The vertical structure of the stellar disk in NGC 551
本文通过流体静力学平衡与积分场光谱构建 NGC 551 的三维恒星盘动力学模型，证明侧向垂直剖面的多高斯分解会受视线积分误导，而上弯折断点更可靠，并指出传统二维拟合会低估标长和扁率。
2025-07-23 astro-ph.GA
Mapping Milky Way disk perturbations in stellar number density and vertical velocity using Gaia DR3
我们已经绘制了银河系恒星盘的数量密度和平均垂直速度，使用盖亚数据发布3（DR3）和来自StarHorse的补充照片天体测量距离信息，从太阳到大约2千秒差距。对于数量计数，我们仔细地掩盖了受疏散星团、远距离或尘埃灭绝影响的空间区域，并使用高斯过程来获得底层数量密度场的平滑、非参数估计。我们发现，数密度和速度场偏离轴对称和镜像对称模型显着。这些偏离，其中包括盖亚相空间螺旋的投影，表明盘中存在局部扰动。我们确定了两个功能，都存在于恒星数密度和平均垂直速度。其中一个特征似乎与局部旋臂有关，它在小高度处最为突出，并且在盘的中平面上基本对称。密度和速度场扰动的相移大约为四分之一波长，这表明一种呼吸模式正在银河经度$l\sim 270$ deg的方向上传播。第二个特征是恒星数密度和平均垂直速度相对于银心半径的梯度。这一特征延伸到我们分析的整个区域，可能与银河系弯曲延伸到太阳附近以及更局部化的弯曲波有关。
2022-10-31 astro-ph.GA
The imprints of bars on the vertical stellar population gradients of galactic bulges
这是第二个文件的一系列旨在研究恒星运动学和人口特性的隆起在高度倾斜棒星系。在这项工作中，我们进行了详细的分析的恒星年龄，金属丰度和[Mg/Fe]的28个高度倾斜（$i > 65^{o}$）盘星系，从S0到S（B）c，用SAURON积分场摄谱仪观察。样本分为两个干净的样本的酒吧和unbarred星系，恒星速度和h $_3$配置文件之间的相关性的基础上，以及在隆起区域内的圆柱旋转的水平。我们发现，虽然平均恒星年龄，金属丰度和[Mg/Fe]在酒吧和无酒吧星系的凸起是统计上没有区别的，[Mg/Fe]梯度沿短轴（远离光盘）的酒吧星系是显着不同的比那些没有酒吧。对于棒星系，垂直远离中平面的恒星通常更[Mg/Fe]-增强，因此棒星系的[Mg/Fe]垂直梯度大多为正，而对于无棒凸起的[Mg/Fe]轮廓通常为负或平坦。这一结果，以及在条形样本中观察到的老种群，表明酒吧是持久的结构，因此不容易被破坏。显着的[Mg/Fe]与无棒星系的凸起的差异表明，不同的形成/演化的情况下，需要解释他们的建设，并强调酒吧的作用，在重新分配恒星物质的凸起占主导地位的地区。
2017-01-12 astro-ph.GA
On the Stellar Disk Vertical Scale Height of Edge-on Galaxies from S$^{4}$G
本文测量了 S$^{4}$G 项目中 46 个侧向旋涡星系的恒星盘垂直标高，发现三分之二的样本存在厚盘成分，厚薄盘标高比为 2.65，并证实了盘标高随半径增加的喇叭口张开模型及相关标度相关性。
2024-10-13 astro-ph.GA
The Stellar Distribution Function and Local Vertical Potential from Gaia DR2
我们开发了一种新的方法来同时确定垂直的潜力，力和恒星$z-v_z$相空间分布函数（DF）在我们的本地补丁的银河系。我们假设太阳邻域可以被看作是一个一维的动力学平衡系统，并直接将$z-v_z$平面上的数密度拟合到我们所说的有理线性DF（RLDF）模型中。该模型虽然比等温模型多一个参数，但可以看作是一个连续的等温分布函数之和。我们将我们的方法应用于盖亚数据发布2的巨星样本，并表明RLDF提供了一个很好的拟合数据。众所周知的相空间螺旋出现在$z-v_z$平面的残差图中。我们使用最佳拟合的潜力绘制残差的频率和角度的垂直振荡，并显示螺旋映射成一条直线。从它的斜率，我们估计相位螺旋产生的扰动$\sim540$万年前。我们还确定了微分表面密度作为垂直速度色散的函数，也称为。垂直温度分布。这一结果与之前在SDSS/SEGUE G矮星中发现的结果在性质上相似。最后，我们解决参数退化和一维近似的有效性。特别是，从冷子样品，其中的1D近似是更安全的，是更接近文献值比从样品作为一个整体。
2021-03-02 astro-ph.GA
Local stellar kinematics from RAVE data: III. Radial and Vertical Metallicity Gradients based on Red Clump Stars
我们调查径向和垂直的金属丰度梯度的样本的红团星的RAVE数据发布3。我们选择了总共6781颗恒星，使用的颜色，表面重力和不确定性的衍生空间运动的选择，并计算每颗恒星的概率（运动学）人口分配到一个薄或厚光盘使用空间运动和另外一个（动力学）分配使用恒星的垂直轨道偏心率。对于高概率薄盘星和垂直轨道偏心率e_v<=0.07，即d[M/H]/dR_m = -0.041（0.003）和d[M/H]/dR_m =-0.041（0.007）dex/kpc，我们得到了几乎相等的金属丰度梯度随银心距的变化。对于相同的星群，金属丰度梯度作为距银道面距离的函数更陡，即d[M/H]/ dz_{max} = -0.109（0.008）和d[M/H]/ dz_{max} = -0.260（0.031）dex/kpc。R_m和z_{max}分别是近星系距离和远星系距离的算术平均值，以及到银道面的最大距离。包括更厚的盘状红团巨星的样本显示出系统性的较浅的丰度梯度。这些发现可用于区分厚盘和薄盘的不同形成情景。
2012-01-15 astro-ph.GA
Impacts of a Flaring Star-forming Disc and Stellar Radial Mixing on the Vertical Metallicity Gradient
使用理想化的N-体模拟银河系大小的盘星系，我们定性研究如何修改薄盘星粒子的金属丰度分布的酒吧和螺旋臂结构的形成。在我们的数值实验中，薄盘最初具有一个紧密的负径向金属丰度梯度和恒定的垂直尺度高度。我们表明，恒星的径向混合驱动器在薄盘的正垂直金属丰度梯度。另一方面，如果初始薄盘向外展开，垂直刻度高度随银河中心半径增加，则最初在外盘的贫金属星在盘平面以上的区域中在每个半径处都占优势。这一过程可能导致金属丰度垂直梯度为负，这与目前观察到的趋势一致。这个模型模拟了恒星形成薄盘在早期在外部区域爆发的场景。我们的数值实验与初始耀斑盘预测，负垂直金属丰度梯度的单年龄相对年轻的薄盘人口应该是陡峭的内部盘，和径向金属丰度梯度的单年龄人口应该是浅在更大的高度以上的盘平面。我们还预测，金属丰度分布函数的单年龄年轻薄盘人口以上的磁盘平面将更积极的偏在内部磁盘相比，外部磁盘。
