Extragalactic Thick Disks: Implications for Early Galaxy Evolution
我简要地回顾了越来越多的证据，厚恒星盘包围大多数边缘盘星系。最近的研究表明，这些河外厚盘具有古老的年龄，低金属丰度，长尺度长度和适度扁平的轴比，非常像银河系的厚盘。然而，厚盘的性质随着星系的质量而系统地变化。低质量星系的厚盘比周围的大质量盘星系更突出，金属也更贫乏。由于有强有力的证据表明厚盘是早期合并时代的化石，这些趋势对盘星系的早期组装产生了严格的限制。这些数据表明，绝大多数早期盘上的吸积物是气态的，但大多数厚盘恒星是直接吸积的。
2005-09-22 astro-ph
Lick Indices in the Thin and Thick Disks of Edge-On Disk Galaxies
用Apache Point天文台的ARC 3.5米望远镜测量了9个盘边星系薄盘和厚盘区的Lick指数等效宽度，得到了它们的光度加权恒星年龄和金属丰度。在所有情况下，厚盘被证实是古老的恒星星族，典型的年龄在4到10 Gyr之间。薄的磁盘都比厚的磁盘年轻，并显示出强烈的径向年龄梯度，与磁盘的外部区域是年轻的1 Gyr。我们没有检测到任何显着的金属丰度差异或α-元素增强厚盘星相比，薄盘，由于这些差异在低金属丰度的Lick指数不敏感。我们将这些结果与在其他系统中测得的厚盘和厚盘形成模型的预测进行比较。
2008-05-27 astro-ph
Oxygen in the Galactic thin and thick disks
第一个结果，从研究到丰富的趋势，在银河系薄和厚盘的氧。根据6300 A处的暗禁氧线的高信噪比（S/N>400）和极高分辨率光谱（R \sim 215000），测定了21颗厚盘和42颗薄盘F和G矮星的氧丰度。我们发现厚盘星的[O/Fe]在[Fe/H]-0.4 ~-0.3 dex之间出现一个转折点，即“拐点”，表明Ia型超新星的开始。另一方面，薄盘星显示出从[Fe/H] \sim -0.7到最高金属丰度的浅下降，没有明显的“膝”，表明恒星形成历史较慢。
2002-12-02 astro-ph
Metallicities and kinematics of G and K dwarfs
基于Morell，Källander and Butcher（1992）和Morell（1994）精确的光谱测定的G和K矮星丰度，我们开发了一种G和K矮星的光度丰度指示器。宽波段的R-I测光被用来估计有效温度和日内瓦b_1颜色，以估计蓝色的线覆盖，从而丰富。对于G 0到K3矮星，丰度可以在-2.0<[Fe/H]<0.5的范围内导出，[Fe/H]的分散度为0.2 dex。我们应用该方法的样本Gliese目录G和K矮星，并检查恒星的金属丰度和运动学性质。这些恒星显示出在太阳附近的盘、厚盘和晕等公认的观测特征。我们发现K矮星的局部金属丰度分布与G矮星的局部金属丰度分布非常相似，表明存在K矮星和G矮星问题。
1996-09-03 astro-ph
Oxygen, Sodium, Magnesium and Aluminium as tracers of the Galactic Bulge Formation
本文研究了星系核球中红巨星中轻的偶数（α-元素）和奇数原子序数元素的特殊行为，既包括核球的化学演化，也包括这些演化恒星中可能的深混合机制。利用VLT上的UVES测量了13颗红团簇星和40颗红巨星支星中O、Na、Mg和Al四种轻元素的丰度，测量范围为b=-3 ° ~-12°。我们表明，由此产生的丰度模式指向化学富集为主的大质量恒星在所有金属丰度。O、Mg和Al相对于铁的比值在[Fe/H] $>-0.5$的两个银盘（薄的和厚的）上都是过剩的。因此，我们推断出银河系隆起的形成时间尺度比薄盘和厚盘都要短。用Mg代替Fe作为金属丰度的代表，我们进一步表明：（1）球星[O/Mg]比遵循并延伸到更高金属丰度的星系盘中[O/Mg]的下降趋势。(ii)[Na/Mg]比值随[Mg/H]的增加，在薄盘、厚盘和隆起处有三个不同的增加顺序。凸出的趋势是很好的代表预测的金属依赖于产量的大质量恒星，而银盘有太高的Na/Mg比在低金属丰度，指向一个额外的来源，钠从AGB星。(iii)与Na相反，球型星和盘型星之间的[Al/Mg]比似乎没有系统性差异，大质量星的理论产额与观测到的比值一致，没有留下AGB对Al贡献的空间。
