Are Milky-Way-like galaxies like the Milky Way? A view from SDSS-IV/MaNGA
在本文中，我们把银河系（MW）的背景下，类似的前瞻性星系的恒星形成和化学演化的历史。我们从SDSS-IV/MaNGA调查中选择了138个Milky-Way类似物（MWA）的样本，基于它们的质量，哈勃类型和膨胀与总比率。为了将它们的化学性质与MW的详细空间分辨信息进行比较，我们使用了半解析光谱拟合方法，该方法将自洽的化学演化和恒星形成模型直接拟合到MaNGA光谱。我们对星系的内部和外部区域进行建模，假设在恒星风中损失的一些物质向内下落。我们还纳入了化学富集II型和Ia型超新星遵循α元素丰度在不同的金属丰度和位置。我们发现一些MWA的恒星属性密切再现的年龄分布，金属丰度，和α增强在小和大半径的MW。在这些系统中，这种匹配是由外部恒星形成的较长时间尺度和向中心部分的富集物质流入所驱动的。然而，其他MWA有着非常不同的历史。这些星系分为两类：自相似星系，内部和外部的演化相同;以及中心淬灭星系，其中几乎没有证据表明由外部区域吸积的物质驱动的晚期中心恒星形成。我们发现，虽然选择是可比的，在这些不同的类星系之间有微妙的形态差异，和中央淬火星系系统地形成他们的恒星更早。
2023-03-20 astro-ph.GA
Validation of the Bond et al. (2010) SDSS-derived kinematic models for the Milky Way's disk and halo stars with Gaia Data Release 3 proper motion and radial velocity data
本文利用 Gaia DR3 数据验证 Bond et al. (2010) 基于 SDSS 的银河系盘星与晕星运动学模型，证实其对盘星旋转速度偏态分布、垂直梯度及三分量速度弥散的预测准确，并确认晕星速度椭球在球坐标下的空间不变性。
2024-06-05 astro-ph.GA
Observational Evidence from SDSS for a Merger Origin of the Milky Way's Thick Disk
我们测试的竞争模型，旨在解释银河系中远离中平面（|z| $\gtrsim$ 1 kpc）的恒星的性质，所谓的厚盘：恒星可能通过轨道迁移，通过卫星合并和吸积，或通过加热预先存在的薄盘恒星到达那里。Sales等人（2009）提出厚盘星的偏心率分布作为区分这些机制的诊断。利用SDSS DR 7，我们收集了34，223个具有6-D相空间信息和金属丰度的G矮星样本，并推导了它们的轨道偏心率。比较所得偏心率分布，p（e| z），我们发现：a）观察到的p（e| z）与仅通过轨道迁移预测的结果不一致，因为观测到的高偏心率和极低偏心率的恒星更多; b）主要通过预先存在的薄盘突然加热形成厚盘的情景也不一致，因为它们预测的高偏心率恒星比观测到的更多; c）观测到的p（e| z）非常符合“富含气体的合并”场景，其中大多数厚盘星都是从原位未沉降的气体中诞生的。
2010-09-08 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
The Milky Way Tomography with SDSS: III. Stellar Kinematics
我们研究银河系的运动学，使用的样本是1880万颗主序星，r<20，自行测量来自SDSS和POSS天体测量，包括~ 170，000颗恒星的径向速度测量来自SDSS光谱调查。到恒星的距离是使用光度视差关系确定的，在银河系高纬度（|b| >20度）的四分之一的天空中覆盖从~100 pc到10 kpc的距离范围。我们发现，在1 kpc <Z< 5 kpc和3 kpc <R< 13 kpc的区域内，随着离银道面的距离的增加，盘星的自转速度平滑地减小，速度色散的三个分量都增加。与此相反，晕星的速度椭球与球面坐标系对齐，并且在探测体积内似乎是空间不变的。附近（$Z<1$ kpc）K/M星的速度分布比较复杂，不能用标准的史瓦西椭球体来描述。对于距离有限的恒星子样本（<100 pc）中的恒星，我们检测到与HIPPARCOS所见一致的多模态速度分布。当使用史瓦西近似时，这种强非高斯性显著影响速度椭球倾斜和顶点偏差的测量。我们开发并测试了一个简单的描述性模型的整体运动学行为，捕捉这些功能在大多数的探测量，并可用于搜索子结构的运动学和金属丰度空间。我们使用这个模型来预测进一步改善银河系的运动学映射预期从盖亚和LSST。
2010-01-15 astro-ph.GA
Mapping the three-dimensional multi-band extinction and diffuse interstellar bands in the Milky Way with LAMOST
随着SDSS和LSS-GAC等现代大尺度光谱巡天，银河系天文学已经进入了百万恒星光谱时代。利用巨大的光谱数据库，我们建议使用“标准对”技术来a）估计朝向数百万颗恒星的视线的多波段消光; b）检测和测量数十万个SDSS和LAMOST低分辨率光谱中的弥漫星际带; c）搜索银河系中极微弱的发射线星云; d）为宽视场成像巡天执行光度校准。在这方面的贡献，我们提出了一些应用这种技术的SDSS数据的结果，并报告从LAMOST数据的初步结果。
2013-06-24 astro-ph.GA
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
Mapping the Distant and Metal-Poor Milky Way with SDSS-V
Department of Astronomy & Astrophysics, University of Chicago（芝加哥大学天文与天体物理系）；Kavli Institute for Cosmological Physics, University of Chicago（芝加哥大学卡弗里宇宙物理学研究所）；NSF-Simons AI Institute for the Sky (SkAI)（NSF-Simons 天空人工智能研究所 (SkAI)）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）；Department of Astronomy, Columbia University（哥伦比亚大学天文学系）；Department of Astronomy, Boston University（波士顿大学天文学系）；Instituto de Astrofísica, Departamento de Física y Astronomía, Facultad de Ciencias Exactas, Universidad Andres Bello（安第斯贝尔托大学精确科学学院物理与天文学系天体物理研究所）；LIRA
SDSS-V通过低分辨率光谱学调查银河系恒星晕，利用恒星参数管道同时建模光谱、宽带光度和视差，推导出恒星参数、金属丰度和距离，验证了星团和高分辨率光谱学调查的结果，展示了识别奇特恒星、发现遥远晕子结构和测量银河系大尺度动态的能力。
2025-08-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Structure and Kinematics of the Stellar Halos and Thick Disks of the Milky Way Based on Calibration Stars from SDSS DR7
根据斯隆数字巡天（SDSS）及其第一次扩展（SDSS-II）（其中包括子巡天SEGUE：斯隆银河系理解和探索扩展）的32360颗校准星的大气参数和运动学量，对银河系中公认的恒星组成部分的结构和运动学进行了探索。全空间运动的子样本16920颗恒星，探索太阳4千秒差距内的局部体积，用于推导速度椭球的内晕和外晕组成部分的银河系，以及典型的厚盘和建议的金属弱厚盘人口。我们首先研究的问题是，数据是否需要存在至少两个组件的晕，以占可能晕星在本地体积的旋转行为，以及是否需要两个以上的组件。我们还解决的问题，是否建议的金属弱厚盘是运动学和化学上不同于典型的厚盘。此外，我们认为需要了解的性质所观察到的银河系的恒星星族的运动学行为的每个组件的分数作为一个函数的距离平面。厚盘和金属弱厚盘组件的规模长度和规模的高度确定。内晕和外晕人口的空间密度分布推断从牛仔定理分析。全套校准恒星（包括那些以外的本地体积）被用来测试预期的变化，在观察到的恒星金属丰度分布函数与距离以上的银河平面原位，由于从底层的恒星星族的变化的贡献。[删节]
2010-02-01 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
SDSS-IV MaNGA: the "G-dwarf problem" revisited
恒星中重元素的水平是前几代恒星增强的产物，而这种金属丰度在种群中的分布包含了星系形成过程的线索。最著名的是，“G矮星问题”强调了银河系中少量的低金属量G矮星，这与由气体“封闭盒子”形成的星系的最简单图像不一致。可以通过将银河系视为一个在其整个生命周期中吸积气体的开放系统来解决这个问题。这种观测传统上只在银河系中进行，但SDSS-IV MaNGA的高质量光谱数据的可用性和新分析技术的发展意味着我们现在可以对大样本的螺旋星系进行等效测量。我们的分析表明，高质量的螺旋一般表现出类似的低金属丰度恒星的赤字，这意味着银河系的气体吸积的历史是常见的。相比之下，低质量的螺旋星系几乎没有表现出G矮星问题的迹象，呈现出金属丰度分布，如果这样的系统演化成几乎封闭的盒子的话。这种区别可以从不同质量的星系中恒星形成的不同时间尺度来理解。
2021-01-26 astro-ph.GA
A "Light," Centrally-Concentrated Milky Way Halo?
