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
Inferred Evidence For Dark Matter Kinematic Substructure with SDSS-Gaia
我们使用SDSS-Gaia DR 2中吸积星的分布来证明银心半径为7.5-10 kpc和$|z| > 2.5$ kpc的暗物质晕的非平凡部分处于子结构中，因此可能不处于平衡状态。使用混合似然分析，我们分离的贡献，一个老的，各向同性的恒星晕和一个年轻的各向异性人口。后者占主导地位，是统一的区域内研究。它可以被解释为高度径向轨道上被破坏的大质量卫星的潮汐碎片，并且与最近研究的越来越多的证据相一致。追踪这种合并产生的潮汐碎片的模拟发现，暗物质追踪其恒星对应物的运动学。如果是这样的话，我们的研究结果表明，附近的暗物质晕的一个组成部分，是由发光的卫星是在运动学的子结构称为泥石流。这些结果挑战了标准的晕模型，这是不一致的分布恢复从恒星数据，并有重要的影响直接检测实验的解释。
2019-07-25 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
The Dawning of the Stream of Aquarius in RAVE
我们从RAVE（Radial Velocity Experiment）的数据中识别出一个新的邻近（0.5 < d < 10 kpc）流。由于溪流中的大多数恒星位于水瓶座，我们将其命名为水瓶座溪流。我们确定了15个位于30 < l < 75和-70< b <-50之间的流成员，日心视线速度V_los~-200 km/s。这些成员是径向速度分布中的异常值，与贝桑松星系模型和新开发的代码Galaxia创建的模拟样本相比，密度过大具有统计学意义。在logg-T_eff平面上的金属丰度分布函数和等时线拟合表明，该流由10 Gyr年龄的[m/H]~-1.0的总体组成。我们探索了与其他流和子结构的关系，发现流不能与已知的结构识别：它是一个新的，在银河系的晕附近的子结构。使用一个简单的动力学模型的溶解卫星星系，我们占本地化的流。我们发现这股气流在动力学上是年轻的，因此很可能是最近破裂的矮星系或球状星团的碎片。因此，宝瓶座星系流是一个正在进行的等级星系形成的标本，在太阳郊区是罕见的。
2010-12-09 astro-ph.GA
Binary Star Detection and Parameter Estimation in the RAVE Survey
虽然主要是针对银河系的考古和演化，自动全天光谱巡天（RAVE，SDSS）也是一个有价值的来源，为双星研究社区。双线光谱的识别是容易的，它不受罕见的日食发生的限制。当光谱被适当地分类时，其大气参数可以通过将光谱与最佳拟合的大气模型进行比较来计算。我们从大约250.000个RAVE巡天光谱的样本中分析了双星。分类和二进制发现方法是基于关联函数分析。这些光谱与模式的比较表明，它是可能的，以估计基本的大气参数相对较好。大量的这样的估计和事实，RAVE包括一个没有任何颜色削减的星等选择的样本，使它适合于一个双星人口的研究。
2009-10-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
An unexpected high concentration for the dark substructure in the gravitational lens SDSSJ0946+1006
在引力透镜星系SDSSJ 0946 +1006中，通过对透镜图像的扰动，先前已经发现了一个不可见的子结构。利用主晕和次晕扰动的灵活模型来拟合透镜图像，我们证明了次晕具有非常高的中心密度和陡峭的密度斜率。次晕的推断浓度远高于类似质量的$Λ$ CDM晕的预期浓度分散度。对于我们所有的透镜模型，我们稳健地推断出在1 kpc内的次晕投影质量为$\sim 2$ - $3.7\times 10^9$ M $_\odot$（$>$ 95% CL），而在0.75-1.25 kpc的径向范围内的次晕投影密度分布的平均斜率被限制为比等温（$γ_{2D} \lesssim -1$）更陡。通过对次晕光的直接模拟，我们得到了其亮度$L_V < 1.2\times 10^8L_\odot$在95%CL处的保守上界，表明扰动源是暗物质。为了与$Λ$ CDM的预期进行比较，我们分析了在许多视线上的Illustris TNG 100 -1模拟中类似透镜星系内的subhalos，并发现数百个subhalos在$\gtrsim 2\times10^9M_\odot$的1 kpc内实现了投影质量。然而，只有不到1%的模拟观测结果产生的对数斜率足够陡，与我们的透镜模型相一致，它们$all$恒星质量超过观测所允许的数量级或更多。我们的结论是，这样一个黑暗的，高度集中的次晕的存在是出乎意料的$Λ$ CDM宇宙。最后，我们表明，…
2020-11-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Halo Substructure in Gaia Data Release 1
我们在第谷盖亚天体测量解决方案（TGAS）数据集中确定了一个晕子结构，与RAVE上的数据发布交叉匹配。经过质量切割后，具有大径向作用（$J_R > 800$ kms $^{-1}$ kpc）的恒星被提取出来。这些恒星的一个子集在经度和速度上聚集在一起，可以通过进一步的切割来选择。这14颗恒星以$(X,Y,Z) \approx (9.0,-1.0,-0.6)$ kpc为中心，在晕中形成了一个相干运动的结构，其中值为$(v_R,v_ϕ,v_z) = (167.33,0.86,-94.85)$ kms $^{-1}$。它们都是贫金属巨星，[Fe/H] $=-0.83$为中等值。为了防止距离误差的影响，我们计算了14颗恒星中的8颗的分光光度距离。我们发现有6颗恒星还在同步运动。这6颗恒星的[Fe/H]分布$\sim -0.7$也更紧密，只有一个例外（[Fe/H] = -2.12）。我们的结论是，存在的共动集群是稳定的，对距离估计的变化和猜测，这是一个很久以前吸积的球状星团溶解残留。
2017-04-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
The imprints of the Galactic bar on the thick disk with RAVE
我们研究的运动学的本地样本的恒星，位于一个圆柱体内的500 pc半径为中心的太阳，在RAVE数据集。我们发现明显的不对称性的$v_R$ - $v_ϕ$速度分布的薄和厚的磁盘明星：这里有更多的明星径向向外低方位角速度和更多的径向向内高方位角速度。这种不对称性以前曾被报道为薄盘是由于银河棒，但这是第一次在厚盘中看到相同类型的结构。我们的研究结果意味着，厚盘星的速度不应该再描述史瓦西，多元高斯或纯粹的轴对称分布。此外，以前报告的厚盘子结构的性质需要重新审视，因为这些可能与动力学共振，而不是吸积事件。很明显，如果我们要完全了解银河系，银河系的动力学模型必须符合盘的三维速度分布，而不是投影的一维速度分布。
2015-03-06 astro-ph.GA
