On the metallicity gradients of the Galactic disk as revealed by LSS-GAC red clump stars
使用从LAMOST银河系反中心光谱巡天（LSS-GAC）中选择的超过70，000颗具有$5$ - $10$ %距离精度的红团（RC）星样本，我们研究了银河系盘的径向和垂直梯度主要在反中心方向，覆盖了相当大的星盘体积，其投影的银心半径为$7 \leq R_{\rm GC} \leq 14$ kpc，距银河中平面的高度为$0 \leq |Z| \leq 3$ kpc。我们的分析表明，径向和垂直的金属丰度梯度是负的大部分磁盘体积探测，并表现出显着的空间变化。在太阳圈附近（$7 \leq R_{\rm GC} \leq 11.5$ kpc），径向梯度在中平面附近（$|Z| < 0.1$ kpc）有一个中等陡度的$-0.08$ dex kpc $^{-1}$负斜率，并且斜率随着$|Z|$的增加而减小。在外盘（$11.5 < R_{\rm GC} \leq 14$ kpc），径向梯度有一个基本上恒定的，更不陡峭的斜率$-0.01$ dex kpc $^{-1}$在所有高度以上的平面，这表明外盘可能经历了一个不同的演化路径从内盘。发现垂直梯度随着$R_{\rm GC}$的增加而变平。然而，发现较低盘的垂直梯度（$0 \leq |Z| \leq 1$ kpc）随着$R_{\rm GC}$变平比较高盘的垂直梯度（$1 < |Z| \leq 3$ kpc）更快。我们的研究结果应该提供强大的约束理论的磁…
2015-05-29 astro-ph.GA
Mapping the Chemo-dynamics of the Galactic disk using the LAMOST and APOGEE red clump stars
利用LAMOST-APOGEE红团簇星测量银河系薄盘和厚盘的金属丰度梯度、运动学与动力学，揭示径向迁移、南北不对称、棒共振及厚盘形成机制。
2024-03-19 astro-ph.GA
The faint stellar halos of massive red galaxies from stacks of more than 42000 SDSS LRG images
通过叠加斯隆数字巡天的42000多幅亮红星系图像，研究了平均红移z~0.34的大质量星系的性质。这是有史以来用于此类分析的最大数据集，它使我们能够以前所未有的物理尺度探索大规模红色星系的外围。我们的图像堆栈延伸到400千秒差距以上，其中r波段轮廓表面亮度达到30 mag arcsec-2。这一分析证实，发光的红色星系的恒星体遵循一个简单的Sersic轮廓到100千秒差距。在更大的半径下，轮廓偏离最佳拟合Sersic模型，并在g，r，i和z波段堆叠中表现出额外的光。这种多余的光可能是由于未解析的组内或簇内光或光分布本身的变化。我们进一步表明，SDSS深度图像的标准分析通常错过了20%的总恒星光，并低估了10%的LRGs的大小相比，我们最适合的r-波段Sersic模型的n=5.5和r_e=13.1千秒差距。如果把r>100 kpc的多余光看作是星系的一部分，则r波段Sersic参数的最佳拟合值为n=5.8和r_e=13.6 kpc。此外，我们还研究了径向依赖的堆栈椭圆率，发现随着半径的增加，从r=10 kpc时的e=0.25增加到r=100 kpc时的e=0.3。这提供了支持，我们追踪到至少100 kpc的恒星光与星系本身有物理联系，并可能证实单个LRG的晕比它们的中心部分具有更高的椭圆率。最后，我们表明，宽带颜色梯度的堆叠图像是平坦的超过约40千秒差距，这表明恒星星族不随半径的大规模…
2011-02-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Towards a fully consistent Milky Way disk model V. The disk model for 4 $-$ 14 kpc
我们提出了一个广义版本的半解析Just-Jahreiss（JJ）模型的银河系盘，结合我们的研究结果的太阳附近，适用于广泛的银河系距离，4千秒差距$\lesssim R \lesssim $ 14千秒差距。JJ模型是一个灵活的恒星星族合成工具，具有2500万年的精细年龄分辨率。它包括六个银河（MW）组件：四个扁平（指数薄和厚盘，原子和分子气体）和两个球状（球形恒星晕和核心等温暗物质球）。薄盘的总厚度假定在所有半径处都是恒定的，尽管也可以对扩口进行测试。所采用的薄盘恒星形成率（SFR）的径向变化反映了由内而外的磁盘增长的情况。我们允许一个光滑的幂律SFR连续修改任意数量的高斯峰。我们提出了一个公共代码的JJ模型补充的三套等时线（PARSEC，MIST，和BaSTI）。利用APOGEE红团簇巨星的金属丰度分布，我们约束了JJ模型年龄-金属丰度关系（AMR）的径向变化，并提出了AMR函数的一种新的解析形式。广义JJ模型是一个公开可用的工具，用于研究MW盘上不同的恒星星族。由于其良好的年龄分辨率和灵活性，它可以特别用于重建薄盘SFR，因为可以在其框架内构建各种不同的SFR形状。
2022-08-26 astro-ph.GA
No evidence for a dark matter disk within 4 kpc from the Galactic plane
我们估计的动态表面质量密度（Sigma）在太阳银河系中心距离2和4千秒差距从银河系平面，推断从所观察到的厚盘的运动学。我们发现σ（z=2 kpc）=57.6+-5.8 Mo pc^-2，这表明我们的研究所考虑的z范围仅略有增加。我们比较了我们的结果与预期的可见质量，采用最新的估计在文献中的贡献的银河系恒星盘和星际介质，并提出了模型的暗物质分布。我们的结果与我们对可见光质量的期望值相吻合，在任何z上，两者的差异都不会超过0.8 $Mo pc^-2，因此我们几乎没有发现任何暗分量的证据。我们假设暗晕可能无法检测到我们的方法，但暗盘，最近提出的自然预期的LambdaCDM模型，应该被检测到。考虑到与可见质量的良好一致性，包含暗盘的模型不太可能，但在误差范围内，它的存在不能被排除。在任何情况下，这些结果限制了它的属性：较薄的模型（尺度高度低于4 kpc）与我们的结果更好地协调，对于任何尺度高度，较低密度的模型是首选。我们相信，成功地预测恒星厚盘的性质和暗盘与我们的观察一致可能是一个具有挑战性的理论任务。
2010-11-04 astro-ph.GA
A Tale of Two Dust Disks in Our Milky Way
Institute for Frontiers in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（北京师范大学前沿天文与天体物理研究所）；School of Physics and Astronomy, Beijing Normal University（北京师范大学物理与天文学院）；Department of Astronomy, Tsinghua University（清华大学天文系）；South-Western Institute for Astronomy Research, Yunnan University（云南大学西南天文研究所）；Key Lab of Optical Astronomy, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台光学天文重点实验室）；School of Astronomy and Space Science, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文与空间科学学院）
研究通过观测发现银河系中存在薄尘埃盘和厚尘埃盘，并揭示了其与分子氢和原子氢盘的空间关联及气体-尘埃比的径向梯度。
2026-01-15 astro-ph.GA
Mapping the Galactic disk with the LAMOST and Gaia Red clump sample. II. 3D asymmetrical kinematics of mono-age populations in the disk between 6$-14$ \,kpc
我们进行分析的三维运动学的银河系盘星在单年龄人口。从LAMOST DR 4红团巨星和Gaia DR 2自行星表中选取银心距离在$R=6$和14 kpc之间的恒星。我们证实了最近工作的三维非对称运动，并提供了银心距离为14，kpc的反中心方向附近的银河系外盘非对称运动的时间标记。径向银心运动的值达到10公里秒$^{-1}$，这取决于人口的年龄，并提出了一个南北不对称的区域对应的密度和速度的子结构，是敏感的扰动在早期6 \，Gyr。在那之后，在这种不对称结构中的盘星在运动学上变得更热，因此对扰动不敏感，我们发现这种结构是一个相对年轻的种群。通过定量分析，我们发现在平面之上和之下的$R\gtrsim 9$ kpc处的恒星都表现出弯曲模运动，其敏感持续时间约为8 \，Gyr。我们推测，面内不对称可能主要是由快速旋转的酒吧，本质上椭圆形的外盘，长期膨胀的磁盘，或流。螺旋臂动力学、不平衡模型、小型兼并或其他因素都是重要的贡献者。垂直运动可能由复杂的内部或外部扰动引起的弯曲和呼吸模式主导。这些机制中有许多可能是相互关联的。
2019-11-04 astro-ph.GA
Abundance trends in the inner and outer Galactic disk
基于高分辨率光谱获得的MIKE摄谱仪的麦哲伦望远镜，我们提出了详细的元素丰度的64颗红巨星在银河系内外盘。对于内盘样本（4-7千秒差距，从银河系中心），我们发现，薄和厚盘丰度模式的恒星存在，而银心距离超过10千秒差距，我们只找到与当地薄盘相关的化学模式，即使是远远高于银河系平面的恒星。我们的结果表明，厚盘和薄盘的相对密度与太阳附近的相对密度有显着差异，因此我们认为厚盘的径向尺度长度比薄盘的径向尺度长度短得多。厚磁盘的比例长度为L_{thick} =2.0 kpc，薄磁盘的比例长度为L_{thin} =3.8 kpc，可以更好地匹配数据。
2012-01-10 astro-ph.GA
The color gradients of spiral disks in the Sloan Digital Sky Survey
我们调查的径向颜色梯度的星系盘使用的样本约20，000面对螺旋星系从斯隆数字巡天（SDSS-DR4）的第四次数据发布选择。我们将具有相似浓度、大小和光度的星系组合起来构建复合星系，然后通过叠加所有成员星系的方位角平均径向颜色轮廓来测量它们的颜色轮廓。除了最小的星系（R_{50} <3 kpc），几乎所有星系都显示出负的盘色梯度，平均g-r梯度G_{gr} =-0.006 mag kpc ^{-1}，r-z梯度G_{rz} =-0.018 mag kpc ^{-1}。星系盘的颜色梯度与星系的形态类型无关，而强烈地依赖于星系盘的表面亮度μ d，表面亮度越低的星系盘颜色梯度越陡。我们将颜色梯度和表面亮度之间的内在相关性量化为G_{gr} =-0.011 μ_{d}+0.233和G_{rz} =-0.015 μ_{d}+0.324。这些量化的相关性为螺旋星系的形成和演化模型提供了严格的观测约束。
2009-05-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Outside-in stellar formation in the spiral galaxy M33?
