Population III stars around the Milky Way
我们探索了观测起源于原始气体的第三星族（PopIII）星的可能性.质量低于$0.8 M_\odot$的Pop~III星应该存在至今，虽然尚未观测到，但银河系晕中存在低金属丰度的恒星[Fe/H] $ < -5$，表明Pop~III星的表面受到了来自星际气体的吸积金属的污染。在本文中，我们研究了Pop~III星从其宿主星晕中逃逸的过程，并考虑了当它们的大质量主恒星爆发为超新星时，次级成员从双星系统中的抛射。这些恒星将它们从表面污染中拯救出来。通过计算恒星的形成和化学演化以及基于扩展的Press-Schechter合并树的分级结构的形成，我们证明了数百到数万个低质量的Pop~III恒星从银河系的构建块中逃逸。第二代和以后的极贫金属（EMP）恒星也从迷你晕中逃脱。在暗物质晕的球形坍缩模型下，通过计算并合树分支中小晕之间的距离，讨论了逃逸星的空间分布。结果表明，逃逸星分布在恒星晕之外，其密度分布接近于暗物质晕，而Pop~III星的密度分布略集中于中心。一些逃逸恒星离开银河系，扩散到星系际空间。在此基础上，讨论了利用原始表面丰度观测Pop~III星的可行性。
2016-03-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Three-dimensional structure of the milky way dust: modeling of LAMOST data
通过对LAMOST光谱巡天增值星表的拟合，给出了银河系尘埃分布的三维模型。全球尘埃分布可用一个指数圆盘来描述，其标度长度为3，192 pc，标度高度为103 pc。在这个模型中，太阳位于尘埃盘上方，垂直距离为23 pc。除了全局光滑结构外，还识别了太阳位置周围的两个子结构。位于$150^{\circ}<l<200^{\circ}$和$-5^{\circ}<b<-30^{\circ}$的一个与\citet{Gontcharov2009}的古尔德带模型一致，另一个位于$140^{\circ}<l<165^{\circ}$和$0^{\circ}<b<15^{\circ}$的与Camelopardalis分子云有关。
2018-03-28 astro-ph.GA
Predicting the locations of possible long-lived low-mass first stars: Importance of satellite dwarf galaxies
到目前为止，对无金属恒星的搜索一直不成功，这证明如果有第一代幸存的恒星，它们是罕见的，它们已经被污染了，或者我们一直在错误的地方寻找。为了预测星族~III（Pop~III）幸存者的可能位置，我们半解析地模拟了类银河系星系及其环境的早期恒星形成。我们的模型基于高分辨率暗物质模拟套件\textit{Caterpillar}的合并树。辐射和化学反馈的考虑自洽，基于晕的空间分布。我们的研究结果与今天在银河系中未检测到Pop III幸存者的情况一致。我们发现，可能幸存的第三星族恒星在银河系卫星中比在主银河系中更常见。特别是，低质量的银河系卫星包含的Pop~III恒星比银河系大得多。这些邻近的低质量银河系卫星是未来寻找Pop~III幸存者的有希望的目标，特别是对于高分辨率，高信噪比的光谱观测。我们提供了所有已知的银河系卫星在红巨星分支阶段发现Pop~III幸存者的概率，以指导未来的观测。
2017-09-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Unveiling the Milky Way dust extinction curve in 3D
本研究利用1.3亿颗恒星的低分辨率光谱，精确测量消光曲线，首次在三维空间以前所未有的细节揭示银河系和麦哲伦云中尘埃性质的分布与变化，并发现吸积与凝聚主导不同密度区域的颗粒生长，恒星形成区消光曲线平坦化可能源于大颗粒循环或超新星激波破坏小颗粒。
2024-07-19 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Sweeping the Dust Away -- Correcting the Phase Space Density of the Milky Way with Unsupervised Machine Learning
Rutgers, the State University of New Jersey（新泽西州立大学罗格斯分校）；Institute for Basic Science (IBS)（韩国基础科学研究院）
利用无监督机器学习校正银河系相空间密度，通过学习的尘埃效率因子和神经网络参数化引力势
2025-12-04 astro-ph.GA hep-ph
Decoding the stellar fossils of the dusty Milky Way progenitors
我们研究了星系晕中的金属丰度分布函数（δ）以及正常碳星和富碳星的相对比例。为了这个目的，我们使用改进版本的半分析代码GALAXY MErger树和进化（GAMETE），重建的层次合并树的MW，以下恒星形成的历史和金属和尘埃的演变在个人的祖先。在0.1 < z < 6.3时，预测的尘埃、金属和气体质量之间的标度关系与本星系和伽马射线暴（GRB）宿主星系的观测数据吻合得很好。我们发现，为了重现观测到的[Fe/H] <-4的超新星尾，微弱的SN爆炸必须主导Pop III恒星产生的金属产额，不利于Pop III IMF延伸到恒星质量> 140 M_{sun}，进入对不稳定SN祖质量范围。C正常星和C增强星对超新星的相对贡献及其对[Fe/H]的依赖性表明，Pop III/II跃迁是由尘埃冷却驱动的，当母云中的尘埃与气体之比超过临界值D_crit = 4.4 x 10^{-9}时，第一颗低质量恒星形成。
2014-09-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Vertical Structure of Interstellar Dust in the Milky Way
South-Western Institute for Astronomy Research, Yunnan University（云南大学西南天文研究所）；School of Information Science & Engineering, Yunnan University（云南大学信息科学与工程学院）；School of Physics and Astronomy, Beijing Normal University（北京师范大学物理与天文学院）；Institute for Frontiers in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（北京师范大学天文与前沿科学研究院）
