Mapping the Galactic Halo with SDSS, LINEAR and PTF RR Lyrae Stars
本文分析了SDSS条纹82区~500颗RR型天琴座星追踪到的星系晕结构和亚结构。这项研究的主要成果是一个二维地图的星系晕，达到100千秒差距的距离和痕迹以前已知的和新的晕子结构，如人马座和双鱼座潮汐流。我们还提出了强有力的直接证据，基于RR天琴座和主序星，晕恒星数密度分布显着陡峭超过30千秒差距从银河系中心。利用一种新的光度测定金属丰度的方法，同时结合RR天琴座和主序星的数据，我们表明，在SDSS条纹82区域的人马座尾流的中值金属丰度为[Fe/H]}=-1.2 +- 0.1 dex。除了这些结果之外，我们还将展示正在进行的星系晕3D地图的工作，该地图是使用~4000颗RR型天琴座恒星的样本构建的，覆盖了8500度^2的北方天空，探测距离太阳30千秒差距。
2011-05-20 astro-ph.GA
Detecting the Sagittarius stream with LAMOST DR4 M giants \& Gaia DR2
我们使用LAMOST DR4 M巨星结合盖亚DR2自行和ALLWISE测光，以获得一个非常纯净的人马座（Sgr）流星的样本。以TiO_5和CaH光谱指数为指标，从LAMOST DR_4光谱中的M颗矮星中筛选出了M颗巨星。综合考虑恒星的位置、距离、自行和角动量分布，我们得到了164颗纯Sgr流星。我们发现，在相同的角动量下，纵臂的能量要高于纵臂。我们探测到的拖曳臂延伸到日心距离为$\sim 130$ kpc的$\tildeΛ_{\odot}\sim 170^{\circ}$，这与\citet{sgr2017}中天琴座RR的特征一致。在M巨星和天琴座RR中的这两个Sgr的探测结果都意味着Sgr流可能包含多个金属丰度范围很广的恒星星族。
2019-02-21 astro-ph.GA
Probing the Outer Galactic halo with RR Lyrae from the Catalina Surveys
我们提出了12227 ab型RR天琴座在卡塔利娜调查数据发布1（CSDR 1）的2亿公共光曲线中发现的分析。这些恒星是天琴座RR观测到的银河系中最大的恒星，覆盖了约20，000平方度的天空（0 < RA < 360，-22 < Dec < 65 deg），日心距离高达60 kpc。在六年的时间里，每一个RR Lyectin都被观察到60到419次。使用周期发现和傅立叶拟合技术，我们确定的周期和视幅度为每个源。我们发现，在一般精确到σ = 0.002%的周期相比，2842以前已知的RR天琴座和100 RR天琴座观测重叠的调查领域。我们使用445个Landolt标准星对光变曲线进行了光度校准，结果表明，使用SDSS数据对1000颗蓝色水平支星和7788颗天琴座RR星的光变曲线进行了校准，得到的星等精确到0.05 mags。结合Catalina光度法和SDSS光谱法，我们分析了大于1500的RR型天琴座的径向速度和金属丰度分布。使用的RR天琴座推导出的准确的距离，我们显示的路径人马座潮汐流穿越天空的日心距离从20至60千秒差距。通过选择样本的星系晕RR天琴座，我们比较它们的速度，金属丰度，和距离的预测，从最近的详细的N-体模型的人马座系统。我们发现，预测的距离和结构与我们的观测结果之间存在一些显着差异。
2012-11-13 astro-ph.GA
Variable Stars in Sagittarius Globular Clusters I. Arp~2
我们提出了新的测光和分析的12个变星（9 RR天琴座，3 SX凤凰）属于人马座球状星团Arp 2。在星团中的九颗天琴座RR型恒星中，有八颗是RRab，一颗是RRc。从RRab星，我们确定了$\langle P_{ab}\rangle=0.581\pm0.047$天的平均周期，其中误差是平均值的标准误差。这使得Arp 2位于奥斯特霍夫I星团和奥斯特霍夫-Int星团之间的边界。利用天琴座RR型星的$V$波段数据，确定了距离模数$(m-M)_0=17.24\pm0.17$.从$I$波段数据中，我们发现了$(m-M)_0=17.34\pm0.07$ .我们还使用SX Phoenixel变量来确定$(m-M)_0=17.27\pm0.04$的距离模数。使用（$B-V$）和（$V-I$）颜色，根据RR Lyrics光变曲线确定颜色过量。平均变红值与文献中发现的值一致或略高。这两种方法都表明，在朝向Arp 2的变红过程中，恒星与恒星之间存在差异。在天琴座RR的九颗恒星中，有七颗被盖亚标记为变星，其中三颗的周期被确定。我们使用盖亚数据来调查七个盖亚RR天琴座的成员资格。虽然Arp 2距离太远，不可能有可靠的盖亚视差，但目前的数据并不排除本文中讨论的任何变量是Arp 2的成员。
2019-02-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evidence for a Milky Way Tidal Stream Reaching Beyond 100 kpc
我们提出的分析1，207 RR天琴座发现的光度测量所采取的卡塔利娜调查的莱蒙山望远镜。通过将这些恒星的精确距离与Catalina Schmid望远镜对~ 14，000 AB RR型天琴座的测量相结合，我们揭示了一个扩展的协会，该协会达到了超过100 kpc的银河系中心距离，并与人马座流系统重叠。这一结果证实了早期的证据，即外部晕潮汐流的存在是由一个被破坏的恒星系统造成的。通过比较RR Lyonos源密度与基于晕模型的预期，我们发现检测具有~8 sigma显著性。我们调查的距离，径向速度，金属丰度，和周期振幅分布的RR天琴座。我们发现，径向速度和距离都与目前的人马座流模型不一致。我们还发现了初步的证据，在源金属丰度的最遥远的来源部门。根据先前的分析，我们比较了RR天琴座的位置和距离与光度选择的候选水平分支恒星，并找到支持证据表明，这种结构跨越至少60度的天空。我们调查的前景之间的关联流和不寻常的球状星团NGC 2419。
2013-01-25 astro-ph.GA
Galactic substructure traced by RR Lyraes in SDSS Stripe 82
利用从SDSS Stripe 82中提取的407颗天琴座RR型星的样本，研究了星系晕的亚结构程度。我们确定了与武仙座-天鹰座云和人马座流的已知子结构相关的超密度，并发现了一个以前未知的子结构，双鱼座超密度，距离太阳约100 kpc。这三个亚结构加在一起占我们RR Lyrics样本的80%。我们还研究了天琴座RR星在晕中的密度分布，发现该剖面最符合破幂律，内斜率为-2.4，破幂半径为~25 kpc，与以前的研究一致。我们的结论是，晕主要是由碎片的卫星，很少或根本没有潜在的顺利组成部分。
