The Determination of Stellar Parameters of Giants in the Galactic Disks and Bulge
在这里，我们提出了我们正在进行的工作，确定巨星的恒星参数在银河系的膨胀和UVES观测的VLT。我们给出了一些初步的结果。
2007-01-31 astro-ph
Mushroom-Shaped Structures as Tracers of Buoyant Flow in the Galactic Disk
最近对南银河半球的HI辐射观测显示，在z=-70到-450 pc之间有一个蘑菇状的结构，由一个茎和一个帽组成。类似的结构也出现在由孤立的和成团的超新星驱动的动态星系盘的三维模拟中。使用这些模拟，我们表明，在银河系磁盘中的热气体，没有通过烟囱疏散膨胀到较冷的气体厚盘，形成蘑菇状结构。这类新的物体追踪了热气体进入厚盘的浮力流。
2001-02-27 astro-ph
Two-component model for the chemical evolution of the Galactic disk
在本文中，我们介绍了一个两个组件模型的银河系盘研究其化学演化。厚盘和薄盘的形成发生在两个主要的吸积事件，都是高斯的下降率。薄前和薄后的银河系盘的形成的情况被认为是。通过$χ^2$ -检验，得到了模型与太阳附近新观测到的G矮星金属丰度分布函数（Hou et al 1998）的最佳拟合。我们的研究结果表明，后薄盘的银河系盘的形成方案应该是首选。尽管如此，模型预测和观测之间的其他比较。
1999-03-22 astro-ph
Are Damped Ly-alpha Systems Large, Galactic Disks ?
假设阻尼Ly-alpha系统（DLAs）是大的，星系盘（银河系大小）的测试面临的预测模型的形成和演化的（大）盘星系的观测，特别是锌丰度分布与中性氢柱密度发现DLAs。一个明显的不匹配被发现强烈暗示，大多数的DLAs可能不是大的，星系盘。
1999-07-26 astro-ph
Modelling the polarization dichotomy of Active Galactic Nuclei
我目前的偏振建模活动星系核在光学/紫外范围。使用蒙特卡罗辐射转移码斯托克斯进行建模，该码自洽地模拟了活性核的复杂模型布置的偏振特征。在这项工作中，我包括三个不同的散射中心源周围的区域：赤道电子散射盘，赤道模糊尘埃环面，和极性电子散射锥。我调查的散射锥，不同的尘埃成分内的环面，和各种半开角的环面/极锥的不同的光学深度的V-波段偏振的依赖关系。所观察到的极化二分法可以成功地再现的模型。
2007-12-12 astro-ph
Abundance Gradients in the Galactic Disk: a clue to Galaxy Formation
本文综述了银盘丰度梯度的观测证据和可能的理论解释。特别是，我们讨论了丰度梯度和丰度比的梯度对银河系形成机制的影响。我们的结论是，{ \bf inside-out}形成的银河系，特别是银河系盘，其中最里面的区域被认为已经形成得比最外面的快得多，代表了最可能的解释丰度梯度，我们预测，沿银河系盘的丰度梯度随着时间的推移而增加。
1998-12-16 astro-ph
Disk-Halo Interaction - I. Three-Dimensional Evolution of the Galactic Disk
本文介绍了一个三维盘晕相互作用模型的结果。该模型明确考虑了盘中孤立和关联超新星的能量和质量输入。一旦被爆炸破坏，磁盘永远不会返回到其初始状态。相反，它接近这样一种状态，即在银河平面上形成一个薄的HI盘，上面覆盖着厚的HI和HII气体盘，其尺度高度分别为500 pc和1至1.5 kpc。厚的HII盘的上部（扩散电离介质）充当盘-晕界面，其形成和稳定性与模拟盘中单位面积的超新星速率直接相关。
2000-01-24 astro-ph
Modelling the Origin of Astrophysical Jets from Galactic and Extra-galactic Sources
虽然被广泛观察到从各种银河系和河外来源发出，但宇宙喷流和外流形成背后的物理机制至今仍被神秘的面纱所包裹。这些喷流中所含的物质量也无法用任何确定的方法精确计算。在本文中，我们提出了一个理论模型，这是第一次，我们相信，是能够解释的射流形成现象，以及可以计算的质量流出率的自洽结合准确的跨音速吸积流出拓扑结构。我们的模型还可以分析该速率对控制流入的各种物理参数的依赖性。
1999-06-08 astro-ph
