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
Virial clouds explaining the observed rotational asymmetry in the galactic halos
银河系天体的旋转可以在宇宙微波背景（CMB）中看到，这可以归因于分子氢云，有或没有尘埃污染和其他来源的污染。我们使用纯分子氢，氢氦和/或尘埃的混合物的典型合奏模型的云，以约束这些云的物理参数。由于云是冷的，我们证明使用的正则系综明确计算之间的相互作用的氢分子和CMB光子和确定所需的时间达到热平衡，并表明有足够的时间达到平衡。
2021-09-26 astro-ph.GA
The Halo's Ancient Metal-Rich Progenitor Revealed with BHB Stars
利用斯隆数字巡天和盖亚卫星的数据，我们收集了一个纯样本的$\sim$ 3000蓝色水平分支（BHB）恒星的7维信息，包括位置，速度和金属丰度。我们证明，跟踪与BHB，银河系的恒星晕在很大程度上是未混合的，不能很好地表示与传统的高斯速度分布。单成分模型失败了，因为光环的内部被一次古老的正面碰撞产生的富含金属的潮汐碎片淹没，被称为“盖亚香肠”。受这些数据的启发，我们建立了一个灵活的混合模型，使我们能够在很宽的半径范围内跟踪晕组成的演变。它由两个组成部分组成，一个代表径向各向异性的香肠星，它们的速度分布呈叶状，另一个代表一个更贫金属和更各向同性的组成部分，由轻微的合并。我们表明，在25千秒差距内，“香肠”贡献了至少50%的星系晕。“香肠”恒星的比例在超过30 kpc时急剧减少，这是经典恒星晕的长期确定的断裂半径。
2020-02-14 astro-ph.GA
Unmixing the Galactic Halo with RR Lyrae tagging
我们表明，标记RR天琴座恒星根据其位置的周期振幅图可以用来阐明银河系恒星晕的成因。AB型RR天琴座的混合物，沿着奥斯特霍夫建议的路线分成几类，显示出与银心半径的强烈和连贯的演化。RR天琴座组成的变化似乎与晕的径向密度分布在~25千秒差距处的断裂相吻合。使用简单的恒星晕模型，我们建立了至少三种不同类型的吸积事件是必要的，以解释所观察到的RRab行为。鉴于存在的RRab类分数和总恒星含量的矮卫星之间的相关性，我们假设，场晕RRab组成控制的质量的祖贡献的大部分的恒星碎片在给定的半径。这个想法是测试对一套宇宙学放大模拟银河系般的恒星晕形成。最后，我们研究了银河系晕中一些最突出的恒星流，并证明了它们的RRab类分数遵循先前建立的趋势。
2017-11-20 astro-ph.GA
Influence of the Gaia-Sausage-Enceladus on the density shape of the Galactic stellar halo revealed by halo K giants from the LAMOST survey
我们提出了一个研究的影响盖亚香肠土卫二（GSE）的银河系恒星晕的密度形状使用11624 K巨星LAMOST调查。通过高斯混合模型，根据恒星的球速度和金属丰度，为每颗恒星分配一个成为GSE成员的概率。我们根据得到的概率将恒星晕分为两部分，一部分是由GSE成员组成的，定义为GSE相关晕，另一部分是GSE去除晕。采用非参数方法，两个恒星晕的径向数密度分布可以很好地描述为一个单一的幂律与可变平坦$q$（$r = \sqrt{R^2+[(Z/q(r))]^2}, ν= {ν_0}r^{-α}$）。指数$α$为$4.92\pm0.12$（用于GSE相关晕轮）和$4.25\pm0.14$（用于GSE去除晕轮）。这两个恒星晕在较小的半径处垂直变平，但在较大的半径处变得更加球形。我们发现与GSE有关的晕比去除GSE的晕在垂直方向上更不平坦，并且两个恒星晕之间的$q$的差异在0.07到0.15之间。然而，在考虑偏差之后，认为其在大多数半径内在0.08以内。最后，我们将我们的结果与两个银河系类似物进行比较，它们在TNG 50模拟中经历了一次重大的合并。对这两个类似物的研究还表明，与主并合有关的恒星晕比主并合后的恒星晕具有更小的椭圆率。
2022-05-30 astro-ph.GA
HALO7D II: The Halo Velocity Ellipsoid and Velocity Anisotropy with Distant Main Sequence Stars
