The Genesis of the Milky Way's Thick Disk via Stellar Migration
银河系盘分为薄和厚的组成部分是由它们的恒星在空间，运动学和金属丰度分布上的差异所支持的。这些差异导致了一种观点，即厚盘早期通过灾难性事件形成，并构成了银河系分层增长的化石证据。我们在这里展示，使用N体模拟，如何双指数垂直结构，与恒星星族显示类似的二分法可以出现纯粹通过内部演化。在这张照片中，恒星径向迁移，同时保持接近圆形的轨道，如Sellwood & Binney（2002）所描述的。当恒星向外移动时，它们聚集在一个增厚的部分。目前在太阳附近发现的这类恒星形成于盘的历史早期，半径较小，恒星更贫金属，α增强，导致观察到厚盘星的性质。根据速度或金属丰度将恒星分类为薄盘或厚盘的成员会导致观察到的其他属性明显分离。SDSS的观测结果支持了这一假设，即过渡区的恒星在自转速度和金属丰度之间没有任何相关性。我们的模拟与银河系观测之间的良好定性一致性暗示，厚盘可能是恒星迁移产生的普遍存在的星系特征。尽管如此，我们不能排除厚盘的一部分是过去更暴力历史的化石，也不能解释所有星系中的厚盘。
2010-09-29 astro-ph.GA
A radial age gradient in the geometrically thick disk of the Milky Way
在银河系中，厚盘可以用单个恒星的丰度、运动学或年龄来定义;或者用几何学来定义，如高出中平面的恒星。在附近的星系中，只能使用几何定义，厚盘似乎有很大的径向尺度长度，它们的红色表明它们是一致的老。银河系的几何厚盘也是径向延伸的，但它的化学性质远非均匀：阿尔法增强的恒星被限制在银河系内部。在模拟的星系中，老恒星集中在中心，几何厚度的圆盘也径向延伸。较年轻的恒星星族在模拟盘的外部区域闪耀，使这些恒星高出中平面。由此产生的几何厚盘因此显示出径向年龄梯度，从中心区域的老到外围的年轻。根据我们对APOGEE调查中大量巨星样本的年龄估计，我们现在可以测试银河系的这种情况。我们发现，在银河系中的几何定义厚盘确实有一个强大的径向年龄梯度：红团星的年龄中位数从9 Gyr的内盘到5 Gyr的外盘。我们认为，至少一些附近的星系也可能具有年龄不一致的厚盘，并且几何厚盘可能是由于其内部和外部的不同形成机制而产生的复杂结构。
2016-09-05 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
Milky Way's Thick and Thin disk: Is there distinct thick disk?
这篇文章是基于我们在592 WE-Heraeus研讨会上关于银河系模型的讨论会，重建银河系的历史：光谱调查，天体地震学和化学动力学模型。讨论的重点是以下问题：“是否存在不同的厚盘和薄盘？".这个问题的答案取决于人们对薄磁盘和厚磁盘所采用的定义。这次讨论的参与者一致认为银河系中至少有两种不同类型的圆盘。然而，关于如何最好地定义这两种类型的圆盘（化学上、运动学上、几何上或年龄上？）仍然存在重要的悬而未决的问题。不同的圆盘的起源是什么，这个问题仍然悬而未决。这次会议强调的未来银河系调查应该有助于我们回答这些问题。近一个小时的辩论涉及该领域的研究人员，代表不同的建模方法（银河系模型，如TRILEGAL，贝桑松和银河系，化学演化模型，扩展分布函数方法，宇宙学背景下的化学动力学，以及自洽的宇宙学模拟），说明了拥有所有这些并行方法的重要性。所有的方法都有其优点和缺点（也讨论过），不同的方法对于解决特定的问题是有用的，这些问题可能有助于我们回答上面更一般的问题。
2016-08-04 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
Milky Way thin and thick disk kinematics with GAIA EDR3 and RAVE DR5
利用GAIA DR 3星表对太阳邻域内银河系盘的运动学进行了详细的分析。为了确定银河系恒星盘的局部运动学，我们使用了278，228颗红巨星分支（RGB）恒星的完整样本，这些恒星分布在一个圆柱体中，以太阳为中心，半径为1 kpc，半高为0.5 kpc。我们分别确定每个银河半球的RGB恒星的运动学性质，以寻找可能的不对称性。RGB星的运动学性质揭示了两个运动学上不同的组成部分的存在：薄盘的平均速度${V_R}, {V_ϕ}, {V_Z}$约为-1，-239，0 km s $^{-1}$，速度色散$σ_R, σ_ϕ, σ_Z$为31，20和11 km s $^{-1}$，厚盘的平均速度分量约为+1，-225，0 km s $^{-1}$，速度弥散为49、35和22 km/s $^{-1}$。我们发现，在银道面以上/以下500 pc的高度，厚盘星约占盘星的一半。如此高数量的RGB恒星与厚盘运动学点在长期演化的银河系厚盘的起源场景。
2022-05-02 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 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
The Age-Thickness Relation of the Milky Way Disk: A Tracer of Galactic Merging History
本研究通过分析银河系恒星盘的垂直厚度与年龄关系，利用LAMOST和SDSS数据及IllustrisTNG50模拟，揭示了约111.3亿年前的GSE主并合事件及多次人马座矮星系穿越，提出了一种示踪星系并合历史的新方法。
