On the origin of the helium-rich population in the peculiar globular cluster Omega Centauri
在这篇文章中，我们讨论了银河系球状星团欧米茄半人马座的蓝色主序星（bMS）的极端富氦恒星的起源。在一个场景中，该星团是许多Gyr前被银河系吞噬的矮星系的幸存残骸，bMS恒星的特殊化学成分可以通过考虑强烈的差分星系风的影响来自然解释，这种影响是由于多颗超新星在浅势阱中爆炸而产生的。
2009-12-18 astro-ph.GA
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）
研究发现银河系及其他星系中分子气体径向分布的凹陷现象具有相似形态特征，且与棒状结构相关，表明大设计螺旋星系的普遍特性。
2026-02-02 astro-ph.GA
On the Interpretation of the l-v Features in the Milky Way Galaxy
我们使用三维的，高分辨率的，$N$ -体+流体动力学模拟的气体动力学的棒星系模型，并将其应用到银河系中，试图再现的大尺度结构和星系H \emissiontype{I}和CO $l-v$图中观察到的cluronically形态。由于包含了多相星际介质、自引力、恒星形成和超新星反馈等因素，观测到的$l-v$图中的星团形态和大尺度特征得以自然再现。我们确定在我们的$l-v$图与一些不仅是大规模的奇特功能，如“3-kpc的手臂”，“135公里秒$^{-1}$臂”和“连接臂”，但也clusionary功能，如“巴尼亚块”，然后链接这些功能在我们的模型的正面视图。我们给出了银河系的真实结构和中央区域气体团的命运的建议。
2010-09-16 astro-ph.GA
The Doppler effect of the Milky Way rotation on LISA
Université Paris Cité, CNRS, Astroparticule et Cosmologie（巴黎西岱大学，法国国家科学研究中心，亚原子粒子与宇宙学）
通过建模银河系恒星密度和速度分布，考虑多普勒频移，利用Fisher矩阵预测LISA区分运动学效应的能力，发现忽略银河系自转会导致参数推断偏差。
2026-06-09 astro-ph.GA
The Unusual Milky Way-Local Sheet System: Implications for Spin Strength and Alignment
银河系和本地片形成了一个特殊的星系系统，在我们附近的异常低的速度分散和看似高质量的银河系这样的环境。使用TNG 300模拟，我们寻找银河系类似物（MWA）位于宇宙壁的速度分散在其本地哈勃流类似于我们的星系周围观察到的。我们发现局域片类似物中的MWA非常罕见，每160-200 Mpc ^3体积中才有一个MWA。我们发现，一个片状的冷环境保存，放大，或简化环境对星系角动量的影响。在这样的片层中，片层和星系自旋之间有特别强的对齐;而且，这些星系的自旋参数很低。这两种情况都可能与墙形成以来缺乏合并有关。我们希望我们的研究结果将使人们认识到银河系局部片系统的非典型性质。在没有充分考虑我们宇宙环境影响的情况下错误地外推局部观测结果，可能会导致哥白尼式的偏见，从而理解银河系和附近宇宙的形成和演化。
2022-08-05 astro-ph.GA
The LMC impact on the kinematics of the Milky Way satellites: clues from the running solar apex
矮星系为研究银河系和本星系群的演化提供了一个独特的机会。分析运行的太阳能顶点的MW卫星的运动学的基础上，我们发现了一个意想不到的行为的径向速度分布的偶极项作为银河系的距离的函数。附近的卫星（<100 kpc）具有振幅为140-230 km/s的整体运动，而较远的卫星则显示径向速度的各向同性分布。如此强烈的太阳顶点变化无法用卫星的净旋转来解释，因为它需要极高的旋转速率（约970 km/s）。如果我们从我们的样本中排除LMC及其最密切相关的成员，这不会足够强烈地抑制附近卫星的整体运动。尽管如此，我们已经证明，所观察到的MW卫星的特殊运动学可以解释由LMC的第一次下降所造成的扰动。首先，我们“撤销”的摄动的影响，通过整合的MW卫星的轨道向后（向前）与（没有）大规模LMC。看来，在2 × 10 ^{11} Msun LMC的情况下，内晕中太阳顶点的现代特有增强减弱得最厉害。接下来，在MW-LMC相互作用的自洽高分辨率N体模拟中，我们发现太阳的顶点只显示了具有大量角动量的晕粒子的观测行为，与MW卫星的行为相当。
2023-03-10 astro-ph.GA
Multiplicity of nuclear dust lanes and dust lane shocks in the Milky Way bar
目的：我们发现存在一个小家庭的内部星系的尘埃带和尘埃带常设激波超出了两个主要的，以前已知存在的方法：我们分析图像的CO排放在内部地区的星系结果：在l > 0度的其他几个不同的例子中，主要尘埃带特征的独特运动学重复出现，在一种情况下，在星系团2的上端，在银河赤道上方100秒差距的相反位置，l > 3度。像以前已知的尘埃带一样，这些新的例子也与局部的，特别宽的线轮廓有关，被认为是在尘埃带冲击中中性气体破碎的特征。结论：在银河系球丘可能存在次级尘埃带和驻波。垂直结构提供了一个时间序列，了解长期演变的气流在酒吧。
2009-01-08 astro-ph.GA
Catching a Milky Way open cluster in its last breath
理论模型已经提出了特殊的速度分散分布的星团面临溶解。他们预测，除了仍然属于星团的束缚恒星和已经剥离的非束缚恒星外，还有一个中间的恒星群体，它们已经获得了足够的能量来逃离星团，仍然在星团的雅可比半径内。这两个，潜在的逃生者和未绑定的恒星，显示热运动学，没有观察到沿潮汐尾巴的星团。我们报告的第一个证据，一个疏散星团与恒星穿越这样一个过渡的情况下，即：ASCC 92。这个疏散星团聚集了其初始总质量的近10%，并且正在向受到更高星际吸收影响的银河系区域移动。准确地说，星系团模糊的外观可能阻碍了以前解开其真正的内部动力学进化阶段。
2023-01-10 astro-ph.GA
A rotating satellite plane around Milky Way-like galaxy from the TNG50 simulation
利用TNG50-1模拟发现类银河系晕halo395具有与观测同样薄且运动学相干的卫星平面，其形成主要源于大尺度薄片与空洞环境的特殊几何结构，支持卫星平面问题不构成对ΛCDM模型的严重挑战。
2023-09-23 astro-ph.GA
Peculiarities of the chemical enrichment of metal-poor Stars in the Milky Way Galaxy
本研究测定了银河系4颗贫金属星的参数与元素丰度，结合运动学判定其星族归属，通过与模型及同类恒星对比，揭示了其丰度异常特征及r过程增丰类型，为核合成研究提供观测依据。
