The contribution of dissolving star clusters to the population of ultra-faint objects in the outer halo of the Milky Way
在过去的十年中，在银河系的外晕中发现了几个超暗天体（UFO，$M_V\gtrsim-3.5$）。对于其中的一些天体，我们还不清楚它们是星团还是（超暗的）矮星系。在这项工作中，我们量化了星团对UFO数量的贡献。我们用星群模型外推球状星团的质量和银心半径分布，发现银河系中包含大约$3.3^{+7.3}_{-1.6}$星团，其$M_V\gtrsim-3.5$和银心半径$\geq20\,$ kpc。要了解是否溶解集群可以出现不明飞行物，我们运行一套直接的$N$体模型，改变轨道，银河系的潜力，二进制分数和黑洞（BH）的出生踢速度。在分析中，我们考虑观测偏差，如：光度极限，场星，视线投影。我们发现，星团有助于紧凑和扩展人口的不明飞行物：集群没有BH出现紧凑的半径$\sim5\,$ pc，而集群，保留其BH形成后的半径$\gtrsim20\,$ pc。扩展星系团的性质与矮星系的性质非常相似：由于双星而推断出的质光比很高;动力学演化对双星性质的影响很小;没有可观察到的质量分离;以及扁平的恒星质量函数。我们的结论是，恒星质量函数的斜率作为银心半径的函数以及冷流的存在/不存在可以区分无DM和DM主导的不明飞行物。
2016-12-06 astro-ph.GA
Kinematics of the Milky Way from the Gaia EDR3 red giants and sub-giants
本文介绍了利用$Gaia$ ~ EDR 3星表中红巨星和次巨星的空间速度进行运动学研究的结果。本文导出了半径为0.5和1.0kpc的恒星系统在银心距$R$ 0--8--16kpc范围内沿银心-太阳-银心方向的Ogorodnikov-Milne模型的12个运动学参数。通过结合某些局部参数，得到了4- 12千秒差距范围内的银河系整体信息，特别是银河系自转曲线、斜率、速度梯度等。我们表明，当使用这种方法时，有一种替代的可能性来推断银河系的旋转曲线和它的斜率的行为，而不使用银心距离$R_\odot$。在1~kpc半径的太阳附近，得到的运动学参数与文献中给出的结果符合得很好。
2021-07-29 astro-ph.GA
Imprints of radial migration on the Milky Way's metallicity distribution functions
最近对SDSS-III/APOGEE Data Release 12恒星目录的分析显示，银河系的金属丰度分布函数（metallicity distribution function，简写为EAF）的形状随着半径的变化而变化，从小银心半径处的负偏斜过渡到大银心半径处的正偏斜。使用高分辨率，N-体+SPH模拟，我们表明，变化的偏度产生的径向迁移-富含金属的恒星形成的内部磁盘，随后迁移到金属贫外盘。这些迁移的恒星占外盘恒星的很大一部分（> 50%）;它们位于MDF的高金属丰度尾部，通常比周围的外盘气体更富含金属。模拟还再现了另一个令人惊讶的APOGEE结果：空间不变的高[alpha/Fe] MDF。在模拟中，这是由于在半径（3.2+/-1.2 kpc）和时间（8.8+/-0.6 Gyr ago）的狭窄范围内形成的人口迁移，而不是早期在均匀介质中空间扩展的恒星形成。这些结果指出了径向迁移在塑造我们银河系中所起的关键作用。
2016-02-08 astro-ph.GA
Rotation Curve of the Milky Way out to $\sim$ 200 kpc
我们的银河系的旋转曲线（RC）是从它的非常内部的区域（几百pc）开始，直到一个大的银心距离$\sim 200$ kpc，使用各种示踪物体在银河系引力势中移动的运动学数据来构建的，没有假设银河系的可见物质和暗物质成分的任何理论模型。我们研究了由于银河系常数（GC）$R_\odot$和$V_\odot$（这些是太阳的距离和围绕银河系中心的圆周旋转速度，分别）和速度各向异性参数$β$的光环示踪物用于推导RC在大银心距离的值的不确定性对RC的影响。由此产生的RC在磁盘区域被发现显着依赖于GC的选择，而在RC在大的距离以外的恒星盘的主要不确定性来自$β$的值的不确定性。一般来说，我们发现，平均RC稳定下降的距离超过$\sim 60$ kpc，独立的值的$β$。而且，在给定的半径处，对于较大的$β$值，圆周速度较低（即，对于更径向偏置的速度各向异性）。考虑到$β$的最大可能值是1，这对应于恒星轨道是纯径向的，我们的结果的情况下$β=1$给出了一个下限的总质量的银河系内的$\sim 200$ kpc，$M(200 {\rm kpc}) \gsim (6.8\pm4.1) \times 10^{11} M_\odot$，独立于任何模型的暗物质晕的银河系。
2014-02-26 astro-ph.GA hep-ph
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 Escape Velocity Curve of the Milky Way in Modified Newtonian Dynamics
在修正牛顿动力学（MOND）的背景下，我们确定了银河系在一定范围内的银心半径（MW）的逃逸速度。由于它的非线性性质，如果MW被认为嵌入在来自遥远物体的恒定外部引力场（EF）中，逃逸是可能的。我们模拟这种情况下使用完全自洽的方法的基础上的直接解决方案的控制方程到几千个磁盘尺度的长度。我们尝试了一系列的EF强度和MW的质量模型，试图匹配Williams等人（2017）的逃逸速度测量。如果MW上的EF为${\sim 0.03 a_{_0}}$，接近所考虑范围的高端，则发现合理匹配。我们的模型包括围绕MW的热气日冕，但我们的结果表明，这应该有一个非常低的${\sim 2 \times 10^{10} M_\odot}$质量，以避免推动逃逸速度太高。我们的分析倾向于一个比${\sim 7 \times 10^{10} M_\odot}$稍低的重子盘质量，以解释MOND中的旋转曲线。然而，鉴于不确定性，MOND是一致的本地测量的MW旋转曲线的振幅和它的逃逸速度在银河系的距离为8 $-$ 50千秒差距。
2020-04-04 astro-ph.GA
On the physical mechanisms governing the cloud lifecycle in the Central Molecular Zone of the Milky Way
我们适用于分析理论的环境依赖的分子云寿命的银河系的中央分子带。在这个理论中，云的寿命在银河系中心的时间尺度的引力不稳定性，银河系剪切，周转摄动和云云碰撞相结合。我们发现，在银河系中心半径$\sim 45$ - $120$ pc，对应的位置的“100 pc流”，云的演变主要是由引力坍缩，与云的平均寿命在1.4和3.9百万年之间。在所有其他的银河系中心半径，银河系剪切占主导地位的云的生命周期，我们预测，分子云是分散在3和9百万年之间的时间尺度，没有显着程度的恒星形成。沿着100-pc流的外缘，在半径100和120 pc之间，周转摄动和引力自由落体的时间尺度是相似的。这种相似的时间尺度支持的假设，根据轨道的几何形状和时间的轨道阶段，云崩溃和恒星形成的100-pc流可能是由近心点的潮汐压缩触发。根据推导出的时间尺度，这应该发生在大约20%的所有吸积事件到100 pc流。
