Hic sunt dracones: Cartography of the Milky Way spiral arms and bar resonances with Gaia Data Release 2
在本文中，我们介绍了一种新的方法来分析银河系相空间，使我们能够揭示银河系的酒吧和旋臂留下的印记与完整的相空间数据在盖亚数据释放2的恒星。这些数据的前所未有的质量和扩展的空间覆盖范围使我们能够在距离太阳5千秒差距的圆盘中发现六个突出的恒星密度结构。其中四个结构对应于以前在气体和年轻恒星（盾牌-半人马座，人马座，本地和英仙座）中检测到的螺旋臂。其余两个与银河棒的主共振有关，其中共转位于6.2 kpc左右，而林德布拉德共振位于太阳半径之外，约为9 kpc。我们第一次提供的证据留下的印记螺旋臂和共振的恒星密度不依赖于一个特定的示踪剂，通过增强这些不对称留下的签名。我们的方法为研究银河系中恒星星族的形成提供了新的途径。
2020-01-06 astro-ph.GA
Evidence for Coupling of Evolved Star Atmospheres and Spiral Arms of the Milky Way
必须绘制星系中反馈的强度和分布图，以了解反馈如何影响星系生态系统。H $_2$ O脉泽作为能量注入ISM的指示器。我们的目标是测量银河系中水脉泽追踪的反馈的强度和分布。我们确定的光学对应的H $_2$ O脉泽发现的HOPS调查。利用第二次盖亚数据发布的视差测量结果，确定了银河系中H $_2$ O脉泽的分布和亮度。我们提供的证据演化的恒星之间的相关性，跟踪H $_2$ O脉泽，和银河系的螺旋结构，这表明演化的恒星和银河系环境之间的联系。
2020-05-08 astro-ph.GA
On the Milky Way spiral arms from open clusters in Gaia EDR3
上下文驱动银河系旋臂形成的物理过程仍在争论中。使用疏散星团的研究支持根据经典密度波理论将银河系旋臂描述为长寿结构。目前的研究比较盖亚DR2场恒星运动学信息的太阳附近的模拟，找到一个更好的协议与短暂的武器与瞬态行为。目的。我们的目标是提供一个观测，数据驱动的银河系螺旋结构和它的动态使用疏散星团作为主要示踪剂，并将其与基于模拟的方法进行对比。我们使用最完整的银河系疏散星团的目录，与天体测量盖亚EDR3更新的参数，估计的天体物理信息和径向速度，重新访问的性质的螺旋图案的银河系。方法.我们使用一个高斯混合模型来探测年龄小于3000万年的疏散星团的超密度，它们分别对应于英仙座、本星系、人马座和盾牌座的旋臂。我们使用出生地的疏散星团人口年龄小于80百万年，跟踪不同的螺旋臂的演变，并计算其图案的速度。我们分析了疏散星团穿过旋臂的年龄分布，以探讨恒星和旋臂自转速度的差异。结果我们能够增加在银河方位角的范围内，其中目前的旋臂被描述，更好地估计其参数，通过添加264个年轻的疏散星团的84个高质量的恒星形成区域使用到目前为止，从而增加了314%的示踪剂的数量。我们使用的演变的疏散星团从他们的出生位置，发现螺旋臂几乎共同旋转与场星在任何给定的半径，放弃一个共同的螺旋模式的速度为螺旋臂探索。[删节]
2021-05-10 astro-ph.GA
The Expanding 3 kpc Arms Are Neither Expanding nor Spiral Arms but X1 Orbits Driven by the Galactic Bar
本文利用BeSSeL巡天的高精度VLBI水脉泽测量，首次揭示所谓膨胀的3千秒差距旋臂中的大质量年轻恒星实际运行在银河系棒周围的X1准椭圆轨道上，并表明矩尺旋臂可能并未延伸过棒端。
2025-04-11 astro-ph.GA
A guided map to the Spiral arms in the galactic disk of the Milky Way
给出了最近历史的最新概述，旨在为文献提供一个有用的工作指南，同时介绍关键系统和观测结果，从太阳开始，走向银河系中心和部分Galactica Incognita，以及更远的地方。首先，我们提出了一个银河系的盘平面的观测视图（制图。动力学、化学横切、磁性）。这包括银河系圆盘中的四条长长的旋臂（图1），它们的几何形状（图2），分量，速度（图3），它们的宽度和内部层以及洋葱状的有序偏移（图4），银河系中心附近的中央条、臂切线、臂间距和臂形状、臂起点（图5），以及螺旋臂中其他可能的参与者，如磁场（图6）和暗物质含量。之后，我们提出了一个基本的分析，从星系臂形成的一些理论预测：数值模拟或分析理论，和观测检查从各种数值模拟和分析（理论）模型的预测。
2017-11-14 astro-ph.GA
Spiral arms and the angular momentum gap in Milky Way Cepheids
银河系外盘中经典造父变星的角动量分布是双峰的，在$L_\mathrm{gap}=2950\,\mathrm{km}\,\mathrm{s}^{-1}\,\mathrm{kpc}$处有一个间隙，对应于$R=13\,\mathrm{kpc}$，而在盘星的总体中没有发现类似的特征。我们发现，在同一方位角的多个旋臂段中的恒星形成导致了这种多模态，这种多模态很快就会消失，并且只在年轻恒星中出现。与其他解释不同，例如与银河棒的1：1轨道共振，这也解释了在$L_\mathrm{gap}$观测到的恒星翘曲的陡峭化，因为相邻的螺旋臂代表了翘曲气体盘的不同部分。在这种情况下，观测到的差距显然只存在于年轻的恒星中，而大多数纯粹的恒星动力学起源会影响所有的盘星，包括较老的盘星。
2022-10-21 astro-ph.GA
Constraining the pitch angle of the Galactic spiral arms in the Milky Way
我们进行分析的一些参数的星系旋臂，在目前可用的样品。我们提出了一个银河系盘中的每个螺旋臂的观测螺距角的目录。对于银河系中的每个长旋臂，我们调查每个单独的臂的螺距角，通过不同的方法测量（螺旋臂，双切线臂，运动学等），并评估他们的答案。第二，我们编目的星系（全球平均臂间距，臂数，臂的形状，在太阳臂间距离）的制图学的最新进展。我们对从1980年到2017年的长时间范围内的结果进行了统计比较。将近年来（自2015年年中以来）发表的约90个单独结果的直方图与66个早期结果（从1980年到2005年）进行比较，显示主峰与次峰的比率几乎增加了3倍。同样，许多早期的差异（以r.m.s.表示）几乎减少了三分之一。
2017-09-15 astro-ph.GA
Action-based Dynamical Modeling for the Milky Way Disk: The Influence of Spiral Arms
