The stellar metallicity distribution of the Milky Way from the BATC survey
利用北京-亚利桑那-台湾-康涅狄格（BATC）测光系统观测到的2200颗主序星的SDSS光谱，得到了恒星大气参数，如有效温度和金属丰度，发展了BATC多色测光数据的恒星有效温度和金属丰度的多项式测光定标方法。该方法已应用于67个BATC观测场约16万颗MS星的定标。这些恒星的颜色和星等范围为0.1 < d - h < 1.4和14.0 < d < 21.0。在距银道面|Z| > 5 kpc的区域，金属丰度分布在[Fe/H] ~ -1.5处有一个峰值，对应于晕成分;在2 < |Z| < 5 kpc的区域，金属丰度分布在[Fe/H] ~ -0.7处有一个峰值，对应于厚盘星。在0.5 < |Z| < 2 kpc的区间内，平均恒星金属丰度从-0.65平滑地减小到-0.78。晕和厚盘中的金属丰度分布似乎与距银道面的距离无关。
2013-07-17 astro-ph.GA
Photometric Calibration of the $[α/$Fe] Element: II. Calibration with SDSS Photometry
我们提出的[ $α/$ Fe]元素的紫外线过剩的465光谱型F0-K2的矮星的校准。我们使用了一个单一的校准，拟合到一个三阶多项式的平方相关系数0.74和标准偏差0.05等，所有的恒星，由于其小的颜色范围，$0.1<(g-r)_0\leq 0.6$等，和高频率的光谱，最大限度地减少断头台效应的蓝色。我们的校准提供了$(-0.05, 0.35]$ dex范围内的[ $α/$ Fe]元素。我们应用程序的高纬度领域，$85^\circ \leq b \leq 90^\circ$与大小78度$^2$，我们可以估计的[ $α/$ Fe]元素的23,414颗矮星占据了银河系区域的垂直距离为$z=9$千秒差距。我们可以检测到一个小的正梯度，$d[α/{\rm Fe}]/dz=+0.032 \pm0.002$ dex kpc $^{-1}$，范围为$0<z<5$ kpc，而[ $α/$ Fe]元素的分布是平坦的进一步$z$距离。
2017-08-29 astro-ph.GA
Exploring the total Galactic extinction with SDSS BHB stars
目的：我们使用斯隆数字巡天（SDSS）中12，530颗光度选择的蓝色水平分支（BHB）恒星来估计银河系高纬度的总消光，每条视线中的$R_V$和$A_V$。方法：贝叶斯方法被开发来估计在给定的视线的红化值。基于多种颜色中最可能的变红值，我们能够推导出$R_V$和$A_V$的值。结果：我们从7个球状星团中选取了94颗零红化BHB星作为模板。通过比较BHB恒星和模板恒星，估计了北银河系帽的四种SDSS颜色的变红。对于大多数视线，该估计的准确度约为0.01等。我们还得到了$<R_V>$约为2.40 $\pm1.05$，$A_V$图的不确定度为0.1\，马格。结果，包括在四个SDSS颜色，$A_V$和$R_V$在每个视线的红化值，在线发布。在这项工作中，我们采用了最新的GPU卡上的并行技术，以克服耗时的计算。我们计划在线发布用于此分析的C++ CUDA代码。结论：BHB星的消光图与Schlegel，Finkbeiner & Davis（1998）的消光图高度一致。导出的$R_V$约为2.40 $\pm1.05$。污染可能使$R_V$变大。
2014-01-05 astro-ph.GA
The fall of the Northern Unicorn: Tangential motions in the Galactic Anti-centre with SDSS and Gaia
我们提出了第一个详细的研究行为的恒星自行在整个银河系反中心地区可见的斯隆数字巡天数据。我们使用重新校准的SDSS天体测量结合位置从{ \it盖亚} DR 1提供切向运动测量与系统的不确定性$<$ 5公里$^{-1}$的距离的麒麟座环的主序星。我们证明麒麟座成员围绕银河系旋转的方位角速度约为230公里$^{-1}$，仅略低于太阳。此外，垂直和方位角分量的运动显示出变化很大，但逐渐作为银河系经度和纬度的函数。反中心区的恒星过密度可以分为两个部分，即狭窄的流线型ACS和光滑的环。根据我们的分析，这两个结构显示出非常相似但明显不同的运动学趋势，可以总结如下：与环相比，ACS中$v_ϕ$和$v_z$的速度变化幅度更高，环的速度梯度似乎更平坦。目前，没有可用的模型可以解释这一天空区域的全部数据。然而，这里介绍的新的精确的运动学地图应该提供强大的制约麒麟环的成因和相关的子结构。
2017-06-28 astro-ph.GA
Group finding in the stellar halo using M-giants in 2MASS: An extended view of the Pisces Overdensity?
