Kinematic modelling of the Milky Way using the RAVE and GCS stellar surveys
我们利用RAVE和GCS巡天资料研究了银河系盘的运动学参数。我们这样做是通过拟合的运动学模型的数据，考虑到数据的选择功能。对于GCS中的恒星，我们使用所有的相空间坐标，但对于RAVE恒星，我们只使用$(l,b,v_{\rm los})$。使用MCMC技术，我们研究了给定数据的参数的全后验分布。我们调查的“年龄-速度色散”关系的三个运动学分量（$σ_R,σ_ϕ,σ_z$），径向依赖的速度色散，太阳特有的运动（$U_{\odot},V_{\odot}, W_{\odot} $），在太阳的圆周速度$Θ_0$和下降的平均方位角运动与高度以上的中平面。我们证实，贝桑松式高斯模型准确地适合GCS数据，但未能匹配的空间扩展的RAVE调查的细节。特别是，舒分布函数（DF）处理非圆形轨道更准确，并提供了一个更好的适合的运动学数据。高斯分布函数不仅拟合数据差，但系统地低估了下降的速度分散半径。我们发现，一些参数之间存在的相关性，这突出了做关节配合的重要性。大尺寸的RAVE调查，使我们能够获得大多数参数的精确值。然而，仍然存在较大的系统不确定性，特别是在$V_{\odot}$和$Θ_0$中。我们发现，对于一个扩展的样本的恒星，$Θ_0$被低估了多达$10\%$，如果被忽略的平均方位角运动的垂直依赖。使用一个简单的模型，垂直依赖的运动学，我们发现，它是可能的，以匹配的Sgr A* 自行车，而不需要任何$V…
2014-05-29 astro-ph.GA
Galactic Kinematics Derived from Data in the RAVE5, UCAC4, PPMXL, and Gaia TGAS Catalogs
考虑了Gaia TGAS星表中具有高精度位置、自行和视差的恒星的空间速度和RAVE 5星表中的视线速度。从92395颗恒星的样本和年龄估计中，我们获得了以下运动学参数：（U，V，W）=（9.42，20.34，7.21）+/-0.12，0.10，0.09）km/s，Ω=26.29+/-0.39 km/s/kpc和Ω '=-3.89+/-0.08 km/s/kpc ^2，其中V0=210+/-6 km/s Oort常数A=15.57+/-0.31 km/s/kpc，B=-10.72+/-0.50 km/s/kpc。结果表明，参数Ω和Ω'对恒星年龄是稳定的。对分别由RAVE 5星表视线速度和Gaia TGAS、UCAC 4和PPMXL星表自行得到的Bottlinger模型参数进行了比较分析。结果表明，这些参数是在很好的协议，彼此时，来自双方的地球目录和目录盖亚TGAS的自行。与此同时，它被建立，从视线速度获得的Bottlinger模型参数的值可以不同于从自行获得的相应参数。为了消除这些差异，建议减少RAVE 5目录中的视线速度。
2017-11-04 astro-ph.GA
Status and results from the RAVE survey
RAVE，即RADIAL VELOPMENT，是一个大型的光谱测量，收集南半球恒星的光谱数据。RAVE使用AAO施密特望远镜，其波长覆盖范围类似于盖亚，但分辨率较低，为R= 7，500。自2003年以来，RAVE收集了超过50万个光谱，为研究银河系及其恒星星族的结构和运动学提供了前所未有的数据集。在这篇综述中，我们将总结使用RAVE星表获得的主要结果。
2012-10-01 astro-ph.GA
Kinematics of the local disk from the RAVE survey and the Gaia first data release
我们试图约束的薄和厚磁盘使用贝桑松人口合成模型与RAVE DR 4和盖亚第一次数据发布（TGAS）的运动学。通过应用详细的目标选择函数模拟了RAVE场，并使用取决于年龄的速度椭球计算了运动学，以研究长期演化。我们占了非对称漂移计算拟合Stackel潜在的轨道。使用ABC-MCMC方法调整模型参数，如速度分散、平均运动和速度梯度。我们利用金属丰度来增强薄盘和厚盘之间的分离。我们表明，该模型是能够再现本地磁盘的运动学非常详细。磁盘按照预期的长期演变，在非常好的协议与以前的研究薄盘。新的非对称漂移公式，适合于我们以前描述的Stäckel势，相当好地再现了在一个广泛的太阳附近的速度分布。用这种方法测定的太阳运动的U和W分量与前人的研究结果符合得很好。然而，我们发现一个比以前认为的更小的V分量，主要是因为我们包括了不对称漂移随到平面的距离的变化。厚盘是由一个长期的形成（至少2 Gyr），在此期间，我们表明，平均速度随时间增加，而规模的高度和规模的长度减少，非常一致的崩溃阶段与角动量守恒。这个新的银河系动力学模型能够在TGAS-RAVE样本的质量水平上再现在广泛的太阳邻域中观测到的速度，使我们能够约束薄盘和厚盘的动力学演化，以及确定太阳运动。
2017-05-22 astro-ph.GA
Kinematic groups beyond the Solar neighbourhood with RAVE
本文分析了RAVE巡天观测到的太阳附近和太阳附近以外的盘星的运动学特征。我们用基于小波变换的技术检测到速度分布中的显著超密度。我们发现，主要的局部运动学群是大尺度特征，在反旋转方向上至少从太阳处存活到~1 kpc，我们还发现，对于位于与太阳不同半径的区域，已知的群在速度平面上出现了移动。例如，武仙座群在太阳圈内的方位角速度较大，而在太阳圈外的方位角速度较低。我们还在太阳附近发现了一个（U，V）=（92，-22）km/s的新群，并证实了以前发现的其他群的重要性。其中一些趋势是首次发现的，这与杆和旋臂效应的动力学模型相一致。需要更多的建模来使用这些群明确描述我们银河系的非轴对称成分。
2013-09-11 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
Local Stellar Kinematics from RAVE Data: I. Local Standard of Rest
我们分析了一个样本的82850颗恒星的RAVE调查，以及确定的速度和恒星参数，隔离样本的18026个高概率薄盘矮星600 pc的太阳。我们推导出这些恒星的空间运动，并推导出太阳空间速度相对于当地标准的休息。我们得到的太阳特殊运动在径向$U_{\odot}$和垂直$W_{\odot}$特殊运动方面与最近的其他测定结果非常一致。我们推导出的切向奇特速度，$V_{\odot}$同意最近的决定，这有利于值接近13公里秒$^{-1}$，与早期的研究不一致。推导值不显著依赖于所选的比较样品或分析方法。本地星系似乎非常好的动态放松，在一个近对称的潜力。
2010-11-04 astro-ph.GA
Kinematic structures found with Gaia DR1/TGAS and RAVE in the Solar neighbourhood
随着55831颗恒星的恒星样本的扩大和距离的精度大大提高，自行，由盖亚DR 1 TGAS提供，我们已经表明，在小波分析的帮助下，在太阳附近的恒星的速度分布包含更多的运动学结构比以前已知的。我们检测到19个运动结构之间的尺度3-16公里/秒的3sigma置信水平。其中我们确定了著名的群体（如武仙座，天狼星，后发座，昴宿星，狼630）。我们确认了最近检测到的群体（如Antoja 12和Bobylev 16）。此外，本文还报道了（U，V）=（37，8）km/s的新的运动学结构。另外三个新的群体被暂时检测到，但需要确认。
