Galactic substructure traced by RR Lyraes in SDSS Stripe 82
利用从SDSS Stripe 82中提取的407颗天琴座RR型星的样本，研究了星系晕的亚结构程度。我们确定了与武仙座-天鹰座云和人马座流的已知子结构相关的超密度，并发现了一个以前未知的子结构，双鱼座超密度，距离太阳约100 kpc。这三个亚结构加在一起占我们RR Lyrics样本的80%。我们还研究了天琴座RR星在晕中的密度分布，发现该剖面最符合破幂律，内斜率为-2.4，破幂半径为~25 kpc，与以前的研究一致。我们的结论是，晕主要是由碎片的卫星，很少或根本没有潜在的顺利组成部分。
2011-11-18 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
An intuitive 3D map of the Galactic warp's precession traced by classical Cepheids
银河系的中性氢（HI）盘是扭曲和耀斑。然而，由于缺乏精确的基于HI的距离，到目前为止阻止了精确的银河系盘模型的发展。此外，我们银河系的恒星和气体盘形态相互一致的程度也不清楚。经典造父变星是距离精度为3- 5%的主要距离指示器，为开发直观准确的三维图像提供了独特的机会。在这里，我们建立了一个强大的银河系盘模型的基础上1339经典造父变星。我们提供了强有力的证据表明，翘曲的节点线不是面向银河系中心太阳的方向。相反，它对向的平均角为17.5 \pm 1（正式）\pm 3（系统），并显示出领先的螺旋模式。因此，我们的银河系遵循布里格斯的螺旋星系规则，这表明弯曲的起源与大质量内盘所施加的扭矩有关。造父变星追踪到的恒星盘在振幅上与气体盘相似，恒星盘至少延伸到20 kpc。这种形态学为银河系圆盘的运动学和考古学研究提供了一个至关重要的更新地图。
2019-02-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
The origin of very wide binary stars
在银河场和晕中存在着大量的脆弱的宽（> 1000 AU）双星系统。这些宽的双星不可能是原始的，因为在恒星形成区的恒星密度很高，而在银河系中被捕获的形成是非常不可能的。我们认为这些双星系统是在星团的溶解阶段形成的（详见Kouwenhoven et al. 2010）。从一个正在溶解的星团中逃逸出来的恒星可能具有非常相似的速度，这可能导致形成一个广泛的双星系统。我们进行N体模拟来验证这一假设。结果表明，这一机制解释了银河系中宽双星系统的起源。由此得到的宽的双星比例和半长轴分布依赖于溶解星团的初始条件，而偏心率和质量比的分布是普遍的。最后，由于大多数恒星形成于（相对紧密的）原始双星中，我们预测大部分宽“双星”实际上是高阶多重系统。
2011-08-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Galactic structure and chemical evolution traced by the population of planetary nebulae
本文利用银河系行星状星云（PNe）的扩展数据集，研究了金属丰度梯度和银河系的结构与演化。最新的丰度，距离（麦哲伦云PNE校准）已被采用，连同一个新的同质形态分类，以表征不同的PN人口。我们确认，形态类有很强的相关性PN Peimbert的类型，也与他们的分布在银河景观。我们研究了银盘内α元素的分布，发现最佳选择的银盘总体，加上最可靠的PN距离标度，得到整个银盘样品的径向氧梯度为d[log（O/H）]/dR=-0.023 +-0.006dex/ kpc，d[log（O/H）]/dR= -0.035+-0.024，-0.023+-0.005，和-0.011+-0.013 dex/kpc。相同PN类型的霓虹灯梯度证实了这一趋势。精确的统计分析显示斜率的不确定性相当高，但也证实了PNE具有更大质量祖先的更陡梯度的趋势，表明银河系盘金属丰度梯度可能随着时间的推移而变陡。这里提出的PN金属丰度梯度与当地的金属丰度分布是一致的，此外，氧梯度与年轻和中间年龄PNe分别来自其他年轻（OB星，HII地区）和中间（疏散星团）银河系人口的氧梯度显示出良好的一致性。我们还扩展了银河系金属丰度梯度的比较，重新访问的疏散星团[Fe/H]的高分辨率光谱数据。分析表明，它们可能符合梯度随时间变陡的相同一般情况。
2010-03-03 astro-ph.GA
Progressively more prolate dark matter halo in the outer Galaxy as traced by flaring HI gas
螺旋星系中的星系盘通常被认为嵌在一个扩展的暗物质晕中，暗物质晕支配着其外部的动力学。然而，光环的形状并不清楚。在这里，我们表明，在银河系的暗物质晕是扁长的形状。此外，它在更大的半径越来越长，垂直平面轴比在24 kpc时单调增加到2.0。这是通过模拟观测到的急剧燃烧的原子氢气体层在银河系外盘，在那里的气体是由对净引力场的磁盘和晕的压力支持。由此产生的扁长形光环可以解释银河系动力学中几个长期存在的谜题，例如，它允许长期存在的扭曲，从而解释了它们无处不在的性质。
2011-03-30 astro-ph.GA
The inner Galactic bar traced by the VVV survey
我们利用靠近银道面的隆起区域的VVV巡天观测，追踪银道纬度b \sim \pm 1 °处的磁棒倾角，并研究以前在正纬度（b =+1 °）处探测到的磁棒内部区域的一种独特结构。我们使用的（J-Ks）颜色的红团星，以获得6 × 6弧分尺度的红化值，最大限度地减少了差异消光所带来的问题。然后使用去红星等来建立~0.4平方度区域内凸起的光度函数，以获得平均红团星等。这些被用作距离指示器来跟踪条形结构。光度函数清楚地显示了红团平均星等随经度的变化，正如我们在银河正经度方向上看到的大比例尺所预期的那样，去红后的星等从l =-10 °时的Ks_0 = 13.4变化到l =+10 °时的Ks_0 = 12.4。在b = \pm 1 °时，我们发现中心区域的棒的方向发生了变化，|l| <4 °，这与其他作者在正纬度得到的结果一致。我们的结果是基于不同的数据集和不同的纬度，这表明棒方向的这种变化是真实的。这表明有一个不同于大尺度银河棒的内部结构，具有不同的方向角。这个内部结构可能是一个次级的内部棒，其半长轴约为500 pc，相对于银河平面对称。
2011-10-05 astro-ph.GA
Environmental Dependence of Galactic Properties Traced by Ly$α$ Forest Absorption: Diversity among Galaxy Populations
为了阐明银河系的属性如何依赖于银河系际介质（IGM）环境跟踪的Ly $α$森林，我们观测调查IGM星系连接使用公开的三维IGM层析成像数据（CLAMATO）和几个星系目录中的COSMOS字段。我们用$z$测量方法测量了$570$星系的互相关函数，发现了从IGM到$50$ $h^{-1}$随Mpc运动的互相关函数.我们发现，星系与恒星质量的$10^9-10^{10}$ M $_\odot$是占主导地位的贡献者的总CCF信号。我们还调查了几个星系群的CCF：Ly $α$发射体（LAEs），H $α$发射体（HAE），[OIII]发射体（O3 Es），活动星系核（AGN）和亚毫米星系（SMG），我们在大尺度下（$r\geq5$ $h^{-1}$ Mpc）检测到AGN和SMG中的最高信号，但在小尺度下（$r<5$ $h^{-1}$ Mpc）。我们发现，他们生活在各种IGM环境-HAE跟踪IGM以类似的方式连续选择星系，但LAES和O3 ES往往居住在较高的密度区域。此外，LAE的CCF在$r\sim3$ $h^{-1}$ Mpc以下是平坦的，表明它们倾向于避开最高密度区域。对于活动星系核和SMG，CCF峰位于$r=5-6$ $h^{-1}$ Mpc，这意味着它们倾向于位于局部低密度区。我们怀疑这是由于活动星系核对IGM HI的光致电离，邻近效应。
