Kinematics and Dynamics of the Galactic Stellar Halo
综述了银河系恒星晕的结构、运动学和动力学，包括晕星空间分布和运动学中的亚结构证据。星系形成理论的影响，随后进行了讨论，特别是有人认为，观察到的外星系晕中的恒星的运动学可以作为一个重要的约束可行的星系形成的情况。
1998-12-18 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
Formation of the Small Magellanic Cloud: ancient major merger as a solution to the kinematical differences between old stars and HI gas
最近对小麦哲伦云（SMC）的观测表明，HI气体有明显的自转（V_c 60 km/s），而老的恒星星族没有或几乎没有自转。我们认为，这种独特的运动学差异，这些组件之间的SMC可能是由一个重大的合并事件发生在SMC形成的早期阶段。我们的模拟表明，耗散的矮-矮合并可以将两个富含气体的矮不规则星转变成一个新的矮星，它由一个球状恒星组件和一个旋转的扩展HI盘组成。这种矮-矮合并的残余物显示了恒星和气体之间明显不同的运动学，在这个意义上，气体盘快速旋转，而恒星组件几乎没有旋转。因此，我们认为，模拟的矮星有一个动态的热球体和扩展的气体盘最终演变成现在的SMC后，有效的剥离外部气体通过潮汐场的银河系和大麦云云。我们还建议，空间分布和运动学的RGB和AGB星与不同年龄的可能的球状组成部分的SMC可以提供有价值的信息，过去的重大合并事件是否以及何时真的发生在SMC。
2008-04-29 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
Frame-dragging and the kinematics of Galactic-Center stars
我们计算了星系中心恒星的标度拖曳效应。假设恒星只有轻微的相对论性，我们得到一个近似的克尔度规，这原来是一个弱场史瓦西度规加上一个框架拖动项。通过数值积分得到的测地线方程，我们计算开普勒元素和运动学的影响。我们发现在近心通过时的运动学效应与（a（1-e^2））^{-2}成正比。对于已知的银河系中心恒星，它的数量级为10 m/s。如果被观测到，这将提供对黑洞自旋的测量。
2008-09-10 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
Galactic kinematics with RAVE data: I. The distribution of stars towards the Galactic poles
我们分析了G和K型恒星朝向银河系极点的分布，使用RAVE和RAVDIE径向速度，2MASS光度计恒星计数，和UCAC 2自行。光度和3D运动学数据的结合使我们能够解开和描述矮星，亚巨星和巨星的垂直分布及其运动学。我们确定内的运动学和数量级计数，分离薄盘，厚盘和热组件的不连续性。薄盘和厚盘的刻度高度分别为225 $\pm$ 10 pc和1048 $\pm$ 36 pc。我们还限制了光度函数和运动学分布函数。薄盘和厚盘之间存在的运动学间隙与厚盘通过连续过程（例如螺旋臂或分子云散射恒星）由薄盘形成的不相容。厚盘的其他形成机制，如“当场创建”或顺利“吸积”仍然与我们的研究结果兼容。
2008-01-14 astro-ph
Kinematic Structure in the Galactic Halo at the North Galactic Pole: RR Lyrae and BHB Stars show different kinematics
给出了银河系北极（NGP）附近~200 ° 2区域内38颗天琴座RR星（RRL）和79颗蓝水平支星（BHB）的空间运动，采用的均匀距离尺度与大麦哲伦星系的（m-M）0=18.52一致.在10.4立方千秒差距体积中，26颗RRL和52颗BHB星的运动学是不均匀的，它们的Z<8千秒差距。我们的BHB样本（与Sirko等人2004 b的样本一样）具有零星系自转（V_phi）和大致各向同性的速度色散。RRL样品显示出确定的逆行旋转（V_phi = -95+/-29 km/s）和非各向同性速度色散。结合BHB和RRL的样本有一个逆行的银河系自转（V），类似于Mauriski（1992）在SA 57中发现的次矮星样本。具有正W运动的RRL星的速度色散明显小于那些具有负W运动的“向下流动”的色散。我们的样品的一个组成部分（丰富的RRL的）显示逆行旋转和流运动，我们与吸积过程。另一个（由BHB星追踪）基本上没有旋转，也没有流动的证据。这两个组成部分的HB形态表明，他们可能是场星的年轻和年老的晕球状星团分别。
