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
Identification of field dwarfs and giants in RAVE
第二次RAVE数据发布（DR 2）导出log g值，但我们提出了一种更简单，更干净的方法，仅使用大小来识别矮星和巨星，这不需要光谱分析。我们确认了Bilir等人（2006）的方法，该方法通过将其应用于RAVE DR 2，通过它们在J-V二等图中的位置来估计矮星和巨星的数量。与RAVE的log g值相比，它可以有效地估计J-H>0.4时的矮星和巨星的数量。对于J-H<=0.4，其中矮星和亚巨星在J星等直方图中显示出连续的转变，我们使用贝桑松星系模型预测来统计隔离巨星。红巨星和整个样本的巨星百分比分别为85%和34%。如果我们把亚巨星加进去，整个样本中演化恒星的比例将上升到59%。在文献中，我们第一次分析了CHISQ对RAVE的log g值的影响（CHISQ是从RAVE的技术中得到的惩罚chi ^2，该技术是在观测光谱和合成光谱之间找到最佳匹配，以推导恒星参数）。CHISQ值和信噪比均不偏倚RAVE log g值。因此，通过双星等图识别矮星和巨星的方法已经在无偏数据集上得到了验证。
2011-07-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
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
Chemical gradients in the Milky Way from the RAVE data. I. Dwarf stars
目的：我们的目标是测量元素Mg，Al，Si和Fe沿银河系半径的化学梯度，以提供新的约束的化学演化模型的星系和星系模型，如贝桑松模型。研究方法：我们分析了从三个独立数据集中选择的三个不同样本：从RAVE数据库中选择的19，962颗矮星样本，从日内瓦-哥本哈根巡天（GCS）数据集中选择的10，616颗矮星样本，以及使用GALAXIA代码创建的模拟样本（相当于RAVE样本），该代码基于贝桑松模型。我们测量的化学梯度的函数的引导半径（Rg）在不同的距离从银河系平面达到的恒星沿其轨道（Zmax）。结果如下：RAVE和GCS样品的化学梯度为负值，并显示出一致的趋势，尽管它们不相等：在Zmax<0.4kpc且4.5<Rg（kpc）<9.5时，RAVE样品的铁梯度为d[Fe/H]/dRg=-0.065dex kpc^{-1}，而GCS样品的d[Fe/H]/dRg=-0.043 dex kpc^{-1}，内部误差分别为+-0.002和+-0.004 dex kpc^{-1}。RAVE和GCS样本的梯度在较大的Zmax处变得更平坦。相反，模拟样品在Zmax<0.4 kpc时具有d[Fe/H]/dRg=+0.053+-0.003 dex kpc^{-1}的正铁梯度，并且在任何Zmax时保持正。这些积极的和不切实际的价值源于缺乏相关性的金属丰度和切向速度在贝桑松模型。观测样品和模拟样品之间的差异可以通过i…
2013-09-17 astro-ph.GA
Classification of field dwarfs and giants in RAVE and its use in stellar stream detection
在明亮恒星的巡天中，有效地将矮星和巨星分开是很重要的，特别是对于通过光度视差关系估计距离的研究。我们使用第二次RAVE数据发布（DR 2）的可用光谱log g估计值，根据混合模型拟合不同色箱中的log g分布，为每颗恒星分配一个成为矮星或亚巨星/巨星的概率。我们进一步尝试使用这些恒星作为一个标记的训练集，以分类的恒星缺乏日志g估计到矮星和巨星的SVM算法。我们评估这种分类对不同的输入特征向量的选择的性能。特别是，我们使用不同的组合约化自行，2 MASS JHK，DENIS IJK和USNO-B B2 R2视星等。我们的研究表明，对于我们的颜色范围来说，红外波段本身并不能提供区分矮星和巨星的相关信息。即使加上光带和约化自行，被归类为矮星的真正巨星的比例（污染）仍然超过20%。仅使用具有可用光谱log g和距离估计的矮星（后者来自Breddels et al. 2010），然后重复Klement，Fuchs & Rix（2008，KFR 08）的流搜索，该搜索假设所有恒星都是矮星，并声称在RAVE DR 1的7015颗恒星样本中发现了V = -160 km/s的新恒星流。我们对纯DR 2矮星样本的重新分析显示，在KFR 08流的相空间位置处有5颗恒星的过密度，金属丰度分布似乎与相对较低旋转速度下的恒星不一致。与几个平滑的银河系模型相比，KFR 08流的平均标准化偏差仅为1.6 $\pm…
2010-10-18 astro-ph.GA
RAVE: Results and Updates from Data Release 4
RAVE于2013年11月发布了第四次数据发布，其中包括480，000多个目标的恒星大气参数、丰度、距离、径向速度、自行和光谱形态标志。有了这个，大量的论文，从银河系的质量到弥漫星际带的映射，从盘的化学动力学历史和性质到银河系的条形图案速度也被发表。作为盖亚星等范围内最大的光谱调查之一，RAVE有助于为盖亚目录的开发铺平道路。在这里，我们回顾了其中的一些结果，并提出了一些关于未来RAVE数据发布的观点。
2014-12-19 astro-ph.GA
