Piercing the Milky Way: an all-sky view of the Orphan Stream
我们使用来自欧空局盖亚任务（GDR 2）的数据发布2的天体测量，宽带测光和变化信息来识别整个天空中的孤儿流（OS）成员。这条流在天球赤道的上方和下方以及银河系的两个半球都有迹可循，因此它的可见长度增加到约210度，相当于约150千秒差距的物理范围。利用大量的RR天琴座恒星在OS中，我们提取准确的距离和自行车在整个伸展的潮汐碎片研究。根据GDR2 RR天琴座的描绘，该气流在天空中呈现出两个明显的扭曲形状，并伴随着切向运动的变化。我们用GDR2红巨星和DECam遗产巡天主序星关闭星创建的地图补充了RR天琴座地图。天空中OS轨迹的行为在所采用的所有三种示踪剂中是一致的。我们检测到一个强大的非零运动在跨流方向的流的相当大的一部分。碎片轨迹和流动速度之间的这种错位在静态重力势中是无法再现的，这表明与大质量扰动物发生了相互作用。
2019-02-12 astro-ph.GA
All-sky three-dimensional dust density and extinction Maps of the Milky Way out to 2.8 kpc
本文利用快速可扩展的高斯过程算法DustT，基于1.2亿颗恒星的Gaia DR2、2MASS和AllWISE数据，构建了最远至2.8 kpc的银河系全天空三维尘埃密度与消光图，并识别出朝向银心的大尺度低密度结构。
2024-06-10 astro-ph.GA
Ultraviolet Extinction Sky Survey (UVESS): A mission concept for probing the interstellar medium in the Milky Way and Local Group galaxies
针对2175 Å消光特征的变化，提出UVESS小卫星任务概念，通过全天区紫外消光测绘揭示银河系及本星系群星系星际介质的组成与演化。
2024-07-21 astro-ph.GA astro-ph.IM
All-Sky Dynamical Response of the Galactic Halo to the Large Magellanic Cloud
大麦云云（LMC）与银河系的恒星晕和暗物质晕之间的引力相互作用将引起外银河系的不平衡现象。据预测，一个局部的尾流将跟踪LMC的轨道，而大规模的超密度预计将存在于银河系北半球的大面积区域。在这里，我们提出的检测本地尾流和北超密度（以下简称“集体响应”）的银河系的全天星图的基础上，1301颗恒星在60<R_gal<100 kpc。尾流的位置是在良好的协议与N体模拟，包括银河系晕上的LMC的动力学效应。尾流的密度对比度和集体响应在数据中都比在模拟中强。探测到强烈的局部尾流是麦哲伦云第一次绕银河系运行的独立证据。尾流跟踪LMC的路径，这将提供对LMC轨道的洞察，这反过来又是对LMC和银河系质量的敏感探测器。这些数据表明，外晕并不像人们通常认为的那样处于动力学平衡状态。尾流的形态和强度可以用来测试暗物质和重力的性质。
2021-04-19 astro-ph.GA
Towards Unveiling the Origins of the Milky Way Bulge through Multi-band-Messenger Sky Surveys
Wuhan University（武汉大学）；The Ohio State University（俄亥俄州立大学）；China West Normal University（西华师范大学）
研究通过多波段多信使数据分析银河系银盘结构及化学动力学性质，揭示其形成路径，发现银盘具有盒状形态而非X形。
2026-03-17 astro-ph.GA
Hunting The Most Distant Stars in the Milky Way: Methods and Initial Results
我们呈现了UKIRT红外深空巡天（UKIDSS）中发现的404 M巨星候选者的新目录。UKIDSS大区域巡天数据第8版中提供的2，400度$^2$可以通过比整个2微米全天巡天大四倍的体积来分辨M巨星。结合近红外测光与光学测光和斯隆数字巡天的自行产生了一个M巨星候选目录，与以前搜索类似遥远的M巨星相比，M矮星和类星体污染较少。对这个样本进行广泛的后续光谱分析将产生我们银河系最外层大面积天空的第一张地图。我们最初对$\sim$ 30明亮候选者的光谱跟踪产生了距离$\sim 20-90$ kpc的五个M巨星的肯定识别。每一颗被证实的M巨星的位置和速度都与人马座流一致。在我们的样本中，较暗的M巨星候选者的测光距离估计为$\sim 200$ kpc（假设$[Fe/H]$ = 0.0），但需要进一步的光谱验证。测光距离的估计超出了银河系的维里半径，并增加了$\sim 50\%$每减少0.5 dex在假设的$[Fe/H]$。考虑到M巨星候选者的数量、初始选择效率和调查的体积，我们粗略地估计，至少有一个额外的人马座吸积事件可能有助于银河系外晕的分层结构。
2014-01-15 astro-ph.GA
The age of the Milky Way halo stars from the Sloan Digital Sky Survey
我们确定的年龄的恒星内容的星系晕考虑主序星关闭。从斯隆数字巡天提供的大量晕星中，我们可以准确地检测到作为最年轻的主导人口的金属丰度函数的关闭，这是通过观察人口中最热（最蓝）的恒星来完成的。使用一个给定的金属丰度的人口的关闭温度，我们寻找与关闭温度和金属丰度的等时线，发现没有年龄梯度作为金属丰度的函数。这意味着星系晕的主要群体迅速形成，可能是在原银河系气体坍缩期间。此外，我们可以发现大量的恒星，其温度比关闭温度更高，这些恒星可能是蓝色水平分支（BHB）恒星，蓝色离散星，或者比主导人口更年轻的主序星，可能是在外部星系中形成的，后来吸积到我们的银河系中。受当前关于旧太阳型恒星内部引力沉降（原子扩散）效率的争论的启发，我们使用有沉降和无沉降的等时线来确定年龄。当忽略扩散的等时线，我们得到的年龄为14-16 Gyr。这一结果是反对古老晕场恒星中抑制扩散的有力论据，因为它导致了与宇宙年龄13.7 Gyr的严重冲突。在等时线中包括扩散的年龄为10-12 Gyr，这与内晕中古老球状星团的绝对年龄一致。
2011-07-21 astro-ph.GA
The first all-sky view of the Milky Way stellar halo with Gaia+2MASS RR Lyrae
我们利用第一个\gaia数据发布研究银河系恒星晕的性质跟踪RR天琴座。我们证明，它是可以选择一个纯样品的RR天琴座仅使用光度信息在盖亚+2MASS目录。最后一个样本包含约21600 RR天琴座，覆盖了银河系内晕体积（$\text{R}<28$ kpc）的一个前所未有的分数（$\sim60\%$）。我们用参数和非参数方法分析了天球RR分布，研究了星晕的形态。利用均匀的全天空覆盖，我们测试晕模型比通常认为在文献中，如那些不同的扁平化，倾斜和/或偏移的晕相对于银河系盘更复杂。一个一致的画面出现了：内晕是由三轴椭球上恒星的平滑分布很好地再现的。短轴垂直于银河系圆盘，而长轴与银河系Y轴偏离$\sim20^{\circ}$。沿长轴的伸长是温和的（$\text{p}=1.27$），和垂直扁平化的演变从一个压扁状态与$\text{q}\approx0.57$在中心的一个更球形的$\text{q}\approx0.75$在我们的数据集的外缘。密度斜率很好地近似为指数为$α=-2.96$的单一幂律。在探测的范围内，我们没有看到明显的证据表明径向密度斜率的变化，平面倾斜或晕相对于银河系中心的偏移。
