The mass and velocity anisotropy of the Carina, Fornax, Sculptor and Sextans dwarf spheroidal galaxies
我们模拟的大型运动学数据集的四个银河系矮椭球（dSph）卫星：船底座，天炉座，雕刻和六分仪，最近发表的沃克等人。成员星的选择使用一个可靠的动力学的闯入者去除计划的模拟数据进行测试。我们的成员选择比基于金属丰度指标的成员选择更具限制性，因为它不仅消除了银河系恒星的污染，还消除了潮汐尾中未束缚的恒星。我们通过将Jeans方程的解调整到投影速度色散和峰度的轮廓来对清洁的数据集进行建模。这些数据很好地再现了模型，质量遵循光和最适合的恒星轨道是各向同性弱切向，预期从潮汐搅拌的情况。天炉座矮星拥有超过2400颗成员星，是迄今为止最精确测定质量的dSph星系：其速度矩采样误差的1 sigma误差低于5%。六分仪的质光比为97个太阳单位，似乎是四个dSph星系中最主要的暗物质。
2009-01-06 astro-ph.GA
Astrometry of Galactic Star-Forming Region G48.61+0.02 with VERA
我们利用VLBI射电天体测量探测（VERA）对银河系恒星形成区G48.61+0.02的H2O脉泽进行了天体测量。我们推导出的三角视差为199+/-7微as，对应的距离为5.03+/-0.19 kpc。到G48.61+0.02的距离大约是它的远运动学距离的一半，这是以前经常假设的。这个距离使G48.61+0.02位于人马座-船底座臂，靠近活跃的恒星形成区和超新星遗迹W51。我们还得到了G48.61+0.02的三维运动，发现它有一个40+/-5km/s的大的奇特运动。这种奇特的运动可能起源于W51中的多颗超新星爆炸，或者是穿过人马座-船底座臂的流动运动。
2011-04-05 astro-ph.GA
Through thick and thin: Structure of the Galactic thick disc from extragalactic surveys
我们的目标是通过探索银河系厚盘的垂直和径向性质来了解银河系的吸积历史。我们研究的化学和运动学性质的大约一千光谱的微弱的幅度前景银河系恒星偶然观察到在银河系外的调查在四个视线：三个在南银河半球（调查的船底座，天炉座和Sculptor矮球状星系）和一个在北银河半球（调查的六分仪矮球状星系）。前景恒星距离银道面3 kpc，银心半径11 kpc。只有三条视线有足够数量的前景恒星进行可靠的分析。朝向银河系北半球的六分仪和南方的玉夫座，我们测量到平均金属丰度随着距离银河系平面的高度而一致下降，这表明化学对称的厚盘。这种减少可能是由于固有的厚盘金属丰度梯度，或简单地由于薄盘/厚盘人口比例的变化和厚盘没有固有的金属丰度梯度。我们赞成后一种解释。相比之下，我们发现一个不可预测的金属贫人口的证据在船底座的方向。Wyse等人（2006年）较早发现了这一种群，但我们更详细的分析提供了对其位置（|Z| <1 kpc）、金属丰度（-2<[M/H]<-1 dex）和方位角轨道速度（V_phi ~120 km/s）的可靠估计。考虑到化学动力学性质的过度密度对船底座视线，我们认为它代表的典型厚盘的金属贫尾。尽管现有的恒星数量很少，但我们认为这种弱金属厚盘遵循通常建议的厚盘速度-金属丰度关系dV_phi/d[M/H]~40- 50 km/s/dex。
2013-05-27 astro-ph.GA
Proper motions of OB stars in the far Carina Arm
在银河系圆盘的大比例尺地图中，船底座臂作为一个清晰的螺旋特征而脱颖而出，拥有突出的星团和富含大质量恒星的协会。我们研究4199 O和早期B的自行最有可能在远船底座臂，在距离太阳主要超过4千秒差距，在天空区域，$282^{\circ} < \ell < 294^{\circ}$和$-3^{\circ} < b < +1^{\circ}$（银河系坐标）。该样本是通过扩展现有的蓝选星表，并与盖亚EDR 3天体测量交叉匹配而构建的。观测到的自行模式被调制成锯齿状，全振幅接近1 mas yr $^{-1}$，大约每2- 3度经度（200- 300秒差距，平均OB-恒星距离为5.8 kpc）出现一次。运动学扰动的基础圆形旋转是最有可能存在的。数据还揭示了一个包含$>50$ OB星的移动群位于$\ell \sim 286^{\circ}$，$b \sim -1^{\circ}.4$在远臂的主要运行后面。进行相对自行分析，产生至少10%的失控O星的发生率（当全空间运动可用时，可能是$>20$ %）。为了绘制逃离者逃离的地图，我们为假设线性轨迹的区域设置了模拟，并测试了轨迹碰撞参量，以确定可能的弹射热点。我们发现，该方法目前给出了良好的结果，飞行时间高达$\sim$ 4百万年。它令人信服地表明，只有NGC 3603和Westerlund 2有大量的OB星被喷射出来。事实上，这两个星系团分别在0.6-…
2021-10-05 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
Dark halo structure in the Carina dwarf spheroidal galaxy: joint analysis of multiple stellar components
对船底座dSph的光度和光谱观测显示，该星系包含两个年龄和运动学不同的主要恒星星族。多个种群的共存为星系的暗晕结构提供了新的约束，因为不同的种群应该在同一个暗物质势阱中处于平衡状态。我们开发的非球形动力学模型，包括这样的多个恒星组件，并试图约束船底座的非球形暗晕的属性。我们发现船底座可能有一个更大，更密集的暗晕比在以前的工作中发现的和一个不太尖锐的内部暗物质密度轮廓，即使暗晕参数的不确定性仍然很大，由于小体积的数据样本。利用我们的拟合结果，我们评估了暗物质湮灭和衰变的天体物理因素，发现船底座应该是经典dSph星系中最有前途的可探测目标之一。我们还计算了两个恒星星族的恒星速度各向异性分布，发现它们在内部区域都是径向各向异性的，而在外部区域，较老的人口变得比中间的更切向偏置。这是一致的各向异性预测的潮汐效应的动力学结构的卫星星系，从而可以被认为是运动学证据的潮汐演化的船底座。
2018-08-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Bona-fide, strong-variable galactic Luminous Blue Variable stars are fast rotators: detection of a high rotational velocity in HR Carinae
我们报告的光学观测亮蓝变星（LBV）HR船底座，这表明该恒星已达到视觉最低阶段在2009年。更重要的是，我们检测到由于Si IV 4088-4116 Angiotensin引起的反射。为了与2009年5月观测到的谱线轮廓相匹配，需要vrot=150 +- 20 km/s的高旋转速度（假设倾角为30度），这意味着HR Car的旋转速度约为其分裂临界速度（vcrit）的0.88 +- 0.2。我们的研究结果表明，快速旋转是典型的所有强变量，真正的银河LBV，目前S道尔型的变化。强变LBV位于视觉最小期间HR图的明确定义区域（“LBV最小不稳定带”）。我们认为这个区域对应于达到vcrit的地方。在该条的左侧，存在vrot/vcrit>1的禁区，这解释了为什么在该区域中没有检测到LBV。由于像天鹅座P和HD 168625这样的休眠/前LBV的vrot较低，我们认为LBV可以分为两类：快速旋转的强变星，表现出S-Dor周期（如AG Car和HR Car）和慢旋转的恒星，变化小得多（如天鹅座P和HD 168625）。我们推测，在爆炸前有S-Dor周期的SN祖先（如SN 2001 ig，SN 2003 bg和SN 2005 gj）可能是快速旋转的。我们认为，快速旋转的银河系LBV失去角动量的潜在困难是这样的恒星可能在LBV阶段爆炸的额外证据。
2009-09-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Source Contamination in X-ray Studies of Star-Forming Regions: Application to the Chandra Carina Complex Project
我们描述了详细的X射线发射人口的模拟，以评估污染水平的银河系和河外的X射线源无关的恒星形成区域的研究。对于银河系的污染，我们考虑主序星和巨星（不包括激变变星和其他类吸积驱动的X射线双星系统）的贡献，因为它们在船底座星云的位置上做出了主要贡献。模拟考虑到各种技术因素，涉及银河系人口合成模型，恒星X射线光度函数，钱德拉望远镜的响应，源检测方法，和可能的空间变化的X射线背景和吸收通过分子云。当应用于钱德拉船底座复杂项目（CCCP）的1.42平方度的领域时，模拟预测约5000个污染源（调查的每平方弧分1个源），均匀分布在整个领域。模拟的结果进一步在同伴CCCP研究中分配成员资格概率个别来源。
2011-02-24 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Is there an analogue of the Radcliffe wave between the Carina-Sagittarius and Scutum arms?