2018-05-07 astro-ph.GA
The phase spiral's origin and evolution: indications from its varying properties across the Milky Way disk
本文利用 Gaia 自行与视向速度样本绘制高分辨率相位螺旋图，发现其缠绕和旋转相位在银盘上平滑且近均匀，支持其源于一次或多次全局扰动。
2025-07-25 astro-ph.GA
The globular cluster system of the Milky Way: accretion in a cosmological context
我们研究了银河系的球状星团（GC）的空间分布中的平面排列的意义。我们发现，当分离的水平分支形态和金属丰度的基础上，最外的典型的年轻晕GC样品（在银河系中心半径超过10千秒差距）表现出各向异性的分布，可以等同于一个平面（24 +/- 4）千秒差距厚（rms）和倾斜8度+/- 5度的银河系盘的极轴。为了量化这个平面的重要性，我们确定了各向同性分布复制蒙特卡罗试验中观察到的分布的时间分数。在10 kpc的银河中心半径外，该平面在>95%的水平上保持显著性，在此半径内，空间分布明显各向同性。相比之下，10 kpc以外的旧晕样本的空间分布与各向同性分布很好地匹配。年轻晕球状星团的外表面与银河系的卫星星系的外表面在方向上是不可区分的。模拟显示，当周围大尺度结构的细丝进入银河系的势能时，卫星的平面排列可能会出现。因此，我们认为我们的结果是外部年轻晕球状星团人口吸积起源的直接观测证据。这一结论证实了众多的证据线，同样表明了一个吸积的起源，这组集群从推断集群的属性。
2011-09-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Size Scale of Star Clusters
利用NBODY 6程序对真实的类银河势中的星团进行了直接N体模拟。在此基础上，导出了星系尺度与星系距离之间的新关系：星系尺度与星系距离的双曲正切成正比。星团的半质量半径随着银河系中心距离的增加而系统性地增加，但当星团绕银河系的轨道超过~40 kpc时就趋于平稳。这些模拟表明，个别星团的半质量半径变化显着，因为它们在哈勃时间的演变，更是如此的集群与较短的弛豫时间，并保持恒定，通过几个弛豫时间只有在某些情况下，当膨胀驱动的内部动力学的星团和宿主星系潮汐场的影响相互平衡。事实上，在现实银河系引力势的内部20 kpc内演化的星团半径被潮汐相互作用严重截断，并且在哈勃时间内不会保持恒定。此外，现今观测所测得的星团的半质量半径并没有原始星团大小的记忆。恒星演化和潮汐剥离是决定现今球状星团大小的两种相互竞争的物理机制。这些模拟还表明，扩展的星团可以在大的银河系中心距离形成，同时保持完全绑定到宿主星系。因此，没有必要援引来自外部星系的吸积来解释银河系型星系中存在的大银河系中心距离的扩展星系团。
2012-08-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Milky Way Tomography with SDSS. V. Mapping the Dark Matter Halo
我们提出了强大的限制斯隆数字巡天（SDSS）的银河系（MW）内的暗物质晕的形状和分布。利用SDSS晕星的数密度分布和运动学资料，探讨了日心距大于10 kpc和银心距大于20 kpc时的暗物质分布。我们的分析利用Jeans方程生成整个体积的二维加速度图，这种方法是彻底测试的宇宙学派生的N体+SPH模拟MW类星系。我们表明，已知的加速度（重力势梯度）可以成功地恢复在这样一个现实的系统。利用Bovy & Rix（2013）推导的重子引力势，我们证明了SDSS观测所暗示的引力势不能仅用可见物质来解释，假设牛顿引力：在银河系中心距离为20 kpc的恒星所受到的引力比纯粹可见物质所受到的引力强三倍。我们还表明，SDSS数据提供了一个强有力的约束的暗物质晕势的形状。在20 kpc的银河系中心距离内，暗物质晕势被很好地描述为具有轴比qDM=0.7+/-0.1的扁圆晕;这对应于暗物质密度分布的轴比qDM=0.4+/-0.1。由于我们对晕星加速度的精确二维测量，我们可以拒绝几个MOND模型来解释观察到的行为。
2014-11-24 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.space-ph
On the Survival of High-Altitude Open Clusters within the Milky Way Galaxy Tides
一个普遍的假设是，高海拔的疏散星团比靠近银河平面的星团寿命更长。这是因为在高海拔地区，疏散星团远离平面内子结构的破坏性影响，如螺旋臂、分子云和棒。然而，在这种情况下需要考虑的一个重要方面是，高海拔疏散星团的轨道最终会穿过银河平面，那里的盘的垂直潮汐场很强。在这项工作中，我们模拟了疏散星团与一个详细的银河系模型的潮汐场在不同的平均高度和银心半径的相互作用。我们发现，集群的预期寿命随着最大轨道高度的增加而减少，并在大约600 pc的高度达到最小值。靠近银道面的星系团寿命更长，因为它们不会经历来自银盘的强烈垂直潮汐冲击;然后，对于轨道高度高于600 pc的星系团，由于与银盘相遇的次数减少，它们又开始寿命更长。通过我们的研究，我们发现，在武器区域和酒吧的潮汐的压缩性质有一个重要的作用，对小集群的生存，保护他们免受破坏：集群内的武器可以活长达两倍的武器外在类似的银河中心距离。
2016-11-14 astro-ph.GA
The 3D Galactocentric velocities of Kepler stars: marginalizing over missing RVs
盖亚精确的位置测量，视差和自行提供了计算银河系恒星的3D位置和2D速度（即5D相空间）的机会。光谱径向速度（RV）测量提供了完整的6D相空间信息，但是现在和将来仍然有许多恒星没有RV测量。如果没有RV，就不可能直接计算3D恒星速度，但是可以通过边缘化缺失的RV维度来推断3D恒星速度。本文推导了笛卡尔银心坐标系（vx，vy，vz）下开普勒场中恒星的三维速度。我们直接计算速度约四分之一的开普勒目标，使用RV测量可从盖亚，LAMOST和APOGEE光谱调查。使用这些恒星的速度分布作为我们的先验知识，我们通过在RV维度上边缘化来推断剩余四分之三样本的速度。我们推断的vx、vy和vz速度的中值不确定性分别约为4、18和4 km/s。我们提供了开普勒场中总共148，590颗恒星的三维速度。这些三维速度可以使运动学年龄测定，银河系恒星星族研究，以及其他科学研究使用的基准样本，充分研究开普勒恒星。虽然这里使用的方法广泛适用于天空中的目标，但我们的先验是专门从开普勒场构建的。在将这种方法推广到银河系其他地区时，应注意使用适当的先验知识。
2022-05-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
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）.