The Metal-Poor Stellar Halo in RAVE-TGAS and its Implications for the Velocity Distribution of Dark Matter
暗物质的局部速度分布在解释直接探测实验的结果中起着不可或缺的作用。我们以前表明，贫金属晕星作为维里化的暗物质速度分布的优秀示踪剂，使用高分辨率的流体动力学模拟的银河系一样的晕。在本文中，我们利用的第一个\textit{Gaia}数据发布，再加上光谱测量的径向速度实验（RAVE），研究的运动学恒星属于贫金属晕内的平均距离为$\sim 5$千秒差距的太阳。我们研究的恒星铁丰度[Fe/H] $ < -1.5$和$-1.8$位于超过$1.5$ kpc的银河平面。使用高斯混合模型分析，我们确定的恒星，属于晕人口，以及一些运动异常值。我们发现，这两个金属丰度样本有相似的速度分布的晕组件，在不确定性。假设恒星晕速度充分跟踪维里化的暗物质，我们研究的直接检测实验的影响。标准晕模型，通常假设为暗物质，与$\sim6σ$的经验分布不一致，并预测更少的高速粒子。因此，标准晕模型高估了质量低于$\sim 10$ GeV的暗物质的核散射率。我们发现的运动学异常值可能与暗物质子结构相关，但需要进一步的研究来建立这种对应关系。
2019-01-07 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
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
Unsupervised Chemo-Dynamical Dissection of the Inner Galactic Halo: Discovery of Five Accreted Substructures with SDSS-V and Gaia
Institute of Graduate Studies in Science, Istanbul University（伊斯坦布尔大学研究生科学学院）；Faculty of Science, Department of Astronomy and Space Sciences, Istanbul University（伊斯坦布尔大学理学院天文与空间科学系）
基于SDSS-V和Gaia数据，采用无监督机器学习（UMAP和HDBSCAN）对2185颗化学选源星进行12维化学-动力学分析，发现五个新的紧密束缚候选子结构（FO1-FO5），其中FO2显示显著的氮增强，表明来自瓦解的大质量球状星团的潮汐碎片。
2026-05-22 astro-ph.GA
Mapping the Galactic Halo with SDSS, LINEAR and PTF RR Lyrae Stars
本文分析了SDSS条纹82区~500颗RR型天琴座星追踪到的星系晕结构和亚结构。这项研究的主要成果是一个二维地图的星系晕，达到100千秒差距的距离和痕迹以前已知的和新的晕子结构，如人马座和双鱼座潮汐流。我们还提出了强有力的直接证据，基于RR天琴座和主序星，晕恒星数密度分布显着陡峭超过30千秒差距从银河系中心。利用一种新的光度测定金属丰度的方法，同时结合RR天琴座和主序星的数据，我们表明，在SDSS条纹82区域的人马座尾流的中值金属丰度为[Fe/H]}=-1.2 +- 0.1 dex。除了这些结果之外，我们还将展示正在进行的星系晕3D地图的工作，该地图是使用~4000颗RR型天琴座恒星的样本构建的，覆盖了8500度^2的北方天空，探测距离太阳30千秒差距。
2011-05-20 astro-ph.GA
Transformations between WISE and 2MASS, SDSS, BVI photometric systems: II. Transformation equations for red clump stars
我们提出的颜色转换转换的宽视场巡天探测器（WISE）的W1，W2和W3的幅度的约翰逊-帕金斯（BVIc），斯隆数字巡天（GRI），和两个微米的所有巡天JHKs测光系统，红色团块（RC）的明星。RC星是从第三次径向速度实验（RAVE）数据发布（DR 3）中选出的。视星等是通过将该样本的坐标与不同的光度星表相匹配来收集的。最后的样品（355 RC星）用于获得金属依赖和自由的金属-WISE和约翰逊-费米子，SDSS，2 MASS测光系统之间的转换。这些转换结合已知的绝对星等在较短的波长可以用于空间密度测定的银河系（薄和厚）盘在距离大于单独与JHK测光评估，因此提供了一个强大的工具，在分析银河系结构。
2012-02-02 astro-ph.GA
Star Formation and Substructure in Galaxy Clusters
利用斯隆数字巡天（SDSS）的数据，我们研究了107个邻近星系团样本中恒星形成（SF）与子结构之间的关系。过去对单个星系团的几项研究表明，星系团合并增强了星系团的SF，而另一些研究则没有发现这种关系。对于M^0.1_r <-20.5的星系，多成分星系团的SF分数（0.228 +/-0.007）高于单成分星系团的SF分数（0.175 +/-0.016）。在单组分和多组分星系团中，恒星形成星系的比例随星系团中心距离的增加而增加，随局部星系数密度的增加而减少，并且在几乎所有的星系团中心距离和局部密度下，多组分星系团的SF比例都高于单组分星系团。比较SF分数在个别集群的子结构的几个统计措施，我们发现弱，但在大多数情况下显着大于2西格玛，子结构和SF分数之间的相关性。这些结果可能表明，集群合并可能会导致弱，但显着的SF增强集群，或非松弛集群表现出略强的SF，由于其较少的演变状态相对于松弛集群。
2014-01-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cartography of Triangulum-Andromeda using SDSS stars
外部的星系晕是许多子结构的家园，这些子结构的起源仍然不确定，但最有可能是银河系与其前卫星之间以前相互作用的残余物。三角座-仙女座（TriAnd）是这些晕子结构之一，被发现是2 M质量巨星的超密度。我们使用斯隆数字巡天第九次数据发布（SDSS DR 9）的光度数据分析了三角座-仙女座区域。通过将观测结果与TRILEGAL银河系模型的模拟结果进行比较，我们能够识别并绘制出几个分散的高密度主序星，这些恒星似乎与TriAnd有关，覆盖了$\sim 500$度$^2$的大片区域。其中一个过度可能代表了一种新的恒星密度过高。我们还简要讨论了另一种假设，根据该假设，TriAnd是银河系盘中振荡环的槽之一。
2017-09-06 astro-ph.GA
Free-Form and Hybrid Lens Models for SDSS J1004+4112: Substructure and Central Image Time Delay Constraints
本文利用新测得的类星体像时间延迟，通过 GRALE 自由形式与混合透镜模型重建 SDSS J1004+4112 的质量分布，发现约 5×10^11 太阳质量的子结构，并预测中心像时间延迟约为 2980 或 3280 天。