2017-11-02 astro-ph.GA
The Spectrum of the Diffuse Galactic Light I: The Milky Way in Scattered Light
我们使用斯隆数字巡天（SDSS）的92,000个空白天空光谱来测量漫射银河光（DGL）的光谱--本地银河系的反射。我们将空白天空区域中的SDSS光学强度与由宇宙背景探测器（COBE）和红色天文卫星（IRAS）卫星独立测量的100微米强度相关联，该卫星提供了尘埃柱密度乘以照明星光强度的测量。散射光的光谱是非常蓝的，并且显示出清晰的4000埃断裂和宽的Mg b吸收。这与散射的星光一致，并且DGL的连续性可以通过银河系的简单辐射转移模型很好地再现。我们还探测到Hα、Hβ、[N II]和[S II]的线发射，这与来自本地星际介质（ISM）的散射光一致。[N II]和[S II]的强度与[O III]和[He I]的上限相结合，表明电离光谱相对较软。我们发现，我们的测量DGL可以约束尘埃模型，有利于粒度分布相对较少的大颗粒。我们还估计高纬度Hα的分散部分为19+/-4%。
2011-11-17 astro-ph.GA
Notes on counter-orbiting globular clusters in the Milky Way
认为银河系中逆行旋转的球状星团可能起源于麦哲伦云星系引力扰动引起角动量改变的反对称球状星团。结果表明，轨道靠近“银河-麦哲伦云”系统拉格朗日点的银河系球状星团，在几个Gyr时间尺度内可以改变角动量的符号。
2014-07-07 astro-ph.GA
The Diffuse Gamma-ray Sky of a Milky Way Analogue: Local Diversity and Global Constraints
Universität Heidelberg（海德堡大学）；Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP)（波茨坦莱布尼茨天体物理研究所）；University of Vienna（维也纳大学）；Max-Planck-Institut für Kernphysik（马克斯·普朗克核物理研究所）；Université Paris-Saclay（巴黎萨克雷大学）；Université Paris-Cité（巴黎西岱大学）；CEA（法国原子能和替代能源委员会）；CNRS（法国国家科学研究中心）；AIM（天体物理学与宇宙学研究所）；Université Lyon 1（里昂第一大学）；ENS de Lyon（里昂高等师范学院）；CRAL（里昂天体物理研究中心）
研究通过Rhea模拟探讨类银河系中伽马射线发射的局部环境与整体约束，揭示气体密度波动对形态的影响及CR传输对光谱和结构的控制。
2026-03-25 astro-ph.GA astro-ph.HE
Stellar Metallicities from SkyMapper Photometry II: Precise photometric metallicities of $\sim$280,000 giant stars with [Fe/H] $< -0.75$ in the Milky Way
银河系的贫金属恒星是附近的古老天体，用于研究早期化学演化以及银河系的组装和结构。在这里，我们提出了可靠的$\sim280,000$恒星的金属丰度与$-3.75 \lesssim$ [Fe/H] $\lesssim -0.75$到$g=17$来自SkyMapper南方巡天的第二次数据发布（DR 2）的金属敏感测光。我们使用的依赖性的流量通过SkyMapper $v$过滤器上的钙II K吸收功能的强度，在与SkyMapper $u,g,i$测光，推导光度金属丰度为这些恒星。我们发现，以这种方式获得的金属丰度比较以及在大规模的光谱调查中获得的金属丰度，并使用这种比较来校准和量化系统学的位置，变红，和颜色的函数。我们发现很好的协议与金属丰度从APOGEE，LAMOST和GALAH调查，基于$σ\sim0.25$德克斯的标准偏差，我们的光度金属丰度的残差相对于这些调查的金属丰度。我们还比较了我们推导的光度金属丰度的金属丰度在一些高分辨率的光谱研究，以验证我们的光度金属丰度测定的低金属丰度端（[Fe/H] PDMATHAMT）。在这样的比较中，我们发现在我们的星表中光度[Fe/H] $< -2.5$的恒星的金属丰度没有显着的偏移和$σ\sim$ 0.31 dex水平的散射相对于那些在高分辨率的工作时，考虑我们的样本中的较冷的恒星（$g-i > 0.65$）。我们还提出了一个扩展的目录，包含光度…
2021-03-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
The DECam Field of Streams: a deep view of the Milky Way halo
本文利用DECam的g和r波段广域深场数据，通过等龄线匹配滤波筛选年老贫金属星，构建了覆盖18,700平方度的银河系晕星流场图像，揭示了矮星系、球状星团和大量恒星流等结构。
2025-06-05 astro-ph.GA
The SkyMapper-Gaia RVS view of the Gaia-Enceladus-Sausage -- an investigation of the metallicity and mass of the Milky Way's last major merger
我们的特点盖亚-土卫二香肠运动学结构最近发现的银河系晕使用光度金属丰度从SkyMapper调查，和盖亚径向速度测量的运动学。通过检查的金属丰度分布函数（MDF）的恒星在运动学/动作空间中，我们发现，$\sqrt{J_R}$与$L_z$空间允许最干净的选择盖亚-土卫二-香肠星与最小的污染，从盘或晕星形成的原位或在其他过去的合并。具有$30 \leq \sqrt{J_R} \leq 50$（kpc km s $^{-1})^{1/2}$和$-500 \leq L_z \leq 500$ kpc km s $^{-1}$）的恒星具有以[Fe/H] $= -1.17$ dex为中心的窄色散，色散为0.34 dex。该[Fe/H]估计值比文献估计值（通过$0.1-0.3$ dex）更富含金属。基于MDFs，我们发现，选择盖亚-土卫二-香肠星在其他运动/行动空间没有额外的人口信息导致污染的样本。根据我们的标准选择的干净的盖亚-土卫二-香肠样品略微逆行，位于高$V_T$晕CMD双序列的蓝色序列。使用来自宇宙学模拟的星系质量-金属丰度关系，并假设平均恒星年龄为10 Gyr，我们估计盖亚-土卫二-香肠祖卫星的质量为$10^{8.85-9.85}$ M $_{\odot}$，这与基于光盘动态和模拟的文献估计一致。为了更复杂地选择纯粹的盖亚-土卫二-香肠星，还需要更多关于详细丰度和年龄的信息。
