The Impact of Galactic Winds on the Angular Momentum of Disk Galaxies in the Illustris Simulation
观测到的星系盘具有特定的角动量，类似于$Λ$ CDM中典型暗物质晕的预期。宇宙流体动力学模拟最近通过纳入强银河风在大型星系样本中再现了这种相似性，但实现这一点的确切机制尚不清楚。在这里，我们提出了一个分析的关键方面，有助于这种关系：角动量的选择和拉格朗日质量元素的演变，因为它们吸积到暗物质晕，凝聚成银河系尺度的星系，并加入$z=0$恒星阶段。我们对比这种演变的Illustris模拟与模拟中没有银河风，其中的$z=0$角动量是$\approx0.6$德克斯低。我们发现，风诱导这些模拟之间的差异，在几个方面：增加角动量，防止角动量损失，并导致$z=0$明星采样的吸积时间重子的角动量分布在一个有偏见的方式。在这两个模拟中，气体在吸积到晕和第一次吸积到中央星系之间平均损失$\approx0.4$ dex。在Illustris中，这之后是$\approx0.2$ dex在“银河风喷泉”中的增益，并且没有进一步的净演化超过最终的星系吸积。没有反馈，$\approx0.2$ dex的进一步损失发生在星系内的气相中。另一个$\approx0.15$ dex差异来自于反馈，在吸积时通过排出排列不良的气体而优先选择较高角动量的气体。这些和其他类似的大小的影响进行了讨论，提出了一个复杂的起源之间的相似性的特定角动量的星系盘和典型的晕。
2017-04-18 astro-ph.GA
The angular momentum structure of cosmic ray driven galactic outflows triggered by stream accretion
我们调查的气体吸积流盘星系的演化的影响，使用磁流体动力学模拟，包括对流和各向异性扩散的宇宙射线产生的超新星作为唯一的反馈源。流吸积已被认为是宇宙学模拟中一个重要的星系生长机制，我们改变它们的方向和角动量在理想的设置。我们发现，吸积流触发银河系环的形成和增强恒星的形成。低角动量吸积流的恒星形成率和宇宙射线驱动的外流率更高，这也导致了更紧凑，更低的角动量盘。宇宙射线产生的外流显示出一种特征性的结构。在低流出速度（< 50 km/s）下，角动量分布类似于圆盘，并且气体处于喷泉流中。气体以高流出速度（> 200 km/s）穿透到晕的深处，角动量接近于零，并且来自星系的中心。由于宇宙射线驱动的外流的质量负载因子是为了统一和更高，我们得出结论，这一过程是重要的低角动量气体从发展中的盘星系和运输，潜在的金属富集，材料从银河系中心远到星系晕。
2021-09-25 astro-ph.GA
Angular Momentum Transport in Extended Galactic Disks
我们证明了银盘的角动量输运性质在星际介质为单相或两相的区域之间存在显著差异。我们的研究的动机是在扩展的星系盘，这表明速度色散的非热起源，表明在气体中的湍流可能是显着的色散的影响。为了解决这个问题，我们在FLASH代码中实现了一个剪切盒框架。新的代码被用来进行银河盘的局部模拟，其中包括差动旋转、自重、垂直分层、流体动力学和冷却。这些模拟探索合理的机制驱动湍流运动通过耦合到差分旋转的热和自引力不稳定性。在两相介质发展的地方，引力角动量传输应力要大得多，创造了一种可能的机制，将能量从星系旋转转移到湍流。在模拟的磁盘条件不触发形成的两相介质，它被发现，扰动的流动阻尼，而不会导致持续的驱动湍流的机制。不同的角动量输运特性的单相和两相制度的磁盘表明，一个显着的，动力学驱动的分工可以画在两者之间，即使这种分工发生在远离恒星形成截止星系盘。
2009-04-27 astro-ph.GA
Chemodynamical history of the Galactic Bulge
银河系膨胀可以从单个恒星的大样本中进行独特的研究，因此对于理解一般膨胀的恒星星族结构至关重要。本文综述了基于光度和光谱数据的膨胀恒星星族的运动学、化学成分和年龄的观测证据。膨胀星的大部分都很老，金属丰度范围为-1.5<~[Fe/H]<~+0.5。恒星星族和化学性质表明，恒星形成的时间尺度低于~2 Gyr。整体的凸出部分呈棒状，遵循圆柱形旋转，金属含量更高的恒星遵循盒/花生（B/P）结构。动力学模型显示了富金属星和贫金属星的不同空间和轨道分布。我们讨论目前的隆起形成的动力学，化学，化学动力学和宇宙学模型的基础上的情况。尽管取得了令人印象深刻的进展，我们还没有一个成功的完全自洽的化学动力学膨胀模型在宇宙学框架，我们还需要更广泛的恒星的时间化学运动学3D地图，以更好地约束这样的模型。
2018-05-03 astro-ph.GA
On the mass assembly history of the Milky Way: clues from its stellar halo
本文总结了博士论文工作，通过多层面逐星分析银河系恒星晕的结构，推断其质量组装与演化历史，为解答银河系如何形成及约束其他盘状星系形成提供了新见解。
2024-04-25 astro-ph.GA
Bimodal Distribution of Galactic Disk Stars on the [alpha/Fe]-[Fe/H] Plane as a Possible Evidence of Discontinuous Radial Migration History
我们研究了恒星径向迁移历史在盘状星系化学演化中的作用，特别是在理解它们在[alpha/Fe]-[Fe/H]平面上双峰分布的起源方面。为此，我们研究了三种不同的模型，没有，连续和不连续的径向迁移，分别。我们发现，对于模型的径向迁移，[α/Fe]比的恒星在外盘区域随时间的减少比没有径向迁移的模型更迅速，因为相关的净转移的中间和老盘恒星从内部到外部盘区域增加的速度Ia型相对于II型超新星在后者的地区。此外，在模型中，假设快速和不连续的径向迁移，它对恒星丰度在较大半径的影响是显着的，足以提供大的差异，在[α/Fe]-[Fe/H]平面上的恒星演化之间的内部和外部磁盘区域。因此，我们得到的双峰分布的盘星上的[α/Fe]-[Fe/H]平面上观察到的银河系恒星盘，从而意味着不连续的径向迁移的事件可能发挥关键作用，在再现观察到的双峰的恒星在这个丰度比图。我们讨论了可能的机制，导致这种不连续的径向迁移在银河系盘的早期演化，包括一个相对大规模的卫星合并到恒星盘的事件。
2016-10-31 astro-ph.GA
The assembly history of the Galactic inner halo inferred from alpha-patterns
基于阿帕奇点天文台星系演化实验（APOGEE）第十四次数据发布（DR 14）中选取的晕星样本，我们探讨了高金属丰度恒星（[Fe/H] > -1.1）的[O/Fe]（和[Mg/Fe]）随银心距离下降的原因。我们还分析了以两个放大的银河系质量大小的星系为例研究的内晕区[ $α$ /Fe]分布的特征。其中一个定性地再现了观测到的趋势，即随着银河系中心距离的减小，富含$α$的恒星的比例更高;另一个则表现出相反的趋势。我们发现[Fe/H] > -1.1的恒星位于[15 - 30] kpc的范围内，与两个恒星爆发的形成一致，最大值相隔约1 Gyr。我们研究了不同起源的恒星星族对[Fe/H] >-1.1的恒星中的[ $α$ /Fe]梯度的贡献。我们的分析表明，模拟的晕，最符合观察到的化学趋势的特点是吸积的历史，涉及低到中等质量的卫星星系与短期和激烈的恒星形成的爆发，并从一个更大的卫星的贡献，动力学质量约10 $^{10}$ M $_{\odot}$，分布在中间半径的低[ $α$ /Fe]星。