2021-03-08 astro-ph.GA
The scale height of gas traced by [CII] in the Galactic plane
星际气体组分和压力在星际介质（ISM）中的分布是不同的动力学机制和能量来源对银河系气体相互作用的结果。不同气体示踪剂（如HI和CO）的刻度高度是这些过程的量度。银河平面中[CII]发射的标度高度对于理解那些未被CO或HI追踪的ISM分量非常重要。我们确定的平均分布[CII]垂直于内银河系盘的平面，并将其与其他关键气体示踪剂，如CO和HI的分布进行比较。我们计算的垂直，z，分布的[CII]在银河系内的磁盘，采用一个模型的排放相结合的纬度，b，光谱分辨BICE调查，与光谱分辨$Herschel$银河平面调查的[CII]在b = 0度。我们的模型假设垂直于平面的高斯发射率分布，并使用光谱分辨的[CII] Herschel测量作为b=0 deg处发射率的边界解，将z中的分布与纬度b的分布相关联。我们发现[CII]垂直于平面的分布具有172 pc的半峰全宽，大于CO的半峰全宽，其在内星系中的平均值约为110 pc，但小于HI的半峰全宽，约为230 pc，并且偏移了-28 pc。我们解释了[CII]，CO和HI的分布差异是由于[CII]跟踪ISM组件的混合。在相同的星际压力下，圆盘中云的流体静力平衡模型预测了不同的尺度高度。扩散的分子云[CII]，但没有CO的排放可能有一个低密度的原子氢HI云和密集的CO分子云之间的尺度高度中间。
2014-03-17 astro-ph.GA
The course of the Orphan Stream in the Northern Galactic Hemisphere traced with Gaia DR2
孤流是星系晕中最显著的潮汐流之一。利用来自盖亚和其他巡天的红巨星、天琴座RR和水平分支恒星的数据，我们确定了孤儿流在天空中超过90度的自行。我们还提供了天空位置、距离和气流径向速度的更新轨迹。我们在这些后一个维度上的轨迹与以前的结果基本一致。然而，随着银河流接近银河盘，对早期的距离和纬度轨迹有重大的修正。用三维运动学选择的流星显示出一个非常紧密的红巨星序列。一致地，我们发现，应用自行削减删除了最富金属的恒星从早期光谱样本的流星，虽然一个显着的分散仍然表明矮星系的起源。流向其前端的减速表明在银河系中心半径约30 kpc处的圆速度约为200 km/s，与其他独立证据一致。然而，流的轨迹明显偏离轨道;空间轨迹不指向与速度矢量相同的方向，并且它表现出不太可能匹配任何合理轨道的横向摆动。在不同的坐标系中，低金属含量和小的分散性表明，它是一个动力学质量相对较低的祖先--$10^8$ Msun。
2018-12-14 astro-ph.GA
The Galactic Thick Disc density profile traced with RR Lyrae stars
我们使用了一个公共的RR天琴座星表和贝叶斯方法的组合，以获得强大的结构参数的内晕（<25千秒差距）和厚盘的银河系。RR型天琴座星是古老的贫金属星族的明确的示踪物，它们的精确距离和距离可以单独估算，因此是追踪通常与厚盘相关的古老高[α/Fe]盘星族的可靠的独立手段。特别是，所选的RR天琴座样本跨越了低银河纬度朝向反中心方向的区域，允许探测圆盘的最外部分。我们的结果有利于厚盘短尺度的高度和短尺度的长度，$h_z=0.65_{-0.05}^{+0.09}$ kpc，$h_R=2.1_{-0.25}^{+0.82}$ kpc，在一个模型中，内晕有一个恒定的扁平的$q=0.90_{-0.03}^{+0.05}$和幂律指数$n=-2.78_{-0.05}^{+0.05}$。当考虑一个内晕时，也发现了厚盘的类似短尺度，内晕的扁平程度取决于半径。我们还探索了一个模型，其中厚盘有一个耀斑，虽然这只是轻微的限制，我们的数据，耀斑发作的内部$\sim11$ kpc是非常不利的。
2018-05-22 astro-ph.GA
Ks-band (2.14 micron) imaging of southern massive star formation regions traced by methanol masers
我们提出了深，宽视场，KS波段（2.14微米）的图像对87个南部大质量恒星形成区跟踪甲醇脉泽发射。使用点扩散函数拟合，我们产生2.14微米的点源目录对每个区域。对于10度和350度银河经度和银河纬度+/- 1度之间的区域，我们将2.14微米源与GLIMPSE点源目录进行匹配，以生成组合的2.14至8.0微米点源目录。我们为天文学界提供了这些数据，用于嵌入式星团的恒星含量研究。
2009-06-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical evolution of the Galactic bulge as traced by microlensed dwarf and subgiant stars. II. Ages, metallicities, detailed elemental abundances, and connections to the Galactic thick disc
凸出部是银河系中最不为人所知的主要恒星星族。我们所知道的大部分关于膨胀的形成和演化来自明亮的巨星。关于巨星代表所有恒星的基本假设，以及准确地追踪恒星星族的化学演化的假设，目前还在争论之中。特别是，最近对一些微透镜矮星的观测给出了一个与巨星非常不同的膨胀演化图像。[摘要]我们对银河系凸起的矮星进行了详细的元素丰度分析，基于在引力微透镜事件期间恒星被光学放大时获得的高分辨率光谱。[摘要]我们提出了详细的元素丰度和恒星年龄的六个新的矮星在银河系的隆起。结合这些与以前的事件，在这里用相同的方法重新分析，我们研究了一个均匀的样本的15颗恒星，这构成了最大的样本迄今为止的微透镜矮星在银河系的隆起。我们发现这些恒星的金属丰度范围从[Fe/H]=-0.72到+0.54，平均金属丰度<[Fe/H]>=-0.08+/-0.47，接近于基于膨胀区巨星的平均金属丰度。此外，恒星遵循定义明确的丰度趋势，[Fe/H]<0的趋势与当地银河系厚盘的趋势非常相似。这表明，隆起和厚盘有，至少部分，可比较的化学历史。在亚太阳的金属丰度，我们发现膨胀矮星有一贯的老年龄，而在超太阳的金属丰度，我们发现一个广泛的年龄范围。使用新的年龄和丰富的结果从微透镜矮星，我们调查可能的形成方案的隆起。
2010-01-06 astro-ph.GA
Spectroscopy evidence for a so far unknown young stellar cluster at the Galactic Center
针对银河系核星盘存在的“缺失星团问题”，研究人员通过积分场光谱学与天体测光数据分析，发现了一群共动的年轻恒星天体，推测其为已瓦解星团的残留，为该问题研究提供了新线索。
2024-01-28 astro-ph.GA
Chemical evolution of the Galactic bulge as traced by microlensed dwarf and subgiant stars. III. Detection of lithium in the metal-poor bulge dwarf MOA-2010-BLG-285S
