The Supershell-Molecular Cloud Connection in the Milky Way and Beyond
通过研究超壳层中HI与~（12）CO（J=1-0）的关系，从观测上研究了大尺度恒星反馈在分子云形成中的作用。对两个银河系超壳层的详细秒差距分辨率案例研究表明，这两个物体的分子化水平都有所提高，因此提供了第一个定量观测证据，表明受超壳层活动影响的空间体积中分子云的产生增加。最近对LMC中超巨星壳层的研究结果表明，虽然它们确实有助于将ISM组织成过密结构，但它们对分子云形成的全球贡献仅为~ 10%。
2012-09-30 astro-ph.GA
The Distribution of Disk-Halo HI Clouds in the Inner Milky Way
利用银河系全天巡天的数据，我们比较了银河系第一象限（QI）和第四象限（QIV）镜像对称区域中切点处盘晕过渡中HI云的性质和分布。个别云被发现在两个象限中具有相同的属性。然而，QI中的云是QIV中的3倍，它们的尺度高度是QIV的两倍，它们的径向分布更均匀。我们将这些主要的不对称性归因于银河系旋臂中云的形成，并认为云与恒星形成有关，其形式是通过超级气泡和恒星反馈从盘中升起的气体，以及落回平面的贝壳碎片。
2011-01-20 astro-ph.GA
Connecting Star Formation in the Milky Way and Nearby Galaxies -II. An Observationally Driven Analytical Model for Predicting Cloud-Scale Star Formation Rates
Max-Planck-Institut für Radioastronomie（马克斯·普朗克射电天文研究所）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）；Helmholtz-Institut für Strahlen- und Kernphysik (HISKP), Universität Bonn（波恩大学赫尔姆霍兹辐射与核物理研究所）；Charles University in Prague, Faculty of Mathematics and Physics, Astronomical Institute（布拉格查理大学数学物理学院天文研究所）
本文提出了一种基于观测的分析模型，用于预测云尺度的恒星形成率，通过整合银河系及邻近星系的观测数据，验证了模型的合理性。
2026-02-07 astro-ph.GA
Gas Column Density Distribution of Molecular Clouds in the Third Quadrant of the Milky Way
我们已经获得了一个公正的样本的120个分子云在银河系中平面（b $\le |5|^{\circ}$）的第三象限内的银河系经度范围从195 $^{\circ}$到225 $^{\circ}$的列密度图，使用高灵敏度的$^{12}$ CO和$^{13}$ CO（$J=1-0$）的数据从银河系成像卷轴画（MWISP）项目。用对数正态（LN）函数和对数正态加幂律（LN+PL）函数拟合了云的氢分子柱密度的概率密度函数（N-PDF）。根据N-PDF的形状，将分子云分为三类，即，LN、LN+PL和UN（不清楚）。约72%的分子云属于LN类，LN+PL类和UN类分别占18%和10%。在N-PDF的宽度$σ_s$和分子云的平均柱密度$N_{H_2}$之间存在幂律标度关系$σ_s\propto N_{H_2}^{0.44}$。然而，$σ_s$显示与云的质量无关。发现分子云的归一化柱密度的色散$σ_{N/\rm <N>}$和音速马赫数$\mathcal{M}$之间存在相关性。总体而言，正如数值模拟预测的那样，具有活跃恒星形成活动的分子云的N-PDF往往具有幂律高密度尾部的N-PDF。
2022-06-08 astro-ph.GA
A scaling relation for the molecular cloud lifetime in Milky Way-like galaxies
我们研究的时间演化的分子云跨越三个银河系一样孤立的盘星系模拟在时间分辨率为1万年，并在一个范围内的空间分辨率跨越两个数量级的空间尺度从~10 pc到~1 kpc。以最高空间分辨率生成的云演化网络包含了不同星系动力学环境中累积的约80，000个独立分子云。我们发现，云进行合并的速度成正比的交叉时间之间的质心，但它们的物理性质在很大程度上是不敏感的这些相互作用。在气盘的标度高度以下，云的寿命服从$τ_{\rm life} \propto \ell^{-0.3}$与云的大小$\ell$的标度关系，与坍缩形成恒星并被恒星反馈分散的过密度一致。在盘的标度高度以上，这些自引力区域不再被分辨，因此标度关系变成了一个约1300万年的常数，与在附近盘星系中观察到的气体盘的湍流穿越时间一致。
2021-05-05 astro-ph.GA
Accretion History of the Milky Way Dark Matter Halo and the Origin of its Angular Momentum
在邻近星系的引力场模型中，进入银河系和大麦哲伦云的暗物质流产生了银河系暗物质晕的生长历史，最终的角动量大致在观测方向上，它在大麦云周围产生了类似于麦哲伦流的暗物质流。
2014-08-25 astro-ph.GA
On the physical mechanisms governing the cloud lifecycle in the Central Molecular Zone of the Milky Way
我们适用于分析理论的环境依赖的分子云寿命的银河系的中央分子带。在这个理论中，云的寿命在银河系中心的时间尺度的引力不稳定性，银河系剪切，周转摄动和云云碰撞相结合。我们发现，在银河系中心半径$\sim 45$ - $120$ pc，对应的位置的“100 pc流”，云的演变主要是由引力坍缩，与云的平均寿命在1.4和3.9百万年之间。在所有其他的银河系中心半径，银河系剪切占主导地位的云的生命周期，我们预测，分子云是分散在3和9百万年之间的时间尺度，没有显着程度的恒星形成。沿着100-pc流的外缘，在半径100和120 pc之间，周转摄动和引力自由落体的时间尺度是相似的。这种相似的时间尺度支持的假设，根据轨道的几何形状和时间的轨道阶段，云崩溃和恒星形成的100-pc流可能是由近心点的潮汐压缩触发。根据推导出的时间尺度，这应该发生在大约20%的所有吸积事件到100 pc流。
2018-05-07 astro-ph.GA
Dark matter neutrinos: A proposed mechanism for the stellar rotational velocity curve of the Milky Way
观测到的银河系自转速度曲线与当前引力动力学理论的不一致是有据可查的。这条曲线意味着存在着比可观测到的质量大得多的物质，即暗物质。目前的模型估计暗物质的数量约占总物质的85%。本文探讨了相对论中微子作为暗物质的一个潜在来源，并提出了一个粗糙的双星吸积模型机制，在银河系的中心，他们的生产。结果表明，这是符合目前的引力理论，银河系的观测速度曲线和当前的估计比例的暗物质重子物质的85%的顺序。
