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
Red thick disks of nearby galaxies
边缘系统揭示了盘状星系的属性作为高度的函数，z，以上的平面。四个局部边缘星系，足够接近，已经被哈勃太空望远镜分解成恒星，显示出厚盘，由红色的恒星星族组成，这是古老的，相对富含金属。颜色梯度d（V-I）/dz为零或略正。February模型可能有一个明确的厚盘形成阶段。
2004-11-09 astro-ph
Elemental Abundance Survey of The Galactic Thick Disk
我们对银河系厚盘中的176颗F-和G-矮星进行了丰度分析。使用精确的径向速度结合$Hipparcos$天体测量，运动学（U，V和W）和银河轨道参数进行计算。我们估计了一颗恒星属于薄盘、厚盘或晕的概率。C、O、Na、Mg、Al、Si、Ca、Sc、Ti、V、Cr、Mn、Fe、Co、Ni、Cu、Zn、Y、Ba、Ce、Nd、Eu等元素的丰度。厚盘星的丰度与Reddy等人（2003）的薄盘成员的丰度进行了比较。在$-0.3 <$ [Fe/H] $ < -1.2$的范围内，厚盘星的$α$ -元素（O、Mg、Si、Ca和Ti）与铁的比值比薄盘星明显增强。还有其他元素--铝、钪、钒、钴，可能还有锌--它们在厚圆盘中与铁的比率比薄圆盘高。Na、Cr、Mn、Ni和Cu（相对于Fe）的丰度在薄盘星和厚盘星中非常相似。在给定的厚盘星[Fe/H]丰度比[X/Fe]的分散是一致的预期散射由于测量误差，表明缺乏“宇宙”的散射。观察到的薄盘和厚盘的组成似乎是一致的星系形成模型的层次聚类在$Λ$ CDM宇宙。特别是，在薄和厚盘中观察到的不同丰度模式，以及厚盘在不同银河系中心距离处的化学均匀性，有利于大多数厚盘恒星形成{ \it原位}的场景，从富含气体的合并块。
2005-12-20 astro-ph
LMC Microlensing and Very Thick Disks
我们调查的影响，一个非常厚（规模高度1.5 - 3.0千秒差距）磁盘人口的MACHO。这样的群体代表了透镜群体标准光环配置的合理替代方案。我们发现，非常厚的磁盘分布可以降低从微透镜数据对LMC的透镜质量估计，虽然平均透镜质量大大低于$0.3\Msol$是不可能的。从直接搜索这样的透镜的约束意味着非常低的光度对象：因此厚磁盘不解决微透镜的透镜问题。我们进一步讨论了非常厚的磁盘人口的微透镜的后果，包括视差事件的概率增加。
1998-03-19 astro-ph
A possible age-metallicity relation in the Galactic thick disk?
用229颗邻近厚盘星的样本研究了银河系厚盘中年龄-金属丰度关系（AMR）的存在。结果表明，在厚盘中确实存在年龄-金属丰度关系。通过将恒星样本分成子组，以0.1 dex的金属丰度分隔，我们表明，当[Fe/H]=-0.8到[Fe/H]=-0.1时，中位年龄减少约5-7 Gyr。结合我们的结果与我们新发表的α-元素趋势的厚盘星的本地样本，显示从超新星Ia型（SNIa）的签名，我们可以在这里得出的结论，SNIa率的峰值的时间尺度是在厚盘3-4 Gyr的顺序。我们在这里提出的厚盘AMR的初步证据也对厚盘形成的假设有影响;恒星形成必须是一个持续数十亿年的过程。这是进一步讨论这里，似乎加强了假设，厚盘起源于合并事件与同伴星系，膨化了一个预先存在的薄盘。
2004-03-25 astro-ph
The Emergence of the Thick Disk in a CDM Universe II: Colors and Abundance Patterns
最近出现的信念，厚盘是普遍存在于盘星系，他们似乎无处不在的老年，这意味着厚盘的形成，也许比任何其他组件，持有解开银河系的演化的关键，实际上所有的盘星系。在第一篇论文中，我们提出厚盘形成于一个富气体合并的时代，在高红移。这一假设是基于比较N体/SPH模拟的各种银河系和河外观测，包括恒星运动学，年龄和化学性质。这里检查我们的厚盘形成的情况下，最新的观测河外厚盘。与此一致，我们模拟的厚盘是旧的，相对富含金属，V-I颜色不会随着与飞机的距离而显著变化。此外，我们表明，我们的建议的结果在厚盘星的α-元素的增强与薄盘星相比，与银河系的相关人口的观测一致。我们还发现，我们的方案自然会导致形成一个古老的金属弱恒星晕人口与高α元素丰度。
2005-03-11 astro-ph
The Kinematics of Thick Disks in External Galaxies
我们提出的厚和薄盘在两个边缘星系的运动学测量。我们推导出恒星旋转曲线和以上的星系的中平面使用钙II三重态功能测量GMOS光谱仪双子座北。在一个星系FGC 1415中，平面上方的运动学显示出明显的旋转，比中平面滞后约20- 50%，类似于银河系中的行为。然而，第二个星系FGC 227的运动学却大不相同。平面上方的旋转非常缓慢，显示出小于中平面恒星旋转速度的25%。我们将观测到的旋转曲线分解成厚盘和薄盘运动学的叠加，使用2维拟合星系图像来确定每个位置上厚盘恒星的比例。我们发现FGC 1415的厚盘以薄盘转速的30-40%旋转。相比之下，FGC 227的厚盘很可能是反向旋转的，如果它在旋转的话。这些观测结果与我们测量的每个星系的速度色散曲线是一致的。反向旋转厚盘的检测最终排除了厚盘形成的模型，无论是在整体崩溃或垂直加热的前一个薄盘。相反，这些数据有力地支持了这样的模型，即厚盘是由坠落的卫星直接吸积恒星形成的。
