The prevalence of star formation as a function of Galactocentric radius
我们提出了大规模的趋势，恒星形成的对象的分布所揭示的Hi-GAL调查。作为一个简单的度量探测Hi-GAL源中恒星形成的普遍性，我们将Hi-GAL源总数中具有70微米对应物的分数定义为“恒星形成分数”或SFF。内银盘（3.1kpc <RGC <8.6kpc）的平均SFF为25%。尽管与旋臂相关的半径处的源数量明显堆积，但SFF在这些半径处没有显示出显著的偏差，这表明旋臂不会通过物理触发过程或通过与旋臂相关的较大源样本的统计效应影响致密团块的恒星形成生产力。在这个银心半径范围内，我们发现SFF随R_GC以-0.026 +/-0.002/kiloparsec的速率下降，尽管在银河系内部致密气体的质量分数是恒定的。这表明SFF可能弱依赖于银河系的一个或多个大尺度物理性质，例如金属丰度，辐射场，压力或剪切，使得分子云的致密子结构获得从其环境继承的一些内部性质。
2016-07-26 astro-ph.GA
CHEMOUT: CHEMical complexity in star-forming regions of the OUTer Galaxy. IV. ALMA observations of organic species at Galactocentric radius ~23 kpc
本文通过ALMA高分辨率观测银心距23.4 kpc的恒星形成区WB89-671，发现有机分子丰度与本地相当且碳丰度梯度更平坦，揭示了外银河系化学复杂性。
2024-09-30 astro-ph.GA
CHEMOUT: CHEMical complexity in star-forming regions of the OUTer Galaxy. V. Chemical composition gradients as a function of the galactocentric radius
INAF - Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切里天文台）；Dipartimento di Fisica e Astronomia, Università di Firenze（佛罗伦萨大学物理与天文学系）；Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik（马克斯·普朗克地外物理研究所）；LUX, Observatoire de Paris, PSL Research University, CNRS, Sorbonne Université（巴黎天文台卢梭实验室（隶属于巴黎文理研究大学、法国国家科学研究中心、索邦大学））；Centro de Astrobiología (CAB), CSIC-INTA（西班牙国家航空航天技术研究所/西班牙国家科学研究委员会天体生物学中心）；Leiden Observatory, Leiden University（莱顿大学莱顿天文台）；Transdisciplinary Research Area (TRA) ‘Matter’/Argelander-Institut für Astronomie, University of Bonn（波恩大学阿尔兰德天体物理研究所跨学科研究领域‘物质’）；Department of Physics and Astronomy, University College London（伦敦大学学院物理与天文学系）；Institut de Ciències de l’Espai (ICE), CSIC（西班牙国家科学研究委员会空间科学研究所）
CHEMOUT项目研究银河系外围恒星形成区域中分子的化学组成梯度，发现外围区域分子形成效率与本地银河系相近，但SO形成效率较低。
2026-03-02 astro-ph.GA
The Size Scale of Star Clusters
利用NBODY 6程序对真实的类银河势中的星团进行了直接N体模拟。在此基础上，导出了星系尺度与星系距离之间的新关系：星系尺度与星系距离的双曲正切成正比。星团的半质量半径随着银河系中心距离的增加而系统性地增加，但当星团绕银河系的轨道超过~40 kpc时就趋于平稳。这些模拟表明，个别星团的半质量半径变化显着，因为它们在哈勃时间的演变，更是如此的集群与较短的弛豫时间，并保持恒定，通过几个弛豫时间只有在某些情况下，当膨胀驱动的内部动力学的星团和宿主星系潮汐场的影响相互平衡。事实上，在现实银河系引力势的内部20 kpc内演化的星团半径被潮汐相互作用严重截断，并且在哈勃时间内不会保持恒定。此外，现今观测所测得的星团的半质量半径并没有原始星团大小的记忆。恒星演化和潮汐剥离是决定现今球状星团大小的两种相互竞争的物理机制。这些模拟还表明，扩展的星团可以在大的银河系中心距离形成，同时保持完全绑定到宿主星系。因此，没有必要援引来自外部星系的吸积来解释银河系型星系中存在的大银河系中心距离的扩展星系团。
2012-08-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Investigating the stellar system's life-time and the evolution of their mass function using N-body simulation
本论文主要研究了星团动力学演化的几个方面。本文报道了200多个不同初始总质量、半质量半径和银心距的单质量星团的模拟结果。近年来对星团的研究表明，星团的解体时间与其两体弛豫时间在对数尺度上呈线性关系。我们发现，单质量星团并不表现出这样的线性关系。我们提出了新的修改后的初始参数，以获得单质量星团的线性关系。此外，多质量团的演化和它们的寿命，在银河系的存在进行了研究。我们用Nbody6程序模拟了大约90个多质量星团。这些星系团具有不同的初始总质量、半质量半径和银河中心距离。最后，我们研究了恒星质量函数的演化，并表明质量函数的斜率随时间而减小。此外，我们还研究了星系团的银心距对质量函数演化的影响。
2012-05-10 astro-ph.GA
Density and metallicity of the Milky-Way circumgalactic gas
银河系环星系气体的晕延伸到银河系的维里半径，约250 kpc。晕的性质可以从X射线光谱观测和卫星矮星系的冲压压力剥离的研究中推断出来。前一种方法更精确，但其结果主要取决于环星系气体的金属丰度假设;后一种方法不需要这些假设。在这里，从这两种方法的信息相结合，以约束观测的气体金属丰度和密度的函数的银河中心距离。结果表明，在扩展晕的外围，金属丰度降低到Z~0.1Z_Sun时，两种数据是一致的。相应的气体密度分布是相当平坦的，下降为r^{-（0.45.. 0.75）}在大的银河系中心距离r。