背景：为了研究银河系中Li的演化，有必要观测矮星或亚巨星。虽然在银河系的盘和晕中已经对Li进行了广泛的研究，但迄今为止，只有一颗未进化的核球恒星中存在Li的不确定性。目标：我们这项研究的目的是提供第一个明确的检测锂在银河系的隆起，基于分析的矮星，在很大程度上保留了其初始锂丰度。方法：我们已经进行了详细的元素丰度分析的鼓矮星MOA-2010-BLG-285 S使用高分辨率，高信噪比光谱获得的UVES摄谱仪在VLT的对象时，光学放大在引力微透镜事件（视觉放大A~550在观察期间）。通过在670.8nm处的7 Li共振双峰线的合成线轮廓拟合来确定锂丰度。结果已针对与LTE的偏差进行了校正。结果：MOA-2010-BLG-285 S是迄今为止在银河系核球中探测到的最贫金属的矮星，[Fe/H]=-1.23。它的老年龄（12.5 Gyr）和增强的[α/Fe]比与金属丰度相似的厚盘中的恒星一致。这颗恒星代表了第一次在银河系凸出部的贫金属矮星中明确探测到Li。我们发现一个NLTE校正锂丰度的日志e（锂）=2.16，这是一致的银河系盘和晕矮星在类似的金属丰度和温度的值。结论：我们的研究结果表明，在银河系核球的早期阶段，没有锂富集或生产的迹象。对其他星系（ω Cen）和银河系其他组成部分的Li的观测进一步表明，Spite高原是普遍存在的。
2010-09-29 astro-ph.GA
Radial abundance gradients in the outer Galactic disk as traced by main-sequence OB stars
使用的31个主序星OB位于银河系距离8.4 - 15.6千秒差距之间的样本，我们的目标是探测现今的径向丰度梯度的银河系盘。分析是基于高分辨率光谱获得的麦哲伦粘土6.5米望远镜在Las Campanas的MIKE摄谱仪。我们使用了一个非NLTE的分析，在一个自我一致的半自动例程的基础上TLUSTY和SYNSPEC，以确定大气参数和化学丰度。恒星的参数（有效温度，表面重力，预计旋转速度，微观湍流，宏观湍流）和硅和氧的丰度位于超过9千秒差距从银河系中心加三颗恒星在太阳附近的28颗恒星。样本中的恒星大多位于主序星上，有效温度在20800 - 31300 K之间，表面重力在3.23 - 4.45 dex之间。在$8.4 \leq R_G \leq 15.6$ \，kpc区域，径向氧和硅丰度梯度为负，斜率分别为-0.07 dex/kpc和-0.09 dex/kpc。所获得的梯度是兼容的，目前的氧和硅的丰度测量在太阳附近，并与径向金属丰度梯度的化学动力学模型预测的银河系演化的一个子样本的年轻恒星位于靠近银河系平面。
2019-04-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical Cartography. II. The Assembly History of the Galactic Stellar Halo Traced by Carbon-Enhanced Metal-Poor Stars
我们提出了一个恒星星族在星系晕的运动学特性的分析，利用超过100,000个主要序列的关闭（MSTO）在斯隆数字巡天观测到的恒星。将星系晕划分为内晕区和外晕区后，根据样品中碳铁比的空间变化，我们发现外晕区的恒星具有明显的$-$ 49 $\pm$ 4 km s $^{-1}$的逆行运动和更接近球形的恒星轨道分布，而IHR中的恒星净自转为零（$-$ 3 $\pm$ 1 km s $^{-1}$），恒星轨道的径向分布更加偏向。此外，我们将MSTO样本中的碳增强贫金属（CEMP）星在每个晕组分中分为CEMP-no和$s$子类，基于它们的绝对碳丰度，$A$（C），并检查与每个子类相关的空间分布和运动学。CEMP-no星是OHR中CEMP星的主要子类（$\sim$ 65%），而IHR中CEMP星的少数子类（$\sim$ 44%），类似于之前几次分析的结果。每个晕区的CEMP-无星比CEMP- $s$星表现出稍高的反旋，但在统计误差范围内。在每个晕区中，CEMP-no星的轨道分布也比CEMP- $s$星更接近球形。这些独特的特征提供了强有力的证据，证明许多低质量的卫星星系（类似于超暗矮星系）为OHR提供了恒星，而质量更大的矮星系则为IHR提供了主要贡献。
2019-09-25 astro-ph.GA
Chemical evolution of the Galactic bulge as traced by microlensed dwarf and subgiant stars. VI. Age and abundance structure of the stellar populations in the central sub-kpc of the Milky Way
我们提出了一个详细的元素丰度研究的90 F和G矮星，关闭和亚巨星在银河系核球。根据引力微透镜事件期间获得的高分辨率光谱，确定了恒星年龄和11种元素（Na，Mg，Al，Si，Ca，Ti，Cr，Fe，Zn，Y和Ba）的丰度。我们发现银河系球核有一个宽的金属丰度分布，在[Fe/H]=-1.09，-0.63，-0.20，+0.12，+0.41处有显著的峰值。我们还发现了很大一部分中龄到年轻的恒星：在[Fe/H]>0时，超过35%的恒星年龄小于8 Gyr。当[Fe/H]<-0.5时，大多数恒星都是10 Gyr或更老。我们还确定了几个事件时，显着的恒星形成在隆起发生：3，6，8，和12 Gyr前。我们进一步发现，“膝”的α元素丰度趋势的亚太阳金属丰度隆起位于约0.1德克斯高[Fe/H]比在当地厚盘。银河核球具有复杂的年龄和丰度特性，似乎与银河系主要的恒星星族紧密相连。特别是，在金属丰度分布的峰值，恒星形成的情节，和丰度的趋势，显示与银河系薄和厚盘的属性相似。与此同时，在凸出区域之外还有一些看不到的其他成分，这些成分很可能与银河酒吧有关。例如，恒星形成的速度似乎在凸起中比在局部厚盘中稍快，这很可能是更接近银河系中心的致密恒星环境的指示。我们的研究结果加强了观测证据，支持银河系凸起的长期起源的想法，形成了其他主要的银河系恒星星族存在于我们的银河系中心区域。
2017-07-10 astro-ph.GA
Water Maser Survey towards off-plane O-rich AGBs around the orbital plane of the Sagittarius Stellar Stream
对178颗富氧AGB星进行了22 GHz水脉泽测量，目的是确定与人马座恒星流相关的脉泽发射。在这次调查中，在21个目标中探测到脉泽发射，其中20个是新探测到的。我们研究了H_2O和SiO脉泽追迹AGB在Sgr轨道面的银河系分布，发现在（l，b）~（340，40）方向存在一个拉长结构。为了验证它与人马座潮汐流的关联，我们进一步研究了这些源的三维运动，但发现，从运动学上讲，这些脉泽跟踪的AGB仍然是银河系盘源，而不是流碎片。此外，我们发现了一个显着的向外运动，~50公里/秒远离银河系中心的这些脉泽跟踪AGB，但没有系统的旋转速度滞后，在2000年报告的太阳邻居Miras。
2022-07-13 astro-ph.GA
Chemical evolution of the Galactic bulge as traced by microlensed dwarf and subgiant stars. VII. Lithium
锂丰度的91个矮星和亚巨星在银河系的膨胀。分析是基于线合成的7 Li线在6707微引力透镜事件期间获得的高分辨率光谱，当目标的亮度被高度放大。我们的主要发现是，在亚太阳金属丰度的核球恒星，年龄超过80亿年，没有显示出任何Li生产的迹象，也就是说，Li与金属丰度的趋势是平坦的（甚至略有下降）。这表明在核隆起的最初几十亿年里没有锂产生。这一发现基本上与太阳附近的（旧的）厚盘星相同，并为贫金属凸起和银河系厚盘之间的紧密联系提供了另一个证据。对于年龄小于80亿年的核球恒星，样本中包含一组金属丰度非常高的恒星，其金属丰度为[Fe/H]~+0.4，锂丰度在A（Li）=2.6-2.8之间。在太阳附近，锂丰度在[Fe/H]~ +0.1时达到峰值A（Li）~3.3，当[Fe/H]~+0.4时，锂丰度下降0.4-0.5 dex。我们在这些金属丰度上的少数核球星似乎支持了这种下降的A（Li）趋势。这确实可以支持最近的说法，即在太阳附近看到的最高金属丰度的低A（Li）丰度可能是由于来自内盘或凸起区域的恒星迁移到太阳附近。