本研究利用约2300万颗恒星的高精度消光测量数据，分析了银河系星际尘埃的垂直分布与子结构，发现双指数盘模型比单指数盘能更好地拟合尘埃轮廓，并识别出与已知旋臂等结构吻合的尘埃子结构。
2025-09-18 astro-ph.GA
Towards a fully consistent Milky Way disc model - III. Constraining the initial mass function
我们使用我们的垂直银河系盘模型与Galaxia一起创建模拟观测太阳附近的恒星样本。我们比较这些相应的体积完整的观测样本去红和二进制占数据依巴谷和附近的恒星目录。采样的可能性在参数空间中，我们确定了一个新的基准IMF考虑约束的矮星和巨星。在0.5 - 10 Msun范围内观测得到的IMF是一个两斜率的破缺幂律，低质量斜率为-1.49 +-0.08，1.39 +-0.05 Msun处破缺，高质量斜率为-3.02 +-0.06。贝桑松集团也收敛到一个类似的IMF，即使他们的观测样本是完全不同的，我们的显示，前向建模技术是一个强大的诊断测试的理论概念，如本地场星IMF。
2015-01-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Detection of the Milky Way spiral arms in dust from 3D mapping
大型恒星巡天通过红化效应对星际尘埃很敏感。利用光度学和光谱学测量的反射率，以及单个恒星的三维（3D）位置，可以构建一个三维尘埃图。我们提出了第一个连续的尘埃分布图在银河系盘7千秒差距内100秒差距的银河系中平面，使用红团和巨星从SDSS APOGEE DR 14。我们使用基于高斯过程的非参数方法来映射灰尘密度，这是ISM的局部属性，而不是一个完整的量。该方法对3D空间中的点之间的灰尘相关性进行建模，并且可以捕获任意变化，不受预先指定的函数形式的约束。这产生了没有视线伪影的连续图。我们得到的地图追踪了当地银河系旋臂的一些特征，尽管该模型没有包含旋臂的先验建议，也没有任何银河系结构的基础模型。这是第一次在银河系的尘埃密度图中捕捉到如此明显的手臂结构。我们得到的地图还追踪了银河系中一些已知的巨大分子云，并对它们的距离进行了一些限制，其中一些距离迄今为止相对不确定。
2018-07-31 astro-ph.GA
Dust SEDs in Milky Way-like galaxies in the IllustrisTNG simulations based on the evolution of grain size distribution
要了解如何在星系中的晶粒尺寸分布的演变影响观测到的尘埃属性，我们应用后处理尘埃演化模型星系合并树从IllustrisTNG宇宙流体动力学模拟。我们的尘埃模型包括恒星尘埃的产生，溅射在热气体中，尘埃增长的吸积和凝聚在致密的星际介质（ISM），并粉碎在弥漫的ISM。我们分解成不同的尘埃物种的粒度分布取决于元素丰度和密集的ISM分数的模拟。在我们以前的工作中，我们专注于银河系（MW）的类似物，并再现了所观察到的MW消光曲线。在这项研究中，我们计算尘埃光谱能量分布（SED）的MW类似物。我们的模拟SED广泛地再现其分散内观察到的MW SED，附近星系的观测数据也是如此，虽然他们往往低估MW SED在短波长的发射主要是多环芳烃（PAHs）。我们发现，金属丰度和致密气体分数是最关键的因素SED的形状，通过他们的影响凝聚和shaking.The整体成功，我们的模型在再现MW SED进一步证明了灰尘的演变过程包括在模型中，并预测分散在SED所造成的各种组装历史。我们还表明，最显着的增加，在尘埃SED之间发生的红移$z\sim 3$和2模拟MW类星系的祖先。
2022-04-07 astro-ph.GA
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
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
Effects of dust abundance on the far-infrared colours of blue compact dwarf galaxies
我们研究了AKARI观测到的BCD样品的FIR特性。利用$λ=65 μ$ m、90 $μ$ m和140 $μ$ m波段的数据，我们发现BCD的远红外色位于银河系和麦哲伦云的远红外色的自然高温延伸区。这意味着BCD中尘埃的光学性质与银河系中的相似。事实上，我们解释FIR颜色通过假设相同的颗粒光学性质，这可能是适当的无定形尘埃颗粒，和相同的尺寸分布的银河系尘埃。由于星际辐射场和尘埃光学厚度都影响尘埃温度，因此很难区分这两种物理性质中的哪一种是造成远红外颜色变化的原因。然后，为了研究尘埃光学厚度是否在确定尘埃温度中起着重要作用，我们研究了FIR颜色（尘埃温度）和尘埃气体比之间的相关性。我们发现，尘埃温度往往是高的，作为尘气比降低，但这种趋势不能解释的尘埃光学厚度的影响。相反，它表明尘埃与气体的比例和星际辐射场之间的相关性。虽然金属丰度也可能在这种相关性中发挥作用，但我们认为尘埃光学厚度可以调节恒星形成活动，从而控制星际辐射场。我们还提到亚毫米数据在追踪高度屏蔽的低温尘埃的排放方面的重要性。
2009-03-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Tale of Two Dust Disks in Our Milky Way
Institute for Frontiers in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（北京师范大学前沿天文与天体物理研究所）；School of Physics and Astronomy, Beijing Normal University（北京师范大学物理与天文学院）；Department of Astronomy, Tsinghua University（清华大学天文系）；South-Western Institute for Astronomy Research, Yunnan University（云南大学西南天文研究所）；Key Lab of Optical Astronomy, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台光学天文重点实验室）；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）
研究通过观测发现银河系中存在薄尘埃盘和厚尘埃盘，并揭示了其与分子氢和原子氢盘的空间关联及气体-尘埃比的径向梯度。
2026-01-15 astro-ph.GA
The Origin of the Dust Extinction Curve in Milky Way-like Galaxies
