主要gydF4y2Ba

为了解开银河系的集合史，我们需要了解有多少颗恒星诞生于何时，来自什么物质，在什么轨道上。这需要对一大批可能达到最古老年龄(约14 Gyr)的恒星样本进行精确的年龄测定。gydF4y2Ba9gydF4y2Ba，gydF4y2Ba12gydF4y2Ba．亚巨星是一种通过氢壳聚变维持的恒星，它们可以成为这种目的的独特示踪剂，因为它们存在于恒星的短暂演化阶段，可以最精确和直接地确定年龄，因为它们的光度是它们年龄的直接测量指标。此外，从它们的光球表面光谱中确定的化学元素组成准确地反映了数十亿年前它们诞生时的物质组成。这使得亚巨星成为银河系考古中最实用的示踪剂，即使与主序关闭星相比也是如此，主序关闭星的表面丰度可能会因原子扩散效应而改变gydF4y2Ba13gydF4y2Ba．然而，由于亚巨星演化阶段的生命周期较短，它们相对稀少，因此要建立大量具有良好光谱的亚巨星样本非常必要，而这在过去是无法获得的。gydF4y2Ba

随着盖亚任务最近公布的数据(eDR3)gydF4y2Ba14gydF4y2Ba，gydF4y2Ba15gydF4y2Ba以及LAMOST光谱调查最近发布的数据(DR7)gydF4y2Ba16gydF4y2Ba，gydF4y2Ba17gydF4y2Ba，我们根据它们在有效温度(gydF4y2BaTgydF4y2BaeffgydF4y2Ba)绝对星等(gydF4y2Ba米gydF4y2BaKgydF4y2Ba(图)图。gydF4y2Ba1gydF4y2Ba)．年龄(gydF4y2BaτgydF4y2Ba)，通过拟合Yonsei-Yale (YY)恒星等时线来估计这些亚巨星gydF4y2Ba18gydF4y2Ba采用贝叶斯方法，该方法利用天体测量距离(视差)、视距(通量)、光谱化学丰度([Fe/H]， [gydF4y2BaαgydF4y2Ba/ Fe)gydF4y2BaαgydF4y2Ba是指gydF4y2BaαgydF4y2BaMg, Si, Ca, Ti)，gydF4y2BaTgydF4y2BaeffgydF4y2Ba而且gydF4y2Ba米gydF4y2BaKgydF4y2Ba．如图所示。gydF4y2Ba1 bgydF4y2Ba，样本恒星在1.5 Gyr到宇宙年龄(13.8 Gyr;ref。gydF4y2Ba19gydF4y2Ba)．我们样本的年龄下限较低是我们的方法固有的:更年轻、因此更明亮的亚巨星可能与不同的恒星演化阶段相混淆，即年龄大得多的恒星的水平分支阶段，这将导致严重的样本污染。这个样本构成了一个100倍的飞跃的样本大小的恒星具有相当精确和一致的年龄估计gydF4y2Ba20.gydF4y2Ba，gydF4y2Ba21gydF4y2Ba．此外，这是一个大样本，覆盖了整个银河系的大空间体积(图1c)和大部分相关的年龄和金属丰度范围(1.5 Gyr τgydF4y2Ba< 13.8 Gyr，−2.5 < [Fe/H] < 0.4)。样品还有一个直接的空间选择函数，允许我们估计示踪剂的空间密度。这些成分使我们对银河系的集合史，特别是早期形成史有了另一种看法。gydF4y2Ba

图1:具有精确年龄的亚巨星样品。gydF4y2Ba
图1gydF4y2Ba

一个gydF4y2Ba的子巨人选择的说明gydF4y2BaTgydF4y2BaeffgydF4y2Ba- - - - - -gydF4y2Ba米gydF4y2BaKgydF4y2Ba图中为−0.1 < [Fe/H] < 0.1的太阳金属丰度仓。亚巨星样本总共包含247,104颗恒星。固体曲线是YY恒星演化模型的等时线gydF4y2Ba18gydF4y2Ba对于太阳金属丰度([Fe/H] = 0， [gydF4y2BaαgydF4y2Ba1、2、3、4、6、8、10、12、14、16、18和20 Gyr的年龄，说明了如何从恒星的位置确定其年龄gydF4y2BaTgydF4y2BaeffgydF4y2Ba- - - - - -gydF4y2Ba米gydF4y2BaKgydF4y2Ba图中[Fe/H]已知。这两条直线包围了我们定义亚巨星样本的区域。gydF4y2BabgydF4y2Ba，相对年龄精度随年龄变化的分布:该精度分布的模态为6%，中位数为7.5%。对于后续的分析，我们将只使用相对年龄精度小于15%的恒星(水平虚线)。顶部和右侧的直方图被归一化为峰值gydF4y2BaNgydF4y2Ba马克斯gydF4y2Ba．gydF4y2BacgydF4y2Ba，我们的亚巨星样本恒星的空间分布gydF4y2BaRgydF4y2Ba- - - - - -gydF4y2BaZgydF4y2Ba银河圆柱坐标平面。样品中星系中心半径的全部范围是6kpcgydF4y2Ba≲gydF4y2BaRgydF4y2Ba≲gydF4y2Ba14 kpc，到银河系中位面的距离为−5 kpcgydF4y2Ba≲gydF4y2BaZgydF4y2Ba≲gydF4y2Ba6 kpc。样品的大部分(90%)覆盖7.2 kpcgydF4y2Ba≲gydF4y2BaRgydF4y2Ba≲gydF4y2Ba10.4 kpc和−1.2 kpcgydF4y2Ba≲gydF4y2BaZgydF4y2Ba≲gydF4y2Ba2 kpc，如虚线所示。gydF4y2Ba

