The Milky Way without X: An alternative interpretation of the double red clump in the Galactic bulge
在银河系核球的高纬区域出现的两个红团（RC）被解释为一个X形结构起源于棒不稳定性的证据。然而，在这里，我们表明，这种双RC现象更有可能是另一种表现形式的多个人口中观察到的球状星团（GC）中的金属丰富的制度。与Terzan 5一样，在银河系经典球区的氦增强的第二代恒星（G2）被放置在明亮的RC上，比第一代恒星（G1）产生的正常RC亮约0.5等，产生了观测到的双RC。在一个复合的凸起，一个经典的凸起可以与一个四方形的伪凸起共存，我们的模型也可以重现关键的意见，如依赖的双RC功能的金属丰度和银河系的纬度和经度。如果盖亚三角视差距离证实了这一点，这将表明银河系棒没有足够的弯曲来形成凸起中的X形结构，并表明早期类型的星系将同样被超富氦的亚群所占据。
2015-08-24 astro-ph.GA
The Milky Way atlas for linear filaments II. clump rotation versus filament orientation
Chongqing University（重庆大学）；Peking University（北京大学）；S. N. Bose National Centre for Basic Sciences（S.N.玻色基础科学国家中心）；Tsinghua University（清华大学）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）
研究通过分析团块旋转与纤维方向的关系，发现团块旋转对引力坍缩作用微弱，旋转轴与纤维方向无显著关联。
2024-10-17 astro-ph.GA
Shared star formation in the Milky Way and Magellanic Clouds
Leiden University（莱顿大学）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）
通过比较银河系和麦哲伦星系致密团块，研究不同环境恒星形成模式异同。分析发现两者团块表现类似，确定温热团块为开放星团前身，还校准了团块恒星形成率。
2026-07-07 astro-ph.GA
Common Origin of Two RR Lyrae Populations and the Double Red Clump in the Milky Way Bulge
最近对银河系核球的观测发现了两个在周期-振幅图上的天琴座RR型星序列，两个星群之间的最大周期偏移为Δlog P = 0.015。在这里，我们从我们的合成水平分支模型中表明，这种周期偏移很可能是由于第一代和第二代恒星（G1和G2）之间氦丰度的微小差异（ΔY = 0.012），就像我们的模型中具有相似金属丰度（[Fe/H] = -1.1）的内晕球状星团的情况一样。我们进一步表明，当这些模型扩展到太阳金属丰度满足G2的ΔY/ΔZ = 6时，在凸起中观察到的双红团（RC）会自然再现，正如化学演化模型所预期的那样。因此，两个群体的RR天琴座恒星和双RC观察到的隆起似乎是不同的表现，同样的多人口现象，在贫金属和富金属制度分别。
2016-11-03 astro-ph.GA
The rate and latency of star formation in dense, massive clumps in the Milky Way
新生恒星形成于分子云的局部高密度区域。恒星形成致密团块的顺序和速率以及对局部和全球环境的依赖性是发展星系中恒星产生描述的关键因素。我们试图从观测上限制恒星形成的速度和延迟在整个银河系分布的密集的大规模团块，并将这些结果与恒星生产的建议处方进行比较。从APEX望远镜大面积星系巡天中选取了24颗微米级的I类原恒星样本，它们与嵌入分子云中的尘埃团有关。我们确定的恒星形成的团块，f* 的分数，这对恒星形成的延迟在一个团块的寿命单位的约束。原恒星的质量估计从年轻恒星物体的星周环境模型，恒星形成率来自。由870微米粉尘连续谱和NH_3谱线计算了团簇的物理性质。线性相关性之间的恒星形成率表面密度，Sigma_{SFR}，和数量Sigma_{H2} / tau_{ff}和Sigma_{H2} / tau_{cross}，表明恒星形成的分子云的局部尺度调节。恒星形成团块的测量分数为23%。考虑到由于24微米的饱和度而被排除在我们的样本之外的团块内的恒星形成，这个分数可以高达31%。密集的大质量团块主要形成低质量（< 1-2 msun）恒星，其出射的24微米通量低于我们的灵敏度极限，或者在其生命的最初70%中无法形成任何恒星。银河系中心的恒星形成团块的比例较低，相对于那些位于银河系的磁盘被验证。
2016-01-26 astro-ph.GA
Connecting Star Formation in the Milky Way and Nearby Galaxies. I. Comparability of Molecular Cloud Physical Properties
本研究利用CO数据立方体比较了银河系内部与近邻星系分子云的物理性质，发现通过平滑处理并排除波束效应影响后，两者性质具有可比性，且银河系云的物理条件调节其内部团块性质与恒星形成潜力。
2025-10-30 astro-ph.GA
Connecting Star Formation in the Milky Way and Nearby Galaxies -II. An Observationally Driven Analytical Model for Predicting Cloud-Scale Star Formation Rates
Max-Planck-Institut für Radioastronomie（马克斯·普朗克射电天文研究所）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）；Helmholtz-Institut für Strahlen- und Kernphysik (HISKP), Universität Bonn（波恩大学赫尔姆霍兹辐射与核物理研究所）；Charles University in Prague, Faculty of Mathematics and Physics, Astronomical Institute（布拉格查理大学数学物理学院天文研究所）
本文提出了一种基于观测的分析模型，用于预测云尺度的恒星形成率，通过整合银河系及邻近星系的观测数据，验证了模型的合理性。
2026-02-07 astro-ph.GA
Metallicity of the double Red Clump in the Milky Way Bulge
本研究重新分析了银河系核球双红支恒星的金属丰度，采用贝叶斯方法分配恒星，发现两RC平均金属丰度差异存在高统计误差，未能证实多重星族假说。
2025-10-13 astro-ph.GA
Assembling the Milky Way bulge from globular clusters: Evidence from the double red clump
