A PRIMAL view of the Milky Way, made possible by Gaia and M2M modelling
我们已经开发了我们最初的量身定制（M2M）算法PRIMAL，目的是根据即将到来的盖亚数据对银河系圆盘进行建模。从一个类似银河系的N体盘星系模拟中，我们使用M0III恒星作为示踪剂，考虑到灭绝和预期的盖亚误差，创建了模拟盖亚数据。在PRIMAL中，从N体模型计算的观测值与目标星进行比较，在目标星的位置。使用PRIMAL，改变N体模型粒子的质量以再现目标模拟数据，并且通过改变模型粒子的质量来自动调整引力势。我们还对模型粒子采用了一种新的重散射方案，以保持N体模型的质量分辨率相对恒定。我们已经将PRIMAL应用到这个模拟盖亚数据中，我们表明PRIMAL可以恢复银河系棒旋盘的结构和运动学，以及尽管银河系灭绝和观测误差，但棒的表观棒结构和模式速度。
2015-03-05 astro-ph.GA
Modelling the HI halo of the Milky Way
目的：研究银河系面外中性气体的全局分布和运动学。研究方法：我们建立了一系列银河系HI层的3D模型，将它们投影成内部视图，并将它们与莱顿-阿根廷-波恩21厘米观测结果进行比较。结果如下：我们发现，银河系盘被一个扩展的中性气体晕所包围，其垂直尺度高度为1.6[+0.6/-0.4] kpc，HI质量为3.2[+1.0/-0.9] x10^8太阳质量，占银河系HI总质量的5-10%。这个HI晕的旋转速度比盘慢，垂直速度梯度为-15[+/-4] km/s/kpc。我们发现了一个全球下沉运动的证据，垂直（20[+5/-7] km/s）和径向（30[+7/-5]km/s）。结论：银河系HI晕显示出与外部星系晕相似的性质，并且与主要由盘中的超新星爆炸产生的性质相一致。它最有可能是由质量为10^4-10^5太阳质量的不同气体复合物组成，其中中速云是局部的表现。经典的高速云似乎是一个独立的群体。
2010-10-18 astro-ph.GA
The morphology of the Milky Way - II. Reconstructing CO maps from disc galaxies with live stellar distributions
银河系的臂结构仍然是一个未知数，我们在银河系圆盘内的位置阻碍了观测研究。在这里介绍的工作中，我们使用平滑粒子流体动力学（SPH）和辐射转移，以创建合成的湍流速度观测。我们的目标是通过将合成的光速图与观测到的光速图进行比较，来逆向设计一个自上而下的银河系地图。我们设置了一个N体粒子系统来表示圆盘和凸起，从而可以动态创建螺旋特征。星际气体和分子含量是随着恒星系统演化的。一个3D-辐射转移代码，然后使用比较的模型观测数据。由此产生的模型显示臂的功能，是一个很好的复制许多观测到的银河系的发射结构。然而，这些手臂是动态和瞬态的，允许广泛的形态不可能与标准密度波理论。最佳拟合模型是一个更好的匹配比以前的工作，使用固定电位。他们倾向于一个四臂模型，俯仰角大约为20度，尽管模式速度随着银河半径的增加而降低。然而，缺乏内部的酒吧，这似乎需要完全复制中央分子区。
2015-03-18 astro-ph.GA
Modelling mass distribution of the Milky Way galaxy using Gaia billion-star map
银河系是一个典型的旋涡星系，它由一个位于中心的黑洞、一个棒状凸起和一个包含旋臂的盘组成。银河系的复杂结构使得模拟其质量分布非常困难和具有挑战性，特别是对于在银河系动力学和演化中起着最重要作用的银河系盘。传统的轴对称盘模型与指数的亮度分布和恒定的质光比假设为银河系盘。为了生成平坦的旋转曲线，还必须包括暗晕。在这里，通过使用最近发布的盖亚十亿星地图，我们提出了一个银河系盘质量分布模型，它是基于恒星密度分布，而不是亮度和质光比。该模型的特点是两个参数，一个凸起半径和特征长度。利用质量分布模型和求解泊松方程的银河系，我们得到了一个平坦的旋转曲线，再现了关键的观察到的功能，而不需要一个黑暗的晕。
2016-12-14 astro-ph.GA
Weather Forecast of the Milky Way: Shear and Stellar feedback determine the lives of Galactic-scale filaments
星际介质是银河系生态系统不可分割的一部分，其演化历史一直是一个具有挑战性的问题。我们跟踪的演化的分子ISM使用的年轻恒星天体（YSO）协会的样本-分子云复合体（YSO-MC复合体）。我们推导出它们的三维（3D）速度相结合的盖亚天体测量测量的YSO协会和CO观测相关的分子云。基于三维速度，我们模拟了YSO-MC复合体在银河势中的运动，并通过跟踪单个复合体的运动来预测ISM的演化，揭示了剪切和恒星反馈在决定ISM演化中的作用：银河系切变将银河系尺度的分子云复合体，如G120复合体，拉伸成银河系尺度的细丝，它也有助于破坏细丝;而恒星反馈产生相互连接的超级气泡，其膨胀将特殊的速度注入ISM。银河尺度的分子气体团通常是细丝的先驱，而银河尺度的细丝则是在恒定的剪切拉伸下的瞬态结构。该演化序列为解释其他天然气结构奠定了基础。动画可在https://gxli.github.io/ISM-6D/movie.html上获得。
2022-07-08 astro-ph.GA
Modelling the non-equilibrium chemistry of the Milky Way's cold nuclear wind
The Australian National University（澳大利亚国立大学）；Università degli Studi di Firenze（佛罗伦萨大学）；INAF - Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切特里天文台）
研究通过建模银河系核风中的冷云化学，发现冷气体可能源自盘状分子云，其失去原子外壳后形成异常大的CO-H2转换因子，表明核流出物可能更重载。
2026-02-14 astro-ph.GA
Positron excess in the center of the Milky Way from short-lived $β^+$ emitting isotopes
INTEGRAL卫星的观测揭示了银河系中心区域在511千电子伏左右的能量存在着尚未解释的过剩。这些伽马射线是在正电子湮灭过程中产生的，所需的速率约为$10^{42}~\mathrm{s^{-1}}$。在这篇简短的论文中，它表明，在亚相对论宇宙射线（CR）与轻核（CNONe）的相互作用中形成的\pos发射同位素可以占中心区域$e^{+}$产生率的相当大的比例-高达百分之几十。
2016-08-22 astro-ph.GA astro-ph.HE
Equilibrium models of the Milky Way mass are biased high by the LMC