全尺寸图像gydF4y2Ba

银河系恒星年龄-金属丰度分布gydF4y2Ba

金属丰度:任何年龄的亚巨星的光球金属丰度gydF4y2BaτgydF4y2Ba反映了形成它的那个时代气体的元素组成gydF4y2BaτgydF4y2BaGyr前。这些恒星金属含量在不同时代的总体分布，gydF4y2BapgydF4y2Ba（gydF4y2BaτgydF4y2Ba， [Fe/H])，从而编码了我们银河系的化学富集历史。数字gydF4y2Ba2gydF4y2Ba给出我们数据的这个分布。结果表明，该恒星的年龄-金属丰度分布具有明显的序列特征，包括至少两个年龄分离的[Fe/H] >−1序列和一个只有[Fe/H] <−1的低金属丰度老恒星序列。的密度gydF4y2BapgydF4y2Ba（gydF4y2BaτgydF4y2Ba， [Fe/H])可能随着恒星轨道或星系中心半径的变化而变化，在我们的样本覆盖的范围内(6-14 kpc;无花果。gydF4y2Ba1gydF4y2Ba)．然而，分布的“形态”只有轻微的变化，使我们能够专注于径向平均分布gydF4y2BapgydF4y2Ba（gydF4y2BaτgydF4y2Ba(Fe / H))。gydF4y2Ba

图2:亚巨星样品揭示的恒星年龄-金属丰度关系。gydF4y2Ba
图2gydF4y2Ba

一个gydF4y2Ba，整个亚巨星样本在年龄- [Fe/H]平面上的恒星分布，以恒星数量密度彩色编码，gydF4y2BaNgydF4y2Ba．gydF4y2BabgydF4y2Ba方位作用平面上的恒星密度分布gydF4y2BaJgydF4y2BaϕgydF4y2Ba(相当于角动量gydF4y2BalgydF4y2BaZgydF4y2Ba)与径向作用gydF4y2BaJgydF4y2BaRgydF4y2Ba．垂直线勾勒出轮廓gydF4y2BaJgydF4y2BaϕgydF4y2Ba= 1500公里gydF4y2Ba1gydF4y2Ba，它将样本分为高角动量(黄色背景)和低角动量区域。gydF4y2BacgydF4y2Ba，恒星密度分布在[Fe/H] - [gydF4y2BaαgydF4y2Ba平面/ Fe]。红色实线将样品分为高-级gydF4y2BaαgydF4y2Ba和低- - - - - -gydF4y2BaαgydF4y2Ba(黄色背景)政权。gydF4y2BadgydF4y2Ba，恒星年龄的概率分布gydF4y2BapgydF4y2Ba（gydF4y2BaτgydF4y2Ba| [Fe/H])，归一化到每个[Fe/H]的峰值，对于角动量高而角动量低[gydF4y2BaαgydF4y2Ba(黄色背景在gydF4y2BabgydF4y2Ba而且gydF4y2BacgydF4y2Ba)．gydF4y2BaegydF4y2Ba,类似于gydF4y2BadgydF4y2Ba但对于角动量较低或[gydF4y2BaαgydF4y2Ba/ Fe]。这两个政权在……方面表现出明显的区别gydF4y2BaτgydF4y2Ba≃gydF4y2Ba8 Gyr。这两种状态均显示出突出的结构，如晚期的v型结构(gydF4y2BadgydF4y2Ba)和贫金属([Fe/H]gydF4y2Ba≲gydF4y2Ba−1)“晕”和富金属([Fe/H])gydF4y2Ba≳gydF4y2Ba−1)早期的“磁盘”序列(gydF4y2BaegydF4y2Ba)．在早期，两个序列在[Fe/H]处合并。gydF4y2Ba≃gydF4y2Ba−1，但在该金属丰度下，富金属层序比贫金属层序早约2gyr，导致中z型结构gydF4y2BapgydF4y2Ba（gydF4y2BaτgydF4y2Ba| (Fe / H))。gydF4y2Ba

