The recurrent impact of the Sagittarius dwarf on the Milky Way star formation history
卫星轨道盘星系可以诱导相空间特征，如螺旋，垂直加热和相混合在其光盘。在我们自己的银河系中也观察到了这样的特征，但由于盖亚DR 2数据，银河系盘的复杂性最近才被完全绘制出来。这种复杂的行为主要归因于人马座矮星系（Sgr）沿其轨道引起的反复扰动，这颗卫星是银河系圆盘的主要动力学建筑师。在这里，我们模型盖亚DR 2观测到的颜色星等图，以获得第一个详细的恒星形成历史的~ 2-kpc泡沫周围的太阳。它揭示了三个明显而狭窄的恒星形成增强事件，我们可以精确地确定它们发生在5.7，1.9和1 Gyr之前。有趣的是，这些事件的时间与根据i）轨道模拟，ii）银河系盘中的相空间特征和iii）Sgr恒星内容提出的Sgr近心点通道相吻合。这些发现很可能表明，Sgr在银河系盘恒星质量的积累中也是一个重要的演员，它的扰动反复触发恒星形成的主要事件。
2020-03-27 astro-ph.GA
History of Globulettes in the Milky Way
小球状体是小的（半径为$< 10$ kAU）黑暗的尘埃云，在明亮的星云背景下可见。大多数天体都有行星质量。这些天体可能是星系中褐矮星和自由浮动行星质量天体的来源。在这篇论文中，我们将研究银河系中可能形成了多少小球状体，以及它们如何对自由浮动行星的总人口做出贡献。为了做到这一点，我们检查27个H~II区域的H-α图像。在这些图像中，我们发现了778个小球状体。我们发现形成的小球数目的一个保守值是$5.7\times 10^{10}$。如果10%的小球状体形成自由漂浮的行星，那么它们就贡献了银河系中的$5.7\times 10^{9}$自由漂浮的行星。一个不太保守的小球状体数量意味着小球状体可能会贡献$2.0\times 10^{10}$自由漂浮的行星。因此，小球状体可能是银河系中自由漂浮行星的不可忽视的来源。
2018-01-04 astro-ph.GA
The star-formation history of the Milky Way Galaxy
银河系主要恒星组成部分的恒星形成历史制约着星系形成和演化的关键方面。我将讨论最近的决定，这样的历史，连同他们的解释理论的盘星系演化。
2009-07-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Milky Way Revealed by Variable Stars I: Sample Selection of RR Lyrae stars, and Evidence for the Merger History
为了研究银河系，本文分析了Gaia、ASAS-SN和ZTF巡天计划发现的天琴座RR（RRL）变星作为示踪星。利用Gaia、LAMOST、GALAH、APOGEE和RAVE的观测资料，获得了3417个RRL的光度和光谱信息，包括自行、视向速度和金属性。利用最近提出的周期-光度-金属丰度关系，得到了典型不确定度小于3%的RRL的精确距离。我们的运动学和化学分析结果为银河系的组装历史，特别是盖亚-香肠古代合并提供了重要线索。在这项工作中发现的运动学和化学趋势是一致的，最近的模拟表明，盖亚香肠合并是银河系厚盘和晕的双重起源。最近类似的工作已经发现，晕RRL样本在这项工作中包含一个子集的径向偏置轨道，除了一个更各向同性的组件。这个较高的轨道各向异性分量相当于$β\simeq 0.8$，并且它贡献了$4 < R(\rm kpc)<20$的晕RRL的42%至83%。
2021-10-29 astro-ph.GA
Constraining the Milky Way assembly history with Galactic Archaeology. Ludwig Biermann Award Lecture 2015
银河系考古学的目的是恢复银河系的进化历史，从它今天的运动学和化学状态。由于恒星会远离它们的诞生地，因此仅凭目前的动力学信息是不足以完成这项任务的。另一方面，恒星大气的化学成分在恒星的一生中基本上保持不变，加上准确的年龄，可以用来恢复目前在同一银河系半径发现的恒星的诞生地。除了具有精确的6D运动学和化学丰度测量的大型恒星样本的可用性之外，这还需要考虑到动力学和化学演化的详细建模。重要的第一步是了解银河系中可能发生的各种动力学过程，包括内部（棒和螺旋结构）和外部（坠落卫星）因素的微扰效应。本文讨论了（1）如何通过对局部和全局盘相空间的影响来限制银河棒、螺旋结构和合并卫星;（2）多种模式对盘动力学的影响;（3）径向迁移和合并扰动对银河厚盘形成的重要性。最后，我们讨论了银河系化学动力学模型的建设和相关的观测。
2017-11-05 astro-ph.GA
Towards Understanding the Milky Way's Matter Field and Dynamical Accretion History based on AI-GS3 Hunter
Sydney Institute for Astronomy, School of Physics, University of Sydney（悉尼大学物理学院悉尼天文研究所）；Department of Astronomy, China West Normal University（西华师范大学天文系）
GS3猎手通过深度学习方法识别银河系子结构和流，揭示GSE由四个成分组成，表明多事件吸积起源，为理解银河系晕组装和潮汐历史提供新工具。
2025-12-21 astro-ph.GA
Metallicity Distribution of Disk Stars and the Formation History of the Milky Way
我们研究的基础上，我们的新的化学演化模型的恒星盘组件在银河系（MW）的形成历史。我们的模型考虑了几个基本的重子过程，包括气体的注入，流出气体的再吸积，以及盘星的径向迁移。每个这些重子过程中的磁盘演化的特点是模型参数，这是通过拟合到各种观测数据的恒星盘在MW，包括径向依赖的金属丰度分布函数的磁盘恒星，这是最近在APOGEE调查得出的。我们成功地获得了最佳的一组模型参数，很好地再现了所观察到的径向依赖的平均值，标准差，偏度，和峰度的MDFs的盘星。我们详细地分析了我们模型结果的基本性质，以便对MW形成历史中重要的重子过程有新的认识。一个显着的发现是，流出的气体，含有大量的重元素，优先重新吸积到外盘部分，这种循环过程的金属富集的气体是一个关键因素，以重现所观察到的较窄的MDFs在较大的半径。此外，重要的影响，径向依赖的气体流入和径向迁移的影响的MDFs也推断从我们的模型计算。因此，盘星的演化是研究MW形成历史的有用线索。
2018-02-15 astro-ph.GA
The History of R-Process Enrichment in the Milky Way
我们调查的生产地点和富集历史的$r$过程中的元素在银河系中，跟踪的[Eu/Fe]比，使用高分辨率，宇宙学放大模拟“厄里斯”。在$z=0$，厄里斯代表了一个接近银河系的类似物，使其成为了解我们银河系化学演化的理想实验室。厄里斯正式追踪了Ia型和II型超新星产生的氧和铁。我们包括在后处理生产的$r$ -过程元素从紧凑的二进制合并。与以往的研究不同，我们发现，从紧凑的二进制合并的核合成产品可以纳入恒星的金属丰度非常低，并在早期，即使有一个最小的延迟时间为100万年。这一结论对合并率、最小延迟时间和延迟时间分布的适度变化相对不敏感。通过对金属混合的一级描述，我们可以进一步提高[ $α$ /Fe]和[Eu/Fe]的化学演化模型与实验数据的一致性.我们认为，致密的二元并合可能是银河系中$r$过程核合成的主要来源.
