Unusual integrated metallicity profile of our Milky Way
本研究首次测量银河系光加权积分恒星金属丰度轮廓，发现其呈'∧'形断裂轮廓，内正外负梯度，与MaNGA和TNG50对比显得不寻常，暗示银河系金属分布非典型，为星系增丰过程提供新见解。
2023-06-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
The building blocks of the Milky Way halo using APOGEE and Gaia -- or -- Is the Galaxy a typical galaxy?
我们总结了最近对APOGEE/Gaia数据进行分析的结果，分析了星系晕、盘和凸起中的恒星星族，从而限制了矮星系和球状星团对银河系晕恒星含量的贡献。根据宇宙学数值模拟对现存数据的解释表明，银河系在z >~ 1.5时经历了异常强烈的吸积历史。
2020-02-19 astro-ph.GA
A rotating satellite plane around Milky Way-like galaxy from the TNG50 simulation
利用TNG50-1模拟发现类银河系晕halo395具有与观测同样薄且运动学相干的卫星平面，其形成主要源于大尺度薄片与空洞环境的特殊几何结构，支持卫星平面问题不构成对ΛCDM模型的严重挑战。
2023-09-23 astro-ph.GA
S0-2 star, G1- and G2-objects and flaring activity of the Milky Way's Galactic Center black hole in 2019
2019年，银河系中心黑洞Sgr A* 产生了异常多的明亮近红外耀斑，包括有史以来探测到的最明亮的耀斑（Do et al 2019，Gravity Collaboration 2020）。我们认为，这种活动是由G1和G2物体由于与背景吸积流的相互作用而脱落的物质几乎同时落入引发的。我们讨论的机制，S-恒星和G-对象脱落的材料，并估计的数量和下降的时间，以达到黑洞。
2021-03-03 astro-ph.GA
Discovery of a New, Polar-Orbiting Debris Stream in the Milky Way Stellar Halo
我们发现，有一个低金属丰度潮汐流，沿l=143度。在南银河帽，距离太阳约34千秒差距，从SEGUE恒星速度发现。由于最集中的检测是在鲸鱼座星座，轨道路径接近极地，我们将其命名为鲸鱼座极流（CPS）。虽然它在空间上与b=-70度的Sgr矮拖尾潮汐尾重合，CPS星的金属丰度（[Fe/H] = -2.1）、蓝离散星与蓝水平支星的比值以及速度与Sgr不同。一些CPS恒星可能会污染以前的Sgr矮星潮汐碎片样本。不寻常的球状星团NGC 5824位于符合CPS的轨道上，具有正确的径向速度。
2009-06-17 astro-ph.GA
Testing the Dark Matter Caustic Theory Against Observations in the Milky Way
我们测试一个特定的理论暗物质，其中暗物质轴子形成环“焦散线”在银河系的平面对银河系恒星的实际观测。根据这一理论，具有角动量的冷的、无碰撞的暗物质粒子在薄片上进出银河系。这些流动在最接近银河系中心的位置形成焦散环（在环的位置，流动的密度形式上是无限的）。我们表明，焦散环暗物质理论再现了一个大致对数晕，大扰动附近的环。我们表明，该理论可以合理地匹配所观察到的银河系的旋转曲线。我们探索焦散环的影响矮星系潮汐破裂使用N体模拟。特别是，模拟人马座矮星系潮汐破裂的腐蚀性环晕潜力匹配观测的尾随潮汐尾远至90千秒差距的银河系中心，他们不，但是，匹配领先的潮汐尾。焦散环、NFW或三轴对数晕都不符合所有数据。计算焦散环光环加速度的源代码已在NEMO Stellar Dynamics和Milkyway@home客户端存储库中公开提供。
2015-08-19 astro-ph.GA
Cold Milky Way Hi gas in filaments
我们调查的数据从银河Effelsberg-波恩HI调查（EBHIS），补充数据从第三次发布的银河系全天巡天（GASS III）在帕克斯观察。我们用$|v_{\rm LSR}| < 25 $ kms $^{-1}$在11'到16'的角标度上探索了银河系本地HI气体的全天分布。反锐化掩模（USM）被应用于提取小尺度特征。我们发现冷丝与偏振尘埃排放对齐，并得出结论，冷中性介质（CNM）主要是组织在片，由于投影效应，观察到的细丝。这些细丝与尘埃脊有关，与普朗克在353 GHz的结构上测量的磁场对齐。纬度$|b|>20^\circ$以上的CNM由对数正态分布描述，中值多普勒温度为$T_{\rm D} = 223$ K，由观测到的谱线宽度（包括湍流贡献）导出。中性氢（HI）柱密度中值为$N_{\rm HI} \simeq 10^{19.1}\,{\rm cm^{-2}}$。这些CNM结构嵌入在具有$N_{\rm HI} \simeq 10^{20} {\rm cm^{-2}}$的暖中性介质（WNM）内。假设平均距离为100 pc，我们推导出CNM片材的厚度为$< 0.3$ pc。采用由Heiles & Troland 2005提出的$B_{\rm tot} = (6.0 \pm 1.8)μ$ G的磁场强度，并假设CNM细丝被磁压力限制，我们估计厚度为0.09 pc。相应地，中值体积密度在$ 1…
2016-02-24 astro-ph.GA
