Torus Models of the Outer Disc of the Milky Way using LAMOST Survey Data
从LAMOST DR 2星表中选取了48,161颗K巨星作为样本，首次构建了从太阳附近到银心距离$\sim 20$ kpc，到达银盘边缘的大规模环面模型。我们发现K巨星的运动学与传统模型相匹配，例如Binney在2012年创建的太阳系附近的模型。然而，如果这种双盘模型延伸到外部区域，即使使用附加的盘部件，它们也会失效。如果我们放松太阳附近的约束，我们发现一个有效的厚盘模型可以解释MW的反中心。LAMOST的数据意味着银河系圆盘的尺寸要大得多，外部圆盘要厚得多，比以前认为的要厚得多，或者外部结构根本不是传统的圆盘。然而，在最佳拟合模型中的运动学厚盘的速度色散$σ_{0z}$约为80 km/s $^{-1}$，并具有$\sim 19$ kpc的指数分布函数的尺度参数$R_σ$。这样的高度$σ_{0z}$强烈拒绝在太阳附近的电流测量，因此，一个模型超越准热，两个或三个薄或厚盘是必需的。
2017-06-02 astro-ph.GA
Extinction of Taurus, Orion, Perseus and California Molecular Clouds Based on the LAMOST, 2MASS, and Gaia Surveys II: The Extinction Law
本文利用多波段测光和光谱巡天数据，测定金牛座、猎户座、英仙座和加利福尼亚分子云从紫外到红外的消光律，发现光学消光比值基本恒定，并揭示致密区WISE/W1消光异常源于冰水吸收。
2024-10-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Red Clump stars from LAMOST II: the outer disc of the Milky Way
我们目前的恒星密度图的银河系外盘与红色团块恒星的LAMOST数据。这些样本被分为年轻（平均年龄~ 2.7 Gyr）和老年人（平均年龄~ 4.6 Gyr）人口，使他们可以跟踪的银河系中心半径R从9到13.5千秒差距的范围内的年龄结构的变化。我们发现，这两个人口的规模高度增加与R和显示径向梯度为48 +/- 6和40 +/- 4 pc/kpc的老年人和年轻的人口，分别。这表明，耀斑发生在薄盘人群与广泛的年龄范围。此外，耀斑的强度似乎没有显着相关的薄盘人口的年龄。另一方面，径向表面密度分布的尺度长度为4.7 +/- 0.5 kpc的年轻和3.4 +/- 0.2 kpc的老年人口，这意味着年轻的光盘人口比老年人更径向延伸。虽然年轻种群的比例从R ~ 9的28%略微增加到R ~ 13 kpc的35%左右，但老年种群在外盘中的比例不低于65%。
2017-04-14 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
Validations and Corrections of the SFD and Planck Reddening Maps Based on LAMOST and Gaia Data
尘埃红化的精确校正是获取天体内禀参数的基础。Schlegel等（SFD）和普朗克二维消光图被广泛用于红化校正。在这项工作中，使用大天区多目标光纤光谱望远镜（LAMOST）数据发布5（DR 5）和盖亚DR 2的约200万颗恒星的精确红化测定，我们检查和校准SFD和普朗克地图在银河系中高纬度。这些地图在红化校正方面显示出类似的精度。我们发现四个地图的小但显着的空间依赖性偏差，这是类似的SFD和普朗克2014-R地图之间，普朗克2014-Tau和普朗克2019-Tau地图之间。对于SFD和Planck 2014-R地图，偏差显示出对尘埃温度和消光的明显依赖。虽然Planck 2014-Tau和Planck 2019-Tau地图对尘埃温度的依赖性很弱，但它们都强烈依赖于尘埃光谱指数。最后，我们提出了修正的SFD和普朗克灭绝图内的LAMOST足迹，以及经验关系的LAMOST足迹外的修正。研究结果为进一步完善银河系全天消光图提供了重要线索，为精密天文时代的精确消光改正奠定了重要基础。
2022-06-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Abundances in the Milky Way across five nucleosynthetic channels from 4 million LAMOST stars
大型恒星巡天观测揭示了银河系在广阔空间范围内的化学动力学结构。然而，迄今观察到的数百万低分辨率光谱尚未得到充分利用。我们采用大炮，数据驱动的方法来估计丰度，获得详细的丰度从低分辨率（R = 1800）LAMOST光谱，使用GALAH调查作为我们的参考。我们提供五个（对于矮星）或六个（对于巨星）估计丰度，代表五个不同的核合成通道，对于390万颗恒星，精度为0.05 - 0.23 dex。使用宽二进制对，我们证明了我们的丰度估计提供的化学鉴别能力超出了金属丰度。我们展示了我们的目录与径向，方位角和动态丰度图的覆盖范围，并检查整个磁盘和晕的中子俘获丰度，这表明原位和吸积晕人口的不同起源。LAMOST几乎完全覆盖了盖亚，并为整个银河系的化学提供了前所未有的视角。
2020-06-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Mapping the Milky Way with LAMOST I: Method and overview
我们提出了一种统计方法来获得银河系的恒星密度分布的光谱调查数据，考虑到选择效应。我们假设光谱测量的选择函数是基于光度颜色和星等的，并且在观测和数据缩减期间可能会改变。然后，潜在的选择功能的视线可以很好地恢复通过比较的分光光度数据集的颜色星等平面上的分布。随后，沿着视线的恒星密度分布可以从光谱测量的恒星密度分布乘以选择函数导出。使用Galaxia模拟数据与两个不同的选择函数的方法进行了验证。我们证明，推导出的恒星密度分布以及重建的真实的，不仅为完整的目标，但也为从完整的数据集选择的子种群。最后，该方法适用于映射的银河系盘和晕，分别使用LAMOST RGB星的密度分布。银河系盘延伸到约R=19 kpc，其中盘仍然贡献了约10%的总恒星表面密度。超过这个半径，盘平滑地过渡到晕，没有任何截断、弯曲或断裂。此外，在银河系的反中心方向上没有发现与麒麟座环相对应的超密度。在半径大于12千秒差距时，星盘表现出中等的南北不对称性。另一方面，R-Z层析成像图直接显示，恒星晕在银心半径20 kpc内基本上是扁球形的，并在30 kpc以上逐渐变成近球形。
2017-06-03 astro-ph.GA
A Rv map of the Milky Way revealed by LAMOST
本研究利用 LAMOST DR7 数据和正向建模技术推导约 300 万颗恒星的 Rv 值，构建了银河系高分辨率二维 Rv 分布图，揭示了其空间分布特征及与分子云等参数的关系，为尘埃性质研究和精确消光校正提供了新见解。
2023-09-08 astro-ph.GA