2017-08-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Kinematic Analysis of Solar-Neighborhood Stars Based on RAVE4 Data
We consider stars with radial velocities, proper motions, and distance estimates from the RAVE4 catalogue. Based on a sample of more than 145000 stars at distances $r<0.5$ ~kpc, we have found the following kinematic parameters: (U,V,W)_ \odot =(9.12, 20.80, 7.66) \pm (0.10, 0.10, 0.08) km s^{-1}, Ω_0=28.71 \pm 0.63 km s^{-1} kpc^{-1}, and Ω'_0=-4.28 \pm 0.11 km s^{-1} kpc^{-2}. This gives the linear rotation velocity V_0=230 \pm 12 km s^{-1} (for the adopted R_0= 8.0 \pm 0.4 kpc) and the Oort constants A=17.12 \pm 0.45 km s^{-1} kpc^{-1} and B=-11.60 \pm 0.77 km s^{-1} kpc^{-1}. The 2D velocit…
2015-12-26 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
Thick disk kinematics from RAVE and the solar motion
径向速度测量，如径向速度实验（RAVE），为我们提供了数十万颗附近恒星的测量结果，其中大多数属于银河系薄，厚盘或晕。理想情况下，研究银河系盘（薄的和厚的）应该利用多维相空间和它们的恒星星族的化学丰度的整个模式。在本文中，我们借助RAVE巡天研究了银河系的薄盘和厚盘，重点是后者。我们提出了一种技术来解开恒星的内容的两个磁盘的基础上的运动学和其他恒星参数，如表面的恒星重力。使用帕多瓦星系模型，我们检查了我们的方法的能力，正确地隔离厚盘组件的星系混合物的恒星星族。我们引入选择标准，以清洁所观察到的径向速度从银河系的差异旋转，并考虑到部分天空覆盖的RAVE。我们开发了一种数值技术，从统计上解开薄和厚磁盘的混合物。我们推导出太阳运动的组件相对于当地的休息标准（LSR）在径向和垂直方向上，厚盘组件相对于LSR的旋转滞后，和厚盘单独的速度色散张量的绝对值的平方根。薄圆盘的分析在另一篇文章中提出。我们发现很好的协议与以前的独立参数测定。在我们的分析中，我们使用光度测定的距离。在附录中，我们表明，即使没有测光距离的知识，也可以找到类似的值，就像在我们的论文的主要部分中导出的那样。
2012-09-03 astro-ph.GA
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
Local stellar kinematics from RAVE data: IV. Solar neighbourhood age-metallicity relation
我们使用RAVE DR 3中的5691颗F和G型矮星的样本研究了年龄-金属丰度关系，并施加了几个限制：i）我们选择了表面重力log g < 3.8且有效温度在5310< T_{eff}（K）<7300范围内的恒星，并获得了一个矮星样本。ii）我们在T_{eff} -（J-K_s）_0平面上绘制了金属丰度子样本中的矮星，与Gonzalez Hernandez & Bonifacio（2009）的相应数据进行比较，并确定了一致的数据。iii）我们将从约束（i）和（ii）中获得的简化矮样本拟合到帕多瓦等时线，并重新识别了那些占据年龄t < 13 Gyr的等时线所定义的平面的样本。iv）最后，我们忽略了总速度误差大于10.63 km/s的矮星。我们使用Jorgensen & Lindegren（2005）的贝叶斯程序估计年龄。最大的年龄金属丰度斜率发现早期的F型矮星。当我们把数据绘制成光谱类型而不是银河系人口的函数时，我们发现了更陡的斜率。我们注意到，在所有年龄段，金属丰度分布都有很大的分散性。富含金属的老矮星被证明是G型恒星，可以解释为它们是从内部盘或凸起迁移而来的。
2013-06-24 astro-ph.GA
Kinematics of Stellar Populations with RAVE Data
我们使用RAVE巡天第二次数据发布的恒星以及Breddels等人（2009）的距离估计来研究银河系薄盘和厚盘种群的运动学。速度分布展示了太阳附近存在的预期移动群体。我们应用Schuster et al.（1993）的X（恒星星族）标准来区分厚盘星和薄盘星，该标准同时考虑了运动学和金属丰度信息。对1906颗薄盘星和110颗厚盘星的垂直速度色散、平均自转速度和平均轨道偏心率，（sigma_W，Vphi，e）_thin =（18 \pm 0.3 km/s，223 \pm 0.4 km/s，0.07 \pm 0.07）和（sigma_W，Vphi，e）_thick =（35 \pm 2 km/s，163 \pm 2 km/s，0.31 \pm 0.16）。从径向Jeans方程，我们得到了一个厚盘尺度长度在1.5-2.2 kpc的范围内，其最大的不确定性在于所采用的形式的潜在的潜力。轨道偏心率分布的形状表明，我们样本中的厚盘星最有可能是在原位形成的，少量的富含气体的合并和/或径向迁移是它们轨道的最有可能的原因。我们进一步获得了平均金属丰度<[M/H]>_thin = +0.03 \pm 0.17，和<[M/H]>_thick = -0.51 \pm 0.23，与先前的估计很好地一致。我们估计薄盘的径向金属丰度梯度为-0.07 dex/kpc，这比化学演化模型预测的要大，在化学演化模型中，盘从…
2011-03-23 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
Local stellar kinematics from RAVE data- V. Kinematic investigation of the Galaxy with red clump stars
我们研究了6610颗红团（RC）星的空间速度分量的垂直距离，银心径向距离和银河经度。恒星的速度矢量进行了校正的银河系的差分旋转，这是考虑到使用测光距离的RC星。估计的样本星的空间速度分量的银河平面以上和以下是兼容的，只有在方向上的薄盘星的银河系旋转的空间速度分量。银河系自转方向的空间速度分量（V）相对于平均银心径向距离（Rm）表现出平滑的变化，而在银道面处达到最大值。银河系中心（U）和垂直方向（W）的空间速度分量相对于Rm呈现出几乎平坦的分布，在Rm=7.5 kpc时，它们的趋势变化很小。在象限180<l<=270中的RC星的U值比象限0<l<=90和270<l<=360中的大。空间速度弥散的平滑分布揭示了薄盘和厚盘是银河系运动学上连续的组成部分。根据在0<l<=90和270<l<=360象限中相对于太阳向内的W空间速度分量的估计，我们表明，在银河系平面上方的RC星向银河系北极移动，而在银河系平面下方的RC星向相反的方向移动。在象限180<l<=270的情况下，它们的行为是不同的，即在银道面上方和下方的RC星都向银道面移动。我们指出，银河系的长棒可能是许多但不是所有探测到的特征的起源。