2024-12-16 astro-ph.GA
Chemo-dynamical properties of the Anticenter Stream: a surviving disc fossil from a past satellite interaction
使用盖亚DR 2，我们跟踪的Anticenter流（ACS）在不同的恒星星族在整个天空中，发现它是运动学和空间解耦的麒麟座环。使用{ \sc lamost}和{ \sc segue}中的恒星，我们通过$0.1$ dex表明ACS比麒麟座系统地更贫金属，金属丰度分布更窄。此外，ACS主要由年老的恒星（$\sim 10\,\rm{Gyr}$）组成，而麒麟座则有一个明显的年轻恒星（$6-10\, \rm{Gyr}$）的尾巴，这是由它们的累积年龄分布所揭示的。总而言之，所有这些证据都支持人马座矮星系与银河系相互作用的模拟预测，这些预测认为，反中心流（ACS）是在人马座矮星系穿过维里半径后的第一次近心通道期间激发的银河系潮汐尾的残骸，而麒麟座则由在更长的相互作用阶段激发的复合恒星星族组成。我们认为，ACS可以用来限制银河系的潜力，特别是它的扁平化，设置一个黑暗的磁盘存在的强烈限制。重要的是，ACS可以被视为银河系圆盘化学富集历史的独立化石。
2019-07-24 astro-ph.GA
The Milky Way as a High Redshift Galaxy: The Importance of Thick Disk Formation in Galaxies
我们比较银河系（MW）的恒星形成的历史和动力学与遥远的盘星系的属性。在其演化的第一个~4 Gyr期间，MW形成了具有高恒星形成强度（SFI）的恒星，Sigma_SFR~0.6 Msun/yr/kpc 2，因此在其星际介质中产生了外流和高湍流。这个恒星形成的激烈阶段对应于厚盘的形成。厚盘的形成是一个关键的阶段，它使MW在z~1时形成了大约其总恒星质量的一半，这类似于通过丰度匹配选择的“MW祖星系”。这种一致性表明，厚盘的形成可能是盘星系的一个普遍的演化阶段。利用一维速度色散和SFI之间简单的能量注入-动能关系，我们可以再现MW随年龄变化的恒星速度平均垂直色散。这种关系，其推断的演变，和所需的效率是一致的星系从z~0-3的观测。强烈的恒星形成所产生的高湍流自然导致了一个厚盘，一个化学混合良好的ISM，是连接MW的演变到遥远的盘星系的观察到的特征的机制。
2014-06-11 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
Observational Evidence from SDSS for a Merger Origin of the Milky Way's Thick Disk
我们测试的竞争模型，旨在解释银河系中远离中平面（|z| $\gtrsim$ 1 kpc）的恒星的性质，所谓的厚盘：恒星可能通过轨道迁移，通过卫星合并和吸积，或通过加热预先存在的薄盘恒星到达那里。Sales等人（2009）提出厚盘星的偏心率分布作为区分这些机制的诊断。利用SDSS DR 7，我们收集了34，223个具有6-D相空间信息和金属丰度的G矮星样本，并推导了它们的轨道偏心率。比较所得偏心率分布，p（e| z），我们发现：a）观察到的p（e| z）与仅通过轨道迁移预测的结果不一致，因为观测到的高偏心率和极低偏心率的恒星更多; b）主要通过预先存在的薄盘突然加热形成厚盘的情景也不一致，因为它们预测的高偏心率恒星比观测到的更多; c）观测到的p（e| z）非常符合“富含气体的合并”场景，其中大多数厚盘星都是从原位未沉降的气体中诞生的。
2010-09-08 astro-ph.GA
Revisiting the Radial Metallicity Gradient-Age Relation in the Milky Way's Thin and Thick Disks
Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；Tianjin Normal University（天津师范大学）
本研究通过LAMOST DR8和恒星震颤数据重新审视银河系薄盘和厚盘的金属度梯度-年龄关系，发现薄盘梯度随年龄平缓，厚盘存在正梯度，揭示了不同盘的化学演化路径。
2026-01-07 astro-ph.GA
Modeling the chemical enrichment history of the Bulge Fossil Fragment Terzan 5
本文通过模拟 Terzan 5 的化学增丰历史，提出其经历两次恒星形成爆发并起源于质量约为现今十倍的气体团块，从而解释了观测到的金属丰度分布和元素丰度比，支持其作为银河系核球原始构建块遗迹的假说。
2023-05-24 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
Chemo-orbital evidence from SDSS/SEGUE G-type dwarf stars for a mixed origin of the Milky Way's thick disk
