A Physical Interpretation of Milky Way Galaxy Dynamics from Precision Astrometrics
利用最新的高精度恒星晕和矮星系卫星运动学资料，估算了银河系的动力学质量和维里质量。新的数据表明，银河系是一个高度紧凑的，经典的热化物体。Kinetics表现出显著的速度空间子结构，独特的动态分区，和强大的开普勒签名，违背了流行的概念，无特征和大规模扩展的暗物质晕。从分布和运动学的角度对银河系的有效局部逃逸速度分布进行了量化，揭示了质量差-加速度（MDAR）和径向加速度（RAR）关系的物理机制。
2020-08-24 astro-ph.GA
Deciphering the Milky Way disc formation time encrypted in the bar chrono-kinematics
提出利用内部银河系Mira变星时序运动学特征约束银河系盘形成时间的新方法，发现周期短于190天的变星失去棒运动学印记，据此将盘自旋加速时期限定为年轻于约11-12 Gyr。
2024-12-18 astro-ph.GA
Milky Way Subsystems from Globular Clusters Kinematics Using Gaia DR2 and HST Data
我们采用Vasiliev（2019）的151个银河系球状星团的Gaia DR 2自行，结合距离和视线速度来推导它们的运动学性质。为了将星系团分配给银河系厚盘，凸起和晕，我们遵循Posti等人（2018）的方法，他们使用恒星的轨道区分不同的银河系恒星成分。特别是，我们使用的比率$L_{z}/e$，的$Z$投影的角动量的偏心率，人口示踪剂，我们补充从文献和蒙特卡罗模拟中提取的化学丰度。我们发现20个球状星团属于银河系的棒/凸起，35个表现出盘的性质，96个是晕的成员。此外，我们还发现晕状球状星团的自转速度接近于零，平均值为$<Θ>$ =1 $\pm$ 4 km s $^{-1}$ .另一方面，样品的集群，属于厚盘具有显着的旋转与平均旋转速度179 $\pm$ 6公里s $^{-1}$。20个球状星团在银河系的棒/球区域内运行，平均自转速度为49 $\pm$ 11 km s $^{-1}$。
2020-04-28 astro-ph.GA
Kinematic structure of the Milky Way galaxy, near the spiral arm tangents
我们比较了在螺旋臂切线附近观测到的不同臂示踪剂的径向速度。考虑到预测的内螺旋臂入口处的激波，密度波理论预测的径向速度略有不同。在许多螺旋臂中，观测到的速度偏移证实了密度波理论的预测（脉泽速度和CO气体峰值速度之间的间隔约为20 km/s）-当观测到的偏移大于误差估计时。给出到达下一个旋臂的时间。
2023-01-05 astro-ph.GA
Milky Way Kinematics. II. A uniform inner Galaxy HI terminal velocity curve
利用VLA银道面巡天的氢原子数据，我们测量了银河系第一象限氢原子终极速度随经度的变化。我们使用这些数据，加上我们以前的工作，银河系第四象限，产生一个密集的采样，均匀测量，南北银河系之间的旋转曲线$3~{\rm kpc} < R < 8~{\rm kpc}$。我们为第一和第四象限确定了一个新的关节旋转曲线拟合，这与我们在McClure-Griffiths \& Dickey（2007）中发表的拟合一致，并且可以用于估计太阳圈内部的运动学距离。旋转曲线中的结构现在被精确地定义，在$\sim 200$ pc的长度上显示出显著的速度结构，这比旋转曲线的空间分辨率大得多。此外，即使在减去圆形旋转拟合之后，第一和第四象限的旋转曲线的形状也显示出与$4.2 < R < 7$ kpc之间的大致正弦图案的惊人程度的相关性。
2016-08-12 astro-ph.GA
Fading Features Found in the Kinematics of the Far-Reaching Milky Way Stellar Halo
我们测试了银河系恒星晕模型的长期运动学稳定性，这是Kafle等人（2012）的成果，他们研究了斯隆数字巡天（SDSS）中大约5000颗蓝色水平分支（BHB）恒星的运动学。速度色散$σ$和各向异性参数$β$的恒星已被确定为银心半径的函数，在范围$6<R_\mathrm{GC} < 25$ kpc，并显示出强烈的倾向，在各向异性剖面$R_\mathrm{GC}\sim17$ kpc。通过直接整合粒子轨道的3-D模型的银河系的潜力与这些特点，我们表明，$σ$和$β$配置文件迅速发展的时间尺度上的$\mathrm{few}\times10$百万年，而密度$ρ$配置文件基本上不受影响。因此，我们认为该功能是短暂的。星系晕中这些特征的起源仍然不清楚。
2015-07-01 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
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
Clues to growth and disruption of two neighbouring spiral arms of the Milky Way
本研究利用Gaia数据发现银河系英仙臂和外侧旋臂的造父变星呈现截然不同的运动学特征，结合N体/流体动力学模拟揭示二者分别处于瓦解和生长阶段，证实了不同演化阶段的相邻旋臂在银河系中共存。
2024-08-27 astro-ph.GA
The kinematics of globular cluster populations in the E-MOSAICS simulations and their implications for the assembly history of the Milky Way
我们提出了一个详细的比较银河系（MW）的球状星团（GC）的运动学与25银河系质量的宇宙学模拟从E-MOSAICS项目。虽然MW落在模拟所涵盖的GC的运动学分布范围内，但其富金属（$[\rm{Fe/H}]>-1.2$）与贫金属（$[\rm{Fe/H}]<-1.2$）以及内部（$r<8\rm{kpc}$）与外部（$r>8\rm{kpc}$）种群的相对运动学对于其质量而言是非典型的。为了了解这些功能的起源，我们进行了全面的统计分析的模拟，并找到18个相关性描述的组装$L^*$星系及其暗物质晕的基础上，他们的GC人口运动学。的相关性出现，因为吸积和原位GC的轨道分布依赖于质量和吸积卫星的吸积红移，动力分数，潮汐剥离，和动力加热的综合影响驱动。由于在原位/吸积GC的运动学被广泛跟踪的富金属/贫金属和内部/外部的人口，观察GC的运动学是一个敏感的探测星系组装。我们预测，相对于人口的$L^*$星系，MW组装其暗物质和恒星质量迅速通过结合原位恒星形成，十几个低质量合并，和$1.4\pm1.2$早期（$z=3.1\pm1.3$）的主要合并。快速组装期提前结束，限制了吸积恒星的比例。最后，我们提供详细的定量预测的MW的组装历史。
