观测到的Milky Way星系旋臂切线星表

诺玛螺旋臂：大尺度螺旋角

The Norma spiral arm: large-scale pitch angle

在银河系内部，我们用双切线方法统计了最近绘制的诺玛臂在两个银河系象限（在l=328度和l=20度附近的银河系象限切向观测）的平均俯仰角，得到-13.7 +/-1.4度。我们与文献中的其他测量方法进行了比较。此外，使用最新公布的俯仰角的数据和最新公布的数据的径向起点的四个臂（RGal = 2.2千秒差距）在每个银河系的象限，修正的速度图的诺玛旋臂，以及其他旋臂在银河系中，在每个银河系的象限。

2017-08-23astro-ph.GA

Milky Way的臂切线和螺旋结构;年龄梯度

Arm Tangents and the spiral structure of the Milky Way ; the Age Gradient

从太阳上看，我们银河系每个旋臂的边缘（沿视线切向看）可以产生许多见解。使用不同的臂示踪剂（尘埃，脉泽，同步辐射，CO气体，疏散星团），我们在这里观察到的第一次年龄梯度（约12 +/-2百万年/千秒差距），很大程度上由密度波理论预测。这意味着臂状示踪物以大约81 +/-10 km/s的相对速度离开尘埃带。然后，我们比较最近从盖亚卫星获得的光学数据，有关的旋臂。

2021-10-28astro-ph.GA

在经典银河系模型框架内理解对旋臂的EROS2观测

Understanding EROS2 observations toward the spiral arms within a classical Galactic model framework

EROS已经在远离银河系中心的银河系平面上寻找了四个方向的微透镜。星表光学深度的解释由于源距分布的扩展而变得复杂。我们比较EROS微透镜观测与银河系模型，调整到适合EROS源目录，并考虑到所有的观测数据，如微透镜光学深度，爱因斯坦交叉持续时间，和颜色和星等分布的编目恒星。我们使用依巴谷数据库、银河质量分布和星际消光表模拟了EROS类源目录。考虑到EROS的恒星探测效率，我们能够产生模拟的颜色星等图，适合观察到的图表。这使我们能够估计与测量值直接可比的平均微透镜光学深度和事件持续时间。贝桑松模型和我们的银河系模型都使我们能够充分理解EROS色星等数据。从这些模型计算的平均光学深度和平均事件持续时间是在合理的协议与观察，因此，我们的模拟可以更好地了解微透镜事件中的透镜和源的空间分布。通过模拟改变银河系的结构参数，我们还能够推导出对盘运动学的约束，盘恒星质量函数（IMF在距离太阳几kpc的距离），以及银河系平面中致密物体的厚盘的最大贡献（Mthick < 5 - 7 x 10**10 Msun在95%，取决于模型）。我们还表明，对我们的监测方向之一的微透镜数据是显着敏感的银河酒吧参数，虽然需要更大的统计数据，以提供竞争力的限制。

2017-06-04astro-ph.GA

EROS2对旋臂微透镜事件的研究：完整的七个季节的结果

The EROS2 search for microlensing events towards the spiral arms: the complete seven season results

EROS-2项目旨在寻找任何致密恒星场的微透镜现象。银河系旋臂的致密部分已经被监测，以最大限度地提高银河系盘和凸起恒星的微透镜信号。12.9在7个季节里，我们对银河平面上远离银河中心的4个方向的100万颗恒星进行了监测。共发现了27个微透镜事件候选者，并对其中22个最佳事件的光学深度进行了估算。一阶解释表明，一个标准的磁盘和一个拉长的凸起的简单的银河系模型与我们的观察是一致的。我们发现，对完整的EROS编目的螺旋臂的恒星的平均微透镜光学深度是$\barτ =0.51\pm .13\times 10^{-6}$，一个数字是稳定的选择标准时，适度变化。由于EROS星表在$I_C=18.5$之前已基本完成，因此用$I_C<18.5$（$\barτ=0.39\pm >.11\times 10^{-6}$）估算的亮靶星子样本的光学厚度更容易解释。我们所观察到的微透镜现象与一个简单的银河系模型是一致的。更精确的解释需要更好地了解目标恒星的距离分布，或者基于银河系模型的模拟。为此目的，我们定义和讨论的光学深度的概念，为一个给定的目录或为一个极限星等。

2009-01-09astro-ph.GA

模拟Milky Way类似物螺旋臂示踪剂的合成观测

Synthetic observations of spiral arm tracers of a simulated Milky Way analog

内容：法拉第旋转测量（RM）常用于研究银河系电离介质内的磁场强度和方向。观测表明，旋臂中的RM超过了通常假设的范围。这就提出了一个问题，即在什么条件下螺旋臂会产生如此强大的RM。目的：通过对星际介质的激波压缩，研究旋臂对银河系RM的影响。最近有人提出，人马座螺旋臂在RM中创建了一个强峰，其中视线（LOS）与臂相切，并且增强的RM沿着相交的LOS。我们试图了解产生这种效应的物理条件和观察几何的作用。研究方法：本文利用磁流体力学方法对银河系型旋涡星系盘中的多相ISM进行了模拟，并结合辐射转移计算了不同示踪剂对旋臂结构的影响。对于嵌入在磁盘中的观察者，尘埃强度，同步辐射和分子气体观测的运动学推导，以确定螺旋臂切线。RM通过圆盘计算，并针对不同的观察者位置进行评估。观察者的视角与观察者周围的局部气泡的参数有关。结果：我们重现了散射的切点为不同的示踪剂约$6^\circ$每个旋臂类似于银河系。至于RM，该模型表明，ISM的压缩和螺旋臂中磁场的相关放大使RM在磁盘平均贡献的基础上增加了几百拉德$m^{-2}$。在银河系内部，沿着视线的RM中的臂间对比度大约为10，在银河系外部衰减到~2。我们确定了一个鲨鱼鳍一样的模式，在RM银河系的观测以及合成的数据，是螺旋臂的特点。

2020-07-21astro-ph.GA

星系M51 II中[ CII ]的SOFIA巡天。[ CII ]和CO跨螺旋臂的运动学

A SOFIA Survey of [CII] in the galaxy M51 II. [CII] and CO kinematics across spiral arms

我们提出了第一个完整的，速度分辨[CII] 158微米的M51大设计螺旋星系的图像，观察SOFIA上的upGREAT仪器。[CII]是星际介质（ISM）各相的重要示踪剂，包括电离气体、中性原子和扩散分子区域。我们将[CII]数据与HI，CO，24 μ m尘埃连续体，FUV和近红外K波段观测相结合，以研究ISM在M51旋臂上的位置-位置和位置-速度空间的演变。我们的数据显示，在HI，12 CO，和[CII]在恒星臂的位置（由K波段数据跟踪）与上游分子气体（由12 CO跟踪）和下游恒星形成（由[CII]跟踪）之间的位置-速度空间的明显偏移的强烈速度梯度。我们比较所观察到的位置-速度地图与合成观测的数值模拟的星系与动态和准静止稳定的螺旋臂，预测切向和径向速度在螺旋臂的位置。我们发现，我们的观察，根据观测到的速度梯度和CO和[CII]之间的相关偏移，是一致的存在的冲击在螺旋臂的内部部分的M51和在臂连接的同伴星系，M51 b，在外部部分的M51。

2020-08-21astro-ph.GA

将Milky Way的磁旋结构叠加在恒星旋臂上--独特的银河系磁场反转区与两个银河系旋臂段的匹配

Superposing the Magnetic spiral structure of the Milky Way, on the stellar spiral arms -- Matching the unique galactic magnetic field reversal Zone with two galactic spiral arm Segments

