Weather Forecast of the Milky Way: Shear and Stellar feedback determine the lives of Galactic-scale filaments
星际介质是银河系生态系统不可分割的一部分，其演化历史一直是一个具有挑战性的问题。我们跟踪的演化的分子ISM使用的年轻恒星天体（YSO）协会的样本-分子云复合体（YSO-MC复合体）。我们推导出它们的三维（3D）速度相结合的盖亚天体测量测量的YSO协会和CO观测相关的分子云。基于三维速度，我们模拟了YSO-MC复合体在银河势中的运动，并通过跟踪单个复合体的运动来预测ISM的演化，揭示了剪切和恒星反馈在决定ISM演化中的作用：银河系切变将银河系尺度的分子云复合体，如G120复合体，拉伸成银河系尺度的细丝，它也有助于破坏细丝;而恒星反馈产生相互连接的超级气泡，其膨胀将特殊的速度注入ISM。银河尺度的分子气体团通常是细丝的先驱，而银河尺度的细丝则是在恒定的剪切拉伸下的瞬态结构。该演化序列为解释其他天然气结构奠定了基础。动画可在https://gxli.github.io/ISM-6D/movie.html上获得。
2022-07-08 astro-ph.GA
Modelling the chemical evolution of the Milky Way
在这篇评论中，我将讨论银河系的模型结果和观测数据之间的比较，这些模型的预测能力以及它们的局限性。这样的比较，被称为银河系考古学，使我们能够对恒星核合成和各种银河系成分（晕，凸起，厚盘和薄盘）形成的时间尺度施加限制。
2021-06-24 astro-ph.GA
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）。
2022-10-27 astro-ph.GA
The galactic habitable zone of the Milky Way and M31 from chemical evolution models with gas radial flows
银河系的宜居带被定义为具有足够丰富的重元素以形成行星系统的区域，其中类地行星可以诞生，并且在幸存到超新星爆炸事件之后可能能够维持生命。银河系化学演化模型对于研究不同星系中的银河系宜居带具有重要意义。我们应用详细的化学演化模型，包括径向气体流动，研究银河系和M31中的银河系宜居带。我们比较的结果，发现与“经典”（独立环）模型，其中没有气体流入的相对银河系宜居带。对于银河系和仙女座星系，气体径向流入的主要影响是增加了相对于“经典”模型结果的可居住行星的恒星数量，相对于经典模型结果，在发生这种情况的最大概率区域。这些结果是通过考虑超新星的破坏过程而获得的。特别是，我们发现，在银河系中的最大数量的恒星托管可居住的行星是在8千秒差距从银河系中心，径向流模型预测的数量是38%，比经典模型预测的大。对于仙女座，我们发现具有可居住行星的恒星的最大数量是在距离中心16 kpc处，并且在径向流的情况下，这个数量相对于经典模型预测的恒星要大10%。
2014-03-10 astro-ph.GA
Galactic forces rule dynamics of Milky Way dwarf galaxies
根据速度色散计算，居住在星系晕中的矮星系被认为拥有最大比例的暗物质。它们的主轴优先与垂直于银河系盘的巨大极地结构（VPOS）对齐，我们发现它们的速度梯度也对齐。这表明银河系施加的潮汐力正在扭曲矮星系。在这里，我们证明了脉冲近似的基础上，银河系的引力加速度引起的矮视线速度色散，这也证明了这两个量之间的强相关性。由于这一结果对任何矮星质量值都有效，这意味着银河系矮星中的暗物质估计不能从它们的半径与它们的视线速度色散的平方的乘积中推导出来。这就质疑了在这些渐逝系统中所报道的高暗物质分数，以及在矮星系中普遍采用的总质量与恒星质量的关系。这表明许多矮星正处于它们的第一个通道，并正在溶解到星系晕中。它开辟了一个很有前途的方法来估计银河系总质量分布在大的距离。
2018-06-24 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
Constraining the pitch angle of the Galactic spiral arms in the Milky Way
我们进行分析的一些参数的星系旋臂，在目前可用的样品。我们提出了一个银河系盘中的每个螺旋臂的观测螺距角的目录。对于银河系中的每个长旋臂，我们调查每个单独的臂的螺距角，通过不同的方法测量（螺旋臂，双切线臂，运动学等），并评估他们的答案。第二，我们编目的星系（全球平均臂间距，臂数，臂的形状，在太阳臂间距离）的制图学的最新进展。我们对从1980年到2017年的长时间范围内的结果进行了统计比较。将近年来（自2015年年中以来）发表的约90个单独结果的直方图与66个早期结果（从1980年到2005年）进行比较，显示主峰与次峰的比率几乎增加了3倍。同样，许多早期的差异（以r.m.s.表示）几乎减少了三分之一。
2017-09-15 astro-ph.GA
Discovery of RR Lyrae Stars in the Nuclear Bulge of the Milky Way
银河系的核心，像银河系的核心一样，是恒星密度很高的极端地方，在大多数情况下，拥有一个超大质量黑洞。银河系核心形成的一种假设是原始球状星团的合并（Capuzzo-Dolcetta 1993）。这个模型的一个含义是，这个区域应该拥有在旧银河系球状星团中发现的典型恒星。天琴座RR型星是主要的距离指示星，是古老和贫金属恒星星族的代表，因此经常在球状星团中发现。在这里，我们报告了在银河系中心附近发现的十几颗天琴座RR型恒星，即在银河系所谓的核恒星隆起中。这一发现提供了第一个直接的观测证据，表明银河系核恒星隆起包含古老的恒星（>10 Gyr）。在此基础上，我们得出结论，合并球状星团可能有助于建立在银河系的核恒星隆起的高恒星密度。
