A radial age gradient in the geometrically thick disk of the Milky Way
在银河系中，厚盘可以用单个恒星的丰度、运动学或年龄来定义;或者用几何学来定义，如高出中平面的恒星。在附近的星系中，只能使用几何定义，厚盘似乎有很大的径向尺度长度，它们的红色表明它们是一致的老。银河系的几何厚盘也是径向延伸的，但它的化学性质远非均匀：阿尔法增强的恒星被限制在银河系内部。在模拟的星系中，老恒星集中在中心，几何厚度的圆盘也径向延伸。较年轻的恒星星族在模拟盘的外部区域闪耀，使这些恒星高出中平面。由此产生的几何厚盘因此显示出径向年龄梯度，从中心区域的老到外围的年轻。根据我们对APOGEE调查中大量巨星样本的年龄估计，我们现在可以测试银河系的这种情况。我们发现，在银河系中的几何定义厚盘确实有一个强大的径向年龄梯度：红团星的年龄中位数从9 Gyr的内盘到5 Gyr的外盘。我们认为，至少一些附近的星系也可能具有年龄不一致的厚盘，并且几何厚盘可能是由于其内部和外部的不同形成机制而产生的复杂结构。
2016-09-05 astro-ph.GA
Relatively young thick disks in star-forming late-type galaxies
本研究利用MUSE观测与全光谱拟合分析8个低质量侧向恒星形成盘星系的星族，发现其厚盘相对年轻、与薄盘年龄差小，提出厚盘是长期缓慢形成而非高红移快速形成的结论。
2025-05-26 astro-ph.GA
The Relationship Between the Dense Neutral and Diffuse Ionized Gas in the Thick Disks of Two Edge-On Spiral Galaxies
我们目前的高分辨率，光学图像（BVI + H α）的多相星际介质（ISM）的厚盘的边缘上的螺旋星系NGC 4013和NGC 4302。我们从哈勃太空望远镜、大双筒望远镜和WIYN 3.5米望远镜获得的图像显示，在z~2 - 2.5 kpc范围内有大量的尘埃吸收。这些尘埃厚盘结构中的许多都具有让人想起银河系盘中分子云的特征。我们的Halpha图像显示，这些星系中的面外弥漫电离气体（DIG）主要是由一个光滑的，弥漫的成分。尘埃吸收的强衍射形态在光滑分布的H α发射中没有对应物。我们认为，厚盘DIG和含尘细丝跟踪物理上不同的阶段的厚盘ISM，后者跟踪一个密集的，温暖或寒冷的中性介质。螺旋星系厚盘中的致密尘埃物质主要是通过大质量恒星的能量反馈从薄盘中喷射出来的物质。气体的高密度可能是会聚气流的结果。这种致密的物质为厚盘恒星的形成提供了燃料，厚盘H II区的存在就是证明。
2013-01-02 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
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
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
Milky Way's Thick and Thin disk: Is there distinct thick disk?
这篇文章是基于我们在592 WE-Heraeus研讨会上关于银河系模型的讨论会，重建银河系的历史：光谱调查，天体地震学和化学动力学模型。讨论的重点是以下问题：“是否存在不同的厚盘和薄盘？".这个问题的答案取决于人们对薄磁盘和厚磁盘所采用的定义。这次讨论的参与者一致认为银河系中至少有两种不同类型的圆盘。然而，关于如何最好地定义这两种类型的圆盘（化学上、运动学上、几何上或年龄上？）仍然存在重要的悬而未决的问题。不同的圆盘的起源是什么，这个问题仍然悬而未决。这次会议强调的未来银河系调查应该有助于我们回答这些问题。近一个小时的辩论涉及该领域的研究人员，代表不同的建模方法（银河系模型，如TRILEGAL，贝桑松和银河系，化学演化模型，扩展分布函数方法，宇宙学背景下的化学动力学，以及自洽的宇宙学模拟），说明了拥有所有这些并行方法的重要性。所有的方法都有其优点和缺点（也讨论过），不同的方法对于解决特定的问题是有用的，这些问题可能有助于我们回答上面更一般的问题。
2016-08-04 astro-ph.GA
The interplay of internal and external processes in the buildup of disk galaxies: thick-disk star formation histories in AURIGA simulations
本文通过分析AURIGA模拟中24个旋涡星系的恒星族群性质，研究了内外部过程对厚薄盘恒星形成史的调控，揭示了厚盘包含就地与外来恒星的复杂族群构成。
2023-01-25 astro-ph.GA
On the Formation of Galactic Thick Disks
最近在银河系的光谱观测表明，化学定义的厚盘（具有高[α/Fe]比的恒星，因此很老）具有比薄盘小得多的尺度长度。这显然与外部边缘星系的观测相矛盾，在外部边缘星系中，薄的和厚的组成部分具有可比的尺度长度。此外，虽然所观察到的磁盘不耀斑（尺度高度不随半径增加），数值模拟表明，磁盘耀斑是不可避免的，由于环境影响和长期的演变。在这里，我们解决这些问题，通过研究在宇宙学背景下形成的两个不同的模拟星系盘套件。我们发现，规模高度的同时代的人口总是增加半径。然而，总人口可以在形态上分解为薄和厚的磁盘，不耀斑。我们将此与磁盘内向外形成，年轻的人口越来越大的规模长度和耀斑在逐渐扩大的半径。在这幅新的图片中，厚盘是由单年龄恒星星族的嵌入耀斑组成的。假设磁盘形式的内部，我们预测，形态定义的厚磁盘必须显示出减少年龄（或[α/Fe]比）与半径和同时代的人口应该总是耀斑。这也解释了观察到的金属丰度和[α/Fe]梯度的恒星远离在银河系中的磁盘中平面的反转。这项工作的结果与磁盘由内而外的增长直接相关，并且可以被视为磁盘由内而外增长的证据。
2015-04-06 astro-ph.GA
Revisiting the Radial Metallicity Gradient-Age Relation in the Milky Way's Thin and Thick Disks
Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；Tianjin Normal University（天津师范大学）
