We measure the escape speed curve of the Milky Way based on the analysis of the velocity distribution of $\sim 2850$ counter-rotating halo stars from the Gaia DR2. The distances were estimated through the StarHorse code, and only stars with distance errors smaller than 10 per cent were used in the study. The escape speed curve is measured at Galactocentric radii ranging from $\sim 5$ kpc to $\sim 10.5$ kpc. The local Galactic escape at the Sun's position is estimated to be $v_\mathrm{e}(r_\odot)=580 \pm 63~\mathrm{km~s^{-1}}$, and it rises towards the Galactic center. Defined as the minimum speed required to reach three virial radii, our estimate of the escape speed as a function of radius implies, for a Navarro-Frenk-White profile and local circular velocity of $240~\mathrm{km~s^{-1}}$, a dark matter mass $M_{200}=1.28^{+0.68}_{-0.50} \times 10^{12}~M_\odot$ and a high concentration $c_{200}=11.09^{+2.94}_{-1.79}$. Assuming the mass-concentration relation of $Λ$CDM, we get $M_{200}=1.55_{-0.51}^{+0.64}\times 10^{12}~M_\odot$, $c_{200}=7.93_{-0.27}^{+0.33}$, for a local circular velocity of $228~\mathrm{km~s^{-1}}$.
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）.
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。
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 $^{-1}$。
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。
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。
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）
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）
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 $^{-3}$。
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。
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。
The Global Dynamical Atlas of the Milky Way mergers: Constraints from Gaia EDR3 based orbits of globular clusters, stellar streams and satellite galaxies