我们讨论了一种新的方法来"权衡"银河系暗物质晕，一个结合了最新的样本晕星选择从斯隆数字巡天（SDSS）与国家的最先进的数值模拟银河系类似物。在本研究中采用的完全宇宙学运行包括"Eris"，一个最高分辨率的流体动力学模拟形成的M_vir = 8e11 M_sun晚型螺旋，和暗物质只有M_vir = 1.7e12 M_sun "通过Lactea II"模拟。厄里斯提供了一个很好的实验室创建模拟SDSS样本的示踪晕星，我们成功地比较了它们的密度，速度各向异性，径向速度色散剖面与观测数据。大多数模拟的SDSS实现显示了最近在银河系遥远的恒星晕中观察到的相同的"冷幕"，示踪剂的温度在100 - 150 kpc之间，为sigma_los~50 km/s。控制实验的基础上整合的球形Jeans方程以及粒子标记技术应用于通过Lactea II表明，一个"重" M_vir 2e12 M_sun现实主机产生一个不良的适合运动学SDSS数据。我们认为，这些结果提供了更多的证据，一个“轻”，集中的银河系晕。
2013-08-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galactic Stellar Populations in the Era of SDSS and Other Large Surveys
对恒星星族的研究被理解为具有共同空间、运动学、化学和/或年龄分布的恒星集合，在过去十年中，随着SDSS、2 MASS、RAVE等大面积巡天计划的出现，这一研究重新焕发了活力。我们回顾了最近对这些数据的分析，这些数据与理论和建模的进展一起，正在彻底改变我们对银河系性质的理解，以及一般的星系形成和演化。像银河系这样的星系的形成一直被认为是一个稳定的过程，导致恒星的平稳分布。然而，在多维空间的各种观测，如位置，运动学和金属丰度的子结构的丰富性，现在被证明是毫无疑问的，并证明了合并在星系的增长的重要性。与涉及简单组件的平滑模型不同，这里审查的新数据清楚地显示了许多不规则的结构，例如人马座矮潮汐流和处女座和双鱼座的超密度晕，以及更接近银河平面的麒麟座流。这些最近的发展清楚地表明，银河系是一个复杂而动态的结构，它仍然是由邻近的较小星系合并而形成的。我们还简要讨论了下一代宽视场巡天，如SkyMapper，Pan-STARRS，Gaia和LSST，它们将使测量精度提高许多倍，并包括数十亿颗恒星。最终的目标，发展一个连贯的和详细的故事，银河系和其他类似的大螺旋的组装和进化历史，现在似乎触手可及。
2013-08-29 astro-ph.GA
Reconstructing the Milky Way chemical map with Galactic Chemical Evolution tool OMEGA+ from SDSS-MWM
基于SDSS-MWM的394,000颗恒星丰度数据，使用OMEGA+工具构建双内流GCE模型，模拟银河系15种元素演化，揭示了盘形成时间尺度与气体吸积的径向依赖性，证实了银河系盘的由内而外形成情景。
2025-05-31 astro-ph.GA
Constraints on the Shape of the Milky Way Dark Matter Halo from Jeans Equations Applied to SDSS Data
我们利用斯隆数字巡天（SDSS）测量到的恒星数密度分布和运动学，到日心距离超过~10千秒差距，寻找银河系中存在暗物质的证据。我们采用圆柱对称形式的牛仔方程，并专注于所产生的加速度图的形态，而不是在以前的，主要是本地的，研究所做的总质量的归一化。首先将Jeans方程应用于基于宇宙学导出的N体+ SPH模拟的模拟星表，成功地恢复了已知的加速度（引力势梯度）.同样的模拟也被用来量化暗物质对总加速度的影响。我们使用Galfast，一个旨在定量再现SDSS测量和选择效应的代码，生成一个合成恒星目录。我们将金斯方程应用到这个目录中，并产生恒星加速度的二维地图。这些地图揭示了在牛顿的框架中，隐含的引力势不能单独用可见物质来解释。恒星在银河系中心距离约20 kpc时所经历的加速度是纯可见物质所能解释的加速度的三倍。应用SDSS数据估算暗物质晕轴比的分析方法表明，在相同的距离范围内，暗物质晕为扁圆形，q_DM = 0.47 +/-0.14。这些技术可以用来映射暗物质晕到更大的距离银河系中心使用即将到来的深光学调查，如LSST。
2012-09-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Purveyors of fine halos: Re-assessing globular cluster contributions to the Milky Way halo build-up with SDSS-IV
在银河系中有足够的证据证明球状星团（GC）的分裂。因此，我们可以预期，部分星系晕场星也可能曾经在GC中形成。我们量化的部分晕星捐赠的GC通过寻找具有独特的化学指纹的GC恒星的一个子集通常被称为“第二代恒星”的典型恒星。这些恒星显示出轻元素丰度异常，例如明显的CN带强度伴随着微弱的CH带。基于这一指标，过去的研究将晕星中GC起源的比例从几个到50%不等。利用斯隆数字巡天（SDSS-IV）最新扩展的最新数据发布的低分辨率光谱，我们能够在4470颗50 kpc的晕巨星样本中识别出118颗贫金属（$-1.8\le$ [Fe/H] $\le -1.3$）CN强星。这导致这些恒星的观测分数为2.6 $\pm$ 0.2%。使用更新的形式主义来解释GC演化早期丢失的恒星比例，我们估计源自破裂星系团的晕的比例为11 $\pm$ 1%。这个数字代表了从GC丢失的恒星完全来自第一代的情况，因此只是一个上限。我们的结论是敏感的，我们假设的质量损失早期从第一代形成的GC，第一代到第二代恒星的比例，和其他GC参数。我们仔细测试了改变这些参数对最终结果的影响，发现在现实情况下，上述分数取决于主要假设小于10%。我们进一步恢复了一个平坦的趋势，在这一部分与银河系中心半径，与一个边缘的上升超过30千秒差距的迹象，可以反映异地起源的外晕。（节略）
2019-04-03 astro-ph.GA
SDSS IV MaNGA: Bar pattern speed in Milky Way Analogue galaxies
大多数恒星棒产生的长期效应强烈依赖于图案速度。不幸的是，它也是最难估计的观测参数。在这项工作中，我们测量了97个银河系星系的酒吧图案的速度从MANGA调查使用Tüve-Weinberg方法。通过约束恒星质量和形态类型来选择样本。我们通过对椎间盘位置角的三个独立估计进行加权来改进我们的测量。为了恢复光盘的旋转曲线，我们适合的H $_α$速度图校正由酒吧产生的非圆运动的运动模型。完整的样品具有棒形速度（$Ω_{Bar}=28.14^{+12.30}_{-9.55}$ km s $^{-1}$ kpc $^{-1}$）、共转半径（$R_{CR} = 7.82^{+3.99}_{-2.96}$ kpc）和旋转速率（$\mathcal{R} = 1.35^{+0.60}_{-0.40}$）的平滑分布。我们发现了两组相关性：（i）之间的酒吧模式的速度，酒吧长度和对数恒星质量（ii）之间的酒吧模式的速度，盘的圆周速度和酒吧的旋转速率。如果我们用$30 \degree < i < 60 \degree$内的倾角和相对取向$20\degree<|PA_{disc}-PA_{bar} |<70\degree$来约束我们的样品，相关性变得更强，超快棒的比例从样品的20%减少到10%。这表明，在我们的样本中的超快酒吧的显着比例可能与TW方法的几何限制。通过进一步限制棒的大小和盘的圆周速度，我们得到了一个子…
