Gaia constraints on the Galactic thick disc
盖亚任务具有前所未有的天体测量和光度测量精度，加上其径向速度分光仪，将为天文学界提供大量必要的限制，以解开银河系厚盘不同形成情景之间的联系。这篇评论的目的是介绍一些最近获得的关于这个银河系结构的光谱结果，并强调在盖亚时代仍然有待回答的开放性问题。这些主要涉及测量银河系内部和外部的化学动力学性质，这使我们能够确定与卫星星系合并产生的总吸积质量，并将为我们提供对径向迁移现象强度的估计形成这样的结构。
2012-09-27 astro-ph.GA
Boxy/peanut/X bulges, barlenses and the thick part of galactic bars: What are they and how did they form?
杆具有复杂的三维形状。特别地，它们的内部部分在竖直方向上比更外面的部分厚得多。从侧面看，棒的厚部分通常被称为方形、花生状或X形凸起，从正面看，它被称为棒透镜。这些部件是由于盘和杆的不稳定性造成的，由盘材料组成。我在这里回顾他们的形成，演变和动力学，使用模拟，轨道结构理论和观测比较。
2015-03-16 astro-ph.GA
Topics on Galactic Chemical Evolution
我讨论了三个不同的主题在银河系的化学演化：“令人费解的”没有任何观测签名的次要元素;银河星系晕晕的层次星系形成的框架内建设，从它的金属丰度分布证明;和潜在的重要作用，径向迁移可能在星系盘的演化，根据最近的研究。
2011-01-11 astro-ph.GA
A Milky Way with a massive, centrally concentrated thick disc: new Galactic mass models for orbit computations
在这项工作中，两个新的轴对称模型的银河系质量分布。最近的结果的动机，这两个模型包括一个恒星薄盘和一个厚盘的贡献，薄盘一样大，但具有较短的尺度长度。两个模型都满足许多观测约束：太阳附近的恒星密度、薄盘和厚盘尺度的长度和高度、旋转曲线以及垂直力Kz的绝对值作为到银河系中心距离的函数。我们数值集成到这些新的模型中的所有银河系球状星团的距离，自行和径向速度的运动，以及在太阳附近的约一千颗恒星的轨道。检索的轨道特性进行比较，通过整合的集群和恒星轨道在纯薄盘模型。我们发现，由于厚盘的可能存在，盘星的计算轨道参数可以变化多达30- 40%。我们还表明，系统的不确定性，影响旋转曲线仍然困扰计算的球状星团的轨道参数相似的金额。
2016-11-23 astro-ph.GA
Chemical abundances of the Milky Way thick disk and stellar halo II.: sodium, iron-peak and neutron-capture elements
本文对97颗运动学选择的厚盘星、内晕星和外晕星进行了钠、铁峰和中子俘获元素的化学丰度分析，金属丰度为-3.3<[Fe/H]<-0.5。本研究的主要目的是研究属于这些旧银河系组成部分的贫金属恒星之间的化学相似性和差异，作为确定其早期化学动力学演化的线索。在我们之前的论文中，我们通过基于Subaru/HDS获得的高分辨率（R~50000）光谱进行一维LTE丰度分析，获得了α元素的丰度。在本文中，进行了类似的分析，以确定另外17种元素的丰度。结果表明，在金属丰度低于[Fe/H]-2的情况下，厚盘、内晕和外晕子样品中许多元素的丰度比基本相似。相比之下，在较高的金属丰度（[Fe/H]>-1.5），在三个子样本之间的一些丰度比的差异被确定。具体而言，[Na/Fe]，[Ni/Fe]，[Cu/Fe]，[Zn/Fe]比值的内部和外部晕子样品被发现低于那些在厚盘子样品。与我们以前的论文中观察到的[Mg/Fe]相比，[Eu/Fe]比在两个晕子样品中比在厚盘子样品中更增强。在厚盘和内/外晕子样品之间观察到的某些元素的明显化学丰度（[Fe/H]>-1.5）支持了这些组分通过不同机制形成的假设。特别是，我们的研究结果有利于这样的情况下，形成的内部和外部的光环组件通过组装的多个祖系统，经历了不同程度的化学富集，而厚盘通过快速恒星形成与有效的混合化学元素。
2013-06-05 astro-ph.GA
The radial metallicity gradients in the Milky Way thick disk as fossil signatures of a primordial chemical distribution
在这封信中，我们研究的长期过程引起的径向金属丰度梯度的演变，在一个$N$体银河系类星系的磁盘。我们根据初始的、宇宙学激发的、径向化学分布为模拟的每个粒子分配一个[Fe/H]值，并让圆盘动态演化6 Gyr。这种直接的方法使我们能够只考虑动力学演化的影响，并衡量它们如何以及在多大程度上影响初始化学条件。初始[Fe/H]分布在内部盘中随R增加，直到R ~ 10 kpc，并且随着R的增大而减小。我们发现，最初的化学配置文件不进行重大改造后，6 Gyr的动态演变。在太阳附近的模型预测的最终径向化学梯度是积极的，最近在银河系厚盘观察到的相同的顺序。我们的结论是：1）盘形成时的空间化学印记没有被长期动力学过程所消除; 2）观测到的径向梯度可能是厚盘的动力学遗迹，该厚盘起源于在内部区域显示出正的化学径向梯度的恒星星族。
2014-02-26 astro-ph.GA
Impacts of Radial Mixing on the Galactic Thick and Thin Disks
