Evidence of a thick disk rotation-metallicity correlation
我们分析了一个新的运动学调查，其中包括来自SDSS DR 7位置的准确自行，结合GSC-II数据库的多历元测量。通过SDSS分光光度数据（有效温度、表面重力、金属丰度和径向速度），我们估算了27，000个[Fe/H]<-0.5的FGK（次）矮星样本的光度弛豫，我们采用这些数据作为太阳几千秒差距内厚盘和内晕的7维空间分布（运动相位分布加上化学丰度）的示踪剂。我们发现了运动学-金属丰度相关性的证据，dVphi/d[Fe/H]=40-50 km/s/dex，在距离平面1到3千秒差距之间的厚盘星中，丰度为-1 <[Fe/H]<-0.5，而[Fe/H]>-0.5则没有显著的相关性。此外，我们还估计了在1 kpc < |z| < 3 kpc之间的厚盘的浅垂直旋转速度梯度dVphi/d |z| = -19 +/- 2 km/s/kpc，以及在4 kpc以下的内晕的低垂直旋转速度梯度37 +/- 3 km/s。最后，我们简要地讨论了这些发现的影响，在CDM层次的星系形成机制的背景下，在星系盘的长期演化过程中的厚盘形成的情况。
2010-01-30 astro-ph.GA
Origin of the Metallicity Distribution in the Thick Disc
目的。使用一套宇宙学化学动力学盘星系模拟，我们评估如何（a）径向金属丰度梯度与scaleheight演变;（b）通过厚盘的垂直金属丰度梯度的变化;和（c）恒星旋转速度的垂直梯度通过光盘变化。我们与银河系进行比较，以寻找类似的趋势。方法.我们分析了五个模拟的螺旋星系与银河系的质量。模拟涵盖了一系列恒星形成和能量反馈强度和处方，基于粒子和网格的流体动力学实现，以及初始条件/组装历史。结果一致地，我们发现，陡峭的，负的，径向金属丰度梯度中看到的平面平坦的增加高度远离平面。在具有更强（和/或更多空间延伸）反馈的模拟中，负径向梯度反转，对于超过1 kpc的高度变为正。这种行为与从最近的观察中推断的行为是一致的。我们的垂直金属丰度梯度的测量显示没有明确的相关性与银河系中心半径，并在良好的协议与银河系的厚盘（本地）。结论.采用更强/更广泛的反馈处方的模拟具有径向和垂直的金属丰度和运动学梯度更符合最近的观察。在模拟的厚恒星盘中看到的反向的、正的、径向的金属丰度梯度来自于原位形成的更年轻、更富含金属的恒星群，叠加在来自内部盘的更老的迁移者的背景群上;由于盘的由内向外的生长，由前者提供的对比度径向增加。类似的行为可能是导致银河系中径向梯度与尺度高度相同的扁平化的原因。
2015-12-14 astro-ph.GA
Divergent Evolution of Radial Metallicity Gradients in the Thin and Thick Disks of the Milky Way
CAS Key Laboratory 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）；ARC Centre of Excellence for All Sky Astrophysics in 3 Dimensions (ASTRO 3D)（澳大利亚天体物理学三维全天空卓越研究中心）；Department of Astronomy, Tsinghua University（清华大学天文系）；School of Physics and Astronomy, Beijing Normal University（北京师范大学物理与天文学院）；School of Physics, University of New South Wales（新南威尔士大学物理学院）；South-Western Institute for Astronomy Research, Yunnan University（云南大学西南天文研究所）
该研究利用LAMOST和APOGEE的红团簇星，探究银河系薄盘和厚盘径向金属丰度梯度随垂直高度和恒星年龄的变化。通过特定公式描述其变化规律，揭示了薄盘和厚盘不同的形成机制，如薄盘由有序生长和演化形成，厚盘在早期快速形成。
2026-07-16 astro-ph.GA
Through thick and thin: Structure of the Galactic thick disc from extragalactic surveys
我们的目标是通过探索银河系厚盘的垂直和径向性质来了解银河系的吸积历史。我们研究的化学和运动学性质的大约一千光谱的微弱的幅度前景银河系恒星偶然观察到在银河系外的调查在四个视线：三个在南银河半球（调查的船底座，天炉座和Sculptor矮球状星系）和一个在北银河半球（调查的六分仪矮球状星系）。前景恒星距离银道面3 kpc，银心半径11 kpc。只有三条视线有足够数量的前景恒星进行可靠的分析。朝向银河系北半球的六分仪和南方的玉夫座，我们测量到平均金属丰度随着距离银河系平面的高度而一致下降，这表明化学对称的厚盘。这种减少可能是由于固有的厚盘金属丰度梯度，或简单地由于薄盘/厚盘人口比例的变化和厚盘没有固有的金属丰度梯度。我们赞成后一种解释。相比之下，我们发现一个不可预测的金属贫人口的证据在船底座的方向。Wyse等人（2006年）较早发现了这一种群，但我们更详细的分析提供了对其位置（|Z| <1 kpc）、金属丰度（-2<[M/H]<-1 dex）和方位角轨道速度（V_phi ~120 km/s）的可靠估计。考虑到化学动力学性质的过度密度对船底座视线，我们认为它代表的典型厚盘的金属贫尾。尽管现有的恒星数量很少，但我们认为这种弱金属厚盘遵循通常建议的厚盘速度-金属丰度关系dV_phi/d[M/H]~40- 50 km/s/dex。
2013-05-27 astro-ph.GA
Extraplanar H II Regions in Spiral Galaxies. I. Low-Metallicity Gas Accreting through the Disk-Halo Interface of NGC 4013
星系的星际厚盘充当了薄的恒星形成盘和遥远的晕之间的界面，薄的恒星形成盘是反馈驱动的外流的起源，而遥远的晕是吸积气体的储存库。本文介绍了用大双筒望远镜上的多目标双摄谱仪拍摄的位于螺旋星系NGC 4013平面上方$z = 860$ pc处的发光厚盘H Ⅱ区的光发射线光谱。这个星云的H $α$光度是猎户座星云的$\sim4-7$倍，它围绕着一个由年轻的热恒星组成的明亮星团，这些恒星包围着厚盘周围的星际气体，提供了对气体性质的测量。我们证明，强发射线的方法可以提供准确的测量H II区域之间的相对丰度对。从我们的发射线光谱，我们表明，厚盘H II区域的金属含量是$\approx2$的一个因素低于在H II区域的气体在这个星系的中平面（与O的相对丰度在厚盘低$-0.32\pm 0.09$ dex）。这意味着在小尺度（100秒差距）的厚盘中物质的不完全混合，并且通过螺旋厚盘有低金属量气体的吸积。在NGC 4013的平面附近包含低金属量气体让人想起最近提出的“喷泉驱动”吸积模型。
2018-04-12 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
Formation of the Galactic bulge from a two-component stellar disk: Explaining cylindrical rotation and vertical metallicity gradient
