Signatures of minor mergers in the Milky Way disc I: The SEGUE stellar sample
现在我们知道，微小的合并能够在其宿主星系盘的相空间分布中产生结构。为了在银河系中寻找这样的印记，我们分析了SEGUE F/G矮星和Schuster等人（2006）的恒星样本。我们在这两个完全独立的恒星样本中发现了类似的特征，与银河系小型合并事件的预测一致。接下来，我们将同样的分析应用于人马座矮星系和银河系之间相互作用的高分辨率，理想化的N体模拟。恒星粒子样本在主盘小空间区域内的能量分布揭示了结构随位置的强烈变化。我们发现，与人马座暗物质晕祖先$\lessapprox 10^{11}$ M $_{\odot}$的质量模型的观测结果很好地匹配。因此，我们表明，这种分析可以用来提供前所未有的严格限制人马座的轨道参数，以及放置一个较低的限制其质量。
2012-05-04 astro-ph.GA
The local rotation curve of the Milky Way based on SEGUE and RAVE data
我们利用SEGUE（Sloan Extension for Galactic Understanding and Exploration）G矮星的样本构造了银河系在扩展太阳邻域中的自转曲线。我们调查的旋转曲线形状的存在下，任何特殊性的太阳半径以外的一些作者已经报道。我们在经典的牛仔裤分析的框架来处理这个问题。利用RAVE（Radial Velocity Experiment）的最新观测数据，我们确定了代表银河系薄盘的三个不同金属丰度的星族的太阳特有速度和径向标度。然后，在SEGUE G-矮星的金属丰度相同的情况下，我们构建了银河中心距离7-10 kpc范围内的旋转曲线。我们推导出圆速度通过校正平均切向速度的非对称漂移在每个距离箱。利用SEGUE数据，我们还计算了厚盘的径向标度长度，已知导出的太阳特有运动和旋转曲线的斜率。通过SEGUE G-dwarfs构建的旋转曲线在选定的径向范围内看起来是平滑的。在我们新的仔细分析的框架中确定的薄盘旋转的局部运动学不赞成在太阳半径之外存在一个巨大的高密度环。
2018-02-21 astro-ph.GA
A Search for RR Lyrae Stars in Segue 2 and Segue 3
我们提出了一个广泛的搜索RR天琴座恒星及其周围的超微弱的银河系同伴Segue 2和Segue 3。前者（M_V =-2.5，Belokurov et al. 2009）似乎是银河系的一个极其微弱的矮星系伴星。后者（M_V = 0.0，Fadely et al. 2011）是已知最暗的星团之一。我们使用B和V波段的时间序列成像获得的WIYN 0.9米望远镜在基特峰国家天文台搜索RR天琴座在这些对象。在Segue 2观测中，我们发现了一颗周期为Pab = 0.748天的基模RR型天琴座星。利用这一测量结果，我们重新审视<P_ab>了文献中建立的银河系矮星系和它们的RR天琴座之间的和<[Fe/H]>之间的逆相关。在这种情况下，Segue 2的RRab恒星的长周期以及这个矮星系中已知的金属丰度的显著分布与观测到的趋势<P_ab>和<[Fe/H]>一致。我们推导出第一个强大的距离Segue 2，使用它的RRab星和光谱确认的蓝色水平分支恒星。使用[Fe/H] = -2.16和-2.44 dex，我们发现d_RRL = 36.6 + 2.5/-2.4和37.7 +/-2.7 kpc;假设[Fe/H] = -2.257 dex，我们发现d_BHB = 34.4 +/-2.6 kpc。虽然在Segue 3区域中没有RR天琴座，但我们发现了一个候选的食双星系统。
2013-08-09 astro-ph.GA
The Chemo-Dynamical History of the Milky Way as Revealed by SDSS/SEGUE
虽然最初的设想主要是一个河外巡天，斯隆数字巡天（SDSS-I），及其扩展SDSS-II和SDSS-III，继续对我们的宿主星系，银河系的形成和演化的理解产生重大影响。次级调查SEGUE：作为SDSS-II的一部分执行的斯隆银河系探索和理解扩展计划获得了大约3500平方度的额外乌戈尔图像，主要是在较低的银河系纬度，以便更好地对银河系的磁盘系统进行采样。最重要的是，它获得了超过240，000个中等分辨率的光谱，这些光谱是从0.5到100 kpc的银河系中心距离中选择的。结合SDSS-I的恒星目标，以及最近完成的SEGUE-2计划，作为SDSS-III的一部分，SDSS光谱学的银河系恒星的总样本包括大约500，000个物体。SEGUE恒星参数管道的开发使得能够确定这些恒星中很大一部分的准确大气参数估计。在这组数据中，许多距离太阳5千秒差距以内的恒星都有足够好的自行测量，可以确定它们的完整空间运动，从而可以检查目前正在通过太阳附近的成员所代表的更遥远的种群的性质。对这些数据的持续分析被用来绘制我们银河系性质的更清晰的图像，并为世界上最大的望远镜提供详细的高分辨率光谱跟踪目标。在这里，我们讨论了最近完成和正在进行的调查与这些数据的几个亮点。
2009-10-25 astro-ph.GA
Constraints on the assembly history of the Milky Way's smooth, diffuse stellar halo from the metallicity-dependent, radially-dominated velocity anisotropy profiles probed with K giants and BHB stars using LAMOST, SDSS/SEGUE, and Gaia
我们分析的各向异性配置文件的银河系的平滑，弥漫的恒星晕使用SDSS/SEGUE蓝水平分支恒星和SDSS/SEGUE和LAMOST K巨星。这些本质上发光的恒星使我们能够探测距离银河系中心约100 kpc的晕。所有恒星的视线速度、距离、金属丰度和自行都可以通过SDSS/SEGUE、LAMOST和盖亚获得，我们使用这些数据构建了一个完整的7 D集合，包括位置、空间运动和金属丰度。我们删除子结构从我们的样品使用积分的运动的基础上的方法薛等。我们发现径向占主导地位的运动剖面几乎恒定的各向异性在20千秒差距内，超过该各向异性剖面轻轻下降，但仍然径向占主导地位的最大程度上我们的样本。独立于恒星类型或子结构移除，各向异性取决于金属丰度，这样恒星的轨道随着金属丰度的降低而变得不那么径向。对于$-1.7<$ [Fe/H] $<-1$，在银心距离$\sim20$ kpc处，平滑的弥散晕各向异性轮廓开始下降，K巨星从$β\sim0.9$下降到0.7，蓝色水平分支星从$β\sim0.8$下降到0.1。对于[Fe/H] $<-1.7$，平滑，弥漫晕各向异性保持不变，沿所有距离与$0.2<β<0.7$金属丰度范围探测，虽然独立于恒星类型。这些样本是理想的估计总银河系质量，因为它们代表了维里化的恒星晕系统。
2021-04-30 astro-ph.GA
SEGUE-2 and APOGEE: Revealing the History of the Milky Way
银河系的历史被编码在其分辨的恒星星族的空间分布、运动学和化学富集模式中。SEGUE-2和APOGEE是组成SDSS-III（斯隆数字巡天III）的四次巡天中的两次，将分别绘制光学和红外波长的分布和富集模式。SEGUE-2将利用现有的SDSS摄谱仪，在选定的高纬度区域获得140，000颗恒星的光谱，其星等限制为r ~ 19.5，比SDSS-II调查SEGUE（斯隆银河系了解和探索扩展）中观察到的遥远晕星样本增加一倍以上。SEGUE和SEGUE-2的光谱分辨率为R ~ 2000，每像素的信噪比为20-25，测量径向速度的典型精度为5-10 km/s，测量金属丰度（[Fe/H]）的典型外部误差为0.25 dex。APOGEE（阿帕奇点天文台星系演化实验）将使用一台新的300光纤H波段摄谱仪（1.5-1.7微米），以获得100，000颗红巨星的高分辨率（R ~ 24，000）、高信噪比（S/N ~ 100每像素）光谱，其星等极限H ~ 12.5。红外光谱穿透了从我们的视野中遮住银河系内部的尘埃，使APOGEE能够对所有银河系恒星星族进行第一次大规模、均匀的光谱调查。APOGEE光谱将允许以< 0.5 km/s的精度测量径向速度，并确定每个计划恒星的15种化学元素的丰度（精度约为0.1 dex），这可用于重建产生这些元素的恒星形成历史。（节略）
