Vertical flows and structures excited by magnetic activity in the Galactic center region
银河系中心区域的垂直流结构仍然知之甚少。为了更好地理解，我们分析了Suzuki等人（2015）的MHD模拟数据。结果发现，在磁环的足点附近存在速度约为100 km/s的快速下降流。这些向下的气流沿着磁场线流动，并被重力加速。快速流动的方向在其移动时由磁环几何形状改变。结果，不仅激发了垂直运动，而且激发了方位和径向运动。这一特征可能与观测到的位置-速度图中的高速弥散有关。
2016-11-01 astro-ph.GA
Potential-density pairs and vertical tilt of the stellar velocity ellipsoid
我们定义了新的潜在的密度对，并检查潜在的垂直速度椭球倾斜，$δ$的扁平化的影响。通过数值积分和解析计算，我们估计了各种星系势中的$δ$。我们表明，在1千秒差距以上的银河平面在太阳半径，$δ$可以相差5度，这取决于是否暗物质晕是平的或球形的。这个结果排除了银河系暗晕极度扁平的可能性。
2009-04-07 astro-ph.GA
Galactic Spiral Shocks with Thermal Instability in Vertically Stratified Galactic Disks
星系螺旋激波是盘状星系的主要形态特征，被认为是盘状星系螺旋臂内部亚结构形成的原因。它们还可以通过利用（微分）旋转运动为星际气体提供大量的动能。我们使用数值流体动力学模拟研究的螺旋冲击与热不稳定性在垂直分层星系盘的动力学和结构，专注于环境条件（加热和银河系的潜力）类似的太阳附近。我们首先考虑一个等温盘在垂直流体静力平衡，让它发展受到星际冷却和加热以及恒星螺旋势。由于热不稳定性，表面密度为$Σ_0 \geq 6.7\Surf$的圆盘在中平面附近迅速变成夹在稀薄气体层之间的薄而致密的板。在饱和状态下，总的流动结构由支臂、激波后膨胀区和支臂间区域组成，它们分别占支臂到支臂距离的10%、20%和70%，其中气体分别占支臂到支臂距离的15%、30%和70%，和55%的臂-臂交叉时间。流动的特点是过渡从稀薄到致密相在冲击和致密到稀薄相在冲击后膨胀区，虽然气体与太大的冲击后密度不经历这种返回相变，而是形成致密的冷凝。如果忽略自重，激波拍动驱动气体中的随机运动，但在平面方向上仅达到$\sim 2-3 \kms$，在垂直方向上小于$2\kms$。时间平均冲击波剖面显示...（节略）。
2010-06-24 astro-ph.GA
The Vertical Metallicity Gradient of the Galactic Disk for Mono-Age Stellar Populations in LAMOST
本研究利用LAMOST年轻恒星样本、疏散星团和经典造父变星，发现银河系盘单年龄恒星群体的垂直金属丰度梯度趋近于零，支持了“自上而下”的盘形成理论。
2025-04-02 astro-ph.GA
Time stamps of vertical phase mixing in the Galactic disk from LAMOST-Gaia stars
银盘的微扰机制长期以来一直困扰着我们。来自扰动的印记为盘的形成和演化提供了重要的诊断。在这里，我们试图约束垂直扰动发生在磁盘跟踪相位混合的历史。首先，我们用723，871颗LAMOST-Gaia组合星在垂直位置和速度相空间（$z$ - $v_z$）中清晰地描绘了径向（$v_R$）和方位（$v_ϕ$）速度的螺旋结构。然后，我们研究了螺旋随恒星年龄（$τ$）的变化，通过将样本分为七个恒星年龄箱。最后，我们发现，螺旋显式存在于所有的bin中，甚至在bin的$τ<0.5$ \，Gyr，除了bin的$τ>6.0$ \，Gyr。这限制了垂直扰动可能开始不晚于0.5Gyr。但我们不能排除年轻恒星（$τ<0.5$ \，Gyr）是否继承了它们诞生的扰动ISM的振荡。这一研究为理解盘的扰动机制乃至银河系的形成和演化提供了重要的观测依据。
2018-09-18 astro-ph.GA
Formation of the Galactic bulge from a two-component stellar disk: Explaining cylindrical rotation and vertical metallicity gradient
最近的观测研究表明，银河系核球具有圆柱形旋转和更陡的垂直金属丰度梯度。我们采用了两个有代表性的模型的隆起形成，从而调查这两个模型是否可以解释所观察到的圆柱旋转和垂直金属丰度梯度在一个自洽的方式。一种是“纯盘情景”（PDS），其中凸起是由一个纯薄的恒星盘通过自发的酒吧不稳定性形成的。另一种是“双组分盘情景”（TCDS），其中凸起是由薄盘和厚盘通过杆不稳定性组成的盘形成的。我们的数值模拟表明，虽然PDS可以再现圆柱旋转，它显示了一个相当平坦的垂直金属丰度梯度，这是不一致的观测。导出的平坦的金属丰度梯度是由于不同初始金属丰度的恒星通过恒星棒垂直混合。这一结果意味着，核球不能简单地由一个纯粹的薄恒星盘形成。另一方面，TCDS中由双组分盘形成的星系核球可以很好地解释观测到的星系核球的圆柱旋转和垂直金属丰度梯度。在TCDS中，更多的贫金属星在更高的|z|（垂直距离），起源于已经动态热厚盘不能强烈的影响，垂直混合的酒吧，使他们可以留在原地更长的时间尺度，从而保持较低的金属在较高的|z|。因此，由最初薄和厚盘星组成的隆起的垂直金属丰度梯度不能如此平坦化，即使薄盘的梯度可以被TCDS中的棒显著平坦化。
2011-06-22 astro-ph.GA
Impacts of a Flaring Star-forming Disc and Stellar Radial Mixing on the Vertical Metallicity Gradient
使用理想化的N-体模拟银河系大小的盘星系，我们定性研究如何修改薄盘星粒子的金属丰度分布的酒吧和螺旋臂结构的形成。在我们的数值实验中，薄盘最初具有一个紧密的负径向金属丰度梯度和恒定的垂直尺度高度。我们表明，恒星的径向混合驱动器在薄盘的正垂直金属丰度梯度。另一方面，如果初始薄盘向外展开，垂直刻度高度随银河中心半径增加，则最初在外盘的贫金属星在盘平面以上的区域中在每个半径处都占优势。这一过程可能导致金属丰度垂直梯度为负，这与目前观察到的趋势一致。这个模型模拟了恒星形成薄盘在早期在外部区域爆发的场景。我们的数值实验与初始耀斑盘预测，负垂直金属丰度梯度的单年龄相对年轻的薄盘人口应该是陡峭的内部盘，和径向金属丰度梯度的单年龄人口应该是浅在更大的高度以上的盘平面。我们还预测，金属丰度分布函数的单年龄年轻薄盘人口以上的磁盘平面将更积极的偏在内部磁盘相比，外部磁盘。
