Time-variability in the Interstellar Boundary Conditions of the Heliosphere: Effect of the Solar Journey on the Galactic Cosmic Ray Flux at Earth
在太阳穿越银河系空间的过程中，周围星际介质物理性质的变化改变了日光层，并调制了地球表面的银河系宇宙射线通量，从而影响了宇宙成因放射性核素的地球记录。需要研究的一个现象是，由于星际电离的变化，地球上异常宇宙射线通量的变化对宇宙成因同位素产生的影响。在低密度太阳环境中，星际冲压压力和电离水平的可能范围产生了显著不同的可能日光层配置，星际中性粒子，它们的次级产物和GCR到达地球的粒子通量范围很广。ISM在顺风方向的分布和密度的简单模型给出了云的过渡时间尺度，可以直接与宇宙成因放射性核素地质记录进行比较。星际数据和宇宙成因放射性核素数据都与全新世期间的云转变相一致，具有很大的不确定性。根据地球上的宇宙射线通量得出的地磁时间轴可能需要调整，以解释当太阳浸没在电离气体中时异常宇宙射线的消失。
2011-02-03 astro-ph.GA
Formation of Galactic Prominence in Galactic Central Region
利用2.5维电阻MHD模拟研究了Fukui等人（2006）在银河系中心区观测到的分子环的形成机制。由于高密度分子气的上升很难形成分子环，本文研究了上升磁弧中分子气的形成机制。该模型是基于太阳磁拱的原位形成模型，在该模型中，磁拱是通过在锚定到太阳表面的磁拱的足点处施加会聚和剪切运动而形成的螺旋状磁通量绳中的冷却不稳定性而形成的。我们将这个模型扩展到银河系中心尺度（几百pc）。数值计算结果表明，磁重联发生在上升磁弧内形成的电流片中，产生了被上升螺旋磁通量绳限制的密集斑点。热不稳定性发生在通量绳形成密集的分子细丝漂浮在银河系高纬度。暗条的质量随时间增加，可以超过10^5个太阳质量。
2017-02-07 astro-ph.GA
Impact of bar resonances in the velocity-space distribution of the solar neighbourhood stars in a self-consistent $N$-body Galactic disc simulation
太阳邻域星的速度空间分布呈现出复杂的亚结构。以前的研究大多使用静电势来研究它们的起源。相反，我们使用一个自洽的$N$体模型的银河系，其潜力是不对称的，并随着时间的推移而演变。本文利用Kullback-Leibler散度（KLD）定量地评价了$N$ -体模型中速度空间分布与太阳邻域速度空间分布的相似性。KLD分析显示了速度空间分布的时间演化和空间变化。KLD随时间波动，这表明在固定位置的速度空间分布并不总是类似于太阳邻域。一些位置显示速度空间分布与小KLD（高相似性）比其他更频繁。其中一个位于$(R,ϕ)=(8.2\;\mathrm{kpc}, 30^{\circ})$，其中$R$和$ϕ$分别是到银河系中心的距离和相对于棒长轴的角度。臂间区域中的检测频率高于臂区域中的检测频率。在速度图与小KLDs，我们确定的速度空间子结构，其中包括被困在酒吧共振的粒子。尽管星系势不是静态的，但棒共振对恒星速度空间分布有重要影响。
2022-05-23 astro-ph.GA
Galactic Rotation and Solar Motion from Stellar Kinematics
我提出了三种方法来确定到银河系中心的距离R 0，在银河系静止框架Vg，\odot的太阳方位角速度，从而在R 0的本地圆周速度Vc。这些简单的，独立于模型的策略减少了一套假设，以接近轴对称的磁盘和运动学热恒星，这是受螺旋臂和其他影响较小的设计。前两种方法使用日心径向速度U中的位置相关旋转流。从U速度得到的旋转估计θ不依赖于Vg，\odot。第一种方法将其与银河系方位角速度的旋转进行比较，以将Vg，\odot约束在假定的R 0处。Vg、\odot和R 0都可以使用Sgr A \ast的自行作为第二约束来确定。第二种策略利用θ与R 0大致成比例。因此，可以通过Vg，\odot与不同总体的内旋的非物理趋势来检测错误的R 0。根据这两种方法，我估计了R 0 =（8.27 PDMATHAMO 0.29）kpc和Vg，对于SEGUE的恒星样本，\odot =（250 \pm 9）kms-1，或分别为Vc =（238 \pm 9）kms-1。结果与第三个估计值一致，我使用恒星平均运动的角度，它应该遵循银河系圆盘的几何形状。这种方法也能给出高精度的太阳径向运动。在测量太阳径向速度U \odot时，自转对U速度的影响是不可忽略的。它使位置角α不对称的任何扩展样本中的U \odot偏置10 kms-1量级。结合不同的方法，我发现U \odot \sim 14 kms-1，适度高于以前的结果从日内瓦-哥本…
2012-07-12 astro-ph.GA
A Galactic Ring of Minimum Stellar Density Near the Solar Orbit Radius
我们分析了一个长寿的银河系螺旋结构对恒星轨道的长期影响，平均半径接近共转共振。通过试验粒子模拟和不同的螺旋势模型，在观测参数的约束下，我们验证了在共转时背景盘恒星密度的30%~ 40%的极小值的形成。这种极小值是由恒星间的长期角动量转移和共转两侧的螺旋密度波共同形成的。我们证明了在正转内（外）恒星的角动量长期损失（增加）和平均轨道半径的减小（增加）可以抵消在正转圆上绕平动点L_4/5的恒星所表现出的相反的角动量交换趋势。这样的长期过程实际上允许稳定的螺旋波促进穿过共转的径向迁移。我们提出了银盘中最小恒星密度的一些观测证据，如它与观测到的银河系自转曲线在半径R ~ 9 kpc（R_0 = 7.5 kpc）处的最小值的直接关系，以及它与年龄大于1 Gyr的疏散星团样本的银河系半径分布的最小值的联系。太阳轨道半径接近共转共振意味着太阳轨道位于最小表面密度的环（恒星+气体）内。这也意味着对银河系盘估计总质量的较大值进行了修正，因此，盘分量对银河系内部旋转曲线的贡献更大。
2013-08-02 astro-ph.GA
Two Sites of r-Process Production Assessed on the Basis of the Age-tagged Abundances of Solar Twins
太阳双胞胎，即，在太阳附近与太阳几乎相同的恒星，包括它们的金属丰度，显示出广泛分布的年龄从0-10 Gyr。这一事实与银河系动力学新范式中太阳孪生子的轨道历史相吻合，在银河系动力学新范式中，当恒星遇到短暂的螺旋臂时，它们会在圆盘上径向移动。这一发现表明，年长的双胞胎出生时距离银河系中心更近，并经过更长的距离才能到达他们现在的位置，这是根据化学富集发生得更快以及太阳金属丰度在更短的时间尺度上随着银河系中心距离的减小而达到的假设（R_GC）。我们发现，丰富的模式，涵盖了广泛的重元素共享类似的年龄的太阳双胞胎是相同的，他们的变化在不同的年龄组可以理解的基础上的年龄R_GC连接的框架内的银河系化学演化。这项研究确定了银河系隆起是最古老的太阳双胞胎的诞生地。在此基础上，我们发现内银河区的[r-过程/Fe]与R_GC之间的关系与r-过程产生的唯一场所（即中子星合并）的假设是不相容的，其延迟时间分布可以近似为幂律形式（与t^n成正比）。或者，这种关系表明存在两个不同的r-过程产生的地点：短寿命的大质量恒星，以特定的核心坍缩超新星结束，以及中子星合并，严重倾向于出现较长的延迟时间，如n=0-0.5所示。
