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
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
Correlations between age, kinematics, and chemistry as seen by the RAVE survey
我们探索恒星年龄，化学和运动学之间的联系，在银心距离$7.5 < R\,(\mathrm{kpc}) < 9.0$，使用样本的$\sim 12\,000$中等质量（FGK）关闭与RAVE观测的恒星。这个样本的运动学是使用RAVE的径向速度测量和Tycho-Gaia天体测量解决方案（TGAS）的视差和自行测量来确定的。此外，RAVE星的年龄确定使用贝叶斯方法，以TGAS的松弛作为先验。我们将样本分为年轻（$0 < τ< 3$ Gyr）和老年（$8 < τ< 13$ Gyr）人群，然后考虑这些年龄组中每个年龄组的不同金属丰度箱。我们发现显着的差异，年轻人和老年人的运动学趋势，贫金属和富金属，恒星星族。特别是，我们发现一个强大的金属依赖于平均银河系中心径向速度作为半径的函数（$\partial {V_{\rm R}}/\partial R$）的年轻恒星，与富金属的恒星比贫金属的恒星有一个更陡峭的梯度。对于$\partial {V_ϕ}/\partial R$，年轻的富金属恒星明显滞后于LSR，并具有轻微的正梯度，而贫金属恒星则在LSR上方显示负梯度。我们将这些发现解释为金属丰度和银河系引力势（旋臂和酒吧）扰动恒星轨道的非轴对称的相对贡献之间的相关性。
2018-04-17 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 -- 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
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
Spectroscopic Validation of Low-Metallicity Stars from RAVE
我们提供了来自RAVE（RAVE）的1，694颗明亮（V < 13.5），非常贫金属的恒星候选者的中等分辨率（R ~ 2，000）光谱后续活动的结果。低金属丰度目标的初步选择是基于RAVE数据发布4和5中公布的恒星参数。后续工作由Gemini-N和Gemini-S、ESO/NTT、KPNO/Mayall和SOAR望远镜完成。大部分观测光谱的波长覆盖范围允许确定碳和α元素丰度，这对于考虑该样品中碳增强贫金属（CEMP）星的性质和频率至关重要。我们发现88%的观测恒星[Fe/H] <=-1.0，61%的[Fe/H] <=-2.0，3%的[Fe/H] <= -3.0（其中4颗恒星[Fe/H] <= -3.5）。在这个样本中有306颗CEMP恒星候选者，我们从A（C）与[Fe/H]图中识别出169颗CEMP I组，131颗CEMP II组和6颗CEMP III组恒星。对[alpha/C]丰度比的检查显示，CEMP第二组中的五颗恒星可以被归类为“单富集的第二代”恒星。发现盖亚DR 1与734颗恒星匹配，我们表明横向速度可以用作低金属丰度候选者的确认选择标准。从我们验证的名单中选出的恒星正在用高分辨率光谱学进行跟踪，以揭示它们的全部化学丰度模式，供进一步研究。
2018-05-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Metallicity dependence of the Hercules stream in Gaia/RAVE data -- explanation by non-closed orbits
武仙座星流是太阳系中最重要的速度子结构，其起源至今仍有争议。最近由第谷盖亚天体测量方案（TGAS）和射电速度实验（RAVE）提供的位置、速度和金属丰度的精确测量结果表明，武仙座流在富金属区（[Fe/H] > 0）最清晰，而在低金属区（[Fe/H] < -0.25）不清晰。通过使用大量的化学动力学二维测试粒子模拟与旋转棒和/或螺旋臂，我们发现，所观察到的[Fe/H]的大力神流的依赖性是一个自然的结果，由内而外形成的恒星盘和存在的高度非封闭的轨道在旋转框架的棒或螺旋臂。我们成功的模型再现了观测到的武仙座流的性质，不仅包括快速酒吧和快速酒吧+螺旋模型，但也慢酒吧+螺旋模型。这表明，仅根据对太阳附近武仙座流的观测，很难估计棒臂或旋臂的图案速度。作为我们模拟的副产品，我们对银河平面上的位置进行了一些预测，在那里我们可以观察到与武仙座流无关的速度双峰。这些预测可以通过盖亚数据发布2进行测试，这样的测试将提高我们对银河系恒星盘演化的理解。
2019-01-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
The RAdial Velocity Experiment (RAVE): Third Data Release
我们提出了第三次数据发布的RAVE（RAVE），这是RAVE项目的第一个里程碑，发布了完整的试点调查。该星表包含南半球77，461颗恒星的83，072个径向速度测量值，以及39，833颗恒星的恒星参数。本文介绍了新版本的内容，新的处理管道，以及基于额外标准星的观测的金属丰度的更新校准。Spectra将在未来的版本中提供。数据发布可通过RAVE网页访问：http://www.rave-survey.org。
2011-04-18 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
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
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
The R-Process Alliance: The Peculiar Chemical Abundance Pattern of RAVE J183013.5-455510