2006-10-12 astro-ph
A Comparison of the Chemical Evolutionary Histories of the Galactic Thin Disk and Thick Disk Stellar Populations
我们研究了薄盘和厚盘恒星星族中的23颗长寿G矮星。已推导出24种元素的丰度：O、Na、Mg、Al、Si、Ca、Ti、Sc、V、Cr、Mn、Fe、Co、Ni、Cu、Zn、Sr、Y、Zr、Ba、La、Ce、Nd和Eu。我们发现两种布居的[α/Fe]和[Eu/Fe]对[Fe/H]的行为有很大的不同。众所周知，薄盘中O、Mg、Si、Ca和Ti的比值在金属丰度最低时相对于铁有所增加，当[Fe/H]上升到-1.0以上时，比值会向太阳值方向下降。对于厚盘，[α/Fe]和[Eu/Fe]的下降不是从[Fe/H] =-1.0开始，而是从-0.4开始。其他元素也有这种行为，包括Sc、Co和Zn，这表明至少在厚盘的化学富集历史中，这些元素是在类似质量的恒星中制造的。结合我们对最古老和寿命最长的恒星的研究结果与先前的工作，我们发现了银河系厚盘独立起源的明确迹象。（节录）
2005-09-09 astro-ph
Chemical Evolution of the Galaxy: the G-dwarf problem and radioactive chronology revisited taking account of the Thick Disk
薄盘和厚盘的金属丰度重叠，但α（Fe）关系不同;在第一颗薄盘星之前也有一个时间间隔，最小金属丰度[Fe/H] =-0.6。因此，存在两个“G-矮星”问题。我们用分析模型（O和Mg）拟合了Wyse & Gilmore（1995）推导的两个圆盘的金属丰度分布函数（MDF）。厚盘符合一个简单的流入模型，其有效产率和最终[Mg/H]与薄盘大致相同，不包括前者的连续质量损失作为后者的即时初始富集（PIE）的来源。薄盘有一个狭窄的边缘，与一个封闭的模型拟合（相当差），该模型具有来自其他来源的PIE，或者更优雅地与一个类似于Matteucci等人的“两个流入”情景的缓慢流入模型拟合，但有一个PIE和年龄-金属丰度关系的严重中断。放射性宇宙年代学的影响进行了调查。
2001-01-22 astro-ph
A differential study of the oxygen abundances in the Galactic thin and thick disks
第一个结果，从研究到丰富的趋势，在银河系薄和厚盘的氧。利用6300 ° C暗禁氧线的高分辨光谱（$R\sim215 000$）和高信噪比（$S/N>400$），测定了63颗F和G矮星的氧丰度。我们的研究结果可归纳如下：{ \bf 1）}在$\rm [Fe/H]<0$处，薄盘和厚盘中的氧趋势是平滑而明显的，表明它们的不同起源。{ \bf 2）}厚盘星的$\rm [O/Fe]$在[Fe/H] $\sim -0.35$处出现转折，表明从Ia型SNe向星际介质富集的峰值，{ \bf 3）}薄盘星显示出从$\rm [Fe/H] \sim -0.7$到最高金属丰度的一个浅的减少，没有明显的翻转，表明恒星形成历史更加平静，{ \bf 4）} $\rm [O/Fe]$在$\rm [Fe/H]>0$继续减少，没有显示出以前已经看到的平稳。
2010-04-27 astro-ph
Hercules stream stars and the metal-rich thick disk
使用MIKE摄谱仪，安装在6.5米麦哲伦/粘土望远镜在拉斯坎帕纳斯天文台在智利，我们已经获得了高分辨率的光谱60 F和G矮星，所有可能的成员的密度增强的本地速度分布，被称为武仙座流。与现有的102个薄和厚盘星的样本相比，我们使用空间速度，详细的元素丰度和恒星年龄来追踪武仙座流的起源。我们发现武仙座流星显示出广泛的恒星年龄，金属丰度和元素丰度的传播。然而，这种扩散并不是随机的，而是将大力士流分成了丰度和年龄趋势，正如薄圆盘或厚圆盘所概述的那样。因此，我们认为武仙座星流的主要部分实际上是薄而厚的盘星。武仙座流的这些不同性质指向一个动力学起源，可能是由银河棒引起的。然而，我们目前不能完全排除武仙座流可能是相对较近的合并事件的残余。
