On the Flaring of Thick Disc of Galaxies: Insights from Simulations
使用模拟星系在其宇宙学背景下，我们分析如何耀斑的单年龄人口（地图）的影响耀斑和年龄结构的几何定义的厚盘。我们还探讨了在何种情况下，几何薄和厚盘是有意义的不同组件，或在银河系中是一个单一的连续结构的一部分。我们发现，当MAP几乎没有耀斑或在它们开始耀斑的半径处具有低表面密度时，会产生平坦的厚盘。当观察MAPs的垂直分布时，这些星系显示出连续的薄/厚结构。它们也有径向年龄梯度，往往有静止的合并历史。这些特征与在银河系中观察到的一致。另一方面，当张开的MAP在它们开始张开的半径处具有高表面密度时，就会产生张开的厚盘。厚盘的尺度高度可以由多个MAP或仅几个MAP支配，这取决于MAP的质量和尺度高度分布。在这些星系的大部分中，薄盘和厚盘是明显不同的结构。最后，耀斑厚盘有不同的径向年龄梯度和合并的历史，与星系更大规模或经历了大规模合并显示平坦的年龄径向梯度在他们的厚盘。
2021-01-28 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
An Integral Field Spectroscopy Study Of Thin And Thick Discs In IC 2531
本文利用积分场光谱和 pPXF 恒星族拟合研究侧向星系 IC 2531 的薄盘与厚盘，发现其盘面化学性质介于银河系薄盘与厚盘之间，厚盘更年老、贫金属且 α 增强，为厚盘形成理论提供约束。
2025-07-20 astro-ph.GA
In the thick of it: metal-poor disc stars in RAVE
通过选择在RAVE-DR 4调查的恒星位于1和2千秒差距以上的银河系平面，我们质疑的一致性，最简单的三个组成部分的模型（薄盘，厚盘，晕）的银河系。我们确认厚盘的金属丰度和方位速度分布函数不是高斯分布。特别是，我们发现厚盘有一个扩展的金属丰度尾部至少下降到[M/H]=-2 dex，大约占整个厚盘人口的3%，并且与典型厚盘相比具有较短的尺度长度。这些贫金属星的平均方位角速度使我们能够估计金属丰度和轨道速度之间的相关性，这是对银河系厚盘形成机制的重要约束。给出我们的简单方法，我们发现dVphi/d[M/H] ~ 50 km/s/dex，这与以前的文献值非常一致。我们完成了研究的一个简短的讨论的厚盘的形成方案的影响，并建议，鉴于上述特点，一个厚盘主要由径向迁移机制似乎不太可能。
2013-10-07 astro-ph.GA
Metallicity Gradient of the Thick Disc Progenitor at High Redshift
我们已经开发了一种新的马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）化学“绘画”技术，以探索可能的径向和垂直金属丰度梯度厚盘祖。在我们的分析中，我们匹配一个N体模拟的数据从阿帕奇点天文台星系演化实验（APOGEE）调查。我们假设，厚盘有一个恒定的标度高度，并已完成其形成的早期时代，在此之后的时间径向混合的恒星已经发生。在这些假设下，我们发现厚盘祖先的初始径向金属丰度梯度不应该是负的，而是平坦的甚至是正的，以解释厚盘当前的负垂直金属丰度梯度。我们的研究表明，厚光盘是建立在一个由内而外和颠倒的方式，和老年人，较小和较厚的人口更金属穷人。在这种情况下，在厚盘形成的不同时期的恒星形成盘被允许有不同的径向金属丰度梯度，包括一个负的，这有助于解释在高红移盘星系中观察到的各种斜率。这种情况有助于解释银河系厚盘的金属丰度-旋转速度关系的正斜率。另一方面，径向混合会使现有坡度的斜率变小。
2017-09-20 astro-ph.GA
A prediction on the age of thick discs as a function of the stellar mass of the host galaxy
