We perform a systematic reanalysis of the age distribution of Galactic open star clusters. Using a catalogue of homogeneously determined ages for 834 open clusters contained in a 2 kpc cylinder around the Sun and characterised with astrometric and photometric data from the Gaia satellite, we find that it is necessary to revise earlier works that relied on data from the Milky Way Star Cluster survey. After establishing age-dependent completeness limits for our sample, we find that the cluster age function in the range $6.5 < \log t<10$ is compatible with a Schechter-type or broken power-law function, whose parameters we determine by MCMC fitting. Our best-fit values indicate an earlier drop of the age function (by a factor of $2-3$) with respect to the results obtained in the last five years, and are instead more compatible with results obtained in the early 2000s and radio observations of inner-disc clusters. Furthermore, we find a typical destruction time-scale of $\sim1.5$ Gyr for a $10^4\, {\rm M}_{\odot}$ cluster and a present-day cluster-formation rate of $0.55_{-0.15}^{+0.19}$ Myr$^{-1}$kpc$^{-2}$, suggesting that only $16_{-8}^{+11}$ \% of all stars born in the solar neighbourhood form in bound clusters. Accurate cluster-mass measurements are now needed to place more precise constraints on open-cluster formation and evolution models.
An old, metal-rich accreted stellar component in the Milky Way stellar disk
我们研究的可能性，银河系的冷恒星盘包括合并与古老的恒星。星系团被认为是以等级的方式形成的，在那里较小的（原）星系合并成较大的星系。星系中的恒星，如银河系，在它们的运动和元素丰度中包含了过去事件的痕迹，可以用来从主星系中形成的恒星中分离合并残留物。银河系的合并历史通常被理解为在恒星晕中特别容易研究。欧空局天体测量卫星盖亚的出现使人们能够探测到光环中的全新结构，如盖亚-土卫二-香肠。然而，模拟也表明，合并可能对冷恒星盘的形成很重要。结合元素丰度的100个巨大的分支恒星从APOGEE DR 17和盖亚的天体测量数据，我们使用元素丰度比找到一个迄今为止未知的，旧的恒星组成部分在银河系的冷恒星盘。我们进一步确定了一个小样本的RR天琴座变量与磁盘运动学，也显示出相同的化学签名吸积红巨星在磁盘。这些恒星使我们能够确定吸积成分中恒星的年代。我们发现它们都是老的。
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。
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。
Analysis of galaxy kinematics based on Cepheids from the Gaia DR2 Catalogue
为了构建银河系的旋转曲线，我们在很大程度上使用了盖亚DR 2星表中的经典造父变星的自行、惯性和视线速度。从文献数据中形成的工作样本包含大约800颗造父变星及其年龄估计。我们确定了银河系在太阳距离上的线自转速度为$V_0=240\pm3$ ~km s $^{-1}$。在这种情况下，从太阳到银河系旋转轴的距离为$R_0=8.27\pm0.10$ ~kpc。对年龄小于1.2亿年的造父变星的径向速度和剩余切向速度的谱分析表明，从目前和过去的数据中获得的螺旋密度波的参数估计接近。因此，对于四臂模式，波长$λ_{R,θ}$的值在[2.4--3.0] kpc范围内，俯仰角$i_{R,θ}$的值在[ $-13^\circ$，$-10^\circ$ ]范围内，径向和切向扰动的幅值分别为$f_R\sim12$ ~km s $^{-1}$和$f_θ\sim9$ ~km s $^{-1}$。年龄超过1.2亿年的造父变星的速度目前给出的波长为$λ_{R,θ}\sim5$ ~kpc。这个值与我们从年轻造父变星样本中获得的值有很大不同。分析旧造父变星的位置和速度，通过将它们的轨道在时间上向后积分来计算，使得有可能确定螺旋密度波的参数的显著更可靠的值：波长$λ_{R,θ}=2.7$ ~kpc，径向和切向扰动的幅度分别为$f_R=7.9$ ~km s $^{-1}$和$f_θ=5$ ~km s $^{-1}$。
Chronology of our Galaxy from Gaia colour-magnitude diagram fitting (ChronoGal) II. Unveiling the formation and evolution of the kinematically selected Thick and Thin Discs