2016-09-14 astro-ph.GA
Vertical structure of Galactic disk kinematics from LAMOST K giants
我们研究的垂直结构的银河系盘的运动学在银河系中心的径向距离范围内的$R=5-15$ $\rm{kpc}$和$3$ $\rm{kpc}$远离银河系平面，使用K-型巨星LAMOST调查。基于三维速度矩的稳健测量，在唯象意义上检测到摆动盘。外流主导了内盘的径向运动，而在外盘存在交替的向外和向内流动。垂直整体速度是呼吸和弯曲模式的组合。$R_0$外的垂直运动主要为类收缩呼吸模式和向上弯曲模式，其幅度随距平面距离的增大而增大; $R<R_0$处存在反向呼吸模式和弯曲模式，其幅度远小于$R_0$外的呼吸模式和弯曲模式。平均方位角速度随着到平面的距离的增加而减小，对于较大的$R$，梯度较浅。南盘中的恒星比北盘中的恒星旋转得快。不同的$R$之间的速度椭球的取向不同：在$5<R<9$ $\rm{kpc}$的范围内，相对于$\arctan(Z/R)$的倾斜角的梯度从内盘的$\sim0.83$到外盘的$\sim0.52$减小;在$9<R<15$ $\rm{kpc}$内，速度椭球的倾斜偏离垂直反对称。根据观测到的速度椭球垂直结构，发现南北盘都有明显的耀斑特征。
2021-06-08 astro-ph.GA
Vertical and radial metallicity gradients in high latitude galactic fields with SDSS
利用1，437，467颗F-G型主序星的ugr星等（金属丰度-2<[Fe/H]<+0.2dex），估算了银河系高银纬区（b>50）的径向和垂直金属丰度梯度。对于1.31<z<=1.74 kpc的恒星，径向金属丰度梯度d[Fe/H]/dR=-0.042（0.011）dex/kpc，这归因于薄盘星族。然而，在更高的垂直距离上的恒星的径向梯度接近于零，这表明厚盘和晕至少在银河系的高纬度地区没有经历过径向坍缩阶段。对于三个不同银河系纬度的恒星，50<b <=65，65<b<=80和80<b<=90，我们估计的垂直金属丰度梯度并没有显示出强烈的银河系纬度依赖于我们的梯度。薄圆盘，0.5<z<=2 kpc，垂直金属丰度梯度d[Fe/H]/dz= -0.308（0.018）dex/kpc，仅在银河系中心距（R）区间6<R<=10 kpc处占优势，而厚盘（2<z<=5 kpc）可以在6<R<=10和10<R<=15 kpc的间隔内观察到，并具有相容的垂直金属丰度梯度，即d[Fe/H]/dz= -0.164（0.014）dex/kpc和d[Fe/H]/dz= -0.172（0.016）dex/kpc。在6<R<=10、10<R<=15和15<R<=20 kpc的3个R距离区间内，估计了晕（z>5 kpc）的5个垂直金属丰度梯度。第一个对应于间隔6<R<=10 kpc的值等于d[Fe/H]/dz= -…
2018-10-29 astro-ph.GA
Milky Way Tomography with K and M Dwarf Stars: the Vertical Structure of the Galactic Disk
我们使用K和M矮星的数量密度分布与银河系盘的垂直高度，确定使用观测斯隆数字巡天，探测整个调查的足迹银河系盘的结构。使用光度视差作为距离估计，我们分析了数百万盘星的样本在匹配的足迹以上和以下的银河系平面，我们确定的位置和程度的垂直不对称的数量计数在各种薄和厚盘子样本的区域内的一些200平方度2千秒差距内的垂直距离从银河系盘。这些圆盘的不对称性呈现出类似于以前在其他尺度和距离太阳的其他距离上观察到的波动特征。我们还探讨了盘的刻度高度和太阳在不同位置从银河系平面的隐含偏移，注意到盘的刻度高度在使用平面上方或下方的恒星测量时可以显着不同。此外，我们比较了不同纬度范围内的数密度分布在北方的形状与一个固定的经度范围，并发现形状是敏感的选定的纬度窗口。我们解释了为什么这可能是一个变化的指示恒星星族在纬度地区的比较，可能允许访问薄和厚盘人口之间的系统金属丰度差异通过测光。
2017-07-17 astro-ph.GA
The vertical effects of disc non-axisymmetries from perturbation theory: the case of the Galactic bar
在垂直于银道面的方向上，非零平均恒星速度的证据已经从最近的各种大型光谱调查中积累起来。以前的分析和数值计算工作表明，类似于在太阳附近观察到的银河系圆盘的“呼吸模式”，可能是圆盘非轴对称内部扰动的自然结果。在这里，我们提供了一个一般的分析框架，在微扰理论的背景下，使我们能够计算由一个单一的内部扰动（酒吧或螺旋图案）产生的垂直批量运动。在银河酒吧的情况下，我们表明，这些分析预测的整体运动是很好地符合数值模拟的结果。由银河棒引起的平均垂直运动很小（平均速度小于1公里/秒），不能单独对观测到的呼吸模式负责，但它们是存在的。我们的分析处理是有效的接近平面的所有非轴对称扰动的光盘，可以描述的小振幅傅立叶模式。进一步的工作应该研究多个内部扰动和外部扰动的耦合如何影响目前的分析结果。
2015-06-15 astro-ph.GA
Galactoseismology: Discovery of Vertical Waves in the Galactic Disk
我们提出的证据银河系南北不对称的数量密度和体积速度的太阳附近的恒星。由斯隆数字巡天中的主序星得到的数密度剖面显示，在|z| ~ 400 pc处（北-南）/（北+南）不足，在|z| ~ 800 pc处过剩。整体速度剖面，这是来自斯隆扩展银河系的理解和探索，显示了一个渐进的趋势，整个银河系中平面以及较小规模的功能。我们推测，南北不对称，它有一个波状扰动的外观，是内在的磁盘。我们探讨这种现象的物理通过分析的线性化玻尔兹曼和泊松方程，并通过一维模拟。这种扰动可能是由一个卫星星系或暗物质穿过银河系盘的通道所激发的，在这种情况下，我们正在目睹最近的盘加热事件。
2012-03-30 astro-ph.GA
Detection of periodic variations in vertical velocities of Galactic masers
