A 500 pc filamentary gas wisp in the disk of the Milky Way
恒星的形成发生在分子气体中。在以前的研究中，分子气体的结构一直是从分子云的角度来研究的，但却忽略了云尺度之外的结构。本文对49.5 ° <l<52.5 °，-5.0km/s <vlsr <17.4km/s的分子气体进行了观测研究。分子气体是以一个巨大的（>= 500 pc）非定常气体的形式存在的。这具有很大的物理范围和~5 km/s的速度色散。银河系气体星云的东部位于银盘上方约130 pc处（相当于1.5-4个e-折叠标度高度），气体星云的总质量大于等于1 × 10^5太阳质量。它由两个分子云和一个膨胀的气泡组成。气泡的速度结构可以解释为受气泡膨胀扰动的平稳静止分量。气体云的长度远远超过了银河系分子盘的厚度，这与气体在分子云形成之前是冷的云形成情景是一致的。恒星形成发生在气泡（G52 L星云）的边缘，这与一些触发恒星形成的模型一致。
2013-10-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Structure of the Milky Way stellar halo out to its outer boundary with blue horizontal-branch stars
我们提出了银河系恒星晕的结构以外的银河系中心距离$r = 50$ kpc的蓝色水平分支（BHB）的恒星跟踪，这是从调查数据中提取的超级Suprime-Cam斯巴鲁战略计划（HSC-SSP）。我们基于$(g,r,i,z)$光度学选择BHB候选者，其中$z$ -带在Paschen系列上，并且涉及$z$ -带的颜色对表面重力敏感。在$r = 50$千秒差距和300千秒差距之间确定了大约450个BHB候选者，其中大多数超出了以前的大型调查，包括斯隆数字巡天。我们发现，在这个范围内的恒星晕的整体结构有子结构，这是特别显着的，在GAMA 15 H和XMM-LSS领域的HSC-SSP。我们发现，恒星晕可以拟合到一个单一的幂律密度轮廓的指数$α\simeq 3.3$（$3.5$）有（没有）这些领域和它的全球轴比是$q \simeq 2.2$（$1.3$）。因此，恒星晕可能受到显著的干扰，并被晕子结构制成长扁形，这可能与人马座流在$r \sim 100$ kpc之外的延伸有关。对于一个破裂的幂律模型，在一个破裂半径的内部和外部允许不同的幂律指数，我们得到了一个陡峭的幂律斜率$α\sim 5$的破裂半径为$\simeq 100$ kpc（$200$ kpc）的情况下（没有）GAMA 15 H和XMM-LSS. $200$ kpc的半径可能与晕边界一样接近（如果存在），尽管需要更大的BHB样本进行进一步…
2018-04-24 astro-ph.GA
Differences in the Physical Properties of Satellite Galaxies within Relaxed and Disturbed Galaxy Groups and Clusters
本文基于Illustris TNG100模拟，按BCG与气体质量中心偏移将大质量暗晕分为弛豫与扰动两类，发现扰动星系团中卫星星系具有更多蓝色恒星形成星系和更高气体可获取性，并揭示并合过程中恒星形成率先增强后抑制的两阶段演化特征。
2025-06-13 astro-ph.GA
Weighing the Galactic disk using phase-space spirals IV. Tests on a three-dimensional galaxy simulation
在这第四篇关于使用相空间螺旋形状来衡量银河系盘的文章中，我们已经在十亿粒子三维N体模拟中测试了我们的方法，该模拟由一个类似银河系的主星系和一个合并的矮卫星组成。这项工作的主要目的是测试我们的模型的基本假设的有效性，即螺旋居住在一个局部静态和垂直可分离的引力势。这些假设可能会在一个受扰的三维盘星系的复杂运动学系统中受到损害;事实上，与这些假设相关的统计不确定性和任何潜在的偏差预计将在这个模拟中被放大，这与银河系不同，因为它受到更强烈的扰动，并且具有相空间螺旋，具有更高的垂直能量。我们从模拟的宿主星系中的不同空间位置构建了44个独立的数据样本。我们的方法对这44个数据样本的垂直重力位产生了准确的结果，误差的无偏分布的标准差为7%。我们还在严重和未知的空间相关选择效应下测试了我们的方法，也获得了稳健的结果;这使其与传统的动态质量测量不同，传统的动态质量测量基于稳态假设，并且对未知或模型不完整性高度敏感。因此，我们将能够对银河系盘中遥远区域进行局部质量测量，否则这将受到复杂且知之甚少的选择效应的影响。
2022-04-11 astro-ph.GA
Resolved mass assembly and star formation in Milky Way Progenitors since $z = 5$ from JWST/CANUCS: From clumps and mergers to well-ordered disks
York University（约克大学）；University of Toronto（多伦多大学）；Faculty of Mathematics and Physics, Jadranska ulica 19, SI-1000 Ljubljana, Slovenia（斯洛文尼亚卢布尔雅那Jadranska街19号数学与物理学院）；Saint Mary's University（圣玛丽大学）；Kyoto University（京都大学）；University of Groningen（格罗宁根大学）；Columbia University（哥伦比亚大学）；Wellesley College（韦尔斯利学院）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）
基于JWST/CANUCS对877个银河系前身星系的分辨研究，发现其质量增长由内而外，早期演化混乱，z=3后趋于盘状。
2025-09-25 astro-ph.GA
How axi-symmetric is the inner HI disc of the Milky Way?