Universidad de La Laguna（拉古纳大学）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理学研究所）；University of Granada（格拉纳达大学）；INAF – Astronomical Observatory of Abruzzo（意大利国家天体物理研究所阿布鲁佐天文台）；INFN, Sezione di Pisa（意大利国家核物理研究所比萨分部）；Kapteyn Astronomical Institute, University of Groningen（格罗宁根大学卡普坦天文研究所）
A Case against a Significant Detection of Precession in the Galactic Warp
最近使用盖亚DR 2数据进行的翘曲运动学研究首次探测到了翘曲进动，这大大超过了模型的理论预测。然而，这种检测假设一个翘曲模型推导出一个年轻的人口（几十兆年），以适应平均老年恒星星族的薄盘（几个千兆年）的速度在盖亚-DR 2的观测，这可能会导致无法解释的系统误差。在这里，我们使用相同的方法和Gaia DR 2运动学数据重新计算了翘曲岁差，但使用了不同的翘曲参数，这些参数基于Gaia DR 2样本的恒星计数的拟合，其翘曲幅度比年轻人口低得多。当我们考虑到翘曲振幅随人口年龄的变化时，我们发现不需要岁差。我们发现翘曲进动的值$β= 4^{+6}_{-4}$ km s $^{-1}$ kpc $^{-1}$，它不排除非旋进翘曲。
Tracing the early Milky Way thin disc with the Gaia-ESO Survey
Institute of Theoretical Physics and Astronomy, Faculty of Physics, Vilnius University（维尔纽斯大学物理学院理论物理与天体物理研究所）；INAF – Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切特里天文台）；Dipartimento di Fisica e Astronomia, Università degli Studi di Firenze（佛罗伦萨大学物理与天文学系）
Reviving old controversies: is the early Galaxy flat or round? Investigations into the early phases of the Milky Way formation through stellar kinematics and chemical abundances
The Kinematics, Metallicities, and Orbits of Six Recently Discovered Galactic Star Clusters with Magellan/M2FS Spectroscopy
Carnegie Mellon University（卡内基梅隆大学）；University of Edinburgh（爱丁堡大学）；University of Cambridge（剑桥大学）；Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics（哈佛-史密森天体物理中心）；University of Michigan（密歇根大学）；The University of Arizona（亚利桑那大学）
Two kinematically distinct old globular cluster populations in the Large Magellanic Cloud
本文报道了利用Gaia DR 2观测数据得到的15个已知大麦云（LMC）老球状星团（GC）自行的结果。当这些平均自行收集与现有的径向速度测量组成GC的速度矢量，我们发现，投影到LMC平面上的速度矢量和垂直于它告诉我们两个不同的运动学GC人口。如果GC以10 km/s（绝对值）的垂直速度分裂，则这种区别变得明显。两个不同的运动群也表现出不同的空间分布。那些较小的垂直速度是LMC盘的一部分，而那些较大的值是紧密分布的，像一个球形分量。由于GC在这两个运动学结构组件共享相似的年龄和金属丰度，我们推测的可能性，他们的起源可能发生通过快速崩溃，形成晕和光盘同时。
Chemo-dynamical stratification of the Galactic disc using \emph{Gaia}-ESO open clusters
Universidad Andrés Bello（安德烈斯贝略大学）；Universidad Bernardo O’Higgins（贝尔纳多奥希金斯大学）；Vatican Observatory（梵蒂冈天文台）；Universidade de São Paulo（圣保罗大学）；Instituto de Astronomía Teórica y Experimental (CONICET–UNC)（理论与实验天体物理研究所（CONICET-科尔多瓦国立大学））；Observatorio Astronómico, Universidad Nacional de Córdoba（科尔多瓦国立大学天文台）
Chronology of our Galaxy from Gaia colour-magnitude diagram fitting (ChronoGal) -- III. Age and metallicity distribution of Gaia-Sausage-Enceladus stars near the Sun
Universidad de Granada（格拉纳达大学）；Instituto Carlos I de Física Teórica y Computacional, Facultad de Ciencias（理论计算物理卡洛斯一世研究所，理学院）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利群岛天体物理学研究所）；Departamento de Astrofísica, Universidad de La Laguna（拉古纳大学天体物理学系）；INAF – Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna（博洛尼亚空间天体物理学与科学国家天文台）；Dipartimento di Fisica e Astronomia, Università degli Studi di Bologna（博洛尼亚大学物理与天文学系）；Kapteyn Astronomical Institute, University of Groningen（格罗宁根大学卡普坦天文研究所）；Institute for Computational Cosmology, Department of Physics, Durham University（达勒姆大学物理学院计算宇宙学研究所）