Numerical Modelling of Dusty Debris Disks
对附近的织女星恒星进行红外线和亚毫米观测，发现了一些不对称的尘埃碎片盘。以前的研究使用半解析和数值方法提出了不同质量的行星伴星作为大多数盘不对称的例子的可能原因。在本文中，我们修改了N体辛引力积分，包括辐射项和进行中等分辨率的参数搜索，以确定可能的行星候选人在观察到的类织女星系统。我们还提出了高分辨率的织女星和波江座的模型，比较我们的结果与以前的作者，北落师门的一个新的模型。
2005-02-07 astro-ph
The Hierarchical Formation of the Galactic Disk
我回顾了最近的宇宙学模拟结果的星系形成，突出的重要性，卫星吸积星系盘的形成。破裂卫星的潮汐碎片如果足够紧凑，能够在动力摩擦力使卫星进入盘平面时经受住轨道的衰减和圆化，就可能成为盘的组成部分。这一过程可能会在薄盘和厚盘中增加一小部分但不可忽略的恒星，并将非常古老的恒星的存在与分层聚类宇宙中预期的漫长合并历史相协调。我讨论了各种各样的证据，这些证据表明，这个过程可能在银河系盘的形成过程中很重要。
2004-05-25 astro-ph
Jeans instability of a galactic disk embedded in a live dark halo
我们研究了嵌入在动态响应暗晕中的星系盘的金斯不稳定性。结果表明，磁盘晕系统名义上成为金斯不稳定。在小尺度上，如果Toomre稳定性指数Q_T大于某一阈值，则不稳定性被抑制，但在大尺度上，Jeans不稳定性总是发生。然而，使用一个简单的自洽盘晕模型，它表明，这是发生在尺度上，这是远远大于系统，使这确实只是一个名义上的效果。从实际的观点来看，星系盘的金斯不稳定性不受活的暗晕的影响。
2007-04-13 astro-ph
The Magellanic impact: Collision between the outer Galactic HI disk and the leading arms of the Magellanic stream
我们表明，银河系外HI盘和麦哲伦流（MS）的引导臂（LAs）之间的碰撞可以在盘中产生巨大的HI孔和烟囱状结构。基于我们的N体模拟的结果的最后2.5 Gyr的大麦哲伦云和小麦哲伦云（LMC和SMC，分别）与银河系相互作用的演变，我们调查的LA何时何地可以通过银河系平面后MS形成。然后，我们调查LAs和银河系HI盘（“麦哲伦撞击”）之间的流体动力学相互作用，通过使用我们的新的流体动力学模拟与有点理想化的LAs模型。我们发现，大约0.2 Gyr前，由LAs组成的SMC的初始气体质量的1-3%可以通过银河系HI盘的外部（R=20-35 kpc）。我们还发现，麦哲伦撞击可以推出一小部分（~1%）的外银河系HI盘，形成1-10 kpc规模的HI孔和烟囱状桥梁之间的LAs和磁盘。
2007-11-22 astro-ph
Vertical distribution of Galactic disk stars: III. The Galactic disk surface mass density from red clump giants
我们用红色的团块星来测量太阳附近银河系盘的表面质量密度。用OHP的ESTDIE摄谱仪获得了Tycho-2选择星的高分辨率光谱，并观测到了依巴谷附近的对应星。我们确定了它们的距离、速度和金属丰度，以测量垂直于银河平面的引力定律。在大多数以前的研究中，我们采用单参数模型的垂直重力位。我们得到了银盘表面质量密度在1.1千秒差距内，Sigma_{1.1kpc} =64+/-5 Msun_pc^{-2}，具有很好的形式精度，但是我们发现这样的单参数模型可能低估了真实的不确定性。应用双参数模型，我们得出了银河系平面800 pc以内的总表面质量密度的更现实的估计，Sigma_{0.8kpc} =57-66 Msun pc^{-2}，在1.1 kpc以内，Sigma{1.1 kpc}=57-79 Msun pc^{-2}。这可以与文献估计的恒星中的\sim 40 Msun pc^{-2}和较不精确测量的ISM贡献中的13 Msun pc^{-2}进行比较。我们的结论是，没有证据表明盘中存在大量的暗物质，而且，暗物质晕是圆形的，或者不是很平坦。这项研究的一个副产品是确定了太阳通过银道面的振荡半周期，42+/-200万年，这与大型陆地撞击坑\sim 33- 3700万年的可能周期无关。
2005-10-14 astro-ph
Maximum Galactic Disks vs. Hot Dark Halos