2021-03-30 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
The Density Profile and Kinematics of the Milky Way with RR Lyrae Stars
大多数已知的RR型天琴座是ab型RR型天琴座（RRLab），它们是绘制银河系及其子结构的极好工具。我们发现，1148 RRLab星确定的德雷克等人。（2013）已经通过SDSS和LAMOST的光谱调查观察到。本文第一部分利用860个晕示踪剂资料，计算了径向速度频散、圆周速度和质量分布。在这里，我们给出了银河系厚盘和晕的恒星密度和径向速度分布。位于厚盘中的288颗RRLab星的平均金属丰度为[Fe/H] $=-1.02$。三个厚盘示踪剂的径向速度低于215 km $\rm s^{-1}$。利用860个平均金属丰度为[Fe/H] $=-1.33$的晕星示踪剂，我们发现了一个由$n(r) \propto r^{-2.8}$和$n(r) \propto r^{-4.8}$组成的双幂律分布，其折点距离为21 kpc。在50千秒差距处的径向速度弥散约为78公里$\rm s^{-1}$。
2018-02-02 astro-ph.GA
Kinematic characteristics of the Milky Way globular clusters based on Gaia DR2 data
利用Gaia（ESA）Data Release 2的数据，对银河系中的球状星团（GCs）进行了轨道计算。为了探索GC之间可能的近距离接触（或碰撞），使用我们自己开发的高阶phi-GRAPE代码，我们向后和向前整合了119个具有可靠位置和自行的物体的轨道。在计算中，我们采用了一个现实的轴对称银河势（球+盘+晕）。使用不同的撞击条件，我们发现了六个GC中的四对可能在过去5Gyr的半质量半径（碰撞）之和的两倍内经历了一次相遇：Terzan 3- NGC 6553，Terzan 3 - NGC 6218，Liller 1 - NGC 6522和Djorg 2 - NGC 6553。
2023-01-17 astro-ph.GA
Smooth kinematic and metallicity gradients reveal that the Milky Way's nuclear star cluster and disc might be part of the same structure
本研究利用测光、自行和光谱星表分析银河系中心核星团与核盘恒星，发现平滑的运动学和金属丰度梯度及双峰金属丰度分布，表明二者可能同属一个连续结构。
2023-10-27 astro-ph.GA
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
Insights on the Milky Way bulge formation from the correlations between kinematics and metallicity
两个主要方案的形成银河系的隆起调用，第一个通过引力坍缩或层次合并的子块，第二个通过长期的银河系盘的演变。我们的目标是通过研究Baade窗口（l=1，b=-4）和沿球短轴的另外两个区域（l=0，b=-6和b=-12）的运动学和金属丰度之间的相关性来约束银河球的形成。我们结合径向速度和[Fe/H]测量获得的火焰/GIRAFFE在VLT的光谱分辨率为R=20000，再加上巴德的窗口字段OGLE-II自行车，并比较这些与发表的N-体模拟银河系凸出。我们确认了Hill等人2010年发现的Baade窗口中存在两个不同的种群：富金属种群呈现棒状运动学，而贫金属种群则表现出与旧球体或厚圆盘相对应的运动学。在这种情况下，Zoccali等人（2008）观察到的沿凸起短轴的金属丰度梯度，也可以在运动学中看到，可以与这两个种群的不同混合有关，因为它们远离银河平面，缓解了棒的运动学证据与金属丰度梯度存在之间的明显矛盾。我们发现的证据表明，两个主要的方案的隆起形成共存的银河系内的隆起。
2010-05-21 astro-ph.GA
The Stellar Halo in the Inner Milky Way: Predicted Shape and Kinematics
我们已经使用N体模拟银河系的运动学和结构特性的老贫金属恒星晕在禁止内区域的银河系。我们发现，外推的密度分布的隆起的天琴座RR型恒星，$ρ\sim r^{-3}$，近似匹配的数密度的天琴座RR型在附近的恒星晕。我们遵循这样一个示踪人口的形成和演变的酒吧和盒子/花生凸起的N体模型的演变。我们发现，它的密度分布变化从扁圆三轴，它获得慢旋转与最近的测量。最大径向速度在$| l|\!=10^\circ-30^\circ$处为$\sim15-25$ km/s，速度频散为$\sim120$ km/s。尽管在凸起中模拟的贫金属晕具有条形形状，但只有$12\%$的轨道遵循条形，并且它不跟踪花生/X结构。有了这些特性，银河系隆起中的天琴座RR星群与银河系贫金属恒星晕的向内延伸是一致的。
2016-09-18 astro-ph.GA
Identifying substructure associations in the Milky Way halo using chemo-kinematic tagging
Stockholm University（斯德哥尔摩大学）
本研究通过化学-动力学标记方法识别银河系晕中子结构关联，发现44%的球状星团具有吸积起源，并确认多个流-前体关联。
2025-10-30 astro-ph.GA
Migration and Mixing in the Galactic Disc from Encounters between Sagittarius and the Milky Way
在螺旋星系中，诞生于近圆形轨道上的恒星，由于与圆盘内的非轴对称扰动（如棒或螺旋臂）的相互作用，随后会迁移到不同的轨道。本文扩展了对迁移的研究，以人马座矮星系（Sgr）与银河系（MW）的相互作用为例，研究外部影响的作用。我们首先作出脉冲近似估计，以表征Sgr光盘通道的影响。来自Sgr的潮汐力可以产生引导半径（$ΔR_g$）和轨道偏心率的变化，如最大径向偏移$ΔR_ {\rm max} $所量化的。这些变化在盘的表面上遵循类似四极的模式，幅度随着银河系中心半径的增加而增加。接下来，我们研究了一个碰撞N体模拟的Sgr-样的卫星与MW-样的星系相互作用，并发现Sgr的影响，在外盘占主导地位的长期演化盘通道之间的轨道。最后，我们使用相同的模拟，探索可能的可观察到的签名，Sgr引起的迁移画模拟与不同年龄的恒星星族。我们发现，以下Sgr盘通道，它诱导的迁移表现在一个环内的方位角金属丰度变化（$δ_ {\rm [Fe/H]} $）的近似四极，随着轨道偏心率的系统变化，$ΔR_ {\rm max} $。这些系统的变化可以持续几个旋转周期。我们的结论是，这种组合的签名可以用来区分不同的迁移机制，塑造银河系的薄盘的化学丰度模式。
2022-01-11 astro-ph.GA
Which Milky Way Streams Make the Best Dark Matter Detectors?