2009-02-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Segue 2: A Prototype of the Population of Satellites of Satellites
我们宣布在斯隆银河系理解和探索扩展（SEGUE）的数据中发现了一颗新的银河系卫星Segue 2。我们在多镜望远镜上进行了更深入的成像和光谱学研究。由此求得该星系的光度为M_v =-2.5，半光半径为34 pc，系统速度为-40 $km/s。我们的MMT数据还提供了证据，在一个类似的日心速度的Segue 2周围的流，和SEGUE数据显示，它也存在于邻近领域。我们将Segue 2的速度色散解析为3.4 km/s，可能的流约为7 km/s。这个物体显示了与其他最近发现的Segue 1，Boo II和Coma的比较点。我们推测，这四个物体可能代表了一群卫星的卫星--它们是吸积事件的幸存者，这些事件摧毁了它们更大但密度较低的父母。它们很可能是在红移z > 10时形成的，是再电离时代化石的良好候选者。
2009-03-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
The formation of the Milky Way halo and its dwarf satellites: a NLTE-1D abundance analysis. IV. Segue 1, Triangulum II, and Coma Berenices UFDs
我们目前的大气参数和丰度的化学元素从碳到钡的贫金属恒星Segue 1（七星），后发座（三星），三角座II（一星）超微弱矮星系（UFD）。有效温度依赖于用SAI MSU高加索天文台的2.5米望远镜获得的可见光和红外波段的新光度观测。根据非局部热力学平衡（NLTE）线的形成，得到了多达14种化学元素的丰度，并获得了多达5种元素的LTE丰度。这是我们首次在Seg 1 S1和S4中发现了丰富的氧，在ComaBer S2和Tri II S40中发现了丰富的硅，在Seg 1 S1-S6和ComaBer S1-S3中发现了丰富的钾，在Seg 1 S7中发现了丰富的钡。Segue 1中的三颗星、后发座中的两颗星和三角座II星的[Na/Mg]值很低，为-1.08至-1.67 dex，这通常被文献归因于大质量无金属恒星核合成产生的奇偶效应。我们解释这种化学性质作为第一批恒星的足迹，这是不模糊的，由于少量的核合成事件，有助于样本恒星的化学丰度模式。我们的NLTE丰度的后发座Berenices，Segue 1，和三角座II报告较低的[Sr/Ba]丰度比的UFD相比，在经典的矮球状星系和银河系晕。然而，在UFD中，就像在大质量星系中一样，[Sr/Ba]不是常数，它可以高于纯r过程比。我们提出了一个假说，贫金属双星的锶生产在最早的时代的星系演化。
2021-03-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemo-orbital evidence from SDSS/SEGUE G-type dwarf stars for a mixed origin of the Milky Way's thick disk
我们结合估计的金属丰度[Fe/H]，丰度[α/Fe]，位置和运动的27,500个本地（7<R/kpc<9，0.5< |z| /kpc<2.5）SDSS/SEGUE G型矮星的样本，以研究银河系盘围绕太阳的化学轨道特性。当我们导出反映角动量、圆度和厚度的轨道性质作为[α/Fe]与[Fe/H]的函数时，我们发现随着[α/Fe]（年龄的代理）有一个平滑的变化。同时，[α/Fe] $\gtrsim$ 0.25的老恒星的轨道性质确实表现出与[Fe/H]的转变：低于[Fe/H] $\simeq$ -0.6时，轨道角动量减小，轨道变得明显非圆和更厚。恒星径向迁移到太阳附近自然会导致轨道性质的平滑变化，但后者的老贫金属恒星形成了明显的挑战，特别是因为径向迁移的基本特征是恒星保持在近圆形轨道上。当我们接下来选择近圆轨道上的恒星时，我们确实发现除了α-年轻的“薄盘”恒星外，α-年老的“厚盘”富金属恒星也有显著的贡献。然而，剩下的在偏心轨道上的α-老“厚盘”恒星，包括几乎所有的老贫金属恒星，很难单独用径向迁移来解释，但可能是通过早期的富气体合并形成的。因此，我们发现的化学轨道的证据表明，较厚的组成部分的银河系盘是不明显的薄组件预期从平滑的内部演化通过径向迁移，除了旧的贫金属的恒星具有不同的轨道特性，这可能是一个独特的厚盘组件的一部分，通过外部机制形成。
2012-01-08 astro-ph.GA
Milky Way Mass with K Giants and BHB Stars Using LAMOST, SDSS/SEGUE, and Gaia: 3D Spherical Jeans Equation and Tracer Mass Estimator
China Three Gorges University（三峡大学）；CAS Key Laboratory of Optical Astronomy, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台光学天文重点实验室）；Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；Key Laboratory of Space Astronomy and Technology, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台空间天文与技术重点实验室）；Swinburne University of Technology（斯威本科技大学）；Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学）；Key Laboratory for Particle Astrophysics and Cosmology (MOE) / Shanghai Key Laboratory for Particle Physics and Cosmology（粒子天体物理与宇宙学教育部重点实验室/上海粒子物理与宇宙学重点实验室）；Key Laboratory for Computational Astrophysics, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台计算天体物理重点实验室）；Chinese Academy of Sciences South America Center for Astronomy, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院南美天文中心）
利用LAMOST、SDSS/SEGUE和Gaia数据，通过三维球形Jeans方程和踪迹质量估计器测量银河系质量，发现暗物质质量在不同样本和方法间有合理一致的结果。
2022-07-18 astro-ph.GA
Segue 2: The Least Massive Galaxy
Segue 2是由Belokurov等人（2009年）发现的，是一个光度只有900 L太阳的星系。我们提出了凯克/DEIMOS光谱的25个成员的Segue 2-光谱样本量增加了三倍。速度色散太小，无法用我们的数据测量。90%（95%）置信度的上限是sigma_v < 2.2（2.6）km/s，这是任何星系最严格的限制。在三维半光半径（46 pc）内，相应的质量极限是M_1/2 < 1.5（2.1）x 10^5 M_sun。Segue 2是已知质量最小的星系。我们将Segue 2认定为一个星系，而不是一个星团，这是基于成员星之间[Fe/H]的广泛分散（从-2.85到-1.33）。恒星的[α/Fe]比随着[Fe/H]的增加而下降，表明Segue 2保留了Ia型超新星的喷出物，尽管它目前的质量很小，恒星的形成持续了至少1亿年。平均金属丰度<[Fe/H]> = -2.22 +/- 0.13（大约与小熊座星系相同，比Segue 2亮330倍），高于由银河系更明亮的矮星系卫星定义的亮度-金属丰度关系的预期。Segue 2可能是潮汐剥离的最裸露的残余，小熊座大小的星系。如果是这样的话，它就是超暗矮星系通过潮汐剥离变得超暗的最好例子。另外，Segue 2可能诞生于质量非常低的暗物质次晕（v_max < 10 km/s），低于氢原子冷却极限。
