Dark matter halo cores and the tidal survival of Milky Way satellites
冷暗物质（CDM）晕的尖形中心密度剖面使它们对潮汐的破坏具有高度的弹性。暗物质粒子之间的自相互作用，或者重子的循环，可能会导致形成一个恒定密度的核心，这将使晕更容易受到潮汐破坏。我们使用N体模拟研究NFW样的“核心”subhaloes在一个大规模的主机的潮汐场的演变，并确定的标准和时间尺度的完整的潮汐中断。我们的研究结果意味着银河系卫星的生存对暗物质核心的大小产生了限制。事实上，我们发现，在近心点小于10千秒差距的轨道上，核心大于其初始NFW尺度半径的1%的次晕都不能存活一个哈勃时间。像杜鹃3号这样的卫星，近心点约为3.5千秒差距，必须有一个小于2秒差距的核心大小，才能在目前的轨道上生存三个轨道周期。自相互作用暗物质（SIDM）模型中预期的核心尺寸（速度无关的截面为1 cm^2/g）似乎与近心半径小的超暗卫星（如Tuc 3、Seg 1、Seg 2、Ret 2、Tri 2和Wil 1）不相容，因为如果这些卫星在10 Gyr前吸积到银河系上，它们应该已经完全破裂。这些结果表明，许多卫星的核心尺寸非常小，与CDM尖点一致。在小近心半径轨道上发现更多的银河系卫星将加强这些结论，并允许对核心大小进行更严格的上限。
2022-12-26 astro-ph.GA
On the Survival of High-Altitude Open Clusters within the Milky Way Galaxy Tides
一个普遍的假设是，高海拔的疏散星团比靠近银河平面的星团寿命更长。这是因为在高海拔地区，疏散星团远离平面内子结构的破坏性影响，如螺旋臂、分子云和棒。然而，在这种情况下需要考虑的一个重要方面是，高海拔疏散星团的轨道最终会穿过银河平面，那里的盘的垂直潮汐场很强。在这项工作中，我们模拟了疏散星团与一个详细的银河系模型的潮汐场在不同的平均高度和银心半径的相互作用。我们发现，集群的预期寿命随着最大轨道高度的增加而减少，并在大约600 pc的高度达到最小值。靠近银道面的星系团寿命更长，因为它们不会经历来自银盘的强烈垂直潮汐冲击;然后，对于轨道高度高于600 pc的星系团，由于与银盘相遇的次数减少，它们又开始寿命更长。通过我们的研究，我们发现，在武器区域和酒吧的潮汐的压缩性质有一个重要的作用，对小集群的生存，保护他们免受破坏：集群内的武器可以活长达两倍的武器外在类似的银河中心距离。
2016-11-14 astro-ph.GA
Disruption of Dark Matter Minihaloes in the Milky Way environment: Implications for Axion Miniclusters and Early Matter Domination
本研究通过半解析模型和N体模拟调查了银河系环境中暗物质微型晕的恒星与潮汐瓦解效应，结合层级组装提出预测框架，发现致密微型晕存活比例约60%，为轴子微星团等局部观测提供理论约束。
2023-04-04 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
The survival of gas clouds in the Circumgalactic Medium of Milky Way-like galaxies
观测证据表明，低红移星系被多相气体的扩展晕所包围，即所谓的“环星系介质”（CGM）。为了研究CGM中相对较冷气体（T < 10^5 K）的生存，我们对穿过热（T = 2x 10^6 K）和低密度（n = 10^-4 cm^-3）日冕介质的冷（T = 10^4 K）中性气体云进行了一组流体动力学模拟，这种介质是大银河系距离（~ 50-150 kpc）的类银河系的典型。我们探讨了不同的相对速度和云半径的初始值的影响。我们的模拟是在一个二维网格上进行的，网格尺寸为2 pc，包括辐射冷却，光电离加热和热传导。我们发现，对于大的云（半径大于250 pc），冷气体存活了很长时间（大于2.5亿年）：尽管它们在轨道上部分被破坏并分裂成较小的云团，但冷气体的总质量以非常低的速率减少。我们发现，热传导起着重要的作用：它的作用是阻碍形成的流体动力学不稳定性的云日冕界面，保持云紧凑，因此更难以破坏。从我们的模拟中提取的柱密度分布与低温离子（例如SiII和SiIII）和高温离子（OVI）观察到的分布是相容的，一旦我们考虑到OVI覆盖的区域比冷气体更广泛，因此，它更有可能沿着通用视线被检测到。
2017-05-19 astro-ph.GA
Integrated Spectra of Milky Way Globular Cluster
通过计算合成光谱并考虑单个元素丰度，再现了银河系球状星团（GC）的综合光谱。五个星系团是从它们在银河系隆起的位置中选出的，它们的综合光谱可在银河系球状星团光谱项目的WiFeS图集中获得。我们的目标是进一步研究位于银河系隆起的最古老的GC，金属丰度范围为$-$ 1.6 $<$ [Fe/H] $<$ $-$ 0.7。我们还包括晕星系团NGC 6752用于比较。我们再现了在这些观察到的光谱中可用的4500-9000 $\mathring{A}$范围内的全光谱，以及Na、Mg、Al、Si、Ca、Ti、Ba和Eu的个别谱线。我们报告了一个列表的线，适合于丰度推导，并通过采用这些丰度，我们能够适应阻尼参数，定义强线的著名的三重态镁I和钙II的翅膀。最后，多个恒星星族通过增强钠丰度的效果进行了测试。
2019-11-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Impact of the low solar abundance on the ages of globular clusters
本文介绍了Asplund及其合作者（2004）关于低太阳丰度对基于等时线拟合的最古老星团年龄的影响的研究结果。我们已经建立了新的恒星模型和相应的等时线使用这种新的太阳混合适当的太阳校准。我们发现使用Asplund et al.（2004）的金属丰度会导致银河系中老球状星团的典型年龄大约增加10%。虽然这可能看起来很小，但它对解释银河系球状星团的形成时代有重要影响。Asplund等人（2004）的丰度可能不一定会威胁到目前的和谐宇宙学，但会表明银河系球状星团在再电离之前和主星系体开始形成之前形成。这与目前对星系形成的理解形成对比。
2010-08-26 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
The age of the Universe from a large sample of the oldest Galactic stars
Institute of Cosmology and Gravitation, University of Portsmouth（朴茨茅斯大学宇宙学与引力研究所）；Scottish Universities Physics Alliance, University of Saint Andrews（圣安德鲁斯大学苏格兰大学物理联盟）
利用LAMOST和Gaia数据对247,103颗恒星进行年龄估计，通过MCMC重建得到最老恒星年龄为13.73 Gyr，与ΛCDM模型预测一致，对哈勃常数危机的新物理解决方案提出质疑。
2026-10-09 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Build-up and survival of the disc: From numerical models of galaxy formation to the Milky Way
Institut de Ciències del Cosmos (ICCUB), Universitat de Barcelona（巴塞罗那大学宇宙科学研究所）；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)（加泰罗尼亚太空研究院）；LIRA, Observatoire de Paris, Université PSL, Sorbonne Université, Université Paris Cité, CY Cergy Paris Université, CNRS（巴黎天文台拉格朗日天体物理学实验室（隶属于巴黎文理研究大学、索邦大学、巴黎西岱大学、塞吉-蓬图瓦兹大学及法国国家科学研究中心））；Kavli IPMU (WPI), UTIAS, The University of Tokyo（东京大学 Kavli宇宙起源与演化研究中心）
研究银河系盘角动量的形成与生存，发现星系合并事件影响盘的角动量恢复，通过Gaia观测发现古老恒星具有显著旋转，限制了银河系合并比例，支持小质量合并，且星团形成时间与GSE相互作用一致。
2026-04-10 astro-ph.GA
Milky Way Satellites Shining Bright in Gravitational Waves