2016-09-14 astro-ph.GA
No memory of past warps in the vertical density structure of galaxies
在大部分盘星系中观察到翘曲，并且可能是由于大量不同的过程。其中一些过程还可能引起垂直加热和燃烧。使用一个样本的星系模拟在其宇宙学背景下，我们研究翘曲和磁盘加热之间的联系。我们分析了翘曲恒星盘内的垂直恒星密度结构，并监测了翘曲寿命期间单龄种群和几何薄盘和厚盘的尺度高度的演变。我们还比较了翘曲前后圆盘的总厚度和垂直速度分散。我们发现，对于由预先存在的恒星粒子偏离平面形成的翘曲，尺度高度在盘的翘曲区域内不会改变：盘刚性地倾斜。对于由离面的新恒星材料（无论是在原地出生的还是吸积的）构成的翘曲，盘的翘曲区域不能很好地用双$\mathrm{sech^2}$密度剖面来描述。然而，一旦翘曲消失，薄的和厚的圆盘结构就恢复了，它们的尺度高度遵循与从未翘曲的区域相同的趋势。最后，我们发现，总厚度和垂直速度分散不增加在翘曲，无论翘曲的起源。这甚至适用于由与卫星的相互作用触发的翘曲，这会导致圆盘加热，但在翘曲形成之前。我们的研究结果表明，星系的垂直结构并不包含任何过去扭曲的记忆。
2021-11-02 astro-ph.GA
Vertical stellar density distribution in a non-isothermal galactic disc
传统上，星系盘中恒星的垂直密度分布是通过假设恒星的垂直速度色散等温来获得的。最近从SDSS、LAMOST、RAVE、Gaia等的观测表明，这种色散随着距离中平面的高度而增加。在这里，我们研究这种非等温色散的动力学效应的自洽垂直密度分布的薄盘星在银河系中，通过求解泊松方程和流体静力平衡方程。我们发现，在非等温情况下，由于垂直压力较高，中面密度较低，而标度高度高于等温分布的相应值，因此分布在垂直方向上更加延伸。对于典型观测线性梯度为+6.7 km $s^{-1}kpc^{-1}$的恒星单独盘，在太阳半径处的变化约为35%，并且随着半径和梯度的增加而变得更高。该分布在高z处显示出一个翼，与观测结果一致，并且与双$sech^{2}$很好地拟合，这可能被误解为存在第二个更厚的盘，特别是在外部星系中。我们还考虑了一个更现实的磁盘组成的引力耦合的恒星和气体领域的暗物质晕。结果显示了相同的趋势，但由于气体和晕重力的相反约束作用，非等温弥散的影响减小。此外，非等温分散降低了总的中面密度，即奥尔特极限值的理论估计，由16%。
2020-12-03 astro-ph.GA
Spatial Variations of Stellar Elemental Abundances in FIRE Simulations of Milky Way-Mass Galaxies: Patterns Today Mostly Reflect Those at Formation
本文利用FIRE-2模拟分析银河系质量星系中恒星金属丰度的径向、垂直和方位角空间变化，发现今天的空间模式主要继承自恒星形成时期，诞生后的恒星再分布仅起次要作用。
2024-02-27 astro-ph.GA
Warps and waves in the stellar discs of the Auriga cosmological simulations
最近的研究揭示了银河系圆盘垂直结构的振荡不对称性。在这里，我们分析了16个高分辨率，完全宇宙学模拟的个别银河系大小的星系的演化，进行了MHD代码AREPO。在红移为零时，我们的星系盘中大约有$70\%$显示出强烈的垂直模式，振幅可以超过2千秒差距。其中一半是典型的“整数符号”扭曲。其余的是类似于银河系中观察到的振荡。因此，预计这种结构将是常见的。伴随的平均垂直运动可达30 km/s。冷盘气体通常遵循恒星中看到的垂直模式。这些微扰有各种各样的原因：与卫星的近距离相遇，大质量物体的远距离飞越，来自晕陷或合并的错位冷气体的吸积。潮汐引起的垂直模式可以在年轻和年老的恒星星族，而那些起源于冷气体吸积主要是在年轻的人口。具有规则或最多弱扰动圆盘的Galerkin通常（但不总是）不受最近与大质量同伴的相互作用的影响，尽管我们有一种情况，即平衡致密圆盘在合并后重新形成。
2016-11-15 astro-ph.GA
Excitation of coupled stellar motions in the Galactic Disk by orbiting satellites
我们使用一组高分辨率的N体模拟银河系盘研究其相互作用的人口的卫星宇宙学预测。一个模拟表明，具有不同速度的大质量卫星多次通过磁盘产生摆动，在恒星磁盘的正面投影中出现环。它们还在盘的外部产生耀斑，并通过弯曲波逐渐加热盘。一个不同的数值实验表明，一个像人马座矮星系一样大的卫星穿过盘将驱动低密度区域恒星的水平和垂直耦合振荡，伴随着小的显著的相关加热。这个实验表明，在这些低密度区域的恒星的垂直偏移可以超过1千秒差距的太阳附近，类似于最近在当地检测到的相干垂直振荡。它们也可以引起非零的垂直流运动，大到10-20 km s $^{-1}$，与最近在银河系盘中的观测结果一致。这种现象表现为局部环，并伴有适度的盘加热。
2016-03-18 astro-ph.GA
The Origin of Buckling Instability in Galactic Bars: Searching for the Scapegoat
恒星杆的屈曲过程充满了未解决的问题。我们使用高分辨率N体模拟分析了恒星杆屈曲不稳定性的起源。以往的研究认为，非共振水龙带失稳是引起水龙带竖向屈曲的主要原因。我们已经分析了屈曲过程中的恒星轨道在酒吧，泵能量垂直振荡的共振激发。我们发现：（1）屈曲与中心质量浓度的突然增加有关，并触发了沿杆和沿其旋转轴的速度。（2）当用等密度线或拉普拉斯面曲率测量弯曲振幅时，弯曲振幅是非线性的，它对恒星运动有重要影响;（3）在线性描述中，平面和垂直方向的2：1共振仅在屈曲时出现，并迅速达到重叠阶段，从而支持能量传递;（4）利用非线性轨道分析方法，分析了恒星沿杆和沿自转轴的振动，发现恒星在发生屈曲的同时，也会发生垂直2：1共振。重叠的平面和垂直的2：1共振捕获超过25%的酒吧粒子提供的'吸烟枪'指向恒星轨道的弯曲和共振作用之间的密切关系-这些粒子提供了必要的成分，确保在不断增长的垂直不对称性的凝聚力响应。我们的结论是，共振激励是重要的触发屈曲不稳定性，和消防水龙带不稳定的贡献应重新评估。最后，我们讨论了一些观察屈曲的影响。
