The Rise of the AGB in the Galactic Halo: Mg Isotopic Ratios and High Precision Elemental Abundances in M71 Giants
为了测量M71巨星的Mg同位素比值以及C、N、O、Na、Mg、Al、Si、Ca、Ti、Ni、Zr和La等元素的丰度，在M71巨星的射电望远镜上用HIRES获得了高分辨率（R ~ 100 000）、高信噪比的光谱。我们证明了M71有两个种群，第一个具有弱CN，正常的O，Na，Mg和Al，和一个低的26 Mg/Mg（~4%）的比率与银河系化学演化模型一致，没有来自AGB星的贡献。星系晕可能是由球状星团在中等质量恒星到达AGB之前的溶解形成的。第二个人口增加了钠和铝伴随着较低的O和较高的26 Mg/Mg（~8%），与模型一致，其中包括通过正常的恒星风从AGB恒星喷出物。所有的M71巨星都有相同的[Fe/H]、[Si/Fe]、[Ca/Fe]、[Ti/Fe]和[Ni/Fe]，σ = 0.04 dex（10%）以内。因此，我们推断，我们今天在这个球状星团中看到的第一代恒星形成的时间尺度必须足够短，以避免来自AGB恒星的贡献，即小于~ 0.3 Gyr。此外，在第二个M71人口的镁同位素比率，结合其元素丰度的轻元素，表明差异必须是在中间质量AGB星的喷出物添加的结果。最后，我们认为M71轻元素丰度变化幅度小是由于其质量低和相对较高的铁金属丰度的组合。
2009-05-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Does the structure of Pop III supernova ejecta affect the elemental abundance of extremely metal-poor stars?
第一代无金属（Pop III）恒星对于在结构形成的最早阶段产生重元素至关重要。它们的质量尺度可以从极贫金属（EMP）恒星的元素丰度模式中推导出来，这些恒星被认为继承了均匀混合超新星（SN）喷出物的丰度。如果膨胀的喷出物保持其初始的层状结构，EMP星的元素丰度模式可能不同于均匀喷出物。在这项工作中，我们进行了数值模拟的金属富集从分层喷出物的正常核心崩溃SNe（CCSNe）与祖质量$25 \ {\rm M}_{\bigodot}$和爆炸能量0.7- 10 B（$1 \ {\rm B} = 10^{51}$尔格）。我们发现，SN壳落回中央minihalo在所有的模型。在垂直降落云中，分层喷出物和均匀喷出物的丰度比${\rm [M/Fe]}$的差别仅在任何元素M的$\pm 0.4$ dex范围内。我们还发现，最大的爆炸能量（10 B），邻近的晕也丰富。只有含有Ca或更轻元素的外层到达晕，其中${\rm [C/Fe]} = 1.49$。这意味着即使平均丰度比为${\rm [C/Fe]} = -0.65$，碳增强贫金属（CEMP）星也可以从CCSN形成。
2020-08-04 astro-ph.GA
Insight Into the Formation of the Milky Way Through Cold Halo Substructure. II. The Elemental Abundances of ECHOS
我们确定的冷晕子结构（ECHOS）的元素的平均金属丰度，我们以前确定在银河系内晕17.5千秒差距的太阳。作为一个人口，我们发现，恒星运动学与ECHOS是化学不同的背景运动学光滑的内晕恒星星族沿同一斯隆扩展银河系的理解和探索（SEGUE）视线。ECHOS系统地更富铁，但比内晕的运动学平滑成分少α增强。ECHOS在化学上也不同于其他银河系的组成部分：比典型的厚盘恒星更贫铁，比典型的薄盘恒星更贫铁和α增强。此外，ECHOS的径向速度频散分布超过σ ~ 20 km s^-1。球状星团不太可能是ECHOS的祖先，因为ECHOS有很大的速度色散，并且在银河系中富含铁的球状星团非常罕见的区域被发现。同样，ECHOS中恒星的化学成分与银河系中形成的恒星的预测不符，随后分散到内晕中。矮球状（dSph）星系可能是ECHOS的祖先，如果ECHOS是通过一个或多个dSph星系的潮汐破裂形成的，那么典型的ECHOS [Fe/H] ~ -1.0和径向速度色散σ ~ 20 km s^-1意味着dSph的M_tot >~ 10^9 M_Sun。我们的观测结果证实了银河系晕形成的理论模型的预测，即突出的子结构可能是富金属的，我们的结果意味着，最近吸积的恒星目前在内晕的最有可能的金属丰度为[Fe/H] ~-1.0。
2011-04-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Combining Astrometry and Elemental Abundances: The Case of the Candidate Pre-Gaia Halo Moving Groups G03-37, G18-39, and G21-22
虽然大多数移动的星系群都很年轻，而且离我们很近，但也有少数在星系晕中被发现。了解这些群体的起源和演化是重建晕形成历史的重要组成部分。在这里，我们报告了我们对三个假定的晕移动基团的分析：G 03 -37，G18-39和G21-22。根据盖亚EDR 3的数据，与每组相关的恒星在速度上表现出一些分散（例如，Toomre图）和运动（能量，角动量）空间的积分，与运动群恒星的预期相反。我们选择了三个组，G21-22，后续的化学分析的基础上，高分辨率光谱的六个推定成员的最佳候选人。使用一个新的Python代码，使用贝叶斯方法自洽传播的不确定性从恒星大气的解决方案，在计算个人的丰度和光谱合成，我们得到的丰度$α$ -（镁，硅，钙，钛），铁峰（铬，钪，锰，铁，镍），奇数- $Z$（钠，铝，V），和中子捕获（Ba，Eu）元素的每一颗恒星。我们发现G21-22恒星的化学性质并不均匀。通过对这三个类群的运动学分析和对G21-22的化学分析，我们认为这三个类群不是真正的运动类群。G21-22的情况下，证明了结合运动学和化学信息在确定先天种群的好处时，单独可能是不够的。通过比较6颗G21-22星的运动积分和速度积分与晕中已知结构的运动积分和速度积分，我们初步将它们与盖亚-土卫二吸积事件联系起来。
2021-06-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Elemental Abundances in M31: The Kinematics and Chemical Evolution of Dwarf Spheroidal Satellite Galaxies
我们介绍了来自仙女座I，III，V，VII和X的Keck/DEIMOS的深层光谱，所有这些都是M31的矮球状卫星。该样品包括所有五个dSphs的256个光谱成员。我们确认以前的速度色散和动力学质量的测量，我们提供的体积旋转的上限。我们的测量结果证实，M31卫星服从相同的恒星质量和恒星金属丰度之间的关系银河系（MW）卫星和其他矮星系的本群。金属丰度分布显示出与MW卫星类似的恒星质量趋势，包括大质量卫星外部影响的证据，如预富集或气体吸积。我们提出了第一次测量的个别元素比，如[Si/Fe]，在M31系统，以及测量的平均[α/Fe]比。[alpha/Fe]与[Fe/H]的趋势也遵循与MW卫星相同的星系质量相关模式。质量较小的星系有更陡峭的[alpha/Fe]下降斜率，从较低的[Fe/H]开始。最后，我们将M31卫星的化学演化与M31的巨大星流和光滑晕进行了比较。M31系统的性质支持了理论预测，即内晕主要由早期吸积的大质量星系组成。因此，内晕的[Fe/H]和[alpha/Fe]比幸存的卫星星系高。
2019-12-04 astro-ph.GA
Effects of Inner Halo Angular Momentum on the Peanut/X-shapes of Bars