2017-02-03 astro-ph.GA astro-ph.HE
The difference in metallicity distribution functions of halo stars and globular clusters as a function of galaxy type: A tracer of globular cluster formation and evolution
对巨型椭圆星系Cen A和旋涡星系M31晕中的球状星团（GC）和场星的观测表明，星团与恒星的数量比（“特定频率”）范围很大。星团与恒星的比率随着金属丰度的增加而减少，在所有的银河系中心半径上，其斜率似乎并不取决于半径。在矮星系中，GC也比场星平均更贫金属。这些观察结果表明，无论是团簇形成效率或团簇破坏率的金属丰度和环境的强烈依赖。我们的目标是解释这些趋势，考虑各种影响，可能会影响观察到的集群恒星比作为金属丰度，环境和宇宙学历史的函数。我们发现，无论是团簇形成效率和最大团簇质量的增加与金属丰度，所以他们不能解释所观察到的趋势。潮汐剥离和动力摩擦破坏GC破坏星系团在太小的范围内的银河中心半径。我们表明，集群破坏的潮汐冲击巨大的分子云在高密度的形成环境中的GC变得越来越有效，对高星系质量，因此，对高金属丰度。预测的星团与恒星的比率在高金属丰度的情况下会降低100-1000倍，并且应该只对银河系中心半径有微弱的依赖，这是由于星系合并过程中的轨道混合，与观测结果一致。所观察到的，强烈的依赖性的集群，恒星比的金属丰度和独立性的斜率对银河半径可以解释集群的破坏和星系的层次增长。因此，我们发现，金属度依赖的集群到星的比例并不反映GC的形成效率，但存活分数。（节录）
2017-06-03 astro-ph.GA
The SEGUE K Giant Survey. III. Quantifying Galactic Halo Substructure
我们统计量化的银河系恒星晕的子结构的量使用的样本4568晕K巨星在银河系中心的距离范围在5-125千秒差距。这些恒星已经被斯隆数字巡天的SEGUE项目通过光度测量和光谱确认为K巨星。使用的位置速度聚类估计（4距离）和一个平滑的恒星晕模型，我们量化的子结构的晕，除以距离和金属丰度的量。总的来说，我们发现光环作为一个整体是高度结构化的。我们还证实了早期的工作，使用BHB星，这表明有一个越来越多的子结构随着银河中心半径的增加，并发现，在晕的子结构的数量增加，增加金属丰度。与重采样的BHB星相比，我们发现K巨星和BHB星在相同的银心半径范围内具有相似的子结构数量。使用朋友的朋友算法来识别各个群体的成员，我们发现很大一部分（~33%）的分组恒星与Sgr相关，并识别属于其他晕星流的恒星：孤儿星流，鲸鱼座极流和其他恒星，包括以前未知的子结构。大部分的样本K巨星（超过50%）没有被分组为任何子结构。我们还发现，Sgr流强烈主导集团的外晕，除了最贫金属的恒星，并建议，这是源的子结构与银河中心半径和金属丰度的增加。
2015-11-12 astro-ph.GA
A High-Resolution, Dust-Selected Molecular Cloud Catalogue of M33, the Triangulum Galaxy
我们提出了一个目录的巨分子云（GMCs）的M33，提取冷尘埃连续辐射。我们的GMC通过计算树状图来识别。我们测量了这些云的空间分布，并分析了它们的尘埃特性。结合CO（J=2-1）和21 cm HI数据，计算了这些云的气尘比（GDR），并由此计算了云的总质量。我们总共发现了165个云量在10 $^4$-10 $^7$ M $_\odot$范围内的GMC。我们发现，径向，$\log_{10}(\mathrm{GDR}) = -0.043(\pm0.038) \,\mathrm{R [kpc]} + 1.88(\pm0.15)$，一个低得多的GDR比发现在银河系，和相应的较高的$α_{\rm CO}$的因素。这些云的质量函数遵循与M $^{-2.84}$成比例的斜率，比许多先前对本地星系中GMC的研究更陡峭，这意味着M33比其他附近的螺旋星系更难形成大质量云。虽然我们可以排除星际压力作为主要的影响因素，我们无法解开金属丰度和HI速度色散的相对影响。我们发现一个合理的无特征的数密度分布与银河半径，和弱的银河半径和尘埃温度/质量之间的相关性。这些云与Larson的尺度关系相当一致，我们的许多来源与早期的CO研究是同空间的。与这些早期的研究不同，在大的银河系中心半径处发现了大量的云，这可能表明在这些更大的距离处有一群CO-暗气体占主导地位的云。
2018-12-28 astro-ph.GA
The contribution of dissolving star clusters to the population of ultra-faint objects in the outer halo of the Milky Way
在过去的十年中，在银河系的外晕中发现了几个超暗天体（UFO，$M_V\gtrsim-3.5$）。对于其中的一些天体，我们还不清楚它们是星团还是（超暗的）矮星系。在这项工作中，我们量化了星团对UFO数量的贡献。我们用星群模型外推球状星团的质量和银心半径分布，发现银河系中包含大约$3.3^{+7.3}_{-1.6}$星团，其$M_V\gtrsim-3.5$和银心半径$\geq20\,$ kpc。要了解是否溶解集群可以出现不明飞行物，我们运行一套直接的$N$体模型，改变轨道，银河系的潜力，二进制分数和黑洞（BH）的出生踢速度。在分析中，我们考虑观测偏差，如：光度极限，场星，视线投影。我们发现，星团有助于紧凑和扩展人口的不明飞行物：集群没有BH出现紧凑的半径$\sim5\,$ pc，而集群，保留其BH形成后的半径$\gtrsim20\,$ pc。扩展星系团的性质与矮星系的性质非常相似：由于双星而推断出的质光比很高;动力学演化对双星性质的影响很小;没有可观察到的质量分离;以及扁平的恒星质量函数。我们的结论是，恒星质量函数的斜率作为银心半径的函数以及冷流的存在/不存在可以区分无DM和DM主导的不明飞行物。
2016-12-06 astro-ph.GA
Stars with fast Galactic rotation observed in Gaia TGAS: a signature driven by the Perseus arm?