其中一个建议厚盘形成的机制是，他们出生迅速，并在原位从一个动荡的clusterian盘。随后，薄盘慢慢地形成在他们从剩余的湍流阶段和物质通过冷流和小合并吸积。在这封信中，我提出了一个观察测试来验证这一假设。通过将厚盘和边缘星系的总质量与在$z\leq3.0$红移范围内计算的星系质量函数相结合，得到了厚盘中最年轻恒星的年龄与宿主星系的恒星质量之间的正相关关系;现今恒星质量为$\mathcal{M}_\star(z=0)<10^{10}\,\mathcal{M}_\odot$的星系中有着像$4-6\,{\rm Gyr}$一样年轻的厚盘恒星，而在银河星系的厚盘中，最年轻的恒星的年龄是$\sim10\,{\rm Gyr}$。我测试了这个预测对几乎没有厚盘年龄估计，所有这些都是来自星系的$\mathcal{M}_\star(z=0)\gtrsim10^{10}\,\mathcal{M}_\odot$，我发现，场螺旋星系似乎遵循的预期。另一方面，我的推导预测的年龄太低的透镜状星系的厚盘，表明一个快速的早期演化为S 0星系。我建议的想法，最终测试是否厚盘形成迅速，并在现场获得厚盘的年龄在现场星系的质量$\mathcal{M}_\star(z=0)\sim10^{9.5}\,\mathcal{M}_\odot$，并通过检查它们是否包含$\sim5\,{\rm Gyr}$ -老恒星。
2021-01-15 astro-ph.GA
Through thick and thin: Structure of the Galactic thick disc from extragalactic surveys
我们的目标是通过探索银河系厚盘的垂直和径向性质来了解银河系的吸积历史。我们研究的化学和运动学性质的大约一千光谱的微弱的幅度前景银河系恒星偶然观察到在银河系外的调查在四个视线：三个在南银河半球（调查的船底座，天炉座和Sculptor矮球状星系）和一个在北银河半球（调查的六分仪矮球状星系）。前景恒星距离银道面3 kpc，银心半径11 kpc。只有三条视线有足够数量的前景恒星进行可靠的分析。朝向银河系北半球的六分仪和南方的玉夫座，我们测量到平均金属丰度随着距离银河系平面的高度而一致下降，这表明化学对称的厚盘。这种减少可能是由于固有的厚盘金属丰度梯度，或简单地由于薄盘/厚盘人口比例的变化和厚盘没有固有的金属丰度梯度。我们赞成后一种解释。相比之下，我们发现一个不可预测的金属贫人口的证据在船底座的方向。Wyse等人（2006年）较早发现了这一种群，但我们更详细的分析提供了对其位置（|Z| <1 kpc）、金属丰度（-2<[M/H]<-1 dex）和方位角轨道速度（V_phi ~120 km/s）的可靠估计。考虑到化学动力学性质的过度密度对船底座视线，我们认为它代表的典型厚盘的金属贫尾。尽管现有的恒星数量很少，但我们认为这种弱金属厚盘遵循通常建议的厚盘速度-金属丰度关系dV_phi/d[M/H]~40- 50 km/s/dex。
2013-05-27 astro-ph.GA
The reports of thick discs' deaths are greatly exaggerated: thick discs are NOT artefacts caused by diffuse scattered light
最近的研究使科学界在研究低表面亮度的星系特征（如厚盘）时意识到散射光。在我们过去对斯皮策银河系恒星结构巡天（S $^4$ G）中的厚盘边缘星系的研究中，我们将点扩散函数模拟为高斯函数。我们用修正的点扩散函数模型重新检验了我们的结果，该模型考虑了扩展机翼超过2.5弧分的情况。本文研究了$3.6μ{\rm m}$.我们分解的星系垂直于他们的中平面的表面亮度配置文件，假设光盘是由两个恒星盘在流体静力平衡。我们分解的轴向表面亮度分布的星系模型的中心质量浓度-所描述的Sérsic函数-和光盘-所描述的一个破碎的指数盘。我们改进的治疗方法证实了厚椎间盘的普遍性。我们目前的拟合与之前提出的拟合之间的主要区别在于，现在来自薄圆盘的散射光在低于$μ\sim26\,{\rm mag\,arcsec^{-2}}$的水平上主导表面亮度。这并不严重影响我们以前提出的任何结果：1）厚光盘几乎无处不在。它们不是像其他地方所建议的那样由散射光引起的人工制品。2)厚盘的质量与低质量星系中的薄盘相当--圆速度$v_{\rm c}<120\,{\rm km\,s^{-1}}$ --而它们的质量通常小于高质量星系中的薄盘。3)厚盘和中心质量集中似乎已经形成在同一时期从一个共同的材料库。4)大约60%的面向星系的上弯断裂是由薄盘和厚盘的叠加引起的，其中厚盘的尺度长度最大。（节录）
2020-09-11 astro-ph.GA
Determining the radio AGN contribution to the radio-FIR correlation using the black hole fundamental plane relation