2015-04-09 astro-ph.GA
The disrupted chemical enrichment history of the Milky Way driven by gas accretion
South-Western Institute for Astronomy Research, Yunnan University（西南天文研究所，云南大学）；Yunnan Key Laboratory of Survey Science, Yunnan University（云南省测绘科学重点实验室，云南大学）；Department of Astronomy, Xiamen University（天文学系，厦门大学）；Institute of Astronomy, University of Cambridge（天文学研究所，剑桥大学）；School of Astronomy and Space Science, University of Chinese Academy of Sciences（天文与空间科学学院，中国科学院大学）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（国家天文台，中国科学院）；Institute for Frontiers in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（天文与天体物理前沿研究院，北京师范大学）；Key Laboratory of Radio Astronomy and Technology, Chinese Academy of Sciences（射电天文与技术重点实验室，中国科学院）
研究利用APOGEE巡天数据校正后测量银河系时间分辨的星系尺度平均金属丰度，发现其当前金属丰度接近太阳，年龄-金属丰度关系中断、质量-金属丰度图演化轨迹受扰，揭示气体吸积对银河系化学富集历史的关键影响。
2026-07-27 astro-ph.GA
The formation history of the Milky Way disc with high-resolution cosmological simulations
我们从观测的角度分析了一个类似银河系的星系的形成历史和运动学，从一个高分辨率的放大宇宙学模拟中，我们将其与盖亚DR 2所看到的银河系进行比较，以更好地了解银河系薄盘和厚盘的起源和演化。用GADGET-3 TreePM+SPH程序，采用多相粒子积分器（MUPPI）模型进行了宇宙学模拟。我们解开复杂的重叠恒星世代上升，从自上而下和由内而外形成的星系盘。我们调查宇宙学签名的相空间的单年龄人口和突出功能源于过去和最近的动力学扰动。在模拟中，我们确定了一颗恒星质量为$1.2 \times 10^9$ M $_\odot$的卫星，即当时恒星质量比$Δ\sim 5.5$ %，在$z \sim 1.6$处吸积，这类似于产生银河系厚盘的盖亚-香肠-土卫二合并，我们在$Δ\sim 6$发现了两颗恒星质量分别为$8.8 \times 10^8$ M $_\odot$和$5.1 \times 10^8$ M $_\odot$的合并卫星，它们相互关联恒星形成史上的一次强烈的星暴，这似乎与最近在太阳附近发现的相当相似。我们的研究结果强调，对同时代恒星星族运动学的详细研究，通过当前和未来的盖亚数据发布并与模拟协同，是解开银河系圆盘形成和演化的基础。
2021-02-04 astro-ph.GA
Reconstructing the star formation history of the Milky Way disc(s) from chemical abundances
为了研究银河系的恒星形成历史，我们发展了一个化学演化模型。我们的模型假设银河系是由内部区域的封闭盒状系统形成的，而圆盘的外部部分经历了一些吸积。与通常的程序不同，我们不固定恒星形成的处方（例如肯尼库特定律），以重现化学丰度的趋势。相反，我们用年龄拟合丰度趋势，以恢复银河系的恒星形成历史。我们的方法能够以前所未有的精度恢复银河系在第一个回旋中的恒星形成历史，在太阳附近采样的内盘（R<7- 8 kpc）和外盘（R>9- 10 kpc）。我们表明，在内部光盘，一半的恒星质量形成在厚盘阶段，在第一个4-5 Gyr。这个阶段之后是恒星形成活动的显著下降（在8-9 Gyr）和剩余8 Gyr的大致恒定的低水平恒星形成时期。厚盘阶段在4 Gyr中产生的金属与剩余8 Gyr中的薄盘一样多。我们的研究结果表明，一个封闭的盒子模型是能够适应所有可用的限制在内部光盘。一个封闭的盒子系统在性质上等同于一个制度，在那里的吸积率，在高红移，保持高的气体分数的内部光盘。在这样的条件下，SFR主要由ISM的高湍流控制。到z~1时，大部分吸积可能发生在外盘，而内盘的恒星形成活动主要由厚盘阶段未消耗的气体和早期恒星的连续喷出物维持。外盘遵循的恒星形成历史与内盘非常相似，虽然开始于z~2，大约在内盘薄盘形成之前2 Gyr。
2014-11-07 astro-ph.GA
Optimized HDBSCAN clustering for reconstructing the merger history of the Milky Way: applications and limitations
Astrophysics Research Institute, Liverpool John Moores University（利物浦约翰摩尔斯大学天体物理研究所）；School of Computer Science and Mathematics, Liverpool John Moores University（利物浦约翰摩尔斯大学计算机科学与数学学院）
本文通过优化HDBSCAN算法，研究其在重建银河系合并历史中的应用，发现其在不同吸积历史中表现良好，但需优化以获得准确结果。
2026-03-12 astro-ph.GA
Characterizing the formation history of Milky Way-like stellar haloes with model emulators
我们使用半解析模型ChemTreeN，再加上宇宙学的N体模拟，探索不同的星系形成的历史可以影响银河系类星系的恒星晕和他们的卫星人口的观测特性。高斯过程用于生成模型仿真器，其允许在p维输入参数空间的任何位置处统计地估计期望的模型输出集合。这使得人们能够比其他方式更快地探索整个输入参数空间的数量级。使用模拟观测数据集生成的ChemTreeN本身，我们表明，它是可以成功地恢复用于生成模拟观测值的输入参数向量，如果合并历史的主机晕是已知的。然而，我们的研究结果表明，对于一个给定的观测数据集的“最佳拟合”参数的确定是非常容易受到特定的合并历史的主机。非常不同的晕合并历史可以重现相同的观测数据集，如果“最佳拟合”参数允许从历史到历史的变化。因此，使用这些技术来描述银河系形成历史的尝试必须进行统计，分析高分辨率N体模拟的大样本。
2012-09-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Genetic Approach to the History of the Magellanic Clouds
麦哲伦云的历史研究使用N体流体动力学模拟的初始条件由遗传算法设置。这种技术使我们能够通过直接比较模拟与观测约束来确定银河系周围麦哲伦云的可能轨道。我们探讨了麦哲伦云与银河系相互作用的参数空间，把麦哲伦云的自行、银河系暗物质晕的维里质量和浓度参数（$c$）作为自由参数。这里提出的最佳轨道方案被认为是两套不同的参数的银河系盘和凸起组件。太阳位置的总圆速度（$\rm{R_{\odot}}=8.5\,\rm {kpc}$）直接从相应的银河系质量模型的旋转曲线计算。我们的分析表明，麦哲伦云至少在$3\,\rm{Gyr}$内在银河系维里半径内轨道运行，即使是低质量的晕也是如此。然而，这仅在浓度参数（$c\ge20$）的高值时才有可能。在这里介绍的两个轨道模型中，麦哲伦云之间的相互作用能够再现麦哲伦系统的观测特征。