Halo Assembly in Lambda-CDM：Observations in 7 Dimensions（HALO 7 D）数据集由Keck II/DEIMOS光谱和哈勃空间望远镜测量的CANDELS场中银河系（MW）晕主序关闭星的自行组成。本文是HALO 7 D系列的第二篇，我们给出了HALO 7 D样本的自行。我们讨论了我们的测量方法，它利用贝叶斯混合建模方法创建的固定参考系的遥远星系。使用三维运动学HALO 7 D样本，我们估计的参数的晕速度椭球，$\langle v_ϕ \rangle, σ_r, σ_ϕ, σ_θ$，和速度各向异性$β$。使用完整的HALO 7 D样品，我们发现$β=0.63 \pm 0.05$在$\langle r \rangle =24$ kpc。我们还估计了我们的样本分裂成三个明显的幅度箱的椭球参数;后中位数为这些估计的$β$，而彼此一致，增加作为平均样本距离的函数。最后，我们估计每个HALO 7 D射野中的$β$。我们发现，速度各向异性$β$可以从字段到字段的变化，这表明在$\langle r \rangle =24$ kpc的晕不是相位混合。我们探索的$β$变化在天空中的两个恒星晕从\textit{Latte}套件的FIRE-2模拟，发现这两个模拟星系显示$β$变化在一个类似的范围内观察到的变化在四个HALO 7 D领域。这两个模拟星系的…
2018-10-29 astro-ph.GA
Sloshing in its cD halo: MUSE kinematics of the central galaxy NGC 3311
早型星系具有强烈的尺度演化和红移。这种演化是由快速的“原位”恒星形成在高$z$其次是后期的大规模组装主要是由次要的合并，存款主要是在外晕恒星驱动。我们的目标是确定长蛇座I cD星系NGC 3311的结构组成部分，以研究中央星系和周围恒星晕之间的联系。我们使用覆盖NGC 3311到$25$ kpc的MUSE点映射视线速度分布（LOSVD）。结合光度和光谱数据，我们使用有限的混合物分布，包括四个非同心，近等温球体，不同的视线系统速度$V$，速度分散$σ$，高阶高斯厄米矩$h_3$和$h_4$的LOSVD地图建模。比较了$h_3$和$h_4$与$V/σ$的相关性，并与模拟结果进行了比较。$σ$的轮廓上升到$\simeq 400$公里秒$^{\text -1}$在20千秒差距，表明恒星有剥离的祖先在集群核心轨道。有限的混合物分布模型支持三个内部组件相关的中央星系和第四个组件与大的有效半径（$51$千分位秒）和速度色散（$327$公里秒$^{\text{-1}}$）符合cD信封。我们发现cD包层在空间上（8.6 kpc）和速度上（$ΔV = 204$ kms $^{-1}$）都偏离了星系团中心，但与星系团核心X射线等照度线和星系平均速度相一致。此外，包线有助于在10千秒差距内用大的$h_4$测量LOSVD的宽翼。NGC 3311的cD包络动态地与星团核心相关联，而在长蛇座I中，星团核心也从星…
2017-10-26 astro-ph.GA
Positive feedback at the disc-halo interface
银河系（MW）的平坦恒星形成（SF）历史需要银河系圆盘中的气体补充，最有可能来自银河系外的水库。这样的补充可以通过一种“正”反馈的形式来实现，即SF反馈创造了一个银河喷泉循环，从银河系周围的热晕中收集和冷却额外的气体。在本文中，我们提出了一个模型，这个过程的MW。银河系圆盘的一部分被允许形成恒星，这些恒星随后爆炸为超新星（SNe），并将气体送入热晕。被送出的气体比热的晕气体冷，当它混合时，晕气体被冷却，当混合物落回银河系圆盘时，为进一步的SF提供燃料。我们发现，这个过程可以足以维持一个大致恒定的冷气质量MW超过至少3 Gyr。我们的研究结果进一步表明，有一个积极的反馈趋势，即增加SF导致增加的冷气预算在平均SF率低于0.5太阳质量每年，但以上成为负的，进一步增加SFR导致冷气预算减少。我们已经构建了一个分析模型，再现数据以及反馈主导的制度，可能有深远的影响星系演化。
2020-01-16 astro-ph.GA
Where Does the Disk Turn Into the Halo? Cool H I in the Outer Milky Way Disk
利用最近观测的银河系平面21厘米线和连续谱的H I吸收谱，揭示了银河系外盘冷原子云的分布。在吸收中可以清楚地看到中平面的弯曲，就像在发射中一样，并且冷的中性介质也显示出耀斑或尺度高度的增加，其半径与温暖的氢原子的半径相似。相的混合物，作为测量的分数H I在冷云相对于总原子氢，保持几乎恒定的太阳圈出约25千秒差距半径。假设冷相温度约为50 K，这表明混合比为15%至20%冷HI，其余为热HI。
2009-01-16 astro-ph.GA
Contribution of Gaia Sausage to the Galactic Stellar Halo Revealed by K Giants and Blue Horizontal Branch Stars from the Large Sky Area Multi-Object Fiber Spectroscopic Telescope, Sloan Digital Sky Survey, and Gaia
