Superposing the Magnetic spiral structure of the Milky Way, on the stellar spiral arms -- Matching the unique galactic magnetic field reversal Zone with two galactic spiral arm Segments
为了精确定位螺旋臂中同步加速器总强度发射的峰值位置，我们使用螺旋臂位置的地图（从观察到的臂切线）。因此，在银河系第一象限的一个典型旋臂中，我们发现同步辐射的峰值位于距旋臂内臂边缘（热尘带）约220 ± 40秒差距处，虽然大多数银盘具有顺时针的大尺度磁场，但我们作了统计分析，更精确地界定了具有逆时针银盘磁场的较小反向环。我们发现一个环宽为2.1 +/-0.3 kpc（沿银河系半径测量），距离银河系中心5.5至7.6 kpc）。环不与单个螺旋臂重叠-它包含两个不同螺旋臂的节段。利用最近对旋臂位置的描绘，场反转环被认为包含了十字座-半人马座旋臂（在银河系第四象限）和人马座旋臂（在银河系第一象限）。
2022-10-27 astro-ph.GA
Giant molecular filaments in the Milky Way II: The fourth Galactic quadrant
丝状结构是冷的、分子星际介质（ISM）的常见形态特征。最近的研究发现了巨大的，百秒差距尺度的细丝，可能与大尺度的银河系旋臂结构有关。解决这些巨分子丝（GMF）的性质需要普查其发生和属性。我们在银河系第四象限进行了系统的GMF搜索，并确定了它们的基本物理特性。我们根据尘埃在近红外和中红外的消光特征以及由^{13}CO谱线发射探测的速度结构来识别GMF。我们使用^{13}CO线发射和ATLASGAL尘埃发射数据来估计GMF的总气体质量和稠密气体质量。我们结合我们的样本与早期的样本从文献和研究银河系环境的GMF。我们在银河系第四象限确定了9个GMF; 6个位于半人马座旋臂，3个位于旋臂间区域。将这个样本与早期在银河系第一象限使用相同识别标准的研究相结合，得到16个GMF，其中9个位于旋臂内。GMF的大小为80-160 pc，^{13} CO衍生的质量在5-90 x 10^{4} Msun之间。它们的致密气体质量分数在1.5- 37%之间，在连接到螺旋臂的GMF中更高。我们还比较了不同的GMF识别方法，发现基于排放和消光的技术仅部分重叠，突出了使用两者来实现完整普查的必要性。
2016-04-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
A new view of the Spiral Structure of the Northern Outer Milky Way in Carbon Monoxide
基于32162个分子云数据，构建了北外银河系正面分子气体图，揭示三段旋臂结构，发现约1306个分子云可能将新旋臂延伸至第三象限，且CO旋臂延伸至22千秒差距，与HI径向范围相当。
2024-11-18 astro-ph.GA
Using classical Cepheids to study the far side of the Milky Way disk. II. The spiral structure in the first and fourth Galactic quadrants
为了提高我们对银河系旋臂结构的理解，我们使用经典造父变星（CC）来增加银河系圆盘远侧的年轻示踪剂的数量，并精确确定距离。我们使用了30个CC的样本，这些CC是使用Vía Láctea调查（VVV）中的VISTA变量的近红外测光发现的，并根据它们的径向速度和金属丰度进行分类。我们将它们与另外20个CC从文献中的VVV测光。基于VVV红外测光的具有均匀计算的距离的CC的编译样本被用作概念的证明，以追踪盘的未充分探索的远侧中的螺旋结构。虽然CC的使用有一些警告，这些变量是目前唯一可用的年轻的示踪剂在远侧磁盘，可以获得大量的样本与准确的距离。因此，更大的样本可以使我们在理解整个银河系盘方面向前迈出重要的一步。我们提出的初步证据表明，CC的青睐：一个螺旋臂模型的两个主臂（英仙座和盾牌-半人马座）分支成四个臂在银河系中心的距离，$R_\mathrm {GC}\gtrsim5-6\,\mathrm{kpc}$;盾牌-半人马座臂的延伸背后的银河系中心;英仙座臂和诺玛相切方向之间的可能连接。目前银河系远侧的CC样本位于中平面，反对在研究区域存在小银心距离（$R_\mathrm {GC}\lesssim12\,\mathrm{kpc}$）的严重翘曲盘。在近红外波长的CC的发现和表征似乎是一个很有前途的工具，以补充基于其他旋臂示踪剂的研究，并将其扩展到我们银河系的远端。
2021-07-07 astro-ph.GA
A WISE Survey of New Star Clusters in the Central Plane Region of the Milky Way
本文介绍了在银河系中央平面区域（$|l|<30°$和$|b|<6°$）发现的新星团。为了克服消光问题和空间限制的以前的调查，我们使用宽视场红外巡天探测器（WISE）的数据来寻找集群。我们还使用档案中的其他红外测量数据进行额外的分析。我们发现923个新的集群，其中202个集群是嵌入式集群。这些星团集中在银道面上，并相对于银道纬度呈对称分布。嵌入式集群显示出更强的浓度比非嵌入式集群的银河平面。新的星团更多地出现在银河系的第一象限，而以前已知的星团更多地出现在银河系的第四象限。已知星团和新星团的组合样本的空间分布相对于银河经度是近似对称的。我们估计的15个A类星系团的红化，距离和相对年龄的理论等时线。其中10人年龄较大（$>800$ Myr），5人年龄较小（$\approx4$ Myr）。
2018-03-22 astro-ph.GA
The Complex Large-scale Magnetic Fields in the First Galactic Quadrant as Revealed by the Faraday Depth Profile Disparity
银河系是为数不多的已知拥有大规模磁场反转的螺旋星系之一。在人马座旋臂附近的银河系第一象限中存在场反转已经得到了很好的证实，但由于通过这个反转区域的河外射电源（EGS）的可靠法拉第深度（FD）数量不足，因此其特征很差。因此，我们进行了宽带（1-2 GHz）光谱偏振观测与卡尔G。Jansky甚大阵列（VLA），以确定距离银河中面$\pm 5^\circ$以内的$20^\circ$ - $52^\circ$银河经度范围内194个EGS的FD值，覆盖人马臂切线。EGS FD密度增加了5倍，导致在银河系经度范围$40^\circ$ - $52^\circ$的银河系中平面上发现FD值的差异。结合现有的脉冲星FD测量，我们建议人马臂可以托管奇宇称盘场。我们进一步比较了我们新推导的EGS FD与三个主要的银河系磁场模型的预测，并得出结论，他们都不能充分再现我们的观测结果。这导致我们开发了新的、改进的银河系圆盘磁场模型，这将成为未来银河系磁场模型重大改进的重要一步。
2020-07-15 astro-ph.GA
OH absorption in the first quadrant of the Milky Way as seen by THOR
