Spatial Variations of Stellar Elemental Abundances in FIRE Simulations of Milky Way-Mass Galaxies: Patterns Today Mostly Reflect Those at Formation
本文利用FIRE-2模拟分析银河系质量星系中恒星金属丰度的径向、垂直和方位角空间变化，发现今天的空间模式主要继承自恒星形成时期，诞生后的恒星再分布仅起次要作用。
2024-02-27 astro-ph.GA
The birth of the Milky Way as uncovered by accurate stellar ages with Gaia
了解星系一生中形成的恒星的年龄是了解其形成和演化的基础。然而，恒星年龄很难获得，因为它们无法通过观测来测量，需要与恒星模型（Soderblom 2010）进行比较。另外，年龄分布可以通过颜色-星等图拟合（Gallart et al. 2005）得到，到目前为止主要用于研究附近的星系。从盖亚任务到个别银河系恒星的新距离（Brown et al. 2018）使我们能够使用这种技术从厚盘色星等图和运动学热局部晕的神秘的双序列色星等图中推导出年龄（Babusiaux et al. 2018），其中蓝色序列与重大吸积事件有关（Haywood et al. 2018，Helmi et al. 2018）。由于缺乏准确的年龄，合并的时间及其对银河系早期演化的作用仍然不清楚。我们发现，在这两个晕序列中的恒星具有相同的年龄分布，并且比大部分厚盘星更老。10 Gyr前切割的尖锐晕年龄可以与盖亚-土卫二的吸积相确定。随着星系形成的最先进的宇宙学模拟（布鲁克等人，2012），这些强大的年龄使我们能够对塑造我们银河系的早期事件序列进行排序，确定红色序列是银河系祖先中形成的第一批恒星，由于其运动学，可以被描述为长期寻找的原位晕。
2019-07-29 astro-ph.GA
Measuring Radial Orbit Migration in the Milky Way Disk
我们开发和应用一个模型来量化银河系盘中恒星之间的径向轨道迁移的全球效率。这个模型参数化可能的恒星形成和富集的历史，径向出生配置文件，并将它们与一个迁移模型相结合，该模型通过高斯概率将现今的轨道半径与出生半径联系起来，随着年龄的增加$τ$扩展为$σ_\mathrm{RM8}~\sqrt{τ/8{~\mathrm{Gyr}}}$。在观测的指导下，我们假设恒星在给定的半径上具有最初紧密的年龄-金属丰度关系，随后被径向轨道迁移扰乱，从而提供了对径向轨道迁移强度$σ_\mathrm{RM8}$的直接观测约束。我们用MCMC模型拟合观测到的低$α$红色团簇星的年龄-金属丰度分布，银心半径在5和14 kpc之间，从APOGEE DR 12，回避复杂的空间选择功能和占相当大的年龄不确定性。这个简单的模型再现了观测到的数据，我们发现一个全球性的（在半径和时间）径向轨道迁移效率在银河系的$σ_\mathrm{RM8}=3.6\pm 0.1$千秒差距边缘化时，在所有其他模型方面。这表明银河系主盘的径向轨道迁移确实相当强，与理论预期一致：恒星在盘的年龄内迁移大约半个质量半径。该模型发现太阳的诞生半径为$\sim 5.2$ kpc。如果这种强烈的径向轨道迁移是典型的，这一机制确实发挥了重要作用，在设置盘星系的结构规则性。
2018-05-23 astro-ph.GA
The evolution of the Sun's birth cluster and the search for the solar siblings with Gaia
我们使用自洽的数值模拟的演化和破坏的太阳的诞生集群在银河系的潜力，调查当今的相空间分布的太阳的兄弟姐妹。模拟包括星系团内的引力N体力和恒星演化对星系团人口的影响。此外，由于银河系潜力的引力占在一个自洽的方式。我们的目标是了解如何从盖亚任务的天体测量和径向速度数据可以用来预选太阳兄弟候选人。我们改变太阳诞生星团的初始条件，以及银河系的潜力参数。我们表明，集群的中断时间尺度是不敏感的银河系模型的非轴对称组件的细节，我们作出预测，平均在不同的模拟的可能性，太阳兄弟姐妹的数量，应该出现在调查，如盖亚或GALAH。我们发现了大量的各种各样的太阳兄弟姐妹，这取决于集群的初始条件和银河系模型参数的相空间分布。我们发现，尽管如此强大的预测，可以作出有关的位置的太阳兄弟姐妹在空间中的视差（$\varpi$），自行（$μ$）和径向速度（$V_\mathrm{r}$）。通过计算模拟的太阳兄弟星数目与模型银盘中恒星数目的比值，我们发现这个比值在以下区域大于0.5：$\varpi \geq 5$ mas，$4 \leq μ\leq 6$ masyr $^{-1}$，和$-2\leq V_\mathrm{r} \leq 0$ kms $^{-1}$ .从这个区域选择恒星应该会增加通过后续观测成功识别太阳兄弟姐妹的可能性。
2016-01-04 astro-ph.GA
Metal-Poor Stars in the Milky Way System
本文综述银河系中贫金属星的研究，指出其低金属丰度保留了早期宇宙化学印记，并强调大样本贫金属星可用于重建核合成、化学演化及银河系形成历史。
2024-11-23 astro-ph.GA
Hot or Cold? Radial Redistribution of Stars in FIRE Simulations of Milky Way-Mass Galaxies and the Asymmetry of Inward versus Outward Migrators
University of California, Davis（加州大学戴维斯分校）；Harvey Mudd College（哈维穆德学院）；University of California, Merced（加州大学默塞德分校）；University of Arizona（亚利桑那大学）
利用FIRE宇宙学模拟研究恒星径向再分布中的动力学加热，发现向外迁移恒星偏心度变化小，向内迁移恒星几乎总是被加热，冷扭矩比例随年龄下降且一般低于50%。
2026-07-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Exploring the Sun's birth radius and the distribution of planet building blocks in the Milky Way galaxy: A multi-zone Galactic chemical evolution approach
本研究利用多区域星系化学演化模型，揭示太阳诞生于银河系内盘约5千秒差距处，并预测内盘区域行星构建块具有更高凝聚质量分数和铁硅比、更低水质量分数，影响太阳系结构与宜居性。