利用高斯混合模型（GMM），并将其应用于LAMOST K巨星、SEGUE K巨星和SDSS蓝水平支星的晕星样本，研究了Gaia-Sausage对银河系恒星晕的贡献. GMM将恒星晕分为两部分，其中一部分代表与称为Gaia-Sausage的古代正面碰撞相关的更富含金属和高度径向偏置的成分，另一部分是更贫金属和各向同性的晕。用对称双峰高斯分布描述Gaia-Sausage的球速度分布，发现两瓣的平均绝对径向速度随银心半径的增大而减小.我们发现Gaia-Sausage对内晕（银心半径$r_\mathrm{gc} < 30$ kpc）的贡献约为$41\%-74\%$。盖亚香肠的恒星比例开始下降超过$r_\mathrm{gc} \sim$ $25-30$千秒差距，外晕被发现是明显小于盖亚香肠比内晕的影响。在去除由运动积分发现的晕子结构之后，\textit{Gaia} -香肠的贡献略微落在$r_\mathrm{gc} \sim$ 25 kpc内，但仍然与$30\%-63\%$一样高。最后，我们选择了几个可能的香肠相关的子结构组成的高偏心轨道上的恒星。GMM/香肠组件同意与选定的子结构明星在其化学动力学性质，这增加了我们的信心，GMM适合的可靠性。
2022-01-12 astro-ph.GA
Blind source separation of the stellar halo
本研究利用非负矩阵分解对银河系恒星晕的化学信息进行盲源分离，划分原位与吸积成分，并确定过渡边界及吸积比例。
2025-09-08 astro-ph.GA
Multiple retrograde substructures in the Galactic halo: A shattered view of Galactic history
目的。近年来，在具有逆行运动的银河系晕星中发现了一些运动学和化学亚结构。目前尚不清楚这些不同的结构是如何相互关联的。这封信旨在阐明这一问题。方法.我们探索逆行晕与增强版本的盖亚DR 2 RVS样本，扩展与数据从三个大型光谱调查，即RAVE，APOGEE和LAMOST。在这个数据集中，我们使用HDBSCAN聚类算法识别了几个结构。我们使用所有可用的化学和动力学信息来讨论它们的性质和可能的联系。结果与以前的工作一致，我们发现具有[Fe/H] $<-1$的恒星比具有[Fe/H] $>-1$的恒星有更多的逆行运动。逆行晕包含了来自盖亚-土卫二，红杉，甚至化学定义的厚盘等物体的碎片混合物。我们发现，红杉有一个较小的范围内的轨道能量比以前建议，并局限于高能量。红杉本身可能是一个小星系，但由于它在运动积分空间和化学丰度空间都与盖亚-土卫二的碎片重叠，因此它的性质还不能完全确定。在光环的低能量部分，我们发现了至少一个不同结构的证据：Thamnos。Thamnos中的恒星在低倾角，轻微偏心的逆行轨道上，以$v_ϕ\approx-150$ km/s的速度运动，并且在化学上与其他结构不同。结论.即使有极好的盖亚DR 2数据，将逆行光环中发现的所有碎片拼凑起来仍然具有挑战性。在这一点上，我们非常需要大型数据集，具有高质量的高分辨率光谱和定制的高分辨率星系合并流体动力学模拟。
2019-09-19 astro-ph.GA
Milky Way-like galaxies: stellar population properties of dynamically defined disks, bulges and stellar halos
星系的形成可以根据每种类型的星系成分的组装模式来理解。为了执行这种分析，有必要定义一些标准来分离这些组件。基于动力学性质的分解方法比基于光度测量的方法更具物理动机。我们使用\texttt{galactic structure finder}的无监督高斯混合模型从EAGLE模拟中提取具有银河系质量的星系子样本的成分。所有已确定的子结构的一阶和二阶动力学矩的空间中的聚类揭示了五种类型的星系组成部分：薄和厚磁盘，恒星晕，凸起和球状体。我们分析了这五种成分类型的动力学，形态和恒星星族属性，探索这些属性在多大程度上相互关联，以及它们在多大程度上取决于总星系恒星和暗物质晕质量。所有的星系都包含一个凸起，一个恒星晕和一个盘。60%的对象拥有两个磁盘（薄磁盘和厚磁盘），68%的对象还拥有一个球体。动态盘对总的比率不依赖于恒星质量，但两个盘的旋转速度的中位数。薄盘在恒星年龄、[Fe/H]和$α$ -增强中与三个色散主导的分量分离得很好，而厚盘介于两者之间。除了薄盘，所有组件显示其恒星星族属性之间的相关性：年龄越大意味着较低的金属丰度和较大的$α$ -增强。最后，我们量化了恒星星族性质对各组分动力学的弱依赖性。
2022-07-18 astro-ph.GA
{\it HST}/COS Observations of the Warm Ionized Gaseous Halo of NGC 891
