The Monoceros ring is a collection of stars in nearly-circular orbits at roughly 18 kpc from the Galactic center. It may have originated (i) as the response of the disc to perturbations excited by satellite companions or (ii) from the tidal debris of a disrupted dwarf galaxy. The metallicity of Monoceros stars differs from that of disc stars at comparable Galactocentric distances, an observation that disfavours the first scenario. On the other hand, circular orbits are difficult to accommodate in the tidal-disruption scenario, since it requires a satellite which at the time of disruption was itself in a nearly circular orbit. Such satellite could not have formed at the location of the ring and, given its low mass, dynamical friction is unlikely to have played a major role in its orbital evolution. We search cosmological simulations for low-mass satellites in nearly-circular orbits and find that they result, almost invariably, from orbital changes induced by collisions with more massive satellites: the radius of the circular orbit thus traces the galactocentric distance of the collision. Interestingly, the Sagittarius dwarf, one of the most luminous satellites of the Milky Way, is in a polar orbit that crosses the Galactic plane at roughly the same Galactocentric distance as Monoceros. We use idealized simulations to demonstrate that an encounter with Sagittarius might well have led to the circularization and subsequent tidal demise of the progenitor of the Monoceros ring.
A Megacam Survey of Outer Halo Satellites. IV. Two foreground populations possibly associated with the Monoceros substructure in the direction of NGC2419 and Koposov2
使用泛STARRS 1调查，我们得出的极限星等，空间完整性和密度图，我们用来探测的三维结构和估计所谓的麒麟座环的恒星质量。麒麟座环是银河系外盘中一个巨大而复杂的恒星子结构。它在银河系的正中心区域（120度< l < 240度，-30度< b < +40度）最明显。我们使用先前开发的MATCH软件，在整个30，000平方度的Pan-STARRS 1调查中，以2 X 2度像素的每一条视线估计其恒星质量密度分布。通过将这个分布解析成径向平滑的分量和麒麟座环，我们获得了它的质量和沿着每条相关视线到太阳的距离。Monoceros Ring在南部（6 kpc）比在北部（9 kpc）更接近我们。我们还创建了平行于银河平面的二维截面，显示了南部135度的麒麟座环和北部170度的麒麟座环。我们发现，北部和南部的结构也大致同心圆，这表明他们可能是一个波荡漾从一个共同的起源。不包括银河平面，我们在120 < l < 240度观测到400万太阳质量的多余恒星质量。如果我们在银河平面上插值，我们估计这个区域包含800万个太阳质量。如果我们假设（有点大胆）麒麟座环是一组两个银心环，它的总恒星质量是6000万太阳质量。最后，如果我们假设它是一组两个圆，中心在反中心方向距离银河系中心4 kpc的点上，正如我们的数据所显示的那样，我们估计它的恒星质量为4000万太阳质量。
On the Origin of the Monoceros Ring - I: Kinematics, proper motions, and the nature of the progenitor
麒麟座环（英语：Monoceros Ring，缩写：MRi）是一种明显的恒星过密结构，被假设为完全环绕银河平面，并被各种描述为由于银河弯曲和耀斑的视线效应或银河系外起源（通过吸积）。尽管在文献中进行了十多年的严格审查，但迄今为止还没有任何研究能够确切地揭示其起源。在这里，我们使用$N$体模拟和遗传算法来探索初始位置，轨道参数的参数空间，并首次，卫星祖先的最终位置。我们将我们的模型与最新的泛星数据相匹配，以确定吸积场景是否能够产生与MRI的已知参数相匹配的面内环状结构。我们的模拟产生的流，密切匹配的位置，适当的运动和运动学的磁共振成像结构。然而，我们无法重现基于Pan-STARRS数据的早期研究的质量估计。此外，与早期研究相反，我们的最佳拟合模型是逆行轨道上的祖细胞模型。如果MRi是由卫星吸积产生的，我们发现它的前身有一个初始质量上限~ $10^{10}$ M $_\odot$，并且残余物可能位于银河系隆起的后面，这使得观测上很难定位。虽然我们的模型产生了逼真的磁共振成像结构，但我们不能肯定地得出结论，磁共振成像是由卫星星系的吸积产生的。