MIT Kavli Institute for Astrophysics and Space Research（麻省理工学院卡弗里天体物理学与空间研究研究所）；Kavli Institute for Particle Astrophysics and Cosmology, Stanford University（斯坦福大学卡弗里粒子天体物理学与宇宙学研究所）；Department of Physics, Stanford University（斯坦福大学物理系）；SLAC National Accelerator Laboratory（斯坦福直线加速器国家实验室）；The Observatories of the Carnegie Institution for Science（卡内基科学机构天文台）；Department of Astrophysical Sciences, Princeton University（普林斯顿大学天体物理科学系）
本研究利用galacticus模型模拟银河系暗子晕，预测24条球状星团星流遭遇子晕的情况，发现Jet等星流最敏感，可作为探测低质量暗物质子晕的有效探测器。
2026-10-02 astro-ph.GA
Timing Argument take on the Milky Way and Andromeda past-encounter
本文研究了$M31$和具有宇宙学常数背景的银河系（MW）星系的二体问题，着重讨论了它们经历过过去相遇（PE）的可能性。PE是可能的，只有为非零的横向速度和他们的生存能力是受这样的近碰撞的印记的观察。通过对两个孤立点天体实施定时论证（TA），证明了如果$M{31}$和MW都有PE，那么本机群（LG）的预测质量应该是原来的两倍。由于预测的质量太大，MW和$M31$星系应该在$\sim 8 Gys$碰撞。因此，TA分析表明PE对于本地组（LG）系统是不可能的。
2022-02-23 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Predicted Stellar Kinematics of a Kiloparsec-Scale Nuclear Disc (or Ring) in the Milky Way
在Debattista et al.（2015）中，我们提出一个千秒差距尺度的核盘是Apache Point Observatory星系演化实验（APOGEE）在凸起的正向角上观察到的恒星视线速度分布（LOSVD）中高速次级峰的原因。在这里，我们作出进一步的定性，但独特的预测的核盘的运动学特性，包括LOSVD在负的振幅（APOGEE-2将观察），并检查整个光盘的自行。由于核环也能够产生类似的高速LOSVD峰，我们提出了预测的自行签名区分核盘和核环。我们还证明，恒星在一个核盘，这将是x2轨道垂直于酒吧，可以保持在这些轨道上很长一段时间，因此可以是老的。我们表明，这样的（旧）核盘的可比大小存在于外部星系。
2017-10-16 astro-ph.GA
The Milky Way Tomography with SDSS: III. Stellar Kinematics
我们研究银河系的运动学，使用的样本是1880万颗主序星，r<20，自行测量来自SDSS和POSS天体测量，包括~ 170，000颗恒星的径向速度测量来自SDSS光谱调查。到恒星的距离是使用光度视差关系确定的，在银河系高纬度（|b| >20度）的四分之一的天空中覆盖从~100 pc到10 kpc的距离范围。我们发现，在1 kpc <Z< 5 kpc和3 kpc <R< 13 kpc的区域内，随着离银道面的距离的增加，盘星的自转速度平滑地减小，速度色散的三个分量都增加。与此相反，晕星的速度椭球与球面坐标系对齐，并且在探测体积内似乎是空间不变的。附近（$Z<1$ kpc）K/M星的速度分布比较复杂，不能用标准的史瓦西椭球体来描述。对于距离有限的恒星子样本（<100 pc）中的恒星，我们检测到与HIPPARCOS所见一致的多模态速度分布。当使用史瓦西近似时，这种强非高斯性显著影响速度椭球倾斜和顶点偏差的测量。我们开发并测试了一个简单的描述性模型的整体运动学行为，捕捉这些功能在大多数的探测量，并可用于搜索子结构的运动学和金属丰度空间。我们使用这个模型来预测进一步改善银河系的运动学映射预期从盖亚和LSST。
2010-01-15 astro-ph.GA
Bird's eye view of molecular clouds in the Milky Way: II. Cloud kinematics from sub-pc to kpc scales
分子气体的运动学对于恒星的形成至关重要。与气体运动学性质相关的一个关键问题是它们如何依赖于空间尺度。我们的目标是描述的CO光谱，速度色散，特别是线宽尺寸的关系，从云（秒差距）尺度到千秒差距尺度的分子气体在银河系盘内的一个完整的区域。我们利用人口普查的分子云在2千秒差距从我们早期的工作，连同CO排放数据，他们从文献中。我们研究的运动学和Larson的关系为样本的单个云。我们还模仿了银河系的正面视图，并分析了0.25 - 2千秒差距大小的光圈内的云的运动学。这样，我们描述了CO气体运动学和Larson关系的尺度依赖性。我们描述了CO气体在云尺度和孔径在0.25 - 2千秒差距在我们的调查区域的光谱。孔径内的光谱是相对对称的，但显示出非高斯的高速翼。在云尺度下，我们的样本显示出线宽-尺寸关系σ_v = 1.5 * R ^{0.3 \pm 0.1}，具有较大的离散度。云样本的质量-尺寸关系为M_{CO} = 794 * R ^{1.5 \pm 0.5}。在kpc尺度上，也存在孔径的关系。一个暗示依赖于银河系的环境被认为是，与光圈更接近银河系的中心和人马座的螺旋臂具有略高的速度色散。我们探讨了观测区域中弥散分量的可能影响，发现弥散分量会使CO谱线变宽，并使谱线宽度-尺寸关系变平。了解可能扩散的CO成分的性质及其对观测的影响对于连接银河系和河外数据至关重要。
2022-09-13 astro-ph.GA
Dynamical evolution of a bulge in an N-body model of the Milky Way