2014-07-31 astro-ph.GA
The Canada-France Imaging Survey: Reconstructing the Milky Way Star Formation History from its White Dwarf Population
白矮星是初始质量为$\lesssim$ 8 M $_{\odot}$的恒星的残余物，它包含了关于恒星星族形成历史的宝贵信息。在本文中，我们使用深，高品质，u波段测光从加拿大法国成像调查（CFIS），格里兹测光从泛星1（PS1），以及自行从盖亚DR 2，选择25,156白矮星候选人超过$\sim$ 4500度$^2$使用简化自行图。我们开发了一个新的白矮星人口合成代码，返回模拟观测银河系场白矮星人口为一个给定的恒星形成历史，同时考虑到银河系的几何形状，调查参数和选择效果。我们用这个模型推导出薄盘、厚盘和恒星晕的恒星形成历史。我们的研究结果表明，银河系盘开始形成恒星（11.3 $\pm$ 0.5）Gyr前，与（8.8 $\pm$ 1.4）M $_{\odot}$ yr $^{-1}$在（9.8 $\pm$ 0.4）Gyr的峰值率，直到今天缓慢下降到一个恒定的速度--与最近的结果表明与卫星星系合并事件相一致。研究数据和最佳拟合模型之间的残差显示，在过去的3 Gyr中，恒星形成略有增加。我们拟合了氦-大气白矮星的局域分数为（21 $\pm$ 3）%。用未来的宽场巡天数据，如LSST、Euclid、CASTOR和WFIRST，来验证这种方法，应该可以通过白矮星提供一个前所未有的视角来观察银河系最早期的形成。
2019-11-06 astro-ph.GA
A Gaia-Enceladus Analog in the EAGLE Simulation: Insights into the Early Evolution of the Milky Way
我们确定了一个模拟银河系类似的EAGLE套件的宇宙流体动力学模拟。这个星系不仅与银河系有着相似的全局属性，而且被特别选中是因为它的合并历史类似于目前已知的银河系。特别是，我们发现，这个银河系类似物经历了最后一次重大合并（与恒星质量比$\sim 0.2$）在$z\sim 1.2$。我们发现，这种合并影响了当时存在的恒星的动力学性质，有助于形成厚盘，并导致宿主恒星形成率的显着增加。因此，这个物体特别适合于了解银河系的早期演化历史。它也是一个理想的候选人，重新模拟具有更高的分辨率，因为这将允许解决过多的有趣的问题，例如，太阳附近的暗物质的具体分布。
2019-09-09 astro-ph.GA
VINTERGATAN II: the history of the Milky Way told by its mergers
使用VINTERGATAN宇宙学变焦模拟，我们探讨了在原位和吸积物质的贡献，以及星系相互作用和合并在银河系类星系的组装的效果。我们发现，星系演化的初始增长阶段，主要是重复的主要合并，提供了必要的物理条件的组装厚，运动学热磁盘人口高-[ $α$ /Fe]恒星，形成原位和吸积卫星星系。我们发现，模拟星系及其祖先的进化轨迹的多样性，导致在原位和吸积人口的任何给定的化学成分很少重叠。在一定的年龄，[ $α$ /Fe]丰度比的分布是由VINTERGATAN及其卫星的物理条件的多样性造成的，在星暴事件期间形成的恒星中发现[ $α$ /Fe]的增强。后来，合并活动的停止促进了低[ $α$ /Fe]制度中恒星的原位形成，在一个径向延伸的，薄的和整体的运动学较冷的磁盘，从而建立化学双峰薄和厚磁盘，与观测一致。我们绘制显着的功能之间的联系[Fe/H] - [ $α$ /Fe]平面与它们的物理原因，并提出了一个全面的形成方案解释自洽，在宇宙学的背景下，银河系的主要观测属性。
2021-03-29 astro-ph.GA
A time-resolved picture of our Milky Way's early formation history
我们银河系的形成可以定性地分为不同的阶段，导致其结构不同的恒星星族：晕和盘组件。要揭示银河系集合体的定量全貌，还需要大量具有非常精确年龄的恒星样本。在这里，我们报告这样一个样本的分析使用亚巨星。我们发现，恒星年龄金属丰度分布p（年龄，金属丰度）分裂成两个几乎不相交的部分，分离在8 Gyr。年轻的反映了静止的银河系盘形成的后期阶段，有明显的证据表明恒星径向轨道迁移;另一个反映了早期阶段，当恒星晕和旧的阿尔法过程增强（厚）盘形成。我们的研究结果表明，银河系旧（厚）盘的形成开始于13 Gyr前，仅在大爆炸后0.8 Gyr，比内星系晕的最终组装早两个Gigayars。这些恒星中的大多数形成于11 Gyr前，当时Gaia-Sausage-Enceladus卫星与我们的银河系合并。在接下来的5- 6 Gyr中，银河系经历了持续的化学元素富集，最终增加了10倍，而恒星形成气体设法保持良好的混合。
2022-03-23 astro-ph.GA
Kraken reveals itself -- the merger history of the Milky Way reconstructed with the E-MOSAICS simulations
球状星团（GC）是在银河系经历快速聚集阶段时形成的。我们使用银河系GC人口中包含的丰富信息来量化银河系聚集的卫星星系的属性。为了实现这一目标，我们训练人工神经网络的E-MOSAICS宇宙学模拟的共同形成和共同进化的GC和他们的宿主星系。该网络使用的年龄，金属丰度，和在相同的祖星系中形成的GC的轨道特性来预测这些祖星系的恒星质量和吸积红移。我们将网络应用于与五个祖先相关的银河系GC：{ \it盖亚}-土卫二，Helmi流，红杉，人马座，以及最近发现的“低能量”GC，它提供了一个很好的匹配神秘星系“Kraken”的预测属性。这五个星系覆盖了一个狭窄的恒星质量范围[ $M_\star=(0.6{-}4.6)\times10^8~{\rm M}_\odot$ ]，但有着广泛不同的吸积红移（$z_{\rm acc}=0.57{-}2.65$）。所有的吸积事件都代表了较小的合并，但Kraken可能代表了银河系有史以来最大的合并，恒星和维里质量比分别为$r_{M_\star}=1$：$31^{+34}_{-16}$和$r_{M_{\rm h}}=1$：$7^{+4}_{-2}$。的祖先匹配的GC数和晕维里质量之间的$z=0$关系，但有升高的特定频率，这表明红移的进化。尽管这些祖先可能是银河系最大的吸积事件，但它们的总质量只有$\log{(M_{\rm \star,tot}/{\rm M}_\od…
2020-03-02 astro-ph.GA
Star formation history of the Milky Way halo traced by the Oosterhoff dichotomy among globular clusters
在我们最近对多星群范式中奥斯特霍夫二分法的研究中（Jang et al. 2014），我们提出奥斯特霍夫I、II和III群球状星团（GC）中的RR天琴座变星主要分别由第一、第二和第三代恒星（G1、G2和G3）产生。在这里，我们表明，第一次，所观察到的二分法在内部和外部晕GC可以自然地复制时，这些模型扩展到所有的金属丰度制度，同时保持合理的协议，在水平分支类型与[Fe/H]的相关性。为了实现这一点，然而，具体的恒星形成的历史是需要的内部和外部晕。在内晕GC中，恒星形成开始和停止较早，各亚群之间的形成时间尺度相对较短（约0.5 Gyr），而在外晕中，G1的形成延迟约0.8 Gyr，G1和G2之间的时间尺度更长（约1.4 Gyr）。这与银河系晕的双重起源是一致的。尽管在细节上的差异，我们的模型表明，Oosterhoff周期组观察到的外晕和内晕GC的不稳定带内的“人口转移”的影响，其起源可以追溯到两个或三个离散的情节在GC的恒星形成的表现。