Distance determination for RAVE stars using stellar models III: The nature of the RAVE survey and Milky Way chemistry
我们将Burnett & Binney（2010）的方法应用于径向速度实验（Steinmetz et al. 2006）的内部星表，以确定恒星距离和参数。子样本的恒星，要么有依巴谷天体或属于研究充分的集群，激发信心的正式错误。到温度低于6000 K的矮星的距离似乎是无偏的，但到温度更高的矮星的距离往往太小，只有形式误差的10%。与巨人的距离往往会大出大约相同的数量。在216，000颗恒星的整个样本中，距离误差的中位数为28%，并且巨星和矮星的误差分布相似。在RAVE巡天中，大约有一半的恒星是巨星。在低纬度和朝向银河系中心的方向上，巨行星的比例最大。在平面附近，金属丰度分布非常窄，集中在[M/H]-0.04 dex;随着|z|的增加，金属丰度分布变宽，其中值移动到[M/H] ~-0.5。平均年龄作为到银河系中心的距离和到银河系平面的距离|z|的函数，显示出平均年龄随|z|的预期增加。
2011-07-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
RAVE-Gaia and the impact on Galactic archeology
RAVE（Radial Velocity Experiment）的新数据发布（DR 5）包括457，588颗恒星的520，781个光谱的径向速度，其中215，590颗恒星在盖亚DR 1的Tycho-Gaia天体测量解决方案（TGAS）中发布。因此，RAVE包含了最近和正在进行的银河系光谱调查中最大的TGAS重叠。大多数RAVE恒星还包含恒星参数（有效温度，表面重力，总金属丰度），以及Mg，Al，Si，Ca，Ti，Fe和Ni的个体丰度。将RAVE与TGAS相结合，使RAVE体积中恒星的空间速度的不确定性降低了2倍-现在能够为大多数（70%）RAVE-TGAS样本导出10 km/s的空间速度不确定性，为银河系的化学动力学分析提供了一个强大的平台。在这里，我们将讨论RAVE-TGAS对银河系考古学的影响，以及如何使用盖亚的光弛豫来打破RAVE光谱范围内的简并，以便在恒星参数和丰度的推导中获得更好的回报。
2017-06-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
RAVE stars in K2 - I. Improving RAVE red giants spectroscopy using asteroseismology from K2 Campaign 1
我们提出了一组87 RAVE恒星检测到太阳般的振荡，在K2任务（RAVE K2-C1样本）的活动1期间观察。该数据集为测试RAVE数据发布4（DR 4）中提供的重力提供了有用的基准，并且是RAVE数据发布5（DR 5）校准的关键。在目前的工作中，我们使用两种不同的管道，GAUFRE（Valentini等人，2013）和Sp_Ace（Boeche & Grebel 2016），通过将log（g）固定到地震中来确定大气参数和丰度。我们的策略确保了所有恒星参数之间高度一致的值，从而获得更准确的化学丰度。通过比较在使用和不使用地震日志（g）信息的情况下获得的化学丰度，表明低估（高估）的重力会导致低估（高估）的元素丰度（例如，当重力低估0.5 dex时，[Mg/H]被低估约0.25 dex）。然后，我们对RAVE DR 4目录中的地震重力和光谱重力进行了比较，提取了颜色间隔为0.50<（J-Ks）<0.85的RAVE巨星的log（g）校准。最后，我们将RAVE K2-C1样本的距离、温度、反射率（和年龄）与RAVE DR 4和DR 5样本的结果进行了比较。由于地震校准，DR 5的性能优于DR 4，尽管对于DR 4/DR 5和地震重力差超过0.5 dex的物体，差异仍然很重要。在这项工作中所示的方法将用于分析RAVE目标存在于其他K2战役，在银河考古学调查的框架。
2016-12-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Thin disk kinematics from RAVE and the solar motion
目标。利用径向速度实验（RAVE）观测研究了银河系薄盘。我们认为薄和厚磁盘作为不同的银河系的组成部分，并提出了一种技术来统计解开这两个人口。然后，我们把注意力集中在薄磁盘组件。方法.我们解开薄盘组件从混合物的薄和厚磁盘使用的数据集提供径向速度，自行车，和光度测定的距离。结果我们提出的趋势的速度分散在薄盘组成部分的银河系（MW）在径向方向上的银河系平面上方和下方使用的数据从径向速度实验（RAVE）。所选样本是整个RAVE星表中的有限子样本，大致映射了银河平面上方和下方500 pc，方位角方向几度，覆盖了太阳位置周围2.0 kpc的径向延伸。用孤立薄盘分量重新确定了太阳相对于当地静止标准的运动。主要结果是径向和垂直方向上的速度平均值和离散度的趋势。此外，还讨论了太阳运动相对于当地静止标准的方位角分量和速度色散。
2012-09-03 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
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
RAVE as a Gaia precursor: what to expect from the Gaia RVS?
