Chronology of our Galaxy from Gaia Colour-Magnitude Diagram-fitting (ChronoGal). I. The formation and evolution of the thin disk from the Gaia Catalogue of Nearby Stars
本研究提出CMDft.Gaia方法，通过拟合Gaia邻近恒星目录的CMD，重建了银河系薄盘的恒星形成历史，揭示了年龄-金属丰度关系中的断裂及多个恒星族群，实现了对太阳附近恒星年龄和金属丰度的高精度测定。
2024-02-14 astro-ph.GA
Analysis of Selected Runaway Stars in the Orion Nebula Based on Data from the Gaia EDR3 Catalogue
我们已经进行了蒙特卡罗模拟的几个失控的恒星的轨道使用它们的自行和自行从盖亚EDR 3目录。我们已经证实了这样的假设，即恒星AE Aur和$μ$ Col是$\sim$ 250万年前多系统分裂的产物，猎户座梯形可能是这对恒星的母星团。我们表明，从盖亚EDR 3目录的恒星$ι$猎户座的数据，主要是视差，不允许我们谈论的AE Aur，$μ$科尔，和$ι$猎户座的多重系统的分裂。HD 30112和HD 43112 $\sim$ 100万年前的近双星相遇已经被证实。近距离的三重相遇证实了恒星HD 30112和HD 43112从母星团Col 69中逃逸的假设。我们证明了HIP 28133和TYC 5368-1541-1从猎户座梯形星团中心10 pc以内的区域逃逸的概率为非零，并且它们在250万年前距离猎户座梯形$\sim$中心小于20 pc的概率相当高（约为8%）。科学家首次证实，盖亚EDR 3 3021115184676332288和盖亚EDR 3 2983790269606043648在110万年前分裂成双星系统$\sim$的概率约为0.5%。盖亚EDR 3 3021115184676332288星有大约16%的概率在100万年前从猎户座梯形星团$\sim$中心10 pc以内的区域逃逸。
2021-05-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Exploring open cluster properties with Gaia and LAMOST
在Gaia DR 2中，天文测量达到了亚质量的前所未有的高精度水平，光度测量达到了mmag。利用这些天体测量和光度学在盖亚DR 2中确定的星系团成员，我们可以获得可靠的星系团性质的测定。然而，由于Gaia光谱观测在处理稠密星团区域方面的缺陷，Gaia DR 2星团成员星的视向速度和金属丰度的数量仍然缺乏。在这项研究中，我们的目标是通过结合LAMOST光谱来改善团簇的性质。特别地，我们提供了一个带有光谱参数的星团成员列表，作为LAMOST DR 5的一个附加值目录，它可以用来进行详细的研究，以便更好地了解恒星的性质，通过使用它们的光谱和来自主星团的基本性质。我们将LAMOST DR 5中的光谱目录与Cantat-Gaudin et al.2018中确定的星团成员进行交叉匹配，然后使用具有光谱参数的成员来推导疏散星团的统计特性。我们获得了8811个成员的光谱参数和295个集群属性的目录。此外，我们还用编制的疏散星团作为示踪剂研究了径向和垂直金属丰度梯度以及年龄-金属丰度关系，发现斜率分别为-0.053 $\pm$ 0.004 dex kpc $^{-1}$，-0.252 $\pm$ 0.039 dex kpc $^{-1}$和0.022 $\pm$ 0.008 dex Gyr $^{-1}$。年轻星团（0.1Gyr < Age <2Gyr）的金属丰度分布关系和6 Gyr以内星团的年龄-…
2020-06-16 astro-ph.GA
Dissecting the stellar content of Leo I: a dwarf irregular caught in transition
狮子座I被认为是本星系群中最年轻的矮椭球体之一。它的孤立，延长的恒星形成历史（SFH），以及最近的近银河系通道（~1 Gyr ago）使Leo~I成为最有趣的邻近恒星系统之一。在这里，我们分析深测光哈勃空间望远镜的数据，通过颜色星等图拟合技术，研究其全球和径向分辨率SFH。我们发现，全球恒星形成增强狮子座I ~13，5.5，2.0，和1.0 Gyr前，之后，它基本上是淬火。在以前的作品集中在狮子座我的背景下，我们解释最古老和最年轻的被链接到一个早期的形成（幸存的再电离）和最新的perigalacticon通道（从dIrr到dSph的过渡），分别。我们清楚地发现了~5-6和~13 Gyr年龄的贫金属星（[Fe/H]~ 2）的存在。我们推测，狮子座I中的这种贫金属人口可能与低质量系统（可能是超暗矮星）的合并有关。这一事件可能触发了恒星的形成（恒星形成的高峰期大约在5.5 Gyr前），并从LeoI的吸积系统中积累了古老的贫金属恒星。一些在此事件中诞生的恒星也会由低金属量的吸积气体形成（导致5-6 Gyr低金属量尾）。鉴于2.0 Gyr爆发的强度和范围，我们假设这种增强也可能有外部来源。尽管淬火的恒星形成约1 Gyr前（最有可能引起的冲压压力剥离与银河系晕在近心点），我们报告的恒星的存在，年轻的3亿至5亿年。我们还区分两个明确的空间区域：内部~190 pc呈现出均匀的恒星含量（在狮子座的气…
2020-12-14 astro-ph.GA
The Gaia DR2 halo white dwarf population: the luminosity function, mass distribution and its star formation history
我们分析了由盖亚第二次数据发布确定的95个晕白矮星候选者的体积有限的几乎完整的100 pc样本。基于一个详细的人口合成模型，我们应用的方法，依赖于盖亚天体测量和测光精确地推导出个人的白矮星参数（质量，半径，有效温度，辐射热光度和年龄）。用我们的25颗白矮星进行了测试，我们对它们进行了光谱分析。我们建立和分析的晕白矮星光度函数，我们发现第一次可能的证据，在其最暗的结束，导致年龄估计$\simeq12\pm0.5 $陀螺。样品的质量分布在$0.589\,M_{\odot}$处达到峰值，白矮星的$71\%$质量低于$0.6\,M_{\odot}$，只有两颗质量超过$0.8\,M_{\odot}$的白矮星。从年龄分布中，我们发现了三颗总年龄超过12 Gyr的白矮星，其中J1312-4728是已知年龄最大的白矮星，年龄为$12.41\pm0.22 $ Gyr。我们证明，恒星形成的历史主要特点是爆发的恒星形成，发生在10至12 Gyr在过去，但延长到8 Gyr。我们还发现，恒星形成历史的峰值集中在11 Gyr左右，这与盖亚-土卫二相遇的当前年龄相符。最后，我们的晕样本的$13\%$被高速年轻物体（总年龄<7 Gyr）污染。这些白矮星的起源尚不清楚，但它们的年龄分布可能与人马座星系的遭遇相符。
2021-01-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
The intermediate age population of the Galactic halo
我们最近了解到，银河系的内晕包含一个运动学相干的组成部分（盖亚-土卫二），来自10个Gyrs前的一次重大合并。相比之下，内晕（定义为排除麦哲伦流）不包含类似的十亿年前的闯入者恒星星族。我们用来设置相应上限的示踪剂是盖亚渐近巨星分支星，而不是盖亚运动学。主要样品是用SkyMapper测光从Gaia DR 2中提取的。这是补充PanSTARRS和2 MASS测光。随着盖亚任务的进行，星系晕中的恒星形成历史应该会出现。
