Comparing Giant Molecular Clouds in M31, M33 & the Milky Way
我们对M31东北旋臂中的2'场进行了新的观测。在0.8 × 3.6千秒差距的镶嵌区域，我们已经检测到六个不同的，大的分子气体复合物，其中大部分位于沿旋臂尘埃带或在附近的HII地区。这些复合物的平均性质如下：直径约为57+/-13 pc，半高宽速度约为6.5+/-1.2 km/s，M（CO）约为3.0+/-1.6 x 10^5太阳质量，峰值亮度温度约为1.6--4.2 K。我们研究了空间滤波对本星系群和银河系巨分子云性质和分布的定量比较的影响。我们还讨论了不同的云识别技术和它们的影响派生云的属性。当我们使用相同的云识别方法并考虑M31，银河系和M33的数据采集差异时，我们发现所有三个星系中的分子云复合体是相似的。虽然分子气体的全球分布可能因星系而异，但云复合体是相似的，这表明云的形成和破坏是由当地物理决定的。这项工作得到了美国国家科学基金会AST-9613716和AST-9981289的资助。
2000-08-21 astro-ph
Potential Condensed Fuel for the Milky Way
在最近的冷却模型的背景下，审查潜在的气体凝结云的星系晕，碎片云建设的重子质量的星系。本文定义了582个高速云（HVC），并给出了它们的空间分布和速度分布。云中的大部分氢离子化（约85%），云的距离分布在150千秒差距以内，其单个总质量低于10^7兆太阳能，潜在凝聚云的总质量为1.1 ~ 1.4 × 10^9兆太阳能。如果采用< 60 kpc的更严格的距离限制，则质量范围降至4.5 - 6.1 x 10^8 Msun。冷凝云模型的影响，以及反馈和额外的吸积方法，进行了讨论。
2006-03-23 astro-ph
Effect of the Magellanic Clouds on the Milky Way disk and VICE VERSA
星-盘相互作用从两个方面限制了晕的性质：（1）物理参数激发了在存在大质量晕的情况下可观测的银河系盘结构的激发，尽管晕参数的精确限制是依赖于星系的;（2）相反，银河系作为一个整体对LMC结构有显著的动力学影响，这种相互作用也导致了晕限制。总之，这些情景有力地证实了我们目前对引力质量的估计，并表明LMC正在迅速演变。
1998-11-12 astro-ph
Comparative chemistry of diffuse clouds III: sulfur-bearing molecules
利用IRAM的Plateau de Bure干涉仪和30 m望远镜的观测数据，讨论了CS、SO、H_2S和HCS ~+的毫米波吸收谱线，这些谱线出现在遮蔽几个河外连续谱源的弥散云中。典型的相对丰度为X（CS）/X（HCO+）~ 2、X（CS）/X（SO）~ 2、X（CS）/X（H2S）~ 6和X（CS）/X（HCS+）~ 13。
2002-01-10 astro-ph
Asymptotic giant branch evolution and its impact on the chemical evolution of the Milky Way and the Magellanic Clouds
恒星演化的渐近巨星分支（AGB）阶段是大多数中低质量恒星所共有的。宇宙中的大部分碳和氮都是由AGB恒星产生的。AGB封套的最终命运由行星状星云（PN）代表。通过研究PN丰度，并将其与恒星演化的产量进行比较，可以量化碳和氮的产生，并研究银河系和麦哲伦云种群的宇宙循环。在本文中，我们提出了PN化学丰度分析的最新结果及其对银河系和麦哲伦云化学演化的影响，特别注意碳丰度，只有通过紫外光谱才能获得。
2006-09-21 astro-ph
Extra-planar H I in the Inner Milky Way