2006-10-25 astro-ph
Disentangling the Hercules stream
利用附近F和G矮星的高分辨率光谱，我们研究了武仙座流的详细丰度和年龄结构。我们发现，在流中的恒星有一个广泛的恒星年龄，金属丰度和元素丰度。通过比较现有的样本中的恒星在太阳附近的运动学典型的银河系薄和厚磁盘，我们发现，大力神流的属性明显分离到两个磁盘的丰度和年龄趋势。因此，我们发现武仙座星流不太可能是一个独特的银河系恒星星族，而是一个薄盘星和厚盘星的混合体。这指向了武仙座流的动力学起源，可能是由银河系酒吧造成的。
2006-12-21 astro-ph
Oxygen Abundances in Nearby Stars. Clues to the formation and evolution of the Galactic disk
对523颗FGK盘星和晕星（d<150 pc）的铁和氧丰度进行了均匀测定，其金属丰度范围为-1.5<[Fe/H]<0.5。从777 nm O I三重态的限制性非LTE分析推断氧丰度。我们使用恒星运动学来计算我们的样本恒星的概率是薄盘，厚盘，或星系晕的成员。我们发现，大多数的运动学选择厚盘星显示较大的[O/Fe]比相比，薄盘星。仔细检查这种模式的盘星与模糊的概率表明，一个中间人口之间的薄和厚磁盘的属性是不存在的。排除具有不寻常运动学的恒星，我们发现厚盘恒星的[O/Fe]比在-0.8<[Fe/H]<-0.3范围内从0.5到0.4缓慢下降。使用一个简单的模型的厚盘的化学演化，我们表明，这种趋势直接从II型超新星产量的金属丰度依赖的结果。在[Fe/H]>-0.3时，我们没有发现突然降低的明显迹象（即，在厚盘恒星的[O/Fe]与[Fe/H]模式中，这将在高金属丰度时连接厚盘和薄盘趋势。我们的结论是，Ia型超新星（SN Ia）没有显着的厚盘的化学富集的贡献。[删节]
2007-01-12 astro-ph
K dwarfs and the chemical evolution of the Solar cylinder
K型矮星的寿命比银河系圆盘的现在年龄更老，因此是研究圆盘化学演化的理想恒星。根据34颗盘状和晕状G和K矮星的精确光谱金属丰度，我们发展了几种K矮星的光度金属丰度指标。光度金属丰度使我们开发了一个金属丰度指数K矮星的基础上，只有他们的位置在颜色绝对星等图。从依巴谷星表中选取了431颗单K矮星的金属丰度，这些恒星是通过绝对星等选择的，并排除了多个系统。这个样本基本上是对附近K矮星中金属含量的完整估算。我们使用恒星等时线来标记恒星的质量，并选择一个子集的220颗恒星是完整的在一个狭窄的质量间隔。我们将数据与太阳圆柱体的化学演化模型相拟合。我们发现，只有一个适度的宇宙散射需要符合我们的年龄金属丰度关系。该模型假设形成晕圈的两个主要入流事件分别为厚盘和薄盘。新的数据证实，太阳邻域形成于7 Gyr量级的长时间尺度上。
2002-06-26 astro-ph
A Structural and Dynamical Study of Late-Type, Edge-On Galaxies: II. Vertical Color Gradients and the Detection of Ubiquitous Thick Disks
本文分析了47个晚型、边缘朝上、无翘曲、无球盘状星系的B-R和R-K_s色图。彩色图显示，这些星系的薄盘嵌入在一个低表面亮度的红色包层中，该包层比薄盘厚得多（a/b~4：1 vs a/b>8：1），延伸到星系中平面上方至少5个垂直盘尺度高度，并且具有与嵌入薄盘不相关的径向尺度长度。红信封的颜色在不同的星系之间都很相似，并且与相对较老（> 6 Gyr）的恒星星族相一致，这些恒星族并不是特别缺乏金属。薄盘和包层之间的色差随旋转速度系统地变化，表明在低质量星系中，薄盘相对于红色包层更年轻。红色的恒星包层与MW厚的圆盘相似，具有共同的表面亮度、空间分布、平均年龄和金属丰度。红色恒星包层的普遍存在意味着厚盘的形成几乎是盘形成的普遍特征，而不需要与凸起的形成相关联。此外，我们的数据表明，厚盘形成早期，即使在大多数恒星形成的情况下。最后，我们发现，我们的数据和观察到的MW厚盘的属性主张有利于合并起源厚盘人口。如果是这样的话，那么厚盘的年龄标志着大合并时代的结束，薄盘和厚盘之间的年龄差异可以成为宇宙学常数和星系和/或结构形成模型的有力约束。
