Fluorine Abundances in the Galactic Nuclear Star Cluster
利用高分辨率红外光谱和$λ$ 2.3 $μ$ m附近的H $^{19}$ F的振动-旋转谱线，从银河系中心（银河系中心距离为0.6- 30 pc）的发光年轻红巨星（$\sim$ 10 $^{7}$-10 $^{8}$ yrs）样品中推导出氟（$^{19}$ F）的丰度以及$^{16}$ O/ $^{17}$ O的同位素比值。六颗红巨星中有五颗是围绕中心超大质量黑洞旋转的核星团的成员。先前对银河系薄盘星和厚盘星中$^{19}$ F的化学演化的研究表明，$^{19}$ F的核合成起源可能相当复杂，来自两个或更多的天体物理学位点;氟丰度在厚盘星中相对于Fe丰度表现为主要元素，在薄盘星中表现为次要元素。分析的银河系中心红巨星属于F与Fe的薄盘关系，具有接近太阳的Fe丰度（$<$ [Fe/H] $>$ =+0.08 $\pm$ 0.04），F/Fe丰度比（$<$ [F/Fe] $>$ =+0.28 $\pm$ 0.17）略有增加。就它们的F和Fe丰度而言，银河系中心恒星遵循薄盘人口，这需要一个有效的$^{19}$ F源，可能是来自核心燃烧He的沃尔夫-拉叶星的风，或热脉冲AGB星，或两者的组合。在薄盘和银河系中心恒星中观察到的[F/Fe]随[Fe/H]的增加而增加的现象并没有被任何已发表的化学演化模型所预测，因此对$^{19}$ F的各种可能来源的产额的定量理解仍然是未知的。
2022-03-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Chemical Evolution of Fluorine in the Bulge - High-resolution K-band spectra of giants in three fields
宇宙中F的可能主要形成地点包括AGB星、II型SNe的ν-过程和/或W-R星。W-R星的重要性在理论上受到质疑，它们可能不需要在太阳附近F的化学演化模型中使用。然而，有人建议，确实需要W-R星来解释F在凸出部的化学演化。经常使用的HF-分子的分子光谱数据还没有以完整和一致的方式呈现，并且最近在文献中进行了辩论。在这篇文章中，我们确定的[F/O]与[O/H]的趋势，在隆起调查可能的贡献，从W-R星。此外，我们在这里提出了一个高频线列表的K和L波段（包括经常使用的23358.33毫米线）和一个附带的配分函数。利用光谱仪CRIRES记录的8颗K巨星的高分辨率近红外光谱，通过光谱拟合确定了F丰度。我们还使用我们新的HF分子数据重新分析了以前发表的五个膨胀巨星。我们发现，用只包含AGB星和SNe II型中ν过程的化学演化模型可能无法解释球突中的F-O丰度，即可能需要W-R星中大量的F产生来解释球突中的F丰度。关于HF谱线列表，我们发现文献中不一致的一个可能的原因，使用两种不同的激发能，是HF分子零点能的两种不同定义，因此也有两种伴随的不同离解能。只要在光谱合成中使用相应的一致性配分函数，两个行列表都是正确的。然而，我们怀疑这并不是在几个早期的作品导致F丰度0.3 dex太高的情况。
2014-03-11 astro-ph.GA
Kinematical and chemical vertical structure of the Galactic thick disk II. A lack of dark matter in the solar neighborhood
我们估计的动态表面质量密度西格玛在太阳的位置之间的Z=1.5和4千秒差距从银河系平面，从厚盘恒星的运动学推断。该公式在几个基本假设的有效性限度内是精确的。由此产生的Sigma（Z）趋势与单独可见质量的预期相匹配，并且不需要暗分量来解释观察结果。我们外推太阳附近的暗物质（DM）密度为0+-1 mM_sun pc^-3，并且在高于4 σ的置信水平下，排除了目前所有球形DM晕的模型。一个详细的分析表明，少量的DM是允许在研究中的一些输入参数或假设的变化量，但不足以匹配的模型的期望，除非在一个异国情调的组合的非标准假设。重复计算时，与文献中的运动学测量得到相同的结果。我们证明，DM晕将被检测到我们的方法，因此，结果没有直接的解释。只有一个高度扁长（扁平化q>2）的DM晕的存在才能与观测结果相一致，但这在Lambda CDM模型中是极不可能的。这些结果挑战了目前对银河系DM的空间分布和性质的理解。特别是，我们的结果可能表明，任何直接DM检测实验注定要失败，如果目标粒子的局部密度是可以忽略不计的。
2012-04-17 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
New families in our Solar neighborhood: applying Gaussian Mixture models for objective classification of structures in the Milky Way and in simulations
星系形成的标准图象促使银河系分解成3- 4个恒星星族，它们具有不同的运动学和元素丰度分布：薄盘、厚盘、凸起和恒星晕。为了测试这个想法，我们使用测量的速度和铁丰度（即，一个增广的Toomre图）作为要分解的分布。我们比较结果的盖亚-APOGEE DR 16交叉匹配目录的太阳附近的那些从一套合成的盖亚-APOGEE交叉匹配构建的银河系质量的星系的宇宙学模拟火灾。我们发现，在合成和真实的数据，最适合的GMM使用五个独立的组件，其属性类似于标准人口预测的星系形成理论。两个组成部分可以明确地确定为薄盘和另一个作为晕。然而，与厚盘的对应物不同，有三个具有不同年龄和α丰度分布的中间组分（尽管这些数据不用于构建模型）。我们使用的合成数据的分解表明，分类组件确实对应于不同起源的恒星。通过与模拟数据类比，我们表明，我们的真实Gaia-APOGEE交叉配型的混合模型区分了以下组分：（1）圆形轨道上年轻恒星的经典薄盘（46%），（2）通过与卫星相互作用加热的薄盘恒星（22%），（3，4）代表α增强厚盘速度不对称性的两个分量（27%），（5）与早期大规模吸积相一致的恒星晕（4%）。
