Evolution induced by dry minor mergers onto fast-rotator S0 galaxies
我们分析了无碰撞的N体模拟的中间和次要的干合并到S 0的，以测试这些合并是否可以产生S 0星系的运动学之间的快速和缓慢的旋转。我们发现，未成年人合并诱导较低的减少的全球旋转支持比遇到较低的质量比，这将导致在S 0之间的快速和缓慢的旋转器的中间属性。由此产生的残留物本质上是更三轴，更少的扁平，并跨越整个范围的表观椭圆度高达$ε_\mathrm{e} \sim 0.8$。它们在随机投射中并没有表现出比最初更低的明显椭圆度;相反，椭圆形扭曲的形成和椎间盘增厚增加了$0.4 < ε_\mathrm{e} < 0.7$的投射百分比。在实验中与S 0 b的祖先星系，轻微的合并往往会旋转的隆起和略有减少其固有的椭圆率，而在初级S 0 c星系的情况下，他们保持旋转的支持几乎恒定的隆起和显着降低其固有的椭圆率。残留的凸起保持近似球形（$B/A \sim C/A > 0.9$），但显示出宽范围的三轴度（$0.20 < T < 1.00$）。在速度的全局各向异性（$δ$）与内禀椭圆率（$ε_\mathrm{e,intr}$）的平面上，我们的一些模型将在以前的主要合并模拟中发现的线性趋势向更高的$ε_\mathrm{e,intr}$值延伸，而另一些则偏离了它。这与图中真实S 0所表现出的宽分散相一致，而椭圆则遵循主要合并模拟所绘制的线性趋势。椭圆星系和S 0星系在$δ$ - $ε_\mathrm{e}$图…
2014-03-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Does M31 result from an ancient major merger?
M31晕中的众多流目前被认为是由于多个小合并造成的。在这里，我们使用GADGET 2模拟代码来测试M31是否可能在其过去的历史中经历了一次重大的合并。结果表明，一个3+/-0.5：1的富气并合，r（per）=25+/-5kpc和一个极轨道可以解释M31及其晕的许多性质。相互作用和融合可能分别在8.75+/-0.35 Gyr和5.5 +/-0.5 Gyr前开始。与几乎静止的恒星形成的历史融合之前，我们检索分数的凸起，薄和厚磁盘，以及相对分数的中间年龄和老恒星在厚磁盘和巨流。巨流是由恒星从潮汐尾返回造成的，潮汐尾在融合之前就已经从卫星上剥离了。这些返回的恒星被困在椭圆轨道或环中几乎是哈勃时间周期。大环也被预测，它们与最近在M31郊区发现的特征相当吻合。我们证明，一个单一的合并可以解释一阶（强度和大小），形态和运动学特性的磁盘，厚盘，凸起和流的晕M31，以及恒星年龄的分布，也许金属丰度。它挑战了假设在磁盘（10 kpc环）或外围（许多流和厚磁盘）中每个功能都有一个小合并的场景。进一步的限制将有助于适当评估这样一个重大事件对当地小组的影响。
2010-10-21 astro-ph.GA
Dark influences II: gas and star formation in minor mergers of dwarf galaxies with dark satellites
有人提出，合并引起恒星爆发，并导致重要的星系形态变化。到目前为止，大多数研究都集中在大型星系上，但矮星也可能经历这样的事件，因为在和谐宇宙学模型中，晕质量函数是无标度的。值得注意的是，由于它们的质量较低，它们的大部分相互作用将与暗卫星发生。在本文中，我们遵循丰富的气体盘状矮星系的演化，因为它们经历了一个小合并与暗卫星。我们的目标是描述这种相互作用对矮星的恒星形成，形态和运动学性质的影响。我们对矮星系进行了一套精心设置的流体动力学模拟，其中包括暗物质、气体和恒星与仅由暗物质组成的卫星合并。对于主机系统，我们不同的气体分数，磁盘的大小和厚度，晕质量和浓度，而我们探索不同的质量，浓度和轨道的卫星。我们发现，相互作用导致强烈的恒星爆发的短和长的持续时间在矮星。它们的恒星形成率增加了几倍到10倍或更多。他们是最强的系统与扩展的气体盘和高气体分数合并与高浓度的卫星在一个平面，径向轨道。与银河系质量星系的类似模拟相反，许多系统经历了强烈的形态变化，即使在存在大量气体的情况下也会变成球状。模拟的系统与大量不规则矮星系和蓝色致密矮星的观测特性相比非常好。这意味着与暗卫星的合并可能正在发生，但并不完全明显，因此可能在矮星系人口的多样性中发挥作用。
2015-11-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Signatures of minor mergers in Milky Way-like disc kinematics: Ringing revisited
通过N体模拟，我们研究了星系盘对较小合并事件的响应。我们发现，非自引力，螺旋状的功能诱导厚盘。正如我们在以前的工作中所展示的，这种“振铃”也会在小的空间区域（如太阳附近）的速度空间（u-v平面）中留下印记。当圆盘在事件发生后松弛时，u-v平面上的团块随着时间的推移而越来越近，这使我们能够估计撞击的时间。除了确认这种诊断的可能性，在这里，我们表明，在一个更现实的情况下，在下降轨迹的扰动引起的方位角依赖的结构在相空间。我们还发现，由恒星的能量和角动量定义的空间是比速度空间更好的选择，因为即使在大的局部体积中，团块仍然可见。这使得它们的观测检测更加容易，因为人们不需要被限制在一个小的空间体积。我们表明，信息的影响时间，质量的扰动，其轨迹存储在盘星的运动学。
2011-11-09 astro-ph.GA
A prediction on the age of thick discs as a function of the stellar mass of the host galaxy
