Chemodynamical signatures of bar resonances in the Galactic disk: current data and future prospects
银河系盘表现出复杂的化学和动力学的子结构，被认为是由酒吧，旋臂，和卫星。在这里，我们探索的化学签名的酒吧共振的动作和速度空间和特征的签名之间的差异，共转和高阶共振使用测试粒子模拟。多亏了最近的调查，我们现在有了包含太阳附近恒星金属丰度和运动学的大型数据集。我们比较模拟的观测数据从盖亚EDR3和LAMOST DR5，并找到弱证据慢酒吧与“帽子”移动组（$250~\text{km/s} \lesssim v_ϕ\lesssim 270~\text{km/s}$）与其外部Lindblad共振和“大力士”（$170~\textrm{km/s} \lesssim v_ϕ\lesssim 195~\text{km/s}$）与共转。虽然目前数据的限制是有限的，他们的空间足迹，恒星的方位角比太阳更接近酒吧的短轴显示出更强的签名酒吧的外部林德布拉德和共转共振在测试粒子模拟。未来具有更大方位角覆盖范围的数据集，包括最终的盖亚数据发布，将允许可靠的棒共振化学动力学识别。
2022-08-10 astro-ph.GA
The distribution of open clusters in the Galaxy
在这项工作中，我们探讨了新的星系疏散星团，最近成为可用的目录，包含1750个集群已重新分析使用盖亚DR2目录，以确定恒星成员。我们用年轻的疏散星团作为旋臂的示踪物，测定了银河系的旋臂旋转速度和最强的银河系共振共转半径。这里使用的疏散星团样本增加了Dias等人（2019）在先前确定数十个物体的模式速度时使用的最后一个。此外，距离和年龄值更好地确定，使用改进的等时线拟合，包括更新的灭绝多项式的盖亚DR2光度带通，和银河丰度梯度作为金属丰度的先验。除了更好的年龄测定外，星表还包含了更好的银河平面位置和更好的自行。这使我们不仅可以讨论星团目前的空间分布，而且还可以讨论星团诞生地的空间分布，这是通过积分与其年龄相等的时间的轨道获得的。旋臂的自转速度（$28.5 \pm 1.0$ km s $^{-1}$ kpc $^{-1}$）的值意味着共转半径（$R_c$）接近于太阳银河系轨道（$R_c/R_0 = 1.01\pm0.08$），本文讨论的其他观测证据也支持这一点。给出了一个模拟，说明了在共转的参考系的集群的运动。我们还提出了一般的统计数据的目录集群，如空间分布，分布相对于银河系平面的高度，年龄和金属丰度的分布。空间分布的一个重要特征，在气体分布和其后果的年轻的集群，共转差距进行了讨论。
2021-03-31 astro-ph.GA
Radial Metallicity Distribution Breaks at Corotation Radius in Spiral Galaxies
分析了旋涡星系中金属丰度梯度发生突变或斜率变化的星系半径与共转半径之间的关系。有了这个目的，我们编译的结果从文献中的旋转曲线，共转半径和径向金属丰度分布的27个星系，其中16个被认为是合格的，在这项工作的背景下进行研究。我们将每个星系的所有参考资料重新缩放到同一个框架中，以便比较结果并确定发现断裂和斜率变化的半径，当非线性模型比线性模型更适合径向金属丰度时。在大多数星系中，我们已经发现了最小值和断裂的径向金属丰度附近的共转半径，揭示了这两个半径之间的显着相关性，因为它发生在我们的银河系。结果被解释为长寿的螺旋结构，其中恒星形成率取决于距离的共转半径，在所观察到的径向金属丰度分布产生长期的影响的后果。
2012-09-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Observational Constraints of Radial Migration in the Galactic Disc Driven by the Slowing Bar
本研究通过测试粒子模拟证明，减速棒的共转共振拖曳是银河系盘面径向迁移的主要驱动因素，解释了太阳附近的年龄-金属丰度双序列与[α/Fe]双峰性，并据此约束了银河系棒的初始图案速度与减速历史。
2025-04-04 astro-ph.GA
Solar System Migration Points to a Renewed Concept: Galactic Habitable Orbits
该研究通过测试粒子模拟比较太阳受减速银棒影响或由动态旋臂驱动的两种迁移路径，解释其从约5 kpc迁移至8.5–9 kpc，并提出考虑银河结构演化的“银河宜居轨道”概念。
2024-12-04 astro-ph.EP astro-ph.GA
Slowly rotating bars-Morphologies introduced by bistability in barred-spiral galactic potentials
