Evaluating the disk formation paradigm in the LCDM framework: constraints from the Milky Way
我们调查的性质类似的银河系的背景下，在LCDM宇宙中的标准磁盘形成理论。使用标准的假设，重子保存特定的角动量时，他们的崩溃，我们得出的结论是，模型星系的平均属性是在很好的协议与银河系和其他类似的螺旋星系，但预测的分散盘尺度长度可能太大。如果致密盘不稳定并演化为球状体或早期星系，则将初始比角动量的一半转移到暗物质的模型可能产生较小的散射。
2002-09-19 astro-ph
The Formation of the Milky Way Disk
我们目前的银河系丰度梯度的几个化学物种的银河系盘，获得使用改进版本的Chiappini，Matteucci，和Gratton（1997）的两个下落模型，其中包括一个更现实的模型的星系晕和磁盘。这种改进的模型提供了一个令人满意的拟合元素丰度梯度推断从观测和其他径向特征的银河系（即，气体、恒星形成率和恒星密度分布）。我们讨论了这些结果可能对银河系形成理论的影响，并提出了一些原则上可以通过未来的观测来检验的预测。
2000-09-13 astro-ph
Are Great Disks Defined by Satellite Galaxies in Milky-Way Type Halos Rare in $Λ$CDM model?
我们假设卫星星系遵循暗物质分布，研究卫星星系的空间分布。基于高分辨率数值模拟的半分析研究支持这一假设。我们发现，对于Milky-Way型晕，如果只观测到十几个卫星星系，那么它们可以躺在一个均方根高度约为40 kpc的“大”盘上。平面的法线在天空上大致是各向同性的。这些结果与观测到的银河系卫星星系的性质是一致的。然而，如果卫星星系遵循由当前质量选择的子结构分布，那么类似于银河系中的大圆盘是罕见的，并且难以复制，这与Kroupa等人（2004）得出的结论一致。
2005-03-14 astro-ph
Effect of the Magellanic Clouds on the Milky Way disk and VICE VERSA
星-盘相互作用从两个方面限制了晕的性质：（1）物理参数激发了在存在大质量晕的情况下可观测的银河系盘结构的激发，尽管晕参数的精确限制是依赖于星系的;（2）相反，银河系作为一个整体对LMC结构有显著的动力学影响，这种相互作用也导致了晕限制。总之，这些情景有力地证实了我们目前对引力质量的估计，并表明LMC正在迅速演变。
1998-11-12 astro-ph
The Face-on View of the Milky Way: Gas Dynamics in the COBE NIR Bulge and Disk
我们报告的COBE近红外球和磁盘的重力位的气体流动的模拟。这些模型导致四臂螺旋结构之间的共转酒吧和太阳，与观察到的旋臂切线。3-kpc-臂与从杆的端部发出的臂之一相标识。
1998-12-08 astro-ph
The Chemical Evolution of the Milky Way
在过去的几年里，银河系化学演化建模领域正在经历一个高度活跃和取得重要成就的阶段。然而，仍有几个悬而未决的问题需要回答。在这篇评论中，我总结了什么是最重要的成就，什么是一些最迫切需要回答的问题。
1999-12-17 astro-ph
The Shapes of Galaxies and Their Halos as Traced by Stars: The Milky Way Dark Halo and The LMC Disk
恒星及其运动学为研究星系及其晕的形状提供了一种工具。在这篇评论中，我专注于两个具体的应用：银河系暗晕的形状和LMC盘的形状。前者受到各种观测的限制，但轴比q_DH的精确确定仍然是难以捉摸的。一个非常平坦的银河系暗晕q_DH < 0.4被排除，值q_DH > 0.7似乎与数据最一致。近红外线观测显示，大麦哲伦星系盘并不像人们长期认为的那样近似为圆形，而是在盘平面上具有0.7的轴比。这种伸长是垂直于麦哲伦流的，这表明它很可能是由于银河系的潮汐力。星系的平衡动力学建模对于许多应用都很重要。与此同时，潮汐效应和潮汐流的详细研究有可能提高我们对银河系暗晕和LMC等卫星星系结构的理解。
