Physical Properties of Molecular Clouds at 2 parsec Resolution in the Low-Metallicity Dwarf Galaxy NGC 6822 and the Milky Way
利用ALMA观测了太阳金属丰度为1/5的本星系群矮星系NGC 6822的CO（2-1）辐射。我们实现了高（0.9 arcsec ~ 2 pc）的空间分辨率，同时覆盖了大面积：四个250 pc x 250 pc的区域，涵盖了NGC 6822恒星形成的2/3。在这些地区，我们解决了~150紧凑的CO团块，具有小半径（~2-3 pc），窄线宽（~1 km/s），低填充因子的星系。这与其他最近对低金属量星系的研究一致，但这里显示的是15倍大的样本。在秒差距尺度下，CO排放与8微米排放的相关性好于与24微米排放的相关性，并且与Halpha反相关，因此PAH排放可能是低金属丰度下分子气体的有效示踪剂。CO团簇的性质类似于银河云中类似大小的结构，除了表面亮度略低，CO与H2的比值约为银河值的1-2倍。这些团块存在于较大的原子分子复合物中，其质量是巨大分子云的典型质量。使用尘埃追踪整个复合体的H2，我们发现CO到H2的比值是银河系的20-25倍，但对空间尺度和复合体之间的变化有很强的依赖性，这可能会追踪它们的演化状态。H2与Hl的比率在整体上是低的，并且在复合物内仅略微高于1。在复合体中，SFR与H2的比率比大质量盘星系高3-5倍，但在考虑到目标恒星形成区域的偏差后，我们得出结论，全球分子气体耗尽时间可能与大质量盘星系一样长。
2017-01-10 astro-ph.GA
Reconciling 3D Models for the Central 10 parsecs of the Milky Way
University of Kansas（堪萨斯大学）；National Radio Astronomy Observatory（国家射电天文台）；National Sun Yat-Sen University（国立中山大学）；Center of Astronomy and Gravitation, National Taiwan Normal University（国立台湾师范大学天体物理与引力研究中心）；University of Connecticut（康涅狄格大学）；University of Florida（佛罗里达大学）；Università dell’Insubria（因斯布鲁克大学）；Astrophysics Research Institute, Liverpool John Moores University（利物浦约翰摩尔斯大学天体物理研究所）；European Southern Observatory (ESO)（欧洲南方天文台）；Universität Heidelberg（海德堡大学）
本文通过新观测数据构建了银河系中心10秒差距内三维模型，修正了部分结构的视线位置，质疑了环核盘与云层的联系证据。
2026-03-02 astro-ph.GA
Measuring the alpha-abundance of subsolar-metallicity stars in the Milky Way's central half-parsec: testing globular cluster and dwarf galaxy infall scenarios
虽然银河系核心星团已经被广泛研究，但它是如何形成的还不确定。研究表明，它包含一个太阳和超太阳的金属丰度人口，可能已经形成的现场，随着太阳下的金属丰度人口，可能已经形成了通过合并的球状星团和矮星系。恒星丰度测量对于区分不同的形成情景至关重要。我们提出了新的测量[ $M/H$ ]和$α$ -元素丰度[ $α/Fe$ ]的两个太阳下的金属量恒星在银河系中心。这些观测是用自适应光学辅助高分辨率（R= 24，000）光谱仪NIRSPEC在K波段（1.8 - 2.6微米）进行的。这是第一次对银河系核星团中亚太阳金属丰度恒星的$α$元素丰度进行测量。我们测量[ $M/H$ ]= $-0.59\pm 0.11$，[ $α/Fe$ ]= $0.05\pm 0.15$和[ $M/H$ ]= $-0.81\pm 0.12$，[ $α/Fe$ ]= $0.15\pm 0.16$的两颗恒星在银河系中心的不确定性占主导地位的光谱模板的系统不确定性。恒星的[$α/Fe$]介于球状星团和矮星系的[ $α/Fe$ ]之间，具有相似的[ $M/H$ ]值。它们的丰度与核星团中的大部分恒星非常不同。这些结果表明，银河系核星团中的亚太阳金属丰度群体可能起源于下落的矮星系或球状星团，不太可能在原地形成。
2021-12-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Feeding and Feedback in nearby AGN - Comparison with the Milky Way center
我讨论的饲料和反馈过程中观察到的内部几百秒差距附近的活动星系积分场光谱在几个到几十秒差距的空间分辨率。反馈的信号包括从核流出的速度从200到1000公里/秒，质量流出率在0.5到几个Msun/年之间。馈送的信号包括沿核螺旋和细丝的气体流入，速度范围从50到100 km/s，质量流率从0.1到1 Msun/yr。这些速率比超大质量黑洞的质量吸积速率大2- 3个数量级。因此，在不到一个活动周期的时间内，这些流入可以导致内部几百秒差距内积累足够的气体，引发新恒星的形成，导致星系膨胀的增长。年轻到中等年龄的恒星确实在一些活动星系核（AGN）周围的环核中被发现。其中一个环的半径约为100 pc，在塞弗特2星系NGC 1068中观测到，并且与一个偏离中心的分子环有关，非常类似于在银河系（MW）中观测到的。根据演化的情况，我们推测，在MW中，分子气体已经在内部~100 pc内积累，并且已经触发了新恒星的形成。该区域恒星形成率的可能增加将在未来几千万年内引发Sgr A* 的核活动。
2013-12-30 astro-ph.GA
The S-Star Cluster at the Center of the Milky Way: On the nature of diffuse NIR emission in the inner tenth of a parsec
人马座A*，银河系中心的超大质量黑洞，被一小簇高速恒星包围，称为S星。我们的目标是限制与人马座A* 附近的星团相关的恒星和暗物质的数量和性质。我们利用近红外成像技术测定了S星团成员的$K_\mathrm{s}$波段光度函数、中心黑洞周围的漫射背景辐射和恒星数密度计数的分布。这使我们能够确定恒星的光和质量的贡献，预计从星系团的微弱成员。然后，我们使用后牛顿的N体技术来调查的影响，恒星扰动的运动的S2，作为一种手段来检测的数量和质量的扰动。我们发现从$K_\mathrm{s}$波段光度外推得到的恒星质量远小于考虑到恒星S2轨道运动的不确定性而可能存在的质量。此外，来自较暗的S星团成员的光量低于在移除明亮的星团成员后S星团位置的剩余光量。如果恒星和恒星残骸的分布在人马座A* 附近足够强烈，那么观测到的S2轨道要素的变化可以用来限制它们的质量和数量。基于对高速恒星群的模拟，我们发现，在波长为2.2 $μ$ m，接近8 m级望远镜的混淆水平时，会出现混合星（优先在人马座A* 的位置附近），通常持续3年，然后由于自行而溶解。
2013-01-04 astro-ph.GA
The Milky Way's nuclear star cluster and massive black hole
由于银河系的中心靠近地球，因此它是唯一一个我们可以在毫秒差距尺度上研究恒星特征、分布、运动学和动力学的星系核。我们对银河系中心的中心黑洞人马座A* 进行了准确和精确的测量，并可以详细研究它与周围核星团的相互作用。这篇文章的目的是提供一个简明扼要的概述，我们目前的知识，银河系的中央黑洞和核星团，在突出的观测挑战和局限性，并讨论一些目前的关键领域的调查。
