The Outer Halo of the Milky Way as Probed by RR Lyr Variables from the Palomar Transient Facility
天琴座RR型星是研究银河系外晕总质量和暗物质含量的理想的无质量示踪星。这是因为它们很容易在大型恒星巡天的光变曲线数据库中找到，并且它们的距离可以通过光变曲线的知识来确定。我们在这里提出了一个样本的112 RR天琴座超过50千秒差距的外晕的银河系，不包括Sgr流，我们已经获得了中等分辨率的光谱与Deimos的凯克2望远镜。其中四个的距离超过100 kpc。这些是从一个更大的447个候选RR天琴座中选出的，这些候选天琴座是使用机器学习技术应用于帕洛玛瞬态设施数据库中变星的光变曲线进行数据挖掘的。观测到的径向速度在对应于观测时间的变量相位上被转换成银河系静止标准中的系统径向速度。从我们的样本112 RR天琴座，我们确定的径向速度色散在银河系的外晕为~90公里/秒，在50千秒差距下降到约65公里/秒，接近100千秒差距，一旦少数主要离群值被删除。通过对我们的447个候选样本的完整性的合理估计，并假设一个球形晕，我们发现外晕中的恒星密度随着r的-4次方而下降。
2017-10-03 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
Discovery of a Faint Outer Halo Milky Way Star Cluster in the Southern Sky
我们报告在银河系外晕中发现一个新的低光度星团。高质量的$gr$测光，从它的颜色星等图的构建，并估计年龄，[Fe/H]，[ $α$ /Fe]，和距离的推导。这个星团，我们命名为Kim 2，位于日心距离为$\sim105$ kpc。它的半光半径为$\sim12.8$ pc，椭圆率为$ε\sim0.12$，除了具有较高的金属丰度（[Fe/H] $\sim-1.0$）和较低的光度（$M_{V}\sim-1.5)$）外，具有外晕GC的性质。这些参数与球状星团AM 4的参数相似，AM 4被认为与人马座矮球状星系有关。我们发现了动力学质量分离的证据，以及潮汐外恒星的存在，这表明Kim 2很可能是一个星团。为了进一步了解该物体的性质，需要进行径向速度成员和化学丰度测量的光谱观测。
2015-02-13 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
A new resonance-like feature in the outer disc of the Milky Way
现代天体测量和光谱测量揭示了银河系中恒星相空间的丰富结构，并有共振特征和非平衡过程的证据。利用盖亚的第三次数据发布，我们提出了银河系外盘中一个新的类似共振的特征的证据。这一特征在年轻的经典造父变星的角动量分布中最为明显，我们可以在银河系圆盘的大部分区域得出精确的距离。然后，我们使用更大的红巨星样本以及超过3100万颗具有光谱视线速度测量的恒星的汇编列表来搜索外盘中的类似特征。虽然在这两个较老的样本中不太明显，但恒星在作用组态空间中的分布表明，共振特征也存在于这里。在动作配置空间的功能的位置表明，新功能可能与银河酒吧，但其他可能性进行了讨论。
2023-01-20 astro-ph.GA
The age-kinematical features in the Milky Way outer disk
利用LAMOST巡天观测到的约40，000颗红团簇星，计算了银心半径在8 ~ 14 kpc范围内的平均速度分量。我们发现，年轻的红团簇星的垂直整体运动明显大于老的红团簇星。这很可能是银河系绕其节点线弯曲的运动学特征，该节点线位于银河系反中心区域附近。这表明，这种翘曲主要是由年轻恒星而不是老恒星贡献的。在垂直运动学的年龄变化有利于形成的情况下，银河系的翘曲起源于下落错位的气体。
2017-02-08 astro-ph.GA
Tracing the Spiral Structure of the Outer Milky Way with Dense Atomic Hydrogen Gas
我们提出了一个新的正面地图的致密中性原子氢（HI）气体在银河系外。我们的地图是由莱顿/阿根廷/波恩（LAB）HI 21厘米线全天巡天通过寻找沿着每条视线的强度最大值，然后将它们投影到银河平面上而产生的。由此产生的正面地图引人注目地揭示了复杂的螺旋结构超出太阳圈，其特点是由不同的长弧HI浓度和众多的“臂间”功能的混合物。与更常规的螺旋示踪剂的比较证实了这些长弧结构作为螺旋臂的性质。我们的地图显示，HI螺旋结构在外银河系是很好地描述了一个四臂螺旋模型（螺距角为12度）与一些偏差，并给出了一个新的见解识别HI功能与个别武器。
2017-06-30 astro-ph.GA
Correlation of HI shells and CO clumps in the outer Milky Way
HI壳层可能是由年轻和大质量恒星的活动形成的，或者与高速云与银盘相互作用释放的能量有关，可能是CO云破坏和其他云产生的部分原因。不知道哪种效果占主导地位。我们研究HI壳和CO之间的关系，在银河系的外部，使用HI和CO调查和以前确定的HI壳目录。对于每个单独的位置，计算到最近的HI壳的距离，并指定它是否位于HI壳的内部、其壁中或HI壳的外部。该方法考虑到HI壳的不规则形状。我们发现缺乏CO云在HI壳的内部和他们的墙壁发生增加。云的性质因不同的环境而不同：HI壳的内部、壳壁和未扰动的介质。在HI壳层内部发现的CO云是那些幸存下来的，被剥夺了更多的扩散气体。HI壳的壁具有高分子含量，表明CO形成速率增加。比较HI壳内和未扰动介质外的CO分数，我们得出结论，HI壳负责约。银河系外的CO总量增加了20%。
2015-12-22 astro-ph.GA
What is the Milky Way outer halo made of? High resolution spectroscopy of distant red giants