2013-05-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Mapping the stellar structure of the Milky Way thick disk and halo using SEGUE photometry
我们映射的银河系厚盘和晕的恒星结构，通过应用色星等图（CMD）拟合的光度数据从SEGUE调查，允许，第一次，在高纬度和低纬度使用统一的SDSS光度全面分析其结构。CMD拟合同时对所有相关恒星进行测光，绕过了选择单个示踪剂群体的需要。使用不同金属丰度的旧恒星星族作为模板，我们得到了一个稀疏的3D地图的恒星质量分布在|Z| >1千秒差距。拟合一个光滑的银河系模型，包括指数薄和厚盘和轴对称幂律晕，使我们能够约束厚盘和晕的结构参数。厚盘尺度的高度和长度分别被很好地限制在0.75 ± 0.07 kpc和4.1 ± 0.4 kpc。我们发现在~25 kpc范围内的恒星晕平坦度为c/a=0.88 ± 0.03，幂律指数为2.75 ± 0.07（7< R_{GC} <~30 kpc）。该模型拟合得到太阳位置处的厚盘和恒星晕密度为rho_{thick,sun} =10^{-2.3+-0.1} M_sun pc^{-3}和rho_{halo,sun} =10^{-4.20+-0.05} M_sun pc^{-3}，在任何子结构上取平均值。我们的分析为银河系恒星晕中的径向金属丰度梯度提供了第一个明确的原位证据：在R<~15 kpc的范围内，恒星晕的平均金属丰度为[Fe/H]=-1.6，在更大的半径下，[Fe/H]=-2.2。从整体密度图中减去最适合的平滑和对称模型，可以发现所有纬度都有大量的子结构，其中…
2010-04-05 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
Metallicity Gradients in the Milky Way Disk as Observed by the SEGUE Survey
观测到的银河系盘中老恒星的径向和垂直金属丰度分布对盘的化学富集和动力学历史提供了强有力的约束。利用斯隆银河系理解与探索扩展巡天（SEGUE）观测到的7010颗主序星，给出了径向金属丰度梯度Δ[Fe/H]/ΔR与面上高度|Z|的函数关系。该样品主要由古老的薄盘星和厚盘星组成，在6 < R < 16 kpc，0.15 < |Z| 1 kpc的区域内，恒星晕的贡献最小< 1.5 kpc. The data reveal that the radial metallicity gradient becomes flat at heights |Z| >。大|Z|的金属丰度中值与外盘疏散星团的金属丰度一致，后者在[Fe/H] ~-0.5处表现出平坦的径向梯度。我们注意到外盘星系团也位于大|Z|处;因为在我们的样本中，平坦的梯度延伸到小R，所以在观察到的星系团趋势是由于R的变化还是由于|Z|的变化方面存在一些模糊性。因此，我们强调，在测量磁盘中的空间丰度趋势时，考虑径向和垂直方向的重要性。在高|Z|梯度的平坦化也有影响厚盘形成的情况下，预测不同的金属丰度模式在厚盘。一个平坦的梯度，如我们所观察到的，是预测的湍流盘在高红移，但也可能是一致的径向迁移，只要混合是强的。我们使用基于Schönrich & Binney模型的模拟目录测试我们的分析方法，我们估计我们的距离误差为…
2011-10-26 astro-ph.GA
Big fish, small fish: Two New Ultra-Faint Satellites of the Milky Way
我们报告发现了两个新的银河系卫星在邻近星座的双鱼座和飞马座确定的数据从斯隆数字巡天。双鱼座II是一个超暗矮星系，距离约180千秒差距，距离最近探测到的双鱼座I约15度。Segue 3是一个超暗的星团，距离16 kpc。我们使用深跟踪成像获得的4米Mayall望远镜在基特峰国家天文台，以获得它们的结构参数。双鱼座II的半光半径约为60 pc，而Segue 3则小20倍，只有3pc。
2010-02-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Formation and Evolution of the Disk System of the Milky Way: [alpha/Fe] Ratios and Kinematics of the SEGUE G-Dwarf Sample
我们使用SEGUE调查中17，277颗G型矮星的低分辨率（R~2000）光谱测量的[α/Fe]比，将它们分成可能的薄盘和厚盘子样本。两个子样本都表现出强烈的轨道旋转速度与金属丰度的梯度，符号相反，薄盘为-20至-30 km/s/dex，厚盘为+40至+50 km/s/dex。旋转速度是不相关的银心距离薄磁盘子样本，并表现出一个小的趋势厚磁盘子样本。两个圆盘组件的旋转速度随着离平面的距离而减小，具有相似的斜率（-9.0 { \pm } 1.0 km/s/kpc）。厚盘星的轨道偏心率随金属丰度的变化趋势很强（约为-0.2/dex），而薄盘子样本的轨道偏心率不随金属丰度的变化而变化。对于薄盘族，偏心率几乎与银心半径无关，而对于厚盘族，偏心率随半径的变化存在一个边际梯度。这两个子样本具有类似的正梯度离心率与距离银河平面。薄盘和厚盘人口的偏心率分布的形状与到平面的距离无关，并且不包括显著数量的偏心率高于0.6的恒星。在我们考虑的几个当代磁盘演化模型中，径向迁移似乎在薄磁盘人口的演化中发挥了重要作用，但相对于富含气体的合并或磁盘加热方案，厚磁盘可能不那么重要。我们强调，为了进行详细的定量比较，我们的新数据使更多的物理现实的模型和模拟需要构建。
2011-06-28 astro-ph.GA
The Origin of the 300 km s$^{-1}$ Stream Near Segue 1
我们提出了一个搜索的新成员的300公里秒的$^{-1}$流（300 S）附近的矮星系Segue 1使用宽视场的调查数据。我们确定了11个以前未知的明亮的流成员在APOGEE-2和SEGUE-1和2光谱调查。基于高速星的空间分布，我们首次证实了这种运动学结构与SDSS和Pan-STARRS成像数据中看到的24 $^{\circ}$ -长流有关。300 S恒星的金属丰度范围为$-2.17 < {\rm [Fe/H]} < -1.24$，固有色散为0.21 $_{-0.09}^{+0.12}$ dex。它们也有类似于本星系群矮星系和银河系晕的化学丰度模式。使用开放源代码galpy来模拟该流的轨道，我们发现该流的祖先在大约7000万年前通过了近银河系，最接近银河系中心的距离约为4.1 kpc。利用Pan-STARRS DR 1数据，我们得到了一个积分的流光度为$4 \times 10^3$ L $_{\odot}$。我们的结论是，该流的祖先是一个矮星系，可能类似于被吸积以形成今天银河系晕的卫星。
2018-09-25 astro-ph.GA
A Short Scale Length for the α-Enhanced Thick Disk of the Milky Way: Evidence from Low-Latitude SEGUE Data
我们研究了斯隆银河系理解和探索扩展巡天在6 kpc < R < 16 kpc，0.15 kpc < |Z| < 1.5 kpc区域观测到的5620颗恒星的α元素丰度比[α/Fe]，它是银心半径R和距银道面距离|Z|的函数。结果表明，高α厚盘粒子数比低α粒子数具有更短的尺度长度（Lthick ~ 1.8kpc），而低α粒子数通常与薄盘有关.我们发现，在大|Z|时，高α星在内盘中的比例增加，并且与低α星相比，高α星的旋转滞后。相比之下，在所有|Z|中，外盘中的高α星比例都很低，并且高α星和低α星的旋转速度相似，直到1.5 kpc。我们解释这些结果表明，不同的过程是负责高α人口的内部和外部磁盘。内盘中的高α粒子数具有短的尺度长度和大的尺度高度，这与厚盘在早期富气体吸积阶段形成的情景一致。远离外盘平面的恒星可能是通过微小的合并加热而到达现在的位置。在大R和|Z|处缺乏高α星也严格限制了通过瞬时螺旋结构进行径向迁移的强度。
2012-04-23 astro-ph.GA
SEGUE: A Spectroscopic Survey of 240,000 stars with g=14-20