在假设轴对称的条件下，我们模拟了银河系内（R<Rsun）b=0°处HI的分布和运动学。我们拟合线配置文件的实验室21厘米调查使用迭代方法的基础上的切点法。由此产生的模型非常好地再现了HI数据，仅在R<2 kpc时才出现显著差异。这表明，尽管存在着一个禁止势，银河系内部的中性气体分布在一个相当轴对称的圆盘中。
2011-10-10 astro-ph.GA
The dominant epoch of star formation in the Milky Way formed the thick disc
我们报告的第一个强大的测量银河系恒星形成的历史上留下的印记的化学丰度的长寿恒星。银河系厚盘的形成发生在9.0（z~1.5）和12.5 Gyr（z~4.5）前的强烈恒星形成阶段，随后是持续约1 Gyr的下降（z~1.1）。我们的研究结果意味着厚盘的质量与银河系的薄盘一样大，这表明这个组成部分在我们银河系的起源中起着根本性的作用，这在很大程度上还没有被认识到。这一新的图像意味着，在这些时期，必须存在大量的气体来支撑厚圆盘的建设，这与过去二十年化学演化模型所假设的长期下降相矛盾。这些结果使我们能够将银河系与早期宇宙中盘状星系演化的新特征相吻合。
2014-01-08 astro-ph.GA
Discovery of RR Lyrae Stars in the Nuclear Bulge of the Milky Way
银河系的核心，像银河系的核心一样，是恒星密度很高的极端地方，在大多数情况下，拥有一个超大质量黑洞。银河系核心形成的一种假设是原始球状星团的合并（Capuzzo-Dolcetta 1993）。这个模型的一个含义是，这个区域应该拥有在旧银河系球状星团中发现的典型恒星。天琴座RR型星是主要的距离指示星，是古老和贫金属恒星星族的代表，因此经常在球状星团中发现。在这里，我们报告了在银河系中心附近发现的十几颗天琴座RR型恒星，即在银河系所谓的核恒星隆起中。这一发现提供了第一个直接的观测证据，表明银河系核恒星隆起包含古老的恒星（>10 Gyr）。在此基础上，我们得出结论，合并球状星团可能有助于建立在银河系的核恒星隆起的高恒星密度。
2016-10-15 astro-ph.GA
The hunt for the Milky Way's accreted disc
银河系被认为是恒星和暗物质的吸积盘。这是由于大于1：10的大质量合并物被动力摩擦力优先拖向盘平面，然后被潮汐撕碎。吸积盘可能只占银河系薄而厚的恒星盘的一小部分。然而，这是有趣的，因为：（一）它的相关的“暗盘”有重要的意义，希望在实验室中检测到一个暗物质粒子的实验;和（二）存在或不存在这样的光盘约束合并历史的银河系。在这项工作中，我们开发了一个化学动力学模板来寻找吸积盘。我们将我们的模板应用于Ruchti等人（2011）的高分辨率光谱样本，目前没有发现吸积星的证据。我们的结果是一致的，一个安静的银河系没有>1：10合并，因为光盘形成和相应的轻“暗盘”。然而，我们警告说，虽然我们的方法可以鲁棒地识别吸积星，但我们不完整的恒星样本使得明确排除它们更具挑战性。为此需要更大的无偏恒星样本。
2014-07-16 astro-ph.GA
The bursty origin of the Milky Way thick disc
我们研究薄和厚恒星盘的形成在银河系质量的星系使用12个火-2宇宙放大模拟。所有模拟的星系都经历了早期的爆发性恒星形成，过渡到后期的稳定阶段，接近恒定的恒星形成。在稳定阶段晚期形成的恒星在$z=0$有更多的圆形轨道和薄盘状形态，而在爆发阶段出生的恒星有更多的径向轨道和厚盘结构。在$z=0$的厚盘恒星的平均年龄与这个过渡时间密切相关。我们还发现，从爆发到稳定的恒星形成的早期过渡的星系有一个较高的薄盘分数在$z=0$。我们的三个系统在薄盘阶段与LMC大小的卫星有轻微的合并。这些合并会引发短暂的星爆，但不会破坏薄盘，也不会改变恒星形成过渡时间和薄/厚盘属性之间的广泛趋势。如果我们的模拟是宇宙的代表，那么银河系（或M31）的恒星考古学研究提供了一个了解银河系过去恒星形成模式的窗口。目前对银河系厚盘的年龄估计表明，银河系在$\sim$ 6.5 Gyr前从爆发阶段过渡到稳定阶段;在此之前，银河系可能缺乏可识别的薄盘。
2021-03-05 astro-ph.GA
Chemodynamics of the Milky Way and disc formation history: insight from the RAVE and Gaia-ESO surveys
多目标摄谱仪为分析银河系老恒星的化学动力学性质打开了一扇新的窗口。这些分析使我们能够追溯影响银河系演化的内部机制和外部因素，从而了解星系演化的基本方面。在这里，我们提出了最近的结果，从径向速度实验（RAVE）和盖亚-ESO调查。这些巡天以不同的方式探索银河系的性质，包括样本大小和选择、星等范围和光谱分辨率。在这里，我们集中在（i）第一次直接检测的证据径向迁移薄盘内，提供洞察历史的银河系的螺旋结构，和（ii）的化学动力学特征的金属弱厚和薄盘，化学动力学模型仍然有困难在复制。
2016-01-11 astro-ph.GA
Cosmological gas accretion of Milky Way-type galaxies and the build-up of galactic discs
本研究利用Auriga模拟样本分析银河系型星系恒星盘的组装，通过研究气体净吸积随时间和半径的变化，证实了多数星系遵循由内而外的盘增长模式，且晚期无显著外部扰动时能形成稳定星系盘。
2025-04-03 astro-ph.GA
Discovery of a disrupting open cluster far into the Milky Way halo: a recent star formation event in the leading arm of the Magellanic stream?