The Pristine Dwarf-Galaxy survey -- III. Revealing the nature of the Milky Way globular cluster Sagittarius II
我们提出了一个新的光谱研究暗淡的银河系卫星人马座II。利用光纤大阵列多元素光谱仪的多目标光谱，我们用47颗新观测到的恒星补充了Longeard等人（2020）的数据集，其中19颗被确定为卫星的成员。这些额外的成员星被用来对系统的动力学和金属丰度特性施加更严格的约束。我们发现SgrII v = 1.7 +/- 0.5 km s-1的低速色散，与类似光度的银河系球状星团的色散一致。我们确认了该卫星的贫金属性质（[Fe/H]_Sgr II = -2.23 +/- 0.07），并发现Sgr II的金属丰度分散度没有得到解决，在95%的置信限下仅达到0.20。没有发现金属丰度低于-2.5的恒星。因此，尽管这个系统的尺寸非常大（rh = 35.5 + 1.4 - 1.2 pc），我们还是得出结论，Sgr II是银河系中一个古老而贫金属的球状星团。
2020-05-12 astro-ph.GA
The Formation of the Local Group Planes of Galaxies
本星系群中的大多数卫星星系被限制在薄平面上，这对等级星系团理论提出了挑战。PAndAS合作已经确定了一个特别薄的配置，在M31的同伴之间具有运动学相干性，并且长期以来一直声称银河系的矮同伴位于与我们银河系圆盘大致正交的平面上。本讨论调查了四个本星系群平面的可能起源：与PAndAS所确定的平面相似但不相同的平面，一个相邻的略微倾斜的平面，以及两个靠近银河系的平面：一个是较近的星系，另一个是较远的星系。合理的轨道被发现，通过使用数值行动的方法和时间积分过程的向后组合。对于M31，M33，IC 10，和狮子座，解决方案被发现，是一致的测量其自行。对于平面上的星系，它们的自行一定有共性，而这个限制极大地限制了物理上合理的解的数量。平面结构形成的关键是局部空洞的疏散和随之而来的局部片层的建立，这是一个空洞的墙。大多数M31的伴星系都是在早期形成的星系或片状基质中诞生的，这些基质将M31赶出了虚空。M31是一个移动的目标，因为它对银河系的吸引力，其结果是向我们的银河系延伸。在银河系周围的配置中，我们的星系似乎与M31和半人马座A进行了三方竞争。只有那些在一个适度的乐队下降了我们的方式。银河系对室女星系团的吸引力导致了银河系-室女星系团线的排列。
2013-09-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
The tidal features of the classical Milky Way satellites: Expected in MOND but inconsistent with cold dark matter models
Helmholtz Institut für Strahlen und Kernphysik, Universität Bonn（波恩大学赫尔姆霍兹射线与核物理研究所）；Institute of Cosmology & Gravitation, University of Portsmouth（朴茨茅斯大学宇宙学与引力研究所）；Astronomical Institute of Charles University, Faculty of Mathematics and Physics（查理大学数学物理学院天文研究所）
研究银河系经典卫星潮汐特征，通过比较半质量半径与理论潮汐半径，发现其在MOND理论中符合预期，能解释观测到的潮汐特征及部分卫星高速度弥散，与冷暗物质模型不一致。
2026-07-08 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
The Origin of OB Runaway Stars
银河系中大约20%的大质量恒星具有异常高的速度，其起源困扰了天文学家半个世纪。我们认为，这些速度起源于强大的引力相互作用之间的单星和双星在星团的中心。喷射双星在年轻星团（$\aplt 1$ \，Myr）坍缩时自然形成。该模型复制了银河系OB逃逸的关键特征，并解释了年轻星团（如R136和Westerlund~2）周围的$\apgt 100$ \、\Msun \逃逸恒星。如果大多数大质量恒星诞生在致密的、相对低质量的（5000-10000 \Msun）星团中，那么银河系中逃逸星的高比例及其质量和速度分布就可以重现。
2011-11-15 astro-ph.GA
Progenitor diversity in the accreted stellar halos of Milky Way-like galaxies
通过对比三个模拟套件，发现银河系吸积恒星晕的径向多样性较低，主要由约2个早期吸积的前身星系主导，这与其他模型预测的平均值不同。
2025-02-25 astro-ph.GA
Evidence for a Milky Way Tidal Stream Reaching Beyond 100 kpc
我们提出的分析1，207 RR天琴座发现的光度测量所采取的卡塔利娜调查的莱蒙山望远镜。通过将这些恒星的精确距离与Catalina Schmid望远镜对~ 14，000 AB RR型天琴座的测量相结合，我们揭示了一个扩展的协会，该协会达到了超过100 kpc的银河系中心距离，并与人马座流系统重叠。这一结果证实了早期的证据，即外部晕潮汐流的存在是由一个被破坏的恒星系统造成的。通过比较RR Lyonos源密度与基于晕模型的预期，我们发现检测具有~8 sigma显著性。我们调查的距离，径向速度，金属丰度，和周期振幅分布的RR天琴座。我们发现，径向速度和距离都与目前的人马座流模型不一致。我们还发现了初步的证据，在源金属丰度的最遥远的来源部门。根据先前的分析，我们比较了RR天琴座的位置和距离与光度选择的候选水平分支恒星，并找到支持证据表明，这种结构跨越至少60度的天空。我们调查的前景之间的关联流和不寻常的球状星团NGC 2419。
