The Next Generation Virgo Cluster Survey. XXXVII. Distant RR Lyrae Stars and the Milky Way Stellar Halo out to 300 kpc
本研究利用NGVS巡天数据发现180颗距离约20-300 kpc的遥远RR Lyrae恒星，揭示银河系晕密度呈r^-4.09幂律分布且金属丰度向外递减，为150 kpc外的晕结构提供了重要示踪体。
2024-02-08 astro-ph.GA
Probing the Outer Galactic halo with RR Lyrae from the Catalina Surveys
我们提出了12227 ab型RR天琴座在卡塔利娜调查数据发布1（CSDR 1）的2亿公共光曲线中发现的分析。这些恒星是天琴座RR观测到的银河系中最大的恒星，覆盖了约20，000平方度的天空（0 < RA < 360，-22 < Dec < 65 deg），日心距离高达60 kpc。在六年的时间里，每一个RR Lyectin都被观察到60到419次。使用周期发现和傅立叶拟合技术，我们确定的周期和视幅度为每个源。我们发现，在一般精确到σ = 0.002%的周期相比，2842以前已知的RR天琴座和100 RR天琴座观测重叠的调查领域。我们使用445个Landolt标准星对光变曲线进行了光度校准，结果表明，使用SDSS数据对1000颗蓝色水平支星和7788颗天琴座RR星的光变曲线进行了校准，得到的星等精确到0.05 mags。结合Catalina光度法和SDSS光谱法，我们分析了大于1500的RR型天琴座的径向速度和金属丰度分布。使用的RR天琴座推导出的准确的距离，我们显示的路径人马座潮汐流穿越天空的日心距离从20至60千秒差距。通过选择样本的星系晕RR天琴座，我们比较它们的速度，金属丰度，和距离的预测，从最近的详细的N-体模型的人马座系统。我们发现，预测的距离和结构与我们的观测结果之间存在一些显着差异。
2012-11-13 astro-ph.GA
Probing the Galactic halo with RR Lyrae stars $-$ III. The chemical and kinematic properties of the stellar halo
基于$\sim$ 4，300 RR型天琴座恒星的大量光谱样本，通过测量其金属丰度、系统径向速度和距离，详细分析了星系晕的化学和运动学性质。使用这个样本，金属丰度分布函数（Σ）作为$r$和速度各向异性参数$β$配置文件（不同的金属丰度人口）的函数导出的恒星晕。化学和运动学结果都表明，星系晕由两个不同的部分组成，即内晕和外晕。截止半径（$\sim$ 30千秒差距）是类似于以前的恒星晕的密度分布中发现的破裂半径。我们发现，内部的部分是由一个富金属的人口与极端的径向各向异性（$β\sim 0.9$）。这些特征与“{ \it Gaia}-Enceladus-Sausage”（GES）的特征一致，我们认为这种内晕成分主要由这颗古老的合并卫星沉积的恒星组成。我们发现，GES可能有一个轻微的负金属丰度梯度。内晕贫金属粒子具有与外晕相似的各向异性$β\sim 0.5$的长尾结构。外晕的宽度很宽，有几个弱峰，所有金属丰度的$β$值都在0.5左右。
2022-09-16 astro-ph.GA
Modelling the stellar halo with RR-Lyrae stars
一个七参数分布函数（DF）拟合$20\,000$ RR-天琴座星，只有天体测量数据。观测数据预测的DF结合的自洽模型星系的引力势定义的暗晕，隆起和四个组成部分的光盘的DF。测试的技术开发，以处理丢失的视线速度表明，增加这样的速度只稍微收紧DF的约束。恢复模型的RR-Lyrant人口证实，人口是平坦的，并具有强烈的径向偏置速度分布。在大半径处，它的密度分布趋向于$ρ\sim r^{-4.5}$，但没有幂律能在太阳球内部提供良好的拟合。该模型提供了一个很好的适合的数据比$r=16.5$明亮的恒星，但在一定的approximdes它预测太少的暗淡恒星在银河系中心半径$\sim20\mbox{kpc}$，可能是信号的晕不是轴对称的。DF是用来预测的速度分布的BHB星的空间速度是可用的。成功预测了$z$组分，但预期$v_Rv_ϕ$平面中存在过多的各向异性。
2021-12-28 astro-ph.GA
RR Lyrae variables: visual and infrared luminosities, intrinsic colours, and kinematics
我们使用UCAC 4自行和WISE W1波段视星等强度平均值为近400场RR Lyonian变量，以确定银河RR Lyonian人口的速度分布的参数，并通过统计视差约束的金属丰度<MV>关系和周期金属丰度<MKs>带和周期金属丰度<MW1>带光度关系的零点。我们发现，在太阳附近的晕和厚盘RR天琴座种群的平均速度为（U 0（Halo），V0（Halo），W 0（Halo））=（-7 +/- 9，-214 +/- 10，-10 +/- 6）km/s和（U0（Disc），V0（Disc），W0（Disc））=（-13 +/-7，-37 +/-6，-17 +/-4）km/s，以及速度-色散椭球的相应分量，（sigma VR（Halo），sigma Vphi（Halo），sigma Vtheta（Halo））=（153 +/-9，101 +/-6，96 +/-5）km/s和（sigma VR（Disc），sigma Vphi（Disc），sigma Vtheta（Disc））=（46 +/-7，37 +/-5，27 +/-4）km/s。厚盘星的比例估计为0.22 +/- 0.03。修正后的红外周期-金属丰度-光度关系为<MKs>= -0.769 +0.088 [Fe/H]-2.33 mathoprmlogPF和<MW1>= -0.825 +0.088 [Fe/H] -2.33 mathopr…
2013-08-21 astro-ph.GA
Galactic substructure traced by RR Lyraes in SDSS Stripe 82
利用从SDSS Stripe 82中提取的407颗天琴座RR型星的样本，研究了星系晕的亚结构程度。我们确定了与武仙座-天鹰座云和人马座流的已知子结构相关的超密度，并发现了一个以前未知的子结构，双鱼座超密度，距离太阳约100 kpc。这三个亚结构加在一起占我们RR Lyrics样本的80%。我们还研究了天琴座RR星在晕中的密度分布，发现该剖面最符合破幂律，内斜率为-2.4，破幂半径为~25 kpc，与以前的研究一致。我们的结论是，晕主要是由碎片的卫星，很少或根本没有潜在的顺利组成部分。
2011-11-18 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 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
Near-Field cosmology with RR Lyrae variable stars: A first view of substructure in the southern sky