使用N体模拟的银河系磁盘，我们定性地研究如何修改的厚和薄盘星的金属丰度分布的径向混合诱导的酒吧和螺旋臂。我们发现，径向混合驱动一个积极的垂直金属丰度梯度的单年龄盘人口的初始标度高度是恒定的，初始径向金属丰度梯度是紧密的和负的。另一方面，如果初始盘是张开的，与规模的高度增加与银河中心半径，径向混合导致一个负的垂直金属丰度梯度，这是符合目前观察到的趋势。我们还讨论了径向混合对厚盘星金属丰度分布的影响。通过将N体模型的金属丰度分布与SDSS/APOGEE数据相匹配，我们认为银河系厚盘的祖先不应该有一个陡峭的负金属丰度梯度。
2017-08-10 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
The Galactic thin and thick discs in the context of galaxy formation
我们已经获得了高分辨率的光谱，并进行了详细的元素丰度分析的一个新的样本的899 F和G矮星在太阳附近。这些结果使我们能够在由恒星年龄、详细的元素丰度和恒星的完整运动学信息组成的多维空间中研究和追踪它们各自的起源。在这里，我们简要地介绍选择标准，并讨论如何定义一个厚盘星。在星系形成的背景下讨论的结果。
2009-08-26 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
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
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
Galaxy formation and chemical evolution
星系吸积物质的方式以及不同时期的恒星形成率影响着星系稳定同位素存量的演化。详细分析了在星系厚盘和薄盘的早期吸积阶段，星系化学演化对星系吸积情景以及恒星形成率的依赖关系。我们的研究结果表明，在星系厚盘形成过程中的快速早期吸积以及星系吸积早期恒星形成率的提高可以解释大部分主要元素的星系化学演化趋势。此外，我们证实了最近的建议，形成一个大规模的银河厚盘，而不是较早假设的低质量厚盘。
2014-08-02 astro-ph.GA
GALAH Survey: Chemically Tagging the Thick Disk
GALAH调查的目标是南半球的100万颗恒星，在英澳望远镜上低至V = 14的极限星等。该项目的目标是以R = 28000的分辨率测量每颗恒星多达30种元素丰度和径向速度（精度约为1公里/秒）。这些元素分为8个独立的组（例如α，Fe峰，r-过程）。对于所有恒星，盖亚将提供1%的距离和1 km/s或更好的横向速度，为我们提供每个恒星的14 D参数集，即6D相空间和8D丰度空间。有许多科学应用，但在这里，我们专注于化学标记厚盘的前景，并直接测量恒星迁移如何随宇宙时间演变。
2015-04-07 astro-ph.GA
JINA-NuGrid Galactic Chemical Evolution Pipeline
银河系化学演化是一个涉及核物理、恒星演化、星系演化、观测和宇宙学的课题。这些领域之间的持续交流和反馈是提高我们对星系如何形成以及元素如何在星系和星系际空间中产生和循环的理解的关键组成部分。在本论文中，我们介绍了JINA-NuGrid化学演变管道的现状。它的目的是探索核天体物理学的不确定性对银河系化学演化的影响，以提高我们的知识，在宇宙学背景下的元素的起源，并创建所需的跨学科的连接。
2016-09-29 astro-ph.GA
Chemical evolution of the Galactic disk(s)
我们强调我们的高分辨率光谱元素丰度调查的F和G矮星在太阳附近的一些结果。
2012-01-10 astro-ph.GA
The Galactic Thick Disc density profile traced with RR Lyrae stars
我们使用了一个公共的RR天琴座星表和贝叶斯方法的组合，以获得强大的结构参数的内晕（<25千秒差距）和厚盘的银河系。RR型天琴座星是古老的贫金属星族的明确的示踪物，它们的精确距离和距离可以单独估算，因此是追踪通常与厚盘相关的古老高[α/Fe]盘星族的可靠的独立手段。特别是，所选的RR天琴座样本跨越了低银河纬度朝向反中心方向的区域，允许探测圆盘的最外部分。我们的结果有利于厚盘短尺度的高度和短尺度的长度，$h_z=0.65_{-0.05}^{+0.09}$ kpc，$h_R=2.1_{-0.25}^{+0.82}$ kpc，在一个模型中，内晕有一个恒定的扁平的$q=0.90_{-0.03}^{+0.05}$和幂律指数$n=-2.78_{-0.05}^{+0.05}$。当考虑一个内晕时，也发现了厚盘的类似短尺度，内晕的扁平程度取决于半径。我们还探索了一个模型，其中厚盘有一个耀斑，虽然这只是轻微的限制，我们的数据，耀斑发作的内部$\sim11$ kpc是非常不利的。
2018-05-22 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
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
Effects of Galactic fountains and delayed mixing in the chemical evolution of the Milky Way
