The mass-metallicity relation at z>3 down to M_*= 10^4 M_Sun. A local perspective using the metallicity distribution of RR Lyrae stars
本文提出利用 RR Lyrae 星获取局域矮星系在 z>~3 形成时期的平均金属丰度，从而将质量-金属丰度关系的演化研究拓展到 M_*= 10^4 M_Sun 的低质量端，并用银河系卫星星系数据验证了该方法的可行性。
2025-05-20 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
No Excess of RR Lyrae Stars in the Canis Major Overdensity
我们的多时期调查约20平方米。°的大犬座的高密度只探测到10颗天琴座RR型星（RRLS）。我们表明，这个数字是一致的预期从星系晕和厚盘人口单独的数量，没有留下多余的，可以归因于矮球状（dSph）星系，一些作者提出的CMa过密度的起源。如果这个星系类似于银河系和M31的dSph卫星，并且具有推定的Mv~-14.5，我们的调查应该已经检测到几十个RRLS。即使Mv<-12，预期的过量也>10，这是没有观察到的。要么这个星系的旧恒星星族具有独特的性质，要么像其他人以前争论的那样，CMa的过密度是由银河系的薄而厚的盘和螺旋臂产生的，而不是由与dSph卫星星系的碰撞产生的。
2009-03-02 astro-ph.GA
The small boxy/peanut structure of the Milky Way traced by old stars
分析了天琴座RR型星在银河系中心区域的位置。除了先前检测到的整体条形外，我们还发现了花生状结构的证据，其形式为在$b\sim-3.5$ deg处的$\ell=-2$ deg和$1$ deg附近的超密度。花生星的两个峰值之间的物理距离为$\sim0.7$ kpc，明显短于近红外图像（3.3 kpc）和红丛星。Qualitatively这是预期从“分馏”酒吧的轨道，我们证明是匹配的一个由内而外的不断增长的光盘随后形成一个酒吧的模拟。
2021-11-11 astro-ph.GA
Three dimensional maps of the Magellanic Clouds using RR~Lyrae stars and Cepheids - I. The Large Magellanic Cloud
光学引力透镜实验（OGLE-III）巡天的造父变星和天琴座RR型星的新数据使我们能够研究由这些变星追踪的大麦云（LMC）年轻（几千万年到几亿年）和年老（通常超过9 Gyr）恒星群的三维分布。我们估计的距离16949 RR天琴座恒星使用光度估计的金属丰度。此外，1849年造父变星的周期被用来确定它们的距离。通过使用来自这些恒星的固有颜色的个人红化估计得到的三维地图。由此产生的中位距离的RR天琴座恒星和造父变星似乎解决了长和短距离尺度的问题，为我们的样本。猎户座RR型恒星的距离中值为53.1 \pm 3.2 kpc，造父变星的距离中值为53.9 \pm 1.8 kpc，这两个距离指标与许多早期的研究相比非常吻合。个别红化的估计，使我们能够解决的距离差异经常观察到，而比较造父变星和RR天琴座恒星。对于这两个恒星星族，我们发现大麦哲伦星云的倾角为32° \pm 4°，平均位置角为115° \pm 15°。位置角随银河中心半径的增加而增加，表明有轻微的扭转。在OGLE III覆盖的LMC最里面的7度内，位置角的变化超过10度。造父变星的深度为1.7 \pm 0.2千秒差距。无论是在天琴座RR型恒星还是造父变星中，这条线都是密度过高的。在天琴座RR型恒星中，可以追踪到在盘主体前方有一个突出的超密度条，其视线深度约为5千秒差距。
2012-07-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Profile of the Galactic Halo from Pan-STARRS1 3$π$ RR Lyrae
为了研究RRab星追踪的旧银河系恒星晕的性质，我们对天琴座RR星的Pan-STARRS 1（PS1）样本的空间密度进行了表征。这个44，403个源的样本跨越了$0.55 \; \mathrm{kpc} \leq R_{\mathrm{gc}} \leq 141 \; \mathrm{kpc}$的银河中心半径，距离精度为3%，因此能够追踪到比大多数以前的研究更大的距离。在切除了属于致密区域的恒星后，如恒星流，银河系盘和凸起以及晕球状星团，样品包含$20 \; \mathrm{kpc} \leq R_{\mathrm{gc}} \leq 131 \; \mathrm{kpc}$内的${\sim}11,000$源。然后，我们应用正演模拟椭球恒星密度模型$ρ(l,b,R_{\mathrm{gc}})$与一个常数和一个半径依赖的晕扁平$q(R_{\mathrm{gc}})$。假设$q$恒定平坦，则通过具有$n=4.40^{+0.05}_{-0.04}$和$q=0.918^{+0.016}_{-0.014}$的单一幂律，从$20 \; \mathrm{kpc}$到$131 \; \mathrm{kpc}$，源的分布相当好地拟合。用$n=9.53^{+0.27}_{-0.28}$、有效半径$r_{\mathrm{eff}}=1.07 \pm 0.10 \; \mathrm{kpc}$和$q=0.…
2018-04-19 astro-ph.GA
Gauging the Helium Abundance of the Galactic Bulge RR Lyrae Stars
我们报告的第一次估计的人口的RR天琴座恒星在银河系的隆起的他丰富。这是通过将最近的观测数据与最新模型进行比较来完成的。我们使用OGLE IV在内球区和VVV巡天在外球区发现的ab型RR型天琴座星的大样本。我们提出了Marconi等人计算的新模型的结果。（2017），表明基本RR Lyrics振荡器的最小周期取决于He含量。通过将这些模型与周期与有效温度平面中的观测结果进行比较，我们发现，大部分AB型RR型天琴座的凸起与原始He丰度Y=0.245一致，排除了显着的He富集人口。这项工作表明，氦含量的隆凸RR天琴座是不同的，从大部分的隆凸人口跟踪的红丛巨星，似乎是显着更多的氦丰富。
2018-01-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
VVV Survey Near-Infrared Photometry of Known Bulge RR Lyrae stars: the Distance to the Galactic Center and Absence of a Barred Distribution of the Metal-Poor Population
我们结合了已知的RR天琴座（RRL）星的光学和近红外数据，以研究其贫金属成分的空间分布，通过测量精确的红化值和距离的7663基本模式RRL星与高质量的测光。我们得到到银河系中心的距离R 0 = 8.33 +/- 0.05 +/- 0.14 kpc。我们发现，RRL星的空间分布不同于由主要是富含金属的红团（RC）星跟踪的结构。与RC星不同的是，RRL星并没有一个很强的棒，而是有一个更接近球形的集中分布，在它的中心只有轻微的伸长。我们发现，在南方高纬度地区（b < -5）的密度分布中存在双峰现象，这需要通过扩大目前普查的覆盖面来证实。富金属和贫金属恒星星族的不同空间分布表明银河系有一个复合核球。