2024-05-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Timing the Evolution of the Galactic Disk with NGC 6791: An Open Cluster with Peculiar High-$α$ Chemistry as seen by APOGEE
我们利用元素丰度信息银河系红巨星在五个疏散星团（NGC 7789，NGC 6819，M67，NGC 188，和NGC 6791）从阿帕奇点天文台银河系演化实验（APOGEE）DR 13数据集的年龄-日期的化学演化的高-和低- $α$元素序列的银河系。这个时间标记的关键是星系团NGC 6791，它的恒星成员的平均丰度使它位于[ $α$ /Fe]-[Fe/H]平面的高- $α$，高-[Fe/H]区域。根据星团的年龄（$\sim 8$ Gyr）、银心半径和银道面以上的高度，以及巴德窗中的远地点恒星的化学成分，我们认为NGC 6791最有可能的两个起源是作为厚盘的原始部分，或者作为银河系凸起的前成员。此外，由于NGC 6791位于高$α$序列的\textit{high metallicity end}（[Fe/H] $\sim 0.4$），NGC 6791的年龄限制了星团母体中高金属丰度、高$α$序列中恒星的\textit{youngest age}（即，凸起或圆盘）。以类似的方式，我们也可以利用NGC 188的年龄和化学性质来设定银河系低$α$序列的\textit{oldest age}的$\sim 7$ Gyr极限。因此，NGC 6791和NGC 188可能是一对星团，它们同时包含了银河系化学史中一个重要转变点的时间和持续时间。
2017-04-24 astro-ph.GA
A Distant Echo of Milky Way Central Activity closes the Galaxy's Baryon Census
我们报告在银河系的星际和环银河系介质中存在大量的百万度气体。这种气体（1）渗透在银道面和晕中，（2）延伸到距离中心大于60-200 kpc的地方，（3）它的质量足以结束银河系的重子普查。此外，我们发现，一个巨大的，$\sim 6$千秒差距半径，球对称的中心区域的银河系以上和以下的0.16千秒差距厚的平面，已被清空的热气体或这种气体的密度在空腔内有一个特殊的配置文件，从中心增加到半径的$\sim 6$千秒差距，然后减少一个典型的晕密度配置文件。这一点，以及其他几个会聚的证据，表明目前距离银河系中心6千秒差距的空洞表面，追踪了我们超大质量黑洞强烈核活动时期的遥远回声，发生在大约6百万年前。
2016-07-14 astro-ph.GA
Dust depletion of metals from local to distant galaxies I: Peculiar nucleosynthesis effects and grain growth in the ISM
在星际介质（ISM）的可观测气相中，大部分金属都消失了，因为它们被合并到尘埃颗粒中，这种现象称为尘埃耗尽。ISM中的尘埃贫化研究对于研究金属和宇宙尘埃的起源和演化具有重要意义。在这里，我们的目标是表征从银河系到遥远星系的几种金属的尘埃耗尽。我们收集ISM金属柱密度的吸收线光谱在文献中，此外，我们确定了Ti和Ni柱密度的样品70阻尼莱曼- $α$吸收体（DLAs）对类星体，观察UVES/VLT。利用ISM相对丰度估算了18种金属（C、P、O、Cl、Kr、S、Ge、Mg、Si、Cu、Co、Mn、Cr、Ni、Al、Ti、Zn和Fe）在不同环境（银河系、麦哲伦云（MC）、类星体和伽马射线暴方向的DLAs）下的贫化。我们观察到的每种金属的消耗和粉尘消耗的强度之间的线性关系，我们跟踪所观察到的[Zn/Fe]。在中性ISM的MC中，我们发现小的偏离线性观察到的过量的$α$ -元素Ti，Mg，S和Mn的丰度不足。如果我们假设在我们的样本中观测到的所有朝向MC的OB星都有一个$α$ -元素增强和Mn丰度不足，偏差就会消失。这可能意味着MC最近富含$α$ -元素，可能是由于最近爆发的恒星形成。从低金属量类星体-DLAs到银河系，所观察到的金属耗尽序列的强相关性表明，宇宙尘埃有一个共同的起源，独立于恒星形成的历史，这在这些不同的星系之间有很大的差异。这支持了ISM中晶粒生长作为粉尘产生的重要过程的重要性…
2022-10-03 astro-ph.GA
The Sheet of Giants: Unusual Properties of the Milky Way's Immediate Neighbourhood
我们量化的形状和过密的星系分布在“本地片”内的$R=8$ Mpc的球体，并比较这些属性与期望的$Λ$ CDM模型。我们测量椭球轴比的$c/a\approx0.16$和$b/a\approx0.79$，表明在本地体积的星系的分布可以近似由一个扁平的扁椭球体，与以前的研究中指出的“片”状配置一致。与以前的估计，本地片有一个密度接近平均值，我们发现，在本地体积的微弱和明亮的星系的数密度是$\approx1.7$和$\approx5.2$倍，分别比平均数密度相同的光度的星系。与模拟结果的比较表明，$8$ Mpc中亮星系和暗星系的数密度对比单独使局部体积成为$Λ$ CDM宇宙学中的一个$\approx 2.5σ$离群值。我们的研究结果表明，银河系的宇宙邻域可能是不寻常的类似光度的星系。我们附近的特殊性质对银河系和其他邻近星系性质的影响尚未被理解，需要进一步研究。
2020-03-28 astro-ph.GA
Fundamental Parameters of the Milky Way Galaxy Based on VLBI astrometry
本文分析了用VERA、VLBA和EVN获得的52个银河脉泽源的VLBI天体测量结果，确定了银河系的基本参数。我们用一组参数来模拟银河系的结构，包括银河系中心距离R_0，LSR Omega_0处的角旋转速度，源相对于银河系旋转的平均特有运动（U_src，V_src，W_src），旋转曲线形状指数，以及太阳特有运动的V分量V_sun。基于马尔可夫链蒙特卡罗方法，我们发现银河系中心距在5%的水平上被约束为R_0 = 8.05 +/- 0.45 kpc，其中误差条包括统计误差和系统误差。我们还发现，与银河系自转速度相比，源特有运动的两个分量U_src和W_src都相当小，分别为U_src = 1.0 +/-1.5km/s和W_src = -1.4 +/-1.2km/s。此外，旋转曲线的形状被发现是基本平坦的银河系中心半径之间的4和13千秒差距。另一方面，我们发现V_src和V_sun之间存在线性关系：V_src = V_sun-19（+/- 2）km/s，这表明V_src的值完全取决于所采用的V_sun的值。关于太阳附近的自转速度，我们也发现Omega_0和V_sun之间有很强的相关性。我们发现，太阳的角速度Omega_sun（定义为Omega_sun = Omega_0 + V_sun/R_0）可以用Omega_sun = 31.09 +/- 0.78 km/s/kpc的最佳估计来很好地…
2012-11-19 astro-ph.GA
