Chemical Inhomogeneities in the Milky Way Stellar Halo
我们从最近的文献中收集了699颗具有详细化学丰度信息的恒星样本（跨度为-4.2 < [Fe/H] < +0.3），并计算了它们的空间速度和银河系轨道参数。我们确定成员的内部和外部恒星晕人口在我们的样本中只基于他们的运动学性质，然后比较这些人口的丰度比作为[Fe/H]的函数。在两个群体重叠的金属丰度范围内（-2.5 < [Fe/H] < -1.5），外晕的平均[Mg/Fe]比内晕低约0.1倍。对于[Ni/Fe]和[Ba/Fe]，内晕的恒星间丰度离散度始终小于外晕。两个群体的[Na/Fe]、[Y/Fe]、[Ca/Fe]和[Ti/Fe]比值显示出相似的平均值和分散水平。我们的内晕人口是化学均匀的，这表明银河系恒星晕的一个重要组成部分起源于一个良好的混合ISM。相比之下，我们的外晕人口是化学多样性的，这表明银河系恒星晕的另一个重要部分是在偏远地区形成的，那里的化学富集主要是由当地的超新星事件。我们没有发现丰度的趋势，从银河系中心的最大径向距离或从银河系盘的最大垂直距离。我们还发现，没有共同的运动学签名组的金属贫星与特殊的丰度模式，如阿尔法穷人的明星或明星显示独特的中子捕获富集模式。一些恒星和dSph系统具有独特的丰度模式，大部分时间都在银河系恒星晕的遥远区域，这表明银河系真正的外晕可能与当地的恒星晕几乎没有相似之处。
2008-10-20 astro-ph
Prospecting for spiral structure in the flocculent outer Milky Way Disk with color magnitude star counts from the 2 Micron All Sky Survey
使用两微米全天巡天（2MASS）第二增量释放点源目录中的颜色和星等的恒星计数，我们寻找在银道面中非均匀消光和恒星星族密度变化的证据。在颜色星等图上，消光导致整个主序向更红的颜色移动。恒星密度的局部增加会导致沿着与主序星平行的直线上的恒星数量增加。我们发现条纹的恒星计数颜色星等等高线图沿主序的角度，这可能是由遥远的气体云和恒星密度的变化。气体云或恒星密度变化的距离可以从恒星计数等高线的偏移位置估计出来。我们在这些图中识别出了至少在银河经度10度范围内连贯的特征。一系列的特征被认为是在预期的英仙座旋臂的合理距离，距离太阳2至4千秒差距。然而，在更大和更小的距离上都发现了其他突出的特征。这些结构的大小超过300 pc，因此可能与气体分布中的大尺度相干结构（如弱旋臂）有关。多个弱旋臂的存在，以及缺乏强旋臂，表明外银河系在形态上是絮状的。
2002-02-25 astro-ph
On the Distribution of Orbital Poles of Milky Way Satellites
在对银河系外晕的众多研究中，发现了一些吸积的证据。如果外晕确实部分或全部通过合并事件形成，我们可能会发现恒星和球状星团的相干流，其轨道与其母天体相似，假设它们是现在或以前的银河系矮卫星星系。我们提出了一个研究这一现象，通过评估潜在的后代“动态家庭”的外晕的可能性。我们进行两个分析：第一个是对所有已知的银河系矮卫星星系和球状星团的空间分布进行统计分析，第二个是对存在全相空间动力学数据的球状星团和矮卫星星系进行更具体的分析。在这两种情况下，我们的方法是适当的，只保留近对齐的轨道极点今天的后裔动力家族的成员。由于人马座矮星（Sgr）被认为是一个范例的类型合并/潮汐相互作用事件，我们正在寻找，我们也进行了案例研究的Sgr系统，并确定几个球状星团，可能是其扩展的动力学家族的成员。（简略）
2001-08-29 astro-ph
Flaring and warping of the Milky Way disk: not only in the gas
