A couple of recent developments in the structure of the outer disk of the Milky Way
在这篇文章中，我们总结了我们小组最近取得的成就，对银河系外盘结构的理解，特别强调外盘的范围，以及太阳圈以外的螺旋结构。
2013-10-05 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
The Edge of the Milky Way Stellar Disk Revealed Using Clump Giant Stars as Distance Indicators
我们使用盘的丛巨星作为标准烛光校准依巴谷天体，以绘制它们的分布与两个新的近红外银河系平面调查：UKIDSS-GPS和VVV。我们探讨了不同的选择削减丛巨人。我们的结论是，在银河系的各个视线方向上，在R=13.9+/-0.5kpc处存在着银河系恒星盘的边缘。考虑了翘曲的影响，在不同的距离和平面上方和下方取场。我们证明了银河系恒星盘的边缘现在可以在近红外线中映射，以测试不同的模型，并建立我们自己在银河系中的位置。
2011-05-16 astro-ph.GA
How does the stellar disk of the Milky Way get its gas?
在化学动力学演化模型中，通常假设银河系是由内而外形成的，这意味着流入到盘上的气体随着银河系中心距离的增加而减少。同样，复制厚盘和隆起的化学丰度之间的差异相对于薄盘，在早期的吸积通量较高的假设。利用从宇宙学模拟中提取的一组类银河星系，我们研究了模拟恒星盘在整个演化过程中气体的吸积。总的来说，我们发现上面概述的图像是成立的，尽管详细的行为取决于银河系的组装历史和星系形成物理学的复杂性。
2018-05-04 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
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
An old, metal-rich accreted stellar component in the Milky Way stellar disk
我们研究的可能性，银河系的冷恒星盘包括合并与古老的恒星。星系团被认为是以等级的方式形成的，在那里较小的（原）星系合并成较大的星系。星系中的恒星，如银河系，在它们的运动和元素丰度中包含了过去事件的痕迹，可以用来从主星系中形成的恒星中分离合并残留物。银河系的合并历史通常被理解为在恒星晕中特别容易研究。欧空局天体测量卫星盖亚的出现使人们能够探测到光环中的全新结构，如盖亚-土卫二-香肠。然而，模拟也表明，合并可能对冷恒星盘的形成很重要。结合元素丰度的100个巨大的分支恒星从APOGEE DR 17和盖亚的天体测量数据，我们使用元素丰度比找到一个迄今为止未知的，旧的恒星组成部分在银河系的冷恒星盘。我们进一步确定了一个小样本的RR天琴座变量与磁盘运动学，也显示出相同的化学签名吸积红巨星在磁盘。这些恒星使我们能够确定吸积成分中恒星的年代。我们发现它们都是老的。
2022-06-08 astro-ph.GA
Spiral structure of the Milky Way galaxy: observations and theoretical predictions
利用银河系各子系统的运动学性质和密度分布的观测数据，建立了银河系盘的多分量平衡模型。使用无碰撞气体数值模拟的磁盘的动力学进行了研究。在大约一个陀螺之后，一个突出的中央棒形成，其半轴约为3千秒差距。在中心区域之外，发展出多臂螺旋图案，其特征在于m=2、3和4臂螺旋图案的叠加。在我们的模拟中，螺旋结构和酒吧至少存在3 Gyr。银河系盘中棒的存在对银河系各子系统的密度分布有严格的限制，我们发现当盘表面密度分布的径向尺度长度大于2.6kpc时，棒不会形成。类似地，在具有大质量和紧凑的恒星凸起的模型中，银河系盘中的酒吧的形成被抑制。如果未来的GAIA观测证实银河系圆盘中存在着三四臂螺旋图案，这将证明银河系圆盘中螺旋图案的长期存在。
2019-12-16 astro-ph.GA
Where Does the Disk Turn Into the Halo? Cool H I in the Outer Milky Way Disk
利用最近观测的银河系平面21厘米线和连续谱的H I吸收谱，揭示了银河系外盘冷原子云的分布。在吸收中可以清楚地看到中平面的弯曲，就像在发射中一样，并且冷的中性介质也显示出耀斑或尺度高度的增加，其半径与温暖的氢原子的半径相似。相的混合物，作为测量的分数H I在冷云相对于总原子氢，保持几乎恒定的太阳圈出约25千秒差距半径。假设冷相温度约为50 K，这表明混合比为15%至20%冷HI，其余为热HI。