2023-03-02 astro-ph.GA
Inside Out and Upside Down: Tracing the Assembly of a Simulated Disk Galaxy Using Mono-Age Stellar Populations
我们分析了当今的结构和组装历史的高分辨率流体动力学模拟银河系（MW）的盘状星系的形成，从“厄里斯”模拟套件，解剖成在宇宙历史的不同时代形成的恒星群。在z=0时，t_form < 2 Gyr的恒星主要占据恒星椭球体，最古老的（最早形成的）恒星具有更集中的轮廓。年龄较轻的队列填充磁盘的径向规模长度逐渐增加和垂直规模的高度较短。在一个给定的半径，恒星的垂直密度分布和速度色散平滑地变化作为年龄的函数，和叠加的老，垂直扩展和年轻，垂直紧凑的队列产生了一个双指数的轮廓一样，观察到的MW。转向形成的历史，我们发现，空间结构和运动学的趋势与恒星年龄在很大程度上是在出生时，或紧接着。在z>3的活跃合并阶段形成的恒星会迅速分散成圆形的、运动学上热的构型。最古老的磁盘集群形成的结构是径向紧凑和相对较厚，而随后的集群形成在逐渐更大，更薄，更冷的配置从气体与旋转支持的水平增加。因此，圆盘在径向上形成“内翻”，在垂直方向上形成“倒置”。长期加热和径向迁移影响每个年龄组的最终状态，但它们产生的变化相比，在形成的趋势是很小的。预测的恒星年龄与空间和运动学结构的相关性与MW中单丰度恒星星族的相关性定性一致。
2013-06-05 astro-ph.GA
Galactic seismology: joint evolution of impact-triggered stellar and gaseous disc corrugations
在银河系和附近的盘状星系中，波状波纹的证据已经得到了很好的证实。这些最初被检测为星际介质围绕中平面的位移，无论是垂直距离还是垂直速度。在过去的十年里，类似的模式已经出现在银河系的恒星盘中。我们调查这些垂直波是如何被一颗经过的卫星触发的。使用高分辨率的N体/流体动力学模拟，我们系统地研究如何波纹成立和共同发展的恒星和气体盘。我们发现气体波纹跟随恒星波纹，也就是说，它们最初是同相的，尽管经过几个旋转周期（5亿~ 7亿年）后，不同的波分离，然后以不同的方式演化。波纹的空间和运动幅度（以及能量）随时间衰减，气态物质以更快的速度沉降（~800 Myr对~1 Gyr）。相比之下，在整个星系的演化过程中，单个盘状恒星的垂直能量是相当恒定的。这种差异的产生是因为波纹是一种由恒星的共同空间集合体的集体有序运动所支持的涌现现象。我们表明，恒星波纹的阻尼可以理解为不完全相混合的结果，而气体波纹的阻尼是气体的耗散性质的自然结果。我们认为，在没有进一步的，强烈的扰动-恒星和气体波之间的相关程度可能有助于年龄的现象。
2022-07-27 astro-ph.GA
Metal-rich stellar counterpart of the Radcliffe Wave and the 3D chemical footprints of the Milky Way spiral arms
本文利用 Gaia DR3 年轻巨星样本构建三维金属丰度图，发现与拉德克利夫波同相的更大富金属起伏结构——扩展拉德克利夫波，并揭示银河系旋臂的垂直不对称性，为银盘结构与化学增丰研究提供新证据。
2025-07-27 astro-ph.GA
Flaring stellar disk in the low surface brightness galaxy UGC 7321
本文从理论上研究了边缘低表面亮度（LSB）星系UGC 7321的垂直结构。这是为数不多的观察到的LSB之一。我们模拟它作为一个引力耦合的磁盘系统的恒星和原子氢气体的潜在的暗物质晕和治疗的现实情况下，旋转速度随半径变化。我们使用了一个密集和紧凑的晕所暗示的观察到的旋转曲线在这个模型中。我们计算了恒星和HI盘的厚度在半高半宽的垂直密度分布在R=0至12千秒差距的区域内使用的观测约束的输入参数。我们得到一个温和的增加磁盘厚度R=6千秒差距，在一个很好的协议与观察到的趋势，并预测一个强大的耀斑超越这一点。为了获得这种趋势，恒星速度色散必须以3.2R_D的速率呈指数下降，而2R_D的标准值给出了随半径减小的厚度。有趣的是，恒星和HI盘都显示出在外盘区域的耀斑，尽管它们在动力学上被来自内部半径的暗物质晕所主导。由此得到的恒星垂直密度分布不能用单一的sech ^2/n函数来拟合，这与观测结果相一致，观测结果显示翼在中平面上方较大的距离处。因此，没有必要像文献中那样用双盘模型来解释LSB的垂直结构。
2019-08-29 astro-ph.GA
Metal-Poor Stars in the MW Disk: Resonant Cooling of Vertical Oscillations of Halo Stars in Barred Galaxies
本文通过数值模拟提出了一种由恒星棒与晕族粒子共振相互作用驱动的垂直振荡冷却机制，解释了 MW 盘中贫金属恒星可能起源于恒星晕，并分析了其径向迁移和顺逆行轨道比率特征。
2024-07-25 astro-ph.GA
$\texttt{ESCARGOT}$: Mapping Vertical Phase Spiral Characteristics Throughout the Real and Simulated Milky Way
最近在太阳附近的垂直运动学结构中发现的螺旋图案提供了一个主要的机会，研究非平衡动力学在银河系的本地恒星运动学。此外，模拟结果表明，即使在有限的体积，恒星轨道历史的差异，使我们能够跟踪在整个磁盘的大区域的初始扰动的变化。我们提出了$\texttt{ESCARGOT}$，一种新的算法来研究这些变化在模拟和观测数据集。$\texttt{ESCARGOT}$自动从给定相位螺旋的结构中提取关键量，包括扰动后的时间和扰动模式。我们测试$\texttt{ESCARGOT}$的模拟数据，并表明，它是能够准确地恢复信息的时间，因为扰动发生以及细微的差异，由于恒星的位置在磁盘上的相位螺旋形态的扰动。我们将$\texttt{ESCARGOT}$应用于来自${\it Gaia}$任务的数据发布3的运动学数据中的引导半径箱。我们发现，类似的结构差异的形态发生在${\it Gaia}$相位螺旋作为恒星轨道历史的函数。这些结果表明，相螺旋是一个复杂的动态响应的产品在磁盘与大规模的相空间的不同区域之间的耦合。
2023-02-17 astro-ph.GA
How "cold" are the stellar discs of superthin galaxies?
