The Outer Halo of the Milky Way as Probed by RR Lyr Variables from the Palomar Transient Facility
天琴座RR型星是研究银河系外晕总质量和暗物质含量的理想的无质量示踪星。这是因为它们很容易在大型恒星巡天的光变曲线数据库中找到，并且它们的距离可以通过光变曲线的知识来确定。我们在这里提出了一个样本的112 RR天琴座超过50千秒差距的外晕的银河系，不包括Sgr流，我们已经获得了中等分辨率的光谱与Deimos的凯克2望远镜。其中四个的距离超过100 kpc。这些是从一个更大的447个候选RR天琴座中选出的，这些候选天琴座是使用机器学习技术应用于帕洛玛瞬态设施数据库中变星的光变曲线进行数据挖掘的。观测到的径向速度在对应于观测时间的变量相位上被转换成银河系静止标准中的系统径向速度。从我们的样本112 RR天琴座，我们确定的径向速度色散在银河系的外晕为~90公里/秒，在50千秒差距下降到约65公里/秒，接近100千秒差距，一旦少数主要离群值被删除。通过对我们的447个候选样本的完整性的合理估计，并假设一个球形晕，我们发现外晕中的恒星密度随着r的-4次方而下降。
2017-10-03 astro-ph.GA
Mass segregation in the diffuse outer-halo globular cluster Palomar 14
我们提出了一个弥漫的外晕球状星团Palomar 14的恒星质量函数的径向依赖性的分析。利用HST/WFPC 2记录的星团中心39 pc（对应于~0.85*r_h）的数据，我们发现在0.55到0.85太阳质量的质量范围内，质量函数在所有半径上都很好地近似于幂律。质量函数随着半径的增加而变陡，从星团中心的0.66+/-0.32的幂律斜率到超过核心半径的1.61+/-0.33的斜率，表明星团是质量分离的。这似乎与其现今约20 Gyr的长半质量弛豫时间相矛盾，并且与Beccari等人（2011）的最新发现相矛盾，Beccari等人将该星团的蓝离散星的非集中人口解释为动力学分离尚未影响该星团的证据。我们讨论了这一明显的冲突，并认为，集群必须要么形成与原始的质量分离，或其弛豫时间尺度必须在过去小得多，即集群必须经历了显着的扩张。
2013-01-21 astro-ph.GA
The velocity dispersion and mass function of the outer halo globular cluster Palomar 4
我们利用凯克一号望远镜的高分辨率中阶梯摄谱仪（HIRES）获得了遥远的晕球状星团Palomar 4（Palomar 4）的23颗成员星的视向速度。我们还测量了集群的质量函数的限制幅度V~28马格使用档案HST/WFPC 2成像。我们根据WFPC 2的数据和凯克II望远镜的低分辨率成像光谱仪（LRIS）的宽带成像得出了星团的表面亮度分布。我们发现星系团的平均速度为72.55+/-0.22 km/s，速度色散为0.87+/-0.18 km/s。在0.55<=M<=0.85 M_solar的质量范围内，星团的整体质量函数比Kroupa质量函数浅，并且与外围相比，星团中心的低质量恒星明显减少。由于E14的弛豫时间是哈勃时间的量级，这表明在这个星团中存在着原始的质量分离。外推测量的质量函数向低质量的恒星，包括紧凑的残余物的贡献，我们得出一个总的集群质量为29800 M太阳。对于这个质量，测得的速度分散与牛顿动力学的预期一致，低于修正牛顿动力学（MOND）的预测。越来越多的证据表明，外星系晕中星团的动力学很难用MOND来解释，而MOND 4则为这一证据提供了新的补充。
2016-11-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Mass segregation in the outer halo globular cluster Palomar 14