我们报告检测到一个小的过密度的恒星在速度空间中的系统更高的银河系自转速度比太阳约20公里秒$^{-1}$的$Gaia$数据发布1 Tycho-Gaia天体测量解决方案（TGAS）的数据。与太阳半径内相比，我们在太阳半径外更清楚地发现了这些快速的银河系旋转体。此外，在$R-R_{\odot}\sim0.6$ kpc以下，银河系快速旋转子的速度与银心距离无关。通过与数值模型的比较，我们定性地讨论了这一特征的一个可能原因是英仙座旋臂的共旋共振，即在英仙座旋臂尾侧的近中心相位的恒星在英仙座旋臂的扭矩作用下经历了一个较长的加速期。
2016-12-19 astro-ph.GA
The Age-Dependent Vertical Actions of Young Stars in the Galaxy
本研究利用Gaia E/DR3的OBA恒星样本与LAMOST的年龄、视向速度数据，构建参数模型结合MCMC分析，发现年轻恒星垂直作用量随年龄线性增长，该趋势或由轨道散射加热导致，也存在翘曲银盘等其他待验证的动力学解释。
2024-07-10 astro-ph.GA
Anisotropy of the Milky Way's stellar halo using K giants from LAMOST and $Gaia$
各向异性参数$β$表征恒星系统中轨道主要是径向或切向的程度，并且可能约束银河系恒星晕的形成和演化。我们已经测量了各向异性$β$作为银河系中心半径的函数，从$5-100$ kpc的超过8600金属贫（[Fe/H] $<-1.3$）晕K巨星从LAMOST目录的视线速度和距离，从第二个$Gaia$数据发布的自行匹配。我们构造了K巨星的全6维位置和速度，以直接测量速度色散$(σ_r, σ_θ, σ_ϕ)$的3个分量（球坐标）。我们发现，在光环的轨道是径向超过我们的整个银河系中心的距离范围达到100千秒差距。银心半径从5到25千秒差距之间，各向异性保持显著不变，其幅度取决于恒星的金属丰度，从$-1.8 \leq$的$β\approx 0.9$ [Fe/H] $< -1.3$（大部分恒星）下降到最低金属丰度（[Fe/H] $< -1.8$）的$β\approx 0.6$。考虑到我们的样品作为一个整体，$β\approx0.8$和，超过25千秒差距，轨道逐渐变得不那么径向和各向异性降低到$β<0.3$超过100千秒差距。在8 kpc内，$β<0.8$。各向异性的测量受到子结构和流的影响，特别是超过银河系中心距离约25千秒差距，其中人马座流是突出的数据。这些结果与Loebman等人最近的模拟分析和Belokurov等人的SDSS/ $Gaia$ DR 1数据是互补的。
2020-08-05 astro-ph.GA
Physical Properties and Galactic Distribution of Molecular Clouds identified in the Galactic Ring Survey
我们推导出的580分子云的物理性质的基础上，他们的12 CO和13 CO线发射检测到的马萨诸塞大学石溪分校（USMB）和银河系环调查。我们提供了一系列的分子云的物理性质的值，并发现它们的半径和质量之间的幂律相关性，这表明ISM的分形维数约为2.36。这个关系式M =（228 +/- 18）R^{2.36+/-0.04}使我们能够推导出USMB巡天没有覆盖的另外170个GRS分子云的质量。我们推导出银河系表面的分子气体的质量密度，并研究其在整个银河系的空间变化。我们发现，分子气体的角向平均银河表面密度峰值之间的银心半径为4和5千秒差距。虽然在分子气体中没有探测到英仙座臂，但银河系表面的分子气体密度在盾牌座-十字座臂和人马座臂的位置上有所增加。这可能表明分子云在螺旋臂中形成，并在臂间空间中被破坏。最后，我们发现分子云的CO激发温度随着远离银心而降低，这表明恒星形成率可能随着银心半径的增加而降低。有一个轻微的显着增强的CO激发温度的分子云在银河系中心半径约6千秒差距，这在GRS的经度范围内对应的人马座arm. This温度的增加可能与大质量恒星形成的人马座螺旋臂。
2010-10-14 astro-ph.GA
No Large Dependence of Planet Frequency on Galactocentric Distance
引力微透镜是目前唯一有助于研究行星在银河系中的分布与银河系中心距离的函数关系的技术。只有当确定质量-距离关系的三个量中的至少两个被测量时，透镜系统的银河位置才能被唯一地确定。然而，即使只有一个质量-距离关系可以得到，一个大样本的微透镜事件可以用来统计讨论银河系分布的透镜。在这项研究中，我们从透镜源自行$μ_{\rm rel}$的分布中提取行星系统的银河系分布，对于给定的爱因斯坦半径交叉时间$t_{\rm E}$，Suzuki等人（2016）在统计样本中测量了28个行星事件。由于微透镜是由我们银河系中的恒星随机引起的，因此可以使用银河系模型预测观测分布。我们将行星托管概率，$P_{\rm host} \propto M_{\rm L}^m R_{\rm L}^r$，随机选择的恒星，其中$M_{\rm L}$是透镜质量（$\sim$主机质量）的银河系模型，和$R_{\rm L}$是银心距离。通过比较观察到的分布与模型预测的$μ_{\rm rel}$分布，对于给定的$t_{\rm E}$在各种组合的$(m ,r)$，我们得到了一个估计$r = 0.2 \pm 0.4$下的一个合理的均匀先验的$m$的$0<m<2$。这表明行星频率对银心距离的依赖性并不大，并表明银河系凸起确实有行星。