2011-11-18 astro-ph.GA
The population of variable stars in M54 (NGC6715)
本文对位于人马座矮球状星系中心的球状星团M54的13 '× 13'视场内的177颗变星进行了新的B、V和I CCD时间序列测光，其中94颗是新发现的变星。总样本包括2颗造父变星、144颗RR型天琴座星（108颗RR 0和36颗RR 1）、3颗SX型凤凰座星、7颗食双星（5颗W UMA和2颗大陵五双星）、3颗分类不确定变星和18颗长周期变星。大部分的天琴座RR变星可能属于M54。提供了所有观测到的短周期变量的星历。M54 RR型天琴座变星的脉动性质接近奥斯特霍夫I型星团，但也存在大量的长周期ab型RR型天琴座。我们利用观测到的天琴座RR的性质来估计M54的红化和距离模，E（B-V）=0.16 +/- 0.02和（m-M）_0=17.13 +/- 0.11，分别与最近的估计值非常吻合。金属丰度已估计的一个子集的47 RR天琴座恒星，特别是质量好的光变曲线，从傅立叶参数的V光变曲线。得到的金属丰度分布呈对称钟形，平均值<[Fe/H]>=-1.65，标准差σ =0.16 dex。有七颗恒星被认为可能属于人马座星系，基于它们的金属丰度过高或过低。这个证据，如果得到证实，可能表明这个星系中的老恒星跨越了广泛的金属丰度。
2010-03-18 astro-ph.GA
Discovery of new globular clusters in the Sagittarius dwarf galaxy
上下文球状星团是过去银河系吸积事件的见证者。特别是人马座矮星系的GC是正在进行的合并的重要探测器。目标。我们的主要目标是使用Via Lactea Extended Survey（VVVX）近红外数据库中的VISTA变量与Gaia Early Data Release 3（EDR 3）光学数据库相结合来寻找这个矮星系的新GC成员。方法.我们调查了在一个面积约为180平方英尺的区域内所有启用VVVX的GC候选者发现。°的朝向凸起和Sgr矮星系。我们使用多波段点扩散函数测光获得深色星等图（CMD）和光度函数（LF）的所有GC候选人，辅以准确的Gaia-EDR 3自行（PM），以选择Sgr成员和变异信息，以选择RR天琴座，这是潜在的GC成员。结果在应用严格的PM切割以丢弃前景凸出星和盘星之后，一些GC候选者的CMD和LF表现出明确的红巨星分支和红丛巨星峰。我们选择了最好的Sgr GC，估计它们的距离，红化，和相关的RR Lyrics。结论.我们发现了12个新的Sgr GC成员，是这个矮星系中已知GC数量的两倍多。此外，还有11个确定的GC候选人不确定，等待更好的数据确认。
2021-03-15 astro-ph.GA
A panoramic landscape of the Sagittarius stream in Gaia DR2 revealed with the STREAMFINDER spyglass
我们提出了第一个完整的六维全景人马座流的肖像，通过在盖亚DR2数据集与STREAMFINDER算法搜索广泛的恒星流。我们使用样本的运动学行为来设计选择盖亚RR天琴座，沿着流提供出色的距离测量。自行数据补充径向速度从公众调查。我们发现，人马座流的整体形态和运动学特性仍然可以通过简单的Law & Masterski（2010）模型（LM 10）得到合理的再现，尽管该模型高估了前臂和尾臂的距离高达$\sim 15$ %。新的样本揭示了人马座流的主导臂，因为它朝着银河系的Anticenter方向进入银河系盘的非常拥挤的区域。幸运的是，这部分流几乎正好位于从银河系中心到前身的完全相反的位置，这应该允许以一种几乎独立于基本银河系势模型的方式来评估动力学摩擦和自引力的影响。
2020-02-25 astro-ph.GA
A Dynamically Distinct Stellar Population in the Leading Arm of the Sagittarius Stream
本文利用光谱巡天数据分析人马座流的前导臂、后随臂及矮星系核心的化学与动力学特性，发现前导臂中低偏心率恒星比例异常偏高，并证明大麦哲伦云的引力扰动是导致该现象及影响后随臂远端恒星的关键原因。
2023-06-29 astro-ph.GA
New variable stars in NGC 6652 and its background Sagittarius stream
我们利用Gemini-S/GMOS档案数据对银河系中富含金属的球状星团NGC 6652进行了变星搜索。我们报告了在NGC 6652视场中发现的9颗新的变星，其中6颗被归类为食双星，1颗被归类为SX凤凰星，还有2颗变星没有分类。使用盖亚DR 2和HST的自行，尽管有一些不确定性，我们发现星团，场和背景人马座流，每个都有3个这些变量。我们还重新评估了成员的已知变量的基础上盖亚自行车，确认存在一个RR天琴座恒星的集群。
2018-12-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Globular Clusters in the Sagittarius stream. Revising members and candidates with Gaia DR2
我们重新考虑的情况下，银河系球状星团（GC）的人马座矮球状星系（Sgr dSph）的潮汐流协会，使用盖亚DR 2数据。我们使用RR Lyrics在6D中跟踪流，并选择在位置和速度上与观察到的流相匹配的聚类。除了居住在银河系的主体（M 54，Ter 8，Ter 7，Arp 2）的集群，我们确认的成员资格，12和Whiting 1的部分人口的拖臂的恒星在最近的近银河通道。NGC 2419，NGC 5634和NGC 4147是非常有趣的候选者，可能与更古老的卷流有关。我们注意到，除了位于星系恒星核内的M54之外，所有这些星团都位于流的拖曳臂中。所选的星团与Sgr dSph主体的[Fe/H] vs. [Mg/Fe]，[Ca/Fe]模式以及场星所显示的年龄-金属丰度关系完全一致。
2020-03-17 astro-ph.GA
Mapping the Tidal Disruption of the Hercules Dwarf: A Wide-Field DECam Imaging Search for RR Lyrae Stars