我们报告发现了一个年轻的（${\rm age} \sim 130~{\rm Myr}$），低质量（$M \sim 1200~{\rm M}_\odot$），贫金属（$[{\rm Fe}/{\rm H}] \sim -1.1$）恒星协会在日心距离$D \approx 29~{\rm kpc}$，把它远远进入银河系晕。在它目前的银河系中心位置$(R, z) \sim (23, 15)~{\rm kpc}$，星协（在天空上）靠近麦哲伦星系发出的气流的前缘，但位于银河系盘另一侧的大麦云（LMC）中心的$\approx 60^\circ$。如果我们假设星系团与HI气体在流中处于同一位置，我们就直接测量到麦哲伦星系流前缘的距离。测得的距离是不一致的流预测从模型的LMC/SMC相互作用和落入银河系不占冲压压力和气体与银河系盘的相互作用。该星团的估计年龄与主臂气体最后一次通过银河系中平面的时间一致，因此我们推测这一恒星形成事件是由其最后一次通过中平面引发的。这个想法的大部分细节仍然是一个谜：麦哲伦流的柱密度很低，银河系盘在这个大半径处的气体密度很低，并且主导臂气体和银河系气体的相对速度很大。无论它是如何形成的，在银河系晕中发现一个年轻的星团为研究提供了一个有趣的机会。这个星系团是单独用盖亚天体测量和测光发现的，但后续的DECam测光对测量它的性质至关重要。
2020-02-05 astro-ph.GA
Signatures of minor mergers in the Milky Way disc I: The SEGUE stellar sample
现在我们知道，微小的合并能够在其宿主星系盘的相空间分布中产生结构。为了在银河系中寻找这样的印记，我们分析了SEGUE F/G矮星和Schuster等人（2006）的恒星样本。我们在这两个完全独立的恒星样本中发现了类似的特征，与银河系小型合并事件的预测一致。接下来，我们将同样的分析应用于人马座矮星系和银河系之间相互作用的高分辨率，理想化的N体模拟。恒星粒子样本在主盘小空间区域内的能量分布揭示了结构随位置的强烈变化。我们发现，与人马座暗物质晕祖先$\lessapprox 10^{11}$ M $_{\odot}$的质量模型的观测结果很好地匹配。因此，我们表明，这种分析可以用来提供前所未有的严格限制人马座的轨道参数，以及放置一个较低的限制其质量。
2012-05-04 astro-ph.GA
The Milky Way's rowdy neighbours: The effects of the Large Magellanic Cloud and Sagittarius Dwarf on the Milky Way Disc
本文通过四个10^9粒子的N-body模拟，研究大麦哲伦云和射手座矮星系对银河系星系盘的独立与综合影响，发现两者作用可分离且重现了观测到的大径向速度波，强调建模时需同时包含两者。
2024-11-14 astro-ph.GA
Reflex motion in the Milky Way stellar halo resulting from the Large Magellanic Cloud infall
本文给出了银河系和大麦云云系统的N体模型的结果，并研究了由于盘重心位移引起的星晕中的运动学反射运动。与以前的研究一致，我们发现，银河系盘可能是以40公里/秒的速度相对于质心之前，大麦云云的陷落。由此产生的反射运动是可见的切向速度的恒星晕作为一个简单的偶极子。的信号是最强的恒星与长的动态时间，可识别的位置-速度数据的恒星与大的远心点，其动态记忆仍然是很好的代表未扰动的银河系潜力。该信号在天空中根据恒星示踪剂的不同而变化，并且可能与盘质心的速度相同，这使得反射运动成为基于恒星流和/或平滑晕示踪剂（例如蓝色水平分支或天琴座RR星）建模的银河系势确定的偏差来源。
2020-02-27 astro-ph.GA
High-resolution absorption spectroscopy of the circumgalactic medium of the Milky Way
在这篇文章中，我们讨论了高分辨率吸收光谱的重要性，我们的分布和物理性质的气体环绕银河系的介质（CGM）的理解。观测和理论研究表明，在低红移星系的气体运动学和极端的多相性质的CGM的高度复杂性。因此，对银河系气体环境的高精度吸收线测量对于探索局部宇宙中环星系气体的基本参数（如质量、化学成分和空间分布）至关重要。我们简要回顾了银河系CGM的重要特征，并讨论了我们对麦哲伦流多波长观测的最新结果。最后，我们讨论了通过寻找类星体光学光谱中极弱的[FeX] l6374.5和[FeIVX] l5302.9吸收来研究银河系CGM的温热相的可能性。
2013-10-16 astro-ph.GA
Simulating the Milky Way bar and bulge with an initially Sérsic disc
本研究通过含 Sérsic 恒星盘与气体盘的孤立星系模拟，验证银河系棒早期形成并增厚为 BP 核球的假说。
2025-07-28 astro-ph.GA
Exploring the Sgr-Milky-Way-disc interaction using high resolution N-body simulations
人马座矮星系与银河系正在进行的合并被认为强烈影响了银河系圆盘的动力学。我们提出了一套13个$N$体模拟，5亿至10亿粒子，模拟人马座矮星系（Sgr）和银河系盘之间的相互作用。为了量化模拟中对盘的结构和动力学的扰动，我们计算了数量不对称性和类太阳邻域体积中的平均垂直速度。我们发现，总体上模拟的趋势与在一个简单的一维相互作用模型中看到的趋势相匹配。我们探讨的影响，改变质量模型的Sgr，轨道运动学的Sgr，银河系晕的质量。我们发现，没有一个模拟匹配的观测垂直扰动使用盖亚数据发布2。在最相似的模拟中，我们发现Sgr的最终质量远远超过了Sgr残骸的观测质量，不对称波长太大，不对称形状与过去的$z \approx 0.7$ kpc不匹配。因此，我们的结论是，我们的模拟支持的结论是，Sgr单独不能造成所观察到的太阳附近的扰动。