2014-01-12 astro-ph.GA
Local Stellar Kinematics from RAVE data - VII. Metallicity Gradients from Red Clump Stars
我们调查了银河系的径向和垂直的金属丰度梯度使用的样本47,406红丛星从RAVE DR 4。该样本是研究径向和垂直金属丰度梯度的文献中最大样本的两倍多。Groenewegen（2008）的绝对星等被用来确定到我们样本恒星的距离。由此得到的距离与宾尼等人（2014）对同一颗恒星的RAVE DR 4距离一致。我们的测光方法还提供了6185颗在RAVE DR 4中没有指定距离的恒星的距离。金属丰度梯度是根据它们目前的轨道位置（$R_{gc}$和$Z$）和它们的轨道特性（平均银心距、$R_{m}$和$z_{max}$）计算的，作为到银道面距离的函数：$0\leq |Z|\leq0.5$ kpc的d[Fe/H]/d $R_{gc}=$ - $0.047\pm0.003$ dex/kpc，$0\leq z_{max}\leq0.5$ kpc的d[Fe/H]/d $R_m=$ - $0.025\pm0.002$ dex/kpc。这再次证实了薄盘中的径向金属丰度梯度，但强调了梯度对$R_{gc}$和$R_{m}$之间差异引起的选择效应敏感。径向梯度在距平面0.5-1 kpc的距离区间内是平坦的，然后在距平面大于1 kpc时变为正的。径向金属丰度梯度也与偏心率有关。我们表明，在距离间隔$0\leq z_{max}\leq0.5$ kpc中，$e_p\leq0.05$、$e_p\leq0.07$、$e…
2016-07-24 astro-ph.GA
Local disc model in view of Gaia DR1 and RAVE data
我们测试的性能半解析自洽Just-Jahreills盘模型（JJ模型）的天体测量数据从Tycho-Gaia天体测量解决方案（TGAS）子目录的第一个盖亚数据发布（盖亚DR 1），以及径向速度实验调查（RAVE DR 5）的第五次数据发布的径向速度。我们使用的19,746薄盘星的样本从TGAS $\times$ RAVE交叉匹配选择在本地太阳圆柱半径300 pc和1 kpc的高度低于银河平面和模拟这个样本通过正演模拟技术。首先，我们将薄圆盘种群的预测垂直密度定律转换为模拟样本。然后，获得的模拟人口是红色的3D尘埃地图，并进行相应的选择标准的RAVE和TGAS观测的限制，以及额外的削减应用到数据样本。我们分别在银河平面以上的不同高度计算感兴趣的量，同时考虑到水平和垂直方向上的距离误差效应。我们研究了模拟样品的垂直数密度剖面，赫斯图和速度分布函数。基于我们的模拟与数据的良好协议，我们得出结论，我们的基准盘模型自信地再现薄盘恒星星族属性的垂直趋势。因此，它可以作为JJ模型未来扩展到其他银河系中心距离的起点。
2018-10-01 astro-ph.GA
The Galactic thin and thick disk
正在进行的大型银河系光谱调查，如SEGUE和RAVE，使我们能够重新审视银河系薄盘和厚盘的结构，以及它们的结构如何通过层次聚类在结构形成的框架内。在这篇文章中，我将总结一些最近的结果，主要是在RAVE调查方面的银河系盘的结构，它们可能的起源以及指示的子结构和不对称性。
2012-05-28 astro-ph.GA
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
Flavours in the box of chocolates: chemical abundances of kinematic substructures in the nearby stellar halo
恒星晕包含了像我们这样的大质量星系的组装历史的痕迹。利用TGAS和光谱RAVE调查之间的协同作用，Helmi等人（2017）最近在太阳邻域中发现了几个不同的子结构，定义在运动空间的积分中。这些子结构中的一些可能是构建恒星晕的积木的例子。我们分析了这些子结构中恒星的化学性质，重点是由RAVE调查化学管道提供的铁和$α$元素丰度。我们将子结构的\feh和\mgfe分布与TGAS $\times$ RAVE数据集中定义的整个晕样本的分布进行比较，发现九个子结构中有一半以上具有$σ_{\text{[Fe/H]}} \leq 0.3$ ~dex。其中两个子结构具有$σ_{\text{[Fe/H]}} \leq 0.1$ ~dex，这使得它们可能是破裂的球状星团的残余物。正如预期的那样，大多数子结构和绝大多数恒星晕样本都是$α$增强的。只有一个子结构显示出明显的[Mg/Fe]与[Fe/H]丰度趋势，与我们样本中的其他晕星不同。
2018-04-23 astro-ph.GA
Local Stellar Kinematics from RAVE data -- VIII. Effects of the Galactic Disc Perturbations on Stellar Orbits of Red Clump Stars
我们的目标是探测扩展的太阳邻域的动态结构，通过计算径向金属丰度梯度的轨道特性，这是获得轴对称和非轴对称的潜在模型，红团（RC）星从径向速度实验的第四次数据发布。距离是通过假设每颗RC星在近红外波段有一个绝对星等值，即$M_{Ks}=-1.54\pm0.04$等来获得的。利用MWPotential 2014势函数和银河棒和瞬变旋臂的扰动势函数计算了恒星轨道参数。恒星年龄的计算采用贝叶斯统计方法。径向金属丰度梯度的基础上，从银河系平面的最大垂直距离（$z_{max}$）和平面偏心率（$e_p$）的RC星的潜在模型进行评估。在$0<z_{max} \leq0.5$ kpc距离间隔中，具有$e_p\leq0.1$的子样本的最大径向金属丰度梯度为$-0.065\pm0.005$ dex kpc $^{-1}$，而具有$e_p\leq0.5$的子样本的最低值为$-0.014\pm0.006$ dex kpc $^{-1}$。我们发现，在$z_{max}>1$ kpc，径向金属丰度梯度有零或正值，他们不依赖于$e_p$子样本。薄盘存在较大的径向金属丰度梯度，而厚盘没有发现径向金属丰度梯度。此外，最大的径向金属丰度梯度获得外Lindblad共振区是有效的。我们声称，这种明显的变化，在薄光盘的径向金属丰度梯度是一个结果，源自现有的共振区域的轨道扰动。
2018-01-07 astro-ph.GA
Testing formation mechanisms of the Milky Way's thick disc with RAVE