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。
2015-12-07 astro-ph.GA
Distribution functions for the Milky Way
本文讨论了银盘的解析分布函数。的DF依赖于动作变量和他们的预测可观察到的数量进行了探讨的假设下，垂直于银河系平面的运动是在平面内的运动过程中的几何不变。一个有前途的家庭的DF定义，有几个可调参数。通过调整这些参数来确定标准DF，以优化太阳上方柱中恒星密度的拟合，以及附近恒星和太阳上方约1 kpc恒星的速度分布。最佳参数意味着一个径向结构的光盘，这是一致的光度研究银河系和类似的星系，和光盘的光度的20%来自厚盘。拟合结果表明，太阳特有速度的V分量值应该从5.2 km/s向上修正到~11 km/s。有人认为，标准的DF提供了一个更可靠的方法来划分太阳附近的恒星成成员的薄和厚盘比目前使用的。标准的DF提供了对从太阳任何距离观测到的恒星的预测。预计这里讨论的类型的DF将提供有用的起点，更复杂的化学动力学模型的银河系。
2009-10-08 astro-ph.GA
Spiral-induced velocity and metallicity patterns in a cosmological zoom simulation of a Milky Way-sized galaxy
我们使用一个高分辨率的宇宙学变焦模拟银河系大小的晕研究的速度和金属丰度空间的动力学影响的螺旋臂的可观察到的功能。这是第一次，我们证明了螺旋臂，形成在一个完整的宇宙学环境中与现实的星系形成物理盘，驱动大规模的系统流运动。特别是，在螺旋臂的后缘上，特有的以银河为中心的径向和方位角速度场径向向外和方位角向后定向，而在前缘上径向向内和方位角向前定向。由于负的径向金属丰度梯度，该系统运动在给定半径处驱动残余金属丰度的方位角变化，其特征在于富金属后缘和贫金属前缘。我们表明，这些签名是理论上可观察到的外部星系与积分场单位仪器，如VLT/MUSE，如果检测到，将提供大规模的系统性径向迁移驱动的螺旋臂的证据。
2016-05-16 astro-ph.GA
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。
2021-10-26 astro-ph.GA
ON the Nature of the Local Spiral Arm of the Milky Way
作为BeSSeL巡天的一部分，利用VLBA对与银河系本星系臂有关的9个水脉泽进行了三角视差测量。当结合其他21个视差测量从文献中，数据使我们能够研究的分布和三维运动的恒星形成区域的螺旋臂在整个北方天空。我们的研究结果表明，本地臂不具有大的俯仰角特性的短支线。相反，它活跃的恒星形成，总长度（>5 kpc）和浅的俯仰角（~10度）表明它更像是邻近的英仙座和人马座臂;也许它是其中一个臂的分支。与以前的结果相反，我们发现本地臂更接近英仙座而不是射手座臂，这表明前者的分支可能更有可能。观测到了接近于零的向银河系中心和北银河系极的平均奇异运动，以及约5 km/s的反向旋转，表明本地臂具有与其他主要旋臂相似的运动学性质。
2013-04-02 astro-ph.GA
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
The Accreted Nuclear Clusters of the Milky Way
在银河系的晕、球和盘中，有许多大质量的星团并不是真正的球状星团（GC），而是完全不同的野兽。它们是古老星系被银河系吸积后的残留核星团（NSCs）。虽然一些星系团很容易被识别为NSC，并且可以很容易地追溯到它们的宿主星系（例如，M54和人马座矮星系），其他星系则被证明更加难以捉摸。在这里，我们结合了一些独立的约束，专注于他们的内部丰度和整体运动学，找到NSC吸积的银河系和跟踪他们的吸积事件。我们发现银河系吸积的真正的NSC是：来自人马座矮星系的M54，来自盖亚-土卫二/香肠星系的$ω$ Centari，来自海妖的NGC 6273和（可能）来自海尔米流的NGC 6934。这些NSC是搜索星团内中等质量黑洞（BH）的主要候选者，因为NSC和中心大质量黑洞都存在于星系中。没有NSC似乎与红杉或其他轻微的增生事件。其他要求保护的NSC显示不是这样的。我们还讨论了特殊的情况下，泰山5，这可能是一个独特的情况下，集群集群合并。
2020-11-03 astro-ph.GA
Tango for three: Sagittarius, LMC, and the Milky Way
我们组装一个目录的候选人马座流成员与5D和6D相空间信息，使用天体测量数据从盖亚DR 2，距离估计从RR天琴座恒星，和视线速度从各种光谱调查。我们发现一个明显的不一致的流的轨道和方向的反射校正的自行车在流的主导臂，我们解释为一个签名的依赖于时间的扰动的引力势。这种扰动的一个可能原因是最近最大的银河系卫星--大麦云（LMC）的通过。我们开发了新的方法来模拟人马座流中存在的LMC，使用专门定制的N体模拟和灵活的参数化的银河系晕密度分布。我们发现，虽然没有LMC模型可以适合大多数流的功能，而不是很好，他们未能再现的错位和高估的距离领先的手臂apocentre。另一方面，LMC质量在（1.3+-0.3 x10 ^11 Msun）范围内的模型弥补了这些缺陷。我们证明，流不能充分模拟在一个静态的银河系。相反，我们的银河系需要向巨大的下落云倾斜，使Sgr流具有独特的形状和运动学。通过探索银河系势的参数空间，我们确定了100 kpc内的封闭质量为（5.6+-0.4 x10 ^11）Msun，维里质量为（9.0+-1.3 x10 ^11）Msun，并找到了星系晕形状和方向径向变化的初步证据。
2021-02-18 astro-ph.GA
The Likelihood of Undiscovered Globular Clusters in the Outskirts of the Milky Way
目前已知的银河系球状星团的最大星系中心距离为$\sim$ 145 kpc，其特点是最外层的星团主要具有向内的速度。轨道平均发现，这种配置是偶然发生的$6\%$的时间，这表明几个球状星团与积极的径向速度仍然未被发现。我们估计的预期数量的未被发现的集群在大的距离下的假设，集群人口有一个平滑的径向分布，并在银河系的维里半径内处于平衡。通过比较目前的外星系团的运动学性质的随机轨道配置的银河系球状星团系统通过轨道平均，我们估计的可能性$73\%$有至少一个未被发现的球状星团在银河系内。该估计值假设当前人口已达到50千秒差距，如果人口已达到150千秒差距，则增加到$91\%$。存在两个未发现的簇的可能性在$60\%$和$70\%$之间，存在三个未发现的簇的可能性在$50\%$的量级。最有可能的情况是，未被发现的集群正在向外移动，这导致外部集群人口与平衡状态一致。通过即将进行的深层成像调查，将能够对遥远的、可能相当低的浓度和非常低的金属量的球状星团进行探测。
2020-12-15 astro-ph.GA
Did the Milky Way dwarf satellites enter the halo as a group?