2023-10-30 astro-ph.GA
Asymmetric Surface Brightness Structure of Caustic Crossing Arc in SDSS J1226+2152: A Case for Dark Matter Substructure
利用哈勃太空望远镜观测资料，研究了位于$z_s=2.93$的一个恒星形成星系穿过星系团SDSS J1226+2152（$z_l=0.43$）的透镜焦散线所形成的高度放大的弧SGAS J122651.3+215220。我们报告在弧几个不对称的表面亮度功能，其角间距是一个弧秒的一小部分，从透镜临界曲线，似乎是高度，但不平等地放大图像对底层紧凑的来源，与一个最明亮的一对具有明确的不对称性始终在四个过滤器。放大率不相等的一个解释是星团内恒星的微透镜效应，它在透镜星系中的单个或成组的源星的图像中引起独立的通量变化。第二种可能性是，望远镜看不到的星系团内的暗物质暗晕有效地干扰了临界曲线附近的透镜放大率，并产生了持续不相等的图像对。我们的模型表明，至少对于最突出的识别图像对，微透镜假设是在紧张的情况下，在六年的基线上没有显着的不对称变化，而$\sim 10^6$ -$10^8\,M_\odot$的subhalos预计从冷暗物质的结构形成通常会产生固定的和相当大的不对称性。我们判断，在额外的时间和更精确的镜头模型的观察是必要的，严格约束时间的变化和鲁棒区分两种解释。这项研究下的弧是詹姆斯·韦伯太空望远镜主任的自由裁量早期释放科学计划的预定目标，该计划将提供深度图像和具有积分场光谱的高分辨率视图。
2020-05-12 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
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
The Shards of $ω$ Centauri
我们使用SDSS-Gaia星表来寻找恒星晕中的子结构。该样本包括62\,133颗具有全相空间坐标的晕星，其日心距离为$\sim 10$ kpc。由于行动是保守的缓慢变化的潜力，他们允许识别群体的恒星具有共同的吸积历史。我们设计了一种方法来识别晕子结构的基础上，他们在行动空间中的聚类，使用金属丰度作为二次检查。这是验证光滑模型和数值构建的恒星晕从宝瓶座模拟。我们在SDSS-Gaia星表中识别出21个子结构，其中包括7个高显著性、高能量和逆行的子结构。我们研究了逆行亚结构是否可能是从非典型球状星团$ω$ ~半人马座上剥离下来的物质。使用一个简单的模型的祖先的$ω$ ~半人马座的吸积，我们尝试性地认为，我们的新的子结构（标记为Rg 1，Rg 3，Rg 4，Rg 6和Rg 7）与此事件的可能协会。这为祖先设定了一个最小质量$5 \times 10^8 M_\odot$，以便将$ω$ ~半人马座带到它目前的作用位置--能量空间。我们的建议可以通过候选星的高分辨率光谱来检验，以寻找$ω$ ~半人马座恒星所具有的不寻常的丰度模式。
2018-07-02 astro-ph.GA
The Origin of the Virgo Stellar Substructure
我们提出了三维空间速度的恒星选择是一致的成员资格在室女座恒星的子结构。候选者是从SA 103中选出的，SA 103是我们在Kapteyn选定区域（SA）进行的自行（PM）调查中的一个40 x40弧分的场，基于PM，SDSS测光和215颗恒星的后续光谱。在以SA 103为中心的SDSS色星等图（CMD）中，室女座子结构的特征很清楚，并且有16颗恒星被识别出具有高的银河系径向速度（V_GSR > 50 km/s）并且位于室女座CMD轨迹附近。从候选者到室女座子结构的隐含距离是14+/-3 kpc。我们从这16颗恒星得到平均运动学，发现径向速度VGSR = 153+/-22 km/s，自行（mu_alpha*cos（delta），mu_delta）=（-5.24，-0.91）+/-（0.43，0.46）mas/yr。从这些成员的平均运动学，我们确定室女座的祖先是在一个偏心（e ~ 0.8）的轨道，最近通过附近的银河系中心（近心距R_p ~ 6 kpc）。这种破坏性的轨道与室女座的子结构起源于银河系卫星潮汐破裂的想法一致。N体模拟表明，整个云状的室女座亚结构（包括“室女座超密度”和“室女座恒星流”）可能是最近破裂的大质量（~10^9 M_太阳）矮星系的潮汐残骸。该模型还表明，银河系晕中其他一些已知的恒星过密度（例如，双鱼座的高密度和碎片在NGC 2419和SEGUE 1附近）被解释为处女座…
2012-05-10 astro-ph.GA
A High Resolution Search for Dual AGN Candidates in Mergers: A Pre-Selection Strategy using Keck AO
George Mason University（乔治梅森大学）；University of California, Riverside（加州大学河滨分校）；U.S. Naval Observatory（美国海军天文台）；NASA Goddard Space Flight Center（NASA戈达德太空飞行中心）；Ehime University（爱媛大学）；U.S. Naval Research Laboratory（美国海军研究实验室）；University of Florida（佛罗里达大学）；University of Maryland（马里兰大学）
本文通过SDSS和WISE数据筛选出46个近邻并合系统，利用高分辨率AO观测发现其中43%存在子结构，优于传统方法，证明了该方法在识别晚期并合和双AGN候选者中的有效性。
2026-04-14 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
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
Exploring the SDSS Dataset with Linked Scatter Plots: I. EMP, CEMP, and CV Stars
我们提出了一个搜索的结果，极端贫金属（EMP），碳增强贫金属（CEMP），和激变变星（CV）使用一种新的勘探工具的基础上连接散点图（LSP）。我们的方法是特别设计的工作与非常大的光谱数据集，如SDSS，LAMOST，RAVE和盖亚数据集，它可以应用于恒星，星系和类星体光谱。作为演示，我们使用SDSS DR 10数据集进行搜索。我们首先创建了一个3326维的相空间，其中包含569，738颗SDSS恒星中超过1600个光谱特征的近20亿个强度测量值。这些测量基本上捕获了SDSS光谱分辨率下可见的所有恒星原子和分子物种。我们展示了如何LSP可以用来快速隔离和检查这个相空间的有趣的部分。为了说明，我们使用LSP加上相空间的选定部分中的切割来提取EMP星、CEMP星和CV星。我们提出了59个以前未被识别的候选EMP星和11个以前未被识别的候选CEMP星的身份。我们还提出了两个用LSP方法发现的候选He~II发射CV星，这两个候选星尚未在文献中讨论过。