我们研究了径向速度实验（RAVE）中观测到的恒星厚盘样本的偏心率分布，并将其与Sales等人（2009）编制的文献中厚盘形成的四种模拟（卫星吸积，合并期间原始薄盘的加热，径向迁移和富含气体的合并）进行了比较。我们发现，我们的样品的分布是在低偏心率的峰值和平稳下降，而陡峭的高偏心率。该分布对于距离、薄圆盘污染和所使用的特别厚的圆盘样品的变化相当稳健。我们的结果是不一致的纯吸积模拟的预期，因为我们发现，当地厚盘星的动力学意味着大多数必须形成“原位”。在探索的其余模型中，我们恒星的偏心率分布似乎与富含气体的合并情况最一致。
2010-09-10 astro-ph.GA
The asymmetric drift, the local standard of rest, and implications from RAVE data
LSR的确定仍然是一个有争议的问题。近年来，太阳相对于LSR的切向特殊运动的经典值受到了挑战，声称有一个明显更大的值。我们表明，径向速度实验（RAVE）样本的矮星是一个很好的数据集，以获得更严格的边界条件的扩展太阳附近的化学动力学演化模型。我们提出了一个改进的金斯分析，它可以更好地解释银河系盘中的恒星星族的测量运动学。我们提出了一个改进的版本的Strömberg关系与径向scaleltons作为唯一的未知数。分组RAVE星的金属丰度揭示了一个更大的不对称漂移（对应于一个较小的径向scalelength）的金属丰富的人口。在每个金属丰度箱中，与速度色散无关的径向标度的标准假设，我们重新确定LSR。新的Strömberg方程得到的联合LSR值为V_ \sun =3.06 \pm 0.68 km/s，比依巴谷资料的经典值还要小。相应的径向标度长度从富金属仓的1.6千秒差距增加到贫金属仓的2.9千秒差距，年轻贫金属星的径向标度长度有更大的趋势。当对LSR采用最近的Schönrich值V_ \sun =12.24 km/s时，新的Strömberg方程得到的RAVE亚群的个体径向尺度要大得多，这在某种程度上似乎是不符合物理的。新的斯特伦伯格方程允许一个更清晰的解释盘星的径向标度的运动学数据。与经典值相比，将LSR值提升几km/s，会导致径向scaleleands大幅增加，且速度分散度越大，径…
2013-07-23 astro-ph.GA
Local Stellar Kinematics from RAVE data - VI. Metallicity Gradients Based on the F-G Main-sequence Stars
我们估计铁和金属丰度梯度的径向和垂直方向的F和G型矮星从RAVE DR 4数据库。由约束条件Zmax<=825 pc和ep<=0.10定义的样本由金属丰度和空间速度分量与薄盘星一致的恒星组成。在0<Zmax<=500和500<Zmax<=800 pc的垂直距离间隔下，估算的径向铁和金属丰度梯度为d[Fe/H]/dRm=-0.083（0.030）和d[Fe/H]/dRm=-0.048（0.037）dex/kpc;和d[M/H]/dRm=-0.063（0.011）和d[M/H]/dRm=-0.028（0.057）dex/kpc，其中Rm是平均银河系中心距离。在更远的垂直距离（800<Zmax<=1500 pc）上，铁和金属丰度梯度大多为正。对于相同的垂直距离间隔0<Zmax<=500和500<Zmax<=800 pc，可用引导半径（Rg）估算相容的铁和金属丰度梯度，即d[Fe/H]/dRg=-0.083（0.030）和d[Fe/H]/dRg=-0.065（0.039）dex/kpc; d[M/H]/dRg=-0.062（0.018）和d[M/H]/dRg=-0.055（0.045）dex/kpc。在拉长轨道上的F型和G型矮星在不同的垂直距离区间上呈现出复杂的径向铁和金属丰度梯度分布。对于Rm<=8 kpc的子样本星和距离大于8 kpc的子样本星，都不能得到明显的铁和金属丰度径向梯度。在…
2015-10-06 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 3D Velocity Structure of the Thick Disk from SPM4 and RAVE DR2
我们分析了一个样本的$\sim 4400$红色团块恒星的三维运动学范围从银河系中心的5和10千秒差距，从银河系平面高达3千秒差距。该样品代表富金属（[Fe/H] = -0.6至0.5）厚的盘。绝对自行来自第四版的南方自行计划，径向速度来自第二版的径向速度实验。导出的厚盘的运动学性质包括：旋转速度梯度$\partial V_θ / \partial z = -25.2 \pm 2.1$ km s $^{-1}$ kpc $^{-1}$，速度色散$(σ_{V_R}, σ_{V_θ}, σ_{V_z})|_{z=1} = (70.4, 48.0, 36.2) \pm(4.1,8.3,4.0)$ km s $^{-1}$，和速度椭球倾斜角$α_{Rz} = 8.6\arcdeg \pm 1.8 \arcdeg$。我们对薄盘尺度长度的动力学估计为$R_{thin} = 2.0 \pm 0.4$ kpc，厚盘尺度高度为$z_{thick} = 0.7 \pm 0.1$ kpc。观测到的轨道偏心率分布与Sales等人的厚盘形成的四种不同模型的结果相比，支持富气合并模型和次要合并加热模型。有趣的是，当提到目前接受的LSR值时，距离太阳超过0.7 kpc的恒星显示出$13 \pm3 $ km s PDMATHAMO的净平均径向速度。这一结果在以前的运动学研究中看到，使用其他示踪剂的距离大于$\sim…
2010-11-29 astro-ph.GA
The Rich Are Different: Evidence from the RAVE Survey for Stellar Radial Migration
利用RAVE DR 4和RAVE DR 5的新的金属丰度校准，我们研究了样本中超太阳金属丰度恒星（[M/H] > +0.1 dex）的存在和性质，特别是在太阳附近。我们发现，RAVE是丰富的超太阳金属丰度恒星，和本地金属丰度分布函数下降非常缓慢，高达+0.4 dex。我们的结果表明，超太阳金属丰度星的运动学和高度分布与我们假设的本地制造的[M/H] < 0薄盘巨星的运动学和高度分布是相同的。超太阳金属丰度恒星的偏心率表明，它们中有一半是在一个近似圆形的轨道上（e < 0.15），因此假设在给定半径的星际介质的金属丰度不会随时间减少，它们一定是通过螺旋臂的共转共振散射增加了角动量。恒星径向迁移的可能性似乎不会随着垂直振荡幅度的增加而显著降低，而垂直振荡幅度在圆盘中遇到的振荡幅度范围内。
2014-12-19 astro-ph.GA
Chemical separation of disc components using RAVE
我们提出的证据，从径向速度实验（RAVE）调查的化学分离，运动学上不同的光盘组件在太阳附近。我们应用概率化学选择标准将我们的样品分为$α$ -低（“薄盘”）和$α$ -高（“厚盘”）序列。使用新导出的距离，这将在即将到来的RAVE DR 5中使用，我们探索了运动学趋势作为每个光盘组件的金属丰度的函数。对于我们的$α$ -低盘，我们发现平均旋转速度（$V_{\mathrmϕ}$）作为铁丰度（[Fe/H]）的函数呈负趋势。我们测量了正梯度$\partial V_{\mathrmϕ}$ / $\partial$ [Fe/H]的$α$ -高光盘，与高分辨率调查的结果一致。我们还发现$α$ -低和$α$ -高光盘之间的差异，在所有三个组成部分的速度分散。我们讨论了一个$α$低，金属丰富的人口来自银河系内部，这些恒星的轨道已被显着改变径向混合机制，以使他们进入太阳附近的影响。我们提出的概率分离可以扩展到其他数据集的准确性[ $α$ /Fe]是不足以解开化学光盘组件的先验。对于这样的数据集也将与盖亚DR 1有显著的重叠，因此，我们可以充分利用改进的视差和自行数据，因为它可以用来研究这些化学盘组件的运动学趋势。
