Mapping the Asymmetric Thick Disk I. A Search for Triaxiality
内星系第一象限（l = 20 ~ 45度）与第四象限相比，暗蓝色恒星的分布有明显的不对称性，这是由拉森和汉弗莱斯（Larsen & Humphreys）在1996年首次报道的。Parker等人（2003，2004）极大地扩展了巡天，以确定其空间范围和形状以及受影响恒星的运动学。随后，Juric等人（2008年）使用SDSS数据证实了星计数的这种过量。对这种不对称性的可能解释包括合并残留物、三轴厚盘以及与盘中棒的可能相互作用。在本文中，我们描述了我们的计划，广泛的领域测光映射的不对称性，以微弱的星等，因此更大的距离。为了寻找三轴性的特征，我们将调查范围扩大到了更高的银河系天体。我们没有发现在l > 55度，包括最暗的星等间隔，有过多的暗蓝色恒星的证据。因此，象限1中的不对称性和恒星数量过多不是由于三轴厚盘造成的。
2009-11-17 astro-ph.GA
3D test particle simulations of the Galactic disks. The kinematical effects of the bar
目的：研究旋转棒对整个银河系薄盘和厚盘中恒星运动学的影响。研究方法：我们进行测试粒子数值模拟薄和厚磁盘在3D银河系的潜力，包括晕，凸起，薄和厚磁盘，和费勒斯酒吧。我们分析了由此产生的速度分布的人口对应的两个磁盘，在银河系中的不同位置和不同的结构参数的酒吧。结果如下：我们发现圆盘的速度分布受杆的影响，并且在引入杆之后，对于大约10个杆的旋转存在强烈的瞬态效应。在较长的（更现实的）时间尺度上，棒的影响对薄盘星的运动学很强，对厚盘星的影响较弱，但无论如何都很重要。此外，我们还发现，在垂直方向上也可以追踪到棒的痕迹，薄盘的痕迹可以追踪到z ~ 1 kpc，厚盘的痕迹可以追踪到z ~ 2 kpc。
2013-11-22 astro-ph.GA
The SAMI Galaxy Survey: Asymmetry in Gas Kinematics and its links to Stellar Mass and Star Formation
我们研究的性质，运动学扰动星系在SAMI星系巡天使用的定量标准，基于kinemandry（Krajnovic等人）。该方法类似于Shapiro等人的动力学应用，使用电离气体动力学，通过Hα发射探测。通过这种方法，SAMI星系巡天的360个星系子样本中有23+/-7%是运动学不对称的。视觉分类同意我们的运动测量结果的90%的不对称和95%的正常星系。我们发现恒星质量和运动学不对称性是负相关的，运动学不对称性是更频繁和更强的低质量星系。这是建立在以前的研究，发现高分数的运动不对称性在低质量星系使用各种不同的方法。发现恒星形成和运动学扰动的浓度是相关的，证实了以前工作中发现的结果。这种效应在大质量星系（log（M*）> 10）中更强，表明运动学扰动与中心集中的恒星形成有关。非对称星系和正常星系的内（0.5Re以内）和外Hα等效宽度的比较表明，非对称星系的内H α等效宽度有一个很小但很显著的增加。
2016-10-10 astro-ph.GA
Chronology of our Galaxy from Gaia colour-magnitude diagram fitting (ChronoGal) II. Unveiling the formation and evolution of the kinematically selected Thick and Thin Discs
Universidad de La Laguna（拉古纳大学）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理学研究所）；University of Granada（格拉纳达大学）；INAF – Astronomical Observatory of Abruzzo（意大利国家天体物理研究所阿布鲁佐天文台）；INFN, Sezione di Pisa（意大利国家核物理研究所比萨分部）；Kapteyn Astronomical Institute, University of Groningen（格罗宁根大学卡普坦天文研究所）
通过Gaia数据揭示银河系厚薄盘的形成与演化，发现厚盘主要形成于100亿年前，经历三次金属富集阶段，薄盘则与最后一次并合事件相关，提供精确的年龄-金属度分布。
2025-03-25 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
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
Mapping the Asymmetric Thick Disk: II Distance, Size and Mass of the Hercules Thick Disk Cloud
武仙座厚盘云（Larsen et al. 2008）最初被发现是银河系象限1和象限4之间数量过多的微弱蓝色恒星。云的起源可能是与盘条、三轴厚盘或合并残余物或流的相互作用。为了更好地绘制云沿视线的空间范围，我们已经获得了63个区域中120万颗恒星的多色UBVR测光，每个区域约为1平方度。我们对超出明显边界的场的分析已经排除了三轴厚盘作为可能的解释（Larsen，Humphreys和Cabanela 2010）在本文中，我们提出了我们所有场的恒星计数结果，确定了视线上和视线上的过密度的空间范围，并估计了云的大小和质量。使用测光表，造成过量的恒星距离太阳在1到6千秒差距之间，在银河平面上方0.5 - 4千秒差距，在我们的视线上延伸大约3-4千秒差距。因此，它是银河系中的一个主要的底层结构。沿着我们视线的过剩分布与圆盘中棒的密度轮廓相对应，它最远的恒星直接在棒的上方。我们也透过云看到了它的另一面。在包含云的整个500平方度的天空中，我们估计有超过560万颗恒星和190万个太阳质量的物质。如果超密度与棒有关，它将超过14亿颗恒星和超过5000万个太阳质量。最后，我们认为武仙座-天鹰座云（Belokurov et al. 2007）实际上是武仙座厚盘云。
2011-01-21 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 disk kinematics from RAVE and the solar motion