我们提出了一个更新的光谱后续调查在低分辨率的大量RR天琴座晕高密度的候选人在南部天空中发现。在Torrealba等人（2015年）的RR Lyrics目录中使用Catalina实时瞬态调查（CRTS）数据确定了子结构候选者。径向速度和平均金属丰度估计的目标恒星在几乎一半的原始超密度，以评估其潜在的成员资格的相干晕功能。
2016-03-23 astro-ph.GA
The Profile of the Galactic Halo from Pan-STARRS1 3$π$ RR Lyrae
为了研究RRab星追踪的旧银河系恒星晕的性质，我们对天琴座RR星的Pan-STARRS 1（PS1）样本的空间密度进行了表征。这个44，403个源的样本跨越了$0.55 \; \mathrm{kpc} \leq R_{\mathrm{gc}} \leq 141 \; \mathrm{kpc}$的银河中心半径，距离精度为3%，因此能够追踪到比大多数以前的研究更大的距离。在切除了属于致密区域的恒星后，如恒星流，银河系盘和凸起以及晕球状星团，样品包含$20 \; \mathrm{kpc} \leq R_{\mathrm{gc}} \leq 131 \; \mathrm{kpc}$内的${\sim}11,000$源。然后，我们应用正演模拟椭球恒星密度模型$ρ(l,b,R_{\mathrm{gc}})$与一个常数和一个半径依赖的晕扁平$q(R_{\mathrm{gc}})$。假设$q$恒定平坦，则通过具有$n=4.40^{+0.05}_{-0.04}$和$q=0.918^{+0.016}_{-0.014}$的单一幂律，从$20 \; \mathrm{kpc}$到$131 \; \mathrm{kpc}$，源的分布相当好地拟合。用$n=9.53^{+0.27}_{-0.28}$、有效半径$r_{\mathrm{eff}}=1.07 \pm 0.10 \; \mathrm{kpc}$和$q=0.…
2018-04-19 astro-ph.GA
Probing the Galactic Halo with RR Lyrae Stars. II. The Substructures of the Milky Way
我们使用3，003型$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
The Galactic Bulge exploration VI.: Gaia Enceladus/Sausage RR Lyrae stars in the inner-central stellar halo of the Milky Way
本研究使用281颗天琴座RR型星绘制银河系内中心晕，结合Auriga模拟发现仅6-9 ± 2%的该星群起源于GES并合，且极少有核球轨道的此类恒星源于GES。
2025-07-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Strong RR Lyrae excess in the Hercules-Aquila Cloud
我们使用卡特琳娜巡天报告的~ 14，000 RR天琴座的精确3D位置绘制银河系恒星晕中的大尺度子结构。在日心距离10-25 kpc的范围内，在天空中大约以30° < l < 55°和-45° < b < -25°为界的区域，似乎有大量的RRab星。这种高密度，峰值在18千秒差距，最有可能与所谓的武仙座-天鹰座云有关，之前使用斯隆数字巡天数据中类似距离的主序列示踪剂检测到。我们对该地区RR型天琴座的周期-振幅分布的分析表明，HAC以Oosterhoff I型种群为主。通过比较测量的RR天琴座数密度的平滑恒星晕的模型，我们估计的意义所观察到的过剩，并提供一个更新的估计的总光度的云的祖。
2014-01-17 astro-ph.GA
A systematic DECam search for RR Lyrae in the outer halo of the Milky Way
在银河系晕中发现非常遥远的恒星，为研究银河系的质量及其形成提供了宝贵的线索。在距离银河系中心100千秒差距以上的地方，大多数恒星可能位于微弱的矮星系或最近吸积的矮星的潮汐碎片中，这使得银河系的外围区域对于理解银河系的吸积历史非常重要。然而，晕中的遥远恒星却很少。在这种情况下，天琴座RR是遥远晕的理想探测器，因为它们本质上是明亮的，因此可以在很远的距离看到，遵循众所周知的周期光度关系，可以进行精确的距离测量，并且很容易在时间序列数据中识别。因此，对天琴座RR的详细研究将有助于我们了解银河系的吸积外围。在这方面的贡献，我们目前的状态，我们的系统搜索遥远的RR天琴座恒星的晕使用DECam成像仪在4米望远镜的Cerro Tololo（智利）。总调查面积包括110多个DECam油田（约350平方米）。度），并包括2017年和2018年进行的两次独立活动，我们已经检测到超过650颗候选天琴座RR星。在这里，我们描述的方法来分析两个最新的运动。我们的目录包含了相当数量的候选RR Lyonos超过100 kpc，并达到约250 kpc。发现的远距离天琴座RR的数量与最近对外晕的研究一致。这些恒星提供了一套重要的探测银河系的质量，晕的性质，和银河系外围的吸积历史。
2020-12-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
La Silla QUEST RR Lyrae Star Survey: Region I
在840 sq.deg.范围内搜寻天琴座RR型星（RRLS）在赤经赤经150 - 210度和赤经-10 - +10度的天空中，共观测到ab型1013个，c型359个。该样品用于研究距离为5至80 kpc的星系晕、晕子结构和奥斯特霍夫型晕的密度剖面。晕是扁平的朝向银河平面，其密度分布在银河中心距离大于25千秒差距的斜坡变陡。人马座矮球状（dSph）星系的恒星流中的RRLS与Law和Maurisski的模型相匹配，适用于1.3至3.2 Gyr前剥离的恒星，但不适用于3.2至5.0 Gyr前剥离的恒星。在室女座超密度和室女座恒星流的位置发现了超密度。Jerjen等人认为1220-1是一个距离为24 kpc的晕子结构，在1220-1的1度范围内，有4个RRLS可能是成员。除了亚结构，RRLS是Oosterhoff I型和II型的混合物，但主要是OoI（73%）。星系的吸积类似于最大质量的银河系卫星（LMC，SMC，For，Sgr）的RRLS内容可以解释OoI的优势。在六分仪座dSph星系中发现了6个新的RRLS和3个新的异常造父变星。
2013-12-05 astro-ph.GA
The Galactic Thick Disc density profile traced with RR Lyrae stars
我们使用了一个公共的RR天琴座星表和贝叶斯方法的组合，以获得强大的结构参数的内晕（<25千秒差距）和厚盘的银河系。RR型天琴座星是古老的贫金属星族的明确的示踪物，它们的精确距离和距离可以单独估算，因此是追踪通常与厚盘相关的古老高[α/Fe]盘星族的可靠的独立手段。特别是，所选的RR天琴座样本跨越了低银河纬度朝向反中心方向的区域，允许探测圆盘的最外部分。我们的结果有利于厚盘短尺度的高度和短尺度的长度，$h_z=0.65_{-0.05}^{+0.09}$ kpc，$h_R=2.1_{-0.25}^{+0.82}$ kpc，在一个模型中，内晕有一个恒定的扁平的$q=0.90_{-0.03}^{+0.05}$和幂律指数$n=-2.78_{-0.05}^{+0.05}$。当考虑一个内晕时，也发现了厚盘的类似短尺度，内晕的扁平程度取决于半径。我们还探索了一个模型，其中厚盘有一个耀斑，虽然这只是轻微的限制，我们的数据，耀斑发作的内部$\sim11$ kpc是非常不利的。
