Galactic cold cores IX. Column density structures and radiative transfer modelling
银河系冷核（GCC）项目已经对星际云进行了赫歇尔观测，普朗克在那里探测到了冷尘埃发射的致密源。我们的目标是描述团块及其母云的结构。我们还研究的准确性，可以确定从亚毫米数据的密集团块的结构。我们使用标准的统计方法来验证GCC字段。团块提取使用列密度阈值，我们为每个字段构建一个三维辐射转移（RT）模型。这些被用来估计相对辐射场强度，团块的稳定性，和柱密度估计的不确定性。我们研究的径向柱密度分布的团块。在海湾合作委员会领域，结构噪声遵循以前建立的关系在更大的规模。分形维数对柱密度没有显著的依赖性，D = 1.25 +-0.07的值仅略低于典型分子云。柱密度PDF表现出很大的变化，例如在外部压缩云的情况下。在尺度r>0.1秒差距时，云的径向柱密度分布遵循N~r^{-1}的平均关系。尽管团簇形态变化很大，但在r~0.1 pc以下，团簇往往遵循类似的N~r^{-1}关系。RT计算表明局部辐射场强度的变化仅为2.5倍。在A_V > 5 mag的区域，引力束缚的团块比例显著增加，但大多数束缚物体似乎是压力限制的。GCC宿主云具有与一般分子云相似的统计特性。重力稳定性，峰值柱密度和团块方向连接到云背景，而大多数其他统计数据（例如D和径向轮廓）对环境不敏感。
2018-01-15 astro-ph.GA
The Milky Way without X: An alternative interpretation of the double red clump in the Galactic bulge
在银河系核球的高纬区域出现的两个红团（RC）被解释为一个X形结构起源于棒不稳定性的证据。然而，在这里，我们表明，这种双RC现象更有可能是另一种表现形式的多个人口中观察到的球状星团（GC）中的金属丰富的制度。与Terzan 5一样，在银河系经典球区的氦增强的第二代恒星（G2）被放置在明亮的RC上，比第一代恒星（G1）产生的正常RC亮约0.5等，产生了观测到的双RC。在一个复合的凸起，一个经典的凸起可以与一个四方形的伪凸起共存，我们的模型也可以重现关键的意见，如依赖的双RC功能的金属丰度和银河系的纬度和经度。如果盖亚三角视差距离证实了这一点，这将表明银河系棒没有足够的弯曲来形成凸起中的X形结构，并表明早期类型的星系将同样被超富氦的亚群所占据。
2015-08-24 astro-ph.GA
The Milky Way atlas for linear filaments II. clump rotation versus filament orientation
Chongqing University（重庆大学）；Peking University（北京大学）；S. N. Bose National Centre for Basic Sciences（S.N.玻色基础科学国家中心）；Tsinghua University（清华大学）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）
研究通过分析团块旋转与纤维方向的关系，发现团块旋转对引力坍缩作用微弱，旋转轴与纤维方向无显著关联。
2024-10-17 astro-ph.GA
Shared star formation in the Milky Way and Magellanic Clouds
Leiden University（莱顿大学）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）
通过比较银河系和麦哲伦星系致密团块，研究不同环境恒星形成模式异同。分析发现两者团块表现类似，确定温热团块为开放星团前身，还校准了团块恒星形成率。
2026-07-07 astro-ph.GA
Common Origin of Two RR Lyrae Populations and the Double Red Clump in the Milky Way Bulge
最近对银河系核球的观测发现了两个在周期-振幅图上的天琴座RR型星序列，两个星群之间的最大周期偏移为Δlog P = 0.015。在这里，我们从我们的合成水平分支模型中表明，这种周期偏移很可能是由于第一代和第二代恒星（G1和G2）之间氦丰度的微小差异（ΔY = 0.012），就像我们的模型中具有相似金属丰度（[Fe/H] = -1.1）的内晕球状星团的情况一样。我们进一步表明，当这些模型扩展到太阳金属丰度满足G2的ΔY/ΔZ = 6时，在凸起中观察到的双红团（RC）会自然再现，正如化学演化模型所预期的那样。因此，两个群体的RR天琴座恒星和双RC观察到的隆起似乎是不同的表现，同样的多人口现象，在贫金属和富金属制度分别。
2016-11-03 astro-ph.GA
The rate and latency of star formation in dense, massive clumps in the Milky Way
新生恒星形成于分子云的局部高密度区域。恒星形成致密团块的顺序和速率以及对局部和全球环境的依赖性是发展星系中恒星产生描述的关键因素。我们试图从观测上限制恒星形成的速度和延迟在整个银河系分布的密集的大规模团块，并将这些结果与恒星生产的建议处方进行比较。从APEX望远镜大面积星系巡天中选取了24颗微米级的I类原恒星样本，它们与嵌入分子云中的尘埃团有关。我们确定的恒星形成的团块，f* 的分数，这对恒星形成的延迟在一个团块的寿命单位的约束。原恒星的质量估计从年轻恒星物体的星周环境模型，恒星形成率来自。由870微米粉尘连续谱和NH_3谱线计算了团簇的物理性质。线性相关性之间的恒星形成率表面密度，Sigma_{SFR}，和数量Sigma_{H2} / tau_{ff}和Sigma_{H2} / tau_{cross}，表明恒星形成的分子云的局部尺度调节。恒星形成团块的测量分数为23%。考虑到由于24微米的饱和度而被排除在我们的样本之外的团块内的恒星形成，这个分数可以高达31%。密集的大质量团块主要形成低质量（< 1-2 msun）恒星，其出射的24微米通量低于我们的灵敏度极限，或者在其生命的最初70%中无法形成任何恒星。银河系中心的恒星形成团块的比例较低，相对于那些位于银河系的磁盘被验证。
2016-01-26 astro-ph.GA
Connecting Star Formation in the Milky Way and Nearby Galaxies. I. Comparability of Molecular Cloud Physical Properties
本研究利用CO数据立方体比较了银河系内部与近邻星系分子云的物理性质，发现通过平滑处理并排除波束效应影响后，两者性质具有可比性，且银河系云的物理条件调节其内部团块性质与恒星形成潜力。
2025-10-30 astro-ph.GA
Connecting Star Formation in the Milky Way and Nearby Galaxies -II. An Observationally Driven Analytical Model for Predicting Cloud-Scale Star Formation Rates
Max-Planck-Institut für Radioastronomie（马克斯·普朗克射电天文研究所）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）；Helmholtz-Institut für Strahlen- und Kernphysik (HISKP), Universität Bonn（波恩大学赫尔姆霍兹辐射与核物理研究所）；Charles University in Prague, Faculty of Mathematics and Physics, Astronomical Institute（布拉格查理大学数学物理学院天文研究所）