2019-03-13 astro-ph.GA
Chronology of our Galaxy from Gaia colour-magnitude diagram fitting (ChronoGal) -- III. Age and metallicity distribution of Gaia-Sausage-Enceladus stars near the Sun
Universidad de Granada（格拉纳达大学）；Instituto Carlos I de Física Teórica y Computacional, Facultad de Ciencias（理论计算物理卡洛斯一世研究所，理学院）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利群岛天体物理学研究所）；Departamento de Astrofísica, Universidad de La Laguna（拉古纳大学天体物理学系）；INAF – Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna（博洛尼亚空间天体物理学与科学国家天文台）；Dipartimento di Fisica e Astronomia, Università degli Studi di Bologna（博洛尼亚大学物理与天文学系）；Kapteyn Astronomical Institute, University of Groningen（格罗宁根大学卡普坦天文研究所）；Institute for Computational Cosmology, Department of Physics, Durham University（达勒姆大学物理学院计算宇宙学研究所）
通过 Gaia-Sausage-Enceladus 恒星的年龄和金属丰度分布，研究银河系恒星形成历史及合并事件。
2025-02-27 astro-ph.GA
A sextet of clusters in the Vela OB2 region revealed by Gaia
使用盖亚DR 2数据，结合来自AD-HOC调查的OmegaCAM地基光学测光，以及ESO-Gaia的详细径向速度测量，我们详细分析了Wolf-Rayet恒星$γ^2$ Vel周围的10 x5度区域，包括以前已知的星团Gamma Vel和NGC 2547。使用聚类分析，考虑位置，自行和视差，我们发现6个集群或协会-其中4个出现新的。对这些星团的色星等图的分析表明，其中4个星团是在1000万年前由同一分子云共同形成的，而NGC 2547则是在3000万年前与新发现的星团一起形成的。这项研究显示了盖亚为研究年轻的星团提供的令人难以置信的丰富数据。
2018-07-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
HST/ACS Direct Ages of the Dwarf Elliptical Galaxies NGC 147 and NGC 185
我们提出了最深的光学测光的任何矮椭圆（dE）星系的基础上，哈勃太空望远镜ACS的观测本集团dE星系NGC 147和NGC 185。由此产生的F606 W和F814 W色星等图是第一个到达dE星系中主序星转折点以下的图，使我们能够确定这些系统中完整的恒星形成历史。ACS场位于距离星系中心约1.5有效半径处，以避免光度拥挤。虽然我们在两个dEs的ACS指向显示了老年和中等年龄恒星的明确证据，但NGC 147的平均年龄比NGC 185年轻4 Gyr。在NGC 147中，只有40%的恒星在12.5 Gyr（z~5）之前就存在了，剩下的大部分恒星星族在5到7 Gyr之间形成。相比之下，70%的恒星形成于12.5 Gyr之前，其余的大多数形成于8到10 Gyr之间。至少在3 Gyr之前，ACS的两个区域的恒星形成都停止了。先前在NGC 185中心区域的观测显示，恒星形成的证据可以追溯到1亿年前，并且随着半径的增加，有很强的金属丰度梯度。我们认为NGC 185的轨道比NGC 147有更大的近心点，这使得它能够保持径向梯度，并保持一个小的中央再循环气体库。我们解释了恒星形成历史的差异，暗示NGC 185比NGC 147更早进入M31环境。
2015-03-23 astro-ph.GA
The Fall of a Giant. Chemical evolution of Enceladus, alias the Gaia Sausage
我们提出了土卫二的第一个化学演化模型，别名盖亚香肠，研究银河系在一次重大合并事件中吸积的最大质量卫星之一的恒星形成历史。我们最好的土卫二化学演化模型很好地符合观测到的恒星[ $α$ /Fe]-[Fe/H]化学丰度的趋势，并再现了观测到的恒星金属丰度分布函数，假设低恒星形成效率，快速下降的时间尺度，和温和的外流强度。我们预测了土卫二恒星$12.33^{+0.92}_{-1.36}$ Gyr的平均年龄，并且-在与我们的银河系合并时（$\approx10$ Gyr ago来自Helmi等人）- 我们预测土卫二的总恒星质量为$M_{\star} \approx 5 \times 10^{9}\,\text{M}_{\odot}$。通过观察我们最好的模型的预测，我们讨论了银河系和土卫二等系统之间的合并事件可能抑制了气体在高红移时吸积到星系盘上，加热了晕中的气体。这种情况可以解释我们的银河系的恒星形成活动约10 Gyr前，这是由银河系化学演化模型预测的淬火延长期，以再现观察到的双峰性[ $α$ /Fe]-[Fe/H]之间的厚盘和薄盘恒星。
2019-05-12 astro-ph.GA
Characterisation of local halo building blocks: Thamnos and Sequoia
本研究利用Gaia数据和CMD拟合技术，首次刻画了本地逆行晕族子结构Sequoia和Thamnos的年龄与金属丰度分布，揭示了这些古老构建块的质量积累步伐及吸积时间。
2025-06-30 astro-ph.GA
Towards a fully consistent Milky Way disk model -- IV. The impact of Gaia DR2 and APOGEE
我们提出了一个更新的版本的半解析Just-Jahreibrium（JJ）模型的银河系磁盘和限制其参数在太阳附近。JJ模型的新特征包括一个简单的双组分气体盘，在时间上扩展的厚盘的恒星形成率（SFR）函数，以及分子气体和薄盘种群运动学之间的相关性。在这里，我们研究的垂直数密度分布和W-速度分布确定从200万本地恒星的盖亚DR 2。我们还调查了一个明显的赫斯图的盖亚恒星选择在一个圆锥体积对银河系的两极。使用恒星演化库，我们合成恒星星族与四个斜率打破幂律初始质量函数（IMF），SFR，和年龄金属丰度关系（AMR）。后者与观测到的来自APOGEE的本地红团（RC）巨星的金属丰度分布一致。在贝叶斯方法中，我们使用MCMC方法在多维参数空间中对后验概率分布进行采样。我们发现，盖亚恒星的空间分布和运动意味着最近的两个SF爆发中心的年龄为~0.5 Gyr和~3 Gyr，其特点是一个~30%和~ 55%SF增强，分别相对于一个单调下降的SFR连续。发现与这种SF过剩相关的恒星星族在动力学上是热的：它们的W速度色散为~12.5 km/s和~26 km/s。新的JJ模型能够再现本地恒星计数，精度约为5%。使用Gaia DR 2数据，我们自洽地约束了更新后的JJ模型的22个参数。我们的优化模型预测两个SF爆发在过去的~4 Gyr，这可能指向最近的气体注入事件。
