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
Spectroscopic decomposition of the galaxy and halo of the cD galaxy NGC 3311
cD星系的恒星形成历史和扩展的恒星晕的信息在于它们的光谱。因此，为了确定这些结构是一起进化的还是通过两相形成的，我们需要用光谱法将光从每个成分中分离出来。我们提出了一个试点研究，使用Bracket拟合和提取的光谱的cD星系NGC3311和它的晕在积分场光谱数据管，并进行了一个简单的恒星星族分析，研究其恒星形成的历史。使用MUSE数据，我们能够在整个数据立方体中分离星系及其光环的光，给出纯粹代表每个结构光的光谱。对这两个组成部分的恒星星族分析表明，在这种情况下，晕和中央星系中的大部分恒星都非常古老，但与星系相比，晕更缺乏金属，$α$富集程度更低。这一结果与通过更小的卫星星系的吸积形成的晕一致，这些卫星星系具有更广泛的恒星形成。值得注意的是，整个星系的年龄和金属丰度指标的明显梯度与星系和晕成分的径向变化完全一致，它们各自没有显示梯度。这项研究的成功是有希望的，其应用程序到一个更大的样本的cD星系，目前正在观察的IFU调查。
2018-05-17 astro-ph.GA
Elemental abundances in M31: Individual and Coadded Spectroscopic [Fe/H] and [α/Fe] throughout the M31 Halo with SPLASH
本研究利用SPLASH巡天数据获取了M31晕中RGB恒星的独立与叠加光谱[Fe/H]和[α/Fe]丰度，发现两者分别存在负与正的径向梯度，揭示了M31与银河系截然不同的形成与并合历史。
2022-11-28 astro-ph.GA
The Spectroscopic and Photometric Study of a Star Cluster Sample in Andromeda Halo
CAS Key Laboratory of Optical Astronomy, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台光学天文重点实验室）；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）；South-Western Institute For Astronomy Research, Yunnan University（云南大学西南天文研究所）；Xi’an Jiaotong-Liverpool University（西交利物浦大学）
本文通过光谱和光度学数据研究29个仙女座晕星团，确定其物理参数，揭示其年龄和金属含量，为理解仙女座星系形成与演化提供新数据。
2026-03-18 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
Mapping the Stellar Halo with the H3 Spectroscopic Survey
星系形成的现代理论预测，银河系的恒星晕是由较小系统的吸积和破裂分级组装而成的。这种层次组装预计将产生一个高度的结构相和化学空间的组合，这种结构应该提供一个相对直接的探测我们的银河系的吸积历史。揭示这种结构需要精确的3D位置（包括距离），3D速度和大样本恒星的化学成分。盖亚卫星正在向20国集团提供超过10亿颗恒星的自行和自行。然而，径向速度和金属丰度将只适用于G~15，这是不够的探测外恒星晕（>10千秒差距）。此外，对于超过~10 kpc的恒星，视差将不够精确，无法提供高质量的距离。因此，识别整个恒星晕中的吸积系统需要一个大型的地面光谱测量来补充盖亚。在这里，我们提供了H3恒星光谱巡天的概述，它将提供精确的恒星参数和20万颗恒星的光谱距离，r=18。在MMT上使用Hectochelle仪器获得光谱，该仪器被配置用于H3 Survey，以提供覆盖波长范围5150 A-5300 A的分辨率R~ 23，000的光谱。该巡天是针对恒星晕科学进行优化的，因此侧重于高银河纬度区域（|b| >30度），稀疏采样15，000平方米度目标是根据盖亚星系选择的，这使得非常有效地选择真正的晕星成为可能。该调查于2017年秋季开始，迄今已收集了88，000个光谱。所有的数据，包括导出的恒星参数，最终将通过调查网站h3survey.rc.fas.harvard.edu公开。
2019-07-17 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
Contribution of Gaia Sausage to the Galactic Stellar Halo Revealed by K Giants and Blue Horizontal Branch Stars from the Large Sky Area Multi-Object Fiber Spectroscopic Telescope, Sloan Digital Sky Survey, and Gaia