2015-05-18 astro-ph.GA
The kinematics of globular cluster populations in the E-MOSAICS simulations and their implications for the assembly history of the Milky Way
我们提出了一个详细的比较银河系（MW）的球状星团（GC）的运动学与25银河系质量的宇宙学模拟从E-MOSAICS项目。虽然MW落在模拟所涵盖的GC的运动学分布范围内，但其富金属（$[\rm{Fe/H}]>-1.2$）与贫金属（$[\rm{Fe/H}]<-1.2$）以及内部（$r<8\rm{kpc}$）与外部（$r>8\rm{kpc}$）种群的相对运动学对于其质量而言是非典型的。为了了解这些功能的起源，我们进行了全面的统计分析的模拟，并找到18个相关性描述的组装$L^*$星系及其暗物质晕的基础上，他们的GC人口运动学。的相关性出现，因为吸积和原位GC的轨道分布依赖于质量和吸积卫星的吸积红移，动力分数，潮汐剥离，和动力加热的综合影响驱动。由于在原位/吸积GC的运动学被广泛跟踪的富金属/贫金属和内部/外部的人口，观察GC的运动学是一个敏感的探测星系组装。我们预测，相对于人口的$L^*$星系，MW组装其暗物质和恒星质量迅速通过结合原位恒星形成，十几个低质量合并，和$1.4\pm1.2$早期（$z=3.1\pm1.3$）的主要合并。快速组装期提前结束，限制了吸积恒星的比例。最后，我们提供详细的定量预测的MW的组装历史。
2021-03-30 astro-ph.GA
A small slice of the Milky Way disk in SDSS
银河系盘的现今状态可以告诉我们很多关于银河系历史的信息，并提供有关其形成的见解。我们已经建立了一个高精度的星表使用的数据从斯隆数字巡天（SDSS）和使用这些恒星探测加热的历史，以及调查详细的相空间分布。我们还展示了如何使用该样本来探测银河系盘的全局性质，采用Jeans方程来提供靠近盘的势的简单模型。我们的模型与文献中的其他模型非常一致，并表明在太阳附近，圆盘而不是晕主导着圆周速度。在这些会议中提出的工作已被发表为“SDSS中的银河系圆盘的切片和切割”（Smith等人，2012年）。
2012-01-17 astro-ph.GA
The effect of environment on the mass assembly history of the Milky Way and M31
研究基于受约束的本星系群模拟，对比孤立类似物发现，银河系受M31潮汐效应影响，其早期质量增长偏早且晚期受抑，并成功重现了GES、LMC等关键并合事件。
2025-01-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
The accretion history of the Milky Way. I. How it shapes globular clusters and dwarf galaxies
晕的居民是独立的恒星，恒星流，恒星和球状星团，以及矮星系。在这里，我们比较了最后两个类别，包括类似的恒星质量的对象，这往往是作为自动力学平衡系统研究。我们发现球状星团的半光半径取决于它们的轨道近心和总能量，银河系潮汐可以解释观测到的相关性。我们还建议，吸积时代的恒星系统的MW晕可以校准的总轨道能量，这样的关系是由于质量增长的MW和动力学摩擦影响大多数卫星与众多的轨道。这种校准从膨胀开始，到克拉肯，盖亚香肠土卫二，人马座恒星系统，最后到新来的矮星，无论是否与广阔的极地结构有关。最偏心的球状星团和矮星的半光半径与它们的结合能成反比，这一过程持续了20多年。这意味着由于MW的潮汐效应，较早到达的卫星较小。因此，大多数晕居民似乎有自己的结构参数的形状MW潮汐和最近抵达的矮星系的冲压压力。本研究中发现的相关性可以作为进一步研究球状星团和矮星起源以及我们银河系组装历史的工具。
2023-01-08 astro-ph.GA
The Bulge Cluster Origin (BulCO) survey at the ESO-VLT: probing the early history of the Milky Way assembling. Design and first results in Liller1
BulCO 巡天利用 CRIRES+ 对银河系 bulge 恒星系统进行化学筛查，以揭示其起源；对 Liller 1 的 α 元素和铁丰度分析证实其与 bulge 的联系并约束其恒星形成历史。
2025-03-18 astro-ph.GA
A More Complex Than Expected Formation History of the Milky Way's Last Major Merger
China West Normal University（西华师范大学）；Institute of Theoretical Physics and Astronomy, Vilnius University（维尔纽斯大学理论物理与天文学研究所）；Sydney Institute for Astronomy, School of Physics, University of Sydney（悉尼大学物理学院悉尼天文研究所）
利用DESI数据和GS$^3$ Hunter聚类算法，在GSE区域发现四个不同子结构，表明GSE并非单次并合遗迹，而是多次并合事件的复合体。
2026-06-03 astro-ph.GA
Was the Milky Way a chain galaxy? Using the IGIMF theory to constrain the thin-disk star formation history and mass
目前观测到的太阳邻域的恒星质量函数（PDMF）是银河系薄盘生命周期中发生的恒星形成事件中诞生的恒星星族的混合。假设恒星形成于具有恒星初始质量函数（IMF）的嵌入星团中，这些恒星初始质量函数（IMF）取决于恒星形成气体团的金属丰度和密度，则可以计算出星系整体IMF（IGIMF）。因此，IGIMF的形状取决于SFR和金属丰度。在这里，PDMF的形状的恒星质量比$1\,M_\odot$结合低质量恒星的质量密度被用来约束当前的恒星形成率（SFR），恒星形成历史（SFH）和当前的恒星加上残余质量（$M_*$）在银河系薄盘。这就产生了目前的SFR，$\dot{M}_*= 4.1^{+3.1}_{-2.8}~M_\odot$ yr $^{-1}$，一个下降的SFH和$M_*=2.1^{+3.0}_{-1.5}\times 10^{11}M_\odot$，分别与V波段恒星质光比为$M_*/L_V=2.79^{+0.48}_{-0.38}$。这些值与独立的测量结果一致。我们还量化了银河系薄盘中黑洞和中子星的表面密度。不变正则IMF可以再现银河系的PDMF以及IGIMF，但在通用IMF框架中，不可能约束任何上述银河系性质。假设IGMF理论是正确的框架，并结合恒星的垂直速度色散数据，银河系在高红移时会表现为一个链星系。
2018-09-28 astro-ph.GA
How Unusual is the Milky Way's Assembly History?