RoadMapping是一种动态建模机器，通过同时拟合轴对称参数化势和基于动作的轨道分布函数（DF）来限制银河系（MW）的引力势，以离散6D相空间测量银河系盘中的恒星。在这项工作中，我们展示了RoadMapping的鲁棒性存在的螺旋臂的建模数据从一个N体模拟快照的磁盘为主的星系MW质量与强大的螺旋臂（但没有酒吧），探索半径500 pc <=r_max<= 5 kpc的调查体积。潜在的约束是非常强大的，即使我们使用一个简单的基于动作的DF，准等温DF（qDF）。最适合的RoadMapping模型总是恢复正确的引力，其中大多数进入分析的恒星所在的位置，即使是小体积。对于来自大型勘测体积的数据，RoadMapping会找到在旋臂上平均的轴对称模型。毫不奇怪，这些模型由于旋臂中恒星过多而略有偏差。由最小r_max= 3 kpc的测体导出的重力位模型可以可靠地外推到更大的测体。然而，需要一个大的径向调查范围，r_max~ 5 kpc，以正确恢复晕尺度长度。一般而言，从臂间区域提取的数据集推断的电位的恢复和外推能力似乎优于从螺旋臂提取的数据集。我们的分析意味着，用即将到来的盖亚数据为银河系建立轴对称模型将导致MW潜力的合理和稳健的近似。
2017-03-17 astro-ph.GA
Using synthetic emission maps to constrain the structure of the Milky Way
介绍了银河系结构研究的现状。我们使用光滑粒子流体动力学（SPH）模拟ISM气体在银河系中的影响下的一些不同的引力势代表的旋臂和核酒吧，固定和随时间变化。气体经过ISM冷却和化学处理，使我们能够跟踪CO和HI密度。我们使用一个三维网格为基础的辐射转移代码来模拟从SPH输出的排放，允许从地球上看合成的光速地图的建设。通过将这些图与银河系中观测到的CO和HI发射进行比较（Dame et al. 2001，Kalberla et al. 2005），我们可以推断出最适合我们银河系的臂/棒几何形状。通过这样做，我们的目标是回答有关银河系形态的关键问题，如旋臂的数量，条和臂的模式速度，臂的俯仰角和条的形状
2013-11-13 astro-ph.GA
On the Origin of High-Altitude Open Clusters in the Milky Way
我们对棒臂和旋臂对银河系中疏散星团模拟轨道的影响进行了动力学研究。具体来说，这项工作致力于银河系中令人费解的高海拔疏散星团的存在。为了这个目的，我们采用了一个非常详细的观测动机的潜在的银河系模型和一套仔细的初始条件，代表新诞生的疏散星团在薄盘。我们发现，旋臂能够将很大比例的疏散星团（约占我们模拟中所用总数的六分之一，取决于旋臂的结构参数）提升到银河平面以上超过200 pc的高度，产生一个朝向银河系中心的隆起状结构。与预期的相反，螺旋臂在数量和高度上对团簇产生的垂直影响都比棒大得多;这是由于与棒相比，螺旋臂上的质量更集中。当一个酒吧和螺旋臂包括在内，螺旋臂仍然能够提高一个重要的百分比的模拟疏散星团通过混沌扩散（从所得的高z轨道的分类分析测试），但酒吧似乎限制他们，减少约2倍的海拔以上的平面。
2016-01-11 astro-ph.GA
The Spiral Structure of the Milky Way Galaxy from Radio Observations
研究银河系的结构对于更好地了解宇宙至关重要。这项研究深入探讨了银河系的结构，重点是它的旋臂。寻找了包括NASA网站在内的多个数据来源。银河系是一个由四个旋臂组成的盘状星系，其中两个较大，其余较小。旋臂是活跃形成新恒星的区域，主要由年轻恒星，尘埃和气体组成。尘埃和气体是形成新恒星的主要物质。这种尘埃也是恒星呈现红色的原因，因为它吸收的蓝光比红光多。除了圆盘，还有许多较老的恒星，根据COBE的照片，它们呈现白色。此外，银河系包含一个黑暗的光环，广泛但缺乏发光的恒星。这个巨大的晕圈是由于它对现有可见物质施加的引力而被发现的。
2019-02-22 astro-ph.GA
Catalog of observed tangents to the spiral arms in the Milky Way galaxy
从太阳在银河系盘中的位置，人们可以使用不同的臂示踪剂（CO，HII，热或电离或相对论电子，脉泽，冷或热尘埃等）来定位银河系盘中每个螺旋臂的切线。我们提出了一个主目录的天文观测切线星系的旋臂，使用不同的臂示踪剂从文献中。有些旋臂示踪器在几篇论文中的结果可能略有不同，所以取一个平均值--关于CO、HII和脉泽，见附录。平均值主目录目前包括63个平均示踪条目，分布在许多臂（船底座，十字座-半人马座，诺玛，英仙座起源，近3-kpc，盾牌座，人马座），源于107个原始臂示踪条目。此外，我们更新并修订了之前的统计分析，即每种不同平均臂示踪剂的角度偏移和与中臂的线性分离。如果有足够多的旋臂示踪物，并对所有旋臂进行求和和平均，人们就可以确定在银河系中旋臂示踪物是否有单独和平行的通道。这种统计分析允许一个银河螺旋臂的横切，证实了最近发现的臂示踪剂之间的线性分离。在这里，从中臂的CO到内缘的热尘埃，臂的半宽度约为340秒差距;加倍将产生680秒差距的全臂宽度。我们简要地比较了这些观察与许多螺旋臂理论，特别是密度波理论的预测。
2014-09-16 astro-ph.GA
Tracing the Milky Way warp and spiral arms with classical Cepheids
绘制银河系螺旋结构是一项艰巨的任务，因为太阳位于银河平面上，而且尘埃消光。由于这些原因，射电波长的分子脉泽已经被成功地用来追踪银河系的旋臂。最近，盖亚星系帮助研究了太阳系扩展邻域的螺旋结构。在本文中，我们建议使用造父变星来确定旋臂的位置，因为它们是明亮的年轻超巨星，具有精确的距离（它们是河外距离尺度的第一个阶梯）。它们可以在很远的距离被观察到;因此，我们需要考虑银河系的翘曲。由于更新的中红外测光和最完整的银河造父变星目录，我们使用稳健的回归方法推导出翘曲的参数。使用聚类算法，我们确定了造父变星组后，纠正了他们的银河系距离（小）的影响翘曲。我们推导出新的参数的银河翘曲，我们表明，翘曲不能负责增加分散的丰度梯度在外盘在以前的研究报告。我们表明，造父变星可以用来跟踪旋臂，即使在很大的距离从太阳。我们确定的群体与以前的研究是一致的，这些研究使用年轻的示踪剂（脉泽，OB（A）星）明确推导出旋臂的位置，或者由于盖亚数据而映射太阳附近的上主序星的超密度。
2022-09-06 astro-ph.GA
Superposing the Magnetic spiral structure of the Milky Way, on the stellar spiral arms -- Matching the unique galactic magnetic field reversal Zone with two galactic spiral arm Segments
为了精确定位螺旋臂中同步加速器总强度发射的峰值位置，我们使用螺旋臂位置的地图（从观察到的臂切线）。因此，在银河系第一象限的一个典型旋臂中，我们发现同步辐射的峰值位于距旋臂内臂边缘（热尘带）约220 ± 40秒差距处，虽然大多数银盘具有顺时针的大尺度磁场，但我们作了统计分析，更精确地界定了具有逆时针银盘磁场的较小反向环。我们发现一个环宽为2.1 +/-0.3 kpc（沿银河系半径测量），距离银河系中心5.5至7.6 kpc）。环不与单个螺旋臂重叠-它包含两个不同螺旋臂的节段。利用最近对旋臂位置的描绘，场反转环被认为包含了十字座-半人马座旋臂（在银河系第四象限）和人马座旋臂（在银河系第一象限）。
2022-10-27 astro-ph.GA
What Does the Milky Way Look Like?