2009-01-16 astro-ph.GA
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
Reliability and limitations of inferring birth radii in the Milky Way disk
恢复银河系中观测到的恒星的诞生半径是银河系考古学的最终目标之一。一种推断ISM金属丰度的诞生半径和演化的方法假设在任何给定的回顾时间ISM金属丰度与半径之间的线性关系。在这里，我们测试了这一假设的可靠性，通过使用4放大宇宙流体动力学模拟从NIHAO-UHD项目。我们发现，只有当恒星盘开始形成时，才能推断出精确的诞生半径，对于我们模拟的星系来说，这发生在~ 10 Gyr之前，与最近对银河系的估计一致。在稍后的时间，ISM金属丰度和半径之间的线性相关性增加，因为恒星运动变得更加有序，ISM金属丰度的方位角变化开始下降。中心棒的形成和合并的扰动可以分别增加内外盘的不确定性。
2022-05-03 astro-ph.GA
The stability of stellar disks in Milky-Way sized dark matter halos
我们采用了一种改进的方法来插入高分辨率的银河系大小的晕的暗物质模拟的活恒星盘，使我们能够调查的命运薄恒星盘在动荡的环境中的冷暗物质结构。我们研究了一组八个不同的光环，从宝瓶座模拟项目，其中恒星盘是按规定的结构生长，然后允许自我一致地演变。在GALIC程序的帮助下，初始速度分布被设置在非常好的平衡中。我们发现，剩余的三轴晕导致显着的磁盘翻滚，定性确认早期的工作。我们表明，盘转动运动是不受影响的星系的结构特性，如存在或不存在的凸起或酒吧。在典型的银河系大小的暗物质晕中，我们预计在z = 1和z = 0之间，盘的平均转动约为40度，大约为6 Gyr。我们还调查的磁盘上的子结构的影响，反过来说，磁盘加热率所造成的暗物质晕子结构。盘的存在减少了中央subhalo丰度的约一个因素的两个，由于从磁盘通道的重力冲击增加蒸发率。我们发现，子结构是重要的恒星盘加热外部，但似乎没有显着影响其内部。
2015-07-14 astro-ph.GA
The Milky and its Gas: Cold Fountains and Accretion
银河系正在从下落的高速云中获取气体。这些物质进入了一个盘-晕界面，在许多地方都充满了HI云，这些云是通过与恒星形成有关的过程从盘中喷射出来的。史密斯云是一个非凡的例子，高速云将相对低金属含量的气体$>10^6$ M $_{\odot}$带入银河系。它可能是一个更大的流的一部分，其中的组件现在正在通过磁盘。
2011-10-18 astro-ph.GA
Tracing the assembly of the Milky Way's disk through abundance clustering
星系形成领域的一个主要目标是了解银河系盘的形成。要做到这一点，第一步是从经验上描述它的现状。我们使用来自27，135颗红团APOGEE恒星的19个丰度的新高维数据集来检查使用丰度定义的集群分布。我们探讨了不同的降维技术，并实现了非参数凝聚层次聚类方法。我们看到，使用丰度定义的群体在空间上是分离的，作为年龄的函数。此外，丰度组在[Fe/H]-年龄平面上代表不同的分布。按年龄排列我们的星系团揭示了随时间变化的化学富集序列的模式。我们的研究结果表明，一个有前途的途径来跟踪磁盘的组装的细节是通过一个完整的解释，我们报告的经验连接。
2020-02-17 astro-ph.GA
Constraining the vertical structure of the Milky Way rotation by microlensing in a finite-width global disk model
本文在有限宽的全球盘模型框架下模拟了银河系质量分布的垂直结构。仅假设银河系的旋转曲线，我们在太阳轨道内测试模型对两个可测量且彼此无关的过程的预测：引力微透镜，其允许通过最佳拟合测量来固定盘宽度尺度，以及在准圆形轨道近似中建模的旋转的垂直梯度。前者对致密物体中的引力质量敏感，后者对各种引力物质敏感。分析指出，所考虑的磁盘的一个小的宽度尺度，最多，在太阳圈中的非重子暗物质的贡献微不足道。旋转中预测的高垂直梯度值与梯度测量结果一致。
2014-04-24 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
Disk stars in the Milky Way detected beyond 25 kpc from its center
