Predicted Stellar Kinematics of a Kiloparsec-Scale Nuclear Disc (or Ring) in the Milky Way
在Debattista et al.（2015）中，我们提出一个千秒差距尺度的核盘是Apache Point Observatory星系演化实验（APOGEE）在凸起的正向角上观察到的恒星视线速度分布（LOSVD）中高速次级峰的原因。在这里，我们作出进一步的定性，但独特的预测的核盘的运动学特性，包括LOSVD在负的振幅（APOGEE-2将观察），并检查整个光盘的自行。由于核环也能够产生类似的高速LOSVD峰，我们提出了预测的自行签名区分核盘和核环。我们还证明，恒星在一个核盘，这将是x2轨道垂直于酒吧，可以保持在这些轨道上很长一段时间，因此可以是老的。我们表明，这样的（旧）核盘的可比大小存在于外部星系。
2017-10-16 astro-ph.GA
The nuclear cluster of the Milky Way: Our primary testbed for the interaction of a dense star cluster with a massive black hole
这篇文章打算提供一个简明的概述，从观测的角度来看，我们的知识的银河系的核星团（MWNSC）的最相关的属性的当前状态。MWNSC似乎是核星团的典型样本，在大多数类型的星系中心都可以找到。核心星团代表了当今宇宙中最密集和质量最大的恒星系统，并且经常与中心的大质量黑洞共存。因此，它们是研究恒星动力学的主要兴趣，MWNSC是唯一一个允许我们获得毫秒差距尺度数据的中心。在讨论了主要的观测约束条件之后，我们首先描述了MWNSC的总体结构和运动学，然后重点与河外系统进行了比较，总结了银河系中心黑洞人马座\，A*，最后，我们将重点放在恒星围绕黑洞运行的动力学上，这些恒星的距离为几到几十毫秒秒差距。
2014-11-17 astro-ph.GA
Stellar cluster formation in a Milky Way-sized galaxy at z>4 -- II. A hybrid formation scenario for the nuclear star cluster and its connection to the nuclear stellar ring
本研究使用GigaEris高分辨率模拟，探究z>4时银河系大小星系前身中核星团的形成路径，首次在模拟中证实其由恒星星团吸积与原位恒星形成共同构成的混合形成机制，并揭示原位恒星形成气体源自富气星团和非轴对称结构驱动的气体流入。
2024-03-25 astro-ph.GA
Modelling the non-equilibrium chemistry of the Milky Way's cold nuclear wind
The Australian National University（澳大利亚国立大学）；Università degli Studi di Firenze（佛罗伦萨大学）；INAF - Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切特里天文台）
研究通过建模银河系核风中的冷云化学，发现冷气体可能源自盘状分子云，其失去原子外壳后形成异常大的CO-H2转换因子，表明核流出物可能更重载。
2026-02-14 astro-ph.GA
Near-Infrared Variability Study of the Central 2.3 arcmin x 2.3 arcmin of the Galactic Centre II. Identification of RR Lyrae Stars in the Milky Way Nuclear Star Cluster
由于强烈的、空间上高度可变的星际消光和极端的源拥挤，银河系核心星团中的微弱（K>15）恒星星族的研究仍然很少。天琴座RR型恒星为我们提供了一种工具，用来估算最古老、相对暗淡的恒星星族的质量。最近，我们分析了银河系中央2.3 'x2.3'的HST/WFC 3/IR观测，发现了21颗周期在0.2 - 1d之间的变星。在这里，我们对这些恒星进行了进一步的全面分析。利用天琴座RR的周期-光度关系导出了它们的周期和距离。使用多种方法，我们将我们的样本分类为四个RRc，四个RRab和三个候选人，十个二进制文件。特别是，这四个RRabs显示了100 °的光变曲线，并且正好落在贝利图中的奥斯特霍夫I分区上。与Minniti等人2016年报道的RRab相比，我们的新RRab具有更高的消光系数（A_K>1.8），并且应该更接近银河系中心。一个RRab的消光和距离匹配的核星团在以前的作品。我们进行了模拟，并发现在校正不完整性后，在核星团内和我们的视野中不可能有超过40个RRabs。通过与银河系已知球状星团的比较，我们估计，如果在5 × 5 pc尺度的银河系核星团中存在一个古老的贫金属（-1.5<[Fe/H]<-1）恒星星族，那么它对太阳质量的贡献最多为4.7 × 10^5，即，约为恒星质量的18%。
2017-07-23 astro-ph.GA
Multiplicity of nuclear dust lanes and dust lane shocks in the Milky Way bar
目的：我们发现存在一个小家庭的内部星系的尘埃带和尘埃带常设激波超出了两个主要的，以前已知存在的方法：我们分析图像的CO排放在内部地区的星系结果：在l > 0度的其他几个不同的例子中，主要尘埃带特征的独特运动学重复出现，在一种情况下，在星系团2的上端，在银河赤道上方100秒差距的相反位置，l > 3度。像以前已知的尘埃带一样，这些新的例子也与局部的，特别宽的线轮廓有关，被认为是在尘埃带冲击中中性气体破碎的特征。结论：在银河系球丘可能存在次级尘埃带和驻波。垂直结构提供了一个时间序列，了解长期演变的气流在酒吧。
2009-01-08 astro-ph.GA
Triaxial orbit-based modelling of the Milky Way Nuclear Star Cluster
我们利用史瓦西轨道叠加技术构造了银河系核星团的三轴动力学模型。我们拟合了Feldmeier等人（2014）提出的恒星运动学图。这些模型被用来约束超大质量黑洞的质量M_BH、动态质光比M/L和星系团的本征形状。我们的最佳拟合模型为M_BH =（3.0 + 1.1 - 1.3）x10^6 M_sun，M/L =（0.90 + 0.76 - 0.08）M_sun/ L_{sun,4.5micron}，以及沿视线方向的簇压缩。我们的结果与利用开普勒轨道上恒星的运动直接测量超大质量黑洞质量的结果是一致的。质光比与其他星系在中红外波段的恒星星族研究结果一致。我们可能低估了M_BH而高估了星团的三轴性，这是由于观测效应造成的。空间半分辨的运动学数据和核星团内的消光使观测偏向于星团的近侧，并可能表现为核星团沿视线的压缩。我们导出了在半径r = 2 x r_eff = 8.4 pc的球内银河系核星团的总动力学质量M_MWNSC =（2.1 +-0.7 x10 ^7 M_sun）。最佳拟合模型是切向各向异性的中心r = 0.5-2 pc的核星团，但接近各向同性在更大的半径。我们的三轴模型能够恢复速度图中复杂的运动学子结构。
2017-01-06 astro-ph.GA
A Kiloparsec-Scale Nuclear Stellar Disk in the Milky Way as a Possible Explanation of the High Velocity Peaks in the Galactic Bulge