全尺寸图像gydF4y2Ba

它的复杂性gydF4y2BapgydF4y2Ba（gydF4y2BaτgydF4y2Ba, (Fe / H))(无花果。gydF4y2Ba2gydF4y2Ba)可以通过将样本分成两个子样本，用两者都不是的恒星数量来解开gydF4y2BaτgydF4y2Ba[Fe/H]:角动量gydF4y2BaJgydF4y2BaϕgydF4y2Ba(也表示gydF4y2BalgydF4y2BaZgydF4y2Ba)和'gydF4y2BaαgydF4y2Ba增强”,(gydF4y2BaαgydF4y2Ba/ Fe]。大量的观测表明，银河系中的大多数恒星是由高角动量轨道上逐渐富集的气体形成的，或者说是扩展的(“薄”)圆盘gydF4y2Ba4gydF4y2Ba，gydF4y2Ba22gydF4y2Ba,在高gydF4y2BaJgydF4y2BaϕgydF4y2Ba和低(gydF4y2BaαgydF4y2Ba/ Fe]。银河系中恒星的分布也是很确定的。gydF4y2BaαgydF4y2Ba/Fe] - [Fe/H]平面为双峰型，具有较高的-gydF4y2BaαgydF4y2Ba序列反映快速富集和低-gydF4y2BaαgydF4y2Ba序列反映了逐渐富集，这表明了一种自然的方法来划分任何样品在[gydF4y2BaαgydF4y2Ba/ Fe) - (Fe / H)飞机gydF4y2Ba8gydF4y2Ba．这启发了我们将样本分成两部分的方法，将逐渐富集的、具有高角动量的盘状恒星的主要样本部分与其他部分分开。具体来说，我们用的是切割gydF4y2Ba

$ $ \{{数组}{c} \ \开始开始{数组}{cc} {J} _ {\ varphi} > 1500 \ {\ rm {kpc}}。{\ rm{公里}}/ {\ rm{年代}}和{\ rm{和}}\结束数组{}\ \ \{\开始{数组}{cc}[\α/ Fe] > 0.16, & rm{如果}}{\ \ [{\ rm{菲}}/ {\ rm {H}}] \, > -0.5, \ \ \[\α/ Fe] < -0.16 [{\ rm{菲}}/ {\ rm {H}}] \, + 0.08, & rm{如果}}{\ \ [{\ rm{菲}}/ {\ rm {H}}] \, > -0.5,结束\{数组}\{数组}$ $gydF4y2Ba
(1）gydF4y2Ba

如图中黄色阴影部分所示。gydF4y2Ba2 b, cgydF4y2Ba．的结果子样本gydF4y2BaτgydF4y2Ba- [Fe/H]平面如图所示gydF4y2Ba2 d, egydF4y2Ba在这里，需要记住的是，样本拆分不涉及两个坐标轴上的任何一个量，gydF4y2BaτgydF4y2Ba和(Fe / H)。由于我们想首先关注银河系元素富集的历史，而不是它的恒星形成的历史，我们将分布正常化gydF4y2BapgydF4y2Ba（gydF4y2BaτgydF4y2Ba， [Fe/H])在每个[Fe/H]处产生gydF4y2BapgydF4y2Ba（gydF4y2BaτgydF4y2Ba| [Fe/H])，在给定[Fe/H]处的年龄分布。gydF4y2Ba

数字gydF4y2Ba2 d, egydF4y2Ba表明角动量和[gydF4y2BaαgydF4y2Ba/Fe]将银河系的富集历史整齐地划分为两个不同的年龄体系，在gydF4y2BaτgydF4y2Ba≃gydF4y2Ba8 Gyr。因此，我们将把这两部分，在先前的资料中没有明确显示，称为gydF4y2Ba\ (p{(\τ| [{\ rm{菲}}/ {\ rm {H}}])} _ {{\ rm{晚}}}\)gydF4y2Ba而且gydF4y2Ba\ (p{(\τ| [{\ rm{菲}}/ {\ rm {H}}])} _ {{\ rm{早期}}}\)gydF4y2Ba．的分布gydF4y2Ba\ (p{(\τ| [{\ rm{菲}}/ {\ rm {H}}])} _ {{\ rm{晚}}}\)gydF4y2Ba明显呈v型gydF4y2Ba23gydF4y2Ba．这种形状大概是动态静止圆盘长期演化的结果;富有金属((Fe / H)gydF4y2Ba≳gydF4y2Ba−0.1)分支产生于从内盘迁移到太阳半径附近的恒星。那根树枝的斜度gydF4y2Ba\ (p{(\τ| [{\ rm{菲}}/ {\ rm {H}}])} _ {{\ rm{晚}}}\)gydF4y2Ba然后由圆盘中的(负)径向金属丰度梯度得到结果gydF4y2Ba1gydF4y2Ba事实上，那些迁移得更多的恒星需要更多的时间来迁移，因此它们的年龄更大。类似地，我们假设的较低的分支gydF4y2Ba\ (p{(\τ| [{\ rm{菲}}/ {\ rm {H}}])} _ {{\ rm{晚}}}\)gydF4y2Ba在(Fe / H)gydF4y2Ba≲gydF4y2Ba−0.1的可能性来自于在更远的地方诞生并向内迁移的恒星gydF4y2Ba6gydF4y2Ba．与银河系盘的长期演化模型的定量比较gydF4y2Ba4gydF4y2Ba，gydF4y2Ba22gydF4y2Ba是正在进行的独立工作的一部分。gydF4y2Ba