我们提出并讨论了M33的化学演化模型的结果。在我们的模型中，我们采用了一个由内而外的星系结构。建立的模型再现三个观测约束的M33盘：径向分布的重子总质量，气体质量和O/H丰度。观测结果表明，M33中的重子总质量分布具有双指数行为，当r<= 6 kpc时，由于气体质量面密度的增加，重子总质量分布呈指数下降;当r > 6 kpc时，由于气体质量面密度的增加，重子总质量分布略有增加。为了采用一组一致的恒星和H II区域O/H值，我们必须校正后者的温度变化和O尘埃耗尽的影响。我们的最佳模型与观测到的SFR、恒星质量、C/H、N/H、Ne/H、Mg/H、Si/H、P/H、S/H、Ar/H、Fe/H和Z的径向分布吻合得很好。根据我们的模型，当r <= 6 kpc时，恒星形成效率在时间和空间上是恒定的，而当r > 6 kpc时，SFR效率随时间和银河系距离的增加而减小。SFR效率的降低在较高的r下发生得更早。虽然星系在所有r下都遵循由内向外的形成方式，但恒星只在r = 6 kpc时遵循由内向外的形成方式，但当r > 6 kpc时，恒星遵循由外向内的形成方式。对每个r的恒星形成历史的推断意味着，当r > 6时，恒星的平均年龄随r的增加而增加。
2012-11-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Map of the Local Velocity Substructure in the Milky Way Disk
我们确认，量化，并提供了一个表的相干速度子结构的银河系磁盘在2千秒差距的太阳对银河系的反中心，与0.2千秒差距的分辨率。我们使用郭守敬望远镜（也称为大天区多目标光纤光谱望远镜，LAMOST）获得的~ 340，000颗F型恒星的径向速度，以及来自PPMXL目录的自行。PPMXL的自行已被校正，以消除系统误差，方法是减去在LAMOST分光巡天中已确认的星系和类星体的平均自行，并在恒星位置的2.5度范围内。我们提供了系统的偏移来自PPMXL自行测量的LAMOST光谱调查中确定的河外天体的结果表。利用修正后的相空间恒星样本，我们发现银河系盘星的三维速度在20 km/s或更大的体积盘速度上有统计上显著的偏差。在半千秒差距或更小的长度尺度上，整体速度变化很大。从太阳位置到太阳圈外的1.5千秒差距，盘的旋转速度增加了20公里/秒。在第二象限的盘状恒星，在太阳的1 kpc范围内，径向地向银河系中心移动，垂直地向银河系平面上方零点几kpc的一点移动;向下看盘状恒星，它们似乎以半径为1 kpc的圆形流运动。
2017-08-15 astro-ph.GA
Photometric decomposition of mergers in disk galaxies
一些观测研究和数值模拟表明，合并必须有助于星系的演化;然而，它们所扮演的角色尚未完全理解。在本文中，我们研究了一个样本的52个双核盘星系被认为是一个小的合并事件的候选人。每个星系核的光度和它们的相对距离是从斯隆数字巡天光学图像中星系的多分量光度拟合中得出的。我们发现，在大多数源的核有投影间距$\leq$ 4千秒差距。核光度的比率表明，大多数系统可能处于大合并的合并阶段。这是由65%的系统中存在一个单一的星系盘的研究和发现的核光度和主机光度之间的相关性的单盘系统的支持：这些源安装作为单盘是在一个更先进的合并阶段，并提出了一个增强的核光度相比，双盘系统，从星系合并的模拟预期。最后，我们确定了一个样本的19个双核盘星系中的两个核物理分离的$\leq1$ kpc，从而构成一个样本的sub-kpc的二元活动星系核候选者。
2014-02-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Shaken, Not Stirred: The Disrupted Disk of the Starburst Galaxy NGC 253
使用CFHT WIRCam获得的近红外图像用于研究附近的玉夫座星系团螺旋NGC 253的近期历史。星盘中恒星的分布是不平衡的，在这个意义上，在距星系中心10至20 kpc的星盘东北部的AGB星的投影密度比星系对面高约0.5 dex。除了中心的2 kpc，盘的东北部分似乎是过去0.1 Gyr期间银河系中恒星形成活动最高水平的地方。弥散的恒星结构被发现在盘的外围，其中最突出的是在星系的南部和东部。明亮的AGB星在盘面上方15 kpc处被探测到，它们是弥散分布的扁平面外部分的一部分。观测光度函数和模型光度函数之间的比较表明，平面外区域包含在宇宙大部分年龄形成的恒星。这表明NGC 253的盘被一次潮汐遇到一个现已不复存在的伴星所破坏。最年轻的星外行星的年龄表明，产生星外行星的事件，并可能导致星暴，发生在过去的~ 0.2 Gyr。
2010-11-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Rediscovering the Galactic outer disk with LAMOST data
由LAMOST巨星的密度分布图，我们发现银盘并没有出现截断或破裂，而是从19kpc平滑地过渡到晕。外盘的尺度长度仅为$1.6\pm0.1$ \，kpc，远小于以前的结果。这意味着内盘和外盘的形状不同。同时，不仅老年人群体中存在盘状扩张现象，年轻人群体中也存在盘状扩张现象。此外，垂直振荡的磁盘被确定在一个广泛的范围或$R$从8至14千秒差距。我们还发现，速度色散轮廓作为银心半径的函数是平坦的，尺度长度为$26.3\pm3.2$ \，kpc。我们证实，在外盘的径向速度分布显着影响不对称运动。具有较慢或较快的图形速度的杆可以引起类似的径向非对称运动。
2017-12-11 astro-ph.GA
Critical Stellar Central Densities Drive Galaxy Quenching in the Nearby Universe
我们研究了恒星形成的结构和环境对恒星质量与中心核密度（$Σ_{\rm 1\ kpc}$）的关系。我们研究了中心星系在稀疏的环境中，发现一个特征的人口平均$\rm Σ_{1\ kpc} \sim 10^9-10^{9.2}\ M_{\odot}\ kpc^{-2}$，以上淬火操作。这个$\rm Σ^{crit}_{1\ kpc}$仅仅微弱地依赖于恒星质量，这表明中央星系的质量淬灭与中央区域的过程比与整个星系的过程更密切相关。对于卫星，在一个给定的恒星质量，环境淬火似乎以类似的方式运作的质量淬火在中心，也开始从星系与高$\rm Σ_{1\ kpc}$低$\rm Σ_{1\ kpc}$，和$\rm Σ^{crit}_{1\ kpc}$成为强烈的质量依赖，特别是在密集的地区。这是因为：（1）在密度较大的区域，更多的低质量卫星被环境效应淬灭;（2）在恒星质量和环境固定的情况下，环境淬灭卫星平均具有较大的$Σ_{\rm 1\ kpc}$、$\rm M_{1\ kpc}/M_{\star}$和Sersic指数$n$，以及较小的尺寸。这些结果表明，在猝灭过程中，一些动力学过程改变了卫星的结构，或者具有较高$Σ_{\rm 1\ kpc}$的卫星更容易受到环境效应的影响。
