Open clusters in the Gaia-ESO Survey tracing the chemical history of the Milky Way
盖亚-ESO巡天（GES）是一个大型的公共光谱巡天，旨在用FLAMES@VLT观测我们银河系的主要恒星组成部分。疏散星团的星族研究是GES的主要目标之一。我们提出了一些结果，从第一个18个月的观测，其中，径向金属丰度梯度的初步看法跟踪的疏散星团数据和比较的化学模式的集群位于银河系盘的不同部分。
2015-05-29 astro-ph.GA
Orbits of 152 Globular Clusters of the Milky Way Galaxy Constructed from the Gaia DR2 data
我们介绍了银河系152个球状星团的轨道及其性质，这些星团是使用Vasiliev（2019）列表中的平均Gaia DR 2自行和其他天体测量数据获得的。对于轨道积分，我们使用了基于Navarro-Frenk-White暗晕的银河势的轴对称模型，并由Bajkova和Bobylev（2016）使用Bhattacharjee et.al.（2014）目录中银河系天体在银河系中心距离的广泛区域（高达200 kpc）的圆速度进行了修改。在对所得到的轨道进行分析的基础上，我们修正了Massari等人提出的球状星团子系统的组成。（2019）.
2021-03-03 astro-ph.GA
A PRIMAL view of the Milky Way, made possible by Gaia and M2M modelling
我们已经开发了我们最初的量身定制（M2M）算法PRIMAL，目的是根据即将到来的盖亚数据对银河系圆盘进行建模。从一个类似银河系的N体盘星系模拟中，我们使用M0III恒星作为示踪剂，考虑到灭绝和预期的盖亚误差，创建了模拟盖亚数据。在PRIMAL中，从N体模型计算的观测值与目标星进行比较，在目标星的位置。使用PRIMAL，改变N体模型粒子的质量以再现目标模拟数据，并且通过改变模型粒子的质量来自动调整引力势。我们还对模型粒子采用了一种新的重散射方案，以保持N体模型的质量分辨率相对恒定。我们已经将PRIMAL应用到这个模拟盖亚数据中，我们表明PRIMAL可以恢复银河系棒旋盘的结构和运动学，以及尽管银河系灭绝和观测误差，但棒的表观棒结构和模式速度。
2015-03-05 astro-ph.GA
Comparison of the Orbital Properties of the Milky Way Globular Clusters from the Data of the Gaia DR2 and EDR3 Catalogs
我们提供了152个球状星团的轨道参数的新值，这些参数是使用从盖亚EDR 3目录数据获得的新的平均自行计算的。轨道被集成5 Gyr回在轴对称的三分量的潜力与球形凸起，磁盘组件，和球形暗晕的Navarro-Frenk-White形式，我们使用的旋转曲线与大的银河系中心的距离高达200千秒差距的对象进行了改进。所获得的轨道参数进行了比较的轨道参数的相同的球状星团计算之前在相同的重力位使用自行盖亚DR 2目录数据。确定了轨道发生重大变化的物体。
2021-08-19 astro-ph.GA
Using Gaia for studying Milky Way star clusters
我们审查的影响盖亚数据发布2目录研究银河系球状星团的动力学，专注于两个独立的主题。第一个是对银河系球状星团全体的全6维相空间分布的分析：它们的平均自行（PM）可以精确地测量（低至0.05 mas/yr，包括系统误差）。使用这些数据，和一个合适的ananastrophic的稳定状态的分布函数（DF）的集群人口，然后，我们同时确定这个DF和总银河系潜力的最佳拟合参数。我们还讨论了运动积分空间中可能的相关结构。第二个主题解决了几十个最接近和最丰富的球状星团的内部动力学，再次使用盖亚PM测量速度色散和内部旋转，与空间相关的系统误差的适当处理。在10个集群中检测到明显的旋转特征，还有一些集群显示出>=0.05$ mas/yr的较弱特征。PM的分散配置文件可以可靠地测量到0.1质量/年，并同意以及从文献的视线速度分散配置文件。
2019-07-31 astro-ph.GA
The impact of Gaia on our understanding of the Vast Polar Structure of the Milky Way
银河系（MW）被卫星星系，星团和流的巨大极地结构（VPOS）所包围。对最亮的MW卫星的自行测量表明，它们主要沿着VPOS共轨。这与动态稳定结构一致。假设与VPOS对准的所有卫星也沿着该结构共轨，允许凭经验预测它们的系统自行。要测试远距离的卫星星系的预测，需要高精度的自行测量，例如使用哈勃太空望远镜。然而，对于附近的MW卫星，盖亚将允许测试这些预测，特别是对于卫星的统计样本，因为几乎所有卫星都存在自行预测。这将阐明如何旋转支持的VPOS。此外，盖亚将发现银河系的结构，特别是恒星流。它们与VPOS的一致程度可能进一步限制其稳定性和性质。
2017-10-26 astro-ph.GA
Chemodynamics of the Milky Way and disc formation history: insight from the RAVE and Gaia-ESO surveys
多目标摄谱仪为分析银河系老恒星的化学动力学性质打开了一扇新的窗口。这些分析使我们能够追溯影响银河系演化的内部机制和外部因素，从而了解星系演化的基本方面。在这里，我们提出了最近的结果，从径向速度实验（RAVE）和盖亚-ESO调查。这些巡天以不同的方式探索银河系的性质，包括样本大小和选择、星等范围和光谱分辨率。在这里，我们集中在（i）第一次直接检测的证据径向迁移薄盘内，提供洞察历史的银河系的螺旋结构，和（ii）的化学动力学特征的金属弱厚和薄盘，化学动力学模型仍然有困难在复制。
2016-01-11 astro-ph.GA
A Gaia-Enceladus Analog in the EAGLE Simulation: Insights into the Early Evolution of the Milky Way
我们确定了一个模拟银河系类似的EAGLE套件的宇宙流体动力学模拟。这个星系不仅与银河系有着相似的全局属性，而且被特别选中是因为它的合并历史类似于目前已知的银河系。特别是，我们发现，这个银河系类似物经历了最后一次重大合并（与恒星质量比$\sim 0.2$）在$z\sim 1.2$。我们发现，这种合并影响了当时存在的恒星的动力学性质，有助于形成厚盘，并导致宿主恒星形成率的显着增加。因此，这个物体特别适合于了解银河系的早期演化历史。它也是一个理想的候选人，重新模拟具有更高的分辨率，因为这将允许解决过多的有趣的问题，例如，太阳附近的暗物质的具体分布。
2019-09-09 astro-ph.GA
A Search for Wandering Black Holes in the Milky Way with Gaia and DECaLS