研究了来自雨燕爆发警戒望远镜（BAT）样品的92个近区（z<0.05）超硬X射线选定的活动星系核（AGN）的1.4GHz射电性质。通过超硬X射线的选择，我们最大限度地减少了对模糊或康普顿厚度的活动星系核的偏见，以及与恒星形成产生的辐射的混淆，这些辐射通常会影响从紫外线，光学和红外波长中选择的活动星系核样本。我们发现，在我们的超硬X射线选择的活动星系核样本中，所有的天体都是射电宁静的，83%的天体属于高激发星系（HEGs），17%的天体属于低激发星系（LEGs）。虽然这些低z BAT源遵循无线电-远红外相关性以类似的方式恒星形成星系，我们的分析发现，仍然有显着的活动星系核的贡献，在观测到的无线电发射从这些无线电安静的活动星系核。事实上，我们的大部分BAT样本占据了与其他样本中观察到的相同的X射线-无线电基本平面，其中包括无线电响亮的AGN -证据表明观察到的无线电发射（尽管很弱）与AGN吸积机制有关，而不是恒星形成。
2016-04-20 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 disc molecular gas fraction in NGC 6946
最近的几项研究加强了星系中厚分子盘的存在，以及动态冷薄盘。假设一个两个组件的分子盘，我们模拟的NGC 6946光盘作为一个四个组件的系统组成的恒星，HI，薄盘分子气体，厚盘分子气体在垂直流体静力学平衡。接着，我们建立了流体静力平衡的联合Poisson-Boltzmann方程，并对其进行数值求解，得到了不同重子分量的三维密度分布。利用密度解和观测到的旋转曲线，我们进一步建立了分子盘的三维动力学模型，并连续模拟了CO的光谱立方体和光谱宽度分布。我们发现，不同的假设厚盘分子气体分数的模拟光谱宽度轮廓明显不同。几个CO光谱宽度轮廓，然后产生不同的假设厚盘分子气体分数，并与观察到的一个比较，以获得最佳拟合厚盘分子气体分数轮廓。我们发现NGC 6946的厚盘分子气体分数在整个分子盘上基本保持恒定，平均值为$0.70 \pm 0.09$。我们还估计了NGC 6946中平面外分子气体的数量。我们发现总分子气体中的$\sim 50\%$在中心区域是平面外的，而在分子盘的边缘，这部分减少到$\sim 15\%$。用我们的方法，第一次，我们估计厚盘分子气体分数作为半径的函数，在一个外部星系与sub-kpc分辨率。
2020-12-17 astro-ph.GA
An excessively massive thick disc of the enormous edge-on lenticular galaxy NGC7572
已知星系盘具有复杂的多层结构。深入研究薄组分和厚组分的恒星星族性质可以阐明盘星系的形成和演化。尽管厚圆盘无处不在，但它们的起源仍然存在争议。在这里，我们探测厚盘形成的情况下，通过调查NGC 7572，一个巨大的边缘上的星系$R_{25}\approx 25$千秒差距和$V_{\rm rot} \approx 370$公里秒$^{-1}$，这大大超过了银河系的大小和质量。我们分析了DECaLS存档图像，发现NGC 7572的圆盘包含两个具有相似径向尺度的耀斑恒星圆盘（薄圆盘和厚圆盘）。我们使用6米俄罗斯BTA望远镜收集了深长缝光谱数据，并使用一种新技术对其进行了分析。我们首先重建了一个非参数恒星视线沿星系半径的速度分布，然后将其与两个运动学分量相拟合，这两个运动学分量分别占薄盘和厚盘中恒星的轨道分布。旧的厚盘被证明是2.7倍的中间年龄薄组件，$1.6\times 10^{11}$ $\textrm{M}_{\odot}$与$5.9\times10^{10}$ $\textrm{M}_{\odot}$，这是非常不寻常的。厚盘和薄盘的[Mg/Fe]值分别为+0.3和+0.15 dex，它们的运动学和质量比表明，在NGC 7572中，我们观察到一个快速形成的非常巨大的厚盘和一个不发达的薄盘，其生长由于冷气体的耗尽而过早结束，可能是由于环境影响。
2020-03-31 astro-ph.GA
Co-formation of the thin and thick discs revealed by APOGEE-DR16 and Gaia-DR2
由于薄盘星平均比厚盘星年轻，一些模型预测薄盘在厚盘形成后开始形成，大约10 Gyr前。因此，不应存在明显的老年薄椎间盘群体。使用Gaia-DR 2的6-D坐标和Sanders & Das（2018）的年龄估计，我们选择了距离太阳2 kpc以内的$\sim 24000$老恒星（${τ> 10}$ Gyr，不确定性为$\lesssim 15\%$）（完整样本）。与APOGEE-DR 16（$\sim 1000$星）的交叉匹配揭示了古老的化学定义薄/厚盘星的可比部分。我们发现，完整的样本近心点半径（$r_\mathrm{per}$）分布有三个峰值，一个与恒星晕和其他两个有贡献的薄/厚光盘。使用高分辨率的$N$-体+光滑粒子流体动力学模拟，我们证明了一个峰值，在$r_\mathrm{per}\approx 7.1$ kpc，是由恒星从两个磁盘出生在银河系内部和迁移到太阳附近。在太阳邻域中，古老的薄（厚）盘星中的$\sim 1/2$（$\sim 1/3$）被归类为迁移星。我们的研究结果表明，薄/厚光盘受到不同的径向迁移，因为他们有不同的偏心率分布，无论垂直尺度的高度。我们解释存在一个显着的老薄盘人口的证据，早期共同形成的薄/厚光盘，认为在早期光盘的团块不稳定性提供了一个令人信服的解释所观察到的趋势。
