Chemical gradients in the Milky Way from the RAVE data. II. Giant stars
我们提供了新的限制银河系的化学动力学模型，通过测量径向和垂直的化学梯度的元素镁，铝，硅，钛，铁在银河系盘和梯度变化的函数，从银河系平面（$Z$）的距离。我们从RAVE数据库中选择了一个巨星样本，其重力标准为1.7 $<$ log g $<$ 2.8。我们使用基于Besan \c con模型的Galaxia代码创建了一个RAVE模拟样本，并选择了相应的模拟样本将模型与观察到的数据进行比较。我们测量了径向梯度和垂直梯度作为距离银河平面$Z$的函数，以研究它们在银河圆盘上的变化。RAVE样品在接近银道面（$|Z|<0.4$ kpc）处呈现出负的$d[Fe/H]/dR=-0.054$ dex kpc $^{-1}$径向梯度，对于较大的$|Z|$，该梯度变得更平坦。其他要素遵循相同的趋势，尽管各要素之间存在一些差异。模拟样品的径向梯度与观察到的数据相当一致。梯度随$Z$的变化表明，RAVE样品的Fe径向梯度在$|Z|\lesssim0.6$ kpc范围内变化很小，然后是10 s。RAVE样品的铁垂直梯度在接近银道面时略为负值，而在$|Z|$中则变陡。模拟样品表现出铁垂直梯度，其总是比RAVE样品更陡。模拟样本还显示，相对于观测数据，[Fe/H]分布中的贫金属恒星过多。在Besan \c con模型中，这些差异可以通过减少厚盘星的数量和增加它们的平均金属丰度来减少。
2014-06-27 astro-ph.GA
Local Stellar Kinematics from RAVE data -- VIII. Effects of the Galactic Disc Perturbations on Stellar Orbits of Red Clump Stars
我们的目标是探测扩展的太阳邻域的动态结构，通过计算径向金属丰度梯度的轨道特性，这是获得轴对称和非轴对称的潜在模型，红团（RC）星从径向速度实验的第四次数据发布。距离是通过假设每颗RC星在近红外波段有一个绝对星等值，即$M_{Ks}=-1.54\pm0.04$等来获得的。利用MWPotential 2014势函数和银河棒和瞬变旋臂的扰动势函数计算了恒星轨道参数。恒星年龄的计算采用贝叶斯统计方法。径向金属丰度梯度的基础上，从银河系平面的最大垂直距离（$z_{max}$）和平面偏心率（$e_p$）的RC星的潜在模型进行评估。在$0<z_{max} \leq0.5$ kpc距离间隔中，具有$e_p\leq0.1$的子样本的最大径向金属丰度梯度为$-0.065\pm0.005$ dex kpc $^{-1}$，而具有$e_p\leq0.5$的子样本的最低值为$-0.014\pm0.006$ dex kpc $^{-1}$。我们发现，在$z_{max}>1$ kpc，径向金属丰度梯度有零或正值，他们不依赖于$e_p$子样本。薄盘存在较大的径向金属丰度梯度，而厚盘没有发现径向金属丰度梯度。此外，最大的径向金属丰度梯度获得外Lindblad共振区是有效的。我们声称，这种明显的变化，在薄光盘的径向金属丰度梯度是一个结果，源自现有的共振区域的轨道扰动。
2018-01-07 astro-ph.GA
Local stellar kinematics from RAVE data- V. Kinematic investigation of the Galaxy with red clump stars
我们研究了6610颗红团（RC）星的空间速度分量的垂直距离，银心径向距离和银河经度。恒星的速度矢量进行了校正的银河系的差分旋转，这是考虑到使用测光距离的RC星。估计的样本星的空间速度分量的银河平面以上和以下是兼容的，只有在方向上的薄盘星的银河系旋转的空间速度分量。银河系自转方向的空间速度分量（V）相对于平均银心径向距离（Rm）表现出平滑的变化，而在银道面处达到最大值。银河系中心（U）和垂直方向（W）的空间速度分量相对于Rm呈现出几乎平坦的分布，在Rm=7.5 kpc时，它们的趋势变化很小。在象限180<l<=270中的RC星的U值比象限0<l<=90和270<l<=360中的大。空间速度弥散的平滑分布揭示了薄盘和厚盘是银河系运动学上连续的组成部分。根据在0<l<=90和270<l<=360象限中相对于太阳向内的W空间速度分量的估计，我们表明，在银河系平面上方的RC星向银河系北极移动，而在银河系平面下方的RC星向相反的方向移动。在象限180<l<=270的情况下，它们的行为是不同的，即在银道面上方和下方的RC星都向银道面移动。我们指出，银河系的长棒可能是许多但不是所有探测到的特征的起源。
2014-01-12 astro-ph.GA
Local stellar kinematics from RAVE data: II. Radial Metallicity Gradient
我们调查径向金属丰度梯度的样本矮星的径向速度实验（RAVE）数据发布3（DR 3）。我们选择了总共约17000 F-型和G-型矮星使用的颜色，log g，和不确定性推导出的空间运动的选择，计算每个恒星的概率（运动学）人口分配厚或薄光盘使用空间运动，以及另外一个（动力学）分配使用恒星的垂直轨道偏心率。我们还按颜色进行子采样，以提供偏向于年轻薄盘星和老年薄盘星的样本。对于最年轻的样本，即垂直轨道偏心率e_V<=0.04的F-型恒星，我们导出了金属丰度梯度作为银心径向距离的函数，即d[M/H]/dR_m=-0.051+/-0.005 dex kpc^-1。偏向于较老的薄盘星的样品显示出系统性的较浅的丰度梯度。
2011-09-29 astro-ph.GA
Effects of the selection function on metallicity trends in spectroscopic surveys of the Milky Way
在这里，我们调查的金属丰度分布函数（ESTA）和垂直金属丰度梯度的选择功能的效果，通过研究类似的视线使用四个不同的光谱调查（APOGEE，LAMOST，RAVE，和盖亚-ESO），这有不同的目标策略，因此不同的选择功能。我们使用APOGEE，LAMOST，RAVE（ALR）和APOGEE，RAVE，Gaia-ESO（AGR）的光谱调查之间的共同领域，并使用两个恒星星族合成模型，GALAXIA和TRILEGAL，为每个调查创建模拟领域。我们应用选择功能的颜色和幅度削减的形式，相应的调查模拟领域复制所观察到的源样本。我们在模型之间进行基本比较，以检查哪种模型最能再现观察到的样本分布。我们进行了一个定量的比较，从模拟目录使用这两种模式，以了解选择功能的影响，对金属丰度和垂直梯度。使用这两种模型，我们发现一个可以忽略不计的影响的选择功能上的APOGEE，LAMOST，和RAVE的。我们发现一个可以忽略不计的选择函数的垂直金属丰度梯度的影响，以及，虽然GALAXIA和TRILEGAL有陡峭和较浅的斜率，分别比观察到的梯度。在对RAVE和LAMOST的金属丰度与我们的参考APOGEE样本进行校正后，我们观察到的四次调查之间的垂直金属丰度梯度在1 σ内是一致的。我们还发现一致的梯度为所有调查的组合样本在ALR和AGR。我们估计平均垂直金属丰度梯度为-0.241+/-0.028 dex kpc-1…
