Extinction Maps towards the Milky Way Bulge: 2D and 3D Tests with APOGEE
银河系星际消光图是分析银河系结构和恒星星族分布的重要工具，特别是在严重发红的凸起和中平面。然而，由于很难获得大量独立于这些地图的恒星的可靠消光测量和距离，因此对其准确性和系统学的测试受到了限制。我们的目标是评估各种光度恒星灭绝的估计，包括2D和3D灭绝图，使用独立的消光措施的基础上对银河系凸起的恒星的大型光谱样本。我们采用恒星大气参数来自高分辨率的$H$带远地点光谱，结合理论恒星等时线，计算视线消光和距离的样本超过2400个巨人对银河系隆起。我们将这些消光值与单个近红外和近+中红外恒星颜色，2D凸起消光图和3D消光图预测的值进行比较。长基线，近+中红外恒星的颜色，平均而言，最准确的预测APOGEE灭绝的估计，和2D和3D灭绝地图来自不同的恒星星族沿不同的视线显示不同程度的可靠性。我们给出了所有比较的结果，并讨论了观察到的差异的原因。我们还演示了如何采用特定的恒星大气模型可以对这种类型的分析产生强烈的影响，并讨论相关的警告。
2014-05-09 astro-ph.GA
Interstellar Ti II in the Milky Way and Magellanic Clouds
我们讨论了几套钛II吸收线数据，探测各种星际环境中，我们的银河系和麦哲伦云。高分辨率（FWHM ~ 1.3-1.5 km/s）的Ti II光谱的银河系目标与相应的高分辨率光谱的Na I，K I，和Ca II的比较揭示了相似性和差异的详细结构的吸收线轮廓-反映组件到组件的差异，这些物种的电离和耗尽行为。中等分辨率（FWHM ~ 3.4-4.5 km/s）光谱的更严重的红色银河系恒星提供了更广泛的信息钛耗尽在寒冷，密度云-其中超过99.9%的钛可能是在尘埃阶段。麦哲伦星云中恒星的中分辨率（FWHM ~ 4.5-8.7 km/s）光谱表明，在给定的N（H_tot）、E（B-V）或分子分数f（H_2）的情况下，大麦哲伦星云和小麦哲伦星云中的钛贫化一般比我们银河系中的要轻得多，这为这两个低金属丰度星系中钛贫化模式的差异提供了额外的证据。我们简要地讨论了这些结果的解释气相丰度在类星体吸收线系统和本地银河ISM的D/H比的变化可能产生的影响。
2010-01-20 astro-ph.GA
A proper motion catalogue for the Milky Way's nuclear stellar disc
基于我们的高角分辨率GALACTICNUCLEUS巡天（2015年）和HST Paschen-alpha巡天（2008年），我们提出了银河系中央~36'x16'的大规模自行研究结果。我们的目录包含大约80，000颗恒星，这是该地区前所未有的运动学数据集。我们描述的数据分析和自行目录的准备。我们通过将我们的结果与以前的工作和数据的测量结果进行比较来验证目录。我们提供了一个初步的分析研究区域的运动学。银河系圆盘中的前景恒星可以很容易地通过它们的小变红来识别。与以前的工作和我们的期望相一致，我们发现，在核恒星盘的恒星有一个较小的速度色散比膨胀的恒星，特别是在垂直于银河平面的方向。在平行于银道面的自行图中可以清楚地看到恒星核盘的旋转。在核星盘近侧的恒星比远侧的恒星红得少。自行使我们能够检测到共同运动的恒星群，这些恒星群可能与银河系中心溶解的年轻星团有关，这些星团很难通过其他手段检测到。我们展示了一种基于密度聚类算法的技术，可以用来找到这样的恒星群。
2022-03-24 astro-ph.GA
FORS2/VLT survey of Milky Way globular clusters II. Fe and Mg abundances of 51 Milky Way globular clusters on a homogeneous scale
（删节）球状星团追溯了银河系和周围星系的形成和演化，并勾勒出它们的化学富集历史。为了完成这些任务，重要的是要有大样本的集群同质数据和分析，以得出运动学，化学丰度，年龄和位置。我们获得均匀的金属丰度和α-元素增强超过800红巨星在51银河系的球，盘，晕球状星团是最遥远的和/或高度红化的银河系的球状星团系统。我们观测了456 - 586nm波长范围内的R~2000谱，并应用全谱拟合技术。我们比较了所有集群的平均丰度与以前的工作和场星。我们使用的平均金属丰度和水平分支形态定义的所有集群之间的关系，以选择离群值进行讨论。我们发现我们的金属丰度与高分辨率数据得出的结果相当，在-2.5 <[Fe/H]<0.0的区间内，σ = 0.08 dex。我们还发现51个星团的[Mg/Fe]和[α/Fe]与[Fe/H]的分布遵循场星的一般趋势。这是第一次在大样本的同质恒星光谱观测和金属丰度推导中包括以下星团：BH 176，Djorg 2，NGC 10，NGC 6426，Lynga 7和Terzan 8。特别是，前三个星团的金属丰度只有光度测定，而NGC 6426的金属丰度是基于综合光谱学和光度测定。另外两个星团HP 1和NGC 6558被确认为银河系中最古老的球状星团的候选者。这里使用的技术也可以应用于球状星团系统在附近的星系与现有的仪器和遥远的星系与ELT的到来。
2016-03-08 astro-ph.GA
The Panchromatic Hubble Andromeda Treasury XX: The Disk of M31 is Thick
本文利用尘埃几何提出测量部分正面星系盘厚度的新方法，通过 M31 中变红 RGB 恒星比例的系统变化测得盘标高约 770pc，表明 M31 缺乏显著薄盘而由厚盘主导，并建议以不对称红化作为识别厚盘系统的通用判据。
2023-04-17 astro-ph.GA
Evidence of an age gradient along the line of sight in the nuclear stellar disc of the Milky Way
核恒星盘（NSD）是位于银河系中心的一种扁平致密的恒星结构。最近的研究表明，类似的结构在外部螺旋星系的核中很常见，有证据表明它们的年龄梯度表明它们由内而外形成。然而，NSD恒星星族沿视线的年龄特征仍然缺失，由于其极端的源拥挤和朝向银河系中心的高星际消光。我们的目标是在不同的平均银心NSD半径的年龄的恒星星族调查的第一次存在的年龄梯度沿视线。我们选择了两组恒星在不同的NSD半径，通过它们不同的消光和自行分布。我们分析了他们的恒星星族拟合去红$K_s$光度函数的线性组合的理论模型。我们发现显着差异的恒星星族在不同的NSD半径，表明存在的年龄梯度沿视线。我们从NSD最近边缘采集的样本中含有相当大一部分（占其总恒星质量的$\sim40 \%$）的中等年龄恒星（2-7 Gyr），这在NSD内部更深处的恒星样本中不存在，其中恒星质量的$\sim90 \%$年龄大于7 Gyr。我们的研究结果表明，NSD年龄分布是一个类似的发现在外部星系，他们意味着酒吧驱动的过程中观察到的外部星系在银河系中同样在发挥作用。
2023-03-05 astro-ph.GA
Tracing the Early Milky Way with Globular Clusters: The Diagnostic Power of Neutron-Capture Elements
通过研究球状星团中的中子捕获元素，揭示银河系早期化学演化和形成环境。