上下文银河系恒星盘的最大尺寸目前还不清楚。一些研究表明，在银心距离$R\gtrsim 15$ kpc处，盘状星系的恒星密度会突然下降，这意味着实际上在这个极限之外不会发现盘状星系，或者只有极少数的盘状星系。然而，银河系平面上的恒星在更远的距离被探测到。除了晕的成分外，恒星计数还将盘的末端定位在20 kpc以上，尽管这一点至今还没有被光谱证实。目标。在这里，我们的目标是在更大的距离上用光谱确认盘星的存在。方法.从LAMOST和SDSS-APOGEE光谱调查的数据，我们统计得出的最大距离，在银河系平面的恒星的金属丰度分布是不同的晕人口。结果我们的分析揭示了在R>26 kpc（99. 7% C.L.）甚至在R>31 kpc（95. 4% C.L.）。
2018-04-09 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
A dynamically young and perturbed Milky Way disk
银河系中的大多数恒星都位于银河系的盘面上，它的演化受到几种现象的影响。例如，银河系的棒和旋臂会引起恒星的径向迁移，并可以捕获或散射靠近轨道共振的恒星。来自卫星星系的外部扰动也可以发挥作用，导致银河系的动态加热，圆盘中的环状结构以及恒星速度不同分量之间的相关性。这些扰动也会在星盘中造成“相位缠绕”的特征，例如恒星在银河平面内运动时的拱形速度结构。这些动力学过程的一些表现已经被探测到，包括附近恒星样本中的运动学子结构，密度不对称性和银河系盘上的速度与轴对称和平衡的预期不同，特别是在垂直方向，以及盘中不完全相混合的特征。在这里，我们报告了银河系圆盘中600万颗恒星的运动分析。我们表明，相空间分布包含不同的子结构与各种形态，如蜗牛壳和脊，当空间和速度坐标相结合。我们推断，该盘必须在3亿至9亿年前受到扰动，这与之前对人马座矮星系近心通道的估计一致。我们的研究结果表明，银河系的磁盘是动态的年轻，它作为时间无关和轴对称的建模是不正确的。
2018-09-24 astro-ph.GA
Dawn of the Milky Way disk: Determination of when a rotationally supported disk appears and dating the spin-up of the disk
Observational Astrophysics, Department of Physics and Astronomy, Uppsala University（乌普萨拉大学物理与天文学系观测天体物理学）；Lund Observatory, Division of Astrophysics, Department of Physics, Lund University（隆德大学物理系天体物理学分部天文台）
研究通过分析319835颗LAMOST的次巨星数据，首次确定银河系盘自转加速的时间，发现盘从晕状结构转变为盘状结构发生在-1.25 < [Fe/H] < -0.9区间，并确定其平均年龄为12.1±2.8 Gyr，同时发现盘的旋转支撑发生在-1.25 < [Fe/H] < -1区间，高α星标记了这一转变，而低α星则直接达到今日太阳的圆周速度。
2026-05-20 astro-ph.GA
The Gaia inertial reference frame and the tilting of the Milky Way disk
虽然银河系盘和暗物质晕对称面之间的精确关系仍然有些不确定，但相对于惯性参考系的时变盘取向似乎是可能的。分层结构形成模型预测，暗物质晕是三轴的，并且以~2 rad/哈勃时间（~30 muas/yr）的特征速率翻滚。这些模型还预测了一个随时间变化的气体吸积，这样盘的角动量矢量应该与晕的角动量矢量不一致。这些效应，以及大麦哲伦星云的潮汐效应，将导致盘的角动量矢量相对于类星体参考系的旋转。我们评估的准确性，从盖亚的位置和自行可以被称为一个运动学非旋转系统，并表明，自旋矢量的变换从任何刚性自洽目录框架的类星体定义的准惯性系统应被定义为优于1 μ as/年。盖亚对这个惯性系的测定将揭示盘方向随时间变化的任何特征，改进银河系的潜力和动力学模型，测试引力理论，并为人马座矮星系和麦哲伦云的轨道演化提供新的见解。
2014-06-01 astro-ph.GA
Age Demographics of the Milky Way Disk and Bulge
我们使用广泛的$Gaia$数据发布2集的长周期变量，选择一个样本的富氧Miras整个银河系盘和隆起的研究。利用米拉脉动周期和恒星年龄/化学之间的关系，我们切片的银河系盘和膨胀的恒星密度作为周期的函数。我们发现这两个组件的形态演变作为恒星年龄/化学的函数与恒星盘被包围在老年，逐渐变薄，更径向扩展在年轻的恒星年龄，符合图片的内-外和颠倒形成的银河系的磁盘。我们看到了扰动盘的证据，在恒星平面内外都可以看到大尺度的恒星超密度。我们发现，凸起是很好地模拟了轴比为$\sim [1:0.4:0.3]$的三轴箱形分布。最古老的Miras（$\sim$ 9-10 Gyr）显示出小棒状形态，而年轻的恒星则以$\sim 21^{\circ}$的视角倾斜于太阳-银河系中心线。这表明，棒的形成和屈曲发生在8-9 Gyr之前，较老的Miras足够热，以避免被成长的棒所困。我们发现最年轻的米拉表现出强烈的花生形态，轴承的特征X形的倾斜酒吧结构。