2020-06-30 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
Deflection of the hypervelocity stars by the dance of the Milky Way and Large Magellanic Cloud
被银河系中心的超大质量黑洞弹射的恒星将如此迅速地逃离银河系，以至于它们的轨迹几乎是直线。以前的工作已经表明，这些“超高速恒星”随后如何被银河系和大麦云云（LMC）的引力场偏转，但忽略了考虑银河系的反射运动，以响应飞越的LMC。这种运动的一个结果是，我们今天在银河系外围看到的超高速恒星是在数亿年前从银河系中心的地方被喷射出来的。这种视角的变化导致超高速恒星的轨道发生明显的偏转，这与银河系和大麦哲伦星系的引力引起的偏转具有相同的量级。我们量化这些偏转通过模拟生产的超高速恒星在一个孤立的银河系（球形或扁平的暗物质晕），在一个固定的地方银河系与通过LMC，并在银河系中的响应通过LMC。测量这些偏转所需的自行精度将有可能与盖亚和拟议的GaiaNIR后续任务相结合，这些测量将解锁超高速恒星作为银河系形状，LMC质量以及这两个星系舞蹈的探针。
2020-04-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Life Cycle of Dust in the Magellanic Clouds and the Milky Way
在很大程度上，我们对尘埃生命周期的理解是基于对银河系和麦哲伦云的观测和理论研究，这将是本文的主题。在过去的几年里，已经积累了大量的观测与前所未有的空间分辨率的银河系。它允许调查尘埃生命周期的不同阶段，从恒星源的形成到恒星形成区的破坏和超新星冲击。观测尘埃排放，消光，光的偏振，和星际元素在太阳附近的耗尽提供了最准确的约束参考尘埃模型应用于研究河外星系。然而，由于高度消光、视线上的混乱和距离的巨大不确定性，银河系盘中星周尘埃和星际尘埃的全球空间研究变得复杂。相比之下，在天空中的有利位置和麦哲伦云的接近允许详细的多波长研究尘埃形成的恒星星族和调查的变化的星际颗粒性质的整个星系。它们使理论计算的全球星尘产生率与观测结果之间的第一次比较成为可能，这证实了累积星尘质量与观测到的星际尘埃质量之间的差异--“缺失的尘埃源”问题。对大麦云星云中尘埃生命周期的模拟表明，银河系中主要的尘埃来源ISM中的地幔吸积导致的尘埃增长可能是LMC中现有尘埃质量的原因。我们将比较来自不同来源的尘埃输入到银河系和麦哲伦云的尘埃预算，这揭示了这些尘埃来源的作用如何取决于金属丰度。
2014-07-31 astro-ph.GA
The Circumgalactic Medium of Milky Way-like Galaxies in the TNG50 Simulation -- II: Cold, Dense Gas Clouds and High-Velocity Cloud Analogs
我们使用TNG 50模拟的IllustrisTNG项目研究冷，致密的气体云在环星系介质（CGM）的银河系类星系。我们发现，他们的CGM通常充满了一百（千）的顺序合理（边际）解决云，可能的类似物的高速云（HVC）。星系之间的云丰度有很大的差异，我们探索的云的物理性质-质量，大小，金属丰度，压力和运动学-也是不同的。我们量化的云属性和云背景对比度的分布，提供理想化的模拟宇宙学输入。云的特征是具有亚太阳的金属丰度，不同的形状，小的超密度（$χ= n_{\rm cold} / n_{\rm hot} \lesssim 10$），大部分是流入的，并具有亚维里旋转。在TNG 50分辨率下，解析云的中值质量为$\sim 10^6\,\rm{M_\odot}$，大小为$\sim 10$ kpc。较大的云在数值上收敛得很好，而最小的云的丰度随着分辨率的增加而增加，正如预期的那样。在TNG 50 MW类晕中，云相对于其周围环境的总（热）压力略微（严重）欠压，这意味着磁场可能很重要。云并不是均匀地分布在整个CGM中，而是聚集在其他云周围，通常靠近富含重子的卫星星系。这表明，至少有一些云来自卫星，通过直接冲压压力剥离或其他方式。最后，我们比较了从真正的银河系晕的中高速云的观测。TNG 50显示了与观测结果相似的云速度分布，并预测了目前难以检测的低速云的重要人口。
2023-03-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Notes on counter-orbiting globular clusters in the Milky Way
认为银河系中逆行旋转的球状星团可能起源于麦哲伦云星系引力扰动引起角动量改变的反对称球状星团。结果表明，轨道靠近“银河-麦哲伦云”系统拉格朗日点的银河系球状星团，在几个Gyr时间尺度内可以改变角动量的符号。
2014-07-07 astro-ph.GA
Molecular Clouds in the Second Quadrant of the Milky Way Mid-plane from l$=$104$.\!\!^{\circ}$75 to l=119$.\!\!^{\circ}$75 and b=$-$5$.\!\!^{\circ}$25 to b=5$.\!\!^{\circ}$25
我们研究了银河系中面第二象限1 $=$ 104 $.\!\!^{\circ}$ 75 ~ 1 $=$ 119 $.\!\!^{\circ}$ 75和b $=-$ 5 $.\!\!^{\circ}$ 25至b $=$ 5 $.\!\!^{\circ}$ $.\!\!^{\circ}$ 25使用$^{12}$ CO，$^{13}$ CO，和来自银河成像卷轴画项目（MWISP）的C $^{18}$ O $J=1-0$发射线数据。我们已经确定了857和300云的$^{12}$ CO和$^{13}$ CO光谱立方体，分别使用的DENDRONOTES + SCIMES算法。估算了分子云的距离，并将分子云的质量、大小和表面密度等物理性质制成表格。英仙座旋臂中的分子云比本星系旋臂中的分子云质量大50倍，体积大6倍。然而，这一结果可能受到距离选择效应的影响。云的表面密度在英仙座臂中增加，平均值为$\sim$ 100 M $_{\odot}$ pc $^{-2}$。我们从$^{12}$ CO星表中选择了40个最扩展的（$>$ 0.35 arcdeg $^2$）分子云来构建H $_2$柱密度概率分布函数（N-PDF）。约有78%的分子云的N-PDF在高密度下与对数正态函数拟合良好，偏差很小，对应的恒星形成区的尺度在Local臂为$\sim$ 1-5 pc，在Perseus臂为$\sim$ 5-10 pc…
2021-02-24 astro-ph.GA
The Milky Way's halo in 6D: Gaia's Radial Velocity Spectrometer performance