2025-12-15 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Probing the nature and origin of dust in the reddened quasar IC 4329A with global modelling from X-ray to infrared
宇宙尘埃是宇宙结构形成和演化的重要示踪物。在活动星系核（AGN）中，尘埃的起源和作用还不确定。在这里，我们研究了X射线明亮和变红的1型类星体IC 4329 A中的尘埃，它表现出电离的活动星系核风。我们采用高分辨率的X射线和中红外光谱，结合宽带连续模拟，调查在这个活动星系核的尘埃的属性。我们使用了2017年6月拍摄的新的Chandra HETGS观测数据，以及来自XMM-Newton，Swift，HST，Spitzer，IRAS和Herschel的存档数据，用于我们的IR-光学-UV-X射线建模。IC 4329 A中的尘埃有两种不同的成分，一种成分存在于主星系的星际介质中，另一种成分则存在于活动星系核环及其相关风中。在环面中的发射尘埃是明显的中红外发射（9.7和18微米的功能），而在风中的尘埃是通过红化和X射线吸收（O，Si和Fe的边缘功能）。测量了O、Si和Fe的气体贫化因子。我们得到了一个内禀红化E（B-V）~ 1.0，它与灰色（平坦）消光定律最为一致。活动星系核风由三个电离成分组成。通过分析风的长期变化，我们确定了风分量位置的限制。两个电离度最低的成分很可能是活动星系核环面尘埃的携带者。我们发现IC 4329 A核成分中的尘埃与银河系中的尘埃不同。活动星系核环面和风中的尘埃颗粒可能比标准的银河系尘埃更大，并且是多孔的复合形式（含有铁和氧的无定形硅酸盐）。这可能是在活动星系核的致…
2018-10-02 astro-ph.GA astro-ph.HE
Upper Limit on the Milky Way Mass from the Orbit of the Sagittarius Dwarf Satellite
人马座矮星系是银河系中质量最大的卫星星系之一，它对银河系盘和星晕的形成起着重要的作用。人马座在几个近距离通道上的分裂已经用大规模的潮汐流填充了我们银河系的光环，并为测量其引力势提供了一个独特的诊断工具。在这里，我们测试不同的祖质量模型的银河系和人马座的模拟充分的卫星。我们根据观测到的轨道参数和人马座的多个潮汐流来约束银河系的质量。我们的轨道动力学的半解析模型与全$N$ -体模拟一致，并且有利于银河系质量的低值，$\lesssim 10^{12}M_\odot$。这一结论缓和了$Λ$ CDM与银河系卫星观测参数之间的紧张关系。
2017-09-15 astro-ph.GA
Spitzer/IRAC view of Sh 2-284: Searching for evidence of triggered star formation in an isolated region in the outer Milky Way
利用斯皮策/IRAC观测的一个区域的CoRoT卫星观察，我们已经解开了一个新的复杂的恒星形成区域在低金属丰度的外银河系。我们对S284进行了研究，以概述这个恒星形成区域的事件链。我们使用四波段Spitzer/IRAC测光以及用INT/WFC获得的Halpha成像。将这些数据与在CoRoTs准备框架和2 MASS星表中获得的光学光度测量相结合，我们分析了与点源相关的年轻恒星天体（YSO）的性质和分布。我们还研究了扩展发射区域的SED，用IRAS和MSX数据补充了我们的数据集。我们发现S284在几个方面是独特的：它在螺旋臂的末端非常孤立，扩散的尘埃和电离发射都非常对称。我们已经部分地解决了该区域中存在的三个气泡的中心簇。尽管在其多气泡形态中存在不同的尺度，但我们的研究指出，在动力高质量集群中，年龄分布非常狭窄。相比之下，在每个电离泡边缘的扩展发射的特定的星云结构中，要么是具有年轻恒星星族的小的低质量星团，要么是年轻的变红原恒星。特别是，触发恒星形成被认为是在这些地区的工作。
2009-07-07 astro-ph.GA
Constraining the Milky Way's Ultraviolet to Infrared SED with Gaussian Process Regression
提高我们对全球银河系（MW）特性的了解对于将仅可能从银河系内部进行的详细测量与我们对更广泛星系群的理解联系起来至关重要。我们在SDSS星系上训练高斯过程回归（GPR）模型，以将星系属性（恒星质量，视轴比，恒星形成率，膨胀与总比，盘尺度长度和棒投票分数）映射到UV（GALEX $FUV/NUV$），光学（SDSS $ugriz$）和IR（2 MASS $JHKs$和WISE $W1/W2/W3/W4$）通量和不确定性。利用这些模型，我们估计了MW的光度特性，得到了完整的UV到IR光谱能量分布（SED），因为它将在外部测量，正面观察。我们确认银河系位于光学诊断图中的绿谷，但首次显示MW在标准紫外和红外诊断中处于恒星形成区域--红色螺旋星系的特征虽然我们的GPR方法预测一个波段的时间，由此产生的MW UV-IR SED是一致的SED的本地螺旋与特征大致相似的MW，这表明这些独立的预测可以可靠地结合起来。我们的紫外-红外SED将是非常宝贵的重建MW的恒星形成历史使用相同的工具，用于外部星系，允许比较结果从\textit{in situ}测量的方法用于河外天体。
2021-10-26 astro-ph.GA
Investigating H$α$, UV, and IR star-formation rate diagnostics for a large sample of z ~ 2 galaxies
我们使用了262个光谱确认的恒星形成星系的样本在红移$2.08\leq z\leq 2.51$比较H $α$，UV和IR恒星形成率诊断和研究星系的尘埃性质。在这些红移处，H $α$线移动到$K_{s}$带。通过比较$K_{s}$ -波段光度学与其他紫外、光学和近红外数据拟合的恒星种群模型，我们推断了每个星系的H $α$通量。我们得到H $α$ -和UV-基于SFR之间的最佳协议，如果我们假设电离气体和恒星连续红相同的值和Calzetti衰减曲线被施加到两者。借助MIPS 24 $μ$ m数据，我们发现，要再现1亿年前星系的红外/紫外比，需要一条比Calzetti曲线更陡的衰减曲线。此外，使用从紫外和中红外数据推断的热辐射恒星形成率（SFR $_{IR}$ +SFR $_{UV}$），我们计算了H $α$光度与SFR之间的转换，对于Salpeter IMF为$(7.5\pm1.3) \times 10^{-42}$，这与Kennicutt（1998）转换一致。导出的转换因子与尘埃修正的任何假设无关，对星族模型的不确定性具有鲁棒性。
2015-03-13 astro-ph.GA
Extinction curve template for intrinsically reddened quasars
