Weighing the Galactic disk using the Jeans equation: lessons from simulations
利用模拟星系的三维恒星运动学数据，我们研究了Jeans方程分析在重建总盘表面密度，包括暗物质，在“太阳”半径的功效。我们的模拟数据集包括使用最先进的高分辨率宇宙学变焦模拟和其他理想化模型在宇宙学背景下形成的星系。宇宙学上形成的星系已经被证明依赖于许多观测到的晚型螺旋的标度关系，因此提供了一个有趣的替代真实星系的明显优势，所有的运动学数据是完美的。我们表明，垂直速度分散通常是占主导地位的运动学量的分析，和传统的方法，只使用垂直力是合理有效的，在低高度以上的磁盘平面。在更高的高度，径向力的加入变得越来越重要.我们还表明，该方法是敏感的不确定性测量磁盘参数，特别是假设的双指数密度分布的尺度长度，和径向速度色散的尺度长度。此外，我们表明，磁盘结构和低的统计数字可能会导致显着的错误，在计算的表面密度。最后，我们检查我们的研究结果的影响，这类以前的研究，表明更准确的测量尺度的长度可能有助于调和相互矛盾的估计当地暗物质密度在文献中。
2016-01-15 astro-ph.GA
Weighing the two stellar components of the Galactic Bulge
最近对银河系核球的光谱测量明确地表明，核球包含两个主要成分，它们的铁含量最好分开，但在空间分布、运动学和丰度比上也不同。所谓的贫金属（MP）组分在[Fe/H]~-0.4处达到峰值，而富金属（MR）组分在[Fe/H]~+0.3处达到峰值。因此，总的金属丰度分布函数是双峰的，在[Fe/H]~0处有一个倾角。两种组分的相对分数在整个凸起区域内变化显著。我们提供，第一次，部分贡献的MP和MR恒星的恒星质量预算的银河系的凸起，其变化在整个凸起区域。我们发现，MP星占48%的总恒星质量的隆起，在区域|l| <10，|b| <9.5，与其余52%的MR星组成。后者在中纬度|b| ~4处的质量收支中占主导地位，但在外部隆起处（|b| >8）则处于边缘地位。MP分量比MR分量更轴对称，并且它至少是可比较的，并且可能在内部几度稍微占优势。因此，MP分量，它不遵循主酒吧，是不是边际的总质量预算，如以前所认为的，这一新的观测证据必须包括在隆起模型。虽然总的径向速度色散有一个趋势，遵循总恒星质量，当我们分别检查每个组件的速度色散，我们发现，MP星有较高的速度色散，他们弥补了恒星质量的一小部分，反之亦然。这是由于两个金属丰度分量的运动学和空间分布显著不同，正如文献中已经讨论的那样。
2018-07-17 astro-ph.GA
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
Weighing the Galactic dark matter halo: a lower mass limit from the fastest halo star known
银河系暗物质晕的质量正在进行生动的讨论。最近，Xue et al.（2008，ApJ，684，1143）基于~2400颗蓝色水平分支（BHB）晕星的视线速度分布，将星系晕质量相对于以前的工作向下修正了~2倍。这些观测结果用宇宙学星系形成模拟的统计方法进行了解释，因为只有四个6D相空间坐标被确定。在这里，我们集中在一个密切的调查，从该样本的最高负径向速度的恒星。对于一颗恒星SDSSJ 153935.67 +023909.8（简称J 1539 +0239），我们成功地测量到了一个重要的自行，即获得了完整的相空间信息。我们确认该恒星是一个人口II BHB星从一个独立的定量分析的SDSS光谱-提供了第一个NLTE研究的任何晕BHB星-并重建其三维轨道在银河系的潜力。J1539+0239是迄今为止已知最快的晕星，在其当前位置的银河系静止坐标系速度为694 $^{+300}_{-221}$ km/s（完全不确定性范围，来自蒙特卡罗误差传播）。恒星的极端运动学允许一个显着的下限放在晕质量，以保持它的约束，M_halo $\ge1.7_{-1.1}^{+2.3}\times10^{12}$ Msun。我们的结论是，薛等人的结果往往低估了真实的晕质量，因为他们最可能的质量值与我们的分析一致，仅在4%的水平。然而，我们的结果证实了其他研究，利用完整的相空间信息。
2010-05-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Weighing the stellar constituents of the Galactic halo with APOGEE red giant stars
众所周知，银河系晕中的恒星质量很难确定，因为太阳附近的恒星很少。$\it{Gaia}$的初步证据表明，附近的恒星晕是由一个大规模的吸积事件-称为$\it{Gaia-Enceladus}$或香肠-这些限制现在越来越紧迫。我们测量的质量在运动学上选择的单丰度人口（地图）的恒星晕之间的$-3 <$ [Fe/H] $< -1$和$0.0 <$ [Mg/Fe] $< 0.4$使用红巨星从APOGEE DR 14计数。我们发现，地图是很好的三轴椭球面上的单次幂律拟合，我们表明，幂律斜率$α$的变化，使高$\mathrm{[Mg/Fe]}$人口有$α\sim 4$，而低[Mg/Fe]地图更多的扩展与浅斜率，$α\sim 2$。我们估计恒星的总质量为$M_{*,\mathrm{tot}} = 1.3^{+0.3}_{-0.2}\times10^{9}\ \mathrm{M_{\odot}}$，其中我们估计$\sim 0.9^{+0.2}_{-0.1} \times 10^{9} \mathrm{M_{\odot}}$是吸积的。我们估计具有$e > 0.7$的吸积星的质量是吸积晕质量的$M_{*,\mathrm{accreted},e>0.7} = 3 \pm 1\ \mathrm{(stat.)}\pm 1\ \mathrm{(syst.)}\times10^{8}\ \mathrm{M_\odo…
2020-01-07 astro-ph.GA
