Colour-Magnitude Diagrams from microlensing projects and galactic structure
总结了用恒星星族综合技术研究银河系结构和恒星星族的结果。重点分析了巴德窗OGLE色星等图的消光、星盘结构、星棒布居。
1996-07-18 astro-ph
Ultra high energy cosmic rays and the large scale structure of the galactic magnetic field
本文研究了超高能宇宙线质子在规则星系磁场的不同模型中的偏转。这些粒子的回旋半径远远超过1千秒差距,它们在银河系中的传播只反映了银河系磁场的大尺度结构。如果这种宇宙射线确实是在强大天体上加速的带电原子核,而且其源的分布不完全是各向同性的,那么未来对能量在10 $^{19}$ eV以上的宇宙射线进行的大型实验统计可以用于研究银河系磁场的大尺度结构。
1996-07-17 astro-ph
Discovery of a New Filamentary Structure near the Galactic Center: G358.85+0.47 - The Pelican
我们报告发现了一个新的沉积结构,G358.85+0.47,由至少三个相互平行,但弯曲的“股”,位于约1.5度西南的Sgr A复杂。与所有其他已知的银河系中心暗条不同,G358.85+0.47的方向平行于银道面。暗条的这种取向可能对银河系中心附近磁场的大尺度结构有影响。这一特征是在银河系中心区域90厘米处的新宽视场图像中发现的。在20厘米的更高分辨率观测中发现了一个类似于银河系中心附近其他几个已知线性特征的平行结构。基于它在20厘米图像中的外观,我们给它命名为“鹈鹕”以供进一步参考。
1999-03-03 astro-ph
Galactic Magnetic Field Structure and Ultra High Energy Cosmic Ray Propagation
研究了银河系磁场对超高能宇宙射线(UHECR)传播的影响。通过采用两种方法的轨迹模拟,我们调查的可能性,UHECR产生的银河系内的路径强烈影响的银河系磁场。这样的轨迹有可能调和现有的冲突之间提出的本地源和各向同性UHECR到达方向。
2001-08-24 astro-ph
Galactic Structure and Radioactivity Source Distributions
一个可能的天空地图的发射从一个短寿命的大质量恒星产生的各向同性。该模型是基于一个尘埃分布模型的非轴对称组件重现银河FIR发射。在COMPTEL观测中看到的特征被定性地再现。
2001-11-13 astro-ph
Probing Galactic structure using micro-lensing with EROS-2
自1996年以来,EROS一直在监测麦哲伦星云中的数百万颗恒星,以及朝向银河系凸起和旋臂的恒星,以寻找微透镜事件。本文简要介绍了EROS的装置和科学计划,并讨论了我们在银河平面上远离核球的四个方向上的观测结果。在这些方向上观测到的910万颗恒星中,有7颗的光变曲线显示了被解释为微透镜效应造成的光度变化。平均估计的光学深度τ = 0.45 +0.24 -0.11与简单银河系模型的预期一致。尽管如此,在最接近银河系中心的方向上,可能会出现少量的短时间尺度事件。
1999-11-26 astro-ph
The structure of the Galactic bar
我们提出了一个深近红外广角光度分析的内部银河酒吧和中央磁盘的结构。在银河系中心存在一个三轴结构被证实,与一个从太阳-银河系中心线倾斜22+/-5.5度的棒相一致,从银河系中心延伸到大约2.5 kpc,并且具有相当小的轴比。在l=-9.8度处的一个特征与这个三轴性不一致,这表明在银河系内部存在第二个结构,一个双三轴性或一个内环。我们认为,这可能是银河棒末端的签名,大约在2.5-3千秒差距,这是由一个内部的伪环。没有厚的尘埃带之前的酒吧被检测到,并推断出一个洞,在光盘的尘埃分布内的酒吧半径。
2005-01-18 astro-ph
Structure of the Galactic Halo towards the North Galactic Pole
我们用天琴座RR星和蓝HB星作为旧星系晕的示踪星,研究了星系晕结构和星系自转随面上高度的变化。我们的样本包括40颗天琴座RR型恒星和80颗BHB型恒星,它们在平面上方约2到15千秒差距,大约250平方英尺。°的北银河系极点(NGP)我们使用自行(来自GSC-II数据库)和径向速度来确定旋转的光环。从整个样本来看,运动似乎比太阳附近的样本明显更逆行,这证实了Mauriski(1992)的结果和我们自己基于1/3当前样本的初步结果(Kinman et al. 2003; Spagna et al. 2003)。然而,更好的统计数据已经揭示了可能存在的两个组成部分,其特性需要对自行的系统误差进行准确分析,以便详细评估。
2004-10-29 astro-ph
Spiral structure in the outer Galactic disk. I. The Third Galactic Quadrant
