Open clusters in the Gaia-ESO Survey tracing the chemical history of the Milky Way
盖亚-ESO巡天（GES）是一个大型的公共光谱巡天，旨在用FLAMES@VLT观测我们银河系的主要恒星组成部分。疏散星团的星族研究是GES的主要目标之一。我们提出了一些结果，从第一个18个月的观测，其中，径向金属丰度梯度的初步看法跟踪的疏散星团数据和比较的化学模式的集群位于银河系盘的不同部分。
2015-05-29 astro-ph.GA
Using heritability of stellar chemistry to reveal the history of the Milky Way
由于化学丰度在恒星的世代之间继承，我们用它们来追踪银河系的进化历史。我们提出了一个强大的方法来创建一个系统发育树，一个生物学工具，几个世纪以来用于研究遗传性。结合我们的恒星年龄和动力学特性的信息，我们重建了78颗恒星在太阳附近的共享历史。在我们的树的分支模式支持的情况下，厚磁盘是薄磁盘的祖先人口。从厚盘到薄盘的过渡显示出异常，我们将其归因于恒星形成爆发。我们的树显示了类似太阳的恒星的变化的进一步特征，可能与创造我们太阳系的小恒星形成增强有关。在本文中，我们展示了系统发育观点和跨学科合作的巨大潜力，借助从生物学中借来的技术，我们可以研究有助于银河系演化的关键过程。
2020-11-12 astro-ph.GA
The Age-Thickness Relation of the Milky Way Disk: A Tracer of Galactic Merging History
本研究通过分析银河系恒星盘的垂直厚度与年龄关系，利用LAMOST和SDSS数据及IllustrisTNG50模拟，揭示了约111.3亿年前的GSE主并合事件及多次人马座矮星系穿越，提出了一种示踪星系并合历史的新方法。
2024-12-16 astro-ph.GA
Discovery of RR Lyrae Stars in the Nuclear Bulge of the Milky Way
银河系的核心，像银河系的核心一样，是恒星密度很高的极端地方，在大多数情况下，拥有一个超大质量黑洞。银河系核心形成的一种假设是原始球状星团的合并（Capuzzo-Dolcetta 1993）。这个模型的一个含义是，这个区域应该拥有在旧银河系球状星团中发现的典型恒星。天琴座RR型星是主要的距离指示星，是古老和贫金属恒星星族的代表，因此经常在球状星团中发现。在这里，我们报告了在银河系中心附近发现的十几颗天琴座RR型恒星，即在银河系所谓的核恒星隆起中。这一发现提供了第一个直接的观测证据，表明银河系核恒星隆起包含古老的恒星（>10 Gyr）。在此基础上，我们得出结论，合并球状星团可能有助于建立在银河系的核恒星隆起的高恒星密度。
2016-10-15 astro-ph.GA
The recurrent impact of the Sagittarius dwarf on the Milky Way star formation history
卫星轨道盘星系可以诱导相空间特征，如螺旋，垂直加热和相混合在其光盘。在我们自己的银河系中也观察到了这样的特征，但由于盖亚DR 2数据，银河系盘的复杂性最近才被完全绘制出来。这种复杂的行为主要归因于人马座矮星系（Sgr）沿其轨道引起的反复扰动，这颗卫星是银河系圆盘的主要动力学建筑师。在这里，我们模型盖亚DR 2观测到的颜色星等图，以获得第一个详细的恒星形成历史的~ 2-kpc泡沫周围的太阳。它揭示了三个明显而狭窄的恒星形成增强事件，我们可以精确地确定它们发生在5.7，1.9和1 Gyr之前。有趣的是，这些事件的时间与根据i）轨道模拟，ii）银河系盘中的相空间特征和iii）Sgr恒星内容提出的Sgr近心点通道相吻合。这些发现很可能表明，Sgr在银河系盘恒星质量的积累中也是一个重要的演员，它的扰动反复触发恒星形成的主要事件。