在银河系核球的色星等图中观察到的两个红色团块（RC）被广泛接受为起源于棒不稳定性的X形结构的证据。然而，基于在球状星团（GCs）中观察到的氦增强的多恒星星族现象，提出了一种截然不同的解释。由于这两种情况意味着非常不同的图片形成的核球和椭圆星系，了解双RC的起源是至关重要的。在这里，我们报告了我们的发现，在两个RC中的恒星在CN带强度上显示出显着的差异（> 5.3 σ），与X形隆起场景中的预期形成鲜明对比。CN丰度和两个RC之间的人口比例的差异与第一代和第二代恒星之间的GC中观察到的差异相当。由于CN-强的恒星跟踪人口与增强的N，Na，和He丰度起源于GC，这是直接的证据，双RC是由于多人口现象，并在银河系的突出的恒星人口的组装从破坏的原GC。我们的研究结果还要求对银河系凸起的3D结构进行重大修订，因为目前的观点是基于以前对双RC现象的解释。
2018-06-29 astro-ph.GA
Natures of clump-origin bulges: similarities to the Milky Way bulge
旋涡星系中的核球被认为可以分为两种类型：经典核球和伪核球。经典的星系核球被认为是由星系合并和爆发性恒星形成的，而伪星系核球则被认为是由长期演化形成的。Noguchi（1998年，1999年）提出了另一种隆起形成情景，即“丛源隆起”。他用数值模拟证明了星系盘在盘形成的早期阶段形成团块结构，然后团块在中心合并成一个单一的凸起。我执行一个高分辨率的N体/SPH模拟的形成在一个孤立的星系模型中的块起源隆起。我发现，集团起源的隆起类似于pseudobulges的动力学性质，但这个隆起的老和富含金属的恒星。这些性质，古老的富金属布居，但pseudobluge-like结构，意味着集团起源的隆起不能简单地分为经典的隆起或pseudobluges。从这些结果中，我讨论的相似之处的团起源的凸起的银河系的凸起。
2012-01-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Blanco DECam Bulge Survey (BDBS) III: A new view of the double red clump in the Milky Way bulge through luminosity and color distribution
红团星是研究银河系核球结构的最佳示踪星之一。在这里，我们报告了一个新的观点，通过亮度和颜色分布的RC星在9个隆起领域（$l$ = 0.0 $^{\circ}$，$\pm$ 4.5 $^{\circ}$ ; $b$ = -6.0 $^{\circ}$，-7.5 $^{\circ}$，-9.0 $^{\circ}$）从布兰科DECam隆起巡天（BDBS），其中包括近紫外近红外带通的RC星。明亮和暗淡的RC在（$u-g$）$_{0}$和（$u-i$）$_{0}$颜色中显示出对比鲜明的分布，但在（$J-K_{s}$）$_{0}$中的分布相似，并随银河经度而变化，其中明亮的RC通常比暗淡的RC更红。特别是，当使用（$u-g$）$_{0}$颜色时，RC星被清楚地分为更蓝和更红的星群（（$u-g$）$_{0}$ $<$ 2.5表示更蓝的RC;（$u-g$）$_{0}$ $\ge$ 2.5表示更红的RC）。较蓝的恒星在昏暗的RC区域显示出一个单团，而较红的恒星在明亮和昏暗的RC区域都形成了双团。在正经度区域，明亮的红星团占主导地位，而在负经度区域，这些红星团的暗淡是重要的。我们还证实，蓝色和红色的恒星有不同的峰值金属丰度通过比较与光谱（$Δ$ [Fe/H] $\sim$ 0.45 dex）。因此，我们的研究结果支持这样一种情况，即MW凸起由贫金属恒星的球状体和主要由富金属恒星组成的四方形/花生形（…
2021-01-15 astro-ph.GA
New insight on the origin of the double red clump in the Milky Way bulge
在银河系核球中观察到的双红团（RC）被广泛解释为X形结构的证据。然而，我们最近提出了一种基于多重星族现象的替代解释，其中明亮的RC来自氦增强的第二代恒星（G2），而暗淡的RC代表具有正常氦丰度的第一代恒星（G1）。在这里，我们的RC模型构建在一个大的参数空间，看看金属丰度，年龄和氦丰度的双RC功能的影响。我们的模型表明，RC星的光度主要受氦丰度的影响，而RC颜色主要受金属丰度的影响。年龄的影响相对较小，除非年龄大于12 Gyr或远小于6 Gyr。因此，一旦假设G2和G1之间的ΔY大于$\sim$ 0.10，则可以在相对较大的参数空间中再现观察到的双RC特征。我们进一步表明，在$b \approx -8.5 °$的双RC特征的经度依赖性，这是由Gonzalez等人指出的。（2015）作为我们的模型的一个潜在问题，在我们的场景中，嵌入在倾斜酒吧的经典凸起很好地解释。
2017-04-19 astro-ph.GA
The age-kinematical features in the Milky Way outer disk
利用LAMOST巡天观测到的约40，000颗红团簇星，计算了银心半径在8 ~ 14 kpc范围内的平均速度分量。我们发现，年轻的红团簇星的垂直整体运动明显大于老的红团簇星。这很可能是银河系绕其节点线弯曲的运动学特征，该节点线位于银河系反中心区域附近。这表明，这种翘曲主要是由年轻恒星而不是老恒星贡献的。在垂直运动学的年龄变化有利于形成的情况下，银河系的翘曲起源于下落错位的气体。
2017-02-08 astro-ph.GA
The origin of the split red clump in the Galactic bulge of the Milky Way
在银河球的短轴附近，在纬度b < -5度，红巨星团星沿着视线分裂成两个部分。我们使用ARGOS调查中位于短轴上（l，b）=（0，-5），（0，-7.5），（0，-10）度的三个场来研究这种分裂。在两个高纬度区域[Fe/H] > -0.5的恒星中，这种分离是明显的，但在b = -5度的区域中则不明显。[Fe/H] < -0.5的恒星不显示分裂。我们比较的空间分布和运动学的丛星预测从一个进化的N-体模型的凸起，从磁盘通过酒吧相关的不稳定性。花生形模型的密度分布在其短轴附近是凹陷的。这就产生了一个双峰分布的恒星沿着视线通过隆起附近的短轴，非常像我们的观察。这两组恒星的观测和模拟运动学也是相似的。我们的结论是，分裂的红色团块的隆起可能是一个普遍的特点，四方形/花生状隆起，从磁盘生长，并从磁盘的隆起生长有相对较少的恒星[Fe/H] < -0.5
2012-07-04 astro-ph.GA
The Outer spiral arm of the Milky Way using Red Clump stars
本研究利用红团星分布系统绘制银河系外旋臂，首次将其追踪至第三银象限，并发现外旋臂存在与盘一致的翘曲不对称性。
2023-03-23 astro-ph.GA
Difference in chemical composition between the bright and faint red clump stars in the Milky Way bulge
在银河系核球的色星等图中观察到的双红团（RC）是目前关于核球结构和形成起源的争论的核心。这一特点可以用两个驻地协调员在距离（“X形情景”）或化学成分（“多人口情景”）方面的差异来解释。本文报道了球核高纬区（b ~ -8.5 $°$）RC和红巨星支星的高分辨光谱。我们发现在明亮和暗淡的RC制度的恒星之间的差异[Fe/H]，在这个意义上说，明亮的恒星是增强[Fe/H]相对于暗淡的恒星由0.149 $\pm$ 0.036 dex。明亮的RC上的恒星[Na/Fe]也有所增强，但[Al/Fe]和[O/Fe]似乎有所减少，尽管需要更多的观测来确认这些差异的重要性。有趣的是，这些化学模式与在富含金属的球状星团球状星团Terzan 5中的多个恒星星族中观察到的相似。此外，我们还发现了一些富含钠的恒星，这将证实在核球中存在多个种群。我们的研究结果支持的起源，从溶解的球状星团，窝藏多个恒星星族的双RC。因此，我们的研究表明，很大一部分外核球恒星可能起源于银河系形成早期的恒星系统组装。