2021-08-25 astro-ph.EP astro-ph.GA
Lifting the Dusty Veil II: A Large-Scale Study of the Galactic Infrared Extinction Law
我们结合近红外（2 MASS）和中红外（斯皮策-IRAC）测光的特点红外消光定律（1.2-8微米）超过近150度的连续银河系中面经度。通过计算G和K巨红团簇星在相邻中面区域的色过剩比，并推导出每个区域的消光系数与波长的关系，得到了这些波长和经度范围内5个通带的相对消光系数。消光定律形状的强烈单调变化被发现是与银河系中心的角度的函数，在银河系中心的两侧对称。这些纵向变化持续存在，即使在稠密的星际区域，先验已知有一个较浅的消光曲线，被删除。越往外越陡的消光曲线表明，在较大的银心角下，绝对消光比和选择消光比（RV）以及尘埃平均粒径都在稳步减小。我们注意到，在高银心角的8微米消光拐点的强度增加，并使用理论尘埃模型，表明这种行为是一致的趋势，在R_V。沿着几条视线的解决方案是最可行的，A_lambda/A_Ks作为银河系半径的函数估计，并显示有一个银河系的径向依赖。我们的分析表明，所观察到的消光曲线形状和银河经度之间的关系是由于内在的依赖关系的消光定律银心半径。
2009-10-22 astro-ph.GA
Breaks in the Radial Oxygen Abundance and Corotation Radius of Three Spiral Galaxies
在金属丰度分布和螺旋星系的共转半径的中断之间的相关性已经主张在过去，并预测我们的银河系的化学动力学模型，有效地介绍了螺旋臂的作用，在恒星形成率。在这项工作中，我们提出的光度和光谱观测与双子座望远镜的三个最好的候选人的螺旋星系有光盘内的共转：IC 0167，NGC1042和NGC6907。我们观察到这些星系中最强烈和分布最均匀的\hii区域，通过应用不同的统计方法推导出可靠的银河系距离和氧丰度。从这些结果中，我们证实了这些星系的金属丰度梯度的变化可能与共转共振的存在。
2010-12-28 astro-ph.GA
Northern Galactic Molecular Cloud Clumps in Hi-GAL: Dense Gas Map and Environmental Trends
在寻求理解高质量恒星形成的过程中，有必要了解高质量恒星将形成的物质-致密的分子气体云和团块。赫歇尔红外银河系平面巡天（Hi-GAL）是对热尘埃发射的全面巡天，可用于表征分子气体的性质和银河系分布。我们分析了银河经度范围内的勘测图$10^\circ < \ell < 56^\circ$，并利用距离概率密度函数将这些2D图转换成银河平面的3D稠密气体图。这个范围对应于银河系环巡天（GRS）的范围，它提供了我们大部分的视线速度，因此是运动学距离。在Hi-GAL的这一部分中，我们识别了19，886个簇，其中10，124个至少具有运动学距离，5，405个通过贝叶斯技术很好地约束了它们的距离。在那些距离受到严格限制的星系中，星系团的质量随银心半径的增大而减小，而星系团的半径则与银心半径无关。
2018-09-24 astro-ph.GA
The 21cm "Outer Arm" and the Outer-Galaxy High-Velocity Clouds: Connected by Kinematics, Metallicity, and Distance
利用HST/空间望远镜成像光谱仪（STIS）和远紫外光谱探测器获得的高分辨率紫外光谱，我们研究了银河系外的气体“外臂”（OA）和高速云（HVC）的金属丰度，运动学和距离。我们在两个类星体H1821+643和HS 0624 +6907的各种吸收线中检测到OA。我们搜索了八颗银河系恒星的OA吸收，并在一种情况下检测到它，这将OA银心半径限制在9< R_{G} <18 kpc。我们还探测到HVC复合体G，它以相似的速度投射在OA附近，吸收朝向两颗恒星;因此，复合体G在R_{G} = 8 - 10 kpc的同一区域。已知HVC复合体C的半径与银河系中心半径相似。向H1821+643方向，低电离吸收线由多个窄分量组成，表明存在多个冷云，并迅速冷却和碎裂。一些高度电离的气体也令人惊讶地冷。考虑到电离校正，我们发现OA金属丰度为Z=0.2-0.5 Z_{solar}，但氮是不丰富的，一些物种可能是温和的尘埃贫化。OA的金属丰度，银心位置和运动学的相似性，邻近的外银河系HVC，包括不符合银河系旋转的高速度，表明OA和外银河系HVC可能有一个共同的起源。
2011-12-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Milky Way Radial Metallicity Gradient as an Equilibrium Phenomenon: Why Old Stars are Metal-Rich
本研究利用APOGEE红巨星和机器学习年龄估计发现银河系径向金属丰度梯度在约9 Gyr内保持恒定，支持气相梯度早期达到平衡的情景，其可能起源是随半径增大更易喷射气体的外流，使恒星形成与吸积率之比迅速恒定，而非盘内向外生长所致。
2024-10-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the size distribution of supernova remnants in the Magellanic Clouds