本文采用基于密度的分层找群算法，对2微米全天巡天（2 MASS）的M巨星星表中的恒星晕结构进行了识别。M-巨星的内在亮度意味着这个星表深入到晕中，那里的子结构预计是丰富的，很容易检测到。我们的分析揭示了银河系高纬度（大于15度）的16个结构，其中10个以前已经确定。在这六个新结构中，有两个可能是由于对数据进行了屏蔽，一个与强灭绝区有关，另一个可能是麒麟座环的一部分。另一个起源于低纬度，表明一些来自盘星的污染，但也显示出延伸到高纬度的突起，这意味着它可能是恒星晕中的一个真实特征。最后剩下的结构没有上面讨论的缺陷，因此很可能是卫星残骸。虽然该结构方向的消光非常低，但该结构确实与尘埃图中的低温特征相匹配。虽然这对它的起源提出了一些疑问，但低温特征可能是由于结构本身的真实灰尘造成的。这个结构的角位置和距离包含了Sloan Digital Sky Survey（SDSS）第82条中由天琴座RR星追踪到的双鱼座高密度。然而，2 MASS的M巨星表明，该结构比SDSS所看到的要延伸得多，密度峰值点就在条纹82的外面。该结构的形态更像是云而不是流，让人想起在模拟卫星沿高度偏心轨道破坏时所看到的。
2010-09-05 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
Multicolor Photometry Study of the Galaxy Cluster A2589: Dynamics, Luminosity Function and Star Formation History
本文介绍了A2589（$z=0.0414$）在北京-亚利桑那-台湾-康涅狄格（BATC）系统中的15个中间波段的分光光度测量，该系统覆盖了3000 ~ 10000毫微米的光波长范围。在大约1度的$^{2}$场中，获得了5000多个源的谱能量分布（SED），其最低可达{ \it V} $\sim$ 20 mag。A2589也被斯隆数字巡天（SDSS）以测光模式覆盖。对BATC观测到的星系与SDSS星表进行交叉识别，得到了1199个亮度大于$i=19.5$等的星系，其中68个成员星系具有已知的光谱红移，结合SDSS五波段测光数据和BATC SEDs，对这些星系进行了光度红移的筛选。色-星等关系是对早型星系团的进一步限制。结果，106个星系被新选为成员星系。成员星系的空间分布表现出南北向的伸长，这与X射线亮度轮廓和中央cD星系NGC 7647的取向一致。根据星系团的位置和径向速度，没有检测到任何子结构，表明A2589是一个很好的弛豫系统。A2589的光度函数在$M_{R} \sim -20$等处有一个峰值，在$M_{R} \sim -19 $等处有一个谷。低密度的外围区域是暗星系的首选栖息地。利用演化布居合成模型PEGASE，研究了环境对68个光谱确认的成员星系恒星形成性质的影响。异常暗星系往往具有较长的恒星形成时间尺度、较短的恒星平均年龄和较低的星际介质金属丰度，这可以用宇宙学的层次结…
2011-01-18 astro-ph.GA
The Stellar Metallicity Distribution Function of the Galactic Halo from SDSS Photometry
利用SDSS乌格利兹光度计研究了星系晕的恒星金属丰度分布函数。一组恒星等时线校准使用几个星团的观测和验证的比较中分辨率光谱值在很宽的范围内的金属丰度。我们估计的距离和金属丰度的个别主序星在多次扫描SDSS条纹82，在日心距离在5 - 8千秒差距和|b| > 35度的范围内，并发现，在现场光度金属丰度分布的形状相匹配的运动学选择本地晕星从瑞安和诺里斯。我们还研究了独立的运动学信息，从自行测量高银河系纬度的恒星在我们的样本。我们发现，在银河系静止坐标系中，逆行旋转的恒星通常比那些表现出逆时针旋转的恒星更贫金属，这与Alberlo等人的早期论点相一致，晕系统包括至少两个空间重叠的组件，具有不同的金属丰度，运动学和空间分布。观测到的光度金属丰度分布和Ryan & Norris的分布可以用Hartwick的一个简单的化学演化模型（或单一的高斯分布）来描述;然而，暗示性的金属丰度-运动学相关性与该模型中的基本假设相矛盾，即银河系晕主要由单一的恒星星族组成。当观测到的金属丰度分布使用峰值在[Fe/H] ~ -1.7和-2.3的两个高斯分量去卷积时，贫金属分量占该距离范围内整个晕总体的~20% - 35%。
2012-11-29 astro-ph.GA