基于 VLBI 脉泽数据测定银河系旋转参数，发现 Carina-Sagittarius 与 Scutum 臂间的脉泽链非 Radcliffe 波类似物，而是可能属于从棒末端延伸并作刚体旋转的喷流。
2025-03-07 astro-ph.GA
The Duration of Star Formation in Galactic Giant Molecular Clouds. I. The Great Nebula in Carina
提出了一种新的红外光谱能量分布（SED）建模方法，该方法对模型拟合结果进行基于似然性的加权，构建了X射线识别的中等质量（2-8 $M_{\odot}$）主序前年轻恒星星族的概率H-R图（pHRD）。这种方法是专门为应用于年轻恒星星族遭受强大的，差异灭绝（$ΔA_V > 10$等），典型的银河系大质量恒星形成区。我们试点这项技术在船底座星云复合体（CNC）的建模1-8 $μ$米的2269可能恒星成员，表现出没有多余的发射从拱星尘埃盘在4.5 $μ$米或更短的波长的SEDs。在被光线遮蔽的Trumpler 14和16星团中，${\sim}100$中等质量恒星的一个子集有可用的光谱$T_{\rm eff}$，由盖亚-ESO巡天测量。我们正确地识别恒星温度在70%的情况下，所有来源的聚合pHRD返回相同的峰值，使用光谱$T_{\rm eff}$获得的恒星年龄分布。恒星质量和演化年龄的SED模型参数分布揭示了CNC内四个大尺度恒星超密度和一个大分布的恒星星族之间恒星形成持续时间的显著变化。恒星的形成始于${\sim}10$ Myr前，并持续到今天，恒星形成率在${<}3$ Myr前达到顶峰，当时大质量的Trumpler 14和16星团形成。我们公开了从标准主序前进化轨迹生成的100，000个SED模型集，以及我们用于从SED拟合结果生成pHRD和质量年龄分布的定制软件包。
2019-06-04 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Tracing the Galactic spiral structure with embedded clusters
在目前的工作中，我们调查的18个嵌入式集群（EC）的性质。该样本包括11个以前已知的集群，我们报告在WISE图像上发现了7个EC，从而补充了我们最近的437个新集群列表。其主要目标是利用这些星团，通过跟踪星系团距离的旋臂来揭示银河系的结构。我们的研究结果支持一个四臂的螺旋模式，追踪三个臂，射手座-船底座，英仙座，和外臂。射手座-船底座螺旋臂探测在第三和第四象限的边界线上，距离银河系中心的$d_1\sim6.4$ kpc采用$R_{\odot}=7.2$ kpc，或$d_2\sim7.2$ kpc为$R_{\odot}=8.0$ kpc。在我们的样本中，大多数EC位于英仙座臂，在第二和第三象限被追踪，似乎是在银河系中心的距离范围内的$d_1=9-10.5$千秒差距或$d_2=9.8-11.3$千秒差距。Dolidze 25，Bochum 2和Camargo 445位于外臂，沿着银河系的第二和第三象限延伸，距离银河系中心的距离在$d_1=12.5-14.5$ kpc或$d_2=13.5-15.5$ kpc的范围内。我们发现进一步的证据表明，在银河系EC主要位于薄盘和沿旋臂。它们是追踪这些银河特征的极好工具，因此对EC的新搜索有助于更好地理解银河结构。我们还报告了位于英仙座手臂的EC聚集体。
2015-05-07 astro-ph.GA
The start of the Sagittarius spiral arm (Sagittarius origin) and the start of the Norma spiral arm (Norma origin) - model-computed and observed arm tangents at galactic longitudes -20 degrees < l < +23 degrees
在这里，我们将一个四臂螺旋结构与全球臂俯仰角和臂经度切线的更准确数据相匹配，以获得每个螺旋臂在银河系核心附近的开始。我们发现“人马座”旋臂的起点（旋臂中间）的切线在l= -17度+/-0.5度，而“诺玛”旋臂的起点（旋臂中间）的切线在l= +20度+/-0.5度。在此之前，我们发表了一份对每个旋臂示踪物切线的观测和分析汇编，从+23度到+340度;这里我们涵盖了其余旋臂示踪物+340度（=-20度）到+23度。我们的模型臂切线确认通过最近观察到的脉泽数据（在手臂的内边缘）。在银河系内部观测到的旋臂示踪物显示了从中旋臂的偏移;这也在银河系盘的其他地方发现（Vallee 2014 c）。此外，我们整理了观察到的所谓“3 kpc臂”特征的切线;在排除错误识别的螺旋臂后，在统计学上发现它们接近l= -18度+/-2度和l= +21度+/-2度。我们发现，模型计算的臂切线在银河系内部空间一致的平均经度的观测切线的“3千秒钟臂”的功能（相同的银河系内，在错误）。这些空间相似性可能暗示着一个连续的空间。
2016-02-05 astro-ph.GA
Proper motions of five OB stars with candidate dusty bow shocks in the Carina Nebula
我们约束的自行车的五个OB星的候选人在船底座星云的恒星风弓冲击使用HST ACS成像超过9- 10年的基线。这些自行使我们能够直接比较每颗恒星的运动与其候选弓形激波的方向。虽然这些恒星在我们的成像中是饱和的，但我们通过使艾里环中的残差最小化所需的位移来评估它们的运动。结果将每颗恒星的运动方向限制在小于90度宽的扇区内。这五颗恒星都没有像逃逸恒星那样远离船底座星云的中央星团，这证实了候选的弓形激波并不一定是逃逸恒星的标志。五颗恒星中有两颗相对于它们的候选弓形激波的方向切向移动，这两颗恒星都指向OB星团Trumpler 14。在这些情况下，大规模的星际介质流，从集群的反馈供电，似乎占主导地位的运动的恒星在生产所观察到的候选弓激波。剩下的三颗恒星都有一些朝向中央星团的运动分量，这意味着我们无法区分它们的候选弓形激波是恒星运动的指示，环境气体的流动，还是周围环境的密度梯度。此外，这些恒星没有向外运动，暗示船底座南柱区域的分散恒星群是在原地形成的，而不是从该协会的中心星团迁移出来。
2017-03-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Carina Project. VIII. The α-element abundances
利用ESO/VLT的UVES（高分辨率）和FLAMES/GIRAFFE（高、中分辨率）光谱数据对船底座红巨星（RG）进行了新的丰度分析。前一个样本包括44个RG，而后者包括65个（高分辨率）和~800个（中分辨率）RG，覆盖了星系RG分支（RGB）的很大一部分，以及红团星。为了改善在微弱星等极限下的丰度分析，将FLAMES/GIRAFFE数据分为10个表面重力和有效温度箱。属于同一重力/温度仓的恒星的光谱被堆叠。这种方法使我们能够在微弱极限（V> 20.5等）下将信噪比提高至少五倍。我们利用Monelli等人（2014）引入的新测光指数cU，B，I作为年龄和可能的金属丰度指标，沿着RGB分裂恒星。这两个恒星星族显示出不同的[Fe/H]和[Mg/H]分布：它们的平均Fe丰度分别为-2.15 $\pm$ 0.06 dex（sig=0.28）和-1.75 $\pm$ 0.03 dex（sig=0.21）。两种铁分布在75%水平上不同。这支持了Lemasle等人（2012）和Monelli等人（2014）的初步结果。此外，我们还发现，老年和中年恒星星族的平均[Mg/H]丰度分别为-1.91 $\pm$ 0.05 dex（sig=0.22）和-1.35 $\pm$ 0.03 dex（sig=0.22）;它们在83%的水平上存在差异。船底座的α-元素丰度在1 sigma内与场晕星和星团（银河系…
2015-06-05 astro-ph.GA
The deep OB star population in Carina from the VST Photometric H$α$ Survey (VPHAS+)