阿帕奇点天文台的星系演化实验测量了银河系内部红巨星的恒星速度。我们证实，视线速度分布（LOSVD）在中平面呈现第二个峰值在高速度，而那些在|b| = 2度没有。我们使用一个高分辨率的模拟棒星系，其中至关重要的包括气体和恒星的形成，以指导我们的LOSVD的解释。我们表明，这些数据是完全一致的存在一个薄的，快速旋转，核盘延伸到~1千秒差距。这个核盘的方向垂直于棒，可能由x2轨道上的恒星组成。模拟中的气体能够落在这样的轨道上，导致恒星在一个正交的圆盘上。
2015-10-14 astro-ph.GA
Nuclear Star-Forming Ring of the Milky Way: Simulations
我们提出的流体动力学模拟的气体云在银河系的中央kpc区域的三维酒吧势建模。我们的模拟考虑了现实的气体冷却和加热，恒星形成和超新星反馈。由于X1-X2轨道转移，形成了一个致密的气体云环，我们的势模型得出的环半径约为200 pc，这与内部凸起中致密分子云的非凡储层-中央分子区（CMZ）相吻合。在CMZ中积累的气体云可以达到足够高的密度以形成恒星，并且通过适当地选择模拟参数，我们成功地再现了CMZ中观测到的气体质量和恒星形成率（SFR），约为2 × 10^7 Msun/yr和约0.1 Msun/yr。在我们的模拟中，恒星的形成主要发生在最外层的X2轨道上，CMZ外单位表面积的SFR要低得多。这些事实表明，银河系内部的核球可能有一个温和的版本，在一些外部盘状星系中看到的核恒星形成环。此外，从相对较小的银河系的核隆起，这被认为是一个持续的恒星形成的CMZ的结果，我们推断，银河系的内部隆起可能有一个较浅的密度轮廓或更强的酒吧在过去的伸长。
2011-06-02 astro-ph.GA
Dynamical evolution of Milky Way globular clusters on the cosmological timescale I. Mass loss and interaction with the nuclear star cluster
基于Gaia DR3重构银河系球状星团轨道，利用phi-GPU代码在类银河系时变势场中模拟六个与核星团相互作用的星团，发现它们在八十亿年间损失80%初始质量，仅NGC 6642曾为核星团提供恒星来源。
2024-06-27 astro-ph.GA
The nuclear star cluster and nuclear stellar disc of the Milky Way: Different stellar population and star formation history
银河系的核恒星盘（NSD）和核星团（NSC）是银河系中心的主要特征。然而，它们的观测受到极端源拥挤和高灭绝的阻碍。因此，它们之间的关系和形成情景还不完全清楚。我们的目标是检测从NSC和NSD沿视线到NSC的恒星星族，并评估它们是否有不同的恒星星族和恒星形成历史。我们分析了以NSC为中心的$8.2'\times2.8'$区域的$K_s$与$H-K_s$的色星等图，并探测到了两个具有不同折射率的不同恒星群。我们研究了它们的红色团块，以找到与每个恒星星族相关的特征。我们得到这两组恒星分别对应于NSD和NSC，并发现它们具有显著不同的恒星星族和恒星形成历史。我们检测到一个双红色团块的NSD人口，与以前的工作一致，而NSC提出了一个更复杂的结构，很好地拟合三个高斯特征。我们制作了消光图来分析探测到的恒星群之间的消光变化。我们发现，高消光层在较小的尺度（弧秒）上变化，并且在两个消光层之间存在$A_{K_s}\sim0.6$ \，mag的差异。最后，我们得到了每个恒星星族的距离与银河系中心距离是相容的，并发现了NSD恒星（$\sim360\pm200$ \，pc）的距离略近的一些证据。
2021-07-27 astro-ph.GA
Revealing the Formation of the Milky Way Nuclear Star Cluster via Chemo-Dynamical Modeling
银河系核星团（MW NSC）已被用作理解星系核的起源和演化以及核星团与超大质量黑洞相互作用的模板。它是唯一一个拥有超大质量黑洞的核星团，在那里我们可以解析单个恒星，测量它们的运动学和金属丰度，以重建其形成历史。在这里，我们提出的第一个化学动力学模型的内部1 pc的MW NSC使用金属丰度和径向速度数据从KMOS光谱仪上的甚大望远镜。我们发现两个运动学和化学不同的组件在这个地区的证据。大多数恒星属于先前已知的超太阳金属丰度分量，其旋转轴垂直于银河平面。然而，我们确定了一个新的运动学上不同的亚太阳金属丰度组件，其中包含约7%的恒星，似乎是旋转速度比主要组件的旋转轴，可能是错位。这第二个组成部分可能是一个坠落的星团或矮星系的残余物与MW NSC合并的证据。这些测量结果表明，化学丰度与运动学相结合是一种很有前途的方法来直接研究MW NSC的起源和演化。
2020-09-04 astro-ph.GA
Nuclear Spirals in the inner Milky Way
我们使用流体动力学模拟构建一个新的相干图片的气体流动的中央分子区（CMZ），该地区的银河系内的$R\leq 500\, \mathrm{pc}$。我们将在分子示踪剂的$(l,b,v)$数据立方体中观察到的连接结构与核螺旋臂联系起来。这些现象在棒星系的流体动力学模拟中自然出现，并且与在外部星系如NGC4303或NGC1097中看到的相似。我们讨论了CMZ的正面视图，包括几个突出的分子云，如Sgr B2，$20\,{\rm km\, s^{-1}}$和$50\,{\rm km\, s^{-1}}$云，极弧，Bania Clump 2和Sgr C的位置。我们的模型也与更大尺度的气体流动一致，直到$R\simeq 3\,\rm kpc$，从而提供了整个银河棒区域的一致图像。
2017-04-21 astro-ph.GA
Secular evolution of Milky Way-type galaxies
像银河系这样的盘状星系的内部演化是由非轴对称（棒）和物质的隐含角动量转移驱动的;重子本质上是向内驱动的，以建立一个更集中的盘。这种质量集中可能会导致二次棒的解耦，因为轨道进动频率会大大增强。垂直共振与酒吧将形成一个盒子/花生隆起在陀螺时间尺度。由于重力力矩的气体流动可以导致年轻的核盘形成恒星，这可以通过速度色散的sigma下降来揭示。这些气体流受到反馈的调节，产生了超大质量黑洞的间歇性吸积，以及活动星系核活动的周期。由于核恒星形成的喷泉效应可能导致倾斜的，甚至极性的核盘。
2017-07-27 astro-ph.GA
Galactic Nuclear Cluster Formation Via Globular Cluster Mergers
我们应用的想法，在星系的中心区域的致密恒星系统形成通过球状星团合并的银河系的核星团的形成，那里是一个巨大的黑洞。我们的高精度N体模拟结果与银河系核团的观测特征吻合得很好，进一步证实了所谓的内星系致密系统形成的迁移模型关键词星系：核-星系：黑洞-星系：球状星团-星系：银河系-N体：模拟
2013-01-14 astro-ph.GA
The Milky Way Nuclear Star Cluster
在银河系的中心，以及在许多其他星系中，观察到一个非常巨大的黑洞周围的紧凑星团。对这种核星团形成的一种可能的解释是基于银河系内势阱中球状星团的“合并”。通过复杂的N体模拟，我们检查了这个假设的有效性，发现它可能实际上是导致银河系核星团形成的原因。
2011-07-03 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
A proper motion catalogue for the Milky Way's nuclear stellar disc