径向速度实验（英语：Radial Velocity Experiment，缩写：RAVE）是一个大型的银河系光谱恒星巡天。2003-2013年间，在8410- 8795 Å的Ca三重态区域，以R=7500的分辨率积累了483，330颗恒星的574，630条光谱。因此，波长覆盖和分辨率与Gaia RVS的预期相当。RAVE的衍生数据产品包括径向速度，恒星参数，Mg，Al，Si，Ca，Ti，Fe和Ni的化学物质丰度，以及基于8620 ° C弥漫星际带（DIB）的吸收测量。由于超过290000 RAVE目标是从第谷-2目录，RAVE将是一个有趣的原型预期的完整的盖亚数据发布，特别是当结合早期的盖亚数据发布，其中包含天体测量，但尚未恒星参数和丰度。
2015-04-01 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
The relation between chemical abundances and kinematics of the Galactic disc with RAVE
目的：我们研究了大样本RAVE巨星的恒星运动学和化学丰度之间的关系，以寻找解开不同银河系恒星星族所需的选择标准。研究方法：我们从RAVE化学目录中选择了2167颗巨恒星的样本，其光谱测量的信噪比高于75，并遵循Gratton及其同事对150颗亚矮星进行的高分辨率光谱观测分析。然后，我们使用一个更大的样本9131巨人（与信号噪声超过60），调查我们的恒星的化学运动学特征，将它们分组为9个子样本与共同的偏心率（$e$）和最大的距离达到以上的银河平面（$Z_max$）。结果如下：通过再现Gratton等人用高分辨率光谱数据获得的结果，证明RAVE运动学和化学数据是可靠的。我们的分析，结合额外的轨道参数和化学信息的$e$ - $Z_max$平面的基础上，提供了一种替代的方式来识别不同的恒星种群。除了提取典型的厚盘和薄盘样本，我们发现一组恒星在银河平面（$Z_max<1$ kpc和0.4 $< e < $ 0.6），这表明均匀的运动学，但不同的化学性质。我们认为这是一个明显的迹象，表明其中一些恒星经历了加热和/或径向迁移的影响，这改变了它们的原始轨道。不能排除这类恒星的吸积起源。
2013-02-14 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 RAVE-on catalog of stellar atmospheric parameters and chemical abundances for chemo-dynamic studies in the Gaia era
银河系中单个恒星的轨道、大气参数、化学丰度和年龄提供了关于星系形成的最全面的说明。Tycho-Gaia天体测量解决方案（TGAS）将为有史以来最大的银河系恒星样本提供天体测量参数，尽管如果不增加补充光谱学，它的全部潜力就无法实现。在现有的光谱测量中，RAVE（Radial Velocity Experiment）与TGAS（$\gtrsim$ 200，000颗恒星）有最大的重叠。我们使用The Cannon对520，781个RAVE光谱进行了数据驱动的重新分析。对于红巨星，我们使用高保真APOGEE恒星参数和与RAVE重叠的恒星丰度来建立我们的模型。对于主序星和次巨星，我们的模型使用K2/EPIC的恒星参数。我们推导和验证有效温度$T_{\rm eff}$，表面重力$\log{g}$，和化学丰度的七种元素（O，Mg，Al，Si，Ca，Fe，Ni）。我们总共报告了1，685，851个元素丰度，典型精度为0.07 dex，比以前的RAVE数据发布有了很大的改进。RAVE-on和TGAS的合成是有史以来最强大的银河系化学动力学分析数据集。
2016-09-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Self-consistent Modelling of the Milky Way using Gaia data
基于角度/作用的分布函数（DF）模型可以根据它们再现观测结果的程度进行优化，从而揭示银河系中当前的物质分布。盖亚数据与其他调查的数据相结合，例如RAVE/TGAS样本，以及其完整的选择功能将大大提高其准确性。
2017-06-06 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
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$M_{200} = 1.6^{+0.5}_{-0.4} \ti…
2013-11-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Calibration of RAVE distances to a large sample of Hipparcos stars
18808依巴谷星的星等有限的人口是用来校准52794 RAVE星，包括矮星，巨星，和前主序星的距离。我给出了一些影响计算的偏差类型的处理方法，包括来自感兴趣的数量之间的非线性关系的偏差（例如，距离或距离模数）和测量的量（视差或视星等）、Lutz-Kelker偏差和由于恒星星族密度变化引起的偏差。星等界限的使用最大限度地减少了Malmquist和Lutz-Kelker偏差，并避免了因依巴谷天体对较亮恒星的测量精度更高而产生的测量偏差。当有某种方法以合理的置信度确定恒星类时，校准适用于2 MASS中的恒星。对于RAVE，这对于热矮星和使用$\log g $是可能的。校准的准确性进行了测试，对依巴谷星的视差误差优于2%，并通过比较的RAVE速度分布与依巴谷，并发现提高以前的估计光度距离。根据RAVE数据估算的LSR（U_{0}，V_{0}，W_{0}）=（14.9 \pm 1.7，15.3 \pm 0.4，6.9 \pm 0.1）km\，s^{-1}，与XHIP当前最佳估算值非常吻合。RAVE速度分布证实了恒星运动具有螺旋结构。