2020-06-26 astro-ph.GA
Characterizing the SHARDS of Disrupted Milky Way Satellites with LAMOST
我们使用LAMOST光谱巡天中超过10，000颗经光谱学证实的晕巨星的样本，推导出了星系晕中的子结构部分。通过观察100个合成模型沿视线与LAMOST选择功能在该天空区域，我们的统计特征的预期晕人口。我们定义为SHARDS（恒星晕吸积相关碎片结构）任何超过模型预测>3-sigma的恒星。我们发现LAMOST中至少有10%的银河系晕星是SHARDS的一部分。通过在使用LAMOST选择函数观测到的光滑晕上运行我们的算法，我们表明LAMOST数据在所有银心半径R_GC < 40 kpc上包含多余的子结构，超出了由于统计波动和光滑晕的不完整采样所预期的。子结构的水平是一致的碎片完全从吸积卫星模型晕中的恒星的分数。这项工作说明了巨大的光谱调查的潜力与高填充因子在大的天空区域，以重建银河系的合并历史。
2016-03-15 astro-ph.GA
Chemodynamical Analysis of Metal-rich High-eccentricity Stars in the Milky Way's Disk
我们提出了一个化学动力学分析的11,562富金属，高偏心率晕状主序星（MS），这已被称为飞溅或飞溅盘，从斯隆数字巡天（SDSS）和大天区多目标光纤光谱望远镜（LAMOST）选择。当分为两组，低-[ $α$ /Fe]人口（HAP）和高-[ $α$ /Fe]人口（HAP），基于运动学和化学，我们发现，他们表现出非常不同的属性，指示不同的起源。通过对它们轨道倾角的详细分析，我们认为HAP来自大部分（~ 90%）的加热盘星和一小部分（~ 10%）来自星暴种群的原位星，可能是由银河系与盖亚香肠/土卫二（GSE）或其他早期合并的相互作用引起的。这颗恒星大约有一半是由GSE吸积而来，另一半则是由GSE引发的星暴所形成。我们的研究结果进一步表明，在我们的样本中的飞溅星起源于至少三个不同的机制-吸积，磁盘加热，并导致恒星爆发。
2022-10-14 astro-ph.GA
The All-Sky Impact of the LMC on the Milky Way Circumgalactic Medium
本研究通过流体动力学模拟发现，大麦哲伦云首次落入银河系产生的激波和反射运动显著增强并重塑了银河系晕周介质的密度、温度、压力及速度分布，其剥离气体形成高速流，影响全天观测信号。
2024-08-19 astro-ph.GA
The Ancient Egyptian Cosmological Vignette: First Visual Evidence of the Milky Way and Trends in Coffin Depictions of the Sky Goddess Nut
本文通过分析555个棺椁元素检验古埃及天空女神Nut代表银河系的假设，发现Nesitaudjatakhet外棺上的独特黑线是银河系的视觉证据，表明银河系与Nut相关但非同义，并揭示了古埃及人对白昼天空的偏好及Nut形象的演变。
2025-04-30 astro-ph.GA physics.hist-ph physics.pop-ph
Low-column density HVC and IVC gas in the halo of the Milky Way
最近对银河系环星系气体环境的研究主要集中在大质量中性气体云和高电离晕吸收体的分布、化学组成和物理性质上。相对较少的努力已经投入到目前为止，在环银河中性和弱电离金属吸收低HI柱密度的探索。本文系统地研究了银河系晕中中性和电离低柱密度气体的分布和物理性质。我们结合CaII和NaI吸收线测量HI 21厘米发射线数据。对于一些视线，进行了高分辨率的射电合成观测，使我们能够研究单碟望远镜无法分辨的小尺度结构。总共观测到177条视线，为分析银河系环星系环境中的IVC和HVC气体提供了大量的吸收选择数据样本。这项研究使我们能够比较所观察到的银河系晕中气体的吸收柱密度分布（CDD）与类星体的干预吸收体的整体CDD。灵敏的吸收线分析使我们能够识别中性和电离气体结构，在低柱密度和小角度范围内，可能仍然看不见的大型21厘米全天调查。如果这种气体覆盖了天空的很大一部分，它可能对银河系的演化有很大的影响。
2009-09-15 astro-ph.GA
The Milky Way stellar populations in CFHTLS fields
我们研究了加拿大-法国-夏威夷-望远镜遗产巡天（CFHTLS）领域中厚盘的特性，并在明亮的星等上与斯隆数字巡天（SDSS）数据进行了补充。的（[Fe/H]，Z）分布推导出在W1和W3领域，并与模拟地图使用贝桑松模型。结果表明，厚盘，代表在星计数模型的一个独特的组件，是不是一个足够的描述所观察到的（[Fe/H]，Z）分布在这些领域。
2011-11-02 astro-ph.GA
Spatially Resolved Gas Flows Around the Milky Way
我们提出了空间分辨的测量流入和流出银河系（MW）的冷气体，使用档案紫外光谱的背景类星体从哈勃太空望远镜/宇宙起源光谱仪。我们共同添加光谱的不同背景源在密切的投影角分离的天空。这种新颖的叠加技术显著提高了光谱的信噪比，允许检测低柱密度气体（低至$EW$ > 2 mA）。我们确定吸收流入或流出，通过使用蓝/红移的高速云（HVC）的银河系中心静止框架中的吸收组件，分别。流入和流出气体的质量表面密度在天空中的变化都超过一个数量级，流入气体的平均值分别为$\langle Σ_{in}\rangle \gtrsim 10^{4.6\pm0.1}$ $M_{\odot}\,\mathrm{kpc}^{-2}$，流出气体的平均值分别为$\langle Σ_{out}\rangle \gtrsim 10^{3.5\pm 0.1}$ $M_{\odot}\,\mathrm{kpc}^{-2}$。质量流率表面密度（每单位面积的质量流率）也显示出很大的变化在天空中与$\langle \dotΣ(d)_{in}\rangle \gtrsim (10^{-3.6\pm0.1})(d/12 \mathrm{kpc})^{-1} M_{\odot}\,\mathrm{kpc}^{-2} \mathrm{yr}^{-1}$流入和$\langle \dotΣ(d)_{out}\rangle \gtrsim (10^{…
2022-02-20 astro-ph.GA
Far-ultraviolet fluorescent molecular hydrogen emission map of the Milky Way Galaxy
本文给出了银河系远紫外荧光分子氢（H_2）发射图，它是用覆盖天空约76%面积的FIMS/SPRAY获得的。H_2荧光发射经消隐校正后的强度与冷星际介质（ISM）的色余E（B-V）、中性氢柱密度N（H I）和H_α发射有很强的线性相关性。利用一个简单的光解区模型和由紫外星表导出的星际辐射场，得到了全天H_2柱密度图。我们估计的H2的分数（f_H2）和弥漫ISM的气尘比（GDR）。f_H2从E（B-V）< 0.1的光学薄区域处的<1%逐渐增加到E（B-V）= 3时的~50%。GDR的估计值约为5.1 x 10^21个原子cm^-2 mag^-1，与5.8 x 10^21个原子cm^-2 mag ^-1的标准值一致。