本文提出了一种基于观测的分析模型，用于预测云尺度的恒星形成率，通过整合银河系及邻近星系的观测数据，验证了模型的合理性。
2026-02-07 astro-ph.GA
Metallicity of the double Red Clump in the Milky Way Bulge
本研究重新分析了银河系核球双红支恒星的金属丰度，采用贝叶斯方法分配恒星，发现两RC平均金属丰度差异存在高统计误差，未能证实多重星族假说。
2025-10-13 astro-ph.GA
Assembling the Milky Way bulge from globular clusters: Evidence from the double red clump
在银河系核球的色星等图中观察到的两个红色团块（RC）被广泛接受为起源于棒不稳定性的X形结构的证据。然而，基于在球状星团（GCs）中观察到的氦增强的多恒星星族现象，提出了一种截然不同的解释。由于这两种情况意味着非常不同的图片形成的核球和椭圆星系，了解双RC的起源是至关重要的。在这里，我们报告了我们的发现，在两个RC中的恒星在CN带强度上显示出显着的差异（> 5.3 σ），与X形隆起场景中的预期形成鲜明对比。CN丰度和两个RC之间的人口比例的差异与第一代和第二代恒星之间的GC中观察到的差异相当。由于CN-强的恒星跟踪人口与增强的N，Na，和He丰度起源于GC，这是直接的证据，双RC是由于多人口现象，并在银河系的突出的恒星人口的组装从破坏的原GC。我们的研究结果还要求对银河系凸起的3D结构进行重大修订，因为目前的观点是基于以前对双RC现象的解释。
2018-06-29 astro-ph.GA
Far-Infrared Dust Temperatures and Column Densities of the MALT90 Molecular Clump Sample
我们目前的尘埃柱密度和尘埃温度为$\sim3000$年轻的高质量分子团毫米天文学遗产团队90 GHz（MALT 90）的调查，来自调整单一温度尘埃排放模型的远红外强度图之间测量160和870 \micron \从赫歇尔/Hi-Gal和APEX/ATLASGAL调查。我们讨论了在分析数据，计算物理参数，并估计其不确定性的方法。群体平均尘埃温度的团块是：$16.8\pm0.2$ K的团块，不表现出恒星形成的中红外特征（静止团块），$18.6\pm0.2$ K的团块，显示正在进行的恒星形成的中红外特征，但尚未开发的HII区域（原恒星团块），和$23.7\pm0.2$和$28.1\pm0.3$ K的团块与HII和光解离区域，分别。这四个组在它们的温度分布中表现出很大的重叠，分散度在4和6 K之间。原恒星团的峰值柱密度的中位数是$0.20\pm0.02$ gr cm $^{-2}$，这是约50%的峰值柱密度的中位数相比，与其他演化阶段的团。我们比较了尘埃温度和柱密度测量对每个团块的平均值的团块的中心。我们发现，在安静的团块的尘埃温度增加的外部区域，他们与最浅的柱密度分布。相比之下，原恒星或HII区域相的分子团簇具有与内部加热更一致的尘埃温度梯度，并且与静态团簇相比，与更陡的柱密度分布相关。
2015-11-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Natures of clump-origin bulges: similarities to the Milky Way bulge
旋涡星系中的核球被认为可以分为两种类型：经典核球和伪核球。经典的星系核球被认为是由星系合并和爆发性恒星形成的，而伪星系核球则被认为是由长期演化形成的。Noguchi（1998年，1999年）提出了另一种隆起形成情景，即“丛源隆起”。他用数值模拟证明了星系盘在盘形成的早期阶段形成团块结构，然后团块在中心合并成一个单一的凸起。我执行一个高分辨率的N体/SPH模拟的形成在一个孤立的星系模型中的块起源隆起。我发现，集团起源的隆起类似于pseudobulges的动力学性质，但这个隆起的老和富含金属的恒星。这些性质，古老的富金属布居，但pseudobluge-like结构，意味着集团起源的隆起不能简单地分为经典的隆起或pseudobluges。从这些结果中，我讨论的相似之处的团起源的凸起的银河系的凸起。
2012-01-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Initial phases of massive star formation in high infrared extinction clouds. II. Infall and onset of star formation
由于观测和理论上的困难，大质量恒星形成的开始并没有得到很好的理解。为了找到大质量恒星形成的密集和寒冷的团块，我们编制了一个高红外消光云的样本，我们以前在1.2毫米连续辐射和氨中观察到了这些样本。我们试图了解恒星形成阶段的团块在这些高消光云通过研究的流入和流出的属性，一个年轻的恒星对象（YSO）的存在下，和CO耗尽的水平，通过分子线调查与IRAM 30米和APEX 12米望远镜。此外，我们想知道通过团块和云之间的柱密度对比量化的云形态是否对内部发生的恒星形成产生影响。我们发现HCO+（1-0）线对于检测下降运动最敏感。一氧化硅，流出示踪剂，主要是检测到对源与入流，表明入流是伴随着准直流出。在一个集群内的YSO的存在主要取决于其柱密度;没有YSO的迹象被发现低于4 E22 cm-2。恒星的形成是在具有低柱密度对比的云中开始的边缘;在大多数团块中还不存在下沉。恒星形成的第一个迹象是在云团中广泛观察到的，云团和云团之间的柱密度对比大于2;大多数云团显示出流入和流出。最后，最进化的团块是在柱密度对比度高于3的云中;几乎所有的团块都有YSO，并且在许多团块中，下降已经停止。因此，基于云和团块之间的柱密度对比的云形态似乎与内部形成的物体的演化阶段有直接联系。
2012-10-07 astro-ph.GA
Connecting the Dots: Analyzing Synthetic Observations of Star-Forming Clumps in Molecular Clouds
在本文中，我们调查分子云的观测可以正确识别和测量恒星形成团块的程度。我们从一个5000 M $_{\odot}$分子云的模拟坍缩中产生了一个合成柱密度图和一个合成谱线数据立方体。通过将模拟中发现的团块与合成观测中发现的团块相关联，发现来自谱线数据立方体的团块质量非常接近团块的真实物理性质。我们还发现，“观察到的”团块质量函数来自列密度图转移的一个因素~ 3高于真正的团块质量函数，由于低密度材料沿视线的投影。Alves等人（2007年）首先提出，团簇质量函数向更高质量的偏移3倍可以归因于30%的恒星形成效率。我们的研究结果表明，这一发现可能是由于高估了从柱密度观测确定的团块质量。
2012-07-23 astro-ph.GA
Blanco DECam Bulge Survey (BDBS) III: A new view of the double red clump in the Milky Way bulge through luminosity and color distribution
