Spiral structure in the outer Galactic disk. I. The Third Galactic Quadrant
我们结合光学和无线电观测追踪银河系第三象限的螺旋结构。光学观测包括一个大样本的年轻疏散星团和协会，而无线电观测包括一个调查附近和遥远的云观察CO。光学和无线电样本是迄今为止最大的文献。我们利用这种独特的材料分析了星际灭绝的行为，并追踪了第三银河象限（TGQ）的详细结构。我们发现，外（天鹅座）大设计旋臂由恒星和CO成分追踪，而英仙座旋臂仅由CO成分追踪，并可能被本星系（猎户座）旋臂的交叉所破坏。本星系旋臂由CO和年轻恒星追踪，朝向l = 1。我们发现，外（天鹅座）大设计旋臂由恒星和CO成分追踪，而英仙座旋臂则由CO成分追踪，并可能被本星系旋臂的交叉所破坏。本星系旋臂由CO和年轻恒星追踪，朝向l = 1。本星系旋臂由CO和年轻恒星追踪，并可能被猎户座旋臂的交叉所破坏。本星系旋臂由CO和年轻恒星追踪，并可能被猎户座旋臂的交叉所破坏最后，我们描述了银河系翘曲的特征，并比较了年轻恒星和CO组分所暗示的几何形状。
2007-09-25 astro-ph
Is the galactic disk older than the halo?
本研究的目的是通过古老的疏散星团的年龄来推断银盘的年龄，并对最近一些关于银盘可能比日晕更老的说法进行评论。为此，我们分析了NGC 188、NGC 6791、Collinder 261、Melotte 66、Berkeley 39和Berkeley 17等六个非常古老的星团的色星等图，并确定了它们的年龄。对于每个集群，我们使用最新的光度和光谱数据和金属丰度估计。年龄是从等时线拟合方法使用帕多瓦图书馆的恒星模型（Bertelli et al . 1994，Girardi等人，1999）。我们发现这些星团的年龄在4 - 9-10 Gyr之间：Melotte 66是最年轻的，而NGC 6791和Berkeley 17的年龄约为9-10 Gyr。先前对Berkeley 17的估计表明其年龄为12 Gyr，几乎属于经典球状星团的范围。在我们的分析中，这个集群总是非常古老，但可能比以前的研究更年轻。然而，我们提请注意的事实是，上述年龄将被视为临时估计，因为许多不确定性仍然影响恒星模型在质量范围1.0至1.5 Mo。尽管现存的恒星结构理论有这个缺陷，如果NGC 6791和伯克利17为银盘的年龄设定了极限，那么银河系的这个组成部分可能有9-10 Gyr的年龄，但肯定比星系晕年轻，至少从最近对球状星团年龄的测定中推断出来。最后，值得回顾的是，疏散星团只能提供银河系圆盘年龄的下限，而其他指标--如白矮星…
1999-05-27 astro-ph
Old Isolated Accreting Neutron Stars: The Diffuse X--ray Emission From The Galactic Center
研究了吸积星际介质的弱磁化（$B\sim 10^9$ G）中子星对银河系中心观测到的弥散X射线辐射的贡献。结果表明，在关于中子星和气体分布的相当保守的假设下，吸积光度可以解释2.5- 7 keV波段探测到的X射线通量中相当大的一部分，可能是大部分。特别是，模型结果与{ \it Granat\/}数据进行了比较，并显示出在通量能量和径向分布的一般协议。
1996-05-14 astro-ph
Theoretical stellar models for old galactic clusters
我们提出了新的演化恒星模型适合老人口I集群，讨论了最近的改进的输入物理和恒星结构内的元素扩散的影响的后果。理论集群等时线，覆盖的年龄范围从1至9 Gyr的金属丰度Z= 0.007，0.010，0.015和0.020的四个选定的选择。对超绝热对流效率的理论不确定性进行了详细的讨论。等时线拟合两个观测良好的星系团NGC2420和M67的CM图表明，混合长度参数α = 1.9似乎足以再现所观察到的冷巨星的颜色。讨论了MS星的理论预测与观测斜率的匹配问题。
1998-12-05 astro-ph
Metal abundances in extremely distant Galactic old open clusters. I. Berkeley 29 and Saurer 1
本文报道了银河系古老的疏散星团Berkeley~29和Saurer~1中四颗巨星的高分辨光谱。这两个星团拥有迄今为止已知的疏散星团中最大的银河系中心距离，因此是探测银河系盘外围化学模式和演化的关键对象。我们发现，$[Fe/H]=-0.38\pm0.14$和$[Fe/H]=-0.44\pm0.18$分别为Saurer 1和Berkeley~29。基于这些数据，我们首先修正了星系团的基本参数，然后在银河系盘径向丰度梯度的背景下讨论它们。这两个星系团似乎都明显偏离了总的趋势，这表明银河系圆盘的外部与内部圆盘相比经历了完全不同的演化。特别是Berkeley~29显然与Monoceros流有关，而Saurer~1则表现出非常不同的性质。丰度比表明，外盘的化学演化是由星系晕。
2004-06-30 astro-ph
Old-Population Hypervelocity Stars from the Galactic Center: Limits from the SDSS
我们提出了从SDSS中选出的超过290，000颗恒星的样本中对老年人口HVS的喷射限制。我们推导出在太阳圈的速度从测量的位置和径向速度假设径向轨道，并采用一个简单的等温模型的星系晕，这使我们能够识别候选人绑定和未绑定的弹射器。我们从这个样本中找到了4颗候选的束缚F星，它们都具有负的银河系中心径向速度（即，返回GC）。我们还发现了2颗候选的未绑定恒星（一颗F星和一颗G星），然而，现有的自行测量使这些恒星不太可能从GC中出现。这些数据将老星族恒星从GC中的抛射速率的上限设定为约45/Myr。与质量更大的B星抛射体的速度约为0.5/Myr相比，我们对老人口HVS抛射速度的限制表明GC的质量函数不是底部重的，并且与正常一致。未来对老年人HVS的有针对性的调查可以确定它是否确实头重脚轻。
2008-10-20 astro-ph
Berkeley 22, an old and distant open cluster towards the Galactic anticentre
我们提出了深CCD BVI测光的遥远，老疏散星团伯克利22，覆盖从红巨星分支（RGB）到约6个星等以下的主序（MS）关闭。使用合成的颜色-星等图方法与三种不同类型的恒星演化轨迹，我们估计的值和理论不确定性的距离模量mod 0，红化E（B-V），年龄τ和近似金属丰度。数据的最佳拟合是在13.8 <= mod 0 <= 14.1，0.64 <= E（B-V）<= 0.65，2 <= tau <= 2.5 Gyr（取决于恒星模型中采用的对流区的过冲量）和太阳金属丰度下获得的。