2013-09-20 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
A box full of chocolates: The rich structure of the nearby stellar halo revealed by Gaia and RAVE
等级结构形成模型预测，恒星晕应该至少部分地通过合并形成。如果这是银河系晕的主要形成通道，那么这种合并历史的印记以移动的群体或流的形式也应该存在于太阳附近。在这里，我们研究晕星的运动学在太阳附近使用最近的第一个数据发布的盖亚任务，特别是TGAS数据集，结合数据从RAVE调查。我们的目标是确定的子结构的量存在于相空间分布的晕星，可能与合并碎片。为了研究运动学子结构，我们测量了晕（低金属丰度）星样本中的速度关联函数。我们还研究了这些恒星在能量空间和角动量的两个分量（我们称之为“运动积分”空间）中的分布。速度关联函数揭示了子结构的形式是一个多余的对恒星具有类似的速度，远高于预期的一个平滑的分布。比较宇宙学模拟的恒星晕的形成表明，发现的水平是一致的星系晕已建成完全通过吸积。同样，恒星在“运动积分”空间中的分布也非常复杂。一个惊人的高比例（58%至73%）的恒星比太阳的束缚更少，是在（高度）逆行轨道上。在宇宙学流体动力学模拟中，与银河系质量的星系进行简单的比较表明，只有不到1%的星系具有如此显著的逆行外晕。我们还确定了其他几个统计上显着的结构，在“运动积分”空间，可能与合并事件。
2016-12-23 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
Improved distances and ages for stars common to TGAS and RAVE
我们结合了第一次盖亚数据发布的光谱距离估计框架的恒星在第五RAVE调查数据发布。组合的距离估计比单独确定的距离更准确-不确定性平均比RAVE距离小两倍（矮星小三倍），比TGAS视差不确定性小1.4倍（巨星小两倍）。我们还能够将分光光度法的估计值与盖亚的估计值进行比较，并利用这一点来评估两个星表的可靠性，并改进我们的距离估计值。我们发现，最低log g星的距离，平均而言，高估和警告，他们可能不可靠。我们还发现，它是可能的盖亚随机不确定性小于报告的值。作为一个副产品，我们得出了RAVE恒星的年龄，许多恒星的相对不确定性小于20%。这些结果为219566 RAVE源已公开，我们鼓励他们使用的研究相结合的径向速度由RAVE提供的自行盖亚。我们认为可靠的样本可以通过只取旗帜通知flag_any=0的星星来找到
2018-04-18 astro-ph.GA
The Galactic bar and the large scale velocity gradients in the Galactic disk
目的：我们调查的圆柱形（银河系中心）径向速度梯度~ -3公里/秒/千秒差距，从银河系中心径向和最近观察到的太阳附近的恒星与RAVE调查，可以解释的共振效应的酒吧附近的太阳附近。研究方法：我们将银河系的测试粒子模拟结果与RAVE调查的观测结果进行了比较。为此，我们将RAVE选择函数应用于模拟，并将其与特征RAVE误差进行卷积。我们探讨了不同的“太阳邻域”的模拟，以及不同的酒吧模型结果：我们发现，酒吧诱导负径向速度梯度在每个高度从银河系平面，外Lindblad共振和角度从长轴的酒吧兼容与当前的估计。选择函数和误差并没有冲走梯度，但往往使它更陡，特别是在银河平面附近，因为这是RAVE调查的径向延伸较少的地方。在我们的模拟中，垂直速度没有梯度，由此我们可以得出结论，这不是由酒吧引起的。
2014-08-05 astro-ph.GA
Origins of the Thick Disk as Traced by the Alpha-Elements of Metal-Poor Giant Stars Selected from RAVE
厚盘形成的理论可以通过测量恒星元素丰度来区分。我们对从RAVE光谱巡天中选出的贫金属星进行了研究，以确定是否存在大量的贫金属厚盘星（[Fe/H] <~ -1.0），并测量它们的元素丰度。在本文中，我们提出了四个α元素（镁，硅，钙，钛）和铁的子样本的212 RGB和31 RC/HB星从这项研究。我们发现，[α/Fe]比增强，这意味着纯粹的核心坍缩超新星进行富集。这就要求每个恒星形成区域的恒星形成时间都很短。相对缺乏分散的[阿尔法/铁]比率意味着良好的混合在ISM之前的恒星形成。此外，比值与晕相似，表明晕和厚盘共享类似的大质量恒星IMF。我们的结论是贫金属厚盘的α增强意味着，从矮星系类似于幸存的矮星系今天的恒星直接吸积没有发挥重要作用的厚盘的形成。
2010-08-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
New distances to RAVE stars