本研究通过LAMOST DR8和恒星震颤数据重新审视银河系薄盘和厚盘的金属度梯度-年龄关系，发现薄盘梯度随年龄平缓，厚盘存在正梯度，揭示了不同盘的化学演化路径。
2026-01-07 astro-ph.GA
Characterisation of the Galactic thick disk
厚盘似乎在外部大型螺旋星系中很常见，我们自己的银河系也有一个。厚盘的存在可能与宿主星系的形成历史直接相关，如果它的性质已知，它可以约束星系形成的模型，帮助我们更好地理解星系形成和演化。这篇简短的评论试图突出银河系厚盘的一些特征，以及它与其他恒星星族如薄盘和银河系凸起的关系。重点放在过去10至15年获得的高分辨率光谱数据的结果上。
2013-08-23 astro-ph.GA
The AMBRE project: The thick thin disk and thin thick disk of the Milky Way
我们分析了494个主序星和次巨星从AMBRE：HARPS调查。这些恒星具有来自\textit{Gaia} /DR 1的精确的天体测量信息，提供可靠的年龄估计与$\pm1-2$陀螺仪的相对不确定性，并允许精确的轨道确定。样品根据化学成分分为低[Mg/Fe]序列和高[Mg/Fe]序列，低[Mg/Fe]序列通常被识别为薄盘恒星星族，高[Mg/Fe]序列通常与厚盘相关。我们发现，高[Mg/Fe]化学序列的恒星形成时间延长了几个Gyr，并且与低[Mg/Fe]化学序列的最古老恒星是同时代的：低和高[Mg/Fe]序列同时形成恒星。高[Mg/Fe]恒星星族只在最老、最贫金属和最高[Mg/Fe]恒星中垂直延伸。当比较两个序列的垂直速度色散时，对于相似年龄的恒星，高[Mg/Fe]序列的速度色散低于低[Mg/Fe]序列。根据化学性质将任何一组确定为薄盘或厚盘都是误导性的。高[Mg/Fe]序列的恒星有起源于内盘的近半乳糖体，而低[Mg/Fe]序列的恒星的近半乳糖体通常在太阳附近。从恒星的轨道特性来看，高和低的[Mg/Fe]序列很可能反映了内外盘种群的化学富集历史;径向混合导致这两个种群在太阳位置原位观察。基于这些结果，我们强调，重要的是要明确定义什么人口正在使用的术语薄和厚盘时，参考，和理想的术语厚盘应保留纯粹的几何定义，以避免混淆，并与外部星系的定义一致。
2017-12-06 astro-ph.GA
Mapping the Asymmetric Thick Disk: II Distance, Size and Mass of the Hercules Thick Disk Cloud
武仙座厚盘云（Larsen et al. 2008）最初被发现是银河系象限1和象限4之间数量过多的微弱蓝色恒星。云的起源可能是与盘条、三轴厚盘或合并残余物或流的相互作用。为了更好地绘制云沿视线的空间范围，我们已经获得了63个区域中120万颗恒星的多色UBVR测光，每个区域约为1平方度。我们对超出明显边界的场的分析已经排除了三轴厚盘作为可能的解释（Larsen，Humphreys和Cabanela 2010）在本文中，我们提出了我们所有场的恒星计数结果，确定了视线上和视线上的过密度的空间范围，并估计了云的大小和质量。使用测光表，造成过量的恒星距离太阳在1到6千秒差距之间，在银河平面上方0.5 - 4千秒差距，在我们的视线上延伸大约3-4千秒差距。因此，它是银河系中的一个主要的底层结构。沿着我们视线的过剩分布与圆盘中棒的密度轮廓相对应，它最远的恒星直接在棒的上方。我们也透过云看到了它的另一面。在包含云的整个500平方度的天空中，我们估计有超过560万颗恒星和190万个太阳质量的物质。如果超密度与棒有关，它将超过14亿颗恒星和超过5000万个太阳质量。最后，我们认为武仙座-天鹰座云（Belokurov et al. 2007）实际上是武仙座厚盘云。
2011-01-21 astro-ph.GA
Simple and accurate modelling of the gravitational potential produced by thick and thin exponential disks
我们提出了一个径向指数盘质量分布所产生的引力势的精确模型。这些模型是由三个独立的Miyamoto-Nagai磁盘组合而成。这样的模型以前已经被用来模拟银河系的磁盘，但在这里，我们扩展这个框架，使其应用于磁盘的任何质量，scalelength，和广泛的厚度范围从无限薄到近球形（椭圆度从0到0.9）。该模型具有实现简单的优点，我们期望更快的运行速度超过双指数磁盘处理。势是完全解析的，在所有点上都是可微的。我们的模型的质量分布偏离纯指数盘的径向质量分布<0.4%的4盘标度和<1.9%的10盘标度。我们制表拟合参数，方便建设指数磁盘的任何scalelength，和广泛的磁盘厚度（一个用户友好的，基于Web的界面也可用）。我们的配方是非常适合于一个巨大的磁盘星系的恒星星团或矮星系的潮汐效应的数值模拟。我们考虑三个工作的例子，银河系薄和厚盘，和一个盘状矮星系。
2015-02-07 astro-ph.GA
Impacts of Radial Mixing on the Galactic Thick and Thin Disks
使用N体模拟的银河系磁盘，我们定性地研究如何修改的厚和薄盘星的金属丰度分布的径向混合诱导的酒吧和螺旋臂。我们发现，径向混合驱动一个积极的垂直金属丰度梯度的单年龄盘人口的初始标度高度是恒定的，初始径向金属丰度梯度是紧密的和负的。另一方面，如果初始盘是张开的，与规模的高度增加与银河中心半径，径向混合导致一个负的垂直金属丰度梯度，这是符合目前观察到的趋势。我们还讨论了径向混合对厚盘星金属丰度分布的影响。通过将N体模型的金属丰度分布与SDSS/APOGEE数据相匹配，我们认为银河系厚盘的祖先不应该有一个陡峭的负金属丰度梯度。
2017-08-10 astro-ph.GA
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
Milky Way thin and thick disk kinematics with GAIA EDR3 and RAVE DR5
