The influence of diffuse scattered light II. Observations of galaxy haloes and thick discs and hosts of BCGs
对星系深层测光的研究发现，在大半径处，表面亮度和颜色分布中存在过量光，其形式为弥漫的微弱晕和厚盘。在大多数情况下，似乎有必要使用外来的恒星星族或替代的物理解决方案来解释过剩。很少有研究仔细审查散射光在这方面的作用。我探索散射光对地面观测的晕和厚盘周围的边缘上的星系，晕周围的面盘星系，周围的蓝色紧凑星系（BCGs）的宿主星系，和晕周围的椭圆星系的影响。表面亮度结构的所有考虑类型的星系进行建模和分析比较散射光晕和厚光盘的测量。我模拟散射光和精确的天空减法简化的Sérsic型和面对盘星系模型的影响。所有星系模型都与下限和更亮的点扩散函数（PSF）卷积;对于少数星系，可以使用专用的PSF。结果显示，几乎所有类型的星系都有明亮的散射光晕和大量的红色过剩，大半径和微弱的表面亮度;例外的是最大的椭圆型星系，散射光的影响较小。研究低估了散射光在解释其表面亮度分布方面的作用。我的分析显示了表面亮度曲线，其中包括散射光，这些散射光与所有半径处的测量结果非常相似并重叠。由于不存在精确的径向扩展PSF，因此从扩散数据推导晕、厚盘和BCG宿主的物理性质是误导性的。显着改进的分析，包括新的测量的PSF需要进一步研究扩散晕。
2015-02-25 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
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
Structure and Kinematics of the Stellar Halos and Thick Disks of the Milky Way Based on Calibration Stars from SDSS DR7
根据斯隆数字巡天（SDSS）及其第一次扩展（SDSS-II）（其中包括子巡天SEGUE：斯隆银河系理解和探索扩展）的32360颗校准星的大气参数和运动学量，对银河系中公认的恒星组成部分的结构和运动学进行了探索。全空间运动的子样本16920颗恒星，探索太阳4千秒差距内的局部体积，用于推导速度椭球的内晕和外晕组成部分的银河系，以及典型的厚盘和建议的金属弱厚盘人口。我们首先研究的问题是，数据是否需要存在至少两个组件的晕，以占可能晕星在本地体积的旋转行为，以及是否需要两个以上的组件。我们还解决的问题，是否建议的金属弱厚盘是运动学和化学上不同于典型的厚盘。此外，我们认为需要了解的性质所观察到的银河系的恒星星族的运动学行为的每个组件的分数作为一个函数的距离平面。厚盘和金属弱厚盘组件的规模长度和规模的高度确定。内晕和外晕人口的空间密度分布推断从牛仔定理分析。全套校准恒星（包括那些以外的本地体积）被用来测试预期的变化，在观察到的恒星金属丰度分布函数与距离以上的银河平面原位，由于从底层的恒星星族的变化的贡献。[删节]
2010-02-01 astro-ph.GA
Frequencies, chaos and resonances: a study of orbital parameters of nearby thick disc and halo stars
我们研究了附近厚盘星和晕星在由其特征轨道参数定义的子空间中的分布。我们的目标是建立起源的结构报告，特别是在$R_{\rm max}-z_{\rm max}$空间。为此，我们计算的轨道参数和频率的恒星的通用和Stäckel银河系潜力。我们发现，对于厚盘和晕人口非常相似的突出的子结构是明显的通用银河系的潜力，而没有子结构被视为Stäckel模型。这表明，这些功能的起源是不合并相关的，但由于不可集成的通用潜力。我们对恒星轨道的频率分析加强了这一结论，它揭示了显著共振的存在，与$\sim 30\%$的晕星相关的共振家庭。事实上，共振中的恒星定义了在特征轨道参数空间中看到的子结构。此外，我们发现，在我们的样本和碎片流中的一些恒星与人马座矮星处于相同的共振，这表明该系统也影响了银河系厚盘和晕组件中恒星的分布。我们的研究构成了一个步骤，解开合并碎片的内部动力驱动的子结构的印记。考虑到它们的突出性，这些共振驱动的超密度可能有助于限制银河系势的确切形式。
2020-09-10 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
The merger that led to the formation of the Milky Way's inner stellar halo and thick disk
我们银河系的组装过程可以通过单个恒星的运动和化学反应来恢复。对附近晕的化学动力学研究长期以来一直暗示存在多种成分，如流，团块，二元性以及恒星化学丰度和轨道参数之间的相关性。最近，对两个大型恒星巡天的分析揭示了存在一个人口稠密的化学元素丰度序列，在颜色-星等图中有两个不同的序列，以及一个突出的轻微逆行的运动学结构都在附近的晕中，这可能是银河系经历的一个重要的吸积事件。在这里报告的运动学，化学，年龄和空间分布的恒星在太阳周围的一个相对较大的体积，主要与两个主要的银河系组成部分，厚盘和恒星晕的分析。我们证明，内晕是由碎片占主导地位的对象，在下降是稍微更大的质量比小麦哲伦云，我们称之为盖亚-土卫二。起源于盖亚-土卫二的恒星几乎覆盖了整个天空，它们的运动揭示了流的存在和轻微的逆行和拉长的轨迹。数百颗天琴座RR型星和13个球状星团的年龄-金属丰度关系一致，可以根据它们的轨道与盖亚-土卫二相关联。估计质量比为4：1，与盖亚-土卫二的合并一定导致了银河系厚盘前身的动力学加热，因此促成了大约10 Gyr前这个组成部分的形成。这些发现与星系形成的模拟结果一致，后者预测内部恒星晕应该由少数大质量祖先的碎片主导。
2018-10-31 astro-ph.GA
Extraplanar H II Regions in Spiral Galaxies. I. Low-Metallicity Gas Accreting through the Disk-Halo Interface of NGC 4013
星系的星际厚盘充当了薄的恒星形成盘和遥远的晕之间的界面，薄的恒星形成盘是反馈驱动的外流的起源，而遥远的晕是吸积气体的储存库。本文介绍了用大双筒望远镜上的多目标双摄谱仪拍摄的位于螺旋星系NGC 4013平面上方$z = 860$ pc处的发光厚盘H Ⅱ区的光发射线光谱。这个星云的H $α$光度是猎户座星云的$\sim4-7$倍，它围绕着一个由年轻的热恒星组成的明亮星团，这些恒星包围着厚盘周围的星际气体，提供了对气体性质的测量。我们证明，强发射线的方法可以提供准确的测量H II区域之间的相对丰度对。从我们的发射线光谱，我们表明，厚盘H II区域的金属含量是$\approx2$的一个因素低于在H II区域的气体在这个星系的中平面（与O的相对丰度在厚盘低$-0.32\pm 0.09$ dex）。这意味着在小尺度（100秒差距）的厚盘中物质的不完全混合，并且通过螺旋厚盘有低金属量气体的吸积。在NGC 4013的平面附近包含低金属量气体让人想起最近提出的“喷泉驱动”吸积模型。
2018-04-12 astro-ph.GA
Can Bars Erode Cuspy Halos ?