研究了当系统慢转且共转位于旋臂末端以外时，\textit{barred-spiral}模型的轨道动力学。在中心周期轨道族的特征中，我们发现了一个“周期区域”。在响应模型中，我们观察到围绕杆的环和与环相切的螺旋臂。这是一种类似于具有内环的棒螺旋系统的形态。然而，在我们研究的情况下，与这种结构相关的动力学是不同的，从一个典型的酒吧结束接近共转。我们的模型的环是圆形的，或者更确切地说是垂直于杆的细长的。它与中央家族特征的折叠（“S”形特征）有关，这是典型的双分叉。沿着“S”部分的特征，我们有一个变化的方向的周期轨道从x1型到x2型形态。在响应模型中填充的轨道在到达“S”的最低能量时相当突然地改变它们的取向。模型的螺旋线遵循标准的“旋进椭圆流”，并且构建它们的轨道具有超出“S”区域的能量。酒吧的结构主要是由粘性轨道周围的稳定岛的中央家庭的地区。这导致了银道面\textit{on}条中X特征的出现。这种棒状形态出现在一些中等倾斜星系的不清晰掩蔽图像中。
2015-02-02 astro-ph.GA
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。
2018-08-04 astro-ph.GA
Galactic Rings Revisited. II. Dark Gaps and the Locations of Resonances in Early-to-Intermediate Type Disk Galaxies
暗隙通常出现在具有内外环或相关特征的早中期棒星系中。本文对54个棒星系和椭圆环星系的形态进行了研究，目的是确定暗隙告诉我们关于棒星系的结构和演化的信息。分析主要基于从银河动物园2数据库和南环星系表中选择的星系。内环和外环之间的暗隙之所以令人感兴趣，是因为它们可能与存在于条形或椭圆形引力势中的L4和L5拉格朗日点相关联。由于这些点理论上应该非常接近棒斑图的共转共振（CR），因此这些间隙提供了在某些星系中定位共转的可能性，只需测量间隙区域的半径rgp并设置rCR=rgp。通过额外假设一般平坦的旋转曲线，可以预测其他共振的位置，并与观察到的形态特征进行比较。结果表明，这种“间隙方法”提供了非常一致的解释早期到中期型棒星系的形态。该文件还提请注意的情况下，黑暗的差距位于内环内，而不是内外环之间。与内环/外环间隙相比，这些可能具有不同的起源。
2017-06-08 astro-ph.GA
Bar pattern speed and position of the circumnuclear ring in NGC 1097
我们提出了第一个银河系尺度的气体动力学模型的原型禁止塞弗特1星系NGC 1097。我们使用大规模的FaNTOmM法布里-珀罗干涉数据覆盖整个银河系盘，并结合高分辨率的二维光谱从双子座望远镜的分布和运动学地图。我们建立了一个动力学模型的引力位的解析解的运动方程，在周转近似。我们的模型再现了这个星系所有重要的运动学和结构特征。我们发现原始沙坝长7.9+/-0.6 kpc，模式速度为36 +/-2 km/s^-1 kpc^-1。这使得共转半径为8.6 +/-0.5 kpc，外Lindblad共振为14.9+/-0.9 kpc，两个内Lindblad共振为60+/-5 pc和2.9+/-0.1 kpc。这些推导得到的共转半径与棒长的比值为1.0- 1.2，这与对快星系棒的模拟预测相一致。我们的模型提供的证据表明，该星系的环核环并不位于该星系的任何共振半径附近。这个环可能曾经在林德布拉德共振半径的外部形成，它一直在向内迁移，朝着银河系引力势的中心。
2013-11-12 astro-ph.GA
Tree-ring structure of Galactic bar resonance
本研究基于星系棒减速导致共振捕获恒星的顺序形成金属丰度由外向内递增的“年轮”结构，通过太阳邻域恒星精确测量了星系棒图案速度，证实了星系棒减速及暗物质晕的存在。
2021-04-16 astro-ph.GA
Constraints on Radial Migration in Spiral Galaxies - II. Angular momentum distribution and preferential migration
星系盘中单个恒星的轨道角动量可以通过瞬时螺旋模式产生的扭矩而永久改变。在共转共振的相互作用主导这些变化，并有进一步的财产保存轨道圆度。我们在较早的论文中推导出一个分析标准，即一个未扰动的恒星轨道必须满足，以便发生这样的相互作用，即它是在一个被困的轨道周围的共转。在这里，我们使用这个标准在调查如何诱导径向迁移的人口的盘星的角动量分布的人口的效率变化。我们帧我们的结果在人口的速度分散，这是一个更容易观察到的角动量分布。具体来说，我们调查如何在被困的轨道在共转恒星的分数与人口的速度色散的变化，一个系统与假设的平坦的旋转曲线。我们的分析结果同意从模拟中发现，径向迁移是不太有效的人口与“热”的运动学。我们进一步量化的依赖性，这个被困的分数上的螺旋图案的强度，发现一个更高的被困分数为更高的振幅扰动。
2018-01-25 astro-ph.GA
SiO Maser Survey off the Galactic Plane: A Signature of Streaming Motion