2021-12-19 astro-ph.GA
Touching The Void: A Striking Drop in Stellar Halo Density Beyond 50 kpc
利用Sloan数字巡天第9版测光数据中的A型恒星，测量了50 kpc以上的银河系恒星晕密度轮廓的外斜率。一个基于似然性的分析模型的UGR光度分布的蓝色水平分支（BHB）和蓝色离散（BS）的明星。在18.5 < g < 20.5的星等范围内，这些恒星星族的日心距离范围为：10 kpc < D_BS < 75 kpc，40 kpc < D_BHB < 100 kpc。污染物的贡献，如类星体，和光度的不确定性的影响，也包括在我们的建模过程。我们发现了一个非常陡峭的外晕轮廓的证据，与幂律指数α ~ 6超过银心半径r=50 kpc，甚至更陡的斜率有利于（α ~ 6-10）在更大的半径。这个结果适用于已知高密度的恒星，如人马座流，包括或排除。我们表明，通过比较数值模拟，恒星晕在大距离较浅的斜坡往往有更近的吸积活动。因此，在过去的几个Gyr中，银河系可能经历了一个相对平静的吸积历史。我们的测量外恒星晕配置文件可能有重要的影响，动态质量模型的银河系，示踪剂密度分布是强烈退化的总质量估计。
2014-04-24 astro-ph.GA
The Stellar Archeology of the M33 Disk: Recent Star-Forming History and Constraints on the Timing of an Interaction with M31
利用MegaCam记录的图像研究了本星系群Sc星系M33的近期恒星形成历史。恒星盘的性质在R = 8 kpc附近发生变化。在这个半径范围内，恒星形成率（SFR）至少在过去的2.5亿年里一直保持不变，而在更大的半径范围内，SFR在同一时期内有所下降。内盘最近的SFR一直是恒定的，这表明M33至少在过去的0.5 Gyr内是孤立演化的，从而限制了最近与M31相互作用的时间。年轻恒星对恒星盘总质量的贡献随半径的变化而变化，峰值接近8 kpc。证据还提出，在过去的1亿年的SFR在银河系的南半部分已~ 0.4德克斯比北半部分高。最后，大小跨越许多kpc的结构，包含蓝色物体-可能是在中间时期形成的主序星-在磁盘边界附近被确定。有人认为，这些潮汐特征是从M33的主体中提取出来的，在某些情况下，是恒星形成的化石遗迹，发生在中间时期的扩展盘中。
2011-06-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Kinematical and chemical vertical structure of the Galactic thick disk I. Thick disk kinematics
本文利用距平面4.5kpc的412颗红巨星观测资料，研究了银河系厚盘运动学性质随银河系高度Z的变化。我们证实了其他作者发现的朝向银河系反中心的非零平均径向运动，但我们发现它在|Z| =3 kpc时改变了符号，并且单独提出的LSR向内运动不能解释这些观测结果。旋转速度随着|Z|的降低而降低了-30 km/s/kpc，但是数据更好地由指数为1.25的幂律表示，类似于从SDSS数据分析中提出的。所有的速度分散度都随着|Z|的增加而增加，但垂直梯度很小。分散体成比例地增长，各向异性没有显著变化。比值sigma_U/sigma_W=2表明厚盘可能是由低纬度合并事件形成的。顶点偏差随着银河系高度的增加而增加，在|Z| =3.5 kpc时达到~20度。倾斜角也增加，并且椭圆体在径向-垂直平面中的取向总是介于与圆柱和球面坐标系的对准之间。|Z| =2 kpc时的倾斜角与MOND的预期一致，但需要将计算扩展到更高的|Z|以进行结论性试验。最后，在2.5和3.5千秒差距之间，我们检测到许多运动学量的线性趋势的偏差，这表明可能存在一些运动学子结构。
2012-02-08 astro-ph.GA
The truncation of the disk of NGC 4565: Detected up to z=4 kpc, with star formation, and affected by the warp
本研究通过多波段超深观测，在类银河系星系NGC 4565中首次在z=4 kpc高度探测到盘截断，发现其径向位置受翘曲影响，提出盘由内向外增长的形成图景。
2023-07-13 astro-ph.GA
Near-Infrared Detection of a Super-Thin Disk in NGC 891
我们用亚弧秒分辨率的JHKS波段图像探测了附近大质量、边对螺旋星系NGC 891的盘结构，图像覆盖半径为+/-10 kpc，高度为+/-5 kpc。我们测量固有的表面亮度轮廓使用现实的衰减校正约束从近红外和中红外（斯皮策）彩色地图和三维蒙特卡罗辐射传输模型。除了众所周知的薄盘和厚盘之外，一个60-80 pc尺度高度的超薄盘-与银河系的恒星形成盘相当-是明显的，并且需要符合衰减校正的光分布。超薄盘光剖面的不对称性表明年轻、炽热的恒星产生了过量的光度和更蓝（衰减校正）的近红外颜色。为了适应NGC 891的内部区域，这些圆盘必须在约3 kpc内被截断，几乎所有的光度都重新分布在比薄圆盘厚50%的棒状结构中。似乎没有经典的凸起，而是超薄盘的核延续。超薄、薄、厚和棒分量分别占KS带总光度的30%、42%、13%和15%。磁盘轴比（长度/高度）从30到3从超薄到厚的组件。指数型和sech^2型垂直SB分布都能很好地拟合数据。我们发现，超薄磁盘是显着更明亮的KS-波段比通常假设的综合SED模型的NGC 891：它似乎在这些模型中的过剩的流量，可能产生的年轻恒星在超薄磁盘，已被错误地归因于薄磁盘。
2013-06-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
A 10 kpc stellar substructure at the edge of the Large Magellanic Cloud: perturbed outer disk or evidence for tidal stripping?