Analyzing spiral structure in a galactic disk with a gaseous component
使用GADGET2，我们进行了一个SPH+ N体模拟的星系盘恒星和气体粒子。该模拟允许比较不同盘部件中的螺旋结构。此外，我们还进行了一个没有气体成分的模拟，以探索气体对恒星螺旋图案的影响。
2013-10-17 astro-ph.GA
From galactic bars to the Hubble tension: weighing up the astrophysical evidence for Milgromian gravity
天文观测揭示了我们对物理学理解的一个主要缺陷--$-$--鉴于我们目前对引力的理解，爱因斯坦的广义相对论（GR），可检测的质量不足以解释在大量不同系统中观察到的运动。这种重力缺失的问题可能表明GR在低加速度下的崩溃，正如Milgromian动力学（MOND）所假设的那样。我们回顾MOND理论及其后果，包括在宇宙学的背景下，我们主张一种混合的方法，涉及光无菌中微子来解决MOND的集群规模的问题。然后，我们使用来自星系、星系群、星系团和宇宙大尺度结构的证据来检验MOND的新预测。我们还考虑了标准宇宙学范式（$Λ$ CDM）是否可以解释观测结果，并回顾了几个以前发表的非常重要的证伪。我们的总体评估考虑了数据与每个理论一致的程度以及每个理论在容纳数据时的灵活性，金标准是一个明确的$a~priori$预测，而不是由所讨论的数据提供信息。我们的结论是，MOND是赞成的大量数据在一个巨大的天体物理尺度范围，从kpc尺度的银河酒吧的Gpc尺度的本地超空和哈勃紧张，这是缓解MOND通过增强宇宙方差。我们还考虑了几个未来的测试，主要是在尺度比星系小得多。
2022-07-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Exact spirally symmetric galactic dynamos
本文扩展的结果，早期的文件尺度不变的星系螺旋磁模式随时间变化，尺度不变，螺旋。给出的例子都是精确的，因为它们可以用超几何函数来描述。我们将讨论限制在无限导电介质中，以避免早期的近似，这种近似将解限制在与平面成大约20度的圆锥上。磁盘螺旋，“X型”极向场，以及最近发现的旋转测量屏幕在边缘上的星系晕都恢复在这样的解决方案。
2018-02-21 astro-ph.GA
Galactic Spiral Arms: Structure and Dynamics Given by an Equation of Motion
利用自引力暗条的运动方程，我们展示了星系旋臂是如何形成和维持的。我们发现，银河系的磁盘和自引力的臂（如方程所示）的组合的差异旋转导致旋转的螺旋结构。此外，通过这种分析，我们发现了一个第二微分方程，它明确地将这种螺旋结构与星系的旋转曲线联系起来-它连接了几个因素，包括螺旋形状和模式速度。我们还描述了一个简单的多体数值实验，支持我们的方法。研究结果与有关臂结构和旋转曲线（包括前臂结构）的观察证据一致。
2013-03-01 astro-ph.GA
Pitch Angle of Galactic Spiral Arms
表征盘状星系旋臂的关键参数之一是俯仰角，它测量了旋臂与星系旋转方向的倾斜度。为了研究旋臂的俯仰角与星系差动自转剪切率之间的关系，我们利用局域$N$ -体方法对纯恒星盘进行了数值模拟.结果表明，俯仰角随地震频率的增大而增大，随剪切速率的增大而减小，并得到了拟合公式。这种依赖性可以用摆动放大机制来解释。
2014-04-25 astro-ph.GA
Global N-Body Simulation of Galactic Spiral Arms
星系旋臂的起源是天体物理学的基本问题之一。Toomre（1981）在局域分析的基础上提出了摆动放大机制，即恒星的前导波由于星系切变而旋转到拖尾波，自引力形成旋臂。螺旋臂的结构特征在于其数量和螺旋角。我们进行全球$N$体模拟的旋涡星系的螺旋结构的磁盘参数的依赖关系进行调查，并比较模拟结果与摆动放大模型。我们发现，螺旋结构的$N$体模拟同意与预测的摆动放大的参数范围很广。螺旋角随剪切速率的增加而减小，与圆盘质量分数无关。螺旋臂的数目随着剪切速率和圆盘质量分数的增加而减少。如果盘的质量分数是固定的，螺旋角的螺旋臂的数量增加。
2018-08-24 astro-ph.GA
Magnetic Spiral Arms and Galactic Outflows
在一些旋涡星系的气体臂之间已经观察到了星系磁臂，它们的起源仍然不清楚。我们认为，磁旋臂可以自然地产生在臂间区域，因为银河喷泉流或风很可能是弱于臂。银河系外流导致两个抵消效应：小尺度磁螺旋度的消除，这有助于避免发电机的灾难性熄灭，以及大尺度磁场的平流，这抑制了发电机的行动。对于现实的银河系参数，净后果的外流更强的气体武器是更高的饱和大规模的场强在臂间区域相比，在武器。通过将相当现实的螺旋结构和进化模型纳入我们的发电机模型，可以产生磁臂和气体臂的交错图案。
2014-09-17 astro-ph.GA
Interplay between Stellar Spirals and the ISM in Galactic Disks
我们提出了一个新的动态图片银河恒星和气体螺旋，流体动力学模拟的基础上，在一个“活”恒星盘。我们特别关注在一个孤立的星系盘没有恒星酒吧的螺旋结构。使用高分辨率，3维N体/SPH模拟，我们发现，星系盘中的气体的螺旋特征是由本质上不同的机制从恒星密度波的星系激波。恒星旋臂和星际物质平均在任何半径的星系势中共转。与星系激波中的流运动不同，星际物质以不规则的运动进入局部势极小。这些气流汇聚在恒星螺旋底部附近形成致密的气体云/细丝，其整体结构类似于晚型螺旋星系中的尘埃带。恒星臂是不稳定的;它们被银河系的剪切力缠绕和拉伸，因此由于分叉或与其他臂合并，臂的局部密度在~ 1亿年的时间尺度上变化。这使得与恒星臂相关的气体螺旋不稳定。稠密气体云的组合最终分解成非环流运动的臂间区域。星团是由冷而致密的气体形成的，其年龄小于3000万年，它们大致与背景恒星旋臂相关，气体旋臂之间没有明显的空间偏移，年轻恒星的分布也不明显。