Dynamical Models of the Milky Way in Action Space with LAMOST DR8 and GAIA EDR3
本研究利用LAMOST DR8和Gaia EDR3的86,109颗K巨星样本，构建基于作用量的银河系动力学模型，得出太阳附近维里质量1.35×10^12 M_⊙，并支持更厚厚盘和更冷薄盘，但远区拟合欠佳。
2025-02-13 astro-ph.GA
Anisotropy of the Milky Way's stellar halo using K giants from LAMOST and $Gaia$
各向异性参数$β$表征恒星系统中轨道主要是径向或切向的程度，并且可能约束银河系恒星晕的形成和演化。我们已经测量了各向异性$β$作为银河系中心半径的函数，从$5-100$ kpc的超过8600金属贫（[Fe/H] $<-1.3$）晕K巨星从LAMOST目录的视线速度和距离，从第二个$Gaia$数据发布的自行匹配。我们构造了K巨星的全6维位置和速度，以直接测量速度色散$(σ_r, σ_θ, σ_ϕ)$的3个分量（球坐标）。我们发现，在光环的轨道是径向超过我们的整个银河系中心的距离范围达到100千秒差距。银心半径从5到25千秒差距之间，各向异性保持显著不变，其幅度取决于恒星的金属丰度，从$-1.8 \leq$的$β\approx 0.9$ [Fe/H] $< -1.3$（大部分恒星）下降到最低金属丰度（[Fe/H] $< -1.8$）的$β\approx 0.6$。考虑到我们的样品作为一个整体，$β\approx0.8$和，超过25千秒差距，轨道逐渐变得不那么径向和各向异性降低到$β<0.3$超过100千秒差距。在8 kpc内，$β<0.8$。各向异性的测量受到子结构和流的影响，特别是超过银河系中心距离约25千秒差距，其中人马座流是突出的数据。这些结果与Loebman等人最近的模拟分析和Belokurov等人的SDSS/ $Gaia$ DR 1数据是互补的。
2020-08-05 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
China Three Gorges University（三峡大学）；CAS Key Laboratory of Optical Astronomy, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台光学天文重点实验室）；Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；Key Laboratory of Space Astronomy and Technology, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台空间天文与技术重点实验室）；Swinburne University of Technology（斯威本科技大学）；Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学）；Key Laboratory for Particle Astrophysics and Cosmology (MOE) / Shanghai Key Laboratory for Particle Physics and Cosmology（粒子天体物理与宇宙学教育部重点实验室/上海粒子物理与宇宙学重点实验室）；Key Laboratory for Computational Astrophysics, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台计算天体物理重点实验室）；Chinese Academy of Sciences South America Center for Astronomy, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院南美天文中心）
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
Infrared extinction in the Inner Milky Way through the red clump giants
虽然红外线上的消光曲线的形状被认为是固定的，并且红外波段之间的消光比通常被认为是近似恒定的，但最近的一些研究指出幂律指数的空间可变行为或完全不同的消光定律。在本文中，我们提出了一种方法来分析的整体行为的星际消光的红团人口的手段，我们把它应用到银河系的那些地区，星际物质的存在是沉重的感觉：位于5度<l<30度和b=0度。我们表明，传统上用于近红外消光比可能是不合适的内银河系，我们分析的行为消光定律从1到8微米。
2014-02-01 astro-ph.GA
Overview of the LAMOST survey in the first decade
大天区多目标光纤光谱望远镜（LAMOST），也被称为郭守敬望远镜，是位于中国兴隆的一个主要国家天文研究科学设施。从2011年的试点调查开始，LAMOST已经调查了10多年的夜空。LAMOST巡天涵盖了宇宙中的各种物体，从正常恒星到奇特恒星，从银河系到其他星系，从恒星黑洞及其同伴到点燃古老星系的类星体。直到最新的数据发布8，LAMOST调查已经发布了超过1000万颗恒星，~ 220，000个星系和~ 71，000个类星体的光谱。LAMOST是迄今为止建立的最大的天体光谱数据库，有助于天文学家加深对宇宙的认识，特别是对银河系和银河系中数百万颗恒星的认识。本文简要介绍了LAMOST的特点、观测和科学成就。特别是，我们展示了LAMOST数据如何提高了有关银河系的天体物理知识。
2022-03-27 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.HE
Approximate analytical description of the high latitude extinction
利用现有的LAMOST DR 5和Gaia DR 2/EDR 3数据，在北方天空的选定区域绘制了星际消光视$A_V$的分布图。$A_V$被模拟为银河纬度和距离的气压函数。然后用球谐函数逼近函数参数。由此产生的分析三维模型的星际消光可以用来预测$A_V$值的恒星与已知的视差，以及总的银河系消光在一个给定的位置在天空中。
2021-07-13 astro-ph.GA
Mapping the Milky Way with LAMOST III: Complicated spatial structure in the outer disc