2022-03-11 astro-ph.GA
Detection of the Milky Way reflex motion due to the Large Magellanic Cloud infall
大麦云云是银河系中质量最大的卫星星系，估计质量超过银河系质量的十分之一。大麦云云以每秒327公里的惊人速度掠过银河系，刚刚经过它最接近的地方约50千秒差距，它可以通过多种方式影响我们的银河系，包括将银河系圆盘从银河系质心上移开。在这里，我们报告的证据表明，银河系盘是移动相对于恒星示踪剂在外晕（$40<r<120$ kpc）在$v_{\rm travel}=32^{+4}_{-4}$公里/秒，在方向$(\ell,b)_{\rm apex}=(56^{+9}_{-9},-34^{+10}_{-9})$度，这在LMC轨迹上的一个较早的位置点。由此产生的反射运动检测外晕星和银河系卫星星系的运动学与准确的距离，自行和视线速度。我们的研究结果表明，我们的银河系的动力学模型不能忽略引力扰动引起的大麦云云的下降，也不能在一个参考系，不正确的光盘反射运动的恒星晕的观测处理。未来对恒星晕的光谱调查与盖亚天体测量相结合，将允许对横跨银河系的大麦云云轨迹进行复杂的建模，以前所未有的细节限制两个星系中的暗物质分布。
2020-11-20 astro-ph.GA
Smooth kinematic and metallicity gradients reveal that the Milky Way's nuclear star cluster and disc might be part of the same structure
本研究利用测光、自行和光谱星表分析银河系中心核星团与核盘恒星，发现平滑的运动学和金属丰度梯度及双峰金属丰度分布，表明二者可能同属一个连续结构。
2023-10-27 astro-ph.GA
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
The Gaia-ESO Survey: a quiescent Milky Way with no significant dark/stellar accreted disc
根据我们目前的宇宙学模型，像银河系这样的星系在其一生中预计会经历多次合并。最大质量的合并星系将被拖向盘平面，将恒星和暗物质沉积到吸积盘结构中。在这项工作中，我们利用Ruchti等人开发的化学动力学模板来寻找吸积星。我们将该模板应用于Gaia-ESO光谱巡天第三次内部数据发布中的4，675颗恒星样本。我们发现吸积晕星的一个重要组成部分，但没有发现吸积盘组件的证据。这表明，银河系的合并历史相当平静，因为它的圆盘形成于大约80 - 100亿年前，因此没有明显的暗物质圆盘。
2015-04-09 astro-ph.GA
The epoch of the Milky Way's bar formation: dynamical modelling of Mira variables in the nuclear stellar disc
本文通过对银河系核恒星盘中 Mira 变星自行进行动力学建模，并利用周期—年龄关系推断核恒星盘约在80亿年前形成，从而表明银河系棒形成时间较早。
2023-10-31 astro-ph.GA
Young stars discovered in dwarf spheroidal galaxies confirm their recent infall into the Milky way
本研究依托Gaia卫星和VLT的观测，在银河系周边矮椭球星系中发现0.5-2Gyr的年轻恒星，证实这些星系近期才落入银晕，颠覆了对其动力学、质量与暗物质含量的原有认知。
2025-05-20 astro-ph.GA
Are the Milky Way and Andromeda unusual? A comparison with Milky Way and Andromeda Analogs
我们的银河系为星系演化模型提供了一个独特的测试案例，这要归功于我们在银河系圆盘中的特殊位置。这个位置也使银河系和外部星系之间的比较变得复杂，因为我们无法从外部的角度观察银河系。银河系类似星系为我们提供了一个机会，通过提供我们缺乏的外部视角来弥合这一鸿沟。然而，过于精确的“模拟”定义产生很少或没有星系，因此了解哪些选择标准产生最有意义的模拟样本至关重要。为了解决这个问题，我们比较了使用不同标准选择的银河系类似物的互补样本的属性。我们发现银河系在1 $σ$的类似物在恒星形成率和膨胀总比在大多数情况下，但我们发现银河系和它的类似物之间的较大的偏移盘尺度长度，这表明，规模的长度必须包括在模拟选择除了其他标准，如果最准确的类似物被选中。我们还将我们的方法应用于邻近的仙女座星系。我们发现类似物选择的基础上强大的形态特征，显示更高的恒星形成率比仙女座，我们还发现类似物选择仙女座的恒星形成率过度预测仙女座的隆起程度。这表明在选择最严格的仙女座类似物时，应该考虑结构和恒星形成率。
2020-10-12 astro-ph.GA
Discovery of a very hot phase of the Milky Way CGM with non-solar abundance ratios
我们提出了一个非常热的气相的银河系环星系介质（CGM）在T $\approx 10^7$ K的发现，使用深XMM牛顿RGS观测1 ES 1553+113。与T $\approx 10^6$ K处的温热相共存的热气体是$α-$增强的，[O/Fe] = 0.9 $^{+0.7}_{-0.3}$，表明核心塌陷超新星富集。此外，我们还发现[Ne/O]和[N/O] = $0.7^{+1.6}_{-0.2}$，使得N/Ne与太阳能一致。随着AGB星和核心坍缩超新星的富集，这表明一些氧气已经耗尽到尘埃和/或转变为较冷的气相。这些结果可能会影响以前的重子和金属质量估计的暖热和热CGM的观测的氧排放和吸收。我们的研究结果提供了关于银河系CGM的加热，混合和化学富集的见解，并为星系演化的理论模型提供了输入。