2013-09-23 astro-ph.GA
The Geometry of Sagittarius Stream from Pan-STARRS1 3$π$ RR Lyrae
我们提出了一个全面和精确的描述人马座（Sgr）恒星流的3D几何跟踪其旧的恒星人口。本分析利用了Pan-STARRS 1（PS1）3 $π$巡天（Hernitschek et al. 2016，Sesar et al. 2017 b）中的${\sim}44,000$ RR天琴座（RRab）恒星样本，该样本在80 kpc范围内是${\sim}80\%$完整和${\sim}90\%$纯，并扩展到${\gtrsim} 120$~kpc，距离精度为${\sim} 3\%$。天琴座RR型恒星在Sgr流轨道平面的$|\tilde{B}|_{\odot}<9^\circ$内的投影显示了大部分天空中高对比度的主臂和尾臂的形态。特别是，地图追踪流近连续通过遥远的远心点。我们适合一个简单的模型的平均距离和视线深度的Sgr流的轨道平面角$\tildeΛ_{\odot}$的函数，随着幂律背景模型的领域的明星。这种建模的结果是估计的平均流距离精确到${\sim}1\%$，它解决了流的视线深度。这些改进的几何约束可以作为动态水流模型的新约束。
2017-10-25 astro-ph.GA
The first all-sky view of the Milky Way stellar halo with Gaia+2MASS RR Lyrae
我们利用第一个\gaia数据发布研究银河系恒星晕的性质跟踪RR天琴座。我们证明，它是可以选择一个纯样品的RR天琴座仅使用光度信息在盖亚+2MASS目录。最后一个样本包含约21600 RR天琴座，覆盖了银河系内晕体积（$\text{R}<28$ kpc）的一个前所未有的分数（$\sim60\%$）。我们用参数和非参数方法分析了天球RR分布，研究了星晕的形态。利用均匀的全天空覆盖，我们测试晕模型比通常认为在文献中，如那些不同的扁平化，倾斜和/或偏移的晕相对于银河系盘更复杂。一个一致的画面出现了：内晕是由三轴椭球上恒星的平滑分布很好地再现的。短轴垂直于银河系圆盘，而长轴与银河系Y轴偏离$\sim20^{\circ}$。沿长轴的伸长是温和的（$\text{p}=1.27$），和垂直扁平化的演变从一个压扁状态与$\text{q}\approx0.57$在中心的一个更球形的$\text{q}\approx0.75$在我们的数据集的外缘。密度斜率很好地近似为指数为$α=-2.96$的单一幂律。在探测的范围内，我们没有看到明显的证据表明径向密度斜率的变化，平面倾斜或晕相对于银河系中心的偏移。
2017-11-02 astro-ph.GA
RR Lyrae variables: visual and infrared luminosities, intrinsic colours, and kinematics
我们使用UCAC 4自行和WISE W1波段视星等强度平均值为近400场RR Lyonian变量，以确定银河RR Lyonian人口的速度分布的参数，并通过统计视差约束的金属丰度<MV>关系和周期金属丰度<MKs>带和周期金属丰度<MW1>带光度关系的零点。我们发现，在太阳附近的晕和厚盘RR天琴座种群的平均速度为（U 0（Halo），V0（Halo），W 0（Halo））=（-7 +/- 9，-214 +/- 10，-10 +/- 6）km/s和（U0（Disc），V0（Disc），W0（Disc））=（-13 +/-7，-37 +/-6，-17 +/-4）km/s，以及速度-色散椭球的相应分量，（sigma VR（Halo），sigma Vphi（Halo），sigma Vtheta（Halo））=（153 +/-9，101 +/-6，96 +/-5）km/s和（sigma VR（Disc），sigma Vphi（Disc），sigma Vtheta（Disc））=（46 +/-7，37 +/-5，27 +/-4）km/s。厚盘星的比例估计为0.22 +/- 0.03。修正后的红外周期-金属丰度-光度关系为<MKs>= -0.769 +0.088 [Fe/H]-2.33 mathoprmlogPF和<MW1>= -0.825 +0.088 [Fe/H] -2.33 mathopr…
2013-08-21 astro-ph.GA
Light Curve Templates and Galactic Distribution of RR Lyrae Stars from Sloan Digital Sky Survey Stripe 82
我们提出了一个改进的分析晕子结构跟踪RR天琴座星在SDSS条纹82区。随着SDSS-II数据的增加，基于新的ugriz光变曲线模板的修订选择方法产生了483颗基本上没有污染的RR Lyrics星的样本。从我们的第一个研究的主要结果仍然存在：在银河系中心距离5- 100千秒差距的晕星的空间分布是高度不均匀的。在距离银河系中心30千秒差距以内的晕星中，至少有20%的晕星可以统计地与子结构相关联。我们提出了强有力的直接证据，RR天琴座恒星和主序星的基础上，晕恒星数密度分布显着陡峭超过银河系中心的距离~30千秒差距，和一个更大的部分的恒星与子结构。通过使用一种新的方法，同时结合的RR天琴座和主序星的数据，并使用光度金属丰度估计的主序星来自深共添加的u波段数据，我们测量的人马座dSph潮汐流（拖曳臂）向R.A.2h-3 h和Dec~0度是0.3倍（[Fe/H]=-1.2）比周围的晕场星。与另一个主要的晕子结构，Monoceros流类似的结果一起，这些结果支持理论预测，即早期形成的，光滑的内晕，是金属穷人相比，高表面亮度的材料，已被吸积到后来形成的外晕。外晕中没有可探测到的团块的恒星的平均金属丰度可能仍然比大部分内晕恒星更贫金属，正如其他数据集所论证的那样。
2009-10-24 astro-ph.GA
The QUEST RR Lyrae Survey: III. The Low Galactic Latitude Catalogue
我们目前的结果，在低银河系纬度的QUEST RR天琴座调查，进行完全与观测获得的QUEST马赛克相机和1.0/1.5米尤尔根股票施密特望远镜在委内瑞拉国家天文台。调查范围为476平方米。在银河纬度30<= b（deg）<=+25，靠近银河正中心190<= l（deg）<= 230的方向上，在V、R和I测光波段对6.5x10^6颗恒星进行了多历元观测。变异性调查在V和I中每个物体有30个观测值，在R中有大约25个观测值，在V和I中有大约120-150个历元，在R中有大约100个历元。这次巡天的完整性星等为V=R=18.5等，I=18.0等，共鉴定了211颗RR型天琴座星，160颗ab型恒星和51颗c型候选星，这是首次在低银河纬度进行的深RR型天琴座星巡天，对RRab和RRc型恒星的完整性估计分别为> 95%和~ 85%。光度金属丰度是根据光变曲线和每个RRab星的最小光色计算的单个光度计算的。RR天琴座巡天同时涵盖了日心距离0.5<= R_hel（kpc）<=40和平面以上高度-15<=z（kpc）<=+20的大范围，在整个巡天区域具有众所周知的完整性，使其成为研究银河系厚盘结构的理想集合。
2012-08-22 astro-ph.GA
Estimating the Kinematic Parameters and the Distance-Scale Zero Point for the Thin-Disk, Thick-Disk, and Halo Population Tracers via 3D Velocity Data