基于我们的高角分辨率GALACTICNUCLEUS巡天（2015年）和HST Paschen-alpha巡天（2008年），我们提出了银河系中央~36'x16'的大规模自行研究结果。我们的目录包含大约80，000颗恒星，这是该地区前所未有的运动学数据集。我们描述的数据分析和自行目录的准备。我们通过将我们的结果与以前的工作和数据的测量结果进行比较来验证目录。我们提供了一个初步的分析研究区域的运动学。银河系圆盘中的前景恒星可以很容易地通过它们的小变红来识别。与以前的工作和我们的期望相一致，我们发现，在核恒星盘的恒星有一个较小的速度色散比膨胀的恒星，特别是在垂直于银河平面的方向。在平行于银道面的自行图中可以清楚地看到恒星核盘的旋转。在核星盘近侧的恒星比远侧的恒星红得少。自行使我们能够检测到共同运动的恒星群，这些恒星群可能与银河系中心溶解的年轻星团有关，这些星团很难通过其他手段检测到。我们展示了一种基于密度聚类算法的技术，可以用来找到这样的恒星群。
2022-03-24 astro-ph.GA
The Formation of the Milky Way Nuclear Cluster
在许多星系的中心都可以观察到核星团。特别是在银河系的中心，核星团与中心超大质量黑洞共存。这些星团的起源仍然未知;一个可能的形成机制是大质量球状星团的衰变，它们被动力学摩擦向内驱动到银河系中心，随后合并。通过复杂的N体模拟来研究这种情况，我们发现这个过程可能会导致最终的产物，实际上显示了银河系核星团的许多观测特征。
2011-09-29 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
The Nuclear Cluster of the Milky Way: Total Mass and Luminosity
在这里，我们提出了银河系的核心集群的基本属性。首先，我们推导出它的结构特性，通过构建一个密度图的中心1000“使用闪烁校正的恒星计数。我们可以用从Sersic配置文件构建的双组分模型来描述数据。内部近球形的组成部分是核团。外部的强烈扁平的部分可以与环核区的恒星部分相一致。其次，我们扩大了半径，在该半径内，详细的动力学是从$1\,$ pc到$4\,$ pc。我们使用超过10000个独立的自行和2700多个径向速度。我们通过各向同性的球形Jeans模型来确定团簇的质量。我们得到$M_{100''}=(6.11 \pm 0.52|_{\mathrm{fix} R_0}\pm 0.97|_{R_0}) \times 10^6 $ M $_{\odot}$的100“以内的核团簇质量，其对应于M $_{\mathrm{NC}}=(13.08 \pm 2.51|_{\mathrm{fix} R_0}\pm 2.08|_{R_0}) \times 10^6 $ M $_{\odot}$的总团簇质量。通过结合我们的质量和通量，我们计算出中心100“的$M/L=0.50 \pm 0.12 M_{\odot}/L_{\odot,\mathrm{Ks}}$。这与Chabrier IMF大致一致。它的质量和光度为M $_{\mathrm{Ks}}=-15.30\pm0.26$，核团是一个明亮的、有着典型大小…
2013-11-20 astro-ph.GA
VVV WIN 1733$-$3349: a low extinction window to probe the far side of the Milky Way bulge
在过去的几十年里，银河系低消光窗口（MW）一直被用于研究银河系的结构和横跨内球和盘的恒星星族。在这里，我们报告了另一个低消光近红外窗口的分析发现的VISTA变量在Vía Láctea调查。VVV WIN 1733 $-$ 3349的大小约为半度，它正好位于MW平面，银河系坐标为$(l, b) = (-5.2, -0.3)$。VVV WIN 1733 $-$ 3349的平均消光为$A_{Ks} = 0.61\pm0.08$ mag，比周围地区的消光小得多。恒星数量的过剩与减少的灭绝是一致的，并通过研究红团（RC）恒星的分布来补充。由于VVV WIN 1733 $-$ 3349的战略低纬度位置，我们能够用由于凸起之外存在旋臂而预期的过密度来解释它们的RC密度波动。此外，我们发现在窗口内微透镜事件的数量明显过剩，这证实了我们的解释，即VVV WIN 1733 $-$ 3349揭示了MW凸起的远侧。
2020-02-11 astro-ph.GA
The Accreted Nuclear Clusters of the Milky Way
在银河系的晕、球和盘中，有许多大质量的星团并不是真正的球状星团（GC），而是完全不同的野兽。它们是古老星系被银河系吸积后的残留核星团（NSCs）。虽然一些星系团很容易被识别为NSC，并且可以很容易地追溯到它们的宿主星系（例如，M54和人马座矮星系），其他星系则被证明更加难以捉摸。在这里，我们结合了一些独立的约束，专注于他们的内部丰度和整体运动学，找到NSC吸积的银河系和跟踪他们的吸积事件。我们发现银河系吸积的真正的NSC是：来自人马座矮星系的M54，来自盖亚-土卫二/香肠星系的$ω$ Centari，来自海妖的NGC 6273和（可能）来自海尔米流的NGC 6934。这些NSC是搜索星团内中等质量黑洞（BH）的主要候选者，因为NSC和中心大质量黑洞都存在于星系中。没有NSC似乎与红杉或其他轻微的增生事件。其他要求保护的NSC显示不是这样的。我们还讨论了特殊的情况下，泰山5，这可能是一个独特的情况下，集群集群合并。
2020-11-03 astro-ph.GA
Distribution function-based modelling of discrete kinematic datasets, in application to the Milky Way nuclear star cluster
University of Surrey（萨里大学）；University of Vienna（维也纳大学）；Università dell’Insubria（因苏布里亚大学）
本文提出利用分布函数构建恒星系统动力学模型的方法，结合离散运动学数据约束，应用于银河系核球星团，测量黑洞质量并公开模型。
2026-04-27 astro-ph.GA
The Milky Way Hot Baryons and their Peculiar Density Distribution: a Relic of Nuclear Activity
我们知道我们的银河系充满了稀薄、炽热、富含金属的气体。然而，关于它的起源，它所渗透的银河系的部分，它的总质量，以及它在调节银河系活动中可能发挥的任何作用，仍然有很多未知数。在ApJ目前出版的一封信中，我们表明这种热气体渗透到银河系的圆盘和一个大的球形体积中，以银河系核心为中心，并延伸到距离中心至少60-200 kpc的距离。这种气体显示出一种奇特的密度分布，在距离银河系中心约6千秒差距的地方达到峰值，很可能是6百万年前银河系中心超大质量黑洞强烈活动的见证。通过我们的研究，我们还能够将银河系的重子总质量更新为Mb =（0.8-4）x1 e11太阳质量，足以完成银河系的重子普查。
2016-07-28 astro-ph.GA
Dust within the old nuclear star cluster in the Milky Way
银河系中心的绝对消光平均为A_K~3等，包括前景和银河系中心的尘埃。本文提出了一种银河系老核星团（NSC）尘埃消光的测量方法，该方法是基于NSC恒星的微分消光与它们沿银河经度的u_l自行相结合。NSC内部的消光优先影响其远侧的恒星，并且由于NSC旋转，这导致了具有负u_l的NSC恒星的更高消光，以及u_l直方图的不对称性。我们使用的NSC的轴对称动力学模型结合简单的模型的灰尘分布这些影响建模。将预测的不对称性与几个NSC场的~7100颗恒星的数据进行比较，我们发现与消光A_K~= 0.15 - 0.8等的银河系中心小螺旋有关的尘埃解释了大部分数据。最大的绝灭事件A_K~= 0.8等出现在小螺旋的西臂区域。通过与由恒星颜色确定的总A_K值的比较，确定了NSC前的消光。最后，我们估计对于A_K~= 0.4的典型消光，NSC的统计视差变化约0.4%。
2015-09-25 astro-ph.GA