羟基自由基（OH）存在于星际介质（ISM）的扩散分子和部分原子相中，但其相对于氢的丰度尚不清楚。我们的目标是评估丰富的OH相对于分子氢使用OH吸收厘米连续源在第一银河象限。这项OH研究是HI/OH/电离线调查（THOR）的一部分。索尔是卡尔·G。Jansky甚大阵列大程序，在15° $\leq$ 1 $\leq$ 67°和|b| $\leq$ 1°范围内的原子、分子和电离气体。这是迄今为止对该地区进行的最高分辨率的无偏OH吸收调查。我们将导出的光学深度与文献13 CO（1-0）和HI观测相结合，以确定OH丰度。我们检测到的吸收在1665和1667 MHz的过渡连续源强于$F_{\rm cont}\geq$ 0.1焦耳/梁。OH吸收被发现对$\sim$ 15%的这些连续源与更强的源增加分数。大部分的吸收与银河系HII区域有关。我们发现OH和13 CO气体具有相似的运动学性质。OH丰度随氢柱密度的增加而降低。相对于总氢核柱密度（原子和分子相）的OH丰度与$A_V$ < 10-20的恒定丰度一致。朝向最低的柱密度，我们发现源表现出OH吸收，但没有13 CO排放，表明OH是一个很好的适合示踪剂的低柱密度分子气体。我们提出了对W 43的空间分辨OH吸收。THOR调查的无偏见性质为ISM的气体性质打开了一扇新的窗口。在大范围的氢气柱密度的OH丰度的表征有助于理解OH作为一种分子气体示踪剂，并为…
2018-09-16 astro-ph.GA
Milky Way Disk-Halo Transition in HI: Properties of the Cloud Population
利用Parkes射电望远镜的银河系全天巡天21 cm HI观测资料，我们测量了位于16.9 < l < 35.3度和|b| < 20度切点附近的低星系晕中的255个HI云。这些云的平均质量为700 Msun，距离银河平面的平均距离为660 pc。这个银河系第一象限（QI）区域与之前使用相同数据集和测量标准研究的第四象限（QIV）区域对称。两个象限中的单个云的性质非常相似，表明它们属于同一种群，并且两个种群都具有sigma_cc ~ 16 km/s的视线云-云速度色散。然而，在QI切点有三倍多的盘晕云，它们的尺度高度在h=800 pc时是QIV的两倍。因此，观测到的视线随机云运动与云尺度高度或其在银河系周围的变化无关。云的表面密度在QI切点区域几乎是恒定的，但在QIV中在R~ 4kpc附近达到峰值。我们将所有这些差异归因于QI区在银河系棒尖端的巧合位置，在那里它与一个主旋臂合并。相比之下，QIV切点区只覆盖了一个小旋臂的一部分。因此，盘晕HI云的人口可能与大尺度恒星形成过程有关，并受其驱动，可能通过超壳层和反馈机制。
2010-08-16 astro-ph.GA
A Possible Extension of the Scutum-Centaurus Arm into the Outer Second Quadrant
结合加拿大银道面巡天（CGPS）的HI数据和银河成像卷轴画（MWISP）的CO数据，我们确定了一个新的旋臂段，它位于银心半径15 ~ 19 kpc之间，位于外臂之外，位于银河系第二象限。在它的大部分长度上，手臂是400-600 pc厚的$z$。新的旋臂似乎是Dame & Thaddeus（2011）最近发现的远旋臂的延伸，以及盾牌-半人马座旋臂进入外部第二象限。我们目前的调查确定了总共72个分子云的质量约为10 $^2$-10 $^4$ M $_{\sun}$，可能位于新的手臂。当所有可用的数据从CO分子云拟合，最好的$-$拟合螺旋模型给出的螺距角为9.3 $^{\circ}$ $\pm$ 0.7 $^{\circ}$。
2014-12-08 astro-ph.GA
The Flocculent Structure of the Inner Milky Way Disk
本研究利用HI4PI探测分析银河系内盘HI数据，未发现宏设计旋臂结构特征的浅肩峰和宽凹陷，表明太阳轨道内侧银河系不具备宏伟旋臂结构，应归类为絮状旋涡星系。
2025-11-01 astro-ph.GA
An Outer Arm in the Second Galactic Quadrant: Structure
缺乏旋臂示踪剂，特别是远距离示踪剂，是阻碍我们研究银河系结构的最大难题之一。幸运的是，凭借其高灵敏度的CO调查，银河成像卷轴画（MWISP）项目提供了这样一个机会。由于完成了大约三分之一的任务，l=[100，150] deg，b=[-3，5] deg的区域几乎已经覆盖。银河系的外臂首次以分子气体的形式清晰地揭示了它在银河系第二象限的形状-这是首次报道外臂如此大规模的分子气体映射。利用115 GHz的12 CO（1-0）资料，在LSR速度~= [-100，-60] km s^-1和上述区域，我们总共探测到481个分子云，其中，332其中457个可能属于外臂云，总质量约为3.1 × 10^6太阳质量。假设螺旋臂是对数螺旋，螺旋角拟合为~ 13.1度。结合MWISP的CO数据和加拿大银道巡天（CGPS）的21 cm HI数据，对外臂的气体分布、翘曲和厚度进行了研究。
2016-05-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Distances to molecular clouds in the second Galactic quadrant
我们目前的距离76中等大小的分子云和一个超大规模的一个在银河系第二象限（$104.75^\circ <l<150.25^\circ $和$|b|<5.25^\circ$），其中73个是第一次精确测量。采用基于密度的噪声空间聚类算法（DBSCAN）从$l$-$b$ - $V$空间（$-95 < V_{\rm LSR}< 25$ \kms）提取分子云样本，并采用消除背景视差的方法（BEEP），利用视差和Gaia DR 2视差测量距离. 76分子云的测量距离范围为211到2631 pc，超大尺度分子云似乎是一个相干结构，约1 kpc，在银河经度上跨越约40°（$\sim$ 700 pc）。
2020-12-17 astro-ph.GA
The Three-mm Ultimate Mopra Milky Way Survey. III. Data Release 6, An Atlas of Physical Conditions, Global Mass Conversion Laws, and 3D Physical Architecture of the Molecular ISM in the Fourth Quadrant
本文发布ThrUMMS数据发布6，通过LTE分析推导出第四象限分子气体的全局质量转换定律，建立新银河旋转模型并实现距离反投影，发现中平面波纹和三个遥远的大质量分子结构。
2025-07-03 astro-ph.GA
The Norma spiral arm: large-scale pitch angle
在银河系内部，我们用双切线方法统计了最近绘制的诺玛臂在两个银河系象限（在l=328度和l=20度附近的银河系象限切向观测）的平均俯仰角，得到-13.7 +/-1.4度。我们与文献中的其他测量方法进行了比较。此外，使用最新公布的俯仰角的数据和最新公布的数据的径向起点的四个臂（RGal = 2.2千秒差距）在每个银河系的象限，修正的速度图的诺玛旋臂，以及其他旋臂在银河系中，在每个银河系的象限。
2017-08-23 astro-ph.GA
A CGPS Look at the Spiral Structure of the Outer Milky Way I: Distances and Velocities to Star Forming Regions