2023-10-16 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Radial redistribution of stellar orbits in FIRE simulations of Milky-Way-mass galaxies
University of California, Davis（加州大学戴维斯分校）；University of California, Merced（加州大学默塞德分校）；Pomona College（波莫纳学院）
研究通过FIRE-2模拟探讨恒星轨道在出生后径向迁移的变化，发现年轻恒星轨道参数下降，而年长恒星则上升，且径向再分布的散度随年龄增加后趋于饱和。
2026-05-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical clocks and their time zones: understanding the [s/Mg]--age relation with birth radii
本研究通过分析不同诞生半径的恒星样本，发现化学钟的年龄-[s/Mg]关系非普适性源于诞生半径的影响，结合化学演化模型指出需数据驱动的核合成产额，为理解银河系化学演化提供新视角。
2023-07-20 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
The chemodynamical memory of a major merger in a NIHAO-UHD Milky Way analogue -- I. A golden thread through time and space
Australian National University（澳大利亚国立大学）；Universität Heidelberg（海德堡大学）；Universitá degli Studi di Firenze（佛罗伦萨大学）；The Observatories of the Carnegie Institution for Science（卡内基科学研究所天文台）；Northwestern University（西北大学）；New Mexico State University（新墨西哥州立大学）；University of Cambridge（剑桥大学）
通过高分辨率宇宙学模拟，研究银河系最后一次重大并合中吸积恒星的化学动力学记忆，发现恒星出生位置与轨道能量及化学丰度相关，并测量了金属丰度梯度，揭示了并合后内部结构的可重建性及当前选择方法的偏差。
2026-06-05 astro-ph.GA
Unveiling the time evolution of chemical abundances across the Milky Way disk with APOGEE
该研究基于 APOGEE DR17 红巨星的年龄、金属度和诞生半径，重建银河系盘 120 亿年化学丰度演化，发现三次金属度梯度波动并约束盘化学演化模型。
2023-05-26 astro-ph.GA
The individual abundance distributions of disc stars across birth radii in GALAH
本文利用GALAH数据研究银河系盘星个体元素丰度随出生半径的分布，发现丰度梯度比当前半径梯度更陡，为恒星形成环境演化和模拟预期提供了观测约束。
2023-07-10 astro-ph.GA
Where did the globular clusters of the Milky Way form? Insights from the E-MOSAICS simulations
球状星团（GC）通常是古老的，大多数形成于z >~ 2。这使得理解它们的出生环境变得困难，因为它们通常太远而不能以足够的角分辨率观察以解析GC出生位点。使用25个宇宙学放大模拟银河系的星系从E-MOSAICS项目，与物理动机的模型，恒星形成，反馈，和GC的形成，演化和破坏，我们确定了现今GC的诞生环境。我们发现，这些星系中大约有一半的GC是在z ~ 2 - 4之间原位形成的（52.0 +/-1.0%），在湍流的高压盘中，由气体供给，这些气体在没有通过维里激波或反馈强烈加热的情况下被吸积。少数GC的形式在合并（12.6 +/-0.6%的主要合并，和7.2 +/-0.5%的次要合并），但我们发现，合并是重要的保存GC今天看到的喷射他们从他们的出生，高密度星际介质（ISM），原GC迅速摧毁由于ISM子结构的潮汐冲击。这种混乱的历史等级星系组装的行为混合的空间和运动学分布的GC通过不同的渠道形成的，使得它难以使用可观察到的GC属性来区分GC形成的合并所形成的平滑吸积，以及类似的GC形成的原位从那些形成的非原位。这些结果提供了GC形成的简单图像，其中GC是典型的、富含气体的星系中正常恒星形成的自然结果，这些星系是现代星系的祖先。
2020-05-11 astro-ph.GA
The homogeneity of the star forming environment of the Milky Way disk over time
恒星的丰度和年龄提供了将化学富集与星系形成联系起来的手段。在银河系中，个别元素丰度与年龄有密切的相关性，其斜率在（[Fe/H]-[ $α$ /Fe]）之间变化。在这里，我们从描述丰度作为年龄的措施，了解丰度如何跟踪随着时间的推移在磁盘中的恒星诞生环境的属性。利用对$\sim$ 27，000颗远地点恒星（R= 22，500，SNR $>$ 200）的测量，我们建立了简单的局部线性模型，仅使用（Fe，Mg）丰度预测元素（X = Si，O，Ca，Ti，Ni，Al，Mn，Cr）样本，作为超新星产生通道的基准示踪剂。给定[Fe/H]和[Mg/H]，我们预测这些元素[X/H]的测量不确定度大约是其测量不确定度的两倍。减去正交测量误差后的固有色散为$\approx 0.015-0.04$ ~dex。每个元素的预测残差（测量$-$模型）表明，每个元素在固定（Fe，Mg）时与出生属性有单独的联系。主要由超新星（即Si，O，Al）产生的残余部分与引导半径相关。主要来自Ia超新星的残留物（即Mn，Ni）与年龄部分相关。一小部分的固有散射，坚持在固定（铁，镁），然而，占相关性后，似乎没有进一步区分出生属性，可以追溯到与现今的测量。据推测，这是因为残差也是，在某种程度上，一个典型的（在）均匀性的磁盘的恒星诞生环境的措施，以前推断只使用疏散星团系统。我们的研究表明，在一定的诞生半径和时间，有一个中等分散的$\…
2021-09-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Mapping a stellar disk into a boxy bulge: The outside-in part of the Milky Way bulge formation