为了精确定位螺旋臂中同步加速器总强度发射的峰值位置，我们使用螺旋臂位置的地图（从观察到的臂切线）。因此，在银河系第一象限的一个典型旋臂中，我们发现同步辐射的峰值位于距旋臂内臂边缘（热尘带）约220 ± 40秒差距处，虽然大多数银盘具有顺时针的大尺度磁场，但我们作了统计分析，更精确地界定了具有逆时针银盘磁场的较小反向环。我们发现一个环宽为2.1 +/-0.3 kpc（沿银河系半径测量），距离银河系中心5.5至7.6 kpc）。环不与单个螺旋臂重叠-它包含两个不同螺旋臂的节段。利用最近对旋臂位置的描绘，场反转环被认为包含了十字座-半人马座旋臂（在银河系第四象限）和人马座旋臂（在银河系第一象限）。

2022-10-27astro-ph.GA

到Milky Way星系盘螺旋臂的引导地图

A guided map to the Spiral arms in the galactic disk of the Milky Way

给出了最近历史的最新概述，旨在为文献提供一个有用的工作指南，同时介绍关键系统和观测结果，从太阳开始，走向银河系中心和部分Galactica Incognita，以及更远的地方。首先，我们提出了一个银河系的盘平面的观测视图（制图。动力学、化学横切、磁性）。这包括银河系圆盘中的四条长长的旋臂（图1），它们的几何形状（图2），分量，速度（图3），它们的宽度和内部层以及洋葱状的有序偏移（图4），银河系中心附近的中央条、臂切线、臂间距和臂形状、臂起点（图5），以及螺旋臂中其他可能的参与者，如磁场（图6）和暗物质含量。之后，我们提出了一个基本的分析，从星系臂形成的一些理论预测：数值模拟或分析理论，和观测检查从各种数值模拟和分析（理论）模型的预测。

2017-11-14astro-ph.GA

模拟星系中的气体速度图：螺旋结构理论的观测诊断

Gas velocity patterns in simulated galaxies: Observational diagnostics of spiral structure theories

关于孤立盘星系中的恒星旋臂有两种理论，它们模拟了具有不同长度的恒星旋臂：准稳态密度波理论，它将螺旋描述为刚性旋转，长寿命的模式（即稳态螺旋），以及动态螺旋理论，它将螺旋描述为差异旋转，瞬态，循环模式（即动态螺旋）。为了区分这两个螺旋模型的观测，我们研究了这两个螺旋模型预测的气体速度模式在流体动力学模拟之间的差异。我们发现，相对于气体密度峰值（即气体臂）的速度模式的方位角相位在两个模型之间不同，气流也是如此;然而，速度模式本身对于两个模型是相似的。这种相似性表明，仅仅存在流动运动并不能决定性地证实定常螺旋模型。然而，我们发现，稳定的螺旋模型表明，气体武器有径向流动的共同旋转半径内的运动，而动态螺旋模型预测，气体武器往往有切向流动的运动。这些差异表明，螺旋臂周围的气体速度模式将使螺旋理论之间的区别。

2016-04-23astro-ph.GA

疏散星团揭示的Milky Way局域螺旋结构的演化

Evolution of the local spiral structure of the Milky Way revealed by open clusters

银河系旋臂的结构和演化是天文学中基本但长期存在的问题。特别是，螺旋臂的寿命仍然是一个谜，并没有很好地约束从观测。在这项工作中，我们的目标是检查这些问题使用一个大的目录疏散星团。我们编制了一个基于盖亚EDR3的3794个疏散星团的星表。这些星团中的大多数都精确地确定了它们的弛豫、自行和径向速度。这些疏散星团的年龄参数是从参考文献中收集或计算的。为了了解附近的螺旋结构及其演化，我们分析了疏散星团子样本的分布、运动学性质、垂直分布和回归性质。我们发现的证据表明，附近的螺旋臂与一个长期存在的螺旋模式是兼容的，并可能在过去的8000万年里保持大致稳定。特别是，我们的太阳目前所在的本旋臂也被认为是长寿的，可能是银河系的主要旋臂部分。附近旋臂的演化特征表明，动力学螺旋机制在银河系中可能并不普遍。相反，密度波理论更符合疏散星团的观测性质。

2021-07-14astro-ph.GA

利用疏散星团重新审视银河系盘与旋臂

Revisiting Galactic disk and spiral arms using open clusters

本研究基于后-Gaia时代最大疏散星团表，利用星团物理参数与3D运动学信息绘制银河系旋臂结构，证实旋臂的瞬态性质，并测得太阳偏移量与标度高。

2023-09-06astro-ph.GA

银河脉泽与旋臂中心的空间和速度偏移

Spatial and velocity offsets of Galactic masers from the centers of spiral arms

一些星系的旋臂理论预测了恒星形成的不同示踪物之间的偏移。我们在这里的目标是找到这样一个偏移之间观察到的无线电脉泽的位置和手臂的位置，使用最近的4臂模型拟合的CO 1-0气体。我们在这里的方法是比较最近的全球4臂螺旋模型（如安装到所观察到的广泛的CO 1-0气体的臂切线）与最近的结果的三角距离的射电脉泽，主臂（天鹅座，诺玛，英仙座，人马座，船底座，盾牌座，和诺玛）。我们的结果表明，大多数射电脉泽位于旋臂的内臂边缘（朝向银河系中心）附近。这些脉泽是从模型臂（宽的CO 1-0分子区域所在的位置）向内偏移0.34（± 0.06）kpc。在径向速度空间，脉泽和CO拟合模型之间的中位偏移约为10（± 1）km/s。根据这里观测到的脉泽是在天鹅座臂中沿银河子午线15 kpc处的宽CO气体径向向内的，银河系盘的共转半径距离银河系中心超过15 kpc，密度波角模式速度小于15 km/s/kpc。臂俯仰角应使用多个臂跟踪器测量，并位于银河子午线的两侧，以确保更好的精度，并避免与单个跟踪器有关的偏差。

2019-08-29astro-ph.GA

关于盖亚疏散星团中的Milky Way旋臂EDR3

On the Milky Way spiral arms from open clusters in Gaia EDR3

上下文驱动银河系旋臂形成的物理过程仍在争论中。使用疏散星团的研究支持根据经典密度波理论将银河系旋臂描述为长寿结构。目前的研究比较盖亚DR2场恒星运动学信息的太阳附近的模拟，找到一个更好的协议与短暂的武器与瞬态行为。目的。我们的目标是提供一个观测，数据驱动的银河系螺旋结构和它的动态使用疏散星团作为主要示踪剂，并将其与基于模拟的方法进行对比。我们使用最完整的银河系疏散星团的目录，与天体测量盖亚EDR3更新的参数，估计的天体物理信息和径向速度，重新访问的性质的螺旋图案的银河系。方法.我们使用一个高斯混合模型来探测年龄小于3000万年的疏散星团的超密度，它们分别对应于英仙座、本星系、人马座和盾牌座的旋臂。我们使用出生地的疏散星团人口年龄小于80百万年，跟踪不同的螺旋臂的演变，并计算其图案的速度。我们分析了疏散星团穿过旋臂的年龄分布，以探讨恒星和旋臂自转速度的差异。结果我们能够增加在银河方位角的范围内，其中目前的旋臂被描述，更好地估计其参数，通过添加264个年轻的疏散星团的84个高质量的恒星形成区域使用到目前为止，从而增加了314%的示踪剂的数量。我们使用的演变的疏散星团从他们的出生位置，发现螺旋臂几乎共同旋转与场星在任何给定的半径，放弃一个共同的螺旋模式的速度为螺旋臂探索。[删节]