我们收集了用VLBI测量具有三角视差的银河脉泽的文献资料。我们得到了107个脉泽的剩余切向速度Δ V_{circ}和径向速度ΔV_R。在此基础上，我们用谱（周期图）分析方法重新确定了银河螺旋密度波的参数。对于m=4的四臂螺旋模型，切向和径向扰动振幅分别为f_θ=6.0+/-2.6 km/s和f_R=7.2+/-2.2 km/s，扰动波长分别为λ_θ=3.2+/-0.5 kpc和λ_R=3.0+/-0.6 kpc.根据剩余切向速度和径向速度，螺旋密度波中太阳χ_0的相位分别为-79 ^\circ +/-14 ^\circ和-199 ^\circ +/-16 ^\circ。这项工作最有趣的结果是检测到一个波的垂直空间速度W与距离R从银河系旋转轴。谱分析表明，该波具有如下特征：扰动波长λ_W=3.4 ± 0.7kpc，振幅f_W=4.3 ± 1.2km/s。
2014-11-09 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
On the conservation of the vertical action on galactic disks
我们采用高分辨率的N体模拟孤立的螺旋星系模型，从低振幅，多臂星系银河系般的磁盘，估计在轴对称的潜在的恒星合奏的垂直动作。在多臂星系中，低振幅的臂代表了势能的微小扰动，因此一组恒星的垂直作用是守恒的，尽管经过几个轨道周期的旋转后，守恒性显着降低。对于一个具有强烈螺旋活动和棒形成的类银河星系，我们的结果表明，潜在的是远离稳定的，这意味着行动不是一个运动常数。此外，由于存在高振幅的手臂和酒吧，相当大的面内和垂直加热发生，迫使恒星偏离近圆轨道，降低的程度，在其中的行动是保守的个别恒星，在协议与以前的结果，但也为恒星的合奏。如果得到证实，这个结果有几个含义，包括断言我们银河系的厚盘是由恒星的径向迁移形成的，假设描述恒星垂直运动的作用守恒。
2016-05-18 astro-ph.GA
Vertical Kinematics of the Young Galactic Clusters
本文利用年轻疏散星团的垂直速度—高度关系，验证约30 Ma内线性垂直动力学并估算太阳邻域物质密度为0.09–0.15 M☉ pc⁻³。
2025-01-09 astro-ph.GA
A Vertical Resonance Heating Model for X- or Peanut-Shaped Galactic Bulges
本文研究了X形和花生形星系核球的二阶哈密顿垂直共振模型。X形是由与棒的2：1垂直Lindblad共振引起的，在棒框架中每个轨道周期有两个垂直振荡周期。我们研究N体模拟，发现由于酒吧减慢和磁盘加厚酒吧屈曲过程中，共振和相关的花生形状向外移动。花生形状与垂直共振的位置一致，与杆是否屈曲无关。我们估计共振宽度从潜在的m=4傅立叶分量，并发现共振是狭窄的，影响轨道在一个狭窄的范围内的角动量分布，dL/L ~ 0.05。当共振向外移动时，原本在中平面的恒星被迫离开中平面，进入共振分界线内的轨道。由哈密顿模型估计的分界线轨道高度与花生形轨道高度近似一致。X形由共振分界线附近的恒星组成。从模拟的速度分布说明，低倾角轨道内共振耗尽。在共振内，垂直速度分布很宽，与共振通过圆盘引起的共振加热一致。在银河系核球中，我们将垂直共振附近的中面质量密度的方位平均值与旋转曲线和条形图速度联系起来。在估计的垂直共振星系核半径约为1.3 kpc时，我们确认中面密度约为5 × 10^8 Msol/kpc ^3，这与最近估计的质量分布一致。我们发现银河系核球的自转曲线、条斑速度、2：1垂直共振位置、X形尖端和中面质量密度都是自洽的。
2013-10-09 astro-ph.GA
Vertical stellar density distribution in a non-isothermal galactic disc
传统上，星系盘中恒星的垂直密度分布是通过假设恒星的垂直速度色散等温来获得的。最近从SDSS、LAMOST、RAVE、Gaia等的观测表明，这种色散随着距离中平面的高度而增加。在这里，我们研究这种非等温色散的动力学效应的自洽垂直密度分布的薄盘星在银河系中，通过求解泊松方程和流体静力平衡方程。我们发现，在非等温情况下，由于垂直压力较高，中面密度较低，而标度高度高于等温分布的相应值，因此分布在垂直方向上更加延伸。对于典型观测线性梯度为+6.7 km $s^{-1}kpc^{-1}$的恒星单独盘，在太阳半径处的变化约为35%，并且随着半径和梯度的增加而变得更高。该分布在高z处显示出一个翼，与观测结果一致，并且与双$sech^{2}$很好地拟合，这可能被误解为存在第二个更厚的盘，特别是在外部星系中。我们还考虑了一个更现实的磁盘组成的引力耦合的恒星和气体领域的暗物质晕。结果显示了相同的趋势，但由于气体和晕重力的相反约束作用，非等温弥散的影响减小。此外，非等温分散降低了总的中面密度，即奥尔特极限值的理论估计，由16%。
2020-12-03 astro-ph.GA
The Vertical Displacement of the Milky Way Disk
观测到银河系朝向银河系反中心的振荡垂直位移，波长约为8千秒差距，振幅约为100秒差距（随着距银河系中心的距离而增加）。这些振荡被认为是来自银河系矮卫星的盘扰动的结果。它们解释了麒麟座环，并可能与银河系的螺旋结构有关。
2017-08-11 astro-ph.GA
Tidal ribbons
来自银河系卫星的潮汐碎片通常会形成一维的细长流，因为附近的银河系轨道具有几乎相同的频率比。我们表明，情况是不同的轨道接近银河系盘，其垂直频率$Ω_z$是强烈的振幅依赖。因此，从卫星上剥离下来的恒星获得了一系列的$Ω_z$值，从而获得了一系列的频率比，并扩展到二维，形成了一个带状结构，其垂直范围与祖先轨道相当。在运动积分空间中，潮汐带是团块，这提供了最好的检测机会，并允许确定垂直穿过圆盘的银河势。
2018-06-28 astro-ph.GA
Orbits and vertical height distribution of 4006 open clusters in the Galactic disk using Gaia DR3
本文利用Gaia DR3数据构建了4006个疏散星团轨道参数星表，首次定量给出最大垂直高度随年龄和银心半径的变化关系，并揭示其与银盘翘曲及对角脊结构的关联。
2025-03-11 astro-ph.GA
Radial Migration in Galactic Thick Discs
我们提出了一个研究在何种程度上的Sellwood和宾尼径向迁移的恒星是由他们的垂直运动的中平面。我们使用两种控制模拟，其中只有一个螺旋模式被激发，以及稍微更现实的情况下，多个螺旋图案和酒吧。我们发现，均方根角动量的变化减少了垂直运动，而是逐渐的，和最大的变化几乎一样大的厚盘星为那些在薄盘。我们发现，在模拟中，酒吧形式的粒子遭受略大的角动量变化比在可比的情况下，没有酒吧，但多个螺旋事件的累积效应仍然占主导地位。我们已经确定，垂直的行动，而不是垂直的能量，平均在径向迁移。
