Determination of the Galactic Rotation Using Open Star Clusters: Preliminary Results
银河系的暗物质分布仍然是我们银河系的主要未解决问题之一。其他旋涡星系的质量可以通过长缝光谱学从它们的旋转曲线中确定。但对于银河系来说，获得完整的旋转曲线是一个更复杂的问题。通过测量示踪物体的三维运动，可以导出旋转曲线和银河系质量分布，即使在太阳圈之外，HI切点分析是不可能的。我们提出的第一个调查结果，从一个项目，以测量运动的疏散星团，内外的太阳圈。从一个几乎统一的样本的光谱数据，大量的恒星在50多个疏散星团在第三和第四银河象限，我们推导出银河系的旋转速度在太阳圈为$Θ_0 = 214^{+6}_{-9}$公里s $^{-1}$。未来的工作将包括银河系其他象限的星团和局部旋转曲线的分析。
2005-08-31 astro-ph
Rotation curves of galactic disks for arbitrary surface density profiles: a simple and efficient recipe
显然，人们普遍认为，由于泊松积分中的奇异核，轴对称圆盘“内部”的引力场（以及随后的旋转曲线）不能从椭圆积分中精确地确定。在这里，我们报告了一个简单而强大的方法来实现这一任务的数字使用的“密度分裂”的技术。
2003-12-19 astro-ph
Cosmology and galactic rotation curves
我们探讨的可能性，整个离开银河系的旋转速度从他们的发光牛顿的期望是宇宙学的起源，并表明，在框架内的共形引力（但显然不是爱因斯坦引力），每个静态观察者看到的整体哈勃流作为一个本地的普遍的线性潜力，能够占现有的数据，而无需任何暗物质。我们发现宇宙必然是一个开放的宇宙，其3-空间标量曲率由$k = -3.5\times 10^{-60}$ cm $^{-2}$给出。
1995-11-10 astro-ph
The Shape and Scale of Galactic Rotation from Cepheid Kinematics
造父变星的目录是用来探测银河系盘的运动学。径向速度测量了八个遥远的造父变星，l = 300;这些新的造父变星提供了一个特别好的约束距离银河系中心，R_0。我们的磁盘模型的轴对称旋转曲线和一个弱椭圆分量，并找到证据的椭圆度为0.043 +/- 0.016太阳附近。利用这些模型，我们得到R_0 = 7.66 +/- 0.32 kpc和v_circ = 237 +/- 12 km/s。到银河系中心的距离与最近从天琴座RR型变星分布中得到的结果一致，并且不利于大多数在太阳轨道上具有大椭圆率的模型。
1997-10-06 astro-ph
The Vertical Structure of the Halo Rotation
利用银河系北极附近的天琴座RR星和蓝水平支（BHB）星的新自行，表明银道面上方5kpc的星系晕具有显著的逆行星系自转。
2002-11-12 astro-ph
Characteristics of the Galactic magneto-ionized ISM from Faraday rotation
法拉第旋转测量极化河外源探测银河磁化，电离星际介质。这些来源背后的银河系内平面的旋转措施被用来探索在旋臂和臂间区域的结构特征。旋臂的结构只有几个秒差距的外部尺度，而旋臂间的结构通常可以达到几百个秒差距的尺度。数据表明，在螺旋臂中，磁场的随机分量在规则场上占主导地位，但在臂间区域中，随机场分量和规则场分量可以是相当的，并且比螺旋臂中的随机磁场弱几倍。
2006-11-02 astro-ph
New pulsar rotation measures and the Galactic magnetic field
我们使用Parkes 64-m射电望远镜的20-cm接收器测量了150个脉冲星旋转测度（RM）样本。在我们的样本中，有46颗脉冲星的RM值以前没有公布过，而104颗脉冲星的RM值已经过修订。我们使用了一种新的二次拟合算法，以获得一个准确的RM从校准的偏振分布记录在256 MHz的接收器带宽。新的数据与以前已知的色散测量（DM）和NE 2001电子密度模型结合使用，以研究银河系磁场的方向和大小的模型。
2008-03-05 astro-ph
Magnetic fields and rotation of spiral galaxies
我们提出了一个简化的模型，我们认为，两个重要的银河系问题-磁场配置在大尺度和平坦的旋转曲线-可以同时解释。高度对流的圆盘在垂直方向上产生高度湍流的磁扩散，建立了河外和银河磁场的合并。外盘可能会要求一个非常接近解释旋转曲线所需的梯度的磁能梯度，而不需要银河系暗物质的假设。我们的模型预测银河场的对称性与我们银河系的大尺度结构非常一致。
1998-02-02 astro-ph
The maximum rotation of a galactic disc