我们提出了一个搜索“超紧凑”星团在银河系中使用盖亚和暗能量相机遗产调查（DECaLS）的组合。这样的星系团，大小约为1 pc，包含500-5000颗恒星，预计将继续与中等质量的黑洞（Mbh~10^3-10^5 M-太阳）相结合，这些黑洞可能被吸积到矮卫星内的银河系晕中。使用半解析模型SatGen，我们发现一个预期的~100个游荡的中等质量黑洞，如果每一个落入卫星主机黑洞。我们在搜索中没有发现任何这样的集群。我们的上限排除了100%的占用率，但并没有对占用率施加严格的限制。当然，我们需要对假定的星团的性质进行更严格的限制，包括它们的假设大小以及紧凑残留物的恒星比例。
2021-05-10 astro-ph.GA
Searching for Hyper-compact star clusters in the Milky Way using LAMOST and Gaia
本研究针对银河系内尚未发现已确认超致密星团的问题，利用Gaia、LAMOST等多台望远镜数据，经筛选和假阳性排除后找到一个超致密星团候选体，为中等质量黑洞研究及后续观测验证提供基础。
2024-04-12 astro-ph.GA
Kinematic characteristics of the Milky Way globular clusters based on Gaia DR2 data
利用Gaia（ESA）Data Release 2的数据，对银河系中的球状星团（GCs）进行了轨道计算。为了探索GC之间可能的近距离接触（或碰撞），使用我们自己开发的高阶phi-GRAPE代码，我们向后和向前整合了119个具有可靠位置和自行的物体的轨道。在计算中，我们采用了一个现实的轴对称银河势（球+盘+晕）。使用不同的撞击条件，我们发现了六个GC中的四对可能在过去5Gyr的半质量半径（碰撞）之和的两倍内经历了一次相遇：Terzan 3- NGC 6553，Terzan 3 - NGC 6218，Liller 1 - NGC 6522和Djorg 2 - NGC 6553。
2023-01-17 astro-ph.GA
Milky Way Subsystems from Globular Clusters Kinematics Using Gaia DR2 and HST Data
我们采用Vasiliev（2019）的151个银河系球状星团的Gaia DR 2自行，结合距离和视线速度来推导它们的运动学性质。为了将星系团分配给银河系厚盘，凸起和晕，我们遵循Posti等人（2018）的方法，他们使用恒星的轨道区分不同的银河系恒星成分。特别是，我们使用的比率$L_{z}/e$，的$Z$投影的角动量的偏心率，人口示踪剂，我们补充从文献和蒙特卡罗模拟中提取的化学丰度。我们发现20个球状星团属于银河系的棒/凸起，35个表现出盘的性质，96个是晕的成员。此外，我们还发现晕状球状星团的自转速度接近于零，平均值为$<Θ>$ =1 $\pm$ 4 km s $^{-1}$ .另一方面，样品的集群，属于厚盘具有显着的旋转与平均旋转速度179 $\pm$ 6公里s $^{-1}$。20个球状星团在银河系的棒/球区域内运行，平均自转速度为49 $\pm$ 11 km s $^{-1}$。
2020-04-28 astro-ph.GA
Spectroscopic and photometric surveys of the Milky Way and its stellar clusters in the Gaia era
这对星团和协会的贡献：一个关于盖亚的RIA研讨会涉及恒星的调查，特别是光谱调查，注意它们对星团研究的影响，以及它们与盖亚的联系。我回顾了我们需要大型光谱测量的一些科学原因，以及这些对仪器提出的要求。然后，我转向对当前和未来仪器的回顾，这些仪器将使我们能够用所需的地基光谱来补充盖亚的出色距离和自行，以获得额外的径向速度和高质量的元素丰度。这是一个非常快速移动的领域，使用现有和未来的4米和8米望远镜多目标光谱仪进行了几次新的调查。由于情况变化很快，很难提供关于所有这些项目的充分信息，但通过与有关网站的链接，读者应能够了解最新的发展情况。
2011-07-11 astro-ph.GA
Gaia Proper Motions and Orbits of the Ultra-Faint Milky Way Satellites
盖亚任务（DR 2）发布的第二个数据提供了一个全面和前所未有的天空平面中天文源运动的图片，从太阳附近延伸到银河系的外部。我提出自行测量的基础上盖亚DR 2的17个超微弱的矮星系在100千秒差距的银河系。我从文献中收集了每个矮星中光谱确认的成员星，这些成员星的亮度足以进行盖亚天体测量，产生的成员样本从三角座II的2颗恒星到牧夫座I的68颗恒星不等。从分光成员星表我估计每个系统的自行。我发现很好的协议与盖亚合作推出的自行牧夫座I和狮子座I。17个矮星中有14个的切向速度被确定为优于50 km/s，比银河系卫星星系的此类测量样本增加了一倍多。眼眶近心点受到很好的约束，中值为38千秒差距。只有一颗卫星Tucana III在银河系中心15 kpc的轨道上，这表明剩下的超暗矮星不太可能经历过严重的潮汐剥离。作为一个群体，超暗矮星处于高速，偏心，逆行的轨道上，几乎所有的空间运动都超过370公里/秒。在低质量（M_vir = 0.8 x 10^12 M_sun）的银河系势中，17个星系中有8个缺乏定义明确的远心，似乎是第一次坠落，这表明银河系的质量可能比以前估计的要大，或者许多超暗矮星与麦哲伦云有关。超暗矮轨道的中位离心率为0.79，与数值模拟中看到的值相似，但与更明亮的矮椭球体的圆形轨道不同。
2018-06-07 astro-ph.GA
Gaia EDR3 proper motions, energies, angular momenta of Milky Way dwarf galaxies: a recent infall to the Milky Way halo
基于 Gaia EDR3 高精度自行运动数据，发现银河系矮星系能量和角动量远大于其他恒星系统且位于近心点，表明其近期落入银河系晕，需重新审视其起源及质量估计。
2023-06-29 astro-ph.GA
Origin of the system of globular clusters in the Milky Way -- Gaia eDR3 edition
本研究基于Gaia eDR3的运动学测量数据，更新了银河系球状星团与其推测前身星系的关联结果，相关关联表可在线获取并将持续更新，同时还将提供CARMA项目的更新年龄估计值。
2025-03-18 astro-ph.GA
Hic sunt dracones: Cartography of the Milky Way spiral arms and bar resonances with Gaia Data Release 2
在本文中，我们介绍了一种新的方法来分析银河系相空间，使我们能够揭示银河系的酒吧和旋臂留下的印记与完整的相空间数据在盖亚数据释放2的恒星。这些数据的前所未有的质量和扩展的空间覆盖范围使我们能够在距离太阳5千秒差距的圆盘中发现六个突出的恒星密度结构。其中四个结构对应于以前在气体和年轻恒星（盾牌-半人马座，人马座，本地和英仙座）中检测到的螺旋臂。其余两个与银河棒的主共振有关，其中共转位于6.2 kpc左右，而林德布拉德共振位于太阳半径之外，约为9 kpc。我们第一次提供的证据留下的印记螺旋臂和共振的恒星密度不依赖于一个特定的示踪剂，通过增强这些不对称留下的签名。我们的方法为研究银河系中恒星星族的形成提供了新的途径。