2021-03-03 astro-ph.GA
Stellar Abundance Maps of the Milky Way Disk
为了了解银河系中突出的棒的形成，重要的是要知道棒中的恒星与盘星相比，其诞生物质的化学元素组成是否不同。这就需要对银河系中的大量样本进行恒星丰度测量。此类样本，例如SDSS远地点调查观察到的发光红巨星，将不可避免地跨越一系列恒星参数;因此，建模缺陷和恒星演化都可能妨碍在所谓的棒签名水平上对其化学成分进行一致和精确的估计，这使得目前对化学性质不同的棒的分析尚无定论。在这里，我们开发了一种新的自校准方法，以消除不同光度的红巨星分支（RGB）恒星（因此表面重力$\log g$）之间的建模和天体物理丰度系统学。我们应用我们的方法$48,853$发光远地点DR 16 RGB星构建空间丰度图的$20$化学元素附近的银河系的中平面，覆盖银心半径的$0\,{\rm kpc}<R_{\rm GC}<20\,\rm kpc$。我们的研究结果表明，有没有丰度的变化，其几何形状匹配的酒吧，和平均丰度梯度变化平滑和单调的银心半径。我们证实高$α$磁盘是化学均匀的，没有空间梯度。此外，我们还提供了迄今为止最精确的[Fe/H]与$R_{\rm GC}$梯度，斜率为$-0.057\pm0.001\rm~dex\,kpc^{-1}$，约为$15$ kpc。
2022-02-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
HII Region Metallicity Distribution in the Milky Way Disk
金属元素在银河系中的分布提供了有关星系形成和演化的重要信息。HII区域是银河系中最明亮的天体，在中红外线到无线电波段，可以在整个银河系盘面上看到。我们利用NRAO绿岸望远镜（GBT）测量了银河系81个HII区的射电复合线和连续辐射。我们利用这些数据计算了LTE电子温度。在热平衡中，预计金属丰度将设定星云电子温度，高丰度产生低温。我们的HII区域分布覆盖了大范围的银心半径（5至22千秒差距）和样本的银河方位角范围330度至60度。使用我们最高质量的数据（72个物体），我们得出了O/H银河系中心径向梯度为-0.0383 +/- 0.0074 dex/kpc。将这些数据与NRAO 140英尺望远镜进行的类似调查相结合，我们得到了133个星云的较大样本的径向梯度为-0.0446 +/- 0.0049 dex/kpc。数据很好地拟合线性模型，没有检测到不连续性。将我们的样本分为三个银河方位角区域，产生了明显不同的径向梯度，范围从-0.03到-0.07 dex/kpc。这些不均匀性表明金属在给定半径下没有很好地混合。我们强调同质样本的重要性，以减少比较不同系统学的数据集的混乱。银河系化学演化模型通常只导出沿径向维度随时间的化学演化。未来的模型也应该考虑方位角的演变。
2011-06-08 astro-ph.GA
Broken degeneracies: the rotation curve and velocity anisotropy of the Milky Way halo
我们使用银河系中心距离为16 < r/kpc < 48的遥远的蓝色水平分支恒星作为银河系暗晕的运动学示踪剂。我们模型的示踪剂密度作为一个扁圆形，幂律嵌入在一个球形幂律潜在的。使用分布函数的方法，我们估计总的幂律势和速度各向异性的晕示踪剂。我们测得势能的斜率为γ ~ 0.4，50千秒差距内的总质量为~ 4 × 10^11 M_sol。示踪剂的速度各向异性径向偏置β ~ 0.5，这是在良好的协议与当地的太阳附近的研究。我们的结果提供了一个精确的外圆速度分布的银河系，并建议一个相对较高的浓度暗物质晕（c_vir ~ 20）。
2012-05-29 astro-ph.GA
Probing the shape of the Milky Way dark matter halo with hypervelocity stars: a new method
本文提出了一种新的方法，利用超高速恒星样本的银河系质心切向速度来确定银河系暗物质晕引力势的形状。我们计算不同样本的HVS在MW的重子分布是轴对称的和DM潜在的要么是球形的，要么是球状的或三轴的径向依赖轴比的轨迹。我们确定的DM势的形状与分布的纬向速度$|v_{\vartheta}|$在轴对称的银河系的潜力，或与分布的$|v_{\vartheta}|$和一个函数$\bar v_φ$的方位角速度在非轴对称的银河系的潜力。我们通过比较$|v_{\vartheta}|$和$\bar v_φ$的分布与在不同形状的DM晕中行进的HVS的模拟样品的相应分布来恢复DM势的正确形状。我们使用的$\sim 800$ HVSs的最大可能的样品$4~M_\odot$抛出的希尔斯机制的速度$\sim 10^{-4}$年$^{-1}$，目前向外，位于超过10千秒差距从银河系中心。在我们的理想情况下，银河系的速度为零的不确定性和没有观测的限制，我们的方法恢复正确的形状的DM潜在的成功率$S\gtrsim 89\%$在轴对称的银河系的潜力，和$S > 96\%$在探索的非轴对称的情况下。不成功的情况下产生的DM潜力的轴比是由$\pm 0.1$关闭。成功率随着样本量的减少而降低：例如，对于球形DM晕圈，当样本量从$\sim 800$减少到$\sim 40$ HVS时，$S$从$\sim 98\%$减少到$\sim …
2022-05-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the Influence of Minor Mergers on the Radial Abundance Gradient in Disks of Milky Way-like Galaxies
