Offsets of masers with respect to the middle of the Perseus arm, and the co-rotation radius in the Milky Way
到共旋半径Rcoro的径向距离（在这里，气体和恒星在银河系中心轨道上的角速度等于旋臂图案的角速度）经常被预测（在不同的地方），但没有以高精度测量。在这里，我们测试脉泽相对于英仙座臂的位置（表1）。我们对英仙座臂附近的脉泽和HII区域（主要位于臂内侧，距离冷CO中臂约0.4 kpc）的分析表明，同旋Rcoro距离银河系中心必须> 10.8 kpc（图1）。这意味着螺旋图案的角旋转速度< 21.3 km/s/kpc。另一个在银河象限II的测试显示，脉泽的径向速度通常比CO中臂的径向速度更负（图2），表明相对于CO中臂的减速，约为9 km/s。这意味着螺旋图案角旋转< 20.7 km/s/kpc，因此Rcoro > 11.1 kpc。最后，将我们的结果与其他已发表的结果（表2）进行比较，我们发现统计平均共旋半径Rcoro预测为距离银河系中心（英仙座臂之外;天鹅座臂之前）近12 kpc，平均角螺旋模式角旋转预测为近19 km/s/kpc。
2018-08-03 astro-ph.GA
VLA Observations of 9 Extended Green Objects in the Milky Way: Ubiquitous Weak, Compact Continuum Emission, and Multi-Epoch Emission from CH$_3$OH, H$_2$O, and NH$_3$ Masers
我们已经观察了一个样品的9个扩展的绿色物体（EGO）在1.3和5厘米与VLA的亚弧秒分辨率和~7-14 uJy/束的灵敏度，以表征厘米连续辐射，因为它首先出现在这些大规模的原星团。我们在每个场中都发现了与EGO相关的连续发射-在扩展的4.5 μ m发射的1角秒内，它通常是微弱的（数量级10^1-10^2 uJy）和紧凑的（在0.3-0.5角秒处无法解析）。我们的36个总检测的衍生光谱指数与广泛的物理过程一致，包括非热（19%的检测）和热自由过程（例如电离射流和紧凑的HII区域，78%的样本），以及温暖的尘埃（1个来源）。我们还发现EGO相关的6.7 GHz CH $_3$ OH和22 GHz H $_2$ O脉泽发射在100%的样品，和NH $_3$（3，3）脉泽在~45%，我们没有检测到任何NH $_3$（6，6）脉泽在~5.6 mJy/束灵敏度。我们发现，在两个物理尺度和三个频率的无线电距离和测辐射热光度之间的相关性显著，与电离射流的热发射一致，但我们的样品的水脉泽和无线电距离光度之间没有相关性。从这些数据中，我们得出结论，EGO可能同时主持多个不同的厘米级连续生产过程。此外，在我们的~1000 au的分辨率，我们发现，所有的EGO，除了G18.89 $-$ 0.47包含1至2个大规模的来源的基础上存在的甲醇脉泽集团，这是与我们以前的工作，表明这些是典型的大规模原星系团中，只有…
2021-10-08 astro-ph.GA
A low density-wave spiral pattern speed, from the tracer separations (age gradient) across a spiral arm in the Milky Way
我们观察到的密度波角模式速度Ω p接近12至17公里/秒/千秒差距，通过一个典型的光学HII区域（从旋臂尘埃带）之间的分离，并使用HII演化时间模型，以产生其相对速度，并独立的一个典型的无线电脉泽（从旋臂尘埃带）与脉泽模型之间的分离。
2021-06-30 astro-ph.GA
A Curious Case of Circular Polarization in the 25 GHz Methanol Maser Line toward OMC-1
我们报告的探测到的圆偏振签名的斯托克斯$V$轮廓的25 GHz的I类CH $_3$ OH脉泽对高质量恒星形成区OMC-1。这样的特征通常构成塞曼效应的检测。如果是由于OMC-1中的磁场，这将代表25 GHz I类CH $_3$ OH脉泽中塞曼效应的首次探测和发现。Stokes $V$的特征在两次观测中检测到，两次观测具有不同的角分辨率，相隔8年，使用甚大阵列（VLA）;对于我们2009年的D配置观测，$z B_\text{los}$的拟合值为$152 \pm 12$ Hz，其中$z$是塞曼分裂因子，$B_\text{los}$是视线磁场。对于我们2017年的C配置观测，$zB_\text{los} = 149 \pm 19~$ Hz的拟合值，可能是同一个脉泽点。这些对应于$B_\text{los}$在171-214 mG的范围内，这取决于超精细跃迁是负责脉泽线。虽然这些$B_\text{los}$值较高，但并非不可信。如果磁场与冲击区域的氢分子密度成比例增加，那么我们探测到的磁场预测的冲击前磁场值与观测结果一致。在$B_\text{los}$ =171-214 mG的情况下，在这些25 GHz I类CH $_3$ OH脉泽出现的后冲击区域中的磁能将在动能密度上占主导地位，并且至少是冲击中的压力的量级，这意味着磁场将对这些区域的动力学施加显著影响。
2019-12-12 astro-ph.GA
OH masers in the Milky Way and Local Group galaxies in the SKA era
OH脉泽的强线发射是一个完美的示踪区域，在那里新的恒星诞生以及演化的恒星，脱落大量的处理物质进入星际介质。从SKA深调查在18厘米，那里的微波激射线从基态的OH分子出现，我们预测发现超过20000个来源的恒星和星际起源整个银河系。这种脉泽发射的研究有许多应用，包括从偏振测量确定磁场强度，使用精确确定的径向速度研究恒星运动学，以及VLBI天体测量确定距离。低光度脉泽的发现为研究不同星系环境中的激波气体提供了新的机会。这将是第一次在本星系群中探测到大量的OH脉泽。通过比较不同金属丰度的星系中脉泽的数量和性质，可以对星系的结构形成有新的认识。随着SKA的全面发展，我们将可以获得更多的脉泽跃迁，如OH和甲醇的激发，为研究恒星形成区的演化提供新的工具。