超薄星系是一类无球、低表面亮度的星系，具有极高的平轴与垂直轴比值$\rm(b/a> 10 - 20)$，可能表明存在超冷恒星盘。利用引力耦合恒星和气体在暗物质晕力场中的多分量银盘模型以及恒星动力学程序AGAMA（基于银河系的星系模型结构），我们确定了五个超薄星系的恒星和气体的垂直速度色散作为银河系中心半径的函数（UGC 7321，IC 5249，FGC 1540，IC 2233和UGC 00711），使用观测到的恒星和原子氢（HI）标度高度作为约束，使用马尔可夫链蒙特卡罗方法。我们发现，在光学波段的恒星盘的中心垂直速度色散$σ_{0s}$ $\sim$ $10.2 - 18.4$ $\rm{kms}^{-1}$之间变化，并与$2.6$到$3.2$ $R_{d}$的指数尺度长度下降，其中$R_{d}$是指数恒星盘尺度长度。有趣的是，在3.6 $μ$米，相同的，平均超过两个组成部分的恒星盘，不同的$5.9$之间的$11.8$ $\rm{kms}^{-1}$，这两个确认存在的“超冷”恒星盘在超薄星系。有趣的是，我们的样本超薄的多组分盘动力学稳定性参数$Q_N$的全球中位数被发现是5 $\pm$ 1.5，高于全球中位数的2.2 $\pm$ 0.6的样本的旋涡星系。
2021-01-28 astro-ph.GA
Disk mass and disk heating in the spiral galaxy NGC 3223
我们提出了恒星和气体运动学的Sb星系，NGC 3223，确定的垂直和径向恒星速度色散作为半径的函数，这可以帮助约束磁盘加热理论的目的。与观测到的近红外测光一起，垂直速度色散也被用来确定恒星的质光比（M/L），这通常是从观测到的旋转曲线导出暗物质分布时最大的不确定性之一。我们发现垂直径向速度弥散比为sigma_z/sigma_R=1.21+-0.14，明显高于已知相关性的预期值，以及弱约束的KS波段恒星M/L比在0.5-1.7范围内，处于恒星星族合成模型预测的高端（但与之一致）。然而，对恒星M/L比的这种弱约束并不允许我们安全地确定暗物质密度分布。为了实现这一点，需要统计方法或额外的数据（例如积分场单元）。
2015-02-16 astro-ph.GA
Stellar Bars in Spinning Halos: Delayed Buckling and Absence of Slowdown
本研究通过高分辨率数值模拟分析自旋暗物质晕中恒星棒的演化，发现改变DM密度对恒星棒的振幅、图案速度和屈曲时间等有深远影响，特别是当$λ\gtrsim0.04$时屈曲不稳定性被延迟，恒星棒在平台期保持强健且图案速度恒定，从而解决了观测与N体模拟间的长期差异。
2023-09-12 astro-ph.GA
Measuring the Matter Density of the Galactic Disk Using Stellar Streams
我们提出了一种新的方法来确定总物质的表面密度的银河系盘通过分析的动态冷恒星流，通过或接近银河系平面的运动学。该方法依赖于这样一个事实，即这种流星的能量的垂直分量近似恒定，使得它们的垂直位置和垂直速度通过银河系盘的物质密度相互关联。通过测试我们的方法模拟数据恒星流，与现实的相空间色散和盖亚的不确定性，我们表明，它是适用于小流的距离为几千秒差距，和磁盘的表面密度可以确定到6%的精度。这种方法是对其他质量测量的补充。特别是，它不依赖于银河系圆盘中恒星的任何平衡假设，并且还可以在距离太阳很远的地方测量表面密度。这样的测量将告诉我们银河系盘的物质组成及其空间变化，对暗盘子结构施加更强的约束，甚至诊断可能的非平衡效应，这些效应会使其他类型的动态质量测量产生偏差。
2020-06-15 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
Time stamps of vertical phase mixing in the Galactic disk from LAMOST-Gaia stars
银盘的微扰机制长期以来一直困扰着我们。来自扰动的印记为盘的形成和演化提供了重要的诊断。在这里，我们试图约束垂直扰动发生在磁盘跟踪相位混合的历史。首先，我们用723，871颗LAMOST-Gaia组合星在垂直位置和速度相空间（$z$ - $v_z$）中清晰地描绘了径向（$v_R$）和方位（$v_ϕ$）速度的螺旋结构。然后，我们研究了螺旋随恒星年龄（$τ$）的变化，通过将样本分为七个恒星年龄箱。最后，我们发现，螺旋显式存在于所有的bin中，甚至在bin的$τ<0.5$ \，Gyr，除了bin的$τ>6.0$ \，Gyr。这限制了垂直扰动可能开始不晚于0.5Gyr。但我们不能排除年轻恒星（$τ<0.5$ \，Gyr）是否继承了它们诞生的扰动ISM的振荡。这一研究为理解盘的扰动机制乃至银河系的形成和演化提供了重要的观测依据。
2018-09-18 astro-ph.GA
3D stellar motion in the axisymmetric Galactic potential and the e-z resonances
针对Gaia第三次数据发布带来的三维恒星动力学研究需求，本文通过多种动力学方法分析轴对称星系势模型，发现了由径向与垂直振动拍频产生的e-z共振现象，为解释太阳周边恒星三维分布特征提供了理论支撑。
2023-08-28 astro-ph.GA
Stellar Signatures of AGN Jet Triggered Star Formation
为了研究活动星系核（AGN）的相对论喷流与宿主星系的恒星星族之间的反馈，我们分析了Gaibler等人（2012）对z ~ 2 - 3的大质量、富气体星系中喷流和宿主星系中形成的恒星的星系尺度模拟的长期演化。我们发现强烈的，喷气引起的差异，从而产生恒星星族的星系主机相对论性喷流和星系，不，包括恒星的位置，速度和年龄的相关性。喷流被发现产生的径向和垂直速度增加，持续足够长的时间，以有效地延长主机的恒星结构的分布。喷流导致弓形激波的形成，这些弓形激波穿过星盘向外移动，在星盘内产生恒星形成环。弓形激波经常加速恒星形成的气体袋，产生具有显著径向和垂直速度的恒星群，其中一些具有足够大的速度逃离星系。这些恒星星族特征可以用来识别过去的喷流活动以及喷流诱导的恒星形成。
2014-04-01 astro-ph.GA
Evidence for Populations-dependent vertical motions and the Long-lived Non-Steady Lopsided Milky Way Warp
我们提出了银河系盘垂直速度分析使用OB型星（OB），红丛星（RC），和主序星关闭（MSTO）与LAMOST DR 5和盖亚DR 3交叉匹配的不同平均年龄的人口。结果表明，这三个星族的垂直速度随银心距（$R$）的变化规律明显，总体上年轻的恒星星族有较强的增长趋势。垂直运动所指示的弯曲和呼吸模式取决于种群，并且它们随空间位置而变化。这些垂直运动可能是由于银河弯曲，或小合并，或非平衡的磁盘。假设翘曲是主要成分，我们发现年轻星族的翘曲幅度（$γ$，$Z_ω$）大于中等星族的翘曲幅度，中等星族的翘曲幅度也大于老年星族的翘曲幅度，这与其他独立的恒星密度分布分析结果一致，支持了翘曲是长寿命的、非稳态的结构，并具有时间演化性。无论节点线$ϕ_w$是固定的还是作为自由参数（$ϕ_w$约为3 $-$ 8.5 $^{\circ}$作为最佳拟合），该结论都是稳健的。此外，我们发现翘曲是不对称的沿方位角（$ϕ$）。
2022-12-12 astro-ph.GA
Vertical disc heating in Milky Way-sized galaxies in a cosmological context
