The escape speed curve of the Galaxy obtained from Gaia DR2 implies a heavy Milky Way
通过对Gaia DR 2星系中$\sim 2850$反旋晕星速度分布的分析，测量了银河系的逃逸速度曲线。这些距离是通过StarHorse代码估算的，研究中只使用了距离误差小于10%的恒星。逃逸速度曲线是在银心半径从$\sim 5$ kpc到$\sim 10.5$ kpc的范围内测量的。在太阳位置的局部银河逃逸估计是$v_\mathrm{e}(r_\odot)=580 \pm 63~\mathrm{km~s^{-1}}$，它向银河中心上升。定义为达到三个维里半径所需的最小速度，我们的逃逸速度作为半径的函数的估计意味着，对于Navarro-Frenk-White轮廓和$240~\mathrm{km~s^{-1}}$的局部圆速度，暗物质质量$M_{200}=1.28^{+0.68}_{-0.50} \times 10^{12}~M_\odot$和高浓度$c_{200}=11.09^{+2.94}_{-1.79}$。假设$Λ$ CDM的质量浓度关系，我们得到$M_{200}=1.55_{-0.51}^{+0.64}\times 10^{12}~M_\odot$，$c_{200}=7.93_{-0.27}^{+0.33}$，对于$228~\mathrm{km~s^{-1}}$的局部圆速度。
2018-08-27 astro-ph.GA
The Distribution of Dark Matter in the Milky Way's Disk
本文分析了耗散重子物理学对太阳位置上局部暗物质（DM）分布的影响，并强调了直接探测实验的后果。我们的工作是基于对银河系晕的两个宇宙学模拟的比较分析：厄里斯，一个完整的流体动力学模拟，和ErisDark，它的DM唯一的实现。我们发现，两个不同的过程导致在厄里斯到一个30%的增强DM在磁盘平面在太阳的位置：吸积和破坏的卫星导致DM组件与净角动量和收缩的重子拉DM到磁盘平面，而不迫使它共同旋转。由于银河系质量的暗晕的合并历史特别静止，厄里斯星的同向旋转暗盘的质量比以前的工作所建议的要小，只贡献了当地DM密度的9%。Eris中的速度分布与其仅使用DM的孪生模拟ErisDark相比被拓宽并转移到更高的速度。在高速下，$f(v)$在Eris中的下降比在ErisDark或SHM中更陡，缓解了CDMS-II和XENON 100实验最近结果之间的紧张关系。$f(v)$的非麦克斯韦方面仍然存在，但在Eris中比在仅DM运行中更不明显。弱暗盘在低反冲能量下仅使时间平均散射率增加百分之几。然而，在高速尾部，由于重子收缩导致的典型速度的增加与ErisDark相比导致了强烈增强的平均散射率，尽管与SHM相比它们仍然被抑制。关于年度调制的幅度，可以看到类似的趋势，而调制部分与SHM相比增加，与ErisDark相比减少。
2014-03-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the Spiral Structure of the Milky Way Galaxy
我们考虑了银河系整体螺旋结构的可能模式，使用中性（原子），分子和电离氢的分布数据，基于螺旋结构对称的假设，即假设螺旋臂相互平移，围绕银河系中心旋转180°（双臂模式）或90°（四臂模式）。我们证明，对于内部区域，观察是最好的代表与四臂计划的螺旋图案，与所有银河系螺旋密度波。基本位置是隆突臂的位置，根据到HII区域的距离以及H1和H2径向速度可靠地确定。这种模式在第三象限和第四象限中继续存在，外HI臂较弱;从它们的形态来看，银河系应该被认为是一个不对称的多臂螺旋。由直线段组成的外臂的膝状形状可以表明这些臂是由于气体盘中的重力不稳定性而出现的瞬态形成。HI超级云之间的距离是最明亮的中性氢的两个手臂，船底座臂和天鹅座（外）臂，集中到两个值，允许假设存在一个规则的磁场在这些武器。
2010-11-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
The effects of dynamical substructure on Milky Way mass estimates from the high velocity tail of the local stellar halo
我们调查的影响，动力流和子结构的估计本地逃逸速度和总质量的银河系质量的星系模拟本地晕星的高速尾巴。我们使用了一套高分辨率，磁流体力学宇宙放大模拟，解决了相空间子结构的局部体积周围的太阳一样的位置。我们表明，相空间结构显着不同的位置在个别星系和整个套件。子结构不均匀地填充高速尾部，并导致质量估计的差异。我们表明，流的组合，样本噪声和截断的高速尾部低于逃逸速度导致分布的质量估计值的中位数低于真实值的$\sim 20 \%$，并蔓延的一个因素2整个套件。修正这些偏差后，我们得到了Deason等人提出的银河系质量的修正值$1.29 ^{+0.37}_{-0.47} \times 10^{12}$ $\rm M_{\odot}$。
2019-06-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Spiral structure of the Milky Way galaxy: observations and theoretical predictions
利用银河系各子系统的运动学性质和密度分布的观测数据，建立了银河系盘的多分量平衡模型。使用无碰撞气体数值模拟的磁盘的动力学进行了研究。在大约一个陀螺之后，一个突出的中央棒形成，其半轴约为3千秒差距。在中心区域之外，发展出多臂螺旋图案，其特征在于m=2、3和4臂螺旋图案的叠加。在我们的模拟中，螺旋结构和酒吧至少存在3 Gyr。银河系盘中棒的存在对银河系各子系统的密度分布有严格的限制，我们发现当盘表面密度分布的径向尺度长度大于2.6kpc时，棒不会形成。类似地，在具有大质量和紧凑的恒星凸起的模型中，银河系盘中的酒吧的形成被抑制。如果未来的GAIA观测证实银河系圆盘中存在着三四臂螺旋图案，这将证明银河系圆盘中螺旋图案的长期存在。
2019-12-16 astro-ph.GA
A differentiable hydrodynamical approach to the Milky Way bar pattern speed with CO longitude--velocity data