2017-05-03 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Probing the Galactic Halo with RR Lyrae Stars. II. The Substructures of the Milky Way
我们使用3，003型$ab$ RR天琴座（RRab）与来自SDSS，LAMOST和盖亚EDR 3的6D位置-速度信息来识别星系晕的子结构。基于这些信息，我们定义了运动空间积分中任意两颗星的分离度，并利用朋友的朋友算法识别子结构。我们确定属于几个已知的子结构的成员：人马座流，盖亚-土卫二-香肠（GES），红杉，和海尔米流。除了这些已知的子结构，还有三个可能分别与球状星团NGC 5272、NGC 6656和NGC 5024有关的子结构。最后，我们还发现了三个剩余的未知子结构，其中一个具有大的角动量和平均金属丰度$\rm -2.13\,dex$，这可能是一个新的子结构。对于GES，我们发现它占了内晕子结构的很大一部分，远心距的范围在10 ~ $34\,\rm kpc$之间，说明GES主要分布在内晕中。近三分之一的GES比例和远心距的峰值$20\,\rm kpc$表明，GES可以解释银心距${\sim}20-25\,\rm kpc$处星系晕密度剖面的断裂。比较盖亚-土卫二-香肠与武仙座-天鹰座云和室女座高密度云的运动学性质的相似性表明，这三个子结构可能有相似的起源。
2022-03-31 astro-ph.GA
Kinematic Discovery of a Stellar Stream located in Pisces
我们报告了双鱼座恒星流（PSS）的运动学发现，在银河系经度约l=135度和经度之间的-39 < b < -36度。我们最初从斯隆数字巡天（SDSS）数据发布8中红巨星分支星的速度中识别出这种晕子结构，并从SDSS光度数据中证实了它在关闭星中的存在。PSS是一个狭窄的，运动学冷潮汐流，速度色散为8公里/秒。其金属丰度[Fe/H]=-2.2，分散度约为0.3 dex。流关闭的颜色-星等特征，结合我们测量的金属丰度，将PSS定位在35+/-3千秒差距的距离。双鱼座恒星流与之前宣布的“三角座流”相同，也是拟议中的“a流”的一部分。我们排除了PSS与其他先前已知的银河系子结构在同一地区的天空。
2013-02-08 astro-ph.GA
Mapping Milky Way Halo Substructure using Stars in the Extended Blue Tail of the Horizontal Branch
虽然蓝水平支（BHB）星通常被用来追踪晕子结构，但蓝于（g-r）<-0.3的恒星由于其绝对星等难以确定而被忽略。水平支蓝区包括BHB尾星和极水平支星。我们提出了一种方法，用于识别HBX星在现场，使用光谱和测光从斯隆数字巡天数据发布14（SDSS DR 14）。我们推导出BHB尾星和EHB星的绝对星等作为颜色函数的估计值，并使用这种关系来计算距离。我们确定了一个过度密集的HBX恒星，似乎是追踪武仙座-天鹰座云（HAC）的北端。我们确定了三颗可能是潮汐流的一部分的恒星，但这还不足以解释观测到的过密度。结合SDSS数据与盖亚DR 2自行允许我们表明，大多数HBX恒星的轨道在过密度是在高偏心率轨道上类似于室女座径向合并/盖亚-土卫二/盖亚香肠结构，并且高偏心率轨道的过密度一直延伸到室女座过密度。我们利用恒星运动学将HBX星分为盘星和晕星。晕星主要在高偏心率（径向）轨道上。HBX星的比例是EHB是最高的磁盘人口和最低的低偏心率晕星。
2021-03-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Multiple retrograde substructures in the Galactic halo: A shattered view of Galactic history
目的。近年来，在具有逆行运动的银河系晕星中发现了一些运动学和化学亚结构。目前尚不清楚这些不同的结构是如何相互关联的。这封信旨在阐明这一问题。方法.我们探索逆行晕与增强版本的盖亚DR 2 RVS样本，扩展与数据从三个大型光谱调查，即RAVE，APOGEE和LAMOST。在这个数据集中，我们使用HDBSCAN聚类算法识别了几个结构。我们使用所有可用的化学和动力学信息来讨论它们的性质和可能的联系。结果与以前的工作一致，我们发现具有[Fe/H] $<-1$的恒星比具有[Fe/H] $>-1$的恒星有更多的逆行运动。逆行晕包含了来自盖亚-土卫二，红杉，甚至化学定义的厚盘等物体的碎片混合物。我们发现，红杉有一个较小的范围内的轨道能量比以前建议，并局限于高能量。红杉本身可能是一个小星系，但由于它在运动积分空间和化学丰度空间都与盖亚-土卫二的碎片重叠，因此它的性质还不能完全确定。在光环的低能量部分，我们发现了至少一个不同结构的证据：Thamnos。Thamnos中的恒星在低倾角，轻微偏心的逆行轨道上，以$v_ϕ\approx-150$ km/s的速度运动，并且在化学上与其他结构不同。结论.即使有极好的盖亚DR 2数据，将逆行光环中发现的所有碎片拼凑起来仍然具有挑战性。在这一点上，我们非常需要大型数据集，具有高质量的高分辨率光谱和定制的高分辨率星系合并流体动力学模拟。
2019-09-19 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
Detections of Diffuse Interstellar Bands in the SDSS Low-resolution Spectra
星际弥散带（DIB）已经被发现了近一个世纪，但它们的性质仍然是天文光谱学中最具挑战性的问题之一。最近的工作，以确定和调查的性质和载体的DIBs集中在高分辨率光谱选定的视线。在本文中，我们报告的DIBs检测斯隆数字巡天（SDSS）的低分辨率光谱的大样本的银河系恒星。利用模板减法，我们成功地在约2,000颗恒星的SDSS光谱中识别出了DIBs $λ$ $λ$ 5780，6283，并测量了它们的强度和径向速度。这个样品是迄今为止组装的最大的样品。目标跨越一个大范围的红化，E（B-V）~ 0.2 - 1.0，分布在一个大的天空区域，涉及广泛的恒星参数（有效温度，表面重力和金属），证实载体的DIBs是无处不在的弥漫性星际介质（ISM）。该样本用于研究DIB的强度与视线消光幅度之间的关系，产生结果（即，EW（5780）= 0.61 x E（B-V）和EW（6283）= 1.26 x E（B-V））与先前的研究一致。在分辨率与SDSS相近的郭守敬望远镜（LAMOST）的调试光谱中也发现了DIB特征。正在进行和即将进行的大规模光谱巡天，如RAVE、SDSS III和LAMOST，特别是LAMOST银河系反中心数字巡天（DSS-GAC），预计将探测到数十万颗恒星的DIB。这样一个巨大的数据库将提供一个前所未有的机会，研究人口分布和DIBs的性质，以及使用DIBs探测ISM的分布和性质和尘埃灭绝。
2012-07-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Does SEGUE/SDSS indicate a dual Galactic halo?