我们结合估计的金属丰度[Fe/H]，丰度[α/Fe]，位置和运动的27,500个本地（7<R/kpc<9，0.5< |z| /kpc<2.5）SDSS/SEGUE G型矮星的样本，以研究银河系盘围绕太阳的化学轨道特性。当我们导出反映角动量、圆度和厚度的轨道性质作为[α/Fe]与[Fe/H]的函数时，我们发现随着[α/Fe]（年龄的代理）有一个平滑的变化。同时，[α/Fe] $\gtrsim$ 0.25的老恒星的轨道性质确实表现出与[Fe/H]的转变：低于[Fe/H] $\simeq$ -0.6时，轨道角动量减小，轨道变得明显非圆和更厚。恒星径向迁移到太阳附近自然会导致轨道性质的平滑变化，但后者的老贫金属恒星形成了明显的挑战，特别是因为径向迁移的基本特征是恒星保持在近圆形轨道上。当我们接下来选择近圆轨道上的恒星时，我们确实发现除了α-年轻的“薄盘”恒星外，α-年老的“厚盘”富金属恒星也有显著的贡献。然而，剩下的在偏心轨道上的α-老“厚盘”恒星，包括几乎所有的老贫金属恒星，很难单独用径向迁移来解释，但可能是通过早期的富气体合并形成的。因此，我们发现的化学轨道的证据表明，较厚的组成部分的银河系盘是不明显的薄组件预期从平滑的内部演化通过径向迁移，除了旧的贫金属的恒星具有不同的轨道特性，这可能是一个独特的厚盘组件的一部分，通过外部机制形成。
2012-01-08 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
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
Mapping the stellar structure of the Milky Way thick disk and halo using SEGUE photometry
我们映射的银河系厚盘和晕的恒星结构，通过应用色星等图（CMD）拟合的光度数据从SEGUE调查，允许，第一次，在高纬度和低纬度使用统一的SDSS光度全面分析其结构。CMD拟合同时对所有相关恒星进行测光，绕过了选择单个示踪剂群体的需要。使用不同金属丰度的旧恒星星族作为模板，我们得到了一个稀疏的3D地图的恒星质量分布在|Z| >1千秒差距。拟合一个光滑的银河系模型，包括指数薄和厚盘和轴对称幂律晕，使我们能够约束厚盘和晕的结构参数。厚盘尺度的高度和长度分别被很好地限制在0.75 ± 0.07 kpc和4.1 ± 0.4 kpc。我们发现在~25 kpc范围内的恒星晕平坦度为c/a=0.88 ± 0.03，幂律指数为2.75 ± 0.07（7< R_{GC} <~30 kpc）。该模型拟合得到太阳位置处的厚盘和恒星晕密度为rho_{thick,sun} =10^{-2.3+-0.1} M_sun pc^{-3}和rho_{halo,sun} =10^{-4.20+-0.05} M_sun pc^{-3}，在任何子结构上取平均值。我们的分析为银河系恒星晕中的径向金属丰度梯度提供了第一个明确的原位证据：在R<~15 kpc的范围内，恒星晕的平均金属丰度为[Fe/H]=-1.6，在更大的半径下，[Fe/H]=-2.2。从整体密度图中减去最适合的平滑和对称模型，可以发现所有纬度都有大量的子结构，其中…
2010-04-05 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
The Milky Way stellar populations in CFHTLS fields
我们研究了加拿大-法国-夏威夷-望远镜遗产巡天（CFHTLS）领域中厚盘的特性，并在明亮的星等上与斯隆数字巡天（SDSS）数据进行了补充。的（[Fe/H]，Z）分布推导出在W1和W3领域，并与模拟地图使用贝桑松模型。结果表明，厚盘，代表在星计数模型的一个独特的组件，是不是一个足够的描述所观察到的（[Fe/H]，Z）分布在这些领域。
2011-11-02 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
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
Chasing the impact of the Gaia-Sausage-Enceladus merger on the formation of the Milky Way thick disc
我们使用贝叶斯机器学习框架BINGO（银河考古学的贝叶斯推断）来获得斯隆数字巡天第17次数据发布中出现的68，360颗红巨星和红团星的高质量恒星年龄估计，APOGEE-2高分辨率光谱巡天。通过研究银河系盘星的去噪年龄-金属丰度关系，我们确定了金属丰度的下降与[Mg/Fe]的增加在早期的时代，随后的化学富集事件与增加[Fe/H]和减少[Mg/Fe]。这一结果与在类似银河系的放大宇宙学模拟御夫座中发现的早期富气合并引起的化学演化一致。在御夫座18合并的初始阶段，由于合并稀释了金属含量，主星系的[Mg/Fe]增加，金属丰度下降。我们的研究结果表明，我们银河系的最后一次大规模合并，盖亚-香肠-土卫二，可能是一次重要的富含气体的合并，并引发了恒星爆发，有助于化学富集和早期厚盘富含金属部分的建设。
2023-03-10 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
Comparing the structural parameters of the Milky Way to other spiral galaxies
本文通过比较标长、标高、盘平坦度等结构参数，发现银河系在局部宇宙旋涡星系中具有典型性，但其厚盘比宇宙学模拟预期更薄且延展更小。
2024-01-08 astro-ph.GA
Clues to the formation of the Milky Way's thick disk