2020-01-17 astro-ph.GA
Milky Way's warped disc traced by AGB stars
Cardiff University（卡迪夫大学）；University of Surrey（萨里大学）；University College London（伦敦大学学院）；Maynooth University（梅努斯大学）
利用碳富集和氧富集AGB星两种恒星群体，揭示银河系翘曲在不同方位角上的幅度和年龄依赖关系，为恒星年龄与翘曲幅度关系提供新约束。
2026-06-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Warm ISM in the Sgr A Complex. II. The [C/N] abundance ratio traced by [CII] 158 um and [NII] 205 um observations toward the Arched Filaments at the Galactic center
目的。我们的目标是研究AF区域中的I（[CII]）与I（[NII]）积分强度行为，以评估H II区域的[CII]发射贡献（通过[NII]线观察和高金属含量中的PDR分量来追踪）GC的环境。方法.我们使用[CII] 158 μ m和[NII] 205 μ m的精细结构线观测的AF在文献中比较其观测的综合强度分布的半理论预测的贡献H II区域和相邻的PDR观察到的[CII]发射。我们探讨了[C/N]元素丰度比的变化，以解释所观察到的关系的整体行为。基于我们的模型，H II区域和PDR的贡献，所观察到的[CII]排放量计算的几个位置内和附近的AF。估计的[C/N]丰度比和[N/H]氮元素丰度在AF然后可以导出。结果AF中I（[CII]）与I（[NII]）关系的行为可以通过满足0.84 < [C/N] AF < 1.41的模型结果来解释，其中模型金属丰度范围为1 Z至2 Z，氢体积密度log n（H）= 3.5，电离参数log U为-1至-2。对模型数据点的最小二乘拟合得出log I（[CII]）= 1.068log I（[NII]）+ 0.645，以预测AF中H II区域产生的[CII]发射。PDR内产生的总观测到的[CII]发射的分数在~ 0.20和~ 0.75之间变化。我们的结果得出AF的碳氮比和氮元素丰度的平均值分别为[C/N]_AF = 1.13 +/- 0.09和[N/H]_A…
2021-04-06 astro-ph.GA
Dynamical Evolution of Four Old Galactic Open Clusters traced by their constituent stars with \textit{Gaia} DR3
本研究利用Gaia DR3数据和ML-MOC算法识别四个年老银河系疏散星团的成员，通过多种分布分析其动力学演化阶段，揭示了不同星团各异的群体分层特征。
2024-09-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Local Spiral Structure Traced by Red Clump Stars
利用Gaia EDR3和2MASS点源星表的交叉匹配数据，识别了视差精度优于20%的RC星样本，并用于揭示老星跟踪的附近螺旋图案。如RC星的密度分布图所示，从$l~\sim$ 90 $^\circ$到$\sim$ 243 $^\circ$有一个弧形的特征，它靠近太阳经过。这一特征可能是由老恒星跟踪的一个臂段，表明太阳附近的银河系潜力。通过与年轻天体所描绘的旋臂进行比较，我们发现银河系旋臂的两个不同组成部分之间存在相当大的偏移。由RC星追踪的螺旋臂往往有一个更大的俯仰角，因此有一个更松散的缠绕模式。
2022-05-31 astro-ph.GA
Differential rotation of the halo traced by the K-giant stars
利用LAMOST DR 5中的K巨星研究了星系晕在不同空间位置的自转速度变化。模拟的旋转速度分布与晕和磁盘组件，我们发现，晕人口的旋转速度几乎线性下降，增加垂直距离的银盘平面，$Z$，在固定的银河系中心半径，$R$。用$6<R<12$ kpc和$12<R<20$ kpc将样品分成两部分。我们推导出两个子样本沿$Z$的下降速率分别为$-3.07\pm0.63$和$-1.89\pm0.37$ km s $^{-1}$ kpc $^{-1}$。与TNG模拟结果相比，我们认为这种趋势可能是由盘与晕之间的相互作用引起的。模拟结果表明，只有扁圆晕才能提供随$Z$增大而减小的自转速度。这表明银河晕是扁圆形的，银河中心半径为$R<20$ kpc。另一方面，本研究清楚地追踪了盘组分（主要是厚盘）的张开，$R$在12和20 kpc之间，盘可以垂直延伸到盘平面上方的$6\sim10$ kpc。更有趣的是，我们发现盖亚-土卫二-香肠（GES）组分仅在具有$R<12$ kpc的晕中具有显著贡献，即23 $-$的一部分47\%。而在外部子样本中，贡献太低，无法得到很好的约束。
2020-07-02 astro-ph.GA
Missing baryons traced by the galaxy luminosity density in the large-scale WHIM filaments
我们提出了一个新的方法来解决失踪重子问题。基于普遍的假设，即失踪的重子是在温暖的热星系际介质（WHIM）的形式，我们进一步假设在这里，星系光度密度可以作为一个示踪剂的WHIM。后一种假设得到了我们在Cui等人（2012）的流体动力学模拟中发现的WHIM密度和星系光度密度之间的显着相关性的支持。我们进一步发现，在WHIM阶段的气体质量的分数是实质上（由$\sim$ 1.6的一个因素）更高的大尺度银河丝，即$\sim$ 70\%，相比之下，在整个模拟体积的平均值$\sim$ 0.1\，Gpc $^3$。WHIM超密度与星系暗条内星系光度超密度之间的关系符合线性关系：$δ_{\rm whim}\,=\,0.7\,\pm\,0.1\,\times\,δ_\mathrm{LD}^{0.9 \pm 0.2}$。我们将我们的程序应用于blazar H2356-309的视线，并在雕塑家墙的对应中找到了WHIM的证据（z $\sim$ 0.03且$\log{N_H}$ = $19.9^{+0.1}_{-0.3}$）和双鱼座-鲸鱼座超星系团（z $\sim$ 0.06且$\log{N_H}$ = $19.7^{+0.2}_{-0.3}$），与Fang等人（2010）和Zappacosta等人（2010）确定和研究的X射线吸收体的红移和柱密度一致。这一协议表明，星系光度密度和银河丝是可靠的路标WHIM和…
2015-08-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Kinematics of massive star ejecta in the Milky Way as traced by 26Al