2018-05-22 astro-ph.GA
Weak Galactic Halo--Fornax dSph Connection from RR Lyrae Stars
首次在星系形成和演化的广泛背景下讨论了天炉座矮球状星系（dSph）古老变星的精确脉动特性。均匀的多波段$BVI$光学光度计跨越{ \it二十}年，使我们能够识别和表征超过1400 RR天琴座星（RRL）在这个星系。其中70%是新发现。我们研究了天炉座的周期振幅分布，发现天炉座缺乏高振幅（A $_V\gsim$ 0.75 mag）短周期基模RRL（P $\lsim$ 0.48 d，HASP）。这些天体出现在比[Fe/H] $\sim$ -1.5更富金属的恒星群中，它们在星系晕（Halo）和球状星团中很常见。这一证据表明，老（年龄大于10 Gyr）的天炉座恒星是相对贫金属的。对现在的天炉座dSph在再现晕周期分布中的作用的详细统计分析表明，当它与大质量矮星系（人马座dSph，大麦哲伦云）中的RRL结合时，它只能占晕的几到20%。这一发现表明，与大质量的矮星相比，类似天炉座的系统在形成光环方面发挥了次要作用。我们还讨论了HASP的发生与附近矮星系的光度和早期化学成分的关系。我们发现，独立于它们各自的恒星形成历史，明亮的（M $_V\lsim$-13.5等）星系有HASP，而暗淡的（M $_V\gsim$-11等）没有。有趣的是，天炉座属于一个光度范围（--11 $<$ M $_V<$ --13.5等），在这个范围内，HASP的出现似乎与宿主星系的早期恒星形成和化学富集有关。
2016-12-09 astro-ph.GA
Properties of the Milky Way's Old Populations Based on Photometric Metallicities of the OGLE RR Lyrae Stars
我们已经使用了近91 000个基本模式的RR天琴座恒星（RRab型）的OGLE调查检测到的光度数据，以调查银河系中的老年人口的属性。基于它们的金属丰度分布，我们证明了银河系是由三个不同的老组件：晕，凸起，和磁盘。在Jurcsik金属丰度标度上，[Fe/H]_（95）=-1.2、-1.0和-0.6 dex时，分布达到最大值。我们发现，整个晕很可能是由下落的矮星系形成的。很明显，晕星穿透了银河系隆起的内部区域。我们估计，大约三分之一的所有RR天琴座恒星在隆起区实际上属于晕人口。整个老隆凸由两个种群A和B主导，在周期振幅（Bailey）图中由双序列表示。晕和盘之间的铁丰度边界约为[Fe/H]_（95）=-0.8dex。用Gaia DR 2观测盘区RRab星，我们发现，除了在[Fe/H]_J95 = -1.0 dex附近有一个凸起外，观测到的自行色散沿银河系纬度随金属含量的增加而平滑地减小.
2020-07-11 astro-ph.GA
Identifying RR Lyrae in the ZTF DR3 dataset
我们提出了一个RR天琴座（RRL）目录的基础上的Zwicky瞬态设施（ZTF DR 3）和\textit{Gaia} EDR 3的第三次数据发布的组合。我们使用一个多步骤的分类流水线依赖于傅立叶分解拟合多波段ZTF光变曲线和随机森林分类。由此产生的目录包含71，755个具有周期和光变曲线参数测量的RRL，并且相对于SOS \textit{Gaia} DR 2 RRL，完整性为0.92，纯度为0.92。该星表覆盖北半球的天区，其完整性为$\geq -28^\circ$，日心距为$\leq 80$ ~kpc，最远的RRL为132~kpc。与其他几个北半球的RRL星表相比，我们的星表在星系晕附近有更多的RRL，在低银河纬度地区也更完整。通过分析星表中RRL的空间分布，揭示了之前已知的星系晕的主要超密度，如室女座超密度和武仙座-天鹰座云，以及两者之间存在关联的一些证据。我们还分析了Oosterhoff分数在整个晕的差异，比较它的密度分布，发现增加Oosterhoff我分数在椭圆半径16和32千秒差距之间的一些证据，不同的Oosterhoff分数跨越各种晕子结构。
2021-12-11 astro-ph.GA
RR Lyrae and Type II Cepheid Variables Adhere to a Common Distance Relation
初步的证据重申，SX苯丙氨酸，RR天琴座，和II型造父变星的特点可能是一个共同的Weseneux周期幅度的关系，一阶。可靠的距离估计RR天琴座变量和II型造父变星确定从一个单一的VI为基础的红自由的关系，最近从OGLE测光LMC II型造父变星。我们计算了天琴座RR（d~260 pc）的距离，以及IC 1613、M33、天炉座dSpha、LMC、SMC星系和球状星团M3、M15、M54、半人马座ω、NGC 6441和M92星系中的该类变星。结果与文献估计一致，在SMC，M33和IC 1613的特定情况下，距离与从经典造父变星推断的距离一致，在不确定性范围内：没有应用任何校正来解释金属丰度的差异。此外，没有显着的相关性之间的距离计算出的RR天琴座变量在欧米茄Cen和它们的金属丰度，尽管在整个样本的丰度相当大的传播。总之，当采用基于VI的无红化造父变星和RR型Lypheid关系时，关于相当大的金属量效应的担忧得到了缓解。
2010-01-19 astro-ph.GA
The Stellar Halo in the Inner Milky Way: Predicted Shape and Kinematics
我们已经使用N体模拟银河系的运动学和结构特性的老贫金属恒星晕在禁止内区域的银河系。我们发现，外推的密度分布的隆起的天琴座RR型恒星，$ρ\sim r^{-3}$，近似匹配的数密度的天琴座RR型在附近的恒星晕。我们遵循这样一个示踪人口的形成和演变的酒吧和盒子/花生凸起的N体模型的演变。我们发现，它的密度分布变化从扁圆三轴，它获得慢旋转与最近的测量。最大径向速度在$| l|\!=10^\circ-30^\circ$处为$\sim15-25$ km/s，速度频散为$\sim120$ km/s。尽管在凸起中模拟的贫金属晕具有条形形状，但只有$12\%$的轨道遵循条形，并且它不跟踪花生/X结构。有了这些特性，银河系隆起中的天琴座RR星群与银河系贫金属恒星晕的向内延伸是一致的。
2016-09-18 astro-ph.GA
The Kinematic Properties of BHB and RR Lyrae stars towards the Anticentre and the North Galactic Pole: The Transition between the Inner and the Outer Halo
