The all-Galaxy CO survey of Dame, Hartmann, & Thaddeus (2001) is by far the most uniform, large-scale Galactic CO survey. Using a dendrogram-based decomposition of this survey, we present a catalog of 1064 massive molecular clouds throughout the Galactic plane. This catalog contains $2.5 \times 10^8$ solar masses, or $25^{+10.7}_{-5.8} \%$ of the Milky Way's estimated H$_2$ mass. We track clouds in some spiral arms through multiple quadrants. The power index of Larson's first law, the size-linewidth relation, is consistent with 0.5 in all regions - possibly due to an observational bias - but clouds in the inner Galaxy systematically have significantly (~ 30%) higher linewidths at a given size, indicating that their linewidths are set in part by Galactic environment. The mass functions of clouds in the inner Galaxy versus the outer Galaxy are both qualitatively and quantitatively distinct. The inner Galaxy mass spectrum is best described by a truncated power-law with a power index of $γ=-1.6\pm0.1$ and an upper truncation mass $M_0 = (1.0 \pm 0.2) \times 10^7 M_\odot$, while the outer Galaxy mass spectrum is better described by a non-truncating power law with $γ=-2.2\pm0.1$ and an upper mass $M_0 = (1.5 \pm 0.5) \times 10^6 M_\odot$, indicating that the inner Galaxy is able to form and host substantially more massive GMCs than the outer Galaxy. Additionally, we have simulated how the Milky Way would appear in CO from extragalactic perspectives, for comparison with CO maps of other galaxies.
A new catalog of homogenised absorption line indices for Milky Way globular clusters from high-resolution integrated spectroscopy
我们对24个银河系球状星团进行了综合光谱分析。从一个核心半径的光谱观察到每个集群与高波长分辨率~2.0 A的FWHM。结合Puzia et al.（2002）和Schiavon et al.（2005）的两个现有数据集，我们构建了一个包含53个银河系球状星团的Lick光谱指数的大型数据库，这些球状星团具有广泛的金属丰度范围，-2.4 < [Fe/H] < 0.1，以及各种水平分支形态。经验指数到金属丰度的转换关系提供了20舔指数用于推导金属丰度的远程，未解决的恒星系统。
A catalogue of masses, structural parameters and velocity dispersion profiles of 112 Milky Way globular clusters
通过对银河系112个球状星团的速度色散和面密度分布进行N体模拟，确定了它们的质量、恒星质量函数和结构参数。速度弥散分布是根据我们从档案ESO/VLT和Keck谱中获得的15，000多个高精度径向速度以及文献中发表的约20，000个径向速度的组合计算的。我们的拟合还包括球状星团的恒星质量函数，在我们的样本中有47个星团，使我们能够自洽地考虑质量分离和正在进行的星团溶解的影响。我们证实了Sollima & Baumgardt（2017）最近发现的球状星团的整体质量函数与其弛豫时间之间的强相关性。我们还发现球状星团中心的逃逸速度与Milone et al.（2017）最近为57个球状星团导出的星团中第一代恒星（FG）的比例相关，但FG恒星比例与球状星团的整体质量函数之间没有相关性。这可能表明，球状星团阻止污染恒星的风喷射物的能力是决定第二代恒星的存在和比例的关键参数，而不是它后来的动力学质量损失。
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。
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）
Modeling Dense Star Clusters in the Milky Way and Beyond with the $\texttt{CMC}$ Cluster Catalog