我们报告了在大麦云云（LMC）的外围发现了大量的恒星过密度，这是使用暗能量调查第一年的公共成像发现的。该结构似乎从LMC外盘的边缘发出，其中心正北方的半径为$\approx 13.5$度，并向东延伸超过$10$ kpc。它的宽度大约是$1.5$ kpc，并且具有至少为$M_V = -7.4$的$V$ -波段光度。该特征中的恒星种群与LMC外盘中的恒星种群无法区分。我们试图用简单的平面模型来量化外盘的几何形状，并发现只有一个具有温和的内在椭圆率的盘才能同时解释天空中观测到的恒星密度和方位角视线距离分布。我们还看到外盘可能存在的非平面行为，这可能反映了翘曲和/或耀斑，以及与LMC中心$\sim9-12$度之间类似环状结构的偏差。基于所有这些观测结果，我们得出结论，我们的远程，流状特征很可能是由从LMC盘外围剥离的物质组成的，尽管我们不能排除它代表盘本身的瞬时过密度。我们进行了一个简单的$N$体模拟表明，无论是哪种类型的结构都可能由于银河系的潮汐力而出现;然而，我们也认识到，最近LMC和SMC之间的密切相互作用可能是剥离或扰动的来源。最后，我们观察到的证据，非常弥漫的LMC人口延伸到$\sim 18.5$ kpc的半径在磁盘平面（$\approx 20$度的天空），证实以前的光谱检测在可比的距离。
2016-03-10 astro-ph.GA
Constructing the Milky Way Stellar Halo in the Galactic Center by Direct Orbit Integration
高径向轨道上的晕星应该不可避免地经过银河系的中心区域。在假设恒星晕处于动力学平衡和轴对称的条件下，对LAMOST DR 5和$Gaia$ DR 3的$\sim 10,000$晕K巨星在$5\leq r \leq 50$ kpc的轨道进行了积分.通过仔细考虑选择函数，我们构造了整个$r \leq 50$ kpc区域的恒星晕分布。我们发现，一个双破幂律函数很好地描述了恒星晕密度分布的斜率较浅的内部区域和两个突破$r=10$ kpc和$r=25$ kpc，分别。恒星晕从外到内逐渐变平，但在$r \lesssim 5$ kpc处有$q\sim 0.5$。在5 kpc的内部，恒星晕变得各向同性，有轻微的椭圆旋转，并达到$\sim 250\rm \ km\ s^{-1}$的速度色散。在$5\leq r \leq 50$ kpc处，$-0.005$ dex kpc $^{-1}$的金属丰度梯度为弱的负，而在10 kpc以内，[Fe/H] $>-1$的相对富金属星过剩.在$r \leq 5$ kpc处的晕闯入者的质量为$\sim1.2 \times 10^8\ M_{\odot}$（$\sim 4.7 \times 10^7\ M_{\odot}$在[Fe/H] $<-1.5$），它可以解释50-100%的在银河系中心区域直接观测到的具有[Fe/H] $<-1.5$的贫金属星。
2022-11-03 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
Ram pressure drag - the effects of ram pressure on dark matter and stellar disk dynamics
我们研究了星系团环境中冲压压力剥离对富气盘星系的影响。冲压压力剥离主要影响盘星系中的原子气体，剥离外盘气体到截断半径。我们证明了截断气体盘上施加的拖曳力通过相互引力传递到恒星盘和周围的暗物质。使用冲压压力剥离的玩具模型，我们表明，这可以拖动恒星盘和暗物质尖点偏离中心内的暗物质晕数千秒。我们提出了一个简单的分析描述这个过程，预测阻力的强度和它的依赖于冲压压力和盘星系的属性，以第一顺序。盘的运动可以导致恒星盘的暂时变形。然而，我们表明，恒星盘加热的关键来源是从磁盘内的气体潜力的去除。这可能导致在富含气体的圆盘中圆盘增厚大约两倍。
2012-01-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
An Oxygen Abundance Gradient into the Outer Disk of M81
M81的扩展HI盘和潮汐尾为研究星系相互作用对大旋涡星系外盘恒星形成和化学演化的影响提供了一个有趣的环境。我们给出了M81外盘的Hα成像和大约3倍光学半径范围内40个HII区的亮度。我们还获得了MMT光谱的21个HII地区的两倍以上的光学半径。我们得到强线氧丰度的所有HII地区使用R_{23}为基础的和[NII]/[OII]为基础的校准和电子温度丰度的7个区域跨越银河系的距离在5.7和32千秒差距。我们还评论了KDG 61附近的HII区和“潮矮”候选者HoIX的丰度。我们的研究结果构成了迄今为止对M81的最径向扩展的金属丰度研究。利用这个扩展的数据集，我们发现在整个径向范围内的总体氧丰度梯度为-0.013 dex/kpc。这比以前仅限于光盘的研究中发现的要平坦得多。从我们的温度为基础的丰度，我们发现一个梯度-0.020德克斯/千秒差距，并提出了一个破碎的梯度从这些数据的可能性，但注意到需要获得更多的温度为基础的丰度在中间银河系距离（~10-20千秒差距），以验证是否可能是这种情况。我们讨论了我们的主要结果，一个相当平坦的梯度M81的背景下，在其他星系的丰度梯度的模拟和观测。我们发现，M81的浅丰度梯度可能是该星系相互作用历史的结果。
2012-02-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Imaging the disk-halo interface of NGC 891: a 2.7 kpc-thick molecular gas disk
Observatorio Astronómico Nacional（国家天文台）
研究NGC 891星系中分子气体的垂直分布和运动学，发现其厚盘成分包含约27%的总分子气体质量，表明恒星形成反馈可将分子气体提升至较大垂直距离。
2026-07-14 astro-ph.GA
Radial motions in disk stars: ellipticity or secular flows?
银河系盘的平均恒星轨道可能有一些小的内禀椭圆率，这打破了精确的轴对称性，也可能有一些恒星向内或向外迁移。这两种现象都可以通过运动学分析来检测。我们利用从APOGEE（APO星系演化Experiment）光谱中选取的已知距离和径向速度的红团星，测量了5 kpc $<R<$ 16 kpc，$|b|<5^\circ$和距太阳-银河系中心线20度以内的银心速度径向分量。在探测范围内，向外的平均银心径向速度为$V_R=(1.48\pm 0.35)[R({\rm kpc})-(8.8\pm 2.7)]$ km/s，其中来自银道面以下恒星的贡献更大。对这一结果可以给出两种可能的解释：（1）盘星的平均轨道是本质椭圆的，离心率径向梯度约为0.01 kpc $^{-1}$ ;或ii）存在盘的净长期膨胀，其中$R\approx 9-11$ kpc以内的恒星以$\sim 2$ M $_\odot $ /yr的速率迁移到$R\gtrsim 11$ kpc区域，而具有$R\lesssim 9$ kpc的恒星正在向银河系中心坠落。这个迁移率在很长一段时间内都无法达到，它应该减速，否则银河系将在大约1 Gyr内消失。目前，这两种假设都是推测性的，为了证实其中一种情况，需要其他与中心或反中心不同的方位角的银河系中心径向速度数据。
2016-05-25 astro-ph.GA
Mapping the Milky Way Disk with Gaia DR3: 3D extended kinematic maps and rotation curve to $\approx 30$ kpc
我们应用Lucy的反演方法（LIM）对Gaia-DR 3源的视差误差进行统计反卷积，测量了它们在银心距离$R$在8 kpc和30 kpc之间的三维速度分量及其相应的误差和均方根值。我们发现的结果是一致的，通过应用LIM的Gaia-DR 2源，我们得出的结论是，该方法通过改善数据集的统计和降低观测误差，得到收敛和更准确的结果。用LIM重建的运动学图显示，在$R \approx 30$ kpc范围内，银河系的运动是不对称的，各速度分量都有明显的梯度。此外，我们确定了银河系旋转曲线$V_C(R)$到$\approx 27.5$ kpc的圆柱Jeans方程假设一个轴对称的引力势。我们发现，$V_C(R)$是显着下降到最大半径的调查。最后，我们还测量了$V_C(R)$在不同的垂直高度，表明，对于$R <15$ kpc，有一个显着的依赖$Z$，而在较大的$R$的依赖$Z$是可以忽略不计的。
2022-12-07 astro-ph.GA
Differential rotation of the halo traced by the K-giant stars
利用LAMOST DR 5中的K巨星研究了星系晕在不同空间位置的自转速度变化。模拟的旋转速度分布与晕和磁盘组件，我们发现，晕人口的旋转速度几乎线性下降，增加垂直距离的银盘平面，$Z$，在固定的银河系中心半径，$R$。用$6<R<12$ kpc和$12<R<20$ kpc将样品分成两部分。我们推导出两个子样本沿$Z$的下降速率分别为$-3.07\pm0.63$和$-1.89\pm0.37$ km s $^{-1}$ kpc $^{-1}$。与TNG模拟结果相比，我们认为这种趋势可能是由盘与晕之间的相互作用引起的。模拟结果表明，只有扁圆晕才能提供随$Z$增大而减小的自转速度。这表明银河晕是扁圆形的，银河中心半径为$R<20$ kpc。另一方面，本研究清楚地追踪了盘组分（主要是厚盘）的张开，$R$在12和20 kpc之间，盘可以垂直延伸到盘平面上方的$6\sim10$ kpc。更有趣的是，我们发现盖亚-土卫二-香肠（GES）组分仅在具有$R<12$ kpc的晕中具有显著贡献，即23 $-$的一部分47\%。而在外部子样本中，贡献太低，无法得到很好的约束。
2020-07-02 astro-ph.GA
A radiation transfer model for the Milky Way. II The global properties and large scale structure
我们获得了一个轴对称模型的大规模分布的恒星和尘埃在银河系（MW）使用辐射传输代码，可以占现有的近红外（NIR）/中红外/亚毫米全天空的发射地图我们的银河系。我们发现MW的恒星形成速率为${ SFR}=1.25\pm0.2\,{ M}_{\odot}$ /yr，恒星质量为$M_{*}=(4.9\pm 0.3)\times10^{10}\,{ M}_{\odot}$，并且特定的SFR相对于半径是恒定的（除了内部的1 kpc）。我们确定了一个内半径$R_{ in}= 4.5$ \，kpc，超过这个半径，恒星的发射率和尘埃分布呈指数下降。对于$R<R_{ in}$，发射率朝向中心线性下降。盘中的老恒星种群具有指数尺度长度，从近红外的$h_{ s}^{ disk}(K)=2.2\pm 0.6$ \，kpc单调增加到较短光学波段的$h_{ s}^{ disk}(B)=3.2\pm 0.9$ \，kpc，以及随着径向距离变化的尺度高度，从中心的$z_{ s}^{ disk}(0)=140\pm 20$ \，pc到太阳半径的$z_{ s}^{ disk}(R_{\odot})=300\pm 20$ \，pc。年轻恒星群体的标度长度为$h_{ s}^{ tdisk}=3.2\pm 0.9$ \，kpc，标度高度从中心的$z_{ s}^{ tdisk}(0)=50\pm 10$ \，pc到太阳半径处的…
2021-11-03 astro-ph.GA
The Chemical Abundance Structure of the Inner Milky Way: A Signature of "Upside-Down" Disk Formation?