2019-12-05 astro-ph.GA
Planetary nebulae in the inner Milky Way II: the Bulge-Disk transition
在这项工作中，行星状星云的样本位于内盘和凸起的银河系是为了找到银河系的距离，更好地分开这两个群体，从丰度的角度来看。统计距离尺度被用来研究整个磁盘隆起界面的丰度分布。用Kolmogorov-Smirnov检验找出这些区域的化学性质较好分离的距离。统计分析的结果表明，平均而言，内部种群的丰度低于外部种群。此外，对于$α$ -元素丰度，内部人口不遵循磁盘径向梯度朝向银河系中心。根据我们的研究结果，我们建议在1.5千秒差距的凸起磁盘接口，标志着星系的凸起和内盘之间的过渡，所定义的中间质量人口。
2011-01-17 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
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
The Inside-out Growth of the Galactic Disk
我们量化了银河系低α恒星盘的由内而外的生长，模拟了6 < R < 13 kpc的APOGEE红团星的年龄，金属丰度和银心半径。目前的恒星分布与恒星形成历史的预期有很大的不同，这是由于恒星通过径向轨道混合的重新分布。我们提出了一个全球性的银河系盘模型，指定由内而外的恒星形成历史，径向轨道混合，和经验，参数模型的化学演化。我们占空间复杂的调查选择功能，并发现该模型适合所有的数据。我们发现银河系盘的明显的由内向外的增长;最佳拟合模型意味着银河系盘的半质量半径在过去的7 Gyr中增长了43%。然而，这种由内而外的增长仍然导致现今的年龄梯度弱于0.1 Gyr/kpc。我们的模型预测了银河系盘在早期的半质量和半光的大小，这可以与观测到的盘星系的红移-大小关系相比较。我们表明，径向轨道迁移可以调和不同的磁盘大小的红移演化，也预计从宇宙学模拟，与温和的现今的年龄梯度在银河系和其他星系。
2019-09-16 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
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
The Flocculent Structure of the Inner Milky Way Disk
本研究利用HI4PI探测分析银河系内盘HI数据，未发现宏设计旋臂结构特征的浅肩峰和宽凹陷，表明太阳轨道内侧银河系不具备宏伟旋臂结构，应归类为絮状旋涡星系。
2025-11-01 astro-ph.GA
Chemodynamical Analysis of Metal-rich High-eccentricity Stars in the Milky Way's Disk
我们提出了一个化学动力学分析的11,562富金属，高偏心率晕状主序星（MS），这已被称为飞溅或飞溅盘，从斯隆数字巡天（SDSS）和大天区多目标光纤光谱望远镜（LAMOST）选择。当分为两组，低-[ $α$ /Fe]人口（HAP）和高-[ $α$ /Fe]人口（HAP），基于运动学和化学，我们发现，他们表现出非常不同的属性，指示不同的起源。通过对它们轨道倾角的详细分析，我们认为HAP来自大部分（~ 90%）的加热盘星和一小部分（~ 10%）来自星暴种群的原位星，可能是由银河系与盖亚香肠/土卫二（GSE）或其他早期合并的相互作用引起的。这颗恒星大约有一半是由GSE吸积而来，另一半则是由GSE引发的星暴所形成。我们的研究结果进一步表明，在我们的样本中的飞溅星起源于至少三个不同的机制-吸积，磁盘加热，并导致恒星爆发。
2022-10-14 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
Influence of Bar Formation on Star Formation Segregation and Stellar Migration: Implications for Variations in the Age Distribution of Milky Way Disk Stars
通过模拟类银河系星系，发现棒形成时期驱动内盘恒星形成峰值和向外迁移，造成外盘年龄分布峰值，并暗示太阳圈恒星年龄分布应有约80亿年对应峰。
2025-05-22 astro-ph.GA