Amanogawa Galaxy Astronomy Research Center, Graduate School of Science and Engineering, Kagoshima University（鹿儿大学理工学研究科天琴座星系天文学研究中心）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；The Graduate University for Advanced Studies, SOKENDAI（综合研究大学院大学）；The Institute of Statistical Mathematics（统计数学研究所）
该研究利用可微流体动力学框架，通过CO经度-速度数据建模银河系棒状气体流动，在棒状模式速度参数空间约束低损耗区域，经模拟验证后应用于实际数据，证明了此建模方法对银河系棒状模型测试及多参数正向建模的可行性。
2026-07-15 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
A New Method for Determining the Milky Way Bar Pattern Speed
以前的工作已经涉及到银河酒吧的结构，在当地的恒星速度分布。在这里，我们表明，酒吧也影响的空间梯度的速度矢量通过奥尔特常数。通过试验粒子的数值积分，我们模拟了在包括银河棒的引力势中的奥尔特C值的测量。我们占观察到的趋势，C是越来越负的恒星具有较高的速度色散。通过将C的测量值与我们的模拟进行比较，我们改进了以前的杆模型，估计杆图案速度为Omega_b/Omega_0=1.87 \pm 0.04，其中Omega_0是局部圆频率，并且杆角度在20[deg]<phi_0<45[deg]范围内。我们发现，银河酒吧的影响奥尔特常数A和B的测量小于~2 km/s/kpc的热恒星。
2010-02-09 astro-ph.GA
The imprint of bursty star formation on alpha-element abundance patterns in Milky Way-like galaxies
在FIRE-2模拟中，银河系质量的星系展示了两种主要的恒星形成模式。在高红移恒星形成发生在一系列短暂而强烈的爆发，而在低红移恒星形成收益在一个稳定的速度与过渡从一个模式到另一个在时间范围从3至7 Gyr前为不同的星系。我们分析了恒星形成的模式如何影响铁和α元素的丰度。我们发现，早期爆发体制在[Fe/H]-[O/Fe]平面上以"侧面人字形"的形式在恒星元素丰度中留下了可测量的图案，并且在给定的恒星年龄下，[O/Fe]中的分散度高于星系处于稳定体制时的分散度。这表明，[O/Fe]随年龄的变化提供了爆发阶段结束的估计。我们调查的可行性，观察到这种效果，通过添加模拟观测误差模拟恒星调查，并发现，爆发和稳定阶段之间的过渡应该是可检测的银河系，虽然较大的观测不确定性，使过渡浅。我们将我们的方法应用于第二个APOKASC目录的银河系观测，并估计银河系中稳定恒星形成的过渡发生在7 - 8 Gyrs前，早于模拟中测量的过渡时间。
2023-01-18 astro-ph.GA
The Pattern Speed of the Milky Way Bar/Bulge from VIRAC & Gaia
我们比较了距离分辨，绝对自行在银河系酒吧/凸起区域的网格制作的测量动力学模型与定义良好的模式速度。这些数据是通过将相对VVV红外天体测量星表v1自行与盖亚DR 2绝对参考系相结合而获得的。我们进行了全面的分析，在我们的比较中，从数据和模型的各种错误，并允许额外的，未知的，通过使用离群值容忍似然函数来评估最佳拟合模型的贡献。我们量化了系统的影响，如比较中包含的数据区域，旋臂可能的重叠，以及用于预测模型数据的合成光度函数和条形角的选择。最佳拟合参数中的结果变化包括在其最终误差中。因此，我们测量的条形图速度为$Ω_b=33.29\pm1.81 \mathrm{km \, s^{-1} \, kpc^{-1}}$，太阳方位角速度为$V_{ϕ,\,\odot} = 251.31 \pm 1.95 \mathrm{km \, s^{-1}}$。这些数值与最近对银河系自转曲线的测量结果相结合，得出共转距离为6.5 < $R_{CR}$ [kpc] < 7.5，外林德布拉德共振（OLR）为10.7 < $R_{OLR}$ [kpc] < 12.4，高阶共振为m = 4，OLR为8.7 < $R_{{OLR}_4}$ [kpc] < 10.0。所测得的模式速度为“长-慢”酒吧场景提供了强有力的证据。
2022-04-28 astro-ph.GA
SDSS IV MaNGA: Bar pattern speed in Milky Way Analogue galaxies
大多数恒星棒产生的长期效应强烈依赖于图案速度。不幸的是，它也是最难估计的观测参数。在这项工作中，我们测量了97个银河系星系的酒吧图案的速度从MANGA调查使用Tüve-Weinberg方法。通过约束恒星质量和形态类型来选择样本。我们通过对椎间盘位置角的三个独立估计进行加权来改进我们的测量。为了恢复光盘的旋转曲线，我们适合的H $_α$速度图校正由酒吧产生的非圆运动的运动模型。完整的样品具有棒形速度（$Ω_{Bar}=28.14^{+12.30}_{-9.55}$ km s $^{-1}$ kpc $^{-1}$）、共转半径（$R_{CR} = 7.82^{+3.99}_{-2.96}$ kpc）和旋转速率（$\mathcal{R} = 1.35^{+0.60}_{-0.40}$）的平滑分布。我们发现了两组相关性：（i）之间的酒吧模式的速度，酒吧长度和对数恒星质量（ii）之间的酒吧模式的速度，盘的圆周速度和酒吧的旋转速率。如果我们用$30 \degree < i < 60 \degree$内的倾角和相对取向$20\degree<|PA_{disc}-PA_{bar} |<70\degree$来约束我们的样品，相关性变得更强，超快棒的比例从样品的20%减少到10%。这表明，在我们的样本中的超快酒吧的显着比例可能与TW方法的几何限制。通过进一步限制棒的大小和盘的圆周速度，我们得到了一个子…
2022-10-20 astro-ph.GA
Milky Way Mapper decoded abundances -- II: From patterns to paths
