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
A Kinematically-Distinct RR-Lyrae Overdensity in the Inner Regions of the Milky Way
我们结合了赛丁春天调查的RR天琴座恒星与南方自行目录4，以检测和运动学特征overdensities内晕的银河系。我们在银河系的第四象限，在银河平面上方发现了一个这样的高密度。超密度延伸至少20度经度，平均日心距离为8千秒差距，深度为4千秒差距，并被限制在银河平面的4千秒差距内。它的金属丰度分布与野外种群的分布不同，峰值在-1.3，明显的尾部在-2.0。自行表示远离平面的净垂直运动和低轨道角动量。定性地说，这些轨道特性表明可能与半人马座欧米茄的母卫星有关。然而，一个特定的欧米茄Cen N体破坏模型的比较并没有给出一个很好的匹配与观察。视线速度和更广泛的N体模型将有助于澄清这种过度密度的性质。
2015-07-06 astro-ph.GA
The first all-sky view of the Milky Way stellar halo with Gaia+2MASS RR Lyrae
我们利用第一个\gaia数据发布研究银河系恒星晕的性质跟踪RR天琴座。我们证明，它是可以选择一个纯样品的RR天琴座仅使用光度信息在盖亚+2MASS目录。最后一个样本包含约21600 RR天琴座，覆盖了银河系内晕体积（$\text{R}<28$ kpc）的一个前所未有的分数（$\sim60\%$）。我们用参数和非参数方法分析了天球RR分布，研究了星晕的形态。利用均匀的全天空覆盖，我们测试晕模型比通常认为在文献中，如那些不同的扁平化，倾斜和/或偏移的晕相对于银河系盘更复杂。一个一致的画面出现了：内晕是由三轴椭球上恒星的平滑分布很好地再现的。短轴垂直于银河系圆盘，而长轴与银河系Y轴偏离$\sim20^{\circ}$。沿长轴的伸长是温和的（$\text{p}=1.27$），和垂直扁平化的演变从一个压扁状态与$\text{q}\approx0.57$在中心的一个更球形的$\text{q}\approx0.75$在我们的数据集的外缘。密度斜率很好地近似为指数为$α=-2.96$的单一幂律。在探测的范围内，我们没有看到明显的证据表明径向密度斜率的变化，平面倾斜或晕相对于银河系中心的偏移。
2017-11-02 astro-ph.GA
Milky Way archaeology using RR Lyrae and type II Cepheids II. High velocity RR Lyrae stars, and mass of the Milky Way
本文报道了在银河系晕中发现的RR~天琴座恒星中的高速候选者。我们在假设的银河系势的基础上，识别出9颗银心速度超过本地逃逸速度的RR~天琴座星。基于对它们轨道的仔细检查，我们排除了它们在银河系盘和核球中的弹射位置。空间分布显示，9个星团中有7个与人马座恒星流的位置重叠。这7颗RR~天琴座星中的2颗可以根据它们的轨道初步与人马座矮椭球星系联系起来。在RR~天琴座速度分布的高速尾部，我们估计出太阳附近的逃逸速度为$v_{\rm esc}=512^{+94}_{-37}$ \，km\，s $^{-1}$ ~（$4$到$12$ \，kpc），太阳附近以外的逃逸速度分别为$v_{\rm esc}=436^{+44}_{-22}$ \，km\，s $^{-1}$ ~和$v_{\rm esc}=393^{+53}_{-26}$ \，km\，s $^{-1}$ ~（对于$12$到$20$ \，kpc和$20$到$28$ \，kpc之间的距离）。我们利用三个逃逸速度估计连同本地圆速度估计银河系的质量。由此产生的测量结果$M_{\rm 200}=0.83^{+0.29}_{-0.16} \cdot 10^{12}$ \，M $_{\odot}$落在当前银河系质量估计的低端，但是一旦对逃逸速度中可能的偏差进行了校正（逃逸速度的大约百分比增加$10$），我们的质量估计产生了$M_{\rm 200}=1.26…
2022-06-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Milky Way's circular velocity curve and its constraint on the Galactic mass with RR Lyrae stars
我们提出了一个样本的1148 ab型RR天琴座（RRLab）的变量从卡特琳娜调查数据发布1，结合SDSS DR 8和LAMOST DR 4光谱数据。我们首先利用860颗星系晕RRLab星的大样本，导出了星晕的圆速度分布。通过精确的距离和仔细确定的径向速度（质心径向速度），考虑到我们的样本中的RRLab星的脉动，我们可以得到一个可靠的和可比的恒星晕圆速度曲线。对Jeans方程中的速度各向异性参数β取两种不同的规定，研究了圆速度曲线和质量分布。在计算中我们检验了两种不同的太阳奇特运动。采用太阳特有运动1（U，V，W）=（11.1，12，7.2）km/s，我们得到的最好结果是：当β= 0，50 kpc处的圆速度为180 +/- 31.92（km/s）时，银河系在50 kpc内的封闭质量为（3.75 +/- 1.33）* 10^11 Msun。这一结果与动力学模型的结果一致，也与前人的类似工作具有可比性。
2017-08-01 astro-ph.GA
Near-Infrared Variability Study of the Central 2.3 arcmin x 2.3 arcmin of the Galactic Centre II. Identification of RR Lyrae Stars in the Milky Way Nuclear Star Cluster
