Milky Way Disk-Halo Transition in HI: Properties of the Cloud Population
利用Parkes射电望远镜的银河系全天巡天21 cm HI观测资料，我们测量了位于16.9 < l < 35.3度和|b| < 20度切点附近的低星系晕中的255个HI云。这些云的平均质量为700 Msun，距离银河平面的平均距离为660 pc。这个银河系第一象限（QI）区域与之前使用相同数据集和测量标准研究的第四象限（QIV）区域对称。两个象限中的单个云的性质非常相似，表明它们属于同一种群，并且两个种群都具有sigma_cc ~ 16 km/s的视线云-云速度色散。然而，在QI切点有三倍多的盘晕云，它们的尺度高度在h=800 pc时是QIV的两倍。因此，观测到的视线随机云运动与云尺度高度或其在银河系周围的变化无关。云的表面密度在QI切点区域几乎是恒定的，但在QIV中在R~ 4kpc附近达到峰值。我们将所有这些差异归因于QI区在银河系棒尖端的巧合位置，在那里它与一个主旋臂合并。相比之下，QIV切点区只覆盖了一个小旋臂的一部分。因此，盘晕HI云的人口可能与大尺度恒星形成过程有关，并受其驱动，可能通过超壳层和反馈机制。
2010-08-16 astro-ph.GA
Fundamental Properties of the Highly Ionized Plasmas in the Milky Way
星际介质（ISM）中的冷却转变温度气体，由高离子Si IV、C IV、N V和O VI追踪，有助于限制能量从T >10^6 K的热ISM流到T< 2x10^4 K的暖ISM。利用空间望远镜成像光谱仪（STIS）1.5-2.7 km/s分辨率的Si IV、C IV和NV吸收光谱，以及远紫外光谱探测器（FUSE）15 km/s分辨率的O VI吸收光谱，研究了银河系盘中38颗恒星视线范围内的这种气体的性质。Si IV和C IV的吸收表现出宽的和窄的分量，而在N V和O VI中仅看到宽的分量。窄组分意味着气体的温度小于7 × 10^4 K，并追踪两种不同类型的气体。强、饱和和窄的Si IV和C IV组分追踪了与O型恒星及其超壳层附近有关的气体。较弱的窄Si IV和C IV组分示踪气体在一般ISM中，其由来自冷却热气体的EUV辐射光电离，或从转变温度阶段以非平衡方式辐射冷却，但很少由Al III探测的温暖电离介质（WIM）。宽Si IV、C IV、N V和O VI分量跟踪碰撞电离气体，其非常可能经历从热ISM到暖ISM的冷却过渡。冷却过程可能提供产生N（C IV）/N（Si IV）= 3.9 +/- 1.9的调节机制。冷却过程还产生吸收线，其中线宽的中值和平均值随着产生离子所需的能量而增加。
2010-11-12 astro-ph.GA
Detailed comparison of Milky Way models based on stellar population synthesis and SDSS star counts at the north Galactic pole
我们测试的能力的TRILEGAL和贝桑松模型再现CMD的SDSS数据在银河系北极（NGP）。我们表明，赫斯图分析的颜色星等图是更强大的比光度函数（LFs）在确定银河系的结构。我们通过赫斯图推导出最佳拟合的TRILEGAL模型来模拟SDSS滤波器（g-r，g）CMD中的NGP场。对于贝桑松模型，我们模拟了所有SDSS滤波器的LF和Hess图。我们使用卡方分析，并确定在赫斯图的相对偏差的中位数，以量化的TRILEGAL模型和贝桑松模型的比较，并比较这与Just-Jahreiss模型的拟合质量。用观测到的球状星团（GC）基准等时线检验了厚盘和晕的颜色-绝对星等图中的输入等时线。我们发现，缺乏厚盘组件的默认参数集提供了最好的代表性的LF在TRILEGAL。Hess图显示需要金属贫乏的厚盘。在赫斯图中，TRILEGAL模型和SDSS数据的相对偏差中位数为25%，而Just-Jahreiss模型的偏差仅为5.6%。等时线分析表明，SDSS系统对（至少是贫金属）恒星星族的MS的描述是可靠的。与此相反，RGBs未能匹配所观察到的基准序列的GC。贝桑松模型显示出类似的相对偏差中位数为26%（g-r，g）。在u波段，偏差较大。贝桑松模型中使用的等时线集与观测到的基准等时线之间存在显著的偏移。与赫斯图相反，由于沿着视线的扩展空间分布，LF对银河系组件的详细结构不敏感。
2012-07-20 astro-ph.GA
An [$α$/Fe]-enhanced thick disk in a Milky Way Analogue
银河系盘由两个突出的组成部分组成-一个厚的，富含α，低金属含量的组成部分和一个薄的，富含金属，低α的组成部分。外部星系已经被证明包含薄和厚的盘组件，但是否在[ $α$ /Fe]-[Z/H]平面的不同组件存在于其他银河系类星系还不知道。我们目前的VLT-MUSE观测UGC 10738，一个附近的，边缘银河系般的星系。通过星族合成模型的拟合，我们证明UGC 10738中含有与银河系中相同组分空间分布相似的富α和贫α恒星星族。我们将讨论如何发现，外部星系也包含化学上不同的磁盘组件可能会作为一个显着的限制银河系自己的薄和厚盘的形成。
2021-05-22 astro-ph.GA
A possible solution to the Milky Way's binary-deficient retrograde stellar population. Evidence that $ω$ Centauri has formed in an extreme starburst
上下文在银河系逆行轨道上的场双星的比例明显低于它的逆轨道双星。化学和动力学证据表明，逆行的恒星星族来自半人马座$ω$，它是银河系中质量最大的球状星团，或者是一个前矮星系的假定核心。目的。假设逆行的恒星星族起源于$ω$ Centauri的祖先，那么产生逆行双星族所需的恒星形成条件就会受到限制。方法.我们将观察到的低二进制分数与动态人口合成模型相匹配，包括通用的初始二进制人口和星团中的动态处理，利用公开可用的二进制人口合成工具BiPoS1。结果研究发现，要么是半人马座$ω$星系的GC祖先必须以$\approx 10^8 \; M_{sun} \; pc^{-3}$的恒星密度形成，要么是半人马座$ω$矮星系的祖先星团人口必须以超过$1000 \; M_{sun} \; yr^{-1}$的恒星形成率形成于极端的星暴中，并且可能是头重脚轻的嵌入星团质量函数，低质量团簇形成受到抑制。逆行场双星的分离和质量比分布的预测与未来的观测进行比较。结论.一个可行的解决办法的不足，逆行轨道上的二进制，恒星形成条件的$ω$半人马座以及银河系的逆行二进制人口的轨道参数分布进行了预测。在目前的背景下，矮星系起源的$ω$半人马座是暂时首选。
2021-12-01 astro-ph.GA
The age of the Milky Way inner stellar spheroid from RR Lyrae population synthesis
已知银河系的中央千秒差距区域有一个古老的球状恒星星族，其空间和运动学特性使其与构成大部分中央恒星质量的四方形/花生状结构区分开来。这个球状群体的性质，无论是一个小的经典凸起，最里面的恒星晕或人口的盘星与大的初始速度色散，仍然不清楚。这种结构也是银河系中一些最古老恒星的有希望的候选者。在这里，我们解决这个问题的内部恒星球状体年龄，使用光谱和光度金属丰度的样本935 RR天琴座恒星是这个组件的组成部分。通过恒星星族合成，我们导出了RR型天琴座星族的年龄-金属丰度关系。我们推断，对于在球状体中的天琴座RR型恒星，它们的年龄非常古老，为$13.41 \pm 0.54$ Gyr，并得出结论，它们是在现在的银河系中形成的第一批恒星之一。我们对中心球体的年龄估计显示出与银河系恒星晕推断出的年龄分布非常一致，表明这两种结构之间存在联系。然而，我们发现温和的证据过渡的晕属性在$r_{\rm GC} \sim 5$ ~kpc。我们还研究了富含金属的RR型天琴座恒星的形成场景，如双星和氦的变化，以及它们是否可以为我们的样品的性质提供替代解释。我们的结论是，在我们的框架内，唯一可行的选择是有年轻的，稍微富氦，RR天琴座恒星，一个假设，将打开有趣的问题，形成内部恒星球状体。