The SDSS-2MASS-WISE Ten Dimensional Stellar Color Locus
本文给出了由SDSS、2 MASS和WISE观测到的10种光度颜色跟踪的主序星轨迹。中值颜色是由1，052，793颗r波段消光小于0.125的恒星确定的。我们使用这个轨迹来测量相对于r波段的尘埃消光曲线，这与以前在SDSS和2 MASS波段的测量结果是一致的。WISE波段的消光系数比标准消光模型预测的要大。使用13条视线，我们发现H，Ks和WISE带通的消光曲线的变化。相对灭绝减少对银河系的反中心，与先前的研究一致。相对灭绝随着银河系纬度的增加而增加，与以前的观测相反。这表明，由于尘埃颗粒大小和化学性质随银河系中心位置的变化，不存在普遍的中红外消光定律。由于温暖的星周尘埃的离群值的初步搜索也提出了，使用在W3波段的高信号噪声的恒星。我们发现199个这样的离群值，确定在KS-W3的过量排放。对这些异常值的SDSS图像的检查揭示了由于附近星系而造成的大量污染。六个来源似乎是真正的尘埃候选人，产生一小部分的系统与红外线超过0.12 $\pm$ 0.05%。
2014-03-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Verification of Photometric Parallaxes with Gaia DR2 Data
本文介绍了盖亚DR 2巡天与2MASS（2微米全天空巡天）、SDSS（斯隆数字巡天）、GALEX（银河演化探测器）和UKIDSS（UKIRT红外深空巡天）在四个选定的高纬度$|b|>48^{\circ}$天区的综合分析数据的比较结果。它表明，从大型现代调查的测光数据可以用于参数化的恒星接近4400 pc和亮度比$g_{SDSS} = 19.^m6$，包括视差和星际消光值的估计。然而，恒星的光度等级应该被正确地确定。
2018-12-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
The LEGUE High Latitude Bright Survey Design for the LAMOST Pilot Survey
我们描述的足迹和输入目录明亮的夜晚在LAMOST试点调查，这开始于2011年10月。目标是从南北银帽区的两个条纹中选择的，中心在$α$ = 29 $^\circ$，10度角宽，覆盖赤经分别为135 $^\circ-290^\circ$和-30 $^\circ$到30 $^\circ$。我们从SDSS和2 MASS点源目录的组合中选择光谱目标。定义视场中心的星表（根据位于LAMOST视场中心的Shack-Hartmann波前传感器的要求）包括依巴谷星表中所有V <8 m的恒星。我们采用了一种统计选择算法，根据它们在多维颜色/幅度空间中的位置分配优先级的目标。该方案过分强调稀有物体，并不强调数量和颜色相位空间的更多填充区域，同时确保平滑，易于理解的选择功能。演示板设计的Shack-Hartmann星表和输入目录，这是由我们的目标选择例程的基础上。
2012-06-19 astro-ph.GA astro-ph.IM
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
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
Mapping the stellar structure of the Milky Way thick disk and halo using SEGUE photometry
我们映射的银河系厚盘和晕的恒星结构，通过应用色星等图（CMD）拟合的光度数据从SEGUE调查，允许，第一次，在高纬度和低纬度使用统一的SDSS光度全面分析其结构。CMD拟合同时对所有相关恒星进行测光，绕过了选择单个示踪剂群体的需要。使用不同金属丰度的旧恒星星族作为模板，我们得到了一个稀疏的3D地图的恒星质量分布在|Z| >1千秒差距。拟合一个光滑的银河系模型，包括指数薄和厚盘和轴对称幂律晕，使我们能够约束厚盘和晕的结构参数。厚盘尺度的高度和长度分别被很好地限制在0.75 ± 0.07 kpc和4.1 ± 0.4 kpc。我们发现在~25 kpc范围内的恒星晕平坦度为c/a=0.88 ± 0.03，幂律指数为2.75 ± 0.07（7< R_{GC} <~30 kpc）。该模型拟合得到太阳位置处的厚盘和恒星晕密度为rho_{thick,sun} =10^{-2.3+-0.1} M_sun pc^{-3}和rho_{halo,sun} =10^{-4.20+-0.05} M_sun pc^{-3}，在任何子结构上取平均值。我们的分析为银河系恒星晕中的径向金属丰度梯度提供了第一个明确的原位证据：在R<~15 kpc的范围内，恒星晕的平均金属丰度为[Fe/H]=-1.6，在更大的半径下，[Fe/H]=-2.2。从整体密度图中减去最适合的平滑和对称模型，可以发现所有纬度都有大量的子结构，其中…