在星系等级形成的框架中，扩展的恒星晕被预测为类银河系星系周围普遍存在的特征，主要由较小星系系统的恒星碎片组成。吸积恒星系统的类型预计会根据特定星系的特定吸积和合并历史而变化，原位形成的恒星与吸积恒星的比例也是如此。分析大银心半径的银河系晕星的化学性质可以提供重要的洞察力，了解有助于银河系不同区域恒星晕形成的恒星的环境特性。在这项工作中，我们专注于银河系恒星晕的外部区域，通过确定化学丰度的晕星与大的现代银河系中心的距离，$>$ 15千秒差距。我们获得的数据集包括28颗红巨星分支星的高分辨率HET/HRS、Magellan/MIKE和VLT/UVES光谱，它们覆盖了宽的金属丰度范围，$-3.1 \lesssim$ [Fe/H] $\lesssim -0.6$。我们表明，$α$ -元素的比例超过Fe作为[Fe/H]的函数，我们的外晕星的样本是没有什么不同的模式所示的MW晕星从太阳附近的样本。另一方面，当考虑化学丰度比如[Ba/Fe]、[Na/Fe]、[Ni/Fe]、[Eu/Fe]、[Ba/Y]时，在[Fe/H] $\gtrsim -1.5$处出现显著差异。定性而言，这种类型的化学丰度趋势在大质量矮星系中观察到，如人马座和大麦云云。这似乎表明了一个更大的贡献外晕的恒星形成的环境中具有高初始恒星形成率和已经污染的渐近巨星分支恒星相对于内晕样品。
2017-10-03 astro-ph.GA
A search for stellar structures around nine outer halo globular clusters in the Milky Way
我们使用暗能量照相机的深度成像来探索银河系外晕中九个球状星团的外围区域。除了Whiting 1和NGC 7492，它们被投射到人马座流，我们没有看到邻近的恒星星族的证据表明这些星团中的任何一个与来自被摧毁的宿主矮星的相干潮汐碎片有关。在我们的样本中，我们也没有发现任何星团周围存在潮汐尾的证据;然而，NGC 1904和6981似乎都拥有外部信封。受到最近一系列基于盖亚的发现的启发，我们编译了一个具有强大的潮汐结构检测的集群样本，并搜索与轨道特性的相关性。虽然我们观察到具有潮汐尾的星系团通常处于中等或非常偏心的轨道上，这些轨道高度倾斜于银河平面，并且经常逆行，但这些既不是潮汐外结构形成的必要条件，也不是充分条件。许多具有潮汐尾的天体似乎是吸积的，这使我们推测，这种缺乏一致性的现象可能源于银河系球状星团系统的非均匀动力学历史。最后，我们注意到，在地面成像中检测到的具有突出恒星包络的星团（如NGC 1851和7089）现在都被认为是盖亚拥有长潮汐尾-实验证实，扩展包络的存在表明潮汐侵蚀。
2022-03-15 astro-ph.GA
On the Use of the Number Count of Blue Horizontal--Branch Stars to Infer the Dominant Building Blocks of the Milky Way Halo
银河系恒星晕的形成被认为是矮星系和大质量球状星团等建筑块合并和吸积的结果。最近，Deason等人（2015）提出银河系外晕主要由大的建筑块形成，例如矮球状星系，基于蓝色离散星（BS）与蓝色水平分支星（BHB）的相似数量比。然而，在这里，我们证明，这一结果是严重的偏见，没有考虑到详细的BHB星的形成机制，从氦增强的第二代人口。特别是，在外晕场中观察到的高BS-BHB比最有可能是由于GC提供的BHB星数量较少，而不是大量的BS星。这是支持我们的动力学演化模型的GC，它显示出优先删除的第一代恒星的GC。此外，有足够数量的外晕GC显示出非常高的BS-BHB比。因此，BS与BHB的数量比并不是一个很好的指标，可以用来证明更大质量的矮星系是银河系外晕的主要组成部分。一些证据仍然表明GC可以贡献很大一部分的外晕星。
2015-10-19 astro-ph.GA
A new view of the Spiral Structure of the Northern Outer Milky Way in Carbon Monoxide
基于32162个分子云数据，构建了北外银河系正面分子气体图，揭示三段旋臂结构，发现约1306个分子云可能将新旋臂延伸至第三象限，且CO旋臂延伸至22千秒差距，与HI径向范围相当。
2024-11-18 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
VINTERGATAN III: how to reset the metallicity of the Milky Way
利用宇宙学变焦模拟VINTERGATAN，我们提出了一个新的情况下，恒星形成的开始在低-[ $α$ /Fe]序列的银河系类星系的金属贫端。在这种情况下，星系由两种不同的气体流提供燃料。其中一个被大质量星系的流出物所富集，而另一个则不然。前者供给银河系内部区域，后者则供给相对于主银道面倾斜的外部气体盘，其化学成分明显较差。最后一个主要合并星系的第一次通过引发了外盘的潮汐压缩，这增加了气体密度，最终导致恒星形成，金属丰度比内星系低0.75 dex。这是低[ $α$ /Fe]序列的第一颗恒星。这些原位恒星具有类似晕的运动学，类似于在银河系中观察到的，这是由于外盘的倾斜最终通过引力矩与内盘对齐。我们表明，这种倾斜盘的情况可能在Milky-Way类星系中很常见。这个过程意味着低-[ $α$ /Fe]序列是在原位填充，同时从两个形成通道，在内部和外部星系，具有不同的金属丰度。这与银河系盘组装的纯粹顺序情景形成对比，可以通过观测进行测试。
2021-03-29 astro-ph.GA
Dynamics of the Local Group: the Outer Galactic Globular Star Clusters
一个模型的质量和周围的本地集团以前用于适应红移矮星系的距离在50千秒差距和2.6百万秒差距之间的条件下，小和不断增长的原始偏离均匀的允许适合的距离和红移的12个星系球状星团在银河系中心的距离大于30千秒差距。这些解也与三组观测到的球状星团自行和一次观测到的潮汐尾的方向相吻合。在某些解中，这些外围的球状星团已经绕银河系转了好几圈，失去了关于它们初始条件的信息。在其他轨道中，球状星团第一次从质量浓度适中到具有小的内部速度的形成中接近银河系，并且最初以接近宇宙一般膨胀率的速度远离原银河系。
2017-08-15 astro-ph.GA
Clues to growth and disruption of two neighbouring spiral arms of the Milky Way
本研究利用Gaia数据发现银河系英仙臂和外侧旋臂的造父变星呈现截然不同的运动学特征，结合N体/流体动力学模拟揭示二者分别处于瓦解和生长阶段，证实了不同演化阶段的相邻旋臂在银河系中共存。
2024-08-27 astro-ph.GA
The outer low-$α$ disc of the Milky Way -- I: evidence for the first pericentric passage of Sagittarius?
