• 本数据集包括了论文'The precession and inclinational variation across the plane of the Milky Way revealed by open clusters'中的数据和代码,这些文件由文章作者独立完成,使用者可以引用该论文。在Readme.txt和代码中对各文件有注释,如果您有更多问题,请联系作者:何治宏,hezh@mail.ustc.edu.cn ...
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  • MIST模型下TTS的完整分数。
  • 近期,国家天文台武雅倩等人基于LAMOST和Kepler的数据,利用精确的红巨星星震学年龄研究了银河系薄的形成时间问题,发现目前已知的最早的薄星年龄约为95亿年,这为深刻认识银河系薄的早期形成演化历史提供了重要的观测依据 ...
    天文学家普遍认为银河系主要的特征结构包括中心核球、银和银晕。其中银又包括厚和薄,且厚恒星先于薄恒星形成,即薄的年龄比厚的年龄更为年轻。
    的形成是银河系在过去约80亿年间非常重要的事件。薄和厚的形成图像是怎样的?最早的薄恒星又是何时何地形成的? ...
    在此基础上,武雅倩等人用化学方法区分了薄和厚的恒星,并系统地研究了银恒星年龄的分布,发现其中最古老的薄星的年龄约为95亿年,其中系统差反映了使用不同恒星演化模型估计的年龄。
    此外,研究还发现第一批薄星的金属丰度分布以及空间分布较为广泛,这表明薄恒星中的内和外恒星可能同时形成。
  • 银河系的集中了银河系绝大多数可见物质,研究人员通常将其分为薄与厚,两者的大小尚无定论,甚至有无厚都还在激烈的争论中。
    是一个边缘不断增厚的结构(Flaring, 的两边膨胀),并且上可能存在很多丰富的、未知细节的不对称结构或子结构。
    他们发现,银河系的至少在19 kpc没有截断并且伴随有向下弯曲和向上弯曲的特征, 他们认为向下弯曲是由于的径向迁移导致, 向上弯曲是由于薄、厚的渐变造成,并推测出14 kpc以外的外成分有可能属于厚的延伸 ...
    ,证实厚比薄更加延展, 标长更长,这与化学上的结论相反。
    银河系外的麒麟环结构是当今银河系研究领域处于热门争论中的外子结构, 王海峰等人经研究分析得到一个很强的结论:麒麟环结构起源于, 而不是起源于卫星星系或矮星系的吸积, 之前很多工作因为主要利用高纬度的数据且未细致考虑的边缘增厚 ...
  • 他们发现年轻恒星边缘增厚的强度和年老恒星边缘增厚的强度类似,没有星族演化效应,因此研究团队认为恒星的边缘增厚现象更可能起源于星系扰动的物理过程,而非银的长期演化机制。
    目前科学家普遍认为银存在薄和厚,但20多年前天文学家发现除了薄、厚星族,银还在逐步“变胖”或“变平”,我们称之为银的“边缘增厚(Flaring ...
    ,以及南北边缘增厚是对称分布的等一系列的性质。
    目前结果已经直接证实气体比恒星更加延展,间接给出了恒星和热尘埃可能更类似,以及气体和冷尘埃可能更类似的观测证据。
    至此,该国际研究团队已经基于LAMOST和Gaia巡天数据系统完成了的“屋脊”起源、的边缘增厚起源、的翘曲起源、的复杂空间结构与长期演化特征、的边界大小、的复杂非对称性质的各类动力学机制的量化等成果 ...
  • 并基于此对银河系薄和厚中恒星的金属丰度与运动学参数的关系给出了进一步验证与限制。论文链接:点击这里。
    化学动力学性质随时间的演化研究是天文学家长期以来的研究热点,对于理解星系的形成和演化历史具有重要意义。银河系结构被认为具有薄和厚两个组成部分。
    在化学丰度研究中,厚星比薄星的金属丰度[Fe/H]含量更贫,[α/Fe]含量更富一些,平均增丰程度超过0.2 dex;在运动学研究中,厚星较薄星的速度弥散和轨道偏心率更大;在年龄的研究中 ...