2021-02-03 astro-ph.GA
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
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
Chemical evolution of the Milky Way: constraints on the formation of the thick and thin discs
本文根据最新的观测资料研究了银河系厚盘和薄盘的演化。特别是，我们分析了O，N，Fe和Mg的丰度梯度沿薄盘以及[Mg/Fe]与[Fe/H]的关系和金属丰度分布函数在不同的银心距离。我们运行几个模型从两个落入范例开始，假设厚盘和薄盘通过两个不同的落入情节形成，我们探讨了几个物理参数，如径向气体流量，恒星形成的可变效率，不同的时间为最大的落入盘上，不同的分布的总表面质量密度的厚盘和富集气体的落入。我们的最佳模型表明，径向气流和恒星形成的可变效率应该与薄盘形成的内向外机制一起起作用。最大程度地落入薄盘的时间尺度（它决定了两个盘形成之间的间隙）应为$t_{max}\simeq 3.25$ Gyr。厚盘应该具有指数的、小尺度的长度密度分布，并且在内部薄盘上的气体流入应该是富集的。我们还计算了盖亚-土卫二系统的演化，并研究了厚盘和薄盘可能相互作用的影响。我们的结论是，土卫二失去的气体，甚至是其中的一部分，可能是形成厚盘而不是薄盘的原因。
2020-08-17 astro-ph.GA
The emergence of galactic thin and thick discs across cosmic history
本研究利用JWST侧向星系样本首次在宇宙学距离上识别出厚盘和薄盘，发现星系先形成厚盘再形成薄盘，且该顺序形成以downsizing方式随质量下降而延迟，并可由Toomre Q调控的盘形成机制解释。
2025-04-10 astro-ph.GA
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 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
A monolithic collapse origin for the thin/thick disc structure of ESO 243-49
ESO 243-49是Abell 2877星系团中的一个高质量（圆速度$v_{\rm c}\approx200\,{\rm km\,s^{-1}}$）的S 0星系，距离为$\sim95\,{\rm Mpc}$。为了阐明其厚盘的起源，我们使用MUSE科学验证数据来研究其运动学和恒星星族。厚盘在超过$3.5^{\prime\prime}$（$1.6\,{\rm kpc}$）的高度处发射光的$\sim80\%$。其恒星的自转速度比薄盘中的恒星慢$30-40\,{\rm km\,s^{-1}}$，这与非对称漂移相一致。厚盘被发现比薄盘更贫金属，但两个盘都有老的年龄。我们建议在高质量星系的厚盘星的内部起源。我们建议，厚盘形成${\rm a)}$第一次在湍流阶段与高恒星形成率，薄盘形成后不久，或${\rm b)}$，因为动态加热薄的预先存在的组件。无论哪种方式，ESO 243-49中的恒星形成在星系诞生后几个Gyrs就被淬灭了，并且在星系停止形成恒星之前形成了一个薄的和一个厚的圆盘。圆盘的形成是如此之快，它可以被描述为一个整体崩溃，几代恒星在快速连续的形成。
2016-09-24 astro-ph.GA
Resonant thickening of self-gravitating discs: imposed or self-induced orbital diffusion in the tightly wound limit