我们研究了在过去的四个Gyr期间，由次要合并（质量比从1：70到1：8）引起的恒星迁移对类银河系星系盘中化学丰度径向分布的影响。使用了基于GPU的纯N体树代码模型，没有流体动力学和恒星形成。我们计算了大量的合并与不同的初始卫星质量，位置和轨道速度。我们发现，在吸积10 $^9$ M $_{\odot}$（质量比1：70）的低质量卫星星系的情况下，除了主星系盘平面内的行星状卫星运动的特殊情况外，主星系的任何半径处的金属丰度都没有明显的变化。质量为$\gtrsim3\times10^9$ M $_{\odot}$（质量比1：23）的卫星的吸积导致在银河系中心距离大于$\sim10$ kpc处化学丰度的明显增加。在与质量为$\gtrsim3\times10^9$ M $_{\odot}$的卫星合并的情况下，径向丰度梯度在5至15 kpc的银河中心距离范围内。有没有显着的变化，在外盘的丰度梯度斜率（从$\sim15$ kpc到25 kpc）在任何合并，而在给定半径的金属丰度的分散显着增加了大多数卫星的初始质量/位置相比，一个孤立的星系的情况。这反对归因于断裂（平坦化）的丰度梯度附近的光学半径观察到的扩展盘的银河系般的星系只合并引起的恒星迁移。
2015-04-30 astro-ph.GA
What is the Milky Way outer halo made of? High resolution spectroscopy of distant red giants
在星系等级形成的框架中，扩展的恒星晕被预测为类银河系星系周围普遍存在的特征，主要由较小星系系统的恒星碎片组成。吸积恒星系统的类型预计会根据特定星系的特定吸积和合并历史而变化，原位形成的恒星与吸积恒星的比例也是如此。分析大银心半径的银河系晕星的化学性质可以提供重要的洞察力，了解有助于银河系不同区域恒星晕形成的恒星的环境特性。在这项工作中，我们专注于银河系恒星晕的外部区域，通过确定化学丰度的晕星与大的现代银河系中心的距离，$>$ 15千秒差距。我们获得的数据集包括28颗红巨星分支星的高分辨率HET/HRS、Magellan/MIKE和VLT/UVES光谱，它们覆盖了宽的金属丰度范围，$-3.1 \lesssim$ [Fe/H] $\lesssim -0.6$。我们表明，$α$ -元素的比例超过Fe作为[Fe/H]的函数，我们的外晕星的样本是没有什么不同的模式所示的MW晕星从太阳附近的样本。另一方面，当考虑化学丰度比如[Ba/Fe]、[Na/Fe]、[Ni/Fe]、[Eu/Fe]、[Ba/Y]时，在[Fe/H] $\gtrsim -1.5$处出现显著差异。定性而言，这种类型的化学丰度趋势在大质量矮星系中观察到，如人马座和大麦云云。这似乎表明了一个更大的贡献外晕的恒星形成的环境中具有高初始恒星形成率和已经污染的渐近巨星分支恒星相对于内晕样品。
2017-10-03 astro-ph.GA
The Milky Way Radial Metallicity Gradient as an Equilibrium Phenomenon: Why Old Stars are Metal-Rich
本研究利用APOGEE红巨星和机器学习年龄估计发现银河系径向金属丰度梯度在约9 Gyr内保持恒定，支持气相梯度早期达到平衡的情景，其可能起源是随半径增大更易喷射气体的外流，使恒星形成与吸积率之比迅速恒定，而非盘内向外生长所致。
2024-10-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Where in the Milky Way Do Exoplanets Preferentially Form?
本研究通过推断恒星出生半径，发现系外行星优先在银河系内金属丰度较高、较年轻且银心距较小的恒星周围形成，且高质量行星的形成效率随时间和银心距的变化更显著，与银河系化学演化一致。
2025-01-20 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The age-kinematical features in the Milky Way outer disk
利用LAMOST巡天观测到的约40，000颗红团簇星，计算了银心半径在8 ~ 14 kpc范围内的平均速度分量。我们发现，年轻的红团簇星的垂直整体运动明显大于老的红团簇星。这很可能是银河系绕其节点线弯曲的运动学特征，该节点线位于银河系反中心区域附近。这表明，这种翘曲主要是由年轻恒星而不是老恒星贡献的。在垂直运动学的年龄变化有利于形成的情况下，银河系的翘曲起源于下落错位的气体。
2017-02-08 astro-ph.GA
The Galactic neutron star population I - an extragalactic view of the Milky Way and the implications for fast radio bursts
天文学家研究河外瞬变的一个关键工具是它们在宿主星系上的位置。银心偏移量、封闭通量和光统计分数在不同波长下被广泛用于帮助推断瞬变祖星的性质。受磁星和快速射电暴（FRB）之间的联系的启发，我们使用其大小，结构和颜色的最佳估计创建了银河系的正面图像。我们将银河系磁星，磁星，低质量和高质量的X射线双星放在这张照片上，使用可用的距离信息。银河系的偏心距，封闭的通量和这些系统的光分布的分数相比，河外瞬态样本。我们发现FRB遵循银河系中子星最接近的分布，我们执行的安德森-达林检验中有24个（75%）的p值大于0.05。这表明FRB位于其宿主上的方式与银河系中子星在银河系的光中一致，尽管我们无法确定哪个特定的中子星种群是最佳匹配。在所进行的比较范围内，银河系分布与其他河外瞬变现象一致的频率要低得多，其中Ia型SNe位居第二，只有33%的测试超过0.05。总体而言，我们的研究结果提供了进一步的支持FRB模型调用孤立的年轻中子星，或包含一个中子星的双星。
2021-11-24 astro-ph.GA astro-ph.HE
How does the stellar disk of the Milky Way get its gas?
