The Circular Velocity Curve of the Milky Way from $5$ to $25$ kpc
我们测量的圆速度曲线$v_{\rm c}(R)$的银河系的最高精度迄今为止在银河系中心的距离为$5\leq R \leq 25$千秒差距。我们的分析利用了$\gtrsim 23,000$明亮红巨星的$6$维相空间坐标，我们之前使用数据驱动模型确定了精确的视差，该模型将来自APOGEE的光谱数据与来自WISE，2MASS和盖亚的光度信息相结合。在轴对称引力势的假设下，我们用Jeans方程导出了圆速度曲线。在太阳的位置，我们确定的圆速度与其形式的不确定性是$v_{\rm c}(R_{\odot}) = (229.0\pm0.2)\rm\,km\,s^{-1}$与系统的不确定性在$\sim 2-5\%$水平。我们发现速度曲线在$(-1.7\pm0.1)\rm\,km\,s^{-1}\,kpc^{-1}$处缓慢但显著地下降，系统不确定度为$0.46\rm\,km\,s^{-1}\,kpc^{-1}$，超出内部$5$ kpc。我们排除了内部$5$ kpc从我们的分析，由于存在的银河酒吧，这强烈影响的运动学结构，需要在非轴对称的潜力建模。结合我们的研究结果与外部测量的银河系重子组件的质量分布从其他研究，我们估计银河系的暗晕质量维里半径内的$M_{\rm vir} = (7.25\pm0.26)\cdot 10^{11}M_{\odot}$和本地的暗物质密度$ρ_{\rm dm}(R_{\odo…
2018-12-04 astro-ph.GA
The mass of the Milky Way out to 100 kpc using halo stars
我们使用分布函数分析估计银河系的质量到100千秒差距使用一个大样本的晕星。这些恒星是从文献中编译的，绝大多数（~98%）具有6D相空间信息。我们特别注意系统的影响，如大麦云云（LMC）的动力学影响，和非松弛子结构的效果。大麦哲伦星云使（大麦哲伦星云陷落前）晕质量的估计偏向于更高的值，而来自宇宙学模拟的现实恒星晕往往低估了真实的晕质量。将我们的方法应用于银河系数据后，我们发现质量在100 kpc的M（< 100 kpc）= 6.07 +/- 0.29（统计）。+/- 1.21（系统）x 10^11 M_太阳。对于该估计，我们已经使用Erkal等人的模型近似校正了LMC诱导的反射运动，该模型假设LMC和MW具有刚性势。此外，可能属于人马座流的恒星被删除，我们包括5%的系统偏差，以及基于我们的宇宙学模拟测试的20%的系统不确定性。假设Navarro-Frenk-White晕的质量-浓度关系，我们的质量估计有利于总量（大麦哲伦星系陷落前）银河系质量M_200c = 1.01 +/- 0.24 x 10^12 M_太阳，或（大麦哲伦星云坠落后）质量为M_200c = 1.16 +/- 0.24 x 10^12 M_Sun（当包含1.5 x 10^11 M_Sun的刚性大麦哲伦星云时）。
2021-01-18 astro-ph.GA
Constructing the Milky Way Stellar Halo in the Galactic Center by Direct Orbit Integration
高径向轨道上的晕星应该不可避免地经过银河系的中心区域。在假设恒星晕处于动力学平衡和轴对称的条件下，对LAMOST DR 5和$Gaia$ DR 3的$\sim 10,000$晕K巨星在$5\leq r \leq 50$ kpc的轨道进行了积分.通过仔细考虑选择函数，我们构造了整个$r \leq 50$ kpc区域的恒星晕分布。我们发现，一个双破幂律函数很好地描述了恒星晕密度分布的斜率较浅的内部区域和两个突破$r=10$ kpc和$r=25$ kpc，分别。恒星晕从外到内逐渐变平，但在$r \lesssim 5$ kpc处有$q\sim 0.5$。在5 kpc的内部，恒星晕变得各向同性，有轻微的椭圆旋转，并达到$\sim 250\rm \ km\ s^{-1}$的速度色散。在$5\leq r \leq 50$ kpc处，$-0.005$ dex kpc $^{-1}$的金属丰度梯度为弱的负，而在10 kpc以内，[Fe/H] $>-1$的相对富金属星过剩.在$r \leq 5$ kpc处的晕闯入者的质量为$\sim1.2 \times 10^8\ M_{\odot}$（$\sim 4.7 \times 10^7\ M_{\odot}$在[Fe/H] $<-1.5$），它可以解释50-100%的在银河系中心区域直接观测到的具有[Fe/H] $<-1.5$的贫金属星。
2022-11-03 astro-ph.GA
Rotation curve of the Milky Way from Classical Cepheids
螺旋星系平坦的自转曲线被认为是暗物质存在的证据，但银河系的自转曲线很难测量。各种物体被用来跟踪银河系外部的旋转曲线，但大多数研究依赖于不完整的运动学信息和不准确的距离。在这里，我们使用一个样本的773经典造父变星的精确距离的基础上，中红外周期光度关系加上自行和径向速度从盖亚构建银河系的精确旋转曲线的距离~20千秒差距的银河系中心。我们使用一个简单的银河系旋转模型来测量太阳的旋转速度Theta_0 = 233.6 +/- 2.8 km/s，假设从重力合作组到银河系中心的距离R_0 = 8.122 +/- 0.031 kpc。在银心距离4 < R < 20 kpc时，自转曲线几乎是平坦的，只有-1.34 +/- 0.21 km/s/kpc的小梯度。这是迄今为止在距离R > 12 kpc处构建的最精确的银河系旋转曲线。
2018-12-11 astro-ph.GA
The age and abundance structure of the stellar populations in the central sub-kpc of the Milky Way
利用微透镜矮星和亚巨星研究银河系球核年龄和丰度结构的主要结果是：（1）在[Fe/H]=-1.09，-0.63，-0.20，+0.12，+0.41处有明显的金属丰度分布;（2）在[Fe/H]>0时，有35%以上的中龄到年轻恒星小于8 Gyr;（3）在3、6、8和11 Gyr前，在核球中有几次重要的恒星形成;（4）亚太阳金属丰度凸起α元素丰度趋势的“拐点”似乎位于比局部厚盘略高的[Fe/H]（约0.05 - 0.1 dex）处。
2017-07-19 astro-ph.GA
Radial Migration of the Sun in the Milky Way: a Statistical Study
太阳诞生半径的确定对于理解银河系中太阳诞生星团的演化和随之而来的破坏是很重要的。基于这一事实，我们研究了太阳在银河系最后4.6 Gyr的运动，以找到它的诞生半径。我们进行了轨道积分落后的时间使用的分析模型的银河系，其中包括贡献的旋臂和中央酒吧。我们考虑到了银河系势参数的不确定性，以及目前太阳位置和速度的不确定性。我们发现，一般来说，太阳并没有从它的诞生地迁移到它在银河系中的当前位置（R_PDMATHABMM）。然而，当以下情况出现时，太阳的显著径向迁移是可能的：1）棒的2：1外林德布拉德共振与旋臂的共旋共振相隔约1 kpc的距离。2)当这两个共振在同一个银河中心位置，并且比太阳半径更远时。在这两种情况下，太阳都是从银盘的外部区域迁移到R_PDMATHABMM，太阳的诞生半径约为11 kpc。我们发现，一般来说，太阳不太可能从银盘的内部区域显著迁移到R_PDMATHABMM。
2014-10-09 astro-ph.GA
The Milky Way's rotation curve out to 100 kpc and its constraint on the Galactic mass distribution