我们提出了外晕球状星团Palomar 14的质量分离的证据，这是直观上意想不到的，因为它的现今两体弛豫时间大大超过了哈勃时间。基于哈勃空间望远镜的影像资料，我们分析了在0.53-0.80 M_sun质量范围内，星团内部39.2 pc的恒星质量函数的径向依赖性，范围从主序关闭下降到V波段27.1 mag.在不同半径的质量函数很好地近似于幂律，并从0.6+/-的浅斜率上升0.2在集群的核心，以1.6+/-0.3的斜率超过18.6 pc。这似乎与Beccari等人（2011年）的发现相矛盾，他们解释说，与（质量较小的）红巨星和水平分支恒星相比，该星团的（质量较大的）蓝离散星的未分离人口，作为该星团尚未经历动力学分离的证据。我们将讨论如何协调这两种结果。我们的研究结果表明，集群要么是原始的大规模隔离和/或用于显着更紧凑的过去。对于后一种情况，我们提出潮汐冲击作为驱动集群的膨胀，这将意味着帕洛玛14是在一个高度偏心的轨道机制。相反，如果星团形成时已经扩展，并且有原始的质量分离，这可能支持星团的吸积起源。
2014-07-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
The central Blue Straggler population in four outer-halo globular clusters
利用HST/WFPC 2观测数据，我们对球状星团AM 1、波江座、Palomar 3和Palomar 4中心区域的蓝离散星（BSS）种群进行了比较研究。位于距离银河系中心RGC > 50 kpc的位置，它们（连同Palomar 14和NGC 2419）是光环中最遥远的星团。我们确定它们的色星等图和重心。这四个星团的年龄相似（10.5-11 Gyr），明显小于内晕球状星团的年龄，金属丰度也相似。通过利用宽场地面数据，我们建立了最广泛的径向密度分布，从解决这些系统的恒星计数。这些是很好地再现各向同性国王模型的相对较低的浓度。在所有球状星团中，BSS似乎比红巨星更集中地分离，这与估计的核心和半质量弛豫时间小于星团年龄一致。假设这是一个大规模分离的标志，我们得出结论，AM 1和波江座比AM3和AM4在动态上进化得更快。
2012-06-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Globular clusters in the outer Galactic halo: new HST/ACS imaging of 6 globular clusters and the Galactic globular cluster age-metallicity relation
本文给出了由哈勃空间望远镜（HST）F606 W、F814 W高级巡天照相机测光得到的6个球状星团的色星等图（CMD）。这6个星系在银河中心距离（Rgc）上形成了两个松散的分组：IC 4499、NGC 6426和鲁普雷希特106在约15-20 kpc，NGC 7006、帕洛马15和Pyxis在约40 kpc。CMD允许在每种情况下从主序列关闭来估计年龄。此外，Palomar 5的年龄（Rgc ~ 18 kpc）是使用档案HST宽视场行星照相机2 V，I测光估计的。年龄分析显示：IC 4499，Ruprecht 106和Pyxis比具有类似金属丰度的内晕GC年轻1-2 Gyr; NGC 7006和Palomar 5比它们的内晕对应物稍微年轻; NGC 6426和Palomar 15是样品中最贫金属的两个GC，在不确定性范围内与所有其他贫金属GC同时代。结合我们以前的努力，目前的样本提供了强有力的证据，银河系GC年龄-金属丰度关系由两个不同的分支。一个表明在银河系内部的快速化学富集，而另一个则表明在外晕中长时间的GC形成。后者是一致的外晕GC形成于矮星系，后来被银河系吸积。
2011-06-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Direct $N$-body simulations of globular clusters - II. Palomar 4