2021-04-16 astro-ph.GA
No evidence of dark matter in the solar neighborhood
我们测量的表面质量密度的银河系盘在太阳的位置，从平面到4千秒差距，通过~400厚盘星的运动学。结果仅与可见质量的预期相匹配，并且在分析体积中未检测到暗物质。当前的暗物质晕模型被排除在外，其显著性高于5 σ，除非假设一个高度扁长的晕，这在冷暗物质模拟中非常不典型。由此导致的太阳位置上暗物质的缺乏对当前的模型提出了挑战。
2012-04-17 astro-ph.GA
Revisiting the Vertical Distribution of HI Absorbing Clouds in the Solar Neighborhood. II. Constraints from a Large Catalog of 21 cm Absorption Observations at High Galactic Latitudes
基于大批高银纬 21 cm 吸收观测目录，利用 kinematic_scaleheight 软件包对太阳邻域内冷中性介质的垂直分布进行限制，发现其厚度约为 50-90 pc，并揭示了其与分子云薄/厚盘的关联及异常运动学特征。
2024-09-26 astro-ph.GA
Visitors from the Halo: 11 Gyr old White Dwarfs in the Solar Neighborhood
我们报道了在斯隆数字巡天（SDSS）中发现的三颗邻近的老晕白矮星候选者，其中包括两颗共同自行双星系统中的恒星。这些候选者是从我们在博克和美国海军天文台旗杆站1.3米望远镜上进行的2800平方度自行调查中选出的，它们显示出0.4-0.5弧秒/年的自行。后续的MMT光谱和近红外测光表明，这三个物体都是氢主导的大气白矮星，Teff = 3700 - 4100 K。对于平均质量的白矮星，这些温度估计对应的冷却年龄为9-10 Gyr，距离为70-80 pc，切向速度为140-200 km/s。根据UVW空间速度，我们得出结论，他们最有可能属于晕。此外，主序星和白矮星的冷却年龄为10-11 Gyr。与SDSS J1102+4113一起，它们是目前已知的最古老的场白矮星。这三颗恒星只代表了我们自行巡天中晕白矮星候选者的一小部分，它们表明，像泛星和大型综合巡天望远镜这样的深度成像巡天应该能找到许多古老的厚盘和晕白矮星，它们可以用来限制银河系厚盘和晕的年龄。
2010-04-06 astro-ph.GA
Ages of 70 dwarfs of three populations in the solar neighborhood: considering O and C abundances in stellar models
氧和碳是构成恒星星族的重要元素。它们的行为与恒星星族的形成历史有关。C和O丰度也会明显影响恒星不透明度和总金属丰度$Z$。利用观测到的高质量光谱特性，我们构造了含C和O元素的恒星模型，对70颗贫金属矮星给出了更精确的年龄，这些贫金属矮星被确定为高$α$晕、低$α$晕和厚盘星。我们的研究结果表明，高$α$晕星比低$α$晕星相对老约2.0 Gyr。厚盘种群的年龄范围介于两个晕种群之间。年龄分布剖面表明，高$α$晕和低$α$晕星与Zolotov等人的原位吸积模拟相匹配，而厚盘恒星可能是在一个相对静止和持久的过程中形成的。我们还注意到，恒星的年龄是非常敏感的O丰度，因为年龄明显增加[O/Fe]值。此外，我们还获得了几颗年龄特殊的恒星，其中包括2颗年轻的厚盘星和12颗年龄大于宇宙年龄的恒星。
2016-12-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evidence for the Third Stellar Population in the Milky Way's Disk
银河系是一个独特的实验室，在那里可以详细测量和分析恒星的性质。特别是，老恒星群中的恒星编码了导致我们银河系形成的机制的信息。在这篇文章中，我们分析了太阳邻域中大量恒星的运动学，空间分布和化学，其中所有主要的银河系成分都得到了很好的代表。我们发现，厚盘包括两个不同的和重叠的恒星星族，具有不同的运动学性质和化学成分。金属弱厚盘（MWTD）包含的金属含量比典型厚盘少两倍，并表现出银河系最古老的恒星星族典型的轻元素富集。MWTD围绕银河系中心的旋转速度约为150 km s^（-1），对应于相对于典型厚盘（约180 km s^（-1））的30 km s ^（-1）的旋转滞后，速度色散为60 km s^（-1）。这个恒星星族可能起源于我们银河系组装早期的矮星系合并，或者它是一个前体盘，形成于银河系内部，并通过棒不稳定性或螺旋臂形成机制带入太阳邻域。
2019-10-29 astro-ph.GA
The Parent Populations of 6 groups identified from Chemical Tagging in the Solar neighborhood
我们估计了Mitschang等人在化学标记实验中确定的6个最大（太阳附近至少有20颗恒星）化学基团的母体种群的大小和分布。2014.丰度组中的恒星倾向于位于角动量与离心率空间的边界附近，在那里发现恒星的概率最高，并且轨道的远心点近似等于太阳的银河系中心半径。假设母种群均匀分布在银河系的所有方位角上，我们估计这些丰度组的母种群至少包含20万个成员。星群角动量的分布意味着，只有两个最年轻的星群和其中角动量最大的星群，才不符合均匀方位角分布的假设。三个薄盘组的母星群具有窄的角动量分布，但偏心率和角动量分布的尾部表明只有一小部分恒星迁移并增加了偏心率。与此相反，厚盘组的母种群表现出广泛的角动量和偏心率分布，这意味着加热和径向迁移已经发生。
2015-04-09 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