我们开发了一个宇宙学模型的尘埃颗粒在星系的大小分布的演变，以了解银河系尘埃消光曲线的起源。我们的模型认为，形成活跃的尘埃在演化的恒星，增长的吸积和凝聚，并通过粉碎，溅射和astration在ISM的星系在宇宙时间的破坏过程。我们的主要结果如下。在我们的宇宙学模型中，质量与银河系z~0相当的银河系表现出各种各样的消光定律，尽管其斜率和碰撞强度与银河系中观察到的范围相当。银河系的祖先有更陡峭的斜坡，只有在$z \approx 1$处才能变平到与银河系相当的斜坡。这归因于后期/高金属含量环境中晶粒生长速率的增加，从而推高了大晶粒与小晶粒的比率，其次依赖于石墨与硅酸盐的比率演变。紫外线的强度主要取决于石墨与硅酸盐的比例，并且在z=3和z=0之间的类MW星系中保持大致恒定，尽管表现出轻微的变化。我们的模型跨越可比区域的颠簸斜率空间的视线在银河系中，虽然有一个缺乏明确的关系模型的斜率和颠簸强度由于小规模波动的颠簸强度。我们的模型自然会产生一些非银河系的类似物的斜率一样陡峭的LMC和SMC的金属贫星系，虽然值得注意的是，平均而言，碰撞强度太大时，麦哲伦云相比。这是由于我们同时演化石墨和硅酸盐的粒度分布，这是一个过度简化的事实。我们的模型提供了一个新的框架来研究宇宙时间内星系中尘埃消光曲线的起源和变化。
2020-12-07 astro-ph.GA
Dust within the old nuclear star cluster in the Milky Way
银河系中心的绝对消光平均为A_K~3等，包括前景和银河系中心的尘埃。本文提出了一种银河系老核星团（NSC）尘埃消光的测量方法，该方法是基于NSC恒星的微分消光与它们沿银河经度的u_l自行相结合。NSC内部的消光优先影响其远侧的恒星，并且由于NSC旋转，这导致了具有负u_l的NSC恒星的更高消光，以及u_l直方图的不对称性。我们使用的NSC的轴对称动力学模型结合简单的模型的灰尘分布这些影响建模。将预测的不对称性与几个NSC场的~7100颗恒星的数据进行比较，我们发现与消光A_K~= 0.15 - 0.8等的银河系中心小螺旋有关的尘埃解释了大部分数据。最大的绝灭事件A_K~= 0.8等出现在小螺旋的西臂区域。通过与由恒星颜色确定的总A_K值的比较，确定了NSC前的消光。最后，我们估计对于A_K~= 0.4的典型消光，NSC的统计视差变化约0.4%。
2015-09-25 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
Evolution of the grain size distribution in Milky Way-like galaxies in post-processed IllustrisTNG simulations
我们通过对IllustrisTNG宇宙学流体动力学模拟进行后处理，模拟了类银河系星系中的尘埃演化，以预测尘埃与气体的比例和粒度分布。我们对待颗粒大小依赖的尘埃生长和破坏过程中使用64箱离散粒度演化模型，没有空间解决每个星系。我们的模型广泛地再现了观测到的尘埃-金属丰度标度关系在附近的星系。在$z\gtrsim 3$，粒度分布以大颗粒为主，而在$z\lesssim 2$，小颗粒的丰度因破碎和堆积（尘埃生长）而迅速增加。在$z\sim 1$处，粒度分布接近所谓的MRN分布，但在$z<1$处出现大颗粒丰度的抑制。根据计算的颗粒大小分布和颗粒组成，我们还计算了每个银河系类似物的消光曲线的演变。在$z>2$的消光曲线最初是平坦的，并在$1/λ< 6~\rm μm^{-1}$的$z\lesssim 1$与银河系消光曲线一致。然而，我们的模型预测的典型消光曲线在短波长处的斜率比在银河系中观察到的要陡。这是由于我们的TNG银河系类似物中气相金属含量的低红移下降和致密气体部分抑制了通过凝聚形成大颗粒。
2020-11-27 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 Spiral Structure of the Milky Way Galaxy from Radio Observations
研究银河系的结构对于更好地了解宇宙至关重要。这项研究深入探讨了银河系的结构，重点是它的旋臂。寻找了包括NASA网站在内的多个数据来源。银河系是一个由四个旋臂组成的盘状星系，其中两个较大，其余较小。旋臂是活跃形成新恒星的区域，主要由年轻恒星，尘埃和气体组成。尘埃和气体是形成新恒星的主要物质。这种尘埃也是恒星呈现红色的原因，因为它吸收的蓝光比红光多。除了圆盘，还有许多较老的恒星，根据COBE的照片，它们呈现白色。此外，银河系包含一个黑暗的光环，广泛但缺乏发光的恒星。这个巨大的晕圈是由于它对现有可见物质施加的引力而被发现的。
2019-02-22 astro-ph.GA
Using dust to constrain dark matter models
该研究通过银河系型暗晕的流体动力学放大模拟，在匹配卫星星系数量后比较CDM与3.5 keV WDM，发现二者尘埃总量和径向分布差异显著，提出尘埃可作为区分暗物质模型的独特观测探针。
2024-10-25 astro-ph.CO 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
Mapping the Milky Way bulge at high resolution: the 3D dust extinction, CO, and X factor maps
三维星际消光图为恒星星族分析提供了有力的工具。我们使用的数据，从VISTA变量在通过Lactea调查与贝桑松恒星星族合成模型的银河系，以确定星际消光作为一个函数的距离在银河系的隆起覆盖$ -10 < l < 10$和$-10 < b <5$。我们采用了最近开发的方法来计算颜色过剩。首先，我们根据与2 MASS匹配的VVV星表构建了H-Ks vs. Ks和J-Ks vs. Ks色星等图。然后，根据M巨星的温度-颜色关系和距离-颜色关系，我们导出了消光系数随距离的变化。观察到的颜色被移动，以匹配贝桑松模型中的固有颜色，作为距离的函数。这就创建了一个三维的灭绝图：两个空间维度和一个距离维度，沿着每一条朝向凸起的视线。我们提出了一个三维消光图，覆盖整个VVV区域的分辨率为6' x 6'，使用距离箱为0.5千秒差距。测光的高分辨率和深度使我们能够推导出距离范围高达10千秒差距和高达30个$A_{V}$消光星等的消光图。综合地图显示了与其他2D地图相同的灰尘特征和一致的值。我们讨论了尘埃特征在视线中的空间分布，这表明在银河系酒吧前面有很多物质，特别是在5-7千秒差距之间。我们比较我们的尘埃消光图与高分辨率$\rm ^{12}CO$地图对银河系的隆起，在那里我们发现一个很好的相关性之间的$\rm ^{12}CO$和$\rm A_{V}$。我们通过结合CO图和尘埃消光图来确定X因子。我们导出的平均…