2019-02-12 astro-ph.GA
Infrared Survey of Pulsating Giant Stars in the Spiral Galaxy M33: Dust Production, Star Formation History, and Galactic Structure
我们介绍了近红外监测活动的本星系群螺旋星系M33，进行了英国红外望远镜（UKIRT）。脉动巨星的确定和他们的分布被用来获得恒星形成率作为年龄的函数。我们在这里提出的恒星形成的历史，中央广场千秒差距。这些恒星也是重要的尘埃工厂，我们测量他们的尘埃生产率从我们的数据与斯皮策太空望远镜中红外测光相结合。
2011-01-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Star formation history of the Galactic bulge from deep HST imaging of low reddening windows
尽管在过去的几年里，针对银河系隆起进行了大量的光度和光谱研究，但由于确定单个恒星年龄的复杂性和观测条件的困难，其年龄分布仍然存在争议。利用哈勃空间望远镜（HST）最近公布的4个低红化窗口的非常深的、自行清洁的色星等图（CMD），我们用CMD拟合技术计算了短轴上-2度> b >-4度的球核的恒星形成历史（SFH）。我们发现，超过80%的恒星在8 Gyr之前形成，但相当一部分超太阳金属丰度恒星的年龄小于这个年龄。仅考虑当前一代摄谱仪所能观测到的恒星（即V < 21），我们发现10%的核球恒星年龄小于5 Gyr，而在富金属峰中这一比例上升到20- 25%。年龄-金属丰度关系可用线性拟合很好地参数化，表明富集速率为dZ/dt ~ 0.005 Gyr $^{-1}$。我们的金属丰度分布函数准确地再现了Baade窗口的几次光谱调查所观察到的结果，大部分恒星的金属含量在[Fe/H] ~ -0.7到0.6的范围内，还有一个稀疏的尾巴，金属丰度要低得多。
2018-04-12 astro-ph.GA
Probing the formation history of the nuclear star cluster at the Galactic Centre with millisecond pulsars
我们银河系中心的核星团的起源仍然未知。一种可能性是，它是在星团由于动力摩擦而螺旋进入银河系中心后破裂形成的。我们使用最先进的N体模拟追踪中央黑洞周围核星团的形成，并跟踪星团中诞生的中子星的动力学。然后，我们估计在核星团形成期间释放的毫秒脉冲星（MSP）的数量。球状星团的组装和潮汐解体导致了MSP的分布，其半径约为20 pc，峰值接近3 pc。在亚秒差距尺度上没有发现聚类。我们用MeerKAT射电望远镜和SKA 1等未来射电望远镜模拟了这一群体的可探测性，发现在这个大体积内可以观察到大约十个MSP，而中央秒差距内的MSP很少。这有助于将这种情况与核星团的原位形成模型区分开来，该模型预测靠近黑洞的MSP过多。然后，我们讨论了我们的MSP人口的潜在贡献的伽马射线过剩在银河系中心。
2017-11-17 astro-ph.GA
Connecting Angular Momentum and Galactic Dynamics: The complex Interplay between Spin, Mass, and Morphology
在过去的几十年里，暗物质（DM）晕的角动量的演化和分布已经在一些研究中进行了讨论。特别是，角动量守恒应该允许从测量重子分量的角动量来推断整个DM晕的总角动量，重子分量占据了晕的中心，特别是对于盘星系。为了验证这个想法，并了解DM晕和它的星系的角动量之间的联系，我们使用Magneticum模拟。我们成功地产生人口的球状和盘星系自洽。因此，我们能够研究银河系的性质对它们的形态的依赖。我们发现：（1）盘状星系和球状星系中恒星的比角动量随恒星质量的变化与观测结果比较吻合：（2）盘状星系中恒星的比角动量略小于冷气体的比角动量，与观测结果比较吻合;（3）考虑重子分量的模拟结果表明，当按星系的形态类型进行分裂时，特定的恒星角动量分布呈现二分法（这种二分法也可以在自旋参数中看到，与球状星系相比，盘状星系以稍大的自旋填充晕）;（4）盘星系优先分布在中心部分DM分量角动量矢量与整个晕的角动量矢量较好对准的晕中;（5）盘星系中冷气的比角动量比DM晕的比角动量小40%左右，并表现出明显的散射。
2015-09-28 astro-ph.GA
Cosmic history of integrated galactic stellar initial mass function : a simulation study
理论和间接观测证据表明，恒星初始质量函数（IMF）随红移的增加而增加。另一方面，恒星形成率（SFR）可能高达100 $M_{\odot}$年$^{-1}$在恒星爆发星系。这可能导致大质量星团的形成，从而形成大质量恒星，使积分星系恒星初始质量函数（IGIMF）头重脚轻（即大质量恒星的比例高于小质量恒星）。我们调查的联合作用，不断发展的IMF和SFR的几个措施依赖于银河系范围内的IMF。由此产生的IGIMF的斜率$α_{2,IGIMF}$在高质量的制度，这是高度依赖于嵌入集群的最小质量（$M_{ecl,min}$），恒星形成率和嵌入集群的质谱指数（即$β$）。发现对于z $\sim$ 0 - 2，$α_{2,IGIMF}$变得更陡（即底部重），对于z $\sim$ 2 - 4，$α_{2,IGIMF}$变得更平坦（即顶部重），并且从z $\sim$ 4向前，$α_{2,IGIMF}$再次变得更陡。$β$值越高，效果越快。对于较高的$M_{ecl,min}$值，$α_{2,IGIMF}$也更平坦。所有这些效应都可以算作环境介质温度升高以及SFR随红移增加而变化的联合效应。
2015-06-09 astro-ph.GA
The influence of star formation history on the gravitational wave signal from close double degenerates in the thin disc
利用蒙特卡罗模拟计算了薄银盘中双简并体（DDs）产生的预期引力波（GW）信号。年轻的关闭DD的数量，将有助于可观察的离散信号的频率范围$1.58 - 15.8$兆赫估计与建议GW观测站的灵敏度比较。目前的DD人口检查作为银河系恒星形成历史的函数。它表明，频率分布，特别是，是一个敏感的函数的银河系恒星形成的历史，并可以用来衡量的时间，因为最后一个主要的恒星形成时代。
2012-11-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Galactic Phylogenetics
