Distance and Tangential Velocity of the Main Ionizing Star in the North America/Pelican Nebulae with Gaia EDR3
Bajamar星是一颗早期的O型星，电离了北美/鹈鹕星云。在投影中，它接近H II区域的几何中心，但似乎位于任何主要恒星子群之外。此外，在盖亚DR 2中，这颗恒星和系统的其他部分在视差（大2 $σ$）和相对切向速度（约6 km/s）上有轻微的差异。使用盖亚EDR 3，我们发现视差差异已经消失，但速度差异仍然存在。这些结果与恒星从子群中逃逸的结果一致。
2020-12-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Possible connection between the asymmetry of North Polar Spur and Loop I with Fermi Bubbles
北极支（North Polar Spur，简称NSPs）和环I的起源问题已经争论了近半个世纪，至今仍未解决。大部分的混淆是由于在南银河半球（SGH）没有任何这些结构的突出对应物造成的。这也导致了对费米泡和费米泡之间的联系的怀疑。在本文中，我表明，这种不对称的X射线和$γ$ -射线的环星系介质（CGM）的密度在南半球是唯一小于$\approx 20\%$比北对应的情况下，恒星形成驱动的风的情况下，可以很容易地产生。所需的机械光度，$\mathcal{L} \approx 4-5\times 10^{40} $ erg s $^{-1}$（减少到$\approx 0.3$ M $_\odot$ yr $^{-1}$，包括非热压力）和FB的年龄，$t_{\rm age} \approx 28$ Myr，与以前在恒星形成驱动风的情况下的估计一致。不对称的主要原因之一是太阳位置的投影效应。这样的命题也与南FB比北FB大$\approx 5^\circ$的事实相一致。因此，这些结果表明，从银河系中心（GC）的一个共同的起源的可能性，环-I和FB。我还估计了ROSAT-R67波段的南银河极和北银河极X射线的平均天空亮度，发现平均亮度的误差太大，无法估计南半球的不足。
2018-10-29 astro-ph.GA
Faraday Tomography of the North Polar Spur: Constraints on the distance to the Spur and on the Magnetic Field of the Galaxy
我们目前的无线电连续谱和偏振图像的北极支线（ESTA）从全球磁离子介质调查（GMIMS）进行的自治领射电天体物理天文台26米望远镜。我们在1280到1750 MHz的2048个频率通道上拟合偏振角与波长平方的关系，以获得法拉第旋转测量（RM）图。结合这个RM地图与已发表的法拉第深度图的整个银河系在这个方向上，我们得出法拉第深度引入的银河系和银河系星际介质（ISM）的前面和后面的银河系。法拉第深度的贡献的是接近于零，这表明，发射的唯一功能。在b>50度时，ISM在磁暴前方引起的法拉第深度为零，这意味着磁暴的这一部分在大约几百秒差距的距离上是局部的。在b=44度以下，由ISM贡献的法拉第深度随着银河系纬度的增加而逐渐增加，在更高的银河系纬度上则逐渐减小。这意味着b<44度的磁共振部分是远距离的，或者磁共振是局部的，但存在大尺度磁场的符号变化。如果反对称是局部的，那么就没有证据表明银河系法拉第深度存在大尺度的反对称模式。在纬度b>50度处，ISM在太阳系后面引入的法拉第深度可以通过包括相干垂直磁场来解释。
2015-08-17 astro-ph.GA
Measuring the local dark matter density with LAMOST DR5 and Gaia DR2
我们应用垂直的Jeans方程到太阳附近的银河系恒星的运动学来测量本地的暗物质密度。从LAMOST DR 5和Gaia DR 2的交叉匹配样本中选择了90，000多颗G和K型矮星进行分析。所应用的质量模型包括一个单一的指数恒星盘，剃刀薄的气体盘和恒定的暗物质密度。我们首先考虑简化的垂直Jeans方程，它忽略了倾斜项，并假设一个平坦的旋转曲线。在高斯先验下的总恒星表面密度，局部暗物质密度推断从马尔可夫链蒙特卡罗模拟是$0.0133_{-0.0022}^{+0.0024}\ {\rm M}_{\odot}\,{\rm pc}^{-3}$。局部暗物质密度的子样本在方位角范围内的$-10^{\circ} < ϕ< 5^{\circ}$是一致的1 $σ$的错误。然而，北部和南部的子样本显示出很大的差异，由于高原在北部和南部的垂直速度色散剖面。这些高原可能是南北方对暗物质密度估计不同的原因。考虑倾斜项对参数估计的影响不大，不能解释南北不对称性。取$σ_{z}$轮廓差异的一半作为未知系统误差，然后，我们获得了一致的测量北部和南部的子样本。讨论了垂直数据范围、示踪剂布居的标度高度、恒星的垂直分布以及样本大小等因素对局域暗物质密度测定不确定度的影响。
2020-05-25 astro-ph.GA
Suzaku and XMM-Newton Observations of the North Polar Spur: Charge Exchange or ISM Absorption?
通过重新考察北极支线的朱雀和XMM-Newton数据，我们发现这些光谱与传统的由纯热发射和中性吸收组成的模型不一致。最突出的差异是增强的O VII和Ne IX的禁共振比，和一个高的O VIII赖氨酸$β$线相对于其他莱曼系。碰撞电离吸收模型可以很自然地解释这两个特征，而电荷交换成分只能解释前者。通过包括附加的电离吸收，北极支线中的等离子体可以由具有0.25 keV的温度和$0.4-0.8$太阳的氮、氧、氖、镁和铁丰度的单相CIE分量来描述。北极支线的丰度模式与星系晕恒星的丰度模式完全一致。在以前的研究中报道的高氮氧比可以迁移到O VIII Ly $α$线的大透射率。电离吸收剂的特征在于平衡温度为$0.17-0.20$ keV，柱密度为$3-5 \times 10^{19}$ cm $^{-2}$。基于导出的丰度和吸收，我们推测北极支线是在星系晕的结构，使发射的大部分被银河ISM在视线中吸收。
2016-07-28 astro-ph.GA astro-ph.HE physics.atom-ph
Revisiting the distance to radio Loops I and IV using Gaia and radio/optical polarization data
银河系同步辐射具有大角度尺度的特征，称为射电杂散和环。确定这些结构的物理尺寸对于理解局部星际结构和模拟银河系磁场非常重要。然而，到这些结构的距离要么是有争议的，要么是完全未知的。我们重温了一个经典的方法，找到无线电杂散的位置，通过比较光学偏振角与同步辐射作为距离的函数。我们考虑三个示踪剂的磁场：恒星偏振，偏振同步辐射，偏振热尘埃排放。我们采用档案测量的光学星光偏振和盖亚距离，并构建一个新的地图偏振同步辐射从WMAP和普朗克数据。我们确认，同步加速器，尘埃排放，和恒星偏振角都显示出统计上显着的对齐在银河系高纬度。我们得到的距离限制，对112 $\pm$ 17 pc，135 $\pm$ 20 pc，和$<105$ pc循环I的三个区域。我们的结果强烈地表明，偏振同步辐射朝向北极支线在$b > 30^\circ$是本地的。这与早期基于恒星偏振和消光的研究结论一致，但与最近基于X射线数据重新审视的银河系中心起源形成鲜明对比。我们还获得了对部分环IV（180 $\pm$ 15 pc）的距离测量，并找到证据表明，它的同步辐射产生的机会重叠的结构位于不同的距离。未来的光学偏振调查将允许这种分析扩展到其他无线电杂散。
2021-09-14 astro-ph.GA
The course of the Orphan Stream in the Northern Galactic Hemisphere traced with Gaia DR2
孤流是星系晕中最显著的潮汐流之一。利用来自盖亚和其他巡天的红巨星、天琴座RR和水平分支恒星的数据，我们确定了孤儿流在天空中超过90度的自行。我们还提供了天空位置、距离和气流径向速度的更新轨迹。我们在这些后一个维度上的轨迹与以前的结果基本一致。然而，随着银河流接近银河盘，对早期的距离和纬度轨迹有重大的修正。用三维运动学选择的流星显示出一个非常紧密的红巨星序列。一致地，我们发现，应用自行削减删除了最富金属的恒星从早期光谱样本的流星，虽然一个显着的分散仍然表明矮星系的起源。流向其前端的减速表明在银河系中心半径约30 kpc处的圆速度约为200 km/s，与其他独立证据一致。然而，流的轨迹明显偏离轨道;空间轨迹不指向与速度矢量相同的方向，并且它表现出不太可能匹配任何合理轨道的横向摆动。在不同的坐标系中，低金属含量和小的分散性表明，它是一个动力学质量相对较低的祖先--$10^8$ Msun。
2018-12-14 astro-ph.GA
Dual Directional Expansion of Classical Cepheids in the Small Magellanic Cloud Revealed by Gaia DR3
利用盖亚DR3数据研究小麦哲伦云中经典造父变星的三维运动学，发现东北-西南和西北-东南两种不同成因的伸长结构。
2025-03-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
North Polar Spur/Loop I: gigantic outskirt of the Northern Fermi bubble or nearby hot gas cavity blown by supernovae?