2020-12-07 astro-ph.GA
The Interstellar Extinction Toward the Milky Way Bulge with Planetary Nebulae, Red Clump, and RR Lyrae stars
我回顾了文献涵盖的问题，星际灭绝对银河系隆起，重点放在行星状星云，天琴座RR，和红色团块恒星的发现。我还报告从HI气体和球状星团的意见。我表明，在这一领域已经取得了实质性的进展，在最近几十年来，特别是从红丛星。在过去的二十年中，灭绝图的空间覆盖范围增加了一个因子$\sim 100 \times$，并且所报告的总灭绝与选择性灭绝的比率已经移动了$\sim$ 20-25\%，这表明精确度的提高以及比标准更陡的灭绝曲线。问题仍然存在于模拟差异消光，解释异常涉及行星状星云，并了解隆起消光系数和“标准”文献值之间的差异。
2016-03-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
The extinction law in the inner $3\times3$ deg$^2$ of the Milky Way and the red clump absolute magnitude in the inner bar-bulge
使用Via Lactea、GLIMPSE和WISE中的VISTA变星数据，测量了银河系内部$3\times3$ deg $^2$中从$0.9$到$8$微米的消光规律。绝对消光比是通过要求在到银河系中心的引力合作距离处观察到的红色团块密度峰值来发现的。当结合选择性消光比测量的凸出巨人的颜色-颜色图，我们发现一个消光规律的$A_Z:A_Y:A_J:A_H:A_{K_s}:A_{W1}:A_{[3.6]}:A_{[4.5]}:A_{W2}:A_{[5.8]}:A_{[8.0]} =7.19(0.30):5.11(0.20):3.23(0.11):1.77(0.04):1:0.54(0.02):0.46(0.03):0.34(0.03):0.32(0.03):0.24(0.04):0.28(0.03)$有效的低折射率的非线性不重要。这些结果暗示了$A_{K_s}=0.677(H-[4.5]-0.188)$的Rayleigh Jeans色过量法（RJCE）的消光定律。我们发现几乎没有证据表明在检查区域（周围$5\%$）的显着选择性消光比变化。假设绝对消光比在整个检查区域没有变化，给出了在$(-1.61\pm0.07)\,\mathrm{mag}$银河系中心的红色团块的绝对$K_s$星等的独立测量。这是非常相似的太阳附近的红丛星测量值给予信心，在整个银河系使用红丛星作为标准蜡烛。作为我们的分析…
2022-05-20 astro-ph.GA
Correlation of HI shells and CO clumps in the outer Milky Way
HI壳层可能是由年轻和大质量恒星的活动形成的，或者与高速云与银盘相互作用释放的能量有关，可能是CO云破坏和其他云产生的部分原因。不知道哪种效果占主导地位。我们研究HI壳和CO之间的关系，在银河系的外部，使用HI和CO调查和以前确定的HI壳目录。对于每个单独的位置，计算到最近的HI壳的距离，并指定它是否位于HI壳的内部、其壁中或HI壳的外部。该方法考虑到HI壳的不规则形状。我们发现缺乏CO云在HI壳的内部和他们的墙壁发生增加。云的性质因不同的环境而不同：HI壳的内部、壳壁和未扰动的介质。在HI壳层内部发现的CO云是那些幸存下来的，被剥夺了更多的扩散气体。HI壳的壁具有高分子含量，表明CO形成速率增加。比较HI壳内和未扰动介质外的CO分数，我们得出结论，HI壳负责约。银河系外的CO总量增加了20%。
2015-12-22 astro-ph.GA
Red Clump stars from LAMOST II: the outer disc of the Milky Way
我们目前的恒星密度图的银河系外盘与红色团块恒星的LAMOST数据。这些样本被分为年轻（平均年龄~ 2.7 Gyr）和老年人（平均年龄~ 4.6 Gyr）人口，使他们可以跟踪的银河系中心半径R从9到13.5千秒差距的范围内的年龄结构的变化。我们发现，这两个人口的规模高度增加与R和显示径向梯度为48 +/- 6和40 +/- 4 pc/kpc的老年人和年轻的人口，分别。这表明，耀斑发生在薄盘人群与广泛的年龄范围。此外，耀斑的强度似乎没有显着相关的薄盘人口的年龄。另一方面，径向表面密度分布的尺度长度为4.7 +/- 0.5 kpc的年轻和3.4 +/- 0.2 kpc的老年人口，这意味着年轻的光盘人口比老年人更径向延伸。虽然年轻种群的比例从R ~ 9的28%略微增加到R ~ 13 kpc的35%左右，但老年种群在外盘中的比例不低于65%。
2017-04-14 astro-ph.GA
Was the Milky Way Bulge Formed From The Buckling Disk Instability, Hierarchical Collapse, Accretion of Clumps, or All of the Above?
银河系核球的聚集是天文学中的一个古老的课题，现在正处于一个新的快速发展时期。对于球的形成，最主要的假设是银河系是一个近乎纯粹的盘状星系，内部的盘状星系形成了一个棒状并弯曲。这可以解释几乎所有[Fe/H] <~-1.0的核球恒星，占恒星星族的95%。证据是这种类型的N体模型在做出有意义的预测方面取得了令人难以置信的成功，例如从径向速度测量的旋转曲线和速度色散，以及花生/X形和长棒的空间形态。对于[Fe/H] <~ -1.0的恒星和少数可能的其他恒星，经典的核球方案仍然可行。一个经典的凸起预计从Lambda CDM宇宙学模拟，可以突出现有的酒吧在混合系统中的属性，是最一致的凸起丰度的趋势，如[Mg/Fe]，这是相对于薄和厚磁盘升高。最后，集团星系的情况被认为是正确的描述大多数银河系的前体观测高红移星系。模拟预测，这些恒星形成的团块有时会迁移到星系的中心，在那里它们可能会形成一个凸起，星系通常也包括一个凸起团块。它们可能会形成一个具有与银河系一致的属性的酒吧，例如指数分布和金属丰度梯度。考虑到这些假设的相对成功，银河系隆起可能是复合起源的，对于[Fe/H] <~-1.0的恒星，经典隆起和/或内晕在数量上占主导地位，对于-1.0 <~ [Fe/H] <~ -0.50的恒星，屈曲的厚盘可能来自于cluerous星系阶段，[Fe/H] >-0.50的恒星为屈曲薄盘。
2017-08-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Linking Dense Gas from the Milky Way to External Galaxies