2021-10-05 astro-ph.GA
Numerical Simulations of Multiphase Winds and Fountains from Star-Forming Galactic Disks: I. Solar Neighborhood TIGRESS Model
在星系演化过程中，超新星反馈作用从星系盘吹走的气体起着关键作用。我们调查外流利用我们的高分辨率，本地星系盘模拟套件，TIGRESS的太阳邻域模型。在我们的数值实现中，恒星形成和SN反馈的自洽处理和解决多相，湍流，磁化星际介质。恒星形成的爆发会产生时空相关的SNe，驱动强烈的外流，包括热（T>5x10^5K）风和暖（5050 K < T < 2x10^4K）喷泉。在距离中平面d> 1 kpc处，热气体的质量通量和能量通量几乎与d保持恒定。热流逃逸出我们当地的笛卡尔盒子，几乎不受重力的影响，预计会加速到v_wind~350- 500 km/s的终极速度。热风的平均质量和能量负荷因子分别为0.1和0.02。对于温暖的气体，通过d= 1 kpc的平均向外质量通量与平均恒星形成速率相当，但只有一小部分气体的速度大于50 km/s。因此，温暖的流出最终会回落为流入。暖喷泉流是由d<1 kpc时膨胀的热超气泡产生的;在较大的d时，冲压压力加速和冷却都不会将大量的动量或能量通量从热风转移到暖外流。在发射附近的速度分布d~ 1 kpc更好地代表温暖的外流比一个单一的质量加载因子，可能使亚网格模型的发展在任意大尺度银河系的潜力温暖的星系风。
2018-01-11 astro-ph.GA
Detection of a dearth of stars with zero angular momentum in the solar neighbourhood
我们报告的检测相结合的$Gaia$ -DR 1/RAVE数据的缺乏盘星在太阳附近的速度接近零角动量。我们认为，这可能是由散射的恒星非常低的角动量到混乱，晕型轨道时，他们通过银河系的核心。我们在一个类似于Milky Way的势函数中对该效应进行建模，并将所得模型直接拟合到数据中，找到分布下降的可能性（$\sim2.7σ$）。利用这种效应，我们可以对太阳绕银河系中心的自转速度进行动力学测量：$v_{\odot}=239\pm9$ km s $^{-1}$ .结合测量到的Sgr A $^*$的自行，这个测量给出了到银河系中心的距离：$R_0=7.9\pm0.3$ kpc。
2016-10-06 astro-ph.GA
Local metallicity distribution function derived from Galactic large-scale radial iron pattern modelling
我们开发了一种方法，用于拟合沿着银河系盘的蠕动径向大尺度铁图案的建模结果，来自年轻（高质量）造父变星，金属丰度分布，使用低质量长寿矮星在太阳附近。为此，在计算太阳附近低质量恒星理论丰度分布的步骤中，我们建议重新定义初始质量函数，以便得到的理论恒星质量分布接近于观测样本中的分布。通过上述算法和对文献中描述的理论金属丰度分布函数的修正，我们获得了太阳附近低质量恒星金属丰度分布函数的理论值和观测值的较好一致性。
2019-11-25 astro-ph.GA
Neon, sulphur and argon abundances of planetary nebulae in the sub-solar metallicity Galactic anti-centre
来自行星状星云发射的丰度表明，银河系盘内的金属丰度梯度的存在，直到银河系中心距离~10 kpc，这与不同类型的来源，包括H II区和年轻的B型星的研究结果一致。这些丰度的径向依赖性进一步从银河系中心是有争议的。我们的目标是从朝向银河系反中心的行星状星云样本中获得氖、硫和氩的丰度，这些丰度代表了形成它们的云的丰度，因为它们在整个恒星演化过程中保持不变。然后，我们的目标是将这些值与来自银河系其他地方的类似分析数据进行比较，以观察丰度梯度是否在银河系外围继续。我们用斯皮策红外光谱仪观测了23个行星状星云，它们的银河系中心距离为8-21千秒差距。丰度计算从红外发射线，我们观察到的主要电离状态的氖，硫和氩，这是受消光和温度测量或波动的不确定性的行星状星云内的影响很小。我们补充了这些意见与其他文献中的光学研究，以减少或避免需要的电离校正因子的丰度计算。我们在银河系反中心的行星状星云样本的总体丰度低于太阳附近的样本。这些恒星的氖、硫和氩的丰度与从太阳附近到银河系中心距离约20 kpc的金属丰度梯度一致，尽管数据中的分散程度不同。
2017-12-23 astro-ph.GA
Kinematical and chemical vertical structure of the Galactic thick disk II. A lack of dark matter in the solar neighborhood
我们估计的动态表面质量密度西格玛在太阳的位置之间的Z=1.5和4千秒差距从银河系平面，从厚盘恒星的运动学推断。该公式在几个基本假设的有效性限度内是精确的。由此产生的Sigma（Z）趋势与单独可见质量的预期相匹配，并且不需要暗分量来解释观察结果。我们外推太阳附近的暗物质（DM）密度为0+-1 mM_sun pc^-3，并且在高于4 σ的置信水平下，排除了目前所有球形DM晕的模型。一个详细的分析表明，少量的DM是允许在研究中的一些输入参数或假设的变化量，但不足以匹配的模型的期望，除非在一个异国情调的组合的非标准假设。重复计算时，与文献中的运动学测量得到相同的结果。我们证明，DM晕将被检测到我们的方法，因此，结果没有直接的解释。只有一个高度扁长（扁平化q>2）的DM晕的存在才能与观测结果相一致，但这在Lambda CDM模型中是极不可能的。这些结果挑战了目前对银河系DM的空间分布和性质的理解。特别是，我们的结果可能表明，任何直接DM检测实验注定要失败，如果目标粒子的局部密度是可以忽略不计的。
2012-04-17 astro-ph.GA
The Galactic bar and the large scale velocity gradients in the Galactic disk
目的：我们调查的圆柱形（银河系中心）径向速度梯度~ -3公里/秒/千秒差距，从银河系中心径向和最近观察到的太阳附近的恒星与RAVE调查，可以解释的共振效应的酒吧附近的太阳附近。研究方法：我们将银河系的测试粒子模拟结果与RAVE调查的观测结果进行了比较。为此，我们将RAVE选择函数应用于模拟，并将其与特征RAVE误差进行卷积。我们探讨了不同的“太阳邻域”的模拟，以及不同的酒吧模型结果：我们发现，酒吧诱导负径向速度梯度在每个高度从银河系平面，外Lindblad共振和角度从长轴的酒吧兼容与当前的估计。选择函数和误差并没有冲走梯度，但往往使它更陡，特别是在银河平面附近，因为这是RAVE调查的径向延伸较少的地方。在我们的模拟中，垂直速度没有梯度，由此我们可以得出结论，这不是由酒吧引起的。
2014-08-05 astro-ph.GA
The Stellar Number Density Distribution in the Local Solar Neighborhood is North-South Asymmetric