径向速度测量，如径向速度实验（RAVE），为我们提供了数十万颗附近恒星的测量结果，其中大多数属于银河系薄，厚盘或晕。理想情况下，研究银河系盘（薄的和厚的）应该利用多维相空间和它们的恒星星族的化学丰度的整个模式。在本文中，我们借助RAVE巡天研究了银河系的薄盘和厚盘，重点是后者。我们提出了一种技术来解开恒星的内容的两个磁盘的基础上的运动学和其他恒星参数，如表面的恒星重力。使用帕多瓦星系模型，我们检查了我们的方法的能力，正确地隔离厚盘组件的星系混合物的恒星星族。我们引入选择标准，以清洁所观察到的径向速度从银河系的差异旋转，并考虑到部分天空覆盖的RAVE。我们开发了一种数值技术，从统计上解开薄和厚磁盘的混合物。我们推导出太阳运动的组件相对于当地的休息标准（LSR）在径向和垂直方向上，厚盘组件相对于LSR的旋转滞后，和厚盘单独的速度色散张量的绝对值的平方根。薄圆盘的分析在另一篇文章中提出。我们发现很好的协议与以前的独立参数测定。在我们的分析中，我们使用光度测定的距离。在附录中，我们表明，即使没有测光距离的知识，也可以找到类似的值，就像在我们的论文的主要部分中导出的那样。
2012-09-03 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
Estimating the Kinematic Parameters and the Distance-Scale Zero Point for the Thin-Disk, Thick-Disk, and Halo Population Tracers via 3D Velocity Data
我们使用统计视差的方法来约束距离尺度零点，并分析银河系经典造父变星，RR天琴座型变量，蓝色水平分支星，作为标准蜡烛/运动示踪剂的各种银河系人口的广泛样本的运动学。根据天琴座RR型变星晕、BHB星和造父变星自转曲线的平均速度，得到了三个一致的局部圆速度估计值，其平均值为210+/-6 km/s，与BHB星银心距5-40 kpc区间的平均圆速度接近（195+/-5 km/s），从而为银河系自转曲线在距离中心约5 kpc以外的实际平坦形状提供了进一步的支持证据。距离尺度的修正意味着太阳银心距离为7.7+/-0.4 kpc，LMC距离模数为18.42+/-0.06，哈勃常数为73-85 km/s/Mpc。
2010-01-09 astro-ph.GA
Stellar Population Synthesis with Distinct Kinematics: Multi-Age Asymmetric Drift in SDSS-IV MaNGA Galaxies
我们提出了第一个非对称漂移（AD）测量的未解决的恒星星族的不同特征年龄以上和以下1.5 Gyr。这些测量采样星系盘中的年龄-速度关系（AVR）。在这第一篇论文中，我们开发了两种有效的算法，从光学积分场光谱（IFS）数据立方体提取AD的空间像素的基础上。该算法适用于不同的光谱模板，一个使用简单的恒星星族和其他恒星库，他们的比较，使我们能够评估系统误差在派生的多分量速度，如模板失配。我们测试算法的可靠性，模拟光谱和蒙特卡罗马尔可夫链的真实数据从MANGA调查SDSS-IV。我们量化的随机和系统误差AD作为一个功能的信号噪声和恒星星族属性的目的是应用这种技术的大子集的MANGA星系样本。作为我们的方法的演示，我们将它们应用到一个初始样本的7个星系与银河系可比的恒星质量和颜色。我们发现了一个广泛的年轻和年老的恒星星族不同的AD径向配置文件。
2020-06-03 astro-ph.GA
Through Thick and Thin: Kinematic and Chemical Components in the Solar Neighbourhood
我们使用已公布的数据搜索在太阳附近的化学不同的恒星成分的存在。扩展早期的工作，我们表明，当被认为是铁，α元素，和r-过程元素Eu的丰度，恒星整齐地分为两组，描绘了传统的薄和厚盘的银河系。类似于薄盘的恒星群的[Fe/H]>-0.7和alpha/Fe<0.2。厚盘状组重叠薄盘在[Fe/H]，但具有较高的丰度的α元素和Eu。然而，[α/Fe]比值在-1.5<[Fe/H]<-0.7范围内的恒星，似乎属于一个独立的、动力学冷的、非旋转的组成部分，我们将其与潮汐碎片联系起来。当[Fe/H]<-1.5时，运动热恒星晕占主导地位。这些结果表明，有可能只使用它们的化学性质来定义太阳邻域的主要动力学成分，这是一种具有许多有趣后果的方法。薄盘星的运动学与金属丰度无关：它们的平均自转速度大致保持在-0.7<[Fe/H]<+0.4的范围内，这一结果反驳了径向迁移在薄盘演化中发挥的重要作用。分配到薄磁盘的恒星的速度色散也是独立的[Fe/H]，这意味着熟悉的速度色散的增加与金属丰度的降低是在较低的金属丰度的厚磁盘的流行率增加的结果，而不是持续运行的动态加热机制。[Fe/H]和可能的恒星年龄的大量重叠，各种成分可能会影响太阳附近恒星性质的其他报告趋势。
2010-10-29 astro-ph.GA
A spectroscopic survey of thick disc stars outside the solar neighbourhood
我们对银河系坐标（l~277，b~47）上远离太阳邻域的星系厚盘进行了近700颗恒星的光谱测量。然后将导出的有效温度、表面重力和总体金属丰度与恒星演化等时线、径向速度和自行相结合，导出样本恒星的距离、运动学和轨道参数。每个银河系的组成部分（薄盘，厚盘，晕）的目标被选择要么在他们的运动学或根据他们的位置以上的银道面，垂直梯度也估计。我们在这里提出的大气参数，距离和运动学的这个样本，我们的运动学和金属丰度分布与贝桑松模型的银河系的比较。厚光盘远离太阳附近被发现只是略有不同，从厚光盘的属性，在太阳附近。对于厚盘占主导地位的区域，我们测量的垂直速度和金属丰度趋势分别为d（V_phi）/dZ = 19 +/- 8 km/s/kpc和d[M/H]/dZ = -0.14 +/- 0.05 dex/kpc。这些趋势可以解释为不同星系成分之间的平滑过渡，尽管不能排除内在梯度。此外，还探测到厚盘金属丰度与轨道速度的相关系数d（V_phi）/d[M/H] = -45 +/-12 km/s/dex。这一梯度与SDSS光度测量分析不一致，SDSS光度测量分析没有发现任何这种趋势，并对厚盘形成的径向迁移模型提出了挑战。对厚盘不同金属丰度区间的标度高度和标度长度的估算结果是一致的，hR~3.4 \pm 0.7千秒差距，hZ~694 \pm 45千秒差距，表明没有被摧毁的大型卫星遗迹的证据。
2011-10-24 astro-ph.GA
The Milky Way has no in-situ halo other than the heated thick disc. Composition of the stellar halo and age-dating the last significant merger with Gaia DR2 and APOGEE
