Determination of the escape velocity of the Milky Way using a proper motion selected halo sample
{ \it Gaia}任务提供了有史以来最大的具有切向速度信息的源目录。然而，使用这个目录进行动力学研究是困难的，因为大多数恒星缺乏视线速度测量。最近，我们提出了一个选择的$\sim 10^7$晕星的准确距离，已选定的基础上，他们的测光和自行。使用这个例子，我们用幂律分布来模拟速度分布的尾部，这是一种由\cite{Leonard1990THESPEED}首先建立的常用方法。这是有史以来第一次，我们使用切向速度精确测量了前所未有的数量晕星估计逃逸速度。在太阳附近，我们得到了一个非常精确的逃逸速度的估计，它是$497^{+8}_{-8}~{\rm km/s}$。这一估计很可能偏低，我们最好的猜测是10%。因此，真实的逃逸速度很可能更接近于$550~{\rm km/s}$。逃逸速度直接限制了银河系的总质量。为了找到最佳的拟合晕质量和浓度参数，我们调整了现实的银河系潜力的黑暗（球形NFW）晕，同时保持太阳半径固定在$v_c(R_\odot) = 232.8~{\rm km/s}$的圆速度。所得晕圈参数为$M_{200}^{+10\%} = 1.11^{+0.08}_{-0.07} \cdot10^{12} ~{\rm M}_\odot$和浓度参数$c^{+10\%} = 11.8^{+0.3}_{-0.3}$，其中我们使用明确的符号表示这些参数已针对10\%偏倚进行了校正。内星系的逃逸速度…
2021-03-08 astro-ph.GA
A Catalog of Distance Determinations for the LAMOST DR8 K Giants in the Galactic Halo
本研究发布了基于LAMOST DR8的19544颗银晕K型巨星距离星表，补充PS1测光并剔除污染后，用贝叶斯方法估算距离，精度约11%，是目前最大的银晕远距示踪天体光谱样本。
2023-05-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Galaxy sizes and the galaxy-halo connection -- I: the remarkable tightness of the size distributions
星系的质量和结构组合是一个激烈争论的问题。目前的理论模型预测星系大小（$R_e$）和宿主暗物质晕维里半径（$R_h$）之间存在线性关系。通过利用半经验模型相比，从斯隆数字巡天的中央星系的大小分布，我们提供了强大的约束规范化和分散的$R_e-R_h$关系。我们探讨的参数空间的模型，其中的$R_e-R_h$关系是介导的自旋参数或浓度的主机晕，或一个简单的常数的性质是在原则上未知的。我们发现，数据需要非常紧密的关系，无论是早型和晚型星系（ETG，LTG），特别是对于更大的星系。这些限制挑战了仅基于角动量守恒的模型，该模型预测星系大小的分布显着更广泛，如果按表面值计算，则没有恒星质量的趋势。我们讨论了物理动机的原始模型，使预测与数据更好地吻合的变化。我们认为，测量的SDSS盘星系的紧尺寸分布可以由半经验模型再现，其中$R_e-R_h$连接是由\emph{stellar}特定的角动量$j_{star}.$介导的。我们发现，目前的星系形成的宇宙学模型与我们对LTG的限制基本一致，并证明了我们提出的$R_e$和$j_{star}$之间的强联系，然而，在ETG的这种从头算理论模型中发现的$R_e-R_h$关系的紧密性与我们的半经验发现相矛盾。
2019-12-05 astro-ph.GA
Galactic Gas Models Strongly Affect the Determination of the Diffusive Halo Height
本研究指出对银河系旋臂的不精确建模会严重影响通过放射性次级粒子通量确定扩散晕高度的准确性，并利用最先进的旋臂模型提出了新预测以支持未来的测量。
2024-08-24 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
Enhanced cluster lensing models with measured galaxy kinematics