其中一个建议厚盘形成的机制是，他们出生迅速，并在原位从一个动荡的clusterian盘。随后，薄盘慢慢地形成在他们从剩余的湍流阶段和物质通过冷流和小合并吸积。在这封信中，我提出了一个观察测试来验证这一假设。通过将厚盘和边缘星系的总质量与在$z\leq3.0$红移范围内计算的星系质量函数相结合，得到了厚盘中最年轻恒星的年龄与宿主星系的恒星质量之间的正相关关系;现今恒星质量为$\mathcal{M}_\star(z=0)<10^{10}\,\mathcal{M}_\odot$的星系中有着像$4-6\,{\rm Gyr}$一样年轻的厚盘恒星，而在银河星系的厚盘中，最年轻的恒星的年龄是$\sim10\,{\rm Gyr}$。我测试了这个预测对几乎没有厚盘年龄估计，所有这些都是来自星系的$\mathcal{M}_\star(z=0)\gtrsim10^{10}\,\mathcal{M}_\odot$，我发现，场螺旋星系似乎遵循的预期。另一方面，我的推导预测的年龄太低的透镜状星系的厚盘，表明一个快速的早期演化为S 0星系。我建议的想法，最终测试是否厚盘形成迅速，并在现场获得厚盘的年龄在现场星系的质量$\mathcal{M}_\star(z=0)\sim10^{9.5}\,\mathcal{M}_\odot$，并通过检查它们是否包含$\sim5\,{\rm Gyr}$ -老恒星。
2021-01-15 astro-ph.GA
Properties of thick discs formed in clumpy galaxies
我们研究了一个可能的星系厚盘的形成方案与数值模拟。厚盘先前被认为是在高红移宇宙中的星团盘阶段形成的，在它们高度富含气体的盘中有巨大的小于10^9 M_太阳的团块。我们进行了SPH模拟，使用孤立的星系模型的目的是验证是否在这样的cluerous星系中形成的厚盘的动力学和化学性质与观测兼容。我们的模拟结果似乎与观测的动力学性质，如径向和垂直密度分布，显着的旋转速度滞后的高度和轨道偏心率的分布几乎一致。此外，在我们的模拟厚盘表明近指数依赖的方位角和垂直速度分散半径，近等温运动学在垂直方向和可忽略的金属丰度梯度在径向和垂直方向。然而，我们的模拟不能再现高度依赖的偏心率，金属丰度与偏心率或旋转速度的关系，这显示了惊人的差异，从最近的观测银河系厚盘。从这个结果，我们推断，厚盘形成的cluder-disc方案将不适合至少在银河系。然而，如果不是所有的星系都通过相同的过程形成厚盘，我们的研究就不能拒绝外部星系的这种情况。此外，我们发现大部分厚盘恒星形成巨大的团块。
2014-03-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
The bursty origin of the Milky Way thick disc
我们研究薄和厚恒星盘的形成在银河系质量的星系使用12个火-2宇宙放大模拟。所有模拟的星系都经历了早期的爆发性恒星形成，过渡到后期的稳定阶段，接近恒定的恒星形成。在稳定阶段晚期形成的恒星在$z=0$有更多的圆形轨道和薄盘状形态，而在爆发阶段出生的恒星有更多的径向轨道和厚盘结构。在$z=0$的厚盘恒星的平均年龄与这个过渡时间密切相关。我们还发现，从爆发到稳定的恒星形成的早期过渡的星系有一个较高的薄盘分数在$z=0$。我们的三个系统在薄盘阶段与LMC大小的卫星有轻微的合并。这些合并会引发短暂的星爆，但不会破坏薄盘，也不会改变恒星形成过渡时间和薄/厚盘属性之间的广泛趋势。如果我们的模拟是宇宙的代表，那么银河系（或M31）的恒星考古学研究提供了一个了解银河系过去恒星形成模式的窗口。目前对银河系厚盘的年龄估计表明，银河系在$\sim$ 6.5 Gyr前从爆发阶段过渡到稳定阶段;在此之前，银河系可能缺乏可识别的薄盘。
2021-03-05 astro-ph.GA
Modeling disc non-axisymmetries: multiple patterns, radial migration, and thick discs
如今，人们知道盘的非轴对称成分，例如螺旋和中央棒，在塑造银河盘方面发挥着重要作用。在这里，我们使用树SPH N-体模拟研究这些扰动的影响，在两个方面：在光盘中的多个模式的发生和径向迁移对光盘增厚的影响。我们发现，除了一个中央酒吧，多个螺旋模式和不平衡的模式发展在所有的模型。这些不对称特征之间的相互作用导致了大规模的恒星迁移。然而，我们发现，尽管强大的径向混合，光盘不能增厚到足以匹配所观察到的厚光盘。我们将其与恒星径向向外迁移时的绝热冷却联系起来。我们还发现，在2.5盘尺度长度的SA型星系的厚盘组件的凸起的贡献是小于1%和零的情况下，银河系，Sb型。我们的研究结果对恒星径向迁移形成厚盘的可能性提出了质疑。
2011-11-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark influences: imprints of dark satellites on dwarf galaxies
在当前的$Λ$ CDM宇宙学模型的背景下，小的暗物质晕是丰富的，矮星系的卫星预计将主要是黑暗的。由于低质量星系具有较小的重子分数，与这些卫星的相互作用可能会留下特别引人注目的印记。我们揭示了这些暗卫星中最大的影响盘状矮星系和可能的动力学和形态的转变，从这些相互作用的结果。我们使用一套精心设置的，受控的孤立矮星系模拟。主矮星系在暗物质晕中只有一个恒星盘，而次矮星系则完全没有重子。我们改变盘质量，晕浓度，初始盘厚度和卫星轨道倾角。盘状矮星系被加热和破坏，由于轻微的合并事件，更极端的卫星盘质量比高，形态和运动学显着改变。此外，对于不太集中的晕，轻微的合并可以完全摧毁盘，留下一个低光度的类球状星系。我们的结论是，矮星系是非常容易受到干扰的暗星系，即使是一个轻微的合并事件可以显着破坏和改变的结构和运动学的矮星系。这一过程可能被看作是矮球状星系形成的一个新通道。
2014-11-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Diversity of Thick Galactic Discs