2015-02-11 astro-ph.GA
The CO-to-H$_2$ conversion factor in the Milky Way's central parsec
Center for Interdisciplinary Exploration and Research in Astrophysics, Northwestern University（西北大学天体物理学跨学科探索与研究中心）；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）
研究银河系中心区域CO到H₂的转换因子，发现其在亚千秒差距尺度上约为4.5±2.5 M_太阳（K km s⁻¹ pc²）⁻¹，高于中心分子区。
2025-11-20 astro-ph.GA astro-ph.HE
Mapping Spiral Structure on the far side of the Milky Way
我们对银河系中心以外距离太阳超过9千秒差距的部分知之甚少。由于星际尘埃的吸收，这些区域在光波段是不透明的，距离非常大，难以测量。本文报道了用甚长基线天线阵测量到的一个活跃恒星形成区的水脉泽源的直接三角视差距离为20.4 - 2.2 ^{+2.8}千秒差距。这些测量使我们能够通过定位盾牌-半人马座螺旋臂穿过银河系的远端来阐明银河系的螺旋结构，并验证基于横向运动确定该区域距离的运动学方法。
2017-10-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
The stellar cusp around the Milky Way's central black hole
在大质量黑洞周围的密集星团中，恒星尖点的存在是几十年来理论恒星动力学的基本预测。然而，观测证据一直难以获得。通过对银河系中心秒差距的高角分辨率图像进行新的改进分析，我们终于能够为银河系大质量黑洞周围存在恒星尖点提供第一个确凿的证据。恒星尖点的存在对恒星潮汐破裂和极端质量比吸气等现象的预测事件率有重大影响。
2017-02-01 astro-ph.GA
A catalogue of candidate milli-parsec separation massive black hole binaries from long term optical photometric monitoring
本研究利用CRTS和ZTF的15年光学数据，在星系中心变源中通过周期性光变分析，发现了36个毫秒差距分离的大质量黑洞双星候选体，并排除了58个受红噪声影响的误选候选体。
2025-05-10 astro-ph.GA
Mass Distribution in the Central Few Parsecs of Our Galaxy
通过对银河系中心动态弛豫恒星星族的红外测光和速度观测的分析，估计了银河系中心10 pc区域的封闭质量分布。档案中的HST/NICMOS和Gemini自适应光学图像用于获得数密度分布，自行和径向速度数据从文献中编译，以找到假设球对称和速度各向同性的速度色散分布。从这些数据中，我们计算封闭的质量和密度分布在中央10 pc的银河系使用的牛仔裤方程。改进后的估计能更好地描述分子云和星团落向银河系中心的演化过程，并约束了银河系内部恒星的形成历史。
2009-06-04 astro-ph.GA
Spectroscopic and photometric surveys of the Milky Way and its stellar clusters in the Gaia era
这对星团和协会的贡献：一个关于盖亚的RIA研讨会涉及恒星的调查，特别是光谱调查，注意它们对星团研究的影响，以及它们与盖亚的联系。我回顾了我们需要大型光谱测量的一些科学原因，以及这些对仪器提出的要求。然后，我转向对当前和未来仪器的回顾，这些仪器将使我们能够用所需的地基光谱来补充盖亚的出色距离和自行，以获得额外的径向速度和高质量的元素丰度。这是一个非常快速移动的领域，使用现有和未来的4米和8米望远镜多目标光谱仪进行了几次新的调查。由于情况变化很快，很难提供关于所有这些项目的充分信息，但通过与有关网站的链接，读者应能够了解最新的发展情况。
2011-07-11 astro-ph.GA
Catalog of observed tangents to the spiral arms in the Milky Way galaxy
从太阳在银河系盘中的位置，人们可以使用不同的臂示踪剂（CO，HII，热或电离或相对论电子，脉泽，冷或热尘埃等）来定位银河系盘中每个螺旋臂的切线。我们提出了一个主目录的天文观测切线星系的旋臂，使用不同的臂示踪剂从文献中。有些旋臂示踪器在几篇论文中的结果可能略有不同，所以取一个平均值--关于CO、HII和脉泽，见附录。平均值主目录目前包括63个平均示踪条目，分布在许多臂（船底座，十字座-半人马座，诺玛，英仙座起源，近3-kpc，盾牌座，人马座），源于107个原始臂示踪条目。此外，我们更新并修订了之前的统计分析，即每种不同平均臂示踪剂的角度偏移和与中臂的线性分离。如果有足够多的旋臂示踪物，并对所有旋臂进行求和和平均，人们就可以确定在银河系中旋臂示踪物是否有单独和平行的通道。这种统计分析允许一个银河螺旋臂的横切，证实了最近发现的臂示踪剂之间的线性分离。在这里，从中臂的CO到内缘的热尘埃，臂的半宽度约为340秒差距;加倍将产生680秒差距的全臂宽度。我们简要地比较了这些观察与许多螺旋臂理论，特别是密度波理论的预测。
2014-09-16 astro-ph.GA
EROSE: An algorithm searching for resolved Local Group satellites. The impact of combining different photometric bands on the detectability of Milky Way satellites in the LSST
Université de Strasbourg（斯特拉斯堡大学）；CNRS, Observatoire astronomique de Strasbourg, UMR 7550（法国国家科学研究中心，斯特拉斯堡天文台，UMR 7550）；Kapteyn Astronomical Institute, University of Groningen（格罗宁根大学卡普坦天文研究所）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）
本研究提出新型多波段搜寻算法EROSE，结合LSST的ugri测光波段搜寻银河系超暗矮卫星，发现u-g组合恢复率最高，可提升低质量端卫星的探测能力并约束暗物质模型。
2026-08-25 astro-ph.GA
Properties of the Milky Way's Old Populations Based on Photometric Metallicities of the OGLE RR Lyrae Stars
我们已经使用了近91 000个基本模式的RR天琴座恒星（RRab型）的OGLE调查检测到的光度数据，以调查银河系中的老年人口的属性。基于它们的金属丰度分布，我们证明了银河系是由三个不同的老组件：晕，凸起，和磁盘。在Jurcsik金属丰度标度上，[Fe/H]_（95）=-1.2、-1.0和-0.6 dex时，分布达到最大值。我们发现，整个晕很可能是由下落的矮星系形成的。很明显，晕星穿透了银河系隆起的内部区域。我们估计，大约三分之一的所有RR天琴座恒星在隆起区实际上属于晕人口。整个老隆凸由两个种群A和B主导，在周期振幅（Bailey）图中由双序列表示。晕和盘之间的铁丰度边界约为[Fe/H]_（95）=-0.8dex。用Gaia DR 2观测盘区RRab星，我们发现，除了在[Fe/H]_J95 = -1.0 dex附近有一个凸起外，观测到的自行色散沿银河系纬度随金属含量的增加而平滑地减小.