观测到的星系盘的恒星速度色散表明，星系盘的最大自转平均是观测到的最大自转的63%。然而，这个标准不能应用于小或低表面亮度（LSB）星系，因为这样的系统显示，在一般情况下，一个不断上升的旋转曲线，直到最外测量的径向位置。这就是为什么一个一般的关系已经得出，给最大的旋转光盘取决于光度，表面亮度，和颜色的光盘。作为这种关系的物理基础，采用了固定的质光比作为颜色的函数。该功能是一致的人口合成模型的结果，其绝对值是从观测到的恒星速度色散。派生的最大光盘旋转与一些观察到的最大旋转，清楚地表明需要可观的数量的暗物质在光盘区域，甚至更是LSB星系。我们已经用两个例子说明了这些问题：星系NGC 6503和LSB星系NGC 1560。
1997-06-23 astro-ph
The large-scale Galactic magnetic field structure and pulsar rotation measures
脉冲星为银河系圆盘中的{ \it大尺度}星际磁场提供了独特的探测器。Parkes多束脉冲星巡天发现了许多遥远的脉冲星，这使我们能够首次探索银河系圆盘附近大部分区域的磁场。从$l\sim45\degr$到$l\sim305\degr$，在龙骨-人马座和十字-盾牌臂之间的$\sim 10$ kpc的线性尺度上，发现磁场是{ \it方向一致}的。相干螺旋结构和场方向反转，包括新确定的逆时针方向的领域附近的诺玛臂，是符合双对称螺旋模型的磁盘场。然而，从星系晕和银河系中心的偶极场的反对称旋转测量天空表明，A0发电机在那里工作。
2002-11-11 astro-ph
Galactic Rotation Described with Various Thin-Disk Gravitational Models
对于成熟的旋涡星系，自转速度从星系中心开始迅速增加，从核心到外围达到恒定速度。这种动态行为所描述的模型平衡牛顿的重力和离心力旋转薄轴对称磁盘。弗里曼的圆盘假设质量密度随半径呈指数下降，这正确地产生了从银河系中心到外核附近的最大值增加的旋转速度，但随后与测量相反，向外围减小。梅斯泰尔的圆盘假设质量分布下降得更慢（与半径成反比），在整个圆盘上产生恒定的旋转速度，但有一个不切实际的中心质量奇点，并且没有正确描述核心旋转。因此，结合弗里曼和梅斯特磁盘，利用他们的长处，消除他们的不足。利用弗里曼公式的中央核心，和梅斯特尔公式超出核心的银河系边缘。这个组合模型产生的旋转曲线可以与成熟旋涡星系的测量结果相媲美。对于一个更一般的薄盘模型，我们开发了一种替代的计算方法来解决各种测量的旋转曲线的质量密度分布，我们计算径向质量密度，平衡牛顿引力和离心力在每一点上。计算的解决方案表明，质量密度下降近似指数在中央核心（类似弗里曼），并过渡到一个较慢的反向径向减少（类似梅斯特）的周边。因此，这些不同的方法产生类似的结果，并相互自洽与牛顿引力/动力学。
2008-04-01 astro-ph
Comment on ``General Relativity Resolves Galactic Rotation Without Exotic Dark Matter'' by F.I. Cooperstock & S. Tieu
Cooperstock & Tieu的广义相对论模型试图在不引入暗物质的情况下拟合螺旋星系的旋转曲线，并利用银河系的观测结果进行了经验检验。特别是，在太阳附近的质量密度和在太阳的位置的垂直密度分布的预测与观测进行了比较。结果表明，Cooperstock & Tieu模型与观测到的旋转曲线拟合得很好，但却不能再现观测到的银河系局部质量密度和垂直密度分布。
2006-04-03 astro-ph
Young Galactic Globular Clusters
9个目前已知的“年轻”银河系球状星团，其年龄比具有类似金属丰度的最古老星团小/ 3 Gyr，都具有大于15 kpc的RGC。此外，这些年轻的球状星团被发现有低于平均光度。这些结果表明：（1）在星系晕的最外层，球状星团的形成持续了相当长的一段时间;（2）这种外晕星团的典型光度（质量）随时间而减小。
1998-02-12 astro-ph
A Faraday Rotation Template for the Galactic Sky
利用一组河外射电源的测量数据，我们绘制了银河系磁场产生的法拉第旋转的全天图。为了生成地图，我们把射电源的位置作为一种“掩模”，并构造球谐模的组合，是正交的掩模天空。只要使用相对较小的多极子，所得到的地图对于源选择标准的变化是相当稳定的，并且清楚地显示了局部银河系磁场的结构。我们还建议使用这些地图作为模板CMB前景分析，说明了威尔金森微波各向异性探测器（WMAP）的数据和我们的地图之间的互相关分析的想法。我们发现一个显着的交叉相关性，表明存在显着的残留污染。
2005-06-28 astro-ph
Linear potentials and galactic rotation curves - detailed fitting
我们继续我们的天体物理意义的线性势$V(r)=-βc^2/r+γc^2 r/2$与基本的引力源在共形不变的四阶引力理论，最近已提出的Mannheim和Kazanas作为一个候选人的替代标准的二阶爱因斯坦理论的研究。我们提供了一个广泛的和多样化的11个旋涡星系的数据被认为是特别可靠的旋转曲线拟合。在没有任何暗物质存在的假设下，我们发现这个模型与旋转曲线的形状非常吻合，但它的归一化模式被证明是非常有指导意义的。
1996-02-19 astro-ph
Morphology of Galactic Open Clusters