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
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
Two distinct halo populations in the solar neighborhood. Evidence from stellar abundance ratios and kinematics
精确的丰度比被确定为94颗矮星，5200 < Teff < 6300 K，-1.6 < [Fe/H] <-0.4，距离D < 335 pc。它们中的大多数具有晕运动学，但包括16个厚盘星。从VLT/UVES和NOT/FIES光谱测量原子线的等效宽度，分辨率分别为R = 55000和R = 40000。基于MARCS模型的LTE丰度分析被应用于获得Na、Mg、Si、Ca、Ti、Cr和Ni相对于Fe的精确微分丰度比。晕星分为两个族群，以[alpha/Fe]区分，其中alpha是指Mg，Si，Ca和Ti的平均丰度。[Na/Fe]和[Ni/Fe]的差异也存在，这两个丰度比之间存在非常明显的相关性。“高α”恒星可能是古老的盘状或凸起恒星，通过合并卫星星系而“加热”到晕运动学，或者它们可能是在原银河系气体云坍缩期间形成的第一颗恒星。“低α”恒星的运动学表明，它们是从矮星系中吸积而来的，其中一些可能起源于欧米茄Cen祖星系。
2010-02-24 astro-ph.GA
Kinematics of the local disk from the RAVE survey and the Gaia first data release
我们试图约束的薄和厚磁盘使用贝桑松人口合成模型与RAVE DR 4和盖亚第一次数据发布（TGAS）的运动学。通过应用详细的目标选择函数模拟了RAVE场，并使用取决于年龄的速度椭球计算了运动学，以研究长期演化。我们占了非对称漂移计算拟合Stackel潜在的轨道。使用ABC-MCMC方法调整模型参数，如速度分散、平均运动和速度梯度。我们利用金属丰度来增强薄盘和厚盘之间的分离。我们表明，该模型是能够再现本地磁盘的运动学非常详细。磁盘按照预期的长期演变，在非常好的协议与以前的研究薄盘。新的非对称漂移公式，适合于我们以前描述的Stäckel势，相当好地再现了在一个广泛的太阳附近的速度分布。用这种方法测定的太阳运动的U和W分量与前人的研究结果符合得很好。然而，我们发现一个比以前认为的更小的V分量，主要是因为我们包括了不对称漂移随到平面的距离的变化。厚盘是由一个长期的形成（至少2 Gyr），在此期间，我们表明，平均速度随时间增加，而规模的高度和规模的长度减少，非常一致的崩溃阶段与角动量守恒。这个新的银河系动力学模型能够在TGAS-RAVE样本的质量水平上再现在广泛的太阳邻域中观测到的速度，使我们能够约束薄盘和厚盘的动力学演化，以及确定太阳运动。
2017-05-22 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
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
Residuals of an Equilibrium Model for the Galaxy Reveal a State of Disequilibrium in the Solar Neighborhood
利用{ \it Gaia} DR 2径向速度星表同时模拟了太阳附近巨星的引力势和相空间分布函数。我们假设银河系处于平衡状态，并且关于盘的旋转轴和银河系中平面对称。势被视为名义上代表气体盘、恒星盘、核球和暗物质晕贡献的各项之和。我们的DF模型的巨人包括两个组成部分，以占薄和厚盘星的混合。根据Jeans定理，每个分量的DF由能量、自旋角动量和垂直能量的解析函数描述。我们给出了太阳$\sim 2\,{\rm kpc}$内径向和垂直力的模型预测，重点介绍了太阳近邻的旋转曲线和垂直力分布。最后，我们显示残差的恒星计数在$R-z$和$z-v_z$平面以及地图的平均径向和方位角速度在$z-v_z$平面。使用我们的模型的潜力，我们还研究了动作频率角坐标中的星计数残差。{ \it Gaia}相位螺旋、速度拱、一些已知的移动群和弯曲模式在这些地图中显示为明确的特征。
2022-07-07 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
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
Kinematics of Stellar Populations with RAVE Data
我们使用RAVE巡天第二次数据发布的恒星以及Breddels等人（2009）的距离估计来研究银河系薄盘和厚盘种群的运动学。速度分布展示了太阳附近存在的预期移动群体。我们应用Schuster et al.（1993）的X（恒星星族）标准来区分厚盘星和薄盘星，该标准同时考虑了运动学和金属丰度信息。对1906颗薄盘星和110颗厚盘星的垂直速度色散、平均自转速度和平均轨道偏心率，（sigma_W，Vphi，e）_thin =（18 \pm 0.3 km/s，223 \pm 0.4 km/s，0.07 \pm 0.07）和（sigma_W，Vphi，e）_thick =（35 \pm 2 km/s，163 \pm 2 km/s，0.31 \pm 0.16）。从径向Jeans方程，我们得到了一个厚盘尺度长度在1.5-2.2 kpc的范围内，其最大的不确定性在于所采用的形式的潜在的潜力。轨道偏心率分布的形状表明，我们样本中的厚盘星最有可能是在原位形成的，少量的富含气体的合并和/或径向迁移是它们轨道的最有可能的原因。我们进一步获得了平均金属丰度<[M/H]>_thin = +0.03 \pm 0.17，和<[M/H]>_thick = -0.51 \pm 0.23，与先前的估计很好地一致。我们估计薄盘的径向金属丰度梯度为-0.07 dex/kpc，这比化学演化模型预测的要大，在化学演化模型中，盘从…