我们研究了武仙座超暗矮星系（UFD）的假设潮汐破坏。先前对大力士UFD的潮汐干扰研究受到矮方向高度前景污染的阻碍。我们通过使用天琴座RR型恒星来绕过这个问题，这是一种标准的蜡烛，在武仙座的距离上具有非常低的场体积密度。我们使用CTIO上的暗能量相机的宽视场成像来识别候选的RR型天琴座恒星，并辅之以与北京-亚利桑那巡天项目协调在博克望远镜上进行的观测。结合颜色，星等和光变曲线的信息，我们确定了三个新的RR天琴座恒星与武仙座。所有这三颗新的天琴座RR型恒星都位于它公布的潮汐半径之外。当考虑到在潮汐半径内已知的九颗天琴座RR型恒星时，这些结果表明武仙座的恒星成分中有相当一部分已经被剥离。由于这种程度的潮汐破坏，武仙座是一个有趣的例子，介于一个明显被破坏的矮星系（如人马座矮球状星系）和一个处于动态平衡的矮星系之间。破坏的程度也表明，我们在未来估计矮质量时，必须更加小心地确定对象成员的方式。三颗被发现的天琴座RR型恒星之一位于武仙座的短轴上，但距离超过两个潮汐半径。这类碎片与最近的模型相一致，这些模型表明武仙座的轨道与其短轴对齐。
2017-11-20 astro-ph.GA
Milky Way archaeology using RR Lyrae and type II Cepheids II. High velocity RR Lyrae stars, and mass of the Milky Way
本文报道了在银河系晕中发现的RR~天琴座恒星中的高速候选者。我们在假设的银河系势的基础上，识别出9颗银心速度超过本地逃逸速度的RR~天琴座星。基于对它们轨道的仔细检查，我们排除了它们在银河系盘和核球中的弹射位置。空间分布显示，9个星团中有7个与人马座恒星流的位置重叠。这7颗RR~天琴座星中的2颗可以根据它们的轨道初步与人马座矮椭球星系联系起来。在RR~天琴座速度分布的高速尾部，我们估计出太阳附近的逃逸速度为$v_{\rm esc}=512^{+94}_{-37}$ \，km\，s $^{-1}$ ~（$4$到$12$ \，kpc），太阳附近以外的逃逸速度分别为$v_{\rm esc}=436^{+44}_{-22}$ \，km\，s $^{-1}$ ~和$v_{\rm esc}=393^{+53}_{-26}$ \，km\，s $^{-1}$ ~（对于$12$到$20$ \，kpc和$20$到$28$ \，kpc之间的距离）。我们利用三个逃逸速度估计连同本地圆速度估计银河系的质量。由此产生的测量结果$M_{\rm 200}=0.83^{+0.29}_{-0.16} \cdot 10^{12}$ \，M $_{\odot}$落在当前银河系质量估计的低端，但是一旦对逃逸速度中可能的偏差进行了校正（逃逸速度的大约百分比增加$10$），我们的质量估计产生了$M_{\rm 200}=1.26…
2022-06-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Tracing the very early disruption of the Sagittarius dwarf galaxy in the distant Milky Way halo
University of Groningen（格罗宁根大学）；University of Victoria（维多利亚大学）；Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森天体物理中心）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）；University of Chicago（芝加哥大学）；Kavli Institute for Cosmological Physics, University of Chicago（芝加哥大学卡弗里宇宙物理学研究所）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利群岛天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉古纳大学）
本研究利用麦哲伦望远镜光谱仪测量人马座流远端红巨星分支星的径向速度和金属丰度，确认了6维相空间中的紧密星团，揭示了人马座矮星系最早剥离的恒星群。
2026-06-17 astro-ph.GA
Exploring the Sagittarius stream with RR Lyrae Stars from Gaia Data Release 3
本文利用 Gaia DR3 中的天琴座 RR 型星研究人马座星流，测得其平均金属丰度为 -1.62 dex，并发现金属丰度随剥离时间存在梯度，远臂最贫金属且呈双峰分布，同时未能证实星流分叉分支间的金属丰度差异。
2025-05-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Weak Galactic halo--dwarf spheroidal connection from RR Lyrae stars
我们讨论的作用，矮星系可能发挥的星系晕（晕）的形成使用RR天琴座恒星（RRL）作为其古老的恒星成分的示踪剂。比较是使用两个观测值（周期，光度振幅）是红化和距离无关。6个矮椭球体和11个超暗矮星系（1，300个）的基模RRL显示出高斯周期分布，其峰值在平均周期<Pab>=0.610+-0.001天（sigma=0.03）附近。Halo RRL（15，000）的特点是周期分布更广。除人马座外，所有矮椭球体的基本模式RRL都完全缺乏高振幅短周期（HASP）变星，定义为< 0.48 days and Av>P0.75等。这样的变星在光环星系、球状星团和大质量矮不规则星系中并不少见。为了进一步解释这一证据，我们考虑了18个球状星团，它们的金属丰度范围很广（-2.3< [Fe/H]< -1.1），每个球状星团的RRL都超过35。金属丰度被证明是主要参数，因为在HASP区域中，只有比[Fe/H] -1.5宿主RRL更富金属的球状体。这一发现表明，类似于幸存者的dSphs似乎并不是光环的主要组成部分。主要的物理论据表明，它们的贡献的上限为50%。另一方面，大质量的矮星拥有一个古老的人口与广泛的金属丰度分布（大麦云，人马座）可能发挥了主要作用的形成晕。
2014-11-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
La Silla QUEST RR Lyrae Star Survey: Region I
在840 sq.deg.范围内搜寻天琴座RR型星（RRLS）在赤经赤经150 - 210度和赤经-10 - +10度的天空中，共观测到ab型1013个，c型359个。该样品用于研究距离为5至80 kpc的星系晕、晕子结构和奥斯特霍夫型晕的密度剖面。晕是扁平的朝向银河平面，其密度分布在银河中心距离大于25千秒差距的斜坡变陡。人马座矮球状（dSph）星系的恒星流中的RRLS与Law和Maurisski的模型相匹配，适用于1.3至3.2 Gyr前剥离的恒星，但不适用于3.2至5.0 Gyr前剥离的恒星。在室女座超密度和室女座恒星流的位置发现了超密度。Jerjen等人认为1220-1是一个距离为24 kpc的晕子结构，在1220-1的1度范围内，有4个RRLS可能是成员。除了亚结构，RRLS是Oosterhoff I型和II型的混合物，但主要是OoI（73%）。星系的吸积类似于最大质量的银河系卫星（LMC，SMC，For，Sgr）的RRLS内容可以解释OoI的优势。在六分仪座dSph星系中发现了6个新的RRLS和3个新的异常造父变星。
