Spatial and velocity offsets of Galactic masers from the centers of spiral arms
一些星系的旋臂理论预测了恒星形成的不同示踪物之间的偏移。我们在这里的目标是找到这样一个偏移之间观察到的无线电脉泽的位置和手臂的位置，使用最近的4臂模型拟合的CO 1-0气体。我们在这里的方法是比较最近的全球4臂螺旋模型（如安装到所观察到的广泛的CO 1-0气体的臂切线）与最近的结果的三角距离的射电脉泽，主臂（天鹅座，诺玛，英仙座，人马座，船底座，盾牌座，和诺玛）。我们的结果表明，大多数射电脉泽位于旋臂的内臂边缘（朝向银河系中心）附近。这些脉泽是从模型臂（宽的CO 1-0分子区域所在的位置）向内偏移0.34（± 0.06）kpc。在径向速度空间，脉泽和CO拟合模型之间的中位偏移约为10（± 1）km/s。根据这里观测到的脉泽是在天鹅座臂中沿银河子午线15 kpc处的宽CO气体径向向内的，银河系盘的共转半径距离银河系中心超过15 kpc，密度波角模式速度小于15 km/s/kpc。臂俯仰角应使用多个臂跟踪器测量，并位于银河子午线的两侧，以确保更好的精度，并避免与单个跟踪器有关的偏差。
2019-08-29 astro-ph.GA
Strong excess Faraday rotation on the Inside of the Sagittarius spiral arm
我们提出的第一个结果法拉第旋转的紧凑的偏振源（1至2 GHz的连续）在HI/OH/电离线（THOR）调查的内部星系。在银河系经度范围39度< l < 52度，我们发现旋转测量范围为-310 rad/m2 < RM < +4219 rad/m2，最高值集中在射手臂切线l = 48度的范围内。大多数高RM出现在扩散等离子体中，沿着不与HII区域相交的视线。对于l > 49度，RM迅速下降，而在l < 47度，平均RM高于l > 49度，具有更大的标准偏差。我们属性RM结构的压缩弥漫暖电离介质的螺旋臂，上游的主要恒星形成区。人马臂在银河系中扮演着重要的法拉第屏幕的角色。这对银河系磁场模型和宿主星系的快速射电暴的法拉第旋转的预期量有影响。我们强调的重要性，高法拉第深度的灵敏度在未来的偏振调查。
2019-11-19 astro-ph.GA
A Molecular Spiral Arm in the Far Outer Galaxy
我们已经确定了一个螺旋臂位于银河系第一象限的外臂之外，距离银河系中心约15千秒差距。在跟踪现有的21厘米调查的手臂，我们寻找分子气体使用CfA 1.2米望远镜和检测CO在10 220个位置。探测到的氢离子浓度分布在l = 13 °，v = -21 km/s到l = 55 °，v = -84 km/s的旋臂上，与大部分主要的氢离子浓度相吻合。其中一个探测被完全映射，揭示了一个半径为47 pc，分子质量约为50，000 Mo的大分子云。平均距离为21千秒差距，这个臂中的分子气体是银河系中探测到的最远的。这个新的旋臂似乎是外星系中盾牌-半人马座旋臂的延续，是附近英仙座旋臂的对称对应物。
2011-05-12 astro-ph.GA
Star formation in Galactic spiral arms and the inter-arm regions
通过银道面l = 37.83度和l = 42.50度之间的视线允许将银河环巡天分子云分成落入旋臂和位于旋臂间区域的分子云。通过将这些云的位置和速度与Bolocam银河平面调查在mm连续体中检测到的密集团块相匹配，我们能够寻找团块形成效率（CFE）的变化，团块与云质量的比率，与银河系环境。我们没有发现任何证据表明，沿这条视线的臂间和螺旋臂区域之间的CFE有任何差异。这进一步证明，在银河系中心区域之外，银河系的大尺度结构在改变分子云内致密的、潜在的恒星形成结构方面几乎没有发挥作用。
2013-02-12 astro-ph.GA
Four Highly Luminous Massive Star Forming Regions in the Norma Spiral Arm II. Deep NIR imaging
我们对Norma旋臂中的四个明亮的大质量恒星形成区进行了灵敏的近红外（J，H和K）成像观测：G324.201+0.119，G328.307+0.432，G329.337+0.147和G330.949-0.174。我们确定三个集群的年轻恒星物体（YSO）的表面密度诊断的基础上。我们还发现，仅在H和K波段检测到的源，以及与早于B2的光谱类型对应的颜色，可能是YSO。我们分析了不同质量的恒星的空间分布，发现两个星团中的原始质量分离的签名，这不能解释为由于不完整性效应。我们发现，从母核致密气体的集群成员的动态相互作用可以解释所观察到的质量分离，表明气体在年轻的集群的动力学中起着重要的作用。