虽然在几乎所有的边缘盘星系中都发现了厚的恒星盘，但它们的形成仍然是一个有争议的问题。由于观测上的困难，缺乏关于它们的恒星星族的信息。使用俄罗斯6米望远镜BTA，我们收集了三个位于不同环境中的S 0-a盘状星系的厚盘的深光谱：NGC 4111在一个密集的集团，NGC 4710在室女星系团，和NGC 5422在一个稀疏的集团。我们在NGC 4111和NGC 4710中发现了中等年龄（4-5 Gyr）的富金属（[Fe/H] $\sim$ -0.2 - 0.0 dex）恒星星族。另一方面，NGC 5422没有年轻的恒星，它的盘厚而老（10 Gyr），没有第二个组成部分的证据，它的$α$ -元素丰度表明它的形成时间为1.5-2 Gyr，这意味着它的形成在高红移。我们的研究结果表明，厚光盘形成的情况下的多样性。
2016-04-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
The 3D Velocity Structure of the Thick Disk from SPM4 and RAVE DR2
我们分析了一个样本的$\sim 4400$红色团块恒星的三维运动学范围从银河系中心的5和10千秒差距，从银河系平面高达3千秒差距。该样品代表富金属（[Fe/H] = -0.6至0.5）厚的盘。绝对自行来自第四版的南方自行计划，径向速度来自第二版的径向速度实验。导出的厚盘的运动学性质包括：旋转速度梯度$\partial V_θ / \partial z = -25.2 \pm 2.1$ km s $^{-1}$ kpc $^{-1}$，速度色散$(σ_{V_R}, σ_{V_θ}, σ_{V_z})|_{z=1} = (70.4, 48.0, 36.2) \pm(4.1,8.3,4.0)$ km s $^{-1}$，和速度椭球倾斜角$α_{Rz} = 8.6\arcdeg \pm 1.8 \arcdeg$。我们对薄盘尺度长度的动力学估计为$R_{thin} = 2.0 \pm 0.4$ kpc，厚盘尺度高度为$z_{thick} = 0.7 \pm 0.1$ kpc。观测到的轨道偏心率分布与Sales等人的厚盘形成的四种不同模型的结果相比，支持富气合并模型和次要合并加热模型。有趣的是，当提到目前接受的LSR值时，距离太阳超过0.7 kpc的恒星显示出$13 \pm3 $ km s PDMATHAMO的净平均径向速度。这一结果在以前的运动学研究中看到，使用其他示踪剂的距离大于$\sim…
2010-11-29 astro-ph.GA
The Frequency of Field Blue-Straggler Stars in the Thick Disk and Halo System of the Galaxy
我们提出了一个新的，大样本的领域蓝离散星（BSS）在厚盘和晕系统的银河系，根据恒星光谱斯隆数字巡天（SDSS）和斯隆扩展银河系的理解和探索（SEGUE）。使用从SEGUE恒星参数管道的应用程序中获得的恒星大气参数的估计，我们得到了一个样本的约8000 BSS，这是考虑与先前选定的样本的约4800蓝色水平分支（BHB）的明星。我们推导出BSS与BHB星的比值F $_{\rm BSS/BHB}$，作为银心距离和距银道面距离的函数。在厚盘中发现的F $_{\rm BSS/BHB}$的最大值为$\sim~$ 4.0（在3 kpc $<$ $|$ Z $<$ 4 kpc），在内晕区域下降到$\sim~1.5-2.0$的数量级;在外晕区域，该比值继续下降到$\sim~$ 1.0。我们将少数的BSS与可能的河外起源相关联; BSS样本中至少有5个$\%$表现出与人马座流成员相称的径向速度、位置和距离。
2015-01-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Kinematics of Stellar Populations with RAVE Data
我们使用RAVE巡天第二次数据发布的恒星以及Breddels等人（2009）的距离估计来研究银河系薄盘和厚盘种群的运动学。速度分布展示了太阳附近存在的预期移动群体。我们应用Schuster et al.（1993）的X（恒星星族）标准来区分厚盘星和薄盘星，该标准同时考虑了运动学和金属丰度信息。对1906颗薄盘星和110颗厚盘星的垂直速度色散、平均自转速度和平均轨道偏心率，（sigma_W，Vphi，e）_thin =（18 \pm 0.3 km/s，223 \pm 0.4 km/s，0.07 \pm 0.07）和（sigma_W，Vphi，e）_thick =（35 \pm 2 km/s，163 \pm 2 km/s，0.31 \pm 0.16）。从径向Jeans方程，我们得到了一个厚盘尺度长度在1.5-2.2 kpc的范围内，其最大的不确定性在于所采用的形式的潜在的潜力。轨道偏心率分布的形状表明，我们样本中的厚盘星最有可能是在原位形成的，少量的富含气体的合并和/或径向迁移是它们轨道的最有可能的原因。我们进一步获得了平均金属丰度<[M/H]>_thin = +0.03 \pm 0.17，和<[M/H]>_thick = -0.51 \pm 0.23，与先前的估计很好地一致。我们估计薄盘的径向金属丰度梯度为-0.07 dex/kpc，这比化学演化模型预测的要大，在化学演化模型中，盘从…
2011-03-23 astro-ph.GA
Extremely massive disc galaxies in the nearby Universe form through gas-rich minor mergers
在我们的分层结构形成范式中，观察到的大质量星系的形态演变-从旋转支撑盘到分散主导的球体-在很大程度上是通过星系合并来解释的。然而，由于合并很可能会破坏圆盘，而最大质量的星系有着最丰富的合并历史，所以在最高恒星质量下存在任何圆盘是令人惊讶的。我们小组最近的理论工作使用了宇宙学的流体动力学模拟，表明超大质量（M* > 10^11.4 MSun）盘主要是通过球状体和富含气体的卫星之间的微小合并形成的，这会产生新的旋转恒星成分，并留下盘作为残留物。在这里，我们使用的大质量星系的紫外光学和HI数据，从SDSS，GALEX，DECaLS和ALCAFA调查，来测试这些理论预测。观测到的大质量盘约占大质量星系的13%，与理论（约11%）非常一致。在深DECaLS图像中，约64%的观测到的大质量盘表现出潮汐特征，这可能表明最近的小型合并（相比之下，在模拟的对应物中约为60%）。这些特征的发生率至少是低质量盘的四倍，这表明，正如预测的那样，小合并在这些系统的形成中发挥了重要（和特大）的作用。经验的恒星形成率与理论预测一致，对于一个小的星系样本与HI检测，HI质量和分数与模拟预测的范围一致。理论和观测之间的良好一致性表明，超大质量盘确实是球状体和富含气体的卫星之间最近较小合并的残余物。