A guided map to the Spiral arms in the galactic disk of the Milky Way
给出了最近历史的最新概述，旨在为文献提供一个有用的工作指南，同时介绍关键系统和观测结果，从太阳开始，走向银河系中心和部分Galactica Incognita，以及更远的地方。首先，我们提出了一个银河系的盘平面的观测视图（制图。动力学、化学横切、磁性）。这包括银河系圆盘中的四条长长的旋臂（图1），它们的几何形状（图2），分量，速度（图3），它们的宽度和内部层以及洋葱状的有序偏移（图4），银河系中心附近的中央条、臂切线、臂间距和臂形状、臂起点（图5），以及螺旋臂中其他可能的参与者，如磁场（图6）和暗物质含量。之后，我们提出了一个基本的分析，从星系臂形成的一些理论预测：数值模拟或分析理论，和观测检查从各种数值模拟和分析（理论）模型的预测。
2017-11-14 astro-ph.GA
The Distribution of Disk-Halo HI Clouds in the Inner Milky Way
利用银河系全天巡天的数据，我们比较了银河系第一象限（QI）和第四象限（QIV）镜像对称区域中切点处盘晕过渡中HI云的性质和分布。个别云被发现在两个象限中具有相同的属性。然而，QI中的云是QIV中的3倍，它们的尺度高度是QIV的两倍，它们的径向分布更均匀。我们将这些主要的不对称性归因于银河系旋臂中云的形成，并认为云与恒星形成有关，其形式是通过超级气泡和恒星反馈从盘中升起的气体，以及落回平面的贝壳碎片。
2011-01-20 astro-ph.GA
From dawn till disk: Milky Way's turbulent youth revealed by the APOGEE+Gaia data
我们使用精确的铝丰度的估计作为APOGEE数据发布17和盖亚早期数据发布3天体测量的一部分，选择一个高纯度的恒星样品与金属丰度$-1.5\lesssim {\rm [Fe/H]}\lesssim 0.5$出生在银河系原位。我们发现，低金属含量（[Fe/H] $\lesssim -1.3$）原位组件，我们称之为极光是运动学热与近似各向同性的速度椭球和适度的净旋转。极光星在金属丰度和元素丰度比方面表现出很大的分散性。在[Fe/H] $=-1.3$和$-0.9$之间，原位恒星的切向速度中值随着金属丰度的增加而急剧增加，我们称之为自旋向上的过渡。观测到的和理论上预期的年龄-金属丰度相关性意味着，这种增加反映了银河系盘在$\approx 1-2$陀螺上的快速形成。作为[Fe/H]函数的恒星运动学的转变伴随着化学丰度的质的变化：一旦银河系在对应于[Fe/H] $>-0.9$的后期时期形成盘，散射急剧下降。星系形成模型的结果在这个和其他最近的研究强烈表明，在银河系中观察到的趋势反映了MW大小的星系的祖先的早期演化过程中的一般过程：一个时期的混乱盘前的演变，当气体是吸积沿冷窄丝和恒星诞生在不规则的配置，以及随后的快速盘形成。后者的信号形成一个稳定的热气体晕周围的MW祖，这改变了气体吸积的模式，并允许发展相干旋转盘。
2022-03-09 astro-ph.GA
MOA-II Galactic Microlensing Constraints: The Inner Milky Way has a Low Dark Matter Fraction and a Near Maximal Disk
微透镜提供了一个独特的工具，打破恒星的暗物质简并在银河系内部。我们结合N-体动力学模型拟合银河系的Boxy/花生球与指数盘模型外，并计算微透镜特性。考虑到与MOA-II修正数据一致的模型范围，我们发现银河系内部的暗物质比例很低：在恒星自转曲线的峰值处，圆周速度的一部分$f_v=(0.88\pm0.07)$是重子的（在$1σ$，$f_v > 0.72$在$2σ$）。这些结果与EROS-II微透镜调查的较亮的恒星，在那里我们发现$f_v=(0.9\pm0.1)$在$1σ$的约束。我们的基准模型的盘尺度长度为2.6千秒差距，和一个低暗物质分数为12%的隆起，同意修改后的MOA-II和EROS-II微透镜数据。所需的重子分数，以及由此产生的低贡献的暗物质，是一致的NFW配置文件所产生的无耗散宇宙学模拟银河系质量星系。它们也与最近的银河系质量晕温和绝热收缩的处方一致，而不需要强反馈，但最近对局部暗物质密度的测量存在一些张力。来自较大OGLE-III样品的微透镜光学深度可以进一步改善这些限制。
2016-07-21 astro-ph.GA
Towards a fully consistent Milky Way disk model V. The disk model for 4 $-$ 14 kpc
