The globular cluster system of the Milky Way: accretion in a cosmological context
我们研究了银河系的球状星团（GC）的空间分布中的平面排列的意义。我们发现，当分离的水平分支形态和金属丰度的基础上，最外的典型的年轻晕GC样品（在银河系中心半径超过10千秒差距）表现出各向异性的分布，可以等同于一个平面（24 +/- 4）千秒差距厚（rms）和倾斜8度+/- 5度的银河系盘的极轴。为了量化这个平面的重要性，我们确定了各向同性分布复制蒙特卡罗试验中观察到的分布的时间分数。在10 kpc的银河中心半径外，该平面在>95%的水平上保持显著性，在此半径内，空间分布明显各向同性。相比之下，10 kpc以外的旧晕样本的空间分布与各向同性分布很好地匹配。年轻晕球状星团的外表面与银河系的卫星星系的外表面在方向上是不可区分的。模拟显示，当周围大尺度结构的细丝进入银河系的势能时，卫星的平面排列可能会出现。因此，我们认为我们的结果是外部年轻晕球状星团人口吸积起源的直接观测证据。这一结论证实了众多的证据线，同样表明了一个吸积的起源，这组集群从推断集群的属性。
2011-09-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Milky Way's circular velocity curve between 4 and 14 kpc from APOGEE data
利用阿帕奇点天文台星系演化实验（APOGEE）第一年的观测数据，测量了银河系在4kpc <~ R <~ 14 kpc范围内的自转曲线。我们用一个轴对称运动学模型模拟了3,365颗恒星在14个磁场中的视线速度，b = 0度，从30度< l < 210度到10 kpc的距离，该模型包括了对暖示踪粒子群（σ_R ~ 35 km/s）的非对称漂移的校正。我们确定了圆速度的局部值为V_c（R_0）= 218 +/-6 km/s，并发现旋转曲线近似平坦，局部导数在-3.0 km/s/kpc和0.4 km/s/kpc之间。我们还测量了太阳在银心静止坐标系中的位置和速度，发现太阳到银心的距离为8 kpc < R_0 < 9 kpc，径向速度V_{R,sun} = -10 +/- 1 km/s，旋转速度V_{ϕ,sun} = 242^{+10}_{-3} km/s，与太阳径向速度的局部测量结果以及观测到的Sgr A* 自行非常一致。我们研究了各种系统的不确定性，发现这些不确定性仅限于百分比水平的偏移量，V_c为~2 km/s。在我们考虑的所有系统学中，我们发现V_c（R_0）< 235 km/s，置信度>99%。我们发现太阳的自转速度和当地的圆周速度之间存在26 +/- 3 km/s的偏移，这比当地测量的太阳运动12 km/s要大。这个较大的偏移量使我们的V_c值与最近声称的V_c >~ 240 k…
2012-09-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Extension of the C star rotation curve of the Milky Way to 24 kpc
德默斯和巴蒂内利在2007年发表了银河系的旋转曲线，该曲线基于太阳圈外碳恒星的径向速度。从那时起，我们已经建立了一个新的光谱候选人名单。本文的目标是利用N型碳星确定银河系的自转曲线，尽可能远离银河系中心。这些恒星是从它们的去红2MASS颜色中选出的，然后用自治领天体物理天文台和Asiago 1.8米望远镜获得光谱。该出版物增加了36颗碳星的径向速度和银心距离，其中20颗是新确认的。对于距离银河系中心25 kpc的恒星的新结果表明，旋转曲线在太阳圈之外略有下降。
2012-12-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Distant Echo of Milky Way Central Activity closes the Galaxy's Baryon Census
我们报告在银河系的星际和环银河系介质中存在大量的百万度气体。这种气体（1）渗透在银道面和晕中，（2）延伸到距离中心大于60-200 kpc的地方，（3）它的质量足以结束银河系的重子普查。此外，我们发现，一个巨大的，$\sim 6$千秒差距半径，球对称的中心区域的银河系以上和以下的0.16千秒差距厚的平面，已被清空的热气体或这种气体的密度在空腔内有一个特殊的配置文件，从中心增加到半径的$\sim 6$千秒差距，然后减少一个典型的晕密度配置文件。这一点，以及其他几个会聚的证据，表明目前距离银河系中心6千秒差距的空洞表面，追踪了我们超大质量黑洞强烈核活动时期的遥远回声，发生在大约6百万年前。
2016-07-14 astro-ph.GA
Quantifying radial migration in the Milky Way: Inefficient over short timescales but essential to the very outer disc beyond ~15 kpc
恒星径向迁移对星系结构的重塑和恒星星族性质的径向分布起着重要作用。在这项工作中，我们重新报告的观测证据径向迁移和量化其强度使用的年龄-[Fe/H]分布的恒星在整个银河系的APOGEE数据。我们发现一个破碎的年龄-[Fe/H]关系在银盘在$r>6$千秒差距，与更明显的打破在更大的半径。为了量化径向迁移的强度，我们假设在每个半径处出生的恒星具有独特的年龄和金属丰度，然后将单年龄年轻种群的金属丰度分布函数（MDF）分解为源自不同出生半径的不同高斯分量在$r_{\rm birth}<13$ kpc。我们发现，在2和3 Gyr的年龄，大约有一半的恒星是在它们现在半径的1 kpc内形成的，很少有恒星（$<5$ %）是在距离它们现在半径超过4 kpc的地方形成的。这些结果表明，有限的短距离径向迁移和低效率的长距离迁移在银河系的最后3 Gyr。在15 kpc以上的最外侧盘中，观测到的年龄--[Fe/H]分布与从较小半径的纯径向迁移的预测一致，表明最外侧盘的迁移起源。我们还估计内在金属梯度在年龄为2和3 Gyr的$-0.061$ dex kpc $^{-1}$和$-0.063$ dex kpc $^{-1}$，分别。
2022-02-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Milky Way's Stellar Disk
一系列绘制银河系的大型恒星调查，最终以盖亚任务为高潮，正在彻底改变有关银河系恒星盘中恒星分布和性质的经验信息。我们回顾并列出了需要什么样的分析和建模机制来测试盘星系演化的机制，并严格限制银河系的引力势，使用这种银河系逐星测量。我们强调在任何这样的建模恒星调查选择功能的关键作用，我们主张查看银河系恒星盘的效用，从“单丰度人口”（地图），无论是动力学建模和约束银河系的演化过程。我们回顾了最近的工作的空间和运动学分布的地图，并制定了如何进一步研究地图在盖亚时代应该导致一个决定性的更清晰的图片银河系的暗物质分布和形成历史。
2013-01-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