SEGUE巡天从3900 - 9000埃的较暗的银河系恒星（14.0 <g <20.3）中获得了240，000个中等分辨率（R = 1800）光谱，这些恒星的光谱类型多种多样，包括主序星和演化天体，目的是研究我们银河系及其晕的运动学和种群。这些光谱聚集在212个区域中，这些区域分布在天空的四分之三。恒星的径向速度精度在g <18时为4 km/s，在g = 20时下降到15 km/s。对于每分辨率元素S/N> 10的恒星，估计了恒星大气参数，包括金属丰度、表面重力和有效温度。SEGUE获得了3500平方度的额外ugriz成像（主要在银河系低纬度），提供精确的多色测光（g，r，i = 2%），（u，z = 3%）和天体测量（0.1角秒）用于光谱目标选择。这次巡天的恒星光谱、成像数据和导出的参数目录作为SDSS数据发布7（DR7）的一部分公开提供。
2009-03-30 astro-ph.GA
Insight Into the Formation of the Milky Way Through Cold Halo Substructure. III. Statistical Chemical Tagging in the Smooth Halo
我们发现，卫星星系在高红移吸积的银河系的光滑晕的恒星星族的相对贡献随距离的增加，成为可观察到的相对于经典的光滑晕约15千秒差距从银河系中心。特别是，我们确定的视线平均[Fe/H]和[α/Fe]的金属贫主序星关闭（MPMSTO）人口沿每个斯隆扩展银河系的理解和探索（SEGUE）光谱视线。限制我们的样本的视线，沿着我们没有检测到冷晕子结构（ECHOS）的元素，我们编译的最大的光谱样本的恒星在光滑的组成部分的晕有史以来在现场观察超过10千秒差距。我们发现显着的空间自相关[Fe/H]在MPMSTO人口在遥远的一半，我们的样本超过约15千秒差距从银河系中心。然而，在15 kpc内，我们发现[Fe/H]没有显著的空间自相关。与此同时，我们进行SEGUE一样的观测银河系模拟形成的N体模拟。虽然我们发现完全由吸积卫星星系形成的晕与我们在银河系中心15 kpc范围内观察到的晕不匹配，但我们确实在更大距离的模拟中观察到[Fe/H]的空间自相关。这一观测结果是统计化学标记的一个例子，并表明金属丰度的空间自相关是吸积卫星星系形成的恒星晕的一般特征。
2012-02-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Multi-Wavelength Study of the Segue 3 Cluster
我们提出了新的SDSS和华盛顿测光的年轻，外晕恒星系统，Segue 3。结合存档VI观测，我们最一致的结果产生：$Z=0.006$，$\log(Age)=9.42$，$(m-M)_0=17.35$，$E(B-V)=0.09$，具有高的二进制分数的$0.39\pm 0.05$，使用帕多瓦模型。我们证实，质量隔离已经发生，支持这一集群被潮汐破坏的假设。一个3参数的King模型产生的星团半径为$r_{cl}=0.017^\circ$，核心半径为$r_{c}=0.003^\circ$，潮汐半径为$r_t=0.04^\circ \pm 0.02^\circ$。帕多瓦和达特茅斯模型网格的比较表明，集群是没有显着的$α$增强，平均[Fe/H] $=-0.55^{+0.15}_{-0.12}$ dex，和人口年龄只有$2.6\pm 0.4$ Gyr。我们排除了一个显著的年龄分布在主序星关闭，因为一个狭窄的亚巨星分支，并讨论了恒星自转和星团年龄的作用，使用达特茅斯和日内瓦模型：大约70%的赛格3星或低于主序星关闭增强旋转。我们对Segue 3的研究结果表明，它比迄今为止所有以前的研究报告都更年轻，更富含金属。从涉及华盛顿-C和SDSS-U过滤器的颜色，我们确定了几个巨人和未来的后续光谱研究可能的蓝离散，我们产生光谱能量分布以前已知的成员和潜在的Segue 3源与华盛顿（$CT_1$），斯隆（ugri…
2017-06-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
The SEGUE K giant survey II: A Catalog of Distance Determinations for the SEGUE K giants in the Galactic Halo
我们提出了一个在线目录的距离测定$\rm 6036$ K巨星，其中大多数是银河系的恒星晕的成员。它们的SDSS/SEGUE中分辨率光谱被用来获得金属丰度和粗略的重力估计，以及径向速度。距离模是通过将每颗恒星的视星等与观察到的$(g-r)_0$颜色和光谱[Fe/H]处经验校准的颜色-光度基准点的绝对星等进行比较而得出的。我们采用了一种概率方法，使其简单地正确传播的金属性，幅度和颜色的误差到距离的不确定性。我们还折叠在${\it prior}$信息的巨分支光度函数和不同的金属丰度分布的SEGUE K-巨星的目标子类别。我们发现，金属丰度先验在距离估计中起着很小的作用，但忽略光度先验可能会导致系统的距离模量偏差高达0.25等，相比使用光度先验的情况。我们发现一个中位数距离精度为$16\%$，距离估计最精确的最少的金属贫恒星附近的红巨星分支的尖端。球状星团和疏散星团的观测验证了我们的距离估计的精度和准确性。我们的星表中的恒星距离银河系中心最远可达125千秒差距，超过50千秒差距的恒星有283颗，形成了星系晕中最大的遥远示踪物光谱样本。
2014-02-26 astro-ph.GA
Contamination of stellar-kinematic samples and uncertainty about dark matter annihilation profiles in ultrafaint dwarf galaxies: the example of Segue I
来自矮球状（dSph）星系中暗物质湮灭的预期伽马射线通量取决于所谓的“J因子”，即沿视线方向暗物质密度平方的积分。我们研究的程度，估计J是敏感的污染（前景银河系恒星和恒星流）的恒星运动学样本，用于推断暗物质密度在'ultrafeak' dSphs。应用标准的运动学分析数百个模拟数据集，包括不同程度的污染，我们发现，错误分类的污染物可能会导致J-因子被高估的数量级。我们获得这种偏差估计的恒星运动学数据集倾向于1）包括相对较大比例的成员状态不明确的恒星，2）对J的估计对如何加权和/或排除状态不明确的恒星的特定选择敏感。比较附近dSphs Reticulum~II和Segue~I的公开恒星运动学样本，我们发现只有后者显示出这两种特征。因此，在计划和解释伽马射线观测时，Segue~I的J因子的估计应该更加谨慎。此外，强大的解释有关暗物质湮灭在dSPH星系一般将需要明确的检查如何闯入者可能会影响推断的暗物质密度分布。
2016-08-09 astro-ph.GA
A New Faint Milky Way Satellite Discovered in the Pan-STARRS1 3 pi Survey
我们提出了一个微弱的银河系卫星，Laevens 2/Triangulum II的发现，发现在全景巡天望远镜和快速反应系统（泛星1）3 π成像数据，并证实了后续的宽视场测光从大型双目相机。该恒星系统的绝对星等为M_V=-1.8 +/-0.5，日心距离为30 + 2/-2 kpc，半质量半径为34 + 9/-8 pc，与附近的微弱小卫星如Willman 1，Segue 1，Segue 2和Bootes II有着显著的相似性。Laevens 2/Triangulum II的发现进一步填充了矮星系和球状星团之间的边界变得脆弱的参数空间区域。后续的光谱学将最终确定这颗新卫星的性质，它的空间位置暗示了它与复杂的三角座-仙女座恒星结构的可能联系。
2015-03-18 astro-ph.GA
The vertical motions of mono-abundance sub-populations in the Milky Way disk