2012-02-07 astro-ph.GA
Exploring the Galactic Warp Through Asymmetries in the Kinematics of the Galactic Disk
先前对银河系恒星大型数据库的分析显示，我们银河系的恒星盘是弯曲的，这对太阳附近恒星的运动学产生了强烈的影响。然而，由于精确的距离估计的限制，许多探索这些银河系特征的尝试通常局限于太阳附近的体积。通过结合盖亚DR2天体测量解决方案，StarHorse距离和恒星丰度从APOGEE调查，我们提出了最详细的和径向扩展的研究尚未在银河系盘的恒星的垂直和径向运动。我们绘制恒星速度相对于他们的银河系中心半径，角动量，方位角和评估他们的关系的翘曲。在银心半径$R=13\ \text{kpc}$和角动量$L_z=2800\ \text{kpc}\ \text{km}\ \text{s}^{-1}$处发现垂直速度减小。垂直和径向速度的小波纹也被发现叠加在主趋势上。我们还发现，在垂直速度与方位角的趋势是不对称的峰值，这表明翘曲是不平衡的。为了解释垂直速度的全球趋势，我们建立了一个简单的银河系翘曲分析模型。我们的最佳拟合产生$8.87^{+0.08}_{-0.09}\ \text{kpc}$的起始半径和$13.57^{+0.20}_{-0.18}\ \text{km}\ \text{s}^{-1}\ \text{kpc}^{-1}$的进动率。这些参数在各个恒星年龄组中保持一致，这一结果支持了翘曲是外部引力引起的现象的结果的观点。
2020-10-20 astro-ph.GA
Radial and vertical flows induced by galactic spiral arms: likely contributors to our "wobbly Galaxy''
在一个平衡的轴对称银盘中，平均的银心径向速度和垂直速度在任何地方都是零。然而，近年来，各种大型的光谱调查表明，银河系盘的恒星在银心径向和垂直速度分量中都表现出非零的银道面外的平均速度。虽然径向速度结构通常被认为是与非轴对称组件的潜力，如螺旋臂或酒吧，非零的垂直速度结构通常归因于外部源的激励，如通过卫星星系或小暗物质子结构穿越银河系盘。在这里，我们使用一个三维的测试粒子模拟表明，全球恒星响应螺旋扰动诱导径向速度流和非零的垂直运动。由此产生的平均速度场的结构在性质上与银河系圆盘上观察到的相似。我们表明，这样的模式也自然出现从分析玩具模型的基础上线性欧拉方程。我们的结论是，一个外部扰动的光盘可能不是一个必要条件，以解释所有观察到的结构，在整个银河系的光盘恒星的垂直速度。非轴对称的内部扰动也可以是观测到的平均速度模式的来源。
2014-03-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Origin of the two-armed vertical phase-spiral in the inner Galactic disk
The University of Tokyo（东京大学）；University of Toronto（多伦多大学）；Institute for Advanced Study, Princeton（普林斯顿高等研究院）
该研究解释Gaia发现的内盘双臂垂直相空间螺旋，提出周期性与随机扰动在垂直共振处共同作用，可形成稳定旋转而非依赖短寿命瞬态扰动的螺旋。
2025-10-15 astro-ph.GA
Excitation of coupled stellar motions in the Galactic Disk by orbiting satellites
我们使用一组高分辨率的N体模拟银河系盘研究其相互作用的人口的卫星宇宙学预测。一个模拟表明，具有不同速度的大质量卫星多次通过磁盘产生摆动，在恒星磁盘的正面投影中出现环。它们还在盘的外部产生耀斑，并通过弯曲波逐渐加热盘。一个不同的数值实验表明，一个像人马座矮星系一样大的卫星穿过盘将驱动低密度区域恒星的水平和垂直耦合振荡，伴随着小的显著的相关加热。这个实验表明，在这些低密度区域的恒星的垂直偏移可以超过1千秒差距的太阳附近，类似于最近在当地检测到的相干垂直振荡。它们也可以引起非零的垂直流运动，大到10-20 km s $^{-1}$，与最近在银河系盘中的观测结果一致。这种现象表现为局部环，并伴有适度的盘加热。
2016-03-18 astro-ph.GA
Mixing between High Velocity Clouds and the Galactic Halo
在星系晕中，含金属的星系晕物质在流体动力学相互作用时混合成高速云（HVC）。这种相互作用早在云完全消散之前就开始了，早在它们慢到银河系物质的速度之前就开始了。为了定量估计混合效率和由此产生的金属富集的HVC，我们做了详细的2和3维模拟云ISM相互作用。我们的模拟跟踪流体力学和时间依赖的电离水平。他们假设云最初具有温暖的温度和极低的金属丰度，而周围的介质具有高温，低密度和大量的金属丰度，但我们的模拟可以推广到其他初始金属丰度的选择。在我们的模拟中，云和晕气体之间的混合明显提高了高速物质的金属丰度。我们提出的混合效率和金属富集作为时间的函数的图。
2014-11-18 astro-ph.GA
Vertical waves in the solar neighbourhood in Gaia DR2
我们银河系附近恒星的垂直结构和动力学包含了许多关于可见物质和暗物质的局部分布以及银河系圆盘扰动的信息。我们使用\gaia \ DR2和大型光谱调查的太阳附近的恒星的位置和速度的数据，以研究垂直计数和平均速度的趋势，作为从当地银河系中平面的距离的函数。我们进行了详细的测量波浪状的南北不对称的垂直数计数，揭示了一些赤字的高度$\approx 0.4\,\mathrm{kpc}$，$\approx 0.9\,\mathrm{kpc}$，和$\approx 1.5\,\mathrm{kpc}$，峰值在$\approx 0.2\,\mathrm{kpc}$，$\approx 0.7\,\mathrm{kpc}$，和$\approx 1.1\,\mathrm{kpc}$。我们发现，不对称图案是独立的颜色。平均垂直速度在距中平面100秒差距内几乎与$<1\,\mathrm{km\,s}^{-1}$保持恒定，然后在$\approx0.5\,\mathrm{kpc}$处显示南北对称的倾角，振幅为$\approx 2\,\mathrm{km\,s}^{-1}$，这是与相似高度处的主要计数倾角对应的合理速度。因此，与\gaia \DR 2，我们确认在高保真度，当地的银河系盘正在经历一个波浪状振荡和动力学一致的观测图片的扰动当地的垂直结构首次出现。我们还提出了最精确和准确的测定太阳的高度以上的本地银河系中…