研究利用极年轻天体的精确位置，首次提出银河系为多旋臂星系：内部呈两臂对称，外部延伸出数条不规则长臂。
2023-04-21 astro-ph.GA
Detection of the Milky Way spiral arms in dust from 3D mapping
大型恒星巡天通过红化效应对星际尘埃很敏感。利用光度学和光谱学测量的反射率，以及单个恒星的三维（3D）位置，可以构建一个三维尘埃图。我们提出了第一个连续的尘埃分布图在银河系盘7千秒差距内100秒差距的银河系中平面，使用红团和巨星从SDSS APOGEE DR 14。我们使用基于高斯过程的非参数方法来映射灰尘密度，这是ISM的局部属性，而不是一个完整的量。该方法对3D空间中的点之间的灰尘相关性进行建模，并且可以捕获任意变化，不受预先指定的函数形式的约束。这产生了没有视线伪影的连续图。我们得到的地图追踪了当地银河系旋臂的一些特征，尽管该模型没有包含旋臂的先验建议，也没有任何银河系结构的基础模型。这是第一次在银河系的尘埃密度图中捕捉到如此明显的手臂结构。我们得到的地图还追踪了银河系中一些已知的巨大分子云，并对它们的距离进行了一些限制，其中一些距离迄今为止相对不确定。
2018-07-31 astro-ph.GA
The SEDIGISM survey: The influence of spiral arms on the molecular gas distribution of the inner Milky Way
银河系的形态仍然是一个有争议的问题。为了揭示围绕银河系结构的不确定性，本文研究了旋臂对其分子气体分布和性质的影响。为此，我们充分利用SEDIGISM巡天，在$^{13}$ CO（2-1）线上以28”的角分辨率观测到大面积的内星系。我们分析了螺旋臂的影响，考虑的分子气体排放的整体特征，从整个的速度图建立从全面的调查。此外，我们研究的螺旋臂中的分子云的属性相比，其对应的臂间区域的属性。通过通量和光度概率分布函数，我们发现与螺旋臂相关的分子气体发射与臂间的发射没有显著差异。平均而言，螺旋臂显示每单位长度的质量为$\sim10^5-10^6$ M $_{\odot} $ kpc $^{-1}$。这与从数据集推断的值相似，其中发射分布被分割成分子云。通过检查整个银河系平面的云分布，我们推断螺旋臂中的分子质量比臂间介质高1.5倍，与本地宇宙中其他螺旋星系的发现相似。我们观察到，只有云质量表面密度和纵横比的分布在螺旋臂显示显着差异相比，臂间介质;其他观察到的差异似乎是由距离偏差驱动。通过将我们的结果与附近星系的模拟和观测进行比较，我们得出结论，测量的数量将银河系归类为絮状螺旋星系，而不是一个宏伟的设计。
2021-10-12 astro-ph.GA
The Milky Way as Seen by Classical Cepheids II: Spiral Structure
利用2857颗经典造父变星的新距离，描绘银河系第三、第四象限的旋臂结构，并推导各臂俯仰角，显著拓展了对大尺度银河系的认识。
2025-06-24 astro-ph.GA
Kinematics of symmetric Galactic longitudes to probe the spiral arms of the Milky Way with Gaia
我们模型的影响，银河系的旋臂上的磁盘恒星运动学在盖亚观测空间。我们还估计了盖亚检测预测签名的能力。我们在解析势和自洽模拟中使用受控轨道积分。我们介绍了一种新的策略，其中包括比较对称的银河系天体（+l和-l）的恒星运动学，特别是中位横向速度（从天体松弛和自行）。这种方法不需要轴对称模型的假设。模型中对称边界的横向速度之间的典型差异约为2 km/s，但对于某些边界和距离，可以大于10 km/s。+l和-l的运动学差异显示出依赖于旋臂性质的趋势。因此，这种方法可以用来量化的重要性，螺旋臂的影响，在不同的磁盘区域的恒星的轨道，并限制的臂的位置，主共振，从而，图案的速度。此外，该方法允许我们测试的螺旋结构的动态性质（例如，大设计与瞬态多臂）。我们估计了盖亚将在代表性的银河系中观测到的每种光谱类型的恒星数量，它们在距离和横向速度方面的误差，以及计算作为距离函数的中值速度的误差。我们将能够用盖亚数据测量中位横向速度，对于某些巨星，精度小于~1 km/s，直到~4-6 kpc的距离，对于某些亚巨星和矮星，精度高达~2-4 kpc，运动学精度更高（<= 0.5 km \s）。这些足以衡量模型中看到的典型特征。我们还表明，一个类似的策略，可以使用从其他即将到来的光谱调查的视线速度。（节录）
2016-02-26 astro-ph.GA
Dynamics and Morphology of the Milky Way Spiral Arms from the Metallicity Distribution and Radial Mixing
尽管径向迁移在盘星系中是一个普遍存在的过程，但它在恒星盘演化中的意义并不总是通过全球趋势反映出来。然而，还有其他关键的观测数据，如金属丰度分布函数（metallicity distribution function，简写为EAF），可能会在这个问题上有所启发。我们认为，螺旋线的形状不仅告诉我们恒星盘是否经历了径向迁移，而且它还包含了触发它的结构的重要线索。具体来说，螺旋线包含有关螺旋图案的动力学和形态的信息。为了限制螺旋参数，我们在模拟中加入了详细的化学标记;这使我们能够限制银河系螺旋臂的结构参数，以及限制化学演化模型朝向银河系圆盘中心的方法，在那里没有化学模型提供信息。我们还发现，太阳不太可能在其当前的银河系中心位置附近形成，因此将太阳视为太阳附近化学丰度的代表可能是不准确的。我们还表明，银河系的恒星盘，经过动态和化学演变为5 Gyr，保留80%的原始全球金属丰度梯度，尽管遭受了重要的加热和径向迁移，这意味着在一个给定的星系中存在的金属丰度梯度，并不能保证径向混合没有发挥作用，在其演变。
2017-07-14 astro-ph.GA
Spiral-induced velocity and metallicity patterns in a cosmological zoom simulation of a Milky Way-sized galaxy
我们使用一个高分辨率的宇宙学变焦模拟银河系大小的晕研究的速度和金属丰度空间的动力学影响的螺旋臂的可观察到的功能。这是第一次，我们证明了螺旋臂，形成在一个完整的宇宙学环境中与现实的星系形成物理盘，驱动大规模的系统流运动。特别是，在螺旋臂的后缘上，特有的以银河为中心的径向和方位角速度场径向向外和方位角向后定向，而在前缘上径向向内和方位角向前定向。由于负的径向金属丰度梯度，该系统运动在给定半径处驱动残余金属丰度的方位角变化，其特征在于富金属后缘和贫金属前缘。我们表明，这些签名是理论上可观察到的外部星系与积分场单位仪器，如VLT/MUSE，如果检测到，将提供大规模的系统性径向迁移驱动的螺旋臂的证据。
2016-05-16 astro-ph.GA
A Kpc Scale Molecular Wave in the Inner Galaxy: Feather of the Milky Way?