2017-07-31 astro-ph.GA
Galactic kinematics and dynamics from RAVE stars
我们分析了~400000 RAVE星的运动学。我们将样本分为热矮星和冷矮星，红团和非团巨星。团簇巨星的运动学与非团簇巨星的运动学一致。我们适合高斯速度椭球的速度的每个恒星类的椭圆形平面组件，并给出公式，从该速度椭球的形状和方向可以确定在任何位置。这些数据与巨星和冷矮星共享相同的速度椭球相一致;当|z| =2 kpc时，sigma_z从平面上的21 km上升到sim 55 km，而sigma_r从37 km上升到82 km。在（R，z）处，其中一个速度椭球的最长轴与银道面的夹角约为0.8 arctan（z/R）。我们使用一个新的公式来获得精确的拟合高度非高斯分布的v_phi组件。我们比较观察到的速度分布与一个动力学模型的预测适合的恒星的速度，位于~150 pc的太阳和恒星计数朝向银河系极点。该模型准确地再现了v_r和v_z分布的非高斯性质，并在所有位置提供了对v_z数据的极好拟合。冷矮星的v_phi分布模型与数据拟合得非常好，而热矮星的v_phi分布模型具有随着|z|从平面附近非常小的值向低v_phi增长的位移。当|z| >0.5 kpc时，理论上的v_phi分布显示出缺乏大v_phi的恒星，模型v_r分布太窄。系统性地高估20%的距离会在平面附近的模型v_r和v_z分布中引入不对称性，但在|z| >0.5 kpc时会显著改善对数据的拟合。拟合的质量使人们相信了假设的圆盘主导的引力势…
2014-02-11 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
Is the Milky Way still breathing? RAVE-Gaia streaming motions
我们使用径向速度实验（RAVE）和Tycho-Gaia天体测量解决方案目录（TGAS）的数据来计算由径向（VR），方位角（Vphi）和垂直（Vz）相关的银心速度分量产生的速度场。我们搜索特别是在所有三个速度分量的变化与上方和下方的光盘中平面的距离，以及如何每个组件的VZ（视线和切向速度投影）修改所获得的垂直结构。为了研究速度对自行和距离的依赖性，我们使用了两个主要的样本：一个RAVE样本，包括来自Tycho-2，PPMXL和UCAC4星表的自行，和一个RAVE-TGAS样本，从TGAS和UCAC5星表推断距离和自行。在这两个样本中，我们发现了VR和Vz的不对称性。在平面以下，我们发现最大的径向梯度为dVR/dR =-7.01 +-0.61 km \s kpc，与最近的研究结果一致。在平面上方，我们发现类似的梯度dVR/dR =-9.42 +-1.77 km \s kpc。通过比较我们的结果与以前的研究，我们发现，在Vz的结构是强烈依赖于所采用的自行。使用银河系模型，我们证明了距离的不确定性可以创建人工波浪状图案。与之前在RAVE数据中看到的呼吸模式的建议相反，我们的结果支持弯曲和呼吸模式的组合，可能由外部或内部和外部机制的组合产生。
2018-02-15 astro-ph.GA
Weighing the local dark matter with RAVE red clump stars
我们确定的银河系的潜力在太阳附近的RAVE观测。我们选择的红团星的精确距离，径向速度，和金属丰度已被测量。结合从2 MASS和UCAC目录的数据，我们建立了一个样本的4600个红色团簇恒星在一个圆柱体内的500 pc的半径面向南银河系极点的方向，在200 pc到2000 pc的距离范围内。我们推导出的垂直力和总质量密度分布到2千秒差距远离银河平面拟合分布函数，明确取决于三个孤立的运动积分在一个可分离的潜在的本地代表银河一个四个自由参数。由于我们的样品的深度扩展，我们可以几乎独立地确定暗物质质量密度和重子盘表面质量密度。我们发现（i）在1 kpc Kz/（2 piG）= 68.5 pm 1.0 Msun/pc 2，（ii）在2 kpc Kz/（2 piG）= 96.9 pm 2.2 Msun/pc 2。假设太阳银河系半径R_0 = 8.5 kpc，我们推导出局域暗物质密度rhoDM（z=0）= 0.0143 pm 0.0011 Msun/pc ~ 3 = 0.542 pm 0.042 Gev/cm ~ 3和重子表面质量密度Sigma = 44.4 pm 4.1 Msun/pc ~ 2。我们的研究结果与先前发表的Kz测定高达1千秒差距，而扩展到2千秒差距显示了一些证据，意想不到的大量的暗物质。0.8级的暗晕的扁平化可以产生如此高的局部密度，并结合240 km/s的圆周速度。另一种解释，…
2014-10-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Kinematic modelling of the Milky Way using the RAVE and GCS stellar surveys
我们利用RAVE和GCS巡天资料研究了银河系盘的运动学参数。我们这样做是通过拟合的运动学模型的数据，考虑到数据的选择功能。对于GCS中的恒星，我们使用所有的相空间坐标，但对于RAVE恒星，我们只使用$(l,b,v_{\rm los})$。使用MCMC技术，我们研究了给定数据的参数的全后验分布。我们调查的“年龄-速度色散”关系的三个运动学分量（$σ_R,σ_ϕ,σ_z$），径向依赖的速度色散，太阳特有的运动（$U_{\odot},V_{\odot}, W_{\odot} $），在太阳的圆周速度$Θ_0$和下降的平均方位角运动与高度以上的中平面。我们证实，贝桑松式高斯模型准确地适合GCS数据，但未能匹配的空间扩展的RAVE调查的细节。特别是，舒分布函数（DF）处理非圆形轨道更准确，并提供了一个更好的适合的运动学数据。高斯分布函数不仅拟合数据差，但系统地低估了下降的速度分散半径。我们发现，一些参数之间存在的相关性，这突出了做关节配合的重要性。大尺寸的RAVE调查，使我们能够获得大多数参数的精确值。然而，仍然存在较大的系统不确定性，特别是在$V_{\odot}$和$Θ_0$中。我们发现，对于一个扩展的样本的恒星，$Θ_0$被低估了多达$10\%$，如果被忽略的平均方位角运动的垂直依赖。使用一个简单的模型，垂直依赖的运动学，我们发现，它是可能的，以匹配的Sgr A* 自行车，而不需要任何$V…
2014-05-29 astro-ph.GA
Local Stellar Kinematics from RAVE Data: I. Local Standard of Rest