系统发生学是进化生物学中广泛使用的概念。它是通过构建代表分支模式和序列的树来重建进化历史。这些树代表着共享的历史，我们的意图是将这种方法应用于银河系历史的分析。在银河系考古学中，共享环境是恒星形成的星际介质，并为作为方法论工具的树构建提供了基础。使用太阳型恒星的元素丰度作为DNA的替代，我们在Jofre等人2017年建立了这样一个进化树来研究太阳邻域的化学演化。在本文中，我们总结了这些结果并讨论了未来的前景。
2017-09-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
The angular momentum of stars reflects the relationship between star-forming environment and galactic evolution history
本文利用开普勒场中质量超过克拉夫特断裂点的恒星角动量数据，发现1.4至1.8倍太阳质量恒星的角动量与年龄呈反比，提出该关系反映了银河系恒星形成环境的演化，并为初始质量函数变化提供解释。
2025-07-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Recent advances in the determination of some Galactic constants in the Milky Way
在这里，我们统计评估最近的进展，在确定太阳银河系中心距离（Rsun）以及最近的措施，围绕银河系中心的轨道速度（VLSR），和角旋转参数的各种对象。最近的统计结果指出，Rsun = 8.0 +- 0.2 kpc，Vlsr= 230 +- 3 km/s，在太阳的角旋转（ω）接近29 +- 1 km/s/kpc的气体和恒星在当地标准的休息，和接近23 +- 2 km/s/kpc的螺旋图案本身。这种角度差异与密度波模型预测的相似，同时观察到每个螺旋臂的每个螺旋臂示踪剂（尘埃，冷CO）的银河经度在银河子午线上反转（Vallee 2016 b）。
2017-03-16 astro-ph.GA
GALACTICNUCLEUS: A high angular resolution JHKs imaging survey of the Galactic centre. V. Toward the GNS Second Data Release: Methodology, Photometric and Astrometric Performance
Instituto de Astrofísica de Andalucía (CSIC)（安达卢西亚天体物理学研究所）；Laboratoire d’Astrophysique de Bordeaux (LAB), Université de Bordeaux（波尔多大学天体物理实验室）
GALACTICNUCLEUS巡天通过改进的成像技术，实现了银河系中心更深层的光度测量和更精确的天体测量，为研究核星盘、年轻恒星运动和新恒星团探测提供了高精度数据。
2025-12-03 astro-ph.GA
Using angular momentum maps to detect kinematically distinct galactic components
在这项工作中，我们介绍了一个物理动机的方法进行模拟星系，我们适用于鹰样本的光盘/球体分解。我们利用HEALPix软件包来创建每个星系的恒星粒子的角动量图的Mollweide投影。角动量空间上出现了许多特征，这使我们能够分解星系并将其分类为不同的形态类型。我们分配恒星粒子与小于/大于30度的角动量球上的致密网格细胞的磁盘/球体组件，分别。我们分析的空间分布的一个子样本的星系，并表明，表面密度分布的磁盘和球体密切遵循指数和Sersic的配置文件，分别。此外，圆盘旋转更快，速度分散更小，更年轻，比球体更富含金属。因此，我们的形态学分类再现了观察到的这些系统的特性。最后，我们证明了我们的方法是能够识别一个显着的人口与反旋转盘星系，并提供了一个更现实的分类，这样的系统相比，以前的方法。
2021-01-13 astro-ph.GA
Metallicity distributions of halo stars: do they trace the Galactic accretion history?
本研究通过高分辨率N体模拟发现，单次1:10比例的卫星星系吸积即可在银晕E-Lz空间不同区域形成具有不同金属丰度分布的恒星团，指出结合运动学与金属丰度重建银河系吸积历史的方法会导致并合树估计偏差。
2024-10-04 astro-ph.GA
Understanding active galactic nuclei using near-infrared high angular resolution polarimetry I : MontAGN - stokes comparison
在这第一个研究报告的一系列的两个，我们提出了两个蒙特卡罗辐射转移代码之间的比较：MontAGN和斯托克斯。两者都是为了更好地理解活动星系核（AGN）的观测偏振而开发的。我们的最终目标是使用这些辐射转移代码来模拟一个原型的2型射电宁静活动星系核的偏振图在很宽的波长范围内，从红外波段与MontAGN的X射线能量与STOKES。这样做，我们的目标是深入分析最近的SPHERE/IRDIS偏振观测NGC 1068。为了验证程序的有效性并获得初步结果，我们为两个程序设置了一个通用的简单活动星系核模型，并比较了它们的极化成像结果。
2016-10-17 astro-ph.GA
Multiple retrograde substructures in the Galactic halo: A shattered view of Galactic history
目的。近年来，在具有逆行运动的银河系晕星中发现了一些运动学和化学亚结构。目前尚不清楚这些不同的结构是如何相互关联的。这封信旨在阐明这一问题。方法.我们探索逆行晕与增强版本的盖亚DR 2 RVS样本，扩展与数据从三个大型光谱调查，即RAVE，APOGEE和LAMOST。在这个数据集中，我们使用HDBSCAN聚类算法识别了几个结构。我们使用所有可用的化学和动力学信息来讨论它们的性质和可能的联系。结果与以前的工作一致，我们发现具有[Fe/H] $<-1$的恒星比具有[Fe/H] $>-1$的恒星有更多的逆行运动。逆行晕包含了来自盖亚-土卫二，红杉，甚至化学定义的厚盘等物体的碎片混合物。我们发现，红杉有一个较小的范围内的轨道能量比以前建议，并局限于高能量。红杉本身可能是一个小星系，但由于它在运动积分空间和化学丰度空间都与盖亚-土卫二的碎片重叠，因此它的性质还不能完全确定。在光环的低能量部分，我们发现了至少一个不同结构的证据：Thamnos。Thamnos中的恒星在低倾角，轻微偏心的逆行轨道上，以$v_ϕ\approx-150$ km/s的速度运动，并且在化学上与其他结构不同。结论.即使有极好的盖亚DR 2数据，将逆行光环中发现的所有碎片拼凑起来仍然具有挑战性。在这一点上，我们非常需要大型数据集，具有高质量的高分辨率光谱和定制的高分辨率星系合并流体动力学模拟。
2019-09-19 astro-ph.GA
Understanding Active Galactic Nuclei using near-infrared high angular resolution polarimetry II: Preliminary results