2021-05-10astro-ph.GA

人马座旋臂的起点（人马座原点）和诺玛旋臂的起点（诺玛原点）--银河系外圆处模型计算和观测到的旋臂切线-20度< l < +23度

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。

2016-02-05astro-ph.GA

用经典造父变星追踪Milky Way的弯曲臂和旋臂

Tracing the Milky Way warp and spiral arms with classical Cepheids

绘制银河系螺旋结构是一项艰巨的任务，因为太阳位于银河平面上，而且尘埃消光。由于这些原因，射电波长的分子脉泽已经被成功地用来追踪银河系的旋臂。最近，盖亚星系帮助研究了太阳系扩展邻域的螺旋结构。在本文中，我们建议使用造父变星来确定旋臂的位置，因为它们是明亮的年轻超巨星，具有精确的距离（它们是河外距离尺度的第一个阶梯）。它们可以在很远的距离被观察到;因此，我们需要考虑银河系的翘曲。由于更新的中红外测光和最完整的银河造父变星目录，我们使用稳健的回归方法推导出翘曲的参数。使用聚类算法，我们确定了造父变星组后，纠正了他们的银河系距离（小）的影响翘曲。我们推导出新的参数的银河翘曲，我们表明，翘曲不能负责增加分散的丰度梯度在外盘在以前的研究报告。我们表明，造父变星可以用来跟踪旋臂，即使在很大的距离从太阳。我们确定的群体与以前的研究是一致的，这些研究使用年轻的示踪剂（脉泽，OB（A）星）明确推导出旋臂的位置，或者由于盖亚数据而映射太阳附近的上主序星的超密度。

2022-09-06astro-ph.GA

Milky Way中的气体动力学：核棒和3-kpc臂

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%。

2009-01-14astro-ph.GA

DESI中60万星系的旋臂和棒状结构的深度学习分割

Deep Learning Segmentation of Spiral Arms and Bars for 600,000 Galaxies in DESI

University of Hertfordshire（赫特福德大学）；Dunlap Institute for Astronomy and Astrophysics, University of Toronto（多伦多大学邓普天体物理研究所）；Jodrell Bank Centre for Astrophysics, Department of Physics & Astronomy, University of Manchester（曼彻斯特大学物理与天文系乔德雷克天体物理学中心）；Department of Physics and Astronomy, Haverford College（哈弗福德学院物理与天文系）；Masaryk University（马萨里克大学）；Lancaster University（兰卡斯特大学）；The Open University（开放大学）

利用U-net神经网络从DESI Legacy Survey中分割出639,636个星系的旋臂和棒状结构，基于Galaxy Zoo: 3D的像素掩模训练，并展示了模型对环状结构的识别能力。

2026-06-16astro-ph.GAastro-ph.IM

一个大的分子云目录，精确距离银河系盘4千秒差距以内

A large catalogue of molecular clouds with accurate distances within 4 kpc of the Galactic disk

我们提出了一个大的，均匀的分子云目录在4千秒差距内从太阳在低银河系纬度（$|b|$ $<$ 10 \degr）与前所未有的精确距离测定。根据Chen等人提出的三维尘埃红化图和对3200多万颗恒星的色余和距离的估计，我们用层次结构识别方法识别了567个尘埃/分子云，并用尘埃模型拟合算法获得了它们的距离估计。典型的距离不确定性小于5%，据我们所知，这是银河系平面上第一个大的分子云目录，其距离是以直接的方式得出的。云层被认为是沿着人马座，本地和英仙座武器。除了已知的结构，我们提出了一个可能的{ \it支线}的存在，与约34 \degr的俯仰角，连接本地和人马臂在第四象限。我们还导出了这些分子云的物理性质。云的性质在不同参数空间的分布与前人的结果基本一致。我们的云样本是研究太阳附近尘埃和气体浓度及其恒星形成活动的理想起点。

2020-01-31astro-ph.GAastro-ph.SR

用[ CII ]追踪螺旋臂的内部结构：解开WIM、HI和分子发射通道

Internal structure of spiral arms traced with [CII]: Unraveling the WIM, HI, and molecular emission lanes

旋臂切线是确定星际气体组分在旋臂中的分布和研究螺旋密度波对银河系旋臂间气体影响的理想视线。本文给出了用Herschel HIFI观测的[CII]中l = 326.6 ~ 341.4度的大尺度（~ 15度）银道面位置-速度图。我们使用[CII]的l-v地图，以及那些为喜和12 CO，以获得平均谱线强度分布在每个切线的纵向范围。利用VLSR的发射特征，我们沿螺旋臂的横切线定位了[CII]、HI和~（12）CO的发射，在切线处的谱线轮廓中，[CII]有两个发射峰，一个与压缩的WIM有关，另一个与分子气体PDR有关。当表示为穿过螺旋臂的内边缘到外边缘的切口时，[CII]-WIM峰最靠近内边缘，而与分子气体相关的12 CO和[CII]位于最外边缘。HI具有更宽的发射，其中间峰位于更靠近12 CO的中间峰。螺旋臂切线的速度分辨谱线数据揭示了臂中的内部结构，定位了臂内的发射通道。我们解释过剩[CII]附近的切向速度作为冲击压缩的WIM诱导的螺旋密度波和螺旋臂的最内边缘。对于Norma和Perseus臂，我们估计[CII]-WIM中的宽度约为250 pc，12 CO中的宽度约为400 pc，[CII]和12 CO排放的总螺旋臂宽度约为500 pc。WIM中的电子密度约为0.5 cm^-3，比圆盘的平均值高出一个数量级。增强的电子密度的WIM是由螺旋密度波势的WIM压缩的结果。

2015-04-13astro-ph.GA

从旋臂段确定银河系中心距离的几何学方面和检验

Geometric Aspects and Testing of the Galactic Center Distance Determination from Spiral Arm Segments

我们考虑的问题，确定几何参数的银河螺旋臂从其部分，包括距离螺旋极，即，到银河系中心的距离（$R_0$）。关于属于对数螺线的一圈的点的数目和将这个螺线定义为几何图形的问题，已经通过假设已知螺线极点（到银河系中心）的方向，用数值和解析的方法进行了研究。基于所获得的结果，在努力测试的新方法，我们已经构建了一个简化的方法来解决这个问题，包括在寻找中位数的值为每个参数从所有可能的三元组的对象在螺旋臂段满足条件的对象之间的角距离。将该方法应用于英仙座和盾牌座臂脉泽空间分布的数据（Reid等人（2014年）的目录），得出了$R_0 = 8.8 \pm 0.5$ kpc的估计值。用同一星表的脉泽测定了五个旋臂段的参数。我们已经证实了螺旋臂在螺旋角上的差异。脉泽所揭示的臂的俯仰角通常与$R_0$相关，因为$R_0$的增加导致俯仰角的绝对值增加。

2018-02-13astro-ph.GA

6.7 GHz甲醇脉泽描绘的银河系内部主要结构

Major structures of the inner Galaxy delineated by 6.7-GHz methanol masers

我们探讨的6.7 GHz甲醇脉泽的内部结构的背景下，我们的银河系的速度分布。我们分析了这种分布中速度的相关性，并确定了密度增强，这表明大规模区域的增强恒星形成。这些被解释为旋臂的起点和银河棒与3 kpc旋臂的相互作用。甲醇脉泽支持存在一个45度取向的细长棒。可以看到完整的3千秒差距臂结构的特征，包括在银河经度约-22度处的突出切线。我们将这种分布与我们银河系气体动力学的现有模型进行比较。3-kpc的臂结构似乎可能对应于棒的共转共振半径，棒在其内表面，螺旋臂的起点在其外表面。