较老的星星，映在gydF4y2Ba\ (p{(\τ| [{\ rm{菲}}/ {\ rm {H}}])} _ {{\ rm{早期}}}\)gydF4y2Ba，显示两个显著的序列，[Fe/H](gydF4y2BaτgydF4y2Ba)的关系。−2.5 < [Fe/H] <−1.0的恒星反映了我们银河系中已经确定的恒星晕数量，而更富金属的序列([Fe/H])gydF4y2Ba≳gydF4y2Ba−1)反映银河系的内部，高gydF4y2BaαgydF4y2Ba(厚)磁盘gydF4y2Ba24gydF4y2Ba；恒星的角动量也证明了这是一个古老的圆盘组成部分，如下所示。gydF4y2Ba

旧盘序列的形态学gydF4y2Ba\ (p{(\τ| [{\ rm{菲}}/ {\ rm {H}}])} _ {{\ rm{早期}}}\)gydF4y2Ba是图中最显著的特征。gydF4y2Ba2 egydF4y2Ba；揭示了[Fe/H]异常清晰、连续和紧密的年龄-金属丰度关系。gydF4y2Ba≲gydF4y2Ba−1 at 13 Gyr ago一路到[Fe/H]gydF4y2Ba≃gydF4y2Ba在7 Gyr之前0.5。一个简单的模型gydF4y2BapgydF4y2Ba（gydF4y2BaτgydF4y2Ba| [Fe/H])gydF4y2Ba补充信息gydF4y2Ba)发现，在给定的[Fe/H]条件下，在6 Gyr区间内的固有年龄弥散小于0.82 Gyr(扩展数据图。gydF4y2Ba1gydF4y2Ba)．考虑到序列的斜率，这意味着在给定年龄[Fe/H]的1.5 dex范围内[Fe/H]的分散小于0.22 dex。gydF4y2Ba

晕和旧盘序列都延伸到[Fe/H]gydF4y2Ba≃gydF4y2Ba−1。然而，在这个[Fe/H]值下，旧盘序列大约比晕序列早2gyr，导致在gydF4y2Ba\ (p{(\τ| [{\ rm{菲}}/ {\ rm {H}}])} _ {{\ rm{早期}}}\)gydF4y2Ba．这个特征是分布的第二个方面，据我们所知，以前没有见过gydF4y2Ba21gydF4y2Ba．gydF4y2Ba

银河系老盘的形成和富集gydF4y2Ba

对这些特性的一些试探性提示gydF4y2BapgydF4y2Ba（gydF4y2BaτgydF4y2Ba| [Fe/H])在早期的研究中已经发现gydF4y2Ba24gydF4y2Ba，gydF4y2Ba25gydF4y2Ba(请参阅gydF4y2Ba补充信息gydF4y2Ba)，但这些研究缺乏样本量或精度，无法对银河系的形成历史作出明确的推论。数字gydF4y2Ba2gydF4y2Ba明明是老，明明是高gydF4y2BaαgydF4y2Ba银河系的“厚”盘大约在13 Gyr之前开始形成，这是大爆炸后的0.8 GyrgydF4y2Ba19gydF4y2Ba，延伸至5 ~ 6 Gyr，形成恒星的星际恒星介质(ISM)不断增加1 dex以上，从[Fe/H]gydF4y2Ba≃gydF4y2Ba−1到0.5。[Fe/H] -年龄序列的紧密性表明，ISM在整个时期内必须保持完全的空间混合。如果任何时候在恒星形成ISM中存在任何径向(或方位角)[Fe/H]变化(或梯度)超过0.2 dex，这将增加由此产生的[Fe/H]年龄散射，超过我们所看到的。这种梯度，加上轨道迁移，是后期星系盘在特定年龄表现出相当高的[Fe/H]色散的主要原因gydF4y2Ba4gydF4y2Ba，gydF4y2Ba26gydF4y2Ba．研究结果还表明，银河系古老的，gydF4y2BaαgydF4y2Ba-增强的盘与晕星的形成时间重叠:最早的盘星比[Fe/H]的主要晕星群早1-2 GyrgydF4y2Ba≃gydF4y2Ba−1(参见z形结构)。gydF4y2Ba

在无花果。gydF4y2Ba3.gydF4y2Ba我们检查gydF4y2Ba\ (p{(\τ| [{\ rm{菲}}/ {\ rm {H}}])} _ {{\ rm{早期}}}\)gydF4y2Ba通过将至少具有中等角动量的恒星分开，使分布更加紧密，gydF4y2BaJgydF4y2BaϕgydF4y2Ba500公里gydF4y2Ba1gydF4y2Ba从那些接近径向甚至逆行轨道的恒星，gydF4y2BaJgydF4y2BaϕgydF4y2Ba< 500公里每公里每秒gydF4y2Ba1gydF4y2Ba．通过角动量进一步对样本进行区分，又得到了两个几乎不相交的样本gydF4y2BapgydF4y2Ba（gydF4y2BaτgydF4y2Ba| (Fe / H))分布。第一个(图。gydF4y2Ba3.gydF4y2Ba以[Fe/H] >−1为主gydF4y2BapgydF4y2Ba（gydF4y2BaτgydF4y2Ba| [Fe/H])序列，我们已经将其归为旧磁盘。第二种主要是[Fe/H] <−1.2反射晕。gydF4y2Ba

