Scattering of X-ray emission lines by the neutral and molecular hydrogen in the Sun's atmosphere and in the vicinity of active galactic nuclei and compact sources
在许多天体物理学物体中，铁离子的X射线荧光和共振线被束缚在原子和分子氢中的电子散射的解释是重要的。与自由电子的散射相比，出现了散射线轮廓谱的特定畸变。散射线谱的分析可以提供关于活动星系核、致密X射线源以及X射线闪耀星和太阳表面散射介质的电离状态、氦丰度和几何结构的信息。
1996-08-19 astro-ph
A study of the shadowing of galactic cosmic rays by the sun in a quiet phase of solar activity with the Tibet air shower array
我们证明了高能宇宙射线对太阳的阴影是逐年移动的，它的行为与太阳和行星际磁场的大尺度结构的时间变化有关。1996年至1997年期间太阳活动接近最小值。利用西藏空气簇射阵的观测资料，研究了太阳活动周期平静期内太阳对宇宙射线的遮蔽，发现太阳的阴影虽然在1990 ~ 1993年期间位于离太阳西南方向较远的位置，但其位置正好与太阳的视向一致。已知的是，等效太阳偶极子的磁极在前一个活跃阶段被反转，并且在接近太阳极小期时，偶极子与旋转轴对齐，保持其N极在太阳的北极侧。这导致太阳磁场将太阳的阴影移向东方。因此，观测结果表明，由于太阳磁场引起的太阳阴影的移动被地磁场的作用推回，因为地磁场总是使阴影向西移动。讨论了1996-1997年太阳活动极小期附近的太阳阴影，并与模拟结果进行了比较。
2000-08-10 astro-ph
The Galactic Environments of Cool Stars - part I: Modeling Interstellar Dust around the Sun and Nearby Cool Stars
我们提出了一个星际尘埃颗粒与恒星环境相互作用的模型，该模型预测了在整个恒星周期内，星际尘埃颗粒在恒星周围的分布，其尺寸范围在$0.1 {\rm μm}$和$1 {\rm μm}$之间。将模型结果与太阳系中的地球观测卫星航天器的现场尘埃测量结果进行比较，证实了模型的正确性。我们表明，在太阳的情况下，星际尘埃颗粒可以产生大面积的红外辐射，从远处观察时，可以与环日尘埃盘混淆。如果我们有恒星相对于周围星际介质的相对速度以及恒星风的性质的信息，我们的模型就可以确定邻近恒星的星际尘埃浓度的形状。
1999-10-04 astro-ph
Moon and Sun shadowing effect in the MACRO detector
利用从1989年到2000年MACRO实验结束时收集的数据，我们研究了地下μ子通量中月球和太阳的阴影效应。我们已经观察到月球阴影效应的显着性为6.5西格玛和太阳阴影效应的显着性为4.3西格玛。由于太阳和行星际磁场的配置，观测到的太阳阴影的位移，已被用来引用的反质子/质子通量的限制约20 TeV的能量的原色。
2003-02-28 astro-ph
The Solar Galactic Environment
结合日光层天文数据和模型丰富了我们的理解，太阳银河系环境可能对内日光层和星际云的影响。目前的数据表明，FeII/DI增加朝向逆风方向的星际云团（CLIC）流过太阳。云的运动学和丰度表明其起源与天蝎座-半人马座星协周围的超级壳层有关。太阳空间轨迹表明太阳进入CLIC气体相对较近。
2004-05-24 astro-ph
H2 dark matter in the galactic halo from EGRET
我们提出了一个解释的伽马射线背景发射的星系晕，我们归因于高能量的宇宙射线与致密的分子团的相互作用的模型。在很宽的范围内的集群参数，我们计算预期的伽玛光子通量，考虑到第一次光学深度的影响。这使我们能够获得新的约束质量和大小的可能分子团和他们的贡献银河表面密度。观测到的伽马射线分布可以用轴比约为0.3的扁平晕分布模型来解释。如果光学深度效应是重要的，则团块的半径必须为~ 6 AU，质量必须为~ 10^{-3} M_sun。这将导致这种团块的总质量为~ 2 10^{11} M_sun，并对局部表面密度贡献约140 M_sun pc^{-2}。
1999-09-03 astro-ph
Kinematics of Galactic Disc