利用高斯混合模型（GMM），并将其应用于LAMOST K巨星、SEGUE K巨星和SDSS蓝水平支星的晕星样本，研究了Gaia-Sausage对银河系恒星晕的贡献. GMM将恒星晕分为两部分，其中一部分代表与称为Gaia-Sausage的古代正面碰撞相关的更富含金属和高度径向偏置的成分，另一部分是更贫金属和各向同性的晕。用对称双峰高斯分布描述Gaia-Sausage的球速度分布，发现两瓣的平均绝对径向速度随银心半径的增大而减小.我们发现Gaia-Sausage对内晕（银心半径$r_\mathrm{gc} < 30$ kpc）的贡献约为$41\%-74\%$。盖亚香肠的恒星比例开始下降超过$r_\mathrm{gc} \sim$ $25-30$千秒差距，外晕被发现是明显小于盖亚香肠比内晕的影响。在去除由运动积分发现的晕子结构之后，\textit{Gaia} -香肠的贡献略微落在$r_\mathrm{gc} \sim$ 25 kpc内，但仍然与$30\%-63\%$一样高。最后，我们选择了几个可能的香肠相关的子结构组成的高偏心轨道上的恒星。GMM/香肠组件同意与选定的子结构明星在其化学动力学性质，这增加了我们的信心，GMM适合的可靠性。
2022-01-12 astro-ph.GA
Photometric Objects Around Cosmic Webs (PAC) Delineated in a Spectroscopic survey. II. Morphology, Color and Size Dependences of the Stellar-halo Mass Relation for Massive Galaxies
在本文中，我们报告了一个强大的测量的形态，颜色和星系大小的恒星晕质量关系（SHMR）的高质量端（$10^{11.3}{\rm M_{\odot}}<M_{\star}<10^{11.7}{\rm M_{\odot}}$）在红移$z_s\sim0.6$（在整个文件中，我们使用$z_s$的红移，$z$的z波段的星等。）。应用我们的方法，光度对象周围的宇宙网络（PAC），在以前的工作中开发的CMASS和HSC-SSP的观测，我们测量的超额表面密度（$\bar{n}_2w_p(r_p)$）的卫星周围的大质量中心星系具有不同的形态表示的Sérsic指数$n$。我们发现，更紧凑（较大的$n$）的中央星系被更多的卫星环绕。用丰度匹配方法估算了中心星系的晕质量，发现晕质量随$n$单调增加，为SHMR的形态依赖性提供了有力的证据。具体来说，我们的研究结果表明，最紧凑的星系（$n>6$）的晕质量约为5.5倍的盘星系（$n<2$）。类似地，使用有效半径$R_e$和静止框架$u-r$颜色，我们发现红色（大）星系位于晕中，其平均质量是蓝色（小）星系的$2.6$（$2.3$）倍。
2022-02-19 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
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
Chemical abundances of field halo stars -- Implications for the building blocks of the Milky Way
我想回顾最近的努力，详细的化学丰度测量现场银河系晕星。由于距离太阳高达数千秒差距的宽视场光谱测量的出现，具有详细化学测量的场晕星的大样本正在不断扩大。化学信息和全六维相空间信息的结合，现在被认为是一个强大的工具，以确定宇宙吸积事件，已经建立了相当大的一部分，现在的恒星晕。未来的观测前景与宽场光谱调查和理论前景与超新星核合成产额进行了讨论。
2019-08-26 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
Characterizing the SHARDS of Disrupted Milky Way Satellites with LAMOST
我们使用LAMOST光谱巡天中超过10，000颗经光谱学证实的晕巨星的样本，推导出了星系晕中的子结构部分。通过观察100个合成模型沿视线与LAMOST选择功能在该天空区域，我们的统计特征的预期晕人口。我们定义为SHARDS（恒星晕吸积相关碎片结构）任何超过模型预测>3-sigma的恒星。我们发现LAMOST中至少有10%的银河系晕星是SHARDS的一部分。通过在使用LAMOST选择函数观测到的光滑晕上运行我们的算法，我们表明LAMOST数据在所有银心半径R_GC < 40 kpc上包含多余的子结构，超出了由于统计波动和光滑晕的不完整采样所预期的。子结构的水平是一致的碎片完全从吸积卫星模型晕中的恒星的分数。这项工作说明了巨大的光谱调查的潜力与高填充因子在大的天空区域，以重建银河系的合并历史。
2016-03-15 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
Carbon Stars in the Satellites and Halo of M31
我们光谱识别样品的碳星的卫星和晕的M31使用中等分辨率的光谱学从仙女座的恒星晕调查的光谱和光度景观。我们提出了我们的样本的41颗恒星的光度特性，包括他们的亮度相对于红巨星分支（TRGB）的尖端和他们在各种颜色的颜色空间的分布。这项分析揭示了一个比TRGB暗的更蓝的碳星群体和一个比TRGB亮的更红的碳星群体。然后，我们应用主成分分析，以确定样本的特征谱和特征系数。相关的本征系数与各种可观察到的属性揭示了跟踪有效温度和金属丰度的光谱特征。将光谱和光度信息放在一起，我们发现M31卫星和晕中的碳星受到尘埃和内部动力学的影响最小。我们还发现，虽然有证据表明，sub-TRGB星是外在的起源，也有可能，他们是特别微弱的成员渐近巨星分支。