Research School of Astronomy and Astrophysics, Australian National University（澳大利亚国立大学天文与天体物理研究学院）；Department of Astronomy, Columbia University（哥伦比亚大学天文学系）；Center for Astrophysics and Space Astronomy, Department of Astrophysical and Planetary Sciences, University of Colorado（科罗拉多大学天体物理学与行星科学系天体物理学与空间天文中心）；Department of Physics & Astronomy, University of Utah（犹他大学物理与天文学系）；Department of Physics and Astronomy, Vanderbilt University（范德堡大学物理与天文学系）；Center for Computational Astrophysics, Flatiron Institute（平顿研究所计算天体物理学中心）；School of Physics and Astronomy, Monash University（莫纳什大学物理与天文学院）；Department of Astronomy, The Ohio State University（俄亥俄州立大学天文学系）；Center for Cosmology and Astroparticle Physics (CCAPP), The Ohio State University（俄亥俄州立大学宇宙学与高能粒子物理中心）
通过分析银河系盘状恒星的元素丰度模式，研究其化学演化过程，揭示低维丰度结构与银河系盘结构之间的关系。
2026-05-20 astro-ph.GA
The chemical imprint of the bursty nature of Milky Way's progenitors
低中子俘获元素丰度的碳增强贫金属星（CEMP-无星）是银河系中普遍存在的贫金属星。最近的观测发现了它们的两个亚组，它们的碳/镁（[C/Mg]）丰度比不同。在这里，我们表明，类似的丰度模式也存在于银河系的星系中的EAGLE宇宙流体动力学模拟，这些模式起源于这样一个事实，即恒星可能形成的气体主要由渐近巨星分支（AGB）恒星或II型超新星富集。这发生在恒星形成于混合不良的星际介质中，这些星际物质是正在经历爆发性恒星形成的银河系祖先星系。具有较低[C/Mg]的CEMP-no恒星在星暴开始时由低金属丰度的II型超新星富集的气体形成，这些超新星提供了强大的外流，淬灭了进一步的恒星形成。当宇宙学气体吸积后恒星形成恢复时，具有较高[C/Mg]的CEMP-无恒星形成，AGB喷出物富集明显的钡丰度较高，镁丰度较低。这表明，银河系祖先中爆发性的恒星形成在CEMP恒星的丰度模式中留下了永久的印记。
2018-10-14 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
The disrupting and growing open cluster spiral arm patterns of the Milky Way
本研究利用盖亚DR3疏散星团目录和动力学模拟，发现银河系旋臂缺乏理论年龄模式且模式速度与旋转曲线一致，否定准稳态密度波理论，表明旋臂为动态多臂结构，本地臂增长而人马-船底臂和英仙臂相反。
2025-01-24 astro-ph.GA
The Milky Way Bar Pattern Speed using Hercules and Gaia DR3
本文利用 Gaia DR3 分析 Hercules 星流随银河方位角的变化，独立证实银河系棒具有约40 km s⁻¹ kpc⁻¹的低图案速度，并支持其由 L4/L5 共转共振形成。
2024-04-08 astro-ph.GA
Substructure at High Speed II: The Local Escape Velocity and Milky Way Mass with Gaia DR2
测量银河系的逃逸速度对于获得银河系的质量、了解暗物质的速度分布以及建立暗物质密度分布图至关重要。在Necib $\&$ Lin（2021）中，我们引入了一种稳健测量逃逸速度的策略。我们的方法考虑到运动学子结构的存在，通过模拟具有多个组件的恒星分布的尾部，包括恒星晕和称为盖亚香肠（土卫二）的碎片流。在这样做时，我们可以测试逃逸速度测量对于速度分布的“尾部”的不同定义的鲁棒性，以及数据与不同基础模型的一致性。在本文中，我们将这种方法应用到盖亚的第二次数据发布，发现至少有两个组件的模型是首选。基于与三个约束分量的拟合来解释盘、松弛晕和盖亚香肠，我们发现银河系在太阳位置的逃逸速度为$v_{\rm{esc}}= 484.6^{+17.8}_{-7.4}$ km/s。假设一个Navarro-Frenck-White暗物质剖面，并结合最近在太阳位置$v_c = 230 \pm 10$ km/s的圆速度测量，我们发现银河系的$c_{200} = 13.8^{+6.0}_{-4.3}$浓度和质量为$M_{200} = 7.0^{+1.9}_{-1.2} \times 10^{11} M_{\odot}$，这是相当轻比以前的测量。
2021-02-03 astro-ph.GA hep-ph
Understanding the spiral structure of the Milky Way using the local kinematic groups
研究了旋臂对太阳邻域恒星运动学的影响。由于银河系（MW）旋臂的性质还没有完全确定，我们研究了两个模型：紧绕近似（TWA）模型，它代表了一个本地的近似，和一个模型与自洽的材料臂命名为PERLAS。这是一个质量分布，具有更突然的引力。我们进行测试粒子模拟后，调整两个模型的MW螺旋臂属性的观测范围。我们探索的手臂属性的影响，并发现一个重要的区域允许的参数空间有利于运动组的外观。速度分布对相对旋臂相位和方向图速度最为敏感。在所有情况下，武器诱导强大的运动学印记的模式速度约17公里/秒/千秒差距（接近4：1的内共振），但没有子结构诱导接近共转。如果一个人在银河系中心半径上仅移动~0.6 kpc，但在方位角上仅移动~2 kpc，则组发生显著变化。各组的出现时间不同，从0到超过1 Gyr不等。最近的旋臂可以产生强大的运动结构。恒星对这两种势能模型的响应在太阳附近的密度和运动学上都有很大的不同。PERLAS模型触发更多的子结构，用于更大范围的模式速度值。运动学组可用于减少当前关于MW螺旋结构的不确定性，并测试其是否遵循TWA。然而，在太阳附近的观测群体，如可以复制不同的参数组合。确定的约束条件需要更远距离的速度分布数据。
2011-06-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Milky Way Mapper decoded abundances -- I. Shared disc enrichment patterns
Australian National University（澳大利亚国立大学）；Columbia University（哥伦比亚大学）；University of Colorado（科罗拉多大学）；University of Utah（犹他大学）；Vanderbilt University（范德堡大学）；Flatiron Institute（平顿研究所）；Monash University（莫纳什大学）；The Ohio State University（俄亥俄州立大学）；New York University（纽约大学）