提出了一系列的论点，不仅在光学区域的重星系盘，而且在暗物质占主导地位的地区的螺旋。我们正在测试这种可能性与极端最大磁盘N体模型没有任何传统的球状暗晕。
2000-09-04 astro-ph
The galactic disk thickness and the mass of the spherical component
我们目前的数值模拟结果的银河系恒星盘嵌入在球形晕。研究了圆盘弯曲不稳定性的非线性动力学。轴对称弯曲模态被认为是增加圆盘厚度的主要因素。模型之间的依赖关系的磁盘厚度和晕盘质量比$M_h/M_d$推断。模拟结果使我们能够估计暗晕质量的几个边缘上的星系。所得到的值的$M_h/M_d$考虑的星系是1 - 2阶。
2003-06-10 astro-ph
Cut-off radii of galactic disks: A statistical study on the truncation of galactic disks
本文分析了31个邻近（≤ 110 Mpc）的边缘旋涡星系的CCD观测资料。三维单组分最佳拟合模型首次提供了其盘尺度半径h和盘截止半径R_{co}。我们确认该样品存在这样的尖锐截断，并发现一个显着较低的平均值的距离无关比率R_{co} /h =2.9 +- 0.7比文献中常用的标准值4.5。我们的数据显示这些参数与哈勃类型没有相关性，而我们报告了R_{co} /h和基于距离的scalelength之间的相关性。与银河系相比，我们只发现较低的值R_{co} /小时，解释可能的选择效应或所使用的完全不同的技术。我们讨论了我们的数据在目前的模型的起源的截止半径，无论是作为一个残余的星系形成过程中，或作为一个进化的现象。
2000-06-23 astro-ph
Early Evolution of Disk Galaxies : Formation of Bulges in Clumpy Young Galactic Disks
本文对旋涡星系中球的起源提出了新的看法。对原星系坍缩的数值模拟强烈地表明，星系凸起是由星系盘在其早期演化阶段形成的大质量团块组装而成的。这些团块是年轻星系中富含气体的盘的引力不稳定性造成的。这些质量巨大的团块，其单个质量可以达到10亿个太阳质量，由于几个Gyr内的动力学摩擦，它们能够螺旋式地朝向银河系中心。通过这个过程，星系盘物质向内输送导致星系核球的形成。我们建立了一个简单的分析模型，在这个模型中，盘星系的星系团演化受两个参数控制：晕中原始气体吸积到盘平面上的时间尺度（即，坍缩时间尺度）和原始气体相对于星系总质量的质量分数。在对这些参数在旋涡星系中变化的合理假设下，星系团演化模型可以解释观测到的膨胀盘比随星系总质量或内部密度增加而增加的趋势。这一成功表明星系盘的星团演化是盘星系演化的重要组成部分。原始盘状星系中的恒星形成主要发生在团块中。这些系统的复杂外观可以解释在一些高红移星系中观察到的特殊形态。
1998-06-26 astro-ph
A disk in the Galactic Center in the past ?
我们提出了一个问题，在过去，我们的银河系中心是否可能存在一个现在已经消失的圆盘。我们的冷盘和热日冕相互作用的模型（Liu et al. 2004）允许估计最后一次恒星形成事件后可能存在于假定的吸积盘中的质量上限，但现在已经被日冕作用蒸发了。
2004-10-04 astro-ph
A Mushroom-shaped Structure from the Impact of a Cloud with the Galactic Disk
我们认为银河蠕虫GW 123.4- 1.5的蘑菇状结构是由云与银河系气盘碰撞产生的。流体动力学模拟表明，蘑菇状的结构是创建后，云穿过银河系中平面。蘑菇状结构的寿命与圆盘的动力学时间尺度相当，为\sim 10 ^7年。我们发现，在模拟中的蘑菇状结构的帽的速度是与观察值一致的。模拟还预测了在银河平面的另一侧的结构，这是由开尔文-亥姆霍兹不稳定性后，云通过磁盘。
2004-05-08 astro-ph
Modelling Disk-Planet Interactions in N-Body Numerical Simulations
我们已经撤回了这篇论文，因为我们已经在Brunini & Cionco（2005），Icarus 177，264中提出了基本结果
2005-11-01 astro-ph gr-qc
Modelling the formation and evolution of disk galaxies