利用2MASS星表数据库的恒星计数技术分析了银河系疏散星团的形状。根据恒星密度分布，用成团概率加权，得到椭圆率和大小等形态参数。我们发现，大多数星团都是拉长的，即使是最年轻的星团的几百万年，这是位于银河系盘附近。年轻星团的形状必须反映母体分子云和团簇形成过程中的条件。当一个疏散星团变老时，恒星动力学会导致星团内部变圆，但整体半径会变大，恒星密度会变稀疏。讨论了星系团演化过程中星系团内部弛豫过程与星系团外部扰动的竞争。
2004-08-02 astro-ph
Intrinsic errors of the central galactic mass derived from rotation curves under the influence of a weak non-axisymmetric potential
旋转曲线经常被用来估计旋涡星系的质量分布，假设圆盘是圆形旋转的。然而，由非轴对称引力势（如恒星棒）引起的非圆运动可能会干扰速度场，导致质量估计的误差，特别是在星系的中心区域，因为视线速度取决于非轴对称流中的视角。在含时数值模拟中，从不同的视角观察边临星系的自转曲线，得到了由自转曲线估算星系质量的误差。在最极端的情况下，气体轨道的椭圆率在中心区域高达0.8，即使棒势是弱的。当旋转曲线被定义为位置-速度图的最高速度包络时，从旋转曲线估计的质量对于15%的视角比真实质量大5倍，并且对于任何视角，表观质量和真实质量之间的比率小于6。质量的高估比低估发生得更频繁。
2002-10-29 astro-ph
Pulsar rotation measures and the large-scale structure of Galactic magnetic field
我们银河系的大尺度磁场可以利用脉冲星信号的法拉第旋转在三维空间中探测。我们报告的223个旋转措施的偏振观测相对遥远的南星使用帕克斯射电望远镜的决心。结合以前发表的观测数据，这些数据给出了明确的证据，大规模的逆时针方向的领域（从北银河极）在螺旋臂内部的太阳和较弱的证据，逆时针方向的领域在英仙座arm. However，在臂间地区，包括太阳附近，我们目前的证据表明，大规模的领域是顺时针方向。我们提出大尺度银河系磁场具有双对称结构，在旋臂的边界上具有反转。与螺旋密度波相关联的流动运动可以从初始向内定向的径向场直接产生这样的结构。大尺度场向银心方向增大，在太阳附近平均值约为2~ $μ$ G，在银心半径为3 kpc处平均值约为4~ $μ$ G。
2006-01-17 astro-ph
Six New Galactic Orbits of Globular Clusters in a Milky-Way-Like Galaxy
最近测定了六个新的球状星团的绝对自行。这促使我们获得这六个星系团在轴对称银河系势和禁止势（如我们的银河系）中的银河系轨道。轨道也得到了银河系的潜力，包括旋臂。对这三种情况的轨道特征进行了比较和讨论。潮汐半径和破坏率也进行了计算和讨论。
2007-10-29 astro-ph
Young Massive Clusters in the Galactic Center
银河系中心的三个年轻星团代表了最接近大质量星爆的例子，它们定义了银河系星团质量函数的质量上限。在这篇综述中，我描述了拱，五联体和中央集群的特点和内容。它们每个都比银河系中的任何其他星团都要大，特别是拱门星团，它的质量和年龄使它成为研究大质量恒星演化和致密恒星系统的理想对象。初步的测量表明，银河系中心的初始质量函数是头重脚轻的，这表明在银河系星团的类似观测中没有环境效应。考虑到五重星团和中央星团相对更进化的性质，这些星团包含了处于各种进化状态的恒星，包括亮蓝变星和沃尔夫-拉叶星。五联体星团提供了一个特别有趣的视角，可以看到已知最大质量的恒星，手枪星和FMM 362。对拱星系团的质谱分析表明，质量上限为150-200 Msun。
2004-03-03 astro-ph
Galactic Rotation Described with Bulge+Disk Gravitational Models
观测结果表明，成熟的旋涡星系由恒星、气体和等离子体组成，它们近似分布在一个圆形的薄盘中，通常有一个中央隆起。自转速度从星系中心开始迅速增加，然后从核心到外围达到恒定速度。一个成熟的旋涡星系，如银河系，其基本的动力学行为可以通过简单的模型很好地描述，该模型平衡了牛顿引力与旋转的薄轴对称盘相关的离心力。在这项研究中，我们调查的影响，增加中央隆起薄盘引力模型。即使增加了大量的中心凸起，我们的薄盘引力模型的所有关键的基本特征都被保留了下来。(1)平衡牛顿引力和离心力在磁盘内的每一点产生的径向质量分布，描述了成熟的螺旋星系成功地测量旋转速度的配置文件。(2)不需要重力偏差或"神秘的暗物质的巨大外围球形晕“。(3)计算出的星系总质量与恒星计数数据吻合得很好。(4)中央隆起的增加增加了计算出的银河系总质量，可能与除了恒星之外的银河系气体，尘埃，颗粒，团块，行星和等离子体的存在更加一致。(5)与光分布相比，我们在盘内的质量分布更大，朝向银河系外围，那里更冷，不透明/发射率更低（因此更暗）。从星系的侧面看，这一点很明显，在明亮得多的星系晕的衬托下，星系盘上有一条黑暗的线。
2008-04-20 astro-ph
Are galactic rotation curves really flat?