2018-11-07 astro-ph.GA
The effect of radial migration on galactic disks
我们研究的径向迁移的恒星驱动的经常性的多臂螺旋功能的指数盘嵌入在一个暗物质晕。螺旋扰动重新分配了星盘内的角动量，并导致单个恒星的大量径向位移，这种方式在很大程度上保持了它们轨道的圆度，并导致在5 Gyr（在星盘尺度长度上约40次完整旋转）之后，几乎没有径向加热，并且对星盘的垂直或径向结构没有明显的变化。我们的研究结果澄清了一些问题的空间分布和运动学的迁移。特别是，我们发现，迁移是一个严重偏见的恒星优先低垂直速度色散的子集。这种“起源偏差”的移民是不奇怪的事后，为小的垂直偏移的恒星花更多的时间接近磁盘平面，从而更容易响应非轴对称扰动。我们还发现，向外迁移的垂直速度分散总是减少，而相反的内向迁移。首先，新到达的迁移者只是取代了已经迁移到其他半径的恒星，从而继承了后者的垂直偏差。因此，极端迁移者可能会被识别，如果存在的话，他们的垂直偏移幅度出乎意料的小。我们的研究结果表明，迁移，被理解为保持圆度的角动量的变化，可以强烈影响薄盘，但怀疑模型设想银河系厚盘作为径向迁移的遗迹。
2014-10-06 astro-ph.GA
The vertical structure of galactic discs: nonlocal gravity versus dark matter
本研究通过高分辨率N体模拟与解析推导，对比了非局域引力理论与标准暗物质模型下星系盘的垂直弯曲不稳定性，发现二者不稳定区域存在差异，为区分两种引力理论提供了新依据。
2024-03-04 astro-ph.GA gr-qc
Estimation of the Radial Scale Length and Vertical Scale Height of the Galactic Thin Disk from Cepheids
最新的数据2214经典造父变星已被使用。在银河系薄盘物质密度指数分布的模型已被应用。新的估计径向盘尺度长度$h_R,$，太阳到对称平面的距离$z_\odot$，和垂直盘尺度高度$h_z$已经获得。根据1087颗年龄小于1.2亿年的造父变星和1127颗年龄大于1.2亿年的造父变星的样本，我们分别发现了$h_R=2.30\pm0.09$ kpc和$h_R=1.96\pm0.12$ kpc。事实证明，一个明确的估计PDMATHAMR不能从他们的整体径向分布。然而，我们已经构建了806颗不同年龄造父变星在它们出生时的径向分布，从中我们发现了$h_R=2.36\pm0.24$ kpc。我们证明了$h_z$强烈依赖于恒星的年龄。例如，从705颗年龄小于1.2亿年、日心距离为$r<6$ kpc的造父变星中，我们发现了$z_\odot=-17\pm4$ pc和$h_z=75\pm5$ pc。在393颗年龄大于1.2亿年的造父变星中，我们发现了$z_\odot=-39\pm11$ pc和$h_z=131\pm10$ pc。
2021-10-21 astro-ph.GA
Gravitational potential energy of a multi-component galactic disk
我们从头计算的引力耦合的多组分星系盘的恒星和气体，这是给定的垂直密度分布，垂直引力和垂直距离的积分单位面积的引力势能。这是基于Camm提出的方法为一个单一的组件磁盘，我们在这里扩展到一个多组件磁盘导出明确的表达的能量在任何银河中心半径R。对于自洽分布，通过联合求解垂向流体静力平衡方程和泊松方程得到密度和力。将耦合系统的密度分布和力的数值代入导出的能量表达式中，我们发现，与相应的单组分情况下的能量相比，每个组分的能量保持不变。我们解释这个令人惊讶的结果，通过简化上述表达式的一个组件的能量分析，这原来是等于表面密度乘以平方垂直速度分散的组件。然而，在耦合情况下，将单位测试质量从中平面升高到特定高度z所需的能量更高。因此，该系统更紧密地束缚在中平面附近，因此由于外部潮汐遭遇而更难对其进行干扰。
2022-07-19 astro-ph.GA
A kinematic spiral arm shock signature: "Ringing" in the vertical motion of stars
我们分析了运动的恒星在垂直于银道面的方向以下的旋臂通道。我们表明，在垂直星系势的快速变化导致热化分布发展一个独特的“振铃”般的非热签名。我们使用扩展的依巴罗戈星表中的A星和F星来证明，过去一定发生过振幅（或随机组合振幅）至少为δρ / ρ > ~0.15的旋臂通过（ρ是总背景密度）。目前，在该平面的~100 pc范围内的局部恒星分布（在2.5σ水平）似乎正在向它收缩。
2016-06-08 astro-ph.GA
A Universal Vertical Stellar Density Distribution Law for the Galaxy
对于绝对星等为（5，6），（6，7）和[5，10]的恒星，我们将观测到的距银道面垂直方向8 kpc的对数空间密度简化为单一的指数密度律，这些恒星位于$#$ 0952+5245和SA 114区域。密度定律的二次表达式中的三个参数之一对应于具有绝对星等的恒星的局部空间密度。不需要对scaleheights或人口类型进行任何定义。我们证实了我们的银河系的非离散薄和厚盘的参数，并提出了一个单一的结构，从银道面几千秒差距。用该定律计算的ELAIS场的对数空间密度与观测值相符合。然而，对于同一个场，两组经典星系模型参数产生的对数空间密度与观测值有相当大的偏差。
2009-09-15 astro-ph.GA
Vertical Equilibrium, Energetics, and Star Formation Rates in Magnetized Galactic Disks Regulated by Momentum Feedback from Supernovae
最近的流体动力学（HD）模拟表明，星系盘演化达到定义明确的统计平衡态。恒星形成率（SFR）自我调节，直到恒星形成反馈的能量注入平衡星际介质（ISM）中的耗散和冷却，并提供垂直压力支持以平衡重力。在本文中，我们扩展了我们以前的模型，允许一系列的初始磁场强度和配置，利用三维，磁流体动力学（MHD）模拟。我们表明，准稳态平衡态的建立迅速的MHD HD模型，除非初始磁场是非常强或非常弱，这需要更多的时间达到饱和。值得注意的是，初始磁能变化两个数量级的模型接近相同的渐近状态。在基准模型的完全饱和状态下，积分能量比例E_kin：E_th：E_mag，t：E_mag，o为0.35：0.39：0.15：0.11，而中平面支撑的比例P_turb：P_th：E_mag，t：E_mag，o为0.49：0.18：0.18：0.15。总有效压力的垂向分布满足与各高度总气体重量的垂向动力平衡。我们测量了每个压力分量的“反馈产额”η_c=P_c/η_th_SFR（适当的单位），发现η_turb~4和η_th~1与以前的HD模拟相同，而η_mag，t~1。这些收益率可以用来预测的平衡SFR的一个局部地区的星系的基础上，它观察到的气体和恒星的表面密度和速度色散。当ISM重量（或动态平衡压力）固定时，湍流磁场导致的$η$增加会使预测的HMF_SFR相对于HD情况降低约25%。