2016-10-15 astro-ph.GA
The Milky Way without X: An alternative interpretation of the double red clump in the Galactic bulge
在银河系核球的高纬区域出现的两个红团（RC）被解释为一个X形结构起源于棒不稳定性的证据。然而，在这里，我们表明，这种双RC现象更有可能是另一种表现形式的多个人口中观察到的球状星团（GC）中的金属丰富的制度。与Terzan 5一样，在银河系经典球区的氦增强的第二代恒星（G2）被放置在明亮的RC上，比第一代恒星（G1）产生的正常RC亮约0.5等，产生了观测到的双RC。在一个复合的凸起，一个经典的凸起可以与一个四方形的伪凸起共存，我们的模型也可以重现关键的意见，如依赖的双RC功能的金属丰度和银河系的纬度和经度。如果盖亚三角视差距离证实了这一点，这将表明银河系棒没有足够的弯曲来形成凸起中的X形结构，并表明早期类型的星系将同样被超富氦的亚群所占据。
2015-08-24 astro-ph.GA
Devouring the Milky Way Satellites: Modeling Dwarf Galaxies with Galacticus
本研究利用半解析模型Galacticus在N体模拟合并树上，通过匹配光度函数和光度-金属丰度关系，成功再现了银河系极暗弱矮卫星的观测属性，并验证了其恒星形成历史与本地群矮星系一致。
2022-09-27 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
Cosmological gas accretion of Milky Way-type galaxies and the build-up of galactic discs
本研究利用Auriga模拟样本分析银河系型星系恒星盘的组装，通过研究气体净吸积随时间和半径的变化，证实了多数星系遵循由内而外的盘增长模式，且晚期无显著外部扰动时能形成稳定星系盘。
2025-04-03 astro-ph.GA
Galactic coronae in Milky Way-like galaxies: the role of stellar feedback in gas accretion
本研究通过高分辨率流体动力学N体模拟探究类银河系星系盘与星系冕的气体循环，发现星系冕气体是恒星形成的主要燃料，恒星反馈驱动的星系喷泉与冕气体混合形成正反馈，提升冕气体吸积速率。
2023-06-20 astro-ph.GA
Structure and Evolution of the Milky Way
这篇评论讨论了银河系的结构和演化，在红巨星的星震学提供的机会的背景下。审查是根据银河系的主要组成部分：薄盘，厚盘，恒星晕，和银河系酒吧/隆起。审查结束时，银河考古学和化学标记的概述，并与AAT即将HERMES调查的简要说明。
2011-08-25 astro-ph.GA
S0-2 star, G1- and G2-objects and flaring activity of the Milky Way's Galactic Center black hole in 2019
2019年，银河系中心黑洞Sgr A* 产生了异常多的明亮近红外耀斑，包括有史以来探测到的最明亮的耀斑（Do et al 2019，Gravity Collaboration 2020）。我们认为，这种活动是由G1和G2物体由于与背景吸积流的相互作用而脱落的物质几乎同时落入引发的。我们讨论的机制，S-恒星和G-对象脱落的材料，并估计的数量和下降的时间，以达到黑洞。
2021-03-03 astro-ph.GA
Catalog of spiral arm Tangents (Galactic Longitudes) in the Milky Way, and the Age Gradient based on various arm tangents
介绍了自1980年以来观测到的205条旋臂切线（银河系中的旋臂）的更新目录。这表示在6年内（自2016年以来）增加了80个臂切线。大多数的旋臂切线都是在射电望远镜中观测到的。在这项研究中，每个臂示踪剂从尘埃带的分离进行了分析，以获得远离尘埃带的相对速度（年龄梯度）。每一个旋臂示踪物都被观测到与尘埃带分离，显示出穿过旋臂的年龄梯度约为11.3 +/- 2 Myr/kpc;这给出了远离尘埃带的相对速度约为87 +/- 10 km/s。
2022-07-28 astro-ph.GA
Exploring the magnetic field structure of the Milky Way with pulsars in the SKA era
National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；School of Astronomy and Space Sciences, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文与空间科学学院）；National Key Laboratory for Radio Astronomy（射电天文学国家重点实验室）
本文利用SKA时代的脉冲星观测，探索银河系磁场结构，通过提高脉冲星观测能力以更精确地研究银河系磁场分布。
2025-12-18 astro-ph.GA
The Magnetic Field of the Milky Way Galaxy