最近的测量表明，大麦云云（LMC）的重量可能高达银河系的25%。在这项工作中，我们将探讨如何这样一个大的卫星影响质量估计银河系的基础上平衡模型的恒星晕或其他示踪剂。特别是，我们表明，如果LMC被忽略，银河系的质量被高估了50%。这种偏差是由于星系晕外围的整体运动造成的，至少部分可以通过对平衡模型的简单修改来解释。最后，我们表明，LMC有一个实质性的影响轨道狮子座我的行为，以增加其目前的速度相对于银河系。我们估计，考虑到一个$1.5\times10^{11} M_\odot$ LMC将降低推断的银河系质量$\sim10^{12} M_\odot$。
2020-01-29 astro-ph.GA
Action-based Dynamical Modelling for the Milky Way Disk
我们目前的路图，全可能性的动力学建模机器，旨在恢复银河系的（MW）的引力势从大样本的恒星在银河系盘。RoadMapping利用参数化轴对称势中的参数化三积分分布函数（DF）对观测到的恒星位置和速度进行建模。我们调查通过差分测试用例与理想化的模拟数据如何击穿模型假设和数据属性影响的潜力和DF的约束。我们的主要成果是：（i）如果MW的真实势不包括在假设的模型势族中，我们仍然可以-在轴对称情况下-找到对势的稳健估计，在观测体积内|z| <= 1.1 kpc的范围内，表面密度的差异仅<~ 10%。(ii)真实和模型DF之间的适度系统差异是无关紧要的。例如，当对星进行分箱以定义具有简单DF的子群体时，只要相邻箱的DF参数相差<20%，分箱误差就不会影响建模。此外，RoadMapping确保对以下任一项的无偏潜在估计：（iii）空间选择函数的小误判（即，<~ 15%），（iv）如果已知距离在10%以内，或（v）如果已知自行不确定性在10%以内或小于Δ mu <~ 1 mas/yr。挑战是大样本量的计算成本迅速增加。总体而言，RoadMapping非常适合使用即将发布的Gaia数据对MW的潜力进行精确的新测量。
2016-05-27 astro-ph.GA
Inference from modelling the chemodynamical evolution of the Milky Way disc
在这篇论文中，场星的初始质量函数（IMF）和化学演化参数的银河系（MW）的导出使用前向建模技术结合贝叶斯统计。从一个本地MM盘模型开始，在太阳附近的恒星样本的观测合成和比较相应的体积完整的观测样本依巴谷星。由0.5 ~ 8 Msun观测得到的IMF是一个双斜率破缺幂律，低质量斜率和高质量斜率的幂分别为-1.49 +-0.08和-3.02 +-0.06，在1.39 +-0.05Msun处有一个破缺。为了限制IMF的恒星质量大于8 Msun，一个快速和灵活的化学富集代码，Chempy，开发，这也是能够重现空间和恒星星族选择的观测样本。对于大于6 Msun的恒星质量，推断的高质量斜率为-2.28 +- 0.09，说明了文献中不同产额集的系统效应。这表明，来自化学建模的约束，类似于银河系的流体动力学模拟，需要一个萨尔彼得高质量指数。这是很难恢复从恒星计数分析考虑到稀有的高质量恒星。
2018-02-23 astro-ph.GA
Evidence for Populations-dependent vertical motions and the Long-lived Non-Steady Lopsided Milky Way Warp
我们提出了银河系盘垂直速度分析使用OB型星（OB），红丛星（RC），和主序星关闭（MSTO）与LAMOST DR 5和盖亚DR 3交叉匹配的不同平均年龄的人口。结果表明，这三个星族的垂直速度随银心距（$R$）的变化规律明显，总体上年轻的恒星星族有较强的增长趋势。垂直运动所指示的弯曲和呼吸模式取决于种群，并且它们随空间位置而变化。这些垂直运动可能是由于银河弯曲，或小合并，或非平衡的磁盘。假设翘曲是主要成分，我们发现年轻星族的翘曲幅度（$γ$，$Z_ω$）大于中等星族的翘曲幅度，中等星族的翘曲幅度也大于老年星族的翘曲幅度，这与其他独立的恒星密度分布分析结果一致，支持了翘曲是长寿命的、非稳态的结构，并具有时间演化性。无论节点线$ϕ_w$是固定的还是作为自由参数（$ϕ_w$约为3 $-$ 8.5 $^{\circ}$作为最佳拟合），该结论都是稳健的。此外，我们发现翘曲是不对称的沿方位角（$ϕ$）。
2022-12-12 astro-ph.GA
Distribution functions for the modelling of accretion remnants in Milky Way-like galaxies: insights from IllustrisTNG
该研究利用IllustrisTNG模拟分析银河系类似星系的吸积残余物，评估常用分布函数对其相空间分布的描述效果，发现双幂剖面等模型可合理拟合，为约束银河系恒星晕并合残余物性质提供参考。
2025-02-12 astro-ph.GA
On the Survival of High-Altitude Open Clusters within the Milky Way Galaxy Tides
一个普遍的假设是，高海拔的疏散星团比靠近银河平面的星团寿命更长。这是因为在高海拔地区，疏散星团远离平面内子结构的破坏性影响，如螺旋臂、分子云和棒。然而，在这种情况下需要考虑的一个重要方面是，高海拔疏散星团的轨道最终会穿过银河平面，那里的盘的垂直潮汐场很强。在这项工作中，我们模拟了疏散星团与一个详细的银河系模型的潮汐场在不同的平均高度和银心半径的相互作用。我们发现，集群的预期寿命随着最大轨道高度的增加而减少，并在大约600 pc的高度达到最小值。靠近银道面的星系团寿命更长，因为它们不会经历来自银盘的强烈垂直潮汐冲击;然后，对于轨道高度高于600 pc的星系团，由于与银盘相遇的次数减少，它们又开始寿命更长。通过我们的研究，我们发现，在武器区域和酒吧的潮汐的压缩性质有一个重要的作用，对小集群的生存，保护他们免受破坏：集群内的武器可以活长达两倍的武器外在类似的银河中心距离。
2016-11-14 astro-ph.GA
Short-lived Radionuclides in the Milky Way Galaxy
本文开发了银河系化学演化（GCE）模型，预测了多种短寿命放射性核素在银河系2-18 kpc范围内的时空丰度演化，并结合伽马射线观测验证了26Al和60Fe的预测结果，估算出其当前总质量分别为0.2和0.08太阳质量。
2023-03-15 astro-ph.GA
Self-consistent dynamical modelling of the Milky Way bar with orbital frequency analysis
University of Pennsylvania（宾夕法尼亚大学）；University of Surrey（萨里大学）
本文通过轨道频率分析方法，利用Gaia、APOGEE和OGLE数据研究银河系棒的性质，发现多个棒长和旋转型速与数据一致，误差在5%以内。