通过理想化的，无耗散的N体模拟，遵循的恒星酒吧的形成和随后的屈曲，我们研究了方形/花生状的凸起的特性，并比较它们与银河系凸起的恒星星族的属性。我们的模拟的主要结果，适用于一般家庭的方形/花生形的凸起，是如下：（i）由于空间重新分布的磁盘开始在时代的酒吧形成，恒星从最里面的区域到外部的恒星酒吧的林德布拉德共振映射到一个方形的凸起;（ii）恒星的贡献，局部凸起密度取决于他们的出生半径：出生在最里面的恒星倾向于在盒子状凸起的最里面的区域占主导地位，而起源于更接近OLR的恒星则优先出现在盒子状/花生状结构的外部区域;（iii）恒星的诞生半径在球核运动学中有印记，在球核中结束的恒星的诞生半径越大，它们的旋转支撑越大，它们的视线速度分散度就越高（但请注意，这最后的趋势取决于酒吧的视角）;（iv）经典的膨胀率越高，离星系中面垂直距离越远的恒星的贡献就越大。根据它们的化学和运动学特征，我们的建模结果表明，ARGOS调查定义的种群A，B和C可以分别与内部薄盘，年轻厚盘和老厚盘相关联，遵循Haywood等人最近建议的太阳附近恒星命名法。
2014-04-16 astro-ph.GA
Inside Out and Upside-Down: The Roles of Gas Cooling and Dynamical Heating in Shaping the Stellar Age-Velocity Relation
盘状星系的运动学研究，使用银河系中的单个恒星或全球盘运动学随时间的统计研究，提供了对盘状星系如何形成和演化的深入了解。我们使用高分辨率，宇宙学变焦模拟银河系质量盘星系h277捆绑在一起的本地磁盘运动学和磁盘随时间的演变。现今h277的恒星年龄-速度关系（AVR）与银河系中类似的太阳邻域测量几乎相同。这一成功的一个关键因素是模拟的动态冷多相ISM，它允许年轻恒星在后期形成低速色散（$σ_{\mathrm{birth}}$ $\sim 6 - 8\ \mathrm{km}\, \mathrm{s}^{-1}$）。较老的恒星出生时运动学上更热（即，该盘随着时间的推移以“倒置”的形式形成），并且随后在出生后被加热。圆盘也是“由内向外”生长的，由于径向混合，在$z=0$的太阳附近有许多较老的恒星。我们表明，$σ_{\mathrm{birth}}$在h277的演变可以解释相同的模型用来描述一般减少速度色散观察到的盘星系从$z\sim 2-3$到现在的一天，其中磁盘的准稳定平衡和ISM速度色散随时间的推移而减少，由于减少气体分数。因此，我们的研究结果将银河系AVR的局部观测与观测到的高$z$盘星系的运动学联系在一起。
2020-05-26 astro-ph.GA
Radial mixing in the outer Milky Way disk caused by an orbiting satellite
使用测试粒子模拟，我们研究外银河系盘的结构，因为它是由一颗卫星在一个紧密的偏心轨道上的银河系扰动。一颗质量为10^9兆索尔数倍的卫星可以加热银河系外盘，激发螺旋结构和弯曲，并在速度分布中诱导出流。我们研究粒子偏心率与初始和当前轨道之间的平均半径的变化。这些数量之间的相关性减少后，一些卫星近心通道。出生于外星系的恒星可以从它们的出生位置沿半径移动，并被放置在它们出生半径内的低偏心率轨道上。我们建议，合并和卫星星系和subhalos的扰动可以诱导恒星金属丰度分布的径向混合。
2009-04-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
The [α/Fe]-[Fe/H] relation in the E-MOSAICS simulations: its connection to the birth place of globular clusters and the fraction of globular cluster field stars in the bulge
球状星团（GC）的α元素丰度和星系的场星群编码了关于这些组成部分的形成的信息。利用E-MOSAICS宇宙学方法对25个银河系质量的~L* 星系及其GC进行了模拟，研究了场星和GC的[α/Fe]-[Fe/H]分布。GCs的[α/Fe]-[Fe/H]分布基本上与场星的分布一致，因此也可以作为星系[α/Fe]-[Fe/H]演化的示踪物。由于它们的恒星形成历史的差异，与恒星流（即最近被吸积的）相关的GC在固定的[Fe/H]下系统地降低[α/Fe]。因此，如果观察到GC的[Fe/H]的[α/Fe]较低，则该GC最近与矮星系一起吸积的可能性增加。场星[α/Fe]-[Fe/H]分布的形状有很大的范围，其中一个显著的星系子集呈现双峰分布，其中高[α/Fe]序列主要由球核中的恒星组成，其中很大一部分来自破裂的GC。我们计算了25个模拟星系的凸起部分的破坏GC的贡献，并找到0.3- 14%之间的值，这部分与星系的形成时间相关。这些分数的上限范围与银河系的观测推断测量值相一致，这表明在这方面银河系不是典型的L* 星系，在早期经历了异常快速的增长阶段。
2019-12-05 astro-ph.GA
The relationship between age, metallicity, and abundances for disk stars in a simulated Milky Way galaxy
对银河系低$α$盘的观测表明，在固定的金属丰度[Fe/H]下，几种元素丰度[X/Fe]与年龄相关，在年龄-[X/Fe]关系周围具有独特的斜率和小的分散。在这项研究中，我们转向模拟，以探索元素C，N，O，Mg，Si，S和Ca的年龄-[X/Fe]关系，这些元素在FIRE-2宇宙学放大模拟的银河系样星系m12 i中被追踪，并了解什么物理条件引起了观察到的年龄-[X/Fe]趋势。我们首先探索单年龄种群在其出生和当前位置的分布，[Fe/H]和[X/Fe]，并找到年龄< 7 Gyr的恒星由内向外径向生长的证据。然后，我们检查了年龄-[X/Fe]的关系在m12 i的磁盘，并发现，趋势的方向与观察，除了C，O和Ca，非常小的内在散射，$σ_{int}$（0.01-0.04 dex）。在模拟中测量的该$σ_{int}$也是金属度依赖性的，其中在[Fe/H]=-0.25 dex时$σ_{int}$ $\approx$ 0.025 dex，而在[Fe/H]=0 dex时$σ_{int}$ $\approx$ 0.015 dex，并且在GALAH调查中对于共同的元素观察到类似的金属度依赖性。此外，我们发现，$σ_{int}$是更高的内部星系，那里的恒星年龄较大，形成在化学均匀性较差的环境。年龄-[X/Fe]关系和它们周围的小散射表明，模拟捕获了与银河系中观察到的相似的化学富集变化，这是由于恒星在给定的出生…
2022-04-24 astro-ph.GA
Where in the Milky Way Do Exoplanets Preferentially Form?