2020-06-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar population synthesis based modelling of the Milky Way using asteroseismology of dwarfs and subgiants from Kepler
早期应用星震学研究银河系的尝试已经显示出银河系模型和数据之间恒星质量分布的意外差异;这一结果仍然无法解释。在这里，我们重新分析了开普勒观测到的矮星和亚巨星的星震样本，并详细调查了报告差异的可能原因。我们研究了两个基于恒星星族合成的银河系模型：Galaxia和TRILEGAL。与以前的结果一致，我们发现，与Galaxia相比，TRILEGAL预测了更多的大质量恒星，与2 MASS观测相比，TRILEGAL预测了太多的蓝色恒星。这两个模型都不能匹配恒星样本在$(\log g,T_{\rm eff})$空间中的分布，这表明模型和/或假设的选择函数不准确。当在$(\log g,T_{\rm eff})$空间中对这种不匹配进行校正时，Galaxia计算出的质量分布更宽，与观测到的恒星相比，平均值向低质量方向移动。这种行为类似于开普勒红巨星样本的报道。质量分布之间的偏移相当于$ν_{\rm max}$的2\%变化，这在$ν_{\rm max}$标度关系的当前不确定性范围内。对恒星模型预测的$Δν$标度关系进行修正，使观测到的质量分布明显变窄，但平均值没有变化。
2017-01-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
The CO-dark molecular gas in the cold HI arc
本研究通过OH发射和HINSA在距银河系中心13 kpc的冷HI弧中证实了CO暗分子气体的存在，发现其HINSA比例异常偏高且分子柱密度高于以往估计，但环境参数与近邻弥漫分子云相似，支持超壳层膨胀触发分子云形成的机制。
2024-05-03 astro-ph.GA
Low-column density HVC and IVC gas in the halo of the Milky Way
最近对银河系环星系气体环境的研究主要集中在大质量中性气体云和高电离晕吸收体的分布、化学组成和物理性质上。相对较少的努力已经投入到目前为止，在环银河中性和弱电离金属吸收低HI柱密度的探索。本文系统地研究了银河系晕中中性和电离低柱密度气体的分布和物理性质。我们结合CaII和NaI吸收线测量HI 21厘米发射线数据。对于一些视线，进行了高分辨率的射电合成观测，使我们能够研究单碟望远镜无法分辨的小尺度结构。总共观测到177条视线，为分析银河系环星系环境中的IVC和HVC气体提供了大量的吸收选择数据样本。这项研究使我们能够比较所观察到的银河系晕中气体的吸收柱密度分布（CDD）与类星体的干预吸收体的整体CDD。灵敏的吸收线分析使我们能够识别中性和电离气体结构，在低柱密度和小角度范围内，可能仍然看不见的大型21厘米全天调查。如果这种气体覆盖了天空的很大一部分，它可能对银河系的演化有很大的影响。
2009-09-15 astro-ph.GA
A Survey of Extragalactic Faraday Rotation at High Galactic Latitude: The Vertical Magnetic Field of the Milky Way towards the Galactic Poles
我们提出了一个研究的垂直磁场的银河系对银河系的两极，确定从法拉第旋转的观测超过1000个极化河外射电源在银河系纬度|b| > 77度，使用Westerbork射电综合望远镜和澳大利亚望远镜紧凑阵列。我们发现银河系南北两极的旋转测量中值（RM）分别为0.0 +/- 0.5 rad/m^2和+6.3 +/- 0.7 rad/m^2，这表明在太阳位置的银河系中不存在相干的垂直磁场。如果这是银河系磁性的一个整体性质，那么整个圆盘的对称性的缺乏排除了银河系磁场的纯偶极或四极几何。在我们的数据中看到的RM的角度波动显示在~ 0.1到25度的范围内没有优选的尺度。观测到的RM的标准差约为9 rad/m^2，这意味着在银河系高纬度的温暖电离介质中，随机磁场的强度上限约为1微高斯。
2010-03-23 astro-ph.GA
Predicting gravitational wave signals from BPASS White Dwarf Binary and Black Hole Binary populations of a Milky Way-like galaxy model for LISA
本文结合BPASS双星星族合成与FIRE星系模型，预测LISA在类银河系中可探测的致密双星数量，并与BSE结果对比，揭示星族预测对物理假设的高度敏感性，同时生成模拟LISA信号以辅助数据处理方法开发。
2024-10-22 astro-ph.GA
Stellar population synthesis based modelling of the Milky Way using asteroseismology of 13000 Kepler red giants
通过当前的太空任务，现在可以获得数万颗红巨星的年龄敏感的小行星地震信息。这为研究银河系的结构和演化提供了一个有希望的机会。我们使用开普勒观测到的红巨星的asteroseismic数据来测试目前的理论框架，即基于人口合成建模和使用巨星的asteroseismic标度关系来建模银河系。我们使用开放源代码Galaxia来模拟银河系，并发现Galaxia预测的质量分布相对于地震推断的观测质量有系统地偏移。银河系模型高估了低质量恒星的数量，这些恒星主要是老的和低金属量的。使用恒星模型（可供下载）建议的$Δν$标度关系的修正，可以显著减少预测质量和观测质量之间的差异。对于非地震质量估计可用的少数情况，对$Δν$的校正也改善了地震和非地震质量估计之间的一致性。银河系模型的预测与观测结果之间的不一致在具有${\rm [Fe/H]}<-0.5$和${\rm [Fe/H]}>0$的恒星或$T_{\rm eff}>4700$ K的恒星中最为明显。改变恒星形成率以抑制年龄大于10 Gyr的恒星，可以改善质量的一致性，但会导致不一致的颜色分布。我们还测试了三律银河系模型的预测。然而，与{ \sl Galaxia}不同的是，它在重现开普勒输入星表的光度特性时遇到了困难，因为它高估了蓝色恒星的数量。我们的结论是，无论是标度关系和/或银河系模型需要进行修订，以协调预测的理论与星震观测。
2016-03-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Barium abundance in the central part of the dSph Fornax galaxy
我们重新审视了矮球状天炉座星系中巨星样本中的钡丰度。非局部热力学平衡（NLTE）的合成被用来从两个Ba II线推导钡丰度。我们对钡的新的NLTE结果表明，在金属丰度从-1到-0.5的范围内，这种元素的丰度几乎与银河系的恒星相同。我们的结论是钡丰度在dSph天炉座星系的演变类似于银河系在相应的金属丰度水平的时代。
2017-10-13 astro-ph.GA
Impact of an Active Sgr A* on the Synthesis of Water and Organic Molecules Throughout the Milky Way