The power spectrum of the Milky Way: Velocity fluctuations in the Galactic disk
我们调查的恒星在银河系中平面的尺度之间的运动学25秒差距和10千秒差距的数据从阿帕奇点天文台星系演化实验（APOGEE），径向速度实验（RAVE），和日内瓦-哥本哈根调查（GCS）。利用远地点的红团簇星，我们在距离太阳5 kpc的（0.75 kpc）^2个面元中确定了大尺度视向速度场。在减去一个轴对称旋转场后，太阳运动V_{sun-c}相对于圆速度V_c对大尺度功率的贡献最大，我们通过最小化大尺度功率来确定太阳运动为V_{sun-c} = 24+/-1（ran.）+/- 2（系统[V_c]）+/-5（系统[大尺度]）km/s，其中系统不确定性是由于（a）V_c的保守20 km/s不确定性和（b）未观测的大尺度上的估计功率。结合APOGEE特有的速度场和RAVE中距太阳2kpc的红团星以及本地GCS星，我们确定了银河系盘在0.2/kpc < k < 40/kpc尺度上的剩余速度涨落的功率谱。大部分功率包含在0.2/kpc < k < 0.9/kpc之间的宽峰中。我们调查预期的功率谱的各种非轴对称扰动，并证明了常用的参数，但相对较高的质量的中央酒吧可以解释大量的速度波动在太阳附近的银河系盘的平面。在银河系中，在>~3 kpc尺度上的~10 km/s的流运动与外部星系的观测结果非常一致，并直接解释了为什么太阳运动的局部测定与全球测量不一致。
2015-02-16 astro-ph.GA
The Circular Velocity Curve of the Milky Way from $5$ to $25$ kpc
我们测量的圆速度曲线$v_{\rm c}(R)$的银河系的最高精度迄今为止在银河系中心的距离为$5\leq R \leq 25$千秒差距。我们的分析利用了$\gtrsim 23,000$明亮红巨星的$6$维相空间坐标，我们之前使用数据驱动模型确定了精确的视差，该模型将来自APOGEE的光谱数据与来自WISE，2MASS和盖亚的光度信息相结合。在轴对称引力势的假设下，我们用Jeans方程导出了圆速度曲线。在太阳的位置，我们确定的圆速度与其形式的不确定性是$v_{\rm c}(R_{\odot}) = (229.0\pm0.2)\rm\,km\,s^{-1}$与系统的不确定性在$\sim 2-5\%$水平。我们发现速度曲线在$(-1.7\pm0.1)\rm\,km\,s^{-1}\,kpc^{-1}$处缓慢但显著地下降，系统不确定度为$0.46\rm\,km\,s^{-1}\,kpc^{-1}$，超出内部$5$ kpc。我们排除了内部$5$ kpc从我们的分析，由于存在的银河酒吧，这强烈影响的运动学结构，需要在非轴对称的潜力建模。结合我们的研究结果与外部测量的银河系重子组件的质量分布从其他研究，我们估计银河系的暗晕质量维里半径内的$M_{\rm vir} = (7.25\pm0.26)\cdot 10^{11}M_{\odot}$和本地的暗物质密度$ρ_{\rm dm}(R_{\odo…
2018-12-04 astro-ph.GA
MaGICC Thick Disk I: Comparing a Simulated Disk Formed with Stellar Feedback to the Milky Way
我们分析了在宇宙流体动力学模拟中形成的一个恒星质量为2 × 10^{10} M_sun的类银河星系的结构和化学富集。它以盘状为主，旋转曲线平坦，盘的尺度长度与银河系相似，但速度色散要高出约50%。通过对[Fe/H]和[α/Fe]丰度范围较窄的恒星进行研究，我们发现模拟结果与观测结果之间存在显著的定性一致性：a）年老恒星分布较厚，尺度长度较短，而年轻恒星形成较薄的盘，尺度长度随着[Fe/H]的增加而减小。b）因此，存在明显的向外金属丰度梯度。c）单丰度种群存在，具有连续的尺度高度分布（从薄到厚）。然而，模拟的星系有一个明显的和实质性的非常厚的磁盘（h_z~1.5 kpc），在银河系中没有看到。模拟和观测之间的广泛一致性使我们能够测试文献中使用的观测代理的有效性：我们在模拟中发现，单一丰度种群是单一年龄种群（<1 Gyr）的良好代理。
2013-10-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
The mass of the Milky Way out to 100 kpc using halo stars
我们使用分布函数分析估计银河系的质量到100千秒差距使用一个大样本的晕星。这些恒星是从文献中编译的，绝大多数（~98%）具有6D相空间信息。我们特别注意系统的影响，如大麦云云（LMC）的动力学影响，和非松弛子结构的效果。大麦哲伦星云使（大麦哲伦星云陷落前）晕质量的估计偏向于更高的值，而来自宇宙学模拟的现实恒星晕往往低估了真实的晕质量。将我们的方法应用于银河系数据后，我们发现质量在100 kpc的M（< 100 kpc）= 6.07 +/- 0.29（统计）。+/- 1.21（系统）x 10^11 M_太阳。对于该估计，我们已经使用Erkal等人的模型近似校正了LMC诱导的反射运动，该模型假设LMC和MW具有刚性势。此外，可能属于人马座流的恒星被删除，我们包括5%的系统偏差，以及基于我们的宇宙学模拟测试的20%的系统不确定性。假设Navarro-Frenk-White晕的质量-浓度关系，我们的质量估计有利于总量（大麦哲伦星系陷落前）银河系质量M_200c = 1.01 +/- 0.24 x 10^12 M_太阳，或（大麦哲伦星云坠落后）质量为M_200c = 1.16 +/- 0.24 x 10^12 M_Sun（当包含1.5 x 10^11 M_Sun的刚性大麦哲伦星云时）。
2021-01-18 astro-ph.GA
Constructing the Milky Way Stellar Halo in the Galactic Center by Direct Orbit Integration
高径向轨道上的晕星应该不可避免地经过银河系的中心区域。在假设恒星晕处于动力学平衡和轴对称的条件下，对LAMOST DR 5和$Gaia$ DR 3的$\sim 10,000$晕K巨星在$5\leq r \leq 50$ kpc的轨道进行了积分.通过仔细考虑选择函数，我们构造了整个$r \leq 50$ kpc区域的恒星晕分布。我们发现，一个双破幂律函数很好地描述了恒星晕密度分布的斜率较浅的内部区域和两个突破$r=10$ kpc和$r=25$ kpc，分别。恒星晕从外到内逐渐变平，但在$r \lesssim 5$ kpc处有$q\sim 0.5$。在5 kpc的内部，恒星晕变得各向同性，有轻微的椭圆旋转，并达到$\sim 250\rm \ km\ s^{-1}$的速度色散。在$5\leq r \leq 50$ kpc处，$-0.005$ dex kpc $^{-1}$的金属丰度梯度为弱的负，而在10 kpc以内，[Fe/H] $>-1$的相对富金属星过剩.在$r \leq 5$ kpc处的晕闯入者的质量为$\sim1.2 \times 10^8\ M_{\odot}$（$\sim 4.7 \times 10^7\ M_{\odot}$在[Fe/H] $<-1.5$），它可以解释50-100%的在银河系中心区域直接观测到的具有[Fe/H] $<-1.5$的贫金属星。