2020-03-27 astro-ph.GA
Smooth kinematic and metallicity gradients reveal that the Milky Way's nuclear star cluster and disc might be part of the same structure
本研究利用测光、自行和光谱星表分析银河系中心核星团与核盘恒星，发现平滑的运动学和金属丰度梯度及双峰金属丰度分布，表明二者可能同属一个连续结构。
2023-10-27 astro-ph.GA
History of Globulettes in the Milky Way
小球状体是小的（半径为$< 10$ kAU）黑暗的尘埃云，在明亮的星云背景下可见。大多数天体都有行星质量。这些天体可能是星系中褐矮星和自由浮动行星质量天体的来源。在这篇论文中，我们将研究银河系中可能形成了多少小球状体，以及它们如何对自由浮动行星的总人口做出贡献。为了做到这一点，我们检查27个H~II区域的H-α图像。在这些图像中，我们发现了778个小球状体。我们发现形成的小球数目的一个保守值是$5.7\times 10^{10}$。如果10%的小球状体形成自由漂浮的行星，那么它们就贡献了银河系中的$5.7\times 10^{9}$自由漂浮的行星。一个不太保守的小球状体数量意味着小球状体可能会贡献$2.0\times 10^{10}$自由漂浮的行星。因此，小球状体可能是银河系中自由漂浮行星的不可忽视的来源。
2018-01-04 astro-ph.GA
The star-formation history of the Milky Way Galaxy
银河系主要恒星组成部分的恒星形成历史制约着星系形成和演化的关键方面。我将讨论最近的决定，这样的历史，连同他们的解释理论的盘星系演化。
2009-07-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Milky Way Revealed by Variable Stars I: Sample Selection of RR Lyrae stars, and Evidence for the Merger History
为了研究银河系，本文分析了Gaia、ASAS-SN和ZTF巡天计划发现的天琴座RR（RRL）变星作为示踪星。利用Gaia、LAMOST、GALAH、APOGEE和RAVE的观测资料，获得了3417个RRL的光度和光谱信息，包括自行、视向速度和金属性。利用最近提出的周期-光度-金属丰度关系，得到了典型不确定度小于3%的RRL的精确距离。我们的运动学和化学分析结果为银河系的组装历史，特别是盖亚-香肠古代合并提供了重要线索。在这项工作中发现的运动学和化学趋势是一致的，最近的模拟表明，盖亚香肠合并是银河系厚盘和晕的双重起源。最近类似的工作已经发现，晕RRL样本在这项工作中包含一个子集的径向偏置轨道，除了一个更各向同性的组件。这个较高的轨道各向异性分量相当于$β\simeq 0.8$，并且它贡献了$4 < R(\rm kpc)<20$的晕RRL的42%至83%。
2021-10-29 astro-ph.GA
Constraining the Milky Way assembly history with Galactic Archaeology. Ludwig Biermann Award Lecture 2015