2010-04-05 astro-ph.GA
SDSS-IV MaStar: Quantification and Abatement of Interstellar Absorption in the Largest Empirical Stellar Spectral Library
该研究量化并消减了SDSS-IV MaStar恒星库中的星际吸收，通过建模识别低吸收恒星、替换谱线或使用模型校正，生成了清理后的光谱库及SSP光谱，为恒星年龄等参数的准确约束提供了改进基础。
2025-02-13 astro-ph.GA
A Sample of E+A Galaxy Candidates in LAMOST Data Released 2
根据Goto定义的E+A星系标准，从LAMOST（Large Sky Area Multi-Object Fiber Spectroscopic Telescope）第二次数据发布（DR 2）的37206个星系中选取了70个E+A星系样本，并对每个样本进行了进一步的目视识别。在这个样本中，大多数天体是z < 0.25的低红移E+A星系，位于高纬天区，在g，r和i波段的星等在14 - 18等之间。对整个样本的恒星布居分析表明，E+A星系具有年轻和年老两种恒星星族（SP）的特征，富金属SP的贡献相对高于贫金属SP的贡献.此外，这些对象的形态分类进行斯隆数字巡天（SDSS）的图像的基础上。
2015-06-02 astro-ph.GA
SEGUE: A Spectroscopic Survey of 240,000 stars with g=14-20
SEGUE巡天从3900 - 9000埃的较暗的银河系恒星（14.0 <g <20.3）中获得了240，000个中等分辨率（R = 1800）光谱，这些恒星的光谱类型多种多样，包括主序星和演化天体，目的是研究我们银河系及其晕的运动学和种群。这些光谱聚集在212个区域中，这些区域分布在天空的四分之三。恒星的径向速度精度在g <18时为4 km/s，在g = 20时下降到15 km/s。对于每分辨率元素S/N> 10的恒星，估计了恒星大气参数，包括金属丰度、表面重力和有效温度。SEGUE获得了3500平方度的额外ugriz成像（主要在银河系低纬度），提供精确的多色测光（g，r，i = 2%），（u，z = 3%）和天体测量（0.1角秒）用于光谱目标选择。这次巡天的恒星光谱、成像数据和导出的参数目录作为SDSS数据发布7（DR7）的一部分公开提供。
2009-03-30 astro-ph.GA
SEGUE-2 and APOGEE: Revealing the History of the Milky Way
银河系的历史被编码在其分辨的恒星星族的空间分布、运动学和化学富集模式中。SEGUE-2和APOGEE是组成SDSS-III（斯隆数字巡天III）的四次巡天中的两次，将分别绘制光学和红外波长的分布和富集模式。SEGUE-2将利用现有的SDSS摄谱仪，在选定的高纬度区域获得140，000颗恒星的光谱，其星等限制为r ~ 19.5，比SDSS-II调查SEGUE（斯隆银河系了解和探索扩展）中观察到的遥远晕星样本增加一倍以上。SEGUE和SEGUE-2的光谱分辨率为R ~ 2000，每像素的信噪比为20-25，测量径向速度的典型精度为5-10 km/s，测量金属丰度（[Fe/H]）的典型外部误差为0.25 dex。APOGEE（阿帕奇点天文台星系演化实验）将使用一台新的300光纤H波段摄谱仪（1.5-1.7微米），以获得100，000颗红巨星的高分辨率（R ~ 24，000）、高信噪比（S/N ~ 100每像素）光谱，其星等极限H ~ 12.5。红外光谱穿透了从我们的视野中遮住银河系内部的尘埃，使APOGEE能够对所有银河系恒星星族进行第一次大规模、均匀的光谱调查。APOGEE光谱将允许以< 0.5 km/s的精度测量径向速度，并确定每个计划恒星的15种化学元素的丰度（精度约为0.1 dex），这可用于重建产生这些元素的恒星形成历史。（节略）