我们报告的光谱分析的RAVE J183013.5-455510，一个非常贫金属的恒星，高度增强的CNO，并与可辨别的贡献，从快速中子捕获过程。没有证据表明这个物体是二进制的。它的[Fe/H]=-3.57，是目前观测到的金属丰度最低的恒星之一，有18个中子捕获元素。Ba、La和Ce的丰度高于太阳系r过程预测值，这表明在如此低的金属丰度下，一定存在着r过程元素的非标准来源。一个合理的解释是，这种增强源于中子星合并事件中以异常快的速度喷射的物质。我们还探讨了中子俘获元素是在旋转大质量恒星的演化和爆炸过程中产生的可能性。此外，基于与零金属丰度微弱超新星的产量比较，我们推测RAVE J1830-4555是由两种祖星类型预富集的气体云形成的。从分析的基础上盖亚DR 2测量，我们表明，这颗恒星的轨道特性类似于银河系金属弱厚盘恒星星族。
2020-06-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Search for Stellar Streams Based on Data from the RAVE5 and Gaia TGAS Catalogues
结合RAVE 5星表的视向速度，我们分析了Gaia TGAS星表中自行和三角视差的恒星空间速度。在（V，\sqrt{U^2+2V^2}）速度平面上，我们在大速度区（V<-150 km/s）识别出了三个团块：BB 17 -1、BB 17 -2和BB 17 -3。BB 17 -1和BB 17 -2星团的恒星与Helmi等人先前探测到的运动群VelHel-6和VelHel-7有关。后者与球状星团ωCen的碎片联系最为紧密。在BB 17 -3星团中，我们已经确定了28颗相对于其分布中心具有低速色散的恒星。所有这些恒星都有非常接近的个人年龄估计：\log t \approx 10。这个样本中金属丰度指数的分布是典型的球状星团ωCen的恒星。在我们看来，BB 17 -3星系团可以被描述为星系团ωCen碎片中的均匀流。
2018-01-23 astro-ph.GA
Chemical gradients in the Milky Way from the RAVE data. II. Giant stars
我们提供了新的限制银河系的化学动力学模型，通过测量径向和垂直的化学梯度的元素镁，铝，硅，钛，铁在银河系盘和梯度变化的函数，从银河系平面（$Z$）的距离。我们从RAVE数据库中选择了一个巨星样本，其重力标准为1.7 $<$ log g $<$ 2.8。我们使用基于Besan \c con模型的Galaxia代码创建了一个RAVE模拟样本，并选择了相应的模拟样本将模型与观察到的数据进行比较。我们测量了径向梯度和垂直梯度作为距离银河平面$Z$的函数，以研究它们在银河圆盘上的变化。RAVE样品在接近银道面（$|Z|<0.4$ kpc）处呈现出负的$d[Fe/H]/dR=-0.054$ dex kpc $^{-1}$径向梯度，对于较大的$|Z|$，该梯度变得更平坦。其他要素遵循相同的趋势，尽管各要素之间存在一些差异。模拟样品的径向梯度与观察到的数据相当一致。梯度随$Z$的变化表明，RAVE样品的Fe径向梯度在$|Z|\lesssim0.6$ kpc范围内变化很小，然后是10 s。RAVE样品的铁垂直梯度在接近银道面时略为负值，而在$|Z|$中则变陡。模拟样品表现出铁垂直梯度，其总是比RAVE样品更陡。模拟样本还显示，相对于观测数据，[Fe/H]分布中的贫金属恒星过多。在Besan \c con模型中，这些差异可以通过减少厚盘星的数量和增加它们的平均金属丰度来减少。
2014-06-27 astro-ph.GA
Very metal-poor stars observed by the RAVE survey
我们提出了一种新的分析，在完整的径向速度实验（RAVE）数据发布5目录中的贫金属恒星样本，其目标是识别和表征所有非常贫金属的恒星观测的调查。使用一个三阶段的方法，我们首先确定的候选恒星只使用它们的光谱作为输入信息。我们采用了一种称为t-SNE的算法来构建光谱空间的低维投影，并隔离包含贫金属恒星的区域。在此步骤之后，我们测量了近红外CaII三线态线的等效宽度，该方法基于灵活的高斯过程来模拟光谱中存在的相关噪声。在最后一步中，我们构建了一个校准关系，将来自2 MASS和WISE调查的测量等效宽度和颜色信息转换为金属丰度和温度估计。我们确定了877颗恒星，其中至少有50%的可能性是非常贫金属的$(\rm [Fe/H] < -2\,\rm dex)$，其中43颗可能是极贫金属的$(\rm [Fe/H] < -3\,\rm dex )$。派生的值与文献金属丰度值的恒星的一个小子样的比较表明，我们的方法可靠，正确地估计的不确定性，通常有值$σ_{\rm [Fe/H]} \approx 0.2\,\mathrm{dex}$。此外，与使用RAVE DR 5管道得出的金属丰度结果相比，我们显然实现了比管道更好的准确性，因此可以更可靠地评估金属含量极低的子样品。基于对同一恒星的重复观测，我们的方法给出了非常一致的结果。这项工作中使用的方法也可以很容易地扩展到其他大规模的数据集，包括盖亚任务和即将到来的…
2017-04-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
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
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
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
The Dawning of the Stream of Aquarius in RAVE