讨论了银盘自转曲线的构造方法。简单的物理模型表明，太阳绕银河系中心的速度必须小于目前国际天文学联合会接受的220公里/秒的值。独立获得的中性氢（λ= 21.1 cm）结果证实了上述声明。太阳的速度约为110 km/s。因此，我们银河系圆盘的旋转曲线并不平坦，但它是距银河系中心距离的递减函数。这个结论似乎也与其他星系一致。
1997-03-17 astro-ph
A rotating black hole in the Galactic Center
最近对Sgr A* 的观测对Sgr A* 的物理性质的可能模型给出了强有力的限制，并提出存在一个大质量黑洞，其M<2 × 10^6 M_sun，周围环绕着一个吸积盘，我们估计其辐射光度<7 × 10^5 L_sun。因此，我们从广义相对论和一些基本假设出发，计算了Sgr A* 中克尔洞周围标准吸积盘的出现。有效的温度和光度的磁盘光谱不依赖于未知的粘度机制，而是相当敏感的变化的内部参数：质量，吸积率，吸积孔的角动量和倾角。一个快速旋转的Kerr黑洞（α>0.9）以10^-8.5 - 10^-7 M_sun/年的速度吸积，其辐射场为L~7 10^4 - 7 10^5 L_sun，T_eff ~ 2-4 10^4 K，黑洞质量为M=2 10^6 M_sun，几乎是边缘吸积，而M<10^3 M_sun的低质量黑洞似乎是不可能的.我们提供了一个"Hertzsprung-Russell黑洞图“以及简单的标度律，为黑洞模型提供了一个易于处理的测试。
1992-12-07 astro-ph
Consequences of a Change in the Galactic Environment of the Sun
自20世纪20年代后期以来，日光层与星际云的相互作用引起了人们的兴趣，这两者都是为了解释明显的准周期性气候“灾难”以及周期性的质量波动。然而，直到最近，描述太阳风-局域星际介质（LISM）相互作用的模型还没有发展出来。在这里，我们描述了日光层与星际云之间相互作用的二维（2D）模拟结果，星际云的性质与目前相同，只是中性H密度从目前的n（H）~ 0.2 cm^-3增加到10 cm^-3。研究了星际中性氢与等离子体的相互作用。日光层空洞的大小大大减小（上游方向的终止激波约为10 - 14天文单位），并且是高度动态的。地球轨道上的行星际环境发生了显著变化，星际H的密度增加到约2 cm^-3。终止冲击本身经历了消失、重新形成和再次消失的时期。相当大的混合的冲击太阳风和LISM发生由于瑞利-泰勒样的不稳定性在鼻子，驱动离子中性摩擦。在南极冰芯33千亚和60千亚，并没有以前类似的事件中发现的两个异常高浓度的10 Be的影响，讨论在周围的星际云的密度增强。这里提出的计算支持了过去的推测，即太阳的银河系环境缓和了地球轨道上的行星际环境，也可能缓和了陆地气候。
1999-01-20 astro-ph
Constrained semi-analytical models of Galactic outflows
我们提出了半解析模型的星系外流，高红移恒星形成和再电离的现有观测的约束。银河系外流的模拟方式类似于恒星风吹泡泡的模型。在较宽的模型参数范围内，大尺度外流一般可以从低质量晕（M<10 ^{11} M_sun）逃逸，但不能从高质量晕（M> 10^{11} M_sun）逃逸。计算了外流和星系内的气相金属丰度。不同的金属物种的电离状态的计算和用于检查金属线从流出的可探测性。银河系外流的全球影响也进行了研究。只有原子冷却晕的模型在z~3处显著地用金属填充IGM（-2.5>[Z/Z_sun]>-3.7），实际程度取决于风的效率、IMF、通过恒星形成的分数质量和宇宙的再电离历史。在这些模型中，z~3处的大部分流出流是超音速的、热的（T> 10^5 K）并且具有低密度，使得金属线难以检测。它们也可能导致在莱曼α森林探测的尺度上IGM气体的显著扰动。相反，包含分子冷却晕的模型，在恒星形成的正常模式下，可能在z> 8时体积填充宇宙，而不会对IGM产生剧烈的动力学影响，从而建立一个可能的金属丰度底（-4.0<[Z/Z_sun]<-3.6）。有趣的是，具有"头重脚轻“恒星形成模式的分子冷却晕在建立金属丰度底方面并不是很成功，因为它们诱导了额外的辐射反馈。（节录）
2008-01-09 astro-ph
Placing the Sun in Galactic Chemical Evolution: Mainstream SiC Particles