2022-01-21 astro-ph.GA
Observational Properties of the Metal-Poor Thick Disk of the Milky Way Galaxy and Insights into Its Origins
我们已经进行了研究的元素丰度和运动学性质的金属贫样品的候选厚盘星选择从RAVE光谱调查明亮的恒星，以区分目前的场景中的厚盘的形成。在本文中，我们报告了214颗红巨星分支，31颗红团/水平分支和74颗主序星/次巨星分支贫金属星的样本，这有助于增加我们以前的巨星样本。我们发现，厚盘[α/Fe]比增强，并且变化很小（<0.1 dex），与我们以前的研究一致。增强的样品进一步允许，第一次，调查的梯度在金属贫厚盘。对于[Fe/H] <-1.2的恒星，厚盘在α增强中显示出非常小的梯度，<0.03 +/- 0.02 dex/kpc，而我们发现铁丰度的径向梯度为+0.01 +/- 0.04 dex/kpc，垂直梯度为-0.09 +/- 0.05 dex/kpc。此外，我们表明，我们的样本的轨道偏心率分布的峰值更好地同意与模型中的恒星，包括厚盘主要在银河系中形成，与直接吸积的恒星贡献不大。因此，我们的研究结果不赞成直接吸积的恒星从矮星系到厚盘作为一个主要贡献者厚盘人口，但不能区分厚盘的替代模型，如那些调用高红移（富含气体）合并，加热预先存在的薄恒星盘的轻微合并，或有效的径向迁移的恒星。
2011-05-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Short Scale Length for the α-Enhanced Thick Disk of the Milky Way: Evidence from Low-Latitude SEGUE Data
我们研究了斯隆银河系理解和探索扩展巡天在6 kpc < R < 16 kpc，0.15 kpc < |Z| < 1.5 kpc区域观测到的5620颗恒星的α元素丰度比[α/Fe]，它是银心半径R和距银道面距离|Z|的函数。结果表明，高α厚盘粒子数比低α粒子数具有更短的尺度长度（Lthick ~ 1.8kpc），而低α粒子数通常与薄盘有关.我们发现，在大|Z|时，高α星在内盘中的比例增加，并且与低α星相比，高α星的旋转滞后。相比之下，在所有|Z|中，外盘中的高α星比例都很低，并且高α星和低α星的旋转速度相似，直到1.5 kpc。我们解释这些结果表明，不同的过程是负责高α人口的内部和外部磁盘。内盘中的高α粒子数具有短的尺度长度和大的尺度高度，这与厚盘在早期富气体吸积阶段形成的情景一致。远离外盘平面的恒星可能是通过微小的合并加热而到达现在的位置。在大R和|Z|处缺乏高α星也严格限制了通过瞬时螺旋结构进行径向迁移的强度。
2012-04-23 astro-ph.GA
Bars and boxy/peanut bulges in thin and thick discs. II. Can bars form in hot thick discs?
本研究通过N体模拟发现，厚盘几乎不阻碍棒状结构形成，但纯厚盘模型中棒状结构形成依赖盘标长和标高，且Ostriker-Peeble判据更适用。
2023-04-18 astro-ph.GA
The Discovery of an Ultra-Faint Star Cluster in the Constellation of Ursa Minor
我们报告了一个新的超暗球状星团在小熊座的发现，基于恒星测光的MegaCam成像仪在加拿大-法国-夏威夷望远镜（CFHT）。我们发现，这个集群，穆尼奥斯1，位于距离45 +/- 5千秒差距，并在一个投影距离只有45弧分小熊座dSph星系的中心。使用极大似然技术，我们测量的半光半径为0.5弧分，或相当于7秒差距和椭圆率一致为零。我们估计它的绝对星等为M_V=-0.4 +/-0.9，对应于L_V=120（+160，-65）L_sun，并根据Keck/DEIMOS光谱测量了日心径向速度为-137 +/-4 km/s。这颗新卫星与小熊座的距离约为30千秒差距和110公里/秒，这表明该星团与dSph没有明显的联系，尽管角距离非常近。根据它的光度特性和结构参数，我们认为Munoz 1是一个新的超暗星团。与Segue 3一样，这是迄今为止已知的最暗的星团之一。
2012-04-25 astro-ph.GA
Signatures of minor mergers in the Milky Way disc I: The SEGUE stellar sample
现在我们知道，微小的合并能够在其宿主星系盘的相空间分布中产生结构。为了在银河系中寻找这样的印记，我们分析了SEGUE F/G矮星和Schuster等人（2006）的恒星样本。我们在这两个完全独立的恒星样本中发现了类似的特征，与银河系小型合并事件的预测一致。接下来，我们将同样的分析应用于人马座矮星系和银河系之间相互作用的高分辨率，理想化的N体模拟。恒星粒子样本在主盘小空间区域内的能量分布揭示了结构随位置的强烈变化。我们发现，与人马座暗物质晕祖先$\lessapprox 10^{11}$ M $_{\odot}$的质量模型的观测结果很好地匹配。因此，我们表明，这种分析可以用来提供前所未有的严格限制人马座的轨道参数，以及放置一个较低的限制其质量。
2012-05-04 astro-ph.GA
The kinematics of local thick discs do not support an accretion origin