利用GAIA DR 3星表对太阳邻域内银河系盘的运动学进行了详细的分析。为了确定银河系恒星盘的局部运动学，我们使用了278，228颗红巨星分支（RGB）恒星的完整样本，这些恒星分布在一个圆柱体中，以太阳为中心，半径为1 kpc，半高为0.5 kpc。我们分别确定每个银河半球的RGB恒星的运动学性质，以寻找可能的不对称性。RGB星的运动学性质揭示了两个运动学上不同的组成部分的存在：薄盘的平均速度${V_R}, {V_ϕ}, {V_Z}$约为-1，-239，0 km s $^{-1}$，速度色散$σ_R, σ_ϕ, σ_Z$为31，20和11 km s $^{-1}$，厚盘的平均速度分量约为+1，-225，0 km s $^{-1}$，速度弥散为49、35和22 km/s $^{-1}$。我们发现，在银道面以上/以下500 pc的高度，厚盘星约占盘星的一半。如此高数量的RGB恒星与厚盘运动学点在长期演化的银河系厚盘的起源场景。
2022-05-02 astro-ph.GA
Thick disk kinematics from RAVE and the solar motion
径向速度测量，如径向速度实验（RAVE），为我们提供了数十万颗附近恒星的测量结果，其中大多数属于银河系薄，厚盘或晕。理想情况下，研究银河系盘（薄的和厚的）应该利用多维相空间和它们的恒星星族的化学丰度的整个模式。在本文中，我们借助RAVE巡天研究了银河系的薄盘和厚盘，重点是后者。我们提出了一种技术来解开恒星的内容的两个磁盘的基础上的运动学和其他恒星参数，如表面的恒星重力。使用帕多瓦星系模型，我们检查了我们的方法的能力，正确地隔离厚盘组件的星系混合物的恒星星族。我们引入选择标准，以清洁所观察到的径向速度从银河系的差异旋转，并考虑到部分天空覆盖的RAVE。我们开发了一种数值技术，从统计上解开薄和厚磁盘的混合物。我们推导出太阳运动的组件相对于当地的休息标准（LSR）在径向和垂直方向上，厚盘组件相对于LSR的旋转滞后，和厚盘单独的速度色散张量的绝对值的平方根。薄圆盘的分析在另一篇文章中提出。我们发现很好的协议与以前的独立参数测定。在我们的分析中，我们使用光度测定的距离。在附录中，我们表明，即使没有测光距离的知识，也可以找到类似的值，就像在我们的论文的主要部分中导出的那样。
2012-09-03 astro-ph.GA
Jeans analysis of the Galactic thick disk and the local dark matter density
在太阳半径的质量表面密度的动力学估计可以作出高达4千秒差距的高度使用厚盘星作为示踪剂的潜力。我们调查为什么不同的牛仔裤估计的局部表面密度导致令人困惑和相互矛盾的结果。利用金斯方程，我们计算了引力的垂直分量（F_z）和径向分量（F_R），以及定义为Vc ^2的径向导数的Gamma（z），其中Vc ^{2}= -RF_R。如果我们假设厚盘没有耀斑，并且厚盘速度频散张量的所有分量都具有3.5 kpc的均匀径向尺度长度，那么当使用当前可用的厚盘运动学数据时，Gamma会出现令人难以置信的大负值。这意味着必须修改输入参数或模型假设。我们已经探索了，使用模拟厚盘，密度和速度色散的尺度长度不依赖于中平面以上的垂直高度z的假设的影响。在缺乏关于这些尺度半径如何依赖于z的任何信息的情况下，我们定义了一个不同的策略。通过使用参数化的银河势，我们发现对于一个耀斑厚盘和一个局部密度大于0.0064 M_sun pc^{-3}的球形暗物质晕，F_z，F_R和Gamma都得到了可接受的拟合。类似太阳的暗物质分布也可能与厚盘的当前数据相一致。精确测量中平面的Gamma值对于区分模型非常有用。
2015-11-25 astro-ph.GA
An [$α$/Fe]-enhanced thick disk in a Milky Way Analogue
银河系盘由两个突出的组成部分组成-一个厚的，富含α，低金属含量的组成部分和一个薄的，富含金属，低α的组成部分。外部星系已经被证明包含薄和厚的盘组件，但是否在[ $α$ /Fe]-[Z/H]平面的不同组件存在于其他银河系类星系还不知道。我们目前的VLT-MUSE观测UGC 10738，一个附近的，边缘银河系般的星系。通过星族合成模型的拟合，我们证明UGC 10738中含有与银河系中相同组分空间分布相似的富α和贫α恒星星族。我们将讨论如何发现，外部星系也包含化学上不同的磁盘组件可能会作为一个显着的限制银河系自己的薄和厚盘的形成。
2021-05-22 astro-ph.GA
The Galactic thin and thick disk
正在进行的大型银河系光谱调查，如SEGUE和RAVE，使我们能够重新审视银河系薄盘和厚盘的结构，以及它们的结构如何通过层次聚类在结构形成的框架内。在这篇文章中，我将总结一些最近的结果，主要是在RAVE调查方面的银河系盘的结构，它们可能的起源以及指示的子结构和不对称性。
2012-05-28 astro-ph.GA
Stellar populations and origin of thick disks in AURIGA simulations
基于AURIGA模拟分析24个银河系质量星系，揭示厚盘由早期原位形成、恒星吸积、并合触发的恒星形成及动力学加热共同塑造。
2024-04-02 astro-ph.GA
The HI Gas Disk Thickness of the Ultra-diffuse Galaxy AGC 242019
超扩散星系（UDG）和矮星系一样微弱，但其大小与螺旋星系相似。已经提出了各种形成机制，其中一些可能导致不同的磁盘厚度。在本研究中，我们利用AGC 242019的高分辨HI气体图，通过联合Poisson-Boltzmann方程测量了其HI标度高度h_g和张开角h_g/R的径向分布。AGC 242019的平均HI刻度高度为<h_g>\approx 537.15 \pm 89.4 pc，平均张开角为<h_g/R> \approx 0.19 \pm 0.03。作为比较，我们还得到了14个矮不规则星样本的盘厚度。发现AGC 242019的HI盘具有与矮星相当的厚度。这表明AGC 242019不太可能经历比矮星系更强的恒星反馈，否则会导致该星系的圆盘更厚。
2022-08-26 astro-ph.GA
The Milky Way as a High Redshift Galaxy: The Importance of Thick Disk Formation in Galaxies