2011-03-23 astro-ph.GA
Abundances of disk and bulge giants from hi-res optical spectra: I. O, Mg, Ca, and Ti in the Solar neighborhood and Kepler field samples
星系核球是我们星系的重要组成部分，但它很难被观测到，因为它既遥远又被盘中的尘埃覆盖。因此，不存在许多具有大波长覆盖范围的核球星的高分辨率光谱，其测定的丰度可以与附近类似分析的恒星样品进行比较。我们的目标是确定，化学演化模型，所以重要的α元素的一个样品的凸巨星使用高分辨率的光谱与大波长覆盖。发现的丰度将与从当地薄盘和厚盘中类似恒星的类似光谱中类似导出的丰度进行比较。在这第一篇论文中，我们专注于太阳邻域参考样本。我们使用光谱合成来获得恒星参数以及本地以及膨胀样品的巨星的元素丰度。特别注意基准我们的方法确定恒星参数对独立测量的有效温度角直径测量和表面重力从asteroseismology。在这第一篇论文中，我们提出了用于确定恒星参数以及元素丰度的方法，评估它们，并提出了我们的本地磁盘样本的291个巨星的结果。当将我们确定的光谱温度与角直径测量结果进行比较时，我们重现了这些结果，系统差为+10 K，标准差为53 K。分光重力与星震学测定的重力相同，系统偏移为+0.10 dex，标准差为0.12 dex。当谈到丰度趋势时，我们的本地盘巨星样本与其他分析太阳附近矮星的工作密切相关，表明更明亮的巨星和经常使用的矮星一样是很好的丰度探测器。
2016-11-16 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
Kinematic origin of white dwarfs in the solar neighborhood
本研究利用Gaia数据结合银河系轨道积分与种群合成代码，分析了太阳附近100秒差距内白矮星的银河系轨道、形成区域及观测偏差，发现太阳邻近区域具有过渡性，但Gaia观测的运动学性质能代表500秒差距内的总种群。
2024-05-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
A Very Metal-poor RR Lyrae Star with a Disk Orbit Found in the Solar Neighborhood
缺金属星是了解银河系早期形成的重要示踪物。最近的大规模调查与光度和光谱数据报告了越来越多的缺金属恒星的运动学特征是一致的磁盘恒星星族。我们报告的发现RR~天琴座变量（以下简称RRL），位于厚盘内，并具有与厚盘运动学一致的轨道。我们的目标RRL（HD 331986）位于距离太阳约1 kpc的位置，V=11.3，是迄今为止已知的130个最亮的RRL之一。然而，这个天体几乎没有被研究过，因为它位于银河系的中平面，银河系的纬度大约是-1度。其近红外光谱（0.91-1.32微米）显示除了帕邢系的氢线之外没有吸收线，表明[Fe/H]小于-2.5。它是最缺乏金属的RRL，至少，在RRL中，其轨道与盘运动学一致，尽管我们不能确定它属于哪个盘和晕。这种独特的RRL将为我们提供必要的线索，以进一步研究银河系内部恒星的早期形成，包括高分辨率光谱学。
2022-01-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Early Co-formation of the Milky Way's Thin and Thick Disks at Redshift z > 2
结合 Gaia、APOGEE、LAMOST 数据与 StarHorse 年龄估计，发现银河系在 GSE 并合前已存在 >11 Gyr 的古老薄盘星族，表明厚薄盘曾共同形成，且该并合停止了厚盘恒星形成。
2025-03-31 astro-ph.GA
Two distinct halo populations in the solar neighborhood. III. Evidence from stellar ages and orbital parameters
在本系列的论文I和II中，在太阳附近发现了两种不同的恒星晕群。对67颗晕星和16颗厚盘星进行了精确的相对年龄和轨道参数的测定，这些恒星的金属丰度范围为-1.4 < [Fe/H] < -0.4，以更好地理解这两种晕族在银河系形成和演化中的背景。通过比较恒星在logT_{eff} -log（g）图中的位置和从Y ^2模型中插值到每颗恒星精确的[Fe/H]和[alpha/Fe]值的等时线，可以得到恒星的年龄。考虑并纠正了T_{eff}和log（g）中可能存在的系统误差。以论文I中的空间速度作为初始条件，利用一个详细的、观测约束的包括棒臂和旋臂的银河系模型进行了轨道积分。“高α”晕星的年龄比"低α“晕星大2-3 Gyr。轨道参数显示出“高α”和“低α”晕星之间的非常明显的差异。“低阿尔法"的r_{max}为30-40 kpc，z_{max}为大约。18千秒差距，而e_{max}的聚集值大于0.85，而“高α”的，r_{max}的约16千秒差距，z_{max}的6-8千秒差距，和e_{max}或多或少均匀分布在0.4-1.0。一个双原位加吸积形成的情况下，最好的解释这两个晕人口的存在和特点，但一个剩余的缺陷是，这个模型是不一致的r_{max}的获得原位“高α”组件;预测值太小。看来，Cen ω可能对“低α”成分的存在作出了重大贡献;最近的模型，包括动力摩擦和潮汐剥离，产生了与“低α”成分一样…
2011-11-17 astro-ph.GA
On the Origin of Metal-poor Stars in the Solar Neighborhood