宇宙磁场是星际介质（ISM）的一个组成部分，对从恒星形成到星系动力学的尺度都有影响。虽然对外部星系的观测提供了星系内磁场的“鸟瞰图”，但同样重要的是探索我们银河系的磁场，它提供了一个更详细，尽管更复杂的视图。在过去的十年里，人们对银河磁场的兴趣显著增加，这主要是由加拿大银河平面调查所开发的创新所推动的。在本文中，我回顾了目前的状态的理解银河系磁场，并简要讨论了新的和未来的观测，将提供令人兴奋的新见解的领域。
2010-12-14 astro-ph.GA
A WISE Survey of New Star Clusters in the Central Plane Region of the Milky Way
本文介绍了在银河系中央平面区域（$|l|<30°$和$|b|<6°$）发现的新星团。为了克服消光问题和空间限制的以前的调查，我们使用宽视场红外巡天探测器（WISE）的数据来寻找集群。我们还使用档案中的其他红外测量数据进行额外的分析。我们发现923个新的集群，其中202个集群是嵌入式集群。这些星团集中在银道面上，并相对于银道纬度呈对称分布。嵌入式集群显示出更强的浓度比非嵌入式集群的银河平面。新的星团更多地出现在银河系的第一象限，而以前已知的星团更多地出现在银河系的第四象限。已知星团和新星团的组合样本的空间分布相对于银河经度是近似对称的。我们估计的15个A类星系团的红化，距离和相对年龄的理论等时线。其中10人年龄较大（$>800$ Myr），5人年龄较小（$\approx4$ Myr）。
2018-03-22 astro-ph.GA
Orbits of 47 Dwarf Satellite Galaxies of the Milky Way in Three Models of the Gravitational Potential with Different Masses
本文利用三种不同质量的银河系引力势模型，对银河系47个矮卫星星系的轨道进行了分析。银河系势能模型的选择是基于对大量文献中已知的银河系质量估计的分析。计算矮星系的初始位置和速度（6D相空间）所需的天体测量数据也取自文献，其中平均自行是根据盖亚DR2星表的数据确定的。本文给出了所有47个矮星系在三种银河系势模型中向后积分13.5 Gyr后的轨道及其性质，并对轨道参数进行了比较。对于每一种银河系势模型，我们都发现了与银河系没有引力联系的矮星系。
2020-12-04 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
The Milky Way thin disk structure as revealed by stars and young open clusters
在这篇文章中，我将集中讨论银河系薄盘的结构。薄盘的演化及其化学性质已由T。Bensby的贡献结合银河系厚盘的性质，以及L.Olivia结合银河系凸起的性质。我将回顾和讨论我们对三个主要主题的理解状况，这些主题在多年的沉默之后一直是当今激烈研究的主题：（1）银河系的螺旋结构，（2）银河系盘的大小，以及（3）太阳浸没的本振臂（猎户座支线）的性质。初步结论是：（1）我们对银河系旋涡结构的认识还很贫乏，各种示踪剂之间的主要分歧尚待解决;（2）很明显，银河系盘\textit{not}在距离银河系中心约14千秒差距处有一个明显的发光截止点，下一代银河系模型需要在这方面进行更新，（3）局部臂很可能是一个臂间结构，类似于我们在M~74等几个外部螺旋中看到的结构。最后，还将简要讨论GAIA和LAMOST在这一领域的影响。
2013-07-02 astro-ph.GA
Galactic masers and the Milky Way circular velocity
在大质量恒星形成区发现的脉泽可以在六维相空间中精确定位，因此可以作为研究银河系动力学的工具。非随机轨道相位的脉泽被发现和稀疏的电流样本需要建模。在这里，我们模拟相空间分布函数的18个精确测量的银河脉泽，允许一个平均速度偏移和一般的速度色散张量相对于当地的标准休息，并占不同的先验信息。由于只知道太阳到银心的距离和太阳相对于当地静止标准的运动，脉泽数据对太阳的圆速度V_c = 246 +/-30 km/s的约束很弱。包括关于Sgr A* 自行的先验信息导致V_c = 244 +/- 13 km/s。我们不确认在限制性更强的模型中发现的V_c \approx 254 km/s的值。分析表明，最近由银心分析、GD-1星流轨道拟合和银河脉泽运动学测定的V_c值之间没有矛盾，综合估计V_c = 236 +/-11 km/s。除了动力学参数，我们发现脉泽往往发生在后远心，圆周速度滞后相的轨道。
2009-09-25 astro-ph.GA
Metallicity Structure in the Milky Way Disk Revealed by Galactic HII Regions
银河系盘的金属丰度结构源于银河系的化学动力学演化历史。我们使用国家射电天文台Karl G. Jansky甚大阵列观测82个银河系HII区域的~8-10 GHz氢射电复合线和射电连续辐射。我们利用这些数据来推导这些星云的电子温度和金属丰度。由于来自金属的碰撞激发线（例如，氧、氮）是HII区的主要冷却机制，因此可以从电子温度推断星云的金属丰度。包括以前的单碟研究，现在有167个星云具有无线电测定的电子温度和视差或运动学距离测定。的干涉电子温度是系统的10%以上，发现在以前的单碟研究，可能是由于不正确的数据分析策略，光学深度效应，和/或不同的气体的干涉仪的观察。通过结合干涉仪和单碟样品，我们发现银河系盘上的氧丰度梯度的斜率为-0.052 +/- 0.004 dex/kpc。我们还发现了显着的方位角结构的金属丰度分布。当银心方位角在30度附近与100度附近比较时，氧梯度的斜率变化约2倍。这种方位角结构与受旋臂影响的银河系化学动力学演化的模拟结果一致。
2019-10-31 astro-ph.GA
Parallaxes of Star Forming Regions in the Outer Spiral Arm of the Milky Way