    ,厚星形成于银河系早期,因而比薄星更年老。
    这些区别与化学空间区分薄和厚恒星是一致的。结果也证明了银河系是由两个特征明显的薄序列和厚序列组成。
  • 验证了银的加热机制。
    观测表明,银上的恒星速度弥散度会随着恒星年龄的增加而增加,普遍认为,这是由动力学效应造成的。天文学家称之为“的加热机制”。
    而通过数值模拟,天文学家发现银上的旋臂结构会显著地加热银上恒星因此获得更高的速度弥散度。
    此外,俞锦程等人认为将银划分为薄和厚能更好地描述银地运动学和化学特性(尽管这一观点还存在争议)。
    从结果图还可以发现,年老的贫金属恒星(多位于厚中)有更高的速度弥散度,这也间接表明了银中薄和厚两部分运动学性质上存在显著差异。
  • 扁平的银结构作为银河系的重要组成部分,蕴含着星系中绝大部分的恒星、气体和尘埃,一直是天文学家研究的重点。 恒星分为厚和薄,标高分别约为1000光年和400光年。
    由年老恒星组成,占银河系恒星总质量的10%;薄中则多为年轻恒星,且富含气体和尘埃。 图1:银河系的成分示意图。
    总的来看,恒星分布最广也最厚,原子气体次之,分子气体又次之。
    到了外银河系,分子气体逐渐变厚,其厚度可以达到1000-1300光年以上,并且有与恒星和原子气体类似的翘曲结构。
    上分子云未来的命运又会如何?厚和薄以及其它成分有怎样的联系等等,有待进一步观测研究给出答案。
  • 是银河系外的一部分。
    银河系结构与其它旋涡星系一样被认为具有“薄”和“厚”两个组成部分。
    为进一步验证,研究人员还发现,这些子结构成员星的元素丰度明显低于厚,这是由于目前外依然存在很多冷气体,相对于内,分子云密度低,历史上平均的恒星形成效率低,化学元素的金属丰度增加的不充分,因此元素丰度比厚星要低 ...
    综上,他们推测,这些子结构成员星应该属于低丰度贫金属外星,也就意味着这些反银心子结构起源于银
    右图显示的是成员星样本(红色五角星)与星样本(黄色部分:薄,紫色部分:厚)以及人马座矮星系(绿色圆圈)在能量-角动量空间的分布对比图。
  • 是银河系恒星诞生和运动的主要场所,对银径向与垂向结构的研究有助于拓展人们对银河系形成与演化的认知。
    图1:左图为呼吸模式速度随银高度的变化,右图为弯曲模式速度随银高度的变化。
    3 kpc的范围内,沿着半径方向为银做切片,在不同的切片上研究恒星速度的统计特征与恒星垂向距离(即恒星距离银的高度)的关系。
    研究者发现,南银比北银绕银心旋转得更快,且恒星的径向与垂向运动速度随着垂向距离的增加而呈现出波动型变化。
    这一结果从运动学和动力学角度证实了银存在显著的边缘增厚现象,且增厚的起点恰好位于太阳附近。 图2:图为银标高随银心半径的变化,虚线指太阳所在的位置。
  • 富金属晕星与厚星有相近的金属丰度,却拥有晕星的运动学性质。
    高速厚星具有与经典厚相同的旋转速度和金属丰度分布,并且与经典厚具有基本相同的动力学性质,但它们在运动学分布中与晕星的位置相同。
    图1.图为高速厚星(HVTD,红色的点)、富金属晕星(MRSH,蓝绿色点)、经典厚星(Thick disk,黑色的点)、经典晕星(Hale stars,黄色的点)在轨道总能量-垂直方向角速度图中的分布 ...
    绝大部分的高速厚星位于近邻处,它们的平均金属丰度比富金属晕星更富,内晕中包含非常少的富金属晕星和高速厚星。
    此外,高速厚星存在一个比经典厚更陡峭的旋转速度-金属丰度梯度,而富金属晕的旋转速度-金属丰度梯度比经典厚更平缓。
  • 国家天文科学数据中心为揭示银河系核风与气体作用的证据提供数据与技术服务。
    图1 银河系核风与气体示意图。
    观测表明,银河系中心产生的核风对银上大尺度气体分布产生了重要影响:在核风作用范围内(银心距小于3 kpc),上可观的气体被摧毁,且被核风夹带着向远离银的地方运动,并在核风的腔壁附近形成许多彗状气体结构 ...