在第二个研究报告中，我们提出了我们在模拟活动星系核（AGN）时获得的第一个近红外结果。我们的第一个程序显示了MontAGN和STOKES蒙特卡罗代码之间的比较。现在，我们使用我们的辐射转移程序来模拟一个原型的，类似NGC 1068的，2型射电宁静活动星系核的偏振图。我们制作了高角分辨率的红外（1微米）偏振图像，与最近在这个波长范围内的观测结果进行比较。我们的初步结果已经表明，模型和观测之间的良好协议，但不能解释的特殊的线偏振角的环面，如观察。Gratadour等人（2015）发现极化位置角垂直于双极流出轴。还需要进一步的工作，以改善模型，增加物理现象，如二向色性和结块。
2016-10-17 astro-ph.GA
Did the Milky Way just light up? The recent star formation history of the Galactic disc
[摘要]我们绘制了银河系圆盘6kpc $\,\times\,$ 6kpc区域的恒星年龄分布（$\lesssim 1$ Gyr），以限制我们银河系最近的恒星形成历史。我们的建模借鉴了Zari等人（2021）的样本，该样本涵盖了所有假定的具有$G<16$的盘OBA星（$\sim 500,000$源）。为了降低对红化的敏感性，我们不对这些恒星的详细CMD分布进行前向建模，而是将K波段绝对星等分布$n(M_K)$作为阶跃函数，其中恒星的$M_K<0$和$T_{\mathrm{eff}} > 7000$ K位于盘中的某个位置$\vec{x}$，具有5个年龄仓，$b(τ~|~\vec{x}, \vecα)$，年龄间隔从$τ= 5$ Myr到$τ= 1$ Gyr。给定一组等时线和Kroupa（2001）的初始质量函数，我们对$b(τ\,|\,\vec{x}, \vecα)$进行采样，以最大化数据的可能性，并考虑选择函数。这就产生了一组横跨银河系圆盘相当大一部分的单年龄恒星密度图。这些地图显示，一些，但不是全部，旋臂反映在年龄小于5亿年的恒星的超密度中。最年轻的恒星（$<10$ Myr）的地图描绘了主要的恒星形成区域。所有年龄段的地图都表现出向外的密度梯度和明显的螺旋状空间结构，在大尺度上，所有年龄段的地图在质量上是相似的。当对地图的面积求和并外推到整个圆盘时，我们发现$\approx 3.3 \…
2022-06-06 astro-ph.GA
New perspectives on galactic angular momentum, galaxy formation, and the Hubble Sequence
本文总结了我们最近在不同球核分数β * 的正常星系恒星部分的比角动量j * 与质量M * 之间的标度关系方面的工作。我们发现，观测结果与一个简单的模型是一致的，该模型基于圆盘和凸起的线性叠加，遵循形式为j_*d ~ M_*d^alpha和j_*b ~ M_*b^alpha的单独标度关系，其中alpha = 0.67 +/- 0.07，但在8.9 <= log的质量范围内，彼此偏移8 +/- 2倍。（M_*/M_Sun）<= 11.8。这个模型正确地预言了星系在log j_*、log M_* 和beta_* 的三维空间中沿着一个弯曲的二维表面运动。
2018-12-14 astro-ph.GA
Galactic disc profiles and a universal angular momentum distribution from statistical physics
我们发现，恒星表面亮度分布在盘星系-观察到近似指数-可以解释，如果径向迁移有效地扰乱个别恒星的角动量，同时保存的轨道和总质量和角动量的圆度。在这种情况下，圆盘的特定角动量$j$的分布应该接近最大熵状态，因此近似为指数分布，即$dN\propto\exp(-j/\langle j\rangle)dj$。该分布转化为表面密度分布，其通常不是半径的指数函数：对于旋转曲线$v_c(R)$和$R_e(R)\equiv\langle j\rangle/v_c(R)$，为$Σ(R)\propto\exp[-R/R_e(R)]/(RR_e(R))(1+d\log v_c(R)/d\log R)$。我们发现，这样的配置文件相匹配的观测到的表面亮度配置文件的盘为主的星系，以及经验指数配置文件。呈现出人口梯度的盘状星系不可能完全达到最大熵状态，但似乎足够接近，它们的表面亮度轮廓很好地符合这个理想化的模型。
2017-06-12 astro-ph.GA
Chasing the formation history of the Galactic metal-poor disc
本文利用LAMOST巡天中约10万颗贫金属星的化学丰度与动力学分析，揭示银河系贫金属盘包含原始盘、GSE碎片及高α和低α盘的贫金属尾部，并新发现Wukong起源及ShangGu-1/2/3三个子结构。
2025-07-21 astro-ph.GA
Chemical Cartography. II. The Assembly History of the Galactic Stellar Halo Traced by Carbon-Enhanced Metal-Poor Stars
我们提出了一个恒星星族在星系晕的运动学特性的分析，利用超过100,000个主要序列的关闭（MSTO）在斯隆数字巡天观测到的恒星。将星系晕划分为内晕区和外晕区后，根据样品中碳铁比的空间变化，我们发现外晕区的恒星具有明显的$-$ 49 $\pm$ 4 km s $^{-1}$的逆行运动和更接近球形的恒星轨道分布，而IHR中的恒星净自转为零（$-$ 3 $\pm$ 1 km s $^{-1}$），恒星轨道的径向分布更加偏向。此外，我们将MSTO样本中的碳增强贫金属（CEMP）星在每个晕组分中分为CEMP-no和$s$子类，基于它们的绝对碳丰度，$A$（C），并检查与每个子类相关的空间分布和运动学。CEMP-no星是OHR中CEMP星的主要子类（$\sim$ 65%），而IHR中CEMP星的少数子类（$\sim$ 44%），类似于之前几次分析的结果。每个晕区的CEMP-无星比CEMP- $s$星表现出稍高的反旋，但在统计误差范围内。在每个晕区中，CEMP-no星的轨道分布也比CEMP- $s$星更接近球形。这些独特的特征提供了强有力的证据，证明许多低质量的卫星星系（类似于超暗矮星系）为OHR提供了恒星，而质量更大的矮星系则为IHR提供了主要贡献。
2019-09-25 astro-ph.GA
Stellar mass distribution and star formation history of the Galactic disk revealed by mono-age stellar populations from LAMOST