2026-05-12 astro-ph.GA
Semi-analytic modelling of the europium production by neutron star mergers in the halo of the Milky Way
中子星合并（NSM）可能是快速（r-）中子俘获过程元素的主要产生场所。通过对Munich-Groningen半解析星系形成模型中典型的r过程元素Eu的追踪，利用NSM方法研究了银河系星晕的r过程富集，并将其应用于3个高分辨率的Aquarius暗物质模拟。特别是，我们调查的反冲速度的影响，中子星双星收到其形成时，在积木星系（BB），部分形成了恒星晕合并与我们的银河系。当这种反冲大到足以克服BB的逃逸速度时，NSM发生在BB外部，结果是没有r过程富集。我们发现，NS踢速度的标准分布减少[Eu/Mg]丰度的晕星$\sim 0.5$ ~dex相比，NS没有收到踢的模型。低NS踢速度，我们的模拟相匹配的[Eu/Mg]丰度的晕星相当不错，恒星的金属丰度[Mg/H] $\geq -1.5$。只有在宝瓶座晕B-2中，金属丰度较低的恒星的[Eu/Mg]值与观测值相似。我们的结论是，我们的假设的瞬时混合是最有可能不准确的r-过程富集的星系晕，或一个额外的生产网站的r-过程元素的建模是必要的，以解释存在的低金属丰度晕星高铕丰度。
2018-12-07 astro-ph.GA
Modelling the Milky Way's globular cluster system
我们构造了一个银河系球状星团系统的模型的基础上，一个现实的引力势和分布函数（DF）解析的作用积分。DF包括盘和晕组件，其功能形式类似于最近用来描述恒星盘和恒星晕。我们使用贝叶斯方法确定模型参数的后验分布。这让我们了解了球状星团数据对我们模型的约束程度。的光盘和晕DF的青睐的参数值是类似的，以前获得的值从适合恒星盘和晕，虽然集群晕系统显示更清晰的旋转比恒星晕。我们的模型再现了球状星团系统的一般特征，即密度分布，平均自转速度。盘簇的分数与所观察到的富金属簇的分数相一致。然而，这些数据表明，要么是编目的星团距离与目前对银河系中心距离的估计不一致，要么是未能识别出凸起后面的星团。随着我们银河系组成部分的数据在未来几年内在数量和精度上的增加，重新审视目前的分析将是有益的。
2017-01-24 astro-ph.GA
The epoch of the Milky Way's bar formation: dynamical modelling of Mira variables in the nuclear stellar disc
本文通过对银河系核恒星盘中 Mira 变星自行进行动力学建模，并利用周期—年龄关系推断核恒星盘约在80亿年前形成，从而表明银河系棒形成时间较早。
2023-10-31 astro-ph.GA
Distribution function-based modelling of discrete kinematic datasets, in application to the Milky Way nuclear star cluster
University of Surrey（萨里大学）；University of Vienna（维也纳大学）；Università dell’Insubria（因苏布里亚大学）
本文提出利用分布函数构建恒星系统动力学模型的方法，结合离散运动学数据约束，应用于银河系核球星团，测量黑洞质量并公开模型。
2026-04-27 astro-ph.GA
Jeans modelling of the Milky Way's nuclear stellar disc
核恒星盘（NSD）是一种扁平的恒星结构，在银心半径$30 \lesssim R \lesssim 300{\, \rm pc}$处主导银河系的引力势。在本文中，我们构建了轴对称金斯动力学模型的NSD的基础上以前的光度研究，我们把它们的视线运动学数据的APOGEE和SiO脉泽星。我们发现：（i）NSD质量较低，但与Launhardt等人（2002）通过测光独立确定的质量一致。我们的基准模型具有包含在$M(r<100{\, \rm pc}) = 3.9 \pm 1 \times 10^8 {\, \rm M_\odot}$的球形半径$r=100{\, \rm pc}$内的质量和$M_{\rm NSD} = 6.9 \pm 2 \times 10^8 {\, \rm M_\odot}$的总质量。(ii)NSD可能是垂直偏置盘的第一个例子，即垂直和径向速度分散之间的比率为$σ_z/σ_R>1$。对中央分子带中形成恒星的分子气体的观测和理论模型表明，大的垂直振荡可能在恒星诞生时就已经留下了印记。然而，发现$σ_z/σ_R > 1$取决于在最里面的几十秒差距的速度色散的下降，在我们的假设，NSD是轴对称的，和现有的（消光校正）恒星样本广泛跟踪基本的光和质量分布，所有这些都需要建立未来的观测和/或建模。(iii)我们为银河系最里面的$500 {\, \rm pc}$提供了迄今为止最精确的旋转曲线…
2020-09-09 astro-ph.GA
The angular momentum spiral of the Milky Way disc in Gaia
该研究利用Gaia DR3在太阳邻域发现角动量螺旋，建立整体倾斜扰动的生成模型，为约束银盘扰动与银河系引力势参数提供新框架。
2025-01-07 astro-ph.GA
Triaxial orbit-based modelling of the Milky Way Nuclear Star Cluster
我们利用史瓦西轨道叠加技术构造了银河系核星团的三轴动力学模型。我们拟合了Feldmeier等人（2014）提出的恒星运动学图。这些模型被用来约束超大质量黑洞的质量M_BH、动态质光比M/L和星系团的本征形状。我们的最佳拟合模型为M_BH =（3.0 + 1.1 - 1.3）x10^6 M_sun，M/L =（0.90 + 0.76 - 0.08）M_sun/ L_{sun,4.5micron}，以及沿视线方向的簇压缩。我们的结果与利用开普勒轨道上恒星的运动直接测量超大质量黑洞质量的结果是一致的。质光比与其他星系在中红外波段的恒星星族研究结果一致。我们可能低估了M_BH而高估了星团的三轴性，这是由于观测效应造成的。空间半分辨的运动学数据和核星团内的消光使观测偏向于星团的近侧，并可能表现为核星团沿视线的压缩。我们导出了在半径r = 2 x r_eff = 8.4 pc的球内银河系核星团的总动力学质量M_MWNSC =（2.1 +-0.7 x10 ^7 M_sun）。最佳拟合模型是切向各向异性的中心r = 0.5-2 pc的核星团，但接近各向同性在更大的半径。我们的三轴模型能够恢复速度图中复杂的运动学子结构。
2017-01-06 astro-ph.GA
Predicting the locations of possible long-lived low-mass first stars: Importance of satellite dwarf galaxies