在化学动力学演化模型中，通常假设银河系是由内而外形成的，这意味着流入到盘上的气体随着银河系中心距离的增加而减少。同样，复制厚盘和隆起的化学丰度之间的差异相对于薄盘，在早期的吸积通量较高的假设。利用从宇宙学模拟中提取的一组类银河星系，我们研究了模拟恒星盘在整个演化过程中气体的吸积。总的来说，我们发现上面概述的图像是成立的，尽管详细的行为取决于银河系的组装历史和星系形成物理学的复杂性。
2018-05-04 astro-ph.GA
Variations of the dust properties of M82 with galactocentric distance
我们使用近紫外和光学测光来研究附近星暴星系M82中的尘埃性质。通过结合来自Swift/UVOT仪器的成像和来自斯隆数字巡天的光学数据，我们得出了由标准Rv因子参数化的消光曲线，以及NUV 2175 A特征的强度-由参数B量化-到预计的4 kpc的银河系距离。我们的分析是强大的，对可能的退化的基础恒星星族的属性。B和Rv都与银河距离相关，揭示了尘埃性质的系统趋势。我们的研究结果证实了之前的发现，即M82中的尘埃更适合银河系标准消光曲线（Hutton等人），与卡尔泽蒂定律相反。我们发现Rv和B之间有很强的相关性，在Rv较高的地区有更强的NUV凸起，可能反映了较大的尘埃颗粒尺寸的分布。我们使用的数据是在SN 2014 J之前拍摄的，因此可以用来探测事件发生前星际介质的性质。我们在超新星位置附近的Rv值明显高于最近在SN 2014 J之后的测量值（Rv~1.4）。这一结果与超新星事件后尘埃性质的显著变化是一致的，无论是从大颗粒的破坏还是从内在的星周成分的贡献。超新星之间的内在变化不占也可能导致这种不匹配。
2015-06-11 astro-ph.GA
Are high velocity peaks in the Milky Way bulge due to the bar?
最近，委托APOGEE观测银河核球报告说，相当一部分恒星（$\sim10%$）处于冷（$σ_{\rm V} \approx 30$ km/s）的高速峰值（银心径向速度$\approx 200$ km/s）。据推测，这些恒星反映了银河系酒吧中的恒星轨道。在这项研究中，我们使用两个$N$体模型的银河系类盘星系具有不同的酒吧强度严格审查这种可能性。银河系中心径向速度分布的观测和模拟的一般趋势是相似的，但我们的模型和BRAVA数据都没有显示出统计上显着的冷高速峰。蒙特卡罗测试进一步表明，如果观测到的恒星数量有限，则可能出现虚假的高速峰。因此，报告的冷高速峰值，即使它是真实的，也不太可能是由于支撑棒轨道上的恒星。我们的模型确实预测了具有高径向速度的恒星过多，但不是在一个明显的峰值。在距离-速度图中，不同场中的高速粒子存在于离太阳$\sim8.5 \pm 1$ kpc的相似距离处。这一结果可以用视线和粒子轨道之间的几何相交来解释;高速恒星自然地存在于切点附近，而不构成明显的峰值。我们进一步证明，即使没有一个酒吧结构的存在下，在轴对称磁盘的粒子运动也可以表现出过剩的高速恒星。
2014-03-18 astro-ph.GA
Comparison of the Orbital Properties of the Milky Way Globular Clusters from the Data of the Gaia DR2 and EDR3 Catalogs
我们提供了152个球状星团的轨道参数的新值，这些参数是使用从盖亚EDR 3目录数据获得的新的平均自行计算的。轨道被集成5 Gyr回在轴对称的三分量的潜力与球形凸起，磁盘组件，和球形暗晕的Navarro-Frenk-White形式，我们使用的旋转曲线与大的银河系中心的距离高达200千秒差距的对象进行了改进。所获得的轨道参数进行了比较的轨道参数的相同的球状星团计算之前在相同的重力位使用自行盖亚DR 2目录数据。确定了轨道发生重大变化的物体。
2021-08-19 astro-ph.GA
Effects of radial flows on the chemical evolution of the Milky Way disk
大多数的化学演化模型假设银河系盘是通过气体的注入形成的，并将盘分成几个独立的环，它们之间没有物质交换。然而，如果气体流入是重要的，径向气体流应考虑作为一个动态的结果流入。本文的目的是测试详细的化学演化模型（一次和两次）的银河系盘的下落法和恒星形成率的不同处方径向气体流的效果。我们发现，与气体径向流入的恒定速度的金属丰度梯度趋于陡峭。考虑到一个恒定的时间尺度沿银河系盘和径向流量的下降率与恒定的速度，我们得到了一个太平坦的梯度，在方差与数据，这意味着一个由内而外的形成和/或一个可变的气体流速是必需的。为了再现所观察到的梯度，气体流量的模量应随着银河系中心距离的增加而增加，无论是在一个入口和两个入口模型中。然而，由内而外的磁盘形成加上一个阈值的气体密度（仅在两个入口模型）的恒星形成和/或恒星形成与galactocentric距离的可变效率也可以重现所观察到的梯度没有径向流。我们表明，径向流可以是最重要的过程中再现丰度梯度，但只有可变的气体速度。最后，我们应该考虑到，梯度数据的不确定性使我们无法得出确切的结论。未来更详细的数据将有助于确定径向流是否是银河系盘和一般盘形成和演化的必要成分。
2011-04-26 astro-ph.GA
SpiralMap: A Python library of the Milky Way's spiral arms
Indian Institute of Science Education and Research Kolkata（印度科学教育研究所加尔各答分校）；INAF - Osservatorio Astrofisico di Torino（意大利国家天体物理研究所都灵天文台）
SpiralMap 是一个 Python 库，用于提取和叠加银河系旋臂模型，支持多种示踪物和坐标系。
2026-03-01 astro-ph.GA astro-ph.IM
Internal rotation of Milky Way dwarf spheroidal satellites with $Gaia$ Early Data Release 3
我们提出了一个分析的14个卫星的银河系（MW）的运动学。我们使用适当的运动（PM）从$Gaia$早期数据发布3（EDR 3）和视线速度（$v_{\mathrm{los}}$）在文献中获得这些系统的系统三维运动。对于其中的六个，即船底座，天龙座，天炉座，玉夫座，六分仪，小熊座矮球状星系（dSph），我们研究的内部运动学投影到径向，$V_R$（膨胀/收缩），切向，$V_T$（旋转），相对于质量中心的速度分量的恒星PM。我们在隆突（$|V_T| = 9.6 \pm 4.5 \ {\rm{km \ s^{-1}}}\>$）、穹窿（$|V_T| = 2.8 \pm 1.3 \ {\rm{km \ s^{-1}}}\>$）和塑夫座（$|V_T| = 3.0 \pm 1.0 \ {\rm{km \ s^{-1}}}\>$）dSphs中发现了显著的旋转。除了人马座dSphs，这些是MW经典dSphs中天空平面内内部旋转的第一次测量。除船底座外的所有星系都显示出$|V_T| / σ_v < 1$。我们发现，较慢的旋转倾向于显示，平均而言，较大的天空投影椭圆率（如预期的样本与随机视角），并位于较小的银河系中心距离（如预期的潮汐搅拌情况下，旋转转化为随机运动的卫星沉入母晕）。然而，这些趋势很小，在统计学上并不显著，这表明旋转在塑造这些星系的3D结构方面并没有发挥主导作用。无论潮汐搅动对这些系统的演化有微…