2016-08-24 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
HALO7D I: The Line of Sight Velocities of Distant Main Sequence Stars in the Milky Way Halo
Halo Assembly in Lambda-CDM：Observations in 7 Dimensions（HALO 7 D）数据集由Keck II/DEIMOS光谱和哈勃空间望远镜测量的CANDELS场中银河系晕主序星的自行组成。在本文中，我们提出了这个数据集的光谱组成部分，并讨论了目标选择，观测策略，和调查性质。我们提出了一种新的方法来测量视线（LOS）速度相结合的多个光谱观测一个给定的明星，利用贝叶斯分层建模。我们提出了四个HALO 7 D场的LOS速度分布，并估计其平均值和分散。所有的LOS分布都是由“热晕”主导的：我们的领域都不是由LOS速度分量中的运动学冷的子结构主导的。我们估计的LOS速度分散在不同的领域是一致的，这些估计是一致的研究使用其他类型的示踪剂。为了补充我们的观测，我们使用合成测量软件Galaxia进行模拟HALO 7 D测量，以“模拟”Bullock & Johnston（2005）吸积的恒星晕。基于这些模拟数据集，在四个HALO 7 D领域一致的LOS速度分布表明，HALO 7 D样本是由来自相同的大质量（或少数相对大质量）吸积事件的恒星占主导地位。
2018-09-11 astro-ph.GA
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
The constraining effect of gas and the dark matter halo on the vertical stellar distribution of the Milky Way
我们详细研究了银河系薄盘的恒星垂直分布，特别关注外盘。我们把银盘看作是一个引力耦合的三分量系统，它由恒星、原子氢气和分子氢气组成，并处于暗物质晕的引力场。在这样一个现实的系统中的恒星和气体的自洽的垂直分布的半径之间的4-22千秒差距。包含一个额外的引力分量约束的垂直恒星分布朝向中平面，使中平面密度更高，磁盘厚度减少，垂直密度分布是陡峭的比在单组件，等温，恒星单独的情况下。结果表明，恒星分布主要受星系内外气体和暗物质晕引力场的制约。我们发现，恒星盘的厚度（测量的垂直密度分布的高宽）随半径增加，耀斑急剧超过R=17千秒差距。由于晕圈的引力场，外星系的盘厚度减小了3-4倍，这可能有助于盘抵抗大半径的变形。如果不考虑暗物质晕的影响，圆盘会更加闪耀。因此，在确定外区银盘的垂直结构和动力学时，考虑暗物质晕的影响是至关重要的。
2018-08-06 astro-ph.GA
The information on halo properties contained in spectroscopic observations of late-type galaxies
本文利用SPARC样本和Kullback-Leibler散度量化了不同光谱观测条件下暗晕质量、聚集度及内部斜率的信息增益，发现光谱速度精度是制约暗晕约束的最关键因素，为优化星系巡天策略提供了依据。
2024-01-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
A high-resolution spectroscopic study of two new Na- and Al-rich field giants -- likely globular cluster escapees in the Galactic halo
恒星SDSS J064655.6+411620.5和SDSS J193712.01+502455.5是相对明亮的恒星，最初是作为SDSS/MARVELS预巡天的一部分被观测到的。根据它们的CH $G$ -带弱，它们与其他总共60个在晕球状星团金属丰度范围内的带一起被选中，作为HESP-GOMPA巡天（Hanle Echelle Spectrograph-银河系贫金属星巡天）的一部分，进行高分辨率光谱跟踪。这些恒星表现出典型的核合成特征，这些特征被认为是球状星团中所谓的第二代恒星的特征。轻元素反相关的Mg-Al的检测，随着Na的丰度升高。发现碳被耗尽，这与预期相符。在SDSS J064655.6+411620.5和SDSS J193712.01+502455.5中也发现了锂元素，其丰度与正常的晕巨星相似。这些明亮的逃逸者提供了一个独特的机会，可以详细研究球状星团的核合成事件，并揭示它们的化学富集历史。
2020-03-07 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 Fornax Cluster VLT Spectroscopic Survey - V. Mass modelling of the BCG NGC 1399 out to 150 kpc