银河系考古学的目的是恢复银河系的进化历史，从它今天的运动学和化学状态。由于恒星会远离它们的诞生地，因此仅凭目前的动力学信息是不足以完成这项任务的。另一方面，恒星大气的化学成分在恒星的一生中基本上保持不变，加上准确的年龄，可以用来恢复目前在同一银河系半径发现的恒星的诞生地。除了具有精确的6D运动学和化学丰度测量的大型恒星样本的可用性之外，这还需要考虑到动力学和化学演化的详细建模。重要的第一步是了解银河系中可能发生的各种动力学过程，包括内部（棒和螺旋结构）和外部（坠落卫星）因素的微扰效应。本文讨论了（1）如何通过对局部和全局盘相空间的影响来限制银河棒、螺旋结构和合并卫星;（2）多种模式对盘动力学的影响;（3）径向迁移和合并扰动对银河厚盘形成的重要性。最后，我们讨论了银河系化学动力学模型的建设和相关的观测。
2017-11-05 astro-ph.GA
Towards Understanding the Milky Way's Matter Field and Dynamical Accretion History based on AI-GS3 Hunter
GS3猎手通过深度学习方法识别银河系子结构和流，揭示GSE由四个成分组成，表明多事件吸积起源，为理解银河系晕组装和潮汐历史提供新工具。
2025-12-21 astro-ph.GA
The epoch of the Milky Way's bar formation: dynamical modelling of Mira variables in the nuclear stellar disc
本文通过对银河系核恒星盘中 Mira 变星自行进行动力学建模，并利用周期—年龄关系推断核恒星盘约在80亿年前形成，从而表明银河系棒形成时间较早。
2023-10-31 astro-ph.GA
Metallicity Distribution of Disk Stars and the Formation History of the Milky Way
我们研究的基础上，我们的新的化学演化模型的恒星盘组件在银河系（MW）的形成历史。我们的模型考虑了几个基本的重子过程，包括气体的注入，流出气体的再吸积，以及盘星的径向迁移。每个这些重子过程中的磁盘演化的特点是模型参数，这是通过拟合到各种观测数据的恒星盘在MW，包括径向依赖的金属丰度分布函数的磁盘恒星，这是最近在APOGEE调查得出的。我们成功地获得了最佳的一组模型参数，很好地再现了所观察到的径向依赖的平均值，标准差，偏度，和峰度的MDFs的盘星。我们详细地分析了我们模型结果的基本性质，以便对MW形成历史中重要的重子过程有新的认识。一个显着的发现是，流出的气体，含有大量的重元素，优先重新吸积到外盘部分，这种循环过程的金属富集的气体是一个关键因素，以重现所观察到的较窄的MDFs在较大的半径。此外，重要的影响，径向依赖的气体流入和径向迁移的影响的MDFs也推断从我们的模型计算。因此，盘星的演化是研究MW形成历史的有用线索。
2018-02-15 astro-ph.GA
The History of R-Process Enrichment in the Milky Way
我们调查的生产地点和富集历史的$r$过程中的元素在银河系中，跟踪的[Eu/Fe]比，使用高分辨率，宇宙学放大模拟“厄里斯”。在$z=0$，厄里斯代表了一个接近银河系的类似物，使其成为了解我们银河系化学演化的理想实验室。厄里斯正式追踪了Ia型和II型超新星产生的氧和铁。我们包括在后处理生产的$r$ -过程元素从紧凑的二进制合并。与以往的研究不同，我们发现，从紧凑的二进制合并的核合成产品可以纳入恒星的金属丰度非常低，并在早期，即使有一个最小的延迟时间为100万年。这一结论对合并率、最小延迟时间和延迟时间分布的适度变化相对不敏感。通过对金属混合的一级描述，我们可以进一步提高[ $α$ /Fe]和[Eu/Fe]的化学演化模型与实验数据的一致性.我们认为，致密的二元并合可能是银河系中$r$过程核合成的主要来源.