2013-12-05 astro-ph.GA
Tango for three: Sagittarius, LMC, and the Milky Way
我们组装一个目录的候选人马座流成员与5D和6D相空间信息，使用天体测量数据从盖亚DR 2，距离估计从RR天琴座恒星，和视线速度从各种光谱调查。我们发现一个明显的不一致的流的轨道和方向的反射校正的自行车在流的主导臂，我们解释为一个签名的依赖于时间的扰动的引力势。这种扰动的一个可能原因是最近最大的银河系卫星--大麦云（LMC）的通过。我们开发了新的方法来模拟人马座流中存在的LMC，使用专门定制的N体模拟和灵活的参数化的银河系晕密度分布。我们发现，虽然没有LMC模型可以适合大多数流的功能，而不是很好，他们未能再现的错位和高估的距离领先的手臂apocentre。另一方面，LMC质量在（1.3+-0.3 x10 ^11 Msun）范围内的模型弥补了这些缺陷。我们证明，流不能充分模拟在一个静态的银河系。相反，我们的银河系需要向巨大的下落云倾斜，使Sgr流具有独特的形状和运动学。通过探索银河系势的参数空间，我们确定了100 kpc内的封闭质量为（5.6+-0.4 x10 ^11）Msun，维里质量为（9.0+-1.3 x10 ^11）Msun，并找到了星系晕形状和方向径向变化的初步证据。
2021-02-18 astro-ph.GA
Extended stellar populations in Ultra-Faint Dwarf galaxies
本研究利用Gaia DR3等多巡天的RR Lyrae星探测45个超暗矮星系外围，发现至少33%含该类恒星的星系具有延展恒星族群。
2023-12-12 astro-ph.GA
Discovery of $\sim$ 9,000 new RR Lyrae in the Southern Catalina Surveys
我们提出了一个深，广域变率调查在南半球，第一次的结果。作为卡特琳娜巡天的一部分，赛丁泉巡天（SSS）覆盖了$-75^{\circ}\leqδ\leq-15^{\circ}$十进制范围内的$14,800$平方度。为了有效地挖掘巨大的SSS数据集，我们开发了两种算法：自动周期选择（APS）和自动傅立叶分解（AFD），其目的是锐化周期估计并产生鲁棒的光曲线模型。有了APS和AFD的输出，我们对南天的$10,540$ ab型RR天琴座（RRab）恒星（其中$\sim$ 90%是新的）进行了分类。以及位置信息，我们提供光度金属丰度，和未红化的距离。对于在晕中的RRab星，光度金属丰度分布的研究揭示了一个近似高斯的形状，平均金属丰度为${\rm [Fe/H]}=-1.4$ dex和分散度为$0.3$ dex。RRab金属丰度的空间研究表明，在距离银河系中心的第一个$\sim7$ kpc中没有明显的径向梯度。然而，在更远处，明显存在小的负梯度。这是补充了一个非常明显的相关性的平均RR天琴座金属丰度与距离以上的银河平面，PDMATHAMT。我们还进行了初步的子结构搜索，使用发现RRab，并提出了显着性大于$2 σ$的候选人的属性。其中最突出的是人马座矮星系的星系流系统向南延伸，向下延伸到赤纬$\sim -40°$。
2014-10-28 astro-ph.GA
Disentangling the Virgo Overdensity with RR Lyrae stars
我们使用的空间分布和径向速度相结合的搜索晕子结构的样本中的412 RR天琴座恒星（RRLS），涵盖了$\sim 525$平方度区域的室女座超密度（VOD）和跨度距离太阳从4至75千秒差距。与朋友的朋友的算法，我们确定了六个高显着组的RRLS相空间，我们主要与VOD和人马座流。其他四个组也被标记为不太显著的高密度。3个高显著性组和3个低显著性组的距离在$\sim 10$和20 kpc之间，这将它们置于其他人归因于VOD的距离范围内。其中最大的是19 kpc的室女座恒星流（VSS），它有18个RRLS，比以前已知的数量增加了2倍。虽然这些VOD组是不同的，根据我们的选择criteria，他们的重叠的位置和距离，并在少数情况下，径向速度的相似性表明，他们可能不是所有的干单独的吸积事件。即便如此，VOD似乎是由一个以上的过密度造成的。Sgr流是VOD背景中的一个非常明显的特征，平均距离为44 kpc。在距离$>40$ kpc处检测到两个额外的高显著性组。它们的径向速度和位置与Sgr碎片在这部分天空中的预期路径不同，它们很可能是其他吸积事件的残留物。
2016-08-31 astro-ph.GA
Probing the Galactic Halo with RR Lyrae Stars. II. The Substructures of the Milky Way
我们使用3，003型$ab$ RR天琴座（RRab）与来自SDSS，LAMOST和盖亚EDR 3的6D位置-速度信息来识别星系晕的子结构。基于这些信息，我们定义了运动空间积分中任意两颗星的分离度，并利用朋友的朋友算法识别子结构。我们确定属于几个已知的子结构的成员：人马座流，盖亚-土卫二-香肠（GES），红杉，和海尔米流。除了这些已知的子结构，还有三个可能分别与球状星团NGC 5272、NGC 6656和NGC 5024有关的子结构。最后，我们还发现了三个剩余的未知子结构，其中一个具有大的角动量和平均金属丰度$\rm -2.13\,dex$，这可能是一个新的子结构。对于GES，我们发现它占了内晕子结构的很大一部分，远心距的范围在10 ~ $34\,\rm kpc$之间，说明GES主要分布在内晕中。近三分之一的GES比例和远心距的峰值$20\,\rm kpc$表明，GES可以解释银心距${\sim}20-25\,\rm kpc$处星系晕密度剖面的断裂。比较盖亚-土卫二-香肠与武仙座-天鹰座云和室女座高密度云的运动学性质的相似性表明，这三个子结构可能有相似的起源。
2022-03-31 astro-ph.GA
Tracing Sagittarius Structure with SDSS and SEGUE Imaging and Spectroscopy