我们提出了一个广义版本的半解析Just-Jahreiss（JJ）模型的银河系盘，结合我们的研究结果的太阳附近，适用于广泛的银河系距离，4千秒差距$\lesssim R \lesssim $ 14千秒差距。JJ模型是一个灵活的恒星星族合成工具，具有2500万年的精细年龄分辨率。它包括六个银河（MW）组件：四个扁平（指数薄和厚盘，原子和分子气体）和两个球状（球形恒星晕和核心等温暗物质球）。薄盘的总厚度假定在所有半径处都是恒定的，尽管也可以对扩口进行测试。所采用的薄盘恒星形成率（SFR）的径向变化反映了由内而外的磁盘增长的情况。我们允许一个光滑的幂律SFR连续修改任意数量的高斯峰。我们提出了一个公共代码的JJ模型补充的三套等时线（PARSEC，MIST，和BaSTI）。利用APOGEE红团簇巨星的金属丰度分布，我们约束了JJ模型年龄-金属丰度关系（AMR）的径向变化，并提出了AMR函数的一种新的解析形式。广义JJ模型是一个公开可用的工具，用于研究MW盘上不同的恒星星族。由于其良好的年龄分辨率和灵活性，它可以特别用于重建薄盘SFR，因为可以在其框架内构建各种不同的SFR形状。
2022-08-26 astro-ph.GA
The Milky Way thin disk structure as revealed by stars and young open clusters
在这篇文章中，我将集中讨论银河系薄盘的结构。薄盘的演化及其化学性质已由T。Bensby的贡献结合银河系厚盘的性质，以及L.Olivia结合银河系凸起的性质。我将回顾和讨论我们对三个主要主题的理解状况，这些主题在多年的沉默之后一直是当今激烈研究的主题：（1）银河系的螺旋结构，（2）银河系盘的大小，以及（3）太阳浸没的本振臂（猎户座支线）的性质。初步结论是：（1）我们对银河系旋涡结构的认识还很贫乏，各种示踪剂之间的主要分歧尚待解决;（2）很明显，银河系盘\textit{not}在距离银河系中心约14千秒差距处有一个明显的发光截止点，下一代银河系模型需要在这方面进行更新，（3）局部臂很可能是一个臂间结构，类似于我们在M~74等几个外部螺旋中看到的结构。最后，还将简要讨论GAIA和LAMOST在这一领域的影响。
2013-07-02 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
The evolution of the Oxygen abundance radial gradient in the Milky Way Galaxy disk
本文综述了螺旋星系和低质量星系的化学演化模型。我们分析了在银河系中使用不同的恒星产额、恒星形成速率定律和恒星形成公式对丰度径向分布的时间/红移演化的影响，以及恒星形成速率或气体密度等其他量;特别是我们将研究氧丰度径向梯度的演化，分析其与SFR/infall的关系。我们还将结果与我们的旧化学演化模型、宇宙学模拟和现有数据进行了比较，主要是与行星状星云丰度进行了比较。
2016-12-09 astro-ph.GA
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
Detecting floating black holes as they traverse the gas disk of the Milky Way
由于引力波反冲、三重黑洞系统的抛射或合并形成银河系的矮星系中的潮汐剥离，一群中等质量黑洞（BH）被预测会自由地漂浮在银河系晕中。当这些BH穿过气态MW盘时，弓形激波形成，从加速电子产生可检测的无线电和毫米/亚毫米同步辐射。我们计算的同步辐射通量是$\sim \rm 0.01-10\, mJy$在GHz频率，可检测的Jansky甚大阵列，和$\sim 10-100\,μ\rm Jy$在$\sim10^{10}-10^{12} \,\rm Hz$频率，可检测的阿塔卡马大毫米/亚毫米阵列。发现的浮动BH人口将提供见解的形成和合并的MW的历史，以及在早期宇宙中的大规模BH的演化。
2014-09-01 astro-ph.GA
Dark Halos of M31 and the Milky Way
结合星系盘自转速度和卫星星系、球状星团的径向速度，构造了M31和银河系~400 kpc范围内的大自转曲线。银河系的GRC是使用最新的太阳自转速度修订的。通过最小卡方拟合，将导出的GRC解卷积为de Vaucouleurs凸起、指数盘和具有Navarro-Frenk-White（NFW）密度分布的暗晕。最佳拟合参数的比较揭示了两个星系的盘和凸起的相似性，而M31的暗晕质量被发现是银河系的两倍。我们表明，NFW模型可能是一个现实的近似观察到的黑暗晕在这两个巨大的螺旋。
2015-04-21 astro-ph.GA
Metallicity gradients through disk Instability: A simple model for the Milky Way's boxy bulge
