The wobbly Galaxy: kinematics north and south with RAVE red clump giants
RAVE巡天与自行和距离估计相结合，可用于详细研究扩展太阳邻域（太阳郊区）的恒星运动学。我们使用红色的块来检查R为6至10 kpc和Z为-2至2 kpc之间的3D中的平均速度分量，集中于南北差异。简单的参数拟合的R，Z趋势VPHI和速度分散。我们确认最近发现的梯度平均银河系中心径向速度，VR，发现该梯度是更显着的平面以下，与Z梯度也存在。垂直速度，VZ，也显示出清晰的结构，与稀疏压缩模式的迹象，暗示波浪状的行为。我们进行了严格的误差分析，跟踪系统和随机误差的来源。我们确认南北差异VR和VZ沿视线，VR估计独立的自行。复杂的三维结构的速度空间提出了挑战，为未来的银河系磁盘建模，与银河棒，旋臂和激发波状结构都可能发挥作用。
2013-09-17 astro-ph.GA
Distance determination for RAVE stars using stellar models III: The nature of the RAVE survey and Milky Way chemistry
我们将Burnett & Binney（2010）的方法应用于径向速度实验（Steinmetz et al. 2006）的内部星表，以确定恒星距离和参数。子样本的恒星，要么有依巴谷天体或属于研究充分的集群，激发信心的正式错误。到温度低于6000 K的矮星的距离似乎是无偏的，但到温度更高的矮星的距离往往太小，只有形式误差的10%。与巨人的距离往往会大出大约相同的数量。在216，000颗恒星的整个样本中，距离误差的中位数为28%，并且巨星和矮星的误差分布相似。在RAVE巡天中，大约有一半的恒星是巨星。在低纬度和朝向银河系中心的方向上，巨行星的比例最大。在平面附近，金属丰度分布非常窄，集中在[M/H]-0.04 dex;随着|z|的增加，金属丰度分布变宽，其中值移动到[M/H] ~-0.5。平均年龄作为到银河系中心的距离和到银河系平面的距离|z|的函数，显示出平均年龄随|z|的预期增加。
2011-07-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
The relation between chemical abundances and kinematics of the Galactic disc with RAVE
目的：我们研究了大样本RAVE巨星的恒星运动学和化学丰度之间的关系，以寻找解开不同银河系恒星星族所需的选择标准。研究方法：我们从RAVE化学目录中选择了2167颗巨恒星的样本，其光谱测量的信噪比高于75，并遵循Gratton及其同事对150颗亚矮星进行的高分辨率光谱观测分析。然后，我们使用一个更大的样本9131巨人（与信号噪声超过60），调查我们的恒星的化学运动学特征，将它们分组为9个子样本与共同的偏心率（$e$）和最大的距离达到以上的银河平面（$Z_max$）。结果如下：通过再现Gratton等人用高分辨率光谱数据获得的结果，证明RAVE运动学和化学数据是可靠的。我们的分析，结合额外的轨道参数和化学信息的$e$ - $Z_max$平面的基础上，提供了一种替代的方式来识别不同的恒星种群。除了提取典型的厚盘和薄盘样本，我们发现一组恒星在银河平面（$Z_max<1$ kpc和0.4 $< e < $ 0.6），这表明均匀的运动学，但不同的化学性质。我们认为这是一个明显的迹象，表明其中一些恒星经历了加热和/或径向迁移的影响，这改变了它们的原始轨道。不能排除这类恒星的吸积起源。
2013-02-14 astro-ph.GA
Metallicity dependence of the Hercules stream in Gaia/RAVE data -- explanation by non-closed orbits
武仙座星流是太阳系中最重要的速度子结构，其起源至今仍有争议。最近由第谷盖亚天体测量方案（TGAS）和射电速度实验（RAVE）提供的位置、速度和金属丰度的精确测量结果表明，武仙座流在富金属区（[Fe/H] > 0）最清晰，而在低金属区（[Fe/H] < -0.25）不清晰。通过使用大量的化学动力学二维测试粒子模拟与旋转棒和/或螺旋臂，我们发现，所观察到的[Fe/H]的大力神流的依赖性是一个自然的结果，由内而外形成的恒星盘和存在的高度非封闭的轨道在旋转框架的棒或螺旋臂。我们成功的模型再现了观测到的武仙座流的性质，不仅包括快速酒吧和快速酒吧+螺旋模型，但也慢酒吧+螺旋模型。这表明，仅根据对太阳附近武仙座流的观测，很难估计棒臂或旋臂的图案速度。作为我们模拟的副产品，我们对银河平面上的位置进行了一些预测，在那里我们可以观察到与武仙座流无关的速度双峰。这些预测可以通过盖亚数据发布2进行测试，这样的测试将提高我们对银河系恒星盘演化的理解。
2019-01-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Galactic kinematics and dynamics from RAVE stars
我们分析了~400000 RAVE星的运动学。我们将样本分为热矮星和冷矮星，红团和非团巨星。团簇巨星的运动学与非团簇巨星的运动学一致。我们适合高斯速度椭球的速度的每个恒星类的椭圆形平面组件，并给出公式，从该速度椭球的形状和方向可以确定在任何位置。这些数据与巨星和冷矮星共享相同的速度椭球相一致;当|z| =2 kpc时，sigma_z从平面上的21 km上升到sim 55 km，而sigma_r从37 km上升到82 km。在（R，z）处，其中一个速度椭球的最长轴与银道面的夹角约为0.8 arctan（z/R）。我们使用一个新的公式来获得精确的拟合高度非高斯分布的v_phi组件。我们比较观察到的速度分布与一个动力学模型的预测适合的恒星的速度，位于~150 pc的太阳和恒星计数朝向银河系极点。该模型准确地再现了v_r和v_z分布的非高斯性质，并在所有位置提供了对v_z数据的极好拟合。冷矮星的v_phi分布模型与数据拟合得非常好，而热矮星的v_phi分布模型具有随着|z|从平面附近非常小的值向低v_phi增长的位移。当|z| >0.5 kpc时，理论上的v_phi分布显示出缺乏大v_phi的恒星，模型v_r分布太窄。系统性地高估20%的距离会在平面附近的模型v_r和v_z分布中引入不对称性，但在|z| >0.5 kpc时会显著改善对数据的拟合。拟合的质量使人们相信了假设的圆盘主导的引力势…
2014-02-11 astro-ph.GA
Constraints on the Galactic Bar from the Hercules stream as traced with RAVE across the Galaxy
在银河系的潜力（旋臂和酒吧）的非轴对称诱导运动群，如大力士流。假设武仙座是由银河系酒吧的外Lindblad共振的影响，我们分析模型的属性作为一个函数的位置在银河系中，其依赖于酒吧的模式速度和方向。使用从RAVE调查的数据，我们发现，大力士结构的方位角速度作为银心半径的函数，以符合我们的分析模型的方式减少。这使我们能够获得新的估计银河系的酒吧的参数。杆的图案速度和角度的组合似然函数对于图案速度$Ω_b=(1.89 \pm 0.08) \times Ω_0$具有其最大值，其中$Ω_0$是局部循环频率。假设太阳半径为8.05千秒差距，当地圆周速度为238公里/秒，这相当于$Ω_b=56\pm 2$公里/秒/千秒差距。另一方面，无法使用可用数据约束条形图的方向$ϕ_b$。事实上，似然函数表明模式速度和方向之间存在紧密的相关性，这意味着我们的最佳拟合结果的更好描述由线性关系$Ω_b/Ω_0=1.91 + 0.0044[ϕ_b(°)-48]$给出，标准偏差为0.02。例如，对于$ϕ_b=30°$的角度，模式速度是$54.0\pm0.5$ km/s/kpc。这些结果对银河系的其他参数（如圆速度曲线或太阳的特殊运动）不太敏感，并且对距离偏差具有鲁棒性。