2015-01-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
The spiral structure of the Milky Way
银河系螺旋结构的形态学和运动学是天体物理学中一个长期存在的问题。本文首先总结了用不同示踪剂解决这一难题的各种方法。银河系源的天体测量正在逐渐缓解这种主要由大距离不确定性造成的困难局面，因为我们目前可以通过使用甚长基线干涉测量术（VLBI）获得精确的视差（几个$μ$ as）和自行（$\approx$ 1 km~s $^{-1}$）。另一方面，盖亚任务提供了整个银河系中O型恒星最大，均匀的样本。基于VLBI脉泽和盖亚O星视差测量，附近的螺旋结构：英仙座，本地，人马座和盾牌臂被确定在前所未有的细节。同时，我们还估算了银河系的基本参数，即到银河系中心的距离$R_0$为8.35 $\pm$ 0.18 kpc，在太阳处的圆周自转速度$Θ_0$为240 $\pm$ 10 km~s $^{-1}$。我们发现O型星和星际脉泽之间的运动学差异：O型星，平均而言，旋转更快，$>$ ~8~ km s $^{-1}$比脉泽跟踪的高质量恒星形成区。
2018-11-17 astro-ph.GA
Probing the electron-to-proton mass ratio gradient in the Milky Way with class I methanol masers
本文根据对分布在银河系盘上的Ⅰ类甲醇脉泽的观测，通过计算电子-质子质量比μ = m_e/m_p的分数变化，估计了假设隐场与标准物质的非普适耦合的极限。到目前为止，在44 GHz和95 GHz甲醇谱线之间测得的速度偏移Δ V = V44 - V95提供了对空间梯度k_mu = d（Δ mu/mu）/dR <2x 10 ^-9 kpc-1和Δ mu/mu <2x 10 ^-8的上限的最严格限制之一，其中Δ mu/mu =（mu_obs-mu_lab）/mu_lab。我们还发现，偏移量Δ V被聚成两组，它们之间的距离为0.022 +/- 0.003 km/s（1 sigma C.L.）。分组是最有可能是由于不同的超精细跃迁在44和95 GHz的甲醇脉泽发射的主导地位。哪种跃迁是有利的，取决于甲醇分子中四个氢原子的核自旋的排列（极化）。这一结果证实了甲醇脉泽作用中存在较好的超精细跃迁。
2021-12-29 astro-ph.GA hep-ex
The Milky Way bar potential constrained by the kinematics of SiO maser stars in BAaDE Survey
本研究提出利用银经-速度包络约束银河系棒状引力势的新方法，通过对比P17、H24引力势模型与BAaDE巡天SiO脉泽星观测数据，验证了该方法的有效性并指出模型存在的中心质量等问题。
2024-10-08 astro-ph.GA
Polarization Observations of a sample of Excited OH masers
University of South Africa（南非大学）；North-West University（西北大学）
本研究利用绿岸望远镜对21个恒星形成区域的激发态OH脉泽进行全斯托克斯偏振观测，发现新脉泽源并测量磁场，多数结果与先前一致，部分磁场可能变化。
2026-09-18 astro-ph.GA
OH maser emission in the THOR survey of the northern Milky Way
背景：OH脉泽追踪不同的物理过程，从演化恒星周围的膨胀包层到恒星形成区或超新星遗迹。目的：我们在“银河系HI/OH/电离线巡天（THOR Ⅱ）”所覆盖的区域内发现了18厘米波段的基态OH脉泽。我们提出了一个目录的所有OH脉泽功能和它们可能的相关环境。方法：THOR调查覆盖经度和纬度范围14.3<l<66.8和b<1.25度。利用甚大列阵观测了1612、1665、1667和1720 MHz的所有OH基态谱线。数据的空间分辨率在12.5“和19”之间变化，光谱分辨率为1.5km/s，数据的均方根灵敏度为每个通道~ 10 mJy/束。结果：共识别出1585个脉泽斑，分布在807个脉泽点上。从光谱剖面到文献比较，我们尝试将脉泽位置与天体物理源类型联系起来。大约51%的站点显示出典型的双角1612 MHz光谱，这些光谱是由演化恒星的膨胀壳层发射的。膨胀壳层的两个主要速度特征的间距通常在22和38 km/s之间变化。除此之外，至少20%的脉泽位置与恒星形成区有关。虽然1720 MHz脉泽斑点中最大的部分（53个中的21个）与超新星遗迹有关，但1720 MHz脉泽斑点中的很大一部分（17个）也与恒星形成区有关。我们提出的热13 CO（1-0）的排放以及其他调查的II类CH 3OH和H2O脉泽排放的比较。该目录试图介绍与现有天体物理学来源的联系，完整的目录以电子形式提供。
2019-07-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Distance and Proper Motion Measurement of the Red Supergiant, S Persei, with VLBI H2O Maser Astrometry
我们已经进行了VLBA相位参考监测周围的红超巨星，英仙座S，六年的H2O脉泽。我们将脉泽运动拟合到一个简单的膨胀壳层模型中，得到在赤经和赤经上的年视差为0.413 ± 0.017 mas，恒星自行为（-0.49 ± 0.23 mas/yr，-1.19 ± 0.20 mas/yr）。所得到的年视差对应于2.42+0.11-0.09 kpc的三角距离。假设太阳的银心距离为8.5kpc，LSR在太阳距离处的圆自转速度为220 km/s，银河系自转曲线是平坦的，则英仙座S的运动偏离银河系的圆自转约15 km/s，主要由12.9+/-2.9km/s的反自转方向分量控制。这颗红超巨星被认为属于OB星协Per OB 1，因此这种非圆运动代表了OB星协在银河系中的运动。这种非圆形运动比标准密度波理论对螺旋星系的解释要大一些，这是由于OB星协的星团洗牌，或者是非静止螺旋臂和多相星际介质之间的非线性相互作用。后者来自于最近的大型N体/光滑粒子流体动力学数值模拟提出的银河系螺旋臂形成的新观点。