大质量恒星成群形成，它们的恒星风和超新星爆炸产生了大小达千秒差距的超级气泡。它们的喷出物对星际介质动力学和化学演化模型有重要意义。然而，喷出物的运动学和在空间和时间的特征尺度是相当未探索超过~10 ka。通过测量衰变时间常数约为10^6年的放射性26 Al，我们的目标是在百万年的时间尺度上追踪超新星和超新星喷出物的运动学。我们的目标是确定混合的时间尺度和空间运动学等喷出物从pc到kpc规模。我们利用INTEGRAL上的SPI谱仪及其沿银河脊的观测，追踪了26 Al衰变产生的1808.63 keV γ射线线的线形。我们确定线质心和比较这些多普勒频移的期望从大规模的系统旋转围绕银河系的中心，在其他银河系的对象。我们测量气体的径向速度跟踪26铝，平均视线，作为银河经度的函数。我们发现速度比银河系自转的预期值要高得多，平均体速度比银河系自转的预测值高出约200 km/s^-1。所观察到的径向速度扩展意味着多普勒展宽的伽马射线线，这是与我们的测量的整体线宽。我们可以重现观察到的特性与26铝源位于沿内旋臂，当我们添加一个全球性的吹出到远离武器的前进方向，如预期从大质量恒星偏移朝向旋臂前缘。超气泡晕连接意味着在盘晕系统的角动量转移，也径向气体流动。
2013-09-19 astro-ph.GA astro-ph.HE
Constraints on the Galactic Bar from the Hercules stream as traced with RAVE across the Galaxy
在银河系的潜力（旋臂和酒吧）的非轴对称诱导运动群，如大力士流。假设武仙座是由银河系酒吧的外Lindblad共振的影响，我们分析模型的属性作为一个函数的位置在银河系中，其依赖于酒吧的模式速度和方向。使用从RAVE调查的数据，我们发现，大力士结构的方位角速度作为银心半径的函数，以符合我们的分析模型的方式减少。这使我们能够获得新的估计银河系的酒吧的参数。杆的图案速度和角度的组合似然函数对于图案速度$Ω_b=(1.89 \pm 0.08) \times Ω_0$具有其最大值，其中$Ω_0$是局部循环频率。假设太阳半径为8.05千秒差距，当地圆周速度为238公里/秒，这相当于$Ω_b=56\pm 2$公里/秒/千秒差距。另一方面，无法使用可用数据约束条形图的方向$ϕ_b$。事实上，似然函数表明模式速度和方向之间存在紧密的相关性，这意味着我们的最佳拟合结果的更好描述由线性关系$Ω_b/Ω_0=1.91 + 0.0044[ϕ_b(°)-48]$给出，标准偏差为0.02。例如，对于$ϕ_b=30°$的角度，模式速度是$54.0\pm0.5$ km/s/kpc。这些结果对银河系的其他参数（如圆速度曲线或太阳的特殊运动）不太敏感，并且对距离偏差具有鲁棒性。
2014-01-28 astro-ph.GA
Exploring the Dust Content of Galactic Halos with Herschel. IV. NGC 3079
我们提出的结果，从深赫歇尔远红外观测的边缘盘星系NGC 3079的分析。在100和160 μ m处的PSF清洁的PACS图像显示以核为中心的25 kpc x 25 kpc X形结构，其在范围和方向上与在H α、X射线和远紫外线中看到的相似。在SPIRE 250 μ m的地图上检测到一个组成这个结构的尘埃丝，距离核约25 kpc。远红外线细丝和其他波长的细丝之间的匹配表明，尘埃物质已经被产生该物体其他结构的相同大规模星系风从盘中提升出来。仔细观察中央10 kpc x 10 kpc区域可以为这种情况提供额外的支持。尘埃温度跟踪的100-160微米的流量比在这个区域内的增强的双锥区域为中心的活动星系核，沿星系的短轴排列，并符合著名的双瓣厘米波射电结构和Halpha-X射线核超泡。PACS成像光谱的内部6-kpc区域揭示了广泛的[C II] 158 μ m的发射线轮廓和OH 79 μ m的吸收功能，沿短轴的星系的宽度远远超过预期的磁盘旋转运动的光束拖尾。这提供了令人信服的证据，证明由[C II]和OH特征追踪的冷物质直接与由H α，X射线和射电辐射追踪的核电离和相对论流出相互作用。
2021-10-05 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Chemical evolution of the Galactic bulge as traced by microlensed dwarf and subgiant stars. V. Evidence for a wide age distribution and a complex MDF
基于引力微透镜事件期间获得的高分辨率光谱，我们提出了一个详细的元素丰度分析的32个矮和亚巨星在银河系的隆起。[摘要]，我们现在有58个微透镜凸起的矮星和亚巨星已经被均匀分析。样品的主要特征和可以得出的结论是：（i）金属丰度分布（E2）很宽，涵盖[Fe/H]=-1.9至+0.6之间的所有金属丰度;（ii）在我们以前对较小样品的分析中，（26颗微透镜恒星）不再明显;相反，它具有复杂的结构，并且开始出现多个组件的迹象。[缩写];（iv）[Fe/H]>-0.1的富金属星年龄变化很大，从2 Gyr到12 Gyr不等，其分布在4-5 Gyr附近有一个主峰，并有一个向更高年龄延伸的尾部;（v）在[α/Fe] - [Fe/H]中有迹象表明，“拐点”出现在[Fe/H] = -0.3至-0.2附近，与局部厚盘的“拐点”相比，这是一个略高的金属丰度。这表明，贫金属凸起的化学富集比局部厚盘观察到的要快一些。微透镜凸起矮星的结果结合文献中的其他发现，特别是凸起具有圆柱旋转的证据，表明银河系可能是一个几乎纯的盘状星系。这样一来，凸起就只是银河系其他恒星星族（薄盘、厚盘、晕和.？）的聚集体，一起居住在银河系的中心部分，受到银河酒吧的影响。
2012-11-29 astro-ph.GA
Modelling the evolution of the Galactic disc scale height traced by open clusters
本文提出银河系疏散星团标高随年龄增大主要源于巨分子云相遇对近银道面星团的选择性瓦解，并通过基于Gaia星表的计算模型成功再现了观测到的标高演化和存活星团数量。
2025-01-29 astro-ph.GA
The flare and spiral structure of the Milky Way's disc as traced by young giant stars
INAF - Osservatorio Astrofisico di Torino（意大利国家天体物理研究所都灵天文台）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）
通过16000颗年轻巨星级星研究银河盘三维结构，发现盘体逐渐变厚并形成显著的银河耀斑，揭示旋臂延伸和局部臂结构特征。
2026-05-12 astro-ph.GA
Chemical evolution of the Galactic bulge as traced by microlensed dwarf and subgiant stars. VIII. Carbon and oxygen
上下文：[删节]。对于银河系凸起，目前基本上没有对未进化恒星中的碳进行测量，这阻碍了我们将银河系化学进化模型与这个仍然神秘的恒星星族的观测数据进行适当比较的能力。目标：我们的目标是确定我们的91个微透镜凸起矮星和亚巨星样本的碳丰度。再加上对氧的新测定，这形成了第一个具有统计学意义的具有C和O丰度测量的膨胀星样本，并且C丰度没有被恒星内部的核燃烧过程改变。方法：分析是基于91颗矮星和次巨星的高分辨率光谱，这些恒星是在恒星亮度被高度放大的微透镜事件中获得的。碳丰度通过谱线合成9100 A附近的五条CI线来确定，氧丰度使用7770 A附近的三条OI线来确定。[简略]结果：样本中91颗恒星中有70颗的碳丰度可以确定，样本中91颗恒星中有88颗的氧丰度可以确定。[C/Fe]比基本上与[Fe/H]同步演变，以太阳值为中心。[O/Fe]-[Fe/H]趋势的外观非常类似于在凸起中观察到的其他α元素[缩写]。当把核球样本分成两个亚组时，一个小于8 Gyr，一个大于8 Gyr，这两个亚组中的恒星完全遵循太阳邻域薄盘和厚盘定义的元素丰度趋势。与最近的[C/O]-[O/H]平面上的银河系化学演化模型的比较表明，与数据最匹配的模型是考虑到银河系薄盘和厚盘计算的模型。[简略].