Sgr A*，我们银河系中的超大质量黑洞（SMBH），今天处于休眠状态，但它应该在过去的数十亿年中经历了多次气体吸积事件，才成长到目前的质量$4\times10^6\,M_\odot$。每一幕都暂时点燃SMBH，并将银河系中心变成一个活动星系核（AGN）。最近，我们发现活动星系核可以产生大量的硬X射线，这些硬X射线可以穿透银道面内致密的星际介质。在这里，我们进一步研究X射线对银河系分子化学的影响。我们使用化学反应网络来模拟几种分子物种，包括H2O，CH3OH和H2CO，无论是在气相中和尘埃颗粒的表面上的演变。我们发现，X射线照射可以显着提高这些物种的丰度。这种效应在那些年轻的高密度分子云中最为显著，在银河系距离$8$ kpc或更小的地方可能更为突出。即使在活动星系核关闭几百万年后，化学丰度的印记也是可见的。
2020-07-17 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
The WAGGS project - I. The WiFeS Atlas of Galactic Globular cluster Spectra
我们提出了银河系球状星团光谱的WiFeS图集，银河系和本星系团球状星团的综合光谱库。我们使用澳大利亚国立大学2.3米望远镜上的WiFeS积分场摄谱仪观测了64个银河系球状星团和22个由银河系低质量卫星星系组成的球状星团的中心区域。该光谱比现有的银河系球状星团光谱库具有更宽的波长覆盖范围（3300 nm至9050 nm）和更高的光谱分辨率（R = 6800）。通过包括大麦哲伦星云和小麦哲伦星云星团，我们扩大了覆盖面的参数空间的现有图书馆对年轻和中年。虽然测试恒星星族合成模型和分析技术是这个库的主要目的，观测也可以进一步我们的了解本群球状星团的恒星星族，并有可能直接比较河外球状星团的综合光观测与银河系中的已知球状星团。综合光谱可通过项目网站公开获取。
2017-03-21 astro-ph.GA
Predicting the binary black hole population of the Milky Way with cosmological simulations
双星黑洞是大质量恒星演化的主要终点。它们的性质提供了一个独特的机会来限制二元进化，这仍然是知之甚少。本文预测了银河系中/周围双星黑洞及其合并产物的清单，并详细描述了它们的主要性质。我们提出了一个高分辨率的银河系质量的星系与二进制人口合成模型的宇宙学模拟的第一个组合。来自FIRE项目的流体动力学模拟为银河系及其恒星晕和卫星提供了宇宙学上真实的恒星形成历史。我们应用一个依赖于金属性的演化模型的恒星粒子产生个别的二元黑洞。我们发现，一百万个双黑洞已经合并在模型银河系，和300万个双星仍然存在，与平均质量为28 Msun每双星。由于黑洞的祖先偏向于低金属量的恒星，一半的双星存在于恒星晕和卫星中，40%的双星形成于主星系之外。这种趋势随着黑洞质量的增加而增加。合并系统的数量和质量分布与LIGO/Virgo探测兼容。对这些黑洞的观测将是具有挑战性的，无论是用电磁方法还是LISA。我们发现，一个宇宙学上现实的恒星形成的历史，自洽的金属富集和银河系吸积的历史，是确定二进制黑洞率，可以与观测约束大规模的二进制演化的关键成分。
2018-07-20 astro-ph.GA
NGC 6744 - A nearby Milky Way twin with a very low-luminosity AGN
NGC 6744是南半球距离我们最近且最明亮的星系，其形态类型与银河系相似。利用双子座南多目标摄谱仪的积分场单元获得的数据，我们发现这个星系有一个LINER（低电离核发射线区）的核，周围有三个线发射区。对哈勃太空望远镜存档图像的分析显示，该核与一个蓝色致密源有关，可能对应于活动星系核（AGN）。环核辐射似乎是活动星系核窄线区的一部分。其中一个区域位于活动星系核东南方1”处的$\sim$，似乎与活动星系核的电离锥有关。另外两个区域分别位于原子核以南$\sim$ 1”和东北方向$\sim$ 0.6”处，与气体旋转盘不成一直线。光谱合成显示，这个星系可能在大约10亿年前经历了一次合并。在运动学行为的基础上，我们发现了一个气体旋转盘，不与恒星盘共线。考虑到核和环核区域的相对电离度和光度，我们认为活动星系核在过去更明亮，而目前的环核辐射是这一阶段的回声。
2018-07-07 astro-ph.GA
The AMBRE Project: r-process elements in the Milky Way thin and thick discs
中子俘获元素在银河系圆盘中的化学演化仍然是一个有争议的问题。我们的目标是了解银河系盘中r过程元素的化学演化。我们专注于三个纯的r过程元素Eu，Gd和Dy。使用ESO档案中的高分辨率FEROS，HARPS和UVES光谱，我们对6500颗FGK银河系恒星进行了均匀分析，这要归功于自动优化管道GAUGUIN。我们呈现出Ba（5057颗恒星），Eu（6268颗恒星），Gd（5431颗恒星）和Dy（5479颗恒星）的丰度。我们的化学特性薄和厚光盘，和金属丰富的阿尔法丰富的人口。我们发现，[Eu/Fe]比遵循一个连续的序列从薄盘厚盘作为金属丰度的函数。在厚盘星中，[Eu/Ba]比值被发现是恒定的，而[Gd/Ba]和[Dy/Ba]比值作为金属丰度的函数而减小。这些观察清楚地表明了Eu和Gd-Dy之间厚盘中不同的核合成历史。我们还发现富α金属的恒星也富含r过程元素（像厚盘星），但它们的[Ba/Fe]与厚盘星有很大的不同。最后，我们发现[r/α]比值随金属丰度的增加而减小，表明不同性质的超新星对r过程元素和α元素的合成贡献可能不同。我们提供了[Ba/Fe]和[Eu/Fe]的平均丰度趋势，分散度相当小，并首次为[Gd/Fe]和[Dy/Fe]。这些数据可能有助于限制银河系r-和s-过程元素的化学演化模型和大质量恒星的产额。如果我们想将观测结果与银河系化学演化模型进行定量比较，那么现在将中子星或黑洞合并的…
2018-09-21 astro-ph.GA
Populating The Milky Way: Characterising Planet Demographics by Combining Galaxy Formation Simulations and Planet Population Synthesis Models
本文结合 HESTIA 星系形成模拟与行星族群合成模型，研究银河系不同区域的行星出现率差异，发现薄盘中巨行星出现率远高于厚盘，而低质量类地行星在厚盘更丰富，揭示了恒星金属丰度对行星人口统计特征的关键影响。
2024-04-02 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The Canada-France Imaging Survey: Reconstructing the Milky Way Star Formation History from its White Dwarf Population
白矮星是初始质量为$\lesssim$ 8 M $_{\odot}$的恒星的残余物，它包含了关于恒星星族形成历史的宝贵信息。在本文中，我们使用深，高品质，u波段测光从加拿大法国成像调查（CFIS），格里兹测光从泛星1（PS1），以及自行从盖亚DR 2，选择25,156白矮星候选人超过$\sim$ 4500度$^2$使用简化自行图。我们开发了一个新的白矮星人口合成代码，返回模拟观测银河系场白矮星人口为一个给定的恒星形成历史，同时考虑到银河系的几何形状，调查参数和选择效果。我们用这个模型推导出薄盘、厚盘和恒星晕的恒星形成历史。我们的研究结果表明，银河系盘开始形成恒星（11.3 $\pm$ 0.5）Gyr前，与（8.8 $\pm$ 1.4）M $_{\odot}$ yr $^{-1}$在（9.8 $\pm$ 0.4）Gyr的峰值率，直到今天缓慢下降到一个恒定的速度--与最近的结果表明与卫星星系合并事件相一致。研究数据和最佳拟合模型之间的残差显示，在过去的3 Gyr中，恒星形成略有增加。我们拟合了氦-大气白矮星的局域分数为（21 $\pm$ 3）%。用未来的宽场巡天数据，如LSST、Euclid、CASTOR和WFIRST，来验证这种方法，应该可以通过白矮星提供一个前所未有的视角来观察银河系最早期的形成。