超新星遗迹（SNRs）的物理尺寸在一些附近的星系遵循近似线性的累积分布，与预期的减速激波锋面。这归因于选择效应，或归因于大多数SNR以恒定速度在“自由膨胀”中传播到稀薄的环境介质中。我们编制了一份麦哲伦星云（MC）中77个已知SNRs的列表，并认为它们是过去20 kyr内发生爆炸的SNe的相当完整的记录，其中大多数现在处于绝热阶段，Sedov阶段。大致线性的累积尺寸分布（在差分分布中均匀）可以由以下因素的组合产生：在该阶段期间的减速、在取决于局部气体密度的半径处向辐射损失主导的阶段的过渡、以及大致随ρ ^{-1}变化的环境密度的分布。这一解释得到了三个独立密度示踪物的幂律分布的支持：HI柱密度、H α表面亮度和来自分辨的恒星星族的恒星形成率。在这张图中，观测到的信噪比大小分布在r~30 pc处的截止值是由于超新星（SNe）爆炸区域的平均环境气体密度最小。我们发现，M33的SNR大小分布相似的MC，这表明这些功能，他们的解释，可能是普遍的。在一篇配套论文（Maoz & Badenes 2010）中，我们使用我们的SNR样本作为有效的“SN调查”来计算MC中的SN率和延迟时间分布。假设大多数SNR是在自由膨胀，而不是在Sedov阶段的演变，将导致SN率是在强烈的冲突与独立的测量，并与基本的恒星演化理论。
2010-05-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Kinematics of the Milky Way from the Gaia EDR3 red giants and sub-giants
本文介绍了利用$Gaia$ ~ EDR 3星表中红巨星和次巨星的空间速度进行运动学研究的结果。本文导出了半径为0.5和1.0kpc的恒星系统在银心距$R$ 0--8--16kpc范围内沿银心-太阳-银心方向的Ogorodnikov-Milne模型的12个运动学参数。通过结合某些局部参数，得到了4- 12千秒差距范围内的银河系整体信息，特别是银河系自转曲线、斜率、速度梯度等。我们表明，当使用这种方法时，有一种替代的可能性来推断银河系的旋转曲线和它的斜率的行为，而不使用银心距离$R_\odot$。在1~kpc半径的太阳附近，得到的运动学参数与文献中给出的结果符合得很好。
2021-07-29 astro-ph.GA
The Abundance Properties of Nearby Late-Type Galaxies. \\ II. The Relation between Abundance Distributions and Surface Brightness Profiles
研究了一个邻近晚型星系红外W1波段氧丰度与盘表面亮度的关系（OH-SB关系）。氧丰度见论文I。这里推断的光度特征的磁盘光度地图从文献中通过膨胀盘分解。我们发现的证据表明，OH-SB关系不是唯一的，但取决于银河系的距离r（作为光学半径R_25的一部分）和星系的属性：盘尺度长度h和形态的T型。参数OH-SB关系比简单的单参数关系更好地再现了观测数据;使用我们的参数关系时产生的偏差比简单关系小~1.4倍。各参数对OH - SB关系的影响随银心距的不同而不同.在星系中心，T型对OH - SB关系的影响可以忽略不计，并随星系距的增大而增大。相反，盘尺度长度对OH - SB关系的影响在星系中心最大，随着银河系距离的增加而减小，在星系的光学边缘消失。二维关系可用于再现在盘的光学边缘和在盘的中心处观察到的数据。在盘中心的OH-SB关系中，盘尺度长度应作为第二参数，而在盘光学边缘的OH-SB关系中，形态T型应作为第二参数。丰度-表面亮度关系的一般性质对于所考虑的三个带B、K和W1是相似的。
2014-08-27 astro-ph.GA
The distance to the giant elliptical galaxy M87 and the size of its stellar subsystem
利用哈勃空间望远镜的档案图像，获得了室女星系团中巨大椭圆星系M87周围9个视场的恒星测光。由此产生的赫兹普龙-罗素图显示人口红巨星和AGB分支。红巨星分支（TRGB不连续）的尖端的位置被发现随银河系的距离而变化。这种变化可以解释为富含金属的红巨星对TRGB不连续测量过程的影响，或者解释为M87周围存在一个弱的气体和尘埃云，沿着银河系中心半径延伸到$10^\prime$，并在星系中心附近引起高达$0.^m2$的$I$带吸收。距离M87中心较远的TRGB恒星的平均距离模数为$(m-M) = 30.91\pm0.08$，相当于距离为$D=15.4\pm0.6$ Mpc。结果表明，位于M86和M87星系之间，角距为$37^\prime$和$40^\prime$的恒星不是星系际恒星，而是M87星系，即：这个星系的恒星晕可以在银河系中心距离190千秒差距处清楚地看到。测量了四个矮星系P4 anon，NGC 4486 A，VCCA 039和dSph-D 07的距离，它们的图像可以在研究的领域中看到。前三个星系都是M87的卫星星系，而dSph-D 07则位于更远的位置，是M86星系群的成员。
2020-08-24 astro-ph.GA
HII Region Metallicity Distribution in the Milky Way Disk