2010-07-30 astro-ph.GA
Mapping the Milky Way with Masers
Purple Mountain Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院紫金山天文台）；Joint Institute for VLBI ERIC (JIVE)（甚长基线干涉测量欧洲研究共同体联合研究所）；Leiden University（莱顿大学）；China Three Gorges University（三峡大学）；University of Tasmania（塔斯马尼亚大学）；The University of Western Australia（西澳大学）；University of Science and Technology of China（中国科学技术大学）；Chalmers University of Technology（查尔姆斯理工大学）
本文探讨SKA-VLBI如何通过前所未有的天体测量精度和灵敏度，绘制银河系完整旋臂结构、精确测量棒参数和3-kpc臂，并约束太阳运动和银河旋转曲线等基本参数。
2026-06-29 astro-ph.GA
The spiral structure of our Milky Way
我们银河系的螺旋结构还没有被很好地描绘出来。HII区、巨分子云和6.7GHz甲醇脉泽是旋臂的主要示踪源。我们收集并更新了Hou，Han & Shi（2009）用于绘制螺旋结构的这些示踪剂的数据库。
2013-03-28 astro-ph.GA
A New Multi-Tracer Approach to Defining the Spiral arm width in the Milky Way
我们分析了最近观测到的银河系中的旋臂宽度，作为银河系半径的函数，我们比较这种关系与密度波理论的预测。我们使用以下方法：在每一个旋臂中，我们集中研究密度波激波前沿附近的恒星形成区（射电脉泽）和密度波势能最小值附近的老化恒星区（弥散的CO气体）之间的间隔（或偏移）;我们将这两个示踪物之间的间隔作为旋臂的宽度。新成果：我们发现在250 +/- 50 pc附近有一个典型的分离（脉泽扩散CO气体），并且这种分离随着星系半径的增加而增加，大约为25 +/- 5 pc/kpc。我们注意到，正如预期的那样，这种分离比早期发现的尘埃带和老年恒星区域之间的分离要小一些。总的来说，这些结果支持密度波的基本原理。
2020-06-01 astro-ph.GA
Compact vs. Scattered: Suitability of Southern 6.7GHz Methanol Masers for VLBI astrometry
本文利用Long Baseline Array观测187个南部6.7 GHz甲醇脉泽，筛选出69个适用于VLBI天体测量的致密强源，并发现其致密度随银道位置变化且可能受散射展宽影响。
2025-10-19 astro-ph.GA
Maser Astrometry with VLBI and the SKA
我们讨论了在甚长基线干涉测量（VLBI）网络中加入平方公里阵列（SKA）的脉泽天体测量的独特机会。SKA的第一阶段将能够观测氢氧和甲醇脉泽，将后者定位到5微弧秒的精度，第二阶段可能允许水脉泽观测。这些观测将提供误差小至1%的三角距离。SKA无与伦比的灵敏度将使大规模的调查成为可能，通过联合行动，将把任何VLBI网络变成一个快速的天体测量设备。演化的恒星和高质量恒星形成区域都将在整个（南）银河系中可以访问，完成我们对银河系内容，动力学和历史的理解。脉泽速度和自行将在本星系群和更远的地方测量，为它们的运动学和演化提供新的见解。
2015-04-02 astro-ph.GA
Simulated Galactic methanol maser distribution to constrain Milky Way parameters
利用三角函数和与大质量年轻恒星相关的脉泽自行，棒和螺旋结构遗产（BeSSeL）调查报告了迄今为止最准确的银河系参数值。这些参数的高精度测定对银河系和河外测量有着广泛的影响。这项研究的目的是建立这样的参数可以确定的信心。这与BeSSeL调查合作背景下发布的数据有关，也与未来的观测有关，特别是来自南半球的观测。此外，脉泽的一些天体物理性质可以被约束，特别是光度函数。我们模拟了与银河系螺旋结构相关的微波激射年轻恒星的人口，生成了几个样本，并将它们与BeSSeL调查中使用的观测样本进行了比较。因此，我们检查了银河系参数的测定，因为样本选择引入了观测偏差。由BeSSeL调查获得的银河系参数似乎并不受所用样本选择的影响。事实上，已发表的误差估计似乎对大多数参数都是保守的。我们表明，未来的BeSSeL数据和未来的观测与南方阵列将提高银河系参数的估计，并顺利地减少它们的相互关联。此外，通过模拟未来的视差数据与更大的距离，因此，更大的相对不确定性，为更多的来源，我们发现，视差距离偏置是一个重要的问题。因此，在运动数据的加权中使用分数视差不确定性是必要的。最后，6.7 GHz甲醇脉泽的光度函数的确定，使我们能够估计银河系甲醇脉泽的数量。
2017-07-04 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
The observed spiral structure of the Milky Way