2019-10-22 astro-ph.GA
4MOST Consortium Survey 3: Milky Way Disc and Bulge Low-Resolution Survey (4MIDABLE-LR)
银河系的形成和演化机制被编码在其恒星的轨道，化学和年龄中。通过4 MOST MILKY WAY Disk And BuLgE低分辨率巡天（4 MIDABLE-LR），我们的目标是研究银河系盘和凸起区域的运动学和化学子结构，其样本的大小前所未有，比单独使用盖亚或任何其他正在进行或计划中的巡天更大的距离和更高的精度。盖亚为我们提供了几乎完全基于视差和星等范围进行目标选择的独特机会，从而提高了利用定义明确和有效的选择函数对更大的银河系体积进行采样的效率。我们的主要目标是提供一个详细的时间-化学-运动学扩展的银河系地图和最大的盖亚随访到$G = 19$等（织女星）。盘组件的复杂性质（例如，银河系凸起和盘区域的大目标密度和高度结构化的消光分布）促使我们制定了一项调查策略，其中有五个主要的子调查，这些调查旨在回答关于我们银河系组装和演化的尚未解决的问题，同时充分利用盖亚数据。
2019-04-01 astro-ph.GA
Kinematics beats dust: unveiling nested substructure in the perturbed outer disc of the Milky Way
我们使用$Gaia$ eDR 3数据和传统的光谱调查，以绘制银河系盘子结构朝向银河系的Anticenter在日心距离$d\geq10\,\rm{kpc}$。我们报告发现了多个以前未被发现的新的细丝嵌入外盘在高度膨胀的地区。在这些密度过高的恒星有距离梯度，预计光盘材料和磁盘一样的轨道上移动与$v_ϕ\sim170-230\,\rm{km\,s^{-1}}$，显示出小的能量扩散。这种形态与静止生长的银河系薄盘相矛盾。其中一些结构被解释为受激的外盘物质，由卫星撞击产生，目前正在进行相位混合（“羽毛”）。由于外盘区域的时间尺度较长，这些结构可以在几个陀螺仪上保持位形空间的相干性。然而，我们注意到，这些结构中的一些也可能是从太阳位置投影中看到的扰动盘中的褶皱。一个完整的6D相空间特征和年龄测定这些结构应该有助于区分这两种可能的形态。
2021-03-23 astro-ph.GA
Modelling the chemical evolution of the Milky Way
在这篇评论中，我将讨论银河系的模型结果和观测数据之间的比较，这些模型的预测能力以及它们的局限性。这样的比较，被称为银河系考古学，使我们能够对恒星核合成和各种银河系成分（晕，凸起，厚盘和薄盘）形成的时间尺度施加限制。
2021-06-24 astro-ph.GA
The AMBRE Project: r-process elements in the Milky Way thin and thick discs
中子俘获元素在银河系圆盘中的化学演化仍然是一个有争议的问题。我们的目标是了解银河系盘中r过程元素的化学演化。我们专注于三个纯的r过程元素Eu，Gd和Dy。使用ESO档案中的高分辨率FEROS，HARPS和UVES光谱，我们对6500颗FGK银河系恒星进行了均匀分析，这要归功于自动优化管道GAUGUIN。我们呈现出Ba（5057颗恒星），Eu（6268颗恒星），Gd（5431颗恒星）和Dy（5479颗恒星）的丰度。我们的化学特性薄和厚光盘，和金属丰富的阿尔法丰富的人口。我们发现，[Eu/Fe]比遵循一个连续的序列从薄盘厚盘作为金属丰度的函数。在厚盘星中，[Eu/Ba]比值被发现是恒定的，而[Gd/Ba]和[Dy/Ba]比值作为金属丰度的函数而减小。这些观察清楚地表明了Eu和Gd-Dy之间厚盘中不同的核合成历史。我们还发现富α金属的恒星也富含r过程元素（像厚盘星），但它们的[Ba/Fe]与厚盘星有很大的不同。最后，我们发现[r/α]比值随金属丰度的增加而减小，表明不同性质的超新星对r过程元素和α元素的合成贡献可能不同。我们提供了[Ba/Fe]和[Eu/Fe]的平均丰度趋势，分散度相当小，并首次为[Gd/Fe]和[Dy/Fe]。这些数据可能有助于限制银河系r-和s-过程元素的化学演化模型和大质量恒星的产额。如果我们想将观测结果与银河系化学演化模型进行定量比较，那么现在将中子星或黑洞合并的…
2018-09-21 astro-ph.GA
Characterizing epochs of star formation across the Milky Way disc using age-metallicity distributions of GALAH stars
我们根据GALAH DR 3和Gaia EDR 3的数据提供了银河系盘中关闭恒星的年龄和金属丰度的详细地图。从这张地图中，我们确定了以前未检测到的功能的年龄金属丰度分布的盘星，并解释这些结果表明银河系的三个阶段的形成历史。在第一阶段，内部盘星沿着单一的年龄-金属丰度序列形成，并且今天运动学上是热的。这一阶段的结束标志着在10 Gyr前的内部椎间盘年龄分布的局部最小值。此时，我们发现恒星星族的α元素丰度从高到低，垂直速度色散从高到低。在第二阶段，恒星在盘上形成，金属量向外减少。在这一阶段，内盘星形成于超太阳金属岩，延续了早期年龄-金属丰度关系，而外盘星开始形成时金属丰度至少低0.5 dex。最后，第三阶段是与最近爆发的恒星形成在当地的磁盘标记的年龄金属丰度分布4至6 Gyr前的本地最小值。未来观测到的年龄-金属丰度分布与模拟星系之间的定量比较可能有助于限制驱动每个恒星形成阶段的过程。
2021-12-15 astro-ph.GA