我们分析了一个样本的82850颗恒星的RAVE调查，以及确定的速度和恒星参数，隔离样本的18026个高概率薄盘矮星600 pc的太阳。我们推导出这些恒星的空间运动，并推导出太阳空间速度相对于当地标准的休息。我们得到的太阳特殊运动在径向$U_{\odot}$和垂直$W_{\odot}$特殊运动方面与最近的其他测定结果非常一致。我们推导出的切向奇特速度，$V_{\odot}$同意最近的决定，这有利于值接近13公里秒$^{-1}$，与早期的研究不一致。推导值不显著依赖于所选的比较样品或分析方法。本地星系似乎非常好的动态放松，在一个近对称的潜力。
2010-11-04 astro-ph.GA
Vertical velocities from proper motions of red clump giants
本文导出了银心半径R=5-16 kpc范围内距银道面高度2 kpc以内的盘星垂直速度。这种运动学信息与银河系形成和演化中的动力学方面有关，例如卫星的通过和垂直共振，并确定翘曲是长期存在的还是短暂的特征。我们利用PPMXL巡天的自行，以类星体为参考校正系统误差。从色星等图K与（J-K）中，我们选择了对应于红团巨星的标准烛光，并利用它们的自行信息来绘制银河系垂直运动的地图。我们通过分析和粒子模拟来拟合这些数据，从而推导出扭曲的运动学。作为补充，我们还对用APOGEE数据光谱选择的红团巨星进行了相同的分析，我们预测了未来盖亚数据将达到的精度提高。如果d（gamma）/dt/gamma=-34+/-17 Gyr^{-1}，则一个简单的翘曲模型（圆盘高度z_w（R，phi）=gamma（R-R_sun）sin（phi-phi_w））符合垂直运动;对d（gamma）/dt的贡献来自南部翘曲，在北部可以忽略不计。经线的垂直运动显然表明，经线的主要S形结构是一个长期存在的特征，而在南部产生不规则的扰动很可能是一个短暂的现象。随着盖亚任务结束产品与光谱分类的红团巨星一起使用，垂直运动的精度至少可以提高一个数量级。
2014-09-22 astro-ph.GA
Thin disk kinematics from RAVE and the solar motion
目标。利用径向速度实验（RAVE）观测研究了银河系薄盘。我们认为薄和厚磁盘作为不同的银河系的组成部分，并提出了一种技术来统计解开这两个人口。然后，我们把注意力集中在薄磁盘组件。方法.我们解开薄盘组件从混合物的薄和厚磁盘使用的数据集提供径向速度，自行车，和光度测定的距离。结果我们提出的趋势的速度分散在薄盘组成部分的银河系（MW）在径向方向上的银河系平面上方和下方使用的数据从径向速度实验（RAVE）。所选样本是整个RAVE星表中的有限子样本，大致映射了银河平面上方和下方500 pc，方位角方向几度，覆盖了太阳位置周围2.0 kpc的径向延伸。用孤立薄盘分量重新确定了太阳相对于当地静止标准的运动。主要结果是径向和垂直方向上的速度平均值和离散度的趋势。此外，还讨论了太阳运动相对于当地静止标准的方位角分量和速度色散。
2012-09-03 astro-ph.GA
The Rich Are Different: Evidence from the RAVE Survey for Stellar Radial Migration
利用RAVE DR 4和RAVE DR 5的新的金属丰度校准，我们研究了样本中超太阳金属丰度恒星（[M/H] > +0.1 dex）的存在和性质，特别是在太阳附近。我们发现，RAVE是丰富的超太阳金属丰度恒星，和本地金属丰度分布函数下降非常缓慢，高达+0.4 dex。我们的结果表明，超太阳金属丰度星的运动学和高度分布与我们假设的本地制造的[M/H] < 0薄盘巨星的运动学和高度分布是相同的。超太阳金属丰度恒星的偏心率表明，它们中有一半是在一个近似圆形的轨道上（e < 0.15），因此假设在给定半径的星际介质的金属丰度不会随时间减少，它们一定是通过螺旋臂的共转共振散射增加了角动量。恒星径向迁移的可能性似乎不会随着垂直振荡幅度的增加而显著降低，而垂直振荡幅度在圆盘中遇到的振荡幅度范围内。
2014-12-19 astro-ph.GA
The Galactic bar and the large scale velocity gradients in the Galactic disk
目的：我们调查的圆柱形（银河系中心）径向速度梯度~ -3公里/秒/千秒差距，从银河系中心径向和最近观察到的太阳附近的恒星与RAVE调查，可以解释的共振效应的酒吧附近的太阳附近。研究方法：我们将银河系的测试粒子模拟结果与RAVE调查的观测结果进行了比较。为此，我们将RAVE选择函数应用于模拟，并将其与特征RAVE误差进行卷积。我们探讨了不同的“太阳邻域”的模拟，以及不同的酒吧模型结果：我们发现，酒吧诱导负径向速度梯度在每个高度从银河系平面，外Lindblad共振和角度从长轴的酒吧兼容与当前的估计。选择函数和误差并没有冲走梯度，但往往使它更陡，特别是在银河平面附近，因为这是RAVE调查的径向延伸较少的地方。在我们的模拟中，垂直速度没有梯度，由此我们可以得出结论，这不是由酒吧引起的。
2014-08-05 astro-ph.GA
Transformations between WISE and 2MASS, SDSS, BVI photometric systems: II. Transformation equations for red clump stars
我们提出的颜色转换转换的宽视场巡天探测器（WISE）的W1，W2和W3的幅度的约翰逊-帕金斯（BVIc），斯隆数字巡天（GRI），和两个微米的所有巡天JHKs测光系统，红色团块（RC）的明星。RC星是从第三次径向速度实验（RAVE）数据发布（DR 3）中选出的。视星等是通过将该样本的坐标与不同的光度星表相匹配来收集的。最后的样品（355 RC星）用于获得金属依赖和自由的金属-WISE和约翰逊-费米子，SDSS，2 MASS测光系统之间的转换。这些转换结合已知的绝对星等在较短的波长可以用于空间密度测定的银河系（薄和厚）盘在距离大于单独与JHK测光评估，因此提供了一个强大的工具，在分析银河系结构。
2012-02-02 astro-ph.GA
Chemical gradients in the Milky Way from the RAVE data. I. Dwarf stars