我们比较银河系（MW）的恒星形成的历史和动力学与遥远的盘星系的属性。在其演化的第一个~4 Gyr期间，MW形成了具有高恒星形成强度（SFI）的恒星，Sigma_SFR~0.6 Msun/yr/kpc 2，因此在其星际介质中产生了外流和高湍流。这个恒星形成的激烈阶段对应于厚盘的形成。厚盘的形成是一个关键的阶段，它使MW在z~1时形成了大约其总恒星质量的一半，这类似于通过丰度匹配选择的“MW祖星系”。这种一致性表明，厚盘的形成可能是盘星系的一个普遍的演化阶段。利用一维速度色散和SFI之间简单的能量注入-动能关系，我们可以再现MW随年龄变化的恒星速度平均垂直色散。这种关系，其推断的演变，和所需的效率是一致的星系从z~0-3的观测。强烈的恒星形成所产生的高湍流自然导致了一个厚盘，一个化学混合良好的ISM，是连接MW的演变到遥远的盘星系的观察到的特征的机制。
2014-06-11 astro-ph.GA
Galactic Archaeology with RAVE: Clues to the Formation of the Thick Disk
我提出了一个从RAVE数据发布4（DR 4）的13000颗恒星的分析，以更好地了解厚盘的形成。我所考虑的恒星大多数都在太阳的1千秒差距之内。基于Monte-Carlo分析的数据和比较与玩具模型，我建议厚盘形成相当迅速，当[Mg/Fe] ${\approx}$ 0.2-0.3。我们认为通过直接吸积的起源是不太可能的，因为厚盘是快速旋转和相当丰富的金属为它的年龄。由于内部磁盘加热不容易达到观察到的高速度分散，可能会更渐进，这似乎也不可信。由于厚盘形成时需要[Mg/Fe] ${\geq}$ 0.4，因此厚盘的非常早期形成（例如在银河系坍缩的原始气体云中的恒星形成）似乎不太可能。通过与另一个星系的潮汐相互作用的起源是少数剩余的可能性之一。我对形成厚盘的事件的性质提出的解释是仙女座的近距离飞越，它在MOND的轨道动力学与我的估计一致，该事件发生在7-11 Gyr之前。这导致合理的厚盘速度分散。重要的是要确定事件是否均匀地加热了薄盘的外部区域，或者是否有相当大的部分没有受到影响。这可以区分涉及一次近距离接触的模型（如我的模型）和涉及多次接触的模型（如合并中常见的模型）。目前的主要限制因素似乎是元素丰度的准确性和缺乏对太阳不同银河系中心半径的直接观测。
2014-06-25 astro-ph.GA
White Dwarfs in the SuperCOSMOS Sky Survey: the Thin Disk, Thick Disk and Spheroid Luminosity Functions
我们提出了一个星等和自行限制目录的约10,000白矮星的候选者，从SuperCOSMOS巡天通过减少自行选择。该星表的星等为r~19.75，自行为mu ~0.05”/yr，覆盖了近四分之三的天空。光度计测量提供的距离估计精度约为50%。这个星表用来测量盘状和球状白矮星的光度函数，使用严格的速度切割来分离属于每个种群的子样本。以这种方式测量的盘光度函数实际上是薄盘和厚盘物体的聚集体，这是由于这些群体之间显著的速度重叠。我们介绍了一种新的统计方法，恒星光度函数附近的物体，成功地解开不同的运动人口的贡献，而不需要严格的速度削减。这提高了统计能力，允许所有的恒星都对光度函数有贡献，即使在切向速度下，星族是无法区分的。这种方法特别适用于白矮星，因为通过化学标记对白矮星进行种群区分是不可能的。我们用这种方法首次测量了厚盘白矮星的光度函数，同时改进了对薄盘和椭球光度函数的约束。我们发现，薄盘，厚盘和球状人口的贡献，当地的白矮星密度约79%/16%/5%的比例。
2011-04-20 astro-ph.GA
Evidence of a large scale positive rotation-metallicity correlation in the Galactic thick disk
这项研究是基于盖亚和APOGEE最近发布的高质量天体测量和光谱数据。我们选择$58\,882$薄盘和厚盘红巨星，在银心（圆柱）距离范围$5 < R < 13$ ~kpc和$|z| < 3$ ~kpc，其中完整的化学运动学信息是可用的。径向化学梯度，$\partial \rm{[M/H]} / \partial \rm{R}$，和旋转速度-金属丰度的相关性，$\partial V_ϕ/ \partial \rm{[M/H]}$，重新推导出坚定地揭示，厚盘速度-金属丰度的相关性保持其积极的$8$ ~千秒差距的范围内探索。这一观测结果是重要的，因为它设置了实验约束最近的理论研究的形成和演化的银河系盘和宇宙学模型的星系形成。
2018-10-17 astro-ph.GA
Kinematical and chemical vertical structure of the Galactic thick disk I. Thick disk kinematics
本文利用距平面4.5kpc的412颗红巨星观测资料，研究了银河系厚盘运动学性质随银河系高度Z的变化。我们证实了其他作者发现的朝向银河系反中心的非零平均径向运动，但我们发现它在|Z| =3 kpc时改变了符号，并且单独提出的LSR向内运动不能解释这些观测结果。旋转速度随着|Z|的降低而降低了-30 km/s/kpc，但是数据更好地由指数为1.25的幂律表示，类似于从SDSS数据分析中提出的。所有的速度分散度都随着|Z|的增加而增加，但垂直梯度很小。分散体成比例地增长，各向异性没有显著变化。比值sigma_U/sigma_W=2表明厚盘可能是由低纬度合并事件形成的。顶点偏差随着银河系高度的增加而增加，在|Z| =3.5 kpc时达到~20度。倾斜角也增加，并且椭圆体在径向-垂直平面中的取向总是介于与圆柱和球面坐标系的对准之间。|Z| =2 kpc时的倾斜角与MOND的预期一致，但需要将计算扩展到更高的|Z|以进行结论性试验。最后，在2.5和3.5千秒差距之间，我们检测到许多运动学量的线性趋势的偏差，这表明可能存在一些运动学子结构。
2012-02-08 astro-ph.GA
Evolving Gravitationally Unstable Disks Over Cosmic Time: Implications For Thick Disk Formation
对z~2的盘状星系的观测表明，引力不稳定性驱动的湍流可以支配盘状星系的能量。我们提出了一个1D模拟代码，我们已经公开，经济地演变这些星系从z~2到z~0在一个单一的CPU在几分钟内，跟踪柱密度，金属丰度，气体和多个恒星组件的速度色散。我们包括一个H $_2$调节的恒星形成规律和恒星加热的影响，瞬态螺旋结构。我们用这个程序对太阳附近存在的薄盘和厚盘恒星星族以及恒星的年龄-速度色散关系给出了一个可能的解释：在z~2处，盘中气体的高速色散随宇宙吸积率的降低而减小，而在较低的红移处，动力学较冷的气体形成薄盘中的低速色散星.