本研究通过相空间、化学和年龄数据发现银河系外低α盘在6 Gyr处存在加热和星暴特征，结合冲量近似计算，提出人马座矮星系首次近心点经过的解释。
2023-05-12 astro-ph.GA
Torus Models of the Outer Disc of the Milky Way using LAMOST Survey Data
从LAMOST DR 2星表中选取了48,161颗K巨星作为样本，首次构建了从太阳附近到银心距离$\sim 20$ kpc，到达银盘边缘的大规模环面模型。我们发现K巨星的运动学与传统模型相匹配，例如Binney在2012年创建的太阳系附近的模型。然而，如果这种双盘模型延伸到外部区域，即使使用附加的盘部件，它们也会失效。如果我们放松太阳附近的约束，我们发现一个有效的厚盘模型可以解释MW的反中心。LAMOST的数据意味着银河系圆盘的尺寸要大得多，外部圆盘要厚得多，比以前认为的要厚得多，或者外部结构根本不是传统的圆盘。然而，在最佳拟合模型中的运动学厚盘的速度色散$σ_{0z}$约为80 km/s $^{-1}$，并具有$\sim 19$ kpc的指数分布函数的尺度参数$R_σ$。这样的高度$σ_{0z}$强烈拒绝在太阳附近的电流测量，因此，一个模型超越准热，两个或三个薄或厚盘是必需的。
2017-06-02 astro-ph.GA
Red Clump stars from LAMOST II: the outer disc of the Milky Way
我们目前的恒星密度图的银河系外盘与红色团块恒星的LAMOST数据。这些样本被分为年轻（平均年龄~ 2.7 Gyr）和老年人（平均年龄~ 4.6 Gyr）人口，使他们可以跟踪的银河系中心半径R从9到13.5千秒差距的范围内的年龄结构的变化。我们发现，这两个人口的规模高度增加与R和显示径向梯度为48 +/- 6和40 +/- 4 pc/kpc的老年人和年轻的人口，分别。这表明，耀斑发生在薄盘人群与广泛的年龄范围。此外，耀斑的强度似乎没有显着相关的薄盘人口的年龄。另一方面，径向表面密度分布的尺度长度为4.7 +/- 0.5 kpc的年轻和3.4 +/- 0.2 kpc的老年人口，这意味着年轻的光盘人口比老年人更径向延伸。虽然年轻种群的比例从R ~ 9的28%略微增加到R ~ 13 kpc的35%左右，但老年种群在外盘中的比例不低于65%。
2017-04-14 astro-ph.GA
Radial mixing in the outer Milky Way disk caused by an orbiting satellite
使用测试粒子模拟，我们研究外银河系盘的结构，因为它是由一颗卫星在一个紧密的偏心轨道上的银河系扰动。一颗质量为10^9兆索尔数倍的卫星可以加热银河系外盘，激发螺旋结构和弯曲，并在速度分布中诱导出流。我们研究粒子偏心率与初始和当前轨道之间的平均半径的变化。这些数量之间的相关性减少后，一些卫星近心通道。出生于外星系的恒星可以从它们的出生位置沿半径移动，并被放置在它们出生半径内的低偏心率轨道上。我们建议，合并和卫星星系和subhalos的扰动可以诱导恒星金属丰度分布的径向混合。
2009-04-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
The contribution of dissolving star clusters to the population of ultra-faint objects in the outer halo of the Milky Way
在过去的十年中，在银河系的外晕中发现了几个超暗天体（UFO，$M_V\gtrsim-3.5$）。对于其中的一些天体，我们还不清楚它们是星团还是（超暗的）矮星系。在这项工作中，我们量化了星团对UFO数量的贡献。我们用星群模型外推球状星团的质量和银心半径分布，发现银河系中包含大约$3.3^{+7.3}_{-1.6}$星团，其$M_V\gtrsim-3.5$和银心半径$\geq20\,$ kpc。要了解是否溶解集群可以出现不明飞行物，我们运行一套直接的$N$体模型，改变轨道，银河系的潜力，二进制分数和黑洞（BH）的出生踢速度。在分析中，我们考虑观测偏差，如：光度极限，场星，视线投影。我们发现，星团有助于紧凑和扩展人口的不明飞行物：集群没有BH出现紧凑的半径$\sim5\,$ pc，而集群，保留其BH形成后的半径$\gtrsim20\,$ pc。扩展星系团的性质与矮星系的性质非常相似：由于双星而推断出的质光比很高;动力学演化对双星性质的影响很小;没有可观察到的质量分离;以及扁平的恒星质量函数。我们的结论是，恒星质量函数的斜率作为银心半径的函数以及冷流的存在/不存在可以区分无DM和DM主导的不明飞行物。
2016-12-06 astro-ph.GA
On the co-rotation of Milky Way satellites: LMC-mass satellites induce apparent motions in outer halo tracers
本文利用FIRE-2模拟揭示大质量卫星（如LMC）下落诱发的晕视运动会显著改变外部晕示踪体的轨道极点分布，强调银河系卫星平面研究须考虑LMC扰动。
2023-11-19 astro-ph.GA
The Metallicity Gradient and Complex Formation History of the Outermost Halo of the Milky Way