关于银河系核球的详细动力学结构目前仍在争论之中。虽然盒状核球可以很好地再现核球星的运动学，但不能排除小的嵌入式经典核球的可能性。我们使用自洽的高分辨率N体模拟研究了银河系模型中一个小的经典核球的动力学演化。详细的运动学和动力学特性，这样的隆起。
2011-10-21 astro-ph.GA
$N$-body simulations of the open cluster population in the Milky Way and the impact of GMC encounters
Lund Observatory, Division of Astrophysics, Department of Physics, Lund University（隆德大学物理系天体物理学部天文台）
本研究通过N体模拟结合星系模型，探讨了银河系疏散星团群的演化，发现GMC并合对不同质量星团的瓦解影响存在显著差异，且强烈GMC并合的星团潮汐尾取向随机。
2026-08-28 astro-ph.GA
Vertical Distribution and Kinematics of Planetary Nebulae in the Milky Way
根据已发表的数据，我们已经制作了一个行星状星云（PNe）的样本，该样本在太阳的2 kpc范围内完成。我们估计，从这个样本中，银河系中的PNe总数为17000+/-3000，并根据指数密度分布确定薄盘的垂直尺度高度为197+/-10 pc。下一个样本包括斯坦盖里尼-海伍德星表中的PNE，并有一些小的补充。为此，我们使用了大约200个PNE与Peimbert的I、II和III型。在这种情况下，我们获得了一个相当高的垂直刻度高度值，该值随样品半径显著增加。我们已经通过实验发现，有必要将这个星表的距离尺度减小大约20%。然后，例如，对于日心距离小于4 kpc的PNe，垂直尺度高度为256+/-12 kpc。运动学分析证实了这种缩小距离尺度的必要性。
2017-04-06 astro-ph.GA
Kinematics beats dust: unveiling nested substructure in the perturbed outer disc of the Milky Way
我们使用$Gaia$ eDR 3数据和传统的光谱调查，以绘制银河系盘子结构朝向银河系的Anticenter在日心距离$d\geq10\,\rm{kpc}$。我们报告发现了多个以前未被发现的新的细丝嵌入外盘在高度膨胀的地区。在这些密度过高的恒星有距离梯度，预计光盘材料和磁盘一样的轨道上移动与$v_ϕ\sim170-230\,\rm{km\,s^{-1}}$，显示出小的能量扩散。这种形态与静止生长的银河系薄盘相矛盾。其中一些结构被解释为受激的外盘物质，由卫星撞击产生，目前正在进行相位混合（“羽毛”）。由于外盘区域的时间尺度较长，这些结构可以在几个陀螺仪上保持位形空间的相干性。然而，我们注意到，这些结构中的一些也可能是从太阳位置投影中看到的扰动盘中的褶皱。一个完整的6D相空间特征和年龄测定这些结构应该有助于区分这两种可能的形态。
2021-03-23 astro-ph.GA
Mapping the Milky Way Disk with Gaia DR3: 3D extended kinematic maps and rotation curve to $\approx 30$ kpc
我们应用Lucy的反演方法（LIM）对Gaia-DR 3源的视差误差进行统计反卷积，测量了它们在银心距离$R$在8 kpc和30 kpc之间的三维速度分量及其相应的误差和均方根值。我们发现的结果是一致的，通过应用LIM的Gaia-DR 2源，我们得出的结论是，该方法通过改善数据集的统计和降低观测误差，得到收敛和更准确的结果。用LIM重建的运动学图显示，在$R \approx 30$ kpc范围内，银河系的运动是不对称的，各速度分量都有明显的梯度。此外，我们确定了银河系旋转曲线$V_C(R)$到$\approx 27.5$ kpc的圆柱Jeans方程假设一个轴对称的引力势。我们发现，$V_C(R)$是显着下降到最大半径的调查。最后，我们还测量了$V_C(R)$在不同的垂直高度，表明，对于$R <15$ kpc，有一个显着的依赖$Z$，而在较大的$R$的依赖$Z$是可以忽略不计的。
2022-12-07 astro-ph.GA
The Kinematic Properties of Milky Way Stellar Halo Populations
在$Gaia$时代，恒星运动学被广泛地用于研究星系晕星星族，寻找晕结构，以及描述晕和热盘族之间的界面。我们使用基于分布函数的模型的现代数据集与6D相空间数据来定性地描述各种常用的星系晕的研究中的运动学空间。此外，我们定量评估如何以及每个运动空间可以分离径向各向异性的各向同性晕人口。我们发现，缩放的动作空间（“动作菱形”）是优于其他常用的运动空间在这项任务。我们提出了一个新的，易于实施的径向各向异性$Gaia$ -土卫二合并残余的成员的选择标准。假设$Gaia$ -土卫二恒星与各向同性晕的比例为1：1，我们发现我们的选择在我们的模型中实现了82%的样品纯度，相对于各向同性晕的污染。我们将此标准与文献标准进行比较，发现它在所得样品中产生最高纯度，但完整性略有降低。我们还表明，几乎所有当代光谱数据集的基础上的选择偏差可以显着影响的$E-L_{z}$分布的样品的方式，可能会混淆为真正的子结构。最后，我们提供建议，作者应该如何使用恒星运动学在未来研究银河系恒星晕。
2022-10-07 astro-ph.GA
ARGOS IV: The Kinematics of the Milky Way Bulge