2020-07-11 astro-ph.GA
An Off-center Density Peak in the Milky Way's Dark Matter Halo?
我们表明，中央暗物质密度峰值的位置可能会从银河系的动力学中心相差几百秒差距。在厄里斯，一个高分辨率的宇宙流体动力学模拟的一个现实的银河系类似盘星系，这个偏移量是300 - 400 pc（~3重力软化长度）后，z=1。在它的无耗散暗物质唯一的孪生模拟ErisDark中，以及在Via Lactea II和GHalo模拟中，偏移量在其大部分演化中保持在一个软化长度以下。DM偏移的增长与Eris中心DM密度分布向内约1 kpc的平坦化相一致，并且从动力中心到最大DM密度点的方向与恒星棒的方向相关，这表明棒晕相互作用是一种可能的解释。几百秒差距的暗物质密度偏移极大地影响了来自银河系中心的暗物质湮灭信号的预期。它也可能支持Weniger（2012）和Su & Finkbeiner（2012）最近报告的暗物质湮灭解释，该报告称，在银河平面上距离Sgr A* 1.5度（约200秒差距）的区域有非常显著的130 GeV伽马射线线发射。
2013-02-05 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
The Supershell-Molecular Cloud Connection in the Milky Way and Beyond
通过研究超壳层中HI与~（12）CO（J=1-0）的关系，从观测上研究了大尺度恒星反馈在分子云形成中的作用。对两个银河系超壳层的详细秒差距分辨率案例研究表明，这两个物体的分子化水平都有所提高，因此提供了第一个定量观测证据，表明受超壳层活动影响的空间体积中分子云的产生增加。最近对LMC中超巨星壳层的研究结果表明，虽然它们确实有助于将ISM组织成过密结构，但它们对分子云形成的全球贡献仅为~ 10%。
2012-09-30 astro-ph.GA
Reddening and metallicity maps of the Milky Way bulge from VVV and 2MASS III. The first global photometric metallicity map of the Galactic bulge
我们调查的大尺度金属丰度分布在银河系的凸起，使用一个大的空间覆盖范围，以约束凸起的形成方案。我们使用VISTA变量的Via Lactea（VVV）的调查数据和2 MASS测光，覆盖320平方度的银河系凸起，推导光度金属丰度的（J-Ks）0颜色的插值的基础上的一组球状星团脊线的个别红巨星分支恒星。然后，我们使用这些信息来构建第一个全球金属丰度图的凸起与30'x45'的分辨率。核球的金属丰度图显示出一个明显的垂直金属丰度梯度，约为0.04 dex/deg（约为0.28 dex/kpc），富金属恒星（[Fe/H]~0）在靠近银道面的区域（|b| <5）占主导地位。在更大的尺度高度，平均金属丰度的隆起人口变得显着更金属贫。这符合盒状隆起起源于银河系酒吧的垂直不稳定性，形成早期通过长期演化的两个组成部分的恒星盘的情况。较老的贫金属恒星在更高的尺度高度上占主导地位，这是由于最初较热的厚盘恒星的非混合轨道。
2013-02-01 astro-ph.GA
The structure of the Milky Way based on unWISE 3.4$μ$m integrated photometry
我们提出了一个详细的分析银河系结构使用unWISE宽视场图像在$3.4μ$ m。我们执行一个3D光度分解的银河系考虑到i）的投影的银河系的天球和ii），观察者位于银河系内的太阳半径。我们考虑了一个大的光度模型，从一个纯光盘模型开始，并结束与一个复杂的模型，其中包括薄和厚的光盘加上一个盒子花生状的凸起。在我们最终的模型中，我们结合了许多观测到的银河系的特征，如盘的耀斑和翘曲，在平面上的几个超密度，和尘埃消光。通过对一个类银河星系的N体模拟，得到了具有相应X形结构的星系核球模型。这使我们能够检索上述恒星成分的参数，估计它们对银河系总光度的贡献，并限制酒吧的位置角。在我们的模型中，厚盘的质量估计为薄盘的0.4-1.3。我们的分解的结果可以直接与通过多组分光度分解获得的外部星系的结果进行比较。
2021-08-23 astro-ph.GA
Dust in the central parsecs of unobscured AGN: more challenges to the torus
一个秒差距尺度的尘埃环被认为是活动星系核（AGN）在1/2类型，窄/宽发射线二分法的原因。在以前的工作中，在秒差距尺度分辨率的红外/光学尘埃图的基础上，人们发现，尘埃丝，几秒差距宽，几百秒差距长，是普遍存在的功能，通过2型活动星系核的中心，其光学厚度足以完全掩盖光学核。本文对第一型活动星系核和中间型活动星系核提出了互补的看法。在这些活动星系核的中心同样发现了同样类型的狭窄、准直的尘埃丝。现在的区别在于它们相对于核的位置，靠近核但不穿过核，就像在类型2中的情况一样，并且它们朝向中心的光学厚度减小，$A_V \lesssim 1.5 \rm{mag}$，不足以在UV核波长下模糊。它的结论是，大规模的，百pc到千pc长，尘埃丝和车道，让人想起那些在银河系中看到的，是一个共同的成分，中央秒差距的星系。它们的光学厚度沿着它们的结构变化，在类型2中达到足够高的光学深度以完全遮蔽细胞核。它们相对于核的位置以及光学厚度向中心逐渐增加的梯度自然会导致1/2型活动星系核的分类，使这些丝状体扮演环面的角色。尘埃丝和泳道在分子气体中表现出相同的形态。可用气体运动学表明质量流入速率为$ < ~ 1 M\odot~ yr^{-1}$。
2021-06-16 astro-ph.GA
Ices in the Galactic Centre : solid ice and gaseous CO in the central parsec
在过去的几年里，我们在2.8到5.1微米的中红外波段观测到了银河系中央半秒差距。我们的目标是提高我们对银河系中心超大质量黑洞SgrA* 的直接环境的理解。本论文和Moultaka et al. 2015（已提交）描述了这项工作。在这里，我们重点研究的空间分布的12 CO冰和气相沉积。我们用位于智利UT 3/VLT ESO望远镜的ISAAC摄谱仪观测了中心半秒差距。沿着彼此平行布置的22个位置放置狭缝以映射该区域。我们在这个波长范围内建立了第一个数据立方体，覆盖了中央半秒差距。所使用的M波段滤波器的波长间隔范围为4.6至5.1微米。它拥有气态12 CO和13 CO的振转跃迁的P-和R-分支，以及归因于4.675微米处的12 CO冰的吸收带。使用两个校准器，我们可以将局部从视线衰减中分离出来，并提供前景消光的一阶估计。我们发现残留的冰和气相CO，可以归因于当地的approptions由于材料从星际和/或中央秒差距的拱星介质。我们的发现意味着温度在10到60 K的数量级，这与Moultaka等人（2004，2005）强调的该地区存在水冰的情况一致。