我们研究了一个样本的K和M矮星的数密度分布，匹配的北和南的银河平面内的距离为2千秒差距的太阳，使用观测斯隆数字巡天的第九次数据发布。我们确定的距离使用光度视差的方法，在这种情况下，系统的影响存在，这可能会影响确定的数量密度分布与高度从银河平面-并最终影响数量密度南北不对称。它们包括：（i）各种光度视差关系的校准，（ii）在我们的样本中区分矮星和巨星的能力，（iii）年龄和金属丰度等恒星星族差异的作用，（iv）确定太阳从银河平面偏移的能力，以及（v）对银河平面中尘埃变红的校正，尽管我们的恒星位于银河系的高纬度。我们发现各种分析的系统效应对我们观察到的不对称性的影响可以忽略不计，并使用一个新的和更大的恒星样本，我们确认和完善Widrow等人的早期发现。
2013-10-24 astro-ph.GA
Dependence of the WIMP Angular Kinetic-Energy Distribution on the Solar Galactic Orbital Velocity
在这篇文章中，我们研究的角度动能分布的晕弱相互作用大质量粒子（WIMP），并考虑两个简单的修改与太阳银河系的轨道速度在我们的蒙特卡罗模拟的三维WIMP速度作为第一次尝试，未来的调查区分模型的银河系结构的暗物质粒子通过使用定向直接检测数据。
2020-11-13 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Galactic resonance rings. Modelling of motions in the wide solar neighborhood
银河系的模型与分析费勒斯酒吧可以重现的剩余速度的OB协会在人马座，英仙座和本地系统的恒星气体复合体位于3千秒差距的太阳附近。考虑了密度分布为幂指数n=1和2的费勒斯椭球。局部系统中速度再现的成功是由于大的速度色散，其通过产生较小的系统运动来削弱共振效应。模型星系形成核，内和外共振环R1和R2。外环R2设法捕获比环R1多两倍的颗粒。棒的外Lindblad共振（OLR）位于太阳圆外0.4 kpc处，R_OLR= R_0 +0.4 kpc，对应于棒的角速度Ω_b=50 km s-1 kpc-1。太阳相对于棒的位置角theta_b，提供模型和观测速度之间的一致性是40-52度。不幸的是，考虑的模型不能再现船底座和天鹅座恒星气体复合体的剩余速度。比角动量L的重新分布在杆的Lindblad共振（ILR和OLR）附近发现：L的平均值在半径处增加（减小），比共振的半径小（大）一点，这与存在两种相互垂直的周期轨道有关。
2019-02-11 astro-ph.GA
The kinematics of Galactic disc white dwarfs in Gaia DR2
我们提出了一个分析的银河系盘白矮星恒星在太阳附近使用的数据从盖亚数据发布2的运动学。根据视差选择白矮星提供了迄今为止第一个大的、运动学上无偏见的太阳邻域白矮星样本。太阳邻域运动学的各种经典性质已被检测到的第一次在WD人口。光盘白矮星人口表现出的绝对星等和平均年龄之间的相关性，我们利用获得一个独立的估计太阳运动相对于当地标准的休息。发现这是$(U,V,W)_{\odot} = (9.5\pm1.2, 7.5\pm1.2, 8.2\pm1.2)$ kms $^{-1}$。$UW$成分与主序星的研究结果一致，但$V$成分不同，可能受到圆盘中金属丰度梯度引起的系统学的影响。速度椭球的变化强烈的幅度，并表现出显着的顶点偏差在$UV$平面约15度，由于非轴对称的银河系的潜力。这项研究的结果提供了一个重要的输入自行调查的白矮星，这需要的速度分布的知识，以纠正丢失的低速恒星，从样本中剔除，以减少亚矮星污染。
2019-01-15 astro-ph.GA
The local standard of rest from data on young objects with account for the Galactic spiral density wave
为了估计太阳相对于局部静止标准（LSR）的特殊速度，我们使用了太阳附近的年轻天体，距离测量误差在10%-15%之间。这些天体是最近的依巴谷O-B2.5光谱类恒星，用VLBI测量的三角波脉泽，以及最年轻和中年造父变星的两个样本。所有这些恒星的运动中最重要的组成部分是由螺旋密度波引起的。在考虑了银河系自转和螺旋密度波的影响后，我们得到了太阳相对于LSR的特殊速度矢量的分量：（Uo，Vo，Wo）LSR =（6.0，10.6，6.5）+（0.5，0.8，0.3）km/s.我们已经发现，太阳速度的组件是相当不敏感的误差的距离Ro在一个广泛的范围内的值，从Ro=7.5 kpc到Ro=8.5 kpc，影响银河系的旋转曲线参数。同时，在螺旋密度波中，太阳速度分量（Uo）_{LSR}和（Vo）_{LSR}$对太阳径向相位非常敏感。
2014-04-28 astro-ph.GA
Topography of the Young Galactic Disk: Spatial and Kinematic Patterns of the Clustered Star Formation in the Solar Neighborhood
疏散星团的空间运动学参数的精确测定使它们成为研究银河系结构的理想示踪物。年轻疏散星团（YOCs）是星团恒星形成模式的主要代表，它确定了银河系中大多数恒星的形成方式。我们应用克里格技术的样本盖亚YOCs在3.5千秒差距半径内围绕太阳和日志（年龄）$\leq$ 7.5，年龄在几年内，获得$Z(X,Y)$和$V_Z(X,Y)$地图。Alfaro等人（1991）的先前工作表明，即使使用小数据样本（$N \sim 100$），克里格也可以提供可靠的结果。我们的方法的三维空间和垂直速度场结构的银河系盘定义的YOCs和分析的层次结构的星团形成，它显示了丰富的层次结构，显示复杂的嵌入在对方。我们讨论的基本特征的方法来执行映射，并指出在现象学方面获得的主要结果。三维空间分布和垂直速度场揭示了一个复杂的磁盘结构与高度的子结构。他们的分析提供了关于塑造这个银河系区域中星团恒星形成相空间的主要物理机制的线索。$Z$和$V_Z$中的翘曲、波纹和高局部偏差在一个单一但复杂的场景中密切相关。
2022-08-30 astro-ph.GA
Low-Velocity Streams in the Solar Neighborhood Caused by the Galactic Bar
我们发现，一个稳定的状态酒吧诱导瞬态功能，在太阳附近的速度分布由于磁盘的初始响应，在低速度以下的酒吧的形成。我们将这些速度流与两个准周期轨道族联系起来，它们在杆的外Lindblad共振（OLR）附近围绕稳定的x_1（1）和x_1（2）轨道振动。在一个随杆运动的参考系中，这些静止的轨道在一个依赖于杆强度的时间尺度上进动，这与一个简单的哈密顿共振模型的预测一致。这种行为使得这两个轨道族到达太阳附近，并在u-v平面上表现为远离（x_1（2））和朝向（x_1（1））银河系中心的团块。根据棒的参数和形成时间，这个模型与依巴谷恒星速度分布中看到的昴星团和后发座，或昴星团和天狼星移动群是一致的，如果银河系棒角是30<phi_0<45 [deg]，它的图案速度是Omega_b/Omega_0=1.82 \pm 0.07，其中，Ω_0是当地静止标准（LSR）的角速度。由于该过程是循环的，因此我们可以在每六次LSR旋转时实现良好的匹配。然而，为了与昂宿星团中恒星的比例相一致，我们估计银河棒形成于约2 Gyr前。这个模型反对毕宿星和昂宿星运动群的共同动力学起源。
2010-05-26 astro-ph.GA