我们分析了一组太阳附近恒星的化学性质，并表明，在所有年龄的α元素丰度的小分散提供了证据，SFH一直是均匀的整个厚盘。在长时间尺度的下落模型的背景下，我们认为，这一结果要么指向一个有限的依赖性的气体吸积的银河系半径的内盘（R<10 kpc），或去耦的吸积历史和恒星形成的历史，由于其他过程的ISM在早期磁盘，这表明，下落不能在这些时期的化学演化的决定性参数。然而，我们认为，这些结果和其他最近的观测限制-即缺乏径向金属丰度梯度和厚盘的非演变尺度长度-更好地解释，如果早期盘被视为一个预组装的气体系统，大部分气体解决之前，显着的恒星形成发生-正式相当于一个封闭的盒子模型。在任何情况下，这些结果都指向一个薄弱的，或不存在的由内而外的形成历史在厚盘，或在第一个3-5 Gyr的银河系的形成。然而，我们认为，越来越重要的外部磁盘的化学性质是不同的内部磁盘会给人的印象，一个由内而外的增长过程中看到的快照在不同的时代。然而，通常所说的渐进的、连续的过程可能并不存在于银河系中。
2015-04-10 astro-ph.GA
Unveiling a young thick disk in the Milky Way
本研究在银河系中发现一个约66亿年的年轻厚盘，其厚度与古老厚盘相当但径向延伸更广、年龄更轻，揭示银河系至少经历两次湍流爆发式恒星形成事件，支持厚盘源于诞生环境而非长期动力学加热。
2025-04-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Physical Thickness of Stellar Disks to z ~ 2
在像我们银河系这样的本地盘星系中，较老的恒星通常比年轻的恒星居住在更厚的盘上。有两个相互竞争的模型试图解释这一结果：一个是恒星最初形成于薄盘中，通过动力学加热随着时间的推移逐渐变薄，另一个是恒星形成于早期的厚盘中，后来逐渐变薄。我们使用一个直接测量的厚度在高红移恒星盘区分这些情况。利用CANDELS和GOODS巡天的遗留HST成像，我们测量了491个边缘盘星系的静止光学标度高度，跨度为0.4 < z < 2.5。我们测量的中位数内在尺度高度为0.74 +/- 0.03千秒差距的完整样本，与人口中位数和分散的红移演变很少。中值与今天银河系的厚盘一致（0.6 - 1.1 kpc），但小于本地盘的中值尺度高度（~1.5 kpc），后者与我们的高红移样本相匹配。这些发现表明：（1）虽然在早期就存在着与银河系厚盘一样厚的盘，（2）为了解释今天完整的盘状星系人口，星系中的恒星盘在形成后平均需要物理膨胀。
2023-03-07 astro-ph.GA
Early Co-formation of the Milky Way's Thin and Thick Disks at Redshift z > 2
结合 Gaia、APOGEE、LAMOST 数据与 StarHorse 年龄估计，发现银河系在 GSE 并合前已存在 >11 Gyr 的古老薄盘星族，表明厚薄盘曾共同形成，且该并合停止了厚盘恒星形成。
2025-03-31 astro-ph.GA
Evolution of the Milky Way with radial motions of stars and gas I. The solar neighborhood and the thin and thick disk
我们研究了恒星径向迁移对银河系盘化学演化的作用。特别是，我们感兴趣的影响，该进程的本地属性的磁盘（年龄-金属丰度关系及其分散性、金属丰度分布、丰度比的演化）以及由此产生的厚盘和薄盘的形态特征。我们使用一个具有几个新的或更新的成分的模型：原子和分子气相，恒星形成取决于分子气体，从Nomoto等人（2013）提供的最近均匀网格中产生，观测推断SNIa速率。我们描述了径向迁移与参数化的时间和半径依赖的扩散系数，基于N体+SPH模拟的分析。我们还考虑了参数化径向气体流，引起的银河酒吧的行动。我们的模型很好地再现了MW盘和球核的大多数主要全球观测值的现今值，以及van Dokkum等人（2013）观察到的MW型星系的“堆叠”演化。气体流入的方位平均径向速度被限制为小于十分之几km/s。径向迁移受到年龄-金属丰度关系中观测到的分散性的限制。假设厚盘是盘的最老部分（>9 Gyr），我们发现所采用的径向偏移方案可以定量地再现薄盘和厚盘的主要局部性质。厚盘延伸到~11 kpc，尺度长度为1.8 kpc，由于由内而外的形成方案，比薄盘短得多。我们还展示了如何，在这个框架内，当前和即将到来的光谱观测可以约束大质量恒星的核合成产率为0.1太阳能2-3太阳能的金属丰度范围。
2015-05-27 astro-ph.GA
Phylogeny of the Milky Way's inner disk and bulge populations: Implications for gas accretion, (the lack of) inside-out thick disk formation, and quenching
我们发现，在R $\lesssim$ 7~kpc的银河系（MW）的核球和盘很好地描述了一个独特的化学演化和两个阶段的恒星形成历史（SFH）。我们认为，人口在这个内部磁盘，而不是整个磁盘，是相同的，外Lindblad共振（OLR）的酒吧起着关键作用，在解释这种均匀性。在我们的双相恒星形成历史模型中，金属丰度、[ $α$ /Fe]和[ $α$ /H]分布以及年龄-金属丰度关系都与内盘和球核的观测结果一致。在[Fe/H] $\sim$ 0 dex处的凹陷反映了在$\sim$ 8 Gyr年龄内MW的SFH中的淬灭事件，以及凸起和内盘恒星的共同演化。我们表明，在z $\le$ 1.5时，当MW开始淬火，过渡之间的结束$α$增强厚盘形成的薄盘的开始，但仍然是气体丰富，气体吸积率不可能是显着的。在该淬火阶段之前和之后的[ $α$ /Fe]丰度比将不同，这未观察到。目前的分析表明，银河系的历史，特别是在从厚到薄盘的过渡-淬火时代-必须由恒星形成效率的降低驱动。我们认为，气体吸积强度的下降，酒吧的形成，并在同一时期的淬火的SFR可能是因果关系，从而解释其时间上的巧合（删节）。