在对65个星系的观测中，Gao & Solomon（2004）发现红外光度（$L_{\rm{IR}}$，恒星形成速率的替代物）和HCN（1-0）光度（$L_{\rm{HCN}}$）之间存在紧密的线性关系。Wu et al.（2005，2010）发现，这种关系从这些星系延伸到亮度低得多的银河系分子高质量恒星形成团块（$\sim$ 1 pc尺度），并假设存在一个特征比率$L_{\rm{IR}}$ / $L_{\rm{HCN}}$的高质量恒星形成团块。星系的高-所罗门关系可以解释为大量高质量恒星形成团块的总和，导致星系的$L_{\rm{IR}}$ / $L_{\rm{HCN}}$比率相同。我们使用高密度示踪剂（包括HCN（1-0）、N $_2$ H $^+$（1- 0）、HCO $^+$（1-0）、HNC（1 - 0）、HC $_3$ N（1 - 0 -9）和C $_2$ H（1-0））对毫米天文遗产小组90 GHz（MALT 90）巡天的$\sim$ 300个银河系团块进行了测试，以验证这种解释和高-所罗门关系的其他可能起源。MALT 90数据表明，星系中的Gao-Solomon关系不能用望远镜光束中大量高质量团块的混合来满意地解释。这些团块不仅在$L_{\rm{IR}}$ / $L_{\rm{HCN}}$比率上有很大的散射，而且需要太多的高质量团块才能解释银河系的IR和HCN光度。我…
2016-06-01 astro-ph.GA
Towards Studying Hierarchical Assembly in Real Time: A Milky Way Progenitor Galaxy at z = 2.36 under the Microscope
我们使用哈勃空间望远镜（HST）成像和近红外光谱从凯克/MOSFIRE研究周围的子结构的前身银河系质量的星系在哈勃前沿场（HFF）。具体地说，我们研究了$r_e = 40^{+70}_{-30}$ pc，$M_{\star} \sim 10^{8.2} M_{\odot}$静止帧紫外发光“团块”在$\sim$ 100 pc的投影距离从一个$M_{\star} \sim 10^{9.8}$ M $_{\odot}$星系在$z = 2.36$与放大$μ= 5.21$。我们测量的恒星形成历史的集群和星系的联合建模的宽带光谱能量分布从HST测光和H $α$从MOSFIRE光谱。考虑到我们推断的属性（例如，质量，金属丰度，尘埃）的团块和星系，我们探讨的情况下，团块形成\emph{in-situ}（例如，星形形成复合物）或\emph{ex-situ}（例如，一个正在吸积的矮星系）。如果它形成了\emph{in-situ}，我们得出结论，这个星团可能是一个单一的实体，而不是一个较小的星团的聚集体，使它成为编目中最密集的星团之一。如果它形成了\emph{ex-situ}，那么我们正在见证一个恒星质量比为1：40的吸积事件。然而，我们的数据本身并不足以区分\emph{in-situ}和\emph{ex-situ}方案的高度显著性。我们认为，添加高保真度的金属丰度信息，如[OIII] 4363，它可以…
2020-02-18 astro-ph.GA
The GALAH Survey: Velocity fluctuations in the Milky Way using red clump giants
如果银河系是轴对称的，并且处于动力学平衡状态，我们预计剩余视线速度场的波动可以忽略不计。使用\apg{}巡天的最新结果发现，中平面（$|z|<$ 0.25 kpc）内恒星的速度在5 kpc范围内存在显著波动，这表明非轴对称特征的动力学影响，即，银河系的棒、旋臂和合并事件延伸到太阳系附近。它们的测量功率谱在2.5千秒差距尺度上具有11 \kms{}的特征振幅。这种大尺度流运动的存在对于确定太阳绕银河系中心的运动具有重要意义。利用来自\glh{}和\apg{}的红丛星，我们绘制了太阳周围的视线速度（d $<$ 5 kpc）和距离中平面$|z|<$ 1.25 kpc。通过减去一个光滑的轴对称模型的速度场，我们研究了剩余的波动和比较我们的发现与模拟调查产生的\glx{}。我们发现远离飞机的大尺度波动可以忽略。在中平面中，我们再现了较早的\apg{}功率谱，但在考虑了一些系统学（例如，体积完整性）。使用灵活的轴对称模型的功率振幅进一步降低到6.3 \kms{}。此外，我们的模拟表明，在平面上，距离被低估的高质量的红团星，这可能会导致约5.2 \kms{}虚假的功率振幅。考虑到这一点，我们估计实际波动的幅度为$<$ 4.6 \kms{}，大约是\apg{}结果的三分之一。
2018-11-03 astro-ph.GA
The X-shaped Bulge of the Milky Way revealed by WISE
银河系凸起有一个盒子状/花生状的形态和一个X形的结构。这个X形已经被“红色团块中的分裂”所揭示，这是从测光测量的恒星计数沿着瞄准线朝向凸起。这种四四方方的X形凸起形态并不是银河系所独有的，在其他棒旋星系中也观察到了这种凸起。N体模拟表明，盒状和X形凸起形成的磁盘通过动力学不稳定性。也有人提出银河系的球核不是X形的，而是在一个古老的经典球状球核中，红团星的明显分裂是不同恒星星族的结果。我们提出了一个银河系隆起的WISE图像，通过对公开的“unWISE”coadds进行下采样产生。WISE拍摄的银河系核球图像表明，银河系核球的X形性质是不言而喻和无可辩驳的。X形凸起本身的形态和构成该结构内轨道的凸起恒星的比例对银河系的形成历史具有重要意义，并且，考虑到四方形X形凸起的普遍性，一般来说，螺旋星系。
2016-02-29 astro-ph.GA
The Low-$α$ Splash Population in the Milky Way
Universidade de São Paulo（圣保罗大学）；Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学）；Observatório Nacional, MCTI（巴西国家天文台）；University of Lancashire（兰开夏大学）；Queen’s University（女王大学）
研究银河系中低α溅射人口的起源，发现其与盘星动态加热机制相关，通过模拟发现星系盘中星团形成是产生溅射人口的关键因素。
2026-09-07 astro-ph.GA
The Chocolate Chip Cookie Model: Dust Geometry of Milky-Way like Disk Galaxies
我们提出了一个新的双组分尘埃几何模型，\textit{Chocolate Chip Cookie}模型，其中clusified星云区域嵌入在一个弥漫的恒星/ISM磁盘，像巧克力芯片在饼干。通过用连续的高斯分布来近似星云区域的二项分布，并忽略尘埃散射效应，我们的模型通过分析方法解决了发射线和恒星连续体的尘埃衰减过程。我们的巧克力饼干模型成功地适合的倾斜依赖性的有效尘埃红化的恒星成分来自恒星星族的合成和Balmer减量的特征在于从斯隆数字巡天（SDSS）的主要星系样本的大样本的银河路像盘星系的发射线。我们的模型表明，对于类MW星系，星云盘比恒星盘薄0.55倍，大1.6倍，而每个星云区在$V$波段都有一个典型的光学厚度$τ_{\rm{cl,V}} \sim 0.5$.在考虑孔径效应后，我们的模式预测的尘埃衰减的倾斜依赖性也与观测一致。不仅如此，在我们的模型中，恒星星族的尘埃衰减曲线自然地依赖于倾角，其中值情况符合经典的卡尔泽蒂定律。由于建模约束来自光学波长，因此我们的模型不受光学厚尘埃成分的影响，但这可能会使模型对红外辐射的预测产生偏差。
2022-09-18 astro-ph.GA
The role of spiral arms in Milky Way star formation