本研究通过推断恒星出生半径，发现系外行星优先在银河系内金属丰度较高、较年轻且银心距较小的恒星周围形成，且高质量行星的形成效率随时间和银心距的变化更显著，与银河系化学演化一致。
2025-01-20 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
On the Milky Way spiral arms from open clusters in Gaia EDR3
上下文驱动银河系旋臂形成的物理过程仍在争论中。使用疏散星团的研究支持根据经典密度波理论将银河系旋臂描述为长寿结构。目前的研究比较盖亚DR2场恒星运动学信息的太阳附近的模拟，找到一个更好的协议与短暂的武器与瞬态行为。目的。我们的目标是提供一个观测，数据驱动的银河系螺旋结构和它的动态使用疏散星团作为主要示踪剂，并将其与基于模拟的方法进行对比。我们使用最完整的银河系疏散星团的目录，与天体测量盖亚EDR3更新的参数，估计的天体物理信息和径向速度，重新访问的性质的螺旋图案的银河系。方法.我们使用一个高斯混合模型来探测年龄小于3000万年的疏散星团的超密度，它们分别对应于英仙座、本星系、人马座和盾牌座的旋臂。我们使用出生地的疏散星团人口年龄小于80百万年，跟踪不同的螺旋臂的演变，并计算其图案的速度。我们分析了疏散星团穿过旋臂的年龄分布，以探讨恒星和旋臂自转速度的差异。结果我们能够增加在银河方位角的范围内，其中目前的旋臂被描述，更好地估计其参数，通过添加264个年轻的疏散星团的84个高质量的恒星形成区域使用到目前为止，从而增加了314%的示踪剂的数量。我们使用的演变的疏散星团从他们的出生位置，发现螺旋臂几乎共同旋转与场星在任何给定的半径，放弃一个共同的螺旋模式的速度为螺旋臂探索。[删节]
2021-05-10 astro-ph.GA
Stars behind bars II: A cosmological formation scenario for the Milky Way's central stellar structure
银河系内千秒差距内的恒星星族具有复杂的运动学和化学结构。这些结构的起源和演变仍在争论中。在这里，我们研究了一个完整的宇宙学流体动力学模拟的盘星系，再现MW的内部千秒差距的关键属性的中心区域：它有一个四方形的形态，并显示出与观测一致的整体旋转和色散曲线。我们使用恒星运动学的聚类算法，以确定一些离散的运动学组件：一个高，低自旋磁盘，恒星晕和两个凸起组件;一个快速旋转和一个缓慢旋转。我们专注于两个凸起组件，并表明，缓慢旋转的一个是球对称的，而快速旋转的组件显示了一个盒子/花生形态。虽然这两个凸起的组成部分是运动学离散的人口在今天，他们都是在类似的时间尺度上形成的，从磁盘的材料。我们发现，具有较低的初始出生角动量的恒星粒子（最有可能是厚盘星）最终出现在缓慢旋转的低自旋凸起中，而具有较高出生角动量的恒星（最有可能是薄盘星）则出现在高自旋凸起中。这有一个重要的后果，即一个球状形态的隆起人口并不一定表明合并的起源。事实上，我们发现在核球部分中只有$\sim2.3$ \%的恒星是由早期吸积矮星系带来的离位星，这些离位星是最古老和最贫金属的恒星，它们的轨道高度径向，离盘有很大的垂直偏移。
2019-03-17 astro-ph.GA
Probing the origins. I. Generalised Additive Model inference of birth radii for Milky Way stars in the solar vicinity
本研究采用广义加性模型（GAM）估计太阳附近薄盘恒星的诞生半径，发现约3/4样本受径向搅动影响，并估计太阳诞生半径为7.08±0.24 kpc。
2025-04-25 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
Evolution of the radial ISM metallicity gradient in the Milky Way disk since redshift $\approx 3$
本研究通过修正恒星形成区宽度的时间演化，改进了银河系盘星际介质金属丰度梯度历史的恢复，降低了误差，并揭示了并合事件影响及恒星迁移机制，为选择银河系类似体提供约束。
2024-10-22 astro-ph.GA
A new method for estimating the pattern speed of spiral structure in the Milky Way
在过去的几十年里，人们做了许多努力来了解银河系盘中旋臂对气体和恒星动力学的影响。螺旋结构的基本参数之一是其角速度或图案速度$Ω_p$，其确定盘中共振的位置和螺旋的径向范围。估计图案速度的最直接方法依赖于后向积分技术，试图定位疏散星团的恒星诞生地。在这里，我们提出了一种新的方法的基础上的相互作用的旋臂和恒星的光盘。利用《\it新光学可见疏散星团和候选星团表》中的500个疏散星团样本和APOGEE观测到的500颗巨星样本，我们得到了$Ω_p = 23.0\pm0.5$ km s $^{-1}$ kpc $^{-1}$，对于本地标准的静止自转$V_0=220$ ~km s $^{-1}$和太阳半径$R_0=8.0$ ~kpc。在$V_0$和$R_0$的可接受值范围内探索，分别为200-240 km/s $^{-1}$和7.5-8.5 kpc，结果只会导致我们对$Ω_p$的估计值有很小的变化，即在误差范围内。我们的结果是在密切的协议与一些研究，建议值在20-25公里的范围内$^{-1}$千分之$^{-1}$。我们的方法的一个优点是，我们不需要恒星年龄的知识，不像出生地方法，它允许我们使用来自大型银河系调查的数据。我们的方法的精度将得到提高，一旦更大的样本盘星的光谱信息将成为未来的调查，如4 MOST感谢。
2015-03-03 astro-ph.GA
LMC Stars and Where to Find Them: Inferring Birth Radii for External Galaxies
本研究利用NIHAO宇宙学模拟证实，满足轨道有序性、暗物质晕质量及恒星盘速度条件的河外星系（如LMC），可实现单星诞生半径约25%中位不确定度的推断，为河外星系化学演化研究提供新途径。
2023-12-12 astro-ph.GA