我们基于对本地（距离太阳4 kpc以内，约16，500颗恒星）和非本地（约21，700颗恒星）样本的分析，对银河系最外层恒星晕的金属丰度分布函数进行了检查。这些样本是使用斯隆数字巡天的光谱金属丰度和SkyMapper南方巡天的光度金属丰度编制的。我们在最外层的晕（距离银河系中心r > 35 kpc）中检测到负的金属丰度梯度，并发现在我们最远的样本中，外晕区域中非常贫金属（[Fe/H] < -2.0）的恒星的频率高达~60%，与以前的理论预测相当。这一结果为外晕的分级形成提供了明确的证据。最外层晕中的逆行恒星表现出大致恒定的金属丰度，这可能与红杉祖先的吸积有关。相比之下，在最外层的晕中的恒星表现出强烈的金属性距离依赖性，表明它们可能起源于比红杉祖先星系质量小的星系的吸积。
2020-03-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
The puzzling assembly of the Milky Way halo - contributions from dwarf Spheroidals and globular clusters
虽然最近的巡天发现了大量越来越暗的银河系卫星，但它们的分类是星团，低光度星系还是潮汐超密度仍然不清楚。同样，它们对光环形成的贡献也仍有争议。在这篇文章中，我们将讨论这些令人费解的卫星中的恒星星族和化学动力学的现有知识，特别关注矮球状星系和外星系晕中的球状星团。此外，一些最外层的晕对象是否动态地与（银河系）晕在所有的问题是解决在远程狮子座I和II矮星系的适当测量。
2011-09-08 astro-ph.GA
What Does the Milky Way Look Like?
研究利用极年轻天体的精确位置，首次提出银河系为多旋臂星系：内部呈两臂对称，外部延伸出数条不规则长臂。
2023-04-21 astro-ph.GA
Star formation history of the Milky Way halo traced by the Oosterhoff dichotomy among globular clusters
在我们最近对多星群范式中奥斯特霍夫二分法的研究中（Jang et al. 2014），我们提出奥斯特霍夫I、II和III群球状星团（GC）中的RR天琴座变星主要分别由第一、第二和第三代恒星（G1、G2和G3）产生。在这里，我们表明，第一次，所观察到的二分法在内部和外部晕GC可以自然地复制时，这些模型扩展到所有的金属丰度制度，同时保持合理的协议，在水平分支类型与[Fe/H]的相关性。为了实现这一点，然而，具体的恒星形成的历史是需要的内部和外部晕。在内晕GC中，恒星形成开始和停止较早，各亚群之间的形成时间尺度相对较短（约0.5 Gyr），而在外晕中，G1的形成延迟约0.8 Gyr，G1和G2之间的时间尺度更长（约1.4 Gyr）。这与银河系晕的双重起源是一致的。尽管在细节上的差异，我们的模型表明，Oosterhoff周期组观察到的外晕和内晕GC的不稳定带内的“人口转移”的影响，其起源可以追溯到两个或三个离散的情节在GC的恒星形成的表现。
2015-05-18 astro-ph.GA
Taking the pulse of the outer Milky Way with HOWVAST: an RR Lyrae density profile out to $>$200 kpc
本文利用HiTS和HOWVAST巡天数据探测到约500颗天琴座RR型星，发现9颗超过100 kpc的新星，并通过球状和椭球状模型拟合银晕密度轮廓，揭示内外晕折点位置及外晕陡峭斜率，支持银河系外围由吸积物质构成的观点。
2024-02-21 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 Sagittarius impact as an architect of spirality and outer rings in the Milky Way
像许多与银河系相同大小的星系一样，银河系是一个圆盘，其突出的旋臂植根于中央棒，尽管我们对其结构和起源的了解并不完整。传统上试图理解银河系形态的尝试都假设它没有受到主要外力的干扰。在这里，我们报告模拟银河系的人马座矮星系（SGR），这导致在形成的螺旋臂，影响中央酒吧，并产生一个外盘的下降的响应。在我们的模型中，朝向银河系反中心出现了两个环状的包裹物，这让人想起在银河系同一区域观察到的低纬度弧。以前的模型都集中在Sgr本身，以再现矮星的轨道历史，并对银河系引力势的形状施加相关的约束，将Sgr撞击事件视为对银河系盘的微不足道的影响。我们的研究结果表明，银河系的形态不是纯粹的世俗起源和低质量的小合并预测是普遍的整个宇宙可能有一个类似的重要作用，在塑造星系结构。
2011-09-13 astro-ph.CO 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 Outer Disk of the Milky Way Seen in 21-cm Absorption
最近对银道面21厘米线辐射的三次观测，结合单碟和干涉仪观测，获得了1弧分至2弧分、1 km/s的分辨率和良好的亮度灵敏度，为研究星际介质中暖相和冷相H I的分布提供了约650个吸收谱和相应的发射谱。这些发射-吸收光谱对被用来研究银河系外盘中的星际中性氢的温度，在太阳圈之外，半径为25 kpc。冷中性介质在平面上方的半径和高度上分布，其参数与暖中性介质非常相似。特别是，发射与吸收的比率，给出了气体的平均自旋温度，在半径为25 kpc的情况下几乎保持不变。这表明冷相和暖相的混合物是一个稳定的量，星际环境的变化不会迫使H I进入一个只允许一个温度的状态。在外盘中，原子气相的混合物大约有15%到20%是冷的（40 K到60 K），其余的是热的，对应于平均自旋温度250到400 K。银河系的弯曲在吸收数据中清晰地显现出来，而熟悉的光速图上的其他特征在吸收方面具有类似的特征，其对比度甚至比21厘米的发射更高。在银河系的第三和第四象限，平面相当平坦，在吸收和发射方面，与第一和第二象限的强烈翘曲形成对比。在外盘中，冷气体和暖气体的尺度高度相似，都随银河半径的增加而增加。