银河系结构在恒星形成中扮演什么角色？我们已经使用了赫歇尔高GAL紧凑的集群目录，以研究在大的空间尺度在银河系内部的演化阶段的趋势。我们研究了嵌入恒星形成（恒星形成分数，或SFF）和恒星形成活动的其他措施之间的关系。基于SFF和演化指标之间的正相关性，如亮度质量比，我们断言，SFF主要跟踪样本的平均演化状态，必须依赖于快速发展的，高质量的年轻恒星物体的局部分数。旋臂切点星系团在SFF中显示出了小的过剩，尽管这些可以被少数最大质量的星系团所解释，仅占星表中星系团总数的7.6%。这表明，虽然臂往往是银河系大质量星团的家园，但我们目录中其余92.4%的Hi-GAL团块并没有显示出臂内恒星形成的增强。在全球范围内，SFF在银河系中面和内弧面最高。我们没有发现显着的趋势，在进化阶段作为一个功能的位置在切点的螺旋臂。这表明，气体和恒星之间观察到的角度偏移，如果由密度波协调，在团块阶段并不明显;或者，恒星形成的开始不是由螺旋密度波触发的。
2018-06-21 astro-ph.GA
From giant clumps to clouds -- II. The emergence of thick disc kinematics from the conditions of star formation in high redshift gas rich galaxies
高红移盘星系比宇宙星系更富含气体、更稠密、更动荡。这个早期的星系形成给我们今天所观测到的恒星的分布和运动学留下了印记，但它是如何形成的还没有得到很好的确定。在这项工作中，我们使用孤立的银河系质量盘星系的模拟研究如何恒星的运动学性质的变化时，不同的气体分数。这使我们能够量化内部过程所起的作用，例如气体湍流和大质量气体团的引力散射，在建立观测到的恒星速度色散和轨道偏心率。我们发现，模型与气体分数$>20$ %功能的湍流和cluerous星际介质（ISM），导致零年龄恒星速度色散$\sim 20-30~{\rm km\, s}^{-1}$和高的平均轨道偏心率。这些物理条件不可能产生低离心率。对于低于$20$ %的气体分数，ISM变得不那么湍流，恒星速度分散$<10~{\rm km\, s}^{-1}$，年轻恒星的轨道接近圆形。因此，在富含气体的高红移星系中存在的湍流就像一个“屏障”，阻止薄盘的形成。我们将我们的研究结果与银河系的年龄-速度色散关系进行比较，并认为ISM在恒星形成时就已经留下的速度色散在任何时候都有显着的贡献。最后，我们发现，在银河系的厚和薄的光盘观察到的轨道偏心率可以完全解释为印记的恒星形成ISM，而不是合并或长期的过程。
2021-10-25 astro-ph.GA
The Milky Way as a Star Formation Engine
物质从星际介质（ISM）循环进入恒星，恒星喷出物返回到ISM是驱动正常螺旋中的“星系生态”的引擎，是宇宙时间中星系形成和演化的基石。主要的观测和理论挑战需要解决，在确定的过程中，负责转换成致密的分子云，形成致密的细丝和团块，将它们破碎成恒星，OB协会和绑定集群，并表征反馈，限制了恒星形成的速度和效率。这项艰巨的任务现在可以有效地攻击由于结合新的全球规模的调查银河系银道面从红外线到无线电波波长，提供了弥合本地和河外恒星形成研究之间的差距的可能性。Herschel、Spitzer和WISE中远红外连续巡天，再加上地面设施的毫米波和无线电波长的模拟巡天，使我们能够测量银河系尘埃的分布和物理性质，其尺度和构成ISM的所有组成部分从弥散云到尘埃复合体和成千上万的密集团块。各种原子和分子示踪剂的光谱测量的补充套件提供了致密团块和细丝的化学指纹，以及基本的运动学信息，以获得距离，从而将全景数据转换为3D表示。这些星系尺度的调查出现的最新结果进行审查。云的形成和演变，长丝和它们的关系，以引导气体到引力约束团块，这些团块的性质，密度阈值引力坍缩，恒星和团簇形成率的新见解进行了讨论。
2014-05-16 astro-ph.GA
A Model for Clumpy Self-Enrichment in Globular Clusters
对球状星团（GCs）的详细观测揭示了自富集的证据：我们今天在恒星中看到的一些重元素是由星团恒星本身产生的。此外，GC内部的子种群具有不同的元素丰度，包括在某些情况下，由超新星产生的元素，如铁。本文提出了一个GC形成的理论模型，其动机是对银河系恒星形成区的观测和对恒星形成的模拟，其中巨大的分子云碎片成多个团块，这些团块在略微不同的时间进行恒星形成。来自早期形成的星团的核心坍缩超新星可以丰富后来形成的星团，使喷出物可以保留在引力势阱中，从而导致一旦星团合并形成最终的星团，就会产生具有不同总金属丰度的亚群。该模型匹配的质量金属丰度的关系，在GC人口周围的大规模椭圆星系，并预测金属丰度的传播与银河系GC中看到的非常一致的集群内，即使对于那些内部丰度的传播是如此之大，他们的整个身份作为GC的问题。内部金属丰度分布是一个很好的测量有多少自富集发生在一个集群，一个结果是非常强大的模型参数的变化。
2018-07-04 astro-ph.GA
A disk-dominated and clumpy circumgalactic medium of the Milky Way seen in X-ray emission
银河系被环星系介质（CGM）所包围，它可能在星系演化中扮演着关键角色，作为恒星形成的气体来源，以及恒星形成和核活动产生的金属和能量的储存库。CGM也可能是在早期宇宙中看到的重子的储存库，但在当地未被发现。在$2 \times 10^{6}$ ~K附近的温度下，CGM具有电离成分，主要在软X射线波段进行研究。在这里，我们报告的调查银河系南部的天空与软X射线光谱仪优化研究扩散软X射线发射。X射线的发射是最好的适合与盘状模型的基础上的径向轮廓的表面密度的分子氢，恒星形成的示踪剂，这表明X射线发射主要是从热等离子体产生的恒星反馈。X射线发射在$\sim10^{\circ}$角尺度上的强烈变化表明CGM是clusterous。此外，一个扩展的，可能是巨大的，晕组成部分是需要匹配的晕密度推断从其他观测。
2020-10-30 astro-ph.GA astro-ph.HE
From the Inner to Outer Milky Way: A Photometric Sample of 2.6 Million Red Clump Stars
红团星的大型原始样本非常抢手，因为它们是标准烛光，即使在很远的距离也能给出精确的距离。然而，很难干净地选择红团簇星，因为它们可以具有与红巨星分支星相同的T $_{\mathrm{eff}}$和log $g$。最近的研究表明，用于准确选择红团星的星震参数$\rmΔ$ P和$\rm{Δν}$，可以利用红巨星分支期间混合引起的表面碳/氮比（[C/N]）的变化从光谱中导出。[C/N]的这种变化也会影响光谱能量分布。在这项研究中，我们使用2 MASS，AllWISE，\gaia和Pan-STARRS数据预测$\rmΔ$ P，$\rm{Δν}$，T $_{\mathrm{eff}}$和log $g$，以选择一个干净的红团簇星样本。我们实现了$\sim$ 20\%的污染率，相当于从低分辨率光谱中获得的T $_{\mathrm{eff}}$和log $g$中选择时所实现的污染率。最后，我们提出了两个红色团块样本。一个样本的污染率为$\sim$ 20\%，$\sim$ 405，000颗红色团块星。另一个有$\sim$ 33\%和$\sim$ 260万颗红色团块星的污染，其中包括距离$>$ 10 kpc的$\sim$ 75，000颗恒星。对于|b| >30度，我们发现$\sim$ 15，000颗恒星，污染率为$\sim$ 9\%。这个星表在研究银河系的结构和形成历史方面的科学潜力是巨大的，因为它包括了…
2020-04-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Two Red Clumps and the X-Shaped Milky Way Bulge
