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
Fourteen candidate RR Lyrae star streams in the inner Galaxy
我们应用GC3流发现方法RR天琴座星（RRLS）在卡特琳娜调查。我们发现两个RRLS流候选人在$>4σ$的信心和另一个12在$>3.5σ$的信心在银河系中心距离范围$4 < D/{\rm kpc} < 26$。其中只有两个与已知的球状星团（NGC 1261和Arp 2）有关。其余的是候选的“孤儿”流，这与球状星团流在接近溶解时最明显的想法一致。我们的探测可能是内星系中溶解球状星团总数的下限，因为许多球状星团几乎没有RRLS，而在银河系RRLS背景上只能看到最明亮的流，特别是考虑到目前缺乏运动学信息。我们公开了所有的候选流，并为银河系中所有已知流和超密度的足迹提供了一个新的GALSTREAMS Python库。
2017-11-10 astro-ph.GA
Variable Stars in the giant satellite galaxy Antlia 2
我们报告了在四个DECam领域发现的350颗脉动变星（$\sim 12$平方。（摄氏度）覆盖着Antlia 2卫星星系样本的变量包括318 RR天琴座恒星和8个异常造父变星的星系。将先前被指定为天琴座RR的几个天体重新分类为异常造父变星，从而消除了卫星恒星在视线上的干扰。这反过来又消除了对矮星多产潮汐干扰的需要，与最近更新的自行和基于盖亚EDR3的近中心测量一致。视野中也有几颗明亮的天琴座RR型前景星，还有两颗遥远的背景变星位于Antlia 2后面的$\sim 45$ kpc。我们在整个搜索区域都发现了RR型天琴座恒星，这表明该星系非常大，可能超出了我们的观测区域。Antlia 2中RRab的平均周期为0.599天，而RRc的平均周期为0.368天，表明该星系是一个奥斯特霍夫中间系统。基于天琴座RR型恒星的距离是$124.1$ kpc（$μ_0=20.47$），色散是$5.4$ kpc。我们沿着星系的半长轴测量了一个清晰的距离梯度，Antlia 2的东南侧距离西北侧$\sim13$千秒差距。这种视线上的延长可能是由于蚂蚁2号正在进行的潮汐破坏。
2021-12-15 astro-ph.GA
Giant HI Hole inside the 3-kpc Ring and the North Polar Spur - The Galactic Crater -
应用新发展的切圆法（TCM），我们导出了银河系内HI气体的体积密度图，它是银河系中心距离$R$和高度$Z$的函数。银河系中心（GC）周围的HI洞被证明有一个火山口形状的壁，与北极支线最明亮的山脊重合，并从3-kpc膨胀环发出。陨石坑的结构是由GC产生的冲击波扫过晕状气体来解释的。在3 kpc以外的未扰动HI晕处于流体静力平衡，服从Sech $^2 Z/h$密度定律，标度高度为$h \sim 450$ pc。
2017-06-27 astro-ph.GA
A Hubble Space Telescope Study of the Enigmatic Milky Way Halo Globular Cluster Crater
我们根据哈勃太空望远镜拍摄的深光学成像，分析了暗淡恒星系统陨石坑的已解析的恒星星族。HST/ACS为基础的颜色-星等图（CMD）的火山口扩展$\sim$ 4级以下的最古老的主序列关闭，提供了很好的杠杆作用火山口的物理性质。从结构上看，陨石坑的半光半径为$\sim$ 20 pc，没有潮汐扭曲的证据。陨石坑可以用一个简单的恒星星族来描述，其年龄为$\sim$ 7.5 Gyr，[M/H] $\sim-1.65$，a M $_{\star}\sim10^4$ M $_{\odot}$，M $_{\rm V}\sim -5.3$，距离d $\sim$ 145 kpc，由于基础恒星演化模型的差异，这些性质存在适度的不确定性。在分叉和次巨星分支上方的稀疏采样的恒星可能是1.0-1.4 M的$_{\odot}$双星系统（蓝色离散星）和它们进化的后代，而不是中间年龄的主序星。这些人口的混乱突出了一个巨大的挑战，在准确地描述人口稀少的恒星系统。我们的分析表明，火山口不是一个矮星系，而是一个异常年轻的星系团，因为它位于银河系最外层的恒星晕中。陨石坑与SMC星系团Lindsay 38相似，其位置和速度与麦哲伦星系流碎片的观测和模型非常一致，表明它可能是从麦哲伦星云中吸积而来的。然而，它的年龄和金属丰度也与低质量矮星系如狮子座I或船底座的年龄-金属丰度关系一致。尽管不确定其前身系统，陨石坑似乎已被纳入银河系…
2015-11-03 astro-ph.GA
RR Lyrae Stars, Metal-Poor Stars, and the Galaxy
这本在线书籍包含了2011年1月在加利福尼亚州帕萨迪纳的卡内基天文台举行的关于“RR天琴座星、贫金属星和银河系”的会议记录。科学会议的目的是为了纪念我们的同事乔治·W·布什80周年。普雷斯顿三世。这本书是卡内基天文台天体物理学系列的第五卷。除了每篇arXiv文章的链接外，我还提供了免费下载整卷文章的链接。
2011-09-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
A DECam View of the Diffuse Dwarf Galaxy Crater II: The Colour-Magnitude Diagram
我们提出了一个深布兰科/DECam色星等图（CMD）的大，但非常弥漫的银河系卫星矮星系火山口II。CMD只显示了一个明显分叉的次巨星分支（SGB）的老恒星，该分支为一个狭窄的红巨星分支提供能量。水平支（HB）显示了许多天琴座RR和红色HB星。将CMD与[Fe/H] = -2.0和[ $α$ /Fe] = +0.3 α增强BaSTI等时线进行比较，表明主事件的平均年龄为12.5 Gyr，较亮的SGB的平均年龄为10.5 Gyr。有了如此多的恒星形成事件，火山口II显示出与具有中等年龄人口的更大质量的矮星相似，但对于火山口II来说，恒星形成的早期淬火并没有中等年龄或更年轻的恒星存在。环形山II恒星的空间分布总体上在天空平面上是椭圆形的，详细的分布显示出缺乏强烈的中心集中，以及一些不均匀性。与12.5 Gyr星群相比，10.5 Gyr次巨星和上主序星的中心浓度略高。与盖亚DR 2相匹配，我们发现环形山II的自行：$μ_α\cos δ$ =-0.14 $\pm$ 0.07，$μ_δ$ =-0.10 $\pm$ 0.04 mas yr $^{-1}$，近似垂直于环形山II的半长轴。我们的研究结果提供了对环形山II的恒星形成和化学富集历史的限制，但不能确定是否在其生命周期中失去了大量的质量。
2019-10-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Tidal disruption of dwarf spheroidal galaxies: the strange case of Crater II