我们提出了一个新的目录的分光光度计的距离和视线系统速度之间的90 $^{\circ}\leq \ell \leq~$ 195 $^{\circ}$（经度象限II和III的一部分）103 HII地区。利用1角分分辨率的21 cm HI和2.6 mm $^{12}$ CO线图（来自加拿大银道面巡天和FCRAO外星系巡天），分别测量了每个区域的两个新速度。将已知的和邻近的具有UBV光度学和MK分类的OB型恒星叠加到21厘米连续谱图上，用在HII辐射边界内的恒星（其距离不超过其他恒星的3倍标准差）计算了新的平均恒星到103个星云的距离。使用这种方法排除距离异常值的平均距离，一组许多恒星在每个HII区域减少了异常变红的影响，为某些个人。9个常见天体的最终平均距离与VLBI视差距离呈1：1的对应关系。此外，与这些象限中的HII区域的先前目录相比，在同一区域中到英仙座旋臂物体的距离的散射减少了50%，并且在相对于太阳的共同角速度$Ω-Ω_0$（km~s $^{-1}$ ~kpc $^{-1}$）周围的散射减少了$\sim$ 1/ $\sqrt{2}$。该星表的目的是为在2 $^{\textrm{nd}}$和3 $^{\textrm{rd}}$象限进行更详细的大尺度银河螺旋结构和动力学（旋转曲线、密度波流）研究奠定基础，这两个象限从太阳的位置看是银河系中最有利的部分。
2014-05-27 astro-ph.GA
Molecular cloud catalogue from $^{13}$CO(1-0) data of the Forgotten Quadrant Survey
对银河系平面的新一代光谱测量揭示了星际介质的结构，从而可以同时研究从单个恒星形成物体或系统到整个旋臂的致密结构。本文介绍了从遗忘象限巡天的$^{13}$ CO（1-0）数据立方体中提取的分子云星表，该星表在220°<l<240°和-2.5°<b<0°范围内绘制了$^{12}$ CO（1-0）和$^{13}$ CO（1-0）的银道面。该星表包含87个分子云，它们的主要物理参数如面积、质量、距离、速度色散、和维里参数。这些结构总体上比在$^{12}$ CO（1-0）数据集中识别的分子云更少延伸和更少质量，因为它们追踪了$^{12}$ CO（1-0）云的最亮和密集部分。相反，两个星表中的长宽比、等效球半径、速度色散和维里参数的分布是相似的。分子云的质量面密度的平均值为87 $\pm$ 55 M $_{\odot}$ pc $^{-2}$，在整个银河系中心半径上几乎是恒定的，这表明这个参数是恒星形成的代理，主要受当地条件的影响。我们发现由$^{12}$ CO（1-0）和$^{13}$ CO（1-0）得到的云的总质量和速度色散之间有很好的一致性。这可能是因为在银河平面的测量部分，H $_2$柱密度不是特别高，导致CO发射的光学深度不是很高。这减轻了两种示踪剂之间的不同线不透明度对导出的物理参数的影响。这是外星系的一个共同特征，但我们的结果不能轻易推广到整个银河系。
2021-09-02 astro-ph.GA
Distributions and Physical Properties of Molecular Clouds in the Third Galactic Quadrant: $l$ = [219.75, 229.75]$^\circ$ and $b$ = [-5.25, 5.25]$^\circ$
本文利用高灵敏度 CO 同位素巡天研究第三银象限分子云，识别多旋臂结构与上千个云核，并给出尺度、质量及维里参数等物理关系。
2023-08-21 astro-ph.GA
On the Structure of the Sagittarius Spiral Arm in the Inner Milky Way
本研究通过BeSSeL巡天对4个脉泽源的视差与自行测量，修正了银河系第一象限外侧人马座旋臂的径向位置，支持该旋臂与英仙座旋臂在第一象限交汇的假说。
2024-05-19 astro-ph.GA
The observed spiral structure of the Milky Way
银河系的螺旋结构还没有被很好地确定。理解这种结构的关键是增加可靠的螺旋示踪剂的数量，并尽可能准确地确定它们的距离。HII区、巨分子云和6.7GHz甲醇脉泽与高质量恒星的形成密切相关，因此它们是很好的螺旋示踪剂。我们更新了银河系HII区，GMC和6.7 GHz甲醇脉泽的目录，然后概述了银河系的螺旋结构。我们收集了2500多个已知的HII区域，1300 GMC和900 6.7 GHz甲醇脉泽的数据。如果测光距离或三角距离还不可用，我们就用银河系自转曲线确定运动学距离，该曲线采用国际天文学联合会现行标准，$R_0$ = 8.5 kpc和$Θ_0$ = 220 km s $^{-1}$，以及在我们用所采用的太阳运动修正示踪物的速度后，最新更新的数值$R_0$ = 8.3 kpc和$Θ_0$ = 239 km s $^{-1}$。利用基于HII区激发参数或GMC质量的权因子，得到了这些螺旋示踪剂的分布。示踪物的分布显示在银河系第一象限至少有四段旋臂，在第四象限有三段旋臂。英仙座臂和本机臂也被许多明亮的HII区域所描绘。大质量恒星形成区和GMC所追踪到的臂段能够与外星系的HI臂相匹配。我们发现三臂和四臂对数螺线模型能够连接大多数螺线示踪剂。提出了一种多项式-对数螺旋线模型，它不仅描述了示踪剂的分布，而且与观测到的切向方向相匹配。
2014-10-08 astro-ph.GA
A global view on star formation: The GLOSTAR Galactic plane survey. II. Supernova Remnants in the first quadrant of the Milky Way
上下文银河系超新星遗迹（SNRs）的总体性质对于我们理解银河系星际介质（ISM）的动力学是必不可少的。然而，银河系SNRs目录的完整性预计只有${\sim}30\%$，还有大约700个SNRs有待检测。银河平面的深层干涉射电连续谱调查有助于纠正这一明显的缺陷，通过识别在以前的调查中没有检测到的低表面亮度信噪比和紧凑的信噪比。然而，SNR通常与H II区域混淆，H II区域可以具有类似的无线电形态。射电光谱指数、偏振和中红外（MIR）波长的发射可以帮助区分SNR和H II区域。目的。我们的目标是识别SNR候选人使用连续图像从卡尔G。Jansky甚大阵观测银河系中恒星形成的GLOBAL视图（GLOSTAR）。方法. GLOSTAR是一个C波段（4- 8千兆赫）无线电波长巡天仪，对覆盖$358^{\circ} \leq l \leq 60^{\circ}, |b| \leq 1^{\circ}$的银河平面进行巡天。这次调查的连续图像，这是从观测与最紧凑的配置阵列，有一个角分辨率为$18''$。我们在这些图像中搜索SNR以识别已知SNR、先前识别的SNR候选者和新SNR候选者。我们研究这些对象在MIR调查和GLOSTAR偏振数据分类为热或非热的发射。结果我们确定了157个SNR候选者，其中80个是新的。偏振测量提供了这些候选人的9个非热发射的证据。我们发现，两个先前确定的候选人是细丝。我们…
2021-06-07 astro-ph.GA astro-ph.HE
Synthetic CO, H2 and HI surveys of the Galactic 2nd Quadrant, and the properties of molecular gas