我们分析了16个红移在0.71 $<$ $z$ $<$ 2.13之间的类星体的近红外到紫外数据，以研究尘埃的消光性质。本工作中提供的样品是从高$A_V$类星体（HAQ）调查中获得的。类星体候选者是从斯隆数字巡天（SDSS）和UKIRT红外深空巡天（UKIDSS）中选出的，后续的光谱学是在北欧光学望远镜（NOT）和新技术望远镜（NTT）上进行的。为了研究类星体固有的尘埃消光曲线，从HAQ调查中，我们选择了16个案例，其中小麦哲伦云（SMC）的法律不能提供一个很好的解决方案的光谱能量分布（SED）。我们使用Fitzpatrick & Massa 1986（FM）定律，通过将观测到的SED与Vanden Berk等人2001年和Glikman等人2006年的组合类星体模板进行比较，得出了消光曲线。所有类星体的消光曲线都比SMC的消光曲线陡峭（$A_V$-2.7），加权平均值为$R_V=2.4$。我们推导出一个“平均类星体消光曲线”为我们的样本拟合SED同时使用FM法律参数的加权平均值和变化的$R_V$。整个样本与$R_V=2.2\pm0.2$的单个最佳拟合值拟合良好。“平均类星体消光曲线”在置信水平$\gtrsim95\%$上偏离了最陡的银河系和SMC消光曲线。如此陡峭的消光曲线表明，有大量的硅酸盐产生了小的尘埃颗粒。此外，另一种可能性是，大的尘埃颗粒可能已经被附近的活动星系核（AGN）…
2015-12-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Spectroscopic analysis of the bulge Globular Cluster ESO~456-SC38
有人认为，银河系中最古老的恒星星族被紧紧地束缚在银河系的中心区域。这也是为什么位于隆起区域的少数球状星团被认为是银河系原始形成阶段的遗迹的原因之一。球状星团ESO 456-SC 38（Djorgovski~2）就是这样一个星团;它有一个蓝色的水平分支，投影非常接近银河系的中心，并且有一个将其限制在凸起/酒吧区域的轨道。在这个严重变红的星团中，七颗恒星的第一个α丰度是使用APOGEE DR 16呈现的。N、C、Na和Al丰度的显著分布表明该星团中存在多个恒星星族。利用BRAVA-RR观测到的Gaia DR 2自行和视向速度，我们确认RR型天琴座星属于这个球状星团。
2020-10-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Observed kinematics of the Milky Way nuclear stellar disk region
本文通过VVV自行和APOGEE视向速度数据研究银河系核恒星盘区域的红团簇恒星运动，发现观测特征可由中心分子带遮挡背景恒星解释，未发现核恒星盘作为独立快速旋转成分的明确证据。
2024-02-26 astro-ph.GA
SpeX near-infrared spectroscopic extinction curves in the Milky Way
星际尘埃消光曲线提供了有关尘埃性质的宝贵信息，包括尘埃颗粒的成分和大小，并且对于纠正星际尘埃影响的观测至关重要。在这项工作中，我们测量了近红外（NIR; 0.8-5.5 $μ$ m）光谱消光曲线的代表性样品的第一次，使我们能够调查消光的波长，它通常只在宽的光度带测量。我们使用IRTF/SpeX光谱的一个样本的红化和比较星测量15消光曲线的配对方法。我们的样本范围A（V）值从0.78到5.65，R（V）值从2.43到5.33。我们确认，近红外消光曲线拟合良好的幂律，与指数和振幅不同的视线视线。我们的平均漫反射近红外消光曲线可以用指数为$α= 1.7$的单一幂律表示，但由于视线间的变化，任何平均曲线的形状都将取决于母体样品。我们发现，我们的样本中的大部分变化可以与总消光比R（V）有关，这是对平均尘埃粒度的粗略测量。在我们的样品中的两条视线清楚地显示了冰消光功能在3 $μ$ m，它可以拟合一个修改的德鲁德轮廓。我们在另外两条视线中发现了略高于3 $σ$显著性的试探性冰探测。在我们的平均漫射消光曲线中，我们测量到该冰特征的3 $σ$上限A（冰）/A（V）= 0.0021。
2022-05-10 astro-ph.GA
The open cluster Berkeley 53
本文对被忽略的疏散星团Berkeley 53进行了测光研究。根据BV测光结合近红外JHK数据，我们得到了它的基本参数，如年龄，星际红化，到太阳的距离。研究了团簇的结构和质量函数，估算了团簇的总成员数和总质量。该星团是一个丰富而巨大的恒星系统，位于银河系的英仙座臂，距离太阳3.1+/-0.1千秒差距。它的年龄超过1戈瑞，但它似乎是非常年轻的背景下，其动态演化。双色图和色星等图的分析表明，星团明显变红。然而，两种方法得到的E（B-V）值不同，即分别为1.21+/-0.04和1.52+/-0.01。这种差异暗示了星系团存在着异常的星际灭绝定律。
2009-08-20 astro-ph.GA
OB Associations at the Upper End of the Milky Way Luminosity Function
银河系中最明亮、最年轻、质量最大（M> 10^4 Msun）的星团和OB星协，尽管知道它们周围的H II区，但它们在很大程度上还是逃避了探测。我们寻找这些集群和协会内的40个恒星形成复合体从拉赫曼和默里在13个最明亮的WMAP免费免费的银河系发射源。选择对象的尘埃变红的颜色OB星，我们确定新的候选协会使用2MASS点源目录。在搜索的40个恒星形成复合体中，22个包含大小和质量在3 '-26'和10 ^{2.3}-10 ^{5} Msun范围内的星团/缔合候选者。在这22个候选星系中，至少有7个估计质量大于10^4 Msun，这是银河系中已知的大质量星系团数量的两倍。将我们的方法应用于统计上相似的测试位置集，我们估计22个候选协会中有3.0 +/-0.6与恒星形成复合体无关。此外，我们候选星协的明显特征与银河系模型的预测有很好的相关性。这些事实，以及一个已知的OB协会和以前的光谱验证发现这种方法的一个集群的明确检测，验证我们的方法。只有一个搜索到的WMAP源仍然没有候选。在8个最明亮的WMAP源中，候选协会可以解释观测到的自由-自由通量。有了我们的新汇编，银河系对年轻大质量恒星协会的普查现在可能已经完成了一半。
2012-11-14 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Watching our Galaxy Grow Up: The Mass and Color Evolution of the Milky Way
本文利用覆盖近13 Gyr、1.5 dex金属丰度的恒星族群密度轮廓，结合TNG50模拟，重建银河系积分质量与颜色演化，揭示其恒星质量组装偏早且早期类似体未必走上相同路径。
2025-07-23 astro-ph.GA
Stellar orbital properties as diagnostics of the origin of the stellar halo
我们研究了在宇宙流体动力学MaGICC模拟中形成的银河状盘星系中晕星的金属丰度、年龄和轨道性质。晕星要么是从卫星吸积而来，要么是在星系盘或星系凸起的地方原位形成，然后被踢到晕中（“原位/踢起”星）。无论它们在哪里形成，这两种类型都显示出惊人的相似的轨道特性：这两种类型的大多数恒星都位于短轴管上，具有与圆盘相同的旋转方向-这意味着大部分卫星都以与圆盘相同的角动量吸积到光环上。
2015-10-18 astro-ph.GA
On the origin of the Galactic thin and thick discs, their abundance gradients and the diagnostic potential of their abundance ratios
本文用半解析模型证明银河系薄盘和厚盘可由 secular 演化自然形成，无需外部事件，并利用丰度比诊断潜力区分不同时标元素源。
2023-10-10 astro-ph.GA