盖亚的径向速度谱仪（RVS）自初始调试以来已在常规阶段运行了一年多。RVS继续工作良好，但高于预期水平的杂散光降低了极限幅度。在V = 16.5 mag时，G2 V星的任务结束径向速度（RV）性能要求为15 km/s。相反，在15 < V < 16 mag时达到15 km/s的精度，与预测损失1.4 mag的模拟一致。模拟还表明，更改盖亚的机载软件可以恢复约0.14 mag的损失。因此，盖亚的机载软件在2015年4月进行了升级。介绍了这一新的调试期的状况，以及RVS光谱地面处理的最新科学性能。我们说明的影响RVS限制幅度盖亚的银河系的晕在6D使用盖亚宇宙模型快照（GUMS）。
2016-09-12 astro-ph.GA astro-ph.IM
The effect of the deforming dark matter haloes of the Milky Way and the Large Magellanic Cloud on the Orphan-Chenab stream
最近的研究表明，大麦云云（LMC）对银河系的恒星晕和恒星流有着重要的影响。在这里，我们探讨如何变形的银河系和LMC的暗物质晕影响恒星流，以及这些影响是否是可观察的。特别是，我们专注于孤儿Chenab（OC）流，特别接近LMC，并跨越了银河系的晕的很大一部分。我们代表银河系-LMC系统使用基函数展开，捕捉它们的演变在$N$体模拟。我们提出了这个系统的属性，如每个星系的密度和力场的演变。OC流是在这种随时间变化的变形势中发展起来的，我们研究了银河系和LMC的各种时刻的影响。我们发现，模拟的OC流的强烈影响的变形的银河系和LMC，这种影响是远远大于目前的观测误差。特别是，银河系偶极子对流的影响最大，其次是LMC的四极子和LMC的四极子。探测到这些效应将证实一个关于无碰撞冷暗物质的关键预测，并将是对替代暗物质和替代引力模型的有力检验。
2022-11-10 astro-ph.GA
Temperature asymmetry in the Milky Way's hot circumgalactic medium induced by the Magellanic Clouds
Kapteyn Astronomical Institute, University of Groningen（格罗宁根大学卡普坦天文研究所）
研究通过流体动力学/N体模拟探讨大麦哲伦星云通过是否导致银河系热环状介质的温度不对称性，发现星云运动使银河系盘压缩南部环状介质气体，导致温度升高，与观测一致。
2026-04-09 astro-ph.GA
A High-Velocity Cloud Impact Forming a Supershell in the Milky Way
星际空间中的中性氢原子（HI）气体在很大程度上被组织成细丝、环和壳层，其中最突出的是“超壳层”。这些巨大的结构需要$\gtrsim 3 \times 10^{52}$ erg来形成，一般认为是由OB星协中的多颗超新星（SNe）爆炸或高速云（HVC）坠落到银河系盘面的撞击产生的。在这里，我们报告的检测千秒差距（kpc）大小的超壳在银河系的外围与紧凑的HVC 040+01 $-$ 282（以下简称CHVC 040）在其几何中心使用“内星系阿雷西博L波段饲料阵列”HI 21厘米的调查数据。这两个天体的形态和物理性质表明，CHVC 040可能是附近破裂星系的碎片，也可能是来自星系间吸积流的云，在$\sim 5$ Myrs前与盘碰撞形成了超壳层。我们的结果表明，一些紧凑的HVC可以通过星系晕的旅行，并注入能量和动量到银河系盘。
2016-07-26 astro-ph.GA
Observational Evidence of Dynamic Star Formation Rate in Milky Way Giant Molecular Clouds
已知星系尺度上的恒星形成是一个缓慢的过程，但在较小尺度上是否缓慢还不确定。我们交叉关联5469巨分子云（GMCs）从一个新的全天空目录与256恒星形成复合体（SFCs），建立一个样本的191 SFC-GMC复合体--收集多个云每个匹配到191 SFCs。这些云所包含的恒星的总质量是从WMAP的自由-自由通量推断出来的。我们测量了GMC质量、维里参数、恒星形成效率$ε$和单位自由落体时间的恒星形成率$ε_{\rm ff}$。$ε$和$ε_{\rm ff}$的范围都超过3- 4个数量级。我们发现，68.3%的云落在$σ_{\logε}=0.79\pm0.22\,{\rm dex}$和$σ_{\logε_{\rm ff}}=0.91\pm0.22\,{\rm dex}$的中位数。与这些观察到的散射相比，具有依赖于宿主GMC性质的与时间无关的$ε_{\rm ff}$的简单模型预测$σ_{\logε_{\rm ff}}=$为$σ_{\logε_{\rm ff}}=$ 0.12-0.24。考虑到时间变量$ε_{\rm ff}$，我们可以恢复恒星形成速率的大色散。这有力地表明，银河系中的恒星形成是一个GMC尺度上的动态过程。我们还表明，银河系的表面恒星形成率分布与分子气体表面密度分布相关。
2016-09-09 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
Broken degeneracies: the rotation curve and velocity anisotropy of the Milky Way halo
我们使用银河系中心距离为16 < r/kpc < 48的遥远的蓝色水平分支恒星作为银河系暗晕的运动学示踪剂。我们模型的示踪剂密度作为一个扁圆形，幂律嵌入在一个球形幂律潜在的。使用分布函数的方法，我们估计总的幂律势和速度各向异性的晕示踪剂。我们测得势能的斜率为γ ~ 0.4，50千秒差距内的总质量为~ 4 × 10^11 M_sol。示踪剂的速度各向异性径向偏置β ~ 0.5，这是在良好的协议与当地的太阳附近的研究。我们的结果提供了一个精确的外圆速度分布的银河系，并建议一个相对较高的浓度暗物质晕（c_vir ~ 20）。
2012-05-29 astro-ph.GA
A detection of H$_2$ in a high velocity cloud toward the Large Magellanic Cloud
这项工作提出了一个新的检测H $_2$吸收产生的高速云（HVC）与银河系或大麦云（LMC）。这种吸收剂是在大麦哲伦星系恒星Sk-70 $^\circ$ 32的远紫外光谱探测器档案中发现的。这是在银河系晕中发现的第五个被充分表征的H $_2$吸收体，也是在麦哲伦流和桥之外发现的第二个这样的吸收体。吸收体的静止中心速度为$+$ 140 km s $^{-1}$，H $_2$柱密度为$10^{17.5}$ cm $^{-2}$。它最有可能是在较温暖和较弥散的晕云中较冷和相对致密的包裹体（$T\approx 75$ K，$n_{\rm H}\sim 100$ cm $^{-3}$）的一部分。这个晕云可能是仍在上升的银河系喷泉流的一部分，也可能是大麦云云的外流。
2022-04-19 astro-ph.GA
Where do High-Velocity Dark Matter Particles come from in the Milky Way?