由于强烈的、空间上高度可变的星际消光和极端的源拥挤，银河系核心星团中的微弱（K>15）恒星星族的研究仍然很少。天琴座RR型恒星为我们提供了一种工具，用来估算最古老、相对暗淡的恒星星族的质量。最近，我们分析了银河系中央2.3 'x2.3'的HST/WFC 3/IR观测，发现了21颗周期在0.2 - 1d之间的变星。在这里，我们对这些恒星进行了进一步的全面分析。利用天琴座RR的周期-光度关系导出了它们的周期和距离。使用多种方法，我们将我们的样本分类为四个RRc，四个RRab和三个候选人，十个二进制文件。特别是，这四个RRabs显示了100 °的光变曲线，并且正好落在贝利图中的奥斯特霍夫I分区上。与Minniti等人2016年报道的RRab相比，我们的新RRab具有更高的消光系数（A_K>1.8），并且应该更接近银河系中心。一个RRab的消光和距离匹配的核星团在以前的作品。我们进行了模拟，并发现在校正不完整性后，在核星团内和我们的视野中不可能有超过40个RRabs。通过与银河系已知球状星团的比较，我们估计，如果在5 × 5 pc尺度的银河系核星团中存在一个古老的贫金属（-1.5<[Fe/H]<-1）恒星星族，那么它对太阳质量的贡献最多为4.7 × 10^5，即，约为恒星质量的18%。
2017-07-23 astro-ph.GA
Relationship between the Elemental Abundances and the Kinematics of Galactic-Field RR Lyrae Stars
利用我们编制的包含415颗RR~天琴座变星的位置、速度和金属丰度以及101颗RR~天琴座变星（包括4种$α$ ~元素（Mg、Ca、Si和Ti））的12种元素相对丰度[el/Fe]的星表数据，研究了这些变星的化学和空间运动学性质之间的关系。一般说来，RR~天琴座星的$α$ ~元素相对丰度对金属丰度和速度的依赖关系与场矮星的相似。尽管通常声称这些恒星是古老的，但其中有薄盘的代表，这是银河系最年轻的子系统。低金属丰度RR~天琴座星的问题值得关注。大多数RR~天琴座星具有厚盘星的运动学性质，具有金属丰度${\rm [Fe/H]} < -1.0$和高的[ $α$ /Fe] $ \approx 0.4$，而只有约10%的场矮星属于所谓的“低金属丰度尾”。与此同时，属于厚盘的RR~天琴座星的[ $α$ /Fe]值也发生了急剧的变化，为该子系统的长期形成提供了证据。SDSS J1707+58、V455 Oph、V456 Ser和BPS CS 30339--046的化学组成与它们的运动学不一致。虽然前三颗恒星属于晕，但根据它们的运动学，最后两颗属于厚盘。有人提出，它们都很可能是河外星系，但不能排除它们中的一些可能出现在太阳附近，这是由于棒对场星的引力作用。
2017-12-20 astro-ph.GA
Chemo-kinematics of the $Gaia$ RR Lyrae: the halo and the disc
我们提出了一个多组件的运动学模型的大样本的RR Lyrics检测$Gaia$的结果。通过施加一个四重对称性，并采用$Gaia$自行，我们能够推断的行为之间的速度椭球$\approx3$和$\approx30$千秒差距的银河系中心。我们检测到存在两个不同的组件：一个占主导地位的非旋转晕状人口和一个小得多的旋转盘状人口。我们证明，晕RR Lyrics可以被描述为一个各向同性和径向偏置的部分的叠加。晕的径向偏置部分的特征是高轨道各向异性$β\approx0.9$，并在$5<R$（kpc）$<25$处贡献50%至80%的晕RR Lyrics。与以前的研究一致，我们解释这个高$β$组件的碎片云的古老的大规模合并也被称为$Gaia$香肠（GS）的轨道极值，我们限制。RR天琴座的光变曲线特性支持运动学分解：GS星更富含金属，与各向同性晕成分相比，拥有更高的奥斯特霍夫1型和高振幅短周期（HASP）变量。金属丰度/HASP图显示，内10千秒差距的晕可能居住的RR天琴座出生在原地。平均方位角速度和速度色散的光盘RR天琴座出$R\approx30$千秒差距是一致的年轻和金属丰富的薄盘恒星人口的行为。
2021-01-02 astro-ph.GA
Discovery of distant RR Lyrae stars in the Milky Way using DECam
我们报告了遥远的天琴座RR星的发现，包括银河系中已知的最遥远的恒星，使用暗能量相机在$g-$波段拍摄的数据作为高节奏瞬态巡天（HiTS; 2014活动）的一部分。我们在~120度^[2]的区域内总共探测到173颗RR型天琴座恒星，包括已知的RR型天琴座和新探测到的。全部样本的日心距d_H在9至>200千秒差距之间，其中18个样本超过90千秒差距。根据MCMC方法，我们用rho（R）~ R^n形式的球形和椭球形轮廓拟合了星系晕中RR天琴座的径向密度分布。最佳拟合对应于球形的情况下，我们得到了一个简单的幂律指数n=-4.17 ^{+0.18}_{-0.20}，与最近的研究与样本覆盖较短的距离。样品（d_H>90 kpc）中最外层的RR天琴座的脉动性质与近距离的晕族不同。这些恒星在周期振幅图中的分布表明它们属于奥斯特霍夫中间或奥斯特霍夫II群，类似于银河系周围超微弱的矮卫星。新发现的遥远恒星代表了对外晕中银河系潜力的少数现有示踪物的重要补充。
2018-02-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Properties of the Milky Way's Old Populations Based on Photometric Metallicities of the OGLE RR Lyrae Stars
我们已经使用了近91 000个基本模式的RR天琴座恒星（RRab型）的OGLE调查检测到的光度数据，以调查银河系中的老年人口的属性。基于它们的金属丰度分布，我们证明了银河系是由三个不同的老组件：晕，凸起，和磁盘。在Jurcsik金属丰度标度上，[Fe/H]_（95）=-1.2、-1.0和-0.6 dex时，分布达到最大值。我们发现，整个晕很可能是由下落的矮星系形成的。很明显，晕星穿透了银河系隆起的内部区域。我们估计，大约三分之一的所有RR天琴座恒星在隆起区实际上属于晕人口。整个老隆凸由两个种群A和B主导，在周期振幅（Bailey）图中由双序列表示。晕和盘之间的铁丰度边界约为[Fe/H]_（95）=-0.8dex。用Gaia DR 2观测盘区RRab星，我们发现，除了在[Fe/H]_J95 = -1.0 dex附近有一个凸起外，观测到的自行色散沿银河系纬度随金属含量的增加而平滑地减小.