2015-10-30 astro-ph.GA
Measuring the Matter Density of the Galactic Disk Using Stellar Streams
我们提出了一种新的方法来确定总物质的表面密度的银河系盘通过分析的动态冷恒星流，通过或接近银河系平面的运动学。该方法依赖于这样一个事实，即这种流星的能量的垂直分量近似恒定，使得它们的垂直位置和垂直速度通过银河系盘的物质密度相互关联。通过测试我们的方法模拟数据恒星流，与现实的相空间色散和盖亚的不确定性，我们表明，它是适用于小流的距离为几千秒差距，和磁盘的表面密度可以确定到6%的精度。这种方法是对其他质量测量的补充。特别是，它不依赖于银河系圆盘中恒星的任何平衡假设，并且还可以在距离太阳很远的地方测量表面密度。这样的测量将告诉我们银河系盘的物质组成及其空间变化，对暗盘子结构施加更强的约束，甚至诊断可能的非平衡效应，这些效应会使其他类型的动态质量测量产生偏差。
2020-06-15 astro-ph.GA
3D Asymmetrical motions of the Galactic outer disk with LAMOST K giant stars
利用LAMOST K巨星和GPS 1自行星表对银河系盘运动学进行了三维速度分析。我们发现，在银心距$R=8$和$13$ kpc，垂直位置$Z=-2$和$2$ kpc的范围内，靠近反中心方向的银盘星在银心径向、方位角和垂直分量上表现出不对称的运动。径向运动不为零，因此偏离了轨道的圆度;它们在$R\lesssim 12$ kpc内向外增加，在北部（$0 < Z < 2$ kpc）恒星中显示出一些振荡，并且在与速度场中众所周知的北部结构相对应的区域中具有南北不对称性。在方位角速度上有一个明显的垂直梯度，也有一个不对称性，从靠近太阳半径的平面上方的较大方位角速度转移到平面下方半径为11-12 kpc的更快旋转。在$R\gtrsim 9$ kpc的平面上方和下方的恒星都表现出净向上的垂直运动。我们讨论了一些可能的机制，可能会产生不对称的运动，如外部扰动，由于矮星系合并或暗物质子晕，翘曲动力学，由于螺旋臂或银河酒吧的内部过程，以及（最有可能）的一些或所有这些组件的组合。
2018-04-02 astro-ph.GA
Response of a galactic disc to vertical perturbations : Strong dependence on density distribution
我们研究了自洽的，线性响应的星系盘的非轴对称扰动在垂直方向上，由于潮汐遇到，并表明，密度分布附近的光盘中平面有很强的影响半径超过扭曲，如翘曲发展。圆盘的自重抵抗内部的变形。Saha和Jog将这种方法应用于具有指数垂直剖面的星系盘，表明翘曲发展超过4-6个盘尺度，因此只能在HI中看到。然而，真正的星系盘的垂直密度分布并不那么陡峭，介于sech和指数分布之间。在这里，我们计算了这种一般sech^（2/n）密度分布的圆盘响应，并表明翘曲是从2-4圆盘尺度的较小半径发展起来的。这自然解释了为什么大多数星系显示出从光学半径内开始的恒星弯曲。因此，对于所观察到的不太陡峭的密度分布，出现了一个质量上不同的普遍存在的光学扭曲的图像。令人惊讶的强烈依赖的密度分布是由于这样一个事实，即光盘自重取决于其质量分布接近中平面。作为盘scalelength和垂直scaleheight的函数，得到的翘曲的发病半径的一般结果，作为等高线图，可以应用于任何星系。
2010-03-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Age-Dependent Vertical Actions of Young Stars in the Galaxy
本研究利用Gaia E/DR3的OBA恒星样本与LAMOST的年龄、视向速度数据，构建参数模型结合MCMC分析，发现年轻恒星垂直作用量随年龄线性增长，该趋势或由轨道散射加热导致，也存在翘曲银盘等其他待验证的动力学解释。
2024-07-10 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
Weighing the Galactic disk using phase-space spirals III. Probing distant regions of the disk using the Gaia EDR3 proper motion sample
我们已经应用我们的方法来衡量银河系盘使用相空间螺旋盖亚EDR 3自行样本。对于银河系盘中遥远区域的恒星，纬度方向的自行与垂直速度有一个紧密的投影，这样就可以观察到垂直位置和垂直速度平面上的相空间螺旋，而不需要所有恒星都有可用的径向速度信息。我们将银河平面分成360个独立的数据样本，每个样本对应于银河平面中距离范围为1.4-3.4 kpc的区域单元，单元长度约为200-400 pc。由于严重的选择效应，特别是在银河系中心的方向上，我们的数据样本中大约有一半完全不合格。在剩余部分中，我们能够通过将相空间螺旋的分析模型拟合到数据来推断垂直引力势。这项工作是第一次，在这个意义上，我们正在衡量遥远的地区的银河系盘与高空间分辨率，而不依赖于强假设的轴对称。推断后，我们拟合了$2.2\pm 0.1$ kpc的薄圆盘尺度长度，尽管该值对所考虑的空间区域敏感。我们看到表面密度变化作为方位角的函数，大约为10- 20%，这大致是我们估计的潜在系统偏差总和的大小。通过这项工作，我们已经证明，尽管有很强的选择效应，我们的方法可以用来衡量银河系盘的遥远区域。我们希望通过未来的盖亚数据发布和对我们方法的进一步改进，达到更远的距离并提高我们的准确性。
2022-04-11 astro-ph.GA
Vertical motion in the Galactic disc: unwinding the Snail
本研究通过设计并拟合动力学模型，分析了银河系盘恒星相空间中的“蜗牛”螺旋结构，发现其扰动幅度和年龄与角动量相关，并指出需更复杂模型解释残差。
2022-12-22 astro-ph.GA