到目前为止，对无金属恒星的搜索一直不成功，这证明如果有第一代幸存的恒星，它们是罕见的，它们已经被污染了，或者我们一直在错误的地方寻找。为了预测星族~III（Pop~III）幸存者的可能位置，我们半解析地模拟了类银河系星系及其环境的早期恒星形成。我们的模型基于高分辨率暗物质模拟套件\textit{Caterpillar}的合并树。辐射和化学反馈的考虑自洽，基于晕的空间分布。我们的研究结果与今天在银河系中未检测到Pop III幸存者的情况一致。我们发现，可能幸存的第三星族恒星在银河系卫星中比在主银河系中更常见。特别是，低质量的银河系卫星包含的Pop~III恒星比银河系大得多。这些邻近的低质量银河系卫星是未来寻找Pop~III幸存者的有希望的目标，特别是对于高分辨率，高信噪比的光谱观测。我们提供了所有已知的银河系卫星在红巨星分支阶段发现Pop~III幸存者的概率，以指导未来的观测。
2017-09-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Axisymmetric Jeans modelling systematically overestimates the circular speed in the inner Milky Way
Graduate School of Science and Engineering, Kagoshima University（鹿儿岛大学理工学研究科）；Graduate School of Science, Nagoya University（名古屋大学理学研究科）；Division of Science, National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台理学区）
本文研究了轴对称 Jeans 模型在非轴对称星流情况下对环形速度的系统性高估问题，发现高分辨率模拟显示在银河系内盘区域存在约 4% 的平均高估。
2026-05-10 astro-ph.GA
Multimass modelling of Milky Way globular clusters -- I. Implications on their stellar initial mass function above 1 M$_{\odot}$
本研究通过多质量模型分析37个银河系球状星团的多源观测数据，发现1倍太阳质量以上的高质量端恒星初始质量函数符合Salpeter形式，与顶重IMF假说不符，且该斜率与星团金属丰度无显著关联。
2023-04-24 astro-ph.GA
The Size of Star Clusters Accreted by the Milky Way
我们进行N体模拟的一个集群，形成在一个矮星系，然后由银河系吸积，研究如何集群的结构是由星系合并的影响。我们发现，集团的半质量半径将迅速响应这种变化的潜力。当星系团被放置在银河系中具有更强潮汐场的轨道上时，星系团的大小会随着潮汐力的增加而急剧减小。相反，当被放置在一个潮汐场较弱的轨道上时，星团会膨胀，因为潮汐力减小，而由于内部效应而向外移动的恒星会比以前更远。在所有情况下，我们发现星系团的半质量半径最终将与一直生活在银河系中该轨道上的星系团无法区分。这些调整发生在矮星系中星系团的1-2个半质量弛豫时间内。我们还发现，这种效果是定性独立的时间，集群是从矮星系。与半质量半径相反，我们发现团簇的核心半径不受团簇所处的势的影响。我们的工作表明，吸积星系团的结构特性与银河系中诞生的星系团没有区别。其他星团的性质，如金属丰度和水平分支形态，可能是唯一的方法来识别银河系中的吸积星团。
2014-09-17 astro-ph.GA
Modelling the density and mass of the Milky Way's proto-galaxy components with $APOGEE$-$Gaia$
本文利用APOGEE-Gaia巡天数据通过化学分解识别银河系原初星系星族，建立其密度模型并估算最小恒星质量，揭示原初银河系至少由主原位前身和Heracles结构两个碎片组成。
2025-02-10 astro-ph.GA
Dynamical modelling of the Galactic bulge and bar: the Milky Way's bar pattern speed, stellar, and dark matter mass distribution
我们使用量身定做的方法建立了一套大的星系球、棒和内盘的动力学模型。我们的模型被约束，以匹配红团巨星密度从VVV，UKIDSS和2MASS红外线调查的组合，以及恒星运动学在凸起的BRAVA和OGLE调查，并在整个酒吧地区的ARGOS调查。我们能够恢复的酒吧模式的速度和恒星和暗物质的质量分布在酒吧区，从而恢复整个银河系的有效势。我们发现一个酒吧模式的速度$39.0 \pm 3.5 \,\rm{km\,s^{-1}\,kpc^{-1}}$，把酒吧共转半径在$6.1 \pm 0.5 \rm{kpc}$和银河系酒吧一个典型的快速旋转。我们估计的恒星质量的长杆和隆起结构是$M_{\rm{bar/bulge}} = 1.88 \pm 0.12 \times 10^{10} \, \rm{M}_{\odot}$，大于质量的磁盘在酒吧区，$M_{\rm{inner\ disk}} = 1.29\pm0.12 \times 10^{10} \, \rm{M}_{\odot}$。膨胀体积中的总动力学质量是$1.85\pm0.05\times 10^{10} \, \rm{M}_{\odot}$。由于更多的扩展运动学数据集和最近的测量的凸起IMF我们的模型有一个低的暗物质部分的$17\%\pm2\%$的凸起。我们发现了一个暗物质密度分布图，它在隆起区域接近一个浅尖点或核心。最后，我们发现一个额外的中心质量…
2016-11-18 astro-ph.GA
Multimass modelling of Milky Way globular clusters -- II. present-day black hole populations
本研究使用34个银河系球状星团的多质量模型探索现今恒星级黑洞族群，发现多数星团黑洞质量占比为0-1%，Omega Cen超5%，并揭示了黑洞数量与质量分层反相关、与动力学年龄相关。
2024-02-13 astro-ph.GA
Modelling the inner disc of the Milky Way with manifolds. I - A first step