我们结合光学和无线电观测追踪银河系第三象限的螺旋结构。光学观测包括一个大样本的年轻疏散星团和协会,而无线电观测包括一个调查附近和遥远的云观察CO。光学和无线电样本是迄今为止最大的文献。我们利用这种独特的材料分析了星际灭绝的行为,并追踪了第三银河象限(TGQ)的详细结构。我们发现,外(天鹅座)大设计旋臂由恒星和CO成分追踪,而英仙座旋臂仅由CO成分追踪,并可能被本星系(猎户座)旋臂的交叉所破坏。本星系旋臂由CO和年轻恒星追踪,朝向l = 1。我们发现,外(天鹅座)大设计旋臂由恒星和CO成分追踪,而英仙座旋臂则由CO成分追踪,并可能被本星系旋臂的交叉所破坏。本星系旋臂由CO和年轻恒星追踪,朝向l = 1。本星系旋臂由CO和年轻恒星追踪,并可能被猎户座旋臂的交叉所破坏。本星系旋臂由CO和年轻恒星追踪,并可能被猎户座旋臂的交叉所破坏最后,我们描述了银河系翘曲的特征,并比较了年轻恒星和CO组分所暗示的几何形状。
2007-09-25 astro-ph
The Radial Structure of the Galactic Disc
在SpA 23特殊区的CCD框架上进行的三色测光,提供了在朝向反中心的低吸收窗口中对银盘的深探测。在V = 25时,磁饱和度优于10%,B-V色低至V = 23。这些新的数据,结合较低的星等摄影数据在更广泛的领域,给出了一个强有力的证据,银河系密度尺度的长度是相当短的(2.5千秒差距)和突然下降超过6千秒差距。
1992-09-18 astro-ph
C- and O-Rich Miras and Galactic Structure
本文总结了对银河系中的变碳AGB星进行广泛研究的结论。发现银河系C-Miras的周期-M(bol)关系的零点与大麦哲伦星系的周期-M(bol)关系的零点接近。银河系C-Miras的平均年龄约为1.8 Gyr,它们的初始质量约为1.8太阳质量,有证据表明,随着脉动周期的增加,年龄减小,初始质量增加。银河系C-和O-米拉的运动学研究表明,这两个米拉类的相对频率取决于父母人口的年龄。在银河系隆起中缺乏碳星似乎是由于高氧丰度。O-Miras的速度分散性允许人们区分两种可能的银河系运动学模型。
2006-09-12 astro-ph
Inversion of stellar statistics equation for the Galactic Bulge
本文提出了一种基于Lucy(1974,AJ 79,745)迭代算法的方法来反演银河系核球的恒星统计方程,并应用于两微米银河系巡天的K波段离面区域(10 °> 10 °)的恒星计数。|b| >2 °,|l| <15 °)。的K-波段光度函数的顶端推导和恒星密度函数的形态拟合三轴椭球,假设一个不变的光度函数内的凸起。Lopez-Corredoira等人已经概述了结果。(1997,MNRAS 292,L15),并对反演的步骤作了全面的解释:光度函数显示出比星盘星群M_K=-8.0等亮的急剧下降;凸起拟合出长轴在银道面内与银心视线成12度角的三轴椭球。在第一象限;轴比为1:0.54:0.33,太阳到三轴椭球中心的距离为7860秒差距。发现椭球的长短轴比不是常数。然而,对这一点的解释是有争议的。真密度椭球梯度的偏心率和人口梯度是两种可能的解释。在1300 pc<t<3000 pc的情况下,假设轴比为常数的椭球分布,并允许K_z变化,计算了这两种情况下恒星密度的最佳拟合。其中,核球星的总数分别为~ 3 × 10^{10}或~ 4 × 10^{10}。
1999-11-10 astro-ph
Astrometric Tests of Galactic Evolution
银河系的结构和演化有许多基本的方面可以用高质量的三维运动学来最好地或专门地研究。其中,我们注意到作为例子的恒星速度椭球的方向的确定,并在速度位置相空间的结构检测。其中第一个是目前对银河系引力势的可靠和准确测量的主要限制。第二是对当前银河系形成的标准模型和速度-位置相空间结构探测的关键检验。其中第一个是目前对银河系引力势的可靠和准确测量的主要限制。第二个是对当前银河系形成和演化的标准模型的关键检验。
1994-11-17 astro-ph
Red clump distances to the inner Galactic structures
银河系最不为人所知的结构是它的中心区域,因为它的高度消光、拥挤以及沿视线方向的盘源和凸起源之间的混淆。我们展示了如何通过使用红团星作为距离指示器来强烈约束星系内部的结构和尘埃分布。本文介绍了利用剑桥红外巡天仪(CIRSI)对银河系内球进行深近红外巡天的结果。
2005-06-17 astro-ph
Effects of the tilted and wavy current sheet on the solar modulation of galactic cosmic rays
基于随机微分方程方法,数值求解了qA>0和qA<0时银河宇宙线输运方程。我们已经开发了一个完全依赖于时间和三维代码适用于波浪状日光层电流片(HCS)。得到了GCR质子在日光层边界的样本轨迹和到达点分布的漂移模式所预期的结果。我们的模拟再现了一个22年的太阳调制周期,这是定性与观测一致。计算了1AU质子的能谱,并与BESS观测结果进行了比较.