Observational constraints on the formation and evolution of the Milky Way nuclear star cluster with Keck and Gemini
由于它的接近，银河系核星团为我们提供了丰富的数据，而这些数据在其他星系核中是不可用的。特别是，通过自适应光学，我们可以观察单个恒星的详细特性，这可以深入了解星团的起源和演化。我们总结工作的基础上，在凯克和双子座望远镜的成像和光谱观测银河系中心的中央秒差距。这些观测包括二维的恒星位置和三维的速度。光谱观测还可以测量单个恒星的物理性质，如光谱类型，在某些情况下还可以测量有效温度、金属丰度和表面重力。我们提出了我们的最新测量的密度分布和光度函数的年轻和年老的恒星在这个地区的审查。这些观测结果显示了一个复杂的恒星星族，一个年轻的（4 - 6百万年）致密星团位于0.5 pc的中央，嵌入一个更老、更大质量的核星团中。令人惊讶的是，古老的晚型巨星并没有像理论工作所预期的那样显示出尖点轮廓。缺尖点问题的解决可能会为我们提供深入了解集团的动力学演化。最后，我们还讨论了最近的工作，在这个地区的恒星的金属丰度，以及它们如何可能被用来追踪它们的起源。有核星团的金属丰度（[M/Fe]）变化很大。大多数恒星的金属丰度高于太阳，约6%的恒星具有[M/Fe] $< -0.5$。这些观测结果表明，NSC并不是由我们今天看到的球状星团构成的。核心星团的形成更可能是源于银河系盘面的气体向内迁移。
2016-10-10 astro-ph.GA
The Discovery of an Active Wind from the Milky Way's Black Hole
Center for Interdisciplinary Exploration and Research in Astrophysics, Northwestern University（西北大学跨学科天体物理探索与研究中心）；Department of Physics and Astronomy, Northwestern University（西北大学物理与天文系）；School of Natural Sciences, Institute for Advanced Study, Princeton（普林斯顿高等研究院自然科学学院）
研究通过ALMA观测发现了银河系中心黑洞Sgr A*的活跃风，揭示了其对周围冷分子气体的清除作用，为理解黑洞与宿主星系的相互作用提供了新证据。
2026-06-04 astro-ph.GA
Observed kinematics of the Milky Way nuclear stellar disk region
本文通过VVV自行和APOGEE视向速度数据研究银河系核恒星盘区域的红团簇恒星运动，发现观测特征可由中心分子带遮挡背景恒星解释，未发现核恒星盘作为独立快速旋转成分的明确证据。
2024-02-26 astro-ph.GA
Kinematic hints of a nuclear bar in the Milky Way
Università dell’Insubria（因苏布里亚大学）；University of Malta（马耳他大学）；University of Lancashire（兰开夏大学）；Instituto de Astrofísica de Andalucía (CSIC)（安达卢西亚天体物理研究所（西班牙高等科研理事会））；University College London（伦敦大学学院）；Université Côte d’Azur（蔚蓝海岸大学）
研究通过结合KMOS NSD调查的径向速度与VIRAC2的自行数据，发现银河系核星盘可能存在核棒结构，其顶点偏差显著且各向异性特征与预期相符。
2026-05-15 astro-ph.GA
Cold gas in the Milky Way's nuclear wind
银河系的中心是几个高能过程的所在地，这些过程强烈地影响了我们银河系的内部区域。来自超大质量黑洞Sgr A* 的活动和/或来自内部分子环的恒星反馈以星系风的形式将物质和能量从圆盘中排出。在这个流出物中观察到多相气体，从热的高度电离的，到温暖的电离和冷的原子气体。然而，到目前为止，还没有证据表明存在冷而致密的分子相。在这里，我们报告的分子气体流出我们的银河系中心的第一次检测。这种冷物质与在核风中移动的氢原子云有关。分子气体的形态和运动学，解决了约1 pc的规模，表明这些云与温暖的介质混合，并可能被打乱。这些数据还表明，被驱逐出的分子气体的质量是不可忽略的，可能会影响中心区域的恒星形成速率。这种寒冷、致密、高速气体的存在令人困惑，因为无论是Sgr A* 在目前的活动水平，还是银河系内部的恒星形成，似乎都不是这种物质的可行来源。
2020-08-20 astro-ph.GA
Tracing the Milky Way Nuclear Wind with 21cm Atomic Hydrogen Emission
在21厘米HI辐射中有证据表明，在银河系平面的上方和下方，大约以银河系中心为中心的几千秒差距大小的空洞。这些似乎描绘了银河系核风的边界。对HI在切点的分析表明，在银河系半径$R\lesssim 2.4$ kpc处，从银河系盘的大部分区域所特有的扩展中性气体层急剧过渡到半高宽为$\sim 125$ pc的薄高斯层。在$10^{\circ} \leq |b| \leq 20^{\circ}$纬度上，HI和$γ$射线辐射之间的反相关表明，扩展HI层的边界标志着费米泡的壁。利用HI，我们能够追踪从$|z| > 2$ kpc到$z\approx0$的空隙边缘，其中它们具有半径$\sim 2$ kpc。扩展的HI层可能是由盘中恒星形成引起的，这在很大程度上限于$R \gtrsim 3$ kpc，因此风可能会扩展到HI相对较小的区域。由于HI运动学可以区分银河系中心的气体和前景物质，21 cm HI发射可能是探测银河系平面附近核风范围的最佳探针。
2016-05-04 astro-ph.GA
Modeling the Milky Way wind: Supernova-driven outflows accelerate HI clouds near the Galactic center
Università di Firenze（佛罗伦萨大学）；INAF - Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切特里天文台）；Research School of Astronomy and Astrophysics, The Australian National University（澳大利亚国立大学天文学与天体物理学研究学院）
研究通过半解析模型揭示超新星驱动喷流如何加速银河中心附近中性氢云，并解释云的加速机制及质量损失过程。
2026-01-08 astro-ph.GA
Asymmetric spatial distribution of sub-solar metallicity stars in the Milky Way nuclear star cluster
我们目前的恒星金属丰度测量600多晚型恒星在中央10 PC的银河系中心。加上我们以前发表的KMOS数据，这个数据集使我们能够调查，第一次，核星团的金属丰度分布的空间变化。使用积分场摄谱仪KMOS（VLT），我们观察到几乎一半的区域所包围的核星团的有效半径。我们提取光谱在中等光谱分辨率，并应用全光谱拟合利用PHOENIX库的合成恒星光谱。恒星的金属丰度从[M/H]=-1.25 dex到[M/H]> +0.3 dex，大多数恒星的金属丰度都超过太阳。我们能够测量恒星金属丰度分布的各向异性。在银河系北部，[M/H]<0.0 dex的亚太阳金属量恒星的比例是银河系南部的两倍多。一个可能的解释是，在星团的不同部分，亚太阳金属量恒星的比例不同，这是最近的合并事件。我们建议用高分辨率光谱来检验这一假设，并将金属丰度信息与运动学数据相结合。
2020-03-12 astro-ph.GA