宇宙学模拟表明，围绕重子盘的暗物质晕具有很宽的角动量范围，可以用自旋参数（$λ$）来测量。在这项研究中，我们带出的重要性，内角动量（$<$ 30千秒差距），测量的晕自旋参数，长期的演变酒吧使用N体模拟。我们已经改变了晕旋转参数$λ$从0到0.1的同向旋转（逆时针）旋转晕和一个反向旋转（逆行）晕旋转（$λ$ =-0.1）相对于磁盘。我们报告说，随着晕自旋的增加，屈曲也被触发更早，其次是第二个屈曲阶段在高自旋晕模型。第二次屈曲的时间尺度明显长于第一次屈曲。我们发现，在我们所有的模型，这提供了新的见解内晕角动量的作用，不像以前的研究屈曲后，酒吧的强度并没有显着降低。此外，在长期演化阶段，屈曲杆仍然可以传递显着的角动量给晕，但它减少增加晕自旋。在长期的演变阶段，酒吧的强度增加，饱和到几乎相等的值，所有的模型，无论晕旋转和旋转的意义上的磁盘。与非旋转晕相比，在内部区域具有更高角动量的高自旋晕中，最终的方形/花生形状更明显（$\sim$ 20 $\%$）。我们解释我们的结果与角动量之间的磁盘和晕交换。
2022-10-26 astro-ph.GA
Mapping the inner stellar halo of the Milky Way from 2MASS and SDSS-III/APOGEE survey
为了研究银河系星晕的形状，利用Besançon银河系模型比较了合成星与2 MASS观测的红外色分布，并考虑了数据的选择函数，补充了SDSS-III/APOGEE巡天的光谱数据。此外，我们将贝桑松星系模型生成的模拟金属丰度分布与APOGEE恒星参数和化学丰度管道（ASPCAP）中可靠恒星参数的固有金属丰度分布进行了比较。比较是在银河系内部的一个大的体积上进行的，揭示了一个贫金属的群体，[M/H] $<-1.2$ dex，可以填充内部星系晕的扩展部分。有了这个数据集，我们能够模拟一个更现实的质量密度分布的银河系的恒星晕组件，假设一个六参数的双幂律模型，并重建的行为的旋转曲线的内部部分的银河系。
2015-10-05 astro-ph.GA
Probing the Inner Circumgalactic Medium and Quasar Illumination around the Reddest `Extremely Red Quasar' (ERQ)
尘埃类星体可能处于星系演化的年轻阶段，具有显著的类星体反馈。最近在$z\sim$ ~2- 4发现的一群明亮的、极红的类星体具有与异常强大的类星体驱动外流有关的极端光谱特性。我们给出了Keck/KCWI对已知最红的ERQ的观测结果，在$z=$ 1，2.3184处，有极快的[ \ion{O}{III} ]~ $λ$ 5007流出，在$\sim$ 6000~km~s $^{-1}$。Ly $α$晕跨度为$\sim$ 100~kpc。该晕是运动学宁静的，速度色散$\sim$为300 km~s $^{-1}$，在暗物质圆速度以上没有增宽，空间分辨率为$\sim$ 6 kpc。我们检测到空间分辨的\ion{He}{II} ~ $λ$ 1640和\ion{C}{IV} ~ $λ$ 1549发射，其运动学类似于Ly $α$晕，并且在[ \ion{O}{III} ]~ $λ$ 5007中具有窄分量。类星体的红化作用就像日冕一样，可以看到最里面的晕。类星体光谱中的一个窄的Ly $α$尖峰是内部晕发射，证实了未分辨类星体中宽的\ion{C}{IV} ~ $λ$ 1549相对于晕框架蓝移了$2240$ ~km~s $^{-1}$。我们认为，内晕是由过去驱动的中速流出主导，外晕是由流入主导。中心晕的高浓度和内部区域的对称形态与ERQ处于比蓝类星体更早的演化阶段相一致。内晕的\ion{He}{II} ~ $λ…
2022-08-02 astro-ph.GA
Modeling Nitrogen Fractionation in the Protoplanetary Disk around TW Hya: Model Constraints on Grain Population and Carbon-to-Oxygen Elemental Abundance Ratio
使用阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列对TW Hya周围的原行星盘进行的观测显示，HC $^{14}$ N/HC $^{15}$ N $\sim$ 120中HCN分子的氮分馏，半径为$\sim$ 20 AU。在这项研究中，我们调查的物理和化学条件，控制这个氮分馏过程。为此，一个新的磁盘模型的发展，其中的同位素选择性光解的N $_2$和同位素交换化学反应已纳入。我们的模型可以成功地再现所观察到的HCN柱密度时，气相碳和氧的元素丰度被耗尽的两个数量级相对于那些在星际介质和碳是更丰富的比氧（[C/O] $_{\rm elem}>$ 1）。在我们的模型中，N $_2$的同位素选择性光解是氮分馏的主要过程。观测到的HC $^{14}$ N/HC $^{15}$ N比值向外增加，也可以通过假设外盘大气中的小尘埃颗粒比内盘中的小尘埃颗粒消耗更多而由模式再现。这与颗粒演化模型相一致，根据该模型，由于从外盘径向漂移的大尘埃颗粒的破碎，小尘埃颗粒在内盘中不断补充。
2020-12-23 astro-ph.GA
Resolved SPLASH Chemodynamics in Andromeda's PHAT Stellar Halo and Disk: On the Nature of the Inner Halo Along the Major Axis
恒星运动学和金属丰度是探索星系盘和晕形成情景的关键。在这项工作中，我们的特点之间的关系，运动学和光度金属丰度沿视线M31的磁盘。我们结合了光学HST/ACS光度从全色哈勃仙女座宝库（PHAT）调查与凯克/DEIMOS光谱从仙女座的恒星晕（SPLASH）调查的光谱和光度景观。由此产生的3512颗红巨星分支恒星的样本跨度为4-19 kpc，使其成为一个有用的探测盘和内晕的探针。我们将这些恒星分为磁盘和晕人口建模的视线速度分布作为整个磁盘区域的位置的函数，其中$\sim$ 73%的恒星有很高的可能性属于磁盘和$\sim$ 14%的晕。虽然恒星晕通常被认为是贫金属的，但运动学识别的晕包含大量具有盘状金属丰度（[Fe/H] $_{\rm phot}$ $\sim$ $-0.10$）的恒星（$\sim$ 29%）。这个富含金属的晕人口滞后于气体盘的程度与晕的其余部分相似，表明它不对应于典型的厚盘。它的性质是不一致的潮汐碎片起源于巨型恒星流合并事件。此外，晕圈在化学上不同于先前沿着短轴识别的相混合组分（即，远离盘），这意味着来自不同形成通道的贡献。这些富含金属的晕星提供了直接的化学动力学证据，支持先前提出的M31内部恒星晕中的“反冲”盘人口。
2022-12-12 astro-ph.GA
The response of the inner dark matter halo to stellar bars
本文通过模拟星系研究内部暗物质晕对恒星棒的响应，发现晕棒与恒星棒强度紧密相关，且活跃恒星棒诱导的暗物质棒比冻结棒强约两倍。
2024-05-27 astro-ph.GA
Probing the Halo Gas Distribution in the Inner Galaxy with Fermi Bubble Observations