图3:恒星分布的概率gydF4y2BaJgydF4y2BaϕgydF4y2Ba(Fe / H)和飞机,gydF4y2BapgydF4y2Ba（gydF4y2BaτgydF4y2Ba， [Fe/H])，表示早期形成的恒星。gydF4y2Ba
图3gydF4y2Ba

早期形成的恒星被分为gydF4y2BaJgydF4y2BaϕgydF4y2Ba500公里gydF4y2Ba1gydF4y2Ba(上)和gydF4y2BaJgydF4y2BaϕgydF4y2Ba< 500公里每公里每秒gydF4y2Ba1gydF4y2Ba(低)。恒星分布概率被归一化到峰值，这样从蓝色到红色的颜色代表一个从0到单位的值。注意，这与gydF4y2BapgydF4y2Ba（gydF4y2BaτgydF4y2Ba图中| [Fe/H])gydF4y2Ba2gydF4y2Ba，对每个[Fe/H]进行归一化处理。直方图显示了[Fe/H](上面板)或年龄(右面板)的综合分布。最上面的是年龄分布gydF4y2BapgydF4y2Ba（gydF4y2BaτgydF4y2Ba)是对相对恒星形成历史的测量。红色虚线曲线是对音量选择效果进行校正后的结果。垂直虚线描绘了一个11.2 Gyr的恒定年龄，当恒星形成速率达到最大值时。gydF4y2Ba

全尺寸图像gydF4y2Ba

注意,图。gydF4y2Ba3.gydF4y2Ba下面的面板显示了一组不同的恒星gydF4y2BaJgydF4y2BaϕgydF4y2Ba< 500公里每公里每秒gydF4y2Ba1gydF4y2Ba，因此gydF4y2BapgydF4y2Ba（gydF4y2BaτgydF4y2Ba| [Fe/H])位点表明它们是老盘序列中最古老和最缺乏金属的部分(参见扩展数据图)。gydF4y2Ba2gydF4y2Ba)．这些恒星表明，在早期的合并事件中，旧盘序列中一些最古老的成员出现了，它们被“溅射”到低角动量轨道上gydF4y2Ba27gydF4y2Ba，gydF4y2Ba28gydF4y2Ba．这个古老的合并事件可能是与盖亚-土卫二卫星星系的合并gydF4y2Ba11gydF4y2Ba(也被称为盖亚香肠gydF4y2Ba10gydF4y2Ba；即盖亚-香肠-土卫二)，它贡献了银河系大部分的晕星gydF4y2Ba7gydF4y2Ba，gydF4y2Ba29gydF4y2Ba．事实上，喷射的古老盘状恒星的角动量非常小，只能在gydF4y2BaτgydF4y2Ba≳gydF4y2Ba11gyr构成了一个强有力的证据，表明老盘和盖亚-香肠-土卫二卫星星系之间的主要合并过程基本上在11gyr之前就已经完成了。这个纪元比先前基于晕星年龄下限(10 Gyr)的估计早1 Gyr(参考文献)。gydF4y2Ba11gydF4y2Ba，gydF4y2Ba21gydF4y2Ba，gydF4y2Ba30.gydF4y2Ba)．gydF4y2Ba

数字gydF4y2Ba3.gydF4y2Ba显示了体积修正的二维分布gydF4y2BapgydF4y2Ba（gydF4y2BaτgydF4y2Ba， [Fe/H])(见gydF4y2Ba补充信息gydF4y2Ba对于音量选择效果的校正)，而不是gydF4y2BapgydF4y2Ba（gydF4y2BaτgydF4y2Ba| [Fe/H])。gydF4y2Ba2gydF4y2Ba．数字gydF4y2Ba3.gydF4y2Ba揭示了一个显著的特征，即老盘的恒星形成速率在11.2 Gyr前达到一个显著的最大值，显然是在与盖亚-香肠-土卫二卫星星系合并完成的时候，然后随着时间的推移不断下降。对这一巧合最明显的解释是，来自盖亚-香肠-土卫二卫星星系的扰动极大地促进了老盘的恒星形成。值得注意的是，大约11 Gyr以前的古老盘状恒星的恒星形成峰值与早期仅根据丰度得出的这种峰值的迹象非常一致gydF4y2Ba31gydF4y2Ba．gydF4y2Ba

为了把我们的结果放到星系形成和进化的更大图景中，我们认为在现今的恒星形成星系中，多重组合阶段是普遍存在的。使用IllustriesTNG模拟，Wang等人。gydF4y2Ba32gydF4y2Ba表明星系合并和相互作用在诱导气体流入中发挥了关键作用，导致了多颗恒星的形成过程，中间被静止相打断。从观测角度来看，这一理论图景的最佳测试平台就是我们的银河系。我们的研究已经证明了这种测试在整个宇宙时间轴上的力量，从非常早期的纪元(gydF4y2BaτgydF4y2Ba≃gydF4y2Ba13 Gyr或红移gydF4y2BazgydF4y2Ba> 10)到当前时间。gydF4y2Ba