我们报告发现的速度相干，kpc尺度的分子结构朝向银河系中心区域的角度范围为30度和纵横比为60：1。CO结构的运动学距离在4.4到6.5 kpc之间。对速度数据的分析和与现有旋臂模型的比较支持这种结构的主要部分要么是诺玛臂的子分支，要么是臂间巨大的分子细丝，可能是银河系的kpc级羽毛（或马刺），类似于在附近的螺旋星系中观察到的。考虑到运动学距离的不确定性，对流云的范围至少为2.0 kpc，可能长达4 kpc。这种高度拉长的结构的垂直分布揭示了类似于正弦波的图案。这种kpc尺度的丝状体及其波状形态的起源的确切机制尚不清楚。独特的波浪状形状和其独特的方向使这个云，被命名为Gangotri波，是银河系中最大和最有趣的结构之一。
2021-10-26 astro-ph.GA
Distance and extinction to the Milky Way spiral arms along the Galactic centre line of sight
太阳在银河系盘内的位置阻碍了对旋臂结构的研究。我们的目标是分析沿着银河系中心（GC）的视线的旋臂，以确定它们的距离，灭绝和恒星人口。我们使用GALACTICNUCLEUS巡天，这是一个JHK的高角分辨率测光星表（0.2”），用于银河系的最内部区域。我们通过$χ^2$最小化将简单的合成颜色-星等模型拟合到我们的数据中。我们计算了探测到的旋臂的距离和消光。我们还分析了消光曲线和检测到的功能之间的相对消光。最后，我们建立了修正后的Ks光度函数（KLF）来研究第二和第三旋臂特征中存在的恒星种群。我们确定了到旋臂的平均距离：$d1=1.6\pm0.2$、$d2=2.6\pm0.2$、$d3=3.9\pm0.3$和$d4=4.5\pm0.2$ kpc，以及平均距离：$A_{H1}=0.35\pm0.08$、$A_{H2}=0.77\pm0.08$、$A_{H3}=1.68\pm0.08$和$A_{H4}=2.30\pm0.08$ ma。我们分析了旋臂中恒星的近红外消光曲线，发现了$A_J/A_{H}=1.89\pm0.11$和$A_H/A_{K_s}=1.86\pm0.11$的平均值，与GC获得的结果一致。这意味着消光曲线的形状不依赖于距离或绝对消光。我们还为每个旋臂建立了消光图，并得出它们是均匀的，可能对应于独立的消光层。最后，通过分析第二和第三旋臂的KLF，我们发现它们具有相似的恒星种群。…
2021-07-29 astro-ph.GA
SpiralMap: A Python library of the Milky Way's spiral arms
Indian Institute of Science Education and Research Kolkata（印度科学教育研究所加尔各答分校）；INAF - Osservatorio Astrofisico di Torino（意大利国家天体物理研究所都灵天文台）
SpiralMap 是一个 Python 库，用于提取和叠加银河系旋臂模型，支持多种示踪物和坐标系。
2026-03-01 astro-ph.GA astro-ph.IM
Dynamics of tidal spiral arms: Machine learning-assisted identification of equations and application to the Milky Way
本研究利用SINDy机器学习方法，从潮汐扰动诱发旋臂的模拟中推断出线性与非线性控制方程，结合Gaia数据拟合银河系旋臂特征，为星系动力学研究提供了数据驱动的建模新工具。
2025-08-21 astro-ph.GA
The role of spiral arms in Milky Way star formation
银河系结构在恒星形成中扮演什么角色？我们已经使用了赫歇尔高GAL紧凑的集群目录，以研究在大的空间尺度在银河系内部的演化阶段的趋势。我们研究了嵌入恒星形成（恒星形成分数，或SFF）和恒星形成活动的其他措施之间的关系。基于SFF和演化指标之间的正相关性，如亮度质量比，我们断言，SFF主要跟踪样本的平均演化状态，必须依赖于快速发展的，高质量的年轻恒星物体的局部分数。旋臂切点星系团在SFF中显示出了小的过剩，尽管这些可以被少数最大质量的星系团所解释，仅占星表中星系团总数的7.6%。这表明，虽然臂往往是银河系大质量星团的家园，但我们目录中其余92.4%的Hi-GAL团块并没有显示出臂内恒星形成的增强。在全球范围内，SFF在银河系中面和内弧面最高。我们没有发现显着的趋势，在进化阶段作为一个功能的位置在切点的螺旋臂。这表明，气体和恒星之间观察到的角度偏移，如果由密度波协调，在团块阶段并不明显;或者，恒星形成的开始不是由螺旋密度波触发的。
2018-06-21 astro-ph.GA
Dark matter spiral arms in Milky Way-like halos
本研究通过多种模拟发现，银河系类似星系中暗物质晕普遍存在旋臂，其强度约为恒星旋臂的10%，并滞后约10°，由恒星旋臂势的受迫响应驱动。
2025-04-15 astro-ph.GA
Evolution of the local spiral structure of the Milky Way revealed by open clusters
银河系旋臂的结构和演化是天文学中基本但长期存在的问题。特别是，螺旋臂的寿命仍然是一个谜，并没有很好地约束从观测。在这项工作中，我们的目标是检查这些问题使用一个大的目录疏散星团。我们编制了一个基于盖亚EDR3的3794个疏散星团的星表。这些星团中的大多数都精确地确定了它们的弛豫、自行和径向速度。这些疏散星团的年龄参数是从参考文献中收集或计算的。为了了解附近的螺旋结构及其演化，我们分析了疏散星团子样本的分布、运动学性质、垂直分布和回归性质。我们发现的证据表明，附近的螺旋臂与一个长期存在的螺旋模式是兼容的，并可能在过去的8000万年里保持大致稳定。特别是，我们的太阳目前所在的本旋臂也被认为是长寿的，可能是银河系的主要旋臂部分。附近旋臂的演化特征表明，动力学螺旋机制在银河系中可能并不普遍。相反，密度波理论更符合疏散星团的观测性质。
2021-07-14 astro-ph.GA
Spatial and velocity offsets of Galactic masers from the centers of spiral arms
一些星系的旋臂理论预测了恒星形成的不同示踪物之间的偏移。我们在这里的目标是找到这样一个偏移之间观察到的无线电脉泽的位置和手臂的位置，使用最近的4臂模型拟合的CO 1-0气体。我们在这里的方法是比较最近的全球4臂螺旋模型（如安装到所观察到的广泛的CO 1-0气体的臂切线）与最近的结果的三角距离的射电脉泽，主臂（天鹅座，诺玛，英仙座，人马座，船底座，盾牌座，和诺玛）。我们的结果表明，大多数射电脉泽位于旋臂的内臂边缘（朝向银河系中心）附近。这些脉泽是从模型臂（宽的CO 1-0分子区域所在的位置）向内偏移0.34（± 0.06）kpc。在径向速度空间，脉泽和CO拟合模型之间的中位偏移约为10（± 1）km/s。根据这里观测到的脉泽是在天鹅座臂中沿银河子午线15 kpc处的宽CO气体径向向内的，银河系盘的共转半径距离银河系中心超过15 kpc，密度波角模式速度小于15 km/s/kpc。臂俯仰角应使用多个臂跟踪器测量，并位于银河子午线的两侧，以确保更好的精度，并避免与单个跟踪器有关的偏差。