利用不变流形研究了银河系内部的棒驱动动力学。这个理论已经成功地应用于描述外部星系中的环和螺旋的形态和运动学，现在，我们第一次将其应用于银河系。我们计算位于杆端的不稳定周期轨道的不变流形所限定的轨道。我们讨论是否COBE/DIRBE酒吧和长酒吧组成一个单一的酒吧或两个独立的酒吧，并进行了一些比较，一起，强烈主张前者。更具体地说，我们倾向于这样的可能性，即所谓的COBE/DIRBE棒是一个棒的方形/花生状凸起，其外部薄的部分是所谓的长棒。这种可能性与外部星系的观测、轨道结构理论和模拟都很吻合。然后，我们详细分析了五个代表性的银河系潜力的形态和运动学。两个有一个费勒斯酒吧，两个有一个四极杆和最后一个复合酒吧。我们首先只考虑COBE/DIRBE条，然后将其扩展到包括长条的效果。我们发现，由流形给出的大尺度结构描述了一个内环，其大小类似于近和远3-kpc臂，和一个外环，其性质类似于银河系分子环。我们还分析了这两种结构的运动学，在不同的银河系势，并发现他们再现的主要超密度发现在银河系的速度CO图。最后，我们考虑在什么样的模型参数下，流形的全局形态可以再现两个外旋臂。我们的结论是，这将需要更大的质量和更迅速的旋转棒，或包括在潜在的额外的组件描述的螺旋臂。
2011-08-02 astro-ph.GA
Making action-angle disc models for Gaia
对近期工作的简要回顾。我描述的银河系的动力学模型使用的作用角坐标。我解释了什么是作用角坐标，以及在过去几年中取得了哪些进展，以确保它们可以在合理现实的银河势中使用。然后，我描述了最近的建模工作，以及他们在限制银河系的潜力和当地的暗物质密度方面取得的进展。
2015-07-28 astro-ph.GA
A Robust Determination of Milky Way Satellite Properties using Hierarchical Mass Modeling
我们介绍了一种新的方法来确定质量分布，以及整体分布，本群卫星星系。具体来说，我们采用了统计多级建模技术，贝叶斯分层建模，同时限制个别本地集团银河系卫星星系的属性和银河系卫星人口的特点。我们表明，这种方法减少了个别矮星系质量测量的不确定性最微弱的星系的几个因素。我们发现，银河系卫星的分布推断的分析，除了明显缺乏高质量的晕，是符合的拉姆达冷暗物质（拉姆达CDM）的范例。特别是，我们发现，无论是测量的最大圆速度和半径之间的关系，在这个速度，以及推断的质量之间的关系在300秒差距和光度，相匹配的最大圆速度低于20公里/秒的晕的Lambda-CDM模拟预测的值。也许更引人注目的是，这项分析似乎表明，这些星系共享一个更尖的“平均”晕形状。虽然这项研究调和了许多观测到的银河系卫星分布的特性与Lambda CDM模拟，我们发现，仍然有一个赤字的卫星的最大圆周速度为20-40公里/秒。
2015-06-19 astro-ph.GA
Dynamical evolution of Milky Way globular clusters on the cosmological timescale I. Mass loss and interaction with the nuclear star cluster
基于Gaia DR3重构银河系球状星团轨道，利用phi-GPU代码在类银河系时变势场中模拟六个与核星团相互作用的星团，发现它们在八十亿年间损失80%初始质量，仅NGC 6642曾为核星团提供恒星来源。
2024-06-27 astro-ph.GA
Forward-modelling the Luminosity, Distance, and Size distributions of the Milky Way Satellites
我们使用\texttt{GRUMPY}，一个简单的调节器型模型的矮星系的形成和演化，前向模型的矮星系卫星人口的银河系（MW）使用卡特彼勒放大模拟套件。我们发现，即使不包括孤儿星系的模型，模型卫星的光度和距离分布与DES，PS1和SDSS调查中测量的分布是一致的。我们还表明，我们的模型的矮星系的大小可以同时再现所观察到的恒星半质量半径，$r_{1/2}$，MW卫星和整体$r_{1/2}-M_\star$关系所表现出的观测矮星系的{ \it分布}。该模型预测，一些观测到的微弱恒星系统与$r_{1/2}<10$ pc是超微弱的矮星系。模型卫星的恒星质量$M_\star$和最大晕质量$M_{\rm peak}$的标度不是由幂律描述的，但在$M_{\rm peak}<10^8\,M_\odot$处有一个明显的平坦化的$M_\star-M_{\rm peak}$标度，这是由再电离造成的。结果表明，在$M_{\rm peak} \sim 3.6 \times 10^7\,M_\odot$中，低质量晕（$M_{\rm peak} < 10^8\, M_\odot$）中含有$M_V<0$的星系所占比例为50%。我们发现，这样高的分数在晕质量有助于重现最近发现的HSC-SSP调查中的矮星系的数量。使用该模型，我们预测，应该有总的$440^{+201}_{-147}$（68\%置信区间）MW卫星与$M_…
2022-09-08 astro-ph.GA
Broken Expectations: The Effects of Modelling Assumptions on the Inferred Dark Matter Distribution in the Milky Way's Satellites
Max Planck Institute for Astrophysics（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；Technical University of Munich（慕尼黑工业大学）；University of Edinburgh（爱丁堡大学）
研究探讨了建模假设对银河系卫星暗物质分布推断的影响，发现pyGravSphere在推断暗物质密度分布时低估了内层密度，导致密度斜率变平，且J因子被低估，误差范围也常被低估。
2026-03-11 astro-ph.GA
Quantifying the influence of bars on action-based dynamical modelling of disc galaxies
本文使用Roadmapping框架量化了银河系棒对基于作用量的动力学建模的影响，发现棒强度、巡天体积位置和大小均会影响参数恢复精度，为未来银河系建模提供了系统偏差估计。
2023-06-26 astro-ph.GA
The satellites of the Milky Way - Insights from semi-analytic modelling in a LambdaCDM cosmology
我们结合六个高分辨率的宝瓶座星系暗物质模拟和半解析的星系形成模型来研究类银河系星系的卫星星系的性质。我们发现与观测到的光度函数，光度-金属丰度关系和银河系卫星的径向分布有很好的对应关系。在我们的模型中，矮星系的恒星形成历史变化很大，与观测结果一致。从卫星上剥离的热气在矮星系的特征上留下了明显的环境印记。我们发现，由老恒星人口占主导地位的卫星的比例与观测结果相匹配。然而，模型卫星的内部金属丰度分布似乎比观察到的要窄。这可能表明我们对化学浓缩的处理有局限性，这种处理是基于瞬时再循环近似。如果银河系的暗物质晕的质量约为8 × 10^11兆太阳，我们的模型就能得到最好的结果，这与观测中较低的估计值相一致。最像银河系的星系也有最好的卫星光度函数匹配，尽管它不包含像SMC或LMC那样明亮的物体。与其他半解析模型和丰度匹配关系相比，我们发现中央星系存在于质量较小的晕中，但我们模型中的晕质量-恒星质量关系与流体动力学模拟和最近的观测结果是一致的。