2020-07-11 astro-ph.GA
A systematic DECam search for RR Lyrae in the outer halo of the Milky Way
在银河系晕中发现非常遥远的恒星，为研究银河系的质量及其形成提供了宝贵的线索。在距离银河系中心100千秒差距以上的地方，大多数恒星可能位于微弱的矮星系或最近吸积的矮星的潮汐碎片中，这使得银河系的外围区域对于理解银河系的吸积历史非常重要。然而，晕中的遥远恒星却很少。在这种情况下，天琴座RR是遥远晕的理想探测器，因为它们本质上是明亮的，因此可以在很远的距离看到，遵循众所周知的周期光度关系，可以进行精确的距离测量，并且很容易在时间序列数据中识别。因此，对天琴座RR的详细研究将有助于我们了解银河系的吸积外围。在这方面的贡献，我们目前的状态，我们的系统搜索遥远的RR天琴座恒星的晕使用DECam成像仪在4米望远镜的Cerro Tololo（智利）。总调查面积包括110多个DECam油田（约350平方米）。度），并包括2017年和2018年进行的两次独立活动，我们已经检测到超过650颗候选天琴座RR星。在这里，我们描述的方法来分析两个最新的运动。我们的目录包含了相当数量的候选RR Lyonos超过100 kpc，并达到约250 kpc。发现的远距离天琴座RR的数量与最近对外晕的研究一致。这些恒星提供了一套重要的探测银河系的质量，晕的性质，和银河系外围的吸积历史。
2020-12-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Inferring Stellar Densities with Flexible Models I: The Distribution of RR Lyrae in the Milky Way with $\textit{Gaia}$ DR3
University of Pennsylvania（宾夕法尼亚大学）；Universidad de la República（乌拉圭共和国大学）；Flatiron Institute（平顿研究所）；Max Planck Institute for Astronomy（马克斯·普朗克天文学研究所）；New York University（纽约大学）
本文利用层次化贝叶斯高斯混合模型研究银河系中RR Lyrae星的三维密度分布，揭示银河系中心区域存在独特的椭球状恒星群体，并首次发现晕星系的倾斜方向指向大犬座矮星系。
2026-03-18 astro-ph.GA
Evidence for a Milky Way Tidal Stream Reaching Beyond 100 kpc
我们提出的分析1，207 RR天琴座发现的光度测量所采取的卡塔利娜调查的莱蒙山望远镜。通过将这些恒星的精确距离与Catalina Schmid望远镜对~ 14，000 AB RR型天琴座的测量相结合，我们揭示了一个扩展的协会，该协会达到了超过100 kpc的银河系中心距离，并与人马座流系统重叠。这一结果证实了早期的证据，即外部晕潮汐流的存在是由一个被破坏的恒星系统造成的。通过比较RR Lyonos源密度与基于晕模型的预期，我们发现检测具有~8 sigma显著性。我们调查的距离，径向速度，金属丰度，和周期振幅分布的RR天琴座。我们发现，径向速度和距离都与目前的人马座流模型不一致。我们还发现了初步的证据，在源金属丰度的最遥远的来源部门。根据先前的分析，我们比较了RR天琴座的位置和距离与光度选择的候选水平分支恒星，并找到支持证据表明，这种结构跨越至少60度的天空。我们调查的前景之间的关联流和不寻常的球状星团NGC 2419。
2013-01-25 astro-ph.GA
The Galactic Bulge exploration VI.: Gaia Enceladus/Sausage RR Lyrae stars in the inner-central stellar halo of the Milky Way
本研究使用281颗天琴座RR型星绘制银河系内中心晕，结合Auriga模拟发现仅6-9 ± 2%的该星群起源于GES并合，且极少有核球轨道的此类恒星源于GES。
2025-07-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
The age of the Milky Way inner stellar spheroid from RR Lyrae population synthesis
已知银河系的中央千秒差距区域有一个古老的球状恒星星族，其空间和运动学特性使其与构成大部分中央恒星质量的四方形/花生状结构区分开来。这个球状群体的性质，无论是一个小的经典凸起，最里面的恒星晕或人口的盘星与大的初始速度色散，仍然不清楚。这种结构也是银河系中一些最古老恒星的有希望的候选者。在这里，我们解决这个问题的内部恒星球状体年龄，使用光谱和光度金属丰度的样本935 RR天琴座恒星是这个组件的组成部分。通过恒星星族合成，我们导出了RR型天琴座星族的年龄-金属丰度关系。我们推断，对于在球状体中的天琴座RR型恒星，它们的年龄非常古老，为$13.41 \pm 0.54$ Gyr，并得出结论，它们是在现在的银河系中形成的第一批恒星之一。我们对中心球体的年龄估计显示出与银河系恒星晕推断出的年龄分布非常一致，表明这两种结构之间存在联系。然而，我们发现温和的证据过渡的晕属性在$r_{\rm GC} \sim 5$ ~kpc。我们还研究了富含金属的RR型天琴座恒星的形成场景，如双星和氦的变化，以及它们是否可以为我们的样品的性质提供替代解释。我们的结论是，在我们的框架内，唯一可行的选择是有年轻的，稍微富氦，RR天琴座恒星，一个假设，将打开有趣的问题，形成内部恒星球状体。
2020-06-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Search for RR Lyrae Stars in Segue 2 and Segue 3
我们提出了一个广泛的搜索RR天琴座恒星及其周围的超微弱的银河系同伴Segue 2和Segue 3。前者（M_V =-2.5，Belokurov et al. 2009）似乎是银河系的一个极其微弱的矮星系伴星。后者（M_V = 0.0，Fadely et al. 2011）是已知最暗的星团之一。我们使用B和V波段的时间序列成像获得的WIYN 0.9米望远镜在基特峰国家天文台搜索RR天琴座在这些对象。在Segue 2观测中，我们发现了一颗周期为Pab = 0.748天的基模RR型天琴座星。利用这一测量结果，我们重新审视<P_ab>了文献中建立的银河系矮星系和它们的RR天琴座之间的和<[Fe/H]>之间的逆相关。在这种情况下，Segue 2的RRab恒星的长周期以及这个矮星系中已知的金属丰度的显著分布与观测到的趋势<P_ab>和<[Fe/H]>一致。我们推导出第一个强大的距离Segue 2，使用它的RRab星和光谱确认的蓝色水平分支恒星。使用[Fe/H] = -2.16和-2.44 dex，我们发现d_RRL = 36.6 + 2.5/-2.4和37.7 +/-2.7 kpc;假设[Fe/H] = -2.257 dex，我们发现d_BHB = 34.4 +/-2.6 kpc。虽然在Segue 3区域中没有RR天琴座，但我们发现了一个候选的食双星系统。
2013-08-09 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
Comparing bulge RR Lyrae stars with bulge giants -- Insight from 3D kinematics