从2 MASS红外测光中，我们发现两个红团（RC）种群共存于纬度|b| >5.5 °的银河系隆起的同一场中，范围在经度13度和纬度20度以上。只有当这些RC峰仅仅反映了相隔约2.3 kpc的两个恒星星族时，我们才能理解这些数据;在（l，b）=（+1，-8）时，两个RC分别位于6.5和8.8+/-0.2 kpc。双峰RC是不一致的倾斜酒吧形态。我们的大多数场显示两个RC与经度的距离大致恒定，这也与倾斜的酒吧不一致，尽管可能存在底层酒吧。两个RC中的恒星密度随经度变化很大：在正经度侧，前景RC占主导地位，而背景RC占主导地位的负经度。连接前景和背景群体的最大值的线相对于视线倾斜约20 +/-4 °，类似于银河系的倾斜。两个RC之间的距离向银道面方向逐渐减小;从边缘看，凸起是X形的，类似于一些河外凸起和N体模拟的结果。这个X的中心与银河系中心的距离一致，尽管如果凸起比47 Tuc年轻2-3 Gyr，则会出现更好的一致性。如果两个RC星群几乎相切地从银河棒的两端发散出来，每一边都像漏斗或喇叭，我们的观测就可以理解了。或者，X，或双漏斗形状，可能会继续到银河系中心。从太阳方向看，这看起来像花生/盒子形状，但当切向观察时，它是X形的。
2010-09-24 astro-ph.GA
Comparison of chemical compositions between the bright and faint red clumps for the metal-poor and metal-rich populations in the Milky Way bulge
本研究通过低分辨率光谱与高分辨率数据交叉比对，发现核球贫金属双RC或源于类球状星团多星族，而富金属双RC更支持X形结构。
2024-10-28 astro-ph.GA
Red clump stars of the Milky Way - laboratories of extra-mixing
在这项工作中，我们提出了主要的大气参数，碳，氮和氧的丰度，和12 C/13 C的比例确定在一个样本的28个银河系星团星。使用5086.2 nm处的C2带研究碳的丰度。对具有强烈CN特征的波长区间7980-8130 nm进行了分析，以确定氮丰度和12 C/13 C同位素比值。氧丰度由6300 ℃下的[O I]线确定。的平均丰度的C，N和O的丰度在调查的丛星支持我们以前的估计，相比，太阳和矮恒星的银河系盘，碳被耗尽约0.2德克斯，氮增强了0.2德克斯和氧是接近的丰度在矮星。分析了银河系红团星的12 C/13 C和C/N比，并与额外混合的演化模型进行了比较。Charbonnel & Lagarde的热盐混合模型中12 C/13 C比的陡降比Boothroyd & Sackmann的冷底处理模型更好地反映了低恒星质量下的观测数据。对于大约2兆太阳质量的恒星，当恒星处于氢核燃烧阶段时，旋转诱导混合的模型应考虑旋转约250 km s-1。
2013-04-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
An ALMA archival study of the clump mass function in the Large Magellanic Cloud
我们提出了1.3和3.2毫米连续谱图的三个恒星形成区域的大麦云（LMC）观察与阿塔卡马大毫米/亚毫米阵列（ALMA）。这些数据是作为从ALMA公共档案馆检索的两个项目的一部分，加上一个专门为这项工作观察的项目。我们开发了一种技术，结合在这些波长的地图，估计灰尘只排放校正免费的排放污染。从这些观察，我们确定了32个分子团在LMC和估计其总质量从他们的尘埃排放量范围从205至5740 M $_{\odot}$。我们推导出累积团块质量函数（$N(\geq M) \propto M^{α+ 1}$），并将其与双幂律拟合，以找到$α_{\mathrm{low}} = -1.76^{+0.04}_{-0.05}$、$α_{\mathrm{high}} = -3.3 \pm 0.2$和2500 $^{+300}_{-200}$ M $_{\odot}$的断裂质量。与先前从CO（2-1）数据导出的30 Doradus-10质量函数的比较揭示了团块质量的一致范围和拟合斜率之间的良好一致性。我们还发现，低质量指数的LMC质量函数同意与高质量指数的核心和集群质量函数从几个恒星形成区域在银河系。这种一致性可能表明银河系幂律定律的扩展到比以前观察到的更高的质量。
2018-11-19 astro-ph.GA
C, N and O abundances in red clump stars of the Milky Way
依巴谷轨道天文台揭示了银河系中大量燃烧氦核的“团块”恒星。这些低质量恒星表现出额外混合过程的特征，这需要在标准模型的第一次挖掘之外进行建模。12 C/13 C比值是最可靠的深混合诊断，因为它对所采用的恒星参数不敏感。在这项工作中，我们提出了12 C/13 C测定的34个银河系团星的样本以及氮，碳和氧的丰度。使用C2 Swan（0，1）带头在5635.5 A下研究碳的丰度。对具有强烈CN特征的波长区间7980-8130 A进行了分析，以确定氮丰度和12 C/13 C同位素比值。氧丰度由6300 A处的[O I]线确定。与太阳和银盘的矮星相比，所研究的团簇星的平均丰度表明，碳约减少0.2德克斯，氮增加0.2德克斯，氧接近矮星的丰度。与演化模型的比较显示，这些恒星可以分为两类：一类是第一个上升的巨星，其碳同位素比率根据第一次挖掘预测而改变;另一类是氦核燃烧的恒星，其碳同位素比率因额外的混合而改变。被调查的恒星落在这些群体中的数量大致相等。
2010-07-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Tracing chemical evolution over the extent of the Milky Way's Disk with APOGEE Red Clump Stars
我们采用近红外，高分辨率SDSS-III/APOGEE光谱调查的头两年的数据，调查银河系盘的大部分恒星的金属丰度和α元素丰度的分布。使用约10，000颗运动学无偏的红团星作为示踪剂，其距离精度约为5%，该样本的[alpha/Fe]与[Fe/H]分布在中等金属丰度下表现出双峰性，[alpha/Fe]为-0.9<[Fe/H]<-0.2，但在较高金属丰度下（[Fe/H]=+0.2），两个序列平滑合并。我们调查的APOGEE选择函数和体积填充分数的影响，发现这些有很小的定性影响的α元素丰度模式。所描述的丰度模式在银河系5<R<11 kpc和0< |Z| <2 kpc的范围内都有发现。高α序列的[α/Fe]趋势在整个银河系中惊人地恒定，区域之间的变化很小（~10%）。使用简单的银河系化学演化模型，我们得到的平均恒星形成效率（SFE）在高α序列的~4.5E-10 1/年，这是相当接近的分子气体占主导地位的地区附近的螺旋发现的几乎恒定的值。这一结果表明，银河系盘的早期演化的特征是共享类似的恒星形成历史，并形成在一个良好的混合，湍流，分子占主导地位的ISM气体消耗时标（1/SFE）~2 Gyr。最后，虽然内星系中的两个α元素序列可以用单一的化学演化轨迹来解释，但这在外星系中是不成立的，而是需要两个或更多具有不同富集历史的种群的混合。
2014-09-11 astro-ph.GA
The imprint of clump formation at high redshift. I. A disc alpha-abundance dichotomy