我们目前的CO，H2，HI和HISA分布从一组模拟的宏伟设计螺旋，包括恒星反馈，自引力，加热和冷却。我们通过将观测者放置在模拟星系内来复制第二银河象限的辐射，并使用辐射转移代码对模拟进行后处理，从而创建合成观测。我们将合成数据立方体与银河系第二象限的观测结果进行比较，以测试当前模型再现银河系ISM基本化学的能力，以及测试这些星系模型对不同化学配方和/或反馈的敏感程度。我们发现，模型，其中包括反馈和自引力可以再现生产CO相对于H2在我们的银河系中观察到的，以及垂直于银河系平面的材料的分布。虽然化学/反馈配方的变化不会对模拟星系中化学的统计特性产生巨大影响，但我们发现，反馈和自引力都是至关重要的因素，因为我们的测试没有反馈，无法重现所有的可观测值。最后，尽管从H2到CO的转变似乎很强劲，但我们发现所有模型似乎都产生不足的分子气体，并且分子与原子气体的比例低于观察到的。尽管如此，我们的基准模型与反馈和自引力已被证明是强大的再现我们的银河系ISM的基本分子气体成分的统计特性。
2014-12-08 astro-ph.GA
Near-infrared [Fe II] and H$_{2}$ Emission-line Study of Galactic Supernova Remnants in the First Quadrant
我们报告了利用两个窄带成像巡天UWIFE和UWISH 2在第一象限探测到与银河系超新星遗迹（SNR）相关的近红外（NIR）[Fe II]（1.644 $μ$ m）和H $_{2}$ 1-0 S（1）（2.122 $μ$ m）谱线特征。在两次调查完全覆盖的79个SNR中，我们发现了19个[Fe II]发射SNR和19个H $_{2}$发射SNR，每个SNR的检出率为24%。11个SNR显示了这两种发射特征。[Fe II]和H $_{2}$的探测率分别在$40^{\circ}$ - $50^{\circ}$和$30^{\circ}$ - $40^{\circ}$的银河经度（$l$）处达到峰值，并朝着较小/较大的$l$逐渐降低。发射两条发射线的11个SNR中的5个清楚地显示“[Fe II]-H $_{2}$反转”，其中在[Fe II]发射中的SNR边界之外发现H $_{2}$发射特征。我们的近红外光谱表明，H $_{2}$发射来自碰撞激发的H $_{2}$气体。在[Fe II]和H $_{2}$发射中最亮的SNR是W 49 B，贡献了探测到的SNR的总[Fe II] 1.644 $μ$ m（$2.0 \times 10^4$ L $_{\odot}$）和H $_{2}$ 2.122 $μ$ m（$1.2 \times 10^3$ L $_{\odot}$）光度的70%和50%以上。我们银…
2019-02-11 astro-ph.GA
The Outer Disk of the Milky Way Seen in 21-cm Absorption
最近对银道面21厘米线辐射的三次观测，结合单碟和干涉仪观测，获得了1弧分至2弧分、1 km/s的分辨率和良好的亮度灵敏度，为研究星际介质中暖相和冷相H I的分布提供了约650个吸收谱和相应的发射谱。这些发射-吸收光谱对被用来研究银河系外盘中的星际中性氢的温度，在太阳圈之外，半径为25 kpc。冷中性介质在平面上方的半径和高度上分布，其参数与暖中性介质非常相似。特别是，发射与吸收的比率，给出了气体的平均自旋温度，在半径为25 kpc的情况下几乎保持不变。这表明冷相和暖相的混合物是一个稳定的量，星际环境的变化不会迫使H I进入一个只允许一个温度的状态。在外盘中，原子气相的混合物大约有15%到20%是冷的（40 K到60 K），其余的是热的，对应于平均自旋温度250到400 K。银河系的弯曲在吸收数据中清晰地显现出来，而熟悉的光速图上的其他特征在吸收方面具有类似的特征，其对比度甚至比21厘米的发射更高。在银河系的第三和第四象限，平面相当平坦，在吸收和发射方面，与第一和第二象限的强烈翘曲形成对比。在外盘中，冷气体和暖气体的尺度高度相似，都随银河半径的增加而增加。
2009-01-08 astro-ph.GA
Trigonometric Parallaxes of Massive Star-Forming Regions. IX. The Outer Arm in the First Quadrant
本文报道了用甚长基线列阵对遥远的大质量恒星形成区G75.30+1.32的水脉泽进行的三角视差测量。该源的日心距离为9.25+-0.45 kpc，位于银河系第一象限的外臂。它位于银河系平面上方200 pc，与一个大分子云边界处的大量HI增强有关。在银心半径为10.7 kpc的地方，G75.30+1.32位于银河系的一个区域，该区域的圆盘明显地向银河系北极弯曲。虽然恒星形成区有一个接近圆形的瞬时银河轨道，但它显示出朝向银河平面的18 km/s的显著运动。目前的结果，当结合两个以前的微波激射器的研究外臂，产生一个约12度的俯仰角的一个大部分的臂从第一象限延伸到第三。
2011-10-19 astro-ph.GA
The distances to molecular clouds in the fourth Galactic quadrant
分子云的距离测量是必不可少的和重要的。我们提出了直接测量距离169分子云在银河系的第四象限。基于2微米全天巡天的近红外测光和Via Lactea巡天的Vista变星，我们在单个分子云的重叠方向上选取了红团簇星，并推断了这些星的面元平均消光值和距离。我们跟踪消光与距离轮廓的视线对云，并将它们与高斯尘埃分布模型，以找到云的距离。我们已经获得了169个分子云的距离，这些分子云从Rice等人那里选出。这些分子云距离太阳的距离在2到11千秒差距之间。典型的内部不确定性的距离是小于5%，系统的不确定性约为7%，在这项工作中提出的目录是最大的遥远的分子云的直接测量距离的均匀目录之一。根据目录，我们已经测试了不同的螺旋臂模型从文献中。
2020-06-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Kinematically-Distinct RR-Lyrae Overdensity in the Inner Regions of the Milky Way
我们结合了赛丁春天调查的RR天琴座恒星与南方自行目录4，以检测和运动学特征overdensities内晕的银河系。我们在银河系的第四象限，在银河平面上方发现了一个这样的高密度。超密度延伸至少20度经度，平均日心距离为8千秒差距，深度为4千秒差距，并被限制在银河平面的4千秒差距内。它的金属丰度分布与野外种群的分布不同，峰值在-1.3，明显的尾部在-2.0。自行表示远离平面的净垂直运动和低轨道角动量。定性地说，这些轨道特性表明可能与半人马座欧米茄的母卫星有关。然而，一个特定的欧米茄Cen N体破坏模型的比较并没有给出一个很好的匹配与观察。视线速度和更广泛的N体模型将有助于澄清这种过度密度的性质。
2015-07-06 astro-ph.GA
Extended Ionized Fe Objects in the UWIFE Survey