2001-07-13 astro-ph
Equilibrium Disk-Bulge-Halo Models for the Milky Way and Andromeda Galaxies
我们描述了一组新的自洽，平衡盘星系模型，包括指数盘，赫恩奎斯特模型的隆起，NFW晕和中央超大质量黑洞。该模型是来自明确的分布函数为每个组件和大量的参数允许实际星系的详细建模。我们提出的技术，使用结构和运动学数据，如径向表面亮度分布，旋转曲线和球速度色散分布，以找到最适合的银河系和M31模型。通过这些模型的N体实现，我们探讨了它们的稳定性对酒吧的形成。该模型允许研究范围广泛的动态现象，具有高度的现实性。
2005-06-08 astro-ph
On the recent star formation history of the Milky Way disk
根据由580多个天体组成的大样本疏散星团的年龄分布图，我们导出了过去2 Gyr银河系盘的恒星形成历史。通过解释的年龄分布图，从一个广泛的图书馆在过去的十年中进行的N体计算的数值结果，我们重建了最近的恒星形成历史的银河系盘。我们的分析表明，叠加在一个相对较小的水平，主要是在小N星团的恒星形成活动，恒星形成率经历了至少5个事件的增强恒星形成持续约0.2 Gyr与生产更大的集群。这种循环行为似乎显示出0.4+/-0.1 Gyr的周期。
2004-02-07 astro-ph
Chemical evolution of the Milky Way and its Satellites
这篇论文包含了我在2007年3月第37届萨斯费高级课程上的演讲。它回顾了建立银河系化学演化模型所需的所有主要成分，特别关注银河系和本星系群的矮椭球体。分析和数值模型进行了讨论。模型结果与观测结果进行了比较，以推断恒星核合成和星系的形成和演化的约束条件，特别注意解释不同恒星形成历史的星系的丰度比。最后讨论了宇宙化学演化
2008-04-09 astro-ph
The chemical evolution of a Milky Way-like galaxy: the importance of a cosmologically motivated infall law
我们的目标是找到一个宇宙学动机的下落法，以了解如果LambdaCDM宇宙学可以重现的主要化学特征的银河系般的螺旋星系。在这项工作中，我们测试了几种不同的气体下落定律，从Chiappini等人提出的银河系化学演化的两个下落模型开始，但重点是从宇宙学模拟得出的定律，它遵循一个和谐的LambdaCDM宇宙学。通过一个详细的太阳附近区化学演化模型，我们研究了不同的气体降落规律对丰度分布和G矮星金属丰度分布的影响。宇宙学气体下落定律预言了两个主要的气体吸积事件。通过这个宇宙学动机的下落法，我们研究的恒星形成率，SNIa和SNII率，在太阳附近的气体和恒星的总量和几个化学丰度的行为。我们发现，两个下落模型的结果是完全兼容的银河系的演化与宇宙吸积定律。来自DM晕的气体组装历史，从形态学的角度来看，与晚型星系的形成相兼容，可以产生与现有观测一致的化学性质。
2008-02-13 astro-ph
Elemental abundance trends in the metal-rich thin and thick disks
厚盘在螺旋星系和S0星系中很常见，似乎是星系形成和演化的固有部分。我们的银河系是一个古老的厚盘的宿主。与薄盘中的类似恒星相比，与薄盘相关的恒星在α元素方面有所增强。银河系的薄盘似乎也比厚盘年轻。评述了与薄盘和厚盘有关的恒星样品中元素丰度的变化趋势。特别注意如何选择这些样本。总结和讨论了我们目前对银河系厚盘和薄盘中元素丰度和年龄的认识。强调了差异研究的必要性。最后，根据目前的观测图片，对厚盘的形成情景进行了简要讨论。
2006-11-03 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
The LMC Microlensing Events: Evidence for a Warped and Flaring Milky Way Disk?