方法gydF4y2Ba

光谱学中的恒星标签gydF4y2Ba

构建具有精确年龄、丰度和轨道的亚巨星样本需要许多步骤。第一步是从LAMOST DR7光谱中获得恒星大气参数，我们使用数据驱动的Payne (DD-Payne)方法完成了这一工作，并使用来自LAMOST DR5的类似数据进行了详细验证。gydF4y2Ba33gydF4y2Ba)．这就产生了一个有效温度的目录gydF4y2BaTgydF4y2BaeffgydF4y2Ba，地面重力测井gydF4y2BaggydF4y2Ba, microturbulent速度gydF4y2BavgydF4y2Ba麦克风gydF4y2Ba700万颗恒星中16种元素(C, N, O, Na, Mg, Al, Si, Ca, Ti, Cr, Mn, Fe, Co, Ni, Cu, Ba)的元素丰度值。我们还推导出gydF4y2BaαgydF4y2Ba-元素与铁的丰度比[gydF4y2BaαgydF4y2Ba/Fe]，它将用于年龄估计，以确定每个物体的正确等时线集。光谱信噪比(gydF4y2Ba年代gydF4y2Ba/gydF4y2BaNgydF4y2Ba)大于50时，典型的测量不确定度约为30k ingydF4y2BaTgydF4y2BaeffgydF4y2Ba我们在这里使用的丰度为0.05 dex: [Fe/H]和[gydF4y2BaαgydF4y2Ba/ Fe) (ref。gydF4y2Ba33gydF4y2Ba)．gydF4y2Ba

绝对星等和光谱视差gydF4y2Ba

确定精确的绝对星等对于确定亚巨星的年龄至关重要。gydF4y2Ba1gydF4y2Ba)．盖亚天体测量为大约2 kpc以内的恒星提供高精度视差，而对于更遥远的恒星，盖亚视差的不确定度超过10%。对于这些遥远的恒星，需要用光谱估计绝对星等以确保精确的年龄测定。我们得到gydF4y2Ba米gydF4y2BaKgydF4y2Ba的绝对星等，从LAMOST光谱，使用基于神经网络建模的数据驱动方法(见gydF4y2Ba补充信息gydF4y2Ba详情)。扩展数据图gydF4y2Ba3.gydF4y2Ba说明对于高信噪比的LAMOST光谱(gydF4y2Ba年代gydF4y2Ba/gydF4y2BaNgydF4y2Ba> 80)，我们的光谱gydF4y2Ba米gydF4y2BaKgydF4y2Ba估算结果在[Fe/H] = 0时精确到优于0.1 mag(在[Fe/H] =−1时为0.15 mag)。进一步，进行了光谱之间的比较gydF4y2Ba米gydF4y2BaKgydF4y2Ba和几何gydF4y2Ba米gydF4y2BaKgydF4y2Ba从盖亚视差提供了一种有效的方法来识别未解决的双星gydF4y2Ba33gydF4y2Ba，gydF4y2Ba34gydF4y2Ba(扩展数据图。gydF4y2Ba3.gydF4y2Ba)．对于后续的建模，我们通过加权平均算法将这两种方法结合起来gydF4y2Ba

$ $ {M} _ {{\ rm {K}}} = \压裂{{{M} _ {{\ rm {K}}}} ^ {{\ rm{几何学}}}/{\σ}_ {{\ rm{几何学}}}^ {2}+ {{M} _ {{\ rm {K}}}} ^ {{\ rm{规范}}}/{\σ}_ {{\ rm{规范}}}^{2}}{{\σ}_ {{\ rm{规范}}}^{2}+{\σ}_ {{\ rm{几何学}}}^{2}}。$ $gydF4y2Ba

在这里gydF4y2Ba米gydF4y2BaKgydF4y2Ba几何学gydF4y2Ba指的是几何gydF4y2Ba米gydF4y2BaKgydF4y2Ba,也就是说,gydF4y2Ba米gydF4y2BaKgydF4y2Ba用盖亚视差推导出来的，gydF4y2Ba米gydF4y2BaKgydF4y2Ba规范gydF4y2Ba的光谱gydF4y2Ba米gydF4y2BaKgydF4y2Ba估计,gydF4y2BaσgydF4y2Ba的不确定性gydF4y2Ba米gydF4y2BaKgydF4y2Ba估计。然后我们就可以选择位于两条直线之间的亚巨星了gydF4y2BaTgydF4y2BaeffgydF4y2Ba- - - - - -gydF4y2Ba米gydF4y2BaKgydF4y2Ba图。由于等时线依赖于[Fe/H]，因此分别对每个[Fe/H]仓进行计算，并采用延伸数据表中所示的边界线的斜率和截距gydF4y2Ba1gydF4y2Ba．作为一个例子，太阳金属丰度恒星的边界如图所示。gydF4y2Ba1gydF4y2Ba．为了确保边界随[Fe/H]平滑变化，我们插值了扩展数据表中列出的斜率和截距gydF4y2Ba1gydF4y2Ba以匹配每颗恒星的测量值[Fe/H]。gydF4y2Ba