我们提出了一个详细的测定和分析的3D恒星质量分布的银河系盘的单年龄人口使用的样本0.93万主序星关闭和次巨星从LAMOST银河系巡天。结果表明：（1）小于10 μ gyr的恒星星族都表现出强烈的星盘耀斑，并伴随着一个矮胖的垂直密度分布，其密度分布可以用$sech^n$函数来描述，该函数的指数依赖于半径和年龄：（2）在径向和垂直方向都表现出不对称性和波动性振荡，其强度随恒星星族的不同而不同;（3）由于本旋臂的贡献，在太阳半径400 - 800，pc范围内的中面恒星质量密度（3 - 6 $^\circ$）的值为$0.0594\pm0.0008$，$M_\odot$/pc $^3$，为0.0164，$M_\odot$/pc $^3$高于之前在太阳附近的估计。（4）表面质量密度的径向分布产生了一个盘尺度长度，从年轻的$\sim$ 4，kpc到年老的$\sim$ 2，kpc。总星族的盘尺度长度为$2.48\pm0.05$\，kpc，恒星总质量为$3.6(\pm0.1)\times10^{10}$\，$M_\odot$（假设$R_{\odot}=8.0$\，kpc），如果$R_{\odot}=8.3$\，kpc，则该值变为$4.1(\pm0.1)\times10^{10}$\，$M_\odot$;（5）星盘有一个恒星形成率峰值（{\rm SFR}）从内部的6 - 8\\f2 Gyr变化到外部的…
2018-07-12 astro-ph.GA
Quantifying the Smoothness of the Stellar Halo: A Link to Accretion History
我们调查的效用的三维两点关联函数（3D 2PCF）在量化的子结构在银河系的恒星晕，特别是作为一种手段，约束吸积历史的银河系。我们使用来自两次不同巡天的天琴座RR变星作为银河系恒星晕结构的示踪物。我们将这些数据集中的3D 2PCF测量结果与Bullock和Johnston（2005）的一套恒星晕形成模拟进行比较。虽然有一些解释的空间，但我们发现结构的数量与模拟大致一致，同时在内晕和小尺度下比平均水平更平滑。这表明了一个更好的吸积历史场景，在这个场景中，银河系的恒星晕在大约8千兆年前获得了大部分质量，并且从那以后一直处于静止状态。最后，我们讨论了统计工具的前景，如2PCF在盖亚时代的银河考古学。
2018-04-24 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
Galactic angular momentum in cosmological zoom-in simulations. I. Disk and bulge components and the galaxy--halo connection
我们研究了四个盘状星系的角动量演化，这些星系居住在银河系大小的晕中，这些晕是在宇宙学放大模拟中形成的，具有各种次网格物理和合并历史。我们分解这些星系的运动学和光度，到他们的磁盘和凸起组件。模拟的星系和它们的组成部分位于观测序列的$j_*$ - $M_*$图有关的特定角动量和质量的恒星组件。我们发现，在低密度环境中的星系遵循关系$j_* \propto M_*^α$过去的主要合并，与$α\sim 0.6$的情况下，强反馈，当膨胀盘比是相对恒定的，和$α\sim 1.4$在其他情况下，当长期的过程在较短的时间尺度上操作。我们计算的保留因子（即恒星和暗物质的特定角动量的比率）的磁盘和凸起，并表明，他们变化相对缓慢的平均后，在众多的，但短暂的波动。对于磁盘，保留因子通常接近于1，而对于凸起，它们要小几倍。因此，我们的模拟表明，星系和它们的晕生长在一个准同源的方式。
2016-12-21 astro-ph.GA
Lopsidedness as a tracer of early galactic assembly history
基于 TNG50 中 1435 个类盘星系，本文发现现今偏侧不对称与形态及过去 10 Gyr 的恒星形成和组装历史密切相关，可作为早期星系演化的示踪物。
2023-06-07 astro-ph.GA
Insights into the Formation and Evolution History of the Galactic Disk System
我们提出了一个运动学分析的23,908 G-和K-型矮星在银河系的磁盘。根据$α$丰度比[ $α$ /Fe]，我们将样品分为低$α$薄盘星和高$α$厚盘星。我们发现一个$V_{\rm ϕ}$梯度$-$ 28.2 km s $^{-1}$ dex $^{-1}$在[Fe/H]的薄磁盘，和一个几乎平坦的趋势的速度分散的$V_{\rm R}$，$V_{\rm ϕ}$，和$V_{\rm Z}$组件与[Fe/H]。贫金属（MP;[Fe/H] $<$ $-$ 0.3）具有低$V_{\rm ϕ}$速度的薄盘星具有高偏心率（$e$）和小近银心距（$r_{\rm p}$），而高$V_{\rm ϕ}$ MP薄盘星具有低$e$和大$r_{\rm p}$。有趣的是，薄盘中一半的超富金属（[Fe/H] $>$ $+$ 0.1）恒星表现出低$e$，类似太阳的轨道。考虑到具有不同运动学的薄盘恒星的金属丰度分布不均匀，需要通过搅动$-$进行径向迁移，它显然强烈影响薄盘的当前结构;我们不能排除高$e$恒星模糊的重要性。我们推导出厚盘的旋转速度梯度为$+$ 36.9 km s $^{-1}$ dex $^{-1}$，速度色散随[Fe/H]的增加而减小.厚盘星族的离心率分布也很宽，高$e$星的数量随着[Fe/H]的减小而增加。这些运动学行为可能是一种剧烈机制的结果，例如在其形成历史的早期，富含气体的合并或巨大湍流团块的…
2020-05-15 astro-ph.GA
Detection of a dearth of stars with zero angular momentum in the solar neighbourhood
我们报告的检测相结合的$Gaia$ -DR 1/RAVE数据的缺乏盘星在太阳附近的速度接近零角动量。我们认为，这可能是由散射的恒星非常低的角动量到混乱，晕型轨道时，他们通过银河系的核心。我们在一个类似于Milky Way的势函数中对该效应进行建模，并将所得模型直接拟合到数据中，找到分布下降的可能性（$\sim2.7σ$）。利用这种效应，我们可以对太阳绕银河系中心的自转速度进行动力学测量：$v_{\odot}=239\pm9$ km s $^{-1}$ .结合测量到的Sgr A $^*$的自行，这个测量给出了到银河系中心的距离：$R_0=7.9\pm0.3$ kpc。
2016-10-06 astro-ph.GA
GALACTICNUCLEUS: A high angular resolution $JHK_s$ imaging survey of the Galactic Centre. I. Methodology, performance, and near-infrared extinction towards the Galactic Centre
银河系中心具有基本的天体物理学意义，但现有的近红外线调查不足以充分覆盖它。我们介绍银河核巡天，一个$JHK_s$成像调查的银河系中心的$0.2"$角分辨率。我们提出了我们的调查领域1的意见，大约集中在SgrA* 与$7.95'\times3.43'$的近似大小。我们描述了观测设置和数据减少管道，并讨论了数据的质量。最后，我们对数据进行了初步分析。这些数据是由ESO VLT的近红外相机HAWK-I获得的。短读出时间结合散斑全息算法使我们能够产生最终图像，具有稳定的高斯PSF $0.2"$ FWHM。天体测量校准是通过VVV测量实现的，光度测量校准是基于SIRIUS/IRSF测量。通过比较HAWK-I不同探测器在不同时间对同一场的观测，评估数据的质量。我们达到了约为$J=22$、$H=21$和$K_s=20$的5 σ检测限。$J<20$、$H<17$和$K_s<16$的光度不确定度均小于0.05。我们区分五个恒星种群的颜色星等图，其中三个似乎属于前景旋臂，和其他两个对应的高-和低-在银河系中心的消光恒星群。我们使用我们的数据来分析近红外消光曲线，并得出结论，它可以很好地描述了一个指数为$JHK_s=2.30\pm0.08$的幂律。我们没有发现任何证据表明，这个指数取决于沿视线的位置，或消光的绝对值。我们制作的灭绝图显示了ISM在银河系中心的笨拙。最后，我们估计大多数恒星都有太阳或超太阳…