星系晕的金属丰度为研究星系的吸积和反馈提供了重要的信息。附近的边缘星系NGC 891有一个多成分的气体晕和一个背景活动星系核（LQAC 035+042 003），在短轴附近投影到盘上方5 kpc。针对活动星系核的紫外连续谱，我们在新的{ \it HST}/COS谱中探测到了与NGC 891有关的13个离子的谱线。大部分吸收来自含有$\log T=4.22\pm0.04$、$\log n_{\rm H}=-1.26\pm0.51$和$\log N_{\rm H}=20.81\pm 0.20$的温暖电离气体。挥发性元素的金属含量（即，C、N和S）约为半太阳能（$\rm[X/H] \approx -0.3\pm 0.3$），而Mg、Fe和Ni显示出较低的金属丰度$\rm[X/H]\approx-0.9$。的吸收系统显示的耗尽模式看到温暖的银河弥漫云，这是一致的喷射太阳金属盘气体和热X射线发射晕（$Z=0.1-0.2Z_\odot$）的混合物。温暖的电离气体比银河系中心周围的冷\ion{H}{1}发射气体的质量大5倍，这可能导致在一段时间内以$10^2~M_\odot\rm~yr^{-1}$的平均速率吸积。我们还在$110\rm~km~s^{-1}$（一个高速云）和$30\rm~km~s^{-1}$的另一条视线（3C 66 A;从NGC 891投射的108 kpc）上探测到朝向LQAC 0…
2019-04-09 astro-ph.GA
The heavy-elements heritage of the falling sky
最近基于盖亚数据的动力学分析揭示了银河系历史上的主要吸积事件。然而，我们对原始星系的理解受到阻碍，因为真正识别最贫金属和相应的最古老的吸积恒星仍然具有挑战性。与α元素相反，中子俘获元素对低金属丰度恒星呈现出无法解释的大丰度分布，这可能是由于形成地点的混合。我们分析了银河系卫星星系、场晕星和球状星团中钇、铕、镁和铁的丰度。化学信息得到了基于盖亚数据的轨道参数的补充。特别是考虑了轨道的平均倾角。不同质量的卫星星系的[Y/Eu]丰度相对于[Mg/Fe]周转率的行为表明，在较高的光度系统中，[Mg/Fe]丰度在较高的金属丰度下下降，呈现出增强的[Y/Eu]丰度，特别是在[Fe/H]制度中，在-2.25和-1.25 dex之间。此外，分析还揭示了球状星团和星系晕的场星的化学动力学相关性，约占[Y/Eu]丰度分布的一半。[Y/Eu]下丰度典型的旷日持久的化学演变，优先观察到在类极轨道，指向一个可能的各向异性的吸积过程。我们的研究结果强烈表明，所观察到的[Y/Eu]丰度分布在银河系晕可能是由不同质量的系统的混合物。他们还强调，自银河系的原始时代以来，自然和后天都与银河系的形成有关，为我们银河系的化学诊断开辟了新的途径。
2020-07-16 astro-ph.GA
Dead man tells tales: metallicity distribution of the Milky Way stellar halo reveals the past of the GSE progenitor galaxy
本研究通过APOGEE DR17数据识别GSE恒星，测得其碎片负径向金属丰度梯度，结合模拟约束前身星系梯度，证明利用运动积分的化学标记可揭示银河系吸积系统的过往结构与历史。
2023-10-08 astro-ph.GA
Crater 2: An Extremely Cold Dark Matter Halo
我们目前的结果从MMT/Hectochelle光谱的红巨星候选恒星沿视线最近发现的银河系卫星火山口2。将恒星位置、速度和金属丰度的联合分布模拟为陨石坑2和银河系前景种群的混合物，我们确定了陨石坑2的62个成员，其中我们解决了视线速度色散2.7 +/- 0.3 km/s，平均速度为87.5 +/- 0.4 km/s。我们还解决了金属分散0.22约[Fe/H]=-1.98 +/- 0.1的平均值，这是0.28 +/- 0.14比从光度法估计差。尽管环形山2的大小相对较大（投影半飞半径R（h）=1 kpc）和中等亮度（M_V =-8），但它的速度色散是所有矮星系中最冷的。这些特性使得环形山2号在银河系矮椭球体的动力学和结构尺度关系中成为最极端的低密度异常值。即便如此，在动力学平衡和未分辨双星的污染可以忽略的假设下，观测到的速度分布意味着引力主导的暗物质晕，其动态质量为4.4 x 10^6 Msun，质光比M/L=53，封闭在1 kpc的半径内，等效圆速度为4.3 km/s。
2016-12-19 astro-ph.GA
La Silla QUEST RR Lyrae Star Survey: Region I