本文介绍了从SDSS/SEGUE G-矮星数据推断的银河系恒星盘中恒星的垂直运动学，推导了一组元素丰度[α/Fe]和[Fe/H]非常相似的“单丰度”恒星子群的垂直速度色散σ z，它是垂直高度|z|和银心半径R的函数。我们发现，在|z|中，所有组分都表现出近似等温的运动学特征，并且垂直速度离散度σ z（z，R）向外缓慢减小|[α/Fe]，[Fe/H]）~ σ_z（[α/Fe]，[Fe/H]）x \exp（-（R-R_0）/7 kpc}）。这些组分的特征速度色散从化学年轻、富金属恒星的~ 15 km/s到贫金属恒星的>~ 50 km/s不等。离中面的平均σ_z梯度仅为0.3 ± 0.2km/s/kpc。我们发现垂直方向的动力学温度（~σ^2_z）是（[α/Fe]，[Fe/H]）的连续函数，它对恒星表面质量密度的贡献为Σ_{R_0}（σ^2_z）~ \exp（-σ^2_z）.等温单丰度人口与中间分散拒绝薄厚盘二分法的概念的存在。这个连续的磁盘反对模型，其中较厚的磁盘部分来自大规模的卫星或加热;最古老的磁盘部分出生热，或内部演化起着重要作用的情况下，似乎是最可行的。σ_z（[α/Fe]，[Fe/H]）的宽范围与每个丰度箱的常数σ_z（z）相结合，提供了对SEGUE丰度的精度的独立检查：δ_[α/Fe] ~ 0.07 dex和δ_[Fe/H] ~ 0.15 dex。垂直色散的径向下降可能反映…
2012-08-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Alpha-element knee of the Sagittarius Stream
我们采用从斯隆数字巡天（SDSS）和斯隆扩展银河系的理解和探索（SEGUE）的丰度研究人马座流的恒星成员的α元素分布。为了测试SDSS/SEGUE丰度研究人马座的可靠性，我们选择高似然样本跟踪银河系的不同组成部分，并恢复已知的文献α元素分布。使用选择标准的基础上的空间位置，径向速度，距离和颜色的个别恒星，我们得到一个强大的样本人马座流星。人马座流的α-元素分布在中间金属丰度处形成一个狭窄的序列，具有明显的向下，与α-元素“膝盖”的存在相一致。这是第一次发现人马座矮星系的α元素膝盖。通过对我们的数据拟合一个玩具模型，我们确定人马座的α-膝关节发生在[Fe/H]=-1.27pm0.05，仅比银河系的膝关节略少金属。这表明，在远古时期，少数类似人马座的星系可能对银河系恒星晕系统的形成做出了重大贡献。
2014-06-12 astro-ph.GA
The Vertical Metallicity Gradient of the Milky Way Disk: Transitions in [a/Fe] Populations
使用G矮星从斯隆扩展银河系的理解和探索（SEGUE）的调查，我们已经确定了一个垂直的金属丰度梯度在一个大体积的银河系的磁盘，并研究了这种梯度如何变化不同的[a/Fe]子样本。该样本包含超过40，000颗恒星，在144条视线范围内具有低分辨率光谱。我们采用SEGUE恒星参数管道（SSPP）来获得每个恒星的有效温度，表面重力，[Fe/H]和[a/Fe]的估计值，并提取多个体积完整的子样本，每个样本约1000颗恒星。基于调查的一致目标选择算法，我们调整每个子样本，以确定[Fe/H]和[a/Fe]中磁盘的无偏图像;因此，每个单独的恒星代表许多属性。SEGUE样本使我们能够限制大量恒星的垂直金属丰度梯度超过一个显着的磁盘体积，从银河平面到~0.3和1.6千秒差距之间，并检查原位结构，与以前的分析相比，范围更有限。这项工作并没有预先假设一个磁盘结构，无论是由一个单一的复杂人口或不同的薄和厚磁盘组件。整个样品的金属丰度梯度为-0.243 +0.039 -0.053 dex/kpc，我们将其与各种文献结果进行了比较。每个[a/Fe]子样本在银河系平面上方的不同高度范围内占主导地位，这在样本中作为一个整体发现的梯度中表现出来。在[a/Fe]有限范围内的恒星，其[Fe/H]中位数随高度的变化很小。如果我们将[a/Fe]与年龄联系起来，我们与[a/Fe]一致的垂直金属丰度梯度表明，在不同时代形成的恒星表…
2014-05-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Segue 2 Recently Collided with the Cetus-Palca Stream: New Opportunities to Constrain Dark Matter in an Ultra-Faint Dwarf
本文首次发现超暗矮星系 Segue 2 约 77 Myr 前近距离飞掠 Cetus-Palca 星流，并利用该相互作用在约 1 kpc 尺度上约束其质量与密度轮廓，为从星流扰动推断暗物质子晕性质提供了关键检验。
2025-02-06 astro-ph.GA
The binarity of Milky Way F,G,K stars as a function of effective temperature and metallicity
通过分析SDSS和LAMOST多历元恒星光谱的径向速度（RV）变化，我们估计了F，G，K星与近双星伴星的比例。我们采用贝叶斯方法来推断轨道周期为1000天或更短的双星的比例的极大似然，假设一个简单的模型分布的二进制人口与圆形轨道。从SDSS SEGUE的F、G、K星样本中，推断出有这样一个近距离双星伴星的总体比例为43.0% \pm 2.0%，而在LAMOST的类似样本中，这一比例为30% \pm 8.0%。视密近双星分数随恒星有效温度的增加而减小。我们将SEGUE和LEGUE数据分为三个具有不同金属丰度的子样本（[Fe/H]<-1.1;-1.1 <[Fe/H]<-0.6;-0.6 <[Fe/H]），推断的密近二元分数为56% \pm 5.0%，56.0% \pm 3%和30% \pm 5.7%。因此，我们样本中的富金属恒星与贫金属恒星相比，不太可能拥有近距离的双星伴星。银河系薄盘、厚盘和晕的不同年龄和形成环境可能有助于解释这些观测结果。另外，金属丰度可能对双星的形成和/或演化有重要影响。
2014-06-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
The spatial structure of mono-abundance sub-populations of the Milky Way disk
银河系恒星盘的空间、运动学和元素丰度结构都很复杂，很难用局部光谱或全球光度数据来分析。在这里，我们开发并应用了一种严格的密度建模方法用于银河系光谱调查，该方法可以使用SDSS/SEGUE的23，767颗G型矮星，在[α/Fe]和[Fe/H]的窄箱中调查恒星子种群的全球空间结构。我们适合模型的数量密度的每个这样的单丰度组件，适当占复杂的光谱SEGUE采样的基础恒星星族。我们发现，每个单丰度亚种群都有一个简单的空间结构，可以用垂直和径向的单一指数来描述，随着年龄的增加，尺度高度不断增加（~200 pc至1 kpc），尺度长度不断减小（>4.5 kpc至2 kpc），这表明它们的金属丰度较低，[α/Fe]增强。具有最大尺度高度的丰度选择子组分具有最短尺度长度，这与纯粹的几何“厚-薄盘”分解形成鲜明对比。在某种程度上，[α/Fe]是年龄的适当代理，我们的结果直接表明，较老的磁盘子人口更集中，这意味着由内而外形成的星系盘。事实上，最大的尺度高度子分量集中在银河系的中心，这几乎是通过内部演化来解释盘的垂直结构的必然结果。单丰度子组分的简单空间结构，以及年龄、尺度长度和尺度高度之间的显著相关性是否可以通过卫星吸积或其他外部加热来解释，还有待观察。
2012-05-19 astro-ph.GA
The Milky Way - Large Magellanic Cloud Interaction with Simulation Based Inference
University College London（伦敦大学学院）；Center for Computational Astrophysics, Flatiron Institute（计算天体物理学中心，平顿研究所）；Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森尼天体物理中心）；University of Maryland, College Park（马里兰大学帕克分校）；The Ohio State University（俄亥俄州立大学）
本文基于模拟推断方法，利用外晕星的运动数据约束银河系和大麦哲伦星云的性质及反射运动速度，得出大麦哲伦星云的质量和反射运动速度的估计值。
2026-06-29 astro-ph.GA
Discovery of a New, Polar-Orbiting Debris Stream in the Milky Way Stellar Halo
我们发现，有一个低金属丰度潮汐流，沿l=143度。在南银河帽，距离太阳约34千秒差距，从SEGUE恒星速度发现。由于最集中的检测是在鲸鱼座星座，轨道路径接近极地，我们将其命名为鲸鱼座极流（CPS）。虽然它在空间上与b=-70度的Sgr矮拖尾潮汐尾重合，CPS星的金属丰度（[Fe/H] = -2.1）、蓝离散星与蓝水平支星的比值以及速度与Sgr不同。一些CPS恒星可能会污染以前的Sgr矮星潮汐碎片样本。不寻常的球状星团NGC 5824位于符合CPS的轨道上，具有正确的径向速度。