本研究结合APOGEE-2S、OGLE-IV及VVV巡天数据，推导4197颗核球天琴座RR型变星的旋转曲线与轨道，发现其旋转较慢且速度弥散度低，运动学表现为贫金属成分的低金属丰度尾部，并强调轨道分析对分离真正核球变星的重要性。
2024-05-16 astro-ph.GA
Kinematics of RR Lyrae stars in the Galactic bulge with OGLE-IV and Gaia DR2
结合OGLE-IV测光数据和Gaia DR 2自行，我们分析了银河系隆起中15,599颗基本模式RR天琴座（RRL）恒星的运动学和空间分布。我们表明，纵向自行和视线速度可以给出类似的结果，在银河系中心区域的旋转。球丘RRL的角速度约为$35$ km s $^{-1}$ kpc $^{-1}$，明显小于大多数球丘恒星的角速度（$50-60$ km s $^{-1}$ kpc $^{-1}$）;球丘RRL的速度色散比年轻恒星大（120 $-$ 140 km s $^{-1}$）。通过旋转曲线和空间分布，揭示了核球RRL的运动学特征与其金属丰度的关系。贫金属RRL（[Fe/H]< $-1$）显示出比富金属RRL更小的棒角。我们还发现线索表明，在隆起的RRL不占主导地位的晕星。这些结果可能解释一些以前的矛盾的结果，对核球RRLs和帮助理解银河系核球的化学动力学演化。
2020-10-13 astro-ph.GA
RR Lyrae stars as probes of the Milky Way structure and formation
天琴座RR型星作为距离指示星和古老星族的示踪星，是研究银河系结构、形成和演化的极好探针。在正在进行的大范围调查中发现了数千个。OGLE项目进行银河系变率巡天，目的是探测和分析变星，特别是RRab类型的变星，朝向银河系凸起和盘，覆盖总面积为3000 deg^2。在这些方向的观测也允许检测背景晕变量和独特的研究，其性质和分布在距离银河系中心，甚至40千秒差距。在这篇文章中，我们提出了第一个结果的空间分布观察到的RRab星，它们的金属丰度分布，存在多个人口，并与旧的凸起的关系。我们还显示了最新的结果，从分析RR天琴座恒星的Sgr矮球状星系，包括其中心，球状星团M54。
2015-09-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Concerning the Distance to the Center of the Milky Way and its Structure
从OGLE RR天琴座变星观测到的银河系中心的距离是Ro=8.1+-0.6 kpc。精确测定Ro受到无数影响的阻碍，包括一个模糊的消光定律，由于消光导致的变星的优先采样导致Ro值偏小，以及在表征变星群的平均距离与Ro之间的关系时存在不确定性。一个基于VI的周期变红的关系RR天琴座变量推导出整个凸起的地图灭绝。从银河系核球、LMC、SMC和IC 1613中的天琴座RR型变星推断出的变红与从OGLE红团巨星和经典造父变星建立的一致。RR型Lyrics变星服从周期-颜色（VI）关系，对金属丰度相对不敏感。银河系的边缘和正面插图是通过映射凸出的天琴座RR变星与编目的红团巨星、球状星团、行星状星云、经典造父变星、年轻的疏散星团、HII区域和分子云一起构建的。天琴座RR型变星的样本并没有追踪到一个突出的银河棒或在φ ~25度方向的三轴凸起。
2010-03-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Probing the Galactic Halo with RR Lyrae Stars. II. The Substructures of the Milky Way
我们使用3，003型$ab$ RR天琴座（RRab）与来自SDSS，LAMOST和盖亚EDR 3的6D位置-速度信息来识别星系晕的子结构。基于这些信息，我们定义了运动空间积分中任意两颗星的分离度，并利用朋友的朋友算法识别子结构。我们确定属于几个已知的子结构的成员：人马座流，盖亚-土卫二-香肠（GES），红杉，和海尔米流。除了这些已知的子结构，还有三个可能分别与球状星团NGC 5272、NGC 6656和NGC 5024有关的子结构。最后，我们还发现了三个剩余的未知子结构，其中一个具有大的角动量和平均金属丰度$\rm -2.13\,dex$，这可能是一个新的子结构。对于GES，我们发现它占了内晕子结构的很大一部分，远心距的范围在10 ~ $34\,\rm kpc$之间，说明GES主要分布在内晕中。近三分之一的GES比例和远心距的峰值$20\,\rm kpc$表明，GES可以解释银心距${\sim}20-25\,\rm kpc$处星系晕密度剖面的断裂。比较盖亚-土卫二-香肠与武仙座-天鹰座云和室女座高密度云的运动学性质的相似性表明，这三个子结构可能有相似的起源。
2022-03-31 astro-ph.GA
The Stellar Halo in the Inner Milky Way: Predicted Shape and Kinematics
我们已经使用N体模拟银河系的运动学和结构特性的老贫金属恒星晕在禁止内区域的银河系。我们发现，外推的密度分布的隆起的天琴座RR型恒星，$ρ\sim r^{-3}$，近似匹配的数密度的天琴座RR型在附近的恒星晕。我们遵循这样一个示踪人口的形成和演变的酒吧和盒子/花生凸起的N体模型的演变。我们发现，它的密度分布变化从扁圆三轴，它获得慢旋转与最近的测量。最大径向速度在$| l|\!=10^\circ-30^\circ$处为$\sim15-25$ km/s，速度频散为$\sim120$ km/s。尽管在凸起中模拟的贫金属晕具有条形形状，但只有$12\%$的轨道遵循条形，并且它不跟踪花生/X结构。有了这些特性，银河系隆起中的天琴座RR星群与银河系贫金属恒星晕的向内延伸是一致的。
2016-09-18 astro-ph.GA
The Gravitational Force Field of the Galaxy Measured From the Kinematics of RR Lyrae in Gaia
从15651 RR天琴座在盖亚DR2准确自行的样本，我们测量的方位角平均运动的内部恒星晕之间的1.5千秒差距和20千秒差距从银河系中心。我们发现，他们的运动是强烈的径向各向异性，和他们的速度椭球几乎球形对齐在这个体积。只有在$\lesssim$ 5 kpc的内部区域，各向异性才显著下降（但仍为$β>$ 0.25），速度椭球体向圆柱形排列倾斜。在内部区域，我们的样本晕星旋转高达50公里秒$^{-1}$，这可能反映了银河系的早期历史，虽然也有显着的角动量交换与银河系酒吧在这些半径。随后，我们应用Jeans方程的这些运动学测量，以非参数化地推断在这个体积的方位角平均引力加速度场，并通过删除重子物质的贡献，测量的贡献从暗物质。我们发现，暗物质的引力势是近球形的平均扁平$q_Φ=$ 1.01 $\pm$ 0.06之间的5 kpc和20 kpc，并通过拟合参数椭球密度分布的加速度场，我们测量的扁平的暗物质晕在这些半径为$q_ρ=$ 1.00 $\pm$ 0.09。
2019-03-05 astro-ph.GA
Unmixing the Galactic Halo with RR Lyrae tagging
我们表明，标记RR天琴座恒星根据其位置的周期振幅图可以用来阐明银河系恒星晕的成因。AB型RR天琴座的混合物，沿着奥斯特霍夫建议的路线分成几类，显示出与银心半径的强烈和连贯的演化。RR天琴座组成的变化似乎与晕的径向密度分布在~25千秒差距处的断裂相吻合。使用简单的恒星晕模型，我们建立了至少三种不同类型的吸积事件是必要的，以解释所观察到的RRab行为。鉴于存在的RRab类分数和总恒星含量的矮卫星之间的相关性，我们假设，场晕RRab组成控制的质量的祖贡献的大部分的恒星碎片在给定的半径。这个想法是测试对一套宇宙学放大模拟银河系般的恒星晕形成。最后，我们研究了银河系晕中一些最突出的恒星流，并证明了它们的RRab类分数遵循先前建立的趋势。