我们在Anticentre场中识别出51颗蓝色水平支星（BHB），12颗可能的BHB星和58颗RR型天琴座星。它们的选择不取决于它们的运动学。给出了7颗未知天琴座RR型星的光变曲线和星历表。除了4颗天琴座RR型星外，其余都是奥斯特霍夫I型星。我们对BHB星的选择标准给出的结果与Smith et al.（2010）和Ruhland et al.（2011）使用的结果一致。我们使用5种方法来确定BHB星的距离和3种方法来确定RR天琴座星的距离。这些恒星的绝对自行（主要来自GSCII和SDSS（DR 7）数据库）; 31颗BHB星和37颗RR Lyrics星的径向速度。结合这些数据的BHB和RR天琴座恒星与以前发现的领域在北银河系极点，我们发现，逆行轨道占主导地位的银河系中心距离大于12.5千秒差距。已知太阳附近的大多数贫金属恒星都集中在Lperp与Lz角动量图中。我们发现，在主浓度的异常值的数量的比例增加与galactocentric距离。这些异常值与Lperp和Lz的位置表明，晕BHB和RR天琴座星有更多的逆行轨道和更球形的分布随着银河系的距离增加。六颗RR型天琴座恒星被确认在H99的异常群中;它们的[Fe/H]的微小分布表明它们可能来自一个单一的球状星团。另一组异常值包含两对天琴座RR型恒星，每对恒星都有相似的性质。
2012-03-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Milky Way Revealed by Variable Stars I: Sample Selection of RR Lyrae stars, and Evidence for the Merger History
为了研究银河系，本文分析了Gaia、ASAS-SN和ZTF巡天计划发现的天琴座RR（RRL）变星作为示踪星。利用Gaia、LAMOST、GALAH、APOGEE和RAVE的观测资料，获得了3417个RRL的光度和光谱信息，包括自行、视向速度和金属性。利用最近提出的周期-光度-金属丰度关系，得到了典型不确定度小于3%的RRL的精确距离。我们的运动学和化学分析结果为银河系的组装历史，特别是盖亚-香肠古代合并提供了重要线索。在这项工作中发现的运动学和化学趋势是一致的，最近的模拟表明，盖亚香肠合并是银河系厚盘和晕的双重起源。最近类似的工作已经发现，晕RRL样本在这项工作中包含一个子集的径向偏置轨道，除了一个更各向同性的组件。这个较高的轨道各向异性分量相当于$β\simeq 0.8$，并且它贡献了$4 < R(\rm kpc)<20$的晕RRL的42%至83%。
2021-10-29 astro-ph.GA
RR Lyrae in XSTPS: The halo density profile in the North Galactic Cap
本文给出了一个由盱眙施密特望远镜测光巡天（XDSS）观测到的天琴座RR型星的星表。我们考虑的区域位于北银河帽，覆盖376.75平方度，在RA $\approx$ 150度和Dec $\approx$ 27度，直到i $\approx$ 19等极限。利用XDSS数据的多历元性质提供的变化信息，结合斯隆数字巡天的颜色，我们能够识别候选RRL。我们找到318个候选人，推导出它们的距离，并估计检测效率。我们的大多数候选人都有超过12个观测值，对于这些观测值，我们能够计算出周期。这也使我们能够估计我们的污染水平，我们预测在30%到40%之间。最后用该样品探测了9-49 kpc范围内的晕密度分布，发现它可以很好地用双幂律拟合。我们发现这个模型与使用Watkins et al.（2009）和Sesar et al.（2010）RRL数据集导出的南银河帽模型之间有很好的一致性，在考虑了我们的数据集可能受到人马座流成员的污染之后。我们认为非球形的双幂律模型的晕密度分布，并再次找到协议与文献数据集，虽然我们有有限的权力，以约束扁平化，由于我们的小调查面积。当前和未来的广域调查将受到更严格的限制，最值得注意的是欧空局的盖亚天体测量任务。我们的分析表明，具有有限数量的时期的调查可以有效地挖掘RRL。我们的完整样本作为随附的在线材料提供。
2014-04-25 astro-ph.GA
The Milky Way's circular velocity curve and its constraint on the Galactic mass with RR Lyrae stars
我们提出了一个样本的1148 ab型RR天琴座（RRLab）的变量从卡特琳娜调查数据发布1，结合SDSS DR 8和LAMOST DR 4光谱数据。我们首先利用860颗星系晕RRLab星的大样本，导出了星晕的圆速度分布。通过精确的距离和仔细确定的径向速度（质心径向速度），考虑到我们的样本中的RRLab星的脉动，我们可以得到一个可靠的和可比的恒星晕圆速度曲线。对Jeans方程中的速度各向异性参数β取两种不同的规定，研究了圆速度曲线和质量分布。在计算中我们检验了两种不同的太阳奇特运动。采用太阳特有运动1（U，V，W）=（11.1，12，7.2）km/s，我们得到的最好结果是：当β= 0，50 kpc处的圆速度为180 +/- 31.92（km/s）时，银河系在50 kpc内的封闭质量为（3.75 +/- 1.33）* 10^11 Msun。这一结果与动力学模型的结果一致，也与前人的类似工作具有可比性。
2017-08-01 astro-ph.GA
Tracing Milky Way substructure with an RR Lyrae hierarchical clustering forest
天琴座RR型变星长期以来一直是用来辨别本星系群结构的可靠标准烛光。考虑到这一点，我们提出了一个例行程序，以确定包含在银河系环境中的RR天琴座变量的统计显着数量的分组。RR天琴座变量分组，或子结构，与潜在的银河系考古学的应用被发现使用一个森林的凝聚，层次聚类树，其叶子是银河系RR天琴座变量。通过确保内部RR Lyrics变量自行充分相关来验证每个分组。光度信息是从盖亚第二次数据发布和自行从（早期）第三次数据发布收集的。在将此例程应用于91234个变量的目录后，我们能够报告16个物理尺寸小于1千秒差距的独特RR Lyrics子结构。其中五个亚结构与银河系球状星团非常接近，它们具有以前已知的潮汐尾和/或与银河系合并事件有潜在的联系。其中一个候选子结构位于大麦云云附近，但比矮星系的已知卫星更遥远（也更古老）。我们的研究最后讨论了如何在未来的调查可以应用于银河系恒星流的发现。
2022-04-12 astro-ph.GA
Kinematics of Distant Milky Way Halo RR Lyrae Stars out to 160 kpc
University of California Santa Cruz（加州大学圣克鲁兹分校）；National Optical-Infrared Astronomy Research Laboratory (NOIRLab)（国家光学-红外天文研究实验室）；Boston University（波士顿大学）
研究利用RR Lyrae星光谱学探测银河系外晕运动学，发现可能的双极结构并指出需警惕光度学调查中的污染者。
2025-12-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Identifying Contaminated K-band Globular Cluster RR Lyrae Photometry