核心尖点问题是Lambda CDM宇宙学模型的一个主要的和广为人知的小尺度问题。在这项研究中，我们调查是否可以解决这个问题，利用酒吧的不稳定性。我们看到，在我们的模拟中，所有的初始条都是薄的（b/a $<$ 0.3），并且在高分辨率模拟中，条变得更厚（b/a $>$ 0.3$）。通过增加分辨率，我们意味着更大数量的磁盘颗粒。在高分辨率模拟中，较厚的棒向晕传递的角动量较少。因此，我们发现，在高分辨率的模拟，它需要约7 Gyr的酒吧，以消除内部的暗物质尖点，这是太长了，是有意义的星系演化的时间尺度。从物理上讲，原因是随着分辨率的增加，条形图的缩放速度更快，并且在更早的时候变得更厚。
2020-05-08 astro-ph.GA
Estimating the Kinematic Parameters and the Distance-Scale Zero Point for the Thin-Disk, Thick-Disk, and Halo Population Tracers via 3D Velocity Data
我们使用统计视差的方法来约束距离尺度零点，并分析银河系经典造父变星，RR天琴座型变量，蓝色水平分支星，作为标准蜡烛/运动示踪剂的各种银河系人口的广泛样本的运动学。根据天琴座RR型变星晕、BHB星和造父变星自转曲线的平均速度，得到了三个一致的局部圆速度估计值，其平均值为210+/-6 km/s，与BHB星银心距5-40 kpc区间的平均圆速度接近（195+/-5 km/s），从而为银河系自转曲线在距离中心约5 kpc以外的实际平坦形状提供了进一步的支持证据。距离尺度的修正意味着太阳银心距离为7.7+/-0.4 kpc，LMC距离模数为18.42+/-0.06，哈勃常数为73-85 km/s/Mpc。
2010-01-09 astro-ph.GA
Beryllium abundances and star formation in the halo and in the thick disk
铍是宇宙射线散射的纯产物。这意味着铍丰度在时间上的演变相对简单，并建议将其用作类时观测。我们研究了Be在早期银河系的演化及其对运动学和轨道参数的依赖性。我们调查的形成的晕和厚盘的星系和使用Be作为一个cosmochronometer。铍丰度测定高分辨率，高信号噪声UVES光谱与光谱合成的最大样本的晕和厚盘星分析到目前为止。我们用各种图表来表示我们的观测结果。1)在日志（Be/H）与[Fe/H]图中，我们发现一个边缘的统计检测一个真正的散射，高于预期的测量误差，与晕星之间的散射较大。散射的检测进一步支持的存在对具有相同的大气参数和不同的Be丰度的恒星。2)在log（Be/H）vs [alpha/Fe]图中，晕星分为两个部分;一个与演化模型的预测一致，而另一个具有太高的α和Be丰度，并且在化学上与厚盘星无法区分。这表明，晕不是一个单一的均匀的人口，一个明确的年龄-金属丰度关系可以定义。3)在Rmin与[alpha/Fe]和log（Be/H）的关系图中，厚盘星的[alpha/Fe]可能随Rmin而减小，而Be与Rmin没有相关性。这种关系表明，恒星形成率在厚盘的外部区域较低，指向一个由内而外的形成。Be缺乏相关性表明它对恒星形成的局部条件不敏感。
2009-03-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Wide binaries from the H3 survey: the thick disk and halo have similar wide binary fractions
由于银河系盘和晕的环境不同，比较盘和晕中的宽双星是理解宽双星形成和演化的关键。通过使用盖亚早期数据第3版，我们在H3巡天中寻找已分辨的宽双星伴星，H3巡天是一项光谱巡天，迄今为止已为厚盘和晕星编制了$\sim$ 150，000个光谱。我们确定了800个高置信度（污染率为4%）宽二进制和两个解决三元组，与二进制分离之间的$10^3$ - $10^5$ AU和最低的[Fe/H]的$-2.7$。根据它们的银河系运动学，其中33个是晕宽双星，其中大部分与Gaia-Sausage-Enceladus星系有关。在厚盘的宽二元分数减少对低金属丰度结束，与以前的研究结果为薄盘一致。我们的关键发现是，晕宽的二元分数是一致的厚盘恒星在一个固定的[Fe/H]。宽二元分数对$α$捕获丰度没有显著依赖性。因此，宽的二元分数主要是由铁的丰度，而不是他们的磁盘或晕的起源，也不是$α$捕获的丰度。我们的研究结果表明，形成环境发挥了重要作用的宽的二进制部分，而不是其他的过程，如径向迁移，只适用于盘星。
2022-03-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
The Ages of the Thin Disk, Thick Disk, and the Halo from Nearby White Dwarfs
我们提出了一个详细的分析白矮星光度函数来自本地40 pc的样本和深自行目录Munn等人（2014，2017）。以往的许多研究都忽略了厚盘白矮星对银盘光度函数的贡献，这导致了年龄测量的混乱。结果表明，在局部样本中，厚盘/薄盘白矮星的比例约为20%.同时拟合两个磁盘组件，我们得出的年龄为6.8-7.0 Gyr的薄磁盘和8.7 $\pm$ 0.1 Gyr的厚磁盘从本地40 pc的样品。同样，我们从深自行目录中得出薄盘的年龄为7.4-8.2 Gyr，厚盘的年龄为9.5-9.9 Gyr，这表明在过去的2.5 Gyr中没有偏离恒定恒星形成率的证据。我们将薄盘和厚盘中恒星形成开始的时间差限制为$1.6^{+0.3}_{-0.4}$ Gyr。晕白矮星光度函数的暗淡端受到的约束较少，因此银河系内晕的年龄估计为$12.5^{+1.4}_{-3.4}$ Gyr。这是第一次从大到足以包含大量盘和晕天体的场白矮星样本中获得银河系所有三个主要组成部分的年龄。由此得到的年龄与最古老的疏散星团和球状星团的年龄估计相当吻合。
2017-02-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Frequency of Field Blue-Straggler Stars in the Thick Disk and Halo System of the Galaxy
我们提出了一个新的，大样本的领域蓝离散星（BSS）在厚盘和晕系统的银河系，根据恒星光谱斯隆数字巡天（SDSS）和斯隆扩展银河系的理解和探索（SEGUE）。使用从SEGUE恒星参数管道的应用程序中获得的恒星大气参数的估计，我们得到了一个样本的约8000 BSS，这是考虑与先前选定的样本的约4800蓝色水平分支（BHB）的明星。我们推导出BSS与BHB星的比值F $_{\rm BSS/BHB}$，作为银心距离和距银道面距离的函数。在厚盘中发现的F $_{\rm BSS/BHB}$的最大值为$\sim~$ 4.0（在3 kpc $<$ $|$ Z $<$ 4 kpc），在内晕区域下降到$\sim~1.5-2.0$的数量级;在外晕区域，该比值继续下降到$\sim~$ 1.0。我们将少数的BSS与可能的河外起源相关联; BSS样本中至少有5个$\%$表现出与人马座流成员相称的径向速度、位置和距离。