大多数星系化学演化模型都采用瞬时混合近似（IMA）。这种假设可能是不现实的，因为存在化学不均匀性，虽然目前的银河系化学演化模型可以重现大多数观测限制下的IMA。本文的目的是测试是否放松这种近似在一个详细的化学演化模型可以改善或恶化的协议与观察。为了做到这一点，我们研究了瞬时混合松弛的两个可能原因：i）“银河喷泉时间延迟效应”和ii）“金属冷却时间延迟效应”。我们发现，银河喷泉的影响是可以忽略不计的，如果一个平均的时间延迟为0.1 Gyr，在以前的论文中建议，假设。较长的时间延迟会产生结果差异，但这是不现实的。我们还发现，在磁盘中的O丰度梯度是不受银河喷泉。只有当我们采用依赖于金属丰度的恒星产额时，金属冷却时间延迟才对化学丰度的演化产生强烈的影响。相反，如果采用根据太阳化学成分计算的产额，则产生的影响可以忽略不计，就像银河喷泉延迟的情况一样。通过银河喷泉模型，延迟只考虑大质量恒星和只在磁盘中的IMA的松弛，不影响化学演化结果。与金属相关的产额和从晕相开始的所有恒星化学富集的时间延迟相结合，反而产生与观测不同的结果。
2009-06-18 astro-ph.GA
The survey of planetary nebulae in Andromeda (M 31) V. Chemical enrichment of the thin and thicker discs of Andromeda. Oxygen to argon abundance ratios for planetary nebulae and H II regions
我们使用低内部消光（祖先年龄>4.5 Gyr）和高消光（祖先年龄<2.5 Gyr）行星状星云（PNe）以及H II区的氧和氩丰度，来限制M31薄盘和厚盘的化学富集和恒星形成效率。氩元素在Ia型超新星（SNe）中产生的比例大于氧。我们发现，平均log（O/Ar）值的PNe作为其氩丰度的函数，12 + log（Ar/H），跟踪星际物质（ISM）的条件下，在M31盘PN祖先的诞生。因此，在恒星的[α/Fe]与[Fe/H]分布中编码的化学富集和恒星形成效率信息也被印在不同恒星演化阶段的星云发射的氧氩丰度比log（O/Ar）与氩丰度中。我们建议使用log（O/Ar）vs.（12 + log（Ar/H））分布来约束薄和厚的M31盘中的母恒星星族的恒星形成历史。对于内侧M31盘（R_{GC} < 14 kpc），化学演化模型将平均log（O/Ar）值再现为高消光和低消光PNe的氩丰度的函数，需要在富气（湿）卫星合并期间金属贫气的第二次下降。在M31中，薄盘较年轻，径向延伸较少，以更高的恒星形成效率形成恒星，并且比更延伸，更厚的盘具有更快的化学富集时间尺度。M31中的薄盘和厚盘都达到类似的高氩丰度（12 + log（Ar/H））~ 6.7。因此，M31中薄/厚盘的化学和结构性质与银河系薄盘和厚盘的化学和结构性质明显不同。
2022-08-03 astro-ph.GA
Fluorine in the solar neighborhood: modelling the Galactic thick and thin discs
我们通过详细的化学演化模型与最近的观测数据进行比较，研究了银河系厚盘和薄盘中氟丰度的演化。这里采用的化学演化模型已经被证明适合于CNO和$α$ -元素的观测丰度模式以及银河系厚盘星和薄盘星的金属丰度分布函数。我们在这里应用它们来研究氟的起源和演化，这仍然是一个有争议的问题。首先，我们研究的重要性，提出了各种网站的氟生产。然后，我们应用参考模型来跟踪两个不同银河系组成部分的演化。我们的结论是，旋转的大质量恒星是F的重要生产者，它们可以在[Fe/H]=-0.5 dex以下建立一个F丰度的平台，尽管[Fe/H]<-1的平台的存在还有待于通过对晕星的广泛观测来证实。为了重现后期圆盘中F丰度的增加，需要来自低质量恒星（单个渐近巨星分支星和/或新星）的贡献。厚盘和薄盘之间的二分法在[F/O]与[O/H]图中比在[F/Fe]与[Fe/H]图中更明显，并且我们证实厚盘比薄盘进化得快得多，与其他化学元素丰度模式的发现一致。
2020-08-03 astro-ph.GA
The imprints of the Galactic bar on the thick disk with RAVE
我们研究的运动学的本地样本的恒星，位于一个圆柱体内的500 pc半径为中心的太阳，在RAVE数据集。我们发现明显的不对称性的$v_R$ - $v_ϕ$速度分布的薄和厚的磁盘明星：这里有更多的明星径向向外低方位角速度和更多的径向向内高方位角速度。这种不对称性以前曾被报道为薄盘是由于银河棒，但这是第一次在厚盘中看到相同类型的结构。我们的研究结果意味着，厚盘星的速度不应该再描述史瓦西，多元高斯或纯粹的轴对称分布。此外，以前报告的厚盘子结构的性质需要重新审视，因为这些可能与动力学共振，而不是吸积事件。很明显，如果我们要完全了解银河系，银河系的动力学模型必须符合盘的三维速度分布，而不是投影的一维速度分布。
2015-03-06 astro-ph.GA
Radial Migration in Galactic Thick Discs
我们提出了一个研究在何种程度上的Sellwood和宾尼径向迁移的恒星是由他们的垂直运动的中平面。我们使用两种控制模拟，其中只有一个螺旋模式被激发，以及稍微更现实的情况下，多个螺旋图案和酒吧。我们发现，均方根角动量的变化减少了垂直运动，而是逐渐的，和最大的变化几乎一样大的厚盘星为那些在薄盘。我们发现，在模拟中，酒吧形式的粒子遭受略大的角动量变化比在可比的情况下，没有酒吧，但多个螺旋事件的累积效应仍然占主导地位。我们已经确定，垂直的行动，而不是垂直的能量，平均在径向迁移。
2012-02-07 astro-ph.GA
The Galactic Thick Disk: An Observational Perspective
