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
The SEGUE K giant survey II: A Catalog of Distance Determinations for the SEGUE K giants in the Galactic Halo
我们提出了一个在线目录的距离测定$\rm 6036$ K巨星，其中大多数是银河系的恒星晕的成员。它们的SDSS/SEGUE中分辨率光谱被用来获得金属丰度和粗略的重力估计，以及径向速度。距离模是通过将每颗恒星的视星等与观察到的$(g-r)_0$颜色和光谱[Fe/H]处经验校准的颜色-光度基准点的绝对星等进行比较而得出的。我们采用了一种概率方法，使其简单地正确传播的金属性，幅度和颜色的误差到距离的不确定性。我们还折叠在${\it prior}$信息的巨分支光度函数和不同的金属丰度分布的SEGUE K-巨星的目标子类别。我们发现，金属丰度先验在距离估计中起着很小的作用，但忽略光度先验可能会导致系统的距离模量偏差高达0.25等，相比使用光度先验的情况。我们发现一个中位数距离精度为$16\%$，距离估计最精确的最少的金属贫恒星附近的红巨星分支的尖端。球状星团和疏散星团的观测验证了我们的距离估计的精度和准确性。我们的星表中的恒星距离银河系中心最远可达125千秒差距，超过50千秒差距的恒星有283颗，形成了星系晕中最大的遥远示踪物光谱样本。
2014-02-26 astro-ph.GA
Segue 3: An Old, Extremely Low luminosity Star Cluster in the Milky Way's Halo
我们使用Keck/DEIMOS光谱和Magellan/IMACS g和r波段成像研究Segue 3银河系伴星的运动学和光度学性质。利用极大似然方法对天狗3的光度学进行了分析，研究了天狗3的结构和恒星星族。我们发现Segue 3的半光半径为26”+/- 5”（2.1 +/- 0.4 pc，距离为17 kpc），绝对星等仅为M_V = 0.0 +/- 0.8等，使Segue 3成为已知最不明亮的古老恒星系统。我们发现Segue 3与一个单一的恒星星族一致，年龄为12.0 + 1.5/-0.4 Gyr，[Fe/H]为-1.7 +0.07/-0.27。从光谱的视线速度与测光相结合，以确定可能与Segue 3相关的32颗恒星的样本。在三个半光半径内的成员星的速度色散为1.2 +/- 2.6 km/s。成员的光度测定表明，恒星星族的[Fe/H]分布小于0.3 dex。这些事实，再加上Segue 3的小尺寸，意味着该天体可能是一个古老而暗淡的星团，不包含任何重要的暗物质。我们发现恒星质量损失的初步证据Segue 3通过11个候选成员星以外的三个半光半径，从动力学参数预期。三个半光半径以外的数据的解释，是复杂的对象的空间重合与以前已知的晕子结构，这可能会增加我们的成员样本的污染。
2011-07-15 astro-ph.GA
The Local Dark Matter Density from SDSS-SEGUE G-dwarfs
我们通过将Silverwood et al.（2016）的积分Jeans方程方法应用于Büdenbender et al.（2015）处理和呈现的SDSS-SEGUE G矮星数据来推导局部暗物质密度。我们使用MultiNest贝叶斯嵌套采样软件来拟合重子分布模型，暗物质和示踪星，包括耦合垂直和径向运动的“倾斜项”模型。Büdenbender等人（2015）的$α$ -年轻人群产生了最可靠的$ρ_{\rm DM} = 0.46^{+0.07}_{-0.09}\, {{\rm GeV\, cm}^{-3}} = 0.012^{+0.001}_{-0.002}\, {{\rm M}_\odot \, {\rm pc}^{-3}}$结果。我们的分析产生不一致的结果为$α$ -年轻和$α$ -老的数据，指出问题的倾斜项和它的建模，数据本身，假设一个平坦的旋转曲线，或不平衡的影响。
2017-08-25 astro-ph.GA hep-ph
TriAnd and its Siblings: Satellites of Satellites in the Milky Way Halo
我们探讨了三角座仙女座（TriAnd）在SPLASH（仙女座恒星晕的光谱和光度景观）和SEGUE（斯隆银河系理解和探索扩展）光谱调查中的过密度。SPLASH巡天中的银河系主序星显示，TriAnd超密度和最近发现的PAdAS流（Martin et al. 2014）具有共同的日心距离（D ~ 20 kpc），在天空中的位置和视线速度（V_GSR ~ 50 km/s）。类似地，从Segue 2卫星附近的SEGUE巡天中选出的A型、巨星和主序星都表明，TriAnd在这些区域很普遍，其速度和距离与Segue 2相似。PAndAS流和Segue 2卫星在位置和速度空间上与TriAnd的重合表明，这些子结构都是相关的，可能是银河系晕上的群落化石记录。在这种情况下，Segue 2卫星和PAdAS流是“卫星的卫星”，而大型的富含金属的TriAnd超密度是该集团中心的遗迹。
2014-08-28 astro-ph.GA
The "Dark-Matter Dominated" Galaxy Segue 1 Modeled with a Black Hole and no Dark Halo
本研究用基于轨道的动力学模型分析 Segue 1，发现中心黑洞可替代极小尺度暗晕并改善拟合，暗示其可能是被潮汐剥离系统的残余核或类似 Little Red Dots。
2025-05-13 astro-ph.GA
SEGUE-2 Limits on Metal-Rich Old-Population Hypervelocity Stars In the Galactic Halo
我们提出了新的限制，从银河系中心（GC）的SEGUE-2调查探测到的富含金属的老人口超高速恒星的喷射。我们的限制是3-10倍比以前报道的更严格，这取决于恒星类型。与已知的B星抛射体相比，从GC抛射出的富含金属的老的F/G星不可能超过30倍。由于B星只占正常恒星星族的一小部分，这就对GC质量函数和超高速恒星的抛射机制的结合产生了很大的限制。在存在正常GC质量函数的情况下，我们的结果需要一种弹射机制，与低质量F/G星相比，弹射B星的效率约为5.5倍。
2010-08-13 astro-ph.GA
Flare in the Galactic stellar outer disc detected in SDSS-SEGUE data
目标。我们探索银河系外盘的银河中心距离为30千秒差距，以获得其参数和测量其耀斑的大小。方法.我们从斯隆数字巡天-斯隆银河系理解和探索扩展计划（SDSS-SEGUE）在1，400 deg^2以上的离面低银河系纬度区域的光度计校正数据中选择颜色，获得了F8 V-G5 V型恒星的3D密度，并将其拟合到一个薄+厚的耀斑盘模型中。结果最适合的参数是薄盘尺度长度为2.0 kpc，薄盘尺度高度在太阳银河系中心距离为0.24 kpc，厚盘尺度长度为2.5 kpc，厚盘尺度高度在太阳银河系中心距离为0.71 kpc。我们推导出两个圆盘中的一个耀斑，它使平均圆盘的标度高度在R=15 kpc时与太阳邻域值相乘，系数为3.3^{+2.2}-1.6}，在R=25 kpc时与系数为12^{+20}-7}。结论.耀斑在大R处相当突出，它的存在解释了面内恒星的明显耗尽，而面内恒星的明显耗尽常常与R>15 kpc处的截止相混淆。事实上，我们的银盘并没有出现截断或突然下降的现象，但恒星分布在离面区域，即使在R>20 kpc的z为几kpc的情况下也是如此。此外，观测到的恒星分布的平滑性也表明，存在一个连续的结构，而不是银河系盘加上其他一些子结构或河外成分的组合：根据一个假定的吸积矮星系的潮汐流来解释麒麟座环的假设不仅是不必要的，因为观测到的耀斑解释了SDSS场中观测到的麒麟座环的密度过高，但似乎不太合适