2015-01-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Virial Sequences for Thick Discs and Haloes: Flattening and Global Anisotropy
维里定理规定了球形和扁平暗晕中示踪剂种群的全球平均赤道速度色散与垂直速度色散之比。这给出了在全球各向异性和平坦化平面中的物理模型序列。示踪剂可以有任何密度，虽然有特别简单的结果幂律和指数。我们证明了压扁定理：对于轴比为g的暗密度势中轴比为q的球形分层示踪剂密度，全球平均赤道速度色散与垂直速度色散之比仅取决于q/g。由于银河系的星晕密度和速度色散是可观测的，这为测量暗物质的扁平度提供了一种新的方法。如果局部晕次矮星的运动学是有代表性的，那么银河系的暗晕是扁圆的，具有g ~ 0.85的平坦势，对应于~ 0.7的暗物质密度的平坦。幂律布居的分数压力过剩大致与椭圆率和下降指数成比例。在相同的压力过剩下，如果一个恒星星族的密度分布比另一个恒星族的密度分布下降得更快，那么它一定更圆。这意味着，Alberlo等人（2007）声称的银河系的双晕结构，一个更平坦的内晕和一个更圆的外晕，与维里定理不一致。对于厚盘，我们提供了公式的维里序列的双指数盘的对数和Navarro-Frenk-White（NFW）晕。有很好的匹配的厚盘的扁平和各向异性的观测数据，如果薄盘是指数的短scalelength ~ 2.6 kpc和归一化的56太阳质量每平方秒差距，加上对数的黑暗晕。
2012-02-18 astro-ph.CO 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
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
Beryllium abundances and the formation of the halo and the thick disk
铍的单一稳定同位素是ISM中宇宙射线散射的纯产物。假设宇宙射线在银河系中进行全球性的传输，铍的产生应该是一个广泛的过程，在给定的时间内，铍的丰度在早期银河系中应该是大致均匀的。因此，它可以作为时间的示踪剂。在对Be作为宇宙计时器的使用及其在银河系中的演变进行调查时，我们发现了证据，即在log（Be/H）与[alpha/Fe]图中，晕星分为两个部分。一个是一致的演化模型的预测，而另一个是化学上无法区分的厚盘恒星。这被解释为两个组成部分的恒星形成历史的差异，并表明局部晕并不是一个单一的均匀种群，可以定义明确的年龄-金属丰度关系。我们还发现证据表明，在厚盘的外部区域，恒星形成率较低，指向一个由内而外的形成。
2010-01-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Sausage & Mash: The dual origin of the Galactic thick disc and halo from the gas-rich Gaia-Enceladus-Sausage merger
我们分析了一组宇宙学磁流体动力学模拟银河系质量的星系的形成，确定有一个突出的径向各向异性恒星晕组件类似于所谓的“盖亚香肠”中发现的盖亚数据。我们研究的香肠（盖亚-土卫二香肠，GES）的祖先的主要银河系组成部分的形成类似于银河系厚盘和内部恒星晕的影响。我们发现，GES合并很可能是气体丰富，并提供10-50 $\%$的气体合并引起的集中的星爆，导致快速形成一个紧凑的，旋转支撑的厚盘，占据了典型的化学厚盘区域的化学丰度空间。我们发现的证据表明，丰富的气体合并加热原盘的银河系，散射恒星到不太圆的轨道，使他们的旋转速度和金属丰度正相关，从而有助于一个额外的组成部分，连接银河系厚盘的内部恒星晕。我们证明了原星系的运动学加热水平与合并前的人口运动学状态，合并的祖先质量和轨道偏心率相关。此外，我们表明，合并的质量和时间可以准确地推断出当地的恒星反旋转轨道。
2020-07-13 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Evolution of low surface brightness ultra-thin galaxies: The role of dark matter halo and bar formation on disk thickness
本文使用 AREPO 代码的无碰撞 N-body 模拟，研究了低面亮度超薄星系维持超薄结构的机制，发现其低面亮度特性能抑制棒驱动的盘增厚，使其在孤立演化中始终保持超薄，且与暗物质晕浓度无关。
2025-09-16 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
The stellar population content of the thick disk and halo of the Milky Way analogue NGC 891
我们提出了深ACS图像的3个领域的边缘盘星系NGC 891，这从平面的磁盘延伸到12千秒差距，并在25千秒差距沿主轴。个别恒星的光度达到RGB顶端以下2.5等。我们利用天体光度计星表来探测NGC 891厚盘和椭球面上的恒星含量和金属丰度分布。厚盘和椭球星族的CMD主要是由具有广泛金属丰度的老RGB星组成，从[Fe/H] ~ -2.4 dex的贫金属尾到大约半太阳金属丰度。厚盘的折射率峰值在-0.9dex处。厚盘的内部，在14千秒差距内沿主轴显示没有垂直的颜色/金属丰度梯度。在外围部分，探测到一个轻微的垂直梯度，δ（V-I）/δ |Z| = 0.1 +/- 0.05 kpc^-1。然而，这种梯度是由于与贫金属晕星的混合。厚盘星的金属丰度沿长轴没有梯度，但在[Fe/H] =-1.13dex附近有约0.35dex的强烈变化，厚盘星的非对称MDF的性质在径向和垂直方向上都没有明显的变化。在太阳圆柱状距离上的恒星星族显示出与银河系明显不同的性质，这表明两个星系的吸积历史不同。椭球星族显示出非常均匀的恒星星族特性。晕恒星星族的金属丰度中值显示出一个浅梯度，从内部的-1.15 dex到距离中心24 kpc的-1.27 dex。与厚盘星相似，平均值关系存在较大的变化。
2009-03-24 astro-ph.CO 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 nature of the UV halo around the spiral galaxy NGC 3628
由于GALEX和Swift的深紫外观测，最近在星系周围发现了漫射紫外晕。根据紫外光的颜色，有人主张螺旋星系周围的紫外光晕是由于从盘发出的紫外线辐射和高纬度尘埃颗粒的散射造成的。详细的紫外辐射转移模型，考虑到散射和吸收可以解释的紫外线晕的形态，他们需要一个额外的厚尘埃盘旁边的传统薄盘的一半的星系在他们的样本。我们测试这样一个额外的厚尘埃盘是否同意在NGC 3628，一个边缘上的星系与一个厚尘埃盘的清晰签名观察到的红外发射。我们将远紫外辐射转移模型推广到全色模型。我们的模型，其中不包含微调，几乎可以完美地再现所观察到的光谱能量分布从紫外到毫米波长。这些结果证实了NGC 3628中的扩展紫外线发射是散射尘埃颗粒的解释，因此存在大量扩散的面外尘埃。然而，一个重要的警告是我们模型的几何简单性和非唯一性：具有不同几何设置的其他模型可能导致类似的光谱能量分布。更详细的辐射转移模拟，比较模型的结果，从紫外线到亚毫米波长的图像是一种方法来打破这种简并性，是紫外线偏振测量。