在840 sq.deg.范围内搜寻天琴座RR型星（RRLS）在赤经赤经150 - 210度和赤经-10 - +10度的天空中，共观测到ab型1013个，c型359个。该样品用于研究距离为5至80 kpc的星系晕、晕子结构和奥斯特霍夫型晕的密度剖面。晕是扁平的朝向银河平面，其密度分布在银河中心距离大于25千秒差距的斜坡变陡。人马座矮球状（dSph）星系的恒星流中的RRLS与Law和Maurisski的模型相匹配，适用于1.3至3.2 Gyr前剥离的恒星，但不适用于3.2至5.0 Gyr前剥离的恒星。在室女座超密度和室女座恒星流的位置发现了超密度。Jerjen等人认为1220-1是一个距离为24 kpc的晕子结构，在1220-1的1度范围内，有4个RRLS可能是成员。除了亚结构，RRLS是Oosterhoff I型和II型的混合物，但主要是OoI（73%）。星系的吸积类似于最大质量的银河系卫星（LMC，SMC，For，Sgr）的RRLS内容可以解释OoI的优势。在六分仪座dSph星系中发现了6个新的RRLS和3个新的异常造父变星。
2013-12-05 astro-ph.GA
Ages and kinematics of chemically selected, accreted Milky Way halo stars
我们利用[Mg/Mn]-[Al/Fe]化学丰度平面来帮助识别在APOGEE调查的第14次数据发布中已经吸积到银河系上的附近晕星。应用高斯混合模型，我们发现了一个'斑点'的856可能吸积星，低光盘污染率~ 7%。将样本与盖亚的第二次数据发布进行交叉匹配，使我们能够获得视差和视星等，这对距离和内在光度产生了限制。使用贝叶斯等时线管道，这使我们能够估计吸积恒星的新年龄，典型的不确定性约为20%。我们的新目录进一步补充了轨道参数的估计。团状星的金属丰度介于-0.5至-2.5之间，[Mg/Fe]介于-0.1至0.5之间。它们在金属丰度约为-1.4的贫金属（[Fe/H] < -0.8）晕中占约30%。我们的新年龄主要在8到13 Gyr之间，最古老的恒星金属最少，[Mg/Fe]丰度最高。如果假设这些球状恒星属于一个单一的祖先，那么年龄意味着该系统在大约8 Gyr前与我们的银河系合并，恒星形成进行了大约5 Gyr。动力学参数表明，这样一个单一的祖先将有~ 1011 Msun的总质量，类似于其他作者使用化学演化模型和模拟发现的结果。将斑点星的[Mg/Fe]-[Fe/H]平面的散射与测量到的属于大麦云云的恒星的散射进行比较，表明斑点星确实只包含来自一个祖先的恒星。
2019-03-25 astro-ph.GA
Multiphase turbulence in galactic halos: effect of the driving
超新星爆发、活动星系核喷流、星系间相互作用和星系团合并等都可以驱动环星系介质（CGM）和星系团内介质（ICM）中的湍流。然而，由这些源强迫的湍流的确切性质及其对CGM/ICM的不同统计特性及其全局热力学的影响仍然不清楚。为了研究不同类型的强迫的影响，我们进行高分辨率（$1008^3$分辨率元素）理想化的流体动力学模拟与纯螺线管（无发散）强迫，纯压缩（无卷曲）强迫，和自然的混合强迫（两个组件的等分数）。模拟还包括辐射冷却。我们研究了三种不同的强迫模式（sol、comp、mix）对气体形态、温度和密度分布、涡度拟能的源和汇的影响，螺线管运动，以及热（$\sim10^7~\mathrm{K}$）X射线发射气体和冷（$\sim10^4~\mathrm{K}$）H $α$发射气体的运动学。我们发现，压缩迫使导致更强的变化，密度和温度的气体相比，螺线管强迫。冷相气体形成大规模的压缩强迫和雾状，小规模的螺线管强迫云的对流结构。冷相气体具有较强的大尺度压缩强迫速度。自然混合强迫的运动学和气体分布介于两个极端之间，冷相气体既有大尺度的丝状云，也有小尺度的雾状云。
2022-06-07 astro-ph.GA physics.flu-dyn
The stellar metallicity distribution in intermediate latitude fields with BATC and SDSS data
利用北京-亚利桑那-台湾-康涅狄格（BATC）和斯隆数字巡天（SDSS）测光资料，采用SEDs拟合方法计算了银河系\sim 40,000颗主序星的金属丰度分布。根据这些样本星的光度金属丰度，我们发现随着离银河系中心距离的增加，金属丰度分布从富金属向贫金属转变。外晕的平均金属丰度约为1.5 \pm 0.2 dex，内晕的平均金属丰度约为1.3 \pm 0.1 dex。在0 < r \leq 5 kpc的区间内，平均金属丰度从-0.4平稳地下降到-0.8。平均金属丰度随银河经度的波动范围为4 < r \leq 8 kpc。对于薄圆盘（z \leq 2 kpc），垂直丰度梯度d[Fe/H]/dz \sim -0.21 \pm 0.05 dex kpc-1。在距离2 < z \leq 5 kpc处，厚盘星占优势，梯度约为-0.16 \pm 0.06 dex kpc-1，可以解释为在所有z能级上具有不同平均金属丰度的恒星星族的混合。晕的垂直金属丰度梯度为-0.05 \pm 0.04 dex kpc-1（z > 5 kpc）。因此，在晕中几乎没有金属丰度梯度。