我们重新审视最近声称的观测证据的双重星系晕的SEGUE/SDSS数据，并追溯到错误的处理和忽视的选择效果。特别是，在晕垂直丰度梯度的检测可以解释为金属丰度的距离偏差。一个类似的偏差，和磁盘污染的影响，影响蓝色水平分支恒星的样本。这些例子强调了为什么非体积完整的样品需要从理论模型或广泛的偏差校正的正演模拟。我们还展示了观测的不确定性如何在观测到的晕星的方位角速度分布中产生特定的非高斯性，这可能被错误地识别为两个高斯分量。当我们对包括距离不确定性的测量过程进行建模时，单个运动学分量产生与观测数据的极好拟合。此外，我们表明，在适当的运动空间中的样本差异的运动学切割的直接后果，并增强距离估计时，不太准确。因此，它们的存在既不能证明存在一个单独的种群，也不能衡量应用距离的可靠性。我们的结论是，目前没有证据表明SEGUE/SDSS，将有利于一个双星系晕在一个单一的晕充满子结构。
2014-03-04 astro-ph.GA
Quantifying Kinematic Substructure in the Milky Way's Stellar Halo
我们提出和分析的位置，距离和径向速度超过4000蓝色水平分支（BHB）恒星在银河系的晕，从SDSS DR 8绘制。我们在这些数据中寻找位置-速度子结构，这是恒星晕的层次组装的一个签名。使用累积的“近对分布”（CPD）作为天空位置，距离和速度的4维空间中的统计数据，我们量化了BHB恒星之间的位置-速度子结构的存在，具有很高的统计意义：与这些整体分布的随机抽样相比，在天空位置接近的BHB恒星对往往具有更相似的距离和径向速度。我们做了类似的模拟观测11数值晕形成模拟，其中恒星晕完全由中断的卫星碎片，并找到一个层次的子结构相比，在实际观察到的BHB恒星样本。这一结果定量地证实了恒星晕通过相位（位置-速度）空间中的签名的层次结构。详细地说，BHB星的结构比大多数模拟晕中的结构要不那么突出，很可能是因为BHB星代表了一个更老的子种群。位于银河系中心20千秒差距以上的BHB星，其亚结构比位于$\rm r_{gc} < 20$千秒差距处的强。
2011-08-03 astro-ph.GA
Bayesian analysis of ages, masses, and distances to cool stars with non-LTE spectroscopic parameters
对于星系演化的研究，恒星演化阶段和星族成员的准确描述是至关重要的。标准的方法依赖于从恒星演化模型中提取这些信息，但需要通过独立的方法获得恒星的有效温度、表面重力和金属丰度。在以前的工作中，我们确定了精确的有效温度和非LTE logg和[Fe/H]（NLTE-Opt）的大样本的贫金属星，-3<[Fe/H]<-0.5，从RAVE调查。作为这项工作的继续，我们在这里推导出它们的质量，年龄和距离使用贝叶斯方案和GARSTEC恒星轨迹。为了进行比较，我们还使用从广泛使用的1D LTE激发-电离平衡Fe（LTE-Fe）确定的恒星参数。我们发现，后者导致系统性地低估了恒星的年龄，10- 30%，但高估了质量和距离。贫金属巨星遭受最大的70%的分数距离偏差。此外，我们将我们的结果与RAVE合作组织发布的共同恒星的结果进行了比较（DR 3，Zwitter et al. 2010，Seibert et al. 2011）。这显示了有效温度的-400至+400 K偏移，表面重力的-0.5至1.0 dex偏移，以及距离的10%至70%。系统趋势与我们在NLTE-Opt和LTE-Fe参数之间发现的相关性非常相似，表明RAVE DR 3数据可能受到1D LTE合成光谱的物理限制的影响。我们的结果承担任何研究，分光光度的距离恒星运动学的基础。特别是，它们为SDSS/SEGUE观测引起的关于星系晕起源的争论提供了…
2012-12-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Mapping the Galactic Halo VIII: Quantifying substructure
我们已经测量了大量的运动学子结构的星系晕使用的意大利面条项目，一个高纬度的天空调查的最终数据集。我们的样本包含101个光度选择和光谱确认的巨星，具有准确的距离，径向速度和金属丰度信息。我们已经开发了一个新的聚类估计：“4distance”的措施，当应用到我们的数据集导致识别1组和7对丛生的恒星。这个有6个成员的星系群可以自信地与人马座矮星系的潮汐碎片相匹配。两对与已知处女座结构的性质相匹配。使用人马座在具有不同程度暗晕平坦化的银河势中的破裂模型，我们表明这有利于球形或扁长形晕的形状，正如Newberg等人（2007）使用SDSS数据所证明的那样。另外一对可以与更古老的人马座碎片联系起来。我们发现，20%的意大利面条数据集中的恒星是在子结构。从随机数据集的比较，我们得出了一个非常保守的下限为10%的子结构的晕的量。然而，数值模拟的比较表明，我们的研究结果也是一致的晕完全建立了中断的卫星，由于早期合并或相对较重的祖卫星提供的主导功能是相对广泛的。
2009-06-18 astro-ph.GA
A Low-Mass Stellar-Debris Stream Associated with a Globular Cluster Pair in the Halo
我们从SDSS蓝水平支和SDSS+LAMOST RR天琴座恒星的组合晕样本中寻找这样的子结构，与$Gaia$ DR 2的天体测量信息交叉匹配。这是一个古老恒星的样本，也是结构的优秀示踪剂，是寻找外部恒星晕中古代遗迹的理想选择。通过将基于神经网络的方法StarGO应用于我们样本的全四维动力学空间，我们重新发现了人马座流，并找到了$Gaia$ -土卫二香肠（GES）和红杉事件的碎片，以及它们与几个GC的联系。最重要的是，我们发现了一个新的，低质量的，碎片流与一对GC（NGC 5024和NGC 5053），我们称之为LMS-1。这条流有一个非常极地的轨道，占据了距离银河系中心10到20千秒差距的区域。NGC 5024（M53）是相关GC对中质量更大的一个，根据N体模拟的结果，它很可能是一个现已破裂的矮星系祖先的核星团。
2020-07-10 astro-ph.GA
Light Curve Templates and Galactic Distribution of RR Lyrae Stars from Sloan Digital Sky Survey Stripe 82