2011-04-07 astro-ph.GA
High Galactic latitude runaway stars as tracers of the spiral arms
由于我们位于银河平面的中间，直接观察银河系的螺旋结构受到了阻碍。我们提出了一种基于对银河系高纬度失控恒星诞生地分析的方法来绘制旋臂并确定其动力学。作为一个概念的证明，该方法被应用到本地样本的早期型星和样本的失控星，以获得估计的模式速度和螺旋臂的相位角。我们还估计了这种方法的性能，一旦盖亚收集的数据，特别是在银河系的另一边观察到的失控恒星，是可用的。
2013-02-04 astro-ph.GA
Interplay of CR-driven galactic wind, magnetic field, and galactic dynamo in spiral galaxies
从我们对不同哈勃类型和恒星形成率（SFR）的螺旋星系的磁场强度和大尺度图案的射电观测中，我们得出结论：尽管盘中的高SFR增加了盘和晕中的总磁场强度，但SFR并不改变全球场的结构，也不影响射电辐射的全球尺度高度。相似的尺度高度表明，总磁场调节银河风的速度。银河风本身可能是一个有效的发电机行动所必不可少的。
2009-01-07 astro-ph.GA
Swing Amplification of Galactic Spiral Arms: Phase Synchronization of Stellar Epicycle Motion
我们重新讨论了Toomre（1981）提出的星系旋臂摆动放大模型。详细推导了微扰方程，并研究了恒星螺线的放大过程。我们发现摆动放大的基本过程是恒星运动的相位同步。不管初始的震中相位如何，螺旋中恒星的震中相位在放大过程中是同步的。基于相位同步，我们解释了螺旋线的螺距角对震中频率的依赖关系。我们找到了放大最大的螺旋模式，并计算了它的螺距角，波长和放大因子，这与Julian和Toomre（1966）基于Boltzmann方程的更严格的模型所获得的结果一致。
2016-04-11 astro-ph.GA
The Galactic disc phase spirals at different Galactic positions revealed by Gaia and LAMOST data
我们用一个盖亚和盖亚-LAMOST恒星样本研究了恒星方位角和径向速度分量$V_Φ$和$V_{R}$在横跨$6.34 \lesssim R \lesssim 12.34$、kpc和$|Φ| \lesssim 7.5^{\circ}$银盘的垂直位置-速度平面$Z$ - $V_{Z}$中的分布。在以前的作品中发现，分布表现出显着的螺旋图案。的$V_{R}$分布也显示出明确的四极图案，这是众所周知的速度椭球体倾斜的后果。所观察到的螺旋和四极图案在相空间平面上变化强烈的径向和方位角的位置。随着$R$的增加，$V_Φ$的相位螺旋变得越来越松弛。$V_Φ$和$V_{R}$的螺旋模式以及$V_{R}$的四极模式在$-2^{\circ} < Φ< 2^{\circ}$处最强，但在$4^{\circ} < Φ< 6^{\circ}$和$-6^{\circ} < Φ< -4^{\circ}$处可忽略不计。我们的研究结果表明，外部起源的相位螺旋。在这种情况下，入侵者，最有可能是以前著名的人马座矮星系，穿过银河系平面的方向要么是银河系中心，要么是反中心。相位螺旋的方位角变化也有助于我们限制入侵者的通过时间。需要一个详细的模型来再现观测到的$V_Φ$和$V_{R}$相位螺旋的径向和方位角变化。
2019-03-24 astro-ph.GA
Spiral shocks induced in galactic gaseous disk: hydrodynamic understanding of observational properties of spiral galaxies
本文通过自引力吸积盘中的旋臂激波模型研究旋涡星系观测性质，发现螺距角与剪切率、恒星形成率之间的弥散可反映星系环境导致的恒星形成效率差异。
2023-09-29 astro-ph.GA
Revisiting Galactic disk and spiral arms using open clusters
本研究基于后-Gaia时代最大疏散星团表，利用星团物理参数与3D运动学信息绘制银河系旋臂结构，证实旋臂的瞬态性质，并测得太阳偏移量与标度高。
2023-09-06 astro-ph.GA
A Search for double-lobed radio emission from Galactic Stars and Spiral Galaxies
我们提出了一个系统的搜索两种类型的非常不寻常的天文物体：银河系恒星和螺旋星系的双射电瓣，即无线电发射的光学对象的相对两侧，这表明喷射从他们。我们设计了一种算法，从斯隆数字巡天的878，031颗银河系恒星和最近文献中的675，874个螺旋星系候选者中搜索跨越物体的射电源对。我们发现了三个新的双叶射电星的例子，而对于螺旋星系，我们只重新发现了一个已知的双源，证实了后者的对象是极其罕见的。
2016-10-08 astro-ph.GA
Coherent Stellar Motion in Galactic Spiral Arms by Swing Amplification
我们进行了盘状星系的局域$N$体模拟，并研究了旋臂的演化。计算了旋臂面密度的时间自相关性，发现典型的演化时间尺度可用地震周期来描述。我们研究了恒星轨道根数的分布，发现在旋臂中恒星的震中运动是同相的，而导引中心的空间分布几乎是均匀的。这些事实清楚地表明，震中运动的相位同步发生，这是理论上预测的摆动放大。
2020-05-15 astro-ph.GA
Star formation in Galactic spiral arms and the inter-arm regions