Kinematic diagnostics for non-axisymmetry in the Milky Way's nuclear stellar disc
Università dell’Insubria（因苏布里亚大学）；University of Malta（马耳他大学）；University of Lancashire（兰开夏大学）；Instituto de Astrofísica de Andalucía (CSIC)（安达卢西亚天体物理研究所（西班牙高等科学研究委员会））；University College London（伦敦大学学院）；Queen’s University（女王大学）；Université Côte d’Azur（蔚蓝海岸大学）；Observatoire de la Côte d’Azur（蔚蓝海岸天文台）
本文通过系统分析提出两种运动学诊断方法，用于确定银河系是否存在核棒结构，强调顶点偏差和μ_ℓ vs ℓ分布的不对称性，指出顶点偏差在多观测场数据结合下更稳健。
2026-03-19 astro-ph.GA
CO Emission Delineating the Interface between the Milky Way Nuclear Wind Cavity and the Gaseous Disk
基于MWISP观测，我们研究了高z CO向切点的发射，在切点处分子云（MC）的距离被很好地确定。在l=12-26 deg和|b| <5.1 deg的区域内，共鉴定出321个|z| > 110 pc的MC，其中近30个极高z MC（|z| > 260 pc的EHMC）集中在R_GC=2.6-3.1 kpc的狭窄区域内。EHMC浓度与RGC =2.3-2.6 kpc的其他高z MCs一起构成了与费米泡物理相关的HI空隙边缘周围的分子火山口壁结构。有趣的是，一些位于银道面上方和下方的陨石坑壁中的大型高z MC显示出彗星状结构，其头部朝向银道面，这有利于夹带的分子气体随着多相流从银道面移动到高z区域的情况。我们认为，银河系核风有一个显着的影响银河系气体盘。大约3- 600万年前的强大核风可能是造成观测特征的原因：（1）位于HI空洞边缘的CO气体增强，（2）R_GC<3 kpc内原子和分子气体的缺乏，（3）EHMC浓度与3 kpc臂之间的可能联系，以及（4）高Z MC拉长，尾部指向远离银河平面。
2022-05-16 astro-ph.GA
The Milky Way's nuclear star cluster: Old, metal-rich, and cuspy
我们提供了大约39，000颗恒星的Ks测光和大约11，000颗恒星的H波段测光，范围约为40“x40”，以Sgr A* 为中心。此外，我们还提供了以Sgr A* 为中心的10“x10”的非常深的中心场中约3，000颗恒星的Ks测光。我们发现，Ks光度函数（KLF）是相当均匀的研究领域内，并没有显示出任何显着的变化作为一个函数的距离从中央黑洞的尺度上的几个0.1 pc。通过拟合KLF的理论光度函数，我们得到了核星团的恒星形成历史。我们发现，大约80%的原始恒星形成发生在10 Gyr或更长时间之前，随后是一个持续超过5 Gyr的大部分静止阶段。我们清楚地探测到年龄约为3 Gyr的中等年龄恒星的存在。这一事件约占星团最初形成的恒星质量的15%。恒星质量的百分之几是在过去的几百万年里形成的。我们的结果似乎是不一致的准连续恒星形成的历史。在Ks=15到19之间的所有星等上，恒星密度都以指数方式向Sgr A* 方向增加。我们还表明，恒星尖点周围的Sgr A* 的精确属性是很难确定的，因为恒星形成的历史表明，恒星计数可以显着污染，在所有大小，恒星太年轻，动态放松。我们发现，观测任何年轻的（非毫秒）脉冲星在一个紧密的轨道围绕Sgr A* 和波束向地球的概率是非常低的。我们认为，典型的球状星团，如他们所观察到的银河系和周围的今天，可能没有作出任何重大贡献的核集群的质量。星系核团可能是在银河系早期历史…
2020-07-31 astro-ph.GA
Evidence of an age gradient along the line of sight in the nuclear stellar disc of the Milky Way
核恒星盘（NSD）是位于银河系中心的一种扁平致密的恒星结构。最近的研究表明，类似的结构在外部螺旋星系的核中很常见，有证据表明它们的年龄梯度表明它们由内而外形成。然而，NSD恒星星族沿视线的年龄特征仍然缺失，由于其极端的源拥挤和朝向银河系中心的高星际消光。我们的目标是在不同的平均银心NSD半径的年龄的恒星星族调查的第一次存在的年龄梯度沿视线。我们选择了两组恒星在不同的NSD半径，通过它们不同的消光和自行分布。我们分析了他们的恒星星族拟合去红$K_s$光度函数的线性组合的理论模型。我们发现显着差异的恒星星族在不同的NSD半径，表明存在的年龄梯度沿视线。我们从NSD最近边缘采集的样本中含有相当大一部分（占其总恒星质量的$\sim40 \%$）的中等年龄恒星（2-7 Gyr），这在NSD内部更深处的恒星样本中不存在，其中恒星质量的$\sim90 \%$年龄大于7 Gyr。我们的研究结果表明，NSD年龄分布是一个类似的发现在外部星系，他们意味着酒吧驱动的过程中观察到的外部星系在银河系中同样在发挥作用。
2023-03-05 astro-ph.GA
The Effects of Cosmic-Ray Diffusion and Radiative Cooling on the Galactic Wind from the Milky Way
本文用定态近似研究了宇宙线扩散和辐射冷却对银河风结构的影响。众所周知，现实的冷却过程抑制了风的发射。宇宙射线扩散的影响也被认为不利于风的发射。这两种效应还没有在风的稳态近似下同时研究过。我们找到了327，254个稳态银河风的解，并证实：宇宙线压力的影响取决于Alfv{é}n马赫数，风携带的质量通量不直接取决于宇宙线压力（但取决于热压力），在银河系中发现的典型条件可能对应于在距盘$\sim300$ ~kpc高度处提供金属污染物质的风解。
2021-12-27 astro-ph.GA astro-ph.HE
Jeans modelling of the Milky Way's nuclear stellar disc
核恒星盘（NSD）是一种扁平的恒星结构，在银心半径$30 \lesssim R \lesssim 300{\, \rm pc}$处主导银河系的引力势。在本文中，我们构建了轴对称金斯动力学模型的NSD的基础上以前的光度研究，我们把它们的视线运动学数据的APOGEE和SiO脉泽星。我们发现：（i）NSD质量较低，但与Launhardt等人（2002）通过测光独立确定的质量一致。我们的基准模型具有包含在$M(r<100{\, \rm pc}) = 3.9 \pm 1 \times 10^8 {\, \rm M_\odot}$的球形半径$r=100{\, \rm pc}$内的质量和$M_{\rm NSD} = 6.9 \pm 2 \times 10^8 {\, \rm M_\odot}$的总质量。(ii)NSD可能是垂直偏置盘的第一个例子，即垂直和径向速度分散之间的比率为$σ_z/σ_R>1$。对中央分子带中形成恒星的分子气体的观测和理论模型表明，大的垂直振荡可能在恒星诞生时就已经留下了印记。然而，发现$σ_z/σ_R > 1$取决于在最里面的几十秒差距的速度色散的下降，在我们的假设，NSD是轴对称的，和现有的（消光校正）恒星样本广泛跟踪基本的光和质量分布，所有这些都需要建立未来的观测和/或建模。(iii)我们为银河系最里面的$500 {\, \rm pc}$提供了迄今为止最精确的旋转曲线…
2020-09-09 astro-ph.GA
Surface Brightness Profile of the Milky Way's Nuclear Star Cluster