2014-05-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Intermediate-mass black holes and contribution to extragalactic background light from Population III stars in Milky Way-like galaxies
Universität Hamburg（汉堡大学）
研究估计银河系类银河系中未合并的中间质量黑洞数量，并评估其对extragalactic背景光的贡献，发现其贡献低于先前估计。
2025-12-30 astro-ph.GA
The chemical signature of surviving Population III stars in the Milky Way
星族III恒星形成的宇宙学模拟表明，原始的初始质量函数可能已经扩展到太阳质量以下。如果质量小于0.8 M_Sun的Pop III恒星确实形成了，那么它们应该仍然存在于今天的银河系中，要么是主序星，要么是红巨星。然而，尽管进行了广泛的搜索，还没有发现任何原始恒星。长期以来，人们认识到，原始恒星最初的无金属性质可能被掩盖，因为从星际介质（ISM）吸积了富含金属的物质。在这里，我们指出，虽然气体吸积从ISM可能很容易发生，吸积的灰尘从ISM可以防止由于压力的辐射从低质量的恒星。这意味着一个可能的独特的化学签名的恒星污染，只有通过吸积，即增强气相元素相对于那些在尘埃阶段。使用流行III恒星模型，我们概述了这种签名可以展出的条件下，我们从本地ISM吸积的情况下，得到预期的签名。有趣的是，由于相对于碳和其他元素而言，铁的大部分耗尽为尘埃，这种特征与许多所谓的碳增强贫金属（CEMP）恒星中观察到的特征相似。因此，我们认为，所观察到的CEMP星的一部分，事实上，可能是吸积污染的Pop III星。
2015-08-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Mapping the inner stellar halo of the Milky Way from 2MASS and SDSS-III/APOGEE survey
为了研究银河系星晕的形状，利用Besançon银河系模型比较了合成星与2 MASS观测的红外色分布，并考虑了数据的选择函数，补充了SDSS-III/APOGEE巡天的光谱数据。此外，我们将贝桑松星系模型生成的模拟金属丰度分布与APOGEE恒星参数和化学丰度管道（ASPCAP）中可靠恒星参数的固有金属丰度分布进行了比较。比较是在银河系内部的一个大的体积上进行的，揭示了一个贫金属的群体，[M/H] $<-1.2$ dex，可以填充内部星系晕的扩展部分。有了这个数据集，我们能够模拟一个更现实的质量密度分布的银河系的恒星晕组件，假设一个六参数的双幂律模型，并重建的行为的旋转曲线的内部部分的银河系。
2015-10-05 astro-ph.GA
Made-to-measure galaxy models - III Modelling with Milky Way observations
我们演示了如何Syer和Tremaine量身定做的恒星动力学建模方法，可以适用于模拟一个旋转的银河酒吧。我们使用现有的Shen et al.（2010）银河系棒的N体模型构建的观测结果，以及通过Bulge Radial Velocity Assay（BRAVA）对银河系凸起和棒进行的运动学观测，来验证我们的量身定制的变化。我们的结果为联合确定的酒吧角和酒吧模式的速度（~30度和~40公里/秒/千秒差距）是一致的N体模型所确定的。虽然我们开发的量身定做的技术是使用特定的N体模型和观测数据集应用的，但它们实际上是通用的，可以应用于使用不同N体模型和数据集的其他银河系建模场景。此外，我们使用的练习作为一种工具，说明如何N体和量身定制的方法可能会结合成一个更有效的方法。
2012-10-25 astro-ph.GA
The Impact of Dust on Cepheid and Type Ia Supernova Distances
本文综述了尘埃对造父变星和Ia型超新星距离测量的影响，回顾了消光与红化处理方法及尘埃性质现状，并指出尘埃建模不确定性虽影响光度与距离推断，但哈勃常数测量仍稳健。
2023-11-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Extremely-Metal Poor Stars in the Milky Way: A Second Generation Formed after Reionization
第三星族恒星形成的宇宙学模拟显示，当冷却由氢分子驱动时，初始质量函数（IMF）偏向于在红移z>20的迷你晕中形成的超大质量恒星（M> 100 Msun）。然而，这一结果与银河系晕中的极贫金属（EMP）恒星的观测结果相冲突，其r过程元素丰度似乎与非常大的第三星族祖先的预期不相容。我们提出了一个新的解决方案的问题，其中的IMF的第二代恒星形成在z>10，再电离之前，是不足的亚太阳质量的恒星，由于高宇宙微波背景温度地板。观测到的EMP星优先在z <10 in pockets of gas enriched to metallicity Z>10^{-3.5} Zsun由星族II星的风形成。我们对像银河系这样的暗物质晕的宇宙学模拟表明，目前的EMP星样本只能限制晚期第三星族恒星的IMF，这些恒星形成于z<13的晕中，维里温度Tvir约为10^4 K。这表明对不稳定性超新星主要不是由这个群体产生的。要开始探测形成于高红移的第三星族恒星的IMF，需要进行一次大规模的巡天，至少要有500颗，可能是几千颗金属丰度为Z~10^{-3.5} Zsun的EMP星。
2010-02-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
METAL: The Metal Evolution, Transport, and Abundance in the Large Magellanic Cloud Hubble program. IV. Calibration of Dust Depletions vs Abundance Ratios in the Milky Way and Magellanic Clouds and Application to Damped Lyman-alpha Systems
通过阻尼Ly- $α$体系（DLAs）的静止框架紫外光谱，可以追踪宇宙中金属含量的演化。DLAs中的气相丰度必须根据尘埃贫化效应进行校正，这可以通过校准丰度比（如[Zn/Fe]）和贫化（气体中金属的分数，而不是尘埃）之间的关系来实现。利用银河系（MW），LMC和SMC中的气相丰度和贫化样品，我们证明了[Zn/Fe]和其他丰度比之间的关系在这些本地星系和DLAs之间没有显着变化，表明[Zn/Fe]应该跟踪这些系统中重元素的贫化。在年轻的大质量恒星，总（气体+尘埃）中性气体的金属丰度代理，在MW LMC和SMC的光球丰度的可用性，使我们能够校准[Zn/Fe]和这些附近的星系之间的关系耗尽。我们将损耗的局部校准应用于DLA系统。我们发现，灰尘中的金属，灰尘与气体的比例，总丰度的分数是2-5倍低于从以前的消耗校准MW测量和不同的形式主义的基础上推断。然而，尘埃丰度与金属丰度的趋势仍然只有轻微的次线性的所有现有的耗尽校准，相反的是推断从FIR，21厘米，CO排放在附近的星系和预测的化学演化模型。需要对远红外区尘埃不透明度和金属丰度低于20%太阳能时的消耗进行观测约束，以解决这种紧张关系。