厚盘是现今星系盘中几乎无处不在的组成部分。有人提出，它们的一小部分恒星已经被吸积了。在这里，我们的目标是找出是否吸积的卫星是主要的厚盘形成机制。为了做到这一点，我们观察了一个样本的八个附近的边缘上的星系与MUSE积分场单位在VLT。其中六个星系有一个明显的厚盘。我们推导出厚盘的速度和速度色散的星系在我们的样本。我们设计了一个形式主义，估计逆行物质的厚光盘的分数，通过使用运动学地图和薄/厚disdecomposations。在我们的样本中，没有一个星系在距离中心很远的地方显示出强有力的逆行物质的证据。包括那些在文献中发现的，有17个厚光盘研究的运动学，只有一个显示明确的签名逆行材料。动力学摩擦的文献数值研究使我们能够估计，在目前的宇宙时间约六分之一的合并，吸积星系的恒星结束在一个厚盘逆行。这与观测到的1/17的星系部分逆行厚盘的比例存在矛盾。我们的结论是，卫星吸积是不赞成的观测是主要的厚盘形成机制。
2019-02-22 astro-ph.GA
Bars and boxy/peanut bulges in thin and thick discs III. Boxy/peanut bulge formation and evolution in presence of thick discs
本文通过系统改变厚盘质量分数和盘标长比的N体模拟，揭示厚盘会削弱并扩大b/p核球、缩短棒形成到屈曲的间隔，并影响垂直对称性恢复。
2023-12-07 astro-ph.GA
On the Flaring of Thick Disc of Galaxies: Insights from Simulations
使用模拟星系在其宇宙学背景下，我们分析如何耀斑的单年龄人口（地图）的影响耀斑和年龄结构的几何定义的厚盘。我们还探讨了在何种情况下，几何薄和厚盘是有意义的不同组件，或在银河系中是一个单一的连续结构的一部分。我们发现，当MAP几乎没有耀斑或在它们开始耀斑的半径处具有低表面密度时，会产生平坦的厚盘。当观察MAPs的垂直分布时，这些星系显示出连续的薄/厚结构。它们也有径向年龄梯度，往往有静止的合并历史。这些特征与在银河系中观察到的一致。另一方面，当张开的MAP在它们开始张开的半径处具有高表面密度时，就会产生张开的厚盘。厚盘的尺度高度可以由多个MAP或仅几个MAP支配，这取决于MAP的质量和尺度高度分布。在这些星系的大部分中，薄盘和厚盘是明显不同的结构。最后，耀斑厚盘有不同的径向年龄梯度和合并的历史，与星系更大规模或经历了大规模合并显示平坦的年龄径向梯度在他们的厚盘。
2021-01-28 astro-ph.GA
Galactic archaeology of a thick disc: Excavating ESO 533-4 with VIMOS
对厚盘的形成机理进行了讨论。厚的圆盘可能是在短时间尺度上的高红移下形成的，也可能是随着时间的推移慢慢形成的。它们可能有内部或外部来源。本文详细研究了ESO 533 -4厚盘的运动学和恒星星族。ESO 533 -4是一个邻近的无球星系。我们提出了有史以来第一个IFU研究的边缘星系有足够的深度来研究厚盘。我们将ESO 533 -4暴露于VIMOS@VLT 6.5小时。FOV覆盖的轴向范围为0.1-0.7r_25（1- 7 kpc）。我们使用pPXF和MILES库获得速度和恒星星族图。我们将我们的运动学数据与简单的GADGET-2模型进行了比较。ESO 533 -4厚盘的明显旋转滞后与两种效应的组合所预期的一致：微分不对称漂移和研究远离边缘几度（2-3度）的盘所产生的投影效应。因此，ESO 533 -4几乎不包含逆行物质。这是兼容的三个形成fracti：长期加热的最初薄盘，形成厚盘在高红移的湍流盘阶段，并在一个主要的合并事件中创建。如果发生在所有星系中，这最后一种机制将在其中一半星系中造成逆行厚盘。在已知厚盘运动学的五个大质量盘星系（v_c> 120 km s^-1）中，还没有观测到逆行盘。薄盘和厚盘的总体在Z/Z_Sun平面上是分离的。因此，薄盘和厚盘是由两个不同的恒星星族组成的。虽然恒星星族的结果是不确定的，由于在ESO 533 -4的高尘埃消光，他们不赞成一个长期的演化起源厚盘。因…
2015-10-26 astro-ph.GA
An Integral Field Spectroscopy Study Of Thin And Thick Discs In IC 2531
本文利用积分场光谱和 pPXF 恒星族拟合研究侧向星系 IC 2531 的薄盘与厚盘，发现其盘面化学性质介于银河系薄盘与厚盘之间，厚盘更年老、贫金属且 α 增强，为厚盘形成理论提供约束。
2025-07-20 astro-ph.GA
In the thick of it: metal-poor disc stars in RAVE
通过选择在RAVE-DR 4调查的恒星位于1和2千秒差距以上的银河系平面，我们质疑的一致性，最简单的三个组成部分的模型（薄盘，厚盘，晕）的银河系。我们确认厚盘的金属丰度和方位速度分布函数不是高斯分布。特别是，我们发现厚盘有一个扩展的金属丰度尾部至少下降到[M/H]=-2 dex，大约占整个厚盘人口的3%，并且与典型厚盘相比具有较短的尺度长度。这些贫金属星的平均方位角速度使我们能够估计金属丰度和轨道速度之间的相关性，这是对银河系厚盘形成机制的重要约束。给出我们的简单方法，我们发现dVphi/d[M/H] ~ 50 km/s/dex，这与以前的文献值非常一致。我们完成了研究的一个简短的讨论的厚盘的形成方案的影响，并建议，鉴于上述特点，一个厚盘主要由径向迁移机制似乎不太可能。
2013-10-07 astro-ph.GA
Kinematic scaling of thin and thick discs from SAMI to NewHorizon
Yonsei University（延世大学）；CSIRO Space & Astronomy（澳大利亚联邦科学与工业研究组织空间与天文部）；Australian National University（澳大利亚国立大学）；The University of Sydney（悉尼大学）；Institut d’Astrophysique de Paris, CNRS and Sorbonne Université（巴黎天体物理研究所，法国国家科学研究中心和索邦大学）；Kyung Hee University（庆熙大学）