2014-01-28 astro-ph.GA
Calibration of RAVE distances to a large sample of Hipparcos stars
18808依巴谷星的星等有限的人口是用来校准52794 RAVE星，包括矮星，巨星，和前主序星的距离。我给出了一些影响计算的偏差类型的处理方法，包括来自感兴趣的数量之间的非线性关系的偏差（例如，距离或距离模数）和测量的量（视差或视星等）、Lutz-Kelker偏差和由于恒星星族密度变化引起的偏差。星等界限的使用最大限度地减少了Malmquist和Lutz-Kelker偏差，并避免了因依巴谷天体对较亮恒星的测量精度更高而产生的测量偏差。当有某种方法以合理的置信度确定恒星类时，校准适用于2 MASS中的恒星。对于RAVE，这对于热矮星和使用$\log g $是可能的。校准的准确性进行了测试，对依巴谷星的视差误差优于2%，并通过比较的RAVE速度分布与依巴谷，并发现提高以前的估计光度距离。根据RAVE数据估算的LSR（U_{0}，V_{0}，W_{0}）=（14.9 \pm 1.7，15.3 \pm 0.4，6.9 \pm 0.1）km\，s^{-1}，与XHIP当前最佳估算值非常吻合。RAVE速度分布证实了恒星运动具有螺旋结构。
2013-09-20 astro-ph.GA
Improved distances and ages for stars common to TGAS and RAVE
我们结合了第一次盖亚数据发布的光谱距离估计框架的恒星在第五RAVE调查数据发布。组合的距离估计比单独确定的距离更准确-不确定性平均比RAVE距离小两倍（矮星小三倍），比TGAS视差不确定性小1.4倍（巨星小两倍）。我们还能够将分光光度法的估计值与盖亚的估计值进行比较，并利用这一点来评估两个星表的可靠性，并改进我们的距离估计值。我们发现，最低log g星的距离，平均而言，高估和警告，他们可能不可靠。我们还发现，它是可能的盖亚随机不确定性小于报告的值。作为一个副产品，我们得出了RAVE恒星的年龄，许多恒星的相对不确定性小于20%。这些结果为219566 RAVE源已公开，我们鼓励他们使用的研究相结合的径向速度由RAVE提供的自行盖亚。我们认为可靠的样本可以通过只取旗帜通知flag_any=0的星星来找到
2018-04-18 astro-ph.GA
Origins of the Thick Disk as Traced by the Alpha-Elements of Metal-Poor Giant Stars Selected from RAVE
厚盘形成的理论可以通过测量恒星元素丰度来区分。我们对从RAVE光谱巡天中选出的贫金属星进行了研究，以确定是否存在大量的贫金属厚盘星（[Fe/H] <~ -1.0），并测量它们的元素丰度。在本文中，我们提出了四个α元素（镁，硅，钙，钛）和铁的子样本的212 RGB和31 RC/HB星从这项研究。我们发现，[α/Fe]比增强，这意味着纯粹的核心坍缩超新星进行富集。这就要求每个恒星形成区域的恒星形成时间都很短。相对缺乏分散的[阿尔法/铁]比率意味着良好的混合在ISM之前的恒星形成。此外，比值与晕相似，表明晕和厚盘共享类似的大质量恒星IMF。我们的结论是贫金属厚盘的α增强意味着，从矮星系类似于幸存的矮星系今天的恒星直接吸积没有发挥重要作用的厚盘的形成。
2010-08-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
The RAVE-on catalog of stellar atmospheric parameters and chemical abundances for chemo-dynamic studies in the Gaia era
银河系中单个恒星的轨道、大气参数、化学丰度和年龄提供了关于星系形成的最全面的说明。Tycho-Gaia天体测量解决方案（TGAS）将为有史以来最大的银河系恒星样本提供天体测量参数，尽管如果不增加补充光谱学，它的全部潜力就无法实现。在现有的光谱测量中，RAVE（Radial Velocity Experiment）与TGAS（$\gtrsim$ 200，000颗恒星）有最大的重叠。我们使用The Cannon对520，781个RAVE光谱进行了数据驱动的重新分析。对于红巨星，我们使用高保真APOGEE恒星参数和与RAVE重叠的恒星丰度来建立我们的模型。对于主序星和次巨星，我们的模型使用K2/EPIC的恒星参数。我们推导和验证有效温度$T_{\rm eff}$，表面重力$\log{g}$，和化学丰度的七种元素（O，Mg，Al，Si，Ca，Fe，Ni）。我们总共报告了1，685，851个元素丰度，典型精度为0.07 dex，比以前的RAVE数据发布有了很大的改进。RAVE-on和TGAS的合成是有史以来最强大的银河系化学动力学分析数据集。
2016-09-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
New distances to RAVE stars
根据新的恒星参数确定了概率密度函数，这些恒星的距离模量是RAVE（RAVE）获得的S/N>=10的光谱。单高斯拟合pdf的距离模数大约可以满足一半的恒星，而另一半的大部分恒星具有令人满意的双高斯表示。正如预期的那样，早期型恒星很少需要一个以上的高斯。距离的期望值大于距离模的期望值所隐含的距离;后者本身大于视差的期望值所隐含的距离。我们的依巴谷恒星视差与依巴谷测量的值非常吻合，因此视差的期望值是最可靠的距离指标。后者通过考虑灭绝而得到改进。当我们的恒星的有效温度绝对星等图被用来制作图表时，它得到了显著的改善。我们使用Schohenrich，Binney & Asplund提出的运动学改正方法来检查一般恒星的系统误差，并确认最可靠的距离指标是视差的期望值。对于冷矮星和低重力巨星来说，它们的距离<pi>往往比真实距离大30%。最令人满意的距离是温度高于5500 K的矮星。我们比较我们的距离恒星在13个疏散星团与集群的距离从文献中，并找到极好的协议的矮星和迹象表明，我们高估了距离巨人，特别是在年轻的集群。
2014-02-11 astro-ph.GA
The Rich Are Different: Evidence from the RAVE Survey for Stellar Radial Migration
利用RAVE DR 4和RAVE DR 5的新的金属丰度校准，我们研究了样本中超太阳金属丰度恒星（[M/H] > +0.1 dex）的存在和性质，特别是在太阳附近。我们发现，RAVE是丰富的超太阳金属丰度恒星，和本地金属丰度分布函数下降非常缓慢，高达+0.4 dex。我们的结果表明，超太阳金属丰度星的运动学和高度分布与我们假设的本地制造的[M/H] < 0薄盘巨星的运动学和高度分布是相同的。超太阳金属丰度恒星的偏心率表明，它们中有一半是在一个近似圆形的轨道上（e < 0.15），因此假设在给定半径的星际介质的金属丰度不会随时间减少，它们一定是通过螺旋臂的共转共振散射增加了角动量。恒星径向迁移的可能性似乎不会随着垂直振荡幅度的增加而显著降低，而垂直振荡幅度在圆盘中遇到的振荡幅度范围内。
2014-12-19 astro-ph.GA
Velocity-space substructure from nearby RAVE and SDSS stars
我们从RAVE和SDSS调查中提取了200 pc太阳内的盘星样本。距离是通过光度测定法估算的，自行则来自地面数据。我们表明，速度空间子结构首先在日内瓦-哥本哈根样本中发现的也存在于这个完全独立的样本。我们还评估了这些恒星的作用角变量，并表明在这些数据中的毕宿星流星再次被分散在林德布拉德共振的特点。不幸的是，这种局部样本的分析既不能确定它是内部还是外部林德布拉德共振，也不能确定图案的多样性。