2013-01-25 astro-ph.GA
The high-velocity cloud complex Galactic Center Negative as seen by EBHIS and GASS. I. Cloud catalog and global properties
利用新的Effelsberg-Bonn HI巡天（EBHIS）和银河系全天巡天（GASS）的银河系数据，我们提出了一个修正的高速云（HVC）复杂的银河系中心负（GCN）的图片。由于这些勘测的角分辨率比以前的研究更高（例如，Leiden Dwingeloo Survey），我们将复杂的GCN分解为许多单独的微小团块，这些团块大多具有超过15 km/s的相对较宽的线宽。我们没有检测到一个弥漫性的扩展对应，这是不寻常的HVC复杂。总共识别并参数化了243个团块，这使我们能够对数据进行统计分析。冷线组件（即，w < 7.5 km/s），仅在约5%的已识别的小云中发现。我们的分析表明，复杂的GCN可能是建立了几个亚群，不共享一个共同的起源。此外，复杂的GCN可能是一个最好的例子，温暖的气体吸积到银河系，中性HI云是不稳定的相互作用与银河系气体晕，并成为电离前吸积。
2011-07-18 astro-ph.GA
Three-Dimensional Structure of the Magnetic Field in the Disk of the Milky Way
我们提出的旋转措施（RM）的弥漫银河系同步辐射从加拿大银河平面调查（CGPS），并比较他们的RM河外源，以研究大规模的逆转在银河系磁场（GMF）。使用斯托克斯Q，U和I测量的银河系盘收集的综合望远镜在自治领射电天体物理观测站，我们计算RM超过一个扩展区域的天空，专注于低经度范围内的CGPS（l= 52度到l= 72度）。我们注意到紧凑源和扩展发射跟踪的结构的相似性，并强调了RM图中近似对角线上的梯度的存在，我们将其与人马座著名的磁场反转联系在一起我们认为，这种反转的方向是一种几何效应，这是由于我们在GMF结构中的位置，而GMF结构是由不垂直的电流片引起的银河平面，这是一个严格的径向场逆转所需要的，但至少有一些平行于磁盘的组件。符合这一描述的模型的例子是Gressel等人（2013）的三维基于发电机的模型和银河系尺度的帕克螺旋（Akasofu & Hakamada 1982），尽管后者在银河系动力学方面可能存在问题。我们强调了构建GMF三维模型的重要性，以解释在该数据集中观察到的对角RM梯度等结构。
2017-07-05 astro-ph.GA
Environmental Dependence of Satellite Planarity and Orbital-Pole Coherence around Milky Way Analogues in a Hydrodynamical Cosmological Simulation
Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；Department of Physics, School of Physics and Electronics, Hunan Normal University（湖南师范大学物理科学与电子学院）；Purple Mountain Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院紫金山天文台）；Institute of Astronomy, School of physics, Zhejiang University（浙江大学物理学院天体物理研究所）；Institute of Astronomy and Physics, Inner Mongolia University（内蒙古大学天文与物理学院）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）
通过TNG300-1模拟对比类银河系卫星构型，发现宇宙网环境未显著增加类银河系卫星配置出现概率，其特殊组合源于各向异性吸积
2026-10-14 astro-ph.GA
An Eclectic View of our Milky Way Galaxy
我们的银河系的性质是从折衷的观点重新审视。例如，中央棒的证据并没有反映在中央隆起的RR Lyrant变量的分布中[4，5]，并且不清楚是否有2臂或4臂的螺旋模式适合于螺旋臂。利用射电H I、H II或CO观测绘制银河系径向速度图，受到简单银河系自转假设的影响。太阳的本地标准静止速度（LSR）是$\sim 14$ km s $^{-1}$而不是20 km s $^{-1}$，本地圆周速度是$251 \pm 9$ km s $^{-1}$而不是220 km s $^{-1}$，年轻的恒星群表现出10- 20 km s的$^{-1}$“踢”相对于银河系自转的预期。这意味着，受银河系螺旋密度波影响的恒星形成气体云可能也是如此，这引起了人们对它们用于绘制螺旋臂的担忧。自行数据与新估计的太阳运动速度分量相结合，意味着到银河系中心的距离为$R_0=8.34\pm0.27$ kpc，与最近估计的平均值$8.24\pm0.09$ kpc一致。星系的余弦势并没有被疏散星团的观测所排除。例如，行星状星云Bica 6在牛顿势场中有一个接近逃逸的轨道，但在余弦势场中有一个接近正常的轨道。附近的星团Collinder 464也显示出异常大的潮汐效应，与余弦势的预期一致。一个标准的牛顿版本的星团维里定理分别为银河系和本星系群的M31子群给出了非常合理的质量（$\sim 3 \times 10^{11}M_{\o…