2022-10-20 astro-ph.GA
The large-scale kinematics of young stars in the Milky Way disc: first results from SDSS-V
University of North Florida（北佛罗里达大学）；University of Toronto（多伦多大学）；KU Leuven（荷语鲁汶大学）；Universidad de La Serena（拉塞雷纳大学）；University of Colorado Boulder（科罗拉多大学博尔德分校）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）；Chalmers University of Technology（查尔姆斯理工大学）；New Mexico State University（新墨西哥州立大学）；Moscow State University（莫斯科国立大学）；Texas Christian University（得克萨斯基督教大学）；University of Illinois at Urbana-Champaign（伊利诺伊大学厄巴纳-香槟分校）；Princeton University（普林斯顿大学）
本研究利用SDSS-V数据，首次揭示银河盘中年轻恒星的大规模运动学特征，发现年轻恒星的径向运动幅度显著高于老红巨星，并探讨了其可能的成因。
2025-09-15 astro-ph.GA
TOPoS VI. The metal-weak tail of the metallicity distribution functions of the Milky Way and of the Gaia-Sausage-Enceladus structure
上下文TOPoS项目的目标是寻找和分析金属丰度极低的关闭（TO）恒星。为了选择高光谱分辨率的光谱跟踪目标，我们依赖于斯隆数字巡天的低分辨率光谱。目的。在本文中，我们使用的金属丰度估计，我们已经从我们的SDSS光谱的分析，以构建银河系的金属丰度分布函数（），特别强调其金属弱尾。目标是提供从中提取TOPoS样本的底层分布。方法.我们利用SDSS测光，盖亚测光和来自盖亚天体的距离估计，以获得超过2400万颗TO恒星的大样本的金属丰度估计。该样品用于推导可获得SDSS光谱的样品的金属丰度偏差。结果我们确定，光谱样本是强烈的偏见，有利于贫金属的恒星，正如预期的那样。与无偏光度计样本进行比较可以校正选择偏差。我们选择了一个子样本的恒星与可靠的银河系，我们结合SDSS径向速度与盖亚自行和银河系计算的行动和轨道参数的潜在的。这使我们能够动态地描述恒星的特征，特别是选择属于盖亚-香肠-土卫二（GSE）吸积事件的子样本。因此，我们也能够提供GSE的服务。结论.在我们的研究中得出的金属弱尾是非常相似的H3调查和汉堡/ESO调查。这使我们能够平均三个MDF，并为每个金属丰度箱提供误差条。由于GSE结构是与银河系碰撞的祖先星系的代表，与银河系相比，该星系似乎严重缺乏贫金属恒星，这表明后者的金属弱尾主要是由低质量星系而不是大质量星系（如GSE祖先星系）的吸积形成的。
2021-06-17 astro-ph.GA
The Milky Way Tomography with SDSS. V. Mapping the Dark Matter Halo
我们提出了强大的限制斯隆数字巡天（SDSS）的银河系（MW）内的暗物质晕的形状和分布。利用SDSS晕星的数密度分布和运动学资料，探讨了日心距大于10 kpc和银心距大于20 kpc时的暗物质分布。我们的分析利用Jeans方程生成整个体积的二维加速度图，这种方法是彻底测试的宇宙学派生的N体+SPH模拟MW类星系。我们表明，已知的加速度（重力势梯度）可以成功地恢复在这样一个现实的系统。利用Bovy & Rix（2013）推导的重子引力势，我们证明了SDSS观测所暗示的引力势不能仅用可见物质来解释，假设牛顿引力：在银河系中心距离为20 kpc的恒星所受到的引力比纯粹可见物质所受到的引力强三倍。我们还表明，SDSS数据提供了一个强有力的约束的暗物质晕势的形状。在20 kpc的银河系中心距离内，暗物质晕势被很好地描述为具有轴比qDM=0.7+/-0.1的扁圆晕;这对应于暗物质密度分布的轴比qDM=0.4+/-0.1。由于我们对晕星加速度的精确二维测量，我们可以拒绝几个MOND模型来解释观察到的行为。
2014-11-24 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.space-ph
The Milky Way stellar populations in CFHTLS fields
我们研究了加拿大-法国-夏威夷-望远镜遗产巡天（CFHTLS）领域中厚盘的特性，并在明亮的星等上与斯隆数字巡天（SDSS）数据进行了补充。的（[Fe/H]，Z）分布推导出在W1和W3领域，并与模拟地图使用贝桑松模型。结果表明，厚盘，代表在星计数模型的一个独特的组件，是不是一个足够的描述所观察到的（[Fe/H]，Z）分布在这些领域。
2011-11-02 astro-ph.GA
Fitting the density substructure of the stellar halo with MilkyWay@home
我们提出并测试了一种方法应用统计光度视差主序星关闭（MSTO）在斯隆数字巡天（SDSS）。使用模拟数据，我们表明，如果我们的密度模型是类似于我们的数据的实际密度分布，我们可以可靠地确定密度模型参数的三个主要的子结构在银河系晕使用MilkyWay@home（20参数拟合）上可用的计算资源。我们拟合的恒星密度在SDSS条纹19与一个光滑的恒星球体组件和三个主要的流。其中一条与$21.1$千秒差距处的人马座潮汐流一致，一条与$48$千秒差距处北银河帽中人马座潮汐流的拖尾一致，还有一条可能是$6$千秒差距处室女座超密度的一部分。我们发现这三个流的一个西格玛宽度分别为$1.0$ kpc、$17.6$ kpc和$6.1$ kpc。尾部的宽度非常宽（半高宽为$41$ kpc）。这个大的宽度可能对银河系暗物质晕的形状有影响。室女座超密度结构的宽度与我们对“云”状结构的预期一致;需要分析额外的数据条带来概述这种结构的完整范围，并确认其与室女座超密度的关联。
2018-08-20 astro-ph.GA
Slicing and dicing the Milky Way disk in SDSS
我们使用Bramich et al.（2008）的Stripe 82自行星表来研究太阳附近的银盘星的运动学。我们选择了光谱和自行可靠的矮星样本。它们的圆柱极半径在7 < R < 9 kpc之间，距银道面的高度满足z < 2 kpc，金属丰度范围为-1.5 < [Fe/H] < 0。我们开发了一种方法来计算和校正晕污染在我们的样品中使用的旋转速度的分布。两个高斯代表磁盘和晕人口被用来拟合径向和垂直速度分布通过极大似然方法。对于方位角速度，使用相同的技术，除了一个偏斜的非高斯函数形式现在表示磁盘速度分布。这使我们能够计算作为高度和金属丰度函数的速度椭球的色散和交叉项（倾斜和顶点偏差）。我们还调查了磁盘的旋转滞后，发现更多的金属贫星旋转显着慢于金属丰富的恒星。这些样品提供了重要的限制加热机制在银河系盘，可用于各种应用。我们提出了一个这样的应用程序，采用Jeans方程来提供靠近磁盘的电势的简单模型。我们的模型与文献中的其他模型非常一致，并提供了一个指示盘，而不是晕，在太阳附近占主导地位的圆周速度。我们得到了1.1千秒差距内的表面质量密度约为66 M/pc ^2，并估计出局部晕密度为0.015 M/pc ^3 = 0.57 GeV/cm ^3。