2009-11-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Trigonometric parallaxes of star forming regions in the Sagittarius spiral arm
我们报告的测量结果的弛豫和自行车的十个高质量的恒星形成区域在人马座的银河系的螺旋臂的一部分，与VLBA的BeSSeL调查。结合这些结果与其他八个文献中，我们调查的结构和运动学的臂之间的银河中心方位角约-2和65度。我们发现，螺旋桨角为7.3 +- 1.5度;臂的半宽，定义为与拟合螺旋的均方根偏差，约为0.2 kpc;人马座臂最近的部分距离太阳1.4 +- 0.2 kpc。与相邻的旋臂不同，我们没有发现人马臂中与银河系自转相反的源的显著特殊运动的证据。
2014-04-18 astro-ph.GA
Trigonometric parallaxes to star-forming regions within 4 kpc of the galactic center
我们报告了银河系中心4千秒差距内的高质量恒星形成区的四个三角函数。这些测量是作为BeSSeL调查的一部分使用VLBA进行的。通过将这些源与CO和HI碰撞速度图中的大尺度特征在运动学上联系起来，我们开始勾勒出银河系内部的一些主要特征：连接臂、近、远3千秒差距臂和诺玛臂。银河系第一象限的连接臂比远3千秒差距臂更靠近银河系中心，并在其前缘附近被长杆的长轴偏移，支持内部林德布拉德共振的存在。假设3 kpc的旋臂是一个连续的物理结构，其近、远侧的相对银心距离表明，旋臂周围的气体流线是高度椭圆的，旋臂的共转半径r_CR > 3.6 kpc。在银河系经度接近10°，日心距离约为5 kpc的地方，近3 kpc臂和诺玛臂在我们银河系的正面视图上相交，同时在不同的银河系纬度上通过。我们提供了W31恒星形成复合体距离太阳4.95（+0.5;-0.43）kpc的精确距离测量，这将其与属于近3 kpc臂的明亮CO特征联系起来。
2013-12-11 astro-ph.GA
Four highly luminous massive star forming regions in the Norma Spiral Arm.: I. Molecular gas and dust observations
我们报告了用SEST望远镜对四个与高亮度（L> 6x10^5 Lsun）IRAS源（15290-5546、15502-5302、15567-5236和16060-5146）有关的年轻大质量恒星形成区进行的分子线和尘埃连续体观测。在CS（J=2-1、3-2和5-4）、SiO（J=2-1和3-2）、CH_3OH（Jk= 3 k-2k和2k-1 k）和C_（34）S（J=3-2）的谱线中绘制了分子发射谱图。此外，在CO，13 CO和C 18 O（J=1-0）线上获得了峰位处的单谱。我们发现，明亮的恒星形成区与分子气体和尘埃结构有关，其半径通常为0.5 pc，质量约为5 × 10^3 Msun，柱密度约为5 × 10 ^{23} cm^{-2}，分子氢密度通常为2 × 10^5 cm^{-3}，尘埃温度约为40 K。1.2毫米尘埃连续观测进一步表明，核心是集中凝聚，具有径向密度分布与幂律指数在1.6-1.9的范围内。我们发现，在这些条件下，由气体的动力学摩擦起着重要的作用，在迁移的大质量的恒星向中央核心区域，提供了一个解释所观察到的恒星质量分离的核心。
2009-12-14 astro-ph.GA
86 GHz SiO maser survey of late-type stars in the Inner Galaxy. IV. SiO emission and infrared data for sources in the Scutum and Sagittarius-Carina arms, 20 deg < l < 50 deg