我们研究的后果和影响的可能性，最佳拟合$m$ =4/3线的主流SiC晶粒中测得的硅同位素比是相同的或平行的平均ISM演化线的硅同位素。即使平均ISM演化沿着一条斜率为1的线进行，当偏差用本机表示（平均ISM）表示时，演化线也可以成为太阳表示中的斜率为4/3的线，只要太阳成分从平均ISM演化中位移。在这个分析过程中，我们引入了新的方法，将太阳的组成与太阳诞生时的平均ISM联系起来。这些新的发展提供了一个独特的观点主流SiC颗粒的意义，并提供了一个新的方式来定量回答的问题，太阳是否有一个特殊的组成相对于平均ISM在太阳诞生。如果可以确定平均ISM中硅同位素的相关斜率，那么它的值将量化太阳和平均ISM硅丰度之间的差异。我们的形式详细描述了两种表示之间的变换，不仅适用于$^{29}$ Si和$^{30}$ Si，而且适用于任何元素（O、Ne、Mg，也许还有S）的任何两种纯次级同位素。这一技术的优点和缺点进行了严格审查。
1997-01-30 astro-ph
Archer of the Galactic disk? The effect on the outer HI disk of the Milky Way of collisional encounters with the Sagittarius dwarf galaxy
流体动力学计算进行模拟Sgr矮星系和银河系外HI盘之间的碰撞相互作用，约束最近推导出的轨道和质量参数，这个矮星系。研究发现，如果矮星系的质量超过~10^9 M_Sun，碰撞将导致银河系HI盘结构的显著扭曲;这个值与一个估计是一致的，该估计要求矮星系足够坚固，能够在潮汐破裂中幸存下来，直到现在。虽然在我们的模拟中，由于缺少活动的星系晕，相互作用的精确细节受到了影响，但我们发现，对于质量大于5 × 10^9 M_Sun的模型，会产生突出的旋臂和外盘的显著不平衡。此外，一个明显的翘曲状结构中诱导的磁盘。因此，Sgr矮星可能对外星系的恒星形成历史和结构产生了重大影响。这些模拟证实了通过对HI盘结构观测的仔细分析来确定当前质量大于10^9 M_Sun的低表面亮度、贫气体矮星系与巨旋涡星系的合并速率的可能性。
1998-06-10 astro-ph
COBE's Galactic Bar and Disk
银河系的棒和旧恒星盘的模型是从宇宙背景探测器的漫红外背景实验（DIRBE）在1.25，2.2，3.5和4.9微米波长的测量中得出的。除了在近红外光学深度高的方向上，它与数据非常吻合。从模型中得出的结论包括：太阳位于银河平面中点以上约16.5 pc。该盘的外缘距离太阳4kpc，并且像HI层一样弯曲。它有一个中心孔，直径大致相当于“三千秒差距”分子云环的内边缘，孔内有一个明亮、坚固的“早期型”棒，与太阳-银河系中心线倾斜约14度。该模型有47个自由参数。该模型进行了详细讨论，等高线图和图像的残差。
1997-08-04 astro-ph
Old stellar Galactic disc in near-plane regions according to 2MASS: scales, cut-off, flare and warp
我们采用了两种不同的方法，利用2MASS巡天的数据分析了银道面附近的古老恒星星族。第一种方法是在色星等图中分离出红团簇巨星星族，并反演其星数，直接得到沿视线方向的密度分布。第二种方法是将星盘模型的参数拟合到820个区域中的星计数。两种独立方法的结果彼此一致。定性的结论是，光盘是很好的拟合指数分布的银河中心的距离和高度。在星盘中没有突然的截止（至少在R <15 kpc范围内）。有一个强烈的耀斑（即朝向外星系的尺度高度增加），它开始于太阳圈内，因此朝向内星系的尺度高度减少。另一个值得注意的特征是在老的恒星星族中存在一个弯曲，其振幅与气体弯曲的振幅一致。它显示为低纬度恒星（平均高度：|z|~300 pc）（银河系中心半径R> 6 kpc）：太阳圈内的标度高度为h_z（R_sun）= 3.6e-2R_sun，面密度的标度长度为h_R = 0.42 R_sun，面内空间密度的标度长度为h_R = 0.42 R_sun（即包括耀斑的影响）是H = 0.25 R_sun。耀斑引起的尺度高度变化大致遵循h_z（R）=~h_z（R_sun）exp [（R-R_PDMATHABMN）/（[12 - 0.6R（kpc）] kpc）]（R <~15 kpc; R_sun = 7.9 kpc）。翘曲使圆盘的平均位置移动到高度z_w = 1.2e-3 R（kpc）^5.25 sin（phi+（5 deg.））…
2002-08-12 astro-ph
Stellar density distribution in the NIR on the Galactic plane at longitudes 15-27 deg. Clues for the Galactic bar ?