观测结果表明，在银河系核球中有一个明显的垂直金属丰度梯度，这通常被认为是经典核球形成过程中耗散过程的标志。然而，各种证据表明，银河系是一个棒星系，它有一个四方形的凸起，代表着棒的内部三维部分。在这里，我们表明与长期的演变N-体模型，通过酒吧和屈曲不稳定性形成的一个方形凸起可以显示类似于所观察到的梯度垂直金属丰度梯度，如果初始轴对称盘具有可比的径向金属丰度梯度。在这个框架内的范围内的金属丰度在凸起领域的约束化学结构的银河系盘在早期，酒吧形成之前。我们的长期演化模型先前被证明可以重现银河系内部的恒星计数，我们在这里展示了它也有圆柱旋转。我们用它来预测一个完整的平均金属丰度地图从一个简单的金属丰度模型的初始磁盘整个银河系的凸起。这张地图显示了天空中一般向外的梯度以及纵向透视的不对称。我们还简要地评论解释金属丰度梯度观测外部盒状隆起。
2013-02-27 astro-ph.GA
A Tale of Two Dust Disks in Our Milky Way
Institute for Frontiers in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（北京师范大学前沿天文与天体物理研究所）；School of Physics and Astronomy, Beijing Normal University（北京师范大学物理与天文学院）；Department of Astronomy, Tsinghua University（清华大学天文系）；South-Western Institute for Astronomy Research, Yunnan University（云南大学西南天文研究所）；Key Lab 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）
研究通过观测发现银河系中存在薄尘埃盘和厚尘埃盘，并揭示了其与分子氢和原子氢盘的空间关联及气体-尘埃比的径向梯度。
2026-01-15 astro-ph.GA
Revisiting long-standing puzzles of the Milky Way: the Sun and its vicinity as typical outer disk chemical evolution
我们提出了一个方案的化学富集的太阳附近，解决了G-矮星的问题，考虑到更大规模的限制。我们认为，在10千秒差距内的银河系盘已丰富到太阳的金属丰度的大规模恒星星族：厚盘，它本身形成了一个巨大的湍流气体盘。关键的新考虑是，厚盘提供的预富集与太阳半径处的恒星星族的质量分数无关，这是经典的由内而外的假设，但实际上与整个大质量厚盘的形成有关，这是由于在其形成过程中发生了剧烈的气相混合。因此，这个人口只占15-25%的本地恒星表面密度今天的事实是无关的“解决”G-矮星的问题。这一假设成立的唯一条件是，厚盘是由一个湍流的气体盘形成的，它允许金属的均匀分布，而不是径向分布，从而使太阳环富集到太阳的金属丰度。在太阳半径处，从外盘流出的气体与厚盘形成时留下的太阳金属丰度气体相结合，提供了形成具有正确金属丰度的薄盘所需的燃料，以解决G矮星问题。在R $>$ 6 kpc处的化学演化，特别是在太阳半径之外，可以用同样的方案重现。这些结果表明，本地的金属丰度分布是没有连接到银河系的气体吸积历史。最后，我们认为，太阳是典型的恒星在超过$\sim$ 6千秒差距（即，也正在经历稀释），并且没有内盘星的特征。[删节]
2019-03-29 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
Milky Way Tomography with K and M Dwarf Stars: the Vertical Structure of the Galactic Disk
我们使用K和M矮星的数量密度分布与银河系盘的垂直高度，确定使用观测斯隆数字巡天，探测整个调查的足迹银河系盘的结构。使用光度视差作为距离估计，我们分析了数百万盘星的样本在匹配的足迹以上和以下的银河系平面，我们确定的位置和程度的垂直不对称的数量计数在各种薄和厚盘子样本的区域内的一些200平方度2千秒差距内的垂直距离从银河系盘。这些圆盘的不对称性呈现出类似于以前在其他尺度和距离太阳的其他距离上观察到的波动特征。我们还探讨了盘的刻度高度和太阳在不同位置从银河系平面的隐含偏移，注意到盘的刻度高度在使用平面上方或下方的恒星测量时可以显着不同。此外，我们比较了不同纬度范围内的数密度分布在北方的形状与一个固定的经度范围，并发现形状是敏感的选定的纬度窗口。我们解释了为什么这可能是一个变化的指示恒星星族在纬度地区的比较，可能允许访问薄和厚盘人口之间的系统金属丰度差异通过测光。
2017-07-17 astro-ph.GA
Is there a disk of satellites around the Milky Way?