根据新的恒星参数确定了概率密度函数，这些恒星的距离模量是RAVE（RAVE）获得的S/N>=10的光谱。单高斯拟合pdf的距离模数大约可以满足一半的恒星，而另一半的大部分恒星具有令人满意的双高斯表示。正如预期的那样，早期型恒星很少需要一个以上的高斯。距离的期望值大于距离模的期望值所隐含的距离;后者本身大于视差的期望值所隐含的距离。我们的依巴谷恒星视差与依巴谷测量的值非常吻合，因此视差的期望值是最可靠的距离指标。后者通过考虑灭绝而得到改进。当我们的恒星的有效温度绝对星等图被用来制作图表时，它得到了显著的改善。我们使用Schohenrich，Binney & Asplund提出的运动学改正方法来检查一般恒星的系统误差，并确认最可靠的距离指标是视差的期望值。对于冷矮星和低重力巨星来说，它们的距离<pi>往往比真实距离大30%。最令人满意的距离是温度高于5500 K的矮星。我们比较我们的距离恒星在13个疏散星团与集群的距离从文献中，并找到极好的协议的矮星和迹象表明，我们高估了距离巨人，特别是在年轻的集群。
2014-02-11 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
The properties of the local spiral arms from RAVE data: two-dimensional density wave approach
使用RAVE调查，我们最近带来了光的平均galactocentric径向速度的恒星在扩展的太阳附近的梯度。这种梯度很可能源于势的非轴对称扰动，其中螺旋臂的扰动是一种可能的解释。在这里，我们应用传统的密度波理论和解析模型的径向分量的二维速度场。假设径向速度梯度是由相对长寿的螺旋臂引起的，这些螺旋臂可以影响平面上方的恒星，这个分析模型为银河系螺旋结构的参数提供了新的独立估计。我们的分析结果表明，在接近内部超谐4：1共振的情况下，太阳的扰动是一种双臂扰动，其模式速度Ω p=18.6^{+0.3}-0.2} km/s/kpc，小振幅A=0.55 \pm 0.02%的背景势（14%的背景密度）.该模型可以作为三维数值模拟的基础，另外还包括银河棒和/或其他非轴对称模式的可能影响。
2012-07-02 astro-ph.GA
The power spectrum of the Milky Way: Velocity fluctuations in the Galactic disk
我们调查的恒星在银河系中平面的尺度之间的运动学25秒差距和10千秒差距的数据从阿帕奇点天文台星系演化实验（APOGEE），径向速度实验（RAVE），和日内瓦-哥本哈根调查（GCS）。利用远地点的红团簇星，我们在距离太阳5 kpc的（0.75 kpc）^2个面元中确定了大尺度视向速度场。在减去一个轴对称旋转场后，太阳运动V_{sun-c}相对于圆速度V_c对大尺度功率的贡献最大，我们通过最小化大尺度功率来确定太阳运动为V_{sun-c} = 24+/-1（ran.）+/- 2（系统[V_c]）+/-5（系统[大尺度]）km/s，其中系统不确定性是由于（a）V_c的保守20 km/s不确定性和（b）未观测的大尺度上的估计功率。结合APOGEE特有的速度场和RAVE中距太阳2kpc的红团星以及本地GCS星，我们确定了银河系盘在0.2/kpc < k < 40/kpc尺度上的剩余速度涨落的功率谱。大部分功率包含在0.2/kpc < k < 0.9/kpc之间的宽峰中。我们调查预期的功率谱的各种非轴对称扰动，并证明了常用的参数，但相对较高的质量的中央酒吧可以解释大量的速度波动在太阳附近的银河系盘的平面。在银河系中，在>~3 kpc尺度上的~10 km/s的流运动与外部星系的观测结果非常一致，并直接解释了为什么太阳运动的局部测定与全球测量不一致。
2015-02-16 astro-ph.GA
Close encounters involving RAVE stars beyond the 47 Tucanae tidal radius
径向速度实验（RAVE）中最精确的6D相空间信息被用来整合银河系球状星团47 Tuccenda周围105颗恒星的轨道，以寻找它们之间过去的近距离接触，最小距离方法小于集群潮汐半径。这些恒星目前的距离范围为3.0 kpc $<$ d $<$ 5.5 kpc。利用恒星和星团当前位置和速度矢量的不确定性，分别考虑轴对称和非轴对称银河势，在2 Gyr上积分，用Monte Carlo数值方法计算了105对星团轨道。在这个方案中，我们确定了20个潜在的集群成员，近距离接触的球状星团47图克卡蒙，所有这些都有一个相对速度分布（V $_{rel}$）小于200公里秒$^{-1}$在最小距离的方法。在这些可能的成员中，有9个与星团有过近距离接触，其速度小于47 Tuccino的逃逸速度，因此潮汐剥离的情况似乎是可能的。这些恒星已被分类为93%的置信水平，导致潮外星团恒星的识别。对于其他11颗恒星，V $_{rel}$超过了星团的逃逸速度，因此它们可能是被抛出的，或者是不相关的闯入者。
2016-05-09 astro-ph.GA
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
The Edge of the Milky Way Stellar Disk Revealed Using Clump Giant Stars as Distance Indicators
我们使用盘的丛巨星作为标准烛光校准依巴谷天体，以绘制它们的分布与两个新的近红外银河系平面调查：UKIDSS-GPS和VVV。我们探讨了不同的选择削减丛巨人。我们的结论是，在银河系的各个视线方向上，在R=13.9+/-0.5kpc处存在着银河系恒星盘的边缘。考虑了翘曲的影响，在不同的距离和平面上方和下方取场。我们证明了银河系恒星盘的边缘现在可以在近红外线中映射，以测试不同的模型，并建立我们自己在银河系中的位置。