我们提出银河系外盘的{复杂性}{通过拟合红巨星分支星的体积密度与两盘组件模型}。{The确认圆盘延伸至$R\sim19$ \，kpc。盘的径向密度分布显示{分别在$R\sim11$和$\sim14$ \，kpc处的两个断裂，其}将径向分布分成三个部分，分别在$R<11$、$11\leq R\leq14$和$R>14$\，kpc处具有不同的尺度长度$2.12\pm0.26$、$1.18\pm0.08$和$2.72$\，kpc。第一个{break}可能是由于薄盘的径向轮廓突然下降，这可能是径向迁移的证据。{超过$14$ \，kpc，厚盘变得突出，从薄盘到厚盘的过渡导致第二次破裂。}这意味着几何上限定的厚盘比薄盘更{径向}延伸。厚盘的尺度长度大于薄盘的尺度长度也支持这一点。同时，{较厚组分的刻度高度从$R=8$处的$0.637_{-0.036}^{+0.056}$增加到$R=19$处的$1.284_{-0.079}^{+0.086}$\，kpc，显示出强烈的张开盘}。此外，在恒星密度的残差中还显示出丰富的子结构。其中，$D14+2.0$和$O14-1.5$子结构表现出南北不对称性，这可以从本质上解释为向南移动的厚盘。然而，麒麟星环没有发现明显的密度过高。最后，厚盘在$9<R<10.5$ \，kpc处显示出起源不清楚的波纹状特征。
2018-04-27 astro-ph.GA
Extinction Maps towards the Milky Way Bulge: 2D and 3D Tests with APOGEE
银河系星际消光图是分析银河系结构和恒星星族分布的重要工具，特别是在严重发红的凸起和中平面。然而，由于很难获得大量独立于这些地图的恒星的可靠消光测量和距离，因此对其准确性和系统学的测试受到了限制。我们的目标是评估各种光度恒星灭绝的估计，包括2D和3D灭绝图，使用独立的消光措施的基础上对银河系凸起的恒星的大型光谱样本。我们采用恒星大气参数来自高分辨率的$H$带远地点光谱，结合理论恒星等时线，计算视线消光和距离的样本超过2400个巨人对银河系隆起。我们将这些消光值与单个近红外和近+中红外恒星颜色，2D凸起消光图和3D消光图预测的值进行比较。长基线，近+中红外恒星的颜色，平均而言，最准确的预测APOGEE灭绝的估计，和2D和3D灭绝地图来自不同的恒星星族沿不同的视线显示不同程度的可靠性。我们给出了所有比较的结果，并讨论了观察到的差异的原因。我们还演示了如何采用特定的恒星大气模型可以对这种类型的分析产生强烈的影响，并讨论相关的警告。
2014-05-09 astro-ph.GA
Grey Milky Way Extinction from SDSS Stellar Photometry
我们报告的结果有关的分布和银河系高纬度地区的星系消光的性质来自恒星统计使用斯隆数字巡天（SDSS）。我们使用经典的沃尔夫图方法来识别消光区域，并推导出消光和消光规律的尘埃使用所有五个SDSS光谱带。我们使用关于视线中恒星星族的简单假设来估计到灭火介质的距离。我们报告了三个熄灭云的识别，每个几十秒差距宽，产生0.2-0.4等g '-波段消光，位于1-2千秒差距或银河平面上方0.5-1千秒差距。所有的云都呈现灰色消光，即，在SDSS的有限光谱范围内几乎与波长无关。我们讨论了这一发现对一般天体物理问题的影响。
2009-09-01 astro-ph.GA
Effects of the selection function on metallicity trends in spectroscopic surveys of the Milky Way
在这里，我们调查的金属丰度分布函数（ESTA）和垂直金属丰度梯度的选择功能的效果，通过研究类似的视线使用四个不同的光谱调查（APOGEE，LAMOST，RAVE，和盖亚-ESO），这有不同的目标策略，因此不同的选择功能。我们使用APOGEE，LAMOST，RAVE（ALR）和APOGEE，RAVE，Gaia-ESO（AGR）的光谱调查之间的共同领域，并使用两个恒星星族合成模型，GALAXIA和TRILEGAL，为每个调查创建模拟领域。我们应用选择功能的颜色和幅度削减的形式，相应的调查模拟领域复制所观察到的源样本。我们在模型之间进行基本比较，以检查哪种模型最能再现观察到的样本分布。我们进行了一个定量的比较，从模拟目录使用这两种模式，以了解选择功能的影响，对金属丰度和垂直梯度。使用这两种模型，我们发现一个可以忽略不计的影响的选择功能上的APOGEE，LAMOST，和RAVE的。我们发现一个可以忽略不计的选择函数的垂直金属丰度梯度的影响，以及，虽然GALAXIA和TRILEGAL有陡峭和较浅的斜率，分别比观察到的梯度。在对RAVE和LAMOST的金属丰度与我们的参考APOGEE样本进行校正后，我们观察到的四次调查之间的垂直金属丰度梯度在1 σ内是一致的。我们还发现一致的梯度为所有调查的组合样本在ALR和AGR。我们估计平均垂直金属丰度梯度为-0.241+/-0.028 dex kpc-1…
2017-07-31 astro-ph.GA
A Map of the Local Velocity Substructure in the Milky Way Disk
我们确认，量化，并提供了一个表的相干速度子结构的银河系磁盘在2千秒差距的太阳对银河系的反中心，与0.2千秒差距的分辨率。我们使用郭守敬望远镜（也称为大天区多目标光纤光谱望远镜，LAMOST）获得的~ 340，000颗F型恒星的径向速度，以及来自PPMXL目录的自行。PPMXL的自行已被校正，以消除系统误差，方法是减去在LAMOST分光巡天中已确认的星系和类星体的平均自行，并在恒星位置的2.5度范围内。我们提供了系统的偏移来自PPMXL自行测量的LAMOST光谱调查中确定的河外天体的结果表。利用修正后的相空间恒星样本，我们发现银河系盘星的三维速度在20 km/s或更大的体积盘速度上有统计上显著的偏差。在半千秒差距或更小的长度尺度上，整体速度变化很大。从太阳位置到太阳圈外的1.5千秒差距，盘的旋转速度增加了20公里/秒。在第二象限的盘状恒星，在太阳的1 kpc范围内，径向地向银河系中心移动，垂直地向银河系平面上方零点几kpc的一点移动;向下看盘状恒星，它们似乎以半径为1 kpc的圆形流运动。
2017-08-15 astro-ph.GA
Milky Way Mass Through Escape Velocity Curve from LAMOST K Giants
本文基于LAMOST DR8与Gaia DR3的高速K巨星构建连续逃逸速度曲线，并结合NFW暗物质轮廓测得银河系总质量约$0.90\times10^{12}M_\odot$。
2025-10-21 astro-ph.GA
Substructure in bulk velocities of Milky Way disk stars
我们发现，银盘恒星的反中心附近的银心径向和垂直分量的中平面以及方位角速度不对称。这些发现是基于LAMOST光谱速度的~ 400，000 F型恒星的样本，结合PPMXL目录中的自行，我们已经部分基于LAMOST光谱发现的星系和类星体对零点进行了修正。在太阳半径外2 kpc和银河系中平面+/-2 kpc的区域内，我们发现平面上方的恒星表现出向下垂直速度的净向外径向运动，而平面下方的恒星则表现出大致相反的行为。我们讨论了这方面的其他最近的研究结果，并得出结论，我们很可能看到的垂直扰动的磁盘由于外部扰动的签名。
2013-09-24 astro-ph.GA
GALExtin: An alternative online tool to determine the interstellar extinction in the Milky Way