银河系的螺旋结构还没有被很好地确定。理解这种结构的关键是增加可靠的螺旋示踪剂的数量，并尽可能准确地确定它们的距离。HII区、巨分子云和6.7GHz甲醇脉泽与高质量恒星的形成密切相关，因此它们是很好的螺旋示踪剂。我们更新了银河系HII区，GMC和6.7 GHz甲醇脉泽的目录，然后概述了银河系的螺旋结构。我们收集了2500多个已知的HII区域，1300 GMC和900 6.7 GHz甲醇脉泽的数据。如果测光距离或三角距离还不可用，我们就用银河系自转曲线确定运动学距离，该曲线采用国际天文学联合会现行标准，$R_0$ = 8.5 kpc和$Θ_0$ = 220 km s $^{-1}$，以及在我们用所采用的太阳运动修正示踪物的速度后，最新更新的数值$R_0$ = 8.3 kpc和$Θ_0$ = 239 km s $^{-1}$。利用基于HII区激发参数或GMC质量的权因子，得到了这些螺旋示踪剂的分布。示踪物的分布显示在银河系第一象限至少有四段旋臂，在第四象限有三段旋臂。英仙座臂和本机臂也被许多明亮的HII区域所描绘。大质量恒星形成区和GMC所追踪到的臂段能够与外星系的HI臂相匹配。我们发现三臂和四臂对数螺线模型能够连接大多数螺线示踪剂。提出了一种多项式-对数螺旋线模型，它不仅描述了示踪剂的分布，而且与观测到的切向方向相匹配。
2014-10-08 astro-ph.GA
Magnetic fields in our Milky Way Galaxy and nearby galaxies
我们银河系和邻近星系的磁场已被星光偏振、尘埃颗粒和云在毫米和亚毫米波长的偏振发射、云或团块的谱线或脉泽线的塞曼效应、星际磁场中相对论电子的漫射射电同步辐射、背景射电源的法拉第旋转以及我们银河系的恒星等所揭示。我们利用脉冲星自转测量数据观测到了银河系中磁场的许多细节，而我们很容易得到附近星系中磁场的整体结构。一般来说，旋涡星系中的磁场可能具有大尺度结构。场跟随旋臂，具有或不具有场方向反转。在螺旋星系的晕中存在磁场，并且可能也具有像环向场和极向场那样的大尺度结构，但似乎比盘中的磁场稍弱。在某些星系的中心区域，极向场被探测到为垂直分量。从大尺度弥散星际介质到分子云，再到恒星形成区的云核或脉泽斑团，星系中的磁场方向似乎在云形成和恒星形成过程中一直保持不变。星系中的磁场对动力学是被动的。
2013-08-04 astro-ph.GA
Detection of 36 GHz Class I Methanol Maser Emission Towards NGC 4945
我们已经搜索了发射36.2 GHz（$4_{-1} \rightarrow 3_0$ E）甲醇过渡到NGC 4945，使用澳大利亚望远镜紧凑阵列。36.2 GHz的甲醇发射被检测到从银河系核心向东南偏移。甲醇的辐射很窄，线宽<10 kms $^{-1}$，亮度比来自同一跃迁的银河系I类脉泽高5个数量级。这些特征与强中心热辐射的物理分离相结合，表明甲醇辐射是一种脉泽。这种发射比银河系中央分子带（CMZ）检测到的广泛发射要明亮$\sim90$倍。这是第四次探测到河外I类辐射，也是第三次探测到河外36.2 GHz脉泽辐射。这些河外I类甲醇脉泽似乎并不只是银河系I类辐射的高亮度变体，而是出现在分子气体低速冲击的大规模区域，这可能在大规模恒星形成的早期阶段之前，或与之相关。
2017-08-18 astro-ph.GA
Structure and Dynamics of the Milky Way: an Astro2010 Science White Paper
射电天体测量的最新进展与VLBA导致近微角秒的精确三角视差和自行测量的恒星形成区的脉泽。我们现在准备直接测量银河系中每个大质量恒星形成区域的完整三维位置和运动，并首次绘制其螺旋结构。这样的测量也将产生银河系的完整运动学，并以1%的精度确定其基本参数（Ro和To）。结合其他观测结果，这将产生银河系各种成分（包括暗物质）之间的质量分布。
2009-03-10 astro-ph.GA
The Milky Way's circular velocity curve and its constraint on the Galactic mass with RR Lyrae stars
我们提出了一个样本的1148 ab型RR天琴座（RRLab）的变量从卡特琳娜调查数据发布1，结合SDSS DR 8和LAMOST DR 4光谱数据。我们首先利用860颗星系晕RRLab星的大样本，导出了星晕的圆速度分布。通过精确的距离和仔细确定的径向速度（质心径向速度），考虑到我们的样本中的RRLab星的脉动，我们可以得到一个可靠的和可比的恒星晕圆速度曲线。对Jeans方程中的速度各向异性参数β取两种不同的规定，研究了圆速度曲线和质量分布。在计算中我们检验了两种不同的太阳奇特运动。采用太阳特有运动1（U，V，W）=（11.1，12，7.2）km/s，我们得到的最好结果是：当β= 0，50 kpc处的圆速度为180 +/- 31.92（km/s）时，银河系在50 kpc内的封闭质量为（3.75 +/- 1.33）* 10^11 Msun。这一结果与动力学模型的结果一致，也与前人的类似工作具有可比性。
2017-08-01 astro-ph.GA
The Bar and Spiral Structure Legacy (BeSSeL) Survey: Mapping the Milky Way with VLBI Astrometry
天文甚长基线干涉测量（VLBI）观测银河系脉泽源，用来绘制银河系的旋涡结构图，确定银河系的基本参数，如自转速度（$Θ_0$）、自转曲线和到银河系中心的距离（R $_0$）。在这里，我们提出了我们的第一个结果的更新，实现了最近的变化，在有关太阳运动的知识。看来不可避免的是，国际天文学联合会对R $_0$和$Θ_0$的建议值需要进行重大修订。特别是8.5 kpc和220 \kms \的组合，可以高置信度排除。将脉泽数据与恒星轨道到银河系中心的距离和Sgr\，A* 的自行相结合，给出了当太阳运动V $_ \odot$ = 12.23和5.25 \kms时，R $_0$ = 8.3 $\pm$ 0.23 kpc和$Θ_0$ = 239或246 $\pm$ 7 \kms的最佳值。最后，我们展望了未来的观察在酒吧和螺旋结构遗产（BeSSeL）调查。
2011-02-25 astro-ph.GA
Excited-state hydroxyl maser polarimetry: Who ate all the πs?