2011-09-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Kinematic structures of the Solar neighbourhood revealed by Gaia DR1/TGAS and RAVE
太阳附近恒星的速度分布是不均匀的，并且有丰富的恒星流和运动学结构。这些可能保留了银河系形成和动力学历史的重要线索。然而，许多溪流和结构的性质和起源尚不清楚，阻碍了我们对银河系如何形成和演化的理解。我们的目标是研究太阳附近恒星的速度分布，并研究单个运动学结构的性质，以提高我们对它们起源的理解。利用Gaia DR 1/TGAS提供的天体测量数据和RAVE DR 5的径向速度，我们对55831颗U和V速度不确定度小于4 km/s的恒星进行了小波分析。使用自卷积直方图方法对输出数据进行滤波，然后运行蒙特卡罗模拟来验证由于速度不确定性而检测到的结构是真实的。此外，我们通过将所有恒星分为附近的样本（<300 pc）和遥远的样本（>300 pc）以及两个化学定义的样本来分析我们的恒星样本，这两个样本在第一程度上代表了薄盘和厚盘。通过盖亚DR 1 TGAS提供的更大的恒星样本和更高精度的距离，自行，我们已经表明，太阳附近恒星的速度分布包含比以前已知的更多的结构。发现了一个新的特征，并以高置信度确认了三个最近检测到的组。根据距离和/或金属丰度对样本进行划分，发现存在各种各样的结构，这些结构可分为大尺度和小尺度的组，其中一些具有明显的金属丰度趋势，另一些则是两种盘星的混合物，并在此基础上讨论了每一组的可能起源。
2017-09-20 astro-ph.GA
Distance determination for RAVE stars using stellar models
目的：我们开发了一种方法，用于从光谱数据中导出距离，并获得RAVE调查第二次数据发布的完整6D相空间坐标。研究方法：我们使用恒星模型结合大气属性从RAVE（Teff，logg和[Fe/H]）和（J-Ks）测光档案来源，以获得绝对星等。我们能够推导出完整的6D相空间坐标的大样本的RAVE星。用人工观测数据、依巴谷三角函数和疏散星团M67的观测数据对该方法进行了检验。结果如下：当我们将我们的方法应用于一组16146颗恒星时，我们发现25%（4037）的恒星的相对（统计）距离误差<35%，而50%（8073）和75%（12110）的相对（统计）误差分别小于45%和50%。我们的各种测试表明，我们可以可靠地估计主序星的距离，但也有迹象表明，巨星的潜在系统问题。对于主序星样本（定义为log（g）> 4的样本），25%（1744颗）的相对距离误差<31%，而50%（3488颗）和75%（5231颗）的相对误差分别小于36%和42%。我们的完整数据集显示了恒星金属丰度的预期下降，作为与银河系平面距离的函数。在我们的数据集中，附近矮星的U和V速度分量中的已知运动学子结构是明显的，证实了我们数据的准确性和我们技术的可靠性。我们提供独立的测量的紫外线速度椭球和太阳运动的方向，他们是非常好的协议与以前的工作。结论：RAVE第二次数据发布的距离目录可在http://www.astro.rug.nl/~ra…
2010-03-03 astro-ph.GA
Identification of Globular Cluster Stars in RAVE data I: Application to Stellar Parameter Calibration
我们提出了识别附近的银河系球状星团的径向速度从RAVE-DR 4（RAVE-DR 4）调查数据库的潜在成员。我们的鉴定是基于三个球状星团-- NGC 3201、NGC 5139（$ω$ Cen）和NGC 362 --所有这些都显示出|RV| >100 km/s。RAVE DR 4数据中球状星团恒星的识别提供了一个独特的机会，可以测试用目前可用的恒星参数管道（SPP）确定的恒星参数的精度和准确性，因为球状星团是验证恒星大气参数，丰度，距离和年龄的理想测试平台。对于NGC 3201和$ω$ Cen，在RAVE数据库中有许多成员（> 10）的令人信服的证据;在NGC 362的情况下，证据更加模糊，并且在我们的运动学选择的样品中可能存在显著的前景和/或背景污染。RAVE导出的恒星参数和丰度与每个星团的公布值和BASTI等时线的年龄和金属丰度从文献中的比较显示整体良好的协议，除了明显低估的表面重力的巨人，特别是最贫金属的恒星。此外，如果选定的成员是每个集群主体的一部分，我们的结果还表明，Binney等人2013的距离，其中只使用了比-0.9 dex更富金属的等时线，相对于集群的公布距离通常被低估了约40%，而Zwitter等人2010年的距离显示，本研究分析的三个星团的恒星范围从1到6.5千秒差距-有迹象表明，在较低的金属丰度下，有更高的距离趋势。
2015-04-29 astro-ph.GA
Local stellar kinematics from RAVE data: III. Radial and Vertical Metallicity Gradients based on Red Clump Stars
我们调查径向和垂直的金属丰度梯度的样本的红团星的RAVE数据发布3。我们选择了总共6781颗恒星，使用的颜色，表面重力和不确定性的衍生空间运动的选择，并计算每颗恒星的概率（运动学）人口分配到一个薄或厚光盘使用空间运动和另外一个（动力学）分配使用恒星的垂直轨道偏心率。对于高概率薄盘星和垂直轨道偏心率e_v<=0.07，即d[M/H]/dR_m = -0.041（0.003）和d[M/H]/dR_m =-0.041（0.007）dex/kpc，我们得到了几乎相等的金属丰度梯度随银心距的变化。对于相同的星群，金属丰度梯度作为距银道面距离的函数更陡，即d[M/H]/ dz_{max} = -0.109（0.008）和d[M/H]/ dz_{max} = -0.260（0.031）dex/kpc。R_m和z_{max}分别是近星系距离和远星系距离的算术平均值，以及到银道面的最大距离。包括更厚的盘状红团巨星的样本显示出系统性的较浅的丰度梯度。这些发现可用于区分厚盘和薄盘的不同形成情景。
2012-01-15 astro-ph.GA
Milky Way thin and thick disk kinematics with GAIA EDR3 and RAVE DR5
利用GAIA DR 3星表对太阳邻域内银河系盘的运动学进行了详细的分析。为了确定银河系恒星盘的局部运动学，我们使用了278，228颗红巨星分支（RGB）恒星的完整样本，这些恒星分布在一个圆柱体中，以太阳为中心，半径为1 kpc，半高为0.5 kpc。我们分别确定每个银河半球的RGB恒星的运动学性质，以寻找可能的不对称性。RGB星的运动学性质揭示了两个运动学上不同的组成部分的存在：薄盘的平均速度${V_R}, {V_ϕ}, {V_Z}$约为-1，-239，0 km s $^{-1}$，速度色散$σ_R, σ_ϕ, σ_Z$为31，20和11 km s $^{-1}$，厚盘的平均速度分量约为+1，-225，0 km s $^{-1}$，速度弥散为49、35和22 km/s $^{-1}$。我们发现，在银道面以上/以下500 pc的高度，厚盘星约占盘星的一半。如此高数量的RGB恒星与厚盘运动学点在长期演化的银河系厚盘的起源场景。
2022-05-02 astro-ph.GA
Tracing Kinematic and Chemical Properties of Sagittarius Stream by K-Giants, M-Giants, and BHB stars