对星际灭绝的估计在广泛的天文学研究中是必不可少的。在过去的几十年里，已经出版了几张银河系大规模星际灭绝的地图和模型。然而，这些地图和模型是用不同的编程语言开发的，具有不同的用户界面和输入/输出格式，这使得使用和比较来自这些地图和模型的结果变得困难。为了解决这个问题，我们开发了一种名为GALExtin（\url{http://www.galextin.org}）的工具，它可以根据3D模型/地图和2D地图来估计星际灭绝。用户只需要提供一个坐标（和距离）列表，并选择一个模型/地图。然后，GALExtin将提供一个包含灭绝估计值的输出列表。它可以在任何其他需要星际灭绝估计的门户或模型中实现。在这里，GALExtin的一般概述，以及它的功能，验证，性能和一些结果。
2021-08-01 astro-ph.GA
LAMOST Experiment for Galactic Understanding and Exploration (LEGUE) The survey science plan
我们描述了目前计划使用郭守敬望远镜（GSJT，以前的大面积多目标光谱望远镜- LAMOST）在银河系中的数百万颗恒星的光谱调查。该调查将获得250万颗恒星的光谱，这些恒星在暗/灰色时间比$r<19$亮，在月光照射或透明度低的夜晚比$r<17$或$J<16$亮。该调查将于2012年秋季开始，并将持续至少四年。望远镜的设计将观测的最佳距离限制在$10^\circ<δ<50^\circ$，而场地条件则导致重点放在银河系反中心方向的恒星上。调查分为三个部分，不同的目标选择策略：磁盘，反中心，和球体。由此产生的数据集将用于研究银河系的合并历史，磁盘的子结构和演变，通过识别金属量最低的恒星来研究第一代恒星的性质，以及通过研究疏散星团和OB协会来研究恒星的形成。在2012年夏季对试点调查结果进行审查后，将完成LEGUE调查的详细设计。
2012-06-20 astro-ph.GA
Dust within the old nuclear star cluster in the Milky Way
银河系中心的绝对消光平均为A_K~3等，包括前景和银河系中心的尘埃。本文提出了一种银河系老核星团（NSC）尘埃消光的测量方法，该方法是基于NSC恒星的微分消光与它们沿银河经度的u_l自行相结合。NSC内部的消光优先影响其远侧的恒星，并且由于NSC旋转，这导致了具有负u_l的NSC恒星的更高消光，以及u_l直方图的不对称性。我们使用的NSC的轴对称动力学模型结合简单的模型的灰尘分布这些影响建模。将预测的不对称性与几个NSC场的~7100颗恒星的数据进行比较，我们发现与消光A_K~= 0.15 - 0.8等的银河系中心小螺旋有关的尘埃解释了大部分数据。最大的绝灭事件A_K~= 0.8等出现在小螺旋的西臂区域。通过与由恒星颜色确定的总A_K值的比较，确定了NSC前的消光。最后，我们估计对于A_K~= 0.4的典型消光，NSC的统计视差变化约0.4%。
2015-09-25 astro-ph.GA
Asymmetric Drift Map of the Milky Way disk Populations between 8$-$16 kpc with LAMOST and Gaia datasets
本研究利用LAMOST和Gaia数据，通过非对称漂移层析成像绘制8-16 kpc银河系盘图，发现垂直距离和[$α$/Fe]增大导致漂移增强，厚盘漂移大于薄盘，且厚盘恒星形成更早。
2024-05-24 astro-ph.GA
VVV WIN 1733$-$3349: a low extinction window to probe the far side of the Milky Way bulge
在过去的几十年里，银河系低消光窗口（MW）一直被用于研究银河系的结构和横跨内球和盘的恒星星族。在这里，我们报告了另一个低消光近红外窗口的分析发现的VISTA变量在Vía Láctea调查。VVV WIN 1733 $-$ 3349的大小约为半度，它正好位于MW平面，银河系坐标为$(l, b) = (-5.2, -0.3)$。VVV WIN 1733 $-$ 3349的平均消光为$A_{Ks} = 0.61\pm0.08$ mag，比周围地区的消光小得多。恒星数量的过剩与减少的灭绝是一致的，并通过研究红团（RC）恒星的分布来补充。由于VVV WIN 1733 $-$ 3349的战略低纬度位置，我们能够用由于凸起之外存在旋臂而预期的过密度来解释它们的RC密度波动。此外，我们发现在窗口内微透镜事件的数量明显过剩，这证实了我们的解释，即VVV WIN 1733 $-$ 3349揭示了MW凸起的远侧。
2020-02-11 astro-ph.GA
Far-ultraviolet Dust Extinction and Molecular Hydrogen in the Diffuse Milky Way Interstellar Medium
我们的目标是比较变化的全紫外尘埃消光曲线（912-3000埃），与HI/H $_2$ /总H含量沿弥漫银河视线，调查ISM条件和尘埃属性之间可能的联系。我们结合了现有的样本的75紫外消光曲线的基础上IUE和FUSE数据，通过紫外吸收测量的原子和分子柱密度。H $_2$柱密度数据是基于现有的莱曼-维尔纳吸收带模型从早期的工作消光曲线。编制了HI柱密度的文献值，并通过将Ly $α$配置文件拟合到存档光谱来改进23颗恒星的HI柱密度。我们发现H $_2$柱和远紫外消光之间有很强的相关性，其根本原因是H $_2$和远紫外上升特征的强度之间存在线性关系。这种消光不与HI成比例，而总H柱与$A(V)$成比例最好。因此，远紫外线上升的载体与分子气体相一致，并通过将紫外线消光特性与分子分数进行比较来显示进一步的联系。气体消光比$N(\rm{H})/A(V)$的变化与紫外光消光比相关，我们推测这可能是由于凝结或破碎的影响。根据H $_2$温度，发现最强的远紫外线上升强度出现在较冷和较密集的视线。
2022-10-12 astro-ph.GA
Member stars of the GD1 tidal stream from the SDSS, LAMOST and Gaia surveys
利用SDSS巡天的测光数据、SDSS/SEGUE和LAMOST巡天的分光数据以及Gaia DR 2的天体测量数据，我们确定了GD-1冷恒星流的71颗高概率成员星，这些成员星分布在GD-1冷恒星流的几乎整个长度上（即赤经126度到203度）。利用精确的光谱（即金属丰度和视线速度）和天体测量（即自行）信息，GD-1流的位置-速度图，即$ϕ_{1}$ - $μ_α$、$ϕ_{1}$ - $μ_δ$和$ϕ_{1}$ - ${v_{\rm gsr}}$，得到了很好的映射。该物流具有平均金属度[Fe/H] $= -1.95 \pm 0.23$。银河系中成员恒星的丰富信息不仅可以模拟其起源，还可以对银河系的质量分布和引力势进行强有力的限制。
2019-04-02 astro-ph.GA
Hierarchical Absorption in LAMOST low Resolution Normalized Spectra
本研究针对盘星化学子结构难识别的问题，利用LAMOST低分辨率归一化光谱中多元素谱线的集体效应降低[Fe/H]简并度，发现至少12个与层级吸积相关的星团，为银河系层级形成研究提供新线索。