最近的观测研究表明，银河系核球具有圆柱形旋转和更陡的垂直金属丰度梯度。我们采用了两个有代表性的模型的隆起形成，从而调查这两个模型是否可以解释所观察到的圆柱旋转和垂直金属丰度梯度在一个自洽的方式。一种是“纯盘情景”（PDS），其中凸起是由一个纯薄的恒星盘通过自发的酒吧不稳定性形成的。另一种是“双组分盘情景”（TCDS），其中凸起是由薄盘和厚盘通过杆不稳定性组成的盘形成的。我们的数值模拟表明，虽然PDS可以再现圆柱旋转，它显示了一个相当平坦的垂直金属丰度梯度，这是不一致的观测。导出的平坦的金属丰度梯度是由于不同初始金属丰度的恒星通过恒星棒垂直混合。这一结果意味着，核球不能简单地由一个纯粹的薄恒星盘形成。另一方面，TCDS中由双组分盘形成的星系核球可以很好地解释观测到的星系核球的圆柱旋转和垂直金属丰度梯度。在TCDS中，更多的贫金属星在更高的|z|（垂直距离），起源于已经动态热厚盘不能强烈的影响，垂直混合的酒吧，使他们可以留在原地更长的时间尺度，从而保持较低的金属在较高的|z|。因此，由最初薄和厚盘星组成的隆起的垂直金属丰度梯度不能如此平坦化，即使薄盘的梯度可以被TCDS中的棒显著平坦化。
2011-06-22 astro-ph.GA
What the Milky Way bulge reveals about the initial metallicity gradients in the disc
我们研究的金属丰度的趋势在银河系（MW）隆起-使用APOGEE DR 13数据-并探讨其起源，通过比较两个N-体模型孤立星系开发一个酒吧和一个四四方方/花生（B/P）隆起。这两个模型已被提出的情况下，调和盘起源的MW凸起与负垂直金属丰度梯度。第一个模型是具有不同尺度高度、运动学和金属丰度的同空间（即重叠）盘种群的叠加。在这个模型中，厚的，金属贫乏的，集中的光盘人口作出显着贡献的恒星质量预算在内部星系。第二个模型是一个单一的磁盘与初始陡峭的径向金属丰度梯度，这是映射到B/P凸起的酒吧在这样一种方式，即垂直金属丰度梯度的MW凸起被复制-已经在以前的作品中所示的文献。然而，正如我们在这里所展示的，后一种模型并没有再现内盘的正纵向金属丰度梯度，也没有再现数据中所看到的隆起的金属贫乏的最内部区域。另一方面，具有共空间薄和厚圆盘种群的模型再现了所有上述趋势。因此，我们看到，它是可能的调和（主要）光盘起源的MW凸起与所观察到的趋势，金属丰度通过映射到一个b/p的内部薄和厚光盘的MW。对于这种情况下重现的意见，$α$增强，金属贫，厚光盘人口必须有一个显着的质量贡献的内部区域-已建议为银河系。
2017-10-31 astro-ph.GA
On the radial metallicity gradient and radial migration effect of the Galactic disk
基于Apache Point Observatory星系演化实验和Gaia，利用引导半径研究了径向金属丰度梯度$Δ[M/H]/ΔR_g$与[Mg/Fe]和$|Z|$的关系，并分析了径向迁移对银河系薄盘和厚盘间径向金属丰度梯度和金属丰度旋转梯度的影响。导出的梯度$Δ[M/H]/ΔR_g$对[Mg/Fe]的趋势显示在[Mg/Fe] $\sim 0.18$ dex处的转变，在该转变之下，梯度为负，并且随着[Mg/Fe]的增加而略有变化;然而，在[Mg/Fe] 0.16-0.18的范围内，梯度急剧变化，在该范围之上，梯度随着[Mg/Fe]的增加而线性增加，在[Mg/Fe] $\gtrsim 0.22$ dex处为正值。高[Mg/Fe]群体中的这些正梯度在$|Z| < 0.8$ kpc处发现，并且几乎没有朝向更高的$|Z|$的梯度。通过比较总样本和$|R-R_g|<2$ kpc子样本（或$|R-R_g|>2$ kpc子样本）的金属丰度分布、径向金属丰度梯度$Δ[M/H]/ΔR$和金属丰度-自转梯度，发现对于厚盘，模糊化会使梯度$Δ[M/H]/ΔR$变小，有利于贫金属的高偏心率星.这些恒星负责测量厚盘的正金属度旋转梯度。
2018-08-16 astro-ph.GA
Chemical and Kinematic Properties of the Galactic Disk from the LAMOST and Gaia Sample Stars
我们使用LAMOST光谱巡天和Gaia DR 2巡天的307，246颗A/F/G/K型巨星样本确定了银河系薄盘和厚盘的化学和运动学性质。我们的研究发现，厚盘整体上没有金属丰度径向梯度，但内盘（$R \le 8$ kpc）和外盘（$R>8$ kpc）有不同的梯度时，它们单独研究。薄盘也表现出两种不同的金属丰度径向梯度的内盘和外盘，并有陡峭的金属丰度垂直梯度的d[Fe/H]/d $|z|$ $=-0.12\pm0.0007$ dex kpc $^{-1}$，但它变得平坦时，它是在增加径向距离测量，而金属丰度径向梯度随着垂直距离的增加而变弱。采用星系势模型，推导了样本星的轨道偏心率，发现厚盘的平均偏心率随金属丰度的增加而下降。自转速度随金属丰度的变化对厚盘星表现为正梯度，对薄盘星表现为负梯度。我们观察到的结果与磁盘形成模型的比较表明，径向迁移可能会影响薄磁盘的化学演变。厚盘的形成可能受到一个以上过程的影响：吸积模型可能发挥不可或缺的作用，而其他形成机制，如径向迁移或加热情景模型也可能有所贡献。
2019-06-10 astro-ph.GA
In the thick of it: metal-poor disc stars in RAVE
通过选择在RAVE-DR 4调查的恒星位于1和2千秒差距以上的银河系平面，我们质疑的一致性，最简单的三个组成部分的模型（薄盘，厚盘，晕）的银河系。我们确认厚盘的金属丰度和方位速度分布函数不是高斯分布。特别是，我们发现厚盘有一个扩展的金属丰度尾部至少下降到[M/H]=-2 dex，大约占整个厚盘人口的3%，并且与典型厚盘相比具有较短的尺度长度。这些贫金属星的平均方位角速度使我们能够估计金属丰度和轨道速度之间的相关性，这是对银河系厚盘形成机制的重要约束。给出我们的简单方法，我们发现dVphi/d[M/H] ~ 50 km/s/dex，这与以前的文献值非常一致。我们完成了研究的一个简短的讨论的厚盘的形成方案的影响，并建议，鉴于上述特点，一个厚盘主要由径向迁移机制似乎不太可能。
2013-10-07 astro-ph.GA
A spectroscopic survey of thick disc stars outside the solar neighbourhood
我们对银河系坐标（l~277，b~47）上远离太阳邻域的星系厚盘进行了近700颗恒星的光谱测量。然后将导出的有效温度、表面重力和总体金属丰度与恒星演化等时线、径向速度和自行相结合，导出样本恒星的距离、运动学和轨道参数。每个银河系的组成部分（薄盘，厚盘，晕）的目标被选择要么在他们的运动学或根据他们的位置以上的银道面，垂直梯度也估计。我们在这里提出的大气参数，距离和运动学的这个样本，我们的运动学和金属丰度分布与贝桑松模型的银河系的比较。厚光盘远离太阳附近被发现只是略有不同，从厚光盘的属性，在太阳附近。对于厚盘占主导地位的区域，我们测量的垂直速度和金属丰度趋势分别为d（V_phi）/dZ = 19 +/- 8 km/s/kpc和d[M/H]/dZ = -0.14 +/- 0.05 dex/kpc。这些趋势可以解释为不同星系成分之间的平滑过渡，尽管不能排除内在梯度。此外，还探测到厚盘金属丰度与轨道速度的相关系数d（V_phi）/d[M/H] = -45 +/-12 km/s/dex。这一梯度与SDSS光度测量分析不一致，SDSS光度测量分析没有发现任何这种趋势，并对厚盘形成的径向迁移模型提出了挑战。对厚盘不同金属丰度区间的标度高度和标度长度的估算结果是一致的，hR~3.4 \pm 0.7千秒差距，hZ~694 \pm 45千秒差距，表明没有被摧毁的大型卫星遗迹的证据。
2011-10-24 astro-ph.GA
Chemical constraints on the formation of the Galactic thick disk
我们突出了一些结果，从我们详细的丰度分析研究703运动学选择的F和G矮星在太阳附近。分析是基于高分辨率（R = 45000至110000）和高信噪比（S/N = 150至300）的光谱。主要调查结果包括：（1）在金属丰度一定的情况下，厚盘比薄盘的$α$丰度趋势更强，（2）厚盘的富金属极限至少达到太阳金属丰度，（3）薄盘的贫金属极限在[Fe/H]=-0.8左右，（4）厚盘表现出年龄-金属丰度梯度;（5）薄盘星{\it not}显示年龄-金属丰度梯度：（6）[Fe/H]= 0时最富金属的厚盘星比[Fe/H]=-0.7时最贫金属的薄盘星年龄大得多;（7）基于我们的元素丰度，我们发现运动学标准产生薄盘和厚盘恒星样本，在厚盘低速尾部的恒星被分类为薄盘恒星的意义上是有偏见的，从薄盘的高速尾部的恒星被归类为厚盘星;（8）年龄标准似乎产生薄和厚盘恒星样品较少的污染。