在运动积分空间中，我们分别从SEGUE-2、LAMOST和SDSS中选取了$\sim$ 3,000颗人马座（Sgr）流星，包括K巨星、M巨星和BHB。从$X$ - $Z$平面上的速度矢量可以清楚地看出Sgr流的轨道。由K巨星和M巨星追踪的恒星表明，尾流的远银河系半径为$\sim$ 100 kpc。Sgr K-、M-巨星和BHB的金属丰度分布表明，M-巨星平均是最富金属的群体，其次是K-巨星和BHB。所有K巨星、M巨星和BHB都表明，尾臂平均比前臂富含金属，而K巨星表明Sgr碎片是金属最贫乏的部分。Sgr星的$α$ -丰度在低金属丰度（[Fe/H] $<\sim$ $-$ 1.0 dex）时表现出与星系晕星相似的变化趋势，在高金属丰度时则向[ $α$ /Fe]较低的方向演化，这与银河系矮星系$α$ -元素的演化模式接近。在$X$ - $Z$平面上，K巨星的$V_Y$和金属丰度沿银河系中心的视线方向具有梯度，当[Fe/H] $>\sim-$为1.5 dex时，K巨星的$V_Y$随金属丰度的增加而增加。将Sgr流按其在赤道坐标系中的位置分为亮流和暗流，K巨星和BHB表明亮流和暗流呈现不同的$V_Y$和金属丰度，亮流的平均$V_Y$和金属丰度高于暗流。
2019-09-27 astro-ph.GA
Distance determination for RAVE stars using stellar models II: Most likely values assuming a standard stellar evolution scenario
RAVE（Radial Velocity Experiment）是对银河系的光谱测量。我们使用光谱的子样本与光谱测定的恒星参数值，以确定这些恒星的距离。该列表目前包含235，064个高质量的光谱，没有显示任何特殊性，属于210，872个不同的恒星。随着RAVE调查的进行，这一数字将不断增长。该目录的公共版本将通过CDS服务与正在进行的RAVE公共数据发布一起提供。这些距离是用基于Breddels等人的工作的方法确定的。（2010年）。在这里，我们假设恒星经历了标准的恒星演化，并且它的光谱没有任何特殊性。这些改进包括：使用三个等时线组中的任何一个，更好地考虑恒星的年龄和质量，使用更真实的恒星参数值的误差，并应用于更大的数据集。得到的矮星和巨星的距离与依巴谷星的天体测量距离以及观测到的疏散星团和球状星团成员的距离在21%以内相匹配。对一部分RAVE恒星的多次观测表明，导出的距离的可重复性甚至更好，其中一半的物体显示出\simlt 11%的距离分散。RAVE矮星距离太阳约300 pc，而巨星距离太阳1至2 kpc，最远可达10 kpc。这将RAVE数据集置于更本地的日内瓦-哥本哈根调查和更遥远和更微弱的SDSS样本之间。因此，解决前盖亚时代银河系结构和进化的一些基本问题是理想的。单独的应用程序留给单独的文件，在这里，我们表明，完整的6维信息的位置和速度是足够准确的讨论的垂直结构和运动学性…
2010-10-14 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
CNO in Giant Metal-Poor Stars
LIRA Observatoire de Paris Université PSL Sorbonne Université Université Paris Cité CY Cergy Paris Université CNRS（巴黎天文台 LIRA 实验室 PSL 大学 索邦大学 巴黎西岱大学 塞吉-蓬图瓦兹大学 CNRS）
本研究基于RAVE巡天选取的贫金属星，利用盖亚数据和UVES光谱分析碳氮氧丰度及碳同位素比，发现样本覆盖宽金属丰度范围且多属外晕星族。
2026-09-17 astro-ph.GA
The Radial Velocity Experiment (RAVE): Fifth Data Release
径向速度实验（RAVE）的数据发布5（DR 5）是从南半球随机选择的恒星的星等限制（9< I < 12）调查的第五次数据发布。RAVE中分辨率光谱（$R\sim7500$）覆盖了Ca三重态区域（8410- 8795 nm），涵盖了从2003年开始RAVE观测到2013年完成的完整时间框架。本文提供了457，588颗独特恒星的520，781个光谱的径向速度，其中255，922颗恒星的观测结果具有来自盖亚DR 1中Tycho-Gaia天体测量解（TGAS）的自行和自行。对于我们的主要DR 5目录，恒星参数（有效温度，表面重力和整体金属丰度）使用RAVE DR 4恒星管道计算，但使用最近的K2 Campaign 1地震重力和盖亚基准星进行校准，以及从高分辨率研究中获得的结果。还包括温度从红外线通量方法，我们提供了一个目录的红巨星在去红的颜色$(J-Ks)_0$间隔（0.50，0.85）的重力校准的基础上，只有地震。RAVE恒星子样本的进一步数据产品包括Mg，Al，Si，Ca，Ti，Fe和Ni的个体丰度，以及使用等时线发现的距离。每个RAVE谱都由误差谱补充，该误差谱已用于确定参数的不确定性。这些数据可通过RAVE网站或Vizier数据库查阅。
2016-11-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
A box full of chocolates: The rich structure of the nearby stellar halo revealed by Gaia and RAVE
等级结构形成模型预测，恒星晕应该至少部分地通过合并形成。如果这是银河系晕的主要形成通道，那么这种合并历史的印记以移动的群体或流的形式也应该存在于太阳附近。在这里，我们研究晕星的运动学在太阳附近使用最近的第一个数据发布的盖亚任务，特别是TGAS数据集，结合数据从RAVE调查。我们的目标是确定的子结构的量存在于相空间分布的晕星，可能与合并碎片。为了研究运动学子结构，我们测量了晕（低金属丰度）星样本中的速度关联函数。我们还研究了这些恒星在能量空间和角动量的两个分量（我们称之为“运动积分”空间）中的分布。速度关联函数揭示了子结构的形式是一个多余的对恒星具有类似的速度，远高于预期的一个平滑的分布。比较宇宙学模拟的恒星晕的形成表明，发现的水平是一致的星系晕已建成完全通过吸积。同样，恒星在“运动积分”空间中的分布也非常复杂。一个惊人的高比例（58%至73%）的恒星比太阳的束缚更少，是在（高度）逆行轨道上。在宇宙学流体动力学模拟中，与银河系质量的星系进行简单的比较表明，只有不到1%的星系具有如此显著的逆行外晕。我们还确定了其他几个统计上显着的结构，在“运动积分”空间，可能与合并事件。
2016-12-23 astro-ph.GA
The Sixth Data Release of the Radial Velocity Experiment (RAVE) -- II: Stellar Atmospheric Parameters, Chemical Abundances and Distances
我们介绍了径向速度实验（RAVE）的第六次也是最后一次数据发布（DR 6或FDR）的第二部分，这是一个在南半球随机选择的银河系恒星的星等限制（9<I<12）光谱调查。RAVE中分辨率光谱（R~7500）覆盖了Ca三重态区域（8410- 8795 A），并涵盖了从2003年4月12日开始RAVE观测到2013年4月4日完成的完整时间框架。在第二个两个出版物，我们提出的数据产品来自518387观测451783独特的恒星使用一套先进的减少管道侧重于恒星大气参数，特别是纯粹的光谱推导恒星大气参数（Teff，log（g）和总体金属丰度），使用Gaia DR 2天体测量先验通过贝叶斯管道推断的增强恒星大气参数，和基于对699颗K2恒星的星震观测的巨星星震校准恒星大气参数。此外，我们还提供了元素Fe、Al和Ni的丰度，以及使用基于能够处理可变信噪比的高古优化方法的新管道获得的总体[α/Fe]比。RAVE DR 6星表与相关的天体测量和光度计星表交叉匹配，并以基于红外通量方法的轨道参数和有效温度作为补充。可通过RAVE网站（http：//www.example.com）或Vizier数据库访问数据。rave-survey.org
