We analyze the 3D morphology and kinematics of 13 open clusters (OCs) located within 500 pc of the Sun, using Gaia EDR3 and kinematic data from literature. Members of OCs are identified using the unsupervised machine learning method StarGO, using 5D parameters (X, Y, Z, $μ_α\cosδ, μ_δ$). The OC sample covers an age range of 25Myr--2.65Gyr. We correct the asymmetric distance distribution due to the parallax error using Bayesian inversion. The uncertainty in the corrected distance for a cluster at 500~pc is 3.0--6.3~pc, depending on the intrinsic spatial distribution of its members. We determine the 3D morphology of the OCs in our sample and fit the spatial distribution of stars within the tidal radius in each cluster with an ellipsoid model. The shapes of the OCs are well-described with oblate spheroids (NGC2547, NGC2516, NGC2451A, NGC2451B, NGC2232), prolate spheroids (IC2602, IC4665, NGC2422, Blanco1, Coma Berenices), or triaxial ellipsoids (IC2391, NGC6633, NGC6774). The semi-major axis of the fitted ellipsoid is parallel to the Galactic plane for most clusters. Elongated filament-like substructures are detected in three young clusters (NGC2232, NGC2547, NGC2451B), while tidal-tail-like substructures (tidal tails) are found in older clusters (NGC2516, NGC6633, NGC6774, Blanco1, Coma Berenices). Most clusters may be super-virial and expanding. $N$-body models of rapid gas expulsion with an SFE of $\approx 1/3$ are consistent with clusters more massive than $250\rm M_\odot$, while clusters less massive than 250$\rm M_\odot$ tend to agree with adiabatic gas expulsion models. Only six OCs (NGC2422, NGC6633, and NGC6774, NGC2232, Blanco1, Coma Berenices) show clear signs of mass segregation.
Moving Groups in the Solar Neighborhood with Gaia, APOGEE, GALAH, and LAMOST: Dynamical Effects Gather Gas and the Ensuing Star Formation Plays an Important Role in Shaping the Stellar Velocity Distributions
Kinematic and Dynamical Properties of Solar Neighborhood White Dwarfs from SDSS DR19 and Gaia DR3
Programme of Astronomy and Space Sciences, Institute of Graduate Studies in Science, Istanbul University（伊斯坦布尔大学）；Department of Astronomy and Space Sciences, Faculty of Science, Istanbul University（伊斯坦布尔大学）；Homer L. Dodge Department of Physics and Astronomy, University of Oklahoma（俄克拉荷马大学）
Planets Across Space and Time (PAST). III. Morphology of the Planetary Radius Valley as a Function of Stellar Age and Metallicity in the Galactic Context Revealed by the LAMOST-Gaia-Kepler Sample