我们使用统计视差的方法来约束距离尺度零点，并分析银河系经典造父变星，RR天琴座型变量，蓝色水平分支星，作为标准蜡烛/运动示踪剂的各种银河系人口的广泛样本的运动学。根据天琴座RR型变星晕、BHB星和造父变星自转曲线的平均速度，得到了三个一致的局部圆速度估计值，其平均值为210+/-6 km/s，与BHB星银心距5-40 kpc区间的平均圆速度接近（195+/-5 km/s），从而为银河系自转曲线在距离中心约5 kpc以外的实际平坦形状提供了进一步的支持证据。距离尺度的修正意味着太阳银心距离为7.7+/-0.4 kpc，LMC距离模数为18.42+/-0.06，哈勃常数为73-85 km/s/Mpc。
2010-01-09 astro-ph.GA
The Milky Way Revealed by Variable Stars I: Sample Selection of RR Lyrae stars, and Evidence for the Merger History
为了研究银河系，本文分析了Gaia、ASAS-SN和ZTF巡天计划发现的天琴座RR（RRL）变星作为示踪星。利用Gaia、LAMOST、GALAH、APOGEE和RAVE的观测资料，获得了3417个RRL的光度和光谱信息，包括自行、视向速度和金属性。利用最近提出的周期-光度-金属丰度关系，得到了典型不确定度小于3%的RRL的精确距离。我们的运动学和化学分析结果为银河系的组装历史，特别是盖亚-香肠古代合并提供了重要线索。在这项工作中发现的运动学和化学趋势是一致的，最近的模拟表明，盖亚香肠合并是银河系厚盘和晕的双重起源。最近类似的工作已经发现，晕RRL样本在这项工作中包含一个子集的径向偏置轨道，除了一个更各向同性的组件。这个较高的轨道各向异性分量相当于$β\simeq 0.8$，并且它贡献了$4 < R(\rm kpc)<20$的晕RRL的42%至83%。
2021-10-29 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
Piercing the Milky Way: an all-sky view of the Orphan Stream
我们使用来自欧空局盖亚任务（GDR 2）的数据发布2的天体测量，宽带测光和变化信息来识别整个天空中的孤儿流（OS）成员。这条流在天球赤道的上方和下方以及银河系的两个半球都有迹可循，因此它的可见长度增加到约210度，相当于约150千秒差距的物理范围。利用大量的RR天琴座恒星在OS中，我们提取准确的距离和自行车在整个伸展的潮汐碎片研究。根据GDR2 RR天琴座的描绘，该气流在天空中呈现出两个明显的扭曲形状，并伴随着切向运动的变化。我们用GDR2红巨星和DECam遗产巡天主序星关闭星创建的地图补充了RR天琴座地图。天空中OS轨迹的行为在所采用的所有三种示踪剂中是一致的。我们检测到一个强大的非零运动在跨流方向的流的相当大的一部分。碎片轨迹和流动速度之间的这种错位在静态重力势中是无法再现的，这表明与大质量扰动物发生了相互作用。
2019-02-12 astro-ph.GA
Chemical evolution of the Galactic bulge as traced by microlensed dwarf and subgiant stars. II. Ages, metallicities, detailed elemental abundances, and connections to the Galactic thick disc
凸出部是银河系中最不为人所知的主要恒星星族。我们所知道的大部分关于膨胀的形成和演化来自明亮的巨星。关于巨星代表所有恒星的基本假设，以及准确地追踪恒星星族的化学演化的假设，目前还在争论之中。特别是，最近对一些微透镜矮星的观测给出了一个与巨星非常不同的膨胀演化图像。[摘要]我们对银河系凸起的矮星进行了详细的元素丰度分析，基于在引力微透镜事件期间恒星被光学放大时获得的高分辨率光谱。[摘要]我们提出了详细的元素丰度和恒星年龄的六个新的矮星在银河系的隆起。结合这些与以前的事件，在这里用相同的方法重新分析，我们研究了一个均匀的样本的15颗恒星，这构成了最大的样本迄今为止的微透镜矮星在银河系的隆起。我们发现这些恒星的金属丰度范围从[Fe/H]=-0.72到+0.54，平均金属丰度<[Fe/H]>=-0.08+/-0.47，接近于基于膨胀区巨星的平均金属丰度。此外，恒星遵循定义明确的丰度趋势，[Fe/H]<0的趋势与当地银河系厚盘的趋势非常相似。这表明，隆起和厚盘有，至少部分，可比较的化学历史。在亚太阳的金属丰度，我们发现膨胀矮星有一贯的老年龄，而在超太阳的金属丰度，我们发现一个广泛的年龄范围。使用新的年龄和丰富的结果从微透镜矮星，我们调查可能的形成方案的隆起。
2010-01-06 astro-ph.GA
A-type stars in the Canada-France Imaging Survey I. The stellar halo of the Milky Way traced to large radius by blue horizontal branch stars
我们提出的恒星密度轮廓的银河系外晕跟踪范围内的银心半径从$15< R_{GC} < 220$千秒差距的蓝色水平分支（BHB）的恒星。这些恒星是使用新的加拿大-法国成像巡天（CFIS）的深度$u-$波段成像（达到24.5 mag.）通过光度测定法识别的。这与Pan-STARRS 1的$griz$波段相结合，覆盖了北天总共$\sim4000$度$^2$。我们提出了一种新的方法来选择BHB星，具有低污染的蓝离散星和高完整性。我们用这个样品测量和参数化的三维密度分布的外恒星晕。我们使用（i）一个简单的幂律与恒定的扁平化（ii）一个扁平化，作为银心半径的函数变化（iii）一个破碎的幂律轮廓拟合轮廓。我们发现，外部恒星晕跟踪的BHB是很好地模拟了一个破碎的幂律与恒定平坦的$q=0.86 \pm 0.02$，与内斜率$γ=4.24 \pm 0.08$。这比在$r_b=41.4^{+2.5}_{-2.4}$ kpc的断裂半径之后具有$β=3.21\pm 0.07$斜率的优选外轮廓陡得多。BHB恒星的恒星晕迹线的外部轮廓比最近使用RR天琴座测量的要浅，这是一个令人惊讶的结果，因为这些恒星种群的年龄非常相似。
2018-09-21 astro-ph.GA
Searching for tidal tails around $ω$ Centauri using RR Lyrae Stars
我们提出了一个调查的RR天琴座恒星在50度的区域$^2$周围的球状星团$ω$半人马座，旨在检测碎片材料从所谓的祖先星系的集群。我们探测到48颗天琴座RR型恒星，其中只有11颗以前报道过。在11颗已知的恒星中，有10颗是在星团的潮汐半径内发现的。其余的位于潮汐半径之外，距离星团中心$\sim 6$度。其中几颗恒星的距离与半人马座$ω$的距离相似。我们调查的概率，这些恒星可能已被剥离集群通过研究他们的属性（平均周期），计算预期的光环/厚盘人口的RR天琴座恒星在这部分的天空，分析径向速度的子样本的RR天琴座恒星，最后，研究可能的轨道，这个子样本围绕银河系。这些调查都不支持在半人马座$ω$周围有大量潮汐碎片的假设，证实了以前在该地区的研究。令人困惑的是，潮汐碎片在其他地方被发现，而不是在星团本身附近。
2014-11-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
The course of the Orphan Stream in the Northern Galactic Hemisphere traced with Gaia DR2