本文报道了银河系外旋臂高质量恒星形成区三个水脉泽源的弛豫和自行。这些观察是作为条形和螺旋结构遗产调查的一部分使用甚长基线阵列进行的，并且是文献中此类测量数量的两倍。外臂的俯仰角为14.9 +/- 2.7度，距离银河系反中心14.1 +/- 0.6千秒差距。这些源朝向银河系中心的平均运动是10.7 +/- 2.1 km/s，我们没有看到旋转曲线在银河系中心15 kpc处有明显下降的迹象。这些恒星形成区域的三维位置与银河系从平面弯曲数百秒差距的情况一致。
2014-12-26 astro-ph.GA
The Dynamical Evolution of Accreted Star Clusters in the Milky Way
我们执行$N$体模拟的星团在时间依赖的银河系的潜力。由于银河系是通过与矮星系的合并而形成的，它的球状星团人口由银河系最初崩溃期间形成的星团和后来吸积的矮星系组成。在矮星系与银河系的合并过程中，矮星系团会受到变化的星系势的影响。在我们以前工作的基础上，我们研究了这种变化的星系势如何影响星系团半质量半径的演化。特别是，我们模拟集群的圆形轨道周围的矮星系，要么落入银河系或蒸发，因为它的轨道银河系。我们发现星团的动力学演化取决于在星团位置上哪个星系的潮汐场最强。因此，进入银河系的星系团在大小上会随着银河系潮汐场的增强而发生变化，而矮星的潮汐场则会减弱。我们发现，最终吸积的星系团很快就变成了与银河系中同一轨道上诞生的星系团大小相同的星系团。假设它们的初始大小相似，银河系中诞生的星系团和那些吸积的星系团不能仅仅根据它们当前的大小来区分。
2015-11-16 astro-ph.GA
Anisotropy in the carbon monoxide (CO) line emission across the Milky Way's disk
Department of Astronomy, University of Massachusetts, Amherst（马萨诸塞大学阿默斯特分校天文学系）；Laboratoire AIM, Paris-Saclay, CEA/IRFU/SAp - CNRS - Université Paris Diderot（巴黎-萨克雷天文信息实验室 (CEA/CNRS/巴黎第七大学)）；Universität Heidelberg, Zentrum für Astronomie, Institut für Theoretische Astrophysik（海德堡大学天体物理中心理论天体物理研究所）；Universität Heidelberg, Interdiszipliäres Zentrum für Wissenschaftliches Rechnen（海德堡大学跨学科科学计算中心）；Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics（哈佛-史密森尼天体物理中心）；Radcliffe Institute for Advanced Studies at Harvard University（哈佛大学拉德克利夫高等研究院）；Dipartimento di Fisica, Università di Roma Tor Vergata（罗马托尔维加塔大学物理系）；SUPA, School of Physics and Astronomy, University of St Andrews（圣安德鲁斯大学物理与天文学学院 (SUPA)）；École Polytechnique Fédérale de Lausanne, Observatoire de Sauverny（洛桑联邦理工学院索弗尼天文台）
研究发现银河盘面内CO线发射呈现各向异性，与HI发射的取向相反，可能由中性面压力降低和超新星反馈作用导致。
2025-04-04 astro-ph.GA
Milky Way globular clusters on cosmological timescales. II. Interaction with the Galactic centre
本研究利用phi-GPU和IllustrisTNG-100势模拟147个球状星团10 Gyr轨道，量化其与银心近距交会频率，并指出仅靠周期性恒星捕获难以解释核星团质量，需考虑早期星团完全潮汐瓦解。
2023-04-05 astro-ph.GA
Measuring magnetism in the Milky Way with the Square Kilometre Array
银河系中的磁场存在于各种各样的大小和强度上，影响着银河系生态系统中的许多过程，如恒星形成、气体动力学、喷流以及超新星遗迹或脉冲星风星云的演化。观测方法是复杂和间接的，其中最常用的是一个网格的旋转措施的未解决的极化河外源，和宽带偏振的漫发射。目前对银河系磁场的研究揭示了一个具有显著湍流成分的全球螺旋磁场;对超新星遗迹和HII区域等离散天体的磁场测量的有限样本显示了各种各样的磁场配置;已经发表了对年轻恒星天体喷流中磁场的几次探测;银河系中心的磁场结构仍在争论之中。SKA将在亚秒差距到星系尺度上揭示银河系磁场的三维结构和配置，包括银河系中心的磁场结构。通过脉冲星RM探测到的银河系盘磁场的全球配置，将解决关于银河系平面反转的争论。星际湍流的特征可以从背景RM的网格中确定。由于SKA可以大幅增加样本量，我们希望能够了解原恒星喷流、超新星遗迹和其他离散源中的磁场结构。了解银河系中的磁场不仅对理解银河系结构的演变和相互作用至关重要，而且还有助于为大量的河外和宇宙学研究确定和消除银河系前景。
2015-01-02 astro-ph.GA
The Observed Age Gradient in the Milky Way -- as a Test for theories of spiral arm structure