大质量OB星对星系的生态至关重要，但我们对银河系中比$V \sim 12$更暗的OB星的了解仍然不完整。来自VST测光H $α$巡天（VPHAS+）的数据允许在不忽略恒星场的情况下构建第一个蓝色过量选择OB星的深星表。总共有14900个具有2个MASS交叉匹配的候选者从银河平面的42平方度区域中被蓝色选择，捕获银河经度范围$282^{\circ} \lesssim \ell \lesssim 293^{\circ}$上的船底座臂。对这些候选者的组合VPHAS+ $u,g,r,i$和2 MASS $J,H,K$幅度执行谱能量分布拟合。这提供了：有效的温度限制，从统计上区分O和早期B星;高质量的消光参数，$A_0$和$R_V$（随机误差通常是$< 0.1$）。高置信度O-B2候选数5915和另外的5170适合于稍后的B光谱类型。276个前者的光谱证实了97%。发射线星在所有候选B星中所占的比例为7- 8%。Greyer（$R_V > 3.5$）消光定律在2.5- 3 kpc到$\sim$ 10 kpc的距离范围内普遍存在。在突出的大质量星团附近，$R_V$倾向于上升，船底座星云中的$R_V \sim 5$会出现特别大和混乱的漂移。这些数据揭示了O 5 If $+$恒星LSS 2063（$\ell = 289.77^{\circ}$，$b = -1.22^{\circ}$）周围108颗O…
2016-10-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Radial velocities from far red spectra of Carina Arm O and early B stars
大质量O型星和早期B型星是近期恒星形成的重要标志，在它们短暂的生命期间，通过光电离和风以及当它们爆炸为超新星时，对它们的环境产生重大影响。在银河系中，它们可以在很远的距离被探测到，但通常位于大的尘埃柱后面，使得在短波长下的探测变得困难。在这项研究中，使用较少熄灭的远红外光谱（8400 - 8800欧姆）的径向速度测量进行了检查。结果报告的样本164个确认OB星在2度的领域内定位的船底座臂。大多数恒星的距离在3和6千秒差距，和Westerlund 2是在外地的边缘。测量的径向速度误差集中在3- 10 km/s $^{-1}$范围内，系统不确定度为2- 3 km/s $^{-1}$。这些与盖亚任务天体测量相结合，以允许构建完整的空间运动。多达22颗恒星可能是失控的，尽管其中8颗可能是闯入的（到目前为止未被发现的）双星。样本的平均方位角运动与最近对银河系盘旋转的测量结果相吻合。在银心径向方向上，平均运动表明以$\sim$ 10 km s $^{-1}$的速度适度下沉。这个实验表明，在远红外弱帕邢线可以产生可靠的径向速度测定，提供了更多的银河系盘比迄今为止可能探索OB星运动学的前景。
2022-07-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Photometric characterization of the Galactic star cluster Trumpler 20
我们给出了Trumpler 20的深UBVI测光结果，Trumpler 20是一个位于银河系第四象限的中等年龄的疏散星团，l=301.47，b=+2.22（RA=12：39：34，DEC=-60：37：00，J2000.0）。尽管这个星团有着有趣的性质，但它却很少受到关注，这可能是因为它的视线穿过船底座旋臂的两倍，这导致它的色星等图（CMD）被场星严重污染，因此严重复杂化了它的解释。我们提供了更可靠的估计的基本参数的特朗普20，并调查其CMD的最突出的特点：一个丰富的氦燃烧的恒星团，和一个垂直序列的恒星以上的关闭，这可以是蓝色的离散星或场星。我们精确的测光使我们能够得出Trumpler 20的年龄和日心距离的更新值，我们估计分别为1.4 $\pm$ 0.2 Gyr和3.0 $\pm$ 0.3 kpc。正如模型所预测的那样，在这个年龄，星团有一个朝向更暗的亮度和更蓝的颜色的尾巴，从而进一步证实了恒星在这个特定阶段的演化状态。由此导出的日心距离将该星团置于船底座臂和盾牌座臂之间的臂间区域，这自然解释了在CMD上部观测到的恒星垂直序列（最初被解释为星团本身）的存在。因此，这些恒星中的大多数将属于一般的银河场，而只有少数将是真正的星团蓝离散星。我们的数据表明，该星团的金属丰度是太阳，其红化是\textit{E(B-V)} = 0.35 $\pm$ 0.04。
2010-07-27 astro-ph.GA
WR 38/38a and the ratio of total-to-selective extinction in Carina
根据UBV和JHK对星团成员的现有观测，对疏散星团Shorlin 1（与WR 38和WR 38 a相关的恒星群）进行了重新分析。特别是2 MASS的观测，意味着平均星团红化E（B-V）=1.45+-0.07和2.94+-0.12 kpc的距离。红化与UBV的结果一致，但只有当相关尘埃的全消光与选择消光之比为R=Av/E（B-V）=4.0+-0.1时，2 MASS和UBV系统的距离估计才一致。这两个结果是相似的，已经获得了在海山二区域相邻的集群通过类似的分析，这表明，“异常”的尘埃灭绝是广泛的通过该地区，特别是对群体变红相对较近的灰尘。与海山二复合体有关的尘埃本身似乎表现出更“正常”的性质。这些结果对解释银河系l=287-291度的旋臂距离有直接的意义，特别是这里的船底座臂可能略大于2 kpc，而不是以前研究中暗示的2.5-3 kpc。新导出的两个星团沃尔夫-拉叶星WR 38（WC 4）和WR 38 a（WN 5）的内禀参数与银河系疏散星团中其他WR星的内禀参数吻合得很好，而以前的情况并非如此。
2011-08-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
UBVI CCD photometry and star counts in 9 inner disk Galactic star clusters
我们提出并讨论了新的CCD为基础的测光材料在UBVI通带的9个银河星团位于太阳环内，目前没有CCD数据。它们是：IC 2714、NGC 4052、ESO 131 SC 09、NGC 5284、NGC 5316、NGC 5715、VdB-Hagen ~164、NGC 6268和Czernik 38。我们首先进行恒星计数相结合，我们的光学测光与2 MASS，并得出集群的大小和径向密度分布。的基本参数-年龄，红化和距离-然后推断出的颜色和颜色星等图的恒星分布的分析，只有空间选择的可能成员。我们的分析表明，ESO 131 SC 09、NGC 5284和VdB-Hagen 164很可能不是星团，而是一些亮星沿视线随机增强的结果，其性质与疏散星团的残余物非常相似。其余的集群是物理组，并且都小于1 Gyr。我们使用新导出的一组参数，特别是距离和红化，调查他们在银河系的螺旋结构的背景下，在银河系中的位置。我们发现最年轻的星团（IC 2714、NGC 5316和NGC 6268）位于船底座-人马座臂附近或内部，因此是螺旋结构的示踪物。另一方面，最古老的（Czernik 38，NGC 4052和NGC 5715）漂浮在船底座-人马座臂和更远的盾牌座-十字臂之间的臂间空间。有趣的是，这个样本中最古老的星团-- Czernik 38和NGC 5715--是为数不多的已知疏散星团中年龄更大或与银河内盘中的毕…
2011-10-13 astro-ph.GA
The Carina Project IX: on Hydrogen and helium burning variables
我们提供了船底座矮球状星系中氦燃烧变量的新多波段（UBVI）时间序列数据。目前的样本包括92个RR天琴座-其中6个是新发现的-和20个异常造父变星，其中一个是新发现的。对贝雷图的分析表明，双模变星中第一泛音分量的光度振幅位于规则第一泛音变星的长周期尾部，而基波分量位于规则基波变星的短周期尾部。这一证据进一步支持了这些物体的过渡性质。此外，船底座双模变星在Petersen图上的分布（P_1/P_0 vs P_0）与贫金属球状星团（M15，M68）、矮球状天龙座和星系晕相似。这表明船底座古老的恒星星族是贫金属的，并受到金属丰度小范围扩散的影响。我们使用三角函数的五个领域RR天琴座星提供一个独立的估计的船底座距离使用所观察到的红化的自由周期-Weseneirs [PW，（BV）]的关系。理论和观察表明，这种诊断是独立的金属丰度。我们发现真实距离模量μ=20.01 \pm 0.02（平均值的标准误）\pm 0.05我们还使用四种预测的PW关系提供了隆突真实距离模量的独立估计值（BV，BI，VI，BVI），我们发现：μ=（20.08 \pm 0.007 \pm 0.07）mag，μ=（20.06 \pm 0.006 \pm 0.06）mag，μ=（20.07 \pm 0.008 \pm 0.08）mag和μ=（20.06 \pm 0.006 \pm 0.06）毫克。最后，我们确定了100多颗…