在银河系内部的热晕气体分布包含了过去在银河系中心的能量反馈过程的关键化石记录。在这里，我们采用了各种球形和盘状MW晕气体模型作为初始条件在一系列的模拟研究的费米泡的形成在射流冲击的情况下。将模拟结果与费米泡的X射线和γ射线观测结果进行了比较，以确定费米泡事件发生前星系内部晕气体的分布。我们的最佳拟合气体密度分布可以用半径为$n_{\rm e}(r)=0.01(r/1 \text{~kpc})^{-1.5}$ cm $^{-3}$的幂律来描述。我们的研究不能确定是否有一个内部密度核，如果存在的话，应该是非常小的，大小为$r_{c} \lesssim 0.5$ kpc。当外推到大半径$r\sim 50-90$ kpc时，我们推导出的密度分布明显低于最近从冲压压力剥离计算中估计的气体密度，这表明晕气体密度分布要么是不连续的，要么在$10 \lesssim r \lesssim 50$ kpc内有一个或多个不连续性。这些不连续性中的一些可能与eROSITA气泡有关，并且我们导出的气体密度分布可能对应于大约$5$ Myr ago的内部eROSITA气泡中的热气分布。
2021-05-07 astro-ph.GA
Characterizing Circumgalactic Gas around Massive Ellipticals at z~0.4 - II. Physical Properties and Elemental Abundances
本文系统地研究了明亮红星系（LRGs）投影距离d<160 kpc范围内的环星系介质（CGM）。该样品包含16个中等红移（z=0.21-0.55）的LRG，其恒星质量M_star> 1 e_（11）M_sun。结合来自哈勃太空望远镜的远紫外宇宙起源摄谱仪光谱和来自地面的光学阶梯光谱，可以根据一套吸收跃迁的解析成分结构进行详细的电离分析，包括完整的HI莱曼系和各种离子金属跃迁。通过比较不同离子的相对丰度在个别匹配的组件，我们表明，冷气体（T~ 1 e4 K）的密度和金属丰度可以变化超过10倍的LRG晕。具体来说，在50%的LRG晕中可以看到金属丰度小于1/10的贫金属吸收成分，而具有太阳和超太阳金属丰度的气体也很常见。这些结果表明，在这些静态晕复杂的多相结构和不良的化学混合。我们计算的总表面质量密度的冷气体，ECOLLOW，通过应用估计的电离分数校正所观察到的HI柱密度。Einasto投影廓线斜率α=1，尺度半径rs =48 kpc，可以很好地描述Einasto_cool的径向廓线。我们发现典型的z~0.4的LRGs在d<160 kpc时包含的冷气体质量为Mcool =（1-2）x1 e10 Msun（或在d<500 kpc时高达4x 1 e10 Msun），与恒星形成星系的冷CGM质量相当。此外，我们发现，高电离OVI和低电离吸收物种表现出不同的速度分布，突出了它们不同的物理起源。我…
2019-01-14 astro-ph.GA
The Fractions of Inner- and Outer-Halo Stars in the Local Volume
基于最近改进的斯隆数字巡天条纹82的$ugriz$光度学的联合增加，我们获得了太阳$\sim5$ - $10$ kpc范围内恒星金属丰度分布函数的新测定。我们的新估计使用了An等人以前开发的方法来研究原位晕星，但基于比以前大两倍的样本，并大大改善了光度误差和零点。最新获得的新恒星可以分为多个晕星群体，峰值金属丰度在[Fe/H] $\approx -1.4$和$-1.9$，我们与内晕和外晕人口的银河系，分别。我们发现，这些恒星的运动学（基于在银河系高纬度的自行测量）支持所提出的二分法的晕，因为在银河系的休息帧逆行运动的恒星通常是更少的金属比恒星的逆运动，与以前的索赔。此外，我们产生模拟目录的恒星从模拟牛奶路晕系统，并证明了第一次的化学和运动学上不同的性质的内晕和外晕人口定性与我们的观察。对观测到的外晕的分解以及与模拟星表结果的比较表明，外晕星群对晕星局部体积的贡献为$\sim35\%$ - $55\%$的量级.
2015-10-26 astro-ph.GA
The Inner Halo of M87: A First Direct View of the Red-Giant Population
利用哈勃空间望远镜ACS对室女座超巨星M87进行了异常深的（V，I）成像，成功地分辨出了它最亮的红巨星，达到M_I（lim）=-2.5。在评估了光度测量的完整性和偏差之后，我们使用这些材料来估计M87内晕的金属丰度分布，发现该分布非常宽，可能在[m/H] ~-0. 4附近达到峰值，甚至更高。这颗恒星的形状非常类似于附近的巨型E星系NGC 5128的内晕。作为我们研究的副产品，我们还用TRGB（红巨星分支尖端）方法获得了到M87的距离的初步测量结果：（m-M）_0 = 31.12 ± 0.14（d = 16.7 ± 0.9 Mpc）。将这一结果与其他三种最近的技术进行平均，得到加权平均值d（M87）=（16.4 +-0.5）Mpc。
2010-09-16 astro-ph.GA
Mass of the dynamically hot inner stellar halo predicts the ancient accreted stellar mass
星系动力学结构是星系聚集历史的化石记录。通过分析宇宙流体动力学模拟TNG 50，我们发现，一个动力学结构，我们称之为“热内恒星晕”，定义的恒星动态热轨道与圆度$λ_z < 0.5$在$3.5\,{\rm kpc}<r \lesssim 2\,R_e$，是一个强有力的指标吸积卫星星系的质量。我们发现这个热的内部恒星晕的质量和总的异位恒星质量之间有很强的相关性。这与有史以来最大质量的次级星系的恒星质量也有类似的强相关性。这些TNG 50相关性与其他模拟预测的结果是一致的，例如TNG 100在整个研究质量范围内（星系恒星质量$M_*$，在$10^{10.3-11.6}$ \，\Msun \，范围内）和EAGLE对$M_* \gtrsim 10^{10.6} $ \，\Msun \，星系的预测。这表明我们的预测在不同的星系形成和反馈模型中是稳健的，并且在很宽的数值分辨率范围内保持。炽热的内晕是大质量恒星合并的产物，内晕恒星有三个主要的物理来源：从大质量卫星上吸积和剥离，由主祖星的凸起和/或盘合并而动态加热，以及由合并过程中触发的恒星形成形成而形成。本文定义的热内恒星晕的质量是一个可以通过对积分场单位光谱数据应用人口轨道叠加方法来鲁棒地获得的真实星系的量，达到$\sim2\,R_e$的距离，这是可能的与当前的观测。因此，本文表明，积分场单位观测和星系内部区域的动力学模型提供了一种方法来定量确…
2022-01-14 astro-ph.GA
The Stellar Halo in the Inner Milky Way: Predicted Shape and Kinematics
我们已经使用N体模拟银河系的运动学和结构特性的老贫金属恒星晕在禁止内区域的银河系。我们发现，外推的密度分布的隆起的天琴座RR型恒星，$ρ\sim r^{-3}$，近似匹配的数密度的天琴座RR型在附近的恒星晕。我们遵循这样一个示踪人口的形成和演变的酒吧和盒子/花生凸起的N体模型的演变。我们发现，它的密度分布变化从扁圆三轴，它获得慢旋转与最近的测量。最大径向速度在$| l|\!=10^\circ-30^\circ$处为$\sim15-25$ km/s，速度频散为$\sim120$ km/s。尽管在凸起中模拟的贫金属晕具有条形形状，但只有$12\%$的轨道遵循条形，并且它不跟踪花生/X结构。有了这些特性，银河系隆起中的天琴座RR星群与银河系贫金属恒星晕的向内延伸是一致的。
2016-09-18 astro-ph.GA
Massive Galaxy Halos Contain Less Inner Dark Matter Than Predicted