我们提出了一个改进的分析晕子结构跟踪RR天琴座星在SDSS条纹82区。随着SDSS-II数据的增加，基于新的ugriz光变曲线模板的修订选择方法产生了483颗基本上没有污染的RR Lyrics星的样本。从我们的第一个研究的主要结果仍然存在：在银河系中心距离5- 100千秒差距的晕星的空间分布是高度不均匀的。在距离银河系中心30千秒差距以内的晕星中，至少有20%的晕星可以统计地与子结构相关联。我们提出了强有力的直接证据，RR天琴座恒星和主序星的基础上，晕恒星数密度分布显着陡峭超过银河系中心的距离~30千秒差距，和一个更大的部分的恒星与子结构。通过使用一种新的方法，同时结合的RR天琴座和主序星的数据，并使用光度金属丰度估计的主序星来自深共添加的u波段数据，我们测量的人马座dSph潮汐流（拖曳臂）向R.A.2h-3 h和Dec~0度是0.3倍（[Fe/H]=-1.2）比周围的晕场星。与另一个主要的晕子结构，Monoceros流类似的结果一起，这些结果支持理论预测，即早期形成的，光滑的内晕，是金属穷人相比，高表面亮度的材料，已被吸积到后来形成的外晕。外晕中没有可探测到的团块的恒星的平均金属丰度可能仍然比大部分内晕恒星更贫金属，正如其他数据集所论证的那样。
2009-10-24 astro-ph.GA
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
Dynamically Tagged Groups of Metal-Poor Stars II. The Radial Velocity Experiment Data Release 6
基于盖亚早期数据发布3天体测量参数的轨道特征进行了分析的${\sim} 8,000$贫金属星（[Fe/H] $\leq -0.8$）从RAVE数据发布6编译。根据宽波段测光，RAVE被选为贫金属候选者，在这些恒星的Ca三重态区域收集了中等分辨率（$R \sim 7,500$）光谱。在这个样本中的恒星的大约$20\%$也有中等分辨率（$1,200 \lesssim R \lesssim 2,000$）验证光谱获得了从$2014$到$2017$的四年活动与各种望远镜。我们将候选恒星与黄等人重新校准的Sky Mapper Southern Survey Data Release 2的光度金属丰度测定相匹配。我们使用\HDBSCAN ~无监督学习算法从轨道能量和柱作用量获得这些恒星的动力学星团。我们确定$179$动态标记组（DTG）之间的$5$和$35$成员; $67$ DTG至少有$10$成员星。银河系（MW）的子结构，如盖亚香肠恩克拉多斯，金属弱厚盘，飞溅盘，Thamnos，海尔米流，和LMS-1（悟空）被确定。与MW球状星团的协会被确定为$10$ DTG;没有公认的MW矮星系与我们的任何DTG。以前确定的动力组也与我们的DTG，重点放在他们的结构确定和可能的新标识。我们确定化学奇特的恒星作为几个DTG的成员，我们发现$22$ DTG与\textit{r}过程增强的恒星。碳增强贫金属（…
2022-01-20 astro-ph.GA
An optimized Method to Identify RR Lyrae stars in the SDSS X Pan-STARRS1 Overlapping Area Using a Bayesian Generative Technique
本文提出了一种在缺乏大量多历元数据和光变曲线分析的情况下选择RR天琴座（RRL）星（或其他类型的变星）的方法。我们的方法使用颜色和变异性选择切割，通过应用高斯混合贝叶斯生成方法（GMM）对636个预先确定的RRL星，而不是应用常用的矩形切割。具体来说，我们的方法选择了8,115个RRL候选者（日心距离< 70 kpc），使用来自斯隆数字巡天（SDSS）的GMM颜色切割和来自全景巡天望远镜和快速响应系统1 3 pi巡天（PS1）的GMM变化切割。与RRL星表Stripe 82的比较表明，我们的方法的效率和完整性水平分别为~77%和~ 52%。大多数污染物要么是主序星不变，要么是食系统中的恒星。这里描述的方法有效地恢复已知的恒星晕子结构。预计在调查结束前将观察到额外的PS1时期（每个过滤器约3个时期），当前的完整性和效率水平将进一步提高。使用GMM方法的效率和完整性水平与使用常用矩形切割的效率和完整性水平之间的比较产生了效率水平从~13%到~77%的显着增加，而完整性水平的变化微不足道。因此，我们倾向于在未来的研究中使用GMM技术。虽然我们在SDSS X PS1足迹上开发了它，但这里提出的技术可以很好地用于任何多波段，多历元的调查，因为历元的数量有限。
2014-05-14 astro-ph.GA
Spectroscopic Identification of Type 2 Quasars at Z < 1 in SDSS-III/BOSS
2型类星体的物理学和人口统计学仍然知之甚少，以各种方式选择的此类物体的新样本可以深入了解它们的物理特性，演化以及与宿主星系的关系。我们提出了一个样本的2758 2型类星体在z $\leq$ 1从SDSS-III/BOSS光谱数据库，选择的基础上，他们的发射线的属性。我们通过要求[OIII]的静止框架等效宽度> 100 μ m来探测总体的发光端。我们用线宽、标准发射线比率诊断图（z < 0.52）和[Ne V]λ 3426 λ在z > 0.52的探测来区分我们的物体和恒星形成星系和1型类星体。我们的大多数天体的[OIII]光度在10^8.5-10^10 L $_{\odot}$之间，红移在0.4 - 0.65之间。我们的样本包括400多个在BOSS数据库中测量红移不正确的2型类星体;这些物体通常在[OIII]线中显示运动学子结构或流出。大多数样本在WISE巡天中有对应的样本，中值红外光度νLν[12μm] = 4.2 x 10^44 erg/sec。在新发现的2型类星体中，只有34%将通过红外线彩色切割来选择，以识别被遮蔽的活动核，这凸显了识别2型类星体完整样本的难度。我们公开了新样本和SDSS I/II中568个2型类星体的所有[OIII]剖面的多高斯分解，以及线剖面形状的非参数测量，并确定了600多个候选双峰[OIII]剖面。
2017-03-16 astro-ph.GA
RXCJ1111.6+4050 galaxy cluster: the observational evidence of a transitional fossil group
本文利用 TNG 和 SDSS 数据对星系团 RXCJ1111 进行动力学研究，发现其包含一个正在与主团发生早期碰撞的化石星系群子结构，从而为化石阶段具有暂时性和过渡性提供了观测证据。
2023-09-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Overview of The SDSS-V Magellanic Genesis Survey