Chronography of the Milky Way's Halo System with Field Blue Horizontal-Branch Stars
在一项开创性的研究中，普雷斯顿等人报告说，银河系晕中蓝色水平分支（BHB）恒星的颜色随着距离的变化而变化，从银河系中心附近的区域到大约12 kpc的距离，并将其解释为晕星年龄的相关变化，从老到新，跨越几个Gyrs的范围。我们已经应用这种方法的一些4700光谱确认BHB恒星的样本从斯隆数字巡天产生的第一个“计时地图”的星系晕。我们证明，平均去红g $-$ r颜色，<（g $-$ r）o>，在银河系中向外增加，从$-$ 0.22到$-$ 0.08（在一个跨越[ $-$ 0.3：0.0]的颜色窗口），从接近银河系中心的区域到~40 kpc，与恒星的金属丰度无关。基于现代恒星演化代码的BHB恒星场颜色的预期变化模型证实，这种颜色梯度可以与大约2-2.5 Gyrs的年龄差异相关联，最古老的恒星集中在银河系的中央~15 kpc。在这个中心区域内，年龄差异跨越约0.05等（约0.8 Gyrs）的平均颜色范围。此外，我们表明，计时地图可以用来识别个人的子结构，如人马座流，并overdensities在室女座和麒麟座的方向，根据观察到的对比度，他们的平均BHB颜色相对于前景/背景场人口。
2015-10-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
4MOST Consortium Survey 4: Milky Way Disc and Bulge High-Resolution Survey (4MIDABLE-HR)
一个星系的形成和演化的特征都印在它的恒星上。它们的速度、年龄和化学成分对星系形成的模型，以及各种过程，如气体流入和流出、冷气体的吸积、径向迁移和恒星形成活动的变化，都提出了主要的限制。了解银河系的演化需要大量的恒星观测数据集，通过这些数据集可以准确地确定这些量。这是4 MOST MIlky way Disc And BuLgE High-Resolution（4 MIDABLE-HR）巡天的科学驱动力：在$R \sim 20\,000$获得高分辨率光谱，并为银河系盘和凸起中的大型恒星样本提供详细的元素丰度。高质量的数据将使我们能够提供200万恒星光谱的精确光谱诊断：精确的径向速度;旋转;许多元素的丰度，包括目前只能在光学中获得的元素，如Li，s-和r-过程;以及恒星子样本的多历元光谱。与盖亚和TESS等互补任务的协同作用将提供质量，恒星年龄和多样性，形成一个多维数据集，使我们能够探索和限制银河系的起源和结构。
2019-04-01 astro-ph.GA
Cold accretion flows and chemical bimodality of the Milky Way galaxy
恒星中化学元素的丰度为星系形成提供了重要线索。最有力的诊断是α元素（O、Mg、Si、S、Ca和Ti）相对于铁（Fe）的相对丰度[α/Fe]，每种元素都是由不同种类的超新星产生的。在太阳附近存在两组不同的恒星，一组具有高[α/Fe]，另一组具有低[α/Fe]，这表明太阳附近的恒星有两种不同的起源。然而，实现这种双峰性的具体机制尚不清楚。在这里，我们表明，冷流假说最近提出的吸积过程中的原始气体到形成的星系预测两个情节的恒星形成分离的间隙6-7 Gyr前，自然解释了观察到的化学双峰。我们发现，形成高[α/Fe]恒星的恒星形成的第一阶段是由“真正的”冷流引起的，在这种冷流中，未加热的原始气体以自由落体的方式吸积到星系盘上。第二阶段的恒星形成过程形成了低[α/Fe]恒星，这是由缓慢得多的气体吸积维持的，因为曾经被加热的气体在辐射的作用下逐渐冷却。冷流假说也可以解释在银河系中观测到的气体吸积历史的空间变化的丰度模式的大尺度变化。
2018-09-07 astro-ph.GA
Observational Evidence from SDSS for a Merger Origin of the Milky Way's Thick Disk
我们测试的竞争模型，旨在解释银河系中远离中平面（|z| $\gtrsim$ 1 kpc）的恒星的性质，所谓的厚盘：恒星可能通过轨道迁移，通过卫星合并和吸积，或通过加热预先存在的薄盘恒星到达那里。Sales等人（2009）提出厚盘星的偏心率分布作为区分这些机制的诊断。利用SDSS DR 7，我们收集了34，223个具有6-D相空间信息和金属丰度的G矮星样本，并推导了它们的轨道偏心率。比较所得偏心率分布，p（e| z），我们发现：a）观察到的p（e| z）与仅通过轨道迁移预测的结果不一致，因为观测到的高偏心率和极低偏心率的恒星更多; b）主要通过预先存在的薄盘突然加热形成厚盘的情景也不一致，因为它们预测的高偏心率恒星比观测到的更多; c）观测到的p（e| z）非常符合“富含气体的合并”场景，其中大多数厚盘星都是从原位未沉降的气体中诞生的。
2010-09-08 astro-ph.GA
Towards a fully consistent Milky Way disc model - III. Constraining the initial mass function
我们使用我们的垂直银河系盘模型与Galaxia一起创建模拟观测太阳附近的恒星样本。我们比较这些相应的体积完整的观测样本去红和二进制占数据依巴谷和附近的恒星目录。采样的可能性在参数空间中，我们确定了一个新的基准IMF考虑约束的矮星和巨星。在0.5 - 10 Msun范围内观测得到的IMF是一个两斜率的破缺幂律，低质量斜率为-1.49 +-0.08，1.39 +-0.05 Msun处破缺，高质量斜率为-3.02 +-0.06。贝桑松集团也收敛到一个类似的IMF，即使他们的观测样本是完全不同的，我们的显示，前向建模技术是一个强大的诊断测试的理论概念，如本地场星IMF。
2015-01-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Signatures of minor mergers in Milky Way-like disc kinematics: Ringing revisited
通过N体模拟，我们研究了星系盘对较小合并事件的响应。我们发现，非自引力，螺旋状的功能诱导厚盘。正如我们在以前的工作中所展示的，这种“振铃”也会在小的空间区域（如太阳附近）的速度空间（u-v平面）中留下印记。当圆盘在事件发生后松弛时，u-v平面上的团块随着时间的推移而越来越近，这使我们能够估计撞击的时间。除了确认这种诊断的可能性，在这里，我们表明，在一个更现实的情况下，在下降轨迹的扰动引起的方位角依赖的结构在相空间。我们还发现，由恒星的能量和角动量定义的空间是比速度空间更好的选择，因为即使在大的局部体积中，团块仍然可见。这使得它们的观测检测更加容易，因为人们不需要被限制在一个小的空间体积。我们表明，信息的影响时间，质量的扰动，其轨迹存储在盘星的运动学。
2011-11-09 astro-ph.GA
Magnesium isotope ratios in Milky Way and dwarf galaxy stars
Australian National University（澳大利亚国立大学）；ARC Centre of Excellence for Astrophysics in Three Dimensions (ASTRO-3D)（三维天体物理学卓越研究中心）；University of Cambridge（剑桥大学）；University of Hertfordshire（赫特福德大学）；Monash University（蒙纳士大学）；Aarhus University（奥胡斯大学）；Uppsala University（乌普萨拉大学）