2002-07-10 astro-ph
HIPPARCOS age-metallicity relation of the solar neighbourhood disc stars
我们推导出年龄金属丰度关系（AMR）和轨道参数的1658太阳附近的恒星，准确的距离测量的HIPPARCOS卫星。根据轨道参数，样本星包括1382颗薄盘星、229颗厚盘星和47颗晕星。我们发现一个相当大的分散薄盘AMR沿单区银河系化学演化（GCE）模型。薄盘星的轨道和金属丰度现在显示出相互之间的明确关系。即使选择具有相同轨道的恒星，也存在沿AMR的散射。我们研究简单的扩展单区GCE模型，该模型解释了银河系中有效产额和恒星形成率的不均匀性。单区GCE模型的两种扩展不能同时解释年龄- [Fe/H] - [Ca/Fe]关系的离散性。因此，我们的结论是，沿薄盘AMR的散射是在银河系的形成和演化的一个重要特征。厚盘星的AMR表明，厚盘星的形成在8 Gyr前结束。正如Gratton et.al.（2000）和Prochaska et.al.（2000）已经报道的那样，厚盘星比具有相同[Fe/H]的薄盘星更富Ca。我们发现，厚盘星表现出垂直丰度梯度。这三个事实，AMR，垂直梯度，[Ca/Fe]-[Fe/H]关系，支持整体坍缩和/或吸积的卫星矮星系厚盘形成的情况。
2002-07-04 astro-ph
The Asymmetric Thick Disk: A Star Count and Kinematic Analysis. II The Kinematics
我们报告的运动学签名与观察到的不对称分布的厚盘/内晕星内部的太阳圆中所描述的文件I。在那篇论文中，我们发现与象限IV的互补区域相比，象限I（l ~ 20度至55度）中的恒星在平面（b ~ +/- 25度至+/- 45度）的上方和下方都有统计学上显著的过量（20%至25%）。我们测量了741颗恒星的多普勒速度，根据相同的星等和颜色标准，在不对称的方向和相应的领域在象限IV。我们还确定了光谱类型和从相同的光谱测量的金属丰度。我们不仅发现在两个区域的恒星的V_LSR速度的不对称分布，但角速率的旋转，w，在象限I的恒星揭示了一个较慢的有效旋转速率相比，相应的象限IV的恒星。我们利用[Fe/H]测量将恒星分为三个主要的星族群：晕、厚盘和盘，并得出结论，在象限I中，主要是厚盘星显示出较慢的旋转。对VLSR速度的径向、切向和垂直分量的解表明，在象限I中，厚盘星在银河系自转方向上有约80 ~ 90 km/s的明显滞后，而在象限IV中，相同的星群只有约20 km/s的滞后。这里报道的结果支持厚盘恒星之间的旋转滞后，由于与酒吧的引力相互作用的最有可能的解释的不对称的恒星计数和运动学。然而，受影响的厚盘恒星可能与最近发现的大犬座碎片流或类似的合并事件有关。
2003-11-30 astro-ph
The Geneva-Copenhagen survey of the Solar neighbourhood: Ages, metallicities, and kinematic properties of 14,000 F and G dwarfs
我们提出并讨论了新的测定金属丰度，旋转，年龄，运动学和银河系轨道的一个完整的，有限的星等，和运动学无偏的样本16,682附近的F和G矮星。我们对近13，500颗恒星进行了63，000次新的精确径向速度观测，可以识别样本中的大多数双星，并与已公布的数据一起完成了14，139颗恒星的运动学信息。一个主要的努力一直致力于确定新的等时线年龄的所有恒星，这是可能的。特别注意的是对统计偏差和误差估计的现实处理，因为标准技术往往会低估这些影响，并在年龄分布中引入虚假的特征。然而，我们展示了如何强大的观测和理论偏差导致观察到的年龄的分布是非常不同的真实年龄分布的样本。我们的第一个结果证实了相对于闭箱模型预测缺乏贫金属的G矮星（"G矮星问题“），盘中径向金属丰度梯度的存在，薄盘自形成以来平均金属丰度的微小变化以及所有年龄金属丰度的大量分散，以及薄盘的持续运动学加热，其效率与螺旋臂和巨大分子云的组合的预期一致。空间运动的V分量的分布中的独特特征在年龄和金属丰度方面得到扩展，对应于随机螺旋波而不是经典移动群的影响，并且可能使从运动学标准识别厚盘星变得复杂。（节略）