2019-11-06 astro-ph.GA
MOCCA-Survey Database: Extra Galactic Globular Clusters. II. Milky Way and Andromeda
对星系中球状星团系统（GCS）的协同演化进行全面的研究，需要能够模拟控制其轨道演化的大尺度动力学（0.01 - 10 kpc）和控制每个球状星团（GC）内部动力学的小尺度动力学（sub-pc - AU）。在这项工作中，我们提出了一种新的方法，结合半解析模型的GCS与完全自洽的蒙特卡罗模型，同时发展大型GCS。我们使用人口合成代码MASinGa和MOCCA调查数据库I创建合成GC人口，旨在代表银河系（MW）和仙女座（M31）中GC的观测特征。我们的程序使我们能够恢复的空间和质量分布的GC在这样的星系，并限制的质量，GC离开无论是在晕分散的碎片，或在银河系的中心，在那里他们可以有助于形成一个核星团（NSC），并可以带来恒星和可能的中间质量的黑洞。我们的模拟报告的最终质量是几个数量级小于观测值。这些差异表明，在像MW和M31这样的星系中，NSC和中央BH的质量积聚不能仅仅用下落GC方案来解释。这种积聚很可能取决于下落的GC和气体的相互作用和合并之间的相互作用。后者可以有助于在NSC和中央BH的增长原位恒星的形成。
2022-06-08 astro-ph.GA
Disentangling Milky Way halo populations at low metallicities using [Al/Fe]
Lund Observatory（隆德天文台）；Universitá degli Studi di Firenze（佛罗伦萨大学）；Uppsala University（乌普萨拉大学）
利用[Al/Fe]区分银河系晕中低金属度下的本地与吞噬星群，通过高精度光谱分析验证其区分能力。
2025-11-12 astro-ph.GA
Towards a fully consistent Milky Way disk model V. The disk model for 4 $-$ 14 kpc
我们提出了一个广义版本的半解析Just-Jahreiss（JJ）模型的银河系盘，结合我们的研究结果的太阳附近，适用于广泛的银河系距离，4千秒差距$\lesssim R \lesssim $ 14千秒差距。JJ模型是一个灵活的恒星星族合成工具，具有2500万年的精细年龄分辨率。它包括六个银河（MW）组件：四个扁平（指数薄和厚盘，原子和分子气体）和两个球状（球形恒星晕和核心等温暗物质球）。薄盘的总厚度假定在所有半径处都是恒定的，尽管也可以对扩口进行测试。所采用的薄盘恒星形成率（SFR）的径向变化反映了由内而外的磁盘增长的情况。我们允许一个光滑的幂律SFR连续修改任意数量的高斯峰。我们提出了一个公共代码的JJ模型补充的三套等时线（PARSEC，MIST，和BaSTI）。利用APOGEE红团簇巨星的金属丰度分布，我们约束了JJ模型年龄-金属丰度关系（AMR）的径向变化，并提出了AMR函数的一种新的解析形式。广义JJ模型是一个公开可用的工具，用于研究MW盘上不同的恒星星族。由于其良好的年龄分辨率和灵活性，它可以特别用于重建薄盘SFR，因为可以在其框架内构建各种不同的SFR形状。
2022-08-26 astro-ph.GA
The Chocolate Chip Cookie Model: Dust Geometry of Milky-Way like Disk Galaxies
我们提出了一个新的双组分尘埃几何模型，\textit{Chocolate Chip Cookie}模型，其中clusified星云区域嵌入在一个弥漫的恒星/ISM磁盘，像巧克力芯片在饼干。通过用连续的高斯分布来近似星云区域的二项分布，并忽略尘埃散射效应，我们的模型通过分析方法解决了发射线和恒星连续体的尘埃衰减过程。我们的巧克力饼干模型成功地适合的倾斜依赖性的有效尘埃红化的恒星成分来自恒星星族的合成和Balmer减量的特征在于从斯隆数字巡天（SDSS）的主要星系样本的大样本的银河路像盘星系的发射线。我们的模型表明，对于类MW星系，星云盘比恒星盘薄0.55倍，大1.6倍，而每个星云区在$V$波段都有一个典型的光学厚度$τ_{\rm{cl,V}} \sim 0.5$.在考虑孔径效应后，我们的模式预测的尘埃衰减的倾斜依赖性也与观测一致。不仅如此，在我们的模型中，恒星星族的尘埃衰减曲线自然地依赖于倾角，其中值情况符合经典的卡尔泽蒂定律。由于建模约束来自光学波长，因此我们的模型不受光学厚尘埃成分的影响，但这可能会使模型对红外辐射的预测产生偏差。
2022-09-18 astro-ph.GA
Inference from modelling the chemodynamical evolution of the Milky Way disc
在这篇论文中，场星的初始质量函数（IMF）和化学演化参数的银河系（MW）的导出使用前向建模技术结合贝叶斯统计。从一个本地MM盘模型开始，在太阳附近的恒星样本的观测合成和比较相应的体积完整的观测样本依巴谷星。由0.5 ~ 8 Msun观测得到的IMF是一个双斜率破缺幂律，低质量斜率和高质量斜率的幂分别为-1.49 +-0.08和-3.02 +-0.06，在1.39 +-0.05Msun处有一个破缺。为了限制IMF的恒星质量大于8 Msun，一个快速和灵活的化学富集代码，Chempy，开发，这也是能够重现空间和恒星星族选择的观测样本。对于大于6 Msun的恒星质量，推断的高质量斜率为-2.28 +- 0.09，说明了文献中不同产额集的系统效应。这表明，来自化学建模的约束，类似于银河系的流体动力学模拟，需要一个萨尔彼得高质量指数。这是很难恢复从恒星计数分析考虑到稀有的高质量恒星。
2018-02-23 astro-ph.GA
Weighing Milky Way Satellites with LISA
白矮星是研究银河系恒星星族的一个成熟工具。在一个紧密的双星系统中的两颗白矮星为我们提供了一个额外的信使--引力波--用于探索银河系及其周围环境。双白矮星（DWD）双星产生的引力波可以被未来的激光干涉空间天线（LISA）探测到。众多且分布广泛的DWD具有探测银河系附近恒星星族的形状、质量和形成历史的潜力。在这项工作中，我们概述了一种方法来估计银河系卫星星系的总恒星质量的基础上探测到的LISA的DWD的数量。为了约束质量，我们使用二进制人口合成模型进行贝叶斯推断，并考虑与卫星相关的检测到的DWD的数量和测量到卫星的距离作为唯一的输入。使用一个基准的二进制人口合成模型，我们发现，对于大型卫星的恒星质量可以恢复到1）一个因素2，如果恒星形成历史是已知的，2）一个数量级时，边缘化不同的恒星形成历史模型。对于较小的卫星，我们可以对它们的恒星质量设定上限。引力波观测可以提供大型卫星的质量测量，其质量测量结果与标准电磁观测结果相当，在某些情况下甚至更为精确。
2021-02-04 astro-ph.GA astro-ph.HE gr-qc
MOCCA-Survey Database: Extra Galactic Globular Clusters. III. The population of black holes in Milky Way and Andromeda-like galaxies