The structure of the Milky Way based on unWISE 3.4$μ$m integrated photometry
我们提出了一个详细的分析银河系结构使用unWISE宽视场图像在$3.4μ$ m。我们执行一个3D光度分解的银河系考虑到i）的投影的银河系的天球和ii），观察者位于银河系内的太阳半径。我们考虑了一个大的光度模型，从一个纯光盘模型开始，并结束与一个复杂的模型，其中包括薄和厚的光盘加上一个盒子花生状的凸起。在我们最终的模型中，我们结合了许多观测到的银河系的特征，如盘的耀斑和翘曲，在平面上的几个超密度，和尘埃消光。通过对一个类银河星系的N体模拟，得到了具有相应X形结构的星系核球模型。这使我们能够检索上述恒星成分的参数，估计它们对银河系总光度的贡献，并限制酒吧的位置角。在我们的模型中，厚盘的质量估计为薄盘的0.4-1.3。我们的分解的结果可以直接与通过多组分光度分解获得的外部星系的结果进行比较。
2021-08-23 astro-ph.GA
Discovery of rotation axis alignments in Milky Way globular clusters
近年来越来越多的观测结果表明，某些球状星团在绕银河系中心运行的轨道上表现出内旋现象。基于这些发现，我们寻找球状星团的轨道相对于银河系平面的倾角与它们的自转倾角之间的任何关系。我们发现相对倾角，在旋转轴倾角-轨道轴倾角的意义上，是球状星团轨道倾角的函数。旋转轴和轨道轴对准，倾角为~ 56度，而旋转轴倾角远离轨道倾角，在~ 20度和-20度之间，后者从0度增加到90度。我们进一步研究了这种线性关系的起源，发现与球状星团轨道的半长轴和偏心率无关，也与内部旋转强度、球状星团的大小、实际质量和潮汐扰动质量、半质量弛豫时间等无关。揭示的关系将影响到球状星团内旋转的数值模拟的发展，我们对球状星团与银河系引力场的相互作用的理解，并对观测活动，以增加研究的球状星团检测到内旋转的数量。
2020-06-11 astro-ph.GA
The age-metallicity structure of the Milky Way disc with APOGEE
结合大量盘星的化学成分、年龄和相空间信息，是追溯银河系盘星形成和质量聚集历史的最佳途径。随着对银河系恒星星族的大规模调查的出现，这些数据已经变得可用，并可用于对复杂的星系形成模型提出限制。我们使用SDSS-III/APOGEE数据导出银河系盘中恒星密度作为年龄、[Fe/H]和$\mathrm{[α/Fe]}$的函数的第一个详细的3D地图。我们讨论了我们的研究结果的形成和演化的光盘，提出了新的限制光盘的结构参数，恒星径向迁移和它的连接与光盘耀斑。我们还讨论了我们的研究结果如何约束内向外形成的光盘，并确定在太阳半径的单年龄，单[Fe/H]人口的表面质量密度的贡献。
2017-08-17 astro-ph.GA
Vertical density waves in the Milky Way disc induced by the Sagittarius Dwarf Galaxy
最近，Widrow和合作者宣布在银河系盘中发现了垂直密度波。在这里，我们调查的情况下，这些波引起的人马座矮星系，因为它通过银河系暴跌。使用数值模拟，我们发现，人马座的影响产生南北不对称性和垂直波动的行为，定性地同意所观察到的。垂直模式可以径向穿透到光盘的程度，以及它们的振幅，取决于扰动卫星的质量。我们表明，光盘的平均高度预计在径向上比在方位角方向上更迅速地变化。如果所观察到的垂直密度不对称确实是由垂直振荡引起的，我们预测的平均垂直速度的径向和方位角的变化，与空间结构相关。这些变化的幅度可达8 km/s。
2012-11-26 astro-ph.GA
Spiral arms and the angular momentum gap in Milky Way Cepheids
银河系外盘中经典造父变星的角动量分布是双峰的，在$L_\mathrm{gap}=2950\,\mathrm{km}\,\mathrm{s}^{-1}\,\mathrm{kpc}$处有一个间隙，对应于$R=13\,\mathrm{kpc}$，而在盘星的总体中没有发现类似的特征。我们发现，在同一方位角的多个旋臂段中的恒星形成导致了这种多模态，这种多模态很快就会消失，并且只在年轻恒星中出现。与其他解释不同，例如与银河棒的1：1轨道共振，这也解释了在$L_\mathrm{gap}$观测到的恒星翘曲的陡峭化，因为相邻的螺旋臂代表了翘曲气体盘的不同部分。在这种情况下，观测到的差距显然只存在于年轻的恒星中，而大多数纯粹的恒星动力学起源会影响所有的盘星，包括较老的盘星。
2022-10-21 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
A new resonance-like feature in the outer disc of the Milky Way
现代天体测量和光谱测量揭示了银河系中恒星相空间的丰富结构，并有共振特征和非平衡过程的证据。利用盖亚的第三次数据发布，我们提出了银河系外盘中一个新的类似共振的特征的证据。这一特征在年轻的经典造父变星的角动量分布中最为明显，我们可以在银河系圆盘的大部分区域得出精确的距离。然后，我们使用更大的红巨星样本以及超过3100万颗具有光谱视线速度测量的恒星的汇编列表来搜索外盘中的类似特征。虽然在这两个较老的样本中不太明显，但恒星在作用组态空间中的分布表明，共振特征也存在于这里。在动作配置空间的功能的位置表明，新功能可能与银河酒吧，但其他可能性进行了讨论。
2023-01-20 astro-ph.GA
Gas Accretion onto the Milky Way