2015-04-09 astro-ph.GA
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 disrupted chemical enrichment history of the Milky Way driven by gas accretion
South-Western Institute for Astronomy Research, Yunnan University（西南天文研究所，云南大学）；Yunnan Key Laboratory of Survey Science, Yunnan University（云南省测绘科学重点实验室，云南大学）；Department of Astronomy, Xiamen University（天文学系，厦门大学）；Institute of Astronomy, University of Cambridge（天文学研究所，剑桥大学）；School of Astronomy and Space Science, University of Chinese Academy of Sciences（天文与空间科学学院，中国科学院大学）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（国家天文台，中国科学院）；Institute for Frontiers in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（天文与天体物理前沿研究院，北京师范大学）；Key Laboratory of Radio Astronomy and Technology, Chinese Academy of Sciences（射电天文与技术重点实验室，中国科学院）
研究利用APOGEE巡天数据校正后测量银河系时间分辨的星系尺度平均金属丰度，发现其当前金属丰度接近太阳，年龄-金属丰度关系中断、质量-金属丰度图演化轨迹受扰，揭示气体吸积对银河系化学富集历史的关键影响。
2026-07-27 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
The formation history of the Milky Way disc with high-resolution cosmological simulations
我们从观测的角度分析了一个类似银河系的星系的形成历史和运动学，从一个高分辨率的放大宇宙学模拟中，我们将其与盖亚DR 2所看到的银河系进行比较，以更好地了解银河系薄盘和厚盘的起源和演化。用GADGET-3 TreePM+SPH程序，采用多相粒子积分器（MUPPI）模型进行了宇宙学模拟。我们解开复杂的重叠恒星世代上升，从自上而下和由内而外形成的星系盘。我们调查宇宙学签名的相空间的单年龄人口和突出功能源于过去和最近的动力学扰动。在模拟中，我们确定了一颗恒星质量为$1.2 \times 10^9$ M $_\odot$的卫星，即当时恒星质量比$Δ\sim 5.5$ %，在$z \sim 1.6$处吸积，这类似于产生银河系厚盘的盖亚-香肠-土卫二合并，我们在$Δ\sim 6$发现了两颗恒星质量分别为$8.8 \times 10^8$ M $_\odot$和$5.1 \times 10^8$ M $_\odot$的合并卫星，它们相互关联恒星形成史上的一次强烈的星暴，这似乎与最近在太阳附近发现的相当相似。我们的研究结果强调，对同时代恒星星族运动学的详细研究，通过当前和未来的盖亚数据发布并与模拟协同，是解开银河系圆盘形成和演化的基础。
2021-02-04 astro-ph.GA
Reconstructing the star formation history of the Milky Way disc(s) from chemical abundances
为了研究银河系的恒星形成历史，我们发展了一个化学演化模型。我们的模型假设银河系是由内部区域的封闭盒状系统形成的，而圆盘的外部部分经历了一些吸积。与通常的程序不同，我们不固定恒星形成的处方（例如肯尼库特定律），以重现化学丰度的趋势。相反，我们用年龄拟合丰度趋势，以恢复银河系的恒星形成历史。我们的方法能够以前所未有的精度恢复银河系在第一个回旋中的恒星形成历史，在太阳附近采样的内盘（R<7- 8 kpc）和外盘（R>9- 10 kpc）。我们表明，在内部光盘，一半的恒星质量形成在厚盘阶段，在第一个4-5 Gyr。这个阶段之后是恒星形成活动的显著下降（在8-9 Gyr）和剩余8 Gyr的大致恒定的低水平恒星形成时期。厚盘阶段在4 Gyr中产生的金属与剩余8 Gyr中的薄盘一样多。我们的研究结果表明，一个封闭的盒子模型是能够适应所有可用的限制在内部光盘。一个封闭的盒子系统在性质上等同于一个制度，在那里的吸积率，在高红移，保持高的气体分数的内部光盘。在这样的条件下，SFR主要由ISM的高湍流控制。到z~1时，大部分吸积可能发生在外盘，而内盘的恒星形成活动主要由厚盘阶段未消耗的气体和早期恒星的连续喷出物维持。外盘遵循的恒星形成历史与内盘非常相似，虽然开始于z~2，大约在内盘薄盘形成之前2 Gyr。