2013-01-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Self-consistent modelling of the Milky Way's Nuclear Stellar Disc
Universität Heidelberg（海德堡大学）；University College London（伦敦大学学院）；University of Cambridge（剑桥大学）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）；Max-Planck-Institut fur Extraterrestrische Physik（马克斯·普朗克地外物理研究所）；Instituto de Astrofisica de Andalucia (CSIC)（安达卢西亚天体物理学研究所（西班牙国家科学研究委员会））；Rudolf Peierls Centre for Theoretical Physics（鲁道夫·派尔斯理论物理中心）；Max Planck Institute for Astronomy（马克斯·普朗克天文学研究所）；Lund Observatory（隆德天文台）
本文通过自洽动力学模型研究银河核星盘，利用星盘内恒星的运动学分布数据，确定其质量、径向和垂直尺度以及速度分散，揭示其轴对称性，并公开了模型以供未来调查使用。
2026-04-06 astro-ph.GA
Evolution of the local spiral structure of the Milky Way revealed by open clusters
银河系旋臂的结构和演化是天文学中基本但长期存在的问题。特别是，螺旋臂的寿命仍然是一个谜，并没有很好地约束从观测。在这项工作中，我们的目标是检查这些问题使用一个大的目录疏散星团。我们编制了一个基于盖亚EDR3的3794个疏散星团的星表。这些星团中的大多数都精确地确定了它们的弛豫、自行和径向速度。这些疏散星团的年龄参数是从参考文献中收集或计算的。为了了解附近的螺旋结构及其演化，我们分析了疏散星团子样本的分布、运动学性质、垂直分布和回归性质。我们发现的证据表明，附近的螺旋臂与一个长期存在的螺旋模式是兼容的，并可能在过去的8000万年里保持大致稳定。特别是，我们的太阳目前所在的本旋臂也被认为是长寿的，可能是银河系的主要旋臂部分。附近旋臂的演化特征表明，动力学螺旋机制在银河系中可能并不普遍。相反，密度波理论更符合疏散星团的观测性质。
2021-07-14 astro-ph.GA
A radiation transfer model for the Milky-Way: I. Radiation fields and application to High Energy Astrophysics
我们提出了一个解决方案的紫外（UV）-亚毫米（submm）星际辐射场（ISRFs）的银河系，来自模拟COBE，IRAS和普朗克地图的全天空发射在近，中，远红外和亚毫米。分析使用轴对称辐射转移（RT）模型，我们已经实现了模型的全色光谱能量分布（SED）。该卫星观测到了附近宇宙中恒星形成星系的数量，但采用了一种新的方法，可以优化恒星发射率和尘埃不透明度的径向和垂直几何形状，这是从太阳有利位置看到的高分辨率发射推断出来的。因此，这是银河系宽带连续辐射的第一个自洽模型。在本文中，我们提出了从太阳上看到的银河系的空间集成SED模型预测，显示出良好的协议与数据，并给出了详细的描述的解决方案的ISRF的分布，以及它们的物理起源，在整个体积的星系。我们探索我们的新预测的空间和光谱分布在银河系中的ISRF如何影响的幅度和光谱分布的伽马射线通过逆康普顿散射宇宙射线电子位于星系中的不同位置，以及由于伽马射线光子的相互作用的衰减的伽马射线与ISRF的光子。我们还比较和对比我们的解决方案的ISRF与纳入GALPROP包用于模拟银河系中的高能量发射的宇宙射线。
2017-05-18 astro-ph.GA
Fast Dynamical Modelling of Milky Way Globular Clusters -- I. Implications for Initial Cluster Densities
Saint Mary’s University（圣玛丽大学）；Universitat de Barcelona (UB)（巴塞罗那大学）；ICREA（加泰罗尼亚高级研究院）；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)（加泰罗尼亚空间研究学院）；Max Planck Institute for Astronomy（马克斯·普朗克天文学研究所）；University of Heidelberg（海德堡大学）
该研究通过结合星团演化与平衡模型，从观测推断银河系球状星团初始条件，经模拟验证后应用于40个星团样本，得出初始半质量密度等分布，还探讨了对相关观测及现象的影响，并量化了密度与黑洞形成等假设的关系。
2026-07-09 astro-ph.GA
Live Fast, Die $α$-Enhanced: The Mass-Metallicity-$α$ Relation of the Milky Way's Disrupted Dwarf Galaxies
银河系的卫星星系（“幸存的矮星系”）已经被研究了几十年，作为低质量区域化学演化的独特探针。在这里，我们将这样的研究扩展到“被破坏的矮星”，其碎片构成了恒星晕。本文给出了H3巡天中9个含$M_{\star}\approx10^{6}-10^{9}M_{\odot}$的分裂矮星的丰度（[Fe/H]，[ $α$ /Fe]）和恒星质量（人马座，$Gaia$ -Sausage-Enceladus，Helmi Streams，Sequoia，Wukong/LMS-1，Cetus，Thamnos，I 'itoi，Orphan/Chenab）。幸存的和被破坏的矮星在化学上是不同的：在固定的质量下，被破坏的矮星是系统性的贫金属和$α$增强的。被破坏的矮星定义了一个质量-金属丰度关系（MZR），其斜率与$z=0$ MZR相似，随后是幸存的矮星，但被$Δ$ [Fe/H] $\approx0.3-0.4$ dex抵消到较低的金属丰度。与$z=0$ MZR有较大偏移的矮行星，其$α$增强程度更高。在模拟和观测中，具有较高$Δ$ [Fe/H]的星系在较高的红移下形成-利用这一点，我们推断被破坏的矮星具有典型的恒星形成截断红移$z_{\rm{trunc}}{\sim}1-2$。我们比较了化学推断的$z_{\rm{trunc}}$和动力学推断的吸积红移，发现几乎所有的矮星只有在吸积后才被猝灭。被破坏的矮星和幸存的…