From birth associations to field stars: mapping the small-scale orbit distribution in the Galactic disc
在同一时间同一地点诞生的恒星应该是由相同元素组成的气体形成的。但大多数恒星随后从它们的出生兄弟姐妹，在轨道和轨道阶段，成为“场星”。在这里，我们探索并提供直接的观测证据，这一过程中的银河系盘，通过量化的概率，恒星之间的轨道相似性意味着不可区分的金属丰度。我们通过恒星在作用角空间中的距离$Δ(J,θ)$来定义它们之间的轨道相似性，而它们的丰度相似性则简单地用$Δ$ [Fe/H]来定义。通过分析来自盖亚DR 2和LAMOST的主序星样本，我们发现了过量的具有相同金属丰度（$Δ\mathrm{[Fe/H]}<0.1$）的恒星对，这些恒星对在$Δ(J,θ)$中延伸到非常大的分离，对应于近1 kpc的距离。我们通过一个模拟样本，从一个光滑的相位混合轨道分布，评估这种效果的意义。通过将这样的星对分组为协会，使用由$Δ(J,θ)$链接的朋友的朋友算法，我们发现100个具有$\ge 3$的单丰度组（对$\gtrsim 20$）成员;这些群--一些星团，一些散布在天空中--比平滑的相空间分布所预期的要多一个数量级，这表明我们正在目睹恒星诞生协会的“解散”。
2020-05-18 astro-ph.GA
4MOST Consortium Survey 2: The Milky Way Halo High-Resolution Survey
我们将研究银河系的形成历史，以及其化学富集的最早阶段，在高银河系纬度的150多万颗恒星的样本。这些恒星的元素丰度高达20种，精度优于0.2 dex。样本将包括运动学相干子结构的成员，我们将通过它们的丰度特征和运动学与它们可能的诞生地联系起来，使我们能够测试星系形成的模型。我们的目标目录预计还将包含30，000颗金属丰度低于太阳百分之一的恒星。因此，这个样本将比现有的贫金属恒星样本大100倍，这些恒星的精确元素丰度（由高分辨率光谱测定），使我们能够以前所未有的细节研究银河系的早期化学演化。
2019-04-01 astro-ph.GA
The Sagittarius Impact on Light and Dark Structure in the Milky Way
越来越明显的是，常见的合并事件在所有宇宙时期的盘星系演化中发挥着重要作用，从充满气体的矮星系在恒星形成高峰时期的湿吸积，到大型，动态先进的螺旋星系与它们的干燥伴星之间的碰撞，这种相互作用继续影响盘结构到今天。我们也生活在一个巨大的螺旋星系中，目前正在经历一系列来自一个坠落的、破坏性的矮星系的撞击。作为下一代天体测量学建议把我们的理解银河系的螺旋结构上一个更坚实的基础，我们分析高分辨率的数值模型，这个磁盘卫星相互作用，以评估我们的家银河系的人马座矮的影响的动态响应，并希望直接检测通过地球的暗物质的实验可能产生的影响。
2014-02-18 astro-ph.GA
Hydrostatic and explosive $α$-element chemical abundances of Milky Way globular clusters, halo substructures, and satellite galaxies
本文基于APOGEE数据对比银河系球状星团、晕子结构及卫星星系的静力学与爆发性α元素丰度比，发现球状星团与晕子结构hex ratio相似且高于矮卫星星系，并揭示其随金属丰度和年龄的变化趋势。
2025-08-27 astro-ph.GA
Unveiling a young thick disk in the Milky Way
本研究在银河系中发现一个约66亿年的年轻厚盘，其厚度与古老厚盘相当但径向延伸更广、年龄更轻，揭示银河系至少经历两次湍流爆发式恒星形成事件，支持厚盘源于诞生环境而非长期动力学加热。
2025-04-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Galaxy evolution begins at home: GALFA, EVLA, and GASKAP
虽然星系演化的研究一般集中在广泛的HI调查在大的红移，我们认为在本文中，详细的物理过程，驱动HI星系演化的理解是同样重要的。具体来说，我们专注于三个开放的问题，在星系中的恒星形成周期的第一步：有多少星系晕的味道和税收的吸积流，假设带来新鲜的恒星形成燃料的星系盘？温暖的中性气体是冷恒星形成云的前身，它的基本性质是什么？那么，星际不均匀性作为分子和恒星形成的播种剂的起源和水平是什么？非常本地的宇宙（银河系和附近的星系）提供了一个无与伦比的高分辨率视图来回答这些问题，即将到来的射电望远镜（例如EVLA，ASKAP，MeerKAT，ATA-256）承诺取得巨大进展。
2010-08-31 astro-ph.GA
Inside-out versus Upside-down: The Origin and Evolution of Metallicity Radial Gradients in FIRE Simulations of Milky Way-mass Galaxies and the Essential Role of Gas Mixing
本研究利用 FIRE-2 模拟解释银河系质量星系金属丰度径向梯度随时间变陡的原因，指出气体金属径向混合减弱及盘的由上而外增长比由内而外增长更关键。
2024-10-28 astro-ph.GA
Quantifying radial migration in the Milky Way: Inefficient over short timescales but essential to the very outer disc beyond ~15 kpc
恒星径向迁移对星系结构的重塑和恒星星族性质的径向分布起着重要作用。在这项工作中，我们重新报告的观测证据径向迁移和量化其强度使用的年龄-[Fe/H]分布的恒星在整个银河系的APOGEE数据。我们发现一个破碎的年龄-[Fe/H]关系在银盘在$r>6$千秒差距，与更明显的打破在更大的半径。为了量化径向迁移的强度，我们假设在每个半径处出生的恒星具有独特的年龄和金属丰度，然后将单年龄年轻种群的金属丰度分布函数（MDF）分解为源自不同出生半径的不同高斯分量在$r_{\rm birth}<13$ kpc。我们发现，在2和3 Gyr的年龄，大约有一半的恒星是在它们现在半径的1 kpc内形成的，很少有恒星（$<5$ %）是在距离它们现在半径超过4 kpc的地方形成的。这些结果表明，有限的短距离径向迁移和低效率的长距离迁移在银河系的最后3 Gyr。在15 kpc以上的最外侧盘中，观测到的年龄--[Fe/H]分布与从较小半径的纯径向迁移的预测一致，表明最外侧盘的迁移起源。我们还估计内在金属梯度在年龄为2和3 Gyr的$-0.061$ dex kpc $^{-1}$和$-0.063$ dex kpc $^{-1}$，分别。