利用绿岸望远镜（GBT）在21厘米线上观测银河系内部的面外氢，发现其中含有大量的云状结构。这些晕云的运动与银河系的自转一致，似乎与经典的高速云无关。它们被发现距离平面>1 kpc，可以包含数百个太阳质量的H I。许多晕云的光谱显示了冷、暖氢相共存的证据。对其中一个云团的初步高分辨率研究表明，它由一个弥散的包层和几个致密的核心组成，氢柱密度峰值达到4 x 10^20 cm^-2。这些云通常被组织成更大的结构，其中一个例子是在银河经度35度附近发现的，高于银河平面2千秒差距。新的观测应该能回答一些关于这些云的本质的基本问题。
2004-10-06 astro-ph
The Chemical Properties of Milky Way and M31 Globular Clusters: I. A Comparative Study
本文对M31中30个球状星团、20个银河系星团的高质量积分光谱与一个场椭圆星系和团椭圆星系的样品进行了比较分析。我们发现，舔CN指数在M31和银河系的星系团增强相对于银河系，M31，和椭圆球状体的凸起。虽然在Lick CN指数中没有看到，但在金属丰度为-1.5 <[Fe/H]<-0.3时，相对于银河球状星团，M31星团中的近紫外氰特征（3883 A）被强烈增强。碳在这两组中显示出不同的迹象。当[Fe/H]>-0.8时，我们观察到M31和银河系球状星团之间的H δ、H γ和H β指数没有显著差异。椭圆星系的样本偏离了Cyanogen-[MgFe]和Balmer-[MgFe]平面中所有球状体的轨迹。其中6个M31星系团的光谱看起来很年轻，并被投射到M31的盘面上。布居合成模型表明，它们是富含金属的星团，年龄在1亿~ 8亿年之间，金属丰度为0.20 < [Fe/H] <0.35，质量为0.7 ~ 7.0x10^4 Msun。另外两个年轻的星团是NGC 205中的哈勃V，以及一个较老的（约3 Gyr）星团，距离盘面约7 kpc。投射到盘上的六个星团以类似于M31中HI气体的方式旋转，其中三个星团表现出薄盘运动学（Morrison等人）。这些天体需要动力学质量和结构参数来确定它们是大质量疏散星团还是球状星团。如果是后者，我们的发现表明球状星团可能是星系盘形成的痕迹。无论哪种情况，我们都可以得…
2004-07-12 astro-ph
On the origin of anomalous velocity clouds in the Milky Way
我们报道了中性氢（HI）气体云，类似于在银河系（MW）中观察到的高速云（HVC），出现在MW大小的盘状星系中形成的高分辨率冷暗物质（LCDM）宇宙学模拟，其中包括气体动力学，辐射冷却，恒星形成，超新星反馈和金属富集。分析了两个这样的盘星系，并构造了全天Aitoff投影中的HI柱密度和速度分布。模拟结果表明，LCDM是能够创建星系与足够数量的异常速度气体云一致的HVC内观察到的MW，他们被发现在一个galactocentric半径为150千秒差距。我们还发现其中一个星系有一个半径为30 kpc的极性气体环，在Aitoff投影中表现为大的HVC结构。这样的大结构可以共享与在MW中观察到的延伸HVC（例如复合物C）类似的起源。
2006-06-12 astro-ph
An Interaction of a Magellanic Leading Arm High Velocity Cloud with the Milky Way Disk
麦哲伦星系的主导臂是潮汐形成的HI特征，从麦哲伦云延伸出$\sim 60\arcdeg$，位于其运动方向的前方。利用来自银河系全天巡天（GASS）的氢原子（HI）数据，再加上来自澳大利亚望远镜紧凑阵列的数据，我们发现了引导臂中的云与引导臂穿过银河平面的银河圆盘之间相互作用的证据。这种相互作用发生在银河系自转所允许的速度下，这使我们能够推导出到星云的运动学距离为21 kpc，这表明主导臂以$R\approx 17$ kpc的银河系半径穿过银道面。
2007-12-14 astro-ph
Milky Way potentials in CDM and MOND. Is the Large Magellanic Cloud on a bound orbit?