2011-03-21astro-ph.GA

旋臂对银河系恒星形成的影响

The Effect of Spiral Arms on Star Formation in the Galaxy

我们研究了红色MSX源（RMS）巡天探测到的大质量年轻恒星天体的积分亮度与银河系环巡天区域分子云质量之间的比值，作为银心半径的函数。结果表明，60- 80%的观察到的恒星形成率密度的增加与螺旋臂的功能是由于源拥挤的臂。在其余的部分中，大部分人马座内臂的增加是由于简单恒星形成效率的提高，即每单位分子气体质量的RMS源数量的增加。在英仙座的内侧，剩余的增加是由于一个高于平均的平均源光度，这意味着一个头重脚轻的IMF，这完全是由于存在，在GRS区域，W 49恒星形成复合体，这似乎是特殊的性质。结果还表明，在包括W 43在内的盾牌座切线区域，恒星形成效率在千秒差距尺度上几乎没有增加。我们讨论了螺旋臂在影响恒星形成效率方面可能发挥的作用，并得出结论，最有可能的机制与臂内的轨道拥挤有关。

2012-07-20astro-ph.GAastro-ph.SR

在Milky Way大小的星系模拟中螺旋和棒驱动的特殊速度

Spiral and bar driven peculiar velocities in Milky Way sized galaxy simulations

我们研究了一组银河系大小的螺旋盘星系的模拟中的螺旋和棒结构引起的运动学特征。该集合包括遵循具有刚性旋转螺旋臂的准静态密度波状场景的测试粒子模拟，以及$N$ -承载杆和瞬态、共同旋转螺旋臂的体模拟。从一个类似于太阳的位置，我们计算的径向，切向和视线特有的速度场的补丁的光盘和量化的波动，通过计算功率谱从二维傅立叶变换。我们发现，独特的速度功率谱的模拟与酒吧和瞬态，共同旋转的螺旋臂非常适合的APOGEE红团星的数据，而准静态密度波螺旋模型没有酒吧不。我们确定了功率谱对螺旋臂的数目、螺旋臂的节距角和螺旋臂相对于螺旋臂的位置是敏感的，但是，为了用这种方法充分区分各种螺旋模型，必须超出视线速度场。我们计算了不同区域的螺旋盘的功率谱，并讨论了这种分析技术的应用到外部星系。

2015-08-03astro-ph.GA

Milky Way大小星系数值模拟中的径向迁移

Radial migration in numerical simulations of Milky Way-sized galaxies

我们表明，在N体模拟孤立的螺旋盘，螺旋臂出现瞬态，经常性的功能，共同旋转的恒星盘恒星在所有半径。因此，螺旋臂周围的恒星会持续感受到来自螺旋的切向力，并在螺旋结构存在的所有半径处获得/失去角动量，而不会获得大量的随机能量。我们证明，无处不在的径向迁移在这些模拟中可以被看作是向外（向内）系统的流动运动沿尾（领先）侧的螺旋臂。我们对这些旋涡引起的特殊运动进行了分析，并与由APOGEE红团数据得到的银河系的旋涡运动进行了比较。我们发现，瞬态的，共同旋转的螺旋臂是一致的数据，与密度波状螺旋是定性不一致的。此外，我们表明，在我们的模拟中，径向迁移不会改变径向金属丰度梯度显着，并扩大了金属丰度分布函数在所有半径。

2015-12-07astro-ph.GA

银河系从太阳向外10 kpc的三维结构：银道面大型分子云星表

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。

2024-05-15astro-ph.GA

NGC 6754中正在进行的径向迁移的证据：气体性质的方位变化

Evidence of ongoing radial migration in NGC 6754: Azimuthal variations of the gas properties

了解盘状星系螺旋结构的本质是星系天文学中的主要问题之一，也是尚未解决的问题。然而，理论工作提出了新的可测试的预测，其检测变得可行，最近的发展在仪器。特别是，沿着螺旋臂的流动运动预计会引起给定星系半径的星系化学成分的方位角变化。本文利用VLT/MUSE资料分析了NGC 6754的气体含量，得到了其二维化学成分和H $α$视向速度分布。我们发现，NGC 6754螺旋臂的后缘（前缘）在很大的半径范围内显示出富金属（贫金属）气体的切向较慢、径向向外（切向较快、径向向内）流动运动的特征。这些结果首次为天然气径向运移提供了直接证据。我们比较了我们的结果与气体的行为在一个$N$体盘模拟显示螺旋形态特征旋转类似的速度作为气体在每个半径，在良好的协议与观察到的趋势。这表明NGC 6754中的旋臂特征可能是瞬态的，并且在很大的半径范围内与气体类似地旋转。

2016-10-03astro-ph.GA

沿银河中心视线到Milky Way旋臂的距离和消光

Distance and extinction to the Milky Way spiral arms along the Galactic centre line of sight

太阳在银河系盘内的位置阻碍了对旋臂结构的研究。我们的目标是分析沿着银河系中心（GC）的视线的旋臂，以确定它们的距离，灭绝和恒星人口。我们使用GALACTICNUCLEUS巡天，这是一个JHK的高角分辨率测光星表（0.2”），用于银河系的最内部区域。我们通过$χ^2$最小化将简单的合成颜色-星等模型拟合到我们的数据中。我们计算了探测到的旋臂的距离和消光。我们还分析了消光曲线和检测到的功能之间的相对消光。最后，我们建立了修正后的Ks光度函数（KLF）来研究第二和第三旋臂特征中存在的恒星种群。我们确定了到旋臂的平均距离：$d1=1.6\pm0.2$、$d2=2.6\pm0.2$、$d3=3.9\pm0.3$和$d4=4.5\pm0.2$ kpc，以及平均距离：$A_{H1}=0.35\pm0.08$、$A_{H2}=0.77\pm0.08$、$A_{H3}=1.68\pm0.08$和$A_{H4}=2.30\pm0.08$ ma。我们分析了旋臂中恒星的近红外消光曲线，发现了$A_J/A_{H}=1.89\pm0.11$和$A_H/A_{K_s}=1.86\pm0.11$的平均值，与GC获得的结果一致。这意味着消光曲线的形状不依赖于距离或绝对消光。我们还为每个旋臂建立了消光图，并得出它们是均匀的，可能对应于独立的消光层。最后，通过分析第二和第三旋臂的KLF，我们发现它们具有相似的恒星种群。…

2021-07-29astro-ph.GA

NGC4321恒星形成源的Swift/UVOT星表：反对密度波理论的一个事例

The Swift/UVOT catalogue of NGC4321 star forming sources: A case against density wave theory

我们研究了螺旋星系NGC 4321中的恒星形成区域，利用Swift/UVOT相机的空间分辨率（2.5 arcsec FWHM）和1600-3000 A区域内三个UV通带的可用性，结合SDSS，KPNO/Ha和Spitzer/IRAC的光学和红外成像，获得了三个盘尺度长度的787个恒星形成区域的目录。我们确定的年轻恒星的组成部分和它的关系的螺旋臂的属性。源的Ha光度有强烈的径向下降趋势，表明在星系的中心部分有更多的大质量恒星形成区。当隔离相对于NUV光学颜色，蓝色的来源有一个显着过剩的流量在8微米的红外线，揭示了多环芳烃的贡献，虽然这些来源的整体变红保持低于E（B-V）=0.2马格。螺旋臂的距离的分布进行比较，根据哈光度，NUV光学颜色，或来自人口合成模型的年龄选择的子样本。如果螺旋臂的图案速度恒定-如经典密度波理论所预测的，则这些子样本之间的偏移预期为半径的函数。没有发现显著的偏移，而是有利于图案速度具有径向依赖性的机制。