垂直延伸的高速色散恒星分布似乎是盘星系的一个普遍特征，内部和外部机制都被认为是其形成的主要驱动力。然而，目前还不清楚每种机制能在多大程度上产生这样的分布，这很可能取决于星系的组装历史。为此，我们使用最先进的宇宙磁流体动力学代码\textlcsc{AREPO}对银河系大小的星系进行了16次高分辨率的宇宙变焦模拟，并分析了恒星盘垂直运动学的演化与各种加热机制的关系。我们发现，在大多数情况下，酒吧是占主导地位的加热机制，而螺旋臂，径向迁移，绝热加热中面密度增长都是次主导。最强的源，虽然不如酒吧普遍，起源于外部扰动的质量日志$_{10} (M/\rm M_{\odot}) \gtrsim 10$的卫星/子晕。然而，在许多模拟中，新生恒星粒子的轨道随着时间的推移而变得更冷，这样它们就主导了年龄-速度色散关系和整体垂直盘结构的形状，除非发生强烈的外部扰动。
2016-04-02 astro-ph.GA
Radial Distribution of Stellar Motions in Gaia DR2
通过利用盖亚DR 2提供的大量恒星的位置和速度的极好测量，我们已经生成了第一张旋转速度$V_{\rm rot}$和垂直速度$V_{\rm z}$分布图，这些分布图是银心半径$R_{\rm gal}$的函数，径向范围为$5<R_{\rm gal}<12$ ~kpc。在$R-V_{\rm rot}$图中，我们发现了许多对角脊特征，并将其与旋臂的位置和预期的银河棒外林德布拉德共振进行了比较。我们还检测到径向波状振荡的垂直速度分布的峰值。
2018-06-11 astro-ph.GA
Milky Way dark matter distribution or MOND test from vertical stellar kinematics with Gaia DR3
本研究利用Gaia DR3的6D恒星运动学数据，通过金斯方程分析银河系银道面附近的动力学质量，发现球形暗物质晕、MOND模型及纯可见物质模型均与数据相符，同时排除了盘状暗物质模型。
2024-12-12 astro-ph.GA
Exploring the Galactic Warp Through Asymmetries in the Kinematics of the Galactic Disk
先前对银河系恒星大型数据库的分析显示，我们银河系的恒星盘是弯曲的，这对太阳附近恒星的运动学产生了强烈的影响。然而，由于精确的距离估计的限制，许多探索这些银河系特征的尝试通常局限于太阳附近的体积。通过结合盖亚DR2天体测量解决方案，StarHorse距离和恒星丰度从APOGEE调查，我们提出了最详细的和径向扩展的研究尚未在银河系盘的恒星的垂直和径向运动。我们绘制恒星速度相对于他们的银河系中心半径，角动量，方位角和评估他们的关系的翘曲。在银心半径$R=13\ \text{kpc}$和角动量$L_z=2800\ \text{kpc}\ \text{km}\ \text{s}^{-1}$处发现垂直速度减小。垂直和径向速度的小波纹也被发现叠加在主趋势上。我们还发现，在垂直速度与方位角的趋势是不对称的峰值，这表明翘曲是不平衡的。为了解释垂直速度的全球趋势，我们建立了一个简单的银河系翘曲分析模型。我们的最佳拟合产生$8.87^{+0.08}_{-0.09}\ \text{kpc}$的起始半径和$13.57^{+0.20}_{-0.18}\ \text{km}\ \text{s}^{-1}\ \text{kpc}^{-1}$的进动率。这些参数在各个恒星年龄组中保持一致，这一结果支持了翘曲是外部引力引起的现象的结果的观点。
2020-10-20 astro-ph.GA
The Effects of Radial Migration on the Vertical Structure of Galactic Discs
我们提出的证据表明，孤立的生长盘，受到内部螺旋扰动，由于加热\emph{and}径向迁移。我们证明了这一点，通过证明，厚度和垂直速度分散的同时代的恒星取决于他们的年龄，以及在他们的半径的变化。虽然由于内部过程的光盘增厚，我们发现，这只会导致少量的外展。我们进一步证明了这种增厚的后果的结构特性的恒星星族，并发现他们定性同意最近的研究银河系盘。
2013-05-09 astro-ph.GA
The evolution of stellar metallicity gradients of the Milky Way disk from LSS-GAC main sequence turn-off stars: a two-phase disk formation history?
我们使用从LSS-GAC中选出的297042颗主序星，测定了银盘反中心方向恒星金属丰度的径向和垂直梯度。通过等时线拟合确定了这些变星的年龄，并测量了它们的金属丰度梯度随时间的变化。我们的结果表明，径向和垂直方向的梯度都表现出显着的空间和时间变化。年龄最老的恒星（>11 Gyr）产生的径向梯度在距盘中平面的所有高度上基本上为零，而年轻恒星产生的径向梯度总是负值。从年龄最大的恒星（> 11 Gyr）推导出的垂直梯度是负的，并且只显示出非常微弱的变化与银心距离在磁盘平面，$R$，而那些年轻的恒星产生的显示出强烈的变化与$R$。在星盘形成的最早时期基本上是平坦的，随着年龄的减小，径向梯度变陡，在7-8 Gyr时达到最大值（最陡），然后再次变平。垂直梯度也发现了类似的时间趋势。我们推断，银河系盘的组合可能经历了至少两个不同的阶段。早期阶段可能与气体的缓慢的、压力支持的坍缩有关，此时气体主要在垂直方向上沉降到盘上。在后期阶段，有显着的径向流动的气体在磁盘上，并在太阳附近的气体流入的速度达到最大值约7-8 Gyr的回望时间。这两个阶段的过渡发生在8和11 Gyr之间的回顾时间附近。这两个阶段可能分别负责形成银河系厚盘和薄盘。因此，我们建议恒星年龄是区分薄盘星和厚盘星的自然物理标准。...（节略）
2015-05-29 astro-ph.GA
The vertical structure of the spiral galaxy NGC 3501: first stages of the formation of a thin metal-rich disc
利用深积分场光谱学MUSE观测数据中提取的恒星星族，我们追踪了边缘螺旋星系NGC 3501的演化。我们目前的恒星运动学和人口地图，以及恒星形成的历史，西南半的星系。导出的恒星视线速度和速度色散的地图是相当规则的，显示盘状旋转，没有其他结构的星系组成部分。然而，恒星星族的分布图在质量加权年龄、轻重量年龄、总金属丰度和[Mg/Fe]丰度方面呈现出结构。这些地图显示NGC 3501是一个年轻的星系，主要由年龄在2到8 Gyr之间的恒星组成。此外，它们还显示了一种更厚的更伸展的结构，即贫金属和富$α$的结构，以及另一种内部富金属和贫$α$的结构，其具有较小的径向伸展。虽然以前的研究表明，NGC 3501在其垂直结构中只显示出一个形态盘组件，但我们将星系分为两个区域：一个富含金属的内部中平面和一个贫金属的较厚外壳。通过比较内部较薄的富金属盘和较厚的贫金属盘的恒星形成历史，我们发现富金属盘的演化更加稳定，而贫金属盘则经历了多次恒星形成爆发。我们认为这个螺旋星系是在早期演化阶段被观察到的，一个较厚的圆盘已经就位，一个内部的薄圆盘处于早期形成阶段。因此，我们可能正在见证一个未来巨大的薄圆盘的诞生，它不断地生长，嵌入在一个先前存在的厚圆盘中。
2023-01-23 astro-ph.GA
zoomies: A tool to infer stellar age from vertical action in Gaia data
本研究利用Gaia DR3高精度天体测量数据，基于垂直作用量构建开源恒星年龄推断工具zoomies，经两种校准方式验证后，可用于大规模恒星族群尤其是低质量恒星行星相关研究。
2024-12-09 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