2017-07-17 astro-ph.GA
Estimate of the Mass and Radial Profile of the Orphan-Chenab Stream's Dwarf Galaxy Progenitor Using MilkyWay@home
我们适合的质量和径向轮廓的孤儿Chenab流（OCS）矮星系的祖先，通过使用斯隆数字巡天（SDSS）和暗能量相机（DEC）的关闭星约束N体模拟的OCS祖先落入银河系的1.5 PetaFLOPS MilkyWay@home分布式超级计算机。我们推断的内部结构的OCS的祖先的假设下，它是一个球对称的矮星系的恒星系统嵌入在一个扩展的暗物质晕。我们优化的演化时间，重子和暗物质的尺度半径，重子和暗物质质量的祖先使用差分进化算法。通过比较模拟的潮汐流与天空中观测到的OCS恒星的角分布来确定每组参数的似然分数。我们将OCS祖细胞的总质量与（$2.0\pm0.3$）$\times 10^7 M_\odot$拟合，其中$γ=73.5\pm10.6$和（$1.1\pm0.2$）$\times10^6M_{\odot}$的质光比在其中心的300 pc范围内。在其半光半径范围内，我们估计了（$4.0\pm1.0$）$\times10^5M_{\odot}$的总质量。我们还拟合了祖先遗迹的当前天空位置为$(α,δ)=((166.0\pm0.9)^\circ,(-11.1\pm2.5)^\circ)$，并表明它在目前是引力未结合的。测得的祖先质量是在以前的测量低端，如果证实降低超微弱矮星系的质量范围。我们的优化假设一个固定的银河系潜力，外大陆架轨道，和径向轮廓的祖先，忽略了大麦云云的影响。
2022-01-10 astro-ph.GA
A Cold Milky Way Stellar Stream in the Direction of Triangulum
我们提出了一个新的银河系恒星潮汐流的仙女座和三角座（M31和M33）星系的方向的证据。使用匹配过滤器技术，我们搜索斯隆数字巡天数据发布8创建恒星密度图探测银河系晕在8和40千秒差距之间的距离。对这些地图的视觉搜索恢复了所有主要的已知恒星流，以及一个新的M31/M33方向的流，我们称之为三角座流。该流在天空中的跨度为0.2度乘12度，或75 pc乘5.5 kpc，最佳拟合距离为26+/-4 kpc。这条流的宽度与球状星团的潮汐遗迹相一致。流区的彩色星等图显示了一个过密度，如果确定为主序星的关闭，则对应于一个古老的（~12 Gyr）和贫金属（[Fe/H] \sim -1.0 dex）的恒星星族。未来对这一冷流和类似冷流的运动学研究将对银河系引力势的形状提供严格的约束。
2012-09-24 astro-ph.GA
Tracing dense and diffuse neutral hydrogen in the halo of the Milky Way
我们结合了两个调查的银河系高速HI的观测：一个非常敏感的调查，从绿岸140英尺望远镜有限的天空覆盖范围，和不太敏感，但完整的银河系全天调查从64米帕克斯射电望远镜。这两个调查优先检测不同形式的中性气体，因为它们的敏感性。我们采用机器学习方法将数据分为两个群体，这两个群体在列密度范围内分开：1）窄线宽群体，这是大多数明亮高速云成分的典型特征，2）较暗，宽线宽群体，与绿岸调查中发现的群体很好地对齐。我们将这些群体分别称为致密气体和弥散气体，并发现弥散气体通常位于高速云的边缘和尾部，围绕核心中的致密组分。对银河系全天巡天数据中每种气体的平均光谱进行拟合，发现稠密气体群的典型线宽约为20 km/s，亮温约为0.3 K，而弥散气体群的典型线宽约为30 km/s，亮温约为0.2 K。我们的研究结果证实，大多数对银河系晕中高速气体的调查都遗漏了大部分无处不在的扩散气体，并且这种气体可能至少贡献与致密气体一样多的质量。
2016-11-28 astro-ph.GA
Probing the All-sky Distribution of Soft X-ray Emission Associated with the Milky Way
Tokai National Higher Education and Research System, Nagoya University（东京大学高等教育与研究系统名古屋大学）；NASA/Marshall Space Flight Center（美国国家航空航天局/马歇尔太空飞行中心）；Tokyo University of Science（东京理科大学）；NASA/Goddard Space Flight Center（美国国家航空航天局/戈达德太空飞行中心）；LATMOS/IPSL, UVSQ Université Paris-Saclay, Sorbonne Université, CNRS（大气、气候和地球动力学实验室/IPSL，巴黎萨克雷大学UVSQ分校，索邦大学，法国国家科学研究中心）；The Henry A. Rowland Department of Physics and Astronomy, Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学亨利·A·罗兰尔物理与天文学系）
利用HaloSat和ROSAT数据对银河系软X射线发射进行全天分析，通过均匀光谱拟合和混合空间框架，发现暖热和热成分的双温度分布，并揭示热发射的复合起源。
2026-09-16 astro-ph.GA
Quantifying tidal stream disruption in a simulated Milky Way
潮汐流的模拟表明，近距离接触暗物质的subhalos诱导密度差距和扭曲的天空路径沿流。因此，观测到星系晕中的中断流将证实那里存在暗物质子结构的假设，而相反，观测到具有平滑变化的密度分布的准直流将对晕下的数密度和质量谱施加很大的上限。在这里，我们研究了几个措施流“中断”和他们的权力，以区分晕电位与无子结构和不同的全球形状。我们创建和发展人口的1280流在一系列的轨道上的银河系状晕，充满了全质量范围的ΛCDM subhalos的通过Lactea II模拟，并将其与两个控制流人口分别在光滑的球形和光滑的三轴电位。我们发现，在恒星流中观察到的间隙的数量是晕势的一个很差的指标，但（i）天空流的薄度，（ii）领先和落后的尾巴的对称性，以及（iii）尾巴偏离天空低阶多项式路径（“路径规则性”）更有效地区分这三种势。我们发现，球状星团流的低偏心率轨道远离银河系中心（远心半径~ 30-80千秒差距）是最强大的区分这三种潜力。如果它们存在的话，这样的流将很快被测量出来，并在不久的将来通过光度和光谱测量绘制出高维图。
2017-05-19 astro-ph.GA
Mapping Gaia parallax systematic errors over the sky with faint Milky Way stars