2016-01-22 astro-ph.GA
NIHAO XVI: The properties and evolution of kinematically selected discs, bulges and stellar haloes
我们使用25个模拟星系从NIHAO项目定义和表征各种运动学恒星结构：薄和厚盘，大规模的单盘，经典和伪凸起，球状体，内盘，和恒星晕。这些结构的质量、自旋、形状和旋转支持与理论预期和观测数据非常一致。在暗物质晕质量为$2.5\times10^{\rm~11}M_{\rm\odot}$以上，所有星系都有一个经典的凸起，70%的星系有一个薄而厚的盘。运动（薄）盘遵循幂律角动量和恒星质量之间的关系$J_{\rm *}=3.4M_{\rm *}^{\rm1.26\pm0.06}$，在非常好的协议与预测的基础上的经验恒星晕质量关系在相同的质量范围内，并显示出最大的“观察到的”旋转速度和暗物质晕圆速度$v_{\rm c}=6.4v_{\rm max}^{0.64\pm0.04}$之间的强相关性。追溯这些结构的祖先，我们发现它们都失去了最大角动量的一小部分$1-f_j$。薄的圆盘在保持高红移自旋（$f_j\sim0.70$）方面比厚的圆盘（$f_j\sim0.40$）要好得多。恒星晕的前身重子是在最晚（$z_{\rm~1/2}\sim1.1$）和最长的时间尺度（$τ\sim6.2$ ~Gyr）上组装的，并且在原地诞生的恒星（$f_{\rm in-situ}=0.35\pm0.14$）的比例最小。所有其他结构都有$1.5\lesssim z_{\rm1/2}\lesssim3$、$τ=4\pm2$ ~…
2019-06-04 astro-ph.GA
Stars in the Local Galactic Thick Disk and Halo in Gaia EDR3: A catalogue of Half a Million Local Main-sequence Stars with Photometric Metallicities
我们提出了一个目录的551,214主序星在本地（$d < 2$千秒差距）银河系厚盘和晕，根据搜索的恒星与大自行（$μ_{\mathrm{tot}} > 40.0$ mas/yr）在盖亚早期数据发布3。我们从20，047颗具有光谱金属丰度的恒星的颜色-光度-金属丰度分布中校准光度金属丰度，这些恒星是从各种光谱调查中收集的，包括SDSS SEGUE/APOGEE，GALAH DR 3和LAMOST DR 6。我们结合这些结果来构建一个经验的颜色星等金属丰度网格，它可以用来估计光度金属丰度的K和M亚型的低质量贫金属恒星的绝对$G$的星等和颜色值。我们发现，在我们的目录中的低质量，高速度的恒星共享类似的运动学在最近的研究更明亮的星系晕星。我们的样本的伪运动学分析恢复了主要的本地晕结构，包括盖亚-土卫二流和海尔米流;除了这些本地晕星似乎在速度空间中显示出非常平滑的分布。由于未来的盖亚数据发布将只提供少量样本的径向速度测量，因此我们的目录为未来的光谱观测计划提供了高度关注的目标，如SDSS-V，DESI MW调查，WEAVE和/或4 MOST。
2021-12-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spectrophotometrically Identified stars in the PEARS-N and PEARS-S fields
深ACS无缝棱镜观测和恒星源的识别是在大天文台起源深巡天（GOODS）的南北领域内提出的，这些领域是在探测演化和再电离光谱（PEARS）计划中获得的。它表明，即使是低分辨率的光谱可以是一个非常强大的手段，以确定在现场的恒星，特别是低质量的恒星类型M0和以后。PEARS场位于较大的GOODS场中，我们使用新的，更深的图像来进一步细化PEARS场中恒星的选择，使用新开发的恒星度参数将其降低到mz = 25等。在北场和南场分别有95颗和108颗恒星具有可靠的光谱和形态鉴定。光谱鉴定的恒星样本允许对银河系薄盘的厚度以及厚盘和晕组成部分的贡献进行限制。根据M4到M9矮星的星群沿两条独立视线的分布情况，我们得到了一个薄盘的高度h_thin = 370 + 60/-65 pc。当包括更大质量的M0到M4矮星居群时，我们得到h_thin = 300 +/-70 pc。在这两种情况下，我们观察到，我们必须在我们的模型中包括厚和晕成分的组合，以解释观测到的暗矮星的数量。所需的厚盘刻度高度通常是h_thick=1000 pc，薄盘与厚盘以及薄盘与晕分量的可接受相对恒星密度在0.00025<f_halo<0.0005和0.05<f_thick<0.08的范围内，并且在某种程度上取决于我们的样本中是否包括质量更大的M0至M4矮星。
2009-01-21 astro-ph.GA
Imaging the disk-halo interface of NGC 891: a 2.7 kpc-thick molecular gas disk
Observatorio Astronómico Nacional（国家天文台）
研究NGC 891星系中分子气体的垂直分布和运动学，发现其厚盘成分包含约27%的总分子气体质量，表明恒星形成反馈可将分子气体提升至较大垂直距离。
2026-07-14 astro-ph.GA
Halo dust detection around NGC 891
对边缘星系的观测使我们能够研究尘埃、气体和恒星分布的垂直范围和性质。NGC 891已经被研究了几十年，是边缘星系研究得最好的案例之一。我们使用深PACS数据与IRAC，MIPS和SPIRE数据一起研究NGC 891周围尘埃排放的垂直范围。我们还测试了一个更广泛的，厚的灰尘成分的存在。通过对每个仪器PSF的固有垂直廓线发射进行卷积，并将其与观测结果进行比较，我们得出了薄和厚尘埃盘分量的尺度高度。对于所考虑的所有波长，发射最适合薄和厚尘埃成分的总和。两种尘埃成分的尺度高度显示出从70 $μ$ m到250 $μ$ m的梯度。这可能是由于尘埃加热（因此尘埃温度）随着与平面的距离而下降，或者由于未解析的较热尘埃薄盘对较短波长下观测到的表面亮度的相当大的贡献（$\sim 15 - 80%$）。使用70 $μ$ m至250 $μ$ m的观测数据，厚尘埃成分的尺度高度估计为$(1.44\pm 0.12)$千秒差距，与以前的估计（光学波段的消光和散射以及和平号红外辐射）一致。距离中平面大于$\sim 2$ kpc的尘埃质量占总尘埃质量的$2 - 3.3$ %，小颗粒相对于大颗粒的相对丰度几乎是中平面的一半。在中平面上方的小颗粒的缺乏可能表明尘埃被星际冲击或银河喷泉击中，并与气体一起夹带。晕尘成分可能嵌入在原子/分子气体中，并被厚的恒星盘加热。
2015-09-25 astro-ph.GA
Milky Way-like galaxies: stellar population properties of dynamically defined disks, bulges and stellar halos