2009-06-17 astro-ph.GA
Light-element Abundance Variations in the Milky Way Halo
我们提出的证据的贡献，高质量的球状星团的恒星晕的银河系。使用SDSS-II/SEGUE光谱超过1900 G-和K-型晕巨星，我们首次确定了一个子集的恒星CN带强度显着较大，CH带强度较低，比大多数晕场星，在固定的温度和金属丰度。由于CN带强的不均匀性和通常伴随的丰度变化目前被理解为恒星形成的结果，在球状星团，我们解释这个子集的晕巨星的结果，球状星团溶解到星系晕。我们发现，我们的样本中有2.5%是CN-强，并可以推断，根据最近的球状星团演化模型，晕场星最初形成的分数内球状星团可能高达50%。
2010-05-21 astro-ph.GA
Infall Times for Milky Way Satellites From Their Present-Day Kinematics
我们分析subhalos在通过Lactea II（VL 2）宇宙学模拟寻找它们的下落时间和z = 0动力学性质之间的相关性。我们发现，今天的轨道能量是密切相关的时间，在最后一次穿越到维里半径的subhalos。这种能量-陷落相关性提供了一种推断银河系卫星星系陷落时间的方法。假设银河系的组装可以模拟VL 2，我们表明，一些卫星的坠落时间是很好的约束，只给他们的银河系的位置和视线速度。约束尖锐的卫星与自行测量。我们发现船底座、小熊座和雕刻者座都是早在8 Gyr前增生的。其他五颗矮星，包括六分仪和Segue 1，也可能是早期的吸积物，尽管不确定性更大。在另一个极端，狮子座T刚刚第一次落入银河系，而狮子座I在\sim 2 Gyr前落入银河系，现在正在爬出银河系的潜力后，它的第一个近银河系。其他几个矮星的能量，包括天炉座和武仙座，指向中间的坠落时间，2 - 8 Gyr前。我们比较我们的降落时间估计发表的恒星形成的历史，并发现超微弱和经典矮星之间的二分法的线索。经典矮星似乎在坍缩后熄灭了恒星的形成，但超暗矮星往往在坍缩前很久就熄灭了，至少在我们的不确定性使我们能够辨别出差异的情况下是这样。我们的分析表明，大麦云最近穿过银河系维里半径内，在过去的\sim 40亿年。
2011-10-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Insight Into the Formation of the Milky Way Through Cold Halo Substructure. I. The ECHOS of Milky Way Formation
我们确定了10 - 7的第一次-冷晕子结构（ECHOS）的元素在17.5千秒差距内的太阳在银河系的内晕的体积。我们的结果是基于观测到的空间和径向速度分布的金属贫主序星关闭（MPMSTO）在137斯隆扩展银河系理解和探索（SEGUE）的视线。我们指出，所观察到的径向速度分布是一致的银河系的内晕整体的平滑恒星组成部分，但不同意显着的径向速度，对应于我们的检测。我们表明，我们所有的检测是统计上显着的，我们希望没有误报。我们还使用我们的检测和完整性估计推断出一个正式的上限为0.34 +/- 0.02的分数的MPMSTO人口的内晕，属于ECHOS。我们的探测结果和完整性计算表明，在内晕中存在着大量的低超密度ECHOS，我们预测内晕的1/3（按体积计算）中存在着MPMSTO恒星数密度n ~ 15 kpc^-3的ECHOS。ECHOS可能比已知的表面亮度子结构更古老，因此我们的探测为我们提供了一个直接测量银河系在尚未充分探索的区域和时间间隔内的吸积历史的方法。与以前的研究相一致，我们的结果表明，合并活动的水平在过去的几个Gyr中大致保持不变，并且在那个时间间隔内没有质量超过银河系质量百分之几的单个恒星系统的吸积。（节略）
2009-08-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Carbon-enhanced Metal-poor Stars in SDSS/SEGUE. II. Comparison of CEMP Star Frequencies with Binary Population Synthesis Models
我们提出了一个比较的频率的碳增强贫金属（CEMP）的巨人和主序星关闭，从斯隆数字巡天和斯隆扩展银河系的理解和探索，从渐近巨分支（AGB）质量转移模型的预测。我们考虑两个初始质量函数（IMF）-一个Salpeter IMF和一个特征质量为10个太阳质量的质量函数。这些比较表明，对于[Fe/H] > -1.5的恒星和Salpeter IMF，观测到的CEMP频率之间有很好的一致性，但对于具有更高特征质量的IMF，则不一致。因此，虽然AGB模型适用于低质量的祖星，但它不适用于高质量的祖星。我们的研究结果表明，IMF从高质量转移到低质量占主导地位的银河系的早期历史，这似乎已经发生在一个“化学时间”之间[Fe/H] = -2.5和[Fe/H] =-1.5。对于[Fe/H] < -3.0的关闭恒星，修正后的CEMP频率远高于AGB模型对大质量IMF的预测，支持了之前的论断，即[Fe/H] =-3.0以下的富碳物质的产生需要一个或多个与AGB恒星无关的额外机制。[删节]
2013-10-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Quantifying the Milky Way, LMC and their interaction using all-sky kinematics of outer halo stars
University College London（伦敦大学学院）；University of Maryland, College Park（马里兰大学帕克分校）；Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森尼天体物理中心）；Flatiron Institute（平坦研究所）
利用外晕星的全天空运动学数据，研究银河系和大麦哲伦星云的质量约束及反射运动，发现反射速度为38.6±8.3 km/s，确定银河系和大麦哲伦星云的质量，并发现星晕速度各向异性。
2026-05-13 astro-ph.GA
The SEGUE K Giant Survey. III. Quantifying Galactic Halo Substructure
我们统计量化的银河系恒星晕的子结构的量使用的样本4568晕K巨星在银河系中心的距离范围在5-125千秒差距。这些恒星已经被斯隆数字巡天的SEGUE项目通过光度测量和光谱确认为K巨星。使用的位置速度聚类估计（4距离）和一个平滑的恒星晕模型，我们量化的子结构的晕，除以距离和金属丰度的量。总的来说，我们发现光环作为一个整体是高度结构化的。我们还证实了早期的工作，使用BHB星，这表明有一个越来越多的子结构随着银河中心半径的增加，并发现，在晕的子结构的数量增加，增加金属丰度。与重采样的BHB星相比，我们发现K巨星和BHB星在相同的银心半径范围内具有相似的子结构数量。使用朋友的朋友算法来识别各个群体的成员，我们发现很大一部分（~33%）的分组恒星与Sgr相关，并识别属于其他晕星流的恒星：孤儿星流，鲸鱼座极流和其他恒星，包括以前未知的子结构。大部分的样本K巨星（超过50%）没有被分组为任何子结构。我们还发现，Sgr流强烈主导集团的外晕，除了最贫金属的恒星，并建议，这是源的子结构与银河中心半径和金属丰度的增加。
2015-11-12 astro-ph.GA
Metallicity Bias in the Kinematics of the Milky Way Stellar Halo
本文利用SDSS/SEGUE巡天的蓝水平支（BHB）星研究了银河系恒星晕速度弥散中的金属丰度偏差、称为各向异性的导出量和平均方位角速度剖面。相对富金属样品（[Fe/H]>-2）有逆运动，相对贫金属样品（[Fe/H]<=-2）有逆运动，平均方位角速度有40 km/s的偏移。最贫金属和最富金属的种群之间的旋转差异约为65 km/s。对于银河系中心距离r<16 kpc，也可以看到速度弥散分布和各向异性的偏移。在内部区域中，金属贫人口是在平均切向轨道，然而，各向异性被发现与独立的金属丰度半径单调减少。超过r = 16 kpc，富金属和贫金属的样品被发现有切向运动。晕星运动学中的金属丰度偏差定性地支持了晕中至少两种具有不同形成历史的组分的共存，例如原位形成和吸积形成。