Seoul National University（首尔大学）；Korea Astronomy and Space Science Institute（韩国天文学与宇宙科学研究所）；Subaru Telescope, National Astronomical Observatory of Japan (NAOJ), National Institutes of Natural Sciences (NINS)（昴星团望远镜，日本国立天文台（NAOJ），国立自然科学研究院（NINS））；School of Mathematical and Physical Science, SOKENDAI (The Graduate University for Advanced Studies)（数学与物理科学学院，SOKENDAI（高级研究大学院大学））；University of Kent（肯特大学）；Korea University of Science and Technology (UST)（韩国科学技术院（UST））；Samsung SDS（三星SDS）；Department of Earth Science Education, Kongju National University（公州国立大学地球科学教育系）；UKIRT Observatory, Institute for Astronomy, University of Hawaii（夏威夷大学天文学研究所英国红外望远镜观测台）
UWIFE调查发现204个扩展电离铁对象，与超新星残骸、年轻恒星等天体相关，揭示了银河系第一象限的激波气体分布。
2026-01-05 astro-ph.GA
The Combined Dense Gas and Excitation Atlas of the Milky Way I. Mass Distribution and Ripples in the Molecular Layer
Space Science Institute（空间科学研究所）
通过整合五个巡天数据，构建银河系联合致密气体与激发巡天（CODEX），分析分子层波纹结构，提出新螺旋臂模型，并发现气体与尘埃波纹的不一致性。
2026-06-04 astro-ph.GA
Modeling the vertical distribution of the Milky Way's flat subsystem objects
本文是一个初始阶段的考虑联合建模的银河系平坦的子系统的垂直结构和银河系的磁盘的平均表面的一般问题，考虑到自然和测量分散。我们近似的平均表面的银河系的磁盘与多项式模型，并确定其参数最小化的平方偏差的对象沿法线的模型表面。所开发的方法使我们能够同时识别银河系翘曲的重要细节，并估计太阳相对于银河系盘的平均（非平坦）表面的偏移量$z_\odot$，以及数据覆盖的盘的任意区域的对象系统的垂直尺度。该方法适用于经典造父变星的数据。显着的平均磁盘表面模型的局部极值被发现：在第一银河象限的最小值和最大值在第二。第三象限的一个众所周知的曲速已经被证实。发现模型的最优阶为$n_\text{o}=4$。$z_\odot = 28.1 \pm \left.6.1\right|_{\text{stat.}}\left.{}\pm1.3\right|_{\text{cal.}}$ pc的局部（靠近太阳，$n_\text{o}=0$）估计与非局部（$n_\text{o}=4$）$z_\odot = 27.1 \pm \left.8.8\right|_{\text{stat.}}\left.{}^{+1.3}_{-1.2}\right|_{\text{cal.}}$ pc接近，表明该方法消除了翘曲对$z_\odot$估计的影响.然而，造父变星$σ_ρ = 132.0 \pm \left.3.7\right|_{\…
2023-01-10 astro-ph.GA
The Outer spiral arm of the Milky Way using Red Clump stars
本研究利用红团星分布系统绘制银河系外旋臂，首次将其追踪至第三银象限，并发现外旋臂存在与盘一致的翘曲不对称性。
2023-03-23 astro-ph.GA
The first Hi-GAL observations of the outer Galaxy: a look to star formation in the third Galactic quadrant in the longitude range 216.5 < l < 225.5
我们提出了第一个赫歇尔PACS和SPIRE测光观测的一部分外银河系（$216.5^{\circ} \lesssim \ell \lesssim 225.5^{\circ}$和$-2^{\circ} \lesssim b \lesssim 0^{\circ}$）的一部分，Hi-GAL调查。70和500 $μ$ m之间的地图，导出的柱密度和温度图，和紧凑的源目录。NANTEN CO（1-0）线观测用于推导云的运动学和距离，以便我们可以估计具有可靠光谱能量分布的致密源（核心和团块）的距离相关物理参数，我们将其分为255个原恒星和688个无恒星。这两种类型都与观测到的所有距离分量有关，最大可达$\sim 5.8$ kpc，证明在这些星团中存在着英仙座臂以外的恒星形成。选择无星引力约束源，我们确定590前恒星候选人。根据质量半径关系，原恒星和前恒星性质的几个来源被发现超过了与大质量恒星形成兼容的最低要求。对于属于本振臂的星前源（$d\lesssim1.5$ kpc），我们研究了其高质量端呈幂律分布的质量函数$N(\log M) \propto M^{-1.0 \pm 0.2}$。最后，我们使用光度与质量图来推断源的演化状态，发现大多数原恒星处于早期吸积阶段（某些情况下与I类阶段兼容），而对于前恒星源，一般来说，吸积尚未开始。
2013-04-27 astro-ph.GA
Highest-Resolution Rotation Curve of the Inner Milky Way proving the Galactic Shock Wave
我们在$10°\le l \le 50°~ (R=1.3-6.2~{\rm kpc})$上以最高的空间分辨率（2 pc）和速度分辨率（1.3 km/s）给出了第一象限内星系的自转曲线（RC）。我们使用的${^{12}}$ CO（J=1-0）线的调查数据观测的Nobeyama 45米望远镜在$20"$（最初的$15")$）的有效角分辨率，并适用于切线速度方法，通过采用高斯反卷积的个别CO线的轮廓的速度图。在平均旋转速度上叠加了许多RC隆起或旋转速度的局部变化，其速度幅值为$\pm \sim 9$ km/s，径向尺度长度为$\sim 0.5-1$ kpc。盾臂（4 kpc分子臂）切线方向上$R\sim 4$ kpc附近显著的速度碰撞和相应的密度变化，自然可以用小螺距角螺旋臂中的普通星系激波来解释，不一定需要棒诱导的强激波。RC表格可在PASJ补充数据网站和http://www.ioa.s.u-tokyo.ac.jp/~sofue/h-rot.htm上获得。
2021-07-11 astro-ph.GA
High-resolution absorption spectroscopy of the circumgalactic medium of the Milky Way
在这篇文章中，我们讨论了高分辨率吸收光谱的重要性，我们的分布和物理性质的气体环绕银河系的介质（CGM）的理解。观测和理论研究表明，在低红移星系的气体运动学和极端的多相性质的CGM的高度复杂性。因此，对银河系气体环境的高精度吸收线测量对于探索局部宇宙中环星系气体的基本参数（如质量、化学成分和空间分布）至关重要。我们简要回顾了银河系CGM的重要特征，并讨论了我们对麦哲伦流多波长观测的最新结果。最后，我们讨论了通过寻找类星体光学光谱中极弱的[FeX] l6374.5和[FeIVX] l5302.9吸收来研究银河系CGM的温热相的可能性。