利用缀饰的无碰撞Fokker-Planck方程和非均匀多分量Balescu-Lenard方程研究了自引力恒星银盘的长期增厚。厚WKB的扩散通量的限制被发现使用周转近似，而假设只有径向紧密缠绕的瞬态螺旋持续的光盘。这产生简单的求积的漂移和扩散系数，提供了一个清晰的理解的位置，最大的垂直轨道扩散内的磁盘，引起的波动外部或由于有限数量的粒子。这些厚的限制也提供了一个一致的推导厚光盘Toomre参数，这是指数提升的比例的垂直径向刻度高度。在统计上，光盘内的着装电位波动诱导共振轨道的子集的垂直弯曲，触发相应的垂直速度色散的增加。当应用到一个不温不火的稳定锥形光盘扰动的散粒噪声，这两个框架再现定性的脊共振轨道形成更大的垂直行动，发现在直接数值模拟，但高估了时间尺度参与其外观。可能需要摆动放大来解决这种差异，如在刀片薄光盘的情况下所示。增厚的其他来源也进行了调查，如褪色序列的慢酒吧，或联合进化的人口巨大的分子云内的磁盘。
2017-08-22 astro-ph.GA
The bursty origin of the Milky Way thick disc
我们研究薄和厚恒星盘的形成在银河系质量的星系使用12个火-2宇宙放大模拟。所有模拟的星系都经历了早期的爆发性恒星形成，过渡到后期的稳定阶段，接近恒定的恒星形成。在稳定阶段晚期形成的恒星在$z=0$有更多的圆形轨道和薄盘状形态，而在爆发阶段出生的恒星有更多的径向轨道和厚盘结构。在$z=0$的厚盘恒星的平均年龄与这个过渡时间密切相关。我们还发现，从爆发到稳定的恒星形成的早期过渡的星系有一个较高的薄盘分数在$z=0$。我们的三个系统在薄盘阶段与LMC大小的卫星有轻微的合并。这些合并会引发短暂的星爆，但不会破坏薄盘，也不会改变恒星形成过渡时间和薄/厚盘属性之间的广泛趋势。如果我们的模拟是宇宙的代表，那么银河系（或M31）的恒星考古学研究提供了一个了解银河系过去恒星形成模式的窗口。目前对银河系厚盘的年龄估计表明，银河系在$\sim$ 6.5 Gyr前从爆发阶段过渡到稳定阶段;在此之前，银河系可能缺乏可识别的薄盘。
2021-03-05 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
The imprint of the thick stellar disc in the mid-plane of three early-type edge-on galaxies in the Fornax cluster
银河系的恒星盘，例如银河系的恒星盘，通常具有由薄的和厚的组成部分组成的复杂结构。对星系盘亚结构及其差异的研究可以揭示星系的聚集过程及其演化。然而，由于观测上的困难，缺乏关于外星系厚盘组成部分的恒星星族的信息。利用10米SALT望远镜获得的银河系中面深长缝光谱和公开的光度测量数据，对天炉座星系团IC335、NGC1380A、NGC1381中的三个边缘朝上的早型盘星系进行了研究。我们报告说，显着的变化的恒星星族属性超出半径的光度配置文件表明膝盖是由厚盘的贡献增加。最外层厚盘区的恒星星族性质显示出明显的老年龄和低金属丰度。我们解释这些调查结果的结果，由于冲压压力气体剥离从磁盘外围开始的集群组件，而随后的恒星形成发生在内部磁盘逐渐熄灭的饥饿，在磁盘的最外区域的恒星形成淬火。
2018-12-17 astro-ph.GA
The structural evolution of galaxies with both thin and thick discs
我们进行控制的N体模拟盘星系内生长的活暗物质（DM）晕到今天的星系，包含薄和厚盘。我们考虑两种类型的模型：a）厚盘初始条件，在近圆轨道上的恒星连续添加超过10 Gyr和b）模型，其中恒星的出生速度色散在相同的时间尺度上连续减少。我们表明，这两个计划产生的双指数垂直配置文件类似的银河系（MW）。我们指出如何空间年龄结构的星系可以用来区分的情况。我们发现，厚光盘的存在显着改变和延迟酒吧的形成，从而使可能的模型与现实的酒吧和高重子DM质量比的中心区域，所需的微透镜约束。我们研究如何在恒星和DM的径向质量分布是由光盘的增长和非轴对称的影响。我们讨论了如何酒吧屈曲形状的薄和厚盘星在酒吧区域的垂直年龄分布。在何种程度上的结合观察动机的内-外生长的历史和宇宙学动机的暗晕属性导致自发形成的非轴对称，转向模型对当今MW类星系是值得注意的。
2017-06-13 astro-ph.GA
Testing formation mechanisms of the Milky Way's thick disc with RAVE