利用从LSS-GAC和SDSS-III/APOGEE巡天中选出的$\sim$ 16，000颗原始红团巨星（PRCG），结合从SDSS/SEGUE巡天中选出的$\sim$ 5700颗晕K巨星（HKG），构造了银河系外至$\sim$ 100 kpc的自转曲线（RC）。为了推导RC，分别使用允许非对称漂移校正的运动学模型分析了暖盘种群的PRCG样本和晕恒星种群的HKG样本，并使用球面Jeans方程以及各向异性参数的测量值重新分析了目前可用的$β$。由PRCG和HKG样品得到的RC的典型不确定度分别为5-7 km/s和几十km/s。我们确定了太阳位置的圆速度，$V_c (R_0)$ = 240 $\pm$ 6 km/s和太阳的方位角特有速度，$V_{\odot}$ = 12.1 $\pm$ 7.6 km/s，两者都与以前的测定结果很好地吻合。新构造的RC在银心距离$r$为25千秒差距的范围内，一般为240 km/s，然后在$r$ $\sim$ 100千秒差距处稳定地下降到150 km/s。在这一总体趋势之上，RC表现出两个明显的局部下降，一个在$r$ $\sim$ 11 kpc，另一个在$r$ $\sim$ 19 kpc。从新构建的RC，结合其他限制，我们已经建立了一个参数化的质量模型的银河系，产生的银河系的暗物质晕$0.90^{+0.07}_{-0.08} \times 10^{12}$…
2016-08-18 astro-ph.GA
Velocity Dispersion Profile of the Milky Way Halo
我们提出了一个光谱样本的910个遥远的晕星的超高速星调查，我们从中获得的速度色散分布的银河系晕。样本是74%的水平分支恒星和26%的蓝离散星的混合体。我们利用观测到的颜色、金属丰度和恒星演化轨迹来估计到恒星的距离。我们的样本包含的R>50 kpc的天体数量是以前调查的两倍。我们计算的速度色散分布在两种方式：与参数的方法的基础上的银河系的潜力模型，并与非参数的方法的基础上的焦散技术最初开发的测量星系团质量配置文件。由此得到的速度色散分布与基于其他恒星星族的两次独立调查发现的结果非常一致：在15<R<75 kpc的范围内，银河系晕的径向速度色散平均下降为-0.38+-0.12 km/s/kpc。这一测量结果为计算银河系晕的总质量和质量分布提供了有用的依据。
2009-10-12 astro-ph.GA
The Milky Way stellar halo out to 40 kpc : Squashed, broken but smooth
介绍了一种新的极大似然方法来模拟蓝水平支星和蓝离散星的密度剖面，并将其应用于斯隆数字巡天数据发布8（DR 8）测光表。在银河系南北半球的14,000平方度范围内，有大量（20,000个）这样的示踪剂，它们提供了对银河系恒星晕形状的可靠测量。在遮蔽了室女座高密度区和人马座流附近的恒星之后，数据与一个光滑的扁圆形恒星晕相一致，其密度遵循破碎的幂律。最佳拟合模型的内斜率= 2.3，外斜率= 4.6，以及在27千秒差距处出现的破裂半径和q = 0.6的恒定晕平坦度（即短轴与长轴之比）。虽然破幂律描述密度下降最充分，它也很好地符合Einasto的配置文件。没有强有力的证据表明恒星晕的扁率随半径的变化，或者恒星晕的三轴性。
2011-07-04 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
On the stark difference in satellite distributions around the Milky Way and Andromeda
我们比较了距离银河系400千秒差距（MW）以内的明亮（> 10^5 Lsun）矮卫星星系和M31的球平均径向数，发现MW卫星星系更加集中。值得注意的是，这两个卫星系统在中心100 kpc范围内几乎是相同的，而M31卫星在100 - 400 kpc的非投影距离上的数量大约是MW卫星的四倍。我们使用一套44个高分辨率~10^12晕变焦模拟，其中22个是像MW和M31一样成对的，将观测到的分布与LCDM亚星系的预测分布进行比较。我们发现M31周围卫星的径向分布是相当典型的subhalos预测，而银河系的分布是更集中的，我们的任何模拟LCDM晕。一个可能的解释是，我们的普查是明亮的（> 10^5 Lsun）MW矮星系是显着不完整的超过太阳的~100 kpc。如果还有8 - 20颗亮矮星在100 - 400 kpc的轨道上未被发现，那么银河系的径向分布将落在从次晕分布预期的范围内，并且看起来非常像已知的M31系统。我们使用我们的模拟来证明，有足够的区域没有被斯隆数字巡天及其扩展所探索，考虑到天空中的暗晕的角各向异性的预期范围，发现~10个新的亮矮星并不是不可能的。
2013-05-02 astro-ph.GA
A Tale of Two Dust Disks in Our Milky Way
Institute for Frontiers in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（北京师范大学前沿天文与天体物理研究所）；School of Physics and Astronomy, Beijing Normal University（北京师范大学物理与天文学院）；Department of Astronomy, Tsinghua University（清华大学天文系）；South-Western Institute for Astronomy Research, Yunnan University（云南大学西南天文研究所）；Key Lab of Optical Astronomy, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台光学天文重点实验室）；School of Astronomy and Space Science, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文与空间科学学院）
研究通过观测发现银河系中存在薄尘埃盘和厚尘埃盘，并揭示了其与分子氢和原子氢盘的空间关联及气体-尘埃比的径向梯度。
2026-01-15 astro-ph.GA
Accretion Onto the Milky Way: The Smith Cloud
在一个名为史密斯云的物体中观察到活跃的气体吸积到银河系上，该物体包含数百万太阳质量的中性和温暖的电离气体，目前正在向银河系流失物质，为圆盘增加角动量。它的大小是几千秒差距，它的尖端位于银河平面以下两千秒差距。它似乎没有对应的恒星，但可能包含像矮星系狮子座P那样的恒星星族。有人认为它的存在和生存需要它嵌入一个10^8太阳质量的暗物质晕中。
2015-11-17 astro-ph.GA
Bird's eye view of molecular clouds in the Milky Way: II. Cloud kinematics from sub-pc to kpc scales
分子气体的运动学对于恒星的形成至关重要。与气体运动学性质相关的一个关键问题是它们如何依赖于空间尺度。我们的目标是描述的CO光谱，速度色散，特别是线宽尺寸的关系，从云（秒差距）尺度到千秒差距尺度的分子气体在银河系盘内的一个完整的区域。我们利用人口普查的分子云在2千秒差距从我们早期的工作，连同CO排放数据，他们从文献中。我们研究的运动学和Larson的关系为样本的单个云。我们还模仿了银河系的正面视图，并分析了0.25 - 2千秒差距大小的光圈内的云的运动学。这样，我们描述了CO气体运动学和Larson关系的尺度依赖性。我们描述了CO气体在云尺度和孔径在0.25 - 2千秒差距在我们的调查区域的光谱。孔径内的光谱是相对对称的，但显示出非高斯的高速翼。在云尺度下，我们的样本显示出线宽-尺寸关系σ_v = 1.5 * R ^{0.3 \pm 0.1}，具有较大的离散度。云样本的质量-尺寸关系为M_{CO} = 794 * R ^{1.5 \pm 0.5}。在kpc尺度上，也存在孔径的关系。一个暗示依赖于银河系的环境被认为是，与光圈更接近银河系的中心和人马座的螺旋臂具有略高的速度色散。我们探讨了观测区域中弥散分量的可能影响，发现弥散分量会使CO谱线变宽，并使谱线宽度-尺寸关系变平。了解可能扩散的CO成分的性质及其对观测的影响对于连接银河系和河外数据至关重要。
2022-09-13 astro-ph.GA