本星系群的矮球状星系遵循视向速度色散和半光半径之间的关系，尽管有一些矮星系处于这种关系之下，速度色散被抑制。其中最不一致的（在银河系中）是“虚弱的巨人”环形山II。利用潮汐剥离扁平的两个组成部分的矮星系的控制数值模拟支持的分析参数，我们调查的解释火山口II内的标准星系形成理论。如果环形山II的自行是$(μ_{α*},μ_δ)=(-0.21\pm0.09,-0.24\pm0.09)\mathrm{mas\,yr}^{-1}$，那么就有必要用强烈的潮汐扰动来解释速度弥散抑制。此外，我们证明了潮汐扰动系统的速度色散是唯一的总质量损失的函数，即使是弱嵌入和扁平系统。半光半径的演化更敏感地依赖于轨道相位和暗物质的性质。弱嵌入的尖点系统的半光半径迅速减小，与Crater II的观测产生了一些张力。这种张力被核心暗物质剖面所缓解，其中半光半径在潮汐破裂后可以增长。扁平星系的演化有两个相互竞争的效应：潮汐冲击使中心区域更圆，而潮汐扭曲产生了一个长形的潮汐锁定外壳。在中心质量的$\sim70$ %丢失后，潮汐畸变成为主要效应，星系中心区域的形状趋于普遍的扁长形，而与初始形状无关。
2018-02-26 astro-ph.GA
Candidate RR Lyrae Associated with the Ultrafaint Dwarf Galaxy Aquarius III
本文在超暗矮星系宝瓶座III附近搜寻天琴座RR型变星，确认首颗关联变星并发现其中心区域无此类变星，同时通过合成颜色-星等图评估其存在概率。
2025-02-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Probing the Galactic halo with RR Lyrae stars -- IV. On the Oosterhoff dichotomy of RR Lyrae stars
本文利用SDSS、LAMOST和Gaia EDR3的3653颗7D信息天琴座RR型星，按周期-振幅分为Oo I和Oo II两组，发现二者在化学、运动学和动力学上存在差异，且该二分性随星系位置和星系不同而变化，是恒星与星系演化共同作用的复杂结果。
2023-09-13 astro-ph.GA
Zwicky Transient Facility and Globular Clusters: The RR Lyrae gri-Band Period-Luminosity-Metallicity and Period-Wesenheit-Metallicity Relations
利用Zwicky瞬变观测站（ZTF）的时间序列观测资料，推导了球状星团RR型天琴座的周期-光度-金属丰度（PLZ）和周期-Wesenfeld-金属丰度（PWZ）关系。我们已经应用了各种选择标准来排除有问题或虚假光变曲线的RR Lyrics。这些选择标准利用关于每个光变曲线的数据点的数量、振幅、颜色和关于周期-光度和/或周期-韦森关系的残差的信息。由于混合，球状星团中的一些RR天琴座被发现是异常明亮的，并且它们的ZTF光变曲线振幅很小。我们用我们最终的~750 RR天琴座的46个球状星团的样本，覆盖了一个宽的金属丰度范围（-2.36 < [Fe/H] < -0.54 dex），导出了GRI带的PLZ和PWZ关系。此外，我们还推导出了周期颜色金属丰度（PCZ）和第一次，PQZ关系，其中Q指数是无反射的建设。我们已经比较了我们的各种关系的经验和理论的关系，在文献中，并发现了一个很好的协议与大多数研究。最后，我们将我们推导的PLZ关系应用于矮星系Crater II，发现它的真实距离模量应该大于最近的测定。
2022-03-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Distance to the Sagittarius Dwarf Galaxy using MACHO Project RR Lyrae stars
我们推导出的距离的人马座（Sgr）矮球状星系的北延伸从203 Sgr RR 0天琴座恒星中发现的数据库。它们的距离是相对于288颗银河系膨胀RR 0天琴座恒星的差异确定的，这些恒星也是在CAO数据中发现的。我们发现在$l$ = 5 $^{\circ}$和$b$ = -8 $^{\circ}$的距离模差为2.41 mags，并且Sgr星系向银道面的延伸是向我们倾斜的。假设$\rm R_{GC}$ = 8 kpc，这意味着到这些恒星的距离为$(m-M)_0$ = 16.97 $\pm$ 0.07 mags，相当于D = 24.8 $\pm$ 0.8 kpc。虽然这个估计比以前对这个星系的测量要小，并且同意以前的建议，即Sgr的身体确实离我们更近，但这个估计比在可比的银河系纬度上的研究要大。
2009-03-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gaia RR Lyrae Stars in Nearby Ultra-Faint Dwarf Satellite Galaxies
我们使用盖亚DR2天琴座RR型星表在27个附近（$<100$ kpc）超暗矮卫星星系中寻找天琴座RR型星。根据自行，星等和天空中的位置，我们将47颗盖亚RR天琴座恒星与14颗不同的卫星联系起来。这些星系的距离是基于天琴座RR型恒星。我们首次在杜鹃座II矮星系中发现了天琴座RR型恒星，并在大熊座II、后发座、水蛇座I、牧夫座I和牧夫座III中发现了其他成员。此外，我们已经确定了候选的潮汐外RR天琴座恒星在六个星系，这表明他们可能正在经历潮汐破坏。我们发现有10个星系没有天琴座RR型星，在盖亚和文献中都没有。然而，考虑到盖亚DR 2已知的完整性，我们不能得出结论，这些星系确实缺乏这种类型的变星。
2020-01-04 astro-ph.GA
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
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
RR Lyrae Stars in the Field of Sagittarius II
介绍了在人马座II超暗矮星系中探测天琴座RR型变星的工作。利用韩国微透镜望远镜网络（KMTNet）1.6米望远镜在CTIO和G波段数据从盖亚数据发布2（DR 2）获得的B，V时间序列测光，我们确定和特点的两个ab型和四个c型RR天琴座变量。六颗恒星中有五颗聚集在星系的三个半光半径（约4.8 '）内，表明它们与Sgr II有关，而RRab恒星V4位于距离星系中心约22'的位置。通过排除V4，高c型分数（0.8）和唯一的RRab星V3的周期（P_V3 = 0.666天）表明Sgr II的Oosterhoff II（Oo II）分类。在周期-振幅图中，V3位于靠近Oo II星团的位置，与其他UFD中的RRab星相似，具有奥斯特霍夫中间和Oo II性质。然而，Sgr II比通常的UFD更紧凑，位于星团和矮星系之间的大小光度平面，因此最终需要光谱研究来确定这个恒星系统的真实性质。我们计算了天琴座RR型星Sgr II的金属丰度（[Fe/H]_RRab = -2.1 +-0.3）和日心距（~64 +-3kpc），并根据我们的恒星星族模型估算了它的年龄（~12 Gyr）。UFD的Oosterhoff性质可以用RR型天琴座星在不稳定带中的演化效应来解释。
2019-04-02 astro-ph.GA
Is Crater II disrupting?