2011-11-21 astro-ph.GA
A Blueprint for the Milky Way's Stellar Populations. III. Spatial Distributions and Population Fractions of Local Halo Stars
我们分析了观测到的空间，化学和动力学分布的本地贫金属恒星，光度计推导的金属丰度和距离估计以及适当的运动从盖亚任务的基础上。沿着银河本初子午线，我们确定恒星星族的金属丰度与旋转速度空间，包括盖亚香肠/土卫二（GSE），金属弱厚盘（MWTD），和飞溅（有时被称为“原位”晕）的不同属性。我们使用高斯混合物模型观测到的相空间分布，并完善其位置和分数的贡献作为从银河系平面（$|Z|$）和银河系中心（$R_{\rm GC}$）的距离的函数，提供了一个全球性的视角，主要的恒星星族在当地的晕。在样本体积（$|Z|<6$ kpc）内，与GSE相关的恒星在更大的$R_{\rm GC}$（$Δ\langle{\rm[Fe/H]}\rangle /ΔR_{\rm GC} =-0.05\pm0.02$ dex kpc $^{-1}$）下表现出更大比例的贫金属恒星。这一观测到的趋势，以及平均自转速度与金属丰度（$Δ\langle v_ϕ\rangle / Δ\langle{\rm[Fe/H]} \rangle \sim -10$ km s $^{-1}$ dex $^{-1}$）之间的温和的正相关关系，意味着在GSE前身星内部区域中更多的富含金属的恒星逐渐被剥离，而在合并时的反轨道在动力学摩擦的作用下变得辐射化。富含金属的GSE星与Splash结构有因果关系，Splash结构中的恒星大多数位于外圆轨道（$>9…
2021-09-03 astro-ph.GA
Galaxies and Their Environment at $z \gtrsim 10$ -- I: Primordial Chemical Enrichment, Accretion, Cooling, and Virialization of Gas in Dark Matter Halos
本研究利用大规模自适应网格细化宇宙学模拟和机器学习代理模型StarNet，分析了$z \gtrsim 10$暗物质晕中原初气体的化学增丰、冷却与吸积过程，发现暗物质晕普遍受H2与金属冷却主导且气体位力化由湍流支撑，并据此推断出第二星族恒星形成率。
2024-07-29 astro-ph.GA
The halo of M105 and its group environment as traced by planetary nebula populations: II. Using kinematics of single stars to unveil the presence of intragroup light around the Leo I galaxies NGC 3384 and M105
M105是附近狮子座I星系群中的一个早期型星系，狮子座I星系群是包含所有星系类型的最近星系群，因此是探索低质量组内光（IGL）组装的绝佳环境。利用行星状星云摄谱仪对M105及其周围30'x30'的狮子座I群行星状星云进行了一次新的扩展运动学观测。我们使用PNe作为晕和IGL中漫射恒星光的运动学示踪剂，并采用高斯混合模型来分离伴星星系NGC 3384的贡献，并将PNe与M105周围的晕和IGL分量联系起来。我们给出了314个PNe的星表，其中93个与NGC 3384紧密相联，169个与M105紧密相联。M105的PNe还与它的晕和周围的指数包络有关。我们构造光滑的速度和速度色散场，并计算投影旋转，速度色散，和$λ_R$配置文件的每个组件。Halo PNe的速度色散和旋转分布呈下降趋势，而指数包络的速度色散和旋转在大半径处显著增加。我们确定了三个具有不同运动学的区域，这些区域与不同的恒星星族属性有关：（一）旋转核心（ii）从1到$1~R_\mathrm{eff}$的晕由中等金属丰度的恒星组成（iii）指数包络线超过了我们最远的数据点16颗$R_\mathrm{eff}$，主要由贫金属（[M/H]<-1）恒星组成。后者的高速色散和适度的旋转是一致的测量矮卫星星系的狮子座I组，表明指数包络线的痕迹过渡到IGL。
2022-01-21 astro-ph.GA
Applying unsupervised learning to resolve evolutionary histories and explore the galaxy-halo connection in IllustrisTNG