2004-05-11 astro-ph
Mg, Ba and Eu abundances in thick disk and halo stars
我们的样本冷矮星从以前的论文中扩展到这项研究，包括15个中度缺金属的恒星。晕星和厚盘星的金属丰度与[Fe/H]在-0.9 ~-1.5之间有重叠，我们首先比较了这两种运动学上不同的恒星星族的化学性质，并与它们的金属丰度无关。我们目前的钡，铕和镁丰度的新样本的恒星。这些结果是基于对ESO VLT UVES光谱仪观测到的高分辨率光谱进行差分模式大气分析所得到的NLTE谱线的形成。我们证实了晕星中Eu相对于Mg的过剩。8颗晕星的[Eu/Mg]比值在0.23和0.41之间，而在厚盘和薄盘中的恒星显示太阳的Eu/Mg比值。在厚盘星中发现的[Eu/Ba]值在0.35和0.57之间，表明在厚盘形成期间，演化的低质量恒星开始通过Ba的s-核富集星际气体，s-过程对Ba的贡献从30%到50%不等。基于这些结果，并使用Travaglio等人（1999）的化学演化计算，我们估计厚盘恒星星族形成的时间尺度为从原星系坍缩开始的1.1到1.6 Gyr。在晕星中，[Eu/Ba]比值大多在0.40和0.67之间，这表明晕形成的持续时间约为1.5 Gyr。对于整个样本的恒星，我们提出了偶数到奇数Ba同位素比，从超精细结构中看到的Ba II共振线4554。根据这些数据，我们推断厚盘星的s/r过程对钡的贡献比为30：70（± 30%），与[Eu/Ba]比得到的结果一致。
2002-10-16 astro-ph
Magnesium isotopic abundance ratios in cool stars
利用61颗冷矮星和冷巨星的高分辨光谱，通过对5140 A附近MgH A-X线的光谱合成，得到了Mg同位素丰度比24 Mg：25 Mg：26 Mg。我们的样本跨越了-2.5 < [Fe/H] < 0.1的范围，包括金属丰度低于[Fe/H]=-2.0的恒星中Mg同位素比的首次测量。我们证实了25，26 Mg/24 Mg随着[Fe/H]的减少而减少，正如最近的银河系化学演化模型所预测的那样，其中Mg同位素是在大质量恒星中产生的。一个子集的运动学确定薄盘星的镁同位素比与预测非常一致。在测量的不确定性范围内，这些薄盘星的预测没有分散。我们的几颗恒星可能是厚盘的成员，它们的高镁同位素比值可能反映了厚盘的核合成历史，这与薄盘的预测和观测不同。对于厚盘和晕星，我们发现25，26 Mg/24 Mg的散射超过了我们的测量不确定性，并随着金属丰度的增加而增加。我们的数据表明，需要额外的25 Mg和26 Mg来源。中等质量的渐近巨星分支星是可能的候选者。
2003-09-02 astro-ph
The Metallicity Distribution of Distant F and G type stars in the CFHT Legacy Survey Deep Field
我们利用加拿大-法国-夏威夷望远镜遗产巡天D4场研究了银河系盘和晕中F和G型星的金属丰度。对于距银道面7千秒差距以内的恒星样本，我们得到厚盘的平均丰度值为Fe/H=-0.77（+/-0.36）dex，恒星晕的平均丰度值为Fe/H=-1.42（+/-0.98）dex。这些金属岩与斯隆数字巡天数据发布6的金属丰度估计一致。我们没有发现一个垂直丰度梯度厚盘之间的1千秒差距和4千秒差距。然而，在我们的数据集中，距离银河平面1千秒差距以内的恒星是饱和的，因此我们不能排除在SDSS中观察到的厚盘星的垂直金属丰度梯度。此外，我们发现一个负的趋势，在晕金属丰度增加距离银河系平面。这种趋势可能是由于越来越多的属于外晕的贫金属恒星的贡献。然而，光度金属丰度的系统效应对于大多数贫金属恒星来说是最大的，因此这些效应不能被排除。
2008-09-17 astro-ph