基于对盖亚DR2数据的分析，以前的研究表明，吸积星，可能来自一个单一的祖先卫星，是我们银河系晕的重要组成部分，可能构成了$\rm [Fe/H] < -1$的大部分晕星，距离太阳几千秒差距以内。在本文中，我们耦合的天体测量数据从盖亚DR 2与APOGEE DR 14的元素丰度的运动学和化学的特点，在原位和增生的人口高达$\rm [Fe/H] \sim -2$。吸积恒星似乎显着影响银河系的化学运动学关系，不仅在$\rm [Fe/H] < -1$，而且在金属丰度典型的厚和金属贫薄盘。它们占$\rm [Fe/H] < -1$所有恒星的60%，剩下的40%是由（弱金属）厚盘星组成。我们发现，恒星运动化石记录显示了这个吸积事件留下的印记，加热了旧的银河系盘。我们能够确定这个运动学印记的年龄，表明吸积发生在9到11 Gyr之前，它导致了银河系圆盘的最后一次显着加热。在星系晕中，发现了一个重要部分的恒星，其丰度是典型的（富含金属的）厚盘，并被这种相互作用加热。事实上，在距离太阳几千秒差距的运动学定义的晕中，大约有一半是由富含金属的厚盘星组成的。此外，我们认为，这种富含金属的厚盘组件占主导地位的恒星晕的内银河系。从这项研究中出现的新图片是标准的非旋转原位晕人口，崩溃的晕，似乎比以往任何时候都更加难以捉摸。
2019-09-10 astro-ph.GA
Kinematical and chemical vertical structure of the Galactic thick disk II. A lack of dark matter in the solar neighborhood
我们估计的动态表面质量密度西格玛在太阳的位置之间的Z=1.5和4千秒差距从银河系平面，从厚盘恒星的运动学推断。该公式在几个基本假设的有效性限度内是精确的。由此产生的Sigma（Z）趋势与单独可见质量的预期相匹配，并且不需要暗分量来解释观察结果。我们外推太阳附近的暗物质（DM）密度为0+-1 mM_sun pc^-3，并且在高于4 σ的置信水平下，排除了目前所有球形DM晕的模型。一个详细的分析表明，少量的DM是允许在研究中的一些输入参数或假设的变化量，但不足以匹配的模型的期望，除非在一个异国情调的组合的非标准假设。重复计算时，与文献中的运动学测量得到相同的结果。我们证明，DM晕将被检测到我们的方法，因此，结果没有直接的解释。只有一个高度扁长（扁平化q>2）的DM晕的存在才能与观测结果相一致，但这在Lambda CDM模型中是极不可能的。这些结果挑战了目前对银河系DM的空间分布和性质的理解。特别是，我们的结果可能表明，任何直接DM检测实验注定要失败，如果目标粒子的局部密度是可以忽略不计的。
2012-04-17 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
From giant clumps to clouds -- II. The emergence of thick disc kinematics from the conditions of star formation in high redshift gas rich galaxies
高红移盘星系比宇宙星系更富含气体、更稠密、更动荡。这个早期的星系形成给我们今天所观测到的恒星的分布和运动学留下了印记，但它是如何形成的还没有得到很好的确定。在这项工作中，我们使用孤立的银河系质量盘星系的模拟研究如何恒星的运动学性质的变化时，不同的气体分数。这使我们能够量化内部过程所起的作用，例如气体湍流和大质量气体团的引力散射，在建立观测到的恒星速度色散和轨道偏心率。我们发现，模型与气体分数$>20$ %功能的湍流和cluerous星际介质（ISM），导致零年龄恒星速度色散$\sim 20-30~{\rm km\, s}^{-1}$和高的平均轨道偏心率。这些物理条件不可能产生低离心率。对于低于$20$ %的气体分数，ISM变得不那么湍流，恒星速度分散$<10~{\rm km\, s}^{-1}$，年轻恒星的轨道接近圆形。因此，在富含气体的高红移星系中存在的湍流就像一个“屏障”，阻止薄盘的形成。我们将我们的研究结果与银河系的年龄-速度色散关系进行比较，并认为ISM在恒星形成时就已经留下的速度色散在任何时候都有显着的贡献。最后，我们发现，在银河系的厚和薄的光盘观察到的轨道偏心率可以完全解释为印记的恒星形成ISM，而不是合并或长期的过程。
2021-10-25 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
Kinematics of the Galactic disk from LAMOST Dwarf sample
基于LAMOST巡天和Sloan数字巡天（SDSS），利用130，043颗F/G型矮星的低分辨率光谱，研究了银盘的运动学和金属丰度性质。研究表明，金属丰度较低、距银道面的垂直距离较大的恒星，其离心率和速度色散较大。将样本星分为似薄盘和厚盘子样本，发现似薄盘子样本的自转速度$V_ϕ$与金属丰度[Fe/H]存在负梯度，而厚盘子样本的自转速度与金属丰度存在较大的正梯度。通过与模型预测的比较，我们认为恒星的径向迁移对薄盘的形成有一定的影响。此外，我们的研究结果表明，所观察到的厚盘恒星轨道偏心率分布的峰值在低偏心率（$e \sim 0.2$）和扩展到一个高偏心率（$e \sim 0.8$）。我们将这一结果与四个厚盘形成的模拟模型进行了比较，这表明我们的结果与富气并合模型是一致的。
2016-09-02 astro-ph.GA
Chemical and Kinematic Properties of the Galactic Disk from the LAMOST and Gaia Sample Stars
我们使用LAMOST光谱巡天和Gaia DR 2巡天的307，246颗A/F/G/K型巨星样本确定了银河系薄盘和厚盘的化学和运动学性质。我们的研究发现，厚盘整体上没有金属丰度径向梯度，但内盘（$R \le 8$ kpc）和外盘（$R>8$ kpc）有不同的梯度时，它们单独研究。薄盘也表现出两种不同的金属丰度径向梯度的内盘和外盘，并有陡峭的金属丰度垂直梯度的d[Fe/H]/d $|z|$ $=-0.12\pm0.0007$ dex kpc $^{-1}$，但它变得平坦时，它是在增加径向距离测量，而金属丰度径向梯度随着垂直距离的增加而变弱。采用星系势模型，推导了样本星的轨道偏心率，发现厚盘的平均偏心率随金属丰度的增加而下降。自转速度随金属丰度的变化对厚盘星表现为正梯度，对薄盘星表现为负梯度。我们观察到的结果与磁盘形成模型的比较表明，径向迁移可能会影响薄磁盘的化学演变。厚盘的形成可能受到一个以上过程的影响：吸积模型可能发挥不可或缺的作用，而其他形成机制，如径向迁移或加热情景模型也可能有所贡献。