2005-01-18 astro-ph
The Galactic Thick Disk Stellar Abundances
我们目前的第一个结果，从一个计划，以测量大样本（N>30）厚盘星的化学丰度的主要目标是调查银河系厚盘的形成历史。我们的分析证实了以前的研究O和Mg在厚盘星报告增强超过薄盘人口。此外，Si，Ca，Ti，Mn，Co，V，Zn，Al和Eu的观测结果都表明，厚盘种群具有与薄盘不同的化学历史。除V和Co外，厚盘丰度模式与[Fe/H]~-1的晕星一致或趋于一致。这表明厚盘星有类似于富含金属的晕星的化学富集历史。与可能的例外的硅，厚盘丰度模式是在非常好的协议与贫金属的凸起恒星中观察到的化学丰度表明这两个人口形成于同一个气藏在一个共同的时代。我们讨论了厚盘形成的影响，提出了新的见解的核合成理论，并在高红移的阻尼Lya系统的丰度模式的解释的影响。[重大删减]
2000-08-04 astro-ph
Tracing the Galactic thick disk to Solar metallicities
我们表明，银河系厚盘达到至少太阳的金属丰度，它经历了强烈的化学富集期间~3 Gyr，结束约8-9 Gyr前。这一发现进一步限制了薄盘和厚盘之间的关系和界面，以及它们的形成过程。我们的研究结果是基于对太阳附近261颗运动学选择的F和G矮星的详细元素丰度分析：194颗可能是厚盘成员，67颗可能是薄盘成员，范围为-1.3<[Fe/H]<+0.4。
2007-05-15 astro-ph
The Emergence of the Thick Disk in a CDM Universe
使用我们的化学动力学星系形成代码，GCD+模拟盘星系，被证明有一个厚盘组件。这是由速度色散与年龄关系的太阳邻居星，这清楚地表明了一个突然增加的速度色散在回望时间约8 Gyrs，是在非常好的协议与观测。这些厚盘星是由气体形成的，这些气体是在高红移的等级聚类的混乱时期吸积到星系中的。这种形成的情况是一致的观测银河系和河外厚盘。
2004-05-17 astro-ph
The nature of the metal-rich thick disk
我们已经追踪到了银河系厚盘迄今为止最高的金属丰度。基于对187颗F和G矮星的高分辨率光谱观测，这些矮星在运动学上可以与薄盘（60颗恒星）或厚盘（127颗恒星）相关联，我们发现厚盘恒星至少达到太阳金属丰度，甚至可能更高。这一结果与恒星的U_LSR、V_LSR和W_LSR速度无关。
2006-12-16 astro-ph
Structural Parameters of Thin and Thick Disks in Edge-On Disk Galaxies
我们分析了34晚型，边缘上，不受干扰，盘星系跨越广泛的质量的全球结构。我们使用二维最小二乘拟合我们的$R$带测光测量的星系的结构参数。这些拟合需要一个厚磁盘和一个薄磁盘来充分拟合数据。厚磁盘有较大的规模高度和较长的规模长度比嵌入薄磁盘，由~2和~1.25倍，分别。观测到的结构参数与来自银河系中恒星计数和附近星系中分辨出的恒星星族的厚盘和薄盘的性质吻合得很好。我们发现大质量星系的光度主要由薄盘决定。然而，在低质量星系（Vc < 120 km/s）中，厚盘星贡献了近一半的光度，并主导了恒星质量。因此，虽然低质量矮星系看起来是蓝色的，但它们的大多数恒星可能都相当古老。我们的数据是最容易解释的形成方案，厚盘是通过合并卫星的恒星材料直接吸积组装而成的薄盘是由吸积气体。因此，薄盘中的重子部分限制了合并前星系碎片的气体丰度。如果我们把HI中的质量作为薄盘的一部分，那么厚盘包含了高质量星系中<10%的重子，以及低质量星系中约25-30%的重子。我们讨论了如何解释我们的趋势可以在早期超新星驱动的外流，以及预测厚磁盘的丰度趋势的可能性，并删除半解析星系形成模型和低质量星系的观察到的颜色之间的差异。（摘要删节）
2005-08-22 astro-ph
Abundances and ages of the deconvolved thin/thick disks of the Galaxy
我们已经调查了丰富的几种化学元素在两个大的恒星样本运动学代表薄和厚盘的银河系。化学，运动学和年龄数据已收集到高质量的文献来源。速度（U，V，W）已计算和用于选择的恒星具有最高的概率分别属于薄盘和厚盘。我们的研究结果表明，这两个磁盘的化学分离。两者都表现出[ $α$ /Fe]随着[Fe/H]的增加而下降。在10 Gyr处观察到薄/厚盘星之间的过渡。
2004-11-02 astro-ph
Iron Line Profiles from Relativistic Thick Accretion Disk
本文提出了一种新的计算旋转黑洞周围有限厚度相对论吸积盘中Fe K α线轮廓的程序。随着吸积速率的增加，薄的开普勒吸积盘必然会变厚，并成为次开普勒。我们在这里开始，第一次，一个完全相对论性的计算，其目的是深入了解的几何厚度和次开普勒轨道速度的影响上的线轮廓。这个代码也很适合于产生吸积盘图像。