我们计算了不同冷暗物质（CDM）模型下的银河系势，并与修正的牛顿动力学（MOND）框架进行了比较。我们计算了各种模型中的势轴比，发现MOND势中的等势球比CDM势中的等势球小。作为这些模型的一个应用，我们预测的逃逸速度作为在银河系中的位置的函数。这可能有助于与计划中或已经进行的运动学调查（RAVE、SDSS、SEGUE、SIM、GAIA或超高速恒星调查）的未来数据进行比较。此外，预测逃逸速度与最近测量的大麦云（LMC）的高自行速度进行了比较。为了将大麦哲伦星系绑定到MOND模型中的银河系，同时仍然与RAVE测量的太阳位置处的局部逃逸速度兼容，我们证明了需要小于$0.03 a_0$的外场模量。
2008-03-06 astro-ph
Are the Magellanic Clouds on their First Passage about the Milky Way?
Kallivayalil等人（2006 a，b）最近对大麦哲伦云和小麦哲伦云（分别为LMC和SMC）的自行测量表明，云的三维速度比以前估计的要高得多（约100 km/s），现在接近银河系的逃逸速度（MW）。以前的研究也假设银河系可以被充分地模拟为大距离的等温球体。在这里，我们使用新的速度和位力质量Mvir = 1 e12 Msun的LCDM激发的MW模型重新检查云的轨道历史（例如Klypin等人，2002）。我们的结论是，云要么是目前第一次通过MW，要么是，如果MW可以通过等温球精确地模拟到>200 kpc的距离（即，Mvir > 2 e12 Msun），它们的轨道周期和远银河系距离必须比以前估计的大两倍，分别增加到3 Gyr和200 kpc。第一次通过的情况与LMC和SMC与MW的其他卫星星系相比似乎是异常值的事实是一致的：它们的外观不规则，并且移动得更快。我们讨论了这种轨道分析的影响，我们的理解的恒星形成的历史，在MW磁盘和麦哲伦流（MS）的起源，HI气体带落后的LMC和SMC，延伸约100度的整个天空的翘曲的性质。具体来说，由于新的轨道历史的云，MS的起源可能无法解释目前的潮汐和冲压压力剥离模型。
2007-03-08 astro-ph
Giant Molecular Clouds in M31: I - Molecular Cloud Properties
我们提出伯克利伊利诺伊马里兰协会（BIMA）毫米干涉仪观测的巨大分子云（GMCs）沿M31的螺旋臂。观测包括使用干涉仪的紧凑配置进行的一次调查，以及对调查中的一部分探测进行的后续高分辨率观测。使用分析算法处理数据，该算法旨在提取GMC并校正其导出的观测偏差属性，从而便于与银河系数据进行比较。该算法确定了67个GMC，其中19个具有足够的信噪比，以准确地测量其属性。在M31的这一部分中的GMC与在银河系中发现的GMC没有区别，具有相似的尺寸-线宽关系和维里参数分布，证实了以前较小研究的结果。GMC的速度梯度和角动量与M33和银河系中的测量值相当;并且在所有情况下，都低于基于局部星系切变的预期值。M31的研究区域与银河系内部有着相似的星际辐射场、金属丰度、Toomre Q参数和中平面体积密度，因此两个系统之间GMC种群的相似性并不奇怪。
2006-09-14 astro-ph
Comparative Chemistry of Diffuse Clouds II: CN, HCN, HNC, CH3CN & N2H+
利用Plateau de Bure干涉仪，我们观测到了CN，HCN和HNC的3 mm吸收线，这些吸收线来自于我们研究得很好的河外致密毫米波连续源样品所在的一些漫射云。这些物质的柱密度都相差约50倍，并且只在最普遍存在的物质（如OH、HCO+、C2 H和C3 H2）中看到的有限的云子集中突出。CN、HCN和HNC柱密度彼此以固定比例变化，其中<N（HNC）/N（HCN）> = 0.21+/-0.05和<N（CN）/N（HCN）> = 6.8+/-1。我们没有成功地搜索到CH 3CN和N2 H+，它们与乌云相比丰度不足，分别为至少10和100倍。