2018-02-27 astro-ph.GA
TriAnd and its Siblings: Satellites of Satellites in the Milky Way Halo
我们探讨了三角座仙女座（TriAnd）在SPLASH（仙女座恒星晕的光谱和光度景观）和SEGUE（斯隆银河系理解和探索扩展）光谱调查中的过密度。SPLASH巡天中的银河系主序星显示，TriAnd超密度和最近发现的PAdAS流（Martin et al. 2014）具有共同的日心距离（D ~ 20 kpc），在天空中的位置和视线速度（V_GSR ~ 50 km/s）。类似地，从Segue 2卫星附近的SEGUE巡天中选出的A型、巨星和主序星都表明，TriAnd在这些区域很普遍，其速度和距离与Segue 2相似。PAndAS流和Segue 2卫星在位置和速度空间上与TriAnd的重合表明，这些子结构都是相关的，可能是银河系晕上的群落化石记录。在这种情况下，Segue 2卫星和PAdAS流是“卫星的卫星”，而大型的富含金属的TriAnd超密度是该集团中心的遗迹。
2014-08-28 astro-ph.GA
The Spheroidal Bulge of the Milky Way: Chemodynamically Distinct from the Inner-Thick Disc and Bar
Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP)（波茨坦莱布尼茨天体物理研究所）；Universität Potsdam（波茨坦大学）；Universidad Nacional Autónoma de México（墨西哥国立自治大学）；Instituto de Astronomía, Universidad Nacional Autónoma de México（墨西哥国立自治大学天文研究所）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉古纳大学）；Max Planck Institute for Astronomy（马克斯·普朗克天体物理研究所）；Universitat de Barcelona（巴塞罗那大学）；Institut de Ciències del Cosmos (ICCUB), Universitat de Barcelona（巴塞罗那大学宇宙科学研究所）；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)（加泰罗尼亚空间研究学院）
研究银河系内区域的化学组成和起源，发现球状bulge在化学和动力学上与内厚盘和棒显著不同，首次通过Gaia-RVS光谱揭示其独特的金属丰度分布和轨道特性。
2025-12-15 astro-ph.GA
The Bulge Cluster Origin (BulCO) survey at the ESO-VLT: probing the early history of the Milky Way assembling. Design and first results in Liller1
BulCO 巡天利用 CRIRES+ 对银河系 bulge 恒星系统进行化学筛查，以揭示其起源；对 Liller 1 的 α 元素和铁丰度分析证实其与 bulge 的联系并约束其恒星形成历史。
2025-03-18 astro-ph.GA
The AMBRE project: The thick thin disk and thin thick disk of the Milky Way
我们分析了494个主序星和次巨星从AMBRE：HARPS调查。这些恒星具有来自\textit{Gaia} /DR 1的精确的天体测量信息，提供可靠的年龄估计与$\pm1-2$陀螺仪的相对不确定性，并允许精确的轨道确定。样品根据化学成分分为低[Mg/Fe]序列和高[Mg/Fe]序列，低[Mg/Fe]序列通常被识别为薄盘恒星星族，高[Mg/Fe]序列通常与厚盘相关。我们发现，高[Mg/Fe]化学序列的恒星形成时间延长了几个Gyr，并且与低[Mg/Fe]化学序列的最古老恒星是同时代的：低和高[Mg/Fe]序列同时形成恒星。高[Mg/Fe]恒星星族只在最老、最贫金属和最高[Mg/Fe]恒星中垂直延伸。当比较两个序列的垂直速度色散时，对于相似年龄的恒星，高[Mg/Fe]序列的速度色散低于低[Mg/Fe]序列。根据化学性质将任何一组确定为薄盘或厚盘都是误导性的。高[Mg/Fe]序列的恒星有起源于内盘的近半乳糖体，而低[Mg/Fe]序列的恒星的近半乳糖体通常在太阳附近。从恒星的轨道特性来看，高和低的[Mg/Fe]序列很可能反映了内外盘种群的化学富集历史;径向混合导致这两个种群在太阳位置原位观察。基于这些结果，我们强调，重要的是要明确定义什么人口正在使用的术语薄和厚盘时，参考，和理想的术语厚盘应保留纯粹的几何定义，以避免混淆，并与外部星系的定义一致。
2017-12-06 astro-ph.GA
Using N-body simulations to understand the chemo-dynamical evolution of the inner Milky Way