本文在星系自转曲线系统学中发现了一个新的规律，即在光度变化很大的星系中，在最后检测到的点处，向心加速度具有完全普适的形式$v^2/R=c^2(γ_0+γ^{*}N^{*})/2$，其中$γ_0$和$γ^{*}$是新的普适常数，$N^{*}$是每个星系中可见物质的总量。这种规律性指出了与共形引力相关的线性势的作用，发现与星系无关的$γ_0$项根本不是从单个星系内部产生的，而是由于具有3-空间标量曲率$k=-(γ_0/2)^2=-2.3 \times 10^{-60}$ cm $^{-2}$的必然空间开放宇宙的全球哈勃流而产生的宇宙学起源。
1996-05-15 astro-ph
The fate of star clusters near the Galactic center I: Analytic considerations
星系核中的星团由于动力学摩擦而向星系中心下沉。当它螺旋向内时，由于恒星演化、弛豫驱动的蒸发和潮汐剥离，星团失去了质量，最终溶解在银河系潮汐场中。我们模拟了银河系中心附近密集的年轻星团的螺旋形，以研究参数空间区域的范围，在该区域中，星团可以在几百万年内达到银河系的内部秒差距。由于我们忽略了由于内部演化而引起的星团结构的变化，本研究最适用于小于一个初始弛豫时间的星团。我们发现，只有初始质量为$\apgt 10^5$ { \msun }的星团才能在一个初始弛豫时间或几百万年（以较小者为准）内从$\apgt 60$ pc的初始距离到达银河系中心。
2003-04-01 astro-ph
Search for star clusters close to the Galactic plane with DENIS
在DENIS巡天的点源星表上进行了一次自动搜索靠近银道面（|b| < 5度）的星团的工作。银河平面的44%已经被观测和校准。该方法允许检索22个已知的星团，并确定了两个新的，尚未公布，虽然以前在2MASS网站作为嵌入式集群在HII地区。灭绝的领域和前面的集群估计使用人口合成模型。我们提出的方法，并给出这些集群的性质。
2002-01-04 astro-ph
Derivation of the Galactic Rotation Curve using space velocities
我们提出的银河系的旋转曲线的基础上的197 OB星和144经典造父变星，分别，其范围内的银河系中心距离间隔约6至12千秒差距的空间速度。我们得到LSR的角速度为Omega_0 = 5.5 +/- 0.4 mas/a（OB星）和Omega_0 = 5.4 +/- 0.5 mas/a（造父变星），这与IAU 1985年的数值Omega_0 = 5.5 mas/a相一致。如果我们对FK 5系统的可能旋转进行校正，则相应的角速度为Ω_0 = 6.0 mas/a（OB星）和Ω_0 = 6.2 mas/a（造父变星）。这些值与由SgrA* 自行的VLA测量得出的Ω_0 = 6.4mas/a的值更一致。
1996-04-23 astro-ph
Factor analysis of Galactic globular clusters on structural parameters
用主成分方法研究了星系球状星团在7轴和8轴结构参数空间中的运动。结果表明，具有这组参数的簇的流形性质主要由两个独立的因素决定。这一结果对团簇的形成和演化理论有一定的参考价值。
2000-11-08 astro-ph
The Self-Enrichment of Galactic Halo Globular Clusters: the mass-metallicity relation
本文讨论了星系晕球状星团之间质量-金属丰度关系的存在性。在球状星团系统中，光度与金属丰度之间没有任何相关性，这一直被用来作为反对团簇形成的自富集模型的论据。我们表明，这样的关系是统计存在于银河系的老晕球状星团。这种观测相关性意味着质量最小的老星系团是最富金属的。这与以下观点相矛盾：如果球状星团是自富集系统，那么最富金属的星团也将是最大的。我们进一步表明，这种反相关性是预测的自富集模型。
2001-08-28 astro-ph
Starburst Clusters in Galactic Nuclei
星系核经常隐藏着大量的恒星形成活动，相对于周围的圆盘。并非巧合的是，星系核中的分子物质密度通常也比盘中的大得多（Kennicutt 1998的表1）。在我们自己的银河系中心，年轻恒星的丰富种群和密集的分子环境之间的相互作用是显而易见的，在银河系盘体积的$<$ 0.1%内，有超过10%的银河系恒星形成活动。VLA和HST获得的数据揭示了银河系中心的各种恒星形成地点，包括在非常密集和大质量的星团中形成的大量恒星，而其他恒星则形成在人口稀少的大质量恒星协会中。事实上，其中三个星团是银河系中质量最大、密度最高的。在本文中，我们讨论了银河系中心的环境和紧凑的年轻星团，并将它们与恒星形成星系核中的对应物进行比较，得出的结论是，密集的分子环境和大的速度分散相结合，改变恒星形成活动在这两种情况下，特别是对于大规模的年轻星团。
2000-12-28 astro-ph
The origin of IRS 16: dynamically driven inspiral of a dense star cluster to the Galactic center?