2017-11-20 astro-ph.GA
No Excess of RR Lyrae Stars in the Canis Major Overdensity
我们的多时期调查约20平方米。°的大犬座的高密度只探测到10颗天琴座RR型星（RRLS）。我们表明，这个数字是一致的预期从星系晕和厚盘人口单独的数量，没有留下多余的，可以归因于矮球状（dSph）星系，一些作者提出的CMa过密度的起源。如果这个星系类似于银河系和M31的dSph卫星，并且具有推定的Mv~-14.5，我们的调查应该已经检测到几十个RRLS。即使Mv<-12，预期的过量也>10，这是没有观察到的。要么这个星系的旧恒星星族具有独特的性质，要么像其他人以前争论的那样，CMa的过密度是由银河系的薄而厚的盘和螺旋臂产生的，而不是由与dSph卫星星系的碰撞产生的。
2009-03-02 astro-ph.GA
Systematic census of RR Lyrae stars in Milky Way stellar streams
Universidad de la República（拉普拉塔共和国大学）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；Universidad de La Laguna（拉帕尔马大学）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利群岛天体物理研究所）
本文通过系统普查银河恒星流中的RR Lyrae星，确定了其在潮汐尾中的分布，并揭示了这些星体与恒星流起源历史的关系。
2026-04-12 astro-ph.GA
Determining the Scale Length and Height of the Milky Way's Thick Disc Using RR~Lyrae
本研究基于Gaia DR3等RR Lyrae巡天数据，采用贝叶斯方法结合两种抽样技术，测定了银河系厚盘的标长、标高及内晕的密度分布参数。
2025-05-01 astro-ph.GA
Kinematics of Distant Milky Way Halo RR Lyrae Stars out to 160 kpc
研究利用RR Lyrae星光谱学探测银河系外晕运动学，发现可能的双极结构并指出需警惕光度学调查中的污染者。
2025-12-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Probing the Galactic halo with RR Lyrae stars $-$ III. The chemical and kinematic properties of the stellar halo
基于$\sim$ 4，300 RR型天琴座恒星的大量光谱样本，通过测量其金属丰度、系统径向速度和距离，详细分析了星系晕的化学和运动学性质。使用这个样本，金属丰度分布函数（Σ）作为$r$和速度各向异性参数$β$配置文件（不同的金属丰度人口）的函数导出的恒星晕。化学和运动学结果都表明，星系晕由两个不同的部分组成，即内晕和外晕。截止半径（$\sim$ 30千秒差距）是类似于以前的恒星晕的密度分布中发现的破裂半径。我们发现，内部的部分是由一个富金属的人口与极端的径向各向异性（$β\sim 0.9$）。这些特征与“{ \it Gaia}-Enceladus-Sausage”（GES）的特征一致，我们认为这种内晕成分主要由这颗古老的合并卫星沉积的恒星组成。我们发现，GES可能有一个轻微的负金属丰度梯度。内晕贫金属粒子具有与外晕相似的各向异性$β\sim 0.5$的长尾结构。外晕的宽度很宽，有几个弱峰，所有金属丰度的$β$值都在0.5左右。
2022-09-16 astro-ph.GA
Milky Way archaeology using RR Lyrae and type II Cepheids I. The Orphan stream in 7D using RR Lyrae stars
我们提出了一个孤儿星流的化学动力学研究使用的RR~天琴座脉动变星的光度，天体测量和光谱数据的目录。利用Sloan数字巡天（SDSS）的低分辨率光谱，我们测定了RR~天琴座星的视速度，并导出了它们的系统速度。结合恒星的光谱金属丰度和\textit{Gaia} EDR 3天体测量，我们研究了孤儿流的北部。在我们的概率方法中，我们发现了20个单模RR~ Lyrant变量可能与孤儿流的位置，自行和距离的基础上。所获得的样本使我们能够利用SDSS确定的视线速度，将搜索范围扩大到SDSS数据集中的不变星。我们还发现了54颗与孤儿星流有关的不变星。红巨星支星和蓝水平支星的金属丰度分布平均为$-2.13\pm0.05$ dex和$-1.87\pm0.14$ dex，色散分别为0.23和0.43 dex。RR~天琴座变星的金属丰度分布在$-1.80\pm0.06$ dex处达到峰值，离散度为0.25 dex。利用收集到的恒星样本，我们研究了超微弱矮星系Grus II和孤儿流之间可能存在的联系。基于它们的运动学，我们发现，流RR~天琴座和鹤II都在一个具有相似轨道性质的轨道上，尽管动力学性质的大的不确定性使得很难明确地声称连接。与此同时，化学分析强烈削弱了两者之间的联系。我们认为，天鹤座II与孤儿流相结合，将不得不表现出很强的逆金属丰度梯度，迄今为止尚未在任何本地群系统中检测到。
2021-02-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
RR Lyrae variables: visual and infrared luminosities, intrinsic colours, and kinematics
我们使用UCAC 4自行和WISE W1波段视星等强度平均值为近400场RR Lyonian变量，以确定银河RR Lyonian人口的速度分布的参数，并通过统计视差约束的金属丰度<MV>关系和周期金属丰度<MKs>带和周期金属丰度<MW1>带光度关系的零点。我们发现，在太阳附近的晕和厚盘RR天琴座种群的平均速度为（U 0（Halo），V0（Halo），W 0（Halo））=（-7 +/- 9，-214 +/- 10，-10 +/- 6）km/s和（U0（Disc），V0（Disc），W0（Disc））=（-13 +/-7，-37 +/-6，-17 +/-4）km/s，以及速度-色散椭球的相应分量，（sigma VR（Halo），sigma Vphi（Halo），sigma Vtheta（Halo））=（153 +/-9，101 +/-6，96 +/-5）km/s和（sigma VR（Disc），sigma Vphi（Disc），sigma Vtheta（Disc））=（46 +/-7，37 +/-5，27 +/-4）km/s。厚盘星的比例估计为0.22 +/- 0.03。修正后的红外周期-金属丰度-光度关系为<MKs>= -0.769 +0.088 [Fe/H]-2.33 mathoprmlogPF和<MW1>= -0.825 +0.088 [Fe/H] -2.33 mathopr…
2013-08-21 astro-ph.GA
The shape of the Galactic halo with $Gaia$ DR2 RR Lyrae. Anatomy of an ancient major merger