我们从RAVE（Radial Velocity Experiment）的数据中识别出一个新的邻近（0.5 < d < 10 kpc）流。由于溪流中的大多数恒星位于水瓶座，我们将其命名为水瓶座溪流。我们确定了15个位于30 < l < 75和-70< b <-50之间的流成员，日心视线速度V_los~-200 km/s。这些成员是径向速度分布中的异常值，与贝桑松星系模型和新开发的代码Galaxia创建的模拟样本相比，密度过大具有统计学意义。在logg-T_eff平面上的金属丰度分布函数和等时线拟合表明，该流由10 Gyr年龄的[m/H]~-1.0的总体组成。我们探索了与其他流和子结构的关系，发现流不能与已知的结构识别：它是一个新的，在银河系的晕附近的子结构。使用一个简单的动力学模型的溶解卫星星系，我们占本地化的流。我们发现这股气流在动力学上是年轻的，因此很可能是最近破裂的矮星系或球状星团的碎片。因此，宝瓶座星系流是一个正在进行的等级星系形成的标本，在太阳郊区是罕见的。
2010-12-09 astro-ph.GA
The RAdial Velocity Experiment (RAVE): Fourth data release
我们目前的恒星大气参数（有效温度，表面重力，整体金属丰度），径向速度，个别丰度和距离确定的425 561颗恒星，这构成了第四次公开数据发布的RAVE（RAVE）。在MATISSE和DEGAS算法的基础上，采用一种新的流水线计算恒星大气参数。光谱简并性和2MASS光度信息现在得到了更好的考虑，与之前的RAVE数据发布相比，改进了参数确定。还根据一个专用管道给出了六种元素（镁、铝、硅、钛、铁和镍）的个别丰度，该管道与RAVE DR3和Chemical DR1数据发布相比也有所改进。连同光度信息和自行，这些数据可以从RAVE合作网站和Vizier数据库中检索。
2013-09-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
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 $\pm…
2010-10-18 astro-ph.GA
Kinematic structures of the Solar neighbourhood revealed by Gaia DR1/TGAS and RAVE
太阳附近恒星的速度分布是不均匀的，并且有丰富的恒星流和运动学结构。这些可能保留了银河系形成和动力学历史的重要线索。然而，许多溪流和结构的性质和起源尚不清楚，阻碍了我们对银河系如何形成和演化的理解。我们的目标是研究太阳附近恒星的速度分布，并研究单个运动学结构的性质，以提高我们对它们起源的理解。利用Gaia DR 1/TGAS提供的天体测量数据和RAVE DR 5的径向速度，我们对55831颗U和V速度不确定度小于4 km/s的恒星进行了小波分析。使用自卷积直方图方法对输出数据进行滤波，然后运行蒙特卡罗模拟来验证由于速度不确定性而检测到的结构是真实的。此外，我们通过将所有恒星分为附近的样本（<300 pc）和遥远的样本（>300 pc）以及两个化学定义的样本来分析我们的恒星样本，这两个样本在第一程度上代表了薄盘和厚盘。通过盖亚DR 1 TGAS提供的更大的恒星样本和更高精度的距离，自行，我们已经表明，太阳附近恒星的速度分布包含比以前已知的更多的结构。发现了一个新的特征，并以高置信度确认了三个最近检测到的组。根据距离和/或金属丰度对样本进行划分，发现存在各种各样的结构，这些结构可分为大尺度和小尺度的组，其中一些具有明显的金属丰度趋势，另一些则是两种盘星的混合物，并在此基础上讨论了每一组的可能起源。
2017-09-20 astro-ph.GA
A box full of chocolates: The rich structure of the nearby stellar halo revealed by Gaia and RAVE
等级结构形成模型预测，恒星晕应该至少部分地通过合并形成。如果这是银河系晕的主要形成通道，那么这种合并历史的印记以移动的群体或流的形式也应该存在于太阳附近。在这里，我们研究晕星的运动学在太阳附近使用最近的第一个数据发布的盖亚任务，特别是TGAS数据集，结合数据从RAVE调查。我们的目标是确定的子结构的量存在于相空间分布的晕星，可能与合并碎片。为了研究运动学子结构，我们测量了晕（低金属丰度）星样本中的速度关联函数。我们还研究了这些恒星在能量空间和角动量的两个分量（我们称之为“运动积分”空间）中的分布。速度关联函数揭示了子结构的形式是一个多余的对恒星具有类似的速度，远高于预期的一个平滑的分布。比较宇宙学模拟的恒星晕的形成表明，发现的水平是一致的星系晕已建成完全通过吸积。同样，恒星在“运动积分”空间中的分布也非常复杂。一个惊人的高比例（58%至73%）的恒星比太阳的束缚更少，是在（高度）逆行轨道上。在宇宙学流体动力学模拟中，与银河系质量的星系进行简单的比较表明，只有不到1%的星系具有如此显著的逆行外晕。我们还确定了其他几个统计上显着的结构，在“运动积分”空间，可能与合并事件。
2016-12-23 astro-ph.GA
The Radial Velocity Experiment (RAVE): Fifth Data Release
径向速度实验（RAVE）的数据发布5（DR 5）是从南半球随机选择的恒星的星等限制（9< I < 12）调查的第五次数据发布。RAVE中分辨率光谱（$R\sim7500$）覆盖了Ca三重态区域（8410- 8795 nm），涵盖了从2003年开始RAVE观测到2013年完成的完整时间框架。本文提供了457，588颗独特恒星的520，781个光谱的径向速度，其中255，922颗恒星的观测结果具有来自盖亚DR 1中Tycho-Gaia天体测量解（TGAS）的自行和自行。对于我们的主要DR 5目录，恒星参数（有效温度，表面重力和整体金属丰度）使用RAVE DR 4恒星管道计算，但使用最近的K2 Campaign 1地震重力和盖亚基准星进行校准，以及从高分辨率研究中获得的结果。还包括温度从红外线通量方法，我们提供了一个目录的红巨星在去红的颜色$(J-Ks)_0$间隔（0.50，0.85）的重力校准的基础上，只有地震。RAVE恒星子样本的进一步数据产品包括Mg，Al，Si，Ca，Ti，Fe和Ni的个体丰度，以及使用等时线发现的距离。每个RAVE谱都由误差谱补充，该误差谱已用于确定参数的不确定性。这些数据可通过RAVE网站或Vizier数据库查阅。