2011-10-05 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
Chronology of our Galaxy from Gaia colour-magnitude diagram fitting (ChronoGal) II. Unveiling the formation and evolution of the kinematically selected Thick and Thin Discs
Universidad de La Laguna（拉古纳大学）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理学研究所）；University of Granada（格拉纳达大学）；INAF – Astronomical Observatory of Abruzzo（意大利国家天体物理研究所阿布鲁佐天文台）；INFN, Sezione di Pisa（意大利国家核物理研究所比萨分部）；Kapteyn Astronomical Institute, University of Groningen（格罗宁根大学卡普坦天文研究所）
通过Gaia数据揭示银河系厚薄盘的形成与演化，发现厚盘主要形成于100亿年前，经历三次金属富集阶段，薄盘则与最后一次并合事件相关，提供精确的年龄-金属度分布。
2025-03-25 astro-ph.GA
The stellar metallicity distribution of the Milky Way from the BATC survey
利用北京-亚利桑那-台湾-康涅狄格（BATC）测光系统观测到的2200颗主序星的SDSS光谱，得到了恒星大气参数，如有效温度和金属丰度，发展了BATC多色测光数据的恒星有效温度和金属丰度的多项式测光定标方法。该方法已应用于67个BATC观测场约16万颗MS星的定标。这些恒星的颜色和星等范围为0.1 < d - h < 1.4和14.0 < d < 21.0。在距银道面|Z| > 5 kpc的区域，金属丰度分布在[Fe/H] ~ -1.5处有一个峰值，对应于晕成分;在2 < |Z| < 5 kpc的区域，金属丰度分布在[Fe/H] ~ -0.7处有一个峰值，对应于厚盘星。在0.5 < |Z| < 2 kpc的区间内，平均恒星金属丰度从-0.65平滑地减小到-0.78。晕和厚盘中的金属丰度分布似乎与距银道面的距离无关。
2013-07-17 astro-ph.GA
The Rotation-Metallicity Relation for the Galactic Disk as Measured in the Gaia DR1 TGAS and APOGEE Data
以往的研究发现，薄盘和厚盘的银河系自转速度-金属丰度（V-[Fe/H]）关系分别呈现负斜率和正斜率。第一个盖亚数据发布包括Tycho-Gaia天体测量解决方案（TGAS）信息，我们使用它来分析严格选择的样本的V-[Fe/H]关系，具有足够高的天体测量精度。我们的目标是达到的V-[Fe/H]关系的斜率的解释。我们测量了根据[ $α$ /Fe]和[Fe/H]丰度分类的薄盘星和厚盘星的V-[Fe/H]关系。我们发现，对于薄盘中的恒星，dV/d[Fe/H]= -18 +/- 2 km/s/dex，而对于厚盘中的恒星，dV/d[Fe/H]= +23 +/- 10 km/s/dex，因此我们确认了斜率的不同符号。厚盘星dV/d[Fe/H]的负值与以前的研究一致，但TGAS和APOGEE数据的组合提供了更高的精度，即使系统误差可能超过+/-5 km/s/dex。我们对局部厚盘星dV/d[Fe/H]的平均测量显示出比以前的研究更平坦的斜率，但我们确认了一个显着的扩展和斜率对恒星[α/Fe]比的依赖性。使用一个简单的N体模型，我们证明了所观察到的趋势厚和薄盘可以解释所观察到的径向金属丰度梯度和轨道偏心率和金属丰度之间的相关性在厚盘。
2016-11-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Local stellar kinematics from RAVE data: III. Radial and Vertical Metallicity Gradients based on Red Clump Stars
我们调查径向和垂直的金属丰度梯度的样本的红团星的RAVE数据发布3。我们选择了总共6781颗恒星，使用的颜色，表面重力和不确定性的衍生空间运动的选择，并计算每颗恒星的概率（运动学）人口分配到一个薄或厚光盘使用空间运动和另外一个（动力学）分配使用恒星的垂直轨道偏心率。对于高概率薄盘星和垂直轨道偏心率e_v<=0.07，即d[M/H]/dR_m = -0.041（0.003）和d[M/H]/dR_m =-0.041（0.007）dex/kpc，我们得到了几乎相等的金属丰度梯度随银心距的变化。对于相同的星群，金属丰度梯度作为距银道面距离的函数更陡，即d[M/H]/ dz_{max} = -0.109（0.008）和d[M/H]/ dz_{max} = -0.260（0.031）dex/kpc。R_m和z_{max}分别是近星系距离和远星系距离的算术平均值，以及到银道面的最大距离。包括更厚的盘状红团巨星的样本显示出系统性的较浅的丰度梯度。这些发现可用于区分厚盘和薄盘的不同形成情景。
2012-01-15 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
Origin of chemical and dynamical properties of the Galactic thick disk
我们采用的方案中，银河系厚盘形成的第一代银河系薄盘（FGTD）和矮星系约9 Gyr前的轻微合并，从而研究化学和动力学性质的银河系厚盘。在这种情况下，厚盘的动力学性质长期以来受到第二代银河系薄盘（即，目前的薄盘）和它的非轴对称结构。另一方面，薄盘的早期恒星形成历史和化学演化受到厚盘剩余气体的影响。基于N体模拟和化学演化模型，我们研究了厚盘的径向金属丰度梯度、结构和运动学性质以及详细的化学丰度模式。我们的数值模拟表明，古老的小合并事件可以显著地拉平FGTD的原始径向金属丰度梯度，特别是在外部，也可以负责内部富金属恒星向外部迁移（R> 10 kpc）。模拟结果表明，由于薄圆盘中分离杆的动力学效应，厚圆盘的中心区域可以形成杆。对于质量比较大（~0.2）和较小（~ 0.5）的小合并模型，模拟的厚盘轨道偏心率分布与相应的观测结果符合得很好。模拟的低轨道倾角合并模型中厚盘的V_{phi} - |z|关系也与最新观测结果符合得很好。我们的银河系化学演化模型可以解释观测到的金属丰度分布函数（MDF）和[Mg/Fe]和[Fe/H]之间的相关性，在一个自洽的方式为两个磁盘。
2011-05-30 astro-ph.GA
Prolate rotation and metallicity gradient in the transforming dwarf galaxy Phoenix
过渡型矮星系被认为是经历从恒星形成到被动演化的矮星系转变过程的系统，这使得它们特别适合研究驱动不同矮形态类型存在的演化过程。在这里，我们提出了一个光谱调查的结果？200个单独的红巨星分支恒星的凤凰矮星，最近的过渡类型具有可比的光度“经典”矮星系。我们测得系统日心速度V = -21.2 km/s。我们的调查揭示了明显存在的长轴旋转，这与凤凰最年轻恒星的特殊空间分布一致。我们推测这两个特征可能源于同一事件，可能是一个较小系统的吸积。凤凰星演化后的恒星星族相对来说是贫金属的（<[Fe/H]> = -1.49+/-0.04 dex），并且显示出很大的金属丰度分布（$σ_{\rm [Fe/H]} = 0.51\pm0.04$ \，dex），金属丰度梯度为-0.13+/-0.01 dex/arcmin，类似于发光的被动矮星系。我们还报告了一个非常贫金属恒星候选人在凤凰城的发现，并讨论了空间采样的重要性，校正时解释的化学性质与金属丰度梯度的星系。这项研究提出了一个重大的飞跃，我们的知识的内部运动学的凤凰过渡型矮星系，并首次大面积光谱调查其金属丰度的属性。