2014-05-29 astro-ph.GA
Chemo-orbital evidence from SDSS/SEGUE G-type dwarf stars for a mixed origin of the Milky Way's thick disk
我们结合估计的金属丰度[Fe/H]，丰度[α/Fe]，位置和运动的27,500个本地（7<R/kpc<9，0.5< |z| /kpc<2.5）SDSS/SEGUE G型矮星的样本，以研究银河系盘围绕太阳的化学轨道特性。当我们导出反映角动量、圆度和厚度的轨道性质作为[α/Fe]与[Fe/H]的函数时，我们发现随着[α/Fe]（年龄的代理）有一个平滑的变化。同时，[α/Fe] $\gtrsim$ 0.25的老恒星的轨道性质确实表现出与[Fe/H]的转变：低于[Fe/H] $\simeq$ -0.6时，轨道角动量减小，轨道变得明显非圆和更厚。恒星径向迁移到太阳附近自然会导致轨道性质的平滑变化，但后者的老贫金属恒星形成了明显的挑战，特别是因为径向迁移的基本特征是恒星保持在近圆形轨道上。当我们接下来选择近圆轨道上的恒星时，我们确实发现除了α-年轻的“薄盘”恒星外，α-年老的“厚盘”富金属恒星也有显著的贡献。然而，剩下的在偏心轨道上的α-老“厚盘”恒星，包括几乎所有的老贫金属恒星，很难单独用径向迁移来解释，但可能是通过早期的富气体合并形成的。因此，我们发现的化学轨道的证据表明，较厚的组成部分的银河系盘是不明显的薄组件预期从平滑的内部演化通过径向迁移，除了旧的贫金属的恒星具有不同的轨道特性，这可能是一个独特的厚盘组件的一部分，通过外部机制形成。
2012-01-08 astro-ph.GA
High-Resolution Spectroscopy of Extremely Metal-Poor Stars from SDSS/SEGUE: I. Atmospheric Parameters and Chemical Compositions
化学成分是基于高分辨率光谱学确定的137个候选极贫金属（EMP）恒星从斯隆数字巡天（SDSS）和它的第一个恒星扩展，斯隆银河系理解和探索扩展（SEGUE）。斯巴鲁望远镜的高色散摄谱仪获得了具有中等信噪比（S/N）的高分辨率光谱。大部分样本（约80%）是主序星，包括矮星和次巨星。剩下的样本中包括四颗冷的主序星，这是已知的最缺乏金属的恒星。SEGUE恒星参数管道，SDSS/SEGUE中分辨率光谱的基础上，估计的有效温度和宽带$(V-K)_0$和$(g-r)_0$颜色的估计之间的良好协议。我们的丰度测量显示，我们的样本中有70颗恒星具有[Fe/H] $ < -3$，为目前已知的样本增加了大量的EMP星。我们的分析确定除了Fe之外的八种元素（C、Na、Mg、Ca、Ti、Cr、Sr和Ba）的丰度。在我们的样本中，25颗巨星中的碳增强贫金属星（[C/Fe] $> +0.7$）的比例高达36%，而对于关闭星，这一比例估计只有9%的下限。本文是基于这些观测结果的一系列论文中的第一篇。本系列的以下论文将讨论该样本子集的高分辨率和高信噪比观测，金属丰度分布函数，双星，以及极端贫金属恒星的化学成分和运动学之间的相关性。
2012-10-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Metal-Poor Stars Observed with the Magellan Telescope. III. New Extremely and Ultra Metal-Poor Stars from SDSS/SEGUE and Insights on the Formation of Ultra Metal-Poor Stars
我们报道了从SDSS/SEGUE巡天中选出的一颗极贫金属星（EMP; [Fe/H]<-3）和一颗超贫金属星（UMP; [Fe/H]<-4）的发现。这些恒星根据其中等分辨率（R~ 2，000）光谱被确定为EMP候选者，并使用麦哲伦-克莱望远镜进行高分辨率（R~ 35，000）光谱跟踪。它们的化学丰度与具有类似金属丰度的恒星的化学丰度具有良好的一致性。我们还提供了新的见解UMP星的形成，比较与一套新的理论模型的超新星核合成的基础上。这些模型与文献中发现的20颗UMP星以及一颗[Fe/H]=-4.34的计划星（SDSS J1204+1201）相匹配。通过拟合它们的丰度，我们发现，对于测量了碳和氮的恒星来说，超新星的祖先的质量在20.5 M太阳到28 M太阳之间，爆炸能量在0.3到0.9 × 10^51尔格之间。这些结果对碳和氮丰度测定高度敏感，这是未来高分辨率后续UMP候选的主要驱动力之一。此外，我们能够再现不同的CNO丰度模式中发现的UMP星与一个单一的祖类型，通过改变其质量和爆炸能量。
2015-07-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
The SEGUE K Giant Survey. III. Quantifying Galactic Halo Substructure
我们统计量化的银河系恒星晕的子结构的量使用的样本4568晕K巨星在银河系中心的距离范围在5-125千秒差距。这些恒星已经被斯隆数字巡天的SEGUE项目通过光度测量和光谱确认为K巨星。使用的位置速度聚类估计（4距离）和一个平滑的恒星晕模型，我们量化的子结构的晕，除以距离和金属丰度的量。总的来说，我们发现光环作为一个整体是高度结构化的。我们还证实了早期的工作，使用BHB星，这表明有一个越来越多的子结构随着银河中心半径的增加，并发现，在晕的子结构的数量增加，增加金属丰度。与重采样的BHB星相比，我们发现K巨星和BHB星在相同的银心半径范围内具有相似的子结构数量。使用朋友的朋友算法来识别各个群体的成员，我们发现很大一部分（~33%）的分组恒星与Sgr相关，并识别属于其他晕星流的恒星：孤儿星流，鲸鱼座极流和其他恒星，包括以前未知的子结构。大部分的样本K巨星（超过50%）没有被分组为任何子结构。我们还发现，Sgr流强烈主导集团的外晕，除了最贫金属的恒星，并建议，这是源的子结构与银河中心半径和金属丰度的增加。
2015-11-12 astro-ph.GA
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
An Extremely Carbon-rich, Extremely Metal-poor Star in the Segue 1 System
我们报告了Segue 1系统中一个极端贫金属、极端富碳的红巨星Seg 1-7的高分辨率、高信噪比光谱分析。在文献中，Seg 1-7被描述为异常扩展的球状星团或超微弱的矮星系。Seg 1-7的径向速度与Segue 1的系统速度精确一致，其化学丰度特征为[Fe/H] =-3.52，[C/Fe] =+2.3，[N/Fe] =+0.8，[Na/Fe] =+0.53，[Mg/Fe]=+0.94，[Al/Fe] = +0.23，[Ba/Fe] < -1.0，类似于罕见和神秘的星系晕天体CEMP-no（富碳，极贫金属，重中子捕获元素没有增强（超过太阳比））。这是银河系“卫星”中第一颗明确位于Aoki et al.（2007）双峰分布的贫金属、富C分支上的恒星，该双峰分布由场晕星在（[C/Fe]，[Fe/H]）平面上定义。现有的数据只允许我们将Seg 1-7识别为超微弱矮星系的成员或Sgr矮球状星系的碎片。无论哪种情况，这都表明在极低的丰度下，[Fe/H ] <-3.0，恒星形成和相关的化学演化在场晕和卫星系统的祖先中进行得相似。推而广之，这与最近提出的其他建议是一致的，即最贫金属的矮球状体和超微弱的矮卫星是银河系外晕的组成部分。