2006-10-26 astro-ph
Probing the Galaxy I. The galactic structure towards the galactic pole
观测(B-V)的颜色分布对银河系的两极相比,从合成的颜色星等图,以确定在磁盘和球体的主要成分。该星盘被描述为四个恒星子群:年轻、中间、年老和厚星盘群,它们的标度高度分别为100 pc、250 pc、0.5 kpc和1.0 kpc。球状体的描述与恒星的贡献,从隆起和晕。在本研究中分析的数据并未很好地约束凸起。一个非平坦的幂律比一个去投影的R^{1/4}-律更好地描述了在较暗量级上观察到的分布。关于年龄、金属丰度和标准化的详细信息列于表1中。用上述的恒星星族可以很好地描述从中间视场的恒星到银河系反中心的恒星数和颜色分布。参数给出了实际的太阳偏移量是约15个PC北从银道面。
1997-02-14 astro-ph
Large-Scale Radio Structuers in the Galactic Center
对银河系中心区域的射电连续谱观测揭示了许多贯穿银道面的垂直结构。大多数垂直结构合理地归因于极向磁场或能量释放向晕。讨论了连续结构与分子气环及其垂直延伸的关系。一些大规模的喷射特征似乎与外部星系中发现的气泡相似。关键词:银河系中心;射电辐射;喷流;磁场
1993-09-29 astro-ph
The large scale structure of the Galactic magnetic field and High Energy Cosmic Ray anisotropy
我们银河系中的磁场并不为人所知,也很难测量。在银河臂之间的圆盘中存在螺旋规则场是观测所青睐的,但是如果场从一条臂到另一条臂反转仍然存在争议。在这封信中,我们证明了能量范围在10^18至10^19 eV的宇宙射线质子,如果在银河系中心附近加速,可以探测银河系磁场的大尺度结构。特别是,如果场是偶宇称的,并且螺旋场从一臂到另一臂反向,即如果它是双对称的(BSS),那么超高能质子将主要来自南银河半球,如果场是偶宇称和轴对称的(ASS),则主要来自北银河半球。如果字段是奇奇偶校验,则对BSS或ASS配置不敏感。
2005-07-12 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 halo stellar structures in the Triangulum-Andromeda region
这封信报告了银河系的恒星结构,这些恒星结构出现在我们对仙女座星系晕的加拿大-法国-夏威夷/MegaCam调查的前景中。我们恢复了最近发现的三角座-仙女座结构的主序星和主序星的关闭Maurisski和合作者在日心距离~20 kpc。该调查还揭示了另一个人口较少的主序列,其亮度较暗,可能对应于更遥远的恒星结构,约为28 kpc。这两种结构都平滑地分布在约76平方米的区域内。°的虽然较近的一个显示密度向西北方向增加了约2倍。在三角星系-仙女座星系结构后面发现的恒星结构,其本身出现在围绕银河系盘的低纬度流后面,进一步证明了银河系的内晕具有空间上的星团性质。
2007-08-31 astro-ph
The magnetic field structure in NGC 253 in presence of a galactic wind
我们目前的无线电连续偏振观测附近的边缘星系NGC 253,它具有一个非常明亮的无线电晕。利用垂直同步辐射剖面和宇宙射线电子的寿命,我们确定宇宙射线的整体速度为(300+/-30)km/s,表明该星系中存在星系风。将大尺度磁场分解为盘中的环向轴对称分量和晕中的极向分量。极向分量显示了一个突出的X形磁场结构,以核心为中心,类似于在其他边缘星系中观察到的磁场。法拉第旋转测量表明极向场具有奇宇称(反对称)。NGC 253提供了将磁场结构与银河发电机和/或银河风流动模型进行比较的可能性。
2008-12-18 astro-ph
Starburst Driven Thermal and Non-thermal Structures in the Galactic Center Region
我们简要回顾了银河系中心附近的主要热源和非热源。这些来源包括年轻的星团、Sgr B复合体以及大尺度非热灯丝和叶瓣。本文还介绍了最近由甚大射电望远镜和绿岸望远镜观测到的该地区的一些射电图象。然后,我们认为,在银河系中心的内部两个度的大规模功能的起源是绑在过去的星系核的星暴活动。
2005-01-15 astro-ph
The Structure of High Redshift Galactic Halos
在高红移观测多重或透镜类星体可以用来探测介入吸收系统的横向结构。在这里,我们提出了从STIS光谱的独特的三重成像的类星体APM 08279 +5255在z = 3.9的结果,并研究干预低和高电离吸收的相干尺度。