在球状星团和附近星系中获得RR天琴座变星的近红外K波段（2.2 μ m）测光是有利的，因为由此产生的距离受红化和金属丰度的影响较小。然而，K-波段测光的RR天琴座变量在M5，网状，M92，欧米茄Cen，和M15显示集群中心的趋势。HST ACS的数据意味着，多颗恒星靠近位于星团核心附近的天琴座RR变星，那里的恒星密度显着增加，通常在地面图像中无法分辨。RR天琴座变量附近的集群核心似乎遭受光度污染，从而产生低估集群的距离和偏见的年龄。这种影响是特别有害的，因为污染传播了系统的不确定性到距离尺度，并阻碍了对精确宇宙学的追求。星团中心的趋势可能与化学成分的变化无关，因为从南洋杉/VLT数据推断的Sculptor dSph中RR Lyrant变量的经验K波段周期-震级关系显示出可忽略的金属丰度依赖性：（0.059+-0.095）[Fe/H]，这一发现支持了先前的观测结果。一个未来的多历元高分辨率近红外调查，类似于光学HST ACS银河球状星团调查，可能会被用来建立K波段测光的污染星在这里讨论。
2012-09-04 astro-ph.GA
Metallicity Distribution of Galactic Halo Field RR Lyrae, and the Effect of Metallicity on their Pulsation Properties
我们提出了我们的大样本（超过150 K）的候选银河系RR天琴座（RRL）恒星的分析，我们得出高品质的光度在紫外线，光学和红外波长，使用公开的调查数据。对于这些恒星的子样本（约2，400个基模场RRL），我们使用Delta S方法测量了它们各自的金属丰度，从而获得了为RRL收集的最大和最均匀的光谱数据集。我们用这个样本来研究星系晕中的金属丰度分布，包括银河系球状星团中Oosterhoff二分法的长期问题。我们还分析了它们的脉动特性，特别是它们的红外线曲线的形状，从它们的[Fe/H]丰度的依赖。
2020-06-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Gravitational Force Field of the Galaxy Measured From the Kinematics of RR Lyrae in Gaia
从15651 RR天琴座在盖亚DR2准确自行的样本，我们测量的方位角平均运动的内部恒星晕之间的1.5千秒差距和20千秒差距从银河系中心。我们发现，他们的运动是强烈的径向各向异性，和他们的速度椭球几乎球形对齐在这个体积。只有在$\lesssim$ 5 kpc的内部区域，各向异性才显著下降（但仍为$β>$ 0.25），速度椭球体向圆柱形排列倾斜。在内部区域，我们的样本晕星旋转高达50公里秒$^{-1}$，这可能反映了银河系的早期历史，虽然也有显着的角动量交换与银河系酒吧在这些半径。随后，我们应用Jeans方程的这些运动学测量，以非参数化地推断在这个体积的方位角平均引力加速度场，并通过删除重子物质的贡献，测量的贡献从暗物质。我们发现，暗物质的引力势是近球形的平均扁平$q_Φ=$ 1.01 $\pm$ 0.06之间的5 kpc和20 kpc，并通过拟合参数椭球密度分布的加速度场，我们测量的扁平的暗物质晕在这些半径为$q_ρ=$ 1.00 $\pm$ 0.09。
2019-03-05 astro-ph.GA
Inferring Stellar Densities with Flexible Models I: The Distribution of RR Lyrae in the Milky Way with $\textit{Gaia}$ DR3
University of Pennsylvania（宾夕法尼亚大学）；Universidad de la República（乌拉圭共和国大学）；Flatiron Institute（平顿研究所）；Max Planck Institute for Astronomy（马克斯·普朗克天文学研究所）；New York University（纽约大学）
本文利用层次化贝叶斯高斯混合模型研究银河系中RR Lyrae星的三维密度分布，揭示银河系中心区域存在独特的椭球状恒星群体，并首次发现晕星系的倾斜方向指向大犬座矮星系。
2026-03-18 astro-ph.GA
Exploring the Variable Sky with LINEAR. II. Halo Structure and Substructure Traced by RR Lyrae Stars to 30 kpc
我们从重新校准的LINEAR数据集中选取了约5，000颗RR型天琴座恒星，这些恒星的日心距离在5 kpc到30 kpc之间，天空中的角度约为8，000 deg^2。坐标和光曲线属性，如周期和Oosterhoff类型，是公开的。我们发现证据Oosterhoff二分领域RR天琴座恒星之间，与II型和I型子样本的比例约为1：4。晕RRab星的数密度分布与银河中心距离的函数关系可以描述为一个扁圆椭球，轴比q=0.63，幂律指数在-2到-3范围内的单次幂律或双次幂律。使用组查找算法EnLink，我们检测到七个候选晕组，其中只有一个是统计上虚假的。其中三个群靠近球状星团（M53/NGC 5053、M3、M13），一个群靠近已知的晕子结构（处女座星流）;其余三个群似乎没有靠近任何已知的晕子结构或球状星团，并且似乎具有比在晕中发现的更高的奥斯特霍夫II型与奥斯特霍夫I型RRab星的比例。一些靠近球状星团的星系群的扩展形态和位置（在潮汐半径之外）暗示了潮汐流可能起源于球状星团。鼓励对检测到的晕圈基团进行光谱跟踪。
2013-06-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Detailed chemical abundances of distant RR Lyrae stars in the Virgo Stellar Stream
我们提出了第一个详细的化学丰度遥远的RR天琴座恒星成员的室女座恒星流（VSS），来自X-射手中分辨率光谱。从碳到钡的16种元素已经在6颗VSS RR天琴座恒星中测量，采样了所有主要的核合成通道。这是第一次，我们将能够详细地比较VSS祖与本群矮球状星系（LG dSph）的化学演化，以及一个光滑的晕。
2016-03-23 astro-ph.GA
The Impact of Contaminated RR Lyrae/Globular Cluster Photometry on the Distance Scale
利用天琴座RR型变星和球状星团的恒星成分来确定宇宙距离尺度和宇宙年龄。然而，在球状星团M3，M15，M54，M92，NGC 2419和NGC 6441的RR天琴座变星的测光表现出依赖于集群中心的距离。例如，位于星团拥挤的高表面亮度核心附近的变星和恒星可能会受到光度污染，这总是会影响一套推断的参数（例如，距离、颜色过量、绝对大小等）。这项研究的动力是通过提高对污染和依赖于辐射的测光的有害影响的认识来减轻系统不确定性的传播。
2012-05-01 astro-ph.GA
Stellar over-densities in the halo: the extent of the Virgo over-density