2010-08-03 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 radial profile and flattening of the Milky Way's stellar halo to $\rm 80~$kpc from the SEGUE K-giant Survey
基于SDSS/SEGUE-2的1757颗光谱确认的巨星的大样本，我们计算了银河系恒星晕的径向密度，金属丰度和扁平轮廓，在切除算法上归因于表观晕子结构（包括人马座流）的恒星后。与BHB星或天琴座RR星相比，巨星更容易被理解为整个晕星群的示踪星，在年龄或金属丰度方面的偏差较小。样本的良好表征的选择功能，使这些数据的正向建模，椭球恒星密度模型，$ν_* (R,z)$，与Einasto配置文件和（打破）的权力法律，其径向依赖性，结合模型的金属丰度梯度和扁平的配置文件。在具有恒定平坦化的模型中，这些数据通过具有有效半径$\rm r_{eff} = 15\pm2~$ kpc的$n=3.1\pm 0.5$的Einasto轮廓和$q=0.7\pm 0.02$的平坦化而合理地拟合;或者通过具有$α_{in}=2.1\pm 0.3$和$α_{out}=3.8\pm 0.1$的径向斜率、具有$r_{break}=18\pm1$ ~kpc的断裂半径的同样平坦化的破幂律而合理地拟合;这在很大程度上与早期的工作一致。我们发现一个温和的，但显着的金属丰度梯度内的“外”恒星晕，PDMATHAMT减少向外。如果我们允许可变的扁平$q = f(r_{GC} )$，我们发现晕巨星的分布在小半径处，$q({\rm 10~kpc})\sim 0.57$比$q(>30{\rm kpc})\sim 0.8$要扁平得多。值得注意…
2015-08-20 astro-ph.GA
Probing Galactic Structure with the Spatial Correlation Function of SEGUE G-dwarf Stars
我们使用Schlesinger等人从SDSS SEGUE巡天中获得的G矮星样本，在多条视线中测量了距离太阳1-3 kpc范围内的G矮星的两点关联函数。沿着SEGUE的各个视线的关联函数的形状敏感地依赖于恒星密度梯度和巡天的几何形状。我们适合我们的SEGUE聚类测量光滑盘星系模型，并获得强有力的限制薄和厚盘组成部分的银河系。具体来说，我们分别以3%和2%的精度约束薄盘和厚盘刻度高度的值，并且分别以20%和8%的精度约束薄盘和厚盘刻度长度的值。此外，我们发现，一个两盘模型是无法完全解释我们的聚类测量，表现出过度的集群在小尺度（< 50 pc）。这表明银河系磁盘系统中存在小尺度子结构。
2015-07-06 astro-ph.GA
High-resolution spectroscopy of extremely metal-poor stars from SDSS/SEGUE. III. Unevolved Stars with $[\mathrm{Fe/H}]\lesssim -3.5$
我们给出了8颗具有$T_{\rm eff}>5500\,\mathrm{K}$的未演化极贫金属星的元素丰度，其中7颗具有$[\mathrm{Fe/H}]<-3.5$。样本选自斯隆数字巡天/斯隆银河系理解和探索扩展（SDSS/SEGUE），以及我们之前使用斯巴鲁望远镜（Aoki等人）进行的高分辨率光谱跟踪。比较了几种恒星参数的推导方法，发现在大多数情况下推导出的参数没有明显的偏差。根据相对于标准极贫金属恒星G 64-12的丰度分析，具有$[\mathrm{Fe/H}]<-3.5$的恒星的平均锂丰度为$A(\mathrm{Li}) =1.90$，标准偏差为$σ=0.10$ dex。这一结果证实了较低的锂丰度被发现在较低的金属丰度，如先前的研究所建议的，并表明恒星到恒星的散射是小的。小观察到的分散可能是一个强有力的限制锂耗尽机制提出解释低锂丰度在较低的金属丰度。我们对其他元素的分析得到了以下结果：i）Na、Mg、Cr、Ti、Sr和Ba在$[\mathrm{X/Fe}]$中存在统计学显著的分散，$[\mathrm{Na/Fe}]$中存在明显的双峰，$\sim 0.8\, \mathrm{dex}$分离，ii）金属丰度分布没有急剧下降，iii）在$[\mathrm{Fe/H}]\simeq -3.6$和可能在$[\mathrm{Fe/H}]\simeq-4.0$存在CEMP-$s$星，这可能…
2017-06-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
The SDSS-Gaia View of the Color-Magnitude Relation for Blue Horizontal-branch Stars
我们提出了一个更新的蓝色水平分支（BHB）恒星的样本，从斯隆数字巡天及其相关项目斯隆银河系理解和探索扩展（SEGUE）的光度和光谱数据中选择。有了这些数据，我们选择了候选人的A-型星的颜色颜色空间，然后混合建模技术的实施，以区分BHB和主序星/蓝离散星的基础上，他们的表面重力值（$\log \rm{g}$）估计的SEGUE恒星参数管道。我们强大的方法使我们能够属性的每个明星真正在BHB阶段的个人概率。因此，我们的方法与以前采用简单$\log \rm{g}$切割的SEGUE BHB选择相比是有利的。我们还重新审视了这些恒星的颜色-星等关系，并提出了两个校准，根据银河系球状星团的更新距离，估计绝对星等与$(g-r)_0$和$(u-r)_0$颜色。
2022-11-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Carbon-enhanced Metal-poor Stars in SDSS/SEGUE. II. Comparison of CEMP Star Frequencies with Binary Population Synthesis Models
我们提出了一个比较的频率的碳增强贫金属（CEMP）的巨人和主序星关闭，从斯隆数字巡天和斯隆扩展银河系的理解和探索，从渐近巨分支（AGB）质量转移模型的预测。我们考虑两个初始质量函数（IMF）-一个Salpeter IMF和一个特征质量为10个太阳质量的质量函数。这些比较表明，对于[Fe/H] > -1.5的恒星和Salpeter IMF，观测到的CEMP频率之间有很好的一致性，但对于具有更高特征质量的IMF，则不一致。因此，虽然AGB模型适用于低质量的祖星，但它不适用于高质量的祖星。我们的研究结果表明，IMF从高质量转移到低质量占主导地位的银河系的早期历史，这似乎已经发生在一个“化学时间”之间[Fe/H] = -2.5和[Fe/H] =-1.5。对于[Fe/H] < -3.0的关闭恒星，修正后的CEMP频率远高于AGB模型对大质量IMF的预测，支持了之前的论断，即[Fe/H] =-3.0以下的富碳物质的产生需要一个或多个与AGB恒星无关的额外机制。[删节]
2013-10-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
The 300km/s stellar stream near Segue 1: Insights From high-resolution spectroscopy of its brightest star
