Ursa Major III/UNIONS 1: the darkest galaxy ever discovered?
本研究通过 $N$ 体模拟分析极暗弱银河系卫星 UMa3/U1 的潮汐存活与速度弥散，论证其很可能由致密暗物质晕稳定，是迄今最暗、最致密的矮星系候选体。
2024-02-24 astro-ph.GA
Strong Constraints on Dark Matter Annihilation in Ursa Major III/UNIONS 1
利用15年费米-LAT数据搜索大熊座III的γ射线，未发现超出，对暗物质湮灭设强约束，若高J因子确认，可排除质量至4 TeV的热暗物质湮灭为b̄b终态。
2024-03-18 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
Magnetic field tomography in two clouds towards Ursa Major using HI fibers
原子星际介质（ISM）被观察到充满了线性结构，被称为“纤维”。纤维表现出与分子云中的线性结构相似的性质，称为条纹。条纹和纤维似乎都是有序的、准周期性的，并且与磁场对齐，这表明它们具有类似的形成机制。条纹的主要形成机制涉及快磁声波的激发。基于这一理论模型，并通过结合速度质心和柱密度图，Tritsis等人（2018）开发了一种从分子云条纹估计天空平面（POS）磁场的方法。我们应用这种方法在两个H \textsc{I}云与纤维沿同一视线（LOS）的超高能宇宙射线（UHECR）热点，在大熊座的边界。对于云位于更接近地球，从文献中的塞曼观测也可用，我们发现一般协议的磁场的LOS和POS组件的分布。我们发现总磁场（范围从$\sim$ $\rm{10}$到$\sim$ $\rm{20} ~\rm{μG}$）和相对于$\sim$ 50 $^\circ$ LOS的平均投影角相对较大。对于位于更远的云，我们也发现一个大的值的POS组件的磁场的$15^{+8}_{-3}~\rm{μG}$。我们讨论了我们的新的磁场层析成像方法的大规模应用的潜力。我们认为，我们的研究结果的准确性的银河系磁场的重建和传播的UHECR通过ISM的影响。
2019-03-18 astro-ph.GA
Multi-component, axisymmetric dynamical models of dSphs based on distribution functions: inferences on dark matter and intermediate-mass black holes in Draco and Ursa Minor
INAF - Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna（意大利国家天体物理研究所博洛尼亚天文与空间科学观测站）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利群岛天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉古纳大学）；University of Surrey（萨里大学）；Università di Bologna（博洛尼亚大学）
本文基于分布函数提出多组分轴对称动力学模型，用于分析Draco和Ursa Minor矮星系，探讨暗物质分布及中间质量黑洞的性质，发现暗物质密度剖面存在差异，未发现中间质量黑洞的证据。
2026-04-27 astro-ph.GA
No Observational Evidence for Dark Matter Nor a Large Metallicity Spread in the Extreme Milky Way Satellite Ursa Major III / UNIONS 1
Yale University（耶鲁大学）；University of Chicago（芝加哥大学）；Kavli Institute for Cosmological Physics, University of Chicago（芝加哥大学卡弗里宇宙学物理研究所）；NSF-Simons AI Institute for the Sky (SkAI)（美国国家科学基金会-西蒙斯天空人工智能研究所）；University of Victoria（维多利亚大学）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）；University of Notre Dame（圣母大学）；University of Toronto（多伦多大学）