On the vertical equilibrium of the local Galactic disk and the search for disk dark matter
在太阳银心距离处的动态表面质量密度的估计通常是假设盘与银河势处于垂直平衡。这个假设最近受到质疑，基于这样的主张，即在这样的解决方案中，动能和引力能之间的比率比维里平衡保持所需的大3倍。在这里，我们表明，这个比率之间的能量被高估，磁盘解决方案很可能是维里平衡。我们还证明，使用一维数值模拟，磁盘确实处于平衡状态。因此，考虑到不确定性，我们没有理由怀疑传统上用于测量圆盘物质密度的稳态解。
2011-03-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Phase mixing due to the Galactic potential: steps in the position and velocity distributions of popped star clusters
由于星团的形成效率很低，星团中的气体在它们发展的早期就被迅速排出：星团“爆炸”。“这导致了一个未束缚的恒星系统，在银河系的潜力中进化。以前的N体模拟已经证明了存在一个阶梯状的数量密度分布的集群恒星后弹出，无论是在垂直位置和垂直速度，通过类似于圣诞树。使用数值和分析方法，我们调查的来源，这种结构，这是由于相混合的平衡恒星系统，完全由背景分析潜力。在只考虑垂直运动的情况下，我们建立了一个理论模型来描述在Miyamoto-Nagai盘势和一个由球、晕和盘组成的完全Milky-Way型势中恒星相空间分布的时间演化，并与N体模拟结果进行了比较.使用我们的理论模型，我们调查可能的观测签名和检测的可行性。
2013-11-06 astro-ph.GA
Mapping the Galactic disk with the LAMOST and Gaia Red clump sample: III: A new velocity substructure and time stamps of the Galactic disk asymmetry in the disk between 12$-$15 \,kpc
我们调查的三维不对称运动学和银河系盘之间的银心距离$R=12$和15 \，kpc的时间戳，使用红色的团块星从LAMOST银河系巡天选择，也与自行测量提供的盖亚DR 2。我们发现银道面上方的速度亚结构对应于最近发现的密度倾斜（在\citet{Wang2018b, Wang2018c}中发现的“南-中相反”密度结构[R $\sim$ 12-15 \，kpc，Z $\sim$ 1.5 \，kpc]）的径向和方位角速度。对于垂直速度，我们检测到明确的垂直体运动或弯曲模式运动，没有明显的南北不对称对应的面内不对称功能。在不同年龄的恒星子样本中，我们发现从0 $-$ 14 \，Gyr开始的面内不对称性几乎没有时间演化，这意味着该结构可能对几乎宇宙时间的扰动敏感。我们建议，这种不对称的速度结构的可能的情况是由在平面内产生的机制，而不是垂直扰动。
2019-09-11 astro-ph.GA
Gaia-DR2 extended kinematical maps. Part II: Dynamics in the Galactic disk explaining radial and vertical velocities
内容：在我们的论文I中，通过使用统计反卷积方法，在日心距离的范围内产生了Gaia-DR 2数据的扩展运动学图，这些日心距离比Gaia协作先前使用相同数据分析的日心距离大2到3倍。它在以前的地图上增加了13 kpc和20 kpc之间的银河系中心距离范围。目的：在这里，我们调查的动力学效应产生的不同机制，可以解释这些扩展的运动学地图的径向和垂直分量，包括分解的弯曲和呼吸的垂直分量。本文作为一个整体，试图成为一个不同的动力机制，其预测可以比较运动学地图的纲要。研究方法：使用分析方法或模拟，我们能够预测主要的动力学因素，并将它们与Gaia-DR 2的扩展运动学地图的预测进行比较。结果如下：银河系中与盘不同的组成部分的引力影响，例如长棒或凸起，螺旋臂，或与人马座矮星系的潮汐相互作用，可以解释速度图的一些特征，特别是在盘的内部。然而，它们不足以解释外盘中最明显的梯度。垂直运动可能主要由外部扰动或合并，虽然一个较小的组成部分可能是由于弯曲的振幅随时间演变。在这里，我们用两种不同的方法，分析速度的色散，表明盘的质量分布是张开的。尽管有这些部分的解释，主要观察到的特征只能用非平衡模型来解释，这要么是由于外部扰动，要么是由于圆盘自形成以来没有时间达到平衡。
2020-01-15 astro-ph.GA
Mixing and transport of metals by gravitational instability-driven turbulence in galactic discs
星系中的金属生产追踪恒星的形成，并且高度集中在星系盘的中心。这表明星系应该具有不均匀的金属分布，具有很强的径向梯度，但对现今星系的观测显示只有很浅的梯度，几乎没有方位角变化，这意味着存在重新分布机制。我们研究重力不稳定性驱动的湍流作为一种混合机制的作用，通过模拟一个孤立的星系盘在高分辨率，包括作为被动标量处理的金属领域。由于任何圆柱形场可以分解成一个和傅立叶-贝塞尔基函数，我们建立了初始金属领域的特点，这些功能和研究如何不同的模式混合。我们发现剪切和湍流都有助于混合，但混合强烈依赖于模式的对称性。非轴对称模式的衰减时间小于银河系的轨道周期，因为切变将它们缠绕到小的空间尺度，在那里它们被湍流抹去。轴对称模的衰变时间尺度要大得多，尽管除了最大尺度的不均匀性之外，所有的混合时间尺度仍然足够短，可以消除宇宙学时间内的化学不均匀性。这些不同的时间尺度提供了一个解释，为什么星系保留金属丰度梯度，而在一个固定的半径几乎没有变化。此外，混合轴对称模式所需的相对较长的时间尺度可以解释在高红移星系中观察到的金属丰度梯度的多样性比本地的：这些系统尚未达到金属生产和扩散之间的平衡。
2015-03-04 astro-ph.GA
Signatures of resonance and phase mixing in the Galactic disc
盖亚DR2提供了关于太阳附近恒星运动学的前所未有的丰富信息，并突出了银河系圆盘的特征程度。我们面对的数据与一系列的酒吧和螺旋模型的作用角空间，和$R_{\mathrm{G}}-v_ϕ$平面。我们发现，瞬态螺旋结构引起的相位混合产生的脊和拱的局部运动学是一致的盖亚数据。我们能够产生一个定性良好的匹配的数据时，结合一个酒吧与各种模式的速度，并表明，它是不平凡的解耦的酒吧和螺旋结构的影响。