太阳附近的一组Mira变量显示银河系中不寻常的空间运动。为了在更大的尺度上研究银河系中的这种运动，我们利用SiO脉泽谱线对银河系平面外的134颗演化恒星进行了新的观测，获得了84颗被测恒星的精确径向速度。结合以往SiO脉泽源的观测资料，分析了银河系第一象限内0.3 - 6 kpc距离范围内的大样本SiO脉泽源的径向速度资料。在20 ~ 40度之间的银河系赤道上，我们发现了一组具有较大负径向速度的恒星，它们偏离银河系自转超过100 km/s^{-1}。我们发现，这些偏离运动的脉泽星是由周期性的重力扰动的凸出酒吧，效果出现最强烈的半径之间的共转和外Lindblad共振。共振效应也可以解释位置偏离银河平面的现象。
2010-04-20 astro-ph.GA
High-α-Metal-Rich stars in the LAMOST-MRS survey and its connection with the galactic bulge
我们报告了在LAMOST-MRS巡天中用$2.6<logg<3.3$ dex探测到低巨星分支上的大量高$α$富金属恒星样本。根据$[Fe/H]$ - $[C/N]$图和年龄- $[C/N]$校准，该特殊群体对应于$5-9$ Gyr的中年人群。选择一个比较组，使太阳$α$比率在超金属丰度，这是年轻的，有一个狭窄的年龄范围约3 Gyr。这两个群体都有薄盘状的运动学，但前者表现出稍大的速度分散。与对照组相比，特殊组在垂直距离向1.2kpc方向有较大的延伸，在较小的银河系半径处有第二个峰值，并且具有$[Fe/H]>0.2$的超富金属恒星比例较大。这些性质强烈表明它与$R=3-5$ kpc的外棒/凸起区域的连接。对这个特殊群体的初步解释是，它的恒星形成于X形的棒/凸起区域，接近其共转半径，在那里径向迁移最强烈，并将它们带到目前的位置9 kpc或更远。它的恒星的低离心率和轻微向外的径向偏移与这种情况相一致。它的运动学（冷）和化学（$[α/Fe]$ $\sim 0.1$）进一步支持从薄盘形成不稳定驱动的X形条/凸起。
2021-06-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Axial Asymmetry Studies in Gaia Data Release 2 Yield the Pattern Speed of the Galactic Bar
我们最近的研究轴对称破缺附近（$d <3 \,{\rm kpc}$）的恒星计数是敏感的扭曲的恒星轨道垂直和平行于方向的酒吧内和外林德布拉德共振（OLR）半径。利用围绕着反中心线左右不对称的恒星计数中符号翻转的位置来确定OLR半径$R_{\rm OLR}$，并将棒视为弱非轴对称效应，我们利用$R_{\rm OLR}$和最近对银河系自转曲线和太阳-银河系中心距离$R_{0}$的测量来确定银河棒的图案速度$Ω_{\rm p}$，以及银河系共转半径$R_{\rm CR}$。在从我们的不对称测量中去除大麦哲伦云和小麦哲伦云的影响后，我们发现$R_{\rm OLR}=(0.96 \pm 0.03)R_0 = 7.85 \pm 0.25 \ \rm kpc$，$Ω_{\rm p} = 49.3 \pm 2.2 \ \rm km \ s^{-1} \ kpc^{-1}$，$R_{\rm CR}=(0.58 \pm 0.04)R_0 = 4.76 \pm 0.27 \ \rm kpc$，揭示了，正如我们将要展示的那样，银河系的酒吧可能既弱又快，尽管我们也注意到酒吧区域的非稳态效应的可能证据。
2020-07-24 astro-ph.GA
Trigonometric parallaxes to star-forming regions within 4 kpc of the galactic center
我们报告了银河系中心4千秒差距内的高质量恒星形成区的四个三角函数。这些测量是作为BeSSeL调查的一部分使用VLBA进行的。通过将这些源与CO和HI碰撞速度图中的大尺度特征在运动学上联系起来，我们开始勾勒出银河系内部的一些主要特征：连接臂、近、远3千秒差距臂和诺玛臂。银河系第一象限的连接臂比远3千秒差距臂更靠近银河系中心，并在其前缘附近被长杆的长轴偏移，支持内部林德布拉德共振的存在。假设3 kpc的旋臂是一个连续的物理结构，其近、远侧的相对银心距离表明，旋臂周围的气体流线是高度椭圆的，旋臂的共转半径r_CR > 3.6 kpc。在银河系经度接近10°，日心距离约为5 kpc的地方，近3 kpc臂和诺玛臂在我们银河系的正面视图上相交，同时在不同的银河系纬度上通过。我们提供了W31恒星形成复合体距离太阳4.95（+0.5;-0.43）kpc的精确距离测量，这将其与属于近3 kpc臂的明亮CO特征联系起来。
2013-12-11 astro-ph.GA
Overlapping abundance gradients and azimuthal gradients related to the spiral structure of the Galaxy