金属元素在银河系中的分布提供了有关星系形成和演化的重要信息。HII区域是银河系中最明亮的天体，在中红外线到无线电波段，可以在整个银河系盘面上看到。我们利用NRAO绿岸望远镜（GBT）测量了银河系81个HII区的射电复合线和连续辐射。我们利用这些数据计算了LTE电子温度。在热平衡中，预计金属丰度将设定星云电子温度，高丰度产生低温。我们的HII区域分布覆盖了大范围的银心半径（5至22千秒差距）和样本的银河方位角范围330度至60度。使用我们最高质量的数据（72个物体），我们得出了O/H银河系中心径向梯度为-0.0383 +/- 0.0074 dex/kpc。将这些数据与NRAO 140英尺望远镜进行的类似调查相结合，我们得到了133个星云的较大样本的径向梯度为-0.0446 +/- 0.0049 dex/kpc。数据很好地拟合线性模型，没有检测到不连续性。将我们的样本分为三个银河方位角区域，产生了明显不同的径向梯度，范围从-0.03到-0.07 dex/kpc。这些不均匀性表明金属在给定半径下没有很好地混合。我们强调同质样本的重要性，以减少比较不同系统学的数据集的混乱。银河系化学演化模型通常只导出沿径向维度随时间的化学演化。未来的模型也应该考虑方位角的演变。
2011-06-08 astro-ph.GA
NGC 2579 and the carbon and oxygen abundance gradients beyond the solar circle
本文介绍了银河系HII区NGC 2579的深阶梯光栅分光光度测量。这些数据是用甚大望远镜紫外-可见中阶梯摄谱仪在3550- 10400 nm范围内拍摄的。这颗天体在很大程度上被忽略了，但它显示出相当高的表面亮度，高电离度，位于12.4 $\pm$ 0.7千秒差距的银河中心距离处。因此，NGC 2579是研究银河系外盘气相径向丰度梯度行为的极好探测器。我们得出的物理条件的星云使用几个发射线强度比，以及从碰撞激发线的强度的几个离子物种的丰度。我们还确定了离子丰度的C $^{2+}$，O $^+$和O $^{2+}$ -因此总O丰度-从微弱的纯重组线。NGC 2579的结果允许扩展我们以前对银河系内盘的C，O和C/O气相径向梯度的测定（Esteban et al. 2005年）到更大的银河系中心距离。我们发现，NGC 2579的化学成分是一致的平坦梯度在其银河系的距离。此外，我们还建立了一个量身定制的化学演化模型，再现了观测到的O，C和N的径向丰度梯度和其他观测约束。我们发现，恒星形成效率的拉平和超越等照度线半径可以解释在银河系外盘中观察到的化学梯度的平坦化。
2013-04-25 astro-ph.GA
A New Optical Survey of Supernova Remnant Candidates in M31
本文利用H $α$和本星系群巡天中的[SII]图像对M31中的光发射超新星遗迹进行了巡天。使用这些图像，我们选择具有[SII]：H $α$ $>$ 0.4和圆形形状的对象。我们发现了76个新的SNR候选者。我们还检查了234个SNR候选人在以前的研究中，发现只有80个是SNR候选人根据我们的标准。将它们与新的候选者相结合，我们在M31中产生156个SNR候选者的主目录。我们根据两个标准对这些SNR候选者进行分类：SNR祖先类型[Ia型和核心塌陷（CC）SNR]和形态类型。Ia型和CC型SNR候选分别占总样本的23%和77%。大多数CC SNR候选者集中在旋臂中，而Ia型SNR候选者则分布在整个星系，包括内部区域。CC SNR候选在H $α$和[SII]中比类型Ia SNR候选更亮。我们推导出SNR候选者的累积大小分布，发现具有17 $< D <$ 50 pc的候选者的分布与幂律指数$α= 2.53\pm0.04$的幂律拟合良好。这表明在本研究中识别的大多数SNR候选者似乎处于Sedov-Taylor相位。SNR候选的[SII]：H $α$分布是双峰的，峰值在[SII]：H $α$ $\sim$ 0.4和$\sim$ 0.9处。这些SNR候选者的属性随银河系距离变化不大。H $α$和[SII]表面亮度与中心明亮的SNR候选者的X射线光度显示出良好的相关性。具有X射线对应物的SNR候选…
2014-03-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Measurement of Dependence of Microlensing Planet Frequency on The Host Star Mass and Galactocentric Distance by using a Galactic Model
该研究用银河系模型拟合22个微透镜行星事件的自行与爱因斯坦时标分布，约束行星出现概率对宿主恒星质量和银心距的幂律依赖。
2024-04-09 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
An updated model for the Perseus Spiral Arm from Trigonometric Parallax and 3-dimensional kinematic distances of distant massive stars
University of Tasmania（塔斯马尼亚大学）；International Centre for Radio Astronomy Research, The University of Western Australia（西澳大利亚大学国际射电天文研究中心）；Nanjing University（南京大学）
通过VLBA观测的水和甲醇微波射线数据，结合三维运动距离，改进了Perseus螺旋臂在银河第一象限的位置和倾角，并发现Perseus和Sagittarius臂在银河中心外交汇。
2026-04-28 astro-ph.GA