一些重要的预测，从4个主要模型的螺旋臂形成的测试在这里，使用银河系获得的观测数据。许多旋臂模型（密度波、潮汐波、核李雅普诺夫管或动态瞬态波）与某些观测结果有一些不一致，也有一些不一致。我们的4个测试包括不同臂示踪物远离尘埃带的相对位置和相对速度，以及在两个银河象限和几个银河半径上获得的全球臂俯仰角，以及从银河象限IV到银河象限I的臂形状的连续性。在银河系中，从不同的臂示踪剂中观察到的年龄梯度为12.9 +/-1.1 Myrs/kpc，或远离尘埃带的相对速度为76 +/-10 km/s。年龄梯度的存在是预测的密度波，但不符合预测的潮汐波，核李雅普诺夫管，也不动态瞬态经常性波。
2022-03-10 astro-ph.GA
Effects of Galactic fountains and delayed mixing in the chemical evolution of the Milky Way
大多数星系化学演化模型都采用瞬时混合近似（IMA）。这种假设可能是不现实的，因为存在化学不均匀性，虽然目前的银河系化学演化模型可以重现大多数观测限制下的IMA。本文的目的是测试是否放松这种近似在一个详细的化学演化模型可以改善或恶化的协议与观察。为了做到这一点，我们研究了瞬时混合松弛的两个可能原因：i）“银河喷泉时间延迟效应”和ii）“金属冷却时间延迟效应”。我们发现，银河喷泉的影响是可以忽略不计的，如果一个平均的时间延迟为0.1 Gyr，在以前的论文中建议，假设。较长的时间延迟会产生结果差异，但这是不现实的。我们还发现，在磁盘中的O丰度梯度是不受银河喷泉。只有当我们采用依赖于金属丰度的恒星产额时，金属冷却时间延迟才对化学丰度的演化产生强烈的影响。相反，如果采用根据太阳化学成分计算的产额，则产生的影响可以忽略不计，就像银河喷泉延迟的情况一样。通过银河喷泉模型，延迟只考虑大质量恒星和只在磁盘中的IMA的松弛，不影响化学演化结果。与金属相关的产额和从晕相开始的所有恒星化学富集的时间延迟相结合，反而产生与观测不同的结果。
2009-06-18 astro-ph.GA
Blowing in the Milky Way wind: neutral hydrogen clouds tracing the Galactic nuclear outflow
我们提出了一个新的敏感调查的中性氢以上和以下的银河系中心与绿银行望远镜的结果。观测范围一直延伸到银河系纬度|B| < 10度，有效角分辨率为9.5“，在1 km/s通道中的平均均方根亮度温度噪声为40 mK。调查显示，存在着一个人口的异常高速云延伸到约1.5千秒差距的高度，从银河系平面，并没有显示银河系旋转的签名。这些云有当地标准的静止速度|弗尔斯尔|< 360 km/s，假设起源于银河系中心，它们的大小为几十秒差距，中性氢质量跨越$10-10^5 \, M_\odot$。考虑到选择效应，云量在经度、纬度和Vlsr上是对称的。我们模拟的云运动学的外流从银河系中心扩大，并发现人口一致的物质移动径向速度Vw ~ 330公里/秒分布在整个双锥与开口角$α>140$度。这个简单的模型意味着在过去的1000万年里，外流光度$Lw > 3 \times 10^{40}$ erg/s，与银河系内部区域的恒星形成反馈一致，冷气体质量损失率为$\lesssim 0.1 \, M_\odot$ /年。这些云可能代表了我们银河系驱动的核风中加速的冷气体成分，尽管其中一些衍生性质挑战了当前的夹带过程理论模型。
2018-02-06 astro-ph.GA
The Influence of Radial Stellar Migration on the Chemical Evolution of the Milky Way
恒星迁移是银河系盘中一个重要的动力学过程。本文采用解析方法模拟了恒星在银盘中的径向迁移，并将其加入到详细的银河系化学演化模型中，研究了恒星径向迁移对银河系化学演化的影响，特别是对丰度梯度的影响。我们发现，恒星在银盘中的径向迁移可以使太阳邻域的G矮星金属丰度分布轮廓变高变窄，从而成为解决“G矮星问题”的另一种方法。它也可以分散年龄-金属丰度关系。然而，在恒星径向迁移之后，沿银河系半径的丰度分布并没有发生太大的变化，即丰度梯度并没有因为恒星径向迁移而变平，这与许多理论工作的预测不同。但它可以使恒星平均化学丰度的径向梯度变平，而较老的恒星比较年轻的恒星拥有更平坦的丰度梯度。恒星径向迁移对化学丰度最显著的影响是，在某一位置，它使那里的恒星丰度从一个相对集中的值分散到一个范围。
2013-03-29 astro-ph.GA
Decoding the Galactic Twirl: The Downfall of Milky Way-mass Galaxies Rotation Curves in the FIRE Simulations
本文利用FIRE-2模拟和合成Gaia数据检验银河系旋转曲线测量中的系统误差，发现偏差达5%-20%，并重新推导出与NFW轮廓一致的暗物质密度分布及维里质量，建议结合多种探测手段研究暗物质轮廓。
2025-03-07 astro-ph.GA
The Huge Magnetic Toroids in the Milky Way Halo
本研究扣除5 kpc内脉冲星测得的局地RM贡献，首次定量估计银晕磁环尺度，发现其从小于2 kpc延伸至至少15 kpc且无磁场反转。
2024-05-11 astro-ph.GA
Milky Way Tomography with K and M Dwarf Stars: the Vertical Structure of the Galactic Disk