2020-06-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Elemental Abundances in M31: First Alpha and Iron Abundance Measurements in M31's Giant Stellar Stream
我们提出了第一次测量的[Fe/H]和[ $α$ /Fe]丰度，使用光谱合成模拟，红巨星分支恒星M31的巨大的恒星流。在距离M31中心17 kpc的投影距离上获得的光谱观测结果，从112颗被确定为M31的目标中，得到了61颗具有[Fe/H]测量值的恒星，其中包括21颗具有[ $α$ /Fe]测量值的恒星。[Fe/H]的测量结果证实了测光金属丰度估计的预期，即M31晕内这一区域的恒星与MW内晕的恒星相比相对富含金属：该区域超过一半的恒星，包括那些与运动学确定的子结构无关的恒星，都有[Fe/H]丰度$> -1.0$。在较低的金属丰度下，该区域的恒星是$α$增强的，而[ $α$ /Fe]随着[Fe/H]的增加而降低，高于[Fe/H] $\gtrsim -0.9$的金属丰度。在这个领域中，有三个运动学成分已经被确定：巨大的恒星流，第二个未知来源的运动学冷特征，以及M31的运动学热晕。我们比较概率[Fe/H]和[ $α$ /Fe]分布函数的每个组件。巨大的恒星流和第二个运动学冷特征具有非常相似的丰度分布，而晕组分更贫金属。虽然目前的样本量很小，但将巨恒星流场中的恒星丰度与文献中M31晕和dSph恒星的丰度进行比较表明，该流的祖先可能比M31现有的dSph或dEs NGC 147和NGC 185更大，并且经历了更高的恒星形成效率。
2019-08-12 astro-ph.GA
The nature of the Eastern Extent in the outer halo of M31
我们提出了第一个全面的光谱研究仙女座星系的东部范围。这个~4度长的管状结构。距离M31中心70-90千秒差距，垂直于仙女座短轴和巨大恒星流，并与C流重叠。在这项工作中，我们探索东范围的属性，以寻找它与巨型恒星流和C流之间的可能联系。本文给出了东延7个视场约50颗红巨星支星的运动学和光度学资料。我们测量了这些场的系统速度，发现它们是-368 km/s < v < -331 km/s，朝向巨型恒星流的速度梯度为-0.51 +/- 0.21 km/s/kpc。我们导出了东延恒星的光度金属丰度，发现它们是贫金属的，其值为-1.0 < [Fe/H]phot < -0.7，a <[Fe/H]phot> ~-0.9。我们发现一致的属性的东部范围，流B和流C，流铬，合理地连接这些功能的子结构之一。流Cp和它的关联球状星团，EC 4，有明显不同的性质，表明一个独立的结构。当我们将东界的性质与巨型恒星流的性质进行比较时，我们发现它们是一致的，尽管金属含量略低，因此东界可能包含从巨型恒星流的祖先剥离的恒星。
2021-04-27 astro-ph.GA
Selecting M-giants with infra-red photometry: Distances, metallicities and the Sagittarius stream
利用LAMOST巡天的M巨星、M矮星和类星体的光谱确认样本，我们评估了WISE $\&$ 2 MASS色切在选择M巨星时的应用效果。WISE带在分离M-巨星和M-矮星方面非常有效，我们提出了一个简单的分类，可以产生一个干净的和相对完整的M-巨星样本。我们推导出一个新的光度关系来估计M-巨星的金属丰度，使用APOGEE调查的数据进行校准。我们发现$(W1-W2)$颜色和$\rm [M/H]$之间有很强的相关性，几乎所有的散射都是由于光度的不确定性。我们发现，以前的光度距离关系，这主要是基于恒星模型，可能是有偏见的，并制定一个新的经验距离关系，调查与金属丰度和恒星形成历史的趋势。基于这些关系，我们研究了人马座流中M-巨星的性质。在轨道平面之间的领先和落后的尾巴的偏移是复制，并通过确定遥远的M-巨星在银河系的反中心的方向，我们确认，以前检测到的碎片在外晕是远心的落后的尾巴。我们还发现了初步的证据，支持在北银河系半球的领先的尾巴附近的现有的密度过大，可能是拖尾的尾巴（所谓的分支C）的延伸。我们已经测量了沿流的金属丰度分布，发现一个明确的金属丰度之间的领先和落后的尾巴，在协议模型的流形成。我们包括一个M-巨人的在线表，以方便进一步的研究。
2016-04-14 astro-ph.GA
A giant thin stellar stream in the Coma Galaxy Cluster
本文报道在后发星系团中发现一条长约510 kpc、极其暗弱且形态纤细的自由漂浮恒星流，并将其解释为近期被吸积的潮汐瓦解矮星系，通过Illustris-TNG50模拟验证了此类结构在Λ-CDM框架下的存在，为暗物质研究提供了新环境。
2023-10-15 astro-ph.GA
Metallicity distribution of the progenitor of the Giant Stellar Stream in the Andromeda Galaxy
巨大恒星流（GSS）是仙女座星系（M31）晕中一个显著的潮汐特征，代表着一个卫星星系正在毁灭。在本文中，我们研究的GSS的形成，通过详细的数值模拟的潮汐破坏的祖系统。假设该流产生于M31与一个恒星质量为$10^{9}M_{\odot}$的矮球状星系的一次合并事件，我们成功地再现了GSS的动力学性质。由于沿着溪流的金属丰度分布已经根据观察结果（PAndAS和AMIGA数据集）得到了很好的确定，因此我们使用蒙特卡罗模拟来重建矮祖先的原始金属丰度分布。我们发现，一个祖矮星系的径向金属丰度梯度为负，$Δ$ FeH = - $0.3 \pm 0.2$，再现了所观察到的GSS属性之间的时间2.4和2.9 Gyrs合并。我们还表明，所观察到的双峰金属丰度分布沿流是一个短暂的结构所造成的独特的合并情况下，两组流星在相反的方向移动，相交产生的高峰。
2022-01-26 astro-ph.GA
They Might Be Giants: An Efficient Color-Based Selection of Red Giant Stars
提出了一种基于泛星grz和WISE W1和W2光度学的红巨星识别方法。我们利用来自盖亚DR 2的具有精确视差的明亮恒星的子样本来验证基于颜色的选择可靠地将矮星与巨星分开。这个选择是保守的，因为污染很小（约30%），但不是所有的巨星都包括在内（这个选择主要是识别K巨星）。基于颜色的选择可以应用于比$W1\approx16$亮的恒星，比依赖于较浅的2 MASS测光的技术暗两个星等以上。许多溪流和云在生成的天空图中可见，特别是当盖亚DR 2自行运动时，包括人马座流，武仙座-天鹰座云，东部带状结构，麒麟座和室女座高密度。除了新的和已知的恒星流的特性，我们预计，这种方法选择红巨星将使扩散恒星晕的距离超过100千秒差距的详细分析。
2018-06-28 astro-ph.GA
Chemical compositions and kinematics of the Hercules stream