星系的形成可以根据每种类型的星系成分的组装模式来理解。为了执行这种分析，有必要定义一些标准来分离这些组件。基于动力学性质的分解方法比基于光度测量的方法更具物理动机。我们使用\texttt{galactic structure finder}的无监督高斯混合模型从EAGLE模拟中提取具有银河系质量的星系子样本的成分。所有已确定的子结构的一阶和二阶动力学矩的空间中的聚类揭示了五种类型的星系组成部分：薄和厚磁盘，恒星晕，凸起和球状体。我们分析了这五种成分类型的动力学，形态和恒星星族属性，探索这些属性在多大程度上相互关联，以及它们在多大程度上取决于总星系恒星和暗物质晕质量。所有的星系都包含一个凸起，一个恒星晕和一个盘。60%的对象拥有两个磁盘（薄磁盘和厚磁盘），68%的对象还拥有一个球体。动态盘对总的比率不依赖于恒星质量，但两个盘的旋转速度的中位数。薄盘在恒星年龄、[Fe/H]和$α$ -增强中与三个色散主导的分量分离得很好，而厚盘介于两者之间。除了薄盘，所有组件显示其恒星星族属性之间的相关性：年龄越大意味着较低的金属丰度和较大的$α$ -增强。最后，我们量化了恒星星族性质对各组分动力学的弱依赖性。
2022-07-18 astro-ph.GA
Abundances of alpha-Process Elements in Thin-Disk, Thick-Disk, and Halo Stars of the Galaxy: Non-LTE Analysis
利用Gaia DR 2的弛豫曲线、高分辨率光谱和非局域热力学平衡线形成模型，对20颗恒星的大气参数和Mg、Si、Ca和Ti的丰度进行了测定。因此，具有关于阿尔法进程元素丰度的均匀数据的恒星样本已增加到94颗。结果表明，应用非LTE方法和经典的一维大气模式与光谱确定的表面重力的基础上Fe~I和Fe~II线产生可靠的结果。对完整样本的分析证实了早期研究的结论，即晕和厚盘星的Mg、Si、Ca和Ti相对于Fe的增强，以及与类似金属丰度的薄盘星相比，厚盘星的增强更大。得到了以下新结果。当[Fe/H] <-0.4时，厚盘中的[Mg/Fe]、[Si/Fe]、[Ca/Fe]和[Ti/Fe]的比值保持恒定，并在0.3的水平上彼此相似，当金属丰度变高时，比值下降，表明Ia型超新星开始产生铁。晕星具有相同的[alpha/Fe]值，与它们的距离无关（在太阳的~ 8 kpc范围内），这为银河系不同部分的α过程元素丰度的普遍演化提供了证据。晕星相对于铁的增强，平均而言，相似的，在0.3 dex的水平，镁，硅，钙和钛。这些数据对于约束核合成模型是重要的。当[Fe/H] <-2.6时，[alpha/Fe]的星与星之间的离散度增加，而不同α过程元素之间的比值的离散度仍然很小，这可能表明这些恒星形成时核合成产物的不完全混合。
2019-08-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
A first estimate of the Milky Way dark matter halo spin
在宇宙学模拟中，暗物质（DM）晕的自旋$λ$服从对数正态分布，与星系观测值几乎没有相关性。因此，目前还没有办法推断出单个星系晕的$λ$参数。在这里，我们提出了第一次尝试测量$λ$从动态不同的恒星组件中确定的高分辨率宇宙学模拟与银河系的结构？在NIHAO星系的子样本中，我们发现DM晕的总角动量（AM）$J_h$和恒星成分的方位角AM $J_z$之间存在紧密的相关关系：log（$J_h$）= $α$ + $β\cdot$ log（$J_z$）。恒星晕与$α=9.50\pm0.42$和$β=0.46\pm0.04$的关系最为密切。另一个紧密的关系是与磁盘：$α=6.15\pm0.92$和$β=0.68\pm0.07$。我们使用盖亚DR2和APOGEE生成一个组合的运动学丰度空间，在那里银河系的薄和厚恒星盘恒星可以整齐地分离，他们的旋转速度剖面，$v_ϕ(R)$，可以计算。对于两个盘，$v_ϕ(R)$随半径减小，$\sim$ 2 km s $^{-1}$ kpc $^{-1}$对于$R\gtrsim5$ kpc，导致$v_{ϕ,thin}\backsimeq221$ km s $^{-1}$和$v_{ϕ,thick}\backsimeq188$ km s $^{-1}$在$R_{\odot}$。这些速度剖面与Cautun等人（2020）的星系质量模型一起，得到了两个盘的AM：$J_{z,t…
2021-10-21 astro-ph.GA
Ages of 70 dwarfs of three populations in the solar neighborhood: considering O and C abundances in stellar models
氧和碳是构成恒星星族的重要元素。它们的行为与恒星星族的形成历史有关。C和O丰度也会明显影响恒星不透明度和总金属丰度$Z$。利用观测到的高质量光谱特性，我们构造了含C和O元素的恒星模型，对70颗贫金属矮星给出了更精确的年龄，这些贫金属矮星被确定为高$α$晕、低$α$晕和厚盘星。我们的研究结果表明，高$α$晕星比低$α$晕星相对老约2.0 Gyr。厚盘种群的年龄范围介于两个晕种群之间。年龄分布剖面表明，高$α$晕和低$α$晕星与Zolotov等人的原位吸积模拟相匹配，而厚盘恒星可能是在一个相对静止和持久的过程中形成的。我们还注意到，恒星的年龄是非常敏感的O丰度，因为年龄明显增加[O/Fe]值。此外，我们还获得了几颗年龄特殊的恒星，其中包括2颗年轻的厚盘星和12颗年龄大于宇宙年龄的恒星。
2016-12-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Exoplanets in the Galactic context: Planet occurrence rates in the thin disk, thick disk and stellar halo of Kepler stars
为了更好地了解行星形成和演化，研究银河系系外行星的统计数据是很重要的。通过结合恒星元素丰度和运动学的信息，我们构建了单独的开普勒恒星样本，根据其隶属于薄盘，厚盘和恒星晕的银河系组成部分。使用共轭先验的贝叶斯分析，然后我们研究了行星出现率在行星属性的不同区域中的差异。我们发现，年轻，缓慢和富含金属的恒星，主要与薄盘相关，与年老，快速和贫金属的厚盘恒星相比，平均拥有更多的行星（特别是接近超级地球）。我们进一步评估恒星的性质，如光谱型和金属丰度，和行星的出现率之间的依赖关系。我们发现的趋势也与其他作者发现的趋势一致。我们认为，在银河系的背景下，这些可能不是影响行星出现率的主要属性，而是恒星的动力学历史，特别是恒星年龄和运动学，影响目前银河系中行星的分布。
2021-12-07 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Project AMIGA: The Inner Circumgalactic Medium of Andromeda from Thick Disk to Halo
本研究通过 AMIGA Insider 项目利用 54 条视线绘制仙女座星系内 CGM，发现厚盘与 CGM 的转变及径向梯度，并估计其冷却气体质量，揭示径向过程主导其形成。
2025-06-19 astro-ph.GA
Can Stellar Discs in a Cosmological Setting Avoid Forming Strong Bars?