2016-12-05 astro-ph.GA
Kinematics of the Galactic disk from LAMOST Dwarf sample
基于LAMOST巡天和Sloan数字巡天（SDSS），利用130，043颗F/G型矮星的低分辨率光谱，研究了银盘的运动学和金属丰度性质。研究表明，金属丰度较低、距银道面的垂直距离较大的恒星，其离心率和速度色散较大。将样本星分为似薄盘和厚盘子样本，发现似薄盘子样本的自转速度$V_ϕ$与金属丰度[Fe/H]存在负梯度，而厚盘子样本的自转速度与金属丰度存在较大的正梯度。通过与模型预测的比较，我们认为恒星的径向迁移对薄盘的形成有一定的影响。此外，我们的研究结果表明，所观察到的厚盘恒星轨道偏心率分布的峰值在低偏心率（$e \sim 0.2$）和扩展到一个高偏心率（$e \sim 0.8$）。我们将这一结果与四个厚盘形成的模拟模型进行了比较，这表明我们的结果与富气并合模型是一致的。
2016-09-02 astro-ph.GA
Existence of the Metal-Rich Stellar Halo and High-velocity Thick Disk in the Galaxy
基于第二次盖亚数据发布（DR 2），结合LAMOST和APOGEE光谱巡天，我们研究了相对于银河系静止的地方标准，相对速度至少为220 ${\rm km\ s^{-1}}$的高速恒星的运动学和金属丰度分布。具有[Fe/H] $>-1.0$ dex的高速星的自转速度分布可以用双高斯模型很好地描述，其峰值分别位于$V_ϕ\sim +164.2\pm0.7$和$V_ϕ\sim +3.0\pm0.3$ ${\rm km\ s^{-1}}$处，分别与厚盘和晕有关.这意味着银河系中应该存在高速厚盘（HVTD）和富金属恒星晕（MRSH）。HVTD星在托姆雷图中的位置与晕相同，但旋转速度和金属丰度与典型厚盘相同。MRSH星的自转速度、轨道偏心率以及在林德布拉德图和图姆雷图中的位置与典型晕星基本相同，但它们更富含金属。此外，我们的样本星的金属丰度分布函数（ψ）很好地拟合的四高斯模型，分别与外晕，内晕，MRSH，HVTD。化学和运动学性质和年龄暗示MRSH和HVTD星可能在原地形成。
2020-10-27 astro-ph.GA
Evidence for Metallicity-Dependant Spin Evolution in the Kepler field
最近，来自盖亚和开普勒航天器的数据揭示了开普勒场的色幅周期图（CMPD）中一个奇怪的旋转周期分布。研究发现，更红更亮的恒星旋转速度比主序星的其他部分慢。在理论方面，已经证明金属丰度应该影响恒星的旋转演化以及它们在赫兹-吕塞尔或色-星等图中的演化。在这项工作中，我们结合这个数据集与中，高分辨率光谱金属丰度，并仔细选择主序星在给定的质量范围。我们发现，在CMPD中看到的结构也对应于金属丰度和旋转之间的广泛相关性，这样，具有较高金属丰度的恒星平均旋转速度比具有低金属丰度的恒星慢。我们比较这个样本的理论旋转演化模型，包括一系列不同的金属丰度。他们预测旋转速率和金属丰度之间的相关性与观察到的方向相同，大小大致相同。因此，金属丰度似乎是解释所观察到的旋转周期分布的一个关键参数。我们还讨论了几种不同的方式，金属丰度可以影响观测到的旋转周期的分布，由于观测偏差和年龄分布，以及对恒星风力矩的影响。
2020-09-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Understanding inverse metallicity gradients in galactic discs as a consequence of inside-out formation
星系演化的早期阶段会在其金属丰度分布上留下印记。我们讨论的起源和演变的径向金属丰度梯度的旋涡星系盘使用分析化学演化模型。我们解释了如何径向金属丰度梯度在恒星星族是由三个因素：径向金属丰度配置文件的恒星形成ISM，径向变化的恒星形成的历史（特别是内向外形成），和径向混合的恒星。在合理的假设下，由内而外的形成使负的ISM金属丰度梯度变陡，但对恒星金属丰度梯度有积极的贡献，直到将金属丰度剖面反转为正的d[Fe/H]/dR。这使得一些高红移星系中陡峭的负d[Fe/H]/dR与局部观测中通常较平坦的梯度相一致。我们讨论了在高红移下逆径向金属丰度梯度（正d[X/H]/dR）的证据，以及银河系厚盘中恒星的方位角速度与金属丰度（正dV_（？）/d[Fe/H]）之间的逆关系。前者可以通过高的中心气体损失率和再分布过程来实现，例如浓缩物质的再吸积与由内而外的形成，以及近盘星系喷泉。对于银河系厚盘，我们表明，积极的dV_（？）/d[Fe/H]相关点可比的时间尺度内向外形成，初始金属富集和SNIa富集。我们认为，可以通过来自α增强种群的高金属丰度尾部的更好数据来推断原始的ISM金属丰度梯度。在我们的模型中包括由内而外的形成，改变了当地的垂直金属丰度梯度约-0.2dex/kpc，与当地的测量。
2017-04-05 astro-ph.GA
Vertical and radial metallicity gradients in high latitude galactic fields with SDSS
利用1，437，467颗F-G型主序星的ugr星等（金属丰度-2<[Fe/H]<+0.2dex），估算了银河系高银纬区（b>50）的径向和垂直金属丰度梯度。对于1.31<z<=1.74 kpc的恒星，径向金属丰度梯度d[Fe/H]/dR=-0.042（0.011）dex/kpc，这归因于薄盘星族。然而，在更高的垂直距离上的恒星的径向梯度接近于零，这表明厚盘和晕至少在银河系的高纬度地区没有经历过径向坍缩阶段。对于三个不同银河系纬度的恒星，50<b <=65，65<b<=80和80<b<=90，我们估计的垂直金属丰度梯度并没有显示出强烈的银河系纬度依赖于我们的梯度。薄圆盘，0.5<z<=2 kpc，垂直金属丰度梯度d[Fe/H]/dz= -0.308（0.018）dex/kpc，仅在银河系中心距（R）区间6<R<=10 kpc处占优势，而厚盘（2<z<=5 kpc）可以在6<R<=10和10<R<=15 kpc的间隔内观察到，并具有相容的垂直金属丰度梯度，即d[Fe/H]/dz= -0.164（0.014）dex/kpc和d[Fe/H]/dz= -0.172（0.016）dex/kpc。在6<R<=10、10<R<=15和15<R<=20 kpc的3个R距离区间内，估计了晕（z>5 kpc）的5个垂直金属丰度梯度。第一个对应于间隔6<R<=10 kpc的值等于d[Fe/H]/dz= -…
2018-10-29 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
Chasing the impact of the Gaia-Sausage-Enceladus merger on the formation of the Milky Way thick disc
我们使用贝叶斯机器学习框架BINGO（银河考古学的贝叶斯推断）来获得斯隆数字巡天第17次数据发布中出现的68，360颗红巨星和红团星的高质量恒星年龄估计，APOGEE-2高分辨率光谱巡天。通过研究银河系盘星的去噪年龄-金属丰度关系，我们确定了金属丰度的下降与[Mg/Fe]的增加在早期的时代，随后的化学富集事件与增加[Fe/H]和减少[Mg/Fe]。这一结果与在类似银河系的放大宇宙学模拟御夫座中发现的早期富气合并引起的化学演化一致。在御夫座18合并的初始阶段，由于合并稀释了金属含量，主星系的[Mg/Fe]增加，金属丰度下降。我们的研究结果表明，我们银河系的最后一次大规模合并，盖亚-香肠-土卫二，可能是一次重要的富含气体的合并，并引发了恒星爆发，有助于化学富集和早期厚盘富含金属部分的建设。