2011-05-16 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 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
Distance determination for RAVE stars using stellar models
目的：我们开发了一种方法，用于从光谱数据中导出距离，并获得RAVE调查第二次数据发布的完整6D相空间坐标。研究方法：我们使用恒星模型结合大气属性从RAVE（Teff，logg和[Fe/H]）和（J-Ks）测光档案来源，以获得绝对星等。我们能够推导出完整的6D相空间坐标的大样本的RAVE星。用人工观测数据、依巴谷三角函数和疏散星团M67的观测数据对该方法进行了检验。结果如下：当我们将我们的方法应用于一组16146颗恒星时，我们发现25%（4037）的恒星的相对（统计）距离误差<35%，而50%（8073）和75%（12110）的相对（统计）误差分别小于45%和50%。我们的各种测试表明，我们可以可靠地估计主序星的距离，但也有迹象表明，巨星的潜在系统问题。对于主序星样本（定义为log（g）> 4的样本），25%（1744颗）的相对距离误差<31%，而50%（3488颗）和75%（5231颗）的相对误差分别小于36%和42%。我们的完整数据集显示了恒星金属丰度的预期下降，作为与银河系平面距离的函数。在我们的数据集中，附近矮星的U和V速度分量中的已知运动学子结构是明显的，证实了我们数据的准确性和我们技术的可靠性。我们提供独立的测量的紫外线速度椭球和太阳运动的方向，他们是非常好的协议与以前的工作。结论：RAVE第二次数据发布的距离目录可在http://www.astro.rug.nl/~ra…
2010-03-03 astro-ph.GA
Kinematics of the Milky Way from the Gaia EDR3 red giants and sub-giants
本文介绍了利用$Gaia$ ~ EDR 3星表中红巨星和次巨星的空间速度进行运动学研究的结果。本文导出了半径为0.5和1.0kpc的恒星系统在银心距$R$ 0--8--16kpc范围内沿银心-太阳-银心方向的Ogorodnikov-Milne模型的12个运动学参数。通过结合某些局部参数，得到了4- 12千秒差距范围内的银河系整体信息，特别是银河系自转曲线、斜率、速度梯度等。我们表明，当使用这种方法时，有一种替代的可能性来推断银河系的旋转曲线和它的斜率的行为，而不使用银心距离$R_\odot$。在1~kpc半径的太阳附近，得到的运动学参数与文献中给出的结果符合得很好。
2021-07-29 astro-ph.GA
Identification of Globular Cluster Stars in RAVE data I: Application to Stellar Parameter Calibration
我们提出了识别附近的银河系球状星团的径向速度从RAVE-DR 4（RAVE-DR 4）调查数据库的潜在成员。我们的鉴定是基于三个球状星团-- NGC 3201、NGC 5139（$ω$ Cen）和NGC 362 --所有这些都显示出|RV| >100 km/s。RAVE DR 4数据中球状星团恒星的识别提供了一个独特的机会，可以测试用目前可用的恒星参数管道（SPP）确定的恒星参数的精度和准确性，因为球状星团是验证恒星大气参数，丰度，距离和年龄的理想测试平台。对于NGC 3201和$ω$ Cen，在RAVE数据库中有许多成员（> 10）的令人信服的证据;在NGC 362的情况下，证据更加模糊，并且在我们的运动学选择的样品中可能存在显著的前景和/或背景污染。RAVE导出的恒星参数和丰度与每个星团的公布值和BASTI等时线的年龄和金属丰度从文献中的比较显示整体良好的协议，除了明显低估的表面重力的巨人，特别是最贫金属的恒星。此外，如果选定的成员是每个集群主体的一部分，我们的结果还表明，Binney等人2013的距离，其中只使用了比-0.9 dex更富金属的等时线，相对于集群的公布距离通常被低估了约40%，而Zwitter等人2010年的距离显示，本研究分析的三个星团的恒星范围从1到6.5千秒差距-有迹象表明，在较低的金属丰度下，有更高的距离趋势。
2015-04-29 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，$e_p\leq0.05$、$e_p\leq0.07$、$e…
2016-07-24 astro-ph.GA
Local stellar kinematics from RAVE data: III. Radial and Vertical Metallicity Gradients based on Red Clump Stars
我们调查径向和垂直的金属丰度梯度的样本的红团星的RAVE数据发布3。我们选择了总共6781颗恒星，使用的颜色，表面重力和不确定性的衍生空间运动的选择，并计算每颗恒星的概率（运动学）人口分配到一个薄或厚光盘使用空间运动和另外一个（动力学）分配使用恒星的垂直轨道偏心率。对于高概率薄盘星和垂直轨道偏心率e_v<=0.07，即d[M/H]/dR_m = -0.041（0.003）和d[M/H]/dR_m =-0.041（0.007）dex/kpc，我们得到了几乎相等的金属丰度梯度随银心距的变化。对于相同的星群，金属丰度梯度作为距银道面距离的函数更陡，即d[M/H]/ dz_{max} = -0.109（0.008）和d[M/H]/ dz_{max} = -0.260（0.031）dex/kpc。R_m和z_{max}分别是近星系距离和远星系距离的算术平均值，以及到银道面的最大距离。包括更厚的盘状红团巨星的样本显示出系统性的较浅的丰度梯度。这些发现可用于区分厚盘和薄盘的不同形成情景。