本文利用直接$N$体计算方法研究了异常扩展的外晕球状星团Palomar 4（Palomar 4）在其整个生命周期中的演化，再现了它在不同半径处的观测质量、半光半径、速度色散和质量函数斜率。我们发现，在圆形轨道上演化的模型，从非质量分离的典型初始质量函数（IMF）开始，既不能再现Pal 4的总体质量函数斜率，也不能再现观察到的质量分离量。包括原始质量分离或最初平坦的IMF不再现所观察到的质量分离和质量函数平坦化的同时。未解析的二进制文件也不能调和这种差异。我们发现，只有具有平坦IMF和原始隔离的模型才能够拟合观测结果。在这种情况下，δ ~4的初始（即气体排出后）质量和半质量半径分别约为57000 M ${\odot}$和10 pc。这种配置比我们观察到的大多数球状星团都要大，这表明γ ~4形成的条件肯定与大多数球状星团的条件有很大的不同。我们讨论了这种不寻常的配置的可能的情况下，在其早期的~4。
2014-04-23 astro-ph.GA
Galactic Pal-eontology: Abundance Analysis of the Disrupting Globular Cluster Palomar 5
我们提出了一个潮汐破坏的球状星团（GC）Palomar 5的化学丰度分析。通过共同添加来自星团主体的15颗成员星的高分辨率光谱，用Keck/HIRES光谱仪在低信噪比下拍摄，我们能够测量20种元素的24种元素的综合丰度比，包括所有主要的核合成通道（即轻元素Na; $α$ -元素Mg、Si、Ca、Ti; Fe峰和重元素Sc、V、Cr、Mn、Co、Ni、Cu、Zn;以及中子俘获元素Y、Zr、Ba、La、Nd、Sm、Eu）。$-1.56\pm0.02\pm0.06$ dex的平均金属丰度（统计和系统误差）与个别恒星的个别低分辨率测量值吻合得很好，但低于文献中少数恒星的高分辨率结果。与星系晕星和其他分裂和未受扰动的GC相比，使E1 ~5成为银河系晕群的典型代表，正如前面所指出的，强调这类星团的早期化学演化与它们后来的动力学历史是脱钩的。我们还进行了一项测试，以轻元素的变化，在这种共同添加的丰度分析技术的检测能力，并发现，这种方法是不敏感的，即使在广泛的钠的$\sim$ 0.6 dex，一个值通常发现在旧的晕GC的存在。因此，虽然确定这类天体的全球丰度模式的方法非常适合于研究其总体富集历史，但其多个恒星星族的化学区别最好还是通过对单个恒星的测量来获得。
2017-03-08 astro-ph.GA
Has the Palomar 14 globular cluster been captured by the Milky Way?
本研究通过直接N体模拟提出Pal 14球状星团可能起源于已瓦解的矮星系，经20-30亿年演化后被银河系捕获，最终在115亿年时达到观测特征，解释了其偏浅的恒星质量函数斜率。
2024-10-08 astro-ph.GA
Direct N-body simulations of globular clusters -- III. Palomar\,4 on an eccentric orbit
帕洛玛4是一个低密度球状星团，目前的质量为$\approx30000 M_{\odot}$，位于银河系外晕，其两体弛豫时间为哈勃时间。然而，它是强烈的质量分离，并包含一个恒星质量函数耗尽低质量恒星。2004年要么是以这种方式诞生的，要么是非凡的动态进化的结果。由于两体弛豫不能单独解释这些特征，通过潮汐冲击增强的质量损失可能对1944年产生了强烈的影响。在这里，我们计算一个网格的直接N体模拟模型在银河系内的各种偏心轨道上的潜力，找到可能的初始条件，重现其观测到的质量，半光半径，恒星MF斜率和视线速度色散。我们发现，双星4极有可能在一个偏心轨道上运行，偏心率为$e\approx 0.9$，近心距为$R_p\approx5$ kpc。在这种情况下，出生时所需的3D半质量半径类似于典型GC的平均尺寸（$R_h\approx4-5$ pc），而其出生质量约为$M_0\approx10^5 M_{\odot}$。我们还发现星团恒星之间存在高度的原始质量分离，这似乎在我们考虑的每一种情况下都是必要的。因此，利用潮汐效应来约束双星4轨道的近银河距离，我们预测双星4的自行应在$-0.52\leqμ_δ\leq-0.38$ mas\，yr $^{-1}$和$-0.30\leqμ_{α\cosδ}\leq-0.15$ mas\，yr $^{-1}$范围内。
2017-01-22 astro-ph.GA