我们调查恒星盘的垂直结构和酒吧的形成之间的联系，使用高分辨率的模拟孤立的星系和宇宙学的背景。特别是，我们模拟了一套孤立的星系模型，具有相同的Toomre Q参数和摆动放大参数，但不同的垂直尺度的高度和速度色散。我们发现，酒吧形成的发病发生在较厚的光盘模型更慢。此外，较厚的盘和在模拟中演化的具有较大力软化的盘也似乎对屈曲更具弹性，这起到调节杆的长度和强度的作用。我们还模拟盘晕系统在宇宙学环境中使用的磁盘插入技术在以前的文件。在这种情况下，酒吧的形成是由一个三轴晕和subhalo-disk相互作用的随机效应和酒吧的初始增长似乎是相对不敏感的磁盘的厚度。另一方面，薄盘在宇宙晕似乎更容易屈曲比厚的，因此酒吧的强度与盘的厚度在孤立的情况下。更重要的是，我们可以在宇宙学模拟中形成具有相对较弱的棒或根本没有棒的盘，只要盘像我们观察到的盘一样薄，并且软化长度小于盘的标度高度。
2018-09-01 astro-ph.GA
Structural diversity of disc galaxies originating in the cold gas inflow from cosmic webs
盘状星系的三个主要结构组成部分，薄盘，厚盘和中央隆起的不同贡献表现出很大的形态多样性。凸起的优势随着星系质量的增加而增加（哈勃序列），而厚盘在较低质量的星系中更为突出。因为星系是随着物质的吸积而成长的，所以观察到的这种多样性应该反映了吸积历史的多样性。在冷流理论对银河系气体吸积的预测基础上，受前人研究结果的启发，提出了不同吸积模式对应不同组分的假设。即薄盘是由高质量晕中的激波加热的热气体逐渐吸积到中心部分而形成的，厚盘是由来自宇宙网的冷气体在晕质量较低时直接吸积而形成的，最后是由冷气体通过高红移质量晕中的激波加热的气体流入而形成的。我们表明，这个简单的假设再现了平均观测到的星系形态与星系质量的变化。这种情况还预测，厚盘比薄盘更老，金属更少，与目前可用的观测数据一致。
2020-02-07 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
The vertical structure of gaseous galaxy discs in cold dark matter halos
我们研究的垂直结构多变，$P\propto ρ^Γ$，离心支持的气体盘嵌入冷暗物质（CDM）晕。在固定的半径$R$，垂直密度分布的形状仅微弱地取决于是否光盘是自引力（SG）或不（NSG）。在NSG情况下，由中平面声速和圆周速度$(c_s/V_c)R$设定的盘厚度，以及在SG盘中由声速和表面密度$c_s^2/GΣ$设定的盘厚度，小于这两个尺度中的任何一个。SG盘通常是Toomre不稳定的，NSG盘是稳定的。CDM晕中的指数盘具有大致平坦的圆周速度曲线，通常向外“张开”。对于EAGLE模拟的多方状态方程，其质量和尺寸与观测约束相匹配的圆盘对于$M_d< 3\times 10^9\, M_\odot$是稳定的（NSG），而在更高质量时是不稳定的（SG），如果是完全气态的。我们测试这些分析结果使用一组理想化的SPH模拟，并找到很好的协议。我们的研究结果澄清了模拟盘的厚度上的重力软化的作用，并对径向不稳定性的发病。EAGLE低质量圆盘是非自引力的，因此软化在它们的垂直结构中不起作用。另一方面，高质量的圆盘预计会自引力和不稳定，并且可能被人为加厚和稳定，除非重力得到很好的解决。具有足够高的空间分辨率以不损害盘的垂直结构的模拟也解决了它们的不稳定性的开始，但反过来是不正确的：解决不稳定性并不保证垂直结构被解决。
2017-07-25 astro-ph.GA
The Dark Energy Survey: Prospects for Resolved Stellar Populations
广角和深度巡天，无论其主要目的如何，总是对银河系及其卫星系统中的大量恒星进行采样。我们在这里作出预测的预期恒星样本产生的暗能量调查和角度，它将打开研究银河系结构和解决恒星星族一般。估计将在DES grizY滤波器中采样1.2x10^8颗恒星。这大约相当于所有DES来源的20%。这些恒星大多属于银河系的恒星厚盘和晕。DES将探测比SDSS大3至8倍的深度的低质量恒星和亚恒星物体。主序列的暗端将被密集采样超过10千秒差距。恒星IMF低质量端的斜率将被限制在百分之几的范围内，即使在厚的盘和晕中也是如此。在亚恒星质量区域，IMF斜率将潜在地被限制在dlog m（m）/ dlog m ~ 0.1$内。大约3x10^4颗褐矮星和至少7.6x10^5颗白矮星候选者将被选中，后者嵌入厚盘和晕中。恒星晕的扁平化也将被限制在百分之几以内。DES将探测新的银河系卫星和晕簇的主要序列，距离约为120 kpc，因此产生的恒星表面密度对比比SDSS大1.6-1.7倍。它还将允许在恒星晕的远处探测这些物体，大大增加探测银河系潜力的数量和质量。结合北方的样本，如SDSS，DES恒星样本将产生前所未有的详细限制银河系成分的结构和恒星星族。特别是，从两个半球的合并样本将允许详细研究晕和厚盘的不对称性和三轴性。
2011-04-25 astro-ph.GA
The distribution function of the Galaxy's dark halo
从银河系暗晕对重子下落的响应是自洽的假设出发，我们建立了一个满足大量观测结果的银河系自洽动力学模型，包括气体终极速度和脉泽的测量，RAVE巡天的180，000颗巨星的运动学，以及SDSS的恒星计数数据。恒星盘和暗晕都由作用量积分的分布函数（DF）来描述。该模型是通过将Piffl Penoyre & Binney（2015）的工作从单个模型的构建扩展到模型空间的系统搜索而获得的。Piffl等人的模型违反了对终端速度曲线的约束，而我们的模型则尊重这些约束，对薄圆盘和厚圆盘采用了长尺度长度Rd = 3.66kpc。然而，该模型与测量到的膨胀星微透镜的光学深度不一致，因为它将R <~ 3 kpc的密度的很大一部分归因于暗物质而不是恒星。此外，现在看来，厚盘的尺度长度可能比模型所暗示的要短得多。缩短此缩放长度将导致重新违反来自旋转曲线的约束。我们的结论是，我们现在可以排除银河系暗晕的绝热压缩。
2015-09-23 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
Indications of M-dwarf Deficits in the Halo and Thick Disk of the Galaxy