我们提出了一个内星系恒星[alpha/Fe]-[Fe/H]分布的模型，R=3-5 kpc，由Hayden等人测量为距中平面垂直距离|z|的函数。基于厚盘形成的“倒置”假设，即恒星形成气体层的厚度随着盘的恒星质量的增加而收缩，我们将单区化学演化与一个简单的公式相结合，即恒星分布的标度高度在时间尺度tc上从zh =0.8 kpc线性下降到zh =0.2 kpc，此后保持不变。我们假设一个线性指数的恒星形成历史，SFR ~ te^{-t/t_sf}。在恒星形成效率时标为2 Gyr，外流质量加载因子为1.5，tsf =3 Gyr，tc =2.5 Gyr的条件下，该模型再现了内盘星在[alpha/Fe]-[Fe/H]中的观测轨迹和H15在|z| =0-0.5 kpc，0.5-1 kpc，1-2 kpc时测量的金属量分布函数（MDF）。模型参数的实质性变化导致与H15数据的不一致;例如，t_c=1 Gyr或t_sf=1 Gyr的模型分别在高- |z|和低- |z|时无法匹配观测到的斜率。在大的回视时间内，z_h（t）下降到t_c ~ t_sf的时间尺度上，这表明相对于动力学加热，初始较薄的恒星星族的倒置形成是调节盘厚度的主要机制。我们的短t_c模型的失败表明，任何一个厚盘形成是一个离散事件的模型都不能再现H15所发现的ε对|z|的连续依赖性。我们的方案的内部磁盘的演变可以测试未来的测量|z|分…
2016-08-23 astro-ph.GA
The vertical motion history of disk stars throughout the Galaxy
人们早就知道，银河系盘星的垂直运动随着恒星年龄的增加而增加，通常被解释为通过轨道散射的垂直加热。在这里，我们绘制了盘星的垂直行动作为年龄（$τ\le$ 8 Gyrs）的函数，并在很大范围的银心半径，$\overline{R}_{\rm GC}$，借鉴APOGEE和盖亚数据。我们将$\widehat{J_z}(\overline{R}_{\rm GC},τ)$拟合为出生时的垂直动作、$\widehat{J_{z,0}}$和随后的加热$\widehat{ΔJ_z}_{\, {\rm 1Gyr}}(\overline{R}_{\rm GC})$的组合，该加热缩放为$τ^{γ(\overline{R}_{\rm GC})}$。对于3 kpc < $\overline{R}_{\rm GC}$ < 10 kpc，推断出的诞生温度$\widehat{J_{z,0}}(\overline{R}_{\rm GC})$为1 kpc km/s，与ISM速度色散一致;但它迅速向外上升，当$\overline{R}_{\rm GC}$ = 14 kpc时达到8 kpc km/s，可能反映了恒星诞生于一个扭曲或张开的气体盘。我们发现加热率$\widehat{ΔJ_z}_{\, {\rm 1Gyr}}$是适度的，几乎恒定的所有半径，1.6千秒差距公里/秒陀螺$^{-1}$。恒星年龄对$γ$的依赖性随着银心半径…
2019-05-04 astro-ph.GA
3D Asymmetrical motions of the Galactic outer disk with LAMOST K giant stars
利用LAMOST K巨星和GPS 1自行星表对银河系盘运动学进行了三维速度分析。我们发现，在银心距$R=8$和$13$ kpc，垂直位置$Z=-2$和$2$ kpc的范围内，靠近反中心方向的银盘星在银心径向、方位角和垂直分量上表现出不对称的运动。径向运动不为零，因此偏离了轨道的圆度;它们在$R\lesssim 12$ kpc内向外增加，在北部（$0 < Z < 2$ kpc）恒星中显示出一些振荡，并且在与速度场中众所周知的北部结构相对应的区域中具有南北不对称性。在方位角速度上有一个明显的垂直梯度，也有一个不对称性，从靠近太阳半径的平面上方的较大方位角速度转移到平面下方半径为11-12 kpc的更快旋转。在$R\gtrsim 9$ kpc的平面上方和下方的恒星都表现出净向上的垂直运动。我们讨论了一些可能的机制，可能会产生不对称的运动，如外部扰动，由于矮星系合并或暗物质子晕，翘曲动力学，由于螺旋臂或银河酒吧的内部过程，以及（最有可能）的一些或所有这些组件的组合。
2018-04-02 astro-ph.GA
Rise and fall of molecular clouds across the M33 disk
我们对M33外盘中R>7 kpc的CO谱线发射进行了深入的搜索，并研究了可以解释整个M33盘中分子云质量分布变化的动力学条件。我们利用IRAM-30~m望远镜对12个弱中红外（MIR）选择源的外盘和MA 1（一个明亮的HII区）的南部外盘区域进行了CO谱线的搜寻。我们检测到狭窄的CO线的位置的两个和平号源在银河中心的距离约8千秒差距，与低质量的年轻星团，并在四个位置的MA 1附近。在弱的MIR-selected源的位置上CO线的缺乏可能是因为它们中的大多数不是M33中的恒星形成点，而是背景源。虽然非常不确定，但MA 1周围探测到的云的总分子质量低于预期的星团质量，因为分子气体的分散是随着HII区域的扩张而发生的。M33中的巨分子云（GMC）的平均质量从中心向外径向减小2倍，直到4 kpc，然后保持不变，直到R>7 kpc。我们认为，GMCs变得更大的中心，因为快速旋转的磁盘，这驱动质量增长的合并较小的凝聚，因为他们交叉的武器。对HI和CO光谱数据的分析得出了一致的结果，即该星系两个主臂的共转半径为4.7 ± 0.3kpc，螺旋激波在3.9kpc以上变为亚音速。扰动淬火超过6.5千秒差距，CO线已被检测到只有周围零星的冷凝与UV和MIR发射。
2019-01-17 astro-ph.GA
Rings and Radial Waves in the Disk of the Milky Way
我们表明，在反中心区域，之间的$110^\circ<l<229^\circ$的银河系，有一个振荡的不对称的主序星计数的银河系平面的两侧使用数据从斯隆数字巡天。这种不对称性从北方距离太阳约2 kpc的更多恒星到南方距离太阳4-6 kpc的更多恒星，再到北方距离太阳8-10 kpc的更多恒星。我们还看到了证据，表明在距离太阳12-16 kpc的南部有更多的恒星。三个更远的不对称形成了围绕银河系中心的大致同心环，朝着银河系旋臂的方向开口。北环距离太阳9千秒差距，很容易与先前发现的麒麟座环相鉴别。在距离太阳14 kpc的南部环（我们称之为TriAnd环）的部分以前被认为与麒麟座环有关，其他部分被称为仙女座三角座高密度。这两个较近的振荡近似的玩具模型中，磁盘平面是偏移了100 pc的顺序，然后在不同的半径下降。我们还表明，磁盘是不是方位角对称的银河系的反中心，我们所观察到的振荡和银河系的螺旋结构之间可能存在对应关系。我们的观察表明，TriAnd和麒麟座环（从银河系中心延伸到至少25 kpc）主要是盘振荡的结果。
2015-03-01 astro-ph.GA
The GALAH survey: properties of the Galactic disk(s) in the solar neighbourhood