通过分析70,057颗红巨星的元素丰度，研究银河盘的恒星形成和富集历史，揭示了高精度的核合成通道，并展示了这些通道在不同年龄、金属licity和空间范围内的变化。
2026-05-19 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
Spiral-induced velocity and metallicity patterns in a cosmological zoom simulation of a Milky Way-sized galaxy
我们使用一个高分辨率的宇宙学变焦模拟银河系大小的晕研究的速度和金属丰度空间的动力学影响的螺旋臂的可观察到的功能。这是第一次，我们证明了螺旋臂，形成在一个完整的宇宙学环境中与现实的星系形成物理盘，驱动大规模的系统流运动。特别是，在螺旋臂的后缘上，特有的以银河为中心的径向和方位角速度场径向向外和方位角向后定向，而在前缘上径向向内和方位角向前定向。由于负的径向金属丰度梯度，该系统运动在给定半径处驱动残余金属丰度的方位角变化，其特征在于富金属后缘和贫金属前缘。我们表明，这些签名是理论上可观察到的外部星系与积分场单位仪器，如VLT/MUSE，如果检测到，将提供大规模的系统性径向迁移驱动的螺旋臂的证据。
2016-05-16 astro-ph.GA
The high-velocity dark matter halo of the Milky Way in light of the LZ 248 keV event
University of Sydney（悉尼大学）
本研究利用IllustrisTNG和FIRE模拟的银河系类似体，重新评估了LZ 248 keV事件解释中暗物质速度分布高速尾部的不确定性，发现最大速度中位数接近SHM值，且暗物质晕的各向异性和共转不降低该最大速度。
2026-09-21 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Pattern speeds in interacting galaxies
我们调查模式的速度在螺旋星系的结构是由一个同伴星系的相互作用引起的。我们进行计算模拟的恒星和/或气体成分的光盘的响应。通常，我们在这些模拟中没有发现唯一的图案速度，而是图案速度随着半径而减小，并且各个螺旋臂的图案速度不同。最大的图案速度为约20公里/秒/千秒差距的光盘与活恒星的组成部分，降低到5公里/秒/千秒差距的边缘的螺旋扰动。当仅模拟气体时，Omega_p在所有半径处通常非常低（5 km/s/kpc）。
2010-02-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
A new method for estimating the pattern speed of spiral structure in the Milky Way
在过去的几十年里，人们做了许多努力来了解银河系盘中旋臂对气体和恒星动力学的影响。螺旋结构的基本参数之一是其角速度或图案速度$Ω_p$，其确定盘中共振的位置和螺旋的径向范围。估计图案速度的最直接方法依赖于后向积分技术，试图定位疏散星团的恒星诞生地。在这里，我们提出了一种新的方法的基础上的相互作用的旋臂和恒星的光盘。利用《\it新光学可见疏散星团和候选星团表》中的500个疏散星团样本和APOGEE观测到的500颗巨星样本，我们得到了$Ω_p = 23.0\pm0.5$ km s $^{-1}$ kpc $^{-1}$，对于本地标准的静止自转$V_0=220$ ~km s $^{-1}$和太阳半径$R_0=8.0$ ~kpc。在$V_0$和$R_0$的可接受值范围内探索，分别为200-240 km/s $^{-1}$和7.5-8.5 kpc，结果只会导致我们对$Ω_p$的估计值有很小的变化，即在误差范围内。我们的结果是在密切的协议与一些研究，建议值在20-25公里的范围内$^{-1}$千分之$^{-1}$。我们的方法的一个优点是，我们不需要恒星年龄的知识，不像出生地方法，它允许我们使用来自大型银河系调查的数据。我们的方法的精度将得到提高，一旦更大的样本盘星的光谱信息将成为未来的调查，如4 MOST感谢。
2015-03-03 astro-ph.GA
Catalog of spiral arm Tangents (Galactic Longitudes) in the Milky Way, and the Age Gradient based on various arm tangents
介绍了自1980年以来观测到的205条旋臂切线（银河系中的旋臂）的更新目录。这表示在6年内（自2016年以来）增加了80个臂切线。大多数的旋臂切线都是在射电望远镜中观测到的。在这项研究中，每个臂示踪剂从尘埃带的分离进行了分析，以获得远离尘埃带的相对速度（年龄梯度）。每一个旋臂示踪物都被观测到与尘埃带分离，显示出穿过旋臂的年龄梯度约为11.3 +/- 2 Myr/kpc;这给出了远离尘埃带的相对速度约为87 +/- 10 km/s。
2022-07-28 astro-ph.GA
Classical Cepheids and the spiral structure of the Milky Way
我们使用目前最完整的可靠造父变星位置（565颗恒星），主要基于我们的测光数据，以概述我们银河系的螺旋图案。我们发现俯仰角等于9- 10度，假设螺旋图案具有四臂结构，并且螺旋图案中的太阳相位角为chi_0 = 121+/-3度，则获得最准确的估计（i=9.5 +/-0.1度）。通过比较造父变星和脉泽源的旋臂位置以及它们之间的年龄差，得到旋臂速度为Omega_P=25.2+/-0.5km/s/kpc。
2015-05-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Observed Age Gradient in the Milky Way -- as a Test for theories of spiral arm structure
一些重要的预测，从4个主要模型的螺旋臂形成的测试在这里，使用银河系获得的观测数据。许多旋臂模型（密度波、潮汐波、核李雅普诺夫管或动态瞬态波）与某些观测结果有一些不一致，也有一些不一致。我们的4个测试包括不同臂示踪物远离尘埃带的相对位置和相对速度，以及在两个银河象限和几个银河半径上获得的全球臂俯仰角，以及从银河象限IV到银河象限I的臂形状的连续性。在银河系中，从不同的臂示踪剂中观察到的年龄梯度为12.9 +/-1.1 Myrs/kpc，或远离尘埃带的相对速度为76 +/-10 km/s。年龄梯度的存在是预测的密度波，但不符合预测的潮汐波，核李雅普诺夫管，也不动态瞬态经常性波。