2022-06-08 astro-ph.GA
High-resolution synthetic UV-submm images for simulated Milky Way-type galaxies from the Auriga project
本文介绍了用SKIRT辐射转移程序计算的御夫座计划中30个星系的考虑尘埃衰减和尘埃发射的红移-零综合观测数据。后处理过程包括恒星形成区，恒星源，并考虑到随机加热的尘埃颗粒弥漫尘埃组件。这使我们能够获得逼真的高分辨率宽带图像和从紫外到亚毫米波长的通量。对于扩散的灰尘组件，我们考虑两种机制，分配灰尘的模拟中的气体细胞。在一种情况下，只有最低温度或最冷的气室才允许有灰尘，而在另一种情况下，放宽这一条件，允许更多的含尘气室。后一种方法产生的星系具有更大的径向尘埃范围和增强的尘埃存在于螺旋间区域。在全球范围内，我们比较御夫座星系的观测，通过推导尘埃标度关系，使用SED拟合。在一个解决的规模，我们做了一个多波长的形态比较与9个良好的解决螺旋星系从DustPedia观测数据库。我们发现，对于这两种尘埃分配方法，虽然御夫座星系显示出良好的整体协议与观测尘埃属性，他们表现出略高的比尘埃质量。多波长形态分析表明御夫座星系与观测星系在可见光波段上有很好的一致性。在中红外和远红外波段，御夫座星系与观测到的对应星系相比显得更小，更集中。我们公开发布的多观察者的图像和通量在50个常用的宽带过滤器。
2021-07-14 astro-ph.GA
Molecular cloud matching in CO and dust in M33 II. Physical properties of giant molecular clouds
该研究利用赫歇尔尘埃数据和IRAM 30米望远镜数据，通过树状图算法和Xco因子图分析M33中巨分子云的质量、大小和表面密度，发现其与银河系相似但缺乏高质量云，且性质弱依赖环境。
2024-11-16 astro-ph.GA
Chemo-kinematics of the Milky Way from the SDSS-III MARVELS Survey
结合恒星大气参数，如有效温度，表面重力和金属丰度，与重心径向速度数据提供了深入了解银河系和我们当地的银河系环境的化学动力学。我们分析了3075颗恒星的光谱数据从斯隆数字巡天III（SDSS-III）MARVELS径向速度调查和目前的大气参数为2343矮星使用光谱指数法，等效宽度法的修改版本。我们提出了一个样本的2610颗恒星的重心径向速度的中值不确定性为0.3公里秒$^{-1}$。我们确定恒星的年龄，使用两种独立的方法和计算年龄的2335颗恒星的最大似然等时线测年方法和2194颗恒星的贝叶斯测年方法。使用以前公布的视差数据，我们计算银河系的轨道和空间速度为2504颗恒星探索恒星星族的基础上的运动学和年龄参数。这项研究结合了良好的年龄和精致的速度来探索银河系的局部化学运动学，这补充了许多最近的巨恒星的研究与APOGEE调查，我们发现我们的结果是在协议与当前的银河系的化学动力学模型。特别是，我们发现，从我们的金属丰度分布和速度-年龄关系的运动学定义的薄盘，金属丰富的一端有所有年龄的恒星，即使在我们清理样本的高偏心率的恒星，这表明径向迁移起着关键作用的金属丰度分散的薄盘。所有的恒星参数和运动学数据在这项工作中得出的编目和发表在网上的机器可读的形式。
2020-10-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dust-UV offsets in high-redshift galaxies in the Cosmic Dawn III simulation
Université de Strasbourg（斯特拉斯堡大学）；CNRS UMR 7550（法国国家科学研究中心 7550联合研究实验室）；Institut d'Astrophysique de Paris（巴黎天体物理学研究所）；UPMC Univ. Paris VI（巴黎第六大学）；The University of Nottingham（诺丁汉大学）；Univ. Lille（里尔大学）；Centrale Lille（里尔中央理工学院）；Universit\'e Paris-Saclay（巴黎萨克雷大学）；Institut d'Astrophysique Spatiale（空间天体物理学研究所）；Leibniz-Institut f\"{u}r Astrophysik（莱布尼茨天体物理研究所）；The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）；University of Zurich（苏黎世大学）；University of Sussex（萨塞克斯大学）；Chosun University（朝鲜大学）；Lawrence Berkeley National Laboratory（劳伦斯伯克利国家实验室）；Berkeley Center for Cosmological Physics, UC Berkeley（加州大学伯克利分校宇宙学物理中心）；University of Tsukuba（筑波大学）
针对z=5-7星系观测到的尘埃-紫外空间偏移问题，基于重新校准尘埃含量的CoDa III模拟开展研究，发现偏移源于星系中心尘埃消光，预测尘埃连续谱与恒星静止帧近红外成分对齐。
2025-07-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
A comparison of the Milky Way's recent star formation revealed by dust thermal emission and high-mass stars
本研究对比了基于Hi-GAL尘埃热辐射观测与太阳周边大质量恒星族群建模两种方法得到的银河系SFR面密度，发现二者结果在2倍因子内吻合，证实近1000万年局地恒星形成率基本稳定，推进了对银河系恒星形成的认知。
2023-09-18 astro-ph.GA
Kinematics beats dust: unveiling nested substructure in the perturbed outer disc of the Milky Way