Elemental abundances in the center of the Galactic Nuclear Disc
我们首次尝试使用四个经典造父变星的高分辨率红外光谱观测来推导银河系盘的化学性质。这些恒星位于银心距离小于1千秒差距。所有被调查的恒星都显示出接近太阳的元素丰度。通过将这些新数据与我们以前的研究相结合，这一结果表明，铁丰度的径向分布在对数尺度上从银盘外围到银心距离约2-4 kpc逐渐增加，在那里达到最大值约+0.4 dex，然后急剧下降到银心的太阳值。
2019-09-02 astro-ph.GA
Charting galactic accelerations II: how to 'learn' accelerations in the solar neighbourhood
引力加速度场可以从无碰撞玻尔兹曼方程推导出来，一旦分布函数已知。这可以通过从恒星的位置和速度的数据集标准化流的方法来构建。在这里，我们考虑将这种技术应用到太阳邻域。我们构建模拟数据从多个“准等温”分布函数的线性叠加，代表恒星星族在平衡银河系盘。我们表明，给定一个模拟数据集，包括100万颗恒星在1千秒差距的太阳，底层的加速度场可以测量具有良好的，次百分比级的精度，即使在面对现实的错误和丢失的视线速度。不平衡的影响可能导致推断的加速度场的偏差。这可以通过相空间螺旋的存在来诊断，相空间螺旋可以简单而干净地从学习的分布函数中提取。我们进行了比较与其他两个流行的方法找到当地的加速度场（牛仔裤分析和一维分布函数拟合）。我们展示了我们的方法最准确地测量来自给定模拟数据集的加速度，特别是在存在不平衡的情况下。
2021-12-14 astro-ph.GA
Weighing the Galactic disk in sub-regions of the solar neighbourhood using Gaia DR2
我们推断银河系盘的引力势分析相空间密度的120个恒星样本在40个空间上独立的子区域的太阳附近，使用盖亚的第二次数据发布（DR 2），以量化空间依赖的系统效应，这种类型的测量偏差。在贝叶斯分层模型的框架下，在稳态假设下推断引力势。我们对恒星示踪剂的三维速度分布进行了联合拟合，同时充分考虑了所有恒星的天体测量不确定性。推断的引力势进行比较，后推断，重子物质和晕暗物质组件的模型。我们在所有40个空间上分离的子区域中看到了一个意想不到但明确的趋势：与重子模型推导出的引力势相比，在银河系中平面附近（<60 pc），推断出的引力势明显更陡，但在更大的距离（~400 pc），两者吻合得很好。推断的潜力意味着总的物质密度分布是高度集中的银河系中平面和衰减迅速与高度。除此之外，恒星样本之间存在差异，这意味着空间相关的系统效应，至少部分地解释了相空间分布中的子结构。就物质密度分布而言，在更高的高度上推断出的非常低的物质密度与观测到的恒星盘的尺度高度和物质分布不一致，这不能用误解的冷气体或其他隐藏质量的密度来解释。我们的解释是，这些结果必须由一个随时间变化的相空间结构，可能是呼吸模式，这是大到足以影响所有恒星样本以同样的方式偏置。
2020-12-03 astro-ph.GA
Solar Space Density of the Red Clump Stars and the Scale-length of the Thin Disc
我们估计了薄盘的尺度长度与银河平面上最可能的红团（RC）星的J和W1等，$-0\overset{^\circ}.5 \leq b \leq +0\overset{^\circ}.5$，在19个相等大小的领域与连续的银河系星团覆盖间隔$90^\circ \leq l \leq 270^\circ$。我们的结果是限制相对于太阳空间密度（$D^*=5.95$），这表明，密度的径向变化是较低的银河系的距离。薄盘的尺度长度在银河系反中心方向或接近该方向的磁场中为2千秒差距，而在第二和第三象限中不断减小，在银河系边缘$l$ = 90 $^\circ$和$l$ = 270 $^\circ$时达到$h$ = 1.6千秒差距的下限。19个场的标度长度分布与Galaxia模型的预测一致，其随经度的变化可能是由于吸积物质或其他特征（如翘曲和耀斑）引起的盘的不均匀结构。
2015-03-05 astro-ph.GA
Effects of the integrated galactic IMF on the chemical evolution of the solar neighbourhood
初始质量函数决定了每一代恒星中诞生的不同初始质量恒星的比例。在本文中，我们测试的综合银河系初始质量函数（IGIMF）的太阳附近的化学演化的影响。IGIMF（Weiglion & Kroupa 2005）是由恒星初始质量函数（IMF）（即单个星团的质量函数）和嵌入的星团质量函数（即指数为β的幂律）的组合计算出来的。考虑到最大可获得的恒星质量是星团总质量的函数，IGIMF成为一个随时间变化的IMF，它取决于恒星形成率。我们应用这种形式主义的化学演化模型的太阳附近，并通过假设三种可能的值β与通过一个标准的，经过良好测试的，恒定的IMF得到的结果进行了比较。一般来说，β的绝对值越低，意味着IGIMF越平坦，因此有更多的大质量恒星和更大的金属喷射率。这意味着更高的Ia型和II型超新星爆发率，更高的大质量恒星的质量喷射率和更大量的气体可用于恒星形成，再加上现今较低的恒星质量密度。我们还讨论了当今恒星质量函数（PDMF）的重要性，它提供了一种方法来解决β的各种假设。我们的研究结果表明，采用IGIMF计算β ~2的模型应该被认为是最好的，因为它允许我们重现观察到的PDMF和占大多数的化学演变的限制，在这项工作中考虑。
2010-04-06 astro-ph.GA
Galactic tide
本文在银河系引力势柱对称的假设下，导出了银河系潮汐的运动方程。本文考虑银道面$x-$和$y-$分量以及正常$z-$分量的银河潮。加速度的$x-$和$y-$分量不仅来自物体位置的$x-$和$y-$分量，而且来自位置矢量的$z-$分量。Oort常数的值为$A$ $=$（14.2 $\pm$ 0.5）$km s^{-1} kpc^{-1}$和$B$ $=$（$-$ 12.4 $\pm$ 0.5）$km s^{-1} kpc^{-1}$。%（该值适用于太阳的银河系中心距离）。在银河系赤道面上方30 $pc$的太阳附近，质量密度等于（0.117 $\pm$ 0.005）$M_{\odot} pc^{-3}$。加速度的结果以易于适用于太阳系研究的形式写成，适用于奥尔特云中彗星的演化。
2010-02-15 astro-ph.GA
Evidence of the Galactic outer ring R1R2' from young open clusters and OB-associations
年轻的疏散星团在银河平面内距太阳3千秒差距内的分布表明银河系存在外环R1 R2 '。太阳相对于棒长轴的位置角θ_b的最佳值为θ_b=35 +/- 10度，它能使疏散星团的分布与模型粒子的分布最好地吻合。年轻的疏散星团和具有负银心径向速度VR的OB-星协的运动学特征表明太阳的位置靠近外环R2的下降段。
2016-01-06 astro-ph.GA
A spectroscopic survey of thick disc stars outside the solar neighbourhood