在这项工作中，我们研究了银河系（MW）和仙女座星系（M31）中球状星团（GC）的黑洞（BH）布居。我们结合人口综合代码MASinGa和MOCCA调查数据库I推断GC窝藏BH子系统（BHS），IMBH，或两者都没有的属性。我们发现，具有BHS，IMBH或没有的GC的典型数量在银河系外围变得相当，而银河系内部区域主要由GC主导，没有显着的黑暗成分。我们的模型表明，GCs窝藏BHS稍重，与总人口相比，具有较大的半质量半径。我们检索的二进制BH（BBHs），要么合并在过去的3 Gyr或生存在他们的父集群，直到现在的属性。我们发现，约80%的合并BBH形式由于动力学相互作用，而其余的起源于原始双星的演化。我们推断的合并率BBH在本地宇宙的$1.0-23\,\,\rm{yr^{-1}\,Gpc^{-3}}$，根据所采用的假设。我们发现大约有100-240个BBH存活到今天，并且大多集中在星系内部的几个kpc。我们还估计了通过坠落星团进入星系核的黑洞数量，发现在12 Gyr的时间跨度内大约有1，000 - 3，000个黑洞和100-200个BBH被输送。这使得我们能够限制潜伏在核星团中的BH和BBHs双星的总量，即$N_{BHs}=(1.4-2.2)\times10^4$和$N_{BBHs}=700-1,100$。
2023-01-20 astro-ph.GA
Properties of extra-planar HI clouds in the outer part of the Milky Way
越来越多的证据表明，银河系盘周围存在着一个平面外的气体层，类似于在其他一些星系中检测到的异常HI气体。多达10%的气体可能处于这一阶段。我们分析了位于太阳圈外的盘晕界面的HI云，以探测平面外HI气体的性质。我们使用莱顿/阿根廷/波恩（实验室）21厘米线调查，以寻找HI云参加银河系平面的旋转，但位于磁盘层以上。选定的区域用Effelsberg 100米望远镜绘制。利用韦斯特博克综合射电望远镜（WSRT）对两个HI晕云的小尺度结构进行了详细的研究。来自100米望远镜的数据允许对25个不同的HI晕云进行参数化，这些晕云的银心半径为10 kpc <R<15 kpc，高度为1 kpc <z<5 kpc。这些云的中位温度为620 K，气柱密度为NH~ 10 E19 cm^-2，其中大部分被较暖的HI气体的扩展包层所包围。两个选定地区的干涉仪观测解决HI云成几个弧分钟大小的核心。这些岩心的谱线宽度很窄（FWHM约为3 km/s），体积密度n > 1.3 cm^-3，质量高达24 M_{sol}，平均而言，与周围的包层处于压力平衡状态。压力和密度落在理论相图（P vs）的预期范围内< n_{H} >。如果假设热碎裂介质，HI核往往不稳定，但与预测由湍流驱动的热碎裂的模型更一致。
2009-11-25 astro-ph.GA
Stellar Population Synthesis with Distinct Kinematics: Multi-Age Asymmetric Drift in SDSS-IV MaNGA Galaxies
我们提出了第一个非对称漂移（AD）测量的未解决的恒星星族的不同特征年龄以上和以下1.5 Gyr。这些测量采样星系盘中的年龄-速度关系（AVR）。在这第一篇论文中，我们开发了两种有效的算法，从光学积分场光谱（IFS）数据立方体提取AD的空间像素的基础上。该算法适用于不同的光谱模板，一个使用简单的恒星星族和其他恒星库，他们的比较，使我们能够评估系统误差在派生的多分量速度，如模板失配。我们测试算法的可靠性，模拟光谱和蒙特卡罗马尔可夫链的真实数据从MANGA调查SDSS-IV。我们量化的随机和系统误差AD作为一个功能的信号噪声和恒星星族属性的目的是应用这种技术的大子集的MANGA星系样本。作为我们的方法的演示，我们将它们应用到一个初始样本的7个星系与银河系可比的恒星质量和颜色。我们发现了一个广泛的年轻和年老的恒星星族不同的AD径向配置文件。
2020-06-03 astro-ph.GA
Three-Dimensional Structure of the Magnetic Field in the Disk of the Milky Way
我们提出的旋转措施（RM）的弥漫银河系同步辐射从加拿大银河平面调查（CGPS），并比较他们的RM河外源，以研究大规模的逆转在银河系磁场（GMF）。使用斯托克斯Q，U和I测量的银河系盘收集的综合望远镜在自治领射电天体物理观测站，我们计算RM超过一个扩展区域的天空，专注于低经度范围内的CGPS（l= 52度到l= 72度）。我们注意到紧凑源和扩展发射跟踪的结构的相似性，并强调了RM图中近似对角线上的梯度的存在，我们将其与人马座著名的磁场反转联系在一起我们认为，这种反转的方向是一种几何效应，这是由于我们在GMF结构中的位置，而GMF结构是由不垂直的电流片引起的银河平面，这是一个严格的径向场逆转所需要的，但至少有一些平行于磁盘的组件。符合这一描述的模型的例子是Gressel等人（2013）的三维基于发电机的模型和银河系尺度的帕克螺旋（Akasofu & Hakamada 1982），尽管后者在银河系动力学方面可能存在问题。我们强调了构建GMF三维模型的重要性，以解释在该数据集中观察到的对角RM梯度等结构。
2017-07-05 astro-ph.GA
Exploring the production and depletion of lithium in the Milky Way stellar disk
[摘要]我们确定了锂丰度的714个F和G矮星，关闭，和太阳附近的亚巨星的样本进行了充分研究。分析是基于线合成的锂线在6707欧姆的高分辨率和高信噪比阶梯光谱，获得与MIKE，FEROS，SOFIN，UVES和FIES摄谱仪。所呈现的Li丰度针对非LTE效应进行了校正。在714颗恒星的样本中，我们能够确定420颗恒星的Li丰度和另外121颗恒星的Li丰度上限。其中18颗具有明确锂丰度的恒星被列为系外行星的宿主恒星。我们的主要发现是，有没有签名的锂生产厚盘，但锂丰度相同的有效温度的恒星是独立的金属丰度的恒星，可以与银河系厚盘。然而，在薄盘中可以看到显着的Li生产，朝着超太阳金属丰度稳步增加。然而，在最高金属丰度（[Fe/H]~+0.3）附近，我们初步证实了最近发现的Li丰度趋于稳定。因此，我们反驳了最近在其他研究中发现，李也产生在厚盘。这可能是由于化学定义的选择标准，这些研究用来定义他们的厚磁盘样本。我们在这里使用的年龄标准，产生了一个厚盘恒星样本，薄盘恒星的污染要少得多，因此更可靠的丰度趋势。[摘要]可以得出的结论是，相对于原始丰度，在银河系的最初几十亿年中没有发生显着的锂生产，这一时代与厚盘的形成和演化相吻合。[删节]
2018-04-19 astro-ph.GA
Binary white dwarfs in the halo of the Milky Way
目的：我们研究了银河系内晕中的单颗和双星白矮星，以了解更多关于晕星群体诞生的条件，如初始质量函数（IMF），恒星形成历史，或双星分数。方法：我们使用二进制人口合成代码SeBa模拟低金属丰度晕星的演化，距离可达~ 3 kpc。我们用两种不同的白矮星冷却模型来预测晕白矮星的现今光度。我们确定了八种不同晕模型的白矮星光度函数（WDLF），并将其与SuperCOSMOS巡天中观测到的白矮星晕WDLF进行了比较。此外，我们还预测了晕中的双星白矮星的性质，并确定了盖亚卫星有望观测到的晕白矮星的数量。结果如下：通过比较WDLF，我们发现标准IMF比头重脚轻的IMF更准确地匹配观察结果，但与底部重的IMF的差异很小。13 Gyr前的恒星形成爆发比10 Gyr前的恒星形成爆发稍好，也比$10-13$ Gyr前的连续恒星形成略好。盖亚将是第一个限制场晕WDLF亮端的仪器，其中来自二进制WD的贡献相当大。其中许多将有他的核心，其中少数具有非典型的表面重力（PDMATHAMN），并达到亮度$\log(L/L_\odot) > 0$在我们的标准模型的WD冷却。这些所谓的前WD，如果观察到，可以帮助我们约束白矮星冷却模型，并可能教我们一些关于晕星的比例，居住在双星。
2014-09-02 astro-ph.GA
Understanding Global Galactic Star Formation
