Based on the second Gaia data release (Gaia DR2) and spectroscopy from the Large Sky Area Multi-Object Fiber Spectroscopic Telescope (LAMOST) Data, we identified 20,089 halo stars kinematically and chemically. The halo streams in the solar neighborhood could be detected in the space of energy and angular momentum. We reshuffle the velocities of these stars to determine the significance of substructure. Finally, we identify 4 statistically significant substructures that are labeled GL-1 through 4. Among these substructures, GL-1 is previously known stream ("N2" stream) and the rest 3 substructures are new. These substructures may be the debris of dwarf galaxies accretion event, their dynamical and chemical information can help to understand the history of the Milky Way.
Identifying Galactic Halo Substructure in 6D Phase-space Using $\sim$13,000 LAMOST K Giants
我们通过结合超过13，000个LAMOST DR 5晕K巨星的位置，距离，径向速度和金属丰度与盖亚DR 2自行，它覆盖了银河系中心距离范围为5-120 kpc。使用位置-速度聚类估计器（6距离），我们统计量化的位置-速度子结构的存在，在高的意义：K巨星有更多的位置-速度空间比一个光滑的恒星晕密切的对。我们发现，在晕的子结构的数量增加，随着距离和金属丰度。利用一种名为Friends-of-Friends（FoF）的逾渗算法来识别星群，我们识别出了人马座（Sgr）星流、麒麟座星环、室女座超密度星、武仙座-天鹰座星云、孤儿星星流以及其他未知的子结构，发现人马座星流在20 kpc以上的星群中占了很大一部分，并增强了子结构随距离和金属丰度的增加。首次在银河南北半球确定了麒麟座环的光谱成员，其自转速率约为185 km s^{-1}，平均金属丰度为-0.66 dex。
Revisit NGC 5466 Tidal Stream with $Gaia$, SDSS/SEGUE and LAMOST
通过对$Gaia$ EDR 3、SDSS/SEGUE DR 16和LAMOST DR 8的数据挖掘，发现了NGC 5466潮汐流的11颗成员星，其中7颗是新发现的。为了剔除污染物，在天空位置、色星等图、金属丰度、自行和径向速度等方面进行了各种切割。我们将我们的数据与模拟流进行比较，模拟流是通过模拟星系团在平滑的银河系势加上大麦云云（LMC）下的破裂而产生的。模型和观测结果之间相空间的一致趋势意味着流可能受到LMC的扰动。在11颗被探测到的成员中，最远的两颗星的长度可以追溯到天空的$60^\circ$，支持并延长了先前的$45^\circ$的长度。考虑到NGC 5466是如此遥远，并且可能有比以前认为的更长的尾巴，我们预计NGC 5466潮汐流可能是限制银河系引力场的有用工具。
Emission line star catalogues post-Gaia DR3: A validation of Gaia DR3 data using LAMOST OBA emission catalogue
盖亚DR 3和进一步的释放有可能识别和分类银河系中的新发射线恒星。利用LAMOST OBA发射星表中的发射线恒星参数，对Gaia DR 3的天体物理参数进行了全面的验证。我们比较不同的天体物理参数提供的盖亚DR 3与LAMOST光谱估计。通过使用更大的发射线恒星样本，我们执行全局多项式和分段线性拟合来更新经验关系，以将Gaia DR 3伪等效宽度转换为观测到的等效宽度，然后从分析中去除弱发射体。我们发现DR 3给出的发射线源分类与LAMOST OBA发射目录的分类是一致的。与gspphot和gspspec相比，Gaia DR 3的esphs模块估计的天体物理参数提供了更好的估计。提供了二次多项式关系以及用于等效宽度转换的分段线性拟合参数。我们注意到，具有弱Hα发射的LAMOST星在BP/RP谱中没有被识别为处于发射状态。这表明盖亚DR 3识别的发射线源是不完整的。此外，盖亚DR 3提供了关于发射线恒星样本的二元和可变性质的宝贵信息。
Moving Groups in the Solar Neighborhood with Gaia, APOGEE, GALAH, and LAMOST: Dynamical Effects Gather Gas and the Ensuing Star Formation Plays an Important Role in Shaping the Stellar Velocity Distributions
Mapping the Galactic disk with the LAMOST and Gaia Red clump sample: III: A new velocity substructure and time stamps of the Galactic disk asymmetry in the disk between 12$-$15 \,kpc
The local spiral arm in the LAMOST-Gaia common stars?