测定了6颗贫金属（-2.4 <[Fe/H]<-1 dex）F型高自行星的年龄、运动学参数和银河系轨道参数，探讨了它们的高自行性质和起源。对于运动学程序，使用了Gaia DR 2的天体测量数据。还利用六颗矮星的高分辨率EDUDIE光谱获得了精确的[Fe/H]丰度和最新的[$α$/Fe]丰度。恒星年龄的计算是基于贝叶斯统计，计算出的年龄在9.5 - 10.1 Gyrs之间。根据金属丰度和年龄，6颗HMP星是晕成员（HD 6755，HD 84937，BD +42 3607）或厚盘低金属丰度尾成员（HD 3567，HD 194598，HD 201891）。然而，银河系的轨道参数表明薄盘（HD 84937，HD 194598），厚盘（HD 3567，HD 201891）和晕（HD 6755，BD +42 3607）人口。对候选GCs的逃逸情况进行了动力学分析。矮星系的潮汐破裂也被认为是另一种起源。HD 6755、HD 194598和HD 3567的逆行轨道很可能是潮汐扰动矮星系起源的候选恒星。然而，HD 194598与NGC 6284的关系是一个有趣的例子。它们的相遇速度很低（16 +/-28 km/s），它们的年龄和金属丰度在1 $σ$水平上非常一致。其余的HPM样本星有4%到18%的概率遇到选定的GC为1.5潮汐半径。这表明程序星的球状星团起源是不可能的。
2020-07-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the origin of the Galactic thin and thick discs, their abundance gradients and the diagnostic potential of their abundance ratios
本文用半解析模型证明银河系薄盘和厚盘可由 secular 演化自然形成，无需外部事件，并利用丰度比诊断潜力区分不同时标元素源。
2023-10-10 astro-ph.GA
Kinematics and chemical properties of the Galactic stellar populations. The HARPS FGK dwarfs sample
我们分析了用HARPS高分辨率摄谱仪观测到的大约850个FGK太阳邻域长寿命矮星的化学和运动学性质。样品中的恒星具有logg > 4 dex，5000 < Teff < 6500 K，并且-1.39 < [Fe/H] < 0.55 dex。我们应用一个纯化学分析方法的基础上的[α/Fe]与[Fe/H]图分离银河系恒星星族到薄盘，厚盘和高α金属丰富（hamr）。我们的分析显示，在[Fe/H]（-17 km s^-1 dex^-1）的薄盘星上，自转速度存在负梯度，而在同样星等的厚盘星和hamr星上，自转速度都存在陡峭的正梯度，约为+42 km s^-1 dex^-1。对于薄盘星，我们没有观察到轨道偏心率与金属丰度之间的相关性，但对于厚盘星和hamr星，我们观察到了一个陡峭的负梯度，其星等几乎相同（约为-0.18 dex^-1）。结果表明，径向迁移在薄盘的形成和演化过程中起着重要作用。对于厚盘星，不可能对其起源得出确切的结论。根据厚盘星的偏心率分布，只能排除它们的吸积起源，而加热和迁移的假设可以解释V_phi随[Fe/H]的正陡梯度。通过分析hamr恒星星族，我们发现它们具有薄盘和厚盘的共同特性。哈姆星的属性与使用径向迁移的N体/SPH模拟的恒星子样本的比较表明，它们可能起源于银河系内部。进一步的详细调查将有助于澄清其确切性质和来源。
2013-04-10 astro-ph.GA
Kinematic and Dynamical Properties of Solar Neighborhood White Dwarfs from SDSS DR19 and Gaia DR3
Programme of Astronomy and Space Sciences, Institute of Graduate Studies in Science, Istanbul University（伊斯坦布尔大学）；Department of Astronomy and Space Sciences, Faculty of Science, Istanbul University（伊斯坦布尔大学）；Homer L. Dodge Department of Physics and Astronomy, University of Oklahoma（俄克拉荷马大学）
该研究利用SDSS DR19和Gaia DR3数据分析5837颗DA型白矮星，明确其以薄盘为主，推导银盘结构参数，证实白矮星可作为银河系演化的示踪物。
2026-10-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
High-Resolution Chemical Abundances of the Nyx Stream
本研究通过Keck/HIRES和Magellan/MIKE高分辨率光谱分析34颗Nyx星流恒星，发现多数成员化学上与厚盘难以区分，排除了单次大质量矮星系并合起源，并提出早期小并合或银盘早期自旋加速两种可能。
2023-08-23 astro-ph.GA
Discovery of a young stellar "snake" with two dissolving cores in the solar neighborhood
我们报告在{ \it Gaia} DR 2的太阳附近发现了一个年轻的（仅30- 40万年）蛇形结构（被称为恒星“蛇”）。该构造距地球的平均距离约为310 μ c。其长度和宽度均超过200 μ m，但厚度仅为80 μ m左右。“蛇”有一条尾巴和两个溶解核，在6D相空间中可以清楚地区分。整个结构由总质量大于2000 μ l的数千个$M_{\odot}$组成。该种群是如此的年轻，以至于不能很好地用经典的潮尾理论来解释。因此，我们怀疑，即使“蛇”很可能正在扩张，“蛇”也是层级上的原始，而不是动态潮汐剥离的结果。相干的5D相位信息和年龄表明，“蛇”可能出生在与Beccari等人的骨骼结构相同的环境中。（2020年）。如果是这样，这条“蛇”可以将船帆座OB 2星群的天空区域扩展$\sim 2$倍，并补充其同时代结构的普查。这一发现有助于了解船帆座OB 2复合体的形成和演化历史。“蛇”井的年龄与古尔德带的年龄相匹配。在我们感兴趣的天区，我们发现了一个新的疏散星团，命名为天1。