    以上证据表明,银河系核风对银上的气体分布产生了重要影响:高速核风驱散了银上大量的气体物质,并将这些气体挤压在3 kpc的腔壁处;银上的气体被多相核风裹挟着向远离银方向运动。
    银河系核风内远离银的大部分冷气体被迅速摧毁。由于核风与面交界的腔壁处具有相对高的气体密度,使一些较大的分子气体结构在百万年的时标内得以存活,且在远离银的过程中形成头朝银的彗状结构。
  • 这些数据对于许多前沿课题的研究具有重要的价值,目前已在银的速度场,外翘曲起源及星族起源等研究中发挥了作用,同时该样本将成为LAMOST巡天数据资源中非常重要的一部分,供国际同行使用。
    利用该样本,云南大学研究团队在理解银的速度场、外的翘曲以及特殊星族起源上取得了系列重要进展。具体如下: 一、银翘曲的运动学信号及视向节点角度的测量 旋涡星系的外普遍存在翘曲现象。
    作为一个典型的旋涡星系,上世纪60年代的射电观测揭示银河系外也存在显著的翘曲。随后通过对不同示踪物(如尘埃、恒星等)的观测进一步证实了银翘曲的存在。
    翘曲产生机制的理论有很多,如银河系卫星星系对银的扰动,内落气体的吸积等。要从观测上厘清银翘曲的成因不仅需要我们有对翘曲结构性质的了解,还需要我们从运动学上探测到翘曲信号加以限制。
    下一步,研究团队计划结合恒星计数和运动学来探究银翘曲的成因。 图2:利用LAMOST和Gaia的红团簇星样本绘制的银平均垂向速度在平面上的分布及利用简单翘曲模型对该图的拟合。
  • 此外,研究团队对银不同星族的运动学分布函数进行了多星族的空间解析,发现了不同星族呈现出明显不同的运动学属性,这些结果反映了不同星族恒星经历了不同扰动和加热历史,为我们深刻了解银恒星的形成和动力学演化提供了重要的运动学约束 ...
    北京师范大学孙伟祥博士等人基于LAMOST红团簇星,结合Gaia天测数据对银进行多星族的运动学进行研究: 通过平均速度的测量,发现了银大尺度结构的整体运动,例如由径向速度所反映出的银恒星的震荡 ...
    ,由方位角速度所反映出的银南北旋转的不对称性,以及垂向速度所反映出的银翘曲等,并且这些整体运动的振幅和空间相关性在不同的星族中表现出明显的差异。
    通过对速度弥散的测量,研究团队还发现了银的悬臂信号,40亿年内银受到的一次由南至北的扰动信号,以及年轻星族在外区域(R ≥ 12kpc)显著的银翘曲信号等。
    不同星族的运动学属性所揭示的银震荡(第一行左侧图),方位角速度的南北不对称性(第一行右侧图),银翘曲(第二行左侧图),银加热的南北不对称性(第二行右侧图),银河系悬臂信号(第三行左侧图)以及年轻星族和年老星族明显差异的加热历史 ...
  • 这些恒星根据位置的不同,主要分布在银河系的银晕和银上,其中银又包括一个几何上相对较厚的厚和一个相对较薄且更延展的薄
    然后气体逐渐冷却形成了早期银即银河系厚。最后,随着时间推移气体进一步冷却,开始形成银河系薄。薄的形成是一个持久而有序的过程,从大约80-100亿年前一直持续至今。
    早期阶段形成了银河系的厚和银晕,晚期阶段形成了银河系薄
    这两个年龄高度吻合,研究团队认为这绝非偶然,而是强烈暗示了厚的恒星形成活动受到了GSE撞击事件的显著激发。 形成厚恒星的气体大约在80亿年前耗尽,厚形成停止。
    差不多与此同时,新的气体开始从银河系周围聚集到一个更薄的上形成银河系薄恒星。薄形成过程一直持续至今。
  • 随着国际上各大巡天望远镜的数据发布,天文学家发现银河系并非像早期教科书上描述的那样——大部分恒星分布在扁平状的圆(简称银)上,且处于简单的对称结构中;而是发现银河系的成长历程中 ...