2021-02-18 astro-ph.GA
The age-metallicity relationship in the Fornax spheroidal dwarf galaxy
我们产生了一个全面的领域恒星年龄金属丰度的关系（AMR）从最早的时代，直到~ 1 Gyr前的三个领域在天炉座dSph星系使用VI光度数据获得的FORS 1在VLT。我们发现，最里面的一个不包含占主导地位的非常古老的恒星（年龄> 12 Gyr），而相对较外的领域不占代表性的星场人口小于~ 3 Gyr。当聚焦于最突出的恒星星族时，我们发现，导出的AMR是由外向内恒星形成过程的证据所雕刻的。所研究的磁场显示双峰金属丰度分布分别在[Fe/H] =（-0.95 +-0.15）dex和（-1.15或-1.25 +-0.05）dex处达到峰值，但仅在整个星系寿命的前半段。此外，更多的金属丰富的人口似乎是更多的外部领域，而在最里面的天炉座领域的两个金属丰度人口的贡献似乎是相似的。我们还发现，在~ 6 Gyr前的金属丰度离散度是非常大的，而在~ 1-2 Gyr的内禀金属丰度离散度结果小于相对老的几代恒星。我们将这些结果解释为两个星系可能合并的结果，这将引发一个恒星形成爆发过程，该过程在6到9 Gyr前达到峰值，这取决于该领域在星系中的位置。
2014-06-23 astro-ph.GA
Chronology of our Galaxy from Gaia CMD-fitting (ChronoGal): the early formation of the Milky Way disk and the impact of Gaia-Sausage-Enceladus
本研究利用专为Gaia数据开发的CMDft.Gaia程序拟合颜色-星等图，推导银河系不同组分的动态演化恒星形成历史，明确了厚盘早期形成、GSE并合触发恒星暴及薄盘后续演化的时间线。
2025-03-21 astro-ph.GA
The Gaia-ESO Survey: radial metallicity gradients and age-metallicity relation of stars in the Milky Way disk
我们研究了银河系盘中FGK星的年龄、金属丰度和α增强之间的关系。这些结果是基于对Gaia-ESO大型恒星巡天的高分辨率UVES光谱的分析。我们探讨了观测数据集的局限性，即恒星参数的准确性和光度目标预选引起的选择效应。我们发现，在调查中的颜色和震级削减抑制老金属丰富的恒星和年轻的金属贫乏的恒星。在年龄-金属丰度关系的某些区域，这种抑制可能高达97%。该数据集由144颗恒星组成，年龄范围从0.5 Gyr到13.5 Gyr，银心距离从6 kpc到9.5 kpc，与平面的垂直距离为0 < |Z| < 1.5 kpc。在此基础上，我们发现：（1）在0 Gyr到8 Gyr年龄范围内，观测到的年龄-金属丰度关系几乎是平坦的;（2）在9 Gyr以上的年龄，[Fe/H]值下降，明显缺乏富金属星，这不能用巡天选择函数来解释;（4）[Mg/Fe]随年龄增加而增加，但在> 9 Gyr时[Mg/Fe]的离散度并不像其他研究所认为的那样小。在协议与早期的工作，我们发现，径向丰度梯度的变化作为从平面的垂直距离的函数。[Mg/Fe]梯度变陡并变为负值。此外，我们表明，内盘不仅是更丰富的α相比，外盘，但也老，独立跟踪的年龄和Mg丰度的恒星。
2014-04-09 astro-ph.GA
Tracing the Galactic Disk with Gaia DR3: A Deep Study of Berkeley 17, 18, and 39 Open Star Clusters
Cairo University（开罗大学）；Northern Border University（北部边界大学）；Istanbul University（伊斯坦布尔大学）；King Abdulaziz University（阿卜杜勒阿齐兹国王大学）；National Research Institute of Astronomy and Geophysics (NRIAG)（国家天文地球物理研究所）
利用Gaia DR3数据，研究伯克利17、18和39星团的年龄、距离和动态特性，揭示其属于银河外盘人口。
2026-01-21 astro-ph.GA
Did the Gaia Enceladus/Sausage merger form the Milky Way's bar?
本文利用Auriga宇宙学模拟研究银河系棒形成与GES并合事件的关系，发现类GES并合通过潮汐力在10亿年内触发棒形成，移除并合体则使棒形成延迟约20亿年，表明GES可能促成了银河系棒及其延展盘的形成。
2024-03-28 astro-ph.GA
The Milky Way's Shell Structure Reveals the Time of a Radial Collision
我们首次在银河系中发现了壳层结构。我们使用斯隆数字巡天、盖亚和LAMOST数据在室女座高密度（VOD）区域和大力神天鹰座云（HAC）区域发现了2个贝壳。这些壳星是先前被确认为室女座径向合并（VRM）的子结构的子集。这些壳层的时间参数表明，它们的祖先矮星系在2.7 +/- 0.2 Gyr前穿过银河系中心。根据碰撞的时间，VRM也可能与在盘和/或飞溅的垂直运动中产生相空间螺旋的现象有关，并可能导致内盘中恒星形成的爆发。我们分析相混合的径向合并N体模拟的集合，并发现，壳结构类似于银河系数据中观察到的消失后，5 Gyr碰撞银河系中心。用于计算VRM合并时间的方法能够可靠地恢复这些模拟的正确合并时间。以前的工作支持VRM和盖亚香肠/盖亚-土卫二合并是相同的想法。然而，盖亚香肠被广泛认为是8- 11 Gyr岁。如果更大的年龄与祖先穿过维里半径时的坠落时间有关，那么不同的年龄可以调和;我们不限制祖先与银河系结合的时间。或者，盖亚香肠可能比以前想象的更年轻。
2020-09-09 astro-ph.GA
Panchromatic Hubble Andromeda Treasury. XIX. The Ancient Star Formation History of the M31 Disk
我们映射的恒星形成历史M31的拟合恒星演化模型的颜色星等图的每一个83 $''{\times}$ 83 $''$（0.3 $\times$ 1.4千秒差距，去投影）的PHAT调查以外的最里面的6 $'{\times}$ 12 $'$部分。我们发现，大部分的恒星形成发生在$\sim$ 8 Gyr前，其次是一个相对平静的时期，直到$\sim$ 4 Gyr前，随后的恒星形成插曲约2 Gyr前，并返回到相对平静。年龄超过2 Gyr的种群似乎没有什么结构，这表明自那个时代以来有很大的混合。最后，假设Kroupa IMF从0.1 $-$ 100 M $_{\odot}$，我们发现，在过去的14 Gyr的恒星形成的总量在该地区，我们已经拟合模型是5 ${\times}$ 10 $^{10}$ M $_{\odot}$。拟合这一恒星形成的径向分布，并假设方位角对称，（1.5 $\pm$ 0.2）${\times}$ 10 $^{11}$ M $_{\odot}$的恒星形成在M31盘作为一个整体，（9 $\pm$ 2）${\times}$ 10 $^{10}$ M $_{\odot}$的可能已经生存到现在后，占进化的影响。这个质量大约是M31总动力学质量的五分之一。
2017-08-08 astro-ph.GA
