Measuring Radial Orbit Migration in the Milky Way Disk
我们开发和应用一个模型来量化银河系盘中恒星之间的径向轨道迁移的全球效率。这个模型参数化可能的恒星形成和富集的历史，径向出生配置文件，并将它们与一个迁移模型相结合，该模型通过高斯概率将现今的轨道半径与出生半径联系起来，随着年龄的增加$τ$扩展为$σ_\mathrm{RM8}~\sqrt{τ/8{~\mathrm{Gyr}}}$。在观测的指导下，我们假设恒星在给定的半径上具有最初紧密的年龄-金属丰度关系，随后被径向轨道迁移扰乱，从而提供了对径向轨道迁移强度$σ_\mathrm{RM8}$的直接观测约束。我们用MCMC模型拟合观测到的低$α$红色团簇星的年龄-金属丰度分布，银心半径在5和14 kpc之间，从APOGEE DR 12，回避复杂的空间选择功能和占相当大的年龄不确定性。这个简单的模型再现了观测到的数据，我们发现一个全球性的（在半径和时间）径向轨道迁移效率在银河系的$σ_\mathrm{RM8}=3.6\pm 0.1$千秒差距边缘化时，在所有其他模型方面。这表明银河系主盘的径向轨道迁移确实相当强，与理论预期一致：恒星在盘的年龄内迁移大约半个质量半径。该模型发现太阳的诞生半径为$\sim 5.2$ kpc。如果这种强烈的径向轨道迁移是典型的，这一机制确实发挥了重要作用，在设置盘星系的结构规则性。
2018-05-23 astro-ph.GA
The Influence of Radial Stellar Migration on the Chemical Evolution of the Milky Way
恒星迁移是银河系盘中一个重要的动力学过程。本文采用解析方法模拟了恒星在银盘中的径向迁移，并将其加入到详细的银河系化学演化模型中，研究了恒星径向迁移对银河系化学演化的影响，特别是对丰度梯度的影响。我们发现，恒星在银盘中的径向迁移可以使太阳邻域的G矮星金属丰度分布轮廓变高变窄，从而成为解决“G矮星问题”的另一种方法。它也可以分散年龄-金属丰度关系。然而，在恒星径向迁移之后，沿银河系半径的丰度分布并没有发生太大的变化，即丰度梯度并没有因为恒星径向迁移而变平，这与许多理论工作的预测不同。但它可以使恒星平均化学丰度的径向梯度变平，而较老的恒星比较年轻的恒星拥有更平坦的丰度梯度。恒星径向迁移对化学丰度最显著的影响是，在某一位置，它使那里的恒星丰度从一个相对集中的值分散到一个范围。
2013-03-29 astro-ph.GA
The radial metallicity gradients in the Milky Way thick disk as fossil signatures of a primordial chemical distribution
在这封信中，我们研究的长期过程引起的径向金属丰度梯度的演变，在一个$N$体银河系类星系的磁盘。我们根据初始的、宇宙学激发的、径向化学分布为模拟的每个粒子分配一个[Fe/H]值，并让圆盘动态演化6 Gyr。这种直接的方法使我们能够只考虑动力学演化的影响，并衡量它们如何以及在多大程度上影响初始化学条件。初始[Fe/H]分布在内部盘中随R增加，直到R ~ 10 kpc，并且随着R的增大而减小。我们发现，最初的化学配置文件不进行重大改造后，6 Gyr的动态演变。在太阳附近的模型预测的最终径向化学梯度是积极的，最近在银河系厚盘观察到的相同的顺序。我们的结论是：1）盘形成时的空间化学印记没有被长期动力学过程所消除; 2）观测到的径向梯度可能是厚盘的动力学遗迹，该厚盘起源于在内部区域显示出正的化学径向梯度的恒星星族。
2014-02-26 astro-ph.GA
Radial Mixing due to Spiral-Bar Resonance Overlap: Implications to the Milky Way
我们最近发现了一种以前未知的径向迁移机制，这种机制是由星系盘中螺旋共振和棒共振的重叠造成的（Minchev & Famaey 2010，Minchev et al. 2010）。这种新机制比瞬时螺旋混合更有效，它的存在在所有棒星系中是不可避免的，比如我们的银河系。其结果是盘中金属丰度梯度的强烈平坦化，扩展的盘轮廓，以及厚盘成分的形成，所有这些都发生在只有几个Gyr中。这个时间尺度比先前预期的要短得多，因此可以对银河系棒和螺旋结构的寿命，强度和模式速度施加强有力的限制。
2010-09-26 astro-ph.GA
Open clusters in the Gaia-ESO Survey tracing the chemical history of the Milky Way
盖亚-ESO巡天（GES）是一个大型的公共光谱巡天，旨在用FLAMES@VLT观测我们银河系的主要恒星组成部分。疏散星团的星族研究是GES的主要目标之一。我们提出了一些结果，从第一个18个月的观测，其中，径向金属丰度梯度的初步看法跟踪的疏散星团数据和比较的化学模式的集群位于银河系盘的不同部分。
2015-05-29 astro-ph.GA
Evolution of the Milky Way with radial motions of stars and gas II. The evolution of abundance profiles from H to Ni
我们研究了恒星和气体的径向运动对银河系盘丰度分布演化的作用。我们调查，在一个参数化的方式，径向流动的气体和恒星的径向迁移主要是由银河棒及其与螺旋臂的相互作用引起的影响。我们使用一个模型，有几个新的或更新的成分（原子和分子气相，恒星形成取决于分子气体，最近的金属依赖恒星产量从H到Ni，观测推断SNIa率），再现以及银河系的大多数全球和本地观测。我们得到的丰富的配置文件在内盘（因为径向流）和外盘（因为通过恒星形成法）平坦。气体丰度剖面随时间变平，但由于径向迁移，相应的恒星剖面对于年轻恒星来说似乎更陡峭。我们发现恒星丰度分布和O/Fe，这是一个代理恒星年龄之间的相关性。我们最终的丰度剖面与观测结果总体一致，但对于S以上的元素稍陡（0.01-0.02 dex/kpc）。我们发现一个有趣的“奇-偶效应”的行为的丰度配置文件（陡峭的斜率为奇数元素）为所有的恒星产量，然而，这种行为并没有出现在观测中，这表明该效应是，也许，高估了在目前的恒星核合成计算。
2014-12-16 astro-ph.GA
Radial migration in numerical simulations of Milky Way-sized galaxies
我们表明，在N体模拟孤立的螺旋盘，螺旋臂出现瞬态，经常性的功能，共同旋转的恒星盘恒星在所有半径。因此，螺旋臂周围的恒星会持续感受到来自螺旋的切向力，并在螺旋结构存在的所有半径处获得/失去角动量，而不会获得大量的随机能量。我们证明，无处不在的径向迁移在这些模拟中可以被看作是向外（向内）系统的流动运动沿尾（领先）侧的螺旋臂。我们对这些旋涡引起的特殊运动进行了分析，并与由APOGEE红团数据得到的银河系的旋涡运动进行了比较。我们发现，瞬态的，共同旋转的螺旋臂是一致的数据，与密度波状螺旋是定性不一致的。此外，我们表明，在我们的模拟中，径向迁移不会改变径向金属丰度梯度显着，并扩大了金属丰度分布函数在所有半径。