孤流是星系晕中最显著的潮汐流之一。利用来自盖亚和其他巡天的红巨星、天琴座RR和水平分支恒星的数据，我们确定了孤儿流在天空中超过90度的自行。我们还提供了天空位置、距离和气流径向速度的更新轨迹。我们在这些后一个维度上的轨迹与以前的结果基本一致。然而，随着银河流接近银河盘，对早期的距离和纬度轨迹有重大的修正。用三维运动学选择的流星显示出一个非常紧密的红巨星序列。一致地，我们发现，应用自行削减删除了最富金属的恒星从早期光谱样本的流星，虽然一个显着的分散仍然表明矮星系的起源。流向其前端的减速表明在银河系中心半径约30 kpc处的圆速度约为200 km/s，与其他独立证据一致。然而，流的轨迹明显偏离轨道;空间轨迹不指向与速度矢量相同的方向，并且它表现出不太可能匹配任何合理轨道的横向摆动。在不同的坐标系中，低金属含量和小的分散性表明，它是一个动力学质量相对较低的祖先--$10^8$ Msun。
2018-12-14 astro-ph.GA
Galactic-Field Metal-Rich RR~Lyrae Variables: Features of Kinematics and Abundances of Selected Chemical Elements
该研究分析富金属银河场 RR~Lyrae 变星的元素丰度与轨道运动学，发现多种 α 元素及钠、铝、镍丰度偏低，暗示部分恒星可能起源于河外。
2024-08-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Origins of the Thick Disk as Traced by the Alpha-Elements of Metal-Poor Giant Stars Selected from RAVE
厚盘形成的理论可以通过测量恒星元素丰度来区分。我们对从RAVE光谱巡天中选出的贫金属星进行了研究，以确定是否存在大量的贫金属厚盘星（[Fe/H] <~ -1.0），并测量它们的元素丰度。在本文中，我们提出了四个α元素（镁，硅，钙，钛）和铁的子样本的212 RGB和31 RC/HB星从这项研究。我们发现，[α/Fe]比增强，这意味着纯粹的核心坍缩超新星进行富集。这就要求每个恒星形成区域的恒星形成时间都很短。相对缺乏分散的[阿尔法/铁]比率意味着良好的混合在ISM之前的恒星形成。此外，比值与晕相似，表明晕和厚盘共享类似的大质量恒星IMF。我们的结论是贫金属厚盘的α增强意味着，从矮星系类似于幸存的矮星系今天的恒星直接吸积没有发挥重要作用的厚盘的形成。
2010-08-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Galactic Bulge exploration IV.: RR~Lyrae stars as traces of the Galactic bar -- 3D and 5D analysis, extinction variation
利用改进的 RR~Lyrae 周期-光度-金属丰度关系，绘制新红化图并推导消光律，发现消光变化可模拟棒状分布，而近红外距离揭示真实棒状结构，并给出 5D 运动学分析。
2025-01-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Very Metal-poor RR Lyrae Star with a Disk Orbit Found in the Solar Neighborhood
缺金属星是了解银河系早期形成的重要示踪物。最近的大规模调查与光度和光谱数据报告了越来越多的缺金属恒星的运动学特征是一致的磁盘恒星星族。我们报告的发现RR~天琴座变量（以下简称RRL），位于厚盘内，并具有与厚盘运动学一致的轨道。我们的目标RRL（HD 331986）位于距离太阳约1 kpc的位置，V=11.3，是迄今为止已知的130个最亮的RRL之一。然而，这个天体几乎没有被研究过，因为它位于银河系的中平面，银河系的纬度大约是-1度。其近红外光谱（0.91-1.32微米）显示除了帕邢系的氢线之外没有吸收线，表明[Fe/H]小于-2.5。它是最缺乏金属的RRL，至少，在RRL中，其轨道与盘运动学一致，尽管我们不能确定它属于哪个盘和晕。这种独特的RRL将为我们提供必要的线索，以进一步研究银河系内部恒星的早期形成，包括高分辨率光谱学。
2022-01-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Flare and Warp of the Young Stellar Disk traced with LAMOST DR5 OB-type stars
利用LAMOST DR 5 13534 OB型星，分析了8 $-$ 14 kpc外盘的空间密度结构，观测到盘南北两侧类似的耀斑，表明耀斑结构关于银道面对称，不同银心距下的尺度高度为0.14 ~ 0.5 kpc.通过使用的平均斜率来表征的耀斑强度，我们发现，OB恒星盘的厚度是相似的，但耀斑是略强于薄盘跟踪红巨星分支星，可能意味着长期的演变是不是主要贡献者的耀斑，但扰动的情况下，如通过矮星系的相互作用应该是更有可能的。将南北两侧OB星盘的标度高度与气体盘的标度高度进行比较，前者比后者略厚$\approx$ 33和9 \，pc，这意味着可以尝试用年轻的OB型恒星来追踪气体的性质。同时，我们还得到年轻OB星盘的径向尺度长度为1.17 $\pm$ 0.05 \，kpc，比气体星盘的径向尺度长度短，证实了气体星盘比恒星星盘更长.此外，在我们的密度模型中考虑了中面位移（$Z_{0}$），我们发现几乎所有的$Z_{0}$都在100 μ c以内，并且随着银心距离的增加有增加的趋势。
2021-08-18 astro-ph.GA
Mapping the outer bulge with RRab stars from the VVV Survey
Vía Láctea（VVV）中的VISTA变星是对银河系隆起和南方平面的近红外时域调查。本次巡天的主要目标之一是通过银河系的变星揭示银河系的三维结构。特别是天琴座RR型恒星已经被OGLE和VVV巡天等光学巡天在球核的内部区域（$-8^\circ \lesssim b \lesssim -1^\circ$）大量发现，但在VVV巡天观测到的$\sim 47$ sq deg（$-10.0^\circ \lesssim \ell \lesssim +10.7^\circ$和$-10.3^\circ \lesssim b \lesssim -8.0^\circ$）以上的区域还没有被探测到。我们的目标是在其周期，振幅，傅立叶系数和距离方面的外部隆起的RR天琴座恒星的特征，以评估在这方面的隆起的3D结构。天琴座RR型恒星的距离分布将与红团星的距离分布进行比较，红团星的距离分布是已知的X形结构，以确定这两个不同的恒星星族是否共享相同的银河系分布。我们报告的检测超过1000 RR天琴座型恒星的VVV调查位于银河系的边缘。其中一些可能与人马座矮球状星系有关。我们计算了探测到的RR型天琴座恒星的颜色、变红、消光和距离，以确定外部凸起的3D结构。我们的主要结果是，在低银河系纬度映射在这里，RR天琴座星跟踪中心集中的球状分布。这是一个明显不同的空间分布，以一个红色的星团恒星跟踪已知遵循酒吧和X形结构。我们…
2016-04-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Extraplanar gas in Edge-on Galaxies traced by SOFIA observations of [C II]