我们使用$Gaia$ eDR 3数据和传统的光谱调查，以绘制银河系盘子结构朝向银河系的Anticenter在日心距离$d\geq10\,\rm{kpc}$。我们报告发现了多个以前未被发现的新的细丝嵌入外盘在高度膨胀的地区。在这些密度过高的恒星有距离梯度，预计光盘材料和磁盘一样的轨道上移动与$v_ϕ\sim170-230\,\rm{km\,s^{-1}}$，显示出小的能量扩散。这种形态与静止生长的银河系薄盘相矛盾。其中一些结构被解释为受激的外盘物质，由卫星撞击产生，目前正在进行相位混合（“羽毛”）。由于外盘区域的时间尺度较长，这些结构可以在几个陀螺仪上保持位形空间的相干性。然而，我们注意到，这些结构中的一些也可能是从太阳位置投影中看到的扰动盘中的褶皱。一个完整的6D相空间特征和年龄测定这些结构应该有助于区分这两种可能的形态。
2021-03-23 astro-ph.GA
A study of carbon-rich post-AGB stars in the Milky Way to understand the production of carbonaceous dust from evolved stars
本研究通过尘埃形成模型分析银河系富碳后AGB星的红外超额与SED，重建其演化与质量损失历史，发现低质量碳星的理论质量损失率需上调，以修正碳尘埃产量估算。
2023-05-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Deeper Look at the New Milky Way Satellites: Sagittarius II, Reticulum II, Phoenix II, and Tucana III
我们提出了深麦哲伦/Megacam恒星测光的四个最近发现的暗淡的银河系卫星：人马座II（Sgr II），网状II（Ret II），凤凰II（Phe II）和杜鹃座III（Tuc III）。我们的测光比发现数据深2-3个星等，使我们能够重新审视这些新物体的性质（例如，距离、结构特性、光度测量和潮汐扰动的迹象）。卫星色星等图显示它们都是古老的（~13.5 Gyr）和贫金属的（[Fe/H] $\lesssim-2.2$）。Sgr II特别有趣，因为它位于矮星系和球状星团在大小光度平面上的位置之间。其结构参数的集合更符合球状星团的分类，表明Sgr II是其光度范围最广的球状星团。其他三颗卫星直接落在银河系中光度相似的超暗矮星系所定义的轨迹上。Ret II是目前已知亮度范围最长的矮星系。我们对Phe II和Tuc III的结构参数表明它们都是矮星系。Tuc III与恒星流有关，这在我们的匹配滤波器恒星密度图中清晰可见。其他卫星没有显示任何明显的证据，潮汐剥离的形式延伸或扭曲。最后，我们还使用档案HI数据对每个对象的气体含量进行限制。
2018-06-19 astro-ph.GA
Detection of Dust in High-Velocity Cloud Complex C -- Enriched Gas Accreting onto the Milky Way
本文利用HST/COS高信噪比光谱在高速云复合体C中探测到Fe、Si、Al的尘埃耗损，揭示该下落气体曾经过星系加工，并讨论了银河系喷泉、潮汐剥离等起源模型。
2023-04-05 astro-ph.GA
Figuring Out Gas & Galaxies in Enzo (FOGGIE). III. The Mocky Way: Investigating Biases in Observing the Milky Way's Circumgalactic Medium
银河系的环星系介质（CGM）在位置-速度空间中大多被附近的气体所遮蔽，因为我们居住在银河系内部。在大多数关于银河系CGM的研究中存在着实质性的偏见，这些研究集中在探测器检测高速气体上。通过模拟观测FOGGIE模拟的银河系类似物，我们研究了与银河系CGM相关的四个观测偏差。首先，类星体吸收线研究探测了有限数量的CGM质量：只有35%的质量处于银河系高纬度$|b|>20$度，其中只有一半以$|v_{\rm LSR}|\gtrsim100$ km/s $^{-1}$移动。第二，流入率（$\dot{M}$）的冷气体在HI 21厘米观察到的减少了一个因素$\sim10$，因为我们从本地标准的休息到星系的休息框架切换，同时$\dot{M}$的冷和温暖的气体没有显着变化。第三，OVI和NV是探测银河系外CGM（$r\gtrsim$ 15 kpc）的有希望的离子，但CIV可能不太敏感。最后，由于气体径向密度分布，如果从内向外观察CGM，则离子柱密度的分散比从外部观察高2倍。我们的工作强调，银河系的CGM的观测，特别是那些使用HI 21厘米和类星体吸收线，是高度偏差。我们证明，这些偏见可以量化和校准，通过模拟牛奶路类似物的合成观测。
2020-06-19 astro-ph.GA
Dust Emissivity Variations In the Milky Way
尘埃的性质似乎因尘埃形成的环境而异。以前的观测表明，这些变化的FIR和submm光谱范围是稀缺的，并限于特定地区的天空。为了确定这些结果是否可以推广到更大的尺度，我们在原子和分子ISM中研究了从远红外区到毫米波长的尘埃发射率沿银河平面向银河系外的演变。我们将尘埃FIR至mm发射与HI和CO发射关联起来。该研究使用DIRBE数据从100到240 mic，Archeops数据从550 mic到2.1 mm，WMAP数据在3.2 mm（W波段），在银河纬度|b| < 30 deg的区域，在银河经度范围内（75 deg < l < 198 deg）使用Archeops观测。在研究的所有区域中，在原子和分子相的发射率光谱在FIR中（β = 2.4）比在submm和mm中（β = 1.5）更陡。我们发现显着的变化，作为一个函数的尘埃温度在分子阶段的尘埃发射率的光谱形状。在分子和原子气体中，尘埃温度相似的区域表现出相似的发射率光谱。尘埃在分子阶段明显较冷的区域在100 - 550 mic的范围内显示出发射率的显着增加。这一结果支持了在这些地区的颗粒凝结的假设，证实了在以前的研究中获得的结果，并允许我们将这些结果扩展到外部MW的一般冷分子环境。我们注意到，这是第一次，这些影响已经证明了直接测量的发射率，而以前的研究仅基于热参数。
2009-09-17 astro-ph.GA
CMZoom II: Catalog of Compact Submillimeter Dust Continuum Sources in the Milky Way's Central Molecular Zone