Peking University（北京大学）；Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics, Peking University（北京大学科维理天文与天体物理研究所）；Tsung-Dao Lee Institute, and Shanghai Key Laboratory for Particle Physics and Cosmology, Shanghai Jiao Tong University（上海交大泛亚量子科学中心及粒子物理与宇宙学上海市重点实验室，上海交通大学）；Department of Astronomy, School of Physics and Astronomy, Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学物理与天文学院天文学系）
本研究结合MaNGA、ALFALFA和SDSS群数据重建星系晕质量分布，发现大质量暗晕内暗物质含量显著低于IllustrisTNG和EAGLE模拟预测，暗示重子加热效应被低估。
2026-09-17 astro-ph.GA
Probing the Galactic halo with RR Lyrae stars $-$ III. The chemical and kinematic properties of the stellar halo
基于$\sim$ 4，300 RR型天琴座恒星的大量光谱样本，通过测量其金属丰度、系统径向速度和距离，详细分析了星系晕的化学和运动学性质。使用这个样本，金属丰度分布函数（Σ）作为$r$和速度各向异性参数$β$配置文件（不同的金属丰度人口）的函数导出的恒星晕。化学和运动学结果都表明，星系晕由两个不同的部分组成，即内晕和外晕。截止半径（$\sim$ 30千秒差距）是类似于以前的恒星晕的密度分布中发现的破裂半径。我们发现，内部的部分是由一个富金属的人口与极端的径向各向异性（$β\sim 0.9$）。这些特征与“{ \it Gaia}-Enceladus-Sausage”（GES）的特征一致，我们认为这种内晕成分主要由这颗古老的合并卫星沉积的恒星组成。我们发现，GES可能有一个轻微的负金属丰度梯度。内晕贫金属粒子具有与外晕相似的各向异性$β\sim 0.5$的长尾结构。外晕的宽度很宽，有几个弱峰，所有金属丰度的$β$值都在0.5左右。
2022-09-16 astro-ph.GA
The Role of Inner Halo Angular Momentum (Spin) in Shaping Dark Matter Bars in Milky Way Analogs
Sardar Vallabhbhai National Institute of Technology（萨达尔·瓦拉巴伊国家理工学院）；Indian Institute of Technology, Kanpur（坎普尔印度理工学院）
通过N体模拟研究暗物质晕自旋参数λ对暗物质棒形成和演化的影响，发现棒强度随自旋增加而增强，且受恒星棒屈曲显著影响。
2026-09-30 astro-ph.GA
The link between the assembly of the inner dark matter halo and the angular momentum evolution of galaxies in the EAGLE simulation
我们探讨了组成星系的暗物质晕和冷重子的特定角动量的共同演化。我们研究了2000多个中央星系的参考宇宙流体动力学模拟的“演化和组装的银河系及其环境”（EAGLE）项目。我们采用一种方法，其中系统的演化历史是由定义它在z=0的拉格朗日粒子的时间演化特性指定的。我们发现，今天的恒星（冷气体）的特定角动量的演化与它们所关联的内部（整个）暗物质晕的演化之间存在很强的相关性。对于在最大膨胀时期和随后的中心暗物质晕坍缩（转向）之前形成的恒星，这种联系尤其强烈。球状体通常主要是由转向之前形成的恒星组装而成，因此在内部暗物质晕组装期间，注定要遭受与强烈合并活动相关的角动量净损失。星盘保留了它们的比角动量，因为它们主要是由旋转后形成的恒星组成的，这些恒星来自气体，这些气体主要保留了在晕的线性增长期间通过潮汐扭矩获得的高比角动量。由于恒星的特定角动量损失与今天的星系形态有关，因此有可能使用我们的结果来预测，统计学上，考虑到它所在星系的形态，晕的组装历史。
2015-12-08 astro-ph.GA
CN Anomalies in the Halo System and the Origin of Globular Clusters in the Milky Way
我们探讨的运动学和轨道性质的样本红巨星的晕系统的银河系，被认为是形成在球状星团，基于其强烈的UV/蓝色CN带。CN-强晕星的轨道参数与内晕和外晕种群的轨道参数进行了比较，和球状星团的轨道参数与研究充分的银河系轨道。CN-强场星和球状星团都表现出与内晕星族相似的运动学和轨道性质，表明剥离或破坏的球状星团可能是内晕场星的重要来源，并表明CN-强场星和大多数球状星团都主要与内晕星族有关。
2013-03-18 astro-ph.GA
4MOST Consortium Survey 2: The Milky Way Halo High-Resolution Survey
我们将研究银河系的形成历史，以及其化学富集的最早阶段，在高银河系纬度的150多万颗恒星的样本。这些恒星的元素丰度高达20种，精度优于0.2 dex。样本将包括运动学相干子结构的成员，我们将通过它们的丰度特征和运动学与它们可能的诞生地联系起来，使我们能够测试星系形成的模型。我们的目标目录预计还将包含30，000颗金属丰度低于太阳百分之一的恒星。因此，这个样本将比现有的贫金属恒星样本大100倍，这些恒星的精确元素丰度（由高分辨率光谱测定），使我们能够以前所未有的细节研究银河系的早期化学演化。
2019-04-01 astro-ph.GA
The Stellar Halo and Tidal Streams of Messier 63
我们提出了新的近红外（NIR）观测M63从扩展盘星系探测科学（EDGES）调查。极深的3.6 $μ$米马赛克达到29 AB mag arcsec $^{-2}$的方位角平均表面亮度轮廓的外部延伸。在这个深度的星系吸积的后果被发现在附近的潮汐流和向上弯曲的表面亮度剖面的斜率中断。这个破裂发生在半长轴长度为$\sim$ 8 '的地方，是增强的外盘或内恒星晕的证据。对星系演化的模拟，以及我们的观测，都支持内晕是上弯断裂的解释。这个晕的质量是迄今为止在单个星系中发现的最大的。此外，我们的观测还探测到附近的潮汐流。流的质量表明，少数这样的吸积事件是必要的填充内恒星晕。我们还发现，星系的吸积率从单独的流低估了吸积率所需的建立M63的内部恒星晕。
2015-10-19 astro-ph.GA
Origin of metals in old Milky Way halo stars based on GALAH and Gaia
在宇宙历史的最初几十亿年中，恒星和超新星的核合成为宇宙的早期结构形成奠定了基础，但对它们的性质知之甚少。利用GALAH数据发布3测量的恒星物理参数与准确的天体测量从盖亚EDR 3，我们选择了$\sim 100$老主序星（年龄$\gtrsim 12$陀螺仪）与运动学兼容的银河系恒星晕人口在太阳附近。GALAH DR 3的详细均匀元素丰度估算值与Pop~III（零金属）核心坍缩超新星（CCSNe）、正常（非零金属）CCSNe和Ia型超新星（SNIa）的超新星产额模型进行了比较，以检验哪种产额或它们的组合最好地再现了每个古老晕星（“OHS”）的观测元素丰度模式。我们发现，在OHS中观测到的[Fe/H] $>-1.5$丰度最好用CCSNe和SN~Ia的贡献来解释，其中SN~Ia在所有富金属SNe中的比例对于高[Mg/Fe]比的恒星高达10- 20%，对于低[Mg/Fe]比的恒星高达20- 27%，这取决于关于近克拉塞卡质量的Ia型超新星祖先的相对分数的假设。结果表明，在含[Fe/H] $>-1.5$的OHS的祖先系统中，$\sim$ 50-60%的Fe质量来源于银河系形成的早期阶段的正常CCSNe。这些结果提供了对星系晕中最古老恒星诞生环境的深入了解。