Garzon等人（1997）、Lopez-Corredoira等人（1999）和Hammersley等人（2000）在TMGS和DENIS数据中发现了大量的l=27 deg和b=0 deg的恒星，它们可能对应于一个面内条。我们比较了近红外CAIN星计数和贝桑松银河系模型的模拟在15个领域之间的15度和45度的经度和-2度和2度的纬度。比较证实了在低于27度的赤道上存在一个超密度，它是不均匀的，并且在银河平面外急剧下降。观测到的恒星分布超过预测密度的比例甚至超过100%。它与太阳的距离估计低于6千秒差距。如果这个过密度对应于棒的恒星星族，我们估计它的半长为3.9 +/ -0.4 kpc，它与太阳中心方向的夹角为45 +/-9度。
2003-06-30 astro-ph
A New $Σ-D$ Relation and Its Application to the Galactic Supernova Remnant Distribution
在过去20年中，射电望远镜和X射线仪器的技术进步大大增加了已知超新星遗迹的数量，并导致更好地确定其属性。特别地，更多的SNR现在具有合理确定的距离。然而，这些距离中的许多是使用旧的旋转曲线（基于$R_{\sun} = 10$ kpc和$V_{\sun} = 250$ km/s）在运动学上确定的。一个更现代的旋转曲线（基于$R_{\sun} = 8.5$ kpc和$V_{\sun} = 220$ km/s）被用来验证或重新计算这些残留物的距离。我们使用一个样本的36壳信噪比（37包括Cas A）与已知的距离，推导出一个新的射电表面亮度直径（$Σ-D$）的关系。此处推导的斜率（包括Cas A的$β= -2.64$，不含Cas A的$β= -2.38$）显著平坦于先前研究中推导的斜率。利用大麦哲伦云和小麦哲伦云的河外信噪比对$Σ-D$关系的准确性进行了独立的检验。讨论了$Σ-D$关系的局限性及其使用所需的假设。根据修正后的距离以及根据$Σ-D$关系计算的距离，给出了一个修正的银河系SNR分布。采用一种定标方法，根据单个望远镜巡天灵敏度、角分辨率和天空覆盖范围计算定标因子，以补偿观测选择效应。壳信噪比的表面密度的径向分布，选择效果校正，提出并与以前的作品相比。
1998-07-15 astro-ph
Open clusters in the Third Galactic Quadrant. II. The intermediate age open clusters NGC 2425 and NGC 2635
本文分析了研究较少的疏散星团NGC 2425和NGC 2635的CCD宽波段（UBV（RI）c）测光数据。这两个星团被发现是中间年龄，从而增加人口的疏散星团已知的年龄，或更老，毕宿星。更明确地说，我们发现NGC 2425是一个年龄为2.2 Gyr的星团，可能具有太阳金属丰度，距离太阳3.5 kpc。NGC 2635是一个毕宿星团，年龄为6亿年，距离太阳4.0 kpc。它的颜色星等图显示，它的年龄和位置都非常缺乏金属，因此在银河系盘化学演化模型的背景下，它是一个非常有趣的物体。
2005-09-06 astro-ph
The Space Density of Primordial Gas Clouds near Galaxies and Groups and their Relation to Galactic HVCs
阿雷西博HI带状巡天探测了约300个编目星系的晕和约14个对中性氢质量大于10^7太阳质量的星系群的环境。调查没有发现任何物体具有类似于银河系或本星系群的高速云（HVC）的特性。如果HVC是典型的M_HI = 10 ^{7.5} M_sun天体，分布在星系群和星系晕中，距离为1 Mpc，那么巡天应该在星系群中探测到约70个HVC，在星系周围探测到约250个HVC。零检测意味着HVC部署在距离星系或群重心<200 kpc的典型距离。如果云处于维里平衡，它们的平均暗物质比例必须达到98%或更高。
2000-01-03 astro-ph
Transiting extrasolar planetary candidates in the Galactic bulge