A Map of the Local Velocity Substructure in the Milky Way Disk
我们确认，量化，并提供了一个表的相干速度子结构的银河系磁盘在2千秒差距的太阳对银河系的反中心，与0.2千秒差距的分辨率。我们使用郭守敬望远镜（也称为大天区多目标光纤光谱望远镜，LAMOST）获得的~ 340，000颗F型恒星的径向速度，以及来自PPMXL目录的自行。PPMXL的自行已被校正，以消除系统误差，方法是减去在LAMOST分光巡天中已确认的星系和类星体的平均自行，并在恒星位置的2.5度范围内。我们提供了系统的偏移来自PPMXL自行测量的LAMOST光谱调查中确定的河外天体的结果表。利用修正后的相空间恒星样本，我们发现银河系盘星的三维速度在20 km/s或更大的体积盘速度上有统计上显著的偏差。在半千秒差距或更小的长度尺度上，整体速度变化很大。从太阳位置到太阳圈外的1.5千秒差距，盘的旋转速度增加了20公里/秒。在第二象限的盘状恒星，在太阳的1 kpc范围内，径向地向银河系中心移动，垂直地向银河系平面上方零点几kpc的一点移动;向下看盘状恒星，它们似乎以半径为1 kpc的圆形流运动。
2017-08-15 astro-ph.GA
Rings and Radial Waves in the Disk of the Milky Way
我们表明，在反中心区域，之间的$110^\circ<l<229^\circ$的银河系，有一个振荡的不对称的主序星计数的银河系平面的两侧使用数据从斯隆数字巡天。这种不对称性从北方距离太阳约2 kpc的更多恒星到南方距离太阳4-6 kpc的更多恒星，再到北方距离太阳8-10 kpc的更多恒星。我们还看到了证据，表明在距离太阳12-16 kpc的南部有更多的恒星。三个更远的不对称形成了围绕银河系中心的大致同心环，朝着银河系旋臂的方向开口。北环距离太阳9千秒差距，很容易与先前发现的麒麟座环相鉴别。在距离太阳14 kpc的南部环（我们称之为TriAnd环）的部分以前被认为与麒麟座环有关，其他部分被称为仙女座三角座高密度。这两个较近的振荡近似的玩具模型中，磁盘平面是偏移了100 pc的顺序，然后在不同的半径下降。我们还表明，磁盘是不是方位角对称的银河系的反中心，我们所观察到的振荡和银河系的螺旋结构之间可能存在对应关系。我们的观察表明，TriAnd和麒麟座环（从银河系中心延伸到至少25 kpc）主要是盘振荡的结果。
2015-03-01 astro-ph.GA
Kinematics of the Milky Way from the Gaia EDR3 red giants and sub-giants
本文介绍了利用$Gaia$ ~ EDR 3星表中红巨星和次巨星的空间速度进行运动学研究的结果。本文导出了半径为0.5和1.0kpc的恒星系统在银心距$R$ 0--8--16kpc范围内沿银心-太阳-银心方向的Ogorodnikov-Milne模型的12个运动学参数。通过结合某些局部参数，得到了4- 12千秒差距范围内的银河系整体信息，特别是银河系自转曲线、斜率、速度梯度等。我们表明，当使用这种方法时，有一种替代的可能性来推断银河系的旋转曲线和它的斜率的行为，而不使用银心距离$R_\odot$。在1~kpc半径的太阳附近，得到的运动学参数与文献中给出的结果符合得很好。
2021-07-29 astro-ph.GA
Revisiting the Milky Way stellar long bar and the 3 kpc arm
Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利群岛天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉古纳大学）；Inner Mongolia University（内蒙古大学）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；China West Normal University（西华师范大学）
研究通过分析M型巨星和Mira变星的距离分布，确认了银河系长棒的不对称性及3 kpc臂的形态特征，揭示了长棒与3 kpc臂的几何关系。
2026-03-19 astro-ph.GA
Towards a fully consistent Milky Way disk model V. The disk model for 4 $-$ 14 kpc
我们提出了一个广义版本的半解析Just-Jahreiss（JJ）模型的银河系盘，结合我们的研究结果的太阳附近，适用于广泛的银河系距离，4千秒差距$\lesssim R \lesssim $ 14千秒差距。JJ模型是一个灵活的恒星星族合成工具，具有2500万年的精细年龄分辨率。它包括六个银河（MW）组件：四个扁平（指数薄和厚盘，原子和分子气体）和两个球状（球形恒星晕和核心等温暗物质球）。薄盘的总厚度假定在所有半径处都是恒定的，尽管也可以对扩口进行测试。所采用的薄盘恒星形成率（SFR）的径向变化反映了由内而外的磁盘增长的情况。我们允许一个光滑的幂律SFR连续修改任意数量的高斯峰。我们提出了一个公共代码的JJ模型补充的三套等时线（PARSEC，MIST，和BaSTI）。利用APOGEE红团簇巨星的金属丰度分布，我们约束了JJ模型年龄-金属丰度关系（AMR）的径向变化，并提出了AMR函数的一种新的解析形式。广义JJ模型是一个公开可用的工具，用于研究MW盘上不同的恒星星族。由于其良好的年龄分辨率和灵活性，它可以特别用于重建薄盘SFR，因为可以在其框架内构建各种不同的SFR形状。
2022-08-26 astro-ph.GA
Gas dynamics in the Milky Way: the nuclear bar and the 3-kpc arms
我们讨论了在银河系中存在两个酒吧的气体动力学的第一个模型的结果：大规模的主酒吧或boxy隆起和次级酒吧在银河系中心区域。我们已经得到了一个准确的潜力，通过模拟2 MASS星计数，我们已经使用这个潜力来模拟气体动力学。作为一级近似，我们采用了一个单一的模式速度Ω_p。Ω_p=30-40 \kmskpc和主棒取向为20-35 °的模型成功地再现了观测到的速度-速度图的许多特征，如终极速度曲线或旋臂切点。银河系分子环并不是一个真正的环，而是旋臂的内部，在共转中。该模型定量地再现了“3千秒差距臂”和最近发现的远侧对应物，这是横向臂，轮廓酒吧。在银河系中心区域，该模型再现了1 kpc的HI环和中央分子区（CMZ），这是气体对次级棒的响应。为了再现观测到的CMZ CO经度速度图的“X”形，次级棒应相对于太阳-GC线定向60-70度。次级棒的质量为（2-5.5）10^9 Msun，是初级棒质量的10- 25%。
2009-01-14 astro-ph.GA
Carbon-Enhanced Metal-Poor Stars in the Inner and Outer Halo Components of the Milky Way
根据Sloan数字巡天（SDSS）对30000多颗标校星的碳/铁（[C/Fe]）丰度比和运动学量的精确测定，研究了银河系晕中的碳增强贫金属（CEMP）星。使用我们目前的标准，表现出[C/Fe]比（“碳度”）超过[C/Fe] $ = +0.7$的低金属丰度恒星被认为是CEMP星，在\feh \ $< -1.5$的晕系统中CEMP星的全球频率是8%; \feh \ $< -2.0$是12%; \feh \ $<-2.5$是20%。我们还证实，随着金属丰度的下降，碳富集水平显著增加，从\feh \ $= -1.5$处的$<$ [C/Fe] $>$ $\sim +1.0$增加到\feh \ $= -2.7$处的$<$ [C/Fe] $>$ $\sim +1.7$。碳度分布函数（CarDF）的性质随着银河平面上方距离的增加而发生显着变化，$|$ Z $|$。对于$|$ Z $|$ $< 5$ kpc，相对较少的CEMP恒星被识别。对于距离$|$ Z $|$ $> 5$ kpc，CardF表现出朝向高值的强尾部，高达[C/Fe] $>$ +3.0。我们还发现$|$ Z $|$的CEMP频率明显增加。对于$-2.0 <$ [Fe/H] $< -$ 1.5的恒星，频率从$|$ Z $|$ $\sim 2$ kpc的5%增加到$|$ Z $|$ $\sim 10$ kpc的10%。对于[Fe/H] …