2007-04-19 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
alpha-, r-, and s-process element trends in the Galactic thin and thick disks
从详细的元素丰度分析的102 F和G矮星，我们提出了丰富的趋势，在银河系薄和厚盘的14种元素（O，Na，Mg，Al，Si，Ca，Ti，Cr，Fe，Ni，Zn，Y，Ba和Eu）。在我们以前的研究中，102颗恒星中有66颗的恒星参数和元素丰度（Y、Ba和Eu除外）已经给出（Bensby et al. 2003，2004 a）。这项研究中的36颗新恒星扩展并证实了我们以前的结果，并使我们能够得出关于丰度趋势的进一步结论。s过程元素Y和Ba以及r过程元素Eu也首次被考虑在整个样品中。结果表明：1）厚盘和薄盘的α-元素变化趋势明显分离; 2）厚盘的α-元素变化趋势显示出SNIa富集的典型特征; 3）厚盘恒星样品的平均年龄大于薄盘恒星样品; 4）厚盘丰度趋势与银心半径（R_m）无关，5）厚盘丰度趋势与距银道面的垂直距离（Z_max）无关。从文献中添加进一步的证据，我们认为，合并/与伴星系相互作用的情况下，产生一个运动学加热的恒星（构成今天的厚盘）在一个预先存在的旧薄盘是最有可能的银河系厚盘的形成方案。
2004-12-06 astro-ph
Observations of Thick Disks in the Hubble Space Telescope Ultra Deep Field
利用哈勃空间望远镜超深场（UDF）观测的链状和旋涡星系的垂直剖面，拟合sech^2（z/z_0）函数，并与恒星剖面进行卷积，以测量四个通带的盘标度高度z_0。避免了螺旋的凸出区域。测光红移给出了绝对尺度。这些星系中的巨大团块的均方根高度也被测量。结果表明，UDF盘是厚的，平均z_0为1.0 \pm 0.4 kpc。径向指数标度长度与z_0的比值为3 \pm 1.5.标度高度仅比巨大恒星形成团的半径大20%，比中平面周围的均方根团偏差大10倍。这表明团块是由中平面气体形成的，溶解后形成了厚的圆盘。红移的恒星星族模型表明，年龄约为1 Gy，质量柱密度为4 ~ 40 Msun pc^{-2}。UDF磁盘看起来像现代厚磁盘的年轻版本。这种相似性很难理解，如果星系随着时间的推移而增长，或者如果随后的薄盘吸积引力收缩观察到的厚盘。更有可能的是，高红移盘很厚，因为它们的质量柱密度很低;只有14 km/s的速度色散再现了观测到的厚度。现代厚盘在高红移时需要更多的加热。这是可能的，如果最终形成薄盘的气体在现代厚盘最年轻的年龄之前就已经存在，并且如果现有的恒星在这种气体的输送过程中被加热。
2006-07-24 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
Simulations of minor mergers. I. General properties of thick disks
我们提出了模拟厚盘的形成，通过吸积的两个组件的卫星到一个预先存在的薄盘。我们的目标是建立以这种方式获得的厚盘的详细特征，以及它们对吸积物体的初始轨道和内部性质的依赖性。我们发现，合并与主机的质量的10-20%的质量导致厚盘的形成，其特征是相似的，无论是在形态学和运动学，观察到的。尽管质量比相对较大，但主盘并没有被坠落的卫星完全摧毁：可以识别出一个剩余的运动学上冷而薄的成分，包含约15-25%的质量，它嵌入在一个更热更厚的盘中。例如，这可以解释银河系中存在一个非常古老的薄盘星。盘的最终标度高度取决于合并的初始倾角和性质，但在~4标度高度处的卫星恒星粒子的分数直接测量卫星星系和宿主星系之间的质量比。我们的厚盘通常在非常低的表面亮度水平（比峰值低6个星等）下显示方形等照度线。在运动学上，模拟厚盘的速度椭球与太阳半径处的银河系厚盘的速度椭球相似。σ_Z/σ_R随半径的变化趋势可以很好地判别吸积卫星的初始倾角。在银河系中，厚盘的旋转速度可能存在垂直梯度，以及在太阳附近观测到的sigma_Z/sigma_R值，似乎有利于厚盘通过低或中等轨道倾角的合并形成。
2008-09-19 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
Flux enhancement in the inner region of a geometrically and optically thick accretion disk
考虑到从盘的其他部分撞击在表面上的辐射，计算几何上厚的"漏斗“形盘的表面通量（和相应的观测通量）。发现即使在盘的张角很小时（$\approx 15^o$），盘的最大视光度与实际光度的比值也只是一个因子$\approx 5$。因此，从恒星质量黑洞周围的“漏斗”形亚爱丁顿盘发出的几何光束发射，不能解释在附近星系中检测到的超亮X射线源。
2002-10-21 astro-ph
Extraplanar Dust: a Tracer of Cold Dense Gas in the Thick Disks of Spiral Galaxies