星系中局部恒星形成的爆发可以使物质从它们的中平面漂浮起来。螺旋星系的边缘可以清楚地分辨出悬浮在星系中平面外的物质。我们使用SOFIA测量了两个邻近的边缘星系NGC 891和NGC 5907的[C II] 157.7微米线发射的垂直分布。我们发现，在NGC 891北部的中心区域和活跃的恒星形成区域，以及NGC 5907，一个薄的（0.3 kpc）盘被一个指数尺度高度约为2 kpc的厚盘补充。[C II]比中红外辐射（0.1 kpc，追踪现今大质量恒星的形成）延伸得更远，但不如H I（100 kpc，追踪低金属量的环/星系间物质）。面外[C II]可能出现在连接盘和晕的烟囱壁中。
2020-08-30 astro-ph.GA
Chemical evolution of the Galactic bulge as traced by microlensed dwarf and subgiant stars. V. Evidence for a wide age distribution and a complex MDF
基于引力微透镜事件期间获得的高分辨率光谱，我们提出了一个详细的元素丰度分析的32个矮和亚巨星在银河系的隆起。[摘要]，我们现在有58个微透镜凸起的矮星和亚巨星已经被均匀分析。样品的主要特征和可以得出的结论是：（i）金属丰度分布（E2）很宽，涵盖[Fe/H]=-1.9至+0.6之间的所有金属丰度;（ii）在我们以前对较小样品的分析中，（26颗微透镜恒星）不再明显;相反，它具有复杂的结构，并且开始出现多个组件的迹象。[缩写];（iv）[Fe/H]>-0.1的富金属星年龄变化很大，从2 Gyr到12 Gyr不等，其分布在4-5 Gyr附近有一个主峰，并有一个向更高年龄延伸的尾部;（v）在[α/Fe] - [Fe/H]中有迹象表明，“拐点”出现在[Fe/H] = -0.3至-0.2附近，与局部厚盘的“拐点”相比，这是一个略高的金属丰度。这表明，贫金属凸起的化学富集比局部厚盘观察到的要快一些。微透镜凸起矮星的结果结合文献中的其他发现，特别是凸起具有圆柱旋转的证据，表明银河系可能是一个几乎纯的盘状星系。这样一来，凸起就只是银河系其他恒星星族（薄盘、厚盘、晕和.？）的聚集体，一起居住在银河系的中心部分，受到银河酒吧的影响。
2012-11-29 astro-ph.GA
Variable stars and stellar populations in Andromeda XXI: II. Another merged galaxy satellite of M31?
使用大双筒望远镜的大双筒相机获得了M31矮球状卫星仙女座XXI（和XXI）的B和V时间序列测光。我们已经确定了50个变量和XXI，其中41个是RR天琴座星（37个基本模式RRab，和4个第一泛音RRc，emulator）和9个异常造父变星（AC）。RRab星的平均周期（<Pab>= 0.64天）和周期-振幅图将And~XXI归入奥斯特霍夫II -奥斯特霍夫-中间天体。从天琴座RR型星的平均光度出发，我们得到了星系距离模数为（m-M）$_0$ = $24.40\pm0.17$ mag，比以前的文献估计值小，但在1 $σ$以内仍与文献估计值一致。星系色星等图显示了And~XXI中存在三个不同恒星世代的证据：1）一个古老的星系，（$\sim$ 12 Gyr）和金属不良（[Fe/H]= $-$ 1.7 dex）分量;（2）稍年轻（10-6 Gyr）和更多的金属丰富（[Fe/H]= $-$ 1.5 dex）组分，3）具有相同金属丰度的年轻组分（$\sim$ 1 Gyr），产生AC。最后，我们提供的线索，和~XXI可能是两个矮星系之间的一个小合并事件的结果。
2015-05-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Chemical evolution of the Galactic bulge as traced by microlensed dwarf and subgiant stars. VII. Lithium
锂丰度的91个矮星和亚巨星在银河系的膨胀。分析是基于线合成的7 Li线在6707微引力透镜事件期间获得的高分辨率光谱，当目标的亮度被高度放大。我们的主要发现是，在亚太阳金属丰度的核球恒星，年龄超过80亿年，没有显示出任何Li生产的迹象，也就是说，Li与金属丰度的趋势是平坦的（甚至略有下降）。这表明在核隆起的最初几十亿年里没有锂产生。这一发现基本上与太阳附近的（旧的）厚盘星相同，并为贫金属凸起和银河系厚盘之间的紧密联系提供了另一个证据。对于年龄小于80亿年的核球恒星，样本中包含一组金属丰度非常高的恒星，其金属丰度为[Fe/H]~+0.4，锂丰度在A（Li）=2.6-2.8之间。在太阳附近，锂丰度在[Fe/H]~ +0.1时达到峰值A（Li）~3.3，当[Fe/H]~+0.4时，锂丰度下降0.4-0.5 dex。我们在这些金属丰度上的少数核球星似乎支持了这种下降的A（Li）趋势。这确实可以支持最近的说法，即在太阳附近看到的最高金属丰度的低A（Li）丰度可能是由于来自内盘或凸起区域的恒星迁移到太阳附近。
2020-01-17 astro-ph.GA
Impact of distance determinations on Galactic structure. II. Old tracers
在这里，我们回顾了一些最近的结果，使用旧的示踪剂，以了解银河系的建立的努力。直接导致使用这些旧的示踪剂来测量距离的细节进行了讨论。本文主要研究了以下几个方面：（1）银河系核球和内星系的结构和演化，它们与核球中单个恒星的动力学有关：（2）通过天琴座RR型恒星的光度观测，研究旧银河系核球的空间结构;（3）由古老的恒星星族追踪的银河系核球的三维结构、恒星密度、质量、化学成分和年龄;（4）超暗矮星中已知的天琴座RR型恒星的概述及其与星系晕的关系;（5）估算星团绝对和相对年龄的不同方法。
2018-06-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical evolution of the Galactic bulge as traced by microlensed dwarf and subgiant stars. VI. Age and abundance structure of the stellar populations in the central sub-kpc of the Milky Way
我们提出了一个详细的元素丰度研究的90 F和G矮星，关闭和亚巨星在银河系核球。根据引力微透镜事件期间获得的高分辨率光谱，确定了恒星年龄和11种元素（Na，Mg，Al，Si，Ca，Ti，Cr，Fe，Zn，Y和Ba）的丰度。我们发现银河系球核有一个宽的金属丰度分布，在[Fe/H]=-1.09，-0.63，-0.20，+0.12，+0.41处有显著的峰值。我们还发现了很大一部分中龄到年轻的恒星：在[Fe/H]>0时，超过35%的恒星年龄小于8 Gyr。当[Fe/H]<-0.5时，大多数恒星都是10 Gyr或更老。我们还确定了几个事件时，显着的恒星形成在隆起发生：3，6，8，和12 Gyr前。我们进一步发现，“膝”的α元素丰度趋势的亚太阳金属丰度隆起位于约0.1德克斯高[Fe/H]比在当地厚盘。银河核球具有复杂的年龄和丰度特性，似乎与银河系主要的恒星星族紧密相连。特别是，在金属丰度分布的峰值，恒星形成的情节，和丰度的趋势，显示与银河系薄和厚盘的属性相似。与此同时，在凸出区域之外还有一些看不到的其他成分，这些成分很可能与银河酒吧有关。例如，恒星形成的速度似乎在凸起中比在局部厚盘中稍快，这很可能是更接近银河系中心的致密恒星环境的指示。我们的研究结果加强了观测证据，支持银河系凸起的长期起源的想法，形成了其他主要的银河系恒星星族存在于我们的银河系中心区域。