2006-12-15 astro-ph
The Galactic Kinematics of Mira Variables
评述了由视向速度、依巴谷自行和红外周期光度关系导出的米拉变星的银河系运动学。在145- 200天周期范围内的本地Miras显示了银河系中大的不对称漂移和高的净向外运动。这种现象的解释被认为是（以下盛宴和Whitelock 2000年），它建议，他们是外围成员的膨胀酒吧人口，并表明，这酒吧延伸到太阳圈之外。
2002-07-09 astro-ph
3D spectroscopy of the ionized gas kinematics in galactic rings
银河系环的运动学是用安装在SAO RAS 6米望远镜的多模缩焦器SCORPIO（Afanasiev & Moiseev 2005）中的扫描法布里-珀罗干涉仪研究的。电离气体速度场的分析使我们能够了解在几个星系的环形成的性质。所呈现的物体中不同类型的环（共振的，碰撞的，极性的）是由各种相互作用引起的：合并，迎面碰撞。
2008-01-10 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
The Shape and Scale of Galactic Rotation from Cepheid Kinematics
造父变星的目录是用来探测银河系盘的运动学。径向速度测量了八个遥远的造父变星，l = 300;这些新的造父变星提供了一个特别好的约束距离银河系中心，R_0。我们的磁盘模型的轴对称旋转曲线和一个弱椭圆分量，并找到证据的椭圆度为0.043 +/- 0.016太阳附近。利用这些模型，我们得到R_0 = 7.66 +/- 0.32 kpc和v_circ = 237 +/- 12 km/s。到银河系中心的距离与最近从天琴座RR型变星分布中得到的结果一致，并且不利于大多数在太阳轨道上具有大椭圆率的模型。
1997-10-06 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
Large-Scale Model of the Milky Way: Stellar Kinematics and Microlensing Event Timescale Distribution in the Galactic Bulge
我们建立了一个恒星动力学模型的银河系棒球和磁盘，使用新实现的自适应粒子方法。基础的质量模型先前已被证明与银河系近红外表面亮度以及气体运动学观测相匹配。在这里，我们表明，新的恒星动力学模型也符合观察到的恒星运动学在几个凸起领域，其分布的微透镜事件的时间尺度再现了观察到的时间尺度分布的{ \it PINO}实验与一个合理的恒星质量函数。因此，该模型是进一步研究银河系的良好基础。我们还预测了视差移动事件的质量函数的观测结果。
2003-12-17 astro-ph
The Kinematics of Galactic Stellar Disks
星系盘主要是恒星系统，基本上是动力实体。因此，要完全了解星系盘，我们必须研究它们的恒星运动学以及它们的形态。观测技术现在已经发展到可以从光谱观测中提取相当详细的恒星运动学信息的程度。本文介绍了利用这些信息来研究这些系统的形成和演化的分析的三个说明性例子：NGC 936中棒的模式速度的推导; NGC 488中随机运动的完整速度椭球的计算;以及NGC 3593中看到的奇怪的反旋转现象。
1998-10-26 astro-ph
The VLBA 2cm Survey: Kinematics of pc-Scale Structures in Active Galactic Nuclei
目前正在利用甚长基线阵列在15千兆赫对170多个射电源的样本进行观测，研究活动星系核（类星体、BL Lac、射电星系和空场天体）中喷流在秒差距尺度上的运动学。自1994年以来，已经拍摄了1000多张照片。在这里，我们提出了一个概述，我们的研究结果，包括在射流中的组件的自行，以及它们与其他源属性的关系。