2022-11-03 astro-ph.GA
Rotation curve of the Milky Way from Classical Cepheids
螺旋星系平坦的自转曲线被认为是暗物质存在的证据，但银河系的自转曲线很难测量。各种物体被用来跟踪银河系外部的旋转曲线，但大多数研究依赖于不完整的运动学信息和不准确的距离。在这里，我们使用一个样本的773经典造父变星的精确距离的基础上，中红外周期光度关系加上自行和径向速度从盖亚构建银河系的精确旋转曲线的距离~20千秒差距的银河系中心。我们使用一个简单的银河系旋转模型来测量太阳的旋转速度Theta_0 = 233.6 +/- 2.8 km/s，假设从重力合作组到银河系中心的距离R_0 = 8.122 +/- 0.031 kpc。在银心距离4 < R < 20 kpc时，自转曲线几乎是平坦的，只有-1.34 +/- 0.21 km/s/kpc的小梯度。这是迄今为止在距离R > 12 kpc处构建的最精确的银河系旋转曲线。
2018-12-11 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
The age and abundance structure of the stellar populations in the central sub-kpc of the Milky Way
利用微透镜矮星和亚巨星研究银河系球核年龄和丰度结构的主要结果是：（1）在[Fe/H]=-1.09，-0.63，-0.20，+0.12，+0.41处有明显的金属丰度分布;（2）在[Fe/H]>0时，有35%以上的中龄到年轻恒星小于8 Gyr;（3）在3、6、8和11 Gyr前，在核球中有几次重要的恒星形成;（4）亚太阳金属丰度凸起α元素丰度趋势的“拐点”似乎位于比局部厚盘略高的[Fe/H]（约0.05 - 0.1 dex）处。
2017-07-19 astro-ph.GA
Statistical properties of substructures around Milky Way-sized haloes and their implications for the formation of stellar streams
在银河系和附近星系周围观测到起源于破裂的矮星系和星团的恒星流。这种亚结构是记录主晕如何吸积祖星系的重要示踪物。基于宇宙学的背景下，我们调查的子结构，如长度和薄度在$z=0$的结构特性之间的关系，和他们的祖先的轨道。我们模拟恒星组件的大样本的银河系大小的晕周围的子结构相结合的半解析模型与高分辨率的宇宙学$N$体模拟。使用粒子标记的方法，我们嵌入恒星组件的祖晕和跟踪相空间分布的子结构下降到$z=0$。我们发现，当宿主晕吸积它们的祖先时，亚结构的长度和厚度随红移的变化是平滑的。对于在$z=0$观测到的类似流的子结构，大部分的祖细胞是由它们的宿主晕在红移$0.5\lesssim z\lesssim 2.5$处吸积的。子结构的祖先在这个吸积红移范围之外，完全或较少地被$z=0$破坏，不能被观察到流。亚结构的长度和厚度随祖细胞的近心点和远心点的变化而变化。观察到的类似流的亚结构倾向于具有特定范围的$10\ {\rm kpc} \lesssim r_{\rm peri}\lesssim100\ {\rm kpc}$和$50\ {\rm kpc} \lesssim r_{\rm apo}\lesssim300\ {\rm kpc}$。
2019-05-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gas dynamics in the Milky Way: a low pattern speed model
我们提出了基于高分辨率网格流体动力学模拟的银河系气体流动模型。我们使用的基本银河系势是从一个N-体模型约束的密度的红团巨星在银河系的隆起。我们增加了这个潜在的核隆起，两对螺旋臂和额外的质量在酒吧结束代表长酒吧组件。利用这种组合模型，我们可以再现观察到的（$l,v$）图中的许多特征，其中条形图案速度为$33\; {\rm km}\;{\rm s}^{-1}\;{\rm kpc}^{-1}$，螺旋图案速度为$23\; {\rm km}\;{\rm s}^{-1}\;{\rm kpc}^{-1}$。在我们的模拟中，核环、巴尼亚团块2、连接臂、近和远3-kpc臂、分子环和螺旋臂切点的形状和运动学与观测中的形状和运动学相当。我们的研究结果意味着，一个低模式的速度模型，在我们的银河系酒吧再现了一个合适的银河系潜力的意见。我们最好的模型给出了一个更好的匹配（$l,v$）图比以前的高模式速度流体动力学模拟。
2016-03-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Milky Way's rotation curve out to 100 kpc and its constraint on the Galactic mass distribution
利用从LSS-GAC和SDSS-III/APOGEE巡天中选出的$\sim$ 16，000颗原始红团巨星（PRCG），结合从SDSS/SEGUE巡天中选出的$\sim$ 5700颗晕K巨星（HKG），构造了银河系外至$\sim$ 100 kpc的自转曲线（RC）。为了推导RC，分别使用允许非对称漂移校正的运动学模型分析了暖盘种群的PRCG样本和晕恒星种群的HKG样本，并使用球面Jeans方程以及各向异性参数的测量值重新分析了目前可用的$β$。由PRCG和HKG样品得到的RC的典型不确定度分别为5-7 km/s和几十km/s。我们确定了太阳位置的圆速度，$V_c (R_0)$ = 240 $\pm$ 6 km/s和太阳的方位角特有速度，$V_{\odot}$ = 12.1 $\pm$ 7.6 km/s，两者都与以前的测定结果很好地吻合。新构造的RC在银心距离$r$为25千秒差距的范围内，一般为240 km/s，然后在$r$ $\sim$ 100千秒差距处稳定地下降到150 km/s。在这一总体趋势之上，RC表现出两个明显的局部下降，一个在$r$ $\sim$ 11 kpc，另一个在$r$ $\sim$ 19 kpc。从新构建的RC，结合其他限制，我们已经建立了一个参数化的质量模型的银河系，产生的银河系的暗物质晕$0.90^{+0.07}_{-0.08} \times 10^{12}$…
2016-08-18 astro-ph.GA
Phat ELVIS: The inevitable effect of the Milky Way's disk on its dark matter subhaloes