通过银道面l = 37.83度和l = 42.50度之间的视线允许将银河环巡天分子云分成落入旋臂和位于旋臂间区域的分子云。通过将这些云的位置和速度与Bolocam银河平面调查在mm连续体中检测到的密集团块相匹配，我们能够寻找团块形成效率（CFE）的变化，团块与云质量的比率，与银河系环境。我们没有发现任何证据表明，沿这条视线的臂间和螺旋臂区域之间的CFE有任何差异。这进一步证明，在银河系中心区域之外，银河系的大尺度结构在改变分子云内致密的、潜在的恒星形成结构方面几乎没有发挥作用。
2013-02-12 astro-ph.GA
Measurement of Galactic Logarithmic Spiral Arm Pitch Angle Using Two-Dimensional Fast Fourier Transform Decomposition
对数螺线是大多数观测到的星系中出现的一个突出特征。这一特征一直与传统的哈勃分类方案相关联，但历史上对螺旋星系俯仰角的引用几乎完全是定性的。我们已经开发了一种方法，利用二维快速傅立叶变换的螺旋星系的图像，以隔离和测量的螺旋臂的俯仰角。我们的技术提供了一种定量的方法来测量这种形态特征。这将允许螺旋星系的螺距角与其他星系参数进行比较，并测试螺旋臂成因理论。在这项工作中，我们详细介绍了我们的图像处理和分析的螺旋星系图像，并讨论了我们的分析技术的鲁棒性。
2012-05-29 astro-ph.GA
On the possibility of determining the distance to the Galactic center from the geometry of spiral arm segments
本文提出了一种由旋臂段的几何形状确定太阳银心距$R_0$的新方法。几何方面的问题进行了分析和简化的三点方法估计$R_0$从对象中的螺旋段的开发，以测试所提出的方法。将该方法应用于具有测量三角波宽的脉泽，得到了$R_0 = 8.44 \pm 0.45$ kpc的估计值，并分析了螺旋段估计$R_0$的统计特性。
2016-04-18 astro-ph.GA
Geometric Aspects and Testing of the Galactic Center Distance Determination from Spiral Arm Segments
我们考虑的问题，确定几何参数的银河螺旋臂从其部分，包括距离螺旋极，即，到银河系中心的距离（$R_0$）。关于属于对数螺线的一圈的点的数目和将这个螺线定义为几何图形的问题，已经通过假设已知螺线极点（到银河系中心）的方向，用数值和解析的方法进行了研究。基于所获得的结果，在努力测试的新方法，我们已经构建了一个简化的方法来解决这个问题，包括在寻找中位数的值为每个参数从所有可能的三元组的对象在螺旋臂段满足条件的对象之间的角距离。将该方法应用于英仙座和盾牌座臂脉泽空间分布的数据（Reid等人（2014年）的目录），得出了$R_0 = 8.8 \pm 0.5$ kpc的估计值。用同一星表的脉泽测定了五个旋臂段的参数。我们已经证实了螺旋臂在螺旋角上的差异。脉泽所揭示的臂的俯仰角通常与$R_0$相关，因为$R_0$的增加导致俯仰角的绝对值增加。
2018-02-13 astro-ph.GA
Elementary Process of Galactic Spiral Arm Formation: Phase Synchronization of Epicyclic Motion by Gravitational Scattering
摆动放大是盘状星系旋臂形成的一种模式。以前的$N$天体模拟表明，旋臂中恒星的震中相位是同步的。然而，相位同步的基本过程并没有得到很好的理解。为了研究相位同步，我们调查的轨道演化的恒星由于引力散射的摄动下epicpherical近似及其依赖于轨道要素和磁盘参数。我们发现微扰的引力散射可以引起恒星轨道的相位同步。当恒星的初始地震振幅较小，星系盘的剪切速率较大时，地震相位同步性较好。恒星的垂直运动不影响相位同步。相位同步形成拖尾密集区，其可能对应于旋臂。
2021-05-06 astro-ph.GA
Re-determining the Galactic spiral density wave parameters from data on masers with trigonometric parallaxes
银河系螺旋波的参数重新确定使用修改的周期图（频谱）分析的58个脉泽与已知的三角函数松弛，自行，和线的网站速度的银河系中心径向速度。脉泽跨越了一个广泛的银河系中心距离，$3<$ R $<14$ kpc，这与一个大的分散的位置角$θ$这些对象在银河平面XY，需要一个准确的帐户的对数依赖的螺旋波扰动的银河系中心距离和位置角。探测到对应于螺旋密度波的周期信号，其波长为$λ=2.4 \pm 0.4$ kpc，波扰动的峰值速度为$f_R=7.5 \pm 1.5$ km s $^{-1}$，太阳在密度波中的相位为$χ_\odot=-160 \pm 15^\circ$，螺距角为$-5.5 \pm 1^\circ$。
2013-04-19 astro-ph.GA
Phase-Spirals Across Galactic Disks II: Using large-scale "macro-spirals" in phase-spiral amplitude to derive perturbation times
Columbia University（哥伦比亚大学）；University of Surrey（萨里大学）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）；Flatiron Institute（平研究所）
本文提出利用银盘相空间螺旋振幅脊线形成的“宏观螺旋”来估计扰动时间，应用于银河系得出约10亿年前的扰动时间，与人马座矮星系穿越一致。
2026-09-10 astro-ph.GA
Galactic Spiral Patterns and Dynamo Action II: Asymptotic Solutions