在这篇评论中，我们提出了一个简短的描述观测努力，了解银河系厚盘及其与其他银河系组件的关系。这篇评论主要集中在厚盘人口的元素丰度模式，以确定的过程或过程，负责其存在和演化。盘星的运动学和化学性质确定了厚盘是银河系中一个独特的组成部分。化学富集和恒星形成历史为理解星系形成的更大图景提供了线索。
2009-11-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Jeans analysis of the Galactic thick disk and the local dark matter density
在太阳半径的质量表面密度的动力学估计可以作出高达4千秒差距的高度使用厚盘星作为示踪剂的潜力。我们调查为什么不同的牛仔裤估计的局部表面密度导致令人困惑和相互矛盾的结果。利用金斯方程，我们计算了引力的垂直分量（F_z）和径向分量（F_R），以及定义为Vc ^2的径向导数的Gamma（z），其中Vc ^{2}= -RF_R。如果我们假设厚盘没有耀斑，并且厚盘速度频散张量的所有分量都具有3.5 kpc的均匀径向尺度长度，那么当使用当前可用的厚盘运动学数据时，Gamma会出现令人难以置信的大负值。这意味着必须修改输入参数或模型假设。我们已经探索了，使用模拟厚盘，密度和速度色散的尺度长度不依赖于中平面以上的垂直高度z的假设的影响。在缺乏关于这些尺度半径如何依赖于z的任何信息的情况下，我们定义了一个不同的策略。通过使用参数化的银河势，我们发现对于一个耀斑厚盘和一个局部密度大于0.0064 M_sun pc^{-3}的球形暗物质晕，F_z，F_R和Gamma都得到了可接受的拟合。类似太阳的暗物质分布也可能与厚盘的当前数据相一致。精确测量中平面的Gamma值对于区分模型非常有用。
2015-11-25 astro-ph.GA
Chemical Abundances of the Milky Way Thick Disk and Stellar Halo I.: Implications of [alpha/Fe] for Star Formation Histories in Their Progenitors
我们给出了97颗附近贫金属（-3.3<[Fe/H]<-0.5）恒星的丰度分析，这些恒星具有银河系厚盘、内晕和外晕的运动学特征。利用斯巴鲁望远镜上的高色散光谱仪获得了样品星的高分辨率、高信噪比光谱。Fe，Mg，Si，Ca和Ti的丰度已经使用一维LTE丰度分析代码与Kurucz NEWODF模型大气导出。通过分配成员的样本星厚盘，内或外晕组件的基础上，他们的轨道参数，我们检查丰度比作为[Fe/H]和运动学的函数的三个子样本在宽的金属丰度和轨道参数范围。结果表明，在金属丰度为-1.5<[Fe/H]<=-0.5的范围内，厚盘星的平均[Mg/Fe]和[Si/Fe]比值一直很高，但分散度很小。相反，内晕星和外晕星的丰度比平均值较低，散射较大。在[Fe/H] $>-2$范围内，内晕星和外晕星的[Mg/Fe]、[Si/Fe]和[Ca/Fe]也随[Fe/H]呈弱的减小趋势。这些结果有利于MW厚的磁盘形成的方案，通过快速的化学富集主要是通过II型超新星的大质量恒星，而恒星晕形成至少部分通过吸积的祖先恒星系统已被化学丰富的不同的时间尺度。
2012-05-11 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
On the Formation of Galactic Thick Disks
最近在银河系的光谱观测表明，化学定义的厚盘（具有高[α/Fe]比的恒星，因此很老）具有比薄盘小得多的尺度长度。这显然与外部边缘星系的观测相矛盾，在外部边缘星系中，薄的和厚的组成部分具有可比的尺度长度。此外，虽然所观察到的磁盘不耀斑（尺度高度不随半径增加），数值模拟表明，磁盘耀斑是不可避免的，由于环境影响和长期的演变。在这里，我们解决这些问题，通过研究在宇宙学背景下形成的两个不同的模拟星系盘套件。我们发现，规模高度的同时代的人口总是增加半径。然而，总人口可以在形态上分解为薄和厚的磁盘，不耀斑。我们将此与磁盘内向外形成，年轻的人口越来越大的规模长度和耀斑在逐渐扩大的半径。在这幅新的图片中，厚盘是由单年龄恒星星族的嵌入耀斑组成的。假设磁盘形式的内部，我们预测，形态定义的厚磁盘必须显示出减少年龄（或[α/Fe]比）与半径和同时代的人口应该总是耀斑。这也解释了观察到的金属丰度和[α/Fe]梯度的恒星远离在银河系中的磁盘中平面的反转。这项工作的结果与磁盘由内而外的增长直接相关，并且可以被视为磁盘由内而外增长的证据。
2015-04-06 astro-ph.GA
Galactic chemical evolution: the observational side
在这篇评论中，我概述了化学演化的一些想法，必要的了解星系的演化测量元素丰度比。然后讨论了本群矮星系和球状星团欧米茄的大量研究结果。我提出了一个定性的情况下，长期的化学富集在一个漏水的盒子，可以解释在这些系统中观察到的丰度比。由于篇幅所限，无法对这一广阔领域进行全面的评述，因此我将讨论范围限制在矮星系。
2010-11-23 astro-ph.GA
Chemical evolution of the Galactic bulge as traced by microlensed dwarf and subgiant stars. II. Ages, metallicities, detailed elemental abundances, and connections to the Galactic thick disc