银河系卫星星系的数量对于宇宙学、基础物理学和天体物理学都有很大的意义。它们代表了星系光度函数的暗淡末端，是本地宇宙中暗物质占主导地位的天体，并且包含最古老和最贫金属的恒星星族。最近的调查显示，大约有60颗卫星，但这可能不到总数的一半。这些系统的表征仍然是一个挑战，由于其低光度。我们认为，引力波天文台LISA作为一个潜在的工具，研究这些卫星，通过观察他们的短周期双白矮星人口。LISA将观察整个天空，而不会因尘埃消光而产生选择效应，补充光学调查，并可能发现隐藏在星系盘后面的大型卫星。
2020-07-10 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Ancient relic moderately metal-rich bulge cluster Tonantzintla 2
Università di Padova（帕多瓦大学）；Centro di Ateneo di Studi e Attività Spaziali “Giuseppe Colombo”（朱塞佩·科隆博大学中心太空研究与活动研究中心）；INAF-Osservatorio di Padova（意大利国家天体物理研究所帕多瓦天文台）；Max Planck Institute for Astronomy（马克斯·普朗克天文学研究所）；Universidade de São Paulo, IAG（圣保罗大学天文学、地球科学与 geodesy 学院）；Universidade Federal do Rio Grande do Sul（南里奥格兰德联邦大学）；Leibniz Institute for Astrophysics（莱布尼茨天体物理研究所）；Universidad Católica del Norte, Núcleo UCN en Arqueología Galáctica - Inst. de Astronomía（北天主教大学银河考古核心-天文学研究所）
Tonantzintla 2是银河系原始核球遗迹的候选者，其年龄为13.58亿年，揭示了银河系内部恒星形成起始于大爆炸后约0.2亿年。
2026-01-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Life in the fast lane: a direct view of the dynamics, formation, and evolution of the Milky Way's bar
对银河系中单个恒星的年龄、丰度和运动的研究提供了研究盘状星系在宇宙时间内演化的最佳方法之一。特别是银河系内部的棒状区域的形成是盘状星系演化之谜的关键部分。使用从APOGEE和盖亚的数据，我们提出的地图的运动学，元素丰度和年龄的银河系凸起和磁盘，显示了酒吧的内部银河系的结构在前所未有的细节。运动学地图允许直接、纯粹地从运动学角度确定沙洲的模式速度（41+/-3 km/s/kpc）及其形状和径向轮廓。我们发现酒吧的年龄，金属丰度和丰度比是相同的最古老的恒星在磁盘中形成的动荡的开始，而恒星在酒吧外的凸起更年轻，更富含金属。这意味着棒可能在约8 Gyr前形成，当时气体盘中湍流的减少允许形成一个薄盘，很快变得不稳定。因此，酒吧的形成是银河系演化的一个关键时期，这与过去~10 Gyr外部盘星系气体运动学观测中出现的演化路径一致。
2019-10-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Stellar Disruption of Axion Miniclusters in the Milky Way
轴子微团是暗物质轴子的致密束缚结构，被预测在后膨胀的Peccei-Quinn对称性破缺场景中形成。虽然密度很高，但微星团很容易受到扰动，甚至会因为与恒星等重子物体的相互作用而变得不受束缚。在这里，我们的特点在银河系（MW）今天经历了这些恒星的相互作用后，在他们的一生中的微团的空间分布和属性。我们这样做，通过执行一套蒙特卡罗模拟跟踪的miniclusters的结构，特别是，帐户的部分中断和质量损失，通过连续的相互作用。我们考虑两个密度配置文件- Navarro-Frenk-White（NFW）和幂律（PL）-为个人miniclusters，以括号中的miniclusters人口的不确定性，今天由于其不确定的形成历史。对于我们在太阳位置的基准分析，我们发现PL配置文件和NFW配置文件的微集群的生存概率为99%和46%。我们的工作扩展到整个MW的本地生存概率以前的估计。我们发现，在银河系中心，生存概率急剧下降。虽然我们提出了一个特定的初始晕质量函数的结果，我们的模拟可以很容易地重铸不同的模型使用所提供的数据和代码。最后，我们评论我们的研究结果对透镜效应，直接和间接检测的影响。
2021-12-22 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Gas accretion onto the Milky Way: high-velocity cloud survival and the revival of the terminal-velocity paradigm
Technische Universität Berlin（柏林工业大学）
研究吸积到银河系的高速云，通过解析建模与三维流体动力学模拟结合研究终端速度范式动力学极限，推导广义运动方程，发现终端速度是局部平衡，受多种因素影响，合成可观测量再现观测特征并给出阻力系数测量结果。
2026-07-23 astro-ph.GA astro-ph.HE
Age Dating the Galactic Bar with the Nuclear Stellar Disc
几十年来的理论研究表明，棒的形成触发了气体向中心亚千秒差距区域的汇集，并导致了运动学冷核星盘（NSD）的形成。我们证明，这种机制可以用来识别银河系酒吧的形成时代，使用一个孤立的银河系类星系的N体/流体动力学模拟。正如许多以前的文献中所示，我们的模拟表明，酒吧的形成触发了强烈的恒星形成的~1 Gyr在中央区域，并形成一个NSD。因此，NSD的最老年龄限制相对尖锐，最老人口变得与酒吧的年龄相似。因此，NSD的年龄分布告诉我们砂坝的形成时代。我们讨论的一个主要挑战，在测量银河系中的NSD的年龄分布是污染的其他不可忽略的恒星组件在中央区域，如一个经典的凸起组件。我们证明，由于NSD是运动学冷比其他恒星星族在银河系中心区域，NSD人口可以从其他恒星星族运动学区分，如果示踪星的三维速度被精确测量。因此，除了从光谱测量的视线速度，恒星的横向速度的准确测量是必要的，因此，近红外空间天体测量任务，JASMINE，将发挥关键作用，以确定银河酒吧的形成时代。我们还讨论了恒星年龄估计的准确性对测量NSD恒星星族的最老极限也是至关重要的。
2020-01-14 astro-ph.GA
Survival or Destruction: Effects of Spheroidal Satellite Collisions on Bars in Milky Way-Like Galaxies
School of Astronomy and Space Science, Nanjing University（南京大学天文与空间科学学院）；Key Laboratory of Modern Astronomy and Astrophysics (Nanjing University), Ministry of Education（教育部现代天文与天体物理重点实验室（南京大学））；Institute of Science and Technology for Deep Space Exploration, Suzhou Campus, Nanjing University（南京大学苏州校区深空探测科学与技术研究院）；Lund Observatory, Division of Astrophysics, Department of Physics, Lund University（隆德大学物理系天体物理学部隆德天文台）；Departamento de Física de la Tierra y Astrofísica, Fac. de C.C. Físicas, Universidad Complutense de Madrid（马德里康普顿斯大学物理学院地球与天体物理学系）
研究通过N-body/SPH模拟探讨纯碰撞对银河系类 barred 结构的破坏效应，发现只有偏心高倾角逆行碰撞能有效破坏bars，而中央高倾角碰撞可显著降低其模式速度。
2026-03-27 astro-ph.GA
The evolution of stellar metallicity gradients of the Milky Way disk from LSS-GAC main sequence turn-off stars: a two-phase disk formation history?
