Based on the kernel estimator and wavelet technique, we have identified 22 moving group candidates in the solar neighborhood from a sample which includes around 14,000 dwarfs and 6000 giants. Six of them were previously known as the Hercules stream, the Sirus-UMa stream, the Hyades stream, the Caster group, the Pleiades stream, and the IC 2391; five of them have also been reported by other authors. 11 moving group candidates, not previously reported in the literature, showprominent structures in dwarf or giant samples.Acatalog of moving group candidates in the solar neighborhood is presented in this work.
Moving Groups in the Solar Neighborhood with Gaia, APOGEE, GALAH, and LAMOST: Dynamical Effects Gather Gas and the Ensuing Star Formation Plays an Important Role in Shaping the Stellar Velocity Distributions
Revisiting the Vertical Distribution of HI Absorbing Clouds in the Solar Neighborhood. II. Constraints from a Large Catalog of 21 cm Absorption Observations at High Galactic Latitudes
基于大批高银纬 21 cm 吸收观测目录，利用 kinematic_scaleheight 软件包对太阳邻域内冷中性介质的垂直分布进行限制，发现其厚度约为 50-90 pc，并揭示了其与分子云薄/厚盘的关联及异常运动学特征。
Stellar Stream Candidates in the Solar Neighborhood Found in the LAMOST DR3 and TGAS
我们将LAMOST DR 3与Gaia DR 1 TGAS目录进行了交叉匹配，并获得了166，827颗具有可靠运动学的恒星样本。基于小波变换的技术被施加到检测显着的超密度在速度空间中的五个子样本划分的空间位置。总共发现了16颗运动学非常相似的恒星。其中，四个是新的流候选，其余的是先前已知的组。本地样品的U-V速度分布和金属丰度分布都显示出武仙座结构和Hyades-Pleiades结构之间的明显差距。这些峰的U-V位置随着空间位置而移动。在描述了我们的分析之后，我们推测了我们的候选流的可能起源。
Tracing the Origin of Moving Groups. III. Detecting Moving Groups in The LAMOST DR7
我们重新审视移动集团（MG）在太阳附近的样本91969附近的恒星从LAMOST DR 7。利用小波技术和蒙特卡罗模拟，在$V-\sqrt{U^2+2V^2}$空间同时探测到了5个MG和一个新的候选者，它们位于$V \simeq$-130 km s $^{-1}$.考虑到其他已知的MG，我们的结论是，在银河系盘MG的间距约为15 $\sim$ 25公里秒$^{-1}$沿$V$速度。通过[Fe/H] $-$ [Mg/Fe]分布和年龄分析了所检测到的MG的来源。我们的研究结果支持归因于连续共振机制的起源可能是由银河系的酒吧或旋臂。
Galactic Rotation Parameters Based on Stars from Activ Star-Forming Regions with Data from the Gaia DR2 Catalogue
我们研究了Gaia DR 2星表中25000多颗具有自行和三角运动的年轻恒星样本。其相对误差不超过10%。马顿等人根据盖亚DR 2星表的数据，通过调用WISE和普朗克星表的红外测量，选择了属于活跃恒星形成区的恒星。低质量的金牛座T星构成了大多数样本星。由此得到了银河系自转角速度的下列参数：$Ω_0 =28.40\pm0.11$ km s $^{-1}$ kpc $^{-1}$，$Ω^{'}_0=-3.933\pm0.033$ km s $^{-1}$ kpc $^{-2}$和$Ω^{''}_0=0.804\pm0.040$ km s $^{-1}$ kpc $^{-3}$。奥尔特常数为$A=15.73\pm0.32$ km s $^{-1}$ kpc $^{-1}$和$B=-12.67\pm0.34$ km s $^{-1}$ kpc $^{-1}$，而对于所采用的太阳银心距离$R_0=8.0\pm0.15$ kpc，太阳邻域绕银河系中心的圆周旋转速度为$V_0=227\pm4$ km s $^{-1}$。