Chamandy et al.（2013，以下简称Paper I）通过数值模拟开始了对受星系螺旋图案影响的平均场星系发电机的探索，在这里继续进行渐近解。所用的平均场发电机模型推广了标准理论，包括平均电动势对平均磁场和湍流参数变化的延迟响应（时间非局域性或τ效应）。所考虑的螺旋模式对发电机的影响是螺旋形区域（可能与气体螺旋臂重叠或位于臂间区域）中α效应的增强。平均磁场的轴对称和受控非轴对称模式进行了半解析研究，以澄清和加强数值结果。良好的定性协议之间的渐近解和数值解的文件I的全球性，刚性旋转的材料螺旋（密度波）。在除共旋半径外的所有银河系中心距离上，我们发现磁臂在方位角上偏离α臂，因此磁场强度的脊比α臂缠绕得更紧。此外，有限的发电机弛豫时间τ（与湍流相关时间有关）的影响是使磁臂在与银河系旋转相反的方向上相移，即使在共同旋转半径。这种机制可以用来解释在某些旋涡星系中观测到的磁臂和物质臂之间的相移。
2013-07-11 astro-ph.GA
Galactic Spiral Shocks with Thermal Instability in Vertically Stratified Galactic Disks
星系螺旋激波是盘状星系的主要形态特征，被认为是盘状星系螺旋臂内部亚结构形成的原因。它们还可以通过利用（微分）旋转运动为星际气体提供大量的动能。我们使用数值流体动力学模拟研究的螺旋冲击与热不稳定性在垂直分层星系盘的动力学和结构，专注于环境条件（加热和银河系的潜力）类似的太阳附近。我们首先考虑一个等温盘在垂直流体静力平衡，让它发展受到星际冷却和加热以及恒星螺旋势。由于热不稳定性，表面密度为$Σ_0 \geq 6.7\Surf$的圆盘在中平面附近迅速变成夹在稀薄气体层之间的薄而致密的板。在饱和状态下，总的流动结构由支臂、激波后膨胀区和支臂间区域组成，它们分别占支臂到支臂距离的10%、20%和70%，其中气体分别占支臂到支臂距离的15%、30%和70%，和55%的臂-臂交叉时间。流动的特点是过渡从稀薄到致密相在冲击和致密到稀薄相在冲击后膨胀区，虽然气体与太大的冲击后密度不经历这种返回相变，而是形成致密的冷凝。如果忽略自重，激波拍动驱动气体中的随机运动，但在平面方向上仅达到$\sim 2-3 \kms$，在垂直方向上小于$2\kms$。时间平均冲击波剖面显示...（节略）。
2010-06-24 astro-ph.GA
Catalog of spiral arm Tangents (Galactic Longitudes) in the Milky Way, and the Age Gradient based on various arm tangents
介绍了自1980年以来观测到的205条旋臂切线（银河系中的旋臂）的更新目录。这表示在6年内（自2016年以来）增加了80个臂切线。大多数的旋臂切线都是在射电望远镜中观测到的。在这项研究中，每个臂示踪剂从尘埃带的分离进行了分析，以获得远离尘埃带的相对速度（年龄梯度）。每一个旋臂示踪物都被观测到与尘埃带分离，显示出穿过旋臂的年龄梯度约为11.3 +/- 2 Myr/kpc;这给出了远离尘埃带的相对速度约为87 +/- 10 km/s。
2022-07-28 astro-ph.GA
Weighing the Local Interstellar Medium using Gamma Rays and Dust
针对冷气体测量归一化不确定性大的问题，提出利用Fermi-LAT伽马射线数据测量总气体密度的新方法，精度与既往工作相当且系统误差独立，结果可覆盖顶尖实验的结果范围。
2023-01-30 astro-ph.GA astro-ph.HE
A guided map to the Spiral arms in the galactic disk of the Milky Way
给出了最近历史的最新概述，旨在为文献提供一个有用的工作指南，同时介绍关键系统和观测结果，从太阳开始，走向银河系中心和部分Galactica Incognita，以及更远的地方。首先，我们提出了一个银河系的盘平面的观测视图（制图。动力学、化学横切、磁性）。这包括银河系圆盘中的四条长长的旋臂（图1），它们的几何形状（图2），分量，速度（图3），它们的宽度和内部层以及洋葱状的有序偏移（图4），银河系中心附近的中央条、臂切线、臂间距和臂形状、臂起点（图5），以及螺旋臂中其他可能的参与者，如磁场（图6）和暗物质含量。之后，我们提出了一个基本的分析，从星系臂形成的一些理论预测：数值模拟或分析理论，和观测检查从各种数值模拟和分析（理论）模型的预测。
2017-11-14 astro-ph.GA
Radial migration of the Sun in galactic disk
本文介绍了银河棒旋结构引力效应的物理学。物理方程不同于常规使用的方程。应用到运动的太阳被处理。太阳的速度被认为与奥尔特常数一致。对于四臂螺旋结构，太阳的银河径向迁移小于+- 0.4 kpc。太阳在银河系中心距离（7.8 - 8.2）kpc内保持其存在的75%，并且结果实际上与螺旋结构强度无关。因此，径向距离仅在8 kpc值的5%内变化。对于双臂螺旋结构，太阳的银河径向迁移小于+-（0.3 - 1.2）kpc。太阳在银河系中心距离（7.8 - 8.2）kpc范围内保持其存在的（29 - 95）%，其结果强烈依赖于螺旋结构强度和旋臂的角速度。径向距离在8 kpc值的（3.8 - 15.0）%范围内变化。如果观测的论点倾向于太阳的径向迁移，那么银河系的特征是双臂螺旋结构。
2012-01-01 astro-ph.GA
Effect of dark matter halo on global spiral modes in a collisionless galactic disc
低表面亮度（LSB）星系是由半径最内的暗物质晕所控制的，因此它们是研究暗物质对旋涡星系不同动力学方面影响的理想候选者。在这里，我们研究了暗物质晕的影响上的大设计，m = 2，螺旋模式的星系盘，作为一个无碰撞系统，进行全球模式分析内的WKB近似。首先，我们研究了一个超薄的LSB星系UGC 7321，并表明它不支持离散的全球螺旋模式时，作为一个单独的磁盘系统或磁盘加暗物质系统建模。即使恒星中心表面密度的适度增加也不会产生任何全局螺旋模式。这自然解释了在LSB中观察到的强大尺度螺旋结构的缺乏。早期的一项工作（Ghosh，Saini & Jog，2016）为了简单起见，将银河系盘视为流体系统，表明主导晕无法捕获全局模式。我们发现，这种差异是由于在两种情况下使用的不同的色散关系，并在全球螺旋模式的搜索中起着至关重要的作用。因此，正确的处理恒星作为一个碰撞系统，在这里做的结果在全球螺旋模式的抑制，与观察一致。我们对银河系进行了类似的模态分析，发现暗物质晕对大尺度螺旋结构的影响可以忽略不计。