本研究通过大体积暗物质模拟，发现银河系中高速暗物质粒子比例平均约为1.3×10^-5，且主要来自大麦哲伦云，邻近大质量晕可将其密度提升约10倍。
2025-02-24 astro-ph.GA
The connection between the host halo and the satellite galaxies of the Milky Way
银河系的暗物质晕的许多性质，包括其质量组装历史，浓度和晕下人口，仍然缺乏约束。我们探索这些属性的银河系和它的卫星星系人口之间的联系，特别是麦哲伦云的存在的银河系晕的属性的含义。利用一套高分辨率的$N$ -体模拟方法对最终Mvir ~ 10^{12.1}Msun的银河系质量晕进行了模拟，发现类麦哲伦云卫星的存在与宿主晕的组装历史、浓度和晕下的人口数密切相关，因此具有麦哲伦云的银河系质量晕系统具有较低的浓度，更快的近期吸积，比相同质量的典型光环质量更大。使用灵活的半解析星系形成模型，调整到重现银河系的经典矮星系与马尔可夫链蒙特卡罗的恒星质量函数，我们表明，采用主机晕不同的质量组装历史和浓度，可以导致不同的最佳拟合模型的星系形成物理，特别是反馈的强度。这些偏差的出现是因为麦哲伦云的存在增加了高质量暗晕的总体数量，因此需要不同的恒星质量与晕质量比来匹配数据。这些偏见也导致显着差异的质量-金属丰度关系，低质量卫星的运动学，与麦哲伦云相关的小卫星的数量计数，以及银河系本身的恒星质量。因此，对这些星系性质的观测可以对银河系晕的性质提供有用的约束。
2016-07-27 astro-ph.GA
Seeding the formation of cold gaseous clouds in Milky Way size halos
我们使用一个最高分辨率的宇宙学SPH模拟到目前为止，证明冷气体云形成银河系大小的星系。我们进一步探索机制负责其形成，并表明，大部分的云起源于晚时间的“冷模式”吸积的结果。在这里，仍然比周围的晕气体更冷和更密集的细丝不能直接连接到星系，因为它们在高红移时可以直接连接到星系，而是容易受到冷却和瑞利-泰勒不稳定性的联合作用，在中间半径的晕内导致冷，致密的压力限制云的产生，没有相关的暗物质成分。这个过程是通过热的晕气体和晕形成期间的膨胀激波对进入的细丝的压缩来帮助的。与以前的模型不同，我们的机制直接从具有大量局部超密度的气体中播种云，并为云复合体的起源提供了一个通道。这些云稍后会“下雨”到星系上，为恒星的形成提供燃料。由于细丝的截面相对较大，气体携带的净角动量也较大，因此这些云将分布在星系周围的一个适度平坦的区域。
2009-07-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Modeling the Milky Way wind: Supernova-driven outflows accelerate HI clouds near the Galactic center
Università di Firenze（佛罗伦萨大学）；INAF - Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切特里天文台）；Research School of Astronomy and Astrophysics, The Australian National University（澳大利亚国立大学天文学与天体物理学研究学院）
研究通过半解析模型揭示超新星驱动喷流如何加速银河中心附近中性氢云，并解释云的加速机制及质量损失过程。
2026-01-08 astro-ph.GA
The Global Escape Velocity Profile and Virial Mass Estimate of The Milky Way Galaxy from Gaia Observations
盖亚超高速星（HVS）的运动学观测结果支持本地逃逸速度约为700 km/s，比传统估计高出近40%。结合HVS和矮星系的卫星数据显示，银河系的全球逃逸速度曲线平滑地追踪了从中央棒到最遥远的卫星星系的连续开普勒下降。我们揭示了一个强大的上界重子质量差异（最大相对加速度）维里定理，并获得了一个基本的和普遍的质量差异-加速度关系维里化紧凑的宇宙对象。
2022-10-15 astro-ph.GA
The role of galactic dynamics in shaping the physical properties of giant molecular clouds in Milky Way-like galaxies
我们研究的作用，大规模的银河系动力学环境中设置的性质的巨大分子云在银河系般的星系。我们进行了三个高分辨率模拟银河系一样的光盘与移动网格流体动力学代码Arepo，产生一个统计样本的$\sim 80,000$巨大的分子云和$\sim 55,000$ HI云。我们占气体，动量和热能注入超新星和HII地区，质量注入恒星风，和非平衡化学的氢，碳和氧的自引力。通过改变外部引力势，我们探测了银河系动力学环境中的轨道角速度，引力稳定性，中面压力和银河系旋转曲线的梯度跨越一个数量级。模拟的分子云相对于周围的星际介质是高度过密的（$\sim 100\times$）和超压的（$\sim 25\times$）。它们的重力湍流和恒星形成特性与银河系中平面的动力学无关，因此kpc尺度的恒星形成率表面密度只与银河系中平面每单位面积的分子云数量有关。尽管如此，星云的旋转特性与星系剪切和引力自由落体的速率之间仍有着明显的、天文学意义上的相关性。我们发现，银河系的旋转和引力不稳定性可以影响它们的伸长率，角动量和切向速度色散。HI云的较低压力和密度允许更大范围的显着动力学相关性，反映了分子云的旋转特性，同时也显示了它们的引力和湍流特性与银河动力学环境的耦合。
2020-06-30 astro-ph.GA
Kinetic Tomography. II. A second method for mapping the velocity field of the Milky Way Interstellar Medium and a comparison with spiral structure models