Famaey et al.（2005）从依巴谷星表中天球赤道以北的恒星中选出了58颗K巨星，并对它们进行了丰度分析。巨星的组成范围[Fe/H]从$-$ 0.17到$+$ 0.42，平均值为$+$ 0.15，相对元素丰度[El/Fe]代表银河系薄盘。选择效应可能使依巴谷星表中的选择偏向于贫金属恒星。我们重新考虑了最近对FG矮星（包括贫金属恒星）的广泛调查（Bensby et al. 2014），为武仙座流提供了类似于58颗巨星的[Fe/H]分布。看起来，这条流是由薄盘中富含金属的恒星主导的。在文献中的建议，该流包括金属贫恒星从厚盘进行了讨论。
2016-05-13 astro-ph.GA
Kinematically Detected Halo Streams
我们银河系的起源和演化的线索可以在我们周围恒星的运动学中找到。吸积卫星星系的残余在速度空间中产生过密度，它可以比空间过密度保持更长时间的相干性。本章回顾了一些研究，这些研究都是在附近的太阳附近和更遥远的恒星晕中寻找这些吸积遗迹的。许多观测调查已经推动了这一领域的发展，从早期的依巴谷任务，到当代的调查，如RAVE和SDSS。这个活跃的领域继续蓬勃发展，提供了许多新的发现，并将随着盖亚任务为我们银河系中的10亿颗恒星提供精确的自行而发生革命性的变化。
2016-03-07 astro-ph.GA
Simultaneous Formation of the Andromeda Giant Southern Stream and the Substructures in the Andromeda Halo
本研究通过模拟M31中一次小质量并合事件，统一解释了仙女座巨南流及多个次结构的形成，并预测了正速度流和仙女座巨南弧的存在。
2025-03-27 astro-ph.GA
Exploring the stellar streams and satellites around the giant low surface brightness galaxy Malin 1
研究马林1卫星的轨道动力学及其与观测到的恒星流的可能联系，通过不同形成场景测试其性质，发现ISO晕模型更倾向于束缚卫星轨道。
2026-07-28 astro-ph.GA
Chemodynamically Characterizing the Jhelum Stellar Stream with APOGEE-2
我们提出的红巨星的运动学和化学配置文件的APOGEE-2调查的方向上的Jhelum恒星流，银河系的子结构位于银河系的内晕在距离太阳的$\approx$ 13千秒差距。从6个远地点-2杰赫勒姆点，我们隔离的恒星与log（$g$）$<$ 3.5，留下的样本289红巨星。从这个远地点巨星的样本中，我们确定了七颗与$Gaia$ DR 2的天体测量信号一致的恒星。在这七颗星中，有一颗落在RGB上，与\cite{ji20}呈现的杰赫勒姆星的顺序相同。这个新的杰赫勒姆成员的[Fe/H]=-2.2，位于红巨星分支的顶端。通过选择高轨道偏心率，富含金属的恒星，我们在我们的APOGEE样本中识别出可能与$Gaia$ -土卫二-香肠（GES）合并有关的红巨星。我们比较了Jhelum星和GES星的丰度分布，发现$α$元素的趋势相似，正如预期的低金属丰度人口。然而，我们发现，GES和杰赫勒姆星的轨道一般不符合一个共同的起源。APOGEE杰赫勒姆恒星和其他已确认的恒星流成员的化学丰度与已知恒星流中的恒星相似，因此与该恒星流的祖先的吸积矮星系起源相一致，尽管我们不能排除球状星团的起源。
2021-03-12 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
Exploring the stellar streams and satellites around the giant low surface brightness galaxy Malin 1
Pontificia Universidad Católica de Chile（智利天主教 Pontificia 大学）；Universidad Mayor de San Andrés（圣安德烈斯高等大学）；Centro Espacial Nacional, Fuerza Aérea de Chile（智利空军国家航天中心）；Las Campanas Observatory, Carnegie Observatories（拉斯坎帕纳斯天文台，卡内基观测站）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉古纳大学）；Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）；Universidad Andres Bello（安德烈斯贝略大学）；Universidad Diego Portales（迭戈波塔莱斯大学）
研究马林1卫星轨道动力学及与恒星流联系，用光学和HI旋转曲线数据构建引力势，发现ISO模型更利于束缚卫星轨道，恒星流可能是卫星伴星轨迹子结构，过去相互作用塑造其形态，为gLSBG动力学演化提供新约束。
2026-07-28 astro-ph.GA
Elemental Abundances in M31: Gradients in the Giant Stellar Stream
我们分析了现有的测量[Fe/H]和[ $α$ /Fe]的个别红巨星分支（RGB）在巨大的恒星流（GSS）的M31，以确定是否存在空间丰度梯度。这些测量值是使用光谱合成技术从低分辨率（$R \sim 3000$）和中等分辨率（$R \sim 6000$）凯克/DEIMOS光谱学中获得的，作为M31调查中元素丰度的一部分。从62个RGB恒星的样本跨越GSS在17，22和33投影kpc，我们测量的[Fe/H]梯度$-$ 0.018 $\pm$ 0.003 dex kpc $^{-1}$和可忽略的[ $α$ /Fe]梯度与M31中心半径。我们调查GSS的丰度模式外晕使用额外的[Fe/H]和[ $α$ /Fe]测量位于沿流在45和58投影千秒差距。这些丰度提供了初步的证据，证明在GSS中超过40 kpc的[Fe/H]和[ $α$ /Fe]趋势与33 kpc内的趋势一致。我们还比较了GSS丰度65 RGB星位于沿可能相关的东南（SE）货架子结构在12和18预计千秒差距。的GSS和SE货架的丰度是一致的，支持一个共同的起源假设，虽然这种解释可能会复杂的存在下，在GSS的[Fe/H]梯度。我们讨论的背景下，从文献中的光度研究的丰度模式和探索的GSS祖的属性的影响，这表明高$\langle$ [ $α$ /Fe] $\rangle$的GSS（+0.40 $\pm$ 0.05 dex）有利于其形成的主…
2021-05-05 astro-ph.GA
New tidal debris nearby the Sagittarius leading tail from the LAMOST DR2 M giant stars
我们报告了两个新的潮汐碎片附近的人马座（Sgr）的潮汐流在北银河帽确定的M巨星在LAMOST DR 2数据。天区面积为$210^\circ<$ $<290^\circ$，距离为10- 20千秒差距，[Fe/H] $<-0.75$的M巨星，速度分布呈现明显的双峰性。我们将这两个峰分别记为Vel-3+83和Vel+162+26，前者相对于在相同$Λ$处观测到的Sgr前导尾的平均速度在-3kms $^{-1}$以内，而后者相对于Sgr前导尾的平均速度为162 kms $^{-1}$。尽管Vel-3+83的投影$Λ$ -- $V_{gar}$关系与Sgr前导尾非常相似，但相对于Sgr前导尾的$Λ$ --距离关系的相反趋势表明Vel-3+83与Law & Mauriski模拟的Sgr潮流的任何分支具有不同的三维运动方向。因此，我们建议它是一个新的潮汐碎屑不相关的Sgr流。类似地，另一个亚结构Vel+162+26与Chou等人发现的NGC群相同，也与Sgr潮流向不同方向移动，这意味着它可能与Sgr潮流有不同的起源。
2016-04-19 astro-ph.GA