2022-02-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Testing the Dark Matter Caustic Theory Against Observations in the Milky Way
我们测试一个特定的理论暗物质，其中暗物质轴子形成环“焦散线”在银河系的平面对银河系恒星的实际观测。根据这一理论，具有角动量的冷的、无碰撞的暗物质粒子在薄片上进出银河系。这些流动在最接近银河系中心的位置形成焦散环（在环的位置，流动的密度形式上是无限的）。我们表明，焦散环暗物质理论再现了一个大致对数晕，大扰动附近的环。我们表明，该理论可以合理地匹配所观察到的银河系的旋转曲线。我们探索焦散环的影响矮星系潮汐破裂使用N体模拟。特别是，模拟人马座矮星系潮汐破裂的腐蚀性环晕潜力匹配观测的尾随潮汐尾远至90千秒差距的银河系中心，他们不，但是，匹配领先的潮汐尾。焦散环、NFW或三轴对数晕都不符合所有数据。计算焦散环光环加速度的源代码已在NEMO Stellar Dynamics和Milkyway@home客户端存储库中公开提供。
2015-08-19 astro-ph.GA
The temporal evolution of gas accretion onto the discs of simulated Milky Way-mass galaxies
本研究利用Auriga Project的30个盘星系宇宙学磁流体动力学模拟，探讨银河系质量星系盘气体吸积率随时间的演化，重点分析流入与流出通量及其对盘演化的影响。
2023-06-26 astro-ph.GA
Determination of the Spiral Pattern Speed in the Milky Way from Young Open Star Clusters
本文利用2494个年轻疏散星团，基于Lin-Shu密度波理论用三种方法测定银河系旋涡图案速度，得到约23.5–28.9 km/s/kpc的估计值。
2023-09-22 astro-ph.GA
Milky Way Mass Models for Orbit Calculations
研究银河系中恒星、球状星团或卫星星系等物体的轨迹可以追踪暗物质晕，但需要可靠的引力势模型。现实的，但简单的和充分的分析模型已经提出了在过去。然而，在此期间，已经出现了改进的和新的观测限制，需要重新校准相应的模型参数。三个广泛使用的模型潜力被重新审视。通过同时最小二乘拟合所观察到的旋转曲线，面内自行的Sgr A*，当地的质量/表面密度和Baade的窗口中的速度分散，参数的潜力带来了最新的。在大半径处的质量--特别是暗物质晕的质量--因此受到限制，因为已知的最极端的晕蓝水平分支恒星必须与银河系绑定。银河系质量模型被调整，以产生一个非常好的匹配最近的观察。暗物质晕的质量-在应用模型的限制范围内-以完全一致的方式估计。作为第一个应用，超高速恒星HE 0437-5439的轨迹重新调查，以检查其在大麦云（LMC）的建议起源。尽管它们很简单，银河系质量模型能够很好地再现所有观测约束。它们的分析和简单的形式使它们非常适合快速和准确的轨道计算。LMC不能被排除为HE 0437-5439的出生地。
2016-08-22 astro-ph.GA
The chemical evolution of the Milky Way thin disk using solar twins
本研究利用太阳孪生星的高分辨率光谱和精确年龄，发现银河系薄盘的年龄-金属丰度关系无星族分离，表明薄盘平滑形成，径向迁移及吸积事件是主要演化机制。
2024-11-05 astro-ph.GA
Stellar Birth Radii in the LMC: Insights into Chemodynamics, Radial Migration, and Star Formation Across the Disk
The Ohio State University（俄亥俄州立大学）；Montana State University（蒙大拿州立大学）；University of Arizona（亚利桑那大学）；University of Maryland, College Park（马里兰大学帕克分校）；University of Edinburgh（爱丁堡大学）
本文通过在流体动力学模拟中验证的恒星诞生半径推断法，研究了LMC与SMC相互作用下的化学动力学历史，发现LMC的金属丰度梯度变陡与特定时期的恒星形成增强相关，且其径向迁移和$\alpha$元素富集特征与Milky Way不同，为LMC的组装历史提供了严格约束。
2025-11-04 astro-ph.GA
The dynamical fingerprint of gas-expulsion: Insights into the assembly of the Milky Ways' old GC system
由于最古老的球状星团（GCs）是银河系（MW）形成的早期残留物，GCs暴露在我们银河系可能演化的潜力中。残留气体从GC的嵌入式祖细胞的驱逐是敏感的条件前MW气体云。通过N体计算表明，气体抛出从最初的质量分离的GC影响的形状的低质量恒星质量函数（MF）和它的印记可能仍然是可见的，在今天的MF（PDMF）。潮汐场的强度在出生的影响程度的气体驱逐驱动的低质量的明星耗尽，因此，PDMF探测MW潜力在GC形成的时候。有人认为，在老GC人口中的MW，年轻的GC表现出更强的低质量的恒星损失比老GC。这被证明是一致的收缩和自引力云，其中在前MW潜力的波动随时间的增长。一个最初相对平稳的潮汐场在坍缩云的动力学时间尺度内演变成粒状势（基于Marks & Kroupa 2010，MNRAS，406，2000）。
2011-10-21 astro-ph.GA