2015-12-07 astro-ph.GA
The RAVE harvest: from the relation between abundances and kinematic of the Milky Way stars to tools for the abundance analysis of the spectra
RAVE是银河系的光谱调查，收集了银河系附近恒星的500，000多个恒星光谱。RAVE集团分析了这些光谱，以获得径向速度、恒星参数和化学丰度。这些数据，加上空间和运动学信息，如位置，自行和距离估计，使RAVE数据库成为银河系考古学的丰富来源。我目前的化学运动学的关系和化学梯度在银河系盘使用RAVE数据的最新调查，并比较我们的结果与贝桑松模型。我还介绍了代码空间，RAVE化学管道的演变，它集成了恒星参数和化学丰度的测量在一个单一的过程。
2013-09-25 astro-ph.GA
Mass Assembly and Chemical Complexity in the Milky Way
UK Astronomy Technology Centre（英国天文技术中心）；University of Bath（巴斯大学）；INAF-IAPS（意大利国家天体物理研究所-行星科学研究所）；Max Planck Institute for Astronomy（马克斯·普朗克天文学研究所）；INAF–Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所-阿切特里天文台）；Observatoire Astronomique de Strasbourg（斯特拉斯堡天文台）；University of Hertfordshire（赫特福德大学）；Centro de Astrobiología, CSIC–INTA（西班牙国家航空航天技术研究院-西班牙国家科学研究委员会天体生物学中心）；Max Planck Institute for Radio Astronomy（马克斯·普朗克射电天文研究所）；NRC Herzberg Astronomy & Astrophysics（加拿大国家研究委员会赫茨伯格天文学与天体物理学研究所）；Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯·玻尔研究所）；Academia Sinica Institute of Astronomy & Astrophysics（中央研究院天文及天文物理研究所）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics（马克斯·普朗克地外物理研究所）
研究通过亚毫米波谱线揭示银河系质量组装和结构形成过程中的化学复杂性及物理条件。
2025-12-16 astro-ph.GA
Imprints of radial migration on the Milky Way's metallicity distribution functions
最近对SDSS-III/APOGEE Data Release 12恒星目录的分析显示，银河系的金属丰度分布函数（metallicity distribution function，简写为EAF）的形状随着半径的变化而变化，从小银心半径处的负偏斜过渡到大银心半径处的正偏斜。使用高分辨率，N-体+SPH模拟，我们表明，变化的偏度产生的径向迁移-富含金属的恒星形成的内部磁盘，随后迁移到金属贫外盘。这些迁移的恒星占外盘恒星的很大一部分（> 50%）;它们位于MDF的高金属丰度尾部，通常比周围的外盘气体更富含金属。模拟还再现了另一个令人惊讶的APOGEE结果：空间不变的高[alpha/Fe] MDF。在模拟中，这是由于在半径（3.2+/-1.2 kpc）和时间（8.8+/-0.6 Gyr ago）的狭窄范围内形成的人口迁移，而不是早期在均匀介质中空间扩展的恒星形成。这些结果指出了径向迁移在塑造我们银河系中所起的关键作用。
2016-02-08 astro-ph.GA
The galactic habitable zone of the Milky Way and M31 from chemical evolution models with gas radial flows
银河系的宜居带被定义为具有足够丰富的重元素以形成行星系统的区域，其中类地行星可以诞生，并且在幸存到超新星爆炸事件之后可能能够维持生命。银河系化学演化模型对于研究不同星系中的银河系宜居带具有重要意义。我们应用详细的化学演化模型，包括径向气体流动，研究银河系和M31中的银河系宜居带。我们比较的结果，发现与“经典”（独立环）模型，其中没有气体流入的相对银河系宜居带。对于银河系和仙女座星系，气体径向流入的主要影响是增加了相对于“经典”模型结果的可居住行星的恒星数量，相对于经典模型结果，在发生这种情况的最大概率区域。这些结果是通过考虑超新星的破坏过程而获得的。特别是，我们发现，在银河系中的最大数量的恒星托管可居住的行星是在8千秒差距从银河系中心，径向流模型预测的数量是38%，比经典模型预测的大。对于仙女座，我们发现具有可居住行星的恒星的最大数量是在距离中心16 kpc处，并且在径向流的情况下，这个数量相对于经典模型预测的恒星要大10%。
2014-03-10 astro-ph.GA
Dynamics and Morphology of the Milky Way Spiral Arms from the Metallicity Distribution and Radial Mixing
尽管径向迁移在盘星系中是一个普遍存在的过程，但它在恒星盘演化中的意义并不总是通过全球趋势反映出来。然而，还有其他关键的观测数据，如金属丰度分布函数（metallicity distribution function，简写为EAF），可能会在这个问题上有所启发。我们认为，螺旋线的形状不仅告诉我们恒星盘是否经历了径向迁移，而且它还包含了触发它的结构的重要线索。具体来说，螺旋线包含有关螺旋图案的动力学和形态的信息。为了限制螺旋参数，我们在模拟中加入了详细的化学标记;这使我们能够限制银河系螺旋臂的结构参数，以及限制化学演化模型朝向银河系圆盘中心的方法，在那里没有化学模型提供信息。我们还发现，太阳不太可能在其当前的银河系中心位置附近形成，因此将太阳视为太阳附近化学丰度的代表可能是不准确的。我们还表明，银河系的恒星盘，经过动态和化学演变为5 Gyr，保留80%的原始全球金属丰度梯度，尽管遭受了重要的加热和径向迁移，这意味着在一个给定的星系中存在的金属丰度梯度，并不能保证径向混合没有发挥作用，在其演变。
2017-07-14 astro-ph.GA