2013-10-16 astro-ph.GA
Structure and Dynamics of the Milky Way: The Evolving Picture
从射电天文学诞生之初，对星际介质的研究就一直受到一个事实的帮助和挫折：我们就在它里面！我们的嵌入式视角有利于观察运动学和结构细节，这些细节可能在一段时间内无法在外部星系中获得，但对于在最大尺度上获得我们银河系结构和运动的鸟瞰图来说就不是这样了。CGPS是原始调查，能够对细节和“大局”进行成像。我们将广泛地回顾我们所知道的银河系（MW），并专注于大规模的ISM结构和动力学，IGPS系列的调查描绘得特别好（例如螺旋结构，旋转曲线，密度波，滚动运动，翘曲和扇贝）。我们还强调了仍然存在难题的领域（例如，外部螺旋结构，MW中的冲击和滚动运动的问题），并提供了一些新的见解（例如，在第二象限中的多个冲击;圆盘中径向变化的螺旋模式速度），展示了当前和未来的高分辨率21厘米调查的可能性。
2010-10-02 astro-ph.GA
Three-dimensional structure of the milky way dust: modeling of LAMOST data
通过对LAMOST光谱巡天增值星表的拟合，给出了银河系尘埃分布的三维模型。全球尘埃分布可用一个指数圆盘来描述，其标度长度为3，192 pc，标度高度为103 pc。在这个模型中，太阳位于尘埃盘上方，垂直距离为23 pc。除了全局光滑结构外，还识别了太阳位置周围的两个子结构。位于$150^{\circ}<l<200^{\circ}$和$-5^{\circ}<b<-30^{\circ}$的一个与\citet{Gontcharov2009}的古尔德带模型一致，另一个位于$140^{\circ}<l<165^{\circ}$和$0^{\circ}<b<15^{\circ}$的与Camelopardalis分子云有关。
2018-03-28 astro-ph.GA
Distances and statistics of local molecular clouds in the first Galactic quadrant
我们分析了局部分子云（-6 <VLSR< 30 km/s，即，<1.5千秒差距）位于银河系第一象限（25.8° <l<49.7°和|b| <5°），是银河系成像卷轴绘画（MWISP）CO调查的试点区域。利用SCIMES算法将大分子云划分为中等大小的分子云，利用Gaia DR 2视差测量仪在AG和AV的辅助下，用背景消除视差（BEEP）方法测量了28个分子云的距离，距离范围从250 pc到1.5 kpc。这些不完整的距离样本表明的距离和径向速度（VLSR）之间的线性关系与0.16千秒差距的分散，和运动学距离可能是系统的本地分子云更大。为了研究分子云的基本性质，如总样本数，线宽，亮度温度，物理面积和质量，我们使用DBSCAN算法分解光谱立方体。后选择标准施加在DBSCAN集群，以消除噪声污染，我们发现，分离的分子云个体是可靠的定义的基础上，独立的连续结构在l-b-V空间。由MWISP CO巡天收集的局地分子云通量的完整性约为80%。物理面积A呈幂律分布，dN/dA \propto A^{-2.20+/-0.18}，而分子云质量也遵循幂律分布，但稍平坦，dN/dM \propto M^{-1.96+/-0.11}。
2020-06-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Uniform Catalog of Molecular Clouds in the Milky Way
Dame，Hartmann，& Thaddeus（2001）的全银河系CO巡天是迄今为止最统一、最大规模的银河系CO巡天。使用树状图为基础的分解，这一调查，我们提出了一个目录的1064个大规模的分子云在整个银河系平面。这个星表包含$2.5 \times 10^8$太阳质量，或银河系估计的H $_2$质量的$25^{+10.7}_{-5.8} \%$。我们通过多个象限跟踪一些旋臂中的云。拉森第一定律的功率指数，即尺寸-线宽关系，在所有区域都是0.5-可能是由于观测偏差-但在银河系内部的云在给定尺寸下系统地具有显着（~ 30%）更高的线宽，表明它们的线宽部分由银河系环境设定。内星系与外星系的云的质量函数在定性和定量上都是不同的。内银河系的质量谱最好用截断幂律来描述，幂指数为$γ=-1.6\pm0.1$，截断质量上限为$M_0 = (1.0 \pm 0.2) \times 10^7 M_\odot$，而外银河系的质量谱最好用非截断幂律来描述，截断质量上限为$γ=-2.2\pm0.1$，这表明内银河系比外银河系能够形成和容纳更多质量的GMC。此外，我们还模拟了银河系将如何出现在CO从河外的角度来看，与其他星系的CO地图进行比较。
2016-02-08 astro-ph.GA
The QuaStar Survey: Detecting Hidden Low-Velocity Gas in the Milky Way's Circumgalactic Medium
从我们嵌入银河系星际介质（ISM）的位置来看，我们在扩展的银河系晕中以低相对速度探测气体的能力有限，因为这些光谱线与来自致密前景气体的更强信号混合。因此，银河系的环星系介质（CGM）的内容是不好的约束在$|v_{\rm LSR}|$ $\lesssim$ 150公里秒$^{-1}$。为了克服这种复杂性，银河系恒星巡天首次使用配对类星体视线的光谱差分技术来测量银河系CGM的模糊内容。我们目前的测量CIV双峰（$λλ$ 1548，1550），一个休息帧UV金属线跃迁中检测到的HST/COS光谱的30个晕星/类星体对均匀分布在整个天空中的银河系纬度$|b|>30^\circ$。这30颗晕星的距离（d $\approx$ 5-14 kpc）受到很好的约束，它们与$<$ 2.8 $^\circ$分离的类星体配对。我们认为，类星体和恒星视线之间的吸收差异主要源于银河系的扩展CGM超过$\sim$ 10千秒差距。对于银河系扩展的低速CGM（$|v|<$ 150 km/s），我们对$\rm ΔlogN_{LVCGM} < 13.39$的平均CIV柱密度设置了上限，并发现其覆盖率为$f_{\rm CIV,LVCGM} (\rm logN>13.65)=$ 20% [6/30]，该值明显低于低红移恒星形成星系的覆盖率。我们的研究结果表明，银河系的大部分CIV跟踪CGM位于低银河系纬度，或者银河系的CG…
2021-05-19 astro-ph.GA
Hierarchical Dynamics within Molecular Clouds: Type 4 Scaling Relations of Molecular Clouds in the Second Galactic Quadrant
Purple Mountain Observatory and Key Laboratory of Radio Astronomy, Chinese Academy of Sciences（中国科学院紫金山天文台射电天文重点实验室）；School of Astronomy and Space Science, University of Science and Technology of China（中国科学技术大学天文与空间科学学院）