2022-03-10 astro-ph.GA
Dynamically possible pattern speeds of double bars
本文提出了一种新的研究双杆振荡势的方法，即基于不变回路的方法，目的是使研究更容易理解。利用这种方法，我展示了双棒星系（嵌套棒星系）的轨道结构是如何随着核棒斑图速度的变化而变化的。当内杆与外杆旋转方向相同时，并不是所有的花型速度都是允许的。低于一定的最小模式速度，轨道支持内杆突然消失，而高值的这个速度导致循环越来越圆。对于这两个极端之间的值，支撑内杆的环随着其图案速度的降低而进一步向外延伸，并且它们变得更加偏心和脉动更多。这些发现不适用于反向旋转的内杆。
2009-03-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Bar formation in the Milky Way type galaxies
许多棒星系，可能包括银河系，在中心有尖点。然而，有一种普遍的看法认为，在无凸起星系模型中发生的通常的棒不稳定性对于尖点模型是不可能的，因为任何模式速度都存在内部林德布拉德共振。同时也有数值证据表明，杆的失稳可以形成杆。我们分析这种差异，准确和多样的N体模拟和使用正常模式的计算。我们表明，酒吧的形成，在尖状星系可以解释考虑盘的厚度。指数增长的时间是温和的典型的电流盘群众（约2.5亿年），但大大增加（因子2或更多）后，取代的活晕和隆起与刚性晕/隆起的潜力，同时模式的速度几乎保持不变。正常模式分析与不同的光盘质量赞成一个年轻的酒吧假设，根据该酒吧不稳定饱和最近。
2017-02-06 astro-ph.GA
Staying away from the bar: the local dynamical signature of slow and fast bars in the Milky Way
红团巨星的三维密度和星系内部的气体运动学都表明，银河系棒的模式速度可能比以前估计的要低得多。在这里，我们表明，这样的慢杆模型是无法重现双峰观察到的本地恒星速度空间。我们这样做是通过计算在太阳附近的恒星的引力势的慢，快酒吧，在他们的扰动分布函数的作用角空间到二阶，以及通过识别共振捕获轨道。我们还检查，双峰是不太可能通过扰动产生的螺旋臂，并得出结论，相反的气体运动学，当地恒星运动学仍然有利于快速酒吧在银河系中，模式速度的顺序几乎两倍（不低于1.8倍）的圆频率在太阳的位置。这就留下了一个悬而未决的问题，即银河系中长而平的棒的性质。
2016-10-27 astro-ph.GA
A tidally induced global corrugation pattern in an external disc galaxy similar to the Milky Way
本文研究了低倾角晚型星系VV 304 a的二维视线速度场（$V_{\rm los}$）。由此产生的2D运动学地图揭示了一个全球性的，连贯的和扩展的扰动，这可能与最近与大质量伴星VV 304 b的相互作用有关。我们使用多波段成像和一套测试粒子模拟来量化由于非轴对称扰动引起的面内流的合理强度，并表明所观察到的速度流太大，无法由螺旋结构或杆驱动。我们使用完全宇宙学流体动力学模拟的特点，从平面内和离面速度流的$V_{\rm los}$字段最近相互作用的星系对，如VV 304系统的贡献。我们表明，最近扰动的低倾角星系盘，剩余速度场的结构，减去轴对称旋转模型后，可以占主导地位的垂直流。我们的研究结果表明，$V_{\rm los}$扰动VV 304 a是一致的，与一个小的模式。它的$V_{\rm los}$地图表明存在一个类似于银河系中看到的麒麟座环的结构。我们的研究突出了解决的重要问题的性质和起源的垂直扰动通过测量低倾角附近星系的视线速度的可能性。
2020-11-24 astro-ph.GA
X-ray bubbles in the circumgalactic medium of TNG50 Milky Way- and M31-like galaxies: signposts of supermassive black hole activity
TNG 50宇宙学模拟产生了银河系和仙女座星系的恒星盘上方和下方的环星系气体中的X射线发射气泡、壳和空腔，其形态特征让人想起银河系中的eROSITA和费米气泡。在z=0的TNG 50中检查的198 MW/M31类似物中，有三分之二显示出一个或多个大规模的、连贯的超压气体特征，这些特征撞击到气体晕中。一些星系包括一系列的气泡或不断增加的大小，从几个到几十个kpc。这些在气体压力、X射线发射和气体温度方面是突出的，并且通常在典型的激波马赫数为2-4时表现出尖锐的边界。气泡中的气体以100-1500 km/s的最大（第95 pctl）径向速度流出。TNG 50气泡的膨胀速度高达1000-2000 km/s（约1-2 kpc/Myr），但具有很大的多样性，并且较大的气泡以较慢的速度膨胀。气泡气体的温度为10^6.4-7.2 K，金属丰度为0.5-2太阳能。在TNG 50中，这些气泡是来自星系中心的超大质量黑洞以低爱丁顿比吸积的间歇性、动力性、风状能量注入的表现。根据TNG 50，X射线，可能还有伽马射线，类似于在银河系中观察到的气泡应该是盘状星系在熄灭之前或即将熄灭之前的常见特征。他们应该在当地宇宙的eROSITA的掌握范围内。
2021-10-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Life in the fast lane: a direct view of the dynamics, formation, and evolution of the Milky Way's bar
对银河系中单个恒星的年龄、丰度和运动的研究提供了研究盘状星系在宇宙时间内演化的最佳方法之一。特别是银河系内部的棒状区域的形成是盘状星系演化之谜的关键部分。使用从APOGEE和盖亚的数据，我们提出的地图的运动学，元素丰度和年龄的银河系凸起和磁盘，显示了酒吧的内部银河系的结构在前所未有的细节。运动学地图允许直接、纯粹地从运动学角度确定沙洲的模式速度（41+/-3 km/s/kpc）及其形状和径向轮廓。我们发现酒吧的年龄，金属丰度和丰度比是相同的最古老的恒星在磁盘中形成的动荡的开始，而恒星在酒吧外的凸起更年轻，更富含金属。这意味着棒可能在约8 Gyr前形成，当时气体盘中湍流的减少允许形成一个薄盘，很快变得不稳定。因此，酒吧的形成是银河系演化的一个关键时期，这与过去~10 Gyr外部盘星系气体运动学观测中出现的演化路径一致。