凸出部是银河系中最不为人所知的主要恒星星族。我们所知道的大部分关于膨胀的形成和演化来自明亮的巨星。关于巨星代表所有恒星的基本假设，以及准确地追踪恒星星族的化学演化的假设，目前还在争论之中。特别是，最近对一些微透镜矮星的观测给出了一个与巨星非常不同的膨胀演化图像。[摘要]我们对银河系凸起的矮星进行了详细的元素丰度分析，基于在引力微透镜事件期间恒星被光学放大时获得的高分辨率光谱。[摘要]我们提出了详细的元素丰度和恒星年龄的六个新的矮星在银河系的隆起。结合这些与以前的事件，在这里用相同的方法重新分析，我们研究了一个均匀的样本的15颗恒星，这构成了最大的样本迄今为止的微透镜矮星在银河系的隆起。我们发现这些恒星的金属丰度范围从[Fe/H]=-0.72到+0.54，平均金属丰度<[Fe/H]>=-0.08+/-0.47，接近于基于膨胀区巨星的平均金属丰度。此外，恒星遵循定义明确的丰度趋势，[Fe/H]<0的趋势与当地银河系厚盘的趋势非常相似。这表明，隆起和厚盘有，至少部分，可比较的化学历史。在亚太阳的金属丰度，我们发现膨胀矮星有一贯的老年龄，而在超太阳的金属丰度，我们发现一个广泛的年龄范围。使用新的年龄和丰富的结果从微透镜矮星，我们调查可能的形成方案的隆起。
2010-01-06 astro-ph.GA
The Impact of Nuclear Physics Uncertainties on Galactic Chemical Evolution Predictions
模拟银河系中元素的演化是一项多学科和具有挑战性的任务。除了模拟银河系130亿年的演化之外，化学演化模拟还必须跟踪从每个感兴趣的天体物理位置合成和喷射的元素（例如，超新星，致密双星合并）。这种喷出物的元素丰度是化学演化代码的基本输入，通常取自核天体物理学界进行的理论核合成计算。因此，几乎所有的化学演化预测都依赖于这些计算背后的核物理。在这篇论文中，我们强调了核物理不确定性对星系化学演化预测的影响。我们证明，核物理和星系演化的不确定性都对解释太阳系中中子捕获元素的起源产生重大影响。这些结果是建立和维持核天体物理学和星系演化领域之间合作的动力。
2019-10-31 astro-ph.GA
The thick disk rotation-metallicity correlation as a fossil of an "inverse chemical gradient" in the early Galaxy
厚盘旋转-金属丰度相关性，\partial V_x/ \partial [Fe/H] =40 × 50 km s^{-1}dex^{-1}代表了银盘形成过程的一个重要特征。我们使用非耗散的数值模拟，以遵循银河系（MW）的磁盘的演变，以验证长期的动力学过程可以解释这种相关性在旧的厚盘恒星星族。我们遵循了一个古老的磁盘人口的演变代表的1000万个粒子的化学丰度分配假设一个宇宙学上合理的径向金属丰度梯度较低的金属丰度在内部区域，如预期的10-Gyr-old MW。本质上，内盘恒星向外部区域移动，并填充位于更高|z|的层。出现的旋转-金属丰度相关性，这很好地类似于在我们的银河系中观察到的行为，在银河系的距离之间的8千秒差距和10千秒差距。特别地，我们测量了在1.5 kpc <|z| < 2.0 kpc下持续到6 Gyr的粒子的\partial V_r/ \partial [Fe/H] \simeq 60 km s^{-1}dex^{-1}的相关性。我们的纯N-体模型可以解释V_bv。[Fe在我们银河系厚盘中观察到的相关性，表明盘内部的过程，如加热和径向迁移，在这个古老恒星成分的形成中发挥了作用。在这种情况下，旧厚盘人口的正旋转-金属丰度相关性将代表古老的“逆”化学（径向）梯度在银河系内部的遗迹签名，这是由原始气体吸积造成的。
2012-07-26 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
Maser Investigation toward Off-Plane Stars (MIOPS): detection of SiO masers in the Galactic thick disk and halo
本研究利用Effelsberg和天马望远镜在银盘外AGB恒星中探测SiO脉泽，首次测得8颗恒星的视向速度，并依据三维运动判定它们分属银河系晕、薄盘和厚盘。
2023-10-20 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
2D chemical evolution model: the impact of galactic disc asymmetries on azimuthal chemical abundance variations
星系盘化学演化模型通常忽略方位面密度变化，而方位面密度变化会引入化学丰度方位梯度。然而，最近的观测揭示了银河系和外部星系的气体和恒星成分的化学丰度随方位角的变化。量化旋臂密度涨落对盘星系氧和铁丰度方位角变化的影响。我们开发了一个新的2D星系盘化学演化模型，能够以下不仅径向，而且方位角的不均匀性。从银河系的N-体盘形成模拟产生的密度波动产生的氧丰度梯度的顺序为0.1德克斯的方位角变化。此外，与最近在星系外的观测结果一致，角向变化在星系外区域更为明显。使用一个简单的分析模型，我们表明，最大的波动与方位角的结果附近的螺旋结构共转共振，螺旋和气体盘之间的相对速度是最慢的。总之，我们提供了一个新的二维化学演化模型能够以下方位角密度变化。从银河系的动力学模型中提取的密度波动导致分散的氧丰度梯度的方位角变化与观测外星系。我们解释的方位角散射在所有半径的存在下，在不同的模式速度移动的多个螺旋模式的存在下，发现在观测和数值模拟。