我们目前的偏振脉泽观测与澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）的激发态羟基（OH）脉泽。我们观察到30个领域的OH脉泽在全斯托克斯偏振与紧凑阵列宽带后端（CABB）在6030和6035 MHz的激发态OH跃迁，和6668 MHz的甲醇脉泽跃迁，检测70个网站的脉泽发射。在OH中，我们发现了112个塞曼对，其中18个表现出候选的π分量。这是对这些频率的多个恒星形成地点进行的最大的单次完整极化研究，16%的π分量的比率清楚地表明π分量的存在，并且与最近发现的基态跃迁的百分比相当。π分量的这一显著百分比，在基态和激发态跃迁处具有一致的比例，反对法拉第旋转抑制π分量发射。我们对甲醇的同时观测发现了预期的低水平极化，没有检测到圆形，并且仅在最亮光源的小于或等于10%水平下发现线性。
2015-04-27 astro-ph.GA
Arm Tangents and the spiral structure of the Milky Way ; the Age Gradient
从太阳上看，我们银河系每个旋臂的边缘（沿视线切向看）可以产生许多见解。使用不同的臂示踪剂（尘埃，脉泽，同步辐射，CO气体，疏散星团），我们在这里观察到的第一次年龄梯度（约12 +/-2百万年/千秒差距），很大程度上由密度波理论预测。这意味着臂状示踪物以大约81 +/-10 km/s的相对速度离开尘埃带。然后，我们比较最近从盖亚卫星获得的光学数据，有关的旋臂。
2021-10-28 astro-ph.GA
Maser Investigation toward Off-Plane Stars (MIOPS): detection of SiO masers in the Galactic thick disk and halo
本研究利用Effelsberg和天马望远镜在银盘外AGB恒星中探测SiO脉泽，首次测得8颗恒星的视向速度，并依据三维运动判定它们分属银河系晕、薄盘和厚盘。
2023-10-20 astro-ph.GA
Kinematic structure of the Milky Way galaxy, near the spiral arm tangents
我们比较了在螺旋臂切线附近观测到的不同臂示踪剂的径向速度。考虑到预测的内螺旋臂入口处的激波，密度波理论预测的径向速度略有不同。在许多螺旋臂中，观测到的速度偏移证实了密度波理论的预测（脉泽速度和CO气体峰值速度之间的间隔约为20 km/s）-当观测到的偏移大于误差估计时。给出到达下一个旋臂的时间。
2023-01-05 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
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
Distinct Gas and Stellar Circular Rotation Curves in the Milky Way Galaxy
Cardiff University（卡迪夫大学）；The University of Tokyo（东京大学）
基于Gaia卫星数据，发现银河系恒星圆环旋转速度显著低于气体，且随半径下降，而气体旋转曲线不下降，表明气体旋转速度不能准确指示星系动力学质量，从而降低暗物质质量估计。
2026-06-11 astro-ph.GA
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
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
Second Epoch ALMA Observations of 321 GHz Water Maser Emission in NGC 4945 and the Circinus Galaxy
本文介绍了第二历元ALMA对两个邻近的活动星系核NGC 4945和Circinus星系321 GHz H $_2$ O辐射的观测结果，以及Tidbinbilla 70-m对它们22 GHz H $_2$ O脉泽的监测结果。两个历元的ALMA观测表明，321 GHz发射的强度是可变的，至少有几个因素，确认脉泽起源。在第二个时期，321 GHz脉泽发射从NGC 4945没有检测到，而对于圆规星系的流量密度显着增加，速度梯度和色散已被测量。速度梯度跨度为$\sim$ 110 km/s，假设盘围绕核旋转，我们计算出盘半径为$\sim$ 28 pc。我们还估计，在中央28 pc的动力质量为4.3 $\times$ 10 $^8$ M $_{\odot}$，这是显着大于更大规模的动力质量，这表明速度梯度不跟踪圆周运动的规模。蓝移特征的速度梯度和速度范围的总体方向与半径为0.1- 0.4 pc的薄盘中的22 GHz脉泽发射和距离星系中心发动机$\sim$ 1 pc的分子流出基本一致，这意味着321 GHz脉泽可以追踪部分环核盘或核流出。
2021-11-01 astro-ph.GA
The dark matter profile of the Milky Way inferred from its circular velocity curve
本文通过构建银河系圆周速度曲线并拟合暗物质密度轮廓，发现带核Einasto轮廓优于广义NFW轮廓，推断出银河系暗物质晕维里质量仅为约1.81×10^11太阳质量，显著低于传统估计，并与多种质量测量存在张力。
2023-05-26 astro-ph.GA
Parkes full polarization spectra of OH masers - I. Galactic longitudes 350 through the Galactic Centre to 41
用帕克斯64米射电望远镜对大质量恒星形成区的1665和1667兆赫OH脉泽进行了全偏振测量。在这里，我们提出了104个偏北源的光谱。对于20多个脉泽，我们用ATCA进行了新的测量（也发现了几个迄今未报道的脉泽），在大多数情况下，产生的角秒精度与大多数站点相匹配。位置的改善有助于区分OH脉泽伴随甲醇脉泽从那些没有（被认为是在后期的演变阶段）。在许多站点没有现有的线极化信息，光谱分辨率有时很差，或速度覆盖不完整。这些不足之处是解决目前的帕克斯光谱。整个OH脉泽样品显示出众所周知的高圆偏振特性的优势。我们发现，线性极化也是常见的，但通常要弱得多，我们强调的非常明显的线性极化，可以扩展到100%.Unusually大的速度范围至少25公里/秒的罕见情况下，目前在七个网站。我们对大多数源的光谱测量是在两个时代间隔近一年，并揭示了高稳定性在大多数网站，和显着的变化（超过两个最强的功能的因素），只有五个网站。光谱还为长期变异性提供了有价值的参考，在过去几十年中，10个地点的稳定性很高，4个样品的变异性很大。未来对这些变量的系统监测可能会发现更多的周期性例子，到目前为止，这种现象只在一个来源中得到承认。