我们使用直接的N体模拟来研究银河系中心附近致密星团的螺旋和内部演化。这些星团由于与恒星背景的动力学摩擦而向中心下沉，并且可能在被银河系潮汐场破坏之前进入核心坍缩。如果一个星团在分裂之前达到核心坍缩，它的致密核心，已经变得富含大质量恒星，幸存下来接近银河系中心。当它最终溶解时，星系团会在银河系核心最里面的秒差距内沉积大量的大质量恒星。将大质量恒星的空间分布和运动学与银河系中心附近的一组年轻He I恒星IRS 16的观测结果进行比较，我们认为这种关联可能是以这种方式形成的。
2003-04-01 astro-ph
Multi-wavelength observations of stellar populations in Galactic globular clusters
我报告的框架内的一个复杂的项目，旨在描述银河系球状星团的恒星星族的光度特性的一些最近的结果。
2003-01-14 astro-ph
How many young star clusters exist in the Galactic center?
我们研究了银河系中心200 pc以内的年轻致密星团的演化和可观测性。计算使用直接N体积分的GRAPE-4，包括恒星和二进制演化和银河系的外部影响的影响。这些详细的计算结果被用来校准适用于更广泛的集群初始条件的简化模型。我们发现，星系团在200秒差距内从银河系中心溶解在约70万年。然而，在2000万年内，它们的投影密度下降到银河系中心方向的背景密度以下，有效地使这些星团在那之后无法检测到。距离银河系中心较远但投影距离相同的星系团受到这种选择效应的影响更大，并且可能在其整个生命周期内都未被发现。基于这些发现，我们得出结论，银河系中心200 pc以内的区域可以很容易地拥有大约50个具有类似于拱门或五重星系的性质的星系团。
2000-10-24 astro-ph
Faraday Rotation as a Diagnostic of Galactic Foreground Contamination of CMB Maps
我们提出了一个诊断测试可能银河污染的宇宙微波背景的天空地图，旨在提供一个独立的检查方法来编译这些地图。该方法涉及到一个非参数测量的相互关系的法拉第旋转测量（RM）的河外源和测量的微波信号在相同的角位置。我们认为，所观察到的旋转措施的分布的统计特性是一致的银河系的起源，一个论点加强了直接测量的互相关性之间的灰尘，自由和同步辐射前景地图和RM值与最强的相关性是灰尘和自由。我们没有发现任何统计学上令人信服的证据表明RM值和COBE DMR图之间的相关性在任何频率，因此没有证据表明这些CMB图中存在残留污染。另一方面，有一个统计上显着的相关性RM与初步的WMAP个人的频率图，仍然显着的Tegmark等人。维纳过滤的地图，但不是在内部线性组合地图由WMAP团队制作。
2003-08-12 astro-ph
Direct determination of the epicycle frequency in the galactic disk, and the derived rotation velocity V0
我们提出了一种方法，它允许直接测量的震中频率$κ$在银盘，使用大型数据库的疏散星团由我们的小组完成。从星表数据中导出了星系团在银道面上的观测速度矢量（振幅和方向）。在震中近似中，这个速度是由银河系旋转曲线描述的圆速度和剩余速度之和，剩余速度的旋转方向与频率$κ$相同。如果由于某种原因，形成的集群具有非随机的初始扰动速度方向（例如，相对于圆周旋转的方向测量），那么作为年龄的函数的剩余速度的取向角的曲线图揭示了震中频率。数据分析证实了这一点;由于初始速度的非随机性，有可能测量不同星系半径的$κ$。我们的分析认为旋臂对恒星轨道的影响很小（银河系的势主要是轴对称的）;在这个意义上，我们的结果不依赖于任何特定的螺旋结构模型，如存在给定数量的旋臂，或对共转半径的特定选择。$κ$的值提供了对盘的旋转速度及其在太阳半径之外的最小值的限制;特别是，即使采用星系的短尺度（R $_0$ = 7.5 kpc），$V_0$也被发现为226 $\pm$ 15 kms $^{-1}$。在太阳半径处测得的$κ$为42 $\pm$ 4 kms $^{-1}$ kpc $^{-1}$。
2007-06-13 astro-ph
The Spatial Distribution of Nearby Galaxy Clusters in the Northern and Southern Galactic Hemispheres
我们比较了南北银河半球星系团的空间分布，以及Abell和ACO星系团的分布。我们进行统计（相关性和集群）分析的样本阿贝尔和ACO星系团在银河系南半球。我们将这些结果与Postman等人（1992）在北银河系纬度上的对称样本进行了比较。对于北部样本，我们基本上证实了Postman等人的结果。我们发现，两个点的空间关联函数的北部和南部集群是可比的，平均相关长度为19.6 Mpc和斜率-1.8正高达约45 Mpc。在北部和南部集群样本的渗滤特性是非常相似的。我们也给出了一个超星系团的目录。在银河系南半球，主要的特徴是在时钟座区域有一个非常丰富的、延伸的超星系团，红移为0.06，靠近一个大空洞。
1992-05-08 astro-ph
Figure Rotation and the Mass of the Galactic Bulge