使用GALAH试点调查的数据，我们确定的银河系薄，厚磁盘附近的太阳能邻域的属性。这些数据覆盖了小范围的银心半径（$7.9 \leq R_\mathrm{GC} \leq 9.5$ kpc），但从银道面的高度延伸到4 kpc，在银河系反旋转方向（在经度$260 ^\circ \leq \ell \leq 280^\circ$）延伸到几kpc。这使我们能够可靠地测量化学和运动学定义的“厚”和“薄”盘的银河系的垂直密度和丰度分布。薄盘（低$α$种群）在d[M/H]/d $z=-0.18 \pm 0.01$ dex kpc $^{-1}$处表现出陡峭的负垂直金属丰度梯度，这与先前的研究大致一致。相反，其垂直$α$ -丰度分布几乎是平坦的，梯度为d[ $α$ /M]/d $z$ = $0.008 \pm 0.002$ dex kpc $^{-1}$。低$α$人口的陡峭的垂直金属丰度梯度与模型一致，其中径向迁移在薄盘的演化中起着重要作用。厚盘（高$α$群体）具有较弱的垂直金属丰度梯度d[M/H]/d $z = -0.058 \pm 0.003$ dex kpc $^{-1}$。厚盘的$α$ -丰度随高度几乎恒定，d[ $α$ /M]/$z$ = $0.007 \pm 0.002$ dex kpc $^{-1}$。金属丰度的负梯度和[ $α$ /M]的小梯度表明，高- $α$群体经历了一个沉降阶…
2018-02-27 astro-ph.GA
The power spectrum of the Milky Way: Velocity fluctuations in the Galactic disk
我们调查的恒星在银河系中平面的尺度之间的运动学25秒差距和10千秒差距的数据从阿帕奇点天文台星系演化实验（APOGEE），径向速度实验（RAVE），和日内瓦-哥本哈根调查（GCS）。利用远地点的红团簇星，我们在距离太阳5 kpc的（0.75 kpc）^2个面元中确定了大尺度视向速度场。在减去一个轴对称旋转场后，太阳运动V_{sun-c}相对于圆速度V_c对大尺度功率的贡献最大，我们通过最小化大尺度功率来确定太阳运动为V_{sun-c} = 24+/-1（ran.）+/- 2（系统[V_c]）+/-5（系统[大尺度]）km/s，其中系统不确定性是由于（a）V_c的保守20 km/s不确定性和（b）未观测的大尺度上的估计功率。结合APOGEE特有的速度场和RAVE中距太阳2kpc的红团星以及本地GCS星，我们确定了银河系盘在0.2/kpc < k < 40/kpc尺度上的剩余速度涨落的功率谱。大部分功率包含在0.2/kpc < k < 0.9/kpc之间的宽峰中。我们调查预期的功率谱的各种非轴对称扰动，并证明了常用的参数，但相对较高的质量的中央酒吧可以解释大量的速度波动在太阳附近的银河系盘的平面。在银河系中，在>~3 kpc尺度上的~10 km/s的流运动与外部星系的观测结果非常一致，并直接解释了为什么太阳运动的局部测定与全球测量不一致。
2015-02-16 astro-ph.GA
Evidence of a large scale positive rotation-metallicity correlation in the Galactic thick disk
这项研究是基于盖亚和APOGEE最近发布的高质量天体测量和光谱数据。我们选择$58\,882$薄盘和厚盘红巨星，在银心（圆柱）距离范围$5 < R < 13$ ~kpc和$|z| < 3$ ~kpc，其中完整的化学运动学信息是可用的。径向化学梯度，$\partial \rm{[M/H]} / \partial \rm{R}$，和旋转速度-金属丰度的相关性，$\partial V_ϕ/ \partial \rm{[M/H]}$，重新推导出坚定地揭示，厚盘速度-金属丰度的相关性保持其积极的$8$ ~千秒差距的范围内探索。这一观测结果是重要的，因为它设置了实验约束最近的理论研究的形成和演化的银河系盘和宇宙学模型的星系形成。
2018-10-17 astro-ph.GA
Estimation of the Radial Scale Length and Vertical Scale Height of the Galactic Thin Disk from Cepheids
最新的数据2214经典造父变星已被使用。在银河系薄盘物质密度指数分布的模型已被应用。新的估计径向盘尺度长度$h_R,$，太阳到对称平面的距离$z_\odot$，和垂直盘尺度高度$h_z$已经获得。根据1087颗年龄小于1.2亿年的造父变星和1127颗年龄大于1.2亿年的造父变星的样本，我们分别发现了$h_R=2.30\pm0.09$ kpc和$h_R=1.96\pm0.12$ kpc。事实证明，一个明确的估计PDMATHAMR不能从他们的整体径向分布。然而，我们已经构建了806颗不同年龄造父变星在它们出生时的径向分布，从中我们发现了$h_R=2.36\pm0.24$ kpc。我们证明了$h_z$强烈依赖于恒星的年龄。例如，从705颗年龄小于1.2亿年、日心距离为$r<6$ kpc的造父变星中，我们发现了$z_\odot=-17\pm4$ pc和$h_z=75\pm5$ pc。在393颗年龄大于1.2亿年的造父变星中，我们发现了$z_\odot=-39\pm11$ pc和$h_z=131\pm10$ pc。
2021-10-21 astro-ph.GA
Mapping the Milky Way with Gaia Bp/Rp spectra-IV: the broken and asymmetric density profile of the stellar disk traced by a large sample of red clumps
Institute of Astronomy and Physics, Inner Mongolia University（内蒙古大学天文与物理学院）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉各纳大学）；School of Astronomy and Space Science, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文与空间科学学院）；Key Laboratory of Survey Science of Yunnan Province, Yunnan University（云南省测绘科学重点实验室）
基于840万颗红团星，研究银河系恒星盘的径向和方位密度分布，发现盘结构的断裂和非对称特征，揭示了不同区域的密度变化及可能的银河系棒状结构影响。
2026-04-27 astro-ph.GA
On the Metallicity Gradients in the Galactic Disk using Open Clusters
基于1879个疏散星团样本，研究银河系盘面金属丰度随银心距、垂直距离和年龄的演化，发现垂直与径向金属丰度梯度均呈分段线性关系，且年龄大于240 Myr的星团具有更陡的负AMR斜率。
2024-03-28 astro-ph.GA
Is NGC 300 a pure exponential disk galaxy?