2020-09-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Relationship between the Elemental Abundances and the Kinematics of Galactic-Field RR Lyrae Stars
利用我们编制的包含415颗RR~天琴座变星的位置、速度和金属丰度以及101颗RR~天琴座变星（包括4种$α$ ~元素（Mg、Ca、Si和Ti））的12种元素相对丰度[el/Fe]的星表数据，研究了这些变星的化学和空间运动学性质之间的关系。一般说来，RR~天琴座星的$α$ ~元素相对丰度对金属丰度和速度的依赖关系与场矮星的相似。尽管通常声称这些恒星是古老的，但其中有薄盘的代表，这是银河系最年轻的子系统。低金属丰度RR~天琴座星的问题值得关注。大多数RR~天琴座星具有厚盘星的运动学性质，具有金属丰度${\rm [Fe/H]} < -1.0$和高的[ $α$ /Fe] $ \approx 0.4$，而只有约10%的场矮星属于所谓的“低金属丰度尾”。与此同时，属于厚盘的RR~天琴座星的[ $α$ /Fe]值也发生了急剧的变化，为该子系统的长期形成提供了证据。SDSS J1707+58、V455 Oph、V456 Ser和BPS CS 30339--046的化学组成与它们的运动学不一致。虽然前三颗恒星属于晕，但根据它们的运动学，最后两颗属于厚盘。有人提出，它们都很可能是河外星系，但不能排除它们中的一些可能出现在太阳附近，这是由于棒对场星的引力作用。
2017-12-20 astro-ph.GA
Extended stellar systems in the solar neighborhood - I. The tidal tails of the Hyades
我们报告发现两个明确的潮汐尾出现毕宿星团。在盖亚DR 2数据中，通过在三维银河系圆柱速度空间中选择集群成员来检测尾部。我们的成员选择的鲁棒性得到加强的事实，即源描绘了一个几乎没有噪音的，同时代的恒星的观测赫兹-罗素图的主要序列。选定成员的空间排列代表了一个高度扁平的形状，相对于星系中星系团轨道的运动方向。在观测范围内，整个结构的大小最大约为200 pc，而厚度仅为25 pc。这意味着天空中的范围远远超过100度。有趣的是，自上而下的空间分布显示出明显的S形，让人想起球状星团观察到的潮汐尾，以及为星系盘上的星团建模。更值得注意的是，空间的安排，以及我们的源选择的速度色散是在很好的协议与以前发表的理论预测的毕宿星团的潮汐尾巴。对观测到的动能均分特征（即质量偏析）的调查仍然不成功，很可能是由于盖亚径向速度测量的灵敏度限制。
2018-12-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Solar Neighborhood LV: Spectral Characterization of an Equatorial Sample of 580 K Dwarfs
研究通过光谱分析确定580 K矮星的属性，发现年轻和活跃恒星占比8.8%，并指出529颗成熟矮星为类地行星搜索的关键目标。
2026-01-01 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
On the Formation of Planets in the Milky Way's Thick Disk
本研究针对银河系厚盘近轨道小行星数量比薄盘少约50%的问题，通过模拟宇宙正午时期强辐射场对原行星盘的作用，解释了厚盘行星稀缺且岩质行星占比更高的成因。
2024-12-06 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The Biggest Splash
使用大量明亮的邻近恒星样本，加上准确的盖亚数据发布2天体测量和辅助光谱学，我们绘制出银河系主要组成部分的属性，如“薄”和“厚”盘和晕。结果表明，在太阳附近，存在着大量的富金属（[Fe/H]>-0.7）恒星，它们都位于高偏心轨道上。通过研究元素丰度、运动学和恒星年龄在方位角速度v_phi和金属丰度[Fe/H]平面上的演化，我们证明了这种富含金属的晕状成分（我们称之为Splash）与富含α（或“厚”）的盘有关。飞溅星的角动量很小甚至没有，而且许多都处于逆行轨道上。它们主要是古老的，但没有上次大合并中沉积到银河系中的恒星那么古老。我们认为，与最近的几项研究一致，飞溅星可能已经出生在银河系的原盘之前，大规模的古代吸积事件，大大改变了他们的轨道。然而，我们不能排除其他（替代）形成渠道。利用合并和飞溅之间的因果关系，我们把最后一次大规模吸积事件的时代的限制已经完成了9.5 Gyr前。当地富含金属和缺乏金属的逆行恒星之间的联系是通过对银河系形成的一系列尖端数值模拟来证实的。
2019-09-10 astro-ph.GA
The Local Bubble is a Local Chimney: A New Model from 3D Dust Mapping
本研究借助高分辨率三维尘埃图构建本地泡新模型，发现其形态不规则且银河北半球存在类烟囱延伸结构，推测由超级气泡爆裂形成，可为相关天文研究提供参考。
2024-07-11 astro-ph.GA
The Gaia-ESO Survey: Separating disk chemical substructures with cluster models