2013-11-28 astro-ph.GA
An Unusual Transient in the Extremely Metal-Poor Galaxy SDSS J094332.35+332657.6 (Leoncino Dwarf)
我们偶然发现，Leoncino矮星系，一个超微弱，低金属量的记录保持者矮星系，可能有一个瞬态源，并可能表现出形态的变化，亮度中心的转移，以及在大约40年的图像中的主要（主机）源的峰值变化;这些现象很可能是相关的。涉及太阳系物体、星团、尘埃包裹和吸积变化的情景被认为是瞬态的起源，但被抛弃了。虽然组合的随时间变化的强和弱的透镜效应，引起一个中等质量的黑洞（10 $^4$ - 5 $\times$ 10 $^{5}$ M $_{\odot}$）在银河系晕（0.1 - 4 kpc）内移动，可以解释所有观察到的可变星系的属性，这是统计上极不可能根据目前的理论预测，因此，也被丢弃。一个灾难性的事件，如超新星/超新星，可能已经发生，只要事件被观察到接近后期/后期下降的光变曲线，但这种情况下无法解释的情况下，一个爆炸后的来源和/或主机HII区在最近的光学图像。一个与发光的蓝色变星、恒星合并或新星的巨大爆发有关的事件，在或接近峰值星等时观察到，可以解释瞬态源和可能的形态/亮度中心的变化，但不能证明主要源峰值变率，除非引起恒星变率。
2018-04-30 astro-ph.GA
Reading the CARDs: the Imprint of Accretion History in the Chemical Abundances of the Milky Way's Stellar Halo
在本星系群（LG）大规模光谱巡天的时代，我们可以探索利用晕星的化学丰度来研究银河系（MW）和M31恒星晕的矮星系祖先的恒星形成和化学富集历史。在本文中，我们调查使用化学吸收比分布（CARD）的七个恒星晕从Latte套件的FIRE-2模拟。我们试图推断星系的组装历史，通过建模的CARD的恒星晕的Latte星系作为一个线性组合的模板CARD从破裂的矮星，不同的恒星质量$M_{\star}$和淬火时间$t_{100}$。我们提出了一种方法来构建这些模板使用当今的矮星系。对于七个Latte晕中的四个，我们恢复了吸积矮星的质量谱，精度为$<10\%$。对于质量吸积的分数作为$t_{100}$的函数，我们发现残差的$20-30\%$的七个模拟。我们讨论了这种方法的失败模式，这是由于矮星系的恒星形成和化学富集历史的多样性。这些故障情况下，可以鲁棒地识别的高模型残差。虽然CARD建模方法不能成功地推断出这些情况下的组装历史，但这些破裂矮星的CARD包含了它们不寻常的形成历史的签名。我们的研究结果是有希望的使用CARDs了解更多关于MW和M31恒星晕的祖先的历史。
2021-10-06 astro-ph.GA
Does the Milky Way Obey Spiral Galaxy Scaling Relations?
了解银河系，我们可以在最亲密的细节中研究的星系，如何融入其他星系是至关重要的。关键的例子包括塔利-费舍尔关系（TFR）--即，光度（$L$）和自转速度（$V_\textrm{rot}$）之间的紧密相关关系以及三维光度-速度-半径（$LVR$）标度关系。过去的几项研究将MW表征为TFR的1--1.5 $σ$离群值。这项研究重新审视这种比较使用新的估计MW属性是强大的许多系统的不确定性，在过去一直是一个问题，并基于与其他螺旋星系的假设一致。比较来自现代河外数据的标度关系，我们发现，我们的银河系的属性是在很好的协议与TFR定义使用任何SDS过滤器的绝对星等，恒星质量，或重子质量作为$L$代理。接下来，我们利用磁盘尺度长度（$R_\textrm{d}$）的测量扩展到$LVR$关系的调查。在这里，我们发现我们的银河系比其他螺旋星系的$\sim$ 90%更远离关系，产生$\sim$ 9.5 $σ$证据表明它的$L$和$V_\textrm{rot}$异常紧凑（仅基于MW误差），这一结果适用于所有考虑的$L$代理。根据$LVR$关系，MW的预期$R_\textrm{d}$为$\sim$ 5 kpc，几乎是观测值的两倍，误差估计将两者置于$\sim$ 1.4 $σ$水平的张力中。银盘的紧凑尺度长度可能与MW被发现异常的其他方式有关。
2016-10-18 astro-ph.GA
A Unique Star in the Outer Halo of the Milky Way
作为测量距离银河系中心超过15千秒差距的恒星丰度比计划的一部分，我们在外晕中发现了一颗具有独特化学特征的贫金属恒星。我们最初在斯隆银河系理解和探索扩展（SEGUE）调查中将其确定为一颗遥远的贫金属恒星。我们在凯克2望远镜上使用Echellette摄谱仪和成像仪（ESI）获得了后续光谱，并测量[Fe/H] =-3.17，[Mg/Fe] =-0.10，[Ca/Fe] =+1.11。这是迄今为止在任何恒星中测量到的最大的钙过剩之一;[Mg/Ca]=-1.21的极低值是完全独特的。在我们27个目标的小样本中发现了这样一颗不寻常的恒星，这表明在星系晕中可能有以前未被观察到的恒星。
2009-04-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Fermi Bubbles in the Milky Way: the closest AGN feedback laboratory courtesy of Sgr A*?