清洁样品削减gydF4y2Ba

为了获得高纯度的亚巨星样本，我们应用了清洁标准来丢弃数据质量差的恒星或可能被亚巨星样本污染的恒星。gydF4y2Ba

  • 我们丢弃了我们通过光谱光度视差和来自盖亚的几何视差的差异来识别的未解决的双星，通过要求gydF4y2Ba

    $ $ \压裂{{\ varpi} _ {{\ rm{规范}}- {\ rm{照片}}}- {\ varpi} _ {{\ rm{几何学}}}}{\√6{{\σ}_ {{\ rm{规范}}}^{2}+{\σ}_ {{\ rm{几何学}}}^ {2}}}> 2 $ $gydF4y2Ba
    （3）gydF4y2Ba

    在这里gydF4y2Ba\ ({\ varpi} _{年代{\ rm{压电陶瓷}}- {\ rm{照片}}}\)gydF4y2Ba用光谱法从距离模量推导出光度视差吗gydF4y2Ba米gydF4y2BaKgydF4y2Ba和2MASS视星等gydF4y2Ba35gydF4y2Ba．gydF4y2Ba

  • 我们丢弃虚假盖亚天体测量的恒星，要求盖亚重新归一化的单位重量误差(RUWE)大于1.2或天体测量保真度小于0.8(参考文献)。gydF4y2Ba36gydF4y2Ba)．gydF4y2Ba

  • 根据不同时期盖亚星等的变化幅度，我们丢弃了通量变化显著的恒星，gydF4y2Ba

    $ $ {\ varDelta} _ {{\ rm {G}}} = \压裂{\√6 {{\ rm{辐透}}\ _ rm {G}} {\ \ _ rm {N}} {\ \ _ {\ rm{奥林匹克广播服务公司}}}}{{\ rm{辐透}}\ _ rm {G}} {\ \ _ rm{意味着}}{\ \ _ {\ rm{通量}}\ _ rm {/}} {\ \ _ {\ rm{错误}}}$ $gydF4y2Ba
    （4）gydF4y2Ba

    其中PHOT_G_N_OBS是纪元数，PHOT_G_MEAN_FLUX_OVER_ERROR是Gaia g波段光度法的平均通量/误差比。我们计算集合中值gydF4y2Ba((\ \眉题{{\ varDelta} _ {{\ rm {G}}}}) \)gydF4y2Ba和色散gydF4y2BaσgydF4y2Ba（gydF4y2BaΔgydF4y2BaGgydF4y2Ba)gydF4y2BaΔgydF4y2BaGgydF4y2Ba为g波段星等的函数，并定义任意一颗星为变量，如果gydF4y2Ba

    $ $ \压裂{{\ varDelta} _ {{\ rm {G}}} - \眉题{{\ varDelta} _ {{\ rm {G}}}}}{\σ({\ varDelta} _ {{\ rm {G}}})} > 3 $ $gydF4y2Ba
    (5)gydF4y2Ba

    该准则所排除的大部分变量被发现是前主序恒星。gydF4y2Ba

  • 我们丢弃亮度低于20gyr等时线亚巨分支的恒星，这是我们等时线网格的边界。这类恒星主要是前主序恒星或按上述标准排除后的主序双星的污染。gydF4y2Ba

  • 我们丢弃所有的星星gydF4y2Ba米gydF4y2BaKgydF4y2Ba亮度大于0.5 mag，以避免he燃烧水平支星的污染。这是有代价的:我们基本上排除了所有小于1.5 Gyr的恒星。gydF4y2Ba

  • 我们要求样本中的所有恒星都具有LAMOST光谱gydF4y2Ba年代gydF4y2Ba/gydF4y2BaNgydF4y2Ba> 20和有良好的DD-Payne适合，通过要求' qflag_ . > 20gydF4y2BaχgydF4y2Ba2gydF4y2Ba=好'gydF4y2Ba33gydF4y2Ba．我们进一步限制我们的恒星gydF4y2BaTgydF4y2BaeffgydF4y2Ba小于6800 K时，DD-Payne丰度最为强健。gydF4y2Ba