银河系核球的质量，$M_B$，由张量维里定理估计。通过考虑棒星分布和图形旋转的影响（81 \kms kpc $^{-1}$），并假设棒的方向与我们的视线成20°，我们发现$θ$高达2.8 $\times$ 10 $^{10}$ M $_{\odot}$。这一估计与从观测到的光学深度推断的总质量一致，以微透镜的恒星朝向银河系内部。对于较大的角度，$θ$ $\sim$ 40°，或较小的方向图速度（20 \kms kpc $^{-1}$），发现$M_B$为$\sim$ 1.7 $-$ 1.9 $\times$ 10 $^{10}$ M $_{\odot}$，类似于以前对条形隆起（2 $\times$ 10 $^{10}$ M $_{\odot}$）和轴对称隆起（1.8 $\times$ 10 $^{10}$ M $_{\odot}$）的估计。
1995-03-10 astro-ph
Is the Galactic center populated with young star clusters?
我们研究了银河系中心附近年轻致密星团的演化和可观测性，如拱星团和五重星团。星团的建模与技术的组合;使用直接N体，积分计算所有恒星的运动和详细的恒星和双星演化，以遵循恒星的演化。模拟的星团在银河系的潮汐场中在1000万到6000万年内溶解。在模拟的星团中，预计的恒星密度在寿命的5%到70%之间下降到与银河系中心预计的背景密度相当的水平。而且在以后的年龄里，在背景恒星中很难区分这些星团。这种影响对于距离银河系中心较远的星团更为严重，但在相同距离的投影中。基于这些论点，我们得出结论，银河系中心很容易隐藏10到40个具有类似于拱门和五重星系团特征的星系团。
2000-06-29 astro-ph
Scalar fields properties for flat galactic rotation curves
发现了可能导致银河系自转曲线平坦化的全部最小耦合质量标量场，并与一类能各向同性各向异性宇宙模型的标量张量理论建立了有趣的关系。由此产生的度量被发现和它的稳定性和标量场属性进行测试相对于存在的第二个标量场或在银河系外半径的旋转速度的小扰动。
2004-02-24 astro-ph gr-qc
Galactic extinction and Abell clusters
本文给出了Abell星系团角分布与银河系HI测量结果的比较。对于大多数子样本的集群考虑，它们在天空中的位置似乎是反相关的HI柱密度的分布。这些观测到的反相关性的统计显著性是丰富度和距离类的函数，其中更远和/或最丰富的系统具有最高的显著性（~3 sigma）。与观测到的银河系HI柱密度相比，较低的丰度，附近的星团似乎是随机分布的。
1995-08-18 astro-ph
Galactic Globular Clusters Database: a progress report
简要评述了银河系球状星团数据库的现状。本文描述了在撰写本文时实现的功能，以及未来改进的计划。
2007-11-19 astro-ph
Automated search for galactic star clusters in large multiband surveys: I. Discovery of 15 new open clusters in the Galactic anticenter region
目的：根据一些估计，银河系中有多达10万个疏散星团，但其中只有不到2000个被发现、测量和编目。我们计划对多波长巡天进行数据挖掘，以发现新的星团。研究方法：我们发展了一种基于密度函数卷积的自动搜索超大型星表中星团的新方法。我们已经将这种方法应用于银河系反中心的2微米全天巡天星表的一个子集。我们还开发了一种方法来验证检测到的恒星群是否是真正的星团，该方法测试形成空间密度峰值的恒星是否也落在颜色-星等图中的单一等时线上。通过拟合等时线的数据，我们估计在同一时间的一个集群的主要物理参数：年龄，距离，颜色过剩。结果如下：在本论文中，我们对银河系反中心附近$16\times16$度区域中探测到的88个高密度峰进行了详细分析。通过这次分析，15个高密度星系被确认为新的疏散星团，并确定了其中12个的物理和结构参数;其中10个星系先前被Kronberger（2006）和Froebrich（2007）怀疑是疏散星团。还确定了13个尚未研究的已知疏散星团的性质，从而几乎三倍的样本疏散星团与研究参数的反中心。用这种方法确定的参数显示出良好的协议与公布的数据为一组众所周知的集群。
2008-05-09 astro-ph
Kinematic Structure in the Galactic Halo at the North Galactic Pole: RR Lyrae and BHB Stars show different kinematics
给出了银河系北极（NGP）附近~200 ° 2区域内38颗天琴座RR星（RRL）和79颗蓝水平支星（BHB）的空间运动，采用的均匀距离尺度与大麦哲伦星系的（m-M）0=18.52一致.在10.4立方千秒差距体积中，26颗RRL和52颗BHB星的运动学是不均匀的，它们的Z<8千秒差距。我们的BHB样本（与Sirko等人2004 b的样本一样）具有零星系自转（V_phi）和大致各向同性的速度色散。RRL样品显示出确定的逆行旋转（V_phi = -95+/-29 km/s）和非各向同性速度色散。结合BHB和RRL的样本有一个逆行的银河系自转（V），类似于Mauriski（1992）在SA 57中发现的次矮星样本。具有正W运动的RRL星的速度色散明显小于那些具有负W运动的“向下流动”的色散。我们的样品的一个组成部分（丰富的RRL的）显示逆行旋转和流运动，我们与吸积过程。另一个（由BHB星追踪）基本上没有旋转，也没有流动的证据。这两个组成部分的HB形态表明，他们可能是场星的年轻和年老的晕球状星团分别。
2006-12-15 astro-ph
Galactic globular clusters contribution to microlensing events?