本文利用最近发布的2微米巡天（2 MASS）数据对外盘结构进行了研究。2MASS的数据清楚地表明，恒星盘随着与太阳距离的增加而变厚。在其中一个区域（经度l $=$ 240），也有强有力的证据表明与银河曲速有关的不对称。恒星盘的这种闪耀和扭曲与在HI盘中观察到的特征非常相似。恒星盘的增厚解释了在银河系平面附近观察到的密度下降：位于银河系低纬度的恒星重新分布到高纬度。不再需要引入圆盘截止值来解释密度的下降。也不清楚这个外展盘与外盘区域的厚盘有何区别。至少，对于外盘方向的视线，盘的增厚足以解释某些模型归因于厚盘的恒星数量过多。
2000-07-02 astro-ph
Two Stellar Components in the Halo of the Milky Way
银河系的晕提供了宇宙中第一批形成的物体的独特元素丰度和运动学信息，这些信息可以用来严格限制星系形成和演化的模型。虽然光环曾经被认为是一个单一的组成部分，但近年来从对光环物体的小样本检查中慢慢出现了它的二分法的证据。在这里，我们表明，晕确实是明确划分为两个广泛重叠的结构组成部分-内晕和外晕-表现出不同的空间密度分布，恒星轨道和恒星金属丰度（比氦重的元素丰度）。内晕具有适度的净逆时针旋转，而外晕则表现出净逆时针旋转，金属丰度峰值为内晕的三分之一。这些性质表明，各个晕组成部分可能以根本不同的方式形成，通过连续的耗散（内部）和无耗散（外部）合并和潮汐破坏原银河系团块。
2007-12-16 astro-ph
The Warp and Spiral Arms of the Milky Way
我们检查外银河系HI磁盘从b=0平面的偏差，通过构建磁盘表面密度，平均高度和厚度的地图。我们发现，银河系翘曲是很好地描述了一个垂直偏移加上两个傅立叶模式的频率1和2，所有这些都与银心半径的增长。微扰理论计算表明，麦哲伦云的潮汐影响造成的扭曲的暗物质晕，结合起来，产生磁盘翘曲振幅的观测。我们还构建了一个详细的地图的扰动表面密度HI在外盘证明银河系是一个非轴对称的多臂螺旋。表面密度的超密度与气体厚度减小的区域一致。
2006-09-19 astro-ph
Three-Dimensional Distribution of the ISM in the Milky Way Galaxy: II. The Molecular Gas Disk
利用最新的$^{12}$ CO（$J=$ 1--0）巡天数据立方体和基于运动学距离的旋转曲线，建立了整个银河系分子气体的三维分布图。分子气体的径向分布显示出中心峰和在0.5 $R_0$附近的第二峰。分子盘的厚度在半径0- 11 kpc范围内从48 pc增加到160 pc。我们能够追踪到外星、英仙座、人马座-船底座、盾牌座-十字座和诺玛臂，它们是螺旋角为$11\arcdeg - 15\arcdeg$的对数螺旋臂。考虑到螺旋臂的螺旋角在这个范围内，Norma和外臂{似乎}被识别为相同的螺旋臂。我们还可以跟踪中平面位移，其幅度在10 kpc半径内几乎恒定，并且在该半径之外增加。中平面位移的脊形成了引导螺旋臂。
2006-10-26 astro-ph
Building up the globular cluster system of the Milky Way. The contribution of the Sagittarius galaxy
我们证明了外晕星系球状星团（具有10 kpc <= R_GC <= 40 kpc）的（X，Y，Z，V_r）相空间分布与Ibata & Lewis导出的人马座矮球状星系（Sgr dSph）的轨道之间存在明显的统计相关性。在这个距离范围内的35个球状星团样本中，至少有4个以前是Sgr星系的成员（在95%的置信水平上），现在沿着Sgr流分布，这是一个围绕银河系的巨大潮汐结构。这是第一次在星系晕的球状星团中发现与Sgr dSph相关的统计上显著的结构。加上位于这个潮汐扰动矮星系中心附近的四个著名的球状星团，这些星团构成了外晕（R_GC >= 10 kpc）星团人口的20%。因此，Sgr dSph不仅是晕场恒星群的重要贡献者，而且在银河系球状星团系统的形成中也扮演着重要角色。
2002-10-28 astro-ph
The Star Formation History of the Milky Way