2012-04-09astro-ph.COastro-ph.GA

银河系中疏散星团的分布

The distribution of open clusters in the Galaxy

在这项工作中，我们探讨了新的星系疏散星团，最近成为可用的目录，包含1750个集群已重新分析使用盖亚DR2目录，以确定恒星成员。我们用年轻的疏散星团作为旋臂的示踪物，测定了银河系的旋臂旋转速度和最强的银河系共振共转半径。这里使用的疏散星团样本增加了Dias等人（2019）在先前确定数十个物体的模式速度时使用的最后一个。此外，距离和年龄值更好地确定，使用改进的等时线拟合，包括更新的灭绝多项式的盖亚DR2光度带通，和银河丰度梯度作为金属丰度的先验。除了更好的年龄测定外，星表还包含了更好的银河平面位置和更好的自行。这使我们不仅可以讨论星团目前的空间分布，而且还可以讨论星团诞生地的空间分布，这是通过积分与其年龄相等的时间的轨道获得的。旋臂的自转速度（$28.5 \pm 1.0$ km s $^{-1}$ kpc $^{-1}$）的值意味着共转半径（$R_c$）接近于太阳银河系轨道（$R_c/R_0 = 1.01\pm0.08$），本文讨论的其他观测证据也支持这一点。给出了一个模拟，说明了在共转的参考系的集群的运动。我们还提出了一般的统计数据的目录集群，如空间分布，分布相对于银河系平面的高度，年龄和金属丰度的分布。空间分布的一个重要特征，在气体分布和其后果的年轻的集群，共转差距进行了讨论。

2021-03-31astro-ph.GA

双组分外环和银河系螺旋结构

Two-component outer ring and the Galactic spiral structure

环R1 R2 '的银河系模型可以解释银河系螺旋结构的一些大尺度形态特征。船底座-人马座臂可以由两个外环R1和R2的上升部分组成，它们在船底座区域附近几乎彼此接触。英仙座和十字臂可以部分地与环R2的下降段相识别。外环双分量模型还可以解释图（l，VLSR）中某些极大值的存在，这些极大值被认为对应于旋臂的切向。在数值模拟的基础上，我们提出了银河系的两个环结构的草图，其中包括酒吧，两个外环，内环，和核气体凝聚，这可能是一个核环。这两张草图都可以解释船底座-人马座臂相对于太阳的位置。

2011-08-18astro-ph.GA

S $^4$ G巡天中旋臂的形状及其与恒星棒的联系

The shapes of spiral arms in the S$^4$G survey and their connection with stellar bars

螺旋星系在本星系中很常见，但它们的形成、演化以及与酒吧的相互作用仍然知之甚少。我们使用的391个附近的星系的S $^4$ G调查的样本，以确定的螺旋臂的缠绕角度和振幅作为光盘属性的函数，如酒吧的强度，在所有类型的螺旋（大设计，多臂，絮状）。我们从3.6 $μ$ m去投影图像中获得全局俯仰角，i）单个对数螺旋段的平均测量值，以及ii）32个星系的子样本，从2-D傅立叶分析。螺旋的强度由切向力与径向力的比值和归一化的$m=2$傅立叶密度振幅来量化。在具有多个对数段的星系中，螺旋螺距角的变化平均为$\sim 10^{\circ}$，但最大可达$\gtrsim 15-20^{\circ}$。当$1 \lesssim T \lesssim 5$时，棒星系和非棒星系的全局俯仰角与哈勃型的分布（$T$）非常相似。大多数旋涡星系（$>90\%$）都被$T>5$阻挡。螺旋角与钢筋强度无关，与螺旋强度关系不大。对于所有类型的螺旋，螺旋的振幅与杆强度相关（并且与杆长度不太紧密）。的平均俯仰角是几乎不相关的超大质量黑洞的质量（估计从中央恒星速度色散），与中央恒星质量浓度，或与剪切，质疑以前的结果在文献中使用较小的样本。我们没有发现观测证据表明，螺旋臂是由恒星酒吧或不变流形。最有可能的是，倾向于发展强酒吧的磁盘也对突出的螺旋的形成起反应，解释了酒吧和螺旋振幅之间观察到的耦合。

2019-10-14astro-ph.GA

银河系中扰动且增长的疏散星团旋臂结构

The disrupting and growing open cluster spiral arm patterns of the Milky Way

本研究利用盖亚DR3疏散星团目录和动力学模拟，发现银河系旋臂缺乏理论年龄模式且模式速度与旋转曲线一致，否定准稳态密度波理论，表明旋臂为动态多臂结构，本地臂增长而人马-船底臂和英仙臂相反。

2025-01-24astro-ph.GA

星系相互作用中变化的GMC粒子数

The changing GMC population in galaxy interactions

随着现代观测努力的出现，提供了广泛的巨型分子云目录，了解这种云在银河系中的演变是至关重要的。虽然许多以前的数值和理论工作都集中在孤立的磁盘云的属性，很少有人研究云人口在一个相互作用的磁盘系统。本文介绍了第一个研究的结果，通过数值模拟包括恒星形成、星际介质冷却和恒星反馈，研究了经历类似M51潮汐飞行的星系中云种群的演化。我们看到，在伴随通道的尾迹中，云的数量转变为大型的无约束云，最大的云出现在潮汐螺旋臂内，是由大规模的流动运动聚集在一起的短暂的小型云团。当它们离开螺旋臂的保护时，它们就会被剪断。即使在相似的环境中，云似乎也有着不同的生命，有些是由流入旋臂的细丝冲击气体产生的，而另一些则是由有效隔离的较小碰撞对产生的。总的来说，这个云人口产生一个浅的质量函数比孤立的光盘，特别是在武器相比，臂间区域。与M51观测结果的直接比较显示了云量之间的相似性，尽管为M51的质量和轨道模型量身定制的模型似乎有必要精确再现云量。

2018-07-26astro-ph.GA

麦哲伦星云系统的四个主要旋臂

The four leading arms of the Magellanic Cloud system

麦哲伦星系（MCS）通过潮汐力和拖曳力与银河系相互作用。利用帕克斯银河系全天空巡天（GASS）的原子氢，我们探讨了所谓的主导臂（LA）的演变中的阻力的作用。我们提出了一种新的图像识别算法，使我们能够区分功能内的3-D数据立方体（经度，纬度，径向速度）和参数化个人相干结构。我们编制了一个HI对象目录的LA对象在一个区域内的70度x 85度（1.6 SR）的LA区域。该目录包括高于Delta T_b simeq 200 mK的4-sigma阈值的单个LA对象的位置、列密度、线宽、形状和不对称性的信息。我们目前的证据第四臂段（LA 4）。对于所有的LA对象，我们发现一个负相关的速度v_GSR在银河系静止标准框架与麦哲伦经度。高质量物体的径向速度往往比低质量物体的径向速度高。大约1/4的LA天体可以被表征为头-尾（HT）结构。利用图像识别的客观标准，它是可行的，以隔离大部分的LA发射从弥漫的银河系HI气体。一些混合气体成分（我们估计5%）逃脱检测，但我们发现LA的总气体含量比以前假设的高出约50%。这些方法允许LA云的减速被追踪到银河系盘的阻力。导出的速度梯度强有力地支持了整个LA起源于大麦云云（LMC）的假设。LA 4与LA 1相对，我们认为这两个臂是相关的，在空间上跨越约52 kpc。HT结构甚至在银河系盘上方数十kpc的高度跟踪阻力。