2016-07-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Scratching the surface with TGAS and RAVE: disk moving groups in the Solar neighborhood
有一个悠久的传统，延续了一个多世纪的识别移动群体在太阳附近。然而，随着大型运动学调查的出现，特别是即将发布的盖亚数据，需要更复杂和自动化的子结构探测器。我们分析了TGASxRAVE数据集，以确定银河系盘中的移动群体。这些恒星群可以用来绘制太阳附近的动力学和恒星形成过程。我们使用的ROCKSTAR算法，一个“朋友的朋友”一样的子结构发现者在6D相空间，并分析的赫兹斯普朗-罗素图确定的组。我们发现125个移动的群体内300秒差距的太阳，平均包含50颗恒星，并与三维速度色散小于10公里/秒。这些群体中的大多数以前是未知的。我们的光度分析使我们能够分离出30个统计上显著的组的子样本，这些组可能由一起出生的恒星组成。
2018-04-24 astro-ph.GA
The local rotation curve of the Milky Way based on SEGUE and RAVE data
我们利用SEGUE（Sloan Extension for Galactic Understanding and Exploration）G矮星的样本构造了银河系在扩展太阳邻域中的自转曲线。我们调查的旋转曲线形状的存在下，任何特殊性的太阳半径以外的一些作者已经报道。我们在经典的牛仔裤分析的框架来处理这个问题。利用RAVE（Radial Velocity Experiment）的最新观测数据，我们确定了代表银河系薄盘的三个不同金属丰度的星族的太阳特有速度和径向标度。然后，在SEGUE G-矮星的金属丰度相同的情况下，我们构建了银河中心距离7-10 kpc范围内的旋转曲线。我们推导出圆速度通过校正平均切向速度的非对称漂移在每个距离箱。利用SEGUE数据，我们还计算了厚盘的径向标度长度，已知导出的太阳特有运动和旋转曲线的斜率。通过SEGUE G-dwarfs构建的旋转曲线在选定的径向范围内看起来是平滑的。在我们新的仔细分析的框架中确定的薄盘旋转的局部运动学不赞成在太阳半径之外存在一个巨大的高密度环。
2018-02-21 astro-ph.GA
RAVE stars tidally stripped/ejected from $ω$ Centauri globular cluster
利用径向速度实验（RAVE）第四次数据发布的银河经度240 $^{\circ}< l <$ 360 $^{\circ}$和$V_{LSR} < -239$ kms $^{-1}$范围内的六维相空间信息，我们计算了329颗最初被选为与$ω$半人马座在化学和运动学上相关的RAVE星的轨道。轨道被集成在一个Milky Way-like轴对称银河势，忽略了$ω$半人马座的动力学演化的影响，由于银河系盘上的潮汐效应的集群沿时间。我们也忽略了银河系势能随时间的长期变化。在蒙特卡罗方案中，假设恒星可能以大于逃逸速度的速度被抛出，（$V_{rel}>V_{esc,0}$），我们确定了15颗与$ω$半人马座有近距离接触的恒星：（\textit{i}）8颗相对速度为$V_{rel}< 200 $ kms的恒星$^{-1}$可能在2亿年前从$ω$半人马座喷出$\sim$;另外一组7颗恒星在近距离相遇时以高相对速度$V_{rel}> 200 $ kms $^{-1}$被确认，它们似乎不太可能是从半人马座$ω$中被抛射出来的。我们还确认了J131340.4 - 484714作为$ω$半人马座的潜在成员之间的联系，并可能在200万年前以相对速度$V_{rel}\sim80$ kms $^{-1}$喷射出$\sim$。
2015-08-12 astro-ph.GA
The relation between velocity dispersions and chemical abundances in RAVE giants
我们开发了一个贝叶斯框架，以确定在一个强大的方式之间的关系速度分散和化学丰度的恒星样本。我们的建模考虑了化学和运动学性质的不确定性。我们使用RAVE DR 5径向速度和丰度以及Gaia DR 1自行和松弛（如果可能，否则使用UCAC 4数据）。我们发现，在一般情况下，速度分散增加减少[Fe/H]和增加[Mg/Fe]。高[Mg/Fe]恒星的速度色散可能会降低，这是一个可以忽略的恒星比例的性质，几乎不是一个可靠的结果。在低[Fe/H]和高[Mg/Fe]下，样品是不完整的，受到偏差的影响，并且可能不代表潜在的恒星星族。
2017-09-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Radial velocity comparison of Gaia DR2 and RAVE DR5 survey: a systematic offset in radial velocities among a group of highly accurate radial velocity stars
在这里，我们报告径向速度（$\rm RV$）数据的两个主要调查：盖亚数据发布2和RAVE数据发布5的比较研究。我们将样本限制为径向速度相对精确的恒星（$σ_{\rm RV_{Gaia}} \leq$ 2 km s $^{-1}$或$\leq$ 2%，以及$σ_{\rm RV_{RAVE}}\leq$ 2 km s $^{-1}$或$\leq$ 2%）。大多数样本的$\rm RV_{Gaia}$和$\rm RV_{RAVE}$之间的差异遵循正态分布，平均值= 0.28 km s $^{-1}$，$σ$ = 1.49 km s $^{-1}$。然而，我们发现了一个非常小的一组恒星（总数的$\approx 0.08\%$），这两个调查之间的径向速度的差异显着较大的偏移$-$ 104.50公里秒$^{-1}$与$σ$ = 4.92公里秒$^{-1}$。基于$\rm RV_{ Gaia }$的动力学表明，大部分的组成员属于银河系薄盘同意组的金属丰度范围$-$ 1.2 $+$ 0.5 dex表明径向速度的偏移可能是由于RAVE速度数据为这个特定的组。
2018-07-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
Characterizing the High-Velocity Stars of RAVE: The Discovery of a Metal-Rich Halo Star Born in the Galactic Disk