对由EMO和EROS合作探测到的朝向大麦云云的微透镜事件的最简单解释是，我们银河系中大约三分之一的晕以大约0.5个太阳质量的物体的形式存在。这种解释存在严重问题。正常的恒星星族是0.5个太阳质量的恒星，应该是可见的。另一个明显的透镜候选者是一群白矮星。但是，前体人口必须与金属污染的星际介质，与目前的人口II的丰度冲突。在这里，我们提出了一个更传统的，但目前更投机的解释。一些透镜是银河系圆盘中的恒星。由于银盘的扭曲和张开，它们位于大麦哲伦星系的视线上。根据它的标度长度和椭圆率，磁盘的光学深度可能位于$0.2 \times 10^{-7}$和$0.9 \times 10^{-7}$之间的任何地方。再加上大麦哲伦星云盘和棒的贡献，甚至可能是中间的恒星污染物，总的光学深度可能在不确定性范围内与数据相匹配。朝向大麦哲伦星系的微透镜现象可能告诉我们更多关于银河系外盘扭曲的结构和恒星星族的信息，而不是暗晕的组成。
1998-05-24 astro-ph
Abundance gradients and their evolution in the Milky Way disk
基于一个简单但相当成功的银河系盘化学演化模型，我们研究了元素He，C，N，O，Ne，Mg，Al，Si，S，Ar和Fe的丰度演化。我们使用金属丰度相关的产额为大质量恒星和没有质量损失。我们发现，大多数观察到的丰度配置文件是正确的复制大规模的恒星产量，但C和N需要补充来源。我们认为，大规模的，质量损失的恒星可以完全占C的丰度分布，而中等质量的恒星是N的主要来源，在这两种情况下，出现了一些冲突与河外HII地区的相应数据，至少如果目前在银河系的观测是在面值。观察到的Al的行为与目前的大质量恒星产量略有兼容，这可能高估了“奇偶”效应。我们还发现，所采用的“由内而外”的银河系盘的形成方案产生的丰度剖面陡峭的过去。在给定的银河系年龄间隔内，内盘的相应丰度散布比外盘小。
2000-07-12 astro-ph
A Schmidt-Kennicutt law for star formation in the Milky Way disk
我们使用一种新的方法来追溯银河系盘的恒星形成历史，使用一个样本的M矮星在太阳附近，这是整个太阳圈的代表。使用M星是因为它们在特定的年龄之前都有H_alpha发射，这是它们绝对星等的一个很好的校准函数。这使我们能够重建盘星在大约一半的盘寿命中诞生的速率。我们的恒星形成率与使用其他独立方法获得的结果一致，似乎排除了恒星形成率恒定的可能性。这项研究的主要结果是表明，施密特-肯尼卡特型（其中涉及恒星形成率的星系盘的星际气体含量）的关系已在银河系盘在过去5 Gyr。我们从M矮星和星际气体含量的磁盘中获得的恒星形成率可以推断为时间的函数，从磁盘的化学富集模型，这是很好地约束的观测表明，银河系磁盘的金属量在所涉及的时间尺度上几乎保持不变。我们证明了过去5个Gyr的恒星形成率和气体表面密度可以用指数为Gamma = 1.45（+0.22，-0.09）的Schmidt-Kennicutt定律精确描述。在统计不确定性范围内，这与其他星系的值相同。
2008-10-09 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
A Two-Phase Chemical Enrichment Model for the Milky Way Globular Cluster System
许多球状星团系统具有明显的双峰金属丰度分布函数，这在许多所有类型的大星系中具有惊人的相似特征。通过使用银河系的集群系统作为一个典型的例子，我们表明，双峰MDFs可以很好地匹配一个双“accreting-box”的化学富集模型，在该模型中的晕（贫金属）和隆起（富金属）的集群形成在早期阶段的气体流入与恒星形成的同时。然而，两相之间有效产额的差异本身并不足以重现所观察到的双相形状：两相都需要气体下落，并且初始气体或下落气体在两个单独的相中必须具有非常不同的金属丰度。
2003-11-10 astro-ph
Does the Milky Way have a Maximal Disk?