2023-03-10 astro-ph.GA
The stellar population content of the thick disk and halo of the Milky Way analogue NGC 891
我们提出了深ACS图像的3个领域的边缘盘星系NGC 891，这从平面的磁盘延伸到12千秒差距，并在25千秒差距沿主轴。个别恒星的光度达到RGB顶端以下2.5等。我们利用天体光度计星表来探测NGC 891厚盘和椭球面上的恒星含量和金属丰度分布。厚盘和椭球星族的CMD主要是由具有广泛金属丰度的老RGB星组成，从[Fe/H] ~ -2.4 dex的贫金属尾到大约半太阳金属丰度。厚盘的折射率峰值在-0.9dex处。厚盘的内部，在14千秒差距内沿主轴显示没有垂直的颜色/金属丰度梯度。在外围部分，探测到一个轻微的垂直梯度，δ（V-I）/δ |Z| = 0.1 +/- 0.05 kpc^-1。然而，这种梯度是由于与贫金属晕星的混合。厚盘星的金属丰度沿长轴没有梯度，但在[Fe/H] =-1.13dex附近有约0.35dex的强烈变化，厚盘星的非对称MDF的性质在径向和垂直方向上都没有明显的变化。在太阳圆柱状距离上的恒星星族显示出与银河系明显不同的性质，这表明两个星系的吸积历史不同。椭球星族显示出非常均匀的恒星星族特性。晕恒星星族的金属丰度中值显示出一个浅梯度，从内部的-1.15 dex到距离中心24 kpc的-1.27 dex。与厚盘星相似，平均值关系存在较大的变化。
2009-03-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Metallicity Gradients in the Milky Way Disk as Observed by the SEGUE Survey
观测到的银河系盘中老恒星的径向和垂直金属丰度分布对盘的化学富集和动力学历史提供了强有力的约束。利用斯隆银河系理解与探索扩展巡天（SEGUE）观测到的7010颗主序星，给出了径向金属丰度梯度Δ[Fe/H]/ΔR与面上高度|Z|的函数关系。该样品主要由古老的薄盘星和厚盘星组成，在6 < R < 16 kpc，0.15 < |Z| 1 kpc的区域内，恒星晕的贡献最小< 1.5 kpc. The data reveal that the radial metallicity gradient becomes flat at heights |Z| >。大|Z|的金属丰度中值与外盘疏散星团的金属丰度一致，后者在[Fe/H] ~-0.5处表现出平坦的径向梯度。我们注意到外盘星系团也位于大|Z|处;因为在我们的样本中，平坦的梯度延伸到小R，所以在观察到的星系团趋势是由于R的变化还是由于|Z|的变化方面存在一些模糊性。因此，我们强调，在测量磁盘中的空间丰度趋势时，考虑径向和垂直方向的重要性。在高|Z|梯度的平坦化也有影响厚盘形成的情况下，预测不同的金属丰度模式在厚盘。一个平坦的梯度，如我们所观察到的，是预测的湍流盘在高红移，但也可能是一致的径向迁移，只要混合是强的。我们使用基于Schönrich & Binney模型的模拟目录测试我们的分析方法，我们估计我们的距离误差为…
2011-10-26 astro-ph.GA
The Gaia -ESO Survey: Lithium enrichment histories of the Galactic thick and thin disc
大多数暖贫金属主序星的锂丰度呈现出一个恒定的平台（A（Li）~2.2 dex），然后随着接近太阳金属丰度，锂与金属丰度分布的上包络线增大。陨石携带着太阳系形成时星际介质化学成分的信息，其锂丰度为A（Li）~3.26 dex。这种模式反映了银河系存在期间星际介质的锂富集历史。在大爆炸核合成中最初的Li产生之后，富集的来源包括AGB星、低质量红巨星、新星、II型超新星和银河系宇宙射线。富集锂的总量对这些来源的相对贡献敏感。因此，不同的锂富集历史，预计在银河系厚盘和薄盘。我们研究了Gaia-ESO Survey iDR 4星表中用UVES观察到的主序星，发现Li-[alpha/Fe]反相关性与[Fe/H]、Teff和log（g）无关。由于在恒星演化中，在相同金属丰度下不同的α增强不会导致可测量的Li丰度变化，因此，Li关系表明，在银河系薄盘阶段比在银河系厚盘阶段产生更多的Li。我们还发现，丰富的锂和s-过程元素Ba和Y之间的相关性，它们都减少以上的太阳金属丰度，这可以解释的框架中所采用的银河系化学演化模型。
2018-03-06 astro-ph.GA
Correlations between mass, stellar kinematics and gas metallicity in EAGLE galaxies
EAGLE模拟的星系中恒星形成气体的金属丰度随着恒星质量的增加而增加。在这里，我们调查周围的这种关系的散射是否与形态和/或恒星运动学。在红移$z=0$处，当恒星质量低于$M_\star\approx 10^{10}~{\rm M}_\odot$时，具有更多旋转支持的星系平均具有较低的金属丰度。这种趋势在$M_\star$值较高时发生逆转，此时长扁星系的金属丰度通常较低。随着红移的增加，转动支撑和金属丰度之间的趋势在低恒星质量时变得较弱，但在高恒星质量时更为明显。我们认为，恒星运动学的金属丰度的第二依赖是另一种表现形式的金属丰度和恒星形成率在给定的恒星质量之间的反相关性。在低质量下，这种趋势似乎是由星系不同的恒星形成历史和恒星反馈驱动的。在高质量时，来自活动星系核和星系合并的反馈起着主导作用。
2020-05-11 astro-ph.GA
Metallicity and Kinematics of the Galactic halo from the LAMOST sample stars
我们研究了从LAMOST光谱巡天中选出的4,680颗$|z|>$ 5 kpc的A/F/G/K型巨星的金属丰度分布和运动学性质。5 $<|z|\leqslant$ <15 kpc的巨星的金属丰度分布可以用三峰高斯模型来描述，其峰值位于[Fe/H] $\sim-0.6\pm0.1$、$-1.2\pm0.3$和$-2.0\pm0.2$，分别对应于19 $\%$、74 $\%$和7 $\%$的比值。利用$\rm{[α/Fe]}$将这三个峰与银河系的厚盘、内晕和外晕成分联系起来。这些巨星的金属丰度分布与三个分量的高斯分布相吻合，随着离银道面距离的增加，内晕分量的比例逐渐增大，厚盘分量的比例逐渐减小。采用星系势模型，我们还得到了样本星的轨道参数，如轨道偏心率和自转速度。在5 $<|z|<$ ~ 15 kpc范围内，覆盖不同金属丰度区域的恒星的轨道偏心率峰值保持在$e\sim$ 0.75，与平面以上的高度无关。通过比较不同自转速度区间恒星的密度函数，我们发现大多数逆行星比逆行星更贫金属。
2018-06-27 astro-ph.GA
The K2-HERMES Survey: Age and Metallicity of the Thick Disc
星震学是研究银河系结构和演化的一种很有前途的工具，因为它可以探测恒星的年龄。早期的尝试比较了来自{ \it Kepler}卫星的地震数据和银河系模型的预测，发现模型预测的低质量恒星比观测到的质量分布要多。目前还不清楚这种不匹配是由于银河系模型的不准确，还是恒星选择功能的未知方面。使用新的数据从K2任务，它有一个明确的选择功能，我们发现，旧的金属贫厚盘，如在以前的银河系模型中使用的，是不兼容的asteroseisic信息。我们发现，光谱测量[Fe/H]和[ $α$ /Fe]元素丰度从GALAH调查表明，平均金属丰度为$\log (Z/Z_{\odot})=-0.16$厚光盘。这里$Z$是太阳尺度的有效金属丰度，它是[Fe/H]和[ $α$ /Fe]的函数。用修正的盘金属丰度，第一次，理论预测的地震质量分布与观测到的质量分布非常一致。这提供了一个间接的验证，小行星地震的质量比例关系是好的，在百分之五。使用的重要性抽样框架，考虑到选择功能，我们适合人口合成模型的银河系观测到的地震和光谱数据。假设星震的比例关系是正确的，我们估计厚盘的平均年龄约为10 Gyr，与旧的$α$增强厚盘的传统想法一致。