2001-03-15 astro-ph
A FUSE Survey of Molecular Hydrogen in Intermediate-Velocity Clouds in the Milky Way Halo
利用远紫外光谱探测器（FUSE）观测资料研究了银河系低晕中速云（IVC）中氢分子的含量。我们分析了对56个（大部分是河外）背景源的星际吸收，研究了61个IVC组分中H柱密度>10^19 cm^-2的莱曼和维尔纳带的H_2吸收。对于信噪比较好的数据（每个分辨率元素的信噪比约为9或更高），在14个病例中，在柱密度在约10^14 ~约10^17 cm^-2之间变化的情况下，令人信服地检测到IVC气体中的H_2。在低信噪比的FUSE谱中，我们发现了另外17种可能的IVC中H_2的检测。氢分子的分数f在10^-6和10^-3之间变化，这意味着一种致密的、大部分为中性的气相，可能与这些云中的冷中性介质（CNM）有关。如果H_2处于生成-解离平衡状态，则这些云中的CNM可以用体积密度为n_H~30 cm^-3的致密（D~0.1 pc）细丝来表征。IVC气体中H_2的较高检出率表明，这些云团中的CNM是普遍存在的。可能存在具有高得多的分子分数的更致密区域，但是由于它们的尺寸小，在吸收中难以检测到它们。
2002-11-15 astro-ph
Exploring Halo Substructure with Giant Stars: A diffuse star cloud or tidal debris around the Milky Way in Triangulum-Andromeda
我们在这里报告发现了一个明显多余的2 M质量的巨星候选者，其去红0.85 < J-K_S < 1.2，至少在$100\degr < l < 150\degr$和$-20\degr > b > -40\degr$之间的相当大的天球区域，并且覆盖了三角座和仙女座的大部分星座。这种结构似乎并不优先分布在一个清晰的核心周围，而是位于数十千秒差距之外的一个纤细的，cluberous云状结构中。简化的自行图以及子样本的光谱显示这些多余的恒星是真正的巨星，而不是污染的矮星。径向速度测量表明，在这些M巨星的速度色散$σ< 17$ km s $^{-1}$的相干运动学结构的存在。我们的发现支持银河系周围存在相当分散的恒星结构，由于其无核和稀疏的分布，可能是潮汐流或一种新的卫星星系的一部分。
2004-05-21 astro-ph
The Chemical Composition of Cepheids in the Milky Way and the Magellanic Clouds
我们通过FEROS和UVES高分辨率和高信噪比光谱测量了68颗银河系和麦哲伦造父变星的元素丰度，以确定化学成分对这些恒星性质的影响（参见Romaniello et al. 2005）。在这里，我们描述了我们开发的用于准确测定它们的耐用分析方法。由此产生的铁丰度范围在小麦哲伦星云中的恒星的~ -0.80 dex和银河系中最富金属的恒星的~ +0.20 dex之间。虽然每个星系的平均值与类似年龄的非脉动恒星非常一致，但造父变星显示出显着的差异。因此，测量单个恒星的金属丰度是至关重要的。
2005-10-18 astro-ph
Where are the High Velocity Clouds in Local Group Analogs?