银河系被大量的气态物质包围着，这些气态物质在宇宙时间尺度上缓慢地被吸积，以支持盘中的恒星形成。相应的气体吸积率代表了银河系过去、现在和未来演化的一个关键参数。在这篇文章中，我讨论了我们目前的理解气体吸积过程中的星系回顾过去和最近的观测和理论研究。本文的第一部分讨论了银河系晕中不同气相的空间分布、气体的起源及其总质量。第二部分讨论了气体动力学和调节气体从外星系晕流向星系盘的物理过程。根据最近的研究，银河系目前的气体吸积速率是每年几个太阳质量，这足以维持银河系的恒星形成速率在目前的水平。
2016-12-01 astro-ph.GA
Fountain-driven gas accretion by the Milky Way
在恒星形成盘星系中，如银河系，为了维持恒星形成速率，必须以~ 1 M_{sun} yr^{-1}的速率吸积新鲜气体。在这项工作中，我们提出了一个新的流体动力学模拟的结果支持的情况下，恒星形成所需的气体是从热日冕，围绕恒星形成盘。特别是，这种热气体的冷却及其在盘上的吸积是由冷的星系喷泉云通过日冕引起的。
2011-10-17 astro-ph.GA
Radial Mixing due to Spiral-Bar Resonance Overlap: Implications to the Milky Way
我们最近发现了一种以前未知的径向迁移机制，这种机制是由星系盘中螺旋共振和棒共振的重叠造成的（Minchev & Famaey 2010，Minchev et al. 2010）。这种新机制比瞬时螺旋混合更有效，它的存在在所有棒星系中是不可避免的，比如我们的银河系。其结果是盘中金属丰度梯度的强烈平坦化，扩展的盘轮廓，以及厚盘成分的形成，所有这些都发生在只有几个Gyr中。这个时间尺度比先前预期的要短得多，因此可以对银河系棒和螺旋结构的寿命，强度和模式速度施加强有力的限制。
2010-09-26 astro-ph.GA
Distribution functions for the Milky Way
本文讨论了银盘的解析分布函数。的DF依赖于动作变量和他们的预测可观察到的数量进行了探讨的假设下，垂直于银河系平面的运动是在平面内的运动过程中的几何不变。一个有前途的家庭的DF定义，有几个可调参数。通过调整这些参数来确定标准DF，以优化太阳上方柱中恒星密度的拟合，以及附近恒星和太阳上方约1 kpc恒星的速度分布。最佳参数意味着一个径向结构的光盘，这是一致的光度研究银河系和类似的星系，和光盘的光度的20%来自厚盘。拟合结果表明，太阳特有速度的V分量值应该从5.2 km/s向上修正到~11 km/s。有人认为，标准的DF提供了一个更可靠的方法来划分太阳附近的恒星成成员的薄和厚盘比目前使用的。标准的DF提供了对从太阳任何距离观测到的恒星的预测。预计这里讨论的类型的DF将提供有用的起点，更复杂的化学动力学模型的银河系。
2009-10-08 astro-ph.GA
On the scale-height of the molecular gas disc in Milky Way-like galaxies
利用动网格程序Arepo模拟了一个类银河星系，研究了分子气体盘的尺度高度与分子星际介质湍流速度色散之间的关系.我们发现，分子气体的垂直分布可以用高斯函数描述，具有统一的标度高度~50 pc。我们调查是否这个规模的高度是一致的重力和湍流压力之间的流体静力平衡的状态。我们发现，流体静力学预测使用的总湍流速度色散（如一个将测量从千磅级的观测）给出了一个高估的真实分子盘的尺度高度。使用离散的巨大分子云的质心之间的速度色散（云-云速度色散）的流体静力学预测导致更准确的估计。局部增强的引力场提高了分子云内部的速度色散。我们的研究结果表明，分子气体的观测需要达到单个分子云的尺度，以准确地确定分子盘的尺度高度。
2022-06-29 astro-ph.GA
NGC 6822 as a probe of dwarf galactic evolution
NGC 6822是距离银河系最近的孤立矮不规则星系。它的接近度和恒星质量（$10^8 M_\odot$，对于矮星系来说很大）允许对其运动学特性进行详细的研究。星系中心的红巨星分支（RGB）恒星特别有趣，因为它们在垂直于星系更扩展的HI盘的轴上排列。我们使用凯克DEIMOS的光谱检测到RGB种群之间的速度梯度。该旋转与HI盘对齐，但是旋转的方向是围绕中心RGB群体的主轴。我们测量了五个金属丰度箱中RGB种群的旋转速度（$v$）和速度色散（$σ$）。我们发现随着金属丰度的增加，旋转支持（$v/σ$）增加，主要是由分散度降低驱动的。通过NGC 6822的HI速度曲线将观测到的恒星运动学与位置联系起来，我们还推导出在$-0.5$ ~kpc/dex处低金属量恒星的径向距离增加。虽然倒置的金属丰度梯度可以被解释为由外向内形成的证据，但它可能表明恒星反馈随着时间的推移扰乱了中心恒星形成的星系。
2020-09-09 astro-ph.GA
Popping star clusters as building blocks of the Milky Way Thick Disc
人们普遍认为，星团的恒星形成效率很低。随着大质量恒星的星风开始，或者当第一颗超新星爆发时，残留的气体被赶出嵌入的星团。由于这一事实，大量的恒星（如果不是全部的话）变得不受束缚，并分散在星系的引力势中。在这种背景下，Kroupa（2002）提出了增厚的银河系盘出现的新机制。大质量星团将运动学上的热成分添加到银河系场的种群中，以这种方式建立起银河系厚盘。在这项工作中，我们执行，第一次，数值模拟，以调查这种情况下形成的银河系的星系盘。我们发现，一个显着的运动学热人口的恒星可能会被注入到磁盘的星系，这样一个厚盘出现。对于MW来说，形成厚盘的星团的质量一定在10^6 Msol左右。
2011-03-28 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
VINTERGATAN I: The origins of chemically, kinematically and structurally distinct discs in a simulated Milky Way-mass galaxy