2005-02-24 astro-ph
A sharper view of the outer Galaxy at 1420 and 408 MHz from the Canadian Galactic Plane Survey II: The catalogue of extended radio sources
已根据加拿大银河平面测量所提供的弧分分辨率1420兆赫图像编制了一份新的扩展射电源目录。新的星表提供了在我们银河系第二象限的银河平面附近发现的1420 MHz和408 MHz通量密度测量值。此外，还与其他主要无线电目录进行交叉识别，并提供信息，以便利恢复与每个编目源有关的CGPS图像数据。许多新的射电源被确定，目录提供了一个全面的总结，新发现的和以前已知的HII地区和超新星遗迹在外星系。该星表既可用于对银河系结构的天气学研究，也可用于在无线电和其他波长上进行更高分辨率的观测。
2007-05-18 astro-ph
Archer of the Galactic disk? The effect on the outer HI disk of the Milky Way of collisional encounters with the Sagittarius dwarf galaxy
流体动力学计算进行模拟Sgr矮星系和银河系外HI盘之间的碰撞相互作用，约束最近推导出的轨道和质量参数，这个矮星系。研究发现，如果矮星系的质量超过~10^9 M_Sun，碰撞将导致银河系HI盘结构的显著扭曲;这个值与一个估计是一致的，该估计要求矮星系足够坚固，能够在潮汐破裂中幸存下来，直到现在。虽然在我们的模拟中，由于缺少活动的星系晕，相互作用的精确细节受到了影响，但我们发现，对于质量大于5 × 10^9 M_Sun的模型，会产生突出的旋臂和外盘的显著不平衡。此外，一个明显的翘曲状结构中诱导的磁盘。因此，Sgr矮星可能对外星系的恒星形成历史和结构产生了重大影响。这些模拟证实了通过对HI盘结构观测的仔细分析来确定当前质量大于10^9 M_Sun的低表面亮度、贫气体矮星系与巨旋涡星系的合并速率的可能性。
1998-06-10 astro-ph
A sharper view of the outer Galaxy at 1420 and 408 MHz from the Canadian Galactic Plane Survey - I. Revisiting the KR catalogue and new Gigahertz Peaked Spectrum Sources
加拿大银河平面巡天（CGPS）在408和1420兆赫上的角分分辨率射电连续图像已被用来重新检查Kallas和Reich（1980）目录中列出的射电源。这个目录对银河系的研究特别有意义，因为它列出了在银河系第二象限发现的扩展和紧凑的射电源。我们已经确定了所有这些明亮射电源的性质（扩展与紧凑，银河系与河外）。一些没有光学对应物的大型HII区域与大型射电星系的样本一起突出显示。许多以前被认为是银河系扩展天体的源被证明是点源。已经编制了在408和1420 MHz之间具有平坦或上升频谱的点源的样本，并且在该样本中已经确定了可能的千兆赫峰值频谱源。
2007-05-18 astro-ph
Galactic Cosmochronometry from Radioactive Elements in the Spectra of Very Old Metal-Poor Stars
在一个简短的评论中子捕获元素丰度在星系晕的明星，重点放在使用这些元素来估计年龄的星系晕。晕星中子俘获元素的两个突出特点是它们在总体丰度水平上相对于较轻元素的大的星-星散射，以及在最低恒星金属丰度下r过程丰度模式的主导地位。r-过程的丰度签名可能允许直接确定最早的星系晕核合成事件的年龄，但r-过程理论的进一步发展，非常贫金属恒星的高分辨率光谱，以及基本的原子数据需要缩小年龄估计的不确定性。注意的重要性，准确的跃迁几率在中子俘获元素宇宙定年。最新进展的过渡概率的稀土元素进行了讨论，以及对其他物种的未来工作的建议。
2001-09-12 astro-ph
Period Measurement of AGB Stars in the Outer Galactic Disk
用I波段连续5年观测了银河系外盘47颗AGB候选星的光变。其中18个周期确定得很好，其他25个周期不太可靠。天体的平均周期是500天。根据周期-光度关系，样本星的平均光度为10000 $\LO$。根据由周期光度关系导出的绝对光度和观测的视光度，确定到天体的距离。计算出的距离略大于先前在8000 $\LO$的恒定光度的假设下获得的距离。此外，观测到的大多数天体都有SiO脉泽发射，因此可以准确地知道它们的径向速度。在银盘作圆自转的假设下，导出了银盘的自转曲线和奥尔特常数。
1999-11-09 astro-ph
Elemental Abundance Ratios in Stars of the Outer Galactic Disk. III. Cepheids
我们目前的金属丰度，[Fe/H]，和元素丰度比，[X/Fe]，为24造父变星的外银河系盘的样本。该样本的银心距离为12 <RGC（kpc）< 17.2，使其成为最远的银河系造父变星，对其进行了详细的丰度分析。我们发现太阳下的[Fe/H]比和[α/Fe]、[La/Fe]和[Eu/Fe]的过量。所有丰度比都表现出超过测量不确定性的分散性。正如我们以前对旧的疏散星团和场巨星的研究所看到的，[alpha/Fe]和[Eu/Fe]的增强比率表明，最近的恒星形成发生在外盘。外盘造父变星似乎呈现[Fe/H]和[alpha/Fe]的双峰分布。大多数造父变星延续了Andrievsky的较大造父变星样本所展示的银心距离趋势，我们将这些恒星称为“银河造父变星”。少数造父变星显示出相当低的[Fe/H]和较高的[alpha/Fe]，我们将这些恒星称为“合并造父变星”。合并事件的一个标志是“银河系”造父变星和“合并”造父变星之间的成分差异。造父变星满足这一要求，我们推测，不同的组成表明，“合并造父变星”可能已经形成的影响下，重大的合并或吸积事件。造父变星的短暂寿命表明，合并事件可能正在进行中，麒麟座环和大犬座星系可能是合并的候选者。[删节]
2005-12-13 astro-ph
The outer scale of turbulence in the magneto-ionized Galactic interstellar medium