2012-05-10 astro-ph.GA
Can A Kinematically Hot and Thick Disk Form A Bar? : Role of Highly Spinning Dark Matter Halos
Indian Institute of Technology Kanpur（坎普尔印度理工学院）
研究发现，在自转暗物质晕环境中，角动量高且厚的盘会形成棒，而传统标准无法预测此现象。
2025-12-25 astro-ph.GA
The imprints of the Galactic bar on the thick disk with RAVE
我们研究的运动学的本地样本的恒星，位于一个圆柱体内的500 pc半径为中心的太阳，在RAVE数据集。我们发现明显的不对称性的$v_R$ - $v_ϕ$速度分布的薄和厚的磁盘明星：这里有更多的明星径向向外低方位角速度和更多的径向向内高方位角速度。这种不对称性以前曾被报道为薄盘是由于银河棒，但这是第一次在厚盘中看到相同类型的结构。我们的研究结果意味着，厚盘星的速度不应该再描述史瓦西，多元高斯或纯粹的轴对称分布。此外，以前报告的厚盘子结构的性质需要重新审视，因为这些可能与动力学共振，而不是吸积事件。很明显，如果我们要完全了解银河系，银河系的动力学模型必须符合盘的三维速度分布，而不是投影的一维速度分布。
2015-03-06 astro-ph.GA
Observational Evidence from SDSS for a Merger Origin of the Milky Way's Thick Disk
我们测试的竞争模型，旨在解释银河系中远离中平面（|z| $\gtrsim$ 1 kpc）的恒星的性质，所谓的厚盘：恒星可能通过轨道迁移，通过卫星合并和吸积，或通过加热预先存在的薄盘恒星到达那里。Sales等人（2009）提出厚盘星的偏心率分布作为区分这些机制的诊断。利用SDSS DR 7，我们收集了34，223个具有6-D相空间信息和金属丰度的G矮星样本，并推导了它们的轨道偏心率。比较所得偏心率分布，p（e| z），我们发现：a）观察到的p（e| z）与仅通过轨道迁移预测的结果不一致，因为观测到的高偏心率和极低偏心率的恒星更多; b）主要通过预先存在的薄盘突然加热形成厚盘的情景也不一致，因为它们预测的高偏心率恒星比观测到的更多; c）观测到的p（e| z）非常符合“富含气体的合并”场景，其中大多数厚盘星都是从原位未沉降的气体中诞生的。
2010-09-08 astro-ph.GA
Abundance trends in the inner and outer Galactic disk
基于高分辨率光谱获得的MIKE摄谱仪的麦哲伦望远镜，我们提出了详细的元素丰度的64颗红巨星在银河系内外盘。对于内盘样本（4-7千秒差距，从银河系中心），我们发现，薄和厚盘丰度模式的恒星存在，而银心距离超过10千秒差距，我们只找到与当地薄盘相关的化学模式，即使是远远高于银河系平面的恒星。我们的结果表明，厚盘和薄盘的相对密度与太阳附近的相对密度有显着差异，因此我们认为厚盘的径向尺度长度比薄盘的径向尺度长度短得多。厚磁盘的比例长度为L_{thick} =2.0 kpc，薄磁盘的比例长度为L_{thin} =3.8 kpc，可以更好地匹配数据。
2012-01-10 astro-ph.GA
Linking star formation thresholds and truncations in the thin and thick disks of the low-mass galaxy UGC 7321
在大多数螺旋星系中发现了薄而厚的盘，但它们的形成情景仍然不确定。厚磁盘是通过缓慢还是快速，内部还是环境过程形成的尚不清楚。在薄和厚的磁盘外部截断的物理起源，观察到的光学和近红外（NIR）表面亮度剖面下降，也是一个有争议的话题。这些截断与银河型星系中的恒星形成（SF）阈值有关，但对于低质量的对应物或厚盘没有这种联系。我们对边缘星系UGC 7321的光度分析提供了一个可能的突破。这个被充分研究的弥散的、孤立的、无凸起的超薄星系被认为是动态和SF的进化不足。这是一个理想的目标，以解开内部效应的形成厚盘和截断。我们的轴向光配置文件从深远紫外和近紫外（UV; GALEX）图像，跟踪最近的SF，和光学（DESI grz）和近红外（斯皮策3.6微米）图像，跟踪老恒星星族，使一个详细的识别外截断在所有探测波长的薄和厚磁盘。在解投影到正面视图后，在大约1.5太阳质量/平方秒差距的恒星密度处发现了一个尖锐的截断签名，与气体密度SF阈值的理论预期一致。在截断半径之外的红色表示恒星向外部区域迁移。因此，我们表明，厚盘和截断可以通过内部机制单独形成，鉴于原始性质的UGC 7321。我们报告发现截断在和以上的弥漫星系的中平面，这是链接到SF阈值，这对物理驱动的磁盘大小测量低质量星系之间的约束。
2022-11-04 astro-ph.GA
Extraplanar H II Regions in Spiral Galaxies. II. In Situ Star Formation in the Interstellar Thick Disk of NGC 4013
我们目前的观察，H $α$发射结在NGC 4013厚盘，证明它是一个H II区域周围的年轻热恒星$z = 860$ pc以上的这个边缘上的螺旋星系的平面。利用LBT/MODS光谱，我们发现这个H II区域的H $α$光度$\sim 4$ - 7倍于猎户座星云，其电离光子产生率为$\log Q_0 \gtrsim 49.4$（光子数为$^{-1}$）。HST/WFPC 2成像显示与$M_{V} = -8.21\pm0.24$相关的蓝色连续光源。这些性质一起证明了H II区域是由一个年轻的恒星团形成的{ \em原位}在厚盘与电离光子通量相当于$\sim$ 6 O 7 V星。如果我们假设$\approx6$的其他面外\halpha发射结都是H II区，那么\ngc 4013的厚盘恒星形成速率为$\sim 5 \times 10^{-4}$ M $_\odot$ yr $^{-1}$ .恒星的形成很可能发生在星际厚盘的致密云中，在尘埃消光和CO排放的光学图像中可以看到。