红团星是研究银河系核球结构的最佳示踪星之一。在这里，我们报告了一个新的观点，通过亮度和颜色分布的RC星在9个隆起领域（$l$ = 0.0 $^{\circ}$，$\pm$ 4.5 $^{\circ}$ ; $b$ = -6.0 $^{\circ}$，-7.5 $^{\circ}$，-9.0 $^{\circ}$）从布兰科DECam隆起巡天（BDBS），其中包括近紫外近红外带通的RC星。明亮和暗淡的RC在（$u-g$）$_{0}$和（$u-i$）$_{0}$颜色中显示出对比鲜明的分布，但在（$J-K_{s}$）$_{0}$中的分布相似，并随银河经度而变化，其中明亮的RC通常比暗淡的RC更红。特别是，当使用（$u-g$）$_{0}$颜色时，RC星被清楚地分为更蓝和更红的星群（（$u-g$）$_{0}$ $<$ 2.5表示更蓝的RC;（$u-g$）$_{0}$ $\ge$ 2.5表示更红的RC）。较蓝的恒星在昏暗的RC区域显示出一个单团，而较红的恒星在明亮和昏暗的RC区域都形成了双团。在正经度区域，明亮的红星团占主导地位，而在负经度区域，这些红星团的暗淡是重要的。我们还证实，蓝色和红色的恒星有不同的峰值金属丰度通过比较与光谱（$Δ$ [Fe/H] $\sim$ 0.45 dex）。因此，我们的研究结果支持这样一种情况，即MW凸起由贫金属恒星的球状体和主要由富金属恒星组成的四方形/花生形（…
2021-01-15 astro-ph.GA
New insight on the origin of the double red clump in the Milky Way bulge
在银河系核球中观察到的双红团（RC）被广泛解释为X形结构的证据。然而，我们最近提出了一种基于多重星族现象的替代解释，其中明亮的RC来自氦增强的第二代恒星（G2），而暗淡的RC代表具有正常氦丰度的第一代恒星（G1）。在这里，我们的RC模型构建在一个大的参数空间，看看金属丰度，年龄和氦丰度的双RC功能的影响。我们的模型表明，RC星的光度主要受氦丰度的影响，而RC颜色主要受金属丰度的影响。年龄的影响相对较小，除非年龄大于12 Gyr或远小于6 Gyr。因此，一旦假设G2和G1之间的ΔY大于$\sim$ 0.10，则可以在相对较大的参数空间中再现观察到的双RC特征。我们进一步表明，在$b \approx -8.5 °$的双RC特征的经度依赖性，这是由Gonzalez等人指出的。（2015）作为我们的模型的一个潜在问题，在我们的场景中，嵌入在倾斜酒吧的经典凸起很好地解释。
2017-04-19 astro-ph.GA
The age-kinematical features in the Milky Way outer disk
利用LAMOST巡天观测到的约40，000颗红团簇星，计算了银心半径在8 ~ 14 kpc范围内的平均速度分量。我们发现，年轻的红团簇星的垂直整体运动明显大于老的红团簇星。这很可能是银河系绕其节点线弯曲的运动学特征，该节点线位于银河系反中心区域附近。这表明，这种翘曲主要是由年轻恒星而不是老恒星贡献的。在垂直运动学的年龄变化有利于形成的情况下，银河系的翘曲起源于下落错位的气体。
2017-02-08 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
The origin of the split red clump in the Galactic bulge of the Milky Way
在银河球的短轴附近，在纬度b < -5度，红巨星团星沿着视线分裂成两个部分。我们使用ARGOS调查中位于短轴上（l，b）=（0，-5），（0，-7.5），（0，-10）度的三个场来研究这种分裂。在两个高纬度区域[Fe/H] > -0.5的恒星中，这种分离是明显的，但在b = -5度的区域中则不明显。[Fe/H] < -0.5的恒星不显示分裂。我们比较的空间分布和运动学的丛星预测从一个进化的N-体模型的凸起，从磁盘通过酒吧相关的不稳定性。花生形模型的密度分布在其短轴附近是凹陷的。这就产生了一个双峰分布的恒星沿着视线通过隆起附近的短轴，非常像我们的观察。这两组恒星的观测和模拟运动学也是相似的。我们的结论是，分裂的红色团块的隆起可能是一个普遍的特点，四方形/花生状隆起，从磁盘生长，并从磁盘的隆起生长有相对较少的恒星[Fe/H] < -0.5
2012-07-04 astro-ph.GA
Spatial Variation of the Chemical Properties of Massive Star-forming Clumps
我们从毫米天文学遗产团队90 GHz调查中选择了90个具有强烈N2H+，HCO+，HCN和HNC发射的大质量恒星形成团块。我们获得了所有90个源的赫歇尔数据和其中51个源的NRAO VLA巡天数据。我们将所有图像卷积并重新网格化到相同的分辨率和像素大小，并导出温度，H2柱密度，分子丰度和丰度以及每个像素的比率。我们的分析得出三个主要结论。首先，N2H+，HCO+，HCN和HNC的丰度增加时，柱密度降低和温度升高，其丰度的空间变化占主导地位的H2柱密度的变化。第二，N2H+、HCO+、HCN和HNC之间的丰度比也显示出系统性变化，这是由于这些分子的化学性质而引起的柱密度的函数。第三，与20厘米连续发射相关的源可以根据这里考虑的四种分子的丰度作为这种发射的函数的行为分为四种类型。前三种类型的变化也可以归因于H2柱密度的变化。
2019-07-24 astro-ph.GA
The Outer spiral arm of the Milky Way using Red Clump stars
本研究利用红团星分布系统绘制银河系外旋臂，首次将其追踪至第三银象限，并发现外旋臂存在与盘一致的翘曲不对称性。
2023-03-23 astro-ph.GA
Difference in chemical composition between the bright and faint red clump stars in the Milky Way bulge
在银河系核球的色星等图中观察到的双红团（RC）是目前关于核球结构和形成起源的争论的核心。这一特点可以用两个驻地协调员在距离（“X形情景”）或化学成分（“多人口情景”）方面的差异来解释。本文报道了球核高纬区（b ~ -8.5 $°$）RC和红巨星支星的高分辨光谱。我们发现在明亮和暗淡的RC制度的恒星之间的差异[Fe/H]，在这个意义上说，明亮的恒星是增强[Fe/H]相对于暗淡的恒星由0.149 $\pm$ 0.036 dex。明亮的RC上的恒星[Na/Fe]也有所增强，但[Al/Fe]和[O/Fe]似乎有所减少，尽管需要更多的观测来确认这些差异的重要性。有趣的是，这些化学模式与在富含金属的球状星团球状星团Terzan 5中的多个恒星星族中观察到的相似。此外，我们还发现了一些富含钠的恒星，这将证实在核球中存在多个种群。我们的研究结果支持的起源，从溶解的球状星团，窝藏多个恒星星族的双RC。因此，我们的研究表明，很大一部分外核球恒星可能起源于银河系形成早期的恒星系统组装。
2020-12-07 astro-ph.GA
The Interstellar Extinction Toward the Milky Way Bulge with Planetary Nebulae, Red Clump, and RR Lyrae stars
我回顾了文献涵盖的问题，星际灭绝对银河系隆起，重点放在行星状星云，天琴座RR，和红色团块恒星的发现。我还报告从HI气体和球状星团的意见。我表明，在这一领域已经取得了实质性的进展，在最近几十年来，特别是从红丛星。在过去的二十年中，灭绝图的空间覆盖范围增加了一个因子$\sim 100 \times$，并且所报告的总灭绝与选择性灭绝的比率已经移动了$\sim$ 20-25\%，这表明精确度的提高以及比标准更陡的灭绝曲线。问题仍然存在于模拟差异消光，解释异常涉及行星状星云，并了解隆起消光系数和“标准”文献值之间的差异。
2016-03-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