2022-04-19 astro-ph.GA
Mass models of the Milky Way
我们提出了一个简单的方法拟合银河系的参数化质量模型的观测约束。我们采取贝叶斯方法，使我们能够考虑到输入的光度和运动学数据，并从理论建模的期望。这为我们提供了一个最佳拟合模型，这是一个合适的起点动态建模。我们还确定了一个概率密度函数的模型的属性，这表明，银河系的质量分布仍然是非常不确定的。对于我们的参数化和约束条件的选择，我们发现薄盘和厚盘的盘尺度长度分别为3.00 \pm 0.22 kpc和3.29 \pm 0.56 kpc，太阳半径为8.29 \pm 0.16 kpc，在太阳处的圆周速度为239 \pm 5 km/s;恒星的总质量为6.43 \pm 0.63 * 10^10 M太阳，维里质量为1.26 \pm 0.24 * 10^12 M太阳，局部暗物质密度为0.40 \pm 0.04 GeV/cm ^3。我们发现我们的模型的最佳拟合参数之间的一些相关性（例如，磁盘尺度长度和太阳半径之间），我们讨论。所选择的光盘尺度高度的模型的关键属性的影响不大。
2011-02-21 astro-ph.GA
Large scale kinematics and dynamical modelling of the Milky Way nuclear star cluster
在我们银河系的中央10 pc内有一个致密的核星团（NSC），在大多数附近的星系中都发现了类似的NSC。对NSCs结构和运动学的研究揭示了星系核的质量吸积历史。由于银河系（MW）NSC的距离只有8 kpc，我们可以在亚pc尺度上空间分辨MWNSC。这使得MWNSC成为了解所有NSC形成的参考对象。我们已经使用近红外长缝光谱仪ISAAC（VLT）在漂移扫描，构建一个积分场光谱图的中央9.5 × 8 pc的银河系。我们使用这个数据集提取恒星运动学的个别恒星和未解决的综合光谱。我们提出了一个速度和色散图，从集成的光和模型，这些运动学使用kinemetry和轴对称牛仔裤模型。我们还测量了来自单个恒星的1,375个光谱的CO带头强度。我们发现运动学的复杂性在NSC的径向速度地图，包括9度逆时针相对于银河系平面的运动学位置角的错位，和旋转的子结构垂直于银河系平面的半径为20”或0.8pc的迹象。我们确定了NSC的质量，其范围在r = 4.2pc到1.4 × 10^7 Msun之间。我们还表明，我们的运动学数据的结果在一个显着低估的超大质量黑洞（SMBH）的质量。运动的子结构和位置角偏差可能暗示在不同的吸积事件。这表明MWNSC的成长至少有一部分是由大质量星团的合并造成的。与其他神经干细胞相比，MWNSC在r_eff-M_NSC关系的紧凑侧。SMBH质量的低估可能是由运动失调和恒星星族梯度引起的。…
2014-08-29 astro-ph.GA
Kinematic modelling of the Milky Way using the RAVE and GCS stellar surveys
我们利用RAVE和GCS巡天资料研究了银河系盘的运动学参数。我们这样做是通过拟合的运动学模型的数据，考虑到数据的选择功能。对于GCS中的恒星，我们使用所有的相空间坐标，但对于RAVE恒星，我们只使用$(l,b,v_{\rm los})$。使用MCMC技术，我们研究了给定数据的参数的全后验分布。我们调查的“年龄-速度色散”关系的三个运动学分量（$σ_R,σ_ϕ,σ_z$），径向依赖的速度色散，太阳特有的运动（$U_{\odot},V_{\odot}, W_{\odot} $），在太阳的圆周速度$Θ_0$和下降的平均方位角运动与高度以上的中平面。我们证实，贝桑松式高斯模型准确地适合GCS数据，但未能匹配的空间扩展的RAVE调查的细节。特别是，舒分布函数（DF）处理非圆形轨道更准确，并提供了一个更好的适合的运动学数据。高斯分布函数不仅拟合数据差，但系统地低估了下降的速度分散半径。我们发现，一些参数之间存在的相关性，这突出了做关节配合的重要性。大尺寸的RAVE调查，使我们能够获得大多数参数的精确值。然而，仍然存在较大的系统不确定性，特别是在$V_{\odot}$和$Θ_0$中。我们发现，对于一个扩展的样本的恒星，$Θ_0$被低估了多达$10\%$，如果被忽略的平均方位角运动的垂直依赖。使用一个简单的模型，垂直依赖的运动学，我们发现，它是可能的，以匹配的Sgr A* 自行车，而不需要任何$V…
2014-05-29 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
Stellar population synthesis based modelling of the Milky Way using asteroseismology of dwarfs and subgiants from Kepler
早期应用星震学研究银河系的尝试已经显示出银河系模型和数据之间恒星质量分布的意外差异;这一结果仍然无法解释。在这里，我们重新分析了开普勒观测到的矮星和亚巨星的星震样本，并详细调查了报告差异的可能原因。我们研究了两个基于恒星星族合成的银河系模型：Galaxia和TRILEGAL。与以前的结果一致，我们发现，与Galaxia相比，TRILEGAL预测了更多的大质量恒星，与2 MASS观测相比，TRILEGAL预测了太多的蓝色恒星。这两个模型都不能匹配恒星样本在$(\log g,T_{\rm eff})$空间中的分布，这表明模型和/或假设的选择函数不准确。当在$(\log g,T_{\rm eff})$空间中对这种不匹配进行校正时，Galaxia计算出的质量分布更宽，与观测到的恒星相比，平均值向低质量方向移动。这种行为类似于开普勒红巨星样本的报道。质量分布之间的偏移相当于$ν_{\rm max}$的2\%变化，这在$ν_{\rm max}$标度关系的当前不确定性范围内。对恒星模型预测的$Δν$标度关系进行修正，使观测到的质量分布明显变窄，但平均值没有变化。
2017-01-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
The dominant epoch of star formation in the Milky Way formed the thick disc
我们报告的第一个强大的测量银河系恒星形成的历史上留下的印记的化学丰度的长寿恒星。银河系厚盘的形成发生在9.0（z~1.5）和12.5 Gyr（z~4.5）前的强烈恒星形成阶段，随后是持续约1 Gyr的下降（z~1.1）。我们的研究结果意味着厚盘的质量与银河系的薄盘一样大，这表明这个组成部分在我们银河系的起源中起着根本性的作用，这在很大程度上还没有被认识到。这一新的图像意味着，在这些时期，必须存在大量的气体来支撑厚圆盘的建设，这与过去二十年化学演化模型所假设的长期下降相矛盾。这些结果使我们能够将银河系与早期宇宙中盘状星系演化的新特征相吻合。