本文介绍了一个86 GHz SiO（v = 1，J = 2 -> 1）脉泽对位于|b| <0.5度和20度<1 < 50度范围内的晚型星的搜寻。这次检索是对先前发表的作品的一次更长的检索。我们使用颜色和通量标准从MSX目录中选择了135颗恒星，并检测了92颗（86个新检测）。检出率为68%，与我们以前的研究相同。在过去的几十年里，已经出版了几个在红外巡天中探测到的点源目录（MSX，2 MASS，DENIS，ISOGAL，WISE，GLIMPSE，AKARI和MIPSGAL）。我们在每个目录中搜索了我们早期调查的444个目标的数据和这里报告的135个目标的数据。我们证实，正如预期的那样，我们的大多数目标具有典型的富氧渐近巨星分支（AGB）恒星的颜色。只有一颗目标星可能已经离开了AGB。十颗恒星具有典型的富碳恒星的颜色，这意味着我们的样本中碳星的污染<= 1.7%。
2018-06-06 astro-ph.GA
Gas and Stellar Motions and Observational Signatures of Co-Rotating Spiral Arms
我们已经观察到我们的N体/平滑粒子流体动力学模拟银河系大小的棒旋星系的快照，以类似的方式，我们可以观察银河系。模拟的星系显示了一个共同旋转的螺旋臂，即螺旋臂以与圆周速度相同的速度旋转。我们观察到气体和恒星的旋转和径向速度是从我们假设的观察者位置到圆盘平面上三条视线（l，b）=（90，0），（120，0）和（150，0）度的距离的函数。我们发现，由于径向迁移，恒星倾向于在旋臂后面（前面）旋转得更慢（更快），并向外（向内）移动。然而，由于它们的震中运动，我们看到了绕旋臂的旋转和径向速度的变化，另一方面，由于径向迁移，冷气体成分在旋臂后面（前面）表现出更明显的旋转慢（快）和向外（向内）移动的趋势。我们将结果与Reid等人（2014）的脉泽源的速度进行了比较，发现观测数据在l = 120度的螺旋臂预期位置周围的旋转速度显示出类似的趋势。我们还比较了径向速度的分布，从当地标准的休息，V_LSR，与APOGEE数据在l = 90度作为一个例子。
2014-06-25 astro-ph.GA
Structural Variation of Molecular Gas in the Sagittarius Arm and Inter-Arm Regions
我们用野边山射电天文台45米望远镜在1 ~38度方向对银河系平面进行了12 CO和13 CO J=1-0谱线的巡天观测。以高空间分辨率（17”）绘制了一个广阔的区域（0.8 x 0.8度）。视线在人马臂和臂间区域对气体进行采样。目前的观测揭示了结构和物理条件如何在螺旋臂上变化。我们根据其外观将视线中的分子气体分为两种不同的组分：明亮和紧凑的B组分和较暗和弥漫的（即，更多扩展）D组件。B分量主要见于螺旋臂速度，而D分量主要见于臂间速度，并且也见于螺旋臂速度。我们引入亮度分布函数和亮度分布指数（BDI，它表示B分量的主导地位），以量化地图的外观。BDI峰的径向速度与高12 CO J=3-2/12 CO J=1-0强度比的径向速度一致（即，暖气体）和HII区域，并且倾向于偏离较低速度下的线亮度峰值（即，大概是臂的下游侧）。我们的观测结果表明，在小尺度下的气体结构的变化，整个螺旋臂：明亮的和空间受限的结构发展的螺旋臂，导致恒星形成在下游侧，而扩展的发射占主导地位的臂间区域。
2012-04-25 astro-ph.GA
Catalog of observed tangents to the spiral arms in the Milky Way galaxy
从太阳在银河系盘中的位置，人们可以使用不同的臂示踪剂（CO，HII，热或电离或相对论电子，脉泽，冷或热尘埃等）来定位银河系盘中每个螺旋臂的切线。我们提出了一个主目录的天文观测切线星系的旋臂，使用不同的臂示踪剂从文献中。有些旋臂示踪器在几篇论文中的结果可能略有不同，所以取一个平均值--关于CO、HII和脉泽，见附录。平均值主目录目前包括63个平均示踪条目，分布在许多臂（船底座，十字座-半人马座，诺玛，英仙座起源，近3-kpc，盾牌座，人马座），源于107个原始臂示踪条目。此外，我们更新并修订了之前的统计分析，即每种不同平均臂示踪剂的角度偏移和与中臂的线性分离。如果有足够多的旋臂示踪物，并对所有旋臂进行求和和平均，人们就可以确定在银河系中旋臂示踪物是否有单独和平行的通道。这种统计分析允许一个银河螺旋臂的横切，证实了最近发现的臂示踪剂之间的线性分离。在这里，从中臂的CO到内缘的热尘埃，臂的半宽度约为340秒差距;加倍将产生680秒差距的全臂宽度。我们简要地比较了这些观察与许多螺旋臂理论，特别是密度波理论的预测。
2014-09-16 astro-ph.GA
What Does the Milky Way Look Like?