Montana State University（蒙大拿州立大学）；University of Edinburgh（爱丁堡大学）；Flatiron Institute（平顿研究所）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）；Universidad Diego Portales（迭戈·波特莱斯大学）；Lund University（隆德大学）；University of Colorado（科罗拉多大学）；NASA Ames Research Center（美国国家航空航天局艾姆斯研究中心）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；Leibniz-Institut für Astrophysik (AIP)（莱布尼茨天体物理研究所）；Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）
SDSS-V通过APOGEE和BOSS光谱学技术，研究麦哲伦星云的运动学和化学结构，揭示其内部和外部区域的星群分布及恒星演化特征。
2026-02-02 astro-ph.GA
Flare in the Galactic stellar outer disc detected in SDSS-SEGUE data
目标。我们探索银河系外盘的银河中心距离为30千秒差距，以获得其参数和测量其耀斑的大小。方法.我们从斯隆数字巡天-斯隆银河系理解和探索扩展计划（SDSS-SEGUE）在1，400 deg^2以上的离面低银河系纬度区域的光度计校正数据中选择颜色，获得了F8 V-G5 V型恒星的3D密度，并将其拟合到一个薄+厚的耀斑盘模型中。结果最适合的参数是薄盘尺度长度为2.0 kpc，薄盘尺度高度在太阳银河系中心距离为0.24 kpc，厚盘尺度长度为2.5 kpc，厚盘尺度高度在太阳银河系中心距离为0.71 kpc。我们推导出两个圆盘中的一个耀斑，它使平均圆盘的标度高度在R=15 kpc时与太阳邻域值相乘，系数为3.3^{+2.2}-1.6}，在R=25 kpc时与系数为12^{+20}-7}。结论.耀斑在大R处相当突出，它的存在解释了面内恒星的明显耗尽，而面内恒星的明显耗尽常常与R>15 kpc处的截止相混淆。事实上，我们的银盘并没有出现截断或突然下降的现象，但恒星分布在离面区域，即使在R>20 kpc的z为几kpc的情况下也是如此。此外，观测到的恒星分布的平滑性也表明，存在一个连续的结构，而不是银河系盘加上其他一些子结构或河外成分的组合：根据一个假定的吸积矮星系的潮汐流来解释麒麟座环的假设不仅是不必要的，因为观测到的耀斑解释了SDSS场中观测到的麒麟座环的密度过高，但似乎不太合适
2014-05-29 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 Mass with K Giants and BHB Stars Using LAMOST, SDSS/SEGUE, and Gaia: 3D Spherical Jeans Equation and Tracer Mass Estimator
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
Halo streams in the 7th SDSS data release
我们使用斯隆数字巡天（SDSS）第7次公开数据发布的数据检测了太阳附近的恒星晕流，其中包括定向恒星计划SEGUE：斯隆银河系理解和探索扩展。为了获得到每颗恒星的距离，我们使用了Ivezic等人（2008）的金属度依赖光度视差关系，我们检查并量化了准确性。我们的最终样本由22，321颗附近（d < 2 kpc），贫金属（[Fe/H] < -0.5）的主序星组成，具有6D的位置和空间速度估计。我们通过合适的运动学代理的运动，角动量，偏心率和轨道极角的“有效”积分的特点，这些恒星的轨道，并比较所观察到的分布的期望从一个平滑的分布在四个[Fe/H]箱。在此基础上，我们确定至少有五个显着的“相空间overdensities”的恒星非常相似的轨道在太阳附近，我们可以分配明确的峰值[Fe/H]分布。其中三个以前已经确定，包括Helmi等人（1999）在12.0的显著性水平上发现的晕流。此外，我们发现至少有两个新的真正的晕流，判断他们的运动学和[Fe/H]，在显着水平分别为2.9和4.8。对于一个星流，恒星甚至在配置空间中表现出一致性，与Julic等人（2008）在（R，z）\approx（9.5，0.8）kpc发现的恒星空间过密度相匹配。我们的研究结果表明，我们的搜索方法的实用功能，以检测附近的恒星的相空间分布的子结构，而不作先验假设的详细形式的引力势。
2009-04-07 astro-ph.GA
Modelling the Galaxy in the era of Gaia
近年来，银河系恒星的光度和天体测量数据增长非常快（依巴谷/第谷，OGLE-3，2-Mass，DENIS，UCAC 2，SDSS，RAVE，Pan Starrs，Hermes，......）两年后，欧空局将发射盖亚卫星，该卫星将测量10亿颗恒星前所未有的精确度。考虑到我们在银河系中的位置以及大多数星表中存在的复杂观测偏差，银河系的动力学模型是充分利用这些星表的先决条件。由于我们可以观察银河系的细节非常丰富，因此需要非常精密的模型。此外，除了模型之外，我们还需要算法来观察它们，这些算法具有与实际观察程序中发生的相同的误差和偏差，以及用于确定模型与给定数据体兼容的程度的统计算法。JD 5回顾了我们对银河系的了解状况，我们可以对银河系进行建模的不同方式，以及当盖亚目录可用时，从手头的数据中提取我们的科学目标需要什么。
2009-11-13 astro-ph.GA
Constraining the Galactic structure parameters with the XSTPS-GAC and SDSS photometric surveys
本文利用银河系南极中心测光巡天（XSTPS-GAC）和斯隆数字巡天（SDSS）的测光资料，计算了银河系平滑分量的整体结构参数。这些数据覆盖了近11，000度的$^2$天空区域和整个银河系纬度范围，使我们能够构建一个具有全球代表性的银河系模型。银河晕星的数密度分布符合幂律衰减的扁球体。最佳拟合分别产生轴比和幂律指数$κ=0.65$和$p=2.79$。然后用银河系模型拟合了三个矮星样本的$r$波段差分星计数.马尔可夫链蒙特卡罗分析产生的最佳拟合模型具有薄和厚盘刻度高度和长度为$H_{1}=$ 322\，pc和$L_{1}=$ 2343\，pc，$H_{2}=$ 794\，pc和$L_{2}=$ 3638\，pc，局部厚盘与薄盘密度比为$f_2=$ 11\，per\，cent，扁圆晕与薄盘的局部密度比为$f_h=$ 0.16\，per\，测得的恒星数分布与上述大部分天空区域的模型非常一致，显示出许多统计上显著的大尺度超密度，包括一些以前已知的子结构，例如室女座超密度和所谓的“北近结构”，以及在150 \degr $< l < $ 240 \degr ~和$-1$ 5 \degr $< b < $ $-$ 5 \degr之间的新特征，估计距离在1.0和1.5\，kpc之间。银河系在反中心的南北不对称性甚至比以前认为的还要强。