2019-10-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Many elements matter: Detailed abundance patterns reveal star-formation and enrichment differences among Milky Way structural components
本文利用APOGEE DR17中67315颗恒星相对双参数核合成模型的丰度残差，揭示银盘不同结构组分的低维丰度差异及其与恒星形成和气体增丰的联系。
2024-10-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Effects of radial flows on the chemical evolution of the Milky Way disk
大多数的化学演化模型假设银河系盘是通过气体的注入形成的，并将盘分成几个独立的环，它们之间没有物质交换。然而，如果气体流入是重要的，径向气体流应考虑作为一个动态的结果流入。本文的目的是测试详细的化学演化模型（一次和两次）的银河系盘的下落法和恒星形成率的不同处方径向气体流的效果。我们发现，与气体径向流入的恒定速度的金属丰度梯度趋于陡峭。考虑到一个恒定的时间尺度沿银河系盘和径向流量的下降率与恒定的速度，我们得到了一个太平坦的梯度，在方差与数据，这意味着一个由内而外的形成和/或一个可变的气体流速是必需的。为了再现所观察到的梯度，气体流量的模量应随着银河系中心距离的增加而增加，无论是在一个入口和两个入口模型中。然而，由内而外的磁盘形成加上一个阈值的气体密度（仅在两个入口模型）的恒星形成和/或恒星形成与galactocentric距离的可变效率也可以重现所观察到的梯度没有径向流。我们表明，径向流可以是最重要的过程中再现丰度梯度，但只有可变的气体速度。最后，我们应该考虑到，梯度数据的不确定性使我们无法得出确切的结论。未来更详细的数据将有助于确定径向流是否是银河系盘和一般盘形成和演化的必要成分。
2011-04-26 astro-ph.GA
Tracing the Hercules stream with Gaia and LAMOST: new evidence for a fast bar in the Milky Way
银河系棒的长度和图案速度仍然存在争议。对银河系内部的光度测量和光谱测量，以及气体运动学，都倾向于一个长而缓慢旋转的棒，其共转半径为6千秒差距。另一方面，大力士流的存在，在当地的速度空间有利于一个短而快的酒吧，共转约4千秒差距。这是因为大力士流看起来像是棒的外部林德布拉德共振的典型特征。正如我们最近所展示的，要使这种局部流与缓慢的酒吧相协调，需要找到一种未知的替代解释，例如基于螺旋臂的影响。在这里，通过结合TGAS目录的盖亚DR1 LAMOST径向速度，我们表明，武仙座在速度空间中的位置作为半径的函数，在银河系外确实变化准确地预测快速酒吧模式的速度不低于1.8倍的圆频率在太阳的位置。
2016-11-23 astro-ph.GA
Where do High-Velocity Dark Matter Particles come from in the Milky Way?
本研究通过大体积暗物质模拟，发现银河系中高速暗物质粒子比例平均约为1.3×10^-5，且主要来自大麦哲伦云，邻近大质量晕可将其密度提升约10倍。
2025-02-24 astro-ph.GA
How to Build an Empirical Speed Distribution for Dark Matter in the Solar Neighborhood
Princeton University（普林斯顿大学）；Center for Computational Astrophysics, Flatiron Institute（Flatiron研究所计算天体物理中心）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；The NSF AI Institute for Artificial Intelligence and Fundamental Interactions, Massachusetts Institute of Technology（美国国家科学基金会人工智能基础相互作用AI研究所，麻省理工学院）；Center for Astrophysics, Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森尼天体物理中心）
利用TNG50模拟中的98个银河系类似体，开发并验证了通过近邻恒星运动学推断暗物质速度分布的方法，发现结合旧并合与近期非发光吸积的暗物质可准确重建局部暗物质速度，并应用于Gaia数据量化银河系最后一次大并合对太阳邻域速度分布的影响。
2026-06-12 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Modeling the Milky Way as a Dry Galaxy
我们构建了一个模型，银河系的恒星盘和隆起嵌入在暗物质晕。所有组件都被建模为$N$ -身体系统，具有多达80亿个等质量粒子，并集成到10\，Gyr的年龄。我们发现，自旋参数为$λ=0.06$的暗物质晕需要净角动量才能形成一个相对较短的条（$\sim 4$ \，kpc），并具有较高的图形速度（40- 50\，km\，s $^{-1}$）.通过将我们的模型与银河系的观测结果进行比较，我们得出结论，盘质量为$\sim 3.7\times10^{10}M_{\odot}$，初始隆起尺度长度和速度分别为$\sim 1$ \，kpc和$\sim 300$ \，km\，s $^{-1}$，最适合观测。盘总质量分数（$f_{\rm d}$）似乎是一个重要的参数的银河系和模型与$f_{\rm d}\sim 0.45$的演化是最相似的银河系。此外，我们在我们的模拟与银河系中的观测太阳附近的速度分布进行了比较。在我们的模拟中，观察到的速度分布的差距，这是预计由外部林德布拉德共振（所谓的大力士流），似乎是一个时间依赖性的结构。速度分布在20- 30百万年的时间尺度上变化，因此很难仅从局部速度分布的形状来估计棒的图案速度。
2018-10-10 astro-ph.GA
The morphology of the Milky Way - I. Reconstructing CO maps from simulations in fixed potentials