2015-04-23 astro-ph.GA
Three classical Cepheid variable stars in the nuclear bulge of the Milky Way
核球是一个半径约为200秒差距的区域，围绕银河系中心。它包含的恒星年龄从几百万年到十亿年不等，但它的恒星形成历史和恒星形成的触发过程仍然有待解决。最近，有人提出了由气体含量变化提供动力的恒星形成事件。经典造父变星的脉动周期随年龄的增加而减小，因此根据它们的周期分布来探讨恒星的形成历史是可能的。在这里，我们报告的存在下，三个经典造父变星的核隆起的脉动周期约为20天，在40秒差距（投影距离）的中央黑洞。没有发现周期更长或更短的造父变星。我们推断大约在2500万年前有一个时期，可能一直持续到最近，在这个时期，恒星的形成相对于3000 - 7000万年前的时期有所增加。
2011-11-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Unveiling a new structure behind the Milky Way
上下文ZOA不允许对银河系后面的河外源进行清晰的光学观测，因为这些物体的光学发射有意义的消光。近红外波段的观测是天文学发现的一个潜在来源，支持对新星系的探测，完成了这一尚未探索的天空区域的大尺度结构的图片。目的。我们的目标是破译位于银河系后面的高密度的性质，在VVV调查的瓦片b204中。方法.我们研究了位于l = 354.82°和b = -9.81°的星系集中区周围6弧分的区域。考虑到天空中的源分布，我们选择了五个星系，以优化观测所需的时间，我们在双子座南8.1米望远镜上用火烈鸟2号长缝摄谱仪获得了光谱。为了识别和描述吸收特征，我们使用星光代码和IRTF恒星库拟合了星系的光谱。此外，光谱研究结果得到加强，使用补充光度技术，如红序列和光度红移估计。结果从NIR光谱估计的平均光谱红移为z = 0.225 ± 0.014。该值与光度分析结果photoz = 0.21 +-0.08以及研究区域星系的概率分布函数吻合得很好。此外，红色序列的斜率与星系团的近红外观测结果一致。结论.从测光和光谱技术获得的红移是在很好的协议，允许确认这种结构的性质在z = 0.225 +- 0.014，揭示了一个新的星系团，VVVGCl-B J 181435 -381432，背后的银河系凸起。
2022-10-28 astro-ph.GA
The Milky Way's Central Molecular Zone
这篇评论汇编了我们银河系中央六百秒差距的分子气体条件的最新研究结果。回顾首先将我们的银河系中心与我们银河系的其他部分放在一起。接下来讨论了以前对银河系中心的研究成果，然后重点讨论了该区域分子星际介质的已知情况。它特别侧重于对这一地区兴趣的激增和过去五年中进行的新研究。最后，它强调了仍然存在的悬而未决的问题，以及ALMA等新设施在解决这些不确定性方面取得进展的潜力。
2017-05-15 astro-ph.GA
Sgr A$^*$ envelope explosion and the young stars in the centre of the Milky Way
Sgr A $^*$是位于银河系中心的超大质量黑洞。有大量的观测证据表明，$\sim 6$百万年前，一个巨大的气体云落入银河系的中央秒差距，引发了年轻恒星盘的形成，并激活了Sgr A $^*$。除了星盘之外，还有一群无法解释的年轻恒星在随机定向的轨道上运行。在这里，我们假设这些年轻的恒星是由一个巨大的准球形气体壳层的碎片驱动的Sgr A $^*$位阱的能量外流。为了解释观测到的恒星的性质，壳层必须比$10^5$太阳质量更大，从$\sim 0.01$ ~pc内部发射，并且反馈流出必须是高度超爱丁顿的，尽管时间很短，产生的动能至少为$10^{55}$ ~erg。银河系中央秒差距的年轻恒星可能是由原子而非分子氢形成的恒星的一个独特例子，并由黑洞流出的极端压力锻造而成。
2018-04-09 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Star Formation in the Central Molecular Zone of the Milky Way
中央分子带（英语：Central Molecular Zone，CMZ）是银河系内部几百秒差距内的环状分子气体聚集区，由银河系棒驱动的物质向内输送而产生。CMZ是银河系中最极端的恒星形成环境。大尺度动力学和极端星际介质条件的独特组合，以高密度，温度，压力，湍流运动和强磁场为特征，使CMZ成为测试当前恒星和行星形成理论的理想区域。我们回顾了该领域最近的观测和理论进展，并结合这些绘制一个全面的，多尺度和多物理图片的物质和能量的循环在最近的星系核恒星形成的背景下。
2022-03-21 astro-ph.GA
Stellar Metallicities from SkyMapper Photometry II: Precise photometric metallicities of $\sim$280,000 giant stars with [Fe/H] $< -0.75$ in the Milky Way
银河系的贫金属恒星是附近的古老天体，用于研究早期化学演化以及银河系的组装和结构。在这里，我们提出了可靠的$\sim280,000$恒星的金属丰度与$-3.75 \lesssim$ [Fe/H] $\lesssim -0.75$到$g=17$来自SkyMapper南方巡天的第二次数据发布（DR 2）的金属敏感测光。我们使用的依赖性的流量通过SkyMapper $v$过滤器上的钙II K吸收功能的强度，在与SkyMapper $u,g,i$测光，推导光度金属丰度为这些恒星。我们发现，以这种方式获得的金属丰度比较以及在大规模的光谱调查中获得的金属丰度，并使用这种比较来校准和量化系统学的位置，变红，和颜色的函数。我们发现很好的协议与金属丰度从APOGEE，LAMOST和GALAH调查，基于$σ\sim0.25$德克斯的标准偏差，我们的光度金属丰度的残差相对于这些调查的金属丰度。我们还比较了我们推导的光度金属丰度的金属丰度在一些高分辨率的光谱研究，以验证我们的光度金属丰度测定的低金属丰度端（[Fe/H] PDMATHAMT）。在这样的比较中，我们发现在我们的星表中光度[Fe/H] $< -2.5$的恒星的金属丰度没有显着的偏移和$σ\sim$ 0.31 dex水平的散射相对于那些在高分辨率的工作时，考虑我们的样本中的较冷的恒星（$g-i > 0.65$）。我们还提出了一个扩展的目录，包含光度…