银河系的圆盘结构以化学二分法为标志，具有高α和低α丰度序列，传统上以几何厚盘和薄盘确定。高α恒星的年龄较老，而低α恒星的平均年龄较低，有助于这种识别。最近的大规模调查，如APOGEE提供了丰富的数据，这种化学结构，包括显示，化学和几何厚盘的识别是不准确的，但化学二分法的起源仍然不清楚。在这里，我们证明了一个二分法自然出现，如果早期的气体丰富的磁盘碎片，导致一些部分的恒星形成中观察到的高红移星系中的类型的团块发生。这些团块有很高的恒星形成率密度。因此，它们迅速地从低α序列向高α序列富集，而更多分布的恒星形成产生低α序列。我们证明，这个模型产生了一个化学定义的厚盘，具有许多银河系的厚盘的属性。由于团块形成是常见的高红移星系，我们预测，化学双峰是常见的大质量星系。
2019-01-03 astro-ph.GA
The APOGEE red-clump catalog: Precise distances, velocities, and high-resolution elemental abundances over a large area of the Milky Way's disk
斯隆数字巡天III的阿帕奇点天文台星系演化实验（APOGEE）是一个高分辨率的近红外光谱巡天，覆盖了银河系的所有主要组成部分，包括银河系内盘和凸起的尘埃遮蔽区域。在这里，我们提出了10，341个可能的红团星（RC）的样本，来自APOGEE操作的前两年，根据它们在颜色-金属丰度-表面重力-有效温度空间中的位置，使用一种新的方法进行选择，使用恒星演化模型和高质量的星震学数据进行校准。RC轨迹在颜色-金属丰度-光度空间中的狭窄性使我们能够以5%到10%的精度分配到恒星的距离。样本延伸到距太阳约3 kpc的典型距离，有些恒星延伸到8 kpc，在5 kpc <~ R <~ 14 kpc、|Z| <~ 2 kpc和-15 deg <~银心方位角<~ 30 deg的范围内，样本的体积约为100 kpc ^3。APOGEE红团星表（APOGEE-RC）包含来自2 MASS的测光，红化估计，距离，视线速度，恒星参数和从高分辨率APOGEE光谱确定的元素丰度，以及与主要自行星表的匹配。我们确定调查选择功能，为这个数据集，并讨论如何RC选择样本的基本恒星星族。我们使用该样本将当前样本覆盖的~45度宽方位角区域内的中位金属丰度的任何方位角变化限制为<= 0.02 dex，这比径向金属丰度梯度小一个数量级以上。这一结果约束相干非轴对称流在几个kpc的太阳。
2014-08-12 astro-ph.GA
A large and pristine sample of standard candles across the Milky Way: ~100,000 red clump stars with 3% contamination
核心燃烧氦的红团（RC）星是银河系中极好的标准烛光。这些恒星可能有更精确的距离估计，从分光光度比盖亚laxes超过3千秒差距。然而，RC星的$T_{\rm eff}$和log g与某些红巨星分支（RGB）星非常相似。特别是对于低分辨率的光谱研究，其中$T_{\rm eff}$，log g和[Fe/H]只能以有限的精度估计，通过建立的方法将RC星从RGB中分离出来可能会导致~20%的污染。最近，Hawkins等人（2018）证明，单历元光谱中的额外信息，如C/N比，可以用来清晰地区分RC和RGB星。在该系列的第二篇论文中，我们建立了一个从光谱通量空间到独立确定的小行星地震参数、频率和周期间隔的数据驱动映射。由此，我们从公开可用的LAMOST DR 3和APOGEE DR 14数据中识别出210，371颗RC星，约9%的污染。通过限制对${\rm S/N}_{\rm pix}$ > 75的LAMOST星的联合分析，我们提供了一个含有92,249颗恒星的RC样本，其污染率仅为~ 3%。这表明，覆盖宽波长范围的高S/N、低分辨率光谱可以识别至少与其高分辨率对应物一样原始的RC样品。由于即将和正在进行的调查，如TESS，DESI和LAMOST将继续改进重叠的训练光谱-星震样本，本研究中提出的方法提供了一种有效而直接的方法来获得巨大而原始的RC星，以揭示银河系的3D结构。
2018-04-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
The X-Shaped Milky Way Bulge in OGLE-III Photometry and in N-Body Models
我们在OGLE-III光度学中模拟了银河系凸起的分裂红团，并将结果与两个N体模型的预测进行了比较。我们的分析产生了两个红色团块亮度的精确地图，在更遥远的峰值中的恒星比例，以及它们的组合表面密度。我们比较观察到的预测，以前在文献中使用的两个N体模型。只要假设银河棒的主轴和银河中心的视线之间有一个角度$α_{\rm{Bar}} \approx 30^{\circ}$，两个模型都能正确地预测几个特征。特别是在微弱的红色团块中的恒星比例应该随着经度的增加而减少。模型和数据之间最大的差异是红团星的表面密度向负向的下降速度，以及两个红团星之间的亮度差向正向的下降速度，两者的差异幅度都不超过$\sim$ 25%。我们的红巨星光度函数的分析也产生了红巨星分支碰撞参数的估计对这些高纬度领域，和证据的高比率（$\sim$ 25%）的磁盘污染的凸起的颜色和大小的红团，磁盘污染率增加对视线进一步远离飞机。
2014-12-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Star Formation Rate of the Milky Way as seen by Herschel
我们提出了一个新的推导银河系的恒星形成率（SFR）的基础上的数据的Hi-GAL银河系平面调查。我们估计分布的SFR整个银河系平面从恒星形成的团块中确定的Hi-GAL调查和计算总的SFR从他们的贡献之和。全球SFR的估计值为$2.0 \pm 0.7$ ~M $_{\odot}$ ~yr $^{-1}$，其中$1.7 \pm 0.6$ ~M $_{\odot}$ ~yr $^{-1}$来自于具有可靠日心距离分配的团块。这一数值与过去几十年文献中的估计值基本一致。发现银心环中平均的SFR密度分布与以前计算的其他密度分布在性质上相似，在中心分子区有一个峰值，在银心半径$R_\mathrm{gal} \sim 5$ ~kpc附近有一个峰值，然后以指数形式下降为$\log(Σ_\mathrm{SFR}/[\mathrm{M}_\odot~\mathrm{yr}^{-1}~\mathrm{kpc}^{-2}])=a\,R_\mathrm{gal}/[\mathrm{kpc}]+b $，并有$a=-0.28 \pm 0.01$。在这方面，太阳圈内外产生的SFR的比例分别为84%和16%，而远外星系（$R_\mathrm{gal} > 13.5$ ~kpc）的比例仅为1%。我们还发现，对于$R_\mathrm{gal}>3$ ~kpc，我们的数据遵循幂律作为密度的函数，类似于Kennicutt-Sc…
2022-11-10 astro-ph.GA
Distributions and Physical Properties of Molecular Clouds in the G24 Region of the Milky Way
本研究利用多源分子谱线观测数据，揭示了银河系G24区域分子云的复杂结构与物理性质，识别出多个巨分子云和团块，证实该区域存在活跃的大质量恒星形成过程。
2025-03-20 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
Mapping the X-Shaped Milky Way Bulge