Cerro Tololo Inter-American Observatory/NSF NOIRLab（塞罗托洛泛美天文台/美国国家科学基金会NOIRLab）；NSF NOIRLab（美国国家科学基金会NOIRLab）；The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）；Universidad de La Laguna（拉帕鲁纳大学）；Montana State University（蒙大拿州立大学）
研究通过深入观测揭示Crater II的潮汐尾结构，发现RR Lyrae星距离梯度与尾迹坐标关系，确认尾迹延伸并揭示更多变星信息。
2025-12-05 astro-ph.GA
The Lack of RR Lyrae Variables in Ultrafaint Dwarf Galaxy Sextans II
本文利用多波段时序 DECam 存档数据在超暗矮星系 Sextans II 中搜寻 RR Lyrae，未发现成员星，但成功恢复前景星 BB Sex，表明该星系可能与其他暗弱 UFD 一样缺少此类变星。
2025-01-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Mapping the Tidal Disruption of the Hercules Dwarf: A Wide-Field DECam Imaging Search for RR Lyrae Stars
我们研究了武仙座超暗矮星系（UFD）的假设潮汐破坏。先前对大力士UFD的潮汐干扰研究受到矮方向高度前景污染的阻碍。我们通过使用天琴座RR型恒星来绕过这个问题，这是一种标准的蜡烛，在武仙座的距离上具有非常低的场体积密度。我们使用CTIO上的暗能量相机的宽视场成像来识别候选的RR型天琴座恒星，并辅之以与北京-亚利桑那巡天项目协调在博克望远镜上进行的观测。结合颜色，星等和光变曲线的信息，我们确定了三个新的RR天琴座恒星与武仙座。所有这三颗新的天琴座RR型恒星都位于它公布的潮汐半径之外。当考虑到在潮汐半径内已知的九颗天琴座RR型恒星时，这些结果表明武仙座的恒星成分中有相当一部分已经被剥离。由于这种程度的潮汐破坏，武仙座是一个有趣的例子，介于一个明显被破坏的矮星系（如人马座矮球状星系）和一个处于动态平衡的矮星系之间。破坏的程度也表明，我们在未来估计矮质量时，必须更加小心地确定对象成员的方式。三颗被发现的天琴座RR型恒星之一位于武仙座的短轴上，但距离超过两个潮汐半径。这类碎片与最近的模型相一致，这些模型表明武仙座的轨道与其短轴对齐。
2017-11-20 astro-ph.GA
Discovery of RR Lyrae in the Ultra-Faint Dwarf Galaxy Virgo III
本文利用鹿林一米望远镜的 r 波段时序图像在超暗矮星系候选体 Virgo III 附近发现三颗 RR Lyrae，并据此测得其距离为 154±25 kpc，同时改进了 M_V 与 RR Lyrae 数量关系的描述。
2024-05-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Variable stars in the field of the Hydra II ultra-faint dwarf galaxy
本文报道了智利Cerro Tololo美洲天文台的暗能量照相机在g、r和i波段的时间序列测光结果，在超暗卫星星系Hydra II中发现了一颗天琴座RR星。天琴座RR型恒星的平均星等为$i = 21.30\pm 0.04$，换算成长蛇座II的日心距离为$151\pm 8$ kpc;这个数值比发现论文中基于几颗蓝色水平分支候选恒星的平均星等所估算的要大$\sim 13\%$。新的距离意味着$76^{+12}_{-10}$ pc的半光半径稍大，绝对星等$M_V = -5.1 \pm 0.3$更亮，这使该天体保持在矮星系的范围内。天琴座RR型恒星（$P=0.645$ d，$Δg = 0.68$ mag）的脉动特性表明长蛇座II可能是中间奥斯特霍夫或奥斯特霍夫II族的成员。与超暗系统中的其他RR型天琴座星的比较表明，它们之间具有类似的脉动性质，这与晕场星和银河系最大卫星中的脉动性质不同。我们还报告发现了31个额外的短周期变量的视野（RR天琴座，SX苯丙氨酸，食双星，并可能异常造父变星）。然而，考虑到它们的星等和与长蛇座II的大角距，它们一定是与长蛇座II无关的场星。
2016-02-24 astro-ph.GA
Crater 2: An Extremely Cold Dark Matter Halo
我们目前的结果从MMT/Hectochelle光谱的红巨星候选恒星沿视线最近发现的银河系卫星火山口2。将恒星位置、速度和金属丰度的联合分布模拟为陨石坑2和银河系前景种群的混合物，我们确定了陨石坑2的62个成员，其中我们解决了视线速度色散2.7 +/- 0.3 km/s，平均速度为87.5 +/- 0.4 km/s。我们还解决了金属分散0.22约[Fe/H]=-1.98 +/- 0.1的平均值，这是0.28 +/- 0.14比从光度法估计差。尽管环形山2的大小相对较大（投影半飞半径R（h）=1 kpc）和中等亮度（M_V =-8），但它的速度色散是所有矮星系中最冷的。这些特性使得环形山2号在银河系矮椭球体的动力学和结构尺度关系中成为最极端的低密度异常值。即便如此，在动力学平衡和未分辨双星的污染可以忽略的假设下，观测到的速度分布意味着引力主导的暗物质晕，其动态质量为4.4 x 10^6 Msun，质光比M/L=53，封闭在1 kpc的半径内，等效圆速度为4.3 km/s。
2016-12-19 astro-ph.GA
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 population of variable stars in M54 (NGC6715)
本文对位于人马座矮球状星系中心的球状星团M54的13 '× 13'视场内的177颗变星进行了新的B、V和I CCD时间序列测光，其中94颗是新发现的变星。总样本包括2颗造父变星、144颗RR型天琴座星（108颗RR 0和36颗RR 1）、3颗SX型凤凰座星、7颗食双星（5颗W UMA和2颗大陵五双星）、3颗分类不确定变星和18颗长周期变星。大部分的天琴座RR变星可能属于M54。提供了所有观测到的短周期变量的星历。M54 RR型天琴座变星的脉动性质接近奥斯特霍夫I型星团，但也存在大量的长周期ab型RR型天琴座。我们利用观测到的天琴座RR的性质来估计M54的红化和距离模，E（B-V）=0.16 +/- 0.02和（m-M）_0=17.13 +/- 0.11，分别与最近的估计值非常吻合。金属丰度已估计的一个子集的47 RR天琴座恒星，特别是质量好的光变曲线，从傅立叶参数的V光变曲线。得到的金属丰度分布呈对称钟形，平均值<[Fe/H]>=-1.65，标准差σ =0.16 dex。有七颗恒星被认为可能属于人马座星系，基于它们的金属丰度过高或过低。这个证据，如果得到证实，可能表明这个星系中的老恒星跨越了广泛的金属丰度。