Detailed Chemical Abundances of Four Stars in the Unusual Globular Cluster, Palomar 1
利用斯巴鲁望远镜高色散光谱仪（HDS）的高分辨率（R=36000）光谱，给出了异常外晕球状星团Palomar 1中4颗红巨星21种元素的详细化学丰度（$R_{\rm{GC}} = 17.2$ kpc，$Z=3.6$ kpc）。由于其低表面亮度，稀疏的红巨星分支，年轻的年龄，以及它可能与两个河外恒星流的关联，它一直被认为是不寻常的-这篇论文表明，它的化学进一步证实了它的不寻常性质。$[\rm{Fe/H}] = -0.60 \pm 0.01$这四颗恒星的平均金属丰度对于远离银河系中心的球状星团来说很高，但对于典型的疏散星团来说却很低。[ $α$ /Fe]比尽管在$1σ$误差范围内与银河系恒星一致，但与矮星系中的较低值最一致。虽然Na在所有四颗恒星中似乎都略高，但没有发现Na/O关系的迹象。超新星1的中子俘获元素也是不寻常的：它的高[Ba/Y]比与矮星系最一致，这意味着第二峰超过第一峰的s过程元素，而它的[Eu/ $α$ ]和[Ba/Eu]比表明，超新星1对r过程的贡献一定与正常的银河系恒星不同。因此，B11在化学上是不寻常的，在其他性质上也是如此。与人马座矮星系残骸和中龄大麦哲伦星系团相关的年轻星团，都有一些不寻常的丰度特征，并且在化学上可能与大犬座的过密度有关;然而，它似乎与麒麟座/银河系的Anticenter星流并不相似。
2011-07-26 astro-ph.GA
Testing Fundamental Physics with Distant Star Clusters: Analysis of Observational Data on Palomar 14
我们使用遥远的外晕球状星团Palomar 14作为经典与修正牛顿动力学（MOND）的测试案例。先前的理论计算已经表明，对于像E14这样稀疏、遥远的星系团，这些理论预测的视线速度色散可以相差三倍。我们通过使用甚大望远镜（VLT）和凯克望远镜测量17个红巨星团成员的径向速度来确定Palomar 14的视线速度色散。Palomar 14的系统速度为（72.28 ± 0.12）km/s。16颗定成员星的速度色散为（0.38 ± 0.12）km/s，与Baumgardt等人（2005）对经典牛顿情形的理论预测一致。为了排除一个特殊的质量函数可能会影响我们的测量的可能性，我们推导出集群的主序列质量函数下降到0.53Msolar使用档案图像获得的哈勃太空望远镜。我们发现质量函数的斜率为1.27 ± 0.44，与正则质量函数相比，这是一个明显较浅的斜率。在MOND的情况下，推导出的星系团质量下限高于理论预测的质量。我们的数据与0.1兆太阳pc^-3的中心密度一致。我们不需要帕洛玛14号中的暗物质。如果星系团是在一个圆形轨道上，我们的光谱和测光结果反对MOND，除非这个星系团经历了显着的质量损失。
2009-03-25 astro-ph.GA
Forward and Back: Kinematics of the Palomar 5 Tidal Tails
帕洛玛5号（Palomar 5）的潮汐尾一直是许多光谱研究的焦点，试图识别沿着潮汐流的单个恒星并确定它们的运动学。研究充分的拖尾已经被探索到距离星团中心15^ \text{o}的地方，而沿着前导尾的距离不到4度。在本文中，我们提出了两个领域的光谱研究的结果，我们已经观察到的AAOmega摄谱仪上的英澳望远镜的领先的尾巴。其中一个磁场大约位于7^ \text{o}的前尾，超出了以前光谱学研究的范围。结合我们的测量的运动学和线强度与泛STARRS 1测光数据和盖亚EDR 3天体测量，我们采用概率的方法来确定16颗恒星属于高概率的105流。这些恒星中有八颗位于最外层，它们的天空位置证实了在主臂中存在“扇形”。我们还重新审视了以前发表的径向速度研究，并将盖亚EDR 3天体测量法用于去除干涉场恒星。通过109个{ \it bona fide} Pal 5星系团和潮汐流恒星的最终样本，我们描述了该系统整个范围内的3D运动学特征。我们为将来的建模工作提供此目录。
2022-02-09 astro-ph.GA