2020-01-06 astro-ph.GA
The Gaia inertial reference frame and the tilting of the Milky Way disk
虽然银河系盘和暗物质晕对称面之间的精确关系仍然有些不确定，但相对于惯性参考系的时变盘取向似乎是可能的。分层结构形成模型预测，暗物质晕是三轴的，并且以~2 rad/哈勃时间（~30 muas/yr）的特征速率翻滚。这些模型还预测了一个随时间变化的气体吸积，这样盘的角动量矢量应该与晕的角动量矢量不一致。这些效应，以及大麦哲伦星云的潮汐效应，将导致盘的角动量矢量相对于类星体参考系的旋转。我们评估的准确性，从盖亚的位置和自行可以被称为一个运动学非旋转系统，并表明，自旋矢量的变换从任何刚性自洽目录框架的类星体定义的准惯性系统应被定义为优于1 μ as/年。盖亚对这个惯性系的测定将揭示盘方向随时间变化的任何特征，改进银河系的潜力和动力学模型，测试引力理论，并为人马座矮星系和麦哲伦云的轨道演化提供新的见解。
2014-06-01 astro-ph.GA
The angular momentum spiral of the Milky Way disc in Gaia
该研究利用Gaia DR3在太阳邻域发现角动量螺旋，建立整体倾斜扰动的生成模型，为约束银盘扰动与银河系引力势参数提供新框架。
2025-01-07 astro-ph.GA
Milky Way thin and thick disk kinematics with GAIA EDR3 and RAVE DR5
利用GAIA DR 3星表对太阳邻域内银河系盘的运动学进行了详细的分析。为了确定银河系恒星盘的局部运动学，我们使用了278，228颗红巨星分支（RGB）恒星的完整样本，这些恒星分布在一个圆柱体中，以太阳为中心，半径为1 kpc，半高为0.5 kpc。我们分别确定每个银河半球的RGB恒星的运动学性质，以寻找可能的不对称性。RGB星的运动学性质揭示了两个运动学上不同的组成部分的存在：薄盘的平均速度${V_R}, {V_ϕ}, {V_Z}$约为-1，-239，0 km s $^{-1}$，速度色散$σ_R, σ_ϕ, σ_Z$为31，20和11 km s $^{-1}$，厚盘的平均速度分量约为+1，-225，0 km s $^{-1}$，速度弥散为49、35和22 km/s $^{-1}$。我们发现，在银道面以上/以下500 pc的高度，厚盘星约占盘星的一半。如此高数量的RGB恒星与厚盘运动学点在长期演化的银河系厚盘的起源场景。
2022-05-02 astro-ph.GA
The Gaia-ESO Survey: a quiescent Milky Way with no significant dark/stellar accreted disc
根据我们目前的宇宙学模型，像银河系这样的星系在其一生中预计会经历多次合并。最大质量的合并星系将被拖向盘平面，将恒星和暗物质沉积到吸积盘结构中。在这项工作中，我们利用Ruchti等人开发的化学动力学模板来寻找吸积星。我们将该模板应用于Gaia-ESO光谱巡天第三次内部数据发布中的4，675颗恒星样本。我们发现吸积晕星的一个重要组成部分，但没有发现吸积盘组件的证据。这表明，银河系的合并历史相当平静，因为它的圆盘形成于大约80 - 100亿年前，因此没有明显的暗物质圆盘。
2015-04-09 astro-ph.GA
Chronology of our Galaxy from Gaia CMD-fitting (ChronoGal): the early formation of the Milky Way disk and the impact of Gaia-Sausage-Enceladus
本研究利用专为Gaia数据开发的CMDft.Gaia程序拟合颜色-星等图，推导银河系不同组分的动态演化恒星形成历史，明确了厚盘早期形成、GSE并合触发恒星暴及薄盘后续演化的时间线。
2025-03-21 astro-ph.GA
Modelling mass distribution of the Milky Way galaxy using Gaia billion-star map
银河系是一个典型的旋涡星系，它由一个位于中心的黑洞、一个棒状凸起和一个包含旋臂的盘组成。银河系的复杂结构使得模拟其质量分布非常困难和具有挑战性，特别是对于在银河系动力学和演化中起着最重要作用的银河系盘。传统的轴对称盘模型与指数的亮度分布和恒定的质光比假设为银河系盘。为了生成平坦的旋转曲线，还必须包括暗晕。在这里，通过使用最近发布的盖亚十亿星地图，我们提出了一个银河系盘质量分布模型，它是基于恒星密度分布，而不是亮度和质光比。该模型的特点是两个参数，一个凸起半径和特征长度。利用质量分布模型和求解泊松方程的银河系，我们得到了一个平坦的旋转曲线，再现了关键的观察到的功能，而不需要一个黑暗的晕。
2016-12-14 astro-ph.GA
The SkyMapper-Gaia RVS view of the Gaia-Enceladus-Sausage -- an investigation of the metallicity and mass of the Milky Way's last major merger
我们的特点盖亚-土卫二香肠运动学结构最近发现的银河系晕使用光度金属丰度从SkyMapper调查，和盖亚径向速度测量的运动学。通过检查的金属丰度分布函数（MDF）的恒星在运动学/动作空间中，我们发现，$\sqrt{J_R}$与$L_z$空间允许最干净的选择盖亚-土卫二-香肠星与最小的污染，从盘或晕星形成的原位或在其他过去的合并。具有$30 \leq \sqrt{J_R} \leq 50$（kpc km s $^{-1})^{1/2}$和$-500 \leq L_z \leq 500$ kpc km s $^{-1}$）的恒星具有以[Fe/H] $= -1.17$ dex为中心的窄色散，色散为0.34 dex。该[Fe/H]估计值比文献估计值（通过$0.1-0.3$ dex）更富含金属。基于MDFs，我们发现，选择盖亚-土卫二-香肠星在其他运动/行动空间没有额外的人口信息导致污染的样本。根据我们的标准选择的干净的盖亚-土卫二-香肠样品略微逆行，位于高$V_T$晕CMD双序列的蓝色序列。使用来自宇宙学模拟的星系质量-金属丰度关系，并假设平均恒星年龄为10 Gyr，我们估计盖亚-土卫二-香肠祖卫星的质量为$10^{8.85-9.85}$ M $_{\odot}$，这与基于光盘动态和模拟的文献估计一致。为了更复杂地选择纯粹的盖亚-土卫二-香肠星，还需要更多关于详细丰度和年龄的信息。
2020-06-26 astro-ph.GA
Galaxy simulations in the Gaia era