人们在相对较近的恒星周围发现了200多颗太阳系外行星，主要是通过其宿主恒星反射运动引起的多普勒线位移，以及最近通过一些行星穿过宿主恒星表面的凌日。发现已知周期最短的行星（1.2至2.5天）主要是由于凌日观测，这些观测通常针对质量大于0.75 M_sun的恒星。在这里，我们报告的结果，从行星过境搜索在一个丰富的恒星领域对银河系的隆起。我们发现了16个候选者，其轨道周期在0.4到4.2天之间，其中5个轨道在0.44到0.75 M_sun之间。在两种情况下，径向速度的测量支持的行星性质的同伴。其中5颗候选行星的轨道周期小于1.0天，构成了一类新的超短周期行星（USPPs），它们只存在于小于0.88 M_sun的恒星周围。这意味着那些离更明亮的恒星非常近的行星可能会被蒸发摧毁，或者围绕低质量恒星的木星行星可能会迁移到更小的半径。
2006-10-04 astro-ph
An analytical description of the disruption of star clusters in tidal fields with an application to Galactic open clusters
我们提出了一个简单的分析描述星团的潮汐场，这与详细的N体模拟非常一致的中断。该解析表达式可用于预测任何团簇初始质量函数和任何团簇形成历史下存活团簇的质量和年龄直方图。根据Kharchenko等人新的星团样本，将该方法应用于太阳邻域内的疏散星团，比较了100万年至3 Gyr年龄范围内的观测年龄分布和预测年龄分布，得到以下结果：（1）太阳邻域内10^4 M太阳星团的破裂时间约为1.3+/-0.5 Gyr。这是一个因素5短于来自N体模拟集群在潮汐场的星系。(2)目前，距离太阳600秒差距以内的束缚星团的恒星形成速率为5.9+/-0.8 * 10 ^2 M_sun / Myr，这对应于束缚星团的表面恒星形成速率为5.2+/-0.7 10^（-10）M_sun/yr/pc^2。(3)疏散星团的年龄分布在0.26 - 0.6 Gyr之间出现一个凸起，此时团簇形成速率是前后的2.5倍。(4)目前在束缚星系团中的恒星形成率是嵌入星系团研究得出的结果的一半。这一差异表明，太阳附近的星团中有一半在1000万年内变得不受束缚。(5)在600 pc范围内质量最大的星团的初始质量为3*10^4 M_sun。这与基于星团初始质量函数的统计预期值一致，斜率为-2，即使物理质量上限高达10^6 M_sun。
2005-05-27 astro-ph
FSR0190 - Another old distant galactic cluster
我们正在进行一项大型计划，对Froebrich等人（2007）新发现的银河系星团候选者进行分类。本文介绍了FSR 0190（RA=20h05m31.3s，DEC= 33 deg 34 '09”J2000）的近红外跟踪观测结果。该星团位于银道面附近（l= 70.7302度，b=+0.9498度）。它显示了一个圆形的形状，一个相对大量的核心氦燃烧恒星-这清楚地区分了集群丰富的领域-但没有中央凝聚的恒星密度分布。我们计算出它的年龄大于7 Gyr，银心距为10.5kpc，距太阳10 kpc，消光为A_K=0.8mag。估计质量至少为1 E5 M_sun量级，绝对亮度M_V ≤-4.7等，这是Palomar型球状星团相当典型的性质。
2007-10-10 astro-ph
A Catalog of Young Stellar Groups and Clusters Within 1kpc of the Sun
在对过去十年的文献进行广泛检索的基础上，我们提出了一个距离太阳1千秒差距以内的年轻（<=几个10^6年）恒星群和星团的近红外巡天星表。我们从69篇已发表的文章中找到了143项调查，涵盖73个不同的地区。一个区域内恒星的数量分布的中位数为28，平均值为100。大约80%的恒星在至少有100个成员的星团中。通过根据其关联恒星的数量对星团和星团进行粗略的分类，我们发现大多数恒星形成于大星团中。在银河平面的编目区域的空间分布显示，在银河经度270度< l < 60度的范围内，相对缺乏观测到的恒星群和星团，反映了我们在本旋臂和人马臂之间的位置。这一汇编是为了作为一个有用的资源，为未来的研究附近的年轻地区的多星形成。
2003-07-29 astro-ph
Star Formation and Molecular Clouds at High Galactic Latitude