目的：我们的目标是测量元素Mg，Al，Si和Fe沿银河系半径的化学梯度，以提供新的约束的化学演化模型的星系和星系模型，如贝桑松模型。研究方法：我们分析了从三个独立数据集中选择的三个不同样本：从RAVE数据库中选择的19，962颗矮星样本，从日内瓦-哥本哈根巡天（GCS）数据集中选择的10，616颗矮星样本，以及使用GALAXIA代码创建的模拟样本（相当于RAVE样本），该代码基于贝桑松模型。我们测量的化学梯度的函数的引导半径（Rg）在不同的距离从银河系平面达到的恒星沿其轨道（Zmax）。结果如下：RAVE和GCS样品的化学梯度为负值，并显示出一致的趋势，尽管它们不相等：在Zmax<0.4kpc且4.5<Rg（kpc）<9.5时，RAVE样品的铁梯度为d[Fe/H]/dRg=-0.065dex kpc^{-1}，而GCS样品的d[Fe/H]/dRg=-0.043 dex kpc^{-1}，内部误差分别为+-0.002和+-0.004 dex kpc^{-1}。RAVE和GCS样本的梯度在较大的Zmax处变得更平坦。相反，模拟样品在Zmax<0.4 kpc时具有d[Fe/H]/dRg=+0.053+-0.003 dex kpc^{-1}的正铁梯度，并且在任何Zmax时保持正。这些积极的和不切实际的价值源于缺乏相关性的金属丰度和切向速度在贝桑松模型。观测样品和模拟样品之间的差异可以通过i…
2013-09-17 astro-ph.GA
The vertical force in the Solar Neighbourhood using red clump stars in TGASxRAVE - Constraints on the local dark matter density
我们结合TGAS和RAVE的数据来约束局部暗物质密度，研究了太阳邻域内红团簇星的运动学。在标定了红团簇星的绝对星等之后，我们描述了它们在$6$ - $10$ kpc径向距离范围内以及距银道面$1.5$ kpc径向距离范围内的速度分布。然后，我们应用轴对称的Jeans方程的子集代表薄和厚磁盘，以确定（本地）分布的质量附近的磁盘我们的银河系。我们的运动学地图表现良好，允许一个简单的本地确定的垂直力，我们发现这是$K_z^{\rm thin} = -2454 \pm 619$和$K_z^{\rm thick} = -2141 \pm 774$ $(\mathrm{km/s})^2 \! /\mathrm{kpc}$在$1.5$千秒差距远离银河系平面的薄和厚盘样品和薄和厚盘尺度高度分别为0.28千秒差距和1.12千秒差距。这些测量值可以转化为局部暗物质密度$ρ_\textrm{DM} \sim 0.018 \pm 0.002 M_\odot/\textrm{pc}^3$。该估计值的系统误差远大于引用的统计误差，因为即使薄圆盘的刻度高度相差10%，也会导致$ρ_\textrm{DM}$值变化30%，并且与数据的拟合几乎同样良好。
2018-02-26 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
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
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$\sim…
2010-11-29 astro-ph.GA
Properties of thick discs formed in clumpy galaxies
我们研究了一个可能的星系厚盘的形成方案与数值模拟。厚盘先前被认为是在高红移宇宙中的星团盘阶段形成的，在它们高度富含气体的盘中有巨大的小于10^9 M_太阳的团块。我们进行了SPH模拟，使用孤立的星系模型的目的是验证是否在这样的cluerous星系中形成的厚盘的动力学和化学性质与观测兼容。我们的模拟结果似乎与观测的动力学性质，如径向和垂直密度分布，显着的旋转速度滞后的高度和轨道偏心率的分布几乎一致。此外，在我们的模拟厚盘表明近指数依赖的方位角和垂直速度分散半径，近等温运动学在垂直方向和可忽略的金属丰度梯度在径向和垂直方向。然而，我们的模拟不能再现高度依赖的偏心率，金属丰度与偏心率或旋转速度的关系，这显示了惊人的差异，从最近的观测银河系厚盘。从这个结果，我们推断，厚盘形成的cluder-disc方案将不适合至少在银河系。然而，如果不是所有的星系都通过相同的过程形成厚盘，我们的研究就不能拒绝外部星系的这种情况。此外，我们发现大部分厚盘恒星形成巨大的团块。
2014-03-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Mapping the Galactic disk with the LAMOST and Gaia Red clump sample: III: A new velocity substructure and time stamps of the Galactic disk asymmetry in the disk between 12$-$15 \,kpc
我们调查的三维不对称运动学和银河系盘之间的银心距离$R=12$和15 \，kpc的时间戳，使用红色的团块星从LAMOST银河系巡天选择，也与自行测量提供的盖亚DR 2。我们发现银道面上方的速度亚结构对应于最近发现的密度倾斜（在\citet{Wang2018b, Wang2018c}中发现的“南-中相反”密度结构[R $\sim$ 12-15 \，kpc，Z $\sim$ 1.5 \，kpc]）的径向和方位角速度。对于垂直速度，我们检测到明确的垂直体运动或弯曲模式运动，没有明显的南北不对称对应的面内不对称功能。在不同年龄的恒星子样本中，我们发现从0 $-$ 14 \，Gyr开始的面内不对称性几乎没有时间演化，这意味着该结构可能对几乎宇宙时间的扰动敏感。我们建议，这种不对称的速度结构的可能的情况是由在平面内产生的机制，而不是垂直扰动。
2019-09-11 astro-ph.GA
The age-kinematical features in the Milky Way outer disk
利用LAMOST巡天观测到的约40，000颗红团簇星，计算了银心半径在8 ~ 14 kpc范围内的平均速度分量。我们发现，年轻的红团簇星的垂直整体运动明显大于老的红团簇星。这很可能是银河系绕其节点线弯曲的运动学特征，该节点线位于银河系反中心区域附近。这表明，这种翘曲主要是由年轻恒星而不是老恒星贡献的。在垂直运动学的年龄变化有利于形成的情况下，银河系的翘曲起源于下落错位的气体。
2017-02-08 astro-ph.GA
On the metallicity gradients of the Galactic disk as revealed by LSS-GAC red clump stars
使用从LAMOST银河系反中心光谱巡天（LSS-GAC）中选择的超过70，000颗具有$5$ - $10$ %距离精度的红团（RC）星样本，我们研究了银河系盘的径向和垂直梯度主要在反中心方向，覆盖了相当大的星盘体积，其投影的银心半径为$7 \leq R_{\rm GC} \leq 14$ kpc，距银河中平面的高度为$0 \leq |Z| \leq 3$ kpc。我们的分析表明，径向和垂直的金属丰度梯度是负的大部分磁盘体积探测，并表现出显着的空间变化。在太阳圈附近（$7 \leq R_{\rm GC} \leq 11.5$ kpc），径向梯度在中平面附近（$|Z| < 0.1$ kpc）有一个中等陡度的$-0.08$ dex kpc $^{-1}$负斜率，并且斜率随着$|Z|$的增加而减小。在外盘（$11.5 < R_{\rm GC} \leq 14$ kpc），径向梯度有一个基本上恒定的，更不陡峭的斜率$-0.01$ dex kpc $^{-1}$在所有高度以上的平面，这表明外盘可能经历了一个不同的演化路径从内盘。发现垂直梯度随着$R_{\rm GC}$的增加而变平。然而，发现较低盘的垂直梯度（$0 \leq |Z| \leq 1$ kpc）随着$R_{\rm GC}$变平比较高盘的垂直梯度（$1 < |Z| \leq 3$ kpc）更快。我们的研究结果应该提供强大的约束理论的磁…