最近的光谱巡天已经开始在大数据样本的基础上探索太阳邻域之外的银河系盘系统。通过这种方式，它们为测试盘结构运动学和化学演化的时空变化提供了有价值的信息。我们使用了高斯混合模型算法，作为一种严格的数学方法，从Gaia-ESO调查内部数据发布2中分离出[Mg/Fe]与[Fe/H]平面中的一个干净的盘星子样本。我们发现，样品被分成五组与银河系的主要组成部分，金属丰富的结束晕，厚盘，薄盘序列和三个小组。阿帕奇角天文台（Apache Point Observatory）星系演化实验（APOGEE）的一个红团星样本证实了这一点。薄盘分解（[Fe/H]>-0.25 dex）的两个中间金属和富金属组突出了太阳金属丰度斜率的变化。这在不同的径向区域都成立。薄盘贫金属部分（[Fe/H]<-0.25 dex）的银心径向距离分布比富金属部分向更大的距离移动。此外，薄盘的贫金属部分呈现出介于厚盘和薄盘的其余部分之间的刻度高度的指示，并且它显示出比后者更高的方位角速度。这些恒星可能是平行形成和演化的，或者与内部薄盘中发生的由内而外的形成分离。它们的增强水平可能是由于它们来自厚盘或内晕流出的预富集气体。它们的性质（特别是它们相对于平面的空间分布）与[Fe/H]和[Mg/Fe]的平滑趋势表明了一个安静的动力学演化，没有相关的合并事件。
2015-12-11 astro-ph.GA
Heating of Milky Way disc Stars by Dark Matter Fluctuations in Cold Dark Matter and Fuzzy Dark Matter Paradigms
虽然在宇宙学尺度上非常成功，但冷暗物质（CDM）模型预测了矮星系中未观测到的过密“尖点”，并高估了它们的形成速率。我们考虑一个超轻的轴子一样的标量玻色子，承诺在银河系尺度上减少这些观测的差异。该模型被称为模糊暗物质（FDM），通过宏观量子压力避免了尖点，抑制了小尺度能量，并延迟了星系形成。我们比较的超轻轴子组成的银河系暗物质晕的子结构和密度波动的传统CDM的结果。除了自引力子晕外，FDM还包括由量子干涉图案形成的非维里化过密小波，这是星系盘的有效热源。我们发现，在太阳附近，小波加热是足够的，以使最古老的磁盘恒星的速度色散$\sim 30 \: \mathrm{km} \: \mathrm{s}^{-1}$在哈勃时间内，如果能量不从光盘丢失，速度色散增加与恒星年龄为$σ_D \propto t^{0.4}$与观测。此外，我们计算的半径依赖的速度色散和相应的规模高度所造成的加热的动力学子结构在CDM和FDM的确定，这些影响将产生一个耀斑，终止银河系光盘在$15 - 20 \: \mathrm{kpc}$。虽然加厚盘的来源是未知的，加热由于扰动所造成的黑暗的子结构不能超过总盘速度色散。因此，这项工作提供了$m_a > 0.6 \times 10^{-22} \mathrm{eV}$的FDM颗粒质量的下限。此外，FDM小波与此颗粒质量应被认为是一个可行的机制，产生所观察到的光盘增厚随时间的…
2019-02-21 astro-ph.GA
Oxygen Abundances in Nearby FGK Stars and the Galactic Chemical Evolution of the Local Disk and Halo
大气参数和氧丰度的825附近的FGK星的777 nm的O I三线的高质量的光谱和非LTE分析得出。我们分配的恒星薄盘（P1），厚盘（P2）和晕（P3）成员的运动学概率。我们证实了先前的发现，相对于[Fe/H]<-0.2的薄盘（P1>0.5）恒星，厚盘（P2>0.5）中的[O/Fe]增强，以及连接厚盘恒星与薄盘成员的平均[O/Fe]-[Fe/H]趋势的“膝盖”，[Fe/H]>-0.2。然而，我们发现，运动学成员标准未能在分离完美的恒星在[O/Fe]-[Fe/H]平面，即使是一个非常严格的运动学分离。具有“中间”运动学的恒星（P1<0.7，P2<0.7）并不都位于[O/Fe]-[Fe/H]平面的中间区域，但它们的分布不一定是双峰的。晕星（P3>0.5）在[O/Fe]-[Fe/H]中表现出很大的星-星散射，但大部分是由于银心自转速度V<-200 km/s的恒星造成的; V>-200 km/s的晕星遵循[O/Fe]-[Fe/H]关系，几乎没有星-星散射。早期与卫星星系的合并解释了我们的大部分观测结果，但有相当一部分盘星的运动学和丰度“模糊不清”，这表明分子云的散射和径向迁移在确定太阳附近恒星的运动学和化学性质方面都发挥了重要作用。
2013-01-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Probing the Conditions for the Hı-to-H$_{2}$ Transition in the Interstellar Medium
本研究通过分析太阳邻域多波段观测数据，探究HI到H₂转变条件，发现CO暗H₂是暗气体主要成分，CO亮分子气体优先形成于冷中性介质团块化的高柱密度环境，并指出现有模型可能缺失关键物理过程。
2023-07-18 astro-ph.GA
Stellar Ancestry Unlocked: Chemical and Orbital Clues Link Metal Poor Stars to Globular Clusters and the Galaxy's Thick Disk
本研究通过高分辨率光谱与轨道动力学分析，明确了太阳系邻域5颗贫金属星的起源，其中3颗分别关联不同球状星团，2颗属于银河系厚盘，还首次探测到多颗恒星的新元素丰度。
2025-06-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
The chemical enrichment histories across the Milky Way disk
本研究利用APOGEE DR17近3万颗矮星样本测量年龄，结合化学演化模型分析银河系盘面年龄-化学关系，揭示了厚盘与薄盘的差异及太阳邻域7-9 Gyr前金属丰度下降，归因于外盘低金属气体径向内流。
2025-05-27 astro-ph.GA
The evolution of stellar metallicity gradients of the Milky Way disk from LSS-GAC main sequence turn-off stars: a two-phase disk formation history?