我们通过结合来自RR Lyrant变量的距离信息和来自SEKBO（Keller et al.2008）和Sloan Digital Sky Survey（SDSS）DR 6测光的投影空间信息来绘制室女座超密度的三维范围。处女座超密度被认为包括两个14.5 x 3度和10 x 3度的细丝和一个直径为3度的圆形结构。这三个特征加在一起跨越了38度的赤经和+2到-15度的赤纬。天琴座RR型变星将这两个行星特征分别置于日心距离20和17千秒差距处，投影尺寸分别为5 x 1千秒差距和3 x 1千秒差距。
2009-01-14 astro-ph.GA
Weak Galactic halo--dwarf spheroidal connection from RR Lyrae stars
我们讨论的作用，矮星系可能发挥的星系晕（晕）的形成使用RR天琴座恒星（RRL）作为其古老的恒星成分的示踪剂。比较是使用两个观测值（周期，光度振幅）是红化和距离无关。6个矮椭球体和11个超暗矮星系（1，300个）的基模RRL显示出高斯周期分布，其峰值在平均周期<Pab>=0.610+-0.001天（sigma=0.03）附近。Halo RRL（15，000）的特点是周期分布更广。除人马座外，所有矮椭球体的基本模式RRL都完全缺乏高振幅短周期（HASP）变星，定义为< 0.48 days and Av>P0.75等。这样的变星在光环星系、球状星团和大质量矮不规则星系中并不少见。为了进一步解释这一证据，我们考虑了18个球状星团，它们的金属丰度范围很广（-2.3< [Fe/H]< -1.1），每个球状星团的RRL都超过35。金属丰度被证明是主要参数，因为在HASP区域中，只有比[Fe/H] -1.5宿主RRL更富金属的球状体。这一发现表明，类似于幸存者的dSphs似乎并不是光环的主要组成部分。主要的物理论据表明，它们的贡献的上限为50%。另一方面，大质量的矮星拥有一个古老的人口与广泛的金属丰度分布（大麦云，人马座）可能发挥了主要作用的形成晕。
2014-11-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
An Ancient Metal-Poor Population in M32, and Halo Satellite Accretion in M31, Identified by RR Lyrae Stars
我们目前的时间序列测光M32附近的两个领域使用档案观测ACS/WFC船上HST。一个磁场的中心距M32约2弧分，而另一个磁场则位于M31东南15弧分。我们确定了总共1139个RR Lyrics变量，其中821个是ab型，318个是c型。在M32附近的区域，我们发现相对于M32中心，天琴座RR星的密度存在径向梯度。这个梯度与M32的表面亮度轮廓一致，表明在这个区域有相当数量的天琴座RR型星属于M32。这进一步证实了M32包含一个古老的恒星星族，它与M31和银河系中最古老的恒星族大约在同一时间形成。M32中的天琴座RR型恒星的平均金属丰度为[Fe/H] ~ -1.42 +/- 0.02，比M32整个恒星星族的金属丰度低15倍。此外，在分析的领域中，标准化到M32光度的RR型天琴座恒星的丰度进一步表明，M32中古老的贫金属人口仅代表该星系的一个非常小的组成部分，与Monachesi等人的CMD分析推断的1%至4.5%的质量一致。我们发现了前所未有的证据，证明M31中存在两个天琴座RR型种群，如贝利图中ab型变量之间的两个不同序列所示。当以金属丰度解释时，一个群体在[Fe/H] ~ -1.3处表现出峰，另一个在[Fe/H] ~-1.9处表现出峰。对这一结果的一种可能解释是，金属含量更高的星系群代表了占主导地位的M31晕，而金属含量更低的星系群可能是一个围绕M31运行的被破坏的矮卫星星系。如…
2012-06-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Tidally stripped halo stars from the Large Magellanic Cloud in the Galactic North
我们研究是否大麦云云（LMC）目前正在失去其恒星晕银河系（MW）潮汐。我们提出了一个活的$N$体模型正在进行的MW-LMC相互作用，预测一个突出的恒星流潮汐剥离的祖LMC。我们使用这个模型来定义一个策略来搜索剥离的材料在运动学空间。现有的恒星示踪剂，我们的结论是，RR天琴座星的样本提供了最高密度的运动示踪剂目前。使用样本的RR天琴座恒星与盖亚EDR 3天体测量，我们表明，在南银河半球的LMC恒星晕至少延伸到$\sim 30^\circ$从星系中心。此外，在北半球发现了几个领先的手臂候选者，远高于盘平面$b=+34^\circ$（在68 $^\circ$从LMC）。
2021-06-25 astro-ph.GA
Stellar Archaeology in the Galactic halo with Ultra-Faint Dwarfs: VII. Hercules
我们提出的第一个时间序列研究的超微弱矮星系武仙座。使用各种望远镜/仪器设施，我们获得了大约50 V和80 B的时代。这些数据使我们能够检测和表征武仙座中的10颗脉动变星。我们的最终样本包括6个基本模式（ab型）和3个第一泛音（c型）RR天琴座星，和一个异常造父变星。ab型天琴座RR型恒星的平均周期< Pab >为0.68 d（sigma = 0.03 d），武仙座属于奥斯特霍夫II星系群，这与迄今为止研究的几乎所有超暗矮星系的变化一致。利用天琴座RR型星获得了它们的金属丰度、红化程度和与武仙座距离的独立估计值：[Fe/H] = -2.30+-0.15dex，E（B-V）= 0.09+-0.02mag，（m-M）o = 20.6+-0.1mag，与文献值吻合较好。我们获得了武仙座的V，B-V色星等图（CMD），它的亮度达到V ~ 25等，超过了星系的半光半径，总面积为40' { \times } 36'。CMD和天琴座RR型星表明存在着一个与银河系球状星团M68一样古老和贫金属的星团。
2012-06-18 astro-ph.GA
Taking the pulse of the outer Milky Way with HOWVAST: an RR Lyrae density profile out to $>$200 kpc
本文利用HiTS和HOWVAST巡天数据探测到约500颗天琴座RR型星，发现9颗超过100 kpc的新星，并通过球状和椭球状模型拟合银晕密度轮廓，揭示内外晕折点位置及外晕陡峭斜率，支持银河系外围由吸积物质构成的观点。
2024-02-21 astro-ph.GA
Probing the galactic halo with RR Lyrae stars I: The catalog
我们提供了一个包含5，290颗天琴座RR星（RRL）的目录，其金属丰度是根据LAMOST银河系理解和探索实验（LEGUE）和斯隆银河系理解和探索扩展（SEGUE）调查的光谱估计的。其中近70%（3，642个物体）还测量了系统径向速度。鉴于RRL的脉动性质，金属丰度估计是基于个人暴露的光谱，通过将它们与合成模板相匹配。假设一个经验脉动速度模板曲线，通过拟合观测到的速度作为相位的函数来测量系统径向速度。各种测试表明，我们的分析产生的金属丰度的典型精度为0.20\，dex和系统径向速度的不确定性范围从5到21\，km\，s $^{-1}$（取决于径向速度测量的数量为一个给定的明星）。基于良好校准的近红外$PM_{W1}Z$或$PM_{K_{\rm s}}Z$，和$M_{V}$ -[Fe/H]关系，精确的距离推导出这些RRL。最后，我们将盖亚DR 2自行纳入我们的目录。这个星表对各种银河系的研究，特别是对星系晕的研究，应该是非常有用的。