在这项工作中，我们推导出一个空间分辨地图的视线速度的星际介质，并使用它，随着第二个地图的视线速度从本系列论文I，以确定在银河系的气体螺旋结构的性质。这张地图是根据APOGEE巡天对恒星光谱中1.527 $μ$ m星际弥散带（DIB）的测量结果绘制的，覆盖了距离北银河面最近的4-5千秒差距。我们交叉检查这个新的基于DIB的视线速度图与论文I中导出的地图，发现它们一致。然后，我们比较这些地图与准静态密度波螺旋结构和动态，或材料，在银河系类星系的螺旋结构模拟的视线速度图。虽然从这些模拟中得出的地图都与银河系的测量速度场不完全匹配，但测量结果与动态螺旋结构的模拟更加一致。在与测量结果最匹配的动态螺旋结构模拟中，英仙座的螺旋臂被破坏了。
2018-08-03 astro-ph.GA
The Milky Way's rowdy neighbours: The effects of the Large Magellanic Cloud and Sagittarius Dwarf on the Milky Way Disc
本文通过四个10^9粒子的N-body模拟，研究大麦哲伦云和射手座矮星系对银河系星系盘的独立与综合影响，发现两者作用可分离且重现了观测到的大径向速度波，强调建模时需同时包含两者。
2024-11-14 astro-ph.GA
The total mass of the Large Magellanic Cloud from its perturbation on the Orphan stream
在Koposov等人的一篇配套论文中，来自\textit{Gaia}数据发布2的RR天琴座被用来证明孤儿星流中的恒星具有与流迹显著不对准的速度矢量，这表明它已经从银河系的卫星接收到了大的引力扰动。我们认为，这样的不匹配不会出现由于任何现实的静态银河系的潜力，然后探讨微扰效应的大麦云云（LMC）。我们发现，LMC可以精确地产生所观察到的运动轨迹失配，因此，我们使用孤儿流来测量云的质量。我们同时适合银河系和LMC的潜力，并推断，总LMC质量$1.38^{+0.27}_{-0.24} \times10^{11}\,\rm{M_\odot}$是弯曲的孤儿流所需的，第一次表明，LMC有一个大的和可测量的影响绕银河系的结构。这对任何假设示踪剂围绕静止的银河系运行的技术都有深远的影响。此外，我们测量银河系质量在50千秒差距为$3.80^{+0.14}_{-0.11}\times10^{11} M_\odot$。最后，我们用这些结果来预测，由于银河系的反射运动在响应大麦哲伦星系，银河系的恒星晕的郊区应该表现出大量的，向上的运动。
2019-05-14 astro-ph.GA
Hydrogen in diffuse molecular clouds in the Milky Way: Atomic column densities and molecular fraction along prominent lines of sight
最近的亚毫米波和远红外波长的观测吸收在旋转基态线的各种简单分子对遥远的银河系连续源打开了研究整个银河系扩散分子云的化学的可能性。为了计算丰度，必须知道分子和原子氢HI的柱密度。我们的目标是确定位于视线上的扩散云的氢原子柱密度，该视线朝向一个突出的高质量恒星形成区域的样本，这些区域是用赫歇尔上的HIFI仪器进行了深入研究的。基于Jansky甚大阵列数据，我们采用21厘米HI吸收线技术来构建我们的目标源的HI不透明度与径向速度的配置文件。这些配置文件相结合，较低的分辨率档案数据的扩展HI排放计算的HI柱密度的个别云沿视线。我们采用贝叶斯推断来估计导出量的不确定性。我们的研究提供了可靠的估计原子氢柱密度为大量的弥漫分子云在不同的银河系中心的距离。再加上从HIFI观测到的替代物中获得的分子氢的柱密度，这些测量结果可以用来表征云的特征，并研究它们的化学性质对分子分数的依赖性。
2017-02-20 astro-ph.GA
A Uniform Catalog of Molecular Clouds in the Milky Way
Dame，Hartmann，& Thaddeus（2001）的全银河系CO巡天是迄今为止最统一、最大规模的银河系CO巡天。使用树状图为基础的分解，这一调查，我们提出了一个目录的1064个大规模的分子云在整个银河系平面。这个星表包含$2.5 \times 10^8$太阳质量，或银河系估计的H $_2$质量的$25^{+10.7}_{-5.8} \%$。我们通过多个象限跟踪一些旋臂中的云。拉森第一定律的功率指数，即尺寸-线宽关系，在所有区域都是0.5-可能是由于观测偏差-但在银河系内部的云在给定尺寸下系统地具有显着（~ 30%）更高的线宽，表明它们的线宽部分由银河系环境设定。内星系与外星系的云的质量函数在定性和定量上都是不同的。内银河系的质量谱最好用截断幂律来描述，幂指数为$γ=-1.6\pm0.1$，截断质量上限为$M_0 = (1.0 \pm 0.2) \times 10^7 M_\odot$，而外银河系的质量谱最好用非截断幂律来描述，截断质量上限为$γ=-2.2\pm0.1$，这表明内银河系比外银河系能够形成和容纳更多质量的GMC。此外，我们还模拟了银河系将如何出现在CO从河外的角度来看，与其他星系的CO地图进行比较。
2016-02-08 astro-ph.GA
Star Formation Efficiencies and Lifetimes of Giant Molecular Clouds in the Milky Way
我们使用的13个最明亮的WMAP银河系自由-自由源，负责33%的银河系的自由-自由发射的样本，调查恒星的形成。该样本包含40个恒星形成复合物，我们结合这个样本与巨分子云（GMC）目录在文献中，以确定主机GMC的32个复合物。我们估计了恒星形成效率和每自由落体时间的恒星形成率。我们发现，GMC的范围从0.002到0.2，电离光度加权平均GMC = 0.08，相比之下，银河系的平均值= 0.005。转到每自由落体时间的恒星形成率，我们发现值的范围高达1。通过电离光度加权，我们发现，平均值为0.16 - 0.24取决于系统的年龄估计。这又一次比银河系范围内的平均值0.008大得多。我们表明，在我们的样本中发现的平均质量的巨大分子云的寿命是17 ± 4百万年，大约两个自由落体的时间。拥有最明亮的星团的GMC正在被这些星团破坏。因此，我们解释的范围内的时间变化的变星形成率的结果，恒星形成率的主机分子云的年龄增加，直到恒星破坏云。这些结果与银河系GMC中恒星形成率由超音速湍流性质决定的观点不一致