2019-08-29 astro-ph.GA
Disk stars in the Milky Way detected beyond 25 kpc from its center
上下文银河系恒星盘的最大尺寸目前还不清楚。一些研究表明，在银心距离$R\gtrsim 15$ kpc处，盘状星系的恒星密度会突然下降，这意味着实际上在这个极限之外不会发现盘状星系，或者只有极少数的盘状星系。然而，银河系平面上的恒星在更远的距离被探测到。除了晕的成分外，恒星计数还将盘的末端定位在20 kpc以上，尽管这一点至今还没有被光谱证实。目标。在这里，我们的目标是在更大的距离上用光谱确认盘星的存在。方法.从LAMOST和SDSS-APOGEE光谱调查的数据，我们统计得出的最大距离，在银河系平面的恒星的金属丰度分布是不同的晕人口。结果我们的分析揭示了在R>26 kpc（99. 7% C.L.）甚至在R>31 kpc（95. 4% C.L.）。
2018-04-09 astro-ph.GA
Metal-rich stellar counterpart of the Radcliffe Wave and the 3D chemical footprints of the Milky Way spiral arms
本文利用 Gaia DR3 年轻巨星样本构建三维金属丰度图，发现与拉德克利夫波同相的更大富金属起伏结构——扩展拉德克利夫波，并揭示银河系旋臂的垂直不对称性，为银盘结构与化学增丰研究提供新证据。
2025-07-27 astro-ph.GA
Interarm islands in the Milky Way -- the one near the Cygnus spiral arm
这项研究延伸到银河系的结构。我们的主要目标是集中在英仙座臂之外的第一个螺旋臂，通常被称为天鹅座臂或外诺玛臂，通过评估天鹅座臂附近的脉泽分布。方法是使用精确测量三角距离的脉泽。脉泽数据来自已发表的文献，已通过现有的网络（美国VLBA，日本VERA，欧洲VLBI和澳大利亚LBA）获得。天鹅座的新结果分为两组：位于最近CO拟合的全球模型旋臂附近的那些，以及聚集在英仙座臂和天鹅座臂之间的中间的臂间岛内的那些。接下来，我们将这个岛与其他旋臂附近的其他类似的臂间天体进行比较。因此，我们描绘了一个位于两个长旋臂（天鹅座旋臂和英仙座旋臂）之间的旋臂间岛（6 x 2 kpc）;这让人想起早些时候在英仙座旋臂和人马座旋臂之间发现的小猎户座旋臂（4 x 2 kpc），以及早些时候在人马座旋臂和盾牌座旋臂之间发现的旧环（2 x 0.5 kpc）。各种手臂模型进行了比较，根据观测数据（脉泽，HII地区，HI气体，年轻的恒星，CO气体）。
2020-04-05 astro-ph.GA
Mapping the Milky Way Disk with Gaia DR3: 3D extended kinematic maps and rotation curve to $\approx 30$ kpc
我们应用Lucy的反演方法（LIM）对Gaia-DR 3源的视差误差进行统计反卷积，测量了它们在银心距离$R$在8 kpc和30 kpc之间的三维速度分量及其相应的误差和均方根值。我们发现的结果是一致的，通过应用LIM的Gaia-DR 2源，我们得出的结论是，该方法通过改善数据集的统计和降低观测误差，得到收敛和更准确的结果。用LIM重建的运动学图显示，在$R \approx 30$ kpc范围内，银河系的运动是不对称的，各速度分量都有明显的梯度。此外，我们确定了银河系旋转曲线$V_C(R)$到$\approx 27.5$ kpc的圆柱Jeans方程假设一个轴对称的引力势。我们发现，$V_C(R)$是显着下降到最大半径的调查。最后，我们还测量了$V_C(R)$在不同的垂直高度，表明，对于$R <15$ kpc，有一个显着的依赖$Z$，而在较大的$R$的依赖$Z$是可以忽略不计的。
2022-12-07 astro-ph.GA
Spiral and bar driven peculiar velocities in Milky Way sized galaxy simulations
我们研究了一组银河系大小的螺旋盘星系的模拟中的螺旋和棒结构引起的运动学特征。该集合包括遵循具有刚性旋转螺旋臂的准静态密度波状场景的测试粒子模拟，以及$N$ -承载杆和瞬态、共同旋转螺旋臂的体模拟。从一个类似于太阳的位置，我们计算的径向，切向和视线特有的速度场的补丁的光盘和量化的波动，通过计算功率谱从二维傅立叶变换。我们发现，独特的速度功率谱的模拟与酒吧和瞬态，共同旋转的螺旋臂非常适合的APOGEE红团星的数据，而准静态密度波螺旋模型没有酒吧不。我们确定了功率谱对螺旋臂的数目、螺旋臂的节距角和螺旋臂相对于螺旋臂的位置是敏感的，但是，为了用这种方法充分区分各种螺旋模型，必须超出视线速度场。我们计算了不同区域的螺旋盘的功率谱，并讨论了这种分析技术的应用到外部星系。
2015-08-03 astro-ph.GA
Distribution Properties of the 6.7 GHz Methanol Masers and Their Surrounding Gases in the Milky Way
本文更新1092个6.7 GHz甲醇脉泽星表，并利用TMRT观测214个恒星形成区的NH3谱线，揭示银河系不同旋臂及银心距上的气体柱密度与大质量恒星形成分布规律。
2024-02-29 astro-ph.GA
The disrupting and growing open cluster spiral arm patterns of the Milky Way
本研究利用盖亚DR3疏散星团目录和动力学模拟，发现银河系旋臂缺乏理论年龄模式且模式速度与旋转曲线一致，否定准稳态密度波理论，表明旋臂为动态多臂结构，本地臂增长而人马-船底臂和英仙臂相反。
2025-01-24 astro-ph.GA
Three-Dimensional Distribution of the ISM in the Milky Way Galaxy: III. The Total Neutral Gas Disk
本文给出了新近获得的银河系三维气体图：HI、H $_2$和总气体（HI + H $_2$）图，它们是由HI和$^{12}$ CO（$J=1$ --0）观测数据和基于运动学距离的旋转曲线导出的。HI和H $_2$正面图表明，HI盘的半径为15- 20 kpc，其外围与银心不对称，而H $_2$气体大部分分布在太阳圈内。半径30 kpc范围内的总气体质量为$8.0\times 10^9$ M $_\odot$，其中HI和H $_2$分别占89%和11%。垂直切片显示外HI盘强烈翘曲，内HI盘和H $_2$盘呈波纹状。总气体图有利于从内到外盘追踪螺旋结构。螺旋结构，如诺玛-天鹅座，英仙座，人马座-船底座，盾牌-十字座，猎户座臂在总气体图中比以往任何时候都更清晰。所有的螺旋臂都可以用螺距角为$11\degree$ -- $15\degree$的对数螺旋臂很好地解释。分子分数的总气体是高的银河系中心附近，并减少与银心距离。与臂间区域相比，螺旋臂处的分子分数也局部增强。