利用LAMOST-Gaia共同恒星，我们证明了附近年轻恒星的面内速度场与老恒星的面内速度场有很大的不同。对于年轻的恒星，类似于老星族的可能扰动速度大多从$X$ - $Y$平面的速度图中去除。剩余速度场表明，年轻恒星始终沿$Y$运动，在局部臂的尾侧，$v_ϕ$运动较快，而在局部臂的前侧，它们在方位角方向上运动较慢.在两侧，年轻恒星平均向内移动，$v_R$为$-5\sim-3$ km s $^{-1}$。速度在$Y$方向上的发散意味着年轻恒星与局部旋臂附近的密度波相关联，因此我们认为年轻恒星可能通过与密度波相关联来反映局部旋臂的形成。年轻恒星的年龄范围在2 Gyr左右，这是合理的，因为短暂的旋臂可以维持那么长时间。我们还指出，年轻人口的奇特的速度场的替代解释不能排除只从这个观察到的数据。
The multiple corrugations in the Galactic disk derived from the LAMOST and Gaia survey data
National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；Shandong Key Laboratory of Space Environment and Exploration Technology, Institute of Space Sciences, School of Space Science and Technology, Shandong University（山东大学空间科学与空间技术学院空间科学研究院（山东省空间环境与探空技术重点实验室））；School of Astronomy and Space Science, Nanjing University（南京大学天文与空间科学学院）；Key Laboratory of Modern Astronomy and Astrophysics (Nanjing University), Ministry of Education（南京大学现代天文与天体物理教育部重点实验室）；School of Astronomy and Space Science, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文与空间科学学院）；School of Physics and Optoelectronic Engineering, Hainan University（海南大学物理与电子工程学院）
Mapping the Galactic disk with the LAMOST and Gaia Red clump sample. VI: An evidence for the long lived non-steady warp of non-gravitational scenarios
结合LAMOST DR 4和Gaia DR 2普通红团簇星的年龄和自行，我们用一个简单的模型分析了不依赖于任何假设的恒星翘曲幅度的演化。不同星族的最大翘曲盘高度随银心距的增大而增大，并与年龄有关：年轻恒星星族的翘曲特征比老星族强，翘曲振幅$γ({\rm age})$随年龄减小，其一阶导数$\dotγ ({\rm age})$不等于零.节点线方位角$ϕ_w$稳定在$-$ 5 °，没有明显的时间演化，这很好地证实了前人的一些工作。所有这些自洽的证据都支持我们的银河系弯曲应该是一个长期存在的，但非稳定的结构，而不是一个短暂的，这是支持弯曲是起源于气体落入磁盘或其他假设，认为弯曲主要影响到气体，因此年轻的人口跟踪气体比老的更强。换句话说，银河系翘曲是由盘模型上的非引力相互作用引起的。
Kinematics of OB Stars with Data from the LAMOST and Gaia Catalogues
我们分析了Xiang等人（2021）的列表中的OB星的运动学，该列表包含$\sim$ 13 000颗单OB星。对于这些恒星，有来自盖亚目录的测光距离估计和自行，以及来自LAMOST目录的视线速度。基于单OB星的样本，利用Gaia EDR3星表中恒星的测光距离和自行，我们得到了群速度分量$(U_\odot,V_\odot,W_\odot)=(9.63,9.93,7.45)\pm(0.27,0.34,0.10)$ km s $^{-1}$，以及银河系自转角速度的下列参数：$Ω_0=29.20\pm0.18$ km s $^{-1}$ kpc $^{-1}$、$Ω^{'}_0=-4.150\pm0.046$ km s $^{-1}$ kpc $^{-2}$和$Ω^{''}_0=0.795\pm0.018$ km s $^{-1}$ kpc $^{-3}$，其中，每单位重量的误差$σ_0$为9.56 km s $^{-1}$，$V_0=236.5\pm3.3$为$V_0=236.5\pm3.3$ km s $^{-1}$（对于采用的$R_0=8.1\pm0.1$ kpc）。基于相同的OB星，我们得到了剩余速度频散$(σ_1,σ_2,σ_3)=(15.13,9.69,7.98)\pm(0.07,0.05,0.04)$ km s $^{-1}$。我们表明，使用视线速度显着增加的空间速度色散，并…