在这一章中，我们将回顾在银河系高纬度地区发现的年轻恒星和分子云$(|b| \ge 30^\circ)$。这些主要与天空中的两个大尺度结构，古尔德带和金牛座恒星形成区，以及少数分子云，包括MBM 12和MBM 20，作为一个群体，由离我们太阳最近的恒星形成地点组成。也有一些年轻的恒星被发现在明显的孤立远离任何分子云。高纬度云主要是半透明的分子云和弥漫的银河卷云，其中大部分在高纬度看到，只是因为它们靠近太阳。罕见的例外是那些，像Draco和其他中等或高速云，发现显着高于或低于银河平面。我们审查的过程中，导致在这些低密度和extraplanar环境中的恒星形成，以及孤立的金牛座T星的生产机制。我们提出并讨论了已知的高纬度恒星托儿所和年轻的恒星对象。
2008-11-20 astro-ph
ASCA Observation of an "X-ray Shadow" in the Galactic Plane
用$ASCA$观测了银道面（$l,b \sim 25.6^{\circ},0.78^{\circ}$）附近的弥散X射线背景（DXB）辐射。观察到的区域是朝向银河系的分子云，最近据报道，投下一个深X射线阴影在0.5 $-$ 2.0 keV波段DXB。该特定区域的选择旨在对DXB发射沿视线的空间分布提供约束：即，分子云在$<$ 2 keV处是光学厚的，因此所观测到的软X射线{ \it}的大部分必须源自云的前景，其距离太阳$\sim$ 3 kpc。在0.8 $-$ 9.0 keV波段，观察到的光谱主要是从热等离子体的多个组件。我们在这里报告的软X射线（0.5 $-$ 2千电子伏）发射的检测从$\sim10^{7}$ K热等离子体。与{ \it ROSAT}数据的比较表明，这种软X射线发射被$N_H$ = 1 $-$ 3 $\times$ 10 $^{21}$ cm $^{-2}$吸收，这意味着通过来自太阳的$\la$ 1 kpc的软X射线发射区域的路径长度。
2000-09-26 astro-ph
Luminous and Dark Matter in the Milky Way
银河系的轴对称模型显示了银河系常数（R_0和T_0）、恒星柱密度（S_*）和暗物质（DM）晕形状之间的强相关性。在这里，我们提出的解析关系，可用于调查的不确定的气体速度分散的HI燃烧约束的影响。宇宙射线和磁场对压力梯度的贡献很小。只有当R_0 <~ 6.8 kpc时，才可能出现明显扁平的暗物质晕。如果R_0大于~7 kpc，或T_0 >~ 170 km/s，我们可以排除两个需要高度扁平DM晕的DM候选者：1）衰变的大质量中微子; 2）冷分子氢盘。只有在恒星柱密度小于~18 M_sun/pc ^2的不太可能的情况下，才有可能根据国际天文学联合会推荐的银河系常数值来构建银河系的自洽模型。如果我们假设晕是扁球形的，S_* = 35 +/- 5 M_sun/pc ^2，则R_0 <~ 8 kpc，T_0 <~ 200 km/s。结合S_* 的最佳运动学和星数估计，我们得出结论：25 <~ S_* <~ 45 M_sun/pc ^2。Kuijken和Gilmore（1991）在|z| <=1.1 kpc的情况下确定的物质柱密度在银河系常数的大范围内都是可靠和有效的。我们的质量模型表明，银河系中心的DM密度是不确定的1000倍。在太阳附近，我们发现：rho_DM ~0.42 GeV/c^2/cm^3或（11 +/- 5）mM_sun/pc^3 --大约是rho_tot的15%。
2001-04-29 astro-ph
Photometric survey of marginally investigated open clusters: I. Basel 11b, King 14, Czernik 43
为了在基于疏散星团的银河系研究中取得进展，例如团簇形成率或运动学性质，人们需要增加观测到的疏散星团的数量。然而，到目前为止，在1700个已知的银河系疏散星团中，只有一半被正确地观测到，使得任何统计调查都显得微不足道，特别是在距离太阳更远的地方。我们用Bessell CCD BVR测光法研究了边缘被研究或被忽略的疏散星团，其数据被用来拟合等时线到单个色星等图。我们研究了星系团Basel 11b，King 14和Czernik 43，最后一个星系团是第一次在这种程度上被观察到。除了与现有的光度学进行仔细比较外，还确定了它们的参数，如年龄、星际红化、距离和视直径。用近红外2 MASS数据验证了所得到的团簇性质。这三个中间年龄星团都位于银盘内，距离太阳1.8 - 3.0kpc。