我们使用从LSS-GAC中选出的297042颗主序星，测定了银盘反中心方向恒星金属丰度的径向和垂直梯度。通过等时线拟合确定了这些变星的年龄，并测量了它们的金属丰度梯度随时间的变化。我们的结果表明，径向和垂直方向的梯度都表现出显着的空间和时间变化。年龄最老的恒星（>11 Gyr）产生的径向梯度在距盘中平面的所有高度上基本上为零，而年轻恒星产生的径向梯度总是负值。从年龄最大的恒星（> 11 Gyr）推导出的垂直梯度是负的，并且只显示出非常微弱的变化与银心距离在磁盘平面，$R$，而那些年轻的恒星产生的显示出强烈的变化与$R$。在星盘形成的最早时期基本上是平坦的，随着年龄的减小，径向梯度变陡，在7-8 Gyr时达到最大值（最陡），然后再次变平。垂直梯度也发现了类似的时间趋势。我们推断，银河系盘的组合可能经历了至少两个不同的阶段。早期阶段可能与气体的缓慢的、压力支持的坍缩有关，此时气体主要在垂直方向上沉降到盘上。在后期阶段，有显着的径向流动的气体在磁盘上，并在太阳附近的气体流入的速度达到最大值约7-8 Gyr的回望时间。这两个阶段的过渡发生在8和11 Gyr之间的回顾时间附近。这两个阶段可能分别负责形成银河系厚盘和薄盘。因此，我们建议恒星年龄是区分薄盘星和厚盘星的自然物理标准。...（节略）
2015-05-29 astro-ph.GA
Accretion Onto the Milky Way: The Smith Cloud
在一个名为史密斯云的物体中观察到活跃的气体吸积到银河系上，该物体包含数百万太阳质量的中性和温暖的电离气体，目前正在向银河系流失物质，为圆盘增加角动量。它的大小是几千秒差距，它的尖端位于银河平面以下两千秒差距。它似乎没有对应的恒星，但可能包含像矮星系狮子座P那样的恒星星族。有人认为它的存在和生存需要它嵌入一个10^8太阳质量的暗物质晕中。
2015-11-17 astro-ph.GA
The merger and assembly histories of Milky Way- and M31-like galaxies with TNG50: disk survival through mergers
我们分析银河系（MW）和仙女座（M31）-类星系的合并和组装历史，以量化如何，以及多久，这种质量的盘星系可以生存最近的主要合并（恒星质量比$\ge$ 1：4）。为此，我们使用宇宙学磁流体动力学模拟TNG 50和确定198个模拟星系，根据其$z=0$恒星质量（$10^{10.5-11.2} {\rm M_{\odot}}$），盘状恒星形态和局部环境选择。首先，主要的合并是常见的：TNG 50中85%（168）的MW/M31类星系在其一生中至少经历了一次主要的合并。事实上，31个星系（16%）最近经历了一次重大合并，即在过去的5 Gyr。合并过程中的气体足以在近心通道引发恒星爆发，或者在合并后维持长时间的恒星形成：在大约一半的情况下，先前存在的恒星盘由于合并而被破坏，但由于恒星形成而重新形成。此外，更高的合并质量比更有可能破坏恒星盘。与那些更古老的大规模合并相比，最近主要合并的MW/M31类星系平均而言，恒星盘更厚，更大质量和更浅的恒星晕，更大的恒星异位质量分数，但同样大规模的运动学定义的凸起。所有这一切都与银河系和仙女座星系不同的观测性质以及它们最近的主要合并（分别为8-11和~2 Gyr）的限制是定性一致的。根据当代的宇宙学模拟，最近安静的合并历史并不是在$z=0$获得相对薄的恒星盘的先决条件。
2022-10-31 astro-ph.GA
The Controversial Star-Formation History and Helium Enrichment of the Milky Way Bulge
银河系凸起的恒星星族被彻底研究，天文学家几乎可以使用全套仪器进行大量测量。因此，也许令人惊讶的是，除了公认的结果之外，它的恒星形成历史中存在着一些重大的不确定性。宇宙学模型预测的隆起主机银河系最古老的恒星为[Fe/H] $\lesssim -1$，这是由RR天琴座恒星和球状星团的观测证明。有一个共识是，具有[Fe/H] $\lesssim0$的球星比$t \approx10$ Gyr更老。然而，在超太阳的金属丰度，有一个重大的未解决的差异。从主序星转折点和次巨星分支的光谱测量数据、渐近巨星分支恒星的丰度、Mira变星的周期分布、行星状星云的化学成分和中心恒星质量，都表明存在大量的中年人口（$t \approx 3$ Gyr）。这与基于宇宙学的化学演化模型和主序星关闭区的光度学研究的预测相矛盾，后者都认为几乎没有比$t \approx 8$ Gyr更年轻的恒星。解决这一矛盾的一个可能办法是加强氦的浓缩，因为这将使几乎所有的年龄估计朝着减少差异的方向转变。增强的氦富集也可以通过测量红巨星分支凸起和R参数来提出。
2015-08-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
Galactic Panspermia
我们提出了一个分析模型来估计银河系内的行星系可以捕获的岩石或冰冷的物体的总数，并导致胚种论，如果他们拥有生命。我们估计了从行星系抛出的物体在整个相空间和时间上的捕获率。我们的捕获率的最终表达式取决于速度色散以及特征生物生存时间和捕获对象的大小。我们进一步考虑到星际物体穿过的恒星数量，以及银河系圆盘的尺度高度和长度。银河系胚种说的可能性很大程度上取决于假定生物的生存寿命以及运输机的速度。$10-100$ km s $^{-1}$之间的速度导致最高概率。然而，如果生存寿命足够长，即使超高速物体以超过1000公里/秒的速度$^{-1}$飞行，也有很大的机会被捕获，从而增加了胚种说的可能性。因此，我们表明，胚种论并不完全局限于太阳系大小的尺度，整个银河系都可能在遥远的距离上交换生物成分。
2018-11-16 astro-ph.EP astro-ph.GA
Spectroscopic analysis of the bulge Globular Cluster ESO~456-SC38
有人认为，银河系中最古老的恒星星族被紧紧地束缚在银河系的中心区域。这也是为什么位于隆起区域的少数球状星团被认为是银河系原始形成阶段的遗迹的原因之一。球状星团ESO 456-SC 38（Djorgovski~2）就是这样一个星团;它有一个蓝色的水平分支，投影非常接近银河系的中心，并且有一个将其限制在凸起/酒吧区域的轨道。在这个严重变红的星团中，七颗恒星的第一个α丰度是使用APOGEE DR 16呈现的。N、C、Na和Al丰度的显著分布表明该星团中存在多个恒星星族。利用BRAVA-RR观测到的Gaia DR 2自行和视向速度，我们确认RR型天琴座星属于这个球状星团。
2020-10-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
The AMBRE project: The thick thin disk and thin thick disk of the Milky Way