在结构形成的$Λ$ CDM模型中，星系晕是由质量的吸积和更小的亚基的合并形成的。银河系晕最近经历的大规模合并事件是大麦云（LMC;其恒星质量为$\sim \; 10^9M_\odot$）的吸积。最近对来自\textit{Gaia}卫星的银河系恒星数据的分析发现了一个更早的大规模吸积事件，盖亚-土卫二-香肠（GES），它在大约10 Gyr前与MW合并。在这里，我们使用EAGLE宇宙流体动力学模拟来研究模拟MW质量晕的性质，这些晕被限制为具有与MW相似的吸积历史，特别是最近的一个“LMC”星系和一个“GES”合并的吸积，在GES合并和LMC（“GES \& LMC”类）的陷落之间有一个静止期。我们发现，$\sim 16$ %的MW质量晕有一个LMC; $\sim 5$ %有一个GES事件，并没有进一步合并与一个同样大质量的对象，因为$z=1$ ;只有$0.65$ %属于LMC \& GES类别。在最后一个类别中，MW的祖先在早期比平均质量小得多，但最终会赶上平均值。在$z=0$的颜色星等图中，LMC \& GES类星系自然地以“蓝色云”结束，倾向于具有盘状形态，并且具有比平均数量更多的卫星星系。
2020-05-11 astro-ph.GA
Broken and unbroken: the Milky Way and M31 stellar haloes
我们使用Bullock & Johnston的模拟套件来研究L* 型星系恒星晕的密度分布。对银河系和M31恒星晕的观测显示了截然不同的结果：银河系有一个“破碎”的轮廓，密度在25 kpc以上下降得更快，而M31在100 kpc以下有一个平滑的轮廓，没有明显的断裂。仅由矮星系吸积而成的模拟恒星晕也表现出这种行为：一些晕有断裂，而另一些没有。在恒星晕轮廓中是否存在破裂可以与星系的吸积历史有关。我们发现，一个突破半径是密切相关的建立在远心恒星。我们将这些发现与观测结果相关联，并发现银河系密度分布的“断裂”可能与相对较早（约6-9 Gyr前）和大规模吸积事件有关。相比之下，M31的恒星晕轮廓没有破裂，这表明它的吸积卫星有着广泛的远心。因此，M31可能比银河系有更长的吸积历史。
2012-12-08 astro-ph.GA
Chemodynamics of barred galaxies in cosmological simulations: On the Milky Way's quiescent merger history and in-situ bulge
我们探讨的化学动力学性质的样本中的棒星系的御夫座磁流体动力学宇宙放大模拟，形成盒状/花生（b/p）的凸起，并比较这些银河系（MW）。我们发现，御夫座星系最好的再现恒星星族的MW核球的化学动力学特性有静态合并的历史，因为红移$z\sim3.5$：他们的最后一次重大合并发生在$t_{\rm lookback}>12\,\rm Gyrs$，而随后的合并有一个恒星的质量比为$\leq$ 1：20，这表明最近提出的盖亚香肠/土卫二合并的质量比的几个百分点的上限。这些御夫座MW类似物在b/p区域（$<1\%$）有一个可以忽略不计的异位星，扁平，厚盘状的金属贫乏的恒星星族。在所有具有b/p的御夫座星系的中心区域，异位恒星的平均比例为3%，明显低于那些没有b/p或bar的星系。虽然这些棒星系的中心区域包含最古老的恒星，但它们也有年龄小于5 Gyrs（>30%）的恒星，并呈现X形的年龄和丰度分布。检查我们样本中的圆盘，我们发现在某些情况下，在棒周围形成一个恒星形成环，这改变了星系内部区域的金属丰度。在圆盘的更远处，棒引起的共振导致$V_ϕ-r$平面中的富含金属的脊--其中最长的脊是由于外林德布拉德共振。我们的研究结果表明，银河系有一个不寻常的安静的合并历史，这导致了一个基本上原位隆起，并突出了酒吧可以对周围的磁盘的显着影响。
2020-04-20 astro-ph.GA
Streams, substructures and the early history of the Milky Way
盖亚第二次数据发布的出现与大型光谱调查相结合，正在彻底改变我们对银河系的理解。由于这些和迄今为止积累的知识，早期银河系演化的一个更成熟的画面正在出现：* 两个传统的银河系组成部分，即恒星晕和厚盘，似乎是密切相关的：具有类似晕运动学的恒星以类似的比例起源，来自“加热”（厚）盘和来自名为盖亚-土卫二的系统的碎片。盖亚-土卫二是银河系经历的最后一次大合并事件，可能在10 Gyr左右完成。由于合并的结果，现在出现在晕中的膨胀的恒星暴露了z ~ 1.8处的盘成分的存在。* Helmi流、Sequoia和Thamnos是新发现的或特征更好的合并事件之一。关于它们祖先的性质、恒星形成和化学历史的知识仍然不完整。* 来自不同物体的碎片在相空间中经常重叠。今后几年的一项任务将是使用光谱测量进行化学标记，并使用相空间、金属丰度或[α/Fe]以外的维度将事件彼此分离。* 这些调查还将提供暗星的视线速度，并为遥远的物体提供更准确的距离测定。由此产生的恒星样本将覆盖银河系更大的体积，例如，将内晕中的运动学子结构与外晕中的空间超密度联系起来。* 迄今为止所获得的所有结果都符合当前宇宙学模型的预期。然而，需要量身定制的流体动力学模拟以及“约束”宇宙学模拟，以将我们对银河系组装的知识推回到最早的时代。[删节]
2020-08-15 astro-ph.GA
The Star Formation History of the Milky Way's Nuclear Star Cluster
我们报告的第一个恒星形成的历史研究银河系的核星团（NSC），其中包括从大样本的恒星金属丰度测量的观测约束。这些金属丰度测量是从双子座和VLT最近对中心1.5 pc内的770颗晚型恒星的调查中获得的。这些金属丰度测量，连同光度测定和光谱导出的温度，正演模拟贝叶斯推理方法。包括金属丰度测量提高了整体拟合质量，因为以前难以约束的低温红巨星现在被考虑在内，并且最佳拟合有利于双组分模型。占主导地位的成分含有93%的$\pm$ 3%的质量，富含金属（$\overline{[M/H]}\sim$ 0.45），年龄为5 $^{+3}_{-2}$ Gyr，比早期研究的固定（太阳）金属丰度年轻$\sim$ 3 Gyr;这个年轻的年龄挑战了NSC和超大质量黑洞在早期同时形成的共同进化模型。次要星族成分的金属丰度较低（$\overline{[M/H]}\sim$ -1.1），含有恒星质量的$\sim$ 7%。次要部件的年龄不确定（0.1 - 5 Gyr）。利用估计的参数，我们推断出NSC恒星残骸的星群（$\sim$的不确定度为18%）：1.5颗$\times$ 10 $^5$中子星，2.5颗$\times$ 10 $^5$恒星质量黑洞（BH）和2.2颗$\times$ 10 $^4$ BH-BH双星。这些预测导致中子星比早期假设太阳金属丰度的预测少2-4倍，为理解所谓的“失踪脉冲星问题”引入了一条可能的新…
2022-12-02 astro-ph.GA
Hydra II: a faint and compact Milky Way dwarf galaxy found in the Survey of the Magellanic Stellar History
我们目前发现的一个新的矮星系，长蛇座II，偶然发现的数据从正在进行的调查的麦哲伦恒星史（SMASH）进行的暗能量相机的布兰科4米望远镜。这颗新卫星结构紧凑（r_h = 68 +/- 11 pc），亮度较低（M_V = -4.8 +/- 0.3），但仍属于矮星系的范畴。HydraII在色星等图中的恒星分布被贫金属（[Fe/H] = -2.2）和古老（13 Gyr）的等时线很好地描述，并显示出一个明显的蓝色水平分支，一些可能的红色团块星，以及暗示蓝色离散星的暗淡恒星。在日心距离134 +/- 10千秒差距处，九头蛇II位于星系晕的一个区域，模型认为该区域可能含有来自麦哲伦流的主要臂的物质。与N体模拟的比较表明，新的矮星系可能是或可能已经是麦哲伦云的卫星。
2015-04-02 astro-ph.GA
Exploring the origin of low-metallicity stars in Milky Way-like galaxies with the NIHAO-UHD simulations