2015-11-28 astro-ph.GA
Synthetic observations of spiral arm tracers of a simulated Milky Way analog
内容：法拉第旋转测量（RM）常用于研究银河系电离介质内的磁场强度和方向。观测表明，旋臂中的RM超过了通常假设的范围。这就提出了一个问题，即在什么条件下螺旋臂会产生如此强大的RM。目的：通过对星际介质的激波压缩，研究旋臂对银河系RM的影响。最近有人提出，人马座螺旋臂在RM中创建了一个强峰，其中视线（LOS）与臂相切，并且增强的RM沿着相交的LOS。我们试图了解产生这种效应的物理条件和观察几何的作用。研究方法：本文利用磁流体力学方法对银河系型旋涡星系盘中的多相ISM进行了模拟，并结合辐射转移计算了不同示踪剂对旋臂结构的影响。对于嵌入在磁盘中的观察者，尘埃强度，同步辐射和分子气体观测的运动学推导，以确定螺旋臂切线。RM通过圆盘计算，并针对不同的观察者位置进行评估。观察者的视角与观察者周围的局部气泡的参数有关。结果：我们重现了散射的切点为不同的示踪剂约$6^\circ$每个旋臂类似于银河系。至于RM，该模型表明，ISM的压缩和螺旋臂中磁场的相关放大使RM在磁盘平均贡献的基础上增加了几百拉德$m^{-2}$。在银河系内部，沿着视线的RM中的臂间对比度大约为10，在银河系外部衰减到~2。我们确定了一个鲨鱼鳍一样的模式，在RM银河系的观测以及合成的数据，是螺旋臂的特点。
2020-07-21 astro-ph.GA
Predicted Extension of the Sagittarius Stream to the Milky Way Virial Radius
人马座（Sgr）流的广泛跨度使其成为研究银河系引力势的一个有前途的工具。描述它的恒星运动学可以限制晕的性质，并为冷暗物质星系形成范式提供基准。准确的模型的中断动力学的Sgr祖是必要的，采用这种工具。使用解析建模和N体模拟相结合，我们建立了一个新的模型的Sgr轨道和由此产生的恒星流。与以前的模型相比，我们模拟了Sgr祖先从第一次穿过银河系维里半径8 Gyr前的完整下落轨迹。初始相空间条件的参数空间的探索产生严格的限制角动量的Sgr祖。我们的最佳拟合模型是第一个准确再现现有数据的三维位置和径向速度的碎片检测100千秒差距以外的MW晕。除了复制映射流之外，模拟还预测了Sgr流的几个分支的存在，延伸到数百千秒差距。银河系晕中已知的两颗最遥远的恒星与预测的结构相吻合。新预测的臂中的其他恒星可以通过大型综合巡天望远镜的未来数据找到。在最遥远的Sgr臂中探测到恒星的统计样本将提供一个机会，将银河系的潜力限制在前所未有的银河系中心半径。
2017-03-06 astro-ph.GA
Radial migration in numerical simulations of Milky Way-sized galaxies
我们表明，在N体模拟孤立的螺旋盘，螺旋臂出现瞬态，经常性的功能，共同旋转的恒星盘恒星在所有半径。因此，螺旋臂周围的恒星会持续感受到来自螺旋的切向力，并在螺旋结构存在的所有半径处获得/失去角动量，而不会获得大量的随机能量。我们证明，无处不在的径向迁移在这些模拟中可以被看作是向外（向内）系统的流动运动沿尾（领先）侧的螺旋臂。我们对这些旋涡引起的特殊运动进行了分析，并与由APOGEE红团数据得到的银河系的旋涡运动进行了比较。我们发现，瞬态的，共同旋转的螺旋臂是一致的数据，与密度波状螺旋是定性不一致的。此外，我们表明，在我们的模拟中，径向迁移不会改变径向金属丰度梯度显着，并扩大了金属丰度分布函数在所有半径。
2015-12-07 astro-ph.GA
On the Survival of High-Altitude Open Clusters within the Milky Way Galaxy Tides
一个普遍的假设是，高海拔的疏散星团比靠近银河平面的星团寿命更长。这是因为在高海拔地区，疏散星团远离平面内子结构的破坏性影响，如螺旋臂、分子云和棒。然而，在这种情况下需要考虑的一个重要方面是，高海拔疏散星团的轨道最终会穿过银河平面，那里的盘的垂直潮汐场很强。在这项工作中，我们模拟了疏散星团与一个详细的银河系模型的潮汐场在不同的平均高度和银心半径的相互作用。我们发现，集群的预期寿命随着最大轨道高度的增加而减少，并在大约600 pc的高度达到最小值。靠近银道面的星系团寿命更长，因为它们不会经历来自银盘的强烈垂直潮汐冲击;然后，对于轨道高度高于600 pc的星系团，由于与银盘相遇的次数减少，它们又开始寿命更长。通过我们的研究，我们发现，在武器区域和酒吧的潮汐的压缩性质有一个重要的作用，对小集群的生存，保护他们免受破坏：集群内的武器可以活长达两倍的武器外在类似的银河中心距离。
2016-11-14 astro-ph.GA
Revealing the spiral arms through radial migration and the shape of the Metallicity Distribution Function
最近的观测显示，银河系的金属丰度分布函数（metallicity distribution function，简写为ψ）会随着半径的变化而改变其形状。这一星盘内径向迁移的新证据对银河系模型提出了额外的限制。通过在一个非常详细的，观测动机的银河系模型中进行受控的测试粒子模拟，我们证明，在盘的内部区域中，由酒吧和螺旋臂的共同作用，而在外半径，主要是由螺旋臂的形状，形成的？我们表明，旋臂能够印上他们的签名在径向迁移，塑造在银河系盘的外围的酒吧的最小参与。相反，这项工作有可能根据径向迁移和螺旋形状来确定螺旋臂的一些结构和动力学参数。最后，用这种近似方法得到的与APOGEE观测到的银河系曲率曲线的相似性表明，影响它们形状的一个基本因素是银河系势。
2016-08-08 astro-ph.GA
Chemo-kinematics of the Milky Way spiral arms and bar resonances: connection to ridges and moving groups in the Solar vicinity
使用一个新的N体模拟，以及盖亚DR 2/EDR 3数据补充的数据从Galah，APOGEE，LAMOST调查，我们探讨了可能的联系MW旋臂，RVphi脊和移动集团在本地UV空间。我们表明，紧密缠绕的主旋臂在N体模型中可以成功地识别角动量（AM）或指导空间，以及在动态冷恒星的分布接近他们的指导中心使用overdensities。在半径超过许多kpc的AM超密度恒星在RVphi空间中延伸密度脊，在类SNd区域的UV平面中超密度，类似于盖亚数据中观察到的。同样，MW的AM空间包含几个与波状径向速度模式相关的过密度;这种模式也被远远超出SNd的恒星所复制。我们发现，部分盖亚恒星位于其指导中心附近显示三个大尺度结构，大致符合微波激射源的人马座，本地和英仙座武器的分布跟踪的MW螺旋臂。与模型相似，AM超密度中的恒星遵循主要的RVphi脊。当这些脊穿过SNd时，它们可以与主要的UV特征相匹配。因此，我们认为帽状流是英仙座臂的内尾，人马座臂是武仙座臂的组成部分之一，大角星流可能是盾牌座-半人马座臂的最外尾。在前人工作的基础上，我们认为棒状流的共转与武仙座流重合，OLR与天狼星流重合。后者是由天狼星流以外的平均金属丰度急剧下降，这是OLR的预期行为的支持。在不同的相空间坐标系中，AM超密度星具有系统的较高的平均金属丰度。（节录）