2003-09-11 astro-ph
Faint M-dwarfs and the structure of the Galactic disk
我们使用宽带测光和低分辨率光谱的一个完整的样本晚K和M矮星亮比I=22在三个领域在高银河系纬度研究有关的问题,银河系的结构和大规模的丰度梯度。在每个区域观测到的星数与基于其他中纬度区域深层星数数据的模型预测很好地匹配,这些模型将晚型恒星确定为银河系盘的成员。这些晚型恒星的丰度是通过测量光谱中TiO和CaH带强度的窄带指数来估计的。我们的研究结果表明,即使在超过2千秒差距以上的高度,银河系盘的平均丰度仍然接近太阳。
1997-01-24 astro-ph
A boxy bulge in the Milky Way. Inversion of the stellar statistics equation with 2MASS data
由2MASS星计数反演恒星统计方程,得到了银河系核球在K波段的三维密度分布和光度函数。这导致了一个四四方方的凸起,轴比为1:0.5:0.4,长轴与太阳银河系中心的夹角为$20^\circ-35^\circ $。
2005-04-27 astro-ph
Parametrization of the Galactic Structure by two exponentials
我们参数化的总结构的星系在柱坐标系中的径向和垂直指数z=10千秒差距,覆盖薄盘,厚盘,和内球体。然而,我们让scaleheight和scalelength是距离银河平面的连续函数。在SA114、ELAIS和#0952+5245三个绝对星等区间(5<M(g)≤ 6,6 <M(g)≤ 7,7 <M(g)≤ 8),用新定义的标度高度和标度长度估算的空间密度与观测的空间密度之差的标准偏差相当小。标度高度的不确定性也很小,表明该参数对距银道面的距离非常敏感,而标度长度的不确定性较大。
2005-09-08 astro-ph
Interstellar extinction towards open clusters and galactic structure
我们以疏散星团为基础研究了银道面附近星际物质的分布,并回顾了消光与星团不同物理参数的关系,以了解星系结构。从对疏散星团的消光可以看出,大约90%的吸收物质位于银道面的-5 <b <5度范围内。根据半宽值β确定的吸收材料的平均厚度估计为约125 +/-21 pc。结果表明,星际吸收随银经呈正弦曲线变化,最大和最小吸收分别出现在1~48 +/-4度和1~228 +/-4度。结果表明,红化物质所定义的银道面相对于正规银道面的倾角为0.6 ± 0.4 °,在1~54 ± 6 °范围内倾角最大。红化分析已被用于约束太阳偏移,发现太阳偏移在红化平面上方约22.8 +/-3.3 pc。我们得到了疏散星团分布的标度高度为53 +/-5 pc,而红化物质分布的标度高度为186 +/-25 pc。
2005-07-04 astro-ph
The Structure and Variability of Sagittarius A*: Zooming in to the Supermassive Black Hole at the Galactic Center
银河系中心为我们研究各种天体物理过程提供了一个独特的天体物理实验室。本文回顾和概述了Sgr~A $^*$在源结构和通量密度变化方面的最新观测结果。Sgr~A $^*$现象代表了低光度活动星系核中围绕超大质量黑洞的低辐射效率吸积流的典型情况。在对Sgr A $^*$的观测中发现了许多悬而未决的天体物理问题,对现有的天体物理理论提出了挑战。对Sgr A $^*$的理论模型进行了综述。
2002-03-04 astro-ph
Evidence for universal structure in galactic halos
暗物质的晚期侵入会在星系晕中产生暗物质分布的结构(如焦散)。我们认为,这种结构是可能发生的一般长度尺度成正比的$l \sim t_0 v_{rot}$,其中$t_0$是宇宙的年龄和$v_{rot}$是星系的旋转速度。分析了一组32条扩展星系自转曲线。对于每条曲线,径向坐标根据$r\to \tilde r \equiv r (v_0 / v_{rot})$重新缩放,其中我们选择$v_0 = 220 km/s$。减去对每个重新缩放的旋转曲线的线性拟合,并对残差进行分箱和平均。样品在$\tilde r = 40 kpc$和$\tilde r = 20 kpc$附近显示出显著特征。这与星系晕的自相似焦散环模型的预言是一致的。
1999-06-02 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