2021-07-29 astro-ph.GA
Comparison of methods used to derive the Galactic star formation history from white dwarf samples
本文以Gaia定义的40 pc白矮星样本为基准，比较了三种推导本地银河系恒星形成历史的方法，并考虑了初始质量函数、冷却年龄等不确定性，发现三种方法在现有天体物理关系的不确定性范围内结果一致，无定量优劣之分。
2025-03-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Galactic bars and active galactic nucleus fuelling in the second half of cosmic history
SRON Netherlands Institute for Space Research（荷兰空间研究所）；Kapteyn Astronomical Institute, University of Groningen（格罗宁根大学卡普坦天文研究所）；European Space Agency (ESA), European Space Astronomy Centre (ESAC)（欧洲空间局（ESA），欧洲空间天文中心（ESAC））
研究发现银河系棒在低至中等亮度AGN燃料供应中起作用，但主要合并是触发最强AGN的主要机制。
2026-01-19 astro-ph.GA
GALACTICNUCLEUS: A high-angular-resolution JHKs imaging survey of the Galactic centre III. Evidence for wavelength dependence of the extinction curve in the near-infrared
近红外消光曲线的表征对于分析银河系中心（GC）的结构和恒星数量是至关重要的，但其分析受到在角秒尺度上变化的极端星际消光（$A_V\sim 30$ mag）的阻碍。最近的研究表明，消光曲线的行为可能比以前假设的更复杂，指向消光曲线作为波长的函数的变化。我们的目标是分析的消光指数，$α$，波长，视线和绝对消光的变化，扩展以前的分析，以更大的面积的银河系的最里面的区域。我们分析了整个银河核调查，一个高角分辨率（$\sim 0.2''$）$JHK_s$近红外调查，专门设计来观察GC前所未有的细节。它覆盖了$\sim 6000$ \，pc $^2$的一个区域，包括恒星核盘、内部凸起和它们之间的过渡区域。我们采用两种独立的方法的基础上，红色的团块（RC）的恒星来限制消光曲线，并分析其变化取代以前的研究。我们使用了超过165，000颗RC星，并显着增加了分析区域的大小，以确认消光曲线随波长而变化。我们估计得到的消光指数，$α_{JH}=2.44\pm0.05$和$α_{HK_s} = 2.23\pm0.05$之间的差异$Δα= 0.21\pm0.07$。我们还得出结论，有没有显着的变化的消光曲线随波长，与视线或绝对消光。最后，我们计算出了两个星系之间的比值，$A_J/A_H = 1.87\pm0.03$和$A_{H}/A_{K_s} = 1.84\pm0.03$，与银河核目录的所有区域一致。
2020-07-08 astro-ph.GA
The Age-Thickness Relation of the Milky Way Disk: A Tracer of Galactic Merging History
本研究通过分析银河系恒星盘的垂直厚度与年龄关系，利用LAMOST和SDSS数据及IllustrisTNG50模拟，揭示了约111.3亿年前的GSE主并合事件及多次人马座矮星系穿越，提出了一种示踪星系并合历史的新方法。
2024-12-16 astro-ph.GA
Orbital migration and heating history of the Galactic disc: a transition between the bimodal discs
研究通过构建银河盘的 chrono-chemo-dynamical 模型，揭示了恒星迁移和加热历史，发现双峰盘的过渡与径向迁移效率变化相关，支持缩小场景。
2025-12-10 astro-ph.GA
Reconstructing the Accretion History of the Galactic Stellar Halo from Chemical Abundance Ratio Distributions
在过去的二十年中，晕星的观测研究已经对吸积矮星系对银河系恒星晕的贡献的数量和性质进行了一些限制，通常利用恒星相空间信息来识别最近的晕吸积事件。在这项研究中，我们测试的前景，使用2-D化学丰度比分布（CARDs）中发现的恒星晕的恒星，以确定其形成历史。首先，我们使用模拟数据从11个“MW样”晕生成卫星模板集的2-D CARD的吸积矮卫星，其中包括从各种质量制度和时代的吸积矮星。接下来，我们从这11个晕中随机抽取恒星化学丰度比（[ $α$ /Fe]，[Fe/H]）的$\sim10^{3-4}$模拟观测样本，为我们的CARD生成潜在密度样本，以便在我们的分析中与我们的模板进行比较。最后，我们使用的期望最大化算法来获得吸积的历史中使用的卫星模板集（STS）和样本大小。对于某些STS使用，我们通常可以确定所有吸积卫星的相对质量贡献在2倍之内。我们还发现，这种方法是特别敏感的老吸积事件涉及低亮度的矮星，如超暗矮星-正是那些事件太古老，被看到的恒星的相空间研究和太暗，被看到的早期宇宙的高z研究。由于我们的结果只利用两个化学维度和不久的将来的调查承诺提供$\sim6-9$尺寸，我们的结论是，这些新的高分辨率光谱调查的恒星晕将使我们能够恢复其吸积历史-和亮度功能的矮星系-整个宇宙的时间。
2015-01-28 astro-ph.GA
The fragility of thin discs in galaxies -- II. Thin discs as tracers of the assembly history of galaxies
本文通过N体模拟研究Fornax星系NGC 1381中薄银盘与核恒星盘在中等质量比干并合下的响应，发现薄银盘更易被扰动、可作为此类并合的示踪体，而核恒星盘更具韧性，并据此推断该星系至少100亿年内未经历中等质量比干并合。
2023-05-22 astro-ph.GA
The SAMI Galaxy Survey: extraplanar gas, galactic winds, and their association with star formation history