我们生活在这样一个时代，大量的银河系恒星的天体测量、光度测量、星震和光谱数据正在被获取，比大约十年前大了许多数量级。由于盖亚天体测量任务和后续的地面光谱调查，在未来5-10年内，大约有1000 - 2000万颗恒星将获得准确的6D运动学和化学成分测量。KEPLER-2、PLATO和TESS将提供其中很大一部分的星震年龄。在这篇文章中，我们概述了一些悬而未决的问题，有关银河系的形成和演化，并认为，由于在盘状星系的形成所涉及的物理过程的复杂性，在宇宙学的背景下，银河系观测的解释需要数值模拟。我们还详细讨论了银河系厚盘的形成，化学动力学模型和径向迁移的影响。
2017-10-09 astro-ph.GA
The vertical metallicity gradients of mono-age stellar populations in the Milky Way with the RAVE and Gaia data
我们调查了5个单年龄恒星星族的垂直金属丰度梯度0和11 Gyr之间的18 435颗矮星的样本，从交叉匹配的Tycho-Gaia天体测量解决方案（TGAS）和径向速度实验（RAVE）数据Release 5。我们发现的垂直金属丰度梯度和年龄之间的相关性，没有垂直金属丰度梯度在最年轻的人口和越来越陡峭的负垂直金属丰度梯度的老恒星星族。椎间盘平面处的金属丰度在2 - 8 Gyr之间几乎保持恒定，并且对于$8 < τ\leqslant 11$ Gyr人群，金属丰度显著降低。目前的分析还表明，金属丰度的内在分散性随着年龄的增长而稳步增加。我们讨论，我们的结果是一致的情况下，（薄）盘星形成的耀斑（薄）恒星形成盘。
2018-01-15 astro-ph.GA
Evidence for multiple crossings and stripping of Gaia-Enceladus/Sausage across the Milky Way
INAF - Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切尔西天文台）；Dipartimento di Fisica e Astronomia, Università degli Studi di Firenze（佛罗伦萨大学物理与天文学系）；Alma Mater Studiorum, Università di Bologna（博洛尼亚大学）；INAF, Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio（意大利国家天体物理研究所空间科学天文台）；INAF - Padova Observatory（意大利国家天体物理研究所帕多瓦天文台）
研究通过分析Gaia-Enceladus中不同运动学和化学性质的恒星，发现存在两个不同群体，支持其为多阶段吸积事件的证据。
2026-01-30 astro-ph.GA
Mapping the Milky Way Disk with Gaia DR3: 3D extended kinematic maps and rotation curve to $\approx 30$ kpc
我们应用Lucy的反演方法（LIM）对Gaia-DR 3源的视差误差进行统计反卷积，测量了它们在银心距离$R$在8 kpc和30 kpc之间的三维速度分量及其相应的误差和均方根值。我们发现的结果是一致的，通过应用LIM的Gaia-DR 2源，我们得出的结论是，该方法通过改善数据集的统计和降低观测误差，得到收敛和更准确的结果。用LIM重建的运动学图显示，在$R \approx 30$ kpc范围内，银河系的运动是不对称的，各速度分量都有明显的梯度。此外，我们确定了银河系旋转曲线$V_C(R)$到$\approx 27.5$ kpc的圆柱Jeans方程假设一个轴对称的引力势。我们发现，$V_C(R)$是显着下降到最大半径的调查。最后，我们还测量了$V_C(R)$在不同的垂直高度，表明，对于$R <15$ kpc，有一个显着的依赖$Z$，而在较大的$R$的依赖$Z$是可以忽略不计的。
2022-12-07 astro-ph.GA
A Gaia DR2 view of the Open Cluster population in the Milky Way
疏散星团是研究银盘结构和历史的方便探针。它们也是恒星演化研究的基础。第二次盖亚数据发布包含亚毫弧秒级的精确天体测量和毫磁级的均匀测光，可用于测量整个天空中的大量星团。在这项研究中，我们的目标是建立一个成员列表，并获得平均参数，特别是距离，尽可能多的集群，单独使用盖亚数据。我们从文献中汇编了数千个已知或假定的集群。然后，我们将无监督的成员分配代码UPMASK应用于这些集群字段中包含的Gaia DR2数据。我们获得了1229个聚类的成员和聚类参数列表。正如预期的那样，最年轻的星团被认为是紧密分布在银河系平面附近，并跟踪银河系的旋臂，而较老的天体分布更均匀，偏离平面更远，并且往往位于更大的银河系中心距离。由于GaiaDR2天体测量的质量，这项研究中推导出的完全均匀的参数是迄今为止最精确的。此外，我们报告的60个新的疏散星团在本研究中分析领域的偶然发现。
2018-07-12 astro-ph.GA
Tracing the Hercules stream with Gaia and LAMOST: new evidence for a fast bar in the Milky Way
银河系棒的长度和图案速度仍然存在争议。对银河系内部的光度测量和光谱测量，以及气体运动学，都倾向于一个长而缓慢旋转的棒，其共转半径为6千秒差距。另一方面，大力士流的存在，在当地的速度空间有利于一个短而快的酒吧，共转约4千秒差距。这是因为大力士流看起来像是棒的外部林德布拉德共振的典型特征。正如我们最近所展示的，要使这种局部流与缓慢的酒吧相协调，需要找到一种未知的替代解释，例如基于螺旋臂的影响。在这里，通过结合TGAS目录的盖亚DR1 LAMOST径向速度，我们表明，武仙座在速度空间中的位置作为半径的函数，在银河系外确实变化准确地预测快速酒吧模式的速度不低于1.8倍的圆频率在太阳的位置。
2016-11-23 astro-ph.GA
From Gaia to GaiaNIR: II. A new view of the Milky Way bar
Lund University（隆德大学）；Universitat de Barcelona (UB)（巴塞罗那大学）；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)（加泰罗尼亚空间研究学院）；INAF – Osservatorio Astrofisico di Torino（意大利国家天体物理研究所都灵天文台）；Observatoire Astronomique de Strasbourg, Université de Strasbourg/CNRS（斯特拉斯堡天文台，斯特拉斯堡大学/法国国家科学研究中心）；University of Surrey（萨里大学）
本文利用Gaia DR3数据重新评估银河系棒的性质，发现棒的模式速度存在系统偏差，并探讨未来Gaia DR4、DR5及GaiaNIR数据对提升测量精度的潜力。
2026-04-20 astro-ph.GA
From the Outside Looking in: What can Milky Way Analogues Tell us About the Star Formation Rate of Our Own Galaxy?