2009-02-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Stellar Density Profile of the Distant Galactic Halo
我们使用广泛的重力敏感DDO 51测光超过5100平方度，结合SDSS宽带测光，选择一个目录的$\sim 4,000$巨星覆盖了大部分的高银河纬度天空，并达到$\sim 80$千秒差距的星系晕。这个明亮和无偏的示踪剂样本使我们能够测量恒星晕的径向轮廓和3D结构，以大的距离，以前只能用稀疏的示踪剂或小样本测量。使用人口合成模型再现观测到的巨星光度函数，我们发现，晕保持$r^{-3.5}$配置文件从$30$到$80$ kpc没有截断或急剧突破的迹象在这个范围内。径向轮廓测量在很大程度上是不敏感的个人晕子结构组件，但我们发现，试图测量的形状的晕是压倒了人马座流，使没有椭圆形的形状是一个令人满意的描述在这个地区。这些测量使我们能够开始将银河系与越来越多的外部星系样本联系起来，在这些星系中可以获得类似的晕轮廓测量，目的是进一步将恒星晕的性质与形成它们的吸积历史联系起来。
2016-10-06 astro-ph.GA
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
Towards automatic classification of all WISE sources
WISE卫星在整个天空中探测到了数亿个源。然而，由于WISE多色空间的简并性和其两个最长波长带通中的低检测水平，可靠地对它们进行分类是一项具有挑战性的任务。在这里，我们的目标是获得全面和可靠的恒星，星系和类星体目录的自动源分类的基础上，在全天空的WISE数据。这意味着最终的分类将只使用WISE本身提供的参数，特别是那些对大多数来源进行可靠测量的参数。对于自动分类，我们应用了支持向量机（SVM）算法，该算法需要具有已识别的相关类别的训练样本，为此，我们选择使用SDSS光谱数据集。通过在从SDSS提取的测试数据上校准分类器，我们首先确定了对于这个特定的数据集，多项式核优于径向核。接下来，使用三个分类参数（W1幅度，W1-W2颜色，和差分孔径幅度），我们在所有的测试中获得了非常好的分类效率。在明亮的一端，恒星和星系的完整性达到~ 95%，在W1=16等时下降到~80%，而类星体的完整性保持在~95%的水平，与星等无关。对于纯度获得类似的数字。将分类器应用于全天WISE数据，在3.4 μm通道中通量限制为16 mag（Vega），并进行适当的后验清理，使我们能够获得可靠的恒星和星系候选者目录。然而，被分类器标记为“类星体”的源实际上主要由尘埃星系组成，但也显示出主要位于低黄道纬度的源的污染，这与太阳系物体一致。[删节]
2016-07-11 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Photometric calibration in u-band using blue halo stars
我们发展了一种基于观测到的蓝色星系晕星颜色的u波段测光校准方法。星系晕星属于银河系古老的恒星星族，金属丰度相对较低。晕群的“蓝尖”--主序星--已知具有相对均匀的固有边缘u-g颜色，只有缓慢的空间变化。在SDSS数据中，观测到的变化与银河系纬度相关，我们将其归因于高金属丰度盘星的污染，并与经验曲线拟合。如果匹配深度的g波段成像可用，则该曲线可以用于校准u波段成像。我们的方法可以应用于单场观测$|b| > 30^\circ$，并删除了标准的恒星观测或重叠校准的U波段成像的需要。在我们的方法中，我们包括与ATLAS-Refcat 2的g-波段数据的校准。我们测试我们的方法在KiDS DR 4，ATLAS DR 4，和DECam成像从NOIRLab源目录（NSC DR 2）的恒星，并比较我们的校准与SDSS。对于这个过程，我们使用合成幅度来推导这些数据集之间的颜色方程，以提高零点精度。我们发现所有数据集都有所改进，KiDS的零点精度达到0.016 mag（与最初的0.033 mag相比），ATLAS的零点精度达到0.020 mag（最初为0.027 mag），DECam的零点精度达到0.016 mag（最初为0.041 mag）。因此，这种方法本身就达到了鲁宾天文台的时空遗产巡天（LSST）在u波段0.02等测光精度的目标。