该研究利用 SAMI 星系和 NewHorizon 模拟数据，通过施瓦兹席尔德轨道叠加等方法，重新审视盘状恒星质量与速度弥散关系并扩展到薄厚盘，揭示了相关结果及系统误差，为未来研究盘状子结构提供方向。
2026-07-27 astro-ph.GA
Metallicity Gradient of the Thick Disc Progenitor at High Redshift
我们已经开发了一种新的马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）化学“绘画”技术，以探索可能的径向和垂直金属丰度梯度厚盘祖。在我们的分析中，我们匹配一个N体模拟的数据从阿帕奇点天文台星系演化实验（APOGEE）调查。我们假设，厚盘有一个恒定的标度高度，并已完成其形成的早期时代，在此之后的时间径向混合的恒星已经发生。在这些假设下，我们发现厚盘祖先的初始径向金属丰度梯度不应该是负的，而是平坦的甚至是正的，以解释厚盘当前的负垂直金属丰度梯度。我们的研究表明，厚光盘是建立在一个由内而外和颠倒的方式，和老年人，较小和较厚的人口更金属穷人。在这种情况下，在厚盘形成的不同时期的恒星形成盘被允许有不同的径向金属丰度梯度，包括一个负的，这有助于解释在高红移盘星系中观察到的各种斜率。这种情况有助于解释银河系厚盘的金属丰度-旋转速度关系的正斜率。另一方面，径向混合会使现有坡度的斜率变小。
2017-09-20 astro-ph.GA
Through thick and thin: Structure of the Galactic thick disc from extragalactic surveys
我们的目标是通过探索银河系厚盘的垂直和径向性质来了解银河系的吸积历史。我们研究的化学和运动学性质的大约一千光谱的微弱的幅度前景银河系恒星偶然观察到在银河系外的调查在四个视线：三个在南银河半球（调查的船底座，天炉座和Sculptor矮球状星系）和一个在北银河半球（调查的六分仪矮球状星系）。前景恒星距离银道面3 kpc，银心半径11 kpc。只有三条视线有足够数量的前景恒星进行可靠的分析。朝向银河系北半球的六分仪和南方的玉夫座，我们测量到平均金属丰度随着距离银河系平面的高度而一致下降，这表明化学对称的厚盘。这种减少可能是由于固有的厚盘金属丰度梯度，或简单地由于薄盘/厚盘人口比例的变化和厚盘没有固有的金属丰度梯度。我们赞成后一种解释。相比之下，我们发现一个不可预测的金属贫人口的证据在船底座的方向。Wyse等人（2006年）较早发现了这一种群，但我们更详细的分析提供了对其位置（|Z| <1 kpc）、金属丰度（-2<[M/H]<-1 dex）和方位角轨道速度（V_phi ~120 km/s）的可靠估计。考虑到化学动力学性质的过度密度对船底座视线，我们认为它代表的典型厚盘的金属贫尾。尽管现有的恒星数量很少，但我们认为这种弱金属厚盘遵循通常建议的厚盘速度-金属丰度关系dV_phi/d[M/H]~40- 50 km/s/dex。
2013-05-27 astro-ph.GA
The reports of thick discs' deaths are greatly exaggerated: thick discs are NOT artefacts caused by diffuse scattered light
最近的研究使科学界在研究低表面亮度的星系特征（如厚盘）时意识到散射光。在我们过去对斯皮策银河系恒星结构巡天（S $^4$ G）中的厚盘边缘星系的研究中，我们将点扩散函数模拟为高斯函数。我们用修正的点扩散函数模型重新检验了我们的结果，该模型考虑了扩展机翼超过2.5弧分的情况。本文研究了$3.6μ{\rm m}$.我们分解的星系垂直于他们的中平面的表面亮度配置文件，假设光盘是由两个恒星盘在流体静力平衡。我们分解的轴向表面亮度分布的星系模型的中心质量浓度-所描述的Sérsic函数-和光盘-所描述的一个破碎的指数盘。我们改进的治疗方法证实了厚椎间盘的普遍性。我们目前的拟合与之前提出的拟合之间的主要区别在于，现在来自薄圆盘的散射光在低于$μ\sim26\,{\rm mag\,arcsec^{-2}}$的水平上主导表面亮度。这并不严重影响我们以前提出的任何结果：1）厚光盘几乎无处不在。它们不是像其他地方所建议的那样由散射光引起的人工制品。2)厚盘的质量与低质量星系中的薄盘相当--圆速度$v_{\rm c}<120\,{\rm km\,s^{-1}}$ --而它们的质量通常小于高质量星系中的薄盘。3)厚盘和中心质量集中似乎已经形成在同一时期从一个共同的材料库。4)大约60%的面向星系的上弯断裂是由薄盘和厚盘的叠加引起的，其中厚盘的尺度长度最大。（节录）
2020-09-11 astro-ph.GA
The Spheroidal Bulge of the Milky Way: Chemodynamically Distinct from the Inner-Thick Disc and Bar
Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP)（波茨坦莱布尼茨天体物理研究所）；Universität Potsdam（波茨坦大学）；Universidad Nacional Autónoma de México（墨西哥国立自治大学）；Instituto de Astronomía, Universidad Nacional Autónoma de México（墨西哥国立自治大学天文研究所）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉古纳大学）；Max Planck Institute for Astronomy（马克斯·普朗克天体物理研究所）；Universitat de Barcelona（巴塞罗那大学）；Institut de Ciències del Cosmos (ICCUB), Universitat de Barcelona（巴塞罗那大学宇宙科学研究所）；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)（加泰罗尼亚空间研究学院）