Joint inference of the Milky Way star formation history and IMF from Gaia all-sky $G < 13$ data
本研究利用BGM FASt框架拟合Gaia DR3全天700万颗恒星的色星等图，联合推断银盘恒星形成历史与初始质量函数，评估了不同恒星演化模型的系统误差影响，为后续研究早期银盘演化奠定基础。
2025-03-14 astro-ph.GA
Selecting accreted populations: metallicity, elemental abundances, and ages of the Gaia-Sausage-Enceladus and Sequoia populations
确定在银河系中发现的恒星是原地形成的还是吸积的可能是一项复杂而不确定的任务。我们使用盖亚运动学和APOGEE元素丰度选择属于盖亚香肠土卫二（GSE）和红杉吸积事件的恒星。这些样品被用来表征GSE和红杉人口金属丰度分布函数，元素丰度模式，年龄分布和祖质量。我们发现GSE人群的平均[Fe/H] $\sim -1.15$和平均年龄为$10-12$ Gyr。GSE在[Mg/Fe]与[Fe/H]中具有单一序列，与SN Ia Fe贡献的开始一致，并且$\sim -0.25$ dex的[Al/Fe]一致较低。红杉种群的衍生特性强烈依赖于运动选择。我们认为选择最少的污染是$J_ϕ/J_{\mbox{tot}} < -0.6$和$(J_z - J_R)/J_{\mbox{tot}} < 0.1$。这导致平均[Fe/H] $\sim -1.3$和平均年龄为$12-14$ Gyr。红杉星群有着复杂的元素丰度分布，主要是高[Mg/Fe]恒星。我们使用GSE [Al/Fe]与[Mg/H]丰度分布来告知吸积星的基于化学的选择，其用于从GSE和红杉样本中去除可能的污染星。
2021-09-10 astro-ph.GA
The formation history of our Galaxy's nuclear stellar disc constrained from HST observations of the Quintuplet field
本文利用哈勃空间望远镜对五合星团天区的观测，通过红团簇巨星消红化和F153M光度函数拟合，发现银河系核区恒星盘超过70%的质量形成于100亿年前以上，约15%形成于约10亿年前，证实该结构非常古老。
2023-04-04 astro-ph.GA
Disk settling and dynamical heating: histories of Milky Way-mass stellar disks across cosmic time in the FIRE simulations
基于FIRE-2模拟14个银河系质量星系，本文划分恒星盘沉降三阶段并比较形成时与现今速度弥散，揭示盘沉降和形成后加热的作用。
2023-11-21 astro-ph.GA
Chronology of our Galaxy from Gaia colour-magnitude diagram fitting (ChronoGal): IV. On the inner Milky Way stellar age distribution
本研究利用太阳邻域超富金属恒星的年龄分布，推测银河系内部恒星形成呈 episodic 模式，多数事件与已知并合事件吻合，为恒星棒形成时间提供了新线索。
2025-10-02 astro-ph.GA
Towards Galactic Archaeology with Inferred Ages of Giant Stars From Gaia Spectra
Mullard Space Science Laboratory, University College London（穆拉德空间科学实验室，伦敦大学学院）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；Kavli Institute for Particle Astrophysics & Cosmology (KIPAC), Stanford University（卡弗里粒子天体物理与宇宙学研究所（KIPAC），斯坦福大学）；Research School of Astronomy and Astrophysics, Australian National University（天文与天体物理研究学院，澳大利亚国立大学）；School of Computing, Australian National University（计算机学院，澳大利亚国立大学）；Department of Physics and Astronomy, University College London（物理与天文学系，伦敦大学学院）；Dipartimento di Fisica e Astronomia, Universita´ degli Studi di Bologna（物理与天文学系，博洛尼亚大学）；INAF – Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio（意大利国家天体物理研究所-空间天体物理与科学观测站）
利用Gaia光谱数据，通过机器学习推断巨星级别恒星年龄，揭示银河系盘恒星的时间和化学特征，增强对银河系形成和演化的理解。
2026-01-07 astro-ph.GA
The Age of the Galactic Stellar Halo from Gaia White Dwarfs
我们使用156 044白矮星候选人与$\geq5σ$显著视差测量从盖亚任务来测量银河系盘的速度色散; $(σ_U,σ_V,σ_W) = (30.8, 23.9, 20.0)$ km s $^{-1}$。我们确定了142个对象是不一致的磁盘成员资格在$>5σ$级别。这是迄今为止发现的最大的场晕白矮星样本。我们进行了详细的模型大气分析，使用光学和近红外测光，并限制每个白矮星的质量和冷却年龄。我们的目标的白矮星冷却年龄范围从J1657+2056的700万年到J1049-7400的10.3 Gyr。后者基于白矮星的物理学原理，为内晕的年龄提供了一个10.3 Gyr的可靠下限。包括白矮星演化前的寿命，并将我们的样本限制在最近形成的白矮星，冷却年龄为$<500$ Myr，我们估计银河系内晕的年龄为$10.9 \pm 0.4$ Gyr（仅内部误差）。我们样本中最冷的白矮星也给出了类似的结果。例如，J1049-7400的总年龄为10.9-11.1 Gyr。我们的年龄测量与其他测量的内晕年龄一致，包括基于白矮星的球状星团M4、NGC 6397和47 Tuc的测量。
2018-10-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spatio-temporal map of star clusters in the Magellanic Clouds using Gaia: Synchronized peaks and radial shrinkage of cluster formation
基于Gaia DR3数据，研究对麦哲伦云1710个LMC和280个SMC星团进行参数化，首次发现1.5 Gyr和800 Myr两个同步星团形成峰值，揭示了星团形成的径向收缩及星系相互作用证据。
2024-01-10 astro-ph.GA
Insights from Super-Metal-Rich Stars: Is the Milky Way bar young?