银河系被描述为一个贫血的螺旋，但它的恒星形成率（SFR）与同行相比异常低吗？为了回答这个问题，我们定义了一个样本的银河系类似物（MWA）的基础上严格削减的最佳文献估计的非瞬态结构特征的银河系。这种选择只产生176个星系从整个SDSS DR7光谱样本中，GZ2的形态分类，从中我们推断SFR从两个单独的指标。发现的平均SFR是$\log(\rm{SFR}_{SED}/\rm{M}_{\odot}~\rm{yr}^{-1})=0.53$，来自SED拟合的标准偏差为0.23 dex，以及$\log(\rm{SFR}_{W4}/\rm{M}_{\odot}~\rm{yr}^{-1})=0.68$，来自中红外校准的标准偏差为0.41 dex。最近对银河系恒星形成率的估计值$\log(\rm{SFR}_{MW}/\rm{M}_{\odot}~\rm{yr}^{-1})=0.22$与这些值的2 $σ$非常吻合，其中$σ$是每个SFR指标分布的标准差。我们推断，银河系，虽然是一个星系的SFR有点低，是不寻常的相比，类似的星系。
2019-09-04 astro-ph.GA
Milky Way total Mass derived by Rotation Curve and Globular Cluster kinematics from Gaia EDR3
利用基于作用的分布函数的银河系的动力学模型，我们估计了它的总质量和密度分布。约束来自盖亚EDR3的球状星团自行，来自基于盖亚DR2数据的旋转曲线，以及来自垂直力数据。我们使用贝叶斯马尔可夫链蒙特卡罗方法来探索参数，其中球状星团分布函数和银河系势是完全约束的。利用数值模拟的方法研究了可能存在大质量大麦哲伦云时，位势约束的不确定性。我们发现大质量的LMC（1.5 $\times10^{11}$ M $_{\odot}$）会影响大半径的MW质量测量，包括银河系和LMC。我们还使用FIRE2 Latte宇宙流体动力学模拟，使模拟数据集从银河系，包括许多非松弛的子结构。我们测试了这些非松弛子结构对最终结果的影响，发现测量的旋转曲线在输入值附近波动在5%以内。通过在选择重子和暗物质的先验质量分布方面保持较大的自由度，导致MW的总质量范围从$5.36_{-0.68}^{+0.81}\times10^{11}$ M $_{\odot}$到$7.84_{-1.97}^{+3.08} \times 10^{11}$ M $\odot$。这包括一个假定的大质量LMC的贡献，并显着缩小了MW总质量范围之前公布。这样的总质量导致暗物质在太阳位置的密度为$0.34_{-0.02}^{+0.02}$ GeV cm $^{-3}$。
2021-11-26 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
First Gaia dynamical model of the Milky Way disc with six phase space coordinates: a test for galaxy dynamics
我们构建了第一个全面的动力学模型的高质量的银河系盘恒星运动学的子集，与完整的6D相空间坐标，由盖亚数据发布2。我们采用轴对称近似，并使用更新的Jeans各向异性建模（JAM）方法，它允许一个通用的形状和径向方向的速度椭球，如盖亚数据所示，以适应的平均速度和所有三个组成部分的内在速度色散张量。银河系是第一个星系的所有内在的相空间坐标是可用的，运动学优于最好的积分场运动学的外部星系。这种情况消除了长期存在的动力学退化，并使其成为第一个动力学模型高度过度约束的运动学。由于这些原因，我们拟合数据的能力为银河系动力学和银河系圆盘中的质量分布提供了一个基本的测试。我们严格限制体积平均总密度对数斜率，在径向范围3.6- 12千秒差距，是$α_{\rm tot}=-2.149\pm 0.055$，并发现暗晕斜率必须显着陡峭的比$α_{\rm DM}=-1$（NFW）。暗晕形状接近球形，其密度为$ρ_{\rm DM}(R_\odot)=0.0115\pm0.0020$ M $_\odot$ pc $^{-3}$（$0.437\pm0.076$ GeV cm $^{-3}$），与先前的估计一致。太阳位置$v_{\rm circ}(R_{\odot}) = 236.5\pm 3.1$ km s $^{-1}$（包括系统学）的圆速度及其缓慢下降的径向趋势也与最近的测定结果一致。
2020-04-21 astro-ph.GA
Milky Way dynamics in light of Gaia
本文综述盖亚（Gaia）任务推动的银河系动力学进展，其高精度观测揭示了银盘、棒/核球及晕的详细结构与非平衡过程，但关键属性认知仍不一致，需更多理论研究以充分利用观测数据。
2025-02-14 astro-ph.GA
Proper motions and dynamics of the Milky Way globular cluster system from Gaia DR2
我们使用盖亚数据发布2，以确定150银河系球状星团（几乎整个已知的人口）的平均自行，与一个典型的不确定性为0.05质量/年的限制，主要是由系统误差。结合他们的距离和视线速度测量从文献中，我们分析了球状星团在6d相空间中的分布，使用位置/速度和动作/角度坐标。在中心10 kpc的星系团的平均旋转速度达到50-80 km/s，速度色散接近各向同性100-120 km/s，而在外部星系团的轨道是强烈的径向各向异性。我们确认在银河系的外部区域的高径向作用的集群的浓度。最后，我们探讨了一系列的平衡分布函数为基础的模型，为整个球状星团系统，以及它们提供的信息，银河系的潜力。星系团的动力学最好用圆周速度在10至50千秒差距之间、保持在210至240公里/秒范围内的模型来描述。
2019-01-14 astro-ph.GA
Kinematic footprint of the Milky Way spiral arms in Gaia EDR3
银河系的旋臂是由恒星数量以及分子云和其他年轻天体的轨迹确定的，然而，它们只是最近才开始从运动学的角度被观察到。利用盖亚EDR 3中薄盘星在扩展太阳邻域周围的运动学，我们创建了由径向、剩余旋转和垂直银河系速度（$U,ΔV,W$）着色的x-y投影。这些地图有丰富的子结构，揭示了银河系圆盘的扰动状态。我们发现，旋转速度和方位角平均速度，$ΔV$，显示至少5个大规模的运动学螺旋，其中两个密切遵循的轨迹人马座，船底座和英仙座旋臂，与俯仰角为9.12 $^{\circ}$和7.76 $^{\circ}$，和垂直厚度分别为$\sim400$ pc和$\sim600$ pc。另一个运动学螺旋位于英仙座臂的后面，看起来像是这个大质量臂留下的旋转速度的扭曲，但在气体/恒星过密中没有已知的对应物。一个较弱的信号接近太阳的位置是目前在我们的三个速度图，似乎是与本地arm. Our分析的银河系盘中的恒星速度显示臂和臂间的运动学差异，有利于银河系的螺旋臂不与光盘共转。此外，我们发现，运动学螺旋cluerous和絮状，揭示了银河系旋臂的基本性质。
2022-03-13 astro-ph.GA