我们研究了径向速度实验（RAVE）中观测到的恒星厚盘样本的偏心率分布，并将其与Sales等人（2009）编制的文献中厚盘形成的四种模拟（卫星吸积，合并期间原始薄盘的加热，径向迁移和富含气体的合并）进行了比较。我们发现，我们的样品的分布是在低偏心率的峰值和平稳下降，而陡峭的高偏心率。该分布对于距离、薄圆盘污染和所使用的特别厚的圆盘样品的变化相当稳健。我们的结果是不一致的纯吸积模拟的预期，因为我们发现，当地厚盘星的动力学意味着大多数必须形成“原位”。在探索的其余模型中，我们恒星的偏心率分布似乎与富含气体的合并情况最一致。
2010-09-10 astro-ph.GA
The dominant epoch of star formation in the Milky Way formed the thick disc
我们报告的第一个强大的测量银河系恒星形成的历史上留下的印记的化学丰度的长寿恒星。银河系厚盘的形成发生在9.0（z~1.5）和12.5 Gyr（z~4.5）前的强烈恒星形成阶段，随后是持续约1 Gyr的下降（z~1.1）。我们的研究结果意味着厚盘的质量与银河系的薄盘一样大，这表明这个组成部分在我们银河系的起源中起着根本性的作用，这在很大程度上还没有被认识到。这一新的图像意味着，在这些时期，必须存在大量的气体来支撑厚圆盘的建设，这与过去二十年化学演化模型所假设的长期下降相矛盾。这些结果使我们能够将银河系与早期宇宙中盘状星系演化的新特征相吻合。
2014-01-08 astro-ph.GA
Understanding stellar populations in thin & thick discs of edge-on galaxies with MUSE -- I. The case of the reignited S0 galaxy ESO 544-27
本研究利用MUSE观测侧向星系ESO 544-27，发现其薄盘和厚盘均由古老富金属恒星主导，但[$α$/Fe]存在二分性，且星系近期经历了恒星形成再点燃过程。
2024-05-28 astro-ph.GA
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
Thin disc, Thick Disc and Halo in a Simulated Galaxy
在宇宙流体动力学模拟中，我们形成了一个盘星系，其子成分可以通过化学分解被分配到薄恒星盘，厚盘和低质量恒星晕。这样选择的薄盘和厚盘种群在它们的年龄、运动学和金属丰度上是不同的。薄盘星是年轻的（<6.6 Gyr），具有低速色散（σU，V，W = 41，31，25 km/s），高[Fe/H]和低[O/Fe]。厚盘星年龄大（6.6<age<9.8 Gyrs），比薄盘星滞后\sim 21 km/s，速度色散大（σU，V，W = 49，44，35 km/s），[Fe/H]低，[O/Fe]高。在模拟的“太阳环带”中，晕的组成部分占不到4%，金属丰度低，速度椭球定义为（σU，V，W = 62，46，45 km/s），主要是在早期合并时期就地形成的。在这个时期，富含气体的合并在推动旧盘星（厚盘）的形成方面发挥了重要作用。这与研究表明冷吸积是盘星系重子的主要来源是一致的。我们的模拟最初形成了一个相对较短的（scalelength \sim 1.7 kpc在z=1）和运动学热盘，主要是从气体吸积在星系的合并时代。远不是一个竞争的形成场景，迁移是至关重要的调和短，热，盘形成在高红移在ΛCDM，与厚盘的属性在z=0。厚盘，定义为其丰度保持其相对较短的规模长度在z = 0（2.31千秒差距）相比，总盘规模长度为2.73千秒差距。盘生长的由内而外的性质是印记的丰度的演变，这样的金属贫乏的α-年轻的人口有一个更大…
2012-06-04 astro-ph.GA
Constraining the thick disc formation scenario of the Milky Way
我们研究的形状厚盘在高纬度和中纬度地区的光度数据从SDSS和2 MASS调查。我们使用的人口合成方法，使用ABC-MCMC方法来表征厚盘的形状，规模的高度，规模的长度，局部密度和耀斑，我们调查的厚盘形成期的延长，通过模拟几个形成事件。我们发现，密度的垂直变化不是指数，但更接近双曲正割平方。假设一个单一的形成时代，厚盘更适合sech 2尺度高度为470秒差距和尺度长度为2.3千秒差距。然而，如果模拟两个连续的形成事件，模拟延长的形成期，较老的事件比较年轻的事件具有更高的刻度高度和更大的刻度长度，表明在塌陷阶段的收缩。鳞片高度从800 pc减小到340 pc，鳞片长度从3.2 kpc减小到2 kpc。恒星形成从老插曲到年轻插曲增加。在拟合过程中，晕圈参数也被确定。对晕的约束表明，如果存在内晕和外晕之间的过渡，那么过渡的距离不可能小于30 kpc，这是我们使用关闭晕星进行研究的极限。最后，我们表明，外推厚盘的隆起区解释了观察到的恒星星族，不再需要调用一个经典的凸起。为了解释这些结果，厚盘最可能的情况是，它是在银河系引力坍缩时形成的，这些星系是由高度湍流维持的富含气体的巨大团块混合而成，这些团块暂时阻止了薄盘的形成，正如Bournaud等人（2009）所提出的那样。这种情况解释了在厚盘区域以及在隆起区域的观测结果。（节略）