我们分析了494个主序星和次巨星从AMBRE：HARPS调查。这些恒星具有来自\textit{Gaia} /DR 1的精确的天体测量信息，提供可靠的年龄估计与$\pm1-2$陀螺仪的相对不确定性，并允许精确的轨道确定。样品根据化学成分分为低[Mg/Fe]序列和高[Mg/Fe]序列，低[Mg/Fe]序列通常被识别为薄盘恒星星族，高[Mg/Fe]序列通常与厚盘相关。我们发现，高[Mg/Fe]化学序列的恒星形成时间延长了几个Gyr，并且与低[Mg/Fe]化学序列的最古老恒星是同时代的：低和高[Mg/Fe]序列同时形成恒星。高[Mg/Fe]恒星星族只在最老、最贫金属和最高[Mg/Fe]恒星中垂直延伸。当比较两个序列的垂直速度色散时，对于相似年龄的恒星，高[Mg/Fe]序列的速度色散低于低[Mg/Fe]序列。根据化学性质将任何一组确定为薄盘或厚盘都是误导性的。高[Mg/Fe]序列的恒星有起源于内盘的近半乳糖体，而低[Mg/Fe]序列的恒星的近半乳糖体通常在太阳附近。从恒星的轨道特性来看，高和低的[Mg/Fe]序列很可能反映了内外盘种群的化学富集历史;径向混合导致这两个种群在太阳位置原位观察。基于这些结果，我们强调，重要的是要明确定义什么人口正在使用的术语薄和厚盘时，参考，和理想的术语厚盘应保留纯粹的几何定义，以避免混淆，并与外部星系的定义一致。
2017-12-06 astro-ph.GA
The oldest low-$α$ thin disc stars
INAF – Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切特里天文台）；Institute of Theoretical Physics and Astronomy, Faculty of Physics, Vilnius University（维尔纽斯大学物理学院理论与天体物理研究所）
本研究利用GALAH DR4数据发现银河系薄盘中存在年龄高达125亿年的低α元素恒星，表明薄盘形成可能早于预期，并提供星表供后续观测。
2026-09-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
The age of the Milky Way inner stellar spheroid from RR Lyrae population synthesis
已知银河系的中央千秒差距区域有一个古老的球状恒星星族，其空间和运动学特性使其与构成大部分中央恒星质量的四方形/花生状结构区分开来。这个球状群体的性质，无论是一个小的经典凸起，最里面的恒星晕或人口的盘星与大的初始速度色散，仍然不清楚。这种结构也是银河系中一些最古老恒星的有希望的候选者。在这里，我们解决这个问题的内部恒星球状体年龄，使用光谱和光度金属丰度的样本935 RR天琴座恒星是这个组件的组成部分。通过恒星星族合成，我们导出了RR型天琴座星族的年龄-金属丰度关系。我们推断，对于在球状体中的天琴座RR型恒星，它们的年龄非常古老，为$13.41 \pm 0.54$ Gyr，并得出结论，它们是在现在的银河系中形成的第一批恒星之一。我们对中心球体的年龄估计显示出与银河系恒星晕推断出的年龄分布非常一致，表明这两种结构之间存在联系。然而，我们发现温和的证据过渡的晕属性在$r_{\rm GC} \sim 5$ ~kpc。我们还研究了富含金属的RR型天琴座恒星的形成场景，如双星和氦的变化，以及它们是否可以为我们的样品的性质提供替代解释。我们的结论是，在我们的框架内，唯一可行的选择是有年轻的，稍微富氦，RR天琴座恒星，一个假设，将打开有趣的问题，形成内部恒星球状体。
2020-06-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Unraveling the Origins and Development of the Galactic Disk through Metal-Poor Stars
本研究利用光度金属丰度估计和盖亚早期数据发布3的天体测量，筛选纯净的最古老贫金属星样本，以揭示银河系银盘的起源与演化。
2024-02-10 astro-ph.GA
Age Demographics of the Milky Way Disk and Bulge
我们使用广泛的$Gaia$数据发布2集的长周期变量，选择一个样本的富氧Miras整个银河系盘和隆起的研究。利用米拉脉动周期和恒星年龄/化学之间的关系，我们切片的银河系盘和膨胀的恒星密度作为周期的函数。我们发现这两个组件的形态演变作为恒星年龄/化学的函数与恒星盘被包围在老年，逐渐变薄，更径向扩展在年轻的恒星年龄，符合图片的内-外和颠倒形成的银河系的磁盘。我们看到了扰动盘的证据，在恒星平面内外都可以看到大尺度的恒星超密度。我们发现，凸起是很好地模拟了轴比为$\sim [1:0.4:0.3]$的三轴箱形分布。最古老的Miras（$\sim$ 9-10 Gyr）显示出小棒状形态，而年轻的恒星则以$\sim 21^{\circ}$的视角倾斜于太阳-银河系中心线。这表明，棒的形成和屈曲发生在8-9 Gyr之前，较老的Miras足够热，以避免被成长的棒所困。我们发现最年轻的米拉表现出强烈的花生形态，轴承的特征X形的倾斜酒吧结构。
2019-12-05 astro-ph.GA
Chemodynamical evolution of the Milky Way disk I: The solar vicinity
[摘要]在本系列的第一篇论文中，我们提出了一种研究盘星系化学动力学演化的新方法，该方法包括将盘化学演化模型与星系盘的兼容数值模拟相融合。这种方法避免了模拟中遇到的已知恒星形成和化学富集问题。在这里，我们专注于银河系，通过使用一个详细的薄盘化学演化模型和模拟的宇宙学背景下，动力学性质接近我们的银河系。我们发现，由于径向迁移合并在高红移和中央酒吧在以后的时间，一个相当大的比例老贫金属高[阿尔法/铁]恒星到达太阳附近。这自然解释了最近的一些与薄盘和厚盘有关的观察结果，尽管我们只使用薄盘化学。虽然存在显著的径向混合，但年龄-金属丰度关系的斜率仅受到微弱影响，与最近的观测工作相一致。虽然我们在[O/Fe]-[Fe/H]平面上发现了一个平滑的密度分布，但我们可以通过根据高分辨率样品中用于定义薄盘和厚盘的运动学标准选择粒子来恢复观察到的不连续性。我们概述了一种新的方法来估计太阳的诞生地，并预测最有可能的半径位于4.4 < r < 7.7 kpc的范围内（对于r = 8 kpc的位置）。一个新的，统一的模型，银河系厚盘，合并和径向迁移发挥作用，在不同阶段的磁盘演变。我们发现，在早期的大规模合并的情况下，最古老的恒星的垂直速度色散被低估了约2倍的观测相比。因此，我们可以认为银河系厚盘不太可能是通过静止的盘演化形成的。
2013-11-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
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。
2019-10-29 astro-ph.GA
Untangling the Galaxy I: Local Structure and Star Formation History of the Milky Way
盖亚DR2在测量太阳附近恒星的距离和运动学方面提供了前所未有的精度。通过在DR2的5维数据集（3d位置+ 2d速度）上应用无监督机器学习，我们在1 kpc和$|b|<30^\circ$（其中许多是以前未知的）内识别出许多集群，关联和共同移动的群体。我们用$\sim$ 0.15 dex的精度估计它们的年龄。这些星系群中有许多看起来是平行的或弦状的，方向与银河平面平行，有些星系群的长度跨越数百pc。这些弦中的大多数都没有中心星团，这表明它们的结构是原始的，而不是潮汐剥离或动力学处理的结果。最年轻的弦（$<$ 1亿年）垂直于本振臂，而较老的弦似乎是其他几个臂状结构的残余，目前无法用尘埃和气体追踪。从群体和弦的合奏测量的速度色散随年龄的增加，表明动态加热的时间尺度为$\sim$ 3亿年。这个时间尺度也与弦的数量开始减少的年龄相一致，而更紧密的群体中的数量继续增加，这表明动力学过程正在破坏弱束缚的弦数量，只留下单个的星团在最古老的年龄被识别。这些数据揭示了当地的星系结构和大规模的云崩溃的新的光。