2015-05-29 astro-ph.GA
Dynamics of an ensemble of clumps embedded in a magnetized ADAF
我们研究了全球磁场对磁化对流为主的吸积流中团块系综动力学的影响，忽略团块之间的相互作用，然后求解无碰撞Boltzman方程。在强耦合极限下，团簇的平均径向速度和旋转速度服从ADAF动力学方程，对不同的磁场配置，解析计算团簇的平均径向速度平方。团簇的平均径向速度平方的值随着磁场的径向或垂直分量的强度的增加而增加。但是，一个纯粹的环形磁场的几何形状，导致减少的平均径向速度平方的值在内部的部分与增加这个组件的强度。此外，团块的动力学强烈地依赖于平流能量的量，使得团块的平均径向速度平方的值在全球磁场的存在下随着流动变得更加平流而增加。
2015-05-28 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
Galactoseismology and the Local Density of Dark Matter
我们模拟银河系的恒星盘的垂直呼吸模式扰动，并研究其对估计当地的暗物质密度，表面密度和垂直力的影响。这些扰动的证据，涉及银河系盘垂直于其中平面的压缩和膨胀，来自SEGUE，RAVE和LAMOST调查。我们表明，它们的存在可能会导致系统误差$10\%$或更大的垂直力$K_z(z)$在$|z|=1.1\,{\rm kpc}$。这些误差转化为$\gtrsim 25\%$在估计局部暗物质密度时的误差。使用不同的单丰度亚群作为示踪剂提供了一条出路：如果盖亚时代所有示踪剂的推论都一致，那么暗物质的测定将是可靠的。来自不同示踪剂的推论的不一致将标志着未扰动模型的崩溃，并可能提供确定扰动性质的方法。
2016-10-06 astro-ph.GA
Geometric properties of galactic discs with clumpy episodes
最近提出了一种在银河系化学空间[ $α$ /Fe] vs [Fe/H]中形成双峰的设想，其中$α$增强的恒星在早期快速地成团产生。除了加速介质中$α$元素的富集，这些团块还分散了老恒星，将平面内的运动转换为垂直运动，形成了几何厚盘。在本文中，通过对光滑粒子流体动力学模拟数据的详细分析，我们研究了在这种情况下产生的几何特性（特别是化学厚盘）。对于单年龄的人口，我们表明，高-[ $α$ /Fe]星的表面径向密度分布是很好地描述了单指数，而低-[ $α$ /Fe]星需要破碎的指数。这一差距对年轻人来说是尖锐的，对老年人来说是扩大的。断裂的位置并不明显取决于年龄。单年龄星族的垂直密度剖面具有单指数的特征，对于低[ $α$ /Fe]星有显著的耀斑，而对于高[ $α$ /Fe]星只有微弱的耀斑（或根本没有耀斑）。对于低[ $α$ /Fe]星，耀斑水平随年龄而减小，而对于高[ $α$ /Fe]星，耀斑水平随年龄而微弱地增加（尽管有很大的不确定性）。所有这些性质都与最近报道的银河系观测结果一致，使其成为银河系厚盘形成的合理情景。
2020-02-11 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
Distance determination for RAVE stars using stellar models II: Most likely values assuming a standard stellar evolution scenario
RAVE（Radial Velocity Experiment）是对银河系的光谱测量。我们使用光谱的子样本与光谱测定的恒星参数值，以确定这些恒星的距离。该列表目前包含235，064个高质量的光谱，没有显示任何特殊性，属于210，872个不同的恒星。随着RAVE调查的进行，这一数字将不断增长。该目录的公共版本将通过CDS服务与正在进行的RAVE公共数据发布一起提供。这些距离是用基于Breddels等人的工作的方法确定的。（2010年）。在这里，我们假设恒星经历了标准的恒星演化，并且它的光谱没有任何特殊性。这些改进包括：使用三个等时线组中的任何一个，更好地考虑恒星的年龄和质量，使用更真实的恒星参数值的误差，并应用于更大的数据集。得到的矮星和巨星的距离与依巴谷星的天体测量距离以及观测到的疏散星团和球状星团成员的距离在21%以内相匹配。对一部分RAVE恒星的多次观测表明，导出的距离的可重复性甚至更好，其中一半的物体显示出\simlt 11%的距离分散。RAVE矮星距离太阳约300 pc，而巨星距离太阳1至2 kpc，最远可达10 kpc。这将RAVE数据集置于更本地的日内瓦-哥本哈根调查和更遥远和更微弱的SDSS样本之间。因此，解决前盖亚时代银河系结构和进化的一些基本问题是理想的。单独的应用程序留给单独的文件，在这里，我们表明，完整的6维信息的位置和速度是足够准确的讨论的垂直结构和运动学性…
2010-10-14 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Exponential profiles from stellar scattering off interstellar clumps and holes in dwarf galaxy discs
矮不规则星系星际气体中的空洞和团块是引力散射中心，它们加热场星并改变它们的径向和垂直分布。由于气体结构是扩展的，每颗恒星的散射相对较弱，恒星轨道保持接近圆形，净效应随着时间的推移缓慢积累。我们用理想化模型计算了散射星的径向轮廓，发现它接近一个指数的平衡形状，类似于观测到的星系盘形状。我们的模型只处理散射，没有棒或旋臂，因此结果主要适用于矮不规则星系，那里没有其他明显的散射过程。当恒星星族比气体层更厚时，气体扰动引起的恒星散射会减慢。一个吸积的星系与不断增长的薄气体层可以形成多个恒星的指数分布从内到外，保存在一个不断延长和变薄的恒星子盘序列的每个Gyr间隔的残余。
2017-04-12 astro-ph.GA
Tidal ribbons
来自银河系卫星的潮汐碎片通常会形成一维的细长流，因为附近的银河系轨道具有几乎相同的频率比。我们表明，情况是不同的轨道接近银河系盘，其垂直频率$Ω_z$是强烈的振幅依赖。因此，从卫星上剥离下来的恒星获得了一系列的$Ω_z$值，从而获得了一系列的频率比，并扩展到二维，形成了一个带状结构，其垂直范围与祖先轨道相当。在运动积分空间中，潮汐带是团块，这提供了最好的检测机会，并允许确定垂直穿过圆盘的银河势。