The Magnetospheric Eternally Collapsing Object (MECO) Model of Galactic Black Hole Candidates and Active Galactic Nuclei
在低质量x射线双星系统中,中子星的光谱、计时和喷流形成特性受到中心磁矩的影响。银河系黑洞候选者(GBHC)所显示的类似特征强烈表明,它们的致密核心也可能具有内在的磁性。我们证明了内禀磁GBHC的存在性与广义相对论的爱因斯坦场方程的一类新解是一致的。这些解决方案是基于严格遵守强等价原理(SPOE)的要求,即物理物质的世界线必须在时空的所有区域保持类时。当爱因斯坦场方程右边的能量动量张量的结构和辐射传递性质被适当地选择,以动态地执行类时世界线完备性的SPOE要求时,新的解就会出现。在此背景下,我们发现爱因斯坦场方程允许存在高度红移的磁层永久坍缩天体(MECO)。MECO必然具有内禀磁矩,并且它们不具有导致事件视界和曲率奇异性的捕获表面。它们最显著的特征是均分磁场、成对等离子体大气和极端的引力红移。由于MECO寿命比哈勃时间大几个数量级,它们为理解GBHC和活动星系核的广泛观测提供了一个优雅而统一的框架。我们研究他们的光谱,定时和射流形成的属性,并讨论可能导致他们的确认的特点。
2006-02-21 astro-ph
HI and Galactic Structure
21厘米线的HI观测一直是研究银河系大尺度结构的主要工具。本文回顾了在发现21厘米线后的第一个十年中所学到的知识,以及这些知识在随后的几年中是如何扩展和完善的。主题包括螺旋结构,银河核,HI层的厚度,以及银河系外围的事务。仪器和计算的新进展,以及对使用所有波长信息的问题的广泛攻击,可能会在未来几年内保持对银河系的HI研究的兴趣。
2002-03-13 astro-ph
The very high state accretion disk structure from the galactic black hole transient XTE J1550-564
利用1998年明亮的银河系黑洞双星系统XTE J1550-564的大爆发,在强康普顿化的甚高能态谱中对吸积盘结构进行了约束。这些数据表明,圆盘发射与在热主导的高/软态和弱康普顿化的极高态中所观察到的恒定面积L ~ T^4行为不容易相容。即使在校正了散射几何的影响之后,盘的温度总是比在非常高的状态下导出的光度所期望的要低得多。最简单的解释是,这表明光学厚盘在强康普顿化的非常高的状态下被截断,因此微不足道地给出了银河系黑洞的低/硬和非常高的状态之间的观测到的连续性。
2004-06-18 astro-ph
The long Galactic bar as seen by UKIDSS Galactic Plane Survey
在过去的十年中,有一系列的结果支持银河系中存在一个长而薄的棒的假设,其半长为4.5 kpc,位置角约为45度。这显然是一个非常不同的结构,从三轴凸起的银河系,这是更厚,更短,并占主导地位的恒星计数在|l| <10度。本文分析了银河系内部的恒星分布,以探讨是否存在银河系中两个三轴或棒状结构的明确证据。通过使用红团人口作为银河系结构的示踪剂,我们确定了银河系内部的表观形态。UKIDSS银河平面巡天的更深和更高空间分辨率的近红外测光使我们能够使用面内数据,即使在最里面的银河系,一个区域的源混淆是一个主导的影响,使其不可能使用其他近红外数据库,如2 MASS或TCS-CAIN。我们表明,以前获得的结果与使用红丛巨星与UKIDSS GPS的面内数据证实。有两种不同的结构共存于内银道面:一个位置角为23.60+-2.19度,可以从银道中心追踪到l=10度(银道凸起),另一个位置角更大,为42.44+-2.14度,在l=28度附近结束(银道长条)。
2008-09-18 astro-ph
Microlensing of Globular Clusters as a Probe of Galactic Structure
我们银河系中致密暗物质的空间分布可以在几年内通过监测银河系球状星团的微透镜来确定。球状星团是唯一一个遍布三维晕的恒星密集场,因此非常适合探测其结构。不同星系团的微透镜光学深度分别来自星系的薄盘、厚盘、凸起和晕。虽然测量个人的光学深度的所有集群是一项艰巨的任务,我们表明,有趣的银河系结构信息可以提取与$40$ - $120$事件在整个球状星团系统(可观察的2- 5年的监测)。球状星团微透镜效应对晕质量分布的核心半径、薄盘的尺度长度、表面质量密度和径向尺度高度变化特别敏感。
1997-10-22 astro-ph
Parsec-scale structure in galactic disk and halo, from diffuse radio polarization
本文介绍了法拉第旋转调制的漫射射电同步辐射背景的多频偏振观测。没有观察到总强度,表明总强度在低于大约一度的尺度上不会变化。然而,偏振强度和偏振角显示丰富的小尺度结构,由于法拉第旋转在小尺度上的温暖的电离盘。旋转测度的分布使我们能够估计在温暖的电离磁盘中的磁场中的结构,与电子密度加权。