The assembly history of the Galactic inner halo inferred from alpha-patterns
基于阿帕奇点天文台星系演化实验（APOGEE）第十四次数据发布（DR 14）中选取的晕星样本，我们探讨了高金属丰度恒星（[Fe/H] > -1.1）的[O/Fe]（和[Mg/Fe]）随银心距离下降的原因。我们还分析了以两个放大的银河系质量大小的星系为例研究的内晕区[ $α$ /Fe]分布的特征。其中一个定性地再现了观测到的趋势，即随着银河系中心距离的减小，富含$α$的恒星的比例更高;另一个则表现出相反的趋势。我们发现[Fe/H] > -1.1的恒星位于[15 - 30] kpc的范围内，与两个恒星爆发的形成一致，最大值相隔约1 Gyr。我们研究了不同起源的恒星星族对[Fe/H] >-1.1的恒星中的[ $α$ /Fe]梯度的贡献。我们的分析表明，模拟的晕，最符合观察到的化学趋势的特点是吸积的历史，涉及低到中等质量的卫星星系与短期和激烈的恒星形成的爆发，并从一个更大的卫星的贡献，动力学质量约10 $^{10}$ M $_{\odot}$，分布在中间半径的低[ $α$ /Fe]星。
2019-02-12 astro-ph.GA
Chemical distribution of HII regions towards the Galactic anticentre
我们研究了位于RG >11 kpc的HII区样品的物理和化学性质，并给出了朝向银河系反中心的丰度径向分布。我们用WHT对9个HII区进行了光谱观测。为了增加样本，在文献中搜索对银河系反中心区域的光学观测，重新分析这些观测，以获得覆盖银河系中心半径从11千秒差距到18千秒差距的23个天体的单一样本，并以均匀一致的方式进行处理。在13个HII区中得到了几种离子的精确电子密度和温度。将这些物理参数应用于光谱，以确定直接总化学丰度。对于那些没有直接估计温度的区域，通过执行量身定制的光电离模型和/或通过使用从无线电复合和光学温度获得的经验关系来获得化学丰度。我们进行了加权最小二乘拟合的分布的衍生丰度沿银河系的距离，研究径向梯度的金属。O/H、N/H、S/H和Ar/H的分布可以用线性径向梯度递减表示，而N/O丰度的径向分布更适合于两区模型。He/H径向梯度在这里是第一次，我们发现一个斜率，是不显着不同的零。导出的氧气梯度显示出随距离的明显减小，斜率为-0.053dex/kpc。虽然我们的数据表明，在银河系中心距离较大时，倾斜度较浅，但分布的平坦化无法得到证实，需要研究更多朝向反中心的天体，以确定金属丰度梯度的真实形式。
2016-10-04 astro-ph.GA
Constraining the initial conditions of globular clusters using their radius distribution
对河外球状星团的研究表明，球状星团（GC）半径分布（RD）的峰值大小与银河系环境的关系很弱，可以作为标准标尺。我们模型的GC人口的RD使用一个简单的处方哈勃时间的松弛驱动的集群质量和半径的演变，并探讨在何种条件下，RD可以被用作一个标准的统治者。我们考虑了幂律簇初始质量函数（CIMF）与指数截断和不截断，并特别关注平坦和陡峭的CIMF（幂律指数分别为0和-2）。对于出生时的初始半质量半径，我们采用Roche瓣填充条件（“填充”，意味着半质量与Jacobi半径之比约为rh/rJ ~ 0.15）或强Roche瓣欠填充条件（“欠填充”，意味着初始rh/rJ << 0.15）。假设绕星系中心的轨道速度恒定，我们发现对于陡峭的CIMF，典型的半光半径与银河系中心半径RG成比例，即RG ^1/3。这种弱标度与观测结果一致，但这种情况存在（众所周知）的问题，即太多的低质量星系团幸存下来。一个平坦的CIMF与“填充”初始条件的结果在正确的质量函数在老年人，但太多的大（大规模）集群在大RG。具有平坦CIMF的“欠填充”GC群体也导致正确的质量函数，并且还可以成功地再现RD的形状，其峰值大小（几乎）独立于RG。在这种情况下，峰大小（几乎）仅取决于GC质量函数的峰质量。因此，GC RD的（接近）普遍性是因为CIMF的（接近）普遍性。在银河系外晕中存在着一些扩展的GC，这些GC不能用这个模型来解释。
2013-02-13 astro-ph.GA
A Herschel [CII] Galactic plane survey I: the global distribution of ISM gas components
[CII] 158 μ m谱线是理解星际物质生命周期的重要工具。电离碳存在于星际介质的各种相态中，包括扩散电离介质、温暖和寒冷的原子云、从原子到分子的过渡云以及密集和温暖的光子主导区（PDR）。银河系太赫兹C+观测（GOTC+）项目使用Herschel/HIFI仪器对整个银河系盘上的[CII]线进行速度分辨观测。我们给出了银河系纬度b= 0 °、+-0.5 °和+-1.0 °时[CII]辐射的第一张速度-速度图。[CII]辐射主要与旋臂有关，主要来自银河系中心距离在4到10千秒差距之间。我们估计，大部分观测到的[CII]发射是由致密的PDR（47%）产生的，CO暗H2气体（28%），冷原子气体（21%）和电离气体（4%）的贡献较小。太阳半径内的原子气体主要以冷中性介质（CNM）的形式存在，而温暖的中性介质（WNM）气体则占主导地位。CNM相对于总原子气体的平均分数为43%。我们发现，温暖和弥漫的CO-暗H2分布在一个更大的范围内的银河系中心的距离（4-11 kpc）比冷和密集的H2气体示踪的12 CO和13 CO（4- 8 kpc）。CO暗H2占总H2的比例随着银河系距离的增加而增加，范围从4 kpc时的20%到10 kpc时的80%。平均而言，CO暗H2占银河系分子质量的30%。当考虑CO-暗H2组分时，CO-到-H2转换因子的径向分布比仅考虑CO示踪的分子气体时陡峭。大多数观察…