我们表明，人马座矮潮汐流可以追溯到非常红的K/M-巨星从SDSS测光选择。这些恒星的一个子集被SEGUE和SDSS光谱证实，2 MASS和SDSS M巨星的距离标度被校准到RR天琴座距离标度。巨分支尖端K/M巨星的绝对g带星等为M_g=-1.0。M巨星和BHB星的视线速度是空间上一致的Sgr矮潮汐流与以前的作者是一致的，加强了需要新的模型，可以解释所有的Sgr潮汐碎片流的观测。我们估计恒星密度沿潮汐尾巴，可用于帮助约束未来的模型。K/M-巨星、BHB和F-关断星位于低表面亮度潮汐流中，与主要的Sgr矮星潮汐尾相邻，它们的速度和金属丰度与潮汐尾中的恒星相似。K/M巨星与BHB和BHB与F-关闭星的比率对于领先的潮汐尾的两个分支也是相似的。我们发现，有一个额外的低金属丰度潮汐流附近的SGR尾随潮尾。
2009-05-29 astro-ph.GA
Light Curve Templates and Galactic Distribution of RR Lyrae Stars from Sloan Digital Sky Survey Stripe 82
我们提出了一个改进的分析晕子结构跟踪RR天琴座星在SDSS条纹82区。随着SDSS-II数据的增加，基于新的ugriz光变曲线模板的修订选择方法产生了483颗基本上没有污染的RR Lyrics星的样本。从我们的第一个研究的主要结果仍然存在：在银河系中心距离5- 100千秒差距的晕星的空间分布是高度不均匀的。在距离银河系中心30千秒差距以内的晕星中，至少有20%的晕星可以统计地与子结构相关联。我们提出了强有力的直接证据，RR天琴座恒星和主序星的基础上，晕恒星数密度分布显着陡峭超过银河系中心的距离~30千秒差距，和一个更大的部分的恒星与子结构。通过使用一种新的方法，同时结合的RR天琴座和主序星的数据，并使用光度金属丰度估计的主序星来自深共添加的u波段数据，我们测量的人马座dSph潮汐流（拖曳臂）向R.A.2h-3 h和Dec~0度是0.3倍（[Fe/H]=-1.2）比周围的晕场星。与另一个主要的晕子结构，Monoceros流类似的结果一起，这些结果支持理论预测，即早期形成的，光滑的内晕，是金属穷人相比，高表面亮度的材料，已被吸积到后来形成的外晕。外晕中没有可探测到的团块的恒星的平均金属丰度可能仍然比大部分内晕恒星更贫金属，正如其他数据集所论证的那样。
2009-10-24 astro-ph.GA
Inferring Stellar Densities with Flexible Models I: The Distribution of RR Lyrae in the Milky Way with $\textit{Gaia}$ DR3
University of Pennsylvania（宾夕法尼亚大学）；Universidad de la República（乌拉圭共和国大学）；Flatiron Institute（平顿研究所）；Max Planck Institute for Astronomy（马克斯·普朗克天文学研究所）；New York University（纽约大学）
本文利用层次化贝叶斯高斯混合模型研究银河系中RR Lyrae星的三维密度分布，揭示银河系中心区域存在独特的椭球状恒星群体，并首次发现晕星系的倾斜方向指向大犬座矮星系。
2026-03-18 astro-ph.GA
Connecting the Milky Way potential profile to the orbital timescales and spatial structure of the Sagittarius Stream
最近使用Pan-STARRS 1的天琴座RR绘制的晕图清楚地描绘了人马座流的空间结构。这些地图显示，领先和尾随流远心不同的银河系中心半径的一个因素，并解决在这些远心流的子结构。在这里，我们提出的动力学模型，再现这些功能的流在简单的银河系的潜力。我们发现，碎片在远心必须动态年轻，在这个意义上被剥离的最后两个近心通道，而人马座矮目前正在经历第三次通过。远心比对动力摩擦和银河系自转曲线的外斜率都很敏感。这些依赖关系可以通过简单的连接远心半径、圆周速度和祖先轨道周期来理解。动摩擦力对来流的影响可以用前远心内的子结构来抑制。我们的模型集合并不打算在统计上与流相匹配。尽管如此，在我们考虑的模型范围之外，我们始终发现100 kpc以内的质量是$\sim 7 \times 10^{11} \, M_{\odot}$，在50和100 kpc之间有一个几乎平坦的旋转曲线。这意味着一个比目前一些模型中所假设的更广泛的星系晕。在以前的工作中，我们发现长轴或三轴晕容易与领先的流的轨道协议。我们展示了我们的模型在各种观测空间的行为，并描述了流内预期的子结构。特别是，年轻的拖尾流在拖尾远心附近可见，应该表现出一个紧密的速度趋势，与距离分开的老碎片，我们建议，这将作为一个特别有用的探测外银河系的潜力。
2018-04-13 astro-ph.GA
RR Lyrae in XSTPS: The halo density profile in the North Galactic Cap
本文给出了一个由盱眙施密特望远镜测光巡天（XDSS）观测到的天琴座RR型星的星表。我们考虑的区域位于北银河帽，覆盖376.75平方度，在RA $\approx$ 150度和Dec $\approx$ 27度，直到i $\approx$ 19等极限。利用XDSS数据的多历元性质提供的变化信息，结合斯隆数字巡天的颜色，我们能够识别候选RRL。我们找到318个候选人，推导出它们的距离，并估计检测效率。我们的大多数候选人都有超过12个观测值，对于这些观测值，我们能够计算出周期。这也使我们能够估计我们的污染水平，我们预测在30%到40%之间。最后用该样品探测了9-49 kpc范围内的晕密度分布，发现它可以很好地用双幂律拟合。我们发现这个模型与使用Watkins et al.（2009）和Sesar et al.（2010）RRL数据集导出的南银河帽模型之间有很好的一致性，在考虑了我们的数据集可能受到人马座流成员的污染之后。我们认为非球形的双幂律模型的晕密度分布，并再次找到协议与文献数据集，虽然我们有有限的权力，以约束扁平化，由于我们的小调查面积。当前和未来的广域调查将受到更严格的限制，最值得注意的是欧空局的盖亚天体测量任务。我们的分析表明，具有有限数量的时期的调查可以有效地挖掘RRL。我们的完整样本作为随附的在线材料提供。
2014-04-25 astro-ph.GA
A catalogue of oxygen-rich pulsating giants in the galactic halo and the Sagittarius stream