2010-07-19 astro-ph.GA
A Genetic Approach to the History of the Magellanic Clouds
麦哲伦云的历史研究使用N体流体动力学模拟的初始条件由遗传算法设置。这种技术使我们能够通过直接比较模拟与观测约束来确定银河系周围麦哲伦云的可能轨道。我们探讨了麦哲伦云与银河系相互作用的参数空间，把麦哲伦云的自行、银河系暗物质晕的维里质量和浓度参数（$c$）作为自由参数。这里提出的最佳轨道方案被认为是两套不同的参数的银河系盘和凸起组件。太阳位置的总圆速度（$\rm{R_{\odot}}=8.5\,\rm {kpc}$）直接从相应的银河系质量模型的旋转曲线计算。我们的分析表明，麦哲伦云至少在$3\,\rm{Gyr}$内在银河系维里半径内轨道运行，即使是低质量的晕也是如此。然而，这仅在浓度参数（$c\ge20$）的高值时才有可能。在这里介绍的两个轨道模型中，麦哲伦云之间的相互作用能够再现麦哲伦系统的观测特征。
2014-07-31 astro-ph.GA
Influence of the cosmic repulsion on the MOND model of the Magellanic Cloud motion in the field of Milky Way
在冷暗物质（CDM）晕模型的框架下，最近的研究表明，宇宙斥力对银河系引力场中麦哲伦云（MC）的运动有非常重要的影响.然而，有一个替代CDM晕解释的旋转曲线在旋涡星系的外围，基于修正牛顿动力学（MOND）。因此，我们在MOND理论的框架下研究了宇宙斥力在确定MC运动中的作用。我们的结果表明，在MOND框架中的宇宙斥力的影响，无论是小的和大的MC的运动也是非常显着的，但它是一个不同的字符比在CDM晕模型的框架。此外，我们表明，在CDM晕和MOND模型的框架中的MC运动是subtantially不同的，可以作为这些根本不同的方法来解释与星系和卫星星系的运动有关的现象的测试。
2013-12-03 astro-ph.GA
Why is the Milky Way X-factor Constant?
CO-H2转换因子（Xco;也被称为X因子）在银河系和本星系群（除了SMC）中被观察到非常恒定。到目前为止，我们对Xco为什么应该如此恒定的理解仍然很差。使用极高的分辨率（~ 1 pc）的星系演化模拟和分子线辐射转移计算相结合，我们建议，XCO显示在银河系中的值范围很窄，由于分子云共享非常相似的物理性质。在我们的模型中，这本身就是恒星反馈与引力坍缩竞争的结果。其寿命由辐射反馈调节的GMCs显示出窄范围的表面密度，温度和速度色散，其值与银河系中看到的相当。因此，这些云的X因子与当地小组的观测数据显示出合理的对应关系，并且范围相对较窄。另一方面，无反馈的云坍缩到比银河系更大的表面密度，因此导致X因子与银河系相比系统性地过大。我们的结论是，GMCs内的辐射反馈可以产生类似于在银河系中观察到的云属性，因此在正常的，静止的云大致恒定的银河系X因子。
2013-12-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Milky Way Joins the Extragalactic World: I. PHANGS
The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）；INAF-IAPS（意大利国家天体物理研究所空间天文与物理学中心）；INAF, Sezione di Lecce（意大利国家天体物理研究所莱切分部）；University of Kentucky（肯塔基大学）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；Max Planck Institute for Radio Astronomy（马克斯·普朗克射电天文研究所）；The Ohio State University（俄亥俄州立大学）
本研究以PHANGS项目方法分析银河系分子云星表，发现其耗尽时间特性与河外星系相似，明确了影响结果的关键因素及空间分辨率不足的重要影响。
2026-09-21 astro-ph.GA
The two molecular clouds in RCW 38; evidence for formation of the youngest super star cluster in the Milky Way triggered by cloud-cloud collision
本文给出了在$^{12}$ CO（$J=$ 1- 0和3- 2）和$^{13}$ CO（$J=$ 1- 0）跃迁中，两个速度分别为2 km/s $^{-1}$和14 km/s $^{-1}$的分子云向银河系最年轻的超星团RCW 38的分布。$J$ =3--2发射与$J$ =1--0发射的高强度比、连接两个云的速度桥接特征以及它们与红外尘埃发射的形态对应证实了这两个云可能与星团物理上相关。云和星团的总质量太小，无法通过引力约束速度差。我们框架的假设，这两个云是相互碰撞的机会，触发形成的$\sim$ 20候选O星是本地化的$\sim$ 0.3 pc的集群中心在2公里秒的$^{-1}$云。我们认为，碰撞目前正在继续向2公里的部分$^{-1}$云的桥接功能是本地化。这是继Westerlund 2和NGC 3603之后的第三个超级星团，其中云-云碰撞触发了团簇形成。RCW 38是最值得注意和最年轻的星团，可能有O星形成的迹象，也是我们能够见证O星形成的最有希望的地点。
2016-04-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Rotational Velocity Curves in the Milky Way as a Test of Modified Gravity