2019-06-10 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
Reviving old controversies: is the early Galaxy flat or round? Investigations into the early phases of the Milky Way formation through stellar kinematics and chemical abundances
我们分析了一组非常贫金属的恒星，已获得准确的化学丰度的一部分，欧洲南方天文台大型计划“第一星”的光的盖亚DR 2数据。样本中恒星的运动学和轨道特性表明，它们可能属于厚盘，部分加热到晕运动学，以及吸积的Nissen & Schuster-Gaia Sausage-Enceladus卫星。这些性质在高金属丰度（$\rm [Fe/H]>-2$）和低金属丰度（$\rm [Fe/H]<-4.$）的恒星中的连续性表明，在$\rm [Fe/H] \lesssim -0.5$和至少在$\rm [Fe/H]\sim-6$以下的银河系主要由这两个种群组成。特别是，我们表明，光盘连续延伸从$\rm [Fe/H] \le -4$（最近发现的恒星与盘状运动）到$\rm [Fe/H] \ge -2$，银河系厚盘的金属丰度制度。确实存在一个“超贫金属厚盘”，它构成了典型银河系厚盘的极贫金属尾部，并将后者从$\rm [Fe/H] \sim -0.5$扩展到迄今为止在银河系中发现的最贫金属的恒星。这些结果表明，盘可能是主要的，也可能是唯一的恒星星族，已在银河系中形成的这些金属丰度。这就要求导致旧银河系圆盘形成的耗散坍缩必须非常快。我们还讨论了这些结果，在最近的模拟努力再现银河系型星系的第一阶段。
2020-03-09 astro-ph.GA
Popping star clusters as building blocks of the Milky Way Thick Disc
人们普遍认为，星团的恒星形成效率很低。随着大质量恒星的星风开始，或者当第一颗超新星爆发时，残留的气体被赶出嵌入的星团。由于这一事实，大量的恒星（如果不是全部的话）变得不受束缚，并分散在星系的引力势中。在这种背景下，Kroupa（2002）提出了增厚的银河系盘出现的新机制。大质量星团将运动学上的热成分添加到银河系场的种群中，以这种方式建立起银河系厚盘。在这项工作中，我们执行，第一次，数值模拟，以调查这种情况下形成的银河系的星系盘。我们发现，一个显着的运动学热人口的恒星可能会被注入到磁盘的星系，这样一个厚盘出现。对于MW来说，形成厚盘的星团的质量一定在10^6 Msol左右。
2011-03-28 astro-ph.GA
Kinematics and chemical properties of the Galactic stellar populations. The HARPS FGK dwarfs sample
我们分析了用HARPS高分辨率摄谱仪观测到的大约850个FGK太阳邻域长寿命矮星的化学和运动学性质。样品中的恒星具有logg > 4 dex，5000 < Teff < 6500 K，并且-1.39 < [Fe/H] < 0.55 dex。我们应用一个纯化学分析方法的基础上的[α/Fe]与[Fe/H]图分离银河系恒星星族到薄盘，厚盘和高α金属丰富（hamr）。我们的分析显示，在[Fe/H]（-17 km s^-1 dex^-1）的薄盘星上，自转速度存在负梯度，而在同样星等的厚盘星和hamr星上，自转速度都存在陡峭的正梯度，约为+42 km s^-1 dex^-1。对于薄盘星，我们没有观察到轨道偏心率与金属丰度之间的相关性，但对于厚盘星和hamr星，我们观察到了一个陡峭的负梯度，其星等几乎相同（约为-0.18 dex^-1）。结果表明，径向迁移在薄盘的形成和演化过程中起着重要作用。对于厚盘星，不可能对其起源得出确切的结论。根据厚盘星的偏心率分布，只能排除它们的吸积起源，而加热和迁移的假设可以解释V_phi随[Fe/H]的正陡梯度。通过分析hamr恒星星族，我们发现它们具有薄盘和厚盘的共同特性。哈姆星的属性与使用径向迁移的N体/SPH模拟的恒星子样本的比较表明，它们可能起源于银河系内部。进一步的详细调查将有助于澄清其确切性质和来源。
2013-04-10 astro-ph.GA
Decoupled Kinematics and Excitation in the Compton-thick AGN NGC 6552: Spatially Resolved KOOLS-IFU Observations
Korea Astronomy and Space Science Institute（韩国天文与空间科学研究所）；Department of Astronomy, Kyoto University（京都大学天文学系）；Okayama Observatory, Kyoto University（京都大学冈山天文台）；Department of Multi-Disciplinary Sciences, Graduate School of Arts and Sciences, The University of Tokyo（东京大学大学院综合文化研究科多领域科学专攻）；Frontier Research Institute for Interdisciplinary Sciences, Tohoku University（东北大学国际跨学科科学前沿研究所）；Department of Astronomy, University of Geneva（日内瓦大学天文学系）；Astronomical Institute, Tohoku University（东北大学天文研究所）
利用KOOLS-IFU对NGC 6552进行空间分辨光谱观测，发现电离气体运动学与激发无显著相关性，表明线宽主要由空间动力学结构主导。
2026-06-19 astro-ph.GA
Inconsistency of Chemical Properties of Stellar Populations in the Thick Disk Subsystem of Our Galaxy
