Shaping the Milky Way: The interplay of mergers and cosmic filaments
本研究利用宇宙流体动力学模拟、球谐分解与多变量奇异谱分析，区分宇宙纤维吸积和卫星并合对银河系质量暗晕形态的作用，揭示四极矩的长期环境记忆及LMC级卫星的显著非对称响应。
2025-07-24 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
Table of Contents of: "Red Giants as Probes of the Structure and Evolution of the Milky Way"
我们在这里给出了2010年11月15日至17日在罗马举行的“红巨星作为银河系结构和演化的探针”研讨会的会议记录目录。由于卫星CoRoT和开普勒获得的前所未有的小行星地震数据与红巨星内部结构和星系演化的最新模型相结合，令人兴奋的结果正在蓬勃发展。现在可用于数千颗红巨星的脉动特性有望为我们银河系的结构和演化的当前模型增加有价值的和独立的约束。这些领域之间如此密切的联系为我们理解恒星和星系打开了一扇非常有希望的新大门。专门研究星系演化、恒星结构和星震学的科学家们聚集在这次研讨会上，讨论红巨星结构和演化建模的现状和不确定性，以及有关银河系恒星星族研究的未决问题。
2011-08-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Star Formation Efficiencies and Lifetimes of Giant Molecular Clouds in the Milky Way
我们使用的13个最明亮的WMAP银河系自由-自由源，负责33%的银河系的自由-自由发射的样本，调查恒星的形成。该样本包含40个恒星形成复合物，我们结合这个样本与巨分子云（GMC）目录在文献中，以确定主机GMC的32个复合物。我们估计了恒星形成效率和每自由落体时间的恒星形成率。我们发现，GMC的范围从0.002到0.2，电离光度加权平均GMC = 0.08，相比之下，银河系的平均值= 0.005。转到每自由落体时间的恒星形成率，我们发现值的范围高达1。通过电离光度加权，我们发现，平均值为0.16 - 0.24取决于系统的年龄估计。这又一次比银河系范围内的平均值0.008大得多。我们表明，在我们的样本中发现的平均质量的巨大分子云的寿命是17 ± 4百万年，大约两个自由落体的时间。拥有最明亮的星团的GMC正在被这些星团破坏。因此，我们解释的范围内的时间变化的变星形成率的结果，恒星形成率的主机分子云的年龄增加，直到恒星破坏云。这些结果与银河系GMC中恒星形成率由超音速湍流性质决定的观点不一致
2010-07-19 astro-ph.GA
The Sheet of Giants: Unusual Properties of the Milky Way's Immediate Neighbourhood
我们量化的形状和过密的星系分布在“本地片”内的$R=8$ Mpc的球体，并比较这些属性与期望的$Λ$ CDM模型。我们测量椭球轴比的$c/a\approx0.16$和$b/a\approx0.79$，表明在本地体积的星系的分布可以近似由一个扁平的扁椭球体，与以前的研究中指出的“片”状配置一致。与以前的估计，本地片有一个密度接近平均值，我们发现，在本地体积的微弱和明亮的星系的数密度是$\approx1.7$和$\approx5.2$倍，分别比平均数密度相同的光度的星系。与模拟结果的比较表明，$8$ Mpc中亮星系和暗星系的数密度对比单独使局部体积成为$Λ$ CDM宇宙学中的一个$\approx 2.5σ$离群值。我们的研究结果表明，银河系的宇宙邻域可能是不寻常的类似光度的星系。我们附近的特殊性质对银河系和其他邻近星系性质的影响尚未被理解，需要进一步研究。
2020-03-28 astro-ph.GA
The feeble giant. Discovery of a large and diffuse Milky Way dwarf galaxy in the constellation of Crater
我们宣布在VST ATLAS巡天的成像数据中发现了环形山2号矮星系。由于它的半光半径约为1100 pc，陨石坑2是银河系中第四大矮星，仅次于LMC，SMC和Sgr矮星。这个卫星星系的总光度为$M_V\approx-8$，也是表面亮度最低的矮星之一。落在30等角秒$^{-2}$的标称探测边界之下，它的星云性质与最近发现的Tuc 2和Tuc IV和Uma II相当。2号陨石坑距离太阳约120千秒差距，在三维空间中似乎与神秘的球状星团陨石坑、一对超暗矮星狮子座IV和狮子座V以及经典矮星狮子座II对齐。我们认为，这种安排可能不是偶然的，事实上，可以被看作是火山口-狮子座集团的吸积证据。
2016-08-01 astro-ph.GA
Observational Evidence of Dynamic Star Formation Rate in Milky Way Giant Molecular Clouds
已知星系尺度上的恒星形成是一个缓慢的过程，但在较小尺度上是否缓慢还不确定。我们交叉关联5469巨分子云（GMCs）从一个新的全天空目录与256恒星形成复合体（SFCs），建立一个样本的191 SFC-GMC复合体--收集多个云每个匹配到191 SFCs。这些云所包含的恒星的总质量是从WMAP的自由-自由通量推断出来的。我们测量了GMC质量、维里参数、恒星形成效率$ε$和单位自由落体时间的恒星形成率$ε_{\rm ff}$。$ε$和$ε_{\rm ff}$的范围都超过3- 4个数量级。我们发现，68.3%的云落在$σ_{\logε}=0.79\pm0.22\,{\rm dex}$和$σ_{\logε_{\rm ff}}=0.91\pm0.22\,{\rm dex}$的中位数。与这些观察到的散射相比，具有依赖于宿主GMC性质的与时间无关的$ε_{\rm ff}$的简单模型预测$σ_{\logε_{\rm ff}}=$为$σ_{\logε_{\rm ff}}=$ 0.12-0.24。考虑到时间变量$ε_{\rm ff}$，我们可以恢复恒星形成速率的大色散。这有力地表明，银河系中的恒星形成是一个GMC尺度上的动态过程。我们还表明，银河系的表面恒星形成率分布与分子气体表面密度分布相关。
2016-09-09 astro-ph.GA
Inside Out and Upside-Down: The Roles of Gas Cooling and Dynamical Heating in Shaping the Stellar Age-Velocity Relation
盘状星系的运动学研究，使用银河系中的单个恒星或全球盘运动学随时间的统计研究，提供了对盘状星系如何形成和演化的深入了解。我们使用高分辨率，宇宙学变焦模拟银河系质量盘星系h277捆绑在一起的本地磁盘运动学和磁盘随时间的演变。现今h277的恒星年龄-速度关系（AVR）与银河系中类似的太阳邻域测量几乎相同。这一成功的一个关键因素是模拟的动态冷多相ISM，它允许年轻恒星在后期形成低速色散（$σ_{\mathrm{birth}}$ $\sim 6 - 8\ \mathrm{km}\, \mathrm{s}^{-1}$）。较老的恒星出生时运动学上更热（即，该盘随着时间的推移以“倒置”的形式形成），并且随后在出生后被加热。圆盘也是“由内向外”生长的，由于径向混合，在$z=0$的太阳附近有许多较老的恒星。我们表明，$σ_{\mathrm{birth}}$在h277的演变可以解释相同的模型用来描述一般减少速度色散观察到的盘星系从$z\sim 2-3$到现在的一天，其中磁盘的准稳定平衡和ISM速度色散随时间的推移而减少，由于减少气体分数。因此，我们的研究结果将银河系AVR的局部观测与观测到的高$z$盘星系的运动学联系在一起。
