盘形成前银河恒星星冠的结构

我们发展了一种基于金属贫乏星在太阳邻近所观测到的轨道，来恢复古老银河恒星星冠形成盘之前的全局密度分布的方法。该方法依赖于在恒星星冠 population 在早期星际盘形成之后，运动动作积分的绝热不变性。随后应用于来自 Beers 等人最近修订并补充的金属贫乏星目录，该目录是在无运动偏差的情况下选取的金属贫乏星。我们发现，即使银河势面通过以绝热方式去除盘面分量而使其呈球形，恒星星冠在内部星冠区域（R <= 15 kpc）仍保持适度扭曲，对于 [Fe/H]<=-1.8 的星体轴向比约为 0.8，而对于更金属丰富的区间 -1.8<[Fe/H]<=-1.5 的星体轴向比约为 0.7。外层星冠对两种金属区间都保持球形。我们还发现，这一初始扭曲的内层星冠是由星体的各向异性速度分散所致。这些结果表明，今天银河恒星星冠的两组特性——以高度扭曲的内层星冠和接近球形的外层星冠为特征——是恒星星冠初始两种密度分布的结果（或许是耗能性星冠形成的特征），以及后续盘形成对内部的绝热扭曲的结果。我们还讨论了这些结果对银河形成的进一步含义，特别是以层级聚类银河形成情景为背景。