Collision tomography: Physical properties of possible progenitors of the Andromeda stellar stream
为了揭示仙女座巨型星流的前身，我们使用$N$体模拟研究了一个吸积卫星星系和仙女座星系之间的相互作用。一个全面的参数研究与247个模型进行了不同的大小和质量分布的祖矮星系。我们表明，结合能的祖是在复制仙女座巨型恒星流和仙女座星系周围的壳状结构的关键参数。作为模拟的结果，祖必须满足一个简单的标度关系之间的核心半径，总质量和潮汐半径。使用这种关系，我们成功地约束的物理性质的祖细胞具有从$5\times10^8 M_\odot$到$5\times10^9 M_\odot$和中心表面密度周围的$10^3\, M_\odot\, \mathrm{pc}^{-2}$的质量。我们的结果和附近观测到的星系之间的详细比较表明，仙女座巨星流的可能的祖先包括一个矮椭圆星系，一个矮不规则星系，和一个小旋涡星系。
2016-06-10 astro-ph.GA
A feather on the hat: Tracing the giant stellar stream around the Sombrero galaxy
最近在草帽星系（M104）晕中发现的极富金属恒星的证据表明，这个星系最近经历了一次与一个相对巨大的星系的合并。在本文中，我们提出了一个18厘米的业余望远镜的目的是检测任何相干的潮汐功能，从这个可能的主要合并的M104郊区的宽视场深的图像。我们的新数据，加上M104内晕的模型和场周围恒星的散射光，使我们能够首次追踪星系盘两侧流的完整路径。我们充分的环形潮汐结构的特点，我们确认，这是唯一可观察到的相干子结构的内晕区。这一结果与M104是由3.5 Gyr前的一次湿合并产生的假设相一致，该合并加热了恒星星族，模糊了所有旧的子结构。我们生成了一组数值模型，再现所观察到的潮汐结构的形成。我们的最佳拟合模型表明，在最后3个Gyr中，该气流的形成与创建M104系统的湿主合并无关。因此，潮汐流的形成可以限制大合并发生的时间。
2021-06-08 astro-ph.GA
The K giant stars from the LAMOST survey data II: the Hercules stream in radial migration
我们估计了LAMOST DR 2 K巨星样品中红巨星分支下部的恒星的年龄。考虑到选择效应和体积完整性，得到了距离太阳0.3 ~ 1.5kpc的恒星的年龄-金属丰度图。在年龄-金属丰度图中，一个重要的亚结构（表示为\it{narrow stripe}）位于（年龄，[Fe/H]）$\sim$（5，0.4）到（10 Gyr，-0.4 dex）之间。此外，发现\it{narrow stripe}星是几个速度子结构的主要贡献者，包括著名的武仙座流。观测到的引导中心半径与从年龄-金属丰度关系推断的诞生半径之间的巨大差异表明，\it{narrow stripe}恒星已经从大约R $\sim4$ kpc径向迁移到太阳附近。这意味着大力士流可能不是由于与酒吧相关的共振，但可能是内部磁盘的运动学印记，后来由于径向迁移而移出。我们估计径向迁移的传播速度约为1.1 $\pm0.1$ kpc Gyr $^{-1}$，相当于约$1.1\pm0.1$ km s $^{-1}$。这与$2.6^{+1.8}_{-1.9}$ km s $^{-1}$的中位$v_R$和\it{narrow stripe}一致。我们还得到，大约三分之一的恒星在太阳附近的径向迁移约4千秒差距。最后，我们发现，径向迁移不会导致额外的磁盘增厚根据$z_{max}$的分布。
2015-10-21 astro-ph.GA
The K giant stars from the LAMOST survey data I: identification, metallicity, and distance
我们提出了一个支持向量机分类器，直接使用它们的谱线特征来识别LAMOST巡天中的K巨星。基于LAMOST恒星参数的测试，识别的完整性约为75%。已鉴定的K巨人样品中的污染低于2.5%。将分类方法应用于在试点调查和第一年调查期间观察到的约200万个LAMOST光谱，我们选择了298，036个K巨星候选者。基于Mg $_{\rm b}$和Fe线的等效宽度，以$0.13\sim0.29$ \，dex的不确定度估计样品的金属丰度。基于估计的金属丰度和2MASS测光，提出了一种贝叶斯方法来估计K巨星距离的后验概率。基于合成等时线的距离估计已被校准使用7个球状星团与广泛的金属丰度。在K巨星样本的亮度中值$K=11$ \，mag处估计的距离模的不确定度约为0.6\，mag，对应于距离的$\sim30$ %。作为一个科学验证案例，人马座流的拖曳臂与所选的K巨星样本清晰地一致。此外，在距离太阳约80kpc处，我们使用K巨星来确认在拖尾尾的远心附近检测到流成员。人马座流特征的这些重新发现说明了LAMOST巡天探测银河系晕子结构的潜力。
2014-04-18 astro-ph.GA
Elemental Abundances in M31: A Comparative Analysis of Iron and Alpha Element Abundances in the Outer Disk, Giant Stellar Stream, and Inner Halo of M31
我们测量了[Fe/H]和[ $α$ /Fe]使用光谱合成的低分辨率恒星光谱学的70个单独的红巨星分支恒星跨越四个领域跨越外盘，巨大的恒星流（GSS），和内晕的M31。在M31中心投影距离为23 kpc的晕、12 kpc的晕、22 kpc的GSS和26 kpc的外盘上的磁场是$α$增强的，$\langle$ [ $α$ /Fe] $\rangle$分别为0.43、0.50、0.41和0.58。23千秒差距和12千秒差距晕带相对贫金属，$\langle$ [Fe/H] $\rangle$ = $-$ 1.54和$-$ 1.30，而22千秒差距GSS和26千秒差距外盘带相对富金属，分别为$\langle$ [Fe/H] $\rangle$ = $-$ 0.84和$-$ 0.92。对于具有亚结构的场，我们将恒星星族分为运动学热恒星晕分量和运动学冷恒星晕分量。在$\sim$ 17-$-$ 22 kpc之间，我们没有发现任何证据表明，在GSS的高表面亮度核心存在[ $α$ /Fe]梯度。然而，我们发现了一个负的[ $α$ /Fe]梯度的恒星晕，这可能表明，不同的祖（S）或形成机制的建立作出了贡献的内部与外部晕的初步建议。此外，富含金属（[Fe/H] $>$ $-$ 1.5）、光滑的内恒星晕（r $_{\rm{proj}}$ $\lesssim$ 26 kpc）的[ $α$ /Fe]分布与类似于…
2020-01-24 astro-ph.GA
Revisiting the Tale of Hercules: how stars orbiting the Lagrange points visit the Sun
我们提出了一个新的解释武仙座流与最近的测量银河酒吧的范围和模式的速度相一致。我们已经适应了一个量身定制的动力学模型为银河系调查的运动学的太阳附近（SNd）。该模型匹配的3D密度的红团巨星（RCG）的凸起和酒吧，以及恒星运动学在银河系内部，与模式速度为39公里秒$^{-1}$千秒$^{-1}$。交叉匹配此模型与$Gaia$ DR1 TGAS数据结合RAVE和LAMOST径向速度，我们发现，该模型自然预测双峰的$U\!-\!V$速度分布附近的恒星，这是在很好的协议与武仙座流。在这个模型中，武仙座流是由围绕棒的拉格朗日点运行的恒星组成的，这些恒星从棒的共转半径向外移动，访问SNd。虽然该模型还不能定量拟合速度分布，但新的图像自然地预测了武仙座流在太阳内部更加突出，而在太阳外部几乎只缺少几个$100$ pc，并合理地解释了武仙座在古老和富含金属的恒星中非常突出。