2015-09-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Jet-driving protostars identified from infrared observations of the Carina Nebula complex
目的：喷流是非常年轻的嵌入式原恒星的极好路标，因此我们希望将喷流驱动的原恒星识别为船底座星云中当前形成的一代恒星的示踪剂，船底座星云是最大的银河系恒星形成区域之一，其特征是对周围云层的反馈特别高。研究方法：我们使用存档数据构建了船底座星云的大型（> 2 deg x 2 deg）斯皮策IRAC马赛克，并在空间上完整地搜索了4.5微米波段的过量物体，这是典型的冲击激发分子氢发射。我们还确定了中红外点源，这可能是以前发现的赫比格-哈罗喷流和分子氢发射线物体的驱动因素。我们将斯皮策测光与我们最近的赫歇尔远红外数据相结合，以构建光谱能量分布，并使用Robitaille辐射传输建模工具来推断物体的属性。结果如下：辐射传输模型表明，喷流源是质量在~ 1M_sol ~ 10M_sol之间的原恒星，它们被星周盘包围，并嵌入星周包层中。结论：估计的原恒星质量< 10 M_sol，表明船底座星云中目前的恒星形成活动仅限于中低质量恒星。可以观察到比红外线更光学的喷流，这表明恒星的形成主要发生在靠近云层表面的地方。
2012-02-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Redetermination of the Parameters of the Galactic Spiral Pattern from Classical Cepheids
本文利用经典造父变星样本重新测定了银河系旋臂参数，精化了船底-人马臂和外臂的几何特征，并估计了旋臂图案的角旋转速度。
2023-05-21 astro-ph.GA
Nucleosynthesis and the Inhomogeneous Chemical Evolution of the Carina Dwarf Galaxy
船底座dSph中9颗明亮的RGB恒星中23种元素的详细丰度是基于VLT和麦哲伦望远镜收集的高分辨率光谱。使用标准方法将球形模型大气分析应用于380至680 nm范围内的光谱。分析中的恒星范围为-2.9 < [Fe/H] <-1.3，并采用Lemasle等人（2012）确定的年龄，我们能够检查船底座老年和中年人口的化学演化。这项工作的主要结果之一是在船底座的非均匀混合的证据;[Mg/Fe]的大离散表明老年人口的混合较差，老年人口和中年人口之间[α/Fe]比值的偏移（当与先前发表的结果进行检查时）表明，第二次恒星形成事件发生在富含α的气体中，一颗恒星，Car-612，似乎是在SN Ia/II产物增强的口袋中形成的。后一颗恒星提供了矮星系中超新星Ia/II比值增强的恒星与外星系晕中超新星Ia/II比值增强的恒星形成之间的第一个直接联系（Ivans et al. 2003）。另一个重要的结果是SN II驱动风的潜在证据。我们发现，在船底座的非常贫金属的恒星并没有在AGB或SN Ia产品的增强，因此，他们非常低的[Sr/Ba]的比例表明，早期SNe II的贡献的损失。其中两颗恒星的[Na/Fe]、[Mn/Fe]和[Cr/Fe]比值较低，支持了这一假设，另外一颗恒星的[Zn/Fe]上限也较低。有趣的是，船底座中贫金属恒星的化学成分与银河系、大多数其他dSphs或UFD中的不相似，这表明船底座可…
2012-04-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Catalog of observed tangents to the spiral arms in the Milky Way galaxy
从太阳在银河系盘中的位置，人们可以使用不同的臂示踪剂（CO，HII，热或电离或相对论电子，脉泽，冷或热尘埃等）来定位银河系盘中每个螺旋臂的切线。我们提出了一个主目录的天文观测切线星系的旋臂，使用不同的臂示踪剂从文献中。有些旋臂示踪器在几篇论文中的结果可能略有不同，所以取一个平均值--关于CO、HII和脉泽，见附录。平均值主目录目前包括63个平均示踪条目，分布在许多臂（船底座，十字座-半人马座，诺玛，英仙座起源，近3-kpc，盾牌座，人马座），源于107个原始臂示踪条目。此外，我们更新并修订了之前的统计分析，即每种不同平均臂示踪剂的角度偏移和与中臂的线性分离。如果有足够多的旋臂示踪物，并对所有旋臂进行求和和平均，人们就可以确定在银河系中旋臂示踪物是否有单独和平行的通道。这种统计分析允许一个银河螺旋臂的横切，证实了最近发现的臂示踪剂之间的线性分离。在这里，从中臂的CO到内缘的热尘埃，臂的半宽度约为340秒差距;加倍将产生680秒差距的全臂宽度。我们简要地比较了这些观察与许多螺旋臂理论，特别是密度波理论的预测。
2014-09-16 astro-ph.GA
Elemental abundances of low-mass stars in nearby young associations: AB Doradus, Carina Near, and Ursa Major
本文给出了剑鱼座AB、船底座近、大熊座三个年轻星群中13颗F6-K2主序星的恒星参数和11种元素（Li、Na、Mg、Al、Si、Ca、Ti、Cr、Fe、Ni和Zn）的丰度。外行星宿主星<$Horolosium也被分析。这三个年轻的协会具有与其年龄一致的锂丰度。所有其他元素都显示出太阳丰度。这三个类群的特征是在所有丰度上都有小的分散，剑鱼座AB、隆突近和大熊座AB的平均[Fe/H]值分别为0.10（σ= 0.03）、0.08（σ=0.05）和0.01（σ=0.03）dex。元素丰度的分布似乎与太阳附近的银河系薄盘的化学模式一致，就像在其他年轻群体中发现的那样。这意味着，作为直接成像行星搜索巡天目标的邻近年轻恒星的金属丰度分布，不同于作为径向速度巡天典型目标的老的太阳型恒星。年轻的行星母星<$Horoloeu的锂丰度低于年轻的星协成员。发现它的铁丰度略高于太阳值（[Fe/H]=0.16+-0.09），而所有的[X/Fe]比值与太阳值相近。它的元素丰度接近毕宿星团，这似乎加强了与原始星团可能有共同起源的想法。
2012-09-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Star formation towards the Scutum tangent region and the effects of Galactic environment
通过与银河系环巡天分子云目录的位置匹配，我们得到了位于银河系环l = 28.5 ° ~ 31.5 °，纬度|b| < 1 °范围内的可能的806个Bolocam银河系平面巡天（BGPS）源中的793个源的距离。这部分银河平面包含了几个不同距离的银河结构的主要特征，主要是英仙座和人马座螺旋臂的中臂部分，以及盾牌-Centarus臂的切线，这与银河长棒的末端重合。通过利用编目的云距离加上新的运动学距离测定，我们能够将密集的BGPS团块分成这三个主要的视线组成部分，以寻找可能与不同银河系环境有关的恒星形成特性的变化。我们没有发现任何证据表明这些组件之间的团块质量函数或平均团块形成效率（CFE）的差异，这可能是由于环境对银河系结构特征的尺度的影响。尽管有非常高的恒星形成率，并且包含至少一个具有非常高CFE的云，但与盾牌-Centarus切线相关的恒星形成似乎与其他两个螺旋臂部分没有任何异常或不同。在CFE的大的变化被发现在个别云的规模，但是，这可能是由于当地的触发剂，而不是大规模的银河系结构。
2012-03-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Herschel far-infrared observations of the Carina Nebula complex I: Introduction and global cloud structure
船底座星云是银河系中最大的恒星形成区之一，并显示出高水平的大质量恒星反馈。我们使用赫歇尔号上的SPIRE和PACS来绘制船底座星云复合体中波长在70到500微米之间的云的完整空间范围。我们确定色温和柱密度的云在复杂的。我们的赫歇尔地图显示，这些云有一个非常复杂的结构，由来自大质量恒星的辐射和风反馈所主导。在大多数地方，云的柱密度为N_H <2 × 10^22 cm^-2;更密集的云结构仅限于少数几个地方。我们发现一个明显的大尺度温度梯度，从中心区域的35-40 K到外围和单个柱的致密部分的<20 K。赫歇尔在中心（1度半径）区域看到的云的总质量约为656000 M_sun。一个简单的全球光谱能量分布的辐射转移模型表明，所有气体的总质量（包括一个温暖的成分，没有很好地跟踪赫歇尔）是<=890000 M_sun。尽管数百万年来大量大质量恒星的强烈反馈，仍然有几个10000 M太阳的冷云物质存在，其柱密度足以进一步形成恒星。我们的总气体质量估计来自CO线映射的分子云质量的比较表明，多达75%的所有气体是原子，而不是分子形式。