Quantifying torque from the Milky Way bar using Gaia DR2
我们确定银河系酒吧的质量和扭矩，使用盖亚DR 2，通过应用轨道弧方法。在此基础上，我们发现引力加速度不是指向银河系中心，而是指向离银河系中心几度的方向，并提出了银河系棒引起的切向加速度分量。基于我们的模型的计算表明，太阳周围的区域所经历的扭矩是每太阳质量$\approx 2400\, km^2 s^{-2}$。棒的质量估计值为$\sim 1.6\pm0.3\times10^{10} M_\odot$。使用来自盖亚DR 2的大大改进的数据，我们通过局部调整oPDF方法（Han et al. 2016）并使用距离太阳0.5 kpc范围内的$\sim 4\times10^5$恒星的相空间坐标来计算加速度场。在轨道弧方法中，第一步是猜测一个加速度场，然后使用该加速度重建指定区域内所有恒星的轨道。接下来，恒星沿着轨道重新分布，以检查整体相空间分布是否发生了变化。我们重复这个过程，直到我们找到一个加速度场，它导致一个新的相空间分布，与我们开始时的相空间分布相同;然后我们恢复了真正的潜在加速度。
2020-04-23 astro-ph.GA
Gradients of chemical abundances in the Milky Way from HII regions: distances derived from Gaia EDR3 parallaxes and temperature inhomogeneities
利用Arellano-Córdova等人提出的42个HII区的深光谱，我们重新评估了银河系中He、C、N、O、Ne、S、Cl和Ar的径向丰度梯度。（2020年，2021年）和Ménel-Delgado等人（2020年）探索了以下因素的影响：（1）基于盖亚EDR 3弛豫的新距离测定和（2）使用Peimbert的温度波动范例（$t ^ 2> 0$）推导离子丰度。我们发现，基于盖亚EDR 3数据的距离是更一致的运动学的基础上校准的银河系的旋转曲线与射电望远镜，这给更少的色散和不确定性比那些校准与分光光度恒星距离。基于盖亚星系的距离--DR 2或EDR 3--消除了以前在小于$\sim 7$ kpc的距离上测定银河系梯度时观察到的内部扁平化。假设$ t ^ 2> 0 $ --不仅对O而且对其余元素--确定的丰度和梯度不受丰度差异问题的影响，并且对大多数元素给出与太阳丰度非常一致的元素丰度。我们发现，我们的径向丰度梯度的他是最准确的估计原始他丰度一致。我们没有发现证据的方位角变化的化学丰度，我们的样品。此外，O梯度的小分散-光电离区域金属丰度的指标-表明HII区域的气体在银河系的采样区域中混合良好。
2021-12-23 astro-ph.GA
The Milky Way's Shell Structure Reveals the Time of a Radial Collision
我们首次在银河系中发现了壳层结构。我们使用斯隆数字巡天、盖亚和LAMOST数据在室女座高密度（VOD）区域和大力神天鹰座云（HAC）区域发现了2个贝壳。这些壳星是先前被确认为室女座径向合并（VRM）的子结构的子集。这些壳层的时间参数表明，它们的祖先矮星系在2.7 +/- 0.2 Gyr前穿过银河系中心。根据碰撞的时间，VRM也可能与在盘和/或飞溅的垂直运动中产生相空间螺旋的现象有关，并可能导致内盘中恒星形成的爆发。我们分析相混合的径向合并N体模拟的集合，并发现，壳结构类似于银河系数据中观察到的消失后，5 Gyr碰撞银河系中心。用于计算VRM合并时间的方法能够可靠地恢复这些模拟的正确合并时间。以前的工作支持VRM和盖亚香肠/盖亚-土卫二合并是相同的想法。然而，盖亚香肠被广泛认为是8- 11 Gyr岁。如果更大的年龄与祖先穿过维里半径时的坠落时间有关，那么不同的年龄可以调和;我们不限制祖先与银河系结合的时间。或者，盖亚香肠可能比以前想象的更年轻。
2020-09-09 astro-ph.GA
Making action-angle disc models for Gaia
对近期工作的简要回顾。我描述的银河系的动力学模型使用的作用角坐标。我解释了什么是作用角坐标，以及在过去几年中取得了哪些进展，以确保它们可以在合理现实的银河势中使用。然后，我描述了最近的建模工作，以及他们在限制银河系的潜力和当地的暗物质密度方面取得的进展。
2015-07-28 astro-ph.GA
The Milky Way Revealed by Variable Stars I: Sample Selection of RR Lyrae stars, and Evidence for the Merger History
为了研究银河系，本文分析了Gaia、ASAS-SN和ZTF巡天计划发现的天琴座RR（RRL）变星作为示踪星。利用Gaia、LAMOST、GALAH、APOGEE和RAVE的观测资料，获得了3417个RRL的光度和光谱信息，包括自行、视向速度和金属性。利用最近提出的周期-光度-金属丰度关系，得到了典型不确定度小于3%的RRL的精确距离。我们的运动学和化学分析结果为银河系的组装历史，特别是盖亚-香肠古代合并提供了重要线索。在这项工作中发现的运动学和化学趋势是一致的，最近的模拟表明，盖亚香肠合并是银河系厚盘和晕的双重起源。最近类似的工作已经发现，晕RRL样本在这项工作中包含一个子集的径向偏置轨道，除了一个更各向同性的组件。这个较高的轨道各向异性分量相当于$β\simeq 0.8$，并且它贡献了$4 < R(\rm kpc)<20$的晕RRL的42%至83%。
2021-10-29 astro-ph.GA
The cerium content of the Milky Way as revealed by Gaia DR3 GSP-Spec abundances
最近的盖亚第三次数据发布包含了GSP-Spec模块对数百万高质量径向速度谱仪（RVS）恒星光谱的均匀分析。这导致了对数百万个个体化学丰度的估计，并使我们能够用化学方法绘制银河系。在已发表的GSP-Spec丰度中，可以发现三种由中子俘获产生的重元素：Ce，Zr和Nd。我们使用约30，000个LTE Ce丰度的样本，在应用不同的GSP-Spec标志组合后选择。由于盖亚DR 3天体测量数据和径向速度，我们探索铈含量在银河系，特别是在其晕和盘组件。由于文献比较，Ce GSP-Spec丰度的高质量被量化。我们发现[Ce/Fe]相对于[M/H]的趋势相当平坦。我们还发现了一个平坦的径向梯度的磁盘来自场星，独立地，从约50个疏散星团，与以前的研究一致。还估算了[Ce/Fe]垂直梯度。我们还报告了增加[Ce/Ca]与[Ca/H]的光盘，说明晚贡献的AGB相对于SN II。我们的铈丰度在光盘，包括年轻的大规模人口，以及再现了一个新的三个落入化学演化模型。在晕星族中，发现M 4球状星团是富铈的.此外，从化学动力学诊断中确定了属于Thamnos，Helmi Stream和Gaia-Sausage-Enceladus吸积系统的11颗铈丰度的恒星。我们发现，与其他两个系统相比，海尔米流的铈含量可能略低。这项工作说明了GSP-Spec化学丰度的高质量，这对揭示银河系重元素演化历史有重要贡献。