我们对银河系坐标（l~277，b~47）上远离太阳邻域的星系厚盘进行了近700颗恒星的光谱测量。然后将导出的有效温度、表面重力和总体金属丰度与恒星演化等时线、径向速度和自行相结合，导出样本恒星的距离、运动学和轨道参数。每个银河系的组成部分（薄盘，厚盘，晕）的目标被选择要么在他们的运动学或根据他们的位置以上的银道面，垂直梯度也估计。我们在这里提出的大气参数，距离和运动学的这个样本，我们的运动学和金属丰度分布与贝桑松模型的银河系的比较。厚光盘远离太阳附近被发现只是略有不同，从厚光盘的属性，在太阳附近。对于厚盘占主导地位的区域，我们测量的垂直速度和金属丰度趋势分别为d（V_phi）/dZ = 19 +/- 8 km/s/kpc和d[M/H]/dZ = -0.14 +/- 0.05 dex/kpc。这些趋势可以解释为不同星系成分之间的平滑过渡，尽管不能排除内在梯度。此外，还探测到厚盘金属丰度与轨道速度的相关系数d（V_phi）/d[M/H] = -45 +/-12 km/s/dex。这一梯度与SDSS光度测量分析不一致，SDSS光度测量分析没有发现任何这种趋势，并对厚盘形成的径向迁移模型提出了挑战。对厚盘不同金属丰度区间的标度高度和标度长度的估算结果是一致的，hR~3.4 \pm 0.7千秒差距，hZ~694 \pm 45千秒差距，表明没有被摧毁的大型卫星遗迹的证据。
2011-10-24 astro-ph.GA
Galactic tides in the Solar System within a non-axisymmetric Milky Way model adjusted to Gaia data
Université PSL, Sorbonne Université, Université de Lille（巴黎文理研究大学、索邦大学、里尔大学）；Università degli Studi di Firenze（佛罗伦萨大学）；Université de Strasbourg（斯特拉斯堡大学）；Observatoire de Paris, Université PSL, Sorbonne Université, Université Paris Cité, CY Cergy Paris Université（巴黎天文台、巴黎文理研究大学、索邦大学、巴黎西岱大学、塞吉-蓬图瓦兹大学）
本研究基于盖亚数据的非轴对称银河系模型，推导六个银河潮汐参数，发现其沿太阳系轨道变化显著，会影响奥尔特云结构、长周期彗星流量及特定太阳系外系统。
2026-09-03 astro-ph.EP astro-ph.GA
Fluorine in the solar neighborhood: modelling the Galactic thick and thin discs
我们通过详细的化学演化模型与最近的观测数据进行比较，研究了银河系厚盘和薄盘中氟丰度的演化。这里采用的化学演化模型已经被证明适合于CNO和$α$ -元素的观测丰度模式以及银河系厚盘星和薄盘星的金属丰度分布函数。我们在这里应用它们来研究氟的起源和演化，这仍然是一个有争议的问题。首先，我们研究的重要性，提出了各种网站的氟生产。然后，我们应用参考模型来跟踪两个不同银河系组成部分的演化。我们的结论是，旋转的大质量恒星是F的重要生产者，它们可以在[Fe/H]=-0.5 dex以下建立一个F丰度的平台，尽管[Fe/H]<-1的平台的存在还有待于通过对晕星的广泛观测来证实。为了重现后期圆盘中F丰度的增加，需要来自低质量恒星（单个渐近巨星分支星和/或新星）的贡献。厚盘和薄盘之间的二分法在[F/O]与[O/H]图中比在[F/Fe]与[Fe/H]图中更明显，并且我们证实厚盘比薄盘进化得快得多，与其他化学元素丰度模式的发现一致。
2020-08-03 astro-ph.GA
The Age-Metallicity Relation in the Solar Neighbourhood
本研究利用Gaia DR2和APOGEE-2数据，通过双组分高斯混合模型分薄、厚盘族，测得太阳邻域银盘年龄-金属丰度关系的斜率，证明建模需考虑银盘组分的不同形成场景。
2023-04-28 astro-ph.GA
Blind Search of The Solar Neighborhood Galactic Disk within 5kpc: 1,179 new Star clusters found in Gaia DR3
本研究针对高银纬、远距离区域疏散星团搜索不足的问题，结合混合无监督聚类与随机森林算法，在Gaia DR3中拓展搜索区域开展盲搜索，最终在5千秒差距内发现1179个新高置信度星团，助力银河系结构演化研究。
2023-03-18 astro-ph.GA astro-ph.IM
Asymmetric spatial distribution of sub-solar metallicity stars in the Milky Way nuclear star cluster
我们目前的恒星金属丰度测量600多晚型恒星在中央10 PC的银河系中心。加上我们以前发表的KMOS数据，这个数据集使我们能够调查，第一次，核星团的金属丰度分布的空间变化。使用积分场摄谱仪KMOS（VLT），我们观察到几乎一半的区域所包围的核星团的有效半径。我们提取光谱在中等光谱分辨率，并应用全光谱拟合利用PHOENIX库的合成恒星光谱。恒星的金属丰度从[M/H]=-1.25 dex到[M/H]> +0.3 dex，大多数恒星的金属丰度都超过太阳。我们能够测量恒星金属丰度分布的各向异性。在银河系北部，[M/H]<0.0 dex的亚太阳金属量恒星的比例是银河系南部的两倍多。一个可能的解释是，在星团的不同部分，亚太阳金属量恒星的比例不同，这是最近的合并事件。我们建议用高分辨率光谱来检验这一假设，并将金属丰度信息与运动学数据相结合。
2020-03-12 astro-ph.GA
Classical Cepheids in the Galactic outer ring R1R2'
经典造父变星在距太阳3 kpc范围内的运动学和分布表明银河系中存在外环R1 R2 '。太阳相对于棒长轴的位置角θ_b的最佳值是θ_b=37 +/- 13度，它提供了造父变星和模型粒子之间的分布的最佳一致性。对于具有负银心径向速度VR的造父变星，所获得的运动学特征与太阳在外环R2下降段附近的位置是一致的。灭绝的急剧上升朝向银河系中心可以解释的存在外环R1靠近太阳。
2014-11-13 astro-ph.GA
Chemical evolution of the Galactic bulge as traced by microlensed dwarf and subgiant stars. VII. Lithium
锂丰度的91个矮星和亚巨星在银河系的膨胀。分析是基于线合成的7 Li线在6707微引力透镜事件期间获得的高分辨率光谱，当目标的亮度被高度放大。我们的主要发现是，在亚太阳金属丰度的核球恒星，年龄超过80亿年，没有显示出任何Li生产的迹象，也就是说，Li与金属丰度的趋势是平坦的（甚至略有下降）。这表明在核隆起的最初几十亿年里没有锂产生。这一发现基本上与太阳附近的（旧的）厚盘星相同，并为贫金属凸起和银河系厚盘之间的紧密联系提供了另一个证据。对于年龄小于80亿年的核球恒星，样本中包含一组金属丰度非常高的恒星，其金属丰度为[Fe/H]~+0.4，锂丰度在A（Li）=2.6-2.8之间。在太阳附近，锂丰度在[Fe/H]~ +0.1时达到峰值A（Li）~3.3，当[Fe/H]~+0.4时，锂丰度下降0.4-0.5 dex。我们在这些金属丰度上的少数核球星似乎支持了这种下降的A（Li）趋势。这确实可以支持最近的说法，即在太阳附近看到的最高金属丰度的低A（Li）丰度可能是由于来自内盘或凸起区域的恒星迁移到太阳附近。