2021-03-30 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
Mapping the stellar age of the Milky Way bulge with the VVV. II. Deep JKs catalogs release based on PSF photometry
凸起代表了古老和巨大的银河系组成部分之间的最佳妥协，因此它的研究是了解银河系大部分如何形成和演化的宝贵机会。此外，作为唯一一个我们可以在所有演化序列中单独解析恒星的凸起，它的恒星成分的性质提供了关于凸起形成的重要见解。我们的目标是提供一个详细和全面的普查银河系核球恒星星族的生产深和准确的光度表内~300 sqdeg的银河系。我们执行DAOPHOT/ALLFRAME PSF拟合测光的VVV调查提供的多历元J和Ks图像，以获得深测光目录。对所有图像进行了人造恒星实验，以适当评估光度测量的完整性和准确性。我们提出了一个光度数据库，其中包含近6亿颗恒星的VVV调查的凸出区域。通过对代表不同灭绝和拥挤程度的选定领域的导出色星等图的比较，我们展示了新目录的质量、完整性和深度。除了沿着平面的区域外，这种新的测光方法以前所未有的精度对MS-TO以下约1-2等的恒星进行采样。为了证明这个新数据集固有的巨大潜力，我们给出了一些可能的应用示例，例如：i）通过数据集完整性地图进行的恒星计数研究; ii）表面亮度地图; iii）与Gaia DR 2的交叉相关。这里介绍的数据库是整个社区的宝贵收藏，我们鼓励利用它。包括完整性信息在内的测光表可通过ESO科学档案公开获得。
2019-07-03 astro-ph.GA
Sizing Up the Milky Way: A Bayesian Mixture Model Meta-Analysis of Photometric Scale Length Measurements
银河系（MW）盘的指数尺度长度（$L_d$）是描述银河系整体物理尺寸的关键参数，对于解释其他银河系测量和帮助我们了解银河系如何适应河外环境都很重要。不幸的是，目前的估计数涵盖范围很广，而且往往在统计上相互不相容。在这里，我们进行贝叶斯荟萃分析，以确定一个改进的，综合估计$L_d$，利用混合模型的方法来考虑的可能性，任何一个测量没有正确考虑所有的统计或系统误差。在这种机制中，我们探索了各种方式的建模的性质有问题的测量，然后采用贝叶斯模型平均技术，以获得净后验分布，将任何模型选择的不确定性。我们的荟萃分析结合了文献中可用的29种不同（15种可见光和14种红外）的$L_d$光度测量;这些测量涉及广泛的观测数据集、MW模型和假设以及方法，均在本文中列出。分别分析可见光和红外测量结果，分别得出$L_d$的估计值：$2.71^{+0.22}_{-0.20}$ kpc和$2.51^{+0.15}_{-0.13}$ kpc，而考虑它们全部，则得出$2.64\pm0.13$ kpc。这里确定的可见光和红外线尺度长度之间的比率与在外部旋涡星系中测量的非常相似。我们使用这些结果来更新我们以前的工作银河系盘的模型，约束其恒星质量为$4.8^{+1.5}_{-1.1}\times10^{10}$ $\textrm{M}_\odot$，和MW的总恒星质量为$5.7^{+1.5}_{-1.1}\times10^…
2016-09-06 astro-ph.GA
Parallaxes of Star Forming Regions in the Outer Spiral Arm of the Milky Way
本文报道了银河系外旋臂高质量恒星形成区三个水脉泽源的弛豫和自行。这些观察是作为条形和螺旋结构遗产调查的一部分使用甚长基线阵列进行的，并且是文献中此类测量数量的两倍。外臂的俯仰角为14.9 +/- 2.7度，距离银河系反中心14.1 +/- 0.6千秒差距。这些源朝向银河系中心的平均运动是10.7 +/- 2.1 km/s，我们没有看到旋转曲线在银河系中心15 kpc处有明显下降的迹象。这些恒星形成区域的三维位置与银河系从平面弯曲数百秒差距的情况一致。
2014-12-26 astro-ph.GA
Supershells in the Multi-Phase Milky Way: Insights from HI Synthesis Imaging and CO Surveys
我们提出了新的秒差距尺度的分辨率数据，从多阶段的ISM研究在银河系超壳层的墙壁。HI合成图像和CO调查数据揭示了丰富的子结构，包括密集的尖端手指和扩展的分子云嵌入壳壁。我们简要地考虑这些功能的形成方案，并建议，既扩大壳与预先存在的致密云的相互作用，以及原位形成的CNM和分子气体，可能是相关的。未来的工作还将研究不稳定性在结构形成和破裂中的作用，并将研究与超级壳和烟囱有关的高空气体的存在。
2009-06-15 astro-ph.GA
The stellar metallicity distribution of the Milky Way from the BATC survey
利用北京-亚利桑那-台湾-康涅狄格（BATC）测光系统观测到的2200颗主序星的SDSS光谱，得到了恒星大气参数，如有效温度和金属丰度，发展了BATC多色测光数据的恒星有效温度和金属丰度的多项式测光定标方法。该方法已应用于67个BATC观测场约16万颗MS星的定标。这些恒星的颜色和星等范围为0.1 < d - h < 1.4和14.0 < d < 21.0。在距银道面|Z| > 5 kpc的区域，金属丰度分布在[Fe/H] ~ -1.5处有一个峰值，对应于晕成分;在2 < |Z| < 5 kpc的区域，金属丰度分布在[Fe/H] ~ -0.7处有一个峰值，对应于厚盘星。在0.5 < |Z| < 2 kpc的区间内，平均恒星金属丰度从-0.65平滑地减小到-0.78。晕和厚盘中的金属丰度分布似乎与距银道面的距离无关。
2013-07-17 astro-ph.GA
How Does Feedback Affect Milky Way Satellite Formation?