2010-03-18 astro-ph.GA
Dynamical Histories of the Crater II and Hercules Dwarf Galaxies
我们调查的可能性，矮星系火山口II和武仙座以前被潮汐剥离的银河系。我们提出了麦哲伦/IMACS光谱的候选成员星在这两个对象。我们确定了37个成员的火山口II，其中25个在文献中的速度测量，我们分类为可能的双星在该子集内的3颗恒星。我们发现，包括或删除这些二进制候选人不会改变派生的速度分散的火山口II。排除二进制候选者，我们测量$σ_{V_{los}} = 2.7^{+0.5}_{-0.4}$ \kms的速度分散，对应于$M/L = 47^{+17}_{-13}$ M $_{\odot}/$ L $_{\odot}$。我们测量的平均金属丰度为[Fe/H] = $-1.95^{+0.06}_{-0.05}$，分散度为$σ_{\mbox{[Fe/H]}} = 0.18^{+0.06}_{-0.08}$。我们的速度色散和金属丰度测量与以前的测量陨石坑II一致，并确认星系居住在一个运动学冷暗物质晕。我们还寻找光谱成员剥离武仙座周围的矮星可能的潮外恒星超密度。对于这两个星系，我们使用\textit{Gaia} DR 2天体测量计算自行，并使用其完整的6D相空间信息来评估其轨道接近银河系的概率足够接近的经验潮汐剥离。鉴于现有的运动学数据，我们发现一个概率为$\sim$ 40%，大力士遭受潮汐剥离。陨石坑II的自行使它几乎肯定会被剥离。
2019-01-03 astro-ph.GA
RR Lyrae Variables in M31 and M33
天琴座RR变星的这些性质使它们成为研究恒星星族形成和演化的极好探针。光是这类恒星的存在就需要年龄大于~10 Gyr，而它们的周期和振幅可以用来估计它们所在的星系团或星系的金属丰度。天琴座RR的这些和其他特征已被用来研究M31和M33的性质。虽然这些研究通常还处于起步阶段，但我们已经确定，M31和M33确实在它们的晕中，也可能在它们的盘中含有天琴座RR，这表明这两个成分在M31和M33的早期历史中形成。这些星系中的天琴座RR晕的平均金属丰度与其他晕恒星星族示踪物如M31的矮球状卫星和M33的晕球状星团的平均金属丰度一致。对天琴座RR的空间分布，特别是M33的空间分布知之甚少。这将需要进行具有足够光度深度的宽场时间序列研究，以便识别RR Lyraes和确定可靠的周期。
2011-05-25 astro-ph.GA
The Araucaria Project: The distance to the Carina Dwarf Galaxy from infrared photometry of RR Lyrae stars
我们获得了在$J$ -和$K$ -频带的样品的33 RR天琴座星在船底座dSph星系的单相近红外（NIR）的幅度。应用不同的理论和经验校准RR型天琴座星的近红外周期-光度-金属丰度关系，我们发现一致的结果，并获得一个真实的，红化校正距离模数为20.118 $\pm$ 0.017（统计学）$\pm$ 0.11（系统性）该值与南洋杉计划中红团星近红外光度测定的结果非常一致（20.165 $\pm$ 0.015）和红巨星分支的尖端（20.09 $\pm$ 0.03 $\pm$ 0.12等在$J$波段，20.14 $\pm$ 0.04 $\pm$ 0.14等在$K$波段），以及与该星系的大多数独立距离测定。近红外RR天琴座方法被证明是一种可靠的工具，可以在5%或更高的水平上精确确定距离，特别是对于缺乏年轻标准烛光的星系和球状星团，如造父变星。
2015-07-28 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Probing the boundary between star clusters and dwarf galaxies: A MUSE view on the dynamics of Crater/Laevens I
我们目前的MUSE观测的争议超微弱恒星系统陨石坑。我们通过径向速度测量光谱确认了该系统的26颗成员星。我们推导出MUSE谱的系统仪器速度不确定度为2.27 $\rm \,km\,s^{-1}$。这个新数据集将陨石坑已确认的成员星增加了3倍。三分之一明亮的蓝色恒星和一颗位于主序关闭上方的较暗的蓝色恒星也被发现可能是该系统的成员。观测结果表明，火山口有一个系统的径向速度$v_{\rm sys}=148.18^{\rm +1.08}_{\rm -1.15}\rm \,km\,s^{-1}$，而这个系统最有可能的速度分散是$σ_{\rm v}=2.04^{\rm +2.19}_{\rm -1.06} \rm \,km\,s^{-1}$。系统的总动力学质量，假设动力学平衡，然后$M_{\rm tot}=1.50^{+4.9}_{-1.2}\cdot 10^{\rm 5}M_{\odot}$意味着M/L $_{\rm V}$ =8.52 $^{+28.0}_{-6.5}\, M_{\odot}/L_{\odot}$，这是符合一个纯粹的重子恒星星族在其误差范围内，没有显着的证据存在暗物质。我们还发现的径向速度分布的速度梯度的证据。我们的结论是，我们的研究结果有力地支持，火山口是一个暗淡的中间年龄外晕球状星团，而不是一个矮星系。
2016-04-22 astro-ph.GA
Chemical abundances of giant stars in the Crater stellar system