2002-11-11 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
SPH Simulations of Galactic Gaseous Disk with Bar: Distribution and Kinematic Structure of Molecular Clouds toward the Galactic Center
我们已经进行了光滑粒子流体动力学（SPH）模拟研究的分子云在银河系的磁盘旋转酒吧和随后的演变在银河系中心（GC）地区的响应。在我们的模型中，银河系势由三个轴对称分量（大质量晕，指数盘，致密凸起）和一个非轴对称杆贡献。假设这些分量在与杆共转的框架中在时间上是不变的。一些值得注意的特征，如一个椭圆形的外环，旋臂，气体耗尽区，和一个中心浓度已开发由于酒吧的影响。旋转杆诱导SPH粒子的非圆运动，但流体动力学碰撞倾向于抑制速度的随机分量。SPH粒子的速度场与HCN（1-0）跃迁中观察到的分子云的运动学一致，这些云被认为是非常致密的云。然而，由CO追踪的云的l-v图与我们的SPH模拟的l-v图有很大的不同，更类似于使用无碰撞粒子的模拟。碰撞粒子和无碰撞粒子的混合物的$l-v$图更好地再现了在CO线上观察到的GC云的运动学结构。HCN云的运动学可以被SPH粒子再现，这表明GC中的致密云是通过旋转棒引起的云碰撞形成的。
1998-10-02 astro-ph
The Brown Dwarf Kinematics Project (BDKP) I. Proper Motions and Tangential Velocities for a Large Sample of Late-type M, L and T Dwarfs
本文报道了427颗晚型M、L和T矮星的自行测量结果，其中332颗是首次测量。将这些新的自行与先前公布的测量结果相结合，得到了841颗M7-T8矮星的样本。我们结合视差测量或计算分光光度计的距离，并计算整个样品的切向速度。我们发现，完整的和体积有限的20 pc样本的运动学与预期的银河系薄盘是一致的，晚型M，L和T矮星之间没有显着差异。应用年龄-速度关系，我们得出结论，20 PC样本的超冷矮星的平均运动学年龄比最近的运动学估计和人口合成模型计算的年龄结果更一致。有一个统计上不同的人口高切向速度的来源，其运动学表明一个更古老的人口超冷矮星属于银河系厚盘或晕。我们隔离整个样本的子集，包括低表面重力的矮星，不寻常的蓝色L矮星，和光度异常的J-Ks颜色，并研究他们的运动学。我们发现，光谱上不同的类异常蓝L矮星的运动学明显与老年一致，这意味着高表面重力和/或低金属丰度可能与它们的光谱特性有关。低表面重力的矮星在运动学上比整体人口年轻，红色和蓝色超冷矮星的运动学表明年龄分别比完整样本年轻和年长。我们还给出了一个约化的自行图，在2质量Ks的整个人口和发现的限制H_Ks > 18排除M矮星的L和T矮星的人口，无论近红外颜色。
2008-09-17 astro-ph
Kinematics of Galactic Disc
讨论了银盘自转曲线的构造方法。简单的物理模型表明，太阳绕银河系中心的速度必须小于目前国际天文学联合会接受的220公里/秒的值。独立获得的中性氢（λ= 21.1 cm）结果证实了上述声明。太阳的速度约为110 km/s。因此，我们银河系圆盘的旋转曲线并不平坦，但它是距银河系中心距离的递减函数。这个结论似乎也与其他星系一致。
1997-03-17 astro-ph
Star Clusters in the Galactic Anticenter Stellar Structure and the Origin of Outer Old Open Clusters