本文对CLASH/HFF质量星系团MACS J1206.2-0847（z=0.44），MACS J0416.1-2403（z=0.40），Abell S1063（z=0.35）的总质量分布进行了改进测定。我们专门重建的子晕质量分量与强大的恒星运动学信息的星系团星系，结合精确的强透镜模型的基础上大样本的光谱识别的多个图像。我们使用VLT/MUSE积分场光谱在星系团核心测量恒星速度色散，$σ$，每个星系团的40-60个成员星系，覆盖4-5个星等的$m_{F160W}\simeq 21.5$。我们验证的鲁棒性和量化的速度色散测量的准确性与广泛的频谱模拟。利用这些数据，我们确定了每个星系团中星系$L\mbox{-}σ$ Faber-Jackson关系的归一化和斜率，并使用这些参数作为质量分布建模中次晕人口标度关系的先验。与我们以前的透镜模型相比，包含成员星系的运动学在再现多个图像的位置时提供了类似的精度。然而，中心有效速度色散，$σ_0$，和截断半径，$r_{cut}$，子晕之间的固有简并性大大降低，从而显着减轻可能的系统在测量子晕质量。三个独立的测定的$σ_0\mbox{-}r_{cut}$标度关系，在每个集群被发现是完全一致的，使统计确定的子晕大小作为一个函数的$σ_0$，或晕群众。我们推导了这三个星系团的星系中心速度色散函数，发现它们彼此一致。用这种方法确定的次晕质量函数可以与宇宙学…
2019-10-04 astro-ph.GA
Cookie-cutter halos: the remarkable constancy of the stellar mass function of satellite galaxies at 0.2<z<1.2
本文对0.2<z<1.2的中央星系周围卫星星系的恒星质量函数进行了观测研究。使用统计背景扣除污染源，我们得到卫星恒星质量分布在四个箱的中央星系质量在三个红移范围。结果表明，卫星星系的质量函数随中心星系质量的增加而增加，在中心质量不变的情况下，卫星星系质量的分布对红移的依赖性最弱。我们的结论是，星系群的平均质量分布是非常普遍的，即使到z=1.2，它可以唯一的特点是由集团中央星系质量。这进一步表明，随着中央星系的恒星质量增长，它们与其卫星的质量增长同步进行。最后，我们将所有星系分类为恒星形成或静止，并分别推导出每个子群的质量函数。我们发现，恒星形成和静止卫星的质量分布显示最小的红移依赖于固定的中心质量。然而，虽然静止的卫星星系的比例随着中心星系质量的增加而迅速增加，但恒星形成卫星的比例却在减少。
2014-05-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Determination of the metric of a Schwarzschild black hole surrounded by a halo of dark matter
Centro de Investigación y de Estudios Avanzados del Instituto Politécnico Nacional（墨西哥国立理工学院高级研究中心）
提出一种新方法分析Schwarzschild黑洞与各向异性暗物质晕组成的系统，确保度规是爱因斯坦场方程的精确解，并证明时空与径向度规函数近似满足A(r)B(r)=1+O(10^-6)。
2026-08-31 astro-ph.GA gr-qc
The Galaxy-Halo Connection Over The Last 13.3 Gyrs
我们提出了新的测定恒星晕质量关系（SHMR）在$z=0-10$匹配的星系恒星质量函数的演变，SFR $-M_*$关系，和宇宙恒星形成率。我们利用文献中40项观察性研究的汇编，并纠正潜在的偏倚。使用我们强大的确定晕质量大会和SHMR，我们推断恒星形成的历史，合并率，和结构特性的平均星系，结合恒星形成和淬火星系。我们的主要发现：（1）晕质量$M_{50}$与sSFR/sMAR $\sim1$相一致，其中sMAR是比晕质量吸积率，超过此质量时，50%的星系会发生猝灭。(2)$M_{50}$随红移而增加，可能是由于冷流在高红移时更有效，而维里激波和活动星系核反馈在低红移时变得更相关。(3)比率sSFR/sMAR具有峰值，其出现在$M_{\rm vir}\sim2\times10^{11}M_{\odot}$附近。(4)1千秒差距以内的恒星质量密度$Σ_1$是银河系全球sSFR的一个很好的指标。(5)在$Σ_1$中，Galerkin在统计上达到最大值后被淬灭，这与气体压缩模型的理论预期一致;这个最大值取决于红移。(6)恒星的原位形成是大多数星系恒星质量增长的原因，特别是对于低质量星系。(7)Galeries从里到外生长。当星系淬灭时，大小-质量关系的斜率发生了显著的变化，从$d\log R_{\rm eff}/d\log M_*\sim0.35$到$\sim2.5$，这可能是干次要合并的结果…
2017-05-15 astro-ph.GA
