银河系盘的年龄-金属丰度结构

测量银河系盘中恒星族群的结构对星系形成和演化模型施加了基本约束。先前，盘的结构是通过在几何和/或化学上定义的族群来研究的，但基于恒星年龄的分解提供了与盘历史更直接的联系，以及对理论更强的约束。在这里，我们使用来自 SDSS-APOGEE 巡天的 31,244 颗红巨星支恒星的位置、丰度和年龄（跨越 $3 < R_{\mathrm{gc}} < 15$ kpc），将盘分解为低 [$\alpha$/Fe] 和高 [$\alpha$/Fe] 的单一年龄和单一 [Fe/H] 族群。对于每个族群（$\Delta \mathrm{age} < 2$ Gyr 且 $\Delta \mathrm{[Fe/H]} < 0.1$ dex），我们测量了其结构和面质量密度贡献。我们发现低 [$\alpha$/Fe] 单一年龄族群可以很好地用断点指数函数拟合，该函数先增至峰值半径随后递减。我们证明该轮廓随年龄变宽，在此被解释为盘加热和径向迁移的新信号。高 [$\alpha$/Fe] 族群在所考虑的径向范围内可很好地拟合为单一指数函数，平均标长为 $1.9\pm 0.1$ kpc。我们发现，在 $R_0$ 处高 [$\alpha$/Fe] 族群相对于低 [$\alpha$/Fe] 族群的相对贡献为 $f_\Sigma = 18\% \pm 5\%$；高 [$\alpha$/Fe] 族群贡献了年老年龄的大部分质量，而低 [$\alpha$/Fe] 族群贡献了年轻年龄的大部分质量。低和高 [$\alpha$/Fe] 族群在中间 [Fe/H] 处的年龄发生重叠，尽管两者在 $R_{0}$ 处跨越整个 [Fe/H] 范围均贡献质量。质量加权标高 $h_Z$ 分布是一个平滑递减的指数函数。高 [$\alpha$/Fe] 族群比低 [$\alpha$/Fe] 族群更厚，且平均 $h_Z$ 随年龄在 200 至 600 pc 之间稳步增加。