我们向社会提出了一个全面的银河系恒星形成区域的紫外/光学/近红外成像调查，以探索恒星形成过程的各个方面。这项研究的主要目标是了解星周原行星盘的演化，以及在各种不同环境中恒星形成的其他细节。这需要对银河系附近的恒星形成区域进行全面的发射线调查，在那里，高空间分辨率的望远镜+相机将能够分辨星周物质和激波结构。除了解析星周盘本身之外，这种观测还将研究年轻恒星的喷流和外流中的冲击，这是仍嵌入其周围分子云中的最年轻原行星盘中吸积的探测器。这些数据将首次允许测量大质量恒星形成区域中大量恒星和喷流/冲击的自行，为研究这些环境的动态打开了一个新的窗口。它将需要优于30质量的分辨率和稳定的PSF，以进行精确的天体测量和恒星和星云的测光。这些数据将允许为数百万颗年轻恒星制作精确的颜色-颜色和颜色星等图，以研究它们的演化状态。我们还可以确定恒星的自转、多重性和成团统计，作为银河系环境和位置的函数。我们第一次可以系统地绘制HII区域、恒星风、超新星遗迹和超壳层/超气泡的详细激发结构。这次巡天将提供理解恒星形成所需的基本数据，恒星形成是控制宇宙重子成分演化的基本天体物理过程。
2009-04-13 astro-ph.GA
Evolution over time of the Milky Way's disc shape
上下文银河系结构的研究可以用来作为一个路径，以约束我们的银河系的形成和演化的情况。恒星星族参数对年龄的依赖性与恒星形成和动力学演化历史有关。目的。我们的目标是调查的外部星系的结构，如尺度长度，盘截断，弯曲和耀斑的薄盘，并研究它们与年龄的依赖关系，通过使用2MASS数据和人口合成模型（所谓的贝桑松星系模型）。方法.我们用遗传算法对观测到的色星等图上的参数进行了调整，在80度<= 1 <= 280度的倾斜角下，|b| <= 5.5度。我们探讨了参数退化和不确定性。结果我们确定了一个明确的依赖薄盘规模的长度，翘曲和耀斑的形状与年龄。规模的长度被发现之间变化3.8千秒差距的最年轻的约2千秒差距的最古老的。扭曲显示了一个复杂的结构，明显不对称的节点角随着年龄的变化从大约165度的老恒星到195度的年轻恒星。外盘也在闪耀，其尺度高度在太阳附近和12千秒差距的银河系中心距离之间变化了两倍。结论.我们的结论是薄盘规模的长度是在很好的协议与由内而外的形成的情况下，外盘是不处于动态平衡。随时间的翘曲变形可能会提供一些线索，其起源。
2017-02-01 astro-ph.GA
G141.2+5.0, a new Pulsar Wind Nebula discovered in the Cygnus Arm of the Milky Way
我们报告了在自治领射电天体物理天文台的合成望远镜在1420 MHz的观测数据中发现的新脉冲星风星云（PWN）G141.2 + 5.0。新PWN的直径约为3.5 '，其在4.0 kpc的距离处转换为约4 pc的空间范围。它的射电频谱指数为$α\approx -0.7$，与PWN G76.9 + 1.1相似。G141.2 + 5.0在1420 MHz数据中的极化率高达40%，平均值为15%。它位于一个小的球形HI气泡的中心，该气泡以6 km/s的速度膨胀。气泡的系统速度为-53公里/秒，可能是母恒星质量损失的结果，也可能是同一颗超新星在高度发展阶段爆炸产生的壳型信噪比。气泡的系统速度与天鹅座螺旋臂的HI速度相同，天鹅座螺旋臂横跨第二和第三象限，英仙座臂之外有一个活跃的恒星形成臂。G141.2 + 5.0的运动学距离为4 +/-0.5 kpc，类似于天鹅座臂的光学距离（3.8 +/-1.1 kpc）和它的运动学HI距离（4.4 +/-0.6 kpc）。G141.2 + 5.0代表了17年来发现的第一个无线电PWN，也是在天鹅座螺旋臂中发现的第一个SNR，这与英仙座螺旋臂中大量的贝壳型遗迹形成了鲜明的对比。
2014-02-20 astro-ph.GA
Chemical evolution of the inner 2 degrees of the Milky Way bulge: [alpha/Fe] trends and metallicity gradients
银河系膨胀的结构、形成和演化是一个有争议的问题。区分凸起模型的重要诊断包括金属丰度的α丰度趋势，以及空间丰度和金属丰度梯度。由于内凸区的严重消光效应，对这一区域的研究很少。在这里，我们的目的是调查内2度通过观察[α/Fe]元素的趋势与金属丰度，并试图推导出金属丰度梯度。[alpha/Fe]和金属丰度是通过VLT/CRIRES观测到的28颗M巨星的2微米光谱的光谱合成确定的，这些巨星位于南短轴（l，b）=（0，0），（0，-1）和（0，-2）。VLT/ISAAC光谱用于确定恒星的有效温度。我们提出的第一个银河系中心和凸出使用类似的恒星，高光谱分辨率和分析技术之间的连接。我们所有3个区域的[α/Fe]趋势彼此之间显示出很大的相似性，并且在隆起区的趋势更远，一直到中心都没有[α/Fe]梯度。这表明，当涉及到富集过程和恒星形成历史时，它是一个均匀的凸起。我们发现了一个大范围的金属丰度（-1.2<[Fe/H]<+0.3），在银河系中心的分散度较低：-0.2<[Fe/H]<+0.3。得出的金属丰度平均值越接近银河平面，就越高。我们可以将其解释为在突出部进一步建立的金属丰度梯度的延续，但由于恒星数量较少和可能的选择效应，需要更多的相同类型的数据才能从我们的数据中得出内部金属丰度梯度的结论。我们的研究结果坚定地认为，该中心的背景下，隆起，而不是非常独特的。
2015-10-09 astro-ph.GA
HI observations of three compact high-velocity clouds around the Milky Way
我们对三个致密高速云（CHVC）进行了深度HI观测。主要目标是研究它们的扩散暖气体和致密冷核。我们使用低分辨率和高分辨率的数据与100米Effelsberg望远镜和Westerbork综合射电望远镜（WSRT）。由于单碟望远镜缺乏足够的角分辨率，而干涉仪错过了很大一部分扩散气体，因此这种组合对于研究云的形态特性至关重要。在这里，单碟和干涉仪数据在图像域中与新的组合流水线组合。这种结合使得人们可以非常详细地研究云与周围环境之间的相互作用。单碟和射电干涉仪总通量密度之间的明显差异表明，CHVC包含相当数量的低亮度温度的扩散气体。高斯分解表明，云主要由温暖的气体组成。
2014-02-13 astro-ph.GA astro-ph.IM
PopSyCLE: A New Population Synthesis Code for Compact Object Microlensing Events
我们提出了一个新的银河系微透镜模拟代码，被称为PopSyCLE（人口综合紧凑对象透镜事件）。PopSyCLE是第一个解析的微透镜模拟，包括来自超新星爆炸数值模型的紧凑物体分布以及天体测量和光度微透镜效应。我们展示了PopSyCLE的能力，通过调查的最佳方式找到黑洞（BH）与微透镜。候选黑洞通常是从宽视场光度微透镜测量中选择的，例如OGLE，通过选择具有长爱因斯坦穿越时间（$t_E>120$天）的事件。这些事件可以在最近的方法中选择，并通过天体测量进行监测，以限制每个镜头的质量; PopSyCLE预测这种程序的BH检测率约为40%。我们发现，通过选择具有$t_E>120$天和$π_E<0.08$的微透镜视差的事件，可以将检测率提高到~85%。不幸的是，在事件期间不能应用这样的选择标准，因为$π_E$需要峰前和峰后光度测定。然而，历史上的微透镜事件，从光度调查可以重新使用这个新的选择标准，以统计限制在银河系中的BH的丰度。未来的WFIRST微透镜巡天将提供精确的测光和天体测量，并将产生单个质量为\mathcal{O}（100-1000）的黑洞，这至少比现有设施下单个候选黑洞的质量高出一个数量级。从WFIRST得到的黑洞质量样本将开始约束黑洞现今的质量函数、黑洞多重性和黑洞反冲速度分布的形状。
2019-12-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Can neutron star mergers alone explain the r-process enrichment of the Milky Way?