2016-11-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Asymmetric spatial distribution of sub-solar metallicity stars in the Milky Way nuclear star cluster
我们目前的恒星金属丰度测量600多晚型恒星在中央10 PC的银河系中心。加上我们以前发表的KMOS数据，这个数据集使我们能够调查，第一次，核星团的金属丰度分布的空间变化。使用积分场摄谱仪KMOS（VLT），我们观察到几乎一半的区域所包围的核星团的有效半径。我们提取光谱在中等光谱分辨率，并应用全光谱拟合利用PHOENIX库的合成恒星光谱。恒星的金属丰度从[M/H]=-1.25 dex到[M/H]> +0.3 dex，大多数恒星的金属丰度都超过太阳。我们能够测量恒星金属丰度分布的各向异性。在银河系北部，[M/H]<0.0 dex的亚太阳金属量恒星的比例是银河系南部的两倍多。一个可能的解释是，在星团的不同部分，亚太阳金属量恒星的比例不同，这是最近的合并事件。我们建议用高分辨率光谱来检验这一假设，并将金属丰度信息与运动学数据相结合。
2020-03-12 astro-ph.GA
The Sixth Data Release of the Radial Velocity Experiment (RAVE) -- II: Stellar Atmospheric Parameters, Chemical Abundances and Distances
我们介绍了径向速度实验（RAVE）的第六次也是最后一次数据发布（DR 6或FDR）的第二部分，这是一个在南半球随机选择的银河系恒星的星等限制（9<I<12）光谱调查。RAVE中分辨率光谱（R~7500）覆盖了Ca三重态区域（8410- 8795 A），并涵盖了从2003年4月12日开始RAVE观测到2013年4月4日完成的完整时间框架。在第二个两个出版物，我们提出的数据产品来自518387观测451783独特的恒星使用一套先进的减少管道侧重于恒星大气参数，特别是纯粹的光谱推导恒星大气参数（Teff，log（g）和总体金属丰度），使用Gaia DR 2天体测量先验通过贝叶斯管道推断的增强恒星大气参数，和基于对699颗K2恒星的星震观测的巨星星震校准恒星大气参数。此外，我们还提供了元素Fe、Al和Ni的丰度，以及使用基于能够处理可变信噪比的高古优化方法的新管道获得的总体[α/Fe]比。RAVE DR 6星表与相关的天体测量和光度计星表交叉匹配，并以基于红外通量方法的轨道参数和有效温度作为补充。可通过RAVE网站（http：//www.example.com）或Vizier数据库访问数据。rave-survey.org
2020-06-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical separation of disc components using RAVE
我们提出的证据，从径向速度实验（RAVE）调查的化学分离，运动学上不同的光盘组件在太阳附近。我们应用概率化学选择标准将我们的样品分为$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
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
Wide Binaries in Tycho-Gaia II: Metallicities, Abundances, and Prospects for Chemical Tagging
从我们最近的目录的基础上的第一个盖亚数据发布（TGAS），我们选择了广泛的双星，其中两颗恒星已被观察到的径向速度实验（RAVE）或大天区多目标光纤光谱望远镜（LAMOST）。使用RAVE和LAMOST金属丰度和RAVE镁，铝，硅，钛，铁丰度，我们发现，宽双星的组成部分的金属丰度和元素丰度的差异是一致的，由于观测的不确定性，与以前的结果更小，更受限制的样品。在这项工作中提出的宽双星组成之间的金属丰度和元素丰度的一致性证实了它们的共同起源，并支持了宽双星作为“迷你疏散星团”的地位。“此外，这是宽二进制有效地共同进化和共同化学的证据，支持它们用于例如，约束年龄-活动-旋转关系、白矮星的初始-最终质量关系和M矮星金属丰度指标。此外，我们表明，共同的自行，共同视差对TGAS与最极端的分离（s $\gtrsim$ 0.1 pc）通常有不一致的金属丰度，径向速度或两者兼而有之，因此很可能主要是由随机排列的无关联的恒星与类似的天体测量，与我们以前的结果一致。最后，我们建议宽双星形成一个理想的数据集，以测试化学标记作为一种方法，以确定恒星的共同起源，特别是因为恒星宽双星跨越范围广泛的金属丰度，远大于附近的疏散星团跨越。
2017-10-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
AAOmega spectroscopy of 29 351 stars in fields centered on ten Galactic globular clusters
银河系球状星团在我们理解许多天体物理现象中起着关键作用。在这里，我们公布了从最近的大型光谱调查的10个球状星团提取的恒星参数。还介绍了该项目的简要回顾。使用径向速度实验（RAVE）管道的修改版本和基于RAVE参数估计方法的管道，从单个恒星光谱中提取恒星参数。我们在这里公布从两条管道中提取的所有参数。我们校准的金属丰度，并将其转换为[Fe/H]为每颗恒星，此外，我们比较的速度和速度分散的银河系恒星在每个领域的贝桑松星系模型。我们发现，该模型并不符合数据，表明该模型可能是没有什么用的笔形波束调查数据，如这样的比较。