NGC 300是玉夫座星系群中的一个低质量盘星系。在文献中，它被认为是一个纯粹的指数盘星系，因为它的光度分布在许多盘尺度长度上都可以很好地符合单一指数定律（I型）。我们使用$Hubble$ $Space$ $Telescope$（HST）的存档数据研究了NGC 300的恒星光度分布，比以往任何其他研究都要深入。彩色星等图显示了在$R\sim19$ kpc（$32'$）的所有区域都有大量的老红巨星分支（RGB）恒星，以及内部区域的年轻恒星。我们构建的年轻，中年和老年恒星人口的密度分布。我们发现两个明显的断裂在旧的RGB和中等年龄的恒星的密度分布：一个向下弯曲（II型）在$R\sim5.9$ kpc，和另一个向上弯曲（III型）在$R\sim8.3$ kpc。此外，老的RGB星表现出负的径向颜色梯度，在$R\sim8$ ~kpc处向上弯曲，超过这个值的恒星种群是均匀的老（$>$ 7~Gyr）和贫金属（$\rm[Fe/H] = -1.6^{+0.2}_{-0.4}$ dex）。因此，在$R\gtrapprox8$ kpc处的外层恒星成分与内层盘在恒星密度和恒星数量上是分离的。虽然我们的结果对目前公认的NGC 300是一个纯粹的指数盘星系的观点提出了质疑，但应该进行更详细的调查，以确定其外围是一个盘还是一个恒星晕。
2020-07-27 astro-ph.GA
Towards sub-kpc scale kinematics of molecular and ionized gas of star-forming galaxies at $z\sim1$
本文根据ALMA和MUSE的观测结果，在$z\sim1$上比较了两个强透镜星系的分子和电离气体运动学。我们得到了这两个星系的CO和[OII]旋转曲线和色散分布。我们发现所观察到的分子和电离气体的旋转曲线的星系之一，宇宙蛇，我们获得了几百秒差距沿主轴的空间分辨率之间的差异。分子气体的旋转曲线比电离气体的旋转曲线更陡。在第二个星系A521中，分子和电离气体的旋转曲线是一致的，但在长轴上的空间分辨率只有几个kpc。使用模拟，我们调查的气体盘的厚度和有效半径上观察到的旋转曲线的效果，并发现，更广泛和更厚的磁盘平滑的曲线。我们还发现，存在一个强烈倾斜的厚盘（>1 kpc）可以平滑的旋转曲线，因为它降低了沿视线的空间分辨率。通过使用恒星盘和两个气体盘建立模型，我们再现了宇宙蛇的旋转曲线，分子气体盘比电离气体盘质量更大，径向和垂直方向上更集中。最后，我们还得到了宇宙蛇中分子和电离气体的内禀速度色散分别为18.5 ± 7 km/s和19.5 ± 6 km/s，这与分子盘具有更小更薄的盘相一致。对于A521，本征速度色散值为11 ± 8 km/s和54 ± 11 km/s，电离气体的本征速度色散值较高。这可能表明，在这个星系中，电离气体盘更厚，更动荡。这些结果突出了在$z\sim1$的分子和电离气体盘的不同空间分布，并建议在这个时代的厚电离气体盘的存在。
2019-09-16 astro-ph.GA
Radial Mixing in Galactic Disks: The Effects of Disk Structure and Satellite Bombardment
我们使用一套数值模拟来研究像银河系（MW）这样的盘状星系中恒星径向迁移的机制和影响。一个孤立的，无碰撞的恒星盘，具有MW级的标度高度，只显示出从周转轨道预期的径向“模糊”。减小盘厚度或向盘添加气体显著增加了由与瞬时螺旋臂和/或中心杆的相互作用引起的径向迁移的水平。我们还研究了从宇宙学动机的卫星吸积历史的引力扰动无碰撞磁盘。在最能再现观测到的MW性质的扰动盘中，20%的恒星最终进入太阳环7 kpc < R < 9 kpc，开始时R < 6 kpc，7%开始时R > 10 kpc。这种程度的迁移将增加相当大的分散到太阳附近恒星的年龄-金属丰度关系。在孤立的磁盘模型中，迁移的概率跟踪磁盘的径向质量分布，但在扰动磁盘迁移优先发生在大半径，磁盘是更弱的约束。迁移粒子的轨道动力学在孤立的和扰动的磁盘中也是不同的：卫星扰动驱动粒子降低角动量，以给定的半径变化。因此，卫星扰动似乎是一个独特的机制，诱导径向迁移，它可以在音乐会上的酒吧和螺旋结构引起的迁移。我们研究半径的变化和轨道圆度或垂直能量的变化之间的相关性，识别可能用于测试模型和区分MW盘的化学动力学调查中的径向迁移机制的签名。
2011-09-02 astro-ph.GA
Vertical structure of Galactic disk kinematics from LAMOST K giants
我们研究的垂直结构的银河系盘的运动学在银河系中心的径向距离范围内的$R=5-15$ $\rm{kpc}$和$3$ $\rm{kpc}$远离银河系平面，使用K-型巨星LAMOST调查。基于三维速度矩的稳健测量，在唯象意义上检测到摆动盘。外流主导了内盘的径向运动，而在外盘存在交替的向外和向内流动。垂直整体速度是呼吸和弯曲模式的组合。$R_0$外的垂直运动主要为类收缩呼吸模式和向上弯曲模式，其幅度随距平面距离的增大而增大; $R<R_0$处存在反向呼吸模式和弯曲模式，其幅度远小于$R_0$外的呼吸模式和弯曲模式。平均方位角速度随着到平面的距离的增加而减小，对于较大的$R$，梯度较浅。南盘中的恒星比北盘中的恒星旋转得快。不同的$R$之间的速度椭球的取向不同：在$5<R<9$ $\rm{kpc}$的范围内，相对于$\arctan(Z/R)$的倾斜角的梯度从内盘的$\sim0.83$到外盘的$\sim0.52$减小;在$9<R<15$ $\rm{kpc}$内，速度椭球的倾斜偏离垂直反对称。根据观测到的速度椭球垂直结构，发现南北盘都有明显的耀斑特征。
2021-06-08 astro-ph.GA
Radial migration of the Sun in galactic disk
本文介绍了银河棒旋结构引力效应的物理学。物理方程不同于常规使用的方程。应用到运动的太阳被处理。太阳的速度被认为与奥尔特常数一致。对于四臂螺旋结构，太阳的银河径向迁移小于+- 0.4 kpc。太阳在银河系中心距离（7.8 - 8.2）kpc内保持其存在的75%，并且结果实际上与螺旋结构强度无关。因此，径向距离仅在8 kpc值的5%内变化。对于双臂螺旋结构，太阳的银河径向迁移小于+-（0.3 - 1.2）kpc。太阳在银河系中心距离（7.8 - 8.2）kpc范围内保持其存在的（29 - 95）%，其结果强烈依赖于螺旋结构强度和旋臂的角速度。径向距离在8 kpc值的（3.8 - 15.0）%范围内变化。如果观测的论点倾向于太阳的径向迁移，那么银河系的特征是双臂螺旋结构。
2012-01-01 astro-ph.GA
A 10,000 star spectroscopic survey of the thick disk-halo interface : Phase-space sub-structure in the thick disk
我们分析了10,000星光谱调查，集中在银河系厚盘星通常2-5千秒差距，从太阳，进行了AAOmega光谱仪上的AAT。我们开发的方法进行完整性校正的调查SDSS测光的基础上，我们得到的恒星距离使用改进的等时线拟合方法，精度优于10%。我们确定了厚盘的大尺度运动学（Vphi=172 km/s和sigma（phi，r，z）=（49，51，40）km/s）和丰度性质，表明这些代表性值在太阳约3 kpc和银河平面1-3 kpc的范围内是一个公平的描述。我们确定了一个实质性的超密度的视线内的星系，金属丰度[Fe/H] -1 dex，和更高的视线速度比厚盘，局部化沿方向（l，b）=（48，-26）。这个过密度似乎接近，但比已知的武仙座-天鹰座晕过密度更接近，可能与汉弗莱斯-拉森内星系厚盘的不对称性有关。
2013-02-20 astro-ph.GA
Evidence of a thick disk rotation-metallicity correlation