我们介绍了ELVIS项目的扩展，以解释银河系对它的subhalo人口的影响。我们的模拟套件，Phat ELVIS，包括12个高分辨率的宇宙学暗物质-只有（DMO）的银河系大小的$Λ$ CDM~晕（$M_{\rm v} = 0.7-2 \times 10^{12} \,\mathrm{M}_\odot$）的变焦模拟，以及12个重新运行嵌入星系的潜力增长，以配合今天观察到的银河系盘和凸起。中央星系的潜力破坏subhalos的轨道与小pericenters在每个晕，无论星系质量比晕质量。这有几个重要的含义。1)大多数的$\mathtt{Disk}$运行没有subhaloes大于$V_{\rm max} = 4.5$ km s $^{-1}$内$20$ kpc和一个显着缺乏的子结构回去$\sim 8$陀螺仪，这表明当地的流加热信号从黑暗的子结构将是罕见的。2)由$\mathit{Gaia}$数据推导出的银河系卫星的近心分布与$\mathtt{Disk}$运行中的次晕近心分布非常相似，而DMO运行大大高估了近心小于20 kpc的星系。3)增强的破坏产生了与经典的“失踪卫星”问题相反的张力：为了解释银河系中已知的$30$ kpc范围内的超微弱星系，我们必须用$V_\mathrm{peak} \simeq 7$ km s $^{-1}$（$M \simeq 3 \times 10^{7} \,\…
2019-05-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Velocity Dispersion Profile of the Milky Way Halo
我们提出了一个光谱样本的910个遥远的晕星的超高速星调查，我们从中获得的速度色散分布的银河系晕。样本是74%的水平分支恒星和26%的蓝离散星的混合体。我们利用观测到的颜色、金属丰度和恒星演化轨迹来估计到恒星的距离。我们的样本包含的R>50 kpc的天体数量是以前调查的两倍。我们计算的速度色散分布在两种方式：与参数的方法的基础上的银河系的潜力模型，并与非参数的方法的基础上的焦散技术最初开发的测量星系团质量配置文件。由此得到的速度色散分布与基于其他恒星星族的两次独立调查发现的结果非常一致：在15<R<75 kpc的范围内，银河系晕的径向速度色散平均下降为-0.38+-0.12 km/s/kpc。这一测量结果为计算银河系晕的总质量和质量分布提供了有用的依据。
2009-10-12 astro-ph.GA
The Milky Way stellar halo out to 40 kpc : Squashed, broken but smooth
介绍了一种新的极大似然方法来模拟蓝水平支星和蓝离散星的密度剖面，并将其应用于斯隆数字巡天数据发布8（DR 8）测光表。在银河系南北半球的14,000平方度范围内，有大量（20,000个）这样的示踪剂，它们提供了对银河系恒星晕形状的可靠测量。在遮蔽了室女座高密度区和人马座流附近的恒星之后，数据与一个光滑的扁圆形恒星晕相一致，其密度遵循破碎的幂律。最佳拟合模型的内斜率= 2.3，外斜率= 4.6，以及在27千秒差距处出现的破裂半径和q = 0.6的恒定晕平坦度（即短轴与长轴之比）。虽然破幂律描述密度下降最充分，它也很好地符合Einasto的配置文件。没有强有力的证据表明恒星晕的扁率随半径的变化，或者恒星晕的三轴性。
2011-07-04 astro-ph.GA
The Dark Disk of the Milky Way
大量的卫星吸积到早期的星系盘上，会导致暗物质沉积在与星系共同旋转的盘状结构中。这种现象对暗物质探测实验有潜在的戏剧性后果。我们利用集中的，高分辨率的模拟吸积事件到磁盘被设计成银河系类似物，并比较由此产生的磁盘的银河系的厚盘的形态和运动学特性，以括号的范围内的同向旋转吸积暗物质。我们发现银河系的合并历史与LCDM预期的中值相比一定是异常平静的，因此它的暗盘一定相对较小：太阳附近的吸积暗盘物质的部分约为宿主晕密度的20%或更小，而太阳附近的同向旋转暗物质部分，定义为以小于50 km/s的旋转速度滞后移动的粒子，与标准光晕模型相比，增强了约30%或更少。这样的暗盘可能主要有助于直接检测实验的低能量（对于质量为100 GeV的暗物质粒子为keV量级）核反冲事件率，但它不会显著改变检测的可能性。这些暗盘提供了弱相互作用的大质量粒子暗物质模型的可检验的预测，应该在与实验数据的详细比较中加以考虑。我们的研究结果表明，银河系的暗盘可能为间接探测实验提供了可探测的信号，在银河系中心方向上贡献了大约25%的暗物质自湮灭信号，使信号具有明显的扁圆形态。
2009-06-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Vertical Displacement of the Milky Way Disk
观测到银河系朝向银河系反中心的振荡垂直位移，波长约为8千秒差距，振幅约为100秒差距（随着距银河系中心的距离而增加）。这些振荡被认为是来自银河系矮卫星的盘扰动的结果。它们解释了麒麟座环，并可能与银河系的螺旋结构有关。
2017-08-11 astro-ph.GA
An [$α$/Fe]-enhanced thick disk in a Milky Way Analogue
银河系盘由两个突出的组成部分组成-一个厚的，富含α，低金属含量的组成部分和一个薄的，富含金属，低α的组成部分。外部星系已经被证明包含薄和厚的盘组件，但是否在[ $α$ /Fe]-[Z/H]平面的不同组件存在于其他银河系类星系还不知道。我们目前的VLT-MUSE观测UGC 10738，一个附近的，边缘银河系般的星系。通过星族合成模型的拟合，我们证明UGC 10738中含有与银河系中相同组分空间分布相似的富α和贫α恒星星族。我们将讨论如何发现，外部星系也包含化学上不同的磁盘组件可能会作为一个显着的限制银河系自己的薄和厚盘的形成。
2021-05-22 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
Origin and Evolution of the Abundance Gradient along the Milky Way Disk
基于一个简单的银河系盘化学演化模型，我们研究了盘氧丰度梯度及其时间演化。考虑了经典的Kennicutt-Schmidt定律（$ Ψ= 0.25 Σ_{\rm{gas}}^{1.4}$，以下简称C-KS定律）和修正的Kennicutt定律（$Ψ= αΣ_{\rm{gas}}^{1.4} ({V/r})$，以下简称M-KS定律）两种恒星形成率（SFR）。在这两种情况下，该模型可以产生一定量的丰度梯度，和梯度是陡峭的早期阶段的磁盘演化。然而，我们发现，当采用C-KS定律，经典的化学演化模型，它假设了一个径向依赖的下降时间尺度，不能产生一个足够陡峭的现今丰度梯度。如果我们引入一个盘形成时间尺度，这个问题就消失了，这意味着在早期，下落的气体只冷却到内盘上，而外盘形成得更晚。然而，这种模型将预测过去的一个非常陡峭的梯度。当采用M-KS定律时，该模型可以正确地预测当前的丰度梯度及其时间演化，与最近沿银河系盘的行星状星云和疏散星团的观测结果相匹配。我们的最佳模型还预测，外盘（人为定义为具有$R_g \ge 8kpc$的盘）具有比内盘更陡的梯度。从造父变星、疏散星团和年轻恒星观测到的外盘梯度显示出相当有争议的结果。造父变星也暗示外盘丰度梯度可能有双峰分布。需要更多的数据来澄清外盘梯度问题。我们的模型计算表明，对于一个单独的银河系型星系，一个更好的描述本地恒星形成的修正KS定律。
2009-02-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Milky Way Disk