The inner two degrees of the Milky Way. Evidence of a chemical difference between the Galactic Center and the surrounding inner bulge stellar populations
虽然已经有许多关于银河核球化学丰度的研究，但由于大量和多变的星际消光、极端的恒星拥挤和复杂的前景盘恒星星族的存在，中央两度相对未被探索。在本文中，我们讨论的金属丰度分布函数，垂直和径向梯度和化学丰度的$α$ -元素在银河系内两个学位，作为最近的红外光谱调查获得。我们使用的汇编最近测量的金属丰度和$α$元素丰度来自中高分辨率光谱。我们将这些金属丰度与低分辨率研究进行比较。将“富金属”定义为具有$ \rm [Fe/H]>0$的恒星，将“贫金属”定义为具有$\rm [Fe/H]<0$的恒星，我们发现了令人信服的证据，表明银河系中心（GC）中的富金属恒星比例（$\sim 80\%$）高于在最内侧600 pc内的低纬度区域测量的值（50-60\%）。在GC区域的高比例富金属恒星意味着一个非常高的平均金属丰度为+0.2 dex，而在隆起的内部600 pc，平均金属丰度在太阳值附近相当均匀。只有在包括GC的情况下，才测量到内部600 pc的垂直金属丰度梯度为-0.27 dex/kpc，否则分布大致平坦，与没有垂直梯度一致。除了其高恒星密度，银河系中心/核星团也是极端的托管高恒星丰度，相比周围的内球恒星星族;这对形成情景的影响，并加强了NSC是一个独特的恒星系统的情况。
2019-06-19 astro-ph.GA
Birth Sites of Young Stellar Associations and Recent Star Formation in a Flocculent Corrugated Disk
与后向轨道积分，我们估计出生的年轻恒星协会和移动集团确定在太阳附近的年龄小于70万年的位置。大多数恒星协的诞生位置都比太阳的银河中心半径小，这意味着它们的恒星在诞生后径向向外移动。这一规则的适用者包括在太阳银河系中心半径之外形成的阿古斯星协和Octans星协。这些星协诞生高度的变化表明，它们诞生于分子云的波纹盘中，这与从目前的分子云分布和尘埃消光图中推断的结果相似。多个旋臂的功能，不同的，但近共转模式的速度和在不同的高度可以解释恒星协会的诞生地点。我们发现，年轻的恒星协会位于太阳附近的恒星的UV恒星速度分布的峰值之间。如果它们诞生在一个螺旋臂中，而螺旋臂会扰动穿过它的恒星轨道，这是可以预料的。相反，恒星协星似乎位于垂直相空间分布的峰值附近，这表明恒星协星诞生的气体与低速弥散盘星一起垂直运动。
2020-08-03 astro-ph.GA
Orthogonal vertical velocity dispersion distributions produced by bars
在棒星系中，恒星速度色散（$σ$）的等值线通常被认为是椭圆形的，并且与棒的方向一致。然而，许多双棒星系（S2 B）在内部棒的短轴上表现出明显的$σ$峰，我们称之为“$σ$ -驼峰”，而两个局部$σ$极小值存在于内部棒的末端附近，即，“$σ$ -空心。“对数值模拟的分析表明，$σ_z$ -驼峰或空洞应该在低倾角星系中产生观测到的$σ$ -驼峰+空洞方面发挥重要作用。为了系统地研究棒星系中$σ_z$的性质，我们将垂直Jeans方程应用到一组设计良好的三维棒星系+盘（+球）模型中.垂直细杆可沿杆降低$σ_z$并垂直于杆增强它，从而产生$σ_z$ -隆起+凹陷。这样的结果表明，$σ_z$ -驼峰+空洞可以产生的纯粹动力学响应的恒星在存在的情况下，足够大的质量，垂直薄酒吧，即使没有外酒吧。使用自洽的$N$体模拟，我们验证了存在的垂直细酒吧的核禁止和S2 B模型，产生突出的$σ$ -驼峰+空洞。因此，S2 Bs中普遍存在的$σ$ -驼峰+空洞意味着内部棒在垂直方向上是薄的。添加凸起使$σ_z$ -驼峰更加模糊，因此倾向于在某种程度上隐藏$σ_z$ -驼峰+凹陷。我们发现，$σ_z$可用于作为恒星组件，具有不同的厚度的运动学诊断，提供了一个直接的视角上的形态和厚度的近面对酒吧和凸起的积分场单位光谱。
2017-02-16 astro-ph.GA
Power-law Sersic profiles in hydrostatic stellar galaxy discs
在此之前，我们表明，表面密度分布的形式的幂律倍Sersic函数满足流体静力学的Jeans方程，各种观测约束，并在二维星系盘的最小径向熵分布的条件与固定的幂律，晕势。人们假设这种密度分布是由恒星被团块、波或其他不均匀性散射而产生的。在这里，我们将这些模型推广到自引力盘。柱对称泊松方程施加强约束。散射过程倾向于平滑，所以最平滑的解决方案，最小化熵梯度，是首选。在自重力盘的情况下（例如，在这些最平滑的模型中，重力、表面密度和径向速度分散都是1/r乘以指数的形式。考虑垂向平衡时，垂向速度离散平方与面密度形式相同，尺度高度不变。在自引力加晕引力的组合情况下，径向色散有一个附加的幂律项。尽管如此，表面密度分布在所有半径处具有相同的形式，没有中断，满足盘晕阴谋。方位角速度和速度频散是平滑的，尽管前者可以具有明显的峰值。在这些模型中，垂直色散向内增加，散射可能会导致向长期凸起的过渡。如果晕引力在外盘垂直方向占主导地位，它就会耀斑。模型表明椎间盘质量和径向鳞片长度之间存在相关性。这些模型具有平滑、简单、匹配一般观测特征和物理约束的能力。
2019-09-25 astro-ph.GA
A kinematic spiral arm shock signature: "Ringing" in the vertical motion of stars
我们分析了运动的恒星在垂直于银道面的方向以下的旋臂通道。我们表明，在垂直星系势的快速变化导致热化分布发展一个独特的“振铃”般的非热签名。我们使用扩展的依巴罗戈星表中的A星和F星来证明，过去一定发生过振幅（或随机组合振幅）至少为δρ / ρ > ~0.15的旋臂通过（ρ是总背景密度）。目前，在该平面的~100 pc范围内的局部恒星分布（在2.5σ水平）似乎正在向它收缩。
2016-06-08 astro-ph.GA
The Structure and Dynamical Evolution of the Stellar Disk of a Simulated Milky Way-Mass Galaxy
我们研究的结构，年龄和金属丰度梯度，和动力学演化使用宇宙学放大模拟银河系质量的星系在现实环境中的反馈项目。在模拟中，年龄大于6 Gyr的恒星形成于一个混乱的爆发模式，在z = 0时具有最大的垂直高度（1.5 - 2.5 kpc），而年龄小于6 Gyr的恒星形成于一个相对平静，稳定的盘中。在所有半径范围内，垂直尺度的高度都随着恒星年龄的增加而增加，因为（1）早期形成的恒星在“出生时”更厚，（2）恒星在形成后运动学上被加热到更厚的分布。相同年龄的恒星外盘比内盘厚（耀斑）。这导致正的垂直年龄梯度和负的径向年龄梯度。径向金属丰度梯度在中平面为负，在较大的盘高|Z|处为负，在|Z|~1.5kpc处为正。垂直金属丰度梯度在所有半径处都是负的，但在较小半径处更陡。这些趋势与银河系中的观测结果大致一致，并且可以从年龄梯度中自然地理解。垂直的恒星密度分布可以很好地描述为两个分量，标度高度分别为200 - 500 pc和1 - 1.5 kpc。厚的组成部分是由年龄超过4 Gyr的恒星混合而成，它们是通过几种机制的组合形成的。我们的研究结果还表明，它是有可能形成一个薄盘在宇宙学模拟，即使有很强的恒星反馈。
2017-01-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Local Stellar Kinematics from RAVE data - VI. Metallicity Gradients Based on the F-G Main-sequence Stars