2020-05-26 astro-ph.GA
The distribution of stars around the Milky Way's central black hole II: Diffuse light from sub-giants and dwarfs
这是三篇论文中的第二篇，用新的数据和方法寻找银河系中心黑洞人马座A* 周围预测的恒星尖点。我们的目标是通过对人马座A* 周围的观测来推断目前可获得的最微弱的恒星星族的分布。我们使用自适应光学辅助高角分辨率的图像获得的NACO仪器在ESO VLT。通过优化的PSF拟合，我们去除了所有探测到的恒星在给定星等限制以上的光。随后，我们分析剩余的漫射光密度。所分析的漫射光来自KS ~ 19 - 20的亚巨星和主序星，质量为1 - 2 Msol。这些恒星可能足够老，可以动态松弛。观测到的幂律曲线及其斜率与银河系中心黑洞周围存在一个松弛的恒星尖点相一致。我们发现，一个纽克法律提供了一个足够的描述核集群的内在形状（假设球对称）。Sgr A* 附近的3D幂律斜率为γ= 1.23 +- 0.05。在距离黑洞0.01秒差距处，我们估计恒星的质量密度为2.3 +-0.3 x 10^7 Msol pc^-3，封闭的恒星总质量为180 +-20 Msol。这些估计假设了一个恒定的质光比，并且没有考虑恒星的残余物。在0.1-0.3 pc的投影距离上，没有观测到明亮的（Ks 16）巨星的尖点，这意味着某种机制改变了它们的外观或分布。
2017-11-27 astro-ph.GA
Bulgeless Evolution And the Rise of Discs (BEARD) II. The role of mergers in shaping the Milky Way analogues in TNG50
Donostia International Physics Centre (DIPC)（多诺西亚国际物理中心）；Universidad de Córdoba（科尔多瓦大学）；Universidad de La Laguna（拉帕尔马大学）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利群岛天体物理学研究所）
研究无核盘银河系的形成和演化，通过Mordor的运动学分解确定B/D<0.08的无核盘银河系，发现74%的无核盘银河系经历至少一次重大合并，揭示了无核盘和有核盘银河系在形成时间、质量、角动量等方面的不同特征。
2026-05-18 astro-ph.GA
Surveying the Giant HII Regions of the Milky Way with SOFIA: I. W51A
我们讨论了我们对银河系巨HII区域的中红外成像调查的第一个结果，并详细分析了W51 A，这是我们银河系中最大的GHII区域之一。我们使用SOFIA上的FORCAST仪器获得20和37个中央$10' \times 20'$区域的$μ$ m图像，该区域包括G49.5-0.4和G49.4-0.3亚区。基于这些新的数据，并结合以前的多波长观测，我们推测W51 A内的几个单独的源和子组件的物理性质。我们发现，消光似乎在我们在近红外和中红外观察到的结构中起着重要作用，无论是全球还是局部。我们使用SOFIA测光结合Spitzer-IRAC和Herschel-PACS测光数据来构建SOFIA图像中检测到的子成分和点源的光谱能量分布（SED）。我们将这些SED与年轻恒星物体模型相匹配，发现了41个可能是大质量年轻恒星物体的来源，其中许多是首次在这项工作中被确定的。接近一半的大质量年轻恒星天体在厘米波段没有可探测的无线电连续辐射，这意味着它们的形成状态非常年轻。我们推导了W51 A扩展射电子区的光质比和维里参数，以估计它们的相对年龄。
2019-01-22 astro-ph.GA
Surveying the Giant HII Regions of the Milky Way with SOFIA: IV. Sgr D, W42, and a Reassessment of the Giant HII Region Census
这是第四篇利用平流层红外天文台（SOFIA）的FORCAST仪器探测巨HII区红外特性的论文。我们的调查利用了由Conti & Crowther（2004）确定的56个银河系巨型HII区域的普查，在本文中，我们介绍了我们从SOFIA获得的Sgr D和W 42源的20和37微米成像数据。基于SOFIA数据和其他多波长数据，我们推导并讨论了单个紧凑源和子区域的详细物理性质以及Sgr D和W 42的大尺度性质。然而，改进的测量显示，这两个区域的距离比以前认为的要近得多，因此这两个源都没有强大到足以被认为是巨大的HII区域。出于这一动机，我们重新审视了巨大的HII地区的人口普查，通过过去二十年的文献进行搜索，以更新每个来源的最新和/或最准确的距离测量。基于这些新的距离估计，我们确定总共有14个源（25%）处于足够可靠和更近的距离，它们不足以被认为是巨大的HII区域。我们简要地讨论了Sgr D和W 42的观测和物理特性，并表明它们具有与以前作为本次调查的一部分研究的巨大HII区域不同的特性。
2022-05-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
我们分析的各向异性配置文件的银河系的平滑，弥漫的恒星晕使用SDSS/SEGUE蓝水平分支恒星和SDSS/SEGUE和LAMOST K巨星。这些本质上发光的恒星使我们能够探测距离银河系中心约100 kpc的晕。所有恒星的视线速度、距离、金属丰度和自行都可以通过SDSS/SEGUE、LAMOST和盖亚获得，我们使用这些数据构建了一个完整的7 D集合，包括位置、空间运动和金属丰度。我们删除子结构从我们的样品使用积分的运动的基础上的方法薛等。我们发现径向占主导地位的运动剖面几乎恒定的各向异性在20千秒差距内，超过该各向异性剖面轻轻下降，但仍然径向占主导地位的最大程度上我们的样本。独立于恒星类型或子结构移除，各向异性取决于金属丰度，这样恒星的轨道随着金属丰度的降低而变得不那么径向。对于$-1.7<$ [Fe/H] $<-1$，在银心距离$\sim20$ kpc处，平滑的弥散晕各向异性轮廓开始下降，K巨星从$β\sim0.9$下降到0.7，蓝色水平分支星从$β\sim0.8$下降到0.1。对于[Fe/H] $<-1.7$，平滑，弥漫晕各向异性保持不变，沿所有距离与$0.2<β<0.7$金属丰度范围探测，虽然独立于恒星类型。这些样本是理想的估计总银河系质量，因为它们代表了维里化的恒星晕系统。
2021-04-30 astro-ph.GA
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
Anisotropy of the Milky Way's stellar halo using K giants from LAMOST and $Gaia$
各向异性参数$β$表征恒星系统中轨道主要是径向或切向的程度，并且可能约束银河系恒星晕的形成和演化。我们已经测量了各向异性$β$作为银河系中心半径的函数，从$5-100$ kpc的超过8600金属贫（[Fe/H] $<-1.3$）晕K巨星从LAMOST目录的视线速度和距离，从第二个$Gaia$数据发布的自行匹配。我们构造了K巨星的全6维位置和速度，以直接测量速度色散$(σ_r, σ_θ, σ_ϕ)$的3个分量（球坐标）。我们发现，在光环的轨道是径向超过我们的整个银河系中心的距离范围达到100千秒差距。银心半径从5到25千秒差距之间，各向异性保持显著不变，其幅度取决于恒星的金属丰度，从$-1.8 \leq$的$β\approx 0.9$ [Fe/H] $< -1.3$（大部分恒星）下降到最低金属丰度（[Fe/H] $< -1.8$）的$β\approx 0.6$。考虑到我们的样品作为一个整体，$β\approx0.8$和，超过25千秒差距，轨道逐渐变得不那么径向和各向异性降低到$β<0.3$超过100千秒差距。在8 kpc内，$β<0.8$。各向异性的测量受到子结构和流的影响，特别是超过银河系中心距离约25千秒差距，其中人马座流是突出的数据。这些结果与Loebman等人最近的模拟分析和Belokurov等人的SDSS/ $Gaia$ DR 1数据是互补的。