2017-01-23 astro-ph.GA
Tracing the Galactic spiral structure with embedded clusters
在目前的工作中，我们调查的18个嵌入式集群（EC）的性质。该样本包括11个以前已知的集群，我们报告在WISE图像上发现了7个EC，从而补充了我们最近的437个新集群列表。其主要目标是利用这些星团，通过跟踪星系团距离的旋臂来揭示银河系的结构。我们的研究结果支持一个四臂的螺旋模式，追踪三个臂，射手座-船底座，英仙座，和外臂。射手座-船底座螺旋臂探测在第三和第四象限的边界线上，距离银河系中心的$d_1\sim6.4$ kpc采用$R_{\odot}=7.2$ kpc，或$d_2\sim7.2$ kpc为$R_{\odot}=8.0$ kpc。在我们的样本中，大多数EC位于英仙座臂，在第二和第三象限被追踪，似乎是在银河系中心的距离范围内的$d_1=9-10.5$千秒差距或$d_2=9.8-11.3$千秒差距。Dolidze 25，Bochum 2和Camargo 445位于外臂，沿着银河系的第二和第三象限延伸，距离银河系中心的距离在$d_1=12.5-14.5$ kpc或$d_2=13.5-15.5$ kpc的范围内。我们发现进一步的证据表明，在银河系EC主要位于薄盘和沿旋臂。它们是追踪这些银河特征的极好工具，因此对EC的新搜索有助于更好地理解银河结构。我们还报告了位于英仙座手臂的EC聚集体。
2015-05-07 astro-ph.GA
The start of the Sagittarius spiral arm (Sagittarius origin) and the start of the Norma spiral arm (Norma origin) - model-computed and observed arm tangents at galactic longitudes -20 degrees < l < +23 degrees
在这里，我们将一个四臂螺旋结构与全球臂俯仰角和臂经度切线的更准确数据相匹配，以获得每个螺旋臂在银河系核心附近的开始。我们发现“人马座”旋臂的起点（旋臂中间）的切线在l= -17度+/-0.5度，而“诺玛”旋臂的起点（旋臂中间）的切线在l= +20度+/-0.5度。在此之前，我们发表了一份对每个旋臂示踪物切线的观测和分析汇编，从+23度到+340度;这里我们涵盖了其余旋臂示踪物+340度（=-20度）到+23度。我们的模型臂切线确认通过最近观察到的脉泽数据（在手臂的内边缘）。在银河系内部观测到的旋臂示踪物显示了从中旋臂的偏移;这也在银河系盘的其他地方发现（Vallee 2014 c）。此外，我们整理了观察到的所谓“3 kpc臂”特征的切线;在排除错误识别的螺旋臂后，在统计学上发现它们接近l= -18度+/-2度和l= +21度+/-2度。我们发现，模型计算的臂切线在银河系内部空间一致的平均经度的观测切线的“3千秒钟臂”的功能（相同的银河系内，在错误）。这些空间相似性可能暗示着一个连续的空间。
2016-02-05 astro-ph.GA
A substructure inside spiral arms, and a mirror image across the Galactic Meridian
虽然银河系密度波理论已经有50多年的历史，在科学界也很有名，但它是否适合我们自己的银河系盘却很难说。这里我们展示了旋臂内部的一个子结构。这个子结构相对于银河子午线（零经度）是反向的，负子午线上的臂横切面与正子午线上的臂横切面是镜像。划定了四条车道：中臂（在中臂处的扩展的12CO气体，HI原子），在中间偏移约100 pc（同步加速器，射电复合线），在中间偏移约200 pc（脉泽，较冷的尘埃）和内边缘（在中红外和近红外中看到的较热的尘埃）。
2016-03-29 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
Spiral Arms in Broad-line Regions of Active Galactic Nuclei. I. Reverberation and Differential Interferometric Signals of Tightly Wound Cases
宽发射线是活动星系核光谱的一个重要特征，它提供了中心超大质量黑洞周围电离气体的运动学和空间分布信息，即所谓的宽线区（BLR）。越来越多的证据表明，在BLR中出现了螺旋臂。混响映射（RM）表明，BLR的特征半径与吸积盘的自引力区的特征半径重叠。在WKB近似的框架下，我们展示了旋臂观测特征的鲁棒性。由此产生的螺旋臂导致宽发射线的各种轮廓。我们计算了具有$m=1$模式旋臂的BLR的RM和差分干涉特性。这些特征可以通过高质量的RM和差分干涉观测来检测，例如通过甚大望远镜干涉仪上的重力。WKB近似在未来将被放宽和普遍化，以探索RM活动和差分光谱天体测量观测中密度波信号的更一般情况。
2022-08-08 astro-ph.GA
Magnetic Field Structure near the Galactic Plane
我们把银河系平面分量磁场的两幅彩色图放在坐标（R;l）和（DM;l）中。结果表明，磁场在邻近的旋臂中具有方向反转，与已知的银河系磁场模型一致。然而，对于人马座旋臂区域，与标准磁场模型存在一些分歧。主要的差异是在人马臂区域，银河系南半球的磁场与北半球的磁场方向相反。我们认为，人马座旋臂，也就是磁旋臂，在这个区域是不对称的银河平面，并主要位于北半球。
2010-12-03 astro-ph.GA
Redetermination of Galactic Spiral Density Wave Parameters Based on Spectral Analysis of Maser Radial Velocities