2011-05-02 astro-ph.GA
Stellar distances from spectroscopic observations: a new technique
贝叶斯方法来确定恒星的光度和光谱数据的距离和测试的伪数据，旨在模仿数据的RAVE调查观察到的恒星，和真正的恒星从日内瓦-哥本哈根调查。有人认为，这种方法是最佳的，因为它带来了所有可用的信息，其结果只受观测误差和恒星的基本物理学的限制。该方法同时返回节目明星的金属丰度，年龄和质量。值得注意的是，输出金属丰度的不确定性通常比输入金属丰度的不确定性小44%。
2010-04-27 astro-ph.GA astro-ph.IM
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
Asymmetric Mean Metallicity Distribution of the Milky Way's Disk
我提出的平均金属丰度分布的恒星在银河系的测光的基础上，从斯隆数字巡天。我利用经验校准的恒星等时线在以前的工作中开发的一套估计个别恒星的金属丰度的精度为$0.2$ dex合理明亮的恒星在整个调查区域。我还获得了更精确的金属丰度估计使用先验的$Gaia$相对较近的恒星。在银河系中面（$|Z|<2$ kpc）附近，平均金属丰度图揭示了南北半球之间镜像对称的偏差，显示出波浪状的振荡。观测到的金属丰度不对称结构几乎平行于银河系中平面，与先前已知的恒星数密度分布的不对称性相吻合。这一结果加强了以前的概念，平面平行的垂直波传播通过磁盘，其中一个本地金属丰度扰动的平均垂直金属丰度梯度诱导的相位空间包裹的恒星在$Z$ - $V_Z$平面。金属丰度不对称性的最大幅度（$Δ$ [Fe/H] $\sim0.05$）意味着这些恒星作为一个巨大的晕子结构（如人马座矮星系）从银河系中被拉离了$Δ|Z|\sim80$ pc数量级。这项工作提供的证据表明，$Gaia$相空间螺旋可能会继续到$|Z|\sim1.5$ kpc。
2019-06-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
The dynamically selected stellar halo of the Galaxy with Gaia and the tilt of the velocity ellipsoid
我们研究了位于太阳邻域的晕星的动力学性质。我们的目标是探索如何晕的属性取决于用于定义晕星样本的选择标准。一旦理解了这一点，我们就着手测量晕的速度椭球的形状和方向，并利用这些信息来限制银河系的引力势。我们使用最近发布的Gaia DR1目录与RAVE数据集交叉匹配进行分析。我们开发了一个动力学标准的基础上的分布函数的恒星在不同的银河系组件，使用行动积分，以确定晕成员，并比较这金属丰度和运动学选择的样本。通过这种新方法，我们发现太阳邻域中有1156颗恒星可能是恒星晕的成员。我们动态选择的样本主要包括在细长轨道上的遥远巨星。它们的金属丰度分布相当广泛，大约一半的恒星具有[M/H] $\ge -1$ dex。不同的选择标准的使用具有重要的影响所获得的速度分布的特性。尽管如此，对于我们的动态选择和金属丰度选择的样本，我们发现本地速度椭球在银河系中心参考系的球坐标中对齐：这表明，总的引力势在这些样本中的晕星轨道所跨越的区域中是相当球形的。
2018-04-14 astro-ph.GA
The chemodynamics of prograde and retrograde Milky Way stars
内容：银河系的吸积历史仍然是未知的，尽管最近发现的恒星系统在能量角动量空间方面脱颖而出，如盖亚-土卫二-香肠。特别是，这些团体之间的联系以及它们在多大程度上混合在一起，仍然不清楚。目的：我们调查的相似性和差异的性质之间的逆时针和逆行（反向旋转）的恒星，并设置这些结果的背景下，通过使用盖亚-土卫二-香肠，Thamnos/红杉，和其他建议的吸积人口的属性。研究方法：我们使用了主要大型光谱调查（APOGEE，Gaia-ESO，GALAH，LAMOST，RAVE，SEGUE）的恒星金属丰度，并结合了盖亚第二次数据发布的天体测量和光度测量数据。我们调查了存在的径向和垂直金属丰度梯度以及方位角速度，$v_ϕ,$和金属丰度，[M/H]，作为定性指标的混合人口的存在之间的可能的相关性。结果如下：我们发现，少数超级金属丰富的恒星存在于逆行轨道上，距离银河系中心和银河系平面的不同距离。我们还发现，反向旋转的恒星似乎是一个很好的混合人口，表现出径向和垂直的金属丰度梯度的顺序$\sim$ -0.04德克斯/千秒差距和-0.06德克斯/千秒差距，分别与很少（如果有的话）的变化时，不同地区的银河系的探测。这类恒星显示出一种$v_ϕ$ -[M/H]关系，这种关系随离平面的距离而变化，甚至可能相反。选择逆行样本粗略探测Thamnos和盖亚-土卫二-香肠似乎是不同的人群，但他们也似乎是非常相关的，因为他们遵循相同的…
2020-09-22 astro-ph.GA
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
Dynamically Tagged Groups of Metal-Poor Stars II. The Radial Velocity Experiment Data Release 6