MOND's Problem in Local Group
我用本星系群的距离和运动来检验修正牛顿动力学（MOND）。Kahn & Woltjer的旧本星系群计时论点，假设牛顿引力和简单的径向轨道，表明M31和银河系的总质量远远超过它们已知的重子质量。在这里，我应用MOND来研究同样的问题。在同样的径向轨道假设下，我发现MOND理论预测的M31和银河系的总质量小于已知的这两个星系的重子质量。我发现类似的结果适用于本星系群中的所有矮星系，如果假设它们相对于M31和银河系的质心径向移动。如果使用已知的M31和银河系的重子质量，MOND要求本星系群中的所有星系相对于M31和银河系的质心都有非径向运动，以便与观测到的运动和距离保持一致。非径向轨道的要求与高径向各向异性的要求是不一致的，以调和MOND与斯隆数字巡天的主星系周围的卫星星系的速度。
2011-01-14 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 Milky Way's Shell Structure Reveals the Time of a Radial Collision
我们首次在银河系中发现了壳层结构。我们使用斯隆数字巡天、盖亚和LAMOST数据在室女座高密度（VOD）区域和大力神天鹰座云（HAC）区域发现了2个贝壳。这些壳星是先前被确认为室女座径向合并（VRM）的子结构的子集。这些壳层的时间参数表明，它们的祖先矮星系在2.7 +/- 0.2 Gyr前穿过银河系中心。根据碰撞的时间，VRM也可能与在盘和/或飞溅的垂直运动中产生相空间螺旋的现象有关，并可能导致内盘中恒星形成的爆发。我们分析相混合的径向合并N体模拟的集合，并发现，壳结构类似于银河系数据中观察到的消失后，5 Gyr碰撞银河系中心。用于计算VRM合并时间的方法能够可靠地恢复这些模拟的正确合并时间。以前的工作支持VRM和盖亚香肠/盖亚-土卫二合并是相同的想法。然而，盖亚香肠被广泛认为是8- 11 Gyr岁。如果更大的年龄与祖先穿过维里半径时的坠落时间有关，那么不同的年龄可以调和;我们不限制祖先与银河系结合的时间。或者，盖亚香肠可能比以前想象的更年轻。
2020-09-09 astro-ph.GA
The chemical evolution of the Milky Way thin disk using solar twins
本研究利用太阳孪生星的高分辨率光谱和精确年龄，发现银河系薄盘的年龄-金属丰度关系无星族分离，表明薄盘平滑形成，径向迁移及吸积事件是主要演化机制。
2024-11-05 astro-ph.GA
The M31 Velocity Vector. II. Radial Orbit Towards the Milky Way and Implied Local Group Mass
我们确定的速度矢量的M31相对于银河系，并使用此来约束质量的本地集团，基于HST自行测量论文I。我们构造了M31的N体模型来修正M31内部恒星运动的贡献。利用M31卫星星系和本星系群的运动学，我们还独立地估计了质心运动。所有的估计是相互一致的，并暗示M31的加权平均日心横向速度为（v_W，v_N）=（-125.2+/-30.8，-73.8+/-28.4）km/s。我们使用最新的见解，太阳在银河系内的运动的反射运动进行校正。这意味着M31相对于银河系的径向速度V_rad = -109.3+/-4.4 km/s，切向速度V_tan = 17.0 km/s（在1-sigma置信度下<34.3 km/s）。因此，M31的速度矢量在统计上与朝向银河系的径向（正面碰撞）轨道一致。我们修改了先前对本星系群时间质量的估计，包括对宇宙偏差和散射的修正。贝叶斯结合其他质量估计得到M_LG = M_MW（vir）+ M_M31（vir）=（3.17 +/- 0.57）x 10^12太阳质量。速度和质量结果表明，在95%的置信度下，M33与M31结合在一起，与观测到的潮汐变形的预期一致。（节录）
2012-05-31 astro-ph.GA
Chemical Abundances of the Outer Halo Stars in the Milky Way
我们目前的化学丰度的57个贫金属的恒星，可能是外恒星晕在银河系的成分。几乎所有的样本星都有一个最大垂直距离（Z_max）大于5 kpc的轨道。Subaru/HDS获得的样本星的高分辨率，高信噪比光谱被用来获得Na，Mg，Ca，Ti，Cr，Mn，Fe，Ni，Zn，Y和Ba的化学丰度与LTE丰度分析代码。将所得的丰度数据与文献中主要针对较小Z_max星的数据相结合，并利用这两种数据来研究取决于其运动学的详细丰度模式的任何系统趋势。结果表明，在金属丰度为-2<[Fe/H]<-1范围内，Z_（max）>5 kpc的恒星的[Mg/Fe]比系统地低于Z_（max）较小的恒星（~ 0.1dex）。假设外晕恒星的[alpha/Fe]较低的结果与以前的研究一致，这些研究发现极端运动学恒星的[alpha/Fe]比较低。外晕星的[Mg/Fe]比分布在金属丰度区间-2<[Fe/H]<-1处与银河系矮卫星星的[Mg/Fe]比分布部分重叠，并介于内晕星和卫星星的分布之间。我们的研究结果证实了化学丰度的不均匀性，在银河系恒星晕内的组成恒星的运动学性质，如早期的研究所建议的。银河系晕的形成及其相关性的建议的双重性质的晕的可能影响进行了讨论。
2009-12-02 astro-ph.GA
The radial abundance gradient of chlorine in the Milky Way
我们从HII区光谱中确定了银河系中Cl的径向丰度梯度。对于第一次，Cl/H比计算简单地添加离子丰度，而不是使用电离校正因子（ICF）。我们使用一组已发表的银河系HII区域的极深光谱。我们已经重新计算的物理条件，离子和总丰度的Cl和O使用相同的方法和更新的原子数据的所有对象。我们发现，Cl和O的径向梯度的斜率是相同的不确定性：-0.043 dex/kpc。这与两种元素的步调一致。我们得到银河系盘上Cl/O比的平均值为log（Cl/O）= -3.42 +/-0.06。我们比较我们的Cl/H比与那些确定从Cl++丰度，并使用一些可用的ICF计划的文献。我们发现，我们的总氯丰度总是低于使用ICF确定的值，表明这些校正方案系统高估了Cl+和Cl+物种的总氯丰度的贡献。最后，我们提出了一个经验ICF（Cl++）估计Cl/H比在HII区。
2015-06-18 astro-ph.GA
Effects of radial flows on the chemical evolution of the Milky Way disk