2011-11-01 astro-ph.GA
Hic sunt dracones: Cartography of the Milky Way spiral arms and bar resonances with Gaia Data Release 2
在本文中，我们介绍了一种新的方法来分析银河系相空间，使我们能够揭示银河系的酒吧和旋臂留下的印记与完整的相空间数据在盖亚数据释放2的恒星。这些数据的前所未有的质量和扩展的空间覆盖范围使我们能够在距离太阳5千秒差距的圆盘中发现六个突出的恒星密度结构。其中四个结构对应于以前在气体和年轻恒星（盾牌-半人马座，人马座，本地和英仙座）中检测到的螺旋臂。其余两个与银河棒的主共振有关，其中共转位于6.2 kpc左右，而林德布拉德共振位于太阳半径之外，约为9 kpc。我们第一次提供的证据留下的印记螺旋臂和共振的恒星密度不依赖于一个特定的示踪剂，通过增强这些不对称留下的签名。我们的方法为研究银河系中恒星星族的形成提供了新的途径。
2020-01-06 astro-ph.GA
3D structure of the Milky Way out to 10 kpc from the Sun. Catalogue of large molecular clouds in the Galactic Plane
利用APOGEE数据与贝叶斯-高斯过程三维绘图技术，构建了覆盖10 kpc范围的银河系尘埃三维图，识别大型分子云并分析其质量分布，揭示旋臂结构及观测偏差。
2024-05-15 astro-ph.GA
The Milky Way Tomography with SDSS: III. Stellar Kinematics
我们研究银河系的运动学，使用的样本是1880万颗主序星，r<20，自行测量来自SDSS和POSS天体测量，包括~ 170，000颗恒星的径向速度测量来自SDSS光谱调查。到恒星的距离是使用光度视差关系确定的，在银河系高纬度（|b| >20度）的四分之一的天空中覆盖从~100 pc到10 kpc的距离范围。我们发现，在1 kpc <Z< 5 kpc和3 kpc <R< 13 kpc的区域内，随着离银道面的距离的增加，盘星的自转速度平滑地减小，速度色散的三个分量都增加。与此相反，晕星的速度椭球与球面坐标系对齐，并且在探测体积内似乎是空间不变的。附近（$Z<1$ kpc）K/M星的速度分布比较复杂，不能用标准的史瓦西椭球体来描述。对于距离有限的恒星子样本（<100 pc）中的恒星，我们检测到与HIPPARCOS所见一致的多模态速度分布。当使用史瓦西近似时，这种强非高斯性显著影响速度椭球倾斜和顶点偏差的测量。我们开发并测试了一个简单的描述性模型的整体运动学行为，捕捉这些功能在大多数的探测量，并可用于搜索子结构的运动学和金属丰度空间。我们使用这个模型来预测进一步改善银河系的运动学映射预期从盖亚和LSST。
2010-01-15 astro-ph.GA
Milky Way Kinematics. II. A uniform inner Galaxy HI terminal velocity curve
利用VLA银道面巡天的氢原子数据，我们测量了银河系第一象限氢原子终极速度随经度的变化。我们使用这些数据，加上我们以前的工作，银河系第四象限，产生一个密集的采样，均匀测量，南北银河系之间的旋转曲线$3~{\rm kpc} < R < 8~{\rm kpc}$。我们为第一和第四象限确定了一个新的关节旋转曲线拟合，这与我们在McClure-Griffiths \& Dickey（2007）中发表的拟合一致，并且可以用于估计太阳圈内部的运动学距离。旋转曲线中的结构现在被精确地定义，在$\sim 200$ pc的长度上显示出显著的速度结构，这比旋转曲线的空间分辨率大得多。此外，即使在减去圆形旋转拟合之后，第一和第四象限的旋转曲线的形状也显示出与$4.2 < R < 7$ kpc之间的大致正弦图案的惊人程度的相关性。
2016-08-12 astro-ph.GA
Intermediate- and high-velocity clouds in the Milky Way I: covering factors and vertical heights
中高速云（IVC，HVC）是银河系（MW）恒星形成的潜在燃料来源，但它们的起源和命运敏感地取决于它们的距离。我们在55颗晕星垂直高度$|z| \gtrsim 1$ kpc的HST高分辨率紫外光谱中寻找IVC和HVC。我们发现，IVC（$40 \leq |v_{\rm LSR}| <90$ km/s）有一个高的检测率-覆盖因子，$f_c$ -这是大约恒定（$f_c =0.90\pm 0.04$）从$z=1.5$到$14$ kpc，这意味着IVC基本上局限于$|z|\lesssim 1.5$ kpc。对于HVC（$90 \leq |v_{\rm LSR}| \lesssim 170$ km/s），我们发现$f_c$从$|z|\lesssim 2-3$ kpc处的$f_c \simeq 0.14\pm 0.10$增加到$5\lesssim |z|\lesssim 14$ kpc处的$f_c =0.60\pm 0.15$，后者的值类似于对类星体的发现。相比之下，恒星样本中极高速云（VHVC，$|v_{\rm LSR}|\gtrsim 170$ km/s）的覆盖因子为$f_c<4\%$，而类星体样本中的覆盖因子为20%，这意味着这些云的覆盖因子必须为$d\gtrsim 10-15$ kpc（$|z|\gtrsim 10$ kpc）。因此，在$|b|\gtrsim 15^\circ$具有$|v…
2022-02-11 astro-ph.GA
The radial profile and flattening of the Milky Way's stellar halo to $\rm 80~$kpc from the SEGUE K-giant Survey
基于SDSS/SEGUE-2的1757颗光谱确认的巨星的大样本，我们计算了银河系恒星晕的径向密度，金属丰度和扁平轮廓，在切除算法上归因于表观晕子结构（包括人马座流）的恒星后。与BHB星或天琴座RR星相比，巨星更容易被理解为整个晕星群的示踪星，在年龄或金属丰度方面的偏差较小。样本的良好表征的选择功能，使这些数据的正向建模，椭球恒星密度模型，$ν_* (R,z)$，与Einasto配置文件和（打破）的权力法律，其径向依赖性，结合模型的金属丰度梯度和扁平的配置文件。在具有恒定平坦化的模型中，这些数据通过具有有效半径$\rm r_{eff} = 15\pm2~$ kpc的$n=3.1\pm 0.5$的Einasto轮廓和$q=0.7\pm 0.02$的平坦化而合理地拟合;或者通过具有$α_{in}=2.1\pm 0.3$和$α_{out}=3.8\pm 0.1$的径向斜率、具有$r_{break}=18\pm1$ ~kpc的断裂半径的同样平坦化的破幂律而合理地拟合;这在很大程度上与早期的工作一致。我们发现一个温和的，但显着的金属丰度梯度内的“外”恒星晕，PDMATHAMT减少向外。如果我们允许可变的扁平$q = f(r_{GC} )$，我们发现晕巨星的分布在小半径处，$q({\rm 10~kpc})\sim 0.57$比$q(>30{\rm kpc})\sim 0.8$要扁平得多。值得注意…
2015-08-20 astro-ph.GA
Recent advances in the determination of some Galactic constants in the Milky Way