Constraints on the assembly history of the Milky Way's smooth, diffuse stellar halo from the metallicity-dependent, radially-dominated velocity anisotropy profiles probed with K giants and BHB stars using LAMOST, SDSS/SEGUE, and Gaia
Rotating halo traced by the K giant stars from LAMOST and Gaia
在Gaia DR 2的帮助下，我们能够从LAMOST DR 5获得完整的6-D相空间信息。利用距太阳4kpc以内的[Fe/H] $<-1$ dex的K巨星，给出了局部星晕的位置、速度和金属丰度的高精度旋转。通过拟合的旋转速度分布与三个高斯分量，恒星晕，磁盘，和一个反旋转的热人口，我们发现，本地晕旋转与$V_T=+27^{+4}_{-5}$ km s $^{-1}$提供本地标准的静止速度$V_{LSR}=232$ km s $^{-1}$。同时，我们得到了旋转速度的色散为$σ_{T}=72^{+4}_{-4}$ km s $^{-1}$ .虽然旋转速度强烈地取决于$V_{LSR}$的选择，但是即使将$V_{LSR}$设置为低至220 km s $^{-1}$时，逆旋转的趋势也是显著的。此外，我们推导出不同金属丰度的子样品的旋转，发现旋转速度基本上与[Fe/H]无关。这可能暗示了地球自转的长期演化起源。计算结果表明，在不考虑选择效应的情况下，快速旋转晕的金属丰度在$<$ [Fe/H] $<$ -1.6范围内达到峰值。我们还发现了一小部分具有较大色散和较低金属丰度的反向旋转恒星。最后，盘分量以$V_T=+182^{+6}_{-6}$ km s $^{-1}$和$σ_T=45^{+3}_{-3}$ km s $^{-1}$旋转，这与金属-弱厚盘布居相当一致。
Ripple patterns in in-plane velocities of OB stars from LAMOST and Gaia
利用LAMOST和Gaia巡天中的12000颗OB型恒星，研究了它们在银盘平面内的三维速度分布，其银心半径范围为6 ~ 15 kpc。径向速度（$V_R$）图中显示了清晰的波纹图案。$V_R$中位数在$R\sim9$ kpc时达到$-8$ km s $^{-1}$，然后在$R\sim12$ kpc时增加到$\sim0$ km s $^{-1}$，然后下降到低于$-10$ km s $^{-1}$，超过$R\sim13$ kpc。中位方位速度（$V_ϕ$）图显示了类似的模式，但与径向速度大致有$1/4$相位差。虽然在$\sim9$ kpc处的负$V_R$波纹延伸到方位角约40 $^\circ$，但它与本地或英仙座旋臂都不一致。此外，超过13 kpc的更远的波纹也与外旋臂不一致。这表明，非轴对称的运动学特征不是由已知的螺旋结构的扰动引起的。中心旋转杆也不会导致外盘出现这种图案。矮星系或暗物质子晕的外部扰动可以诱导这种模式，但需要更多的观测和模拟证据。还研究了OB星在$Z$ - $V_Z$平面上的$V_ϕ$图。尽管在某种程度上不对称，但没有发现螺旋图案，这是合理的，因为大多数OB星的年龄远小于1亿年，这比银河系中心的一个轨道周期要小。
Mapping the Galactic disk with the LAMOST and Gaia Red clump sample: I: precise distances, masses, ages and 3D velocities of $\sim$ 140000 red clump stars
Mapping the Galactic disk with the LAMOST and Gaia Red clump sample. II. 3D asymmetrical kinematics of mono-age populations in the disk between 6$-14$ \,kpc
我们进行分析的三维运动学的银河系盘星在单年龄人口。从LAMOST DR 4红团巨星和Gaia DR 2自行星表中选取银心距离在$R=6$和14 kpc之间的恒星。我们证实了最近工作的三维非对称运动，并提供了银心距离为14，kpc的反中心方向附近的银河系外盘非对称运动的时间标记。径向银心运动的值达到10公里秒$^{-1}$，这取决于人口的年龄，并提出了一个南北不对称的区域对应的密度和速度的子结构，是敏感的扰动在早期6 \，Gyr。在那之后，在这种不对称结构中的盘星在运动学上变得更热，因此对扰动不敏感，我们发现这种结构是一个相对年轻的种群。通过定量分析，我们发现在平面之上和之下的$R\gtrsim 9$ kpc处的恒星都表现出弯曲模运动，其敏感持续时间约为8 \，Gyr。我们推测，面内不对称可能主要是由快速旋转的酒吧，本质上椭圆形的外盘，长期膨胀的磁盘，或流。螺旋臂动力学、不平衡模型、小型兼并或其他因素都是重要的贡献者。垂直运动可能由复杂的内部或外部扰动引起的弯曲和呼吸模式主导。这些机制中有许多可能是相互关联的。
Mapping the Galactic disk with the LAMOST and Gaia Red clump sample: VIII: Mapping the kinematics of the Galactic disk using mono-age and mono-abundance stellar populations