2014-07-30 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
Evidence for the concurrent growth of thick discs and central mass concentrations from S$^4$G imaging
利用斯皮策银河系恒星结构巡天（S $^4$ G）的资料，计算了69个边缘星系的$3.6μ{\rm m}+4.5μ{\rm m}$垂直积分径向光度剖面。我们将光度分布分解成一个圆盘和一个中心质量浓度（CMC）。这些拟合，结合我们先前研究中的薄/厚椎间盘分解，使我们能够估计CMC、厚椎间盘和薄椎间盘（$\mathcal{M}_{\rm CMC}$、$\mathcal{M}_{\rm T}$和$\mathcal{M}_{\rm T}$）的质量。我们从文献中获得原子盘质量（$\mathcal{M}_{\rm g}$）。然后，我们认为CMC和厚盘动态热组件和薄盘和气体盘动态冷组件。我们发现，热组分的质量和冷组分的质量之间的比率，$(\mathcal{M}_{\rm CMC}+\mathcal{M}_{\rm T})/(\mathcal{M}_{\rm t}+\mathcal{M}_{\rm g})$，不依赖于总星系质量所描述的圆速度（$v_{\rm c}$）。我们还发现，$v_{\rm c}$越高，星系的热成分越集中。我们认为，我们的研究结果是兼容的CMC和厚光盘建立在一个短期和早期的高恒星形成强度阶段。这些成分是由于它们所起源的湍流气体盘的大尺度高度而产生的。我们的结果表明，在前阶段的恒星形成率和薄盘的形成率之间的比值是10的数量级，但该值取决于高恒星形成强度阶段的持续时间。
2014-10-13 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
Properties of extragalactic thick discs recovered from ultra-deep Stripe82 imaging
我们研究了非常深的厚盘的结构，通过达到表面亮度极限$μ_{r_{\rm deep}} \sim$ 28.5 $-$ 29~mag arcsec $^{-2}$，结合来自IAC Stripe 82 Legacy Project的$g$、$r$、$i$波段图像。我们提出的厚盘的特征在一个样本的五个边缘上的星系。径向和垂直表面亮度剖面的研究，提出了通过比较我们的数据与点扩展函数（PSF）去卷积模型。我们的方法开始与背景和掩蔽过程的分析。然后，我们考虑通过星系建模的PSF的影响。考虑到薄盘和厚盘是在流体静力平衡中引力耦合的两种恒星流体，拟合了星系盘分量。我们发现，由于PSF的影响是显着的，当低表面亮度达到，特别是在垂直剖面，但它可以通过仔细的建模。星系外围受到PSF微弱的翅膀的强烈影响，主要是来自薄盘的PSF重新分布的光。这是超深成像的核心问题。在我们的样本中，在更复杂的星系中，厚盘组件需要达到令人满意的拟合结果，尽管它不是所有星系都需要的。当PSF被忽略时，这些结构的亮度可能被高估高达$\sim$ 4的因子。在一般情况下，我们的结果是在良好的协议与以前的作品，虽然我们达到更深的表面亮度水平，使PSF效应更强。我们得到的规模高度和质量比薄和厚光盘（$z_{\rm t}$，$z_{\rm T}$，和$M_{\rm T}/M_{\rm t}$），这提供了很好的协议与以前的研究。我们的小初始样本…
2019-07-29 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
Simulations of minor mergers. II. The phase-space structure of thick discs
我们分析的相空间结构的模拟厚光盘，是一个显着的合并盘星系和卫星之间的结果。我们的主要目标是确定银河系厚盘合并起源的特征印记。我们发现，厚盘星的空间分布预测是不对称的，似乎与最近的观测银河系厚盘。在太阳附近，吸积恒星的旋转速度会更慢，速度分布会更宽，并且会优先占据视线速度分布的两翼。在我们的厚盘模型中的大多数恒星都具有低偏心率轨道（明确参考预先存在的加热盘），这导致了它们的视线速度作为银河经度的函数的特征（正弦）模式。厚盘星的角动量的z分量提供了一个明确的判别恒星从预先存在的光盘和那些从卫星，特别是在大半径。这些结果是强大的对特定的选择在我们的模拟中的初始条件，从而提供干净的测试盘加热通过一个小合并的情况下形成厚盘。