2020-01-17 astro-ph.GA
Exoplanets Beyond the Solar Neighbourhood: Galactic Tidal Perturbations
大多数银河系外的太阳系行星可能居住在银河系中心的几千秒差距内。作用在行星上的银河潮汐力与银河系中行星的半径成反比，因此在内银河系中的潮汐力要比太阳系附近的潮汐力大得多。在3.5至10千秒差距的范围内，来自银河系圆盘的垂直潮汐占主导地位。在3.5kpc以内，银河系隆起的影响不可忽视，面内潮汐分量与垂直分量同样重要。在这里，我们量化这些潮汐引起的轨道变化。我们发现，最大的扰动发生时，行星轨道是严重失调的母星的轨道。当两个平面垂直时，行星的偏心率趋于一致，尽管半长轴不受影响。当两个平面重合时，来自银河潮汐的影响被最小化，但保持非零。在这些情况下，我们提供了生存时间的估计，以及作为银河系参数的函数的所有银河系外行星的最小基线偏心率变化。类似于太阳系的倾角（约60度）可以很容易地导致银河系隆起深处（50 pc以内）的宿主恒星周围的偏心海王星（约30 AU）经历十分之几的偏心率变化，并导致已知最广泛分离的系外行星（约1000 AU）在银河系圆盘中经历类似的变化。这些变化发生在几个陀螺仪的时间尺度上，一个典型的主序列寿命的一小部分。
2012-12-17 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Remarkable migration of the solar system from the innermost Galactic disk; a wander, a wobble, and a climate catastrophe on the Earth
银河系动力学的最新知识表明，当恒星遇到在盘形成过程中自然产生的瞬时螺旋臂时，它们会在盘上径向移动。我们认为，太阳系的大运动从最里面的磁盘在其一生中推断，从太阳的组成与太阳的双胞胎在银河系的化学演化框架内的比较。在太阳的诞生地和形成时间暗示的金属丰富的环境是支持测量的硅同位素比在前太阳碳化硅颗粒。我们对类银河系中的盘状恒星的动力学演化进行了数值模拟，以确定太阳系的寿命轨迹。我们发现，一个太阳系出生在银河系的膨胀附近可以旅行到目前的轨迹的径向迁移的影响所引起的几个主要遇到的螺旋臂。我们发现的常见特征是，由于恒星进出旋臂的摆动，恒星在同一旋臂内重复通过。我们预测，这些事件在地球的地质历史中被证明是雪球地球，它们的发生时间在我们的预测之内。特别是，在通过旋臂的过程中，恒星的垂直振荡运动偶尔会导致分裂成两个离散的通过事件，间隔为几十亿年，这意味着两个相关的雪球地球事件发生在快速连续（约7.2和6.5亿年前）。
2020-10-12 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Solar System Migration Points to a Renewed Concept: Galactic Habitable Orbits
该研究通过测试粒子模拟比较太阳受减速银棒影响或由动态旋臂驱动的两种迁移路径，解释其从约5 kpc迁移至8.5–9 kpc，并提出考虑银河结构演化的“银河宜居轨道”概念。
2024-12-04 astro-ph.EP astro-ph.GA
The [Y/Mg] chemical clock in the Galactic Disk: The influence of metallicity and Galactic population in the solar neighbourhood
本文利用48颗贫金属太阳型恒星及185颗太阳孪生星样本，在银盘−0.71≤[Fe/H]<+0.34范围内校准了[Y/Mg]化学钟，首次分别报告薄盘与厚盘恒星中[Y/Mg]与年龄的金属丰度依赖反相关关系，精度达0.45 Gyr。
2024-08-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Can Galactic chemical evolution explain the oxygen isotopic variations in the Solar System?
原始陨石中的许多物体具有氧同位素组成，这些氧同位素组成使它们处于一条独特的、与质量无关的分馏线上，在三同位素图上斜率为1。最流行的模型是假设CO的自屏蔽作用产生了富含16 O的CO和贫含16 O的H2O，H2O随后与星际尘埃结合，在太阳星云中形成相对贫含16 O的固体。另一个产生富含16 O的气体和缺乏16 O的固体的不同储层的模型表明，这些储层是由银河系化学演化（GCE）产生的，如果太阳系的尘埃成分比气体成分年轻一些，并且这两种成分都位于O三同位素图中的斜率1线上。我们认为，GCE是不是在太阳系中的氧同位素的质量无关分馏的原因。GCE的情况是矛盾的，在附近的分子云和年轻的恒星天体的18 O/17 O比的观测。当考虑到恒星喷出物在星际介质中的不完全混合效应时，GCE产生斜率线的可能性很小。此外，太阳系尘埃比气体年轻的假设需要不寻常的时间尺度，或者存在理论上预计不会发生的重要星尘成分，而且迄今为止还没有发现。
2012-09-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evidence for Galactic disc RR~Lyrae stars in the Solar neighbourhood
利用公开的测光、分光和{ \it Gaia} DR 2天体测量数据，对太阳附近的314颗RR~天琴座星进行了运动学研究，探讨了它们在银河系中的分布。本文报道了在距银河系中心5- 9千秒差距的太阳邻域内的22颗RR~天琴座星的超密度。它们的轨道参数和化学组成表明，这22个变星的运动学和[Fe/H]值与银盘相同，平均金属丰度和切向速度分别为[Fe/H]= $-0.60$ \，dex和$v_θ = 241$ \，km\，s $^{-1}$。从银心球速度分量的分布来看，这22颗盘状的RR~天琴座变星与{ \it Gaia} Sausage（{ \it Gaia}-土卫二）不一致，不像近一半的本地RR~天琴座变星。来自文献的化学信息显示，大多数选定的近心峰RR~ Lyrant变星都是$α$贫乏的，这是薄盘中通常更年轻的恒星所共有的属性。使用现有的测光，我们排除了可能的错误分类与已知的经典和异常造父变星。这些RR~天琴座盘星相似的运动学、化学和脉动特性表明它们有着共同的起源。与此相反，我们发现与{ \it Gaia}-Enceladus相关的RR~天琴座星的运动学和化学成分显示出相当大的金属丰度分布在老星族（$\sim$ ~ 1\，dex）中。
2020-04-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the VLBI measurement of the Solar System acceleration
我们提出了新的长期像差漂移的估计，主要是由于太阳系绕银河系中心的旋转，基于最新的VLBI观测和改进的离群值消除方法。我们拟合度2矢量球谐函数的河外射电源自行场来自大地VLBI观测跨越1979-2013年。我们特别注意的离群值消除程序，以消除离群值（i）无线电源坐标时间序列和（ii）自行样本。我们得到更准确的太阳系加速度值相比，在我们以前的文件。加速度矢量朝向银河系中心，误差在7度以内。垂直于银河平面的分量在统计上是不显著的。我们表明，不充分的清洁数据集可能会导致强烈的变化，偶极子的振幅和方向，统计偏差的结果。