我提出的例子如何化学动力学N体模拟可以帮助理解的结构和内部星系的演化。这样的模拟再现观察到的运动学，形态学和化学之间的联系，在酒吧/凸起区域，并解释它们的自洽同居的一些组件。银河系考古学，适用于模拟快照，解释了各种组成部分的恒星形成的顺序。厚盘星比薄盘星形成得更早，时间尺度也更短。厚盘中的棒在水平方向上比薄盘中的棒厚，并且具有不同的垂向形态。银河系的内盘尺度长度比预期的类似恒星质量的邻近星系要小得多。
2018-01-23 astro-ph.GA
The disc origin of the Milky Way bulge: Dissecting the chemo-morphological relations using N-body simulations and APOGEE
关于银河系（MW）核球中贫金属恒星星族的起源有一个长期的争论，两种主要的假设是这些恒星族要么是i）经典贫金属椭球体的一部分，要么是ii）与太阳附近化学定义的厚盘相同的恒星族。在这里，我们测试后一种情况下是否可以重现所观察到的MW凸起的化学性质。要做到这一点，我们比较了一个复合（薄+厚）恒星盘的N体模拟-它长期演变形成一个酒吧和一个方形/花生（b/p）凸起-从APOGEE DR 13的数据。这个模型中厚盘是大质量的，并且集中在中心，可以再现核球中富金属和贫金属恒星星族的形态，以及从APOGEE数据获得的平均金属丰度和[ $α$ /Fe]图。它还再现了隆凸金属丰度分布函数（BMT）在经度和纬度上的趋势。此外，我们表明，该模型预测小，但可测量的方位角金属丰度的变化，由于在酒吧的薄，厚光盘的差分映射在内部光盘。因此，我们看到，MW核球中恒星星族的化学形态关系，可以通过将内部MW的薄盘和厚盘映射到b/p中而自然地再现。
2018-05-08 astro-ph.GA
Chemical abundances of the Milky Way thick disk and stellar halo II.: sodium, iron-peak and neutron-capture elements
本文对97颗运动学选择的厚盘星、内晕星和外晕星进行了钠、铁峰和中子俘获元素的化学丰度分析，金属丰度为-3.3<[Fe/H]<-0.5。本研究的主要目的是研究属于这些旧银河系组成部分的贫金属恒星之间的化学相似性和差异，作为确定其早期化学动力学演化的线索。在我们之前的论文中，我们通过基于Subaru/HDS获得的高分辨率（R~50000）光谱进行一维LTE丰度分析，获得了α元素的丰度。在本文中，进行了类似的分析，以确定另外17种元素的丰度。结果表明，在金属丰度低于[Fe/H]-2的情况下，厚盘、内晕和外晕子样品中许多元素的丰度比基本相似。相比之下，在较高的金属丰度（[Fe/H]>-1.5），在三个子样本之间的一些丰度比的差异被确定。具体而言，[Na/Fe]，[Ni/Fe]，[Cu/Fe]，[Zn/Fe]比值的内部和外部晕子样品被发现低于那些在厚盘子样品。与我们以前的论文中观察到的[Mg/Fe]相比，[Eu/Fe]比在两个晕子样品中比在厚盘子样品中更增强。在厚盘和内/外晕子样品之间观察到的某些元素的明显化学丰度（[Fe/H]>-1.5）支持了这些组分通过不同机制形成的假设。特别是，我们的研究结果有利于这样的情况下，形成的内部和外部的光环组件通过组装的多个祖系统，经历了不同程度的化学富集，而厚盘通过快速恒星形成与有效的混合化学元素。
2013-06-05 astro-ph.GA
MaGICC Thick Disk I: Comparing a Simulated Disk Formed with Stellar Feedback to the Milky Way
我们分析了在宇宙流体动力学模拟中形成的一个恒星质量为2 × 10^{10} M_sun的类银河星系的结构和化学富集。它以盘状为主，旋转曲线平坦，盘的尺度长度与银河系相似，但速度色散要高出约50%。通过对[Fe/H]和[α/Fe]丰度范围较窄的恒星进行研究，我们发现模拟结果与观测结果之间存在显著的定性一致性：a）年老恒星分布较厚，尺度长度较短，而年轻恒星形成较薄的盘，尺度长度随着[Fe/H]的增加而减小。b）因此，存在明显的向外金属丰度梯度。c）单丰度种群存在，具有连续的尺度高度分布（从薄到厚）。然而，模拟的星系有一个明显的和实质性的非常厚的磁盘（h_z~1.5 kpc），在银河系中没有看到。模拟和观测之间的广泛一致性使我们能够测试文献中使用的观测代理的有效性：我们在模拟中发现，单一丰度种群是单一年龄种群（<1 Gyr）的良好代理。
2013-10-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evidence for the Third Stellar Population in the Milky Way's Disk
银河系是一个独特的实验室，在那里可以详细测量和分析恒星的性质。特别是，老恒星群中的恒星编码了导致我们银河系形成的机制的信息。在这篇文章中，我们分析了太阳邻域中大量恒星的运动学，空间分布和化学，其中所有主要的银河系成分都得到了很好的代表。我们发现，厚盘包括两个不同的和重叠的恒星星族，具有不同的运动学性质和化学成分。金属弱厚盘（MWTD）包含的金属含量比典型厚盘少两倍，并表现出银河系最古老的恒星星族典型的轻元素富集。MWTD围绕银河系中心的旋转速度约为150 km s^（-1），对应于相对于典型厚盘（约180 km s^（-1））的30 km s ^（-1）的旋转滞后，速度色散为60 km s^（-1）。这个恒星星族可能起源于我们银河系组装早期的矮星系合并，或者它是一个前体盘，形成于银河系内部，并通过棒不稳定性或螺旋臂形成机制带入太阳邻域。
2019-10-29 astro-ph.GA
Is the Nuclear Star Cluster a Bulge Fossil Fragment?