盖亚任务测量的视差对天文学有着巨大的意义，但盖亚DR 2中的视差已知有系统误差，这取决于源位置和其他量。我们利用银河系暗星中丰富的信息，结合Gaia星表的GOG模拟，以经验的方式探索Gaia DR 2视差系统误差的空间依赖性。视差信号集中在星等G ~ 17的厚盘关闭星上，足以在大部分天空中构建视差系统误差图。这些地图显示了一个局部规则的“华夫饼图案”，在1度尺度上遵循盖亚扫描方向，更强的线性“疤痕”特征，以及更大尺度上的连贯变化。视差偏差图还保留了天体物理效应的痕迹，如尘埃云。从早期的麦哲伦星云图中可以看出，华夫图案覆盖了整个天空;其局部均方根振幅平均为15微弧秒，变化约为2倍。这个图案的强度从G = 13到G = 20增加了约6倍。与类星体和独立的距离估计的恒星的视差的相关性支持我们的偏见估计。使用类似的方法，我们映射系统误差的自行和检查的视差系统学的关系。我们提供了一个代码包来访问和查询我们的偏置图。对一般恒星星族的类似测试应该有助于量化未来盖亚释放的系统误差。
2020-11-20 astro-ph.GA astro-ph.IM
MMT Hypervelocity Star Survey III: A Complete Survey of Faint B-type Stars in the Northern Milky Way Halo
我们描述了我们完成的光谱调查未绑定的超高速恒星（HVS）从银河系喷射。三个新发现使未结合的HVS总数达到21个。我们使用中等分辨率的MMT光谱对HVS的性质及其距离施加了新的限制。一半的HVS是快速旋转的，它们是一些2.5-4 Msun的主序星，距离50 - 120 kpc。修正恒星寿命后，我们的调查表明，未束缚的2.5-4 Msun恒星以1.5e-6 /yr的速率从银河系中被弹射出来。所观测到的HVS可能在过去的2亿年中连续喷出，并且不共享共同的飞行时间。HVS在天空中的各向异性空间分布仍然令人困惑。像SkyMapper这样的南半球调查将很快使我们能够绘制HVS的全天分布图。未来用哈勃太空望远镜和盖亚进行的自行测量将对起源提供强有力的约束。所有现有的观测结果都与银河系中心大质量黑洞遭遇时的HVS喷射相一致。
2014-01-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
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 tomography with the SkyMapper Southern Survey: I: Atmospheric parameters and distances of one million red giants
精确测定大气参数（有效温度$T_{\rm eff}$、表面重力测井$g$和金属丰度[Fe/H]）和大型完整样本的距离，对于各种银河系研究至关重要。我们已经开发了一种光度测量方法来选择红巨星和估计其大气参数的光度颜色提供的SkyMapper南方调查（SMSS）数据发布（DR）1.1，使用恒星共同的LAMOST银河光谱调查作为训练集。距离的估计有两种不同的方法：一种是基于附近（$d \leq 4.5$ kpc）亮星的盖亚DR 2弛豫，另一种是基于远（$d > 4.5$ kpc）暗星的本征色$(g-i)_0$和光度金属丰度[Fe/H]预测的绝对星等。各种测试表明，我们的方法是能够提供大气参数的$\sim$ 80 K的精度为$T_{\rm eff}$，$\sim$ 0.18 dex的[Fe/H]和$\sim$ 0.35 dex的日志$g$，但在日志$g \sim$ 2.3的显着的系统误差。对于从$(g-i)_0$和测光[Fe/H]提供的距离，我们对球状星团成员星的测试显示出16%的中值不确定性，零点偏移可以忽略不计。利用该方法，从SMSS DR1.1中计算了近百万颗红巨星的大气参数和距离。盖亚DR 2的自行测量几乎适用于所有的红巨星，其中44%的红巨星的径向速度测量来自几次大型光谱巡天。该示例可在https://yanghuang0.wixsite.com/yangh/research上在…
2019-05-13 astro-ph.GA
On the stark difference in satellite distributions around the Milky Way and Andromeda
我们比较了距离银河系400千秒差距（MW）以内的明亮（> 10^5 Lsun）矮卫星星系和M31的球平均径向数，发现MW卫星星系更加集中。值得注意的是，这两个卫星系统在中心100 kpc范围内几乎是相同的，而M31卫星在100 - 400 kpc的非投影距离上的数量大约是MW卫星的四倍。我们使用一套44个高分辨率~10^12晕变焦模拟，其中22个是像MW和M31一样成对的，将观测到的分布与LCDM亚星系的预测分布进行比较。我们发现M31周围卫星的径向分布是相当典型的subhalos预测，而银河系的分布是更集中的，我们的任何模拟LCDM晕。一个可能的解释是，我们的普查是明亮的（> 10^5 Lsun）MW矮星系是显着不完整的超过太阳的~100 kpc。如果还有8 - 20颗亮矮星在100 - 400 kpc的轨道上未被发现，那么银河系的径向分布将落在从次晕分布预期的范围内，并且看起来非常像已知的M31系统。我们使用我们的模拟来证明，有足够的区域没有被斯隆数字巡天及其扩展所探索，考虑到天空中的暗晕的角各向异性的预期范围，发现~10个新的亮矮星并不是不可能的。
2013-05-02 astro-ph.GA
Substructure in the stellar halos of the Aquarius simulations
我们描述了Cooper等人（2010）模拟的恒星晕中的子结构，这些恒星晕是由宝瓶座计划的星系晕的宇宙学N体模拟中的卫星星系分裂形成的。这些恒星晕表现出丰富的潮汐特征：广泛的超密度和非常狭窄的微弱流，类似于银河系周围观察到的。这些子结构在天空中呈各向异性分布，这一特征在下一代光度测量中应该会变得很明显。天空中恒星密度的归一化RMS对于我们的晕来说似乎比斯隆数字巡天中从主序关闭恒星估计的银河系的值更大。我们发现，这可能部分是由于受到微弱的类星体和更红的主序星的污染，并可能表明约10%的银河系晕星是在原地形成的。
2011-10-31 astro-ph.GA
Implications of triangular features in the Gaia skymap for the Caustic Ring Model of the Milky Way halo
银河系的盖亚地图揭示了在银河系中心相对两侧几乎对称的位置上的一对三角形特征。在本文中，我们探讨这些功能的影响，假设他们是一个焦散环的表现形式的暗物质分布的银河系晕。焦散环模型预言了一系列这样的环的存在。该模型的相空间分布是由轴子或类轴子粒子的再热玻色-爱因斯坦凝聚体获得的。我们证明尘埃是由冷轴子流重力携带的，并提出这一点作为三角形特征尖锐性的解释。这些特征的位置意味着我们在地球上比根据前盖亚观测所认为的更接近第五焦散环。我们很可能是在它的三尖形截面内。在这种情况下，地球上的暗物质密度由四个冷流主导，称为大，小，上和下。如果我们在三尖锥截面之外，地球上的暗物质密度由两股冷流主导，大的和小的。我们使用盖亚地图中的三角形特征，和IRAS地图中的匹配特征，来估计四个局部主导流的速度矢量和密度。
