内Milky Way的化学绝对结构：“倒置”盘形成的标志？

银河系的中年内环

The Milky Way's middle-aged inner ring

我们调查的金属丰度，年龄和轨道解剖的内部银河系，特别是集中在外部酒吧区域。我们整合了一个样本的APOGEE DR 16内星系恒星在一个国家的最先进的酒吧隆起的潜力与缓慢的模式速度，并研究了由此产生的轨道和他们的[Fe/H]和年龄之间的联系。通过叠加轨道，我们建立了银河系内部的密度图、[Fe/H]图和年龄图，并使用轨道参数偏心率、|Xmax|和|Zmax|进一步划分。我们发现，在低高度从银河平面，银河酒吧逐渐过渡到一个径向厚，垂直薄，细长的内环平均太阳[Fe/H]。这个内环主要由AstroNN年龄在4至9 Gyr之间的恒星组成，年龄峰值在6至8 Gyr之间，使环的平均年龄约为6 Gyr。环的垂直厚度随着年龄的增长而明显减小。我们还发现了非常大的L4拉格朗日轨道，具有平均太阳到超级太阳的金属丰度和中间年龄。最后，我们确认了一个明确的X形的[Fe/H]和密度分布在大银河系的高度。从远地点恒星的轨道结构可以看出，银河系在平面棒和共转之间有一个类似内环的结构。该构造平均而言富含金属，年龄中等，并增强了沿沙洲长轴的水平金属丰度梯度。

有棒的内Milky Way：来自调查的动力学模型

The barred inner Milky Way: dynamical models from surveys

银河系是一个棒星系，其中央隆起呈盒子/花生形状，由多个轨道分布不同的恒星星族组成。本文介绍了动力学和化学动力学平衡模型的基础上最近的调查数据的隆起，酒吧，和内部磁盘。一些突出的结果包括（i）不同银河系成分的恒星质量测定，（ii）在暗物质分布中需要一个核心，（iii）修正的模式速度，使共转在~6 kpc，（iv）强棒分布的富金属恒星，和（v）径向变化的动力学的金属贫乏的恒星，这是一个厚盘棒以外~1 kpc，而是变成具有几个可能起源的内部中心集中的组分。正在进行的和未来的调查将完善这张照片，使银河系成为研究类似星系如何形成和演化的独特案例。

Milky Way椎间盘和隆起的年龄和人口统计学

Age Demographics of the Milky Way Disk and Bulge

我们使用广泛的$Gaia$数据发布2集的长周期变量，选择一个样本的富氧Miras整个银河系盘和隆起的研究。利用米拉脉动周期和恒星年龄/化学之间的关系，我们切片的银河系盘和膨胀的恒星密度作为周期的函数。我们发现这两个组件的形态演变作为恒星年龄/化学的函数与恒星盘被包围在老年，逐渐变薄，更径向扩展在年轻的恒星年龄，符合图片的内-外和颠倒形成的银河系的磁盘。我们看到了扰动盘的证据，在恒星平面内外都可以看到大尺度的恒星超密度。我们发现，凸起是很好地模拟了轴比为$\sim [1:0.4:0.3]$的三轴箱形分布。最古老的Miras（$\sim$ 9-10 Gyr）显示出小棒状形态，而年轻的恒星则以$\sim 21^{\circ}$的视角倾斜于太阳-银河系中心线。这表明，棒的形成和屈曲发生在8-9 Gyr之前，较老的Miras足够热，以避免被成长的棒所困。我们发现最年轻的米拉表现出强烈的花生形态，轴承的特征X形的倾斜酒吧结构。

银河系内盘的絮状结构

The Flocculent Structure of the Inner Milky Way Disk

本研究利用HI4PI探测分析银河系内盘HI数据，未发现宏设计旋臂结构特征的浅肩峰和宽凹陷，表明太阳轨道内侧银河系不具备宏伟旋臂结构，应归类为絮状旋涡星系。

从内Milky Way到局域体积星系：用ELT-HARMONI分辨的恒星星族

From the inner Milky Way to Local Volume galaxies: resolved stellar populations with ELT-HARMONI

我们讨论的预测性能的HARMONI摄谱仪和ELT的背景下，两个具体的科学案例：解决本地体积星系和银河系考古学在稠密的环境中的恒星星族。我们使用HSIM软件制作并分析了一组模拟数据立方体，模拟了巨大椭圆星系半人马座A和银河系核凸起的观测结果。我们使用我们的结果来证明仪器在大量恒星中执行恒星吸收线光谱的能力，这将使我们能够研究这些高密度区域的详细运动学和恒星星族特征

内Milky Way II的行星状星云：膨胀-盘状转变

Planetary nebulae in the inner Milky Way II: the Bulge-Disk transition

在这项工作中，行星状星云的样本位于内盘和凸起的银河系是为了找到银河系的距离，更好地分开这两个群体，从丰度的角度来看。统计距离尺度被用来研究整个磁盘隆起界面的丰度分布。用Kolmogorov-Smirnov检验找出这些区域的化学性质较好分离的距离。统计分析的结果表明，平均而言，内部种群的丰度低于外部种群。此外，对于$α$ -元素丰度，内部人口不遵循磁盘径向梯度朝向银河系中心。根据我们的研究结果，我们建议在1.5千秒差距的凸起磁盘接口，标志着星系的凸起和内盘之间的过渡，所定义的中间质量人口。

内Milky Way通过红团巨星的红外消光

Infrared extinction in the Inner Milky Way through the red clump giants

虽然红外线上的消光曲线的形状被认为是固定的，并且红外波段之间的消光比通常被认为是近似恒定的，但最近的一些研究指出幂律指数的空间可变行为或完全不同的消光定律。在本文中，我们提出了一种方法来分析的整体行为的星际消光的红团人口的手段，我们把它应用到银河系的那些地区，星际物质的存在是沉重的感觉：位于5度<l<30度和b=0度。我们表明，传统上用于近红外消光比可能是不合适的内银河系，我们分析的行为消光定律从1到8微米。

MOA-II星系微透镜约束：内部Milky Way具有低暗物质分数和近极大圆盘

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。

暗物质存在于Milky Way内部的证据.真的吗？

Evidence for dark matter in the inner Milky Way...Really?