2020-08-05 astro-ph.GA
UGC 1378 -- a Milky Way-sized galaxy embedded in a giant low-surface brightness disc
星系中巨大的气体盘和恒星盘的形成和寿命的主要物理过程仍然存在争议。尽管它们很罕见（目前已确认的不到10个），但巨大的低表面亮度（gLSB）盘状星系由于其极端的性质而提供了有趣的见解。我们描述了UGC 1378的观测，包括俄罗斯6米望远镜的深光谱和MMT的Binospec多波段成像。银河系UGC 1378既有高表面亮度，也有一个扩展的低表面亮度圆盘。我们的恒星速度色散数据的高表面亮度，银河系大小，光盘出现不一致，最近的主要合并，一个广泛讨论的形成场景非常广泛的低表面亮度光盘。我们估计恒星形成率（SFR）档案广域红外巡天探测器数据。LSB盘中的SFR表面密度相对于其气体密度较低，与最近的气体吸积一致。我们认为，UGC 1378盘的异常大的尺寸可能是丰富的气体储存（例如宇宙细丝）和隔离环境的产物，这些环境保存了巨大的盘。
2019-08-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Shaping the Milky Way. II. The dark matter halo's response to the LMC's passage in a cosmological context
Stanford University（斯坦福大学）；SLAC National Accelerator Laboratory（SLAC国家加速器实验室）；University of Arizona（亚利桑那大学）；University of Maryland, College Park（马里兰大学帕克分校）；University of Washington（华盛顿大学）；University of Edinburgh（爱丁堡大学）；University of Massachusetts, Amherst（马萨诸塞大学阿默斯特分校）；Boston University（波士顿大学）；Columbia University（哥伦比亚大学）；The University of Tokyo（东京大学）；University of Utah（犹他大学）；University of California, San Diego（加州大学圣地亚哥分校）；University of Pennsylvania（宾夕法尼亚大学）
本研究利用基函数展开分析MWest模拟，发现LMC落入在MW暗物质晕中引发偶极子和四极子响应，未来测量这些印记可揭示MW晕初始结构及LMC质量。
2025-11-03 astro-ph.GA
Milky Way Globular Cluster Metallicity and Low-Mass X-ray Binaries: The Red Giant Influence
银河系和河外星系的研究表明，富金属球状星团（GC）比贫金属球状星团（GC）拥有明亮的低质量X射线双星（LMXB）的可能性大约高出三倍。对于这种金属丰度效应还没有令人满意的解释。我们测试的假设，红巨星分支（RGB）的恒星的数量密度是在富含金属的GC较大，因此可能的金属丰度效应的原因。利用哈勃空间望远镜对109个银河系GC进行测光，研究了RGB星密度与GC金属丰度之间的关系。等时线拟合用于计算RGB星的数量，其由GC质量和观测到的GC光度的分数归一化，并使用半光半径$r_{h}$处的体积确定密度。RGB星密度与金属丰度[Fe/H]弱相关，Spearman和Kendall秩检验$p$ -值分别为0.00016和0.00021，系数分别为$r_{s} = 0.35$和$τ= 0.24$。虽然研究表明$r_{h}$与银心距相关，而与[Fe/H]无关，但这种相关性可能因$r_{h}$对[Fe/H]的可能依赖性而有偏差。动力学起源的$r_{h}$ -金属丰度相关性（潮汐剥离）表明，富含金属的GC可能有更活跃的动力学历史，这将促进LMXB的形成。没有发现RGB星数密度和金属丰度之间的相关性时，只使用GC托管静态LMXB。我们需要对银河系中静止的LMXB进行全面普查，以进一步探测金属丰度效应，这将随着即将推出的eROSITA而成为可能。
2017-11-08 astro-ph.GA
Red giants observed by CoRoT and APOGEE: The evolution of the Milky Way's radial metallicity gradient
使用合并的418红巨星的天文地震和光谱观测接近银河系盘平面（6千秒差距$<R_{\rm Gal}\lesssim13$千秒差距，$|Z_{\rm Gal}|<0.3$千秒差距），我们测量的年龄依赖的径向金属丰度分布在银河系的薄盘在宇宙时间。年轻红巨星群体的径向铁梯度的斜率（$-0.058\pm0.008$ [stat.] $\pm0.003$ [系统] dex/kpc）与最近的造父变星测量结果一致。对于年龄为$1-4$ Gyr的恒星星族，梯度稍陡，值为$-0.066\pm0.007\pm0.002$ dex/kpc，然后对于年龄在6到10 Gyr之间的恒星，梯度再次变陡，达到$\sim-0.03$ dex/kpc。我们的研究结果是在良好的协议与国家的最先进的化学动力学牛奶的方式模型，其中的丰度梯度和它的分散的演变可以完全解释由一个不变的负金属丰度梯度在星际介质中，连同恒星径向加热和迁移。我们还提供了一个解释，为什么在太阳附近的中间年龄的疏散星团可以更丰富的金属，为什么他们的径向金属丰度梯度似乎比最年轻的集群陡峭得多。已经在2 Gyr，径向混合可以带来富含金属的星系团从最里面的地区的磁盘银河中心半径为5至8千秒差距。我们认为，这些向外迁移的集群可能不太容易潮汐中断，因此陡峭的本地中间年龄集群金属丰度梯度。我们的方案也解释了为什么强烈陡峭的本地铁梯度的年龄是没有看到场星。在不久的将来，…
2016-12-20 astro-ph.GA
Upper Limit on the Milky Way Mass from the Orbit of the Sagittarius Dwarf Satellite
人马座矮星系是银河系中质量最大的卫星星系之一，它对银河系盘和星晕的形成起着重要的作用。人马座在几个近距离通道上的分裂已经用大规模的潮汐流填充了我们银河系的光环，并为测量其引力势提供了一个独特的诊断工具。在这里，我们测试不同的祖质量模型的银河系和人马座的模拟充分的卫星。我们根据观测到的轨道参数和人马座的多个潮汐流来约束银河系的质量。我们的轨道动力学的半解析模型与全$N$ -体模拟一致，并且有利于银河系质量的低值，$\lesssim 10^{12}M_\odot$。这一结论缓和了$Λ$ CDM与银河系卫星观测参数之间的紧张关系。
2017-09-15 astro-ph.GA
Two distinct red giant branch populations in the globular cluster NGC 2419 as tracers of a merger event in the Milky Way