A new determination of the local dark matter density from the kinematics of K dwarfs
我们采用一种新的方法来确定本地盘物质和暗晕物质密度的\sim 2000 K矮星的运动学和位置数据从文献中。我们的方法只假设光盘是局部的动力学平衡，并在金斯方程的“倾斜”项是小到\sim 1千秒差距以上的平面。我们提出了一个新的计算光度距离的K矮星，并使用蒙特卡罗马尔可夫链边缘化的重子质量分布的不确定性，速度和距离误差为每个单独的明星。我们进行了一系列的测试，以证明我们的结果是不敏感的似是而非的系统误差在我们的距离校准，我们表明，我们的方法恢复正确的答案，从动态演变的N体模拟银河系。我们发现局域暗物质密度ρdm = 0.025+0.014-0.013 M \odotpc^{-3}（0.95+0.53-0.49 GeV cm^{-3}），置信度为90%，假设不对局部旋转曲线的非平坦性进行校正，如果包括修正，ρdm = 0.022+0.015-0.013 M \odotpc^- 3（0.85+0.57-0.50 GeV cm^{-3}）。我们对ρdm的90%的下限大于文献中通常假设的正则值，并且在假设球形晕的旋转曲线外推时处于温和的张力。我们的结果可以解释为一个更大的本地银河系旋转曲线，扁圆暗物质晕，本地光盘的暗物质，或这些组合的归一化。
2012-07-23 astro-ph.GA
Stellar Profile Independent Determination of the Dark Matter Distribution of the Fornax Local Group Dwarf Spheroidal Galaxy
本星系群矮球状星系是研究暗物质暗晕小尺度结构最有希望的天体物理目标之一。我们描述了一种方法，用于测试建议DM晕模型和LG dSphs内的恒星星族观测之间的对应关系。通过利用任何建议的DM模型的引力势和可用的恒星运动学数据，我们可以得到一个预测的观测到的恒星表面密度的LG dSph，可以直接与观测比较。因为我们不做任何参考假设的表面亮度分布，我们的模型可以应用到异国情调的DM分布，产生非典型的恒星密度分布。我们使用我们的方法来确定，天炉座LG dSph的DM晕更有可能是核心比尖，确定它的特点是由一个半小到半长轴比在较小的张力与模拟，并没有发现实质性的证据的磁盘内dSph的较大DM晕。
2019-12-03 astro-ph.GA gr-qc hep-ph
Halo intruders in the Galactic bulge revealed by HST and Gaia: the globular clusters Terzan 10 and Djorgovski 1
低纬度的球状星团Terzan 10和Djorgovski 1被投射在银河系的凸起处，在一个受灭绝影响很大的银河系区域。在文献中存在的差异的一个因素~2关于这些集群的距离测定。我们重新审视了这两个球状星团的颜色星等图（CMD），目的是解开它们的距离确定的模糊性，并首次确定它们的轨道，以确定它们是否是凸起/酒吧区的一部分。我们使用哈勃太空望远镜CMD，其中Terzan 10的过滤器来自ACS的F606 W和WFC 3的F160 W，Djorgosvski~1的过滤器来自ACS的F606 W和F814 W，并将它们与盖亚日期发布2的自行相结合。对于轨道积分，我们采用了一个稳定的银河系模型与酒吧。这些星团的蓝色水平分支第一次被清晰地分辨出来。我们获得了可靠的距离dSun = 10.3+-1.0 kpc和9.3+-0.5 kpc的Terzan 10，Djorgovski 1分别，这表明他们目前都位于隆起体积。从盖亚DR 2自行，加上我们的新的距离测定和最近的文献径向速度，我们能够表明，这两个样本集群有典型的晕轨道是通过凸起/酒吧区，但他们不是这个组件的一部分。这是第一次在凸起中识别出晕入侵者。
2019-01-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Reflex motion in the Milky Way stellar halo resulting from the Large Magellanic Cloud infall
本文给出了银河系和大麦云云系统的N体模型的结果，并研究了由于盘重心位移引起的星晕中的运动学反射运动。与以前的研究一致，我们发现，银河系盘可能是以40公里/秒的速度相对于质心之前，大麦云云的陷落。由此产生的反射运动是可见的切向速度的恒星晕作为一个简单的偶极子。的信号是最强的恒星与长的动态时间，可识别的位置-速度数据的恒星与大的远心点，其动态记忆仍然是很好的代表未扰动的银河系潜力。该信号在天空中根据恒星示踪剂的不同而变化，并且可能与盘质心的速度相同，这使得反射运动成为基于恒星流和/或平滑晕示踪剂（例如蓝色水平分支或天琴座RR星）建模的银河系势确定的偏差来源。