本文旨在确定银河系核星团（MWNSC）的形状、大小和光度/质量。我们使用斯皮策/IRAC图像在3.6和4.5微米，星际消光是在最低限度，但整体排放仍然是由恒星占主导地位。我们在IRAC 8.0微米图的帮助下校正了4.5微米图像的PAH排放，并在[3.6-4.5]彩色图的帮助下校正了消光。我们提供了银河系中心~ 300 × 200 pc ^2的消光图，以及恒星发射的PAH发射和消光校正图像，分辨率约为0.2 pc。我们发现，MWNSC出现在投影本质上是点对称的，它是显着扁平，其主轴沿银道面对齐，它是中心的黑洞，人马座A*。它的密度在距离人马座A* 几个秒差距的距离上遵循众所周知的近似ρ ~r^{-2}定律，但在投影半径约为5秒差距时，可能会变得和ρ ~r^{-3}一样陡峭。我们得到半光半径为4.2 ± 0.4 pc，总光度L_MWNSC=（4.1 ± 0.4 μ m × 10 ^{7} L_Sun，质量M_{MWNSC} =（2.5 ± 0.4 μ m × 10 ^{7} M_Sun. MWNSC的整体性质与河外对应物的性质非常一致，这突出了它作为这些物体的模板的作用。它的扁平与先前建立的平行于银河系自转的自转一致，并表明它是由优先沿银河平面落下的物质吸积而形成的。我们的研究结果支持核集群的原位增长的情况下，并强调需要增加其形成的理论模型的复杂性，并为他们的恒星和中央黑洞之间的相互作…
2014-06-17 astro-ph.GA
Blowing in the Milky Way wind: neutral hydrogen clouds tracing the Galactic nuclear outflow
我们提出了一个新的敏感调查的中性氢以上和以下的银河系中心与绿银行望远镜的结果。观测范围一直延伸到银河系纬度|B| < 10度，有效角分辨率为9.5“，在1 km/s通道中的平均均方根亮度温度噪声为40 mK。调查显示，存在着一个人口的异常高速云延伸到约1.5千秒差距的高度，从银河系平面，并没有显示银河系旋转的签名。这些云有当地标准的静止速度|弗尔斯尔|< 360 km/s，假设起源于银河系中心，它们的大小为几十秒差距，中性氢质量跨越$10-10^5 \, M_\odot$。考虑到选择效应，云量在经度、纬度和Vlsr上是对称的。我们模拟的云运动学的外流从银河系中心扩大，并发现人口一致的物质移动径向速度Vw ~ 330公里/秒分布在整个双锥与开口角$α>140$度。这个简单的模型意味着在过去的1000万年里，外流光度$Lw > 3 \times 10^{40}$ erg/s，与银河系内部区域的恒星形成反馈一致，冷气体质量损失率为$\lesssim 0.1 \, M_\odot$ /年。这些云可能代表了我们银河系驱动的核风中加速的冷气体成分，尽管其中一些衍生性质挑战了当前的夹带过程理论模型。
2018-02-06 astro-ph.GA
On the origin of a rotating metal-poor stellar population in the Milky Way Nuclear Cluster
我们探索最近在银河系核团（NC）的内部秒差距中检测到的恒星的人口的起源，表现出亚太阳的金属丰度和更高的旋转相比，占主导地位的人口。使用最先进的$N$体模拟，我们模拟了一个大质量恒星系统落入银河系中心，银河系和银河系外的起源。我们表明，新发现的人口可以是一个大质量的星团的残余物形成的几个kpc远离银河系中心（银河系的情况下），或从一个矮星系最初位于10-100 kpc（河外的情况下），并达到银河系中心3-5 Gyr前吸积。我们的模型和银河系卫星和球状星团的特征银心距离和金属丰度分布之间的比较有利于银河系的情况。与土卫二香肠，红杉，人马座和大犬座结构相关的集群的比较表明，所观察到的贫金属子结构的祖先在原位形成，而不是被吸积。
2020-09-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Milky Way like galaxy NGC 6384 and its nuclear star cluster at high NIR spatial resolution using LBT/ARGOS commissioning data
我们分析了高空间分辨率近红外（NIR）成像的NGC 6384，银河系一样的星系，使用ARGOS委托数据在大双筒望远镜（LBT）。地球观测卫星网络利用六颗激光引导星（每台望远镜三颗）和一颗用于倾斜感应和引导的自然引导星，对LUCI 2近红外照相机$4'\!\times4'$视场内的地层进行稳定的PSF $_{\rm FWHM}\!=\!0.2"\!-\!0.3"$ AO校正。通过这种高空间分辨率，我们分析了核星团（NSC）的结构和NGC 6384的中央千秒差距。我们通过2D建模发现，NSC（$r_{\rm eff}\!\simeq\!10$ pc）被一个小的（$r_{\rm eff}\!\simeq\!100$ pc）和一个更大的Sersić（$r_{\rm eff}\!\simeq\!400$ pc）包围，所有这些都嵌入在NGC\6384大规模方形/X形凸起和圆盘中。这项概念验证研究表明，通过地面层AO实现的高空间分辨率，我们可以将这种分析推到以前只能从太空访问的距离。SED拟合NIR和光学HST光度测定法允许利用年龄-金属性-消光简并推导出$8\%$与${\cal M}_{\rm\star,old}\!\simeq\!3.5\times10^7M_\odot$、年龄$_{\rm old,\ young}\!=\!10.9\pm1.3$ Gyr和226\，Myr $\pm62\%$…
2019-01-18 astro-ph.GA
A first glimpse at the line-of-sight structure of the Milky Way's nuclear stellar disc
核恒星盘（NSD）是位于银河系中心的致密恒星结构。由于它的接近，它构成了一个独特的实验室，以了解其他星系核。然而，高拥挤和灭绝阻碍了其研究，甚至其形态和运动学尚未完全清楚。在这项工作中，我们使用NSD红丛星，其内在的属性是众所周知的，跟踪NSD的运动学和计算的距离和消光对边缘的NSD。我们使用公开可用的自行和测光表的NSD区分红团星的颜色星等图。然后，我们应用高斯混合模型，以获得适当的运动分布，并计算了消光和不同的运动学恒星的距离。我们得到的自行分布包含NSD星旋转向东和向西，加上一些污染的银河系的隆起/酒吧星，与以前的工作。我们计算了向东和向西移动的恒星的距离和消光，并得出结论，后者超出了$\sim300$ pc，表明沿着视线和穿过视线的类似结构，并与NSD的轴对称结构一致。而且，我们发现NSD内部的消光相对较低，占属于NSD最远边缘的恒星总消光的不到10%。
2022-12-19 astro-ph.GA
Three classical Cepheid variable stars in the nuclear bulge of the Milky Way
核球是一个半径约为200秒差距的区域，围绕银河系中心。它包含的恒星年龄从几百万年到十亿年不等，但它的恒星形成历史和恒星形成的触发过程仍然有待解决。最近，有人提出了由气体含量变化提供动力的恒星形成事件。经典造父变星的脉动周期随年龄的增加而减小，因此根据它们的周期分布来探讨恒星的形成历史是可能的。在这里，我们报告的存在下，三个经典造父变星的核隆起的脉动周期约为20天，在40秒差距（投影距离）的中央黑洞。没有发现周期更长或更短的造父变星。我们推断大约在2500万年前有一个时期，可能一直持续到最近，在这个时期，恒星的形成相对于3000 - 7000万年前的时期有所增加。
2011-11-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Early formation and recent starburst activity in the nuclear disc of the Milky Way