2021-09-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
A galactic outflow traced by its extended Mg II emission out to a $\sim30$ kpc radius in the Hubble Ultra Deep Field with MUSE
本研究利用MUSE深场数据在哈勃超深场中发现一个恒星形成星系周围延伸至30 kpc的Mg II发射晕，通过基于Sobolev近似的辐射转移模型和贝叶斯MCMC拟合约束了双锥外流的运动学与几何特征，揭示了外区额外机制对周星系介质的塑造作用。
2024-09-11 astro-ph.GA
The Galactic evolution of sulphur as traced by globular clusters
硫是一种重要的、易挥发的α元素，但它在银河系化学演化中的作用仍然不确定。我们计算了银河系中三个球状星团（GC）中RGB星的S丰度，它们的金属丰度范围很宽（-2.3<[Fe/H]<-1.2），分别是M4，M22和M30。晕场星的[S/Fe]比在这个金属丰度跨度中表现出很大的分散性，这与典型的化学演化模型不一致。到目前为止，很少测量[S/Fe]存在的恒星在GC，这是很好的示踪剂的化学富集的环境。然而，一些轻元素和阿尔法元素在个别GC中显示出恒星与恒星之间的变化，目前还不清楚硫是否也在GC恒星之间变化。利用红外光谱仪CRIRES，对15颗GC星（6颗M4星，6颗M22星和3颗M30星）在1045 nm处的S1多重峰3区域进行了高分辨率（R~50000）、高信噪比（SNR~200 per px）的光谱测量。多重态3比920 nm处更常用的多重态1的谱线更适合于S丰度的推导，因为它的谱线在低金属丰度时不会被大地吸收或其他恒星特征混合。我们使用光谱合成来推导出假设局部热力学平衡（LTE）的恒星的[S/Fe]比。我们发现M4的平均[S/Fe] = 0.58 +/- 0.01 +/- 0.20 dex（统计和系统误差），M22的[S/Fe] = 0.57+/-0.01+/-0.19 dex，M30的[S/Fe] = 0.55+/-0.02+/-0.16 dex。负NLTE修正估计为系统不确定度的顺…
2015-03-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dynamically-Driven Evolution of Molecular Gas in M83 Traced by CO 2-1/1-0 Line Ratio Variations
基于 ALMA 46 pc 分辨率的 CO R21 图，研究发现 M83 分子气体性质随星系结构和自转呈系统性演化，而非主要受恒星反馈控制。
2025-05-13 astro-ph.GA
First Statistical Detection of MgII-traced Cool Gas Outflows with JWST Towards Cosmic Dawn
University of Science and Technology of China（中国科学技术大学）
利用JWST首次统计探测宇宙黎明时期MgII示踪的冷却气体喷流，揭示喷流与恒星质量的正相关关系及喷流速度与宿主晕逃逸速度的关系。
2026-02-24 astro-ph.GA
Warp and flare of the old Galactic disc as traced by the red clump stars
利用迄今最大红团星样本，研究银河系外盘结构，发现老年恒星盘标长约1.95 kpc，标高从0.38 kpc增至2.2 kpc，喇叭状结构与翘曲均呈南北不对称且随年龄增强，支持长期演化与翘曲动力学机制。
2023-11-16 astro-ph.GA
Chemical evolution of the Galactic bulge as traced by microlensed dwarf and subgiant stars. IV. Two bulge populations
[摘要]基于UVES/VLT获得的高分辨率（R~42000 ~ 48000）和高信噪比（S/N~50 ~ 150）光谱，我们给出了银河系核球区26颗微透镜矮星和亚巨星的详细元素丰度（O，Na，Mg，Al，Si，Ca，Ti，Cr，Fe，Ni，Zn，Y，Ba）和恒星年龄。分析是基于等效宽度测量和标准的1-D LTE MARCS模型恒星大气。我们还提出了NLTE锂丰度的基础上线合成的7 Li线在670.8 nm。我们发现，球核金属丰度分布（BLM）是双峰型的;一个峰值在[Fe/H]= -0.6处，另一个峰值在[Fe/H]=+0.3处，并且在太阳金属丰度周围缺乏恒星。这与Baade窗中红巨星的最大值形成对比。一个简单的显著性检验表明，如果矮星是从巨星中抽取出来的，那么微透镜矮星中极不可能有这样的间隙。为了解决这个问题，我们讨论了几种可能性，但我们不能解决所观察到的差异的结论性解决方案。我们进一步发现，贫金属球矮星的年龄大多大于10 μ gyr，而富金属球矮星的年龄变化范围很大.在平均金属丰度、元素丰度趋势和恒星年龄方面，贫金属球样品与银河系厚盘非常相似。据推测，富金属的凸起人口可能是内部薄盘的表现。如果是这样的话，这两个球群可以支持最近的发现，基于运动学，没有经典球的签名，银河系是一个纯盘星系。此外，最近声称的一个平坦的国际货币基金组织在隆起的基础上的巨大的恒星可能要修改的基础上，我们的微…
2011-08-19 astro-ph.GA
Hubble Space Telescope Proper Motion (HSTPROMO) Catalogs of Galactic Globular Clusters. V. The rapid rotation of 47 Tuc traced and modeled in three dimensions
球状星团47 Tuc的高精度自行使我们能够首次测量星团在天球平面内的自转和从星团核心向外约13 '的速度各向异性剖面。这些配置文件与以前的测量沿视线和表面亮度配置文件，并配合所有一起与自洽模型，专门构造来描述准放松恒星系统与现实的差分旋转，轴对称和压力各向异性。最佳拟合模型在旋转轴和视线方向之间提供30度的倾斜角i，并且能够同时再现集群的完整三维运动学和结构，同时保持与投影形态的良好一致性。仅基于视线测量的文献模型意味着显著不同的倾角（i=45度），表明自行在约束47 Tuc的内在结构中起着关键作用。我们的最佳拟合的全球动力学模型意味着内部旋转高于以前的研究表明，并提出了一个峰值的内在V/sigma比约0.9在两个半光半径，与非单调的内在椭圆形轮廓达到值高达0.45。我们的研究揭示了47 Tuc中新程度的动力学复杂性，这可能有助于为球状星团的形成和演化提供新的见解。
2017-06-27 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Structure in the Magnetic Field of the Milky Way Disk and Halo traced by Faraday Rotation