星系的星际厚盘不仅含有气体，而且含有大量的尘埃。我们对盘状星系中的面外尘埃的大部分知识来自于这些系统的直接宽带光学成像，其中尘埃是由于它对厚盘和凸起恒星产生的不规则消光而被识别的。这种观测技术只对密度最大的物质敏感，我们认为，以这种方式确定的大部分物质都是星系中星际厚盘的冷相。一个冷的、致密的相的存在可能意味着螺旋星系厚盘中的星际压力可能相当高。这种星际介质的致密相也可能促进厚盘星的形成，H-α观测现在揭示了几个星系中新形成的OB星协会周围的H II区域。我们认为，大量的尘埃和由尘埃跟踪的结构的形态意味着盘星系中的大部分面外物质必须从下面的薄盘驱逐。
2004-10-15 astro-ph
Kinematical Properties of the Thick Disk of the Galaxy
在这里，我们试图找到新的约束厚盘人口使用样本在中纬度和北银河系极点，其中包括测光和自行。算法SEM（随机估计最大化; Celeux \& Deibolt 1986）被用来反卷积的恒星组件到大的距离以上的平面，允许研究他们的统计特性独立。使用多维判别分析（MDA）来使用多维空间（V、B-V、U-B、$μ_{l}$ \& $μ_{b}$）中的观察来鉴定厚盘。
1994-10-20 astro-ph
Signatures of SN Ia in the galactic thick disk
我们提出的第一个结果，一个更大的研究恒星丰度和化学趋势，在太阳附近的长寿矮星属于（基于他们的运动学）薄和厚的星系盘，分别。我们证实，α元素在薄盘和厚盘中的趋势是不同的（这在Fuhrmann 1998年以前已经证明了Mg的趋势，但例如Chen等人2000年声称这些趋势彼此平滑地遵循）。我们发现，厚盘显示了Ia超新星（即“膝盖”）对星际气体富集的典型贡献，这些星际气体形成了后来的厚盘星。该趋势在[Fe/H] ~ -0.7时开始为[Mg/Fe] ~0.35，并且随着[Fe/H]的增加而在该水平上持续，直到[Mg/Fe]开始下降的-0.4 dex，并且在太阳金属丰度处稳定地持续下降到0 dex。对于其他α元素（例如Si）也是如此。使用年龄从文献中，我们发现，厚盘的平均年龄比薄盘。结合我们的结果与其他观测事实，我们认为，最有可能形成的厚盘的情况下，仍然是一个激烈的合并事件。我们还认为，可能有tentativeevidence扩散的轨道在今天的薄盘（基于运动学结合元素丰度）。
2002-11-27 astro-ph
Evolution of Thick Accretion Disks Produced by Tidal Disruption Events
潮汐破裂事件后可能形成几何厚盘，快速吸积可能导致短期耀斑，随后是长期的低水平发射。使用一种新的吸积盘的代码，主要依赖于全球守恒定律和假设，粘度是积极的，广泛的物理允许的厚盘的进化序列进行了研究。主要的结果是，在厚盘阶段的吸积只能消耗一小部分的初始盘材料之前，盘冷却，变得薄。对于10^6 ~ 10^7 M_ \odot黑洞的破裂，这个比值约为0.5-0.9，并且对盘的平均角动量很敏感。残留的物质将在较长的时间内以某种形式的薄盘吸积。初始厚盘阶段可以将盘的调光时间尺度从仅基于薄盘的估计减少约2倍。假设初始厚盘为0.5 M_ \odot，即使薄盘变为平流主导，在潮汐扰动事件后不少于20（0.1/α）到2000（0.1/α）年内，黑洞质光比可以上升到M_ \odot /L_ \odot = 1以上，这取决于黑洞的质量和相遇的初始条件。在质量较低的10^6 M_（\odot）黑洞中，长时辐射最为普遍.如果这些星系核的潮汐破裂率为~10^{-4} yr^{-1}，那么大约10%的星系核应该表现出~10^{38} ergs ^{-1}水平的长期紫外/光辐射。
1997-08-28 astro-ph
Magnetic Activity in Thick Accretion Disks and Associated Observable Phenomena: II. Flux Storage
在第一篇文章中，我们研究了从绝热厚吸积盘中排出通量管的条件。在本文中，我们探讨了其他几种模型的厚磁盘，通量管可以存储。我们表明，通量管足够弱的字段不驱逐出，如果他们在一个等温磁盘内的磁共振，他们继续围绕平均等势面内的磁盘振荡。如果磁通管中的磁场由于剪切而被放大，它们最终会被驱逐出去。我们还探索了一个“玩具”模型，在这个模型中，熵从厚盘的中心向外增加，并发现了类似的行为。在磁盘中的磁通量存储，在太阳的情况下，一般来说，提高了持续的磁活动的可能性，在烟囱区域形成日冕。盘表面日冕的存在可以解释Blazar光谱的短时变化以及活动星系核和类星体高能粒子的发射。它也可能通过磁化风为宇宙喷流提供物质。
1993-11-02 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
On the Ionizing Sources in Spiral Galaxies: I. From Central Regions to Thick Disk and Disk-Halo Connection
我们研究旋涡星系中的电离源，并更详细地检查我们的银河系。利用Taylor & Cordes（1993）模型分析了银河系不同区域的电子密度，并着重讨论了尚未解决的问题。最后，我们比较了盘和晕中H $α$发射的强度。
1998-08-07 astro-ph
From Thin to Thick: The Impact of X-ray Irradiation on Accretion Disks in AGN