研究银河系和矮星系恒星中镁同位素比率，通过高分辨率和高信噪比光学光谱计算，发现给定[Fe/H]时两类恒星镁同位素比率有别，给定[Mg/H]时核合成过程一致，为化学演化模型提供新维度并助于限制大质量恒星核合成。
2026-07-16 astro-ph.GA
H-alpha as a Luminosity Class Diagnostic for K- and M-type Stars
我们已经确定了H-α吸收特征作为一种新的光谱诊断光度类的K-和M-型恒星。从高分辨率光谱的19颗恒星具有良好的确定的物理性质（包括有效温度和恒星半径），我们测量了等效宽度的H-α和钙II三重态，并研究了它们对光度类和恒星半径的依赖。H-α显示出与光度类和半径的强关系，延伸到晚M光谱类型。H-α中的这种行为已经被预测为氢中亚稳2S能级的密度依赖性过布居的结果，这种效应应该在非LTE条件下成为巴耳末线形成的主导。我们的结论是，这种新的金属不敏感的诊断光度类冷恒星可以作为一种有效的手段，如银河系巨星和背景星系的超巨星成员之间的人口辨别。
2016-03-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Unveiling the Milky Way dust extinction curve in 3D
本研究利用1.3亿颗恒星的低分辨率光谱，精确测量消光曲线，首次在三维空间以前所未有的细节揭示银河系和麦哲伦云中尘埃性质的分布与变化，并发现吸积与凝聚主导不同密度区域的颗粒生长，恒星形成区消光曲线平坦化可能源于大颗粒循环或超新星激波破坏小颗粒。
2024-07-19 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Atomic Absorption Line Diagnostics for the Physical Properties of Red Supergiants
红超巨星（RSG）是演化的大质量恒星，代表了大质量恒星群体中的极端，无论是在物理大小还是在低温下。有效温度（$T_{\rm eff}$）是在赫兹-罗素图上放置RSG所需的最关键的物理性质，这是由于恒星的低温和由此产生的大的热辐射修正。最近的几篇论文研究了冷超巨星光谱中原子谱线等效宽度在确定$T_{\rm eff}$和其他物理性质方面的潜在效用（dorda 2016 b，dorda 2016 a），并发现Ti I和Fe I光谱特征与早期冷超巨星中的$T_{\rm eff}$之间存在强相关性（G和早期K），但在M型恒星中的相关性很差，这是一种光谱亚型，占RSG的很大一部分。我们通过测量银河系、大麦云云和小麦哲伦云中晚期K型和M型RSG中Ti、Fe和Ca线的等效宽度扩展了这项工作，并将这些结果与MARCS恒星大气模型的预测进行了比较。我们的分析显示，在我们的观测中，$T_{\rm eff}$与Fe I和Ti I线之间的相关性较差（与恒星大气模型预测的强相关性不一致），但确实发现$T_{\rm eff}$与银河系RSG的Ca II三重态（CaT）特征之间存在统计学显着的相关性，这表明这可能是确定M型超巨星中的$T_{\rm eff}$的潜在诊断工具。我们还研究了这些光谱特征和其他物理性质的RSG（包括金属丰度，表面重力和热辐射星等）之间的相关性，并考虑驱动RSG原子线光谱演变的基本物理。
2019-04-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Orientations of DM Halos in FIRE-2 Milky Way-mass Galaxies
暗物质（DM）晕的形状和方向对DM粒子的微观物理很敏感，然而在许多质量模型中，银河系DM晕的对称轴通常被假设为与恒星盘的对称轴对齐。这对于内DM晕轮是有充分动机的，但对于外晕轮不是。我们使用放大的宇宙重子模拟从拿铁套件的FIRE-2银河系质量的星系探索DM晕的方向与半径和时间的演变，有或没有一个主要的合并与大麦云（LMC）的模拟，当不同的DM模型。在我们研究的四个CDM晕中的三个中，晕短轴的方向偏离恒星盘矢量超过20度，超过30个银河系千秒差距，最大达到30- 90度，这取决于单个晕的形成历史。在使用自相互作用DM与$σ= 1 \, \mathrm{cm}^2 \, \mathrm{g}^{-1}$模型的相同模拟中，晕保持与恒星盘对齐，直到$\sim$ 200- 400 kpc。与大质量卫星的相互作用（$M \gtrsim 4 \times 10^{10} \, \rm{M_\odot}$在近心; $M \gtrsim 3.3 \times 10^{10} \, \rm{M_\odot}$在下落）显著影响晕的方向，使晕的主轴与卫星星系从盘到维里半径对齐。如果可以考虑大质量卫星的影响，那么超过30 kpc的晕和盘的相对取向是SIDM的潜在诊断。
2022-11-29 astro-ph.GA
Morphological signatures of mergers in the TNG50 simulation and the Kilo-Degree Survey: the merger fraction from dwarfs to Milky Way-like galaxies
利用TNG 50宇宙学模拟和Kilo-Degree Survey（KiDS）观测，我们研究了在大范围的星系恒星质量（$8.5\leqslant\log(M_\ast/\text{M}_\odot)\leqslant11$）范围内，星系合并和局部宇宙光学形态之间的联系。为此，我们已经生成了超过16,000个TNG 50星系的合成图像，旨在匹配KiDS观测，包括尘埃衰减和散射的影响，并使用$\mathrm{\mathtt{statmorph}}$代码来测量两个数据集的$r$波段中各种基于图像的形态诊断。这些测量包括Gini- $M_{20}$和浓度-不对称性-平滑性统计。总的来说，我们发现TNG 50和KiDS星系的光学形态之间有很好的一致性，虽然前者比它们的观测对应物稍微更集中和不对称。之后，我们训练了一个随机森林分类器，以识别模拟中的合并星系（包括主要和次要合并），使用形态学诊断作为模型特征，以及合并树的合并统计数据作为基础事实。我们发现，不对称统计表现出最高的特征重要性的所有形态参数考虑。因此，我们的算法的性能是比较传统的方法选择高度不对称的星系。最后，使用我们的训练模型，我们估计了我们的合成和观测星系样本中的星系合并分数，发现在这两种情况下，星系合并分数作为恒星质量的函数稳步增加。
2022-11-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Deep Washington photometry of inconspicuous star cluster candidates in the Large Magellanic Cloud
我们提出了深华盛顿测光的45个人口稀少的星团候选人在大麦云（LMC）。我们已经进行了系统的研究，以估计集群候选人的参数，通过匹配理论等时线的清洁和去红集群颜色星等图（CMD）。我们能够估计33个集群的基本参数，其中，23个被确定为单集群和10个被发现是双集群的成员。其他12个集群候选者已被分类为可能的集群/集群。大约50%的真实星团在1亿至3亿年的年龄范围内，而有些更老或更年轻。我们讨论了年龄、位置、红化随场的分布以及真星系团的大小。我们发现，所研究的样品的大小和质量与银河系中的疏散星团相似。我们的研究增加了LMC中星系团质量分布的低端，表明LMC除了承载丰富的星系团外，还形成了小的，质量较小的疏散星团，年龄在1亿-3亿年之间。