通过分析169,701颗Gaia-DR3恒星的轨道、年龄和金属丰度，发现超富金属恒星数量在约3 Gyr前急剧下降，表明银河系棒形成时期约在3-4 Gyr前结束，并可能触发了同期盘中的恒星形成暴发，从而支持银河系棒较为年轻的观点。
2023-11-28 astro-ph.GA
Comparison of the Orbital Properties of the Milky Way Globular Clusters from the Data of the Gaia DR2 and EDR3 Catalogs
我们提供了152个球状星团的轨道参数的新值，这些参数是使用从盖亚EDR 3目录数据获得的新的平均自行计算的。轨道被集成5 Gyr回在轴对称的三分量的潜力与球形凸起，磁盘组件，和球形暗晕的Navarro-Frenk-White形式，我们使用的旋转曲线与大的银河系中心的距离高达200千秒差距的对象进行了改进。所获得的轨道参数进行了比较的轨道参数的相同的球状星团计算之前在相同的重力位使用自行盖亚DR 2目录数据。确定了轨道发生重大变化的物体。
2021-08-19 astro-ph.GA
Stellar Inventory of the Solar Neighborhood using Gaia DR1
太阳附近不同类型恒星的绝对数量和密度分布是研究初始质量函数、恒星演化和星系结构的基础。使用数据从盖亚DR 1 Tycho-Gaia天体测量解决方案，我们重建盖亚的选择函数，我们确定盖亚的体积完整性，当地的数密度，和垂直剖面的不同光谱类型沿主序列从早期的A星晚K星，以及沿巨型分支。我们清楚地探测到，所有类型恒星的密度剖面在中面附近都呈现出预期的平坦化：所有垂直剖面都能很好地用sech ^2剖面表示，标度高度从A星的约50 pc到G和K矮星和巨星的约150 pc不等。我们确定了M_V < 7（M >~ $0.72 M_\odot$）主序和M_J >~-2.5巨星支的光度函数。将其转换为质量函数，我们发现沿着主序星的高质量（M > $1\,M_\odot$）现今质量函数为d n / d M = 0.016 $(M/M_\odot)^{-4.7}$星/pc ^3/ $M_\odot$。在M = $0.72\,M_\odot$以下外推，我们发现中面恒星的总密度为0.040+/-0.002 $M_\odot$ /pc ^3。巨星的贡献率为0.00039+/-0.00001颗星/pc ^3或约0.00046+/-0.00005 $M_\odot$ /pc ^3。恒星形成率面密度为：ψ（t）= 7+/-1 exp（-t/[7+/-1 Gyr]）$M_\odot$ /pc^2/Gyr。总的来说，我们…
2017-07-14 astro-ph.GA
Galaxy And Mass Assembly (GAMA): A forensic SED reconstruction of the cosmic star formation history and metallicity evolution by galaxy type
我们应用光谱能量分布（SED）拟合代码ProSpect的多波长成像$\sim$ 7,000星系从$z<0.06$的GAMA调查，以提取其恒星形成的历史。我们结合一个参数描述的恒星形成的历史与一个封闭的盒子中的金属丰度的演变，目前的气相金属丰度的星系是一个自由参数。我们用这种方法表明，我们能够恢复观测确定的宇宙恒星形成历史（CSFH），这表明恒星形成在宇宙的正确时代，平均而言，我们正在进行SED拟合的方式。我们还显示了贡献的CSFH的星系不同的当今视觉形态，和恒星质量。我们的分析表明，今天椭圆星系中的一半质量是在11 Gyr前。在其他形态类型中，恒星质量形成较晚，对于现在的不规则星系来说，形成时间可达6 Gyr。同样，我们样本中最大质量的星系在11 Gyr前形成了一半的恒星质量，而最小质量的星系在4 Gyr前达到了这个阶段（众所周知的“星系缩小”效应）。最后，我们的金属丰度方法使我们能够遵循星系种群气相金属丰度的平均演化，并提取恒星和气体中宇宙金属质量密度的演化，产生与宇宙中金属密度的独立，高红移观测广泛一致的结果。
2020-10-07 astro-ph.GA
60 candidate high-velocity stars originating from the Sagittarius dwarf spheroidal galaxy in Gaia EDR3
利用Gaia早期数据发布3（Gaia EDR 3）的自行和几次巡天的视向速度，通过轨道分析确定了60颗可能起源于人马座矮椭球星系（Sgr）的总速度大于75%逃逸速度的候选高速星。Sgr的引力对结果的影响很小，而大麦哲伦星云的引力只对少数恒星有不可忽略的影响。这些恒星最接近Sgr的时刻是在Sgr通过其近心点时（$\sim$ 3820万年前），这表明它们是从Sgr潮汐剥离出来的。这些恒星在HR图中的位置和其中19颗具有[Fe/H]的化学性质与Sgr成员星相似。这与它们的吸积起源的假设是一致的。60颗中有两颗是超高速星，也可能是由希尔斯机制产生的。
2022-06-27 astro-ph.GA
Coma Berenices: first evidence for incomplete vertical phase-mixing in local velocity space with RAVE - confirmed with Gaia DR2
在Gaia DR 2发表之前，我们与RAVE和TGAS确认了Quillen ey等人最近在GALAH调查中关于太阳附近后发座Berenices移动群的观察，即它只存在于负银河纬度。这使我们能够表明，它是相干的垂直速度，提供了第一个证据，不完全垂直相混合。我们估计第一次从动力学参数，移动集团必须形成最多~ 1.5 Gyr前，并与此相关的人马座矮卫星星系的近心通道。本说明是原始arXiv文章的重写版本，现在还包括我们对Gaia DR 2的发现的确认。
2018-05-08 astro-ph.GA
Thick-to-thin disc transition and gas disc shrinking induced by the Gaia-Sausage-Enceladus merger
该研究利用APOGEE DR17与Gaia DR3红巨星按年龄拟合银盘运动学，发现约100亿年前厚盘转薄盘及标长凹陷，并结合Auriga模拟提出GSE并合改变气体吸积模式并导致气体盘收缩。
2025-09-26 astro-ph.GA
Galaxy simulations in the Gaia era
我们生活在这样一个时代，大量的银河系恒星的天体测量、光度测量、星震和光谱数据正在被获取，比大约十年前大了许多数量级。由于盖亚天体测量任务和后续的地面光谱调查，在未来5-10年内，大约有1000 - 2000万颗恒星将获得准确的6D运动学和化学成分测量。KEPLER-2、PLATO和TESS将提供其中很大一部分的星震年龄。在这篇文章中，我们概述了一些悬而未决的问题，有关银河系的形成和演化，并认为，由于在盘状星系的形成所涉及的物理过程的复杂性，在宇宙学的背景下，银河系观测的解释需要数值模拟。我们还详细讨论了银河系厚盘的形成，化学动力学模型和径向迁移的影响。
2017-10-09 astro-ph.GA
The Space Motion of Leo I: Hubble Space Telescope Proper Motion and Implied Orbit