在银盘的金属丰度梯度的一些功能之间的连接，最好的揭示了疏散星团和造父变星，螺旋结构，进行了探讨。金属丰度在8.5kpc处（R 0 = 7.5kpc时，或在R 0 = 8.5kpc时，在9.5kpc处）呈阶梯状突然下降，这可以用气体密度的同向旋转环形间隙来解释，这种间隙将盘的内部和外部区域相互隔离。这解决了一个长期存在的问题，即理解磁盘内部和外部的不同化学特性。在台阶两侧之间建立金属性差异所需的时间是目前总体设计螺旋图案结构的最小寿命的量度，约为3 Gyr。高原上观察到的每一侧的步骤解释的大规模径向运动的恒星和螺旋结构引起的气流。由疏散星团密度所揭示的恒星形成率在银河系径向范围6至12 kpc（除了在同转处的窄间隙）内最大，与允许存在4臂模式的区域一致。我们认为，大多数位于大银河系中心半径的旧疏散星团诞生在这个内部区域，那里的条件更有利于恒星的形成。造父变星样品的$α$ -元素与Fe的比值不随银河系半径而明显变化，这揭示了一个均匀的恒星形成历史。不同的参数给出表明，通常的近似化学演化模型，假设快速混合的金属丰度在方位角方向，忽略了螺旋臂的存在，是一个穷人。
2011-06-16 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
On the membership of variable stars in galactic globular clusters: The Oosterhoff gap
本研究基于Gaia-EDR3数据重新评估CVSGC星表中球状星团变星的成员资格，修正了场星误判问题，并利用可靠成员样本证实了银河系球状星团Oosterhoff间隙的存在及其星群构成特征。
2024-10-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Recalibration of the H$α$ surface brightness-radius relation for planetary nebulae using Gaia DR3: new distances and the Milky Way oxygen radial gradient
Instituto de Física e Química, Universidade Federal de Itajubá（伊塔茹巴联邦大学物理与化学研究所）；Centro de Astrobiología (CSIC/INTA), ESAC（天体生物学中心（西班牙国家科学研究委员会/国家航空航天技术研究所）欧洲空间应用中心）；Instituto de Astronomia, Geofísica e Ciências Atmosféricas, Universidade de São Paulo（圣保罗大学天文、地球物理与大气科学研究所）；Núcleo Cosmo-Ufes & Departamento de Física – Universidade Federal do Espírito Santo（埃斯皮里托桑托联邦大学宇宙学核心与物理系）
通过Gaia DR3的视差数据重新校准了行星状星云的Hα表观亮度-半径关系，确定了1130个行星状星云的距离，并揭示了银河系氧径向梯度的变化特征，为银河系化学演化的研究提供了新的约束。
2026-05-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dynamical modelling of the Galactic bulge and bar: the Milky Way's bar pattern speed, stellar, and dark matter mass distribution
我们使用量身定做的方法建立了一套大的星系球、棒和内盘的动力学模型。我们的模型被约束，以匹配红团巨星密度从VVV，UKIDSS和2MASS红外线调查的组合，以及恒星运动学在凸起的BRAVA和OGLE调查，并在整个酒吧地区的ARGOS调查。我们能够恢复的酒吧模式的速度和恒星和暗物质的质量分布在酒吧区，从而恢复整个银河系的有效势。我们发现一个酒吧模式的速度$39.0 \pm 3.5 \,\rm{km\,s^{-1}\,kpc^{-1}}$，把酒吧共转半径在$6.1 \pm 0.5 \rm{kpc}$和银河系酒吧一个典型的快速旋转。我们估计的恒星质量的长杆和隆起结构是$M_{\rm{bar/bulge}} = 1.88 \pm 0.12 \times 10^{10} \, \rm{M}_{\odot}$，大于质量的磁盘在酒吧区，$M_{\rm{inner\ disk}} = 1.29\pm0.12 \times 10^{10} \, \rm{M}_{\odot}$。膨胀体积中的总动力学质量是$1.85\pm0.05\times 10^{10} \, \rm{M}_{\odot}$。由于更多的扩展运动学数据集和最近的测量的凸起IMF我们的模型有一个低的暗物质部分的$17\%\pm2\%$的凸起。我们发现了一个暗物质密度分布图，它在隆起区域接近一个浅尖点或核心。最后，我们发现一个额外的中心质量…