2012-02-07 astro-ph.GA
Evidence That Hydra I is a Tidally Disrupting Milky Way Dwarf Galaxy
东部带状结构（EBS）和Hydra~I晕超密度是SDSS数据中发现的非常接近（d $\sim$ 10 kpc）的天体。先前对该区域的研究表明，EBS和Hydra I在空间上是一致的，在相同的距离上是冷结构，这表明Hydra I可能是EBS的祖先。我们结合新的宽场DECam成像和MMT/Hectochelle光谱观测水螅I与SDSS档案光谱观测，以量化水螅I的现今化学动力学性质，并推断它是否起源于星团或矮星系。虽然以前的工作使用浅SDSS成像假设一个标准的老，金属贫乏的恒星星族，我们更深的DECam成像显示，长蛇座~I有一个薄的，明确的中间年龄（$\sim 5-6$ Gyr）和金属丰度（[Fe/H] = $-0.9$ dex）的主序列关闭。我们分别测量$σ_{[Fe/H]} = 0.13 \pm 0.02$ dex和$σ_{[α/{\rm Fe}]} = 0.09 \pm 0.03$ dex的铁和α元素丰度的统计学显著性差异，并对旋转和自行设置上限。Hydra~I的中等年龄和[Fe/H] --以及它的低[ $α$ /Fe]、明显的[Fe/H]扩散和现在的低光度--表明它的祖先是一个矮星系，后来失去了超过$99.99\%$的恒星质量。
2015-09-21 astro-ph.GA
A Blueprint for the Milky Way's Stellar Populations. II. Improved Isochrone Calibration in the SDSS and Pan-STARRS Photometric Systems
我们改进的识别和隔离的基础上更新的一组经验校准的恒星等时线在斯隆数字巡天（SDSS）和泛STARRS 1（PS1）测光系统的银河晕中的单个恒星星族。沿着银河本初子午线（$l=0^{\circ}$和$180^{\circ}$），其中自行和从盖亚DR 2的弛豫可以用来计算在银河系的静止框架中的恒星的旋转速度，我们使用所观察到的双色星等序列的恒星具有大的横向运动，这是由于在贫金属晕和厚盘与晕状运动学，分别的恒星群。盖亚序列直接约束模型颜色的颜色-星等关系，并有助于改进我们以前使用银河系星团的校准。基于这些更新的恒星等时线，我们证实了早期的结果存在的不同群体的恒星在金属丰度与旋转速度平面，并发现，分布的最贫金属（[Fe/H] $<-2$）的恒星在我们的样本可以使用两个单独的组分别在逆行和逆行轨道。在距银道面千秒差距的$4$ - $6$处，我们发现在近距离轨道上有近似相等比例的飞溅盘、富金属晕（$\langle {\rm [Fe/H]} \rangle\sim-1.6$）和贫金属晕（$\langle {\rm [Fe/H]} \rangle\sim-2.5$）。盖亚-香肠-土卫二、金属弱的厚盘和逆行晕结构（$\langle {\rm [Fe/H]} \rangle\sim-2.2$）大约构成了这些距离上其余恒星星族的$10\%$。
2020-11-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemo-kinematics of the Milky Way from the SDSS-III MARVELS Survey
结合恒星大气参数，如有效温度，表面重力和金属丰度，与重心径向速度数据提供了深入了解银河系和我们当地的银河系环境的化学动力学。我们分析了3075颗恒星的光谱数据从斯隆数字巡天III（SDSS-III）MARVELS径向速度调查和目前的大气参数为2343矮星使用光谱指数法，等效宽度法的修改版本。我们提出了一个样本的2610颗恒星的重心径向速度的中值不确定性为0.3公里秒$^{-1}$。我们确定恒星的年龄，使用两种独立的方法和计算年龄的2335颗恒星的最大似然等时线测年方法和2194颗恒星的贝叶斯测年方法。使用以前公布的视差数据，我们计算银河系的轨道和空间速度为2504颗恒星探索恒星星族的基础上的运动学和年龄参数。这项研究结合了良好的年龄和精致的速度来探索银河系的局部化学运动学，这补充了许多最近的巨恒星的研究与APOGEE调查，我们发现我们的结果是在协议与当前的银河系的化学动力学模型。特别是，我们发现，从我们的金属丰度分布和速度-年龄关系的运动学定义的薄盘，金属丰富的一端有所有年龄的恒星，即使在我们清理样本的高偏心率的恒星，这表明径向迁移起着关键作用的金属丰度分散的薄盘。所有的恒星参数和运动学数据在这项工作中得出的编目和发表在网上的机器可读的形式。
2020-10-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Spectrum of the Diffuse Galactic Light I: The Milky Way in Scattered Light
我们使用斯隆数字巡天（SDSS）的92,000个空白天空光谱来测量漫射银河光（DGL）的光谱--本地银河系的反射。我们将空白天空区域中的SDSS光学强度与由宇宙背景探测器（COBE）和红色天文卫星（IRAS）卫星独立测量的100微米强度相关联，该卫星提供了尘埃柱密度乘以照明星光强度的测量。散射光的光谱是非常蓝的，并且显示出清晰的4000埃断裂和宽的Mg b吸收。这与散射的星光一致，并且DGL的连续性可以通过银河系的简单辐射转移模型很好地再现。我们还探测到Hα、Hβ、[N II]和[S II]的线发射，这与来自本地星际介质（ISM）的散射光一致。[N II]和[S II]的强度与[O III]和[He I]的上限相结合，表明电离光谱相对较软。我们发现，我们的测量DGL可以约束尘埃模型，有利于粒度分布相对较少的大颗粒。我们还估计高纬度Hα的分散部分为19+/-4%。
2011-11-17 astro-ph.GA
SDSS-V Milky Way Mapper (MWM): ASPCAP Stellar Parameters and Abundances in SDSS-V Data Release 19
本文验证SDSS-V DR19中MWM ASPCAP恒星参数与化学丰度产品，通过与文献对比评估精度，确认有效温度与IRFM一致，表面重力有轻微偏移，多数元素精度优于0.1 dex。
2025-07-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Milky Way dust extinction measured with QSOs
我们调查的红银河系尘埃的低消光制度的$E_{B-V}<0.15$。利用SDSS DR7类星体目录中$0.5<z<2.5$的50，000多个类星体，我们探测了去红化和校正已知光谱红移后的剩余SDSS颜色。我们发现Schlafly & Finkbeiner（2011）的灭绝矢量比Schlegel et al.（1998，SFD）使用的灭绝矢量更适合数据。有证据表明，SFD红化图中存在非线性，这在普朗克协作组的V1.2图中也同样存在。当星系或恒星被用作SFD图的探针时，这种非线性也同样可见。
2014-10-01 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Milky Way Tomography IV: Dissecting Dust