使用现代公布的数据的速度和光谱定义的化学元素在恒星物体的银河系，我们调查的化学成分与运动学的不同人群的关系。本文指出，银河系的老恒星星族（按运动学判据）属于厚盘子系统--球状星团、天琴座RR型场变星以及近F-G矮星和场巨星，它们具有不同的化学组成。特别是，平均而言，该领域的矮星和巨星比该领域的球状星团和天琴座更多的金属。此外，在$\rm{[Fe/H]} > -1.0$范围内的$α$ -元素的相对丰度对于球状星团是最高的，对于天琴座RR型的场变量是最低的。通过对这些天体的[ $α$ /Fe]与[Fe/H]依赖关系的分析，认为银河系中的厚盘子系统是一个复合体，其中至少存在三个独立的组成部分，最古老的一个包括富金属的球状星团，它们是在Ia型超新星爆发后不久由单一的原星系云形成的。然后，一个厚盘的场恒星子系统是由于一个相当大的矮卫星星系落在银河系已经形成的薄盘上的恒星“加热”而形成的;最后，场恒星子系统的运动学不仅是厚盘，而且是薄盘，从这个被捕获的卫星星系落在银河系上。
2020-02-25 astro-ph.GA
The Density Profile and Kinematics of the Milky Way with RR Lyrae Stars
大多数已知的RR型天琴座是ab型RR型天琴座（RRLab），它们是绘制银河系及其子结构的极好工具。我们发现，1148 RRLab星确定的德雷克等人。（2013）已经通过SDSS和LAMOST的光谱调查观察到。本文第一部分利用860个晕示踪剂资料，计算了径向速度频散、圆周速度和质量分布。在这里，我们给出了银河系厚盘和晕的恒星密度和径向速度分布。位于厚盘中的288颗RRLab星的平均金属丰度为[Fe/H] $=-1.02$。三个厚盘示踪剂的径向速度低于215 km $\rm s^{-1}$。利用860个平均金属丰度为[Fe/H] $=-1.33$的晕星示踪剂，我们发现了一个由$n(r) \propto r^{-2.8}$和$n(r) \propto r^{-4.8}$组成的双幂律分布，其折点距离为21 kpc。在50千秒差距处的径向速度弥散约为78公里$\rm s^{-1}$。
2018-02-02 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
Kinematics of the local disk from the RAVE survey and the Gaia first data release
我们试图约束的薄和厚磁盘使用贝桑松人口合成模型与RAVE DR 4和盖亚第一次数据发布（TGAS）的运动学。通过应用详细的目标选择函数模拟了RAVE场，并使用取决于年龄的速度椭球计算了运动学，以研究长期演化。我们占了非对称漂移计算拟合Stackel潜在的轨道。使用ABC-MCMC方法调整模型参数，如速度分散、平均运动和速度梯度。我们利用金属丰度来增强薄盘和厚盘之间的分离。我们表明，该模型是能够再现本地磁盘的运动学非常详细。磁盘按照预期的长期演变，在非常好的协议与以前的研究薄盘。新的非对称漂移公式，适合于我们以前描述的Stäckel势，相当好地再现了在一个广泛的太阳附近的速度分布。用这种方法测定的太阳运动的U和W分量与前人的研究结果符合得很好。然而，我们发现一个比以前认为的更小的V分量，主要是因为我们包括了不对称漂移随到平面的距离的变化。厚盘是由一个长期的形成（至少2 Gyr），在此期间，我们表明，平均速度随时间增加，而规模的高度和规模的长度减少，非常一致的崩溃阶段与角动量守恒。这个新的银河系动力学模型能够在TGAS-RAVE样本的质量水平上再现在广泛的太阳邻域中观测到的速度，使我们能够约束薄盘和厚盘的动力学演化，以及确定太阳运动。
2017-05-22 astro-ph.GA
Probing Stellar Kinematics with the Time-Asymmetric Hanbury Brown and Twiss Effect
University of Zurich（苏黎世大学）；École Polytechnique Fédérale de Lausanne (EPFL)（洛桑联邦理工学院）；University of Geneva（日内瓦大学）；University of Applied Sciences and Arts Western Switzerland (HES-SO)（瑞士西部应用科学与艺术大学）
本文利用时间非对称HBT效应，通过强度干涉测量探测恒星内部动力学，揭示了其与倾角、速度对称性和内部动态的关联。
2026-01-26 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
The Orbital Eccentricities of Planets in the Kinematic Thin and Thick Galactic Disks
本文利用光偏心率效应、Gaia数据和化学丰度校准的运动学标准分类Kepler宿主星，发现单凌星厚盘行星偏心率高于薄盘行星，而多凌星行星无此差异。
2025-09-28 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
On the chemical and kinematic signatures of the resonances of the Galactic bar as revealed by the LAMOST-APOGEE red clump stars
该研究利用LAMOST-APOGEE逾17万颗红团簇星，分析薄盘与厚盘金属丰度梯度及速度椭球倾斜角的周期性径向振荡，识别银河系棒共振特征并暗示第二条棒存在。
2024-04-05 astro-ph.GA
Formation and Evolution of the Disk System of the Milky Way: [alpha/Fe] Ratios and Kinematics of the SEGUE G-Dwarf Sample
我们使用SEGUE调查中17，277颗G型矮星的低分辨率（R~2000）光谱测量的[α/Fe]比，将它们分成可能的薄盘和厚盘子样本。两个子样本都表现出强烈的轨道旋转速度与金属丰度的梯度，符号相反，薄盘为-20至-30 km/s/dex，厚盘为+40至+50 km/s/dex。旋转速度是不相关的银心距离薄磁盘子样本，并表现出一个小的趋势厚磁盘子样本。两个圆盘组件的旋转速度随着离平面的距离而减小，具有相似的斜率（-9.0 { \pm } 1.0 km/s/kpc）。厚盘星的轨道偏心率随金属丰度的变化趋势很强（约为-0.2/dex），而薄盘子样本的轨道偏心率不随金属丰度的变化而变化。对于薄盘族，偏心率几乎与银心半径无关，而对于厚盘族，偏心率随半径的变化存在一个边际梯度。这两个子样本具有类似的正梯度离心率与距离银河平面。薄盘和厚盘人口的偏心率分布的形状与到平面的距离无关，并且不包括显著数量的偏心率高于0.6的恒星。在我们考虑的几个当代磁盘演化模型中，径向迁移似乎在薄磁盘人口的演化中发挥了重要作用，但相对于富含气体的合并或磁盘加热方案，厚磁盘可能不那么重要。我们强调，为了进行详细的定量比较，我们的新数据使更多的物理现实的模型和模拟需要构建。