我们提出了一个化学丰度分析300 S-1，最明亮的可能成员星的300公里/秒的流附近的微弱的卫星星系Segue 1。从高分辨率的麦哲伦/MIKE光谱中，我们确定恒星300 S-1的金属丰度为[Fe/H] = -1.46 +- 0.05 +- 0.23（随机和系统不确定性），并发现在此金属丰度下类似于典型晕星的丰度模式。将我们的恒星参数与理论上的等时线进行比较，我们估计距离为18 +-7千秒差距。金属丰度和距离的估计是在很好的协议，可以推断出从比较SDSS光度数据的流星球状星团序列。虽然其他几个结构与天空中这部分的流重叠，但运动学，化学和距离信息的组合使得这些恒星不太可能与Segue 1星系，人马座流或孤儿流有关。具有类似晕的丰度特征的流，如300 km/s流，为理解星系晕的吸积历史提供了另一个观测资料。
2013-05-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
The formation of the Milky Way halo and its dwarf satellites: a NLTE-1D abundance analysis. IV. Segue 1, Triangulum II, and Coma Berenices UFDs
我们目前的大气参数和丰度的化学元素从碳到钡的贫金属恒星Segue 1（七星），后发座（三星），三角座II（一星）超微弱矮星系（UFD）。有效温度依赖于用SAI MSU高加索天文台的2.5米望远镜获得的可见光和红外波段的新光度观测。根据非局部热力学平衡（NLTE）线的形成，得到了多达14种化学元素的丰度，并获得了多达5种元素的LTE丰度。这是我们首次在Seg 1 S1和S4中发现了丰富的氧，在ComaBer S2和Tri II S40中发现了丰富的硅，在Seg 1 S1-S6和ComaBer S1-S3中发现了丰富的钾，在Seg 1 S7中发现了丰富的钡。Segue 1中的三颗星、后发座中的两颗星和三角座II星的[Na/Mg]值很低，为-1.08至-1.67 dex，这通常被文献归因于大质量无金属恒星核合成产生的奇偶效应。我们解释这种化学性质作为第一批恒星的足迹，这是不模糊的，由于少量的核合成事件，有助于样本恒星的化学丰度模式。我们的NLTE丰度的后发座Berenices，Segue 1，和三角座II报告较低的[Sr/Ba]丰度比的UFD相比，在经典的矮球状星系和银河系晕。然而，在UFD中，就像在大质量星系中一样，[Sr/Ba]不是常数，它可以高于纯r过程比。我们提出了一个假说，贫金属双星的锶生产在最早的时代的星系演化。
2021-03-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Signatures of minor mergers in the Milky Way disc I: The SEGUE stellar sample
现在我们知道，微小的合并能够在其宿主星系盘的相空间分布中产生结构。为了在银河系中寻找这样的印记，我们分析了SEGUE F/G矮星和Schuster等人（2006）的恒星样本。我们在这两个完全独立的恒星样本中发现了类似的特征，与银河系小型合并事件的预测一致。接下来，我们将同样的分析应用于人马座矮星系和银河系之间相互作用的高分辨率，理想化的N体模拟。恒星粒子样本在主盘小空间区域内的能量分布揭示了结构随位置的强烈变化。我们发现，与人马座暗物质晕祖先$\lessapprox 10^{11}$ M $_{\odot}$的质量模型的观测结果很好地匹配。因此，我们表明，这种分析可以用来提供前所未有的严格限制人马座的轨道参数，以及放置一个较低的限制其质量。
2012-05-04 astro-ph.GA
Kinematics and Velocity Ellipsoid of Halo Red Giants
在本文中，我们的目标是确定的运动学性质，速度椭球，奥尔特常数使用晕红巨星的样本。这项研究主要基于SEGUE-1和SEGUE-2巡天收集的大约1583颗红巨星的空间和径向速度。我们将样本分为内晕、外晕和银道面附近的恒星三个子样本。对径向速度方程进行拟合，得到Oort常数的平均值A = 15.6 ± 1.6km·s ~（-1）kpc ~（-1），B= -13.9 ± 1.8km·s ~（-1）kpc ~（-1），角速度|A-B| = 29.5 +- 0.2 km s-1 kpc-1，如果我们取到银河系中心的距离为7.5 kpc，则旋转速度为221.25 +- 26.66 km s-1。
2019-05-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Survey of CN and CH Variations in Galactic Globular Clusters from SDSS Spectroscopy
我们提出了一个均匀调查的CN和CH带强度在8个银河系球状星团观察过程中的斯隆扩展银河系的理解和探索（SEGUE）的SDSS子调查。我们证实了在所有金属丰度大于[Fe/H] = -1.7的星系团中，RGB星之间存在CN双峰分布;具有CN双峰的最低金属丰度星系团是M53，[Fe/H] ~-2.1。在M92、M2和M13的次巨星分支上，以及在M92和NGC 5053的红巨星分支上也有个别CN群存在的证据。最后，我们量化的整体集群金属丰度和CN带强度-光度图的斜率之间的相关性，作为进一步证明集群巨人CN富集水平的一种手段。我们的研究结果与文献报道的研究结果一致。
2011-05-26 astro-ph.GA
The Orbit of the Orphan Stream
我们使用最新的SEGUE光谱和SDSS和SEGUE成像数据来测量潮汐碎片流中恒星的天空位置、距离和径向速度，潮汐碎片流通常被称为“孤儿流”。“我们将轨道参数与数据相匹配，并找到了一个远银河轨道，近银河轨道和偏心率分别为90 kpc，16.4 kpc和0.7。无论是矮星系Uma II还是复合体A气体云的速度都不符合与孤儿流的运动学关联。Segue-1有可能与孤流有关，但银河系中没有其他已知的星系团或矮星系位于其轨道上。被探测到的部分距离太阳19至47千秒差距，是这些距离内质量的指标。在（l，b）=（253，49）deg.附近，孤流星的密度显著增加，这可以指示在SDSS数据的边缘处存在祖先。如果这是祖先，那么被探测到的孤星流部分就是一个领先的潮汐尾。我们发现蓝色水平支（BHB）星和F关闭星与孤儿流。关闭颜色为（g-r）_0=0.22。BHB星的金属丰度很低，[Fe/H]=-2.1。该轨道最适合于晕势，晕加上盘的质量约为2.6x10^11太阳质量，积分到距银河系中心60 kpc。我们的最佳拟合是对数晕速度v_halo=73+/-24 km/s，盘+球质量M（R< 60 kpc）= 1.3x10^11太阳质量，晕质量M（R< 60 kpc）= 1.4x10^11太阳质量。孤星流预计将从银河系中心延伸到90千秒差距，对这些遥远部分的测量将是对银河系质量的有力探测（截断）。
2010-01-04 astro-ph.GA
Mapping the Galactic Halo with SDSS, LINEAR and PTF RR Lyrae Stars