核盘是位于银河系中心的致密恒星结构，半径为$\sim$ 150 pc。在过去的几千万年里，它一直是一个激烈的恒星形成的地方，但它的整体形成历史至今仍不清楚。在这里，我们报告了这个地区的第一个详细的恒星形成历史。它的大部分恒星形成于至少80亿年前。这一最初的活动之后是一段长时间的平静，大约1 Gyr前的一个突出事件结束了这一事件，在此期间，大约5%的质量在$\sim$ 1亿年的时间窗口中形成，这可能是银河系历史上最具活力的事件之一。恒星的形成随后在一个较低的水平上继续进行，在过去的$\sim$ 5亿年里，恒星质量的百分之几被创造出来，直到$\sim$ 3千万年前，恒星的形成速度才加快。我们的研究结果与以前接受的银河系中心准连续恒星形成的范式相矛盾。长时间的静止阶段与银河系的整体静止历史相一致，并表明我们银河系的酒吧可能直到最近才存在，或者在银河系的漫长生命中，通过酒吧的气体传输效率极低，并且中央黑洞可能在银河系早期已经获得了大部分质量。
2021-07-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar winds pump the heart of the Milky Way
银河系中央的超大质量黑洞Sgr A* 以非常低的速度吸积，使其成为一个非常不亮的星系核。尽管内秒差距内有数十颗沃尔夫-拉叶星以星风的形式提供${\sim}10^{-3}\rm\ M_{\odot}\ yr^{-1}$，但这种物质（$<10^{-4}$）中只有微不足道的一部分最终被吸积到Sgr A* 上。最近在其附近发现的冷气体（${\sim}10^4\rm\ K$）提出了这样的材料如何在Sgr A* 附近的敌对（${\sim}10^7\rm\ K$）环境中定居的问题。在这项工作中，我们表明，系统的质量损失的恒星吹风可以自然地占热，效率低下的吸积流，以及形成一个寒冷的盘状结构。我们运行流体动力学模拟使用基于网格的代码拉美西斯开始尽可能早地在过去观察系统的状态，在目前的时间。我们的研究结果表明，该系统达到准稳态约${\sim}500\rm\ yr$与材料被捕获的速度为${\sim}10^{-6}\rm\ M_{\odot}\ yr^{-1}$在${\sim}10^{-4}\rm\ pc$的尺度，与观察和以前的模型。然而，在更长的时间尺度（$\gtrsim3000\rm\ yr$）上，物质以盘的形式聚集在黑洞附近。考虑到Wolf-Rayet阶段（${\sim}10^5\rm\ yr$）的持续时间，我们得出结论，这种情况可能已经发生，并可能是Sgr A* 过去更活跃和/或其当前流出的原因。…
2019-12-04 astro-ph.GA
Constraining Ultra Light Dark Matter with the Galactic Nuclear Star Cluster
我们使用银河系的核星团（NSC）来测试存在的暗物质“孤子核心”，在超轻暗物质（ULDM）模型预测。由于孤子核心的大小与mDM^{-1}成正比，而核心的密度与mDM^{2}成正比，因此NSC（约3 pc内的主要恒星成分）对暗物质粒子质量mDM中的特定窗口敏感。我们应用一个球形各向同性的牛仔裤模型来拟合NSC的视线速度色散数据，假设先验精确测量银河系的超大质量黑洞（SMBH）的质量和测量良好的NSC密度分布。我们发现，假设孤子核结构不受银河系SMBH的影响，目前的观测数据拒绝了质量在10^{-20.4} < mDM < 10^{-18.5} eV范围内的单个ULDM粒子的孤子核的存在。我们在模拟数据上测试了我们的方法，证实了我们对ULDM质量的敏感性与真实数据相同。银河系中心更大区域的动力学建模，包括核恒星盘，承诺在更广泛的MDM范围内更严格的约束。我们将在今后的工作中考虑这一点。
2022-01-06 astro-ph.GA
The nuclear star cluster of the Milky Way: proper motions and mass
核星团位于大多数星系的光度和动力中心。它们是宇宙中最密集的星团之一。银河系中的NSC是这类天体中唯一可以分解成单个恒星的天体。我们测量了超大质量黑洞Sgr A*~1.0 pc范围内6000多颗恒星的自行。完整的数据集在这项工作中提供。我们在很大程度上将已知的具有独特动力学性质的早期型恒星排除在动力学分析之外。星系团的旋转平行于银河系的旋转，而速度色散似乎各向同性（或各向异性可能被掩盖的集群旋转）。由于Sgr A* 的质点而引起的速度弥散的开普勒衰减仅在R <~ 0.3 pc时才能清楚地检测到。将非参数各向同性和各向异性Jeans模型应用于数据。这意味着最佳拟合的黑洞质量为3.6（+0.2/-0.4）x 10^6太阳质量。虽然这个值比目前的标准值4.0x10^6太阳质量稍低，但这是第一次自行分析提供人马座A* 的质量与从单个恒星轨道推断的质量一致。人马座A* 的质点不足以解释速度数据。除了黑洞，模型还要求在中央秒差距内存在0.5- 1.5 × 10^6太阳质量的扩展质量。这是第一次明确地探测到核星团的扩展质量。在距离Sgr A*>~0.4 pc时，扩展质量对引力势的影响变得显著。对这种扩展质量分布的约束很弱。扩展的质量可以用组成星团的恒星的质量很好地解释。
2009-02-23 astro-ph.GA
Testing stellar cusp formation theories with observations of the Milky Way nuclear star cluster
本文报道了银河系最内层0.16pc的核星团的结构，它是由晚型巨星的数密度分布测量的。使用激光导星自适应光学与积分场摄谱仪，OSIRIS，在凯克II望远镜，我们能够区分较老的，晚型（~ 1 Gyr）的恒星，这被认为是动态放松，和未放松的年轻（~ 6百万年）人口。这种区别是至关重要的测试模型的恒星尖点形成附近的一个黑洞，因为模型假设，尖点恒星在动态平衡的黑洞潜力。我们发现，来自年轻恒星的污染是显著的，在我们的灵敏度范围内（K < 15.5），在中心弧秒内，年轻恒星的数量是老恒星的两倍多。仅以晚型恒星为基础，表面恒星数密度剖面是平坦的，投影的幂律斜率为-0.26+-0.24。这些结果与没有尖点的核星团是一致的，核心轮廓比大多数尖点形成理论预测的要平坦得多。在这里，我们还审查的方法，进一步约束真正的三维径向轮廓使用运动学测量。在天空平面上以及沿着视线的精确加速度测量有可能直接测量密度分布，以确定在0.1 pc的内部晚型恒星的分布中是否存在“洞”。
2010-02-09 astro-ph.GA
Gas dynamics in the Milky Way: the nuclear bar and the 3-kpc arms
我们讨论了在银河系中存在两个酒吧的气体动力学的第一个模型的结果：大规模的主酒吧或boxy隆起和次级酒吧在银河系中心区域。我们已经得到了一个准确的潜力，通过模拟2 MASS星计数，我们已经使用这个潜力来模拟气体动力学。作为一级近似，我们采用了一个单一的模式速度Ω_p。Ω_p=30-40 \kmskpc和主棒取向为20-35 °的模型成功地再现了观测到的速度-速度图的许多特征，如终极速度曲线或旋臂切点。银河系分子环并不是一个真正的环，而是旋臂的内部，在共转中。该模型定量地再现了“3千秒差距臂”和最近发现的远侧对应物，这是横向臂，轮廓酒吧。在银河系中心区域，该模型再现了1 kpc的HI环和中央分子区（CMZ），这是气体对次级棒的响应。为了再现观测到的CMZ CO经度速度图的“X”形，次级棒应相对于太阳-GC线定向60-70度。次级棒的质量为（2-5.5）10^9 Msun，是初级棒质量的10- 25%。
2009-01-14 astro-ph.GA
The Milky Way's nuclear stellar disc: A dynamically cool and metal-rich component formed from the Central Molecular Zone?