我们使用SDSS测光的7300万颗恒星，同时获得最佳拟合主序星能量分布（SED）和尘埃消光量沿视线对每颗恒星。使用2300万颗恒星的子样本与2MASS测光，其增加使更强大的结果，我们表明，SDSS测光单独是足以打破退化的内在恒星的颜色和尘埃量时，消光曲线的形状是固定的。当同时使用SDSS和2MASS测光时，对于大多数高消光区的恒星，总吸收与选择性吸收之比$R_V$可以确定，不确定度约为0.1。这些拟合使得能够详细研究尘埃的性质及其空间分布，以及银河系低纬度地区的恒星空间分布。我们的结果与Schlegel等人（1998，SFD）在银河系北部高纬度地区的尘埃图给出的灭绝标准化非常一致，但表明SFD灭绝图在南部天空似乎一直高估了约20%，与Schlafly等人（2010）一致。SDSS和2MASS带通上尘埃消光曲线形状的限制支持Fitzpatrick（1999）和Cardelli等人（1989）的模型。对于后者，我们发现一个$R_V=3.0\pm0.1$（随机）$\pm0.1$（系统）在大部分的高纬度天空。在银河系低纬度地区（|b| <5），我们证明了SFD图不能可靠地用于校正消光，因为大多数恒星都嵌入在尘埃中，而不是在尘埃后面。我们介绍了一种有效地选择候选红巨星的方法，称为“尘埃视差关系”，它利用了距离和消光之间的相关性。我们将这些最佳拟合参数以及所有输入的SDSS和2MASS数据以用…
2011-11-21 astro-ph.GA
Recoiled star clusters in the Milky Way halo: N-body simulations and a candidate search through SDSS
在银河系的形成过程中，由于不对称的引力波发射，可能有超过100个中心黑洞（BH）从它们的小宿主星系中被弹射出来。我们以前表明，这些黑洞中的许多黑洞被一个紧凑的恒星群包围，这些恒星群在弹射过程中仍然与黑洞结合在一起。在本文中，我们进行长期的N体模拟这些星团，以确定这些星团中的恒星分布的今天。这些数值模拟与我们的福克-普朗克模拟相一致，表明恒星密度分布遵循幂律，斜率约为-2.15，并表明大角度散射和潮汐扰动使20 ~ 90%的恒星在约10 ^10年内消失。然后，我们分析了反冲星团的光度和光谱特性占星团中的恒星数量少。我们使用我们的结果进行系统的搜索，在斯隆数字巡天的候选人。我们没有发现光谱候选人，与我们的期望从调查的完整性。使用通用的光度模型，目前的集群，我们确定100反冲集群候选人。后续光谱学将能够确定这些候选者的性质。
2011-10-19 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Constraining the Milky Way's Ultraviolet to Infrared SED with Gaussian Process Regression
提高我们对全球银河系（MW）特性的了解对于将仅可能从银河系内部进行的详细测量与我们对更广泛星系群的理解联系起来至关重要。我们在SDSS星系上训练高斯过程回归（GPR）模型，以将星系属性（恒星质量，视轴比，恒星形成率，膨胀与总比，盘尺度长度和棒投票分数）映射到UV（GALEX $FUV/NUV$），光学（SDSS $ugriz$）和IR（2 MASS $JHKs$和WISE $W1/W2/W3/W4$）通量和不确定性。利用这些模型，我们估计了MW的光度特性，得到了完整的UV到IR光谱能量分布（SED），因为它将在外部测量，正面观察。我们确认银河系位于光学诊断图中的绿谷，但首次显示MW在标准紫外和红外诊断中处于恒星形成区域--红色螺旋星系的特征虽然我们的GPR方法预测一个波段的时间，由此产生的MW UV-IR SED是一致的SED的本地螺旋与特征大致相似的MW，这表明这些独立的预测可以可靠地结合起来。我们的紫外-红外SED将是非常宝贵的重建MW的恒星形成历史使用相同的工具，用于外部星系，允许比较结果从\textit{in situ}测量的方法用于河外天体。
2021-10-26 astro-ph.GA
On the Run: mapping the escape speed across the Galaxy with SDSS
我们测量了银河系在银心半径$\sim$ 40 kpc范围内逃逸速度的变化。局部逃逸速度为$521^{+46}_{-30}\,\mathrm{km\,s^{-1}}$，与其他研究结果一致。我们发现，在50千秒差距的半径处，这已经下降到$379^{+34}_{-28}\,\mathrm{km\,s^{-1}}$。通过测量逃逸速度及其变化，我们得到了对银河系整体势的约束。特别是，逃逸速度与半径的梯度表明，包含在50 kpc的总质量是$29^{+7}_{-5}\times10^{10}\mathrm{M}_\odot$，这意味着银河系有一个相对较亮的暗晕。我们的方法代表了一种新的方式来估计银河系的质量，并有非常不同的系统更常用的模型的示踪剂，这是更敏感的中心部分的晕速度分布。利用我们对逃逸速度的推断，我们研究了高速银河系矮星系的轨道。对于每一个矮星，我们认为，我们预测小近心半径和大轨道偏心率。这自然解释了观测到的两颗矮星的大椭圆度，这两颗矮星在通过近心时可能受到了严重的干扰。
2017-01-05 astro-ph.GA
Constraining Scatter in the Stellar Mass--Halo Mass Relation for Haloes Less Massive than the Milky Way
大多数星系的主机的质量，看不见的暗物质晕，但很少有人知道的恒星质量的散射-晕质量关系的星系与主机晕质量$M_{h}\le 10^{11}M_{\odot}$。使用基于暗物质模拟的模拟星表，我们发现两个可观察到的签名对恒星质量-晕质量关系中的散射敏感，即使在这些质量尺度下;即，条件恒星质量函数和速度分布函数的邻近星系。我们计算了斯隆数字巡天（SDSS）中恒星质量为$M_{\ast} > 10^9 M_{\odot}$，红移为0.01 $< z <$ 0.307的179,373个星系的这些观测值。然后，我们比较模拟观测产生的$\textit{Bolshoi-Planck}$暗物质模拟恒星质量晕质量散射范围从0到0.6德克斯。观察到的结果与模拟结果的大多数值的分散（$<$ 0.6 dex）是一致的，SDSS统计不足以提供坚定的约束。然而，如果应用于更大的数据集，特别是预期的暗能量光谱仪器明亮星系调查，这种方法可以提供更严格的限制恒星质量-晕质量散射在未来。限制散射的值可能对星系形成和演化有重要意义。
2019-07-19 astro-ph.GA
Member stars of the GD1 tidal stream from the SDSS, LAMOST and Gaia surveys
利用SDSS巡天的测光数据、SDSS/SEGUE和LAMOST巡天的分光数据以及Gaia DR 2的天体测量数据，我们确定了GD-1冷恒星流的71颗高概率成员星，这些成员星分布在GD-1冷恒星流的几乎整个长度上（即赤经126度到203度）。利用精确的光谱（即金属丰度和视线速度）和天体测量（即自行）信息，GD-1流的位置-速度图，即$ϕ_{1}$ - $μ_α$、$ϕ_{1}$ - $μ_δ$和$ϕ_{1}$ - ${v_{\rm gsr}}$，得到了很好的映射。该物流具有平均金属度[Fe/H] $= -1.95 \pm 0.23$。银河系中成员恒星的丰富信息不仅可以模拟其起源，还可以对银河系的质量分布和引力势进行强有力的限制。