2021-07-09 astro-ph.GA
Caught in the rhythm II: Competitive alignments of satellites with their inner halo and central galaxy
卫星星系围绕其主晕中央星系的各向异性分布已被充分证明。然而，重子和暗物质在形成这种分布中的相对影响仍然存在争议。利用模拟的Horizon-AGN，卫星星系相对于它们的中央对应物和晕的角分布被量化。在一个Rvir之下，卫星在中央平面上聚集得更强，而不仅仅是跟踪它们的宿主晕的形状。这是由于增加的各向同性的内晕获得通过他们的内-外组装在沿宇宙网的涡旋丰富的流动。虽然中心的影响随着距离的增加而减小，但晕的三轴度增加，对卫星分布的影响越来越大。效应在一个维里半径之外变得相当。在此尺度以上，对流层的沉降也会影响卫星的分布，并在两个维里半径以上起主导作用。中央的形态学起着支配作用：w.r.t.中心平面在承载恒星盘的晕中比在球状体中强四倍。但是银河平面的影响会随着卫星与中心质量比的降低而降低，这表明这可能不适用于本星系群的矮卫星。Milky-Way卫星的方向追踪其宇宙细丝，它们的共面性水平与Horizon-AGN中具有相似质量和宇宙位置的系统一致。然而，巨大星系群和星系团中星系平面的强烈影响限制了找到一个松弛区域的可能性，在那里卫星可以用来推断晕的形状。log（M0/Msun）>13.5的晕的短轴与长轴比被低估了10%。对于单个光晕测量，该误差迅速飙升至30-40%。
2017-12-21 astro-ph.GA
The inner structure of dwarf sized halos in Warm and Cold Dark Matter cosmologies
利用N-body+Hydrodynamic zoom-in模拟方法，研究了在WDM和CDM宇宙学中形成于维里质量Mv=2- 3 × 10^10 Msun（z=0）晕中的中心矮星系内部暗物质和恒星质量分布的演化.我们模拟的WDM功率谱中的半模质量为Mf= 2x 10^10 Msun。在暗物质中，只有模拟晕密度分布很好地描述了NFW参数拟合在这两个宇宙学，虽然WDM晕的浓度低于其CDM对应物的1.5- 2.0倍。在流体动力学模拟中，重子的影响显着平坦的内部密度，速度色散，和伪相空间密度分布的WDM晕，但不是CDM的。在WDM运行中，在约0.02xRv，α处测量的密度斜率在2至5 Gyr的周期内变浅。我们探讨这种扁平化过程是否与全球SF，Ms/Mv比，气体流出，和内部特定的角动量的历史。我们没有发现任何明显的趋势，但当α小于-0.5时，Ms/Mv总是在0.25和1%之间。我们得出的结论是，浅核的形成的主要原因是内晕内存在强烈的气体质量波动，这是一个非常突发的和持续的SF历史在浅引力势驱动的反馈的结果。我们的WDM晕，组装晚，比CDM的集中度低，遵守这些条件。也有（罕见的）CDM系统与扩展的大规模组装的历史，遵守这些条件，并形成真正的浅芯。动力学加热和膨胀过程，DM核心扁平化背后，也适用于这样一种方式，即恒星的年龄和金属丰度梯度的矮星软化，他们的恒星半质量半径强烈增长与时间，和他们的中心表…
2016-03-12 astro-ph.GA
Disentangling Milky Way halo populations at low metallicities using [Al/Fe]
利用[Al/Fe]区分银河系晕中低金属度下的本地与吞噬星群，通过高精度光谱分析验证其区分能力。
2025-11-12 astro-ph.GA
Made-To-Measure Models of Self-Similar Triaxial Halos with Steep Inner Density Gradients
我们使用量身定制的方法来构建N体实现的自相似，三轴椭球晕具有宇宙学现实的密度分布。我们的实施并行以前的工作与一些数值改进，但我们表明，轨道平均是一个内在的功能的变化方程的力量，并认为额外的平均或平滑计划是多余的。我们提出的模型具有Einasto径向质量分布，范围从长轴到强三轴。我们使用一个最小二乘多项式拟合的膨胀系数，以获得一个分析表示的颗粒密度，从我们得到的密度轮廓和偏心率分布更有效地比通常的粒子平滑技术。我们表明，我们的N体实现都保持其形状在无约束的演变和恢复后，大幅度扰动。
2015-01-06 astro-ph.GA
The Age of the Milky Way Inner Halo
银河系被观测到有多个具有不同性质的组成部分，如凸起，盘和晕。解开这些群体的组装历史提供了一个强有力的测试理论的星系形成和演化，但往往受到限制，由于在测量准确的恒星年龄的低质量，氢燃烧的恒星。与这些祖先不同，恒星演化的“煤渣”，白矮星，是非常简单的物体，它们的基本性质可以通过光谱学测量，几乎没有歧义。在这里，我报告了对银河系晕中新形成的白矮星的观测和分析，并与已发表的对125亿年前的球状星团Messier 4中白矮星的分析进行了比较。由此，我测量残余物的质量分布，并反转恒星演化过程，以建立一个新的关系，将最终恒星质量与其直接祖先的质量联系起来，从而与母体人口的年龄联系起来。通过将这种技术应用于附近的四个运动学证实的晕白矮星的小样本，我测量出局部场晕星的年龄为114 +/- 0.7亿年。这个年龄与球状星团的年龄尺度直接相关，最古老的星团形成于135亿年前。未来对银河系晕中新形成的白矮星的（光谱）观测可以用来减少目前的不确定性，并探测最后一个星系团和内晕形成时间之间的相对差异。
2012-06-21 astro-ph.GA
Elemental Abundances in Milky Way-like Galaxies from a Hierarchical Galaxy Formation Model
我们发展了一种新的方法来解释有限的恒星寿命和跟踪个人的丰度内的半解析模型的星系形成。与以往的方法不同，基于存储的（分仓）过去的恒星形成历史的模型星系，我们的方法项目的信息产生的每个简单的恒星星族（SSP）在未来的金属。使用这种方法，一个准确的会计的时间和属性的个别SSP组成的模型星系是可能的。我们分析了我们的化学模型对各种成分的依赖性，并将其应用于六个模拟的晕，大致银河系的质量，并没有大规模的近邻z=0。对于所有考虑的模型，[Fe/H]分布的恒星在光盘组件与银河系的数据是很好的协议，而球状体组件（其形成，我们只通过合并模型），这些偏移低相对于观测测量银河系的隆起。这是恒星形成历史狭窄的结果，恒星形成率相对较低。在我们的化学模型中，来自超新星的气体和能量的缓慢再循环对预测的恒星形成率具有重要影响，这些恒星形成率系统地低于相同物理模型中的相应速率，但具有瞬时再循环近似。在整体性质方面与我们银河系最为相似的晕也再现了银河系卫星平均金属丰度和光度之间的观测关系，尽管斜率略陡。
2014-09-29 astro-ph.GA
Star formation history of the Milky Way halo traced by the Oosterhoff dichotomy among globular clusters
在我们最近对多星群范式中奥斯特霍夫二分法的研究中（Jang et al. 2014），我们提出奥斯特霍夫I、II和III群球状星团（GC）中的RR天琴座变星主要分别由第一、第二和第三代恒星（G1、G2和G3）产生。在这里，我们表明，第一次，所观察到的二分法在内部和外部晕GC可以自然地复制时，这些模型扩展到所有的金属丰度制度，同时保持合理的协议，在水平分支类型与[Fe/H]的相关性。为了实现这一点，然而，具体的恒星形成的历史是需要的内部和外部晕。在内晕GC中，恒星形成开始和停止较早，各亚群之间的形成时间尺度相对较短（约0.5 Gyr），而在外晕中，G1的形成延迟约0.8 Gyr，G1和G2之间的时间尺度更长（约1.4 Gyr）。这与银河系晕的双重起源是一致的。尽管在细节上的差异，我们的模型表明，Oosterhoff周期组观察到的外晕和内晕GC的不稳定带内的“人口转移”的影响，其起源可以追溯到两个或三个离散的情节在GC的恒星形成的表现。