我们比较了在深巡天探测到的暗星数量与银河系当前的恒星分布模型，发现在H波段探测到的数量明显小于预测的数量。这表明在晕和厚盘中，主要成分M矮星较少。我们使用了GOODS（Great Observatories Origins Deep Survey）南北两个领域的几次调查的存档数据，GOODS-N中的MODS，以及GOODS-S中的ERS和CANDELS。晕中M矮星的数量密度必须是太阳附近M矮星的20+/-13%，这样才能使H波段中暗于20.5等的恒星数量与模型预测值相匹配。在厚盘中，M-矮星的数密度必须降低（52+/-13%）或标度高度必须降低（~600 pc）。或者，晕和厚盘的整体分数可以显着减少，以达到相同的效果，因为我们的样本主要由微弱的M矮星组成。我们的研究结果意味着，在远离银河系平面的地区，M矮星的数量比以前认为的要小得多。然后，我们讨论了这对模型预测的适用性的影响，通过使用最佳拟合数密度的直接成像太阳系外行星调查中的非伴星暗淡的恒星的预测。
2014-09-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Galactic Stellar Populations from Photometric Metallicity Distribution Functions
基于Sloan数字巡天（SDSS）测光数据，Gu发展了一种新的基于Monte-Carlo的恒星金属丰度分布函数（MDF）估算方法。与传统的基于多项式的方法相比，该方法能够更可靠地确定MDF。在这项工作中，从该方法确定的α可以很好地用三高斯模型拟合，峰值在${\rm [Fe/H]}$ = $-0.68$，$-1.38$和$-1.90$，分别与厚盘，内晕和外晕。$1<Z<5\,{\rm kpc}$内的垂直金属丰度梯度为$R=8.25\,{\rm kpc}$周围的${\rm d}\langle{\rm [Fe/H]}\rangle/{\rm d}Z\approx -0.19\,{\rm dex}\cdot{\rm kpc}^{-1}$。但平均径向梯度几乎可以忽略不计。厚盘的密度分布符合修正的双指数规律，在远距离衰减为常数。由此估算的鳞片高度和鳞片长度分别为$H\approx 1.13\,{\rm kpc}$和$L\approx 3.63\,{\rm kpc}$，与以往研究中用星计数法测定的结果一致。用双轴幂律椭球描述晕，由$R$-$Z$平面上的恒星数密度推断出内晕和外晕的轴比分别为$q_{ih}\approx 0.49$和$q_{oh}\approx 0.61$。它还表明，外晕是一个更球形比内晕。此外，还估算了晕的幂律指数为$n_{ih}\approx 3.4$和$n_{oh}\appr…
2019-05-08 astro-ph.GA
Partitioning the Galactic Halo with Gaussian Mixture Models
星系晕被认为是与附近的矮星系合并形成的。为了探测星系晕的不同组成部分，我们应用高斯混合模型方法对APOGEE DR 16星表中的贫金属恒星进行了研究，这些贫金属恒星的[Fe/H] $< -0.7$ dex是基于金属丰度、[Mg/Fe]比和空间速度（\textit{$V_R$, $V_ϕ$}）四个参数的。九组被确定与四个从光环通过分析它们在星系中的分布，我们将它们分为三个星系群：厚盘星系群（1、3、4和5）、薄盘星系群（8）和矮星系群（7）。（[M/H]，[Mg/Fe]），（$V_R$，$V_ϕ$），（\textit{Zmax}，\textit{eccentricity}），（\textit{Energy}，\textit{Lz}）和（[Mg/Mn]，[Al/Fe]）坐标。其余两组分别由观测效应（第9组）和薄盘与厚盘之间的截面分量（第2组）引起。结果表明，在极外层吸积晕（第1组）中，银河系中诞生的恒星无论从化学还是运动学上都不能与其他星系中吸积的恒星区分开来。在$-$ 1.6 $<$ [Fe/H] $< -0.7$ dex的中间金属丰度中，吸积晕主要由Gaia-Enceladus-Sausage亚结构（第5组）组成，在化学和运动学空间上都可以很容易地与第4组（原地晕组）区分开来。一些第4族的恒星可能来自于盘状星系，而一些盘状星系的恒星可能会被共振效应散射到高轨道，如\textit{Z…
2021-01-07 astro-ph.GA
A deep WISE search for very late type objects and the discovery of two halo/thick-disk T dwarfs: WISE 0013+0634 and WISE 0833+0052
定义了一种方法，用于识别WISE中的晚期T和Y矮星，直到低信噪比值。这需要仅在W2波段进行WISE检测，并使用WISE多帧测量的统计特性和轮廓拟合测光来拒绝非点状物体、变量和移动源造成的污染。为了跟踪我们所需的参数空间，我们使用来自SDSS的隔离的非移动非可变点源的控制样本，并识别158个WISE W2-仅候选者的样本，其信噪比限制为8。对于信噪比范围> 10和8 - 10，我们的样本中分别有约45%和约90%超出了WISE团队发布的选择标准（Kirkpatrick et al. 2012），这主要是由于对单个W2检测数量的限制类型。我们对八个候选者进行了跟踪，并确定了WISE 0013 + 0634和WISE 0833 + 0052，T8和T9矮星具有高自行（~1.3和~1.8弧秒/年）。这两个天体都显示出超过约1 - 1.5等的中红外/近红外，并且被K波段抑制。距离估计导致空间运动的限制，建议晕（或至少厚盘）运动学。然后，我们评估减少自行图的WISE超冷矮星，这表明，晚T和Y矮星可能有一个更高的厚盘/晕人口比例比早期的对象。
2013-08-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Bending Waves in the Milky Way's disc from halo substructure
利用$N$体模拟方法研究了类银河系盘-球-晕系统中弯曲波的激发。暗物质晕由一个光滑的组分和一群暗物质组成，而暗物质盘则由薄的组分和厚的组分组成。也被认为是一个控制模拟，其中所有的晕质量是平滑分布的。我们发现，弯曲波更积极地激发薄盘比厚的，他们是最强的盘的外部区域，特别是在后期。通过傅立叶分解，我们发现，复杂的模式弯曲横跨光盘可以被描述为一个波的叠加，集中在两个分支的径向旋转频率平面。这些分支对应于由WKB分析预测的垂直共振曲线。子结构模拟中的弯曲波比光滑晕模拟中的弯曲波具有更高的振幅，尽管两种模拟中的波的频率-半径特性非常相似。垂直位移和体垂直速度的互相关分析表明，波振荡主要是简单的平面波。我们认为，在天体测量，如从\textit{Gaia}的第二次数据发布中的波浪状功能可能是由于长期的动态活跃的磁盘，而不是，或除了，从最近的卫星光盘遇到的扰动波。
2018-08-03 astro-ph.GA
Misaligned Angular Momentum in Hydrodynamic Cosmological Simulations: Warps, Outer Discs, and Thick Discs