2019-04-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
The age structure of stellar populations in the solar vicinity. Clues of a two-phase formation history of the Milky Way disk
我们分析了高质量的丰度数据的太阳附近的恒星，并表明，有两个不同的制度[α/Fe]与年龄，我们确定为时代的厚和薄盘形成。金属丰度和[α/Fe]与年龄之间的紧密相关性在厚盘星上可以清楚地识别，这意味着这个种群是在4-5 Gyr的时间尺度上由混合良好的ISM形成的。厚盘星的垂直速度色散与年龄有关，最年轻的天体具有与薄盘星一样小的尺度高度。这两个结果的一个自然结果是，在这个人口中的垂直金属丰度梯度是预期的。我们认为，厚盘设置的初始条件形成的内部薄盘。这也解释了薄盘中金属丰度在7-10 kpc的台阶与厚盘中约R<10 kpc的限制之间的明显一致性。我们认为，外部薄盘的厚盘的影响之外，但也认为，高α-富集的外部区域可能源于原始污染的气体从厚盘排出。本地贫金属薄盘星，其性质最好的解释是起源于外盘，被证明是最年轻的厚盘（9-10 Gyr），这意味着外薄盘开始形成，而厚盘的形成仍在银河系内部进行。我们指出，由于紧密的年龄-丰度关系在厚盘，一个由内而外的过程会引起一个径向梯度的丰度在这个人口没有观察到。最后，我们认为，这里讨论的数据几乎没有留下空间的径向迁移，无论是污染了太阳附近，或者，有重新分布的恒星在整个太阳环的显着比例。
2013-10-23 astro-ph.GA
Not that simple: the metallicity dependence of the wide binary fraction changes with separation and stellar mass
宽双星部分（WBF）的金属丰度依赖性是研究宽双星形成的关键。虽然近年来发现了一些有争议的结果。在这里，我们结合了广泛的二元目录承认从盖亚EDR 3和恒星参数LAMOST调查这一主题。考虑到恒星温度在给定间距下的偏差，我们发现，对于s > 200 AU的薄盘，WBF和金属丰度之间的关系取决于温度。在4000 ~ 7500 K温度范围内，随着温度的升高，它由负变正.这种温度/质量的依赖性是没有看到厚盘。此外，WBF和金属丰度之间的总体趋势随着分离而变化，与以前的结果一致。它在小的分离处显示出反相关性，对于薄圆盘s < 200 AU，对于厚圆盘s < 600 AU。然后，在较大的分离处（数百到数千AU），它变成一个“弓形”形状，在薄盘的[Fe/H] ~ 0.1和厚盘的[Fe/H] ~ -0.5处达到峰值。最后，在1000 < s < 10000 AU时，薄圆盘的表面变得大致平坦。我们的工作为双星形成和演化的理论研究提供了新的观测证据。
2022-05-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Flattening Metallicity Gradient in the Milky Way's Thin Disk
我们计算的年龄，轨道和相空间坐标的样本$\sim$ 4万LAMOST和盖亚恒星。这些年龄是交叉匹配的，并与其他两个流行的年龄目录中使用不同方法得出的年龄值进行比较。在这$\sim$ 400万颗恒星中，我们选择了130万颗恒星的样本，并研究了它们的径向金属丰度梯度（由轨道半径确定）作为它们年龄的函数。这种分析是对按化学和轨道参数划分的数据的各个子集进行的。我们发现，通常使用的选择“薄盘”的明星（如低$α$化学或垂直薄轨道）产生径向金属丰度梯度一般增长较浅的最古老的恒星。我们将其解释为径向迁移（搅动）的标志性特征。将我们的样本限制在非常小的轨道Z $_{max}$（恒星积分轨道的最大高度），使这种趋势最为明显。基于化学的“薄盘”选择$α$贫乏的恒星显示出相同的趋势，但程度较小。有趣的是，我们发现化学和Z $_{max}$中的“厚盘”选择揭示了一个稍微正的径向金属丰度梯度，在所有年龄的大小似乎相似。这可能意味着厚盘人口是很好的年龄混合，但不是半径。这一发现可能有助于限制银河系形成早期的条件，并揭示不同金属含量气体的吸积和再吸积等过程。
2021-09-20 astro-ph.GA
Kinematics of Solar neighborhood stars and its dependency on age and metallicity
我们已经建立了一个包含最好的天体测量，光度，径向速度和天体物理数据的星表，主要是F型和G型恒星（称为天体物理数据相关的天体测量星表，ACAD），其中包含27，553条记录，并用于分析太阳附近的恒星运动学。利用Lindblad-Oort模型和ACAD计算了不同年龄/金属丰度区间的太阳运动和Oort常数。直接研究了运动学参数随恒星年龄和金属丰度的演化。结果表明，太阳运动在银河系自转方向上的分量（记为$S_2$）随年龄线性增加，这可能是散射过程的结果，在动力学冷盘中，其值为$8.0\pm1.2~\mathrm{km~s^{-1}}$ . $S_2$也随金属丰度线性增加，这表明径向迁移与金属丰度梯度相关。另一方面，太阳绕银河系中心的旋转速度与估计中使用的恒星年龄或金属丰度没有明显的相关性。
2014-05-22 astro-ph.GA
Supernova dust yields: the role of metallicity, rotation, and fallback
超新星（SNe）被认为在高红移星系的尘埃富集中起着重要作用，并且由于星际颗粒的寿命很短，在本星系的尘埃补充中起着重要作用。在这里，我们将探讨如何SN尘埃产量取决于质量，金属丰度，和祖星的旋转速率，以及爆炸的属性。为此，假设喷出物内均匀混合，我们量化的尘埃质量与祖质量$13~M_{\odot} \leq M \leq 120~M_{\odot}$，金属度$\rm -3 \leq [Fe/H] \leq 0$，旋转速率$\rm v_{\rm rot} = 0$和$300$ ~km/s的SN模型的样本产生的，爆炸与固定的能量$1.2 \times 10^{51}$ ~erg（FE模型）或校准的爆炸属性，以重现从SN观测（CE模型）推断的$\rm ^{56}Ni$ - $M$关系。我们发现，旋转有利于更有效的尘埃生产，特别是对于更大的质量，低金属量的恒星，但金属量和爆炸性能对尘埃质量及其组成的影响最大。在FE模型中，带有$M \leq 20 - 25 ~M_{\odot}$的SNe在形成粉尘方面更有效：单次爆炸中形成的$M_\odot$在0.1到1之间，当使用$\rm [Fe/H] = 0$时，其成分主要由硅酸盐、碳和磁铁矿颗粒组成，当使用$\rm [Fe/H] < 0$时，其成分主要由碳和磁铁矿颗粒组成。在CE模型中，喷出物是大量的，富含金属，粉尘的产生效率更高。尘埃质量随着$M$的增加…
2018-11-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Very Massive Star Models: I. Impact of Rotation and Metallicity and Comparisons with Observations
本文利用GENEC代码研究自转和金属丰度对极大质量恒星演化的影响，发现低金属丰度模型对自转敏感而高金属丰度模型受质量损失主导，并通过与LMC及R136星团观测比较，约束了质量损失、初始自转速度及黑洞形成质量上限。
2023-09-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Metallicity of the Monoceros Stream