The fall of the Northern Unicorn: Tangential motions in the Galactic Anti-centre with SDSS and Gaia
我们提出了第一个详细的研究行为的恒星自行在整个银河系反中心地区可见的斯隆数字巡天数据。我们使用重新校准的SDSS天体测量结合位置从{ \it盖亚} DR 1提供切向运动测量与系统的不确定性$<$ 5公里$^{-1}$的距离的麒麟座环的主序星。我们证明麒麟座成员围绕银河系旋转的方位角速度约为230公里$^{-1}$，仅略低于太阳。此外，垂直和方位角分量的运动显示出变化很大，但逐渐作为银河系经度和纬度的函数。反中心区的恒星过密度可以分为两个部分，即狭窄的流线型ACS和光滑的环。根据我们的分析，这两个结构显示出非常相似但明显不同的运动学趋势，可以总结如下：与环相比，ACS中$v_ϕ$和$v_z$的速度变化幅度更高，环的速度梯度似乎更平坦。目前，没有可用的模型可以解释这一天空区域的全部数据。然而，这里介绍的新的精确的运动学地图应该提供强大的制约麒麟环的成因和相关的子结构。
Atomic Carbon in the Central Molecular Zone of the Milky Way : Possible Cosmic-ray Induced Chemistry or Time-Dependent Chemistry Associated with SNR Sagittarius A East
Note on fundamental physics tests from black hole imaging: Comment on "Hunting for extra dimensions in the shadow of Sagittarius A$^*$"
在过去几年中，有几项工作讨论了使用甚长基线干涉测量视界尺度黑洞（BH）图像测试基础物理的可能性，例如事件视界望远镜（EHT）拍摄的M87 $^*$和人马座A $^*$（Sgr A $^*$）图像，使用BH阴影的尺寸$r_{\rm sh}$和圆度偏差$Δ\mathcal{C}$。对于Sgr A $^*$的EHT图像，由于2017年观测的干涉测量覆盖范围稀疏，以及与M87 $^*$相比，Sgr A $^*$的变化时间尺度较短，因此无法获得对$Δ\mathcal{C}$的限制。关于这一点，我们评论的结果，最近的预印本，声称已得出新的限制额外的维度使用偏离圆的Sgr A $^*$的阴影。后者被引用为$\lesssim 10\%$，与M87 $^*$一样，基于两个阴影的“相似性”：然而，这是一个不正确的假设，使随后的结果无效。因此，在不久的将来，从Sgr A $^*$的图像中对基础物理进行的最简单的测试将主要依赖于$r_{\rm sh}$，而诸如光子环和方位角推移等其他可观测量应该很快就会出现，并允许进行新的测试。
Tree-ring structure of Galactic bar resonance in N-body simulations
The University of Tokyo（东京大学）；University of Toronto（多伦多大学）；Kagoshima University（鹿儿岛大学）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；University College London（伦敦大学学院）
N-body simulations in reconstruction of the kinematics of young stars in the Galaxy
我们试图确定银河系的结构，通过比较观测到的和模拟的速度OB-associations在3千秒差距的太阳附近。我们用旋转的恒星棒做了N体模拟。在我们的模型中，星系盘包括气体和恒星子系统。在大的时间间隔（$\sim 8$酒吧旋转周期）平均的气体粒子的速度进行比较与所观察到的OB-协会的速度。我们的模型再现的径向和方位角分量的观测到的剩余速度在英仙座和人马座地区和本地系统的方向。模型和观测速度之间的平均差为$ΔV=3.3$ km s $^{-1}$。太阳位置角$θ_b$的最佳值为$θ_b=45\pm5^\circ$，与最近的几个估计值一致。自引力恒星子系统形成一个棒，一个子类$R_1$的外环，和较慢的螺旋模式。它们的组合引力扰动导致气体子系统中的时间依赖性形态，其形成具有$R_1$-和$R_2$-形态的元素的外环。N体模拟在局域系统中的成功可能是由于恒星$R_1$环的引力，这在带有分析棒的模型中被忽略了。
Excitation of coupled stellar motions in the Galactic Disk by orbiting satellites
我们使用一组高分辨率的N体模拟银河系盘研究其相互作用的人口的卫星宇宙学预测。一个模拟表明，具有不同速度的大质量卫星多次通过磁盘产生摆动，在恒星磁盘的正面投影中出现环。它们还在盘的外部产生耀斑，并通过弯曲波逐渐加热盘。一个不同的数值实验表明，一个像人马座矮星系一样大的卫星穿过盘将驱动低密度区域恒星的水平和垂直耦合振荡，伴随着小的显著的相关加热。这个实验表明，在这些低密度区域的恒星的垂直偏移可以超过1千秒差距的太阳附近，类似于最近在当地检测到的相干垂直振荡。它们也可以引起非零的垂直流运动，大到10-20 km s $^{-1}$，与最近在银河系盘中的观测结果一致。这种现象表现为局部环，并伴有适度的盘加热。
Modeling the Milky Way Circumnuclear Disk: Rosettes and Rings
Northwestern University（西北大学）；Center for Interdisciplinary Exploration and Research in Astrophysics (CIERA)（天体物理学跨学科探索与研究中心）；Department of Physics and Astronomy, Northwestern University（西北大学物理与天文系）；School of Natural Sciences, Institute for Advanced Study（高等研究院自然科学学院）