The POKEMON Speckle Survey of Nearby M dwarfs. IV. Distance-Limited Catalog (POKEMON-DLC)
California Institute of Technology（加州理工学院）；Northern Arizona University（北亚利桑那大学）；NSF National Optical-Infrared Astronomy Research Laboratory（美国国家光学红外天文研究实验室）；Bay Area Environmental Research Institute（湾区环境研究所）；NASA Ames Research Center（NASA艾姆斯研究中心）；Lowell Observatory（洛厄尔天文台）；Carnegie Science（卡内基科学）
Kinematics of T Tauri Stars Close to the Sun from the Gaia DR2 Catalogue
研究了太阳附近半径为500 pc的年轻金牛座T星的大样本的空间和运动学性质。从古尔德带最可能的成员中确定了位置椭球的以下参数：它的大小为$350\times 270 \times 87$ ~pc，它与银河平面成角$14\pm1^\circ$，升交点的经度为$297\pm1^\circ$。对该样本恒星运动的分析表明，主半轴为$σ_{1,2,3}=(8.87,5.58,3.03)\pm(0.10,0.20,0.04)$ ~km s $^{-1}$的剩余速度椭球与银道面的夹角为$22\pm1^\circ$，经度为$298\pm2^\circ$的升交点。已经确定的是，古尔德带恒星（5- 6 km s $^{-1}$ kpc $^{-1}$）典型的膨胀效应（运动学$K$效应）的大部分可以用具有径向扰动振幅$f_R\sim5$ km s $^{-1}$的银河螺旋密度波的影响来解释。
Kinematic Analysis of Solar-Neighborhood Stars Based on RAVE4 Data
We consider stars with radial velocities, proper motions, and distance estimates from the RAVE4 catalogue. Based on a sample of more than 145000 stars at distances $r<0.5$ ~kpc, we have found the following kinematic parameters: (U,V,W)_ \odot =(9.12, 20.80, 7.66) \pm (0.10, 0.10, 0.08) km s^{-1}, Ω_0=28.71 \pm 0.63 km s^{-1} kpc^{-1}, and Ω'_0=-4.28 \pm 0.11 km s^{-1} kpc^{-2}. This gives the linear rotation velocity V_0=230 \pm 12 km s^{-1} (for the adopted R_0= 8.0 \pm 0.4 kpc) and the Oort constants A=17.12 \pm 0.45 km s^{-1} kpc^{-1} and B=-11.60 \pm 0.77 km s^{-1} kpc^{-1}. The 2D velocit…
New families in our Solar neighborhood: applying Gaussian Mixture models for objective classification of structures in the Milky Way and in simulations
星系形成的标准图象促使银河系分解成3- 4个恒星星族，它们具有不同的运动学和元素丰度分布：薄盘、厚盘、凸起和恒星晕。为了测试这个想法，我们使用测量的速度和铁丰度（即，一个增广的Toomre图）作为要分解的分布。我们比较结果的盖亚-APOGEE DR 16交叉匹配目录的太阳附近的那些从一套合成的盖亚-APOGEE交叉匹配构建的银河系质量的星系的宇宙学模拟火灾。我们发现，在合成和真实的数据，最适合的GMM使用五个独立的组件，其属性类似于标准人口预测的星系形成理论。两个组成部分可以明确地确定为薄盘和另一个作为晕。然而，与厚盘的对应物不同，有三个具有不同年龄和α丰度分布的中间组分（尽管这些数据不用于构建模型）。我们使用的合成数据的分解表明，分类组件确实对应于不同起源的恒星。通过与模拟数据类比，我们表明，我们的真实Gaia-APOGEE交叉配型的混合模型区分了以下组分：（1）圆形轨道上年轻恒星的经典薄盘（46%），（2）通过与卫星相互作用加热的薄盘恒星（22%），（3，4）代表α增强厚盘速度不对称性的两个分量（27%），（5）与早期大规模吸积相一致的恒星晕（4%）。