2014-11-07 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
Optimized HDBSCAN clustering for reconstructing the merger history of the Milky Way: applications and limitations
Astrophysics Research Institute, Liverpool John Moores University（利物浦约翰摩尔斯大学天体物理研究所）；School of Computer Science and Mathematics, Liverpool John Moores University（利物浦约翰摩尔斯大学计算机科学与数学学院）
本文通过优化HDBSCAN算法，研究其在重建银河系合并历史中的应用，发现其在不同吸积历史中表现良好，但需优化以获得准确结果。
2026-03-12 astro-ph.GA
Characterizing the formation history of Milky Way-like stellar haloes with model emulators
我们使用半解析模型ChemTreeN，再加上宇宙学的N体模拟，探索不同的星系形成的历史可以影响银河系类星系的恒星晕和他们的卫星人口的观测特性。高斯过程用于生成模型仿真器，其允许在p维输入参数空间的任何位置处统计地估计期望的模型输出集合。这使得人们能够比其他方式更快地探索整个输入参数空间的数量级。使用模拟观测数据集生成的ChemTreeN本身，我们表明，它是可以成功地恢复用于生成模拟观测值的输入参数向量，如果合并历史的主机晕是已知的。然而，我们的研究结果表明，对于一个给定的观测数据集的“最佳拟合”参数的确定是非常容易受到特定的合并历史的主机。非常不同的晕合并历史可以重现相同的观测数据集，如果“最佳拟合”参数允许从历史到历史的变化。因此，使用这些技术来描述银河系形成历史的尝试必须进行统计，分析高分辨率N体模拟的大样本。
2012-09-10 astro-ph.CO 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
A Genetic Approach to the History of the Magellanic Clouds
麦哲伦云的历史研究使用N体流体动力学模拟的初始条件由遗传算法设置。这种技术使我们能够通过直接比较模拟与观测约束来确定银河系周围麦哲伦云的可能轨道。我们探讨了麦哲伦云与银河系相互作用的参数空间，把麦哲伦云的自行、银河系暗物质晕的维里质量和浓度参数（$c$）作为自由参数。这里提出的最佳轨道方案被认为是两套不同的参数的银河系盘和凸起组件。太阳位置的总圆速度（$\rm{R_{\odot}}=8.5\,\rm {kpc}$）直接从相应的银河系质量模型的旋转曲线计算。我们的分析表明，麦哲伦云至少在$3\,\rm{Gyr}$内在银河系维里半径内轨道运行，即使是低质量的晕也是如此。然而，这仅在浓度参数（$c\ge20$）的高值时才有可能。在这里介绍的两个轨道模型中，麦哲伦云之间的相互作用能够再现麦哲伦系统的观测特征。
2014-07-31 astro-ph.GA
The Canada-France Imaging Survey: Reconstructing the Milky Way Star Formation History from its White Dwarf Population
白矮星是初始质量为$\lesssim$ 8 M $_{\odot}$的恒星的残余物，它包含了关于恒星星族形成历史的宝贵信息。在本文中，我们使用深，高品质，u波段测光从加拿大法国成像调查（CFIS），格里兹测光从泛星1（PS1），以及自行从盖亚DR 2，选择25,156白矮星候选人超过$\sim$ 4500度$^2$使用简化自行图。我们开发了一个新的白矮星人口合成代码，返回模拟观测银河系场白矮星人口为一个给定的恒星形成历史，同时考虑到银河系的几何形状，调查参数和选择效果。我们用这个模型推导出薄盘、厚盘和恒星晕的恒星形成历史。我们的研究结果表明，银河系盘开始形成恒星（11.3 $\pm$ 0.5）Gyr前，与（8.8 $\pm$ 1.4）M $_{\odot}$ yr $^{-1}$在（9.8 $\pm$ 0.4）Gyr的峰值率，直到今天缓慢下降到一个恒定的速度--与最近的结果表明与卫星星系合并事件相一致。研究数据和最佳拟合模型之间的残差显示，在过去的3 Gyr中，恒星形成略有增加。我们拟合了氦-大气白矮星的局域分数为（21 $\pm$ 3）%。用未来的宽场巡天数据，如LSST、Euclid、CASTOR和WFIRST，来验证这种方法，应该可以通过白矮星提供一个前所未有的视角来观察银河系最早期的形成。