以下是对Iocco等人最近的一封信的评论。（2015，arXiv：1502.03821）作者声称已经发现“......暗物质存在的有力证据. ".这封有问题的信提供了银河系最近的旋转曲线观测的汇编，以及基于最近重子物质分布测量的牛顿旋转曲线估计。前者和后者之间的不匹配被认为是“暗物质存在的证据“。在这里，我们证明了所报道的差异是众所周知的引力异常，当动力学加速度接近临界米尔格罗姆加速度a_0 = 1.2 \times 10^{-10} m / s^2时，它总是出现。此外，使用一个简单的修正引力定律，Iocco等人（2015）提出的重子模型产生的动力学与观测到的旋转值一致。

利用N体模拟来理解内部Milky Way的化学动力学演化

Using N-body simulations to understand the chemo-dynamical evolution of the inner Milky Way

我提出的例子如何化学动力学N体模拟可以帮助理解的结构和内部星系的演化。这样的模拟再现观察到的运动学，形态学和化学之间的联系，在酒吧/凸起区域，并解释它们的自洽同居的一些组件。银河系考古学，适用于模拟快照，解释了各种组成部分的恒星形成的顺序。厚盘星比薄盘星形成得更早，时间尺度也更短。厚盘中的棒在水平方向上比薄盘中的棒厚，并且具有不同的垂向形态。银河系的内盘尺度长度比预期的类似恒星质量的邻近星系要小得多。

Milky Way内部的行星状星云：新的丰度

Planetary nebulae in the inner Milky Way: new abundances

对内盘和核球中行星状星云的研究提供了有关He、N、O、Ar、Ne等元素的化学丰度及其演化的重要信息，这些信息与中等质量恒星的演化和银河系的化学演化有关。我们提出了准确的丰度元素的He，N，S，O，Ar，和Ne的样本的54个行星状星云位于朝向凸起的银河系，其中33个的丰度推导的第一次。丰度是根据国家天体物理实验室（LNA，巴西）在光学领域的观测得出的。数据显示出良好的协议与文献中的其他结果，在这个意义上说，丰度的分布是类似的那些作品。

内Milky Way中的APOGEE DR14/DR15丰度

APOGEE DR14/DR15 Abundances in the Inner Milky Way

我们概述了银河系内部区域11种元素丰度的分布，这些元素是由作为SDSS数据发布14/15（DR 14/DR 15）的一部分发布的APOGEE恒星追踪的，包括O，Mg，Si，Ca，Cr，Mn，Co，Ni，Na，Al和K。这个样本跨越了大约4000颗R_GC<4 kpc的恒星，使我们能够对银河系最内部几千秒差距内的这些丰度及其变化进行迄今为止最全面的研究。我们描述了观测到的丰度模式（[X/Fe]-[Fe/H]），与以前的文献结果和太阳银河系半径的恒星模式进行比较，并讨论了DR 14/DR 15有效温度的可能趋势。我们发现，[Mg/Fe]-[Fe/H]“膝”的位置与R_GC几乎保持不变，表明早期内星系中有一个混合的中等或高水平的恒星形成径向迁移。我们量化的线性相关性对元素在不同的子样本的恒星，并发现这些关系各不相同，一些丰度的相关性是非常相似的α-丰富和α-穷人的恒星之间，但其他显着不同，这表明在某些超新星产量的金属丰度依赖的变化。这些经验趋势将为今后更详细的探索和模型比较指标的完善奠定基础。银河系内部的丰度似乎由一个单一的化学演化轨道所主导，并且它们延伸到如此高的金属丰度，强调了银河系这一部分对于限制化学演化建模的成分和提高我们对整个银河系演化的理解的独特重要性。

内银河系SiO脉泽恒星的近红外颜色与热改正

Infrared colours and bolometric corrections of SiO masing stars in the inner Milky Way

本文通过内银河系SiO脉泽晚型星样本建立红外颜色关系，用于分解星际消光与包层消光，从而实现对被极度遮蔽晚型星的分类和消光估计。

一个矮星系流居住在内部Milky Way光环的证据

Evidence of a dwarf galaxy stream populating the inner Milky Way Halo

从矮星系产生的恒星流提供了银河系分层形成的直接证据。在这里，我们提出了第一个全面的研究“LMS-1”恒星流，我们通过使用STREAMFINDER算法在盖亚EDR 3数据集中搜索宽流检测。这条溪流最近由Yuan等人发现（2020）。我们探测到LMS-1是一个$60°$长流，位于银河系凸起的北部，距离太阳$\sim 20$千秒差距，还有其他一些成分表明整个流完全包裹在银河系内部。利用LAMOST，SDSS和APOGEE的光谱测量，我们推断，流是非常贫金属（${\rm \langle [Fe/H]\rangle =-2.1}$）具有显着的金属分散（$σ_{\rm [Fe/H]}=0.4$），它具有很大的径向速度分散（${\rm σ_v=20 \pm 4\,km\,s^{-1}}$）。这些估计共同意味着LMS-1是一个矮星系流。LMS-1的轨道接近极地，与银河平面的倾角为$75°$。LMS-1的轨道和金属丰度与球状星团NGC 5053、NGC 5024和恒星流“Indus”非常相似。这些发现使LMS-1成为银河系内晕恒星星族的重要贡献者。

Milky Way内部区域的运动学上不同的RR-Lyrics超密度

A Kinematically-Distinct RR-Lyrae Overdensity in the Inner Regions of the Milky Way

我们结合了赛丁春天调查的RR天琴座恒星与南方自行目录4，以检测和运动学特征overdensities内晕的银河系。我们在银河系的第四象限，在银河平面上方发现了一个这样的高密度。超密度延伸至少20度经度，平均日心距离为8千秒差距，深度为4千秒差距，并被限制在银河平面的4千秒差距内。它的金属丰度分布与野外种群的分布不同，峰值在-1.3，明显的尾部在-2.0。自行表示远离平面的净垂直运动和低轨道角动量。定性地说，这些轨道特性表明可能与半人马座欧米茄的母卫星有关。然而，一个特定的欧米茄Cen N体破坏模型的比较并没有给出一个很好的匹配与观察。视线速度和更广泛的N体模型将有助于澄清这种过度密度的性质。

Milky Way Kinquet。II。均匀的内星系HI终极速度曲线

Milky Way Kinematics. II. A uniform inner Galaxy HI terminal velocity curve

利用VLA银道面巡天的氢原子数据，我们测量了银河系第一象限氢原子终极速度随经度的变化。我们使用这些数据，加上我们以前的工作，银河系第四象限，产生一个密集的采样，均匀测量，南北银河系之间的旋转曲线$3~{\rm kpc} < R < 8~{\rm kpc}$。我们为第一和第四象限确定了一个新的关节旋转曲线拟合，这与我们在McClure-Griffiths \& Dickey（2007）中发表的拟合一致，并且可以用于估计太阳圈内部的运动学距离。旋转曲线中的结构现在被精确地定义，在$\sim 200$ pc的长度上显示出显著的速度结构，这比旋转曲线的空间分辨率大得多。此外，即使在减去圆形旋转拟合之后，第一和第四象限的旋转曲线的形状也显示出与$4.2 < R < 7$ kpc之间的大致正弦图案的惊人程度的相关性。