对银河系恒星的光谱调查揭示了编码其历史的空间，化学和运动学结构。在这项工作中，我们研究它们的起源使用宇宙学变焦模拟，VINTERGATAN，银河系质量盘星系。我们发现，在连接到$z\sim 1.5$的最后一次重大合并，宇宙吸积导致快速形成的外部，金属贫乏，低[ $α$ /Fe]气体盘周围的内部，金属丰富的星系包含旧的高-[ $α$ /Fe]恒星。该事件导致[ $α$ /Fe]在[Fe/H]范围内呈现双峰。详细分析了自$z\sim 1$以来星系的演化。我们展示了由内而外的生长塑造径向表面密度和金属丰度分布的方式，以及径向迁移如何优先将恒星从内盘迁移到外盘。长期盘加热被发现引起增加的速度色散和scaleheights与恒星年龄，这与光盘耀斑一起解释了在银河系中观察到的几个趋势，包括较浅的径向[Fe/H]-配置文件以上的中平面。我们展示了星系形成的情况下印记之间的非平凡的映射结构协会（即厚和薄盘），速度色散，$α$ -增强，和年龄的恒星，例如，最贫金属的低-[ $α$ /Fe]序列中的恒星被发现有一个scaleheight老高-[ $α$ /Fe]星。最后，我们说明了如何在低空间分辨率，相当于星系的厚度，建议的路径不同的序列在[ $α$ /Fe]-[Fe/H]不能被捕获。
2020-06-12 astro-ph.GA
A direct measurement of the tilting rate of the Milky Way disc
Universidad de La Laguna（拉各拉纳加大学）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理研究所）；Université de Strasbourg（斯特拉斯堡大学）
利用盖亚DR3中1.1亿颗恒星的垂直自行，首次直接测量银河系盘倾斜速率为14±2度/吉年，并推断其源于约80-100亿年前的一次重大并合事件，为盘星系组装历史提供新探针。
2026-09-09 astro-ph.GA
Gas accretion onto the disc of a simulated Milky Way-mass galaxy
在星系形成和演化的标准范式中，星系的重子成分是由暗物质晕内气体的坍缩和凝聚形成的，后来又由气态物质的持续吸积而成长，既有扩散形式的，也有与其他系统合并的。在第一个阶段的快速和暴力的晕增长，气体解决成旋转支撑的结构，最终导致形成恒星盘。恒星演化并将经过化学处理的气体和能量返回到星际介质，主要是通过II型超新星爆炸。在圆盘区域，宇宙学上的气体吸积与超新星产生的外流结合，影响圆盘的流体动力学和结构特性，并产生垂直和径向的气体流动。在这项工作中，我们使用模拟御夫座项目，一套磁流体动力学，放大宇宙学模拟银河系般的星系，研究气体吸积到光盘的时间和径向依赖性。我们还研究了盘的演化，重点是由内而外的盘形成的情况下，这是化学演化模型的银河系的基本假设之一。
2021-06-11 astro-ph.GA
Deciphering the Milky Way disc formation time encrypted in the bar chrono-kinematics
提出利用内部银河系Mira变星时序运动学特征约束银河系盘形成时间的新方法，发现周期短于190天的变星失去棒运动学印记，据此将盘自旋加速时期限定为年轻于约11-12 Gyr。
2024-12-18 astro-ph.GA
The chemical evolution of the Milky Way
我们将讨论一些关于我们的银河系化学演化的重点。首先，我们将描述建立银河系化学演化模型所需的主要成分。然后，我们将举例说明一些银河系模型，其中包括详细的恒星核合成和计算大量的化学元素，包括C，N，O，$α$ -元素，Fe和更重的演化。主要的可观测量，特别是恒星和气体中的化学丰度将被考虑。比较理论观察将遵循，最后将得出一些结论，从这种天体考古学的方法。
2017-05-26 astro-ph.GA
The morphology of the Milky Way - II. Reconstructing CO maps from disc galaxies with live stellar distributions
银河系的臂结构仍然是一个未知数，我们在银河系圆盘内的位置阻碍了观测研究。在这里介绍的工作中，我们使用平滑粒子流体动力学（SPH）和辐射转移，以创建合成的湍流速度观测。我们的目标是通过将合成的光速图与观测到的光速图进行比较，来逆向设计一个自上而下的银河系地图。我们设置了一个N体粒子系统来表示圆盘和凸起，从而可以动态创建螺旋特征。星际气体和分子含量是随着恒星系统演化的。一个3D-辐射转移代码，然后使用比较的模型观测数据。由此产生的模型显示臂的功能，是一个很好的复制许多观测到的银河系的发射结构。然而，这些手臂是动态和瞬态的，允许广泛的形态不可能与标准密度波理论。最佳拟合模型是一个更好的匹配比以前的工作，使用固定电位。他们倾向于一个四臂模型，俯仰角大约为20度，尽管模式速度随着银河半径的增加而降低。然而，缺乏内部的酒吧，这似乎需要完全复制中央分子区。
2015-03-18 astro-ph.GA
The Global Escape Velocity Profile and Virial Mass Estimate of The Milky Way Galaxy from Gaia Observations
盖亚超高速星（HVS）的运动学观测结果支持本地逃逸速度约为700 km/s，比传统估计高出近40%。结合HVS和矮星系的卫星数据显示，银河系的全球逃逸速度曲线平滑地追踪了从中央棒到最遥远的卫星星系的连续开普勒下降。我们揭示了一个强大的上界重子质量差异（最大相对加速度）维里定理，并获得了一个基本的和普遍的质量差异-加速度关系维里化紧凑的宇宙对象。
2022-10-15 astro-ph.GA