2018-02-27 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 thick disk rotation-metallicity correlation as a fossil of an "inverse chemical gradient" in the early Galaxy
厚盘旋转-金属丰度相关性，\partial V_x/ \partial [Fe/H] =40 × 50 km s^{-1}dex^{-1}代表了银盘形成过程的一个重要特征。我们使用非耗散的数值模拟，以遵循银河系（MW）的磁盘的演变，以验证长期的动力学过程可以解释这种相关性在旧的厚盘恒星星族。我们遵循了一个古老的磁盘人口的演变代表的1000万个粒子的化学丰度分配假设一个宇宙学上合理的径向金属丰度梯度较低的金属丰度在内部区域，如预期的10-Gyr-old MW。本质上，内盘恒星向外部区域移动，并填充位于更高|z|的层。出现的旋转-金属丰度相关性，这很好地类似于在我们的银河系中观察到的行为，在银河系的距离之间的8千秒差距和10千秒差距。特别地，我们测量了在1.5 kpc <|z| < 2.0 kpc下持续到6 Gyr的粒子的\partial V_r/ \partial [Fe/H] \simeq 60 km s^{-1}dex^{-1}的相关性。我们的纯N-体模型可以解释V_bv。[Fe在我们银河系厚盘中观察到的相关性，表明盘内部的过程，如加热和径向迁移，在这个古老恒星成分的形成中发挥了作用。在这种情况下，旧厚盘人口的正旋转-金属丰度相关性将代表古老的“逆”化学（径向）梯度在银河系内部的遗迹签名，这是由原始气体吸积造成的。
2012-07-26 astro-ph.GA
3D test particle simulations of the Galactic disks. The kinematical effects of the bar
目的：研究旋转棒对整个银河系薄盘和厚盘中恒星运动学的影响。研究方法：我们进行测试粒子数值模拟薄和厚磁盘在3D银河系的潜力，包括晕，凸起，薄和厚磁盘，和费勒斯酒吧。我们分析了由此产生的速度分布的人口对应的两个磁盘，在银河系中的不同位置和不同的结构参数的酒吧。结果如下：我们发现圆盘的速度分布受杆的影响，并且在引入杆之后，对于大约10个杆的旋转存在强烈的瞬态效应。在较长的（更现实的）时间尺度上，棒的影响对薄盘星的运动学很强，对厚盘星的影响较弱，但无论如何都很重要。此外，我们还发现，在垂直方向上也可以追踪到棒的痕迹，薄盘的痕迹可以追踪到z ~ 1 kpc，厚盘的痕迹可以追踪到z ~ 2 kpc。
2013-11-22 astro-ph.GA
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
Metallicity Gradients of Thick Disk Dwarf Stars
我们研究的金属丰度分布的银河系厚盘使用F，G和K矮星从斯隆数字巡天，数据发布8。利用大量自行矮星样本和光谱测定的恒星参数，我们发现了银河系平面以上不同高度的径向金属丰度梯度和距银河系中心不同径向距离的垂直方向金属丰度梯度。我们发现，在1 < |Z| < 3 kpc的范围内，使用等时线（光度）距离测定，垂直金属丰度梯度为-0.113 +/- 0.010（-0.125 +/- 0.008）dex/kpc，这是与我们银河系厚盘最一致的垂直高度范围。在径向方向上，我们发现金属丰度梯度在+0.02和+0.03 dex/kpc之间，垂直方向上的箱在1 < |Z| < 3 kpc之间。这两个结果都与从其他恒星群体中确定的类似值一致，但这是第一次在这些垂直高度发现厚盘的径向金属丰度梯度。我们也能够分离薄和厚盘星的运动学和空间概率的基础上，在垂直高度范围内，这两个人口有显着的重叠。这将有助于进一步研究盘的金属丰度梯度的垂直高度低于这里的研究，但以上的太阳附近。薄盘和厚盘中的金属丰度梯度是我们银河系可能形成情景的重要探针，并且使用大型光谱调查的结果开始出现一致的图像，例如这里提出的。
2012-10-10 astro-ph.GA
Thick-disk evolution induced by the growth of an embedded thin disk
我们进行无碰撞N体模拟研究的结构和运动学性质的模拟厚磁盘的嵌入薄磁盘的增长引起的演变。本研究中使用的厚盘起源于宇宙学上常见的5：1相遇，最初薄的主盘星系和坠落的卫星。不断增长的薄磁盘建模为静态引力势，我们探讨了各种增长磁盘的参数，可能会影响厚磁盘的响应。我们发现，最终的厚盘属性强烈依赖于总质量和径向尺度长度的薄磁盘的增长，其增长的时间尺度和垂直尺度高度以及厚盘旋转的初始意义上的敏感性要小得多。总的来说，一个嵌入的薄磁盘的增长可能会导致在径向和垂直方向上的大幅收缩，导致厚磁盘的规模长度和规模高度显着减少。在运动学上，一个不断增长的薄盘可以引起厚盘恒星的平均旋转和速度色散的显着增加。我们的结论是，通过气体吸积薄盘的改造可能发挥重要作用，在设置厚盘的结构和运动学，因此它是一个重要的组成部分厚盘形成的模型。
2010-05-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
The thick disks of spiral galaxies as relics from gas-rich, turbulent, clumpy disks at high redshift
研究了旋涡星系中厚恒星盘的形成。对富含气体的年轻星系的模拟表明，内部团块的形成是由引力不稳定性、团块聚结成凸起以及强烈的恒星散射导致的盘增厚造成的。现代星系的凸起和厚盘可能就是这样形成的。小合并的模拟也会产生厚的盘，但有一个重要的区别。由内部过程形成的厚盘具有恒定的刻度高度和银河中心半径，但由合并耀斑形成的厚盘。这种差异的产生是因为在第一种情况下，垂直强迫和盘重力阻力都与盘柱密度成正比，因此所得的刻度高度与此密度无关。在合并的情况下，垂直强迫是独立的柱密度和低密度区变得更厚，由此产生的耀斑是不一致的观测。后期的气体吸积和薄盘的增长，以保持恒定的尺度高度的厚盘形成的内部演化。这些结果加强了这样一种想法，即盘星系吸积大部分的质量顺利，并获得其结构的内部过程，特别是通过湍流和cluerous阶段在高红移。