2024-10-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Revisit NGC 5466 Tidal Stream with $Gaia$, SDSS/SEGUE and LAMOST
通过对$Gaia$ EDR 3、SDSS/SEGUE DR 16和LAMOST DR 8的数据挖掘，发现了NGC 5466潮汐流的11颗成员星，其中7颗是新发现的。为了剔除污染物，在天空位置、色星等图、金属丰度、自行和径向速度等方面进行了各种切割。我们将我们的数据与模拟流进行比较，模拟流是通过模拟星系团在平滑的银河系势加上大麦云云（LMC）下的破裂而产生的。模型和观测结果之间相空间的一致趋势意味着流可能受到LMC的扰动。在11颗被探测到的成员中，最远的两颗星的长度可以追溯到天空的$60^\circ$，支持并延长了先前的$45^\circ$的长度。考虑到NGC 5466是如此遥远，并且可能有比以前认为的更长的尾巴，我们预计NGC 5466潮汐流可能是限制银河系引力场的有用工具。
2022-03-25 astro-ph.GA
Finding Quasars Behind the Galactic Plane: Spectroscopic Identifications of ~1300 New Quasars at |b|<=20 degree from LAMOST DR10
本文基于LAMOST DR10光谱数据，在|b|≤20度银道面后方区域证认了1982个背景类星体，其中1338个为新发现，并分析了其空间、星等和红移分布，揭示了GPQs的发现潜力与应用价值。
2025-02-08 astro-ph.GA
Two Portions of Sagittarius Stream in the LAMOST Complete Spectroscopic Survey of Pointing Area at Southern Galactic Cap
在LAMOST指向区完全光谱巡天（LaCoSSPAr）中，我们利用LAMOST DR 5和Gaia DR 2的$T\rm_{eff}$、log $g$、[Fe/H]、径向速度、自行和弛豫，构建了一个包含13，798颗恒星的样本。利用自行和径向速度的分布，我们在这两个地区发现了非常显着的高密度。这些子结构很可能是人马座（Sgr）流的一部分。基于密度的空间聚类算法（DBSCAN）的应用程序与噪声，220个候选流成员被确定。根据到太阳的距离和已发表的模型，这些恒星中有106颗可能是Sgr流的成员。利用Xiang等人的[ $α$ /Fe]计算的这些成员的丰度分布与[Fe/H] $<$ -1.5的银河系场星相似，而与[Fe/H] $>$-1.0的银河系场星相似。在我们的Sgr流候选者中，没有发现金属丰度沿Sgr流轨道的垂直梯度，只有很小的径向梯度。
2020-09-24 astro-ph.GA
A Catalog of Distance Determinations for the LAMOST DR8 K Giants in the Galactic Halo
本研究发布了基于LAMOST DR8的19544颗银晕K型巨星距离星表，补充PS1测光并剔除污染后，用贝叶斯方法估算距离，精度约11%，是目前最大的银晕远距示踪天体光谱样本。
2023-05-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Origin of the Dust Extinction Curve in Milky Way-like Galaxies
我们开发了一个宇宙学模型的尘埃颗粒在星系的大小分布的演变，以了解银河系尘埃消光曲线的起源。我们的模型认为，形成活跃的尘埃在演化的恒星，增长的吸积和凝聚，并通过粉碎，溅射和astration在ISM的星系在宇宙时间的破坏过程。我们的主要结果如下。在我们的宇宙学模型中，质量与银河系z~0相当的银河系表现出各种各样的消光定律，尽管其斜率和碰撞强度与银河系中观察到的范围相当。银河系的祖先有更陡峭的斜坡，只有在$z \approx 1$处才能变平到与银河系相当的斜坡。这归因于后期/高金属含量环境中晶粒生长速率的增加，从而推高了大晶粒与小晶粒的比率，其次依赖于石墨与硅酸盐的比率演变。紫外线的强度主要取决于石墨与硅酸盐的比例，并且在z=3和z=0之间的类MW星系中保持大致恒定，尽管表现出轻微的变化。我们的模型跨越可比区域的颠簸斜率空间的视线在银河系中，虽然有一个缺乏明确的关系模型的斜率和颠簸强度由于小规模波动的颠簸强度。我们的模型自然会产生一些非银河系的类似物的斜率一样陡峭的LMC和SMC的金属贫星系，虽然值得注意的是，平均而言，碰撞强度太大时，麦哲伦云相比。这是由于我们同时演化石墨和硅酸盐的粒度分布，这是一个过度简化的事实。我们的模型提供了一个新的框架来研究宇宙时间内星系中尘埃消光曲线的起源和变化。
2020-12-07 astro-ph.GA
Unbiased TGAS$\times$LAMOST distances and the role of binarity
大型光谱巡天观测到的恒星的分光光度距离为视差距离提供了一个至关重要的补充，在未来的盖亚数据发布之后，视差距离仍然非常重要。在这里，我们提出了一个概率的方法来模拟光谱信息的一个子集的4,000个主序星良好的视差（$σ_\varpi/\varpi<0.1$）从LAMOST $\times$ TGAS $\times$ 2质量交叉匹配，产生一个精确的光谱距离估计的不确定性为$\sim$ 6%的单星。与以前的方法来解决这个问题，我们明确地考虑到个别视差的不确定性在模型的建设和充分纳入的分数接近相等的主序星，这将导致偏见的距离估计，如果忽略。使用这个模型，我们估计了LAMOST数据发布5中所有（150，000）主序星的距离，没有视差信息。作为一个应用，我们计算它们的轨道作用，其中我们更精确的距离导致5倍小的行动不确定性。这说明了未来对银河系轨道结构的研究如何从使用我们的模型中受益。对于大多数当前光谱调查中较暗和较远的恒星，本工作中提出的方法将提供比盖亚数据发布2更好的距离。
2018-09-10 astro-ph.GA
3D extinction mapping of the Milky Way using Convolutional Neural Networks: Presentation of the method and demonstration in the Carina Arm region
上下文已经提出了几种方法来构建银河系（MW）的3D灭绝地图，最常见的是基于贝叶斯方法。尽管一些研究在其程序的一部分或特定目标中采用了机器学习（ML）方法，但迄今为止还没有报道过仅基于神经网络方法的大体积MW的3D消光图。目的。我们的目标是将深度学习作为一种解决方案，来构建MW的3D消光图。方法.我们使用CIANNA框架构建了一个卷积神经网络（CNN），并使用合成的2 MASS数据对其进行了训练。我们使用贝桑松星系模型生成模拟星表，并使用一维高斯随机场模拟消光剖面。从这些数据中，我们计算颜色-星等图（CMD）训练网络，使用相应的消光轮廓作为目标。一个观察到的2 MASS CMD的前向传递提供了视线网格的消光轮廓估计。结果我们训练我们的网络与数据模拟的视线在该地区的隆突旋臂切线，并获得了三维消光图在该地区的一个大部门（$l = 257 - 303$度，$|b| \le 5$度），距离和角分辨率$100$ pc和$30$弧分，分别达到$\sim 10$ kpc。虽然每个视线在正演阶段都是独立计算的，但所谓的上帝之指伪影比许多其他3D灭绝图都要弱。我们发现，我们的CNN在利用视线冗余方面是有效的，使我们能够训练它，同时只有9条视线来构建整个地图。结论.我们发现深度学习是一种可靠的方法，可以从大型调查中生成3D灭绝图。有了这种方法，我们希望可以很容易地结合异构调查没有交叉匹配，因此，利用几个…