我们提出了低分辨率MMT Hectospec光谱的594候选麒麟座流成员星。基于强烈的颜色-星等图过密度，我们在流的足迹内瞄准了三个字段，其中178度< l < 203度和-25度< b < 25度。通过比较所测得的铁丰度与那些预期从光滑的银河系组件单独，我们测量，第一次，麒麟座的光谱金属丰度分布函数。我们发现，流是从厚盘和晕，[Fe/H] =-1的化学不同，并没有检测到流的金属丰度与银河经度的趋势。从b = +25度到b = -25度，独角兽金属丰度的中位数上升了0.1度，尽管在模拟样品被盘和晕污染时的不确定性使这成为一个边缘检测。在每个领域，我们发现麒麟座有一个内在的[Fe/H]分散度为0.10-0.22 dex。从Ca II K线，我们测量了贫金属程序星子样本的[Ca/Fe]，其值为-1.1 < [Fe/H] <-0.5。在三个领域的两个，我们发现钙缺乏定性类似于以前报道的[Ti/Fe]在麒麟座和人马座潮汐流的丰度不足。此外，利用麒麟座中b ~ +/-25度指向的90个厚盘星的光谱，我们检测到0.22 dex的南北金属丰度不对称性，这与已知的RGC ~ 12 kpc和|Z| ~ 1.7 kpc的恒星密度不对称性相一致。我们的麒麟座[Fe/H]中值为-1.0，其相对较低的色散自然符合对中等亮度M_V ~ -13矮星系祖先的期望。
2012-05-03 astro-ph.GA
NGC 6822 as a probe of dwarf galactic evolution
NGC 6822是距离银河系最近的孤立矮不规则星系。它的接近度和恒星质量（$10^8 M_\odot$，对于矮星系来说很大）允许对其运动学特性进行详细的研究。星系中心的红巨星分支（RGB）恒星特别有趣，因为它们在垂直于星系更扩展的HI盘的轴上排列。我们使用凯克DEIMOS的光谱检测到RGB种群之间的速度梯度。该旋转与HI盘对齐，但是旋转的方向是围绕中心RGB群体的主轴。我们测量了五个金属丰度箱中RGB种群的旋转速度（$v$）和速度色散（$σ$）。我们发现随着金属丰度的增加，旋转支持（$v/σ$）增加，主要是由分散度降低驱动的。通过NGC 6822的HI速度曲线将观测到的恒星运动学与位置联系起来，我们还推导出在$-0.5$ ~kpc/dex处低金属量恒星的径向距离增加。虽然倒置的金属丰度梯度可以被解释为由外向内形成的证据，但它可能表明恒星反馈随着时间的推移扰乱了中心恒星形成的星系。
2020-09-09 astro-ph.GA
Chemical compositions of stars in two stellar streams from the Galactic thick disk
我们目前的丰度为20个元素的恒星在两个恒星流中确定的Arifyanto & Fuchs（2006，A&A，449，533）：18颗恒星来自大角星流和26个来自一个新的流，我们称之为AF 06流，都来自银河系厚盘。结果表明，这两个流是金属贫乏和非常古老的（10 $-$ 14 Gyrs）与运动学和丰度重叠的本地场厚盘星的属性。这两个流表现出的金属丰度范围，但相对元素丰度是相同的厚盘星相同的金属丰度。这些结果表明，这两种流都不能由疏散星团的溶解产生。这两条流都不太可能代表来自吸积卫星星系的潮汐碎片。这两个流的起源很可能是银河系内部的动力学扰动。
2012-07-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Correlations between kinematics and metallicity in the Galactic bulge: a review
最近对星系核球恒星的大规模观测使得我们能够绘制出核球运动学的详细地图。凸起表现出圆柱形旋转一致的盘状起源，通过酒吧驱动的长期演化。然而，金属丰度和运动学之间的相关性使这一图景复杂化。特别是已检测到具有不同运动学特征的贫金属部件。它的起源、密度分布以及与其他银河系恒星星族的联系目前仍然受到很大的限制。
2016-01-28 astro-ph.GA
Formation and Evolution of the Disk System of the Milky Way: [alpha/Fe] Ratios and Kinematics of the SEGUE G-Dwarf Sample
我们使用SEGUE调查中17，277颗G型矮星的低分辨率（R~2000）光谱测量的[α/Fe]比，将它们分成可能的薄盘和厚盘子样本。两个子样本都表现出强烈的轨道旋转速度与金属丰度的梯度，符号相反，薄盘为-20至-30 km/s/dex，厚盘为+40至+50 km/s/dex。旋转速度是不相关的银心距离薄磁盘子样本，并表现出一个小的趋势厚磁盘子样本。两个圆盘组件的旋转速度随着离平面的距离而减小，具有相似的斜率（-9.0 { \pm } 1.0 km/s/kpc）。厚盘星的轨道偏心率随金属丰度的变化趋势很强（约为-0.2/dex），而薄盘子样本的轨道偏心率不随金属丰度的变化而变化。对于薄盘族，偏心率几乎与银心半径无关，而对于厚盘族，偏心率随半径的变化存在一个边际梯度。这两个子样本具有类似的正梯度离心率与距离银河平面。薄盘和厚盘人口的偏心率分布的形状与到平面的距离无关，并且不包括显著数量的偏心率高于0.6的恒星。在我们考虑的几个当代磁盘演化模型中，径向迁移似乎在薄磁盘人口的演化中发挥了重要作用，但相对于富含气体的合并或磁盘加热方案，厚磁盘可能不那么重要。我们强调，为了进行详细的定量比较，我们的新数据使更多的物理现实的模型和模拟需要构建。
2011-06-28 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
Low-metallicity massive single stars with rotation. Evolutionary models applicable to I Zwicky 18
大规模的旋转的单星的初始金属成分适合矮星系I Zw 18（[Fe/H]= $-$ 1.7）的氢燃烧过程中的初始质量为9-300 M $_{\odot}$和0-900 km s $^{-1}$的旋转速度。在这些模型中的内部混合过程进行了校准的基础上观测到的样本中的麦哲伦星云的OB型恒星。即使是中等速度的旋转，这可能是丰富的金属丰度，发现进行有效的混合诱导旋转导致准化学均匀的演变。这些不断发展的模型在核心氢燃烧期间达到高达90 kK的有效温度。这一点，加上它们的中等质量损失率，使它们成为透明风紫外线强恒星（TWUIN星），它们的预期数量可能解释在I Zw 18和其他低金属量HeII星系中观察到的HeII电离光子通量。在$\sim$ 80 M $_{\odot}$以上的缓慢旋转恒星在核心氢燃烧过程中演化成B-到M-型超巨星，在I Zw 18的距离上，视星等高达$^{\mathrm{m}}$。这两种类型的恒星，TWUIN星和发光的晚型超巨星，都只在低金属丰度下被预测。在低金属丰度的大规模恒星演化的性质不同，从富含金属的环境。我们的网格可以用来解释本地恒星形成矮星系和高红移星系的观测，以及我们的银河系和它的球状星团的贫金属成分。
2015-06-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar populations in the Milky Way bulge region : Towards solving the Galactic bulge and bar shapes using 2MASS data
我们重新分析光度近红外数据，以调查为什么它是如此难以得到一个共识的形状和密度的法律的凸起，从文献中看到的。为了解决这个问题，我们使用贝桑松星系模型提供了一个方案的参数拟合的结构特征的隆起区。拟合过程允许确定凸出主结构的全局形状。我们探索了各种参数和形状的凸起/酒吧结构的基础上费雷尔的椭球体和适合的形状的内部光盘在同一过程中。结果表明，主结构是一个相当标准的三轴箱形杆/凸起，相对于太阳中心方向的取向约为13度。但是当我们添加第二个结构时，拟合得到了极大的改善，第二个结构是一个更长更厚的椭球体。我们强调，我们的第一个椭球体代表的主要boxy酒吧的银河系，厚的凸起可以是一个经典的凸起稍微扁平的酒吧潜力的影响，或内部厚盘对应。我们表明，在中纬度看到的双丛可以复制添加轻微耀斑的酒吧。为了更好地表征种群，我们进一步模拟了几个领域，这些领域已经在光谱学中进行了调查，并且金属丰度分布函数（EIB）可用。如果我们假设主棒具有平均太阳金属丰度，而第二个较厚的人口具有较低的金属丰度，则该模型与短轴上的这些平均值吻合得很好。然后，通过两种粒子的混合，自然地产生垂直的金属丰度梯度。（节略）