2016-09-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Pristine survey I: Mining the Galaxy for the most metal-poor stars
我们提出的原始调查，一个新的窄带测光调查集中在金属敏感的Ca H & K线，并在北半球进行的宽视场成像仪MegaCam的加拿大-法国-夏威夷望远镜（CFHT）。本文回顾了我们的总体调查策略，并讨论了数据处理和金属丰度校准。此外，我们审查这些数据的应用程序的主要目的的调查，这是收集大样本的最贫金属的恒星在银河系中，以进一步扩大最微弱的银河系卫星，并映射（贫金属）子结构的星系晕。目前的原始足迹包括超过1,000 deg 2的星系晕，范围从b~30到78，覆盖了许多已知的恒星子结构。我们证明，SDSS恒星对象，我们可以校准测光在0.02等的水平。与SDSS/SEGUE和LAMOST的现有光谱金属丰度的比较表明，当与SDSS宽带g和i光度法相结合时，我们可以使用CaHK光度法来推断光度金属丰度，从[Fe/H]=-0.5到极端贫金属区（[Fe/H]<-3.0）的精度约为0.2 dex。在去除各种污染物后，我们可以有效地选择贫金属恒星并构建非常完整的高纯度样品。在[Fe/H]Pristine<-3.0的恒星中发现[Fe/H]SEGUE<-3.0恒星的成功率为24%，其余候选者中有85%仍然是非常贫金属的（[Fe/H]<-2.0）。我们进一步证明，Pristine非常适合识别[Fe/H]<-4.0的非常罕见和原始的银河系恒星，这可以为我们提供有关早期宇宙的宝贵经验。
2017-05-02 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
The distribution function of the Galaxy's dark halo
从银河系暗晕对重子下落的响应是自洽的假设出发，我们建立了一个满足大量观测结果的银河系自洽动力学模型，包括气体终极速度和脉泽的测量，RAVE巡天的180，000颗巨星的运动学，以及SDSS的恒星计数数据。恒星盘和暗晕都由作用量积分的分布函数（DF）来描述。该模型是通过将Piffl Penoyre & Binney（2015）的工作从单个模型的构建扩展到模型空间的系统搜索而获得的。Piffl等人的模型违反了对终端速度曲线的约束，而我们的模型则尊重这些约束，对薄圆盘和厚圆盘采用了长尺度长度Rd = 3.66kpc。然而，该模型与测量到的膨胀星微透镜的光学深度不一致，因为它将R <~ 3 kpc的密度的很大一部分归因于暗物质而不是恒星。此外，现在看来，厚盘的尺度长度可能比模型所暗示的要短得多。缩短此缩放长度将导致重新违反来自旋转曲线的约束。我们的结论是，我们现在可以排除银河系暗晕的绝热压缩。
2015-09-23 astro-ph.GA
The Pristine survey -- VII. A cleaner view of the Galactic outer halo using blue horizontal branch stars
我们使用原始的调查CaHK窄带测光，结合SDSS ugr测光，提供一个更干净的样本的蓝色水平分支恒星在星系晕到大的距离。我们证明了91%的完整性和93%的纯度相对于现有的光谱分类。随后，我们使用这些标准烛光的新干净样本来研究原始足迹上方星系晕的子结构。除其他功能外，这允许仔细追踪人马座流的多个部分，提供独立于其他示踪剂的测量，并达到更大的距离。此外，我们用这个干净完整的样品证明了晕的密度分布具有3.5 - 4.0的负幂律斜率。由于相对较浅的SDSS U波段是这种技术的限制因素，我们预见到将原始调查测光与加拿大-法国成像调查的更深的U波段测光相结合的巨大潜力。
2019-10-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Kinematics of Cluster Galaxies via Velocity Dispersion Profiles
我们提出了一个分析的样本的14个星系团通过速度色散剖面（VDPs）的运动学，编译使用集群参数内定义的X射线星系团数据库（BAX）交叉匹配的数据从斯隆数字巡天（SDSS）。我们确定存在的子结构的集群从样本作为代理最近的核心合并，导致4合并和10个非合并集群，以允许它们各自的动态状态之间的比较。我们为样本创建了VDP，并按质量、颜色和形态对其进行划分，以评估它们的运动学如何对环境做出响应。为了提高信噪比，我们的星系团被归一化并共同添加到$0.0 - 2.5$ $r_{200}$的投影星系团半径。我们发现合并集群环境拥有丰富的运动学活跃（上升VDP）混合的红色和蓝色的椭圆星系，这是负责预处理星系下降的子结构的指示。相比之下，在非合并的星系团环境中，星系的运动学活动通常会随着半径的增加而下降，蓝色星系拥有最高的速度，这可能是快速坠落的场星系的结果。然而，在合并和非合并的集群环境中的蓝色和红色星系团之间的运动活动的差异表明星系表现出不同的星系吸积到集群潜力的功能的核心合并的存在。
2018-08-30 astro-ph.GA
Photometric and Spectroscopic Study of Abell 0671
利用北京-亚利桑那-台湾-康涅狄格（BATC）系统的15个中带滤光片和Sloan数字巡天（SDSS）资料，对邻近的星系团Abell 0671（A671）进行了光度和光谱研究。光度红移技术被应用到星系样本的进一步成员确定。在考虑了色-星等关系后，选取了97个亮度大于19.5等的星系作为新成员星系。在扩大的星系团样本的基础上，研究了A671的空间分布和动力学。A671的亮成员样本很好地显示了它的子结构，但基于放大的样本，它似乎不太重要，这主要是由于新选择的暗成员的视光速度的不确定性较大。A671的SDSS r波段光度函数在微弱的星等上是平坦的，微弱的末端斜率参数α =-1.12。SDSS光谱使我们能够研究明亮的星系团星系的恒星形成历史，并且发现核心区域的星系比外围的星系更古老。早型星系（ETGs）的金属丰度没有发现环境效应。年龄和恒星质量之间的正相关性支持缩小的假设。通过比较ETG吸收线指数和现有的恒星星族模型，我们得到了简单恒星星族的相关参数（年龄、[Fe/H]、[Mg/Fe]、[C/Fe]、[N/Fe]和[Ca/Fe]）。在集群中心的ETG往往有较小的hb指数，表明中心的ETG可能是旧的。总金属丰度指标[MgFe]的分布没有显示出任何环境效应。A671的简单恒星星族参数与速度色散之间的关系与前人的研究结果一致。
2011-09-30 astro-ph.GA