我们使用K和M矮星的数量密度分布与银河系盘的垂直高度，确定使用观测斯隆数字巡天，探测整个调查的足迹银河系盘的结构。使用光度视差作为距离估计，我们分析了数百万盘星的样本在匹配的足迹以上和以下的银河系平面，我们确定的位置和程度的垂直不对称的数量计数在各种薄和厚盘子样本的区域内的一些200平方度2千秒差距内的垂直距离从银河系盘。这些圆盘的不对称性呈现出类似于以前在其他尺度和距离太阳的其他距离上观察到的波动特征。我们还探讨了盘的刻度高度和太阳在不同位置从银河系平面的隐含偏移，注意到盘的刻度高度在使用平面上方或下方的恒星测量时可以显着不同。此外，我们比较了不同纬度范围内的数密度分布在北方的形状与一个固定的经度范围，并发现形状是敏感的选定的纬度窗口。我们解释了为什么这可能是一个变化的指示恒星星族在纬度地区的比较，可能允许访问薄和厚盘人口之间的系统金属丰度差异通过测光。
2017-07-17 astro-ph.GA
The Galactic Bar
银河系的棒控制着恒星的轨道和银河系内部冷气体的流动，因此对盖亚时代的银河系动力学研究至关重要。在这里，我们讨论了明显的花生形状的银河系隆起，导致最近的恒星计数分析，特别是从VVV调查。我们还讨论了银河系是否有一个内部盘状的伪凸起的问题，并显示了初步的证据，在垂直尺度的高度从花生凸起酒吧平面长酒吧的连续过渡。
2014-08-01 astro-ph.GA
A panoramic view of the Milky Way HI gas
对星系成像以研究几pc尺度的星际介质是困难的。然而，对于银河系两个主要的银河系所有天空HI 21厘米线调查将很快以前所未有的质量提供。我们提出的银河系全天巡天（GASS）与帕克斯64米望远镜获得的南半球的分辨率为15弧分。Effelsberg Bonn HI Survey（EBHIS）将以9 arcmin的分辨率完成对北方天空的调查，我们描述了这个项目。2010/2011年将提供一次综合全天巡天，时间早得足以作为ASKAP的短间隔信息。我们设想一个银河系21厘米线数据库与角秒分辨率的所有赤纬<30度。
2009-10-30 astro-ph.GA
Diagnostics of Gaseous Halo of the Milky Way by a Shock Wave from the Galactic Centre
本文提出了一种利用来自银河系中心（GC）的激波诊断星系晕气体分布的方法。传播的冲击波所造成的中心爆炸与释放的能量$\sim 10^{55}$ erg计算的各种模型的气体晕，和冲击波阵面的形态进行了比较，与观察到的北极（ESTA）和南极马刺（SPS）。当采用径向变尺度高度的半指数晕模型时，再现了观测到的双极超壳层（BHS）结构。球形晕模型（$β$模型）被证明是不适合解释所观察到的BHS形状。相对于旋转轴和银河系平面的不对称的马刺解释了大规模的密度梯度在整个银河系的晕。这样的梯度可能是由IGM在本星系群运动过程中的冲压压力产生的。具有正弦密度波动（云）的晕模型也可以解释这种不对称性，只要选择适当的云参数。其他不规则的特徴，如细丝和多重弯曲叠加在突出物上，也被认为是由于晕中的密度波动。
2019-01-04 astro-ph.GA
The Milky Way disk
这篇评论总结了我在银河系光盘上的特邀演讲。其背后的想法是触及那些可以被认为是当今银河系盘研究中的热门话题：厚盘的现实，银河系的螺旋结构，以及外银河系盘的性质。近年来，在这些主题上做了大量工作，但仍然缺乏一个连贯和清晰的画面。详细的研究与高质量的光谱数据似乎支持一个双星系盘，有一个明确的分离成薄和厚的组成部分。关于银河系的螺旋结构，仍然存在许多混乱和非常不一致的想法。我们在圆盘中的位置使我们无法观察它，我们只能推断它，这个推断过程还远未成熟，在很大程度上取决于所选择的示踪剂，所采用的模型及其局限性，在许多情况下，这些都没有得到适当的解释，也没有得到足够的思考。最后，关于银河系盘的大小（尺度长度，截断半径），以及对观测到的外盘恒星星族的解释，无论是外部实体（麒麟座，三角座-仙女座，大犬座）还是真正的盘属性的表现（例如，Warp和Flare）。
2015-02-10 astro-ph.GA
The Milky Way Imaging Scroll Painting (MWISP): Project Details and Initial Results from the Galactic Longitude of 25.8deg to 49.7deg
银河成像卷轴画（MWISP）项目是利用紫金山天文台的13.7米望远镜对l=-10度至+250度和|b| <5.2度区域进行的无偏银河平面CO巡天。传统调查的目的是观察12 CO，13 CO和C18 O（J=1-0）线同时使用9束超导光谱阵列接收器（SSAR）系统，瞬时带宽为1 GHz。本文提供了从l=+25.8度到+49.7度的完整250度^2数据，网格间距为30”，在0.16 km/s的通道宽度下，12 CO的典型均方根噪声水平为~0.5 K，在0.17 km/s的通道宽度下，13 CO和C18 O的典型均方根噪声水平为~ 0.3 K。具有中等分辨率（50”）、均匀灵敏度和高空间动态范围的高质量数据使我们能够研究由三条CO同位素线追踪的分子云（MC）的细节。简要地研究了三个有趣的例子，包括遥远的银河系的螺旋臂与VLSR<0 km/s的CO排放跟踪，HII区W 40附近的气泡状致密气体结构，和MCs分布垂直于银河系平面。
2019-01-02 astro-ph.GA
The Milky Way Spiral Structure Parameters from Data on Masers and Selected Open Clusters
为了估计银河系螺旋结构的参数，即螺旋角i和螺旋臂的数量，使用了具有已知三角螺旋的银河系脉泽的数据。我们应用了众所周知的方法的基础上分析的“位置角-距离对数”图。从属于全球银河系结构的不同臂的四个部分获得的俯仰角i的估计是自洽的，接近i=-13+/-1度。最有趣的部分是外臂，它只包含三个脉泽。因此，为了获得正确的估计，我们还使用了12个非常年轻的星团的数据，这些星团的距离由Camargo等人通过红外测光确定。得到的估计使我们能够得出有利于银河系螺旋结构的四臂模型的结论。