2020-02-27 astro-ph.GA
The outer halos of elliptical galaxies
本文综述了椭圆星系扩展低表面亮度晕区的恒星和暗物质密度分布、恒星运动学和恒星星族性质的研究进展。用积分场吸收光谱和行星状星云作为示踪物，分别跟踪了~4和~5-8有效半径的速度色散和旋转廓线，并在M87中跟踪到~150 kpc的外缘。结果与已知的椭圆星系类型的二分法基本一致，但有些星系在其晕中显示出更复杂的旋转轮廓，并且有更高的失调发生率，表明三轴性。动力学模型显示了总质量分布的一系列斜率，并且椭圆星系内部的暗物质密度高于螺旋星系，这表明了更早的组装红移。对X射线亮椭圆星系中的热X射线发射气体的分析和与动力学质量测定的比较表明，在~10 kpc的内部，压力的非热分量可能是重要的，并且这些系统的性质与它们的群环境密切相关。关于外晕恒星星族特性的第一个结果还没有给出一个清晰的图像。在一个明亮星系的晕中，较低的[α/Fe]丰度表明更长的恒星形成历史，指向晕的晚期吸积。这与正在进行的吸积的独立证据是一致的，并表明与观测到的具有红移的椭圆星系的大小演化有关。
2010-09-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Fractions of Inner- and Outer-Halo Stars in the Local Volume
基于最近改进的斯隆数字巡天条纹82的$ugriz$光度学的联合增加，我们获得了太阳$\sim5$ - $10$ kpc范围内恒星金属丰度分布函数的新测定。我们的新估计使用了An等人以前开发的方法来研究原位晕星，但基于比以前大两倍的样本，并大大改善了光度误差和零点。最新获得的新恒星可以分为多个晕星群体，峰值金属丰度在[Fe/H] $\approx -1.4$和$-1.9$，我们与内晕和外晕人口的银河系，分别。我们发现，这些恒星的运动学（基于在银河系高纬度的自行测量）支持所提出的二分法的晕，因为在银河系的休息帧逆行运动的恒星通常是更少的金属比恒星的逆运动，与以前的索赔。此外，我们产生模拟目录的恒星从模拟牛奶路晕系统，并证明了第一次的化学和运动学上不同的性质的内晕和外晕人口定性与我们的观察。对观测到的外晕的分解以及与模拟星表结果的比较表明，外晕星群对晕星局部体积的贡献为$\sim35\%$ - $55\%$的量级.
2015-10-26 astro-ph.GA
Galaxy Groups within 3500 km s$^{-1}$
对我们邻近星系群性质的研究提供了一个独特的机会来观测约束晕质量函数，这是星系形成的一个基本特征。对单个群的详细研究提供了维里半径、速度弥散和质量的代表之间的比例关系系数，这有助于在$10^{10} - 10^{15}$ $M_\odot$范围内定义群。在第二个层次上，协会被定义为崩溃晕周围的区域延伸到零速度表面，从宇宙膨胀解耦。最显着的研究结果出现在从样品的晕质量函数的建设。在$\sim10^{12}$ $M_\odot$处，存在与期望Sheth-Tormen函数的慢动，使得在所有较低质量箱中晕圈计数下降因子$\sim 3$。
2017-05-23 astro-ph.GA
Empirical Determination of Dark Matter Velocities using Metal-Poor Stars
银河系的暗物质晕是由较小的暗物质晕吸积而成的。这些子单元也拥有恒星-典型的是老的和贫金属的-它们是通过分裂事件沉积在银河系内部区域的。在这封信中，我们表明，太阳附近的暗物质和贫金属恒星由于它们的共同起源而具有相似的运动学。使用高分辨率的厄里斯模拟，跟踪的暗物质和重子在一个现实的银河系模拟星系的演变，我们证明，贫金属的恒星确实是有效的示踪剂的本地，维里化的暗物质速度分布。因此，局部的暗物质速度可以从斯隆数字巡天在太阳4千秒差距内对恒星晕的观测中推断出来。这个经验分布在重要方面不同于标准晕模型，并表明对于$\sim$ 10 GeV以下的暗物质质量，自旋无关散射截面上的边界可能会被削弱。来自盖亚的数据将使我们能够进一步完善光滑暗物质成分的预期分布，并测试局部子结构的存在。
2017-12-12 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Detailed Abundance Determination of Metal-Poor Stars with X-Shooter I. Unusual Chemistry in Halo Stars