2023-03-28 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Age and mass studies for young star clusters in M31 from SEDs-fit
本文介绍了M31中年轻星团的测光方法。这些星团是1995年2月至2008年3月北京-亚利桑那-台湾-康涅狄格（BATC）多色巡天观测的一部分。包括这些星团的BATC图像是用15个覆盖3000- 10000毫微米的中频滤波器拍摄的。结合2 μ m全天巡天的远、近紫外、宽波段$UBVRI$、SDSS $ugriz$和红外$JHK_{\rm s}$测光资料，得到了1538-20000 nm波段的精确光谱能量分布（SED）。我们通过比较它们的SED与恒星种群合成模型，得出这些星团的年龄和质量。我们的结果与以前的测定结果是一致的。年轻星团的年龄和质量的平均值（$<2$ Gyr）分别约为3.85亿年和$2\times 10^4 {M_\odot}$。在年龄分布中有两个明显的峰值，最高峰值在年龄$\sim$ 6000万年时，第二峰值在25000万年左右，而质量分布在$10^4 {M_\odot}$附近显示出单峰。一些年轻的星团的两体弛豫时间大于它们的年龄，这表明这些星团没有很好的动力学弛豫，因此没有建立热平衡。在10 kpc环和外环周围有几个区域显示出年轻星团的聚集，这表明年轻星团的分布与M31的恒星形成区域有很好的相关性。年轻的大质量星团（年龄$\leq 100$ Myr，质量$\geq 10^4 {M_\odot}$）在环分裂区域附近显示出明显的聚集，这表明最近有一个卫星星系（M32）通过M…
2012-08-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraining the thick disc formation scenario of the Milky Way
我们研究的形状厚盘在高纬度和中纬度地区的光度数据从SDSS和2 MASS调查。我们使用的人口合成方法，使用ABC-MCMC方法来表征厚盘的形状，规模的高度，规模的长度，局部密度和耀斑，我们调查的厚盘形成期的延长，通过模拟几个形成事件。我们发现，密度的垂直变化不是指数，但更接近双曲正割平方。假设一个单一的形成时代，厚盘更适合sech 2尺度高度为470秒差距和尺度长度为2.3千秒差距。然而，如果模拟两个连续的形成事件，模拟延长的形成期，较老的事件比较年轻的事件具有更高的刻度高度和更大的刻度长度，表明在塌陷阶段的收缩。鳞片高度从800 pc减小到340 pc，鳞片长度从3.2 kpc减小到2 kpc。恒星形成从老插曲到年轻插曲增加。在拟合过程中，晕圈参数也被确定。对晕的约束表明，如果存在内晕和外晕之间的过渡，那么过渡的距离不可能小于30 kpc，这是我们使用关闭晕星进行研究的极限。最后，我们表明，外推厚盘的隆起区解释了观察到的恒星星族，不再需要调用一个经典的凸起。为了解释这些结果，厚盘最可能的情况是，它是在银河系引力坍缩时形成的，这些星系是由高度湍流维持的富含气体的巨大团块混合而成，这些团块暂时阻止了薄盘的形成，正如Bournaud等人（2009）所提出的那样。这种情况解释了在厚盘区域以及在隆起区域的观测结果。（节略）
2014-07-30 astro-ph.GA
Mapping the Milky Way with Gaia Bp/Rp spectra II: The inner stellar halo traced by a large sample of blue horizontal branch stars
本研究基于 Gaia Bp/Rp 光谱数据挑选了 44,552 颗高银纬 BHB 候选星，利用非参数方法探究恒星晕密度形状，发现其随半径增大趋于球形，密度分布符合单一幂律。
2025-08-12 astro-ph.GA
Globular Clusters in the Outer Halo of M31