2016-11-18 astro-ph.GA
Major structures of the inner Galaxy delineated by 6.7-GHz methanol masers
我们探讨的6.7 GHz甲醇脉泽的内部结构的背景下，我们的银河系的速度分布。我们分析了这种分布中速度的相关性，并确定了密度增强，这表明大规模区域的增强恒星形成。这些被解释为旋臂的起点和银河棒与3 kpc旋臂的相互作用。甲醇脉泽支持存在一个45度取向的细长棒。可以看到完整的3千秒差距臂结构的特征，包括在银河经度约-22度处的突出切线。我们将这种分布与我们银河系气体动力学的现有模型进行比较。3-kpc的臂结构似乎可能对应于棒的共转共振半径，棒在其内表面，螺旋臂的起点在其外表面。
2011-03-21 astro-ph.GA
The K2 Galactic Archaeology Program Data Release 3: Age-abundance patterns in C1-C8 and C10-C18
我们为C1-C8和C10-C18战役提供了K2银河考古计划（K2 GAP）的第三次也是最后一次数据发布。我们提供了$\sim 19,000$红巨星的星震半径和质量系数，$κ_R$和$κ_M$，它们直接转化为给定温度的半径和质量。因此，K2 GAP DR 3代表了迄今为止文献中最大的星震样本。K2 GAP DR 3恒星参数校准为基于Gaia DR 2的绝对视差尺度，通过机器学习方法提供红巨星分支和红团演化状态分类。结合这些恒星参数与GALAH DR 3光谱，我们确定小行星地震年龄的精度为$\sim 20-30\%$和比较年龄-丰度关系的低和高$α$人口的$α$，轻，铁峰，和中子捕获元素的银河系化学演化模型。我们证实了最近文献中的迹象，即在银河系晚期增加了Ba的生产，以及与以下有关的瞬发源对r过程富集的重大贡献，例如，核心坍缩的超新星着眼于其他银河系考古学的应用，我们的特点K2 GAP DR 3的不确定性和完整性，使用注入测试，这表明K2 GAP DR 3在很大程度上是公正的质量/年龄和不确定性的$2.9\%\,(\rm{stat.})\,\pm0.1\%\,(\rm{syst.})$和$6.7\%\,(\rm{stat.})\,\pm0.3\%\,(\rm{syst.})$的$κ_R$和$κ_M$红巨星分支星和$4.7\%\,(\rm{stat.})\,\pm0.3\%\,(\rm{…
2022-03-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Tree-ring structure of Galactic bar resonance in N-body simulations
The University of Tokyo（东京大学）；University of Toronto（多伦多大学）；Kagoshima University（鹿儿岛大学）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；University College London（伦敦大学学院）
本文通过N体模拟研究银河棒共振的相空间结构，发现即使在存在扰动的情况下，年轮结构仍能保持，表明棒的自转减慢与暗物质晕有关。
2026-04-01 astro-ph.GA
Gaps and length asymmetry in the stellar stream Palomar 5 as effects of Galactic bar rotation
最近的Pan-STARRS数据显示，球状星团Palomar 5（Palomar 5）的主导臂似乎比拖曳臂短，而对Palomar 5的模拟预测了类似的角度范围。我们证明，包括适当的图案速度的银河系旋转棒的动力学建模的1005可以重现泛星数据。当磁棒扫过时，一些恒星在近心点附近的净力矩会有差异。这导致了沿1955年潮汐流形成明显的间隙，这些间隙由于与其他流成员的能量抵消而增长。我们的结论是，只有远离银河系中心的流或逆行轨道上的流（相对于酒吧）可以用来明确地约束暗物质晕下的相互作用。此外，我们预计，2015年的主导臂碎片应该重新出现在泛星密度截断的南部。
2017-10-31 astro-ph.GA
Influence of the resonance ring gravity on the stellar velocity distribution near the OLR of the Galactic bar
Sternberg Astronomical Institute, Lomonosov Moscow State University（莫斯科国立大学列别捷夫天文研究所）；Faculty of Physics, Lomonosov Moscow State University（莫斯科国立大学物理系）