2019-04-24 astro-ph.GA
A Vertically Orientated Dark Matter Halo Marks a Flip of the Galactic Disk
Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；Institute for Astronomy the School of Physics, Zhejiang University（浙江大学物理学院天体物理研究所）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；School of Physics and Optoelectronic Engineering, Hainan University（海南大学物理与电子工程学院）；Department of Astronomy, Westlake University（西湖大学天文系）；Institute for Frontiers in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（北京师范大学天文与前沿科学研究中心）
研究发现银河系盘可能因小并合扭动而翻转，暗物质晕呈现垂直取向，揭示了盘演化与暗物质晕取向的统一框架。
2026-02-25 astro-ph.GA
Modeling the vertical distribution of the Milky Way's flat subsystem objects
本文是一个初始阶段的考虑联合建模的银河系平坦的子系统的垂直结构和银河系的磁盘的平均表面的一般问题，考虑到自然和测量分散。我们近似的平均表面的银河系的磁盘与多项式模型，并确定其参数最小化的平方偏差的对象沿法线的模型表面。所开发的方法使我们能够同时识别银河系翘曲的重要细节，并估计太阳相对于银河系盘的平均（非平坦）表面的偏移量$z_\odot$，以及数据覆盖的盘的任意区域的对象系统的垂直尺度。该方法适用于经典造父变星的数据。显着的平均磁盘表面模型的局部极值被发现：在第一银河象限的最小值和最大值在第二。第三象限的一个众所周知的曲速已经被证实。发现模型的最优阶为$n_\text{o}=4$。$z_\odot = 28.1 \pm \left.6.1\right|_{\text{stat.}}\left.{}\pm1.3\right|_{\text{cal.}}$ pc的局部（靠近太阳，$n_\text{o}=0$）估计与非局部（$n_\text{o}=4$）$z_\odot = 27.1 \pm \left.8.8\right|_{\text{stat.}}\left.{}^{+1.3}_{-1.2}\right|_{\text{cal.}}$ pc接近，表明该方法消除了翘曲对$z_\odot$估计的影响.然而，造父变星$σ_ρ = 132.0 \pm \left.3.7\right|_{\…
2023-01-10 astro-ph.GA
Investigating the vertical distribution of the disk as a function of radial action
由于加热过程可以扩大径向作用量的分布和银盘的垂直分布，为了加深对银盘形成和加热历史的理解，我们利用Apache Point Observatory星系演化实验（APOGEE）和Gaia观测数据，研究了银盘垂直分布与径向作用量的关系.我们发现，薄和厚磁盘的径向作用的分布可以近似描述的伪等温分布，这给出了一个统计测量的磁盘的温度所示的平均径向作用的明星样品。在不同的径向作用范围内，这些伪等温分布的磁盘的刻度高度的估计似乎显示径向作用$J_R$和刻度高度$h$之间的固定关系。我们用一个双参数函数$h = \sqrt{J_R /a} + b$来描述这些关系，其中$a$和$b$是自由参数。当用$h=\sqrt[α]{J_R/a}+b$的三参数函数进行测试时，我们发现这个双参数函数很好地描述了薄磁盘，但我们注意到该函数应小心用于厚磁盘。当比较薄盘和厚盘的内盘和外盘之间的最佳拟合关系时，我们发现，对于薄盘，这些关系几乎是相同的，但对于厚盘，它们是不同的。内厚盘呈现出近平坦的关系，而外厚盘呈现出逐渐增加的关系。这项工作突出了另一种方式来揭示磁盘的加热历史，通过调查尺度高度和径向作用之间的关系，因为这些关系编码的银河系磁盘的形成和加热历史。
2022-12-16 astro-ph.GA
Buckling instability in tidally induced galactic bars
在模拟中产生的强星系棒往往会经历一段屈曲不稳定期，这会使它们变弱和变厚，并在它们的中心部分形成一个四方形/花生状结构。这一理论预测已经通过在真实星系中识别这种形态得到证实。然而，这种不稳定性的性质和起源仍然知之甚少，一些研究声称它是由于消防水带不稳定性，而另一些研究则将其与支持酒吧的恒星轨道的垂直不稳定性联系起来。星系棒形成的通道之一是通过盘状星系与显著质量的扰动的相互作用。潮汐诱导的酒吧提供了一个独特的可能性研究屈曲不稳定性，因为它们的形成可以通过改变相互作用的强度，同时保持星系的初始结构相同的控制。我们使用了一组四个模拟的飞越相互作用，其中一个星系的轨道上形成一个酒吧，这是更强的潮汐力。我们通过计算不同的运动学特征来研究它们的屈曲，包括垂直方向上的平均速度分布，以及盘平面外的杆的变形。虽然我们的两个最强的酒吧最强烈的屈曲，有没有直接的关系之间的比例的垂直水平速度色散和酒吧的屈曲的敏感性，所需的消防水龙带不稳定性的解释。虽然我们最弱的酒吧，一个更强的没有，它的分散率仍然很低，它成长为最强的所有在进化结束。相反，我们发现，在屈曲的垂直和径向轨道频率之间的共振变得广泛，因此能够修改恒星轨道在一个显着的半径范围。我们的结论是，垂直轨道不稳定性是更合理的解释屈曲的起源。
2019-02-20 astro-ph.GA
Dynamical Origin of the Vertical Metallicity Gradient of the Milky Way Bulge
本研究通过构建单盘和三盘N体模型，揭示了银河系核球垂直金属丰度梯度由“两步加热”机制在长期演化中形成的动力学起源。
2024-11-14 astro-ph.GA
Little time for oscillation: Fast disruption of the Radcliffe Wave by Galactic motions
本文通过三维模拟发现银河系剪切和本轮运动会在45 Myr内将拉德克利夫波拉伸至近两倍长度，证明将其视为刚体振荡模型过度简化，并揭示纤维形成与并合过程。
2024-10-18 astro-ph.GA