受到最近关于盘星系反馈（Efstathiou 2000，Silk 2003）和模拟气晕角动量分布（Sharma and Steinmetz 2005）的研究的启发，发展了一个盘星系形成和演化的全动力学模型。这是用来演示如何观察到的星系系统可以从类似于模拟中发现的晕形成，并应用物理动机的恒星形成和反馈模型，以探索这些过程的真实性质是否会体现在本地和宇宙学观测。这是通过与最初由达勒姆大学的研究小组开发的星系形成模型（Cole et al. 2000）的计算集成而实现的。
2007-12-05 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
Quasi-periodic variability and the inner radii of thin accretion disks in galactic black-hole systems
通过将星系黑洞系统中几何薄的吸积盘的快速变率特性与中子星的快速变率特性联系起来，计算了它们的内径上界。我们推断，内部磁盘半径不表现出不同的光谱状态之间的大的偏移，在相反的概念，磁盘的软到硬的状态过渡过程中显着后退。我们发现，在硬态下，吸积盘向下延伸到半径小于6-25 GM/c^2，并讨论了我们的结果对黑洞X射线谱模型的意义。
1999-10-06 astro-ph
Galactic Rotation Described with Thin-Disk Gravitational Model
用一个由有限半径轴对称薄盘组成的引力模型成功地描述了成熟旋涡星系自转速度的实测剖面。假设圆盘均匀薄，但径向质量密度可变。控制积分方程是基于牛顿引力和离心力（由于星系旋转）之间的机械平衡，在一组有限的同心环的每一点。无量纲的数学系统包含一个无量纲的参数，我们称之为“银河系旋转参数”，它简明地体现了观点。计算的解决方案，满足测量的旋转速度分布的径向质量分布。连同质量守恒的约束方程，银河系的旋转参数也被确定，从测量的银河系半径和最大旋转速度计算银河系的总质量。这些计算出的星系总质量与数据吻合得很好。我们推导出的银河系中央核心的质量分布呈指数递减，与几乎所有其他的结果一致。然而，我们的质量分布在银河系外围有所不同，这些外盘区域的重子质量更普通，温度更低，不透明度/发射率更低（因此更暗）。
2008-03-04 astro-ph
Getting a kick out of the stellar disk(s) in the galactic center
最近对银河系中心的观测揭示了一个由年轻OB星组成的核盘，此外还有许多类似的外围恒星，它们具有更高的偏心率和/或相对于盘的高倾角（其中一些可能属于第二个盘）。在这种核盘中的双星，如果它们以不可忽略的比例存在，可能通过双星加热这个恒星系统在盘的演化中发挥重要作用。我们认为，与/在二进制的相互作用可能会解释一些（或所有）观察到的银河系中心的外围年轻恒星。这样的恒星可能是在一个圆盘中形成的，后来通过与双星相关的相互作用被踢出，类似于整个星系中年轻星团中高速逃逸的OB星的喷射。
2007-09-30 astro-ph
Observational Evidence of Accretion Disk-Caused Jet Precession in Galactic Nuclei
我们表明，河外射电源的观测数据往往支持喷流进动周期和源的光学光度之间的理论关系，预测的模型中，一个吸积盘导致中央黑洞进动。
2005-11-08 astro-ph
Modelling the Galactic bar using OGLE-II Red Clump Giant Stars
红团巨星可以作为距离指示器来追踪银河棒的质量分布。我们使用的RCG明星从44个凸起领域的OGLE-II微透镜合作数据库，以约束分析三轴模型的银河酒吧。我们发现棒的长轴与太阳-银河系中心视线成24 - 27度角。银道面半长轴和半短轴尺度长度x_0、y_0与垂直尺度长度z_0的比值为x_0：y_0：z_0 = 10：3.5：2.6，表明银道结构比Gerhard（2002）的工作模型略长，后者给出的尺度长度比为x_0：y_0：z_0。z_0 = 10：4：3。
2007-04-12 astro-ph
Galactic Rotation Described with Bulge+Disk Gravitational Models