本文分析了SDSS条纹82区~500颗RR型天琴座星追踪到的星系晕结构和亚结构。这项研究的主要成果是一个二维地图的星系晕，达到100千秒差距的距离和痕迹以前已知的和新的晕子结构，如人马座和双鱼座潮汐流。我们还提出了强有力的直接证据，基于RR天琴座和主序星，晕恒星数密度分布显着陡峭超过30千秒差距从银河系中心。利用一种新的光度测定金属丰度的方法，同时结合RR天琴座和主序星的数据，我们表明，在SDSS条纹82区域的人马座尾流的中值金属丰度为[Fe/H]}=-1.2 +- 0.1 dex。除了这些结果之外，我们还将展示正在进行的星系晕3D地图的工作，该地图是使用~4000颗RR型天琴座恒星的样本构建的，覆盖了8500度^2的北方天空，探测距离太阳30千秒差距。
2011-05-20 astro-ph.GA
The influence of the void environment on the ratio of dark matter halo mass to stellar mass in SDSS MaNGA galaxies
通过比较空洞区星系和致密区星系的暗物质晕质量与恒星质量的比值，研究了空洞环境如何影响宇宙中星系的形成和演化。利用SDSS MaNGA DR 15的光谱观测，我们估算了642个空星系和938个致密星系的暗物质晕质量。我们使用的相对速度的H-α发射线穿过星系的表面，以测量每个星系的旋转曲线，因为运动学的星际介质比恒星运动学更平滑。我们发现，无论是恒星晕质量的关系，也不是气相金属丰度和暗物质晕质量与恒星质量的比值之间的关系是由空洞环境的影响。我们还观察到空星系和致密区域星系之间的暗物质晕质量与恒星质量之比的分布没有差异，这意味着暗物质晕轮廓的形状与星系的环境无关。
2020-06-05 astro-ph.GA
Mapping the inner stellar halo of the Milky Way from 2MASS and SDSS-III/APOGEE survey
为了研究银河系星晕的形状，利用Besançon银河系模型比较了合成星与2 MASS观测的红外色分布，并考虑了数据的选择函数，补充了SDSS-III/APOGEE巡天的光谱数据。此外，我们将贝桑松星系模型生成的模拟金属丰度分布与APOGEE恒星参数和化学丰度管道（ASPCAP）中可靠恒星参数的固有金属丰度分布进行了比较。比较是在银河系内部的一个大的体积上进行的，揭示了一个贫金属的群体，[M/H] $<-1.2$ dex，可以填充内部星系晕的扩展部分。有了这个数据集，我们能够模拟一个更现实的质量密度分布的银河系的恒星晕组件，假设一个六参数的双幂律模型，并重建的行为的旋转曲线的内部部分的银河系。
2015-10-05 astro-ph.GA
From Halos to Galaxies. IX. Estimate of Halo Assembly History for SDSS Galaxy Groups
本文利用半解析模拟和机器学习模型，分别针对蓝色和红色星系群，仅凭可观测量首次估算了SDSS星系群的光晕组装时间，精度约1.09 Gyr，为观测中研究光晕与星系关联提供了新手段。
2024-07-03 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 Frequency of Field Blue-Straggler Stars in the Thick Disk and Halo System of the Galaxy
我们提出了一个新的，大样本的领域蓝离散星（BSS）在厚盘和晕系统的银河系，根据恒星光谱斯隆数字巡天（SDSS）和斯隆扩展银河系的理解和探索（SEGUE）。使用从SEGUE恒星参数管道的应用程序中获得的恒星大气参数的估计，我们得到了一个样本的约8000 BSS，这是考虑与先前选定的样本的约4800蓝色水平分支（BHB）的明星。我们推导出BSS与BHB星的比值F $_{\rm BSS/BHB}$，作为银心距离和距银道面距离的函数。在厚盘中发现的F $_{\rm BSS/BHB}$的最大值为$\sim~$ 4.0（在3 kpc $<$ $|$ Z $<$ 4 kpc），在内晕区域下降到$\sim~1.5-2.0$的数量级;在外晕区域，该比值继续下降到$\sim~$ 1.0。我们将少数的BSS与可能的河外起源相关联; BSS样本中至少有5个$\%$表现出与人马座流成员相称的径向速度、位置和距离。
2015-01-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Validation of the Bond et al. (2010) SDSS-derived kinematic models for the Milky Way's disk and halo stars with Gaia Data Release 3 proper motion and radial velocity data
本文利用 Gaia DR3 数据验证 Bond et al. (2010) 基于 SDSS 的银河系盘星与晕星运动学模型，证实其对盘星旋转速度偏态分布、垂直梯度及三分量速度弥散的预测准确，并确认晕星速度椭球在球坐标下的空间不变性。
2024-06-05 astro-ph.GA
Candidate members of the Pal 5, GD-1, Cetus Polar, and Orphan tidal stellar halo streams from Sdss DR9, Lamost DR3 and APOGEE catalogues
我们提出了候选成员的105，GD-1，鲸鱼座极地，和孤儿潮汐恒星流发现在LAMOST DR 3，SDSS DR 9和APOGEE目录。在LAMOST DR 3中，我们分别找到了GD-1、Cetus Polar和Orphan的20、4和24个高置信度候选者。我们还列出了SDSS DR 9光谱目录59，118，10个高置信度的候选潮汐流鲸鱼座极地，孤儿和115，分别。此外，我们发现7个高置信度的候选人的2005年潮流的APOGEE数据。与SDSS相比，LAMOST DR 3的新候选者更亮，因此可以探索更多的色星等图，包括巨星分支。SDSS数据的分析表明，有3个金属丰度峰值的孤儿流，也显示出一些空间分离。LAMOST数据证实了这条溪流中的多种金属含量。由高分辨率的APOGEE仪器给出的1995年潮汐流的金属丰度为[Fe/H] $\sim -1.2$，高于先前由SDSS光谱给出的值。许多以前未识别的流成员首次与现有成员一起在这里列表，使未来的研究人员能够进一步限制这些物体在银河系暗物质势内移动时的轨道。
2017-03-21 astro-ph.GA
Insight Into the Formation of the Milky Way Through Cold Halo Substructure. III. Statistical Chemical Tagging in the Smooth Halo
我们发现，卫星星系在高红移吸积的银河系的光滑晕的恒星星族的相对贡献随距离的增加，成为可观察到的相对于经典的光滑晕约15千秒差距从银河系中心。特别是，我们确定的视线平均[Fe/H]和[α/Fe]的金属贫主序星关闭（MPMSTO）人口沿每个斯隆扩展银河系的理解和探索（SEGUE）光谱视线。限制我们的样本的视线，沿着我们没有检测到冷晕子结构（ECHOS）的元素，我们编译的最大的光谱样本的恒星在光滑的组成部分的晕有史以来在现场观察超过10千秒差距。我们发现显着的空间自相关[Fe/H]在MPMSTO人口在遥远的一半，我们的样本超过约15千秒差距从银河系中心。然而，在15 kpc内，我们发现[Fe/H]没有显著的空间自相关。与此同时，我们进行SEGUE一样的观测银河系模拟形成的N体模拟。虽然我们发现完全由吸积卫星星系形成的晕与我们在银河系中心15 kpc范围内观察到的晕不匹配，但我们确实在更大距离的模拟中观察到[Fe/H]的空间自相关。这一观测结果是统计化学标记的一个例子，并表明金属丰度的空间自相关是吸积卫星星系形成的恒星晕的一般特征。