我们的目标是表征高速（HiVel）恒星在太阳附近的化学和运动学使用的第四次数据发布的RAVE（RAVE）。我们使用了57个银河系静止坐标系速度大于275 km s $^{-1}$的HiVel恒星样本。利用6D位置和速度信息，我们整合了HiVel恒星的轨道，发现它们平均距离银河平面13 kpc，并且具有与星系晕一致的相对偏心轨道。利用RAVE的恒星参数和[ $α$ /Fe]估计值，我们发现HiVel恒星的金属丰度分布在[M/H] = -1.2 dex处达到峰值，并且与内晕的化学性质相一致。有几个值得注意的例外，包括超高速恒星（HVS）候选者，极高速束缚晕星，以及一颗运动学上与晕一致但化学上与盘一致的恒星。高分辨率的光谱获得了富含金属的HiVel恒星候选者和样本中第二高速度的恒星。利用这些高分辨率的数据，我们报告了一个富含金属的晕星的发现，它很可能是从银河系厚盘动态喷射到晕中的。这一发现有助于解释星系晕中最富金属成分的组合。
2014-12-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Assessing distances and consistency of kinematics in Gaia/TGAS
我们应用Schoenrich，Binney和Asplund的统计方法来评估太阳邻居星的RAVE-TGAS和LAMOST-TGAS样本的距离和运动学的质量。这些方法产生1- 2%的标称距离精度。除了对视差精度的常见测试外，它们直接测试距离估计，包括距离先验的影响。我们将展示如何构建这些先验，包括直接从数据的调查选择函数（SSFs）。我们证明，忽略SSFs会导致严重的距离偏差。由于SSF在距离上的下降，简单的1/视差估计仅略微低估了距离。我们测试的视线速度（v_los）的测量精度，通过在标称v_los不确定度的样本装箱。我们发现：a）LAMOST v_los的偏移量约为-5 km/s; b）LAMOST v_los的平均测量误差约为7 km/s，明显小于LAMOST的标称估计值，且与标称估计值几乎不相关。RAVE样本显示出适度的距离低估，或者来自测量误差和双星的v_los色散（e_v）的不明来源。对于RAVE中疑似双星的子样本，我们的方法表明显着的距离低估。分离样品的金属丰度或运动学选择厚盘/晕星，区分距离偏差和e_v的LAMOST，这种分离产生的一致性与纯v_los测量误差。我们发现银道面两侧在经度l~（300+/-60）deg和距离s~（0.32+/-0.03）kpc附近有一个异常，这可以用局部距离误差或呼吸模来解释。
2017-08-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
In the thick of it: metal-poor disc stars in RAVE
通过选择在RAVE-DR 4调查的恒星位于1和2千秒差距以上的银河系平面，我们质疑的一致性，最简单的三个组成部分的模型（薄盘，厚盘，晕）的银河系。我们确认厚盘的金属丰度和方位速度分布函数不是高斯分布。特别是，我们发现厚盘有一个扩展的金属丰度尾部至少下降到[M/H]=-2 dex，大约占整个厚盘人口的3%，并且与典型厚盘相比具有较短的尺度长度。这些贫金属星的平均方位角速度使我们能够估计金属丰度和轨道速度之间的相关性，这是对银河系厚盘形成机制的重要约束。给出我们的简单方法，我们发现dVphi/d[M/H] ~ 50 km/s/dex，这与以前的文献值非常一致。我们完成了研究的一个简短的讨论的厚盘的形成方案的影响，并建议，鉴于上述特点，一个厚盘主要由径向迁移机制似乎不太可能。
2013-10-07 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
Galactic Archaeology with RAVE: Clues to the Formation of the Thick Disk
我提出了一个从RAVE数据发布4（DR 4）的13000颗恒星的分析，以更好地了解厚盘的形成。我所考虑的恒星大多数都在太阳的1千秒差距之内。基于Monte-Carlo分析的数据和比较与玩具模型，我建议厚盘形成相当迅速，当[Mg/Fe] ${\approx}$ 0.2-0.3。我们认为通过直接吸积的起源是不太可能的，因为厚盘是快速旋转和相当丰富的金属为它的年龄。由于内部磁盘加热不容易达到观察到的高速度分散，可能会更渐进，这似乎也不可信。由于厚盘形成时需要[Mg/Fe] ${\geq}$ 0.4，因此厚盘的非常早期形成（例如在银河系坍缩的原始气体云中的恒星形成）似乎不太可能。通过与另一个星系的潮汐相互作用的起源是少数剩余的可能性之一。我对形成厚盘的事件的性质提出的解释是仙女座的近距离飞越，它在MOND的轨道动力学与我的估计一致，该事件发生在7-11 Gyr之前。这导致合理的厚盘速度分散。重要的是要确定事件是否均匀地加热了薄盘的外部区域，或者是否有相当大的部分没有受到影响。这可以区分涉及一次近距离接触的模型（如我的模型）和涉及多次接触的模型（如合并中常见的模型）。目前的主要限制因素似乎是元素丰度的准确性和缺乏对太阳不同银河系中心半径的直接观测。
2014-06-25 astro-ph.GA
Asymmetric metallicity patterns in the stellar velocity space with RAVE
我们探讨速度和金属丰度之间的相关性和可能的独特的化学签名的速度超密度的本地银河系附近。我们使用大型光谱巡天RAVE和日内瓦哥本哈根巡天。我们比较了速度平面（$v_R,v_ϕ$）中的区域的金属丰度分布与它们的对称对应物（$-v_R,v_ϕ$）。如果没有亚群的示踪剂，我们预计金属丰度分布相似（例如，如果星系盘是轴对称的，并且旋臂和棒的轨道效应很弱，那么，我们就可以得到一个新的星系团（一个分散的星系团，吸积的恒星）。我们发现太阳附近的金属度-速度空间是高度模式化的。当比较对称的$v_R$区域时，速度平面的大部分显示金属丰度分布的差异。中位金属丰度的典型差异为$0.05$ dex，其统计学显著性至少为$95\%$，且数值高达$0.6$ dex。对于低方位角速度的$v_ϕ$，在银河系中向外运动的恒星平均比向内运动的恒星具有更高的金属丰度。这些包括武仙座和毕宿星运动群中的恒星以及其他类似速度分支的结构。对于更高的$v_ϕ$，向内运动的恒星比向外运动的恒星具有更高的金属丰度。对金属丰度不对称性最可能的解释是，这是由于棒的轨道效应和盘的径向金属丰度梯度。我们提出了一个模拟，支持这一想法。我们还发现了一个积极的梯度在$v_ϕ$相对于金属丰度在高金属丰度，除了两个已知的正和负梯度的厚和薄磁盘，分别。
2017-04-18 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
An analytical model to kinematically identify thin discs in MaNGA galaxies
我们提出了一个分析模型，以确定薄盘星系，并将此模型应用于SDSS的MANGA星系的样本。该模型拟合了具有规则运动学的星系的速度场和速度色散场。通过引入两个参数$ζ$相关的比较模型的不对称漂移校正所观察到的气体运动学和$η$相关的星系的主导组成部分，我们分类的星系在样本中为“盘为主”，“非盘为主”，或“盘自由”表示星系与主导薄盘，一个非主导薄盘，或没有薄盘检测与我们的方法，分别。从我们的模型产生的动力学质量与恒星质量相关，我们调查的差异，包括气体质量和初始质量函数的变化。正如预期的那样，样本中的大多数螺旋星系都是以盘为主的，而椭圆星系主要是无盘的。透镜状星系在运动学分类上表现出二分法，这与它们不同的恒星形成率和气体分数有关。我们提出了两种可能的情况来解释这些结果。在第一种情况下，形成更激烈的过程比盘主导的，而在第二种情况下，淬火过程中的望远镜导致其运动学结构的变化，作为盘主导的望远镜演变为无盘的。