2014-02-11 astro-ph.GA
$\texttt{galkin}$: a new compilation of the Milky Way rotation curve data
我们提出了$\texttt{galkin}$，一个新的汇编运动学测量跟踪我们的银河系的旋转曲线，连同一个工具来处理数据。编译优化银河中心半径在3和20千秒差距之间，包括气体，恒星和脉泽的运动学，从近四十年的文献中仔细收集了总共2780测量。提供了一个简单的、用户友好的工具来选择、处理和检索所考虑的所有源参考的数据。这一工具是特别设计的，以促进在银河系动力学研究中使用运动学数据，其应用范围从暗物质限制到修正重力测试。
2017-02-28 astro-ph.GA
Parallaxes of Star Forming Regions in the Outer Spiral Arm of the Milky Way
本文报道了银河系外旋臂高质量恒星形成区三个水脉泽源的弛豫和自行。这些观察是作为条形和螺旋结构遗产调查的一部分使用甚长基线阵列进行的，并且是文献中此类测量数量的两倍。外臂的俯仰角为14.9 +/- 2.7度，距离银河系反中心14.1 +/- 0.6千秒差距。这些源朝向银河系中心的平均运动是10.7 +/- 2.1 km/s，我们没有看到旋转曲线在银河系中心15 kpc处有明显下降的迹象。这些恒星形成区域的三维位置与银河系从平面弯曲数百秒差距的情况一致。
2014-12-26 astro-ph.GA
A Robust Determination of Milky Way Satellite Properties using Hierarchical Mass Modeling
我们介绍了一种新的方法来确定质量分布，以及整体分布，本群卫星星系。具体来说，我们采用了统计多级建模技术，贝叶斯分层建模，同时限制个别本地集团银河系卫星星系的属性和银河系卫星人口的特点。我们表明，这种方法减少了个别矮星系质量测量的不确定性最微弱的星系的几个因素。我们发现，银河系卫星的分布推断的分析，除了明显缺乏高质量的晕，是符合的拉姆达冷暗物质（拉姆达CDM）的范例。特别是，我们发现，无论是测量的最大圆速度和半径之间的关系，在这个速度，以及推断的质量之间的关系在300秒差距和光度，相匹配的最大圆速度低于20公里/秒的晕的Lambda-CDM模拟预测的值。也许更引人注目的是，这项分析似乎表明，这些星系共享一个更尖的“平均”晕形状。虽然这项研究调和了许多观测到的银河系卫星分布的特性与Lambda CDM模拟，我们发现，仍然有一个赤字的卫星的最大圆周速度为20-40公里/秒。
2015-06-19 astro-ph.GA
Axisymmetric Jeans modelling systematically overestimates the circular speed in the inner Milky Way
Graduate School of Science and Engineering, Kagoshima University（鹿儿岛大学理工学研究科）；Graduate School of Science, Nagoya University（名古屋大学理学研究科）；Division of Science, National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台理学区）
本文研究了轴对称 Jeans 模型在非轴对称星流情况下对环形速度的系统性高估问题，发现高分辨率模拟显示在银河系内盘区域存在约 4% 的平均高估。
2026-05-10 astro-ph.GA
Galactic Rotation Curve and Spiral Density Wave Parameters from 73 Masers
根据已知三角函数的脉泽运动学数据和内银河系中HI云在切点处的速度测量结果，我们改进了Allen-Schillan模型的银河系势参数，并构造了银心距从0到20 kpc范围内的银河系自转曲线。对于采用的银心距离$R_0=8$ kpc，太阳的圆周自转速度为$V_0=239\pm16$ km s $^{-1}$。我们得到了73个脉泽的剩余切向速度$ΔV_θ$和径向速度$ΔV_R,$。在此基础上，利用我们提出的周期图分析方法，确定了满足线性Lin，Shu模型的银河系螺旋密度波的参数。切向和径向扰动幅度分别为$f_θ=7.0\pm1.2$ km s $^{-1}$和$f_R=7.8\pm0.7$ km s $^{-1}$，扰动波长为$λ=2.3\pm0.4$ kpc，双臂模型中螺旋图案的螺距角为$i=-5.2^\circ\pm0.7^\circ$。螺旋密度波中太阳$χ_\odot$的相位分别是剩余切向和径向速度的$-50^\circ\pm15^\circ$和$-160^\circ\pm15^\circ$。
2013-10-27 astro-ph.GA
Class I CH3OH Maser Emission from Bar-Driven Inflow Colliding with the Central Molecular Zone
Tata Institute of Fundamental Research（塔塔基础研究所）；Max Planck Institute for Radioastronomy (MPIfR)（马克斯·普朗克射电天文研究所）；Universität zu Köln（科隆大学）；Institut de Ciències de l’Espai (ICE, CSIC)（空间科学研究所（加泰罗尼亚高等科学研究委员会））；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)（加泰罗尼亚太空研究学院）；Leiden Observatory, Leiden University（莱顿大学莱顿天文台）；University of Bonn（波恩大学）；Observatorio Astronómico Nacional (OAN, IGN)（国家天文台（西班牙地理与国家测绘局））；Universidad Yachay Tech（雅查伊科技大学）；Hamburger Sternwarte, University of Hamburg（汉堡大学汉堡天文台）
利用Yebes 40米望远镜探测到银河系中央分子区边界处广泛存在的36.2 GHz I类甲醇脉泽，揭示大尺度气体相互作用通过激波触发脉泽活动。
2026-06-08 astro-ph.GA
The Milky Way's circular velocity curve measured using element abundance gradients