银河系通常被认为是螺旋的最佳例子，其中暗物质不仅主导了外部运动学，而且在内部星系中扮演着主要的动力学角色：因此银河系盘被称为"次极大“。"这个结论对于理解星系的演化和特定暗物质模型的可行性非常重要。“银河系的证据依赖于大量的结构和运动学测量，其中许多最近已经被修订。新的限制不仅表明银河系是其类（Sb-Sc螺旋）中比以前认为的更典型的成员，而且还需要重新检查银河系盘是否是最大的问题。通过对银河系适用于外部星系的“最大盘”的相同定义，它表明，新的观测约束是符合合理的$M/L$的银河系最大盘。特别是，本地盘柱可以大大小于经常被引用的所需的$Σ_{\odot} \approx 100 \msolar pc^{-2}$ --在极端情况下低至$40 \msolar pc^{-2}$--但仍然是最大的，因为暗晕在银河系内部提供的旋转支持可以忽略不计。这一结果可能对任何基于银河系盘或暗晕潜力假设的结论产生影响，特别是对沿大麦哲伦星云和隆起视线的微透镜效应结果的解释。
1997-01-21 astro-ph
The Vertical Structure of the Outer Milky Way HI Disk
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。加上m=2的模，说明了南北翘曲之间的大的不对称性。我们使用Morlet小波变换来研究高频模式的空间和频率局部化;这些模式通常被称为“扇形”。“我们发现m=10和15的扇形模式远高于噪声，但局部化;这表明扇形并没有遍布整个磁盘，而只是局部区域。
2006-01-30 astro-ph
Abundance evolution of intermediate mass elements (C to Zn) in the Milky Way halo and disk
我们提出了一个全面的研究，从C到Zn，在银河系晕和本地磁盘的中间质量元素的丰度的演变。我们使用一个一致的模型来描述这两个星系子系统的演化。晕和盘被认为是独立发展的，都是从原始组成的气体开始，并以不同的方式：强烈的外流被认为是发生在$\sim$ 1 Gyr的晕形成，而盘是由缓慢下降的气体。这种对晕+盘演化的描述可以正确地解释主要的观测约束（至少在星系化学演化的简单模型框架内）。然后，我们利用金属丰度依赖产量研究所有元素的C和Zn的演变。将我们的结果与大量的观测数据（包括最近的数据）进行比较，我们能够对大质量恒星当前产量的成功和缺点进行批判性分析。最后，我们定性地讨论了一些可能的方法来解释最近的数据对氧与铁，这表明，氧的行为不同于其他α元素。
2000-05-08 astro-ph
Elemental abundances as a function of kinematics in the Milky Way's disk
我们使用Soubiran & Girard（2005）的星表，给出了三个样本的研究结果，这些样本在运动学上代表了薄盘和厚盘以及大力士流。我们观察到的丰度趋势和年龄分布的每个组成部分。我们的研究结果表明，这两个磁盘的化学分离，它们的金属丰度重叠很大，都显示出平行的趋势，随着金属丰度的增加，在-0.80 < [Fe/H] <-0.30。厚盘显然比薄盘更古老，初步证据表明，在薄盘形成之前，在2-3 Gyr和恒星形成的间隙中存在着金属丰度关系。为了提高对盘丰度趋势的统计，我们开发了一个自动程序TGMET{ \Large α}，用于测定光谱档案中数以千计的恒星光谱的（Teff，logg，[Fe/H]，[α/Fe]）。我们已经评估了350光谱的恒星的丰度目录的一部分的算法的性能。
2006-01-20 astro-ph
Chemical Evolution of the Galactic Disk and Bulge
IAU第164届会议关于恒星星族的特邀评论。银河系为检验星系形成和演化的理论提供了一个独特的机会。对银河系中恒星的空间分布、运动学和化学丰度的研究使人们能够解决与这次会议有关的具体问题，例如银河系是什么时候组装的？这是一个持续的过程吗？银河系的合并历史是怎样的？
1994-12-19 astro-ph
Asymptotic giant branch evolution and its impact on the chemical evolution of the Milky Way and the Magellanic Clouds