本文总结银河系盘的结构、厚薄盘定义、非轴对称结构及径向迁移，并基于盖亚数据与数值模拟探讨其形成演化历史。
2024-12-16 astro-ph.GA
Milky Way archaeology using RR Lyrae and type II Cepheids II. High velocity RR Lyrae stars, and mass of the Milky Way
本文报道了在银河系晕中发现的RR~天琴座恒星中的高速候选者。我们在假设的银河系势的基础上，识别出9颗银心速度超过本地逃逸速度的RR~天琴座星。基于对它们轨道的仔细检查，我们排除了它们在银河系盘和核球中的弹射位置。空间分布显示，9个星团中有7个与人马座恒星流的位置重叠。这7颗RR~天琴座星中的2颗可以根据它们的轨道初步与人马座矮椭球星系联系起来。在RR~天琴座速度分布的高速尾部，我们估计出太阳附近的逃逸速度为$v_{\rm esc}=512^{+94}_{-37}$ \，km\，s $^{-1}$ ~（$4$到$12$ \，kpc），太阳附近以外的逃逸速度分别为$v_{\rm esc}=436^{+44}_{-22}$ \，km\，s $^{-1}$ ~和$v_{\rm esc}=393^{+53}_{-26}$ \，km\，s $^{-1}$ ~（对于$12$到$20$ \，kpc和$20$到$28$ \，kpc之间的距离）。我们利用三个逃逸速度估计连同本地圆速度估计银河系的质量。由此产生的测量结果$M_{\rm 200}=0.83^{+0.29}_{-0.16} \cdot 10^{12}$ \，M $_{\odot}$落在当前银河系质量估计的低端，但是一旦对逃逸速度中可能的偏差进行了校正（逃逸速度的大约百分比增加$10$），我们的质量估计产生了$M_{\rm 200}=1.26…
2022-06-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Life in the fast lane: a direct view of the dynamics, formation, and evolution of the Milky Way's bar
对银河系中单个恒星的年龄、丰度和运动的研究提供了研究盘状星系在宇宙时间内演化的最佳方法之一。特别是银河系内部的棒状区域的形成是盘状星系演化之谜的关键部分。使用从APOGEE和盖亚的数据，我们提出的地图的运动学，元素丰度和年龄的银河系凸起和磁盘，显示了酒吧的内部银河系的结构在前所未有的细节。运动学地图允许直接、纯粹地从运动学角度确定沙洲的模式速度（41+/-3 km/s/kpc）及其形状和径向轮廓。我们发现酒吧的年龄，金属丰度和丰度比是相同的最古老的恒星在磁盘中形成的动荡的开始，而恒星在酒吧外的凸起更年轻，更富含金属。这意味着棒可能在约8 Gyr前形成，当时气体盘中湍流的减少允许形成一个薄盘，很快变得不稳定。因此，酒吧的形成是银河系演化的一个关键时期，这与过去~10 Gyr外部盘星系气体运动学观测中出现的演化路径一致。
2019-10-23 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 shape of the inner Milky Way halo from observations of the Pal 5 and GD-1 stellar streams
我们约束的形状的银河系的晕的动力学建模观测到的相空间轨道的G15和GD-1潮汐流。我们发现，从这些流的轨道收集到的关于势的唯一信息是对引力势的形状的精确测量-垂直加速度与径向加速度的比率-在流的位置，对径向和垂直加速度的约束分别较弱。后者将通过盖亚精确的自行测量显着改善。在GD-1（[R，z] ~ [12.5，6.7] kpc）和GD-5（[R，z] ~ [8.4，16.8] kpc）位置，总的势平坦度分别为0.95 ± 0.04和0.94 ± 0.05。结合银河系盘附近的力场的约束，我们确定暗物质晕的密度分布的轴比是1.05 +/- 0.14内的内部20千秒差距，与一个暗示，晕变得更加平坦的边缘附近的体积。20千秒差距内的晕质量为1.1 +/- 0.1 x 10^{11} M_sun。一个如此接近球形的暗物质晕与暗物质晕形成的数值模拟预测相矛盾。
2017-02-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Accretion Onto the Milky Way: The Smith Cloud
在一个名为史密斯云的物体中观察到活跃的气体吸积到银河系上，该物体包含数百万太阳质量的中性和温暖的电离气体，目前正在向银河系流失物质，为圆盘增加角动量。它的大小是几千秒差距，它的尖端位于银河平面以下两千秒差距。它似乎没有对应的恒星，但可能包含像矮星系狮子座P那样的恒星星族。有人认为它的存在和生存需要它嵌入一个10^8太阳质量的暗物质晕中。
2015-11-17 astro-ph.GA
Chemodynamical evolution of the Milky Way disk I: The solar vicinity
[摘要]在本系列的第一篇论文中，我们提出了一种研究盘星系化学动力学演化的新方法，该方法包括将盘化学演化模型与星系盘的兼容数值模拟相融合。这种方法避免了模拟中遇到的已知恒星形成和化学富集问题。在这里，我们专注于银河系，通过使用一个详细的薄盘化学演化模型和模拟的宇宙学背景下，动力学性质接近我们的银河系。我们发现，由于径向迁移合并在高红移和中央酒吧在以后的时间，一个相当大的比例老贫金属高[阿尔法/铁]恒星到达太阳附近。这自然解释了最近的一些与薄盘和厚盘有关的观察结果，尽管我们只使用薄盘化学。虽然存在显著的径向混合，但年龄-金属丰度关系的斜率仅受到微弱影响，与最近的观测工作相一致。虽然我们在[O/Fe]-[Fe/H]平面上发现了一个平滑的密度分布，但我们可以通过根据高分辨率样品中用于定义薄盘和厚盘的运动学标准选择粒子来恢复观察到的不连续性。我们概述了一种新的方法来估计太阳的诞生地，并预测最有可能的半径位于4.4 < r < 7.7 kpc的范围内（对于r = 8 kpc的位置）。一个新的，统一的模型，银河系厚盘，合并和径向迁移发挥作用，在不同阶段的磁盘演变。我们发现，在早期的大规模合并的情况下，最古老的恒星的垂直速度色散被低估了约2倍的观测相比。因此，我们可以认为银河系厚盘不太可能是通过静止的盘演化形成的。
2013-11-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Bird's eye view of molecular clouds in the Milky Way: II. Cloud kinematics from sub-pc to kpc scales