Milky Way的内部两个度数。银河系中心和周围的内球恒星星族之间化学差异的证据

The inner two degrees of the Milky Way. Evidence of a chemical difference between the Galactic Center and the surrounding inner bulge stellar populations

虽然已经有许多关于银河核球化学丰度的研究，但由于大量和多变的星际消光、极端的恒星拥挤和复杂的前景盘恒星星族的存在，中央两度相对未被探索。在本文中，我们讨论的金属丰度分布函数，垂直和径向梯度和化学丰度的$α$ -元素在银河系内两个学位，作为最近的红外光谱调查获得。我们使用的汇编最近测量的金属丰度和$α$元素丰度来自中高分辨率光谱。我们将这些金属丰度与低分辨率研究进行比较。将“富金属”定义为具有$ \rm [Fe/H]>0$的恒星，将“贫金属”定义为具有$\rm [Fe/H]<0$的恒星，我们发现了令人信服的证据，表明银河系中心（GC）中的富金属恒星比例（$\sim 80\%$）高于在最内侧600 pc内的低纬度区域测量的值（50-60\%）。在GC区域的高比例富金属恒星意味着一个非常高的平均金属丰度为+0.2 dex，而在隆起的内部600 pc，平均金属丰度在太阳值附近相当均匀。只有在包括GC的情况下，才测量到内部600 pc的垂直金属丰度梯度为-0.27 dex/kpc，否则分布大致平坦，与没有垂直梯度一致。除了其高恒星密度，银河系中心/核星团也是极端的托管高恒星丰度，相比周围的内球恒星星族;这对形成情景的影响，并加强了NSC是一个独特的恒星系统的情况。

内Milky Way星晕的形状和运动学预测

The Stellar Halo in the Inner Milky Way: Predicted Shape and Kinematics

我们已经使用N体模拟银河系的运动学和结构特性的老贫金属恒星晕在禁止内区域的银河系。我们发现，外推的密度分布的隆起的天琴座RR型恒星，$ρ\sim r^{-3}$，近似匹配的数密度的天琴座RR型在附近的恒星晕。我们遵循这样一个示踪人口的形成和演变的酒吧和盒子/花生凸起的N体模型的演变。我们发现，它的密度分布变化从扁圆三轴，它获得慢旋转与最近的测量。最大径向速度在$| l|\!=10^\circ-30^\circ$处为$\sim15-25$ km/s，速度频散为$\sim120$ km/s。尽管在凸起中模拟的贫金属晕具有条形形状，但只有$12\%$的轨道遵循条形，并且它不跟踪花生/X结构。有了这些特性，银河系隆起中的天琴座RR星群与银河系贫金属恒星晕的向内延伸是一致的。

银河系内盘和凸起种群的系统发育：气体吸积、（缺乏）由内而外的厚盘形成和淬火的含义

Phylogeny of the Milky Way's inner disk and bulge populations: Implications for gas accretion, (the lack of) inside-out thick disk formation, and quenching

我们发现，在R $\lesssim$ 7~kpc的银河系（MW）的核球和盘很好地描述了一个独特的化学演化和两个阶段的恒星形成历史（SFH）。我们认为，人口在这个内部磁盘，而不是整个磁盘，是相同的，外Lindblad共振（OLR）的酒吧起着关键作用，在解释这种均匀性。在我们的双相恒星形成历史模型中，金属丰度、[ $α$ /Fe]和[ $α$ /H]分布以及年龄-金属丰度关系都与内盘和球核的观测结果一致。在[Fe/H] $\sim$ 0 dex处的凹陷反映了在$\sim$ 8 Gyr年龄内MW的SFH中的淬灭事件，以及凸起和内盘恒星的共同演化。我们表明，在z $\le$ 1.5时，当MW开始淬火，过渡之间的结束$α$增强厚盘形成的薄盘的开始，但仍然是气体丰富，气体吸积率不可能是显着的。在该淬火阶段之前和之后的[ $α$ /Fe]丰度比将不同，这未观察到。目前的分析表明，银河系的历史，特别是在从厚到薄盘的过渡-淬火时代-必须由恒星形成效率的降低驱动。我们认为，气体吸积强度的下降，酒吧的形成，并在同一时期的淬火的SFR可能是因果关系，从而解释其时间上的巧合（删节）。

Milky Way内部晕HI云的分布

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。

从VVV巡天的深叠KS波段图像上发现的朝向内部Milky Way的候选星团

Candidate star clusters toward the inner Milky Way discovered on deep-stacked Ks-band images from the VVV Survey

由于灭绝和拥挤，银河系内部星团的普查是不完整的。我们开始了一项计划，利用来自Via Lactea（VVV）调查的VISTA变量的KS波段图像的深层堆栈，在银河系内部扩展星团列表。我们应用了一个自动化的两步程序的点源目录从深Ks图像：首先，我们确定恒星的过密度，然后我们选择了候选集群与可能的成员星，匹配等时线与一定的年龄，距离，和消光的颜色星等图。该试点项目仅调查一个VVV瓦片（即b201）的一部分中的集群种群。我们确定了九个集群候选人，并估计其参数。新的候选者是紧凑的，在天空中的典型半径约为0.2- 0.4弧分（在它们的估计距离上约为0.4-1.6 pc）。它们位于距离太阳约5-14千秒差距的地方，并且受到E（B-V）=0.4-1.0 mag. They是稀疏的，可能是演化的，典型的年龄log（t/1 yr）~9。根据银河系内天体的位置，我们得出结论，其中一个天体可能与盘或晕有关，其余天体与凸起或晕有关。此处报告的候选聚类将VVV Survey聚类检测推向极限。这些新的对象表明，VVV调查有可能确定数千个额外的集群候选者。亚角秒角分辨率和近红外波长方案使它比其他调查具有关键优势。