2012-04-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Carina Project VII: Towards the breaking of the age-metallicity degeneracy of red giant branch stars using the c_UBI index
我们提出了一个分析的光度和光谱数据的船底座dSph星系，测试一种新的方法类似于用于解开多个人口在银河系球状星团（GC）。我们发现，一个适当的颜色组合是能够分开的红巨星分支（RGB）的两个主要的隆突人口（老的一个，\sim 12 Gyr，和中间年龄的一个，4-8 Gyr）的显着部分。特别地，c_UBI=（U-B）-（B-I）伪色允许我们沿着RGB的相关部分跟踪两个群体的RGB。我们发现，最老的恒星比中等年龄的恒星具有更多的负c_UBI假色。我们将RGB星的伪色与它们的化学性质相关联，发现铁含量和c_UBI之间存在显著的趋势。属于老星族的恒星系统地比属于中龄星族的恒星更贫金属（[Fe/H]=-2.32 \pm 0.08 dex）（[Fe/H]=-1.82 \pm 0.03 dex）。这为该星系的化学演化历史提供了坚实的证据，我们有一个新的诊断方法，可以让我们打破氢燃烧高级演化阶段的年龄-金属丰度简并性。我们比较了恒星在c_UBI平面上的分布与理论等时线，发现在基于标准重元素分布的理论框架中开发的模型不能达成令人满意的一致。最后，我们讨论了可能的系统性差异时，与多个群体的GC。
2014-10-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
The chemical composition of nearby young associations: s-process element abundances in AB Doradus, Carina-Near, and Ursa Major
最近，一些研究表明，年轻的疏散星团的特征是钡含量相当丰富。特别是，D 'Orazi等人（2009年）报告说，在一些较年轻的星系团中，[Ba/Fe]可以达到高达约0.6 dex的值。这项工作还确定了[Ba/Fe]和星系团年龄之间存在反相关性。对于年龄范围在4.5 Gyr-5亿年的星团，这可以通过假设低质量渐近巨星分支星对银河系化学富集的贡献更大来解释。本工作的目的是研究年轻星团中普遍存在的钡过剩现象。我们分析了高分辨率的光谱数据，专注于附近的三个年轻的协会，即AB Doradus，Carina-Near和Ursa Major的s-过程元素丰度。选择这些集群是为了使它们的年龄分布能够补充D 'Orazi等人（2009年）的研究。我们发现，虽然S-过程元素Y，Zr，La和Ce在所有三个协会中表现出太阳比，Ba是过剩的~0.2 dex。目前的理论模型不能再现这种丰度模式，因此，我们调查是否这种异常大的Ba含量可能与色球效应。虽然[Ba/Fe]和几个活动指标之间没有相关性似乎是存在的，我们得出结论，不同的效果可能在工作中可能（直接或间接）与热恒星色球的存在。
2012-04-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Sixteen overlooked open clusters in the fourth Galactic quadrant. A combined analysis of UBVI photometry and Gaia DR2 with ASteCA
目的：本论文有两个主要目的：（1）测定银河系中已知度为270 $^\circ-$ 300 $^\circ$的16个微弱的、大多数未被研究的疏散星团的内禀性质，为今后的研究提供探测银河系结构的依据。(2)通过比较来自测光的星团距离与来自盖亚DR 2星团的星团距离，解决先前报道的盖亚DR 2星团的系统学问题。方法：对16个疏散星团进行深UBVI光度测量。使用ASeCA软件包以自动方式对观测结果进行简化和分析，以获得个体距离、红化、质量、年龄和金属丰度。测光距离进行了比较，从贝叶斯分析盖亚DR 2松弛。结果：16个星团中有10个是真实的或高可能的疏散星团。其中两个相当年轻，并遵循隆突臂的痕迹和已经检测到的翘曲。其余的星团被放置在英仙座臂和船底座臂之间的臂间区域，正如对较老天体的预期。我们发现范登伯格-哈根85星团的年龄为7.5 $\times$ 10 $^9$岁，成为迄今为止在银河系中发现的最古老的疏散星团之一。讨论了这10个星团与太阳附近星系结构的关系。从测光和测量数据的距离的比较，反过来，揭示了不同程度的分歧。结论：最近报道的盖亚DR 2视差数据的各种零点校正被认为是光度和视差距离之间的比较。结果往往会改善与这些修正。光度距离分析表明平均校正值为$\sim$ +0.026 mas（将添加到视差中）。校正可能具有更复杂的距离依赖性，但解决该细节水平将需要更大的聚类样本。
2020-03-26 astro-ph.GA
Gaia-ESO Survey: massive stars in the Carina Nebula. A new census of OB stars
盖亚-ESO对船底座星云中大质量OB星的调查样本由234颗恒星组成。银河系O星光谱巡天的更亮的光源和文献中的其他光源使我们能够对该地区迄今为止所做的大质量OB星进行最完整的普查。它总共包含316颗恒星，其中18颗在背景中，4颗在前景中。在OB 1车的294个恒星系统中，74个是O型，214个是非超巨星B型，6个是WR或非O超巨星（II至Ia）光谱类。我们确定了20个光谱双星系统与O-星的主要，其中6个是首次报道，和另外18个与B-星的主要，其中13个是新的检测。在所调查的区域中，观测到的O型星的双线双星比例平均为0.35，这是一个下限。我们发现一个很好的相关性之间的光谱n-限定符和投影旋转速度的恒星。在有和没有n-限定符的恒星中，候选逃逸星的比例分别为4.4%和2.4%，尽管未分辨的双线双星可能会污染快速旋转星的样本。
2023-01-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Gaia-ESO Survey: Projected Rotational Velocities of B stars in the Carina Nebula
基于 Gaia-ESO 巡天数据，通过 He I 谱线宽度测定了船底座星云 8 个疏散星团中 330 颗早型星的投影自转速度，发现其分布特征与母星团年龄及光谱型相关。
2025-07-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Kinematics of the Local Spiral Structure Revealed by Young Stars in \emph{Gaia}~DR3
本研究利用Gaia DR3中的年轻疏散星团和O-B2型恒星，探究本地旋臂结构运动学，发现不同旋臂天体运动存在差异，并改进了太阳附近区域的运动学距离估算方法。
2023-08-24 astro-ph.GA
The Carina Project. VI. The helium burning variable stars
我们提出了新的光学（BVI）的演化变星在船底座矮球状星系的时间序列数据。数据的质量和观测策略使我们能够识别出14颗新的变星。14颗中有8颗是天琴座RR型（RRL）恒星，4颗是异常造父变星（AC），2颗是几何变星。将整个RRL样本的周期分布与附近dSphs和大麦云云中的类似分布进行比较，表明这些系统中的旧恒星星族具有相似的性质。这一发现也得到了贝利图中RRL分布的支持。另一方面，AC的周期分布和Bailey图在上述恒星系统中显示出显著的差异。这一证据表明，中期年龄的恒星星族的性质可能受到环境效应和结构参数的影响。我们使用BV周期-Wesenweg（PW）关系的RRL与进化的处方，并找到一个真正的距离模量为20.09+/-0.07（内在）+/-0.1（统计）马格同意相当不错，与文献中的类似估计。我们发现了四个特殊的变量。考虑到它们在Bailey图和BV PW关系中的位置，其中两个（V14，V149）似乎是候选AC，而两个（V158，V182）可能是特有的RRL。特别是，变量V158的周期和V波段振幅与最近由Pietrzynski等人（2012）在银河系隆起中发现的低质量RRL -RRLR-02792-非常相似。