2019-07-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Age of the Milky Way Inner Halo
银河系被观测到有多个具有不同性质的组成部分，如凸起，盘和晕。解开这些群体的组装历史提供了一个强有力的测试理论的星系形成和演化，但往往受到限制，由于在测量准确的恒星年龄的低质量，氢燃烧的恒星。与这些祖先不同，恒星演化的“煤渣”，白矮星，是非常简单的物体，它们的基本性质可以通过光谱学测量，几乎没有歧义。在这里，我报告了对银河系晕中新形成的白矮星的观测和分析，并与已发表的对125亿年前的球状星团Messier 4中白矮星的分析进行了比较。由此，我测量残余物的质量分布，并反转恒星演化过程，以建立一个新的关系，将最终恒星质量与其直接祖先的质量联系起来，从而与母体人口的年龄联系起来。通过将这种技术应用于附近的四个运动学证实的晕白矮星的小样本，我测量出局部场晕星的年龄为114 +/- 0.7亿年。这个年龄与球状星团的年龄尺度直接相关，最古老的星团形成于135亿年前。未来对银河系晕中新形成的白矮星的（光谱）观测可以用来减少目前的不确定性，并探测最后一个星系团和内晕形成时间之间的相对差异。
2012-06-21 astro-ph.GA
Constraining local UV field geometry at reionization using Milky Way satellites
我们提出了一个新的银河系卫星星系人口的半解析模型，旨在估计在星系尺度上的卫星的属性的再电离的几何形状的效果。在这个模型中，再电离可以是：（A）外部驱动和均匀的，或者（B）内部驱动，由银河系最大的祖先。在后一种情况下，电离前沿的传播和光子稀释会导致外部卫星气体相对于内部卫星的光蒸发延迟。因此，外层卫星的恒星形成期比内层卫星要长。我们使用简单的模型来解释恒星的形成，电离前沿的传播，光蒸发和观测偏差。这两种情况产生一个模型卫星人口相匹配的观测光度函数和质量-光比。然而，情景（B）的预测人口在空间上比情景（A）要远得多，约为0.3 dex，因此与观测结果的匹配程度要好得多。在卫星的径向分布再电离过程中留下的本地紫外线场的签名的生存，使其成为一个很有前途的工具，在银河系和附近的星系在星系尺度上的再电离时代的恒星解决与即将到来的大型调查。
2011-11-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
The impact of galaxy geometry and mass evolution on the survival of star clusters
利用NBODY 6程序对真实的类银河系势场中的球状星团进行了直接N体模拟，以确定宿主星系盘的质量和几何形状对星团生存的影响。导出了星盘质量与星团解体时间尺度之间的关系。这些N体模型表明，当盘的质量从5 × 10^10太阳质量增加到10 × 10^10太阳质量时，在距星系中心6千秒差距处围绕主星系运行的卫星星团的溶解时间减半。相同质量的圆盘中的不同几何形状可以决定在银河系中心内6 kpc轨道内运行的星团的生存或解散。此外，盘的几何形状对星团的质量损失有可测量的影响，从银河系中心到15千秒差距。用精细输出时间步长进行的N体模拟表明，在每个穿过星团外层的圆盘处，速度色散增加了星团外段平均速度色散的~5%。这导致了质量损失的增强--一种明显可辨别的圆盘冲击效应。通过运行具有不同倾角的模型，我们确定具有垂直于银河平面的轨道的星团比在银河平面或倾斜轨道中演化的星团具有更大的质量损失率。
2014-02-10 astro-ph.CO 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
Comparing M31 and Milky Way Satellites: The Extended Star Formation Histories of Andromeda II and Andromeda XVI
我们提出的第一个比较的寿命恒星形成历史（SFHS）的M31和银河系（MW）卫星。利用哈勃太空望远镜上的高级巡天照相机，我们获得了仙女座II的深层光学图像（M $_{V} = -$ 12.0; log（M $_{\star}$ /M $_{\odot}$）$\sim$ 6.7）和仙女座XVI（M $_{V} = -$ 7.5; log（M $_{\star}$ /M $_{\odot}$）$\sim$ 4.9）产生在最早的主层序关闭之下延伸至少1个等级的颜色-等级图，并且质量与MW同伴提供的产品相似。而II和XVI显示出惊人相似的SFH：两者都在12.5至5 Gyr前（z $\sim$ 5-0.5）形成了其总恒星质量的50-70%，并且都在$\sim$ 5 Gyr前（z $\sim$ 0.5）突然猝灭。在和十六岁的中间年龄人口的优势，使它在质量上不同于微弱的同伴的MW，显然不是一个前再电离化石。无论是和II还是和XVI似乎有一个明确的类似物之间的MW同伴，和II和XVI的SFH的相似程度是没有看到之间的微弱发光的MW卫星对。这些发现提供了线索，卫星星系的演化可能会在类似恒星质量的宿主之间存在很大差异。虽然需要对更多的M31卫星进行更深入的观测来进一步探索这一假设，但我们的研究结果强调了在更广泛的宇宙学背景下解释单个系统的卫星星系时需要谨慎。
2014-05-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Chemical Evolution in the Milky Way: Rotation-based ages for APOGEE-Kepler cool dwarf stars
我们使用恒星角动量演化模型来确定APOGEE- \textit{Kepler}冷矮星样本中$\sim500$恒星的年龄。我们专注于较低的主序星，在那里其他年龄测定工具变得无效。我们的年龄分布相比，来自asteroseismic和巨大的样本和太阳类似物。我们能够恢复旧的，较低的主序星的陀螺年代学年龄，一个显着的改进，在较热的恒星先前的工作。在我们的模型假设下，我们的年龄具有$14\%$的中值相对不确定性，与使用传统方法推断的更大质量恒星的年龄精度相当。我们调查的趋势银河$α$增强年龄，发现的证据之间的年龄最古老的$α$贫穷的恒星和散装$α$丰富的人口的检测阈值。我们认为，陀螺年代学是一个有效的工具，达到年龄的10- 12 Gyr的K-和早期M-矮星。最后，我们提出了第一次努力量化的影响，详细的丰度模式旋转演化。我们估计一个$\sim15\%$偏见的年龄冷，$α$增强（+ 0.4 dex）明星时，标准的太阳丰度模式旋转模型用于年龄推断，而不是模型，适当占$α$富集。
2019-11-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
A signature of the internal reionisation of the Milky Way?