大多数的化学演化模型假设银河系盘是通过气体的注入形成的，并将盘分成几个独立的环，它们之间没有物质交换。然而，如果气体流入是重要的，径向气体流应考虑作为一个动态的结果流入。本文的目的是测试详细的化学演化模型（一次和两次）的银河系盘的下落法和恒星形成率的不同处方径向气体流的效果。我们发现，与气体径向流入的恒定速度的金属丰度梯度趋于陡峭。考虑到一个恒定的时间尺度沿银河系盘和径向流量的下降率与恒定的速度，我们得到了一个太平坦的梯度，在方差与数据，这意味着一个由内而外的形成和/或一个可变的气体流速是必需的。为了再现所观察到的梯度，气体流量的模量应随着银河系中心距离的增加而增加，无论是在一个入口和两个入口模型中。然而，由内而外的磁盘形成加上一个阈值的气体密度（仅在两个入口模型）的恒星形成和/或恒星形成与galactocentric距离的可变效率也可以重现所观察到的梯度没有径向流。我们表明，径向流可以是最重要的过程中再现丰度梯度，但只有可变的气体速度。最后，我们应该考虑到，梯度数据的不确定性使我们无法得出确切的结论。未来更详细的数据将有助于确定径向流是否是银河系盘和一般盘形成和演化的必要成分。
2011-04-26 astro-ph.GA
The Chemical Diversity of the Metal-Poor Milky Way
基于GALAH DR3数据，采用PCA和XD方法分析9,923颗贫金属恒星的17种化学丰度，识别出10个恒星群，揭示了银河系各星族的化学特征与组装演化历史。
2024-07-26 astro-ph.GA
Spiral-induced velocity and metallicity patterns in a cosmological zoom simulation of a Milky Way-sized galaxy
我们使用一个高分辨率的宇宙学变焦模拟银河系大小的晕研究的速度和金属丰度空间的动力学影响的螺旋臂的可观察到的功能。这是第一次，我们证明了螺旋臂，形成在一个完整的宇宙学环境中与现实的星系形成物理盘，驱动大规模的系统流运动。特别是，在螺旋臂的后缘上，特有的以银河为中心的径向和方位角速度场径向向外和方位角向后定向，而在前缘上径向向内和方位角向前定向。由于负的径向金属丰度梯度，该系统运动在给定半径处驱动残余金属丰度的方位角变化，其特征在于富金属后缘和贫金属前缘。我们表明，这些签名是理论上可观察到的外部星系与积分场单位仪器，如VLT/MUSE，如果检测到，将提供大规模的系统性径向迁移驱动的螺旋臂的证据。
2016-05-16 astro-ph.GA
Effects of Galactic fountains and delayed mixing in the chemical evolution of the Milky Way
大多数星系化学演化模型都采用瞬时混合近似（IMA）。这种假设可能是不现实的，因为存在化学不均匀性，虽然目前的银河系化学演化模型可以重现大多数观测限制下的IMA。本文的目的是测试是否放松这种近似在一个详细的化学演化模型可以改善或恶化的协议与观察。为了做到这一点，我们研究了瞬时混合松弛的两个可能原因：i）“银河喷泉时间延迟效应”和ii）“金属冷却时间延迟效应”。我们发现，银河喷泉的影响是可以忽略不计的，如果一个平均的时间延迟为0.1 Gyr，在以前的论文中建议，假设。较长的时间延迟会产生结果差异，但这是不现实的。我们还发现，在磁盘中的O丰度梯度是不受银河喷泉。只有当我们采用依赖于金属丰度的恒星产额时，金属冷却时间延迟才对化学丰度的演化产生强烈的影响。相反，如果采用根据太阳化学成分计算的产额，则产生的影响可以忽略不计，就像银河喷泉延迟的情况一样。通过银河喷泉模型，延迟只考虑大质量恒星和只在磁盘中的IMA的松弛，不影响化学演化结果。与金属相关的产额和从晕相开始的所有恒星化学富集的时间延迟相结合，反而产生与观测不同的结果。
2009-06-18 astro-ph.GA
Temporal Evolution of the Radial Distribution of Milky Way Satellite Galaxies
本研究利用已知MW卫星的6D相空间信息，在MW+LMC联合势场中计算轨道历史，发现考虑LMC引力及其卫星群坠落影响后，MW卫星星系的径向分布随时间变得更加集中。
2024-10-17 astro-ph.GA
How homogeneous was the chemical enrichment of the Milky Way 13 gigayears ago?
利用高精度大气参数和3D NLTE模型重新分析银河系halo最贫金属尾部，发现在[Fe/H]介于-3.5至-2 dex时[Mg/Fe]分布较窄，表明早期镁的随机增丰程度低。
2025-07-13 astro-ph.GA
Radial Migration of the Sun in the Milky Way: a Statistical Study
太阳诞生半径的确定对于理解银河系中太阳诞生星团的演化和随之而来的破坏是很重要的。基于这一事实，我们研究了太阳在银河系最后4.6 Gyr的运动，以找到它的诞生半径。我们进行了轨道积分落后的时间使用的分析模型的银河系，其中包括贡献的旋臂和中央酒吧。我们考虑到了银河系势参数的不确定性，以及目前太阳位置和速度的不确定性。我们发现，一般来说，太阳并没有从它的诞生地迁移到它在银河系中的当前位置（R_PDMATHABMM）。然而，当以下情况出现时，太阳的显著径向迁移是可能的：1）棒的2：1外林德布拉德共振与旋臂的共旋共振相隔约1 kpc的距离。2)当这两个共振在同一个银河中心位置，并且比太阳半径更远时。在这两种情况下，太阳都是从银盘的外部区域迁移到R_PDMATHABMM，太阳的诞生半径约为11 kpc。我们发现，一般来说，太阳不太可能从银盘的内部区域显著迁移到R_PDMATHABMM。
2014-10-09 astro-ph.GA
Chemical and stellar properties of early-type dwarf galaxies around the Milky Way
早型矮星（ETD）是低质量星系演化的终点，其气体供应已经熄灭。恒星形成的停止揭示了古老的恒星星族。银河系周围的矮球状和超暗星系的恒星的颜色、星等、金属丰度和丰度储存了大量信息，使人们能够非常详细地研究它们的化学性质和恒星星族。在这里，我们总结了我们目前的理解，这在过去十年中迅速发展，这要归功于大规模天体测量，光度测量和光谱测量的蓬勃发展。我们强调，原始的恒星星族在ETD提供了一个独特的实验室，以研究在小尺度上的物理条件，在时代超过z=2。我们强调观察到的多样性的恒星形成和化学富集的历史在附近的矮星。这些数据还不能完全破译，以揭示矮演化的关键过程，但第一次成功的尝试已经确定了重元素生产的地点。
2022-09-19 astro-ph.GA
Metal-Poor Stars in the Milky Way System
本文综述银河系中贫金属星的研究，指出其低金属丰度保留了早期宇宙化学印记，并强调大样本贫金属星可用于重建核合成、化学演化及银河系形成历史。
2024-11-23 astro-ph.GA
Reconstructing the Milky Way chemical map with Galactic Chemical Evolution tool OMEGA+ from SDSS-MWM