2022-12-15 astro-ph.GA
Observational properties of the open cluster system of the Milky Way and what they tell us about our Galaxy
自从Trumpler对银河系疏散星团系统的分析为理解银河系的性质和结构奠定了主要基础之一以来，已经过去了近80年。从那时起，疏散星团系统就被认为是解决银河系结构和演化问题的关键信息来源。在过去十年中，从地面和空间进行的巡天和单独观测导致了天体测量、运动学和多波长光度学和光谱学疏散星团数据的爆炸式增长。此外，这些数据中越来越多的部分通常是时间分辨的。随着计算能力的提高和分类技术的发展，疏散星团系统揭示了我们银河系越来越清晰和更完整的图景。在这篇文章中，我回顾了银河系的疏散星团系统的观测特性。我讨论了他们现在和在不久的将来能教我们什么，不能教我们什么，关于几个主题，如银河系的螺旋结构和动力学，化学演化，大规模恒星形成，恒星星族等等。
2009-11-09 astro-ph.GA
A self-consistent dynamical model of the Milky Way disc adjusted to Gaia data
本文介绍了如何通过拟合银河系的引力势的恒星运动学和密度从盖亚数据可以得到一个自洽的动力学模型。利用贝桑松星系模型，我们推导出一个潜在的和盘恒星分布函数计算的基础上的三个积分的运动模型固定恒星盘。引力势和恒星分布函数建立自洽，然后调整，以符合从盖亚观测获得的运动学和密度分布。一个马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）是用来适应盖亚视差和自行分布的动力学模型的自由参数。拟合是在几组盖亚eDR 3数据上完成的，这些数据广泛分布在不同的纬度和纬度。我们能够确定速度频散椭球和它的倾斜为不同年龄的子组件，都随R和z。密度定律和它们的径向尺度长度，薄和厚盘人口也得到自洽。这个新模型有一些有趣的特征，比如一个向外张开的薄圆盘。厚光盘被发现提出非常独特的特点，从旧的薄光盘，无论是在密度和运动学。这很好地支持了这样的想法，薄和厚光盘形成在不同的情况下，密度和运动学之间的过渡被发现是突然的。暗物质晕被证明是近球形的。我们还导出了太阳运动为（10.79 $\pm$ 0.56，11.06 $\pm$ 0.94，7.66 $\pm$ 0.43）km/s，与最近的研究结果很好地吻合。由此产生的完全自洽的引力势，仍然是轴对称的，是银河系中光滑质量分布的一个很好的近似，可以用于进一步的研究，包括计算我们银河系中真实恒星的轨道。
2022-09-13 astro-ph.GA
Characterizing the Infall Times and Quenching Timescales of Milky Way Satellites with $Gaia$ Proper Motions
对附近宇宙中低质量卫星星系的观测表明，相对于在该领域具有类似质量的系统，它们的恒星形成特性存在强烈的二分法。具体来说，卫星星系优先是气体贫乏，不再形成恒星，而它们的场对应物主要是气体丰富，积极形成恒星。最近的许多研究都是从统计学的角度来理解这种二分法的，不仅确定了环境过程最有可能是导致这些低质量系统猝灭的原因，而且确定了它们在进入宿主系统后必须非常迅速地运行，猝灭时间尺度$\lesssim 2~ {\rm Gyr}$。这项工作利用了新的$Gaia$ DR 2自行测量以及Phat ELVIS套件的高分辨率，宇宙学，放大模拟研究低质量的卫星淬火银河系周围的对象对象的基础上。我们推导出银河系已知的低质量卫星星系的$37$的下落时间的约束，发现银河系的“经典”卫星星系的$\gtrsim~70\%$与从以前的作品中的总人口推断的非常短的淬火时间尺度是一致的。其余的经典银河系卫星的淬火时间尺度明显更长，$τ_{\rm quench} \sim 6 - 8~{\rm Gyr}$，突出了如何详细的轨道建模可能是必要的，以了解具体的环境淬火为个别卫星星系。此外，我们发现，$6$超暗矮星系与公开可用的$HST$为基础的恒星形成历史都是一致的，他们的恒星形成关闭之前，落入银河系-这与他们非常早的淬火时间相结合，强烈有利于再电离驱动的淬火。
2019-06-10 astro-ph.GA
The birth of the Milky Way as uncovered by accurate stellar ages with Gaia
了解星系一生中形成的恒星的年龄是了解其形成和演化的基础。然而，恒星年龄很难获得，因为它们无法通过观测来测量，需要与恒星模型（Soderblom 2010）进行比较。另外，年龄分布可以通过颜色-星等图拟合（Gallart et al. 2005）得到，到目前为止主要用于研究附近的星系。从盖亚任务到个别银河系恒星的新距离（Brown et al. 2018）使我们能够使用这种技术从厚盘色星等图和运动学热局部晕的神秘的双序列色星等图中推导出年龄（Babusiaux et al. 2018），其中蓝色序列与重大吸积事件有关（Haywood et al. 2018，Helmi et al. 2018）。由于缺乏准确的年龄，合并的时间及其对银河系早期演化的作用仍然不清楚。我们发现，在这两个晕序列中的恒星具有相同的年龄分布，并且比大部分厚盘星更老。10 Gyr前切割的尖锐晕年龄可以与盖亚-土卫二的吸积相确定。随着星系形成的最先进的宇宙学模拟（布鲁克等人，2012），这些强大的年龄使我们能够对塑造我们银河系的早期事件序列进行排序，确定红色序列是银河系祖先中形成的第一批恒星，由于其运动学，可以被描述为长期寻找的原位晕。
2019-07-29 astro-ph.GA
Gaia-IGRINS synergy: Orbits of Newly Identified Milky Way Star Clusters
最近，盖亚精密的天体测量、光度测量和径向速度（RV）测量为确定古老星团的轨道带来了实质性的进步，包括最古老的银河系球状星团（MW GC）。本文的主要目标是使用盖亚DR 3和VVVX测量来获得近12个新的银河系GC候选者的轨道，这些候选者的研究很差或以前未被探索过。我们使用盖亚DR 3和VVVX数据库来识别银河系GC候选者的真正成员：VVV-CL 160，Patchick 122，Patchick 125，Patchick 126，Kronberger 99，Kronberger 119，Kronberger 143，ESO 92 -18，ESO 93 -08，Gaia 2和Ferrero 54。相关的平均星系团的物理参数推导（距离，银河系坐标，自行，RV）。我们测量精确的平均RV GC VVV-CL 160和Patchick 126，使用在双子座南望远镜与IGRINS高分辨率摄谱仪获得的观测。每个星系团的轨道然后使用GravPot 16模型计算，假设典型的银河系条形图案速度。我们第一次重建了这些星团的轨道。这些包括逆行和逆行轨道运动的星团，无论是在银河系的凸起和磁盘。轨道特性，如平均时间变化的近星系和远星系距离，偏心率，从银河系平面的垂直偏移，和Z分量的角动量得到我们的样本。我们的主要结论是，根据轨道参数，Patchick 125和Patchick 126是真正的MW凸起/晕GC;…