银河系正中心恒星结构（GASS）在几次大面积的巡天观测中被确认为具有过量的场星表面密度，以及一个不寻常的，由五个球状星团组成的弦状分组。其中至少有两个是弥漫的，年轻的“过渡”星团之间的开放和球状类型。在这里，我们提请注意这样一个事实，即四个{ \it年轻}的开放或过渡的集群扩展了以前确定的，字符串状的集群分组，至少有一个具有径向速度与以前发现的GASS速度-经度趋势一致。所有九个星团都位于一个与银河平面倾斜17 $\arcdeg$的平面附近。这个平面方位被用来搜寻内星系中其他潜在的星团成员，并且沿着同一平面和弦状序列发现了一些，{ \it包括几乎所有15个已知的外部老疏散星团}。潮汐吸积的矮卫星星系在低倾角轨道-也许GASS系统-似乎是一个合理的解释银河系的外部，旧的开放和过渡集群的起源。我们使用这些集群来探索推定的增生GASS祖年龄-金属丰度关系。最后，我们给出了星团BH 176中一颗恒星的第一径向速度，并讨论了它的意义。
2004-01-12 astro-ph
Galactic Kinematics Towards the South Galactic Pole. First Results from the Yale-San Juan Southern Proper-Motion Program
从银河系结构和运动学模型代码的预测进行比较的颜色计数和绝对自行来自南方自行调查涵盖了超过700 $°^2$向南银河系极点的范围$9 < B_{\rm J} \le 19$。的理论假设和相关的计算程序，几何的运动学模型，并通过参数的详细介绍，并与其他同类的银河系运动学模型。与该模型进行比较的数据由30，000多颗随机选择的恒星组成，最适合的模型是V分量（指向银河系旋转方向）中太阳特有运动为+5 km s $^{-1}$，大LSR速度为270 km s $^{-1}$，以及（盘）速度椭球始终指向银河系中心。U分量中的绝对自行表明太阳特有的运动为$11.0 \pm 1.5$ km s $^{-1}$，不需要局部膨胀或收缩项。微弱的绝对运动表明，厚盘必须表现出相当陡峭的速度梯度约为-36公里秒$^{-1}$千秒差距$^{-1}$相对于LSR。我们无法对晕的整体旋转设置约束，也无法对厚盘或晕的速度分散设置约束。在U & V自行中的一些子结构可能存在于较亮的仓$10 < B_{\rm J} < 13$中，并且它可能指示（盘）移动的群。
1999-10-07 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
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
The distribution and kinematics of early high-sigma peaks in present-day haloes: implications for rare objects and old stellar populations
我们表明，冷暗物质（CDM）晕的层次组装保存的初始条件的记忆。利用N体宇宙学模拟，我们证明了早期（z > 10）原星系系统（老恒星、卫星星系、球状星团、大质量黑洞等）中形成的天体的现今空间分布和运动学。主要取决于它们最初所属的原始密度场的峰值的稀有程度。只有对于在较低的红移下形成的天体，其前身晕内的确切形成位置（例如，无论是在中心附近还是在扩展的圆盘中）才变得重要。在现今的晕圈中，来自较罕见的早期峰值的物质更集中在中心，与整体质量分布相比，随着半径的下降更陡峭，它具有较低的速度分散，在更径向的轨道上移动，并且具有更细长的形状。星族II恒星形成于由大于2.5 sigma的波动坍缩的原星系晕中，今天的密度分布将遵循r^{-3.5}，半光半径为17 kpc，速度各向异性从内部区域的各向同性增加到晕边缘的近径向。这与Battaglia等人（2005）的星系晕星径向速度色散分布以及附近晕星的各向异性轨道非常一致。
2006-04-20 astro-ph
On the Kinematics of Tidal Debris from Omega Cen's Progenitor Galaxy
假设银河系轨道卫星的中心部分曾经包含银河系中质量最大的球状星团--欧米茄--，本文给出了该卫星潮汐碎片的运动学性质。我们模拟了一个卫星星系的动力学演化，遵循现在和可能过去的轨道欧米茄岑和分析其潮汐碎片和随机生成的银河系恒星包括球状晕和平盘组件的运动学性质。结果表明，这些碎片星在-100 km/s左右有一个逆行自转，这可能与最近发现的一个径向速度约为300 km/s的恒星流相一致。这些恒星也有助于，只有部分，以报告逆行运动的外晕在北银河系极方向，没有显着修改本地晕运动学附近的太阳。简要介绍了未来碎片搜索的前景和对银河系早期演变的影响。
2004-02-06 astro-ph