2006-04-12 astro-ph
A new optical reddening model for the Solar neighborhood: Galactic Structure through low-latitude starcounts from the Guide Star Catalogue
本文提出了一个新的太阳邻域光学红化模型。该模型利用了银河系中尘埃层的大尺度特性，以及观测到的其分布中的块状性，并用于计算银河系平面中的星数，将其与指南星表（GSC）中具有一定红化值范围的几个代表性区域的观测计数进行比较。这些比较提供了一个很好的测试情况下，在各种条件下，无论是数量和分布的红变材料沿视线。这是第一次从银河系结构和变红模型的角度对低银河系纬度恒星数进行系统研究，并证明该模型可用于获得银河系平面上有意义的恒星数估计。我们对三个（六个中的三个）选定区域的最佳拟合模型得出太阳到银河系对称平面的距离Z_Sun=27 +/- 3（3 sigma）pc，而盘的尺度长度被发现为H_Disk= 6 +/- 2（3 sigma）kpc。虽然导出的Z_Sun值对所采用的盘星高度标度相当敏感，但H_Disk对这个参数没有很大的依赖性.红化和星数模型的精确性为用它来估计和比较漫射星光观测值以约束银河系的主要结构参数以及用星数自洽地计算恒星距离分布提供了可能性.以便导出对绝对视差的校正。
1997-10-02 astro-ph
Far infrared observations of the southern Galactic star forming complex around IRAS 09002-4732
南天银河系恒星形成区（与IRAS 09002-4732有关）在两个远红外波段（148和209 μ m）上以~ 1'的角分辨率同时被绘制成图。已检测到包括IRAS 08583-4719、08589-4714、09002-4732和09014-4736在内的15个源，其中一些源已得到很好的分辨。利用这两个波段的相似光束，得到了可靠的尘埃温度[T（148/209）]图，它能探测到该区域较冷的尘埃（< 30 K）。HIRES处理的IRAS图在12，25，60和100微米也被用于比较。从这些FIR数据生成的200 um和100 um的光学深度图量化了尘埃的空间分布。已经发现来自这整个区域的漫射发射是总FIR光度的35%。在4-16 M太阳质量范围内，IMF的斜率估计为-1.25 ^+0.75 -0.65。利用辐射转移模式对4个IRAS源的观测数据进行了拟合，并提取了相应的尘气云物理参数。在IRAS 08583-4719、08589-4714和09002-4732中，径向密度分布趋于恒定，而在IRAS 09014-4736中，则推导出r^-1定律。尘埃成分被认为是相似的（硅酸盐为主）在所有4个来源。发现这些恒星形成区的单位质量光度在44-81 L_sun/M_sun的狭窄范围内。
2000-10-03 astro-ph
The Nuclear Bulge of the Galaxy. III. Large-Scale Physical Characteristics of Stars and Interstellar Matter
我们分析了IRAS和COBE的DIRBE数据在2.2和240亩之间的中央500 pc的银河系的波长和推导出大规模的恒星和星际物质的分布在核隆起。为了正确地分解总表面亮度图和应用适当的消光校正，开发了银河系盘和凸起的模型。核膨胀看起来是一个独特的，巨大的盘状恒星和分子云的复合体，在大尺度上，相对于银河系中心对称。它与银河系隆起的区别在于其扁平的圆盘状形态，非常高的恒星和分子气体密度，以及正在进行的恒星形成。核凸起由位于中心的R^-2核星团、半径为230+-20 pc、标度高度为45+-5 pc的大型核星盘和同样大小的核分子盘组成。它的总恒星质量和光度分别为1.4+-0.6 × 10^9 M_sun和2.5+-1 × 10^9 L_sun。核隆起中的星际氢的总质量为2+-0.3 × 10^7太阳质量。核膨胀中的星际物质非常密集，约90%的质量包含在致密的大质量分子云中，体积填充因子仅为百分之几。这种极端的聚集性使得强大的星际辐射场能够穿透整个核膨胀，并解释了银河系中心相对较低的平均消光。此外，我们还发现了位于核隆起外的4 × 10^7 M_sun的冷而致密的物质，这导致了所观察到的中央分子区星际物质分布的不对称性。
