New families in our Solar neighborhood: applying Gaussian Mixture models for objective classification of structures in the Milky Way and in simulations
Farnik Nikakhtar, Robyn E. Sanderson, Andrew Wetzel, Sarah Loebman, Sanjib Sharma, Rachael Beaton, J. Ted Mackereth, Vijith Jacob Poovelil, Gail Zasowski, Ana B… 展开作者
Farnik Nikakhtar, Robyn E. Sanderson, Andrew Wetzel, Sarah Loebman, Sanjib Sharma, Rachael Beaton, J. Ted Mackereth, Vijith Jacob Poovelil, Gail Zasowski, Ana Bonaca, Sarah Martell, Henrik Jonsson, Claude-Andre Faucher-Giguere
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%）。
英文摘要：
The standard picture of galaxy formation motivates the decomposition of the Milky Way into 3--4 stellar populations with distinct kinematic and elemental abundance distributions: the thin disk, thick disk, bulge, and stellar halo. To test this idea, we construct a Gaussian mixture model (GMM) for both simulated and observed stars in the Solar neighborhood, using measured velocities and iron abundances (i.e., an augmented Toomre diagram) as the distributions to be decomposed. We compare results for the Gaia-APOGEE DR16 crossmatch catalog of the Solar neighborhood with those from a suite of synthetic Gaia-APOGEE crossmatches constructed from FIRE-2 cosmological simulations of Milky Way-mass galaxies. We find that in both the synthetic and real data, the best-fit GMM uses five independent components, some of whose properties resemble the standard populations predicted by galaxy formation theory. Two components can be identified unambiguously as the thin disk and another as the halo. However, instead of a single counterpart to the thick disk, there are three intermediate components with different age and alpha abundance distributions (although these data are not used to construct the model). We use decompositions of the synthetic data to show that the classified components indeed correspond to stars with different origins. By analogy with the simulated data, we show that our mixture model of the real Gaia-APOGEE crossmatch distinguishes the following components: (1) a classic thin disk of young stars on circular orbits (46%), (2) thin disk stars heated by interactions with satellites (22%), (3, 4) two components representing the velocity asymmetry of the alpha-enhanced thick disk (27%), and (5) a stellar halo consistent with early, massive accretion (4%).
Evidence for the Third Stellar Population in the Milky Way's Disk
银河系是一个独特的实验室，在那里可以详细测量和分析恒星的性质。特别是，老恒星群中的恒星编码了导致我们银河系形成的机制的信息。在这篇文章中，我们分析了太阳邻域中大量恒星的运动学，空间分布和化学，其中所有主要的银河系成分都得到了很好的代表。我们发现，厚盘包括两个不同的和重叠的恒星星族，具有不同的运动学性质和化学成分。金属弱厚盘（MWTD）包含的金属含量比典型厚盘少两倍，并表现出银河系最古老的恒星星族典型的轻元素富集。MWTD围绕银河系中心的旋转速度约为150 km s^（-1），对应于相对于典型厚盘（约180 km s^（-1））的30 km s ^（-1）的旋转滞后，速度色散为60 km s^（-1）。这个恒星星族可能起源于我们银河系组装早期的矮星系合并，或者它是一个前体盘，形成于银河系内部，并通过棒不稳定性或螺旋臂形成机制带入太阳邻域。
University of Vienna（维也纳大学）；Max-Planck Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；Ludwig-Maximilians-Universität München (LMU)（慕尼黑路德维希-马克西米利安大学）；Deutsches Zentrum für Astrophysik（德国天体物理中心）；Excellence Cluster ORIGINS（ORIGINS卓越集群）
Milky Way thin and thick disk kinematics with GAIA EDR3 and RAVE DR5
利用GAIA DR 3星表对太阳邻域内银河系盘的运动学进行了详细的分析。为了确定银河系恒星盘的局部运动学，我们使用了278，228颗红巨星分支（RGB）恒星的完整样本，这些恒星分布在一个圆柱体中，以太阳为中心，半径为1 kpc，半高为0.5 kpc。我们分别确定每个银河半球的RGB恒星的运动学性质，以寻找可能的不对称性。RGB星的运动学性质揭示了两个运动学上不同的组成部分的存在：薄盘的平均速度${V_R}, {V_ϕ}, {V_Z}$约为-1，-239，0 km s $^{-1}$，速度色散$σ_R, σ_ϕ, σ_Z$为31，20和11 km s $^{-1}$，厚盘的平均速度分量约为+1，-225，0 km s $^{-1}$，速度弥散为49、35和22 km/s $^{-1}$。我们发现，在银道面以上/以下500 pc的高度，厚盘星约占盘星的一半。如此高数量的RGB恒星与厚盘运动学点在长期演化的银河系厚盘的起源场景。
How to Build an Empirical Speed Distribution for Dark Matter in the Solar Neighborhood
Princeton University（普林斯顿大学）；Center for Computational Astrophysics, Flatiron Institute（Flatiron研究所计算天体物理中心）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；The NSF AI Institute for Artificial Intelligence and Fundamental Interactions, Massachusetts Institute of Technology（美国国家科学基金会人工智能基础相互作用AI研究所，麻省理工学院）；Center for Astrophysics, Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森尼天体物理中心）
Dynamics and Morphology of the Milky Way Spiral Arms from the Metallicity Distribution and Radial Mixing
尽管径向迁移在盘星系中是一个普遍存在的过程，但它在恒星盘演化中的意义并不总是通过全球趋势反映出来。然而，还有其他关键的观测数据，如金属丰度分布函数（metallicity distribution function，简写为EAF），可能会在这个问题上有所启发。我们认为，螺旋线的形状不仅告诉我们恒星盘是否经历了径向迁移，而且它还包含了触发它的结构的重要线索。具体来说，螺旋线包含有关螺旋图案的动力学和形态的信息。为了限制螺旋参数，我们在模拟中加入了详细的化学标记;这使我们能够限制银河系螺旋臂的结构参数，以及限制化学演化模型朝向银河系圆盘中心的方法，在那里没有化学模型提供信息。我们还发现，太阳不太可能在其当前的银河系中心位置附近形成，因此将太阳视为太阳附近化学丰度的代表可能是不准确的。我们还表明，银河系的恒星盘，经过动态和化学演变为5 Gyr，保留80%的原始全球金属丰度梯度，尽管遭受了重要的加热和径向迁移，这意味着在一个给定的星系中存在的金属丰度梯度，并不能保证径向混合没有发挥作用，在其演变。
Milky Way Mass Through Escape Velocity Curve from LAMOST K Giants
CAS Key Laboratory of Optical Astronomy, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台光学天文重点实验室）；School of Astronomy and Space Science, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文与空间科学学院）
Detailed Mapping of the Galactic Disk Structure in the Solar Neighborhood through LAMOST K Dwarfs
China West Normal University（西华师范大学）；National Astronomical Observatories, CAS（中国科学院国家天文台）；Institute for Frontiers in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（北京师范大学前沿天体物理研究所）；South-Western Institute for Astronomy Research, Yunnan University（云南大学西南天文研究所）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；School of Astronomy and Space Science, University of the Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文与空间科学学院）
Purple Mountain Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院紫金山天文台）；Joint Institute for VLBI ERIC (JIVE)（甚长基线干涉测量欧洲研究共同体联合研究所）；Leiden University（莱顿大学）；China Three Gorges University（三峡大学）；University of Tasmania（塔斯马尼亚大学）；The University of Western Australia（西澳大学）；University of Science and Technology of China（中国科学技术大学）；Chalmers University of Technology（查尔姆斯理工大学）
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）
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。