利用高红移下类银河系的亚秒差距分辨率流体动力学模拟研究了类银河卫星星系的形成。更具体地说，我们评估超新星反馈对这些卫星的矮祖星的影响，以及一个简单的瞬时再电离方案在抑制恒星形成的低质量端的这种矮分布的效率。在我们的高红移模拟识别星系和跟踪它们到z=0使用暗物质晕合并树，我们比较我们的结果，目前的观测和确定的时代，我们认为卫星星系形成必须完成。我们发现，在红移8之前，只有银河系发光晕群的低质量一端是不完整的，尽管超新星反馈减少了低质量晕的恒星质量（log（M/Msolar）< 9），z = 0的银河系周围幸存卫星的数量在有或没有超新星反馈的情况下是相同的。如果一个明亮的晕能够在红移3之前避免银河系的吸积，那么它很可能作为一个MW卫星幸存下来，红移为0。
2011-01-11 astro-ph.GA
The structure of star clusters in the outer halo of M31
利用哈勃空间望远镜（HST）的高级巡天相机（ACS）对M31晕星团进行了结构分析。在我们的样本中的集群跨越范围从13到100千秒差距的银河投影距离，因此居住在相当遥远的环境。其中10个星团是典型的球状星团，4个来自Huxor et al.（2005，2008）的老星团。对于大多数星团来说，M31晕星的污染是轻微的，因此可以可靠地映射到距离它们中心很大的径向距离。我们发现，扩展星系团与King（1962）的解析轮廓（核心半径约为20秒差距，光度潮汐半径约为100秒差距）或Sersic指数约为1（即近似指数）的轮廓很好地拟合。大多数经典球状星团也有50-100秒差距的大测光潮汐半径，然而金型在某些情况下不太适合，特别是在小半径的情况下。我们发现，60%的经典球状星团表现出尖形核心，这是合理的，以及描述的Sersic公司的指数~2-6。我们的分析也加强了这样的发现，即半光半径小于10秒差距的明亮经典球状星团在M31中存在，半径至少为100 kpc，这与银河系中的情况相反，在银河系中，这种星团（除了不寻常的天体NGC 2419）在40 kpc以上不存在。
2012-02-10 astro-ph.GA
Open star clusters in the Milky Way - Comparison of photometric and trigonometric distance scales based on Gaia TGAS data
银河系星团全球巡天（MWSC）是一个包含3061个天体的综合列表，其中提供了基于等时线拟合的星团距离等参数。Tycho-Gaia天体测量解决方案（TGAS）目录是Gaia数据发布1（Gaia DR 1）的一部分，为200多万颗恒星提供精确的三角视差测量，包括星团中的恒星。我们比较了疏散星团光度距离尺度与TGAS三角测量值之间的一致性。TGAS中可能星团成员的平均视差提供了疏散星团的三角距离标度，而光度标度则由MWSC公布的距离给出。64个集群适合比较，因为它们有超过16个可能的成员与视差测量TGAS。我们计算了可能成员的平均光弛度，并将其与MWSC中得出的光度光弛度进行了比较。我们发现一个很好的协议之间的三角TGAS为基础的和测光MWSC为基础的距离尺度的疏散星团，其中的距离小于2.3千秒差距符合在一个水平上约0.1 mas的距离没有依赖。如果真的存在的话，那么在$30^\circ$和$160^\circ$银经之间沿着银河系赤道有一个轻微的系统偏移。
2017-09-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Blueprint for the Milky Way's Stellar Populations: The Power of Large Photometric and Astrometric Surveys
最近的进展，从天文调查揭示了空间，化学和运动学的不均匀性，在内部区域的恒星晕的银河系。特别是，大型光谱测量与盖亚天体测量数据相结合，为分析单个恒星的详细丰度和精确运动学提供了强大的工具。然而，尽管有这些值得注意的努力，光谱样本通常受到所考虑的恒星数量的限制;它们的分析和解释也受到经常使用的复杂选择函数的阻碍。在这里，我们提出了一个强大的替代方法$-$的大光度测量数据库的基础上，在银河系中的恒星的空间，化学和运动学分布的天气视图，使一个良好的校准技术，从宽带测光获得个别恒星金属丰度。我们将金属丰度与盖亚任务沿银河系本初子午线的精确自行相结合，发现各种恒星成分在金属丰度与旋转速度空间中彼此明显分离。观测到的内晕恒星的金属丰度分布偏离了传统的单峰分布，表现出复杂的子结构，包括不同的贡献，从个别恒星星族，有时在低金属丰度惊人的双峰。从我们的偏差较小，全面的地图中揭示的子结构表明了这种方法的明显优势，可以通过未来的混合波段和宽带光度测量来建立，并用作识别即将到来的光谱研究中最感兴趣的恒星的蓝图。
2020-05-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Carbon-Enhanced Metal-Poor Star Candidates in the Milky Way from J-PLUS and S-PLUS
University of Notre Dame（圣母大学）；Joint Institute for Nuclear Astrophysics – Center for the Evolution of the Elements (JINA-CEE)（核天体物理联合研究所——元素演化中心 (JINA-CEE)）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；Chungnam National University（忠南国立大学）；NSF NOIRLab（美国国家光学红外天文研究实验室）
基于J-PLUS和S-PLUS数据，研究识别出银河系中大量碳增强金属贫乏恒星候选体，并发现新的形态群IV，揭示其在不同银河组成部分中的分布特征。
2026-02-10 astro-ph.GA
A 100-parsec elliptical and twisted ring of cold and dense molecular clouds revealed by Herschel around the Galactic Center
由赫歇尔卫星上的远红外照相机拍摄的银河系中央分子区冷尘埃的热图像显示，银河系中心有一个3 × 10^7太阳质量的稠密冷云环。使用一个简单的玩具模型，一个椭圆形的半长轴为100和60秒差距的推导。这个100 pc环的长轴相对于天空平面倾斜约40度，并且垂直于银河棒的长轴。100-pc环似乎跟踪系统的稳定x_2轨道预测的禁止银河系的潜力。Sgr A* 相对于环的几何对称中心移位。环是扭曲的，它的形态表明，银河系势的膨胀比为2，这与2 MASS数据得出的凸起平坦比非常一致。
2011-05-27 astro-ph.GA
FIELDMAPS Data Release: Far-Infrared Polarization in the "Bones" of the Milky Way
Worcester State University（伍斯特州立大学）；Space Science Institute（空间科学研究所）；The University of Manchester（曼彻斯特大学）；University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）；University of Illinois（伊利诺伊大学）；Center for Interdisciplinary Exploration and Research in Astrophysics (CIERA)（天体物理学跨学科探索与研究中心 (CIERA)）；Northwestern University（西北大学）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；Queen's University（女王大学）；The University of Tokyo（东京大学）；Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）
本研究利用SOFIA/HAWC+对银河系十个“骨骼”进行214微米偏振观测，发现其磁场方向与纤维轴垂直，与Planck大尺度数据平行取向不同，表明磁场在分子云尺度可改变方向，并给出偏振分数幂律指数。
2025-10-09 astro-ph.GA