University of Edinburgh（爱丁堡大学）；Flatiron Institute（平顿研究所）；University of Cambridge（剑桥大学）；University of Surrey（萨里大学）；New York University（纽约大学）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）；University of Arizona（亚利桑那大学）
通过分析元素丰度梯度，研究者利用恒星运动学数据测量银河系环形速度曲线及Oort常数。
2026-01-26 astro-ph.GA
Galactic Parameters from Masers with Trigonometric Parallaxes
本文用Bottlinger方程重新分析了目前已知的28个具有三角函数、自行和位置线速度的脉泽的空间速度。这些脉泽与25个活跃的恒星形成区有关，位于银河系中心距离3<R<14 kpc的范围内。为了确定银河系的自转参数，我们使用了在太阳的银河中心距离R 0 =8 kpc处的角自转速度Ω的前三个泰勒展开项。我们得到了以下解：Ωo=-31.0 +/- 1.2 km/s/kpc，Ω o '= 4.46 +/- 0.21 km/s/kpc ^2，Ωo”=-0.876 +/- 0.067 km/s/kpc ^3，奥尔特常数：A=17.8 +/- 0.8 km/s/kpc，B=-13.2 +/- 1.5 km/s/kpc，太阳邻域自转的圆速度Vo=248 +/- 14 km/s。对脉泽VR的银河系中心径向速度的傅立叶分析，使我们能够从太阳附近的密度波和扰动速度4 +/-1 km/s估算出周期扰动的波长λ=2.0 +/-0.2 kpc和峰值速度fR =6.5 +/-2 km/s。太阳在密度波中的位相估计为χo ~ -130^o +/-10^o。考虑螺旋密度波引起的扰动，我们得到了太阳特有速度相对于局部静止标准（LSR）的非扰动分量（Uo，Vo，Wo）LSR=（5.5，11，8.5）+/-（2.2，1.7，1.2）km/s。
2010-06-26 astro-ph.GA
Kinematics of Red Variables in the Solar Neighborhood I. Basic Data Obtained by an SiO Maser Survey
为了研究太阳附近的Miras流运动，我们用Nobeyama 45米射电望远镜在42.821和43.122 GHz的SiO脉泽谱线上观测了379个红变星。精确的径向速度获得了229（220新）检测到的恒星。样本是从新的自动化巡天发现的光学变量中选择的：北天变率巡天和全天自动巡天。新的样本包括与以前的SiO调查中观察到的物体相比“更蓝”的物体。到天体的距离是使用周期光度关系估计的，它们距离太阳大多小于3千秒差距。椭圆速度图显示了三个突出的恒星群，它们偏离了银河系的圆形旋转，旋转曲线是平坦的。除了以前研究过的武仙座星群外，我们还发现了两个新的偏离星系的星群：一个朝向英仙座臂，另一个朝向人马座臂，这两个星群都表现出朝向银河系中心的异常运动，这似乎与最近VLBI脉泽气体团自行测量中发现的这些旋臂的非圆运动相一致。
2011-08-23 astro-ph.GA
Impacts of the Local arm on the local circular velocity inferred from the Gaia DR3 young stars in the Milky Way
本研究利用Gaia DR3的太阳附近OB星运动学数据，结合一维轴对称盘模型与类银河系N体/流体模拟，发现本地臂会干扰本地离心速度测量，且后发座与毕昴星群的旋转速度间隙由本地臂共转共振驱动，据此得到的233.95±2.24 km/s的速度值更接近方位平均圆周速度。
2023-10-10 astro-ph.GA
Bar-Informed Kinematic-Distance Mapping of Molecular Gas in the Inner Milky Way
Amanogawa Galaxy Astronomy Research Center, Graduate School of Science and Engineering, Kagoshima University（鹿儿大学理工学研究科银河天体物理研究中心）；Division of Science, National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台理学院）
本文提出了一种考虑棒状结构的运动学-距离映射方法，用于重建银河系内侧分子气体面视图，通过PPV数据放松对轴对称环形旋转的假设。方法利用流体动力学模拟提取非轴对称流场，并通过高斯似然函数推断距离后验分布。
2026-03-18 astro-ph.GA
Fractal Gravitation
考虑到银河系中{ $\approx 10^6$ }星在{重心}附近的GAIA数据，我们估计了银河系中不同区域的分维。然后，我们利用这些分形维数来计算引力势考虑介质作为一个连续的分形。最后，{我们使用引力势来推断}银河系中的圆速度{和调整}旋转曲线。{For为此，我们使用两个数值模型，第一个考虑均匀密度，第二个更现实的凸起和圆盘。在这些模型中，我们都没有考虑到暗物质。我们研究它们的有效性比较它们与银河系的圆周速度数据。
2020-07-31 astro-ph.GA
A 4-6 GHz Radio Recombination Line Survey in the Milky Way
利用全天宽视场红外巡天探测器（$\textit{All-WISE}$）点源星表，对银河系进行了射电复合线（RRL）巡天，构建了一个高质量恒星形成区（HMSFR）样本。该巡天是在上海65米天马射电望远镜（TMRT）上观测的，同时覆盖了H98 $α$ ~ H113 $α$的10个氢RRL跃迁（对应于4.5 $-$ ~ 6.9 GHz的静止频率）。在3348个选定的目标中，我们确定了一个HMSFR样本，其中包括517个由RRL追踪的源，其中大部分（486个）位于银河系平面附近（$|$ $\textit{b}$ $|$ $<$ 2 deg）。除了氢的RRL，我们还检测到氦和碳的RRL分别对49和23源。我们交叉匹配的RRL检测与6.7甲醇脉泽源在以前的工作中建立了相同的目标样品，结果，103 HMSFR源被发现窝藏这两种排放。在本文中，我们介绍了HMSFR目录，并附有测量的RRL线特性以及与我们的甲醇脉泽样本的相关性，据信该样本可以追踪早期阶段的大质量恒星。由不同示踪剂指示的不同演化阶段的源组成的HMSFR样品的构建是未来研究这些区域中高质量恒星形成的基础。