Direct N-body simulations of globular clusters: (I) Palomar 14
我们提出了有史以来第一个直接的$N$体计算的老银河系球状星团在其整个生命周期的恒星逐星的基础上。使用波恩大学最新的GPU硬件，我们进行了一系列全面的$N$体计算，以对遥远的外晕球状星团Palomar 14（Pal 14）进行建模。通过改变初始条件，我们的目标是找到一个初始的$N$体模型，再现观测数据最好的基本参数，即半光半径，质量和速度色散。此外，我们专注于再现的恒星质量函数斜率的14被发现是显着浅于大多数球状星团。虽然我们的一些模型可以很好地再现14的基本参数，但我们发现，从经典的Kroupa初始质量函数（IMF）开始时，动力学质量分离不能单独解释14的质量函数斜率。为了寻求对这种差异的解释，我们计算了不同程度的原始质量分离以及平坦的IMF的额外的初始模型。原始物质分离的必要程度是非常高的。这个模型已经表明，在气体排出后的初始条件是大约20 pc的半质量半径，大约50000 M $_{\odot}$的质量，并且可能有一些质量分离或已经建立的非正则IMF在低质量恒星中耗尽。这样的条件可能是由一个激烈的早期气体驱逐阶段，从一个嵌入的集群出生的质量分离。只有在大的银心半径下，星团才有可能作为束缚实体存在，我们似乎已经在2014年揭示了破坏性的气体排出过程。此外，我们计算了一个模型与5%的原始二进制分数，以测试如果这样的人口对集群的演化的影响。
2010-10-11 astro-ph.GA
Is the distant globular cluster Pal 14 in a deep-freeze?
我们研究了银河系外银河系球状星团--银河系外银河由于这一低密度的恒星，双星的数量可能接近原始双星。人造星系团是由观测到的17颗14星的性质产生的，这些星系团内的速度色散是测量的，就像Jordi等人（2009）对17颗14星所做的那样。我们讨论了双星布居对这些测量结果的影响，发现Jordi等人（2009）发现的0.38 km/s的小速度色散意味着双星的分数小于0.1，即使从恒星密度1014我们预计双星的分数大于0.5。我们还讨论了质量偏析对速度弥散的影响作为这种差异的可能解释，但发现它会进一步增加速度弥散。因此，要么是双星14有着非常不寻常的恒星星族，它的诞生过程与我们在今天的恒星形成区看到的有很大不同，要么是双星族是规则的，我们必须修正观测到的0.38 km/s的双星。在这种情况下，1014的真实速度色散将比这个值小得多，并且该星系团必须被认为是“运动学上寒冷的”，从而可能对牛顿动力学提出挑战，但在相反的意义上MOND。
2010-05-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Kinematics of young star clusters in the outer north-eastern region of the Small Magellanic Cloud
Instituto Interdisciplinario de Ciencias Básicas (ICB), CONICET-UNCuyo（基础科学跨研究所）；Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas (CONICET)（国家科学研究委员会）
研究通过分析小麦球星团东北外侧区域的运动学扰动，揭示了其与大麦球星团相互作用的残留速度特征，为理解星团运动学提供了新的视角。
2026-01-23 astro-ph.GA
Chemical Composition of a Palomar 12 Blue Straggler
与16米望远镜的面积相当，ESTERO在4UT模式下允许开创属于河外球状星团的太阳型恒星的高分辨率光谱学。我们确定了河外蓝离散星的化学成分。这颗恒星的G星等为19.01，属于球状星团Pal 12，与人马座矮星系有关。通过使用高分辨率光谱和LTE分析计算丰度。两个50分钟的ESTERO光谱，共同添加，提供了信噪比为25，分辨率R=70000。这使我们能够以良好的精度测量几种（13）元素的丰度。Li可以帮助区分蓝色离散者的形成模型;我们能够设置Li=3.1的3 sigma上限，这仍然太高而无法区分竞争模型。我们为BS检索的丰度与文献中发表的1912年巨星的丰度是兼容的，我们使用相同的程序和线列表重新分析。存在小的差异，这可以归因于NLTE效应，但对于Mg，BS显示出大的丰度不足。最有可能的解释是BS大气主要是通过Mg-Al循环处理的气体，但我们没有合适的Al或Na线来证实这一假设。我们表明，ESTO与4UT可以用来获得精确的丰度比19等暗的太阳型恒星。在这些星等上，需要适当的天空相减，在拥挤的区域，必须非常小心地选择目标，以避免附近恒星污染天空纤维。