2019-06-24 astro-ph.GA
Galactic Chemical Evolution: Stellar Yields and the Initial Mass Function
我们提出了一套144银河系化学演化模型应用到银河系模拟，计算使用四套低和中等恒星核合成产量，6个大质量恒星产量汇编，和6个功能形式的初始质量函数。得出每个组合的综合或真实产率。一个比较网格的多相化学演化模型计算与这些产量组合和经验数据从银河系的磁盘，包括太阳附近。通过一个chi 2的方法，应用到这些多相模型的结果，恒星产量和初始质量函数的最佳组合能够重现这些观测确定。
2015-05-13 astro-ph.GA
Detailed chemical abundance analysis of the thick disk star cluster Gaia 1
星团，特别是那些在盘-球-晕界面上的天体，尽管携带着关于银河系形成和结构的重要信息，但迄今为止还没有得到很好的图表。在这里，我们提出了一个详细的化学丰度研究最近发现的对象盖亚1。光度测定法先前认为它是一个中等年龄，中等金属含量的系统，尽管其年龄和金属丰度的确切值在文献中仍然模糊不清。我们测量了四个红巨星成员中14种元素的详细化学丰度，从高分辨率（R=25000）光谱中确定盖亚1是与厚盘相关的物体。由此得到的平均Fe丰度为$-0.62\pm$ 0.03（统计）。$\pm$ 0.10（系统）dex，其比文献中先前光谱所指示的更贫金属，但其与等时线拟合的值完全一致。我们发现，盖亚1是适度增强的$α$ -元素，这使我们能够巩固其成员通过化学标记厚盘。该星系团的Fe峰和中子捕获元素与富金属盘上发现的元素相似，后者表明了某种程度的$s$过程活动。铁和其他重元素没有明显的扩散，而我们发现Na，Mg和Al的轻元素变化的证据。尽管如此，传统的Na-O和Mg-Al（反）相关性，通常见于旧的球状星团，在我们的数据中没有看到。这证实了盖亚1是一个质量大而明亮的疏散星团，而不是一个低质量的球状星团。最后，对目标恒星的轨道计算支持了我们对盖亚1号目前与厚盘成员关系的化学发现，尽管目前还不清楚是什么机制将其置于那个位置。
2017-09-12 astro-ph.GA
Hot Gas in the Galactic Thick Disk and Halo Near the Draco Cloud
本文研究了北半球天龙座地区银河系厚盘或晕中热气体产生的紫外和X射线光子。我们的分析使用四种离子的强度，C IV，O VI，O VII和O VIII，采样温度为~ 100，000至~ 3，000，000 K。我们测量了O VI，O VII和O VIII的强度从FUSE和XMM-牛顿数据，并减去了本地的贡献，以推导出厚盘/晕的贡献。这些都补充公布的C IV强度和O VI柱密度测量。我们对富含OVI的厚盘/晕气体的热压力的估计为p_{th} /k = 6500^{+2500}_{-2600} K cm^{-3}，这表明厚盘/晕的压力比理论分析所预期的要高。将C IV与O VI与O VII与O VIII的强度比与理论模型预测的强度比进行比较。被加热到3，000，000 K然后允许辐射冷却的气体不能产生足够的C IV或O VI产生的光子/O VII或O VIII产生的光子。产生足够的C IV和O VI排放需要将额外的气体加热到100，000 < T <1，000，000 K。然而，在此温度范围内提供加热的冲击加热相对于其他加热过度产生O VI。获得观察到的混合可能需要几个过程的组合，包括一定量的冲击加热，热传导和混合，以及非常热的气体的辐射冷却。
2010-08-17 astro-ph.GA
Introduction to Galactic Chemical Evolution
在这次演讲中，我将介绍银河系化学演化的概念，即研究化学元素如何和在哪里形成，以及它们如何在星系中的恒星和气体中分布。介绍了建立银河系化学演化模型的主要内容。它们包括：初始条件，恒星形成历史，恒星核合成和气体流入和流出星系。然后将讨论一些简单的分析模型及其解决方案，以及与之相关的主要批评。定义了每一代恒星的产额，并对瞬时再循环近似的假设进行了批判性的讨论。将讨论不同形态类型星系化学演化的详细数值模型，这些模型能够跟踪单个元素丰度的时间演化，并将其预测与观测数据进行比较。这些比较将包括恒星丰度以及在星系中测量的星际介质丰度。我将展示如何从这些比较中得出对恒星核合成和星系形成机制的重要限制。本讲座中描述的大多数概念可以在Matteucci（2012）的专著中找到。
2016-02-02 astro-ph.GA
Mapping the Asymmetric Thick Disk: III. The Kinematics and Interaction with the Galactic Bar
在本系列的前两篇论文中，Larsen等人（2010 a，b）描述了我们在内星系的微弱CCD调查，并绘制了第一象限（Q1）中厚盘星的超密度为5 kpc或更高。表现出最强过剩的区域在银河系圆盘中的酒吧密度等值线之上。在这第三篇关于非对称厚盘的论文中，我们报告了Q1中超过4000颗恒星的径向速度和金属丰度参数，在平面上方和下方以及平面上方的Q4中。我们证实了Parker等人（2004）首次报道的相应的运动学不对称性，扩展到更大的距离和更大的空间覆盖范围。Q1中的厚盘星相对于圆自转有60 - 70 km/s的自转滞后，而金属-弱厚盘星的自转滞后更大，为100 km/s。两者都落后于Q4中相应的种群约30 km/s。有趣的是，Q1中的盘星似乎也参与了大约30 km/s的旋转滞后。第一季度厚盘增强的旋转滞后延伸到距离太阳4千秒差距或更多。在3到4千秒差距时，我们的视线延伸到了棒近侧的密度等值线之上，当我们的视线直接越过棒时，旋转滞后似乎减少了。这是一致的“引力尾流”所引起的旋转酒吧在磁盘将陷阱和堆积恒星背后it. We得出结论，与恒星酒吧的动力学相互作用是最可能的解释所观察到的运动学和空间不对称性。