2018-06-28 astro-ph.GA
Orbits and action changes during star-clump encounters responsible for the origin of exponential discs in dwarf galaxies
以前的研究发现，恒星被大质量团块散射可以导致星系盘中指数分布的形成，但恒星如何移动的细节尚未得到充分解释。我们使用的GADGET-2模拟，从一个最初的高斯光盘在约4 Gyr的低质量星系，如矮不规则的指数配置文件的形式。我们发现，几乎所有的大的角动量变化的恒星是由星团遇到最近的方法小于0.5千秒差距。在星团相遇期间，恒星可能会增加它们的随机运动，导致整个恒星星族的平均径向和垂直作用增加。单个恒星的角动量变化和径向作用量变化受恒星接近团块的方向影响。一颗恒星最初在一个相对于散射团的更大的星系半径上，通常会在相遇过程中被向内拉，失去角动量，而一颗半径较低的恒星则倾向于向外移动，获得角动量。如果一颗恒星从方位角方向遇到一个团块，径向作用的增加是最大的，而从径向接近的角度来看，径向作用的增加是最小的。碰撞引起的角动量变化在径向倾斜较大时有向内的偏向，而径向倾斜较浅时会使这种偏向向外。恒星轮廓的演变朝着指数似乎发生的方向的偏见无关。
2022-10-02 astro-ph.GA
Mapping the Galactic disk with the LAMOST and Gaia red clump sample: IV: the kinematic signature of the Galactic warp
利用从LAMOST和盖亚银河系巡天中选出的近14万颗红团簇星的样本，我们绘制了大体积银盘（6 $< R < 16$ kpc; $-20 <ϕ< 50^{\circ}$ ; $|Z| < 1$ kpc）的$X$- $Y$平面上的平均垂直速度$\overline{V_{z}}$。对于化学薄的圆盘，检测到$\overline{V_{z}}$随$R$增加的明显特征。然而，厚盘的特征并不显著，这与该盘组件的热性质一致。对于薄盘，翘曲签名显示在径向和方位角方向上的显着变化，在良好的协议与以前的结果的恒星计数。用一个简单的长寿命静态翘曲模型拟合$\overline{V_{z}}$的二维分布，得到该运动学翘曲的节点线角约为$12.5^{\circ}$，再次与以前的结果一致。
2020-07-14 astro-ph.GA
Kinematics and dynamics of Gaia red clump stars
我们分析的运动学和动力学的均匀样本的红丛星选择从第二盖亚数据发布目录在银河系两极的方向。通过与2微米全天巡天星表进行比较，确认了高度在0.6至3.5千秒差距之间的样本的完整程度。我们表明，密度分布和速度色散显着更扰动在北方比在南方，在我们的银河系附近的所有分析区域。我们提供了一个详细的评估，这些南北不对称的大高度。然后，我们继续评估这种不对称性如何影响平衡假设下的动态物质密度的测定。我们发现，牛仔裤的分析提供了相对相似的垂直力和综合动态表面密度在大的高度以上的平面在两个半球。在这些高度，恒星和气体的密度非常低，表面密度主要由暗物质控制，这使得可以分别在北方和南方估计在平衡假设下得出的局部暗物质密度。在存在垂直扰动的情况下，这些数值应被视为上限。Jeans分析得出的局部暗物质密度值在2 kpc以上，扰动北半球为$ρ_{\rm DM} \sim 0.013 \, {\rm M}_\odot/{\rm pc}^3$（$ \sim 0.509 \, {\rm GeV/cm}^3$），扰动南半球为$ρ_{\rm DM} \sim 0.010 \, {\rm M}_\odot/{\rm pc}^3$（$ \sim 0.374 \, {\rm GeV/cm}^3$）。作为比较，我们确定本地暗物质密度拟合全球相空间分布的数据。我们最终得到的值在$ρ_{\rm DM} \sim 0.011 - 0.…
2020-09-16 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
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
The Stellar Disk Structure Rrevealed by the Mono-age Populations of the LAMOST Red Clump Sample
本研究利用LAMOST和Gaia的138,667颗红团簇恒星，将其划分为单年龄种群分析银河系盘结构，发现双分量盘模型均存在翘曲，薄盘标高随年龄增长而厚盘稳定，揭示了年龄对盘结构演化的关键作用。
2024-12-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Constraining the Galaxy's dark halo with RAVE stars
我们使用的$\sim200\,000$巨星，位于$\sim 1.5$千秒差距的平面内的运动学来测量太阳附近的质量密度的垂直剖面。我们发现暗晕穿过太阳的等密度面（$(6\pm0.9)\times10^{10}\,\mathrm{M_\odot}$）内的暗质量和面内密度（$0.9$）几乎与（扁）晕的轴比$q$无关。如果光环是球形的，那么太阳上46%的径向力是由重子提供的，银河系只有4.3%的质量是重子。如果晕是扁平的，重子对局部径向力和星系质量的贡献就更小了。太阳所在位置的暗物质密度为$0.0126\,q^{-0.89}\,\mathrm{M_\odot\,pc^{-3}}=0.48\,q^{-0.89}\,\mathrm{GeV\,cm^{-3}}$。当结合其他文献结果，我们发现一个温和的扁圆暗晕与$q \simeq 0.8$的提示。我们的太阳半径内的暗物质的值是大于宇宙学暗物质的模拟预测，但在良好的协议与模拟，一旦重子的影响被考虑在内。我们的质量模型包括三个双指数盘，一个扁球形凸起和Navarro-Frenk-White暗物质晕，我们通过找到依赖于三个作用积分的分布函数$f(\mathbf{J})$来模拟RAVE星在相应引力场中的动力学。统计误差完全被系统的不确定性所淹没，其中最重要的是光度和光谱样本中恒星的距离以及太阳到银河系中心的距离。除了暗晕变平以外的其他系统学产生的总体不确…
2014-09-30 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Kinematic imprint of clumpy disk formation on halo objects