2002-01-17 astro-ph
On The Nature of the Compact Dark Mass at the Galactic Center
我们考虑一个模型，其中Sgr A*，银河系中心的3.5 × 10^6 M_sun超大质量黑洞候选者，是一个有表面的紧凑物体。由于Sgr A* 在近红外区的静态光度非常低，即使在半径接近视界的极限下，硬表面的存在也会对源的稳定质量吸积率产生严格的限制，要求dM/dt < 10^-12 M太阳/年。这个极限远低于为观测到的Sgr A* 的亚毫米光度提供动力所需的最小吸积速率。因此，我们认为Sgr A* 没有表面，即，它必须有一个事件视界。通过微弧秒分辨率成像的数量级，可以使该论点更具限制性，例如，用亚毫米波VLBI
2006-03-31 astro-ph gr-qc
Antimatter Bounds by Anti-Asteroids annihilations on Planets and Sun
银河系中反物质星的存在可能是具有非均匀重子合成的暴胀模型的标志，反物质宇宙射线以及它们在我们的星系晕中的次级扩散体（反行星和反陨石）可能会留下痕迹。反陨石流可能会在月球土壤以及地球、木星和太阳大气层上碰撞，留下爆炸性的伽马信号。然而，在星系中的传播和随之而来的星系物质气体的蒸发抑制了最轻的（m < 10^（-2）g）反陨石。在狭窄的质量窗口内，较大的反陨石的各向异性湮灭，可能很少偏转，被银河系气体盘反弹，逃避我们太阳系的检测。然而，最重的反陨石（m > 10^（-1）g，高达10^（6）g）无法被稀薄的银河系气体表面湮灭偏转;它们可能会撞击太阳（或很少撞击木星），导致爆炸性伽马事件，并在色球层和光球层上留下一条壮观的轨道，伴随着反弹，甚至是推进性湮灭。它们在π介子中的反核湮灭和最后的硬γ簇射可能被观测为“太阳耀斑“，其速率几乎与观测到的相当。由于它们的缺失，我们可以推断出反物质-物质比接近或低于10^（-9）的界限：BATSE星表中已经记录的数据可能适用。
2002-07-19 astro-ph hep-ph nucl-th
The MACHO Project: Limits on Planetary Mass Dark Matter in the Galactic Halo from Gravitational Microlensing
该项目一直在监测大麦云星云中的大约一千万颗恒星，以寻找银河系晕中的大质量致密晕天体（Machos）引起的引力微透镜事件。在我们的标准分析中，我们搜索了这个数据集，以获得良好采样的长时间微透镜光变曲线，在0.1 < m < 1.0 M太阳质量范围内检测到几个与Machos一致的微透镜事件，并对质量为1 e-5 < m < 0.1 M太阳的天体的丰度设定了限制。在本文中，我们提出了一种不同类型的分析，涉及搜索非常短的时间尺度的恒星增亮，这是用来设置较低质量的Machos丰富的强限制。我们对LMC头两年数据的分析表明，质量在2.5e-7 < m < 5.2e-4 M_sun范围内的Machos不能构成标准球形暗晕的全部质量。将这些结果与标准分析结果相结合，我们发现晕暗物质可能不是由质量为2.5e-7 < m < 8.1e-2 M_sun的天体组成。
1996-04-29 astro-ph hep-ph
Anisotropy of fast-going processes in the Sun and new interaction in nature
对3543个2级以上的太阳耀斑星系坐标的处理表明，这些快速过程在“非自转”太阳表面的分布是不规则的、非随机的，证明了在近-远-近-远-远-在太阳空间中，由于星系间矢势的存在，太阳空间出现了各向异性，这与实验室实验中的预言和得到的结果基本一致${\bf A_g}$。
1996-06-14 astro-ph gr-qc hep-ph