2012-02-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Purveyors of fine halos: Re-assessing globular cluster contributions to the Milky Way halo build-up with SDSS-IV
在银河系中有足够的证据证明球状星团（GC）的分裂。因此，我们可以预期，部分星系晕场星也可能曾经在GC中形成。我们量化的部分晕星捐赠的GC通过寻找具有独特的化学指纹的GC恒星的一个子集通常被称为“第二代恒星”的典型恒星。这些恒星显示出轻元素丰度异常，例如明显的CN带强度伴随着微弱的CH带。基于这一指标，过去的研究将晕星中GC起源的比例从几个到50%不等。利用斯隆数字巡天（SDSS-IV）最新扩展的最新数据发布的低分辨率光谱，我们能够在4470颗50 kpc的晕巨星样本中识别出118颗贫金属（$-1.8\le$ [Fe/H] $\le -1.3$）CN强星。这导致这些恒星的观测分数为2.6 $\pm$ 0.2%。使用更新的形式主义来解释GC演化早期丢失的恒星比例，我们估计源自破裂星系团的晕的比例为11 $\pm$ 1%。这个数字代表了从GC丢失的恒星完全来自第一代的情况，因此只是一个上限。我们的结论是敏感的，我们假设的质量损失早期从第一代形成的GC，第一代到第二代恒星的比例，和其他GC参数。我们仔细测试了改变这些参数对最终结果的影响，发现在现实情况下，上述分数取决于主要假设小于10%。我们进一步恢复了一个平坦的趋势，在这一部分与银河系中心半径，与一个边缘的上升超过30千秒差距的迹象，可以反映异地起源的外晕。（节略）
2019-04-03 astro-ph.GA
Structure and Kinematics of the Stellar Halos and Thick Disks of the Milky Way Based on Calibration Stars from SDSS DR7
根据斯隆数字巡天（SDSS）及其第一次扩展（SDSS-II）（其中包括子巡天SEGUE：斯隆银河系理解和探索扩展）的32360颗校准星的大气参数和运动学量，对银河系中公认的恒星组成部分的结构和运动学进行了探索。全空间运动的子样本16920颗恒星，探索太阳4千秒差距内的局部体积，用于推导速度椭球的内晕和外晕组成部分的银河系，以及典型的厚盘和建议的金属弱厚盘人口。我们首先研究的问题是，数据是否需要存在至少两个组件的晕，以占可能晕星在本地体积的旋转行为，以及是否需要两个以上的组件。我们还解决的问题，是否建议的金属弱厚盘是运动学和化学上不同于典型的厚盘。此外，我们认为需要了解的性质所观察到的银河系的恒星星族的运动学行为的每个组件的分数作为一个函数的距离平面。厚盘和金属弱厚盘组件的规模长度和规模的高度确定。内晕和外晕人口的空间密度分布推断从牛仔定理分析。全套校准恒星（包括那些以外的本地体积）被用来测试预期的变化，在观察到的恒星金属丰度分布函数与距离以上的银河平面原位，由于从底层的恒星星族的变化的贡献。[删节]
2010-02-01 astro-ph.GA
SDSS-IV MaNGA: Signatures of halo assembly in kinematically misaligned galaxies
我们调查的关系，运动失调的星系与它们的大尺度环境，在晕组装偏差的背景下。根据数值模拟，固定晕质量的晕年龄与宇宙网所创造的大尺度潮汐环境有着内在的联系。我们调查的距离到各种宇宙网的功能和现今的气体吸积率之间的关系。我们选择了一个子样本的900个中央星系的MaNGA调查与定义的全球位置角（PA角，速度变化是最大的）为他们的恒星和H $α$气体成分最小的1.5有效半径（$R_e$）。我们通过气体和恒星之间的错位来分割样本，这是由它们的PA差异定义的。对于每个中心星系，我们发现它的距离节点和细丝内的宇宙网络，并估计主机晕的年龄使用中央恒星质量总晕质量比$M_{*}/M_{h}$。我们还构建晕占领分布使用背景减除技术分裂使用中央星系的运动失调的星系群。我们发现，在固定的晕质量，没有统计学差异，这些属性之间的运动学对齐和错位星系。我们认为，相关性的缺乏可能是指示冷却流从热晕发挥更大的作用比“冷模式”吸积从宇宙网或演示，目前的大规模积分场单元（IFU）调查的空间范围内的大规模环境提取通过这种方法的信息很少。
2018-11-15 astro-ph.GA
The Stellar Mass Assembly of Low Redshift, Massive, Central Galaxies in SDSS and the TNG300 simulation
星系的恒星质量集合会受到长期过程和环境过程的影响。在这项研究中，第一次，我们调查的$\sim90,000$低红移，中央星系选自SDSS组目录（M $_{\rm Stellar}\gtrsim10^{9.5}$ M $_{\odot}$，M $_{\rm Halo}\gtrsim10^{12}$ M $_{\odot}$）作为恒星和晕质量的函数的恒星质量大会。我们使用的时间，其中10%，50%和90%的恒星质量的光度光谱能量分布拟合组装的估计，允许一个更完整的调查比单恒星年龄。我们同时考虑恒星和晕质量的趋势，找到所有组装时间对两者的依赖关系。我们发现，具有较高的恒星质量（在恒定的晕质量）的星系有平均年龄较大的回望时间，类似于以前的研究星系组装。我们还发现，在较高的晕质量（恒星质量不变）的星系有年轻的回望时间，可能是由于恒星形成的气体更大的水库。一个例外是具有高恒星与晕质量比的子样本，这可能是大质量的场螺旋。我们将这些观察到的趋势与TNG 300模拟预测的趋势进行比较，发现作为恒星或晕质量的函数，总体上具有良好的一致性。然而，当同时考虑恒星和晕质量时，组装时间（高达$\sim 3$ Gyr）会出现一些差异，尤其是在中等恒星质量（M $_{\rm Stellar} \sim 10^{11}$ M $_{\odot}$）时。这些差异可能与淬灭的星系和动力学模式AGN反馈TNG 300中实施…
2020-08-12 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
Constraining the Milky Way Halo Potential with the GD-1 stellar stream
我们使用欧空局/盖亚天体测量与SEGUE和LAMOST测量的GD-1恒星流，探索银河系引力势的改善，这些新的数据提供。假设一个现实的暗物质晕的普适模型和合理的重子分量模型，我们发现GD-1的轨道解要求太阳半径处的圆速度为$V_{\rm circ}(R_\odot) =244 \pm 4\,{\rm km\, s^{-1}}$，并且暗物质晕的密度平坦为$q_ρ=0.82^{+0.25}_{-0.13}$ .在20千秒差距内，相应的银河系质量估计为$M_{\rm MW}(<20kpc)=2.5 \pm 0.2 \times 10^{11}\, M_\odot$。此外，盖亚出色的自行也使我们能够将GD-1流在视线切线方向上的速度分散限制为$<2.30\,{\rm km\, s^{-1}}$（95%置信限），证实了该系统的极冷动力学性质。
2019-04-10 astro-ph.GA
The "Little Dark Dot": Evidence for Self-interacting Dark Matter in the Strong Lens SDSS J0946+1006?