利用2 MASS数据分析了银河系球核中RC星的分布。我们绘制了1平方度内红色团块的位置。在区域|l| <= 8.5度和$3.5deg<=|b|<=8.5deg, for a total of 170 sq.deg. The red clump seen single in the central area splits into two components at high Galactic longitudes in both hemispheres, produced by two structures at different distances along the same line of sight. The X-shape is clearly visible in the Z-X plane for longitudes close to $ 1 =0度轴内的尺寸字段。在明亮和暗淡的RC人口的RC星的空间密度的粗测量是一致的，通过RC距离，提供进一步的支持证据，X-结构是真实的，有近似的前后对称，在我们的凸起领域。我们的结论是，银河系核球在$ |l| <~ 2度范围内具有X形结构，几乎可以从视线的边缘看到。为了区分可能导致观察到的X形结构的不同可能性，需要与光谱数据相结合的延伸到最里面的凸起区域的额外的深NIR测光。
2011-07-27 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
A unified model for the maximum mass-scales of molecular clouds, stellar clusters, and high-redshift clumps
我们提出了一个简单的，自洽的模型来预测作为银河系环境的函数的巨分子云（GMC），星团和高红移团块的最大质量。最近的研究提出，这些最大质量是由剪切运动和离心力决定的，但我们表明，这一想法与在一个重要的局部宇宙环境范围内观察到的低质量不一致，例如低表面密度星系和星系外围。相反，我们认为来自年轻恒星的反馈可以在剪切限制区域的全球崩溃完成之前破坏云。我们开发了一个剪切反馈混合模型，依赖于三个可观察到的量：气体表面密度，epicylic频率，和Toomre参数。该模型在四个星系环境中进行了测试：银河系，本星系群M31，旋涡星系M83和高红移星系zC406690。我们证明，我们的模型同时再现了所观察到的最大质量的GMC，团块和集群在这些环境中的每一个。我们发现，在M31和银河系的云和集群的反馈限制超过半径8.4和4千秒差距，分别，而在M83和zC406690的质量是剪切限制在所有半径。在zC406690中，最大的星系团质量由于动力学摩擦而进一步下降。这些结果表明，最大质量的变化，从被剪切限制的反馈限制的星系变得不那么丰富的气体，并向低剪切演化。这就解释了为什么高红移团块的质量比本宇宙中的GMC更大。
2017-04-03 astro-ph.GA
ATLASGAL: The HCN-IR Star Formation Relation for the Milky Way
University of Kent（肯特大学）；Max-Planck-Institut für Radioastronomie (MPIfR)（马克斯·普朗克射电天文研究所）；Laboratoire d’astrophysique de Bordeaux, Univ. Bordeaux, CNRS（波尔多天体物理实验室，波尔多大学，法国国家科学研究中心）；Institute of Advanced Studies, Nicolaus Copernicus University in Toruń（尼古拉·哥白尼大学托伦高等研究院）；INAF - Istituto di Radioastronomia（意大利国家天体物理研究所射电天文分部）；Argelander-Institut für Astronomie, University of Bonn（波恩大学阿尔兰德天文学研究所）；Department of Physics, University of Bath（巴斯大学物理系）
本研究利用343个银河系团块样本，发现HCN-红外关系斜率比河外星系更陡，且致密团块仅贡献少量光度，表明近邻星系的线性关系源于平均恒星形成效率，而非SFR与致密气体的直接关联。
2026-09-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Internal structure of molecular gas in a main sequence galaxy with a UV clump at z = 1.45
本文介绍了在SXDS/UDS场中对一个z = 1.45的大质量主序星星系进行的CO（2-1）和CO（5-4）亚弧秒ALMA观测结果，旨在研究星系内部分子气体的分布和性质。我们的目标星系由凸起和盘组成，在HST图像中有一个UV团块。CO发射谱线清晰，CO（5-4）/CO（2-1）通量比（R52）约为1，与银河系相似。假设CO到H_2的转换因子与金属丰度有关，CO（2-1）/CO（1-0）的流量比为2（银河系值），则气体分子质量和气体质量分数（f_gas =气体分子质量/（气体分子质量+恒星质量））分别为~ 1.5 × 10^11 M_Sun和~0.55。我们发现，R_52峰与UV团的位置相吻合，其值约为银河系平均值的两倍。这一结果意味着高的气体密度和/或高温的紫外线团，这定性同意的数值模拟的cluerous星系。CO（2-1）分布可用旋转圆盘模型较好地描述，其半光半径约为2.3kpc。与恒星分布相比，分子气体更集中在星系的中心区域。我们还发现fgas从星系中心的~0.6减小到3x半光半径处的~0.2，表明分子气体分布在星系的更中心的区域而不是恒星，并且似乎与星系的核球而不是恒星盘有关。
2021-01-21 astro-ph.GA
The evolution of the internal structure of massive star forming regions in the Milky Way as revealed by ALMA
本研究利用ALMA-IMF项目的1.3 mm连续发射图和delta-variance谱技术分析了15个原星团形成区，发现云中最致密区域的尺寸与其演化阶段和恒星形成活动直接相关，且引力在团块的质量增长和恒星形成活动中起关键调节作用。
2023-07-02 astro-ph.GA
A case against an X-shaped structure in the Milky Way young bulge
上下文最近的一些论文声称在我们银河系的凸起中发现了一个X形结构，在红色团块的人口中。目标。我们试图分析的恒星密度的球星在同一地区使用不同的恒星星族是年轻的球（$\lesssim 5$陀螺仪）的特点。特别是，我们使用F0-F5主序星的距离通过光度视差。方法.我们从VISTA-VVV数据的近红外光谱中提取了这些恒星，并计算了它们沿视线的密度。我们把光度视差的不确定性和其他来源的污染考虑在内，我们看到，这些错误并不能避免检测到一个可能的双峰沿某些视线预期的X形凸起，如果它存在。结果在沿着视线的密度分布中，只有一个单峰被观察到，所以很明显，这群恒星没有X形结构。尽管如此，在选定的人口中的绝对星等分散的影响可能是另一种解释，尽管原则上这些影响不足以解释根据我们的计算缺乏双峰。结论.本文的结果并不能证明以前仅用红团星证明X形核球的说法是不正确的，但如果我们想保持红团星结果和本文结果的正确性，显然还有一些令人困惑的问题。
2016-06-30 astro-ph.GA