本文综合多波段观测、三维尘埃图和恒星表，评估Loop I/NPS源于费米泡或邻近超新星腔两种对立解释，并提出结合近远因素的推测性情景。
2022-03-02 astro-ph.GA
North-South asymmetries in the Galactic thin disk associated with the vertical phase spiral as seen using LAMOST-Gaia stars
本研究利用LAMOST-Gaia数据分析了银河系薄盘的南北不对称性，发现垂直速度弥散剖面的波谷和偏移特征主要源于相螺旋，并通过测试粒子模拟定性重现了观测结果。
2024-01-09 astro-ph.GA
North Polar Spur: gaseous plume(s) from star-forming regions at $\sim$3-5 kpc from Galactic Center?
该研究提出北极spur（NPS）及相关结构由银河系中心3-5 kpc环切线处恒星形成区（SFRs）的富金属气体羽流形成，其弯曲形态源于羽流与环境气体角速度差异，临时轨迹模型与观测形态相似。
2024-10-31 astro-ph.GA astro-ph.HE
The double population of Chamaeleon I detected by Gaia DR2
上下文Chamaeleon I是研究低质量环境下团簇形成的理想实验室。最近，在空间上分别位于Chamaeleon I的北部和南部的两个子星系团被发现具有不同的年龄和径向速度。目的。在这封信中，我们报告了基于盖亚数据发布2（DR 2）的天体测量参数对Chamaeleon I的结构特性，年龄和距离的新见解。方法.我们在Gaia DR 2档案中确定了140个可靠的来源。我们确定了使用盖亚松弛的集群的中值距离，并拟合了松弛和自行的分布，假设存在两个集群。我们推导出每个单一源属于北部或南部子集群的概率，并将最有可能的成员的HR图与前主序等时线进行比较。结果Chamaeleon I的中位距离约为190 pc。这比文献中通常采用的值大约20个百分点。从Kolmogorov-Smirnov检验的的分布和自行，我们得出结论，北部和南部集群不属于同一个父种群。北方种群的距离dN = 192.7+/-0.4 pc，而南方种群的距离dS = 186.5+/-0.7 pc。这两个子集群出现coeval，在与文献结果的差异，和大多数的来源是年轻的3百万年。北部的集群更长，并向南方向延伸，部分与位于南部的更紧凑的集群重叠。还发现了两个子集群之间的相对旋转的暗示。
2018-08-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Discovery of Optical Filaments in the North Polar Spur/eROSITA Bubble
University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校）
研究在eROSITA气泡的北冕座延伸区发现光学细丝，通过Δ方差和功率谱分析其特征，对比不同模型所需功率，发现AGN喷流等模型合理，恒星形成驱动风模型不成立。
2026-07-23 astro-ph.GA astro-ph.HE
Kinematics and dynamics of Gaia red clump stars
我们分析的运动学和动力学的均匀样本的红丛星选择从第二盖亚数据发布目录在银河系两极的方向。通过与2微米全天巡天星表进行比较，确认了高度在0.6至3.5千秒差距之间的样本的完整程度。我们表明，密度分布和速度色散显着更扰动在北方比在南方，在我们的银河系附近的所有分析区域。我们提供了一个详细的评估，这些南北不对称的大高度。然后，我们继续评估这种不对称性如何影响平衡假设下的动态物质密度的测定。我们发现，牛仔裤的分析提供了相对相似的垂直力和综合动态表面密度在大的高度以上的平面在两个半球。在这些高度，恒星和气体的密度非常低，表面密度主要由暗物质控制，这使得可以分别在北方和南方估计在平衡假设下得出的局部暗物质密度。在存在垂直扰动的情况下，这些数值应被视为上限。Jeans分析得出的局部暗物质密度值在2 kpc以上，扰动北半球为$ρ_{\rm DM} \sim 0.013 \, {\rm M}_\odot/{\rm pc}^3$（$ \sim 0.509 \, {\rm GeV/cm}^3$），扰动南半球为$ρ_{\rm DM} \sim 0.010 \, {\rm M}_\odot/{\rm pc}^3$（$ \sim 0.374 \, {\rm GeV/cm}^3$）。作为比较，我们确定本地暗物质密度拟合全球相空间分布的数据。我们最终得到的值在$ρ_{\rm DM} \sim 0.011 - 0.…
2020-09-16 astro-ph.GA
On the distance to the North Polar Spur and the local CO-H2 factor
大多数模型都将X射线明亮的北极支线（NXP）与位于$\simeq$ 130 pc的Sco-Cen恒星形成区的热星际（IS）气泡区分开来。另一种相反的观点则认为，银河系外星系是一个与银河系核外流有关的遥远结构。通过比较从X射线吸收推断的前景IS气柱与沿着视线的气体和尘埃的分布，可以获得对散射距离的限制。朝向遮蔽分子云的吸收柱同时约束CO-H $_{2}$转换因子。我们从专门的XMM-牛顿观测的光谱拟合中推导出了X射线吸收物质NH（abs）的列，它们朝向南极洲的南端（l=29°，b=+5至+11°）。IS物质分布是从恒星光谱中的吸收线、3D尘埃图和发射数据中获得的，包括为此目的记录的高空间分辨率CO测量。19个视野的NH（绝对值）在$\simeq$ 4.3至$\simeq$ 1.3 x 10 $^{21}$ cm $^{-2}$之间变化。X射线亮度、吸收柱和硬度比之间的关系表明，随着纬度的增加，吸收柱的亮度降低。通过与吸收数据、局部和大尺度尘埃图的比较，排除了一个比300 pc更近的近距离尘埃。从300秒差距到4千秒差距，NH（abs）和红化之间的相关性随着视线长度的增加而增加，并且与基于普朗克$τ_{353}$的红化最紧密，表明距离要大得多。N（H）/E（B-V）$\simeq$ 4.1 x 10 $^{21}$ cm $^{-2}$ mag $^{-1}$。NH（abs）绝对值与-…
2016-09-13 astro-ph.GA
Local ISM 3D distribution and soft X-ray background: Inferences on nearby hot gas and the North Polar Spur
ISM的3D地图不仅可以用来定位IS云，还可以定位由恒星风和超新星吹来的云之间的IS气泡。我们比较我们的3D地图的IS灰尘的ROSAT弥漫X射线背景图。在平面中，在映射的附近空腔的位置和范围与0.25 keV背景发射分布之间存在良好的对应关系，表明这些附近空腔中的大多数有助于这种软X射线发射。假设一个恒定的尘埃与气体的比例和均匀的1 MK热气体填充的空腔，我们在一个简单的方式沿银河系平面从太阳看到的0.25 keV的表面亮度建模，考虑到吸收映射的云。数据-模型比较支持局部气泡（LB）中存在热气体。发现局部空腔中的平均压力约为10，000 cm-3 K，与以前的研究一致。该模型高估了第三象限中巨大空洞的辐射。使用CaII吸收数据，我们表明，灰尘CaII的比例是非常小的，在这个区域，这意味着存在大量的较低温度（非X射线发射）电离气体，解释至少部分的差异。在子午面，两个主要的亮度增强与连接LB和晕的烟囱吻合得很好。在高纬度明亮的北极脊附近没有发现空洞。我们在地图中搜索第4和第1象限中0.75 keV增强的源区。隧道和空洞被发现与主要的明亮区域相吻合，但是没有隧道或空洞被发现与低纬度，最明亮的部分相匹配。此外，地图和公布的光谱之间的比较不赞成附近的空腔位于约200 pc作为潜在的源区的太阳能电池。