Stellar Velocity Dispersion versus Age: Consistency across Observations and Simulations, with the Milky Way as an Outlier
本研究对比近邻星系观测与FIRE-2模拟的恒星速度弥散-年龄关系，发现银河系是运动学异常值，同时量化了测量因素对该关系的影响，证实模拟结果与多数近邻星系观测吻合。
2025-06-13 astro-ph.GA
Stellar archeology: a cosmological view of dwarf galaxies
在全球宇宙学背景下，通过跟踪银河系及其矮卫星星系的演化，研究了矮球状星系的起源。这种方法能够研究dSphs在其适当的出生环境中的形成，并重建它们自己的合并历史。该图像同时解释了几个dSPh和银河系的性质，包括贫金属恒星的金属丰度分布函数。观察到的功能解释在高红移的物理过程。
2012-04-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evolution of lithium in the Milky Way halo, discs and bulge
在这项工作中，我们研究的星系演化锂的化学演化模型，根据最新的光谱数据从银河系恒星巡天。我们认为详细的化学演化模型的银河系晕，光盘和凸起，我们比较我们的模型预测与最近的光谱数据，这些不同的银河系组件。特别是，我们专注于减少锂在高金属丰度观察到的AMBRE项目，Gaia-ESO调查，和其他光谱调查，这仍然是无法解释的理论模型。我们分析了各种锂生产商，并确认新星是银河系中锂的主要来源，与其他先前的研究一致。此外，我们表明，通过假设的分数的二进制系统产生新星是较低的金属丰度较高，我们可以提出一个新的解释锂下降在超太阳金属丰度：上述假设是基于独立的约束新星系统的出生率，最近提出的文献。至于厚盘，由于形成的时间尺度较短，相对于薄盘的恒星形成效率较高，因此锂的增强较少，因此，我们有更快的演变，A（Li）与[Fe/H]关系中的“反向膝”向更高的金属丰度移动。最后，我们提出了我们的预测锂在银河系的膨胀，然而，仍然需要进一步的数据来证实或反驳。
2019-08-29 astro-ph.GA
Origin of metals in old Milky Way halo stars based on GALAH and Gaia
在宇宙历史的最初几十亿年中，恒星和超新星的核合成为宇宙的早期结构形成奠定了基础，但对它们的性质知之甚少。利用GALAH数据发布3测量的恒星物理参数与准确的天体测量从盖亚EDR 3，我们选择了$\sim 100$老主序星（年龄$\gtrsim 12$陀螺仪）与运动学兼容的银河系恒星晕人口在太阳附近。GALAH DR 3的详细均匀元素丰度估算值与Pop~III（零金属）核心坍缩超新星（CCSNe）、正常（非零金属）CCSNe和Ia型超新星（SNIa）的超新星产额模型进行了比较，以检验哪种产额或它们的组合最好地再现了每个古老晕星（“OHS”）的观测元素丰度模式。我们发现，在OHS中观测到的[Fe/H] $>-1.5$丰度最好用CCSNe和SN~Ia的贡献来解释，其中SN~Ia在所有富金属SNe中的比例对于高[Mg/Fe]比的恒星高达10- 20%，对于低[Mg/Fe]比的恒星高达20- 27%，这取决于关于近克拉塞卡质量的Ia型超新星祖先的相对分数的假设。结果表明，在含[Fe/H] $>-1.5$的OHS的祖先系统中，$\sim$ 50-60%的Fe质量来源于银河系形成的早期阶段的正常CCSNe。这些结果提供了对星系晕中最古老恒星诞生环境的深入了解。
2021-07-09 astro-ph.GA
Tracking Cluster Debris (TraCD)- I. Dissolution of clusters and searching the solar cradle
在动力学和化学空间中重建溶解恒星系统的能力是提高我们对银河系演化的理解的关键因素。在这里，我们集中在动力学方面，并考虑到银河系中的恒星的显着一部分已经出生在恒星协会或集群，已经生活了几个百万年到几个Gyr，我们进一步限制我们的注意力星团的演化。我们已经进行了我们的模拟分两步：（1）我们创建一个模拟的溶解和混合过程，产生一个密切配合，以现今的银河系动力学和（2）我们已经发展了三套恒星星团的质量为400，1000和15000 M $_{\odot}$溶解。400和1000 M $_{\odot}$簇的这些集合的出生位置分别为4、6、8和10 kpc，15000 M $_{\odot}$簇的出生位置分别为4、6、8、10和12 kpc。我们集中精力研究这些星团在4.5 Gyr演化后的逃逸者的状态，特别注意到达太阳环的恒星，即7.5 $\le$ R $_{\rm{gc}}$ $\le$ 8.5 kpc。我们给出的结果太阳能双胞胎和兄弟姐妹在很宽的范围内的半径和集群质量的两种溶解机制。仅从运动学角度来看，我们得出的结论是，太阳出生在当前银河系中心半径附近的可能性比出生后（径向）迁移$\sim$ 2 kpc的可能性高出50%，而不是$\sim$。我们通过计算我们的单星的星等和颜色来总结我们的分析，以便与$Gaia$，$Gaia$ -ESO和GALAH-AAO调查将获得的样本进行比较。在重建溶解…
2015-03-30 astro-ph.GA
Stellar Paternity Tests: Matching High-Latitude B Stars to the Open Clusters of their Birth
Lehigh University（利哈伊大学）
通过追踪高纬度B型星与疏散星团的运动轨迹，研究确定了五颗孤儿星的可能起源，并探讨了抛出机制。
2026-02-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Milky Way simulations: the Galaxy, its stellar halo and its satellites - insights from a hybrid cosmological approach