2009-10-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Thick Disks in the Hubble Space Telescope Frontier Fields
利用两台哈勃空间望远镜前沿场平行线观测系统，研究了厚盘星系的演化。星系可分为72个星团型和35个旋涡型。在F435 W、F606 W和F814 W（B、V和I）通带中，沿长轴以1个像素的间隔测量周向光分布，并将其拟合到与仪器线扩散函数（LSF）卷积的sech ^2函数中。LSF由每个通带和视场中约20颗恒星的平均点扩散函数（PSF）确定，与均匀亮度线卷积以模拟盘模糊。还使用了cluidopsis盘的扩散函数进行比较。由此得到的标度高度与星系质量成正比，在z=1.5-2.5时，一个10^9.5-10^10.5兆太阳的星系的平均高度等于0.63+-0.24千秒差距。此值可能是无法解析的薄磁盘组件和厚磁盘组件混合的结果。这种双组分结构的证据是存在于高度和中平面表面亮度之间的负相关性。模型表明，在团块之间观察到的厚盘最好，在相同的质量和红移下，那里的平均尺度高度为1.06+-0.43 kpc。0.63 ± 0.68等V-I色差随高度的变化也证明了薄组分和厚组分的混合。
2017-09-01 astro-ph.GA
Chemo-orbital evidence from SDSS/SEGUE G-type dwarf stars for a mixed origin of the Milky Way's thick disk
我们结合估计的金属丰度[Fe/H]，丰度[α/Fe]，位置和运动的27,500个本地（7<R/kpc<9，0.5< |z| /kpc<2.5）SDSS/SEGUE G型矮星的样本，以研究银河系盘围绕太阳的化学轨道特性。当我们导出反映角动量、圆度和厚度的轨道性质作为[α/Fe]与[Fe/H]的函数时，我们发现随着[α/Fe]（年龄的代理）有一个平滑的变化。同时，[α/Fe] $\gtrsim$ 0.25的老恒星的轨道性质确实表现出与[Fe/H]的转变：低于[Fe/H] $\simeq$ -0.6时，轨道角动量减小，轨道变得明显非圆和更厚。恒星径向迁移到太阳附近自然会导致轨道性质的平滑变化，但后者的老贫金属恒星形成了明显的挑战，特别是因为径向迁移的基本特征是恒星保持在近圆形轨道上。当我们接下来选择近圆轨道上的恒星时，我们确实发现除了α-年轻的“薄盘”恒星外，α-年老的“厚盘”富金属恒星也有显著的贡献。然而，剩下的在偏心轨道上的α-老“厚盘”恒星，包括几乎所有的老贫金属恒星，很难单独用径向迁移来解释，但可能是通过早期的富气体合并形成的。因此，我们发现的化学轨道的证据表明，较厚的组成部分的银河系盘是不明显的薄组件预期从平滑的内部演化通过径向迁移，除了旧的贫金属的恒星具有不同的轨道特性，这可能是一个独特的厚盘组件的一部分，通过外部机制形成。
2012-01-08 astro-ph.GA
The Fornax 3D project: unveiling the thick disk origin in FCC 170: signs of accretion?
我们提出并讨论恒星运动学和人口的S0星系FCC 170（NGC 1381）在天炉座星系团，使用深MUSE数据从天炉座3D调查。我们显示的恒星视线速度分布的前四个时刻的质量加权平均恒星年龄，金属丰度和[Mg/Fe]丰度比的地图。高质量的MUSE恒星运动学测量揭示了这个大质量星系的结构：一个核盘，一个被视为具有清晰的高速度色散X形状的四方形凸起的棒，一个快速旋转和燃烧的薄盘和一个旋转较慢的厚盘。虽然他们的整体年龄很大，很难讨论这些组件之间的形成时代的差异，我们发现一个明确的区别之间的金属丰富和较少的[Mg/Fe]增强人口在薄盘，盒状隆起和核盘，和更多的金属贫和[Mg/Fe]增强的恒星在厚盘。FCC 170位于天炉座星团的密集区，最近发现潮汐剥离的迹象，FCC 170的演化可能受到其环境的严重影响。我们讨论了它在落入今天的星系团之前在一个子组中进行“预处理”的可能性，这将在很久以前形成这个星系。厚盘显示了一个复合的恒星形成历史，作为一个显着的部分年轻的恒星共存的主要老年厚盘人口。前一个子群的特点是更低的金属丰度和更高的[Mg/Fe]值，这表明这些恒星形成的更晚，更快，在一个较少的化学演变的卫星，这是随后吸积。最后，我们讨论的证据表明，富含金属和较少的[Mg/Fe]-增强型恒星被带到了厚盘的外部的薄盘的耀斑。
2019-01-14 astro-ph.GA
Chemical abundances of the Milky Way thick disk and stellar halo II.: sodium, iron-peak and neutron-capture elements
本文对97颗运动学选择的厚盘星、内晕星和外晕星进行了钠、铁峰和中子俘获元素的化学丰度分析，金属丰度为-3.3<[Fe/H]<-0.5。本研究的主要目的是研究属于这些旧银河系组成部分的贫金属恒星之间的化学相似性和差异，作为确定其早期化学动力学演化的线索。在我们之前的论文中，我们通过基于Subaru/HDS获得的高分辨率（R~50000）光谱进行一维LTE丰度分析，获得了α元素的丰度。在本文中，进行了类似的分析，以确定另外17种元素的丰度。结果表明，在金属丰度低于[Fe/H]-2的情况下，厚盘、内晕和外晕子样品中许多元素的丰度比基本相似。相比之下，在较高的金属丰度（[Fe/H]>-1.5），在三个子样本之间的一些丰度比的差异被确定。具体而言，[Na/Fe]，[Ni/Fe]，[Cu/Fe]，[Zn/Fe]比值的内部和外部晕子样品被发现低于那些在厚盘子样品。与我们以前的论文中观察到的[Mg/Fe]相比，[Eu/Fe]比在两个晕子样品中比在厚盘子样品中更增强。在厚盘和内/外晕子样品之间观察到的某些元素的明显化学丰度（[Fe/H]>-1.5）支持了这些组分通过不同机制形成的假设。特别是，我们的研究结果有利于这样的情况下，形成的内部和外部的光环组件通过组装的多个祖系统，经历了不同程度的化学富集，而厚盘通过快速恒星形成与有效的混合化学元素。
2013-06-05 astro-ph.GA