我们估计铁和金属丰度梯度的径向和垂直方向的F和G型矮星从RAVE DR 4数据库。由约束条件Zmax<=825 pc和ep<=0.10定义的样本由金属丰度和空间速度分量与薄盘星一致的恒星组成。在0<Zmax<=500和500<Zmax<=800 pc的垂直距离间隔下，估算的径向铁和金属丰度梯度为d[Fe/H]/dRm=-0.083（0.030）和d[Fe/H]/dRm=-0.048（0.037）dex/kpc;和d[M/H]/dRm=-0.063（0.011）和d[M/H]/dRm=-0.028（0.057）dex/kpc，其中Rm是平均银河系中心距离。在更远的垂直距离（800<Zmax<=1500 pc）上，铁和金属丰度梯度大多为正。对于相同的垂直距离间隔0<Zmax<=500和500<Zmax<=800 pc，可用引导半径（Rg）估算相容的铁和金属丰度梯度，即d[Fe/H]/dRg=-0.083（0.030）和d[Fe/H]/dRg=-0.065（0.039）dex/kpc; d[M/H]/dRg=-0.062（0.018）和d[M/H]/dRg=-0.055（0.045）dex/kpc。在拉长轨道上的F型和G型矮星在不同的垂直距离区间上呈现出复杂的径向铁和金属丰度梯度分布。对于Rm<=8 kpc的子样本星和距离大于8 kpc的子样本星，都不能得到明显的铁和金属丰度径向梯度。在…
2015-10-06 astro-ph.GA
The emergence of the galactic stellar mass function from a non-universal IMF in clusters
研究了单代星系质量函数（SGMF）如何依赖于星团初始恒星质量函数（IMF）的变化。我们表明，集群到集群的IMF的变化导致多组分SGMF在一个给定的质量范围内的每个组件可以描述一个不同的幂律函数。我们还表明，分散的$\approx 0.3$ M $_{\odot}$在IMF的特征质量，观察到年轻的银河系星团，导致低质量斜率的SGMF匹配所观察到的银河系恒星质量函数，即使当IMF在低质量端的个别集群是陡峭得多。
2018-06-12 astro-ph.GA
Disc dichotomy signature in the vertical distribution of [Mg/Fe] and the delayed gas infall scenario
对APOGEE数据的分析表明，在[ $α$ /Fe]与[Fe/H]丰度比空间中，两个盘星序列之间存在着明显的区别。我们的目标是测试，如果两个落入化学演化模型设计，以再现这两个序列在太阳附近也能够预测光盘双峰观察到的垂直分布的[Mg/Fe]在APOGEE DR 16数据。随着预测的化学成分的SSP出生在不同的银河系时间在太阳附近，我们提供了它们的最大垂直高度|zmax|以上的银河系平面计算假设之间的关系，在薄盘星的垂直行动和恒星年龄。预测的[Mg/Fe]丰度比的垂直分布与结合APOGEE DR 16数据和astroNN目录（恒星年龄，轨道参数）的年龄小于8 Gyr的恒星（仅低- $α$序列星）观察到的一致。包括高$α$盘组件，在垂直的[Mg/Fe]丰度分布的二分法再现考虑到观测切割的银河系高度|z| < 2千秒差距。然而，我们的模型预测的|zmax|作为[Mg/Fe]的函数的高$α$对象在从APOGEE数据的中值相比，过于平坦的增长。对这种张力的可能解释是：i）|z| < 2 kpc的数据样本更有可能被晕星污染，导致中间值在运动学上更热，ii）外部扰动，如微小的合并可能会加热圆盘，轨道的加热不能仅用散射过程来模拟。假设数据是基于化学的椎间盘解剖，如果我们在计算中考虑垂直作用估计的误差，则观察到的高$α$和低$α$序列的|zmax|分布与我们的模型预测吻合良好。
2022-04-15 astro-ph.GA
The stellar kinematics and populations of boxy bulges: cylindrical rotation and vertical gradients
在大约一半的边缘盘星系中可以看到长方形和花生形的凸起。这些凸起的测光和长轴气体和恒星运动学的酒吧的形成和演化的模拟比较表明，他们被视为酒吧的投影。如果方形凸起的性质可以完全通过假设它们是棒来解释，那么这可能意味着它们的宿主是没有经典凸起的纯盘星系。少数这些凸起，包括银河系的凸起，已经被观察到以圆柱形旋转，即平均恒星速度与盘上方的高度无关。为了评估这种行为是否是普遍存在的四四方方的凸起，以及是否一个纯粹的光盘解释是一致的恒星星族，我们分析了恒星的运动学和人口的四四方方的或花生形的凸起在一个样本的五个边缘星系。我们沿着每个星系的主轴放置了狭缝，并在三个平行但偏移的位置建立了空间覆盖范围。NGC 3390的方形凸起在数据的空间范围和不确定性内完美地旋转。这与凸起的金属丰度和α元素增强一致，这与盘中相同。因此，这个星系是一个纯粹的盘状星系。ESO 311-G 012的方形凸起也非常接近圆柱形地旋转。NGC 1381的四方形凸起既不是明显的圆柱形旋转，也不是非圆柱形旋转，但它具有负的垂直金属丰度梯度，并且相对于其盘体呈阿尔法增强，表明它是由经典凸起和棒组成的复合凸起（可能还有一个圆盘状的假隆起）[摘要]即使这个相对较小的样本也足以证明方形隆起显示出一系列的旋转和种群特性，这表明它们并不形成同类的对象。
2011-02-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Metallicity distributions of mono-age stellar populations of the Galactic disc from the LAMOST Galactic spectroscopic surveys
利用LAMOST银河系光谱巡天观测的主序星和次巨星（MSTO SG）中选取的样本，研究了单年龄恒星星族在$6 \lesssim R \lesssim 12$ \，kpc和$|Z| \lesssim 2$ \，kpc星盘上的金属丰度分布。分布的平均值和轮廓都表现出显着的年龄和位置的变化。我们确认，最古老的（$>11$ \，陀螺仪）恒星几乎平坦的径向[Fe/H]梯度在所有高度以上的磁盘，但显示负的垂直[Fe/H]梯度。对于年龄小于11\，Gyr的恒星，径向[Fe/H]梯度随$|Z|$而变平，而垂直[Fe/H]梯度随$R$而变平。4- 6 '，Gyr恒星的径向[Fe/H]负梯度比年轻或年老恒星的径向[Fe/H]负梯度更陡。单年龄恒星星族的[ $α$ /Fe]值也表现出明显的径向和垂直梯度，其模式随年龄而变化。老恒星（$>8$ \，Gyr）的[Fe/H]分布随$R$的变化不大，而年轻恒星的[Fe/H]分布则表现出强烈的径向变化，这可能是显著的径向迁移的结果。[ $α$ /Fe]的径向分布曲线与[Fe/H]的径向分布曲线具有相反的年龄变化规律。我们还研究了恒星混合对[Fe/H]和[ $α$ /Fe]分布的影响，发现模糊主要改变分布轮廓的宽度。我们的研究结果表明，光盘可能经历了一个复杂的组装历史，其中“内翻”和“倒置”的形成过程可能发挥了重要作用。
2018-10-14 astro-ph.GA
The ringing Large Magellanic Cloud: evidence for a recent dwarf-dwarf collision
Montana State University（蒙大拿州立大学）；Lund University（隆德大学）；University of Lancashire（兰开夏大学）
本研究通过观测LMC的垂直结构并与N体模拟对比，发现其大规模垂直结构源于近期LMC与SMC的矮星系碰撞，证明矮星系相互作用可重塑恒星盘。
2026-10-15 astro-ph.GA