人们普遍认为，在银河系内部秒差距内沉积了一个巨大的（$10^4$到$10^5 \msun$）巨分子云（GMC），可以解释$\sim 6$几百万年前在那里诞生的一百多颗异常巨大的年轻恒星的起源。这种气体的一个未知部分可能是由银河系的超大质量黑洞（SMBH）Sgr A* 吸积的。最近有人提出，两个观测到的从银河系中心发出的$γ$射线气泡，是由于Sgr A* 的这种假定活动而膨胀的。我们运行了一套数值模拟来测试所观察到的气泡形态是否可能是由于盘状中央分子区（CMZ）对Sgr A* 的广角流出的准直，CMZ是中央$\sim 200$ pc中众所周知的大量分子气体储存库。我们发现，一个爱丁顿限制爆发的Sgr A* 持久$\simeq 1$ Myr需要重现的{ \it费米}泡的形态，这表明GMC质量是$\sim 10^5 \msun$，它主要是吸积的Sgr A*，而不是用来制造恒星。我们还发现，从Sgr A* 的流出在CMZ盘中强制执行强角动量混合，将其有力地雕刻成一个更窄的结构-环-也许与最近报道的“赫歇尔环”同义。此外，我们发现，Sgr A* 外流很可能已诱导形成的大质量恒星形成的GMC中的CMZ。在这种情况下，拱门和五重星团，两个观察到的年轻星团在中央几十秒差距的银河系，以及GMC，如Sgr B2，欠他们的存在，以最近的Sgr A* 活动。
2012-03-14 astro-ph.GA
A Hubble Space Telescope Study of the Enigmatic Milky Way Halo Globular Cluster Crater
我们根据哈勃太空望远镜拍摄的深光学成像，分析了暗淡恒星系统陨石坑的已解析的恒星星族。HST/ACS为基础的颜色-星等图（CMD）的火山口扩展$\sim$ 4级以下的最古老的主序列关闭，提供了很好的杠杆作用火山口的物理性质。从结构上看，陨石坑的半光半径为$\sim$ 20 pc，没有潮汐扭曲的证据。陨石坑可以用一个简单的恒星星族来描述，其年龄为$\sim$ 7.5 Gyr，[M/H] $\sim-1.65$，a M $_{\star}\sim10^4$ M $_{\odot}$，M $_{\rm V}\sim -5.3$，距离d $\sim$ 145 kpc，由于基础恒星演化模型的差异，这些性质存在适度的不确定性。在分叉和次巨星分支上方的稀疏采样的恒星可能是1.0-1.4 M的$_{\odot}$双星系统（蓝色离散星）和它们进化的后代，而不是中间年龄的主序星。这些人口的混乱突出了一个巨大的挑战，在准确地描述人口稀少的恒星系统。我们的分析表明，火山口不是一个矮星系，而是一个异常年轻的星系团，因为它位于银河系最外层的恒星晕中。陨石坑与SMC星系团Lindsay 38相似，其位置和速度与麦哲伦星系流碎片的观测和模型非常一致，表明它可能是从麦哲伦星云中吸积而来的。然而，它的年龄和金属丰度也与低质量矮星系如狮子座I或船底座的年龄-金属丰度关系一致。尽管不确定其前身系统，陨石坑似乎已被纳入银河系…
2015-11-03 astro-ph.GA
Alignment of the Milky Way and M31 with their cosmic environment. New insights from constrained Local Group simulations
Kapteyn Astronomical Institute, University of Groningen（格罗宁根大学卡普坦天文研究所）；LIRA, Observatoire de Paris, Université PSL, Sorbonne Université, Université Paris Cité, CY Cergy Paris Université, CNRS（巴黎天文台 LIRA，PSL 大学，索邦大学，巴黎西岱大学，CY 塞尔吉巴黎大学，法国国家科学研究中心）；Institute for Astronomy, University of Edinburgh, Royal Observatory（爱丁堡大学天文学研究所，皇家天文台）；Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；The Oskar Klein Centre, Department of Physics, Stockholm University（斯德哥尔摩大学奥斯卡·克莱因中心物理系）；CNRS & Sorbonne Université, UMR 7095, Institut d’Astrophysique de Paris（法国国家科学研究中心与索邦大学，UMR 7095，巴黎天体物理学研究所）
研究本超星系片对银河系和仙女座星系类似物暗物质晕等的影响，通过受限本星系群模拟，发现暗物质晕形状、盘角动量等与本超星系片的关系及受合并影响情况，解释了星系特殊对齐等现象。
2026-07-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
UGC 1378 -- a Milky Way-sized galaxy embedded in a giant low-surface brightness disc