我们在VLT使用X-Shooter获得了两个巨大的陨石坑（J113613-105227和J113615-105244）的光谱。光谱分析与MyGIsFoS代码使用网格的合成光谱计算从一维，局部热力学平衡（LTE）模型大气。有效温度和表面重力是从暗能量巡天获得的图像中测量的光度学推导出来的。J113613-105227和J113615-105244的径向速度分别为144.3 ± 4.0 km/s和134.1 ± 4.0 km/s。金属丰度分别为[Fe/H]=-1.73和[Fe/H]=-1.67。除了铁的丰度，我们可以确定九种元素的丰度：Na，Mg，Ca，Ti，V，Cr，Mn，Ni和Ba。对于Na和Ba，我们考虑了与LTE的偏差，因为校正是显著的。这两颗恒星的丰度比相似，类似于具有相同金属丰度的银河系恒星。在深测光图像上，我们可以探测到几颗位于蓝色关闭处的恒星。结论标题（可选），必要时留空径向速度意味着这两颗恒星都是陨石坑恒星系统的成员。两者之间的速度差异以面值计算，意味着在95%的置信水平下速度离散度> 3.7 km/s。我们的光谱金属丰度是在很好的协议，由以前的调查，使用光度测定。我们的深测光和光谱金属丰度意味着7 Gyr的年龄为主要人口的系统。关闭蓝色的恒星可以被解释为一个更年轻的人口，具有相同的金属丰度和2.2 Gyr的年龄。最后，空间和运动学参数支持的想法，这个系统是与星系狮子…
2015-06-11 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
Tracing Milky Way substructure with an RR Lyrae hierarchical clustering forest
天琴座RR型变星长期以来一直是用来辨别本星系群结构的可靠标准烛光。考虑到这一点，我们提出了一个例行程序，以确定包含在银河系环境中的RR天琴座变量的统计显着数量的分组。RR天琴座变量分组，或子结构，与潜在的银河系考古学的应用被发现使用一个森林的凝聚，层次聚类树，其叶子是银河系RR天琴座变量。通过确保内部RR Lyrics变量自行充分相关来验证每个分组。光度信息是从盖亚第二次数据发布和自行从（早期）第三次数据发布收集的。在将此例程应用于91234个变量的目录后，我们能够报告16个物理尺寸小于1千秒差距的独特RR Lyrics子结构。其中五个亚结构与银河系球状星团非常接近，它们具有以前已知的潮汐尾和/或与银河系合并事件有潜在的联系。其中一个候选子结构位于大麦云云附近，但比矮星系的已知卫星更遥远（也更古老）。我们的研究最后讨论了如何在未来的调查可以应用于银河系恒星流的发现。
2022-04-12 astro-ph.GA
Weak Galactic Halo--Fornax dSph Connection from RR Lyrae Stars
首次在星系形成和演化的广泛背景下讨论了天炉座矮球状星系（dSph）古老变星的精确脉动特性。均匀的多波段$BVI$光学光度计跨越{ \it二十}年，使我们能够识别和表征超过1400 RR天琴座星（RRL）在这个星系。其中70%是新发现。我们研究了天炉座的周期振幅分布，发现天炉座缺乏高振幅（A $_V\gsim$ 0.75 mag）短周期基模RRL（P $\lsim$ 0.48 d，HASP）。这些天体出现在比[Fe/H] $\sim$ -1.5更富金属的恒星群中，它们在星系晕（Halo）和球状星团中很常见。这一证据表明，老（年龄大于10 Gyr）的天炉座恒星是相对贫金属的。对现在的天炉座dSph在再现晕周期分布中的作用的详细统计分析表明，当它与大质量矮星系（人马座dSph，大麦哲伦云）中的RRL结合时，它只能占晕的几到20%。这一发现表明，与大质量的矮星相比，类似天炉座的系统在形成光环方面发挥了次要作用。我们还讨论了HASP的发生与附近矮星系的光度和早期化学成分的关系。我们发现，独立于它们各自的恒星形成历史，明亮的（M $_V\lsim$-13.5等）星系有HASP，而暗淡的（M $_V\gsim$-11等）没有。有趣的是，天炉座属于一个光度范围（--11 $<$ M $_V<$ --13.5等），在这个范围内，HASP的出现似乎与宿主星系的早期恒星形成和化学富集有关。
2016-12-09 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
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
ATLAS lifts the Cup: Discovery of a New Milky Way satellite in Crater
我们宣布在ESO VST ATLAS调查的数据中发现了一个新的银河系伴侣，并在4米威廉赫歇尔望远镜上进行了深度成像。该卫星位于火山口星座（杯子），距离$\sim$ 170千秒差距。它的半光半径是$r_h=30$ pc，光度是$M_V=-5.5$。它的大部分恒星星族都很老，而且金属含量很低。如果不是因为有少数蓝圈星和一个稀疏的红团，我们可能会把新发现的卫星归类为一个扩展的球状星团。核心氦燃烧人口的存在意味着在陨石坑中可能在4亿年前就发生了恒星形成。没有一个球状星团能完成将恒星形成期延长几个旋的壮举。因此，如果我们关于环形山中的蓝色明亮恒星是蓝环巨星的假设是正确的，那么新卫星应该被归类为具有不寻常性质的矮星系。请注意，陨石坑以北仅10度，两个超暗星系狮子座IV和V以大约相同的距离绕银河系运行。这暗示着这三颗卫星在一起落入银河系晕之前可能曾经密切相关。
2014-03-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
SMHASH: A new mid-infrared RR Lyrae distance determination for the Local Group dwarf spheroidal galaxy Sculptor
我们提出了一个新的距离估计银河系矮球状卫星雕塑家获得的多历元中红外观测的RR天琴座星。作为SMHASH计划的一部分，斯皮策太空望远镜上的红外阵列相机已经获得了3.6 μm的观测结果。测得42个RRL的中红外线曲线，并由此测得Sculptor距离模量μ = 19.60 $\pm$ 0.02（统计学）$\pm$ 0.04（光度）磁（其中$σ_{sys}=$ = 0.09等），使用从银河系球状星团M4导出的3.6 μm经验周期光度关系，或μ = 19.57 $\pm$ 0.02（统计）$\pm$ 0.04（光度）等（其中$σ_{sys}=$ = 0.11等），使用最近从大麦云球状星团网壳中导出的相同通带的经验关系。这两个测量值在很好的协议，在以前的作品与雕塑家RR天琴座恒星在光学波段，也与最近的近红外RR天琴座的结果是一致的。最好的协议与文献中发现后者的模量，这是相当于一个距离d = 82 $\pm$ 1（统计）$\pm$ 2（光度）kpc（与$σ_{sys}=$ = 4 kpc）。最后，使用一个子样本的RR天琴座恒星光谱金属丰度，我们证明，这些距离估计不受金属丰度效应。
2018-08-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Give to Ursa Minor what is Ursa Minor's: an updated census of the RR Lyrae population in the Ursa Minor dwarf galaxy based on Gaia DR3