2021-06-15 astro-ph.GA
Testing MOG theory in the Milky Way
我们采用著名的“旋转曲线”方法，在银河系内对约翰·莫法特的修正引力理论（MOG）进行了检验。我们使用动态的磁盘内观察到的示踪剂，以确定引力势的函数的galactocentric距离，并比较，与潜在的，预计将产生的可见光的组成部分（恒星和气体）根据不同的“口味”的MOG理论，利用国家的最先进的设置观察到的示踪剂和重子形态。我们的分析表明，在原始和修改后的版本（考虑到自洽的评价银河系质量），该理论未能再现所观察到的旋转曲线。我们的结论是，在目前的提法，MOG理论是能够解释所观察到的银河系的旋转曲线。
2018-10-16 astro-ph.GA gr-qc
Wolf-Rayet content of the Milky Way
介绍了银河系中已知的沃尔夫-拉叶（WR）星群的概况，包括历史星表的简要概述和基于红外测光和光谱观测的最新进展，导致目前的642个星表（v1.13在线星表）。观察到的WR星的分布被认为是相对于已知的星团，假设盘中<20%的WR星位于星团中。WN星的数量超过WC星在所有的银河系中心半径，而早期型WC星强烈偏向于对内银河系。最后，重新评估了最近对银河系中全球WR人口的估计，估计为1，200 +/-100，因此目前的普查可能完成50%。一个特征WR寿命为0.25百万年推断为初始质量阈值为25兆太阳。
2015-09-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
$\texttt{galkin}$: a new compilation of the Milky Way rotation curve data
我们提出了$\texttt{galkin}$，一个新的汇编运动学测量跟踪我们的银河系的旋转曲线，连同一个工具来处理数据。编译优化银河中心半径在3和20千秒差距之间，包括气体，恒星和脉泽的运动学，从近四十年的文献中仔细收集了总共2780测量。提供了一个简单的、用户友好的工具来选择、处理和检索所考虑的所有源参考的数据。这一工具是特别设计的，以促进在银河系动力学研究中使用运动学数据，其应用范围从暗物质限制到修正重力测试。
2017-02-28 astro-ph.GA
Anthropic constraints on the cosmological constant from Sun's motion through the Milky Way
我们尝试性地研究了在银河系尺度下宇宙学常数（CC）Λ对太阳在银河系中运动（MW）的影响（-4.5 <= t <=0 Gyr）。特别是，我们在修改其运动方程的数值积分结束时研究了太阳位移的银心距离，以便也包括Λ的影响。根据目前对银河系宜居带（GHZ）恒星形成所需的金属丰度水平的看法，它将我们的恒星在诞生时放置在距离银河系中心（GC）超过10 kpc的位置的值被认为是不可信的。此外，由于太多邻近的超新星（SN）爆炸和伽马射线暴（GRB）对生命演化的风险，产生太接近GC的值也应该被排除在外。我们研究了MW模型参数和太阳初始条件的不确定性对我们结果的影响，特别是哈勃参数H_0和本地标准静止（LSR）速度Θ_0分别精确到2%和6.2%的水平。当H_0=70.1 km s^-1 Mpc^-1，Θ_0=254 km s^-1，且Λ<= 10^-55 cm^-2时，太阳的诞生地位于距GC 19.6 kpc处，而当H_0和Λ的值相同，且Θ_0 ^max =270 km s^-1时，太阳的诞生地可能位于距银河中心8.5 kpc处。当Λ= 10^-54 cm^-2和Λ= 10^-53 cm^-2时，太阳的位置分别为10.6 kpc和18.7 kpc。
2009-12-14 astro-ph.GA gr-qc hep-ph
Dynamical model of the Milky Way using APOGEE and Gaia data
我们构建了一个动力学模型的银河系盘从一个数据集，它结合了盖亚EDR3和APOGEE数据在整个银河系中心半径之间的$5.0\leq R\leq19.5$千秒差距。我们利用球面排列的Jeans各向异性方法来模拟恒星的速度和速度色散。在我们以前的工作的基础上，我们的模型现在适合于由于我们的数据集的扩展而扩展到更大的银河系中心半径的运动学地图，探测银河系盘的外部区域。我们的最佳拟合动力学模型表明，$α_{\rm DM}=-1.602\pm0.079_{\rm syst}$的对数密度斜率为暗物质晕和暗物质密度为$ρ_{\rm DM}(R_{\odot})=(8.92\pm0.56_{\rm syst})\times 10^{-3}$ M $_{\odot}$ pc $^{-3}$（$0.339\pm0.022_{\rm syst}$ GeV cm $^{3}$）。我们估计在太阳半径为$v_{\rm circ}=(234.7\pm1.7_{\rm syst})$公里秒$^{-1}$的圆速度下降到更大的半径。总质量密度为$ρ_{\rm tot}(R_{\odot})$ = $(0.0672\pm0.0015_{\rm syst})$ M $_{\odot}$ pc $^{-3}$，$5\leq R\leq19.5$ kpc的斜率为$α_{\rm tot}$ = $-2.367\pm0.047_{…
2021-06-09 astro-ph.GA
Nitrogen Abundance Distribution in the inner Milky Way
本文结合氢射电复合线与远红外[N II]观测，首次测定银河系内部17 kpc范围内的氮丰度分布，发现4-17 kpc存在丰度梯度而0-4 kpc保持平坦，并据此探讨星系由内而外增长及棒势径向流的影响。
2024-07-19 astro-ph.GA
Parallaxes of Star Forming Regions in the Outer Spiral Arm of the Milky Way
本文报道了银河系外旋臂高质量恒星形成区三个水脉泽源的弛豫和自行。这些观察是作为条形和螺旋结构遗产调查的一部分使用甚长基线阵列进行的，并且是文献中此类测量数量的两倍。外臂的俯仰角为14.9 +/- 2.7度，距离银河系反中心14.1 +/- 0.6千秒差距。这些源朝向银河系中心的平均运动是10.7 +/- 2.1 km/s，我们没有看到旋转曲线在银河系中心15 kpc处有明显下降的迹象。这些恒星形成区域的三维位置与银河系从平面弯曲数百秒差距的情况一致。
2014-12-26 astro-ph.GA