研究利用极年轻天体的精确位置，首次提出银河系为多旋臂星系：内部呈两臂对称，外部延伸出数条不规则长臂。
2023-04-21 astro-ph.GA
Asymmetric streaming motion in the Galactic bulge X-shaped structure revealed by the OGLE-III proper motions
银河核球在视线中显示出一个双红色团块，|b| > 5度，-3度<1 < 4度。它被解释为几乎是从侧面看到的X形结构的特征。我们测量属于X形结构的较近和较远臂的恒星的自行。的两个手臂的内在运动学性质被发现，通过将信息从光度函数。当b = -5度时，我们发现两个旋臂之间的自行差是银河经度的线性函数（-0.1度< l < 0.5度），我们将其解释为恒星在X形结构中的流动运动。这样的流运动以前没有被报道过。自行差在-0.8度< l < -0.1度时是恒定的，这给了我们一个87.9 +/- 8.2 km/s/kpc的膨胀旋转速度的估计。
2013-04-22 astro-ph.GA
The Chemistry of the Trailing arm of the Sagittarius Dwarf Galaxy
我们目前的C，O，Ti和Fe的丰度为11个M-巨星的人马座矮星（Sgr）的尾随潮汐臂。丰度是通过比较合成光谱与双子座南方望远镜上的凤凰摄谱仪获得的高分辨率红外光谱得出的。目标恒星来自Sgr拖曳臂的两个区域，与Sgr主体相隔66度（5颗星）和132度（6颗星）。与广泛相位混合的前导臂相比，拖尾臂提供了对Sgr化学演化的更直接的诊断。在我们有限的~2-3 Gyr年龄的恒星样本中，我们发现，河流物质表现出明显的金属丰度梯度-（2.4 \pm 0.3）x10^{-3} dex / degree（-（9.4 \pm 1.1）x10^{-4} dex / kpc）远离Sgr的主体。Sgr的潮汐破坏是一个相对较新的事件。因此，我们认为碎片中金属丰度梯度的存在表明祖先中存在类似的梯度。这样的金属丰度梯度存在了几乎一个哈勃时间的事实表明，在Sgr祖先中，径向混合的效率非常低。没有显着的梯度被认为是存在的[α/Fe]丰度比沿trailing arm. Our结果可以解释由径向减少恒星形成效率和/或径向增加银河系风驱动的金属损失的效率在化学演化的Sgr祖。[Ti/Fe]和[O/Fe]的丰度比观测流是不同于那些的星系晕。我们的结论是，中等的富金属晕人口的比例，最近的溶解（<3 Gyr）的Sgr类矮星系的贡献是不可能的。
2010-06-24 astro-ph.GA
Distance to G14.33-0.64 in the Sagittarius Spiral Arm: H2O Maser Trigonometric Parallax with VERA
本文报道了银河系恒星形成区G14.33-0.64朝向人马座旋臂的三角视差测量，并利用日本VLBI台阵VERA对G14.33-0.64中的一个H2O脉泽源进行了多历元相位参考观测。我们成功地探测到了0.893+/-0.101 mas的视差，对应于1.12+/-0.13 kpc的源距离，这还不到G14.33-0.64的运动学距离的一半。我们新的距离测量表明，人马臂位于一个更近的距离~1千秒差距，而不是以前假设的~2-3千秒差距的运动学距离。之前提出的人马臂偏离对称拟合模型（Taylor & Cordes 1993）的银河系中心的现象可能是由于在低银河系半径处运动学距离的大误差。G14.33-0.64最有可能描绘了人马臂的近侧。我们尝试将臂的俯仰角与沿臂的其他视差测量值拟合，得到两个可能的俯仰角i=34.7+/-2.7度和i=11.2+/-10.5度。我们的自行测量表明，G14.33-0.64没有明显的特殊运动相对于银河系的差异旋转（假设是在一个圆形轨道），表明源运动是在很好的协议与银河系的旋转。
2010-01-14 astro-ph.GA
How do spiral arm contrasts relate to bars, disk breaks and other fundamental galaxy properties?