我们提出了一个调查的形态特征的银河系。我们使用光滑粒子流体动力学（SPH）来模拟银河系中的星际介质（ISM）的影响下，一些不同的引力势代表旋臂和酒吧，假设银河系是大设计的性质。气体受到ISM冷却和化学作用的影响，使我们能够跟踪分子气体的演化。我们使用一个三维辐射转移代码来模拟从SPH输出的发射，允许从地球上看，合成的光速（l-v）发射图的建设。通过比较这些地图与观测到的银河系中的CO发射，我们推断出臂/棒几何形状，提供了一个最适合我们的银河系。我们发现，它是可能的，重现几乎所有的功能的l-v图中的CO排放。然而，没有一个模型能令人满意地同时再现所有的特征。双臂模型不能再现所有观测到的臂特征，而四臂模型在银河系内部产生太亮的局部发射。我们的最佳拟合模型支持50- 60 km/s/kpc的杆模式速度和大约20 km/s/kpc的臂模式速度，杆方向大约为45度，臂俯仰角在10-15度之间。
2014-06-16 astro-ph.GA
A Milky Way mass model for isolated simulations
本文提出一个类银河系旋涡星系的平衡模型，支持2臂和3臂旋涡模式且不形成星系棒，作为Agora合作项目低盘质量模型的改进替代，以支持在更现实的孤立星系中测试恒星形成和反馈模型，并提供三种不同粒子数的版本下载。
2025-11-04 astro-ph.GA
The impact of AGN outflows on the surface habitability of terrestrial planets in the Milky Way
众所周知，活动星系核（AGN）伴随着风和外流，其中一些可能达到约为光速的$10$ %的弱相对论速度。然而，尽管它们无处不在，活动星系核外流在银河系尺度上调制类地行星表面可居住性的影响，使用银河系作为比较的基础，是很少调查和不充分的理解。在这项工作中，我们解决这个问题的重点是两个关键机制：活动星系核风可以加热大气和驱动大气逃逸，以及刺激形成的氮氧化合物，从而导致臭氧消耗。通过开发简单的模型，我们估计的最大距离，这些有害的影响是显着的类地行星在银河系中，从而表明，这个值可能会扩展到$\lesssim 1$千秒差距。在类星体拥有更大的超大质量黑洞的情况下，这种效应实际上会影响整个活动星系核的宿主星系。
2022-03-02 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.HE
Equilibrium models of the Milky Way mass are biased high by the LMC
最近的测量表明，大麦云云（LMC）的重量可能高达银河系的25%。在这项工作中，我们将探讨如何这样一个大的卫星影响质量估计银河系的基础上平衡模型的恒星晕或其他示踪剂。特别是，我们表明，如果LMC被忽略，银河系的质量被高估了50%。这种偏差是由于星系晕外围的整体运动造成的，至少部分可以通过对平衡模型的简单修改来解释。最后，我们表明，LMC有一个实质性的影响轨道狮子座我的行为，以增加其目前的速度相对于银河系。我们估计，考虑到一个$1.5\times10^{11} M_\odot$ LMC将降低推断的银河系质量$\sim10^{12} M_\odot$。
2020-01-29 astro-ph.GA
Constraining Milky Way mass with Hypervelocity Stars
上下文虽然各种各样的技术已被用于确定银河系暗物质晕质量分布，允许的质量范围跨越轻和重的值。知道我们银河系的精确质量对于将银河系置于宇宙学$Λ$ CDM背景下是很重要的。目标。我们发现，从银河系中心喷出的超高速恒星（HVS）可以用来限制其暗物质晕的质量。方法.我们使用晕星径向速度分布的不对称性，由于逃逸HVS，这取决于晕势（逃逸速度），只要往返轨道时间短于恒星的寿命，区分不同的模型的银河系引力势。结果采用$330$ Myr的特征HVS旅行时间，它对应于主序列HVS的平均质量，我们发现，目前的数据有利于银河系的质量范围内的$(1.2$ - $1.9)\times 10^{12} \mathrm{M}_\odot$。
2016-11-04 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
Direct measurements of bar pattern speeds
棒星系的动力学取决于它的棒的角速度或模式速度。实际上，它与杆的静止坐标系中重力和离心力相互抵消的共转位置有关。测量条型速度的唯一直接方法是Tüssee-Weinberg技术。这种方法最适合于在没有显著恒星形成和斑片状尘埃遮蔽的情况下分析恒星成分的分布和运动学。因此，它主要用于早期型棒星系。讨论了直接测量棒材速度不确定度的主要来源。有人试图通过将Tubee-Weinberg方法的应用扩展到气体组分来克服当前直接测量样品的选择偏差。此外，还有各种基于气体分布和运动学分析的间接方法。它们主要用于测量晚型棒星系中的条斑速度。几乎所有用直接和间接方法测量的棒都在它们的共转半径附近结束，即，它们尽可能快速地旋转。
2010-02-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Milky Way rotation curve from proper motions of red clump giants
本文导出了银河系在银心半径R=4-16 kpc范围内，在离银心面z的不同垂直高度（-2 ~+2kpc）上的恒星自转曲线。我们使用PPMXL调查，其中包含USNO-B1自行目录与2 MASS点源目录的天体测量和近红外测光交叉相关。为了提高自行的精度，在这次PPMXL巡天中，我们计算了类星体的平均自行，得到了类星体的系统漂移，并对整个巡天的自行进行了相应的改正，减小了系统误差。我们从CM图中选择了K与（J-K）的红团簇巨星，并利用它们的自行信息来建立我们银河系旋转速度的地图。我们得到了一个几乎平坦的旋转曲线，随着R或|z|值的增加，旋转曲线略有下降。最令人困惑的结果是在距离最远和离面最远的区域获得的，在那里，在反中心区域的银河经度方向上与零平均自行（~4 mas/yr）的显著偏差可以直接转化为比太阳银心半径低得多的旋转速度：平均速率为82+/-5（统计）+/- 58（系统）km/s。在我们探索的区域中，这些区域的旋转速度低于150公里/秒的情况是有趣的，并邀请人们重新考虑暗物质分布的不同可能性。然而，鉴于高系统误差，我们不能就此下结论。因此，有必要对高R和|z|下的自行进行更多的测量，以验证如果这种低速得到证实，将会出现的奇异情况。
2014-02-18 astro-ph.GA
The ionised, radical and molecular Milky Way: spectroscopic surveys with the SKA