Constraining the Milky Way dark matter halo with LMC-induced reflex motion
本研究通过模拟大麦哲伦云引起的银河系反射运动，发现其幅度对外晕暗物质斜率不敏感，但方向与收缩对外晕轮廓敏感，并揭示一种可观测的晕不稳定性，表明仅靠反射运动幅度约束外晕参数能力有限。
2025-08-06 astro-ph.GA
Investigating the origin of the Milky Way streams. A revised look at their orbital pole distribution in light of precession effects
本研究利用最新流数据集重新分析银河系流的轨道极分布，发现靠近银河系中心的流受进动影响，其极分布各向异性，并验证了共同起源假说需考虑更远距离样本。
2025-09-17 astro-ph.GA
Fading Features Found in the Kinematics of the Far-Reaching Milky Way Stellar Halo
我们测试了银河系恒星晕模型的长期运动学稳定性，这是Kafle等人（2012）的成果，他们研究了斯隆数字巡天（SDSS）中大约5000颗蓝色水平分支（BHB）恒星的运动学。速度色散$σ$和各向异性参数$β$的恒星已被确定为银心半径的函数，在范围$6<R_\mathrm{GC} < 25$ kpc，并显示出强烈的倾向，在各向异性剖面$R_\mathrm{GC}\sim17$ kpc。通过直接整合粒子轨道的3-D模型的银河系的潜力与这些特点，我们表明，$σ$和$β$配置文件迅速发展的时间尺度上的$\mathrm{few}\times10$百万年，而密度$ρ$配置文件基本上不受影响。因此，我们认为该功能是短暂的。星系晕中这些特征的起源仍然不清楚。
2015-07-01 astro-ph.GA
Decrease in Milky Way rotation curve revisited
本研究针对近期三篇论文提出的银河系旋转曲线开普勒下降结论，通过对比其引力势结果与银河系轴对称假设，发现20 kpc外银晕近球对称，证明其所用轴对称Jeans方程与最终模型不匹配。
2025-07-31 astro-ph.GA
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。
2011-01-17 astro-ph.GA
Using classical Cepheids to study the far side of the Milky Way disk. II. The spiral structure in the first and fourth Galactic quadrants
为了提高我们对银河系旋臂结构的理解，我们使用经典造父变星（CC）来增加银河系圆盘远侧的年轻示踪剂的数量，并精确确定距离。我们使用了30个CC的样本，这些CC是使用Vía Láctea调查（VVV）中的VISTA变量的近红外测光发现的，并根据它们的径向速度和金属丰度进行分类。我们将它们与另外20个CC从文献中的VVV测光。基于VVV红外测光的具有均匀计算的距离的CC的编译样本被用作概念的证明，以追踪盘的未充分探索的远侧中的螺旋结构。虽然CC的使用有一些警告，这些变量是目前唯一可用的年轻的示踪剂在远侧磁盘，可以获得大量的样本与准确的距离。因此，更大的样本可以使我们在理解整个银河系盘方面向前迈出重要的一步。我们提出的初步证据表明，CC的青睐：一个螺旋臂模型的两个主臂（英仙座和盾牌-半人马座）分支成四个臂在银河系中心的距离，$R_\mathrm {GC}\gtrsim5-6\,\mathrm{kpc}$;盾牌-半人马座臂的延伸背后的银河系中心;英仙座臂和诺玛相切方向之间的可能连接。目前银河系远侧的CC样本位于中平面，反对在研究区域存在小银心距离（$R_\mathrm {GC}\lesssim12\,\mathrm{kpc}$）的严重翘曲盘。在近红外波长的CC的发现和表征似乎是一个很有前途的工具，以补充基于其他旋臂示踪剂的研究，并将其扩展到我们银河系的远端。
2021-07-07 astro-ph.GA
Milky Way rotation curve from proper motions of red clump giants
本文导出了银河系在银心半径R=4-16 kpc范围内，在离银心面z的不同垂直高度（-2 ~+2kpc）上的恒星自转曲线。我们使用PPMXL调查，其中包含USNO-B1自行目录与2 MASS点源目录的天体测量和近红外测光交叉相关。为了提高自行的精度，在这次PPMXL巡天中，我们计算了类星体的平均自行，得到了类星体的系统漂移，并对整个巡天的自行进行了相应的改正，减小了系统误差。我们从CM图中选择了K与（J-K）的红团簇巨星，并利用它们的自行信息来建立我们银河系旋转速度的地图。我们得到了一个几乎平坦的旋转曲线，随着R或|z|值的增加，旋转曲线略有下降。最令人困惑的结果是在距离最远和离面最远的区域获得的，在那里，在反中心区域的银河经度方向上与零平均自行（~4 mas/yr）的显著偏差可以直接转化为比太阳银心半径低得多的旋转速度：平均速率为82+/-5（统计）+/- 58（系统）km/s。在我们探索的区域中，这些区域的旋转速度低于150公里/秒的情况是有趣的，并邀请人们重新考虑暗物质分布的不同可能性。然而，鉴于高系统误差，我们不能就此下结论。因此，有必要对高R和|z|下的自行进行更多的测量，以验证如果这种低速得到证实，将会出现的奇异情况。
2014-02-18 astro-ph.GA
Galactic Substructure and Dark Matter Annihilation in the Milky Way Halo
我们研究子结构对星系晕中暗物质湮灭速率的影响。我们使用的子结构，可以扩展数值模拟结果的尺度太小，无法解决的模拟分析模型。我们首先校准的解析模型的数值模拟，然后确定湮灭助推因子，标准的WIMP模型以及那些与索末菲（或其他）增强，作为银河系的银心半径的函数。我们提供了一个估计的依赖性的伽马射线强度的WIMP湮灭的角距离的函数从银河系中心。这种方法，再加上未来的数值模拟结果可以是一个强大的工具，可以用来约束WIMP属性使用费米全天数据。
2010-01-20 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Limitations and rotation of the two-armed phase spiral in the Milky Way stellar disc
本文利用 Gaia DR3 数据研究银河系双臂相螺旋，发现其仅存在于太阳邻域狭窄的银心距和角动量范围内，随相位角旋转并影响恒星金属丰度，表明它是比单臂相螺旋更局域化的盘结构现象。
2024-07-05 astro-ph.GA