通过观测确定的星系旋转曲线的半径远远超过星系核心，可以为没有暗物质的修正引力模型提供一个关键的测试。从标量-矢量-张量引力（STVG或MOG）获得的预测旋转速度曲线与没有暗物质晕的银河系的数据非常吻合，质量为$5\times 10^{10}\,M_{\odot}$。修正的牛顿动力学（MOND）预测的速度旋转曲线与实验数据不符。
2014-12-11 astro-ph.GA gr-qc
On the scale-height of the molecular gas disc in Milky Way-like galaxies
利用动网格程序Arepo模拟了一个类银河星系，研究了分子气体盘的尺度高度与分子星际介质湍流速度色散之间的关系.我们发现，分子气体的垂直分布可以用高斯函数描述，具有统一的标度高度~50 pc。我们调查是否这个规模的高度是一致的重力和湍流压力之间的流体静力平衡的状态。我们发现，流体静力学预测使用的总湍流速度色散（如一个将测量从千磅级的观测）给出了一个高估的真实分子盘的尺度高度。使用离散的巨大分子云的质心之间的速度色散（云-云速度色散）的流体静力学预测导致更准确的估计。局部增强的引力场提高了分子云内部的速度色散。我们的研究结果表明，分子气体的观测需要达到单个分子云的尺度，以准确地确定分子盘的尺度高度。
2022-06-29 astro-ph.GA
Modelling the non-equilibrium chemistry of the Milky Way's cold nuclear wind
The Australian National University（澳大利亚国立大学）；Università degli Studi di Firenze（佛罗伦萨大学）；INAF - Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切特里天文台）
研究通过建模银河系核风中的冷云化学，发现冷气体可能源自盘状分子云，其失去原子外壳后形成异常大的CO-H2转换因子，表明核流出物可能更重载。
2026-02-14 astro-ph.GA
Satellite galaxies' drag on field stars in the Milky Way
利用GaiaEDR3观测资料，研究了伴星系周围银河系场星的速度色散。对速度色散与卫星星系距离的关系进行了拟合，发现速度色散的梯度与卫星星系的质量有关。利用数量级近似，拟合了卫星星系质量与引力拖曳引起的速度色散梯度之间的线性关系。虽然我们的结果是一个观测的定性结果，但它表明，在未来的观测中，可以得到更好的关系。
2022-06-11 astro-ph.GA
Angular Momentum in Giant Molecular Clouds. I. The Milky Way
我们提出了一个详细的分析，比较在分子云和原子气体，围绕他们的速度场，以解决梯度的起源。为此，我们提出了分子云和周围原子气体的第一时刻强度加权速度图。这些地图是由莱顿/阿根廷/波恩银河系HI巡天的高分辨率13 CO观测和21厘米观测制作的。我们发现：（1）与每个分子云有关的原子气体具有相当大的速度梯度--这意味着分子云具有比周围HI小1-6倍的比角动量。(iii)最重要的是，在分子和原子气体中的速度梯度位置角通常是分开的-在玫瑰花状分子云的情况下多达130度。这一结果反驳了分子云是由原子气体简单的自上而下坍缩形成的假设。
2011-03-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
High-Resolution Images of Diffuse Neutral Clouds in the Milky Way. I. Observations, Imaging, and Basic Cloud Properties
结合来自NRAO绿岸望远镜和甚大天线阵的数据，在银河平面几百pc内的内银河中观测到一组弥漫的星际云，其角分辨率为~1弧分。在云的距离的线性分辨率范围从~1.9 pc到~2.8 pc。这些云被选择在银河平面之外，因此不会与无关的发射相混淆，但在其他方面，它们是银河系的人口。它们位于银河系内部的切点附近，因此距离可以量化：$2.3 \leq R \leq 6.0$ kpc到银河系中心，$-1000 \leq z \leq +610$ pc到银河系平面。这些是第一批弥漫的中性HI云的图像，它可能构成ISM的相当大的一部分。峰HI柱密度范围为$N_{HI} = 0.8-2.9 \times 10^{20}$ cm $^{-2}$。云的直径在10到100 pc之间变化，它们的HI质量从不到100到几千Msun不等。这些云除了形状极不规则外，没有任何形态上的一致性。其中一个云可能位于来自银河系核心的热风中，而另一些云则显示出两种截然不同的热相，这与星际介质的平衡模型所预期的一样。
2015-06-11 astro-ph.GA
The effect of Large Magellanic Cloud on the satellite galaxy population in Milky Way analogous Galaxies
观测工作表明，银河系中最亮的两个卫星星系，大麦云（LMC）和小麦哲伦云（SMC），在银河系类似物中是罕见的。然后，有趣的是，知道是否存在大规模的卫星有任何影响的整个卫星人口MW类似物。在这篇文章中，我们研究这个问题，使用半分析模型结合千年II模拟。类MW星系被定义为具有与MW相似的恒星质量或暗物质晕质量。我们发现，在第一种情况下，晕质量更大，有，平均而言，在银河系类似物的卫星，如果有一个巨大的卫星星系在系统中的两倍。这主要来自于晕形成的偏差。如果使用晕质量选择MW类似物，则差异较小。我们还发现，卫星星系的分布稍有不对称性，主要集中在中央星系与大质量卫星星系的连线上。大麦哲伦星系在吸积时平均带来了14.7个具有$M_{r}<0$的卫星星系，其中4.5个卫星星系距离大麦哲伦星系仍在50kpc以内。考虑到其他卫星，我们预测LMC有7.8颗卫星具有50 kpc。通过将我们的模型与SAGA的早期数据进行比较，我们发现SAGA比我们的模型预测有更多的明亮卫星和更少的昏暗卫星。未来需要与最终SAGA数据进行比较。