2017-07-10 astro-ph.GA
Two Distant Halo Velocity Groups Discovered by the Palomar Transient Factory
本文报道了在R.A.~的Palomar瞬变工厂（PTF）巡天中发现的两个新的由8颗遥远的天琴座RR星追踪的速度晕群（巨蟹座A群和巨蟹座B群）。129度，Dec~20度（l~205度，b~32度）。位于距离银河系中心92千秒差距（距离太阳86千秒差距），这些是迄今为止已知的星系晕中最遥远的子结构。用帕洛玛天文台5.1米海尔望远镜和W. M.凯克天文台10米长的凯克一号望远镜显示，这两个星系群正以v_{gsr} = 78.0+-5.6 km/s（巨蟹座A群）和v_{gsr} = 16.3+-7.1 km/s（巨蟹座B群）的速度远离银河系。这两个星系群的速度色散分别为σ_{ v_{gsr} }=12.4+-5.0 km/s和σ_{ v_{gsr} }=14.9+-6.2 km/s，它们在空间上的扩展（大约几kpc）使它们不太可能是束缚系统，而更可能是潮汐破裂的矮星系或球状星团的碎片。这两个星系群都是贫金属的（金属丰度中位数[Fe/H] = -1.6 dex和[Fe/H] =-2.1 dex），并且有一个不确定的（由于样本量小）金属丰度分散度约为0.4 dex，这表明矮星系是祖先。另外两颗速度与巨蟹座群一致的RR型天琴座星在东经25度附近被观测到，这表明巨蟹座群可能在该方向延伸。
2012-06-28 astro-ph.GA
Galactic Calibration of the Tip of the Red Giant Branch
来自盖亚数据发布2（DR 2）的指示是红巨星分支（TRGB，与低质量恒星中氦闪光有关的星族II标准烛光）的尖端在猎户座光度系统中的绝对I星等接近-4。我们的样本是来自厚盘和内晕的高纬度南方恒星，我们的结果与长期以来对球状星团的发现一致，球状星团的距离是用天琴座RR星校准的。随着盖亚任务的进行，有充分的理由认为TRGB的精确银河几何校准将是一个重要的成果。
2018-11-01 astro-ph.GA
Differential rotation of the halo traced by the K-giant stars
利用LAMOST DR 5中的K巨星研究了星系晕在不同空间位置的自转速度变化。模拟的旋转速度分布与晕和磁盘组件，我们发现，晕人口的旋转速度几乎线性下降，增加垂直距离的银盘平面，$Z$，在固定的银河系中心半径，$R$。用$6<R<12$ kpc和$12<R<20$ kpc将样品分成两部分。我们推导出两个子样本沿$Z$的下降速率分别为$-3.07\pm0.63$和$-1.89\pm0.37$ km s $^{-1}$ kpc $^{-1}$。与TNG模拟结果相比，我们认为这种趋势可能是由盘与晕之间的相互作用引起的。模拟结果表明，只有扁圆晕才能提供随$Z$增大而减小的自转速度。这表明银河晕是扁圆形的，银河中心半径为$R<20$ kpc。另一方面，本研究清楚地追踪了盘组分（主要是厚盘）的张开，$R$在12和20 kpc之间，盘可以垂直延伸到盘平面上方的$6\sim10$ kpc。更有趣的是，我们发现盖亚-土卫二-香肠（GES）组分仅在具有$R<12$ kpc的晕中具有显著贡献，即23 $-$的一部分47\%。而在外部子样本中，贡献太低，无法得到很好的约束。
2020-07-02 astro-ph.GA
Variable stars and stellar populations in Andromeda XXV: III. A central cluster or the galaxy nucleus?
我们提出了B和V的时间序列测光的仙女座XXV，在我们的计划中的仙女座的卫星，我们已经与大型双筒望远镜的大型双筒相机成像的第三个星系。仙女座XXV的领域被发现包含63颗变星，我们目前的光变曲线和光变的特点（周期，振幅，变化类型，平均星等）。样本包括58个RR型天琴座变星（46个基模$-$ RRab和12个一阶泛音$-$ RRc，变星）、3颗异常造父变星、1个食双星系统和1个未分类变星。RRab恒星的平均周期（$\langle Pab \rangle$ = 0.60 $σ=0.04$天）和周期-振幅图将仙女座XXV归入奥斯特霍夫-中间天体的类别。从天琴座RR型恒星的平均光度中，我们推导出该星系的距离模数为（m-M）$_0$ = $24.63\pm0.17$ ma。色星等图显示，仙女座XXV中存在一个单一的贫金属（[Fe/H]= $-$ 1.8 dex）恒星群体，其年龄与$\sim$ 10-12 Gyr一样大，由一个明显的红巨星分支和大量的天琴座RR型恒星跟踪。我们在星系中心附近发现了一个球形的高密度恒星。这个结构似乎与仙女座XXV的距离一致，我们认为它可能是一个星团或仙女座XXV的核心。我们提供了一个总结，并比较了M31卫星中脉动星的数量和特征，到目前为止分析的变化。
2016-07-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Modelling the evolution of the Galactic disc scale height traced by open clusters
本文提出银河系疏散星团标高随年龄增大主要源于巨分子云相遇对近银道面星团的选择性瓦解，并通过基于Gaia星表的计算模型成功再现了观测到的标高演化和存活星团数量。
2025-01-29 astro-ph.GA
Mapping the Milky Way with Gaia Bp/Rp spectra-IV: the broken and asymmetric density profile of the stellar disk traced by a large sample of red clumps
Institute of Astronomy and Physics, Inner Mongolia University（内蒙古大学天文与物理学院）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉各纳大学）；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）；Key Laboratory of Survey Science of Yunnan Province, Yunnan University（云南省测绘科学重点实验室）
基于840万颗红团星，研究银河系恒星盘的径向和方位密度分布，发现盘结构的断裂和非对称特征，揭示了不同区域的密度变化及可能的银河系棒状结构影响。
2026-04-27 astro-ph.GA
RR Lyrae variables in the Small Magellanic Cloud - II. The extended area: chemical and structural analysis
我们已经进行了傅立叶分解分析的8年和13年的V波段光变曲线的454个基本模式的RR天琴座变量（RRab型），在一个14平方度的小麦哲伦云（SMC）的面积检测和上市的光学引力透镜实验，第三阶段，目录的变星仔细选择的样本。遵循Kapakos、Hatzidimitriou和Soszyński描述的方法，使用傅里叶分解参数来推导金属丰度和距离模。在Carretta等人的新标度下，RRab星的平均金属丰度为<[Fe/H] C_（09）> =-1.69pm ~（0.41）dex（标准差，标准误差为0.02 dex）。一个暂定的金属丰度梯度为-0.013pm 0. 007 dex/kpc的检测，随着金属丰度增加的动力中心的SMC，但选择效应也进行了讨论。在大麦云云（LMC）的距离模为μ_LMC = 18.52pm ~（0.06）（std）的距离尺度下，SMC的距离模为<μ> = 19.13pm ~（0.19）（std）。发现平均1-sigma视线深度为sigma_int = 5.3pm0.4kpc（标准差），同时检测到深度的空间变化。SMC被认为是更深的东北地区，而样品中的金属丰富和金属贫乏的对象似乎属于不同的动力学结构。前者具有较小的刻度高度，可能构成一个厚盘，其宽度为10.40 pm 0.02 kpc，和一个隆起，其大小（半径）估计为2.09 pm 0.81 kpc。后者似乎属于一个晕结构的…