2012-08-24astro-ph.COastro-ph.GA

用Gaia DR2星表数据研究OB星的星系动力学

Kinematics of the Galaxy from OB Stars with Data from the Gaia DR2 Catalogue

我们已经选择和分析了OB星的样本与已知的视线速度确定通过地面观测和三角函数的视差和自行从盖亚DR2目录。在我们的样本中，有些恒星的距离是由钙线估算出来的。与三角距离标尺的直接比较表明，钙距离标尺应减少13%。用495颗相对视差小于30%的OB星测定了银河系自转曲线的下列参数：$(U,V,W)_\odot=(8.16,11.19,8.55)\pm(0.48,0.56,0.48)$ km s $^{-1}$，$Ω_0=28.92\pm0.39$ km s $^{-1}$ kpc $^{-1}$，$Ω^{'}_0=-4.087\pm0.083$ km s $^{-1}$ kpc $^{-2}$和$Ω^{''}_0=0.703\pm0.067$ km s $^{-1}$ kpc $^{-3}$。银河螺旋密度波的参数已被发现从一系列的径向，$V_R,$剩余切向，$ΔV_{circ}$，和垂直，$W,$速度OB星通过应用周期图分析。径向、切向和垂直速度扰动的振幅分别为$f_R=7.1\pm0.3$ km s $^{-1}$、$f_θ=6.5\pm0.4$ km s $^{-1}$和$f_W=4.8\pm0.8$ km s $^{-1}$;扰动波长分别为$ λ_R=3.3\pm0.1$ kpc、$λ_θ=2.3\pm0.2$ kpc和$ λ_W=2.6\pm0.5$ kpc;对于采用的四臂螺旋模…

2018-09-27astro-ph.GA

比较银河系中心棒和旋臂在太阳邻域的动力学效应

Comparing dynamical effects of the central bar and the spiral arms in the solar neighborhood

Universidade de São Paulo（圣保罗大学）；Escola Técnica Estadual Professor Agamenon Magalhães（阿加梅农·马加拉汉斯州立技术学校）

研究银河系中心棒与旋臂在太阳邻域的动力学效应，通过分析恒星运动特征及共振现象，发现旋臂模型在解释运动团形成方面表现更优。

2026-02-28astro-ph.GAastro-ph.SR

盾牌座切线区的恒星形成和银河系环境的影响

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。

2012-03-01astro-ph.GAastro-ph.SR

银河系中6.7 GHz甲醇脉泽及其周围气体的分布特性

Distribution Properties of the 6.7 GHz Methanol Masers and Their Surrounding Gases in the Milky Way

本文更新1092个6.7 GHz甲醇脉泽星表，并利用TMRT观测214个恒星形成区的NH3谱线，揭示银河系不同旋臂及银心距上的气体柱密度与大质量恒星形成分布规律。

2024-02-29astro-ph.GA

银河系内面163个大尺度（>=10 pc）、速度相干细丝的普查：物理性质、致密气体部分和与旋臂的联系

A census of 163 large-scale (>=10 pc), velocity-coherent filaments in inner Galactic plane: physical properties, dense gas fraction, and association with spiral arms

星际介质具有高度的有序性和等级结构，这可能在恒星形成中发挥重要作用。对大尺度暗条的物理参数、分布、结构和运动学进行系统的研究，将有助于我们了解什么样的暗条具有形成恒星的潜力，暗条如何通过暗条为原恒星提供物质，以及恒星形成与银河系旋臂之间的联系。与传统的“通过眼睛”的搜索，我们使用一个定制的最小生成树算法来识别灯丝连接银河系团块从APEX望远镜大面积调查的星系目录。在内银河平面（$|l| < 60^\circ$），我们确定了163个大规模的细丝的物理性质推导，包括致密气体的质量分数，并比较它们与更新的螺旋臂模型在位置-位置-速度空间。致密气体的质量分数在不同的银河系位置上没有显著的差异，在不同的旋臂上也没有显著的差异。我们还发现，加入距离约束后，大部分纤维是臂间纤维，臂内纤维与臂外纤维的差别不大。一个令人惊讶的结果是，在同样大小的情况下，纤维上的团块和纤维上的团块在质量上没有明显的区别。

2022-01-05astro-ph.GAastro-ph.SR

用甚大天线阵新的旋转测量观测模拟银盘中的磁场

Modeling the Magnetic Field in the Galactic Disk using New Rotation Measure Observations from the Very Large Array

我们已经确定了194法拉第旋转措施（RM）的极化河外射电源使用新的，多通道的极化观测频率约1.4 GHz的甚大阵列（VLA）在银河平面的$17^\circ \leq l \leq 63^\circ$和$205^\circ \leq l \leq 253^\circ$。该星表填补了加拿大银道面巡天和南方银道面巡天之间在银道面RM覆盖范围上的空白。使用这个目录，我们已经测试了最近提出的大尺度（或规则）银河系磁场的轴对称和双对称模型的有效性，并发现我们测试的现有模型中，一个轴对称的螺旋模型与逆转发生在环（而不是沿着螺旋臂）最符合我们的观察。在此基础上，我们进行了自己的建模，使用来自河外源和星系的RM。通过建立银河系内外磁场的独立模型，我们得出结论：在内银河系中，磁场紧密地跟随着旋臂，而在外银河系中，磁场则与纯方位角磁场一致。此外，这些模型在外银河系中不包含反转，它们共同表明存在一个从银河系中心螺旋向外的反转区域。

2010-12-14astro-ph.GA

PHANGS-JWST：通过多环芳香烃发射追踪最大的星系分子云目录

PHANGS-JWST: the largest extragalactic molecular cloud catalog traced by polycyclic aromatic hydrocarbon emission

University of Bonn（波恩大学）；Ohio State University（俄亥俄州立大学）；Center for Cosmology and Astroparticle Physics（宇宙学与基本粒子物理中心）；University of Alberta（阿尔伯塔大学）；University of California, San Diego（加利福尼亚大学圣地亚哥分校）；Cardiff University（卡迪夫大学）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）；Universität zu Köln（科隆大学）；Universiteit Gent（根特大学）

通过JWST观测，研究多环芳香烃发射追踪最大星系分子云目录，揭示云团分布与旋臂关系及分子属性变化。

2026-01-13astro-ph.GA

我们的Milky Way星系的螺旋结构

The spiral structure of our Milky Way Galaxy

我们银河系的螺旋结构还不清楚。HII区和巨大的分子云是最突出的螺旋形示踪物。我们从文献中收集了银河系的螺旋示踪数据，即HII区和巨分子云（GMC）。根据HII区的激发参数或GMCs的质量，我们用两个，三个，四个螺旋臂或多项式螺旋臂模型拟合这些示踪剂的分布。如果无法从恒星或直接测量中获得示踪物的距离，则根据Brand & Blitz（1993）的标准旋转曲线（$R_0$ =8.5 kpc）从动力学上估计示踪物的距离，和$Θ_0$ =220 km s $^{-1}$，或新拟合的旋转曲线，其中$R_0$ =8.0 kpc和$Θ_0$ =220 km s $^{-1}$或$R_0$ =8.4 kpc和$Θ_0$ =距离$^{-1}$ 254 km。我们发现，双臂对数模型不能拟合的数据在许多地区。三臂和四臂对数模型能够连接大多数示踪剂。然而，至少有两个观察到的切向不能匹配的三臂或四臂模型。我们构造了一个多项式旋臂模型，它不仅能拟合示踪剂的分布，而且能匹配观测到的切向。使用新的旋转曲线$R_0$ =8.0 kpc和$Θ_0$ =220 km s $^{-1}$和$R_0$ =8.4 kpc和$Θ_0$ =254 km s $^{-1}$的运动学距离的估计，我们发现，HII区和GMC的分布可以很好地拟合模型，虽然结果并没有显着改变与标准$R_0$和$Θ_0$的参数相比。