在这里，我们统计评估最近的进展，在确定太阳银河系中心距离（Rsun）以及最近的措施，围绕银河系中心的轨道速度（VLSR），和角旋转参数的各种对象。最近的统计结果指出，Rsun = 8.0 +- 0.2 kpc，Vlsr= 230 +- 3 km/s，在太阳的角旋转（ω）接近29 +- 1 km/s/kpc的气体和恒星在当地标准的休息，和接近23 +- 2 km/s/kpc的螺旋图案本身。这种角度差异与密度波模型预测的相似，同时观察到每个螺旋臂的每个螺旋臂示踪剂（尘埃，冷CO）的银河经度在银河子午线上反转（Vallee 2016 b）。
2017-03-16 astro-ph.GA
Touching The Void: A Striking Drop in Stellar Halo Density Beyond 50 kpc
利用Sloan数字巡天第9版测光数据中的A型恒星，测量了50 kpc以上的银河系恒星晕密度轮廓的外斜率。一个基于似然性的分析模型的UGR光度分布的蓝色水平分支（BHB）和蓝色离散（BS）的明星。在18.5 < g < 20.5的星等范围内，这些恒星星族的日心距离范围为：10 kpc < D_BS < 75 kpc，40 kpc < D_BHB < 100 kpc。污染物的贡献，如类星体，和光度的不确定性的影响，也包括在我们的建模过程。我们发现了一个非常陡峭的外晕轮廓的证据，与幂律指数α ~ 6超过银心半径r=50 kpc，甚至更陡的斜率有利于（α ~ 6-10）在更大的半径。这个结果适用于已知高密度的恒星，如人马座流，包括或排除。我们表明，通过比较数值模拟，恒星晕在大距离较浅的斜坡往往有更近的吸积活动。因此，在过去的几个Gyr中，银河系可能经历了一个相对平静的吸积历史。我们的测量外恒星晕配置文件可能有重要的影响，动态质量模型的银河系，示踪剂密度分布是强烈退化的总质量估计。
2014-04-24 astro-ph.GA
Anisotropy of the Milky Way's stellar halo using K giants from LAMOST and $Gaia$
各向异性参数$β$表征恒星系统中轨道主要是径向或切向的程度，并且可能约束银河系恒星晕的形成和演化。我们已经测量了各向异性$β$作为银河系中心半径的函数，从$5-100$ kpc的超过8600金属贫（[Fe/H] $<-1.3$）晕K巨星从LAMOST目录的视线速度和距离，从第二个$Gaia$数据发布的自行匹配。我们构造了K巨星的全6维位置和速度，以直接测量速度色散$(σ_r, σ_θ, σ_ϕ)$的3个分量（球坐标）。我们发现，在光环的轨道是径向超过我们的整个银河系中心的距离范围达到100千秒差距。银心半径从5到25千秒差距之间，各向异性保持显著不变，其幅度取决于恒星的金属丰度，从$-1.8 \leq$的$β\approx 0.9$ [Fe/H] $< -1.3$（大部分恒星）下降到最低金属丰度（[Fe/H] $< -1.8$）的$β\approx 0.6$。考虑到我们的样品作为一个整体，$β\approx0.8$和，超过25千秒差距，轨道逐渐变得不那么径向和各向异性降低到$β<0.3$超过100千秒差距。在8 kpc内，$β<0.8$。各向异性的测量受到子结构和流的影响，特别是超过银河系中心距离约25千秒差距，其中人马座流是突出的数据。这些结果与Loebman等人最近的模拟分析和Belokurov等人的SDSS/ $Gaia$ DR 1数据是互补的。
2020-08-05 astro-ph.GA
The small boxy/peanut structure of the Milky Way traced by old stars
分析了天琴座RR型星在银河系中心区域的位置。除了先前检测到的整体条形外，我们还发现了花生状结构的证据，其形式为在$b\sim-3.5$ deg处的$\ell=-2$ deg和$1$ deg附近的超密度。花生星的两个峰值之间的物理距离为$\sim0.7$ kpc，明显短于近红外图像（3.3 kpc）和红丛星。Qualitatively这是预期从“分馏”酒吧的轨道，我们证明是匹配的一个由内而外的不断增长的光盘随后形成一个酒吧的模拟。
2021-11-11 astro-ph.GA
All-sky three-dimensional dust density and extinction Maps of the Milky Way out to 2.8 kpc
本文利用快速可扩展的高斯过程算法DustT，基于1.2亿颗恒星的Gaia DR2、2MASS和AllWISE数据，构建了最远至2.8 kpc的银河系全天空三维尘埃密度与消光图，并识别出朝向银心的大尺度低密度结构。
2024-06-10 astro-ph.GA
Horologium II: a Second Ultra-faint Milky Way Satellite in the Horologium Constellation
我们报告发现了一个新的超暗银河系卫星候选人，时钟II，在暗能量调查Y1 A1公共数据中检测到。钟表座II的光半径为$r_{h}=47\pm10$ pc的一半，总光度为$M_{V}=-2.6^{+0.2}_{-0.3}$，在大小光度平面上属于超暗矮星系。在色星等图中，这颗新卫星的恒星数量与旧的（$\sim13.5$陀螺）和贫金属（[Fe/H] $\sim-2.1$）等时线一致，距离模数为$(m-M)=19.46\pm0.20$，或日心距离为$78\pm8$ kpc。时钟座II的距离与玉夫座矮球状星系（$\sim82$ kpc）和最近报道的超暗卫星波江座III（$87\pm8$ kpc）和时钟座I（$79\pm8$ kpc）相似。所有四颗卫星在天空中排列得很好，这表明可能有共同的起源。由于玉夫座在浩瀚极地结构内的逆行轨道上移动，与其他经典的MW卫星星系（包括麦哲伦云）相比，一旦自行测量可用，这个假设就可以得到验证。
2015-07-07 astro-ph.GA
Extension of the C star rotation curve of the Milky Way to 24 kpc
德默斯和巴蒂内利在2007年发表了银河系的旋转曲线，该曲线基于太阳圈外碳恒星的径向速度。从那时起，我们已经建立了一个新的光谱候选人名单。本文的目标是利用N型碳星确定银河系的自转曲线，尽可能远离银河系中心。这些恒星是从它们的去红2MASS颜色中选出的，然后用自治领天体物理天文台和Asiago 1.8米望远镜获得光谱。该出版物增加了36颗碳星的径向速度和银心距离，其中20颗是新确认的。对于距离银河系中心25 kpc的恒星的新结果表明，旋转曲线在太阳圈之外略有下降。
2012-12-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Structure of the Milky Way stellar halo out to its outer boundary with blue horizontal-branch stars
我们提出了银河系恒星晕的结构以外的银河系中心距离$r = 50$ kpc的蓝色水平分支（BHB）的恒星跟踪，这是从调查数据中提取的超级Suprime-Cam斯巴鲁战略计划（HSC-SSP）。我们基于$(g,r,i,z)$光度学选择BHB候选者，其中$z$ -带在Paschen系列上，并且涉及$z$ -带的颜色对表面重力敏感。在$r = 50$千秒差距和300千秒差距之间确定了大约450个BHB候选者，其中大多数超出了以前的大型调查，包括斯隆数字巡天。我们发现，在这个范围内的恒星晕的整体结构有子结构，这是特别显着的，在GAMA 15 H和XMM-LSS领域的HSC-SSP。我们发现，恒星晕可以拟合到一个单一的幂律密度轮廓的指数$α\simeq 3.3$（$3.5$）有（没有）这些领域和它的全球轴比是$q \simeq 2.2$（$1.3$）。因此，恒星晕可能受到显著的干扰，并被晕子结构制成长扁形，这可能与人马座流在$r \sim 100$ kpc之外的延伸有关。对于一个破裂的幂律模型，在一个破裂半径的内部和外部允许不同的幂律指数，我们得到了一个陡峭的幂律斜率$α\sim 5$的破裂半径为$\simeq 100$ kpc（$200$ kpc）的情况下（没有）GAMA 15 H和XMM-LSS. $200$ kpc的半径可能与晕边界一样接近（如果存在），尽管需要更大的BHB样本进行进一步…
