基于 APOGEE 与 Gaia 数据的银河系动力学模型

我们利用结合 Gaia EDR3 与 APOGEE 数据的数据集，在银心半径 $5.0\leq R\leq19.5$ kpc 范围内构建了银河系盘的动力学模型。我们采用球对齐 Jeans 各向异性方法（spherically-aligned Jeans Anisotropic Method）来模拟恒星速度及其速度弥散。基于我们此前的工作，由于数据集的扩展使运动学图延伸至更大的银心半径，从而探测银河系盘的外区，我们的模型现在拟合于这些扩展后的运动学图。我们的最佳拟合动力学模型表明，暗物质晕的对数密度斜率为 $\alpha_{\rm DM}=-1.602\pm0.079_{\rm syst}$，太阳处暗物质密度为 $\rho_{\rm DM}(R_{\odot})=(8.92\pm0.56_{\rm syst})\times 10^{-3}$ M$_{\odot}$ pc$^{-3}$（$0.339\pm0.022_{\rm syst}$ GeV cm$^{3}$）。我们估计太阳半径处的圆速度为 $v_{\rm circ}=(234.7\pm1.7_{\rm syst})$ km s$^{-1}$，并在更大半径处有所下降。总质量密度为 $\rho_{\rm tot}(R_{\odot})$=$(0.0672\pm0.0015_{\rm syst})$ M$_{\odot}$ pc$^{-3}$，在 $5\leq R\leq19.5$ kpc 内斜率为 $\alpha_{\rm tot}$=$-2.367\pm0.047_{\rm syst}$，总面密度为 $\Sigma(R{_\odot}, |z|\leq$ 1.1 kpc)=$(55.5\pm1.7_{\rm syst})$ M$_{\odot}$ pc$^{-2}$。尽管统计误差很小，但所得量的误差预算主要由大 3 至 7 倍的系统不确定性主导。这些值与我们先前的结果一致，但由于覆盖更大空间范围的扩展数据集，系统不确定性有所降低。此外，我们检验了非轴对称特征对所得模型的影响，并分析了盘耀模型（flaring disk model）将如何改变我们的结论。