本文利用高斯混合模型对IllustrisTNG-100星系的金属丰度与恒星形成历史进行无监督聚类，识别出具有不同演化路径的星系群体，揭示多种淬灭途径并发现可用于观测研究的后星暴星系群体。
2023-04-17 astro-ph.GA
Chemical decoding of kinematic substructures in the Galactic halo
Università di Firenze（佛罗伦萨大学）；INAF – Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切特里天文台）；Observatoire de Paris, Université PSL, Sorbonne Université, Université Paris Cité, CY Cergy Paris Université, CNRS（巴黎天文台，巴黎文理研究大学，索邦大学，巴黎西岱大学，CY塞尔吉巴黎大学，法国国家科学研究中心）；CEA, AIM, Université Paris-Saclay（法国原子能和替代能源委员会，天体物理学和粒子物理研究所，巴黎萨克雷大学）；Leibniz Institut für Astrophysik Potsdam (AIP)（波茨坦莱布尼茨天体物理研究所）；Dipartimento di Fisica e Astronomia “Galileo Galilei”, Università di Padova（帕多瓦大学伽利略·伽利莱物理与天文学系）；Dipartimento di Tecnica e Gestione dei Sistemi Industriali, Università di Padova（帕多瓦大学工业系统技术与管理系）；INAF – Osservatorio Astronomico di Padova（意大利国家天体物理研究所帕多瓦天文台）
研究通过分析化学性质来清理银河晕子结构样本中的污染，发现这些子结构主要由GSE、Sagittarius、ω Cen等不同来源的恒星混合组成。
2026-06-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Introducing galactic structure finder: the multiple stellar kinematic structures of a simulated Milky Way mass galaxy
本文首次将高斯混合模型应用于NIHAO高分辨率星系的归一化角动量和结合能的恒星运动学空间，将恒星分离成多个分量。我们使用模拟的银河系类似物，其恒星组成主机：薄和厚的光盘，经典和伪凸起，和恒星晕的方法。这些恒星结构的性质在大小、形状和旋转支持方面与观测预期吻合得很好。有趣的是，这两个运动盘表面的质量密度分布集中比指数，而凸起和恒星晕是纯粹的指数。我们追溯时间的拉格朗日质量的每一个组成部分分别研究他们的形成历史。在z~3和晕维里化的终点z~1.3之间，所有的分量都失去了一小部分角动量。经典的隆突损失最大（约95%），薄盘损失最小（约60%）。两个球丘都在高红移的位置形成了恒星，而薄盘的形成率约为98%，但在最后的11 Gyr内，SFR恒定在1.5 M $_{\rm\odot}$ /年$^{\rm-1}$。吸积星（占恒星总质量的6%）主要合并到厚盘或恒星晕中，它们分别占其质量的8%和45%。我们的分析管道可在https://github.com/aobr/gsf上免费获得。
2018-04-23 astro-ph.GA
Linking galaxies to dark matter haloes at $z\sim1$ : dependence of galaxy clustering on stellar mass and specific star formation rate
研究了$M_{*}>10^{10}M_{\odot}$星系在$z\sim1$的角两点关联函数对恒星质量（$M_{*}$）和比恒星形成率（sSFR）的依赖关系。来自UKIDSS DXS和CFHTLS的数据覆盖了8.2度$^{2}$样本尺度，在$z\sim1$上大于100 $h^{-1}$ Mpc，使我们能够通过晕建模来研究聚类、$M_{*}$和恒星形成之间的相关性。基于$M_{*}$阈值样本的晕占据分布（HOD），我们推导了$M_{*}$合并星系的HOD，并计算了$M_{*}/M_{\rm halo}$比。中心星系的比率在$M_{\rm halo}\sim10^{12}h^{-1}M_{\odot}$处显示出一个峰值，在星团环境中，卫星主要贡献于总恒星质量，其$M_{*}/M_{\rm halo}$值为0.01- 0.02。使用sSFR分裂的恒星形成星系，我们发现，主序星星系（$\rm log\,sSFR/yr^{-1}\sim-9$）主要是中央星系的$\sim10^{12.5} h^{-1}M_{\odot}$晕与最低的集群振幅，而较低的sSFR星系由中央和卫星星系的混合物，其中那些与最低的$M_{*}$主要是卫星影响他们的环境。考虑到最低的$M_{\rm halo}$样本在每个$M_{*}$仓，大质量的中央星系居住在更多的质量晕与较低的sSFR比低质量的，表明恒星形成的中央星系演…