星系中巨大的气体盘和恒星盘的形成和寿命的主要物理过程仍然存在争议。尽管它们很罕见（目前已确认的不到10个），但巨大的低表面亮度（gLSB）盘状星系由于其极端的性质而提供了有趣的见解。我们描述了UGC 1378的观测，包括俄罗斯6米望远镜的深光谱和MMT的Binospec多波段成像。银河系UGC 1378既有高表面亮度，也有一个扩展的低表面亮度圆盘。我们的恒星速度色散数据的高表面亮度，银河系大小，光盘出现不一致，最近的主要合并，一个广泛讨论的形成场景非常广泛的低表面亮度光盘。我们估计恒星形成率（SFR）档案广域红外巡天探测器数据。LSB盘中的SFR表面密度相对于其气体密度较低，与最近的气体吸积一致。我们认为，UGC 1378盘的异常大的尺寸可能是丰富的气体储存（例如宇宙细丝）和隔离环境的产物，这些环境保存了巨大的盘。
2019-08-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraining the formation of NGC1052-DF2 from its unusual globular cluster population
超漫射星系NGC 1052-DF 2的暗物质含量很低，并且拥有一个非常不寻常的球状星团（GC），它的中位光度是大多数星系的$\sim4$倍，包含了大约5%的星系恒星。我们应用一个理论模型，预测作为银河系环境的函数的初始集群质量函数调查DF 2的奇特GC系统的起源。利用GC质量函数，该模型约束了星系GC形成时的恒星形成条件，即$\sim9~\rm{Gyr}$之前。我们预测，GC形成的环境中具有非常高的气体表面密度，$Σ_{\rm ISM} \gtrsim 10^3 M_{\odot} \rm{pc}^{-2}$，和强大的离心力的支持，$Ω\gtrsim 0.7~\rm{Myr}^{-1}$，类似于附近的环核恒星爆发和银河系的中心区域。这些极端的条件需要形成观察到的GC人口意味着一个非常高的团簇形成效率的$\gtrsim 78$ %，并与目前的星系的弥漫性形成强烈的对比。由于核星爆会导致GC的快速螺旋，并且由于没有核星团而被排除，我们认为GC可能是在$z\sim1.3$的一次主要合并过程中形成的。合并后的残余物一定经历了恒星（或许还有暗物质）成分的显著膨胀，才达到目前的低表面亮度，这导致了一个有趣的可能性，即DF 2的极端GC人口的形成导致了它成为UDG。如果这是真的，那么这种强有力的结构演变将对理解UDG的起源产生重要影响。
2022-02-03 astro-ph.GA
The effect of environment on the mass assembly history of the Milky Way and M31
研究基于受约束的本星系群模拟，对比孤立类似物发现，银河系受M31潮汐效应影响，其早期质量增长偏早且晚期受抑，并成功重现了GES、LMC等关键并合事件。
2025-01-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Council of Giants
结果表明，本星系片在几何和动力学上都不同于本星系团，本星系片和本星系团的演化可能是相互联系的。片相对于本超星系团倾斜8度，巨星成员在中面的色散只有230 kpc。一个半径为3.75 Mpc的“巨人委员会”包围了本地集团，为本地集团的影响范围划定了明确的上限。在星表中仅有的两个巨大的椭圆星系位于理事会的两侧，这增加了它们以某种方式引导本星系群进化的可能性。仙女座星系相对于银河系的位置矢量只偏离片平面11度，与椭圆星系的投影轴也只偏离11度。本星系群似乎正沿着平行于椭圆轴的路径从理事会潜在表面的山脊上移动。理事会中的巨星的自旋方向在天空中的分布模式与远处的巨星非常不同，可能是对发展成为本星系群的中心质量不对称的反应。通过匹配集团和理事会巨人的物质密度，最有可能对本星系群的发展做出贡献的空间体积的边缘被证明非常接近本星系群和理事会引力平衡的地方。边界规范揭示了局部片是由非常低幅度（~10%）的密度扰动形成的，但正常物质以相对较高的效率（~40%）被纳入星系。看来，本地片的巨人的发展是由一个预先存在的扁平物质框架引导的。
2014-03-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
The origin of accreted stellar halo populations in the Milky Way using APOGEE, $\textit{Gaia}$, and the EAGLE simulations
最近的工作表明，附近的银河系晕是由一个主要的吸积事件的碎片为主。通过对晕星的APOGEE-DR 14元素丰度和$\textit{Gaia}$ -DR 2运动学的分析，我们证实了这一结果。我们发现，$\sim$ 2/3附近的晕星有高轨道偏心率（$e \gtrsim 0.8$），和丰富的模式典型的大规模银河系矮星系卫星今天，其特征是相对较低的[Fe/H]，[Mg/Fe]，[Al/Fe]，和[Ni/Fe]。高$e$恒星在[Mg/Fe]-[Fe/H]平面上的趋势显示出在[Fe/H] $\sim-1.3$处的斜率变化，这也是相对大质量矮星系中恒星种群的典型特征。低$e$星在观测到的[Fe/H]范围内没有表现出这样的斜率变化，并显示出略高的Mg，Al和Ni丰度。与低$e$的恒星不同，高$e$的恒星会有轻微的逆行运动，有更高的垂直偏移，并达到更大的远心半径。通过比较高$e$星与EAGLE宇宙学模拟中吸积星系在[Mg/Fe]-[Fe/H]空间中的位置，我们将吸积卫星的质量限制在$10^{8.5}\lesssim M_*\lesssim 10^{9}\mathrm{M_\odot}$范围内。我们发现，碎片的轨道偏心率中位数在很大程度上是不变的，因为合并时间，这意味着吸积事件可能发生在$z\lesssim1.5$。低$e$人口的确切性质尚不清楚，但我们假设它是一个组合的$\textit{in situ…