最近对外晕球状星团（GC）NGC 2419的光谱观测表明，它在GC中是独一无二的，就化学丰度模式而言，有些人认为它起源于矮星系的核。在这里，我们表明，从斯巴鲁窄带测光采用钙过滤器，该GC的红色巨分支（RGB）被分成两个不同的亚群。与光谱学的比较已经证实，在$hk$ [=（Ca $-b)-(b-y)$ ]指数中，较红的RGB星与较蓝的RGB星相比，在[Ca/H]中增加了$\sim$ 0.2 dex。我们的星族模型进一步表明，富钙的第二代恒星的氦丰度也增加了大量（$Δ$ Y = 0.19）。我们的测光，以及其他大规模GC的结果（例如，$ω$ Cen，M22，and NGC 1851），表明RGB星在$hk$指数中的离散分布可能是这个不断增长的奇特GC群的普遍特征。计划对本星系群矮星系进行的窄带钙测光将有助于在这些GC与星系形成的分层合并范例中的原始构件之间建立经验联系。
2013-10-16 astro-ph.GA
The radial profile and flattening of the Milky Way's stellar halo to $\rm 80~$kpc from the SEGUE K-giant Survey
基于SDSS/SEGUE-2的1757颗光谱确认的巨星的大样本，我们计算了银河系恒星晕的径向密度，金属丰度和扁平轮廓，在切除算法上归因于表观晕子结构（包括人马座流）的恒星后。与BHB星或天琴座RR星相比，巨星更容易被理解为整个晕星群的示踪星，在年龄或金属丰度方面的偏差较小。样本的良好表征的选择功能，使这些数据的正向建模，椭球恒星密度模型，$ν_* (R,z)$，与Einasto配置文件和（打破）的权力法律，其径向依赖性，结合模型的金属丰度梯度和扁平的配置文件。在具有恒定平坦化的模型中，这些数据通过具有有效半径$\rm r_{eff} = 15\pm2~$ kpc的$n=3.1\pm 0.5$的Einasto轮廓和$q=0.7\pm 0.02$的平坦化而合理地拟合;或者通过具有$α_{in}=2.1\pm 0.3$和$α_{out}=3.8\pm 0.1$的径向斜率、具有$r_{break}=18\pm1$ ~kpc的断裂半径的同样平坦化的破幂律而合理地拟合;这在很大程度上与早期的工作一致。我们发现一个温和的，但显着的金属丰度梯度内的“外”恒星晕，PDMATHAMT减少向外。如果我们允许可变的扁平$q = f(r_{GC} )$，我们发现晕巨星的分布在小半径处，$q({\rm 10~kpc})\sim 0.57$比$q(>30{\rm kpc})\sim 0.8$要扁平得多。值得注意…
2015-08-20 astro-ph.GA
The spiral structure of our Milky Way
我们银河系的螺旋结构还没有被很好地描绘出来。HII区、巨分子云和6.7GHz甲醇脉泽是旋臂的主要示踪源。我们收集并更新了Hou，Han & Shi（2009）用于绘制螺旋结构的这些示踪剂的数据库。
2013-03-28 astro-ph.GA
Galactic ArchaeoLogIcaL ExcavatiOns (GALILEO) I. An updated census of APOGEE N-rich giants across the Milky Way
我们使用Apache Point Observatory Galactic Evolution Experiment（APOGEE-2）第二阶段的第17次数据发布，以提供银河系（MW）中富含N的红巨星的均匀普查。我们共报告了149个新发现的富N场巨星朝向我们银河系的凸起、贫金属盘和晕。它们的氮丰度比（[N/Fe] $\gtrsim+0.5$）显著富集，同时[C/Fe]丰度比（[C/Fe] $< +0.15$）减少，并且它们覆盖了广泛的金属丰度（$-1.8 < $ [Fe/H] $ <-0.7$）。来自APOGEE巡天的具有球状星团样（GC样）丰度模式的候选富N红巨星的最终样本包括$\sim$ 412个独特的天体。这些强N增强的恒星被推测是基于它们与这些系统的化学相似性而从GC中剥离出来的。尽管我们还没有发现任何强有力的证据证明双星伴星或脉动变率的特征，但我们不能排除其中一些天体过去是双星系统的成员和/或目前是变星系统的一部分的可能性。特别是，我们在银河系的场星中发现了这样的恒星，这一事实提供了强有力的证据，证明产生异常[N/Fe]丰度比的核合成过程发生在广泛的金属丰度范围内。这可能提供证据支持或反对的独特性的祖先恒星GC和/或存在的化学异常可能潮汐粉碎集群在大规模的矮星系，如“海妖/考拉”，\textit{Gaia} -土卫二香肠，除其他外，之前或期间吸积的MW。动力学分析表明，新…
2022-04-20 astro-ph.GA
Molecular cloud matching in CO and dust in M33 II. Physical properties of giant molecular clouds
该研究利用赫歇尔尘埃数据和IRAM 30米望远镜数据，通过树状图算法和Xco因子图分析M33中巨分子云的质量、大小和表面密度，发现其与银河系相似但缺乏高质量云，且性质弱依赖环境。
2024-11-16 astro-ph.GA
4MOST Consortium Survey 1: The Milky Way Halo Low-Resolution Survey
本次巡天的目标是研究银河系晕的形成和演化，以推断其组装历史和银河系中质量的三维分布。结合多波段测光，盖亚自行和视差数据，径向速度和金属丰度和元素丰度获得的低分辨率光谱的晕巨星与4 MOST，将产生一个前所未有的特点的银河系晕及其接口与厚盘。这项调查将产生一个体积和星等有限的完整样本的巨大恒星的光环。它将覆盖至少10，000平方度的银河系高纬度，并以1-2公里/秒的精度测量视线速度以及0.2 dex以内的金属丰度。
2019-04-01 astro-ph.GA
A Maximum Likelihood Calibration of the Tip of the Red Giant Branch Luminosity from High Latitude Field Giants using Gaia Early Data Release 3 Parallaxes
在$I$波段对红巨星分支（TRGB）尖端的校准在确定哈勃常数中有着直接的作用，由于直接和间接估计值之间的差异，哈勃常数是最近引起人们兴趣的一个课题。我们提出了一个极大似然（ML）的方法，旨在获得一个独立的校准TRGB的亮度使用$Gaia$从早期的数据发布3（EDR3）银河系场巨人在高银河系纬度。我们采用简单的参数化的银河系恒星的光度函数和密度法和优化的可能性，观察到的样本作为这些参数的函数。使用参数来部分地约束从其他星系类似的银河系的高质量TRGB数据的光度函数，我们发现值的TRGB幅度的$ M_I^{TRGB} = -3.91 \pm 0.05 $（统计）$ \pm 0.09 $（系统）马格，其中系统的不确定性涵盖了我们的银河系样本和参考星系中发现的形状参数的范围。虽然APASS Data Release 9全天空测光不足以对银河系光度函数的形状提供可靠的约束，但我们估计$Gaia$ Data Release 3（2022年中期）的测光将允许对形状进行更好的约束，并将尖端的统计不确定性降低3倍。随着$Gaia$改进视差测量的预期发布，从Giants现场校准TRGB光度的方法预计将达到$\sim$ 0.01等的不确定性，这是朝着基于TRGB精确确定哈勃常数迈出的重要一步。
2022-08-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Star-forming content of the giant molecular filaments in the Milky Way