Binary open clusters in the Milky Way: photometric and spectroscopic analysis of NGC 5617 and Trumpler 22
利用光度学和高分辨光谱学，我们首次研究了疏散星团NGC 5617和Trumpler 22之间的物理联系。基于新的CCD测光，我们报告他们的空间接近和共同的年龄约70万年。基于高分辨率光谱收集使用HERMES和UCLES摄谱仪的英澳望远镜，我们提出的径向速度和丰度的铁，钠，镁，铝，硅，钙和镍。NGC 5617的径向速度为-38.63 +/-2.25 km/s，Trumpler 22的径向速度为-38.46 +/-2.08 km/s。NGC 5617的平均金属丰度为[Fe/H] =-0.18 +/-0.02，Trumpler 22的平均金属丰度为[Fe/H] = -0.17 +/-0.04。这两个集群共享类似的丰度在其他元素，这表明这些集群的共同的化学富集历史。结合共同的运动和年龄，我们确认NGC 5617和Trumpler 22是银河系中的一对原始双星星团。
2015-07-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Astrometric Detection of Intermediate-Mass Black Holes At the Galactic Centre
我们评估的天体测量可探测性的中等质量黑洞填充内秒差距的银河系。这些天体的存在会对Sgr A* 和恒星S2产生动力学效应，这可以由下一代天体测量仪器检测到，从而实现微弧秒天体测量。在一个秒差距内允许有10个$10^4~M_{\odot}$ IMBH的星群，在Sgr A* 的位置上引起大约65个$μ$作为yr $^{-1}$的角移，对应于1.6 km s $^{-1}$的垂直速度分量量值。它还引起了S2轨道的变化，这些变化超过了广义相对论引起的变化，但仍在观测的限制范围内，在近点和远点分别产生了62 $μ$ as和970 $μ$ as的平均角位移。
2018-09-28 astro-ph.GA
Portrait of a Dark Horse: a Photometric and Spectroscopic Study of the Ultra-faint Milky Way Satellite Pegasus III
飞马座III（Peg III）是银河系外晕中为数不多的已知超暗恒星系统之一。我们目前的结果，从后续活动与麦哲伦/IMACS和凯克/DEIMOS。在50%的完整性水平下，$r_0\approx 25$等深恒星测光允许精确测量其光度和结构特性。Peg III的色星等图证实了该恒星系统是由一个古老的（$\gtrsim12$ Gyr）和贫金属（[Fe/H] $\lesssim-2.0$ dex）恒星群在$215\pm12$ kpc的日心距离下很好地描述的。修正后的半光半径$r_{h}=53\pm14$ pc、椭圆率$ε=0.38^{+0.22}_{-0.38}$和总光度$M_{V}=-3.4\pm0.4$与我们以前的文献中引用的值符合得很好。我们进一步报告的光谱鉴定的七个，可能是八个成员星的Peg III。最亮的成员星的Ca II三线态表明，Peg III包含的恒星金属丰度低至[Fe/H]= $-2.55\pm0.15$ dex。Peg III的系统速度为$-222.9 \pm 2.6$ km s $^{-1}$，速度分散度为$5.4^{+3.0}_{-2.5}$ km s $^{-1}$。在半光半径范围内的动力学质量为$1.4^{+3.0}_{-1.1} \times 10^6\rm{M_{\odot}}$，质光比为$\rm{M/L}$ $_{V} = 1470^{+5660}_{-12…
2016-10-06 astro-ph.GA
Hi-GAL, the Herschel infrared Galactic Plane Survey: photometric maps and compact source catalogues. First data release for Inner Milky Way: +68°> l > -70°
（节略）我们首次公开发布了Hi-GAL的高质量数据产品（DR 1），即{ \em Herschel}红外银道面巡天。Hi-GAL是从近红外到射电的一系列连续星系面调查的基石，覆盖70，160，250，350和500微米的五个波段，包括8 < T <50 K的冷尘埃光谱能量分布的峰值。这是第一次Hi-GAL数据发布，涵盖了|b| <1°纬度带内68° > 1> -70°经度范围内的银河系。ROMAGAL管道利用{ \em Herschel} PACS和SPIRE测光相机的测辐射热计阵列的出色灵敏度和稳定性制作了测光图，以提供高质量和动态范围的图像，并使用{ \em Planck}和{ \em IRAS}进行绝对校准，并恢复所有波长和所有空间尺度的扩展发射。紧凑的源目录已生成的CuTEx算法，专门开发，以优化源检测和提取的极端条件下的激烈和空间变化的背景，发现在银河平面的热红外。Hi-GAL DR 1图像可通过专门的基于网络的图像剪切服务访问。DR 1紧凑型源目录以单波段光度列表的形式提供，除了源位置、峰值和积分通量以及源大小之外，还包含各种用于评估所提取源的质量和可靠性的参数，并提供了有助于评估的注意事项和提示。所有波段的通量完整性极限是由广泛的合成源实验确定的，并取决于沿银道面的特定视线。Hi-GAL DR 1星表在五个波段分别包含123210、308509、280685、1609…
2016-04-20 astro-ph.GA
Towards a fully consistent Milky Way disc model: Part 1 The local model based on kinematic and photometric data
我们提出了一个完全一致的进化圆盘模型的太阳圆柱体。该模型基于恒星形成历史（SFR）和动力学加热定律（由年龄-速度色散关系AVR给出）描述的恒星子种群序列。从依巴谷和主序（MS）恒星的有限寿命的运动学数据相结合，使我们能够确定独立于单个恒星年龄的详细垂直盘结构，只有弱依赖于IMF。光盘参数的确定通过应用一个复杂的最佳拟合算法的MS星速度分布函数的星等箱。我们发现，AVR是很好地约束的本地运动学，而对于SFR的允许范围更大。为了拟合G矮星的局部金属丰度分布，本文提出了一个简单的化学富集模型。在我们喜欢的模型A中，AVR的幂律指数为0.375，最小和最大速度色散分别为5.1 km/s和25.0 km/s。SFR在10 Gyr前达到最大值，并以4倍的速度下降到今天的1.5 M_sun/pc^2/Gyr。IMF的最佳拟合导致1.72 M_sun以下的-1.46和1.72 M_sun以上的-4.16的幂律指数，从而避免了1 M_sun处的扭结。一个等温厚盘组件的局部密度约6%的恒星密度。一个包含超过10%的本地恒星质量的厚盘与K和M矮星的本地运动学不一致。
2009-10-19 astro-ph.GA
Revisiting the Evolutionary Status of Massive Stars at the central parsec of the Milky Way
Astronomický ústav, Akademie věd Ceské republiky（捷克科学院天文研究所）；Departamento de Ciencias, Facultad de Artes Liberales, Universidad Adolfo Ibáñez（阿道夫·伊巴涅斯大学人文科学学院科学系）；Millennium Nucleus on Transversal Research and Technology to Explore Supermassive Black Holes (TITANS)（探索超大质量黑洞跨学科研究与技术千年核心（TITANS））；Department of Astronomy, University of Geneva（日内瓦大学天文学系）
本文通过更新的质量损失率模型，重新评估银河系中心大质量恒星的演化状态，发现WR恒星的化学组成与观测更一致。
2025-12-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Hydrodynamics of galaxy mergers with supermassive black holes: is there a last parsec problem ?