2019-04-02 astro-ph.GA
Identifying High Metallicity M Giants at Intragroup Distances with SDSS
潮汐剥离和与中心超大质量黑洞的三体相互作用可能会将恒星从银河系中弹射出来。这些恒星将包括一组“群内”恒星，它们追溯了我们银河系邻居过去的相互作用历史。使用斯隆数字巡天DR 7，我们使用旨在排除附近M和L矮星的色彩分割来识别候选太阳金属丰度红巨星群内恒星。我们提出了677组内的候选人之间选择300千秒差距和2百万秒差距，要么是最红的组内候选人（M7-M10）或L矮星在更大的距离比以前检测到的。
2012-02-09 astro-ph.GA
Cold gas and a Milky Way-type 2175 Å bump in a metal-rich and highly depleted absorption system
我们报告检测到一个强大的银河系型2175 $ $消光颠簸在$z$ = 2.1166在类星体光谱朝向SDSS J121143.42+083349.7从斯隆数字巡天（SDSS）数据发布10。我们进行了后续的观测与上阶梯光谱仪和成像仪（ESI）板载的ESPRIK-II望远镜和紫外和视觉上阶梯光谱仪（UVES）的VLT。这款2175磅的$ $吸收器的显著之处在于，我们可以同时检测中性碳（C I）、中性氯（Cl I）和一氧化碳（CO）。它也有资格作为一个阻尼莱曼阿尔法系统。发现J1211+0833吸收体富含金属，并具有类似于银河系盘云的尘埃耗尽模式。我们使用的列密度的C I精细结构状态和C II/C I的比例（电离平衡的假设下），推导出的温度和体积密度的吸收气体。建立了一个云光电离模型，该模型利用附加原子/离子来约束物理条件。推断出的物理条件是一致的典型的冷（T $\sim$ 100 K）中性介质，具有高密度（$n$（H I）$\sim$ 100 cm $^{-3}$）和略高于本地星际介质的压力。考虑到同时存在的C I、CO和2175 $ $凸起，再加上气体的高金属丰度、高尘埃贫化水平和整体低电离态，朝向J1211+0833的吸收体支持这样的假设，即凸起的存在需要演化的恒星星族。
2015-09-04 astro-ph.GA
Final Targeting Strategy for the SDSS-IV APOGEE-2S Survey
APOGEE是一个高分辨率（R sim 22，000），近红外，多时代，银河系光谱调查。第二代APOGEE项目APOGEE-2包括将调查扩展到南半球，称为APOGEE-2S。这种扩展使APOGEE能够对银河系的所有主要区域进行全面的全景映射;特别是，通过在H波段操作，APOGEE能够探测银河系中最好从南半球进入的尘埃隐藏的内部区域。在本文中，我们提出了APOGEE-2S的目标战略，特别注意记录修改原来的，以前公布的计划。这些变化的动机解释，以及在实现其预期的科学目标的有效性评估。由于预计这是详细介绍APOGEE目标的最后一份文件，我们将介绍到APOGEE-2S项目结束时完成的所有此类信息;这包括几个主要的调查计划，致力于探索银河系的主要恒星星族和地区，以及通过智利国家时间分配机构分配观测时间，为APOGEE数据库做出贡献的计划的完整列表委员会（CNTAC）和卡内基科学研究所（CIS）。这项工作是与一篇配套文章，R。Beaton等人（提交; AAS 29028），介绍了北半球APOGEE-2采用的最终靶标选择策略。
2021-08-26 astro-ph.GA
Kinematics of SDSS subdwarfs: Structure and substructure of the Milky Way halo
我们构建了一个新的样本~1700太阳附近晕次矮星从斯隆数字巡天，选择使用减少自行图。径向速度来自SDSS光谱和Bramich等人（2008）的光运动曲线目录中的自行。使用光度视差关系来估计距离，可以得到完整的相空间坐标。典型的速度误差在30-50 km/s的范围内。这是迄今为止建造的最大的晕样品之一，圆盘污染水平<1%，这使我们能够以极高的精度计算晕速度分散。我们发现速度弥散张量在球极坐标系中排列，（sigma_r，sigma_phi，sigma_theta）=（143 \pm 2，82 \pm 2，77 \pm 2）km/s.虽然v_phi的分布显示出不对称性的初步证据，但恒星晕没有表现出净自转。这种运动学与一个轻度扁平的恒星密度随距离下降的情况相一致，如r^{-3.75}。使用完整的相空间坐标，我们寻找运动的子结构的恒星晕的迹象。我们发现四个离散的overdensities局部角动量的证据，并建议他们可能是吸积残余物。其中最突出的是Helmi et al.（1999）以前发现的太阳邻域流，但其余三个都是新发现的。其中一个高密度可能与一组四个球状星团（NGC 5466、NGC 6934、M2和M13）有关，并提出了这些星团可能是作为一个更大的祖先的一部分而被吸积的可能性。
2009-07-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Comprehensive Study of Open Cluster Chemical Homogeneity using APOGEE and Milky Way Mapper Abundances
本研究利用SDSS-V Milky Way Mapper和APOGEE DR17丰度数据，量化26个疏散星团中20种元素的化学弥散，发现多数元素均匀性上限可达0.02 dex，且星团巨星比场星更均匀。
2024-09-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
A comparative study of satellite galaxies in Milky Way-like galaxies from HSC, DECaLS and SDSS
通过对HSC、DECaLS和SDSS中孤立中心星系（ICG）周围的光度星系以及SDSS/DR 7光谱样本中的配对星系进行计数，对卫星星系的光度函数（LF）进行了全面的统计研究。不同调查的结果显示出很好的一致性。卫星LF可以测量到$M_V\sim-10$，对于小到$8.5<\log_{10}M_\ast/M_\odot<9.2$和$9.2<\log_{10}M_\ast/M_\odot<9.9$的中央主星系，意味着在LMC质量的ICG周围平均有3- 8颗具有$M_V<-10$的卫星。卫星LF的亮端截止和卫星丰度都对主星系和伴星之间的星等差距敏感，表明具有较大星等差距的星系系统平均由质量较小的暗物质晕承载。通过选择与我们MW相似的恒星质量的主星，我们发现：（1）与伴星有不同星等间隔的ICG和不同颜色或颜色组合的星系对的平均卫星LF都比MW卫星LF的斜率更陡;（2）具有$-15<M_V<-10$的卫星平均比我们MW的卫星多; iii）在ICG周围平均有1.5至2.5颗卫星具有$M_V<-16$，与我们的MW一致; iv）即使考虑到数值模拟预测的大散射，MW卫星LF在$M_V>-12$也是不常见的。因此MW和它的卫星系统在统计上是我们的MW质量系统样本的非典型。因此，我们的MW并不能很好地代表其他MW质量的星系。仅基于MW卫星的强烈宇宙学意义等待着在银河系外系统中发现更暗的卫星。有趣的是，…
2020-11-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Unveiling the Milky Way: A New Technique for Determining the Optical Color and Luminosity of our Galaxy