2001-09-19 astro-ph
A Distinct Structure Inside the Galactic Bar
本文介绍了用IRSF 1.4米望远镜和SIRIUS相机沿银道面(-10.5度< l <+10.5度,b=+1.0度)进行的近红外观测结果。Ks与H-Ks的色星等图显示了一个定义明确的红团星(RC)群体,它们的视星等峰值沿银道面连续变化,从去红后l=-10度时的Ks=13.4到l=+10度时的Ks=12.2。这种变化可以用以前研究中发现的棒状结构来解释,但我们发现在|l| <4度的位置还有一个额外的内部结构,在那里经度-视星等关系与外部棒状结构不同,视星等峰值在中心8度上仅变化0.1等。这种内部结构的确切性质还不确定。
2005-02-04 astro-ph
The structure of the Galactic halo: SDSS versus SuperCOSMOS
利用SDSS和SuperCOSMOS资料研究了银河系南北两极高纬度地区的晕结构。对于南帽晕,使用SuperCOSMOS摄影测光天空测量的档案。在南方的一个普通天区,$B_J$波段从$16^m.5$到$20^m.5$的SuperCOSMOS资料与SDSS资料的源符合率约为92%。而在$R_F$谱带中,从$16^m.5$到$19^m.5$,约为85%。转换到SuperCOSMOS系统并降级到SuperCOSMOS的极限星等后,SDSS的北银河帽中的恒星计数在$B_J$波段显示出$16.9\pm6.3%$不对称比率(定义为旋转对称结构上的相对波动),在$R_F$波段显示出$13.5\pm6.7%$不对称比率。从SuperCOSMOS $B_J$和$R_F$波段来看,银河系南半球的结构在原始和降级的SDSS恒星计数中都没有表现出与北半球相同的明显的不对称结构。一个n=2.8、q=0.7的轴对称晕模型可以较好地拟合SuperCOSMOS的数密度投影,平均误差约为9.17%。通过对降级后的SDSS北晕数据与SuperCOSMOS南晕数据的恒星计数差异的分析,表明在SuperCOSMOS的精度下,南银帽中不存在不对称性,室女座超密度可能是星系晕中的外来成分。
2007-05-23 astro-ph
SPH Simulations of Galactic Gaseous Disk with Bar: Distribution and Kinematic Structure of Molecular Clouds toward the Galactic Center
我们已经进行了光滑粒子流体动力学(SPH)模拟研究的分子云在银河系的磁盘旋转酒吧和随后的演变在银河系中心(GC)地区的响应。在我们的模型中,银河系势由三个轴对称分量(大质量晕,指数盘,致密凸起)和一个非轴对称杆贡献。假设这些分量在与杆共转的框架中在时间上是不变的。一些值得注意的特征,如一个椭圆形的外环,旋臂,气体耗尽区,和一个中心浓度已开发由于酒吧的影响。旋转杆诱导SPH粒子的非圆运动,但流体动力学碰撞倾向于抑制速度的随机分量。SPH粒子的速度场与HCN(1-0)跃迁中观察到的分子云的运动学一致,这些云被认为是非常致密的云。然而,由CO追踪的云的l-v图与我们的SPH模拟的l-v图有很大的不同,更类似于使用无碰撞粒子的模拟。碰撞粒子和无碰撞粒子的混合物的$l-v$图更好地再现了在CO线上观察到的GC云的运动学结构。HCN云的运动学可以被SPH粒子再现,这表明GC中的致密云是通过旋转棒引起的云碰撞形成的。
1998-10-02 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
Learning about Galactic structure with Gaia astrometry
对盖亚飞行任务和最终目录的预期内容进行了审查。最后指出,用盖亚天体测量研究银河系结构的最终目标应该是建立一个能够解释盖亚星表内容的银河系动力学模型。这只有通过将预测的目录数据与盖亚的实际测量结果进行比较才有可能。为了补充这一方法,盖亚目录应被用来重新校准测光距离和丰度指标的HR图,以克服缺乏精确的视差数据在暗端的天体测量。在这方面,利用其他调查的补充光度和光谱数据至关重要。
2008-10-30 astro-ph
The asymmetric structure of the Galactic halo