2012-01-20 astro-ph.GA
Chemical Abundances of the Milky Way Thick Disk and Stellar Halo I.: Implications of [alpha/Fe] for Star Formation Histories in Their Progenitors
我们给出了97颗附近贫金属（-3.3<[Fe/H]<-0.5）恒星的丰度分析，这些恒星具有银河系厚盘、内晕和外晕的运动学特征。利用斯巴鲁望远镜上的高色散光谱仪获得了样品星的高分辨率、高信噪比光谱。Fe，Mg，Si，Ca和Ti的丰度已经使用一维LTE丰度分析代码与Kurucz NEWODF模型大气导出。通过分配成员的样本星厚盘，内或外晕组件的基础上，他们的轨道参数，我们检查丰度比作为[Fe/H]和运动学的函数的三个子样本在宽的金属丰度和轨道参数范围。结果表明，在金属丰度为-1.5<[Fe/H]<=-0.5的范围内，厚盘星的平均[Mg/Fe]和[Si/Fe]比值一直很高，但分散度很小。相反，内晕星和外晕星的丰度比平均值较低，散射较大。在[Fe/H] $>-2$范围内，内晕星和外晕星的[Mg/Fe]、[Si/Fe]和[Ca/Fe]也随[Fe/H]呈弱的减小趋势。这些结果有利于MW厚的磁盘形成的方案，通过快速的化学富集主要是通过II型超新星的大质量恒星，而恒星晕形成至少部分通过吸积的祖先恒星系统已被化学丰富的不同的时间尺度。
2012-05-11 astro-ph.GA
Mapping the Asymmetric Thick Disk: III. The Kinematics and Interaction with the Galactic Bar
在本系列的前两篇论文中，Larsen等人（2010 a，b）描述了我们在内星系的微弱CCD调查，并绘制了第一象限（Q1）中厚盘星的超密度为5 kpc或更高。表现出最强过剩的区域在银河系圆盘中的酒吧密度等值线之上。在这第三篇关于非对称厚盘的论文中，我们报告了Q1中超过4000颗恒星的径向速度和金属丰度参数，在平面上方和下方以及平面上方的Q4中。我们证实了Parker等人（2004）首次报道的相应的运动学不对称性，扩展到更大的距离和更大的空间覆盖范围。Q1中的厚盘星相对于圆自转有60 - 70 km/s的自转滞后，而金属-弱厚盘星的自转滞后更大，为100 km/s。两者都落后于Q4中相应的种群约30 km/s。有趣的是，Q1中的盘星似乎也参与了大约30 km/s的旋转滞后。第一季度厚盘增强的旋转滞后延伸到距离太阳4千秒差距或更多。在3到4千秒差距时，我们的视线延伸到了棒近侧的密度等值线之上，当我们的视线直接越过棒时，旋转滞后似乎减少了。这是一致的“引力尾流”所引起的旋转酒吧在磁盘将陷阱和堆积恒星背后it. We得出结论，与恒星酒吧的动力学相互作用是最可能的解释所观察到的运动学和空间不对称性。
2010-12-07 astro-ph.GA
The GALAH survey: properties of the Galactic disk(s) in the solar neighbourhood
使用GALAH试点调查的数据，我们确定的银河系薄，厚磁盘附近的太阳能邻域的属性。这些数据覆盖了小范围的银心半径（$7.9 \leq R_\mathrm{GC} \leq 9.5$ kpc），但从银道面的高度延伸到4 kpc，在银河系反旋转方向（在经度$260 ^\circ \leq \ell \leq 280^\circ$）延伸到几kpc。这使我们能够可靠地测量化学和运动学定义的“厚”和“薄”盘的银河系的垂直密度和丰度分布。薄盘（低$α$种群）在d[M/H]/d $z=-0.18 \pm 0.01$ dex kpc $^{-1}$处表现出陡峭的负垂直金属丰度梯度，这与先前的研究大致一致。相反，其垂直$α$ -丰度分布几乎是平坦的，梯度为d[ $α$ /M]/d $z$ = $0.008 \pm 0.002$ dex kpc $^{-1}$。低$α$人口的陡峭的垂直金属丰度梯度与模型一致，其中径向迁移在薄盘的演化中起着重要作用。厚盘（高$α$群体）具有较弱的垂直金属丰度梯度d[M/H]/d $z = -0.058 \pm 0.003$ dex kpc $^{-1}$。厚盘的$α$ -丰度随高度几乎恒定，d[ $α$ /M]/$z$ = $0.007 \pm 0.002$ dex kpc $^{-1}$。金属丰度的负梯度和[ $α$ /M]的小梯度表明，高- $α$群体经历了一个沉降阶…
2018-02-27 astro-ph.GA
The Age-Metallicity Relation in the Solar Neighbourhood
本研究利用Gaia DR2和APOGEE-2数据，通过双组分高斯混合模型分薄、厚盘族，测得太阳邻域银盘年龄-金属丰度关系的斜率，证明建模需考虑银盘组分的不同形成场景。
2023-04-28 astro-ph.GA
Constraints on stellar rotation from the evolution of Sr and Ba in the Galactic halo
最近的研究表明，Sr和Ba在银河系中的化学演化可以解释，如果考虑到不同的生产地点，托管r-和s-过程。然而，明确识别这些网站的问题仍然没有解决。大质量的恒星被证明在生产的s-材料，如果旋转被认为是一个重要的作用。在这项工作中，我们详细研究了旋转的大质量恒星对Sr和Ba产生的贡献，以解释它们的化学演化，同时也限制了大质量恒星的旋转行为。采用随机化学演化模型再现了星系晕的富集过程。我们开发了新的模型数据比较的方法，这有助于客观地比较随机结果的观察。我们采用这些方法来估计的自由参数的值，描述了大质量恒星的旋转，假设是依赖于恒星的金属丰度。我们使用Sr和Ba的观测值来约束参数。在我们的随机模型中使用这些旋转大质量恒星的参数，我们能够正确地再现Sr和Ba的化学演化，而且Y，Zr和La。这些数据支持的平均旋转速度和它们的分散度与金属丰度的增加减少。我们的研究结果表明，一个金属度相关的旋转是一个必要的假设来解释的s-过程中的大质量恒星。我们的新方法的模型数据比较代表了一个很有前途的工具，为未来的银河系化学演化研究。
2021-01-13 astro-ph.GA
The effects of $^{22}$Ne sedimentation and metallicity on the local 40 pc white dwarf luminosity function
通过研究不同银河系金属丰度模型下的情景，分析了$^{22}$ Ne的沉积作用对本地白矮星光度函数的影响。我们利用一个最新的人口合成代码的基础上蒙特卡罗技术来获得合成光度函数。恒定太阳金属丰度模型不能同时再现白矮星光度函数的峰值和截止值。由于$^{22}$ Ne沉降而释放出的额外能量，使更多的物体堆积在光度函数暗端的较亮的仓中。一个单一的爆发厚盘人口的贡献增加了恒星的数量，在星等间隔为中心的$M_{\rm bol}=15.75$。在所研究的金属丰度模型中，遵循Twarog轮廓的模型是一次性的。我们的最佳拟合模型时，周围的太阳能金属丰度值的分散被认为是随着$^{22}$ Ne沉降模型，厚盘的贡献和年龄的薄盘的$8.8\pm0.2$陀螺仪。我们的人口合成模型是能够再现本地白矮星光度函数与高度的精度时，在太阳值模型周围的金属丰度分散。尽管$^{22}$ Ne沉降的影响很小，厚盘种群的贡献也很小，但它们都有助于更好地拟合白矮星光度函数的峰值和截止区域。
2019-06-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