为了建立晕中富氧（记为M）渐近巨星分支（AGB）星的星表，补充富碳（C）星的星表，合并了以前位于北半球的Miras和SRa半正则星的列表，并清除了各种缺陷。在排除已知的C星之后，颜色和周期等特征表明大多数剩余的物体都是M星。距离是通过周期-光度关系获得的。根据它们在天空中的位置，我们确定了位于$|Z| > 5$ ~kpc的恒星绝大多数位于Sgr潮臂中。M星比C星多。我们的距离标度得到了位于球状星团中的两个冷变星的支持。沿着Sgr臂，我们的物体的距离与最近的RR Lyrant距离有合理的一致性。少数恒星的距离可达150 kpc，其中可能有4颗在尾臂远心处，2颗在A16亚结构中，与2颗C星的夹角很近。从$Gaia$和其他来源收集了90个径向速度。提供了一个包含417颗M脉动AGB星的星表。它包含$\sim$ 260颗恒星，在光环中，$|Z| > 5$ ~kpc。它们的$K_{\rm s}$星等范围从8 μ p到13 μ p。为了比较，星表也提供了$\sim 150$星，其星盘上的$5$ ~ $< K_{\rm s} <$ ~ $8$。该目录可在要求（NM）之前，在CDS。
2019-03-28 astro-ph.GA
A fork in the Sagittarius trailing debris
我们利用VST ATLAS巡天的深度和广泛覆盖范围来研究南半球人马座恒星流的视线结构，距离祖星只有~40°。我们使用光度选择的子巨星分支（SGB）的明星，揭示了一个复杂的碎片形态的拖臂和检测至少有两个明确的峰值在SGB距离模量分布。在VST ATLAS足迹的边缘，两个视线组件之间的距离至少为5千秒差距，但似乎沿着流发生变化，这使我们能够得出结论，这些检测对应于两个物理上独立的恒星结构，而不是在一个单一的流中混合遥远的恒星星族。我们发现的一个叉在Sgr拖曳臂验证使用蓝色水平分支星和我们的距离测量校准使用RR天琴座星从卡塔利娜实时瞬态调查。与Sgr矮星分裂的数值模拟结果相比，分叉中两个分量的距离越远，则与拖尾碎片的轨迹吻合得越好。然而，对于更近的视线分量，在模拟中不存在明显的对应物。
2016-12-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Weak Galactic Halo--Fornax dSph Connection from RR Lyrae Stars
首次在星系形成和演化的广泛背景下讨论了天炉座矮球状星系（dSph）古老变星的精确脉动特性。均匀的多波段$BVI$光学光度计跨越{ \it二十}年，使我们能够识别和表征超过1400 RR天琴座星（RRL）在这个星系。其中70%是新发现。我们研究了天炉座的周期振幅分布，发现天炉座缺乏高振幅（A $_V\gsim$ 0.75 mag）短周期基模RRL（P $\lsim$ 0.48 d，HASP）。这些天体出现在比[Fe/H] $\sim$ -1.5更富金属的恒星群中，它们在星系晕（Halo）和球状星团中很常见。这一证据表明，老（年龄大于10 Gyr）的天炉座恒星是相对贫金属的。对现在的天炉座dSph在再现晕周期分布中的作用的详细统计分析表明，当它与大质量矮星系（人马座dSph，大麦哲伦云）中的RRL结合时，它只能占晕的几到20%。这一发现表明，与大质量的矮星相比，类似天炉座的系统在形成光环方面发挥了次要作用。我们还讨论了HASP的发生与附近矮星系的光度和早期化学成分的关系。我们发现，独立于它们各自的恒星形成历史，明亮的（M $_V\lsim$-13.5等）星系有HASP，而暗淡的（M $_V\gsim$-11等）没有。有趣的是，天炉座属于一个光度范围（--11 $<$ M $_V<$ --13.5等），在这个范围内，HASP的出现似乎与宿主星系的早期恒星形成和化学富集有关。
2016-12-09 astro-ph.GA
Revealing the Structure and Internal Rotation of the Sagittarius Dwarf Spheroidal Galaxy with Gaia and Machine Learning
我们提出了一个详细的研究人马座矮球状星系（Sgr）的核心的内部结构和运动学。使用机器学习技术，我们结合了3300 RR天琴座恒星，超过2000光谱观测恒星，和盖亚第二次数据发布，以获得完整的相空间，即三维位置和运动学，超过$1.2\times10^5$成员恒星在星系的核心提供的信息。我们的研究结果表明，Sgr有一个酒吧结构$\sim 2.5$ kpc长，潮汐尾巴出现从它的提示，形成它被称为Sgr流。银河系的主体受到潮汐力的强烈剪切，是一个三轴（几乎是长椭球）椭球，其最长的惯性主轴相对于天平面倾斜$43^\circ\pm6^\circ$，轴比为1：0.67：0.60。它的外部区域主要沿着它的最长主轴膨胀，但星系保留了一个大约$500\times330\times300$ pc的内核，没有显示出净膨胀，并以$v_{\rm rot} = 4.13 \pm 0.16$ ${\rm{ km \ s^{-1}}}$旋转。Sgr的内部角动量与它的轨道角动量形成一个角度$θ= 18^\circ\pm6^\circ$，这意味着该星系是在一个倾斜的椭圆轨道上围绕银河系。我们比较了我们的结果与预测从$N$体模型与球形，压力支持的祖细胞和模型的祖细胞是一个扁平的旋转盘。只有旋转模型，基于先前的模拟，旨在再现在Sgr中观察到的视线速度梯度，能够再现在星系核心观察到的特性。
2021-02-16 astro-ph.GA
Metallicity estimation of RR Lyrae stars from their I-band light curves
我们重新讨论了由天琴座RR型星在近红外波段的光变曲线预测其金属丰度的问题。我们的研究是基于高质量的时间序列测光和国家的最先进的高分辨率光谱丰度测量的80个基本模式（RRab）和24个第一泛频（RRc）的明星，跨越$\sim$ [ $-2.7$，$+0.18$ ] dex和$\sim$ [ $-3$，$-0.5$ ] dex范围，分别。采用机器学习方法，我们研究了各种光曲线表示和回归模型，以确定其最佳形式。精确的新的经验关系的[Fe/H]铁丰度和光变曲线参数已获得使用贝叶斯回归RRab和RRc星的平均绝对预测误差分别为0.16和0.18 dex。我们发现，早期的$I$ -带[Fe/H]估计有一个系统的正偏差高达$\sim 0.4$ dex在金属贫乏的制度。我们的新的预测模型部署在大型合奏的RR天琴座恒星，以获得光度金属丰度分布函数（MDF）的各种旧的恒星种群和周围的银河系。我们发现老的核团的振动模近似为$-1.4$ dex，与最新的光谱结果非常一致。此外，我们还分别导出了大麦哲伦云、小麦哲伦云和人马座矮星系的$-1.83$、$-2.13$和$-1.77$ dex模。
2021-07-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical abundances in a high velocity RR Lyrae star near the bulge