The extinction law in the inner $3\times3$ deg$^2$ of the Milky Way and the red clump absolute magnitude in the inner bar-bulge
使用Via Lactea、GLIMPSE和WISE中的VISTA变星数据，测量了银河系内部$3\times3$ deg $^2$中从$0.9$到$8$微米的消光规律。绝对消光比是通过要求在到银河系中心的引力合作距离处观察到的红色团块密度峰值来发现的。当结合选择性消光比测量的凸出巨人的颜色-颜色图，我们发现一个消光规律的$A_Z:A_Y:A_J:A_H:A_{K_s}:A_{W1}:A_{[3.6]}:A_{[4.5]}:A_{W2}:A_{[5.8]}:A_{[8.0]} =7.19(0.30):5.11(0.20):3.23(0.11):1.77(0.04):1:0.54(0.02):0.46(0.03):0.34(0.03):0.32(0.03):0.24(0.04):0.28(0.03)$有效的低折射率的非线性不重要。这些结果暗示了$A_{K_s}=0.677(H-[4.5]-0.188)$的Rayleigh Jeans色过量法（RJCE）的消光定律。我们发现几乎没有证据表明在检查区域（周围$5\%$）的显着选择性消光比变化。假设绝对消光比在整个检查区域没有变化，给出了在$(-1.61\pm0.07)\,\mathrm{mag}$银河系中心的红色团块的绝对$K_s$星等的独立测量。这是非常相似的太阳附近的红丛星测量值给予信心，在整个银河系使用红丛星作为标准蜡烛。作为我们的分析…
2022-05-20 astro-ph.GA
Correlation of HI shells and CO clumps in the outer Milky Way
HI壳层可能是由年轻和大质量恒星的活动形成的，或者与高速云与银盘相互作用释放的能量有关，可能是CO云破坏和其他云产生的部分原因。不知道哪种效果占主导地位。我们研究HI壳和CO之间的关系，在银河系的外部，使用HI和CO调查和以前确定的HI壳目录。对于每个单独的位置，计算到最近的HI壳的距离，并指定它是否位于HI壳的内部、其壁中或HI壳的外部。该方法考虑到HI壳的不规则形状。我们发现缺乏CO云在HI壳的内部和他们的墙壁发生增加。云的性质因不同的环境而不同：HI壳的内部、壳壁和未扰动的介质。在HI壳层内部发现的CO云是那些幸存下来的，被剥夺了更多的扩散气体。HI壳的壁具有高分子含量，表明CO形成速率增加。比较HI壳内和未扰动介质外的CO分数，我们得出结论，HI壳负责约。银河系外的CO总量增加了20%。
2015-12-22 astro-ph.GA
Red Clump stars from LAMOST II: the outer disc of the Milky Way
我们目前的恒星密度图的银河系外盘与红色团块恒星的LAMOST数据。这些样本被分为年轻（平均年龄~ 2.7 Gyr）和老年人（平均年龄~ 4.6 Gyr）人口，使他们可以跟踪的银河系中心半径R从9到13.5千秒差距的范围内的年龄结构的变化。我们发现，这两个人口的规模高度增加与R和显示径向梯度为48 +/- 6和40 +/- 4 pc/kpc的老年人和年轻的人口，分别。这表明，耀斑发生在薄盘人群与广泛的年龄范围。此外，耀斑的强度似乎没有显着相关的薄盘人口的年龄。另一方面，径向表面密度分布的尺度长度为4.7 +/- 0.5 kpc的年轻和3.4 +/- 0.2 kpc的老年人口，这意味着年轻的光盘人口比老年人更径向延伸。虽然年轻种群的比例从R ~ 9的28%略微增加到R ~ 13 kpc的35%左右，但老年种群在外盘中的比例不低于65%。
2017-04-14 astro-ph.GA
A CO survey on a sample of Herschel cold clumps
冷云团的物理状态对恒星形成的过程和效率以及这些天体内部形成恒星的质量有很大影响。普朗克空间天文台的亚毫米巡天和赫歇尔空间望远镜的远红外跟踪测绘提供了这些冷物体的不带偏见的大样本。我们在银河系不同环境的26个赫歇尔场中观测到35个团簇的$^{12}$ CO（1 $-$ 0）和$^{13}$ CO（1 $-$ 0）发射。密度和温度计算尘埃连续体和分子线数据，运动学距离推导出使用$^{13}$ CO线速度和团块的大小和质量通过拟合二维高斯函数的光学深度分布图。假设动力学温度的上限和下限，并考虑由于距离限制的不确定性，估计团簇质量和维里质量。激发温度在8.5 $-$-19.5 K之间，而Herschel导出的尘埃色温为12 $-$-16 K。这些天体的大小（0.1 $-$ 3 pc）、$^{13}$ CO柱密度（0.5 $-$ 44 $\times$ 10 $^{15}$ cm $^{-2}$）和质量（从小于0.1 $M_{\odot}$到大于1500 $M_{\odot}$）范围很广。发现了11个没有引力束缚的团块，其中许多小于0.3pc，但也出现了几百个太阳质量的大型秒差距云。较冷的团块通常具有较高的柱密度，但较暖的物体在较低和较高的柱密度下都出现。来自线和尘埃观测的丛柱密度相关性很好，但受尘埃性质的不确定性，不同的分子丰度和光学深度效应的影响很大。
2017-07-31 astro-ph.GA
O~{\small VI} absorption in the Milky Way along the Large Magellanic Cloud lines of sight
我们利用对大麦云云（LMC）的\textit{Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer (FUSE)}观测，确定了银河系（MW）6个LMC视线方向O { \small VI}柱的密度。发现MW中O { \small VI}的平均柱密度为log N（O { \small VI}）=14.257 $_{-0.084}^{+0.096}$。结果证实了MW中O { \small VI}吸收的斑块性，并且柱密度高于LMC或与LMC相当。
2013-07-26 astro-ph.GA
Gas Column Density Distribution of Molecular Clouds in the Third Quadrant of the Milky Way
我们已经获得了一个公正的样本的120个分子云在银河系中平面（b $\le |5|^{\circ}$）的第三象限内的银河系经度范围从195 $^{\circ}$到225 $^{\circ}$的列密度图，使用高灵敏度的$^{12}$ CO和$^{13}$ CO（$J=1-0$）的数据从银河系成像卷轴画（MWISP）项目。用对数正态（LN）函数和对数正态加幂律（LN+PL）函数拟合了云的氢分子柱密度的概率密度函数（N-PDF）。根据N-PDF的形状，将分子云分为三类，即，LN、LN+PL和UN（不清楚）。约72%的分子云属于LN类，LN+PL类和UN类分别占18%和10%。在N-PDF的宽度$σ_s$和分子云的平均柱密度$N_{H_2}$之间存在幂律标度关系$σ_s\propto N_{H_2}^{0.44}$。然而，$σ_s$显示与云的质量无关。发现分子云的归一化柱密度的色散$σ_{N/\rm <N>}$和音速马赫数$\mathcal{M}$之间存在相关性。总体而言，正如数值模拟预测的那样，具有活跃恒星形成活动的分子云的N-PDF往往具有幂律高密度尾部的N-PDF。
2022-06-08 astro-ph.GA
Was the Milky Way Bulge Formed From The Buckling Disk Instability, Hierarchical Collapse, Accretion of Clumps, or All of the Above?