2009-01-08 astro-ph.GA
The Outer Galactic Halo As Probed By RR Lyr Stars From the Palomar Transient Facility + Keck
我们目前的初步结果，我们的研究外晕的银河系使用的大样本RR Lyr（ab）变量datamined从档案的帕洛玛瞬态设施。在我们样本中距离超过50千秒差距的464颗RR天琴座中，有62颗在凯克天文台被光谱观测到。径向速度和sigma（vr）作为距离的函数在50和110 kpc之间给出，并且从我们的数据中导出了银河系在110 kpc之外的非常初步的相当低的总质量~7（+-1.5）x 10**11太阳质量。
2015-09-20 astro-ph.GA
The high-velocity clouds above the disk of the outer Milky Way: misty precipitating gas in a region roiled by stellar streams
银河系外$20^{\circ} < l < 190^{\circ}$的高速云（HVC）具有相似的空间位置、金属丰度和运动学。此外，它们的位置和运动学与几个面外恒星流相吻合。HVC起源可能与恒星流有关，要么直接从恒星流中剥离，要么通过恒星流祖先对该区域的聚合动力学搅动而沉淀。本文认为，这些HVC是“雾”降水流尾流的基础上，以下观察。类星体H1821+643的新的高分辨率（2.6 km/s）紫外光谱学将似乎是单一的HVC吸收云（分辨率为7 km/s）分解为具有$T \lesssim 3\times 10^{4}$ K的五个分量。光电离模型可以解释低电离成分，但需要一些消耗的难熔元素的灰尘，模型简并允许大范围的金属。高电离吸收线（SiIV，CIV和OVI）与低电离线在运动学上对齐，并且不能很容易地用光电离或平衡碰撞电离来解释;这些线与非平衡快速冷却模型最匹配，即，冷凝/沉淀气体，具有高金属性和显著量的HI。低电离阶段和高电离阶段都具有低的冷却时间与自由落体时间和冷却时间与声音穿越时间的比率，这使得能够破碎和沉淀。H1821+643的结果得到了附近其他六个目标的光谱学的证实，这些目标同样显示出动力学相关的低电离和高电离吸收线，并有尘埃耗尽和快速冷却的证据。
2022-10-20 astro-ph.GA
Quantifying the Milky Way, LMC and their interaction using all-sky kinematics of outer halo stars
University College London（伦敦大学学院）；University of Maryland, College Park（马里兰大学帕克分校）；Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森尼天体物理中心）；Flatiron Institute（平坦研究所）
利用外晕星的全天空运动学数据，研究银河系和大麦哲伦星云的质量约束及反射运动，发现反射速度为38.6±8.3 km/s，确定银河系和大麦哲伦星云的质量，并发现星晕速度各向异性。
2026-05-13 astro-ph.GA
Unveiling the Distinct Formation Pathways of the Inner and Outer Discs of the Milky Way with Bayesian Machine Learning
我们开发了一个贝叶斯机器学习框架，称为BINGO（贝叶斯推断银河考古学）围绕贝叶斯神经网络。在对APOGEE和\emph{Kepler}星震年龄数据进行训练后，BINGO被用来获得精确的APOGEE恒星的相对恒星年龄估计。我们仔细构建了一个训练集，以最大限度地减少偏差，并将BINGO应用于与我们的训练集相似的恒星星族。然后，我们选择了17，305颗恒星，其年龄来自BINGO，并从\textit{Gaia} DR 2获得了可靠的运动学特性。结合年龄和化学运动学信息，我们将银河系盘星分为三个部分，即厚盘（老的，高[ $α$ /Fe]，[ $α$ /Fe] $\gtrsim$ 0.12），薄盘（年轻的，低[ $α$ /Fe]）和桥，桥是厚盘和薄盘之间的区域。我们的研究结果表明，厚盘形成的早期只在内部区域，和内部盘平滑地转变为薄盘。我们发现外盘遵循与内盘不同的化学演化途径。外层贫金属恒星只有在致密厚盘阶段完成后才开始形成，而恒星形成的气体盘随着贫金属气体的吸积向外延伸。我们发现，在桥区的[Fe/H]的范围随着年龄的减小而变宽，这表明桥区对应于从较小的化学良好混合的厚盘到具有金属丰度梯度的较大的薄盘的过渡相。
2021-03-06 astro-ph.GA
Integrated Light Chemical Tagging Analyses of Seven M31 Outer Halo Globular Clusters from the Pan-Andromeda Archaeological Survey