背景：在遥远宇宙中，红移z>1的星团盘星系被观察到在它们的盘中有几个巨大的团块。它们被认为对应于盘状星系的早期形成阶段。另一方面，晕天体，如古老的球状星团和晕星，很可能是由星系中最古老的恒星（年龄>10 Gyr）组成的，因此可以假定星团盘的形成发生在一个预先存在的晕系统中。目的：巨大的团块在一个早熟的盘中以相同的方向轨道运行，并且质量如此之大，以至于它们可能会与晕天体发生引力相互作用，并对晕的运动状态产生影响。因此，我仔细研究的可能性，团块留下的clujetdisk形成的晕系统的运动学印记。研究方法：我执行一个限制的N体计算与玩具模型，研究运动学的影响晕的轨道运动的团块，检查依赖的质量（质量损失），数量和轨道半径的团块的结果。结果：我将表明，晕对象可以捕捉到块运动，并获得盘状旋转的块的动力学摩擦时间尺度，~0.5 Gyr。团簇的影响仅限于盘周围的一个区域内，晕系统的净自转速度和轨道偏心率具有垂直梯度。运动学影响的重要性在很大程度上取决于团块的质量，假设团块质量的下限是5x10^8太阳质量。结果还取决于团簇是否经历了快速的质量损失，这是最近研究中争论的一个公开问题。这种大质量团块的存在并不是不现实的，因此我认为，在当前的星系晕中可能仍然存在着过去星团盘形成的印记。
2012-11-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dynamical and chemical evolution of the thin disc
我们详细的分析本地盘模型（JJ模型）量化的运动学性质（如速度色散和不对称漂移），空间参数（尺度长度和垂直密度分布）和恒星子种群（年龄和丰度分布）的属性之间的相互关系。任何一致的圆盘演化模型的径向延伸应该预测在不同的分布函数和它们的相关性的特定功能。大型光谱测量（SEGUE、RAVE、APOGEE、Gaia-ESO）对薄盘的长期演化有很大的限制。我们讨论了定性差异的相关性（如金属丰度的函数的α-增强）和分布函数（例如，在[Mg/H]或[Fe/H]）的建设一个磁盘模型。在JJ模型的框架下，我们建立了一个局部化学富集模型，并表明在薄盘中预期主序星和红团星会有显著的垂直梯度。金斯对不对称漂移的分析提供了与圆盘径向结构的联系。导出的金属度依赖的径向尺度长度可以结合在未来的丰度分布在不同的银心距离，以构建完整的磁盘模型。我们希望能够限制可能的情况下，由内而外增长的薄光盘，并将这些人口，这需要显着的径向迁移。
2015-12-16 astro-ph.GA
The Gaia-ESO Survey: the chemical structure of the Galactic discs from the first internal data release
大多数对银河系圆盘的高分辨率光谱研究大多局限于太阳附近的物体。在这里，我们的目标是扩大的体积，其中个别化学丰度是用来衡量两个光盘，使用的第一个内部数据发布的盖亚-ESO调查。我们推导并讨论了八种元素（Mg，Al，Si，Ca，Ti，Fe，Cr，Ni和Y）的丰度。这些元素丰度与铁的趋势非常相似，在太阳附近。我们发现一个自然的分工之间的α-丰富和α-贫穷的恒星，最好的双峰的[Mg/M]分布在箱的金属丰度，我们归因于厚和薄盘序列，分别。除了可能的例外铝，观察到的分散周围的趋势是很好地描述了预期的错误，留下的空间很小的天体物理分散。使用Recio-Blanco等人（2014 b）先前推导的距离，我们进一步发现厚盘在垂直方向上延伸得更多，并且比薄盘更集中于星系内部，这表明尺度长度更短。考虑到R_GC和|Z|之间的相关性，我们推导出两个种群的金属丰度、铁、四种α元素丰度和铝的径向和垂直梯度。在薄盘中发现了径向金属丰度梯度。发现的正径向个体[α/M]梯度与RAVE调查中观察到的梯度存在差异。薄盘还具有负的垂直金属丰度梯度，伴随着正的个体[α/M]和[Al/M]梯度。厚盘没有径向金属丰度梯度，垂直金属丰度梯度比薄盘浅，α元素-铁径向梯度与薄盘相反，垂直个体[α/M]和[Al/M]梯度为正。
2014-08-28 astro-ph.GA
More dynamical models of our Galaxy
使用一种新的算法来估计轨道的作用，一个参数化的分布函数被自动地拟合到太阳邻域的观测数据。我们采用的引力势，这是由三个光盘（气体和薄和厚恒星盘），一个凸起和黑暗的晕，并适合薄盘组件的分布函数的太阳邻域速度分布从日内瓦-哥本哈根调查。我们发现，光盘的垂直密度分布与z<~500 pc的数据吻合得很好。然后，使用分布函数的厚圆盘分量将拟合扩展到Gilmore和Reid（1983）的z<~2.5 kpc的数据。该模型与RAVE观测的垂直速度频散σ_z（z）剖面和SDSS观测的|z| ~ 1 kpc的速度分量分布拟合良好。该模型成功预测拟合过程中未使用的数据的能力表明，所采用的引力势（接近最大圆盘势）接近真实的引力势。我们指出，如果使用另一种合理的势，σ_z的预测值会太大。这些模型意味着，与薄圆盘相比，厚圆盘的垂直温度必须比径向温度高，这一预测将有可能在不久的将来进行测试。当以无约束方式调整模型参数时，有一种趋势是生成预测诸如尺度高度等数量的意外径向变化的模型。这一发现表明，要充分约束这些模型，需要远远超出太阳圆柱体的数据。本文提出的模型可能被证明是有用的解释数据的外部星系已采取了积分场单位。
2012-07-20 astro-ph.GA
Milky Way rotation curve from proper motions of red clump giants
本文导出了银河系在银心半径R=4-16 kpc范围内，在离银心面z的不同垂直高度（-2 ~+2kpc）上的恒星自转曲线。我们使用PPMXL调查，其中包含USNO-B1自行目录与2 MASS点源目录的天体测量和近红外测光交叉相关。为了提高自行的精度，在这次PPMXL巡天中，我们计算了类星体的平均自行，得到了类星体的系统漂移，并对整个巡天的自行进行了相应的改正，减小了系统误差。我们从CM图中选择了K与（J-K）的红团簇巨星，并利用它们的自行信息来建立我们银河系旋转速度的地图。我们得到了一个几乎平坦的旋转曲线，随着R或|z|值的增加，旋转曲线略有下降。最令人困惑的结果是在距离最远和离面最远的区域获得的，在那里，在反中心区域的银河经度方向上与零平均自行（~4 mas/yr）的显著偏差可以直接转化为比太阳银心半径低得多的旋转速度：平均速率为82+/-5（统计）+/- 58（系统）km/s。在我们探索的区域中，这些区域的旋转速度低于150公里/秒的情况是有趣的，并邀请人们重新考虑暗物质分布的不同可能性。然而，鉴于高系统误差，我们不能就此下结论。因此，有必要对高R和|z|下的自行进行更多的测量，以验证如果这种低速得到证实，将会出现的奇异情况。
2014-02-18 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