Milky Way内晕的年龄

The Age of the Milky Way Inner Halo

银河系被观测到有多个具有不同性质的组成部分，如凸起，盘和晕。解开这些群体的组装历史提供了一个强有力的测试理论的星系形成和演化，但往往受到限制，由于在测量准确的恒星年龄的低质量，氢燃烧的恒星。与这些祖先不同，恒星演化的“煤渣”，白矮星，是非常简单的物体，它们的基本性质可以通过光谱学测量，几乎没有歧义。在这里，我报告了对银河系晕中新形成的白矮星的观测和分析，并与已发表的对125亿年前的球状星团Messier 4中白矮星的分析进行了比较。由此，我测量残余物的质量分布，并反转恒星演化过程，以建立一个新的关系，将最终恒星质量与其直接祖先的质量联系起来，从而与母体人口的年龄联系起来。通过将这种技术应用于附近的四个运动学证实的晕白矮星的小样本，我测量出局部场晕星的年龄为114 +/- 0.7亿年。这个年龄与球状星团的年龄尺度直接相关，最古老的星团形成于135亿年前。未来对银河系晕中新形成的白矮星的（光谱）观测可以用来减少目前的不确定性，并探测最后一个星系团和内晕形成时间之间的相对差异。

晕系统中的CN异常和Milky Way中球状星团的起源

CN Anomalies in the Halo System and the Origin of Globular Clusters in the Milky Way

我们探讨的运动学和轨道性质的样本红巨星的晕系统的银河系，被认为是形成在球状星团，基于其强烈的UV/蓝色CN带。CN-强晕星的轨道参数与内晕和外晕种群的轨道参数进行了比较，和球状星团的轨道参数与研究充分的银河系轨道。CN-强场星和球状星团都表现出与内晕星族相似的运动学和轨道性质，表明剥离或破坏的球状星团可能是内晕场星的重要来源，并表明CN-强场星和大多数球状星团都主要与内晕星族有关。

VINTERGATAN III：如何重置Milky Way的金属性

VINTERGATAN III: how to reset the metallicity of the Milky Way

利用宇宙学变焦模拟VINTERGATAN，我们提出了一个新的情况下，恒星形成的开始在低-[ $α$ /Fe]序列的银河系类星系的金属贫端。在这种情况下，星系由两种不同的气体流提供燃料。其中一个被大质量星系的流出物所富集，而另一个则不然。前者供给银河系内部区域，后者则供给相对于主银道面倾斜的外部气体盘，其化学成分明显较差。最后一个主要合并星系的第一次通过引发了外盘的潮汐压缩，这增加了气体密度，最终导致恒星形成，金属丰度比内星系低0.75 dex。这是低[ $α$ /Fe]序列的第一颗恒星。这些原位恒星具有类似晕的运动学，类似于在银河系中观察到的，这是由于外盘的倾斜最终通过引力矩与内盘对齐。我们表明，这种倾斜盘的情况可能在Milky-Way类星系中很常见。这个过程意味着低-[ $α$ /Fe]序列是在原位填充，同时从两个形成通道，在内部和外部星系，具有不同的金属丰度。这与银河系盘组装的纯粹顺序情景形成对比，可以通过观测进行测试。

根据化学丰度重建Milky Way盘的恒星形成历史

Reconstructing the star formation history of the Milky Way disc(s) from chemical abundances

为了研究银河系的恒星形成历史，我们发展了一个化学演化模型。我们的模型假设银河系是由内部区域的封闭盒状系统形成的，而圆盘的外部部分经历了一些吸积。与通常的程序不同，我们不固定恒星形成的处方（例如肯尼库特定律），以重现化学丰度的趋势。相反，我们用年龄拟合丰度趋势，以恢复银河系的恒星形成历史。我们的方法能够以前所未有的精度恢复银河系在第一个回旋中的恒星形成历史，在太阳附近采样的内盘（R<7- 8 kpc）和外盘（R>9- 10 kpc）。我们表明，在内部光盘，一半的恒星质量形成在厚盘阶段，在第一个4-5 Gyr。这个阶段之后是恒星形成活动的显著下降（在8-9 Gyr）和剩余8 Gyr的大致恒定的低水平恒星形成时期。厚盘阶段在4 Gyr中产生的金属与剩余8 Gyr中的薄盘一样多。我们的研究结果表明，一个封闭的盒子模型是能够适应所有可用的限制在内部光盘。一个封闭的盒子系统在性质上等同于一个制度，在那里的吸积率，在高红移，保持高的气体分数的内部光盘。在这样的条件下，SFR主要由ISM的高湍流控制。到z~1时，大部分吸积可能发生在外盘，而内盘的恒星形成活动主要由厚盘阶段未消耗的气体和早期恒星的连续喷出物维持。外盘遵循的恒星形成历史与内盘非常相似，虽然开始于z~2，大约在内盘薄盘形成之前2 Gyr。

内星系Kpc尺度分子波：Milky Way的羽毛？

A Kpc Scale Molecular Wave in the Inner Galaxy: Feather of the Milky Way?

我们报告发现的速度相干，kpc尺度的分子结构朝向银河系中心区域的角度范围为30度和纵横比为60：1。CO结构的运动学距离在4.4到6.5 kpc之间。对速度数据的分析和与现有旋臂模型的比较支持这种结构的主要部分要么是诺玛臂的子分支，要么是臂间巨大的分子细丝，可能是银河系的kpc级羽毛（或马刺），类似于在附近的螺旋星系中观察到的。考虑到运动学距离的不确定性，对流云的范围至少为2.0 kpc，可能长达4 kpc。这种高度拉长的结构的垂直分布揭示了类似于正弦波的图案。这种kpc尺度的丝状体及其波状形态的起源的确切机制尚不清楚。独特的波浪状形状和其独特的方向使这个云，被命名为Gangotri波，是银河系中最大和最有趣的结构之一。

内Milky Way中的核螺旋

Nuclear Spirals in the inner Milky Way

我们使用流体动力学模拟构建一个新的相干图片的气体流动的中央分子区（CMZ），该地区的银河系内的$R\leq 500\, \mathrm{pc}$。我们将在分子示踪剂的$(l,b,v)$数据立方体中观察到的连接结构与核螺旋臂联系起来。这些现象在棒星系的流体动力学模拟中自然出现，并且与在外部星系如NGC4303或NGC1097中看到的相似。我们讨论了CMZ的正面视图，包括几个突出的分子云，如Sgr B2，$20\,{\rm km\, s^{-1}}$和$50\,{\rm km\, s^{-1}}$云，极弧，Bania Clump 2和Sgr C的位置。我们的模型也与更大尺度的气体流动一致，直到$R\simeq 3\,\rm kpc$，从而提供了整个银河棒区域的一致图像。

银河系内侧的运动-距离偏差：基于恒星动力学约束的棒结构

Kinematic-Distance Biases in the Inner Milky Way from a Stellar-Dynamically Constrained Bar