研究银河系内区域的化学组成和起源，发现球状bulge在化学和动力学上与内厚盘和棒显著不同，首次通过Gaia-RVS光谱揭示其独特的金属丰度分布和轨道特性。
2025-12-15 astro-ph.GA
Bars & boxy/peanut bulges in thin & thick discs: I. Morphology and line-of-sight velocities of a fiducial model
我们使用N体模拟，对薄（运动学上冷）和厚（运动学上热）盘进行了研究，探索了盘星系内部区域恒星星族的形态和视线（los）速度的趋势，形成了一个条形和方形/花生状（b/p）凸起。薄圆盘部件中的杆比厚圆盘杆的强度高$\sim$ 50\%，并且更细长，轴比几乎是厚圆盘杆的一半。薄盘b/p凸起具有明显的X形，而厚盘b/p较弱，具有相当方形的形状。这导致厚盘中b/p凸起的特征比薄盘中更弱且更远离平面。在运动学方面，我们发现在b/p球的外部，厚盘星的损失速度比薄盘星的损失速度大\emph{larger}，在棒的侧向和类银河方向上分别大40%和20%.这是由于在bar-b/p区域薄盘星和厚盘星遵循不同的轨道，这受到以下事实的影响：i）薄盘星在棒- b/p不稳定性中被更有效地捕获，因此比厚盘星损失更多的角动量; ii）厚盘星有很大的径向偏移，因此在棒区可以找到具有高角动量的大半径恒星。我们还发现，b/p凸起中薄盘和厚盘的损失速度之差（$Δv_{los}$）与两个盘的径向速度弥散的初始差（$Δσ$）有关。因此，我们得出结论，在酒吧的B/P凸起的恒星将有相当不同的形态和运动学取决于他们起源的光盘人口的运动学特性。
2017-05-30 astro-ph.GA
Thick disc molecular gas fraction in NGC 6946
最近的几项研究加强了星系中厚分子盘的存在，以及动态冷薄盘。假设一个两个组件的分子盘，我们模拟的NGC 6946光盘作为一个四个组件的系统组成的恒星，HI，薄盘分子气体，厚盘分子气体在垂直流体静力学平衡。接着，我们建立了流体静力平衡的联合Poisson-Boltzmann方程，并对其进行数值求解，得到了不同重子分量的三维密度分布。利用密度解和观测到的旋转曲线，我们进一步建立了分子盘的三维动力学模型，并连续模拟了CO的光谱立方体和光谱宽度分布。我们发现，不同的假设厚盘分子气体分数的模拟光谱宽度轮廓明显不同。几个CO光谱宽度轮廓，然后产生不同的假设厚盘分子气体分数，并与观察到的一个比较，以获得最佳拟合厚盘分子气体分数轮廓。我们发现NGC 6946的厚盘分子气体分数在整个分子盘上基本保持恒定，平均值为$0.70 \pm 0.09$。我们还估计了NGC 6946中平面外分子气体的数量。我们发现总分子气体中的$\sim 50\%$在中心区域是平面外的，而在分子盘的边缘，这部分减少到$\sim 15\%$。用我们的方法，第一次，我们估计厚盘分子气体分数作为半径的函数，在一个外部星系与sub-kpc分辨率。
2020-12-17 astro-ph.GA
Fate of stellar bars in minor merger of galaxies
在星系的演化阶段，星系的小合并是很常见的。在这里，我们调查的动力学影响的一个较小的合并（质量比1：10）事件的最终命运的恒星酒吧合并残余。为了实现这一目标，我们选择了一组次要的合并模型，从公开可用的GalMer图书馆星系合并模拟。这些模型在轨道能量、轨道自旋矢量的方向和卫星星系的形态（盘状/球状）方面有所不同。我们表明，中央恒星酒吧，最初存在于宿主星系，经历了一个短暂的酒吧放大阶段后，每个近心点通道的卫星，在一致的酒吧激发由于潮汐遇到过去的研究。然而，一旦合并发生，中央恒星棒在合并后的残余物中大大减弱。卫星恒星在合并残余物中心区域的聚集在棒弱化过程中起着关键作用，导致中心质量浓度和特定角动量含量的净增加。我们发现，质量积累的效率从卫星的合并残留物的中心部分取决于轨道参数，以及卫星的形态。因此，不同的小合并模式显示不同程度的酒吧弱化事件。这表明，星系的小合并是一个合理的途径酒吧削弱盘星系。
2021-02-02 astro-ph.GA
An excessively massive thick disc of the enormous edge-on lenticular galaxy NGC7572
已知星系盘具有复杂的多层结构。深入研究薄组分和厚组分的恒星星族性质可以阐明盘星系的形成和演化。尽管厚圆盘无处不在，但它们的起源仍然存在争议。在这里，我们探测厚盘形成的情况下，通过调查NGC 7572，一个巨大的边缘上的星系$R_{25}\approx 25$千秒差距和$V_{\rm rot} \approx 370$公里秒$^{-1}$，这大大超过了银河系的大小和质量。我们分析了DECaLS存档图像，发现NGC 7572的圆盘包含两个具有相似径向尺度的耀斑恒星圆盘（薄圆盘和厚圆盘）。我们使用6米俄罗斯BTA望远镜收集了深长缝光谱数据，并使用一种新技术对其进行了分析。我们首先重建了一个非参数恒星视线沿星系半径的速度分布，然后将其与两个运动学分量相拟合，这两个运动学分量分别占薄盘和厚盘中恒星的轨道分布。旧的厚盘被证明是2.7倍的中间年龄薄组件，$1.6\times 10^{11}$ $\textrm{M}_{\odot}$与$5.9\times10^{10}$ $\textrm{M}_{\odot}$，这是非常不寻常的。厚盘和薄盘的[Mg/Fe]值分别为+0.3和+0.15 dex，它们的运动学和质量比表明，在NGC 7572中，我们观察到一个快速形成的非常巨大的厚盘和一个不发达的薄盘，其生长由于冷气体的耗尽而过早结束，可能是由于环境影响。
2020-03-31 astro-ph.GA