2014-01-27 astro-ph.GA
The wave-like disk oscillations of mono-age stellar populations in the Solar neighbourhood from Gaia DR3
利用Gaia DR3数据研究太阳邻域单年龄恒星族的波状盘振荡，发现南北不对称性在所有年龄组中一致，表明所有恒星族受相同外部影响，且较老恒星垂直速度弥散更大。
2024-06-25 astro-ph.GA
Structure of the outer Galactic disc with Gaia-DR2
目标。我们计算恒星密度使用从盖亚DR 2获得的恒星计数到银河中心距离R=20千秒差距的视差误差的反卷积技术。然后，我们分析密度，以研究银河系外盘的结构，主要是翘曲。方法.为了进行反褶积，我们使用Lucy反演技术来恢复校正的星计数。我们还利用恒星的盖亚光度函数和$M_G<10$从恒星计数中提取恒星密度。结果恒星密度图可以用径向$h_r=2.07\pm0.07$ kpc的指数圆盘来拟合，对方位角的依赖性很弱，可以扩展到20 kpc，没有任何截止。张亮和张亮都是清晰可见的。对称S形翘曲的最佳拟合给出了整个总体的$z_w= z_\odot+(37\pm 4.2(stat.)-0.91(syst.))$ pc $(R/R_\odot )^{2.42\pm 0.76(stat.) + 0.129 (syst.)} sin(ϕ+9.3\pm 7.37 (stat.) +4.48 (syst.))$。当我们分别分析北向和南向经线时，我们得到一个在北向有较大振幅的$\sim25\%$的不对称性。这一结果可能受到消光的影响，因为盖亚G带很容易受到消光偏差的影响。然而，我们测试了我们使用的消光图的准确性，这表明消光在外盘中被确定得非常好。然而，我们记得，我们不知道完全消光误差，也不知道地图的系统误差，这可能会影响最终结果。这项分析也只针对非常明亮的恒星（$M_G<-2$）进行，平均而言，这代表了一个年轻…
2020-04-07 astro-ph.GA
Discovery of non-equilibrium ionization plasma associated with the North Polar Spur and Loop I
我们使用存档的$Suzaku$数据研究了北极支线（NORTH）/Loop I的详细等离子体条件。在以前的研究中，碰撞电离平衡（CIE）被假定为X射线等离子体状态，但我们也假设非平衡电离（NEI），以检查等离子体条件更详细。我们发现，大部分等离子体处于NEI态，其密度加权电离时标为$n_e t\sim10^{11-12}$ s cm $^{-3}$，电子数密度$n_e\sim$为几个$\times$ 10 $^{-3}$ cm $^{-3}$ .等离子体冲击年龄，$t$，或者冲击波阵面通过等离子体后所经过的时间，估计是在几个$\rm{Myr}$的数量级上，对于环/环I，这对整个环/环I结构的年龄提出了严格的下限。我们发现，NEI的结果显着更高的温度和更低的排放量比目前得出的CIE假设。NEI下的电子温度估计高达0.5 keV，朝向$Δθ=-20^\circ$处最亮的X射线脊，在$-10^\circ$处降低到0.3 keV，在$Δθ\sim0^\circ$处朝向环I的外缘再次增加到$\sim 0.6$ keV，大约是目前估计温度的两倍。在这里，$Δθ$是到环路I的外边缘的角距离。讨论了引入NEI对天体物理现象中等离子体态研究的意义。
2022-03-02 astro-ph.GA astro-ph.HE
Evidence of Galactic Center Expansion from Gaia DR3 Stars along the South North Axis: Implications for the JWST Early Galaxy Problem
本研究利用Gaia DR3数据发现银河系中心沿南北轴存在对称恒星外流，证实了中央区域的膨胀，为JWST观测到的早期大质量星系快速形成现象提供了潜在解释。
2025-09-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
A comprehensive study of 94 open clusters based on the data from IPHAS, GAIA DR2, and other sky surveys
本文测定了银河系北部94个疏散星团的色余、测光距离、年龄、天体测量弛豫和自行。利用IPHAS的r、i和H_α波段，2 MASS的J、H和K_s波段，WISE的W_1波段，Pan-STARRS的i、z和y波段的光度测量数据，用色差法计算出每个星系团的总消光比R_r=A_r/E_（r-i），并根据IPHAS的北银道面光度测量数据估算了色余和光度距离。推断的R_r值在R_r=3.1- 5.2区间内随聚类而显著变化，平均值和标准差分别等于<R_r>=3.99和σ R_r=0.34。我们利用（1）绝对自行和（2）Gaia DR 2星表中提供的绝对自行来识别星团成员，其中绝对自行是根据IPHAS、2 MASS、URAT 1、ALLWISE、UCAC 5和Gaia DR 1星表中检索到的恒星的各个历元位置和根据USNO-B1.0星表中提供的数据重建的各个Palomar巡天板上的恒星位置确定的，并计算了星系团的平均Gaia DR 2三角引力和自行。星系团的天体测量弛豫的平均形式误差约为7微弧秒，然而，我们的星系团样本的天体测量弛豫和测光弛豫的比较表明，盖亚DR 2的弛豫平均被系统地低估了45 +/-9微弧秒。这一结果与其他作者使用其他对象获得的估计一致。同时，我们发现我们的测光距离尺度在引用的误差范围内是正确的（推断的校正因子等于1，标准误差为0.025）。
2018-07-09 astro-ph.GA
Vertical waves in the solar neighbourhood in Gaia DR2
我们银河系附近恒星的垂直结构和动力学包含了许多关于可见物质和暗物质的局部分布以及银河系圆盘扰动的信息。我们使用\gaia \ DR2和大型光谱调查的太阳附近的恒星的位置和速度的数据，以研究垂直计数和平均速度的趋势，作为从当地银河系中平面的距离的函数。我们进行了详细的测量波浪状的南北不对称的垂直数计数，揭示了一些赤字的高度$\approx 0.4\,\mathrm{kpc}$，$\approx 0.9\,\mathrm{kpc}$，和$\approx 1.5\,\mathrm{kpc}$，峰值在$\approx 0.2\,\mathrm{kpc}$，$\approx 0.7\,\mathrm{kpc}$，和$\approx 1.1\,\mathrm{kpc}$。我们发现，不对称图案是独立的颜色。平均垂直速度在距中平面100秒差距内几乎与$<1\,\mathrm{km\,s}^{-1}$保持恒定，然后在$\approx0.5\,\mathrm{kpc}$处显示南北对称的倾角，振幅为$\approx 2\,\mathrm{km\,s}^{-1}$，这是与相似高度处的主要计数倾角对应的合理速度。因此，与\gaia \DR 2，我们确认在高保真度，当地的银河系盘正在经历一个波浪状振荡和动力学一致的观测图片的扰动当地的垂直结构首次出现。我们还提出了最精确和准确的测定太阳的高度以上的本地银河系中…