基于SDSS-MWM的394,000颗恒星丰度数据，使用OMEGA+工具构建双内流GCE模型，模拟银河系15种元素演化，揭示了盘形成时间尺度与气体吸积的径向依赖性，证实了银河系盘的由内而外形成情景。
2025-05-31 astro-ph.GA
Cosmological insights into the assembly of the radial and compact stellar halo of the Milky Way
最近使用盖亚DR 2的研究已经确定了银河系（MW）历史上的一次大规模合并，其碎片明显是径向和反向旋转的。这一事件被称为盖亚-土卫二/盖亚-香肠（GE/GS），也被假设为建造了大部分的内恒星晕。我们使用宇宙学流体动力学模拟Illustris的背景下，星系组装$Λ$ CDM中的合并。从$\sim$ 150 MW类似物中，$\sim 80 \%$经历了至少一次与GE/GS相似质量和下落时间的合并。在这个样本中，有37个碎片与GE/GS一样呈放射状，我们称之为古代放射状合并（ARM）。反向旋转在ARM中并不罕见，$43 \%$在反向旋转轨道上有$>40 \%$碎片。然而，GE/GS碎片的紧凑性推断，鉴于其大$β$和其实质性的贡献，恒星晕，更难以重现。ARM碎片的中位半径为r $_{*,deb}\simeq 45$ kpc，而GE/GS被认为大部分包含在$r\sim 30$ kpc内。对于大多数MW类似物，需要一些合并来建立内部恒星晕，ARM碎片只占内部吸积恒星的$\sim 12 \%$。令人鼓舞的是，我们发现一个ARM，既紧凑，占主导地位的内部光环的中央，使我们最好的GE/GS模拟。有趣的是，这次合并在外晕中沉积了大量的恒星（M $_*\simeq1.5 \times 10^9 M_\odot$），这表明GE/GS中可能有一个未被发现的部分等待被发现。
2020-03-06 astro-ph.GA
Red giants observed by CoRoT and APOGEE: The evolution of the Milky Way's radial metallicity gradient
使用合并的418红巨星的天文地震和光谱观测接近银河系盘平面（6千秒差距$<R_{\rm Gal}\lesssim13$千秒差距，$|Z_{\rm Gal}|<0.3$千秒差距），我们测量的年龄依赖的径向金属丰度分布在银河系的薄盘在宇宙时间。年轻红巨星群体的径向铁梯度的斜率（$-0.058\pm0.008$ [stat.] $\pm0.003$ [系统] dex/kpc）与最近的造父变星测量结果一致。对于年龄为$1-4$ Gyr的恒星星族，梯度稍陡，值为$-0.066\pm0.007\pm0.002$ dex/kpc，然后对于年龄在6到10 Gyr之间的恒星，梯度再次变陡，达到$\sim-0.03$ dex/kpc。我们的研究结果是在良好的协议与国家的最先进的化学动力学牛奶的方式模型，其中的丰度梯度和它的分散的演变可以完全解释由一个不变的负金属丰度梯度在星际介质中，连同恒星径向加热和迁移。我们还提供了一个解释，为什么在太阳附近的中间年龄的疏散星团可以更丰富的金属，为什么他们的径向金属丰度梯度似乎比最年轻的集群陡峭得多。已经在2 Gyr，径向混合可以带来富含金属的星系团从最里面的地区的磁盘银河中心半径为5至8千秒差距。我们认为，这些向外迁移的集群可能不太容易潮汐中断，因此陡峭的本地中间年龄集群金属丰度梯度。我们的方案也解释了为什么强烈陡峭的本地铁梯度的年龄是没有看到场星。在不久的将来，…
2016-12-20 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
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
On the Influence of Minor Mergers on the Radial Abundance Gradient in Disks of Milky Way-like Galaxies
我们研究了在过去的四个Gyr期间，由次要合并（质量比从1：70到1：8）引起的恒星迁移对类银河系星系盘中化学丰度径向分布的影响。使用了基于GPU的纯N体树代码模型，没有流体动力学和恒星形成。我们计算了大量的合并与不同的初始卫星质量，位置和轨道速度。我们发现，在吸积10 $^9$ M $_{\odot}$（质量比1：70）的低质量卫星星系的情况下，除了主星系盘平面内的行星状卫星运动的特殊情况外，主星系的任何半径处的金属丰度都没有明显的变化。质量为$\gtrsim3\times10^9$ M $_{\odot}$（质量比1：23）的卫星的吸积导致在银河系中心距离大于$\sim10$ kpc处化学丰度的明显增加。在与质量为$\gtrsim3\times10^9$ M $_{\odot}$的卫星合并的情况下，径向丰度梯度在5至15 kpc的银河中心距离范围内。有没有显着的变化，在外盘的丰度梯度斜率（从$\sim15$ kpc到25 kpc）在任何合并，而在给定半径的金属丰度的分散显着增加了大多数卫星的初始质量/位置相比，一个孤立的星系的情况。这反对归因于断裂（平坦化）的丰度梯度附近的光学半径观察到的扩展盘的银河系般的星系只合并引起的恒星迁移。
2015-04-30 astro-ph.GA
Are Milky-Way-like galaxies like the Milky Way? A view from SDSS-IV/MaNGA
在本文中，我们把银河系（MW）的背景下，类似的前瞻性星系的恒星形成和化学演化的历史。我们从SDSS-IV/MaNGA调查中选择了138个Milky-Way类似物（MWA）的样本，基于它们的质量，哈勃类型和膨胀与总比率。为了将它们的化学性质与MW的详细空间分辨信息进行比较，我们使用了半解析光谱拟合方法，该方法将自洽的化学演化和恒星形成模型直接拟合到MaNGA光谱。我们对星系的内部和外部区域进行建模，假设在恒星风中损失的一些物质向内下落。我们还纳入了化学富集II型和Ia型超新星遵循α元素丰度在不同的金属丰度和位置。我们发现一些MWA的恒星属性密切再现的年龄分布，金属丰度，和α增强在小和大半径的MW。在这些系统中，这种匹配是由外部恒星形成的较长时间尺度和向中心部分的富集物质流入所驱动的。然而，其他MWA有着非常不同的历史。这些星系分为两类：自相似星系，内部和外部的演化相同;以及中心淬灭星系，其中几乎没有证据表明由外部区域吸积的物质驱动的晚期中心恒星形成。我们发现，虽然选择是可比的，在这些不同的类星系之间有微妙的形态差异，和中央淬火星系系统地形成他们的恒星更早。
2023-03-20 astro-ph.GA
The disrupted chemical enrichment history of the Milky Way driven by gas accretion