2022-01-14 astro-ph.GA
Age-metallicity dependent stellar kinematics of the Milky Way disc from LAMOST and Gaia
利用LAMOST和Gaia的118，945颗红巨星支（RGB）星的样本，研究了7颗$<$ $R$ $<$ 13\，kpc星系盘的恒星运动学.我们描述了三维恒星速度、作用量和轨道参数在年龄-金属丰度和盘$R$ -$Z$平面上分布的中值、色散和偏度。我们的结果揭示了丰富而清晰的恒星运动学模式和结构的年龄-金属丰度和光盘$R$ - $Z$平面。最突出的特征是从年轻的、富含金属的薄盘到年老的、缺乏金属的厚盘，速度、作用和轨道参数分布的强烈变化，一些较小尺度的结构--如速度流、南北不对称性和螺旋臂的运动学特征--被清楚地揭示出来。特别是，偏度的$V_ϕ$和$J_ϕ$揭示了一个新的子结构在$R\simeq12$ \，kpc和$Z\simeq0$ \，kpc，可能与动力学影响的螺旋臂在外盘。通过对恒星轨道参数和恒星诞生半径的分析，进一步研究了恒星的迁移。结果表明，太阳半径附近和半径以外的厚盘星大多是从$R\sim4 - 6$ \，kpc的内盘迁移过来的，这是由于它们的轨道偏心率很高。恒星迁移由于动力学过程与角动量转移（搅动）是突出的老，富金属恒星（向外迁移）和年轻的贫金属恒星（向内迁移）。在银心半径为12\，kpc的内迁星系在$R$- $Z$平面上的空间分布显示出明显的年龄分层，这可能是这些内迁星系是由过去几个千兆年中持续的卫星星系合并事件所触发的溅散的结果。
2020-12-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Distance and extinction to the Milky Way spiral arms along the Galactic centre line of sight
太阳在银河系盘内的位置阻碍了对旋臂结构的研究。我们的目标是分析沿着银河系中心（GC）的视线的旋臂，以确定它们的距离，灭绝和恒星人口。我们使用GALACTICNUCLEUS巡天，这是一个JHK的高角分辨率测光星表（0.2”），用于银河系的最内部区域。我们通过$χ^2$最小化将简单的合成颜色-星等模型拟合到我们的数据中。我们计算了探测到的旋臂的距离和消光。我们还分析了消光曲线和检测到的功能之间的相对消光。最后，我们建立了修正后的Ks光度函数（KLF）来研究第二和第三旋臂特征中存在的恒星种群。我们确定了到旋臂的平均距离：$d1=1.6\pm0.2$、$d2=2.6\pm0.2$、$d3=3.9\pm0.3$和$d4=4.5\pm0.2$ kpc，以及平均距离：$A_{H1}=0.35\pm0.08$、$A_{H2}=0.77\pm0.08$、$A_{H3}=1.68\pm0.08$和$A_{H4}=2.30\pm0.08$ ma。我们分析了旋臂中恒星的近红外消光曲线，发现了$A_J/A_{H}=1.89\pm0.11$和$A_H/A_{K_s}=1.86\pm0.11$的平均值，与GC获得的结果一致。这意味着消光曲线的形状不依赖于距离或绝对消光。我们还为每个旋臂建立了消光图，并得出它们是均匀的，可能对应于独立的消光层。最后，通过分析第二和第三旋臂的KLF，我们发现它们具有相似的恒星种群。…
2021-07-29 astro-ph.GA
The first symbiotic stars from the LAMOST survey
共生星是具有最长轨道周期的相互作用的双星系统。它们通常由一颗白矮星、一颗红巨星和一个星云组成。这些天体是研究双星演化的天然天体物理实验室。目前对银河系共生恒星数量的估计从3000到40万不等。然而，目前的人口普查不到300人。大天区多目标光纤光谱望远镜（LAMOST）巡天每年可以获得数十万条恒星光谱，为寻找新的共生星提供了良好的机会。在这项工作中，我们发现了4个这样的二进制中的4,147,802光谱LAMOST发布，其中两个是新的身份。第一颗是LAMOST J12280490-014825.7，被认为是一颗S型晕共生星。第二颗是LAMOST J202629.80+423652.0，一颗D型共生星。
2015-05-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
The extinction law in the inner $3\times3$ deg$^2$ of the Milky Way and the red clump absolute magnitude in the inner bar-bulge
使用Via Lactea、GLIMPSE和WISE中的VISTA变星数据，测量了银河系内部$3\times3$ deg $^2$中从$0.9$到$8$微米的消光规律。绝对消光比是通过要求在到银河系中心的引力合作距离处观察到的红色团块密度峰值来发现的。当结合选择性消光比测量的凸出巨人的颜色-颜色图，我们发现一个消光规律的$A_Z:A_Y:A_J:A_H:A_{K_s}:A_{W1}:A_{[3.6]}:A_{[4.5]}:A_{W2}:A_{[5.8]}:A_{[8.0]} =7.19(0.30):5.11(0.20):3.23(0.11):1.77(0.04):1:0.54(0.02):0.46(0.03):0.34(0.03):0.32(0.03):0.24(0.04):0.28(0.03)$有效的低折射率的非线性不重要。这些结果暗示了$A_{K_s}=0.677(H-[4.5]-0.188)$的Rayleigh Jeans色过量法（RJCE）的消光定律。我们发现几乎没有证据表明在检查区域（周围$5\%$）的显着选择性消光比变化。假设绝对消光比在整个检查区域没有变化，给出了在$(-1.61\pm0.07)\,\mathrm{mag}$银河系中心的红色团块的绝对$K_s$星等的独立测量。这是非常相似的太阳附近的红丛星测量值给予信心，在整个银河系使用红丛星作为标准蜡烛。作为我们的分析…
2022-05-20 astro-ph.GA
An Analysis of the Shapes of Interstellar Extinction Curves. VII. Milky Way Spectrophotometric Optical-through-Ultraviolet Extinction and Its R-Dependence