2013-08-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Milky Way Disk-Halo Transition in HI: Properties of the Cloud Population
利用Parkes射电望远镜的银河系全天巡天21 cm HI观测资料，我们测量了位于16.9 < l < 35.3度和|b| < 20度切点附近的低星系晕中的255个HI云。这些云的平均质量为700 Msun，距离银河平面的平均距离为660 pc。这个银河系第一象限（QI）区域与之前使用相同数据集和测量标准研究的第四象限（QIV）区域对称。两个象限中的单个云的性质非常相似，表明它们属于同一种群，并且两个种群都具有sigma_cc ~ 16 km/s的视线云-云速度色散。然而，在QI切点有三倍多的盘晕云，它们的尺度高度在h=800 pc时是QIV的两倍。因此，观测到的视线随机云运动与云尺度高度或其在银河系周围的变化无关。云的表面密度在QI切点区域几乎是恒定的，但在QIV中在R~ 4kpc附近达到峰值。我们将所有这些差异归因于QI区在银河系棒尖端的巧合位置，在那里它与一个主旋臂合并。相比之下，QIV切点区只覆盖了一个小旋臂的一部分。因此，盘晕HI云的人口可能与大尺度恒星形成过程有关，并受其驱动，可能通过超壳层和反馈机制。
2010-08-16 astro-ph.GA
A New Galactic Wolf-Rayet Star in Centaurus
在这项工作中，我传达了一个新的银河系沃尔夫-拉叶星（WR 60 a）在半人马座的检测。WR 60 a的H-和K-波段光谱显示出强烈的碳近红外发射线，这是WC 5 -7亚型沃尔夫-拉叶星的特征。采用平均绝对星等M $_K$和平均内禀（$J-K_S$）和（$H-K_S$）的颜色，发现WR 60 a遭受3.8 $\pm$ 1.3等的平均视消光，位于5.2 $\pm$ 0.8千秒差距的可能日心距离，对于相关的银河经度（l=312），这颗恒星可能位于船底座-人马座臂，距离银河系中心约5.9 kpc。我在WR 60 a附近搜索星团，原则上在几十弧分的搜索半径范围内没有发现以前已知的星团。一个隔离良好的WR星的探测促使我们在WR 60 a附近的某个地方寻找一些仍然未知的星团。通过对WR新星周围5.8 $μ$ m和8.0 $μ$ m Spitzer/IRAC GLIMPSE图像的检查，发现在WR 60 a西南约13.5弧分处有强烈的中红外扩展发射。对与扩展发射有关的点源的H-K $_S$颜色分布的研究揭示了一个新的星系团候选者的存在，该候选者可能由至少85颗恒星组成。
2011-09-14 astro-ph.GA
Three-Dimensional Structure of the Magnetic Field in the Disk of the Milky Way
我们提出的旋转措施（RM）的弥漫银河系同步辐射从加拿大银河平面调查（CGPS），并比较他们的RM河外源，以研究大规模的逆转在银河系磁场（GMF）。使用斯托克斯Q，U和I测量的银河系盘收集的综合望远镜在自治领射电天体物理观测站，我们计算RM超过一个扩展区域的天空，专注于低经度范围内的CGPS（l= 52度到l= 72度）。我们注意到紧凑源和扩展发射跟踪的结构的相似性，并强调了RM图中近似对角线上的梯度的存在，我们将其与人马座著名的磁场反转联系在一起我们认为，这种反转的方向是一种几何效应，这是由于我们在GMF结构中的位置，而GMF结构是由不垂直的电流片引起的银河平面，这是一个严格的径向场逆转所需要的，但至少有一些平行于磁盘的组件。符合这一描述的模型的例子是Gressel等人（2013）的三维基于发电机的模型和银河系尺度的帕克螺旋（Akasofu & Hakamada 1982），尽管后者在银河系动力学方面可能存在问题。我们强调了构建GMF三维模型的重要性，以解释在该数据集中观察到的对角RM梯度等结构。
2017-07-05 astro-ph.GA
Study of the Galactic Rotation Based on Masers and Radio Stars with VLBI Measurements of Their Parallaxes
根据已发表的资料，我们制作了256个射电源的样本，用VLBI测量了它们的三角视差和自行。这个样本包含与活跃恒星形成区的大质量原恒星和恒星有关的银河脉泽。它还包括来自古尔德带地区的年轻低质量恒星，其射电观测是连续进行的。在这个迄今为止最完整的源样本的基础上，我们估计了速度$(U,V,W)_\odot$和银河系自转角速度参数$Ω_0, Ω^{(1)}_0, ... , Ω^{(4)}_0$，并得到了太阳到银河系中心距离的新估计值$R_0=8.15^{+0.04}_{-0.20}$ kpc。银河系螺旋密度波的参数已经从恒星的径向速度$V_R$和剩余切向速度$ΔV_{circ}$中找到。径向和切向速度扰动的振幅分别为$f_R=7.0\pm0.9$ km s $^{-1}$和$f_θ=3.8\pm1.1$ km s $^{-1}$，扰动波长分别为$λ_R=2.3\pm0.2$ kpc和$λ_θ=2.0\pm0.4$ kpc，对于所采用的四臂螺旋模式，螺旋密度波中太阳的相位分别为$(χ_\odot)_R=-163^\circ\pm9^\circ$和$(χ_\odot)_θ=-137^\circ\pm10^\circ$.
2020-09-08 astro-ph.GA
Evidence for multiple nucleosynthetic processes from carbon enhanced metal-poor stars in the Carina dwarf spheroidal galaxy
本文利用高分辨率光谱分析了Carina矮椭球星系中6颗碳增强贫金属星的详细元素丰度，揭示了多种核合成过程（CEMP-no、CEMP-s和CEMP-r/s）的存在，并发现i过程产量能很好匹配CEMP-r/s星的丰度。
2023-05-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Homogeneous photometry and star counts in the field of 9 Galactic star clusters
我们提出了均匀的$V,I$ CCD测光的九个恒星领域的两个内象限的银河平面。大部分这些场的观测线都指向银河系的最内部，那里的银河场非常密集，消光率很高，而且是不规则的。根据几个星表，我们的九个区域都集中在银河系的星团上，即Trumpler 13、Trumpler 20、Lynga 4、Hogg 19、Lynga 12、Trumpler 25、Trumpler 26、Ruprecht 128和Trumpler 34。除了它们的坐标，以及在某些情况下额外的基本数据（主要来自2 MASS档案），它们的属性知之甚少。通过恒星计数技术和场星净化色星等图，这些视觉超密度的性质和大小已经建立，并在可能的情况下，新的集群的基本参数已经推导出来。为了加强我们的研究结果，我们补充我们的数据集与JHK $_{s}$光度从2 MASS档案，我们分析使用适当定义的Q参数。大多数星系团都投射到船底座-人马座旋臂上，因此，我们在大多数其他领域的彩色星等图中发现了几个由旋臂内年轻人口产生的独特序列。我们的研究发现的最有趣的例子可能是特朗普勒20，它似乎比以前认为的要古老得多，正如它突出的双红色团块所表明的那样;霍格19，一个以前被忽视的古老疏散星团，它在银河系的这些区域的存在令人费解。
2009-05-19 astro-ph.GA
Spin Temperature and Density of Cold and Warm HI in the Galactic Disk - Hidden HI -
本文提出了一种用最小$χ^2$方法同时测定银河系中HI气体沿银河系旋转切点圆的自旋温度$T_{\rm S}$和体积密度$n$的方法。最佳拟合的$T_{\rm S}$的范围是在$T_{\rm S}=100-120$ K或$1000-3000$ K，表明气体是在冷HI相与高密度和大的光学深度，或在温暖HI与低密度和小的光学深度。对于冷HI，在$3\le R \le 8$ kpc处的平均值为$T_{\rm S}=106.7 \pm 16.0$ K和$n=1.53\pm 0.86$ H cm $^{-3}$，对于热HI，为$1720 \pm 1060$ K和$0.38 \pm 0.10$ H cm $^{-3}$，其中$R=8\ |\sin \ l|$ kpc是沿切点圆的半乳心距离。冷HI出现在旋臂和旋环中，而暖HI出现在旋臂间区域。冷HI的密度比暖HI的密度大一个$\sim 4$系数。本文的分析揭示了隐藏在银盘中的冷光学厚相HI质量。太阳圈内的总HI质量被证明是由$2 - 2.5$的一个因素大于目前的估计光学薄的假设。