Live Fast, Die Young: GMC lifetimes in the FIRE cosmological simulations of Milky Way-mass galaxies
我们提出的第一个测量的宇宙学模拟中的巨型分子云（GMC）的寿命在$z = 0$，使用的LATTE套件的银河系质量的星系的FIRE-2模拟。我们跟踪GMC与总气体质量$\gtrsim 10^5$ M $_\odot$在高空间（$\sim1$ pc），质量（$7100$ M $_{\odot}$），和时间（1百万年）的分辨率。我们模拟的GMCs与银河系和邻近星系中大质量GMCs的质量分布是一致的。我们发现了$5-7$ Myr的GMC寿命，或者平均1-2次自由落体时间，只有不到2个$\%$的云寿命超过2000万年。我们发现GMC寿命随维里参数的增加而减小，随银河系中心半径的增加而微弱增加，这意味着环境影响GMC的演化周期。然而，我们的GMC寿命没有显示出对GMC质量或恒星形成量的系统依赖性。这些结果与文献中的推论基本一致，并提供了一个初步的调查，最终了解的物理过程，管理GMC寿命在宇宙学设置。
2020-12-02 astro-ph.GA
A Slowly Flattening Milky Way Stellar Disk: Investigating Galactic Warping through Dynamical Orbital Inclinations of Open Clusters
本文利用疏散星团的动力学轨道倾角研究银河系翘曲，发现局部银盘倾斜导致此前翘曲进动速率被高估，并揭示银河系翘曲正在逐渐变平。
2024-12-29 astro-ph.GA
A-type stars in the Canada-France Imaging Survey I. The stellar halo of the Milky Way traced to large radius by blue horizontal branch stars
我们提出的恒星密度轮廓的银河系外晕跟踪范围内的银心半径从$15< R_{GC} < 220$千秒差距的蓝色水平分支（BHB）的恒星。这些恒星是使用新的加拿大-法国成像巡天（CFIS）的深度$u-$波段成像（达到24.5 mag.）通过光度测定法识别的。这与Pan-STARRS 1的$griz$波段相结合，覆盖了北天总共$\sim4000$度$^2$。我们提出了一种新的方法来选择BHB星，具有低污染的蓝离散星和高完整性。我们用这个样品测量和参数化的三维密度分布的外恒星晕。我们使用（i）一个简单的幂律与恒定的扁平化（ii）一个扁平化，作为银心半径的函数变化（iii）一个破碎的幂律轮廓拟合轮廓。我们发现，外部恒星晕跟踪的BHB是很好地模拟了一个破碎的幂律与恒定平坦的$q=0.86 \pm 0.02$，与内斜率$γ=4.24 \pm 0.08$。这比在$r_b=41.4^{+2.5}_{-2.4}$ kpc的断裂半径之后具有$β=3.21\pm 0.07$斜率的优选外轮廓陡得多。BHB恒星的恒星晕迹线的外部轮廓比最近使用RR天琴座测量的要浅，这是一个令人惊讶的结果，因为这些恒星种群的年龄非常相似。
2018-09-21 astro-ph.GA
The Space Motion of Leo I: Hubble Space Telescope Proper Motion and Implied Orbit
我们提出了第一个绝对自行测量狮子座I，基于两个时代的HST ACS/WFC图像分离约5年。狮子座I型恒星相对于100个背景星系的平均位移意味着其自行为（mu_W，mu_N）=（0.1140 +/- 0.0295，-0.1256 +/- 0.0293）mas/yr。根据太阳反射运动修正后的银河系速度矢量，其径向和切向分量分别为Vrad = 167.9 +/- 2.8 km/s和Vtan = 101.0 +/- 34.4 km/s。我们研究了详细的轨道历史的狮子座I通过解决其运动方程的时间向后的银河系及其周围星系的一系列合理的质量模型。狮子座I在2.33 +/- 0.21 Gyr前进入银河系维里半径，很可能是第一次坠落。它在1.05 +/- 0.09 Gyr前以91 +/- 36 kpc的银河中心距离进行了一次近着丝粒接近。我们将这些时间尺度与狮子座I的恒星形成历史中的特征时间尺度相关联，这表明恒星形成活动增强了~2 Gyr ago和淬火~1 Gyr ago。从我们的计算中没有迹象表明其他星系对狮子座I的轨道有显著的影响，尽管有一个小的可能性，它可能在最后的~1 Gyr内与小熊座或狮子座II发生了相互作用。对于大多数可能的银河系质量，观测到的速度意味着狮子座I被束缚在银河系中。然而，考虑到它最近的坠落，将它包括在假设动态平衡的银河系卫星群模型中可能并不合适。狮子座I轨道的完整（非径向）…
2013-04-26 astro-ph.GA
Constraints on Radial Gas Flows in the Milky Way Disk Revealed by Large Stellar Age Catalogs
本研究通过五种径向气体流动参数化方案模拟银河系化学演化，发现流动无法单独解释观测到的全盘金属丰度随年龄的微弱下降，但恒定约-1 km/s的流动可重现外盘结果，并提供了径向梯度演化解析公式。
2025-10-06 astro-ph.GA
Characterizing the SHARDS of Disrupted Milky Way Satellites with LAMOST
我们使用LAMOST光谱巡天中超过10，000颗经光谱学证实的晕巨星的样本，推导出了星系晕中的子结构部分。通过观察100个合成模型沿视线与LAMOST选择功能在该天空区域，我们的统计特征的预期晕人口。我们定义为SHARDS（恒星晕吸积相关碎片结构）任何超过模型预测>3-sigma的恒星。我们发现LAMOST中至少有10%的银河系晕星是SHARDS的一部分。通过在使用LAMOST选择函数观测到的光滑晕上运行我们的算法，我们表明LAMOST数据在所有银心半径R_GC < 40 kpc上包含多余的子结构，超出了由于统计波动和光滑晕的不完整采样所预期的。子结构的水平是一致的碎片完全从吸积卫星模型晕中的恒星的分数。这项工作说明了巨大的光谱调查的潜力与高填充因子在大的天空区域，以重建银河系的合并历史。
2016-03-15 astro-ph.GA
Discs of Satellites: the new dwarf spheroidals
最近发现的超微弱的矮卫星围绕银河系和仙女座星系的空间分布进行了比较，以前报道的磁盘的卫星（DoS）的主机星系。在我们的调查中，我们特别注意的选择偏差引入由于有限的天空覆盖的SDSS。我们发现，新的银河系卫星星系密切遵循由更明亮的矮星定义的DoS，从而进一步强调这一功能的统计意义的星系晕。我们还注意到银河系中心距离大于100 kpc的卫星星系的赤字，这些星系远离银河系的卫星盘。在仙女座的情况下，我们得到了类似的结果，自然补充了我们以前的发现，并加强了这样的概念，即卫星盘是卫星星系相空间相关性的光学表现。
2009-01-12 astro-ph.GA