University of California, Los Angeles（加州大学洛杉矶分校）；Lund University（隆德大学）；Université Côte d’Azur（蔚蓝海岸大学）；Observatoire de la Côte d’Azur（蔚蓝海岸天文台）；CNRS（法国国家科学研究中心）；Laboratoire Lagrange（拉格朗日实验室）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）
该研究对比银河系核星团与核球化石碎片候选体Terzan 5、Liller 1，发现NSC与核球关联强但非二者简单类似体，提出BFF假说可作为识别NSC中早期核球形成组分的可证伪框架。
2026-09-03 astro-ph.GA
Why the Milky Way's bulge is not only a bar formed from a cold thin disk
通过分析一个N体模拟的球形成简单地通过一个酒吧不稳定性机制运作的运动学冷恒星盘，并通过比较这种分析的结果与银河系的主要恒星星族的结构和运动学性质的凸起，我们得出的结论是，我们的银河系的凸起是不是一个纯粹的恒星酒吧形成的一个预先存在的薄恒星盘，最近的一些研究表明。在本文中强调的几个论点的基础上，我们提出，在银河系中，被观察到的核球人口不属于花生结构的一部分，对应于旧的银河系厚盘，从而意味着银河系是一个纯粹的薄+厚盘星系，只有一个可能有限的贡献的经典核球。
2014-11-05 astro-ph.GA
Detecting Triaxiality in the Galactic Dark Matter halo through Stellar Kinematics
假设银河系的暗物质晕为非球形势（即三轴势、长轴势、扁轴势），我们展示了银河系晕的聚集过程，可能仅仅由于暗物质晕的形状而留下了持久的恒星晕运动学化石。与潮汐流相反，与最近的卫星吸积事件有关，这些恒星运动学群通常会表现出不均匀的化学和恒星星族属性。然而，它们可能是由一个单一的吸积事件为某些质量组装的历史。如果这些特殊的运动恒星群的探测得到证实，它们将是宇宙学星系形成场景中预测的黑暗晕三轴性的确凿证据。
2012-10-22 astro-ph.GA
Modelling the chemical evolution of the Milky Way
在这篇评论中，我将讨论银河系的模型结果和观测数据之间的比较，这些模型的预测能力以及它们的局限性。这样的比较，被称为银河系考古学，使我们能够对恒星核合成和各种银河系成分（晕，凸起，厚盘和薄盘）形成的时间尺度施加限制。
2021-06-24 astro-ph.GA
Determining the Scale Length and Height of the Milky Way's Thick Disc Using RR~Lyrae
本研究基于Gaia DR3等RR Lyrae巡天数据，采用贝叶斯方法结合两种抽样技术，测定了银河系厚盘的标长、标高及内晕的密度分布参数。
2025-05-01 astro-ph.GA
Exploring the production and depletion of lithium in the Milky Way stellar disk
[摘要]我们确定了锂丰度的714个F和G矮星，关闭，和太阳附近的亚巨星的样本进行了充分研究。分析是基于线合成的锂线在6707欧姆的高分辨率和高信噪比阶梯光谱，获得与MIKE，FEROS，SOFIN，UVES和FIES摄谱仪。所呈现的Li丰度针对非LTE效应进行了校正。在714颗恒星的样本中，我们能够确定420颗恒星的Li丰度和另外121颗恒星的Li丰度上限。其中18颗具有明确锂丰度的恒星被列为系外行星的宿主恒星。我们的主要发现是，有没有签名的锂生产厚盘，但锂丰度相同的有效温度的恒星是独立的金属丰度的恒星，可以与银河系厚盘。然而，在薄盘中可以看到显着的Li生产，朝着超太阳金属丰度稳步增加。然而，在最高金属丰度（[Fe/H]~+0.3）附近，我们初步证实了最近发现的Li丰度趋于稳定。因此，我们反驳了最近在其他研究中发现，李也产生在厚盘。这可能是由于化学定义的选择标准，这些研究用来定义他们的厚磁盘样本。我们在这里使用的年龄标准，产生了一个厚盘恒星样本，薄盘恒星的污染要少得多，因此更可靠的丰度趋势。[摘要]可以得出的结论是，相对于原始丰度，在银河系的最初几十亿年中没有发生显着的锂生产，这一时代与厚盘的形成和演化相吻合。[删节]
2018-04-19 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
Mapping the Milky Way with LAMOST III: Complicated spatial structure in the outer disc