我们分析了银河系外射电点源在内银道面方向的法拉第旋转和去极化，以确定旋转测量功率谱的外尺度和幅度。结构函数的旋转措施显示较低的幅度比预期外推电子密度波动到大尺度假设柯尔莫哥洛夫谱指数。这意味着这些波动的外部尺度大约是秒差距，比通常假设的要小得多。点源的部分去极化的分析独立地表明一个小的外部尺度的柯尔莫哥洛夫功率谱。在银河系的旋臂中，没有测量到超过几个秒差距尺度的旋转测量波动。在臂间区域的波动在更大的尺度上比在螺旋臂，并表现出幂律行为与浅谱。这些结果表明，在旋臂恒星源，如恒星风或原恒星外流占主导地位的能量注入的湍流能量级联的秒差距尺度上，而在旋臂间区域超新星和超级气泡爆炸是主要的能量来源的尺度上的顺序为100秒差距。
2008-02-20 astro-ph
The Age of the Oldest Stars in the Local Galactic Disk From Hipparcos Parallaxes of G and K Subgiants
我们回顾了场次巨星的发现历史及其在银河系盘年龄测定中的重要性。在后一种能力中，我们使用来自依巴谷卫星的编目数据。根据精确到10%或更好的依巴谷星表，在B-V色为0.85 - 1.05的H-R图上，测量了近水平的场星亚巨星序的下包络的绝对星等为MV = 4.03 +/-0.06。通过将[Fe/H] = +0.37的理论等时线拟合到依巴谷亚巨星的下包络线，发现太阳附近的场星的年龄为7.9 +/- 0.7 Gyr。同样的等时线网格依次给出老星系团M67、NGC 188和NGC 6791的年龄为4.0 +/- 0.2 Gyr、6.2 +/- 0.5 Gyr和7.5 - 10 Gyr。然而，太阳附近的银盘和NGC 6791的年龄可能比最古老的晕球状星团年轻3到5 Gyr，后者的年龄为13.5 Gyr。最有意义的结果是（1）最古老的盘星的超金属丰度，（2）晕中最贫金属的组成部分与太阳附近的厚盘和薄盘之间的年龄差异很大。这些事实无疑是相互关联的，并再次提出了在太阳附近形成晕和银河系盘的事件的时间的适当方案的问题。[摘要]
2003-07-07 astro-ph
The Age of the Galactic Bulge
银河系中央隆起的主要恒星星族是古老的，金属丰度与太阳相近。这个年龄与古老的富金属球状星团球状星团和47 Tuccenda非常相似，后者的年龄为13 Gyr。Keck/HIRES的恒星成分测量结果证实了核球星的Mg和Ti含量增加。新的HST/NICMOS数据与控制银河系中央100 pc的旧恒星星族相一致。本文报道了M31核球的新的红外测光方法。虽然明亮的渐近巨星分支恒星在红外观测，数据是最符合一个老的恒星星族。
2001-08-07 astro-ph
Azimuthal dependence of the density distribution in outer galactic discs accreting intergalactic flows
目标。银河系气体盘密度的振幅和尺度高度与自重力轴对称盘中的预期不同。然而，这种不平衡可以用星系间吸积流来解释，它在圆盘上产生非轴对称的压力。这种机制也可能导致翘曲的形成。方法.我们解析地导出了圆盘密度与自重和外压之间的关系。结果与我们多年前提出的解释翘曲形成的吸积相同的场景解释了密度及其尺度高度的方位角依赖性，最小/最大值位于翘曲最大振幅的位置（φ =95度）。和275 °），正如其压力分布所预期的那样。
2008-11-24 astro-ph
The Outer Structure of Galactic Disks: Connections Between Bars, Disks, and Environments
早期型（S 0-Sb）磁盘的表面亮度配置文件表现出三个主要类别（类型I，II和III）。II型剖面在棒星系中更常见，大多数时候似乎与棒的外林德布拉德共振有关。大约有一半的棒星系有II型轮廓，但在室女星系团中几乎没有;这可能与星系团中的冲压压力剥离有关。在III型曲线（“反截短”）和条形图之间发现了强\textit{anti}相关性：当没有条形图时，III型曲线最常见，当有强条形图时，最不常见。
2007-06-26 astro-ph
Patterns in the Outer Parts of Galactic Disks
本文描述了银河系盘外部对阻碍和螺旋结构的响应的测试粒子模拟。模拟进行冷Mestel磁盘和温暖的准指数盘完全平坦的旋转曲线，受到纯四极和对数螺旋。即使开始的速度分布是平滑的，酒吧模拟的终点显示双峰和多峰结构的位置附近的外部Lindblad共振（OLR），虽然螺旋可以使这更平滑。棒的生长可能会导致在OLR处的等照度线变成四方形，因为恒星特别是沿着短轴移动。棒的生长也伴随着OLR附近的盘星的大量加热。对于$10^{10} M_{\rm \odot}$条的生长，径向速度分散对于初始冷盘（初始\sigmau $\sim 10$ \kms）通常是四倍，并且对于具有最终\sigmau $\sim 45$ \kms的盘通常是两倍。对棒的生长和溶解进行的模拟给出了非常相似的结果，表明一旦给予盘星的热量很难去除。
2004-04-21 astro-ph
Using Cepheids to determine the galactic abundance gradient. III.First results for the outer disc
作为我们以前研究银盘4-10 kpc径向丰度分布的工作的继续，本文给出了外盘（RG > 10 kpc）金属丰度的第一个结果。基于高分辨率光谱获得的19个遥远的造父变星，我们采样的银河距离从10至12千秒差距。结合我们以前对银盘内部和中部的工作结果，目前的数据使人们能够研究在一个大的基线径向丰度分布的结构。特别是，我们发现铁以及一些其他元素的径向丰度分布的不连续性的迹象。在银河系中心距离RG = 10千秒差距处可以看到这种不连续。这一发现支持了Twarog等人（1997）早先报告的结果。
2002-08-02 astro-ph
Young Galactic Globular Clusters
9个目前已知的“年轻”银河系球状星团，其年龄比具有类似金属丰度的最古老星团小/ 3 Gyr，都具有大于15 kpc的RGC。此外，这些年轻的球状星团被发现有低于平均光度。这些结果表明：（1）在星系晕的最外层，球状星团的形成持续了相当长的一段时间;（2）这种外晕星团的典型光度（质量）随时间而减小。
1998-02-12 astro-ph