我们提出了第一个绝对自行测量狮子座I，基于两个时代的HST ACS/WFC图像分离约5年。狮子座I型恒星相对于100个背景星系的平均位移意味着其自行为（mu_W，mu_N）=（0.1140 +/- 0.0295，-0.1256 +/- 0.0293）mas/yr。根据太阳反射运动修正后的银河系速度矢量，其径向和切向分量分别为Vrad = 167.9 +/- 2.8 km/s和Vtan = 101.0 +/- 34.4 km/s。我们研究了详细的轨道历史的狮子座I通过解决其运动方程的时间向后的银河系及其周围星系的一系列合理的质量模型。狮子座I在2.33 +/- 0.21 Gyr前进入银河系维里半径，很可能是第一次坠落。它在1.05 +/- 0.09 Gyr前以91 +/- 36 kpc的银河中心距离进行了一次近着丝粒接近。我们将这些时间尺度与狮子座I的恒星形成历史中的特征时间尺度相关联，这表明恒星形成活动增强了~2 Gyr ago和淬火~1 Gyr ago。从我们的计算中没有迹象表明其他星系对狮子座I的轨道有显著的影响，尽管有一个小的可能性，它可能在最后的~1 Gyr内与小熊座或狮子座II发生了相互作用。对于大多数可能的银河系质量，观测到的速度意味着狮子座I被束缚在银河系中。然而，考虑到它最近的坠落，将它包括在假设动态平衡的银河系卫星群模型中可能并不合适。狮子座I轨道的完整（非径向）…
2013-04-26 astro-ph.GA
The Local Group Dwarf Galaxies: The Star Formation Histories derived using the Long Period Variable stars
本星系群（LG）中的矮星系代表了一个独特的，以及不同的家庭的示踪剂的最早阶段的星系组装和处理所造成的星系骚扰。它们的恒星星族可以被解析，并被用作其宿主星系演化的探针。在这方面，我们提出了第一次重建的恒星形成历史（SFH）的最进化的AGB星是长周期变星（LPV）。对于附近的，相对大质量和相互作用的富含气体的矮星系，麦哲伦云，我们发现大麦哲伦星云的大部分恒星形成约10 Gyr前，而SMC中最强的恒星形成事件发生在几个Gyr之后。两个星云在0.7 Gyr前的恒星形成高峰可能与它们最近的相互作用有关。仙女座的一对卫星NGC 147/185显示了不同的历史; NGC 185的主要恒星形成时期发生在8.3 Gyr前，随后是一个低得多，但相对恒定的恒星形成率（SFR）。在NGC 147的情况下，SFR仅在6.9 Gyr前达到峰值，直到3 Gyr前一直保持强烈。在孤立的富含气体的矮星系IC 1613中，恒星的形成在过去的5 Gyr中以稳定的速度进行，没有任何特定的主导时代。由于缺乏足够的数据，我们在艾萨克牛顿望远镜（INT）上对LG中的55个矮星系进行了光学监测，以统一重建它们的SFH。这些观测是在十个时期内进行的，间隔大约三个月，因为LPV恒星的光度在几个月到几年的时间尺度上变化。大仙女座螺旋星系（M31）的星系卫星系统是我们监测调查的主要目标之一。我们在And I矮星系中展示了第一个结果，在那…
2019-01-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Searching for the GD-1 Stream Progenitor in Gaia DR2 with Direct N-body Simulations
我们进行了一个大套件的直接N体模拟，旨在揭示的位置的祖先，或其残余物，GD-1流。来自\gaia \DR 2的数据显示GD-1流在$\approx 100^\circ$上延伸，使我们能够确定流的前端和后端。我们的模型表明，流的长度与2-3 Gyr之间的动力学年龄一致，GD-1流的确切长度、宽度和位置对应于流的祖先位于标准GD-1坐标系中的$-30^\circ < ϕ_{1,\mathrm{pro}} < -45^{\circ}$之间。模型流密度剖面显示，完整的祖先留下了强烈的过密度，最近溶解的祖先出现在流中的间隙作为逃逸的恒星继续远离残留的祖先的位置，和长期溶解的祖先没有留下观测签名的剩余流。将我们的模型与GD-1流进行比较，得出了其祖先历史的两种可能情况：a）在星系团前一次的近银河系通过期间，祖先大约在5亿年前达到溶解，并且位于$ϕ_1=-40^{\circ}$处，并对观察到的间隙负责，或者b）祖先在2.5亿年前达到溶解，完全溶解的残余物位于$-30^\circ < ϕ_1 < -45^{\circ}$，它所在的观测信号也不复存在了溶解的前体在$-30^\circ < ϕ_1 < -45^{\circ}$范围内意味着在该范围之外的密度波动，例如，在$ϕ_1 \approx -20^\circ$的深间隙，可能是由紧凑的重子或暗物质微扰产生的。
2019-03-21 astro-ph.GA
Verifying reddening and extinction for Gaia DR1 TGAS main sequence stars
我们比较了大约60，000 { \it盖亚} DR 1第谷-盖亚天体测量解（TGAS）主序星的红化和灭绝估计的8个来源，年龄小于3 Gyr，{ \it盖亚}视差的相对误差小于0.1。对于大多数恒星来说，最好的基于尘埃排放的2D红化图显示了红化到无穷大和使用尘埃分布的气压定律计算到恒星距离之间的相当大的差异。这证明了大多数TGAS恒星都嵌入了银河尘埃层，需要对红化/消光进行适当的3D处理，以可靠地计算它们的去红化颜色和绝对星等。测试了具有红化的3D估计的源的能力，以将恒星置于基于精确的{ \it Gaia}、{ \it Tycho-2}、2 MASS和{ \it WISE}测光的Hertzsprung-Russell图中的PARSEC和MIST理论等时线之间。只有Arenou et al.（1992）、Gontcharov（2012）和Gontcharov（2017）的红化/消光估计适用于280秒差距以内的邻近恒星，提供了比任何合理的等时线更蓝的最小数量的异常值，以及与贝桑松星系模型一致的年龄小于3 Gyr的正确恒星数量。
2017-09-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
An investigation of open cluster Melotte 72 using Gaia DR2
星团主要参数的估计在天体物理研究中具有重要意义。使用盖亚DR 2巡天的最重要方面在于利用均匀测光的星团恒星的位置、视差和自行，这使得成员概率以高精度确定。在这方面，根据盖亚DR 2数据库，对疏散星团Melotte 72的分析正在这里进行。它位于2345+/-108 pc的距离，年龄为1.0+/-0.5 Gyr。在研究径向密度分布时，发现半径为5.0+/-0.15弧分。还估算了星系团的红化、光度和质量函数、星系团的总质量、星系几何距离（X_Sun，Y_Sun，Z_Sun）和距星系中心的距离（R_g）。我们的研究表明Melotte 72具有动态弛豫行为。
2021-08-12 astro-ph.GA
Stellar Overdensity in the Local Arm in Gaia DR2
利用Gaia DR 2和2 MASS点源星表的交叉匹配数据，在90° <= 1 <= 270°范围内，研究了薄盘中~1 Gyr年龄恒星的面密度分布。我们选择了4，654颗在1 Gyr以上的恒星，它们位于颜色-星等图（J-Ks）0与M（Ks）中的一个小盒子区域内，其中距离和红化被校正。所选样本在90° <= 1 <= 190°处显示出一个类似旋臂的过密度。这个过密度位于由高质量恒星形成区（HMSFR）追踪到的局部旋臂附近，但其俯仰角略大于HMSFR定义的旋臂。尽管我们报告的过密度的意义是微不足道的，但它的结构提出了关于两种竞争旋臂的问题，密度波理论和动态旋臂模型。由恒星和HMSFR追踪的臂之间的偏移，即，气体，很难用动态臂情景来解释。另一方面，恒星Local臂的俯仰角，如果得到证实，大于英仙座臂是很难用经典的密度波的情况下解释。如果Local臂处于成长阶段，而Perseus臂处于破坏阶段，则动态臂场景可以解释这一点。我们的结果提供了一个新的和复杂的银河系旋臂的图片，并鼓励进一步的研究。
2019-07-08 astro-ph.GA
A time-resolved picture of our Milky Way's early formation history