银河系核球的聚集是天文学中的一个古老的课题，现在正处于一个新的快速发展时期。对于球的形成，最主要的假设是银河系是一个近乎纯粹的盘状星系，内部的盘状星系形成了一个棒状并弯曲。这可以解释几乎所有[Fe/H] <~-1.0的核球恒星，占恒星星族的95%。证据是这种类型的N体模型在做出有意义的预测方面取得了令人难以置信的成功，例如从径向速度测量的旋转曲线和速度色散，以及花生/X形和长棒的空间形态。对于[Fe/H] <~ -1.0的恒星和少数可能的其他恒星，经典的核球方案仍然可行。一个经典的凸起预计从Lambda CDM宇宙学模拟，可以突出现有的酒吧在混合系统中的属性，是最一致的凸起丰度的趋势，如[Mg/Fe]，这是相对于薄和厚磁盘升高。最后，集团星系的情况被认为是正确的描述大多数银河系的前体观测高红移星系。模拟预测，这些恒星形成的团块有时会迁移到星系的中心，在那里它们可能会形成一个凸起，星系通常也包括一个凸起团块。它们可能会形成一个具有与银河系一致的属性的酒吧，例如指数分布和金属丰度梯度。考虑到这些假设的相对成功，银河系隆起可能是复合起源的，对于[Fe/H] <~-1.0的恒星，经典隆起和/或内晕在数量上占主导地位，对于-1.0 <~ [Fe/H] <~ -0.50的恒星，屈曲的厚盘可能来自于cluerous星系阶段，[Fe/H] >-0.50的恒星为屈曲薄盘。
2017-08-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Hydrogen in diffuse molecular clouds in the Milky Way: Atomic column densities and molecular fraction along prominent lines of sight
最近的亚毫米波和远红外波长的观测吸收在旋转基态线的各种简单分子对遥远的银河系连续源打开了研究整个银河系扩散分子云的化学的可能性。为了计算丰度，必须知道分子和原子氢HI的柱密度。我们的目标是确定位于视线上的扩散云的氢原子柱密度，该视线朝向一个突出的高质量恒星形成区域的样本，这些区域是用赫歇尔上的HIFI仪器进行了深入研究的。基于Jansky甚大阵列数据，我们采用21厘米HI吸收线技术来构建我们的目标源的HI不透明度与径向速度的配置文件。这些配置文件相结合，较低的分辨率档案数据的扩展HI排放计算的HI柱密度的个别云沿视线。我们采用贝叶斯推断来估计导出量的不确定性。我们的研究提供了可靠的估计原子氢柱密度为大量的弥漫分子云在不同的银河系中心的距离。再加上从HIFI观测到的替代物中获得的分子氢的柱密度，这些测量结果可以用来表征云的特征，并研究它们的化学性质对分子分数的依赖性。
2017-02-20 astro-ph.GA
Linking Dense Gas from the Milky Way to External Galaxies
在对65个星系的观测中，Gao & Solomon（2004）发现红外光度（$L_{\rm{IR}}$，恒星形成速率的替代物）和HCN（1-0）光度（$L_{\rm{HCN}}$）之间存在紧密的线性关系。Wu et al.（2005，2010）发现，这种关系从这些星系延伸到亮度低得多的银河系分子高质量恒星形成团块（$\sim$ 1 pc尺度），并假设存在一个特征比率$L_{\rm{IR}}$ / $L_{\rm{HCN}}$的高质量恒星形成团块。星系的高-所罗门关系可以解释为大量高质量恒星形成团块的总和，导致星系的$L_{\rm{IR}}$ / $L_{\rm{HCN}}$比率相同。我们使用高密度示踪剂（包括HCN（1-0）、N $_2$ H $^+$（1- 0）、HCO $^+$（1-0）、HNC（1 - 0）、HC $_3$ N（1 - 0 -9）和C $_2$ H（1-0））对毫米天文遗产小组90 GHz（MALT 90）巡天的$\sim$ 300个银河系团块进行了测试，以验证这种解释和高-所罗门关系的其他可能起源。MALT 90数据表明，星系中的Gao-Solomon关系不能用望远镜光束中大量高质量团块的混合来满意地解释。这些团块不仅在$L_{\rm{IR}}$ / $L_{\rm{HCN}}$比率上有很大的散射，而且需要太多的高质量团块才能解释银河系的IR和HCN光度。我…
2016-06-01 astro-ph.GA
On the origin of gaseous galaxy halos - Low-column density gas in the Milky Way halo
最近的观测表明，螺旋星系被扩展的气体晕所包围，正如等级结构形成方案所预测的那样。面外气体的起源和性质通常是不清楚的，因为作为星系正在进行的形成和演化的一部分，晕不断地被不同的环流过程所推动（例如，流出、星系合并和星系际介质的气体吸积）。我们使用银河系作为实验室来研究位于内外晕的中性和轻度电离气体。使用谱线吸收和发射测量在不同的波长范围内，我们获得的物理条件和气体的分布的详细信息。这些研究对于我们理解星系与其气体环境之间复杂的相互作用是至关重要的，这是星系形成和演化的一部分。我们的分析表明，在低和高红移的银河系晕的气体的柱密度分布和物理性质是非常相似的其他盘星系周围。
2011-02-25 astro-ph.GA
Towards Studying Hierarchical Assembly in Real Time: A Milky Way Progenitor Galaxy at z = 2.36 under the Microscope
我们使用哈勃空间望远镜（HST）成像和近红外光谱从凯克/MOSFIRE研究周围的子结构的前身银河系质量的星系在哈勃前沿场（HFF）。具体地说，我们研究了$r_e = 40^{+70}_{-30}$ pc，$M_{\star} \sim 10^{8.2} M_{\odot}$静止帧紫外发光“团块”在$\sim$ 100 pc的投影距离从一个$M_{\star} \sim 10^{9.8}$ M $_{\odot}$星系在$z = 2.36$与放大$μ= 5.21$。我们测量的恒星形成历史的集群和星系的联合建模的宽带光谱能量分布从HST测光和H $α$从MOSFIRE光谱。考虑到我们推断的属性（例如，质量，金属丰度，尘埃）的团块和星系，我们探讨的情况下，团块形成\emph{in-situ}（例如，星形形成复合物）或\emph{ex-situ}（例如，一个正在吸积的矮星系）。如果它形成了\emph{in-situ}，我们得出结论，这个星团可能是一个单一的实体，而不是一个较小的星团的聚集体，使它成为编目中最密集的星团之一。如果它形成了\emph{ex-situ}，那么我们正在见证一个恒星质量比为1：40的吸积事件。然而，我们的数据本身并不足以区分\emph{in-situ}和\emph{ex-situ}方案的高度显著性。我们认为，添加高保真度的金属丰度信息，如[OIII] 4363，它可以…