观测已经在银河系中发现了许多巨大的分子丝（GMF）。然而，它们在银河系恒星形成和银河系尺度致密气体演化中的作用仍然是未知的。我们系统地研究了所有目前已知的GMF的恒星形成内容。这使我们能够估计GMF的恒星形成率（SFR），并建立SFR和GMF属性之间的关系。我们确定和分类的年轻恒星对象（YSO）人口的每个GMF使用多波长测光从近红外到远红外。我们估计总的SFR假设一个普遍的和完全采样的初始质量函数和光度函数。我们统一估计的物理性质的57 GMF。GMF显示13 CO线宽、质量和尺寸之间的相关性，类似于Larson的关系。我们确定了36 394个红外多余源在57个GMF和获得SFR的46个GMF。GMF的中位SFR面密度（Sigma_SFR）和恒星形成效率（SFE）分别为0.62 Msun Myr-1 pc-2和1%，与附近的恒星形成云相似。每自由落体时间的恒星形成率在0.002-0.05之间，中值为0.02。我们还发现SFR和致密气体质量之间存在很强的相关性，致密气体质量被定义为高于7 mag的可见消光的气体质量，这表明GMF的SFR与致密气体的尺度类似于附近分子云的SFR。我们还发现，每单位长度的平均SFR和每单位长度的致密气体质量之间的强相关性。这种缩放的起源仍然未知，需要进一步的研究，可以将GMF的结构与其SF活动联系起来，并探索GMF与其他分子云之间的差异
2018-11-06 astro-ph.GA
Milky Way tomography with the SkyMapper Southern Survey: I: Atmospheric parameters and distances of one million red giants
精确测定大气参数（有效温度$T_{\rm eff}$、表面重力测井$g$和金属丰度[Fe/H]）和大型完整样本的距离，对于各种银河系研究至关重要。我们已经开发了一种光度测量方法来选择红巨星和估计其大气参数的光度颜色提供的SkyMapper南方调查（SMSS）数据发布（DR）1.1，使用恒星共同的LAMOST银河光谱调查作为训练集。距离的估计有两种不同的方法：一种是基于附近（$d \leq 4.5$ kpc）亮星的盖亚DR 2弛豫，另一种是基于远（$d > 4.5$ kpc）暗星的本征色$(g-i)_0$和光度金属丰度[Fe/H]预测的绝对星等。各种测试表明，我们的方法是能够提供大气参数的$\sim$ 80 K的精度为$T_{\rm eff}$，$\sim$ 0.18 dex的[Fe/H]和$\sim$ 0.35 dex的日志$g$，但在日志$g \sim$ 2.3的显着的系统误差。对于从$(g-i)_0$和测光[Fe/H]提供的距离，我们对球状星团成员星的测试显示出16%的中值不确定性，零点偏移可以忽略不计。利用该方法，从SMSS DR1.1中计算了近百万颗红巨星的大气参数和距离。盖亚DR 2的自行测量几乎适用于所有的红巨星，其中44%的红巨星的径向速度测量来自几次大型光谱巡天。该示例可在https://yanghuang0.wixsite.com/yangh/research上在…
2019-05-13 astro-ph.GA
Light-element Abundance Variations in the Milky Way Halo
我们提出的证据的贡献，高质量的球状星团的恒星晕的银河系。使用SDSS-II/SEGUE光谱超过1900 G-和K-型晕巨星，我们首次确定了一个子集的恒星CN带强度显着较大，CH带强度较低，比大多数晕场星，在固定的温度和金属丰度。由于CN带强的不均匀性和通常伴随的丰度变化目前被理解为恒星形成的结果，在球状星团，我们解释这个子集的晕巨星的结果，球状星团溶解到星系晕。我们发现，我们的样本中有2.5%是CN-强，并可以推断，根据最近的球状星团演化模型，晕场星最初形成的分数内球状星团可能高达50%。
2010-05-21 astro-ph.GA
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。
2022-06-08 astro-ph.GA
Alpha element abundances and gradients in the Milky Way bulge from FLAMES-GIRAFFE spectra of 650 K giants
我们在ESO甚大望远镜上获得了650颗凸出红巨星分支（RGB）恒星的FLAMES-GIRAFFE光谱（R= 22，500），并进行了光谱合成以测量Mg，Ca，Ti和Si的丰度。该样本由474颗巨星组成，沿着银河系球核的短轴在纬度b=-4，b=-6，b=-12的3个区域观测。另外176颗恒星属于一个包含球状星团NGC 6553的区域，沿着长轴与其他三个区域相距b=-3和5度。我们的研究结果证实，与大量的统计数据，银河系的凸起和厚盘，这都是增强α元素相比，薄盘之间的化学相似性。在相同的背景下，我们分析了不同凸起区域的[alpha/Fe]与[Fe/H]趋势。最富金属的恒星，在b=-4时显示出较低的[α/Fe]比，在银河系高纬度处消失，这与观测到的核球中的金属丰度梯度一致。贫金属星（[Fe/H]<-0.2）在不同的核球位置表现出明显的均匀性。我们得到了进一步的约束银河系的形成方案。一个贫金属的组成部分化学上无法区分厚盘暗示了快速和早期形成的凸起和厚盘。这样的一个组成部分没有显示任何变化，无论是在丰度或运动学，在不同的凸起区域。一个富含金属的组成部分，显示低[α/Fe]类似的薄盘消失在较大的纬度。这使我们能够跟踪通过快速早期合并形成的组件（经典的凸起）和一个磁盘/酒吧组件形成更长的时间尺度。
2011-03-31 astro-ph.GA
Properties of Carbon-rich Asymptotic Giant Branch Stars in the LMC and the Milky Way
Chungbuk National University（忠北国立大学）
通过比较银河系和大麦哲伦星云中的碳丰富渐近巨星支星，研究其红外性质及距离估计方法，发现两者在红外特性上相似，但LMC样本中缺乏极厚尘埃包层的恒星。
2026-01-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
The GIRAFFE Inner Bulge Survey (GIBS). I. Survey Description and a kinematical map of the Milky Way bulge
银河系的膨胀是银河系中一个巨大而古老的组成部分。它是已知的主机酒吧，它最近被证明有一个明显的四方形/花生结构在其外部区域。几项独立的研究表明，在核球中存在不止一个恒星星族，它们的起源不同，相对比例在核球区域内也有变化。这是一系列论文的第一篇，介绍了长颈鹿内部膨胀调查的结果，在ESO-VLT与多光纤光谱仪火焰进行。在红外钙三重态8500埃波长范围内，获得了24个球场中~5000个红团簇巨星的光谱，分辨率R = 6500。它们被用来推导径向速度和金属丰度，基于专门为此项目设计的新校准。另外约1200颗从类似档案数据中获得的膨胀红团巨星的径向速度也被添加到样本中。在纬度b =-3.5的另外450颗恒星上获得了更高分辨率的光谱，目的是研究内球区化学丰度模式随经度的变化。在这里，我们总共提出了6392个RC星的径向速度。我们推导出一个径向速度，速度色散图的银河系的凸起，有用的外部凸起类似的地图进行比较，并推断出预期的速度和色散在任何视线。K-型巨星的运动学与BRAVA巡天中M-巨星的圆柱旋转模式一致。我们的样本能够将这一结果扩展到纬度b =-2，比以前的调查更接近银河平面。最后，我们发现了在（0，-1）和（0，-2）处存在速度弥散峰的有力证据，这可能表明在隆起的中央250 pc处存在高密度峰