银河系恒星形成历史的量化涉及形成的持续时间和速度，这些参数对于不同的人群具有不同的精度。恒星形成的早期速率可以从模拟的化学元素数据中得知，最近的速率可以直接从颜色星等数据的等时线分析中得知。场晕和球状星团几乎都是古老的，最多只在几个Gyr中形成。外部隆起可能在很久以前的短时间内形成-现存的数据不一致，而内部隆起/盘今天正在形成，并随着时间的推移继续形成。内部磁盘上只有非常有限的数据可用。太阳附近的外盘似乎和光环一样古老。最早的扩展盘，也就是今天的厚盘，似乎很早就存在了，这一观测结果与某些星系形成模型并不完全一致。
2000-11-24 astro-ph
The Observed and Predicted Spatial Distribution of Milky Way Satellite Galaxies
我们审查证据表明，银河系卫星的人口普查类似于那些已知的可能是不完整的，在低纬度地区，由于遮蔽和外晕由于矮卫星的敏感性随着距离的下降。我们评估可能的影响，不完整性与子结构模型的比较，估计校正已知数量的矮人使用经验和理论模型。如果我们假设银河系卫星的真实分布是均匀的纬度，那么我们估计在低纬度由于遮蔽的矮星总数中有33%的不完整性。类似地，如果我们假设银河系卫星的径向分布与M31的径向分布相匹配，或者与模拟中最古老的次晕或最大质量的次晕相匹配，我们估计银河系矮星的总数为已知数量的1 - 3倍。虽然不完整性的真实程度是相当不确定的，事实上，我们的外推产生的MW矮星的平均总数实际上是已知人口的1.5 - 2倍，表明不完整性需要认真对待时，与模型的矮星系形成。有趣的是，在Lambda+CDM模拟的类银河系中，最古老的子晕的径向分布与观测到的M31卫星的分布非常匹配，这表明再电离可能是控制子晕可观测性的一个重要因素。我们还评估了一个新的SDSS搜索银河系卫星的前景，以限制可能的不完整的外晕。
2004-06-11 astro-ph
Star Counts and the Warped and Flaring Milky Way Disk
本文报道了银河系外盘翘曲模型和耀斑模型的星数预测。这些已经被认为是可能的位置的透镜负责对大麦云（LMC）的微透镜事件。详细研究了这三个模型，并将理论预测与HST的7个低纬区（\it）的星数数据进行了对比。如果扭曲和燃烧的盘星群与太阳附近的盘星具有相同的特征，那么模型可以明确地排除。金属丰度梯度在盘状星系中是众所周知的，可能会导致外盘人口在颜色和光度上与局部不同。这种效果的研究使用一个简单的ananalgesia的颜色-星等关系与位置的变化，而它被证明是导致更好的协议与恒星计数，上限的贡献的翘曲和耀斑盘的光学深度仍然低于测量值朝向大麦哲伦星云。只有当翘曲非常不对称或光度函数随银心半径变化强烈时，模型才能与星数一致。
1998-12-18 astro-ph
Abundance Gradients and the Formation of the Milky Way
本文采用的化学演化模型是Chiappini，Matteucci和Gratton（1997）模型的一个改进版本，它假设了银河系形成的两个主要吸积幕。本模型考虑到更详细的比以前的晕密度分布，并探讨了在恒星形成过程中的阈值密度的影响，在晕和磁盘阶段。在模型预测和现有数据之间的比较，我们把注意力集中在丰度梯度以及气体，恒星和恒星形成率分布沿磁盘。我们认为，晕的形成机制留下了可检测的印记上的化学性质的磁盘的外部区域，而晕和内部磁盘的演变几乎完全解开。这是因为在大的银心距离下，晕和盘的密度是相当的，因此从晕中损失的气体可以大大有助于外盘的形成。我们还表明，存在一个阈值密度的恒星形成率，无论是在晕和磁盘阶段，是必要的再现在太阳附近的观测数据，并在整个磁盘。此外，我们预测，沿银河系盘的丰度梯度必须随着时间的推移而增加，恒星（晕加上盘）的平均[α/Fe]比从银河系中心的4到10 Kpcs略有下降。我们还表明，相同的比例大幅增加对最外层的磁盘区域和预期的恒星年龄的分散减少，因为最外层的地区是由晕星。
2001-02-08 astro-ph
Second-Parameter Globular Clusters in the Milky Way and in M33 as Tracers of Mass Loss from M31 in the Early Epoch?