研究通过光谱观测发现乌拉纽III/UNIONS 1无暗物质证据，且金属丰度分散性极小，更符合星团特征。
2025-12-02 astro-ph.GA
The discovery of the faintest known Milky Way satellite using UNIONS
利用UNIONS巡天发现银河系最暗卫星星系大熊座III/UNIONS 1，通过光谱确认其成员并测量速度弥散，为揭示极暗卫星本质提供关键候选。
2023-11-16 astro-ph.GA
Variable stars in the ultra-faint dwarf spheroidal galaxy Ursa Major I
我们对大熊座I（Uma I）的变星种群进行了首次研究，大熊座I是斯隆数字巡天最近在银河系周围发现的一颗超暗矮卫星。结合时间序列观测的B和V波段从四个不同的望远镜，我们已经确定了七个RR天琴座星在UMa I，其中五个是基本模式（RRab）和两个是第一泛频调制（RRc）。我们的UMa I的V，B-V色星等图达到了V~23等（在信噪比~ 6时），显示了一个古老的恒星星族的典型特征。RRab星的平均脉动周期<Pab>= 0.628，σ = 0.071天（或<Pab>= 0.599，σ = 0.032天，如果忽略V4，最长的周期和最亮的变量，）和周期振幅图上的位置表明该星系的奥斯特霍夫中间分类。天琴座RR型星以<V（RR）> = 20.43 +/- 0.02等的平均视星等跟踪星系水平分支（6颗星的平均值，剔除V4），进而给出UMa I的距离模数为（m-M）0 = 19.94 +/- 0.13 mag，距离d= 97.3 + 6.0/-5.7 kpc，大麦云云的距离模为18.5 +/- 0.1等。Uma I红巨星和水平支星的等密度线（包括本研究中确定的天琴座RR型恒星）表明，该星系具有S形结构，这很可能是由潮汐与银河系的相互作用引起的。根据V波段光变曲线的傅立叶分解参数，我们得到了六颗Uma I RR型天琴座恒星的光度金属丰度，在Carretta等人的金属丰度标度上，平均金属丰度[…
2013-02-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Stellar Archaeology in the Galactic halo with the Ultra-Faint Dwarfs: VI. Ursa Major II
我们给出了银河系矮卫星大熊座II（Uma II）的B，V色星等图（CMD），其星等范围为V ~ 15 ~ V ~ 23.5等，以该星系为中心，在18 { \times } 18弧分2的区域上延伸.我们的测光下降到比星系的主序星关闭点低2个星等，我们在V ~ 21.5等发现了一颗真正的天琴座RR型变星，我们用它来估计星系的保守去红距离模量（m-M）0 = 17.70{ \pm}0.04{ \pm}0.12等，其中第一个误差解释了校准测光的不确定性，第二个误差反映了我们缺乏关于恒星金属丰度的信息。到UMa II的相应距离为34.7 { \pm } 0.6（{ \pm } 2.0）kpc。我们的测光显示了星系亚巨星分支的扩展证据，与Z=0.0001和Z=0.001之间的金属丰度扩展兼容。根据我们对距离的估计，比较了银河系球状星团（GC）M68和M5的基准线，（[Fe/H]=-2.27 { \pm } 0.04 dex和-1.33 { \pm } 0.02 dex），光谱确认的星系成员在CMD上的位置，可能表明在UMa II的中心区域存在不同金属丰度/年龄的恒星星族。
2012-03-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
The FAST Ursa Major supergroup HI survey (FUMaS): catalog and HI mass function
本研究利用FAST开展大熊超星系团HI巡天，构建了含178个源的最完整HI源星表，测得HI质量函数参数，发现其斜率比全局HIMF平缓，符合高密度区星系气体被相互作用剥离的理论预测。
2025-05-20 astro-ph.GA
High-Resolution Spectroscopy of Extremely Metal-Poor Stars in the Least Evolved Galaxies: Ursa Major II and Coma Berenices