基于盖亚早期数据发布3天体测量参数的轨道特征进行了分析的${\sim} 8,000$贫金属星（[Fe/H] $\leq -0.8$）从RAVE数据发布6编译。根据宽波段测光，RAVE被选为贫金属候选者，在这些恒星的Ca三重态区域收集了中等分辨率（$R \sim 7,500$）光谱。在这个样本中的恒星的大约$20\%$也有中等分辨率（$1,200 \lesssim R \lesssim 2,000$）验证光谱获得了从$2014$到$2017$的四年活动与各种望远镜。我们将候选恒星与黄等人重新校准的Sky Mapper Southern Survey Data Release 2的光度金属丰度测定相匹配。我们使用\HDBSCAN ~无监督学习算法从轨道能量和柱作用量获得这些恒星的动力学星团。我们确定$179$动态标记组（DTG）之间的$5$和$35$成员; $67$ DTG至少有$10$成员星。银河系（MW）的子结构，如盖亚香肠恩克拉多斯，金属弱厚盘，飞溅盘，Thamnos，海尔米流，和LMS-1（悟空）被确定。与MW球状星团的协会被确定为$10$ DTG;没有公认的MW矮星系与我们的任何DTG。以前确定的动力组也与我们的DTG，重点放在他们的结构确定和可能的新标识。我们确定化学奇特的恒星作为几个DTG的成员，我们发现$22$ DTG与\textit{r}过程增强的恒星。碳增强贫金属（…
2022-01-20 astro-ph.GA
Bayesian analysis of ages, masses, and distances to cool stars with non-LTE spectroscopic parameters
对于星系演化的研究，恒星演化阶段和星族成员的准确描述是至关重要的。标准的方法依赖于从恒星演化模型中提取这些信息，但需要通过独立的方法获得恒星的有效温度、表面重力和金属丰度。在以前的工作中，我们确定了精确的有效温度和非LTE logg和[Fe/H]（NLTE-Opt）的大样本的贫金属星，-3<[Fe/H]<-0.5，从RAVE调查。作为这项工作的继续，我们在这里推导出它们的质量，年龄和距离使用贝叶斯方案和GARSTEC恒星轨迹。为了进行比较，我们还使用从广泛使用的1D LTE激发-电离平衡Fe（LTE-Fe）确定的恒星参数。我们发现，后者导致系统性地低估了恒星的年龄，10- 30%，但高估了质量和距离。贫金属巨星遭受最大的70%的分数距离偏差。此外，我们将我们的结果与RAVE合作组织发布的共同恒星的结果进行了比较（DR 3，Zwitter et al. 2010，Seibert et al. 2011）。这显示了有效温度的-400至+400 K偏移，表面重力的-0.5至1.0 dex偏移，以及距离的10%至70%。系统趋势与我们在NLTE-Opt和LTE-Fe参数之间发现的相关性非常相似，表明RAVE DR 3数据可能受到1D LTE合成光谱的物理限制的影响。我们的结果承担任何研究，分光光度的距离恒星运动学的基础。特别是，它们为SDSS/SEGUE观测引起的关于星系晕起源的争论提供了…
2012-12-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Panchromatic Hubble Andromeda Treasury XII. Mapping Stellar Metallicity Distributions in M31
我们对仙女座星系中古老红巨星分支恒星金属丰度的空间变化进行了研究。光度学金属丰度估计是通过对全色哈勃仙女座宝库（PHAT）巡天中超过700万颗恒星的等时线进行插值而得出的。这是第一次系统地研究仙女座星系盘内部20千秒差距的恒星金属丰度。假设RGB年龄恒定，我们可以看到$-0.020\pm0.004$ dex/kpc与$\sim4-20$ kpc的明显金属丰度梯度。这个金属丰度梯度是在校正了光度偏差、完整性和尘埃消光的影响后得出的，对这些影响相当不敏感。在M31的磁盘未知的年龄梯度创建了主导系统的不确定性，在我们推导的金属丰度梯度。然而，对类似于M31的星系的光谱分析表明，它们通常具有较小的年龄梯度，这使得这个系统误差与我们的金属丰度梯度测量的1 $σ$误差相当。除了金属丰度梯度，我们还观察到在3-6千秒差距半径处金属丰度的非对称局部增强，这似乎与仙女座星系的细长棒有关。这个区域似乎也有一个增强的恒星密度和速度色散。
2015-10-30 astro-ph.GA
Know thy star, know thy planet: Chemo-kinematically characterizing TESS targets
凌日系外行星调查卫星（TESS）已经开始发现附近冷亮恒星周围最终会有数千颗系外行星。这些潜在的宿主恒星必须得到很好的理解，才能在个体和种群水平上准确地描述系外行星。我们使用来自Gaia DR 2，APOGEE，GALAH，RAVE，LAMOST的调查数据和SkyMapper的光度导出的恒星特性，列出了TESS候选目标列表中2，218，434颗恒星的化学运动学特性目录。我们计算了这些恒星的运动学薄盘、厚盘和晕成员概率，发现尽管大多数TESS目标位于薄盘中，但其中4%位于厚盘中，<1%位于晕中。我们样本中的TESS感兴趣对象也显示了来自薄盘、厚盘和晕的类似贡献，其中大部分在薄盘中。我们还探讨了金属丰度和[α/Fe]分布的每个银河系的组成部分，并表明，每个交叉匹配的调查表现出金属丰度和[α/Fe]分布函数，峰值从高到低的金属丰度和低到高的[α/Fe]从薄盘的晕。这个目录将有助于探索行星的出现率，除其他事项外，关于运动学，组件成员，金属丰度，或[阿尔法/铁]。
2019-11-18 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Radial Distributions of Star Formation and Gas-phase Metallicity in Spiral-Elliptical Galaxy Pairs
College of Physics, Hebei Normal University（河北师范大学物理学院）；Hebei Key Laboratory of Photophysics Research and Application（河北省光物理研究与应用重点实验室）；Shijiazhuang Key Laboratory of Astronomy and Space Science（石家庄市天文与空间科学重点实验室）；Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；Key Lab for Astrophysics, Shanghai（上海天体物理重点实验室）