我们调查了一个样本的40个本地，主序星，边缘盘星系使用积分场光谱与悉尼-AAO多目标积分场光谱仪（SAMI）星系巡天，以了解属性的面外气体和它们的宿主星系之间的联系。面外气体的运动学性质，包括速度不对称性和增加的色散，被用来区分星系托管大规模的星系风从那些占主导地位的扩展弥漫电离气体。我们发现，而不是弥漫的气体为主，以风为主的星系存在的光谱。风主导星系的恒星形成率（$-1 \lesssim \log({\rm SFR/M_{\odot} yr^{-1}}) \lesssim 0.5$）跨越了样本的整个恒星质量范围（$8.5 \lesssim \log({\rm M_{*}/M_{\odot}}) \lesssim 11$）。风星系的SFR表面密度（$10^{-3} \textrm{--} 10^{-1.5}\rm~M_{\odot} ~yr^{-1}~kpc^{-2}$）也有很大的范围，远低于$\rm0.1~M_{\odot} ~yr^{-1}~kpc^{-2}$的正则阈值。风星系的平均SFR表面密度和$\rm Hδ_A$值都比没有强风特征的高。增强的$\rm Hδ_A$表明，最近的恒星形成爆发是驱动大规模星系风的必要条件。我们证明了与斯隆数字巡天数据，具有高SFR表面密度的星系经历了恒星形成的爆发在最近的过去。我们的研究结果表明，我们的研究中揭示的星系风确实是由恒星形成的爆发驱动…
2016-01-23 astro-ph.GA
Gas accretion and galactic fountain flows in the Auriga cosmological simulations: angular momentum and metal re-distribution
利用一组15个高分辨率的磁流体动力学宇宙学模拟银河系的形成，我们调查的起源重子物质中发现的恒星在红移为零。我们发现，大约一半的这种材料来自subhalo/卫星系统和一半是顺利地从星系间介质（IGM）吸积。在所有物质中，大约有$90 \%$至少有一次在星系风中被喷射和重新吸积。绝大多数顺利吸积的气体进入银河系喷泉，延伸到银河系中心距离中位数为$\sim 20$ kpc，再循环时间中位数为$\sim 500$ Myr。我们证明，在大多数情况下，银河喷泉获得角动量通过混合低角动量，风回收气体与高角动量气体在环银河介质（CGM）。顺行合并通过帮助调整圆盘和CGM旋转轴来促进这种活动，而逆行合并导致喷泉失去角动量。喷泉流，促进角动量的增长是有利于顺利的轨道上的演化准平行于光盘序列的恒星质量特定的角动量平面，而逆行的未成年人合并，主要合并和酒吧驱动的长期演化移动星系的膨胀序列。最后，我们证明了喷泉流的作用，扁平化和缩小的径向金属丰度梯度和金属丰度分散盘星，分别。因此，星系喷泉的演化强烈地依赖于宇宙学的合并历史，并且对于银河系大小的盘状星系的化学动力学演化至关重要。
2019-10-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dependence of the WIMP Angular Kinetic-Energy Distribution on the Solar Galactic Orbital Velocity
在这篇文章中，我们研究的角度动能分布的晕弱相互作用大质量粒子（WIMP），并考虑两个简单的修改与太阳银河系的轨道速度在我们的蒙特卡罗模拟的三维WIMP速度作为第一次尝试，未来的调查区分模型的银河系结构的暗物质粒子通过使用定向直接检测数据。
2020-11-13 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Water absorption in Galactic translucent clouds: conditions and history of the gas derived from Herschel/HIFI PRISMAS observations
我们提出了Herschel/HIFI观测\hho和\hheo向六个高质量恒星形成区域的九个转变，作为PRISMAS关键计划的一部分。半透明云中的水蒸气在沿每一视线的吸收中被检测到。我们推导出的柱密度的\hho或\hheo的较低的能级观察到的每个过渡。总水柱密度约为几个$10^{13} \rm{cm^{-2}}$。我们发现水相对于氢核的丰度为$1\times10^{-8}$，与具有高宇宙射线电离率的氧化学模型一致。相对于\hh，$5\times10^{-8}$的水丰度非常恒定。激发态水的丰度最多为15%，这意味着基态跃迁的激发温度$T_{ex}$低于10 K。从两个邻位基态跃迁导出的列密度表明，$T_{ex}\simeq5$ K和密度$n($ \hh $)$在云中是$\le10^4 \rm{cm^{-3}}$。对于大多数云，我们得到一个水的邻-对-对位比符合预期的值3在高温极限的热力学平衡。两个具有大柱密度的云显示出明显低于3的比率。这可能会认为水分子的历史包括一个冷阶段，当分子在冷颗粒上形成时，或者当它们后来在云层的屏蔽低温区域中至少部分地与冷气体（$\sim25$ K）热化时;显然，它们还没有完全与云层的温暖（$\sim50$ K）半透明部分热化。
2012-11-02 astro-ph.GA
CASBI -- Chemical Abundance Simulation-Based Inference for Galactic Archeology
针对准确测量被吸积星系性质以解开银河系形成历史的难题，本文提出CASBI流水线，基于模拟基推断和星系质量-金属丰度关系，利用恒星光环恒星多维化学丰度恢复星系组成单元性质，在类银河系模拟中实现准确推断。
2024-11-26 astro-ph.GA
Positron production scenarios and the angular profile of the galactic center 511-keV line
从银河系中心观察到的511 keV光子过剩的角分布可以让我们选择各种暗物质和其他正电子生产机制与各种模型的暗物质分布之间的组合。我们发现，遗迹衰变的情况下，给出了太平坦的角分布的任何暗物质分布在我们的调查，但一个暗物质-暗物质碰撞的情况下，或涉及粒子从一个本地化的中央源产生正电子的一些距离，可以匹配观察到的星系中心的角轮廓，如果暗物质分布既不太平坦也不太尖。此外，湮灭前的正电子迁移或扩散将角分布扩大到一个程度，即超过半千秒差距的平均迁移对于大多数暗物质分布是不可行的。所观察到的角度分布也是一致的，在过去的瞬态事件的发生，其次是各向同性正电子扩散。
2010-07-09 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
The formation history of the Milky Way disc with high-resolution cosmological simulations