为了重新确定银河系螺旋密度波参数，我们已经进行了频谱（傅立叶）分析的径向速度为44脉泽与已知的三角函数松弛，自行和视线速度。脉泽分布在一个很宽的银心距离范围内（$(3.5<R<13.2$ kpc），其特征是位置角$θ$在银河XY平面上的分布很广。这需要一个精确的津贴的依赖性的扰动相位的银心距离的对数和对位置的角度的对象。为了提高从大间隔数据序列中提取周期性的重要性，我们提出并实现了一种基于广义最大熵方法的谱重构方法。其结果是，我们已经提取了一个周期性描述的螺旋密度波与以下参数从脉泽径向速度：扰动振幅$f_R = 7.7^{+1.7}_{-1.5}$公里s $^{-1}$，扰动波长$λ=2.2^{+0.4}_{-0.1}$ kpc，螺旋密度波$i=-5^{+0.2^\circ}_{-0.9^\circ}$的螺距角，和太阳的相位在螺旋密度波$χ_\odot= -147^{+3^\circ}_{-17^\circ}$。
2012-08-22 astro-ph.GA
Spiral density waves in the outer galactic gaseous discs
对盘状星系外部的深HI观测表明，经常存在延伸的、发育良好的螺旋臂，远远超过光学半径。为了理解这种外部螺旋结构的性质和起源，我们研究了明亮光盘中激发的大尺度螺旋波在外部气体盘中的传播。使用流体动力学模拟，我们表明，非轴对称的密度波，穿透气体通过外部Lindblad共振，可以表现出相对规则的螺旋结构以外的明亮的光学恒星盘。对于低振幅结构，数值模拟的结果匹配的一个简单的WKB线性理论的预测。螺旋结构的振幅随半径的增大而迅速增大。超过$\approx 2$光学半径，螺旋变成非线性的（线性理论变得定量和定性不足）和不稳定的开尔文-亥姆霍兹不稳定性。在数值模拟中，在气体可以在很远的地方获得的模型中，螺旋臂可以延伸到25个圆盘尺度的长度。我们所研究的模型的性质与观测到的单个星系的性质之间的比较可能揭示外晕中暗物质的数量和分布问题。
2015-05-18 astro-ph.GA
The Milky Way Spiral Structure Parameters from Data on Masers and Selected Open Clusters
为了估计银河系螺旋结构的参数，即螺旋角i和螺旋臂的数量，使用了具有已知三角螺旋的银河系脉泽的数据。我们应用了众所周知的方法的基础上分析的“位置角-距离对数”图。从属于全球银河系结构的不同臂的四个部分获得的俯仰角i的估计是自洽的，接近i=-13+/-1度。最有趣的部分是外臂，它只包含三个脉泽。因此，为了获得正确的估计，我们还使用了12个非常年轻的星团的数据，这些星团的距离由Camargo等人通过红外测光确定。得到的估计使我们能够得出有利于银河系螺旋结构的四臂模型的结论。
2013-10-15 astro-ph.GA
Constraining the pitch angle of the Galactic spiral arms in the Milky Way
我们进行分析的一些参数的星系旋臂，在目前可用的样品。我们提出了一个银河系盘中的每个螺旋臂的观测螺距角的目录。对于银河系中的每个长旋臂，我们调查每个单独的臂的螺距角，通过不同的方法测量（螺旋臂，双切线臂，运动学等），并评估他们的答案。第二，我们编目的星系（全球平均臂间距，臂数，臂的形状，在太阳臂间距离）的制图学的最新进展。我们对从1980年到2017年的长时间范围内的结果进行了统计比较。将近年来（自2015年年中以来）发表的约90个单独结果的直方图与66个早期结果（从1980年到2005年）进行比较，显示主峰与次峰的比率几乎增加了3倍。同样，许多早期的差异（以r.m.s.表示）几乎减少了三分之一。
2017-09-15 astro-ph.GA
Two-component outer ring and the Galactic spiral structure
环R1 R2 '的银河系模型可以解释银河系螺旋结构的一些大尺度形态特征。船底座-人马座臂可以由两个外环R1和R2的上升部分组成，它们在船底座区域附近几乎彼此接触。英仙座和十字臂可以部分地与环R2的下降段相识别。外环双分量模型还可以解释图（l，VLSR）中某些极大值的存在，这些极大值被认为对应于旋臂的切向。在数值模拟的基础上，我们提出了银河系的两个环结构的草图，其中包括酒吧，两个外环，内环，和核气体凝聚，这可能是一个核环。这两张草图都可以解释船底座-人马座臂相对于太阳的位置。
2011-08-18 astro-ph.GA
Trigonometric Parallaxes of Star Forming Regions in the Scutum Spiral Arm
作为BeSSeL调查的一部分，我们报告了银河系盾牌座螺旋臂中六个高质量恒星形成区域的三角测量结果。将我们的测量结果与BeSSeL巡天的10个先前测量结果相结合，在盾牌臂中产生了16个源的总样本，这些源在银河系经度范围从5度到32度的三角测量。假设对数螺旋模型，我们估计盾臂的俯仰角为19.8（+/-3.1）度，这比其他螺旋臂的俯仰角大。臂的高俯仰角可能是由于臂接近银河酒吧。盾板臂源显示出比银河系自转慢4 km/s，向银河系中心运动8 km/s的平均奇特运动。虽然这种非圆形运动的方向与其他旋臂中的源具有相同的符号，但盾牌臂源朝向银河系中心的运动更大。
2014-08-03 astro-ph.GA
Galactic Rotation Curve and Spiral Density Wave Parameters from 73 Masers