低质量、变星、高速恒星是研究银河系结构和演化许多方面的有趣案例。直到最近，唯一已知的高速或超高速恒星是被认为起源于银河系中心的年轻恒星。像APOGEE和BRAVA这样的大面积巡天发现了几颗低质量恒星，它们的银河系静止坐标系速度大于350 km/s。在这项研究中，我们提出了第一个丰度分析的低质量，RR天琴座恒星，靠近银河系的凸起，空间运动~ -400公里/秒。使用中等分辨率的光谱，我们得到11个元素的丰度（包括上限）。这使我们能够对恒星进行化学标记并讨论其起源，尽管我们推导出的丰度和金属丰度（[Fe/H] =-0.9 dex）并没有指向一个明确的答案。根据化学标记，我们不能排除它来自凸起。然而，结合它的逆行轨道和导出的丰度表明，恒星在多体相互作用期间从内部（甚至外部）晕的外围加速。其他可能的起源包括凸起本身，或者恒星可能是从星团或人马座矮星系与银河系合并时剥离的。
2016-03-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Identifying the Galactic Substructures in 5D Space Using All-sky RR Lyrae Stars in Gaia DR3
本文利用 Gaia DR3 中 46,575 颗天琴座 RR 型星的五维运动学信息，通过轨道积分和朋友之友算法识别银晕子结构，发现了多个已知结构及 18 个未知群组，并揭示 HAC、VOD 与 GES 可能同源。
2024-11-20 astro-ph.GA
Are the double-mode bulge RR Lyrae stars with identical period-ratios the relic of a disrupted stellar system?
本文给出了15颗双模核球型天琴座RR（RR 01）星的径向速度，其中6颗属于脉动空间中的紧凑型RR 01星群，其一阶泛频周期与基模周期之比为P_{fo} / P_{f} ~0.74，P_{f} ~0.44。有人认为，这些脉动聚集的RR 01恒星是一个破裂的矮星系或星团的遗迹，因为它们在空间上也是连贯的，在一个垂直的带穿过凸起。然而，这里呈现的恒星的径向速度，以及来自盖亚DR 2的自行，显示了脉动团中隆起RR 01恒星的径向速度，自行和距离的大范围，远大于人马座矮星系（Sgr）中的RR 01恒星。因此，与属于Sgr的RRL星以及在凸起球状星团NGC~6441中和周围的RRL星的运动学相比，脉动聚集的RR 01星没有明显的运动学特征。如果脉动聚集的RR 01恒星过去属于同一个系统并被吸积，那么它们在银河系内部的吸积不是最近的，因为这组恒星的运动学特征已经丢失（即，这些恒星现在在银河系内部混合得很好）。我们表明，这些恒星的明显的空间相干性可能是由小的数字统计。银河系内RR 01星的轨道表明它们被限制在银河系的最内侧~4~kpc。
2019-05-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Mapping the outer bulge with RRab stars from the VVV Survey
Vía Láctea（VVV）中的VISTA变星是对银河系隆起和南方平面的近红外时域调查。本次巡天的主要目标之一是通过银河系的变星揭示银河系的三维结构。特别是天琴座RR型恒星已经被OGLE和VVV巡天等光学巡天在球核的内部区域（$-8^\circ \lesssim b \lesssim -1^\circ$）大量发现，但在VVV巡天观测到的$\sim 47$ sq deg（$-10.0^\circ \lesssim \ell \lesssim +10.7^\circ$和$-10.3^\circ \lesssim b \lesssim -8.0^\circ$）以上的区域还没有被探测到。我们的目标是在其周期，振幅，傅立叶系数和距离方面的外部隆起的RR天琴座恒星的特征，以评估在这方面的隆起的3D结构。天琴座RR型恒星的距离分布将与红团星的距离分布进行比较，红团星的距离分布是已知的X形结构，以确定这两个不同的恒星星族是否共享相同的银河系分布。我们报告的检测超过1000 RR天琴座型恒星的VVV调查位于银河系的边缘。其中一些可能与人马座矮球状星系有关。我们计算了探测到的RR型天琴座恒星的颜色、变红、消光和距离，以确定外部凸起的3D结构。我们的主要结果是，在低银河系纬度映射在这里，RR天琴座星跟踪中心集中的球状分布。这是一个明显不同的空间分布，以一个红色的星团恒星跟踪已知遵循酒吧和X形结构。我们…
2016-04-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
RR Lyrae stars as probes of the outer Galactic halo: Chemical and kinematic analysis of a pilot sample
本文利用MIKE光谱仪分析20颗远距天琴座RR型星，结合Gaia DR3计算轨道与化学丰度，发现半数样本源于吸积，揭示了子晕吸积对银河系外晕恒星群体的重要贡献。
2023-09-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the Use of Field RR Lyrae as Galactic Probes. III. The $α$-element abundances
我们通过使用高分辨率光谱提供了野外天琴座RR（RRL，162个变量）最大且最均匀的$α$ -元素（Mg、Ca、Ti）和铁丰度样本。目前的测量补充了类似的丰度在文献中的46场RRL带来了我们的金属丰度规模。我们最终得到了一个旧的（t $\ge$ 10 Gyr）低质量恒星示踪剂样本（208个RRL：169个基波，38个第一泛音，1个混合模式），覆盖了铁丰度的三个指数（-3.00 $\le$ [Fe/H] $\le$ 0.24）。我们发现，在富金属区域，场RRL比典型的Halo示踪剂的$α$ -贫$\sim$ 0.3倍（[Fe/H] $\ge$ -1.2），而在贫金属区域（[Fe/H] $\le$ -2.2），它们似乎平均多$\sim$ 0.1倍（$α$ -增强）。这是第一次，耗尽的$α$ -太阳能铁丰度元素的基础上检测到的一个大的，均匀的和同时代的老恒星示踪剂样品。有趣的是，我们还发现人马座矮星系中$α$贫乏、金属丰富的RRL和红巨星（RG）之间以及超微弱矮星系中$α$增强、金属贫乏的RRL和RG之间的[ $α$ /Fe]趋势非常相似。这些结果支持类似的元素丰度的46场水平分支（HB）星。这些恒星与RRL共享相同的进化阶段和相同的祖先。这一证据进一步支持了旧恒星示踪剂在限制晕早期化学富集方面的关键作用，特别是在调查矮星系对银河系质量组装的影响方面。