Research School of Astronomy and Astrophysics, Australian National University（澳大利亚国立大学天体物理学与天文学研究学院）；Theoretical Astrophysics, Department of Physics and Astronomy, Uppsala University（乌普萨拉大学物理与天文学系理论天体物理学）；Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg, Landessternwarte（海德堡大学天文中心州立天文台）
本研究利用X-Shooter光谱分析16颗金属贫乏恒星，发现其中六颗极贫金属恒星，揭示了GSE吸积事件中的恒星分布，并识别出三颗具有异常化学特征的恒星，展示了早期银河系中恒星群体的化学多样性。
2026-02-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Detailed Abundance Determination of Metal-Poor Stars with X-Shooter II. - Chemically Disentangling the Halo, Disk and GSE
Research School of Astronomy and Astrophysics, Australian National University（澳大利亚国立大学天体物理与天文学研究学院）；Theoretical Astrophysics, Department of Physics and Astronomy, Uppsala University（乌普萨拉大学物理学与天文学系理论天体物理学）；Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg, Landessternwarte（海德堡大学天文中心，州立天文台）
研究结合X-Shooter观测与文献数据，将贫金属恒星按运动学分类后，发现顺行银盘与银晕的[Sc/Mg]趋势差异显著，还识别出一颗r-I星的特殊丰度特征。
2026-08-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
The halo finding problem revisited: a deep revision of the ASOHF code
上下文新一代的宇宙学模拟提供了大量的数据，其分析本身就成为一个尖端的计算问题。特别是，引力束缚结构的识别，称为晕发现，是主要的分析之一。在过去几年中，已经提出了一些为解决这一任务而开发的代码。目标。我们提出了一个深刻的修订已经存在的代码ASOHF。该算法已被彻底重新设计，以提高其能力，找到绑定结构和子结构，无论是使用暗物质粒子和恒星，其并行性能，并处理大量的粒子模拟输出的能力。ASOHF的这个升级版本被认为是一个公开可用的工具。方法.电池的理想化和现实的测试，以评估性能的新版本的光环发现者。结果在理想化的测试中，ASOHF产生优异的结果，能够找到几乎所有的结构和子结构放置在计算域。当应用于模拟的现实数据时，我们的发现者的性能与其他常用的晕发现者的结果完全一致，在子结构检测方面具有显着的性能。此外，ASOHF在计算成本方面是非常有效的。结论.我们提出了一个公开的，深入修订版本的ASOHF晕发现者。新版本的代码产生显着的结果，发现晕和subhaloes在宇宙学模拟，具有良好的并行性能和包含的计算成本。
2022-05-04 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Formation of the cosmic-ray halo: Galactic spectrum of primary cosmic rays
本文提出了一个银河系盘周围的一维宇宙线晕的自洽模型。结果表明，MHD波的湍流级联在晕的形成中不一定起重要作用。相反，随着到磁盘的距离的阿尔芬速度的增加导致一个有效的通用机制的湍流红移，增强CR散射的自生MHD波。其结果是，计算的CR晕在较低的能量的大小是由晕鞘，一个能量依赖的区域周围的磁盘超过CR逃逸成为纯粹的平流。在足够高的能量下，晕圈的大小由电离气体分布的特征厚度决定。计算的银河系质子光谱与观测结果非常吻合，再现了~ 0.6 TeV处的光谱突变位置和~ 10 TeV的光谱形状。
2020-09-18 astro-ph.GA astro-ph.HE
Could quasar lensing time delays hint to a core component in halos, instead of H0 tension?