我们目前的凯克/HIRES观测六个贫金属恒星在两个超微弱的矮星系绕银河系，大熊座II和后发座。这些观测包括对不属于银河系晕场星群的极贫金属星（[Fe/H]<-3.0）的首次高分辨率光谱观测。我们获得了碳和铕之间的26个元素的丰度测量和上限。整个恒星样本的范围为-3.2<[Fe/H]<-2.3，我们确认每个星系都包含大量的Fe丰度。与MW晕类似的金属丰度的恒星的比较揭示了大量的协议之间的丰度模式的超微弱矮星系和MW晕的光，α和铁峰元素（C到Zn）。这一一致性与早期研究的结果形成对比，早期研究发现在更明亮的矮球状星系（dSphs）中更富含金属的恒星（-2.5<[Fe/H]<-1.0），发现相对于MW晕数据存在显着的丰度差异。超暗矮星系中的中子俘获元素（Sr ~ Eu）丰度极低，与大多数贫金属晕星一致，但不符合典型的[Fe/H]>-3.0的晕丰度模式。我们的结果与一个星系形成模型大致一致，该模型预测大质量矮星系是MW晕中富含金属成分（[Fe/H]>-2.5）的来源，但我们也认为，已知最暗的矮星可能是MW晕金属丰度分布中贫金属端的主要贡献者。
2009-11-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
TESS Hunt for Young and Maturing Exoplanets (THYME) XI: An Earth-sized Planet Orbiting a Nearby, Solar-like Host in the 400Myr Ursa Major Moving Group
本文介绍了在年轻的大熊座移动星群中发现了一颗围绕类太阳恒星运行的地球大小系外行星HD 63433d，其半径为1.1地球半径，公转周期4.2天，是迄今已知年龄小于500 Myr的最小已确认系外行星且距离最近，为研究行星演化与大气逃逸提供了关键机会。
2024-01-09 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Robust bounds on MACHOs from the faintest galaxies
Stanford University（斯坦福大学）；University of Delaware（特拉华大学）
本研究利用超暗矮星系恒星动力学加热约束大质量致密晕天体，验证了约束在参数不确定性下的稳健性，新增候选体Ursa Major III若获确认将显著提升特定质量区间的暗物质约束强度。
2025-10-01 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
The fragility of thin discs in galaxies -- II. Thin discs as tracers of the assembly history of galaxies
本文通过N体模拟研究Fornax星系NGC 1381中薄银盘与核恒星盘在中等质量比干并合下的响应，发现薄银盘更易被扰动、可作为此类并合的示踪体，而核恒星盘更具韧性，并据此推断该星系至少100亿年内未经历中等质量比干并合。
2023-05-22 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
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
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
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
The emergence of galactic thin and thick discs across cosmic history
本研究利用JWST侧向星系样本首次在宇宙学距离上识别出厚盘和薄盘，发现星系先形成厚盘再形成薄盘，且该顺序形成以downsizing方式随质量下降而延迟，并可由Toomre Q调控的盘形成机制解释。
2025-04-10 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
An analytical model to kinematically identify thin discs in MaNGA galaxies
我们提出了一个分析模型，以确定薄盘星系，并将此模型应用于SDSS的MANGA星系的样本。该模型拟合了具有规则运动学的星系的速度场和速度色散场。通过引入两个参数$ζ$相关的比较模型的不对称漂移校正所观察到的气体运动学和$η$相关的星系的主导组成部分，我们分类的星系在样本中为“盘为主”，“非盘为主”，或“盘自由”表示星系与主导薄盘，一个非主导薄盘，或没有薄盘检测与我们的方法，分别。从我们的模型产生的动力学质量与恒星质量相关，我们调查的差异，包括气体质量和初始质量函数的变化。正如预期的那样，样本中的大多数螺旋星系都是以盘为主的，而椭圆星系主要是无盘的。透镜状星系在运动学分类上表现出二分法，这与它们不同的恒星形成率和气体分数有关。我们提出了两种可能的情况来解释这些结果。在第一种情况下，形成更激烈的过程比盘主导的，而在第二种情况下，淬火过程中的望远镜导致其运动学结构的变化，作为盘主导的望远镜演变为无盘的。