我们调查的螺旋臂的属性与其他基本的星系属性，包括酒吧和光盘休息。我们使用以前公布的测量这些属性，我们自己的测量臂和酒吧对比度的大样本的星系，使用$3.6 \mathrm{μm}$图像从斯皮策星系的恒星结构调查（S4 G）。絮凝星系与其他旋臂星系有明显的区别，特别是它们的恒星质量和表面密度较低。多臂星系和大设计星系在大多数基本参数上是相似的，除了一些棒属性和膨胀与总比。基于这些结果，我们重新审视了旋臂类的序列，并讨论了经典凸起作为大设计星系中螺旋驻波模的必要条件。我们发现一个很强的相关性之间的膨胀，总的比例和酒吧的对比度，和手臂和酒吧的对比度之间的相关性较弱。有棒星系和无棒星系具有相似的臂对比度，但最高的臂对比度仅在有棒星系中发现。有趣的是，酒吧的对比度，以及它的增加从絮状的大设计星系，是系统更显着的比手臂的对比度。我们证实了以前的调查结果有关酒吧和光盘之间的连接。特别是，在大设计星系的酒吧对比度与标准化的磁盘破裂半径。这不适用于其他旋臂类别或臂对比度。我们的臂和杆对比度和径向对比度轮廓的测量是公开的。
2017-06-29 astro-ph.GA
SNR G349.7+0.2: A gamma-ray source in the far 3 kpc arm of the Galactic center
我们分析的HI吸收轮廓TeV超新星遗迹（SNR）G349.7+0.2的基础上更新的知识的内部星系的结构。我们将它的运动学距离从之前的~ 22 kpc显著修正为~11.5 kpc，表明它位于银河系中心的远3 kpc臂。我们对G349.7+0.2的年龄进行了修正，修正后的年龄约为1800年，其爆炸能量较低，约为2.5 × 10^50尔格。这将G349.7+0.2从无线电、X射线到伽马射线波段中最亮的SNR集合中删除，并有助于更好地理解源自该残骸的伽马射线发射。然而，对于银河系天体（如SNR、脉冲星和HII区域）的旧运动学距离，需要谨慎，其范围为-12度=< l =< 12 degree and having distance estimates of >= 5.5 kpc。
2014-02-07 astro-ph.GA
Parallaxes for star forming regions in the inner Perseus spiral arm
我们报告三角视差和自行测量的6.7 GHz的CH 3OH和22 GHz的H2O脉泽在8个高质量恒星形成区（HMSFR）的VLBA观测的基础上的BeSSeL调查的一部分。这些HMSFR的距离结合它们的银河系坐标，径向速度和自行，使我们能够将它们分配到英仙座臂的一部分，< 70度。这些HMSFR聚集在银河经度从~30度到~50度，邻近一个这样的源的dirth之间的纬度~50度到~90度。
2019-03-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Trigonometric Parallaxes of Star Forming Regions in the Perseus Spiral Arm
我们报告的三角函数的松弛和自行车的水脉泽的12个大规模的恒星形成地区的英仙座螺旋臂的银河系的酒吧和螺旋结构遗产（BeSSeL）调查的一部分。结合我们的结果与文献中的14个视差测量，我们估计英仙座臂的一部分的俯仰角为9.9 +/- 1.5度。这些源的三维银河系特有的运动表明，平均而言，他们正在向银河系中心移动，比银河系旋转慢。
2014-07-07 astro-ph.GA
The Interstellar Reddening Law within 3kpc from the Sun
利用光学、近红外2 MASS和Spitzer IRAC数据研究了距离太阳3 kpc以内的年轻疏散星团的星际红化规律。根据色余比，计算了疏散星团数据库WEBDA中162个年轻疏散星团（log t{age} <= 7.3）的总消光比与选择消光比Rv。Sgr-Car臂中的年轻疏散星团显示出相对较高的$R_V$，Per臂和本地臂的Cygnus区域中的年轻疏散星团显示出相对较小的值，而本地臂的Mon-CMa区域中的年轻疏散星团显示出正常值（Rv ~ 3.1）。