大多数贫金属恒星的运动学为了解银河系的早期形成和吸积历史提供了一个窗口。本文利用NIHAO-UHD项目中5个类银河星系的高分辨率宇宙学放大模拟（$\sim~5\times10^6$星粒子），研究了低金属丰度星（[Fe/H] $\leq-2.5$）的起源。模拟结果显示，正如最近在银河系中发现的那样，一个突出的低金属量恒星群体被限制在盘平面上。这一发现的普遍性表明，银河系在这方面并不是独一无二的。独立的吸积历史，我们发现，在这个人口中的逆行恒星的$\gtrsim~90$ %带来的最初建立的星系在大爆炸后的头几个Gyrs。因此，我们的研究结果突出了逆行人口作为银河系早期建立的示踪剂的巨大潜力。另一方面，在后来的装配阶段，并采样完整的银河系吸积历史中，吸积面人口。在一个安静的吸积历史的情况下，这种碰撞人口主要是在宇宙演化的前半期（$t\lesssim7$ ~Gyr），而在一个正在进行的积极的吸积历史的情况下，后来的合并在碰撞轨道上也能够贡献这个人口。最后，我们注意到，银河系显示了一个相当大的人口偏心，非常贫金属的平面恒星。这是一个在我们的大多数模拟中看不到的功能，除了一个具有异常活跃的早期构建阶段的模拟。
2020-09-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Chemo-Dynamical History of the Milky Way as Revealed by SDSS/SEGUE
虽然最初的设想主要是一个河外巡天，斯隆数字巡天（SDSS-I），及其扩展SDSS-II和SDSS-III，继续对我们的宿主星系，银河系的形成和演化的理解产生重大影响。次级调查SEGUE：作为SDSS-II的一部分执行的斯隆银河系探索和理解扩展计划获得了大约3500平方度的额外乌戈尔图像，主要是在较低的银河系纬度，以便更好地对银河系的磁盘系统进行采样。最重要的是，它获得了超过240，000个中等分辨率的光谱，这些光谱是从0.5到100 kpc的银河系中心距离中选择的。结合SDSS-I的恒星目标，以及最近完成的SEGUE-2计划，作为SDSS-III的一部分，SDSS光谱学的银河系恒星的总样本包括大约500，000个物体。SEGUE恒星参数管道的开发使得能够确定这些恒星中很大一部分的准确大气参数估计。在这组数据中，许多距离太阳5千秒差距以内的恒星都有足够好的自行测量，可以确定它们的完整空间运动，从而可以检查目前正在通过太阳附近的成员所代表的更遥远的种群的性质。对这些数据的持续分析被用来绘制我们银河系性质的更清晰的图像，并为世界上最大的望远镜提供详细的高分辨率光谱跟踪目标。在这里，我们讨论了最近完成和正在进行的调查与这些数据的几个亮点。
2009-10-25 astro-ph.GA
The accretion history of the Milky Way V. The kinematics of most globular clusters trace the merger epochs
Observatoire de Paris, Université PSL, CNRS（巴黎天文台，巴黎文理研究大学，法国国家科学研究中心）；Center for Astronomy, Space Science and Astrophysics, Independent University, Bangladesh（孟加拉独立大学天体物理、空间科学与天文学中心）
通过N体模拟，发现来自盘状原星系的球状星团在吸积过程中失去轨道能量，而晕族和合并期间形成的星团保留能量，支持利用能量-角动量平面识别吸积事件。
2026-06-18 astro-ph.GA
Rediscovering the Milky Way with an orbit superposition approach and APOGEE data V. The disc growth and history of star formation
Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP)（波茨坦阿基米德天体物理研究所）；Department of Astrophysics, University of Vienna（维也纳大学天体物理系）；BIFOLD, Berlin Institute for the Foundations of Learning and Data（柏林学习与数据基础研究所）；LIRA, Observatoire de Paris, Université PSL, Sorbonne Université, Université Paris Cité, CY Cergy Paris Université, CNRS（巴黎天文台LIRA实验室，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）；Universität Potsdam, Institut für Physik und Astronomie（波茨坦大学物理与天文学研究所）；Friedrich-Schiller Uni（弗里德里希·席勒大学）
利用轨道叠加方法和APOGEE数据，研究银河系盘的生长和恒星形成历史，发现其从内到外的形成过程及年龄梯度特征。
2025-09-02 astro-ph.GA
Milky Way Disk
本文总结银河系盘的结构、厚薄盘定义、非轴对称结构及径向迁移，并基于盖亚数据与数值模拟探讨其形成演化历史。
2024-12-16 astro-ph.GA
The nuclear star cluster and nuclear stellar disc of the Milky Way: Different stellar population and star formation history
银河系的核恒星盘（NSD）和核星团（NSC）是银河系中心的主要特征。然而，它们的观测受到极端源拥挤和高灭绝的阻碍。因此，它们之间的关系和形成情景还不完全清楚。我们的目标是检测从NSC和NSD沿视线到NSC的恒星星族，并评估它们是否有不同的恒星星族和恒星形成历史。我们分析了以NSC为中心的$8.2'\times2.8'$区域的$K_s$与$H-K_s$的色星等图，并探测到了两个具有不同折射率的不同恒星群。我们研究了它们的红色团块，以找到与每个恒星星族相关的特征。我们得到这两组恒星分别对应于NSD和NSC，并发现它们具有显著不同的恒星星族和恒星形成历史。我们检测到一个双红色团块的NSD人口，与以前的工作一致，而NSC提出了一个更复杂的结构，很好地拟合三个高斯特征。我们制作了消光图来分析探测到的恒星群之间的消光变化。我们发现，高消光层在较小的尺度（弧秒）上变化，并且在两个消光层之间存在$A_{K_s}\sim0.6$ \，mag的差异。最后，我们得到了每个恒星星族的距离与银河系中心距离是相容的，并发现了NSD恒星（$\sim360\pm200$ \，pc）的距离略近的一些证据。
2021-07-27 astro-ph.GA
Identifying Local Group Field Galaxies which have interacted with the Milky Way
我们区分本星系群场星系，可能已经通过银河系的维里体积，和那些没有，通过统计比较，对人口的暗物质晕在通过Lactea II（VLII）模拟与已知的轨道历史。对VLII的分析为这个逃逸星系群提供了预期：它们贡献了银河系300至1500 kpc之间星系群的13%，因此我们预计在该距离范围内的54个已知本星系群中，大约有7个可能是银河系逃逸星系。这些天体的质量可以是任何低于银河系的质量，而且它们相对于银河系的径向速度应该是正的。VLII族的径向速度分布和本星系群的测量结果的比较提出了一个强烈的可能性，杜鹃座，鲸鱼座，NGC 3109，SextansA，SextansB，Antlia，NGC 6822，凤凰，LeoT和NGC 185已经通过银河系。这些矮星中的大多数都比大多数距离银河系或M31相似的矮星具有更低的HI质量分数。事实上，这些星系中的一些-特别是那些质量较低的星系-在其形态，恒星形成历史和/或气体含量中包含的签名表明在卫星/母星系相互作用的模拟中看到的演化。我们的研究结果提供了强有力的支持方案中，不同类型的矮星形成一个序列的形态和气体含量，沿序列的演化是由相互作用的历史。