M Giant Kinematics in Off-Axis Fields Between 150 and 300 Parsecs from the Galactic Center
我们目前的径向速度约40颗恒星在每三个光学模糊，离轴，领域对银河系的隆起。结合Blum等人（1994）提供的数据，我们现在得到了朝向银河系核球的四个区域的平均径向速度和径向速度色散。这四个场几乎沿着一个轴，该轴与银河系主轴的位置角为55°。观察到的运动学一般都符合肯特（1992年）的轴对称和赵（1994年）禁止动力学模型的预测，但后者稍微更好地描述。我们最里面的磁场速度离散度很高，为153 $\pm$ 17 \kms。我们的数据，结合以前的研究在更大的半径，表明恒星的速度色散是平坦的或仍在上升，在投影半径R \aple 150 pc。
1995-03-15 astro-ph
From kinematics to dynamics in thin galactic disk
我们提出了一种方法，用于恢复的分布函数的边缘上薄的轴对称磁盘直接从他们的可观察的运动学性质。这种恒星系统最普遍可观测的性质是恒星在星系不同投影半径处的视线速度分布。如果引力势是已知的，那么一般的二积分分布函数可以使用这些视线分布的高速尾部的形状来重建。如果采用了错误的引力势，那么仍然可以使用这种技术来构造分布函数，但是所观测到的速度分布的低速部分将不能由导出的动力学模型再现。因此，引力势也受到观测到的运动学的严格约束。
2000-07-17 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
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
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
25 Orionis: A Kinematically Distinct 10 Myr Old Group in Orion OB1a
我们在这里报告的光度和运动学性质的一个定义良好的近200个低质量的前主序星，集中在约1度的早期B星25猎户座，在猎户座OB 1a子协会。我们把这个恒星集合体称为猎户座25星群。该星群还拥有赫比格Ae/Be星V346猎户座和十几颗其他早期类型的恒星，它们具有测光，反射，以及一些具有红外过量发射，与星群成员一致。高质量和低质量恒星的数量与标准初始质量函数的预期一致。猎户座25年轻恒星的速度分布显示出一个狭窄的峰值，中心为19.7 km/s，非常接近猎户座25的速度。我们的研究结果提供了新的和令人信服的证据，25 Ori组是一个独特的运动学实体，相当大的空间和速度结构是目前在Ori OB 1a子协会。低质量的成员遵循颜色星等图中定义明确的条带，与7-10百万年的等时年龄一致，这取决于假设的演化模型。最高密度的成员位于恒星25 Ori附近，但我们目前的数据无法很好地限制星团的实际范围。在一个简单的运动学演化场景中，猎户座25星群可能代表了像猎户座西格玛星群这样的年轻聚集体的演化对应物。猎户座25恒星集合体是迄今已知的500 pc以内的最多的~ 1000万年样本，使其成为研究类太阳恒星和原行星盘演化的绝佳实验室。
2007-01-24 astro-ph
R-process and alpha-elements in the Galactic disk: Kinematic correlations
最近对星系晕和银盘中元素丰度的研究强调了运动学上分离不同星系子成分的可能性。发现了银心自转速度与各种元素比率之间的相关性，这为将恒星形成和金属富集的不同示踪物与不同来源的银河系成分（坍缩与吸积）联系起来提供了重要手段。在目前的工作中，我们确定恒星运动学的样本124盘星，我们从他们的轨道的基础上径向速度和自行从文献中得出。我们的恒星形成了Edvardsson等人（1993）样本的子样本，我们集中在三个主要的示踪剂：（i）铕作为r过程元素主要产生于II型超新星。(ii)同样，α-元素，如Ca，Si，Mg，在SNe II中合成，而铁则优先在SNe Ia中合成。(iii)s过程元素钡是衡量AGB星对银河系富集历史的相对贡献的尺度，并已被证明是区分薄盘星和厚盘星的指标。基本上，所有这些研究都表明，具有低银河系自转速度的恒星往往具有高丰度的α元素和Eu，但较低丰度的，例如，BA.