分子气体的运动学对于恒星的形成至关重要。与气体运动学性质相关的一个关键问题是它们如何依赖于空间尺度。我们的目标是描述的CO光谱，速度色散，特别是线宽尺寸的关系，从云（秒差距）尺度到千秒差距尺度的分子气体在银河系盘内的一个完整的区域。我们利用人口普查的分子云在2千秒差距从我们早期的工作，连同CO排放数据，他们从文献中。我们研究的运动学和Larson的关系为样本的单个云。我们还模仿了银河系的正面视图，并分析了0.25 - 2千秒差距大小的光圈内的云的运动学。这样，我们描述了CO气体运动学和Larson关系的尺度依赖性。我们描述了CO气体在云尺度和孔径在0.25 - 2千秒差距在我们的调查区域的光谱。孔径内的光谱是相对对称的，但显示出非高斯的高速翼。在云尺度下，我们的样本显示出线宽-尺寸关系σ_v = 1.5 * R ^{0.3 \pm 0.1}，具有较大的离散度。云样本的质量-尺寸关系为M_{CO} = 794 * R ^{1.5 \pm 0.5}。在kpc尺度上，也存在孔径的关系。一个暗示依赖于银河系的环境被认为是，与光圈更接近银河系的中心和人马座的螺旋臂具有略高的速度色散。我们探讨了观测区域中弥散分量的可能影响，发现弥散分量会使CO谱线变宽，并使谱线宽度-尺寸关系变平。了解可能扩散的CO成分的性质及其对观测的影响对于连接银河系和河外数据至关重要。
2022-09-13 astro-ph.GA
Evidence of radial-migration driven Galactic disc expansion with the U-shape stellar age profile
South-Western Institute for Astronomy Research, Yunnan University（西南天文研究所，云南大学）；Yunnan Key Laboratory of Survey Science, Yunnan University（云南省测绘科学重点实验室，云南大学）
利用银河系U形年龄分布，通过年龄和化学丰度分析排除外部形成模型，证实径向迁移是外盘正年龄梯度和年龄平台的主要驱动因素。
2026-05-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Map of the Local Velocity Substructure in the Milky Way Disk
我们确认，量化，并提供了一个表的相干速度子结构的银河系磁盘在2千秒差距的太阳对银河系的反中心，与0.2千秒差距的分辨率。我们使用郭守敬望远镜（也称为大天区多目标光纤光谱望远镜，LAMOST）获得的~ 340，000颗F型恒星的径向速度，以及来自PPMXL目录的自行。PPMXL的自行已被校正，以消除系统误差，方法是减去在LAMOST分光巡天中已确认的星系和类星体的平均自行，并在恒星位置的2.5度范围内。我们提供了系统的偏移来自PPMXL自行测量的LAMOST光谱调查中确定的河外天体的结果表。利用修正后的相空间恒星样本，我们发现银河系盘星的三维速度在20 km/s或更大的体积盘速度上有统计上显著的偏差。在半千秒差距或更小的长度尺度上，整体速度变化很大。从太阳位置到太阳圈外的1.5千秒差距，盘的旋转速度增加了20公里/秒。在第二象限的盘状恒星，在太阳的1 kpc范围内，径向地向银河系中心移动，垂直地向银河系平面上方零点几kpc的一点移动;向下看盘状恒星，它们似乎以半径为1 kpc的圆形流运动。
2017-08-15 astro-ph.GA
Radial mixing in the outer Milky Way disk caused by an orbiting satellite
使用测试粒子模拟，我们研究外银河系盘的结构，因为它是由一颗卫星在一个紧密的偏心轨道上的银河系扰动。一颗质量为10^9兆索尔数倍的卫星可以加热银河系外盘，激发螺旋结构和弯曲，并在速度分布中诱导出流。我们研究粒子偏心率与初始和当前轨道之间的平均半径的变化。这些数量之间的相关性减少后，一些卫星近心通道。出生于外星系的恒星可以从它们的出生位置沿半径移动，并被放置在它们出生半径内的低偏心率轨道上。我们建议，合并和卫星星系和subhalos的扰动可以诱导恒星金属丰度分布的径向混合。
2009-04-24 astro-ph.CO 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
Rings and Radial Waves in the Disk of the Milky Way
我们表明，在反中心区域，之间的$110^\circ<l<229^\circ$的银河系，有一个振荡的不对称的主序星计数的银河系平面的两侧使用数据从斯隆数字巡天。这种不对称性从北方距离太阳约2 kpc的更多恒星到南方距离太阳4-6 kpc的更多恒星，再到北方距离太阳8-10 kpc的更多恒星。我们还看到了证据，表明在距离太阳12-16 kpc的南部有更多的恒星。三个更远的不对称形成了围绕银河系中心的大致同心环，朝着银河系旋臂的方向开口。北环距离太阳9千秒差距，很容易与先前发现的麒麟座环相鉴别。在距离太阳14 kpc的南部环（我们称之为TriAnd环）的部分以前被认为与麒麟座环有关，其他部分被称为仙女座三角座高密度。这两个较近的振荡近似的玩具模型中，磁盘平面是偏移了100 pc的顺序，然后在不同的半径下降。我们还表明，磁盘是不是方位角对称的银河系的反中心，我们所观察到的振荡和银河系的螺旋结构之间可能存在对应关系。我们的观察表明，TriAnd和麒麟座环（从银河系中心延伸到至少25 kpc）主要是盘振荡的结果。
2015-03-01 astro-ph.GA
Spurious Radial Migration from Relativistic Effects in the Milky-Way Disk
引力红移的梯度在银河系的潜力诱导一个明显的虚假径向迁移。我证明了这种效应仅仅与最近由Gaia eDR 3测量的局部加速度有关，这意味着光谱位移为$[-2.4x10 ^{-2}/（r/8 kpc）] km/s/kpc。横向多普勒效应产生了相当的贡献。这两种相对论效应产生的虚假径向速度相当于在宇宙年龄期间穿过银河盘的主要部分，并且必须在未来任何恒星实际径向迁移的测量中进行校正。
2022-03-17 astro-ph.GA
A radial age gradient in the geometrically thick disk of the Milky Way
在银河系中，厚盘可以用单个恒星的丰度、运动学或年龄来定义;或者用几何学来定义，如高出中平面的恒星。在附近的星系中，只能使用几何定义，厚盘似乎有很大的径向尺度长度，它们的红色表明它们是一致的老。银河系的几何厚盘也是径向延伸的，但它的化学性质远非均匀：阿尔法增强的恒星被限制在银河系内部。在模拟的星系中，老恒星集中在中心，几何厚度的圆盘也径向延伸。较年轻的恒星星族在模拟盘的外部区域闪耀，使这些恒星高出中平面。由此产生的几何厚盘因此显示出径向年龄梯度，从中心区域的老到外围的年轻。根据我们对APOGEE调查中大量巨星样本的年龄估计，我们现在可以测试银河系的这种情况。我们发现，在银河系中的几何定义厚盘确实有一个强大的径向年龄梯度：红团星的年龄中位数从9 Gyr的内盘到5 Gyr的外盘。我们认为，至少一些附近的星系也可能具有年龄不一致的厚盘，并且几何厚盘可能是由于其内部和外部的不同形成机制而产生的复杂结构。
2016-09-05 astro-ph.GA