2021-06-08 astro-ph.GA hep-ph
Quantifying the Milky Way, LMC and their interaction using all-sky kinematics of outer halo stars
University College London（伦敦大学学院）；University of Maryland, College Park（马里兰大学帕克分校）；Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森尼天体物理中心）；Flatiron Institute（平坦研究所）
利用外晕星的全天空运动学数据，研究银河系和大麦哲伦星云的质量约束及反射运动，发现反射速度为38.6±8.3 km/s，确定银河系和大麦哲伦星云的质量，并发现星晕速度各向异性。
2026-05-13 astro-ph.GA
The total satellite population of the Milky Way
银河系中矮星系的总数和光度函数对暗物质的性质和低质量星系形成的天体物理学提供了重要的制约。然而，由于现有银河系巡天的通量限制和有限的天空覆盖范围，只有部分人口的普查存在。我们将暗能量巡天（DES）最近发现的卫星样本与斯隆数字巡天（SDSS）数据发布9中发现的卫星（这些巡天覆盖了近一半的天空）相结合，估计卫星的总光度函数下降到$M_{\rm V}=0$。我们应用一种新的贝叶斯推断方法，其中我们假设的卫星的径向分布独立的绝对星等如下的subhaloes选择根据其峰值最大圆速度。我们发现，在距离太阳$300$千秒差距内，至少应该有$124^{+40}_{-27}$（68% CL，统计误差）比$M_{\rm V}=0$亮的卫星。由于我们使用了新的数据和更好的模拟，以及更强大的统计方法，我们推断出的卫星数量比以前的研究中报告的要少得多，只使用早期的SDSS数据;我们还通过考虑随机效应来解决对早期工作中不确定性的低估。我们发现，推断的数量微弱的卫星只依赖于弱的假设质量的MW晕，我们提供的缩放关系，以扩展我们的结果到不同的假设晕质量和外半径。我们预测，我们估计的MW卫星总人口的一半应该被大型综合巡天望远镜探测到。实现我们估计方法的代码可在线获得。
2018-07-17 astro-ph.GA
The Effelsberg Bonn HI Survey EBHIS
Effelsberg-Bonn HI巡天（EBHIS）覆盖了Dec（2000）以北的整个天空= -5 deg。在一个完全采样的角网格上。使用国家的最先进的FPGA光谱仪，我们执行银河系和河外HI调查并行。此外，HI光谱的高动态范围和短转储时间允许克服绝大多数的所有射频干扰（RFI）事件。银河系的数据将被修正为杂散辐射的偏见，保证主光束效率为99%。对于整个调查区域，我们超过了HIPASS的灵敏度极限，而对于斯隆数字巡天（SDSS）区域，EBHIS提供了一个数量级更高的质量灵敏度。银河系数据将成为多频天体物理学的基石，而河外部分将揭示有关本地宇宙结构形成的详细信息。
2009-10-08 astro-ph.GA
Three-Dimensional Distribution of the Interstellar Dust in the Milky Way
我们提出了一个三维（3D）的南部天空的消光图。该地图覆盖了$\sim$ 14，000 ${\rm deg^{2}}$的SkyMapper南方巡天（SMSS）区域，空间分辨率在6.9到27弧分之间。基于SMSS多波段测光、2 μ m全天巡天、宽视场红外巡天探测器巡天和Gaia任务，利用光谱能量分布（SED）分析方法估算了$\sim$ 1900万颗恒星的$r$波段消光值。结合根据盖亚数据发布2（DR 2）视差计算的距离，我们构建了南部天空的三维灭绝图。通过结合我们的三维消光图与文献中的，我们提出了一个全天空的三维消光图，并使用它来探索银河系尘埃颗粒的三维分布。我们使用两个不同的模型，一个由一个单一的磁盘和另一个由两个磁盘组成，以适应银河系尘埃颗粒的3D分布。数据更好地拟合两盘模型，产生较小的贝叶斯信息准则（BIC）值。最佳拟合模型的“薄”和“厚”尘埃盘的刻度高度分别为73和225 pc。
2020-10-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Effelsberg-Bonn HI Survey (EBHIS)
Effelsberg-Bonn HI巡天（EBHIS）包括银河系Dec = -5度以北的全天巡天和红移z ~ 0.07的局部体积。使用最先进的现场可编程门阵列（FPGA）光谱仪，可以用16.384个光谱通道覆盖100 MHz带宽。HI谱的高速存储允许我们最小化由射频干扰（RFI）信号引起的退化。经过广泛的系统评估和验证测试后，EBHIS的定期调查观测于2008/2009年冬季开始。直到今天，我们测量了大约8000平方度，集中在斯隆数字巡天（SDSS）区域和麦哲伦流北部延伸的第一个全天空覆盖范围内。第一次全天空覆盖将于2011年完成。这第一次覆盖范围已经达到了与帕克斯银河系（GASS）和河外巡天（HIPASS）相同的灵敏度水平。EBHIS数据将经过校准、杂散辐射校正，科学界可通过网络界面免费获取。在本文中，我们展示了科学数据的质量，并探讨了这一新的全天空调查的预期收获。
2011-04-06 astro-ph.GA
Disentangling the Faraday rotation sky
本文利用法拉第旋转、脉冲星色散量及电离介质示踪数据，构建首幅银河系视线平均磁场全天图和电子色散量图，并分析热电子密度的三维湍流结构。
2024-08-07 astro-ph.GA
Joint inference of the Milky Way star formation history and IMF from Gaia all-sky $G < 13$ data
本研究利用BGM FASt框架拟合Gaia DR3全天700万颗恒星的色星等图，联合推断银盘恒星形成历史与初始质量函数，评估了不同恒星演化模型的系统误差影响，为后续研究早期银盘演化奠定基础。
2025-03-14 astro-ph.GA
The puzzling assembly of the Milky Way halo - contributions from dwarf Spheroidals and globular clusters
虽然最近的巡天发现了大量越来越暗的银河系卫星，但它们的分类是星团，低光度星系还是潮汐超密度仍然不清楚。同样，它们对光环形成的贡献也仍有争议。在这篇文章中，我们将讨论这些令人费解的卫星中的恒星星族和化学动力学的现有知识，特别关注矮球状星系和外星系晕中的球状星团。此外，一些最外层的晕对象是否动态地与（银河系）晕在所有的问题是解决在远程狮子座I和II矮星系的适当测量。
2011-09-08 astro-ph.GA
The magnetic field in the Milky Way Galaxy: from large to small scales