我们提出的运动学结果，从我们的ARGOS光谱调查的银河系的星系核球。我们的目标是了解银河系隆起的形成。我们研究了位于银河系中心3.5千秒差距内的凸起中约17，400颗恒星的运动学，这些恒星是从28，000颗恒星的ARGOS调查中确定的。我们的目标是确定是否已形成的凸起内部驱动磁盘不稳定性所建议的四方形形状，或者合并发挥了重要作用，预计从Lambda CDM模拟。从我们在纬度b = -5度，-7.5度和-10度的速度测量中，我们发现凸起是一个圆柱形旋转系统，平滑地过渡到磁盘。在凸起中，我们发现了一个运动学上明显的贫金属粒子（[Fe/H] < -1.0），它不是圆柱形旋转的。5%的[Fe/H] < -1.0的恒星是一个缓慢旋转的球状群体，我们认为它们是目前位于银河系内部的金属弱厚盘和晕的恒星。我们在ARGOS论文III中确定的两个隆起部分（平均[Fe/H] = -0.25和[Fe/H] =+0.15）的运动学表明，它们可能有着共同的形成起源，并与共同位于隆起内部的厚盘和晕中金属含量较低的部分不同。我们不排除潜在的合并产生的凸起组件，但我们的研究结果有利于凸起形成早期薄盘不稳定。
2013-03-26 astro-ph.GA
$\texttt{galkin}$: a new compilation of the Milky Way rotation curve data
我们提出了$\texttt{galkin}$，一个新的汇编运动学测量跟踪我们的银河系的旋转曲线，连同一个工具来处理数据。编译优化银河中心半径在3和20千秒差距之间，包括气体，恒星和脉泽的运动学，从近四十年的文献中仔细收集了总共2780测量。提供了一个简单的、用户友好的工具来选择、处理和检索所考虑的所有源参考的数据。这一工具是特别设计的，以促进在银河系动力学研究中使用运动学数据，其应用范围从暗物质限制到修正重力测试。
2017-02-28 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
Introducing galactic structure finder: the multiple stellar kinematic structures of a simulated Milky Way mass galaxy
本文首次将高斯混合模型应用于NIHAO高分辨率星系的归一化角动量和结合能的恒星运动学空间，将恒星分离成多个分量。我们使用模拟的银河系类似物，其恒星组成主机：薄和厚的光盘，经典和伪凸起，和恒星晕的方法。这些恒星结构的性质在大小、形状和旋转支持方面与观测预期吻合得很好。有趣的是，这两个运动盘表面的质量密度分布集中比指数，而凸起和恒星晕是纯粹的指数。我们追溯时间的拉格朗日质量的每一个组成部分分别研究他们的形成历史。在z~3和晕维里化的终点z~1.3之间，所有的分量都失去了一小部分角动量。经典的隆突损失最大（约95%），薄盘损失最小（约60%）。两个球丘都在高红移的位置形成了恒星，而薄盘的形成率约为98%，但在最后的11 Gyr内，SFR恒定在1.5 M $_{\rm\odot}$ /年$^{\rm-1}$。吸积星（占恒星总质量的6%）主要合并到厚盘或恒星晕中，它们分别占其质量的8%和45%。我们的分析管道可在https://github.com/aobr/gsf上免费获得。
2018-04-23 astro-ph.GA
Robust Clustering of the Local Milky Way Stellar Kinematic Substructures with Gaia eDR3
我们将聚类算法HDBSCAN应用于盖亚早期第三次数据发布天体测量，结合盖亚第二次数据发布近550万颗恒星的径向速度测量，以确定太阳附近的局部恒星运动学子结构。了解这些结构有助于建立一个更完整的银河系形成的图片，以及暗物质的经验相空间分布，这将为探测实验提供信息。本研究的主要目的是提供一个最稳定的集群列表，通过考虑测量的不确定性和研究的聚类结果的稳定性。我们应用聚类算法在两个空间中，在速度空间，以研究最近的吸积结构，并在行动角度空间，以找到相混合结构。我们在速度空间（动作角度空间）中找到了23（6）个稳定的集群，这些集群始终与噪声无关。它们被归因于已知的结构：盖亚香肠-土卫二、海尔米流和球状星团NGC 3201在这两个空间中被发现，而NGC 104和厚盘（红杉）在速度空间（作用角空间）中被识别。我们讨论了这些结构的运动学性质，并研究了许多小集群是否属于一个类似的大集群的基础上，他们的化学丰度。虽然我们没有发现任何新的结构，我们发现，HDBSCAN成员选择已知的结构是不稳定的输入运动学的恒星时，重新采样的不确定性。因此，我们提出了最稳定的局部运动学结构的子集，这是一致的聚类算法确定，并强调需要考虑到误差传播过程中的手动和自动识别的恒星结构，无论是现有的，以及未来的发现。（节略）
2022-08-01 astro-ph.GA
Internal kinematics of dwarf galaxies orbitally moving in ultralight dark matter
研究矮星系在超轻暗物质晕中的运动学，分析动力摩擦力和银河引力对矮星系内部运动的影响，并探讨其振荡特性。
2025-11-24 astro-ph.GA
VINTERGATAN I: The origins of chemically, kinematically and structurally distinct discs in a simulated Milky Way-mass galaxy
对银河系恒星的光谱调查揭示了编码其历史的空间，化学和运动学结构。在这项工作中，我们研究它们的起源使用宇宙学变焦模拟，VINTERGATAN，银河系质量盘星系。我们发现，在连接到$z\sim 1.5$的最后一次重大合并，宇宙吸积导致快速形成的外部，金属贫乏，低[ $α$ /Fe]气体盘周围的内部，金属丰富的星系包含旧的高-[ $α$ /Fe]恒星。该事件导致[ $α$ /Fe]在[Fe/H]范围内呈现双峰。详细分析了自$z\sim 1$以来星系的演化。我们展示了由内而外的生长塑造径向表面密度和金属丰度分布的方式，以及径向迁移如何优先将恒星从内盘迁移到外盘。长期盘加热被发现引起增加的速度色散和scaleheights与恒星年龄，这与光盘耀斑一起解释了在银河系中观察到的几个趋势，包括较浅的径向[Fe/H]-配置文件以上的中平面。我们展示了星系形成的情况下印记之间的非平凡的映射结构协会（即厚和薄盘），速度色散，$α$ -增强，和年龄的恒星，例如，最贫金属的低-[ $α$ /Fe]序列中的恒星被发现有一个scaleheight老高-[ $α$ /Fe]星。最后，我们说明了如何在低空间分辨率，相当于星系的厚度，建议的路径不同的序列在[ $α$ /Fe]-[Fe/H]不能被捕获。