2022-03-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Line-of-sight velocity and metallicity measurements of the Palomar 5 tidal stream
我们提出了斯巴鲁/FOCAS和凯克/DEIMOS中分辨率光谱的潮汐干扰银河系（MW）球状星团帕洛玛5和它的潮汐流。观测场的位置覆盖$\sim 17$ \arcdeg沿流的角度范围，提供了一个机会，以调查沿流的视线速度（$V_{\rm los}$）的趋势，这是必不可少的限制其轨道和银河系的暗物质晕的潜在引力势。利用光谱拟合技术得到目标星的恒星参数和金属丰度（[Fe/H]）。最有可能属于中央星团的19颗恒星的平均$V_{\rm los}$为$-58.1\pm 0.7$ km s $^{-1}$和金属丰度[Fe/H] $=-1.35\pm 0.06$ dex，这两个值与以前的高分辨率光谱研究结果吻合得很好。假设流星的[Fe/H]与祖先星团的[Fe/H]相同，导出的[Fe/H]和$V_{\rm los}$值被用来估计成员星在沿流的每个位置的可能的$V_{\rm los}$范围。由于重污染的领域MW星，估计$V_{\rm los}$范围取决于事先假设流的$V_{\rm los}$，这突出了更明确地确定成员星使用自行和化学丰度，以获得一个公正的信息$V_{\rm los}$在外部的105流的重要性。的MW的暗物质晕，是兼容的估计$V_{\rm los}$范围的引力势模型进行了讨论。
2016-04-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
LAMOST Spectroscopic Survey of the Galactic Anticentre (LSS-GAC): the second release of value-added catalogues
我们提出的增值目录的LAMOST光谱调查的银河Anticentre（LSS-GAC DR 2）的第二个版本。该星表提供了径向速度$V_{\rm r}$、大气参数-有效温度$T_{\rm eff}$、地面重力测井$g$、金属丰度[Fe/H]、$α$ -元素与铁（金属）丰度比[ $α$ /Fe]（[ $α$ /M]）、元素丰度[C/H]和[N/H]，绝对星等${\rm M}_V$和${\rm M}_{K_{\rm s}}$是从2011年9月至2014年6月LSS-GAC观测的140万颗独特恒星的180万个光谱中推导出来的。星表还提供了用各种技术确定的星际红化值、距离和轨道参数，以及从文献和各种调查中收集的自行和从远紫外到中红外的多波段测光。对于晚型恒星，径向速度的精度达到5公里$^{-1}$，距离估计的精度在10%-30%之间，这取决于光谱的信噪比。[Fe/H]、[C/H]和[N/H]的估算精度达到0.1dex，[ $α$ /Fe]和[ $α$ /M]的估算精度达到0.05dex。大量的恒星、连续的天空覆盖范围、简单但不平凡的目标选择功能以及对恒星径向速度和大气参数、距离和元素丰度的可靠估计，使星表成为研究银河系结构和演变，特别是太阳邻域和外盘的宝贵数据集。
2017-01-19 astro-ph.GA
A study of deuterated water in the low-mass protostar IRAS16293-2422