Yunnan University（云南大学）；National Research Council Canada（加拿大国家研究委员会）；Radboud University（拉德堡德大学）；Université PSL（巴黎文理研究大学）；Sorbonne Université（索邦大学）；Korea Astronomy and Space Science Institute（韩国天体宇宙科学研究所）；University of Science and Technology（科学技术大学）；University of Tasmania（塔斯马尼亚大学）
本文利用SKA-Mid偏振巡天，通过高密度旋转测量网格和弥漫发射图像，研究银河系磁场从大尺度到小尺度的结构。
2026-06-25 astro-ph.GA
Reflex motion in the Milky Way stellar halo resulting from the Large Magellanic Cloud infall
本文给出了银河系和大麦云云系统的N体模型的结果，并研究了由于盘重心位移引起的星晕中的运动学反射运动。与以前的研究一致，我们发现，银河系盘可能是以40公里/秒的速度相对于质心之前，大麦云云的陷落。由此产生的反射运动是可见的切向速度的恒星晕作为一个简单的偶极子。的信号是最强的恒星与长的动态时间，可识别的位置-速度数据的恒星与大的远心点，其动态记忆仍然是很好的代表未扰动的银河系潜力。该信号在天空中根据恒星示踪剂的不同而变化，并且可能与盘质心的速度相同，这使得反射运动成为基于恒星流和/或平滑晕示踪剂（例如蓝色水平分支或天琴座RR星）建模的银河系势确定的偏差来源。
2020-02-27 astro-ph.GA
The Effelsberg-Bonn HI Survey: Milky Way data
自2008年秋季以来，在埃费尔斯贝格的100米射电望远镜上运行了一个L波段7馈天线阵，用于天文科学。该接收器用于对整个北半球进行无偏、完全采样的HI巡天，同时观测银河系和河外天空--Effelsberg-Bonn HI巡天（EBHIS）。我们提出的第一个结果的基础上银河系的数据。到目前为止，绘制了两个较大的相干区域，每个区域覆盖约2000平方度。其中一个区域覆盖了高速云复合体GCN的北部。随着更好的角分辨率的EBHIS，我们解决了以前检测到的云成孤立的紧凑的团块，并找到一个线宽径向速度的关系，使吸积物质与银河系晕的相互作用的提示。
2010-07-20 astro-ph.GA
Mapping the Distant and Metal-Poor Milky Way with SDSS-V
Department of Astronomy & Astrophysics, University of Chicago（芝加哥大学天文与天体物理系）；Kavli Institute for Cosmological Physics, University of Chicago（芝加哥大学卡弗里宇宙物理学研究所）；NSF-Simons AI Institute for the Sky (SkAI)（NSF-Simons 天空人工智能研究所 (SkAI)）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）；Department of Astronomy, Columbia University（哥伦比亚大学天文学系）；Department of Astronomy, Boston University（波士顿大学天文学系）；Instituto de Astrofísica, Departamento de Física y Astronomía, Facultad de Ciencias Exactas, Universidad Andres Bello（安第斯贝尔托大学精确科学学院物理与天文学系天体物理研究所）；LIRA
SDSS-V通过低分辨率光谱学调查银河系恒星晕，利用恒星参数管道同时建模光谱、宽带光度和视差，推导出恒星参数、金属丰度和距离，验证了星团和高分辨率光谱学调查的结果，展示了识别奇特恒星、发现遥远晕子结构和测量银河系大尺度动态的能力。
2025-08-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Global survey of star clusters in the Milky Way IV. 63 new open clusters detected by proper motions
目标：在他们对银河星团（MWSC）调查的第一次扩展中，Schmeja等人将光度过滤器应用于2 MASS，以寻找新的星团候选者，这些候选者随后被MWSC管道确认或拒绝。为了进一步扩展MWSC普查，我们的目标是通过在自行目录中进行几乎全球性的搜索作为起点来发现新的集群。方法：我们首先从PPMXL和UCAC 4中选择高质量的样本进行自行运动的比较和验证。对于$\pm$ 50 mas/yr范围内的441个圆形自行箱（半径15 mas/yr），薄银道面带（$|b|$ $<$ 5 $^{\circ}$）外的天空被装入0.25 $\times$ 0.25 deg $^2$的小区域（“天空像素”）。在两个星表中具有一定共同自行的恒星数量增加的天空像素被认为是星团候选者。在对天空图像进行目视检查后，我们构建了一个自动化程序，该程序在背景校正后将天空的这些表示与相邻的自行子样本相结合。研究结果：在我们的692个候选星系中，大约有一半与已知的星系团（银河系中的46个球状星团和68个疏散星团，大约150个已知的星系团）或麦哲伦云重叠。大约10%的候选人是63个新的疏散星团，由MWSC管道确认。它们主要占据银河系内的两个象限，并且具有明显的大小和高可能成员的数量，略大于典型的小MWSC星团，而它们的其他参数（年龄，距离，潮汐半径）落在典型的范围内。由于我们的搜索旨在寻找紧凑的集群，我们没有找到新的非常接近（…
2015-07-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
A new Milky Way halo star cluster in the Southern Galactic Sky
本文报道一个新的银河系伴星系统的发现，其位置为（RA，Dec）=（22h10m43.15s，+14：56：58.8）。这一发现是使用SDSS的第八次数据发布后，应用一种自动化的方法来搜索在重子振荡光谱调查足迹的超密度。利用CFHT-MegaCam进行了后续观测，结果表明该系统是由一个老的恒星星族组成，距离为31.9+1.0-1.6 kpc，半光半径r_h = 7.24+1.94-1.29 pc，浓度参数c = 1.55。系统等时线与其色星等图的拟合结果为log（年龄）= 10.07+0.05-0.03和[Fe/H] = -1.58+0.08-0.13。这些量是典型的球状星团在MW晕。新发现的天体是低恒星质量的，其观测到的相对于背景的过量是由96 +/- 3恒星引起的。其背景净化光度函数的直接积分导致MV = -1.21 +/- 0.66的绝对星等。得到的表面亮度为uV = 25.9 mag/arcsec 2。它在M_V vs. r_h图中的位置接近于被识别为星团的AM4和Koposov 1。该天体很可能是一个非常微弱的星团--是迄今发现的最微弱、质量最低的系统之一。
