The Milky Way Project: Probing Star Formation with First Results on Yellowballs from DR2
Grace Wolf-Chase, C. R. Kerton, Kathryn Devine, Anupa Pouydal, Johanna Mori, Leonardo Trujillo, Aurora Cossairt, Sarah Schoultz, Tharindu Jayasinghe, Matthew Povich
备注：
24 pages, 10 figures (including two-panel Figure 8), to be published in ApJ
黄球（YBs）是在银河系计划公民科学倡议期间首次发现的（MWP; Simpson et al. 2012）。MWP用户注意到斯皮策太空望远镜中红外（MIR）银河系平面图像中紧凑的黄色区域，并要求专业天文学家解释这些“黄色球”。Kerton等人（2015）的后续工作确定，YBs可能会追踪与大质量和中等质量恒星形成相关的致密光解离区域。YB被列为2016年启动的银河系项目（Jayasinghe et al. 2016）的目标对象，该项目列出了超过6000个YB位置。我们已经测量了距离，交叉匹配协会，物理性质，和MIR颜色的约500个YBs的试点区域内覆盖的l= 30 - 40度，b= +/- 1度的银河平面的区域。我们发现，在我们的试点地区的20-30%的YBs包含高质量的恒星形成能够成为扩大H II区域，产生MIR气泡。大多数YB代表中等质量的恒星形成区域，其在进化图中的位置表明它们仍在活跃地吸积，并且可能是光学显示的Herbig Ae/Be星云的前身。许多这些中等质量的Yb被大质量恒星形成示踪剂的调查所遗漏，因此这个目录提供了许多新的恒星形成地点的信息。未来的工作将扩大这一试点地区的分析，以整个YB目录。
英文摘要：
Yellowballs (YBs) were first discovered during the Milky Way Project citizen-science initiative (MWP; Simpson et al. 2012). MWP users noticed compact, yellow regions in Spitzer Space Telescope mid-infrared (MIR) images of the Milky Way plane and asked professional astronomers to explain these "yellow balls." Follow-up work by Kerton et al. (2015) determined that YBs likely trace compact photo-dissociation regions associated with massive and intermediate-mass star formation. YBs were included as target objects in a version of the Milky Way Project launched in 2016 (Jayasinghe et al. 2016), which produced a listing of over 6000 YB locations. We have measured distances, cross-match associations, physical properties, and MIR colors of ~500 YBs within a pilot region covering the l= 30 - 40 degrees, b= +/- 1 degree region of the Galactic plane. We find 20-30% of YBs in our pilot region contain high-mass star formation capable of becoming expanding H II regions that produce MIR bubbles. A majority of YBs represent intermediate-mass star-forming regions whose placement in evolutionary diagrams suggest they are still actively accreting, and may be precursors to optically-revealed Herbig Ae/Be nebulae. Many of these intermediate-mass YBs were missed by surveys of massive star-formation tracers and thus this catalog provides information for many new sites of star formation. Future work will expand this pilot region analysis to the entire YB catalog.
Probing the Anisotropy of the Milky Way Gaseous Halo-II: sightline toward Mrk509
炽热的百万度气体似乎弥漫在银河系晕中，包含了银河系中大部分缺失的重子。这种环星系介质（CGM）在X射线中被有效地探测，无论是在吸收还是在发射中。CGM也似乎是各向异性的，所以我们已经开始了一个程序，以确定CGM属性沿几个视线结合吸收和发射测量。在这里，我们提出了使用新的\suzaku和\xmm观测接近\mrk 509视线的排放测量。我们还提出了新的分析和建模的\chandra HETG光谱约束的吸收参数。在这个视线范围内的排放量很高，EM $=0.0165\pm0.0008\pm0.0006~$ cm $^{-6}~$ pc，是平均值的五倍。然而，观察到的\ovii柱密度N（\ovii）$= 2.35\pm0.4 \times 10^{16}$ cm $^{-2}$接近平均值。我们发现发射和吸收气体的温度是相同的：分别为$\log T (\rm K) = 6.33\pm0.01$和$\log T (\rm K)=6.33\pm0.16$。我们用$β-$模型密度分布拟合了观测到的柱密度和发射测量。中心密度被限制在$n_0=2.8$- $6.0\times 10^{-4}$ cm $^{-3}$之间，并且密度分布的芯半径具有40 kpc的下限。这表明热气体主要在星系的CGM中，而不是在银河系盘中。我们推导出的密度分布接近\citet{Maller2004}配置文件的绝热气体在流体静力学…
Spectroscopic surveys with the SKA probing the ionized and molecular Milky Way
Nicolaus Copernicus University in Toruń（托伦尼古拉·哥白尼大学）；Macquarie University（麦考瑞大学）；California State University, Chico（奇科加州州立大学）；University of Kent（肯特大学）；University of Bonn（波恩大学）；West Virginia University（西弗吉尼亚大学）；Tata Institute of Fundamental Research（塔塔基础研究所）；University of Leeds（利兹大学）；Royal Observatory Edinburgh（爱丁堡皇家天文台）；Max Planck Institute for Astronomy（马克斯·普朗克天体物理学研究所）
Probing the kinematics of the Local Group with chemically enriched gas in the Hestia simulations