South-Western Institute for Astronomy Research, Yunnan University（西南天文研究所，云南大学）；Yunnan Key Laboratory of Survey Science, Yunnan University（云南省测绘科学重点实验室，云南大学）；Department of Astronomy, Xiamen University（天文学系，厦门大学）；Institute of Astronomy, University of Cambridge（天文学研究所，剑桥大学）；School of Astronomy and Space Science, University of Chinese Academy of Sciences（天文与空间科学学院，中国科学院大学）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（国家天文台，中国科学院）；Institute for Frontiers in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（天文与天体物理前沿研究院，北京师范大学）；Key Laboratory of Radio Astronomy and Technology, Chinese Academy of Sciences（射电天文与技术重点实验室，中国科学院）
研究利用APOGEE巡天数据校正后测量银河系时间分辨的星系尺度平均金属丰度，发现其当前金属丰度接近太阳，年龄-金属丰度关系中断、质量-金属丰度图演化轨迹受扰，揭示气体吸积对银河系化学富集历史的关键影响。
2026-07-27 astro-ph.GA
Constraining the Milky Way assembly history with Galactic Archaeology. Ludwig Biermann Award Lecture 2015
银河系考古学的目的是恢复银河系的进化历史，从它今天的运动学和化学状态。由于恒星会远离它们的诞生地，因此仅凭目前的动力学信息是不足以完成这项任务的。另一方面，恒星大气的化学成分在恒星的一生中基本上保持不变，加上准确的年龄，可以用来恢复目前在同一银河系半径发现的恒星的诞生地。除了具有精确的6D运动学和化学丰度测量的大型恒星样本的可用性之外，这还需要考虑到动力学和化学演化的详细建模。重要的第一步是了解银河系中可能发生的各种动力学过程，包括内部（棒和螺旋结构）和外部（坠落卫星）因素的微扰效应。本文讨论了（1）如何通过对局部和全局盘相空间的影响来限制银河棒、螺旋结构和合并卫星;（2）多种模式对盘动力学的影响;（3）径向迁移和合并扰动对银河厚盘形成的重要性。最后，我们讨论了银河系化学动力学模型的建设和相关的观测。
2017-11-05 astro-ph.GA
Revisiting the radial abundance gradients of nitrogen and oxygen of the Milky Way
我们目前获得的光谱与10.4米大加那利望远镜的13个银河系HII地区，其中大部分是非常低的电离度。这些天体位于银河系圆盘上，R_G从5.7到16.1 kpc。我们为他们所有人确定T_e（[NII]）。我们获得-第一次-N的径向丰度梯度是独立的电离校正因子。N/O比的径向分布几乎是平坦的，表明大部分N不是由标准的次级过程形成的。我们对径向O丰度梯度进行了重新评估，将我们的结果与Esteban等人（2017）以前的类似结果相结合;产生了35个HII区域的均匀数据集，直接确定了电子温度。我们报告的可能存在的扁平或下降的O丰度在银河系盘的内部。这一结果证实了先前基于造父变星和红巨星的金属丰度分布的发现。最后，我们发现HII区的N和O丰度相对于梯度拟合的散射并不比观测不确定性大得多，这表明这两种化学元素似乎在沿银河系圆盘的给定距离处很好地混合在星际气体中
2018-05-02 astro-ph.GA
Cold accretion flows and chemical bimodality of the Milky Way galaxy
恒星中化学元素的丰度为星系形成提供了重要线索。最有力的诊断是α元素（O、Mg、Si、S、Ca和Ti）相对于铁（Fe）的相对丰度[α/Fe]，每种元素都是由不同种类的超新星产生的。在太阳附近存在两组不同的恒星，一组具有高[α/Fe]，另一组具有低[α/Fe]，这表明太阳附近的恒星有两种不同的起源。然而，实现这种双峰性的具体机制尚不清楚。在这里，我们表明，冷流假说最近提出的吸积过程中的原始气体到形成的星系预测两个情节的恒星形成分离的间隙6-7 Gyr前，自然解释了观察到的化学双峰。我们发现，形成高[α/Fe]恒星的恒星形成的第一阶段是由“真正的”冷流引起的，在这种冷流中，未加热的原始气体以自由落体的方式吸积到星系盘上。第二阶段的恒星形成过程形成了低[α/Fe]恒星，这是由缓慢得多的气体吸积维持的，因为曾经被加热的气体在辐射的作用下逐渐冷却。冷流假说也可以解释在银河系中观测到的气体吸积历史的空间变化的丰度模式的大尺度变化。
2018-09-07 astro-ph.GA
Constraints on Radial Gas Flows in the Milky Way Disk Revealed by Large Stellar Age Catalogs
本研究通过五种径向气体流动参数化方案模拟银河系化学演化，发现流动无法单独解释观测到的全盘金属丰度随年龄的微弱下降，但恒定约-1 km/s的流动可重现外盘结果，并提供了径向梯度演化解析公式。
2025-10-06 astro-ph.GA
Validation of the Bond et al. (2010) SDSS-derived kinematic models for the Milky Way's disk and halo stars with Gaia Data Release 3 proper motion and radial velocity data
本文利用 Gaia DR3 数据验证 Bond et al. (2010) 基于 SDSS 的银河系盘星与晕星运动学模型，证实其对盘星旋转速度偏态分布、垂直梯度及三分量速度弥散的预测准确，并确认晕星速度椭球在球坐标下的空间不变性。
2024-06-05 astro-ph.GA
Vertical density waves in the Milky Way disc induced by the Sagittarius Dwarf Galaxy
最近，Widrow和合作者宣布在银河系盘中发现了垂直密度波。在这里，我们调查的情况下，这些波引起的人马座矮星系，因为它通过银河系暴跌。使用数值模拟，我们发现，人马座的影响产生南北不对称性和垂直波动的行为，定性地同意所观察到的。垂直模式可以径向穿透到光盘的程度，以及它们的振幅，取决于扰动卫星的质量。我们表明，光盘的平均高度预计在径向上比在方位角方向上更迅速地变化。如果所观察到的垂直密度不对称确实是由垂直振荡引起的，我们预测的平均垂直速度的径向和方位角的变化，与空间结构相关。这些变化的幅度可达8 km/s。