2015-05-18 astro-ph.GA
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
An old, metal-rich accreted stellar component in the Milky Way stellar disk
我们研究的可能性，银河系的冷恒星盘包括合并与古老的恒星。星系团被认为是以等级的方式形成的，在那里较小的（原）星系合并成较大的星系。星系中的恒星，如银河系，在它们的运动和元素丰度中包含了过去事件的痕迹，可以用来从主星系中形成的恒星中分离合并残留物。银河系的合并历史通常被理解为在恒星晕中特别容易研究。欧空局天体测量卫星盖亚的出现使人们能够探测到光环中的全新结构，如盖亚-土卫二-香肠。然而，模拟也表明，合并可能对冷恒星盘的形成很重要。结合元素丰度的100个巨大的分支恒星从APOGEE DR 17和盖亚的天体测量数据，我们使用元素丰度比找到一个迄今为止未知的，旧的恒星组成部分在银河系的冷恒星盘。我们进一步确定了一个小样本的RR天琴座变量与磁盘运动学，也显示出相同的化学签名吸积红巨星在磁盘。这些恒星使我们能够确定吸积成分中恒星的年代。我们发现它们都是老的。
2022-06-08 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
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
Constructing the Milky Way Stellar Halo in the Galactic Center by Direct Orbit Integration
高径向轨道上的晕星应该不可避免地经过银河系的中心区域。在假设恒星晕处于动力学平衡和轴对称的条件下，对LAMOST DR 5和$Gaia$ DR 3的$\sim 10,000$晕K巨星在$5\leq r \leq 50$ kpc的轨道进行了积分.通过仔细考虑选择函数，我们构造了整个$r \leq 50$ kpc区域的恒星晕分布。我们发现，一个双破幂律函数很好地描述了恒星晕密度分布的斜率较浅的内部区域和两个突破$r=10$ kpc和$r=25$ kpc，分别。恒星晕从外到内逐渐变平，但在$r \lesssim 5$ kpc处有$q\sim 0.5$。在5 kpc的内部，恒星晕变得各向同性，有轻微的椭圆旋转，并达到$\sim 250\rm \ km\ s^{-1}$的速度色散。在$5\leq r \leq 50$ kpc处，$-0.005$ dex kpc $^{-1}$的金属丰度梯度为弱的负，而在10 kpc以内，[Fe/H] $>-1$的相对富金属星过剩.在$r \leq 5$ kpc处的晕闯入者的质量为$\sim1.2 \times 10^8\ M_{\odot}$（$\sim 4.7 \times 10^7\ M_{\odot}$在[Fe/H] $<-1.5$），它可以解释50-100%的在银河系中心区域直接观测到的具有[Fe/H] $<-1.5$的贫金属星。
2022-11-03 astro-ph.GA
Architecture of the Andromeda: a quantitative analysis of clustering in the inner stellar halo
我们提出了一个定量测量的集群存在于内部$\sim30$ kpc的仙女座星系（M31）的恒星晕的量。为此，我们分析了M31恒星晕中精心挑选的行星状星云（PNe）的角位置和径向速度。我们研究了角位置和视线速度空间中成对距离的累积分布，发现M31恒星晕中包含的近对恒星比无特征的光滑晕中包含的近对恒星要多得多。与平滑/杂乱分布相比，我们估计M31内晕中的聚集过剩在最大值和平均值$\sim 20\%$上大致为$40\%$。更重要的是，与\cite{2005ApJ...635..931B}的11个恒星晕模型相比，这是在$Λ{\rm CDM}$宇宙学范式的背景下模拟的，我们发现，在M31恒星晕的子结构的数量非常类似的一个典型的$Λ{\rm CDM}$晕。
2016-10-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galactic cartography with SkyMapper: I. Population sub-structure and the stellar number density of the inner halo
我们的银河系晕内的恒星呈现了其持续增长和演化的快照，直接探测星系的形成。在这里，我们提出了我们的第一个分析的恒星晕的详细地图的蓝色水平分支（BHB）的恒星绘制从SkyMapper南天巡天。为了将候选BHB恒星从总体人群中分离出来，我们通过人工神经网络（ANN）的应用开发了一种机器学习方法，从而产生了相对纯净的目标恒星样本。由此，我们推导出BHB样本的绝对$u$幅度为$\sim2\ mag$，随$(v-g)_0$和$(u-v)_0$颜色而略有变化。我们研究了5272颗候选星的BHB数密度分布，得到了一个双幂律分布，其突变半径为$r_s = 11.8\pm0.3\ kpc$，内斜率和外斜率分别为$α_{in} = -2.5\pm0.1$和$α_{out} = -4.5\pm0.3$。通过模拟BHB星的等时线拟合，我们发现了一个颜色年龄/金属丰度的相关性，与老年人/更多的金属贫星是蓝色的，并建立一个参数来指示这种年龄（或金属丰度）的变化。利用这一点，我们构建了BHB星在晕中的三维人口分布，并确定了显着的子结构。最后，与以前的研究一致，我们还确定了一个系统的年龄/金属量的转变，跨越$\sim3\ kpc$到$ \sim20\ kpc$的银河系中心距离。
2018-07-10 astro-ph.GA
The merger that led to the formation of the Milky Way's inner stellar halo and thick disk
我们银河系的组装过程可以通过单个恒星的运动和化学反应来恢复。对附近晕的化学动力学研究长期以来一直暗示存在多种成分，如流，团块，二元性以及恒星化学丰度和轨道参数之间的相关性。最近，对两个大型恒星巡天的分析揭示了存在一个人口稠密的化学元素丰度序列，在颜色-星等图中有两个不同的序列，以及一个突出的轻微逆行的运动学结构都在附近的晕中，这可能是银河系经历的一个重要的吸积事件。在这里报告的运动学，化学，年龄和空间分布的恒星在太阳周围的一个相对较大的体积，主要与两个主要的银河系组成部分，厚盘和恒星晕的分析。我们证明，内晕是由碎片占主导地位的对象，在下降是稍微更大的质量比小麦哲伦云，我们称之为盖亚-土卫二。起源于盖亚-土卫二的恒星几乎覆盖了整个天空，它们的运动揭示了流的存在和轻微的逆行和拉长的轨迹。数百颗天琴座RR型星和13个球状星团的年龄-金属丰度关系一致，可以根据它们的轨道与盖亚-土卫二相关联。估计质量比为4：1，与盖亚-土卫二的合并一定导致了银河系厚盘前身的动力学加热，因此促成了大约10 Gyr前这个组成部分的形成。这些发现与星系形成的模拟结果一致，后者预测内部恒星晕应该由少数大质量祖先的碎片主导。
2018-10-31 astro-ph.GA
The Distribution of Disk-Halo HI Clouds in the Inner Milky Way
利用银河系全天巡天的数据，我们比较了银河系第一象限（QI）和第四象限（QIV）镜像对称区域中切点处盘晕过渡中HI云的性质和分布。个别云被发现在两个象限中具有相同的属性。然而，QI中的云是QIV中的3倍，它们的尺度高度是QIV的两倍，它们的径向分布更均匀。我们将这些主要的不对称性归因于银河系旋臂中云的形成，并认为云与恒星形成有关，其形式是通过超级气泡和恒星反馈从盘中升起的气体，以及落回平面的贝壳碎片。