比较银河系中观察到的元素丰度银河系的化学演化模型，我们表明，中子星合并可以是一个领先的r-过程网站，只有在低金属量，这种合并有很短的延迟时间和显着的喷出物质量，是由质量的紧凑的对象。也就是说，黑洞-中子星合并，取决于黑洞的自旋，可以发挥重要作用的早期化学富集的银河系。我们还表明，本文中使用的二进制人口合成模型，即，COMPAS、StarTrack、Brussels、ComBinE和BPASS目前可以重现元素丰度观测结果。这些预测不仅对中子星合并是有问题的，而且对Ia型超新星也是如此，这可能指出了双星演化模型的缺陷。
2022-12-18 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Alpha element abundances and gradients in the Milky Way bulge from FLAMES-GIRAFFE spectra of 650 K giants
我们在ESO甚大望远镜上获得了650颗凸出红巨星分支（RGB）恒星的FLAMES-GIRAFFE光谱（R= 22，500），并进行了光谱合成以测量Mg，Ca，Ti和Si的丰度。该样本由474颗巨星组成，沿着银河系球核的短轴在纬度b=-4，b=-6，b=-12的3个区域观测。另外176颗恒星属于一个包含球状星团NGC 6553的区域，沿着长轴与其他三个区域相距b=-3和5度。我们的研究结果证实，与大量的统计数据，银河系的凸起和厚盘，这都是增强α元素相比，薄盘之间的化学相似性。在相同的背景下，我们分析了不同凸起区域的[alpha/Fe]与[Fe/H]趋势。最富金属的恒星，在b=-4时显示出较低的[α/Fe]比，在银河系高纬度处消失，这与观测到的核球中的金属丰度梯度一致。贫金属星（[Fe/H]<-0.2）在不同的核球位置表现出明显的均匀性。我们得到了进一步的约束银河系的形成方案。一个贫金属的组成部分化学上无法区分厚盘暗示了快速和早期形成的凸起和厚盘。这样的一个组成部分没有显示任何变化，无论是在丰度或运动学，在不同的凸起区域。一个富含金属的组成部分，显示低[α/Fe]类似的薄盘消失在较大的纬度。这使我们能够跟踪通过快速早期合并形成的组件（经典的凸起）和一个磁盘/酒吧组件形成更长的时间尺度。
2011-03-31 astro-ph.GA
Effects of the selection function on metallicity trends in spectroscopic surveys of the Milky Way
在这里，我们调查的金属丰度分布函数（ESTA）和垂直金属丰度梯度的选择功能的效果，通过研究类似的视线使用四个不同的光谱调查（APOGEE，LAMOST，RAVE，和盖亚-ESO），这有不同的目标策略，因此不同的选择功能。我们使用APOGEE，LAMOST，RAVE（ALR）和APOGEE，RAVE，Gaia-ESO（AGR）的光谱调查之间的共同领域，并使用两个恒星星族合成模型，GALAXIA和TRILEGAL，为每个调查创建模拟领域。我们应用选择功能的颜色和幅度削减的形式，相应的调查模拟领域复制所观察到的源样本。我们在模型之间进行基本比较，以检查哪种模型最能再现观察到的样本分布。我们进行了一个定量的比较，从模拟目录使用这两种模式，以了解选择功能的影响，对金属丰度和垂直梯度。使用这两种模型，我们发现一个可以忽略不计的影响的选择功能上的APOGEE，LAMOST，和RAVE的。我们发现一个可以忽略不计的选择函数的垂直金属丰度梯度的影响，以及，虽然GALAXIA和TRILEGAL有陡峭和较浅的斜率，分别比观察到的梯度。在对RAVE和LAMOST的金属丰度与我们的参考APOGEE样本进行校正后，我们观察到的四次调查之间的垂直金属丰度梯度在1 σ内是一致的。我们还发现一致的梯度为所有调查的组合样本在ALR和AGR。我们估计平均垂直金属丰度梯度为-0.241+/-0.028 dex kpc-1…
2017-07-31 astro-ph.GA
Milky Way Globular Clusters: Nurseries for Dynamically-Formed Binary Black Holes
Sapienza, Università di Roma（罗马大学）；Tor Vergata, Università di Roma（罗马托尔维加塔大学）；INAF/Osservatorio Astronomico di Roma（意大利国家天体物理研究所罗马天文台）；INFN, Sezione di Roma I（意大利国家核物理研究所罗马第一分部）；Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）
研究提出自洽框架，结合银河系形成模型与球状星团人口合成代码，揭示动态形成双黑洞的起源与演化，发现约30%球状星团可能源自卫星星系，并展示高红移下双黑洞并合率增加。
2026-03-30 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Modeling Dense Star Clusters in the Milky Way and Beyond with the Cluster Monte Carlo Code
我们描述了公开发布的集群蒙特卡罗代码（CMC）的并行，逐星$N$体代码建模密集星团。CMC使用Hénon的方法处理碰撞恒星动力学，其中许多两体相遇的累积效应在统计上被再现为最近邻粒子在弛豫时间尺度上的单一有效相遇。逐星方法允许包含额外的物理学，包括强引力三体和四体相遇，两体潮汐和引力波捕获，任意星系潮汐场中的质量损失，以及单星和双星的恒星演化。CMC的公开发布直接与COSMIC人口合成代码绑定，允许使用关于恒星物理和初始条件的相同假设进行动态星团模拟和人口合成研究。作为演示，我们提出了两个星团建模的例子：首先，我们执行最大的（$N = 10^8$）逐星$N$ -体模拟普卢默球演化到核心坍缩，再现超过15个数量级的预期自相似密度分布;其次，我们生成了典型球状星团的真实模型，并且我们表明，它们的动力学演化可以产生大量的质量大于孤立双星演化产生的质量的黑洞合并（例如GW 190521，最近报道的与脉动对不稳定质量间隙中的分量质量合并）。
2021-10-11 astro-ph.GA astro-ph.IM
The Impact of Inhomogeneous Reionization on the Satellite Galaxy Population of the Milky Way
我们使用公开可用的subhalo目录通过Lactea模拟与Gpc尺度的N体模拟一起，以了解非均匀再电离对银河系卫星星系群的影响。大体积的模拟相结合的再电离模型，使我们能够预测银河系质量晕的再电离时间的分布。受此分布的启发，我们确定候选卫星星系在模拟中，要求任何subhalo必须增长到指定的质量阈值以上，才能再电离;在此之后，光电离背景将抑制恒星的形成和气体的吸积。我们发现，在银河系质量晕预期的范围内改变再电离时间可以改变卫星星系的数量大约两个数量级。这一结论与文献中的一些研究相矛盾，我们得出结论，这是Gnedin（2000）结果应用不一致的结果。我们比较我们的卫星星系的观测使用丰度匹配和恒星星族合成方法来分配我们的subhalos的光度和帐户的观测完整性的影响。此外，如果我们假设质量阈值由维里温度Tvir = 8 e3 K设定，我们发现我们的模型精确地匹配了观测到的银河系卫星的vmax分布，径向分布和光度函数，再电离时间zreion = 9.6^{1.0}_{-2.1}，假设Via Lacteasubhalo分布代表银河系。这导致了119^{+202}_{-50}个卫星星系的存在。
2009-12-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Towards a direct measure of the Galactic acceleration
高精度光谱仪不仅可以发现系外行星，还可以提供银河系动力学的基本测量。在大约10年的基线上，对于银河系中平面上方$\sim$ kpc尺度距离的恒星，由于银河系引力场的影响，视线速度的预期变化为$\sim$几- 10 cm/s，并且可能被当前一代的高精度摄谱仪检测到。在这里，我们提供了理论上的期望，这种测量的基础上的静态模型的银河系和孤立的银河系的模拟，以及从控制动态模拟的银河系与矮星系的相互作用。我们模拟了一个人口合成模型，分析了行星和双星对银河系加速度信号的贡献。我们发现，虽然低质量，长周期的行星同伴是银河系加速度信号的污染物，他们的贡献是非常小的。我们对LCES HIRES/Keck精密视向速度（RV）巡天的$\sim$ 10年数据的分析表明，标准RV星的RV曲线的斜率在误差范围内与太阳附近的局部银河系加速度的预期一致，斜率误差与观测次数的平方根成反比。因此，我们表明，调查的恒星与低内在恒星抖动在千秒差距以上的银河系中平面的实际样本大小可以直接确定的暗物质密度。
2020-09-22 astro-ph.GA
Towards a fully consistent Milky Way disk model -- IV. The impact of Gaia DR2 and APOGEE