Beijing Normal University（北京师范大学）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；Peking University（北京大学）；Durham University（杜伦大学）；Newcastle University（纽卡斯尔大学）
针对强透镜系统SDSS J0946+1006中挑战冷暗物质范式的致密暗扰动体，本文验证其为自相互作用暗物质核坍缩晕的可能性，发现约$10^{11}~{\rm M_{\odot}}$的对应晕可拟合观测，需后续深度观测确认。
2025-11-18 astro-ph.GA
Hidden Connections: Tracing the BCG Stellar Mass-Halo Mass Relation in the SDSS-GalWCat19 Cluster Catalog
University of California Merced（加州大学默塞德分校）；National Research Institute of Astronomy and Geophysics（国家天文与地球物理研究所）；Cairo University（开罗大学）；New Mexico State University（新墨西哥州立大学）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）；Observatoire de Paris（巴黎天文台）
本文通过SDSS-GalWCat19目录分析BCG星系质量-暗物质团质量关系，发现引入M14能显著降低散射，表明BCG质量反映了暗物质团质量和组装历史。
2026-03-15 astro-ph.GA
Two views of globular cluster stars in the Galactic halo
在Martell & Grebel（2010）中，我们报告了在斯隆数字巡天II/SEGUE光谱数据库中发现的一小部分晕红巨星，2.5%，CN和CH带强度表明球状星团样碳和氮丰度。由于具有不寻常的轻元素丰度的恒星的形成被认为仅限于像球状星团这样的高密度环境，这一结果对团簇形成过程和星系晕的组装历史都有很强的影响。在这里，我们讨论两个努力，以扩大这项工作。
2011-10-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Connecting SDSS central galaxies to their host halos using total satellite luminosity
围绕中心星系L $_{sat}$的卫星星系的总光度是探测暗物质晕的一个强有力的度量。在本文中，我们使用的数据从斯隆数字巡天和DESI遗产成像巡天探索L $_{sat}$和各种可观测的星系属性之间的关系，为样本的117,966个中央星系到$z = 0.15$。在恒星质量固定的情况下，我们探索的每一个星系性质都与L $_{sat}$相关。这意味着暗物质晕在决定这些次级星系的性质方面可能起着重要的作用。我们通过计算L $_{sat}$和二级属性之间的互信息来量化这些相关性，并探索这种互信息如何作为恒星质量的函数而变化，以及将样本分离成恒星形成和静止的中央星系。我们发现，绝对r-波段星等与L $_{sat}$的相关性比所有星系群中的恒星质量更强;有效半径、速度色散和Sérsic指数对恒星形成和静止星系也是如此。L $_{sat}$对宿主晕的质量和晕的形成历史都很敏感，较年轻的晕具有较高的L $_{sat}$。L $_{sat}$本身无法区分这两种效应，但对星系大尺度环境的测量可以打破这种简并性。对于恒星形成的中心星系，我们发现r $_{\rm eff}$、$σ_v$和Sérsic指数都与大尺度密度相关，这意味着这些晕年龄在决定这些性质方面起着一定的作用。对于静止的星系，我们发现，所有的次级属性是独立的环境，这意味着与L $_{sat}$的相关性只驱动晕质量。这些结果在量化星系晕连接的完整程…
2019-11-11 astro-ph.GA
Host Dark Matter Halos of SDSS Red and Blue Quasars: No Significant Difference in Large-scale Environment
观测到的类星体的光学颜色通常被解释在两个框架之一：统一的模型，属性颜色随机取向的吸积盘沿视线，和演化模型调用类星体系统和它们的环境之间的连接。我们测试这些模式探测光选类星体的暗物质晕环境作为$g-i$光学颜色的函数通过测量两点关联函数的$\sim$ 0.34万eBOSS类星体以及周围的宇宙微波背景光子的引力偏转$\sim$ 0.66万XDQSO光度类星体候选者。通过这两种分析，我们都没有检测到光学颜色的晕偏置趋势，发现$0.8 < z < 2.2$的光学选择类星体占据了特征质量$M_{h}\sim 3\times 10^{12} \ h^{-1} M_{\odot}$的晕，而不管它们的颜色如何。这一结果意味着类星体的大尺度晕环境与其观测到的光学颜色没有很强的联系。我们还通过在红色和蓝色类星体的位置上叠加1.4 GHz的FIRST图像来确认红色和蓝色类星体射电性质的根本差异，这表明观察到的差异不能归因于方向。相反，红色和蓝色类星体之间的差异可能出现在核星系尺度上，也许是由于核尘埃风的变红。最后，我们表明光学选择的类星体的晕环境也独立于它们的$r-W2$光红外颜色，而之前的工作表明中红外选择的模糊类星体占据了更大质量的晕。我们讨论了这一结果的影响模型的类星体和星系的共同演化。
2022-01-19 astro-ph.GA
Halo Assembly Bias using properties of central galaxies in SDSS redMaPPer clusters
暗物质晕的聚集取决于固定晕质量的晕的组装历史，这种现象被称为\textit{halo assembly bias}。在对暗物质的宇宙学模拟中很容易观察到晕组装偏差。然而，很难在观察中发现它。确定与晕形成时间相关的星系或星系团性质以及选择不受投影影响的星系团的能力是观测探测晕组装偏差的两个最重要的障碍。后者，特别是，可能会导致一个误导性的检测晕组装偏差，通过提高大规模的透镜和集群的幅度。本研究使用十二个不同的SDSS redMapPPer星系团的中央星系的光谱派生的属性划分成子样本的集群。我们测试的依赖性，这些属性在固定的丰富的聚类幅度。我们首先推断晕质量和偏差使用弱透镜信号周围的星系团使用的形状从SDSS调查。我们验证了两个子样本之间的偏差差异使用集群星系互相关。该方法允许我们将由于投影效应引起的污染与晕圈组件偏置信号解耦。我们没有发现任何显着的证据表明，与我们探索的任何属性相关的聚类幅度的差异。我们的研究结果表明，中央星系的属性可能没有显着相关的晕组装历史在固定的丰富度。
2022-07-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
The stellar metallicity distribution in intermediate latitude fields with BATC and SDSS data
利用北京-亚利桑那-台湾-康涅狄格（BATC）和斯隆数字巡天（SDSS）测光资料，采用SEDs拟合方法计算了银河系\sim 40,000颗主序星的金属丰度分布。根据这些样本星的光度金属丰度，我们发现随着离银河系中心距离的增加，金属丰度分布从富金属向贫金属转变。外晕的平均金属丰度约为1.5 \pm 0.2 dex，内晕的平均金属丰度约为1.3 \pm 0.1 dex。在0 < r \leq 5 kpc的区间内，平均金属丰度从-0.4平稳地下降到-0.8。平均金属丰度随银河经度的波动范围为4 < r \leq 8 kpc。对于薄圆盘（z \leq 2 kpc），垂直丰度梯度d[Fe/H]/dz \sim -0.21 \pm 0.05 dex kpc-1。在距离2 < z \leq 5 kpc处，厚盘星占优势，梯度约为-0.16 \pm 0.06 dex kpc-1，可以解释为在所有z能级上具有不同平均金属丰度的恒星星族的混合。晕的垂直金属丰度梯度为-0.05 \pm 0.04 dex kpc-1（z > 5 kpc）。因此，在晕中几乎没有金属丰度梯度。