2018-04-24 astro-ph.GA
The Mass of the Milky Way from the H3 Survey
银河系的质量是一个临界量，尽管经过几十年的研究，它仍然不确定。直到最近，大多数研究都在晕的内部区域使用动态示踪剂，依靠外推来估计银河系的质量。在本文中，我们扩展了Eadie & Jurić（2019）中应用的分层贝叶斯模型，以研究银河系晕的质量分布;新模型允许使用所有可用的6D相空间测量。我们使用从H3巡天和$\textit{Gaia}$ EDR 3获得的$142~{\rm kpc}$外晕星的运动学数据来推断银河系的质量。推理是用无掉头采样器进行的，这是一种快速和可扩展的哈密顿蒙特卡罗方法。我们报告了$\rm M(<100 \; kpc) = 0.69_{-0.04}^{+0.05} \times 10^{12} \; M_\odot$的$100~{\rm kpc}$（68%贝叶斯可信区间）或$\rm M_{200} = M(<216.2_{-7.5}^{+7.5} \; kpc) = 1.08_{-0.11}^{+0.12} \times 10^{12} \; M_\odot$的维里质量的中位数，与其他最近的估计值一致。我们使用后验预测检查来分析我们的结果，并发现模型描述数据的能力存在局限性。特别是，我们发现相对于子结构的晕，这限制了我们的质量估计$\sim 15\%$的精度的敏感性。
2021-11-17 astro-ph.GA
The cold veil of the Milky Way stellar halo
我们建立了一个样本的遥远（D > 80千秒差距）恒星晕星测量径向速度。暗（$20 < g <22$）候选蓝色水平分支（BHB）恒星是使用深，但宽，多历元斯隆数字巡天测光选择。使用VLT-FORS 2仪器对这些A型星进行了后续光谱学研究。根据Balmer线轮廓对恒星进行了分类，发现7颗是真正的BHB星，31颗是蓝离散星。由于我们样本的星等范围，即使是本质上较暗的BS星也可以达到D ~ 90 kpc。我们补充这个样本的A型恒星的本质上更明亮，中等年龄，渐近巨星分支星。一组4遥远的冷碳星是从文献中编译，我们执行光谱的后续行动的进一步4 N型碳星使用WHT-ISIS仪器。总而言之，这为我们提供了迄今为止最大的单个恒星示踪剂样本，达到r ~ 150 kpc。我们发现这些示踪剂的径向速度色散在大距离处迅速下降，并且在100-150 kpc之间是令人惊讶的冷（sigma_r ~ 50-60 km/s）。将测量到的径向速度与银河系的质量相关联，需要了解这些距离处的（未知的）示踪剂密度分布和各向异性。尽管如此，通过假设50-150 kpc之间的晕星具有中等的密度下降（幂律斜率α < 5），并且处于径向轨道（σ ^2_t/σ ^2_r < 1），我们推断150 kpc以内的晕星质量小于10^12 M_solar，并认为它可能位于（5-10）× 10^11 M_solar的范围内。我们讨论了这样一个低质…
2012-07-16 astro-ph.GA
Offsets of masers with respect to the middle of the Perseus arm, and the co-rotation radius in the Milky Way
到共旋半径Rcoro的径向距离（在这里，气体和恒星在银河系中心轨道上的角速度等于旋臂图案的角速度）经常被预测（在不同的地方），但没有以高精度测量。在这里，我们测试脉泽相对于英仙座臂的位置（表1）。我们对英仙座臂附近的脉泽和HII区域（主要位于臂内侧，距离冷CO中臂约0.4 kpc）的分析表明，同旋Rcoro距离银河系中心必须> 10.8 kpc（图1）。这意味着螺旋图案的角旋转速度< 21.3 km/s/kpc。另一个在银河象限II的测试显示，脉泽的径向速度通常比CO中臂的径向速度更负（图2），表明相对于CO中臂的减速，约为9 km/s。这意味着螺旋图案角旋转< 20.7 km/s/kpc，因此Rcoro > 11.1 kpc。最后，将我们的结果与其他已发表的结果（表2）进行比较，我们发现统计平均共旋半径Rcoro预测为距离银河系中心（英仙座臂之外;天鹅座臂之前）近12 kpc，平均角螺旋模式角旋转预测为近19 km/s/kpc。
2018-08-03 astro-ph.GA
The Outer Halo of the Milky Way as Probed by RR Lyr Variables from the Palomar Transient Facility
天琴座RR型星是研究银河系外晕总质量和暗物质含量的理想的无质量示踪星。这是因为它们很容易在大型恒星巡天的光变曲线数据库中找到，并且它们的距离可以通过光变曲线的知识来确定。我们在这里提出了一个样本的112 RR天琴座超过50千秒差距的外晕的银河系，不包括Sgr流，我们已经获得了中等分辨率的光谱与Deimos的凯克2望远镜。其中四个的距离超过100 kpc。这些是从一个更大的447个候选RR天琴座中选出的，这些候选天琴座是使用机器学习技术应用于帕洛玛瞬态设施数据库中变星的光变曲线进行数据挖掘的。观测到的径向速度在对应于观测时间的变量相位上被转换成银河系静止标准中的系统径向速度。从我们的样本112 RR天琴座，我们确定的径向速度色散在银河系的外晕为~90公里/秒，在50千秒差距下降到约65公里/秒，接近100千秒差距，一旦少数主要离群值被删除。通过对我们的447个候选样本的完整性的合理估计，并假设一个球形晕，我们发现外晕中的恒星密度随着r的-4次方而下降。
2017-10-03 astro-ph.GA
Red giants observed by CoRoT and APOGEE: The evolution of the Milky Way's radial metallicity gradient
使用合并的418红巨星的天文地震和光谱观测接近银河系盘平面（6千秒差距$<R_{\rm Gal}\lesssim13$千秒差距，$|Z_{\rm Gal}|<0.3$千秒差距），我们测量的年龄依赖的径向金属丰度分布在银河系的薄盘在宇宙时间。年轻红巨星群体的径向铁梯度的斜率（$-0.058\pm0.008$ [stat.] $\pm0.003$ [系统] dex/kpc）与最近的造父变星测量结果一致。对于年龄为$1-4$ Gyr的恒星星族，梯度稍陡，值为$-0.066\pm0.007\pm0.002$ dex/kpc，然后对于年龄在6到10 Gyr之间的恒星，梯度再次变陡，达到$\sim-0.03$ dex/kpc。我们的研究结果是在良好的协议与国家的最先进的化学动力学牛奶的方式模型，其中的丰度梯度和它的分散的演变可以完全解释由一个不变的负金属丰度梯度在星际介质中，连同恒星径向加热和迁移。我们还提供了一个解释，为什么在太阳附近的中间年龄的疏散星团可以更丰富的金属，为什么他们的径向金属丰度梯度似乎比最年轻的集群陡峭得多。已经在2 Gyr，径向混合可以带来富含金属的星系团从最里面的地区的磁盘银河中心半径为5至8千秒差距。我们认为，这些向外迁移的集群可能不太容易潮汐中断，因此陡峭的本地中间年龄集群金属丰度梯度。我们的方案也解释了为什么强烈陡峭的本地铁梯度的年龄是没有看到场星。在不久的将来，…
2016-12-20 astro-ph.GA
Quantifying radial migration in the Milky Way: Inefficient over short timescales but essential to the very outer disc beyond ~15 kpc