利用MaNGA积分场光谱，研究旋涡-椭圆(S+E)星系对中旋涡星系的恒星形成率与金属丰度径向分布，发现中心恒星形成受抑制且金属丰度升高，归因于热周介质抑制气体吸积与潮汐扰动触发恒星形成。
2026-06-17 astro-ph.GA
Ensemble age inversions for large spectroscopic surveys
银河系天体物理学现在正在建立银河系的多维地图。对于这样的地图来说，恒星年龄是基本要素。然而，年龄只能通过将观测数据与模型进行比较来间接测量。通常很难为给定的恒星提供单一的年龄值，因为可能有几个不重叠的解决方案。我们的目标是恢复基本的日志（年龄）分布从测得的日志（年龄）概率密度函数为任意一组恒星。建立了一种年龄反演方法，即将测得的对数（年龄）概率密度函数表示为单年龄总体概率密度函数的加权和。该总和中的权重给出了底层的log（年龄）分布。单年龄人口模拟，使日志g-[Fe/H]平面上的恒星的分布是接近所观察到的样品。我们在模拟数据上测试了年龄反演方法，表明它能够正确地恢复大样本（N > 103）恒星的真实log（年龄）分布。该方法进一步应用于大型公共光谱调查。对于RAVE-on、LAMOST和APOGEE，我们还对单金属丰度样本进行了年龄反演，成功地恢复了更高精度的APOGEE数据和化学演化模型中存在的年龄-金属丰度趋势。我们的结论是，应用本工作中提出的年龄反演方法是必要的，以恢复一个大的（N > 103）的恒星集的基本年龄分布。这些年龄分布可以用来探索例如年龄-金属丰度关系。
2019-08-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Gaia reveals a metal-rich in-situ component of the local stellar halo
我们使用第一个盖亚数据发布，结合RAVE和APOGEE光谱调查，调查晕星的起源在<~3千秒差距的太阳。我们确定晕星的运动学，作为移动的相对速度至少为220公里/秒相对于当地标准的休息。这些恒星通常比盘更贫金属，但令人惊讶的是，我们的晕样本中有一半是由[Fe/H]>-1的恒星组成的。这些富含金属的晕星的轨道方向优先与盘旋转对齐，与贫金属晕星的各向同性轨道分布形成鲜明对比。我们发现类似的属性在Latte宇宙放大模拟银河系般的星系从火项目。在Latte，富含金属的晕星主要在太阳圈内形成，而低金属量的晕星则优先在更远的距离（延伸到维里半径之外）形成。这表明，在太阳系附近的富含金属的晕星实际上是在银河系盘内原位形成的，而不是从卫星系统中吸积而来的。因此，这些目前在类晕轨道上的恒星可能经历了大量的径向迁移/加热。
2017-04-18 astro-ph.GA
The Stellar Number Density Distribution in the Local Solar Neighborhood is North-South Asymmetric
我们研究了一个样本的K和M矮星的数密度分布，匹配的北和南的银河平面内的距离为2千秒差距的太阳，使用观测斯隆数字巡天的第九次数据发布。我们确定的距离使用光度视差的方法，在这种情况下，系统的影响存在，这可能会影响确定的数量密度分布与高度从银河平面-并最终影响数量密度南北不对称。它们包括：（i）各种光度视差关系的校准，（ii）在我们的样本中区分矮星和巨星的能力，（iii）年龄和金属丰度等恒星星族差异的作用，（iv）确定太阳从银河平面偏移的能力，以及（v）对银河平面中尘埃变红的校正，尽管我们的恒星位于银河系的高纬度。我们发现各种分析的系统效应对我们观察到的不对称性的影响可以忽略不计，并使用一个新的和更大的恒星样本，我们确认和完善Widrow等人的早期发现。
2013-10-24 astro-ph.GA
Mapping the Milky Way with Gaia Bp/Rp spectra-IV: the broken and asymmetric density profile of the stellar disk traced by a large sample of red clumps
Institute of Astronomy and Physics, Inner Mongolia University（内蒙古大学天文与物理学院）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉各纳大学）；School of Astronomy and Space Science, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文与空间科学学院）；Key Laboratory of Survey Science of Yunnan Province, Yunnan University（云南省测绘科学重点实验室）
基于840万颗红团星，研究银河系恒星盘的径向和方位密度分布，发现盘结构的断裂和非对称特征，揭示了不同区域的密度变化及可能的银河系棒状结构影响。
2026-04-27 astro-ph.GA
The metallicity distribution of bulge clump giants in Baade's Window
我们试图通过分析巴德窗口中大量红团星的详细化学成分来限制银河系核球的形成。我们测量[Fe/H]在219个凸起的红团星的样本中，从R=20000的分辨率光谱获得的火焰/GIRAFFE在VLT，使用自动程序，差分富金属的本地参考星muLeo。对于一个子样本的162颗恒星，我们还得到[Mg/H]从光谱合成周围的MgI三重态在6319 A。Fe和Mg金属丰度分布均不对称，中值分别为+0.16和+0.21。铁的分布是明显的双峰，揭示了两个反卷积（从观测误差）和高斯分解。将观测到的Fe和Mg金属丰度分布分解为高斯分量，得到两个大小相等的群体（各占50%）：以[Fe/H]=-0.30和[Mg/H]=-0.06为中心的贫金属分量，具有较大的分散度，以及以[Fe/H]=+0.32和[Mg/H]=+0.35为中心的窄的富金属分量。贫金属成分显示出高[Mg/Fe]比（约0.3），而富含金属成分的恒星被发现具有接近太阳的比率。Babusiaux等人（2010年）还发现两种组件之间的运动学差异：贫金属组件显示出与旧球体兼容的运动学，而富金属组件与支撑杆的群体一致。鉴于它们的化学和运动学性质，我们建议不同的形成方案的两个人口：一个快速形成的时间尺度作为一个旧的球体的金属穷人的组件（老凸起）和金属丰富的组件，形成在一个较长的时间尺度驱动的酒吧（伪凸起）的演变。