在这篇文章中，我们对迄今为止在银河系中心探测到的大量微透镜事件进行了分析，目的是调查一些暗透镜是否位于银河系球状星团中。我们发现，在四种情况下，一些事件可能确实是由于透镜位于球状星团本身。我们也给出了一个粗略的估计的平均透镜质量的事件的子集高度对准银河系球状星团中心，并发现，在合理的假设下，偏转器可能是最有可能的棕矮星，M-星或恒星残骸。
2008-02-26 astro-ph
Tidal Tails around 20 Galactic Globular Clusters
我们研究了20个银河系球状星团潮汐尾的二维结构，这些结构是通过小波变换检测大尺度上的弱结构并滤除低银纬星团的强背景噪声而获得的（Leon，Meylan & Combes 2000）。我们还提出了N体模拟的球状星团，在银河系周围的轨道，以定量和几何研究的潮汐效应，他们遇到（Combes，莱昂和Meylan 2000）。
1999-12-02 astro-ph
Formation and Evolution of Galactic Halos in Clusters of Galaxies
利用高分辨率N体模拟研究了标准冷暗物质（SCDM）宇宙中丰富星系团的时间演化对其成员星系团星系晕的影响。我们确定了数百个星系晕维里半径内我们的模拟集群。我们还发现，大量的晕已潮汐中断z = 0。因此，我们改进了一种考虑潮汐剥离星系的星系合并历史树的推导方法。
1998-11-23 astro-ph
The lives and deaths of star clusters near the Galactic center
我们研究了银河系中心附近的年轻致密星团的演化和可观测性，如拱和五重星系。星团的建模是通过整合所有恒星的运动方程，同时考虑到恒星和双星的内部演化，以及银河系潮汐场的影响。我们发现，在银河系中心150 pc范围内的星团在~5500万年内溶解，但它们的投影密度在银河系中心方向上仅在几万年内下降到背景密度以下，有效地使这些星团在此之后无法检测到。对拱门星团的详细观测表明，它的质量函数是异常平坦的，并且该星团包含了过多的质量超过20 Msun的恒星。然而，我们的动力学分析表明，所观察到的拱星系团的特征是一致的，一个完美的正常的初始质量函数。观测到的异常是由观测选择效应和星系团的动力学演化共同作用的结果。我们校准的拱门集群使用正常的初始质量函数的当前参数，并得出结论，该集群是更大的质量超过40000 Msun，有一个半质量半径约0.35 PC，位于50和90 PC之间的银河系中心。
2001-08-30 astro-ph
Cluster Magnetic Fields from Galactic Outflows
我们进行了宇宙学，磁流体动力学模拟，以遵循星系团的磁场的演变，探索的可能性，即起源的磁性种子场的星系外流在恒星爆发阶段的星系演化。为此，我们将\citet{2006MNRAS.370..319B}建议的磁化星系风半解析模型与我们的宇宙学模拟相结合。我们发现，在星系团中观察到的磁场的强度和结构是很好地再现了广泛的模型参数的磁化，星系风，并只弱依赖于确切的磁场结构内假设的星系流出。虽然原始磁种子场的演化与以往研究中的星系团场演化没有显著差异，但我们发现暗条内弥散介质中的磁场污染程度低于纯原始磁种子场情景所预测的水平。因此，我们的结论是磁化星系外流和它们随后的演化内的集群介质可以完全解释所观察到的星系团的磁场。我们的发现还表明，在低密度环境（如细丝）中测量宇宙磁场比观察星系团磁场更有用，可以推断它们可能的起源。
2008-10-24 astro-ph
Closing the gap: an X-ray selected sample of clusters of galaxies behind the Galactic plane
我们讨论了CIZA调查的设计和现状，第一个系统的X射线搜索星系团在银道面区域。到目前为止，我们已经收集了超过70个X射线选定的集群在|b| <20度，其中80%是以前未知的。CIZA星系团目录完成后将补充银道面区域现有的星系巡天，并使人们能够对大尺度结构和局部流运动有一个新的认识。
2000-01-18 astro-ph
Magnetic fields in the Southern Galactic Plane Survey