2020-02-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Variable Stars in Local Group Galaxies. IV. RR Lyrae stars in the central regions of the low-density galaxy Crater II
本文对新近发现的Crater~II矮星系中的变星进行了搜寻和分析。利用艾萨克·牛顿望远镜（$\sim$视场0.44平方度）的$B$、$V$、$I$数据，我们共观测到37颗变星，其中34颗是Crater~II的RR型天琴座星（28颗RRab，4颗RRc，2颗RRd）。我们应用了与金属无关的（$V$，$B-V$）周期-韦森关系，并导出了真实距离模量（$μ$ = 20.30 $\pm$ 0.08 mag（$σ$ =0.16 mag））。通过反演预测的$I$波段周期光度关系，得到了RR型天琴座星的单个金属丰度。我们发现平均金属丰度为[Fe/H]=-1.64和$σ_{[Fe/H]}$ =0.21 dex的标准偏差，与可忽略或消失的内在金属丰度分散相容。对色-星等图的分析显示，与其他银河系矮星和具有类似金属丰度的球状星团不一致的蓝色水平分支恒星非常缺乏。
2018-06-22 astro-ph.GA
RR Lyrae stars as probes of the outer Galactic halo: Chemical and kinematic analysis of a pilot sample
本文利用MIKE光谱仪分析20颗远距天琴座RR型星，结合Gaia DR3计算轨道与化学丰度，发现半数样本源于吸积，揭示了子晕吸积对银河系外晕恒星群体的重要贡献。
2023-09-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Time-series analyses of Cepheid and RR Lyrae variables in the wide-field variability surveys
我们讨论的时间序列分析的经典造父变星和RR天琴座变量在银河系和麦哲伦云在多个波长。我们采用傅里叶分解方法来量化造父变星和天琴座RR变星光变曲线的结构变化。造父变星傅立叶参数的定量比较表明，位于不稳定带的红边的正则质光模型相对于短周期造父变星的观测显示出更大的偏移。RR Lyrics模型与大多数周期箱中的观测结果一致。我们使用集合光变曲线分析来预测观测到的造父变星和天琴座RR变星的物理参数，使用机器学习方法。我们的初步结果表明，造父变星和RR天琴座的质量，光度，温度和半径的后验分布可以很好地约束一个给定的金属丰度，提供了一个更平滑的网格模型采用各种输入的物理参数。
2018-10-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Peculiarities of Abundances of Selected Elements in Metal-Rich Field RR Lyrae Stars
我们使用我们的扩展目录的光谱测定银河场RR天琴座型变量的大气中的元素丰度的数据表明，富含金属的RR天琴座（$\rm{[Fe/H]} > -1.0$）有一些元素的异常丰度。特别是，钪，钛和钇的相对丰度的金属丰富的RR天琴座型变量低于相应的丰度在外地类似的金属丰度超出了错误。我们讨论了上述元素的丰度测定的误差，并指出了一个事实，即没有铕，锆，镧丰度测定可用于金属丰富的RR Lyrant型变量。我们还分析了各种可能的原因，所观察到的特殊性的化学成分的金属丰富的RR天琴座型变量。
2020-09-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
The age of the Milky Way inner stellar spheroid from RR Lyrae population synthesis
已知银河系的中央千秒差距区域有一个古老的球状恒星星族，其空间和运动学特性使其与构成大部分中央恒星质量的四方形/花生状结构区分开来。这个球状群体的性质，无论是一个小的经典凸起，最里面的恒星晕或人口的盘星与大的初始速度色散，仍然不清楚。这种结构也是银河系中一些最古老恒星的有希望的候选者。在这里，我们解决这个问题的内部恒星球状体年龄，使用光谱和光度金属丰度的样本935 RR天琴座恒星是这个组件的组成部分。通过恒星星族合成，我们导出了RR型天琴座星族的年龄-金属丰度关系。我们推断，对于在球状体中的天琴座RR型恒星，它们的年龄非常古老，为$13.41 \pm 0.54$ Gyr，并得出结论，它们是在现在的银河系中形成的第一批恒星之一。我们对中心球体的年龄估计显示出与银河系恒星晕推断出的年龄分布非常一致，表明这两种结构之间存在联系。然而，我们发现温和的证据过渡的晕属性在$r_{\rm GC} \sim 5$ ~kpc。我们还研究了富含金属的RR型天琴座恒星的形成场景，如双星和氦的变化，以及它们是否可以为我们的样品的性质提供替代解释。我们的结论是，在我们的框架内，唯一可行的选择是有年轻的，稍微富氦，RR天琴座恒星，一个假设，将打开有趣的问题，形成内部恒星球状体。
2020-06-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Observations of Field and Cluster RR Lyrae with Spitzer. Towards High Precision Distances with Population II Stellar Tracers
我们提出了我们的项目，校准RR天琴座周期光度金属丰度关系使用的样本中的晕和球状星团的银河校准。
2017-03-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Precise Empirical Determination of Metallicity Dependence of Near-infrared Period-Luminosity Relations for RR Lyrae Variables
天琴座RR型变星是星族II距离的极好指标，这要归功于它们在红外波长下定义良好的周期光度关系（PLR）。我们目前的近红外（NIR）监测银河系球状星团的结果，经验量化RR天琴座变量的近红外PLR的金属丰度依赖。我们的样本包括均匀的，准确的，精确的光度数据，964 RR天琴座变量在11个球状星团覆盖了大的金属丰度范围（$Δ\textrm{[Fe/H]}\sim2$ ~dex）。我们利用346颗银河系场RR型天琴座星和{ \it Gaia}星系，导出了$JHK_s$带周期-光度-金属丰度（PLZ）和周期-Wesenchant-metallicity（PWZ）关系，并同时求解了到球状星团的独立距离.我们发现一个显着的金属依赖性的$\sim0.2$ ~mag/dex在$JHK_s$频带PLZ和PWZ关系的RR天琴座星独立的金属丰度尺度。金属丰度系数和经验PLZ和PWZ关系的零点与水平分支演化和脉动模型的预测非常一致。此外，RR天琴座为基础的距离，我们的样本的球状星团也统计上与其他独立的测量文献中一致。我们推荐的经验$JHK_s$频带PLZ关系也提供了RR天琴座为基础的距离测量。