2021-04-16 astro-ph.GA
Non-exponential hydrodynamical growth in density-stratified thin Keplerian discs
研究了三维小扰动的短时演化。表现出光谱渐近稳定性，薄光盘，但主机密集的流体动力学活动的形状的非模态增长的初始小扰动。两种机制，导致这种行为的确定和研究，即，非共振激发的垂直限制声波的稳定平面惯性科里奥利模式，导致随时间线性增长，以及共振耦合的这两种模式，导致二次增长的初始扰动。进一步推测，非模态增长可以引起二次平流旋转不稳定性，从而导致一个新的途径湍流产生薄盘。
2010-03-12 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
Oxygen, $α$-element and iron abundance distributions in the inner part of the Galactic thin disc. II
我们计算了距离银心R $_{\rm G}= 2.53$ kpc的造父变星ASAS 181024- 2049.6的36种化学元素的丰度。这颗恒星位于造父变星内部薄盘的一个区域内，在造父变星中采样很少。我们的光谱分析表明，该恒星的铁、镁、硅、钙和钛LTE丰度支持在银河系中心5千秒差距内的薄圆盘中存在类似平台的丰度分布，正如之前\cite{Maret15}所建议的那样。如果得到证实，该区域内丰度梯度的平坦化可能是由于动力学效应导致恒星形成率下降的结果，可能来自银河系中央酒吧。
2016-07-01 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
A monolithic collapse origin for the thin/thick disc structure of ESO 243-49
ESO 243-49是Abell 2877星系团中的一个高质量（圆速度$v_{\rm c}\approx200\,{\rm km\,s^{-1}}$）的S 0星系，距离为$\sim95\,{\rm Mpc}$。为了阐明其厚盘的起源，我们使用MUSE科学验证数据来研究其运动学和恒星星族。厚盘在超过$3.5^{\prime\prime}$（$1.6\,{\rm kpc}$）的高度处发射光的$\sim80\%$。其恒星的自转速度比薄盘中的恒星慢$30-40\,{\rm km\,s^{-1}}$，这与非对称漂移相一致。厚盘被发现比薄盘更贫金属，但两个盘都有老的年龄。我们建议在高质量星系的厚盘星的内部起源。我们建议，厚盘形成${\rm a)}$第一次在湍流阶段与高恒星形成率，薄盘形成后不久，或${\rm b)}$，因为动态加热薄的预先存在的组件。无论哪种方式，ESO 243-49中的恒星形成在星系诞生后几个Gyrs就被淬灭了，并且在星系停止形成恒星之前形成了一个薄的和一个厚的圆盘。圆盘的形成是如此之快，它可以被描述为一个整体崩溃，几代恒星在快速连续的形成。
2016-09-24 astro-ph.GA
Nitrogen evolution in the halo, thick disc, thin disc and bulge of the Galaxy
通过详细的化学演化模型与最近的观测结果的比较，我们研究了氮在星系晕、厚盘、薄盘和球中的演化。在这项工作中使用的模型已经被限制来解释的丰度模式的$α$-元素和晕，盘和隆起的恒星的金属丰度分布函数，在这里，我们采用它们来调查的起源和演化的N在不同的银河系组件。首先，我们考虑不同的产量和研究的重要性，提出了各种渠道的N生产。其次，我们应用参考模型研究了银盘和球核的演化。我们的结论是：i）旋转的大质量恒星产生的原生N需要在低金属丰度下重现log（N/O）和[N/Fe]比率的平台，以及来自低质量和中等质量恒星的次生和原生N，以重现薄盘的数据。ii）平行模型可以很好地解释厚盘和薄盘中N丰度的演化;我们证实厚盘的演化速度比薄盘快得多，与其他化学元素丰度模式的结果一致。iii）最后，我们提出了新的模型预测的N演化在银河系核球，我们表明，在核球恒星的观测可以解释，如果大质量恒星旋转快，在早期阶段的星系演化，在协议的结果，从丰富的碳模式。
2021-09-08 astro-ph.GA
Slow pressure modes in thin accretion discs