基于 Gaia DR3 数据，本文对小熊座矮星系的天琴座 RR 型变星和异常造父变星进行更新普查，新发现 47 颗 RR 型变星和 5 颗异常造父变星，重新分类 13 颗变星，并确定其距离模数为 19.23±0.09 mag，同时排除其变星与 Muñoz 1 星团的成员关联。
2024-10-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
La Silla QUEST RR Lyrae Star Survey: Region I
在840 sq.deg.范围内搜寻天琴座RR型星（RRLS）在赤经赤经150 - 210度和赤经-10 - +10度的天空中，共观测到ab型1013个，c型359个。该样品用于研究距离为5至80 kpc的星系晕、晕子结构和奥斯特霍夫型晕的密度剖面。晕是扁平的朝向银河平面，其密度分布在银河中心距离大于25千秒差距的斜坡变陡。人马座矮球状（dSph）星系的恒星流中的RRLS与Law和Maurisski的模型相匹配，适用于1.3至3.2 Gyr前剥离的恒星，但不适用于3.2至5.0 Gyr前剥离的恒星。在室女座超密度和室女座恒星流的位置发现了超密度。Jerjen等人认为1220-1是一个距离为24 kpc的晕子结构，在1220-1的1度范围内，有4个RRLS可能是成员。除了亚结构，RRLS是Oosterhoff I型和II型的混合物，但主要是OoI（73%）。星系的吸积类似于最大质量的银河系卫星（LMC，SMC，For，Sgr）的RRLS内容可以解释OoI的优势。在六分仪座dSph星系中发现了6个新的RRLS和3个新的异常造父变星。
2013-12-05 astro-ph.GA
A Disk Origin for the Monoceros Ring and A13 Stellar Overdensities
麒麟座环（也被称为银河系的正中心恒星结构）和A13是在我们银河系的正中心附近的低银河系纬度观测到的，估计日心距离为$d \sim 11$ kpc和15 kpc的恒星超密度。虽然这些高密度最初被认为是潮汐破坏的卫星星系的残余物，但另一种情况是，它们是由来自银河系（MW）盘的恒星组成的，由于卫星星系和盘之间的相互作用而被踢到它们当前的位置。为了验证这一假设，我们通过测量与这些超密度相关的天琴座RR和M巨星的数量，研究了麒麟座环和A13的恒星星族。我们获得低分辨率光谱的RR天琴座星在这两个结构和测量径向速度与以前测量的速度在麒麟座环和A13地区的M巨星进行比较，以评估的部分RR天琴座M巨星（$f_{RR:MG}$）在A13和Mon/GASS。我们对153颗天琴座RR型恒星（116颗在麒麟座环，37颗在A13）进行了速度建模，发现这两种结构都具有非常低的$f_{RR:MG}$。这些结果支持了A13和Mon/GASS恒星形成于MW盘的假设。我们讨论了一个可能的关联Mon/GASS，A13，和三角座仙女座超密度基于它们相似的速度分布和$f_{RR:MG}$。
2018-01-03 astro-ph.GA
Precision distances to dwarf galaxies and globular clusters from Pan-STARRS1 3$π$ RR Lyrae
基于Pan-STARRS 1（PS1）3 $π$巡天中的天琴座RR（RRab）星，我们提出了新的空间模型和对绕银河系运行的球状星团（GC）和矮椭球（dSphs）的距离估计。利用Sesar等人（2017）在16个球状星团和5个矮星系中的RRab星PS1样本，我们在$(l,b,D)$空间拟合结构模型;对于13个球状星团和6个矮星系，我们只给出了它们的平均日心距离$D$。我们验证了Sesar等人（2017）中使用的周期光度（PL）关系的准确性，以限制与这些恒星的距离，并将其与Carretta等人（2009）使用金属丰度的周期光度金属丰度（PLZ）关系进行比较。我们将我们的Sesar et al.（2017）距离与Bailer-Jones et al.（2018）的基于Bullax的\textit{Gaia} DR 2距离估计值进行了比较，发现我们的距离是一致的，并且更加精确。
2018-11-27 astro-ph.GA
The Araucaria Project: The distance to the Fornax Dwarf Galaxy from near-infrared photometry of RR Lyrae stars
我们获得了天炉座矮球状星系中77颗RR天琴座（RRL）星在J-和K-波段的单相近红外（NIR）星等。我们使用不同的理论和经验的近红外周期光度金属量校准RRL星，以获得它们的绝对星等，红化校正距离模数为20.818 +/- 0.015（统计学）+/- 0.116这一数值与南洋杉计划中红团星近红外光度测定的结果非常一致（20.858 +/- 0.013等），红巨星分支的尖端（20.84 +/- 0.04 +/- 0.14等），以及与该星系的其他独立距离测定。金属丰度和红化的影响在近红外域中大大减少，使该方法成为在5%水平上精确确定距离的可靠工具。由于盖亚任务，一旦距离校准的零点得到改进，这种精度预计将达到3%的水平。RRL星的近红外周期-光度-金属丰度关系对于确定星系和球状星团（300 kpc以下）的距离特别有用，这些星系和球状星团缺乏年轻的标准烛光，如造父变星。
2017-10-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Discovery of Tidal RR LYRAE stars in the Bulge Globular Cluster M 62
富含天琴座RR（RRL）的球状星团M 62（NGC 6266）是银河系中质量最大的球状星团之一，位于银河系隆起的致密区域，那里是影响球状星团生存的动力学过程最大化的地方。使用盖亚DR2的数据，我们已经发现了明确的证据，超过集群潮汐半径的M62，部分与剥离到银河系领域的恒星RRL过剩。新的VVVX调查观测证实了这一点，即放弃任何差异红化效应作为所观察到的RRL密度过剩的可能原因。我们还使用精确的距离，径向速度和自行（PM）的新测量值确定了M 62的轨道，发现它的轨道与银河系旋转的方向相反。轨道被集成在非轴对称银河系模型\texttt{GravPot16}，其中包括扰动，由于中央银河酒吧。M 62显示了一种特殊的轨道行为，具有棒凸区域的动力学特征。观测到的小的潮外RRL延伸大致对准银河系中心，方向几乎垂直于银河系平面，而不是沿着其轨道的运动，这可能是一个明显的迹象，在最后一次通过接近星系团接近其近银河系。M 62将是第一个在银河系内部观测到的作用于球状星团的凸起激波的清晰例子。