我们使用从LSS-GAC中选出的297042颗主序星，测定了银盘反中心方向恒星金属丰度的径向和垂直梯度。通过等时线拟合确定了这些变星的年龄，并测量了它们的金属丰度梯度随时间的变化。我们的结果表明，径向和垂直方向的梯度都表现出显着的空间和时间变化。年龄最老的恒星（>11 Gyr）产生的径向梯度在距盘中平面的所有高度上基本上为零，而年轻恒星产生的径向梯度总是负值。从年龄最大的恒星（> 11 Gyr）推导出的垂直梯度是负的，并且只显示出非常微弱的变化与银心距离在磁盘平面，$R$，而那些年轻的恒星产生的显示出强烈的变化与$R$。在星盘形成的最早时期基本上是平坦的，随着年龄的减小，径向梯度变陡，在7-8 Gyr时达到最大值（最陡），然后再次变平。垂直梯度也发现了类似的时间趋势。我们推断，银河系盘的组合可能经历了至少两个不同的阶段。早期阶段可能与气体的缓慢的、压力支持的坍缩有关，此时气体主要在垂直方向上沉降到盘上。在后期阶段，有显着的径向流动的气体在磁盘上，并在太阳附近的气体流入的速度达到最大值约7-8 Gyr的回望时间。这两个阶段的过渡发生在8和11 Gyr之间的回顾时间附近。这两个阶段可能分别负责形成银河系厚盘和薄盘。因此，我们建议恒星年龄是区分薄盘星和厚盘星的自然物理标准。...（节略）
2015-05-29 astro-ph.GA
Launching cosmic-ray-driven outflows from the magnetized interstellar medium
我们提出了一个流体动力学模拟的湍流，磁化，超新星（SN）驱动的星际介质（ISM）在一个分层的盒子，动态耦合的注入和演化的宇宙射线（CR）和自洽的演化的化学成分。在对流-扩散近似下，CRs被视为相对论流体。使用化学网络计算气体的热力学演化，该化学网络遵循H+、H、H2、CO、C+和自由电子的丰度，并且包括气体和尘埃的（自）屏蔽。我们发现，CRs可感知地包裹着圆盘，其中90%（70%）封闭质量的高度达到~1.5 kpc（~0.2 kpc）。模拟表明，即使在太阳邻域条件下，CR单独可以发射和维持原子和电离气体的强烈外流，质量加载因子为1阶，每个SN的CR能量注入为10^50 erg，SN基准热能的10%。CR驱动的外流在接近中平面（~100 km/s）处具有中等的发射速度，并且比（热）SN驱动的风密度更大（ρ~ 1 e-24 - 1 e-26 g/cm^3）、更平稳、更冷。模拟支持的重要性，CR设置垂直结构的磁盘，以及风的驱动。
2016-01-06 astro-ph.GA
Oxygen abundances in low- and high-alpha field halo stars and the discovery of two field stars born in globular clusters
通过对777 nm O-I三重线的非LTE分析，获得了67颗金属丰度范围为-1.6<[Fe/H]<-0.4的矮星的氧丰度。尼森和舒斯特测量了这些恒星精确的大气参数，他们发现它们根据运动学和α元素（Mg，Si，Ca，Ti）丰度分为三组：厚盘，高α晕和低α晕。我们发现厚盘和高α晕星的氧丰度趋势非常相似。低α星在给定的[Fe/H]下显示出更大的[O/Fe]星间散射，并且与其他两组相比具有系统性较低的氧丰度。因此，我们发现这些恒星群中氧丰度的行为与α元素的行为相似。我们利用先前发表的盘星和贫金属晕星的氧丰度数据，给出了太阳附近恒星氧丰度趋势的总体视图（-2.3<[Fe/H]<+0.3）。两颗场晕矮星的O和Na丰度很高。G53-41和G150-40都具有非常低的氧丰度和非常高的钠丰度，这是在球状星团（GC）恒星中观察到的丰度异常的关键特征。因此，它们很可能是在GC中诞生的场晕星。如果这是真的，我们估计至少有3+/-2%的局部场贫金属恒星是在GC中诞生的。
2012-08-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar properties and chemical features of the Gaia Catalogue of Nearby Stars observed by GALAH DR4
本文通过联合分析Gaia和GALAH数据，揭示太阳邻近区域恒星的化学和物理特性，为银河系结构和演化研究提供新视角。
2025-12-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
M giants with IGRINS I. Stellar parameters and $α$-abundance trends of the solar neighborhood population
本文利用IGRINS近红外光谱和SME光谱合成方法，为M巨星建立了恒星参数测定方法，并验证了其准确性，进而揭示了太阳邻域M巨星的α元素丰度趋势及厚盘恒星丰度增强现象。
2023-04-30 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The Metallicity Distribution Functions of SEGUE G and K dwarfs: Constraints for Disk Chemical Evolution and Formation
我们提出了24，270 G和16，847 K矮星的金属丰度分布函数（EJ），距离银河系平面0.2至2.3 kpc，基于Sloan扩展银河系理解和探索（SEGUE）调查的光谱学。这个恒星样本在数量和体积上都比以前的光谱分析要大得多，以前的光谱分析仅限于太阳附近，这使得它非常适合与局部体积有限的样本和银河系模型进行比较。我们第一次纠正了SEGUE目标选择策略引入的各种观察偏倚。SEGUE的样本对于K矮星来说尤其值得注意，因为它们太暗了，无法在远离太阳的地方进行光谱检查。随着|Z|的增加，两种光谱类型的α都变得更加贫金属，这反映了从在小高度处具有小[α/Fe]值的样品到在1 kpc以上具有增强的[α/Fe]的样品的转变。将我们的SEGUE分布与两个不同的银河系模型的分布进行比较，发现两者在平面以上的所有高度都比我们观察到的分布更富含金属。我们对G和K矮星的无偏观测为化学和动力学银河系演化模型提供了对银河系盘的|Z|高度范围的有价值的约束，以前只校准到太阳附近，特别适用于薄盘和厚盘形成模型。
2012-10-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