观测结果表明，成熟的旋涡星系由恒星、气体和等离子体组成，它们近似分布在一个圆形的薄盘中，通常有一个中央隆起。自转速度从星系中心开始迅速增加，然后从核心到外围达到恒定速度。一个成熟的旋涡星系，如银河系，其基本的动力学行为可以通过简单的模型很好地描述，该模型平衡了牛顿引力与旋转的薄轴对称盘相关的离心力。在这项研究中，我们调查的影响，增加中央隆起薄盘引力模型。即使增加了大量的中心凸起，我们的薄盘引力模型的所有关键的基本特征都被保留了下来。(1)平衡牛顿引力和离心力在磁盘内的每一点产生的径向质量分布，描述了成熟的螺旋星系成功地测量旋转速度的配置文件。(2)不需要重力偏差或"神秘的暗物质的巨大外围球形晕“。(3)计算出的星系总质量与恒星计数数据吻合得很好。(4)中央隆起的增加增加了计算出的银河系总质量，可能与除了恒星之外的银河系气体，尘埃，颗粒，团块，行星和等离子体的存在更加一致。(5)与光分布相比，我们在盘内的质量分布更大，朝向银河系外围，那里更冷，不透明/发射率更低（因此更暗）。从星系的侧面看，这一点很明显，在明亮得多的星系晕的衬托下，星系盘上有一条黑暗的线。
2008-04-20 astro-ph
Hydrodynamic modelling of accretion flows
在这方面的会议记录，以及最近的几个密切的双会议，有几个贡献描述光滑粒子流体动力学模拟的吸积盘。因此，审查数值方案本身是恰当的，重点是它对盘模拟的优点，以及用于模拟粘性过程的方法。
2004-03-18 astro-ph
The Building up and Evolution of Galactic Disks
研究了盘星系在宇宙学背景下的形成和演化。我们考虑了盘星系的可观测性质，并以自洽的方式处理盘的形成和星系的演化过程。我们发现物质吸积制度是建立哈勃序列的主要成分。吸积机制是一种与盘状星系形成的原始密度波动的统计特性直接相关的现象。在本文中，我们假设一个高斯密度场和一个标准的CDM模型。
1996-10-07 astro-ph
Clockwise Stellar Disk and the Dark Mass in the Galactic Center
最近在银河系中心发现了两个由年轻恒星组成的圆盘。圆盘在中心黑洞的引力场中以半径r=0.1-0.3 pc旋转，从而为测量中心质量提供了新的机会。我们发现，当到银心的基准距离R_0=8 kpc时，观测到的恒星在顺时针盘中的运动意味着M=4.3+/-0.5 million太阳质量，并导出了M与R_0的标度。作为我们估计的工具，我们使用轨道轮盘赌，最近开发的方法。该方法重建了盘星的三维轨道，并检查其轨道相位的随机性。我们还估计了顺时针盘星的三维位置和轨道偏心率。
2006-07-07 astro-ph
Three-dimensional modelling of edge-on disk galaxies
我们提出了详细的31个相对较近（<= 110 Mpc）的边缘上的螺旋星系的磁盘恒星光度分布的三维模型。与文献中的大多数标准方法相反，我们考虑了磁盘的全部三维信息。我们最大限度地减少观察到的2D图像和我们的3D磁盘模型的图像沿视线集成之间的差异。因此，我们指定的倾斜度，拟合函数的z分布的磁盘，和最佳值的结构参数，如scalelength，scaleheight，中心表面亮度，和磁盘的截止半径。从两个独立开发的方法的比较中，我们得出结论，例如，对于scaleheights和scalelcycle的差异约为10%。这些差异不是由于个别方法本身，而是由于所选的拟合区域，它掩盖了凸起部分，尘埃带或当前前景恒星。其他严重的限制是小，但明显的固有偏差的实际磁盘相比，简单的输入模型。在本文中，我们描述的方法和目前的等高线图，以及径向配置文件的所有星系没有以前公布的表面测光。给出了完整样本的结果参数。
2000-06-23 astro-ph
The Helium and Heavy Elements Enrichment of the Galactic Disk
我们提出了化学演化模型的银河系盘。我们还提出了一个新的确定的X，Y和Z的M17银河系金属丰富的HII地区。我们比较我们的模型与银河系HII地区的丰度银河系盘。从银河系化学演化模型预测的$ΔY/ΔO$比是在非常好的协议与$ΔY/ΔO$值来自M17和原始氦丰度，Yp，考虑到存在的温度变化，在这个Hii地区。从M17的观测结果中我们得到了$ΔY/ΔZ = 1.97 \pm 0.41$，它与太阳附近K矮星的两个$ΔY/ΔZ$测定值（分别为$2.1 \pm 0.4$和$2.1 \pm 0.9$）非常一致。我们还比较了我们的模型与太阳丰度。太阳和猎户座星云的O/H值与我们的化学演化模型符合得很好。
2008-08-01 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
A model for lopsided galactic disks