研究发现，棒驱动的非圆形运动导致KD方法在银河系内侧区域出现系统性偏差，表现为各向异性伪影和径向混合，揭示了KD方法在棒结构区域的局限性。

使用FIRE-2模拟研究银河系质量星系中古老内星系恒星的动力学

The Dynamics of Old Inner Galaxy Stars in Milky Way-mass Galaxies Using FIRE-2 Simulations

利用FIRE-2宇宙学模拟分析13个银河系质量星系中古老内星系恒星的运动学性质，发现它们主要形成于宿主星系，但吸积恒星在早期阶段显著，且盘状动力学随年龄减小而增强。

The Dawn of Disk Formation in a Milky Way-sized Galaxy Halo: Thin Stellar Disks at $z > 4$

We present results from \textsc{GigaEris}, a cosmological, $N$-body hydrodynamical "zoom-in" simulation of the formation of a Milky Way-sized galaxy halo with unprecedented resolution, encompassing of order a billion particles within the refined region. The simulation employs a modern implementation of smoothed-particle hydrodynamics, including metal-line cooling and metal and thermal diffusion. We focus on the early assembly of the galaxy, down to redshift $z=4.4$. The simulated galaxy has properties consistent with extrapolations of the main sequence of star-forming galaxies to higher redshi…

利用OGLE、APOGEE和Gaia数据研究银河系中央核球与内核球的结构、星族及运动学

The Structure, Populations and Kinematics of the Milky Way central and inner Bulge with OGLE, APOGEE and Gaia data

本研究结合多巡天数据，通过轨道参数划分银河系核球星族，发现内核球与棒结构对齐、中央核球自转更慢，支持核球以伪核球起源为主且更符合盒状核球模型。

银河系的球状bulge：在内厚盘和棒之外的化学动力学特征

The Spheroidal Bulge of the Milky Way: Chemodynamically Distinct from the Inner-Thick Disc and Bar

研究银河系内区域的化学组成和起源，发现球状bulge在化学和动力学上与内厚盘和棒显著不同，首次通过Gaia-RVS光谱揭示其独特的金属丰度分布和轨道特性。

南方球状星团VI的空间速度。内Milky Way中的九个团簇

Space Velocities of Southern Globular Clusters VI. Nine Clusters in the Inner Milky Way

我们测量了9个低纬星系内球状星团的绝对自行，它们是NGC 6273（M 19），NGC 6284，NGC 6287，NGC 6293，NGC 6333（M 9），NGC 6342，NGC 6356，NGC 6388和NGC 6441。这是对这些星系团的首次测定。自行是通过依巴谷在ICRS上。自行误差范围在0.4和0.9质量/年之间，并占主导地位的可测量的集群成员的数量在这些地区是非常拥挤的凸起/酒吧和厚盘。这个样本包含5个贫金属（[Fe/H < -1.0）和4个富金属的星系团; 7个星系团位于距离银河系中心4kpc的范围内，而剩下的两个星系团，即NGC 6356和NGC 6284位于距离银河系中心7.5kpc的隆起背景中。通过结合适当的运动与径向速度和距离，从文献中，我们得出三维速度。在许多情况下，距离的不确定性使运动学分类模糊不清。两个富金属星系团NGC 6388和NGC 6441的速度与银河系厚盘或棒中的成员不相容。它们可以被认为是银河系内部一个运动学热系统的成员。奇怪的是，这两个星系团有着相似的速度分量。再加上它们在银河系中相似的位置和奇特但相似的恒星群特征，这两个星团可能有着共同的起源。它们的速度也非常低，表明这两个星团现在处于远心点或近远心点，它们不会离开银河系内部的~4 kpc。

证明银河系Shock Wave的内部Milky Way的最高分辨率旋转曲线

Highest-Resolution Rotation Curve of the Inner Milky Way proving the Galactic Shock Wave

我们在$10°\le l \le 50°~ (R=1.3-6.2~{\rm kpc})$上以最高的空间分辨率（2 pc）和速度分辨率（1.3 km/s）给出了第一象限内星系的自转曲线（RC）。我们使用的${^{12}}$ CO（J=1-0）线的调查数据观测的Nobeyama 45米望远镜在$20"$（最初的$15")$）的有效角分辨率，并适用于切线速度方法，通过采用高斯反卷积的个别CO线的轮廓的速度图。在平均旋转速度上叠加了许多RC隆起或旋转速度的局部变化，其速度幅值为$\pm \sim 9$ km/s，径向尺度长度为$\sim 0.5-1$ kpc。盾臂（4 kpc分子臂）切线方向上$R\sim 4$ kpc附近显著的速度碰撞和相应的密度变化，自然可以用小螺距角螺旋臂中的普通星系激波来解释，不一定需要棒诱导的强激波。RC表格可在PASJ补充数据网站和http://www.ioa.s.u-tokyo.ac.jp/~sofue/h-rot.htm上获得。

银河系质量星系内部区域短轴恒星密度分布的宇宙学预言

Cosmological predictions for minor axis stellar density profiles in the inner regions of Milky Way-mass galaxies

本研究利用FIRE-2和Auriga模拟发现，银河系质量星系内部短轴恒星密度呈指数盘加幂律分布，且与暗物质分布强相关，与吸积历史无关。

铁窗后的恒星I：银河系中心的恒星星族

Stars behind bars I: The Milky Way's central stellar populations

我们第一次表明，一个完整的宇宙流体动力学模拟可以再现银河系最内层区域的关键属性。我们的高分辨率模拟与银河系四方形/花生形凸起的轮廓和运动学相匹配，因此我们可以用它来重建和理解凸起组件。特别是，模拟隆起的X形形态的年龄依赖平行于观察到的金属丰度依赖分裂的内星系的红团星。我们使用这个功能来获得一个观测指标，使我们能够量化何时从磁盘形成的凸起。我们提出的度量标准可以与即将到来的调查数据，以限制银河系酒吧的年龄。从恒星计数的分裂中，我们估计模拟中4~kpc尺度条的形成发生在$t^{\rm bar}_{\rm form}\sim8^{+2}_{-2}$ Gyr之前，与模拟中测量条形成的传统方法非常一致。我们测试的前景，观测区分的恒星属于凸起/酒吧相比，周围的磁盘，并发现，内盘和凸起实际上是无法区分的化学和年龄。

The extinction law in the inner $3\times3$ deg$^2$ of the Milky Way and the red clump absolute magnitude in the inner bar-bulge