2018-03-24 astro-ph.GA
Galactic Kinematics from Data on Open Star Clusters from the MWSC Catalogue
银河系星团（Milky Way Star Clusters，MWSC）的疏散星团被用来确定银河系的自转参数。根据2000多个不同年龄的星团的数据，当太阳的银心距离R 0 =8.3+/-0.2 kpc时，太阳邻域绕银心的圆自转速度为V0 =236+/-6 km·s^{-1}。导出的角速度参数为Ω_0=28.48+/-0.36 km s^{-1} kpc^{-1}、Ω '_0 =-3.50+/-0.08 km s^{-1} kpc^{-2}和Ω"_0= 0.331+/-0.037 km s^{-1} kpc^{-3}。螺旋密度波的影响只在年龄小于5000万年的星团样本中被检测到。对于这些星系团，切向和径向速度扰动的幅值分别为f_θ=5.6+/-1.6 km s^{-1}和f_R=7.7+/-1.4 km s^{-1};对于四臂模型（m=4），微扰波长λ_θ=2.6 ± 0.5 kpc（i_θ=-11 ± 2度），λ_R=2.1 ± 0.5 kpc（i_R=-9 ± 2度）。太阳在螺旋密度波中的相位与剩余切向速度和径向速度分别为（χ_ \odot）_θ=-62+/-9度和（χ_ \odot）_R =-85+/-10度。
2016-09-29 astro-ph.GA
Understanding the velocity distribution of the Galactic Bulge with APOGEE and Gaia
我们重新审视的恒星速度分布在银河系的隆起/酒吧区与远地点DR 16和{PDMATHAMM盖亚} DR 2，特别关注可能的高速度（HV）的峰值和它们的物理起源。我们用两种不同的模型，即高斯-埃尔米特多项式和高斯混合模型（GMM）来拟合速度分布。用高斯-厄米多项式拟合的结果表明，平均速度（$\bar{V}$）和速度分布的“偏度”（$h_{3}$）之间存在正相关关系，这可能是由银河棒引起的。$n=2$ GMM拟合揭示了$|μ_{2}|$和$σ_{2}$（次级分量的平均速度和标准差）的对称纵向趋势，这与$x_{2}$轨道族预测不一致。在$|l|\sim6^\circ$处可观察到冷次级峰。然而，与额外的切向信息从{ \it盖亚}，我们发现，在核球的HV星显示出类似的模式，在径向-切向速度分布（$V_{\rm R}-V_{\rm T}$），无论存在一个明显的冷HV峰。观察到的$V_{\rm R}-V_{\rm T}$（或$V_{\rm GSR}-μ_{l}$）分布与简单MW棒模型的预测一致。从ASPCAP和CANNON推断的化学丰度和年龄表明，在凸起/酒吧的HV恒星通常是一样老，如果不是比其他恒星在凸起/酒吧区域。
2020-11-28 astro-ph.GA
Lifting the Dusty Veil With Near- and Mid-Infrared Photometry: III. Two-Dimensional Extinction Maps of the Galactic Midplane Using the Rayleigh-Jeans Color Excess Method
我们提供了新的，高分辨率的A（Ks）消光图的严重变红的银河系中平面的基础上的瑞利-牛仔裤颜色过剩（“RJCE”）的方法。RJCE基于近红外和中红外测光的组合来确定逐星的红化。新的RJCE生成的地图有2 x 2弧分像素，覆盖了银河系中一些最严重的熄灭区域--那些由GLIMPSE-I，-II，-3D和船帆座-船底座巡天的斯皮策+IRAC成像覆盖的区域，从256<1 <65度，一般来说，|b| <= 1-1.5度（在凸起处延伸到|b| <=4度）。使用RJCE消光测量，我们生成去红的颜色星等图，反过来，创建地图的基础上的主序列，红团，红巨星示踪剂，每个探测不同的距离，从而提供粗糙的三维信息尘埃云结构的相对位置。红巨星产生的地图，达到~18-20 kpc，探测银河系大部分方向的大部分灭绝，并提供接近“总银河系灭绝”的地图-至少它们提供了A（Ks）下限的高角分辨率地图。因为这些地图是直接从被绘制的尘埃的红化测量中产生的，而不是根据一些不太直接的手段推断出来的，它们可能是迄今为止最准确的详细绘制银河系中平面高度斑片状差异消光的地图。我们提供可下载的FITS文件和IDL工具，用于检索我们绘制区域内任何视线的消光值。
2012-06-25 astro-ph.GA
Astrometry of Galactic Star-Forming Region Onsala 1 with VERA: Estimation of Angular Velocity of Galactic Rotation at Sun
利用VLBI射电天体测量探测（VERA）对银河系恒星形成区Onsala 1（ON 1）的H2O脉泽进行了天体测量。我们测得的三角视差为0.404+/-0.017 mas，对应的距离为2.47+/-0.11 kpc。ON 1似乎位于银河经度69.54度的切点附近。利用观测到的ON 1的距离和自行，我们估算了银河系在太阳的自转角速度，即太阳到银河系中心的距离与银河系在太阳的自转速度之比，为28.7+/-1.3 km/s/kpc。这一数值大于国际天文学联合会建议的25.9 km/s/kpc的数值，但与最近用VLBI技术获得的其他结果一致。
2010-12-28 astro-ph.GA
Structure in phase space associated with spiral and bar density waves in an N-body galactic disk
本文采用N体混合模拟方法，结合质量粒子和示踪粒子，研究了银河系盘中恒星相空间分布或速度分布在不同局部邻域中的变化。在傅立叶频谱图中确定的模式速度表明，双臂和三臂螺旋密度波，酒吧和不平衡的运动耦合在这个模拟中，与一个模式的共振躺在其他模式的共振附近。我们构建径向和切向（uv）速度分布粒子在不同的局部邻域。在这些局部速度分布中，无论盘中的位置如何，都有一个以上的团块。在一个银河系半径上观测到的速度分布特征也可以在附近的邻域（在更大和更小的半径上）看到，但平均v值发生了变化。如果一个星系团的v速度分量决定了它的恒星的平均轨道银河半径，这是可以预料的。我们发现，在速度分布的差距与螺旋臂的扭结或不连续的半径。这些间隙似乎也与林德布拉德共振与螺旋密度波，因此表示在磁盘中的不同的主导模式之间的边界。我们讨论的银河系盘的解释的基础上本地速度分布的影响。当附近有一个强大的旋臂，与观察到的半人马座臂相切，在太阳附近的内部时，从棒的外林德布拉德共振外的区域，以及与太阳-银河系中心线成45度角的棒产生的速度分布更接近于在太阳附近看到的速度分布（在较低的紫外线下呈三角形，并有一个武仙座一样的流）。
2011-06-29 astro-ph.GA
The three-dimensional structure of Galactic molecular cloud complexes out to 2.5 kpc
了解银河系分子云的三维结构对于理解云如何受到湍流和磁场等过程的影响以及这种结构如何影响其中的恒星形成非常重要。随着盖亚任务的到来，这一领域取得了巨大进展，该任务提供了与$\sim10^{9}$恒星的精确距离。结合这些距离与从光学红外推断的距离，我们使用我们的新的三维尘埃映射算法\texttt{Dustribution}恢复16银河系分子云复合物的三维结构在$\sim1$ pc分辨率。使用\texttt{astrodendro}，我们得到一个目录的物理参数为每个复杂的。我们恢复了纵横比在1和11之间的结构，即从近球形到非常细长的形状。我们发现云环境中有很大的变化，在二维环境中研究它们时并不明显。例如，附近的加利福尼亚和猎户座A云在天空中看起来很相似，但我们发现加利福尼亚更像片状，质量更大，这可以解释它们不同的恒星形成率。在船底座，我们最遥远的复杂，我们观察到的证据，尘埃溅射，这解释了其测量的低尘埃质量。通过计算这些单独的云的总质量，我们证明，有必要在三维空间中定义云的边界，以获得一个准确的质量;简单地集成的灭绝高估群众。我们发现，无论你假设云的形状是球形的，还是采取它们的真实范围，拉尔森关于质量与半径的关系都是正确的。