本星系群中的矮卫星星系通常被认为是在暗物质下晕中的宿主，这些暗物质在落入宿主晕的过程中幸存下来。最近有人认为，如果大多数卫星是集体而不是单独进入银河系晕的，这可以解释其卫星分布的空间和动力学特性。这样的星系群被认为是在附近宇宙中发现的矮星系团。在本文中，我们解决的问题是否在这样的协会星系可以是银河系卫星星系的祖先。我们发现矮星系协比解释银河系和仙女座卫星星系盘状分布所需的要扩展得多。我们进一步确定了一个可能的小行星结构，垂直于超星系平面，矮协会位于其中，这可能与银河系卫星的祖先星系的下落方向有关，如果它们是潮汐起源的。
2009-03-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Detecting Triaxiality in the Galactic Dark Matter halo through Stellar Kinematics
假设银河系的暗物质晕为非球形势（即三轴势、长轴势、扁轴势），我们展示了银河系晕的聚集过程，可能仅仅由于暗物质晕的形状而留下了持久的恒星晕运动学化石。与潮汐流相反，与最近的卫星吸积事件有关，这些恒星运动学群通常会表现出不均匀的化学和恒星星族属性。然而，它们可能是由一个单一的吸积事件为某些质量组装的历史。如果这些特殊的运动恒星群的探测得到证实，它们将是宇宙学星系形成场景中预测的黑暗晕三轴性的确凿证据。
2012-10-22 astro-ph.GA
Measuring supermassive black hole peculiar motion using H$_2$O megamasers
活动星系核（AGN）吸积盘中$_2$ O超脉泽表现出绕中心超大质量黑洞（SMBH）的开普勒旋转。这种圆盘微波激射器系统是诊断SMBH运动状态的极好工具，它们目前提供了银河系外SMBH速度的唯一直接和明确的测量。利用空间分辨HI盘模型、空间积分HI轮廓拟合、光学谱线和连续谱拟合相结合的方法，测量了10个脉泽盘系统的星系后退速度。在比较SMBH的速度，它们的宿主星系，我们发现两个（出10）系统-J 0437 +2456和NGC 6264 -其中SMBH和星系的速度显示出统计上显着的（$>$ 3 $σ$）差异。对于NGC 6264，视速度偏移可能可以通过宿主星系内的电离气体运动来解释（例如，AGN-driven shocks）。然而，对J 0437 +2456的速度测量表明，SMBH的特有速度为$69.6 \pm 12.7$ km s $^{-1}$（5.5 $σ$）。因此，我们认为J 0437 +2456是一个有希望的候选人主办无论是反冲或二进制SMBH，但额外的观测是必要的，以排除星系衰退速度和使用光谱测量的系统之间的偏移的可能性。
2018-07-12 astro-ph.GA
Peculiar Velocities of Galaxies Just Beyond the Local Group
银河系位于一个薄的平面上，称为局部片（Local Sheet），局部片是一堵墙的一部分，它将局部空洞包围在超星系北极。在这个超星系赤道面之上和之下具有精确距离的星系团具有系统性的负特徴速度。对这种情况的解释是，局部空洞正在膨胀，使局部片的成员偏离了朝向南超星系极的速度。虚空中的几个星系正在撤离虚空。在超银河系南部的暗条中的星系并没有感受到膨胀，所以它们向我们的视运动主要是我们运动的反射。局部速度场的模型是不确定的，因为我们远离局部虚空的运动的顶点位于银河平面附近的模糊处。在这里，哈勃太空望远镜红外观测的结果报告，发现红巨星分支距离四个模糊的星系的尖端。所有的距离都是$\sim7$ Mpc，这表明这些星系是一个连续的星系结构的一部分，它穿过银河系的南北半球，并具有相同的运动学特征，即朝着我们的特殊速度。投影中附近的第五个星系GALFA-DW 4距离模糊。如果在$\sim 3$ Mpc附近，这个星系离我们的异常速度为+348 km/s。或者，也许被解析的恒星是在渐近巨星分支上，而星系超过6 Mpc，因此观测到的速度不会是不寻常的。
2019-05-27 astro-ph.GA
The Peculiar Velocity of Messier~87 from Microarcsecond Geodetic VLBI Astrometry
U.S. Naval Observatory（美国海军天文台）；Computational Physics, Inc.（计算物理公司）
利用全球测地VLBI系统28年的高精度位置测量，研究了梅西尔87星系的自行向量，确定其在天球坐标系中的位置角和速度，发现其peculiar速度约为1037 km/s，与室女丝状天体向大吸引子运动一致，但银河系运动较慢。
2026-05-08 astro-ph.GA
Gamma Rays, Electrons, Hard X-Rays, and the Central Parsec of the Milky Way
银河系中心复杂的相互作用过程是过去、现在和（可能）未来众多谜团的核心。我们的目标是更全面地了解如何扩展到>10 TeV的光谱结果。我们首先建立一个简化的模型来解释强中心秒差距光子场的特殊能量和角度依赖性。这允许计算各向异性逆康普顿散射和映射由于伽马伽马-> e^+ e^-衰减的伽马射线消光。耦合这些与不断发展的电子光谱的方法，我们研究了几个明确的和目前的过剩，包括扩散的硬X射线所看到的NuSTAR和GeV伽马射线费米。我们解决进一步的应用，宇宙射线，暗物质，中微子和伽马射线从中心和超越。
2016-11-27 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
A peculiar faint satellite in the remote outer halo of M31
我们目前哈勃太空望远镜成像的一个新发现的微弱恒星系统，PAndAS-48，在郊区的M31晕。我们的测光显示，这个天体是由一个古老的、非常贫金属的恒星星族组成的，年龄> 10 Gyr，[Fe/H] <-2.3。我们推断的距离模数为24.57 +/- 0.11，证实PAndAS-48最有可能是一颗遥远的M31卫星，其三维银河系中心半径为149（+19 -8）kpc。我们观察到一个明显的传播颜色的上部红巨星分支，大于光度不确定性应该允许，并简要探讨这一点的影响。在结构上，PAdAS-48是漫射的、微弱的、适度平坦的，半光半径rh = 26（+4 -3）pc，积分亮度Mv = -4.8 +/- 0.5，椭圆率= 0.30（+0.08 -0.15）。在大小-光度平面上，它落在几个邻近星系中看到的扩展球状星团和最近发现的银河系微弱的矮卫星之间;然而，它的特征不允许我们明确地将其归类为任何类型的系统。如果PAndAS-48是一个球状星团，那么它是本星系群中最椭圆、孤立和金属贫乏的星团之一。相反，虽然它的性质与暗银河系矮星的观测结果基本一致，但它的空间范围比任何已知的光度相当的矮星小2-3倍。