SKA的带宽，灵敏度和绝对的调查速度为银河系的深层光谱调查提供了独特的潜力。在SKA可用的频带内，有许多跃迁，它们可以追踪星际介质的电离、自由基和分子成分，这将彻底改变我们对许多物理过程的理解。在这一章中，我们描述了光谱SKA调查对我们理解银河系的影响，包括“开箱即用”的早期科学与无线电复合线，第一阶段调查的分子ISM使用异常甲醛吸收，和完整的SKA调查氨反转线。
2014-12-17 astro-ph.GA
Detecting the Figure Rotation of Dark Matter Halos with Tidal Streams
在宇宙学模拟中，围绕着银河系的暗物质晕是三轴的。大约30年前，人们预测，这种三轴暗物质晕应该会在几千兆年的时间内表现出稳定的图形旋转或翻滚运动。宇宙学模拟预测的图形旋转角频率可用图形速度的对数正态分布来描述，其中值为0.15hkm/s/kpc（~ 0.15hrad/Gyr ~ 9 hdeg/Gyr），宽度为0.83km/s/kpc。这些模式速度是如此之小，以至于它们通常被认为是不重要和不可检测的。在这项工作中，我们表明，即使是这种极其缓慢的数字旋转可以显着改变银河系晕中的卫星潮汐破坏产生的扩展恒星流的结构。模拟了不同形状的三轴暗物质晕绕三个主轴旋转时，类人马座极区潮汐流的行为。对于宇宙学晕的典型模式速度，我们第一次证明，人马座般的潮汐流将被改变到即使用目前的观测也能检测到的程度。这一发现将有可能允许未来测量银河系暗晕的图形旋转，并可能使这一相对未探索的LambdaCDM预测的第一个证据成为可能。
2021-02-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
APOGEE Chemical Abundance Patterns of the Massive Milky Way Satellites
SDSS-IV Apache Point Observatory星系演化Experiment（APOGEE）巡天获得了分布在银河系大质量卫星星系（MW）中的数千颗红巨星的高分辨率光谱：大小麦哲伦云（LMC/SMC），人马座矮星系（Sgr），天炉座（Fnx），以及现在完全破裂的\emph{Gaia}香肠/土卫二（GSE）系统。我们提出并分析了每个星系的APOGEE化学丰度模式，以得出关于其恒星形成历史的可靠结论，通过量化多个元素（C，N，O，Mg，Al，Si，Ca，Fe，Ni和Ce）的相对丰度趋势，以及通过拟合化学演化模型到每个星系的[ $α$ /Fe]-[Fe/H]丰度平面。结果表明，Nidever等人在$α$ -元素丰度中观测到的MC中的星暴化学特征延伸到C+N、Al和Ni，SMC中的主要爆发发生在LMC爆发之前约3-4 Gyr。我们发现，Sgr和Fnx也表现出化学丰度模式，暗示次级恒星形成的时代，但这些事件是较弱和较早（$\sim$ ~5-7 Gyr前）比在MC中观察到的。没有化学证据表明GSE中存在第二次恒星爆发，但与其他四个星系相比，该星系显示出最强的初始恒星形成。所有的矮星系都有更大的相对贡献的AGB星的浓缩比MW。比较和对比这些化学模式突出了星系环境对其化学演化的重要性。
2021-09-30 astro-ph.GA
Chemodynamics of newly identified giants with globular cluster like abundance patterns in the bulge, disk, and halo of the Milky Way
本文分析了最新版的APOGEE-2/DR 14星表和Ting等人首次发布的APOGEE丰度测定的\texttt{Payne}数据。我们确定了31个以前未被发现的贫金属巨星，在[Fe/H]和[N/Fe]定义的化学空间中具有非常高的氮水平。这些天体的APOGEE化学丰度模式显示，它们在大多数化学元素中与银河系（MW）不同。我们发现所有这些天体都有一个[N/Fe] $>+0.5$，因此在这里被确定为富氮星。对这些天体的轨道分析显示，其中少数天体具有棒/凸起的轨道特性，可能与被困在棒组件中的幸存球状星团的潮汐碎片有关。在31颗恒星中，有3颗实际上是晕闯入者，这表明在研究银河系内部发现的富N星时，晕污染并不是微不足道的，而其余的富N星与晕人口共享轨道特性。大多数新发现的群体表现出类似于所谓的\textit{second-generation}球状星团恒星的化学性质（富含铝，[Al/Fe] $>+0.5$），而其中少数人表现出较低的铝丰度，[Al/Fe] $<+0.5$，这被认为是与恒星的\textit{first-generation}化学相关，如在球状星团中所见，或者与潮汐破裂的矮星系的起源相容。
2019-04-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Milky Way bar/bulge in proper motions: a 3D view from VIRAC & Gaia
我们已经从VIRAC和盖亚得到了整个银河系核球区的绝对自行。我们提出这些作为集成的天空地图，隔离标准的蜡烛红丛（RC）星后，作为一个函数的距离使用RC作为代理的星等。这些数据提供了一个新的全球性的，3维的银河系棒球运动学的看法。我们发现，在平均纵向自行，$<μ_l^\star>$，酒吧，这是敏感的酒吧模式的速度之间的不同侧面的梯度。分裂的RC有独特的自行，比其他类似距离的恒星更冷。自行相关图在所有的星等切片中都有一个四极模式，没有证据表明有一个单独的、更轴对称的内凸分量。视线综合运动学图显示了一个高的中心速度分散周围的一个更不对称的分散配置文件。短轴附近的$σ_{μ_l} / σ_{μ_b}$最小，为$\sim1.1$，在椎间盘平面附近达到$\sim1.4$。综合的$<μ_b>$型信号棒旋转和内部流运动的叠加，近部分在纬度上收缩，远部分在纬度上扩张。为了理解和解释这些显着的数据，我们比较了一个量身定制的禁止动力学模型，折叠在VIRAC选择函数构建模拟地图。我们发现，我们的模型的禁止隆起，与37.5 $\mathrm{km \, s^{-1} \, kpc^{-1}}$的模式速度，是能够再现所有观察到的功能令人印象深刻。像这样的动态模型将是释放这些数据全部潜力的关键。
2019-12-05 astro-ph.GA
Milky Way evolution on a human timescale
利用银河系数十年观测数据，研究其核心黑洞质量、棒状结构转动速度及太阳到银河中心距离的快速演化特征，揭示其可能的共同物理机制。
2026-03-31 astro-ph.GA
A non-axisymmetric potential for the Milky Way disk
本文利用 Gaia DR3 恒星平面运动数据，通过向后积分方法调整包含棒和旋臂的银河系非轴对称势模型，该基准模型再现了盘内多数运动学特征，可用于可靠积分银道面轨道。
2025-05-15 astro-ph.GA