南银道面巡天（英语：Southern Galactic Plane Survey，缩写为SGPS）是一个1.4 GHz的射电偏振和HI巡天，在大部分的内银道面进行，分辨率约为1弧分。来自银河系扩散同步辐射源、星系和河外源的偏振辐射的去偏振和法拉第旋转可以用来推断银河系磁场的强度和结构。在这里，我们讨论的科学成果偏振数据从SGPS。我们从极化河外源的旋转测量的统计分析表明，磁电离介质的旋臂的波动可能主要是由HII区，而在臂间区域的旋转测量波动可能连接到星际湍流级联。此外，旋转测量与银河经度的变化，使建模的大规模组成部分的银河磁场，包括确定的数量和位置的磁场逆转。最后，SGPS是一个很好的方法来研究亚秒差距尺度结构的电离ISM的方式在HII区的去极化研究。
2005-11-14 astro-ph
Age and metallicity of Galactic clusters from full spectrum fitting
我们正在使用全光谱拟合来确定银河系星团（M67和球状星团）的年龄和金属丰度。我们发现，该方法是非常准确的测量金属丰度。蓝色水平分支被很好地识别为“年轻”子成分，并且“老”成分的年龄与CMD测定结果相当一致。
2007-02-05 astro-ph
Old Open Clusters as Tracers of Galactic Evolution
旧的疏散星团是研究银河系盘性质的有用工具，无论是现在还是过去。要得出可靠的结论，必须要有大量的样品，这些样品的性质必须准确和均匀地测定。我们在这里介绍我们最近在该领域的工作，并介绍和讨论有关金属丰度的结果。
1999-12-07 astro-ph
{BOAO Photometric Survey of Galactic Open Clusters. II. Physical Parameters of 12 Open Clusters
我们已经开始了一个长期的项目，BOAO测光调查的疏散星团，扩大我们的了解银河系结构的UBVI CCD测光的疏散星团，以前很少研究。这是我们对12个疏散星团进行测光研究的第二篇论文。我们已经确定了集群参数，通过拟合帕多瓦等时线的颜色星等图的集群。除Be 0和NGC 1348外，其他星团都是中老（0.2 - 4.0 Gyrs）疏散星团，平均金属丰度[Fe/H] = 0.0。
2002-03-03 astro-ph
Metal abundances in extremely distant Galactic old open clusters. II. Berkeley 22 and Berkeley 66
本文报道了银河系老疏散星团Berkeley~22和Berkeley~66中四颗巨星的高分辨光谱。我们发现，$[Fe/H]=-0.32\pm0.19$和$[Fe/H]=-0.48\pm0.24$的伯克利~22和伯克利~66。基于这些数据，我们首先修正了星系团的基本参数，然后在银盘径向丰度梯度的背景下讨论它们。我们发现，这两个星团都很好地遵守了\citet{fri02}对梯度斜率的最新估计，是真正的银河系盘状天体。
2005-04-13 astro-ph
The Evolution of the Globular Cluster System in a Triaxial Galaxy: Can a Galactic Nucleus Form by Globular Cluster Capture?
场星引起的动力学摩擦和中心核引起的潮汐扰动是决定椭圆星系中球状星团系统演化的关键。本文研究了某些星系核是由在三轴势场中运动的衰变球状星团形成的可能性。最初的快速增长的核心，主要是由于大规模的集群盒轨道下降到银河系的中心在很短的时间尺度，被发现是后来放缓的潮汐中断引起的核心本身对质量较小的集群的方式所描述的Ostriker，宾尼和萨哈。动力学摩擦的效率是这样的，携带到星系中心足够的球状星团质量，可形成一个紧凑的核心，但其无碰撞形成的实际模式仍有待研究。核的质量是由上述两个过程的相互反馈以及已知的球状星团族的初始空间、速度和质量分布决定的。此外，我们还讨论了球状星团坠落到银河系中心是原始剧烈星系活动原因的可能性。最后给出了该模型在M31上的应用。
1993-01-14 astro-ph
The ellipticities of Galactic and LMC globular clusters
大麦哲伦星系的球状星团被发现比银河系的球状星团明显更椭圆，但在几乎所有其他方面都非常相似。大麦哲伦球状星团的椭圆率与星团的年龄和质量无关。我们认为这种椭圆度的差异是由于大麦哲伦星云和银河系的潮汐场强度不同造成的。强大的银河潮汐场消除了初始速度的各向异性，并消除了球状星团的角动量，使它们更接近球形。LMC的潮汐场不足以完成这些任务，它的球状星团仍然接近它们的初始状态。
1997-02-03 astro-ph