    ,经历过多次吸积、碰撞、并合矮星系的复杂过程,这些过程使得银出现了翘曲、波浪状等非对称结构(如图1所示),同时在银的垂直相空间中,还会出现“蜗牛”状的螺旋结构。
    发现在银垂直方向上位于银北侧约2.3光年和银南侧约1.6光年附近的恒星速度弥散曲线存在下凹。该下凹特征在不同半径、不同金属丰度样本中普遍存在(图2所示)。
    此外,研究团队还发现不同半径处的速度弥散南北差异曲线存在系统性变化,表现为曲线的波峰和波谷的位置随着半径增大在垂直银的方向上向银偏移,即存在错位现象(图3 左上)。
    如图4所示,当“蜗牛”结构和z轴相交时,数密度相对银另一侧会有所增高,而这些恒星具有较小的速度,导致速度弥散相对银另一侧有所降低。
  • 为了回答上面两个问题,李广伟等人利用LAMOST光谱数据,结合Gaia、2MASS和WISE测光数据对M型年轻恒星的星周进行了系统研究,他们发现这些M型年轻恒星的完整(含有丰富气体和尘埃的原初星周 ...
    )具有如下两种演化模式(图2): 对于质量小于0.35倍太阳质量的有星周的M型恒星,当其年龄小于100万年时,80%的恒星没有完整,说明它们的星周一开始就缺少气体和尘埃,因此形成行星的概率比较小 ...
    ;但是,其余20%具有完整的M型恒星,其完整有的甚至可以存活到500万年,这样保证了有充分的时间和物质形成类木星行星。
    对于质量大于0.35倍太阳质量的M型恒星,它们出生时几乎都有完整,大多数年龄也能超过100万年,有的甚至能存活到2000万年。
    图2 M型年轻恒星的完整(full disk)和非完整(non-full disk)的演化图。 图中横的粗线是100万年的等年龄线,竖的粗曲线是0.35倍太阳质量的等质量线。
  • 西华师范大学罗杨平研究员、王坤副研究员、捷克科学院天文研究所Peter Nemeth博士、中国科学院云南天文台韩占文院士合作利用LAMOST和Gaia数据对银河系1587颗热亚矮星进行了研究,给出了银河系晕、薄、 ...
    以及球状星团中热亚矮星的重要观测特征,揭示了不同环境中热亚矮星的起源。
    综合LAMOST视向速度、Gaia EDR3 视差、自行数据研究了热亚矮星的运动学特征,给出了热亚矮星在银河系晕、厚、薄中的星族分类,罗杨平等人根据氦元素的含量将热亚矮星分为四个级别:极端富氦热亚矮星 ...
    基于此,研究团队给出了银河系晕、厚、薄中热亚矮星观测统计特征。图1显示了银河系晕、厚、薄中热亚矮星在有效温度氦丰度平面内的分布特征与银河系里的球状星团ω Cen的比较。
    图1:银河系晕、厚、薄、球状星团ω Cen中热亚矮星在有效温度氦丰度平面内的分布 审稿人评价认为:该工作不仅为热亚矮星形成和演化提供了明确的观测限制,更重要的是为解决该领域长期关注的银河系不同场星族和球状星团中热亚矮星起源问题提供了一个重要答案 ...
  • 我们需要更多深刻的物理机制来进一步剖析银河系
    更有趣的是,王海峰等人还对该子结构进行了详细地动力学分析与量化,他们认为该结构对应的面非对称物理机制目前很难给出一个非常精准的结论,但可推测该结构不太可能是银河系的棒、外的椭圆性分布、的长期膨胀或者星流的动力学效应所导致的 ...
    ,其他物理机制如旋臂的动力学、外的非平衡态破损、矮星系的次并合极有可能起着非常显著的作用。
    同时该工作还细致描绘了上径向速度梯度变化的星族结构。
    ,但该工作发现其动力学敏感时间是80亿年,不同于面的非对称“存活时间”。
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