Co-formation of the thin and thick discs revealed by APOGEE-DR16 and Gaia-DR2
由于薄盘星平均比厚盘星年轻，一些模型预测薄盘在厚盘形成后开始形成，大约10 Gyr前。因此，不应存在明显的老年薄椎间盘群体。使用Gaia-DR 2的6-D坐标和Sanders & Das（2018）的年龄估计，我们选择了距离太阳2 kpc以内的$\sim 24000$老恒星（${τ> 10}$ Gyr，不确定性为$\lesssim 15\%$）（完整样本）。与APOGEE-DR 16（$\sim 1000$星）的交叉匹配揭示了古老的化学定义薄/厚盘星的可比部分。我们发现，完整的样本近心点半径（$r_\mathrm{per}$）分布有三个峰值，一个与恒星晕和其他两个有贡献的薄/厚光盘。使用高分辨率的$N$-体+光滑粒子流体动力学模拟，我们证明了一个峰值，在$r_\mathrm{per}\approx 7.1$ kpc，是由恒星从两个磁盘出生在银河系内部和迁移到太阳附近。在太阳邻域中，古老的薄（厚）盘星中的$\sim 1/2$（$\sim 1/3$）被归类为迁移星。我们的研究结果表明，薄/厚光盘受到不同的径向迁移，因为他们有不同的偏心率分布，无论垂直尺度的高度。我们解释存在一个显着的老薄盘人口的证据，早期共同形成的薄/厚光盘，认为在早期光盘的团块不稳定性提供了一个令人信服的解释所观察到的趋势。
2021-02-03 astro-ph.GA
The AMBRE Project: chemical evolution models for the Milky Way thick and thin discs
我们通过比较详细的化学演化模型与AMBRE项目的最新数据，研究了银河系厚盘和薄盘的化学演化。数据表明，厚盘星和薄盘星形成两个不同的序列，厚盘星具有较高的[α/Fe]比。我们采用两种不同的方法来模拟厚盘和薄盘的演化。我们特别通过：i）两个入口的方法，厚盘形成快速和薄盘之前，并通过快速气体吸积插曲，而薄盘的形式通过第二个吸积插曲在较长的时间尺度上; ii）平行的方法，其中两个盘平行，但以不同的速度形成。通过比较我们的模型结果与观测到的[Mg/Fe] vs. [Fe/H]和两个银河系组分的金属丰度分布函数，我们得出结论：平行方法可以解释数据中存在的一组α增强的富金属恒星，而两个入轨方法不能解释这些恒星，除非它们是恒星迁移的结果。在这两种方法中，厚盘形成的时间尺度为0.1 Gyr，而薄盘形成的时间尺度为7 Gyr。在两次撞击的方法中，在厚盘和薄盘之间的恒星形成中应该存在数百万年的间隙，这与平行方法不同，平行方法不存在间隙。
2017-08-29 astro-ph.GA
Migration and kinematics in growing disc galaxies with thin and thick discs
我们分析了盘加热和径向迁移的N-体模型的厚和薄的磁盘的成长盘星系。类似于薄盘模型，具有适当的非轴对称结构的星系再现观测约束径向盘加热和迁移到太阳邻域（Snhd）。厚盘的存在可以抑制非轴对称，因此与只有薄盘的模型相比，需要更高的重子物质与暗物质的比例。重子占主导地位的模型，大约太阳半径R_0的青睐，与银河系的数据。对于由内向外生长的盘，今天R_0处的厚盘恒星主要是向外迁移的。向外迁移的流体在垂直方向上是否比不迁移的流体热，取决于厚盘垂直速度弥散的径向梯度。在角动量上存在一个有效的上界，诞生于星系中心的厚盘星可以通过迁移到达这个上界，这解释了R_0以外的高α序列的衰落。我们的模型比较以及从RAVE-TGAS的Snhd运动学。对于这种比较，重要的是要考虑R ~ R_0处运动学的方位变化和测量选择函数的偏差。巨分子云对薄盘星的垂直加热只受到厚盘的轻微影响。我们的模型预测更高的垂直速度色散的最古老的恒星比发现在Snhd年龄-速度色散关系，可能是因为测量的不确定性或低估了我们的模型中的老冷星的数量。
2017-06-13 astro-ph.GA
Chemical evolution of the Milky Way: constraints on the formation of the thick and thin discs
本文根据最新的观测资料研究了银河系厚盘和薄盘的演化。特别是，我们分析了O，N，Fe和Mg的丰度梯度沿薄盘以及[Mg/Fe]与[Fe/H]的关系和金属丰度分布函数在不同的银心距离。我们运行几个模型从两个落入范例开始，假设厚盘和薄盘通过两个不同的落入情节形成，我们探讨了几个物理参数，如径向气体流量，恒星形成的可变效率，不同的时间为最大的落入盘上，不同的分布的总表面质量密度的厚盘和富集气体的落入。我们的最佳模型表明，径向气流和恒星形成的可变效率应该与薄盘形成的内向外机制一起起作用。最大程度地落入薄盘的时间尺度（它决定了两个盘形成之间的间隙）应为$t_{max}\simeq 3.25$ Gyr。厚盘应该具有指数的、小尺度的长度密度分布，并且在内部薄盘上的气体流入应该是富集的。我们还计算了盖亚-土卫二系统的演化，并研究了厚盘和薄盘可能相互作用的影响。我们的结论是，土卫二失去的气体，甚至是其中的一部分，可能是形成厚盘而不是薄盘的原因。
2020-08-17 astro-ph.GA
Vertical kinematics of the thick disc at 4.5 < R < 9.5 kpc
我们探索了一种方法来重建银河系厚盘分布函数的行动空间内附近的厚盘恒星分布。通过对太阳附近127颗经过化学选择的厚盘星的计算，我们发现在4.5 kpc < R < 9.5 kpc时，对应于重建分布函数的垂直速度色散近似为$\exp (-R/R_s)$，其中$R_s$ = 8.3 $\pm$ 1.1（rand.）$\pm$ 1.6（系统）科索沃保护团。此外，我们发现，我们的本地厚盘星的垂直速度色散$σ_z$只显示出弱依赖于径向和方位角速度$(v_R, v_ϕ)$。我们讨论了这些结果对银河系厚盘的全球结构可能产生的影响。
2015-08-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