2004-07-11 astro-ph
Kinematics of the Galactic Halo from Horizontal Branch stars in the Hamburg/ESO Survey
大样本的场水平分支（FHB）恒星是星系晕的极好示踪剂;通过研究它们的运动学，人们可以推断我们银河系的重要物理性质。在这里，我们提出了一个中等分辨率的光谱调查的530 FHB星从汉堡/ESO调查的结果。这些恒星的平均距离约为7千秒差距，因此可以探测到银河系晕的内部。我们测量径向速度的光谱，以测试模型的萨默拉森等人，他提出，当从内晕到外晕时，晕的速度椭球从径向主导轨道变为切向主导轨道。我们发现，目前的数据是无法区分这个模型和一个更简单的等温椭球体，我们建议，对银河系中心的额外观测可能有助于区分它们。
2005-04-04 astro-ph
On the kinematic signature of a central Galactic bar in observed star samples
一个准自洽的模型在我们的银河系的中心区域的酒吧结构被用来计算这样的三轴结构上的恒星样本的运动学性质的签名。我们认为，由于存在的速度色散，这样的效果是很难检测到的恒星成分比气体。如果没有关于势的先验知识，仅仅用l-v图来检测杆的恒星运动学证据几乎是不可能的。因此，我们提出了一些测试参数，可以很容易地应用到观察到的恒星样本，也将距离或自行。我们讨论了这些测试的诊断能力作为样本量和酒吧的强度的函数。我们的结论是，大约1000颗恒星将是必要的诊断三轴与一些统计信心。
1998-01-26 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
Kinematics of young stars. II. Galactic spiral structure
年轻的恒星速度场分析的银河系模型，其中考虑到太阳运动，差分银河系旋转和旋臂运动学。我们使用两个样本的依巴谷数据，一个包含O-和B-型星，另一个由造父变星。我们的方法的鲁棒性进行了测试，通过仔细的运动学模拟。我们的研究结果表明，银河系的旋转曲线与经典值的$A$奥尔特常数的O和B星样本（$A^{\mathrm{OB}} =$ 13.7-13.8公里秒$^{-1}$千分位秒$^{-1}$）和更高的值造父变星（$A^{\mathrm{Cep}} =$ 14.9-16.9公里秒$^{-1}$千分位秒$^{-1}$，取决于宇宙距离尺度的选择）。二阶项被发现是小的，兼容的零值。残差的研究表明，需要一个$K$ -长期日心距离为4千秒差距，获得一个值$K = -$（1-3）公里秒$^{-1}$千秒差距$^{-1}$。从O星和B星以及造父变星的螺旋结构中得到的结果显示出很好的一致性。太阳位于螺旋扰动势（$ψ_\odot =$ 284-20 $\degr$）的最小值附近，并且非常靠近共转圈。发现螺旋图案的角旋转速度为$Ω_{\mathrm{p}} \approx 30$ km s $^{-1}$ kpc $^{-1}$。
2001-03-14 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
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
A Keck/DEIMOS Kinematic Study of Andromeda IX: dark matter on the smallest galactic scales
本文介绍了对M31的矮球状卫星星系And-IX的运动学观测结果，它似乎是迄今为止发现的表面亮度最低，也是最暗的星系（M_V = -8.3）。利用Keck/DEIMOS的光谱数据，我们测量了它相对于M31的速度，它的速度色散，和它的金属丰度。它具有显著的速度色散σ_v = 6.8+3.0-2.0km/s，与低光度相结合，意味着它具有很高的质量与V波段光比，M/L ~ 93+120- 50 msun/lsun（M/L > 17 msun/lsun，置信度为99%）。除非强大的潮汐力扰动了这个系统，否则这个最小的星系是一个高度暗物质主导的系统。
2005-06-06 astro-ph
Galactic Kinematics of Cepheids from Hipparcos Proper Motions
分析了220颗造父变星的依巴谷自行和有关的地基测光。银河系自转的影响非常清楚。Oort常数A = 14.82 +/- 0.84 km/s/kpc，B = -12.37 +/- 0.64 km/s/kpc，太阳自转角速度Ω_0 = 27.19 +/- 0.87 km/s/kpc。比较的值A与来自最近的径向速度的解决方案的值确认，在误差范围内，零点的PL和PLC的关系，直接来自依巴谷三角函数的相同的恒星。自行结果表明，银河系自转曲线在距银河系中心太阳距离处（dTheta/dR = -2.4 +/- 1.2 km/s/kpc）缓慢下降。太阳向北银河系极点运动的分量为+7.61 +/- 0.64 km/s。根据本文导出的增距标度，将以前径向速度研究中导出的银心距增大到R_0 = 8.5 +/-0.5kpc。