我们研究形成的一个超大质量黑洞（SMBH）的二进制和收缩的两个孔的分离，以次pc尺度开始从一个现实的主要合并之间的两个富含气体的螺旋星系与质量相当于我们的银河系。的模拟，进行自适应网格细化（AMR）代码RAMSES，能够解决小至0.1 pc的分离。两个星系的碰撞产生了一个重力湍流旋转的核盘，其质量（10^9 Msun）和大小（60 pc）与之前使用类似设置（Mayer等人，2007）但仅限于几个秒差距的粒子分裂的SPH模拟非常一致。AMR的结果证实了两个黑洞由于动力学摩擦而迅速下沉到气体背景上，在不到10^7年的时间里达到1 pc的分离。我们表明，我们的模型很好地解决了动态摩擦尾流，我们发现与分析预测的阻力作为马赫数的函数很好的协议。低于1 pc时，黑洞配对会显著减慢，因为下沉的SMBH之间的相对速度变得非常亚音速，并且它们轨道内包含的质量低于双星本身的质量，使动力学摩擦失效。在这最后阶段，黑洞还没有打开一个间隙，因为气体背景在中心是高压的。非轴对称气体扭矩不会出现重新开始下沉，在没有有效的动力学摩擦，在与以前的计算使用理想化的平衡核盘模型的差异。（节略）
2012-12-24 astro-ph.GA
The interplay between a galactic bar and a supermassive black hole: nuclear fueling in a sub-parsec resolution galaxy simulation
通过对亚秒差距分辨率的类银河系模拟的分析，我们研究了大尺度动力学和气体向中心黑洞的燃料供应之间的联系。这使我们能够在各种尺度上遵循一组过程（例如，通过大尺度杆触发向内的气体运动朝向内部共振，通过小螺旋连接到中心黑洞）。这种模拟提供了进一步的见解剪切的作用，抑制恒星形成的酒吧内的区域有显着的气体量。我们还见证了中央气体和核团通过与黑洞的相互作用与大尺度圆盘的解耦。这种质量分布的对称性破坏触发了气体团的形成，这些气体团以随时间变化的250 pc环状结构组织起来，黑洞从其中心偏移约70 pc。一些团块形成恒星，而大多数则被破坏或合并。超新星反馈进一步产生气泡和细丝，一些气体被排出到星系平面以上100 pc或更高。这有助于消除气体的角动量，使其更接近中心的暗物质。部分降落的气体正在被吸积，在黑洞周围形成一个10 pc的极盘状结构，导致恒星形成的一幕。这就产生了具有显著不同角动量矢量的多个恒星星族，并可能导致黑洞的燃料供给的自然不稳定性。
2014-10-23 astro-ph.GA
A parsec-resolution simulation of the Antennae galaxies: Formation of star clusters during the merger
我们提出了一个流体动力学模拟的一个类仙女座星系合并在秒差距的分辨率，包括一个多组件模型的恒星反馈和达到全球恒星形成率的数值收敛的第一次。我们分析了在相互作用的不同阶段形成的致密恒星物体的性质。每一次星系碰撞都会触发一次星暴活动，但不同的物理条件会改变每一次星暴的触发机制。在前两次近心通过期间，星爆在空间上扩展并形成许多星团。然而，与第三次，也就是最后一次穿越相关联的恒星暴更加集中：恒星几乎完全在星系核中形成，没有新的星团形成。在这次合并中，星团的最大质量比模拟的孤立的银河系星系高出30倍以上。因此，类球状星团合并是年轻大质量星团形成的通道，可能导致球状星团的形成。对几个团簇演化的监测揭示了形成情景的多样性，包括气体团簇的聚集和合并、单体形成和单个云内部子结构的分级形成。在模拟中形成的两个恒星物体产生了与超紧凑矮星系相同的特性。它们与大多数大质量星系团有着相同的形成场景，但它们的半径更大，要么是从出生开始，要么是在与银河系中心发生剧烈相互作用后形成的。在星系合并中，时空环境的多样性可以解释形成的恒星物体在质量和大小方面的多样性。
2014-10-21 astro-ph.GA
NGC3521 as the Milky Way analogue: spectral energy distributon from UV to Radio and photometric variability
Main Astronomical Observatory of the National Academy of Sciences of Ukraine（乌克兰国家科学院主天文台）；Faculty of Physics, Taras Shevchenko National University of Kyiv（基辅塔拉斯舍甫琴科国立大学物理学院）；International Center for Astronomical, Medical and Ecological Research（国际天文、医学与生态研究中心）
研究NGC 3521的光谱能量分布及光度变化，确认其核活动为LINER，发现弱光度变化并确定其恒星质量、尘埃质量和恒星形成率。
2026-01-26 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
Hunting The Most Distant Stars in the Milky Way: Methods and Initial Results
我们呈现了UKIRT红外深空巡天（UKIDSS）中发现的404 M巨星候选者的新目录。UKIDSS大区域巡天数据第8版中提供的2，400度$^2$可以通过比整个2微米全天巡天大四倍的体积来分辨M巨星。结合近红外测光与光学测光和斯隆数字巡天的自行产生了一个M巨星候选目录，与以前搜索类似遥远的M巨星相比，M矮星和类星体污染较少。对这个样本进行广泛的后续光谱分析将产生我们银河系最外层大面积天空的第一张地图。我们最初对$\sim$ 30明亮候选者的光谱跟踪产生了距离$\sim 20-90$ kpc的五个M巨星的肯定识别。每一颗被证实的M巨星的位置和速度都与人马座流一致。在我们的样本中，较暗的M巨星候选者的测光距离估计为$\sim 200$ kpc（假设$[Fe/H]$ = 0.0），但需要进一步的光谱验证。测光距离的估计超出了银河系的维里半径，并增加了$\sim 50\%$每减少0.5 dex在假设的$[Fe/H]$。考虑到M巨星候选者的数量、初始选择效率和调查的体积，我们粗略地估计，至少有一个额外的人马座吸积事件可能有助于银河系外晕的分层结构。
2014-01-15 astro-ph.GA
Milky Way tomography with the SkyMapper Southern Survey: I: Atmospheric parameters and distances of one million red giants
精确测定大气参数（有效温度$T_{\rm eff}$、表面重力测井$g$和金属丰度[Fe/H]）和大型完整样本的距离，对于各种银河系研究至关重要。我们已经开发了一种光度测量方法来选择红巨星和估计其大气参数的光度颜色提供的SkyMapper南方调查（SMSS）数据发布（DR）1.1，使用恒星共同的LAMOST银河光谱调查作为训练集。距离的估计有两种不同的方法：一种是基于附近（$d \leq 4.5$ kpc）亮星的盖亚DR 2弛豫，另一种是基于远（$d > 4.5$ kpc）暗星的本征色$(g-i)_0$和光度金属丰度[Fe/H]预测的绝对星等。各种测试表明，我们的方法是能够提供大气参数的$\sim$ 80 K的精度为$T_{\rm eff}$，$\sim$ 0.18 dex的[Fe/H]和$\sim$ 0.35 dex的日志$g$，但在日志$g \sim$ 2.3的显着的系统误差。对于从$(g-i)_0$和测光[Fe/H]提供的距离，我们对球状星团成员星的测试显示出16%的中值不确定性，零点偏移可以忽略不计。利用该方法，从SMSS DR1.1中计算了近百万颗红巨星的大气参数和距离。盖亚DR 2的自行测量几乎适用于所有的红巨星，其中44%的红巨星的径向速度测量来自几次大型光谱巡天。该示例可在https://yanghuang0.wixsite.com/yangh/research上在…
2019-05-13 astro-ph.GA