2020-02-18 astro-ph.GA
The GALAH Survey: Velocity fluctuations in the Milky Way using red clump giants
如果银河系是轴对称的，并且处于动力学平衡状态，我们预计剩余视线速度场的波动可以忽略不计。使用\apg{}巡天的最新结果发现，中平面（$|z|<$ 0.25 kpc）内恒星的速度在5 kpc范围内存在显著波动，这表明非轴对称特征的动力学影响，即，银河系的棒、旋臂和合并事件延伸到太阳系附近。它们的测量功率谱在2.5千秒差距尺度上具有11 \kms{}的特征振幅。这种大尺度流运动的存在对于确定太阳绕银河系中心的运动具有重要意义。利用来自\glh{}和\apg{}的红丛星，我们绘制了太阳周围的视线速度（d $<$ 5 kpc）和距离中平面$|z|<$ 1.25 kpc。通过减去一个光滑的轴对称模型的速度场，我们研究了剩余的波动和比较我们的发现与模拟调查产生的\glx{}。我们发现远离飞机的大尺度波动可以忽略。在中平面中，我们再现了较早的\apg{}功率谱，但在考虑了一些系统学（例如，体积完整性）。使用灵活的轴对称模型的功率振幅进一步降低到6.3 \kms{}。此外，我们的模拟表明，在平面上，距离被低估的高质量的红团星，这可能会导致约5.2 \kms{}虚假的功率振幅。考虑到这一点，我们估计实际波动的幅度为$<$ 4.6 \kms{}，大约是\apg{}结果的三分之一。
2018-11-03 astro-ph.GA
The X-shaped Bulge of the Milky Way revealed by WISE
银河系凸起有一个盒子状/花生状的形态和一个X形的结构。这个X形已经被“红色团块中的分裂”所揭示，这是从测光测量的恒星计数沿着瞄准线朝向凸起。这种四四方方的X形凸起形态并不是银河系所独有的，在其他棒旋星系中也观察到了这种凸起。N体模拟表明，盒状和X形凸起形成的磁盘通过动力学不稳定性。也有人提出银河系的球核不是X形的，而是在一个古老的经典球状球核中，红团星的明显分裂是不同恒星星族的结果。我们提出了一个银河系隆起的WISE图像，通过对公开的“unWISE”coadds进行下采样产生。WISE拍摄的银河系核球图像表明，银河系核球的X形性质是不言而喻和无可辩驳的。X形凸起本身的形态和构成该结构内轨道的凸起恒星的比例对银河系的形成历史具有重要意义，并且，考虑到四方形X形凸起的普遍性，一般来说，螺旋星系。
2016-02-29 astro-ph.GA
ATLASGAL --- properties of a complete sample of Galactic clumps
摘要：ATLASGAL是对银河系内部平面的无偏870微米亚毫米测量。它提供了银河系中所有大质量致密团块（>1000 Msun）的大规模和系统性清单，并包括高质量恒星形成的所有嵌入阶段的代表性样本。在这里，我们提出了第一次详细的普查的属性（速度，距离，光度和质量）和空间分布的一个完整的样本~8000密集的团块位于银河系盘。我们得到高度可靠的速度和距离~97%的样本，并使用中红外和远红外的调查数据来开发一个进化的分类方案，我们适用于整个样本。比较进化的子样本揭示了增加尘埃温度，亮度和线宽作为进化的函数的趋势，这表明嵌入式原星团的反馈对它们的出生团块的结构和动力学产生了重大影响。我们发现88%的已经在某种程度上与恒星形成有关。我们还发现，团块质量是独立的演变表明团块的形式与他们的大部分质量在原位。我们估计，质量约为1000 Msun的团块的静止阶段的统计寿命约为5 x 10^4年，质量>10000 Msun的团块的静止阶段的统计寿命约为1 x 10^4年。我们发现与大质量恒星和峰值柱密度相关的团块的分数之间有很强的相关性。在低柱密度时，这一比例最初很小，但当柱密度超过10^{23} cm^{-2}时，这一比例可达100%;柱密度高于此值的团块都与大质量恒星的形成有关。所有的证据都与恒星形成的动力学观点一致，其中团块形成迅速，最初非常不稳定，因此恒星形成迅速。
2017-09-05 astro-ph.GA
The Low-$α$ Splash Population in the Milky Way
Universidade de São Paulo（圣保罗大学）；Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学）；Observatório Nacional, MCTI（巴西国家天文台）；University of Lancashire（兰开夏大学）；Queen’s University（女王大学）
研究银河系中低α溅射人口的起源，发现其与盘星动态加热机制相关，通过模拟发现星系盘中星团形成是产生溅射人口的关键因素。
2026-09-07 astro-ph.GA
HCN hyperfine ratio analysis of massive molecular clumps
我们报告了一个新的分析协议HCN超精细数据，PYSPECKIT包的基础上，和使用这个新的协议，以分析样品区的7个大规模的分子团从人口普查的高和中等质量的原恒星（CHaMP）调查的结果，为了得到这个物种的柱密度的地图。HCN的积分强度，IHCN，和以前报道的IHCO+的团块之间有很强的相关性，但IN 2 H+是没有很好的相关性与这两个其他的“致密气体示踪剂”。PYSPECKIT的四个拟合参数在VLSR = 8-10 km/s，σ V = 1.2-2.2 km/s，Tex = 4-15 K，τ = 0.2-2.5范围内。这些参数使我们能够导出这些云的柱密度图，而不限制关于激发或不透明度的假设。一个更传统的（线性）的方法将IHCN转换为总质量列给出了更低的团块质量比我们的结果的基础上的超精细分析。这主要是由于样品区域中的低I、低Tex和高τ区域。我们的结论是，在这些大质量的团块中可能有比以前认识到的更致密的气体，而不是参与大质量恒星的形成。如果这一结果适用于CHaMP样本中的其他云，那么它将对肯尼库特-施密特恒星形成定律的校准产生巨大的影响，包括这些地区气体耗尽时间尺度的大幅增加。
2016-12-24 astro-ph.GA
On the Emergence of Thousands of Absorption Lines in the Quasar PG1411+442: A Clumpy High-Column Density Outflow from the Broad Emission-Line Region?