Reconstructing fossil sub-structures of the Galactic disk: clues from abundance patterns of old open clusters and moving groups
大规模化学标记的长期目标是利用恒星元素丰度作为银河系圆盘分散子结构的示踪剂。识别这些丢失的恒星聚集体并探索它们的化学性质将是理解盘形成和演化的关键。现今的恒星结构，如疏散星团和移动星群，是化学标记可行性的理想试验场，因为它们被认为是最初较大的恒星形成聚集体的残余。直到最近，文献中还缺乏对疏散星团和运动星团的高精度元素丰度研究。本文回顾了近年来疏散星团高分辨率丰度研究的进展，探讨了疏散星团的各种丰度变化趋势，并对大尺度化学示踪的前景进行了展望。
2008-10-13 astro-ph
Near IR photometry of the old open clusters Berkeley 17 and Berkeley 18. Probing the age of the galactic disc
本文报道了以老的疏散星团Berkeley~17和Berkeley~18为中心的两个$8 \times 8 \~(arcmin)^{2}$区的近红外（$J$和$K$带）观测结果，对这两个区域只存在光学测光（$B$、$V$和$I$带）。$J$和$K$光度法使我们能够通过Tiede等人（1997）校准的光谱金属丰度和红巨星分支（RGB）斜率之间的关系获得独立的星系团金属丰度估计。从色星等图（CMD）和光度函数（LF）分析，Berkeley~17含有金属元素$[Fe/H]~\sim~-0.35$。它是$9~Gyr$老，患有变红的$E(B-V) = 0.58 mag$，日心距离为$2.5 kpc$。伯克利~17出来大大年轻于以前的工作（年龄$\approx 13~Gyr$）。另一方面，Berkeley~18具有太阳金属丰度，并且比Berkeley~17年轻，年龄约为$4~Gyr$。虽然我们确认了Kaluzny（1997）的红化估计，但我们显著地修正了星团的距离，它位于距离太阳$4.5 kpc$的位置。这些结果对两个疏散星团被认为是最古老的银河系之间的年龄和银河系盘的演变提出了限制。没有比$8-9~Gyr$更老的星团表明银河系可能在13年前到$10~Gyr$前经历了一个恒星形成的最小值。
1998-12-15 astro-ph
Astrometry of Galactic Star Forming Region Sharpless 269 with VERA : Parallax Measurements and Constraint on Outer Rotation Curve
我们用VERA对银河系恒星形成区Sharpless 269（S269）中的H2O脉泽源进行了高精度的天体测量。我们已经成功地探测到189+/-8微弧秒的三角视差，对应于5.28 + 0.24/-0.22千秒差距的源距离。这是有史以来测量到的最小视差，也是第一个超过5千秒差距的视差。利用源距和自行约束银河系外旋曲线，表明太阳和S269（距银河系中心13.1kpc）的自转速度之差小于3%。这对外旋曲线的平坦性给出了最强的约束，并直接证实了银河系外盘中存在大量的暗物质。
2007-09-06 astro-ph
Elemental Abundance Ratios in Stars of the Outer Galactic Disk. I. Open Clusters
我们总结了选定的恒星在老，遥远的星系团伯克利20，伯克利21，NGC 2141，伯克利29和伯克利31的径向速度研究。M67的三个成员也被类似地观测到，这些速度与先前的测量结果非常吻合。我们测量了所有六个簇的[Fe/H]的化学组成以及α元素，铁峰元素和在s-过程或r-过程中合成的元素的丰度。对于外盘，[Fe/H]的丰度梯度偏离了太阳附近定义的趋势。当R_GC = 10 ~ 12 kpc时，[Fe/H]在[Fe/H]=-0.5处达到“基底”，而不是随着银心距的增加而下降。我们发现增强的[O/Fe]，[alpha/Fe]和[Eu/Fe]在外盘揭示了快速的恒星形成历史。一个有趣的，但暂时的结论是，外盘疏散星团的丰度比与外盘通过合并事件形成是一致的。基底[Fe/H]和增强的[alpha/Fe]表明，外盘是由一个气体库形成的，其恒星形成历史与太阳附近不同。这些疏散星团可能是由外盘的合并事件引发的恒星形成的结果。外盘疏散星团的年龄将是合并发生时间的一个度量。[删节]
2005-04-07 astro-ph
FSR0190 - Another old distant galactic cluster
我们正在进行一项大型计划，对Froebrich等人（2007）新发现的银河系星团候选者进行分类。本文介绍了FSR 0190（RA=20h05m31.3s，DEC= 33 deg 34 '09”J2000）的近红外跟踪观测结果。该星团位于银道面附近（l= 70.7302度，b=+0.9498度）。它显示了一个圆形的形状，一个相对大量的核心氦燃烧恒星-这清楚地区分了集群丰富的领域-但没有中央凝聚的恒星密度分布。我们计算出它的年龄大于7 Gyr，银心距为10.5kpc，距太阳10 kpc，消光为A_K=0.8mag。估计质量至少为1 E5 M_sun量级，绝对亮度M_V ≤-4.7等，这是Palomar型球状星团相当典型的性质。
2007-10-10 astro-ph
Elemental Abundance Ratios in Stars of the Outer Galactic Disk. II. Field Red Giants
本文总结了一个用VI_C测光和多目标光谱学方法识别银河系南曲方向红巨星的选择过程。我们还介绍了后续的高分辨率，高S/N阶梯光谱的三场红巨星，发现[Fe/H]值约为-0.5。场星的银心距离估计为10至15 kpc，支持Yong，Carney，& de Almeida（2005）的结论，即对于外盘的较老恒星和星团，当R_GC值超过10至12 kpc时，银河系的金属丰度梯度消失。在如此大的距离上，场星和星团星显示出非常相似的丰度模式，特别是，它们都显示出“阿尔法”元素O、Mg、Si、Ca和Ti以及r-过程元素Eu的增强。这些结果表明，在过去的几个Gyrs中，相对于Ia型超新星，II型超新星对外盘恒星形成的贡献很大。我们还比较了我们的结果与那些可用于更年轻的对象。外盘H II区和B星的有限结果也表明，外盘的径向金属丰度梯度很浅或不存在。造父变星更广泛的结果证实了这些趋势，金属丰度梯度的变化可能发生在比老恒星和星团更大的银心距离。然而，年轻的恒星也表现出随着R_GC的增加而增加的α元素增强，至少超过12 kpc。这些趋势与银河系盘的大小随时间逐渐增长的想法一致，II型超新星作为盘增长的一部分的情景富集。[删节]