在本文中，我们提出了CMZoom调查的目录紧凑源（<10“，~0.4pc）的中央分子区（CMZ）。CMZoom是一个亚毫米阵列（SMA）大型程序，旨在提供一个完整的和公正的地图，所有高柱密度气体（N（H $_2$）$\geq$ 10 $^{23}$ cm $^{-2}$）的最内500 pc的星系在1.3毫米的尘埃连续体。我们生成一个强大的目录，旨在减少虚假源检测，和第二个目录具有更高的完整性，都使用修剪树状图生成。在鲁棒目录中，我们报告了285个紧凑源，或816个高完整性目录。这些源的有效半径在0.04-0.4秒差距之间，是星团的潜在祖先。这两个星表的质量都是由人马座B2云复合体主导的，那里的质量可能是不可靠的，因为自由的污染，不确定的尘埃温度和视线混乱。鉴于调查的选择和完整性，我们预测，我们强大的目录占超过99%的紧凑的子结构能够形成高质量的恒星在CMZ。这个目录为未来研究银河系中心的大质量恒星形成提供了重要的基础。
2020-12-18 astro-ph.GA
The Pristine Dwarf-Galaxy survey -- III. Revealing the nature of the Milky Way globular cluster Sagittarius II
我们提出了一个新的光谱研究暗淡的银河系卫星人马座II。利用光纤大阵列多元素光谱仪的多目标光谱，我们用47颗新观测到的恒星补充了Longeard等人（2020）的数据集，其中19颗被确定为卫星的成员。这些额外的成员星被用来对系统的动力学和金属丰度特性施加更严格的约束。我们发现SgrII v = 1.7 +/- 0.5 km s-1的低速色散，与类似光度的银河系球状星团的色散一致。我们确认了该卫星的贫金属性质（[Fe/H]_Sgr II = -2.23 +/- 0.07），并发现Sgr II的金属丰度分散度没有得到解决，在95%的置信限下仅达到0.20。没有发现金属丰度低于-2.5的恒星。因此，尽管这个系统的尺寸非常大（rh = 35.5 + 1.4 - 1.2 pc），我们还是得出结论，Sgr II是银河系中一个古老而贫金属的球状星团。
2020-05-12 astro-ph.GA
Nearest Neighbor: The Low-Mass Milky Way Satellite Tucana III
我们目前的麦哲伦/IMACS光谱最近发现的银河系卫星Tucana III（图克III）。我们确定了Tuc III中的26颗成员星，从中我们测量了平均径向速度v_hel = -102.3 +/- 0.4（stat.）+/- 2.0（系统）km/s，速度色散为0.1^+0.7_-0.1 km/s，平均金属丰度[Fe/H] =-2.42 ^+0.07_-0.08。在95.5%的置信度下，速度弥散的上限是σ < 1.5 km/s，而Tuc III的半光半径范围内的质量上限是9.0 x 10^4 Msun。我们不能排除Tuc III的质光比高达240 Msun/Lsun，但更低的质光比也是允许的，这将使系统以重子为主。我们测量的上限的金属丰度分布的恒星在Tuc III的0.19德克斯在95.5%的置信度。Tuc III比任何已知的矮星系都有更小的金属丰度色散和可能更小的速度色散，但比任何已知的球状星团都有更大的尺寸和更低的表面亮度。它的金属丰度也远低于光度相近的星团。因此，我们初步认为，图克III是潮汐剥离残余的暗物质为主的矮星系，但额外的精确的速度和金属丰度测量将是必要的一个明确的分类。如果Tuc III确实是一个矮星系，那么它是距离太阳最近的外部星系之一。由于它的距离很近，图克III中最明亮的恒星都相当明亮，其中包括一颗V=15.7的恒星，它是超暗卫星中已知最亮的成员星。
2016-10-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
A low density-wave spiral pattern speed, from the tracer separations (age gradient) across a spiral arm in the Milky Way
我们观察到的密度波角模式速度Ω p接近12至17公里/秒/千秒差距，通过一个典型的光学HII区域（从旋臂尘埃带）之间的分离，并使用HII演化时间模型，以产生其相对速度，并独立的一个典型的无线电脉泽（从旋臂尘埃带）与脉泽模型之间的分离。
2021-06-30 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
Limits on Intergalactic Dust During Reionization
在这封信中，我们限制在星系际介质（IGM）在高红移的尘埃气体比。我们采用模型的尘埃在当地的宇宙contrain的尘埃与气体的比例在红移z ~ 6-10的再电离时期。观测到的高红移星系的红化水平意味着IGM被富集到星系际尘埃与气体的比率小于银河系值的3%，红移为z=10。
2015-10-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Far-ultraviolet Dust Extinction and Molecular Hydrogen in the Diffuse Milky Way Interstellar Medium
我们的目标是比较变化的全紫外尘埃消光曲线（912-3000埃），与HI/H $_2$ /总H含量沿弥漫银河视线，调查ISM条件和尘埃属性之间可能的联系。我们结合了现有的样本的75紫外消光曲线的基础上IUE和FUSE数据，通过紫外吸收测量的原子和分子柱密度。H $_2$柱密度数据是基于现有的莱曼-维尔纳吸收带模型从早期的工作消光曲线。编制了HI柱密度的文献值，并通过将Ly $α$配置文件拟合到存档光谱来改进23颗恒星的HI柱密度。我们发现H $_2$柱和远紫外消光之间有很强的相关性，其根本原因是H $_2$和远紫外上升特征的强度之间存在线性关系。这种消光不与HI成比例，而总H柱与$A(V)$成比例最好。因此，远紫外线上升的载体与分子气体相一致，并通过将紫外线消光特性与分子分数进行比较来显示进一步的联系。气体消光比$N(\rm{H})/A(V)$的变化与紫外光消光比相关，我们推测这可能是由于凝结或破碎的影响。根据H $_2$温度，发现最强的远紫外线上升强度出现在较冷和较密集的视线。
2022-10-12 astro-ph.GA
The edge of galaxy formation III: The effects of warm dark matter on Milky Way satellites and field dwarfs
在本系列的第三篇论文中，我们研究了粒子质量为$m_\mathrm{WDM}=3\,\mathrm{keV}$的暖暗物质对宇宙中最小星系的影响。我们提出了一个样本的21个流体动力学宇宙学模拟的矮星系和20个模拟的卫星-宿主星系的相互作用，我们都在冷暗物质（CDM）和暖暗物质（WDM）的情况下进行。在WDM模拟中，我们观察到一个更高的临界质量的恒星形成的开始。在WDM中，结构生长被延迟，因此WDM晕的恒星星族比CDM晕平均年轻两个陀螺。然而，尽管这种延迟的恒星形成，CDM和WDM星系都能够再现观测到的速度色散，恒星质量，大小和金属丰度的标度关系在$z=0$。WDM卫星晕在银河系质量主机更容易受到潮汐剥离，由于其浓度较低，但他们的星系甚至可以生存更长的时间比CDM同行，如果他们生活在一个暗物质晕与陡峭的中央斜坡。与我们以前的CDM卫星研究一致，我们观察到WDM卫星的中央暗物质密度斜率由于剥离而变陡。CDM和WDM之间卫星星系平均恒星年龄的差异，可以在未来用于解开这两个模型。
