$），近红外（$JHK_{s}$）和中红外（$[3.6]~μ$ m和$[4.5]~μ$ m）测光带。统计红化和距离模量自由红化的影响，每个单独的造父变星的同时使用多波段拟合的表观距离模量从分析所得的莱维特法律在这七个光度带。从分析中获得的LMC的红化图显示出良好的协议与文献中的其他地图。无消光距离测量值以及各个恒星的赤道坐标$(α,δ)$的信息用于获得相对于天空平面的相应笛卡尔坐标。通过将$z=f(x,y)$形式的平面解拟合到观测到的三维分布，获得了LMC的以下视角参数：倾角$i=25^{\circ}.110\pm 0^{\circ}.365$、节点线的位置角$θ_{\text{lon}}=154^{\circ}.702\pm1^{\circ}.378$。另一方面，将观测到的造父变星的三维分布模拟为三轴椭球，得到了LMC的几何轴比的如下值：$1.000\pm 0.003:1.151\pm0.003:1.890\pm 0.014$和视角参数：$i=11^{\circ}.920\pm 0^{\circ}.315$相对于视线最长轴的倾角和节点线的位置角$θ_{\rm lon} = 128^{\circ}.871\pm 0^{\circ}.569$。方位角是…
2018-04-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
The orbital structure of a tidally induced bar
轨道是任何密度分布的关键组成部分，它们的研究有助于我们了解星系的运动学结构和演化。在这里，我们调查的轨道在潮汐诱导酒吧的矮星系，使用$N$体模拟最初盘状的矮星系绕银河系一样的主机。在第一次近心通过后，在矮星的恒星成分中形成了潮汐诱导棒。酒吧的演变是不同于孤立的星系，我们的分析集中在它的前一段时间。我们研究的轨道在其主导频率，我们计算在笛卡尔坐标系旋转的酒吧。除了众所周知的x $_1$轨道外，我们还发现了许多其他类型的轨道，大多数都是具有不同程度伸长的方形形状。它们中的一些也是近周期性的，允许频率比为4/3、3/2和5/3。盒子轨道有不同程度的垂直厚度，但只有相对较小的一部分在边缘视图中具有香蕉（即微笑/皱眉）或无限符号形状。在正中心，我们还发现了从三轴椭球的势能中已知的轨道。轨道的伸长量随着离棒中心的距离而增长，这与密度分布形状的变化相一致。我们的轨道分类导致的结论是，其中超过$80 \%$有四方形的形状，而只有$8 \%$有经典的x $_1$轨道的形状。
2016-08-17 astro-ph.GA
Analysis of Orbital Dynamics of Globular Clusters in the Central Region of the Milky Way
Central (Pulkovo) Astronomical Observatory RAS（俄罗斯科学院中央（普尔科沃）天文台）
研究通过分析银河系中心区域45个球状星团的轨道动力学，提出新方法评估轨道混沌性，并分类规则与混沌动力学的星团。
2025-12-14 astro-ph.GA
The MAGPI Survey: Orbital distributions, intrinsic shapes, and mass profiles for MAGPI-like Eagle galaxies using Schwarzschild dynamical models
该研究用Schwarzschild模型分析Eagle模拟中75个类MAGPI星系，验证模型对内禀轨道、形状和质量轮廓的恢复能力，并与MAGPI观测结果比较。
2024-09-09 astro-ph.GA
Connecting the Milky Way potential profile to the orbital timescales and spatial structure of the Sagittarius Stream
最近使用Pan-STARRS 1的天琴座RR绘制的晕图清楚地描绘了人马座流的空间结构。这些地图显示，领先和尾随流远心不同的银河系中心半径的一个因素，并解决在这些远心流的子结构。在这里，我们提出的动力学模型，再现这些功能的流在简单的银河系的潜力。我们发现，碎片在远心必须动态年轻，在这个意义上被剥离的最后两个近心通道，而人马座矮目前正在经历第三次通过。远心比对动力摩擦和银河系自转曲线的外斜率都很敏感。这些依赖关系可以通过简单的连接远心半径、圆周速度和祖先轨道周期来理解。动摩擦力对来流的影响可以用前远心内的子结构来抑制。我们的模型集合并不打算在统计上与流相匹配。尽管如此，在我们考虑的模型范围之外，我们始终发现100 kpc以内的质量是$\sim 7 \times 10^{11} \, M_{\odot}$，在50和100 kpc之间有一个几乎平坦的旋转曲线。这意味着一个比目前一些模型中所假设的更广泛的星系晕。在以前的工作中，我们发现长轴或三轴晕容易与领先的流的轨道协议。我们展示了我们的模型在各种观测空间的行为，并描述了流内预期的子结构。特别是，年轻的拖尾流在拖尾远心附近可见，应该表现出一个紧密的速度趋势，与距离分开的老碎片，我们建议，这将作为一个特别有用的探测外银河系的潜力。
2018-04-13 astro-ph.GA
Stray, swing and scatter: angular momentum evolution of orbits and streams in aspherical potentials