2013-02-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Skeleton of the Milky Way
最近，古德曼等人（2014）认为，非常长，非常薄的红外暗云“尼斯湖水怪”直接位于银河系中平面，并沿着盾牌-半人马座臂在位置-位置-速度（$p-p-v$）空间中运行，由低密度$\rm {CO}$和高密度${\rm NH}_3$气体追踪。尼斯湖水怪被认为是银河系的第一块“骨头”，一根极长、极细、对比度极高的细丝，可以用来绘制银河系的“骨架”。“在这里，我们提出了银河系中其他骨骼的证据，认为尼斯湖水怪不是一个好奇心，而是可能追踪银河系结构的几个细丝之一。我们的十个骨骼候选者都是长的，连续的，中红外消光特征，平行于物理银河中平面，距离不超过20 pc。我们使用$\rm {CO}$、${\rm N}_2{\rm H}^+$、$\rm {HCO}^+$和${\rm NH}_3$径向速度数据来建立候选者在${\it p-p-v}$空间中的三维位置。在这10颗候选星中，有6颗的长宽比为$\geqq$ 50：1;在${\it p-p-v}$空间中沿着或非常接近盾牌-半人马臂运行;并且在速度上没有突然的变化。这里提出的证据表明，这些候选者正在标记重要螺旋特征的位置，称为细丝5（“BC_18.88-0.09”）的骨骼与北天的尼斯湖水怪非常相似。随着分子光谱线和消光图以越来越高的分辨率和灵敏度覆盖更多的天空，在未来的研究中应该有可能发现更多的骨骼。
2016-10-21 astro-ph.GA
A small slice of the Milky Way disk in SDSS
银河系盘的现今状态可以告诉我们很多关于银河系历史的信息，并提供有关其形成的见解。我们已经建立了一个高精度的星表使用的数据从斯隆数字巡天（SDSS）和使用这些恒星探测加热的历史，以及调查详细的相空间分布。我们还展示了如何使用该样本来探测银河系盘的全局性质，采用Jeans方程来提供靠近盘的势的简单模型。我们的模型与文献中的其他模型非常一致，并表明在太阳附近，圆盘而不是晕主导着圆周速度。在这些会议中提出的工作已被发表为“SDSS中的银河系圆盘的切片和切割”（Smith等人，2012年）。
2012-01-17 astro-ph.GA
The structure of accreted stellar streams
银河系的许多球状星团可能是从早已与银河系合并的卫星星系中吸积而来的。当这些球状星团易受潮汐破坏时，这一过程可能已经在母卫星内部开始，导致卫星内部的早期恒星流。当母卫星与银河系合并时，球状星团和它合并前的恒星流在一个有点混乱的过程中被吸积。在这里，我们调查的吸积流合并后，我们会看到它今天使用一套模拟吸积事件的属性。我们发现，吸积过程导致了广泛的行为，但一般散射的吸积流在一个广泛的，二维的天空区域。这种行为的范围从一组几个或更多定义明确的“子流”，从合并后的薄流延伸出数十度，到更广泛地分散在天空大部分地区的碎片，这取决于合并发生时离银河中心有多近。模拟流模拟盖亚一样的观察，我们证明了一个吸积流组件可以解释的偏离轨道的功能，观察到的GD-1流。子流可以看起来像薄的潮汐流本身，似乎与合并后的流无关，这增加了在银河系中观察到的一些无祖先流是在古代合并事件中创建的单个或几个吸积流的一部分的可能性。
2022-01-26 astro-ph.GA
Galactic Stellar Populations in the Era of SDSS and Other Large Surveys
对恒星星族的研究被理解为具有共同空间、运动学、化学和/或年龄分布的恒星集合，在过去十年中，随着SDSS、2 MASS、RAVE等大面积巡天计划的出现，这一研究重新焕发了活力。我们回顾了最近对这些数据的分析，这些数据与理论和建模的进展一起，正在彻底改变我们对银河系性质的理解，以及一般的星系形成和演化。像银河系这样的星系的形成一直被认为是一个稳定的过程，导致恒星的平稳分布。然而，在多维空间的各种观测，如位置，运动学和金属丰度的子结构的丰富性，现在被证明是毫无疑问的，并证明了合并在星系的增长的重要性。与涉及简单组件的平滑模型不同，这里审查的新数据清楚地显示了许多不规则的结构，例如人马座矮潮汐流和处女座和双鱼座的超密度晕，以及更接近银河平面的麒麟座流。这些最近的发展清楚地表明，银河系是一个复杂而动态的结构，它仍然是由邻近的较小星系合并而形成的。我们还简要讨论了下一代宽视场巡天，如SkyMapper，Pan-STARRS，Gaia和LSST，它们将使测量精度提高许多倍，并包括数十亿颗恒星。最终的目标，发展一个连贯的和详细的故事，银河系和其他类似的大螺旋的组装和进化历史，现在似乎触手可及。
2013-08-29 astro-ph.GA
Unveiling a new structure behind the Milky Way
上下文ZOA不允许对银河系后面的河外源进行清晰的光学观测，因为这些物体的光学发射有意义的消光。近红外波段的观测是天文学发现的一个潜在来源，支持对新星系的探测，完成了这一尚未探索的天空区域的大尺度结构的图片。目的。我们的目标是破译位于银河系后面的高密度的性质，在VVV调查的瓦片b204中。方法.我们研究了位于l = 354.82°和b = -9.81°的星系集中区周围6弧分的区域。考虑到天空中的源分布，我们选择了五个星系，以优化观测所需的时间，我们在双子座南8.1米望远镜上用火烈鸟2号长缝摄谱仪获得了光谱。为了识别和描述吸收特征，我们使用星光代码和IRTF恒星库拟合了星系的光谱。此外，光谱研究结果得到加强，使用补充光度技术，如红序列和光度红移估计。结果从NIR光谱估计的平均光谱红移为z = 0.225 ± 0.014。该值与光度分析结果photoz = 0.21 +-0.08以及研究区域星系的概率分布函数吻合得很好。此外，红色序列的斜率与星系团的近红外观测结果一致。结论.从测光和光谱技术获得的红移是在很好的协议，允许确认这种结构的性质在z = 0.225 +- 0.014，揭示了一个新的星系团，VVVGCl-B J 181435 -381432，背后的银河系凸起。
2022-10-28 astro-ph.GA
On the Use of the Number Count of Blue Horizontal--Branch Stars to Infer the Dominant Building Blocks of the Milky Way Halo
银河系恒星晕的形成被认为是矮星系和大质量球状星团等建筑块合并和吸积的结果。最近，Deason等人（2015）提出银河系外晕主要由大的建筑块形成，例如矮球状星系，基于蓝色离散星（BS）与蓝色水平分支星（BHB）的相似数量比。然而，在这里，我们证明，这一结果是严重的偏见，没有考虑到详细的BHB星的形成机制，从氦增强的第二代人口。特别是，在外晕场中观察到的高BS-BHB比最有可能是由于GC提供的BHB星数量较少，而不是大量的BS星。这是支持我们的动力学演化模型的GC，它显示出优先删除的第一代恒星的GC。此外，有足够数量的外晕GC显示出非常高的BS-BHB比。因此，BS与BHB的数量比并不是一个很好的指标，可以用来证明更大质量的矮星系是银河系外晕的主要组成部分。一些证据仍然表明GC可以贡献很大一部分的外晕星。
2015-10-19 astro-ph.GA