2013-05-29 astro-ph.GA
Reliability of the measured velocity anisotropy of the Milky Way stellar halo
测定晕星的速度分布对于估计银河系的质量和推断其形成历史是必不可少的。由于恒星晕是一个动力学热系统，晕星的速度分布可用三维速度色散$(σ_r, σ_θ, σ_ϕ)$或速度各向异性参数$β=1-(σ_θ^2+σ_ϕ^2)/(2σ_r^2)$来描述。对$(σ_r, σ_θ, σ_ϕ)$的直接测量一致地表明附近晕星存在$β=0.5$ - $0.7$。相比之下，在大银心半径$r$的$β$值仍然是有争议的，因为可靠的自行数据只有少数恒星。在过去的十年中，一些作者试图通过简单的速度分布模型（局部拟合方法）拟合在每个半径处观测到的视线速度来估计遥远晕星的$β$。局部拟合方法的一些结果暗示$β<0$在$r \gtrsim 20 \;\rm{kpc}$，这与最近的宇宙学模拟的预测不一致。在这里，我们进行模拟目录分析表明，估计的$β$的基础上本地拟合方法是可靠的，只有在$r \leq 15 \;\rm{kpc}$与当前的样本量（$\sim10^3$星在给定的半径）。随着$r$的增加，视线速度（经太阳反射运动校正）变得越来越接近银心径向速度，因此从视线速度分布中估计切向速度色散$(σ_θ, σ_ϕ)$变得越来越困难。我们的研究结果表明，即将到来的盖亚数据将是至关重要的了解晕星的速度分布在$r \geq 20\;\rm{kpc}$。
2017-04-30 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Geometry and Kinematics of a Dancing Milky Way: Unveiling the Precession and Inclination Variation across the Galactic Plane via Open Clusters
利用Gaia疏散星团研究银盘几何与运动，发现倾角由内向外增加、中平面非固定，并测得进动率中值6.8 km/s/kpc及倾角变化率，揭示银盘翘曲与进动特征。
2023-08-30 astro-ph.GA
Galactic interstellar sulfur isotopes: A radial $^{32}$S$/$$^{34}$S gradient?
利用亚利桑那射电天文台12米望远镜和IRAM 1，30米射电望远镜对大质量恒星形成区的大样本观测了$^{12}$ C $^{32}$ S，$^{12}$ C $^{34}$ S，$^{13}$ C $^{32}$ S和$^{12}$ C $^{33}$ S J=2 $-$ 1谱线。对碳$^{12}$ C/ $^{13}$ C比率进行新的测量，从我们样品的积分$^{13}$ C/$^{32}$ S/$^{12}$ C $^{34}$ S线强度比率确定$^{32}$ S/$^{32}$ S/$^{34}$ S同位素比率。我们的分析表明，从银河系内部到银河系中心距离为12千秒差距处，存在一个$^{32}$ S $/$ $^{34}$ S梯度。对我们的数据进行未加权最小二乘拟合得到$^{32}$ S $/$ $^{34}$ S =（1.56 $\pm$ 0.17）$\rm D_{\rm GC}$ +（6.75 $\pm$ 1.22），相关系数为0.77。误差表示1个$σ$标准差。通过（a）排除银河系中心区域，（b）排除所有具有C $^{34}$ S不透明度$>$ 0.25的源，（c）结合我们的数据和以前研究的旧数据，以及（d）使用不同组的碳同位素比率导致这样的结论，即观察到的$^{32}$ S $/$ $^{34}$ S梯度不是人为的，而是持续存在，而与样品和碳的选择无关同位素数据随着$^…
2020-08-29 astro-ph.GA
The Mass Profile of the Milky Way to the Virial Radius from the Illustris Simulation
我们使用粒子数据从Illustris模拟，结合个人的运动学约束的质量银河系（MW）在特定距离的银河系中心，推断MW的暗物质晕质量的径向分布。我们的方法使我们能够转换任何限制在一个固定的距离内的MW的质量，以一个完整的圆形速度分布MW的维里半径。作为主要的例子，我们采取两个最近（和差异）的总质量测量50千秒差距内的银河系，发现它们意味着非常不同的质量配置文件和恒星质量的银河系。Illustris模拟的仅暗物质版本使我们能够逐个光环地计算星系形成对此类约束的影响;在小尺度上，相对于仅暗物质的运行，星系形成增强了密度，而总质量密度在较大的银河系中心距离下降低了约20%。我们还能够量化特定半径内MW质量的当前和未来约束将如何反映在其维里质量的不确定性中：即使以基本上完美的精度测量M（<50 kpc），仍会导致银河系维里质量的20%不确定性，而未来的M（<100 kpc）测量误差为10%将导致相同水平的不确定性。我们希望我们的技术将变得更加有用，因为（1）在更大的距离上可以获得更好的运动学约束，（2）宇宙学模拟提供了对可观测宇宙的更忠实的表示。
2016-07-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