2018-11-07 astro-ph.GA
Cosmic-ray electrons and the magnetic field of the North Polar Spur
本研究利用多波段观测约束了北极冠突中宇宙射线电子和磁场参数，发现电子能量密度、磁场强度及激波加速效率等关键值，并探讨了电子再加速或早期激波加速机制。
2023-07-19 astro-ph.GA astro-ph.HE
Thermal Structure and Chemical Enrichment of the North and South Polar Spurs: Supersolar N/O and Ne/O in the X-ray Plasma
Columbus State Community College（哥伦布州立社区学院）；The Ohio State University（俄亥俄州立大学）；Center for Cosmology and Astroparticle Physics（宇宙学与高能粒子物理中心）；University of Miami（迈阿密大学）；Kavli Institute for Particle Astrophysics & Cosmology, Stanford University（斯坦福大学卡弗里粒子天体物理学与宇宙学研究所）；Instituto de Astronomia, Universidad Nacional Autonoma de Mexico（墨西哥国立自治大学天文学研究所）
研究通过分析存档数据和新观测结果，确定了北极极冠和南极极冠的热和化学特性，发现其具有超太阳丰度比，表明这些极冠可能是银河气泡的相反边缘，且化学性质表明恒星反馈在形成银河气泡中起重要作用。
2026-05-19 astro-ph.GA astro-ph.HE
A comparison of the local spiral structure from Gaia DR2 and VLBI maser parallaxes
上下文盖亚任务发布了第二个数据集（盖亚DR 2），其中包含大量大质量年轻恒星的自行和自行。目的。我们调查的螺旋结构在太阳附近的盖亚DR 2揭示的VLBI脉泽激光器记录比较。方法.我们检验了三个具有不同视差不确定性和距离误差约束条件的恒星样本：（1）所有视差误差小于10%的OB星，（2）只有0.1mas误差和视差距离误差小于0.2kpc的O型星;（3）只有0.05mas误差和视差距离误差小于0.3kpc的O型星。结果尽管DR 2中的恒星在1.4 kpc以上的距离不确定性很大，但Gaia所证明的太阳附近的螺旋结构与VLBI脉泽结果吻合得很好。从DR 2得到的O型星将VLBI脉泽磁振仪确定的旋臂模型扩展到银河系的第四象限，并表明在本旋臂和人马臂之间存在一个新的支线。
2018-07-06 astro-ph.GA
Supernovae Origin for the Low-Latitude-Intermediate-Velocity Arch and the North-Celestial-Pole Loop
本文利用 Gaia DR3 双星中的中子星候选体与 HI4PI 中性氢观测，提出低纬中等速度弧和北天极环源于古老超新星膨胀空腔，并估计其年龄及距离。
2023-10-31 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Tidally stripped halo stars from the Large Magellanic Cloud in the Galactic North
我们研究是否大麦云云（LMC）目前正在失去其恒星晕银河系（MW）潮汐。我们提出了一个活的$N$体模型正在进行的MW-LMC相互作用，预测一个突出的恒星流潮汐剥离的祖LMC。我们使用这个模型来定义一个策略来搜索剥离的材料在运动学空间。现有的恒星示踪剂，我们的结论是，RR天琴座星的样本提供了最高密度的运动示踪剂目前。使用样本的RR天琴座恒星与盖亚EDR 3天体测量，我们表明，在南银河半球的LMC恒星晕至少延伸到$\sim 30^\circ$从星系中心。此外，在北半球发现了几个领先的手臂候选者，远高于盘平面$b=+34^\circ$（在68 $^\circ$从LMC）。
2021-06-25 astro-ph.GA
Population-based identification of Hα-excess sources in the Gaia DR2 and IPHAS catalogues
本文给出了北银道面类点Hα过剩源的目录。我们的星表是使用一种新技术创建的，该技术利用来自盖亚的天体测量和照相信息来选择北银河系平面INT光度Hα巡天（IPHAS）中的Hα亮异常值。为了减轻由于恒星星族混合和灭绝的选择偏差，研究对象首先分区相对于它们的位置在盖亚的颜色绝对星等空间，并在银河系坐标空间，分别。然后，独立地对两种分区类型执行选择。两个显著性参数被分配给每个目标，每个分区类型一个。这些代表了一个定量的置信度，即给定的源是一个可靠的Hα过量候选者，参考相应分区中的其他对象。我们的目录为每个来源提供了两个标志，都表示Hα过量的显著性水平。通过分析它们在Hα窄带中的强度，7，474，835个天体中有28，496个被确定为Hα过量候选者，其显著性高于3。Hα离群值选择的完整性分数在3%到5%之间。建议的5σ保守切割产生81.9%的纯度分数。
2021-05-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Pecular velocities of galaxies in the Leo Spur
哈勃空间望远镜高级巡天照相机已被用于通过测量最亮红巨星分支恒星的光度来确定螺旋星系NGC 2683和“局部速度异常”区中其他12个星系的精确距离。这些星系位于狮子座支线，这是离我们家最近的本振层。新的，精确的距离测量证实，沿着狮子座马刺的星系比预期的更远离均匀的宇宙膨胀，因此对我们有很大的特殊速度。这种运动通常可以用先前发表的模型来解释，该模型假定本地片由于本地空洞的膨胀以259公里/秒的速度向南超星系极下降，并以185公里/秒的速度被吸引向室女星系团。在标准的$Λ$ CDM宇宙学中，一个空的空洞以16 km/s/Mpc的速度膨胀，所以259 km/s的运动要求局部空洞非常大和空。从公布的模型中得到的小残差可以归因于狮子座支下面的双子座-狮子座虚空的膨胀对超星系北极的向上推动。狮子座支线人口稀少，但在其组成部分中有两个协会只包含矮星系。
2015-03-20 astro-ph.GA
Gaia EDR3 distances of the young stellar clusters in the extended Carina Nebula complex
内容：船底座星云复合体（CNC）是银河系中最大和最活跃的恒星形成区域之一，它包含几个大型年轻星团。到目前为止，人们对单个星系团的距离及其物理联系知之甚少，文献中报道的结果存在很大差异。目的：我们想确定船底座星云中心区域的年轻星团（特别是Tr 14、15和16）与CNC西北边缘的突出星团NGC 3324和NGC 3293之间的可靠距离。研究方法：我们分析了盖亚EDR 3中237颗光谱识别的OB星的综合样本，以及整个复杂的9562颗X射线选择的年轻恒星。我们还进行了天体测量分析，以确定年轻的星团vdBH 99的成员，它位于船底座星云西北部的前景。结果如下：我们发现CNC中所研究的星团的距离在<= 2%的范围内相等，并且对于OB星样本和对于X射线选择的年轻恒星样本产生非常一致的最可能的平均距离值2.36（+0.05 -0.05）kpc和2.34（+0.05 -0.06）kpc。结论：我们的研究结果表明CNC中的星团构成了一个连贯的恒星形成区，特别是在西北边缘的NGC 3324和NGC 3293，它们与中央船底座星云的距离（<= 2%）相同。对于前景星系团vdBH 99，我们发现平均距离为441（+2 -2）pc，年龄约为60 Myr。我们量化的污染的X射线选择样本的船底座星云恒星的基础上，这个前景集群的成员。