2009-02-10 astro-ph.CO 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
Modeling disc non-axisymmetries: multiple patterns, radial migration, and thick discs
如今，人们知道盘的非轴对称成分，例如螺旋和中央棒，在塑造银河盘方面发挥着重要作用。在这里，我们使用树SPH N-体模拟研究这些扰动的影响，在两个方面：在光盘中的多个模式的发生和径向迁移对光盘增厚的影响。我们发现，除了一个中央酒吧，多个螺旋模式和不平衡的模式发展在所有的模型。这些不对称特征之间的相互作用导致了大规模的恒星迁移。然而，我们发现，尽管强大的径向混合，光盘不能增厚到足以匹配所观察到的厚光盘。我们将其与恒星径向向外迁移时的绝热冷却联系起来。我们还发现，在2.5盘尺度长度的SA型星系的厚盘组件的凸起的贡献是小于1%和零的情况下，银河系，Sb型。我们的研究结果对恒星径向迁移形成厚盘的可能性提出了质疑。
2011-11-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Diversity of Thick Galactic Discs
虽然在几乎所有的边缘盘星系中都发现了厚的恒星盘，但它们的形成仍然是一个有争议的问题。由于观测上的困难，缺乏关于它们的恒星星族的信息。使用俄罗斯6米望远镜BTA，我们收集了三个位于不同环境中的S 0-a盘状星系的厚盘的深光谱：NGC 4111在一个密集的集团，NGC 4710在室女星系团，和NGC 5422在一个稀疏的集团。我们在NGC 4111和NGC 4710中发现了中等年龄（4-5 Gyr）的富金属（[Fe/H] $\sim$ -0.2 - 0.0 dex）恒星星族。另一方面，NGC 5422没有年轻的恒星，它的盘厚而老（10 Gyr），没有第二个组成部分的证据，它的$α$ -元素丰度表明它的形成时间为1.5-2 Gyr，这意味着它的形成在高红移。我们的研究结果表明，厚光盘形成的情况下的多样性。
2016-04-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Secular diffusion in discrete self-gravitating tepid discs III. Resonant thickening in the tightly wound limit
利用非齐次多分量Balescu-Lenard方程研究了离散自引力银盘的长期增厚。厚WKB的扩散和漂移系数的限制，发现使用周转近似，同时假设只有径向紧密缠绕的瞬态螺旋持续的光盘。这产生一个简单的双正交的漂移和扩散系数，提供了一个清晰的理解的位置，最大的垂直轨道扩散内的光盘引起的有限数量的粒子的影响。当应用到一个不温不火的稳定锥形盘，Balescu-Lenard形式主义预测形成的脊共振轨道朝向更大的垂直行动，发现在直接的数值模拟，但高估的时间尺度参与其外观。旋臂放大器可能需要解决这种差异，如刀片薄光盘的情况下所示。巨大的分子云人口在光盘的联合发展可能会加速长期光盘的增厚有限${-N}$的影响，但在银河系中观测到的云的数量似乎不足以解释其厚盘。
2017-08-24 astro-ph.GA cond-mat.stat-mech
Giant Planets and Eccentric Orbits Are Common Around Galactic Thick Disc Stars
Yale University（耶鲁大学）；The Observatories of the Carnegie Institution for Science（卡内基科学研究所天文台）；Universidad de Concepción（康塞普西翁大学）；Gemini Observatory（吉米尼天文台）；NSF’s NOIRLab（美国国家光学红外天文实验室）；Pomona College（波莫纳学院）
研究发现早期银河系厚盘中存在低密度膨胀行星，挑战现有行星大气保留和热膨胀模型。
2026-09-18 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