The Milky Way stellar halo is twisted and doubly broken: insights from DESI DR2 Milky Way Survey observation
Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学）；Tsung-Dao Lee Institute, Shanghai Jiao Tong University（上海交大李政道研究所）；State Key Laboratory of Dark Matter Physics, School of Physics and Astronomy, Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学物理与天文学院暗物质物理全国重点实验室）；Institute for Astronomy, University of Edinburgh（爱丁堡大学天体物理研究所）；Royal Observatory, Blackford Hill, Edinburgh（爱丁堡皇家天文台）；Institute of Astronomy, University of Cambridge（剑桥大学天体物理研究所）
通过DESI DR2数据研究银河系晕的扭曲和双折特征，揭示其结构和演化过程。
2026-02-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
A couple of recent developments in the structure of the outer disk of the Milky Way
在这篇文章中，我们总结了我们小组最近取得的成就，对银河系外盘结构的理解，特别强调外盘的范围，以及太阳圈以外的螺旋结构。
2013-10-05 astro-ph.GA
Kinematics of the Milky Way from the Gaia EDR3 red giants and sub-giants
本文介绍了利用$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
Kinematics of the stellar halo and the mass distribution of the Milky Way using BHB stars
在这里，我们提出了一个运动学研究的银河系晕的$\sim$ 60千秒差距的半径，使用4664蓝色水平分支（BHB）恒星从SDSS/SEGUE调查，以确定关键的动力学特性。使用最大似然分析，我们确定在球坐标（$σ_{r}$，$σ_θ$，$σ_ϕ$）和各向异性配置文件（$β$）的速度色散配置文件。径向速度弥散分布（$σ_{r}$）测量到$r \sim 60$ kpc的银河中心半径，但由于缺乏适当的运动信息，$σ_θ$，$σ_ϕ$和$β$只能直接导出到$r \sim25$ kpc。从内部的$β\approx 0.5$的起始值（$9<r/\kpc<12$）开始，轮廓在$r \approx 13-18$ kpc范围内急剧下降，在$r=17$ kpc处具有$β=-1.2$的最小值，在较大半径处急剧上升。在外部，在$25<r/\kpc<56$范围内，我们预测轮廓大致恒定，值为$β\approx 0.5$。新发现的运动学异常并不是由晕子结构引起的。我们还研究了模拟恒星晕纯粹由吸积形成的各向异性配置文件，发现它们不能再现数据中看到的急剧下降。从金斯方程，我们计算出的恒星旋转曲线（$v_{\rm circ}$）的银河系$r \sim 25$ kpc。银河系在$r \lesssim 25$ kpc内的质量被确定为$2.1 \times 10^{11}$ $M_{\sun}$，并且通过对$v_{\rm ci…
2012-10-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Why the Milky Way's bulge is not only a bar formed from a cold thin disk
通过分析一个N体模拟的球形成简单地通过一个酒吧不稳定性机制运作的运动学冷恒星盘，并通过比较这种分析的结果与银河系的主要恒星星族的结构和运动学性质的凸起，我们得出的结论是，我们的银河系的凸起是不是一个纯粹的恒星酒吧形成的一个预先存在的薄恒星盘，最近的一些研究表明。在本文中强调的几个论点的基础上，我们提出，在银河系中，被观察到的核球人口不属于花生结构的一部分，对应于旧的银河系厚盘，从而意味着银河系是一个纯粹的薄+厚盘星系，只有一个可能有限的贡献的经典核球。
2014-11-05 astro-ph.GA
Revisiting the Milky Way stellar long bar and the 3 kpc arm
Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利群岛天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉古纳大学）；Inner Mongolia University（内蒙古大学）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；China West Normal University（西华师范大学）
研究通过分析M型巨星和Mira变星的距离分布，确认了银河系长棒的不对称性及3 kpc臂的形态特征，揭示了长棒与3 kpc臂的几何关系。
2026-03-19 astro-ph.GA
Towards a fully consistent Milky Way disk model V. The disk model for 4 $-$ 14 kpc
我们提出了一个广义版本的半解析Just-Jahreiss（JJ）模型的银河系盘，结合我们的研究结果的太阳附近，适用于广泛的银河系距离，4千秒差距$\lesssim R \lesssim $ 14千秒差距。JJ模型是一个灵活的恒星星族合成工具，具有2500万年的精细年龄分辨率。它包括六个银河（MW）组件：四个扁平（指数薄和厚盘，原子和分子气体）和两个球状（球形恒星晕和核心等温暗物质球）。薄盘的总厚度假定在所有半径处都是恒定的，尽管也可以对扩口进行测试。所采用的薄盘恒星形成率（SFR）的径向变化反映了由内而外的磁盘增长的情况。我们允许一个光滑的幂律SFR连续修改任意数量的高斯峰。我们提出了一个公共代码的JJ模型补充的三套等时线（PARSEC，MIST，和BaSTI）。利用APOGEE红团簇巨星的金属丰度分布，我们约束了JJ模型年龄-金属丰度关系（AMR）的径向变化，并提出了AMR函数的一种新的解析形式。广义JJ模型是一个公开可用的工具，用于研究MW盘上不同的恒星星族。由于其良好的年龄分辨率和灵活性，它可以特别用于重建薄盘SFR，因为可以在其框架内构建各种不同的SFR形状。
2022-08-26 astro-ph.GA
Gas dynamics in the Milky Way: the nuclear bar and the 3-kpc arms