我们使用$Gaia$ DR 2 RR天琴座样本来获得银河系恒星晕的不间断视图。我们在平行于银河系圆盘的切片中解剖了可用的体积，以表明在距离银河系中心千秒差距的$\sim30$内，晕是三轴的，最长轴与银河系$x$轴的$\sim70^{\circ}$错位。这个解剖过程暴露了两个大的弥漫性超密度与晕的半长轴对齐：武仙座-天鹰座云和室女座超密度。我们揭示了整个内晕的运动学映射出的振幅和方向的RR天琴座自行车。然后将这些与具有不同各向异性的简单模型进行比较，以证明内晕由高偏心轨道上的恒星主导。我们解释的密度和运动学的$Gaia$ DR 2 RR天琴座的形状的证据，有利于一个场景中，大部分的晕沉积在一个单一的大规模合并事件。
2018-10-15 astro-ph.GA
Taking the pulse of the outer Milky Way with HOWVAST: an RR Lyrae density profile out to $>$200 kpc
本文利用HiTS和HOWVAST巡天数据探测到约500颗天琴座RR型星，发现9颗超过100 kpc的新星，并通过球状和椭球状模型拟合银晕密度轮廓，揭示内外晕折点位置及外晕陡峭斜率，支持银河系外围由吸积物质构成的观点。
2024-02-21 astro-ph.GA
A Near-infrared RR Lyrae census along the southern Galactic plane: the Milky Way's stellar fossil brought to light
天琴座RR型恒星（RRL）是银河系化石记录的示踪剂，拥有关于其形成和早期演化的宝贵信息。由于银河平面特有的高星际灭绝，位于银河低纬度的遥远RRL一直难以捉摸。我们利用近红外光度数据库的VVV调查的磁盘足迹跨越银河经度的$\sim$ 70 $^\circ$，使用机器学习分类器，达到了1892高置信度RRL的普查。采用新的数据驱动方法，使用稀疏采样的多波段光度法准确表征其空间分布。RRL金属丰度分布函数（RRL）是使用机器学习方法从其$K_s$波段光变曲线参数导出的。这个星云与红团巨星的光谱星云和核球RRL的光谱星云有着显著的结构相似性。我们的模型的多组件密度分布和发现，与不同的模型组件系统的银心半径和垂直距离从银河系平面，相当于弱金属丰度梯度的恒星的数量密度的变化。根据与ARGOS调查结果的一致性，三种重金属模式归因于古老的盘群，而最贫金属的RRL可能是晕闯入者。我们建议，占主导地位的[Fe/H]组件与平均值的$-1$ dex可能对应于一个古老的银河系球状体或经典的凸起组件居住在银河系中央的郊区。在这项研究中的RRL的物理起源需要验证的运动学信息。
2018-04-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
RR Lyrae stars trace the Milky Way warp
本研究利用天琴座RR型变星的运动学数据，首次证明薄盘RRL恒星描绘银河系翘曲，其行为类似中等年龄族群，为研究翘曲与年龄关系提供新途径。
2024-10-29 astro-ph.GA
The Kinematic Properties of BHB and RR Lyrae stars towards the Anticentre and the North Galactic Pole: The Transition between the Inner and the Outer Halo
我们在Anticentre场中识别出51颗蓝色水平支星（BHB），12颗可能的BHB星和58颗RR型天琴座星。它们的选择不取决于它们的运动学。给出了7颗未知天琴座RR型星的光变曲线和星历表。除了4颗天琴座RR型星外，其余都是奥斯特霍夫I型星。我们对BHB星的选择标准给出的结果与Smith et al.（2010）和Ruhland et al.（2011）使用的结果一致。我们使用5种方法来确定BHB星的距离和3种方法来确定RR天琴座星的距离。这些恒星的绝对自行（主要来自GSCII和SDSS（DR 7）数据库）; 31颗BHB星和37颗RR Lyrics星的径向速度。结合这些数据的BHB和RR天琴座恒星与以前发现的领域在北银河系极点，我们发现，逆行轨道占主导地位的银河系中心距离大于12.5千秒差距。已知太阳附近的大多数贫金属恒星都集中在Lperp与Lz角动量图中。我们发现，在主浓度的异常值的数量的比例增加与galactocentric距离。这些异常值与Lperp和Lz的位置表明，晕BHB和RR天琴座星有更多的逆行轨道和更球形的分布随着银河系的距离增加。六颗RR型天琴座恒星被确认在H99的异常群中;它们的[Fe/H]的微小分布表明它们可能来自一个单一的球状星团。另一组异常值包含两对天琴座RR型恒星，每对恒星都有相似的性质。
2012-03-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Kinematics of the Palomar 5 stellar stream from RR Lyrae stars
由球状星团潮汐破裂形成的稀薄恒星流是重要的引力工具，对暗物质的全局和小尺度性质都很敏感。帕洛玛5恒星流（Palomar 5 stellar stream，缩写为P5）是银河系内的一个典型恒星流：它的$\sim 20^\circ$潮汐尾连接回祖先星团，该恒星流已被用于研究银河系暗物质分布的形状、总质量和亚结构分数。然而，流的相空间分布的大多数细节尚未得到充分解释，因此使用流进行其他推断的动力学模型是不完整的。在这里，我们的目标是测量沿1955年流的距离和运动学特性，以激励系统的改进模型。我们使用一个大型的天琴座RR型恒星（RRL）的目录与来自盖亚任务的天体测量数据，以概率确定RRL在2015年流。RRL是有用的，因为它们是本质发光的标准烛光，并且它们的距离可以以小的相对精度（$\sim3\%$）推断。通过建立一个概率模型的2015年集群和流在适当的运动和距离，我们发现27个RRL一致的集群（10）和流（17）的成员。使用这些RRL，我们检测梯度的距离和适当的运动沿流，并提供了一个更新的测量的距离到105集群使用RRL，$d = 20.6 \pm 0.2~\textrm{kpc}$。我们提供了一个目录的2015年RRL与推断的成员概率为未来的建模工作。
2020-02-05 astro-ph.GA
Serendipitous discovery of RR Lyrae stars in the Leo V ultra-faint galaxy
在分析由Cerro Tololo Inter-American Observatory的4米望远镜上的暗能量照相机拍摄的高频差瞬态巡天（HiTS）中发现的天琴座RR星的过程中，我们发现了一组三个非常遥远的基模转换器天琴座RR星（ab型）。这些恒星的位置与它们属于狮子座V超暗卫星星系相一致，迄今为止还没有关于变星的报道。根据这些恒星得出狮子座V的日心距离为173 +/- 5 kpc。这些恒星的脉动性质（振幅和周期）将它们定位在奥斯特霍夫II星系群的轨迹内，类似于大多数其他拥有已知RR型天琴座恒星的超暗星系。这一偶然的发现表明，遥远的天琴座RR型恒星可能被用来搜索银河系外围未知的微弱恒星系统。
2017-07-31 astro-ph.GA
Evidence for Galactic disc RR~Lyrae stars in the Solar neighbourhood