2012-10-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Imaging the disk-halo interface of NGC 891: a 2.7 kpc-thick molecular gas disk
Observatorio Astronómico Nacional（国家天文台）
研究NGC 891星系中分子气体的垂直分布和运动学，发现其厚盘成分包含约27%的总分子气体质量，表明恒星形成反馈可将分子气体提升至较大垂直距离。
2026-07-14 astro-ph.GA
Rotating halo traced by the K giant stars from LAMOST and Gaia
在Gaia DR 2的帮助下，我们能够从LAMOST DR 5获得完整的6-D相空间信息。利用距太阳4kpc以内的[Fe/H] $<-1$ dex的K巨星，给出了局部星晕的位置、速度和金属丰度的高精度旋转。通过拟合的旋转速度分布与三个高斯分量，恒星晕，磁盘，和一个反旋转的热人口，我们发现，本地晕旋转与$V_T=+27^{+4}_{-5}$ km s $^{-1}$提供本地标准的静止速度$V_{LSR}=232$ km s $^{-1}$。同时，我们得到了旋转速度的色散为$σ_{T}=72^{+4}_{-4}$ km s $^{-1}$ .虽然旋转速度强烈地取决于$V_{LSR}$的选择，但是即使将$V_{LSR}$设置为低至220 km s $^{-1}$时，逆旋转的趋势也是显著的。此外，我们推导出不同金属丰度的子样品的旋转，发现旋转速度基本上与[Fe/H]无关。这可能暗示了地球自转的长期演化起源。计算结果表明，在不考虑选择效应的情况下，快速旋转晕的金属丰度在$<$ [Fe/H] $<$ -1.6范围内达到峰值。我们还发现了一小部分具有较大色散和较低金属丰度的反向旋转恒星。最后，盘分量以$V_T=+182^{+6}_{-6}$ km s $^{-1}$和$σ_T=45^{+3}_{-3}$ km s $^{-1}$旋转，这与金属-弱厚盘布居相当一致。
2018-12-07 astro-ph.GA
The merger that led to the formation of the Milky Way's inner stellar halo and thick disk
我们银河系的组装过程可以通过单个恒星的运动和化学反应来恢复。对附近晕的化学动力学研究长期以来一直暗示存在多种成分，如流，团块，二元性以及恒星化学丰度和轨道参数之间的相关性。最近，对两个大型恒星巡天的分析揭示了存在一个人口稠密的化学元素丰度序列，在颜色-星等图中有两个不同的序列，以及一个突出的轻微逆行的运动学结构都在附近的晕中，这可能是银河系经历的一个重要的吸积事件。在这里报告的运动学，化学，年龄和空间分布的恒星在太阳周围的一个相对较大的体积，主要与两个主要的银河系组成部分，厚盘和恒星晕的分析。我们证明，内晕是由碎片占主导地位的对象，在下降是稍微更大的质量比小麦哲伦云，我们称之为盖亚-土卫二。起源于盖亚-土卫二的恒星几乎覆盖了整个天空，它们的运动揭示了流的存在和轻微的逆行和拉长的轨迹。数百颗天琴座RR型星和13个球状星团的年龄-金属丰度关系一致，可以根据它们的轨道与盖亚-土卫二相关联。估计质量比为4：1，与盖亚-土卫二的合并一定导致了银河系厚盘前身的动力学加热，因此促成了大约10 Gyr前这个组成部分的形成。这些发现与星系形成的模拟结果一致，后者预测内部恒星晕应该由少数大质量祖先的碎片主导。
2018-10-31 astro-ph.GA
Evidence for temporal evolution in the M33 disc as traced by its star clusters
本文给出了本星系群M33中77个星团的精确径向速度和恒星星族参数。我们的GTC和WHT观测样本既有年轻的大质量星团，也有已知/候选的球状星团，年龄跨度约为10^6 - 10^10年，金属丰度[M/H]约为-1.7到太阳。星团系统表现出年龄-金属丰度的关系，最年轻的星团是最丰富的金属。当与HI数据比较时，[M/H] ~ -1.0且小于~ 4 Gyr的星系团被清楚地识别为盘状种群。这些星团显示了圆盘径向金属丰度梯度（d[M/H]dt / dR = 0.03 dex/kpc/Gyr）的强烈时间演化的证据。最古老的星团比M33中最年轻的星团有更强、更负的梯度。星系团还表现出明显的年龄-速度色散关系。星系团的视速度色散随年龄的增加而增加，类似于银河系疏散星团和恒星。圆盘加热模拟再现了这种关系的一般形状，M33和银河系之间的关系的相似性表明，子结构的加热和ISM的冷却都在塑造这种关系中发挥了作用。我们确定了12个“经典”GC，其中6个是新确定的GC候选人。GC比银河系晕团更富含金属，并且显示出弱的旋转。内部（R <4.5kpc）GC表现出陡峭的径向金属丰度梯度（d[M/H]/dR = -0.29+-0.11dex/kpc）和指数状的表面密度分布。我们认为，这些内部GC厚盘，而不是晕对象。
2015-04-23 astro-ph.GA
On the Significance of the Thick Disks of Disk Galaxies
本文利用NewHorizon和NewHorizon2模拟研究盘星系厚盘质量占比，发现厚盘在光度上占34±15%、质量上占48±13%，并揭示了单一[α/Fe]截断选择厚盘恒星存在严重污染与遗漏问题。
2023-08-07 astro-ph.GA
Probing the Milky Way Halo with RR Lyrae Stars from Gaia Data Release 3
INAF - Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna（意大利国家天体物理研究所博洛尼亚天文台与空间科学观测站）；Dipartimento di Fisica e Astronomia-Universitá di Bologna（博洛尼亚大学物理与天文系）；Lucerne University of Applied Sciences and Arts（卢塞恩应用科学与艺术大学）；TOELT LLC（TOELT有限责任公司）
利用4933颗RR Lyrae星分析银河系晕子结构，确定其金属分布及化学演化，发现Thamnos双峰金属分布及ED-1等子结构污染情况，提出Shiva和Shakti等子结构的原位起源。
2026-02-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
The BHB stars in the Survey Fields of Rodgers et al. (1993): New Observations and Comparisons with other Recent Surveys