2005-06-09 astro-ph
Old open clusters as key tracers of Galactic chemical evolution. I. Fe abundances in NGC 2660, NGC 3960, and Berkeley 32
我们获得了高分辨率的UVES/FLAMES观测样本的九个老疏散星团跨越广泛的年龄和银河系中心半径。该项目的目标是调查盘中的径向金属丰度梯度以及关键元素（α和Fe峰元素）的丰度。本文给出了NGC 2660（年龄~ 1Gyr，银心距8.68kpc）、NGC 3960（年龄~ 1Gyr，银心距7.80kpc）和Be 32（年龄~6-7 Gyr，银心距11.30kpc）三个星系团的金属丰度的计算结果。对于Be 32和NGC 2660，我们的研究提供了第一个基于高分辨率光谱的金属丰度测定。我们使用光谱代码MOOG进行了等效宽度分析，这使我们能够定义金属丰度标度并构建均匀样品。我们发现NGC 3960和NGC 2660的金属丰度非常接近太阳（[Fe/H]分别为+0.02和+0.04），而更老的Be 32的[Fe/H]= $-$ 0.29。
2006-07-19 astro-ph
The old Galactic open clusters FSR1716 and Czernik23
在银河系中，比$\sim4$ Gyr更老的疏散星团是罕见的。受一系列质量减少过程的影响，大多数疏散星团的恒星成分在比$\sim1$ Gyr更短的时间尺度内溶解到磁场中。从这个意义上说，改进旧天体的统计数据可能会为更好地理解疏散星团的动力学溶解提供限制。等时线拟合表明FSR 1716更可能是一个古老的（$\sim7$ Gyr）和被吸收的（$\aV=6.3\pm0.2$）疏散星团，位于太阳圈内的一个受污染的中心场中的$\approx0.6$ kpc。然而，我们不能排除低质量、松散的球状星团的可能性。Czernik 23被证明是一个几乎没有吸收的疏散星团，$\sim5$ Gyr old，位于反中心约2.5 kpc。在这两种情况下，太阳和亚太阳（$[Fe/H]\sim-0.5$）的金属丰度等时线代表同样好的恒星序列。这两个星团都有一个低质量的内容（$\la200 \ms$）目前存储在恒星。它们相对较小的核心和星团半径与其他年龄相近的疏散星团相当。这些结构参数很可能是恒星演化、与盘的潮汐相互作用（FSR 1716的膨胀）以及巨大分子云造成的质量损失的结果。Czernik 23，特别是FSR 1716，是极端动力幸存者的罕见例子。这两个星系的发现代表着银河系中已知的比$\sim4$ Gyr更老的疏散星团中$\approx10%$的数量有所增加。
2008-09-15 astro-ph
Globular clusters and the formation of the outer Galactic halo
外晕（R_gc > 15 kpc）中的球状星团比银心距较小的星团系统地暗。在外晕中，半光半径R_h < 10 pc的致密星系团只在R_gc < 40 kpc处出现，而R_h > 10 pc的较大星系团则在所有的银心距离处出现。在R_h为15kpc的致密星系团中< 10 pc that have R_gc >，有两个天体的金属丰度高得惊人.其中之一是Terzan 7，它是人马座矮星的伴侣。另一个是Palomar 1。关于这两个物体的数据表明，它们可能有着相似的进化历史。我们还注意到，除了一个例外，外晕中的发光球状星团都是紧凑的，而暗淡的星团可以有任何半径。这也适用于LMC、SMC和天炉座矮星中的球状星团。唯一的例外是大型发光球状星团NGC 2419。可能这个天体不是一个正常的球状星团，而是一个前矮球状星团的剥离核心。在这方面，它可能类似于欧米茄半人马座。
2004-07-16 astro-ph
Perspectives for detecting cold H2 in outer galactic disks
我们在这里审查的主要直接或间接的方法来检测可能存在大量的冷分子氢的外部部分的盘星系，我们最近开发的一个假设。直接的方法包括从UV域的H2吸收到无线电超精细结构的检测：由于旋转诱导的磁矩和核自旋之间的耦合，邻位H2分子在其基本状态下具有超精细或超细结构。这引起了2个磁偶极跃迁，在0.5和5.5公里的波长。间接的方式基本上是检测的HD和LiH过渡，在一些环境中，如星系团，更重的微量分子，如CO。我们讨论从这个角度来看，最近发现的COBE/FIRAS的一个非常冷的银河尘埃成分（4-7 K），这可能对应于占主导地位的气体质量组成部分的ISM，如果解释为标准的尘埃排放。所提出的一些方法可以应用于众所周知的分子云，为H2/CO转化率的问题带来一些新的光。
1997-07-18 astro-ph
The Outer Regions of the Galactic Bulge:I Observations
本文介绍了从银河球方向的天空区域中选出的恒星的观测概况。我们讨论了本研究的示踪剂群体的选择。数字化英国施密特板测光，CCD测光校准，获得了18个区域的凸起。恒星是从一个精心挑选的颜色-星等选择窗口中挑选出来进行光谱跟踪的，这个窗口是为了有效地探测核凸K巨星而优化的。利用AAT AUTOFIB设备获得了大约1500个恒星光谱，这是迄今为止在银河系这一区域获得的最大数据集，其系数为$\approx 10$。我们已经推导出每颗恒星的径向速度和金属丰度，并量化了这些测量的不确定性。亮度分类已经通过视觉分类和使用基于主成分分析的自动化例程两者导出。这次巡天有两个基本的结果：Ibata，Gilmore & Irwin（1994，1995）描述的人马座矮星系的发现，以及Ibata & Gilmore（1995）在附带的论文中提出的银河系隆起的研究。
1995-02-07 astro-ph
Near-Infrared Photometric Study of the Galactic Open Clusters NGC 1641 and NGC 2394 Based on 2MASS Data