2014-01-20 astro-ph.GA
Giant Magnetized Outflows from the Centre of the Milky Way
银河系的核心是众所周知的港口地区的激烈的恒星形成活动，以及一个超大质量的黑洞。最近的费米太空望远镜观测揭示了γ射线辐射的区域达到了银河系中心的上方和下方，即所谓的费米气泡。目前还不确定这些是由核恒星形成还是由中央黑洞的类星体爆发产生的，也没有关于结构磁场的报道。在这里，我们报告的检测两个巨大的，线性极化的无线电波瓣，包含三个脊状的子结构，从银河系中心发出。每个波瓣延伸约60度，与费米泡密切对应，位于银河系凸起，并被高达15 μG的强磁场渗透。我们的数据表明，射电波瓣起源于银河系中央200秒差距的双圆锥形恒星形成（而不是黑洞）驱动的外流，它将~10^55尔格的巨大磁能传输到星系晕中。我们认为，这些山脊围绕着外流，构成了至少超过1000万年的核恒星形成活动的“留声机”记录。
2013-01-03 astro-ph.GA astro-ph.HE
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
The flare and spiral structure of the Milky Way's disc as traced by young giant stars
INAF - Osservatorio Astrofisico di Torino（意大利国家天体物理研究所都灵天文台）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）
通过16000颗年轻巨星级星研究银河盘三维结构，发现盘体逐渐变厚并形成显著的银河耀斑，揭示旋臂延伸和局部臂结构特征。
2026-05-12 astro-ph.GA
Tip of the red giant branch distance to the nearby dwarf galaxy [TT2009] 25 in the NGC 891 group
矮星系是小尺度宇宙学测试的关键对象，如丰度问题或卫星平面问题。因此，获得尽可能多的附近矮星系的准确信息是一项至关重要的任务。使用极深的，基于地面的$V$和$i$ -波段斯巴鲁Suprime Cam测光与$i=27$ mag的完整性，我们测量了矮星系红巨星分支距离的尖端[TT 2009] 25。这颗矮星位于银河系类似物NGC 891周围的区域。利用贝叶斯方法，我们测量了$10.28^{+1.17}_{-1.73}$ Mpc的距离，与NGC 891的距离一致，从而确认它是NGC 891的成员。矮星系遵循本星系群矮星系定义的标度关系。我们在[TT 2009] 25周围没有发现扩展的恒星晕。在巡天所覆盖的100千秒差距的小视场中，只有一个明亮的矮星系和巨星系流是明显的。这与银河系相当，在银河系中，一个明亮的矮星居住在同一体积中，以及人马座流-不包括更远但会投射在视线中的卫星。因此，必须在NGC 891周围更大的区域内调查更多的矮星系，以测试矮星系的丰度，并将其与银河系周围的卫星数量进行比较。
2019-08-08 astro-ph.GA
Chemical gradients in the Milky Way from the RAVE data. II. Giant stars
我们提供了新的限制银河系的化学动力学模型，通过测量径向和垂直的化学梯度的元素镁，铝，硅，钛，铁在银河系盘和梯度变化的函数，从银河系平面（$Z$）的距离。我们从RAVE数据库中选择了一个巨星样本，其重力标准为1.7 $<$ log g $<$ 2.8。我们使用基于Besan \c con模型的Galaxia代码创建了一个RAVE模拟样本，并选择了相应的模拟样本将模型与观察到的数据进行比较。我们测量了径向梯度和垂直梯度作为距离银河平面$Z$的函数，以研究它们在银河圆盘上的变化。RAVE样品在接近银道面（$|Z|<0.4$ kpc）处呈现出负的$d[Fe/H]/dR=-0.054$ dex kpc $^{-1}$径向梯度，对于较大的$|Z|$，该梯度变得更平坦。其他要素遵循相同的趋势，尽管各要素之间存在一些差异。模拟样品的径向梯度与观察到的数据相当一致。梯度随$Z$的变化表明，RAVE样品的Fe径向梯度在$|Z|\lesssim0.6$ kpc范围内变化很小，然后是10 s。RAVE样品的铁垂直梯度在接近银道面时略为负值，而在$|Z|$中则变陡。模拟样品表现出铁垂直梯度，其总是比RAVE样品更陡。模拟样本还显示，相对于观测数据，[Fe/H]分布中的贫金属恒星过多。在Besan \c con模型中，这些差异可以通过减少厚盘星的数量和增加它们的平均金属丰度来减少。
2014-06-27 astro-ph.GA
Metallicity of the double Red Clump in the Milky Way Bulge
本研究重新分析了银河系核球双红支恒星的金属丰度，采用贝叶斯方法分配恒星，发现两RC平均金属丰度差异存在高统计误差，未能证实多重星族假说。
2025-10-13 astro-ph.GA
Surveying the Giant HII Regions of the Milky Way with SOFIA: II. M17
我们提出了我们的第二组结果，从我们的中红外成像银河系巨HII地区的调查。我们用红外天文同温层观测站的FORCAST仪器获得了M17中心~10'X 10'区的20和37 $μ$ m图像。我们调查的小尺度和大尺度的M17使用我们的数据与以前的多波长观测。利用Spitzer-IRAC、SOFIA-FORCAST和Herschel-PACS测光数据构建了各个致密源的光谱能量分布，并与大质量年轻恒星天体（MYSO）模型进行了拟合。发现了七个符合MYSO候选标准的来源，其中四个是首次在这里确定的，最大质量的天体UC 1的恒星质量被确定为64太阳质量。我们解决了扩展的中红外发射从KW对象，并建议，这种扩展的发射的角度是受外流。IRS 5的亮度随着中红外到远红外波长的变化而降低，并且有几个其他指标表明它是中等质量的II类天体，而不是MYSO。我们发现，在20 $μ$ m的发射在M17的大规模外观显着影响的污染从[SIII]发射线的电离气体的巨HII区域。最后，一些潜在的进化示踪剂产生了一致的图像，表明M17的南部酒吧可能比北部酒吧年轻。
2019-12-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Mapping the Milky Way with LAMOST II: the stellar halo
利用LAMOST DR 3的贫金属K巨星$\mathrm{5351}$（[Fe/H] $<-1$），用非参数方法测量了银河系恒星晕的径向数密度和平坦度，该方法与模型无关，在很大程度上避免了晕子结构的影响.数密度分布由指数为$5.03^{+0.64}_{-0.64}$的单次幂律和随半径变化的平坦化很好地描述。LAMOST K巨星所描绘的恒星晕在较小的半径处更加扁平，在较大的半径处变得接近球形。在$r=15$、20和30 kpc（其中$r=\sqrt{R^2+\left[Z/q\left(r\right)\right]^2}$）下，平坦度$q$分别约为0.64、0.8和0.96。此外，人马座矮星系潮汐流在北部的主导臂和南部的拖曳臂在密度分布的残差图中是显著的。此外，在残差图中在（R，Z）=（30，15）kpc处识别出未知的过密度。
2017-09-09 astro-ph.GA
The distribution of stars around the Milky Way's black hole III: Comparison with simulations