CWISEP J193518.59$-$154620.3: An Extremely Cold Brown Dwarf in the Solar Neighborhood Discovered with CatWISE
我们在CatWISE目录中发现了一颗极冷的、位于太阳附近的褐矮星（Eisenhartt等人，正在编写中）。斯皮策望远镜的光度跟踪显示，这颗天体CWISEP J193518.59-154620.3的ch 1 $-$ ch 2 = 3.24 $\,\pm\,$ 0.31等，使其成为已知最红的棕矮星之一。使用斯皮策光度法和Kirkpatrick等人（2019）的多项式关系，我们估计了$\sim$ 270- 360 K范围内的有效温度，以及5.6 $-$ 10.9 pc范围内的距离估计。我们结合了WISE、NEOWISE和斯皮策的数据，测量了$μ_α\cos δ= 337\pm69$ mas yr $^{-1}$、$μ_δ= -50\pm97$ mas yr $^{-1}$的自行，这意味着在7 $-$ 22 km s $^{-1}$范围内有一个相对较低的切向速度。
On the stellar velocity distribution in the solar neighborhood in the light of Gaia DR2
本工作的目的是有助于理解恒星速度分布在太阳附近（SN）。我们提出，$U-V$平面上的结构，称为移动群，可以主要由螺旋臂扰动来解释。银河系盘和旋臂的应用模型，参数由观测数据定义，模式速度$Ω_p=$ 28.0 km s $^{-1}$ kpc $^{-1}$，是相同的，使我们能够解释起源的本地臂和太阳的轨道被困在共转共振（CR）。我们表明，SN的$U-V$图片包括的主要组成部分，与CR，和内部和外部结构，我们可以与武仙座和天狼星流，分别。后发座-贝伦尼刻斯和毕宿星-昴星团以及太阳本身属于主要部分。武仙座的子结构主要由附近的8/1、12/1甚至6/1林德布拉德共振形成，而天狼星则由大量重叠的外部林德布拉德共振形成，-8/1、-12/1、-16/1，它们粘在CR上。这种丰富的共振只存在于共转附近，这应该是旋臂，而不是银河棒，其稳定的共转区远离太阳。该模型对速度分布的预测在定性和定量上与Gaia DR 2提供的分布相匹配。
Kinematics of the Galaxy from a Sample of Young Open Star Clusters with Data from the Gaia DR2 Catalogue
我们选择了一个样本的326个年轻的$(\log t<8)$疏散星团的自行车和距离计算的不同作者从盖亚DR 2数据。它们的视线速度的平均值也取自各种出版物。作为我们运动学分析的结果，我们发现了以下银河系自转角速度的参数：$Ω_0=29.34\pm0.31$ km s $^{-1}$ kpc $^{-1}$，$Ω'_0=-4.012\pm0.074$ km s $^{-1}$ kpc $^{-2}$，和$Ω''_0=0.779\pm0.062$ km s $^{-1}$ kpc $^{-3}$ .对于采用的太阳银心距离$R_0=8.0\pm0.15$ kpc，太阳邻域绕银河系中心的圆自转速度为$V_0=235\pm5$ km s $^{-1}$。螺旋密度波产生的切向和径向速度扰动的幅度分别为$f_θ=3.8\pm1.2$ km s $^{-1}$和$f_R=4.7\pm1.0$ km s $^{-1}$;对于所采用的四臂螺旋模式，扰动波长分别为$λ_θ=2.3\pm0.5$ kpc和$λ_R=2.2\pm0.5$ kpc。太阳在螺旋密度波中的相位接近于$-120\pm10^\circ.$
Analysis of membership probability in nearby young moving groups with Gaia DR2
利用$\textit{Gaia}$ DR 2数据分析了年轻恒星属于附近运动星群的成员概率。1429颗恒星的样本是从“疑似邻近年轻运动群恒星目录”中鉴定出来的。从$\textit{Gaia}$ DR 2数据库中检索了890颗恒星的视差和自行值。在LACEwING算法的框架下对成员概率进行了分析。根据分析，确认279颗恒星不属于任何已知的运动群。我们估计的$\textit{ U, V, W}$空间速度值为250个移动组成员，这被发现是更准确的比以前的值在文献中列出。所有运动群的速度椭圆都被很好地限制在“好盒”内，这是一个广泛使用的标准来识别运动群成员。利用MIST等时线对$\textit{Gaia}$色星等图进行分析，统一估计了运动群成员的年龄。我们发现属于某些移动群体的恒星年龄分布存在差异，这需要进一步研究。