银河系周围的“卫星盘”（DoS）是一个高度争论的话题，对观测结果及其理论模型的解释相互矛盾。我们进行了全面的分析，在银河系中检测到的所有矮星，发现DoS结构强烈依赖于平面识别方法和样本大小。特别是，我们证明了较小的样本量产生更高的空间分布的各向异性和更强的卫星角动量的集群。此外，我们计算了11个经典卫星的自行测量的演变，发现他们目前居住的薄DoS是短暂的。此外，我们还分析了两个初始条件相同的宇宙学模拟：一个是银河系大小的星系，一个是只含有暗物质的N体星系，一个是含有重子和暗物质的流体动力学星系.我们的研究结果表明，各向异性分布的卫星星系可以起源于重子过程的分级结构形成模型，但声称高度扁平，相干旋转的银河系的DoS可能是一个小的数字选择效应。这些发现可能有助于解决其他星系中DoS的相互矛盾的说法以及数值模拟之间的差异。
2017-07-05 astro-ph.GA
The Dawn of Disk Formation in a Milky Way-sized Galaxy Halo: Thin Stellar Disks at $z > 4$
我们目前的结果从\textsc{GigaEris}，宇宙学，$N$体流体动力学的“放大”模拟形成的银河系大小的星系晕与前所未有的分辨率，包括在细化区域内的十亿粒子。模拟采用了现代的光滑粒子流体动力学，包括金属线冷却和金属和热扩散。我们专注于星系的早期组装，直到红移$z=4.4$。模拟星系的性质与恒星形成星系的主要序列外推到更高的红移相一致，并在$z=4.4$处达到$\sim$ 60 $\, M_{\odot}$ ~ $^{-1}$的恒星形成率。在$z \sim 8$上已经出现了一个致密、薄的旋转恒星盘，其性质类似于低红移系统。星系迅速发展出一个多成分的结构，而盘，至少在这些早期阶段，并不像文献中经常报道的那样“颠倒”生长。相反，在任何给定的时间，新诞生的恒星都有助于维持薄盘。运动学反映了早期普遍存在的薄盘，因为$v_ϕ/σ_R$大于1的恒星盘组件已经存在于$z \sim 9$ -10。我们的研究结果表明，非常高红移星系的高分辨率分光光度观测应该找到薄的旋转盘，与ALMA最近发现的冷旋转气体盘一致。最后，我们为JWST NIRCam相机提供了合成图像，展示了早期的磁盘如何在早期就可以很容易地检测到。
2022-02-22 astro-ph.GA
The nature of disk of satellites around Milky Way-like galaxies
有人认为银河系的卫星星系位于一个高度扁平的、运动学相干的平面上，称为土星盘（DOS）。然而，DoS的起源一直在激烈的争论中，文献中报道了一些相互矛盾的说法，关于DoS是否与标准的拉姆达冷暗物质（$Λ$ CDM）宇宙学模型的预测一致。在这里，我们调查这个问题，通过比较高分辨率，流体动力学$Λ$ CDM模拟银河系大小的星系与它的暗物质只有对应。我们发现以下结果：（1）在水模拟中，主星系周围的卫星星系的丰度和分布与N体星系周围的卫星星系的丰度和分布有很大的不同：（2）在卫星星系中没有发现明显的相干旋转，因为共转和反共转卫星星系的比例在宇宙时间内是相当的;（3）随时间的推移，卫星分布发生了显著的变化，从高红移时的近各向同性到现在的各向异性;（4）卫星分布的特征强烈依赖于样本选择和平面识别方法。我们的研究结果表明，银河系和其他星系中报道的空间薄和相干旋转的DoS可能是一个小样本的选择效应。
2017-02-01 astro-ph.GA
The phase spiral's origin and evolution: indications from its varying properties across the Milky Way disk
本文利用 Gaia 自行与视向速度样本绘制高分辨率相位螺旋图，发现其缠绕和旋转相位在银盘上平滑且近均匀，支持其源于一次或多次全局扰动。
2025-07-25 astro-ph.GA
Secular evolution of Milky Way-type galaxies
像银河系这样的盘状星系的内部演化是由非轴对称（棒）和物质的隐含角动量转移驱动的;重子本质上是向内驱动的，以建立一个更集中的盘。这种质量集中可能会导致二次棒的解耦，因为轨道进动频率会大大增强。垂直共振与酒吧将形成一个盒子/花生隆起在陀螺时间尺度。由于重力力矩的气体流动可以导致年轻的核盘形成恒星，这可以通过速度色散的sigma下降来揭示。这些气体流受到反馈的调节，产生了超大质量黑洞的间歇性吸积，以及活动星系核活动的周期。由于核恒星形成的喷泉效应可能导致倾斜的，甚至极性的核盘。
2017-07-27 astro-ph.GA
Old Disks Die Hard: How Does AGN Feedback Suppress Disk Formation in Milky Way Mass Galaxies?
University of California Irvine（加州大学尔湾分校）；University of Southern California（南加州大学）；Wesleyan University（卫斯理安大学）；Pomona College（波莫纳学院）；University of California Davis（加州大学戴维斯分校）
本研究通过FIRE-2模拟分析银河系质量暗晕，发现AGN反馈在星系盘形成后生效，优先抑制薄星系盘恒星形成，使星系形成椭球占比更高的透镜星系。
2026-08-17 astro-ph.GA