2018-10-30 astro-ph.GA
The Dark Disk of the Milky Way
大量的卫星吸积到早期的星系盘上，会导致暗物质沉积在与星系共同旋转的盘状结构中。这种现象对暗物质探测实验有潜在的戏剧性后果。我们利用集中的，高分辨率的模拟吸积事件到磁盘被设计成银河系类似物，并比较由此产生的磁盘的银河系的厚盘的形态和运动学特性，以括号的范围内的同向旋转吸积暗物质。我们发现银河系的合并历史与LCDM预期的中值相比一定是异常平静的，因此它的暗盘一定相对较小：太阳附近的吸积暗盘物质的部分约为宿主晕密度的20%或更小，而太阳附近的同向旋转暗物质部分，定义为以小于50 km/s的旋转速度滞后移动的粒子，与标准光晕模型相比，增强了约30%或更少。这样的暗盘可能主要有助于直接检测实验的低能量（对于质量为100 GeV的暗物质粒子为keV量级）核反冲事件率，但它不会显著改变检测的可能性。这些暗盘提供了弱相互作用的大质量粒子暗物质模型的可检验的预测，应该在与实验数据的详细比较中加以考虑。我们的研究结果表明，银河系的暗盘可能为间接探测实验提供了可探测的信号，在银河系中心方向上贡献了大约25%的暗物质自湮灭信号，使信号具有明显的扁圆形态。
2009-06-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
ATLAS lifts the Cup: Discovery of a New Milky Way satellite in Crater
我们宣布在ESO VST ATLAS调查的数据中发现了一个新的银河系伴侣，并在4米威廉赫歇尔望远镜上进行了深度成像。该卫星位于火山口星座（杯子），距离$\sim$ 170千秒差距。它的半光半径是$r_h=30$ pc，光度是$M_V=-5.5$。它的大部分恒星星族都很老，而且金属含量很低。如果不是因为有少数蓝圈星和一个稀疏的红团，我们可能会把新发现的卫星归类为一个扩展的球状星团。核心氦燃烧人口的存在意味着在陨石坑中可能在4亿年前就发生了恒星形成。没有一个球状星团能完成将恒星形成期延长几个旋的壮举。因此，如果我们关于环形山中的蓝色明亮恒星是蓝环巨星的假设是正确的，那么新卫星应该被归类为具有不寻常性质的矮星系。请注意，陨石坑以北仅10度，两个超暗星系狮子座IV和V以大约相同的距离绕银河系运行。这暗示着这三颗卫星在一起落入银河系晕之前可能曾经密切相关。
2014-03-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the discovery of K-enhanced and possibly Mg-depleted stars throughout the Milky Way
具有不寻常元素丰度的恒星为罕见的天体物理事件或核合成途径提供了线索。到目前为止，只有在大质量的球状星团NGC 2419中发现了镁元素明显减少而钾元素含量增加的恒星（[Mg/Fe] < -0.5; [K/Fe] > 1），在NGC 2808中也发现了较少的恒星。这种丰度特征的来源仍然未知，其明显的排他性这两个球状星团的原因也是未知的。在这里，我们展示了从454，180颗LAMOST巨星中识别出的112颗场星，它们显示出显着增强的[K/Fe]和可能耗尽的[Mg/Fe]丰度比。我们的样本涵盖了很宽的金属丰度范围（-1.5 < [Fe/H] < 0.3），但没有一个显示出[K/Fe]或[Mg/Fe]的丰度比像NGC 2419中观察到的那样极端。如果得到证实，这些恒星样本代表了核合成过程产生[K/Fe]和[Mg/Fe]异常丰度比的证据，可能发生在广泛的金属丰度范围内。这表明，污染情景仅限于早期（如第三星族超新星）是一个不太可能的解释，尽管它们不能完全排除。该样本有望帮助指导解释镁钾丰度特征起源的建模尝试。
2018-07-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Andromeda's tenuous veil: A likely Milky Way nebula projected toward M31
Centro de Estudios de Física del Cosmos de Aragón (CEFCA)（阿拉贡宇宙物理研究中心）；Unidad Asociada CEFCA–IAA（CEFCA-IAA联合单位）；CSIC（西班牙国家研究委员会）；Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA-CSIC)（安达卢西亚天体物理学研究所）；Department of Space, Earth and Environment（空间、地球与环境系）；Chalmers University of Technology（查尔姆斯理工大学）；Onsala Space Observatory（翁萨拉太空观测站）
研究通过光谱分析确定一个可能属于银河系的星云，而非extragalactic，其电离结构和发射线特征支持其为银河系内的气体丝状物。
2025-12-09 astro-ph.GA
C-19 and Hot, Wide, Star Streams