利用公开的测光、分光和{ \it Gaia} DR 2天体测量数据，对太阳附近的314颗RR~天琴座星进行了运动学研究，探讨了它们在银河系中的分布。本文报道了在距银河系中心5- 9千秒差距的太阳邻域内的22颗RR~天琴座星的超密度。它们的轨道参数和化学组成表明，这22个变星的运动学和[Fe/H]值与银盘相同，平均金属丰度和切向速度分别为[Fe/H]= $-0.60$ \，dex和$v_θ = 241$ \，km\，s $^{-1}$。从银心球速度分量的分布来看，这22颗盘状的RR~天琴座变星与{ \it Gaia} Sausage（{ \it Gaia}-土卫二）不一致，不像近一半的本地RR~天琴座变星。来自文献的化学信息显示，大多数选定的近心峰RR~ Lyrant变星都是$α$贫乏的，这是薄盘中通常更年轻的恒星所共有的属性。使用现有的测光，我们排除了可能的错误分类与已知的经典和异常造父变星。这些RR~天琴座盘星相似的运动学、化学和脉动特性表明它们有着共同的起源。与此相反，我们发现与{ \it Gaia}-Enceladus相关的RR~天琴座星的运动学和化学成分显示出相当大的金属丰度分布在老星族（$\sim$ ~ 1\，dex）中。
2020-04-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Revealing the ages of metal-rich RR Lyrae via kinematic label transfer
通过盖亚DR3数据与米拉变星的运动学对比，发现银河系盘中最富金属的天琴座RR型变星年龄约为6-7 Gyr，显著年轻于传统认知，挑战了其仅追踪古老星族的观点。
2025-10-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Galactic-Field Metal-Rich RR~Lyrae Variables: Features of Kinematics and Abundances of Selected Chemical Elements
该研究分析富金属银河场 RR~Lyrae 变星的元素丰度与轨道运动学，发现多种 α 元素及钠、铝、镍丰度偏低，暗示部分恒星可能起源于河外。
2024-08-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Kinematics and Multi Band Period-Luminosity-Metallicity Relation of RR Lyrae Stars via Statistical Parallax
本文介绍了一个样本的850场RR天琴座（RRL）变量的光度和视差分析的结果。RRL样本的光度和光谱数据来自（1）我们用南部非洲大望远镜（SALT）进行的新光谱观测（448个RRL）;（2）我们使用南非天文台（SAAO）的1.0米望远镜进行的光度观测;（3）文献。这些数据与来自\textit{Gaia}第二次发射任务（DR 2）的精确自行数据相结合。本研究初步确定了太阳邻域RRL的速度分布，标定了RRL可见光V波段光度-金属度（LZ或$M_V-$ [ \text{Fe/H} ]）关系的零点以及\textit{WISE}、$W_1-$和\textit{2MASS} $Ks-$波段的周期-光度-金属度（PLZ）关系。校准的PLZ和LZ关系用于估计大麦云（LMC）的银河中心距离和距离模，分别为7.99 $\pm$ 0.49\，kpc和18.46 $\pm$ 0.09 \，mag。我们所有的结果都与基于统计视差分析的现有文献非常一致，但更准确和精确。此外，我们校准的PLZ和LZ关系的零点与其他技术发现的当前结果非常一致，并且产生的LMC距离模量在当前最精确估计的0.04 μ g范围内。
2021-01-11 astro-ph.GA
Piercing the Milky Way: an all-sky view of the Orphan Stream
我们使用来自欧空局盖亚任务（GDR 2）的数据发布2的天体测量，宽带测光和变化信息来识别整个天空中的孤儿流（OS）成员。这条流在天球赤道的上方和下方以及银河系的两个半球都有迹可循，因此它的可见长度增加到约210度，相当于约150千秒差距的物理范围。利用大量的RR天琴座恒星在OS中，我们提取准确的距离和自行车在整个伸展的潮汐碎片研究。根据GDR2 RR天琴座的描绘，该气流在天空中呈现出两个明显的扭曲形状，并伴随着切向运动的变化。我们用GDR2红巨星和DECam遗产巡天主序星关闭星创建的地图补充了RR天琴座地图。天空中OS轨迹的行为在所采用的所有三种示踪剂中是一致的。我们检测到一个强大的非零运动在跨流方向的流的相当大的一部分。碎片轨迹和流动速度之间的这种错位在静态重力势中是无法再现的，这表明与大质量扰动物发生了相互作用。
2019-02-12 astro-ph.GA
FSR 1716: A new Milky Way Globular Cluster confirmed using VVV RR Lyrae stars
我们使用Vía Láctea（VVV）巡天中VISTA变星的深多历元近红外图像来搜索朝向南银河系平面的RR天琴座恒星。在这里，我们报告的发现，一组RR天琴座恒星靠近在VVV瓦片d 025。对VVV图像和PSF测光的检查显示，这些恒星中的大多数可能属于一个球状星团，与先前已知的星团FSR\，1716的位置相匹配。该区域的恒星密度图为这个候选球状星团提供了一个$>100$ sigma探测器，其中心坐标为赤道坐标$RA_{J2000}=$ 16：10：30.0，$DEC_{J2000}=-$ 53：44：56;银河系坐标$l=$ 329.77812，$b=-$ 1.59227。这个天体的色星等图显示了一个人口稠密的红巨星分支，在$K_s=13.35 \pm 0.05$和$J-K_s=1.30 \pm 0.05$有一个突出的红色团块。我们给出了星系团RR天琴座的位置、大小、颜色、周期和振幅。天琴座RR的存在表明它是一个古老的球状星团，年龄为$>10$ Gyr。我们把这个对象作为奥斯特霍夫I型球状星团，根据其RR天琴座ab型，$<P>=0.540$天的平均周期，并认为这是一个相对贫金属与$[Fe/H] = -1.5 \pm 0.4$ dex的集群。这个星团的平均消光和红化分别是$A_{K_s}=0.38 \pm 0.02$和$E(J-K_s)=0.72 \pm 0.02$ mag，这是从天琴…
2017-03-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Before the Bar: Kinematic Detection of A Spheroidal Metal-Poor Bulge Component
我们提出了947径向速度的RR天琴座变星在四个领域位于朝向银河系的隆起，正在进行的隆起RR天琴座径向速度测定（BRAVA-RR）的数据内观察。我们表明，这些RR Lyrics明星表现出热运动学和零或可忽略的旋转，因此是一个单独的人口的成员从酒吧/pseudoblugge，目前占主导地位的质量和光度的内银河系。我们的RR型天琴座星早于这些结构，并具有金属丰度，运动学和空间分布与“经典”的隆起一致，尽管我们还不能完全排除它们是更富金属（[Fe/H] ~ -1 dex）的Halo-bulge种群的贫金属尾部的可能性。BRAVA-RR星的径向速度的完整目录也以电子方式出版。
2016-03-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Search for Distant Hypervelocity Star Candidates Using RR Lyrae Stars
本研究利用 PMZ 距离、Gaia DR3 自行及 SDSS/LAMOST 光谱，在大量 RR Lyrae 星中筛选出 87 颗可靠超高速候选体，并揭示其银心、麦哲伦云及矮星系相关起源。
2025-09-30 astro-ph.GA
Probing the Outer Galactic halo with RR Lyrae from the Catalina Surveys