2019-02-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Dusty Locale: Evolution of Galactic Dust Populations from Milky Way to Dwarf-Mass Galaxies
本研究利用FIRE宇宙学模拟，揭示星系尘埃种群演化受临界金属丰度阈值控制，气体-尘埃吸积为主导机制，并发现平衡时标差异可解释观测离散性。
2024-03-19 astro-ph.GA
Insight Into the Formation of the Milky Way Through Cold Halo Substructure. III. Statistical Chemical Tagging in the Smooth Halo
我们发现，卫星星系在高红移吸积的银河系的光滑晕的恒星星族的相对贡献随距离的增加，成为可观察到的相对于经典的光滑晕约15千秒差距从银河系中心。特别是，我们确定的视线平均[Fe/H]和[α/Fe]的金属贫主序星关闭（MPMSTO）人口沿每个斯隆扩展银河系的理解和探索（SEGUE）光谱视线。限制我们的样本的视线，沿着我们没有检测到冷晕子结构（ECHOS）的元素，我们编译的最大的光谱样本的恒星在光滑的组成部分的晕有史以来在现场观察超过10千秒差距。我们发现显着的空间自相关[Fe/H]在MPMSTO人口在遥远的一半，我们的样本超过约15千秒差距从银河系中心。然而，在15 kpc内，我们发现[Fe/H]没有显著的空间自相关。与此同时，我们进行SEGUE一样的观测银河系模拟形成的N体模拟。虽然我们发现完全由吸积卫星星系形成的晕与我们在银河系中心15 kpc范围内观察到的晕不匹配，但我们确实在更大距离的模拟中观察到[Fe/H]的空间自相关。这一观测结果是统计化学标记的一个例子，并表明金属丰度的空间自相关是吸积卫星星系形成的恒星晕的一般特征。
2012-02-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
A study of oxygen-rich post-AGB stars in the Milky Way to understand the production of silicates from evolved stars
后渐近巨星分支（post-AGB）恒星的研究是一个有价值的工具，研究仍然鲜为人知的方面，通过AGB的恒星演化。这是由于它们表面化学成分的准确确定以及SED的特殊形状：中心恒星的发射可以很容易地与尘埃壳的贡献分离开来，然后可以对其进行表征。本研究的目标是重建尘埃的形成过程，更普遍的是富O星在AGB阶段演化的后期阶段。这是通过研究富含O的后AGB恒星来进行的，这些恒星在光度、Teff和红外过量方面进行了分析。我们研究来源分类为单一的，O-丰富的，后AGB星在银河系中，表现出双峰（壳型）SED。我们使用恒星演化模型结合尘埃形成和辐射转移模型的结果来重建晚期AGB阶段和后AGB阶段的初始收缩。我们还确定了不同质量和化学成分的恒星的质量损失和尘埃形成率。在这项研究中检查的后AGB，O-丰富的恒星的IR过量的分析概述了一个有趣的复杂性，在恒星周围的尘埃之间的相关性，进化状态和祖星的质量。来自大质量AGB（> 3 Msun，取决于金属丰度）的源通常比质量较低的源具有更高的IR过量，这是由于在AGB的最后阶段形成了更强烈的尘埃。从尘埃区的位置的测定，我们推断出的外流的膨胀速度变化显着从恒星到恒星。辐射压力的可能性是无法加速风在最微弱的对象也被评论。
2022-11-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
VINTERGATAN III: how to reset the metallicity of the Milky Way
利用宇宙学变焦模拟VINTERGATAN，我们提出了一个新的情况下，恒星形成的开始在低-[ $α$ /Fe]序列的银河系类星系的金属贫端。在这种情况下，星系由两种不同的气体流提供燃料。其中一个被大质量星系的流出物所富集，而另一个则不然。前者供给银河系内部区域，后者则供给相对于主银道面倾斜的外部气体盘，其化学成分明显较差。最后一个主要合并星系的第一次通过引发了外盘的潮汐压缩，这增加了气体密度，最终导致恒星形成，金属丰度比内星系低0.75 dex。这是低[ $α$ /Fe]序列的第一颗恒星。这些原位恒星具有类似晕的运动学，类似于在银河系中观察到的，这是由于外盘的倾斜最终通过引力矩与内盘对齐。我们表明，这种倾斜盘的情况可能在Milky-Way类星系中很常见。这个过程意味着低-[ $α$ /Fe]序列是在原位填充，同时从两个形成通道，在内部和外部星系，具有不同的金属丰度。这与银河系盘组装的纯粹顺序情景形成对比，可以通过观测进行测试。
2021-03-29 astro-ph.GA
Milky Way Satellite Census. III. Constraints on Dark Matter Properties from Observations of Milky Way Satellite Galaxies
我们对银河系（MW）卫星星系进行了全面的研究，以限制暗物质（DM）的基本性质。这种分析充分结合了MW卫星的空间分布和可探测性的不均匀性和边缘化的不确定性之间的映射星系和DM晕，MW系统的属性，和由MW磁盘的subhalos中断。我们的研究结果是一致的冷，碰撞DM范式，并产生最强的宇宙学约束迄今为止的粒子模型的温暖，相互作用，和模糊的暗物质。在$95\%$置信度下，我们报告了（i）热遗迹温暖DM的质量，$m_{\rm WDM} > 6.5\ \mathrm{keV}$（自由流长度，$λ_{\rm{fs}} \lesssim 10\,h^{-1}\ \mathrm{kpc}$），（ii）与速度无关的DM-质子散射截面，$100\ \mathrm{MeV}$ DM粒子质量（DM-质子耦合，$c_p \lesssim (0.3\ \mathrm{GeV})^{-2}$）的$σ_{0} < 8.8\times 10^{-29}\ \mathrm{cm}^{2}$，以及（iii）模糊DM的质量，$m_ϕ> 2.9 \times 10^{-21}\ \mathrm{eV}$（德布罗意波长，$λ_{\rm{dB}} \lesssim 0.5\ \mathrm{kpc}$）。这些限制是补充DM属性的其他观测和实验室的限制。
2021-03-01 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