根据已知三角函数的脉泽运动学数据和内银河系中HI云在切点处的速度测量结果，我们改进了Allen-Schillan模型的银河系势参数，并构造了银心距从0到20 kpc范围内的银河系自转曲线。对于采用的银心距离$R_0=8$ kpc，太阳的圆周自转速度为$V_0=239\pm16$ km s $^{-1}$。我们得到了73个脉泽的剩余切向速度$ΔV_θ$和径向速度$ΔV_R,$。在此基础上，利用我们提出的周期图分析方法，确定了满足线性Lin，Shu模型的银河系螺旋密度波的参数。切向和径向扰动幅度分别为$f_θ=7.0\pm1.2$ km s $^{-1}$和$f_R=7.8\pm0.7$ km s $^{-1}$，扰动波长为$λ=2.3\pm0.4$ kpc，双臂模型中螺旋图案的螺距角为$i=-5.2^\circ\pm0.7^\circ$。螺旋密度波中太阳$χ_\odot$的相位分别是剩余切向和径向速度的$-50^\circ\pm15^\circ$和$-160^\circ\pm15^\circ$。
2013-10-27 astro-ph.GA
Towards a census of the Galactic anticentre star clusters - III: tracing the spiral structure in the Outer Disk
在本文中，我们调查了27个星团候选者的性质，其中大多数都投射到银河系的反中心。我们得到了20个已确认的聚类的基本参数，其中7个是新的鉴定。剩下的四个是不确定的情况下，需要更深入的测光，以确定其性质，和4可能是场波动。此外，我们提供了一个部分人口普查的疏散星团对银河系的anticenter。在这项研究中，我们还包括一些有趣的对象以外的anticenter区域，在第二和第三银河象限，主要是在英仙座和外臂。这些群集证实了外臂沿第三象限的延伸。我们还指出，嵌入式星系团FSR 486距离太阳7.2 +/- 1.3 kpc，投射在本星系群不规则矮星系IC 10的视线上。因此，IC 10的部分不寻常特性可以用银河系污染来解释。我们指出嵌入式集群跟踪螺旋结构的重要性。
2013-04-22 astro-ph.GA
Structured Molecular Gas Reveals Galactic Spiral Arms
利用波士顿大学-五学院射电天文台13 CO J=1-0银河系环巡天的观测数据，分析了银河系分子气体的亮度分布函数（BDF）和亮度分布指数（BDI），探讨了银河系分子气体结构的发展。BDI测量空间受限的明亮分子发射相对于在大面积上延伸的微弱发射的分数贡献。这个相对数量在很大程度上与分子气体的数量和任何传统的、预先设想的结构（如核心、团块或巨大的分子云）无关。在旋速图中，由较高BDI追踪到的结构分子气体沿着银河系的旋臂连续分布。这清楚地表明，分子气体在流过螺旋臂时会改变其结构。虽然高BDI气体通常与H II区域一致，但也有一些高BDI气体没有或很少有正在形成的恒星的迹象。这些结果支持了一个可能的进化序列，其中非结构化的，扩散的气体转化成结构化的状态遇到的螺旋臂，然后由恒星的形成和最终返回到非结构化状态后的螺旋臂通道。
2012-10-04 astro-ph.GA
Weighing the local dark matter with RAVE red clump stars
我们确定的银河系的潜力在太阳附近的RAVE观测。我们选择的红团星的精确距离，径向速度，和金属丰度已被测量。结合从2 MASS和UCAC目录的数据，我们建立了一个样本的4600个红色团簇恒星在一个圆柱体内的500 pc的半径面向南银河系极点的方向，在200 pc到2000 pc的距离范围内。我们推导出的垂直力和总质量密度分布到2千秒差距远离银河平面拟合分布函数，明确取决于三个孤立的运动积分在一个可分离的潜在的本地代表银河一个四个自由参数。由于我们的样品的深度扩展，我们可以几乎独立地确定暗物质质量密度和重子盘表面质量密度。我们发现（i）在1 kpc Kz/（2 piG）= 68.5 pm 1.0 Msun/pc 2，（ii）在2 kpc Kz/（2 piG）= 96.9 pm 2.2 Msun/pc 2。假设太阳银河系半径R_0 = 8.5 kpc，我们推导出局域暗物质密度rhoDM（z=0）= 0.0143 pm 0.0011 Msun/pc ~ 3 = 0.542 pm 0.042 Gev/cm ~ 3和重子表面质量密度Sigma = 44.4 pm 4.1 Msun/pc ~ 2。我们的研究结果与先前发表的Kz测定高达1千秒差距，而扩展到2千秒差距显示了一些证据，意想不到的大量的暗物质。0.8级的暗晕的扁平化可以产生如此高的局部密度，并结合240 km/s的圆周速度。另一种解释，…
2014-10-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Imprint of Spiral Arms on the Galactic Rotation Curve
我们讨论了一个银河系的模型，它是通过用径向加速度关系拟合观测到的终极速度而得到的。由此产生的恒星表面密度分布偏离了一个平滑的指数盘，具有对应于大质量旋臂的凸起和摆动。这些特征被用来估计金斯方程中的对数密度梯度项，结果证明它具有正确的位置和振幅，可以调和恒星自转曲线和星际气体自转曲线之间的明显差异。这个模型还预测了一个逐渐下降的旋转曲线外的太阳圈与斜率$-1.7\;\mathrm{km}\,\mathrm{s}^{-1}\,\mathrm{kpc}^{-1}$，随后观察到。
2019-09-24 astro-ph.GA
Trigonometric Parallaxes of Star Forming Regions in the Perseus Spiral Arm
我们报告的三角函数的松弛和自行车的水脉泽的12个大规模的恒星形成地区的英仙座螺旋臂的银河系的酒吧和螺旋结构遗产（BeSSeL）调查的一部分。结合我们的结果与文献中的14个视差测量，我们估计英仙座臂的一部分的俯仰角为9.9 +/- 1.5度。这些源的三维银河系特有的运动表明，平均而言，他们正在向银河系中心移动，比银河系旋转慢。
2014-07-07 astro-ph.GA
Star Formation and Magnetic Field Amplification due to Galactic Spirals
通过对比有无旋臂的星系MHD模拟，发现旋臂通过聚集气体使恒星形成率提高2.6倍，并驱动大尺度发电机在1 Gyr内将磁场放大至约1微高斯。
2025-06-19 astro-ph.GA