2023-02-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Probing the Galactic Halo with RR Lyrae Stars -- V. Chemistry, Kinematics, and Dynamically Tagged Groups
本研究利用13万余颗天琴座RR型变星的多波段测光、自行及视向速度数据，分析银晕内外晕星族的化学与运动学特征，通过聚类识别出97个动态标记星群，证实其成员星具有共同的形成与化学演化历史。
2023-07-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Towards a better understanding of the distance scale from RR Lyrae variable stars: A case study for the inner halo globular cluster NGC 6723
本文报道了内晕富金属球状星团NGC 6723中54个变星的BV测光。随着新的RR型天琴座变星（RRL）的发现，我们得到<P_ab>= 0.541 +/- 0.066和<P_c>= 0.292 +/- 0.030天，n（c）/n（ab+c）= 0.167，<V（RR）>_int = 15.459 +/- 0.055。对NGC 6723进行傅里叶分解，得到[Fe/H]_ZW = -1.23 +/- 0.11和E（B-V）= 0.063 +/- 0.015。通过对天琴座RR的绝对三角视差测量结果进行零点校正，得到修正的MV（RR）-[Fe/H]关系式，当[Fe/H] = -1.50时，MV（RR）= 0.52，大麦云（LMC）的（m-M）_0 = 18.54。用各种距离测量方法得到NGC 6723的（m-M）_0 = 14.65 +/- 0.05，相当于到太阳的距离为8.47 +/-0.17kpc。我们发现，在NGC 6723的RRL不具有径向距离的幅度依赖性，由于不严重程度的明显拥挤。最后，我们证明了球状星团系统的光度污染程度与中心区域的表观拥挤度之间存在着一定的关系。这一关系的应用对于在近场宇宙学中利用分辨恒星星族的RRL建立宇宙距离标度时，可以起到很好的缓解差异的作用。
2013-11-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Metallicities from high resolution spectra of 49 RR Lyrae Variables
RR型天琴座的精确金属丰度对于限制周期-光度-金属丰度关系（PLZ）非常重要，特别是在近红外波段。我们分析了69个高分辨率光谱的银河系RR天琴座恒星从南部非洲大望远镜（SALT）。我们测量金属丰度的58个这些RR天琴座恒星的典型的不确定性为0.13德克斯。该样本中除了一个天琴座RR外，所有其他天琴座RR都与盖亚有准确的（σ_parallax ~ 10%）视差。结合这些新的高分辨率光谱丰度与类似的确定从文献中的93颗恒星，我们提出了新的PLZ关系在WISE W1和W2的幅度，Wesenektop的幅度W（W1，V-W1）和W（W2，V-W2）。
2021-03-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
RR Lyrae and Type II Cepheid Variables in Globular Clusters: Optical and Infrared Properties
球状星团既是星系演化和形成的原始化石，也是制约低质量和贫金属恒星演化的理想实验室。天琴座RR型变星和造父变星II型变星都是低质量的径向脉动恒星，它们追踪着年老的恒星星族。这些球状星团中的恒星标准烛光对于测量它们的精确距离和绝对年龄以及校准河外距离尺度至关重要。本文讨论了天琴座RR型和造父变星II型的演化阶段，并给出了它们的脉动性质，包括光变曲线、色-星等图、周期-振幅图以及球状星团在可见光和红外波段的周期-光度关系。本文还详细讨论了RR天琴座视星等-金属丰度关系和覆盖较宽金属丰度范围的球状星团的多带周期-光度-金属丰度关系在RR天琴座距离尺度中的应用。
2022-02-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Properties of the Large Magellanic Cloud Based on OGLE III Photometry of RR Lyrae Stars
我们目前的研究结果的ab-型RR天琴座变量在大麦云云使用广泛的数据集从第三阶段的光学引力透镜实验（OGLE）。根据天琴座RR的光变曲线的周期和振幅确定的金属丰度，揭示了一个统计上显著的径向丰度梯度，大约是银河系和M33圆盘中所见的一半。RR型天琴座丰度梯度与古老且贫金属的大麦哲伦球状星团一致。OGLE RR天琴座的红度是使用它们的最小浅色计算的，平均值为E（V-I）= 0.12 +/- 0.05，其中引用的不确定度代表平均值的标准差。根据最近的毫米波调查，在LMC表面的RR Lyeconflections的分布与CO云的分布和发射强度有很好的相关性。此外，我们发现，老LMC球状星团往往位于低消光的地区。这强调了需要调查更高的消光区，具体目标是增加老LMC球状星团的样本。最后，我们研究的距离分布的RR天琴座，以探测LMC的结构和调查的可能性，一些RR天琴座可能居住在一个运动学热晕人口。除了计算出LMC的平均距离（m-M）o = 18.55 +/- 0.10等，我们还得出结论，在我们的样本中，部分RR天琴座可能是LMC晕的成员。
2013-02-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Low-Amplitude Variables: Distinguishing RR Lyrae stars from Eclipsing Binaries
识别和分类低幅度变量并不容易，但重要的是要正确地进行分类。我们使用光度学和光谱学对阿克洛夫等人（2002年）在246 ° ^2范围内的低振幅变星进行分类。阿克洛夫及其合作者发现，在他们2000 deg^2的测试视场中，38%的天琴座RR型恒星是RR 1（c型）。这表明这些RR型天琴座星属于奥斯特霍夫II型星群，而它们的周期分布主要是奥斯特霍夫I型。我们的观测结果支持他们的RR 0（ab型）分类，但是他们分类为RR 1（c型）的7颗恒星中有6颗是食双星。我们的分类支持光谱金属丰度，线加宽和银河系旋转测量。我们的246 deg^2视场包含16颗亮于m_R = 14.5的RR型天琴座星，其中只有4颗是RR 1（c型）。这对应于Oosterhoff I型人口与周期分布一致。
2010-03-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