构建包含解析棒、核球、盘和晕的银河系二维模型，研究椭圆共振环引力扰动对棒外林德布拉德共振附近恒星速度分布的影响，发现环引力对近心运动调整过程影响很小。
2026-06-12 astro-ph.GA
The Milky Way's middle-aged inner ring
我们调查的金属丰度，年龄和轨道解剖的内部银河系，特别是集中在外部酒吧区域。我们整合了一个样本的APOGEE DR 16内星系恒星在一个国家的最先进的酒吧隆起的潜力与缓慢的模式速度，并研究了由此产生的轨道和他们的[Fe/H]和年龄之间的联系。通过叠加轨道，我们建立了银河系内部的密度图、[Fe/H]图和年龄图，并使用轨道参数偏心率、|Xmax|和|Zmax|进一步划分。我们发现，在低高度从银河平面，银河酒吧逐渐过渡到一个径向厚，垂直薄，细长的内环平均太阳[Fe/H]。这个内环主要由AstroNN年龄在4至9 Gyr之间的恒星组成，年龄峰值在6至8 Gyr之间，使环的平均年龄约为6 Gyr。环的垂直厚度随着年龄的增长而明显减小。我们还发现了非常大的L4拉格朗日轨道，具有平均太阳到超级太阳的金属丰度和中间年龄。最后，我们确认了一个明确的X形的[Fe/H]和密度分布在大银河系的高度。从远地点恒星的轨道结构可以看出，银河系在平面棒和共转之间有一个类似内环的结构。该构造平均而言富含金属，年龄中等，并增强了沿沙洲长轴的水平金属丰度梯度。
2022-01-21 astro-ph.GA
Elusive helium stars in the gap between subdwarfs and Wolf-Rayet stars III. Formation of the Galactic population of stripped helium stars
Institute of Astronomy, Russian Academy of Sciences（俄罗斯科学院天文研究所）；Sternberg Astronomical Institute, M.V. Lomonosov Moscow State University（莫斯科国立大学谢尔盖·斯特恩伯格天文研究所）；Moscow Institute of Physics and Technology（莫斯科物理技术学院）
本研究通过星族合成方法，基于密近双星演化网格，模拟银河系剥离氦星族形成，估计其数量并分析自转与质量损失影响。
2026-09-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gas dynamics in the Milky Way: the nuclear bar and the 3-kpc arms
我们讨论了在银河系中存在两个酒吧的气体动力学的第一个模型的结果：大规模的主酒吧或boxy隆起和次级酒吧在银河系中心区域。我们已经得到了一个准确的潜力，通过模拟2 MASS星计数，我们已经使用这个潜力来模拟气体动力学。作为一级近似，我们采用了一个单一的模式速度Ω_p。Ω_p=30-40 \kmskpc和主棒取向为20-35 °的模型成功地再现了观测到的速度-速度图的许多特征，如终极速度曲线或旋臂切点。银河系分子环并不是一个真正的环，而是旋臂的内部，在共转中。该模型定量地再现了“3千秒差距臂”和最近发现的远侧对应物，这是横向臂，轮廓酒吧。在银河系中心区域，该模型再现了1 kpc的HI环和中央分子区（CMZ），这是气体对次级棒的响应。为了再现观测到的CMZ CO经度速度图的“X”形，次级棒应相对于太阳-GC线定向60-70度。次级棒的质量为（2-5.5）10^9 Msun，是初级棒质量的10- 25%。
2009-01-14 astro-ph.GA
The barred inner Milky Way: dynamical models from surveys
银河系是一个棒星系，其中央隆起呈盒子/花生形状，由多个轨道分布不同的恒星星族组成。本文介绍了动力学和化学动力学平衡模型的基础上最近的调查数据的隆起，酒吧，和内部磁盘。一些突出的结果包括（i）不同银河系成分的恒星质量测定，（ii）在暗物质分布中需要一个核心，（iii）修正的模式速度，使共转在~6 kpc，（iv）强棒分布的富金属恒星，和（v）径向变化的动力学的金属贫乏的恒星，这是一个厚盘棒以外~1 kpc，而是变成具有几个可能起源的内部中心集中的组分。正在进行的和未来的调查将完善这张照片，使银河系成为研究类似星系如何形成和演化的独特案例。
2017-10-04 astro-ph.GA
A resonant feature near the Perseus arm revealed by red clump stars
我们研究了消光连同径向速度色散和分布的红团星在反中心方向上使用的光谱与Hectospec的MMT。我们发现，在银河系中心半径约9.5和12.5千秒差距的消光峰值，前面的英仙座和外臂的位置，并符合尘埃和恒星在外部螺旋星系的相对位置。径向速度色散峰值在10 kpc附近，与英仙座臂的位置相吻合，得出的臂间密度对比度估计为1.3-1.5，与以前的研究一致。最后，我们发现径向速度分布在10-11 kpc附近分叉成两个峰值，分别位于+27 km/s和-4 km/s。这似乎可以用银河棒的外林德布拉德共振的存在来自然解释，但还需要进一步的观测来了解螺旋臂的共转共振是否也起作用。