2022-01-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
A 3D Dust Map Based on Gaia, Pan-STARRS 1 and 2MASS
我们提出了一个新的三维地图的尘埃变红，盖亚星系和恒星光度从泛星1和2 MASS的基础上。这张地图覆盖了-30度角以北的天空，距离为几千秒差距。这个新的地图包含了我们以前工作的三个主要改进。首先，盖亚星系的加入极大地改善了对附近恒星的距离估计。第二，我们结合了一个空间先验知识，将附近视线范围内的灰尘密度关联起来。这会产生更平滑的地图，有更多的各向同性云和更小的距离不确定性，特别是最近的千秒差距内的云。第三，我们推断尘埃密度的距离分辨率比我们以前的工作细四倍，以适应其他改进所带来的信噪比的提高。作为这项工作的一部分，我们推断了7.99亿颗恒星的距离，红度和类型。我们得到典型的红化的不确定性，约30%小于盖亚DR 2目录中报告的，反映了更多的光度通带，进入我们的分析。我们的3D灰尘图可以在https://doi.org/10.7910/DVN/2EJ9TX或通过Python包“dustmaps”访问，并可以在http://argonaut.skymaps.info交互式查询。我们的恒星参数目录可以在https://doi.org/10.7910/DVN/AV9GXO上访问。
2019-05-07 astro-ph.GA
Broadband radio study of the North Polar Spur: Origin of the spectral turnover with insights into the X-ray and Gamma-ray spectra
本研究通过宽带射电观测揭示北银极支的同步加速辐射主导及其光谱转折，估计磁场和能量，并预测可探测的伽马射线辐射。
2023-10-16 astro-ph.GA astro-ph.HE
A closer look at the spur, blob, wiggle, and gaps in GD-1
GD-1流是迄今为止发现的最长和最冷的恒星流之一，也是限制银河系暗物质性质的最佳对象之一。利用{ \it Gaia} DR 2的数据，我们研究了该流的自行、距离、形态和密度，以揭示小尺度扰动。自行清理的数据显示，整个河流的清晰距离梯度，范围从7到12千秒差距。然而，与发现连续梯度的早期研究不同，我们在$φ_{1}\approx$ -50度处发现了距离最小值，之后距离再次增加。我们可以可靠地追踪-85 $<φ_{1}<$ 15 deg之间的流，显示出比\citet{Price-Whelan18a}早期延伸更远的GD-1范围。我们约束流跟踪和密度使用布尔匹配滤波器的方法，并找到三个大的密度下，并找到显着的残差流跟踪排队与这些差距。特别地，在$φ_{1}$ =-3度处可见间隙，其被清晰的正弦摆动包围。我们认为，这种摆动是由于扰动，因为它有错误的方向来自一个祖先。我们计算的流段的总初始恒星质量为1.58 $\pm$ 0.07 $\times$ 10 $^{4}$ M $_{\odot}$。在这项工作中的支线的扩展视图，我们认为，支线可能是无关的流中的相邻间隙。最后，我们表明，与人马座矮星的相互作用可以创建类似的支线功能。
2019-11-13 astro-ph.GA
The period-luminosity relation for Cepheids derived from multiphase temperature measurements and Cepheids kinematics based on GAIA DR2 data
造父变星周期光度关系的标定一直是恒星天文学的重要目标之一。在相当多的不同方法中，Baade-Becker-Wesselink（BBW）方法作为最通用和最精确的方法之一处于最受欢迎的位置。我们提出了一种新的实现的BBW方法，这被认为是推广的表面亮度（\citealt{Barnes+Evans+1976}）和\cite{Balona+1977}方法首先提出的\cite{Rastorguev+Dambis+2010}和描述在\cite{Paper1}。该方法的主要特点之一是利用测得的有效温度变化来确定造父变星的主要参数，如距离、半径、光度、色余、本征色等。我们将这种方法应用于45个造父变星的北方天空，为多相温度数据。我们考虑到冲击波的影响，其存在于恒星大气中扭曲的观测数据和校准中使用的这项工作。在$0.0-0.87$相位区间内，我们导出了PL关系式$<M_V>_I=-(2.67 \pm 0.17)\cdot logP - (1.58 \pm 0.16)$ .用它计算了435颗具有GAIA DR 2自行的造父变星样本的距离、自转曲线和运动学参数。
2019-11-29 astro-ph.GA
The properties of the quasars astrometric solution in Gaia DR2
盖亚数据发布2（DR 2）提供了与无线电框架（ICRF）对齐的最佳非旋转光学框架，这要归功于在5参数天体测量解决方案中包含了大约50万个类星体。鉴于它们在描述天体参考系性质方面的重要诊断作用，我们的目标是对DR 2中类星体的天体测量进行独立评估。我们交叉匹配与盖亚DR 2类星体从LQAC 3，SDSS和LAMOST，获得208743个新的来源（命名为KQCG）。利用DR 2中已识别的类星体，我们估计了不同类星体子集的自行和自行的整体偏移量，以检验它们的天体测量一致性。利用矢量球谐函数分析了自行场的特征，将标量场展开为球谐函数，研究了它们的空间相关性.我们发现在KQCG星系中存在$\sim$ $-0.030$ $mas$的偏差，在$μ_{α\ast}$中存在$-9.1$ $μas/yr$的偏差;在整个类星体样本中一致地发现在$μ_δ$中存在$\sim$ +10 $μas/yr$的偏差。对不同子集的VSH分析结果表明它们之间具有良好的一致性。自行场在北半球表现为（（-6，-5，-5）$\pm$ 1）$μas/yr$自转，在南半球表现为（（0，+1，+3）$\pm$ 1）$μas /yr$自转。视差场的球谐函数展开揭示了$\approx$ 18度的系统学的角标度，其中RMS幅度为13 $μ$。位置比较显示，目前的盖亚天球参考框架和ICRF 2的轴在30 $μ$内对齐。
2018-10-24 astro-ph.GA
H$α$ fluxes and extinction distances for planetary nebulae in the IPHAS survey of the Northern Galactic Plane