2022-10-07 astro-ph.GA
Trigonometric Parallaxes of Star Forming Regions Beyond the Tangent Point of the Sagittarius Spiral Arm
作为BeSSeL巡天的一部分，我们报道了与银河系人马座旋臂中13个遥远的高质量恒星形成区有关的分子脉泽源的三角函数松弛和自行。特别是，我们获得了改进的视差距离估计为三个良好的研究区域：1.9 + 0.1/-0.1 kpc的M17，5.3 + 1.3/-0.9 kpc的W51，和7.9 + 0.9/-0.7 kpc的GAL 045.5+00.0。除一个震源外，所有震源的奇异运动都小于20 km/s。我们将对数周期螺旋拟合到位置，并估计平均俯仰角为7.2 ± 1.9度。我们发现，在银河系的第一象限的切点以外的臂的部分出现在IAU定义的银河系平面以下15 pc。
2019-01-27 astro-ph.GA
Eclipsing Binary Stars in the OGLE-III Galactic Disk Fields
我们提出了11589食双星的分析，确定在21 OGLE-III银河系盘领域的船底座，半人马座，苍蝇座星座。除了402个天体外，所有食双星都是新发现的。这对双星的食外亮度介于I=12.5等和I=21等之间，星表的完整性估计约为75%。OGLE-III盘状双星的轨道周期分布与其他最近的大规模银河系巡天观测中发现的系统的比较表明，最大值约为0.40 d，在0.5 d和2.5 d之间几乎是平坦的分布，与人口无关。在数千个变星中发现了十个双食系统和一个食椭球体。其中九个是四重系统的候选者。我们还确定了10个食次矮星B型双星和众多的食RS CVn型变量。本文报道的所有天体都是OGLE-III变星表的一部分。
2013-08-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Galactic spiral structure revealed by Gaia EDR3
利用盖亚早期数据发布3（EDR 3）的天体测量和综合测光，我们绘制了银河系盘中距离太阳几千秒差距内的年轻上主序星（UMS）、疏散星团和经典造父变星的密度变化分布。利用二元核密度估计和小波变换导出了银河系盘中UMS星相对过/欠密度区域的地图。由此产生的高密度图显示出大规模的拱门，在整个采样体积上以一种密集但连贯的方式延伸，表明太阳附近的旋臂部分的位置。UMS超密度的峰值与年轻且本征明亮的疏散星团的分布相匹配。通过对经典造父变星的样本进行小波变换，我们发现它们的超密度可能在更大的尺度上（距离太阳约10 kpc）延伸了旋臂部分。虽然基于UMS样本得到的地图与之前的人马座-船底座旋臂模型基本一致，但第III象限（银河系圆拱$180^\circ < l < 270^\circ$）旋臂的几何形状与许多之前的模型有很大不同。特别是，我们发现我们的地图有利于英仙座臂的更大的俯仰角，并且本地臂延伸到第三象限至少4 kpc，超过太阳的位置，使其总长度至少为8 kpc。
2021-05-11 astro-ph.GA
Impact of the Galactic Disk and Large Magellanic Cloud on the Trajectories of Hypervelocity Stars Ejected from the Galactic Center
我们考虑银河系盘和大麦云云（LMC）的引力如何改变从银河系中心弹射出的超高速恒星（HVS）的径向运动。对于典型的向银河系低（高）纬度喷射的HVS，盘的轨迹弯曲高达30度（3-10度）。对于银河系的许多视线，LMC产生类似的，有时更大的偏转。结合的HVS比未结合的HVS遭受更大的偏转。LMC的引力聚焦也产生了沿着朝向LMC的视线的两倍的密度过剩。在足够大的样本下，观测可以检测到非径向轨道和朝向LMC的HVS的过密度。对于任何银河系势模型，银河系静止坐标系的切向速度提供了一个很好的方法来探测太阳10 kpc范围内的未束缚和几乎束缚的HVS。类似地，静止坐标系径向速度将10-15 kpc以外的未结合HVS与太阳隔离开来。在未绑定的HVS样本中，径向和切向速度的测量有助于区分银河系中心的喷射从其他类型的高速恒星。
2018-08-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Characteristics of the Galaxy according to Cepheids
经典造父变星和II型造父变星被用来重新研究银河系的特殊性质。从LMC造父变星（OGLE）出发，提出了一种新的II型无红化造父变星距离参数化，其不确定度一般不大于5- 15%。到银河系中心的距离R 0 =7.8+-0.6 kpc是由到第二型造父变星的中间距离（OGLE）推算出来的，R 0 =7.7+-0.7 kpc是由到第二型造父变星近端的距离推算出来的，再加上从行星状星云推算出来的第二型造父变星半径1.3+-0.3 kpc。从经典造父变星推断出太阳到银道面的距离为Zsun=26+-3 pc，这个结果取决于样本的距离和方向，因为古尔德带和银道盘弯曲的复杂影响。经典的造父变星和年轻的疏散星团描绘出一致而明显的螺旋特征，尽管它们的特征与银河系螺旋图案的传统图片不符。人马座-船底座臂被证实是一个主要的螺旋臂，它似乎起源于一个与以前所建议的不同的银河系区域。此外，观测到一个主要特征来自天鹅座-狐狸座，并可能在太阳附近局部持续。通过证明计算出的到银河系中心和几个球状星团的距离（M54，NGC 6441，M15和M5）和星系（NGC 5128和NGC 3198）可能是II型造父变星的宿主：与文献结果一致，在不确定性范围内。
2009-05-18 astro-ph.GA
SPICY: The Spitzer/IRAC Candidate YSO Catalog for the Inner Galactic Midplane
我们提出了~ 120，000斯皮策/IRAC候选年轻恒星对象（YSO）的基础上调查的银河系中平面之间的1 ~255度和110度，包括GLIMPSE I，II，和3D，船帆座，天鹅座X，和SMOG调查（613平方度），增强近红外目录。我们采用了一种分类方案，该方案使用量身定制的统计学习方法和精心策划的YSO数据集的灵活性，以充分利用IRAC在中红外~3-9微米范围内的空间分辨率和灵敏度。多波长的颜色/星等分布提供了关于分类器如何将YSO与其他红色IRAC源分离的直观信息，并验证了样本与盘/盘轴承前主序星的预期一致。我们还确定了与具有强硅酸盐吸收或多环芳烃排放的物体相关的IRAC颜色空间区域。空间分布和变异性有助于证实我们样本的年轻性。大多数候选者位于中红外星云区域，与恒星形成云有关，但其他候选者似乎分布在该区域。使用盖亚DR 2的距离估计，我们发现与本地臂，人马座，船底座臂，盾牌，半人马座臂的候选人YSO组。候选人YSO可见的Zwicky瞬态设施往往表现出更高的变化幅度比随机选择的场星相同的幅度，与许多高振幅的变量具有光变曲线形态特征的YSO。考虑到目前或计划中的仪器都不会显著超过IRAC的空间分辨率，同时拥有其广域测绘能力，像我们这样的斯皮策星表在不久的将来仍然是银河系中平面中红外YSO的主要资源。
2021-07-12 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Formation of the young compact cluster GM 24 triggered by a cloud-cloud collision
大质量恒星的形成是控制星系演化的重要步骤。GM 24是一个非常模糊的星团，包括一颗O 9恒星和超过$\sim$ 100颗质量较低的恒星，半径为0.3 pc，朝向$(l,b)\sim$（350. $^{\circ}$ 5，0。$^{\circ}$ 96），靠近银河系最小的星暴NGC 6334。我们发现两个速度分量与集群的新观测$^{12}$ CO $J=$ 2-1的排放，而云以前被认为是单一的。我们发现，当沿银道面施加3 pc的相对位移时，$5$ km s $^{-1}$分离的两个分量的分布呈现互补分布，它们彼此吻合得很好。GM 24云的位置-速度图是由一个基于两个碰撞云的数值模拟的模型来解释的，其中考虑了碰撞产生的中间速度分量。我们估计碰撞的时间尺度是$\sim$ Myr的投影的相对运动的视线倾斜45度。这些结果进一步支持云-云碰撞是船底座-人马座臂中大质量恒星形成的主要机制。
2017-11-13 astro-ph.GA