2013-02-10 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Insight Into the Formation of the Milky Way Through Cold Halo Substructure. II. The Elemental Abundances of ECHOS
我们确定的冷晕子结构（ECHOS）的元素的平均金属丰度，我们以前确定在银河系内晕17.5千秒差距的太阳。作为一个人口，我们发现，恒星运动学与ECHOS是化学不同的背景运动学光滑的内晕恒星星族沿同一斯隆扩展银河系的理解和探索（SEGUE）视线。ECHOS系统地更富铁，但比内晕的运动学平滑成分少α增强。ECHOS在化学上也不同于其他银河系的组成部分：比典型的厚盘恒星更贫铁，比典型的薄盘恒星更贫铁和α增强。此外，ECHOS的径向速度频散分布超过σ ~ 20 km s^-1。球状星团不太可能是ECHOS的祖先，因为ECHOS有很大的速度色散，并且在银河系中富含铁的球状星团非常罕见的区域被发现。同样，ECHOS中恒星的化学成分与银河系中形成的恒星的预测不符，随后分散到内晕中。矮球状（dSph）星系可能是ECHOS的祖先，如果ECHOS是通过一个或多个dSph星系的潮汐破裂形成的，那么典型的ECHOS [Fe/H] ~ -1.0和径向速度色散σ ~ 20 km s^-1意味着dSph的M_tot >~ 10^9 M_Sun。我们的观测结果证实了银河系晕形成的理论模型的预测，即突出的子结构可能是富金属的，我们的结果意味着，最近吸积的恒星目前在内晕的最有可能的金属丰度为[Fe/H] ~-1.0。
2011-04-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Milky Way has no thick disk
已知银河系星盘中不同的恒星子群有不同的垂直高度，它们的厚度随着年龄的增加而增加。利用SEGUE光谱测量数据，我们最近发现，定义在[α/Fe]-[Fe/H]空间中的单丰度子居群，在径向和垂直方向上都可以用单指数空间密度剖面很好地描述，因此任何给定丰度的恒星都明显地与标度高度h_z的子居群相关联。在这里，我们工作如何确定恒星表面质量密度的贡献，在太阳半径R_0的每个这样的子人口，占调查选择功能，并为分数的恒星星族质量，反映在光谱目标恒星给定的人口不同的丰度和年龄分布。综合起来，这使我们能够推导出恒星星族对标度高度h_z的表面质量贡献Δ R_0}（h_z）。令人惊讶的是，我们发现在这个质量加权的尺度-高度分布中没有薄-厚盘双峰的暗示，而是一个平滑的递减函数，近似为H_{R_0}（h_z）\propto \exp（-h_z），从h_z ~ 200 pc到h_z ~ 1 kpc。由于h_z最终是薄盘或厚盘的结构定义属性，因此这清楚地表明银河系具有连续且单调的盘厚度分布：不存在明显特征为独特成分的“厚盘”。我们讨论了我们的结果是如何与纯几何磁盘分解，或化学丰度分析似乎双峰的证据是一致的。我们将太阳半径处的可见恒星总表面质量密度限定为<$^*_{R_0} = 30 +/- 1 M_ \odot pc^{-2}。
2012-04-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraining the Milky Way Halo Potential with the GD-1 stellar stream
我们使用欧空局/盖亚天体测量与SEGUE和LAMOST测量的GD-1恒星流，探索银河系引力势的改善，这些新的数据提供。假设一个现实的暗物质晕的普适模型和合理的重子分量模型，我们发现GD-1的轨道解要求太阳半径处的圆速度为$V_{\rm circ}(R_\odot) =244 \pm 4\,{\rm km\, s^{-1}}$，并且暗物质晕的密度平坦为$q_ρ=0.82^{+0.25}_{-0.13}$ .在20千秒差距内，相应的银河系质量估计为$M_{\rm MW}(<20kpc)=2.5 \pm 0.2 \times 10^{11}\, M_\odot$。此外，盖亚出色的自行也使我们能够将GD-1流在视线切线方向上的速度分散限制为$<2.30\,{\rm km\, s^{-1}}$（95%置信限），证实了该系统的极冷动力学性质。
2019-04-10 astro-ph.GA
Stacking the Invisibles: A Guided Search for Low-Luminosity Milky Way Satellites
几乎每一个已知的低光度银河系矮球状（dSph）卫星星系都至少包含一颗天琴座RR型恒星。假设一小部分遥远（60 < d_{helio} < 100 kpc）的星系晕RR天琴座恒星是尚未发现的低光度dSph星系的成员，我们执行{ \em引导}搜索这些低光度dSph星系。为了检测dSph星系的存在，我们结合了从超过123个视线中选择的恒星，这些视线集中在由Palomar Transient Factory确定的RR Lyrics恒星上。我们发现，即使此类dSph星系仅占据约20条视线，这种方法也足够灵敏，可以检测到类似Segue 1的星系（M_V=-1.5 ^{+0.6}_{-0.8}，r_h=30 pc）的存在。然而，当我们的方法应用于SDSS DR 10成像目录时，没有检测到信号。将我们的方法应用于由成对的近距离（<200 pc）水平分支恒星占据的视线，也没有得到检测。因此，我们把上限的数量低光度dSph星系的半光半径从30 pc到120 pc，并在探测量的晕。通过将我们的方法应用于以从Pan-STARRS 1调查中选择的RR天琴座恒星为中心的视线，并最终从LSST中获得对光度函数的更强约束。在附录中，我们给出了牧夫座3 dSph的RRab星的光谱观测和牧夫座2 dSph附近的RRab星的光变曲线。
2014-08-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Beasts of the Southern Wild: Discovery of nine Ultra Faint satellites in the vicinity of the Magellanic Clouds
我们已经使用公开发布的暗能量调查数据来寻找南半球银河系的新卫星。我们的搜索产生了大量有希望的候选人。在本文中，我们宣布发现了9个新的明确的超微弱天体，其真实性可以单独使用DES数据来确定。根据形态特征，其中三个新卫星是矮星系，其中一个位于银河系的边缘，距离380 kpc。其余6个天体的大小和光度与Segue~1卫星相当，如果没有后续的光谱观测，不能直接分类。我们已经发现的卫星聚集在LMC和SMC周围。我们表明，这种空间分布是不可能的假设下的各向同性，因此，得出结论，至少有一些新的卫星必须与麦哲伦云在过去。
2015-04-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Clusters and mirages: cataloguing stellar aggregates in the Milky Way
许多列在现代星表中的疏散星团最初被视觉天文学家报道为明亮恒星的表观密度过高。随着观测技术和分析方法的不断改进，其中一些已经被证明是恒星的偶然排列，而不是真正的星团。最近的出版物提供了超过一千个星团的成员名单，然而，文献中列出的许多邻近天体迄今为止都没有被发现。我们的目标是更新盖亚DR2集群普查，通过执行成员资格确定已知的集群，已错过了以前的研究和最近发现的集群。我们调查了一个子集的未检测到的集群，根据他们的文献参数，应该很容易在盖亚可见。证实或反驳古老的，内部盘，高海拔星团的存在是特别重要的，因为它们的生存或破坏与驱动银河系演化的动力学过程有关。我们采用了盖亚DR2目录和成员分配程序，以及视觉检查的空间，自行和视差分布。我们使用其他作者提供的成员名单。我们得出了150个天体的成员名单，其中包括10个在盖亚之前就已经知道的天体。我们为1481个集群编制了最终成员名单。在我们仍然无法用盖亚数据识别的物体中，我们认为许多（大多是古老的，相对较近的，高海拔的物体）不是真正的星团。目前，在太阳圈内，唯一一个被证实距离银河平面超过500pc的星团是NGC 6791。很可能，本研究中讨论的天体只代表了在星表中被错误地列为真正的疏散星团的非物理分组的一小部分，这些列表需要进一步清理。