2011-01-20 astro-ph.GA
The survey of planetary nebulae in Andromeda (M31) VII. Predictions of a major merger simulation model compared with chemodynamical data of the disc and inner halo substructures
本研究通过结合质量比1:4的主并合模拟与化学模型，预测了M31内晕子结构的相空间和金属丰度分布，发现其与观测数据高度吻合，为约3 Gyr前M31发生主卫星并合提供了有力证据。
2025-06-09 astro-ph.GA
Elemental Abundances in the Local Group: Tracing the Formation History of the Great Andromeda Galaxy
本星系群（LG）是一个可以对星系形成进行详细研究的环境，为早期宇宙提供了补充。特别是，光谱解析的恒星星族在LG提供了运动学和化学信息的个别恒星，可以用来推断像银河系（MW）和仙女座（M31）的$L_\star$星系的历史。MW中的盖亚革命使得对MW形成历史的全面观测研究成为可能。目前，在任何其他$L_\star$星系中都无法实现对MW的精细研究。因此，MW是我们理解星系形成的模板。M31是我们目前唯一希望能够在接近MW的细节水平上进行研究的外部星系。最近，对M31的研究具有更大的意义，因为越来越多的证据表明它的形成历史与MW的形成历史有很大的不同。在一个时代有限的信息在M31中的元素丰度，我已经开发出一种技术，应用光谱合成低分辨率恒星光谱，以测量个别巨星在遥远的LG星系的丰度。通过与我的合作者对M31进行迄今为止最大的深度光谱调查，这导致了对M31内部恒星晕和恒星盘中元素丰度的首次测量，以及M31中元素丰度的最大均匀目录。通过这项基础性工作，我们为详细研究M31的化学组成打开了大门。现在，我们可以开始问--并回答--M31和MW的元素丰度的差异对我们在更广阔的宇宙中星系形成的知识意味着什么。
2020-08-04 astro-ph.GA
Constraints on the Galactic Inner Halo Assembly History from the Age Gradient of Blue Horizontal-branch Stars
我们提出了银河系晕的相对年龄分布的分析，根据从全景巡天望远镜和快速响应系统和\textit{Galaxy Evolution Explorer}测光，以及斯隆数字巡天光谱样本获得的蓝色水平分支（BHB）恒星的样本。一个机器学习的方法来选择BHB恒星的开发，使用支持向量分类，我们产生的银河系晕的计时年龄图，从银河系中心40\，kpc。我们在BHB样本的相对年龄剖面中确定了一个特征性的断裂，对应于$R_{\rm{GC}} \sim 14$ \，kpc的银河系中心半径。在断裂半径内，我们发现年龄梯度为$-63.4 \pm 8.2$ Myr kpc $^{-1}$，这比以前的研究所获得的明显更陡，以前的研究没有区分内晕和外晕区域。在我们的光谱校准样品的金属丰度的影响进行校正后，相对年龄分布和断裂半径签名的梯度仍然存在。我们的结论是，既不是由于以前公认的金属丰度梯度的晕，从内晕到外晕区域。我们的研究结果与内晕人口的耗散形成一致，涉及一些相对较大的祖先卫星，例如那些被提出来解释\textit{Gaia} -土卫二组装的卫星，然后与银河系的内晕合并。
2019-09-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evidence of a dwarf galaxy stream populating the inner Milky Way Halo
从矮星系产生的恒星流提供了银河系分层形成的直接证据。在这里，我们提出了第一个全面的研究“LMS-1”恒星流，我们通过使用STREAMFINDER算法在盖亚EDR 3数据集中搜索宽流检测。这条溪流最近由Yuan等人发现（2020）。我们探测到LMS-1是一个$60°$长流，位于银河系凸起的北部，距离太阳$\sim 20$千秒差距，还有其他一些成分表明整个流完全包裹在银河系内部。利用LAMOST，SDSS和APOGEE的光谱测量，我们推断，流是非常贫金属（${\rm \langle [Fe/H]\rangle =-2.1}$）具有显着的金属分散（$σ_{\rm [Fe/H]}=0.4$），它具有很大的径向速度分散（${\rm σ_v=20 \pm 4\,km\,s^{-1}}$）。这些估计共同意味着LMS-1是一个矮星系流。LMS-1的轨道接近极地，与银河平面的倾角为$75°$。LMS-1的轨道和金属丰度与球状星团NGC 5053、NGC 5024和恒星流“Indus”非常相似。这些发现使LMS-1成为银河系内晕恒星星族的重要贡献者。
2021-07-20 astro-ph.GA
Galactic Stellar Populations from Photometric Metallicity Distribution Functions
基于Sloan数字巡天（SDSS）测光数据，Gu发展了一种新的基于Monte-Carlo的恒星金属丰度分布函数（MDF）估算方法。与传统的基于多项式的方法相比，该方法能够更可靠地确定MDF。在这项工作中，从该方法确定的α可以很好地用三高斯模型拟合，峰值在${\rm [Fe/H]}$ = $-0.68$，$-1.38$和$-1.90$，分别与厚盘，内晕和外晕。$1<Z<5\,{\rm kpc}$内的垂直金属丰度梯度为$R=8.25\,{\rm kpc}$周围的${\rm d}\langle{\rm [Fe/H]}\rangle/{\rm d}Z\approx -0.19\,{\rm dex}\cdot{\rm kpc}^{-1}$。但平均径向梯度几乎可以忽略不计。厚盘的密度分布符合修正的双指数规律，在远距离衰减为常数。由此估算的鳞片高度和鳞片长度分别为$H\approx 1.13\,{\rm kpc}$和$L\approx 3.63\,{\rm kpc}$，与以往研究中用星计数法测定的结果一致。用双轴幂律椭球描述晕，由$R$-$Z$平面上的恒星数密度推断出内晕和外晕的轴比分别为$q_{ih}\approx 0.49$和$q_{oh}\approx 0.61$。它还表明，外晕是一个更球形比内晕。此外，还估算了晕的幂律指数为$n_{ih}\approx 3.4$和$n_{oh}\appr…
2019-05-08 astro-ph.GA
The survey of planetary nebulae in Andromeda (M31) VI. Kinematics of M31 inner-halo substructures and comparison with major-merger simulation predictions
本文利用M31内晕子结构的行星状星云视线速度测量，结合主并合模拟预测，揭示了M31在2.5至4 Gyr前经历了一次“湿”主并合，形成了当前盘结构与内晕子结构。
2023-05-04 astro-ph.GA
Constraints on the inner density profile of dark-matter haloes from weak gravitational lensing