2014-10-29 astro-ph.GA
Mapping the Milky Way in 5-D with 170 Million Stars
提出“augustus”星表，结合多波段测光与Gaia视差数据，为1.7亿颗恒星提供高精度距离、消光及参数估计，显著优于单视差方法，并成功探测到银河系大尺度相干子结构。
2025-03-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Shiva and Shakti: Presumed Proto-Galactic Fragments in the Inner Milky Way
基于Gaia DR3数据，在银河系内区发现两个新子结构Shakti与Shiva，其轨道特征指向吸积起源而丰度模式类似原地星族，可能为原星系碎片或棒共振俘获所致。
2024-03-19 astro-ph.GA
Metallicity Structure in Galactic Longitude-Velocity Diagrams of the Milky Way Disk and FIRE-2 Simulations
National Radio Astronomy Observatory（国家射电天文台）；Pennsylvania State University（宾夕法尼亚州立大学）；University of Wisconsin–Madison（威斯康星大学麦迪逊分校）；California State University, Chico（加州州立大学奇科分校）
研究通过ℓ-v图分析银河系和FIRE-2模拟中的金属度结构，发现径向梯度和异常运动，揭示了该工具在无需距离测量下的应用价值。
2026-01-28 astro-ph.GA
The cerium content of the Milky Way as revealed by Gaia DR3 GSP-Spec abundances
最近的盖亚第三次数据发布包含了GSP-Spec模块对数百万高质量径向速度谱仪（RVS）恒星光谱的均匀分析。这导致了对数百万个个体化学丰度的估计，并使我们能够用化学方法绘制银河系。在已发表的GSP-Spec丰度中，可以发现三种由中子俘获产生的重元素：Ce，Zr和Nd。我们使用约30，000个LTE Ce丰度的样本，在应用不同的GSP-Spec标志组合后选择。由于盖亚DR 3天体测量数据和径向速度，我们探索铈含量在银河系，特别是在其晕和盘组件。由于文献比较，Ce GSP-Spec丰度的高质量被量化。我们发现[Ce/Fe]相对于[M/H]的趋势相当平坦。我们还发现了一个平坦的径向梯度的磁盘来自场星，独立地，从约50个疏散星团，与以前的研究一致。还估算了[Ce/Fe]垂直梯度。我们还报告了增加[Ce/Ca]与[Ca/H]的光盘，说明晚贡献的AGB相对于SN II。我们的铈丰度在光盘，包括年轻的大规模人口，以及再现了一个新的三个落入化学演化模型。在晕星族中，发现M 4球状星团是富铈的.此外，从化学动力学诊断中确定了属于Thamnos，Helmi Stream和Gaia-Sausage-Enceladus吸积系统的11颗铈丰度的恒星。我们发现，与其他两个系统相比，海尔米流的铈含量可能略低。这项工作说明了GSP-Spec化学丰度的高质量，这对揭示银河系重元素演化历史有重要贡献。
2022-12-15 astro-ph.GA
An Energetic Consistency Test for Feedback-Driven Gas Loss in Milky Way Dwarf Satellites
Nagoya University（名古屋大学）；The Institute of Statistical Mathematics（统计数学研究所）；Tohoku University（东北大学）；Saint Mary’s University（圣玛丽大学）
该研究通过能量预算检验分析9个银河系矮卫星星系的气体损失，发现反馈能量可用性与恒星形成中止时间的决定过程存在区别。
2026-10-16 astro-ph.GA
The structure behind the Galactic bar traced by red clump stars in the VVV survey
红团星通常被用来绘制银河系内部区域的变红和形态。我们在Vía Láctea巡天中使用新的VISTA变星测光星表，以实现银河系$-10^{\circ}<l<10^{\circ}$和纬度$-1.5^{\circ}<b<1.5^{\circ}$的红色化地图的两倍空间分辨率。我们使用这些去红星表来构造银河平面中红色团块周围的$K_{s}$光度函数。我们发现，在这些地区检测到的第二个峰值（比红色团块更暗）并不对应于凸起红巨星分支凸起单独，如前所述。相反，这个较暗的星团在很大程度上对应于追踪银河系酒吧后面的旋臂结构的红色星团恒星的过度密度。这一结果表明，旨在消除隆起红巨星分支隆起的研究应避免低银河系纬度（$|b|< 2^{\circ}$），在那里，背景红团人口贡献显着的污染。它进一步强调了在未来的银河系酒吧建模中包括这一结构组件的必要性
2018-09-11 astro-ph.GA
FORS2/VLT survey of Milky Way globular clusters I. Description of the method for derivation of metal abundances in the optical and application to NGC 6528, NGC 6553, M 71, NGC 6558, NGC 6426 and Terzan 8
我们已经观测到了银河系中近1/3的球状星团，目标是遥远的和/或高度变红的天体，除了少数参考星团。FORS2@VLT/ESO在R ~ 2，000处观测到了大量红巨星样本。本文介绍了一种恒星参数的推导方法，并应用于六个参考星团。我们的目标是推导出恒星参数有效温度，重力，金属丰度和α-元素的增强，以及径向速度，在每个集群中的个别恒星的成员资格确认。我们分析了参考球状星团NGC 6528、NGC 6553、M 71、NGC 6558、NGC 6426和Terzan 8的光谱。它们覆盖了球状星团金属丰度的全部范围，并位于球核、盘和晕中。应用全谱拟合技术，通过将每个目标光谱与4560-5860 A光学区的恒星库进行比较。我们采用了观测光谱MILES的库和Coelho等人（2005）的合成库。该方法的验证是通过恢复已知的大气参数的49个良好的研究涵盖了广泛的参数空间的恒星。我们采用MILES和Coelho等人的库结果的平均值作为最终的恒星参数（有效温度、重力、金属丰度）。我们在NGC 6528中鉴定了4颗成员星，在NGC 6553中鉴定了13颗，在M 71中鉴定了10颗，在NGC 6558中鉴定了5颗，在NGC 6426中鉴定了5颗，在Terzan 8中鉴定了12颗。径向速度，Teff，log（g），[Fe/H]和α-元素的增强。我们首次从光谱学中推导出NGC 6426的丰度。该方法被证明是可靠…
2014-09-15 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