2019-11-06 astro-ph.GA
A Gaia-Enceladus Analog in the EAGLE Simulation: Insights into the Early Evolution of the Milky Way
我们确定了一个模拟银河系类似的EAGLE套件的宇宙流体动力学模拟。这个星系不仅与银河系有着相似的全局属性，而且被特别选中是因为它的合并历史类似于目前已知的银河系。特别是，我们发现，这个银河系类似物经历了最后一次重大合并（与恒星质量比$\sim 0.2$）在$z\sim 1.2$。我们发现，这种合并影响了当时存在的恒星的动力学性质，有助于形成厚盘，并导致宿主恒星形成率的显着增加。因此，这个物体特别适合于了解银河系的早期演化历史。它也是一个理想的候选人，重新模拟具有更高的分辨率，因为这将允许解决过多的有趣的问题，例如，太阳附近的暗物质的具体分布。
2019-09-09 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
VINTERGATAN II: the history of the Milky Way told by its mergers
使用VINTERGATAN宇宙学变焦模拟，我们探讨了在原位和吸积物质的贡献，以及星系相互作用和合并在银河系类星系的组装的效果。我们发现，星系演化的初始增长阶段，主要是重复的主要合并，提供了必要的物理条件的组装厚，运动学热磁盘人口高-[ $α$ /Fe]恒星，形成原位和吸积卫星星系。我们发现，模拟星系及其祖先的进化轨迹的多样性，导致在原位和吸积人口的任何给定的化学成分很少重叠。在一定的年龄，[ $α$ /Fe]丰度比的分布是由VINTERGATAN及其卫星的物理条件的多样性造成的，在星暴事件期间形成的恒星中发现[ $α$ /Fe]的增强。后来，合并活动的停止促进了低[ $α$ /Fe]制度中恒星的原位形成，在一个径向延伸的，薄的和整体的运动学较冷的磁盘，从而建立化学双峰薄和厚磁盘，与观测一致。我们绘制显着的功能之间的联系[Fe/H] - [ $α$ /Fe]平面与它们的物理原因，并提出了一个全面的形成方案解释自洽，在宇宙学的背景下，银河系的主要观测属性。
2021-03-29 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
A time-resolved picture of our Milky Way's early formation history
我们银河系的形成可以定性地分为不同的阶段，导致其结构不同的恒星星族：晕和盘组件。要揭示银河系集合体的定量全貌，还需要大量具有非常精确年龄的恒星样本。在这里，我们报告这样一个样本的分析使用亚巨星。我们发现，恒星年龄金属丰度分布p（年龄，金属丰度）分裂成两个几乎不相交的部分，分离在8 Gyr。年轻的反映了静止的银河系盘形成的后期阶段，有明显的证据表明恒星径向轨道迁移;另一个反映了早期阶段，当恒星晕和旧的阿尔法过程增强（厚）盘形成。我们的研究结果表明，银河系旧（厚）盘的形成开始于13 Gyr前，仅在大爆炸后0.8 Gyr，比内星系晕的最终组装早两个Gigayars。这些恒星中的大多数形成于11 Gyr前，当时Gaia-Sausage-Enceladus卫星与我们的银河系合并。在接下来的5- 6 Gyr中，银河系经历了持续的化学元素富集，最终增加了10倍，而恒星形成气体设法保持良好的混合。
2022-03-23 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
Kraken reveals itself -- the merger history of the Milky Way reconstructed with the E-MOSAICS simulations
球状星团（GC）是在银河系经历快速聚集阶段时形成的。我们使用银河系GC人口中包含的丰富信息来量化银河系聚集的卫星星系的属性。为了实现这一目标，我们训练人工神经网络的E-MOSAICS宇宙学模拟的共同形成和共同进化的GC和他们的宿主星系。该网络使用的年龄，金属丰度，和在相同的祖星系中形成的GC的轨道特性来预测这些祖星系的恒星质量和吸积红移。我们将网络应用于与五个祖先相关的银河系GC：{ \it盖亚}-土卫二，Helmi流，红杉，人马座，以及最近发现的“低能量”GC，它提供了一个很好的匹配神秘星系“Kraken”的预测属性。这五个星系覆盖了一个狭窄的恒星质量范围[ $M_\star=(0.6{-}4.6)\times10^8~{\rm M}_\odot$ ]，但有着广泛不同的吸积红移（$z_{\rm acc}=0.57{-}2.65$）。所有的吸积事件都代表了较小的合并，但Kraken可能代表了银河系有史以来最大的合并，恒星和维里质量比分别为$r_{M_\star}=1$：$31^{+34}_{-16}$和$r_{M_{\rm h}}=1$：$7^{+4}_{-2}$。的祖先匹配的GC数和晕维里质量之间的$z=0$关系，但有升高的特定频率，这表明红移的进化。尽管这些祖先可能是银河系最大的吸积事件，但它们的总质量只有$\log{(M_{\rm \star,tot}/{\rm M}_\od…