高速云（High-velocity clouds，HVC）是银河系周围的HI云，其速度与银河系旋转不一致，距离和质量未知，起源也有争议。一种可能性是，HVC与星系形成模型中看到的小暗物质晕有关，分布在150 kpc - 1 Mpc的距离上。我们的报告，我们试图检测类似物，这种假定的河外云在三组星系类似于我们自己的本地集团使用ATNF帕克斯望远镜和紧凑阵列。发现了11个矮星系，但没有发现缺乏恒星的HI云。以银河系周围的致密HVC群体为模板，我们发现我们没有检测到类似物意味着它们必须聚集在银河系（和其他星系）160 kpc的范围内，在95%的置信水平下，平均HI质量<4x10^5 M（太阳）。这与其他作者最近得出的限制是一致的。如果我们的星系群与本星系群是真正的类似物，那么这使得Blitz等人和Braun & Burton关于HVC存在于距离银河系1 Mpc的原始图像变得非常不可能。HVC中的HI总质量< 10^8 M（太阳），这意味着没有大量的中性氢等待着被吸积到银河系中。任何重子物质的大部分都必须被电离或浓缩到无法探测的程度。
2004-06-10 astro-ph
Commentary on "The Theory of the Fluctuations in Brightness of the Milky Way. V" by S. Chandrasekhar and G. Munch (1952)
在1950年代的一系列论文中，Mürrasekhar和Munch关注的是使用统计模型，根据观测到的银河系空间亮度波动来推断星际云的性质。本论文总结了这项工作的后续影响，集中在从他们早期的离散云模型的连续随机模型在纸V系列。这两个模型之间的对比预期和平行的星际结构的解释目前的紧张局势，以及星系际莱曼阿尔法云。星际结构的情况下进行了详细的讨论。还简要讨论了模型的具体化和科学抽象建模复杂现象的能力的影响。
1999-09-14 astro-ph
A clumpy-cloud PDR model of the global far-infrared line emission of the Milky Way
星际介质的分形结构表明，紫外辐射与ISM的相互作用，如在光子主导区（PDR）的上下文中所描述的占主导地位的大部分的物理和化学条件，因此，远红外和亚毫米发射的ISM在银河系中。我们调查到什么程度的银河系远红外线发射的重要物种CO，C，C+，O，宇宙背景探测器（COBE）卫星观测到的，可以在一个cloudly，紫外线穿透云的情况下的框架建模。银河系的远红外线发射被建模为从一个集团的发射与幂律的质量谱和质量大小的关系与所观察到的ISM结构一致的幂律指数。使用球形团块的KOSMA-tau PDR模型计算单个团块线强度。质量密度和体积填充因子的圆柱对称银河系分布的模型参数由观测到的径向分布确定。假设固定的FUV强度，其中嵌入了团块。我们表明，这种情况下，可以解释，没有任何进一步的假设，并在一个因素约为2，绝对FIR线强度和它们的分布与银河经度COBE观察。
2008-07-12 astro-ph
Giant Molecular Clouds in M64
本文研究了富分子星系M64（NGC 4826）中巨分子云的性质。在M64中，分子气体在2 kpc区域内的平均面密度为2N（H_2）~10^22，等于银河系中单个巨星系团的面密度。我们观察到CO，13CO和HCN的J = 1-> 0跃迁。200 pc <R_gal <800 pc时的线比W_CO/W_（13）CO与银河系中的线比相当，并且在该区域之外显著增加，部分原因是来自弥漫气体的CO发射的贡献很大，弥漫气体占银河系分子质量的25%。我们开发了一个修改后的CLUMPFIND算法分解成25个解决云的13 CO排放。这些云的光度-线宽关系为L~DV ^{2.2 +/-0.4}，这与所罗门等人（1987）报道的银河系趋势L~DV ^[5]有很大的不同。类似地，星云的线宽-尺寸关系为DV~R_e ^{1.0 +/-0.3}，而银河系的线宽-尺寸关系为DV~R_e ^{0.5}。对云的动能和结合能的估计表明，云是自引力的，相对于M64中ISM的其余部分，云的压力明显过大。M64云的平均表面密度至少比在本星系群GMC中观测到的大2.5倍，并且表面密度并不像在本星系群中那样与质量无关：M_H2~M ^{0.7 +/-0.2}。这些云与星系的复合发射有关，这意味着它们正在形成恒星;尽管云的密度增加，但其速度与其他星系相当。我们注意到，在几个星系的云的内部压力标度的外部压力施加在云的环境ISM：P_…