本文报道了利用IPHAS巡天的成像数据对197个北半球行星状星云（PNe）进行的H $α$滤光光度测量。测量了46个由IPHAS观测发现的确认或可能的PNe和151个以前编目的PNe的H $α$ +[N II]通量，这些PNe落在IPHAS观测的北银道面区域内。在对IPHAS H $α$滤波器接收的[N II]发射进行校正后，将得到的H $α$通量与已发表的无线电自由-自由通量和H $β$通量相结合，以便使用其积分巴耳末线通量和其无反射无线电通量的比率来估计对143 PNe的平均光学反射。然后使用三种不同的3D星际尘埃消光映射方法估计到PNe的距离，包括Sale（2014）基于IPHAS的H-MEAD算法。这些方法被用来绘制尘埃消光与距离的关系，视线到PNE;截距与派生的尘埃光学消光允许距离的PNE被推断。对于我们样本中的17个PNe，可靠的Gaia DR 2距离是可用的，这些距离与使用三种不同消光映射算法得出的距离以及Frew等人（2016）的星云半径与H $α$表面亮度关系的距离进行了比较。这种关系和H-MEAD消光映射算法与盖亚DR 2距离最接近。
2020-12-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
3D shape of Orion A with Gaia DR2. An informed view on Star Formation Rates and Efficiencies
巨大的分子云猎户座A是距离地球最近的大质量恒星形成区域（$d\sim400$ pc）。它包含了北部丰富的猎户座星云团（ONC）和南部的低质量恒星形成区（L1641，L1647）。为了更好地了解恒星形成活动的差异，我们分析了整个云的气体质量分布和恒星形成率。我们发现气体大致均匀分布，而奇怪的是，ONC区域产生的恒星比云的其他部分多出约10倍。为了更好地解释这一现象，我们使用盖亚DR2望远镜来分析年轻恒星物体的距离，将它们用作云距离的代理。我们发现ONC区域确实位于400 pc左右，而低质量恒星形成部分从天空平面倾斜约70 $^\circ$，直到$\sim$ 470 pc。据此我们估计猎户座A是一个大约90 pc长的惯性云（大约是之前假设的两倍），它的“头”（ONC区域）是“弯曲的”，朝向银河系中平面。这一引人注目的新观点使我们能够在未来对这一重要的恒星形成区域进行更有力的分析。
2018-12-19 astro-ph.GA
A new look at Sco OB1 association with Gaia DR2
我们提出并讨论测光光学数据的OB协会SCOOB 1覆盖约1平方度的区域。UBVI测光与盖亚DR 2数据相结合，研究了该地区的三维结构和恒星形成历史。结合天体的自行和弛豫，我们确定了位于年轻的疏散星团NGC 6231和明亮星云IC 4628之间的7个物理群。最突出的星团群与稀疏的疏散星团Trumpler 24一致。我们确认存在的中间年龄星团VdB-Hagen 202，这是意想不到的，在这种环境中，并提供了第一次估计其基本参数。在评估各个群体的成员资格后，我们得出平均自行组件，距离和年龄。这七个组属于两个不同的家庭。年轻的家族（家族I）也有几颗前主序星。它们均匀地分布在整个场地上，并且也分布在VdB-Hagen 202前面。VdB-Hagen 202和两个较小的、稍微分开的、性质相似的星系团组成了II族，它们不属于星协，但在穿过星协的过程中被捕获。至于年轻的星系团，它形成了一个从明亮的星云IC 4628到NGC 6231的弧形结构，就像以前发现的那样。主序前恒星的密度似乎从NGC 6231向北到Trumpler 24增加。
2020-04-28 astro-ph.GA
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$-$15 \,kpc
我们调查的三维不对称运动学和银河系盘之间的银心距离$R=12$和15 \，kpc的时间戳，使用红色的团块星从LAMOST银河系巡天选择，也与自行测量提供的盖亚DR 2。我们发现银道面上方的速度亚结构对应于最近发现的密度倾斜（在\citet{Wang2018b, Wang2018c}中发现的“南-中相反”密度结构[R $\sim$ 12-15 \，kpc，Z $\sim$ 1.5 \，kpc]）的径向和方位角速度。对于垂直速度，我们检测到明确的垂直体运动或弯曲模式运动，没有明显的南北不对称对应的面内不对称功能。在不同年龄的恒星子样本中，我们发现从0 $-$ 14 \，Gyr开始的面内不对称性几乎没有时间演化，这意味着该结构可能对几乎宇宙时间的扰动敏感。我们建议，这种不对称的速度结构的可能的情况是由在平面内产生的机制，而不是垂直扰动。
2019-09-11 astro-ph.GA
Gaia-DR2 extended kinematical maps. Part I: Method and application
上下文盖亚合作组织使用具有六维（6D）相空间信息的盖亚-DR 2源导出太阳5千秒差距内的运动学地图，这是距离相对误差低于20%的恒星的可达范围。目标。在这里，我们的目标是将距离范围扩大2到3倍，从而将13 kpc和20 kpc之间的银河系距离范围添加到以前的地图中，并提供相应的误差和均方根值。方法.我们利用整个样本的恒星盖亚-DR 2包括径向速度测量，其中包括在超过700万的来源，我们应用统计反卷积的视差误差的基础上露西的反演方法的Fredholm积分方程的第一类，而不假设任何先验。结果新的扩展图提供了许多关于盘运动学的新的和证实的信息：在径向银心速度在-20和+20 km/s之间和垂直速度在-10和+10 km/s之间的平均轨道中圆度的显著偏离，方位角速度随位置的变化;银河系南北半球之间的不对称性，特别是朝向反中心的方向，包括南方的更大方位角速度;以及其他。结论.这些扩展的运动学地图可以用来研究我们银河系的不同动力学模型，我们将在本文的第二部分提出我们自己的分析。目前，很明显，银河系远非处于旋转平衡的简单静止配置，而是以所有速度分量的流运动为特征，具有明显的速度梯度。
2018-10-31 astro-ph.GA
The Alma catalog of OB stars. II. A cross-match with Gaia DR2 and an updated map of the solar neighbourhood
我们交叉匹配的阿尔玛目录的OB星与盖亚DR2天体测量和测光的第一步，朝着生产一个干净的样本，在太阳附近的大质量恒星具有高度的完整性。我们分析了由此产生的颜色绝对星等图，将我们的样本分为几类，并比较了两个来源的灭绝估计，发现两者都存在问题。用三种不同的先验获得的距离被发现在它们之间几乎没有差异，这表明Gaia DR2距离是稳健的。本文分析了太阳附近大质量恒星的三维分布。我们发现，一个运动学上不同的结构，我们称之为仙王座马刺从猎户座天鹅座螺旋臂向英仙座手臂延伸，位于银河系中平面上方，可能与最近发现的拉德克利夫波有关。我们认为，这种银河系盘的模式可能是负责最近增强恒星形成在其波峰和波谷。我们还讨论了在不久的将来扩展这项工作的计划。
2021-03-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
3D maps of interstellar dust in the Local Arm: using $Gaia$, 2MASS and APOGEE-DR14