2022-12-13 astro-ph.GA
The tilt of the velocity ellipsoid in the Milky Way with Gaia DR2
恒星的速度分布是探测银河系引力势的灵敏探针，因此也是探测其暗物质分布的灵敏探针。特别是，暗晕的形状（如球形，扁圆形，或扁长形）确定速度的相关性，不同的晕几何形状预计会导致可测量的差异。在这里，我们探索和解释的相关性的$(v_R, v_z)$速度分布作为银河系中的位置的函数。我们选择了一个高品质的样本的恒星从盖亚DR2目录和特点的方向的速度分布或倾斜角的径向距离范围内的$[4-13]~$千秒差距和高达$3.5~$千秒差距远离银河系平面，同时考虑到测量误差的影响。我们发现，倾斜角的变化，从球形对齐内银河系（$R\sim4~$ kpc）对更多的圆柱形对齐外银河系（$R\sim11~$ kpc）时，使用的距离，采取全球零点偏移的视差的$-29~μ$。然而，如果这个偏移的幅度被低估，那么推断的外星系倾斜角只会显得更浅，本质上与$-54~μ$一样大的偏移的球面对齐更一致。我们进一步发现，倾斜角似乎并没有强烈的变化与银河系的方位角和不同的恒星星族描绘类似的倾斜角。因此，我们引入了一个简单的解析函数，描述了整个径向范围内的趋势。由于盖亚DR 2的系统视差误差以复杂的方式取决于天体位置，星等和颜色，因此不可能完全纠正它们。因此，在未来的盖亚数据发布中，彻底地在天体测量学中解释银河系的动力学模型将是特别重要的。
2019-08-13 astro-ph.GA
The Global Dynamical Atlas of the Milky Way mergers: Constraints from Gaia EDR3 based orbits of globular clusters, stellar streams and satellite galaxies
银河系晕主要是由众多祖星系合并而成的。然而，我们对这一过程的了解仍然是不完整的，特别是关于合并的总数，它们的全球动力学性质和它们对银河系晕恒星人口的贡献。在这里，我们发现银河系合并通过检测分组的球状星团，恒星流和卫星星系的行动（$\mathbf{J}$）空间。虽然行动充分表征的轨道，我们还使用冗余信息的能量（$\textit{E}$），以提高分组之间的对比度。为此，我们使用$\textit{Gaia}$ EDR 3的$170$球状星团，$41$流和$46$卫星的测量，以获得他们的$\mathbf{J}$和$\textit{E}$。为了检测组，我们使用的$\texttt{ENLINK}$软件，再加上一个统计过程，占观察到的这些对象的相空间的不确定性。我们检测到的$N=6$组，包括以前已知的合并$\textit{Sagittarius}$，$\textit{Cetus}$，$\textit{Gaia-Sausage/Enceladus}$，$\textit{LMS-1/Wukong}$，$\textit{Arjuna/Sequoia/I'itoi}$和一个新的合并，我们称之为$\textit{Pontus}$。所有这些合并一起构成了$62$对象（我们的示例中是$\approx 25\%$）。我们讨论了它们的成员，轨道性质和金属丰度分布。我们发现银河系中三个最贫金属的星系流--“C-19…
2022-02-15 astro-ph.GA
Chasing the impact of the Gaia-Sausage-Enceladus merger on the formation of the Milky Way thick disc
我们使用贝叶斯机器学习框架BINGO（银河考古学的贝叶斯推断）来获得斯隆数字巡天第17次数据发布中出现的68，360颗红巨星和红团星的高质量恒星年龄估计，APOGEE-2高分辨率光谱巡天。通过研究银河系盘星的去噪年龄-金属丰度关系，我们确定了金属丰度的下降与[Mg/Fe]的增加在早期的时代，随后的化学富集事件与增加[Fe/H]和减少[Mg/Fe]。这一结果与在类似银河系的放大宇宙学模拟御夫座中发现的早期富气合并引起的化学演化一致。在御夫座18合并的初始阶段，由于合并稀释了金属含量，主星系的[Mg/Fe]增加，金属丰度下降。我们的研究结果表明，我们银河系的最后一次大规模合并，盖亚-香肠-土卫二，可能是一次重要的富含气体的合并，并引发了恒星爆发，有助于化学富集和早期厚盘富含金属部分的建设。
2023-03-10 astro-ph.GA
Validation of the Bond et al. (2010) SDSS-derived kinematic models for the Milky Way's disk and halo stars with Gaia Data Release 3 proper motion and radial velocity data
本文利用 Gaia DR3 数据验证 Bond et al. (2010) 基于 SDSS 的银河系盘星与晕星运动学模型，证实其对盘星旋转速度偏态分布、垂直梯度及三分量速度弥散的预测准确，并确认晕星速度椭球在球坐标下的空间不变性。
2024-06-05 astro-ph.GA
From dawn till disk: Milky Way's turbulent youth revealed by the APOGEE+Gaia data
我们使用精确的铝丰度的估计作为APOGEE数据发布17和盖亚早期数据发布3天体测量的一部分，选择一个高纯度的恒星样品与金属丰度$-1.5\lesssim {\rm [Fe/H]}\lesssim 0.5$出生在银河系原位。我们发现，低金属含量（[Fe/H] $\lesssim -1.3$）原位组件，我们称之为极光是运动学热与近似各向同性的速度椭球和适度的净旋转。极光星在金属丰度和元素丰度比方面表现出很大的分散性。在[Fe/H] $=-1.3$和$-0.9$之间，原位恒星的切向速度中值随着金属丰度的增加而急剧增加，我们称之为自旋向上的过渡。观测到的和理论上预期的年龄-金属丰度相关性意味着，这种增加反映了银河系盘在$\approx 1-2$陀螺上的快速形成。作为[Fe/H]函数的恒星运动学的转变伴随着化学丰度的质的变化：一旦银河系在对应于[Fe/H] $>-0.9$的后期时期形成盘，散射急剧下降。星系形成模型的结果在这个和其他最近的研究强烈表明，在银河系中观察到的趋势反映了MW大小的星系的祖先的早期演化过程中的一般过程：一个时期的混乱盘前的演变，当气体是吸积沿冷窄丝和恒星诞生在不规则的配置，以及随后的快速盘形成。后者的信号形成一个稳定的热气体晕周围的MW祖，这改变了气体吸积的模式，并允许发展相干旋转盘。
2022-03-09 astro-ph.GA