详细的化学丰度的7个M31外晕球状星团（与M31的投影距离大于30千秒差距），来自高分辨率的综合光谱与霍比埃伯利望远镜。其中五个集群最近发现的泛仙女座考古调查（PAndAS）-本文提出了第一次确定的综合铁，钠，镁，钙，钛，镍，钡，铕丰度为这些集群。其中四个目标星团（PA 06，PA 53，PA 54和PA 56）是贫金属（[Fe/H] < -1.5），α增强（尽管它们的α增强可能比银河系恒星在1 sigma水平上更少），并显示出恒星之间Na和Mg变化的迹象。其他三个球状星团（H10、H23和PA 17）的金属含量更丰富，金属丰度范围从[Fe/H] = -1.4到-0.9不等。虽然H23在化学上与银河系场星、银河系球状星团和其他M31星团相似，但与银河系场星和星团相比，H10和PA 17的[Ca/Fe]相对较低。此外，PA 17的高[Mg/Ca]和[Ba/Eu]比与银河系恒星不同，与大麦云（LMC）中的恒星和星团更一致。这里研究的星系团都不能最终与任何来自PAdAS的已识别流联系起来;然而，基于它们的位置，运动学，金属丰度和详细的丰度，最富金属的PAdAS星系团H23和PA 17可能与巨型恒星流的祖先有关，H10可能与西南云有关，PA 53和PA 56可能与东部云有关。
2015-01-19 astro-ph.GA
Chemical Abundances of Seven Outer Halo M31 Globular Clusters from the Pan-Andromeda Archaeological Survey
对M31外晕中恒星流的观测表明，M31正在积极地吸积几个矮星系及其球状星团（GC）。详细的丰度可以在化学上将星系团与它们的诞生环境联系起来，确定GC是否是从卫星矮星系中吸积而来的。这次演讲介绍了7个M31外晕GC的详细化学丰度（与M31的投影距离大于30 kpc），来自Hobby Eberly望远镜拍摄的高分辨率积分光谱。这些集群中的五个最近在泛仙女座考古调查（PAndAS）中被发现--这次演讲首次确定了这些集群的综合Fe，Na，Mg，Ca，Ti，Ni，Ba和Eu丰度。其中四个目标星团（PA 06、PA 53、PA 54和PA 56）是贫金属（$[\rm{Fe/H}] < -1.5$）、增强型（$α$）（尽管它们在1 σ水平上的α增强可能比银河系恒星少），并显示出恒星与恒星之间Na和Mg变化的迹象。其他三个GC（H10，H23和PA 17）更富含金属，金属含量范围为[Fe/H] = -1.4至-0.9。虽然H23在化学上与银河系场星、银河系GC和其他M31星团相似，但与银河系场星和星团相比，H10和PA 17的[Ca/Fe]相对较低。此外，PA 17的高[Mg/Ca]和[Ba/Eu]比与银河系恒星不同，与大麦云（LMC）中的恒星和星团更一致。这里研究的星系团都不能最终与任何来自PAdAS的已识别流联系起来;然而，基于它们的位置，运动学，金属丰度和详细的丰度，最富金属的PAdAS星系…
2016-07-29 astro-ph.GA
Investigating the amplitude and rotation of the phase spiral in the Milky Way outer disc
本研究利用 Gaia DR3 约3150万颗恒星构建模型，刻画银河系外盘相位螺旋的旋转、振幅与金属丰度，发现其随方位角旋转及角动量相关的振幅峰值。
2024-07-05 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
Stellar Over-densities in the Outer Halo of the Milky Way
这项研究提出了一个断层摄影调查的一个子集的外晕（10-40千秒差距）从斯隆数字巡天数据发布6。在$>3$度空间尺度上的晕子结构被揭示为亚巨星局部密度的过剩。通过对恒星等时线模型的适当假设，我们就有可能推导出到次巨星的距离。我们描述了三个新的候选晕子结构; 160度和180度的超密度（分别在17和19千秒差距的距离和半径分别为1.3和1.5千秒差距）和扩展功能在28千秒差距，覆盖至少162平方度，室女座赤道流。此外，我们还恢复了人马座矮星系（Sgr）的主臂物质和室女座超密度。导出的距离，连同与每个子结构相关的次巨星的数量，使我们能够导出的功能的积分亮度。这些特征的微弱、低的表面亮度强烈地暗示了一个或多个吸积星系的潮汐破裂的起源。鉴于主导地位的潮汐碎片的SGR在这一地区的天空中，我们调查，如果我们的意见可以容纳的SGR潮汐中断模型。对于已知的Sgr特征，观测结果和模型预测之间存在明显的不一致性，这意味着很难明确地判断新的子结构是否与Sgr相关。恒星超密度中的径向速度将是确定其起源的关键。
2009-11-04 astro-ph.GA
The Likelihood of Undiscovered Globular Clusters in the Outskirts of the Milky Way
目前已知的银河系球状星团的最大星系中心距离为$\sim$ 145 kpc，其特点是最外层的星团主要具有向内的速度。轨道平均发现，这种配置是偶然发生的$6\%$的时间，这表明几个球状星团与积极的径向速度仍然未被发现。我们估计的预期数量的未被发现的集群在大的距离下的假设，集群人口有一个平滑的径向分布，并在银河系的维里半径内处于平衡。通过比较目前的外星系团的运动学性质的随机轨道配置的银河系球状星团系统通过轨道平均，我们估计的可能性$73\%$有至少一个未被发现的球状星团在银河系内。该估计值假设当前人口已达到50千秒差距，如果人口已达到150千秒差距，则增加到$91\%$。存在两个未发现的簇的可能性在$60\%$和$70\%$之间，存在三个未发现的簇的可能性在$50\%$的量级。最有可能的情况是，未被发现的集群正在向外移动，这导致外部集群人口与平衡状态一致。通过即将进行的深层成像调查，将能够对遥远的、可能相当低的浓度和非常低的金属量的球状星团进行探测。