The extinction law from $0.9$ to $8$ microns in the inner $3\times3$ deg$^2$ of the Milky Way is measured using data from VISTA Variables in the Via Lactea, GLIMPSE and WISE. Absolute extinction ratios are found by requiring that the observed red clump density peaks at the GRAVITY collaboration distance to the Galactic centre. When combined with selective extinction ratios measured from the bulge giant colour-colour diagrams, we find an extinction law of $A_Z:A_Y:A_J:A_H:A_{K_s}:A_{W1}:A_{[3.6]}:A_{[4.5]}:A_{W2}:A_{[5.8]}:A_{[8.0]} =7.19(0.30):5.11(0.20):3.23(0.11):1.77(0.04):1:0.54(0.02):0.46…

对“Milky Way内部暗物质的证据“评论的答复

Reply to Comment on "Evidence for dark matter in the inner Milky Way"

在最近发布的一份简短说明中，arXiv：1503.07813的作者对最近发表在《自然物理学》上的arXiv：1502.03821提出了一些担忧。我们感谢他们对我们工作的关心，并在此对他们的批评作出回应。

类银河系星系的形态统计

Morphological Statistic of Milky Way-like Galaxies

本研究统计了1,738个类银河系星系的旋臂形态，发现多臂系统占主导，且银河系内两臂外多臂结构（含分叉）与典型多臂星系一致。

通过N体模拟研究卫星潮汐碎片在Milky Way环境中的分布

Addressing via N-body simulations the distribution of the satellite tidal debris in the Milky Way environment

我们研究了银河系卫星、恒星和暗物质碎片的分布。对于第一次，我们解决的问题，同时利用模拟卫星的潮汐中断a）一组现实的轨道从宇宙学模拟中提取，b）一个三个组成部分的主机星系与活晕，光盘和凸起组件，和c）卫星流体动力学模拟。我们分析的统计特性的卫星碎片的所有大规模星系到达内银河系的时间尺度为2 Gyr。多达80 $\%$的暗物质从卫星上剥离，而这发生在多达30 $\%$的恒星上。恒星碎片大多数终止于银河系内晕，而暗物质碎片在整个主晕上显示出平坦的质量分布。暗物质碎片遵循内幂律指数$α_{\rm DM}=-0.66$和外幂律指数$β_{\rm DM}=2.94$的密度分布，而恒星$α_{*}=-0.44$和$β_{*}=6.17$则遵循外幂律指数。在25 kpc内，恒星碎片的分布比暗物质碎片的分布更平坦，它们的短轴方向也有很大差异。将星盘的方向改变90 $^{\rm{o}}$，对卫星碎片的分布只有很小的影响。我们的结果表明，暗物质比银河系卫星上的恒星更容易剥离。碎片的结构受卫星轨道特性的支配。恒星和暗物质碎片的径向剖面、扁平度和方向都有很大的不同，这就妨碍了从观测到的恒星成分预测暗物质的分布。

内银盘早期气体的快速吸积

Rapid early gas accretion for the inner Galactic disc

最近对银河系和高红移星系的观测表明，星系盘在大爆炸后不久就已经存在了。虽然银河系在内盘中的气体注入历史一直被认为是以一个短的吸积时间尺度为特征，但这并没有直接受到观测的约束。利用最近由APOGEE和盖亚产生的银河系内部区域前所未有的数量和质量的数据，我们的目标是获得对内部（小于6 kpc）星系（重点是4 - 6 kpc之间的恒星，我们表明这是整个内盘的适当代理）的下落历史的强约束。我们已经实现了气体的星系盘的化学演化模型，并使用施密特-肯尼库特定律连接的恒星形成的下降。我们探讨了一些模型，和两种不同的公式的下落法。在一个公式中，下降是非参数的，而在另一个公式中，下降具有显式的指数形式。我们用模型参数拟合了太阳附近恒星的时间-[Si/Fe]分布，以及距APOGEE银河中心半径在4 - 6kpc之间的恒星的金属丰度和[Si/Fe]分布函数。我们的研究结果指向一个快速的早期气体吸积，吸积时标的上限约为2 Gyr在银河系的内盘。这表明至少有一半的重子是在大爆炸后2 - 3 Gyr内形成的，而内盘的一半恒星是在厚盘形成阶段的前5 Gyr内形成的。这意味着内盘的恒星质量由厚盘主导，支持我们以前的工作，并且气体吸积到内盘上是快速和早期的。

用歧管模拟Milky Way的内部盘。我-第一步

Modelling the inner disc of the Milky Way with manifolds. I - A first step

利用不变流形研究了银河系内部的棒驱动动力学。这个理论已经成功地应用于描述外部星系中的环和螺旋的形态和运动学，现在，我们第一次将其应用于银河系。我们计算位于杆端的不稳定周期轨道的不变流形所限定的轨道。我们讨论是否COBE/DIRBE酒吧和长酒吧组成一个单一的酒吧或两个独立的酒吧，并进行了一些比较，一起，强烈主张前者。更具体地说，我们倾向于这样的可能性，即所谓的COBE/DIRBE棒是一个棒的方形/花生状凸起，其外部薄的部分是所谓的长棒。这种可能性与外部星系的观测、轨道结构理论和模拟都很吻合。然后，我们详细分析了五个代表性的银河系潜力的形态和运动学。两个有一个费勒斯酒吧，两个有一个四极杆和最后一个复合酒吧。我们首先只考虑COBE/DIRBE条，然后将其扩展到包括长条的效果。我们发现，由流形给出的大尺度结构描述了一个内环，其大小类似于近和远3-kpc臂，和一个外环，其性质类似于银河系分子环。我们还分析了这两种结构的运动学，在不同的银河系势，并发现他们再现的主要超密度发现在银河系的速度CO图。最后，我们考虑在什么样的模型参数下，流形的全局形态可以再现两个外旋臂。我们的结论是，这将需要更大的质量和更迅速的旋转棒，或包括在潜在的额外的组件描述的螺旋臂。

Milky Way凸起揭示了盘中的初始金属丰度梯度

What the Milky Way bulge reveals about the initial metallicity gradients in the disc