我们提出银河系外盘的{复杂性}{通过拟合红巨星分支星的体积密度与两盘组件模型}。{The确认圆盘延伸至$R\sim19$ \，kpc。盘的径向密度分布显示{分别在$R\sim11$和$\sim14$ \，kpc处的两个断裂，其}将径向分布分成三个部分，分别在$R<11$、$11\leq R\leq14$和$R>14$\，kpc处具有不同的尺度长度$2.12\pm0.26$、$1.18\pm0.08$和$2.72$\，kpc。第一个{break}可能是由于薄盘的径向轮廓突然下降，这可能是径向迁移的证据。{超过$14$ \，kpc，厚盘变得突出，从薄盘到厚盘的过渡导致第二次破裂。}这意味着几何上限定的厚盘比薄盘更{径向}延伸。厚盘的尺度长度大于薄盘的尺度长度也支持这一点。同时，{较厚组分的刻度高度从$R=8$处的$0.637_{-0.036}^{+0.056}$增加到$R=19$处的$1.284_{-0.079}^{+0.086}$\，kpc，显示出强烈的张开盘}。此外，在恒星密度的残差中还显示出丰富的子结构。其中，$D14+2.0$和$O14-1.5$子结构表现出南北不对称性，这可以从本质上解释为向南移动的厚盘。然而，麒麟星环没有发现明显的密度过高。最后，厚盘在$9<R<10.5$ \，kpc处显示出起源不清楚的波纹状特征。
2018-04-27 astro-ph.GA
Towards Understanding the Milky Way's Typicality: Assessing the Chemodynamics of M31's Bulge & Bar, Thick & Thin Discs
本研究提出双恒星族群光谱建模框架，分析M31核球与盘面，发现核球含经典核球与棒，北盘类似银河系厚薄盘，为星系演化模型提供关键约束。
2024-10-30 astro-ph.GA
The disc origin of the Milky Way bulge: On the necessity of the thick disc
在MW核球中，富含金属的恒星形成了一个坚固的棒，比缺乏金属的恒星更像花生状。最近有人声称，这种行为是由这些人口的初始面内径向速度分散，而不是由他们的初始垂直随机运动。这导致了一个建议，厚盘是没有必要解释的MW凸起的特点。我们重新讨论这个问题，通过分析两个无耗散N-体模拟的盒状/花生（B/P）形的凸起形成的复合恒星盘，由运动学的冷和热的恒星星族，我们得出结论，初始垂直随机运动是重要的，在确定的相对贡献的冷和热盘人口与高度以上的平面，金属丰度和年龄趋势的随机运动。以前的声明强调的主导作用，在确定这些趋势的面内运动没有得到证实。然而，所产生的b/p形凸起的形态和强度存在差异：一个模型，其中光盘人口最初只有不同的面内随机运动，但类似的厚度，结果到一个b/p凸起，其中所有人口具有类似的花生形状，独立于他们的初始运动学，或金属丰度。我们讨论了这些差异背后的原因，也预测了这两个极端的初始条件会留下的签名的垂直年龄和金属丰度梯度的盘星，外的凸起区域。我们的结论是，一个金属穷人，运动学（径向和垂直）热组件，这是一个厚盘，是必要的MW前酒吧形成，支持的情况下跟踪以前的作品。[删节]
2019-01-03 astro-ph.GA
The age structure of stellar populations in the solar vicinity. Clues of a two-phase formation history of the Milky Way disk
我们分析了高质量的丰度数据的太阳附近的恒星，并表明，有两个不同的制度[α/Fe]与年龄，我们确定为时代的厚和薄盘形成。金属丰度和[α/Fe]与年龄之间的紧密相关性在厚盘星上可以清楚地识别，这意味着这个种群是在4-5 Gyr的时间尺度上由混合良好的ISM形成的。厚盘星的垂直速度色散与年龄有关，最年轻的天体具有与薄盘星一样小的尺度高度。这两个结果的一个自然结果是，在这个人口中的垂直金属丰度梯度是预期的。我们认为，厚盘设置的初始条件形成的内部薄盘。这也解释了薄盘中金属丰度在7-10 kpc的台阶与厚盘中约R<10 kpc的限制之间的明显一致性。我们认为，外部薄盘的厚盘的影响之外，但也认为，高α-富集的外部区域可能源于原始污染的气体从厚盘排出。本地贫金属薄盘星，其性质最好的解释是起源于外盘，被证明是最年轻的厚盘（9-10 Gyr），这意味着外薄盘开始形成，而厚盘的形成仍在银河系内部进行。我们指出，由于紧密的年龄-丰度关系在厚盘，一个由内而外的过程会引起一个径向梯度的丰度在这个人口没有观察到。最后，我们认为，这里讨论的数据几乎没有留下空间的径向迁移，无论是污染了太阳附近，或者，有重新分布的恒星在整个太阳环的显着比例。
2013-10-23 astro-ph.GA
Born this way: thin disc, thick disc, and isotropic spheroid formation in FIRE-2 Milky-Way-mass galaxy simulations
本文使用 FIRE-2 模拟研究银河系质量星系的形成，发现各向同性球体、厚盘和薄盘按时间顺序组装，恒星轨道特征在诞生时即已决定，且形态年龄测定可与 CGM 的 virialization 时间相关联。
2023-06-19 astro-ph.GA