我们提出了一个新的半分析模型的人口银河系的卫星星系，旨在估计的空间结构的再电离在星系尺度上的卫星的属性的影响。在这个模型中，再电离可以是：（A）外部驱动和均匀的，或者（B）内部驱动，由银河系最大的祖先驱动。在后一种情况下，电离前沿的传播和光子稀释会导致外部卫星气体相对于内部卫星的光蒸发延迟。因此，外层卫星的恒星形成期比内层卫星要长。我们使用简单的模型来解释恒星的形成，电离前沿的传播，光蒸发和观测偏差。这两种情况都产生了一个z=0的模型卫星群，它与观测到的光度函数和质光比相匹配。然而，情景（B）的预测人口在空间上比情景（A）要远得多，约为0.3 dex，因此与观测结果的匹配程度要好得多。这种结构的签名印记在卫星的径向分布的再电离过程中的本地紫外线场的生存，使其成为一个有前途的工具，用于研究在银河系和附近的星系在星系尺度上的再电离时代解决恒星与即将到来的大型调查。然而，还需要更多的工作来确定如何将这里报道的影响与不同实现的银河系晕之间的宇宙差异分开。
2011-08-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Global survey of star clusters in the Milky Way II. The catalogue of basic parameters
虽然它们是银河系盘人口的主要组成部分，但对于文献报道的银河系中一半的疏散星团，除了原始位置和近似大小外，什么都不知道。这项研究的主要目标是确定尽可能多的已知疏散星团的一整套统一的空间，结构，运动学和天体物理参数。在PPMXL和2MASS的恒星数据的基础上，我们使用了一个专用的数据处理管道来确定星团区域中恒星的运动学和光度学成员概率。从文献中的3784个目标的输入列表，我们确认，3006是真实的对象，其中绝大多数是疏散星团，但协会和球状星团也存在。对于每一个被确认的天体，我们都确定了星团中心的确切位置、表观大小、自行、距离、颜色过剩和年龄。对于大约1500个星团，这些基本的天体物理参数是首次确定的。对于大部分的集群，我们还推导出潮汐半径。我们估计额外的平均径向速度超过30%的确认集群。目前的样本（称为MWSC）既到达了银河系的中心部分，也到达了它的外部区域。它几乎完全达到太阳1.8 kpc，并且还覆盖了邻近的旋臂。然而，对于最古老的疏散星团（$\log t \gtrsim 9$）的一个小子集，我们发现了一些不完整的证据，距离太阳约1千秒差距。
2013-08-27 astro-ph.GA
The Flattening Metallicity Gradient in the Milky Way's Thin Disk
我们计算的年龄，轨道和相空间坐标的样本$\sim$ 4万LAMOST和盖亚恒星。这些年龄是交叉匹配的，并与其他两个流行的年龄目录中使用不同方法得出的年龄值进行比较。在这$\sim$ 400万颗恒星中，我们选择了130万颗恒星的样本，并研究了它们的径向金属丰度梯度（由轨道半径确定）作为它们年龄的函数。这种分析是对按化学和轨道参数划分的数据的各个子集进行的。我们发现，通常使用的选择“薄盘”的明星（如低$α$化学或垂直薄轨道）产生径向金属丰度梯度一般增长较浅的最古老的恒星。我们将其解释为径向迁移（搅动）的标志性特征。将我们的样本限制在非常小的轨道Z $_{max}$（恒星积分轨道的最大高度），使这种趋势最为明显。基于化学的“薄盘”选择$α$贫乏的恒星显示出相同的趋势，但程度较小。有趣的是，我们发现化学和Z $_{max}$中的“厚盘”选择揭示了一个稍微正的径向金属丰度梯度，在所有年龄的大小似乎相似。这可能意味着厚盘人口是很好的年龄混合，但不是半径。这一发现可能有助于限制银河系形成早期的条件，并揭示不同金属含量气体的吸积和再吸积等过程。
2021-09-20 astro-ph.GA
Chronography of the Milky Way's Halo System with Field Blue Horizontal-Branch Stars
在一项开创性的研究中，普雷斯顿等人报告说，银河系晕中蓝色水平分支（BHB）恒星的颜色随着距离的变化而变化，从银河系中心附近的区域到大约12 kpc的距离，并将其解释为晕星年龄的相关变化，从老到新，跨越几个Gyrs的范围。我们已经应用这种方法的一些4700光谱确认BHB恒星的样本从斯隆数字巡天产生的第一个“计时地图”的星系晕。我们证明，平均去红g $-$ r颜色，<（g $-$ r）o>，在银河系中向外增加，从$-$ 0.22到$-$ 0.08（在一个跨越[ $-$ 0.3：0.0]的颜色窗口），从接近银河系中心的区域到~40 kpc，与恒星的金属丰度无关。基于现代恒星演化代码的BHB恒星场颜色的预期变化模型证实，这种颜色梯度可以与大约2-2.5 Gyrs的年龄差异相关联，最古老的恒星集中在银河系的中央~15 kpc。在这个中心区域内，年龄差异跨越约0.05等（约0.8 Gyrs）的平均颜色范围。此外，我们表明，计时地图可以用来识别个人的子结构，如人马座流，并overdensities在室女座和麒麟座的方向，根据观察到的对比度，他们的平均BHB颜色相对于前景/背景场人口。
2015-10-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
FORS2/VLT survey of Milky Way globular clusters II. Fe and Mg abundances of 51 Milky Way globular clusters on a homogeneous scale
（删节）球状星团追溯了银河系和周围星系的形成和演化，并勾勒出它们的化学富集历史。为了完成这些任务，重要的是要有大样本的集群同质数据和分析，以得出运动学，化学丰度，年龄和位置。我们获得均匀的金属丰度和α-元素增强超过800红巨星在51银河系的球，盘，晕球状星团是最遥远的和/或高度红化的银河系的球状星团系统。我们观测了456 - 586nm波长范围内的R~2000谱，并应用全谱拟合技术。我们比较了所有集群的平均丰度与以前的工作和场星。我们使用的平均金属丰度和水平分支形态定义的所有集群之间的关系，以选择离群值进行讨论。我们发现我们的金属丰度与高分辨率数据得出的结果相当，在-2.5 <[Fe/H]<0.0的区间内，σ = 0.08 dex。我们还发现51个星团的[Mg/Fe]和[α/Fe]与[Fe/H]的分布遵循场星的一般趋势。这是第一次在大样本的同质恒星光谱观测和金属丰度推导中包括以下星团：BH 176，Djorg 2，NGC 10，NGC 6426，Lynga 7和Terzan 8。特别是，前三个星团的金属丰度只有光度测定，而NGC 6426的金属丰度是基于综合光谱学和光度测定。另外两个星团HP 1和NGC 6558被确认为银河系中最古老的球状星团的候选者。这里使用的技术也可以应用于球状星团系统在附近的星系与现有的仪器和遥远的星系与ELT的到来。
2016-03-08 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
Near-Infrared Variability Study of the Central 2.3 arcmin x 2.3 arcmin of the Galactic Centre II. Identification of RR Lyrae Stars in the Milky Way Nuclear Star Cluster