2013-10-15 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
MOA-II Galactic Microlensing Constraints: The Inner Milky Way has a Low Dark Matter Fraction and a Near Maximal Disk
微透镜提供了一个独特的工具，打破恒星的暗物质简并在银河系内部。我们结合N-体动力学模型拟合银河系的Boxy/花生球与指数盘模型外，并计算微透镜特性。考虑到与MOA-II修正数据一致的模型范围，我们发现银河系内部的暗物质比例很低：在恒星自转曲线的峰值处，圆周速度的一部分$f_v=(0.88\pm0.07)$是重子的（在$1σ$，$f_v > 0.72$在$2σ$）。这些结果与EROS-II微透镜调查的较亮的恒星，在那里我们发现$f_v=(0.9\pm0.1)$在$1σ$的约束。我们的基准模型的盘尺度长度为2.6千秒差距，和一个低暗物质分数为12%的隆起，同意修改后的MOA-II和EROS-II微透镜数据。所需的重子分数，以及由此产生的低贡献的暗物质，是一致的NFW配置文件所产生的无耗散宇宙学模拟银河系质量星系。它们也与最近的银河系质量晕温和绝热收缩的处方一致，而不需要强反馈，但最近对局部暗物质密度的测量存在一些张力。来自较大OGLE-III样品的微透镜光学深度可以进一步改善这些限制。
2016-07-21 astro-ph.GA
A Kiloparsec-Scale Nuclear Stellar Disk in the Milky Way as a Possible Explanation of the High Velocity Peaks in the Galactic Bulge
阿帕奇点天文台的星系演化实验测量了银河系内部红巨星的恒星速度。我们证实，视线速度分布（LOSVD）在中平面呈现第二个峰值在高速度，而那些在|b| = 2度没有。我们使用一个高分辨率的模拟棒星系，其中至关重要的包括气体和恒星的形成，以指导我们的LOSVD的解释。我们表明，这些数据是完全一致的存在一个薄的，快速旋转，核盘延伸到~1千秒差距。这个核盘的方向垂直于棒，可能由x2轨道上的恒星组成。模拟中的气体能够落在这样的轨道上，导致恒星在一个正交的圆盘上。
2015-10-14 astro-ph.GA
Galactic Archaeology: Tracing the Milky Way's Formation and Evolution through Stellar Populations
本文阐述银河系考古学如何利用恒星的分布、运动学、化学与年龄信息，结合光谱和测光数据识别恒星族群，以揭示银河系各结构的形成演化历史。
2023-08-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
INTEGRAL constraints on the Galactic hard X-ray background from the Milky Way anticenter
我们目前的研究结果的银河脊X射线发射（GRXE）的硬X射线与IBIS望远镜上的积分在银河系的Anticenter（GA）附近的区域在l=155度。我们假设GA在25-60 keV能带的通量的保守2 σ上限为1.25E-10 erg/s/cm ^2（12.8 mCrab）/IBIS视场，或6.6E-12 erg/s/cm ^2（0.7 mCrab）/135 deg经度。<1 < 175度地区这个上限超过了预期的GRXE强度在GA方向的一个数量级，考虑到近红外（NIR）的银河系在这个地区的表面亮度和标准的硬X射线，以近红外强度比GRXE，假设恒星起源。基于CGRO/EGRET表面亮度的银河系以上100兆电子伏的宇宙射线（CR）诱导的伽马射线背景的示踪剂，预期的GRXE通量在GA超过测得的2西格玛上限的一个因素的4。因此，没有检测到来自GA的硬X射线发射并不与GRXE的恒星性质相矛盾，但与CR起源不一致。
2012-01-17 astro-ph.GA
Giant Molecular Filaments in the Milky Way
在整个银河系中，分子云通常表现为球状，越来越多的证据表明这种形态在恒星形成中起着重要作用。目前还不知道的是，与恒星形成最密切相关的致密细丝在多大程度上与周围的弥漫云相连，直到任意大的尺度。这些恒星形成的摇篮是如何与银河系的螺旋结构联系在一起的？使用档案银河平面调查数据，我们已经使用了多个数据集在寻找大规模的，速度相干的灯丝在银河平面。在本文中，我们提出了我们的方法，首先用于识别灭绝中的相干丝状结构，并使用银河环巡天数据进行了证实。我们提出了一个样品的七个巨分子丝（GMF），具有$\sim$ 100 pc的顺序的长度，10 $^4$ - 10 $^5$ M $_{\odot}$的总质量，并表现出在其全长速度相干。我们研究的GMF似乎是臂间云，可能是银河系类似于在附近的螺旋星系中观察到的马刺。我们发现，总质量的2%到12%之间（$\sim$ 10 $^{20}$ cm $^{-2}$以上）是“致密”的（$^{22}$ 10 cm $^{-2}$以上），在银河系中平面的螺旋臂附近的细丝往往比远离臂的细丝具有更高的致密气体质量分数。
2014-07-01 astro-ph.GA
A Galactic Plane Defined by the Milky Way HII Region Distribution