2018-11-15 astro-ph.GA
Modelling the stellar halo with RR-Lyrae stars
一个七参数分布函数（DF）拟合$20\,000$ RR-天琴座星，只有天体测量数据。观测数据预测的DF结合的自洽模型星系的引力势定义的暗晕，隆起和四个组成部分的光盘的DF。测试的技术开发，以处理丢失的视线速度表明，增加这样的速度只稍微收紧DF的约束。恢复模型的RR-Lyrant人口证实，人口是平坦的，并具有强烈的径向偏置速度分布。在大半径处，它的密度分布趋向于$ρ\sim r^{-4.5}$，但没有幂律能在太阳球内部提供良好的拟合。该模型提供了一个很好的适合的数据比$r=16.5$明亮的恒星，但在一定的approximdes它预测太少的暗淡恒星在银河系中心半径$\sim20\mbox{kpc}$，可能是信号的晕不是轴对称的。DF是用来预测的速度分布的BHB星的空间速度是可用的。成功预测了$z$组分，但预期$v_Rv_ϕ$平面中存在过多的各向异性。
2021-12-28 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
A fresh look at the RR Lyrae population in the Draco dwarf spheroidal galaxy with Gaia
我们提出了一个目录的285 RR天琴座恒星（RRL）的天龙座矮球状星系（dSph），通过结合数据从一些不同的调查，包括第二次数据发布（DR 2）的欧洲航天局（ESA）的基石任务盖亚。我们已经确定了在我们的样本中的RRL的个人距离，首次使用盖亚G-波段光度-金属丰度关系（MG - [Fe/H]）和研究的Draco dSph的结构跟踪其RRL人口。我们发现，位于天龙座西部/西南部地区的RRL似乎更接近我们，这可能是天龙座和银河系（MW）之间的相互作用的线索。用RRL测量的天龙座的平均距离模量为19.53 +/- 0.07 mag，相当于80.5 +/- 2.6 kpc的距离，与文献中先前的测定结果非常一致。基于RRL的脉动特性，我们确认了Draco的Oosterhoff中间性质。我们提出了一个额外的样本的41个候选RRL在天龙座，这是我们选择的盖亚DR 2目录的基础上，他们的G-波段幅度的不确定性。在盖亚第三次数据发布（DR 3）中将提供的其他历元数据将有助于确认这些候选者是否是真正的Draco RRL。
2020-09-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
The VMC Survey - X. Cepheids, RR Lyrae stars and binaries as probes of the Magellanic System's structure
VMC测量正在获得麦哲伦系统Ks波段的多历元测光，其极限星等为Ks ~ 19.3，用于单个历元数据。观测的时间间隔，如提供最佳采样的光变曲线的RR天琴座恒星和造父变星的周期长达20-30天。我们提出的经典造父变星和RR天琴座恒星的KS波段光变曲线的例子，我们正在获得的VMC数据和概述的战略，我们把到位，以测量距离和推断系统的三维几何的变星。为此目的，近红外周期亮度，周期Wesenches，和周期亮度颜色的关系系统RR天琴座恒星和造父变星的使用。我们广泛利用EROS-2和OGLE III/IV微透镜巡天提供的麦哲伦云变星星表。通过结合这些调查，我们提出了目前最广泛的地区的大麦云云的看法，所捕获的星系造父变星，RR天琴座恒星和双星。这揭示了以前只能模糊猜测的主要结构（棒/s -螺旋臂）的全部范围。我们的工作加强了详细研究大麦云云三维几何的情况。
2013-10-25 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
Searching for tidal tails around $ω$ Centauri using RR Lyrae Stars
我们提出了一个调查的RR天琴座恒星在50度的区域$^2$周围的球状星团$ω$半人马座，旨在检测碎片材料从所谓的祖先星系的集群。我们探测到48颗天琴座RR型恒星，其中只有11颗以前报道过。在11颗已知的恒星中，有10颗是在星团的潮汐半径内发现的。其余的位于潮汐半径之外，距离星团中心$\sim 6$度。其中几颗恒星的距离与半人马座$ω$的距离相似。我们调查的概率，这些恒星可能已被剥离集群通过研究他们的属性（平均周期），计算预期的光环/厚盘人口的RR天琴座恒星在这部分的天空，分析径向速度的子样本的RR天琴座恒星，最后，研究可能的轨道，这个子样本围绕银河系。这些调查都不支持在半人马座$ω$周围有大量潮汐碎片的假设，证实了以前在该地区的研究。令人困惑的是，潮汐碎片在其他地方被发现，而不是在星团本身附近。
2014-11-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
$S^5$: Tidal Disruption in Crater 2 and Formation of Diffuse Dwarf Galaxies in the Local Group
University of Chicago（芝加哥大学）；University of Toronto（多伦多大学）；University of Surrey（萨里大学）；University of Edinburgh（爱丁堡大学）；University of Cambridge（剑桥大学）
$S^5$研究Crater 2的潮汐破坏及弥散矮星系形成，发现其速度分散比难以用标准模型解释，可能涉及低浓度暗物质晕或湍流剥离作用。
2026-09-03 astro-ph.GA
Variable Stars and Stellar Populations in Andromeda XXVII: IV. An off-centered, disrupted galaxy