类星体外流是类星体环境的基本组成部分，可能在星系演化的反馈中发挥重要作用。本文报道了在类星体PG 1411 +442（红移~0.089）中出现的一个显著的新的流出吸收线系统，该系统分别由哈勃太空望远镜宇宙起源摄谱仪和双子座多目标摄谱仪在紫外和可见光波段探测到。这个新的“瞬态”系统包含数千条谱线，包括从激发态到3.89 eV的Fe II和Fe II *，HI* Balmer谱线，NaI D 5890，5896，以及首次在类星体中检测到的HeI* 5876。瞬态吸收体在空间上是不均匀的和紧凑的，其尺寸约<0.003 pc，基于类星体连续源上的覆盖分数，范围从强UV线中的约0.45到NaI D中的约0.04。云光电离模拟表明，要在完全电离和部分电离气体的厚区中产生观测到的谱线，需要大的总柱密度log N_H（cm^-2）>~ 23.4和类星体的强辐射场~<0.4~pc。基于Fe Ⅱ *、HI* 和HeI*，密度保守地为log n_H（cm ^-3）>~ 7，但基于NaI D，它们可能达到log n_H（cm^-3）>~ 10。瞬变线出现在与先前探测到的“迷你BAL '”外流大致相同的速度偏移（v ~ -1900 km/s）处，但在更紧凑的外流结构中具有更窄的多普勒宽度（b ~ 100 km/s）和更大的柱密度。我们提出，瞬态线确定了一个clusional流出广泛的发射线区域，在其目前的速…
2019-05-20 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
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
From giant clumps to clouds -- II. The emergence of thick disc kinematics from the conditions of star formation in high redshift gas rich galaxies
高红移盘星系比宇宙星系更富含气体、更稠密、更动荡。这个早期的星系形成给我们今天所观测到的恒星的分布和运动学留下了印记，但它是如何形成的还没有得到很好的确定。在这项工作中，我们使用孤立的银河系质量盘星系的模拟研究如何恒星的运动学性质的变化时，不同的气体分数。这使我们能够量化内部过程所起的作用，例如气体湍流和大质量气体团的引力散射，在建立观测到的恒星速度色散和轨道偏心率。我们发现，模型与气体分数$>20$ %功能的湍流和cluerous星际介质（ISM），导致零年龄恒星速度色散$\sim 20-30~{\rm km\, s}^{-1}$和高的平均轨道偏心率。这些物理条件不可能产生低离心率。对于低于$20$ %的气体分数，ISM变得不那么湍流，恒星速度分散$<10~{\rm km\, s}^{-1}$，年轻恒星的轨道接近圆形。因此，在富含气体的高红移星系中存在的湍流就像一个“屏障”，阻止薄盘的形成。我们将我们的研究结果与银河系的年龄-速度色散关系进行比较，并认为ISM在恒星形成时就已经留下的速度色散在任何时候都有显着的贡献。最后，我们发现，在银河系的厚和薄的光盘观察到的轨道偏心率可以完全解释为印记的恒星形成ISM，而不是合并或长期的过程。
2021-10-25 astro-ph.GA
The Milky Way as a Star Formation Engine
物质从星际介质（ISM）循环进入恒星，恒星喷出物返回到ISM是驱动正常螺旋中的“星系生态”的引擎，是宇宙时间中星系形成和演化的基石。主要的观测和理论挑战需要解决，在确定的过程中，负责转换成致密的分子云，形成致密的细丝和团块，将它们破碎成恒星，OB协会和绑定集群，并表征反馈，限制了恒星形成的速度和效率。这项艰巨的任务现在可以有效地攻击由于结合新的全球规模的调查银河系银道面从红外线到无线电波波长，提供了弥合本地和河外恒星形成研究之间的差距的可能性。Herschel、Spitzer和WISE中远红外连续巡天，再加上地面设施的毫米波和无线电波长的模拟巡天，使我们能够测量银河系尘埃的分布和物理性质，其尺度和构成ISM的所有组成部分从弥散云到尘埃复合体和成千上万的密集团块。各种原子和分子示踪剂的光谱测量的补充套件提供了致密团块和细丝的化学指纹，以及基本的运动学信息，以获得距离，从而将全景数据转换为3D表示。这些星系尺度的调查出现的最新结果进行审查。云的形成和演变，长丝和它们的关系，以引导气体到引力约束团块，这些团块的性质，密度阈值引力坍缩，恒星和团簇形成率的新见解进行了讨论。
2014-05-16 astro-ph.GA
A disk-dominated and clumpy circumgalactic medium of the Milky Way seen in X-ray emission
银河系被环星系介质（CGM）所包围，它可能在星系演化中扮演着关键角色，作为恒星形成的气体来源，以及恒星形成和核活动产生的金属和能量的储存库。CGM也可能是在早期宇宙中看到的重子的储存库，但在当地未被发现。在$2 \times 10^{6}$ ~K附近的温度下，CGM具有电离成分，主要在软X射线波段进行研究。在这里，我们报告的调查银河系南部的天空与软X射线光谱仪优化研究扩散软X射线发射。X射线的发射是最好的适合与盘状模型的基础上的径向轮廓的表面密度的分子氢，恒星形成的示踪剂，这表明X射线发射主要是从热等离子体产生的恒星反馈。X射线发射在$\sim10^{\circ}$角尺度上的强烈变化表明CGM是clusterous。此外，一个扩展的，可能是巨大的，晕组成部分是需要匹配的晕密度推断从其他观测。
2020-10-30 astro-ph.GA astro-ph.HE
From the Inner to Outer Milky Way: A Photometric Sample of 2.6 Million Red Clump Stars
红团星的大型原始样本非常抢手，因为它们是标准烛光，即使在很远的距离也能给出精确的距离。然而，很难干净地选择红团簇星，因为它们可以具有与红巨星分支星相同的T $_{\mathrm{eff}}$和log $g$。最近的研究表明，用于准确选择红团星的星震参数$\rmΔ$ P和$\rm{Δν}$，可以利用红巨星分支期间混合引起的表面碳/氮比（[C/N]）的变化从光谱中导出。[C/N]的这种变化也会影响光谱能量分布。在这项研究中，我们使用2 MASS，AllWISE，\gaia和Pan-STARRS数据预测$\rmΔ$ P，$\rm{Δν}$，T $_{\mathrm{eff}}$和log $g$，以选择一个干净的红团簇星样本。我们实现了$\sim$ 20\%的污染率，相当于从低分辨率光谱中获得的T $_{\mathrm{eff}}$和log $g$中选择时所实现的污染率。最后，我们提出了两个红色团块样本。一个样本的污染率为$\sim$ 20\%，$\sim$ 405，000颗红色团块星。另一个有$\sim$ 33\%和$\sim$ 260万颗红色团块星的污染，其中包括距离$>$ 10 kpc的$\sim$ 75，000颗恒星。对于|b| >30度，我们发现$\sim$ 15，000颗恒星，污染率为$\sim$ 9\%。这个星表在研究银河系的结构和形成历史方面的科学潜力是巨大的，因为它包括了…
2020-04-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Milky Way rotation curve from proper motions of red clump giants
本文导出了银河系在银心半径R=4-16 kpc范围内，在离银心面z的不同垂直高度（-2 ~+2kpc）上的恒星自转曲线。我们使用PPMXL调查，其中包含USNO-B1自行目录与2 MASS点源目录的天体测量和近红外测光交叉相关。为了提高自行的精度，在这次PPMXL巡天中，我们计算了类星体的平均自行，得到了类星体的系统漂移，并对整个巡天的自行进行了相应的改正，减小了系统误差。我们从CM图中选择了K与（J-K）的红团簇巨星，并利用它们的自行信息来建立我们银河系旋转速度的地图。我们得到了一个几乎平坦的旋转曲线，随着R或|z|值的增加，旋转曲线略有下降。最令人困惑的结果是在距离最远和离面最远的区域获得的，在那里，在反中心区域的银河经度方向上与零平均自行（~4 mas/yr）的显著偏差可以直接转化为比太阳银心半径低得多的旋转速度：平均速率为82+/-5（统计）+/- 58（系统）km/s。在我们探索的区域中，这些区域的旋转速度低于150公里/秒的情况是有趣的，并邀请人们重新考虑暗物质分布的不同可能性。然而，鉴于高系统误差，我们不能就此下结论。因此，有必要对高R和|z|下的自行进行更多的测量，以验证如果这种低速得到证实，将会出现的奇异情况。