The abundance and properties of the lowest luminosity dwarf galaxies around the Milky Way: Insights from Semi-Analytic Models
研究利用半解析模型探讨银河系周围超暗弱矮星系的形成与性质，发现其动力学特征与恒星团的区别，强调未来光谱学调查的重要性。
2025-11-19 astro-ph.GA
Analysis of mass-transferring binary candidates in the Milky Way
Universitat de Barcelona (UB)（巴塞罗那大学）；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)（加泰罗尼亚空间研究所）；Technical University of Denmark（丹麦技术大学）
研究通过识别银河系中质量转移双星候选体，利用多标准筛选方法发现候选系统，并提供改进的HG星目录。
2025-11-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Near-Infrared Search for Fundamental-mode RR Lyrae Stars Toward the Inner Bulge by Deep Learning
为了将天琴座RR型恒星的普查扩展到银河系中央的高度变红的低纬度地区，我们使用Vía Láctea（VVV）调查中的VISTA变星数据进行了深度近红外变率搜索，分析了超过一亿个点源的光度时间序列。为了将基模天琴座RR星（RRab）与其他周期性变量源分离，利用VVV巡天数据和光学巡天发现并分类的RRab星表，训练了一个深度双向长短期记忆递归神经网络（RNN）分类器。对于信噪比超过60的光变曲线，我们的分类器达到了~99%的精确度和召回率，并且与在准确的光学数据上训练的性能最好的分类器相当。使用我们的RNN分类器，我们确定了超过4300颗迄今为止未知的真正的RRab星朝向内部凸起。我们提供他们的测光表和VVV J，H，Ks测光时间序列。
2020-06-17 astro-ph.GA astro-ph.IM
The JWST/AURORA Survey: Multiple Balmer and Paschen Emission Lines for Individual Star-forming Galaxies at z=1.5-4.4. I. A Diversity of Nebular Attenuation Curves and Evidence for Non-Unity Dust Covering Fractions
University of California, Riverside（加州大学河滨分校）；University of California, Los Angeles（加州大学洛杉矶分校）；University of Kentucky（肯塔基大学）；University of Arizona（亚利桑那大学）；University College London（伦敦大学学院）；Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯·玻尔研究所）；Cosmic Dawn Center (DAWN)（宇宙黎明中心）；University of Edinburgh（爱丁堡大学）；Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik (MPE)（马克斯·普朗克地外物理研究所）
研究利用JWST/AURORA调查的多条巴尔末和巴森线数据，分析24个红移z=1.5-4.4的恒星形成星系的尘埃覆盖分数和尘埃消光曲线，发现尘埃覆盖分数低于1，揭示高红移星系中尘埃和气体覆盖分数对星系演化的影响。
2026-05-14 astro-ph.GA
The heavy-elements heritage of the falling sky
最近基于盖亚数据的动力学分析揭示了银河系历史上的主要吸积事件。然而，我们对原始星系的理解受到阻碍，因为真正识别最贫金属和相应的最古老的吸积恒星仍然具有挑战性。与α元素相反，中子俘获元素对低金属丰度恒星呈现出无法解释的大丰度分布，这可能是由于形成地点的混合。我们分析了银河系卫星星系、场晕星和球状星团中钇、铕、镁和铁的丰度。化学信息得到了基于盖亚数据的轨道参数的补充。特别是考虑了轨道的平均倾角。不同质量的卫星星系的[Y/Eu]丰度相对于[Mg/Fe]周转率的行为表明，在较高的光度系统中，[Mg/Fe]丰度在较高的金属丰度下下降，呈现出增强的[Y/Eu]丰度，特别是在[Fe/H]制度中，在-2.25和-1.25 dex之间。此外，分析还揭示了球状星团和星系晕的场星的化学动力学相关性，约占[Y/Eu]丰度分布的一半。[Y/Eu]下丰度典型的旷日持久的化学演变，优先观察到在类极轨道，指向一个可能的各向异性的吸积过程。我们的研究结果强烈表明，所观察到的[Y/Eu]丰度分布在银河系晕可能是由不同质量的系统的混合物。他们还强调，自银河系的原始时代以来，自然和后天都与银河系的形成有关，为我们银河系的化学诊断开辟了新的途径。
2020-07-16 astro-ph.GA
Milky Way archaeology using RR Lyrae and type II Cepheids II. High velocity RR Lyrae stars, and mass of the Milky Way
本文报道了在银河系晕中发现的RR~天琴座恒星中的高速候选者。我们在假设的银河系势的基础上，识别出9颗银心速度超过本地逃逸速度的RR~天琴座星。基于对它们轨道的仔细检查，我们排除了它们在银河系盘和核球中的弹射位置。空间分布显示，9个星团中有7个与人马座恒星流的位置重叠。这7颗RR~天琴座星中的2颗可以根据它们的轨道初步与人马座矮椭球星系联系起来。在RR~天琴座速度分布的高速尾部，我们估计出太阳附近的逃逸速度为$v_{\rm esc}=512^{+94}_{-37}$ \，km\，s $^{-1}$ ~（$4$到$12$ \，kpc），太阳附近以外的逃逸速度分别为$v_{\rm esc}=436^{+44}_{-22}$ \，km\，s $^{-1}$ ~和$v_{\rm esc}=393^{+53}_{-26}$ \，km\，s $^{-1}$ ~（对于$12$到$20$ \，kpc和$20$到$28$ \，kpc之间的距离）。我们利用三个逃逸速度估计连同本地圆速度估计银河系的质量。由此产生的测量结果$M_{\rm 200}=0.83^{+0.29}_{-0.16} \cdot 10^{12}$ \，M $_{\odot}$落在当前银河系质量估计的低端，但是一旦对逃逸速度中可能的偏差进行了校正（逃逸速度的大约百分比增加$10$），我们的质量估计产生了$M_{\rm 200}=1.26…
2022-06-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical evolution of the inner 2 degrees of the Milky Way bulge: [alpha/Fe] trends and metallicity gradients