恒星演化的渐近巨星分支（AGB）阶段是大多数中低质量恒星所共有的。宇宙中的大部分碳和氮都是由AGB恒星产生的。AGB封套的最终命运由行星状星云（PN）代表。通过研究PN丰度，并将其与恒星演化的产量进行比较，可以量化碳和氮的产生，并研究银河系和麦哲伦云种群的宇宙循环。在本文中，我们提出了PN化学丰度分析的最新结果及其对银河系和麦哲伦云化学演化的影响，特别注意碳丰度，只有通过紫外光谱才能获得。
2006-09-21 astro-ph
The chemical evolution of the Milky Way in a cosmological context
一个简短的概述提出了几个主题的银河系（MW）的宇宙学背景下的演变。特别是，金属丰度分布的MW晕解析推导和晕金属丰度和丰度模式进行了比较，本星系群。由内而外形成的MW盘的支持所观察到的丰度梯度的演变，而它们的大小表明，银河酒吧的作用是可以忽略不计的。最后，太阳邻域演化的经验基础（年龄-金属丰度关系和金属丰度分布），这是研究得最好的银河系子系统，最近受到严重质疑。
2006-11-15 astro-ph
Detecting the Milky Way's Dark Disk
在LambdaCDM中，大质量的卫星被动力摩擦拖入盘平面，在那里它们溶解成恒星厚盘和更大质量的暗物质盘。暗盘独特的运动学与也进入卫星的恒星相匹配。暗盘相对于地球的较低速度增强了在低反冲能量下的探测率。当WIMP质量大于50 GeV/c^2时，在5 - 20 keV的反冲能量范围内，探测率增加到原来的3倍。将其与更高能量下的速率进行比较，将改善对WIMP质量的约束，特别是对于大于100 GeV/c^2的质量。暗盘的年调制信号显著增强，其调制相位相对于暗晕移动约3周。一旦暗盘的性质被未来的天文观测所确定，观测到的相位随反冲能量的变化也可以用来确定WIMP的质量。从目前的实验中的WIMP相互作用的截面的限制，提高了1.4至3.5的因素时，一个典型的贡献，从暗盘。
2009-06-18 astro-ph
Contrasting the chemical evolution of the Milky Way and Andromeda galaxies
星系的化学演化历史隐藏了它如何形成的线索，并随着时间的推移而变化。我们研究了银河系（MW）和仙女座星系（M31）的化学演化历史，以发现哪些是盘状星系化学演化的共同特征，哪些是依赖于星系的。我们使用一个半解析的多区化学演化模型。这些模型成功地解释了这两个具有相似质量和形态的本星系群旋涡星系中观测到的化学性质的平均趋势。我们的研究结果表明，虽然MW和M31的演化具有普遍的相似性，但需要在形成历史上的差异来详细解释观测结果。特别是，我们发现，在M31晕中观察到的较高的金属丰度可以解释为：a）较高的晕星形成效率或b）较大的下降晕气体储层与较长的晕形成阶段。这两种不同的图像将导致a）在低金属丰度下较高的[O/Fe]或b）M31晕中较年轻的恒星星族。这两张照片都在M31中产生了更大质量的恒星晕，这表明晕的金属丰度与恒星质量之间可能存在相关性。
2004-10-25 astro-ph
On the early chemical evolution of the Milky Way
对有关银河系早期化学演化的几个问题进行了批判性的讨论。特别是，它认为：1）所观察到的极贫金属恒星（Pop. II）的丰度模式并不限制第一代（Pop. III）恒星的质量范围;后者很可能是正常质量的恒星（10-50 Msun）或非常大质量的恒星（140-1000 Msun）或两类的组合。2)原始锂丰度（WMAP之后）和观测到的“Spite高原”之间的差异不可能是由于最近提出的一代大质量Pop. III恒星的破坏，除非这些恒星喷出的金属量可以忽略不计。3)所观察到的晕金属丰度分布可以很好地理解的分层星系形成的框架，如这里所示的一个简单的半分析模型。4)银河系的晕是由无数较小的子晕形成的，这可能对我们理解r元素的丰度模式有重要意义，而r元素的起源仍然不清楚。
2006-12-21 astro-ph
Archer of the Galactic disk? The effect on the outer HI disk of the Milky Way of collisional encounters with the Sagittarius dwarf galaxy