基于第二银象限CO巡天数据，识别2912个分子云，发现4型标度关系受压缩性影响，结构复杂性由引力而非湍流主导，支持引力调控的层级动力学图像。
2026-09-22 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
Figuring Out Gas & Galaxies in Enzo (FOGGIE). III. The Mocky Way: Investigating Biases in Observing the Milky Way's Circumgalactic Medium
银河系的环星系介质（CGM）在位置-速度空间中大多被附近的气体所遮蔽，因为我们居住在银河系内部。在大多数关于银河系CGM的研究中存在着实质性的偏见，这些研究集中在探测器检测高速气体上。通过模拟观测FOGGIE模拟的银河系类似物，我们研究了与银河系CGM相关的四个观测偏差。首先，类星体吸收线研究探测了有限数量的CGM质量：只有35%的质量处于银河系高纬度$|b|>20$度，其中只有一半以$|v_{\rm LSR}|\gtrsim100$ km/s $^{-1}$移动。第二，流入率（$\dot{M}$）的冷气体在HI 21厘米观察到的减少了一个因素$\sim10$，因为我们从本地标准的休息到星系的休息框架切换，同时$\dot{M}$的冷和温暖的气体没有显着变化。第三，OVI和NV是探测银河系外CGM（$r\gtrsim$ 15 kpc）的有希望的离子，但CIV可能不太敏感。最后，由于气体径向密度分布，如果从内向外观察CGM，则离子柱密度的分散比从外部观察高2倍。我们的工作强调，银河系的CGM的观测，特别是那些使用HI 21厘米和类星体吸收线，是高度偏差。我们证明，这些偏见可以量化和校准，通过模拟牛奶路类似物的合成观测。
2020-06-19 astro-ph.GA
A Map of the Local Velocity Substructure in the Milky Way Disk
我们确认，量化，并提供了一个表的相干速度子结构的银河系磁盘在2千秒差距的太阳对银河系的反中心，与0.2千秒差距的分辨率。我们使用郭守敬望远镜（也称为大天区多目标光纤光谱望远镜，LAMOST）获得的~ 340，000颗F型恒星的径向速度，以及来自PPMXL目录的自行。PPMXL的自行已被校正，以消除系统误差，方法是减去在LAMOST分光巡天中已确认的星系和类星体的平均自行，并在恒星位置的2.5度范围内。我们提供了系统的偏移来自PPMXL自行测量的LAMOST光谱调查中确定的河外天体的结果表。利用修正后的相空间恒星样本，我们发现银河系盘星的三维速度在20 km/s或更大的体积盘速度上有统计上显著的偏差。在半千秒差距或更小的长度尺度上，整体速度变化很大。从太阳位置到太阳圈外的1.5千秒差距，盘的旋转速度增加了20公里/秒。在第二象限的盘状恒星，在太阳的1 kpc范围内，径向地向银河系中心移动，垂直地向银河系平面上方零点几kpc的一点移动;向下看盘状恒星，它们似乎以半径为1 kpc的圆形流运动。
2017-08-15 astro-ph.GA
The Milky Way's circular velocity curve and its constraint on the Galactic mass with RR Lyrae stars
我们提出了一个样本的1148 ab型RR天琴座（RRLab）的变量从卡特琳娜调查数据发布1，结合SDSS DR 8和LAMOST DR 4光谱数据。我们首先利用860颗星系晕RRLab星的大样本，导出了星晕的圆速度分布。通过精确的距离和仔细确定的径向速度（质心径向速度），考虑到我们的样本中的RRLab星的脉动，我们可以得到一个可靠的和可比的恒星晕圆速度曲线。对Jeans方程中的速度各向异性参数β取两种不同的规定，研究了圆速度曲线和质量分布。在计算中我们检验了两种不同的太阳奇特运动。采用太阳特有运动1（U，V，W）=（11.1，12，7.2）km/s，我们得到的最好结果是：当β= 0，50 kpc处的圆速度为180 +/- 31.92（km/s）时，银河系在50 kpc内的封闭质量为（3.75 +/- 1.33）* 10^11 Msun。这一结果与动力学模型的结果一致，也与前人的类似工作具有可比性。
2017-08-01 astro-ph.GA
Stellar density profile and mass of the Milky Way Bulge from VVV data
我们提出的第一个恒星密度分布的银河系隆起达到纬度$b=0^\circ$。它是通过计算VVV巡天数据中VISTA变星的PSF光度学拟合色星等图中的红团星而得到的。新的恒星密度图以前所未有的精度覆盖了$|l|\leq 10^\circ$和$|b|\leq 4.5^\circ$之间的区域，从而可以在长颈鹿内鼓光谱巡天（GIBS）的恒星运动学和恒星质量密度分布之间建立直接联系。特别是，从GIBS中心的速度分散峰值的位置匹配的VVV星计数图中的高密度。通过将由所有VVV场得到的总光度函数（LF）缩放到Zoccali等人的LF。（2003），我们获得了第一个完全经验估计的质量在恒星和残余的银河系隆起。银河系核球内的恒星质量（$|b|<9.5^\circ$，$|l|<10^\circ$）是$2.0\pm0.3\times 10^{10}M_{\odot}$。
2015-10-26 astro-ph.GA
Trigonometric Parallaxes of Star Forming Regions Beyond the Tangent Point of the Sagittarius Spiral Arm
作为BeSSeL巡天的一部分，我们报道了与银河系人马座旋臂中13个遥远的高质量恒星形成区有关的分子脉泽源的三角函数松弛和自行。特别是，我们获得了改进的视差距离估计为三个良好的研究区域：1.9 + 0.1/-0.1 kpc的M17，5.3 + 1.3/-0.9 kpc的W51，和7.9 + 0.9/-0.7 kpc的GAL 045.5+00.0。除一个震源外，所有震源的奇异运动都小于20 km/s。我们将对数周期螺旋拟合到位置，并估计平均俯仰角为7.2 ± 1.9度。我们发现，在银河系的第一象限的切点以外的臂的部分出现在IAU定义的银河系平面以下15 pc。
2019-01-27 astro-ph.GA
Milky Way Supermassive Black Hole: Dynamical Feeding from the Circumnuclear Environment
银河系中心的超大质量黑洞Sgr A* 被一个半径为1.5-4 pc的分子环核盘（CND）所包围。CND的不规则结构和团块状结构，表明动力学演化和气体向中央SMBH的幕式供给。来自SMA和GBT的新的敏感数据揭示了几个>5-10 pc规模的分子臂，其直接连接到CND，或者可以渗透到CND内部。CND似乎是大尺度气体流的最内部部分的会聚，它们响应于中心引力势阱。CND不是一个准静止结构，而是可以动态演变，通过拖缆并入流入，并向中心输送气体。
2012-07-26 astro-ph.GA
First Chemical Analysis of Stars in The Triangulum-Andromeda Star Cloud