银河系膨胀的结构、形成和演化是一个有争议的问题。区分凸起模型的重要诊断包括金属丰度的α丰度趋势，以及空间丰度和金属丰度梯度。由于内凸区的严重消光效应，对这一区域的研究很少。在这里，我们的目的是调查内2度通过观察[α/Fe]元素的趋势与金属丰度，并试图推导出金属丰度梯度。[alpha/Fe]和金属丰度是通过VLT/CRIRES观测到的28颗M巨星的2微米光谱的光谱合成确定的，这些巨星位于南短轴（l，b）=（0，0），（0，-1）和（0，-2）。VLT/ISAAC光谱用于确定恒星的有效温度。我们提出的第一个银河系中心和凸出使用类似的恒星，高光谱分辨率和分析技术之间的连接。我们所有3个区域的[α/Fe]趋势彼此之间显示出很大的相似性，并且在隆起区的趋势更远，一直到中心都没有[α/Fe]梯度。这表明，当涉及到富集过程和恒星形成历史时，它是一个均匀的凸起。我们发现了一个大范围的金属丰度（-1.2<[Fe/H]<+0.3），在银河系中心的分散度较低：-0.2<[Fe/H]<+0.3。得出的金属丰度平均值越接近银河平面，就越高。我们可以将其解释为在突出部进一步建立的金属丰度梯度的延续，但由于恒星数量较少和可能的选择效应，需要更多的相同类型的数据才能从我们的数据中得出内部金属丰度梯度的结论。我们的研究结果坚定地认为，该中心的背景下，隆起，而不是非常独特的。
2015-10-09 astro-ph.GA
Kinematic hints of a nuclear bar in the Milky Way
Università dell’Insubria（因苏布里亚大学）；University of Malta（马耳他大学）；University of Lancashire（兰开夏大学）；Instituto de Astrofísica de Andalucía (CSIC)（安达卢西亚天体物理研究所（西班牙高等科研理事会））；University College London（伦敦大学学院）；Université Côte d’Azur（蔚蓝海岸大学）
研究通过结合KMOS NSD调查的径向速度与VIRAC2的自行数据，发现银河系核星盘可能存在核棒结构，其顶点偏差显著且各向异性特征与预期相符。
2026-05-15 astro-ph.GA
Stellar Population Diagnostics of the Massive Star Binary Fraction
大质量恒星的数量直接反映了恒星演化的物理过程。计算大质量恒星的亚型和不同演化状态下大质量恒星的比率已经被广泛地用作年龄和金属丰度效应的诊断。虽然大质量恒星的双星比例很重要，但推论往往是基于只包含单星演化的模型。在这项工作中，我们利用自定义的合成恒星星族的二进制人口和恒星合成（BPASS）代码，以确定恒星双星的数量计数比的不同演化阶段的年轻大质量星系团和星系的大规模恒星星族的影响。我们发现，许多比率是简并的金属丰度，年龄，和/或二进制分数。我们使用这些恒星计数比来开发诊断图，以帮助打破这种简并，并使用这些图来比较我们的预测在银河系和本地集团的观测数据。这些数据表明，大质量恒星双星分数和金属丰度之间可能存在相关性。我们还研究了我们的预测在不同程度的完整性样本的鲁棒性。我们发现，包括二进制文件，并施加一个完整性限制都可以引入$\gtrsim0.1$索引的变化推断的年龄。我们的研究结果突出了双星演化通道对大质量恒星种群的影响。
2018-11-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
The life cycle of giant molecular clouds in simulated Milky Way-mass galaxies
本文通过高分辨率模拟追踪巨分子云完整生命周期，揭示恒星反馈与星系尺度过程如何共同决定云的寿命、质量演化和恒星形成效率，并发现星系剪切对局部恒星形成效率与面密度关系具有重要调节作用。
2025-07-21 astro-ph.GA
Supergiant GCIRS 22 in the Milky Way Nuclear Star Cluster: Revised alpha abundances
Université Côte d’Azur（蔚蓝海岸大学）；Observatoire de la Côte d’Azur（蔚蓝海岸天文台）；CNRS（法国国家科学研究中心）；Laboratoire Lagrange（拉格朗日实验室）；Lund University（隆德大学）；The University of Tokyo（东京大学）；Tokyo Metropolitan University（东京都立大学）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；UCLA（加州大学洛杉矶分校）；Uppsala University（乌普萨拉大学）
GCIRS 22的α元素丰度研究通过NLTE校正修正了先前结果，表明该区域的恒星形成可能由间歇性爆发或气体流入驱动。
2025-09-24 astro-ph.GA
Coupling between stellar and HI lopsidedness in Milky Way-type galaxies from the Auriga Superstars cosmological simulations
Universidad de La Serena（拉塞雷纳大学）；Universität Zürich（苏黎世大学）；Durham University（杜伦大学）；Liverpool John Moores University（利物浦约翰摩尔斯大学）；Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；Cardiff University（卡迪夫大学）
研究通过Auriga Superstars模拟分析银河系类星系中恒星与中性氢的不规则性耦合，揭示其与盘演化、气体吸积和环境相互作用的关系。
2026-04-29 astro-ph.GA
Toward a Unification of Star Formation Rate Determinations in the Milky Way and Other Galaxies
银河系的恒星形成率（SFR）仍然知之甚少，经常引用的数值范围为每年1到10个太阳质量。尽管银河系有可能成为外部星系的最终SFR校准器，但这种情况仍然存在。我们表明，各种估计的银河系SFR是一致的，一旦他们已经规范化到相同的初始质量函数（IMF）和大质量恒星模型，收敛到1.9 +/- 0.4 M_sun/yr。然而，标准的SFR诊断容易受到系统学的影响，这些系统学是建立在只对大质量恒星敏感的间接观测示踪剂的使用上的。我们发现，绝对SFR测量使用解决低/中等质量的恒星星族在银河系H II地区的系统性高的因素~2-3相比，从中红外和无线电发射测量的SFR校准。我们讨论了这种差异的一些可能的解释，并得出结论，如果（1）中等质量的IMF的幂律斜率（1.5 M_sun < m < 5 M_sun）星比Salpeter斜率陡，或（2）对河外24微米SFR校准应用了一个校正因子，以解释单个中红外-明亮的H II区域相对于O型恒星的寿命。最后，我们提出了一些方法来测试，如果我们可以看到银河系作为外部观察者，我们将测量到的银河系SFR的~2 Msun/yr是一致的。使用明亮的射电超新星遗迹和X射线点源，我们发现银河系偏离预期的1-3西格玛水平，暗示可能是银河系的SFR被高估或河外SFR需要向上修订。
2011-10-18 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