2020-04-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Trigonometric Parallaxes Of High-Mass Star Forming Regions: Our View Of The Milky Way
我们编译并分析了约200个与非常年轻的大质量恒星有关的分子脉泽的三角函数和自行。这些测量结果强烈表明银河系是一个四臂螺旋。将对数周期螺旋线与脉泽的位置相匹配，使我们能够显着扩展我们对银河系结构的看法。我们提出了一个更新的模型，其螺旋结构，并将其纳入我们以前发表的基于螺旋臂的距离估计程序与螺旋臂的来源。对三维空间运动的建模得出了到银河系中心的距离Ro = 8.15 +/- 0.15 kpc，太阳位置的圆周旋转速度To = 236 +/- 7 km/s，以及旋转曲线的性质。我们的数据强烈地限制了太阳的圆周速度，To + Vsun = 247 +/- 4 km/s，以及它的角速度，（To + Vsun）/Ro = 30.32 +/- 0.27 km/s/kpc。将测得的空间运动转换到与银河系一起旋转的银河系中心坐标系，我们发现非圆形速度分量通常约为10 km/s。然而，在银河系附近的酒吧和英仙座手臂的一部分，我们发现显着更大的非圆形运动。在银河系中心7千秒差距以内的年轻大质量恒星，其标度高度只有19秒差距，因此非常适合定义银河系平面。我们发现，该平面的取向与IAU定义的平面一致，在+/-0.1度内，太阳向银河系北极偏移Zsun = 5.5 +/- 5.8 pc。考虑到这种偏移，中央的超大质量黑洞Sgr A* 位于银河系的中平面。使用我们改进的银河系参数，我们预测Hulse-Taylor双…
2019-10-08 astro-ph.GA
Lessons from the Auriga discs: The hunt for the Milky Way's ex-situ disc is not yet over
我们的特点的贡献，吸积材料的御夫座项目，一套高分辨率的磁流体动力学宇宙学模拟晚型星系的移动网格代码AREPO的星系盘。我们的目标是探索银河系圆盘中是否有一个重要的吸积（或异位）恒星成分隐藏在近圆形轨道人口中，这是由原位出生的恒星所主导的。我们的模型的三分之一显示出显着的异位光盘，但这部分会更大，如果限制轨道圆度放松。大部分非原位物质（$\gtrsim 50\%$）来自单个大质量卫星（$> 6 \times 10^{10}~M_{\odot}$）。这些卫星以各种各样的坠落时间和倾角（最大可达$85^{\circ}$）吸积。异位椎间盘比原位椎间盘更厚、更老、更贫金属。它们显示出一个平坦的中位年龄剖面，这与在原地成分中观察到的负梯度不同。因此，在近圆形轨道上的老恒星样本中识别出非原位圆盘的可能性朝着圆盘的外围增加。我们展示了三个例子，除了异位光盘，有一个强烈的旋转暗物质组件。有趣的是，其中两个非原位恒星盘显示出与原位盘一致的轨道圆度分布。因此，它们在典型的运动学研究中不会被检测到。
2017-04-26 astro-ph.GA
Chemo-orbital evidence from SDSS/SEGUE G-type dwarf stars for a mixed origin of the Milky Way's thick disk
我们结合估计的金属丰度[Fe/H]，丰度[α/Fe]，位置和运动的27,500个本地（7<R/kpc<9，0.5< |z| /kpc<2.5）SDSS/SEGUE G型矮星的样本，以研究银河系盘围绕太阳的化学轨道特性。当我们导出反映角动量、圆度和厚度的轨道性质作为[α/Fe]与[Fe/H]的函数时，我们发现随着[α/Fe]（年龄的代理）有一个平滑的变化。同时，[α/Fe] $\gtrsim$ 0.25的老恒星的轨道性质确实表现出与[Fe/H]的转变：低于[Fe/H] $\simeq$ -0.6时，轨道角动量减小，轨道变得明显非圆和更厚。恒星径向迁移到太阳附近自然会导致轨道性质的平滑变化，但后者的老贫金属恒星形成了明显的挑战，特别是因为径向迁移的基本特征是恒星保持在近圆形轨道上。当我们接下来选择近圆轨道上的恒星时，我们确实发现除了α-年轻的“薄盘”恒星外，α-年老的“厚盘”富金属恒星也有显著的贡献。然而，剩下的在偏心轨道上的α-老“厚盘”恒星，包括几乎所有的老贫金属恒星，很难单独用径向迁移来解释，但可能是通过早期的富气体合并形成的。因此，我们发现的化学轨道的证据表明，较厚的组成部分的银河系盘是不明显的薄组件预期从平滑的内部演化通过径向迁移，除了旧的贫金属的恒星具有不同的轨道特性，这可能是一个独特的厚盘组件的一部分，通过外部机制形成。
2012-01-08 astro-ph.GA
A global view on star formation: The GLOSTAR Galactic plane survey III. 6.7 GHz methanol maser survey in Cygnus X
天鹅座X复合体由银河系恒星形成全球观测（GLOSTAR）调查覆盖，这是一项无偏差的无线电波长银河平面调查，采用4- 8 GHz连续辐射和几条谱线。GLOSTAR调查观察到甲醇（CH $_3$ OH）的6.7~GHz跃迁，甲醇是大质量年轻恒星物体的独家示踪剂。使用B和D配置的甚大阵列，我们观察到天鹅座~X中一个$7^{\rm o}\times3^{\rm o}$大小的区域，同时覆盖了甲醇线和连续谱，允许交叉配准。探测到13个Ⅱ类甲醇脉泽源和1个甲醇吸收源。两个甲醇脉泽源是新发现的，此外，我们发现了四个新的速度分量与已知的脉泽。5个脉泽主要集中在DR 21脊和W75 N。我们确定了检测到的脉泽的特性，并调查了与红外，（亚）毫米，和无线电连续辐射的关联。所有脉泽源都与（亚）毫米尘埃连续辐射有关，这与脉泽跟踪恒星形成活跃阶段区域的图像一致。另一方面，只有五个脉泽（$38\pm17\%$）与GLOSTAR在$\sim$ 1 $''$范围内有射电连续谱对应，证明了它们的年轻。通过比较6.7~GHz甲醇脉泽的辐射热光度和光质比的分布，确定了尘埃源对主脉泽辐射的下限$L_{\rm Bol}\sim200~L_\odot$和$L_{\rm Bol}/M_{\rm core}\sim1~L_\odot~M^{-1}_\odot$。
2021-06-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Bar-driven Streaming Motions Mimic a Massive Bulge in the Inner Milky Way
本文通过三维流体动力学模拟发现，银河系内部气体旋转曲线的陡峭上升可由棒驱动的非圆周运动解释，终端速度法因此高估中心质量达4倍，无需大质量经典核球。
2025-07-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