许多盘状星系是不平衡的：它们最明亮的内部部分偏离了外部等照度线的中心，或HI盘的外部轮廓。这种不对称性在小的低光度星系中特别常见。我们在这里认为，长寿的片面性是一个结果的磁盘躺在偏离中心的潜在的星系的扩展黑暗的晕，并在某种意义上逆行到其轨道上的晕中心。我们的引力N体模拟预测的恒星速度场显然是不对称的。
1998-03-12 astro-ph
PN-Carbon Yields and the Chemical Evolution of the Galactic Disk
根据C II lambda 4267和C III lambda 1906 + 1909谱线的行星状星云丰度计算了两组低质量和中等质量恒星的观测碳恒星产额。这些观测产量假设在太阳附近和银河系盘的化学演化模型。在太阳附近的恒星和银河系H II地区观察到的C/O值进行比较与化学演化模型预测的银河系。我的结论是，来自允许线的C产额是在更好的协议比来自禁止线的观测约束。
2002-10-30 astro-ph
Local Surface Density of the Galactic Disk from a 3-D Stellar Velocity Sample
我们利用依巴谷星表中1476颗古老的明亮红巨星的运动学和空间无偏样本的弛豫和自行，以及Barbier-Brossat & Figon（2000）测量的径向速度，重新估算了距太阳$\pm$ 0.4 kpc以内太阳邻域内银河系盘的表面密度。我们确定了红巨星的垂直分布以及样品的垂直速度色散，（14.4 $\pm$ 0.26公里/秒），并结合这些推导出银河系盘中引力物质的表面密度作为银河系坐标$z$的函数。磁盘的表面密度从10.5 $\pm$ 0.5 $M_{\odot}$ / pc $^2$（$\pm$ 50 pc内）增加到42 $\pm$ 6 $M_{\odot}$ / pc $^2$（$\pm$ 350 pc内）。在$\pm$ 50 pc范围内，银盘的体积密度估计值约为0.1 $M_{\odot}$ / pc $^3$，这与太阳附近观测到的重子物质的体积密度估计值接近。
2003-08-15 astro-ph
Evolution of the Galactic Halo and Disk
恒星运动学和化学丰度之间的相关性是银河系结构成分之间进化联系的化石证据。广泛的恒星巡天显示，星系组成部分之间唯一可以容忍的明显区别出现在比角动量的分布上。在这里，贫金属的恒星晕和富金属的凸起是无法区分的，就像厚盘和旧盘一样。每一对都非常不同。这导致了一个演化模型，在该模型中，贫金属的恒星晕演化为内部凸起，而厚盘是薄盘的前身。这些进化序列是不同的。银河系是由两个离散的“人口”，一个低，一个高的角动量。一些（次要？）后期和持续合并的碎片增加了这幅图像的复杂性，这在外部恒星晕中尤其重要。
1994-11-17 astro-ph
Stability of Galactic Gas Disks and the Formation of Massive Clusters
我们研究了圆盘中的引力不稳定性，特别关注形成的最大质量的团块，因为它们被认为是球状星团的祖先。最大的不稳定质量是由旋转决定的，只取决于圆盘的表面密度和轨道频率。我们认为，大质量星系团的形成与这种最大规模的星系不稳定的旋转。利用文献中的数据，我们预测，球状星团可以形成在核星爆盘和原星系盘，但不是在典型的螺旋星系，在协议的观测。
2008-06-04 astro-ph
The Age of the Galactic Disk
本文综述了计算银盘年龄的几种方法，即放射性衰变法（RD）、冷白矮星光度函数法（CWDLF）、老Opne星团法（OOC）和太阳附近恒星色星等图法（CMD）。我认为，磁盘很可能是8-10 Gyr岁。由于大部分球状星团的年龄在13 Gyr左右，因此银河系在光环/凸起形成的末期经历了最小的恒星形成的可能性出现了。这个最小值可能反映了银河系开始获得物质以形成由内而外的圆盘的时间。
1999-11-19 astro-ph
Multi-dimensional modelling of X-ray spectra for AGN accretion-disk outflows
我们使用一个多维蒙特卡罗程序来计算各种活动星系核（AGN）盘风外流几何的X射线谱。我们专注于蓝移吸收功能的形成在Fe K波段，并表明，线功能类似于那些已被报道的观测往往是通过盘风几何的视线。我们还讨论了其他光谱特征的高度电离外流的形成。特别是，我们表明，足够高的风密度，中等强度的铁K发射线可以形成和电子散射在流中可能会导致这些线开发扩展的红翅膀。我们说明了潜在的相关性，这样的模型的解释，真正的X射线数据的比较与观测的一个著名的活动星系核，Mrk 766。