2005-01-18 astro-ph
Effect of the Milky Way on Magellanic Cloud structure
分析模型和n体模拟的结合表明，大麦云（LMC）的结构演化是由它与银河系的动力学相互作用主导的。虽然在某种程度上是预期的，但参与的范围具有重大的观测后果。首先，大麦哲伦星系盘的轨道被扭转出盘平面，使盘变厚，形成一个球体。力矩的结果直接强迫银河系潮汐，间接，从LMC磁盘和它的晕之间的阻力导致的LMC磁盘的诱导岁差。后者是一种新报道的机制，可以影响所有的卫星互动。然而，总的扭矩不能各向同性的恒星轨道和他们的运动学仍然是盘状。这样的运动学签名观察到几乎所有的LMC人口。扩展磁盘分布预计将增加对LMC的微透镜。其次，在此过程中，磁盘的结合能缓慢下降，膨胀并为随后的潮汐剥离准备外部区域。由于潮汐剥离碎片将在空间上扩展，剥离星的分布比HI麦哲伦流更广泛。这与气体流中恒星密度的上限是一致的，并提出了一种不同的探测剥离恒星的策略。最后，通过n体模拟预测了几个LMC轨道上的质量损失，碎片从潮汐边界延伸到数十千秒差距。虽然被剥离的恒星的整体空间密度很低，但最近有报道称可能存在这样的干预人口，并且可以使用2MASS进行检测。
1999-05-25 astro-ph
A confirmed location in the Galactic halo for the high-velocity cloud 'chain A'
大约35年前发现的高速氢原子云，其速度与简单的银河系旋转模型不一致，而简单的银河系旋转模型通常适用于银河系圆盘中的恒星和气体。它们的起源和在星系演化中的作用仍然知之甚少，主要是因为缺乏关于它们距离的信息。高速云可能是超新星从银河系盘吹到晕中的气体造成的，在这种情况下，当它们落回盘上时，它们会使银河系富含重元素。或者，它们可能由贫金属气体组成--星系形成时代的残余物，被银河系吸积并减少了其金属丰度。或者它们可能是本星系群中真正的河外天体。在这里，我们报告了一个大型高速云链A的可靠距离范围，它位于银河系晕（银道面上方2.5 ~ 7千秒差距），而不是在河外的距离，并将其气体质量限制在10^5 ~ 2 × 10^6太阳质量之间。
1999-07-08 astro-ph
The Deuterium-to-Hydrogen Ratio in a Low-Metallicity Cloud Falling onto the Milky Way
利用远紫外光谱探测器和哈勃空间望远镜对类星体PG 1259 +593的观测，我们探测到了落在银河系中的低金属丰度气体云Complex C的DI莱曼系列吸收。这是第一次在银河系圆盘附近区域以外的地方探测到氘原子。一个新的韦斯特博克合成射电望远镜（WSRT）干涉仪对PG 1259 +593的H I 21 cm发射的图像表明，视线穿过复合体C中致密的中性气体浓度。我们发现D/H =（2.2+/-0.7 x10 ^-5，O/H =（8.0+/-2.5 x10 ^-5，D/O = 0.28+/-0.12。从氧丰度[O/H] = -0.79（+0.12，-0.16）推断，PG 1259 +593方向的络合物C气体的金属丰度约为1/6太阳。虽然我们不能排除类似于本地ISM发现的D/H值，但我们可以自信地排除像最近在银河系圆盘中扩展视线所确定的那样低的值。结合太阳下的金属丰度估计和低氮丰度，这一结论支持了复合体C位于银河系之外的假设，而不是在银河系盘和晕之间循环的物质中。复合物C的D/H值与从最近威尔金森微波各向异性探测器对宇宙微波背景的观测和简单的化学演化模型中推断出的氘的原始丰度一致，该模型预测了氘原子量作为金属丰度的函数。[摘要]