大质量致密天体周围的薄吸积盘可以支持具有方位波数$m=1$的线性区域中的缓慢压力振荡模式。我们认为有限的，平面的光盘组成的正压流体的各种表面密度分布和证明-通过WKB分析和数值解的特征值问题-这些模式是稳定的，并具有空间尺度相媲美的光盘的大小。我们表明，本征值方程可以映射到一个薛定谔方程。对该方程的分析表明，所有本征模都具有离散谱。我们发现，我们所考虑的所有模式支持负频率本征模式，然而，正本征频率模式只存在于幂律光盘，虽然物理上不感兴趣的值的幂律指数$β$和正压指数$γ$。
2009-11-23 astro-ph.GA
Understanding stellar populations in thin & thick discs of edge-on galaxies with MUSE -- I. The case of the reignited S0 galaxy ESO 544-27
本研究利用MUSE观测侧向星系ESO 544-27，发现其薄盘和厚盘均由古老富金属恒星主导，但[$α$/Fe]存在二分性，且星系近期经历了恒星形成再点燃过程。
2024-05-28 astro-ph.GA
Timing the formation of the Galactic thin disc with asteroseismic stellar ages
扩展薄盘的形成是我们银河系过去最壮观的事件$\sim8$ \，Gyr。为了揭示这一过程，获得大样本恒星的精确和准确的恒星年龄是必不可少的，尽管具有挑战性。在这项工作中，我们提出了5306红巨星支星的星震年龄测定使用\kepler{}和LAMOST数据，与年龄测定的影响是如何通过选择不同的温度标度和恒星模型进行了彻底的检查。由于我们的样本星的星震和光谱参数的高精度，我们能够以12%的平均精度实现年龄测定，然而，年龄测定敏感地依赖于所采用的温标，因为50K的有效温度差异可能导致年龄估计的大于10%的系统不确定性。利用最合理的温标组导出的年龄，我们研究了化学薄盘星的年龄分布，并给出了第一批银河系薄盘星形成时代的估计。我们发现，第一个（最古老的）薄盘星的年龄为$9.5^{+0.5(\rm rand.)+0.5(\rm sys.)}_{-0.4(\rm rand.)-0.3(\rm sys.)}$ \，陀螺仪，系统的不确定性反映了年龄估计使用不同的恒星演化模型。在这个时期，银河系的厚盘仍在形成恒星，这表明我们银河系的薄盘和厚盘一起形成恒星的时间窗口。此外，我们发现第一个薄盘星表现出广泛的分布银心半径，这表明内部和外部薄盘开始同时形成。
2023-01-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
The influence of star formation history on the gravitational wave signal from close double degenerates in the thin disc
利用蒙特卡罗模拟计算了薄银盘中双简并体（DDs）产生的预期引力波（GW）信号。年轻的关闭DD的数量，将有助于可观察的离散信号的频率范围$1.58 - 15.8$兆赫估计与建议GW观测站的灵敏度比较。目前的DD人口检查作为银河系恒星形成历史的函数。它表明，频率分布，特别是，是一个敏感的函数的银河系恒星形成的历史，并可以用来衡量的时间，因为最后一个主要的恒星形成时代。
2012-11-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical abundances of 451 stars from the HARPS GTO planet search program: Thin disc, thick disc, and planets
我们提出了一个统一的研究12种元素（Si，Ca，Sc，Ti，V，Cr，Mn，Co，Ni，Na，Mg和Al）的化学丰度来自451颗恒星的光谱作为HARPS GTO行星搜索计划的一部分。其中68颗是行星轴承恒星。我们工作的主要目标是：i）调查有行星和没有行星的恒星丰度之间可能存在的差异; ii）研究薄盘和厚盘中恒星丰度的可能差异。我们确认，有一个系统较高的金属含量的行星宿主恒星相比，非行星主机，共同所有研究的物种。我们还发现，有和没有行星的恒星的星系化学演化趋势没有区别。拥有行星伴星的恒星似乎只是处于分布的高金属量尾部。我们还证实，海王星和超地球类行星可能更容易在较低的金属丰度找到。发现[Fe/H] $<$ 0在薄盘和厚盘恒星之间的丰度差异具有统计学意义。然而，厚盘和薄盘的种群不能清楚地分开。
2009-02-19 astro-ph.EP astro-ph.GA