Properties of the Milky Way stellar disks in the direction of the Draco dSph galaxy
我们提出的第一个研究结果，我们确定的金属丰度分布函数在银河系磁盘作为一个函数的高度以上的银河系平面。斯特罗姆格伦测光系统的观测使我们能够识别矮星并推导出它们的金属丰度。由此产生的金属丰度分布函数在0.5和2.0千秒差距以上的银道面是显着更广泛和更丰富的金属比预期的标准模型，如贝桑松模型。我们的结果可以解释调用一个较小的规模的高度和较大的局部归一化厚盘比通常使用的模型。这些结果与最近根据SDSS数据确定的厚盘尺度高度是一致的。通过研究关闭色和金属丰度，还研究了恒星星族的年龄与银道面以上高度的关系。我们初步发现在银道面以上2.0kpc处存在一个中等年龄的人口。
2008-07-10 astro-ph
Abundance trends in kinematical groups of the Milky Way's disk
为了研究银河系薄盘和厚盘中几种α和铁峰元素的丰度趋势，我们从文献中编制了一个大型的金属丰度和丰度比目录。该星表包括743颗恒星，其金属丰度范围为-1.30 < [Fe/H] <+0.50的Fe、O、Mg、Ca、Ti、Si、Na、Ni和Al。我们已经检查了不同研究中测量的丰度之间的系统差异低于合并它们之前的随机误差。本文对639颗恒星的视向速度、离依巴谷的距离和自行进行了反演，计算了它们的速度（U、V、W）和银河系轨道。利用Pont & Eyer（2004）提出的贝叶斯等时线拟合方法对322颗恒星的年龄进行了估算。两个样本的薄和厚磁盘的运动学代表已被选中，考虑到大力士流是中间的运动学，但可能的动力学起源。【节录……】
2005-03-23 astro-ph
Metal Abundances and Kinematics of Bright Metal-Poor Giants Selected from the LSE Survey: Implications for the Metal-Weak Thick Disk
我们报告中分辨率（1-2 A）光谱和宽带（UBV）测光的样本39亮星（其中大多数可能是巨星）的金属缺乏的候选人从物镜棱镜调查集中在银河系的纬度低于|b| = 30度，伦敦证交所调查的钻井和Bergeron。虽然LSE巡天的主要目的是选择OB星（因此集中在低纬度），但在这次巡天中注意到的少数明亮的缺金属巨星候选者提供了关于金属弱厚盘（MWTD）人口的有趣信息。LSE巨星的运动学表明，即使在相当低的金属丰度下，也存在快速旋转的人口。我们考虑LSE巨星的轨道偏心率分布作为[Fe/H]的函数，并得出结论，与MWTD相关的贫金属恒星（距离太阳1千秒差距以内）在[Fe/H] =-1.0以下的丰度约为30%-40%。与最近对以前（大得多）非运动学选择的贫金属星样本的分析相反，我们发现，与MWTD相关的局部贫金属星的相对较高比例可能会延伸到[Fe/H] =-1.6以下的金属丰度，远低于以前的考虑。我们确定了一个子样本的11个LSE恒星，很可能是成员的MWTD，基于他们推导的运动学，这些恒星中最低的金属丰度是[Fe/H] =-2.35。这些结果的起源的MWTD和银河系的形成的影响被认为是。（节略）
2002-04-19 astro-ph
The Galactic Disk-Halo transition - Evidence from Stellar Abundances
从金属丰度在-1.5 < [Fe/H] <-0.5范围内的恒星的元素丰度中，可以获得关于银盘、晕和卫星星系之间关系的新信息。本文给出了用ESO VLT/UVES摄谱仪观测的26颗晕星和13颗厚盘星的初步结果。晕星分为两组：一组（9颗星）的[alpha/Fe]= 0.30 +-0.03，就像厚盘星一样。另一组（17颗恒星）显示出明显的偏离趋势，从[Fe/H]= -1.3时的[alpha/Fe]= 0.20到[Fe/H]=-0.8时的[alpha/Fe]= 0.08。讨论了低α星的运动学特征，并利用Na/Fe、Ni/Fe、Cu/Fe和Ba/Y丰度比，研究了低α星与薄盘或银河系卫星星系的联系。此外，我们比较我们的数据与模拟的化学丰度分布在分层形成的恒星晕在LambdaCDM宇宙。
2008-07-24 astro-ph