我们讨论了在银河系中存在两个酒吧的气体动力学的第一个模型的结果：大规模的主酒吧或boxy隆起和次级酒吧在银河系中心区域。我们已经得到了一个准确的潜力，通过模拟2 MASS星计数，我们已经使用这个潜力来模拟气体动力学。作为一级近似，我们采用了一个单一的模式速度Ω_p。Ω_p=30-40 \kmskpc和主棒取向为20-35 °的模型成功地再现了观测到的速度-速度图的许多特征，如终极速度曲线或旋臂切点。银河系分子环并不是一个真正的环，而是旋臂的内部，在共转中。该模型定量地再现了“3千秒差距臂”和最近发现的远侧对应物，这是横向臂，轮廓酒吧。在银河系中心区域，该模型再现了1 kpc的HI环和中央分子区（CMZ），这是气体对次级棒的响应。为了再现观测到的CMZ CO经度速度图的“X”形，次级棒应相对于太阳-GC线定向60-70度。次级棒的质量为（2-5.5）10^9 Msun，是初级棒质量的10- 25%。
2009-01-14 astro-ph.GA
Carbon-Enhanced Metal-Poor Stars in the Inner and Outer Halo Components of the Milky Way
根据Sloan数字巡天（SDSS）对30000多颗标校星的碳/铁（[C/Fe]）丰度比和运动学量的精确测定，研究了银河系晕中的碳增强贫金属（CEMP）星。使用我们目前的标准，表现出[C/Fe]比（“碳度”）超过[C/Fe] $ = +0.7$的低金属丰度恒星被认为是CEMP星，在\feh \ $< -1.5$的晕系统中CEMP星的全球频率是8%; \feh \ $< -2.0$是12%; \feh \ $<-2.5$是20%。我们还证实，随着金属丰度的下降，碳富集水平显著增加，从\feh \ $= -1.5$处的$<$ [C/Fe] $>$ $\sim +1.0$增加到\feh \ $= -2.7$处的$<$ [C/Fe] $>$ $\sim +1.7$。碳度分布函数（CarDF）的性质随着银河平面上方距离的增加而发生显着变化，$|$ Z $|$。对于$|$ Z $|$ $< 5$ kpc，相对较少的CEMP恒星被识别。对于距离$|$ Z $|$ $> 5$ kpc，CardF表现出朝向高值的强尾部，高达[C/Fe] $>$ +3.0。我们还发现$|$ Z $|$的CEMP频率明显增加。对于$-2.0 <$ [Fe/H] $< -$ 1.5的恒星，频率从$|$ Z $|$ $\sim 2$ kpc的5%增加到$|$ Z $|$ $\sim 10$ kpc的10%。对于[Fe/H] …
2011-11-01 astro-ph.GA
The Edge of the Milky Way Stellar Disk Revealed Using Clump Giant Stars as Distance Indicators
我们使用盘的丛巨星作为标准烛光校准依巴谷天体，以绘制它们的分布与两个新的近红外银河系平面调查：UKIDSS-GPS和VVV。我们探讨了不同的选择削减丛巨人。我们的结论是，在银河系的各个视线方向上，在R=13.9+/-0.5kpc处存在着银河系恒星盘的边缘。考虑了翘曲的影响，在不同的距离和平面上方和下方取场。我们证明了银河系恒星盘的边缘现在可以在近红外线中映射，以测试不同的模型，并建立我们自己在银河系中的位置。
2011-05-16 astro-ph.GA
The evolution of the Milky Way: New insights from open clusters
我们收集了12个疏散星团中红巨星成员的高色散阶梯光谱，通过谱线等效宽度和合成谱分析，得到了26个红巨星成员的恒星参数和化学丰度。我们确认缺乏的年龄金属丰度关系的OC，但认为，这种缺乏的趋势OC产生的覆盖范围有限的金属丰度相比，跨越范围广泛的金属丰度和年龄的场星。我们确认，对于Rgc < 12 kpc（> 12 kpc），OC的径向金属丰度梯度更陡（更平坦）。我们证明了在Rgc < 12 kpc时构成陡峭的径向金属丰度梯度$-$ 0.052 $\pm$ 0.011 dex kpc $^{-1}$的星团样本年龄小于1.5 Gyr，并且靠近银河系中平面（|z| < 0.5 kpc），具有薄盘的典型运动学特征。而在Rgc > 12 kpc时，描述$-$ 0.015 $\pm$ 0.007 dex kpc $^{-1}$的斜率较浅的簇是相对较老、较厚的椎间盘成员，在中平面以上的年龄和高度上有显著的分布（0.5 < |z| < 2.5 kpc）。我们的研究表明，OC和场星产生一致的径向金属丰度梯度，如果比较仅限于从类似的垂直高度绘制的样本。我们认为，通过计算银河系的轨道，所有的外盘星团实际上出生向内12千秒差距，但轨道偏心率已经采取了他们目前的位置非常远离他们的出生地。
2016-09-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
How does the stellar disk of the Milky Way get its gas?
在化学动力学演化模型中，通常假设银河系是由内而外形成的，这意味着流入到盘上的气体随着银河系中心距离的增加而减少。同样，复制厚盘和隆起的化学丰度之间的差异相对于薄盘，在早期的吸积通量较高的假设。利用从宇宙学模拟中提取的一组类银河星系，我们研究了模拟恒星盘在整个演化过程中气体的吸积。总的来说，我们发现上面概述的图像是成立的，尽管详细的行为取决于银河系的组装历史和星系形成物理学的复杂性。
2018-05-04 astro-ph.GA
3D structure of the Milky Way out to 10 kpc from the Sun. Catalogue of large molecular clouds in the Galactic Plane
利用APOGEE数据与贝叶斯-高斯过程三维绘图技术，构建了覆盖10 kpc范围的银河系尘埃三维图，识别大型分子云并分析其质量分布，揭示旋臂结构及观测偏差。
2024-05-15 astro-ph.GA
The Milky Way Tomography with SDSS: III. Stellar Kinematics
我们研究银河系的运动学，使用的样本是1880万颗主序星，r<20，自行测量来自SDSS和POSS天体测量，包括~ 170，000颗恒星的径向速度测量来自SDSS光谱调查。到恒星的距离是使用光度视差关系确定的，在银河系高纬度（|b| >20度）的四分之一的天空中覆盖从~100 pc到10 kpc的距离范围。我们发现，在1 kpc <Z< 5 kpc和3 kpc <R< 13 kpc的区域内，随着离银道面的距离的增加，盘星的自转速度平滑地减小，速度色散的三个分量都增加。与此相反，晕星的速度椭球与球面坐标系对齐，并且在探测体积内似乎是空间不变的。附近（$Z<1$ kpc）K/M星的速度分布比较复杂，不能用标准的史瓦西椭球体来描述。对于距离有限的恒星子样本（<100 pc）中的恒星，我们检测到与HIPPARCOS所见一致的多模态速度分布。当使用史瓦西近似时，这种强非高斯性显著影响速度椭球倾斜和顶点偏差的测量。我们开发并测试了一个简单的描述性模型的整体运动学行为，捕捉这些功能在大多数的探测量，并可用于搜索子结构的运动学和金属丰度空间。我们使用这个模型来预测进一步改善银河系的运动学映射预期从盖亚和LSST。
2010-01-15 astro-ph.GA