2014-02-18 astro-ph.GA
Two Red Clumps and the X-Shaped Milky Way Bulge
从2 MASS红外测光中，我们发现两个红团（RC）种群共存于纬度|b| >5.5 °的银河系隆起的同一场中，范围在经度13度和纬度20度以上。只有当这些RC峰仅仅反映了相隔约2.3 kpc的两个恒星星族时，我们才能理解这些数据;在（l，b）=（+1，-8）时，两个RC分别位于6.5和8.8+/-0.2 kpc。双峰RC是不一致的倾斜酒吧形态。我们的大多数场显示两个RC与经度的距离大致恒定，这也与倾斜的酒吧不一致，尽管可能存在底层酒吧。两个RC中的恒星密度随经度变化很大：在正经度侧，前景RC占主导地位，而背景RC占主导地位的负经度。连接前景和背景群体的最大值的线相对于视线倾斜约20 +/-4 °，类似于银河系的倾斜。两个RC之间的距离向银道面方向逐渐减小;从边缘看，凸起是X形的，类似于一些河外凸起和N体模拟的结果。这个X的中心与银河系中心的距离一致，尽管如果凸起比47 Tuc年轻2-3 Gyr，则会出现更好的一致性。如果两个RC星群几乎相切地从银河棒的两端发散出来，每一边都像漏斗或喇叭，我们的观测就可以理解了。或者，X，或双漏斗形状，可能会继续到银河系中心。从太阳方向看，这看起来像花生/盒子形状，但当切向观察时，它是X形的。
2010-09-24 astro-ph.GA
Comparison of chemical compositions between the bright and faint red clumps for the metal-poor and metal-rich populations in the Milky Way bulge
本研究通过低分辨率光谱与高分辨率数据交叉比对，发现核球贫金属双RC或源于类球状星团多星族，而富金属双RC更支持X形结构。
2024-10-28 astro-ph.GA
Red clump stars of the Milky Way - laboratories of extra-mixing
在这项工作中，我们提出了主要的大气参数，碳，氮和氧的丰度，和12 C/13 C的比例确定在一个样本的28个银河系星团星。使用5086.2 nm处的C2带研究碳的丰度。对具有强烈CN特征的波长区间7980-8130 nm进行了分析，以确定氮丰度和12 C/13 C同位素比值。氧丰度由6300 ℃下的[O I]线确定。的平均丰度的C，N和O的丰度在调查的丛星支持我们以前的估计，相比，太阳和矮恒星的银河系盘，碳被耗尽约0.2德克斯，氮增强了0.2德克斯和氧是接近的丰度在矮星。分析了银河系红团星的12 C/13 C和C/N比，并与额外混合的演化模型进行了比较。Charbonnel & Lagarde的热盐混合模型中12 C/13 C比的陡降比Boothroyd & Sackmann的冷底处理模型更好地反映了低恒星质量下的观测数据。对于大约2兆太阳质量的恒星，当恒星处于氢核燃烧阶段时，旋转诱导混合的模型应考虑旋转约250 km s-1。
2013-04-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Filamentary structure of star-forming complexes
根据最近的观测，最近的年轻恒星群与柱密度超过10^22 cm^-2的“中心”有关。这些中心辐射出多个秒差距长度的“细丝”，具有较低的柱密度和较少的恒星。具有许多细丝的系统倾向于具有类似间距的平行细丝。这种“中心-灯丝结构”与所有9个300秒差距以内的年轻恒星群有关，形成低质量恒星。在形成更大质量恒星的红外暗云中也可以看到类似的性质。在一个新的模型中，均匀介质中的初始团块被压缩成自引力调制层。外层类似于Schmid-Burgk（1967）的调制平衡，具有几乎平行的细丝。这些细丝汇聚到压缩的团块上，团块塌缩成高效率的恒星。最初的介质和凝聚体的密度与附近的恒星形成云和团块的密度相似。预测的结构类似于观察到的枢纽灯丝系统在其大小，形状和列密度，并在其长丝的外观。这些结果表明，与年轻恒星群相关的中心-暗条结构可能是由分子云中的星团气体压缩引起的。
2009-06-10 astro-ph.GA
C, N and O abundances in red clump stars of the Milky Way
依巴谷轨道天文台揭示了银河系中大量燃烧氦核的“团块”恒星。这些低质量恒星表现出额外混合过程的特征，这需要在标准模型的第一次挖掘之外进行建模。12 C/13 C比值是最可靠的深混合诊断，因为它对所采用的恒星参数不敏感。在这项工作中，我们提出了12 C/13 C测定的34个银河系团星的样本以及氮，碳和氧的丰度。使用C2 Swan（0，1）带头在5635.5 A下研究碳的丰度。对具有强烈CN特征的波长区间7980-8130 A进行了分析，以确定氮丰度和12 C/13 C同位素比值。氧丰度由6300 A处的[O I]线确定。与太阳和银盘的矮星相比，所研究的团簇星的平均丰度表明，碳约减少0.2德克斯，氮增加0.2德克斯，氧接近矮星的丰度。与演化模型的比较显示，这些恒星可以分为两类：一类是第一个上升的巨星，其碳同位素比率根据第一次挖掘预测而改变;另一类是氦核燃烧的恒星，其碳同位素比率因额外的混合而改变。被调查的恒星落在这些群体中的数量大致相等。
2010-07-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Hot gas haloes around disc galaxies: O VII column densities from galaxy formation simulations
盘状星系形成的数值模型预言了在现今的螺旋星系周围存在着扩展的热（T~10^6 K）气体晕。这些晕的X射线光度预计会随着星系质量的增加而强烈增加。然而，迄今为止，对它们的X射线发射的搜索还没有成功。我们计算的所有天空O VII柱密度分布的晕的三个银河系一样的盘星系，导致宇宙学高分辨率，N体/气体动力学模拟。我们进行计算，包括磁盘气体和没有它，所以磁盘的贡献列密度是量化的。据发现，估计为银河系的星系柱密度仅低于观测上限，使测试的热晕范例可能在观测范围内。
2010-07-23 astro-ph.GA
Tracing chemical evolution over the extent of the Milky Way's Disk with APOGEE Red Clump Stars
我们采用近红外，高分辨率SDSS-III/APOGEE光谱调查的头两年的数据，调查银河系盘的大部分恒星的金属丰度和α元素丰度的分布。使用约10，000颗运动学无偏的红团星作为示踪剂，其距离精度约为5%，该样本的[alpha/Fe]与[Fe/H]分布在中等金属丰度下表现出双峰性，[alpha/Fe]为-0.9<[Fe/H]<-0.2，但在较高金属丰度下（[Fe/H]=+0.2），两个序列平滑合并。我们调查的APOGEE选择函数和体积填充分数的影响，发现这些有很小的定性影响的α元素丰度模式。所描述的丰度模式在银河系5<R<11 kpc和0< |Z| <2 kpc的范围内都有发现。高α序列的[α/Fe]趋势在整个银河系中惊人地恒定，区域之间的变化很小（~10%）。使用简单的银河系化学演化模型，我们得到的平均恒星形成效率（SFE）在高α序列的~4.5E-10 1/年，这是相当接近的分子气体占主导地位的地区附近的螺旋发现的几乎恒定的值。这一结果表明，银河系盘的早期演化的特征是共享类似的恒星形成历史，并形成在一个良好的混合，湍流，分子占主导地位的ISM气体消耗时标（1/SFE）~2 Gyr。最后，虽然内星系中的两个α元素序列可以用单一的化学演化轨迹来解释，但这在外星系中是不成立的，而是需要两个或更多具有不同富集历史的种群的混合。
2014-09-11 astro-ph.GA