我们提出了一个详细的分析盘星系形成在一个高分辨率的完全宇宙学模拟调查盘的外部区域的性质和它们的相关性的光盘形成过程。具体来说，我们专注于错位光盘组件的现象，并发现外光盘翘曲是一个后果的内部光盘和周围的热气晕之间的错位。当下沉的冷气体向星系中心下沉时，它会受到热气晕的强烈扭转。当新鲜气体到达中心盘形成区域时，其角动量与热气晕的自旋完全一致。如果热气体晕的旋转与内盘的旋转不一致，则会形成一个由新吸积的物质组成的不一致的外盘。内部和外部组件彼此错位，因为它们对下落的子结构和增生的反应不同。由于粘性角动量的损失，翘曲的圆盘为主要的气体圆盘提供能量，但翘曲中的少量恒星形成本身形成了一个低金属含量的厚圆盘。我们发现，解决恒星星族在翘曲星系在本地宇宙的观测可以提供这些过程的存在的证据，因此间接揭示了正在进行的气体吸积和热气晕的存在。
2010-06-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
O and Fe abundance correlations and distributions inferred for the thick and thin disk
从最近的一项调查中获得的数据样本中发现，银河系中不同恒星星族（晕、厚盘、薄盘）的[Fe/H]-[O/H]关系呈线性（Ram{\'écourse}rez et al. 2013）。这些相关性支持了以前从较差的样本中推断出的结果：恒星显示出一个“主序”，表示为[Fe/H] = $a$ [O/H $]+b\mpΔb$，其中单位斜率$a=1$意味着一个恒定的[O/Fe]丰度比。氧和铁的经验丰度分布，然后确定不同的子样品，这是很好地解释了多级封闭（箱+水库）（MCBR）化学演化模型的理论预测，考虑到发现的相关性。在MCBR模型的框架下对这些分布的解释为我们提供了关于这些不同银河系区域的流入/流出速率及其相应演化的线索。厚盘和薄盘的流出速率均低于晕的流出速率。此外，如果薄盘是由厚盘构成的，那么两个系统的质量相当。此外，还得到了铁-氧产额比和铁产生的主要贡献率与非主要贡献率，结果与SNII的前身核合成和SNIa超新星事件的铁产生相一致。
2015-07-09 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
The stellar velocity distribution function in the Milky Way galaxy
利用SDSS APOGEE巡天DR 16和\emph{Gaia} DR 2的数据重新检验了太阳附近的恒星速度分布函数。通过利用APOGEE的能力，以极大的可靠性化学歧视的薄盘，厚盘和（吸积）晕人口，我们可以，第一次，这些化学分离人口的三维速度DF。我们使用这个更小但数据更丰富的APOGEE+{ \it Gaia}样本来构建本地恒星种群速度DF的\emph{data-driven model}，并使用这些作为基础向量来评估这些种群在5 $<$ $R$ $<$ 12 kpc和$-1.5$ $<$ $z$ $<$ 2.5 kpc范围内的相对密度比例，这些范围是从更大，更完整（即，全天空，星等有限）{ \it Gaia}数据库。我们发现在所选的\emph{Gaia}数据集中有81.9 $\pm$ 3.1 $\%$是薄盘星，16.6 $\pm$ 3.2 $\%$是厚盘星，1.5 $\pm$ 0.1 $\%$属于银河系恒星晕。我们还发现，局部厚到薄磁盘密度归一化为$ρ_{T}(R_{\odot})$ / $ρ_{t}(R_{\odot})$ = 2.1 $\pm$ 0.2 $\%$，结果一致，但在一个完全不同的方式确定比，典型的星数/密度分析。使用相同的方法，局部晕到盘密度归一化被发现是$ρ_{H}(R_{\odot})$ /（$ρ_{T}(R_{\odot})$ + $ρ_{t}(R_{\o…
2020-05-29 astro-ph.GA
Metallicity and Kinematics of the Galactic halo from the LAMOST sample stars
我们研究了从LAMOST光谱巡天中选出的4,680颗$|z|>$ 5 kpc的A/F/G/K型巨星的金属丰度分布和运动学性质。5 $<|z|\leqslant$ <15 kpc的巨星的金属丰度分布可以用三峰高斯模型来描述，其峰值位于[Fe/H] $\sim-0.6\pm0.1$、$-1.2\pm0.3$和$-2.0\pm0.2$，分别对应于19 $\%$、74 $\%$和7 $\%$的比值。利用$\rm{[α/Fe]}$将这三个峰与银河系的厚盘、内晕和外晕成分联系起来。这些巨星的金属丰度分布与三个分量的高斯分布相吻合，随着离银道面距离的增加，内晕分量的比例逐渐增大，厚盘分量的比例逐渐减小。采用星系势模型，我们还得到了样本星的轨道参数，如轨道偏心率和自转速度。在5 $<|z|<$ ~ 15 kpc范围内，覆盖不同金属丰度区域的恒星的轨道偏心率峰值保持在$e\sim$ 0.75，与平面以上的高度无关。通过比较不同自转速度区间恒星的密度函数，我们发现大多数逆行星比逆行星更贫金属。
2018-06-27 astro-ph.GA
Substructure in the stellar halo near the Sun. II. Characterisation of independent structures
在Lövdal等人的研究中，我们提出了一种数据驱动的运动积分空间聚类方法，并将其应用于具有6D相空间信息的附近晕星的大样本。我们确定了大量的集群，其中许多可以暂时合并成更大的组。我们的目标是通过对星系团的恒星星族的综合研究来建立星系团的真实性，从而对银河系的吸积历史有更多的了解。我们开发了一个程序，量化的相似性的集群KS测试的基础上使用其金属丰度分布函数，和等时线拟合方法来确定其平均年龄，这也是用来比较的颜色绝对星等图中的恒星分布。这允许我们将集群分组为子结构，并将子结构彼此进行比较。确定的集群合并成12个扩展的子结构，而8个小集群保持原样。较大的子结构包括先前已知的盖亚-土卫二、海尔米流、红杉和塔姆诺斯1号和2号。我们确定了与热厚盘和托管金属贫人口的高密度。特别值得注意的是我们最大的子结构，虽然在厚盘的金属丰度特征达到峰值，但有一个人口众多的金属贫乏的组成部分，以及热厚盘和晕之间的动力学。我们确定了额外的碎片在该地区所占据的红杉与不同的运动学，可能残留的三个不同的吸积事件与类似质量的祖先。我们还确定了不同的趋势[Mg/Fe]与[Fe/H]的各种子结构确认我们的解剖附近的晕。太阳附近至少有20%的晕与子结构有关。当比较它们的整体性质时，我们注意到逆行轨道上的子结构不仅平均更贫金属，而且更古老。
2022-04-28 astro-ph.GA