恒星径向迁移对星系结构的重塑和恒星星族性质的径向分布起着重要作用。在这项工作中，我们重新报告的观测证据径向迁移和量化其强度使用的年龄-[Fe/H]分布的恒星在整个银河系的APOGEE数据。我们发现一个破碎的年龄-[Fe/H]关系在银盘在$r>6$千秒差距，与更明显的打破在更大的半径。为了量化径向迁移的强度，我们假设在每个半径处出生的恒星具有独特的年龄和金属丰度，然后将单年龄年轻种群的金属丰度分布函数（MDF）分解为源自不同出生半径的不同高斯分量在$r_{\rm birth}<13$ kpc。我们发现，在2和3 Gyr的年龄，大约有一半的恒星是在它们现在半径的1 kpc内形成的，很少有恒星（$<5$ %）是在距离它们现在半径超过4 kpc的地方形成的。这些结果表明，有限的短距离径向迁移和低效率的长距离迁移在银河系的最后3 Gyr。在15 kpc以上的最外侧盘中，观测到的年龄--[Fe/H]分布与从较小半径的纯径向迁移的预测一致，表明最外侧盘的迁移起源。我们还估计内在金属梯度在年龄为2和3 Gyr的$-0.061$ dex kpc $^{-1}$和$-0.063$ dex kpc $^{-1}$，分别。
2022-02-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Mapping the Milky Way with LAMOST III: Complicated spatial structure in the outer disc
我们提出银河系外盘的{复杂性}{通过拟合红巨星分支星的体积密度与两盘组件模型}。{The确认圆盘延伸至$R\sim19$ \，kpc。盘的径向密度分布显示{分别在$R\sim11$和$\sim14$ \，kpc处的两个断裂，其}将径向分布分成三个部分，分别在$R<11$、$11\leq R\leq14$和$R>14$\，kpc处具有不同的尺度长度$2.12\pm0.26$、$1.18\pm0.08$和$2.72$\，kpc。第一个{break}可能是由于薄盘的径向轮廓突然下降，这可能是径向迁移的证据。{超过$14$ \，kpc，厚盘变得突出，从薄盘到厚盘的过渡导致第二次破裂。}这意味着几何上限定的厚盘比薄盘更{径向}延伸。厚盘的尺度长度大于薄盘的尺度长度也支持这一点。同时，{较厚组分的刻度高度从$R=8$处的$0.637_{-0.036}^{+0.056}$增加到$R=19$处的$1.284_{-0.079}^{+0.086}$\，kpc，显示出强烈的张开盘}。此外，在恒星密度的残差中还显示出丰富的子结构。其中，$D14+2.0$和$O14-1.5$子结构表现出南北不对称性，这可以从本质上解释为向南移动的厚盘。然而，麒麟星环没有发现明显的密度过高。最后，厚盘在$9<R<10.5$ \，kpc处显示出起源不清楚的波纹状特征。
2018-04-27 astro-ph.GA
The Milky Way's Missing In-Situ Halo
University of Pennsylvania（宾夕法尼亚大学）；Lund University（隆德大学）；Carleton College（卡尔顿学院）；The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）；City University of New York（纽约市立大学）
通过比较银河系与FIRE-2和Auriga模拟中24个星系的光晕密度轮廓，发现模拟星系在15 kpc内的轮廓比银河系更陡，且轮廓断裂罕见，表明银河系原位晕缺失，可能源于测量偏差或模拟中早期球状恒星形成过度。
2026-11-03 astro-ph.GA
The spiral structure of our Milky Way Galaxy
我们银河系的螺旋结构还不清楚。HII区和巨大的分子云是最突出的螺旋形示踪物。我们从文献中收集了银河系的螺旋示踪数据，即HII区和巨分子云（GMC）。根据HII区的激发参数或GMCs的质量，我们用两个，三个，四个螺旋臂或多项式螺旋臂模型拟合这些示踪剂的分布。如果无法从恒星或直接测量中获得示踪物的距离，则根据Brand & Blitz（1993）的标准旋转曲线（$R_0$ =8.5 kpc）从动力学上估计示踪物的距离，和$Θ_0$ =220 km s $^{-1}$，或新拟合的旋转曲线，其中$R_0$ =8.0 kpc和$Θ_0$ =220 km s $^{-1}$或$R_0$ =8.4 kpc和$Θ_0$ =距离$^{-1}$ 254 km。我们发现，双臂对数模型不能拟合的数据在许多地区。三臂和四臂对数模型能够连接大多数示踪剂。然而，至少有两个观察到的切向不能匹配的三臂或四臂模型。我们构造了一个多项式旋臂模型，它不仅能拟合示踪剂的分布，而且能匹配观测到的切向。使用新的旋转曲线$R_0$ =8.0 kpc和$Θ_0$ =220 km s $^{-1}$和$R_0$ =8.4 kpc和$Θ_0$ =254 km s $^{-1}$的运动学距离的估计，我们发现，HII区和GMC的分布可以很好地拟合模型，虽然结果并没有显着改变与标准$R_0$和$Θ_0$的参数相比。
2009-05-05 astro-ph.GA
Red Clump stars from LAMOST II: the outer disc of the Milky Way
我们目前的恒星密度图的银河系外盘与红色团块恒星的LAMOST数据。这些样本被分为年轻（平均年龄~ 2.7 Gyr）和老年人（平均年龄~ 4.6 Gyr）人口，使他们可以跟踪的银河系中心半径R从9到13.5千秒差距的范围内的年龄结构的变化。我们发现，这两个人口的规模高度增加与R和显示径向梯度为48 +/- 6和40 +/- 4 pc/kpc的老年人和年轻的人口，分别。这表明，耀斑发生在薄盘人群与广泛的年龄范围。此外，耀斑的强度似乎没有显着相关的薄盘人口的年龄。另一方面，径向表面密度分布的尺度长度为4.7 +/- 0.5 kpc的年轻和3.4 +/- 0.2 kpc的老年人口，这意味着年轻的光盘人口比老年人更径向延伸。虽然年轻种群的比例从R ~ 9的28%略微增加到R ~ 13 kpc的35%左右，但老年种群在外盘中的比例不低于65%。
2017-04-14 astro-ph.GA
The Nature of Ionized Gas in the Milky Way Galactic Fountain
我们解决的空间尺度，电离结构，质量和金属含量的气体在银河系盘晕界面检测到的吸收在前景中的7个紧密间隔，高纬度晕蓝水平支星（BHB）的高度z = 3 - 14千秒差距。我们检测到跟踪多个电离态（例如CaII，FeII，SiIV，CIV）的跃迁，其柱密度随距离磁盘的高度保持不变，表明气体最有可能位于z < 3.4 kpc范围内。由CIV和SiIV追踪的中间电离态气体在我们的视线探测的整个横向分离范围内是强相关的，表明尺寸大于1千秒差距的大的相干结构。低电离状态的材料跟踪钙和铁II不表现出相关性与N $_{\rm HI}$或横向分离，这意味着在小于10 pc的尺度上的微云或块状。我们发现，在光电离或碰撞电离的假设下，观测到的log（N_SiIV/ N_CIV）的中值为-0.69 ± 0.04，对电离气体的总碳含量敏感。光致电离气体的唯一自洽解决方案要求Si相对于太阳Si/C比以0.35 dex耗尽到尘埃上，类似于DLAs和银河系ISM中的Si耗尽水平。在盘-晕界面上，温暖的电离气体的面积质量下降率的允许值范围是0.0003 < dM_gas / dtdA [M_sun kpc^-2 yr^-] < 0.006。我们的数据支持一个物理场景，其中银河系是由复杂的，多相的过程在其盘晕界面，涉及千磅级电离信封或流包含pc级，冷团块。
2019-11-18 astro-ph.GA
Tracing the Milky Way Nuclear Wind with 21cm Atomic Hydrogen Emission
在21厘米HI辐射中有证据表明，在银河系平面的上方和下方，大约以银河系中心为中心的几千秒差距大小的空洞。这些似乎描绘了银河系核风的边界。对HI在切点的分析表明，在银河系半径$R\lesssim 2.4$ kpc处，从银河系盘的大部分区域所特有的扩展中性气体层急剧过渡到半高宽为$\sim 125$ pc的薄高斯层。在$10^{\circ} \leq |b| \leq 20^{\circ}$纬度上，HI和$γ$射线辐射之间的反相关表明，扩展HI层的边界标志着费米泡的壁。利用HI，我们能够追踪从$|z| > 2$ kpc到$z\approx0$的空隙边缘，其中它们具有半径$\sim 2$ kpc。扩展的HI层可能是由盘中恒星形成引起的，这在很大程度上限于$R \gtrsim 3$ kpc，因此风可能会扩展到HI相对较小的区域。由于HI运动学可以区分银河系中心的气体和前景物质，21 cm HI发射可能是探测银河系平面附近核风范围的最佳探针。