流体动力学计算进行模拟Sgr矮星系和银河系外HI盘之间的碰撞相互作用，约束最近推导出的轨道和质量参数，这个矮星系。研究发现，如果矮星系的质量超过~10^9 M_Sun，碰撞将导致银河系HI盘结构的显著扭曲;这个值与一个估计是一致的，该估计要求矮星系足够坚固，能够在潮汐破裂中幸存下来，直到现在。虽然在我们的模拟中，由于缺少活动的星系晕，相互作用的精确细节受到了影响，但我们发现，对于质量大于5 × 10^9 M_Sun的模型，会产生突出的旋臂和外盘的显著不平衡。此外，一个明显的翘曲状结构中诱导的磁盘。因此，Sgr矮星可能对外星系的恒星形成历史和结构产生了重大影响。这些模拟证实了通过对HI盘结构观测的仔细分析来确定当前质量大于10^9 M_Sun的低表面亮度、贫气体矮星系与巨旋涡星系的合并速率的可能性。
1998-06-10 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
The Virgo stellar over-density: Mapping the infall of the Sagittarius tidal stream onto the Milky Way disk
最近发现的室女座恒星过密度，垂直于银盘平面（7< Z <15 kpc，R~7 kpc）膨胀超过1000 deg^2，是迄今为止在外晕中探测到的最大的潮汐碎片团，可能与银河系吸积附近的矮星系有关。我们进行N体模拟的人马座流表明，这个巨大的恒星过密度是一个确认的理论模型预测的领先的尾巴人马座流穿越银河系平面在太阳附近。需要径向速度测量来证实这种关联，并通过新一代的理论模型进一步限制银河系暗物质晕的形状。如果室女座超密度和人马座主导臂的识别是正确的，我们预测室女座超密度恒星的径向速度非常负。对人马座潮汐流这一新部分的探测将是正在进行和今后进行的运动学调查以及在太阳附近进行的暗物质直接探测实验的一个极好的目标。
2007-01-31 astro-ph
On the chemical evolution of the Milky Way
我讨论三个不同的主题有关的化学演化的银河系（MW）。1)的MW晕的金属丰度分布，它表明，这种分布可以解析推导出的框架中的层次合并的情况下，星系形成，假设的组件子晕的化学性质类似的祖星的卫星星系的MW。2)在太阳附近的年龄金属丰度关系（AMR），我认为谨慎的数据与重要的不确定性（如年龄的不确定性，在日内瓦Kopenhaguen调查）之间的关系平均金属丰度和年龄：派生的关系被证明是系统平坦的比真实的，不应该直接比较模型。3)星盘中恒星的径向混合，这可能对各种观测值产生重要影响（AMR中的散射，金属丰度分布尾部的延伸，星盘丰度剖面的平坦化）。最近的SPH + N体模拟发现了相当大的径向混合，但只有与观测结果进行比较才能最终确定这种混合的程度。
2008-09-15 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
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
Effect of the Milky Way on Magellanic Cloud structure
分析模型和n体模拟的结合表明，大麦云（LMC）的结构演化是由它与银河系的动力学相互作用主导的。虽然在某种程度上是预期的，但参与的范围具有重大的观测后果。首先，大麦哲伦星系盘的轨道被扭转出盘平面，使盘变厚，形成一个球体。力矩的结果直接强迫银河系潮汐，间接，从LMC磁盘和它的晕之间的阻力导致的LMC磁盘的诱导岁差。后者是一种新报道的机制，可以影响所有的卫星互动。然而，总的扭矩不能各向同性的恒星轨道和他们的运动学仍然是盘状。这样的运动学签名观察到几乎所有的LMC人口。扩展磁盘分布预计将增加对LMC的微透镜。其次，在此过程中，磁盘的结合能缓慢下降，膨胀并为随后的潮汐剥离准备外部区域。由于潮汐剥离碎片将在空间上扩展，剥离星的分布比HI麦哲伦流更广泛。这与气体流中恒星密度的上限是一致的，并提出了一种不同的探测剥离恒星的策略。最后，通过n体模拟预测了几个LMC轨道上的质量损失，碎片从潮汐边界延伸到数十千秒差距。虽然被剥离的恒星的整体空间密度很低，但最近有报道称可能存在这样的干预人口，并且可以使用2MASS进行检测。
1999-05-25 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