我们展示了一种新的统计方法，确定全球光度学性质的银河系（MW）到前所未有的准确度，使我们的银河系进行比较，直接在河外调查测量的对象。利用斯隆数字巡天（SDSS）的高质量成像和光谱数据集，我们利用星系的光度和颜色对它们的总恒星质量，$\mathrm{M}_\star$和恒星形成率（SFR），$\mathrm{\dot{M}}_\star$的固有依赖性，通过选择$Milky$ $Way$ $analog$ $galaxies$的样本，旨在重现最好的银河系$\mathrm{M}_\star$和$\mathrm{\dot{M}}_\star$测量，包括所有测量的不确定性。哥白尼假设MW是不平凡的星系之间的类似的恒星质量和SFR，然后我们分析这个匹配的样品的光度特性，约束我们的银河系的特性，而不受星际尘埃的干扰。我们探讨了各种潜在的系统误差，可能会影响这种方法，并发现它们是次显性随机不确定性。我们提出了两个SDSS $ugriz$绝对幅度和颜色在两个休息帧$z$ =0和$z$ =0.1通带的MW，这是在协议与以前的估计，但可以有高达$\sim$ 3 $\times$较低的错误。我们发现MW有绝对星等$^0\!M_r-5\log h=-21.00_{-0.37}^{+0.38}$和综合色$^0(g-r)=0.682_{-0.056}^{+0.066}$，这表明它可能属于绿色谷区域的颜色星等空间…
2015-08-18 astro-ph.GA
The Milky Way's rotation curve out to 100 kpc and its constraint on the Galactic mass distribution
利用从LSS-GAC和SDSS-III/APOGEE巡天中选出的$\sim$ 16，000颗原始红团巨星（PRCG），结合从SDSS/SEGUE巡天中选出的$\sim$ 5700颗晕K巨星（HKG），构造了银河系外至$\sim$ 100 kpc的自转曲线（RC）。为了推导RC，分别使用允许非对称漂移校正的运动学模型分析了暖盘种群的PRCG样本和晕恒星种群的HKG样本，并使用球面Jeans方程以及各向异性参数的测量值重新分析了目前可用的$β$。由PRCG和HKG样品得到的RC的典型不确定度分别为5-7 km/s和几十km/s。我们确定了太阳位置的圆速度，$V_c (R_0)$ = 240 $\pm$ 6 km/s和太阳的方位角特有速度，$V_{\odot}$ = 12.1 $\pm$ 7.6 km/s，两者都与以前的测定结果很好地吻合。新构造的RC在银心距离$r$为25千秒差距的范围内，一般为240 km/s，然后在$r$ $\sim$ 100千秒差距处稳定地下降到150 km/s。在这一总体趋势之上，RC表现出两个明显的局部下降，一个在$r$ $\sim$ 11 kpc，另一个在$r$ $\sim$ 19 kpc。从新构建的RC，结合其他限制，我们已经建立了一个参数化的质量模型的银河系，产生的银河系的暗物质晕$0.90^{+0.07}_{-0.08} \times 10^{12}$…
2016-08-18 astro-ph.GA
Statistics of Satellite Galaxies Around Milky Way-Like Hosts
计算了标准宇宙学模型中类银河晕具有观测到的麦哲伦云数的概率。在LCDM模型中的MC的数量的统计是在一个大样本的SDSS星系的观测符合得很好。在星系r-波段光度和晕内速度v_max之间存在小散射关系的子晕丰度匹配假设下，我们与Liu等人（2010）使用SDSS DR 7数据进行的类似测量进行了详细比较。模型和观测数据给出了非常相似的概率，有零个，一个和两个MC样卫星。在这两种情况下，银河系光度宿主只有\sim 10%的机会拥有两颗类似于麦哲伦云的卫星。此外，我们提出了一个预测的概率为一个主机星系Nsats卫星星系作为一个函数的大小的主机和卫星。这种概率及其与宿主属性的比例与质量选择物体的概率有很大不同，因为质量-光度关系中的散射以及恒星形成效率随晕质量的变化。
2011-11-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Revisit NGC 5466 Tidal Stream with $Gaia$, SDSS/SEGUE and LAMOST
通过对$Gaia$ EDR 3、SDSS/SEGUE DR 16和LAMOST DR 8的数据挖掘，发现了NGC 5466潮汐流的11颗成员星，其中7颗是新发现的。为了剔除污染物，在天空位置、色星等图、金属丰度、自行和径向速度等方面进行了各种切割。我们将我们的数据与模拟流进行比较，模拟流是通过模拟星系团在平滑的银河系势加上大麦云云（LMC）下的破裂而产生的。模型和观测结果之间相空间的一致趋势意味着流可能受到LMC的扰动。在11颗被探测到的成员中，最远的两颗星的长度可以追溯到天空的$60^\circ$，支持并延长了先前的$45^\circ$的长度。考虑到NGC 5466是如此遥远，并且可能有比以前认为的更长的尾巴，我们预计NGC 5466潮汐流可能是限制银河系引力场的有用工具。
2022-03-25 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
F Turnoff Distribution in the Galactic Halo Using Globular Clusters as Proxies
F转换星是研究星系晕子结构的重要工具，因为它们数量多，亮度高，并且可以很容易地从大型巡天（如斯隆数字巡天（SDSS））中通过它们的光度颜色进行选择。本文描述了银河系晕中11个球状星团的SDSS观测数据中色选F关闭星的绝对星等分布。我们发现，对于所研究的所有星团，关闭星的M_g分布在本质上是相同的，并且可以用两个半高斯函数很好地拟合，中心为mu=4.18，亮侧σ =0.36，暗侧σ =0.76。然而，颜色误差和探测效率会导致观测到的暗边高斯分布的sigma随着星等的变化而变化，这是由于来自更红的主序星的污染（在21等时为40%）。我们提出了一个函数，将正确的选择恒星星族，当计算恒星密度从颜色选择关闭恒星的星等依赖的变化。我们还提出了一套一致的距离，年龄和金属丰度的11个集群在SDSS数据发布7。我们计算了帕多瓦等时线的线性校正函数，使其与SDSS球状星团数据一致。我们发现，我们的集群人口下降沿银河系的金属丰度关系（AMR），并进一步发现，等时线的恒星星族上的AMR有非常相似的关闭;增加金属丰度和减少年龄合谋产生类似的关闭的大小和颜色的所有老的集群，躺在AMR。
2011-11-08 astro-ph.GA
Milky Way-Like Gas Excitation in an Ultrabright Submillimeter Galaxy at $z=1.6$