2021-11-30 astro-ph.GA
A Distant Echo of Milky Way Central Activity closes the Galaxy's Baryon Census
我们报告在银河系的星际和环银河系介质中存在大量的百万度气体。这种气体（1）渗透在银道面和晕中，（2）延伸到距离中心大于60-200 kpc的地方，（3）它的质量足以结束银河系的重子普查。此外，我们发现，一个巨大的，$\sim 6$千秒差距半径，球对称的中心区域的银河系以上和以下的0.16千秒差距厚的平面，已被清空的热气体或这种气体的密度在空腔内有一个特殊的配置文件，从中心增加到半径的$\sim 6$千秒差距，然后减少一个典型的晕密度配置文件。这一点，以及其他几个会聚的证据，表明目前距离银河系中心6千秒差距的空洞表面，追踪了我们超大质量黑洞强烈核活动时期的遥远回声，发生在大约6百万年前。
2016-07-14 astro-ph.GA
The power spectrum of the Milky Way: Velocity fluctuations in the Galactic disk
我们调查的恒星在银河系中平面的尺度之间的运动学25秒差距和10千秒差距的数据从阿帕奇点天文台星系演化实验（APOGEE），径向速度实验（RAVE），和日内瓦-哥本哈根调查（GCS）。利用远地点的红团簇星，我们在距离太阳5 kpc的（0.75 kpc）^2个面元中确定了大尺度视向速度场。在减去一个轴对称旋转场后，太阳运动V_{sun-c}相对于圆速度V_c对大尺度功率的贡献最大，我们通过最小化大尺度功率来确定太阳运动为V_{sun-c} = 24+/-1（ran.）+/- 2（系统[V_c]）+/-5（系统[大尺度]）km/s，其中系统不确定性是由于（a）V_c的保守20 km/s不确定性和（b）未观测的大尺度上的估计功率。结合APOGEE特有的速度场和RAVE中距太阳2kpc的红团星以及本地GCS星，我们确定了银河系盘在0.2/kpc < k < 40/kpc尺度上的剩余速度涨落的功率谱。大部分功率包含在0.2/kpc < k < 0.9/kpc之间的宽峰中。我们调查预期的功率谱的各种非轴对称扰动，并证明了常用的参数，但相对较高的质量的中央酒吧可以解释大量的速度波动在太阳附近的银河系盘的平面。在银河系中，在>~3 kpc尺度上的~10 km/s的流运动与外部星系的观测结果非常一致，并直接解释了为什么太阳运动的局部测定与全球测量不一致。
2015-02-16 astro-ph.GA
The Bar and Spiral Arms in the Milky Way: Structure and Kinematics
银河系是一个螺旋星系，具有谢克特特征光度$L_*$，因此是所有螺旋星系的哈勃序列的重要锚点。然而，几个世纪以来，银河系的真实面貌仍然难以捉摸。我们回顾了目前对我们家星系的结构和运动学的最佳理解，并提出了一个更新的银河系结构的科学准确的可视化，几乎所有的旋臂组件，以及太阳视角下的COBE图像。银河系包含一个强大的酒吧，四个主要的旋臂，和一个额外的臂段（本地臂），可能比以前认为的更长。我们观察到的银河系四四方方的凸起大部分是花生状的中央棒，几乎是从太阳-银河系中心线的25-30度角的端部观察。棒从中央花生状结构平滑过渡到延伸的薄部分，其末端约为R ~ 5 kpc。银河球/棒包含银河系中总恒星质量的~ 30-40%。恒星和气体运动学的动力学模型得出的棒模式旋转速度约为35-40 km/s/kpc，对应的棒旋转周期约为1.6亿-1.8亿年。从星系形成的角度来看，我们的银河系可能是一个纯盘星系，几乎没有空间来容纳一个重要的合并，“经典”的球状凸起，我们给出了一些原因，为什么是这种情况。
2020-12-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Circular Velocity Curve of the Milky Way from $5$ to $25$ kpc
我们测量的圆速度曲线$v_{\rm c}(R)$的银河系的最高精度迄今为止在银河系中心的距离为$5\leq R \leq 25$千秒差距。我们的分析利用了$\gtrsim 23,000$明亮红巨星的$6$维相空间坐标，我们之前使用数据驱动模型确定了精确的视差，该模型将来自APOGEE的光谱数据与来自WISE，2MASS和盖亚的光度信息相结合。在轴对称引力势的假设下，我们用Jeans方程导出了圆速度曲线。在太阳的位置，我们确定的圆速度与其形式的不确定性是$v_{\rm c}(R_{\odot}) = (229.0\pm0.2)\rm\,km\,s^{-1}$与系统的不确定性在$\sim 2-5\%$水平。我们发现速度曲线在$(-1.7\pm0.1)\rm\,km\,s^{-1}\,kpc^{-1}$处缓慢但显著地下降，系统不确定度为$0.46\rm\,km\,s^{-1}\,kpc^{-1}$，超出内部$5$ kpc。我们排除了内部$5$ kpc从我们的分析，由于存在的银河酒吧，这强烈影响的运动学结构，需要在非轴对称的潜力建模。结合我们的研究结果与外部测量的银河系重子组件的质量分布从其他研究，我们估计银河系的暗晕质量维里半径内的$M_{\rm vir} = (7.25\pm0.26)\cdot 10^{11}M_{\odot}$和本地的暗物质密度$ρ_{\rm dm}(R_{\odo…
2018-12-04 astro-ph.GA
Morphological Statistic of Milky Way-like Galaxies
Purple Mountain Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院紫金山天文台）；School of Astronomy and Space Science, University of Science and Technology of China（中国科学技术大学天文与空间科学学院）；Three Gorges University（三峡大学）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；School of Astronomy and Space Science, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文与空间科学学院）
本研究统计了1,738个类银河系星系的旋臂形态，发现多臂系统占主导，且银河系内两臂外多臂结构（含分叉）与典型多臂星系一致。
2026-09-29 astro-ph.GA
The mass of the Milky Way out to 100 kpc using halo stars