Mapping the Galactic disk with the LAMOST and Gaia Red clump sample: VIII: Mapping the kinematics of the Galactic disk using mono-age and mono-abundance stellar populations
基于LAMOST-Gaia红团簇恒星，按年龄与[α/Fe]族群测绘银盘运动学，揭示整体运动、旋臂、扰动及不同加热机制。
2024-03-04 astro-ph.GA
Cosmic-Ray Diffusion Suppression in Star-forming Regions Inhibits Clump Formation in Gas-rich Galaxies
对星团、孤立的超新星遗迹和脉冲星风星云周围的$γ$射线辐射的观测表明，与银河系的平均值相比，加速点附近的宇宙射线（CR）扩散系数可以被一个很大的因子抑制。我们探讨了这种局部抑制CR扩散对星系演化的影响，使用孤立的盘状星系与定期和高气体分数的模拟。我们的研究结果表明，而CR传播与恒定的扩散率可以使气体磁盘更稳定，通过增加中面压力，大规模的CR压力梯度不能防止局部破碎时，磁盘是不稳定的。相比之下，当CR扩散率在恒星形成区域被抑制时，CR在这些区域的积累会导致强烈的局部压力梯度，从而阻止大规模气体团块的形成。结果，致密气体和恒星形成的分布发生了质的变化：一个全球不稳定的气体盘不会猛烈地碎裂成大质量的恒星形成团块，而是保持着规则的大设计螺旋结构。这种影响调节恒星的形成和磁盘结构，是质的不同和互补的全球作用的CR垂直流体静力学支持的气体磁盘和驱动银河风。
2021-03-12 astro-ph.GA astro-ph.HE
Revisiting the Tale of Hercules: how stars orbiting the Lagrange points visit the Sun
我们提出了一个新的解释武仙座流与最近的测量银河酒吧的范围和模式的速度相一致。我们已经适应了一个量身定制的动力学模型为银河系调查的运动学的太阳附近（SNd）。该模型匹配的3D密度的红团巨星（RCG）的凸起和酒吧，以及恒星运动学在银河系内部，与模式速度为39公里秒$^{-1}$千秒$^{-1}$。交叉匹配此模型与$Gaia$ DR1 TGAS数据结合RAVE和LAMOST径向速度，我们发现，该模型自然预测双峰的$U\!-\!V$速度分布附近的恒星，这是在很好的协议与武仙座流。在这个模型中，武仙座流是由围绕棒的拉格朗日点运行的恒星组成的，这些恒星从棒的共转半径向外移动，访问SNd。虽然该模型还不能定量拟合速度分布，但新的图像自然地预测了武仙座流在太阳内部更加突出，而在太阳外部几乎只缺少几个$100$ pc，并合理地解释了武仙座在古老和富含金属的恒星中非常突出。
2017-04-18 astro-ph.GA
Stellar scattering and the formation of exponential discs in self-gravitating systems
我们表明，使用N体代码GADGET-2，恒星散射的大规模团块可以产生指数盘，和有效性的过程取决于散射中心的质量，以及银河系盘的稳定性。在不太稳定的圆盘中，重的，密集的散射中心迅速产生指数分布，时间尺度短于1 Gyr。在不同的初始恒星分布下，由于散射引起的轮廓演化可以形成一个近指数圆盘。这一结果支持分析理论预测的散射过程总是有利于零熵梯度的解决方案的Jeans/泊松方程，其档案是一个近指数。剖面的变化伴随着光盘增厚，并在垂直和径向方向上的恒星速度色散的幂律增加也观察到通过演变。恒星和团块的近距离相遇会导致恒星轨道的突然变化，并使恒星径向移动。这些事件可以使轨迹更加古怪，但许多事件几乎没有改变古怪。平均而言，恒星的轨道偏心率随时间适度增加。
2020-09-03 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
A New Photometric Model of the Galactic Bar using Red Clump Giants
我们提出了一个研究的光度密度分布的银河酒吧使用数计数的红团巨星（RCG）的OGLE-III调查。Nataf等人（2013年）最近公布了9019个朝向球丘的视场的数据，并且在$90.25 \,\textrm{deg}^2$的观察区域上有$2.94\times 10^6$ RC星。数据包括数量计数，平均距离模量（$μ$），$μ$中的分散和全误差矩阵，从中我们拟合数据与几个三轴参数模型。我们使用马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）方法探索参数空间，发现最适合的模型是$E_3$模型，到GC的距离为8.13 kpc，银道面半长短棒轴尺度长度$x_{0},y_{0}$与垂直棒轴尺度长度$z_0$之比为$x_0:y_0:z_0 \approx 1.00:0.43:0.40$（接近于扁长）。沿棒长轴的恒星密度剖面的尺度长度为$\sim$ 0.67 kpc，角度为$29.4^\circ$，略大于基于OGLE-II数据的类似研究所获得的值。在视场内的RC星的估计数量为$2.78 \times 10^6$，这是系统地低于观测值。我们从观测到的计数中减去平滑参数模型，发现残差与银河系中心X形结构的存在一致，超出估计质量含量的部分为$\sim 5.8%$。我们估计棒的总质量为$\sim 1.8 \times 10^{10} M_\odot$。我们的研究结果可以被用来作为一个关键成分，以构建新的密度模型的银河系，并…
2013-06-11 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
Mapping the Milky Way with Gaia Bp/Rp spectra-IV: the broken and asymmetric density profile of the stellar disk traced by a large sample of red clumps
Institute of Astronomy and Physics, Inner Mongolia University（内蒙古大学天文与物理学院）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉各纳大学）；School of Astronomy and Space Science, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文与空间科学学院）；Key Laboratory of Survey Science of Yunnan Province, Yunnan University（云南省测绘科学重点实验室）
基于840万颗红团星，研究银河系恒星盘的径向和方位密度分布，发现盘结构的断裂和非对称特征，揭示了不同区域的密度变化及可能的银河系棒状结构影响。
2026-04-27 astro-ph.GA