2020-06-12 astro-ph.GA
On the Convergence of the Milky Way and M31 Kinematics from Cosmological Simulations
银河系（MW）和M31（本星系群中的主要星系）的运动学可以用来估计本星系群的总质量。关于M31自行的新结果最近被用来改进这一估计。这些结果是基于运动学先验，有时使用宇宙学N体模拟进行指导和评估。然而，模拟LG类似物的运动学特性可能会有偏差，由于有效的功率谱截断引起的小尺寸的父模拟。在这里，我们探讨的依赖LG运动学的模拟框的大小，认为宇宙学模拟需要一个框的大小为1 Gpc的顺序，以索赔收敛的LG运动学性质。使用足够大的模拟，我们发现M31相对于MW的切向和径向速度分别在$v_{\mathrm {tan}}=105^{+94}_{-59} $ km/s和$v_{\mathrm {rad}}=-108^{+68}_{-81}$ km/s的范围内。这项研究强调，LG运动学来自N体模拟必须仔细解释考虑到父模拟的大小。
2022-09-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Metallicity-dependendent kinematics and morphology of the Milky Way bulge
我们使用N体化学动力学模拟研究我们的银河系的酒吧/隆起区域的形态，运动学和金属丰度之间的耦合。我们将我们的结果与现有的观测结果进行了定性比较，发现非常一致。我们的结论是，这个地区是复杂的，因为它包括几个恒星组件具有不同的属性-即一个boxy/花生球，薄和厚盘组件，并在较小的程度上，一个disky pseudoblug，恒星晕和一个小的经典凸起-所有同居在动力学平衡。我们的模型显示了运动学和金属丰度，或形态和金属丰度之间的密切联系，已经建议了一些最近的观察。我们讨论并解释这些联系。
2016-12-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Detecting Triaxiality in the Galactic Dark Matter halo through Stellar Kinematics
假设银河系的暗物质晕为非球形势（即三轴势、长轴势、扁轴势），我们展示了银河系晕的聚集过程，可能仅仅由于暗物质晕的形状而留下了持久的恒星晕运动学化石。与潮汐流相反，与最近的卫星吸积事件有关，这些恒星运动学群通常会表现出不均匀的化学和恒星星族属性。然而，它们可能是由一个单一的吸积事件为某些质量组装的历史。如果这些特殊的运动恒星群的探测得到证实，它们将是宇宙学星系形成场景中预测的黑暗晕三轴性的确凿证据。
2012-10-22 astro-ph.GA
Staying away from the bar: the local dynamical signature of slow and fast bars in the Milky Way
红团巨星的三维密度和星系内部的气体运动学都表明，银河系棒的模式速度可能比以前估计的要低得多。在这里，我们表明，这样的慢杆模型是无法重现双峰观察到的本地恒星速度空间。我们这样做是通过计算在太阳附近的恒星的引力势的慢，快酒吧，在他们的扰动分布函数的作用角空间到二阶，以及通过识别共振捕获轨道。我们还检查，双峰是不太可能通过扰动产生的螺旋臂，并得出结论，相反的气体运动学，当地恒星运动学仍然有利于快速酒吧在银河系中，模式速度的顺序几乎两倍（不低于1.8倍）的圆频率在太阳的位置。这就留下了一个悬而未决的问题，即银河系中长而平的棒的性质。
2016-10-27 astro-ph.GA
Structure and Kinematics of the Stellar Halos and Thick Disks of the Milky Way Based on Calibration Stars from SDSS DR7
根据斯隆数字巡天（SDSS）及其第一次扩展（SDSS-II）（其中包括子巡天SEGUE：斯隆银河系理解和探索扩展）的32360颗校准星的大气参数和运动学量，对银河系中公认的恒星组成部分的结构和运动学进行了探索。全空间运动的子样本16920颗恒星，探索太阳4千秒差距内的局部体积，用于推导速度椭球的内晕和外晕组成部分的银河系，以及典型的厚盘和建议的金属弱厚盘人口。我们首先研究的问题是，数据是否需要存在至少两个组件的晕，以占可能晕星在本地体积的旋转行为，以及是否需要两个以上的组件。我们还解决的问题，是否建议的金属弱厚盘是运动学和化学上不同于典型的厚盘。此外，我们认为需要了解的性质所观察到的银河系的恒星星族的运动学行为的每个组件的分数作为一个函数的距离平面。厚盘和金属弱厚盘组件的规模长度和规模的高度确定。内晕和外晕人口的空间密度分布推断从牛仔定理分析。全套校准恒星（包括那些以外的本地体积）被用来测试预期的变化，在观察到的恒星金属丰度分布函数与距离以上的银河平面原位，由于从底层的恒星星族的变化的贡献。[删节]
2010-02-01 astro-ph.GA
The LMC impact on the kinematics of the Milky Way satellites: clues from the running solar apex
矮星系为研究银河系和本星系群的演化提供了一个独特的机会。分析运行的太阳能顶点的MW卫星的运动学的基础上，我们发现了一个意想不到的行为的径向速度分布的偶极项作为银河系的距离的函数。附近的卫星（<100 kpc）具有振幅为140-230 km/s的整体运动，而较远的卫星则显示径向速度的各向同性分布。如此强烈的太阳顶点变化无法用卫星的净旋转来解释，因为它需要极高的旋转速率（约970 km/s）。如果我们从我们的样本中排除LMC及其最密切相关的成员，这不会足够强烈地抑制附近卫星的整体运动。尽管如此，我们已经证明，所观察到的MW卫星的特殊运动学可以解释由LMC的第一次下降所造成的扰动。首先，我们“撤销”的摄动的影响，通过整合的MW卫星的轨道向后（向前）与（没有）大规模LMC。看来，在2 × 10 ^{11} Msun LMC的情况下，内晕中太阳顶点的现代特有增强减弱得最厉害。接下来，在MW-LMC相互作用的自洽高分辨率N体模拟中，我们发现太阳的顶点只显示了具有大量角动量的晕粒子的观测行为，与MW卫星的行为相当。