本文介绍了M31外晕中53个球状星团的测光结果，包括：（\sl GALEX）FUV和NUV，SDSS $ugriz$，BATC的15个中带滤光片，以及MASS的2个$JHK_{\rm s}$带。通过比较多色测光与恒星星族合成模型，我们确定了这些GC的金属丰度，年龄和质量，旨在探讨合并/吸积的历史M31。我们没有发现金属丰度和质量与反投影半径的明显趋势。年龄小于$\approx$ 8 Gyr的晕GC主要位于100 kpc左右的去投影半径处，但这可能是由于选择效应。我们还发现，晕GC具有一致的金属丰度与它们的空间相关的子结构，这提供了它们之间的物理关联的进一步证据。M31的盘状和晕状GC都呈现双峰光度分布。然而，我们应该强调的是，有更多的微弱晕GC是没有被看到的磁盘。晕GC的双峰光度函数可能反映了其原始寄主不同的起源或演化环境。M31晕GC包括一个中间金属量基团（$-1.5 <$ [Fe/H] $< -0.4$）和一个贫金属基团（[Fe/H] $<-1.5$），而盘GC多了一个富金属基团。M31的晕GC与银河系（MW）有很大的差异。M31 GC的总数大约是MW的三倍，然而，M31在MW中具有大约六倍的晕GC数量。与M31晕GC相比，银河系晕GC大多是贫金属的。众多的晕GC和高金属丰度的成分都暗示着M31的活跃合并历史。
2019-01-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Large Reservoir of Ionized Gas in the Galactic Halo: Ionized Silicon in High-Velocity and Intermediate-Velocity Clouds
低星系晕被电离的低金属度气体鞘所包围，这些气体可以提供大量（1兆太阳/年）的冷却流入，以补充盘中的恒星形成。利用HST和FUSE对37个活动星系核在高纬度的吸收光谱，我们检测到广泛的星际SiIII 1206.5吸收：61高速云（HVC）沿30视线和22中速云（IVC）沿20视线。我们发现一个隔离的红移和蓝移的吸收在银河系的旋转轴在l=180，一致的滞后在银河系平面以上的旋转速度。HVC的天空覆盖范围很大（30/37方向为81 ± 5%），SiIII光学深度通常是OVI 1032的4-5倍。每条视线的平均HVC柱密度<log N_SiIII>=13.42+-0.21，相当于电离低金属丰度气体的总柱密度N_HII~ 6 × 10 ~（18）/（Z_Si/0.2Z_sun），与OVI中推断的结果相似。该水库的总容量为10^8兆太阳，产生的质量下降率约为1兆太阳/年。通过在吸收体的子集中模拟Si II、Si III、Si IV和HI，我们限制了低晕中的平均光电离参数，<log U>= -3.0（+0.3，-0.4），比在低红移星系际介质中观察到的低约10倍。来自[Si II/HI]的一些HVC中的金属丰度为10-30%太阳能，而在纯光电离模型中从所有三种硅离子中发现的值较低。这些形式上较低的金属丰度是高度不确定的，因为一些较高的离子可能是碰撞电离的。17颗HVC和19颗IVC的平均Si金属…
2009-05-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
A First Measurement of Circumgalactic Dust Reddening from Only 4.6 deg$^2$ of the Rubin Observatory's Data Preview 1
Kavli Institute of Particle Astrophysics and Cosmology, USA（美国卡弗里粒子天体物理与宇宙学研究所）；Department of Physics, Stanford University, Stanford, CA 94305-4085, USA（斯坦福大学物理系）；SLAC National Accelerator Laboratory, 2575 Sand Hill Road, Menlo Park, CA 94025, USA（SLAC国家加速器实验室）；Department of Astronomy, University of Washington, Seattle, WA 98195, USA（华盛顿大学天文学系）
利用鲁宾天文台4.6平方度数据，通过堆叠背景星系颜色测量星系周尘埃红化，发现与更大巡天一致的红化轮廓，并揭示尘埃分布不简单追踪晕气体。
2026-09-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