2008-05-15 astro-ph
Star Formation Thresholds in Galactic Disks
我们报告的第一个结果的详细研究的恒星形成规律的样本附近的32个旋涡星系的旋转曲线，HI和H $_2$（跟踪CO）表面密度分布，和新的\Ha CCD测光。我们的研究结果强烈支持这样一种观点，即引力束缚的星际云的形成调节了广泛的恒星形成的开始-至少在星系盘的外部区域。
2001-03-13 astro-ph
Self-Consistent Response of a Galactic Disk to an Elliptical Perturbation Halo Potential
本文计算了轴对称银盘受调和数m = 2的椭圆晕势扰动的自洽响应，得到了银盘的净椭圆率。这种可能性通常被认为是由于星系潮汐相遇以及在星系形成过程中产生的。通过对薄圆盘泊松方程的反演，得到了对应于圆盘自洽、非轴对称密度响应的自引力势。这种响应电位被示出为反对扰动电位，因为物理上的磁盘自重抵抗所施加的电位。这将导致在一个减少的净椭圆的扰动晕势在磁盘平面。表示这种减少的减少因子是独立的扰动位的强度，并具有一个典型的最小值为0.75 - 0.9的范围广泛的星系参数。对于晕势的高次谐波（m >或= 3），在所有半径处的减少可以忽略不计。（节略）。
2000-07-25 astro-ph
Cepheids as tracers of the metallicity gradient across the Galactic disk
我们目前的铁丰度测量，基于高分辨率光谱学，和精确的距离测定，基于近红外测光，34银河造父变星。新的数据被用来限制银河系铁丰度梯度在外盘，即从10至14千秒差距。我们证实了向外盘的梯度变平。在这个区域，我们还发现了金属丰度分散的增加。目前的数据不支持发生跳跃的金属丰度梯度的银河中心距离的顺序为10-12千秒差距。
2007-11-26 astro-ph
Inhomogeneous chemical evolution of the Galactic disk: evidence for sequential stellar enrichment?
我们调查的起源类似年龄的F和G矮星在本地银河系盘之间观察到的丰度变化。我们提出的参数，在当地的银河系盘ISM的金属缺乏气体和连续的恒星世代的连续富集相结合的陨石坑的支持。我们表明，银河系的化学演化模型，同时考虑到这些过程是一致的观测到的丰度变化之间的类似年龄的矮星在太阳附近的本地磁盘ISM中观察到的丰度。对于合理的参数选择，这些模型可以再现单个元素M = C，O，Fe，Mg，Al和Si的[M/H]变化以及在丰度-丰度关系（如[O/Fe]）中观察到的分散。对于相同的模型，连续的恒星富集的贡献，所观察到的丰度变化的幅度可以高达50%。我们讨论了连续的恒星富集和贫金属气体的间歇性下降对银河系盘不均匀化学演化的影响。
1996-07-08 astro-ph
Rotation curves of galactic disks for arbitrary surface density profiles: a simple and efficient recipe
显然，人们普遍认为，由于泊松积分中的奇异核，轴对称圆盘“内部”的引力场（以及随后的旋转曲线）不能从椭圆积分中精确地确定。在这里，我们报告了一个简单而强大的方法来实现这一任务的数字使用的“密度分裂”的技术。
2003-12-19 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
Galactic kinematics with RAVE data: I. The distribution of stars towards the Galactic poles
我们分析了G和K型恒星朝向银河系极点的分布，使用RAVE和RAVDIE径向速度，2MASS光度计恒星计数，和UCAC 2自行。光度和3D运动学数据的结合使我们能够解开和描述矮星，亚巨星和巨星的垂直分布及其运动学。我们确定内的运动学和数量级计数，分离薄盘，厚盘和热组件的不连续性。薄盘和厚盘的刻度高度分别为225 $\pm$ 10 pc和1048 $\pm$ 36 pc。我们还限制了光度函数和运动学分布函数。薄盘和厚盘之间存在的运动学间隙与厚盘通过连续过程（例如螺旋臂或分子云散射恒星）由薄盘形成的不相容。厚盘的其他形成机制，如“当场创建”或顺利“吸积”仍然与我们的研究结果兼容。
2008-01-14 astro-ph
Microlens Diagnostics of Accretion Disks in Active Galactic Nuclei