Search for the metal-weak thick disk from the LAMOST DR5
基于大天区面积多目标光纤光谱望远镜巡天数据发布（LAMOST DR 5）和\emph{Gaia}早期数据版本3（\emph{Gaia} EDR 3），我们构建了一个包含46，109个巨大（log~ $\emph{g}$ $\leqslant$ 3.5\，dex）恒星，日心距离d $\leqslant$ 4 kpc，并将样品进一步分为内区（{ \RGC } $<$ 8.34 \，kpc）和外区（{ \RGC } $>$ 8.34\，kpc）两组。在不同[Fe/H]和[ $α$ /Fe]的星盘中我们的程序星的{ \LZ }分布表明厚盘由两种具有不同化学组成和运动学性质的不同组分组成。对于内区，当[ $α$ /Fe] $>+$ 0.2\，dex和[Fe/H] $<-$ 0.8\，dex时，金属弱厚盘（MWTD）起主要作用，而当[Fe/H] $>-$ 0.8\，dex时，典型厚盘（TD）起主要作用.而外区只有在[ $α$ /Fe] $>+$ 0.2\，dex和[Fe/H] $<-$ 1.2\，dex时才明显出现MWTD，且在相同金属丰度范围内MWTD所占比例低于内区。从{ \VP }分布可以得到类似的结果。MWTD在内盘区的比例高于外盘区的比例，这意味着MWTD可能形成于内盘区，这是由内向外盘形成的一个观测证据。
2021-11-25 astro-ph.GA
Structure and Kinematics of the Stellar Halos and Thick Disks of the Milky Way Based on Calibration Stars from SDSS DR7
根据斯隆数字巡天（SDSS）及其第一次扩展（SDSS-II）（其中包括子巡天SEGUE：斯隆银河系理解和探索扩展）的32360颗校准星的大气参数和运动学量，对银河系中公认的恒星组成部分的结构和运动学进行了探索。全空间运动的子样本16920颗恒星，探索太阳4千秒差距内的局部体积，用于推导速度椭球的内晕和外晕组成部分的银河系，以及典型的厚盘和建议的金属弱厚盘人口。我们首先研究的问题是，数据是否需要存在至少两个组件的晕，以占可能晕星在本地体积的旋转行为，以及是否需要两个以上的组件。我们还解决的问题，是否建议的金属弱厚盘是运动学和化学上不同于典型的厚盘。此外，我们认为需要了解的性质所观察到的银河系的恒星星族的运动学行为的每个组件的分数作为一个函数的距离平面。厚盘和金属弱厚盘组件的规模长度和规模的高度确定。内晕和外晕人口的空间密度分布推断从牛仔定理分析。全套校准恒星（包括那些以外的本地体积）被用来测试预期的变化，在观察到的恒星金属丰度分布函数与距离以上的银河平面原位，由于从底层的恒星星族的变化的贡献。[删节]
2010-02-01 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
O and Fe abundance correlations and distributions inferred for the thick and thin disk
从最近的一项调查中获得的数据样本中发现，银河系中不同恒星星族（晕、厚盘、薄盘）的[Fe/H]-[O/H]关系呈线性（Ram{\'écourse}rez et al. 2013）。这些相关性支持了以前从较差的样本中推断出的结果：恒星显示出一个“主序”，表示为[Fe/H] = $a$ [O/H $]+b\mpΔb$，其中单位斜率$a=1$意味着一个恒定的[O/Fe]丰度比。氧和铁的经验丰度分布，然后确定不同的子样品，这是很好地解释了多级封闭（箱+水库）（MCBR）化学演化模型的理论预测，考虑到发现的相关性。在MCBR模型的框架下对这些分布的解释为我们提供了关于这些不同银河系区域的流入/流出速率及其相应演化的线索。厚盘和薄盘的流出速率均低于晕的流出速率。此外，如果薄盘是由厚盘构成的，那么两个系统的质量相当。此外，还得到了铁-氧产额比和铁产生的主要贡献率与非主要贡献率，结果与SNII的前身核合成和SNIa超新星事件的铁产生相一致。
2015-07-09 astro-ph.GA
The Fornax 3D project: Thick disks in a cluster environment
我们使用深MUSE观测进行恒星运动学和人口分析的FCC 153和FCC 177，两个边缘上的S0星系在天炉座星系团。这两个星系的不同结构成分的几何定义使我们能够描述它们厚盘的性质。这两个都是旧的，相对金属贫乏和[Mg/Fe]增强，它们的恒星形成历史（SFH）揭示了一个次要的年轻组成部分，其化学性质表明其后来的吸积。此外，这些几何定义的厚盘的外部区域显示出较高的金属丰度值和较低的[Mg/Fe]值。这些恒星可能形成于薄盘区域，它们被动态加热，形成了这两个星系中的耀斑。我们提出了不同的形成方案，这些厚盘的三个人口：原位形成，吸积和磁盘加热。在贫金属和[Mg/Fe]增强的厚盘（老的，$\sim 12-13$ Gyr）与富金属和较少[Mg/Fe]增强的薄盘（年轻的，$\sim 4-5$ Gyr）之间发现年龄上的明显区别。这两个星系在其薄盘和核区域显示出相对较新的恒星形成迹象。虽然薄磁盘显示更连续的SFH，核显示一个相当突发的SFH。这两个星系位于FCC 170所在的天炉座星系团的密集区之外。这个另一个侧边S0星系由\citet{Pinna2019}研究。我们比较和讨论我们的结果与以前的研究。这三个星系之间的差异，在不同的距离集群中心，表明环境可以对星系的演化路径有很大的影响。
2019-04-02 astro-ph.GA
Unveiling a young thick disk in the Milky Way
本研究在银河系中发现一个约66亿年的年轻厚盘，其厚度与古老厚盘相当但径向延伸更广、年龄更轻，揭示银河系至少经历两次湍流爆发式恒星形成事件，支持厚盘源于诞生环境而非长期动力学加热。
2025-04-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
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