2012-11-26 astro-ph.GA
Searching for Milky Way twins: Radial abundance distribution as a strict criterion
本文在约500个星系中结合结构特征（恒星质量、光学半径）与演化特征（中心及光学半径处氧丰度）搜寻银河系孪生体，发现银河系化学演化非典型，并识别出四个同时满足结构与演化判据的星系，表明径向丰度分布是更严格的筛选标准。
2023-06-16 astro-ph.GA
Stellar migrations and metal flows -- Chemical evolution of the thin disc of a simulated Milky Way analogous galaxy
为了理解金属流在星系形成和演化中的作用，我们分析了我们对一个类银河系薄盘阶段的自洽宇宙化学动力学模拟。我们的模拟星系盘定性地再现了APOGEE-DR 16导出的不同银心距下[ $α$ /Fe]-[Fe/H]二分法的变化，以及APOKASC-2导出的[ $α$ /Fe]-[Fe/H]中的恒星年龄分布。圆盘从内向外生长，在整个阶段中恒星形成率呈径向梯度。尽管径向的依赖性，在我们的模拟晕的金属的流出到流入比显示了与时间无关的配置文件缩放与光盘的增长。模拟盘经历两种气体流入模式：（i）贫金属和相对低[ $α$ /Fe]气体的流入，以及（ii）已经化学富集的气体以$\sim0.7$ km/s的平均速度向内移动的径向流。此外，我们发现恒星迁移主要发生在向外，在典型的时间尺度上的$\sim5$陀螺。我们预测的径向金属丰度梯度与APOGEE-DR 16的观测结果一致，恒星迁移的主要影响是使径向金属丰度剖面在斜率上平坦化0.05 dex/kpc。我们还表明，迁移的影响可以出现更重要的[ $α$ /Fe]比[Fe/H]-年龄关系的薄盘星。
2020-05-22 astro-ph.GA
Chemical Evolution Models for Spiral Disks: the Milky Way, M31 and M33
化学丰度的分布及其随时间的变化是了解星系化学演化的重要工具：特别是，对化学演化模型的研究可以提高我们对银河系和其他螺旋模型基本假设的理解。测试本地宇宙中螺旋盘的标准化学演化模型，并研究阈值气体密度和恒星形成率定律中的不同效率对径向梯度（丰度、气体和恒星形成率）的影响。我们采用一个化学演化模型，其中银河系盘形成由内而外的气体的涌入，我们测试不同的阈值和效率的SFR。该模型是缩放到三个本群星系（银河系，M31和M33）的磁盘属性，通过改变其依赖于恒星形成效率和时间尺度的气体进入磁盘。使用这个简单的模型，我们能够重现大多数的观测约束，在文献中的研究星系。详细研究了径向氧丰度梯度及其时间演化。现今丰度梯度对阈值比对其他参数更敏感，而它们的时间演变更依赖于所选择的SFR效率。质量最大的盘似乎比质量较小的盘演化得更快（即更有效的恒星形成），因此表明螺旋星系的恒星形成规模缩小。恒星形成的阈值和效率在螺旋盘的化学演化过程中起着重要的作用，随半径变化的效率可以用来调节恒星的形成。氧丰度梯度可以随时间变陡或变平，这取决于该参数的选择
2010-04-23 astro-ph.GA
The role of the Galactic bar in the chemical evolution of the Milky Way
在没有相互作用的情况下，中心棒可能是棒旋星系中气体径向运动的最有效机制，它代表了三分之二的盘星系。在盘的前几个kpc的酒吧引起的动力效应可能在这个区域的盘轮廓中起着重要的作用。在这项工作中，化学演化模型与径向气体流动的建议，以模拟在凸起和内部盘的银河系酒吧的影响。该模型是一个更新的化学演化模型，包括径向气体流动的光盘和凸起。考虑到气体从相邻的圆柱形区域和到相邻的圆柱形区域的流动，形成银河系的圆柱形同心区域之间的气体交换建模。最新的数据的凸起金属丰度分布的再现通过一个单一的和更长的凸起崩溃的时间尺度（2 Gyr）比其他化学演化模型预测。该模型能够再现目前恒星形成速率在4kpc的峰值和分子气体环的形成。该模型与酒吧预测扁平的光盘的氧径向梯度。此外，带有径向气流的模型预测，在隆起形成期间，恒星的形成率会更高。这与大质量棒旋星系中心恒星形成率的最新观测结果一致。
2013-12-19 astro-ph.GA
Fundamental mechanism of the creation of chemical bimodality in the Milky Way disc in the cold accretion theory
化学双峰性是银河系盘星最显著的特征之一。宇宙学气体吸积的冷吸积理论为这一现象提供了一个可行的解释。在这种情况下，在早期的快速冷模吸积创造了第一代恒星相对丰富的$α$ -元素（O，Mg，Si，S，Ca等）和后来的冷却流产生富铁的第二代恒星，创造了双峰的[ $α$ /Fe]的比例。我们采用了一个宇宙学动机的盘星系的化学演化模型来阐明Ia型超新星（SNIa），作为铁的主要来源，在创造双峰所发挥的作用。为此，我们将SNIa分为两组，由第一代恒星形成的（第一SNIa）和由第二代恒星形成的（第二SNIa）。在{ \it第二}恒星形成阶段抑制第一个SNIa的模型在该阶段的早期阶段产生具有高[ $α$ /Fe]的恒星，而禁止第二个SNIa的模型在后期阶段产生高[ $α$ /Fe]的恒星。这两种模型都未能建立一个明确的双峰。因此，我们得出结论，合作的第一和第二SNIa发挥了至关重要的作用，在创造双峰保持丰富的铁含量在整个第二恒星形成阶段的星际气体。
2021-04-07 astro-ph.GA
Difference in chemical composition between the bright and faint red clump stars in the Milky Way bulge
在银河系核球的色星等图中观察到的双红团（RC）是目前关于核球结构和形成起源的争论的核心。这一特点可以用两个驻地协调员在距离（“X形情景”）或化学成分（“多人口情景”）方面的差异来解释。本文报道了球核高纬区（b ~ -8.5 $°$）RC和红巨星支星的高分辨光谱。我们发现在明亮和暗淡的RC制度的恒星之间的差异[Fe/H]，在这个意义上说，明亮的恒星是增强[Fe/H]相对于暗淡的恒星由0.149 $\pm$ 0.036 dex。明亮的RC上的恒星[Na/Fe]也有所增强，但[Al/Fe]和[O/Fe]似乎有所减少，尽管需要更多的观测来确认这些差异的重要性。有趣的是，这些化学模式与在富含金属的球状星团球状星团Terzan 5中的多个恒星星族中观察到的相似。此外，我们还发现了一些富含钠的恒星，这将证实在核球中存在多个种群。我们的研究结果支持的起源，从溶解的球状星团，窝藏多个恒星星族的双RC。因此，我们的研究表明，很大一部分外核球恒星可能起源于银河系形成早期的恒星系统组装。