我们提出了一套148个独立的$N$体模拟的球状星团（GC）计算使用的代码$\texttt{CMC}$（$\texttt{Cluster Monte Carlo}$）。在$\sim10-13\,$ Gyr的年龄，由此产生的模型几乎涵盖了银河系GC所表现出的星系团性质的全部范围，包括总质量，核心和半光半径，金属丰度和银河系距离。我们用我们的模型来研究恒星质量的黑洞在核心坍缩过程中所起的作用。此外，我们还研究了动力学相互作用如何影响GC中几种重要类型源的形成和演化，包括低质量X射线双星、毫秒双星、蓝离散星、激变变星、Ia型超新星、富钙瞬变和合并致密双星。虽然我们在这里的重点是旧的，低金属量的GC，我们的$\texttt{CMC}$模拟遵循哈勃时间的集群演化，它们包括广泛的金属量（太阳），因此我们的结果也可以用来研究年轻和高金属量的星团。
Hi-GAL, the Herschel infrared Galactic Plane Survey: photometric maps and compact source catalogues. First data release for Inner Milky Way: +68°> l > -70°
（节略）我们首次公开发布了Hi-GAL的高质量数据产品（DR 1），即{ \em Herschel}红外银道面巡天。Hi-GAL是从近红外到射电的一系列连续星系面调查的基石，覆盖70，160，250，350和500微米的五个波段，包括8 < T <50 K的冷尘埃光谱能量分布的峰值。这是第一次Hi-GAL数据发布，涵盖了|b| <1°纬度带内68° > 1> -70°经度范围内的银河系。ROMAGAL管道利用{ \em Herschel} PACS和SPIRE测光相机的测辐射热计阵列的出色灵敏度和稳定性制作了测光图，以提供高质量和动态范围的图像，并使用{ \em Planck}和{ \em IRAS}进行绝对校准，并恢复所有波长和所有空间尺度的扩展发射。紧凑的源目录已生成的CuTEx算法，专门开发，以优化源检测和提取的极端条件下的激烈和空间变化的背景，发现在银河平面的热红外。Hi-GAL DR 1图像可通过专门的基于网络的图像剪切服务访问。DR 1紧凑型源目录以单波段光度列表的形式提供，除了源位置、峰值和积分通量以及源大小之外，还包含各种用于评估所提取源的质量和可靠性的参数，并提供了有助于评估的注意事项和提示。所有波段的通量完整性极限是由广泛的合成源实验确定的，并取决于沿银道面的特定视线。Hi-GAL DR 1星表在五个波段分别包含123210、308509、280685、1609…
Cataloging Accreted Stars within Gaia DR2 using Deep Learning
这项研究的目标是提出一种基于机器学习的方法，该方法仅利用相空间将Gaia DR 2恒星分为两类：那些在银河系上吸积的恒星和原位的恒星。用于识别吸积恒星的传统选择方法通常依赖于完整的3D速度，金属丰度信息，或两者兼而有之，这大大减少了可分类恒星的数量。这里提倡的方法适用于Gaia DR 2的更大部分。一种被称为“迁移学习”的方法被证明是有效的，通过广泛的测试对一组模拟盖亚目录，是基于消防宇宙学放大银河系质量星系的流体动力学模拟。该机器首先使用仅5D运动学作为输入的模拟数据进行训练，然后在交叉匹配的Gaia/RAVE数据集上进行进一步训练，这提高了对真实银河系属性的敏感性。其结果是一个目录，确定了大约767，000颗Gaia DR 2内的吸积星。这个目录可以产生经验的见解合并历史的银河系，并可用于推断暗物质分布的属性。
The Milky Way Tomography with Subaru Hyper Suprime-Cam. II. Global halo structure
Astronomical Institute, Tohoku University（东北大学天文学研究所）；The William H. Miller III, Dept. of Physics & Astronomy, Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学物理与天文学系威廉·H·米勒三世楼）
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）.
Molecular Gas Morphological Analogues for the Milky Way
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国际天体物理中心）；INAF, Sezione di Lecce（意大利国家天体物理研究所莱切分部）；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）；University of Kentucky（肯塔基大学）
The Keck/DEIMOS Stellar Archive: I. Uniform Velocities and Metallicities for 78 Milky Way Dwarf Galaxies and Globular Clusters
Yale University（耶鲁大学）；University of California Observatories, University of California, Santa Cruz（加州大学天文台，加州大学圣克鲁兹分校）；Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe（卡弗里宇宙物理与数学研究所）；Division of Science, National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台科学部）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；University of California, Santa Barbara（加州大学圣塔芭芭拉分校）