2003-11-07 astro-ph
The Mass Spectra of Giant Molecular Clouds in the Local Group
我们重新分析的目录中的分子云的本地组，以确定其质量分布的参数以统一的方式。该分析使用参数估计的变量误差方法，该方法不仅考虑了从母体分布中提取的样本方差，还考虑了质量测量中的误差。测试的方法表明，它恢复的累积质量分布的基本属性没有偏见，同时准确地反映了参数的不确定性。银河系内盘的云遵循截断幂律分布，指数γ=-1.5 +/-0.1，最大质量为10^6.5 M_sun。外银河系和M33的云质量分布显示出明显更陡的指数（γ_OMW= -2.1 +/- 0.2和γ_M33= -2.9 +/- 0.4），没有证据表明存在截断。大麦云云的质量分布比银河系内盘的质量分布稍陡（γ=-1.7 +/- 0.2），并且还显示出截断的证据，最大质量为10^6.5 M_sun。分子云的质量分布在本星系群中变化很大，即使考虑到在比较异质数据和星表时出现的系统误差。在旨在重现分子云质量分布的研究中或在使用质谱作为模型参数的研究中，应考虑这些差异。
2005-08-31 astro-ph
Distances to Galactic high-velocity clouds. I. Cohen Stream, complex GCP, cloud g1
高速和中速星际云（HVC/IVC）是银河系及其周围高能过程的示踪物。在圆盘上方约1 kpc的近太阳金属丰度的云追踪圆盘和晕（银河喷泉）之间的物质循环。麦哲伦流由从SMC中提取的气体潮汐组成，追踪银河系的暗物质潜力。其他几个HVC的金属丰度较低，似乎是在追踪不断下沉的星系际气体的吸积。这些断言得到了过去十年中测量的大约十片云的金属丰度（0.1到1个太阳）的支持。然而，直接测量到高压输电线的距离仍然难以实现。在本文中，我们提出了四个新的距离括号，使用星际\CaII H和K吸收遥远的星系晕星的VLT观测。我们推导出科恩流的距离括号为5.0至11.7千秒差距（可能是一个下降的低金属含量云），9.8至15.1 kpc的复杂GCP（也称为史密斯云或HVC 40 -15+100，起源仍然未知），IVC为1.0至2.7 kpc，似乎与英仙座臂中喷泉的回流有关，而云g1则为1.8至3.8千秒差距，它似乎处于喷泉的流出阶段。我们的测量进一步表明，银河系正在吸积大量的气态物质，这影响了银河系当前和未来的动力学和化学演化。
2007-09-12 astro-ph
New Models for a Triaxial Milky Way Spheroid and Effect on the Microlensing Optical Depth to the Large Magellanic Cloud
我们得到的数据的基础上，由纽伯格和Yanny的三轴银河系球体模型。最适合的数据发生在一个球体中心，从银河系中心移动了3 kpc。研究了三轴度对大麦云云微透镜光学深度的影响。光学深度可以用来确定大质量致密晕天体（MACHO）的数量;较大的球体贡献意味着较少的MACHO。一方面，三轴性使我们和大麦哲伦星云之间的视线上产生更多的球体质量，从而产生更大的光学深度。然而，移动球体中心会导致另一个方向的效果：球体中心的最佳拟合是远离LMC的视线。因此，这两种效应趋于抵消，使得由于Newberg/Yanny三轴晕引起的光学深度的变化至多为50%。在我们考虑的四个模型中减去球体的贡献后，如果假设MACHO合作观测到的所有过量透镜事件都是由于MACHO，那么MACHO对星系晕质量的贡献（中心值）在8- 20%之间变化。这里的最大值是由于原始的CNOO协作结果，最小值在数据中的1 sigma误差水平下与0%一致。
2006-06-20 astro-ph