2021-04-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
A comprehensive view of the Virgo Stellar Stream
在室女座方向的QUEST调查确定的82 RR天琴座的径向速度和金属丰度进行了测量。分布在90平方米以上。°的在天空中，它们距离太阳4到23千秒差距。使用在相空间中寻找组并对该区域的平滑晕轮分量进行建模的算法，我们确定了5个最重要的RRLS组。我们已经检查了SEKBO和Catalina目录的RRLS（Prior et al. 2009，and Drake et al. 2013），以及明亮的QUEST RRLS样本（Vivas et al. in prep.），Sirko等人（2004）和Brown等人（2008，2010）编制的蓝水平分支星表，以及来自Spaghetti巡天的红巨星星表，这些星表可能与QUEST RRLS群有关。RRLS中最重要的一组是室女座恒星流（VSS，Duffau et al 2006），A组，由至少10颗RRLS和3颗BHB恒星组成。它的平均距离为19.6 kpc，平均径向速度Vgsr = 128 km/s，根据其RRLS成员的估计。在这里报告的修正速度下，VSS中的RRLS和Newberg等人（2007）报告的主序星的速度峰值之间不再有速度偏移，在相同的方向和相似的距离（S297+63-20.5）。其他两个组（F，H）在相空间中的位置表明与VSS可能存在联系，这一点在这一点上不能被丢弃，尽管从Newberg等人（2007）中识别出的VSS和H组的关闭颜色表…
2014-03-10 astro-ph.GA
On the Use of Field RR Lyrae as Galactic Probes -- VIII. Early Formation of the Galactic Spheroid
ASI - Space Science Data Center（意大利航天局空间科学数据中心）；Florida State University（佛罗里达州立大学）；NSF NOIRLab（美国国家科学基金会NOIR天文台实验室）；Vanderbilt University（范德堡大学）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；Dartmouth College（达特茅斯学院）；University of Hawai'i at Manoa（夏威夷大学马诺阿分校）；Saint Martin’s University（圣马丁大学）；The University of Tokyo（东京大学）；Liverpool John Moores University（利物浦约翰摩尔斯大学）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；Cerro Tololo Inter-American Observatory/NSF NOIRLab（塞罗托洛洛美洲际天文台/美国国家科学基金会NOIR天文台实验室）；Millennium Institute of Astrophysics（天体物理学千年研究所）
本文利用RR Lyrae变量研究银河系结构，发现不同区域的铁分布和α元素特征差异，揭示银河系早期形成过程。
2026-01-23 astro-ph.GA
The GALAH survey: Tracing the Milky Way's formation and evolution through RR Lyrae stars
本研究基于GALAH DR3及文献共535颗场RR Lyrae星进行化学、运动学与动力学分析，发现富金属古老薄盘成分，并识别与多个恒星流的关联。
2024-05-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Low-Mass Stellar-Debris Stream Associated with a Globular Cluster Pair in the Halo
我们从SDSS蓝水平支和SDSS+LAMOST RR天琴座恒星的组合晕样本中寻找这样的子结构，与$Gaia$ DR 2的天体测量信息交叉匹配。这是一个古老恒星的样本，也是结构的优秀示踪剂，是寻找外部恒星晕中古代遗迹的理想选择。通过将基于神经网络的方法StarGO应用于我们样本的全四维动力学空间，我们重新发现了人马座流，并找到了$Gaia$ -土卫二香肠（GES）和红杉事件的碎片，以及它们与几个GC的联系。最重要的是，我们发现了一个新的，低质量的，碎片流与一对GC（NGC 5024和NGC 5053），我们称之为LMS-1。这条流有一个非常极地的轨道，占据了距离银河系中心10到20千秒差距的区域。NGC 5024（M53）是相关GC对中质量更大的一个，根据N体模拟的结果，它很可能是一个现已破裂的矮星系祖先的核星团。
2020-07-10 astro-ph.GA
The radial profile and flattening of the Milky Way's stellar halo to $\rm 80~$kpc from the SEGUE K-giant Survey
基于SDSS/SEGUE-2的1757颗光谱确认的巨星的大样本，我们计算了银河系恒星晕的径向密度，金属丰度和扁平轮廓，在切除算法上归因于表观晕子结构（包括人马座流）的恒星后。与BHB星或天琴座RR星相比，巨星更容易被理解为整个晕星群的示踪星，在年龄或金属丰度方面的偏差较小。样本的良好表征的选择功能，使这些数据的正向建模，椭球恒星密度模型，$ν_* (R,z)$，与Einasto配置文件和（打破）的权力法律，其径向依赖性，结合模型的金属丰度梯度和扁平的配置文件。在具有恒定平坦化的模型中，这些数据通过具有有效半径$\rm r_{eff} = 15\pm2~$ kpc的$n=3.1\pm 0.5$的Einasto轮廓和$q=0.7\pm 0.02$的平坦化而合理地拟合;或者通过具有$α_{in}=2.1\pm 0.3$和$α_{out}=3.8\pm 0.1$的径向斜率、具有$r_{break}=18\pm1$ ~kpc的断裂半径的同样平坦化的破幂律而合理地拟合;这在很大程度上与早期的工作一致。我们发现一个温和的，但显着的金属丰度梯度内的“外”恒星晕，PDMATHAMT减少向外。如果我们允许可变的扁平$q = f(r_{GC} )$，我们发现晕巨星的分布在小半径处，$q({\rm 10~kpc})\sim 0.57$比$q(>30{\rm kpc})\sim 0.8$要扁平得多。值得注意…
2015-08-20 astro-ph.GA