利用以斯隆数字巡天(SDSS)最新数据发布(DR 4)为基础的恒星测光目录,对选定的天空区域进行了利用恒星计数的银河系结构研究。样本区域是沿着银河纬度+60 $^\circ$的一个圆圈选择的,沿着不同的纬度选择10个高银河纬度的条带。数据的直接统计表明,从$180^{\circ}$到$360^{\circ}$的$\ell$的表面密度系统地高于从$0^{\circ}$到$180^{\circ}$的$\ell$的表面密度,相对于轴对称模型,定义了一个密度过高的区域(在室女座方向)和另一个密度不足的区域(在大熊座方向)。通过比较$(g-r)$颜色下的恒星计数结果表明,密度偏差是由于晕中恒星密度的不对称性造成的。建立了表面密度剖面的理论模型,并利用三轴晕进行了恒星计数,其参数受观测数据的约束。两个可能的原因的不对称结构进行了讨论。
2006-02-26 astro-ph
Polarization Structures in the Thomson-Scattered Emission Lines in Active Galactic Nuclei
入射到电子散射介质中的线光子在实空间和频率空间都是以扩散的方式传输的,并且平均散射次数随着波长从线中心偏移而变化。这导致轮廓加宽和偏振依赖于作为汤姆逊光学深度$τ_T$的函数的波长偏移。我们发现,当$τ_T$不超过几个时,汤姆逊散射发射线的偏振在线中心附近有一个下降。还可以看到诸如偏振翻转的各种结构。应用于活动星系核中宽发射线区周围的电离晕分量,发现偏振结构可能仍然存在。简要讨论了观测的影响。
1998-11-19 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
The VLBA 2cm Survey: Kinematics of pc-Scale Structures in Active Galactic Nuclei
目前正在利用甚长基线阵列在15千兆赫对170多个射电源的样本进行观测,研究活动星系核(类星体、BL Lac、射电星系和空场天体)中喷流在秒差距尺度上的运动学。自1994年以来,已经拍摄了1000多张照片。在这里,我们提出了一个概述,我们的研究结果,包括在射流中的组件的自行,以及它们与其他源属性的关系。
2002-11-11 astro-ph
Microlensing and Galactic Structure
由于我们对远离平面的银河力场知之甚少,银河系的质量分布是非常不确定的。我表明,一个微透镜调查星系接近50 Mpc将使我们能够在三维地图的银河系密度的恒星质量,这应该是严格小于总质量密度。在R<R_0时,可以对所需的恒星质量设置一个下限,以产生测量的光学深度。如果银河系是封闭的,这个极限比轴对称的情况低两倍。即使我们对银河系力场的有限知识也足以排除轴对称星系产生测量光学深度所需的质量的存在。几条论证线暗示,银河系只有在R < 4 kpc时才是强阻塞的,如果是这种情况,即使是阻塞的银河系模型也不能在不违反银河力场的某些约束的情况下产生测量的光学深度。银河系质量模型是基于光跟踪质量的假设,这在银河系内部有很大的支持,产生微透镜光学深度比测量值小2.5倍以上。
2000-04-26 astro-ph
Exploring Halo Substructure with Giant Stars: Spectroscopy of Stars in the Galactic Anticenter Stellar Structure
为了确定最近发现的银河系反中心环状恒星结构的性质,我们收集了一组从2 MASS点源目录中选出的假定组成M巨星的光谱。已经获得了跨度约为100度的恒星的径向速度,显示出速度随银河经度变化的趋势,估计色散为20 +/- 4公里/秒。这些恒星的平均金属丰度[Fe/H] = -0.4 +/- 0.3,结合文献中先前的证据,表明这些恒星的金属丰度分布很广。此外,至少有四个平均金属丰度较低的球状星团在空间和运动学上与这种恒星分布一致。我们将M巨星样本位置和速度随银河经度的变化解释为暗示卫星星系目前在银河系的非圆形顺行轨道上正在经历潮汐破坏。
2003-08-04 astro-ph
Radial structure of galactic stellar disks
我们展示了从72个盘状边缘星系中选取的一个形态样本的深度光学成像巡天结果,巡天值μ_lim = 26 - 27 V-mag/arcsec ^[2]。银河恒星盘的全球结构的问题,特别是在大的银河系中心距离的径向表面亮度剖面,解决。我们发现,典型的径向配置文件更好地描述了一个双斜率指数配置文件-其特征在于由内部和外部scalelength分离在一个中断半径-而不是一个sharp-truncated指数模型。结果给出了三个正面等效,作为关键的测试,以确保没有可能的几何视线影响的边缘上的样品的调查结果。
2002-01-02 astro-ph
Characteristics of the structure in the Galactic polarized radio background at 350 MHz