盖亚数据和恒星巡天为基于恒星距离和距离的合成来构建银河系星际（IS）尘埃的详细3D地图开辟了道路。可靠的消光测量需要非常精确的光度校准。我们展示了迭代过程的第一步，将3D尘埃图和光度校准联系起来，并同时改进它们。我们之前的附近IS尘埃的3D地图被用来选择低红化的SDSS/APOGEE-DR 14红巨星，这个数据库用于Gaia G和2 MASS Ks波段的经验有效温度和金属度依赖的光度校准。这种校准已结合盖亚G波段经验消光系数最近公布，G，J和Ks测光和APOGEE大气参数，推导出大部分的调查目标的消光。使用等时线和与星等无关的消光K（J-Ks）独立估计距离。这个新的数据集已经与早期版本的尘埃地图合并。一个新的贝叶斯反演的距离消光对已被执行，以产生更新的三维地图。我们提出了新地图的几个性质。它与二维尘埃发射的比较表明，在中高纬的发射中看到的所有大型尘埃壳都接近300 pc。更新后的分布限制了备受争议的X射线明亮北极支线的起源超过800 pc。我们使用猎户座区域来说明其他细节和遥远的云层。在大比例尺上，这张地图揭示了本地臂的复杂结构。2到3千帕长的云链出现在相对于银河平面倾斜15度的平面上。沿着l=60- 240度轴定向的一系列腔穿过臂（http：stilism.obspm.fr）。
2018-04-17 astro-ph.GA
New stellar encounters discovered in the second Gaia data release
经过的恒星可能在我们太阳系的演化中起着重要作用。我们在Gaia-DR 2中所有720万颗具有六维相空间数据的恒星中寻找与太阳的近距离接触。我们的特点是通过整合他们的轨道通过银河系的潜力和传播相关的不确定性，通过蒙特卡洛resstrom的遭遇。经过过滤，以消除虚假的数据，我们发现694颗恒星的中位数（不确定性）最近的遭遇距离在5 pc内，所有发生在1500万年从现在开始。其中26个有至少50%的机会接近1 pc（7个在0.5 pc以内），除了一个之外，所有这些都是新发现的。我们进一步证实了一些，并驳斥了其他几个先前确定的遭遇，证实了对他们数据的怀疑。样本中最接近的相遇是G1710，它有95%的概率接近0.08 pc（17000 AU）。以质量估计盖亚天体测量和多波段测光基本上所有的遭遇，我们发现，Gl 710也有最大的冲动奥尔特云。使用银河系模型，我们计算的完整性的盖亚-DR 2遇到的样本作为近日点的时间和距离的函数。目前只有15%的5秒差距以内的相遇发生在+/-500万年前，主要是由于缺乏暗星和/或冷星的径向速度。考虑到这种不完整性，我们推断目前1 pc以内的遭遇率为每百万年19.7 +/- 2.2，这个数量预计将与遭遇距离成二次方，至少达到几pc。在我们的样本中，来自不完美过滤的虚假的大规模搜索往往会夸大发现的遭遇数量和推断的比率。这种影响的程度很难量化。
2018-06-25 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Discovery of NES, an extended tidal structure in the North-East of the Large Magellanic Cloud
我们报告的发现，一个新的弥漫恒星子结构突出5度从东北边缘的LMC光盘。我们称之为东北结构（NES）的结构是通过将高斯混合模型应用于从盖亚EDR3目录中提取的严格选择的麦哲伦系统候选成员的样本来确定的。NES填补了LMC外盘与LMC同一区域内其他已知结构（即北部潮汐臂（NTA）和东部子结构（ES））之间的间隙。特别值得注意的是，NES被放置在一个区域，N体模拟预见的弯曲的LMC光盘由于潮汐应力引起的MW。在天空的平面中的速度场表明，在LMC的东北部，包括NES的潮汐结构的复杂的，是受相干径向运动。额外的数据，以及广泛的动力学建模，需要阐明NES的起源以及与周围子结构的关系。
2022-03-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Lessons from the curious case of the `fastest' star in Gaia DR2
盖亚DR 2 5932173855446728064最近被认为是银河系的一部分，这是基于盖亚DR 2中给出的$-614.3\pm2.5\;\mathrm{km}\;\mathrm{s}^{-1}$中值径向速度。我们获得了八个时期的光谱后续行动，并发现一个非常不同的中值径向速度的$-56.5 \pm 5.3\;\mathrm{km}\;\mathrm{s}^{-1}$。如果这种差异可以用双星来解释，那么看不见的伴星将是一个中等质量的黑洞;因此，我们认为盖亚DR 2的径向速度一定是错误的。我们发现，盖亚获得的光谱很可能是由来自恒星$4.3\;\mathrm{arcsec}$的光所主导的，而且，由于盖亚光谱的无狭缝、时间延迟积分的性质，这种角度偏移对应于第二颗恒星的钙三重态中的虚假$620\;\mathrm{km}\;\mathrm{s}^{-1}$位移。我们认为，这种意料之外的恒星之间的对齐可能占105的202颗恒星的径向速度快于$500\;\mathrm{km}\;\mathrm{s}^{-1}$在盖亚DR 2，并提出了一个质量削减，以排除易受影响的恒星。我们建议进一步削减，以消除恒星的颜色测光是怀疑和恒星的径向速度测量是基于少于四个过境，从而产生一个前所未有的清洁选择盖亚RVS恒星用于研究银河系动力学。
2019-01-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Interaction of the Galactic-Centre Super Bubbles with the Gaseous Disc
利用射电连续谱、X射线、HI和CO线巡天研究了银河系中心（GC）超级气泡（GSB）与银河系气体盘和气体晕的相互作用。射电北极支（英语：North Polar Spur）是GSB最明亮的东脊，向银道面方向变亮，在最尖锐的一端到达$ l = 22°, \ b = + 2°$，在那里它与3千秒差距的膨胀环和环形山的切线方向相交。对脊的检查表明，整个GSB，包括脊及其反脊，构成GC对称的$Ω/$ \rotatebox [原点=c]{180}{ $Ω$ }形状。HI和CO盘的厚度和气体密度从内部（较低的经度）到3千秒差距陨石坑的外部急剧增加。陨石坑的形成是由冲击波从GC由$ \sim 10 $我前与几个$10 ^ {55} $尔格的发射能量的爆炸圆盘气体的上层清扫解释。在此基础上，对GSB的结构和形成机理提出了统一的看法。
2021-06-28 astro-ph.GA
Milky Way metallicity gradient from Gaia DR2 F/1O double-mode Cepheids
混合模式造父变星的第一泛音（1 O）/基本（F）周期之比（F/1 O）与金属度有关。因此，它可以用来描述拥有这种变星的系统。我们想利用Gaia DR 2星表中的F/1 O双模造父变星来计算银河系盘的金属丰度梯度。金属丰度是由盖亚DR 2提供的第一泛音和基本周期的比值得出的，而盖亚DR 2的周期则用于确定恒星的银心距离。从光变曲线的视觉检查，它原来是银河系的F/1 O双模造父变星在盖亚DR 2的大部分（77%）是虚假的检测。盖亚DR 2提供了3个新的真正的F/1 O造父变星。将它们与目前已知的F/1 O造父变星相结合，并使用整个样本的盖亚DR 2弛豫，我们可以推导出银河系盘中的金属丰度梯度。我们发现使用自助法的斜率为-0.045 $\pm$ 0.007 dex/kpc，使用总最小二乘法的斜率为-0.040 $\pm$ 0.002 dex/kpc。这些结果与先前基于典型造父变星的[Fe/H]梯度的测定结果吻合得很好。F/1 O造父变星的周期比可以可靠地确定银河系中的金属丰度梯度，反过来，在其他系统中，通过经典的光谱方法很难达到。
2018-09-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Completeness of the Gaia-verse I: when and where were Gaia's eyes on the sky during DR2?