利用JHK的近红外CCD测光研究了银河系疏散星团NGC 1641和NGC 2394。这些集群从来没有被研究过，我们提供，第一次，集群参数;红化，距离，金属丰度和年龄。NGC 1641是一个古老的疏散星团，年龄1.6 +/- 0.2 Gyr，金属丰度[Fe/H] = 0.0 +/- 0.2 dex，距离模数（m-M）_0 = 10.4 +/- 0.3 mag（d = 1.2 +/- 0.2 kpc），红化E（B-V）= 0.10 +/- 0.05 ma。另一个老的疏散星团NGC 2394的参数估计为年龄= 1.1 +/- 0.2 Gyr，[Fe/H] = 0.0 +/- 0.2 dex，（m-M）_0 = 9.1 +/- 0.4 mag（d = 660 +/- 120件），E（B-V）= 0.05 +/- 0.10 mag。这两个老疏散星团的金属丰度和距离值与其它老疏散星团的金属丰度和银心距离之间的关系是一致的。我们计算了包括NGC 1641和NGC 2394在内的53个老的疏散星团的金属丰度梯度为δ [Fe/H]/δ Rgc = -0.067 +/-0.009 dex/kpc。
2006-11-20 astro-ph
Globular Clusters in the Outer Galactic Halo: AM-1 and Palomar 14
AM-1，约120千秒差距，和AM 14，约70千秒差距，是两个已知的最遥远的银河系球状星团。我们提出了哈勃空间望远镜WFPC 2测光的AM-1和AM 14，揭示了前所未有的深度和细节，在这两个集群的颜色星等图。绝对和相对年龄测量证实，两者都比内晕球状星团M 3年轻1.5-2 Gyr，假设所有三个星团都有相似的成分。因此，AM-1和AM 14加入了AM 3、AM 4和波江座（由Stetson等人研究）。作为遥远的银河系球状星团与红色的水平分支和年轻的年龄相对于内晕。在第二参数球状星团年龄的整个研究领域内，观察到的年龄和水平分支形态之间的相关性表明，年龄是第二参数的最佳候选者。然而，这一结论是缓和的第二参数球状星团的一个重要部分缺乏精确的化学丰度测定。
2008-07-07 astro-ph
Searching for spiral features in the outer Galactic disk. The field towards WR38 and WR38a
银河系外盘螺旋结构的细节仍然知之甚少，对于银河系的几个方向，我们依赖于模型外推。其中一个区域是银河系的第四象限，在船帆座和船底座之间的扇区（270 <l< 300），到目前为止，在270以外的光学区域还没有发现旋臂。通过深UBVI测光，我们寻找螺旋功能在已知的低吸收windows.U测光，虽然要求很高，构成了一个强大的工具来检测和表征遥远的聚集体，并允许得到更坚定的距离估计。我们研究了靠近船底座臂切线（l=290）的方向，试图探测船底座分支以外的光学螺旋示踪物，射电观测和模型预测表明，在第四象限存在英仙座和诺玛-天鹅座螺旋臂的延伸。沿着这条视线，我们探测到三组不同的年轻恒星。其中两个位于2.5和6.0千秒差距，属于船底座旋臂（在这个特定方向上交叉了两次）。第三组，在12.7千秒差距的距离，是英仙座臂的一部分，位于船底座臂之外，构成了银河系第四象限中对这条臂的第一次光学探测。这一特征的位置与HI观测和模式预测相一致。我们还提出证据表明，这个非常遥远的群体，以前被认为是一个星团（肖林1），实际上是一个分散的年轻人口。此外，我们的数据集不支持麒麟座环可能存在于这个方向。这项研究强调了光学研究如何有效地探测银河系外盘的螺旋结构。
2008-10-11 astro-ph
Stellar Populations in the Outskirts of the Small Magellanic Cloud: No Outer Edge Yet
我们报告的检测属于SMC在6.5千秒差距的SMC中心在南方方向的中老年恒星。通过对三个高质量的34 \arcmin $\times$ 33 CMD的分析，我们发现在银河系中心距离为$\thicksim$ 4.7 kpc、$\thicksim$ 5.6 kpc和$\thicksim$ 6.5 kpc的恒星星族的年龄组成是相似的。SMC的表面亮度分布遵循指数规律，没有截断的证据，一直到6.5 kpc。这些结果，综合起来，表明SMC的“磁盘”人口占主导地位的可能是旧的银河系般的恒星晕，SMC可能比以前认为的要大得多。
2007-07-02 astro-ph
Hubble Space Telescope Observations of the Oldest Star Clusters in the LMC
本文给出了大麦云星云（LMC）中三个老星团NGC 1466、NGC 2257和Hodge 11的V、V-I色星等图。我们的数据在主序星关闭点以下延伸约3个星等，使我们能够确定准确的相对年龄和蓝离散星频率。根据CMD的差异比较，三个LMC集群之间的任何年龄差异都小于1.5 Gyr。将它们的CMD与M92和M3的CMD相比较，除非它们公布的金属丰度有明显的错误，否则LMC星团的年龄与旧的银河系球状星团相同。与银河系球状星团相似的年龄与星系形成的聚类模型相一致。蓝色离散星的频率也类似于银河系球状星团的频率。使用这三个LMC簇，我们推导出到LMC的真实距离模量为（m-M）=18.46 +/- 0.09（假设对于M 92，（m-M）=14.61）。
1999-11-10 astro-ph
Photometry and Spectroscopy of Old, Outer Disk Star Clusters: vdB-Hagen 176, Berkeley 29 and Saurer 1
以前有人提出，银河系中一些遥远的疏散星团可能是在矮星系合并过程中吸积的，也许与导致银河系反中心恒星结构（GASS）形成的同一事件有关，也被称为“麒麟座环”。我们获得了三个遥远的老疏散星团Berkeley 29、Saurer 1和vdB-Hagen 176（BH 176）的VI和Washington+ DDO 51光度和中等分辨率（R ~ 8000）多光纤光谱数据。这些集群是空间上一致的GASS，但径向速度和光谱金属丰度没有在以前的研究GASS候选集群系统。星系团Berkeley 20和Berkeley 39也获得了类似的数据用于校准。我们提供了BH 176的第一个{ \it reliable}径向速度（V_{helio} = 11.2 +/- 5.3 km/s）。我们还发现，对于Saurer 1（A）和Berkeley 29，V_{helio}分别为+95.4 +/- 3.6和+28.4 +/- 3.6 km/s。我们发现，α-增强等时线，而光谱的动机，提供了一个穷人适合Be 29相比，以前的研究结果。我们发现Berkeley 29和Saurer 1星系团与先前报道的GASS候选星系团的特征和M-巨星观测得到的GASS恒星流一致。然而，BH 176的视向速度和光度金属丰度（[Fe/H] ~ 0.0 dex）表明，该星系团与假定的GASS星系团系统的连接是不可能的。我们重新评估的年龄…
2005-09-25 astro-ph
Are the galactic bulga and bar the same ?