核星盘（NSD）与核星团（NSC）和中心大质量黑洞一起，是银河系中心的主要组成部分之一。然而，直到最近，只有少数研究的恒星内容的NSD已获得由于极端灭绝和恒星拥挤。利用专门的KMOS（VLT，ESO）光谱巡天，我们研究了NSD的运动学和全球金属丰度的K/M巨星的基础上的观测。我们跟踪径向速度和金属丰度的光谱指数（钠I和CO）的基础上得出的沿NSD和比较与银河系膨胀样本的APOGEE（DR 16）和数据从NSC。我们发现NSD中的金属丰度分布函数和富金属星和贫金属星的比例与NSC和银河系膨胀的相应分布和比例不同。通过追踪速度色散作为金属丰度的函数，我们清楚地看到，NSD是运动学冷的，并且速度色散随着金属丰度的增加而减小，这与APOGEE（$\rm |b| < 4^{o}$）的内膨胀样品相反。利用分子气体示踪剂（$\rm H_{2}CO$，CO（4-3））对中心分子带（CMZ）的气体自转和富金属星的自转进行了研究，发现了一个惊人的一致性，表明富金属星可能是由CMZ中的气体形成的。另一方面，贫金属恒星的自转速度要慢得多，反自转的迹象表明这些恒星的起源不同。耦合运动学与全球金属丰度，我们的研究结果表明，NSD是化学和运动学上不同的相对于内凸起表示不同的形成方案。
2021-05-05 astro-ph.GA
The Star Formation History of the Milky Way's Nuclear Star Cluster
我们报告的第一个恒星形成的历史研究银河系的核星团（NSC），其中包括从大样本的恒星金属丰度测量的观测约束。这些金属丰度测量是从双子座和VLT最近对中心1.5 pc内的770颗晚型恒星的调查中获得的。这些金属丰度测量，连同光度测定和光谱导出的温度，正演模拟贝叶斯推理方法。包括金属丰度测量提高了整体拟合质量，因为以前难以约束的低温红巨星现在被考虑在内，并且最佳拟合有利于双组分模型。占主导地位的成分含有93%的$\pm$ 3%的质量，富含金属（$\overline{[M/H]}\sim$ 0.45），年龄为5 $^{+3}_{-2}$ Gyr，比早期研究的固定（太阳）金属丰度年轻$\sim$ 3 Gyr;这个年轻的年龄挑战了NSC和超大质量黑洞在早期同时形成的共同进化模型。次要星族成分的金属丰度较低（$\overline{[M/H]}\sim$ -1.1），含有恒星质量的$\sim$ 7%。次要部件的年龄不确定（0.1 - 5 Gyr）。利用估计的参数，我们推断出NSC恒星残骸的星群（$\sim$的不确定度为18%）：1.5颗$\times$ 10 $^5$中子星，2.5颗$\times$ 10 $^5$恒星质量黑洞（BH）和2.2颗$\times$ 10 $^4$ BH-BH双星。这些预测导致中子星比早期假设太阳金属丰度的预测少2-4倍，为理解所谓的“失踪脉冲星问题”引入了一条可能的新…
2022-12-02 astro-ph.GA
The Observed Age Gradient in the Milky Way -- as a Test for theories of spiral arm structure
一些重要的预测，从4个主要模型的螺旋臂形成的测试在这里，使用银河系获得的观测数据。许多旋臂模型（密度波、潮汐波、核李雅普诺夫管或动态瞬态波）与某些观测结果有一些不一致，也有一些不一致。我们的4个测试包括不同臂示踪物远离尘埃带的相对位置和相对速度，以及在两个银河象限和几个银河半径上获得的全球臂俯仰角，以及从银河象限IV到银河象限I的臂形状的连续性。在银河系中，从不同的臂示踪剂中观察到的年龄梯度为12.9 +/-1.1 Myrs/kpc，或远离尘埃带的相对速度为76 +/-10 km/s。年龄梯度的存在是预测的密度波，但不符合预测的潮汐波，核李雅普诺夫管，也不动态瞬态经常性波。
2022-03-10 astro-ph.GA
New constraints on the structure of the nuclear stellar cluster of the Milky Way from star counts and MIR imaging
银河系核星团（MWNSC）是研究其他星系的星系核的重要实验室，但直到现在它的性质还没有明确确定。目标。我们的目的是研究MWNSC的大小和空间结构。方法.本研究使用的数据和方法，解决了以前关于这个问题的研究的潜在缺点。我们使用$0.2''$角分辨率$K_{s}$数据来创建银河系中心的中央$86.4$ pc x $21$ pc的恒星密度图。我们包括从选定的自适应光学辅助图像获得的内秒差距的数据。此外，我们使用IRAC/Spitzer中红外（MIR）图像。我们的模型银河系的隆起和核恒星盘，以减去他们的MWNSC。最后，我们将一个Sérsic模型拟合到MWNSC中，并研究了它的对称性。结果我们的结果与前人的工作是一致的。MWNSC是扁平的，其轴比为$q=0.71 \pm0.10$，有效半径为$R_{e}=(5.1 \pm1.0)$ pc，Sérsic指数为$n=2.2 \pm0.7$。它的长轴可能倾斜出银河平面达PDMATHAMT度。比红团更亮的巨星的分布比暗星的分布要平坦得多。我们调查的三维结构的中央恒星尖点使用我们的结果在大尺度上的MWNSC结构，以限制所测量的恒星表面数密度的deprojection，得到一个值的三维内幂律的$γ=1.38\pm0.06_{sys}\pm0.01_{stat}$。结论. MWNSC与其他在螺旋星系中发现的河外NSC有着共同的主要性质。亮巨星和RC星结构…
2020-01-22 astro-ph.GA