我们提出了12227 ab型RR天琴座在卡塔利娜调查数据发布1（CSDR 1）的2亿公共光曲线中发现的分析。这些恒星是天琴座RR观测到的银河系中最大的恒星，覆盖了约20，000平方度的天空（0 < RA < 360，-22 < Dec < 65 deg），日心距离高达60 kpc。在六年的时间里，每一个RR Lyectin都被观察到60到419次。使用周期发现和傅立叶拟合技术，我们确定的周期和视幅度为每个源。我们发现，在一般精确到σ = 0.002%的周期相比，2842以前已知的RR天琴座和100 RR天琴座观测重叠的调查领域。我们使用445个Landolt标准星对光变曲线进行了光度校准，结果表明，使用SDSS数据对1000颗蓝色水平支星和7788颗天琴座RR星的光变曲线进行了校准，得到的星等精确到0.05 mags。结合Catalina光度法和SDSS光谱法，我们分析了大于1500的RR型天琴座的径向速度和金属丰度分布。使用的RR天琴座推导出的准确的距离，我们显示的路径人马座潮汐流穿越天空的日心距离从20至60千秒差距。通过选择样本的星系晕RR天琴座，我们比较它们的速度，金属丰度，和距离的预测，从最近的详细的N-体模型的人马座系统。我们发现，预测的距离和结构与我们的观测结果之间存在一些显着差异。
2012-11-13 astro-ph.GA
The RR Lyrae distribution in the Galactic Bulge
本文通过比较银河系核球 RR Lyrae 星观测与理论球状星团分布，检验其是否来自轨道衰变并解体的球状星团。
2025-02-19 astro-ph.GA
A New CEMP-s RR Lyrae Star
我们证明了SDSS J170733.93+585059.7（以下简称SDSS J1707+58），以前被青木和合作者确定为碳增强的贫金属星（具有s过程元素增强; CEMP-s），假设它是一颗主序星，是由利克天体照相巡天发现的RR型天琴座星VIII-14。SDSS J1707+58的修订丰度为[Fe/H] =-2.92，[C/Fe] =+2.79，[Ba/Fe] =+2.83。因此，它是已知的最贫金属的天琴座RR型星之一，并且比其他唯一已知具有CEMP-s光谱的天琴座RR型星（TY Gru）具有更极端的[C/Fe]和[Ba/Fe]。这两颗恒星都是Oosterhoff II型恒星，具有椭圆运动学，与[C/Fe] <+0.7的恒星形成对比，如KP Cyg和UY CrB，它们是盘星。另外12颗[C/Fe] >= +0.7的RR型天琴座星也被列为CEMP候选星。
2012-07-06 astro-ph.GA
Calibrating the BHB Star Distance Scale and the Halo Kinematic Distance to the Galactic Centre
我们报告的第一个确定的距离的银河系中心的基础上晕对象的运动学。我们将视差技术应用于Xue等人（2011）编制的约2500颗蓝色水平分支（BHB）恒星的样本，同时将校正因子限制在这些作者报告的BHB恒星的光度距离和到银河系中心的距离上，以找到R 0 =8.2+/-0.6 kpc。我们还发现，BHB星样品在银河系自转方向上的平均速度V_0 =-240+/-4 km/s，比天琴座RR型晕星的相应速度绝对值大20 km/s左右（V0=-222+/-4 km/s）在6 - 18 kpc的银心距离区间，而BHB样品的总速度弥散（σ V）和径向速度弥散（σ r）比晕RR型Lyrant型变星的速度弥散椭球的相应参数小约40-45 km/s。晕BHB星的速度色散张量被证明比对应的RR Lyrics型变星的张量的各向异性要小得多：对应的各向异性参数值分别等于beta（BHB）=0.51+/-0.02和beta（RR）=0.71+/-0.03。
2020-09-15 astro-ph.GA
SMHASH: Anatomy of the Orphan Stream using RR Lyrae stars
恒星潮汐流提供了一个机会来研究分裂星系的运动和结构以及其宿主的引力势。银河系周围的流特别有希望，因为单个恒星的相空间位置将通过正在进行或即将进行的调查来测量。然而，准确评估距离太阳超过10 kpc的恒星的距离仍然是一个挑战，我们对银河系质量分布的了解最少。为了解决这个问题，我们目前的观察32个候选RR天琴座恒星在孤儿潮汐流采取的斯皮策合并的历史和形状的星系晕（SMHASH）计划的一部分。在斯皮策IRAC $\mathrm{3.6 μm}$波段中，天琴座RR型变星的周期、光度和金属丰度之间有着极其紧密的相关性，这使得我们可以精确地测定它们与单个恒星的距离;每颗天琴座RR型变星的统计距离不确定度的中位数为$2.5\%$。通过拟合轨道的例子潜力，我们得到的上限银河系内部的质量为60千秒差距的$\mathrm{5.6_{-1.1}^{+1.2}\times 10^{11}\ M_\odot}$，使估计的基础上的孤儿流与使用其他示踪剂。SMHASH的数据还可以解析视线深度的流，从而对被破坏的矮星系的内部结构有了新的认识。与N-体模型比较，我们发现，祖先有一个初始的黑暗晕质量约$\mathrm{3.2 \times 10^{9}\ M_\odot}$，把孤儿流的祖先之间的经典矮椭球体。
2017-11-13 astro-ph.GA
Stacking the Invisibles: A Guided Search for Low-Luminosity Milky Way Satellites
几乎每一个已知的低光度银河系矮球状（dSph）卫星星系都至少包含一颗天琴座RR型恒星。假设一小部分遥远（60 < d_{helio} < 100 kpc）的星系晕RR天琴座恒星是尚未发现的低光度dSph星系的成员，我们执行{ \em引导}搜索这些低光度dSph星系。为了检测dSph星系的存在，我们结合了从超过123个视线中选择的恒星，这些视线集中在由Palomar Transient Factory确定的RR Lyrics恒星上。我们发现，即使此类dSph星系仅占据约20条视线，这种方法也足够灵敏，可以检测到类似Segue 1的星系（M_V=-1.5 ^{+0.6}_{-0.8}，r_h=30 pc）的存在。然而，当我们的方法应用于SDSS DR 10成像目录时，没有检测到信号。将我们的方法应用于由成对的近距离（<200 pc）水平分支恒星占据的视线，也没有得到检测。因此，我们把上限的数量低光度dSph星系的半光半径从30 pc到120 pc，并在探测量的晕。通过将我们的方法应用于以从Pan-STARRS 1调查中选择的RR天琴座恒星为中心的视线，并最终从LSST中获得对光度函数的更强约束。在附录中，我们给出了牧夫座3 dSph的RRab星的光谱观测和牧夫座2 dSph附近的RRab星的光变曲线。
2014-08-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
The small boxy/peanut structure of the Milky Way traced by old stars
分析了天琴座RR型星在银河系中心区域的位置。除了先前检测到的整体条形外，我们还发现了花生状结构的证据，其形式为在$b\sim-3.5$ deg处的$\ell=-2$ deg和$1$ deg附近的超密度。花生星的两个峰值之间的物理距离为$\sim0.7$ kpc，明显短于近红外图像（3.3 kpc）和红丛星。Qualitatively这是预期从“分馏”酒吧的轨道，我们证明是匹配的一个由内而外的不断增长的光盘随后形成一个酒吧的模拟。
2021-11-11 astro-ph.GA