2021-04-16 astro-ph.GA
The RAVE survey: the Galactic escape speed and the mass of the Milky Way
我们构建新的估计在不同的银心半径的径向速度实验（RAVE DR 4）的最新数据发布的银河系逃逸速度。与以前的研究相比，我们有一个大10倍的数据库，以及几乎所有恒星的可靠距离估计。我们的分析是基于一个严格选择的样本的90个高速晕星从RAVE和以前公布的数据集的统计分析。我们使用一套银河系大小的星系形成的宇宙学模拟来校准和广泛测试我们的方法。我们对局部银河逃逸速度的最佳估计是$533^{+54}_{-41}$ km/s（90%置信度），我们将其定义为达到三个维里半径$R_{340}$所需的最小速度，并附加5%的系统不确定性，其中$R_{340}$是银河中心半径，包含平均过密度为宇宙闭合临界密度的340倍。从逃逸速度，我们进一步推导出银河系的质量估计使用一个简单的质量模型，有两个选项的质量分布的暗物质晕：一个不变的和一个压缩的Navarro，Frenk & White（NFW）球。如果我们固定当地的圆速度，后者的配置文件产生了显着更高的质量比未收缩的晕，但如果我们改为使用统计的晕浓度参数在大型宇宙学模拟作为约束，我们发现非常相似的质量为两个模型。我们对$M_{340}$，即$R_{340}$（暗物质和重子）内部的质量的最佳估计是$1.3^{+0.4}_{-0.3} \times 10^{12}$ M $_\odot$（对应于$M_{200} = 1.6^{+0.5}_{-0.4} \ti…
2013-11-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
3D test particle simulations of the Galactic disks. The kinematical effects of the bar
目的：研究旋转棒对整个银河系薄盘和厚盘中恒星运动学的影响。研究方法：我们进行测试粒子数值模拟薄和厚磁盘在3D银河系的潜力，包括晕，凸起，薄和厚磁盘，和费勒斯酒吧。我们分析了由此产生的速度分布的人口对应的两个磁盘，在银河系中的不同位置和不同的结构参数的酒吧。结果如下：我们发现圆盘的速度分布受杆的影响，并且在引入杆之后，对于大约10个杆的旋转存在强烈的瞬态效应。在较长的（更现实的）时间尺度上，棒的影响对薄盘星的运动学很强，对厚盘星的影响较弱，但无论如何都很重要。此外，我们还发现，在垂直方向上也可以追踪到棒的痕迹，薄盘的痕迹可以追踪到z ~ 1 kpc，厚盘的痕迹可以追踪到z ~ 2 kpc。
2013-11-22 astro-ph.GA
Migration and kinematics in growing disc galaxies with thin and thick discs
我们分析了盘加热和径向迁移的N-体模型的厚和薄的磁盘的成长盘星系。类似于薄盘模型，具有适当的非轴对称结构的星系再现观测约束径向盘加热和迁移到太阳邻域（Snhd）。厚盘的存在可以抑制非轴对称，因此与只有薄盘的模型相比，需要更高的重子物质与暗物质的比例。重子占主导地位的模型，大约太阳半径R_0的青睐，与银河系的数据。对于由内向外生长的盘，今天R_0处的厚盘恒星主要是向外迁移的。向外迁移的流体在垂直方向上是否比不迁移的流体热，取决于厚盘垂直速度弥散的径向梯度。在角动量上存在一个有效的上界，诞生于星系中心的厚盘星可以通过迁移到达这个上界，这解释了R_0以外的高α序列的衰落。我们的模型比较以及从RAVE-TGAS的Snhd运动学。对于这种比较，重要的是要考虑R ~ R_0处运动学的方位变化和测量选择函数的偏差。巨分子云对薄盘星的垂直加热只受到厚盘的轻微影响。我们的模型预测更高的垂直速度色散的最古老的恒星比发现在Snhd年龄-速度色散关系，可能是因为测量的不确定性或低估了我们的模型中的老冷星的数量。
2017-06-13 astro-ph.GA
The structure and kinematics of the the Galaxy thin gaseous disc outside the solar orbit
银河系的旋转曲线通常被认为是平坦的。然而，使用星际分子云的径向速度，这是常见的旋转曲线确定，似乎是不正确的，并可能导致错误地推断旋转曲线确实是平坦的。基于明亮恒星的光度和光谱观测的测试可能会产生误导。旋转示踪星（OB星）受到围绕局部重心的运动和在这种早期类型物体中看到的脉动效应的影响。为了摆脱后者，必须进行大量的观察工作。我们介绍了一种方法来研究我们的银河系薄盘太阳轨道以外的运动学的方式，避免这些问题。我们提出了一个测试的基础上观测的星际钙H和K线，确定径向速度和距离。我们使用银河系半径为135{ \degr }和180{ \degr }的薄盘星的恒星光谱进行了测试。利用这种方法，我们构造了银河系薄盘的自转曲线。实验结果表明，薄的气态银盘的CaII线所代表的自转曲线在太阳轨道外是开普勒型的，而不是平坦的。
2015-01-06 astro-ph.GA
Simulated ΛCDM analogues of the thin Plane of Satellites around the Andromeda galaxy are not kinematically coherent structures
令人惊讶的是，围绕仙女座星系运行的大部分矮卫星都排列在一个薄的、延伸的、运动学上明显连贯的平面结构中。这样的结构在基于冷暗物质模型（ΛCDM）的模拟中不容易找到。使用21高分辨率的宇宙学模拟，我们分析了类似于仙女座周围的卫星平面的运动学。我们发现很好的协议时，共同旋转的特点是视线速度。同时，当由卫星的角动量推断出共旋时，这些平面与我们银河系周围的平面一致。我们发现这样的飞机在我们的高浓度晕中很常见。从视线速度的符号获得的同向旋转卫星的数量显示出很大的变化，这取决于视角，并与从随机速度的样本中获得的一致。我们发现，卫星的角动量矢量在平面上的聚类是一个更好的措施的运动学相干性。因此，我们得出结论，视线速度是不是很适合作为代理的运动学相干的飞机。对我们飞机的运动学分析表明，只有$\sim$ 30%的机会对准卫星。追踪飞机上的卫星可以发现，这些飞机是一个短暂的特征，并不像乍一看那样在运动学上是连贯的。因此，我们预计仙女座周围的一些卫星在垂直于平面的方向上具有很高的速度。
2016-05-20 astro-ph.GA
Through Thick and Thin: Kinematic and Chemical Components in the Solar Neighbourhood