由于强烈的、空间上高度可变的星际消光和极端的源拥挤，银河系核心星团中的微弱（K>15）恒星星族的研究仍然很少。天琴座RR型恒星为我们提供了一种工具，用来估算最古老、相对暗淡的恒星星族的质量。最近，我们分析了银河系中央2.3 'x2.3'的HST/WFC 3/IR观测，发现了21颗周期在0.2 - 1d之间的变星。在这里，我们对这些恒星进行了进一步的全面分析。利用天琴座RR的周期-光度关系导出了它们的周期和距离。使用多种方法，我们将我们的样本分类为四个RRc，四个RRab和三个候选人，十个二进制文件。特别是，这四个RRabs显示了100 °的光变曲线，并且正好落在贝利图中的奥斯特霍夫I分区上。与Minniti等人2016年报道的RRab相比，我们的新RRab具有更高的消光系数（A_K>1.8），并且应该更接近银河系中心。一个RRab的消光和距离匹配的核星团在以前的作品。我们进行了模拟，并发现在校正不完整性后，在核星团内和我们的视野中不可能有超过40个RRabs。通过与银河系已知球状星团的比较，我们估计，如果在5 × 5 pc尺度的银河系核星团中存在一个古老的贫金属（-1.5<[Fe/H]<-1）恒星星族，那么它对太阳质量的贡献最多为4.7 × 10^5，即，约为恒星质量的18%。
2017-07-23 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
Chemistry of the Most Metal-poor Stars in the Bulge and the z > 10 Universe
银河系中的贫金属恒星是第一批恒星和第一批星系时代的局部遗迹。然而，低金属丰度并不能证明一颗恒星是在这个古老的时代形成的，因为贫金属恒星在不同的环境中形成了一系列的红移。银河系形成的理论模型表明，在恒定的金属丰度下，最古老的恒星是那些在最紧密的轨道上最靠近银河系中心的恒星。由于这个原因，银河系凸出部分中最缺乏金属的恒星为高红移宇宙的化学性质提供了极好的示踪剂。我们报道了核球中三颗含[Fe/H] $\lesssim-2.7$的恒星的动力学和详细的化学丰度，其中两颗是核球中最贫金属的恒星。我们发现，除了钪，所有三颗恒星遵循以前确定的贫金属晕星的丰度趋势。这三颗恒星的[Sc II/Fe]丰度是银河系中$α$增强巨星中最低的。此外，这三颗恒星都是在贫金属晕星中观察到的紧密[Sc II/Fe]-[Ti II/Fe]关系中的异常值。理论模型预测，至少有30%的机会，这些恒星中的一个形成在$z\gtrsim15$，而有70%的机会，至少有一个形成在$10 \lesssim z \lesssim 15$。这些观测结果意味着，到了$z\sim10$，银河系的祖先星系都达到了[Fe/H] $\sim-3.0$，并建立了在极端贫金属恒星中观察到的丰度模式。
2015-09-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
The evolution of Lithium: implications of a universal Spite plateau
宇宙学的{7 Li}问题在于解释为什么标准大爆炸核合成理论在WMAP和普朗克的约束下预测的原始Li丰度比在银河系晕中古老温暖的矮星定义的Spite高原的恒星中测量的Li丰度大3倍。有几种解释已经被提出来解释这种差异，包括各种Li耗尽过程以及非标准的大爆炸核合成，但主要问题仍然没有答案。本文给出了矮球状星系和超暗星系的详细化学演化模型，计算了这些天体中7 Li丰度的星系演化，并与类似天体的观测结果进行了比较。在我们的模型中，Li主要是由新星和宇宙射线产生的，在较小程度上由中低质量恒星产生。我们采用了最适合银河系恒星中Li丰度的产额组合。很明显，矮天体的观测定义了一个斯皮特高原，与在银河系中观测到的相同，因此表明斯皮特高原可能是一个普遍的特征，其意义应该加以讨论。我们的矮星系模型的预测，通过假设Li原始丰度要么在最古老的晕星（Spite高原; A（Li）=2.2德克斯）的大气中检测到的，或从宇宙学观测（WMAP; A（Li）=2.66德克斯）。最后，我们讨论了影响的普遍性的Spite高原的结果。
2021-04-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Global survey of star clusters in the Milky Way VI. Age distribution and cluster formation history
全天银河星团（MWSC）巡天提供了太阳附近各种星团的统一和精确的年龄和其他参数。我们构建了星系团的年龄分布，调查其空间变化，并讨论了在过去5个Gyrs星系盘的团簇形成的情况下的限制。由于MWSC的空间范围，我们考虑了沿银河系中心半径$R_G$和沿$Z$轴的年龄分布的空间变化。为了分析年龄分布，我们使用了2242个星团，它们都位于太阳大约2.5 kpc的范围内。为了连接观察到的年龄分布的团簇形成的历史，我们建立了一个分析模型的基础上简单的假设上的集群初始质量函数和集群质量寿命的关系，适合它的观察，并确定参数的团簇形成法。与文献的比较表明，早期的结果严重低估了年龄为$t\gtrsim 100$ Myr的进化集群的数量。最近基于全天星表的研究与我们的数据吻合得更好，但仍然缺乏年龄为$t\gtrsim 1$ Gyr的最古老星团。我们没有观察到一个强烈的变化，在年龄分布沿$R_G$，虽然我们发现一个增强的分数较老的集群（$t>1$陀螺仪）在内部磁盘。相反，沿$Z$的分布变化很大。高空分布实际上不包含带有$t<1$陀螺仪的群集。通过对团簇形成历史、团簇初始质量函数和团簇寿命的简单假设，我们可以重现观测结果。团簇形成速率和团簇寿命是强退化的，这不允许我们解开不同的形成方案。在所有的情况下，团簇形成率都随着时间的推移而强烈下降，并且团簇初始质量函数在高质量端非常浅。（节略）
2018-02-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Pristine Inner Galaxy Survey (PIGS) II: Uncovering the most metal-poor populations in the inner Milky Way
贫金属恒星是追踪银河系早期历史和了解第一代恒星的重要工具。模拟表明，最古老的贫金属恒星将在银河系内部被发现。然而，典型的核球巡天缺乏低金属丰度（[Fe/H] < -1.0）的恒星，因为内星系主要是富含金属的。原始内星系巡天（PIGS）的目标是研究该区域的贫金属和非常贫金属（VMP，[Fe/H] < -2.0）星。在PIGS中，从CFHT的金属敏感CaHK光度法中选择用于光谱跟踪的贫金属目标。这项工作介绍了使用AAT上的AAOmega对约8000颗恒星进行的~250 deg^2光度巡天以及中分辨率光谱跟踪观测。光谱分析使用两个独立的工具：ULySS与经验光谱库，和FERRE与合成光谱库。这两种方法之间的比较，使一个强大的恒星参数及其不确定性的测定。我们提出了一个样本的1300 VMP星-最大的样本VMP星在银河系内部的日期。此外，我们的光谱数据集包括约1700个水平分支恒星，它们是有用的贫金属标准烛光。我们进一步表明，PIGS测光选择VMP星的效率是前所未有的：86%/80%（低/高消光）的最佳候选者满足[Fe/H] <-2.0，80%/63%的较大，不太严格选择的样本。我们讨论了这个独特的数据集的未来应用，这将进一步加深我们对银河系最内层区域的化学和动力学演化的理解。