2020-12-15 astro-ph.GA
The Outer spiral arm of the Milky Way using Red Clump stars
本研究利用红团星分布系统绘制银河系外旋臂，首次将其追踪至第三银象限，并发现外旋臂存在与盘一致的翘曲不对称性。
2023-03-23 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
The outermost edges of the Milky Way halo from galaxy kinematics
我们测量的第一次银河系（MW）晕的耗尽和周转半径的最外层边缘。内耗尽半径，$r_\mathrm{id}$，确定在最大的下落速度的位置，从排水环境中分离的增长晕，而转向半径，$r_\mathrm{ta}$，标志着最外边缘的下落物质朝向晕，这两个都位于维里半径之外。利用附近矮星系在$3\mathrm{Mpc}$内的运动，我们获得了MW周围最大速度为$v_\mathrm{inf, max}=-46_{-39}^{+24}\mathrm{km s^{-1}}$的坠落区的边缘探测。这使我们能够测量$r_\mathrm{id}=559\pm 107 \mathrm{kpc}$和$r_\mathrm{ta}=839\pm 121 \mathrm{kpc}$。测得的耗尽半径约为从内部动力学测量的MW维里半径（$R_\mathrm{200m}$）的1.5倍。与宇宙学模拟Illustris TNG 100中的晕相比，因子1.5与具有与MW相似的质量和动力学环境的晕一致，但略小于本星系群类似物的典型值，可能表明MW的独特演化历史。这些测量的晕边缘直接量化的MW外晕正在进行的演变，并提供独立于内部动态的MW的当前动态状态的约束。
2021-07-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Carbon-Enhanced Metal-Poor Stars: CEMP-s and CEMP-no Sub-Classes in the Halo System of the Milky Way
我们从Aoki等人和Yong等人的高分辨率光谱跟踪研究中选取了银河系晕系统中323颗非常贫金属星的样本，研究了它们的运动学和轨道特性。合并样本包含了相当大比例的碳增强贫金属（CEMP）星（22%或29%，取决于对这一定义适用严格或宽松的标准）。绝大多数CEMP恒星的钡丰度（或上限）都是可用的，因此可以将它们分为CEMP- $s$和CEMP-no两个子类。一种新的方法来分配成员的内晕和外晕人口的银河系，利用运动积分，并应用于确定相对分数的CEMP星在这两个子类中的每个晕组件。虽然受到小数量统计的限制，但数据表明银河系内晕中CEMP- $s$恒星的相对数量比CEMP-无恒星的相对数量要高（57%比43%），而外晕中CEMP-无恒星的比例明显高于CEMP- $s$恒星（70%比30%）。虽然需要更大样本的已知钡丰度的CEMP恒星，但这一结果表明，CEMP恒星在两个晕组成部分中的主导祖先是不同的;外晕是大质量恒星，内晕是中等质量恒星。
2014-04-15 astro-ph.GA
Constraining the Milky Way dark matter halo with LMC-induced reflex motion
本研究通过模拟大麦哲伦云引起的银河系反射运动，发现其幅度对外晕暗物质斜率不敏感，但方向与收缩对外晕轮廓敏感，并揭示一种可观测的晕不稳定性，表明仅靠反射运动幅度约束外晕参数能力有限。
2025-08-06 astro-ph.GA
Spitzer/IRAC view of Sh 2-284: Searching for evidence of triggered star formation in an isolated region in the outer Milky Way
利用斯皮策/IRAC观测的一个区域的CoRoT卫星观察，我们已经解开了一个新的复杂的恒星形成区域在低金属丰度的外银河系。我们对S284进行了研究，以概述这个恒星形成区域的事件链。我们使用四波段Spitzer/IRAC测光以及用INT/WFC获得的Halpha成像。将这些数据与在CoRoTs准备框架和2 MASS星表中获得的光学光度测量相结合，我们分析了与点源相关的年轻恒星天体（YSO）的性质和分布。我们还研究了扩展发射区域的SED，用IRAS和MSX数据补充了我们的数据集。我们发现S284在几个方面是独特的：它在螺旋臂的末端非常孤立，扩散的尘埃和电离发射都非常对称。我们已经部分地解决了该区域中存在的三个气泡的中心簇。尽管在其多气泡形态中存在不同的尺度，但我们的研究指出，在动力高质量集群中，年龄分布非常狭窄。相比之下，在每个电离泡边缘的扩展发射的特定的星云结构中，要么是具有年轻恒星星族的小的低质量星团，要么是年轻的变红原恒星。特别是，触发恒星形成被认为是在这些地区的工作。
2009-07-07 astro-ph.GA
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
Exploring the pertubed Milky Way disk and the substructures of the outer disk