HDO/H2O比率是一个强大的诊断工具，可以帮助我们了解水从恒星形成的第一阶段到行星和彗星形成的演化过程。我们的目标是精确地确定HDO的丰度分布对低质量的原恒星IRAS 16293 -2422和了解更多的水的形成机制，通过确定HDO/H2O丰度比。在CHESS Herschel Key计划的框架内，使用HIFI仪器对IRAS 16293 -2422源进行了光谱调查，从而可以检测到许多HDO线。以前用地面望远镜观察到过其他的跃迁。采用球形蒙特卡罗辐射转移程序RATRAN模拟了HDO的丰度跃变，再现了观测到的谱线轮廓。为了确定整个包层的H2O丰度，对H2- 18 O观测线进行了类似的研究，因为H2O主要同位素线被流出物污染。我们推导出的内部HDO丰度为1.7e-7和外部HDO丰度为8 e-11。为了再现HDO吸收线，有必要在封套前面添加吸收层。它可能对应于由分子云边缘的冰的光解吸作用产生的富含水的层。HDO/H2O比率在热科里诺中约为1.4-5.8%，而在外壳中约为0.2-2.2%。在添加的吸收层中估计约为4.8%。虽然它明显高于宇宙的D/H丰度，但HDO/H2O比率仍然低于在同一来源中观察到的其他氘代分子的D/H比率。从热科里诺和附加吸收层中得出的比率的相似性表明，水是在原恒星引力坍缩之前形成的，而甲醛和甲醇则是在颗粒上的CO分子耗尽后形成的。
2012-02-16 astro-ph.GA
Distant star clusters of the Milky Way in MOND
我们确定了六个银河系外晕球状星团，AM 1，波江座，A13，A14，A115和Arp 2在弱加速状态下的平均速度色散，以测试经典与修正的牛顿动力学（MOND）。由于MOND的泊松方程的非线性，除了潮汐效应，集团的内部动力学是由外部场，他们沉浸在影响。对于所研究的星团，粒子加速度远低于MOND的临界加速度a_0，但恒星的运动既不受内部加速度（a_i >> a_e）的支配，也不受外部加速度（a_e >> a_i）的支配。我们在分析中使用N体代码N-MODY，这是一种基于粒子网格的代码，具有由Ciotti，Londrillo和Nipoti（2006）开发的数值MOND势求解器，通过添加外场效应来推导视线速度色散。我们表明，牛顿动力学预测每个集群的低速分散，而在修改后的牛顿动力学的速度分散要高得多。我们计算的最小数量的测量恒星需要区分牛顿引力和MOND与柯尔莫哥洛夫-斯米尔诺夫测试。我们还表明，对于大多数星团，有必要测量30至80颗恒星之间的速度，以区分这两种情况。因此，对这些星系团的视线速度色散的观测测量将为MOND提供一个检验。
2011-01-12 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
The value-added catalogue for LAMOST DR8 low-resolution spectra
我们提出了一个增值目录包含恒星参数估计从710万低分辨率光谱的516万独特的恒星光谱信噪比（SNR）高于10获得的大天区多目标光纤光谱望远镜（LAMOST）银河光谱调查。该星表提供了恒星大气参数（有效温度$T_{\mathrm{eff}}$、表面重力$\log g$、金属丰度[Fe/H]/[M/H]）、$α$ -元素与金属丰度比[ $α$ /M]、碳和氮与铁的丰度比[C/Fe]和[N/Fe]以及用神经网络方法从LAMOST光谱中推导出的14个波段的绝对星等值。这些恒星的分光光度距离也根据距离模数提供。对于光谱信噪比大于50的恒星，$T_{\mathrm{eff}}$、$\log g$、[Fe/H]、[M/H]、[C/Fe]、[N/Fe]和[ $α$ /M]的精度分别为85\，K、0.098\，dex、0.05\，dex、0.052\，dex、0.082\，dex和0.027\，dex。对于光谱信噪比大于50的恒星，14个波段绝对星等的误差为0.16- 0.22等。对于光谱信噪比大于50的恒星，分光光度距离的精度可达8.5%，对于距离大于2.0，kpc的恒星，分光光度距离的精度高于几何距离。我们的[Fe/H]的估计是可靠的[Fe/H] $\sim -3.5$ \，dex，显着优于以前的结果。该星表提供了26，868颗独特的贫金属恒星候选者（[Fe/H] $\leq -2.0$）。该星…
2022-01-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