在这些清洁切割之后，剩下的样本包含247,104颗恒星(图。gydF4y2Ba1gydF4y2Ba)，它们都被认为是次巨星。gydF4y2Ba

用等时线估计年龄gydF4y2Ba

亚巨星样本恒星的年龄是通过匹配盖亚天体测量视差确定的gydF4y2BaϖgydF4y2Ba， LAMOST光谱恒星参数gydF4y2BaTgydF4y2BaeffgydF4y2Ba，gydF4y2Ba米gydF4y2BaKgydF4y2Ba， [Fe/H]和[gydF4y2BaαgydF4y2Ba/Fe]， G、BP、RP、J、H和K波段的Gaia和2MASS光度测定与YY恒星等时线gydF4y2Ba18gydF4y2Ba，gydF4y2Ba37gydF4y2Ba使用贝叶斯方法(参见gydF4y2Ba补充信息gydF4y2Ba详情)。请注意，在我们的贝叶斯模型中，我们选择不强加一个先验条件，即所有的恒星都应该比普朗克宇宙微波背景测量得出的宇宙年龄(13.8 Gyr)更年轻。gydF4y2Ba19gydF4y2Ba．这主要有两个原因。首先，恒星年龄的上限是对宇宙年龄的一种独立检验，而将年龄先验强加于宇宙学模型的推论可能会导致结果的偏差。第二，设定年龄上限可能会增加统计的复杂性。gydF4y2Ba

为了将盖亚视差转换为绝对星等，我们还需要知道大灭绝。因此，我们已经确定了单个恒星的变红和消失，使用从它们的恒星参数经验推断的固有颜色(见gydF4y2Ba补充信息gydF4y2Ba详情)。gydF4y2Ba

我们还使用其他公共等时线(如MIST)测试了年龄估计gydF4y2Ba38gydF4y2Ba，gydF4y2Ba39gydF4y2Ba发现，在太阳能的例子中gydF4y2BaαgydF4y2Ba-混合，基于YY和MIST的年龄估计显示出良好的一致性，除了MST等时线预测的年龄要老0.5 Gyr(扩展数据图。gydF4y2Ba4gydF4y2Ba)．然而,gydF4y2BaαgydF4y2Ba-元素增强，目前公共的MIST等时线中没有提供，对年龄估计有很大的影响，忽略了gydF4y2BaαgydF4y2Ba-元素增强将导致对老恒星年龄的高估高达2gyr(扩展数据图)。gydF4y2Ba4gydF4y2Ba)．YY等时线的年龄似乎是合理的，因为最古老恒星的年龄与宇宙的年龄相当。gydF4y2Ba2gydF4y2Ba)．gydF4y2Ba

轨道的行为gydF4y2Ba

利用来自LAMOST数据的径向速度，来自盖亚的适当运动，以及分光光度距离和几何距离的组合(见gydF4y2Ba补充信息gydF4y2Ba为了解详情)，我们计算轨道运动(gydF4y2BaJgydF4y2BaRgydF4y2Ba，gydF4y2BaJgydF4y2BaϕgydF4y2Ba，gydF4y2BaJgydF4y2BaZgydF4y2Ba)和我们的样本恒星的角度使用galpygydF4y2Ba40gydF4y2Ba，假设MWPotential2014电位模型。我们假设太阳位于gydF4y2BaRgydF4y2Ba⊙gydF4y2Ba= 8.178 kpc(参考;gydF4y2Ba41gydF4y2Ba),gydF4y2BaZgydF4y2Ba⊙gydF4y2Ba=硬盘中平面上方10pcgydF4y2Ba42gydF4y2Ba．假设LSR为220 km sgydF4y2Ba1gydF4y2Ba，太阳相对于LSR的运动为(gydF4y2BaUgydF4y2Ba⊙gydF4y2Ba，gydF4y2BaVgydF4y2Ba⊙gydF4y2Ba，gydF4y2BaWgydF4y2Ba⊙gydF4y2Ba) =(−7.01 km s .gydF4y2Ba1gydF4y2Ba， 10.13公里gydF4y2Ba1gydF4y2Ba全长4.95公里gydF4y2Ba1gydF4y2Ba) (ref。gydF4y2Ba43gydF4y2Ba)．gydF4y2Ba

考虑选择效应gydF4y2Ba

为了验证我们的发现不是由选择效应引起的人工制品引起的，我们采用了两种方法来解决这个问题。首先，我们将我们的目标选择应用到Rybizki等人的Gaia模拟目录。gydF4y2Ba44gydF4y2Ba并研究了年龄- [Fe/H]的关系(扩展数据图。gydF4y2Ba5gydF4y2Ba)．其次，我们直接修正了样本的体积选择函数，以解释这样一个事实:对于给定的视线，较老的亚巨星探测到的距离比较年轻的恒星更小，因为前者更暗淡。采用选择函数校正后厚盘星的年龄分布如图所示。gydF4y2Ba3.gydF4y2Ba．最后，我们得出结论，选择函数对我们的结论的影响可以忽略不计gydF4y2Ba补充信息gydF4y2Ba更多的细节)。gydF4y2Ba

此外，我们还将我们样本中的恒星年龄- [Fe/H]关系与文献结果进行了比较gydF4y2Ba25gydF4y2Ba和球状星团gydF4y2Ba45gydF4y2Ba，gydF4y2Ba46gydF4y2Ba，gydF4y2Ba47gydF4y2Ba具有可靠的年龄估计(扩展数据图。gydF4y2Ba6gydF4y2Ba)．这些比较在质量上是一致的，尽管文献样本太小，无法清晰地描绘出我们银河系的聚集和丰富历史gydF4y2Ba补充信息gydF4y2Ba详细讨论)。gydF4y2Ba