2020-12-07 astro-ph.GA
Constraints on the assembly history of the Milky Way's smooth, diffuse stellar halo from the metallicity-dependent, radially-dominated velocity anisotropy profiles probed with K giants and BHB stars using LAMOST, SDSS/SEGUE, and Gaia
我们分析的各向异性配置文件的银河系的平滑，弥漫的恒星晕使用SDSS/SEGUE蓝水平分支恒星和SDSS/SEGUE和LAMOST K巨星。这些本质上发光的恒星使我们能够探测距离银河系中心约100 kpc的晕。所有恒星的视线速度、距离、金属丰度和自行都可以通过SDSS/SEGUE、LAMOST和盖亚获得，我们使用这些数据构建了一个完整的7 D集合，包括位置、空间运动和金属丰度。我们删除子结构从我们的样品使用积分的运动的基础上的方法薛等。我们发现径向占主导地位的运动剖面几乎恒定的各向异性在20千秒差距内，超过该各向异性剖面轻轻下降，但仍然径向占主导地位的最大程度上我们的样本。独立于恒星类型或子结构移除，各向异性取决于金属丰度，这样恒星的轨道随着金属丰度的降低而变得不那么径向。对于$-1.7<$ [Fe/H] $<-1$，在银心距离$\sim20$ kpc处，平滑的弥散晕各向异性轮廓开始下降，K巨星从$β\sim0.9$下降到0.7，蓝色水平分支星从$β\sim0.8$下降到0.1。对于[Fe/H] $<-1.7$，平滑，弥漫晕各向异性保持不变，沿所有距离与$0.2<β<0.7$金属丰度范围探测，虽然独立于恒星类型。这些样本是理想的估计总银河系质量，因为它们代表了维里化的恒星晕系统。
2021-04-30 astro-ph.GA
Metallicity Distribution of Disk Stars and the Formation History of the Milky Way
我们研究的基础上，我们的新的化学演化模型的恒星盘组件在银河系（MW）的形成历史。我们的模型考虑了几个基本的重子过程，包括气体的注入，流出气体的再吸积，以及盘星的径向迁移。每个这些重子过程中的磁盘演化的特点是模型参数，这是通过拟合到各种观测数据的恒星盘在MW，包括径向依赖的金属丰度分布函数的磁盘恒星，这是最近在APOGEE调查得出的。我们成功地获得了最佳的一组模型参数，很好地再现了所观察到的径向依赖的平均值，标准差，偏度，和峰度的MDFs的盘星。我们详细地分析了我们模型结果的基本性质，以便对MW形成历史中重要的重子过程有新的认识。一个显着的发现是，流出的气体，含有大量的重元素，优先重新吸积到外盘部分，这种循环过程的金属富集的气体是一个关键因素，以重现所观察到的较窄的MDFs在较大的半径。此外，重要的影响，径向依赖的气体流入和径向迁移的影响的MDFs也推断从我们的模型计算。因此，盘星的演化是研究MW形成历史的有用线索。
2018-02-15 astro-ph.GA
A lower bound on the Milky Way mass from general phase-space distribution function models
我们使用一般的，光滑的分布函数的运动示踪剂的相空间模型，推导出一个保守的下限在150-200千秒差距内的总质量。通过将势近似为开普勒势，相空间分布可以简化为能量和偏心率的平滑分布。我们的方法自然允许计算矩的分布函数，如轨道各向异性的径向轮廓。我们构建了一个家庭的相空间与所产生的径向速度色散与遥远的运动示踪剂重叠，而不作任何假设的示踪剂的密度和径向分布的速度各向异性（β）。虽然银河系的质量没有明显的上限，但至少只要只考虑径向运动，我们就会发现一个很小的质量下限。特别是，太阳质量的质量值为$2.4 \times 10^{11}$，仍然与较大半径处的色散曲线一致。与文献中更大的质量值相比，这一结果表明，确定银河系质量是强烈的模型依赖性。我们预计，在假设更现实的质量分布的模型中，质量估计值也会有类似的减少。
2014-02-28 astro-ph.GA
Abundances of Disk Planetary Nebulae in M31 and the Radial Oxygen Gradient
我们获得了M31星盘中16个行星状星云的光谱，并测定了He、N、O、Ne、S和Ar的丰度。在这里，我们提出的中位数丰度，并将它们与以前的M31 PN磁盘测量和PNE在银河系。我们还推导出了M31中的径向氧梯度，即使考虑到M31较大的盘尺度长度，它也比银河系中的径向氧梯度要浅。
2011-09-13 astro-ph.GA
Inside-out versus Upside-down: The Origin and Evolution of Metallicity Radial Gradients in FIRE Simulations of Milky Way-mass Galaxies and the Essential Role of Gas Mixing
本研究利用 FIRE-2 模拟解释银河系质量星系金属丰度径向梯度随时间变陡的原因，指出气体金属径向混合减弱及盘的由上而外增长比由内而外增长更关键。
2024-10-28 astro-ph.GA
Ages and kinematics of chemically selected, accreted Milky Way halo stars
我们利用[Mg/Mn]-[Al/Fe]化学丰度平面来帮助识别在APOGEE调查的第14次数据发布中已经吸积到银河系上的附近晕星。应用高斯混合模型，我们发现了一个'斑点'的856可能吸积星，低光盘污染率~ 7%。将样本与盖亚的第二次数据发布进行交叉匹配，使我们能够获得视差和视星等，这对距离和内在光度产生了限制。使用贝叶斯等时线管道，这使我们能够估计吸积恒星的新年龄，典型的不确定性约为20%。我们的新目录进一步补充了轨道参数的估计。团状星的金属丰度介于-0.5至-2.5之间，[Mg/Fe]介于-0.1至0.5之间。它们在金属丰度约为-1.4的贫金属（[Fe/H] < -0.8）晕中占约30%。我们的新年龄主要在8到13 Gyr之间，最古老的恒星金属最少，[Mg/Fe]丰度最高。如果假设这些球状恒星属于一个单一的祖先，那么年龄意味着该系统在大约8 Gyr前与我们的银河系合并，恒星形成进行了大约5 Gyr。动力学参数表明，这样一个单一的祖先将有~ 1011 Msun的总质量，类似于其他作者使用化学演化模型和模拟发现的结果。将斑点星的[Mg/Fe]-[Fe/H]平面的散射与测量到的属于大麦云云的恒星的散射进行比较，表明斑点星确实只包含来自一个祖先的恒星。
2019-03-25 astro-ph.GA