我们研究的金属丰度的趋势在银河系（MW）隆起-使用APOGEE DR 13数据-并探讨其起源，通过比较两个N-体模型孤立星系开发一个酒吧和一个四四方方/花生（B/P）隆起。这两个模型已被提出的情况下，调和盘起源的MW凸起与负垂直金属丰度梯度。第一个模型是具有不同尺度高度、运动学和金属丰度的同空间（即重叠）盘种群的叠加。在这个模型中，厚的，金属贫乏的，集中的光盘人口作出显着贡献的恒星质量预算在内部星系。第二个模型是一个单一的磁盘与初始陡峭的径向金属丰度梯度，这是映射到B/P凸起的酒吧在这样一种方式，即垂直金属丰度梯度的MW凸起被复制-已经在以前的作品中所示的文献。然而，正如我们在这里所展示的，后一种模型并没有再现内盘的正纵向金属丰度梯度，也没有再现数据中所看到的隆起的金属贫乏的最内部区域。另一方面，具有共空间薄和厚圆盘种群的模型再现了所有上述趋势。因此，我们看到，它是可能的调和（主要）光盘起源的MW凸起与所观察到的趋势，金属丰度通过映射到一个b/p的内部薄和厚光盘的MW。对于这种情况下重现的意见，$α$增强，金属贫，厚光盘人口必须有一个显着的质量贡献的内部区域-已建议为银河系。

GIRAFFE内胀调查（GIBS）。I. Milky Way凸起的测量描述和运动图

The GIRAFFE Inner Bulge Survey (GIBS). I. Survey Description and a kinematical map of the Milky Way bulge

银河系的膨胀是银河系中一个巨大而古老的组成部分。它是已知的主机酒吧，它最近被证明有一个明显的四方形/花生结构在其外部区域。几项独立的研究表明，在核球中存在不止一个恒星星族，它们的起源不同，相对比例在核球区域内也有变化。这是一系列论文的第一篇，介绍了长颈鹿内部膨胀调查的结果，在ESO-VLT与多光纤光谱仪火焰进行。在红外钙三重态8500埃波长范围内，获得了24个球场中~5000个红团簇巨星的光谱，分辨率R = 6500。它们被用来推导径向速度和金属丰度，基于专门为此项目设计的新校准。另外约1200颗从类似档案数据中获得的膨胀红团巨星的径向速度也被添加到样本中。在纬度b =-3.5的另外450颗恒星上获得了更高分辨率的光谱，目的是研究内球区化学丰度模式随经度的变化。在这里，我们总共提出了6392个RC星的径向速度。我们推导出一个径向速度，速度色散图的银河系的凸起，有用的外部凸起类似的地图进行比较，并推断出预期的速度和色散在任何视线。K-型巨星的运动学与BRAVA巡天中M-巨星的圆柱旋转模式一致。我们的样本能够将这一结果扩展到纬度b =-2，比以前的调查更接近银河平面。最后，我们发现了在（0，-1）和（0，-2）处存在速度弥散峰的有力证据，这可能表明在隆起的中央250 pc处存在高密度峰

Milky Way棒中恒星的化学

The chemistry of stars in the bar of the Milky Way

我们利用位于银河系长棒方向的938颗红团簇巨星样本研究了银河系棒星的化学性质。从运动学上将棒状轨道上的恒星与内盘轨道上的恒星分开，我们发现棒状轨道上的恒星更富含金属，平均铁丰度<[Fe/H]>=+0.30，而内盘轨道上的<[Fe/H]>=+0.03。棒星的空间选择是复杂的，有一个很强的垂直金属丰度梯度-1.1dex/kpc，但我们发现金属丰度分布的变化与我们的轨道选择一致。我们的结果有两种可能的解释。第一个是内星系中最富金属的恒星在棒形成之前就存在了，但在棒形成时运动学上是冷的，因此在棒形成时更容易被捕获到棒轨道上。第二种是大多数富含金属的恒星是在棒之后形成的，要么直接沿着轨道进入棒，要么在形成后被棒捕获。

Milky Way几何厚盘中的径向年龄梯度

A radial age gradient in the geometrically thick disk of the Milky Way

在银河系中，厚盘可以用单个恒星的丰度、运动学或年龄来定义;或者用几何学来定义，如高出中平面的恒星。在附近的星系中，只能使用几何定义，厚盘似乎有很大的径向尺度长度，它们的红色表明它们是一致的老。银河系的几何厚盘也是径向延伸的，但它的化学性质远非均匀：阿尔法增强的恒星被限制在银河系内部。在模拟的星系中，老恒星集中在中心，几何厚度的圆盘也径向延伸。较年轻的恒星星族在模拟盘的外部区域闪耀，使这些恒星高出中平面。由此产生的几何厚盘因此显示出径向年龄梯度，从中心区域的老到外围的年轻。根据我们对APOGEE调查中大量巨星样本的年龄估计，我们现在可以测试银河系的这种情况。我们发现，在银河系中的几何定义厚盘确实有一个强大的径向年龄梯度：红团星的年龄中位数从9 Gyr的内盘到5 Gyr的外盘。我们认为，至少一些附近的星系也可能具有年龄不一致的厚盘，并且几何厚盘可能是由于其内部和外部的不同形成机制而产生的复杂结构。

球状星团中Oosterhoff二分法追踪的Milky Way晕的恒星形成历史

Star formation history of the Milky Way halo traced by the Oosterhoff dichotomy among globular clusters

在我们最近对多星群范式中奥斯特霍夫二分法的研究中（Jang et al. 2014），我们提出奥斯特霍夫I、II和III群球状星团（GC）中的RR天琴座变星主要分别由第一、第二和第三代恒星（G1、G2和G3）产生。在这里，我们表明，第一次，所观察到的二分法在内部和外部晕GC可以自然地复制时，这些模型扩展到所有的金属丰度制度，同时保持合理的协议，在水平分支类型与[Fe/H]的相关性。为了实现这一点，然而，具体的恒星形成的历史是需要的内部和外部晕。在内晕GC中，恒星形成开始和停止较早，各亚群之间的形成时间尺度相对较短（约0.5 Gyr），而在外晕中，G1的形成延迟约0.8 Gyr，G1和G2之间的时间尺度更长（约1.4 Gyr）。这与银河系晕的双重起源是一致的。尽管在细节上的差异，我们的模型表明，Oosterhoff周期组观察到的外晕和内晕GC的不稳定带内的“人口转移”的影响，其起源可以追溯到两个或三个离散的情节在GC的恒星形成的表现。

解开银河系的戈尔迪之结：来自 $APOGEE-Gaia$ 的证据表明银河系中存在打结且较慢的棒

Disentangling the Galaxy's Gordian knot: evidence from $APOGEE-Gaia$ for a knotted and slower bar in the Milky Way

本研究利用 $APOGEE-Gaia$ 红巨星数据，在内部银河系发现了一个由近径向轨道恒星组成的“结”成分，并测得银河系棒旋转较慢（$Ω_{\mathrm{bar}}=24\pm3$），为内部星群演化提供了新约束。