来自活动星系核（AGN）的光紫外连续谱似乎起源于光学厚和/或薄的盘，偶尔也起源于相关的环核星暴区。原则上，这些不同的可能起源可以通过引力微透镜事件的观测来区分。我们进行了数值模拟的活动星系核盘的微透镜由一个单一的透镜星通过前面的活动星系核。计算的光谱变化和光变曲线显示出不同的行为，这取决于发射区域的性质;在光学厚盘（{ \it标准盘}）的情况下，预计几个月的时间变化具有很强的波长依赖性，而光学薄盘（{ \it平流主导盘}）将产生较短的，几乎与波长无关的变化。在星暴区的情况下，更慢的变化（超过一年）将叠加在更短的变化上。
1998-11-06 astro-ph
Observational constraints on models for the interstellar magnetic field in the Galactic disk
我们的目的是将严格的观测约束的三个最广泛使用的理论模型的空间配置的大规模星际磁场在银河系磁盘，即环，轴对称和双对称场模型。我们使用的旋转措施（RM）的低纬度银河系恒星，并结合他们的色散措施和估计的距离，绘制出的视线组成部分的星际磁场在近一半的银河系盘。然后，我们适合我们的视线场的地图，上述三个理论场模型，并讨论每个适合的可接受性，以确定所考虑的场模型是否允许脉冲星数据或不。严格地说，我们发现，所有三个场模型被排除的脉冲星数据。此外，没有一个国家的表现明显优于其他国家。由此我们得出结论，银河系盘中的大尺度星际磁场具有比圆形、轴对称或双对称更复杂的模式。
2008-05-22 astro-ph
Truncation of geometrically thin disks around massive black holes in galactic nuclei
使用平流主导吸积流（ADAF）的概念（无论有无风损失）来描述银河系中心源Sgr A*、低光度活动星系核和椭圆星系（包括M87）核的光谱。不同作者的光谱拟合表明，从几何薄盘的热流的过渡发生在相当不同的距离，显然不是唯一相关的质量流率在磁盘。我们比较这些结果与理论建模的结果，我们确定截断薄外盘的质量蒸发的效率。其物理性质与银河系黑洞系统相同（Meyer et al. 2000 b）。对于观测表明的质量流率，我们的模型预测在10^3到10^4史瓦西半径处截断。我们讨论是否在这个截断的最里面的冷薄盘可能存在，并影响频谱。
2001-03-29 astro-ph
Modelling the Galactic Bar Using Red Clump Giants
OGLE项目在银河系凸出部的12个区域获得的$\sim 7 \times 10^5$恒星的颜色星等图揭示了凸出部红团巨星的明确种群。我们发现，当红团簇星向银河系低层$l$场移动时，其视星等分布系统地变暗。对这一明显趋势最合理的解释是，银河系的凸起是一个棒，其最近的一端位于银河系的正经度。我们这个银河酒吧的颜色星等图的红色团块区域的所有领域的观测光度函数拟合。我们发现，几乎不管用于描述银河棒的3-D恒星分布的分析函数，由此产生的模型具有由$20-30°$的视线倾斜的主轴，轴比对应于$x_0:y_0:z_0=3.5:1.5:1$。这对银河棒模型的可能范围提出了强有力的限制。引力微透镜可以为我们提供对银河棒结构的额外约束。
1996-05-27 astro-ph
A cool disk in the Galactic Center?
本文在盘冠蒸发/凝结模型的框架下研究了银心存在冷盘的可能性。假设一个不活跃的盘，一个热日冕应该形成在盘的上方，因为有来自附近大质量恒星的恒星风的热气体的持续供应。冷盘能否存活取决于盘与日冕之间的质量交换。如果盘-冕相互作用以蒸发为主，且速率大于银心的Bondi吸积速率，则盘将在一定时间内耗尽，不存在持久盘。另一方面，如果相互作用导致热气体稳定地冷凝到盘中，那么不活跃的冷盘可能会幸存下来。对于这种情况下，我们进一步研究了热日冕的韧致辐射，并将其与观测到的X射线光度进行了比较。我们的模型表明，在日冕的标准粘度（α =0.3），质量蒸发率是远远高于邦迪吸积率和日冕密度是远远大于从钱德拉观测推断。一个不活跃的磁盘无法承受如此强烈的蒸发。对于小粘度（α <0.07），我们发现了缩合溶液。但详细的计算表明，在这种情况下，来自日冕的X射线辐射太多，与观测结果不符。因此，我们得出结论，目前在银河系中心应该没有薄/不活跃的磁盘。然而，我们不排除Nayakshin（2004）的替代非辐射模型可能在自然界中实现。
2004-03-18 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