2011-06-28 astro-ph.GA
Chemical constraints on the formation of the Galactic thick disk
我们突出了一些结果，从我们详细的丰度分析研究703运动学选择的F和G矮星在太阳附近。分析是基于高分辨率（R = 45000至110000）和高信噪比（S/N = 150至300）的光谱。主要调查结果包括：（1）在金属丰度一定的情况下，厚盘比薄盘的$α$丰度趋势更强，（2）厚盘的富金属极限至少达到太阳金属丰度，（3）薄盘的贫金属极限在[Fe/H]=-0.8左右，（4）厚盘表现出年龄-金属丰度梯度;（5）薄盘星{\it not}显示年龄-金属丰度梯度：（6）[Fe/H]= 0时最富金属的厚盘星比[Fe/H]=-0.7时最贫金属的薄盘星年龄大得多;（7）基于我们的元素丰度，我们发现运动学标准产生薄盘和厚盘恒星样本，在厚盘低速尾部的恒星被分类为薄盘恒星的意义上是有偏见的，从薄盘的高速尾部的恒星被归类为厚盘星;（8）年龄标准似乎产生薄和厚盘恒星样品较少的污染。
2011-10-05 astro-ph.GA
Relationship between the Elemental Abundances and the Kinematics of Galactic-Field RR Lyrae Stars
利用我们编制的包含415颗RR~天琴座变星的位置、速度和金属丰度以及101颗RR~天琴座变星（包括4种$α$ ~元素（Mg、Ca、Si和Ti））的12种元素相对丰度[el/Fe]的星表数据，研究了这些变星的化学和空间运动学性质之间的关系。一般说来，RR~天琴座星的$α$ ~元素相对丰度对金属丰度和速度的依赖关系与场矮星的相似。尽管通常声称这些恒星是古老的，但其中有薄盘的代表，这是银河系最年轻的子系统。低金属丰度RR~天琴座星的问题值得关注。大多数RR~天琴座星具有厚盘星的运动学性质，具有金属丰度${\rm [Fe/H]} < -1.0$和高的[ $α$ /Fe] $ \approx 0.4$，而只有约10%的场矮星属于所谓的“低金属丰度尾”。与此同时，属于厚盘的RR~天琴座星的[ $α$ /Fe]值也发生了急剧的变化，为该子系统的长期形成提供了证据。SDSS J1707+58、V455 Oph、V456 Ser和BPS CS 30339--046的化学组成与它们的运动学不一致。虽然前三颗恒星属于晕，但根据它们的运动学，最后两颗属于厚盘。有人提出，它们都很可能是河外星系，但不能排除它们中的一些可能出现在太阳附近，这是由于棒对场星的引力作用。
2017-12-20 astro-ph.GA
The tale of the tail -- disentangling the high transverse velocity stars in Gaia DR2
虽然恒星晕仅占银河系总恒星质量的1%，但晕星的运动学编码了有关银河系起源和演化的宝贵信息。研究表明，盖亚DR 2中的高横向速度恒星在赫兹-罗素（HR）图中显示出双重序列，表明在1 kpc内局部恒星晕中存在分叉。我们通过更新流行的Besançon/Galaxia模型来拟合这些恒星，结合了最新的恒星晕观测结果和Schönrich & Binney（2012）对厚盘的改进运动学描述。我们能够获得一个很好的匹配盖亚数据，并提供新的限制银河系盘和恒星晕的属性。特别是，我们表明，运动学定义的厚盘的贡献，这种高速尾约为13%。我们使用LAMOST DR 5的化学物质进行了更详细的研究，确定了具有厚盘化学物质的逆行恒星群。我们的厚盘运动学模型不能解释这个人口，所以我们得出结论，有可能是一个来自太阳附近的加热或吸积恒星的贡献。我们还研究了这个样本中的动力学子结构，得出的结论是，它们可能是由于共振轨道，而不是吸积人口。最后，我们提供了新的见解的性质，这两个序列和它们的关系与过去的吸积事件和原始银河系盘。
2020-01-11 astro-ph.GA
Rotating Disks and Non-Kinematic Double Peaks
双峰线轮廓通常被认为是旋转盘的标志，峰值之间的距离是旋转速度的量度。然而，在光学厚的非旋转源中的辐射转移效应也可以引起双峰。利用线传输问题的精确解，我们提出了一个详细的研究线发射的几何薄开普勒磁盘。我们推导出光学薄和厚磁盘中出现运动学双峰的条件，并发现在观察到的双峰轮廓中，运动学和线不透明度的影响通常是不可能解开的。除非有额外的信息补充，双峰轮廓本身并不是旋转圆盘的可靠指标。在某些情况下，三重和四重轮廓可能是光学厚盘中旋转的更好指示器。
2012-02-07 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Thick-disk evolution induced by the growth of an embedded thin disk
我们进行无碰撞N体模拟研究的结构和运动学性质的模拟厚磁盘的嵌入薄磁盘的增长引起的演变。本研究中使用的厚盘起源于宇宙学上常见的5：1相遇，最初薄的主盘星系和坠落的卫星。不断增长的薄磁盘建模为静态引力势，我们探讨了各种增长磁盘的参数，可能会影响厚磁盘的响应。我们发现，最终的厚盘属性强烈依赖于总质量和径向尺度长度的薄磁盘的增长，其增长的时间尺度和垂直尺度高度以及厚盘旋转的初始意义上的敏感性要小得多。总的来说，一个嵌入的薄磁盘的增长可能会导致在径向和垂直方向上的大幅收缩，导致厚磁盘的规模长度和规模高度显着减少。在运动学上，一个不断增长的薄盘可以引起厚盘恒星的平均旋转和速度色散的显着增加。我们的结论是，通过气体吸积薄盘的改造可能发挥重要作用，在设置厚盘的结构和运动学，因此它是一个重要的组成部分厚盘形成的模型。
2010-05-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Exploring the origin of thick disks using the NewHorizon and Galactica simulations
自从提出用厚盘来解释银河系盘状恒星的垂直分布以来，它的起源一直是一个反复出现的问题。我们的目标是回答这个问题，通过检查19个盘星系的恒星质量大于$10^{10}\,\rm M_\odot$在最近的宇宙学高分辨率放大模拟：卡拉狄加和新地平线。薄盘和厚盘的模拟与观测的尺度高度和光度比合理地再现。然后，我们在空间上对薄盘和厚盘进行分类，发现厚盘恒星年龄更大，金属更贫，运动学更热，吸积恒星分数更高，而这两个盘都由原位形成的恒星主导。厚盘中的原位恒星有一半是在星系形成盘之前形成的，其余的是在空间和运动学上较薄的盘中形成的，然后随着时间的推移通过加热而变厚。然而，这19个星系具有不同的性质和演化路线，突出了需要大量样本来得出一般性结论。我们的结论是，从我们的模拟薄和厚盘组件是不完全不同的形成过程，而是银河系盘的演变的标志。此外，作为现有盘星增厚和年轻薄盘星继续形成的综合结果，在盘稳定后，恒星的垂直分布并没有太大变化，这表明轨道扩散和恒星形成都受到同一个混淆因素的调制：星系接近边缘稳定。