2014-01-08 astro-ph.GA
The impact of disc disruption on Milky Way satellite counts
Institute for Computational Cosmology, Durham University（达勒姆大学计算宇宙学研究所）；Department of Physics, Durham University（达勒姆大学物理系）；Lund Observatory, Division of Astrophysics, Department of Physics, Lund University（隆德大学天体物理学分部天文台）
研究通过N体模拟和玩具模型，探讨盘面破坏对银河系卫星计数的影响，发现高抗破坏性导致卫星分布集中于中央星系，而低抗破坏性则导致更多分散的卫星。
2026-03-24 astro-ph.GA
The incorrect rotation curve of the Milky Way
在对银河系自转曲线的基本探索中，切点（TP）方法一直是从气体成分的观测中推断银河系盘内部低纬度区域速度的最简单方法。我们测试的有效性的方法对现实的气体分布和运动学的银河系，使用数值模拟的银河系。我们发现，由此产生的速度分布强烈偏离真实的旋转曲线的模拟，因为它高估了它在中心区域，低估了它周围的酒吧共转。此外，它的形状强烈依赖于恒星棒的方向。这种差异是由高度不均匀的方位角速度以及TP方法对沿杆和螺旋臂的高速气体或在较不致密区域的低速气体的系统选择造成的。速度剖面仅在共转以外与自转曲线吻合较好，远离大质量非对称结构。因此，在4.5<R<8 kpc的范围内，用TP方法推断的银河系速度剖面与真实的银河系自转曲线非常接近。另一个结果是，R<4-4.5 kpc的银河系速度剖面很可能是不均匀的方位角速度，并不代表真正的银河系旋转曲线，而是局部运动。最里面的旋转曲线的真实形状可能比以前想象的要浅。使用错误的旋转曲线对质量分布的建模有显著影响，特别是对于凸起部分，其在中心kpc和尺度半径内导出的封闭质量分别是实际值的两倍和一半。因此，我们强烈反对使用终极速度或TP方法的速度曲线来模拟银河系的质量分布。（节略）
2015-04-11 astro-ph.GA
Incorporating Streams into Milky Way Models
我们开发了一个框架，模拟银河系使用恒星流和广泛的光度和运动学观测。通过使用模拟数据，我们证明了一套标准的银河系观测导致退化的推断晕参数。然后，我们将一个GD-1一样的流到这个套件中使用轨道拟合技术，并表明，流减少了这些参数的不确定性，提供所有的观测同时适合。我们还探讨了如何假设的磁盘晕对齐可以导致非物理模型。我们的结果可以解释为什么一些基于人马座流的研究发现，即使这样的配置是非常不稳定的晕的中间轴平行于磁盘的自旋轴。最后，我们表明，更长的流和多个流导致我们的能力，以推断我们的黑暗晕的形状的改进。
2014-01-16 astro-ph.GA
Simple and accurate modelling of the gravitational potential produced by thick and thin exponential disks
我们提出了一个径向指数盘质量分布所产生的引力势的精确模型。这些模型是由三个独立的Miyamoto-Nagai磁盘组合而成。这样的模型以前已经被用来模拟银河系的磁盘，但在这里，我们扩展这个框架，使其应用于磁盘的任何质量，scalelength，和广泛的厚度范围从无限薄到近球形（椭圆度从0到0.9）。该模型具有实现简单的优点，我们期望更快的运行速度超过双指数磁盘处理。势是完全解析的，在所有点上都是可微的。我们的模型的质量分布偏离纯指数盘的径向质量分布<0.4%的4盘标度和<1.9%的10盘标度。我们制表拟合参数，方便建设指数磁盘的任何scalelength，和广泛的磁盘厚度（一个用户友好的，基于Web的界面也可用）。我们的配方是非常适合于一个巨大的磁盘星系的恒星星团或矮星系的潮汐效应的数值模拟。我们考虑三个工作的例子，银河系薄和厚盘，和一个盘状矮星系。
2015-02-07 astro-ph.GA
On the Milky Way spiral arms from open clusters in Gaia EDR3
上下文驱动银河系旋臂形成的物理过程仍在争论中。使用疏散星团的研究支持根据经典密度波理论将银河系旋臂描述为长寿结构。目前的研究比较盖亚DR2场恒星运动学信息的太阳附近的模拟，找到一个更好的协议与短暂的武器与瞬态行为。目的。我们的目标是提供一个观测，数据驱动的银河系螺旋结构和它的动态使用疏散星团作为主要示踪剂，并将其与基于模拟的方法进行对比。我们使用最完整的银河系疏散星团的目录，与天体测量盖亚EDR3更新的参数，估计的天体物理信息和径向速度，重新访问的性质的螺旋图案的银河系。方法.我们使用一个高斯混合模型来探测年龄小于3000万年的疏散星团的超密度，它们分别对应于英仙座、本星系、人马座和盾牌座的旋臂。我们使用出生地的疏散星团人口年龄小于80百万年，跟踪不同的螺旋臂的演变，并计算其图案的速度。我们分析了疏散星团穿过旋臂的年龄分布，以探讨恒星和旋臂自转速度的差异。结果我们能够增加在银河方位角的范围内，其中目前的旋臂被描述，更好地估计其参数，通过添加264个年轻的疏散星团的84个高质量的恒星形成区域使用到目前为止，从而增加了314%的示踪剂的数量。我们使用的演变的疏散星团从他们的出生位置，发现螺旋臂几乎共同旋转与场星在任何给定的半径，放弃一个共同的螺旋模式的速度为螺旋臂探索。[删节]
2021-05-10 astro-ph.GA
Fast Dynamical Modelling of Milky Way Globular Clusters -- II. Impacts of Black Hole Prescriptions
Saint Mary’s University（圣玛丽大学）；Universitat de Barcelona (UB)（巴塞罗那大学）；ICREA（加泰罗尼亚高级研究院）；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)（加泰罗尼亚空间研究所）；Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg, Institut für Theoretische Astrophysik（海德堡大学天文学中心理论天体物理研究所）；Max Planck Institute for Astronomy（马克斯·普朗克天文学研究所）；Department of Physics and Astronomy, University of Heidelberg（海德堡大学物理与天文系）
本研究通过多种黑洞形成与踢出处方拟合银河系球状星团，发现初始密度与黑洞质量分数线性相关，且模型结果对处方稳健，影响双黑洞并合与中等质量黑洞增长。
2026-09-11 astro-ph.GA