2012-07-11 astro-ph.GA
Predicting the binary black hole population of the Milky Way with cosmological simulations
双星黑洞是大质量恒星演化的主要终点。它们的性质提供了一个独特的机会来限制二元进化，这仍然是知之甚少。本文预测了银河系中/周围双星黑洞及其合并产物的清单，并详细描述了它们的主要性质。我们提出了一个高分辨率的银河系质量的星系与二进制人口合成模型的宇宙学模拟的第一个组合。来自FIRE项目的流体动力学模拟为银河系及其恒星晕和卫星提供了宇宙学上真实的恒星形成历史。我们应用一个依赖于金属性的演化模型的恒星粒子产生个别的二元黑洞。我们发现，一百万个双黑洞已经合并在模型银河系，和300万个双星仍然存在，与平均质量为28 Msun每双星。由于黑洞的祖先偏向于低金属量的恒星，一半的双星存在于恒星晕和卫星中，40%的双星形成于主星系之外。这种趋势随着黑洞质量的增加而增加。合并系统的数量和质量分布与LIGO/Virgo探测兼容。对这些黑洞的观测将是具有挑战性的，无论是用电磁方法还是LISA。我们发现，一个宇宙学上现实的恒星形成的历史，自洽的金属富集和银河系吸积的历史，是确定二进制黑洞率，可以与观测约束大规模的二进制演化的关键成分。
2018-07-20 astro-ph.GA
Linking the brightest stellar streams with the accretion history of Milky Way-like galaxies
根据目前的星系形成范式，合并和相互作用在塑造今天的星系中发挥着重要作用。这种合并活动的残余可以用来限制星系形成模型。在这项工作中，我们使用的样本30银河系质量晕的流体动力学模拟，从AURIGA项目，生成表面亮度图和搜索最亮的流在每个光环作为一个功能的不同的限制幅度。我们发现，没有一个模型显示在$μ_{r}^{lim} \leq 25$等角秒$^{-2}$的恒星流的签名。在$^{-2}$为27和28 mag arcsec之间，流检测显著增加。尽管如此，即使在30磁角秒的$^{-2}$，我们的模型中仍有13%没有显示出可检测的流。我们研究了最亮流祖先（BSP）的性质。我们发现，BSPs吸积在一个广泛的范围内的落入时间，从1.6至10 Gyr前，只有25%的吸积在过去的5 Gyr，因此大多数BSPs对应于相对早期的吸积事件。我们还发现，37%的BSP存活到今天。存活和破坏的BSP的中位下落时间分别为5.6和6.7 Gyr。我们发现了一个明确的关系，在BSPs的降落时间和降落质量，这样，更大的祖细胞往往会在以后的时间被吸积。然而，我们发现，在大多数情况下，BSPs不是每个星系吸积恒星晕的主要贡献者。
2022-06-09 astro-ph.GA
Cosmological gas accretion history onto the stellar discs of Milky Way-like galaxies in the Auriga simulations -- (II) The inside-out growth of discs
本研究利用Auriga项目的宇宙学磁流体模拟，分析类银河系恒星盘的气体吸积与恒星形成的关联，证实多数星系盘由内向外增长，且吸积率演化与化学演化模型的常用方案整体相似但存在局部差异。
2024-04-10 astro-ph.GA
Reading the CARDs: the Imprint of Accretion History in the Chemical Abundances of the Milky Way's Stellar Halo
在本星系群（LG）大规模光谱巡天的时代，我们可以探索利用晕星的化学丰度来研究银河系（MW）和M31恒星晕的矮星系祖先的恒星形成和化学富集历史。在本文中，我们调查使用化学吸收比分布（CARD）的七个恒星晕从Latte套件的FIRE-2模拟。我们试图推断星系的组装历史，通过建模的CARD的恒星晕的Latte星系作为一个线性组合的模板CARD从破裂的矮星，不同的恒星质量$M_{\star}$和淬火时间$t_{100}$。我们提出了一种方法来构建这些模板使用当今的矮星系。对于七个Latte晕中的四个，我们恢复了吸积矮星的质量谱，精度为$<10\%$。对于质量吸积的分数作为$t_{100}$的函数，我们发现残差的$20-30\%$的七个模拟。我们讨论了这种方法的失败模式，这是由于矮星系的恒星形成和化学富集历史的多样性。这些故障情况下，可以鲁棒地识别的高模型残差。虽然CARD建模方法不能成功地推断出这些情况下的组装历史，但这些破裂矮星的CARD包含了它们不寻常的形成历史的签名。我们的研究结果是有希望的使用CARDs了解更多关于MW和M31恒星晕的祖先的历史。
2021-10-06 astro-ph.GA
Dissecting galaxy formation models with Sensitivity Analysis -- A new approach to constrain the Milky Way formation history
[摘要]我们提出了一个应用程序的统计工具称为灵敏度分析，以表征输入参数和观测预测的半解析模型的星系形成耦合到宇宙学$N$体模拟之间的关系。我们展示了如何在我们的化学动力学模型ChemTreeN上进行灵敏度分析，以表征和量化模型输入参数与预测的可观测特性之间的关系。该分析的结果为用户提供了关于哪些参数最重要并且最有可能影响给定可观测量的预测的信息。它还可以用来通过识别对目标输出没有影响的输入参数来简化模型。相反，它使我们能够确定哪些模型参数可以最有效地约束给定的观测数据集。我们已经将这种技术应用于与银河系相关的实际观测数据集，例如卫星星系的光度函数。模型输出和真实可观测量的统计比较用于获得“最佳拟合”参数集。我们考虑不同的银河系一样的暗物质晕占的最佳拟合参数选择过程的依赖性的合并历史的模型。对于所有考虑的形成历史，运行ChemTreeN与最佳拟合参数产生的光度函数，紧密配合他们观察到的对应。然而，只有一个恒星晕模型能够重现银河系中心40 kpc范围内观测到的恒星晕质量。在这个分析的基础上，可以忽略某些模型，以及它们相应的合并历史，作为银河系合并历史的良好代表。
2014-04-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Stellar Age Compression Reshapes Interpretations of the Milky Way Thick-Disk Formation History
China Mobile Research Institute（中国移动研究院）；China Mobile GBA (Greater Bay Area) Innovation Institute（中国移动粤港澳大湾区创新研究院）
通过对比光谱推断年龄与星震学年龄，发现年龄压缩效应可系统性增强厚盘快速形成的观测特征，表明统计解释对年龄定义敏感。
2026-05-22 astro-ph.GA cs.LG
Quantifying the Smoothness of the Stellar Halo: A Link to Accretion History
我们调查的效用的三维两点关联函数（3D 2PCF）在量化的子结构在银河系的恒星晕，特别是作为一种手段，约束吸积历史的银河系。我们使用来自两次不同巡天的天琴座RR变星作为银河系恒星晕结构的示踪物。我们将这些数据集中的3D 2PCF测量结果与Bullock和Johnston（2005）的一套恒星晕形成模拟进行比较。虽然有一些解释的空间，但我们发现结构的数量与模拟大致一致，同时在内晕和小尺度下比平均水平更平滑。这表明了一个更好的吸积历史场景，在这个场景中，银河系的恒星晕在大约8千兆年前获得了大部分质量，并且从那以后一直处于静止状态。最后，我们讨论了统计工具的前景，如2PCF在盖亚时代的银河考古学。
2018-04-24 astro-ph.GA