大质量黑洞（MBH）周围恒星的分布在过去的四十年里一直由许多作者在恒星动力学中解决。由于银河系的中心很近，因此它是唯一可以准确测试恒星分布的观测测试案例。过去的观测工作表明，银河系中心（GC）最明亮的巨星可能在中心黑洞周围显示出密度赤字，而不是尖状分布，而我们理论上预计存在恒星尖。我们在这里提出了一个解决这个长期存在的问题。我们进行了直接求和$N-$体模拟的大质量黑洞周围的星团，并比较了我们的模拟结果与新的观测数据的GC的核集群。我们发现，经过哈勃时间后，明亮的恒星分布以及漫射光遵循幂律分布的斜率$Γ\approx 0.3$在我们的模拟投影。这与从自适应光学（AO）辅助的GC近红外观测中提取的恒星计数和漫射恒星光分布非常一致。我们的模拟还证实，在Sgr A* 周围的几个弧秒的投影半径内，存在着一个失踪的巨星种群。这种在最内层0.1 pc的巨星耗尽可以用先前存在的气体盘和碰撞来解释，这意味着恒星尖点也会出现在最内层半径处，但以简并致密核心的形式存在。
2017-12-07 astro-ph.GA
The Most Distant Stars in the Milky Way
我们报告发现的最遥远的银河系（MW）恒星的日期：ULAS J001535.72 $+$ 015549.6和ULAS J074417.48 $+$ 253233.0。这些恒星被选为M巨星候选者是基于它们的红外和光学颜色以及缺乏自行。我们使用MMT/红通道摄谱仪光谱确认它们是外晕巨星。这两颗恒星的距离都很大，其中ULAS J001535.72 $+$ 015549.6的距离为$274 \pm 74$ kpc，而ULAS J074417.48 $+$ 253233.0的距离为238 $\pm$ 64 kpc，使它们成为第一颗发现的超过200 kpc的MW恒星。ULAS J001535.72 $+$ 015549.6和ULAS J074417.48 $+$ 253233.0都在以$52 \pm 10$ km s $^{-1}$和$24 \pm 10$ km s $^{-1}$的速度远离银河系中心。利用它们的距离和运动学，我们考虑了可能的起源，例如：从矮星系的潮汐剥离，从MW的磁盘喷射，或在一个未被发现的矮星系的成员。这些M巨星，以及在这次活动中也被证实的两个内晕巨星，是第一个绘制我们银河系外晕大部分未被探索的区域的地图。
2014-07-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
The GALAH Survey: Velocity fluctuations in the Milky Way using red clump giants
如果银河系是轴对称的，并且处于动力学平衡状态，我们预计剩余视线速度场的波动可以忽略不计。使用\apg{}巡天的最新结果发现，中平面（$|z|<$ 0.25 kpc）内恒星的速度在5 kpc范围内存在显著波动，这表明非轴对称特征的动力学影响，即，银河系的棒、旋臂和合并事件延伸到太阳系附近。它们的测量功率谱在2.5千秒差距尺度上具有11 \kms{}的特征振幅。这种大尺度流运动的存在对于确定太阳绕银河系中心的运动具有重要意义。利用来自\glh{}和\apg{}的红丛星，我们绘制了太阳周围的视线速度（d $<$ 5 kpc）和距离中平面$|z|<$ 1.25 kpc。通过减去一个光滑的轴对称模型的速度场，我们研究了剩余的波动和比较我们的发现与模拟调查产生的\glx{}。我们发现远离飞机的大尺度波动可以忽略。在中平面中，我们再现了较早的\apg{}功率谱，但在考虑了一些系统学（例如，体积完整性）。使用灵活的轴对称模型的功率振幅进一步降低到6.3 \kms{}。此外，我们的模拟表明，在平面上，距离被低估的高质量的红团星，这可能会导致约5.2 \kms{}虚假的功率振幅。考虑到这一点，我们估计实际波动的幅度为$<$ 4.6 \kms{}，大约是\apg{}结果的三分之一。
2018-11-03 astro-ph.GA
Payne4GAIN: NLTE Corrections for Red Giants in Milky Way Mapper using H-Band Neural Network Emulators
University of Chicago（芝加哥大学）；Kavli Institute for Cosmological Physics, University of Chicago（芝加哥大学卡弗里宇宙物理学研究所）；Joint Institute for Nuclear Astrophysics（联合核天体物理研究所）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）；Heidelberg University（海德堡大学）；University of Florida（佛罗里达大学）；The Ohio State University（俄亥俄州立大学）；Center for Computational Astrophysics, Flatiron Institute（平顿研究所计算天体物理中心）；Monash University（蒙纳士大学）；University of Colorado（科罗拉多大学）；Universidad Bernardo O’Higgins（贝尔纳多·奥希金斯大学）
研究针对银河系绘图仪中红巨星，利用预先计算的偏离系数网格生成NLTE光谱，训练神经网络模拟器拟合APOGEE光谱，得出铝、锰和钛有较强NLTE效应，提供了相关拟合结果目录及校正丰度。
2026-07-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Milky Way Atlas for Linear Filaments III: Giant filaments and magnetic fields as evidence of a bubbly Galactic disk
Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics, Peking University（北京大学科维理天文与天体物理研究所）；Department of Physics, Graduate School of Science, Nagoya University（名古屋大学理学研究科物理学系）；Xinjiang Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院新疆天文台）；University of the Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）
利用ACT和Planck偏振数据研究银河系线性纤维与磁场相对取向，发现纤维取向呈双峰分布，不支持大尺度磁场主导纤维形成，而支持超阿尔芬湍流和超新星驱动气泡结构。
2026-07-02 astro-ph.GA
Multi-Wavelength, Optical (VI) and Near-Infrared (JHK) Calibration of the Tip of the Red Giant Branch Method based on Milky Way Globular Clusters
利用46个低红化银河系球状星团的高精度地基测光，结合Gaia DR 2自行选择成员星，在两个光学（$VI$）和三个近红外（$JHK$）波长上标定了红巨星分支（TRGB）方法的零点。在这样做的过程中，我们利用这些集群的sharpen定义的零年龄水平分支（ZAHB）将我们的集群样本相对校准到一个跨越广泛金属丰度的复合色星等图中，然后使用几何分离食双星距离设置这个复合物的绝对零点到半人马座PDMATHAMO。我们测量的$I-$带零点[ $M_I = -4.056 \pm 0.02 \text{ (stat}) \pm 0.10 \text{ (sys)} $ ]与之前发表的两个独立校准值的一个sigma一致，使用的是LMC [ $M_I = $ -4.047 mag; Freedman et al. 2019，2020]和脉泽星系NGC 4258 [ $M_{F814W} = $ -4.051 mag; Jang et al. 2020]中的TRGB星。我们还发现我们的$J,H,K$零点与几个文献研究非常一致。