The Universal Relation of Galactic Chemical Evolution: The Origin of the Mass-Metallicity Relation
我们研究了$z\lesssim 1.6$的质量-金属丰度关系。质量-金属丰度关系在$10^{10} M_\odot$周围的恒星质量处有一个陡峭的斜率，并有一个翻转或“拐点”。当恒星质量高于特征周转质量时，随着金属丰度开始饱和，质量-金属丰度关系开始变小。我们表明，红移的质量-金属丰度关系的演变只依赖于特征周转质量的演变。金属丰度和标准化为特征周转质量的恒星质量之间的关系与红移无关。我们发现，红移无关的质量-金属丰度关系的斜率是由气体质量和恒星质量之间的关系的斜率。质量-金属丰度关系的转换发生在气相氧丰度足够高的时候，以至于锁定在低质量恒星中的氧气量是大质量恒星产生的氧气量的一个可观的分数。特征周转质量是恒星与气体质量比为1的恒星质量。数值模拟表明，金属丰度和恒星与气体质量比之间的关系是一个独立于红移的普遍关系，所有星系在演化过程中都遵循这种关系。质量-金属丰度关系源于金属丰度和恒星与气体质量比之间更基本的普遍关系。我们测试的有效性，这种普遍的金属丰度关系在当地的星系恒星质量，金属丰度和气体质量的测量。这些数据与普遍的金属丰度关系是一致的。我们推导了一个由恒星质量和金属丰度测量值估算氢气质量的方程，该方程适用于$z\lesssim1.6$，并预言了星系气体质量的宇宙学演化。
2014-07-31 astro-ph.GA
Supernovae and their host galaxies - V. The vertical distribution of supernovae in disc galaxies
我们提出了一个不同类型的超新星（SNe）从其宿主星系的平面的高度分布的分析。我们使用了一个定义明确的样本102附近SNe出现在高倾斜（i > 85度），形态无干扰的S 0-Sd宿主星系从斯隆数字巡天。我们第一次发现，在所有的螺旋子样本中，核心塌陷（CC）SNe的垂直分布比SNe Ia的分布更接近主盘平面。在Sb-Sc宿主中，CC型SNe的指数标度高度与银河系薄盘中年轻恒星星族的指数标度高度一致，而Ia型SNe的指数标度高度与银河系厚盘中年老恒星族的指数标度高度一致。我们发现CC SNe分布的尺度长度与尺度高度之比与附近边缘星系中年龄从~ 1000万年到~ 10000万年的已分辨年轻恒星和河外薄盘中未分辨的恒星星族的尺度长度与尺度高度之比是一致的。Ia超新星的相应比值与两个年龄从几百万年到几个Gyr和从几个Gyr到~ 10 Gyr的已分辨恒星群体的相同比值一致，也与厚盘的未分辨群体一致。这些结果可以用恒星星族分布的年龄-高度关系以及Ia型和CC型超新星祖先的平均年龄差来解释。
2017-06-22 astro-ph.GA
Is the stellar mass-stellar metallicity relation universal in the Milky Way satellites and beyond?
观测结果表明，在不同类型的本群矮星$Z_*\propto M_*^α$和$α=0.30\pm0.02$中存在着一个普遍的恒星质量-恒星金属丰度关系（MZR）。在这项工作中，我们调查的“普适性”的MZRs卫星和中央星系在大量的不同的主机暗物质晕覆盖大质量范围的$10^9$ - $10^{15}h^{-1}M_\odot$，通过使用半解析星系形成和演化模型。我们得到以下结果。(1)与银河系晕质量相同但个体组装历史不同的晕中卫星MZRs的指数（$α$）大多为$\sim$ 0.2-0.4，即，具有$\sim 0.2$的散射;并且$α$的散射随着晕圈质量的降低而增加。(2)当多个质量相同的晕叠加在一起时，晕质量的变化以及中心星系与卫星星系的分类对MZR关系的影响不大。(3)中心星系和堆叠卫星星系的MZR关系都存在双幂律，在$10^3M_\odot< M_*<10^{8} M_\odot$处$α\sim$为0.2-0.4，在$10^8M_\odot<M_*<10^{11}M_\odot$处$α\sim0.5$相对较高。(4)堆积卫星的单次幂律拟合结果表明，大质量卫星（$M_*>10^8M_\odot$）主要存在于高质量晕中，可导致$α$随宿主晕质量的增加而明显增加（从$\sim0.2$到$\sim0.4$）。MZR的普适性表明，恒星形成和星系化学演化中的共同物理过程可以在大范围的星系质量和晕质…
2019-03-14 astro-ph.GA
Mapping the Galactic Disk with the LAMOST and Gaia Red Clump Sample VII: the Stellar Disk Structure Revealed by the Mono-abundance Populations
利用从LAMOST和盖亚巡天中选出的96，201颗初级红团（RC）星的样本，我们研究了银河系盘的恒星结构。样品星在[α/Fe]-[Fe/H]平面上显示出高[α/Fe]和低[α/Fe]两个分离的序列。将样本星划分为5个单丰度星族，分别命名为高α/Fe星族、高α/Fe星族和高Fe/H星族、低Fe/H星族、太阳星族和高Fe/H星族。我们给出了R-R-Z平面上的恒星数密度分布，并通过拟合它们的垂直和径向密度分布，给出了各个MAP的标度高度和标度长度。垂直剖面（尺度高度随银心半径的变化趋势）表明，无论是低[α/Fe]还是高[α/Fe] MAPs，外盘都存在明显的盘耀斑。高[α/Fe]和低[α/Fe] MAP的径向表面密度分布分别显示出7 kpc和8 kpc的峰值半径。此外，我们还研究了单个MAPs的平均旋转速度与金属丰度之间的相关性，发现高[α/Fe]和低[α/Fe] MAPs的平均旋转速度分离性较好，并表现出不同的趋势。最后，我们讨论了高[α/Fe]和高[Fe/H] MAP的特征，发现无论是径向和垂直密度分布，还是旋转速度，都与高[α/Fe] MAP更为相似。
2021-05-15 astro-ph.GA
Mass models of disk galaxies from the DiskMass Survey in MOND
本文探讨了修正牛顿动力学（MOND）的预测和旋转曲线和恒星的速度色散剖面测量的质量巡天之间的协议。对30个已发表的星系进行了膨胀盘分解，并利用MOND泊松解算器从重子质量分布中同时计算了模型旋转曲线和垂直速度色散分布，并与实测值进行了比较。用马尔可夫链蒙特卡罗模拟方法估计了两个主要的自由参数：星盘的质光比（$M/L$）和指数标度高度（$h_z$）。K波段恒星质光比的平均最佳拟合值是$M/L \simeq 0.55 \pm 0.15$。然而，为了与银河质量巡天的数据相匹配，垂直尺度高度必须在$h_z=200$到$400$ pc的范围内，这比从具有类似尺度长度的边缘星系的观测结果低两倍。原因是MOND的修正重力版本的特点是需要更大的$M/L$来拟合没有暗物质的旋转曲线，因此预测了比牛顿模型更强的垂直引力场。结果发现，改变MOND加速度参数，速度色散椭球的形状，所采用的恒星的垂直分布，以及星系的倾角，在任何现实的范围内，都对这些结果的影响很小。
2015-05-20 astro-ph.GA
Thermal Structure Determines Kinematics: Vertical Shear Instability in Stellar Irradiated Protoplanetary Disks
本研究通过Athena++辐射模块模拟恒星照射下的原行星盘VSI，发现热结构与冷却时标显著影响盘运动学与湍流分布，低计算量的轨道冷却模拟可复现辐射流体结果，相关预测可通过ALMA观测检验。
2024-04-10 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