综述了从恒星计数到银河系中心的银河系结构研究所取得的成果。结果表明，存在一个古老的，富含金属的人口（Z=0.005-0.08; t=13-15 Gyr），可能是旧的银河系隆起。此外，发现了一个更年轻、金属含量更低的群体（Z=0.005-0.03}; t=8-9 Gyr），可能与其他研究中发现的三轴杆相关。在Baade's Window中，从恒星计数中获得的凸起/棒星的比率约为1/2。
1997-09-19 astro-ph
The Outer Regions of the Galactic Bulge:II Analysis
我们分析的速度，化学丰度和空间分布数据的一些1500 K-和M-巨星在银河系隆起。凸起在$\rm 700pc \le R \le 3500pc$范围内具有确定的线性旋转曲线，振幅为${\rm \sim 25 km s^{-1} kpc^{-1}}$。Kent（1992）的扁各向同性球模型与我们的实验数据比较吻合。我们没有发现对不对称性或横杠的显著要求。在我们的领域的一个子集K巨星的金属丰度分布，使用镁$b$功能，平均${\rm [Fe/H] \approx -0.3}$没有变化。也就是说，在银河系中心范围$\rm 500pc \le R_{GC} \le 3500pc$内的银河系隆起中没有可探测到的丰度梯度。我们从我们的数据中推导出了球的比角动量分布函数，并将其与Wyse & Gilmore（1992）对晕、厚盘和薄盘的测定结果进行了比较。我们确认，凸起和晕的角动量分布是不可区分的，厚盘和薄盘。然而，隆起晕分布与厚盘薄盘分布有很大不同。这也许是银河系不同结构成分之间进化关系的最强有力的线索。
1995-02-07 astro-ph
Detection of the old stellar component of the major Galactic bar
我们提出了近红外颜色-星等图和恒星计数沿银河系平面的一些地区。结果表明，在l=27 b=0的视线上，在5.7 ± 0.7kpc处有一个特征，其恒星密度至少是同一位置星盘密度的2倍，可能超过5倍。这个特征在H与J-H图上形成了一个明显的团块，在从凸起到l=28的所有经度上都可以看到，但没有一个经度比这更大。在l=20时，到特征的距离比l=27时远约0.5kpc，到l=10时，它已经与凸起合并，或者已经成为凸起。假设在l=27和l=21处也有一个非常年轻的恒星团，唯一能合理解释所看到的是一个半长约4kpc，位置角约43+-7的棒。
2000-07-17 astro-ph
Detecting cold H2 globules in the outer Galactic disc by microlensing towards the Maffei 1 elliptical
螺旋星系中暗物质的一个重要候选者是冷分子氢球，它有一个浓缩的中心核和一个类似于中性氢的盘状空间分布。本文指出，H_2核是足够致密和质量的，可以用银河系外盘的微透镜来探测，而距离为3 Mpc、银河系纬度b=-0.6度的马菲1椭圆星系是进行这种实验的理想目标。如果银河系中的大部分暗物质都存在于H_2核中，则沿该星系视线方向H_2核的微透镜光学深度估计为τ ~ 0.7 × 10 ^（-6），典型事件的时间尺度为~< 1天。检测率计算在经典和像素透镜的方法在I-和K-波段，并为现有的观测设施的代表性选择。在更有效的像素透镜情况下，使用地基8 m级望远镜进行两次10小时的观测，在时间上至少间隔几天，应该在5西格玛水平上产生10个数量级的正检测K波段或哈勃太空望远镜ACS相机在I波段，在这些观测方案中，可测量时间尺度的准确度优于50%的事件的相应比例分别为约9%和4%。
2004-10-01 astro-ph
The Old Halo metallicity gradient: the trace of a self-enrichment process
基于前一篇论文中提出的球状星团自富集模型，我们提出了一个解释整个银河系老晕中观测到的金属丰度梯度。我们的自富集模型是基于球状星团的祖先云保留第一代II型超新星的喷出物的能力。关键是，这种能力取决于周围原银河系介质施加在祖云上的压力，因此取决于云在原银河系中的位置。由于没有显着的（如果有的话）在整个晕的金属丰度梯度，我们也提出了一个审查赞成星系晕部分建立通过吸积和合并的卫星系统。其中一些带有自己的球状星团，因此“污染”了“原位”形成的球状星团系统，即在银河系的原始势阱中。因此，我们的自富集模型和观测数据之间的比较应该限于真正的银河系球状星团，即所谓的老晕群。
2000-09-29 astro-ph
On the Consistency between the Outer Rotation Curve of the Galaxy and the Microlensing Rate towards the Large Magellanic Cloud
最近对银河系外旋转曲线的测定表明，银河系的总质量很可能集中在半径为$\sim2R_0$的区域内。如果这一发现是正确的，以前估计的光学深度的微透镜事件对大麦云（LMC）应相应减少。看来，截断的星系晕模型，而不是标准的等温延伸到LMC帐户自然的微透镜率的报告由UNO合作。这种解释是显而易见的，但在过去却被忽视了。
1997-11-20 astro-ph
Spitzer's mid-infrared view on an outer Galaxy Infrared Dark Cloud candidate toward NGC 7538
红外暗云（IRDC）代表了最早观测到的恒星形成阶段，其特征是在明亮的中红外辐射背景下观察到的大柱密度的冷而致密的分子物质。到目前为止，IRDC主要是朝向银河系内部，那里的背景红外辐射水平很高。我们目前的斯皮策观测与红外相机阵列对对象G111.80+0.58（G111）在银河系外平面，位于距离我们约3千秒差距，距离银河系中心约10千秒差距。早期的研究结果表明，G111是一个巨大的，冷的分子团，与IRDC非常相似。中红外斯皮策观测明确地探测到物体G111的吸收。我们首次在银河系外发现了IRDC，这证实了星系团形成团块存在于整个银道面的建议。然而，对于低中红外背景，如外星系，需要一些努力才能找到它们。
2008-08-14 astro-ph
A slowly accreting ~10 Myr old transitional disk in Orion OB1a
在这里，我们提出了斯皮策IRS光谱的CVSO 224，唯一的过渡盘位于约10万年前的25猎户座集团在猎户座OB 1a。一个符合这个天体光谱能量分布的模型表明，一个约7天文单位的内盘洞包含少量光学上薄的尘埃。在以前的研究中，CVSO 224根据其H α等效宽度被归类为弱线金牛座T星，但在这里，我们根据高分辨率的Hectochelle数据发现其吸积速率为7 x10 ^-11 Msun/yr。CVSO 224的低质量吸积率符合光蒸发清除理论。然而，CVSO 224的斯皮策IRS光谱有一个超过20微米的中红外线，这表明它被一个巨大的外盘包围着。毫米测量是必要的，以限制CVSO 224周围的外盘的质量，以确认光蒸发不是产生其内盘孔背后的机制。
2008-10-25 astro-ph
Evidence for a developing gap in a 10 Myr old protoplanetary disk