2010-12-07 astro-ph.GA
The Gaia -ESO Survey: Lithium enrichment histories of the Galactic thick and thin disc
大多数暖贫金属主序星的锂丰度呈现出一个恒定的平台（A（Li）~2.2 dex），然后随着接近太阳金属丰度，锂与金属丰度分布的上包络线增大。陨石携带着太阳系形成时星际介质化学成分的信息，其锂丰度为A（Li）~3.26 dex。这种模式反映了银河系存在期间星际介质的锂富集历史。在大爆炸核合成中最初的Li产生之后，富集的来源包括AGB星、低质量红巨星、新星、II型超新星和银河系宇宙射线。富集锂的总量对这些来源的相对贡献敏感。因此，不同的锂富集历史，预计在银河系厚盘和薄盘。我们研究了Gaia-ESO Survey iDR 4星表中用UVES观察到的主序星，发现Li-[alpha/Fe]反相关性与[Fe/H]、Teff和log（g）无关。由于在恒星演化中，在相同金属丰度下不同的α增强不会导致可测量的Li丰度变化，因此，Li关系表明，在银河系薄盘阶段比在银河系厚盘阶段产生更多的Li。我们还发现，丰富的锂和s-过程元素Ba和Y之间的相关性，它们都减少以上的太阳金属丰度，这可以解释的框架中所采用的银河系化学演化模型。
2018-03-06 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
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
Geometrically thick obscuration by radiation-driven outflow from magnetized tori of active galactic nuclei
来自活动星系核的近爱丁顿辐射对周围的尘埃气体有着重要的动力学影响，可能使活动星系核具有几何厚度的遮蔽。我们研究这种模式与辐射磁流体力学模拟。模拟解决的磁流体动力学方程同时与红外（IR）和紫外（UV）辐射转移（RT）方程，没有近似封闭RT。我们发现，我们的环面，当给定一个合适的子开普勒角动量分布，自发地朝着一个状态，它的开度角，密度分布和流型变化缓慢。这种“稳定”状态持续，只要有气体再供应朝向内边缘。最好的描述是环面是一个中面流入和高纬度流出。外流是由紫外线辐射从环面内边缘发射，并在立体角扩大，因为它上升;红外线辐射继续驱动中心孔外的广角外流。尘埃外流使软X射线、红外线和紫外线的中心源在四分之三的立体角上变得模糊，每十年的柱密度覆盖了中心源周围大致相等的立体角;这些模糊特性与观测结果相似。
2017-08-18 astro-ph.GA
The first chemical abundance analysis of K giants in the inner Galactic disc
银河系盘的元素丰度结构已经在太阳附近使用长寿命的恒星，如F和G矮星或K和M巨星进行了广泛的研究。这些恒星的大气层保留了其诞生气体云的化学成分，因此是银河系化学演化的绝佳示踪剂。据我们所知，没有这样的研究内银河系盘，这妨碍了我们的能力，以约束和跟踪银河系的起源和演化。因此，我们在这项研究中的目标是建立在银河系内部区域的盘（S）的元素丰度趋势（S）。利用智利Las Campanas的麦哲伦II望远镜的MIKE摄谱仪获得的高分辨率光谱的等效宽度测量结果，我们测定了银心距离为4 ~ 7.0 kpc的内银盘中44颗K型红巨星的元素丰度。分析方法是相同的，最近使用的红巨星在银河系核球和附近的薄和厚盘，使我们能够执行一个真正的差异比较不同的恒星星族。我们提出了第一个详细的元素丰度研究的一个显着数量的红巨星在银河系内盘。我们发现，这些内部盘星显示相同类型的化学和运动学的二分法薄和厚光盘显示在太阳附近。内盘的丰度趋势与附近厚盘的丰度趋势以及隆突的丰度趋势非常一致。膨胀和银河系厚盘恒星星族之间的化学相似性表明它们具有相似的化学历史，任何试图理解两者之一的形成和演化的模型都应该最好将它们两者结合起来。
2010-06-12 astro-ph.GA
The Galactic habitable zone around M and FGK stars with chemical evolution models with dust
银河系宜居带被定义为具有足够高的金属丰度以形成行星系统的区域，在该区域中，类地行星可以诞生，并且可能能够维持生命，使其在附近的超新星爆炸事件的破坏性影响下幸存下来。银河系化学演化模型是研究不同星系中银河系宜居带的有用工具。我们在这里的目标是找到银河系宜居带使用化学演化模型的银河系盘，采用最新的处方的尘埃的演变和周围的M和FGK恒星发现行星系统的概率。此外，第一次，我们将表达这些概率的ISM在太阳附近的尘埃-气体比计算详细的化学演化模型。在一个固定的银河系时间和银心距离下，我们使用我们的论文I的形式，确定了有地球（但没有气体巨行星）的M和FGK恒星在超新星爆炸中幸存下来的数量。发现类地行星而不是气体巨行星围绕M恒星的概率偏离FGK恒星周围的[Fe/H]的超太阳值的大幅度。对于FGK和M星来说，如果考虑到超新星爆炸的破坏性影响，拥有可居住行星的恒星的最大数量是在距离银河系中心8 kpc处。目前，拥有宜居行星的M型恒星的总数是FGK型恒星的$\simeq$ 10倍。此外，我们提供了一个六阶多项式拟合（和一个线性的，但更近似）的关系，发现与太阳附近的[Fe/H]丰度和尘埃气体比之间的化学演化模型。