2011-11-21 astro-ph.GA
Updated Results on the Galaxy-Halo Connection from Satellite Kinematics in SDSS
我们提出了新的结果，中央星系和暗物质晕之间的关系推断从斯隆数字巡天（SDSS）DR 7的卫星运动学观测。我们采用了一个更新的分析框架，其中包括详细的模拟目录，以模拟SDSS中的观测效果。我们的结果限制了暗物质晕的颜色依赖条件光度函数（CLF），以及卫星星系的径向轮廓。与以前的结果相一致，我们发现在固定的光度下，红色中心星系比蓝色中心星系生活在更大质量的晕中。此外，我们的研究结果表明，卫星星系有一个径向轮廓集中比暗物质，但不作为核心解决subhaloes在暗物质-只有模拟。与More等人先前使用卫星运动学的工作相比，我们发现更多的竞争约束的星系晕连接，与那些来自星系集群和星系星系透镜的组合。我们比较我们的结果的星系晕连接到其他研究使用星系团和组目录，这些不同的技术之间显示出很好的协议。我们讨论了卫星运动学在约束宇宙学和星系与暗物质晕之间的关系的背景下，未来的应用。
2018-11-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
From Halos to Galaxies. VI. Improved halo mass estimation for SDSS groups and measurement of the halo mass function
针对丰度匹配法估计星系群暗晕质量存在系统性偏差的问题，本研究开发了考虑相关效应的机器学习算法，提升了SDSS星系群暗晕质量估计精度，得到与观测和理论相符的结果，助力星系-暗晕关联研究。
2025-01-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Prediction of galaxy halo masses in SDSS DR7 via a machine learning approach
我们提出了一种机器学习（ML）的方法来预测星系的暗物质晕质量，实现了传统方法的性能改进。我们训练三个ML算法（\texttt{XGBoost}，随机森林和神经网络）预测晕质量使用一组合成的星系目录，该目录是通过在N体模拟中填充暗物质晕与星系，并匹配斯隆数字巡天（SDSS）中星系的聚类和联合分布属性。我们探讨了不同的星系和集团相关的属性与晕质量的相关性，并提取了一组九个功能，最有助于晕质量的预测。我们发现，从ML算法的质量预测是更准确的比那些从晕丰度匹配（\texttt{HAM}）或动态质量（\texttt{DYN}）估计。由于这种方法的危险在于我们的训练数据可能无法准确地代表真实的宇宙，因此我们探索了在与训练阶段使用的假设不同的假设下构建的合成目录上测试模型的效果。我们测试了各种模型与不同的方式填充暗物质晕，如增加卫星星系的速度偏差。我们确定，尽管在不同数据上的训练和测试可能导致预测质量的系统误差，但ML方法仍然比\texttt{HAM}或\texttt{DYN}产生更好的质量。最后，我们将训练好的模型应用于SDSS DR7的星系和星系群目录，并给出了由此产生的晕质量。
2019-02-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
The binarity of Milky Way F,G,K stars as a function of effective temperature and metallicity
通过分析SDSS和LAMOST多历元恒星光谱的径向速度（RV）变化，我们估计了F，G，K星与近双星伴星的比例。我们采用贝叶斯方法来推断轨道周期为1000天或更短的双星的比例的极大似然，假设一个简单的模型分布的二进制人口与圆形轨道。从SDSS SEGUE的F、G、K星样本中，推断出有这样一个近距离双星伴星的总体比例为43.0% \pm 2.0%，而在LAMOST的类似样本中，这一比例为30% \pm 8.0%。视密近双星分数随恒星有效温度的增加而减小。我们将SEGUE和LEGUE数据分为三个具有不同金属丰度的子样本（[Fe/H]<-1.1;-1.1 <[Fe/H]<-0.6;-0.6 <[Fe/H]），推断的密近二元分数为56% \pm 5.0%，56.0% \pm 3%和30% \pm 5.7%。因此，我们样本中的富金属恒星与贫金属恒星相比，不太可能拥有近距离的双星伴星。银河系薄盘、厚盘和晕的不同年龄和形成环境可能有助于解释这些观测结果。另外，金属丰度可能对双星的形成和/或演化有重要影响。
2014-06-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Constraints on the Shape of the Milky Way Dark Matter Halo from Jeans Equations Applied to SDSS Data
我们利用斯隆数字巡天（SDSS）测量到的恒星数密度分布和运动学，到日心距离超过~10千秒差距，寻找银河系中存在暗物质的证据。我们采用圆柱对称形式的牛仔方程，并专注于所产生的加速度图的形态，而不是在以前的，主要是本地的，研究所做的总质量的归一化。首先将Jeans方程应用于基于宇宙学导出的N体+ SPH模拟的模拟星表，成功地恢复了已知的加速度（引力势梯度）.同样的模拟也被用来量化暗物质对总加速度的影响。我们使用Galfast，一个旨在定量再现SDSS测量和选择效应的代码，生成一个合成恒星目录。我们将金斯方程应用到这个目录中，并产生恒星加速度的二维地图。这些地图揭示了在牛顿的框架中，隐含的引力势不能单独用可见物质来解释。恒星在银河系中心距离约20 kpc时所经历的加速度是纯可见物质所能解释的加速度的三倍。应用SDSS数据估算暗物质晕轴比的分析方法表明，在相同的距离范围内，暗物质晕为扁圆形，q_DM = 0.47 +/-0.14。这些技术可以用来映射暗物质晕到更大的距离银河系中心使用即将到来的深光学调查，如LSST。
2012-09-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Chemical tagging in the SDSS-III/APOGEE survey: new identifications of halo stars with globular cluster origins
我们提出了新的鉴定星系晕中的五个红巨星的化学丰度模式，表明它们最初形成于球状星团。使用来自阿帕奇点天文台星系演化实验（APOGEE）调查的数据，通过斯隆数字巡天数据发布12（DR 12），我们首先确定可能的晕巨星，然后搜索那些与球状星团相关的众所周知的化学标记，特别是氮和铝的富集。我们发现在我们的样本中有2%的晕巨星具有这种化学特征，与以前的结果一致。根据我们以前对这个主题的工作的解释，这意味着至少有13%的晕星最初形成于球状星团。球状星团形成的理论认识的最新进展提出了有关的解释问题，我们承认，这些移民代表的晕场的一小部分的可能性。在晕场中，具有球状星团化学标记的恒星数量与球状星团中的数量大致相同，无论它们是否伴随着更大数量的前球状星团恒星。
2016-05-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