我们开发了附近1000万年前的恒星TW Hya周围的盘的自洽模型，该模型与观测到的光谱能量分布和盘的7 mm图像相匹配。该模型需要一个显着的尘埃大小的演变和部分抽空的内部磁盘区域，作为预测的行星形成的理论。外盘的半径至少为140天文单位，在红外波段的光学厚度非常大，对于这颗金牛座T星相对较老的年龄来说，质量相当大，约为0.06 Msun。这意味着很长的粘性和尘埃演化时间尺度，虽然尘埃必须增长到约1厘米的大小来解释亚毫米和毫米光谱斜率。相比之下，这个系统的近红外过量辐射可以忽略不计，这要求圆盘的光学厚度在~4 AU以内。这个内部区域不能完全抽空;我们需要~0.5月球质量的~1微米粒子来产生观测到的10微米硅酸盐辐射。我们的模型需要一个独特的过渡盘属性在~4 AU，分离的内部和外部磁盘。光学厚度的外盘的内边缘必须被恒星正面加热，以解释中红外波长的过量通量。我们推测，外盘的这种截断可能是由于原行星生长的影响而形成的间隙的标志;间隙仍然可能在演变，因为物质仍然存在于其中，如硅酸盐发射，分子氢发射和中央恒星的持续吸积所示（尽管比典型的年轻金牛T星的吸积速率低得多）。因此，TW Hya可能成为我们理解原行星盘演化和消散的罗塞塔石碑。
2002-01-25 astro-ph
The Effect of the Outer Lindblad Resonance of the Galactic Bar on the Local Stellar Velocity Distribution
银河系内部的流体动力学模型表明，银河系棒的外部林德布拉德共振（OLR）的半径位于太阳附近。这种共振是如何影响棒斑盘外部的分布函数的？我们能否确定在太阳附近实际观测到的速度分布f（v）中共振的任何影响？为了回答这些问题，详细模拟的f（v）的外部部分的指数恒星盘几乎平坦的旋转曲线和旋转的中央酒吧已经完成。对于一个类似于旧恒星盘的模型，OLR在外盘的很大一部分上导致了f（v）的明显特征。对于OLR半径以外<2kpc的位置，在10-70度的杆角，f（v）抑制了低速恒星像本地静止标准（LSR）那样运动和恒星主要向外运动且比LSR旋转更慢的次级模式之间的双峰。这样的双峰确实存在于从依巴谷的数据推断出的太阳附近晚型恒星的f（v）中。如果我们将这种观察到的双峰解释为由OLR引起的--几乎没有任何可行的替代方案--那么我们就不得不推断OLR半径略小于Ro。此外，通过将观察到的分布与模拟的分布进行定量比较，发现杆的图案速度是局部圆频率的1.85+/-0.15倍，其中误差由杆角度和局部圆速度的不确定性主导。另外，观测到的f（v）中的其他不太突出但仍然重要的特征类似于模拟速度分布的特性，特别是由被困在外部1：1共振中的轨道引起的波动。
1999-11-10 astro-ph
The Self-Enrichment of Galactic Halo Globular Clusters: the mass-metallicity relation
本文讨论了星系晕球状星团之间质量-金属丰度关系的存在性。在球状星团系统中，光度与金属丰度之间没有任何相关性，这一直被用来作为反对团簇形成的自富集模型的论据。我们表明，这样的关系是统计存在于银河系的老晕球状星团。这种观测相关性意味着质量最小的老星系团是最富金属的。这与以下观点相矛盾：如果球状星团是自富集系统，那么最富金属的星团也将是最大的。我们进一步表明，这种反相关性是预测的自富集模型。
2001-08-28 astro-ph
Kinematics of the Outer Stellar Halo
我们已经测试了是否简单的模型提出的银河系恒星晕（特别是外晕）的运动学Sommer-Larsen，Flynn和Christensen（SLFC）是物理上可实现的，通过直接整合粒子的3-D模型的银河系的潜力。我们能够表明，SLFC的解决方案可以实现在相空间中的粒子的分布与固定的统计特性。因此，SLFC模型，它显示了显着的变化，在各向异性从显着径向在太阳显着切向超过约银河中心半径r=20 kpc，似乎是一个站得住脚的描述外晕运动学。
1996-03-20 astro-ph
Isochrones and Luminosity Functions for Old White Dwarfs
利用一个新的冷却白矮星模型网格，我们计算了含有老白矮星的系统在Johnson-Kron/Tuberins和HST滤波器组中的等时线和光度函数。这些新的模型包含了一个非灰色的大气层，这对于正确描述老白矮星在低温下分子不透明度的影响是必要的。各种函数的计算和广泛的制表和绘图是为了尽可能实用的观察者，所以所有的结果都列在观察者将获得的数量。这些表格和图表最终将被证明是解释哈勃空间望远镜对附近球状星团中最古老的白矮星的高级相机观测结果的关键，在理解星系晕中寻找古老的白矮星的结果，以及在使用白矮星确定所有年龄的星团的年龄方面。作为一个实际应用，我们证明了这些结果的使用推导的老星系团M67的白矮星冷却年龄。
1999-08-31 astro-ph
Outer Versus Inner Halo Globular Clusters: NGC 7492 Abundances
我们对外晕球状星团NGC 7492（R{GC} 25 kpc）中的4颗RGB星样品中的21种元素进行了详细的丰度分析;我们发现[Fe/H] = -1.82 dex，这是利用凯克天文台HIRES获得的高色散（R= 35，000）光谱从FeI线（FeII线为-1.79）推断的。在我们有限的样本中，大多数元素没有显示出星与星之间的变化。然而，我们已经检测到O和Na丰度之间的反相关性，类似于我们以前的分析中看到的内晕GC以及其他人在相对附近的GC的研究。我们比较了NGC 7492的丰度比与我们以前确定的更接近的老晕GC M3和M13。在对晕星金属丰度特征的丰度比趋势进行修正后，我们发现，对于这三个GC中的每一个元素，我们推断出Fe的丰度比在可能的测量不确定性范围内是相同的。因此，以贫金属外晕球状星团NGC 7492为例的外晕的化学历史与以M3和M13为例的内晕的化学历史是无法区分的，至少在这些古老的球状星团形成的时期是如此。这也适用于中子俘获过程。
2004-11-22 astro-ph
Orbits of Globular Clusters in the Outer Galaxy: NGC 7006
本文利用40年时间间隔的25张底片对遥远的球状星团NGC 7006的自行进行了观测研究。相对于河外天体的绝对自行是（-0.96，-1.14）+-（0.35，0.40）mas/yr。NGC 7006在银河系中心静止框架中的总空间速度为279 km/s，将该星团置于迄今为止已知距离银河系中心40 kpc以内的星团中最具活力的轨道之一（Ra =102 kpc）。我们比较了四个星团（NGC 5466，NGC 6934，NGC 7006和NGC 13）的离心半径大于80 kpc的轨道与银河系卫星的自行测量良好。这些星团的轨道是高度偏心的，相对于银河平面有各种倾角。相比之下，银河系卫星的轨道是低到中等偏心率和高度倾斜。基于轨道类型、化学丰度和星团参数，我们在Searle-Zinn范式下讨论了遥远球状星团的假设宿主系统的性质。很明显，像NGC 5466、NGC 6934和NGC 7006这样的星团形成于更像是天炉座dSph的系统中，而不是人马座dSph。我们还讨论了合理的原因之间的差异发现到目前为止的轨道类型的外晕星系团和银河系卫星和试探性的，但暗示性的相空间分散发现外晕星系团。
2001-06-14 astro-ph
If the MACHOs are Old White Dwarfs
大麦哲伦星系方向的微透镜实验似乎表明，星系晕中约60%的暗物质与质量约为太阳质量一半的物体有关。这个质量对于年老的白矮星来说是自然的，尽管其他的可能性确实存在。使用一个新构建的冷却白矮星模型网格，其中首次纳入了恒星大气中分子不透明度的影响，并假设这些白矮星构成了整个银河系的暗物质，我预测了目前正在进行的各种调查中预期的老白矮星的数量。特别是，我注意到哈勃深空（HDF）中预期的数字，这是迄今为止获得的最深的天空图像。
1999-06-26 astro-ph