2021-02-25 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
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
The Shape of Dark Matter Haloes III. Kinematics and Structure of the HI disc
我们提出了一种新的战略，适合的结构和运动学的HI在边缘上的星系使用一个适合的终端速度通道地图的HI数据立方体。该策略可以处理自吸收HI气体和翘曲的存在。该方法首先在一系列模型上进行测试。我们证明，拟合光学薄模型，以真正的星系将导致高估的厚度和速度色散，并严重低估的HI面对柱密度。随后，我们适合自吸收和光学薄模型的HI数据的六个边缘上的星系。在其中的三个实验中，我们还测量了速度色散。平均27 \pm 6%的边缘星系的HI总质量被自吸收所隐藏。这意味着，HI的质量，厚度和星系的速度色散通常被低估的文献。
2016-08-19 astro-ph.GA
Investigating Disk-Halo Flows and Accretion: A Kinematic and Morphological Analysis of Extraplanar HI in NGC 3044 and NGC 4302
为了进一步了解平面外气体的起源和物理过程，我们提出了在两个附近的边缘螺旋星系NGC 3044和NGC 4302中HI的观测和运动学模型。我们将NGC 3044模型化为一个单一的厚圆盘。还检测到大量的平面外HI。我们检测到旋转速度随着高度（滞后）的减小而径向变浅，在大约R25处达到零。大规模的运动学不对称的接近和后退的一半表明最近的干扰。室女星系团成员NGC4302的运动学和形态学都受到了很大的扰动。我们将NGC 4302建模为一个薄圆盘和第二个较厚圆盘的组合，后者在中心附近有一个洞。我们检测到滞后的平面外气体，在后退的一半变浅的迹象，虽然它的特点是难以约束。在NGC 4302和它的伴星NGC 4298之间发现了一座桥。我们探讨的趋势，涉及这些星系的平面外HI运动学，以及整个文献中的星系，以及可能的滞后性能与恒星形成和环境之间的联系。测得的滞后被发现是显着陡峭的比那些纯粹的弹道效应建模，表明额外的因素。平面外滞后的径向变浅是典型的，发生在0.5R25和R25之间，这表明内部过程在决定平面外运动学方面很重要。
2014-11-10 astro-ph.GA
The Velocity Map Asymmetry of Ionized Gas in MaNGA. I. The Catalog and General Properties
SDSS-IV MaNGA巡天测量了附近星系统计上强大样本的发射线速度的二维地图。这些运动学图的不对称特征反映了星系内部电离气体运动的非旋转分量。在这项研究中，我们提出了一个目录的运动不对称测量的$Hα$速度图的样本5353 MaNGA星系。基于这个目录，我们发现，“特殊”的星系（如合并星系，棒星系，AGN宿主星系）包含更多的星系高度不对称的速度地图。然而，我们注意到，在我们的样本中，有一半以上的星系具有高运动不对称性是相当“规则”的。对于那些“规则”星系，运动学不对称性显示出显着的反相关性与恒星质量在$\log M_\star < 9.7$，而这种趋势变得非常弱，在$\log M_\star>9.7$。此外，在一个给定的恒星质量，运动学不对称性与光度形态，恒星形成率和环境弱相关，而它是独立的HI气体含量。我们还量化了运动不对称测量中的观测效应。我们发现，$Hα$通量的信噪比和盘倾斜角都有助于测量运动学不对称性，而物理空间分辨率在MaNGA红移覆盖范围内是一个无关紧要的因素。
2022-07-13 astro-ph.GA
Twisted doughnuts: Thick disk torus around equatorial asymmetric black hole
RIKEN iTHEMS（理化学研究所 iTHEMS）；Center of Applied Space Technology and Microgravity (ZARM), University of Bremen（不来梅大学应用空间技术与微重力中心（ZARM））；Gauss-Olbers Space Technology Transfer Center, University of Bremen（不来梅大学高斯-奥尔伯斯空间技术转移中心）；Leibniz University of Hannover（汉诺威莱布尼茨大学）
研究探讨了在广义相对论之外效应影响下，围绕黑洞的环形结构如何因赤道不对称性而扭曲，通过非自引力的波兰甜甜圈模型扩展了薄盘结果。
2026-04-07 astro-ph.GA astro-ph.HE gr-qc
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 Atari Disk, a Metal-Poor Stellar Population in the Disk System of the Milky Way
我们已经开发了一种化学动力学方法，将36，010颗贫金属SkyMapper恒星分配到各种银河系恒星群中。使用两种独立的技术（速度和作用空间行为），$Gaia$ EDR 3天体测量和光度金属丰度，我们选择了具有“金属弱”厚盘人口特征的恒星，通过最大限度地减少典型厚盘或其他银河系结构的污染。该样本包含7，127颗恒星，金属丰度范围为$-3.50<$ { \metal }~ $<-0.8$，系统自转速度为$\langle V_ϕ\rangle=154$ \，km\，s $^{-1}$，滞后于厚盘。轨道偏心率介于典型的厚盘和晕之间。刻度长度为$h_{R}=2.48^{+0.05}_{-0.05}$ \，kpc，刻度高度为$h_{Z}=1.68^{+0.19}_{-0.15}$ \，kpc。金属丰度分布函数与斜率为$Δ\log{\rm N}/Δ\metal=1.13\pm0.06$的指数拟合良好。总的来说，我们发现了一个重要的贫金属组成部分，由261颗具有\metal $<-2.0$的SkyMapper恒星组成。虽然我们的样本只包含11颗{ \metal }~ $\lesssim-3.0$的恒星，但调查JINAbase贫金属恒星汇编显示，另外18颗这样的恒星（5颗具有{ \metal } $<-4.0$）在运动学上属于我们的样本。这些不同的空间，运动学和化学特征强烈表明，这个金属贫乏，相位混…