2017-05-09 astro-ph.GA
A First Constraint on the Thick Disk Scale Length: Differential Radial Abundances in K Giants at Galactocentric Radii 4, 8, and 12 kpc
基于高分辨率光谱获得的MIKE摄谱仪上的麦哲伦望远镜，我们提出了详细的元素丰度的20颗红巨星在银河系外盘，位于银心距离9和13千秒差距。外盘的样本与来自内银河系盘和太阳附近的红巨星样本互补，使用相同的方法进行分析。对于银心距离超过10千秒差距，我们只发现化学图案与当地薄盘，即使是远远高于银河平面的恒星。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。我们首先估计厚盘尺度长度L_thick=2.0 kpc，假设薄盘的L_thin=3.8 kpc。我们认为，径向迁移可以解释缺乏径向年龄，金属丰度，丰度梯度在厚盘，也可能解释厚盘和金属贫凸起之间的联系。
2011-06-27 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
The chemical evolution of the Galactic Bulge seen through micro-lensing events
星系核球是理解星系形成和演化的核心。在这里，我们报告了最近的研究，利用微透镜事件，以获得高分辨率和中等高的信噪比的矮恒星在银河系隆起的光谱。通常，这对于银河系核球中暗淡的关闭恒星是不可行的，但微透镜提供了这种可能性。元素丰度的趋势，在银河系的隆起所跟踪的矮星是非常相似的矮星在太阳附近看到的。我们讨论的年龄和金属丰度分布函数推导出的银河系核球的微透镜矮星的影响。
2011-10-26 astro-ph.GA
Planetary nebulae and the chemical evolution of the galactic bulge: new abundances of older objects
鉴于行星状星云的性质，它们的寿命非常短，迄今为止得出的化学丰度有一个自然的偏向，有利于年轻的天体。在这项工作中，我们报告的物理参数和丰度的样本的老PNE位于银河系的隆起，基于低色散光谱固定在SOAR望远镜使用古德曼摄谱仪。新的数据使我们能够扩展我们的数据库，包括更老，更弱的物体，这些物体位于行星状星云光度函数（PNLF）的暗端。结果表明，我们的样品的丰度低于我们以前的工作。此外，星系核球的平均丰度并不遵循观测到的径向丰度梯度的趋势。这些结果与我们小组最近开发的银河系化学演化模型一致。
2011-09-27 astro-ph.GA
The AMBRE Project: r-process elements in the Milky Way thin and thick discs
中子俘获元素在银河系圆盘中的化学演化仍然是一个有争议的问题。我们的目标是了解银河系盘中r过程元素的化学演化。我们专注于三个纯的r过程元素Eu，Gd和Dy。使用ESO档案中的高分辨率FEROS，HARPS和UVES光谱，我们对6500颗FGK银河系恒星进行了均匀分析，这要归功于自动优化管道GAUGUIN。我们呈现出Ba（5057颗恒星），Eu（6268颗恒星），Gd（5431颗恒星）和Dy（5479颗恒星）的丰度。我们的化学特性薄和厚光盘，和金属丰富的阿尔法丰富的人口。我们发现，[Eu/Fe]比遵循一个连续的序列从薄盘厚盘作为金属丰度的函数。在厚盘星中，[Eu/Ba]比值被发现是恒定的，而[Gd/Ba]和[Dy/Ba]比值作为金属丰度的函数而减小。这些观察清楚地表明了Eu和Gd-Dy之间厚盘中不同的核合成历史。我们还发现富α金属的恒星也富含r过程元素（像厚盘星），但它们的[Ba/Fe]与厚盘星有很大的不同。最后，我们发现[r/α]比值随金属丰度的增加而减小，表明不同性质的超新星对r过程元素和α元素的合成贡献可能不同。我们提供了[Ba/Fe]和[Eu/Fe]的平均丰度趋势，分散度相当小，并首次为[Gd/Fe]和[Dy/Fe]。这些数据可能有助于限制银河系r-和s-过程元素的化学演化模型和大质量恒星的产额。如果我们想将观测结果与银河系化学演化模型进行定量比较，那么现在将中子星或黑洞合并的…
2018-09-21 astro-ph.GA
Chemical compositions of stars in two stellar streams from the Galactic thick disk
我们目前的丰度为20个元素的恒星在两个恒星流中确定的Arifyanto & Fuchs（2006，A&A，449，533）：18颗恒星来自大角星流和26个来自一个新的流，我们称之为AF 06流，都来自银河系厚盘。结果表明，这两个流是金属贫乏和非常古老的（10 $-$ 14 Gyrs）与运动学和丰度重叠的本地场厚盘星的属性。这两个流表现出的金属丰度范围，但相对元素丰度是相同的厚盘星相同的金属丰度。这些结果表明，这两种流都不能由疏散星团的溶解产生。这两条流都不太可能代表来自吸积卫星星系的潮汐碎片。这两个流的起源很可能是银河系内部的动力学扰动。
2012-07-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