2009-05-05astro-ph.GA

Milky Way中分子云的统一星表

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。

2016-02-08astro-ph.GA

由经典造父变星追踪的银河系旋臂片段：年龄不均匀性的影响

Segments of spiral arms of the Galaxy traced by classical Cepheids: Effects of age heterogeneity

我们研究了银河系旋臂段的参数对经典造父变星年龄的依赖性。造父变星的目录（Mel'nik et al. 2015）被分为两个样本$-$相对年轻（$P>9^\text{d}$）和相对古老（$P<9^\text{d}$）的对象。螺旋结构的参数分别为两个样本，并共同为年轻和老对象跟踪的两个系统的段的组合确定。对于大多数段，它们的年轻对象和旧对象的参数显著不同。考虑到两个分段系统之间的差异，我们得到了估计$R_0$等于$7.23^{+0.19}_{-0.18}$ kpc，这在现代LMC校准中对应于$R_0={8.08^{+0.21}_{-0.20}}|_{\text{stat.}} {}^{+0.38}_{-0.36}|_{\text{cal.}}$ kpc的值。它示出的段之间的位移并没有减少到仅差旋转的效果。为了解释英仙座和人马座2段的物体的这种位移，我们对在银河系的平滑引力场中移动时段点位置的变化进行了动态建模。在螺旋模式旋转角速度为$Ω_{\text{p}} = 25.2 \pm 0.5$ km s $^{-1}$ kpc $^{-1}$（Dambis等人，2015年）的情况下，观测到的年轻和年老物体上的段之间的位移可以用径向速度为$u = 10 \pm1.5$ km s $^{-1}$的螺旋扰动幅度来解释。对于构造的双螺旋段系统，证明了在不确定度范围内，螺旋段内螺距角不变的假设和螺旋…

2021-04-03astro-ph.GA

星系中的气体动力学：总质量分布和条斑速度

Gas Dynamics in the Galaxy: Total Mass Distribution and the Bar Pattern Speed

银河系中的气体形态和运动学包含了理解银河系形成和演化的关键信息。我们提出了一个高分辨率的流体动力学模拟的基础上，一个现实的禁止银河系的潜力约束最近的观测。我们的模型可以再现所观察到的速度图中的大多数特征，包括中央分子区，近和远3-kpc臂，分子环，和螺旋臂切线。它也可以解释最近的BeSSeL 2调查所获得的脉泽的非圆运动。中心气体的运动学与恒星核盘中质量为$6.9\times10^8\; {\rm M}_{\odot}$的物质相一致。我们的模型预测形成一个椭圆形的气体环周围的酒吧，这是由3-kpc臂，诺玛臂，和酒吧螺旋接口。这个环类似于一些银河系类似物中的“内部”环，具有四方形/花生形凸起。太阳附近气体的运动学由四个主要的恒星旋臂引起的局部旋臂控制。由我们的气体模型约束的条斑速度是$37.5-40\; {\rm km}\;{\rm s}^{-1}\;{\rm kpc}^{-1}$，对应于共转半径$R_{\rm CR}=6.0-6.4\;{\rm kpc}$。我们模型的旋转曲线在中心$\sim5\;{\rm kpc}$内缓慢上升，这比现代放大宇宙学模拟（如御夫座）预测的要陡得多。

2021-11-10astro-ph.GA

基于盖亚DR2星表中OB星的银河系自转

Galactic Rotation Based on OB Stars from the Gaia DR2 Catalogue

我们研究了Gaia DR 2星表中约6000颗具有自行和三角视差的OB星。银河系自转角速度的下列参数已被发现：$Ω_0=29.70\pm0.11$ km s $^{-1}$ kpc $^{-1}$、$Ω'_0=-4.035\pm0.031$ km s $^{-1}$ kpc $^{-2}$和$Ω''_0= 0.620\pm0.014$ km s $^{-1}$ kpc $^{-3}$。对于采用的太阳银心距离$R_0=8.0\pm0.15$ kpc，太阳邻域绕银河系中心的圆自转速度为$V_0=238\pm5$ km s $^{-1}$。螺旋密度波产生的切向和径向速度扰动的振幅分别为$f_θ=4.4\pm1.4$ km s $^{-1}$和$f_R=5.1\pm1.2$ km s $^{-1}$;对于所采用的四臂螺旋模式，扰动波长分别为$λ_θ=1.9\pm0.5$ kpc和$λ_R=2.1\pm0.5$ kpc。太阳在螺旋密度波中的相位是$χ_\odot=-178^\circ\pm12^\circ$。

2019-06-24astro-ph.GA

Bolocam Galactic Plane Survey。XII。用运动学分离法对~（13）CO（1-0）稠密分子云结构进行距离星表展开

The Bolocam Galactic Plane Survey. XII. Distance Catalog Expansion Using Kinematic Isolation of Dense Molecular Cloud Structures With 13CO(1-0)

我们提出了一个扩展的距离目录1,710分子云结构中确定的Bolocam银河系平面调查（BGPS）第2版，代表了近三倍的增长，比以前的BGPS距离目录。我们还提出了一种新的方法，将现有的数据集到我们的贝叶斯距离概率密度函数（DPDF）的方法。为了增加稠密气体示踪剂（例如，HCO ~+（3-2），NH ~ 3（1，1））计算运动距离的视速度，利用银河环巡天13 CO（1-0）数据计算BGPS源的视速度。BGPS源的轮廓用于选择GRS 13 CO数据的区域，以及参考区域以减去包络扩散发射，以产生与BGPS源匹配的13 CO的线轮廓。对于HCO+（3-2）速度的天体，新的~（13）CO（1-0）速度中有\approx 95%与稠密气体的速度一致。提出了一种新的运动学距离模糊度（KDA）分辨率的先验DPDF，它基于一种有效的形式主义，用于将分子云结构与文献中的已知对象相关联。我们之前使用具有三角视差的脉泽目录和具有强大KDA分辨率的HII区域来证明这一点。这里介绍的距离目录包含了20%的BGPS V2源的约束良好的距离估计，典型的距离不确定性\lesssim 0.5千秒差距。大约75%的良好约束源位于6千秒差距的太阳，集中在盾牌Centarus手臂。银河系中心的位置的对象另外跟踪部分人马座，英仙座，外臂在第一和第二银河象限，我们也发现了重要的区域的臂间致密气体的证据。

2014-11-10astro-ph.GA

来自 Gaia DR3 BPRP 光谱的候选红超巨星：从英仙座旋臂到盾牌座-南十字座旋臂

Candidate red supergiants from Gaia DR3 BPRP spectra: From the Perseus to the Scutum-Crux spiral arms

该研究结合 Gaia DR3 与 2MASS，利用颜色、视差距离、消光、BPRP 光谱及光度筛选红超巨星候选体，使高概率样本增加40%，并揭示盾牌座-半人马座旋臂上的新星族。