2020-03-02 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
Star formation history of the Milky Way halo traced by the Oosterhoff dichotomy among globular clusters
在我们最近对多星群范式中奥斯特霍夫二分法的研究中（Jang et al. 2014），我们提出奥斯特霍夫I、II和III群球状星团（GC）中的RR天琴座变星主要分别由第一、第二和第三代恒星（G1、G2和G3）产生。在这里，我们表明，第一次，所观察到的二分法在内部和外部晕GC可以自然地复制时，这些模型扩展到所有的金属丰度制度，同时保持合理的协议，在水平分支类型与[Fe/H]的相关性。为了实现这一点，然而，具体的恒星形成的历史是需要的内部和外部晕。在内晕GC中，恒星形成开始和停止较早，各亚群之间的形成时间尺度相对较短（约0.5 Gyr），而在外晕中，G1的形成延迟约0.8 Gyr，G1和G2之间的时间尺度更长（约1.4 Gyr）。这与银河系晕的双重起源是一致的。尽管在细节上的差异，我们的模型表明，Oosterhoff周期组观察到的外晕和内晕GC的不稳定带内的“人口转移”的影响，其起源可以追溯到两个或三个离散的情节在GC的恒星形成的表现。
2015-05-18 astro-ph.GA
The kinematics of globular cluster populations in the E-MOSAICS simulations and their implications for the assembly history of the Milky Way
我们提出了一个详细的比较银河系（MW）的球状星团（GC）的运动学与25银河系质量的宇宙学模拟从E-MOSAICS项目。虽然MW落在模拟所涵盖的GC的运动学分布范围内，但其富金属（$[\rm{Fe/H}]>-1.2$）与贫金属（$[\rm{Fe/H}]<-1.2$）以及内部（$r<8\rm{kpc}$）与外部（$r>8\rm{kpc}$）种群的相对运动学对于其质量而言是非典型的。为了了解这些功能的起源，我们进行了全面的统计分析的模拟，并找到18个相关性描述的组装$L^*$星系及其暗物质晕的基础上，他们的GC人口运动学。的相关性出现，因为吸积和原位GC的轨道分布依赖于质量和吸积卫星的吸积红移，动力分数，潮汐剥离，和动力加热的综合影响驱动。由于在原位/吸积GC的运动学被广泛跟踪的富金属/贫金属和内部/外部的人口，观察GC的运动学是一个敏感的探测星系组装。我们预测，相对于人口的$L^*$星系，MW组装其暗物质和恒星质量迅速通过结合原位恒星形成，十几个低质量合并，和$1.4\pm1.2$早期（$z=3.1\pm1.3$）的主要合并。快速组装期提前结束，限制了吸积恒星的比例。最后，我们提供详细的定量预测的MW的组装历史。
2021-03-30 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
A small slice of the Milky Way disk in SDSS
银河系盘的现今状态可以告诉我们很多关于银河系历史的信息，并提供有关其形成的见解。我们已经建立了一个高精度的星表使用的数据从斯隆数字巡天（SDSS）和使用这些恒星探测加热的历史，以及调查详细的相空间分布。我们还展示了如何使用该样本来探测银河系盘的全局性质，采用Jeans方程来提供靠近盘的势的简单模型。我们的模型与文献中的其他模型非常一致，并表明在太阳附近，圆盘而不是晕主导着圆周速度。在这些会议中提出的工作已被发表为“SDSS中的银河系圆盘的切片和切割”（Smith等人，2012年）。
2012-01-17 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
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
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 accretion history of the Milky Way. I. How it shapes globular clusters and dwarf galaxies