在非球面势中，轨道平面不断演化。引力矩促使角动量矢量进动，即围绕对称轴缓慢偏离，并章动，即在垂直方向上周期性地上下摆动。这种熟悉的轨道极运动--如果被探测到并测量到--可以揭示潜在的引力势的形状，到目前为止，银河系中只有粗略的测量。在这里，我们证明了恒星潮汐流的碎片极表现出非常相似的漂移和摆动行为，并给出解析表达式连接的振幅和频率的极演化的平坦化的暗物质分布。虽然这些结果是来自近圆轨道，我们表明，他们也是有效的偏心轨道。最重要的是，我们解释了如何微分轨道平面进动导致扩大的流，并表明流极轨道上应该更快地分散。我们提供的流的宽度演变的函数的轴对称潜在的扁平化和从对称平面的角度的表达式，并证明我们的模型是在良好的协议与流N体模拟。有趣的是，同样的直觉也适用于其祖先位于三轴势中的短轴或长轴环上的流。最后，我们提出了银河系冷流数据的汇编，并讨论了如何简单的图片开发这里，随着流建模，可以用来约束对称轴和扁平的银河系。
2016-08-09 astro-ph.GA
Orbital structure of merger remnants: Trends with gas fraction in 1:1 mergers
由于分级合并中的剧烈弛豫是不完整的，椭圆星系在其现今的轨道结构中保留了大量关于其形成路径的信息。各种证据表明，富含气体的主合并在椭圆星系的形成中起着重要的作用。我们模拟1：1磁盘合并在7个不同的初始气体分数范围从0到40%，使用TreeSPH代码Gadget-2。我们对每个遗迹中的恒星轨道进行分类，并构建轨道内容，内在形状和方向的径向轮廓。无耗散残余物是典型的长轴-三轴轨道，在r_c ~ 1.5Reff范围内以盒轨道为主，在其外部以管轨道为主。随着气体含量的增加，r_c内的盒形轨道逐渐被净自转接近零的短轴管（z管）取代，残余物逐渐变扁和圆。长轴管（x-管）轨道是高度流动的，对气体部分相对不敏感，这意味着它们的角动量从动态冷初始条件中保留下来。在r_c之外，轨道结构基本上不受气体的影响。15-20%的气体残留物通常显示盘状运动学上不同的核心（KDC）。这些残骸在速度图和内在轨道结构上都与KDC星系NGC 4365有着有趣的相似之处（van den Bosch et al. 2008）。在30-40%的气体含量下，残留物快速旋转，并在~ 1 Reff尺度上有尖锐的嵌入盘。我们预测一个特征，物理直观的轨道结构1：1磁盘合并残留物，1和3Reff之间的一个明显的过渡，将很容易观察到的二维运动学调查SAURON和SMEAGOL的组合数据。
2010-01-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Determination of the relative inclination and the viewing angle of an interacting pair of galaxies using convolutional neural networks
Indian Institute of Science Education and Research, IISER Tirupati（印度科学教育与研究学院蒂鲁帕蒂分校）
建立相互作用星系对的动力学模型，必须考虑到星系对的观测结构和运动学特征，关键在于正确选择星系面之间的相对倾角（$i$）和观测角（$θ$），即视线与轨道运动面法线之间的夹角。我们构建深度卷积神经网络（DCNN）模型来确定相互作用星系对的相对倾角（$i$）和视角（$θ$），使用GALMER数据库中的N体$+$平滑粒子流体动力学（SPH）模拟数据进行训练。为了仅根据它们的$i$值对星系对进行分类，我们首先构建了（a）2类（$i$ = 0 $^{\circ}$，45 $^{\circ}$）和（b）3类（$i = 0^{\circ}, 45^{\circ} \text{ and } 90^{\circ}$）分类的DCNN模型，分别获得了99%和98%的$F_1$分数。此外，对于基于$i$和$θ$值的分类，我们开发了用于9类分类（$(i,θ) \sim (0^{\circ},15^{\circ}) ,(0^{\circ},45^{\circ}), (0^{\circ},90^{\circ}), (45^{\circ},15^{\circ}), (45^{\circ}, 45^{\circ}), (45^{\circ}, 90^{\circ}), (90^{\circ}, 15^{\circ}), (90^{\circ}, 45^{\circ}), (90^{\circ},90^{\circ})…
2020-07-30 astro-ph.GA cs.CV cs.LG
Halo orbits in cosmological disk galaxies: tracers of formation history
我们分析了恒星和暗物质粒子的轨道在一个盘状星系的晕形成的宇宙流体动力学模拟。晕在内部~20 kpc内呈扁球形，超过此半径为三轴。大约43%的轨道是短轴管-其余的属于表征三轴势的轨道族（盒子，长轴管和混沌轨道），但它们的形状接近轴对称。我们发现没有证据表明，自洽分布函数的近扁球形内晕主要是由轴对称短轴管轨道。所有族的轨道，以及两种类型的粒子都是高度偏心的，平均偏心率>0.6。我们发现随机选择的晕星样本在“运动积分”空间中没有显示出子结构。然而，在金属丰度与形成时间的关系图中，可以清楚地识别出个别的吸积事件。在动力学上，年轻的潮汐碎片主要出现在单一类型的轨道上。然而，与较老卫星相关的恒星在形成过程中变得混乱混合（可能是由于中央隆起和盘的散射以及重子过程），并出现在所有四种类型的轨道上。我们发现，宇宙流体动力学模拟中的潮汐碎片经历了显着更多的混沌演化比碰撞模拟，使其更难单独使用相空间坐标来识别单个祖先。然而，通过结合恒星年龄和化学丰度的信息与晕星的轨道特性在潜在的自洽潜力，祖先的识别是可能的。
2013-02-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