2013-10-10 astro-ph.GA astro-ph.IM
Contributions of supernovae type II & Ib/c to the galactic chemical evolution
超新星SN II和Ib/c在星系化学演化过程中对稳定核素的清单做出了重要的恒星核合成贡献。一个案例研究是在这里进行的帮助下，最近开发的数值模拟的银河系的化学演化在太阳附近的了解的贡献SN II和Ib/C的恒星核合成产量的比较，在该领域的两个领先的团体。这些恒星核合成产额在处理恒星演化和核合成方面有所不同。银河系化学演化的公式是在最近修订的太阳金属丰度为0.014的情况下发展起来的。此外，最近的核合成产额的恒星模型的基础上修订的太阳金属丰度也被使用。分析表明，它可能是难以解释的自洽的方式与元素的演化趋势在银河系的时间尺度上的任何单一采用的恒星核合成模型的SN II和Ib/c的各种功能。
2014-01-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Galactic Chemical Evolution and the Oxygen Isotopic Composition of the Solar System
我们回顾目前的观测和理论限制银河系的氧同位素的化学演化（GCE），以探讨是否GCE起着解释较低的17 O/18 O比的太阳，相对于当今的星际介质，或在太阳系中存在不同的16 O-丰富和16 O-穷人水库的作用。虽然17 O和18 O的产生都与母星的金属丰度有关，但17 O最有可能产生于比产生18 O的恒星演化时间更长的恒星。因此，17 O/18 O的比例不需要随着时间的推移而保持恒定，这与GCE的先入之见和最简单的模型相反。ISM中δ 17 O和δ 18 O之间明显的线性、斜率为1的相关性不一定反映O同位素梯度，任何斜率为1的银河系中心梯度也不一定与时间演化相对应。相反，增加17 O/18 O是一致的，既与分子云的观测数据和太阳前颗粒的成分建模。在过去的几个Gyr中，恒星形成的速率已经减速，或者在太阳诞生前不久发生了一个恒星形成的增强期（“星暴”），这些模型可以解释太阳-ISM O-同位素的差异，而不需要将超新星喷出物局部输入到原太阳云中。“宇宙化学记忆”模型中，星际尘埃的平均年龄比星际气体的年龄大，预测原始太阳系固体相对于太阳应该富含16 O，这与观测结果相矛盾。然而，如果太阳系在星暴后不久形成，那么大质量恒星的富16 O贡献可能会导致贫16 O固体和富16 O的大块太阳，这与CO的光化学自屏蔽的流行场景无关。
2012-07-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
Open star clusters and Galactic structure
为了了解银河系的结构，我们进行了统计分析的各种集群参数的分布的基础上，几乎完整的银河系疏散星团尚未可用的样本。MWSC星表中给出的大量疏散星团的几何和物理特征被用来研究银河系中星团的空间分布，并确定标度高度、太阳偏移、局部质量密度和太阳邻域红化物质的分布。我们还探讨了银河系疏散星团的质量-半径和质量-年龄关系。我们发现星系团样本的选择对星系盘参数的估计有很大的影响。
2018-06-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
New constraints on the chemical evolution of the solar neighbourhood and Galactic disc(s). Improved astrophysical parameters for the Geneva-Copenhagen Survey
我们提出了一个重新分析的日内瓦-哥本哈根调查，它受益于红外通量方法，以提高导出的恒星有效温度的准确性，并使用后者建立一个一致的和改进的金属丰度尺度。金属丰度在高分辨率光谱仪上进行了校准，并与四个疏散星团和一个移动集团进行了检查，显示出良好的一致性。新的温度和金属丰度尺度提供了一个更好的匹配理论等时线，这是用于恒星年龄的贝叶斯分析。相对于以前的分析，我们的恒星平均热100 K和0.1德克斯更多的金属丰富，移动周围的太阳值的金属丰度分布函数的峰值。从斯特龙格伦测光，我们能够获得第一次代理的α元素，这使我们能够执行一个尝试性的解剖化学薄和厚盘。我们发现后者的证据是由一个老的，温和的，但系统的α增强人口，延伸到超级太阳金属丰度，与光谱研究一致。我们的修订提供了最大的现有的运动学无偏样本的太阳附近，包含完整的信息，运动学，金属丰度，和年龄，从而提供了更好的约束有关的物理过程中建立的银河系盘，使太阳在银河系的背景下，更好地了解。
2011-06-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
The role of radial migration on tracing lithium evolution in the Galactic disk
利用计算得到的引导中心半径$R_{guiding}$和诞生半径$R_{birth}$，我们基于A（Li）vs. [Fe/H]图的上包络，研究了径向迁移在描述银河系盘中锂演化中的作用.使用迁移距离，我们发现，在太阳附近的恒星诞生在银河系盘的不同位置，并不能解释所有的模型在太阳附近的化学演化。发现A（Li）vs. [Fe/H]图的上包络线随$R_{birth}$的变化而显著变化，这解释了超富金属（SMR）星的Li减少的原因，因为它们是非年轻的星，出生于内盘。$R_{birth}$平面的上包络与Grisoni等人的$R_{birth} = 7 - 12$ kpc化学演化模型非常吻合，在此之外的年轻恒星通常缺乏足够的时间迁移到太阳附近。对于诞生于太阳附近的恒星，年轻的疏散星团和年龄为$<$ 3 Gyr的场星的上包层与理论预测符合得很好。我们发现，使用年龄小于3 Gyr的恒星的计算是必要的，以获得一个未耗尽的锂上信封，和太阳年龄（约4.5 Gyr）的恒星已经耗尽约0.3德克斯从原始值的基础上的化学演化模型Grisoni等人。
2023-02-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Galactic Phylogenetics
系统发生学是进化生物学中广泛使用的概念。它是通过构建代表分支模式和序列的树来重建进化历史。这些树代表着共享的历史，我们的意图是将这种方法应用于银河系历史的分析。在银河系考古学中，共享环境是恒星形成的星际介质，并为作为方法论工具的树构建提供了基础。使用太阳型恒星的元素丰度作为DNA的替代，我们在Jofre等人2017年建立了这样一个进化树来研究太阳邻域的化学演化。在本文中，我们总结了这些结果并讨论了未来的前景。
2017-09-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
A revised comparison of distant and nearby solar twins
本文比较了千秒差距尺度与太阳100 pc内的太阳孪生星，发现二者速度分布和基本参数高度相似，但远距样本银纬略高、更靠近银心且可能显著更年老。