我们使用分布函数分析估计银河系的质量到100千秒差距使用一个大样本的晕星。这些恒星是从文献中编译的，绝大多数（~98%）具有6D相空间信息。我们特别注意系统的影响，如大麦云云（LMC）的动力学影响，和非松弛子结构的效果。大麦哲伦星云使（大麦哲伦星云陷落前）晕质量的估计偏向于更高的值，而来自宇宙学模拟的现实恒星晕往往低估了真实的晕质量。将我们的方法应用于银河系数据后，我们发现质量在100 kpc的M（< 100 kpc）= 6.07 +/- 0.29（统计）。+/- 1.21（系统）x 10^11 M_太阳。对于该估计，我们已经使用Erkal等人的模型近似校正了LMC诱导的反射运动，该模型假设LMC和MW具有刚性势。此外，可能属于人马座流的恒星被删除，我们包括5%的系统偏差，以及基于我们的宇宙学模拟测试的20%的系统不确定性。假设Navarro-Frenk-White晕的质量-浓度关系，我们的质量估计有利于总量（大麦哲伦星系陷落前）银河系质量M_200c = 1.01 +/- 0.24 x 10^12 M_太阳，或（大麦哲伦星云坠落后）质量为M_200c = 1.16 +/- 0.24 x 10^12 M_Sun（当包含1.5 x 10^11 M_Sun的刚性大麦哲伦星云时）。
2021-01-18 astro-ph.GA
ON the Nature of the Local Spiral Arm of the Milky Way
作为BeSSeL巡天的一部分，利用VLBA对与银河系本星系臂有关的9个水脉泽进行了三角视差测量。当结合其他21个视差测量从文献中，数据使我们能够研究的分布和三维运动的恒星形成区域的螺旋臂在整个北方天空。我们的研究结果表明，本地臂不具有大的俯仰角特性的短支线。相反，它活跃的恒星形成，总长度（>5 kpc）和浅的俯仰角（~10度）表明它更像是邻近的英仙座和人马座臂;也许它是其中一个臂的分支。与以前的结果相反，我们发现本地臂更接近英仙座而不是射手座臂，这表明前者的分支可能更有可能。观测到了接近于零的向银河系中心和北银河系极的平均奇异运动，以及约5 km/s的反向旋转，表明本地臂具有与其他主要旋臂相似的运动学性质。
2013-04-02 astro-ph.GA
Constructing the Milky Way Stellar Halo in the Galactic Center by Direct Orbit Integration
高径向轨道上的晕星应该不可避免地经过银河系的中心区域。在假设恒星晕处于动力学平衡和轴对称的条件下，对LAMOST DR 5和$Gaia$ DR 3的$\sim 10,000$晕K巨星在$5\leq r \leq 50$ kpc的轨道进行了积分.通过仔细考虑选择函数，我们构造了整个$r \leq 50$ kpc区域的恒星晕分布。我们发现，一个双破幂律函数很好地描述了恒星晕密度分布的斜率较浅的内部区域和两个突破$r=10$ kpc和$r=25$ kpc，分别。恒星晕从外到内逐渐变平，但在$r \lesssim 5$ kpc处有$q\sim 0.5$。在5 kpc的内部，恒星晕变得各向同性，有轻微的椭圆旋转，并达到$\sim 250\rm \ km\ s^{-1}$的速度色散。在$5\leq r \leq 50$ kpc处，$-0.005$ dex kpc $^{-1}$的金属丰度梯度为弱的负，而在10 kpc以内，[Fe/H] $>-1$的相对富金属星过剩.在$r \leq 5$ kpc处的晕闯入者的质量为$\sim1.2 \times 10^8\ M_{\odot}$（$\sim 4.7 \times 10^7\ M_{\odot}$在[Fe/H] $<-1.5$），它可以解释50-100%的在银河系中心区域直接观测到的具有[Fe/H] $<-1.5$的贫金属星。
2022-11-03 astro-ph.GA
Damping of the Milky Way bar by manifold-driven spirals
我们描述了一个新的现象，“酒吧阻尼”，可能发挥了重要作用，塑造银河系酒吧和凸起，以及其螺旋结构。我们使用一个无碰撞的N体模拟银河系的星系最初由一个暗物质晕和指数盘与Toomre参数略高于统一。在这种配置中，由中心的圆盘主导，一个酒吧形成相对较快，经过1 Gyr的演变。紧接着形成两个流形驱动的旋臂和恒星外流，改变了杆附近的势，显然改变了L_1/L_2拉格朗日点的位置。这一修改导致了杆的缩短，并在更小的半径上创建了下一代歧管驱动的螺旋臂。这个过程在接下来的0.5 Gyr内重复几次，导致杆进一步显著弱化和缩短。阻尼结束的时间与杆的第一次屈曲事件相一致，该事件重建了轨道结构，从而不再形成新的螺旋臂。此时的棒状结构和螺旋结构的形态与银河系目前的性质非常相似。后来，棒又开始相当稳定地增长，只是后来在盘的更远的部分发生的屈曲事件才减弱。
2016-10-04 astro-ph.GA
Rotation curve of the Milky Way from Classical Cepheids
螺旋星系平坦的自转曲线被认为是暗物质存在的证据，但银河系的自转曲线很难测量。各种物体被用来跟踪银河系外部的旋转曲线，但大多数研究依赖于不完整的运动学信息和不准确的距离。在这里，我们使用一个样本的773经典造父变星的精确距离的基础上，中红外周期光度关系加上自行和径向速度从盖亚构建银河系的精确旋转曲线的距离~20千秒差距的银河系中心。我们使用一个简单的银河系旋转模型来测量太阳的旋转速度Theta_0 = 233.6 +/- 2.8 km/s，假设从重力合作组到银河系中心的距离R_0 = 8.122 +/- 0.031 kpc。在银心距离4 < R < 20 kpc时，自转曲线几乎是平坦的，只有-1.34 +/- 0.21 km/s/kpc的小梯度。这是迄今为止在距离R > 12 kpc处构建的最精确的银河系旋转曲线。
2018-12-11 astro-ph.GA
Three-Dimensional Distribution of the ISM in the Milky Way Galaxy: IV. 3D Molecular Fraction and Galactic-Scale HI-to-H$_2$ Transition
研究了银河系中体积密度分子分数的三维分布，定义为fmol_rho=rho_H2/（rho_HI + rho_H2）.分子锋出现在半乳糖中心距离R \sim 8 kpc处，在\sim 0.5 kpc的径向间隔内，从原子氢到分子氢的相变突然发生，fmol_rho从\sim 0.8下降到0.2。fmol_rho中的波前比表面密度分子分数中的波前尖锐得多。正面也出现在垂直方向，高fmol_rho盘的全宽为\sim 100 pc。径向和垂直fmol_rho的配置文件，特别是前面的行为，拟合的理论曲线计算使用观测到的密度配置文件和假设的辐射场和金属指数梯度。分子分数被发现是增强沿英仙座和其他一些螺旋臂。fmol_rho臂意味着分子云是由螺旋臂中的HI气体产生的，并在臂间区域解离。我们还表明，有一个阈值HI密度超过该气体转化为分子。
2016-04-21 astro-ph.GA