A Probabilistic Framework for Population Studies of the Solar Neighborhood: Application to SDSS-V and Gaia
Vanderbilt University（范德堡大学）；University of Toronto（多伦多大学）；Georgia State University（佐治亚州立大学）；University of Colorado Boulder（科罗拉多大学博尔德分校）；Universidad de La Serena（拉塞雷纳大学）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）；University of Pennsylvania（宾夕法尼亚大学）；Monash University（莫纳什大学）；Flatiron Institute（平顿研究所）；Universidad de Tarapacá（塔拉帕卡大学）
On the stellar velocity distribution in the solar neighborhood in the light of Gaia DR2
本工作的目的是有助于理解恒星速度分布在太阳附近（SN）。我们提出，$U-V$平面上的结构，称为移动群，可以主要由螺旋臂扰动来解释。银河系盘和旋臂的应用模型，参数由观测数据定义，模式速度$Ω_p=$ 28.0 km s $^{-1}$ kpc $^{-1}$，是相同的，使我们能够解释起源的本地臂和太阳的轨道被困在共转共振（CR）。我们表明，SN的$U-V$图片包括的主要组成部分，与CR，和内部和外部结构，我们可以与武仙座和天狼星流，分别。后发座-贝伦尼刻斯和毕宿星-昴星团以及太阳本身属于主要部分。武仙座的子结构主要由附近的8/1、12/1甚至6/1林德布拉德共振形成，而天狼星则由大量重叠的外部林德布拉德共振形成，-8/1、-12/1、-16/1，它们粘在CR上。这种丰富的共振只存在于共转附近，这应该是旋臂，而不是银河棒，其稳定的共转区远离太阳。该模型对速度分布的预测在定性和定量上与Gaia DR 2提供的分布相匹配。
3D Morphology of Open Clusters in the Solar Neighborhood with Gaia EDR3 II: Hierarchical Star Formation Revealed by Spatial and Kinematic Substructures
我们使用机器学习算法StarGO基于盖亚EDR 3数据识别了太阳附近65个疏散星团的成员。在添加来自先前研究（Pang et al. 2021 a，b; Li et al. 2021）的20个簇的成员之后，我们获得85个簇，并研究它们的形态学和运动学。我们将潮汐半径外的子结构分为四类：$<100$ Myr的分形（f1）和分形（f2），$>100$ Myr的晕（h）和潮尾（t）。f1型星系团的运动学亚结构是拉长的;它们类似于被破坏的星系团X。运动学的尾巴在t型星团中是不同的，特别是昂宿星。我们确定了29个层次组在四个年轻的地区（Alessi 20，IC 348，LP 2373，LP 2442），其中十个是新的。这些等级群体形成了细丝网络。两个区域（Alessi 20，LP 2373）呈现出全球性的“正交”膨胀（恒星运动垂直于暗条），这可能会导致完全的扩散。在UBC 31和IC 348区域的相关等级群中发现了类似于入射流（沿着暗条的恒星运动）。LP 2442区域（LP 2442 gp 1-5）的恒星群在空间上混合良好，但在运动学上是一致的。合并过程可能正在LP 2442子组中进行。对于较年轻的系统（$\lesssim30$ Myr），平均轴比，集群质量和半质量半径往往随着年龄值的增加。这些结构参数之间的相关性可能意味着在年轻恒星群的等级形成情景中发生的两个动力学过程：（1）细丝溶解和（…
Extended stellar systems in the solar neighborhood. IV. Meingast 1: the most massive stellar stream in the solar neighborhood
附近的恒星流携带着关于银河系恒星系统动力学演化和破裂、盘内质量分布的独特信息，为行星形成和演化研究提供了独特的目标。我们重新审视了Meingast等人（2019）发现的流，使用Gaia DR2数据和机器学习方法搜索新成员。我们使用一类支持向量机的装袋分类器进行搜索的新的流成员的位置和适当的运动。我们使用可变的预测频率，从众多的分类器来估计流成员资格标准，我们使用它来选择高保真源。我们使用HR图和笛卡尔速度分布作为测试和验证工具。我们发现了大约2000个高保真的流成员，或者比以前已知的多一个数量级，揭示了整个恒星质量谱中的流人口，从B星到M星，包括白矮星。我们发现，除了稍微更贫金属，流的HRD是无法区分的，从昴星团。对于我们最完整的质量范围，$\sim$ 0.2 M $_\odot$ $ < $ M $ < $ $\sim$ 4 M $_\odot$，我们发现一个正常的IMF，使我们能够估计流的总质量约为2000 M $_\odot$，使这个相对年轻的流迄今为止已知的最大质量。此外，我们确定了几个白矮星作为潜在的流成员。附近的Meingast 1流，由于其丰富，年龄和距离，是一个新的基本实验室恒星和行星形成和演化研究的研究不足的重力无约束恒星形成模式。我们还证明了单类支持向量机可以有效地用于揭示附近恒星系统的全部恒星星族与盖亚数据。