2013-04-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
The power spectrum of the Milky Way: Velocity fluctuations in the Galactic disk
我们调查的恒星在银河系中平面的尺度之间的运动学25秒差距和10千秒差距的数据从阿帕奇点天文台星系演化实验（APOGEE），径向速度实验（RAVE），和日内瓦-哥本哈根调查（GCS）。利用远地点的红团簇星，我们在距离太阳5 kpc的（0.75 kpc）^2个面元中确定了大尺度视向速度场。在减去一个轴对称旋转场后，太阳运动V_{sun-c}相对于圆速度V_c对大尺度功率的贡献最大，我们通过最小化大尺度功率来确定太阳运动为V_{sun-c} = 24+/-1（ran.）+/- 2（系统[V_c]）+/-5（系统[大尺度]）km/s，其中系统不确定性是由于（a）V_c的保守20 km/s不确定性和（b）未观测的大尺度上的估计功率。结合APOGEE特有的速度场和RAVE中距太阳2kpc的红团星以及本地GCS星，我们确定了银河系盘在0.2/kpc < k < 40/kpc尺度上的剩余速度涨落的功率谱。大部分功率包含在0.2/kpc < k < 0.9/kpc之间的宽峰中。我们调查预期的功率谱的各种非轴对称扰动，并证明了常用的参数，但相对较高的质量的中央酒吧可以解释大量的速度波动在太阳附近的银河系盘的平面。在银河系中，在>~3 kpc尺度上的~10 km/s的流运动与外部星系的观测结果非常一致，并直接解释了为什么太阳运动的局部测定与全球测量不一致。
2015-02-16 astro-ph.GA
Icarus: a Flat and Fast Prograde Stellar Stream in the Milky Way disk
我们探索的本地体积的银河系通过化学和运动学测量的高质量的天体测量和光谱数据最近发布的盖亚，APOGEE和GALAH计划。我们化学选择$1137$恒星$2.5$ ~kpc的太阳和$\rm{[Fe/H]} \le -1.0$ ~dex，并找到证据的统计显着的子结构。在速度空间的聚类分析$163$对象分为8个运动学组，其起源进一步研究与高分辨率N体数值模拟的单一合并事件。这两个逆行组似乎与盖亚-香肠-土卫二有关，而稍微逆行的组可能与GSE或悟空有关。我们发现了一个新的44名成员的强大的星系流的证据，我们命名为伊卡洛斯;据我们所知，伊卡洛斯是最接近银河系磁盘的快速旋转流（$\langle Z_{\rm max} \rangle \lesssim 0.5$ ~kpc，$\langle V+V_{\rm{LSR}}\rangle \simeq 231~\rm{km~s^{-1}}$）。其独特的化学（$\langle \rm{[Fe/H]}\rangle \simeq -1.45$，$\langle \rm{[Mg/Fe]}\rangle \simeq -0.02$）和动力学（平均偏心率$\simeq 0.11$）特性与一个恒星质量为$\sim 10^9 M_\sun$的矮星系祖先在初始的低倾角轨道$\sim 10^\circ$上的碎片吸积相一致。其余的彗星群要么是伊卡洛斯（或尼克斯）的同一祖先…
2020-12-20 astro-ph.GA
The Missing Satellite Problem Outside of the Local Group. II. Statistical Properties of Satellites of Milky Way-like Galaxies
我们提出了一个新的观测卫星星系周围的七个银河系（MW）的星系位于本星系群（LG）以外的斯巴鲁/超Suprime-Cam成像数据，以统计解决失踪的卫星问题。我们选择卫星星系候选人使用的星等，表面亮度，Sérsic指数，轴比，半高全宽，表面亮度波动削减，其次是视觉筛选的假阳性，如明亮的恒星的光学鬼。我们在9个宿主星系的维里半径范围内确定了51个安全的矮卫星星系，其中两个来自论文I中提出的试点观测。我们发现，卫星星系的平均光度函数是一致的MW卫星，虽然每个主星系的光度函数的变化显着。我们观察到一个迹象，即更大的主机往往有更多的卫星。卫星的物理性质，如大小-光度关系也与MW卫星一致。然而，空间分布是不同的，我们发现，卫星星系外的LG没有显示出浓度或对齐的迹象，而MW卫星更集中的主机周围，并表现出显着的对齐。由于我们关注的是具有$M_V<-10$的相对较大的卫星，因此我们并不认为观测的不完整性是造成这种情况的原因。这种趋势可能代表了MW卫星的一个特点，需要进一步的工作来了解其起源。
2022-07-25 astro-ph.GA
Millimetre-wave Emission from an Intermediate-Mass Black Hole Candidate in the Milky Way
人们普遍认为质量大于100万太阳质量（Msun）的黑洞（BH）潜伏在大质量星系的中心。这种“超大质量”黑洞的起源仍然未知（Djorgovski等人，1999年），而恒星质量黑洞的起源则很清楚。一种可能的情况是，中等质量黑洞（IMBH）是由年轻致密星团中的恒星失控合并形成的（Portagies Zwart et al. 1999），在星系中心合并形成SMBH（Ebisuzaki et al. 2001）。虽然迄今为止已经提出了许多IMBH的候选人，但没有一个被认为是确定的。最近，我们发现了一个奇特的分子云，CO-0.40-0.22，在我们银河系中心附近具有非常宽的速度宽度。基于对气体运动学的仔细分析，我们得出结论，一个质量约为1 E5 Msun的紧凑物体潜伏在这个云中（Oka等人，2016）。在这里，我们报告检测的点状连续源，以及一个紧凑的气体团附近的中心CO-0.40-0.22。这个点状连续光源（CO-0.40-0.22*）具有与银河SMBH（Sgr A*）亮度的1/500一致的宽带光谱。围绕点状大质量物体的数值模拟很好地再现了致密分子气体的运动学，这表明CO-0.40-0.22* 是中等质量黑洞最有希望的候选者。
2017-09-05 astro-ph.GA
The pattern speed of the Milky Way bar from transverse velocities