2023-03-10 astro-ph.GA
Local Group timing in Milgromian dynamics. A past Milky Way-Andromeda encounter at z>0.8
本机组计时一直是失踪的质量问题的第一个历史性的探索之一。虽然现代宇宙学探测表明，纯重子动力学在最大尺度上是不够的，但附近的星系和小星系群一直遵守米尔格罗姆的MOND定律，这意味着小尺度的动力学可能完全由重子预测。在这里，我们调查本地集团的时间在这种背景下Milgromian动态。利用最新观测到的仙女座星云和麦哲伦星云的自行和径向速度，利用Milgromian二体运动方程，对它们的轨道进行了积分。我们发现，与目前测量的自行和径向速度的M31，MOND将意味着银河系和M31出生后，首先通过哈勃膨胀分开，但随后必然会再次被吸引Milgromian引力吸引，并有一个过去的飞行相遇之前来到他们现在的位置。这种遭遇很可能发生在7到11 Gyr之前（0.8<z<3）。没有暗物质晕及其相关的动力学摩擦是这种近距离接触不触发合并的必要条件。因此，从在本星系群规模上证伪或证明米尔格罗米亚动力学的观点来看，能够排除或支持这种过去相遇的观测论证是非常重要的。有趣的是，最接近的相遇是足够小的（<55 kpc），对盘动力学有严重的影响，包括厚盘的形成，以及两个星系的卫星系统。卫星星系和年轻的晕状球状星团的年龄都与这些天体在这次相遇中诞生的年龄相一致，它们都形成了银河系周围巨大的极地结构。
2013-07-03 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
The orbital dynamics of the LMC and SMC about the Milky Way
University of Arizona（亚利桑那大学）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）
本综述总结LMC和SMC的轨道历史研究，指出它们为银河系新近卫星，需在演化势场中积分轨道，并需N体模拟以理解其相互作用和结构。
2026-10-01 astro-ph.GA
New kinematic map of the Milky Way bulge
本研究通过结合GIBS、APOGEE和MUSE数据，利用新工具PHOTfun和MCMC方法，更新了银河系核球的运动学图，确认了柱状旋转并揭示了速度弥散的盒状形态。
2025-09-08 astro-ph.GA
Reviving old controversies: is the early Galaxy flat or round? Investigations into the early phases of the Milky Way formation through stellar kinematics and chemical abundances
我们分析了一组非常贫金属的恒星，已获得准确的化学丰度的一部分，欧洲南方天文台大型计划“第一星”的光的盖亚DR 2数据。样本中恒星的运动学和轨道特性表明，它们可能属于厚盘，部分加热到晕运动学，以及吸积的Nissen & Schuster-Gaia Sausage-Enceladus卫星。这些性质在高金属丰度（$\rm [Fe/H]>-2$）和低金属丰度（$\rm [Fe/H]<-4.$）的恒星中的连续性表明，在$\rm [Fe/H] \lesssim -0.5$和至少在$\rm [Fe/H]\sim-6$以下的银河系主要由这两个种群组成。特别是，我们表明，光盘连续延伸从$\rm [Fe/H] \le -4$（最近发现的恒星与盘状运动）到$\rm [Fe/H] \ge -2$，银河系厚盘的金属丰度制度。确实存在一个“超贫金属厚盘”，它构成了典型银河系厚盘的极贫金属尾部，并将后者从$\rm [Fe/H] \sim -0.5$扩展到迄今为止在银河系中发现的最贫金属的恒星。这些结果表明，盘可能是主要的，也可能是唯一的恒星星族，已在银河系中形成的这些金属丰度。这就要求导致旧银河系圆盘形成的耗散坍缩必须非常快。我们还讨论了这些结果，在最近的模拟努力再现银河系型星系的第一阶段。
2020-03-09 astro-ph.GA
The Dynamics of Old Inner Galaxy Stars in Milky Way-mass Galaxies Using FIRE-2 Simulations
University of Pennsylvania（宾夕法尼亚大学）；Graduate Center, City University of New York（纽约市立大学研究生中心）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）
利用FIRE-2宇宙学模拟分析13个银河系质量星系中古老内星系恒星的运动学性质，发现它们主要形成于宿主星系，但吸积恒星在早期阶段显著，且盘状动力学随年龄减小而增强。
2026-06-16 astro-ph.GA
Formation imprints in the kinematics of the Milky Way globular cluster system
我们报告的银河系（MW）球状星团（GC）的运动学的结果更新的空间速度的基础上，几乎整个GC人口。我们发现，一个三维空间的半长轴，偏心率和轨道相对于MW平面的倾斜度作为其轴是有帮助的，以挖掘GC系统的形成。我们发现，在原位形成的GC表现出明显的相关性，他们的偏心率和轨道倾角的意义上说，集群与大偏心率也有大的倾角。这些GC还显示了它们到MW中心的距离与它们的偏心率之间的相关性。吸积GC不表现出偏心率和倾角之间的关系，但在偏心率大于~ 0.5时，其倾角范围很广。最后，我们计算了GC系统的速度各向异性“β”，并发现对于原位形成的GC，“β”从最外区域向MW中心从~ 0.8下降到0.3，但对于吸积的GC系统保持相当恒定（0.7-0.9）。这些发现可以解释，如果GC形成的气体，径向崩溃在郊区，与相对较高的落入角的偏好。当材料到达旋转的成形盘时，它变得更圆并且相对于盘以较低的倾斜度移动。一半的GC人口被吸积和沉积在轨道上，覆盖了从外晕到凸起的整个能量范围。