我们通过将新的HST/STIS光学分光光度法与现有的IUE分光光度法（产生从1150到10000埃的无间隙覆盖）和NIR分光光度法相结合来产生一组72个NIR通过UV消光曲线。这些曲线被用来确定一个新的，内部一致的，近红外通过紫外银河系平均曲线，并表征消光曲线的形状如何取决于R（V）。我们强调，虽然这种依赖性捕获大部分的曲线变异性，仍然有相当大的变化，这是独立的R（V）。我们使用光学分光光度法来验证曲线中中间波长尺度处结构的存在。事实上，通过紫外线部分的曲线的光学采样在相对较高的分辨率，使他们非常有用的，以确定如何消光影响不同的宽带系统，我们提供了几个例子。最后，我们将我们的结果与以前的调查进行比较。
2019-10-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evolution of the grain size distribution in Milky Way-like galaxies in post-processed IllustrisTNG simulations
我们通过对IllustrisTNG宇宙学流体动力学模拟进行后处理，模拟了类银河系星系中的尘埃演化，以预测尘埃与气体的比例和粒度分布。我们对待颗粒大小依赖的尘埃生长和破坏过程中使用64箱离散粒度演化模型，没有空间解决每个星系。我们的模型广泛地再现了观测到的尘埃-金属丰度标度关系在附近的星系。在$z\gtrsim 3$，粒度分布以大颗粒为主，而在$z\lesssim 2$，小颗粒的丰度因破碎和堆积（尘埃生长）而迅速增加。在$z\sim 1$处，粒度分布接近所谓的MRN分布，但在$z<1$处出现大颗粒丰度的抑制。根据计算的颗粒大小分布和颗粒组成，我们还计算了每个银河系类似物的消光曲线的演变。在$z>2$的消光曲线最初是平坦的，并在$1/λ< 6~\rm μm^{-1}$的$z\lesssim 1$与银河系消光曲线一致。然而，我们的模型预测的典型消光曲线在短波长处的斜率比在银河系中观察到的要陡。这是由于我们的TNG银河系类似物中气相金属含量的低红移下降和致密气体部分抑制了通过凝聚形成大颗粒。
2020-11-27 astro-ph.GA
Milky Way Mid-Infrared Spitzer Spectroscopic Extinction Curves: Continuum and Silicate Features
我们测量了中红外（MIR）消光使用斯皮策测光和光谱学（3.6- 37微米）的银河系的视线样本（大部分）测量紫外消光曲线。我们使用对的方法来确定的MIR消光，然后我们适合与连续和修改Drude配置文件的硅酸盐功能的幂律。我们得到了16条消光曲线，其A（V）值范围为1.8-5.5，R（V）值范围为2.4-4.3。我们的样本包括两个密集的视线，具有3微米的冰特征检测和弱2175 A凸起。我们计算的平均A（λ）/A（V）漫射视线消光曲线低于大多数以前的文献测量。这与文献中的扩散尘埃颗粒模型相吻合，虽然它有点高。10微米的硅酸盐特征与2175 A撞击没有关联，这是第一次提供直接的观测确认，这两个特征来自不同的颗粒群。10微米硅酸盐特征的强度变化为$\sim$ 2.5，与A（V）或R（V）无关。它是很好的拟合由一个修改的Drude配置文件与中心波长，宽度和不对称性之间的强相关性。我们不检测以A（lambda）/A（V）为单位的限值为0.0026（5- 10微米）、0.004（10- 20微米）和0.008（20-40微米）的其它特征。我们发现由C乘以E（K_s-V）/E（B-V）估计R（V）的标准公式C = -1.14，离散度为$\sim$ 7%.使用IRAC 5.6微米带代替K_s得到C = -1.03和$\sim$ 3%的最小散射。
2021-05-12 astro-ph.GA
SpeX near-infrared spectroscopic extinction curves in the Milky Way
星际尘埃消光曲线提供了有关尘埃性质的宝贵信息，包括尘埃颗粒的成分和大小，并且对于纠正星际尘埃影响的观测至关重要。在这项工作中，我们测量了近红外（NIR; 0.8-5.5 $μ$ m）光谱消光曲线的代表性样品的第一次，使我们能够调查消光的波长，它通常只在宽的光度带测量。我们使用IRTF/SpeX光谱的一个样本的红化和比较星测量15消光曲线的配对方法。我们的样本范围A（V）值从0.78到5.65，R（V）值从2.43到5.33。我们确认，近红外消光曲线拟合良好的幂律，与指数和振幅不同的视线视线。我们的平均漫反射近红外消光曲线可以用指数为$α= 1.7$的单一幂律表示，但由于视线间的变化，任何平均曲线的形状都将取决于母体样品。我们发现，我们的样本中的大部分变化可以与总消光比R（V）有关，这是对平均尘埃粒度的粗略测量。在我们的样品中的两条视线清楚地显示了冰消光功能在3 $μ$ m，它可以拟合一个修改的德鲁德轮廓。我们在另外两条视线中发现了略高于3 $σ$显著性的试探性冰探测。在我们的平均漫射消光曲线中，我们测量到该冰特征的3 $σ$上限A（冰）/A（V）= 0.0021。
2022-05-10 astro-ph.GA
The Interstellar Extinction Toward the Milky Way Bulge with Planetary Nebulae, Red Clump, and RR Lyrae stars
我回顾了文献涵盖的问题，星际灭绝对银河系隆起，重点放在行星状星云，天琴座RR，和红色团块恒星的发现。我还报告从HI气体和球状星团的意见。我表明，在这一领域已经取得了实质性的进展，在最近几十年来，特别是从红丛星。在过去的二十年中，灭绝图的空间覆盖范围增加了一个因子$\sim 100 \times$，并且所报告的总灭绝与选择性灭绝的比率已经移动了$\sim$ 20-25\%，这表明精确度的提高以及比标准更陡的灭绝曲线。问题仍然存在于模拟差异消光，解释异常涉及行星状星云，并了解隆起消光系数和“标准”文献值之间的差异。
2016-03-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
All-sky three-dimensional dust density and extinction Maps of the Milky Way out to 2.8 kpc
本文利用快速可扩展的高斯过程算法DustT，基于1.2亿颗恒星的Gaia DR2、2MASS和AllWISE数据，构建了最远至2.8 kpc的银河系全天空三维尘埃密度与消光图，并识别出朝向银心的大尺度低密度结构。
2024-06-10 astro-ph.GA
The K giant stars from the LAMOST survey data I: identification, metallicity, and distance
我们提出了一个支持向量机分类器，直接使用它们的谱线特征来识别LAMOST巡天中的K巨星。基于LAMOST恒星参数的测试，识别的完整性约为75%。已鉴定的K巨人样品中的污染低于2.5%。将分类方法应用于在试点调查和第一年调查期间观察到的约200万个LAMOST光谱，我们选择了298，036个K巨星候选者。基于Mg $_{\rm b}$和Fe线的等效宽度，以$0.13\sim0.29$ \，dex的不确定度估计样品的金属丰度。基于估计的金属丰度和2MASS测光，提出了一种贝叶斯方法来估计K巨星距离的后验概率。基于合成等时线的距离估计已被校准使用7个球状星团与广泛的金属丰度。在K巨星样本的亮度中值$K=11$ \，mag处估计的距离模的不确定度约为0.6\，mag，对应于距离的$\sim30$ %。作为一个科学验证案例，人马座流的拖曳臂与所选的K巨星样本清晰地一致。此外，在距离太阳约80kpc处，我们使用K巨星来确认在拖尾尾的远心附近检测到流成员。人马座流特征的这些重新发现说明了LAMOST巡天探测银河系晕子结构的潜力。