盖亚时代局部晕和内晕流中Milky Way形成的新特征

New Signatures of the Milky Way Formation in the Local Halo and Inner Halo Streamers in the Era of Gaia

我们通过使用斯隆数字巡天的分光光度数据和从指南星表II数据库中提取的多历元位置获得的高质量自行来探索银河系附近。为了确认和研究银河系形成的遗迹，我们首先对距离太阳$3$ kpc的$\rm{[Fe/H] < -1.5}$亚矮星进行分类、选择和研究，作为本地晕系统的示踪物。然后，通过相空间分析，我们发现了五个离散的运动学超密度之间的最快的恒星$67$的统计证据，并比较它们之间的相互作用的高分辨率N-体模拟的银河系和轨道矮星系的合并历史的四个代表性的情况下。观测到的超密度可以解释为化石亚结构，由从其祖先撕裂的流光组成，这些祖先似乎是不同倾角的顺向和逆行轨道上的卫星。特别是，在探测到的五个高密度中，有两个似乎与Helmi等人（1999）的流有关，产生了21个额外的主序星成员，我们的分析证实了这一点。这三个新发现的运动学群可能与Dinescu（2002）和Kepley等人（2007）检测到的逆行流有关，无论其起源如何，其前身都将位于逆行轨道上，倾角在$10^{\circ} ÷60^{\circ}$范围内。最后，我们使用我们的模拟来研究观测误差的影响，并将当前的图像与盖亚任务预期的高度改进的数据的前景进行比较。

用贝叶斯机器学习揭示Milky Way内外盘的不同形成路径

Unveiling the Distinct Formation Pathways of the Inner and Outer Discs of the Milky Way with Bayesian Machine Learning

我们开发了一个贝叶斯机器学习框架，称为BINGO（贝叶斯推断银河考古学）围绕贝叶斯神经网络。在对APOGEE和\emph{Kepler}星震年龄数据进行训练后，BINGO被用来获得精确的APOGEE恒星的相对恒星年龄估计。我们仔细构建了一个训练集，以最大限度地减少偏差，并将BINGO应用于与我们的训练集相似的恒星星族。然后，我们选择了17，305颗恒星，其年龄来自BINGO，并从\textit{Gaia} DR 2获得了可靠的运动学特性。结合年龄和化学运动学信息，我们将银河系盘星分为三个部分，即厚盘（老的，高[ $α$ /Fe]，[ $α$ /Fe] $\gtrsim$ 0.12），薄盘（年轻的，低[ $α$ /Fe]）和桥，桥是厚盘和薄盘之间的区域。我们的研究结果表明，厚盘形成的早期只在内部区域，和内部盘平滑地转变为薄盘。我们发现外盘遵循与内盘不同的化学演化途径。外层贫金属恒星只有在致密厚盘阶段完成后才开始形成，而恒星形成的气体盘随着贫金属气体的吸积向外延伸。我们发现，在桥区的[Fe/H]的范围随着年龄的减小而变宽，这表明桥区对应于从较小的化学良好混合的厚盘到具有金属丰度梯度的较大的薄盘的过渡相。

Shiva 与 Shakti：银河系内区中推测的原星系碎片

Shiva and Shakti: Presumed Proto-Galactic Fragments in the Inner Milky Way

基于Gaia DR3数据，在银河系内区发现两个新子结构Shakti与Shiva，其轨道特征指向吸积起源而丰度模式类似原地星族，可能为原星系碎片或棒共振俘获所致。

Milky Way内部重元素演化

Heavy element evolution in the inner regions of the Milky Way

我们提出的结果的丰度的演变的重元素（O，Mg，Al，Si，K，Ca，Cr，Mn，Ni和Fe）在银河系内的区域（$R_{GC} < 4$ kpc）。我们采用了一个详细的化学演化模型已经测试的银河系核球和比较的结果与APOGEE数据。我们从文献中的一组产量开始，这些产量被认为是最好的，可以重现太阳附近的丰度模式。我们发现，在一般情况下，预测的趋势很好地再现数据，但在某些情况下，无论是趋势或预测丰度的绝对值需要校正，即使是大的因素，以达到最佳的协议。我们建议如何修改目前的恒星产量应重现的数据，我们讨论了这种修正是否是合理的，根据目前的知识恒星核合成。然而，我们也批判性地讨论了观察结果。我们的研究结果表明，硅，钙，铬和镍是所需的修正是最小的元素，而镁和铝适度的修改是必要的。另一方面，O和K需要最大的修正才能重现观测到的模式，这是太阳附近丰度模式已经得出的结论，但氧除外。对于Mn，我们应用在以前的作品中已经建议的校正。\end{abstract}

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。

Milky Way隆起内2度的化学演化：[α/Fe]趋势和金属丰度梯度

Chemical evolution of the inner 2 degrees of the Milky Way bulge: [alpha/Fe] trends and metallicity gradients

银河系膨胀的结构、形成和演化是一个有争议的问题。区分凸起模型的重要诊断包括金属丰度的α丰度趋势，以及空间丰度和金属丰度梯度。由于内凸区的严重消光效应，对这一区域的研究很少。在这里，我们的目的是调查内2度通过观察[α/Fe]元素的趋势与金属丰度，并试图推导出金属丰度梯度。[alpha/Fe]和金属丰度是通过VLT/CRIRES观测到的28颗M巨星的2微米光谱的光谱合成确定的，这些巨星位于南短轴（l，b）=（0，0），（0，-1）和（0，-2）。VLT/ISAAC光谱用于确定恒星的有效温度。我们提出的第一个银河系中心和凸出使用类似的恒星，高光谱分辨率和分析技术之间的连接。我们所有3个区域的[α/Fe]趋势彼此之间显示出很大的相似性，并且在隆起区的趋势更远，一直到中心都没有[α/Fe]梯度。这表明，当涉及到富集过程和恒星形成历史时，它是一个均匀的凸起。我们发现了一个大范围的金属丰度（-1.2<[Fe/H]<+0.3），在银河系中心的分散度较低：-0.2<[Fe/H]<+0.3。得出的金属丰度平均值越接近银河平面，就越高。我们可以将其解释为在突出部进一步建立的金属丰度梯度的延续，但由于恒星数量较少和可能的选择效应，需要更多的相同类型的数据才能从我们的数据中得出内部金属丰度梯度的结论。我们的研究结果坚定地认为，该中心的背景下，隆起，而不是非常独特的。