我们银河系的形成可以定性地分为不同的阶段，导致其结构不同的恒星星族：晕和盘组件。要揭示银河系集合体的定量全貌，还需要大量具有非常精确年龄的恒星样本。在这里，我们报告这样一个样本的分析使用亚巨星。我们发现，恒星年龄金属丰度分布p（年龄，金属丰度）分裂成两个几乎不相交的部分，分离在8 Gyr。年轻的反映了静止的银河系盘形成的后期阶段，有明显的证据表明恒星径向轨道迁移;另一个反映了早期阶段，当恒星晕和旧的阿尔法过程增强（厚）盘形成。我们的研究结果表明，银河系旧（厚）盘的形成开始于13 Gyr前，仅在大爆炸后0.8 Gyr，比内星系晕的最终组装早两个Gigayars。这些恒星中的大多数形成于11 Gyr前，当时Gaia-Sausage-Enceladus卫星与我们的银河系合并。在接下来的5- 6 Gyr中，银河系经历了持续的化学元素富集，最终增加了10倍，而恒星形成气体设法保持良好的混合。
2022-03-23 astro-ph.GA
Long period variable stars in NGC 147 and NGC 185. I. Their star formation histories
NGC 147和NGC 185是仙女座星系（M31）中两颗质量最大的卫星。它们在天空中靠得很近，质量和形态类型dE相似，但拥有不同数量的星际气体和潮汐扭曲。因此，问题是，他们的历史如何比较？本文首次利用长周期变星重建了NGC 147和NGC 185的恒星形成历史。这些代表了低质量和中等质量恒星在渐近巨星分支演化的最后阶段，此时它们的光度与它们的诞生质量有关。结合近红外测光和恒星演化模型，我们构造了质量函数，从而得到了恒星的形成历史。对于NGC 185，我们发现恒星形成的主要时期发生在8.3 Gyr前，随后是一个低得多，但相对恒定的恒星形成率。在NGC 147的例子中，恒星形成率在7 Gyr前达到峰值，直到3 Gyr前一直保持激烈，但至少有3亿年没有恒星形成。尽管它们的质量相似，但NGC 147最初的演化速度比NGC 185慢，但在最近的时间里更显着。NGC 147强烈的潮汐扭曲和NGC 185中心存在气体证实了这一点。
2016-12-08 astro-ph.GA
The star formation history of the Magellanic Clouds derived from long-period variable star counts
首次利用长周期变星重建了大麦哲伦云和小麦哲伦云的恒星形成历史。这些冷演化的恒星在近红外波段达到最高光度，因此它们的K波段星等可以用来推算它们的出生质量和年龄，从而得到SFH。在大麦哲伦星云，我们发现了一个10光年的单恒星形成时期，其速率为$\sim1.5$ M $_\odot$/年$^{-1}$，随后是全球范围内相对连续的SFR $\sim0.2$ M $_\odot$/年$^{-1}$。在LMC的核心（LMC条），可以看到一个次级的、明显的事件，从3 Gyr前开始，持续到$\sim0.5$ Gyr前。在SMC中，可以看到两个形成时期，一个是以$\sim0.28$ M $_\odot$ yr $^{-1}$的速率的$\sim6$ Gyr ago，另一个是以$\sim0.3$ M $_\odot$ yr $^{-1}$的速率的仅$\sim0.7$ Gyr ago。后者在大麦哲伦星云中也是可辨别的，因此可能与麦哲伦星云和/或银河系之间的相互作用有关，而大麦哲伦星云棒的形成可能是一个无关的事件。恒星形成活动现在集中在麦哲伦云的中心部分，如果动力学弛豫引起的恒星迁移有效的话，可能一直都是如此。不同的初始形成时期表明，LMC和SMC没有形成为一对，但至少SMC形成孤立的。
2014-09-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Unveiling the past evolution of the progenitor of the Helmi streams
我们的目标是确定独特的功能，通过分析恒星形成的历史（SFHS），解释过去的演变的祖先的海尔米流。从5D { \it盖亚} EDR 3数据集，我们提取了由海尔米流，银河系（厚和薄）盘，和当地逆行晕为主的恒星的本地样本。我们通过在伪笛卡尔速度空间中识别区域来做到这一点（通过将视线速度设置为零获得），其中属于这些分量的恒星，如在具有6D相空间信息的样本中识别的，我们利用更新的绝对色星等图（CMD）拟合方法来对比这些样本的SFH，以揭示一个被破坏的吸积系统过去演变的独特特征：Helmi流。为此，特别注意正确表征{ \it盖亚}的完整性影响和观测误差的CMD。我们进一步研究了替代样品选择，以提高我们的5D Helmi流目录的纯度。我们发现，海尔米流的祖先经历了一个早期的恒星形成，持续时间更长（直到7- 9年前）比银河系晕（10- 11年前）。因此，它的一半恒星质量在$\sim$ ~0.7 Gyr之后就位。在海尔米流的前身$\sim$ ~8~Gyr前，恒星形成的淬灭表明它是在这个时候被银河系吸积的，这与以前基于流动力学的估计一致。
2022-11-30 astro-ph.GA
Beyond the two-infall model I. Indications for a recent gas infall with Gaia DR3 chemical abundances
最近的盖亚数据发布3（DR 3）代表了银河考古学的一场无与伦比的革命，为我们提供了数百万颗恒星的无数径向速度化学丰度，并覆盖了整个天空。我们提出了一个新的化学演化模型的银河系盘组件（高，低- $α$序列星），旨在重现新的丰度比提供的GSP-spec模块的盖亚DR 3，也限制了详细的恒星形成历史的厚和薄盘星推断从以前的盖亚版本。基于以前的盖亚版本的复杂建模发现了最近推断的增强SF的狭窄情节的证据。此外，盖亚DR 3还强调了年轻（大质量）低$α$盘星的存在，这些星显示了最近几种元素的化学增重的证据。因此，在这项研究中，我们比较盖亚DR 3的化学丰度与预测的三个下降的化学演化模型的高和低的$α$组件。所提出的三次化学演化模型很好地再现了Gaia DR 3星在不同年龄仓中$α$元素丰度比[X/Fe]与[M/H]（X=Mg，Si，Ca，Ti，$α$）的主要特征.此外，最近的一次气体注入--在$\sim$ 2.7 Gyr前开始--使我们能够很好地预测盖亚DR 3年轻的人口，他们最近经历了一次化学物质的破坏。
2022-12-13 astro-ph.GA
Gaia DR1 completeness within 250 pc and star formation history of the Solar neighbourhood
利用Gaia DR 1，我们结合TGAS的光度计与Tycho-2和APASS光度计，使用色星等图拟合技术计算了250秒差距内太阳邻域的恒星形成历史（SFH）。我们的动态演化的SFH是在很好的协议，从依巴谷目录计算80 pc的太阳，显示出增强的恒星形成率（SFR）在过去的~4 Gyr。然后，我们校正的SFR的光盘增厚随着年龄的增长，以获得一个SFR，是整个太阳能圆柱体的代表，并表明，即使有一个极端的校正，我们的结果是不一致的指数下降的SFR发现最近的研究。最后，我们讨论了如何将这种技术应用到~5 kpc，这要归功于下一个盖亚数据的发布，这将使我们能够量化薄盘，厚盘和晕的SFH。
2018-01-04 astro-ph.GA
The ISLANDS project I: Andromeda XVI, An Extremely Low Mass Galaxy not Quenched by Reionization