我们认为，照亮活动星系核周围秒差距尺度吸积盘的X射线和紫外辐射通量相对于当地的远红外尘埃不透明度是超爱丁顿的。远红外不透明度可能比银河系的星际介质更大，这是由于超太阳金属丰度和致密吸积盘中尘埃颗粒的生长。由于辐射通量的作用，外吸积盘向上膨胀，垂直厚度为$h\sim R$。这提供了一种用于从本质上薄的盘生成几何上厚的遮蔽区域的机制。我们发现遮蔽柱$\sim 10^{22} - 10^{23} {\rm cm}^{-2}$，与观测结果相当一致。
2007-03-08 astro-ph
Structure Of The Accretion Disks With Opticallt Thick-Thin Transitions
本文给出了吸积盘结构的解，它连续地描述了光学厚盘区和光学薄盘区之间的过渡。我们表明，没有平流的磁盘结构方程，这里使用的，给两个分支的解决方案不相交的$L<L_{b}\lesssim 0.6 L_{\rm Edd}$ $α=1.0$和$M_{BH}=10^8 M_\odot$。对于较大的光度，没有平流方程没有整体解。我们建议，作为一种可能性，平流变得重要，甚至之前，在光度$\sim0.1L_{\rm Edd}$，当内部磁盘区域变得不稳定，由于辐射压力的优势，并诱导从光学厚光学薄盘在全球解决方案的过渡。
1995-05-11 astro-ph
Thin and Thick Galactic Disks
本文综述了银河系薄盘和厚盘恒星元素丰度的研究。Edvardsson等人（1993）发现了强有力的证据，证明具有相同[Fe/H]的F和G主序星之间[alpha/Fe]的变化，并将这些差异解释为银河系盘中恒星形成速率的径向梯度。然而，最近的几项研究表明，这些差异主要是由于薄盘星和厚盘星之间的[α/Fe]分离，表明这些种群是离散的银河系组成部分，这也是从几项运动学研究中发现的。从[Mn/Fe]和r-和s-过程元素之间的比率的研究中获得了厚盘和薄盘之间的化学分离的进一步证据。这些新的数据的形成方案和时间尺度的磁盘和我们的星系晕组件的解释进行了讨论。
2003-10-13 astro-ph
The effect of dissipative corona on the structure and stability of cold optically thick accretion disks at high accretion rates
在双带近似下研究了光学厚吸积盘的垂直结构。盘被分为一个底层盘和一个日冕，后者被定义为上表面层的有效光学深度是统一的。研究发现，如果磁场的尺度高度大于盘的尺度高度，则吸积流（或耗散率）的相当一部分可以发生在日冕中。这种耗散电晕的存在导致局部磁盘解决方案的拓扑结构的修改。例如，这些解决方案被发现从本地的稳定性分析是长期和热稳定的，吸积率是一个因素$\approx$ 4高于从标准磁盘解决方案的稳定性推断。因此，光学厚磁盘与耗散电晕的适用性不限制磁盘没有这样的电晕，可以提供一个有吸引力的解释的起源观察到的软谱成分的黑洞X射线双星系统。
2002-03-20 astro-ph
Detection of a Thick Disk in the edge-on Low Surface Brightness Galaxy ESO 342-G017: I. VLT Photometry in V and R Bands
我们报告了在UT 1上的科学验证期间使用VLT测试相机获得的V和R波段超深图像的基础上，在边缘上，低表面亮度（LSB），新型螺旋ESO 342-G 017中检测到厚盘。在还原过程中的所有步骤进行了充分的描述，其中，连同系统和统计不确定性的广泛分析，导致表面亮度测光，是可靠的检测微弱的扩展结构的水平V = 27.5和R = 28.5 mag/平方角秒。在这些深空影像中出现的微弱光线是由一个厚指数盘很好地模拟的，其固有尺度高度约为薄盘的2.5倍，尺度长度相当或稍大。包括倾斜和与PSF卷积的影响在内的解投影使我们能够估计厚盘贡献了ESO 342-G 017总（旧）恒星盘光度的20-40%。据我们所知，这是第一次在LSB星系中探测到厚盘，与表面亮度更高的星系相比，LSB星系通常被认为是相当未进化的。
2002-01-09 astro-ph
Chemical similarities between Galactic bulge and local thick disk red giant stars
银河系膨胀的演化及其与其他银河系人口的关系仍然知之甚少。这种膨胀被认为是由合并驱动的经典膨胀，或者是内盘动力学不稳定性的产物。为了探索核球的恒星形成历史、初始质量函数和恒星核合成，我们对核球红巨星进行了元素丰度分析。我们还完成了对当地薄盘、厚盘和晕巨星的相同研究，以确定不同种群之间的化学差异和相似性。用双子座/凤凰号探测器获得了太阳附近19颗核球巨星和49颗比较巨星的高分辨率红外光谱。所有恒星都有相似的恒星参数，但金属丰度范围很广。一个标准的1D局部热力学平衡分析得出的C，N，O和Fe的丰度。对球、晕、薄盘和厚盘星的均匀和微分分析确保了系统误差最小化。我们确认了当地薄和厚磁盘之间的[O/Fe]（在给定的金属丰度）的既定差异。对于调查的元素，我们发现没有化学的区别之间的凸起和当地厚盘，这是在以前的研究依赖于文献值在太阳附近的盘矮星。我们的研究结果表明，凸起和局部厚盘经历了类似的，但不一定共享，化学演化历史。我们认为，它们的形成时间尺度，恒星形成率和初始质量函数是相似的。