基于IRAM 30米和Yebes 40米望远镜的观测，我们报告了在$z_{CO}=1.60454$的一个遥远的尘埃恒星形成星系中探测到类似银河系的低激发分子气体的证据。WISE J122651.0+214958.8（别名SDSSJ 1226，宇宙海马）被$z=0.44$的前景星系团强烈透镜化，源放大率为$μ=9.5\pm0.7$。这个星系是通过在全天空AllWISE调查中交叉关联近中红外颜色来选择的，最初的目的是发现典型的强透镜亚毫米星系SMM J2135-0102的罕见类似物，宇宙睫毛。我们推导出了$μL_\mathrm{IR}=1.66^{+0.04}_{-0.04}\times 10^{13}$ L $_\odot$的表观（即不校正透镜放大率）静止帧8-1000 $μ$ m红外光度和表观恒星形成率$μ\mathrm{SFR}_\mathrm{IR}=2960\pm70$ M $_\odot$ yr $^{-1}$。SDSSJ 1226在$S_{350μm}\simeq170$ mJ γ处是超亮的，并且显示出与SMM J 2135 -0102类似的亮的低$J$ CO线强度，然而，具有异常小的CO（$J=5-4$）强度。我们考虑不同的方案，以调和我们的观察与高$z$星爆的典型发现，并推测宇宙中午亚毫米星系中存在一个以前看不见的恒星形成机制。总之，显着的低线光度比$r_{5,2}=…
2021-10-11 astro-ph.GA
The Density Profile and Kinematics of the Milky Way with RR Lyrae Stars
大多数已知的RR型天琴座是ab型RR型天琴座（RRLab），它们是绘制银河系及其子结构的极好工具。我们发现，1148 RRLab星确定的德雷克等人。（2013）已经通过SDSS和LAMOST的光谱调查观察到。本文第一部分利用860个晕示踪剂资料，计算了径向速度频散、圆周速度和质量分布。在这里，我们给出了银河系厚盘和晕的恒星密度和径向速度分布。位于厚盘中的288颗RRLab星的平均金属丰度为[Fe/H] $=-1.02$。三个厚盘示踪剂的径向速度低于215 km $\rm s^{-1}$。利用860个平均金属丰度为[Fe/H] $=-1.33$的晕星示踪剂，我们发现了一个由$n(r) \propto r^{-2.8}$和$n(r) \propto r^{-4.8}$组成的双幂律分布，其折点距离为21 kpc。在50千秒差距处的径向速度弥散约为78公里$\rm s^{-1}$。
2018-02-02 astro-ph.GA
The total satellite population of the Milky Way
银河系中矮星系的总数和光度函数对暗物质的性质和低质量星系形成的天体物理学提供了重要的制约。然而，由于现有银河系巡天的通量限制和有限的天空覆盖范围，只有部分人口的普查存在。我们将暗能量巡天（DES）最近发现的卫星样本与斯隆数字巡天（SDSS）数据发布9中发现的卫星（这些巡天覆盖了近一半的天空）相结合，估计卫星的总光度函数下降到$M_{\rm V}=0$。我们应用一种新的贝叶斯推断方法，其中我们假设的卫星的径向分布独立的绝对星等如下的subhaloes选择根据其峰值最大圆速度。我们发现，在距离太阳$300$千秒差距内，至少应该有$124^{+40}_{-27}$（68% CL，统计误差）比$M_{\rm V}=0$亮的卫星。由于我们使用了新的数据和更好的模拟，以及更强大的统计方法，我们推断出的卫星数量比以前的研究中报告的要少得多，只使用早期的SDSS数据;我们还通过考虑随机效应来解决对早期工作中不确定性的低估。我们发现，推断的数量微弱的卫星只依赖于弱的假设质量的MW晕，我们提供的缩放关系，以扩展我们的结果到不同的假设晕质量和外半径。我们预测，我们估计的MW卫星总人口的一半应该被大型综合巡天望远镜探测到。实现我们估计方法的代码可在线获得。
2018-07-17 astro-ph.GA
The Photometric Metallicity and Carbon Distributions of the Milky Way's Halo and Solar Neighborhood from S-PLUS Observations of SDSS Stripe 82
我们报告的光度估计的有效温度，$T_{\rm eff}$，金属，[Fe/H]，碳，[C/Fe]，和绝对碳丰度，$A{\rm (C)}$，超过70万颗恒星从南方光度本地宇宙巡天（S-PLUS）数据发布2，覆盖了相当大一部分的赤道斯隆数字巡天条纹82。本文分析了两类恒星：1）晕主序星的转折星和2）太阳邻域中质量为$0.58 < M/M_{\odot} <0.75$的K矮星。将恒星光度指数网络探测器（SPHINX）应用于S-PLUS的混合带宽（窄带加宽带）滤波光度测量，可以在很宽的温度范围内对恒星大气中的金属丰度和碳丰度进行可靠的估计，$4250 < T_{\rm eff} \textrm{(K)} < 7000$。使用多个窄带S-PLUS滤光片使SPHINX能够实现比以前使用单个金属丰度敏感窄带滤光片的工作更低水平的“灾难性故障”（金属丰度估计相对于光谱测定的大偏移）。我们限制银河系的K-矮星晕金属丰度分布函数（$λ_{10, \textrm{[Fe/H]}} = 0.85 \pm 0.21$）的指数斜率，在金属丰度范围$-2.5 < \textrm{[Fe/H]} < -1.0$ ;我们的本地体积K-矮星样本的指数是很好的代表与参数$α=2.8$和$β=4.2$的伽马分布。S-PLUS光度测定法获得了具有$T_{\rm eff} < 6500$ K的恒星的绝对碳丰度，精度为$\sim…
2021-03-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
From the Outside Looking in: What can Milky Way Analogues Tell us About the Star Formation Rate of Our Own Galaxy?
银河系被描述为一个贫血的螺旋，但它的恒星形成率（SFR）与同行相比异常低吗？为了回答这个问题，我们定义了一个样本的银河系类似物（MWA）的基础上严格削减的最佳文献估计的非瞬态结构特征的银河系。这种选择只产生176个星系从整个SDSS DR7光谱样本中，GZ2的形态分类，从中我们推断SFR从两个单独的指标。发现的平均SFR是$\log(\rm{SFR}_{SED}/\rm{M}_{\odot}~\rm{yr}^{-1})=0.53$，来自SED拟合的标准偏差为0.23 dex，以及$\log(\rm{SFR}_{W4}/\rm{M}_{\odot}~\rm{yr}^{-1})=0.68$，来自中红外校准的标准偏差为0.41 dex。最近对银河系恒星形成率的估计值$\log(\rm{SFR}_{MW}/\rm{M}_{\odot}~\rm{yr}^{-1})=0.22$与这些值的2 $σ$非常吻合，其中$σ$是每个SFR指标分布的标准差。我们推断，银河系，虽然是一个星系的SFR有点低，是不寻常的相比，类似的星系。
2019-09-04 astro-ph.GA
Fading Features Found in the Kinematics of the Far-Reaching Milky Way Stellar Halo
我们测试了银河系恒星晕模型的长期运动学稳定性，这是Kafle等人（2012）的成果，他们研究了斯隆数字巡天（SDSS）中大约5000颗蓝色水平分支（BHB）恒星的运动学。速度色散$σ$和各向异性参数$β$的恒星已被确定为银心半径的函数，在范围$6<R_\mathrm{GC} < 25$ kpc，并显示出强烈的倾向，在各向异性剖面$R_\mathrm{GC}\sim17$ kpc。通过直接整合粒子轨道的3-D模型的银河系的潜力与这些特点，我们表明，$σ$和$β$配置文件迅速发展的时间尺度上的$\mathrm{few}\times10$百万年，而密度$ρ$配置文件基本上不受影响。因此，我们认为该功能是短暂的。星系晕中这些特征的起源仍然不清楚。
2015-07-01 astro-ph.GA