2012-01-15 astro-ph.GA
A RAVE Investigation on Galactic open Clusters I. Radial velocities and metallicities
上下文银河系疏散星团（OCs）主要属于银河系盘中的年轻恒星星族，但是否存在OCs群或复合体可能定义恒星形成的另一个层次？目前的资料还不完整，无法解决这个问题，特别是关于径向速度（RV）和金属丰度（$[M/H]$）。目标。在这里，我们提供和讨论新获得的RV和$[M/H]$数据，这将使我们能够重新调查潜在的集团疏散星团和协会。方法：我们通过与疏散星团区星表（CSOCA）的交叉匹配，从射电速度实验（RAVE）中提取了额外的RV和$[M/H]$。对于在RAVE中识别的OC，我们从清洁的工作样品中推导出RV和$[M/H]$，并将结果与先前的发现进行比较。结果虽然我们的RAVE样本没有显示出与整个调查相同的准确性，但我们能够为110个银河系疏散星团得出可靠的RV。对于37个业主立案法团，我们首次公布RV。此外，我们确定了81个疏散星团的$[M/H]$，扩展了69个具有$[M/H]$的OC的数量。
2013-09-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Hunting The Most Distant Stars in the Milky Way: Methods and Initial Results
我们呈现了UKIRT红外深空巡天（UKIDSS）中发现的404 M巨星候选者的新目录。UKIDSS大区域巡天数据第8版中提供的2，400度$^2$可以通过比整个2微米全天巡天大四倍的体积来分辨M巨星。结合近红外测光与光学测光和斯隆数字巡天的自行产生了一个M巨星候选目录，与以前搜索类似遥远的M巨星相比，M矮星和类星体污染较少。对这个样本进行广泛的后续光谱分析将产生我们银河系最外层大面积天空的第一张地图。我们最初对$\sim$ 30明亮候选者的光谱跟踪产生了距离$\sim 20-90$ kpc的五个M巨星的肯定识别。每一颗被证实的M巨星的位置和速度都与人马座流一致。在我们的样本中，较暗的M巨星候选者的测光距离估计为$\sim 200$ kpc（假设$[Fe/H]$ = 0.0），但需要进一步的光谱验证。测光距离的估计超出了银河系的维里半径，并增加了$\sim 50\%$每减少0.5 dex在假设的$[Fe/H]$。考虑到M巨星候选者的数量、初始选择效率和调查的体积，我们粗略地估计，至少有一个额外的人马座吸积事件可能有助于银河系外晕的分层结构。
2014-01-15 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
Giant Molecular Filaments in the Milky Way
在整个银河系中，分子云通常表现为球状，越来越多的证据表明这种形态在恒星形成中起着重要作用。目前还不知道的是，与恒星形成最密切相关的致密细丝在多大程度上与周围的弥漫云相连，直到任意大的尺度。这些恒星形成的摇篮是如何与银河系的螺旋结构联系在一起的？使用档案银河平面调查数据，我们已经使用了多个数据集在寻找大规模的，速度相干的灯丝在银河平面。在本文中，我们提出了我们的方法，首先用于识别灭绝中的相干丝状结构，并使用银河环巡天数据进行了证实。我们提出了一个样品的七个巨分子丝（GMF），具有$\sim$ 100 pc的顺序的长度，10 $^4$ - 10 $^5$ M $_{\odot}$的总质量，并表现出在其全长速度相干。我们研究的GMF似乎是臂间云，可能是银河系类似于在附近的螺旋星系中观察到的马刺。我们发现，总质量的2%到12%之间（$\sim$ 10 $^{20}$ cm $^{-2}$以上）是“致密”的（$^{22}$ 10 cm $^{-2}$以上），在银河系中平面的螺旋臂附近的细丝往往比远离臂的细丝具有更高的致密气体质量分数。
2014-07-01 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
The Milky Way Revealed by Variable Stars I: Sample Selection of RR Lyrae stars, and Evidence for the Merger History
为了研究银河系，本文分析了Gaia、ASAS-SN和ZTF巡天计划发现的天琴座RR（RRL）变星作为示踪星。利用Gaia、LAMOST、GALAH、APOGEE和RAVE的观测资料，获得了3417个RRL的光度和光谱信息，包括自行、视向速度和金属性。利用最近提出的周期-光度-金属丰度关系，得到了典型不确定度小于3%的RRL的精确距离。我们的运动学和化学分析结果为银河系的组装历史，特别是盖亚-香肠古代合并提供了重要线索。在这项工作中发现的运动学和化学趋势是一致的，最近的模拟表明，盖亚香肠合并是银河系厚盘和晕的双重起源。最近类似的工作已经发现，晕RRL样本在这项工作中包含一个子集的径向偏置轨道，除了一个更各向同性的组件。这个较高的轨道各向异性分量相当于$β\simeq 0.8$，并且它贡献了$4 < R(\rm kpc)<20$的晕RRL的42%至83%。
2021-10-29 astro-ph.GA
CNO in Giant Metal-Poor Stars