我们使用的连续性方程推导出一种方法来测量银河系的酒吧/隆起的自行数据的模式速度。该方法有最小的假设，但需要在三个银河系坐标系中的两个完全覆盖的非轴对称组件。我们将我们的方法应用于来自Via Lactea（VVV）中的Gaia DR 2和VISTA变量的组合的自行数据，以测量杆的图案速度为$Ω_\mathrm{p}=(41\pm 3)\,\mathrm{km\,s^{-1}\,kpc^{-1}}$（其中误差是统计的）。这使得共转半径为$(5.7\pm0.4)\,\mathrm{kpc}$，假设太阳的标准特殊运动和太阳附近没有非轴对称流。所获得的结果只使用近侧的酒吧，产生一致的测量银河系中心的距离和速度的数据。在棒的远侧添加数据将图案速度拉低到$Ω_\mathrm{p}=(31\pm 1)\,\mathrm{km\,s^{-1}\,kpc^{-1}}$，但需要比观测到的更低的银河系中心的横向速度。这表明$5-10\,\mathrm{km\,s^{-1}kpc^{-1}}$的系统学主导了不确定性。我们证明了使用动态形成的酒吧/凸起模拟，即使与有限的视野的VVV调查，我们的方法鲁棒地恢复模式的速度。
2019-08-05 astro-ph.GA
Rotational signature of the Milky Way stellar halo
我们用四种不同的方法测量了斯隆数字巡天（SDSS）的两个蓝水平支（BHB）场晕星样本的银河系星晕旋转。这两个样本分别包括1582和2563颗恒星，银河系中心距离达到约50 kpc。测量旋转的两种方法完全依赖于视线速度，即流行的双幂律模型和直接估计的去投影l.o.s.。速度其他两种技术使用完整的3D运动：Schönrich，Binney & Asplund（2012）的基于径向速度的旋转估计器和简单的3D方位角速度平均值。在这种情况下，我们a）批评流行的模型和b）评估估计的可靠性。所有四种方法都同意弱旋转或非旋转晕。此外，我们没有观察到对偶性的子样本旋转不同的金属或在不同的半径。我们追踪了Deason等人（2011）在BHB星的类似样本上测量的金属丰度的旋转梯度，回到了已知被污染的视星等表面重力平面中的区域。在Xue et al.（2011）的光谱选择样本中，我们标记了约500颗热金属贫乏的恒星，因为它们具有独特的运动学w.r.t.与它们的冷的贫金属对应物和同一样品中的富金属恒星都有关系。他们似乎逆行行为的视线速度，这是不确认的三维估计。它们的异常垂直运动暗示着管道问题或类似于流的成分，而不是平稳的逆行种群。
2013-04-09 astro-ph.GA
Two distinct red giant branch populations in the globular cluster NGC 2419 as tracers of a merger event in the Milky Way
最近对外晕球状星团（GC）NGC 2419的光谱观测表明，它在GC中是独一无二的，就化学丰度模式而言，有些人认为它起源于矮星系的核。在这里，我们表明，从斯巴鲁窄带测光采用钙过滤器，该GC的红色巨分支（RGB）被分成两个不同的亚群。与光谱学的比较已经证实，在$hk$ [=（Ca $-b)-(b-y)$ ]指数中，较红的RGB星与较蓝的RGB星相比，在[Ca/H]中增加了$\sim$ 0.2 dex。我们的星族模型进一步表明，富钙的第二代恒星的氦丰度也增加了大量（$Δ$ Y = 0.19）。我们的测光，以及其他大规模GC的结果（例如，$ω$ Cen，M22，and NGC 1851），表明RGB星在$hk$指数中的离散分布可能是这个不断增长的奇特GC群的普遍特征。计划对本星系群矮星系进行的窄带钙测光将有助于在这些GC与星系形成的分层合并范例中的原始构件之间建立经验联系。
2013-10-16 astro-ph.GA
Galaxy peculiar velocities in the Zone of Avoidance
银河系的尘埃灭绝和恒星混乱阻碍了对低银河系纬度星系的探测，形成了所谓的回避区（ZoA）。这阻碍了我们对局域动力学、宇宙流场和宇宙微波背景偶极子起源的理解。ZoA（$|b| \le 5^\circ$）也被排除在“全天空”2微米全天巡天（2 MASS）红移巡天（2 MRS）和2 MASS塔利-费舍尔巡天（2 MTF）之外。后者的目的是提供所有明亮的倾斜2质量星系与$K_s^o$ $\leq 11\hbox{$的距离和奇特的速度。{ \rm m} $}25$。相应地，关于ZoA中密度分布的知识仍然限于统计插值。为了改善这种偏差，我们进行了两次不同的调查，以填补南部和北部的ZoA。这些数据将允许直接测量星系特有的速度。在本文中，我们将提出一个新的衍生优化塔利-费舍尔（TF）关系，允许精确测量星系距离和特殊的速度尘埃遮蔽星系。我们讨论了进一步的修正幅度和偏差，并提出了一些初步的流场在南部ZoA。
2014-10-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
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。
2010-08-26 astro-ph.GA
The Milky Way's rotation curve out to 100 kpc and its constraint on the Galactic mass distribution
利用从LSS-GAC和SDSS-III/APOGEE巡天中选出的$\sim$ 16，000颗原始红团巨星（PRCG），结合从SDSS/SEGUE巡天中选出的$\sim$ 5700颗晕K巨星（HKG），构造了银河系外至$\sim$ 100 kpc的自转曲线（RC）。为了推导RC，分别使用允许非对称漂移校正的运动学模型分析了暖盘种群的PRCG样本和晕恒星种群的HKG样本，并使用球面Jeans方程以及各向异性参数的测量值重新分析了目前可用的$β$。由PRCG和HKG样品得到的RC的典型不确定度分别为5-7 km/s和几十km/s。我们确定了太阳位置的圆速度，$V_c (R_0)$ = 240 $\pm$ 6 km/s和太阳的方位角特有速度，$V_{\odot}$ = 12.1 $\pm$ 7.6 km/s，两者都与以前的测定结果很好地吻合。新构造的RC在银心距离$r$为25千秒差距的范围内，一般为240 km/s，然后在$r$ $\sim$ 100千秒差距处稳定地下降到150 km/s。在这一总体趋势之上，RC表现出两个明显的局部下降，一个在$r$ $\sim$ 11 kpc，另一个在$r$ $\sim$ 19 kpc。从新构建的RC，结合其他限制，我们已经建立了一个参数化的质量模型的银河系，产生的银河系的暗物质晕$0.90^{+0.07}_{-0.08} \times 10^{12}$…
2016-08-18 astro-ph.GA
How axi-symmetric is the inner HI disc of the Milky Way?