2020-06-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
The vertical motions of mono-abundance sub-populations in the Milky Way disk
本文介绍了从SDSS/SEGUE G-矮星数据推断的银河系恒星盘中恒星的垂直运动学，推导了一组元素丰度[α/Fe]和[Fe/H]非常相似的“单丰度”恒星子群的垂直速度色散σ z，它是垂直高度|z|和银心半径R的函数。我们发现，在|z|中，所有组分都表现出近似等温的运动学特征，并且垂直速度离散度σ z（z，R）向外缓慢减小|[α/Fe]，[Fe/H]）~ σ_z（[α/Fe]，[Fe/H]）x \exp（-（R-R_0）/7 kpc}）。这些组分的特征速度色散从化学年轻、富金属恒星的~ 15 km/s到贫金属恒星的>~ 50 km/s不等。离中面的平均σ_z梯度仅为0.3 ± 0.2km/s/kpc。我们发现垂直方向的动力学温度（~σ^2_z）是（[α/Fe]，[Fe/H]）的连续函数，它对恒星表面质量密度的贡献为Σ_{R_0}（σ^2_z）~ \exp（-σ^2_z）.等温单丰度人口与中间分散拒绝薄厚盘二分法的概念的存在。这个连续的磁盘反对模型，其中较厚的磁盘部分来自大规模的卫星或加热;最古老的磁盘部分出生热，或内部演化起着重要作用的情况下，似乎是最可行的。σ_z（[α/Fe]，[Fe/H]）的宽范围与每个丰度箱的常数σ_z（z）相结合，提供了对SEGUE丰度的精度的独立检查：δ_[α/Fe] ~ 0.07 dex和δ_[Fe/H] ~ 0.15 dex。垂直色散的径向下降可能反映…
2012-08-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Initial conditions for globular clusters and assembly of the old globular cluster population of the Milky Way
比较N体计算，包括原始的残余气体驱逐与观测到的性质的20个银河系球状星团（GC）的恒星质量函数（MF）已被测量，我们约束的时间尺度，其中嵌入对应的气体必须已被删除，恒星形成的效率的祖先云必须有和集群的潮汐场的强度必须已形成。这三个参数决定了残余气体排出过程中的膨胀和质量损失。应用恒星和动力学演化的校正后，我们发现出生集群的质量，大小和密度的GC样品和相同的数量的祖先气体云。星系团形成前的云核质量在10^5-10^7 Msun之间，半质量半径通常低于1 pc，最低可达0.2 pc。我们发现，低质量现今MF斜率，初始半质量半径和初始密度的集群与集群金属，揭示金属作为一个重要的参数驱动团簇形成和气体排出过程。这项工作预测，PD低浓度集群应该有一个更高的二进制分数比PD高浓度集群。由于最古老的GC是从银河系（MW）形成的早期残留物和派生的初始条件探测的环境中形成的集群，我们使用的结果作为一个新的工具来研究银河系内部GC系统的形成。我们实现了时间分辨的洞察力的前MW气体云的演化在短时间尺度（几百万年）通过集群金属丰度。结果表明是一致的收缩和自引力云，其中波动的前MW潜力随时间的增长。一个最初相对平滑的潮汐场演变成一个粒状的潜力内的动态时间尺度的崩溃云。
2010-06-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Comparing the properties of the X-shaped bulges of NGC 4710 and the Milky Way with MUSE
我们使用新的ESO VLT仪器MUSE获得NGC 4710的光谱和成像覆盖范围。MUSE积分场摄谱仪的宽区域和出色的采样使我们能够研究NGC 4710 X形凸起的动力学特性，并将其与银河系自身X形凸起的特性进行比较。我们测量了径向速度，速度色散，和恒星星族使用惩罚像素全光谱拟合技术，采用简单的恒星星族模型，在1' x 1'的区域中心的NGC 4710的隆起。我们已经构建了速度地图的NGC 4710的隆起，我们调查的存在下，垂直的金属丰度梯度。这些属性进行了比较，银河系的隆起，以及模拟星系与四四方方/花生球。我们发现NGC 4710的视速度图和一维旋转曲线的隆起是非常相似的银河系的隆起。确定的一些具体差异与棒方向角变化的预期一致。NGC 4710的凸起具有明显的X形的方形花生状形态，没有显示任何额外的球状分布的凸起人口，其中我们测量的垂直金属丰度梯度为0.35 dex/kpc。NGC 4710的一般性质与在MW凸起中观察到的非常相似。然而，有人认为MW核球有一个额外的组成部分，由最古老、最贫金属的恒星组成，而不是方形花生核球结构的一部分。在NGC 4710中没有观察到这样的人口，但可能隐藏在我们观察到的整合光中。
2016-03-08 astro-ph.GA
UKIRT follow-up observations of the old open cluster FSR0358 (Kirkpatrick1)
我们的目标是研究银河系中星团的性质。利用期望最大化方法，我们确定最初由J.D.Kirkpatrick发现的聚类FSR 0358是Froebrich等人的聚类候选者中最有可能的真实聚类。在这里，我们提出了新的深高分辨率近红外成像的这个对象与UKIRT获得。对观测数据的分析表明，FSR 0358（Kirkpatrick 1）是银河系外一个年龄为5+-2 Gyr的疏散星团。它的年龄、金属丰度Z=0.008和距离银河系中心11.2kpc是已知古老的疏散星系团的典型。到目前为止，已经确定了六个FSR集群候选者的年龄超过5Gyr。这显示了这个星表在增进我们对银河系最古老的疏散星团的了解方面的重要性。
2009-02-24 astro-ph.GA
Did the Gaia Enceladus/Sausage merger form the Milky Way's bar?
本文利用Auriga宇宙学模拟研究银河系棒形成与GES并合事件的关系，发现类GES并合通过潮汐力在10亿年内触发棒形成，移除并合体则使棒形成延迟约20亿年，表明GES可能促成了银河系棒及其延展盘的形成。
2024-03-28 astro-ph.GA
Old Disks Die Hard: How Does AGN Feedback Suppress Disk Formation in Milky Way Mass Galaxies?
University of California Irvine（加州大学尔湾分校）；University of Southern California（南加州大学）；Wesleyan University（卫斯理安大学）；Pomona College（波莫纳学院）；University of California Davis（加州大学戴维斯分校）
本研究通过FIRE-2模拟分析银河系质量暗晕，发现AGN反馈在星系盘形成后生效，优先抑制薄星系盘恒星形成，使星系形成椭球占比更高的透镜星系。
2026-08-17 astro-ph.GA