Three Dimensional Structure of the Milky Way Disk
我们提出了一个适合于远红外（FIR）和近红外（NIR）数据的COBE/DIRBE仪器银河系纬度|b| < 30度和银河系中心20度以内的三维模型。由于240微米的低光学厚度，FIR辐射追踪银河系中星系尘埃的分布。我们的灰尘分布模型，由于三个组成部分：一个扭曲的指数盘尺度长度为0.28 R_太阳和一个耀斑规模的高度，一个螺旋臂组件与四臂跟踪银河系HII地区，和本地（猎户座）的手臂，产生突出的发射功能在银河经度l约。80和-100度。宇宙红外背景为1.07兆焦耳/锶恢复，与以前的测定一致。尘埃分布，然后用来计算在J和K的吸收，并在这些波段的恒星辐射模拟两个组件：一个翘曲指数盘的尺度长度为0.28 R_太阳和螺旋臂组件占主导地位的两个手臂。这个小尺度的长度与我们银河系的最大圆盘模型一致，这与CDM模型中预测的尖状暗物质晕不一致。我们发现恒星和尘埃的弯曲幅度不同，它始于太阳圈内。
2001-03-29 astro-ph
On the 511 keV emission line of positron annihilation in the Milky Way
我回顾我们目前的理解，在银河系中的正电子源，所观察到的511千电子伏湮没线的性质的报告的基础上。这里有人认为，大多数的磁盘正电子传播远离磁盘和由此产生的低表面亮度湮灭发射是目前无法检测的SPI/INTEGRAL。也有人认为，大部分的磁盘正电子可能会通过银河系的规则磁场传输到隆起和湮灭在那里。这些想法可能会减轻目前的困难interpreting积分结果在一个“传统”的框架。
2008-09-15 astro-ph
An Interaction of a Magellanic Leading Arm High Velocity Cloud with the Milky Way Disk
麦哲伦星系的主导臂是潮汐形成的HI特征，从麦哲伦云延伸出$\sim 60\arcdeg$，位于其运动方向的前方。利用来自银河系全天巡天（GASS）的氢原子（HI）数据，再加上来自澳大利亚望远镜紧凑阵列的数据，我们发现了引导臂中的云与引导臂穿过银河平面的银河圆盘之间相互作用的证据。这种相互作用发生在银河系自转所允许的速度下，这使我们能够推导出到星云的运动学距离为21 kpc，这表明主导臂以$R\approx 17$ kpc的银河系半径穿过银道面。
2007-12-14 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
The origin of abundance gradients in the Milky Way: the predictions of different models
我们的目标是研究沿银河系盘的丰度梯度和它们的依赖于几个参数：在表面气体密度调节恒星形成的阈值，恒星形成效率，形成薄盘的时间尺度和总表面质量密度的恒星晕。我们测试一个模型，认为宇宙的下落法。这一定律并不能预测一个由内而外的盘的形成，但它可以很好地适应太阳附近的性质。我们研究了几个案例。我们发现，在同一时间再现的丰度，恒星形成率和表面气体密度梯度沿银河系盘，它是必要的，假设一个由内而外形成的磁盘。气体密度的阈值不是必需的，通过假设一个变星的形成效率也可以达到同样的效果。从宇宙学推导出的包含由内而外的盘形成过程和变星形成效率的坍缩定律确实能很好地再现盘的所有性质。然而，这里提出的宇宙学模型没有足够的分辨率来捕捉所要求的盘的由内而外的形成。
2008-11-21 astro-ph
On the origin of fluorine in the Milky Way
氟（19 F）的主要天体物理工厂被认为是II型超新星、沃尔夫-拉叶星和中等质量恒星的渐近巨星分支（AGB）。我们提出了一个半解析的多区化学演化模型的氟在银河系中的化学演化模型。我们首次定量地证明了沃尔夫-拉叶星和AGB星中氟核合成的影响。这后两个氟生产地点的包含提供了一个可能的解决方案，长期以来模型预测和银河系巨星中观察到的氟丰度之间的差异。最后，讨论了氟作为超新星和中等质量恒星在半人马座球状星团化学演化历史中的作用的可能探针。
2004-10-25 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