2014-02-07 astro-ph.GA
The Expanding 3 kpc Arms Are Neither Expanding nor Spiral Arms but X1 Orbits Driven by the Galactic Bar
本文利用BeSSeL巡天的高精度VLBI水脉泽测量，首次揭示所谓膨胀的3千秒差距旋臂中的大质量年轻恒星实际运行在银河系棒周围的X1准椭圆轨道上，并表明矩尺旋臂可能并未延伸过棒端。
2025-04-11 astro-ph.GA
Constraining dark matter halo profiles and galaxy formation models using spiral arm morphology. II. Dark and stellar mass concentrations for 13 nearby face-on galaxies
我们调查使用螺旋臂的螺距角作为探测盘星系质量分布。我们证实了我们以前的结果，螺旋臂的螺距角（P）与盘状星系旋转曲线中的剪切率（S）有很好的相关性。我们使用这种相关性认为，单独的成像数据可以提供一个强大的探测银河系的质量分布到大的回望时间。然后，我们使用一个样本的13个星系，与斯皮策3.6- $μ$米成像数据和观测H $α$旋转曲线，演示如何推断剪切速率加上一个膨胀盘分解模型和塔利-费舍尔推导的速度归一化可以用来放置约束星系的重子分数和暗物质晕配置文件。最后，我们表明，似乎有一个趋势（虽然弱相关性）之间的螺旋臂螺距角和晕浓度。我们讨论了建议之间的联系超大质量黑洞（SMBH）的质量和暗晕浓度的影响，使用俯仰角作为SMBH质量的代理。
2014-09-23 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
An Outer Arm in the Second Galactic Quadrant: Structure
缺乏旋臂示踪剂，特别是远距离示踪剂，是阻碍我们研究银河系结构的最大难题之一。幸运的是，凭借其高灵敏度的CO调查，银河成像卷轴画（MWISP）项目提供了这样一个机会。由于完成了大约三分之一的任务，l=[100，150] deg，b=[-3，5] deg的区域几乎已经覆盖。银河系的外臂首次以分子气体的形式清晰地揭示了它在银河系第二象限的形状-这是首次报道外臂如此大规模的分子气体映射。利用115 GHz的12 CO（1-0）资料，在LSR速度~= [-100，-60] km s^-1和上述区域，我们总共探测到481个分子云，其中，332其中457个可能属于外臂云，总质量约为3.1 × 10^6太阳质量。假设螺旋臂是对数螺旋，螺旋角拟合为~ 13.1度。结合MWISP的CO数据和加拿大银道巡天（CGPS）的21 cm HI数据，对外臂的气体分布、翘曲和厚度进行了研究。
2016-05-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Giant molecular clouds and massive star formation in the southern milky way
哥伦比亚大学。智利的南银河CO巡天是用来将太阳圈内银河系第四象限的CO（1-0）排放分离成其主要成分--巨分子云（GMC）。在减去一个轴对称模型的CO背景辐射在南银河系内部，92 GMC的识别，其中87个解决了双重距离模糊。它们的总分子质量为M（H2）= 1.14 +/- 0.05 x 10^8 Msolar，约占银河系盘中H2体积密度轴对称分析估算的分子质量的40%（布朗夫曼等人，1988 b）M（H2）盘= 3.03 x 10^8 Msolar。大规模的螺旋结构在南银河系，在太阳圈内，跟踪的GMC在我们的目录中，3个螺旋臂部分：半人马座，诺玛，和3 kpc的扩展臂进行了分析。在将对数螺旋臂模型拟合到臂之后，分别在310°、330°和338°处发现切线方向，与文献中的先前值一致。利用CS（2-1）对具有UC HII区FIR颜色特征的IRAS点状源进行了全面观测，估算了大质量恒星形成率（MSFR）和大质量恒星形成效率。GMC的平均MSFR为0.41 +/- 0.06 Lsolar/Msolar，对于Norma臂中最大质量的云，它是0.58 +/- 0.09 Lsolar/Msolar。大质量的恒星形成效率的GMCs平均为3%的可用分子质量。