我们的“家星系”-银河系-是一个相当大的螺旋星系，是本地宇宙中最常见的形态类的原型。虽然它只是一个星系，但它是唯一一个可以被详细研究的星系：对于银河系和本星系群的一些成员，可以获得大量关于其恒星年龄和化学丰度的观测数据。在未来几年里，通过正在进行的和计划中的光谱和天体测量调查，预计将获得更多的信息，为星系形成的现代理论提供一个独特的基准。在这篇评论中，我将总结最近的结果，我们的银河系的形成，它的恒星晕，和它的卫星星系。我将特别关注在星系形成的混合模型框架中获得的结果，并参考本期中基于流体动力学模拟的研究的其他评论。
2012-04-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the rate of core collapse supernovae in the Milky Way
几个大型中微子望远镜，在世界各地的不同地点运作，作为他们的主要目标是第一次检测中微子发射的引力坍缩在银河系。这些观测计划的成功取决于银河系超新星核心坍缩的速率，$R$。在这项工作中，标准的统计技术被用来结合几个独立的结果。它们的一致性进行了讨论，并确定了最关键的输入数据。对$R$的推断进一步测试和完善，包括直接信息的发生率引力坍缩事件在银河系和本星系群，从中微子望远镜和电磁调查。对误差进行保守处理，得到一个组合速率$R=1.63 \pm 0.46$（100年）$^{-1}$ ;核心坍缩超新星事件之间的对应时间是$T=61_{-14}^{+24}$ ~yr。强调了更新恒星出生率方法分析的重要性。
2020-09-03 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Jeans modelling of the Milky Way's nuclear stellar disc
核恒星盘（NSD）是一种扁平的恒星结构，在银心半径$30 \lesssim R \lesssim 300{\, \rm pc}$处主导银河系的引力势。在本文中，我们构建了轴对称金斯动力学模型的NSD的基础上以前的光度研究，我们把它们的视线运动学数据的APOGEE和SiO脉泽星。我们发现：（i）NSD质量较低，但与Launhardt等人（2002）通过测光独立确定的质量一致。我们的基准模型具有包含在$M(r<100{\, \rm pc}) = 3.9 \pm 1 \times 10^8 {\, \rm M_\odot}$的球形半径$r=100{\, \rm pc}$内的质量和$M_{\rm NSD} = 6.9 \pm 2 \times 10^8 {\, \rm M_\odot}$的总质量。(ii)NSD可能是垂直偏置盘的第一个例子，即垂直和径向速度分散之间的比率为$σ_z/σ_R>1$。对中央分子带中形成恒星的分子气体的观测和理论模型表明，大的垂直振荡可能在恒星诞生时就已经留下了印记。然而，发现$σ_z/σ_R > 1$取决于在最里面的几十秒差距的速度色散的下降，在我们的假设，NSD是轴对称的，和现有的（消光校正）恒星样本广泛跟踪基本的光和质量分布，所有这些都需要建立未来的观测和/或建模。(iii)我们为银河系最里面的$500 {\, \rm pc}$提供了迄今为止最精确的旋转曲线…
2020-09-09 astro-ph.GA
Distribution Properties of the 6.7 GHz Methanol Masers and Their Surrounding Gases in the Milky Way
本文更新1092个6.7 GHz甲醇脉泽星表，并利用TMRT观测214个恒星形成区的NH3谱线，揭示银河系不同旋臂及银心距上的气体柱密度与大质量恒星形成分布规律。
2024-02-29 astro-ph.GA
Strong chemical tagging with APOGEE: 21 candidate star clusters that have dissolved across the Milky Way disc
光谱巡天的一个主要目标是对同一诞生星团中诞生的恒星群进行化学标记。为了研究这种强化学标记的可行性，我们进行了盲化学标记实验的丰度测量从APOGEE调查光谱。我们应用基于密度的聚类算法的8维化学空间定义的[Mg/Fe]，[Al/Fe]，[Si/Fe]，[K/Fe]，[Ti/Fe]，[Mn/Fe]，[Fe/H]，和[Ni/Fe]，丰度比一起跨越多个核合成通道。在182，538颗巨星的高质量样本中，我们发现了21个成员超过15个的候选星团。我们的候选星团比具有类似[Mg/Fe]和[Fe/H]的非成员恒星的化学成分更均匀，即使在不用于标记的丰度中也是如此。群成员的年龄一致，并且在logg与Teff空间中沿着单一的恒星人口轨道下降。每个群的成员都分布在多个千秒差距，其径向和方位角作用的扩展随着年龄的增长而增加。我们定性地重现这种增加使用N-体模拟集群溶解在银河系的潜力，包括瞬态缠绕螺旋臂。在其他波段用高分辨率光谱观察我们的候选出生星团，以研究它们在其他核合成群中的化学同质性，这对于确认强化学标记的有效性至关重要。我们最初的空间紧凑，但现在广泛分散的候选集群将提供新的限制化学演化和轨道扩散在银河系光盘，并限制恒星形成松散的绑定组。
2020-06-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Galactic Plane Defined by the Milky Way HII Region Distribution
我们开发了一个框架，一个新的定义银河系中平面，允许倾斜（旋转约银河系方位角90度），和滚转（绕银河方位角0度旋转）相对于当前定义的中平面。倾斜角和横滚角的推导也确定了中平面上方的太阳高度。在这里，我们使用银河系HII区域的WISE目录中的星云来定义银河系高质量恒星形成（HMSF）中平面。我们分析了各种子样本的WISE目录，发现所有的银河系纬度标度高度接近0.30度。z分布刻度高度接近30 pc。小的HII区域（可能是年轻的）的垂直分布比大的HII区域（可能是老的）窄（~ 25 pc对~ 40 pc），这意味着较大的区域已经从它们的出生地迁移到更远的地方。对于所有HII区域子样本和各种拟合方法，我们发现HMSF中平面相对于当前定义的中平面没有显著倾斜或滚动，因此太阳靠近HMSF中平面。这些结果与HMSF的其他研究一致，但与许多恒星研究不一致，可能是由于太阳附近恒星分布的不对称性。我们的结果是敏感的纬度限制，也对样品的完整性，表明类似的分析不能准确地完成不完整的样品。我们开发的中平面框架可以用于任何未来的银河系天体样本，以重新定义中平面。
2018-12-05 astro-ph.GA