银河系的盘和晕的电离介质中的磁场对线偏振射电辐射施加法拉第旋转。我们比较了两个测绘银河系法拉第旋转的调查，一个显示了通过银河系看到的河外源的旋转测量（来自Hutschenreuter et al 2022），另一个显示了来自全球磁离子介质调查的弥漫银河系同步辐射的法拉第深度。在5度x 10度箱中比较两个数据集，在中纬度10 < |b| < 50度显示出良好的一致性，在低纬度和高纬度它们之间的相关性很小。在他们一致的地方，两个示踪剂都显示出作为银河经度函数的清晰模式：在北半球是一个强烈的sin（2 x经度）模式，在南半球是一个sin（经度+ π）模式。高度高于或低于平面|z| > 300 pc的脉冲星在其旋转测量中表现出类似的经度依赖性。附近的非热结构显示旋转测量阴影，就像猎户座-波江座超级气泡一样。我们描述家庭的发电机模型，可以解释观察到的模式在两个半球。我们认为，一个场反转，已知穿过太阳圈内几百pc的平面，可以随着银河系半径的增加而转向正z，以解释北半球的sin（2x经度）模式。相关性表明，从河外源的旋转措施是一至两次相应的旋转措施的漫发射，这意味着法拉第复杂性沿某些视线，特别是在南半球。
2022-09-22 astro-ph.GA astro-ph.HE
On the dissolution of star clusters in the Galactic centre. I. Circular orbits
我们提出了N体模拟溶解星团靠近银河系中心。为此，我们开发了一个新的N体程序称为nbody6gc的基础上Aarseth的一系列的N体代码。我们详细描述了算法。我们报告了Kuepper等人（2008）最近解释的潮汐臂中的密度波现象。驻波在潮汐臂中形成。波结或波团在出现的潮臂撞击有效势的势壁并被反射的位置处发展。逃逸的恒星穿过波结进一步进入潮汐臂。我们证明了波结的位置与Just等人（2009）的理论的一致性。我们还展示了一个简单的方法来研究潮汐臂的性质。通过求解沿潮汐臂的多个特征值问题，我们在数值上构造了一个方向总是沿局部惯性张量的主轴的一维坐标系。沿着该坐标系，可以评估物理量。我们的模型的半质量或溶解时间几乎与粒子数无关，这表明两体弛豫不是导致溶解的主要机制。这可能是许多年轻星团的典型情况。我们提出了一个分类方案，揭示了溶解机制。
2009-06-24 astro-ph.GA
Evidence for Coupling of Evolved Star Atmospheres and Spiral Arms of the Milky Way
必须绘制星系中反馈的强度和分布图，以了解反馈如何影响星系生态系统。H $_2$ O脉泽作为能量注入ISM的指示器。我们的目标是测量银河系中水脉泽追踪的反馈的强度和分布。我们确定的光学对应的H $_2$ O脉泽发现的HOPS调查。利用第二次盖亚数据发布的视差测量结果，确定了银河系中H $_2$ O脉泽的分布和亮度。我们提供的证据演化的恒星之间的相关性，跟踪H $_2$ O脉泽，和银河系的螺旋结构，这表明演化的恒星和银河系环境之间的联系。
2020-05-08 astro-ph.GA
The Galactic Disk North-south Asymmetry in Metallicity May Be A New Tracer for the Disk Warp
本研究利用LAMOST和APOGEE的17万颗红团簇恒星，首次发现金属丰度南北不对称性可示踪银河系盘翘曲，并精确拟合其形态与节线方向。
2024-12-17 astro-ph.GA
First statistical constraints on galactic scale outflows properties traced by their extended Mg II emission with MUSE
Leibniz-Institut for Astrophysik Potsdam (AIP)（波茨坦莱布尼茨天体物理研究所）；Univ of Lyon1, Ens de Lyon, CNRS, Centre de Recherche Astrophysique de Lyon (CRAL) UMR5574（里昂第一大学、巴黎高等师范学院、法国国家科学研究中心、里昂天体物理研究中心）；NSF’s National Optical-Infrared Astronomy Research Laboratory（美国国家光学-红外天文研究实验室）；Department of General Systems Studies, Graduate School of Arts and Sciences, The University of Tokyo（东京大学大学院人文社会系研究科综合文化学研究科）
利用MUSE观测47个星系的深积分场数据，首次统计研究Mg II发射线所揭示的星系尺度出流性质，发现出流与恒星形成率、恒星形成率密度及年轻恒星人口相关，且出流速度与星系质量相关。
2026-02-17 astro-ph.GA
Mapping the Galactic Metallicity Gradient with Open Clusters: The State-of-the-Art and Future Challenges
在本文中，我们利用高分辨率光谱巡天和计划（即，APOGEE、Gaia-ESO、GALAH、OCCASO和SPA）。这些数据已被均匀化，然后作为一个整体进行分析。由此产生的目录包含251个银河系疏散星团的[Fe/H]和轨道参数。通过对175个疏散星团进行高质量的金属丰度测定，得到的径向金属丰度梯度的斜率为$-$ 0.064 $\pm$ 0.007 dex kpc $^{-1}$。由疏散星团追踪的径向金属丰度分布超过R $_{\rm Gal}$ =12.1 $\pm$ 1.1 kpc。疏散星团在[Fe/H]-L $_{\rm z}$图上的斜率为$-$ 0.31 $\pm$ 0.02 10 $^{3}$ dex km $^{-1}$ kpc $^{-1}$ s，但它大于L $_{\rm z}$ =2769 $\pm$ 177 km kpc s $^{-1}$。在本文中，我们还审查了一些高优先级的实际挑战周围的疏散星团的研究，这将显着推动我们的理解超越了国家的最先进的。最后，我们比较的形状的银河系径向金属丰度梯度的其他螺旋星系。
2022-02-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Mapping the Milky Way with Gaia Bp/Rp spectra-IV: the broken and asymmetric density profile of the stellar disk traced by a large sample of red clumps
Institute of Astronomy and Physics, Inner Mongolia University（内蒙古大学天文与物理学院）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉各纳大学）；School of Astronomy and Space Science, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文与空间科学学院）；Key Laboratory of Survey Science of Yunnan Province, Yunnan University（云南省测绘科学重点实验室）