2016-05-04 astro-ph.GA
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 Next Generation Virgo Cluster Survey. XXXVII. Distant RR Lyrae Stars and the Milky Way Stellar Halo out to 300 kpc
本研究利用NGVS巡天数据发现180颗距离约20-300 kpc的遥远RR Lyrae恒星，揭示银河系晕密度呈r^-4.09幂律分布且金属丰度向外递减，为150 kpc外的晕结构提供了重要示踪体。
2024-02-08 astro-ph.GA
Bird's eye view of molecular clouds in the Milky Way: I. Column density and star formation from sub-pc to kpc scales
描述星际介质的性质如何在不同的尺度上结合起来，对于理解恒星形成的比例律和连接银河系和河外分子云的数据至关重要。我们描述了云的统计结构，以及它与恒星形成的联系，在银河系盘内的一个完整区域中从亚秒差距到千秒差距尺度的变化。我们建立了一个人口普查的分子云在2千秒差距从太阳使用文献。我们研究尘埃为基础的柱密度概率分布（N-PDF）的云和它们的关系，以年轻的恒星天体（YSO）跟踪恒星形成。然后，我们检查我们的调查区域从外面，在不同大小的光圈，并描述如何N-PDF和它们的关系，恒星形成的大小尺度的变化。云的N-PDF不能很好地由任何单一的简单模型描述;使用任何单一的模型可能会使N-PDF的解释产生偏差。N-PDF的顶重与恒星形成活动相关，并且这种相关性随着银河系环境（旋臂/旋臂间区域）而变化。我们发现，云的密度对比度可能比致密气体的质量分数更密切地联系到恒星的形成。孔径平均的N-PDF随尺寸尺度而变化，并且对于更大的孔径更头重脚轻。孔径N-PDF的顶重与恒星形成活动相关，大小约为0.5 kpc，取决于环境。我们的研究结果表明，云结构和恒星形成之间的关系是环境特异性的，最好通过相对量（例如，密度对比度）。最后，我们展示了如何单独的云的密度结构引起的kpc规模的肯尼库特-施密特的关系作为一个组合的采样效果和不同的银河系环境的混合。
2021-09-02 astro-ph.GA
Quantifying the (X/peanut)-shaped Structure of the Milky Way - New Constraints on the Bar Geometry
银河系内部~4 kpc的主要结构成分的性质、大小和方向--特别是凸起和棒--一直是文献中相互矛盾的解释的主题。我们提出了一种不同的方法来推断的属性的长酒吧延伸到内部的凸起，通过编码在银河系的X/花生（X/P）形结构的信息。我们对3.4 $μ$ m和4.6 $μ$ m处WISE宽场成像中所见的X/P特征进行了定量分析。我们测量等照度线与纯椭圆的偏差，并通过傅立叶n=6谐波（余弦项$B_6$）的径向轮廓来量化X/P结构。除了X/P不稳定性的垂直高度和综合“强度”之外，我们还报告了$R_{Π;{\rm int}} = 1.67\pm0.27$ kpc的内禀半径，以及相对于我们到银河系中心的视线的$α= {37^\circ}^{+7^\circ}_{-10^\circ}$的方位角。基于在其他星系中观察到的X/P结构，我们做了三个假设：（i）花生是内在对称的，（ii）花生是与银河系长棒对齐，（iii）它们的大小是相关的。因此，银河棒的含义是，它是在相同的$37^\circ$角定向，并具有预期的半径约4.2千秒差距，但可能低至约3.2千秒差距。我们进一步研究了银河系的X/P结构与其他类似物的比较，并发现银河系与我们最近建立的标度关系基本一致，尽管花生不稳定性比预期的要强。我们还进行了光度分解的银河系的长轴表面亮度分布，占螺旋结构，并确定平均光盘尺度长度$h = 2.54\pm0.16$千秒差距…
2017-06-29 astro-ph.GA
Broken degeneracies: the rotation curve and velocity anisotropy of the Milky Way halo
我们使用银河系中心距离为16 < r/kpc < 48的遥远的蓝色水平分支恒星作为银河系暗晕的运动学示踪剂。我们模型的示踪剂密度作为一个扁圆形，幂律嵌入在一个球形幂律潜在的。使用分布函数的方法，我们估计总的幂律势和速度各向异性的晕示踪剂。我们测得势能的斜率为γ ~ 0.4，50千秒差距内的总质量为~ 4 × 10^11 M_sol。示踪剂的速度各向异性径向偏置β ~ 0.5，这是在良好的协议与当地的太阳附近的研究。我们的结果提供了一个精确的外圆速度分布的银河系，并建议一个相对较高的浓度暗物质晕（c_vir ~ 20）。
2012-05-29 astro-ph.GA
The morphology and kinematics of neutral hydrogen in the vicinity of z=0 galaxies with Milky Way masses -- a study with the Illustris simulation
我们分析了120个星系周围的环星系气体（CGM）的性质与恒星和暗物质晕质量类似的银河系。我们着重讨论了中性氢的形态和运动学，以及它如何依赖于光学半径内气体与恒星质量之比f_g。在f_g> 0.1的富气体星系中，气体温度从晕中心向外缓慢上升到维里半径，平均中性气柱密度保持在10^19原子cm ^-2以上，半径为50-70 kpc。在f_g <0.1的贫气体星系中，气体温度在盘边缘外迅速上升到10^6 K，然后保持在100 kpc的半径。在半径为10 kpc的情况下，中性气体的柱密度迅速下降到10^19原子cm ^-2以下。中性气体的分布在贫气体星系中也更不对称。在Illustris模拟中，贫气体星系和富气体星系之间的大部分差异可以归因于“射电模式”AGN反馈的影响。在Illustris的模拟中，环星系气体被发现围绕星系中心相干旋转，最大旋转速度约为200 km/s。在富含气体的星系中，旋转气体的平均相干长度为40 kpc，而在缺乏气体的星系中为10 kpc。在大多数富含气体的系统中，CGM可以在70 - 100 kpc的尺度上相干旋转。我们讨论了我们的研究结果的背景下，最近的观测CGM在低质量星系通过紫外吸收线光谱和深21厘米的观测边缘上的螺旋星系。
2016-08-15 astro-ph.GA
Highest-Resolution Rotation Curve of the Inner Milky Way proving the Galactic Shock Wave
我们在$10°\le l \le 50°~ (R=1.3-6.2~{\rm kpc})$上以最高的空间分辨率（2 pc）和速度分辨率（1.3 km/s）给出了第一象限内星系的自转曲线（RC）。我们使用的${^{12}}$ CO（J=1-0）线的调查数据观测的Nobeyama 45米望远镜在$20"$（最初的$15")$）的有效角分辨率，并适用于切线速度方法，通过采用高斯反卷积的个别CO线的轮廓的速度图。在平均旋转速度上叠加了许多RC隆起或旋转速度的局部变化，其速度幅值为$\pm \sim 9$ km/s，径向尺度长度为$\sim 0.5-1$ kpc。盾臂（4 kpc分子臂）切线方向上$R\sim 4$ kpc附近显著的速度碰撞和相应的密度变化，自然可以用小螺距角螺旋臂中的普通星系激波来解释，不一定需要棒诱导的强激波。RC表格可在PASJ补充数据网站和http://www.ioa.s.u-tokyo.ac.jp/~sofue/h-rot.htm上获得。
2021-07-11 astro-ph.GA