基于13个轨道的HST时间数据，详细描述了M31 dSph卫星Andromeda XVI的演化历史，包括其一生的恒星形成历史、恒星星族的空间分布和变星的性质。And XVI的特点是从最古老的时代开始，直到大约6 Gyr前的恒星形成被淬灭，并且值得注意的是，And XVI的恒星中只有一半的质量是在10 Gyr前。XVI似乎是一个低质量星系，其早期的再电离或星暴反馈淬灭似乎极不可能，因此，最有可能是由于环境效应（例如，一种相互作用），可能与本星系群的密集区的晚期下沉有关。研究恒星形成的历史作为一个函数的galactocentric半径，我们发现一个温和的梯度在恒星形成的历史：6和8 Gyr前的恒星形成活动显着强于在中心区域比在外部地区，虽然淬火年龄似乎是相同的，在1 Gyr。我们还发现了9颗天琴座RR型星，其中8颗属于And XVI。天琴座RR型恒星的距离可以得到一个新的估计，（m-M）0= 23.72+/-0.09等，比之前基于红巨星分支尖端的估计略大。
2016-03-02 astro-ph.GA
Spectroscopic decomposition of NGC 3521: unveiling the properties of the bulge and disc
本文研究了旋涡星系NGC 3521的球盘运动学和恒星星族。在视场中的每个位置，我们将凸起和盘的贡献从总观察到的光谱中分离出来，并独立研究它们的运动学、年龄和金属丰度。它们的性质是明显不同的：隆起旋转更慢，有更高的速度色散，比光盘更少发光。我们确定了NGC 3521中的三个主要恒星群体：老年（$\geq7$ Gyr），中间（$\approx$ 3 Gyr）和年轻（$\leq$ 1 Gyr）。NGC 3521的质量和光由中间的恒星星族控制。最年轻的人口主要贡献的光盘组件，其贡献增加半径。我们还研究了NGC 3521中恒星的光度加权性质。沿着光度长轴，我们发现：i）没有年龄梯度的恒星在隆起，和一个负的年龄梯度的恒星在光盘; ii）负的金属丰度梯度和太阳下$α$ -增强的隆起和光盘。我们对NGC 3521的形成提出了以下的看法：很久以前的初始形成（$\geq 7$ Gyr），随后是第二次恒星形成或合并的爆发（$\approx$ 3 Gyr前），这主要是对凸起质量的积累做出了贡献。最近（$\leq 1$ Gyr），NGC 3521的圆盘经历了一个额外的恒星形成事件，从最里面的区域开始。
2018-03-09 astro-ph.GA
Main sequence companions to white dwarfs II: the age-activity-rotation relation from a sample of Gaia common proper motion pairs
本研究利用Gaia共自行动对中574颗主序星及其白矮星伴星，约束低质量主序星年龄-活动-自转关系，验证自转测年理论并发现中等年龄活跃恒星的可能成因。
2023-10-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
A 2-3 billion year old major merger paradigm for the Andromeda galaxy and its outskirts
最近对我们的邻居星系M31的观测表明，它的圆盘是由广泛的事件形成的。这方面的证据包括年龄超过2 Gyr的恒星的高度分散（$V/σ$ $\le$ 3），以及2-4 Gyr前的全球恒星形成事件。使用现代流体动力学的代码，GIZMO，我们已经进行了300高分辨率的模拟，以探索在何种程度上，这些观察到的属性可以解释一个单一的合并。我们发现，所观察到的M31磁盘类似的模型经历了4：1合并，其中核合并1.8-3 Gyr前，并在7至10 Gyr前发生在一个大的近心点距离（32千秒差距）。我们还表明，在一个家庭的轨道参数，巨流（GS）可以形成各种合并的质量比，从2：1到300：1。最近的一次大的合并可能是唯一的方法来创造非常不寻常的年龄色散关系的磁盘。它再现并解释了长寿命的10千秒差距环，广泛和最近的恒星形成事件，没有GS祖先的残余，GS，NE和G团块及其形成过程的三维空间分布的明显复杂性，以及所观察到的晕剖面的斜率。这些建模的成功使我们提出，M31晕中的大部分子结构，以及内部星系的复杂性，可能归因于与一个星系的单一主要相互作用，该星系现在已经完全与仙女座合并。
2018-01-12 astro-ph.GA
Co-formation of the thin and thick discs revealed by APOGEE-DR16 and Gaia-DR2
由于薄盘星平均比厚盘星年轻，一些模型预测薄盘在厚盘形成后开始形成，大约10 Gyr前。因此，不应存在明显的老年薄椎间盘群体。使用Gaia-DR 2的6-D坐标和Sanders & Das（2018）的年龄估计，我们选择了距离太阳2 kpc以内的$\sim 24000$老恒星（${τ> 10}$ Gyr，不确定性为$\lesssim 15\%$）（完整样本）。与APOGEE-DR 16（$\sim 1000$星）的交叉匹配揭示了古老的化学定义薄/厚盘星的可比部分。我们发现，完整的样本近心点半径（$r_\mathrm{per}$）分布有三个峰值，一个与恒星晕和其他两个有贡献的薄/厚光盘。使用高分辨率的$N$-体+光滑粒子流体动力学模拟，我们证明了一个峰值，在$r_\mathrm{per}\approx 7.1$ kpc，是由恒星从两个磁盘出生在银河系内部和迁移到太阳附近。在太阳邻域中，古老的薄（厚）盘星中的$\sim 1/2$（$\sim 1/3$）被归类为迁移星。我们的研究结果表明，薄/厚光盘受到不同的径向迁移，因为他们有不同的偏心率分布，无论垂直尺度的高度。我们解释存在一个显着的老薄盘人口的证据，早期共同形成的薄/厚光盘，认为在早期光盘的团块不稳定性提供了一个令人信服的解释所观察到的趋势。
2021-02-03 astro-ph.GA
The temporal and spatial variations of lithium abundance in the Galactic disc
该研究基于22,034颗恒星的精确年龄、3D NLTE锂丰度和出生半径，揭示了银河系盘锂丰度随年龄和空间的复杂变化，发现年轻富锂恒星主要起源于外盘并径向迁移，且锂丰度梯度在三个时期呈现正-负-正的演化特征。
2024-11-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
The VIMOS Ultra-Deep Survey: evidence for AGN feedback in galaxies with CIII]-$λ$1908Å~emission 10.8 to 12.5 Gyr ago
本文分析了VIMOS超深巡天（VUDS）中3899个2<z<3.8的恒星形成星系（SFG）的CIII]-1908发射特性。我们发现对于SFG群体，分别在2<z<3和3<z<4时，中值EW（CIII]）=2.0 $\pm$ 0.2至2.2 $\pm$ 0.2 π ~。约24%的SFG显示EW（CIII）> 3 μ m，其中20%的SFG显示3<EW（CIII）<10 μ m，4%的SFG显示强发射EW（CIII）> 10 μ m。1.2%的SFG的显著部分呈现强CIII]发射20<EW（CIII]）<40 nm。这使得CIII]在SFG的UV静止光谱中是仅次于Lyman- $α$的第二最频繁的发射线。我们发现在弱的EW（CIII]）- EW（Lyα）相关中存在大的色散，其中星系表现出强的CIII]而没有Ly $α$，反之亦然。具有10<EW（CIII]）<0 π ~的SFG呈现包括CIV-1549、HeII-1640、OIII-1664的强发射线，但也呈现高度电离的元素SiIV-1403、NIV-1485、NIII-1750或SiIII-1888的较弱发射，指示硬辐射场。我们提出了广泛的观测证据，支持活动星系核存在于强CIII]发射人口。随着EW（CIII）的上升，我们发现了速度高达1014 km/s的强大外流。最强的CIII]发射体优先位于SFG主序列下方，其中SFR减少x2。此外…
2017-10-29 astro-ph.GA