我们提出了B和V的时间序列测光的M31卫星星系仙女座XXVII（和XXVII），我们观察到的大双筒望远镜的大双筒相机。在And XXVII区域，我们总共发现了90颗变星：89颗天琴座RR型星和1颗异常造父变星。天琴座RR型星（RRab）$\langle$ P $_{\rm ab}\rangle$的平均周期为0.59 d（$σ$ =0.05 d），周期-振幅图将和XXVII归入Oosterhoff I/Intermediate天体类。结合色星等图（CMD）和变星的信息，我们发现了一个单一的老和金属贫恒星人口与[Fe/H] $\sim -1.8$ dex和t $\sim$ 13陀螺仪在和XXVII的证据。天琴座RR和红巨星分支（RGB）星的空间分布清楚地表明，和XXVII是一个完全混乱的系统。这一点也得到了天琴座RR型恒星视线范围内观测到的扩散的支持。RGB和RR型天琴座恒星的最高密度位于半径为4弧分的圆形区域内，中心位于距离Richardson et al.（2011）And XXVII中心坐标东南约0.2度的地方。这个区域的CMD被很好的定义，有一个突出的RGB和15颗RR型天琴座恒星（在该区域发现的18颗中），追踪一个非常紧密的水平分支，$\langle V(RR) \rangle$ = 25.24等，$σ$ = 0.06等（平均超过15颗恒星）。我们表明，和XXVII以及建议作…
2017-10-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Homogeneous Photometry VI: Variable Stars in the Leo I Dwarf Spheroidal Galaxy
我们对狮子座I矮椭球星系中164颗候选RR型天琴座变星和55颗候选的反常和/或短周期造父变星的脉动性质进行了研究。根据它的RRL，Leo I被确认为Oosterhoff中间型星系，像其他几个矮星一样。我们表明，在他们的脉动特性，RRL代表最古老的恒星星族在星系中没有显着不同的其他五个附近，孤立的矮球状星系。当将它们与最近发现的超暗矮星系中的天琴座RR型恒星进行比较时，也得到了类似的结果。我们比较了矮星系（~ 1300颗星）中ab型RR型天琴座星与星系晕场（~ 14,000颗星）和球状星团（~ 1000颗星）中ab型RR型天琴座星的周期分布和周期振幅关系。当从晕圈内区（dG<14 kpc）向晕圈外区（dG> 14 kpc）移动时，场RRLs的周期分布发生了显著的变化。这表明晕圈是由（至少）两种不同的祖先或祖先类型形成的。综合考虑，在经典矮球状和超暗矮星系中的RRL--正如今天所观察到的--似乎并不遵循内晕或星系晕中的RRL所显示的明确的脉动性质，它们也不具有与球状星团中的RRL相同的性质。特别是与星系晕场和球状星团相比，矮星中的基模RRL样品似乎缺少高振幅和短周期（“HASP”：AV> 1.0等，P <0.48 d）。观测到的RRL的性质并不支持这样一种观点，即目前存在的经典矮球状和超暗矮星系是星系晕原始组成部分的幸存代表性例子。
2014-06-27 astro-ph.GA
Proper Motion of the Leo II Dwarf Galaxy Based On Hubble Space Telescope Imaging
这篇文章报道了狮子座II的自行测量，狮子座II是一个矮星系，可能是银河系的卫星，基于哈勃太空望远镜和宽视场相机3的成像。测量使用紧凑的背景星系作为望远镜两个不同指向的相机两个通道的静止标准，并在每个指向的一个通道中使用类星体，从而产生六次测量的加权平均值。在赤道坐标系中测得的自行为（mu_alpha，mu_delta）=（-6.9 +-3.7，-8.7 +-3.9）mas/世纪，在银河系坐标系中测得的自行为（mu_l，mu_b）=（6.2 +-3.9，-9.2 +-3.7）mas/世纪。相对于银河系中心的隐含空间速度为（Pi，Theta，Z）=（-37 +-38，117 +-43，40 +-16）km/s，或者用银河系中心径向和切向分量表示，（V_r，V_tan）=（21.9 +-1.5，127 +-42）km/s。空间速度意味着瞬时轨道倾角为68度，95%置信区间为（66度，80度）。测量到的运动支持了狮子座II、狮子座IV、狮子座V、环形山2和球状星团环形山作为一个整体落入银河系的假设。
2016-08-09 astro-ph.GA
Local RR Lyrae Stars: native and alien
给出了距太阳6 kpc以内的89个RR型天琴座（RRL）候选者的[Fe/H]和径向速度的测量结果。在删除两颗疑似非RRL的恒星后，这些恒星被添加到现有的数据库中，在均匀的尺度上产生了464颗RRL [Fe/H]。利用盖亚卫星（数据发布2）的数据，我们计算了这个样本的位置和空间速度。这些数据证实了[alpha/Fe] ~ solar的RRL薄盘的存在。具有大总能量的晕RRL的大多数具有接近零的绕Z轴的角动量。在运动学上，这些恒星非常类似于盖亚-香肠/盖亚-土卫二恒星，其他人认为它们是一个大星系与银河系合并的碎片。RRL的金属丰度和周期分布以及它们在周期振幅图中的位置表明，这个被破坏的星系与大麦云云一样大，甚至可能更大。
2019-12-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
An Ancient Metal-Poor Population in M32, and Halo Satellite Accretion in M31, Identified by RR Lyrae Stars
我们目前的时间序列测光M32附近的两个领域使用档案观测ACS/WFC船上HST。一个磁场的中心距M32约2弧分，而另一个磁场则位于M31东南15弧分。我们确定了总共1139个RR Lyrics变量，其中821个是ab型，318个是c型。在M32附近的区域，我们发现相对于M32中心，天琴座RR星的密度存在径向梯度。这个梯度与M32的表面亮度轮廓一致，表明在这个区域有相当数量的天琴座RR型星属于M32。这进一步证实了M32包含一个古老的恒星星族，它与M31和银河系中最古老的恒星族大约在同一时间形成。M32中的天琴座RR型恒星的平均金属丰度为[Fe/H] ~ -1.42 +/- 0.02，比M32整个恒星星族的金属丰度低15倍。此外，在分析的领域中，标准化到M32光度的RR型天琴座恒星的丰度进一步表明，M32中古老的贫金属人口仅代表该星系的一个非常小的组成部分，与Monachesi等人的CMD分析推断的1%至4.5%的质量一致。我们发现了前所未有的证据，证明M31中存在两个天琴座RR型种群，如贝利图中ab型变量之间的两个不同序列所示。当以金属丰度解释时，一个群体在[Fe/H] ~ -1.3处表现出峰，另一个在[Fe/H] ~-1.9处表现出峰。对这一结果的一种可能解释是，金属含量更高的星系群代表了占主导地位的M31晕，而金属含量更低的星系群可能是一个围绕M31运行的被破坏的矮卫星星系。如…
2012-06-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