我们开发了一个框架，一个新的定义银河系中平面，允许倾斜（旋转约银河系方位角90度），和滚转（绕银河方位角0度旋转）相对于当前定义的中平面。倾斜角和横滚角的推导也确定了中平面上方的太阳高度。在这里，我们使用银河系HII区域的WISE目录中的星云来定义银河系高质量恒星形成（HMSF）中平面。我们分析了各种子样本的WISE目录，发现所有的银河系纬度标度高度接近0.30度。z分布刻度高度接近30 pc。小的HII区域（可能是年轻的）的垂直分布比大的HII区域（可能是老的）窄（~ 25 pc对~ 40 pc），这意味着较大的区域已经从它们的出生地迁移到更远的地方。对于所有HII区域子样本和各种拟合方法，我们发现HMSF中平面相对于当前定义的中平面没有显著倾斜或滚动，因此太阳靠近HMSF中平面。这些结果与HMSF的其他研究一致，但与许多恒星研究不一致，可能是由于太阳附近恒星分布的不对称性。我们的结果是敏感的纬度限制，也对样品的完整性，表明类似的分析不能准确地完成不完整的样品。我们开发的中平面框架可以用于任何未来的银河系天体样本，以重新定义中平面。
2018-12-05 astro-ph.GA
A Milky Way with a massive, centrally concentrated thick disc: new Galactic mass models for orbit computations
在这项工作中，两个新的轴对称模型的银河系质量分布。最近的结果的动机，这两个模型包括一个恒星薄盘和一个厚盘的贡献，薄盘一样大，但具有较短的尺度长度。两个模型都满足许多观测约束：太阳附近的恒星密度、薄盘和厚盘尺度的长度和高度、旋转曲线以及垂直力Kz的绝对值作为到银河系中心距离的函数。我们数值集成到这些新的模型中的所有银河系球状星团的距离，自行和径向速度的运动，以及在太阳附近的约一千颗恒星的轨道。检索的轨道特性进行比较，通过整合的集群和恒星轨道在纯薄盘模型。我们发现，由于厚盘的可能存在，盘星的计算轨道参数可以变化多达30- 40%。我们还表明，系统的不确定性，影响旋转曲线仍然困扰计算的球状星团的轨道参数相似的金额。
2016-11-23 astro-ph.GA
Reddening and metallicity maps of the Milky Way bulge from VVV and 2MASS III. The first global photometric metallicity map of the Galactic bulge
我们调查的大尺度金属丰度分布在银河系的凸起，使用一个大的空间覆盖范围，以约束凸起的形成方案。我们使用VISTA变量的Via Lactea（VVV）的调查数据和2 MASS测光，覆盖320平方度的银河系凸起，推导光度金属丰度的（J-Ks）0颜色的插值的基础上的一组球状星团脊线的个别红巨星分支恒星。然后，我们使用这些信息来构建第一个全球金属丰度图的凸起与30'x45'的分辨率。核球的金属丰度图显示出一个明显的垂直金属丰度梯度，约为0.04 dex/deg（约为0.28 dex/kpc），富金属恒星（[Fe/H]~0）在靠近银道面的区域（|b| <5）占主导地位。在更大的尺度高度，平均金属丰度的隆起人口变得显着更金属贫。这符合盒状隆起起源于银河系酒吧的垂直不稳定性，形成早期通过长期演化的两个组成部分的恒星盘的情况。较老的贫金属恒星在更高的尺度高度上占主导地位，这是由于最初较热的厚盘恒星的非混合轨道。
2013-02-01 astro-ph.GA
Evidence for Coupling of Evolved Star Atmospheres and Spiral Arms of the Milky Way
必须绘制星系中反馈的强度和分布图，以了解反馈如何影响星系生态系统。H $_2$ O脉泽作为能量注入ISM的指示器。我们的目标是测量银河系中水脉泽追踪的反馈的强度和分布。我们确定的光学对应的H $_2$ O脉泽发现的HOPS调查。利用第二次盖亚数据发布的视差测量结果，确定了银河系中H $_2$ O脉泽的分布和亮度。我们提供的证据演化的恒星之间的相关性，跟踪H $_2$ O脉泽，和银河系的螺旋结构，这表明演化的恒星和银河系环境之间的联系。
2020-05-08 astro-ph.GA
The WAGGS project - I. The WiFeS Atlas of Galactic Globular cluster Spectra
我们提出了银河系球状星团光谱的WiFeS图集，银河系和本星系团球状星团的综合光谱库。我们使用澳大利亚国立大学2.3米望远镜上的WiFeS积分场摄谱仪观测了64个银河系球状星团和22个由银河系低质量卫星星系组成的球状星团的中心区域。该光谱比现有的银河系球状星团光谱库具有更宽的波长覆盖范围（3300 nm至9050 nm）和更高的光谱分辨率（R = 6800）。通过包括大麦哲伦星云和小麦哲伦星云星团，我们扩大了覆盖面的参数空间的现有图书馆对年轻和中年。虽然测试恒星星族合成模型和分析技术是这个库的主要目的，观测也可以进一步我们的了解本群球状星团的恒星星族，并有可能直接比较河外球状星团的综合光观测与银河系中的已知球状星团。综合光谱可通过项目网站公开获取。
2017-03-21 astro-ph.GA
Popping star clusters as building blocks of the Milky Way Thick Disc
人们普遍认为，星团的恒星形成效率很低。随着大质量恒星的星风开始，或者当第一颗超新星爆发时，残留的气体被赶出嵌入的星团。由于这一事实，大量的恒星（如果不是全部的话）变得不受束缚，并分散在星系的引力势中。在这种背景下，Kroupa（2002）提出了增厚的银河系盘出现的新机制。大质量星团将运动学上的热成分添加到银河系场的种群中，以这种方式建立起银河系厚盘。在这项工作中，我们执行，第一次，数值模拟，以调查这种情况下形成的银河系的星系盘。我们发现，一个显着的运动学热人口的恒星可能会被注入到磁盘的星系，这样一个厚盘出现。对于MW来说，形成厚盘的星团的质量一定在10^6 Msol左右。
2011-03-28 astro-ph.GA