我们研究了Rogers等人（1993 a）观测场中的蓝水平支（BHB）和RR型天琴座星，并将它们的速度和密度分布与天空中同一部分的其他观测进行了比较。给出了北场176颗早型星的光度数据。我们确定了14颗BHB星和4颗可能的BHB星，并确定了世纪巡天、香港巡天和SDSS巡天对BHB星的选择效率。我们给出了北场三颗ab型RR天琴座星的光变曲线和γ径向速度;与附近的LONEOS巡天比较表明，可能有相同数量的低振幅ab型RR天琴座星，我们没有发现。因此，在北部区域，BHB型恒星的数量至少是ab型RR型天琴座恒星的两倍，与太阳附近的比例相似。南部磁场的速度分布没有显示出Gilmore等人（2002）发现的异常厚盘的证据;晕速度峰值出现在略微偏快的旋转速度处，但在该磁场中也存在显著的逆行晕分量。北部磁场的速度分布表明，当|Z| >4 kpc时，没有银河系自转的证据，而当|Z| <4 kpc时，有轻微的自转运动。BHB星在北场的空间密度与de Propris等人（2010）最近推导的幂律分布的外推结果一致。然而，对于<4 kpc的|Z|，我们观察到的BHB星比这个幂律要多。我们的结论是，这些BHB恒星大多属于空间扁平，非旋转的银河系内晕组成部分，确认了Kinman等人（2009）对世纪巡天BHB恒星的分析。
2011-03-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
GaiaUnlimited: The old stellar disc of the Milky Way as traced by the Red Clump
INAF - Osservatorio Astrofisico di Torino（意大利国家天体物理研究所都灵天文台）；Nanjing University（南京大学）；Australian National University（澳大利亚国立大学）；Max Planck Institute for Astronomy（马克斯·普朗克天文学研究所）；Leiden University（莱顿大学）；University of Cambridge（剑桥大学）；Monash University（蒙纳士大学）；Flatiron Institute（平顶山研究所）
本研究利用约1000万红团簇巨星样本，通过双盘模型拟合，揭示了银河系老年盘的结构参数，发现外延薄盘与较厚盘共存，并探测到可能的旋臂扰动。
2025-10-27 astro-ph.GA
On the Use of Field RR Lyrae as Galactic Probes -- VIII. Early Formation of the Galactic Spheroid
ASI - Space Science Data Center（意大利航天局空间科学数据中心）；Florida State University（佛罗里达州立大学）；NSF NOIRLab（美国国家科学基金会NOIR天文台实验室）；Vanderbilt University（范德堡大学）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；Dartmouth College（达特茅斯学院）；University of Hawai'i at Manoa（夏威夷大学马诺阿分校）；Saint Martin’s University（圣马丁大学）；The University of Tokyo（东京大学）；Liverpool John Moores University（利物浦约翰摩尔斯大学）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；Cerro Tololo Inter-American Observatory/NSF NOIRLab（塞罗托洛洛美洲际天文台/美国国家科学基金会NOIR天文台实验室）；Millennium Institute of Astrophysics（天体物理学千年研究所）
本文利用RR Lyrae变量研究银河系结构，发现不同区域的铁分布和α元素特征差异，揭示银河系早期形成过程。
2026-01-23 astro-ph.GA
Orbital Eccentricity as a probe of Thick Disk Formation Scenarios
我们研究了四个（已发表）模拟厚盘形成的恒星的轨道特性：i）吸积从破坏的卫星，ii）加热预先存在的薄盘由一个小合并，iii）径向迁移和iv）气体丰富的合并。我们发现，轨道偏心率的分布预测是不同的每个模型：在低偏心率的一个突出的峰值预计加热，迁移和富含气体的合并方案，而偏心率分布更广泛，并向更高的值转移的吸积模型。这些差异可以追溯到在每种情况下，大部分恒星是“原位”形成的还是“吸积”的，并且对每个模型的特殊性都是鲁棒的。基于附近厚盘星偏心率分布的一个简单的测试可能有助于阐明银河系厚盘的主要形成机制。
2009-09-23 astro-ph.CO 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
Through Thick and Thin: Kinematic and Chemical Components in the Solar Neighbourhood
我们使用已公布的数据搜索在太阳附近的化学不同的恒星成分的存在。扩展早期的工作，我们表明，当被认为是铁，α元素，和r-过程元素Eu的丰度，恒星整齐地分为两组，描绘了传统的薄和厚盘的银河系。类似于薄盘的恒星群的[Fe/H]>-0.7和alpha/Fe<0.2。厚盘状组重叠薄盘在[Fe/H]，但具有较高的丰度的α元素和Eu。然而，[α/Fe]比值在-1.5<[Fe/H]<-0.7范围内的恒星，似乎属于一个独立的、动力学冷的、非旋转的组成部分，我们将其与潮汐碎片联系起来。当[Fe/H]<-1.5时，运动热恒星晕占主导地位。这些结果表明，有可能只使用它们的化学性质来定义太阳邻域的主要动力学成分，这是一种具有许多有趣后果的方法。薄盘星的运动学与金属丰度无关：它们的平均自转速度大致保持在-0.7<[Fe/H]<+0.4的范围内，这一结果反驳了径向迁移在薄盘演化中发挥的重要作用。分配到薄磁盘的恒星的速度色散也是独立的[Fe/H]，这意味着熟悉的速度色散的增加与金属丰度的降低是在较低的金属丰度的厚磁盘的流行率增加的结果，而不是持续运行的动态加热机制。[Fe/H]和可能的恒星年龄的大量重叠，各种成分可能会影响太阳附近恒星性质的其他报告趋势。
2010-10-29 astro-ph.GA
The flare and spiral structure of the Milky Way's disc as traced by young giant stars
INAF - Osservatorio Astrofisico di Torino（意大利国家天体物理研究所都灵天文台）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）
通过16000颗年轻巨星级星研究银河盘三维结构，发现盘体逐渐变厚并形成显著的银河耀斑，揭示旋臂延伸和局部臂结构特征。
2026-05-12 astro-ph.GA
The SAMI Galaxy Survey: $Σ_{\rm SFR}$ drives the presence of complex emission line profiles in star-forming galaxies
本研究基于SAMI积分场光谱分析3068个近邻星系，发现恒星形成率面密度$Σ_{{\ m SFR},R_{\ m e}}$是复杂发射线轮廓及其所示踪星系风、厚电离气体盘的最强预测因子。
2023-12-06 astro-ph.GA