在假设轴对称的条件下，我们模拟了银河系内（R<Rsun）b=0°处HI的分布和运动学。我们拟合线配置文件的实验室21厘米调查使用迭代方法的基础上的切点法。由此产生的模型非常好地再现了HI数据，仅在R<2 kpc时才出现显著差异。这表明，尽管存在着一个禁止势，银河系内部的中性气体分布在一个相当轴对称的圆盘中。
2011-10-10 astro-ph.GA
The Milky Way's Fermi Bubbles: Echoes of the Last Quasar Outburst?
{ \it Fermi}-LAT最近探测到两个相对于银河平面对称放置的伽马射线泡。这些气泡被认为是处于准稳定状态，在银河系的年龄中不断形成恒星而膨胀。在这里，我们提出了一个替代的图片中的气泡是一个大规模的广角流出的残余物，从\sgra，我们的银河系的SMBH。这样的外流可能是$\sim 6$\上一个短暂但明亮的吸积事件的自然结果，如果它与$\sim 6$ Myr前银河系内部0.5 pc的著名恒星形成事件同时发生的话。我们发现，假设的近球形流出集中成一对对称的叶沿银道面的较大的气体压力。外流冲击着银河系隆起中的星际气体。伽马射线发射可以由\sgra直接产生的宇宙射线提供动力，也可以由外部介质在冲击中加速产生的宇宙射线提供动力。银河系盘仍然不受影响，同意最近的观测证据，即超大质量黑洞与银河系盘属性无关。我们估计，吸积事件所需的吸积质量$\sim 2 \times 10^3\msun$的权力所观察到的{ \it费米}-LAT叶。在几个因素之内，这与在恒星形成事件中诞生的年轻恒星的质量一致。这一估计表明，大约50%的气体变成了恒星，而其余的则聚集在\sgra上。一种解释是由于恒星反馈导致\sgra \吸积盘内恒星形成效率降低，另一种解释是由于特殊的质量沉积几何形状导致大量气体直接落入银河系内部$\sim 0.03$ pc。
2011-04-28 astro-ph.GA
Mapping the Distant and Metal-Poor Milky Way with SDSS-V
Department of Astronomy & Astrophysics, University of Chicago（芝加哥大学天文与天体物理系）；Kavli Institute for Cosmological Physics, University of Chicago（芝加哥大学卡弗里宇宙物理学研究所）；NSF-Simons AI Institute for the Sky (SkAI)（NSF-Simons 天空人工智能研究所 (SkAI)）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）；Department of Astronomy, Columbia University（哥伦比亚大学天文学系）；Department of Astronomy, Boston University（波士顿大学天文学系）；Instituto de Astrofísica, Departamento de Física y Astronomía, Facultad de Ciencias Exactas, Universidad Andres Bello（安第斯贝尔托大学精确科学学院物理与天文学系天体物理研究所）；LIRA
SDSS-V通过低分辨率光谱学调查银河系恒星晕，利用恒星参数管道同时建模光谱、宽带光度和视差，推导出恒星参数、金属丰度和距离，验证了星团和高分辨率光谱学调查的结果，展示了识别奇特恒星、发现遥远晕子结构和测量银河系大尺度动态的能力。
2025-08-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the possible orbital motion of Sgr A* in the smooth potential of the Milky Way
现代测量的精确度允许我们银河系Sgr A* 中的超大质量黑洞（SMBH）的剩余/特有（银河系中心）速度为每秒几公里。我们整合可能的轨道的SMBH与周围的核星团（NSC）的酒吧模型的银河系使用现代的限制组件的SMBH银心速度。结果表明，振荡的SMBH + NSC在一个定期的银河系领域在银河系的平面内，这些限制所允许的范围强烈依赖于一组中心组件的银河系的潜力。如果中心分量仅由凸起/条表示，对于SMBH银心速度的点估计，在存在经典凸起的情况下，振荡幅度不超过7 pc，如果没有凸起，则达到25 pc;在$2σ$显著性水平内的SMBH速度分量，幅度可以分别达到15和50 pc。然而，当考虑到核恒星盘（NSD），即使在没有隆起，振荡幅度只有5 pc的SMBH速度的点估计，和10 pc的$2σ$的显着性水平。因此，SMBH + NSC复合体从银河系势的已确认成分中可能产生的振荡主要受到NSD的限制，即使考虑到后者质量的不确定性，振荡幅度也很难超过$13\,\text{pc}=6'$。
2021-04-07 astro-ph.GA
The dominant epoch of star formation in the Milky Way formed the thick disc
我们报告的第一个强大的测量银河系恒星形成的历史上留下的印记的化学丰度的长寿恒星。银河系厚盘的形成发生在9.0（z~1.5）和12.5 Gyr（z~4.5）前的强烈恒星形成阶段，随后是持续约1 Gyr的下降（z~1.1）。我们的研究结果意味着厚盘的质量与银河系的薄盘一样大，这表明这个组成部分在我们银河系的起源中起着根本性的作用，这在很大程度上还没有被认识到。这一新的图像意味着，在这些时期，必须存在大量的气体来支撑厚圆盘的建设，这与过去二十年化学演化模型所假设的长期下降相矛盾。这些结果使我们能够将银河系与早期宇宙中盘状星系演化的新特征相吻合。