Finnish Centre for Astronomy with ESO (FINCA), University of Turku（芬兰ESO天文学中心，图尔库大学）；Leibniz Institute for Astrophysics Potsdam (AIP)（波茨坦莱布尼茨天体物理研究所）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Department of Physics “E. Pancini”, University of Naples Federico II（那不勒斯费德里科二世大学物理学系）；INAF–Osservatorio Astronomico di Capodimonte（意大利国家天体物理研究所卡波迪蒙特天文台）；Department of Astrophysics, University of Vienna（维也纳大学天体物理学系）；INAF–Astronomical Observatory of Abruzzo（意大利国家天体物理研究所阿布鲁佐天文台）；Sub-Department of Astrophysics, Department of Physics, University of Oxford（牛津大学物理学系天体物理子部门）
本研究结合FVSS与文献数据，对天炉座星系团中心星系NGC 1399外区球状星团开展动力学质量建模，证实两类暗物质晕均能匹配观测，且纳入星系团内球状星团对建模结果有重要影响。
2026-08-05 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 Swift/BAT AGN Spectroscopic Survey -- IX. The Clustering Environments of an Unbiased Sample of Local AGN
通过对Swift/BAT光谱巡天（BASS）中活动星系核的成团测量，我们刻画了局部吸积超大质量黑洞的环境。在DR 1星表中，有548个活动星系核在整个天空的红移范围为0.01<z<0.1，BASS提供了迄今为止最大、最小偏差的局部活动星系核样本，这是由于它的硬X射线选择（14-195 keV）和丰富的多波长/辅助数据。通过测量AGN和2 MASS星系之间的投影交叉关联函数，并通过晕占据分布（HOD）和基于晕下的模型对其进行解释，我们约束了整个样本的占据统计，以及吸收柱密度和黑洞质量的箱。我们发现，活动星系核往往居住在星系群环境中，在协议与以前的研究活动星系核在整个大范围的光度和红移，平均而言，他们占据他们的暗物质晕类似的不活跃的星系可比的恒星质量。我们还发现证据表明，模糊的活动星系核往往居住在密度比unobscured活动星系核的环境中，即使当样本匹配的光度，红移，恒星质量，和爱丁顿比。我们表明，这可以解释为显着不同的晕占据分布或统计上不同的主机晕组装历史。最后，我们看到大质量的黑洞比小质量的黑洞更有可能存在于中央星系中。
2018-04-26 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
Galaxy cluster cores as seen with VLT/MUSE: new strong-lensing analyses of RX J2129.4+0009, MS 0451.6-0305 & MACSJ2129.4-0741
利用哈勃太空望远镜（HST）多波段观测和多单元光谱探测器（MUSE）光谱学的强大组合，对RXJ2129.4+0009（z =0.235）、MS0451.6-0305（z=0.55）和MACSJ2129.4-0741（z=0.589）三个星系团进行了强透镜分析。在RXJ 2129中，我们新的光谱确认了15个集群成员。我们得到的质量模型使用8多个图像系统，因为我们包括一个星系-星系透镜系统东北的集群，是由71晕，包括一个暗物质集群规模的晕和2个星系规模的晕单独优化。对于MS 0451，我们报告了2个新系统的光谱鉴定的多个图像在北部地区，和112个集群成员。我们的质量模型使用了16个多重图像系统和146个晕，其中包括2个大规模的晕，和7个星系规模的晕独立优化。对于MACSJ 2129，我们报告了一个新的多重图像系统在z=4.41的光谱鉴定，并新测量光谱红移的4个集群成员。我们的质量模型使用了14个多重图像系统，由151个晕组成，包括2个大尺度晕和4个独立优化的星系尺度晕。我们最好的模型在RXJ 2129、MS 0451和MACSJ 2129的像平面上的均方根分别为0.29“、0.6”和0.74“。该分析与现有文献进行了详细的比较，显示出良好的一致性，并讨论了透镜星系的具体研究，例如MS 0451中z=2.9的一组亚毫米星系，以及MACSJ 2129中z=2.1472的明亮红色单成像星系。
2021-08-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
First resolved stellar halo kinematics of a MW-mass galaxy outside the Local Group: A flat counter-rotating halo in NGC 4945