最近在太阳附近的$Z-V_Z$相平面上发现了螺旋特征，这意味着银河系盘在数亿年前受到了矮星系的显著影响。使用429，500颗LAMOST K巨星，我们表明螺旋特征不仅存在于太阳附近;它还延伸到距离银河系中心约15 kpc，然后消失在这个半径之外。此外，我们还发现，当在不同的银心半径下，$V_ϕ$作为$Z-V_Z$平面中位置的函数的曲线图中的螺旋特征被重新映射到$R-Z$平面时，螺旋可以很好地解释所观察到的不对称速度子结构。这证明了相螺旋的特征与以前以及本工作中发现的体运动是相同的。试验粒子模拟和N体模拟表明，在数亿年前与矮星系的相遇将引起银河系盘的扰动。此外，我们发现Sgr dSph的最后一次撞击也对耀斑有贡献。由于这次相遇，盘星的分布函数在很大的半径范围内都受到引力摄动的影响。
2020-10-27 astro-ph.GA
Detection of the Milky Way reflex motion due to the Large Magellanic Cloud infall
大麦云云是银河系中质量最大的卫星星系，估计质量超过银河系质量的十分之一。大麦云云以每秒327公里的惊人速度掠过银河系，刚刚经过它最接近的地方约50千秒差距，它可以通过多种方式影响我们的银河系，包括将银河系圆盘从银河系质心上移开。在这里，我们报告的证据表明，银河系盘是移动相对于恒星示踪剂在外晕（$40<r<120$ kpc）在$v_{\rm travel}=32^{+4}_{-4}$公里/秒，在方向$(\ell,b)_{\rm apex}=(56^{+9}_{-9},-34^{+10}_{-9})$度，这在LMC轨迹上的一个较早的位置点。由此产生的反射运动检测外晕星和银河系卫星星系的运动学与准确的距离，自行和视线速度。我们的研究结果表明，我们的银河系的动力学模型不能忽略引力扰动引起的大麦云云的下降，也不能在一个参考系，不正确的光盘反射运动的恒星晕的观测处理。未来对恒星晕的光谱调查与盖亚天体测量相结合，将允许对横跨银河系的大麦云云轨迹进行复杂的建模，以前所未有的细节限制两个星系中的暗物质分布。
2020-11-20 astro-ph.GA
Discovery of the shell structure via break radii in the outer halo of the Milky Way
本文利用Gaia DR3天琴座RR型变星数据，通过改进的折断幂律拟合发现银河系外晕断裂半径与GSE并合远心点堆积及Sgr星流相关，并揭示外晕存在金属较富的壳层状超密度结构，支持其为GSE并合遗迹。
2023-07-31 astro-ph.GA
A Unique Star in the Outer Halo of the Milky Way
作为测量距离银河系中心超过15千秒差距的恒星丰度比计划的一部分，我们在外晕中发现了一颗具有独特化学特征的贫金属恒星。我们最初在斯隆银河系理解和探索扩展（SEGUE）调查中将其确定为一颗遥远的贫金属恒星。我们在凯克2望远镜上使用Echellette摄谱仪和成像仪（ESI）获得了后续光谱，并测量[Fe/H] =-3.17，[Mg/Fe] =-0.10，[Ca/Fe] =+1.11。这是迄今为止在任何恒星中测量到的最大的钙过剩之一;[Mg/Ca]=-1.21的极低值是完全独特的。在我们27个目标的小样本中发现了这样一颗不寻常的恒星，这表明在星系晕中可能有以前未被观察到的恒星。
2009-04-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
A systematic DECam search for RR Lyrae in the outer halo of the Milky Way
在银河系晕中发现非常遥远的恒星，为研究银河系的质量及其形成提供了宝贵的线索。在距离银河系中心100千秒差距以上的地方，大多数恒星可能位于微弱的矮星系或最近吸积的矮星的潮汐碎片中，这使得银河系的外围区域对于理解银河系的吸积历史非常重要。然而，晕中的遥远恒星却很少。在这种情况下，天琴座RR是遥远晕的理想探测器，因为它们本质上是明亮的，因此可以在很远的距离看到，遵循众所周知的周期光度关系，可以进行精确的距离测量，并且很容易在时间序列数据中识别。因此，对天琴座RR的详细研究将有助于我们了解银河系的吸积外围。在这方面的贡献，我们目前的状态，我们的系统搜索遥远的RR天琴座恒星的晕使用DECam成像仪在4米望远镜的Cerro Tololo（智利）。总调查面积包括110多个DECam油田（约350平方米）。度），并包括2017年和2018年进行的两次独立活动，我们已经检测到超过650颗候选天琴座RR星。在这里，我们描述的方法来分析两个最新的运动。我们的目录包含了相当数量的候选RR Lyonos超过100 kpc，并达到约250 kpc。发现的远距离天琴座RR的数量与最近对外晕的研究一致。这些恒星提供了一套重要的探测银河系的质量，晕的性质，和银河系外围的吸积历史。
2020-12-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Assembly of the Halo System of the Milky Way as Revealed by SDSS/SEGUE -- The CEMP Star Connection
近年来，大量新的光谱数据集，如SDSS（特别是SEGUE子巡天）期间获得的50多万个恒星光谱，提供了制定银河系组装和演化的连贯故事所需的定量细节。我们银河系的盘和晕系统已经被证明比以前想象的更复杂，更有趣。在这里，我们集中在银河系的晕系统。SDSS/SEGUE的新数据显示，晕系统至少包括两个组成部分，即内晕和外晕，它们具有明显不同的特征（金属丰度分布、密度分布、运动学等）。除了提出新的方法来检查这些数据外，内/外晕二分法还使人们能够理解至少一个长期存在的观测结果，即碳增强贫金属（CEMP）恒星的比例随着金属丰度的降低而增加。
2011-11-11 astro-ph.GA