盖亚太空任务正在制作革命性的天体测量，测光和光谱目录，使我们能够绘制银河系的地图，但前提是我们知道这个盖亚宇宙目录的完整性：它包含哪些恒星，它缺少哪些恒星？我们认为，完整性是由盖亚的旋转和旋进扫描定律驱动，并将这一原则应用于盖亚的诗句在这个系列。第一步，我们确定了没有对盖亚DR 2进行任何测量的时间段;这些差距在天空中产生了不完整的带状物，这将使任何忽略它们的研究产生偏见，尽管其中一些差距可能会在未来的数据发布中得到填补。我们的第一个方法是使用变星测光来识别94个长于一天的1%的间隙。我们的第二种方法是预测天空中每个点的观测次数，与报告的探测次数相比，揭示了天体测量和光谱学的额外差距。做出这些预测需要我们对盖亚扫描定律做出最精确、最公开的测定。利用这一扫描定律，我们进一步确定，大多数恒星暗于$G=22$在DR 2有虚假的星等，由于一个错误的校准造成的雷暴在马德里。我们的差距和精确扫描定律列表将使天文学家能够知道在第二次数据发布期间，盖亚的眼睛何时真正位于他们的双星，系外行星或微透镜事件上。
2020-04-29 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Tracing the Galactic disk from the kinematics of Gaia Cepheids
本文利用Gaia DR3中2057颗经典造父变星的三维速度研究银河系盘翘曲运动学，发现垂直速度更适合约束翘曲进动，并测得13 kpc处进动速率为4.9±1.6 km s⁻¹ kpc⁻¹，支持低进动速率模型。
2024-02-24 astro-ph.GA
The Hipparcos-Gaia Catalog of Accelerations
本文介绍了依巴谷和盖亚天体测量的交叉校准目录，使其能够用于测量自行的变化，即，在天空中的加速度。最终的星表采用了第二次盖亚数据发布（DR 2）的参考系，并将依巴谷-盖亚DR 2的位置差异和依巴谷自行进行了局部交叉校准。这就给出了每颗恒星三个几乎独立的自行测量值，其中标度位置差通常是最精确的。我们发现，两个依巴谷减少的线性组合优于任何减少本身，并解决误差膨胀的依巴谷和盖亚DR 2。我们采用的误差膨胀是加性的（正交）依巴谷和乘法盖亚。我们提供协方差矩阵以及所有测量的中心历元。我们最终的自行差异是准确的高斯与适当的方差，适合加速度测量和轨道拟合。这个星表是以完整性为目标而构建的，它包含了依巴谷近98%的恒星。它还包括一些虚假的条目和一些用户必须手工审查的希巴科斯减少的星星。从这个目录中得到的加速度的统计分布应谨慎解释。
2018-11-18 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
Origin of Galactic Spurs: New Insight from Radio/X-ray All-sky Maps
在这项研究中，我们分析了在无线电和X射线全天空地图中看到的巨大的银河系毛刺，以揭示它们的起源。我们讨论了两种类型的巨型毛刺：一种是地图中心附近最亮的漫反射发射，这可能与费米气泡有关（NPSs/SPS，分别为北/南极毛刺），另一种是与我们银河系中的局部旋臂位置一致的较弱的毛刺（LAS，局部旋臂毛刺）。我们的分析发现，X射线发射，不仅从银河系，但从SPS是更接近银河系的中心约5度相比，相应的无线电发射。此外，在LAS中观察到10-20度的较大偏移;然而，它们归因于不同的物理起源。此外，LAS的X射线发射温度为kT ~ 0.2 keV，系统地低于SPS和TGS的发射温度（kT ~ 0.3 keV），但与星系晕气体的典型温度一致。我们认为，无线电/X射线偏移和略高的温度的射电/SPS X射线气体是由于冲击压缩/加热的晕气体在过去的一个显着的银河系爆炸，而增强的X射线发射的LAS可能是由于弱凝聚的晕气体在臂电位或恒星形成活动没有冲击加热。
2021-01-09 astro-ph.GA astro-ph.HE
Gaia view of a stellar sub-structure in front of the Small Magellanic Cloud
最近的观测研究在小麦哲伦云（SMC）的东部地区发现了一个由红团（RC）星（在主体前方约12 kpc）跟踪的前景恒星子结构，并认为它是在麦哲伦桥（MB）形成期间形成的，由于麦哲伦云的潮汐相互作用。由于数据的空间覆盖范围有限，以前的研究仅调查了距离SMC中心4.0度的这一特征，因此无法找到与MB的物理联系。为了确定这个前景人口的空间范围和属性，我们分析了来自盖亚数据发布2（DR 2）的~ 314平方英尺的数据。度区域以SMC为中心，其覆盖整个SMC和MB的显著部分。我们发现，前景人口是目前只有2.5度到~ 5-6度之间的SMC在东部地区的中心，对MB，因此不完全重叠的MB在天空的平面。发现前景恒星星族与主体的恒星星族在运动学上不同，其切向速度慢约35 km/s，相对于主体向西北方向移动。虽然观测到的性质与模拟并不完全一致，但比较表明前景恒星结构很可能是气态MB的潮汐剥离对应物，并且可能是由SMC的内盘（由恒星主导）形成的。需要对RC星进行化学和3D运动学研究以及改进的模拟，包括潮汐和流体动力学效应，以了解前景结构和MB之间的偏移。
2020-10-06 astro-ph.GA
The Gaia/IPHAS and Gaia/KIS Value-Added Catalogues
我们提出了一个亚角秒的交叉匹配盖亚DR 2对北银河平面数据发布2（IPHAS DR 2）和开普勒-INT调查（KIS）的INT光度H-α调查。由此产生的增值目录（VAC）为盖亚测光提供了额外的精确测光（IPHAS的r，i和H-alpha，KIS的额外U和g）。在建立星表时，\gaia \DR 2中给出的自行被回退以匹配IPHAS DR 2的历元，从而确保高自行物体被适当地交叉匹配。目录分别载有IPHAS和KIS的7，927，224和791，071个源。对于每个包含的源的>5-sigma视差检测的要求意味着1- 1.5 kpc的距离被很好地覆盖。我们为每个编目对象定义了两个额外的参数：（i）$f_c$，一个依赖于盖亚天体测量拟合质量的星等示踪剂;（ii）$f_{FP}$，视差测量的假阳性率，从给定质量的天体测量拟合确定在给定的星等。基于这些参数的选择切割可以用于以受控和合理的方式清洁颜色-量值和颜色-颜色图。我们提供完整版和轻量版的VAC，其中VAC-light仅包含代表我们建议的纯度和完整性之间权衡的对象。星表的用途包括在匹配的数据集中识别新的变星，以及由于从主序星中分离出高光度恒星而更完整地识别H-α过量发射天体。
2018-09-11 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Approximate analytical description of the high latitude extinction
利用现有的LAMOST DR 5和Gaia DR 2/EDR 3数据，在北方天空的选定区域绘制了星际消光视$A_V$的分布图。$A_V$被模拟为银河纬度和距离的气压函数。然后用球谐函数逼近函数参数。由此产生的分析三维模型的星际消光可以用来预测$A_V$值的恒星与已知的视差，以及总的银河系消光在一个给定的位置在天空中。
2021-07-13 astro-ph.GA