LIRA Observatoire de Paris Université PSL Sorbonne Université Université Paris Cité CY Cergy Paris Université CNRS（巴黎天文台 LIRA 实验室 PSL 大学 索邦大学 巴黎西岱大学 塞吉-蓬图瓦兹大学 CNRS）
本研究基于RAVE巡天选取的贫金属星，利用盖亚数据和UVES光谱分析碳氮氧丰度及碳同位素比，发现样本覆盖宽金属丰度范围且多属外晕星族。
2026-09-17 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
What is the Milky Way outer halo made of? High resolution spectroscopy of distant red giants
在星系等级形成的框架中，扩展的恒星晕被预测为类银河系星系周围普遍存在的特征，主要由较小星系系统的恒星碎片组成。吸积恒星系统的类型预计会根据特定星系的特定吸积和合并历史而变化，原位形成的恒星与吸积恒星的比例也是如此。分析大银心半径的银河系晕星的化学性质可以提供重要的洞察力，了解有助于银河系不同区域恒星晕形成的恒星的环境特性。在这项工作中，我们专注于银河系恒星晕的外部区域，通过确定化学丰度的晕星与大的现代银河系中心的距离，$>$ 15千秒差距。我们获得的数据集包括28颗红巨星分支星的高分辨率HET/HRS、Magellan/MIKE和VLT/UVES光谱，它们覆盖了宽的金属丰度范围，$-3.1 \lesssim$ [Fe/H] $\lesssim -0.6$。我们表明，$α$ -元素的比例超过Fe作为[Fe/H]的函数，我们的外晕星的样本是没有什么不同的模式所示的MW晕星从太阳附近的样本。另一方面，当考虑化学丰度比如[Ba/Fe]、[Na/Fe]、[Ni/Fe]、[Eu/Fe]、[Ba/Y]时，在[Fe/H] $\gtrsim -1.5$处出现显著差异。定性而言，这种类型的化学丰度趋势在大质量矮星系中观察到，如人马座和大麦云云。这似乎表明了一个更大的贡献外晕的恒星形成的环境中具有高初始恒星形成率和已经污染的渐近巨星分支恒星相对于内晕样品。
2017-10-03 astro-ph.GA
Star Formation Efficiencies and Lifetimes of Giant Molecular Clouds in the Milky Way
我们使用的13个最明亮的WMAP银河系自由-自由源，负责33%的银河系的自由-自由发射的样本，调查恒星的形成。该样本包含40个恒星形成复合物，我们结合这个样本与巨分子云（GMC）目录在文献中，以确定主机GMC的32个复合物。我们估计了恒星形成效率和每自由落体时间的恒星形成率。我们发现，GMC的范围从0.002到0.2，电离光度加权平均GMC = 0.08，相比之下，银河系的平均值= 0.005。转到每自由落体时间的恒星形成率，我们发现值的范围高达1。通过电离光度加权，我们发现，平均值为0.16 - 0.24取决于系统的年龄估计。这又一次比银河系范围内的平均值0.008大得多。我们表明，在我们的样本中发现的平均质量的巨大分子云的寿命是17 ± 4百万年，大约两个自由落体的时间。拥有最明亮的星团的GMC正在被这些星团破坏。因此，我们解释的范围内的时间变化的变星形成率的结果，恒星形成率的主机分子云的年龄增加，直到恒星破坏云。这些结果与银河系GMC中恒星形成率由超音速湍流性质决定的观点不一致
2010-07-19 astro-ph.GA
The Sheet of Giants: Unusual Properties of the Milky Way's Immediate Neighbourhood
我们量化的形状和过密的星系分布在“本地片”内的$R=8$ Mpc的球体，并比较这些属性与期望的$Λ$ CDM模型。我们测量椭球轴比的$c/a\approx0.16$和$b/a\approx0.79$，表明在本地体积的星系的分布可以近似由一个扁平的扁椭球体，与以前的研究中指出的“片”状配置一致。与以前的估计，本地片有一个密度接近平均值，我们发现，在本地体积的微弱和明亮的星系的数密度是$\approx1.7$和$\approx5.2$倍，分别比平均数密度相同的光度的星系。与模拟结果的比较表明，$8$ Mpc中亮星系和暗星系的数密度对比单独使局部体积成为$Λ$ CDM宇宙学中的一个$\approx 2.5σ$离群值。我们的研究结果表明，银河系的宇宙邻域可能是不寻常的类似光度的星系。我们附近的特殊性质对银河系和其他邻近星系性质的影响尚未被理解，需要进一步研究。
2020-03-28 astro-ph.GA
The feeble giant. Discovery of a large and diffuse Milky Way dwarf galaxy in the constellation of Crater
我们宣布在VST ATLAS巡天的成像数据中发现了环形山2号矮星系。由于它的半光半径约为1100 pc，陨石坑2是银河系中第四大矮星，仅次于LMC，SMC和Sgr矮星。这个卫星星系的总光度为$M_V\approx-8$，也是表面亮度最低的矮星之一。落在30等角秒$^{-2}$的标称探测边界之下，它的星云性质与最近发现的Tuc 2和Tuc IV和Uma II相当。2号陨石坑距离太阳约120千秒差距，在三维空间中似乎与神秘的球状星团陨石坑、一对超暗矮星狮子座IV和狮子座V以及经典矮星狮子座II对齐。我们认为，这种安排可能不是偶然的，事实上，可以被看作是火山口-狮子座集团的吸积证据。
2016-08-01 astro-ph.GA