PANTERA. I. Hunting for the Most Metal-Rich Stars in the Solar Neighborhood with High-Resolution Spectroscopy
The Ohio State University（俄亥俄州立大学）；University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校）；Center for Cosmology and Astroparticle Physics, The Ohio State University（俄亥俄州立大学宇宙学与高能物理中心）；Leibniz-Institut for Astrophysics Potsdam (AIP)（波茨坦阿诺德·爱因斯坦天文台）；California Institute of Technology（加州理工学院）
New families in our Solar neighborhood: applying Gaussian Mixture models for objective classification of structures in the Milky Way and in simulations
星系形成的标准图象促使银河系分解成3- 4个恒星星族，它们具有不同的运动学和元素丰度分布：薄盘、厚盘、凸起和恒星晕。为了测试这个想法，我们使用测量的速度和铁丰度（即，一个增广的Toomre图）作为要分解的分布。我们比较结果的盖亚-APOGEE DR 16交叉匹配目录的太阳附近的那些从一套合成的盖亚-APOGEE交叉匹配构建的银河系质量的星系的宇宙学模拟火灾。我们发现，在合成和真实的数据，最适合的GMM使用五个独立的组件，其属性类似于标准人口预测的星系形成理论。两个组成部分可以明确地确定为薄盘和另一个作为晕。然而，与厚盘的对应物不同，有三个具有不同年龄和α丰度分布的中间组分（尽管这些数据不用于构建模型）。我们使用的合成数据的分解表明，分类组件确实对应于不同起源的恒星。通过与模拟数据类比，我们表明，我们的真实Gaia-APOGEE交叉配型的混合模型区分了以下组分：（1）圆形轨道上年轻恒星的经典薄盘（46%），（2）通过与卫星相互作用加热的薄盘恒星（22%），（3，4）代表α增强厚盘速度不对称性的两个分量（27%），（5）与早期大规模吸积相一致的恒星晕（4%）。
Stellar Stream Candidates in the Solar Neighborhood Found in the LAMOST DR3 and TGAS
我们将LAMOST DR 3与Gaia DR 1 TGAS目录进行了交叉匹配，并获得了166，827颗具有可靠运动学的恒星样本。基于小波变换的技术被施加到检测显着的超密度在速度空间中的五个子样本划分的空间位置。总共发现了16颗运动学非常相似的恒星。其中，四个是新的流候选，其余的是先前已知的组。本地样品的U-V速度分布和金属丰度分布都显示出武仙座结构和Hyades-Pleiades结构之间的明显差距。这些峰的U-V位置随着空间位置而移动。在描述了我们的分析之后，我们推测了我们的候选流的可能起源。
Kinematics of the local disk from the RAVE survey and the Gaia first data release
我们试图约束的薄和厚磁盘使用贝桑松人口合成模型与RAVE DR 4和盖亚第一次数据发布（TGAS）的运动学。通过应用详细的目标选择函数模拟了RAVE场，并使用取决于年龄的速度椭球计算了运动学，以研究长期演化。我们占了非对称漂移计算拟合Stackel潜在的轨道。使用ABC-MCMC方法调整模型参数，如速度分散、平均运动和速度梯度。我们利用金属丰度来增强薄盘和厚盘之间的分离。我们表明，该模型是能够再现本地磁盘的运动学非常详细。磁盘按照预期的长期演变，在非常好的协议与以前的研究薄盘。新的非对称漂移公式，适合于我们以前描述的Stäckel势，相当好地再现了在一个广泛的太阳附近的速度分布。用这种方法测定的太阳运动的U和W分量与前人的研究结果符合得很好。然而，我们发现一个比以前认为的更小的V分量，主要是因为我们包括了不对称漂移随到平面的距离的变化。厚盘是由一个长期的形成（至少2 Gyr），在此期间，我们表明，平均速度随时间增加，而规模的高度和规模的长度减少，非常一致的崩溃阶段与角动量守恒。这个新的银河系动力学模型能够在TGAS-RAVE样本的质量水平上再现在广泛的太阳邻域中观测到的速度，使我们能够约束薄盘和厚盘的动力学演化，以及确定太阳运动。
The POKEMON Speckle Survey of Nearby M dwarfs. IV. Distance-Limited Catalog (POKEMON-DLC)
California Institute of Technology（加州理工学院）；Northern Arizona University（北亚利桑那大学）；NSF National Optical-Infrared Astronomy Research Laboratory（美国国家光学红外天文研究实验室）；Bay Area Environmental Research Institute（湾区环境研究所）；NASA Ames Research Center（NASA艾姆斯研究中心）；Lowell Observatory（洛厄尔天文台）；Carnegie Science（卡内基科学）