根据三组射电偏振观测资料,导出了斯托克斯参数Q、U和偏振强度P的角功率谱和结构函数。两个观察到的领域已在多个频率进行了研究,允许确定的功率谱和结构函数的旋转措施RM。第三个场覆盖了北方天空的大部分,因此可以研究银河系纬度和经度上功率谱的变化。Q和U的功率谱比P的功率谱更陡,可能是因为前景法拉第屏在Q和U中产生了额外的结构,而不是在P中。导出的P的功率谱的斜率是多极谱指数,并且与先前的估计一致。多极光谱指数随银河系纬度的增加而减小(即光谱变得更平坦),但在银河系经度上与一个恒定值一致。旋转测度RM的功率谱的谱指数约为1,而RM的结构函数近似平坦。结构函数是平坦的比早期的估计,从极化河外源,这可能是由于这样的事实,河外源RM探测整个视线通过银河系,而作为一个结果,去极化扩散无线电极化只探测附近的ISM。
2003-03-29 astro-ph
Galactic Structure and Evolution: a decade of surveys
对本地和遥远宇宙的观测是检验和改进我们的星系形成模型的手段。这些模式显然取得了巨大成功,但最近在确定仍需学习的内容方面也取得了相当大的进展。目前的模型的主要弱点是合并的历史,和小规模的结构,这都是显着的差异与观测。观察家们很有礼貌,经常强调他们与模型的一致性。数据是客观的,并向我们展示了未来调查的重点,以提高理解和知识。
2004-01-26 astro-ph
Combining rotation curves and gravitational lensing: How to measure the equation of state of dark matter in the galactic halo
我们认为,星系旋转曲线和引力透镜的组合观测不仅可以推导出星系的质量分布,而且还产生有关银河系流体压力的信息。我们量化这一声明,通过提高旋转曲线和透镜测量的标准形式主义的第一后牛顿近似。这种增强的形式主义与当前采用和建立的数据分析技术兼容,并且原则上可以用于在更一般的上下文中重新解释现有数据。这种新方法得到的密度和压力分布可以用来约束银河系流体的状态方程,因此可能会对暗物质的性质这一长期存在的问题提供新的解释。
2006-07-18 astro-ph gr-qc
VLBA Observations of Astrometric Reference Sources in the Galactic Center
我们在这里报告的多频VLBA观测三个河外源1度的银河系中心。这些源已被用作VLA和VLBA确定人马座A* 自行的天体测量参考源,人马座A* 是银河系中心的紧凑非热射电源。每个源都有一个亮度温度超过10^{7.5} K的主要成分,证实这些源是活动星系核。源具有简单的结构,可以由一个或两个高斯分量来表征。结构的频率依赖性表明,由Backer和Sramek(1999)的VLA天体测量在4.8和8.4 GHz确定的Sgr A* 的位置应该有\sim 2 mas的偏移。该偏移与Backer & Sramek(1999)测量的5质量偏移方向相同。该结构不太可能偏离Reid等人(1999)的43 GHz VLBA结果。校准源中的组件运动可能导致Sgr A* 的自行误差,误差约为几km s^{-1}。所有三个源都显示出与散射一致的频率依赖结构,其明显强于Taylor & Cordes(1993)的银河系散射模型,但明显弱于超强银河系中心散射。结合其他观测结果,这表明存在一个新的银河系散射分量,位于距离银河系中心几千秒差距的地方。
2001-05-01 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
A Search for Narrow Vertical Structures in the Canadian Galactic Plane Survey
蠕虫被定义为尘埃,原子氢(HI)结构,在低分辨率数据中观察到垂直于银河平面上升。从1 '-分辨率加拿大银河平面巡天(CGPS)的数据进行了系统的搜索狭窄的垂直HI结构,可以解决蠕虫。搜索的另一个动机是探索由英语和合作者研究的GW123.4-1.5这样的蘑菇状蠕虫可能由单个超新星产生的场景。我们还检查了Koo和合作者先前分类为蠕虫候选者的对象;只有7个对象的结构的重要部分落在CGPS范围内,l=74 deg到147 deg,-3.5 deg < b < +5.5 deg。除了GW123.4-1.5之外,我们无法确认其中任何一个是向银河系晕延伸的相干结构。然而,在我们的搜索中发现的10个狭窄的垂直结构的列表是提供的;一个结构是>~ 500 pc高,因此从银河平面延伸到晕。我们提供这些狭窄的垂直结构的细节,包括HI,无线电连续,IR和CO观测之间的比较。我们的搜索进行了目视检查,我们描述了这种方法的局限性,因为它表明,只有6盘晕功能可能存在于整个银河系。我们还讨论了高纬度地区结构的可能起源以及蘑菇状云和古老超新星遗迹之间的关系。
2004-11-26 astro-ph