晕的居民是独立的恒星，恒星流，恒星和球状星团，以及矮星系。在这里，我们比较了最后两个类别，包括类似的恒星质量的对象，这往往是作为自动力学平衡系统研究。我们发现球状星团的半光半径取决于它们的轨道近心和总能量，银河系潮汐可以解释观测到的相关性。我们还建议，吸积时代的恒星系统的MW晕可以校准的总轨道能量，这样的关系是由于质量增长的MW和动力学摩擦影响大多数卫星与众多的轨道。这种校准从膨胀开始，到克拉肯，盖亚香肠土卫二，人马座恒星系统，最后到新来的矮星，无论是否与广阔的极地结构有关。最偏心的球状星团和矮星的半光半径与它们的结合能成反比，这一过程持续了20多年。这意味着由于MW的潮汐效应，较早到达的卫星较小。因此，大多数晕居民似乎有自己的结构参数的形状MW潮汐和最近抵达的矮星系的冲压压力。本研究中发现的相关性可以作为进一步研究球状星团和矮星起源以及我们银河系组装历史的工具。
2023-01-08 astro-ph.GA
The Bulge Cluster Origin (BulCO) survey at the ESO-VLT: probing the early history of the Milky Way assembling. Design and first results in Liller1
BulCO 巡天利用 CRIRES+ 对银河系 bulge 恒星系统进行化学筛查，以揭示其起源；对 Liller 1 的 α 元素和铁丰度分析证实其与 bulge 的联系并约束其恒星形成历史。
2025-03-18 astro-ph.GA
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
A More Complex Than Expected Formation History of the Milky Way's Last Major Merger
China West Normal University（西华师范大学）；Institute of Theoretical Physics and Astronomy, Vilnius University（维尔纽斯大学理论物理与天文学研究所）；Sydney Institute for Astronomy, School of Physics, University of Sydney（悉尼大学物理学院悉尼天文研究所）
利用DESI数据和GS$^3$ Hunter聚类算法，在GSE区域发现四个不同子结构，表明GSE并非单次并合遗迹，而是多次并合事件的复合体。
2026-06-03 astro-ph.GA
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
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
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
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
Was the Milky Way a chain galaxy? Using the IGIMF theory to constrain the thin-disk star formation history and mass
目前观测到的太阳邻域的恒星质量函数（PDMF）是银河系薄盘生命周期中发生的恒星形成事件中诞生的恒星星族的混合。假设恒星形成于具有恒星初始质量函数（IMF）的嵌入星团中，这些恒星初始质量函数（IMF）取决于恒星形成气体团的金属丰度和密度，则可以计算出星系整体IMF（IGIMF）。因此，IGIMF的形状取决于SFR和金属丰度。在这里，PDMF的形状的恒星质量比$1\,M_\odot$结合低质量恒星的质量密度被用来约束当前的恒星形成率（SFR），恒星形成历史（SFH）和当前的恒星加上残余质量（$M_*$）在银河系薄盘。这就产生了目前的SFR，$\dot{M}_*= 4.1^{+3.1}_{-2.8}~M_\odot$ yr $^{-1}$，一个下降的SFH和$M_*=2.1^{+3.0}_{-1.5}\times 10^{11}M_\odot$，分别与V波段恒星质光比为$M_*/L_V=2.79^{+0.48}_{-0.38}$。这些值与独立的测量结果一致。我们还量化了银河系薄盘中黑洞和中子星的表面密度。不变正则IMF可以再现银河系的PDMF以及IGIMF，但在通用IMF框架中，不可能约束任何上述银河系性质。假设IGMF理论是正确的框架，并结合恒星的垂直速度色散数据，银河系在高红移时会表现为一个链星系。
2018-09-28 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