基于840万颗红团星，研究银河系恒星盘的径向和方位密度分布，发现盘结构的断裂和非对称特征，揭示了不同区域的密度变化及可能的银河系棒状结构影响。
2026-04-27 astro-ph.GA
The Variability of the Star Formation Rate in Galaxies: I. Star Formation Histories Traced by EW(H$α$) and EW(H$δ_A$)
为了研究星系的恒星形成率（SFR）的变化，定义了一个恒星形成变化参数SFR $_{\rm 5Myr}$ /SFR $_{\rm 800Myr}$，它是最近500万年内平均的SFR与最近8亿年内平均的SFR之比。我们表明，这个参数可以确定从H $α$发射和H $δ$吸收的组合，加上4000埃的突破，与恒星形成星系的不确定性为$\sim$ 0.07 dex。然后，我们将此估计MANGA星系，全球范围内的Re和径向环内。我们发现，具有较高的整体SFR $_{\rm 5Myr}$ /SFR $_{\rm 800Myr}$的星系似乎有较高的SFR $_{\rm 5Myr}$ /SFR $_{\rm 800Myr}$在所有的银河系半径，即星系的整体SFR最近的时间增强增强有增强的恒星形成在所有的银河系半径。SFR $_{\rm 5Myr}$ /SFR $_{\rm 800Myr}$在给定的相对星系半径和给定的恒星质量的分散与（间接推断的）气体耗尽时间减少：气体耗尽时间短的位置似乎经历更大的变化，在他们的恒星形成率的陀螺仪或更短的时间尺度。在Wang et al.（2019）中，我们发现星系群中恒星形成率表面密度$Σ_{\rm SFR}$的分散似乎与推断的气体耗尽时间尺度呈负相关，并根据气体调节器系统对气体流入速率变化的动态响应来解释这一点。在本文中，我们现在可以直接证明与SFR $_{\rm …
2020-02-27 astro-ph.GA
Parallax-based Distances to Galactic Hii Regions: Nearby Spiral Structure
本文利用572个具有精确距离的HII区样本重新审视银河系邻近旋臂结构，发现年轻天体与演化恒星示踪的旋臂段一致，并将本地臂重新解释为倾角25.2°±2.0°、内缘与Radcliffe Wave吻合的旋臂段。
2025-03-03 astro-ph.GA
The circumgalactic medium of eBOSS emission line galaxies: signatures of galactic outflows in gas distribution and kinematics
利用金属吸收线跟踪研究了发射线星系冷环星系介质（CGM）的分布和运动学。利用来自SDSS-IV eBOSS的大约20万个ELG和来自SDSS的50万个背景类星体，我们测量了类星体光谱中Mg II和Fe II线的中值吸收强度，其碰撞参量范围从10 kpc到1 Mpc。为了比较，我们在明亮的红色星系（LRGs）周围测量了相同的数量。在大于100 kpc的尺度上，ELG和LRG都表现出相似的吸收曲线。然而，在较小规模的ELG周围，金属吸收要强5-10倍。金属的吸收强度是各向异性的，沿短轴的星系，过量，表明流出的吸收气体的起源。冷CGM的速度色散和它的宿主暗物质晕的速度色散之间的比率对于ELG来说大约是1，但是对于LRGs来说大约是一半。这些结果表明，星系类型的二分法反映在密度分布和运动学的CGM跟踪金属吸收线。我们的研究结果提供了强有力的证据表明，CGM的ELG是丰富的恒星形成所产生的气体外流。
2018-09-17 astro-ph.GA
Tracing differential reddening with Diffuse Interstellar Bands. The globular cluster M 4 as a testbed
星际弥散带（diffuse interstellar band，DIB）是恒星的光学和红外光谱中存在的星际起源的弱吸收特征。近年来，它们作为追踪银河ISM结构的工具的使用越来越重要。在这里，我们提出了一个实验来测试我们的能力，跟踪微分红化的天空平面上使用的信息相对于DIB在$λ$ 6614提取的冷恒星的光谱。为此，我们利用了球状星团M4的FLAMES存档数据，以及WISE和普朗克图像作为参考。我们发现了一个全球性的积极趋势之间的分布强度的DIB，跟踪其等效宽度，和银河系的红化量，跟踪普朗克。这一结果支持使用DIB来追踪银河ISM的小尺度结构。
2015-11-17 astro-ph.GA
The formation of very wide binaries
在过去的几十年里，在银河系的场和晕中发现了许多宽（>1000 AU）的双星。这些宽双星的起源不能用恒星形成或银河系场的动力学相互作用来解释。我们解释它们的存在广泛的二元形成过程中的年轻星团的溶解阶段。在这种情况下，两颗单星在同一时间，以相同的方向，以相似的速度离开溶解的星团，形成一个新的，非常宽的双星。使用N-体模拟，我们研究如何频繁地发生这种情况，以及如何的轨道参数，这样的二进制依赖于集群的属性，它们来自。根据初始条件，单个星团的宽双星比例为1- 30%。由于大多数恒星形成的一部分，一个二进制或多个系统，我们预测，大部分这些宽的二进制实际上是广泛的三重和四重系统。
2009-09-07 astro-ph.GA
Chemical evolution of the Galactic bulge as traced by microlensed dwarf and subgiant stars. Detailed abundance analysis of OGLE-2008-BLG-209S
目标。我们的目标是双重的。首先，我们的目标是评估的鲁棒性和准确性的恒星参数和详细的元素丰度，可以从高分辨率的光谱观测微透镜矮和亚巨星。然后，我们的目标是使用微透镜矮星和亚巨星来研究银河系隆起的丰度结构和化学演化。[简略]方法。我们提出了一个详细的元素丰度分析OGLE-2008-BLG-209 S，一个新的微透镜事件的源星向隆起，我们获得了高分辨率的光谱与麦哲伦粘土望远镜上的MIKE摄谱仪。我们对OGLE-2008-BLG-209 S进行了四种不同的分析。我们还用同样的方法重新分析了之前的三颗微透镜矮星OGLE-2006-BLG-265 S，MOA-2006-BLG-099 S和OGLE-2007-BLG-349 S。这个同质的数据集虽然很小，但可以直接比较不同的恒星星族。结果我们发现OGLE-2008-BLG-209 S是一颗亚巨星，其金属丰度为[Fe/H] ~-0.33。它具有类似于在相同金属丰度的膨胀巨星中发现的[α/Fe]增强，以及在相同金属丰度的附近厚盘星中发现的增强。相比之下，前三颗微透镜矮星的金属丰度非常高，[Fe/H]>+0.4，丰度比更像太阳，即[alpha/Fe]~0。[α/Fe]比值随[Fe/H]的降低是中低质量恒星富集的典型特征。此外，我们发现，结果的四个凸出的恒星，结合结果的巨大恒星的研究在凸出，似乎有利于一个长期的形成方案的凸出。
2009-03-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