我们构造了两种基于弱引力透镜的线性滤波技术来约束暗物质晕密度剖面的内斜率$α$。这两种方法都将所有可用的信息结合到这个单一数字的估计中。在理想化假设下，如果晕圈浓度c已知，则$α$被限制为~15%，如果不知道，则被限制为< 30%。我们认为，不可避免的退化之间的密度剖面斜率和晕浓度不能解除在现实条件下，并显示通过费舍尔矩阵方法的线性组合的$α$和c是最好的约束，我们的过滤透镜数据。这定义了一个新的参数，称为P1，然后将其限制为单个大质量晕的15%。如果许多晕的信号可以叠加，那么它们的密度分布应该被这里提出的线性滤波器很好地约束，其中线性滤波器对集群子结构不敏感。
2010-01-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Clustering clusters: unsupervised machine learning on globular cluster structural parameters
球状星团（GC）根据其轨道、化学和内部物理性质，历来被分为两类（盘/晕）或三类（盘/内晕/外晕）。这种细分的定性性质使得不可能确定组的自然数实际上是两个、三个还是更多。在本文中，我们使用聚类分析的$(\log M, \log σ_0, \log R_e, [Fe/H], \log | Z |)$空间表明，GC组的固有数实际上是$k=2$或$k=3$，后者是有利的，虽然不显着。在$k=2$的情况下，围绕中心点的分区（PAM）聚类算法恢复了贫金属晕GC组和富金属盘GC组。使用$k=3$，这三个组可以被解释为盘/内晕/外晕族。对于每个群，我们得到一个中心点，即一个代表性的元素（分别代表圆盘、内晕和外晕的NGC $6352$、NGC $5986$和NGC $5466$），以及一个衡量每个GC与它的群有多强关联的尺度，即所谓的轮廓宽度。使用后者，我们发现与年龄的磁盘和外晕GC的关联越强的GC与磁盘（外晕）组，它是年轻（老年）。
2019-01-16 astro-ph.GA
Chemical Abundances of the Milky Way Thick Disk and Stellar Halo I.: Implications of [alpha/Fe] for Star Formation Histories in Their Progenitors
我们给出了97颗附近贫金属（-3.3<[Fe/H]<-0.5）恒星的丰度分析，这些恒星具有银河系厚盘、内晕和外晕的运动学特征。利用斯巴鲁望远镜上的高色散光谱仪获得了样品星的高分辨率、高信噪比光谱。Fe，Mg，Si，Ca和Ti的丰度已经使用一维LTE丰度分析代码与Kurucz NEWODF模型大气导出。通过分配成员的样本星厚盘，内或外晕组件的基础上，他们的轨道参数，我们检查丰度比作为[Fe/H]和运动学的函数的三个子样本在宽的金属丰度和轨道参数范围。结果表明，在金属丰度为-1.5<[Fe/H]<=-0.5的范围内，厚盘星的平均[Mg/Fe]和[Si/Fe]比值一直很高，但分散度很小。相反，内晕星和外晕星的丰度比平均值较低，散射较大。在[Fe/H] $>-2$范围内，内晕星和外晕星的[Mg/Fe]、[Si/Fe]和[Ca/Fe]也随[Fe/H]呈弱的减小趋势。这些结果有利于MW厚的磁盘形成的方案，通过快速的化学富集主要是通过II型超新星的大质量恒星，而恒星晕形成至少部分通过吸积的祖先恒星系统已被化学丰富的不同的时间尺度。
2012-05-11 astro-ph.GA
Cosmological insights into the assembly of the radial and compact stellar halo of the Milky Way
最近使用盖亚DR 2的研究已经确定了银河系（MW）历史上的一次大规模合并，其碎片明显是径向和反向旋转的。这一事件被称为盖亚-土卫二/盖亚-香肠（GE/GS），也被假设为建造了大部分的内恒星晕。我们使用宇宙学流体动力学模拟Illustris的背景下，星系组装$Λ$ CDM中的合并。从$\sim$ 150 MW类似物中，$\sim 80 \%$经历了至少一次与GE/GS相似质量和下落时间的合并。在这个样本中，有37个碎片与GE/GS一样呈放射状，我们称之为古代放射状合并（ARM）。反向旋转在ARM中并不罕见，$43 \%$在反向旋转轨道上有$>40 \%$碎片。然而，GE/GS碎片的紧凑性推断，鉴于其大$β$和其实质性的贡献，恒星晕，更难以重现。ARM碎片的中位半径为r $_{*,deb}\simeq 45$ kpc，而GE/GS被认为大部分包含在$r\sim 30$ kpc内。对于大多数MW类似物，需要一些合并来建立内部恒星晕，ARM碎片只占内部吸积恒星的$\sim 12 \%$。令人鼓舞的是，我们发现一个ARM，既紧凑，占主导地位的内部光环的中央，使我们最好的GE/GS模拟。有趣的是，这次合并在外晕中沉积了大量的恒星（M $_*\simeq1.5 \times 10^9 M_\odot$），这表明GE/GS中可能有一个未被发现的部分等待被发现。
2020-03-06 astro-ph.GA
Evidence from APOGEE for the presence of a major building block of the halo buried in the inner Galaxy
我们报告了来自远地点的证据，证明在银河系中心$\sim$ 4~kpc范围内存在一个新的贫金属恒星结构。这种新的星系内部结构（IGS）的化学成分类似于银河系低质量卫星的化学成分，似乎是从化学和动力学上与银河系内部更富含金属的种群分离的。我们推测，这种结构与可能发生在银河系早期生命中的吸积事件有关。通过比较这个结构的平均元素丰度与宇宙学数值模拟的预测，我们估计这个祖先系统的恒星质量为$\sim5\times10^8M_\odot$，大约是最近发现的盖亚-土卫二/香肠系统质量的两倍。我们发现，在我们的贫金属（[Fe/H] $<$-0.8）的膨胀样品中的吸积：{ \it原位}比是在1：3和1：2之间的某个地方，证实了宇宙学数值模拟的预测由不同的团体。
2020-09-25 astro-ph.GA
Oxygen, α-element and iron abundance distributions in the inner part of the Galactic thin disc
我们推导出元素丰度在27造父变星，绝大多数位于一个区域内的银河系距离从5到7千秒差距。我们的样本中的一颗恒星SU Sct的银河中心距离约为3 kpc，因此落在内部薄盘的一个研究不足的区域。我们的新结果，结合从文献中获取的银河系中心部分的丰度数据，表明铁，镁，硅，硫，钙和钛的LTE丰度径向分布，以及氧的NLTE分布揭示了从银河系中心延伸到约5 kpc的区域中的高原状结构甚至正丰度梯度。
2015-03-19 astro-ph.GA
Searching For Transiting Planets Around Halo Stars. I. Sample Selection and Validation
通过测量恒星的元素丰度，我们可以深入了解其初始气体云的组成-恒星及其行星的形成地点。行星形成需要金属，金属的可用性由元素丰度决定。在金属极度缺乏的情况下，行星形成可能会受到抑制。要研究这种情况，需要大量贫金属恒星的样本，并在其中寻找行星。本文主要讨论晕星样本的选取和验证。我们根据它们的银河系运动学选择了约17，000颗贫金属晕星，并使用文献中的光谱学证实了它们的低金属丰度（[Fe/H] < -0.5）。此外，我们使用LBT/PEPSI进行高分辨率光谱观测，并对13个先前已知的晕星样本进行详细的金属丰度（[Fe/H]）分析，这些晕星也具有热运动学。我们可以使用这里展示的晕星样本来测量行星的频率，并测试在极端贫金属环境中的行星形成。行星搜索的结果及其影响将在Boley等人的配套论文中介绍和讨论。
2021-06-24 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