我们使用已公布的数据搜索在太阳附近的化学不同的恒星成分的存在。扩展早期的工作，我们表明，当被认为是铁，α元素，和r-过程元素Eu的丰度，恒星整齐地分为两组，描绘了传统的薄和厚盘的银河系。类似于薄盘的恒星群的[Fe/H]>-0.7和alpha/Fe<0.2。厚盘状组重叠薄盘在[Fe/H]，但具有较高的丰度的α元素和Eu。然而，[α/Fe]比值在-1.5<[Fe/H]<-0.7范围内的恒星，似乎属于一个独立的、动力学冷的、非旋转的组成部分，我们将其与潮汐碎片联系起来。当[Fe/H]<-1.5时，运动热恒星晕占主导地位。这些结果表明，有可能只使用它们的化学性质来定义太阳邻域的主要动力学成分，这是一种具有许多有趣后果的方法。薄盘星的运动学与金属丰度无关：它们的平均自转速度大致保持在-0.7<[Fe/H]<+0.4的范围内，这一结果反驳了径向迁移在薄盘演化中发挥的重要作用。分配到薄磁盘的恒星的速度色散也是独立的[Fe/H]，这意味着熟悉的速度色散的增加与金属丰度的降低是在较低的金属丰度的厚磁盘的流行率增加的结果，而不是持续运行的动态加热机制。[Fe/H]和可能的恒星年龄的大量重叠，各种成分可能会影响太阳附近恒星性质的其他报告趋势。
2010-10-29 astro-ph.GA
Characterisation of the Galactic thin disc with Corot targets
我们利用754颗Corot星的运动学和化学性质，在靠近银道面的三个光束中对银河系盘的恒星星族进行了测量。根据Gazzano等人（2010年）使用Matisse算法得出的大气参数，我们使用等时线得出恒星距离。结合这些数据与自行，我们提供了完整的运动学描述的恒星在三个柯罗领域。最后，我们使用运动学标准来识别我们样本中的银河系人口，并研究他们的特征，特别是他们的化学成分。比较我们的运动学与贝桑松银河系模型，我们表明，在3-西格玛，模拟和观察到的运动学分布是在很好的协议。我们研究了薄盘的特征，发现对于两个不同的径向距离箱（8- 9 kpc和9- 10 kpc），V速度分量和金属丰度之间在2-sigma值处存在显着相关性;但对于最内部的箱7- 8 kpc，可能是因为丰度的不确定性），这可以解释为径向迁移证据。我们还测量了巨星的径向金属丰度梯度值为-0.097+/-0.015dex/kpc，矮星为-0.053+/-0.015dex/kpc。最后，我们确定了富含金属的恒星，它们在指向银河系内部的方向上具有特殊的高[α/Fe]值。将同样的方法应用于Corot探测到的行星宿主星表明，它们主要属于具有正常化学和运动学性质的薄盘族。
2013-01-01 astro-ph.GA
Dynamical and chemical evolution of the thin disc
我们详细的分析本地盘模型（JJ模型）量化的运动学性质（如速度色散和不对称漂移），空间参数（尺度长度和垂直密度分布）和恒星子种群（年龄和丰度分布）的属性之间的相互关系。任何一致的圆盘演化模型的径向延伸应该预测在不同的分布函数和它们的相关性的特定功能。大型光谱测量（SEGUE、RAVE、APOGEE、Gaia-ESO）对薄盘的长期演化有很大的限制。我们讨论了定性差异的相关性（如金属丰度的函数的α-增强）和分布函数（例如，在[Mg/H]或[Fe/H]）的建设一个磁盘模型。在JJ模型的框架下，我们建立了一个局部化学富集模型，并表明在薄盘中预期主序星和红团星会有显著的垂直梯度。金斯对不对称漂移的分析提供了与圆盘径向结构的联系。导出的金属度依赖的径向尺度长度可以结合在未来的丰度分布在不同的银心距离，以构建完整的磁盘模型。我们希望能够限制可能的情况下，由内而外增长的薄光盘，并将这些人口，这需要显着的径向迁移。
2015-12-16 astro-ph.GA
The Shape of LITTLE THINGS Dwarf Galaxies DDO 46 and DDO 168: Understanding the stellar and gas kinematics
我们介绍了DDO 46和DDO 168的恒星和气体运动学，并确定了它们各自的Vmax/sigma_z，0值。我们使用KPNO的4米望远镜和Echelle摄谱仪作为长缝摄谱仪。通过将狭缝放置在形态学长轴和短轴以及两个中间位置角上，我们获得了DDO 168沿四个位置角的光谱。然而，由于恶劣的天气条件下，在我们的观测运行DDO 46，我们只能提取一个有用的数据点，从形态主轴。我们确定了垂直于星盘的中心恒星速度色散σ_z，0，DDO 46为13.5+/-8 km/s，DDO 168 <σ_z，0>为10.7+/-2.9 km/s。然后，我们使用小东西HI数据推导出两个星系的最大旋转速度。我们使用双高斯分解技术将体运动与非圆运动分离，并将倾斜环模型应用于体速度场。我们对观测到的HI旋转速度进行了非对称漂移校正，发现DDO 46和DDO 168的最大速度Vmax分别为77.4 +/- 3.7和67.4 +/- 4.0 km/s。因此，我们推导出对于DDO 46为5.7 +/-0.6和DDO 168为6.3 +/-0.3的运动学测量Vmax/σ_z，0。比较这些值的螺旋星系，我们发现，DDO 46和DDO 168的Vmax/sigma_z，0值指示薄盘，这是在短轴与长轴比的研究相反。
2015-04-25 astro-ph.GA
Estimating the Kinematic Parameters and the Distance-Scale Zero Point for the Thin-Disk, Thick-Disk, and Halo Population Tracers via 3D Velocity Data
我们使用统计视差的方法来约束距离尺度零点，并分析银河系经典造父变星，RR天琴座型变量，蓝色水平分支星，作为标准蜡烛/运动示踪剂的各种银河系人口的广泛样本的运动学。根据天琴座RR型变星晕、BHB星和造父变星自转曲线的平均速度，得到了三个一致的局部圆速度估计值，其平均值为210+/-6 km/s，与BHB星银心距5-40 kpc区间的平均圆速度接近（195+/-5 km/s），从而为银河系自转曲线在距离中心约5 kpc以外的实际平坦形状提供了进一步的支持证据。距离尺度的修正意味着太阳银心距离为7.7+/-0.4 kpc，LMC距离模数为18.42+/-0.06，哈勃常数为73-85 km/s/Mpc。
2010-01-09 astro-ph.GA
Bars & boxy/peanut bulges in thin & thick discs: I. Morphology and line-of-sight velocities of a fiducial model
我们使用N体模拟，对薄（运动学上冷）和厚（运动学上热）盘进行了研究，探索了盘星系内部区域恒星星族的形态和视线（los）速度的趋势，形成了一个条形和方形/花生状（b/p）凸起。薄圆盘部件中的杆比厚圆盘杆的强度高$\sim$ 50\%，并且更细长，轴比几乎是厚圆盘杆的一半。薄盘b/p凸起具有明显的X形，而厚盘b/p较弱，具有相当方形的形状。这导致厚盘中b/p凸起的特征比薄盘中更弱且更远离平面。在运动学方面，我们发现在b/p球的外部，厚盘星的损失速度比薄盘星的损失速度大\emph{larger}，在棒的侧向和类银河方向上分别大40%和20%.这是由于在bar-b/p区域薄盘星和厚盘星遵循不同的轨道，这受到以下事实的影响：i）薄盘星在棒- b/p不稳定性中被更有效地捕获，因此比厚盘星损失更多的角动量; ii）厚盘星有很大的径向偏移，因此在棒区可以找到具有高角动量的大半径恒星。我们还发现，b/p凸起中薄盘和厚盘的损失速度之差（$Δv_{los}$）与两个盘的径向速度弥散的初始差（$Δσ$）有关。因此，我们得出结论，在酒吧的B/P凸起的恒星将有相当不同的形态和运动学取决于他们起源的光盘人口的运动学特性。
2017-05-30 astro-ph.GA