本研究通过含绕轨子晕的演化CDM银河系晕模拟，解释C-19恒星流异常炽热宽阔的成因，即低质量球状星团潮汐瓦解并处于远心点附近。
2025-05-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
The [α/Fe]-[Fe/H] relation in the E-MOSAICS simulations: its connection to the birth place of globular clusters and the fraction of globular cluster field stars in the bulge
球状星团（GC）的α元素丰度和星系的场星群编码了关于这些组成部分的形成的信息。利用E-MOSAICS宇宙学方法对25个银河系质量的~L* 星系及其GC进行了模拟，研究了场星和GC的[α/Fe]-[Fe/H]分布。GCs的[α/Fe]-[Fe/H]分布基本上与场星的分布一致，因此也可以作为星系[α/Fe]-[Fe/H]演化的示踪物。由于它们的恒星形成历史的差异，与恒星流（即最近被吸积的）相关的GC在固定的[Fe/H]下系统地降低[α/Fe]。因此，如果观察到GC的[Fe/H]的[α/Fe]较低，则该GC最近与矮星系一起吸积的可能性增加。场星[α/Fe]-[Fe/H]分布的形状有很大的范围，其中一个显著的星系子集呈现双峰分布，其中高[α/Fe]序列主要由球核中的恒星组成，其中很大一部分来自破裂的GC。我们计算了25个模拟星系的凸起部分的破坏GC的贡献，并找到0.3- 14%之间的值，这部分与星系的形成时间相关。这些分数的上限范围与银河系的观测推断测量值相一致，这表明在这方面银河系不是典型的L* 星系，在早期经历了异常快速的增长阶段。
2019-12-05 astro-ph.GA
Mock Observations of Blue Stragglers in Globular Cluster Models
我们用Monte Carlo动力学模型对球状星团进行了人工色星等图的绘制，然后用观测方法确定了这些星团中蓝离散星的数量。我们比较了这些蓝色离散的各种集群的属性，模仿的工作已经完成的蓝色离散在银河系球状星团，以确定这种不寻常的恒星星族的主要形成机制（S）。我们发现，一个基于质量的处方选择蓝离散将选择大约两倍的蓝离散比一个选择标准，是为观察真正的集群。然而，这两个蓝离散星的数量是很好的相关性，所以任何一个选择标准都可以用来描述一个星系团的蓝离散星种群。我们证实了之前的结果，即疯牛病代码中碰撞或合并产物演变的简化处方高估了它们的寿命。我们表明，我们的模型蓝离散遵循类似的趋势与集群的属性（核心质量，二进制分数，总质量，碰撞率）作为真正的银河系蓝离散，只要我们限制自己的模型集群的初始二进制分数高于5%。我们还表明，在早期的工作相比，在我们的模型和银河系球状星团的碰撞参数伽玛的集群核心的蓝色离散的数量确实有一个弱的依赖。
2013-09-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
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）
通过GALAH调查发现银河系中钡星的起源，揭示其通过伴星物质转移和辐射抬升形成，且多星性在其中起重要作用。
2026-02-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
How do bound star clusters form?
在银河系和类似的螺旋星系中，在气体被移除后幸存下来的引力束缚星系团代表了一种不寻常的恒星形成模式。在形成过程中，它们的高密度、维里化的速度结构和加速到现在的恒星形成历史可以从观测上与未束缚的恒星形成区分开来，但在过去延长了多个自由落体时间。在本文中，我们研究了几个拟议的方案，这种结构可能会形成和演变，并进行贝叶斯分析，以测试这些模型对观察到的分布的原恒星年龄，计数的年轻恒星物体相对于气体，和银河系的整体恒星形成率。我们发现，模型中的恒星形成的加速是由于大规模的崩溃或随时间变化的恒星形成效率的增加是无法满足的组合观测约束。相比之下，星系团以“传送带”模式形成的模型，其中气体吸积和恒星形成同时发生，但每个自由落体时间的恒星形成率很低，可以与观测结果相匹配。
2020-03-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
A study on Dusty Plasma Physics and the examination of Jeans Criteria for the Milky Way
本文研究尘埃等离子体物理及银河系 Jeans 不稳定性的条件，探讨了尘埃等离子体的集体振荡模式及宇宙结构形成机制。
2026-05-15 astro-ph.GA gr-qc
Probing the early Milky Way with GHOST spectra of an extremely metal-poor star in the Galactic disk
本文利用GHOST高分辨率光谱对银河系盘面极贫金属星P1836849进行化学动力学分析，揭示其独特的元素丰度模式，并提出两个低质量星族III天体的超新星爆发可解释其化学起源。
2023-11-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