2020-12-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Milky Way Mass with K Giants and BHB Stars Using LAMOST, SDSS/SEGUE, and Gaia: 3D Spherical Jeans Equation and Tracer Mass Estimator
China Three Gorges University（三峡大学）；CAS Key Laboratory of Optical Astronomy, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台光学天文重点实验室）；Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；Key Laboratory of Space Astronomy and Technology, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台空间天文与技术重点实验室）；Swinburne University of Technology（斯威本科技大学）；Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学）；Key Laboratory for Particle Astrophysics and Cosmology (MOE) / Shanghai Key Laboratory for Particle Physics and Cosmology（粒子天体物理与宇宙学教育部重点实验室/上海粒子物理与宇宙学重点实验室）；Key Laboratory for Computational Astrophysics, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台计算天体物理重点实验室）；Chinese Academy of Sciences South America Center for Astronomy, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院南美天文中心）
利用LAMOST、SDSS/SEGUE和Gaia数据，通过三维球形Jeans方程和踪迹质量估计器测量银河系质量，发现暗物质质量在不同样本和方法间有合理一致的结果。
2022-07-18 astro-ph.GA
Shaping the envelope of the asymptotic giant branch star W43A with a collimated fast jet
双极和多极行星状星云的形成过程是恒星演化研究中的主要难题之一。越来越多的人认为，准直喷流在缓慢膨胀（10- 20 km~s $^{-1}$）的信封在以前的演化阶段喷出，导致所观察到的形貌空腔的致密壁。然而，喷气机的发射以及它与星周物质相互作用以产生这种不对称形态的方式仍然知之甚少。在这里，我们提出的第一次CO排放的渐近巨星分支星W 43 A，跟踪整个流的喷流，从附近的驱动恒星系统的地区，它的形状的拱星信封。我们发现喷流的发射速度为175 km~s $^{-1}$，当喷流与星周物质相互作用时，其速度减速到130 km~s $^{-1}$。连续辐射揭示了一个双极壳层，中心有一个紧凑的亮点，可以精确定位喷流驱动源的位置。喷流和双极壳层的运动学年龄相等，$τ$ $\sim$ 60~ 60年，表明它们可能是在极短的时间内由共同的基本机制同时产生的。这些结果提供了关键的初始条件的理论模型，旨在解释形成的两极形态的低，中等质量的恒星的拱星信封。
2020-06-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Binary Frequency of r-Process-Element Enhanced Metal-Poor Stars and its Implications: Chemical Tagging in the Primitive Halo of the Milky Way
一些在[Fe/H] $\simeq -2.9\pm0.3$范围内的稀有晕巨星显示出{ \it r}过程元素丰度，相对于铁峰和更低峰的元素丰度，这些元素丰度作为一个组变化高达[ $r$ /Fe] $\sim80$。然而，这些{ \it r}-过程元素的天体物理学生产地点仍然不清楚。我们报告的初步结果，从四年的径向速度监测17 { \it r}过程增强的贫金属巨星，以检测和在这个样本中的双星。我们发现三个（可能是四个）光谱双星的轨道周期和偏心率是无法区分的人口I双星与巨大的原色，并没有表现出任何迹象表明，次要组件已通过AGB阶段的演变或爆炸的超新星。我们样本中的其他14颗恒星似乎是单一的-包括原型$r$ -过程元素增强型恒星CS 22892-052，它也在碳中增强，但不是在{ \it s}-过程元素中。我们的结论是，这些恒星的{ \it r}-过程（和潜在的碳）增强是不是一个本地的事件，由于质量转移或风从一个二进制的同伴，但被印在出生的分子云这些（单和双）恒星的外部来源。因此，这些恒星是早期星系晕系统不均匀性质的壮观化学示踪剂。
2011-10-25 astro-ph.GA
Structure and Evolution of the Milky Way
这篇评论讨论了银河系的结构和演化，在红巨星的星震学提供的机会的背景下。审查是根据银河系的主要组成部分：薄盘，厚盘，恒星晕，和银河系酒吧/隆起。审查结束时，银河考古学和化学标记的概述，并与AAT即将HERMES调查的简要说明。
2011-08-25 astro-ph.GA
Angular Momentum in Giant Molecular Clouds. I. The Milky Way
我们提出了一个详细的分析，比较在分子云和原子气体，围绕他们的速度场，以解决梯度的起源。为此，我们提出了分子云和周围原子气体的第一时刻强度加权速度图。这些地图是由莱顿/阿根廷/波恩银河系HI巡天的高分辨率13 CO观测和21厘米观测制作的。我们发现：（1）与每个分子云有关的原子气体具有相当大的速度梯度--这意味着分子云具有比周围HI小1-6倍的比角动量。(iii)最重要的是，在分子和原子气体中的速度梯度位置角通常是分开的-在玫瑰花状分子云的情况下多达130度。这一结果反驳了分子云是由原子气体简单的自上而下坍缩形成的假设。
2011-03-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark Halos of M31 and the Milky Way
结合星系盘自转速度和卫星星系、球状星团的径向速度，构造了M31和银河系~400 kpc范围内的大自转曲线。银河系的GRC是使用最新的太阳自转速度修订的。通过最小卡方拟合，将导出的GRC解卷积为de Vaucouleurs凸起、指数盘和具有Navarro-Frenk-White（NFW）密度分布的暗晕。最佳拟合参数的比较揭示了两个星系的盘和凸起的相似性，而M31的暗晕质量被发现是银河系的两倍。我们表明，NFW模型可能是一个现实的近似观察到的黑暗晕在这两个巨大的螺旋。
2015-04-21 astro-ph.GA