本研究利用MUSE光谱与HST成像数据，首次对本星系群外银河系质量星系NGC 4945的恒星晕进行了分解析动力学测量，发现其沿主轴34.6 kpc处存在反向旋转且源于吸积的恒星晕，确立了测量近邻星系恒星晕速度场的新技术。
2024-06-25 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
Recent Results from SPLASH: Chemical Abundances and Kinematics of Andromeda's Stellar Halo
在过去的十年里，对仙女座星系的恒星星族的大规模调查彻底改变了我们对这个星系的看法。大规模的连续光度测量和定点光谱测量相结合，对于发现仙女座的子结构和解开仙女座的结构成分特别强大。SPLASH（仙女座恒星晕的光谱学和光度学景观）调查包括宽波段和窄波段的成像和光谱学的红巨星分支恒星的视线范围从2千秒差距到超过200千秒差距从仙女座的中心。SPLASH数据揭示了一个幂律表面亮度轮廓延伸到仙女座维里半径的至少三分之二（Gilbert et al. 2012），金属丰度梯度延伸到仙女座中心至少100 kpc（Gilbert et al. 2014），以及仙女座内晕中大量加热盘星的证据（Dorman et al. 2013）。我们还使用晕星的速度分布来测量仙女座的切向运动（Beaton等人，准备中）。
2016-03-16 astro-ph.GA
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
Photometric Objects Around Cosmic Webs (PAC) Delineated in a Spectroscopic Survey. IV. High Precision Constraints on the Evolution of Stellar-Halo Mass Relation at Redshift $z<0.7$
利用论文I提出的"宇宙网周围测光天体"（PAC）方法，我们分别在$z_s<0.2$、$0.2<z_s<0.4$和$0.5<z_s<0.7$的红移范围内，测量了低至恒星质量的测光天体周围测光天体的超额面密度$\bar{n}_2w_{\rm{p}}$，这些测光天体的质量分别为$10^{8.0}M_{\odot}$、$10^{9.2}M_{\odot}$和$10^{9.8}M_{\odot}$.使用DESI遗留成像巡天的数据和Slogan数字巡天的光谱样本（即Main，LOWZ和CMASS样本）。我们利用丰度匹配方法对N体模拟中的$\bar{n}_2w_{\rm{p}}$进行了模拟，并将三个红移范围内的星晕质量关系（SHMR）约束到百分水平。通过精确的模拟，我们证明了对于给定晕质量，恒星质量散射近似为常数，并且在低质量下Behroozi等人的经验形式比双幂律形式更好地描述了SHMR.我们的SHMR准确地捕捉到了自$z_s=0.7$以来大质量星系的缩小，同时也表明小星系的增长速度仍然比它们的宿主晕快。从我们的建模的星系恒星质量函数（GSMF）是在完美的协议与{\it模型无关}的测量在纸III，虽然目前的工作扩展GSMF到一个更小的恒星质量。基于GSMF和SHMR，我们得到了LOWZ和CMASS样本的恒星质量完整性和晕占据分布，这对于正确解释它们的星系-星系透镜效应和红移空间畸变等宇宙学测量…
2023-02-27 astro-ph.CO 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
The XMM-Newton Wide Field Survey in the COSMOS Field: Clustering Dependence of X-ray Selected AGN on Host Galaxy Properties
我们研究的空间集群通过投影的两点相关函数$632$ $(1130)$ XMM-宇宙活动星系核（AGN）与已知的光谱（光谱或光度）红移范围内$z = [0.1 - 2.5]$，以测量AGN的偏差和估计的典型质量的托管暗物质（DM）晕作为AGN主机星系属性的函数。我们根据恒星质量$M_*$和特定黑洞吸积率$L_X/M_*$创建活动星系核子样本，以探索活动星系核环境如何依赖于这些量。对于完整的光谱AGN样品，我们测量了一个典型的DM晕质量的$\log (M_\mathrm{halo} / h^{-1}\mathrm{M}_\odot)= 12.79_{-0.43}^{+0.26}$，类似于星系群的环境，并与以前的研究中亮度X射线选择AGN。我们发现对$L_X/M_*$无显著依赖性，低（高）$L_X/M_*$子样本的$\log (M_\mathrm{halo} / h^{-1}\mathrm{M}_\odot) = 13.06_{-0.38}^{+0.23}$（$12.97_{-1.26}^{+0.39}$）。对于低（高）$M_*$子样本，我们还发现在$M_*$与$\log (M_\mathrm{halo} / h^{-1}\mathrm{M}_\odot) = 12.93_{-0.62}^{+0.31}$（$12.90_{-0.62}^{+0.30}$）方面的宿主晕没有差异。通过比较XM…
2019-06-26 astro-ph.GA