2019-07-23 astro-ph.GA
Signatures of minor mergers in Milky Way-like disc kinematics: Ringing revisited
通过N体模拟，我们研究了星系盘对较小合并事件的响应。我们发现，非自引力，螺旋状的功能诱导厚盘。正如我们在以前的工作中所展示的，这种“振铃”也会在小的空间区域（如太阳附近）的速度空间（u-v平面）中留下印记。当圆盘在事件发生后松弛时，u-v平面上的团块随着时间的推移而越来越近，这使我们能够估计撞击的时间。除了确认这种诊断的可能性，在这里，我们表明，在一个更现实的情况下，在下降轨迹的扰动引起的方位角依赖的结构在相空间。我们还发现，由恒星的能量和角动量定义的空间是比速度空间更好的选择，因为即使在大的局部体积中，团块仍然可见。这使得它们的观测检测更加容易，因为人们不需要被限制在一个小的空间体积。我们表明，信息的影响时间，质量的扰动，其轨迹存储在盘星的运动学。
2011-11-09 astro-ph.GA
Milky Way total Mass derived by Rotation Curve and Globular Cluster kinematics from Gaia EDR3
利用基于作用的分布函数的银河系的动力学模型，我们估计了它的总质量和密度分布。约束来自盖亚EDR3的球状星团自行，来自基于盖亚DR2数据的旋转曲线，以及来自垂直力数据。我们使用贝叶斯马尔可夫链蒙特卡罗方法来探索参数，其中球状星团分布函数和银河系势是完全约束的。利用数值模拟的方法研究了可能存在大质量大麦哲伦云时，位势约束的不确定性。我们发现大质量的LMC（1.5 $\times10^{11}$ M $_{\odot}$）会影响大半径的MW质量测量，包括银河系和LMC。我们还使用FIRE2 Latte宇宙流体动力学模拟，使模拟数据集从银河系，包括许多非松弛的子结构。我们测试了这些非松弛子结构对最终结果的影响，发现测量的旋转曲线在输入值附近波动在5%以内。通过在选择重子和暗物质的先验质量分布方面保持较大的自由度，导致MW的总质量范围从$5.36_{-0.68}^{+0.81}\times10^{11}$ M $_{\odot}$到$7.84_{-1.97}^{+3.08} \times 10^{11}$ M $\odot$。这包括一个假定的大质量LMC的贡献，并显着缩小了MW总质量范围之前公布。这样的总质量导致暗物质在太阳位置的密度为$0.34_{-0.02}^{+0.02}$ GeV cm $^{-3}$。
2021-11-26 astro-ph.GA
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
Kinematics of symmetric Galactic longitudes to probe the spiral arms of the Milky Way with Gaia
我们模型的影响，银河系的旋臂上的磁盘恒星运动学在盖亚观测空间。我们还估计了盖亚检测预测签名的能力。我们在解析势和自洽模拟中使用受控轨道积分。我们介绍了一种新的策略，其中包括比较对称的银河系天体（+l和-l）的恒星运动学，特别是中位横向速度（从天体松弛和自行）。这种方法不需要轴对称模型的假设。模型中对称边界的横向速度之间的典型差异约为2 km/s，但对于某些边界和距离，可以大于10 km/s。+l和-l的运动学差异显示出依赖于旋臂性质的趋势。因此，这种方法可以用来量化的重要性，螺旋臂的影响，在不同的磁盘区域的恒星的轨道，并限制的臂的位置，主共振，从而，图案的速度。此外，该方法允许我们测试的螺旋结构的动态性质（例如，大设计与瞬态多臂）。我们估计了盖亚将在代表性的银河系中观测到的每种光谱类型的恒星数量，它们在距离和横向速度方面的误差，以及计算作为距离函数的中值速度的误差。我们将能够用盖亚数据测量中位横向速度，对于某些巨星，精度小于~1 km/s，直到~4-6 kpc的距离，对于某些亚巨星和矮星，精度高达~2-4 kpc，运动学精度更高（<= 0.5 km \s）。这些足以衡量模型中看到的典型特征。我们还表明，一个类似的策略，可以使用从其他即将到来的光谱调查的视线速度。（节录）
2016-02-26 astro-ph.GA
The origin of the diverse morphologies and kinematics of Milky Way-mass galaxies in the FIRE-2 simulations
我们使用流体动力学宇宙放大模拟从火项目探索15个银河系（MW）质量的星系的形态和运动学。我们的样本范围从紧凑的，膨胀为主的系统，其90%的恒星质量在2.5千秒差距内的良好有序的磁盘，达到$\gtrsim15$千秒差距。我们星系中的气体总是在$z=0$形成一个薄的、旋转支撑的圆盘，其大小主要由气体质量决定。对于恒星，我们量化的运动学和形态都通过磁盘状轨道上的恒星的分数，并与恒星盘的径向范围。在这个质量范围内，恒星的形态和运动学与仅由暗物质模拟得到的晕的性质（晕合并历史、自旋或形成时间）的相关性很差。它们与星系的气体历史有更强的相关性：那些在$z\sim1$之后维持高气体质量的星系发展出有序的恒星盘。我们确定的形态学的最佳预测因素是星系形成其1/2恒星时晕中气体的自旋（即构建星系的气体）。在热晕出现之前，高$z$合并会在样本中产生一些最大的隆起（来自富含气体合并的致密盘），而后来形成的隆起通常来自内部过程，因为卫星在星系合并之前被剥离了气体。此外，$z=0$ MW质量星系中的大多数恒星（甚至是$z=0$核球恒星）都形成于一个圆盘中：$\gtrsim$ 60-90%的恒星开始它们的生命都是旋转支撑的。
2017-12-11 astro-ph.GA