Constraints on the assembly history of the Milky Way's smooth, diffuse stellar halo from the metallicity-dependent, radially-dominated velocity anisotropy profiles probed with K giants and BHB stars using LAMOST, SDSS/SEGUE, and Gaia
我们分析的各向异性配置文件的银河系的平滑，弥漫的恒星晕使用SDSS/SEGUE蓝水平分支恒星和SDSS/SEGUE和LAMOST K巨星。这些本质上发光的恒星使我们能够探测距离银河系中心约100 kpc的晕。所有恒星的视线速度、距离、金属丰度和自行都可以通过SDSS/SEGUE、LAMOST和盖亚获得，我们使用这些数据构建了一个完整的7 D集合，包括位置、空间运动和金属丰度。我们删除子结构从我们的样品使用积分的运动的基础上的方法薛等。我们发现径向占主导地位的运动剖面几乎恒定的各向异性在20千秒差距内，超过该各向异性剖面轻轻下降，但仍然径向占主导地位的最大程度上我们的样本。独立于恒星类型或子结构移除，各向异性取决于金属丰度，这样恒星的轨道随着金属丰度的降低而变得不那么径向。对于$-1.7<$ [Fe/H] $<-1$，在银心距离$\sim20$ kpc处，平滑的弥散晕各向异性轮廓开始下降，K巨星从$β\sim0.9$下降到0.7，蓝色水平分支星从$β\sim0.8$下降到0.1。对于[Fe/H] $<-1.7$，平滑，弥漫晕各向异性保持不变，沿所有距离与$0.2<β<0.7$金属丰度范围探测，虽然独立于恒星类型。这些样本是理想的估计总银河系质量，因为它们代表了维里化的恒星晕系统。
2021-04-30 astro-ph.GA
The Dark Matter Tidal Stripping History of the Sagittarius Core with N-body simulations
人马座（Sgr）矮球状星系落入银河系晕中是一个独特的机会，可以了解矮星系的不同组成部分如何被潮汐移除。在这项工作中，我们重建的SGR核心形态和运动学的基础上，已经成功地再现了SGR流的模型。在这里，我们使用一个非常高分辨率的模型，几乎可以分辨出Sgr核心中的单个恒星。它再现了大多数观察到的形态和运动学特性，没有具体的微调。我们还表明，暗物质可能已经几乎完全剥离银河系潮汐后，两个通道在近心。最后，该模型预测Sgr核心将在接下来的2 Gyr内被完全破坏。
2022-10-24 astro-ph.GA
Uncovering the first-infall history of the LMC through its dynamical impact in the Milky Way halo
本文通过50个N体模拟和约1100颗外晕天琴座RR型变星的Gaia观测数据，利用LMC引起的晕星纬度速度扰动区分其首次下落与第二次经过情形，支持大质量LMC首次下落并约束了银河系晕的质量与形状。
2024-09-28 astro-ph.GA
Cosmological gas accretion history onto the stellar discs of Milky Way-like galaxies in the Auriga simulations -- (I) Temporal dependency
我们使用的30模拟御夫座项目估计的时间依赖性的流入，流出和净吸积率到银河系类星系盘。所有星系的净吸积率在早期都是相似的，迅速增加到$\sim 10~\mathrm{M}_\odot \, \mathrm{yr}^{-1}$。然而，经过$\sim 6~\mathrm{Gyr}$的演化之后，净吸积率是不同的：在大多数星系中，这些吸积率表现出类似指数的衰减，但有些系统反而呈现出增加或近似恒定的水平直到现在。一个指数拟合的净吸积率平均超过MW类似物产生典型的衰变时间尺度的$7.2~\mathrm{Gyr}$。对流入和流出速率的时间演化及其与盘中恒星形成速率（SFR）的关系的分析证实了这些量之间的密切联系。首先，流入$/$流出比保持近似恒定，具有$\dot{M}_\mathrm{out}/ \dot{M}_\mathrm{in} \sim 0.75$的典型值，表明流出中涉及的气体质量比流入中涉及的气体质量低25%的量级。对于SFR $/$流入速率比，发现了类似的行为，其典型值在0.1和0.3之间，并且对于流出速率$/$ SFR，其在范围$3.5$ - $5.5$内变化。我们的研究结果表明，连续流入是关键的SFR水平在盘星系，恒星形成活动和随后的反馈盘是能够产生质量加载的星系风在盘晕界面。
2022-10-06 astro-ph.GA
Early formation and recent starburst activity in the nuclear disc of the Milky Way
核盘是位于银河系中心的致密恒星结构，半径为$\sim$ 150 pc。在过去的几千万年里，它一直是一个激烈的恒星形成的地方，但它的整体形成历史至今仍不清楚。在这里，我们报告了这个地区的第一个详细的恒星形成历史。它的大部分恒星形成于至少80亿年前。这一最初的活动之后是一段长时间的平静，大约1 Gyr前的一个突出事件结束了这一事件，在此期间，大约5%的质量在$\sim$ 1亿年的时间窗口中形成，这可能是银河系历史上最具活力的事件之一。恒星的形成随后在一个较低的水平上继续进行，在过去的$\sim$ 5亿年里，恒星质量的百分之几被创造出来，直到$\sim$ 3千万年前，恒星的形成速度才加快。我们的研究结果与以前接受的银河系中心准连续恒星形成的范式相矛盾。长时间的静止阶段与银河系的整体静止历史相一致，并表明我们银河系的酒吧可能直到最近才存在，或者在银河系的漫长生命中，通过酒吧的气体传输效率极低，并且中央黑洞可能在银河系早期已经获得了大部分质量。
2021-07-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Environment Matters: Predicted Differences in the Stellar Mass--Halo Mass Relation and History of Star Formation for Dwarf Galaxies
本研究通过对比不同环境下矮星系的流体动力学模拟，发现环境对矮星系的影响超出银河系质量晕邻近区域，近晕矮星系恒星质量更高、形成更早，孤立矮星系淬灭率更低、氢占比更高、颜色更蓝。
2023-11-08 astro-ph.GA
The Milky Way's nuclear star cluster: Old, metal-rich, and cuspy
我们提供了大约39，000颗恒星的Ks测光和大约11，000颗恒星的H波段测光，范围约为40“x40”，以Sgr A* 为中心。此外，我们还提供了以Sgr A* 为中心的10“x10”的非常深的中心场中约3，000颗恒星的Ks测光。我们发现，Ks光度函数（KLF）是相当均匀的研究领域内，并没有显示出任何显着的变化作为一个函数的距离从中央黑洞的尺度上的几个0.1 pc。通过拟合KLF的理论光度函数，我们得到了核星团的恒星形成历史。我们发现，大约80%的原始恒星形成发生在10 Gyr或更长时间之前，随后是一个持续超过5 Gyr的大部分静止阶段。我们清楚地探测到年龄约为3 Gyr的中等年龄恒星的存在。这一事件约占星团最初形成的恒星质量的15%。恒星质量的百分之几是在过去的几百万年里形成的。我们的结果似乎是不一致的准连续恒星形成的历史。在Ks=15到19之间的所有星等上，恒星密度都以指数方式向Sgr A* 方向增加。我们还表明，恒星尖点周围的Sgr A* 的精确属性是很难确定的，因为恒星形成的历史表明，恒星计数可以显着污染，在所有大小，恒星太年轻，动态放松。我们发现，观测任何年轻的（非毫秒）脉冲星在一个紧密的轨道围绕Sgr A* 和波束向地球的概率是非常低的。我们认为，典型的球状星团，如他们所观察到的银河系和周围的今天，可能没有作出任何重大贡献的核集群的质量。星系核团可能是在银河系早期历史…
2020-07-31 astro-ph.GA