我们从观测的角度分析了一个类似银河系的星系的形成历史和运动学，从一个高分辨率的放大宇宙学模拟中，我们将其与盖亚DR 2所看到的银河系进行比较，以更好地了解银河系薄盘和厚盘的起源和演化。用GADGET-3 TreePM+SPH程序，采用多相粒子积分器（MUPPI）模型进行了宇宙学模拟。我们解开复杂的重叠恒星世代上升，从自上而下和由内而外形成的星系盘。我们调查宇宙学签名的相空间的单年龄人口和突出功能源于过去和最近的动力学扰动。在模拟中，我们确定了一颗恒星质量为$1.2 \times 10^9$ M $_\odot$的卫星，即当时恒星质量比$Δ\sim 5.5$ %，在$z \sim 1.6$处吸积，这类似于产生银河系厚盘的盖亚-香肠-土卫二合并，我们在$Δ\sim 6$发现了两颗恒星质量分别为$8.8 \times 10^8$ M $_\odot$和$5.1 \times 10^8$ M $_\odot$的合并卫星，它们相互关联恒星形成史上的一次强烈的星暴，这似乎与最近在太阳附近发现的相当相似。我们的研究结果强调，对同时代恒星星族运动学的详细研究，通过当前和未来的盖亚数据发布并与模拟协同，是解开银河系圆盘形成和演化的基础。
2021-02-04 astro-ph.GA
Star formation history and metallicity in the Galactic inner bulge revealed by the red giant branch bump
对银河系隆起内部区域的研究受到高星际消光和极端源拥挤的阻碍。在如此复杂的环境中，需要高灵敏度的高角分辨率近红外成像来研究恒星种群。我们使用0.2 $''$角分辨率$JHK_s$数据从银河核调查研究恒星人口在两个$8.0'\times 3.4'$领域，约0.6 $^\circ$和0.4 $^\circ$银河系北部的银河系的中心，并将其与一个在人马座A* 的直接周围。我们还计算了这两种光场的消光曲线。外磁场和内场的平均星际消光分别为$A_{K_s} \sim 1.20 \pm 0.08$等和$\sim 1.48 \pm 0.10$等。我们目前的$K_{s}$光度函数，是完整的，至少2个MAG以下的红色团块（RC）。我们检测到一个功能的光度功能，这是微弱的RC由$0.80\pm0.03$和$0.79\pm0.02$马格，分别在$K_s$ -波段。它与变红矢量平行。我们将这个特征确定为红巨星分支隆起。拟合$α$增强的BaSTI光度函数，我们的数据，我们发现，一个单一的老恒星人口的$\sim12.8 \pm 0.6$陀螺仪和$Z = 0.040 \pm 0.003$提供了最好的拟合。我们得到，在最里面的凸起的恒星人口是老的，类似于一个在更大的距离银河系平面，它的金属丰度增加到距离银河系中心约60 pc短的距离。与以前已知的值在较大的纬度（$|b|>2^\circ$）相比，我们的结果有利于平坦…
2021-07-29 astro-ph.GA
Anatomy of galactic star formation history: Roles of different modes of gas accretion, feedback, and recycling
本研究通过三种气体吸积方案的星系演化模型，揭示大质量冷模式吸积与气体循环是重现观测到的恒星形成历史及星系下缩效应的关键，同时指出活动星系核反馈、星系并合等缺失物理过程的潜在作用。
2023-04-23 astro-ph.GA
The history of dynamics and stellar feedback revealed by the HI filamentary structure in the disk of the Milky Way
本文研究了中性氢原子（HI）在21厘米处的辐射中的附加结构，它是由HI/OH/电离（THOR）谱线巡天中的单碟和干涉观测相结合的40“和1.5 km/s分辨率的位置-位置-速度立方体中速度通道的结果。利用Hessian矩阵方法结合循环统计的工具，我们发现HI辐射中的大多数非线性结构都与银河平面对齐。这种趋势的一部分可以归因于在几个速度通道上连贯的长的连续结构。然而，我们也发现银河经度和径向速度的范围内的HI附属结构优先取向垂直于银河平面。它们位于（i）盾座旋臂的切点附近，$l \approx 28^{\circ}$和$v_{\rm LSR}\approx 100$ km/s，（ii）朝向$l \approx 45^{\circ}$和$v_{\rm LSR}\approx 50$ km/s，（iii）Riegel-Crutcher云周围，以及（iv）朝向终极速度。与数值模拟结果的比较表明，水平方向的平行结构的普遍存在很可能是大尺度动力学的结果，而垂直方向的垂直结构则可能是超新星反馈和强磁场共同作用的结果。（iv）中的垂直对流结构可能与面外HI气体被SNe驱逐后落回银道面的云的存在有关。我们的研究结果表明，对银河系平面的发射形态的系统表征提供了一个未开发的观测和星际介质的动力学行为之间的联系，从大规模的银河系动力学的影响，以银河系喷泉SNe驱动。
2020-09-10 astro-ph.GA
Radial Flows and Angular Momentum Conservation in Galactic Chemical Evolution
我们研究径向流对银河系化学演化的影响。一个简单的分析计划，开发规定的耦合从星系际介质和径向流的基础上的角动量守恒盘内的。我们表明，模型参数被严格约束所观察到的[Fe/H]-丰度梯度在银河系盘。通过这种比较，可以将下落物质的平均旋转速度限制在0.7 < v/V_c < 0.75，或者当假设圆盘的圆周速度为V_c = 220 km/s时，分别限制在~ 160 km/s。我们测试这个值对其他过程的影响的鲁棒性。对于一个非常简单的由内而外形成的模型，该值的变化仅为Δv/V_c ~ 0.1，即~ 20 km/s，而在更现实的情况下，该值的变化要小得多，这表明由内而外形成并不能单独解释丰度梯度。其他不确定参数的影响，例如恒星形成历史和恒星形成效率的影响非常小。我们的显式模型之外的流入的其他驱动因素，通过增加一个固定的流入整个光盘进行评估。搅动幅度对结果的影响很小，主要是通过稍微拉平内部盘的金属丰度梯度。研究了一种新的过程，该过程是由于在非圆轨道上运动的恒星喷射物质而引起的径向气体流，并且似乎对总流量的贡献可以忽略不计。我们进一步表明，气体外盘不能是主要来源喂养的持续恒星形成的内部地区的直接流入。
2012-07-31 astro-ph.GA
Galactic Archaeology with TESS: Prospects for Testing the Star Formation History in the Solar Neighbourhood
最近有人提出，在银河系厚盘和薄盘形成之间存在一个淬灭期，可以用来解释观测到的太阳附近恒星的[α/Fe]年龄分布。然而，强大的恒星年龄的限制，目前只有有限数量的恒星。全天巡天TESS（凌日系外行星巡天卫星）将观测天空中最亮的恒星，因此可以通过星震学来研究银河系这些组成部分中恒星的年龄分布，而以前使用其他技术很难做到这一点。这项初步研究的目的是确定TESS是否能够为银河系恒星形成历史中的淬火期提供证据。使用人口合成代码，我们产生的人口的基础上，各种恒星形成历史模型和限制的分析红巨星分支恒星。我们调查了质量银河系盘的高度分布，恒星质量被用作年龄代理，以测试是否可以通过TESS观察到淬火期。我们发现，即使在推断的质量中加入15%的噪音，TESS也有可能找到支持/反对文献中提出的淬火期的证据（例如，7至9 Gyr ago之间），因此对银河系的形成和演化提供了严格的限制。
2016-10-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