我们进行了第一次高分辨率光谱研究的三角座仙女座（TriAnd）恒星云-一个扩展的，中纬度银河系晕子结构约20千秒差距在银河系第二象限-通过六个M巨星候选人选择空间和动态与这个系统。这些恒星的[Ti/Fe]、[Y/Fe]和[La/Fe]丰度模式与[Fe/H]的函数关系支持TriAnd起源于一个矮星系，其化学富集历史与人马座矮球状体（dSph）星系有些相似。我们还调查了先前提出的假设，即TriAnd是Monoceros流的外围，动态较老的一块（也被称为银河系Anticenter恒星结构，“GASS”）假设这两个特征都来自同一个吸积的银河系卫星的潮汐破裂，并发现所研究的TriAnd和GASS恒星之间上述丰度模式的净差异表明，这两个系统独立和无关。
2011-03-04 astro-ph.GA
Temperature asymmetry in the Milky Way's hot circumgalactic medium induced by the Magellanic Clouds
Kapteyn Astronomical Institute, University of Groningen（格罗宁根大学卡普坦天文研究所）
研究通过流体动力学/N体模拟探讨大麦哲伦星云通过是否导致银河系热环状介质的温度不对称性，发现星云运动使银河系盘压缩南部环状介质气体，导致温度升高，与观测一致。
2026-04-09 astro-ph.GA
Offsets of masers with respect to the middle of the Perseus arm, and the co-rotation radius in the Milky Way
到共旋半径Rcoro的径向距离（在这里，气体和恒星在银河系中心轨道上的角速度等于旋臂图案的角速度）经常被预测（在不同的地方），但没有以高精度测量。在这里，我们测试脉泽相对于英仙座臂的位置（表1）。我们对英仙座臂附近的脉泽和HII区域（主要位于臂内侧，距离冷CO中臂约0.4 kpc）的分析表明，同旋Rcoro距离银河系中心必须> 10.8 kpc（图1）。这意味着螺旋图案的角旋转速度< 21.3 km/s/kpc。另一个在银河象限II的测试显示，脉泽的径向速度通常比CO中臂的径向速度更负（图2），表明相对于CO中臂的减速，约为9 km/s。这意味着螺旋图案角旋转< 20.7 km/s/kpc，因此Rcoro > 11.1 kpc。最后，将我们的结果与其他已发表的结果（表2）进行比较，我们发现统计平均共旋半径Rcoro预测为距离银河系中心（英仙座臂之外;天鹅座臂之前）近12 kpc，平均角螺旋模式角旋转预测为近19 km/s/kpc。
2018-08-03 astro-ph.GA
Diffuse Ionized Gas in the Milky Way Disk
利用绿岸望远镜的射电复合线（RRL）数据分析了银河系第一象限l= 18 ° ~ 40 °的弥漫电离气体（DIG）。这些数据使我们能够区分DIG发射HII区的排放，从而研究扩散气体基本上不受混乱的离散源。我们发现DIG有两个主要的速度分量，一个中心约为100 km/s，与发光的HII区W 43有关，另一个中心约为45 km/s，与任何大的HII区无关。我们的分析表明，W 43附近的两个速度分量可能是由非圆形的流动运动起源于银河系酒吧的结束附近。在较低的银河系边缘，这两个速度可能是由距离太阳两个不同距离的气体产生的，最有可能的距离是100 km/s分量的~ 6 kpc和45 km/s分量的~ 12 kpc。我们发现，由多环芳烃（PAHs）的激发引起的散射Spitzer GLIMPSE 8.0um发射的强度与离散HII区域的位置和DIG的RRL发射的强度相关。这意味着负责产生红外发射的软紫外光子与RRL发射所需的硬紫外光子具有相似的起源。8.0 μ m的发射随RRL强度的增加而增加，但在RRL发射最强的方向上，多环芳烃被部分破坏。
2017-09-26 astro-ph.GA
HI terminal velocity curves -- Lessons learned from N-body/hydrodynamic `surrogate' models of the Milky Way
基于Nexus框架构建四个银河系N体/流体动力学“代理”模型，通过对比模拟与观测的HI终端速度曲线，发现合成棒引力扭矩过强导致内盘流动运动过度，指明模型需进一步改进。
2025-10-12 astro-ph.GA
The Three-mm Ultimate Mopra Milky Way Survey. I. Survey Overview, Initial Data Releases, and First Results
我们描述了一个新的毫米波分子线测绘调查的南银道面和它的第一个数据发布。3毫米终极莫普拉银河系巡天（ThrUMMS）使用快速测绘技术与莫普拉射电望远镜的组合，同时在112 GHz附近的$^{12}$ CO，$^{13}$ CO，C $^{18}$ O和CN的J = 1 - 0线上以~角分和~0.3 km s $^{-1}$分辨率绘制了我们银河系第四象限的60 ° x2 °扇区，对于$^{12}$ CO具有~2 K通道$^{-1}$灵敏度，对于其它跃迁具有~1 K通道$^{-1}$。从这些观测中获得的校准数据立方体在通过我们的管道处理后可供社区使用。在这里，我们描述了ThrUMMS的动机，新的观测技术的发展Mopra，以及如何优化这些技术的调查目标。我们展示了一些样本数据产品，并描述了第一个科学结果的CO同位素线比。这些在银河平面上变化很大，表明光学深度和激发条件的范围很广，从温暖和半透明到寒冷和不透明。特别是冷云的总体具有$^{12}$ CO容易超过100的光学深度。我们从$^{12}$ CO积分强度到柱密度推导出一个新的非线性转换定律，这表明在银河系盘中CO追踪的分子质量可能被大大低估了。这进一步表明，盘星系中的一些全球关系，如恒星形成定律，可能需要重新校准。大型ThrUMMS团队正在进行其他几项科学调查。
2015-07-17 astro-ph.GA
Kinematic-Distance Biases in the Inner Milky Way from a Stellar-Dynamically Constrained Bar
Amanogawa Galaxy Astronomy Research Center, Graduate School of Science and Engineering, Kagoshima University（鹿儿大学理工学研究科银河天文研究中心）；Division of Science, National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台理学科）
研究发现，棒驱动的非圆形运动导致KD方法在银河系内侧区域出现系统性偏差，表现为各向异性伪影和径向混合，揭示了KD方法在棒结构区域的局限性。
2026-02-04 astro-ph.GA
Distinct Gas and Stellar Circular Rotation Curves in the Milky Way Galaxy
Cardiff University（卡迪夫大学）；The University of Tokyo（东京大学）
基于Gaia卫星数据，发现银河系恒星圆环旋转速度显著低于气体，且随半径下降，而气体旋转曲线不下降，表明气体旋转速度不能准确指示星系动力学质量，从而降低暗物质质量估计。
2026-06-11 astro-ph.GA