2012-06-05 astro-ph.GA
Milky Way mass constraints from the Galactic satellite gap
我们使用银河系（MW）中卫星的最大圆速度$V_{max}$的分布来约束银河系晕的维里质量$M_{200}$，在假设的$Λ$ CDM宇宙的先验下。这是通过分析在千禧年II宇宙学模拟中发现的大量晕样本的晕下种群来完成的。观测到MW最多有三个带$V_{max}\ge30 km/s$的次晕，需要一个晕质量$M_{200}\le1.4\times10^{12} M_\odot$，而麦哲伦云的存在（假设有$V_{max}\ge60 km/s$）需要$M_{200}\ge1.0\times10^{12} M_\odot$。这些条件中的第一个是避免Boylan-Kolchin等人强调的“太大而不能倒”问题所必需的，而第二个原因是观察到像麦哲伦云这样的大质量卫星是罕见的。当结合这两个要求时，我们发现MW晕质量必须在$90\%$置信度下位于$0.25 \le M_{200}/(10^{12} M_\odot) \le 1.4$范围内。在$30 km/s\le V_{max} \le 60 km/s$之间银河系卫星丰度的差距使我们的银河系处于预期卫星分布的尾部。
2014-10-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Spatial regularity of the young stellar population in the ring of NGC 6217
各种物理过程对星系盘中分子云和恒星形成区的时空分布的相对贡献还没有得到充分的研究。年轻恒星星族在螺旋和环形结构中的空间分布规律是研究这种贡献的一个很好的实验。利用GALEX紫外、光学UBVRI和H α表面光度学资料，研究了棒旋星系NGC 6217的环臂和旋臂的光度学性质。银河系中的环位于同旋区附近。发现年轻恒星星族沿星系环的分布具有一定的空间规律性，其特征尺度约为700 pc。同时，我们没有发现年轻恒星星族沿NGC 6217旋臂的分布有类似的规律。年轻恒星群沿旋臂聚集的空间规律性是一种非常罕见的现象，以前从未在星系环中发现过。
2020-07-21 astro-ph.GA
The pattern speed of the Milky Way bar from transverse velocities
我们使用的连续性方程推导出一种方法来测量银河系的酒吧/隆起的自行数据的模式速度。该方法有最小的假设，但需要在三个银河系坐标系中的两个完全覆盖的非轴对称组件。我们将我们的方法应用于来自Via Lactea（VVV）中的Gaia DR 2和VISTA变量的组合的自行数据，以测量杆的图案速度为$Ω_\mathrm{p}=(41\pm 3)\,\mathrm{km\,s^{-1}\,kpc^{-1}}$（其中误差是统计的）。这使得共转半径为$(5.7\pm0.4)\,\mathrm{kpc}$，假设太阳的标准特殊运动和太阳附近没有非轴对称流。所获得的结果只使用近侧的酒吧，产生一致的测量银河系中心的距离和速度的数据。在棒的远侧添加数据将图案速度拉低到$Ω_\mathrm{p}=(31\pm 1)\,\mathrm{km\,s^{-1}\,kpc^{-1}}$，但需要比观测到的更低的银河系中心的横向速度。这表明$5-10\,\mathrm{km\,s^{-1}kpc^{-1}}$的系统学主导了不确定性。我们证明了使用动态形成的酒吧/凸起模拟，即使与有限的视野的VVV调查，我们的方法鲁棒地恢复模式的速度。
2019-08-05 astro-ph.GA
VERA astrometry toward the Perseus arm gap
英仙座的臂在银河系中有一个50到80度之间的间隙（以下称为英仙座臂间隙），在那里臂几乎没有恒星形成活动。为了更好地了解差距，我们进行了天体测量观测VERA和分析档案H I数据。我们报告了四个恒星形成区的视差和自行结果，其中G050.28-00.39和G070.33+01.59可能与间隙有关。对于G050.28-00.39、G053.14+00.07、G070.33+01.59和G079.08+01.33，测得的弛豫分别为0.140+/-0.018（mas）、0.726+/-0.038（mas）、0.074+/-0.037（mas）和0.118+/-0.035（mas）。由于G070.33+01.59的分数视差误差很大（0.5），我们使用LSR速度（VLSR）和测量的自行估计了源的3D运动学距离为7.7+/-1.0 kpc。英仙座臂源G049.41+00.32和G050.28-00.39相对于银河系自转分别滞后77+/-17 km/s和31+/-10 km/s。G049.41+00.32的非圆运动不能用英仙座臂的引力势来解释，我们发现了积分亮度温度小于30 K弧度的矩形洞，与H I数据的VLSR比较。其中一个洞的中心位于（l，VLSR）=（47度，-15公里/秒）附近，G049.41+00.32与洞的边缘有关。然而，G050.28-00.39与孔无关。当在覆盖黑洞的速度范围内对H I…