2014-02-25 astro-ph.GA
Gas dynamics in the Milky Way: the nuclear bar and the 3-kpc arms
我们讨论了在银河系中存在两个酒吧的气体动力学的第一个模型的结果：大规模的主酒吧或boxy隆起和次级酒吧在银河系中心区域。我们已经得到了一个准确的潜力，通过模拟2 MASS星计数，我们已经使用这个潜力来模拟气体动力学。作为一级近似，我们采用了一个单一的模式速度Ω_p。Ω_p=30-40 \kmskpc和主棒取向为20-35 °的模型成功地再现了观测到的速度-速度图的许多特征，如终极速度曲线或旋臂切点。银河系分子环并不是一个真正的环，而是旋臂的内部，在共转中。该模型定量地再现了“3千秒差距臂”和最近发现的远侧对应物，这是横向臂，轮廓酒吧。在银河系中心区域，该模型再现了1 kpc的HI环和中央分子区（CMZ），这是气体对次级棒的响应。为了再现观测到的CMZ CO经度速度图的“X”形，次级棒应相对于太阳-GC线定向60-70度。次级棒的质量为（2-5.5）10^9 Msun，是初级棒质量的10- 25%。
2009-01-14 astro-ph.GA
Nature of the Wiggle Instability of Galactic Spiral Shocks
盘状星系中的气体与潜在的恒星螺旋势非线性相互作用，形成星系螺旋冲击。虽然数值模拟通常表明，即使在没有磁场和自引力的情况下，螺旋激波也不稳定到摆动不稳定（WI），但其物理性质仍然不确定。为了澄清WI背后的机制，我们进行了正常模式的线性稳定性分析，以及非线性模拟，假设磁盘是等温的，无限薄。我们发现，WI是物理的，起源于变形的冲击波前的位涡的产生，而不是以前认为的开尔文-亥姆霍兹不稳定性。由于星系旋转中的气体周期性地多次穿过激波，位涡可以连续积累，建立一个随时间呈指数增长的正常模式。WI的本征函数在激波阵面下游呈指数衰减。声波的冲击压缩和穿过冲击的剪切的不连续性两者稳定WI。WI的波长和生长时间非常敏感地依赖于臂强度。当星臂强迫为5%时，最不稳定模式的波长约为臂间距的0.07倍，其增长率与轨道角频率相当，这与数值模拟的结果吻合得很好。
2014-05-22 astro-ph.GA
Spiral arm structures revealed in the M31 galaxy
在M31星系的西北臂中发现了引人注目的彗星。位于这个臂中的恒星复合体都间隔1.2 kpc，大小相似，约为0.6 kpc。Beck等（1989）在同一臂区内探测到一个规则的磁场，我们发现它的波长就是复合物之间的间距。在这条臂中，HII区域位于恒星复合体内部，而恒星复合体又位于气体和尘埃带内部。相反，M31的西南旋臂在上游分裂成一个气体和尘埃带，在下游分裂成一个致密的恒星旋臂，HII区主要位于旋臂的这两部分之间的边界。西南旋臂的恒星密度远高于西北旋臂，并且西南旋臂没有分裂成恒星复合体。在早期的观测中已经发现了这支手臂的年龄梯度。根据经典的SDW理论，这些巨大的差异可能是由于它们不同的俯仰角：臂的西北部约为0度，西南部约为30度。对M31、M51、M74和其他一些星系的数据表明，恒星复合体大多位于没有尘埃带的臂段，即没有螺旋激波。复合体沿密度波旋臂分布的不均匀性很可能是由于帕克-金斯不稳定性的发展，如果旋臂中的初始SFR较低，并且磁场沿旋臂是规则的，那么帕克-金斯不稳定性就会形成星型复合体。
2009-09-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
A high pitch angle structure in the Sagittarius Arm