2011-07-26 astro-ph.GA
The VMC survey -- XXXIX: Mapping metallicity trends in the Small Magellanic Cloud using near-infrared passbands
我们已经推导出高空间分辨率的金属丰度图，覆盖$\sim$ 42度$^2$在小麦哲伦云（SMC），试图了解其金属丰度分布和梯度的半径$\sim$ 4 $^{\circ}$。使用麦哲伦云的近红外VISTA调查，我们的数据覆盖的面积比以前的研究大三倍。我们确定红巨星分支（RGB）星在空间上不同的$Y, (Y-K_{\rm s})$颜色-星等图。在我们选定的任何子区域，RGB斜率被用作平均金属丰度的指标，基于使用光谱数据对金属丰度的校准。整个SMC的金属度分布是单峰的，并且可以通过在[Fe/H] = $-$ 0.97 dex（$σ$ [Fe/H] = 0.05 dex）处具有峰的高斯分布来拟合。我们发现了金属丰度（$-0.031 \pm 0.005$ dex deg $^{-1}$）从银河系中心到半径为2 $^{\circ}$ -2.5 $^{\circ}$的浅梯度的证据，随后是从$\sim$ 3.5 $^{\circ}$到4 $^{\circ}$的平坦金属丰度趋势。我们发现SMC的金属丰度梯度是径向不对称的。它是平坦的向东比向西，暗示在混合和/或扭曲的空间金属丰度分布（内3 $^{\circ}$），可能是由麦哲伦云之间的潮汐相互作用。
2020-07-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Revision of Stellar Intrinsic Colors in the Infrared by the Spectroscopic Surveys
利用2 MASS/JHKs、WISE、Spitzer/IRAC和AKARI/S9 W等常用的红外波段滤光片，导出了正常星的本征色。根据LAMOST、RAVE和APOGEE三个光谱巡天，恒星被分为巨星和矮星，以及正常金属星和贫金属星。在$J-λ$对恒星有效温度Teff图的蓝边选取零红化恒星后，得到了各组恒星的内禀色与恒星有效温度Teff的经验解析关系.发现金属丰度对红外颜色的影响很小。在近红外波段，我们的结果与以前的工作一致。此外，还讨论了将色指数H-W2和Ks-W1作为常数计算星际消光的问题。由于缺乏有效温度的精确测量，M型星的内禀色是单独导出的。
2016-09-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dancing in the void: hydrodynamical N-body simulations of the extremely metal poor galaxy DDO 68
使用流体动力学$N$体模拟，我们表明，所观察到的结构和运动学的极端贫金属，矮不规则星系DDO 68是兼容的合并事件，至少有两个较小的卫星星系。我们能够获得一个自洽的模型，同时再现了它的几个观察到的功能，包括：非常不对称和扰动的形状的恒星组件，整体HI分布和速度场，弧形恒星结构的西部，低表面亮度恒星流的北部。该模型暗示了DDO 68的主要祖先与两个动力学质量分别为DDO 68动力学质量的1/20和1/150的系统的相互作用，这两个系统的动力学质量分别为$7\times10^8\,M_{\odot}$和几乎为$10^8\,M_{\odot}$。我们发现，DDO 68和它的最大的卫星之间的合并提供了一条路线来解释DDO 68的质量-金属丰度关系的大偏移。假设相互作用的星系的金属丰度与具有类似恒星质量的星系的合并兼容之前，我们提供了定量的证据，气体混合本身不足以稀释两个组件的气体，根据我们的模拟，沿彗星尾观察到的HII区域跟踪吸积卫星的低金属丰度，而不是DDO 68的主体。在这种情况下，对应于低金属丰度的质量是次级体的质量，DDO 68与质量-金属丰度关系一致。
2021-10-25 astro-ph.GA
Mapping the Asymmetric Thick Disk: III. The Kinematics and Interaction with the Galactic Bar
在本系列的前两篇论文中，Larsen等人（2010 a，b）描述了我们在内星系的微弱CCD调查，并绘制了第一象限（Q1）中厚盘星的超密度为5 kpc或更高。表现出最强过剩的区域在银河系圆盘中的酒吧密度等值线之上。在这第三篇关于非对称厚盘的论文中，我们报告了Q1中超过4000颗恒星的径向速度和金属丰度参数，在平面上方和下方以及平面上方的Q4中。我们证实了Parker等人（2004）首次报道的相应的运动学不对称性，扩展到更大的距离和更大的空间覆盖范围。Q1中的厚盘星相对于圆自转有60 - 70 km/s的自转滞后，而金属-弱厚盘星的自转滞后更大，为100 km/s。两者都落后于Q4中相应的种群约30 km/s。有趣的是，Q1中的盘星似乎也参与了大约30 km/s的旋转滞后。第一季度厚盘增强的旋转滞后延伸到距离太阳4千秒差距或更多。在3到4千秒差距时，我们的视线延伸到了棒近侧的密度等值线之上，当我们的视线直接越过棒时，旋转滞后似乎减少了。这是一致的“引力尾流”所引起的旋转酒吧在磁盘将陷阱和堆积恒星背后it. We得出结论，与恒星酒吧的动力学相互作用是最可能的解释所观察到的运动学和空间不对称性。
2010-12-07 astro-ph.GA