2022-06-16 astro-ph.GA
Impact of selection criteria on the structural parameters of the Galactic thin and thick discs
Lund University（隆德大学）；University of Leicester（莱斯特大学）
通过五种分类方法研究不同选择标准对银河系薄盘和厚盘结构参数（标高、标长）的影响，发现基于化学丰度和年龄的方法分离最干净，薄盘标高随半径增加而呈现显著翘曲，厚盘标高约1 kpc，薄盘标长（2.3-3.0 kpc）大于厚盘（2.0 kpc）。
2026-06-15 astro-ph.GA
Kinematics of Type II Cepheids of the Galactic Halo
为了进一步了解星系晕的起源，我们重新研究了II型造父变星（T2 C），并从盖亚的第二次数据发布（DR 2）中获得了新的输入。对于周期从1天到20天的45颗T2 C，有25颗恒星的弛豫、自行和[Fe/H]值。只有5颗恒星的[Fe/H] <-1.5，而其余的恒星则表现为厚盘运动学，[Fe/H] >-0.90。我们比较了T2 C星和它们在Halo的球状星团中的表兄弟，发现含有T2 C星的球状星团显示出纯Halo星族的金属丰度和运动学特征。球状星团可能是在银河系整体坍缩期间形成的，而个别的厚盘T2 C恒星可能是从捕获前自我富集的小系统中捕获的。这两个星系群与目前被认为环绕银河系的微星系之间的关系尚不清楚。
2018-11-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Oxygen Abundances in Nearby FGK Stars and the Galactic Chemical Evolution of the Local Disk and Halo
大气参数和氧丰度的825附近的FGK星的777 nm的O I三线的高质量的光谱和非LTE分析得出。我们分配的恒星薄盘（P1），厚盘（P2）和晕（P3）成员的运动学概率。我们证实了先前的发现，相对于[Fe/H]<-0.2的薄盘（P1>0.5）恒星，厚盘（P2>0.5）中的[O/Fe]增强，以及连接厚盘恒星与薄盘成员的平均[O/Fe]-[Fe/H]趋势的“膝盖”，[Fe/H]>-0.2。然而，我们发现，运动学成员标准未能在分离完美的恒星在[O/Fe]-[Fe/H]平面，即使是一个非常严格的运动学分离。具有“中间”运动学的恒星（P1<0.7，P2<0.7）并不都位于[O/Fe]-[Fe/H]平面的中间区域，但它们的分布不一定是双峰的。晕星（P3>0.5）在[O/Fe]-[Fe/H]中表现出很大的星-星散射，但大部分是由于银心自转速度V<-200 km/s的恒星造成的; V>-200 km/s的晕星遵循[O/Fe]-[Fe/H]关系，几乎没有星-星散射。早期与卫星星系的合并解释了我们的大部分观测结果，但有相当一部分盘星的运动学和丰度“模糊不清”，这表明分子云的散射和径向迁移在确定太阳附近恒星的运动学和化学性质方面都发挥了重要作用。
2013-01-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
From protogalaxy through thick and thin: Why did the Milky Way evolve in three kinematic phases?
University of California, Irvine（加州大学尔湾分校）；University of Southern California（南加州大学）；The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）；Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森尼天体物理中心）；Northwestern University（西北大学）；University of Zurich（苏黎世大学）；Yale University（耶鲁大学）；Pomona College（波莫纳学院）；Carnegie Observatories（卡内基观测站）
研究通过模拟揭示银河系的结构演变经历了三个运动学阶段，核心方法是利用FIRE-2模拟，主要贡献是阐明了这三个阶段的物理起源。
2026-10-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Are Near Resonant Multiple-planet Systems from Kepler Young?
Tsinghua University（清华大学）
本研究重新审视近共振多行星系统是否更年轻的论断，发现表观年轻性源于观测选择效应，而非真实年龄差异。
2026-08-14 astro-ph.EP astro-ph.GA
Stellar substructures in the solar neighbourhood. III. Kinematic group 2 in the Geneva-Copenhagen survey
根据轨道参数之间的相关性，最近在银河系圆盘中发现了几个新的相干恒星群，并认为它们对应于被破坏的卫星的残余物。为了重建它们的起源，至少必须知道三个主要的观测参数--运动学、化学成分和年龄。我们确定详细的元素丰度属于所谓的日内瓦-哥本哈根调查组2的恒星，并比较与银河系薄和厚盘恒星，以及大角星和AF 06流的化学成分。其目的是寻找可能提供有关这组恒星运动学形成历史信息的化学特征。高分辨率光谱是用拉帕尔马北欧光学望远镜的FIES摄谱仪获得的，并用差分模型大气方法进行了分析。用同样的方法对比较星进行了观测和分析。第2族32颗恒星的[Fe/H]平均值为-0.42 +-0.10 dex。被调查的群体主要由两个8-和12-Gyr的恒星星族。氧、α-元素和r-过程主导元素的丰度比银河系薄盘矮星高。这种元素丰度模式与银河系厚盘的特征相似。第2族恒星的化学成分与厚盘恒星的相似性可能表明它们的形成历史是相关的。在研究的恒星中，恒星的化学成分、运动学性质和年龄提供了它们共同起源的证据，并可能与古代合并事件有关。一个富含天然气的卫星合并的情况下提出的最有可能的起源。日内瓦-哥本哈根调查的第2组和第3组可能起源于同一合并事件。
2014-01-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