引力透镜类星体的图像之间测量的时间延迟探针的角直径距离的源透镜系统和透镜的质量密度分布的组合。测量这类系统的观测活动已经报道了哈勃参数H 0的测定，该参数显示出与基于宇宙微波背景（CMB）和大尺度结构（LSS）的独立测定的显著张力。我们表明，透镜质量模型，表现出一个核心的组成部分，共存的尖点，探针退化方向的透镜模型参数空间，是一个近似的质量片变换。这一系列的透镜模型还没有被宇宙学分析所考虑。一旦加入到模型中，宇宙学误差预算应该依赖于恒星运动学的不确定性。我们建议，一个核心组件共存的尖点可以使H 0的透镜测量符合CMB/LSS值。
2020-04-21 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
The evolution of the galaxy content of dark matter haloes
我们使用晕占据分布（HOD）框架来验证两个独立的星系形成模型对星系中暗物质晕含量及其随红移的演化的预测。我们的星系样本对应于由恒星质量和跨度$0 \le z \le 3$定义的固定数量密度范围。我们发现模型预测之间存在显著的相似性。差异出现在低星系数密度是敏感的热晕加热的活动星系核的治疗。HOD形式的演变可以用一种相对简单的方式来描述，我们使用其在$z=0$的值和一个附加的演变参数来模拟每个HOD参数。特别是，我们发现，之间的比率的特征晕质量托管中心和卫星星系可以作为一个敏感的诊断星系演化模型。我们的研究结果可以用来测试和发展星系演化的经验研究，并可以促进未来调查的模拟星系目录的建设。
2016-12-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Probing the Galactic Halo with RR Lyrae Stars -- V. Chemistry, Kinematics, and Dynamically Tagged Groups
本研究利用13万余颗天琴座RR型变星的多波段测光、自行及视向速度数据，分析银晕内外晕星族的化学与运动学特征，通过聚类识别出97个动态标记星群，证实其成员星具有共同的形成与化学演化历史。
2023-07-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Benchmarking the effective temperature scale of red giant branch stellar models: the case of the metal-poor halo giant HD 122563
本研究以贫金属晕族巨星HD 122563为基准，结合Gaia DR3观测数据重新测定其基本参数，对比恒星演化轨迹发现Teff标度存在差异，指出需更精确的参数测定与对流外层模型优化来解决分歧。
2024-04-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Carnegie-Chicago Hubble Program. VIII. An Independent Determination of the Hubble Constant Based on the Tip of the Red Giant Branch
我们提出了一个新的和独立的本地值的哈勃常数的基础上的校准的尖端的红巨星分支（TRGB）适用于Ia型超新星（SNeIa）。我们发现Ho = 69.8 +/- 0.8（+/-1.1\% stat）+/- 1.7（+/-2.4\% sys）km/sec/Mpc。TRGB方法既精确又准确，与造父变星距离尺度平行，但独立于造父变星距离尺度。我们的值位于当前哈勃张力所定义的范围的中间。它在1.2-sigma水平上与普朗克2018年的估计一致，在1.7-sigma水平上与基于造父变星距离尺度的SHoES测量的Ho一致。TRGB的距离是用哈勃太空望远镜（HST）的高级巡天照相机（ACS）对星系晕成像测量的。TRGB校准的零点设置为距离大麦云云18.477 +/- 0.004（stat）+/-0.020（sys）mag的距离模数，基于20颗晚型分离食双星（DEB）的测量，结合基于斯皮策观测的3.6微米造父变星莱维特定律的HST视差校准。我们锚定TRGB距离的星系，扩大我们的测量到哈勃流使用最近完成的卡内基超新星项目I样本包含约100个观测良好的SNeIa。相对于造父变星，晕TRGB距离测量有几个优点：包括晕红化程度低，光度测量的拥挤或混合效应最小，对I波段金属丰度的敏感性很浅（校准），不需要多个观测时期或关注周期的不同斜率。此外，我们的TRGB宿主星系样本的主机质量平均高于造父变星样本，更好地匹配C…
2019-07-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Connecting the local stellar halo and its dark matter density to dwarf galaxies via blue stragglers
盖亚的HR图显示了在高切向速度下明显年轻的恒星的存在。使用一个简单的分析模型，我表明，这些恒星很可能是蓝离散。一旦标准化到红巨星，附近晕蓝离散星的比例约为20%，非常接近矮星系的测量值。出于这种相似性，我适用于现场蓝离散标度关系推断蓝离散矮星系。对银河系晕这样做，得到的平均恒星密度为3.4 x 10^-5 Msun/pc ^3，距太阳2 kpc范围内的暗物质密度约为0.006 Msun/pc ^3 ~ 0.22 GeV/cm ^3。这些值与文献中的其他测定值相比是有利的，但它们是基于一组独立的假设。这种方法的一些考虑进行了讨论，最值得注意的是，暗物质晕核心密度和恒星质量之间的相关性，在矮星系中看到的似乎也为附近的银河系晕。
2020-05-22 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