2015-07-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Metal-Poor Stellar Halo in RAVE-TGAS and its Implications for the Velocity Distribution of Dark Matter
暗物质的局部速度分布在解释直接探测实验的结果中起着不可或缺的作用。我们以前表明，贫金属晕星作为维里化的暗物质速度分布的优秀示踪剂，使用高分辨率的流体动力学模拟的银河系一样的晕。在本文中，我们利用的第一个\textit{Gaia}数据发布，再加上光谱测量的径向速度实验（RAVE），研究的运动学恒星属于贫金属晕内的平均距离为$\sim 5$千秒差距的太阳。我们研究的恒星铁丰度[Fe/H] $ < -1.5$和$-1.8$位于超过$1.5$ kpc的银河平面。使用高斯混合模型分析，我们确定的恒星，属于晕人口，以及一些运动异常值。我们发现，这两个金属丰度样本有相似的速度分布的晕组件，在不确定性。假设恒星晕速度充分跟踪维里化的暗物质，我们研究的直接检测实验的影响。标准晕模型，通常假设为暗物质，与$\sim6σ$的经验分布不一致，并预测更少的高速粒子。因此，标准晕模型高估了质量低于$\sim 10$ GeV的暗物质的核散射率。我们发现的运动学异常值可能与暗物质子结构相关，但需要进一步的研究来建立这种对应关系。
2019-01-07 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
The stellar halo of the Milky Way traced by blue horizontal-branch stars in the Subaru Hyper Suprime-Cam Survey
本文在分析蓝水平支星的基础上，研究了银河系（MW）星晕到其外边界的整体结构。这些晕示踪剂是从正在进行的Hyper Suprime-Cam Subaru战略计划（HSC-SSP）在$\sim550$ ~deg $^2$区域调查的内部数据发布中的$(g,r,i,z)$波段多光度测量中提取的。为了选择最有可能的BHB通过删除蓝离散星（BS）和其他污染在统计上显着的方式，我们已经开发和应用了一个广泛的贝叶斯方法，而不是简单的颜色削减在我们以前的工作中，其中每个模板BHB和非BHB从现有的目录中获得的表示为混合的颜色-颜色图中的多个高斯分布。我们从18.5<g<23.5等的候选BHB中发现，在r=36-360 kpc的银心半径上的径向密度分布可以近似为一个指数为$α=3.74^{+0.21}_{-0.22}$的单一幂律分布，或者一个指数为$α_{\rm in}=2.92^{+0.33}_{-0.33}$的破幂律分布，在$r$处，低于$r_{\rm b}=160^{+18}_{-19}$ ~kpc的破幂半径，在$r>r_{\rm b}$处，$α_{\rm out}=15.0^{+3.7}_{-4.5}$的斜率非常陡。最有可能的是后一种具有轴比为$q=1.72^{+0.44}_{-0.28}$的扁长形轮廓，并且该晕在r= 160 kpc处可能具有相当尖锐的边界。晕密度分布的斜率进行了比较，从套件…
2019-06-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Probing the Galactic Halo with RR Lyrae Stars -- V. Chemistry, Kinematics, and Dynamically Tagged Groups
本研究利用13万余颗天琴座RR型变星的多波段测光、自行及视向速度数据，分析银晕内外晕星族的化学与运动学特征，通过聚类识别出97个动态标记星群，证实其成员星具有共同的形成与化学演化历史。
2023-07-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Characterizing the Conditional Galaxy Property Distribution using Gaussian Mixture Models
本文提出用高斯混合模型表征条件星系属性分布（CGPD），基于半解析模型和IllustrisTNG模拟验证了约3个高斯分量即可高精度描述，为线强度映射提供建模框架。
2023-02-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