2019-05-19 astro-ph.GA
Gould's Belt: Local Large Scale Structure in the Milky Way
古尔德带是一个平坦的局部系统，由年轻的OB星、分子云和中性氢组成，距离太阳500 pc。它与银道面倾斜约20度，其速度场明显偏离银河系遥远中心的旋转。我们讨论了它的起源可能的模型：自由膨胀从一个点或从一个环，膨胀的壳，或碰撞的高速云与银河系的平面。目前还没有令人信服的模型。在我们和其他邻近星系的HI和CO分布中发现了类似的结构。
2017-05-17 astro-ph.GA
The survival of gas clouds in the Circumgalactic Medium of Milky Way-like galaxies
观测证据表明，低红移星系被多相气体的扩展晕所包围，即所谓的“环星系介质”（CGM）。为了研究CGM中相对较冷气体（T < 10^5 K）的生存，我们对穿过热（T = 2x 10^6 K）和低密度（n = 10^-4 cm^-3）日冕介质的冷（T = 10^4 K）中性气体云进行了一组流体动力学模拟，这种介质是大银河系距离（~ 50-150 kpc）的类银河系的典型。我们探讨了不同的相对速度和云半径的初始值的影响。我们的模拟是在一个二维网格上进行的，网格尺寸为2 pc，包括辐射冷却，光电离加热和热传导。我们发现，对于大的云（半径大于250 pc），冷气体存活了很长时间（大于2.5亿年）：尽管它们在轨道上部分被破坏并分裂成较小的云团，但冷气体的总质量以非常低的速率减少。我们发现，热传导起着重要的作用：它的作用是阻碍形成的流体动力学不稳定性的云日冕界面，保持云紧凑，因此更难以破坏。从我们的模拟中提取的柱密度分布与低温离子（例如SiII和SiIII）和高温离子（OVI）观察到的分布是相容的，一旦我们考虑到OVI覆盖的区域比冷气体更广泛，因此，它更有可能沿着通用视线被检测到。
2017-05-19 astro-ph.GA
Magnetic fields in our Milky Way Galaxy and nearby galaxies
我们银河系和邻近星系的磁场已被星光偏振、尘埃颗粒和云在毫米和亚毫米波长的偏振发射、云或团块的谱线或脉泽线的塞曼效应、星际磁场中相对论电子的漫射射电同步辐射、背景射电源的法拉第旋转以及我们银河系的恒星等所揭示。我们利用脉冲星自转测量数据观测到了银河系中磁场的许多细节，而我们很容易得到附近星系中磁场的整体结构。一般来说，旋涡星系中的磁场可能具有大尺度结构。场跟随旋臂，具有或不具有场方向反转。在螺旋星系的晕中存在磁场，并且可能也具有像环向场和极向场那样的大尺度结构，但似乎比盘中的磁场稍弱。在某些星系的中心区域，极向场被探测到为垂直分量。从大尺度弥散星际介质到分子云，再到恒星形成区的云核或脉泽斑团，星系中的磁场方向似乎在云形成和恒星形成过程中一直保持不变。星系中的磁场对动力学是被动的。
2013-08-04 astro-ph.GA
And yet it moves: The dangers of artificially fixing the Milky Way center of mass in the presence of a massive Large Magellanic Cloud
最近的研究表明，大麦云云（LMC）的质量可能比以前认为的要大得多，我们探讨了惯性银心参考系的近似是否仍然有效，在这样一个大规模的LMC的存在。我们发现，以前的估计LMC的轨道周期和远心点距离推导出假设一个固定的银河系显着缩短模型，银河系被允许自由移动，以响应LMC的引力。保持其他参数不变，有利于第一次下降的模型的比例减少。由于这种相互作用，银河系内部50 kpc的质心可以在很短的时间内在相空间中发生显著的位移，范围从0.3到0.5 Gyr，位移量高达30 kpc和75 km/s。此外，我们表明，大麦哲伦星系的引力和银河系的响应可能会显着影响人马座矮星系（Sgr）的潮汐碎片的轨道和相空间分布。这种影响大于先前基于LMC单独扭矩的估计。因此，Sgr将碎片沉积在与现在的Sgr轨道平面不一致的天空区域。此外，我们发现，适当占银河系围绕其共同的质心与大麦哲伦星系的运动显着修改远心点之间的角距离和倾斜的轨道极点，减轻以前的模型和观测之间的紧张关系。虽然这些模型在性质上是初步的，但它们突出了在对银河系和本星系群中的物体进行运动学建模时，考虑MW和LMC之间的相互引力相互作用的重要性。
2015-02-13 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
Gravitational Binding and Star Formation in Molecular Clouds of the Milky Way
本研究通过CO巡天和压力束缚维里平衡模型，估计了银河系分子云的引力束缚与恒星形成特性，发现维里参数随银心距增加，且耗散湍流云可形成恒星并匹配观测的恒星形成率。
2025-08-07 astro-ph.GA
Tracing the Magellanic Clouds Back in Time
在一些简化的假设下，给出了麦哲伦云、银河系和M31的过去运动的解，并拟合到云和M31的实测速度。星系被建模为孤立的物体，红移约为10，当它们的速度相对于宇宙的一般膨胀很小时，与结构增长的引力不稳定性相一致。本星系群外的质量被模拟为第三个大质量动力学因素，它负责云的角动量。在这些假设下，一个合理的解要求银河系的圆速度v_c在200 ~ 230 km/s之间。在v_c和外部质量位置的选择所允许的适度变化范围内，该解似乎是唯一的。在这个解中，高红移的原麦哲伦云位于银河系的南极附近（以现在的方向），距离银河系约200 kpc，并以约200 km/s的速度移动。
2009-07-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