2019-11-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Unique Star in the Outer Halo of the Milky Way
作为测量距离银河系中心超过15千秒差距的恒星丰度比计划的一部分，我们在外晕中发现了一颗具有独特化学特征的贫金属恒星。我们最初在斯隆银河系理解和探索扩展（SEGUE）调查中将其确定为一颗遥远的贫金属恒星。我们在凯克2望远镜上使用Echellette摄谱仪和成像仪（ESI）获得了后续光谱，并测量[Fe/H] =-3.17，[Mg/Fe] =-0.10，[Ca/Fe] =+1.11。这是迄今为止在任何恒星中测量到的最大的钙过剩之一;[Mg/Ca]=-1.21的极低值是完全独特的。在我们27个目标的小样本中发现了这样一颗不寻常的恒星，这表明在星系晕中可能有以前未被观察到的恒星。
2009-04-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Unlocking Discovery Potential for Decaying Dark Matter and Faint X-ray Sources with XRISM
通过背景与前景模拟评估 XRISM，研究表明其可高灵敏探测数 keV 衰变暗物质，并揭示 Segue 1 等区域的暗弱 X 射线源。
2024-12-05 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Diversity in density profiles of self-interacting dark matter satellite halos
我们目前的结果从N体模拟的自相互作用的暗物质（SIDM）的subhalos，这可能主机超微弱的矮球状星系，内的牛奶路一样的主晕。我们发现，高浓度的subhalos被驱动重力热核心崩溃，而低浓度的subhalos开发大（千磅级大小）的低密度核心，这两种效果敏感地依赖于卫星的轨道和自相互作用截面超过质量$σ/m$。$σ/m \gtrsim 3 \ \rm cm^2/g$的总体效果是增加内部密度的范围，可能解释了银河系卫星的观测多样性，其中包括Draco和Segue 1等致密系统，这些系统在暗物质中密度很高，而Sextans和Crater II等密度较低的扩散系统。我们讨论了区分SIDM模型和无碰撞暗物质模型的可能途径，使用推断的矮球状星系的暗物质密度和恒星尺寸。
2019-04-23 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
The Galactic thin and thick disk
正在进行的大型银河系光谱调查，如SEGUE和RAVE，使我们能够重新审视银河系薄盘和厚盘的结构，以及它们的结构如何通过层次聚类在结构形成的框架内。在这篇文章中，我将总结一些最近的结果，主要是在RAVE调查方面的银河系盘的结构，它们可能的起源以及指示的子结构和不对称性。
2012-05-28 astro-ph.GA
Inferring the density and membership of stellar streams with flexible models: The GD-1 stream in Gaia Data Release 3
本研究提出一种基于JAX和numpyro的灵活恒星流建模框架，可纳入非高斯密度成分捕捉异常特征，在GD-1星流测试中生成迄今最大成员星表并测得相关物理参数，为统一分析银河系星流、约束暗物质提供新途径。
2025-09-30 astro-ph.GA
Stealth Galaxies in the Halo of the Milky Way
我们预测有一群低光度矮星系在银河系的晕内轨道运行，它们的表面亮度低到足以在恒星计数调查中逃脱检测。隐形星系的总数对星系形成中低质量阈值的存在（或缺乏）很敏感。这些系统的光度和恒星速度色散与已知的超暗矮星系相似，但它们的恒星分布范围更广（半光半径大于约100 pc），因为它们居住的暗晕比表面亮度更高的暗晕质量稍小。结果，典型的峰值表面亮度比每平方角秒30等暗。一个暗示是，银河系矮星的共同质量尺度可能是选择偏差的产物。如果在低晕质量的星系形成中没有明显的阈值，那么像Segue 1这样的超暗星系就代表了一个更大的天体群体的高质量，早期形成的尾巴，这些天体可能有数百个，典型的峰值圆速度约为8 km/s，质量在300 pc左右，约为500万个太阳质量。或者，如果我们在星系形成中施加一个低质量阈值，以解释超微弱矮星的意外高密度，那么我们预计在银河系的晕中只有少数隐形星系。对这些天体的全面普查将需要更深的巡天、30米级的后续望远镜以及更精确的方法来识别晕中扩展的、自约束的恒星群。
2010-05-19 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
On the physical nature of globular cluster candidates in the Milky Way bulge
我们目前的结果，从2MASS JK测光的物理现实最近报告的球状星团（GC）候选人在银河系（MW）的隆起。我们依靠我们的分析光度成员的概率，使我们能够区分真正的恒星聚集的复合场恒星人口。当为不同成员概率水平的恒星构建颜色星等图和恒星密度图时，真正的GC候选种群会被清楚地突出显示。然后，我们使用红巨星分支（RGB）的尖端作为距离估计器，得到的日心距离将许多物体放置在MW凸起附近的区域，这些区域之前没有识别出GC。用标准RGB方法估算的金属丰度与根据GC候选体在银河系中的位置所预期的值相一致。我们终于从第一时间推导出了它们的结构参数。我们发现，所研究的对象有核心，半光和潮汐半径的范围内所跨越的人口已知MW GC。在估算它们的质量时，将适当地描述它们内部的动力学演化阶段。
2018-03-21 astro-ph.GA
Evidence of a bisymmetric spiral in the Milky Way
背景：由于我们的观察点在银河系的圆盘内，观察银河系的螺旋结构非常困难。目的：通过重新检查2 MASS的气体分布和数据来澄清银河系的结构;确定本地恒星之间的流成员关系，并显示流运动和螺旋结构之间的关系。方法：我们使用2 MASS的数据将中性气体的螺旋图案扩展到银河系中心。我们选择了一个人口的23 075本地盘星完整的运动学数据。我们绘制偏心率对恒星轨道的真实异常，并确定流的密集区的情节。我们通过在其轨道内部的随机位置替换每颗恒星来重建螺旋图案。结果：我们在2 MASS中发现了长度为4.2 \pm 0.1 kpc，角度为30 \pm 10 \degree的杆的证据。我们扩展螺旋结构超过一个完整的转向银河系的中心，并确认银河系是一个双臂大设计的双对称螺旋与螺距角5.56 \pm 0.06 \degree。98%的本星系盘星都有运动学群的分支，而且绝大多数的本星系盘星的轨道都与这种螺旋结构一致。
2012-02-07 astro-ph.GA
Classifying the satellite plane membership of Centaurus A's dwarf galaxies using orbital alignment constraints
半人马座A周围的卫星星系平面变平，可能是同向旋转的，如果这不仅仅是一个偶然的排列，那么就增加了已经被充分研究的银河系和M31平面与结构形成的$Λ$ CDM模型之间预先存在的紧张关系。最近有报道称，半人马座A卫星平面（CASP）可能是旋转支撑的，但在没有完整三维速度的情况下，对系统运动学的进一步理解是难以捉摸的。我们约束的横向速度的27颗卫星，将旋转稳定的半人马座A平面，并分类的卫星是否可能的轨道是一致的CASP。五颗卫星被确定为不太可能参与飞机，其中两颗显然不是成员。尽管他们以前报告的视线速度趋势表明一个共同的共同旋转运动，17 22个潜在的CASP成员是一致的，无论是在整个范围内的可能的运动学，以及当限制轨道的平面内的轨道方向。另一方面，忽略发现与CASP成员资格不一致的5颗离面卫星，将CASP视线速度趋势的重要性提高了5倍。我们的结果是强大的半人马座A晕的不同质量估计，并通过球形或三轴NFW潜力。
2023-01-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