2014-04-18 astro-ph.GA
Infrared colours and bolometric corrections of SiO masing stars in the inner Milky Way
本文通过内银河系SiO脉泽晚型星样本建立红外颜色关系，用于分解星际消光与包层消光，从而实现对被极度遮蔽晚型星的分类和消光估计。
2024-06-18 astro-ph.GA
Mapping the Extinction Curve in 3D: Structure on Kiloparsec Scales
最近，APOGEE的近红外光谱学和Pan-STARRS 1的宽视场光学光度学使得精确测量数万颗恒星的消光曲线形状成为可能，这些曲线由R（V）参数化。这些测量揭示了R（V）中具有大角度尺度的结构，这在现有的尘埃范例中具有挑战性。在这项工作中，我们结合三维地图的尘埃柱密度与R（V）的测量，以限制在银河系中的三维分布的R（V）。我们发现R（V）的变化在千秒差距尺度上是相关的。特别是，银河系外1千秒差距内的大多数尘埃，包括许多本地分子云（猎户座、金牛座、英仙座、加利福尼亚州、仙王座），比银河系中更遥远的尘埃具有明显更低的R（V）。这些结果为尘埃演化和处理模型提供了新的输入，并使局部推导的灭绝曲线在银河系更遥远区域和其他星系的应用变得复杂。
2017-03-23 astro-ph.GA
A Blueprint for the Milky Way's Stellar Populations. V. 3D Local Dust Extinction
本研究基于Gaia DR3的XP光谱构建全天三维消光图，测定主序星红化与金属丰度并建模前景消光，同时验证了结果并揭示了XP光谱在短波段的流量高估趋势。
2024-09-26 astro-ph.GA
Toward understanding physical origin of 2175Å extinction bump in interstellar medium
1965年在银河系星际介质（ISM）中发现了2175光年的紫外消光凸点。然而，经过半个多世纪的深入探索，它的确切起源仍然是一个争论不休的大难题。在这里，我们提出了一个混合物模型，通过该模型认为ISM中的消光凸点可能与氢化T-碳（HTC）分子（C40 H16）的簇有关，这些分子在波长2175 nm处具有固有的尖锐吸收峰。通过线性组合HTC混合物、石墨、MgSiO 3和Fe 2SiO 4的吸收光谱，我们发现任意六颗恒星的紫外消光曲线可以很好地拟合。目前的工作提出了另一种解释，以了解银河系ISM中2175年灭绝碰撞的物理起源。
2020-07-23 astro-ph.GA
One Relation for All Wavelengths: The Far-Ultraviolet to Mid-Infrared Milky Way Spectroscopic R(V) Dependent Dust Extinction Relationship
本研究首次利用光谱观测构建了银河系远紫外至中红外波段依赖 R(V) 的尘埃消光关系，发现远紫外上升、2175 A 凸起及光学特征依赖 R(V)，而 10 和 20 micron 特征不依赖，为尘埃特性研究提供了高分辨率光谱基础。
2023-04-06 astro-ph.GA
A large and pristine sample of standard candles across the Milky Way: ~100,000 red clump stars with 3% contamination
核心燃烧氦的红团（RC）星是银河系中极好的标准烛光。这些恒星可能有更精确的距离估计，从分光光度比盖亚laxes超过3千秒差距。然而，RC星的$T_{\rm eff}$和log g与某些红巨星分支（RGB）星非常相似。特别是对于低分辨率的光谱研究，其中$T_{\rm eff}$，log g和[Fe/H]只能以有限的精度估计，通过建立的方法将RC星从RGB中分离出来可能会导致~20%的污染。最近，Hawkins等人（2018）证明，单历元光谱中的额外信息，如C/N比，可以用来清晰地区分RC和RGB星。在该系列的第二篇论文中，我们建立了一个从光谱通量空间到独立确定的小行星地震参数、频率和周期间隔的数据驱动映射。由此，我们从公开可用的LAMOST DR 3和APOGEE DR 14数据中识别出210，371颗RC星，约9%的污染。通过限制对${\rm S/N}_{\rm pix}$ > 75的LAMOST星的联合分析，我们提供了一个含有92,249颗恒星的RC样本，其污染率仅为~ 3%。这表明，覆盖宽波长范围的高S/N、低分辨率光谱可以识别至少与其高分辨率对应物一样原始的RC样品。由于即将和正在进行的调查，如TESS，DESI和LAMOST将继续改进重叠的训练光谱-星震样本，本研究中提出的方法提供了一种有效而直接的方法来获得巨大而原始的RC星，以揭示银河系的3D结构。
2018-04-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Reddening and metallicity maps of the Milky Way bulge from VVV and 2MASS II. The complete high resolution extinction map and implications for Bulge studies
我们使用Via Lactea（VVV）ESO公共调查数据中的Vista变量来测量高分辨率调查所覆盖的银河系隆起完整区域的消光值。我们使用论文I中描述的方法推导红化值。这是基于测量红团巨星的平均（J-Ks）颜色，在2'到6'的小子场中，在下面的凸起区域：-10.3<b<+5.1和-10<l<+10.4。为了确定每个区域的红化值E（J-Ks），我们测量RC颜色，并将其与在Baade窗口中测量的RC星的（J-Ks）颜色进行比较，我们采用E（B-V）=0.55。这使我们能够构建一个红化地图敏感的小尺度变化，最大限度地减少所产生的问题，从差异灭绝。在小至2 '的空间尺度上可以清楚地观察到显着的红化变化。我们发现，我们的消光测量和施莱格尔地图之间的外凸，但是，正如已经在文献中所述的施莱格尔地图是不可靠的区域内|b| < 6。在内部区域，我们比较我们的结果与来自DENIS和斯皮策调查的地图。虽然我们在相应的重叠区域发现与其他研究很好的一致性，但我们的灭绝图由于更高的分辨率和更完整的空间覆盖范围而具有更好的质量。我们调查的差异红化的重要性，并证明需要高分辨率的消光图的详细研究膨胀恒星星族和结构。在分析膨胀区的恒星星族时，必须考虑到2 '-6'尺度上的消光变化。
2012-04-18 astro-ph.GA