2008-04-25 astro-ph
Abundance trends in the thin and thick disks
银河系有两个圆盘，它们在尺度高度、运动学和元素丰度模式上看起来截然不同。近年来，使用高分辨率光谱学对圆盘中元素丰度趋势的研究激增。在这里，我将回顾和讨论目前可用的数据。特别的重点也将放在我们如何定义恒星是任何磁盘的成员，以及如何当前的星系形成模型有利于厚磁盘形成从几个吸积体。恒星丰度的趋势，以测试这种预测的能力进行了讨论。
2004-11-07 astro-ph
Kinematical & Chemical Characteristics of the Thin and Thick Disks
我讨论了如何化学丰度分布，运动学和年龄分布的恒星在薄和厚盘的银河系可以用来破译合并的历史，一个典型的大星系。观测证据指向一个相当平静的过去合并的历史，不寻常的背景下的“共识”冷暗物质宇宙学的青睐，从观测的结构尺度大于个别星系。
2008-09-26 astro-ph
[alpha/Fe] in the thin and the thick disk towards an automatic parametrization of stellar spectra
我们测试了一个自动程序来测量高分辨率光谱上的[Fe/H]和[alpha/Fe]。测试样本是一个包含830颗恒星的星表和一个包含830颗恒星的星表的交叉点。
2004-11-10 astro-ph
Oxygen abundance in local disk and bulge: chemical evolution with a strictly universal IMF
经验微分氧丰度分布（EDOD）推导出两个不同的样本，涉及太阳附近（SN）厚盘，薄盘，晕，和隆起的恒星的子样本。假设SN厚盘与薄盘的质量比在0.1-0.9范围内，则通过对质量进行加权来确定SN厚盘+薄盘的EDOD。非均匀模型的SN厚盘，SN薄盘，SN厚+薄盘，SN晕，和隆起的化学演化计算假设瞬时循环近似。EDOD数据拟合，在可接受的程度上，由他们的TDOD同行提供（一）仍然未被检测到，低氧丰度薄盘星存在，和（ii）一个单一的氧过剩的明星是从薄盘子样本。在任何情况下，（假设幂律）恒星初始质量函数（IMF）是普遍的，但气体可以被抑制，或增强，形成恒星在不同的速度相对于选定的参考情况。包含严格通用IMF的模型（即，相对于选定的参考情况，气体既不被抑制也不被增强，形成恒星）也可以重现数据。一个严格普遍的IMF的存在使得类似的化学富集的活动（即正在经历恒星形成）区域内放置在不同的环境，但增加的可能性，一个区域是活跃的通过SN晕到SN厚+薄盘，SN薄盘，SN厚盘，和隆起。在此基础上，认识到不能排除SN厚+薄盘作为一个整体的化学演化。
2009-06-04 astro-ph
The origin and chemical evolution of carbon in the Galactic thin and thick disks
[摘要]为了追踪银河系圆盘中碳的起源和演化，我们已经确定了51颗附近F和G矮星的碳丰度。样本分为两个运动学上不同的子样本，分别有35和16颗代表银河系薄盘和厚盘的恒星。该分析基于872.7 nm处的禁[C I]线的光谱合成，使用非常高分辨率（R~220000）和高信噪比（S/N>300）的光谱，这些光谱是用智利La Silla的ESO 3.6-m望远镜上的CES摄谱仪获得的。我们发现，[C/Fe]与[Fe/H]的趋势薄和厚盘完全合并和平坦的亚太阳金属丰度。薄盘延伸到比厚盘更高的金属丰度，显示[C/Fe]从[Fe/H]=0到[Fe/H]=+0.4的浅下降。[C/O]对[O/H]的趋势在两个盘之间很好地分离（由于氧丰度的差异），并且与[Fe/O]对[O/H]的趋势非常相似。我们对丰度趋势的解释是，负责银河系薄盘和厚盘中碳富集的来源在时间尺度上的运作与负责Fe和Y富集的来源非常相似（即，SNIa和AGB星）......对于银河系，我们因此得出结论，在金属丰度典型的磁盘的碳富集主要是由于低和中等质量的恒星，而大质量的恒星仍然是主要的碳贡献者在低金属丰度（晕和金属贫厚盘）。
2006-01-06 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
Barium even-to-odd isotope abundance ratios in thick disk and thin disk stars
本文给出了金属丰度[Fe/H]在0.25 ~-1.35之间的25颗冷矮星的Ba奇偶同位素丰度比。我们的方法利用超精细结构（HFS）影响的\ion{Ba}{ii}共振线的奇数同位素。Ba的奇数同位素的丰度分数是根据来自共振线$λ4554$和从属线$λ5853$和$λ6496$的Ba丰度必须相等的要求导出的。结果基于NLTE谱线形成和高分辨率（R $\sim60000$）高信噪比（S/N $\ge 200$）观测光谱的分析。我们发现Ba的奇同位素分数向Ba丰度（或金属丰度）较低的方向增长，在厚盘星中的平均值为33 $\pm$ 4%。这表明，与太阳系物质相比，厚盘星中的$r-$过程对钡的贡献更大。所获得的分数增加与[Eu/Ba]丰度比的增长与预期一致。在古老的银河系恒星（厚盘星）中发现的Ba的\emph{even}同位素中，有相当一部分（$\sim67$ %）与$s-$过程的“经典”模型的预测相反，并且支持Arlandini等人（1999）和Travaglio等人（1999）的“恒星”模型的预测值。