背景：在螺旋星系中，恒星的形成倾向于追踪螺旋图案的特征，包括臂，刺，羽毛和分支。然而，在我们自己的银河系中，由于我们从圆盘内部的视角，将单个恒星形成区域与其更大的银河系环境联系起来一直是一个挑战。几乎所有现代银河系模型中的一个特征是人马臂，位于太阳内部，俯仰角约为12度。目的：我们映射的3D位置和速度的恒星形成区域中的一段人马臂使用年轻的恒星对象（YSO）从斯皮策/IRAC候选YSO（SPICY）目录比较他们的分布模型Arm. Methods：这些对象的距离和速度来自盖亚EDR 3天体测量和分子线调查。我们推断空间聚集组的YSO的松弛和自行，并估计其径向速度从空间相关的分子云的速度。结果如下：我们确定了25个恒星形成区域，在银河经度范围1 ~4.0-18.5度，排列在一个狭窄的，~1千秒差距长的线性结构，高俯仰角$ψ= 56$度和高纵横比~7：1。这个结构包括大质量的恒星形成区，如M8，M16，M17和M20。结构中的运动非常连贯，银河系自转方向的速度为$240\pm3$ km/s（略高于平均值），并向银河系中心（-4.3 km/s）和负Z方向（-2.9 km/s）轻微漂移。该结构经历的旋转剪切为4.6 km/s/kpc。结论：所观察到的56度俯仰角是非常高的一段人马臂。我们讨论了可能的解释，这一功能作为一个子结构内的较低的俯仰角人马臂，作为一个马刺，或作为一个孤立的结构。
2021-07-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Molecular Structures of Local Arm and Perseus Arm in the Galactic Region of l=[139.75,149.75]$^\circ$, b=[-5.25,5.25]$^\circ$
利用紫金山天文台德令哈13.7 m望远镜，对银河系l = [139.75，149.75] $^\circ$，b = [-5.25，5.25] $^\circ$进行了96平方度~（12）CO/~（13）CO/~（18）O的成图观测。局部臂和英仙座臂的分子结构。结合HI数据和部分外臂结果，我们得到在该观测区域内，原子气体和分子气体的翘曲结构都很明显，而耀斑结构只存在于原子气体中。此外，在英仙座旋臂上还发现了五个巨大的游离分子云。其中，4个是新发现的。讨论了它们与银河系大尺度结构的关系。
2017-07-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Kinematics and Chemistry of Red Horizontal Branch Stars in the Sagittarius Streams
利用SDSS DR 7光谱数据，利用理论模型，在人马座矮星系（Sgr）的流场中选取了556颗红水平支（RHB）星。研究了Sgr流中恒星和同一位置的银河系恒星的金属丰度和α元素分布。我们发现，Sgr星的金属丰度分布有两个峰值，而银河系的恒星有一个更突出的贫金属峰。与此同时，Sgr星的[α/Fe]比低于银河系星。在Sgr恒星中，我们发现Sgr潮汐尾的前缘和后缘臂之间的金属丰度分布存在差异。主臂的金属丰度和[α/Fe]分布与银河系相似。尾臂主要由富金属组分组成，[α/Fe]明显低于银河系恒星。纵臂第一圈的金属丰度梯度为-（1.8 \pm 0.3）\times 10^{-3} dex度^{-1}，纵臂第一圈的金属丰度梯度为-（1.5 \pm 0.4）\times 10^{-3} dex度^{-1}。纵臂或纵臂第二圈的金属丰度梯度不明显。由于银河系的潮汐力，Sgr矮星系最初在第二卷（较老）臂中失去了贫金属成分，然后在第一卷（较年轻）臂中破坏了富金属成分。最后，我们发现88^ \circ <Λ_ \odot <112^ \circ的拖臂速度弥散为σ= 9.808 \pm 1.0 km s^{-1}，这与文献中以前的工作一致。
2012-04-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