Universidad de Buenos Aires（布宜诺斯艾利斯大学）；Instituto de Astronomía y Física del Espacio (IAFE, CONICET-UBA)（空间天体物理研究所）；Institut für Physik und Astronomie, Universität Potsdam（波茨坦大学物理与天文学研究所）；Leibniz-Institut für Astrophysik（莱布尼茨天体物理研究所）；New York University Abu Dhabi（阿布扎比纽约大学）；Center for Astrophysics and Space Science (CASS), New York University Abu Dhabi（阿布扎比纽约大学天体物理学与空间科学中心）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）
Probing the All-sky Distribution of Soft X-ray Emission Associated with the Milky Way
Tokai National Higher Education and Research System, Nagoya University（东京大学高等教育与研究系统名古屋大学）；NASA/Marshall Space Flight Center（美国国家航空航天局/马歇尔太空飞行中心）；Tokyo University of Science（东京理科大学）；NASA/Goddard Space Flight Center（美国国家航空航天局/戈达德太空飞行中心）；LATMOS/IPSL, UVSQ Université Paris-Saclay, Sorbonne Université, CNRS（大气、气候和地球动力学实验室/IPSL，巴黎萨克雷大学UVSQ分校，索邦大学，法国国家科学研究中心）；The Henry A. Rowland Department of Physics and Astronomy, Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学亨利·A·罗兰尔物理与天文学系）
Probing the Hot Gaseous Halos of Milky Way-like Galaxies in the TNG50 simulation
Xiamen University（厦门大学）；Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学）；Tsinghua University（清华大学）；Columbia University（哥伦比亚大学）；University of Bologna（博洛尼亚大学）；INAF, Astrophysics and Space Science Observatory Bologna（意大利国家天体物理研究所博洛尼亚天文台与空间科学观测站）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）
Probing the Milky Way Halo with RR Lyrae Stars from Gaia Data Release 3
INAF - Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna（意大利国家天体物理研究所博洛尼亚天文台与空间科学观测站）；Dipartimento di Fisica e Astronomia-Universitá di Bologna（博洛尼亚大学物理与天文系）；Lucerne University of Applied Sciences and Arts（卢塞恩应用科学与艺术大学）；TOELT LLC（TOELT有限责任公司）
Probing Atomic Dark Matter with Stellar Streams in Milky Way-Mass Galaxies
Princeton University（普林斯顿大学）；University of Pennsylvania（宾夕法尼亚大学）；Flatiron Institute（平顿研究所）；University of California, San Diego（加州大学圣地亚哥分校）；University of Washington（华盛顿大学）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）
Metallicity Structure in Galactic Longitude-Velocity Diagrams of the Milky Way Disk and FIRE-2 Simulations
National Radio Astronomy Observatory（国家射电天文台）；Pennsylvania State University（宾夕法尼亚州立大学）；University of Wisconsin–Madison（威斯康星大学麦迪逊分校）；California State University, Chico（加州州立大学奇科分校）
Barium Stars Across the Milky Way: Probing Their Origins via the GALAH Survey
San Diego State University（圣地亚哥州立大学）；The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）；University of Utah（犹他大学）；University of California Santa Cruz（加州大学圣克鲁兹分校）；Mullard Space Science Laboratory, University College London（伦敦大学学院穆拉德空间科学实验室）；Indiana University（印第安纳大学）；University of Wisconsin-Whitewater（威斯康星大学惠特沃分校）
An Attenuation Bump at z=9.3: Probing Dust Diversity at Cosmic Dawn
Università di Padova（帕多瓦大学）；INAF, Osservatorio Astronomico di Padova（意大利国家天体物理研究所帕多瓦天文台）；Centro di Ateneo di Studi e Attività spaziali ”Giuseppe Colombo” - CISAS（朱塞佩·科洛姆博太空研究与活动中心）；Instituto de Radioastronomía y Astrofísica, UNAM（墨西哥国立自治大学射电天文与天体物理研究所）；INAF - Osservatorio Astronomico di Roma（意大利国家天体物理研究所罗马天文台）；Scuola Normale Superiore（比萨高等师范学院）；Centro B. Segre, Accademia Nazionale dei Lincei（林琴学院B.塞格雷中心）
Extremely-Metal Poor Stars in the Milky Way: A Second Generation Formed after Reionization
第三星族恒星形成的宇宙学模拟显示，当冷却由氢分子驱动时，初始质量函数（IMF）偏向于在红移z>20的迷你晕中形成的超大质量恒星（M> 100 Msun）。然而，这一结果与银河系晕中的极贫金属（EMP）恒星的观测结果相冲突，其r过程元素丰度似乎与非常大的第三星族祖先的预期不相容。我们提出了一个新的解决方案的问题，其中的IMF的第二代恒星形成在z>10，再电离之前，是不足的亚太阳质量的恒星，由于高宇宙微波背景温度地板。观测到的EMP星优先在z <10 in pockets of gas enriched to metallicity Z>10^{-3.5} Zsun由星族II星的风形成。我们对像银河系这样的暗物质晕的宇宙学模拟表明，目前的EMP星样本只能限制晚期第三星族恒星的IMF，这些恒星形成于z<13的晕中，维里温度Tvir约为10^4 K。这表明对不稳定性超新星主要不是由这个群体产生的。要开始探测形成于高红移的第三星族恒星的IMF，需要进行一次大规模的巡天，至少要有500颗，可能是几千颗金属丰度为Z~10^{-3.5} Zsun的EMP星。