2006-07-06 astro-ph
Magnetic Activity in Thick Accretion Disks and Associated Observable Phenomena I. Flux Expulsion
本文研究了黑洞周围非磁性厚吸积盘中关于旋转轴对称的环形磁通量管的动力学。我们提出了模型方程，其中包括重力，离心力，压力梯度力，科里奥利力，阻力，磁张力和磁浮力的影响。我们在假设圆盘是绝热的情况下求解它们。我们表明，在广泛的参数范围内描述的大小和场强，以及角动量分布的磁盘，浮力通量管，无论是在赤道平面上或在磁盘的外缘释放，可以聚集在轴附近的烟囱状开口。这种行为使烟囱状星云的磁性最活跃，并可能揭示宇宙喷流的起源和加速，以及在Blazars中观察到的变化。
1993-11-02 astro-ph
Tidal thickening of galaxy disks
我们研究了24个边缘相互作用星系的样本，并将它们与边缘孤立星系进行了比较，以研究潮汐相互作用对盘增厚的影响。我们发现，径向指数标度长度h与标度高度z的比值h/z对于相互作用的星系来说大约小两倍。这被发现是由于两个增厚的平面，和径向剥离或收缩的恒星盘。如果我们相信任何星系在过去经历过潮汐相互作用，我们必须得出结论，连续的气体吸积和随后的恒星形成可以在1 Gyr的时间尺度内将h/z比值恢复到更高的值。
1996-11-28 astro-ph
Halo White Dwarfs, Thick Disks and a Sanity Check
Oppenheimer等人（2001）发现了一群高自行的白矮星，引起了人们对这些恒星起源的许多猜测。我表明，白矮星的年龄分布在这些讨论中提供了一种健全的检查。特别是，这个人口似乎有一个类似的年龄分布的标准，薄盘白矮星人口。这不是对晕或厚盘的预期，它们被认为是古老的种群。它可能表明一个完全不同的动力学起源，或者它可能只是一个更大分布的尾部，这意味着在更老的白矮星中有一个明显更大的总密度。
2001-05-02 astro-ph
Photoionization models of roundish galactic planetary nebulae in the thick disk
本文介绍了三个行星状星云（PNe）A20、A15和MeWe 1-3的光电离模拟结果。这三个天体都大致呈圆形，高度兴奋，并具有高银河$z$。PNe的壳层密度较低，但有较密集的晕。发现了低的金属丰度和相对高的电子温度，与射电观测的比较证实了所获得的性质。这些天体很可能起源于厚盘恒星祖先。调查发现PNe壳层的距离比过去用光谱法得出的中心恒星的距离要低一些。
2004-10-07 astro-ph
Stability of general relativistic static thick disks: the isotropic Schwarzschild thick disk
本文研究了广义相对论静态厚盘的稳定性，作为应用，我们考虑了在各向同性坐标系中，对Schwarzschild度规应用"位移、剪切、填充和反射”方法（通常称为镜像方法）所产生的厚盘.用这种方法得到的各向同性Schwarzschild厚盘是在广义相对论中描述真实厚星系的最简单模型。研究了圆盘在一般一阶摄动下的稳定性。一阶摄动，当应用到守恒方程，导致一组微分方程，一般来说，不自洽。这开启了执行各种扰动的可能性，以将所得到的方程系统转换为自洽系统。我们进行了一个完整的分类的扰动，以及所有相关的物理扰动的稳定性分析。我们发现，在一般情况下，各向同性史瓦西厚盘是稳定的，在这些类型的扰动。
2006-04-11 astro-ph gr-qc
Further Evidence for a Merger Origin for the Thick Disk: Galactic Stars Along Lines-of-sight to Dwarf Spheroidal Galaxies
银河系的历史是写在它的恒星星族的性质。在这里，我们分析恒星观测的一部分调查的地方矮球状星系，但从他们的运动学是非常可能的非成员。选择功能-旨在瞄准矮星系中距离约100 kpc的贫金属巨星-包括银河系中距离高达几kpc的F-M矮星。本文所分析的恒星的运动位于银河经度l ~ 270和l ~ 90的两个基本方向上，在这两个方向上，径向速度对轨道自转速度是敏感的。我们证明了暗F/G星中含有大量的V_phi ~ 100 km/s的星族，这与Gilmore，Wyse & Norris（2002）的厚盘/晕星巡天观测结果相似，但覆盖范围有限。这个平均轨道自转的数值与典型的厚盘或恒星晕都不匹配。我们认为，这个人口，在l ~ 270和l ~ 90检测到，具有预期的属性的“卫星碎片”在厚盘/晕界面，我们解释为残余的合并，加热预先存在的薄盘，形成厚盘。
2006-01-14 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