2025-06-08astro-ph.GAastro-ph.SR

SDSS星系形态分类的机器学习技术。II。0.02

Machine learning technique for morphological classification of galaxies from SDSS. II. The image-based morphological catalogs of galaxies at 0.02<z<0.1

我们应用基于图像的方法与卷积神经网络模型的低红移星系的样本与SDSS DR 9的$-24^{m}<M_{r}<-19.4^{m}$。我们将其分为两个子样本，SDSS DR9星系数据集和Galaxy Zoo 2（GZ2）数据集，分别将其视为推理和训练数据集。因此，我们创建了315782个星系的形态目录，在0.02 <z <0.1，其中形态5类和34个详细的功能（酒吧，环，旋臂的数量，合并等）。首先由基于图像的CNN分类器为216148个星系（推断数据集）定义。对于其余的星系，最初的形态分类被重新分配，就像GZ2项目一样。我们的方法显示出良好的性能，形态分类达到93%以上的准确率为五类形态预测，除了雪茄形（75%）和完全圆形（83%）的星系。主要结果在19468个完全圆形，27321个圆形之间，3235个雪茄形，4099个边缘上，18615个螺旋形和72738个一般低红移星系的研究SDSS样本的目录中。至于通过星系的详细结构形态特征对星系进行分类，我们的CNN模型根据特征、推断数据集中具有给定特征的星系数量以及星系图像质量给出了92 - 99%的准确度。我们证明了具有对抗性验证和对抗性图像数据增强的CNN模型的含义改善了$m_{r}$ <17.7的较小和较暗SDSS星系的分类。

2022-03-12astro-ph.GA

旋涡星系盘中引力位扰动的新模型。应用到我们的银河系

A new model for gravitational potential perturbations in disks of spiral galaxies. An application to our Galaxy

我们提出了一个新的，更现实的，描述扰动的引力势的螺旋星系，具有高斯形槽轮廓的螺旋臂。利用新的微扰势研究了星系盘中稳定的恒星轨道。本文还研究了球核质量对盘内区恒星轨道的影响。新的描述提供了容易控制其潜在的高斯分布的参数的优点。我们发现扰动振幅的范围为400 ~ 800 km ^2 s^{-2} kpc^{-1}，这意味着切向力与轴对称力的最大比值约为3%~ 6%。内Lindblad共振（ILR）和4：1共振之间获得了良好的臂形自一致性。在4：1共振附近，响应密度开始偏离所施加的对数螺旋形式。这会产生分叉，表现为短臂。因此，星系中对完美对数螺旋的偏离可以理解为4：1共振的自然效应。除了4：1共振，我们发现封闭的轨道与我们银河系中观察到的臂相似。在靠近中心的区域，在存在大质量凸起的情况下，拉长的恒星轨道自然出现，没有施加任何条形势，而只是将螺旋扰动向ILR内部延伸了一点。这表明，一个酒吧形成的一半大小约3千秒差距的机制类似的螺旋臂。与以前的正弦函数描述相比，我们采用的势能扰动是自洽方向上的重要一步。我们的模型产生了螺旋结构的现实描述，能够解释一些尚未理解的细节。

2013-01-11astro-ph.GA

从SDSS图像中自动检测星系环

Automated Detection of Galactic Rings from SDSS Images

本研究应用深度学习技术从SDSS DR18星系图像中自动检测环状结构，生成了包含29420个星系的目录，其中4855个高置信度环星系，并发现2087个同时具有棒和环的星系，为研究星系形态结构的起源提供了重要资源。

2024-09-30astro-ph.GA

盖亚本振臂中的恒星高密度

Stellar Overdensity in the Local Arm in Gaia DR2

利用Gaia DR 2和2 MASS点源星表的交叉匹配数据，在90° <= 1 <= 270°范围内，研究了薄盘中~1 Gyr年龄恒星的面密度分布。我们选择了4，654颗在1 Gyr以上的恒星，它们位于颜色-星等图（J-Ks）0与M（Ks）中的一个小盒子区域内，其中距离和红化被校正。所选样本在90° <= 1 <= 190°处显示出一个类似旋臂的过密度。这个过密度位于由高质量恒星形成区（HMSFR）追踪到的局部旋臂附近，但其俯仰角略大于HMSFR定义的旋臂。尽管我们报告的过密度的意义是微不足道的，但它的结构提出了关于两种竞争旋臂的问题，密度波理论和动态旋臂模型。由恒星和HMSFR追踪的臂之间的偏移，即，气体，很难用动态臂情景来解释。另一方面，恒星Local臂的俯仰角，如果得到证实，大于英仙座臂是很难用经典的密度波的情况下解释。如果Local臂处于成长阶段，而Perseus臂处于破坏阶段，则动态臂场景可以解释这一点。我们的结果提供了一个新的和复杂的银河系旋臂的图片，并鼓励进一步的研究。

2019-07-08astro-ph.GA

Galaxy Zoo：3D --用于MaNGA目标Galerkin的众包条形、螺旋形和前景星形掩模

Galaxy Zoo: 3D -- Crowd-sourced Bar, Spiral and Foreground Star Masks for MaNGA Target Galaxies

一致识别星系内部结构的挑战-特别是盘星系的组成部分，如旋臂，酒吧和凸起-阻碍了我们在大样本中研究这种结构的物理影响的能力。在本文中，我们提出银河动物园：3D（GZ：3D）一个建立在Zooniverse平台上的众包项目，我们使用该平台创建空间像素（spatial）地图，以识别29831个星系的星系中心，前景恒星，星系棒和旋臂，这些星系是MaNGA调查的潜在目标（在阿帕奇点天文台附近的星系映射，斯隆数字巡天或SDSS-IV第四阶段的一部分），包括几乎所有的10,010个星系最终观察。我们对非对称内部结构的众包视觉识别为非轴对称过程的进化作用提供了有价值的见解，否则当MaNGA数据立方体被方位平均时就会丢失。我们提供公开可用的GZ：3D目录以及验证测试和示例用例。这些数据可能在未来提供一个有用的训练集，用于自动识别螺旋臂的功能。作为一个例子，我们使用825个星系的样本中的螺旋掩模来测量空间上与螺旋臂相关的恒星形成的增强，我们测量的是背景盘的三倍，以及这种增强如何随半径增加。

2021-08-04astro-ph.GA

Milky Way II中星团的全球巡天。基本参数目录

Global survey of star clusters in the Milky Way II. The catalogue of basic parameters

虽然它们是银河系盘人口的主要组成部分，但对于文献报道的银河系中一半的疏散星团，除了原始位置和近似大小外，什么都不知道。这项研究的主要目标是确定尽可能多的已知疏散星团的一整套统一的空间，结构，运动学和天体物理参数。在PPMXL和2MASS的恒星数据的基础上，我们使用了一个专用的数据处理管道来确定星团区域中恒星的运动学和光度学成员概率。从文献中的3784个目标的输入列表，我们确认，3006是真实的对象，其中绝大多数是疏散星团，但协会和球状星团也存在。对于每一个被确认的天体，我们都确定了星团中心的确切位置、表观大小、自行、距离、颜色过剩和年龄。对于大约1500个星团，这些基本的天体物理参数是首次确定的。对于大部分的集群，我们还推导出潮汐半径。我们估计额外的平均径向速度超过30%的确认集群。目前的样本（称为MWSC）既到达了银河系的中心部分，也到达了它的外部区域。它几乎完全达到太阳1.8 kpc，并且还覆盖了邻近的旋臂。然而，对于最古老的疏散星团（$\log t \gtrsim 9$）的一个小子集，我们发现了一些不完整的证据，距离太阳约1千秒差距。

2013-08-27astro-ph.GA