2023-05-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Super-Solar Metallicity Stars in the Galactic Center Nuclear Star Cluster: Unusual Sc, V, and Y Abundances
我们提出了自适应光学辅助近红外高光谱分辨率观测晚型巨星在银河系的核星团。这些恒星的金属丰度和元素丰度测量为我们提供了一个了解核星团形成和演化的机会。此外，它们与超大质量黑洞（$\sim 0.5$ pc）的接近为在这种极端环境下的恒星形成和化学富集提供了独特的探测。我们观察到两颗恒星被中等光谱分辨率的观测确定为可能具有非常高的金属丰度。我们使用光谱模板拟合与PHOENIX网格和贝叶斯推断，同时约束的整体金属丰度，[M/H]，α-元素丰度[ $α$ /Fe]，有效温度和表面重力的这些恒星。我们发现其中一颗恒星的金属丰度非常高（[M/H] $> 0.6$），另一颗略高于太阳的金属丰度。银河系中心的两颗恒星都有来自钪（Sc）、钒（V）和钇（Y）的谱线，这些谱线比凤凰网格所允许的要强得多。我们发现，使用光谱合成代码光谱容易，[Sc/Fe]可能是一个数量级以上的太阳能。为了进行比较，我们还在已知的最高金属丰度簇（[M/H] $\sim 0.4$）NGC 6791中观察到经验校准物。校准星和银河系中心星之间的大多数谱线都匹配得很好，除了Sc、V和Y，这证实了它们在这些恒星中的丰度一定非常高。这些不寻常的丰度可能是核星团的独特特征，为测试该区域的化学浓缩模型提供了机会。
2018-03-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
XMM-Newton and Suzaku X-ray Shadowing Measurements of the Solar Wind Charge Exchange, Local Bubble, and Galactic Halo Emission
我们目前的结果从一个样本的XMM牛顿和朱雀观测的星际云，投下阴影的软X射线背景（SXRB）-第一个统一的分析，这样一个样本从这些任务。通过对阴影光谱和非阴影光谱的拟合，我们分离了SXRB的前景和星系晕成分。我们测试了不同的前景模型-两个太阳风电荷交换（SWCX）模型和本地气泡（LB）模型。我们还检查了不同的丰度表。我们发现，Anders & Grevesse（1989）丰度，通常用于以前的SXRB研究，可能会导致高估的前景亮度和晕温度。我们还发现，假设一个单一的太阳风电离温度的SWCX模型可能会导致不可靠的结果。我们比较了我们的前景发射的测量与预测的SWCX发射从一个顺利的太阳风，发现只有部分协议。使用现有的观测特定SWCX预测和各种合理的假设，我们将LB的OVII强度上限定为约0.8光子/cm ^2/s/sr（90%置信度）。比较使用SWCX和LB前景模型获得的晕圈结果表明，如果前景以SWCX为主并且亮度高于~1.5e-12 erg/cm^2/s/deg^2（0.4 - 1.0 keV），则使用LB前景模型可以使晕温度向上偏置，并且使0.5 - 2.0keV的表面亮度向下偏置~（0.2 - 0.3）e6 K和~（1 - 2）e-12 erg/cm^2/s/deg^2。类似地，比较来自不同观测站的结果表明，除了统计上的不确定性之外，晕温度和表面亮度的不确定性可能分别高达~0.2e6…
2015-05-27 astro-ph.GA astro-ph.HE
A Galactic-scale gas wave in the Solar Neighborhood
在过去的150年里，当地星际介质（ISM）的主流观点是基于一个被称为古尔德带的特殊性，这是一个由年轻恒星、气体和尘埃组成的膨胀环，向银河平面倾斜约20 $^\circ$。尽管如此，局部气体云之间的物理关系实际上仍然是未知的，因为云的距离精度与它们的大小相同或更大。随着大型测光测量和盖亚卫星天体测量测量的出现，这种情况发生了变化。在这里，我们报告的3-D结构的所有本地云复合体。我们在太阳附近发现了一个狭窄而连贯的2.7 kpc致密气体排列，其中包含许多被认为与古尔德带有关的云。这一发现与认为这些云是环的一部分的观点不一致，对古尔德带模型提出了质疑。新的结构包括附近的大部分恒星形成区，长宽比约为1：20，含有约300万太阳质量的气体。值得注意的是，新的结构似乎是起伏的，其三维分布是很好地描述了阻尼正弦波的平面上的银河系，平均周期约为2千秒差距，最大振幅约为160秒差距。我们的研究结果代表了第一步的本地气体分布和银河系结构的修订，并提供了一个新的，更广泛的背景下，研究转化为恒星的分子气体。
2020-01-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Missing Link: Testing Galactic Chemical Evolution Models with the First Multi-Isotopic Abundances in Solar Twin Stars
本研究首次测量太阳孪生星的碳氧同位素丰度，检验不同核合成方案的银河化学演化模型，发现碳比值吻合而氧比值存疑，为JWST系外行星表征和恒星演化研究提供基础数据。
2023-08-30 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Galactic and stellar perturbations of long period comet motion -- Practical considerations
上下文由于我们对太阳系的银河系和恒星邻域的了解越来越多，现代长周期彗星运动研究必须考虑恒星扰动和整个银河系的潜力。目的。我们的目标是提出算法和方法，以更快的速度和更高的精度对太阳系小天体运动方程进行数值积分。方法.我们提出了一个新的制定的运动方程制定的太阳系重心框架，但准确地占银河系的潜力所造成的微分摄动。为了有效地使用这些方程，我们提供了太阳和一组潜在的恒星摄动的银河系位置的数值星历。结果所提出的方法提供了几个数量级的精度更高，同时大大减少了所需的CPU时间。以C/2015 XY 1彗星过去运动的详细动力学研究为例，介绍了这种方法的应用。
2021-10-19 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Extraordinary Solar Modulation Effects On Galactic Cosmic Rays Observed By V1 Near The Heliopause
我们讨论了旅行者1号在2012年8月121.7天文单位穿越日球顶之前的最后1.1天文单位观测到的宇宙线强度的两次异常增加。这两种增加在幅度上大致相似，导致1 GV附近的宇宙射线核总数增加超过50%，0.01 GV电子总数增加约2倍。在第一次增加期间，磁场B的变化很小。在第一次增加之后，B场变化和宇宙线变化变大，在第二次增加期间，B场变化和宇宙线变化在一天之内相关。在这些时间间隔的H和He核的强度变化测量从0.1到超过1 GV。总的GCR increse在这两个事件类似于一个简单的力场“像”太阳调制模型的调制电位约80 MV的预期。这几乎是在2009年太阳黑子最小时在地球上观测到的这些粒子的调制所需的约250 GV的总调制电位的三分之一，并为日光层调制的想法增加了一个新的方面。
2014-09-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