1997-06-30 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
An Axisymmetric Distribution Function for the Galactic Bulge
我们描述了一种方法参数化两个积分分布函数，三角形镶嵌的积分平面的基础上。本文将此方法应用于Kent~（1992）提出的银河系膨胀的轴对称各向同性转子模型，并与Baade窗自行观测和径向速度观测结果进行了比较。尽管越来越多的证据，从表面测光和气体运动学的研究，银河系的隆起是不是轴对称的，恒星运动学在巴德窗口是非常相似的各向同性扁圆转子。然而，另一个大半径的场不符合这个模型。在任何情况下，热恒星星族的边缘运动学都不能很好地处理棒的存在与否。
1994-03-17 astro-ph
Stellar Kinematics of the Bulge from HST Proper Motion Measurements
我报告正在进行的程序自行测量银河隆起，使用HST图像。作为第一个应用程序，数据被用来推导银河系短轴上的垂直重力加速度。的银河系的潜在的扁平化的测量的影响进行了讨论。
2003-10-31 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
Kinematics of the Galactic Globular Cluster System: New Radial Velocities for Clusters in the Direction of the Inner Galaxy
凯克一号望远镜上的HIRES被用来测量属于11个在银河系内部方向上的严重变红的球状星团的恒星的第一径向速度。利用更新的球状星团距离、金属丰度和速度表研究了银河系球状星团系统的运动学亚结构问题。发现富金属球状星团在所有的银心半径上都表现出明显的自转。对于距银心4kpc以内的富金属星系团，观测到的自转速度和视向速度色散与核球场星相似。我们调查声称，富含金属的集群与中央银河酒吧通过比较的运动学的最内层的星系团的内部星系中的原子氢。富金属和贫金属星系团的自转速度图与气体的自转速度图有着惊人的相似之处，包括同样的非圆形运动，传统上被解释为银河棒的证据，或者，非轴对称的凸起。然而，在现有的三维银河系的位置，为大多数集群的不确定性还没有允许一个明确的歧视之间的竞争方案的成员资格在一个刚性旋转酒吧，或在一个凸起，这是一个扁圆各向同性转子。我们的结论是，大多数富含金属的星系团在中央4千秒差距的银河系可能与凸起/酒吧，而不是厚盘。（简略）
1999-06-29 astro-ph
Origin of structural and kinematical properties of the Small Magellanic Cloud
本文基于一系列自洽化学动力学模拟，研究了小麦哲伦云（SMC）与大麦云云（LMC）和银河系相互作用过程中恒星和气体的结构、运动学和化学性质。我们采用了一个新的“矮球体模型”，其中SMC最初既有球形空间分布的老恒星，又有扩展的HI气盘。我们主要研究了最后3个Gyr的SMC演化，在这3个Gyr中，由于LMC-SMC-Galaxy相互作用，形成了麦哲伦流（MS）和麦哲伦桥（MB）。我们的主要结果如下，这些结果可以用观测来检验。即使在强烈的LMC-SMC-Galaxy相互作用之后，投射到天空中的旧恒星的最终空间分布也是球形的，而新恒星的空间分布则显着平坦，似乎形成了棒状结构。老恒星的视线速度色散（sigma）约为30 km/s，自转速度慢，最大自转速度（V）小于20 km/s，并且在径向剖面上表现出不对称性。新恒星的sigma比老恒星小，旋转量也很大（V/sigma >1）。HI气体的速度色散σ = 10-40 km/s，最大自转速度V ~ 50 km/s，空间分布与新星相似。年龄小于3 Gyr的新恒星表现出负的金属丰度梯度，在这个意义上，更多的富金属恒星位于SMC的内部区域。
2009-04-14 astro-ph
On the origin of the radial mass density profile of the Galactic halo Globular Cluster System
我们调查什么可能是目前观察到的银河系老晕球状星团系统的质量的空间分布的起源。我们认为它的径向质量密度分布是原银河系中冷重子物质分布的遗迹。假设这一结果来自于整个原银河系的轮廓，减去暗物质的贡献（以及束缚原球状云的热气的一小部分贡献），我们表明，围绕银河系中心的冷气体和旧晕的质量分布令人满意地一致。为了更有说服力地证明我们的假设，我们模拟了随时间的演化，年龄为15 Gyr，一个假定的球状星团系统，其初始质量分布在星系晕如下的配置文件的冷原星系气体。我们发现，超过银河系的距离为2至3千秒差距，这样的质量密度分布的初始形状被保存，尽管一些球状星团的完全破坏和部分蒸发的一些人。这个结果几乎与球状星团初始质量函数的选择无关，初始质量函数仍然是不确定的。这些演化的星系团系统质量密度分布的形状也与目前观测到的旧晕球状星团系统的分布一致，从而加强了我们的假设。我们的结果可能表明，在距离银河系中心很近的地方，旧晕质量密度剖面所显示的扁平化，至少部分是原始起源的。
2005-02-22 astro-ph