2017-04-18 astro-ph.GA
A giant umbrella-like stellar stream around the tidal ring galaxy NGC 922
潮汐环星系由于其固有的短暂性质，在局部宇宙中很少被观察到。潮汐环结构是富含气体的恒星盘和较小的星系系统之间强相互作用的结果，持续时间不超过5亿年，因此，这些是寻找最近吸积的矮星系系统碎片的完美场景。我们从DESI遗产调查数据和我们的业余望远镜观测中获得了NGC 922潮汐环星系及其周围环境的新深度图像。这些观测结果进行了比较，从高分辨率的N体模拟，旨在重现一个替代的形成方案，这个奇特的星系。我们的新观测揭示了NGC 922周围的低表面亮度恒星潮汐结构比以前报道的要复杂得多。特别是，先前在中央星系盘东北部探测到的潮汐尖峰状结构与矮伴星系PGC 3080368没有联系，后者被认为是触发NGC 922环形成的入侵者。深层图像显示，这个潮汐结构主要由一个较暗的巨大伞状形状组成，因此它是由另一颗卫星的潮汐破裂形成的。我们使用宽波段g、r和z DESI LS图像测量了这一恒星流的光度特性，估计r波段的总绝对星等为Mr= -17.0 +/- 0.03 magn，恒星流的总质量在6.9-8.5X10^8 Mo之间。我们进行了一组N体模拟再现观察到的NGC 922入侵者的相互作用，提出了一个新的方案，其潮汐环的形成，从一个富含气体的卫星约150万年前的下落。
2022-09-04 astro-ph.GA
Gaps in globular cluster streams: giant molecular clouds can cause them too
由于内部动力学的相干性，由分裂球状星团（GC）形成的薄恒星流可以作为星系晕中暗物质（DM）子结构的探测器。近距离飞越引起的扰动放大到可检测的密度差距，提供了一个探针的丰度和质量的DM subhaloes。在这里，我们使用N体模拟表明，银河系人口的巨大分子云（GMC）也可以产生差距（和团块）的GC流，因此可能会混淆检测DM subhaloes。我们探讨流的情况下，类似于所观察到的Palomar 5和GD1系统，量化GMC扰动所造成的结构的预期发病率。无论银河系晕的子结构内容如何，深层观测都应该能探测到这种扰动。将需要详细的模型来证明，任何检测到的差距或团块所产生的DM subhaloes，而不是分子云。
2016-07-26 astro-ph.CO 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
Characterization and history of the Helmi streams with Gaia DR2
长期以来，人们一直假设银河系的光环中藏有大量的合并碎片。这一观点在十多年的时间里得到了宽视场光度测量的支持，这些测量揭示了外晕是明亮的。最近发布的盖亚DR 2允许我们建立合并也是重要的，可能建立了大部分的内晕。在这项工作中，我们专注于Helmi流，一组穿越太阳附近的流，并已被称为近二十年。我们的特点，他们的属性和相关性的银河系的光环的建设。我们在一个前所未有的数据集中确定了Helmi流的新成员，该数据集具有完整的相空间信息，结合了Gaia DR 2，APOGEE DR 2，RAVE DR 5和LAMOST DR 4光谱调查。根据恒星的轨道特性，我们发现新的流成员的距离为5千秒差距，从太阳，我们的特点是使用测光和金属丰度信息。我们还进行了N体实验，以限制吸积的时间和流的祖先的属性。我们发现了近600个新的海尔米流成员。它们的HR图显示了一个很宽的年龄范围，从大约11到13 Gyr，而它们的金属丰度分布从$\sim$ 2.3到$\sim$ 1.0，并在[Fe/H] $\sim$ 1.5处达到峰值。这些发现证实了这些流起源于一个矮星系。此外，我们发现7个球状星团可能是相关的，并遵循一个明确的年龄金属丰度序列，其属性表明一个相对巨大的祖对象。我们的N体模拟有利于一个系统的恒星质量为$\sim 10^8\,\mathrm{M}_\odot$吸积$5 - 8$陀螺前。来自海尔米流的碎片是Mil…
2018-12-03 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
Red Giants in the Small Magellanic Cloud. I. Disk and Tidal Stream Kinematics
我们目前的结果，从广泛的光谱调查场星的小麦哲伦星云（SMC）。3037个来源，主要是第一次上升的红巨星，分布在大约37.5平方英尺的地方。度，进行了分析。视线速度场主要由SMC围绕LMC/银河系的轨道运动的投影决定。残差与非旋转椭球体和近盘面系统都不一致。当前样本和先前的恒星和HI运动学可以通过旋转具有节点位置角θ的线的盘模型来协调，θ为~ 120-130 °，中等倾斜度（i ~ 25-70 °），自转曲线上升速度为20-40 km/s/kpc。贫金属星比富金属星表现出更低的速度梯度和更高的速度色散。如果我们的解释的速度模式为散装旋转是适当的，然后一些修订的SMC轨道的模拟是必需的，因为这些通常是调整到SMC磁盘线的节点位于东北-西南方向。弹性显示出强烈的空间结构，表明非圆形运动的重要性随着距离SMC中心的距离增加而增加。在我们的调查区域的西北部的运动子结构与模拟预测的潮汐尾或反桥。朝向机翼的视线速度较低，而在SMC棒西南端之外的较大速度可能分别与麦哲伦桥和反桥的恒星组成部分有关。我们的研究结果加强了这样一种观点，即SMC的中间年龄恒星星族受到外力的大量剥离。
2014-05-14 astro-ph.GA
The course of the Orphan Stream in the Northern Galactic Hemisphere traced with Gaia DR2
孤流是星系晕中最显著的潮汐流之一。利用来自盖亚和其他巡天的红巨星、天琴座RR和水平分支恒星的数据，我们确定了孤儿流在天空中超过90度的自行。我们还提供了天空位置、距离和气流径向速度的更新轨迹。我们在这些后一个维度上的轨迹与以前的结果基本一致。然而，随着银河流接近银河盘，对早期的距离和纬度轨迹有重大的修正。用三维运动学选择的流星显示出一个非常紧密的红巨星序列。一致地，我们发现，应用自行削减删除了最富金属的恒星从早期光谱样本的流星，虽然一个显着的分散仍然表明矮星系的起源。流向其前端的减速表明在银河系中心半径约30 kpc处的圆速度约为200 km/s，与其他独立证据一致。然而，流的轨迹明显偏离轨道;空间轨迹不指向与速度矢量相同的方向，并且它表现出不太可能匹配任何合理轨道的横向摆动。在不同的坐标系中，低金属含量和小的分散性表明，它是一个动力学质量相对较低的祖先--$10^8$ Msun。
2018-12-14 astro-ph.GA
A Detection of Gas Associated with the M 31 Stellar Stream
对银河系和仙女座（M 31）星系晕中恒星星族的详细研究表明，潮汐流和矮星系的数量不断增加，证明了一个复杂的、持续的等级结构形成过程。M31晕中最显著的特征是巨大的星流，这是一个沿天空延伸约4.5度的结构，接近但不与星系的短轴重合。组成这条恒星流的恒星在运动学和化学上都与晕中的其他恒星不同。在这里，我们提出了HST/COS高分辨率紫外吸收光谱的三个活动星系核视线探测的M 31晕，包括一个采样气体的主要西南部分的巨星流。我们看到两个明确的吸收组件在许多金属物种的速度典型的M 31晕和第三个，蓝移组件中出现的流。不同组成部分的柱密度比的光电离模型显示了在其他星系晕环境中所见的典型电离状态的气体，并表明太阳能稍微超太阳的金属丰度，与以前的恒星光谱学研究结果一致。
2015-06-01 astro-ph.GA