2021-11-29 astro-ph.GA
Mass-gap Mergers in Active Galactic Nuclei
最近发现的引力波源GW 190521和GW 190814显示了BH合并的证据，其质量和自旋可能超出了孤立恒星演化的预期范围。这些合并对象可能已经经历了先前的合并。这样的层次合并被预测是频繁的活动星系核（AGN）磁盘，双星的形成和发展有效的动力学相互作用和气体耗散。在这里，我们比较这些观察到的事件的性质，在活动星系核磁盘，这是通过执行一维$N$体模拟结合半解析处方合并的理论模型。GW 190521的高黑洞质量与高世代（高g）黑洞的合并一致，其中最初的祖先星具有高金属量，如果原始祖先星是贫金属的，则为2g黑洞，或者通过超爱丁顿吸积获得质量的1g黑洞。在GW 190521中测量到的与自旋参数相关的其他性质也与活动星系核盘中的合并相一致。此外，在较低的质量间隙或低质量比的合并，如GW 190814和GW 190412中发现的，也复制了合并的2g-1g或1g-1g的物体在AGN盘中有显着的吸积。最后，由于气体吸积，在GW 190425中报道的大质量中子星合并可以在活动星系核盘中产生。
2020-12-20 astro-ph.GA astro-ph.HE
Redetermination of the Parameters of the Galactic Spiral Pattern from Classical Cepheids
本文利用经典造父变星样本重新测定了银河系旋臂参数，精化了船底-人马臂和外臂的几何特征，并估计了旋臂图案的角旋转速度。
2023-05-21 astro-ph.GA
The intermediate line region in active galactic nuclei
我们表明，最近观察到的宽线区（BLR）和窄线区（NLR）之间的差距在一些活动星系核的抑制可以完全解释的气体密度的增加，在发射区。我们的模型预测的形成的中间线区（ILR），观察到在一些赛弗特星系的中等速度半高宽（FWHM）$\sim$ 700 - 1200公里s $^{-1}$的发射线的检测。这些线被认为起源于位于BLR和NLR之间的ILR。正如先前证明的那样，表观间隙被认为是由升华半径以外的尘埃引起的。我们用{ \sc cloud}光电离程序计算表明，活动星系核中心区光谱能量分布（SED）形状的差异并不减少这些天体线发射的明显能隙。一个强大的不连续性的线发射与半径存在的所有线在尘埃升华半径。然而，在升华半径处增加气体密度到$\sim$ 10 $^{11.5}$ cm $^{-3}$，提供了连续的线发射与半径的关系，并充分解释了最近在某些活动星系核中观察到的表观能隙的缺乏。我们表明，这样的高密度是一致的吸积盘大气的上层密度。因此，盘状大气的上层可以引起观测到的发射线云的形成。
2016-08-16 astro-ph.GA
Humps on the profiles of the radial-velocity distribution and the age of the Galactic bar
本研究通过对比带有棒状结构的银河系模型与 Gaia DR3 数据，发现径向速度分布在特定距离会产生周期性隆起，并据此推断银河系棒的年龄约为20亿或40亿年。
2024-09-25 astro-ph.GA
Structure in phase space associated with spiral and bar density waves in an N-body galactic disk
本文采用N体混合模拟方法，结合质量粒子和示踪粒子，研究了银河系盘中恒星相空间分布或速度分布在不同局部邻域中的变化。在傅立叶频谱图中确定的模式速度表明，双臂和三臂螺旋密度波，酒吧和不平衡的运动耦合在这个模拟中，与一个模式的共振躺在其他模式的共振附近。我们构建径向和切向（uv）速度分布粒子在不同的局部邻域。在这些局部速度分布中，无论盘中的位置如何，都有一个以上的团块。在一个银河系半径上观测到的速度分布特征也可以在附近的邻域（在更大和更小的半径上）看到，但平均v值发生了变化。如果一个星系团的v速度分量决定了它的恒星的平均轨道银河半径，这是可以预料的。我们发现，在速度分布的差距与螺旋臂的扭结或不连续的半径。这些间隙似乎也与林德布拉德共振与螺旋密度波，因此表示在磁盘中的不同的主导模式之间的边界。我们讨论的银河系盘的解释的基础上本地速度分布的影响。当附近有一个强大的旋臂，与观察到的半人马座臂相切，在太阳附近的内部时，从棒的外林德布拉德共振外的区域，以及与太阳-银河系中心线成45度角的棒产生的速度分布更接近于在太阳附近看到的速度分布（在较低的紫外线下呈三角形，并有一个武仙座一样的流）。
2011-06-29 astro-ph.GA