2014-01-08 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
Trigonometric Parallaxes of Star Forming Regions Beyond the Tangent Point of the Sagittarius Spiral Arm
作为BeSSeL巡天的一部分，我们报道了与银河系人马座旋臂中13个遥远的高质量恒星形成区有关的分子脉泽源的三角函数松弛和自行。特别是，我们获得了改进的视差距离估计为三个良好的研究区域：1.9 + 0.1/-0.1 kpc的M17，5.3 + 1.3/-0.9 kpc的W51，和7.9 + 0.9/-0.7 kpc的GAL 045.5+00.0。除一个震源外，所有震源的奇异运动都小于20 km/s。我们将对数周期螺旋拟合到位置，并估计平均俯仰角为7.2 ± 1.9度。我们发现，在银河系的第一象限的切点以外的臂的部分出现在IAU定义的银河系平面以下15 pc。
2019-01-27 astro-ph.GA
The hunt for the Milky Way's accreted disc
银河系被认为是恒星和暗物质的吸积盘。这是由于大于1：10的大质量合并物被动力摩擦力优先拖向盘平面，然后被潮汐撕碎。吸积盘可能只占银河系薄而厚的恒星盘的一小部分。然而，这是有趣的，因为：（一）它的相关的“暗盘”有重要的意义，希望在实验室中检测到一个暗物质粒子的实验;和（二）存在或不存在这样的光盘约束合并历史的银河系。在这项工作中，我们开发了一个化学动力学模板来寻找吸积盘。我们将我们的模板应用于Ruchti等人（2011）的高分辨率光谱样本，目前没有发现吸积星的证据。我们的结果是一致的，一个安静的银河系没有>1：10合并，因为光盘形成和相应的轻“暗盘”。然而，我们警告说，虽然我们的方法可以鲁棒地识别吸积星，但我们不完整的恒星样本使得明确排除它们更具挑战性。为此需要更大的无偏恒星样本。
2014-07-16 astro-ph.GA
The disturbed outer Milky Way disc
银河系圆盘的外部明显不平衡。仅使用盖亚早期数据发布3中恒星的距离和自行，在|b| <10°，130°<l<230°的范围内，我们表明，对于距离银河系中心约10至14 kpc的圆盘中的恒星，垂直速度强烈依赖于角动量，方位角和银河平面上方或下方的位置。我们进一步展示了这种行为如何转化为双峰的速度分布的恒星在银河系外盘。我们使用一个N-体模型的银河系盘与一个类似人马座矮扰动的脉冲式相互作用，以证明这种机制可以产生类似的干扰。已经表明，这种相互作用可以产生类似于太阳附近的相位螺旋。我们认为，在外部星系的子结构的细节将是高度敏感的扰动或银河系的引力势的时间，因此可能是解开银河系的历史和结构的关键。
2022-09-22 astro-ph.GA
The bursty origin of the Milky Way thick disc
我们研究薄和厚恒星盘的形成在银河系质量的星系使用12个火-2宇宙放大模拟。所有模拟的星系都经历了早期的爆发性恒星形成，过渡到后期的稳定阶段，接近恒定的恒星形成。在稳定阶段晚期形成的恒星在$z=0$有更多的圆形轨道和薄盘状形态，而在爆发阶段出生的恒星有更多的径向轨道和厚盘结构。在$z=0$的厚盘恒星的平均年龄与这个过渡时间密切相关。我们还发现，从爆发到稳定的恒星形成的早期过渡的星系有一个较高的薄盘分数在$z=0$。我们的三个系统在薄盘阶段与LMC大小的卫星有轻微的合并。这些合并会引发短暂的星爆，但不会破坏薄盘，也不会改变恒星形成过渡时间和薄/厚盘属性之间的广泛趋势。如果我们的模拟是宇宙的代表，那么银河系（或M31）的恒星考古学研究提供了一个了解银河系过去恒星形成模式的窗口。目前对银河系厚盘的年龄估计表明，银河系在$\sim$ 6.5 Gyr前从爆发阶段过渡到稳定阶段;在此之前，银河系可能缺乏可识别的薄盘。
2021-03-05 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
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
The nuclear star cluster of the Milky Way: proper motions and mass
核星团位于大多数星系的光度和动力中心。它们是宇宙中最密集的星团之一。银河系中的NSC是这类天体中唯一可以分解成单个恒星的天体。我们测量了超大质量黑洞Sgr A*~1.0 pc范围内6000多颗恒星的自行。完整的数据集在这项工作中提供。我们在很大程度上将已知的具有独特动力学性质的早期型恒星排除在动力学分析之外。星系团的旋转平行于银河系的旋转，而速度色散似乎各向同性（或各向异性可能被掩盖的集群旋转）。由于Sgr A* 的质点而引起的速度弥散的开普勒衰减仅在R <~ 0.3 pc时才能清楚地检测到。将非参数各向同性和各向异性Jeans模型应用于数据。这意味着最佳拟合的黑洞质量为3.6（+0.2/-0.4）x 10^6太阳质量。虽然这个值比目前的标准值4.0x10^6太阳质量稍低，但这是第一次自行分析提供人马座A* 的质量与从单个恒星轨道推断的质量一致。人马座A* 的质点不足以解释速度数据。除了黑洞，模型还要求在中央秒差距内存在0.5- 1.5 × 10^6太阳质量的扩展质量。这是第一次明确地探测到核星团的扩展质量。在距离Sgr A*>~0.4 pc时，扩展质量对引力势的影响变得显著。对这种扩展质量分布的约束很弱。扩展的质量可以用组成星团的恒星的质量很好地解释。
2009-02-23 astro-ph.GA