我认为，在我们银河系外晕中观察到的大部分“年轻”的第二参数球状星团（SPGC）以及最近在本星系群（LG）的另一个大质量螺旋星系M33中发现的SPGC，可能是由于早期M31的质量外流以及随后在银河系和M33上的气体吸积而产生的。
2001-06-13 astro-ph
Three-Dimensional Distribution of the ISM in the Milky Way Galaxy: I. The HI Disk
利用最新的HI巡天数据立方体和旋转曲线，导出了银河系中HI气体的三维分布。HI气体的距离通过使用旋转曲线的运动学距离来确定。我们通过引入垂直HI分布模型的拟合方法解决了内星系的远近问题。在我们的合成图中，我们可以追踪到三条突出的旋臂：人马座-船底座旋臂、英仙座旋臂和外旋臂，这三条旋臂都是对数旋臂。人马座-船底座、英仙座和外臂的俯仰角估计分别约为$11\arcdeg$、$18\arcdeg$和$7\arcdeg$。太阳位于人马座-船底座臂和英仙座臂之间的一个富含HI气体的区域。HI盘在外盘表现出大而不对称的翘曲：HI盘在北半球上升到银河平面上方约1.5 kpc，在南半球下降到约1 kpc，这意味着不对称的翘曲。内HI盘也是倾斜的。HI盘的半径约为17 kpc，在此半径内的HI质量估计为$2.5 \times 10^9$ M $_\odot$，相当于从旋转曲线预测的动力学质量的1.5%。我们还发现，HI外围在第四象限大部分膨胀，因此银河系明显不平衡。HI层的尺度高度随半径的增大而增大，并与HI层质心处的HI体密度相关。
2003-04-18 astro-ph
The Milky Way Spiral Arm Pattern
利用一个真实的银河系中气体流动的动力学模型，构造了一个完整的分子（CO）气体三维分布图。这张图显示了两个突出的螺旋臂，从棒的末端开始，平滑地连接到在银河系外的氢原子中观察到的四臂螺旋图案。与以前的尝试不同，我们的新地图揭示了银河系棒区和圆盘远端的气体分布。这是第一次，我们可以跟踪气体中的旋臂，因为它们从银河系中心后面经过。
2008-12-18 astro-ph
An Aligned Stream of Low-Metallicity Clusters in the Halo of the Milky Way
现代天文学中一个长期存在的问题是银河系球状星团的奇怪划分，即“奥斯特霍夫二分法”，根据它们的天琴座RR型恒星的性质。在这里，我们发现，大多数最低的金属丰度（[Fe/H]<-2.0）的集群，这是必要的理解这一现象，显示在外部晕平面排列。这种排列，结合运动学和恒星星族的证据，表明它是从卫星星系捕获的。我们发现，与水平分支进化效应一起，产生二分法的因素可能是银河系和卫星星系团形成时期之间的小时间差。这些结果与传统观点相反，传统观点认为金属最贫乏的星团代表银河系的土著和最古老的人口。
2002-07-28 astro-ph
Resolving the Outer Disks and Halos of Nearby Galaxies
在分层合并的情况下，星系的外部是星系早期历史的化石记录。因此，对星系外盘和晕的观测提供了一种研究单个星系历史和检验形成理论的工具。在当地，人们已经做出了令人印象深刻的努力来了解银河系，仙女座和M33的光环。然而，由于晕形成的随机性，要更好地理解这一过程，需要大量具有已知晕特性的星系样本。GHOSTS项目（PI：R。de Jong）的目标是利用哈勃太空望远镜来描述附近14个（D=4-14 Mpc）螺旋星系的晕和外部部分。对这些星系外部的单个恒星进行探测，使我们能够研究星系的形态特征，并确定恒星的金属丰度和年龄。
2007-10-11 astro-ph
Photometry and the Metallicity Distribution of the Outer Halo of M31. II. The 30 Kpc Field
我们提出了一个广泛的领域（V，I）测光研究的红巨星分支（RGB）恒星在M31的外晕，在一个字段位于30至35千秒差距的星系中心沿东南短轴的结果。在这个遥远的位置，我们发现，属于M31的RGB恒星稀疏，但肯定存在，统计减去现场污染。我们推导出的金属丰度分布（I-I）的晕星使用内插的RGB演化轨迹的标准（I，V-I）网格。晕环的宽度很宽，但主要是由中等高的金属丰度组成，峰值在[m/H] ~-0.5，与银河系外晕的特征[m/H] ~ -1.3明显不同。然而，这个区域的形状和峰值金属丰度与其他研究中发现的M31晕内部区域的形状和峰值金属丰度完全相似，特别是我们以前使用类似数据对20 kpc区域进行的研究（Durrell，Harris，& Pritchet 2001）。总之，我们没有发现任何证据的金属丰度梯度或系统的变化，在相当大的距离外的M31晕：它似乎是一个均匀的和适度的金属丰富的子系统的星系在所有位置。在30 kpc区域的恒星数也符合r^1/4定律，该定律适用于M31球状体表面亮度剖面的内部区域。富含金属的椭球和r^1/4的球状体表明，M31比其他类似银河系的螺旋星系更像一个巨大的椭圆星系。
2004-05-20 astro-ph