Discovery of an Optically Thick, Edge-on Disk around the Herbig Ae star PDS 144N
我们在PDS 144双星系统中发现了一个光学厚的，边缘围绕Herbig Ae恒星的拱星盘，提供了第一个中等质量的HK Tau和类似的T Tauris。该系统由一颗V ~ 13等的主星和一颗较暗的伴星组成，两颗恒星的光谱都显示出星周盘和吸积的证据;这两颗恒星都被Pico dos Dias巡天分类为Herbig Aes。在利克自适应光学偏振测量中，我们解决了从北方恒星周围的尘埃散射的扩展偏振光。随后的凯克自适应光学和中红外观测表明，这颗恒星在1.2至11.7微米的所有波长下都被一个光学厚盘完全隐藏。圆盘长轴对着天空约0.8”，相当于1000 pc距离约800 AU。明亮的“翅膀”在盘突上下各延伸0.3”，这很可能是由于星周包层中流出空腔边缘的散射。我们讨论了磁盘的形态和光谱能量分布的两个PDS 144星，目前初步的磁盘模型，并确定了一些悬而未决的问题，这个迷人的系统。
2006-03-24 astro-ph
The Asymmetric Drift of the Thick Disk Population
我们调查的中间人口的运动学使用测光和天体测量样本调查对两个相反的方向（银河系中心和反中心）在中纬度。在Besan \c con人口综合模型的帮助下，使用多变量判别分析（MDA）将“厚盘”与其他人口区分开来。这些数据约束的中间人口，这是发现40 $\pm$ 10公里秒$^{-1}$，不依赖于银河系半径的非对称漂移。
1994-08-21 astro-ph
The G-dwarf problem in the Galaxy
经验微分金属丰度分布（EDMD）推导出（i）本地厚盘星;（ii）可能的金属弱厚盘星;（iii）化学选择的本地G矮星，进行校正，以考虑到恒星尺度的高度;除了以前的结果有关（iv）太阳附近的晕次矮星;和（v）K-巨星球。厚盘被认为是由两个不同的区域：晕状厚盘和隆起状厚盘，并推导出相关的EDMD。假设每个分布是典型的相应的子系统，厚盘，厚+薄盘，和银河系的EDMD，是通过加权的质量。假设瞬时再循环近似的化学演化模型计算每个子系统。EDMD数据合理地拟合简单的模型暗示均匀和不均匀的恒星形成，提供恒星形成抑制在厚盘演化。初始质量函数（IMF）被假定为一个普适的幂律，这意味着在不同的子系统不变的真实产量。首先分别对晕状厚盘、鼓状厚盘和薄盘确定了理论微分金属丰度分布（TDMD），然后对银河系进行了质量加权.一个指示性的比较之间的EDMD推导出的磁盘在存在和不存在的[O/Fe]高原，其对应计算（六）附近的恒星的氧丰度已被确定在存在和不存在的本地热平衡（LTE）近似。这两种分布被发现表现出类似的趋势，但存在系统性差异。
2007-12-13 astro-ph
A Determination of the Thick Disk Chemical Abundance Distribution: Implications for Galaxy Evolution
我们提出了一个厚盘铁丰度分布的测定从F/G星的原位样品。这些恒星是暗淡的，$15 \simlt V \simlt 18$，根据颜色选择，是吉尔摩和怀斯更大的调查的一个子集，旨在确定距离太阳几千秒差距的恒星星族的性质。本文所研究的磁场探测了银河系平面上方500- 3000秒差距、太阳银心距处的恒星星族的铁丰度分布。
1994-12-01 astro-ph
Halo/Thick Disk CVs and the Cosmic X-Ray Background
在最近的一项研究（Maoz和Grindlay 1995）中，我们发现，如果大约20-30%的漫射通量来自银河系中厚盘或扁平晕分布中的低光度源，那么在软能量（\sim 0.5-2 keV）的漫射X射线背景中的一些先前认识到的异常就可以理解。在这里，我们总结了我们的研究结果和审查的论点，这些对象不是吸积中子星或黑洞，而是白矮星（即CV），这可能是在一个原始的人口中断球状星团。
1994-11-27 astro-ph
Hydrodynamic Simulations of Tilted Thick-Disk Accretion onto a Kerr Black Hole
我们提出的结果从完全广义相对论的三维数值研究厚盘吸积到一个快速旋转（克尔）黑洞的旋转轴是倾斜的（不对齐）与磁盘的角动量矢量。我们初始化的问题的解决方案，一个对齐的，恒定的角动量，吸积厚盘，然后允许响应倾斜的黑洞的Lense-Thirring进动。进动导致圆盘扭曲，从内边缘开始，大致在透镜-Thirring进动时间尺度上向外移动。翘曲的传播在圆盘中的一个半径处停止，在该半径处，其他动力学时间尺度，主要是方位角声音穿越时间，变得比进动时间短。在这一点上，翘曲有效地冻结到磁盘和演变成为准静态的，除了在磁盘的大部分声音穿越时间短于当地的岁差时标的情况下。我们看到这样的盘在初始翘曲冻结后经历近固体进动的证据。在盘翘曲的同时，由于最倾斜的盘气体的优先吸积，中平面也有与黑洞的对称平面对齐的趋势。然而，如果考虑更有效的角动量输运（例如，来自粘性或磁旋转不稳定性），这种对齐并不明显。
2005-01-07 astro-ph