我们提出了一个更新的版本的半解析Just-Jahreibrium（JJ）模型的银河系磁盘和限制其参数在太阳附近。JJ模型的新特征包括一个简单的双组分气体盘，在时间上扩展的厚盘的恒星形成率（SFR）函数，以及分子气体和薄盘种群运动学之间的相关性。在这里，我们研究的垂直数密度分布和W-速度分布确定从200万本地恒星的盖亚DR 2。我们还调查了一个明显的赫斯图的盖亚恒星选择在一个圆锥体积对银河系的两极。使用恒星演化库，我们合成恒星星族与四个斜率打破幂律初始质量函数（IMF），SFR，和年龄金属丰度关系（AMR）。后者与观测到的来自APOGEE的本地红团（RC）巨星的金属丰度分布一致。在贝叶斯方法中，我们使用MCMC方法在多维参数空间中对后验概率分布进行采样。我们发现，盖亚恒星的空间分布和运动意味着最近的两个SF爆发中心的年龄为~0.5 Gyr和~3 Gyr，其特点是一个~30%和~ 55%SF增强，分别相对于一个单调下降的SFR连续。发现与这种SF过剩相关的恒星星族在动力学上是热的：它们的W速度色散为~12.5 km/s和~26 km/s。新的JJ模型能够再现本地恒星计数，精度约为5%。使用Gaia DR 2数据，我们自洽地约束了更新后的JJ模型的22个参数。我们的优化模型预测两个SF爆发在过去的~4 Gyr，这可能指向最近的气体注入事件。
2021-02-18 astro-ph.GA
The DRAO Synthesis Telescope in the post-CGPS Era
在过去的15年中，DRAO ST被用作加拿大银河平面调查的主要仪器。这是一个非常成功的项目，通过对星际介质主要成分的全景成像，推进了我们对银河系的理解。CGPS的观测现已完成，DRAO的综合望远镜已恢复到提议驱动模式。自治领射电天体物理天文台邀请天文学家申请使用DRAO综合望远镜观测时间。DRAO ST提供氢原子和无线电连续辐射的无线电观测，包括偏振信号，具有高空间动态范围和角分分辨率。为CGPS开发的成像技术使该望远镜成为宽视场成像的一线仪器，特别是偏振发射。我们将讨论望远镜的特点，展示数据的例子来证明ST的独特能力，并解释在哪里以及如何申请观测时间。
2010-10-28 astro-ph.GA astro-ph.IM
Mapping the Milky Way in Six Dimensions: A contiguous, homogenised, phase-space catalogue of \textit{Gaia} DR3 tracers up to 250 kpc
Tata Institute of Fundamental Research（塔塔基础研究所）；Indian Institute of Technology Bombay（印度理工学院孟买分校）
该研究构建了包含3250万颗恒星六维相空间信息的均质化星表，覆盖至250 kpc，通过多巡天交叉匹配实现高精度距离和速度测量，为银河系质量建模和暗物质研究提供了最大外晕示踪样本。
2026-09-25 astro-ph.GA
Spiral arm kinematics for Milky Way stellar populations
我们提出了一个新的理论人口合成模型（银河系模型），以检查和处理大量的数据，从银河系的调查和破译现在和过去的结构和历史，我们自己的银河系。我们假设银河系是由许多复合的恒星星族叠加而成的，这些恒星族属于薄盘和厚盘、恒星晕和凸起，并且被单一的暗物质晕成分所包围。利用泊松方程的密度分布自洽地建立了银河系引力势的全球模型。反过来，这些密度分布被用来生成合成概率分布函数（PDF）的颜色星等图（CMD）中的恒星分布。最后，利用（扰动）分布函数的矩量法，利用引力势约束恒星运动学。螺旋臂扰动的线性响应框架中的密度波理论，我们提出了一个所谓的“减少因子”使用超几何函数的分析公式的轴对称磁盘分布函数。最后，我们考虑一个分析的非轴对称模型的灭绝和算法的基础上的概率分布函数的概念来处理大量的恒星的颜色星等图。提出了一种遗传算法来研究光度学和运动学参数空间。这个星系模型代表了从Gaia-ESO，SEGUE，APOGEE 2，RAVE和盖亚任务等调查的异构数据集重建银河系结构的自然框架。
2016-06-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dust Grain Growth & Dusty Supernovae in Low-Metallicity Molecular Clouds
我们提出了3-D流体动力学模型的超级气泡的演变提供动力的恒星风和超新星从年轻的同时代的大质量星团内的低金属（$Z = 0.02$ Z $_{\odot}$），cluerous分子云。我们探讨了超泡演化的初始阶段，包括对不稳定性和核心坍缩超新星的发生。我们的目的是研究尘埃颗粒生长的发生在轨道尘埃团，并在超级气泡的扫超壳。我们还致力于解决连续超新星产生的尘埃颗粒的生存问题。该模型考虑了星团的引力势和母云的自引力。它还考虑了辐射冷却（包括由尘埃引起的）和最先进的人口合成模型的同时代集群。如前所示，嵌入到clusional介质中的超级气泡变得高度扭曲，主要由于热气体流过低密度通道而膨胀。我们的研究结果表明，在大规模的情况下，（$\sim10^7$ M $_{\odot}$）分子云，承载着超级星团（$\sim5.6\times10^5$ M $_{\odot}$），在超级气泡演化的第一个$2.5$ Myr期间，颗粒生长以速率$\sim4.8\times10^{-5}$ M $_{\odot}$ yr $^{-1}$增加尘埃质量，虽然对不稳定性和核心坍缩超新星对超级气泡尘埃预算的净贡献是$\sim1200$ M $_{\odot} (M_{SC}/5.6\times10^{5}$ M $_{\odot})$，其中$M_{SC}$是星暴的恒星质量。因此，尘埃颗粒的生长和超新星的尘埃注入导致在低金…
2022-06-13 astro-ph.GA
SynthPop: A New Framework for Synthetic Milky Way Population Generation
针对现有银河系模型灵活性不足的问题，提出开源模块化群体合成软件SynthPop，以Python编写、JSON配置组件，可模拟任意视线方向的银河系恒星目录，支持独立/模块运行，提供验证、示例及安装渠道。
2025-04-15 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Constraining the thick disc formation scenario of the Milky Way
我们研究的形状厚盘在高纬度和中纬度地区的光度数据从SDSS和2 MASS调查。我们使用的人口合成方法，使用ABC-MCMC方法来表征厚盘的形状，规模的高度，规模的长度，局部密度和耀斑，我们调查的厚盘形成期的延长，通过模拟几个形成事件。我们发现，密度的垂直变化不是指数，但更接近双曲正割平方。假设一个单一的形成时代，厚盘更适合sech 2尺度高度为470秒差距和尺度长度为2.3千秒差距。然而，如果模拟两个连续的形成事件，模拟延长的形成期，较老的事件比较年轻的事件具有更高的刻度高度和更大的刻度长度，表明在塌陷阶段的收缩。鳞片高度从800 pc减小到340 pc，鳞片长度从3.2 kpc减小到2 kpc。恒星形成从老插曲到年轻插曲增加。在拟合过程中，晕圈参数也被确定。对晕的约束表明，如果存在内晕和外晕之间的过渡，那么过渡的距离不可能小于30 kpc，这是我们使用关闭晕星进行研究的极限。最后，我们表明，外推厚盘的隆起区解释了观察到的恒星星族，不再需要调用一个经典的凸起。为了解释这些结果，厚盘最可能的情况是，它是在银河系引力坍缩时形成的，这些星系是由高度湍流维持的富含气体的巨大团块混合而成，这些团块暂时阻止了薄盘的形成，正如Bournaud等人（2009）所提出的那样。这种情况解释了在厚盘区域以及在隆起区域的观测结果。（节略）
2014-07-30 astro-ph.GA
Origin of neutron capture elements with the Gaia-ESO survey: the evolution of s- and r-process elements across the Milky Way
本研究利用银河系双下落化学演化模型，结合Gaia-ESO第六次巡天数据，分析了薄盘中子俘获元素的丰度与径向梯度，明确了不同核合成源的贡献并解释了观测差异的成因。
2023-08-28 astro-ph.GA
The present-day star formation rate of the Milky-Way determined from Spitzer detected young stellar objects
我们目前的初步结果，旨在确定恒星形成率的银河系的人口合成模型。我们发现，0.68至1.45 Msun/yr的总恒星形成率是能够重现观测到的年轻恒星的数量在斯皮策/IRAC GLIMPSE调查的银河系平面，假设简单的处方的三维银河系分布的YSO和星际尘埃，并使用模型SED预测亮度和颜色的合成YSO在不同的波长。这是第一次从主序前天体本身获得的银河系范围的测量，而不是全球观测量，如总射电连续谱，Halalpha或FIR通量。所得值略低于先前测定的值，但与先前测定的值基本一致。我们将在未来扩展这种方法，以适应亮度，颜色和角分布的YSO，并同时利用多个调查，对输入假设的约束，并减少恒星形成率估计的不确定性。最终，这将是确定银河系恒星形成率的最准确方法之一，因为它使用所有质量的恒星（仅受灵敏度限制），而不仅仅是大质量恒星或大质量恒星的间接示踪物。
2010-01-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