我们分析了一个新的运动学调查，其中包括来自SDSS DR 7位置的准确自行，结合GSC-II数据库的多历元测量。通过SDSS分光光度数据（有效温度、表面重力、金属丰度和径向速度），我们估算了27，000个[Fe/H]<-0.5的FGK（次）矮星样本的光度弛豫，我们采用这些数据作为太阳几千秒差距内厚盘和内晕的7维空间分布（运动相位分布加上化学丰度）的示踪剂。我们发现了运动学-金属丰度相关性的证据，dVphi/d[Fe/H]=40-50 km/s/dex，在距离平面1到3千秒差距之间的厚盘星中，丰度为-1 <[Fe/H]<-0.5，而[Fe/H]>-0.5则没有显著的相关性。此外，我们还估计了在1 kpc < |z| < 3 kpc之间的厚盘的浅垂直旋转速度梯度dVphi/d |z| = -19 +/- 2 km/s/kpc，以及在4 kpc以下的内晕的低垂直旋转速度梯度37 +/- 3 km/s。最后，我们简要地讨论了这些发现的影响，在CDM层次的星系形成机制的背景下，在星系盘的长期演化过程中的厚盘形成的情况。
2010-01-30 astro-ph.GA
The peculiar velocities in the Galactic outer disk--hints of the elliptical disk and the perturbation of the spiral structures
本文给出LAMOST红团星的特殊面内速度。从年轻和年老红团簇星的面内速度随银心半径的变化，我们可以识别出两种类型的特殊速度：1）两种红团簇星的径向速度在$R=9.0$ \，kpc以内为负，在kpc以上为正（表示为\emph{long-wave}模式）;（2）在$R=9$ ~ 12 μ m之间，年轻红团簇星的平均视向速度比老团簇星的平均视向速度大约3 μ m $\rm s^{-1}$，kpc（表示为\emph{short-wave}模式）。我们发现旋转杆诱导的椭圆盘可以很好地解释\emph{long-wave}模的特有速度。椭圆盘的轴比约为0.8-0.95，在$R=9.24\pm0.2$ \，kpc处保持圆度，这应该是Lindblad外共振半径（OLR）的位置。采用圆周速度为238，km $\rm s^{-1}$，由OLR位置导出棒材的图形速度为$48\pm3$，km $\rm s^{-1}$ kpc $^{-1}$。另一方面，\emph{short-wave}模式可能是螺旋臂作为密度波的扰动。
2016-03-20 astro-ph.GA
Tracing the outer disk of NGC 300: An ultraviolet view
利用GALEX远紫外和近紫外观测资料对NGC~300星系进行了紫外研究。我们研究了该星系紫外辐射的性质，并将其与光学、H~I和中红外（3.6 $μ$ m）波长进行了关联。我们的研究确定了外盘的扩展特征，UV盘延伸到半径12千秒差距（$>$ 2 R $_{25})$）。我们估计FUV和NUV盘的尺度长度分别为3.05 $\pm$ 0.27 kpc和2.66 $\pm$ 0.20 kpc。FUV的尺度长度是3.6 $μ$ m的2.3倍，并且我们还发现圆盘从较长波长到较短波长逐渐变平。我们进行了统计源减法，以消除背景污染物，并确定了261个未解决的紫外线源之间的半径5.3 kpc和10 kpc（1 $\sim$ 2 R $_{25}$）。已确定的紫外线源显示年龄范围在1 - 3亿年之间，峰值在25百万年，质量范围在$10^3 M_{\odot}$到$10^6 M_{\odot}$之间，使用starburst 99模型进行估计。东北旋臂被发现由年轻的低质量源填充，这表明在这个旋臂中的恒星形成是最近的现象。超过R $_{25}$半径的UV发射具有来自这些低质量源的贡献，并且扩展到$\sim$ 2 R $_{25}$半径。我们的结论是，NGC~300有一个扩展的UV盘，主要是年轻的低质量源。恒星的形成速率为$\sim$ 0.46 $M_{\odot}/yr$，与它的近光学孪生兄弟M33相当。
2019-07-15 astro-ph.GA
The Warm Gas in the MW: A Kinematical Model
我们开发了一个银河系硅IV轴承气体的运动学模型，以确定其密度分布和运动学。该模型由从{ \it HST}/COS存档数据中提取的柱密度线形状样本约束，该样本包含186条活动星系核视线。我们发现Si IV离子密度分布由沿$z$方向（在中平面上方或下方）的扩展盘主导，即，$n(z)=n_0\exp(-(z/z_0)^{0.82})$，其中$z_0$是$6.3_{-1.5}^{+1.6}$ kpc（北半球）和$3.6_{-0.9}^{+1.0}$ kpc（南半球）的标度高度。圆盘在径向上的密度分布在$15-20$ kpc处显示出锐边，由$n(r_{\rm XY})=n_0\exp(-(r_{\rm XY}/r_0)^{3.36})$给出，其中$r_0 \approx 12.5\pm0.6$ kpc。$r_{\rm XY}$和$z$方向上密度分布的差异表明，\ion{Si}{4}追踪的暖气体主要与盘过程有关（例如，反馈或循环气体）而不是吸积。我们估计热气体的质量（在50千秒差距以内）是$\log (M(50 {\rm kpc})/M_\odot)\approx8.1$（假设是$Z\approx0.5Z_\odot$），$3σ$的上限是$\log (M(250 {\rm kpc})/M_\odot)\approx9.1$（不包括麦哲伦星系）。在运动学上，温暖的气体盘几乎与恒星盘在$v_{\r…
2020-02-15 astro-ph.GA
The stellar metallicity distribution in intermediate latitude fields with BATC and SDSS data
利用北京-亚利桑那-台湾-康涅狄格（BATC）和斯隆数字巡天（SDSS）测光资料，采用SEDs拟合方法计算了银河系\sim 40,000颗主序星的金属丰度分布。根据这些样本星的光度金属丰度，我们发现随着离银河系中心距离的增加，金属丰度分布从富金属向贫金属转变。外晕的平均金属丰度约为1.5 \pm 0.2 dex，内晕的平均金属丰度约为1.3 \pm 0.1 dex。在0 < r \leq 5 kpc的区间内，平均金属丰度从-0.4平稳地下降到-0.8。平均金属丰度随银河经度的波动范围为4 < r \leq 8 kpc。对于薄圆盘（z \leq 2 kpc），垂直丰度梯度d[Fe/H]/dz \sim -0.21 \pm 0.05 dex kpc-1。在距离2 < z \leq 5 kpc处，厚盘星占优势，梯度约为-0.16 \pm 0.06 dex kpc-1，可以解释为在所有z能级上具有不同平均金属丰度的恒星星族的混合。晕的垂直金属丰度梯度为-0.05 \pm 0.04 dex kpc-1（z > 5 kpc）。因此，在晕中几乎没有金属丰度梯度。
2011-11-21 astro-ph.GA
Mapping the stellar structure of the Milky Way thick disk and halo using SEGUE photometry
我们映射的银河系厚盘和晕的恒星结构，通过应用色星等图（CMD）拟合的光度数据从SEGUE调查，允许，第一次，在高纬度和低纬度使用统一的SDSS光度全面分析其结构。CMD拟合同时对所有相关恒星进行测光，绕过了选择单个示踪剂群体的需要。使用不同金属丰度的旧恒星星族作为模板，我们得到了一个稀疏的3D地图的恒星质量分布在|Z| >1千秒差距。拟合一个光滑的银河系模型，包括指数薄和厚盘和轴对称幂律晕，使我们能够约束厚盘和晕的结构参数。厚盘尺度的高度和长度分别被很好地限制在0.75 ± 0.07 kpc和4.1 ± 0.4 kpc。我们发现在~25 kpc范围内的恒星晕平坦度为c/a=0.88 ± 0.03，幂律指数为2.75 ± 0.07（7< R_{GC} <~30 kpc）。该模型拟合得到太阳位置处的厚盘和恒星晕密度为rho_{thick,sun} =10^{-2.3+-0.1} M_sun pc^{-3}和rho_{halo,sun} =10^{-4.20+-0.05} M_sun pc^{-3}，在任何子结构上取平均值。我们的分析为银河系恒星晕中的径向金属丰度梯度提供了第一个明确的原位证据：在R<~15 kpc的范围内，恒星晕的平均金属丰度为[Fe/H]=-1.6，在更大的半径下，[Fe/H]=-2.2。从整体密度图中减去最适合的平滑和对称模型，可以发现所有纬度都有大量的子结构，其中…
2010-04-05 astro-ph.GA
