Chemical abundances of metal-poor RR Lyrae stars in the Magellanic Clouds
本文首次对大麦哲伦云和小麦哲伦云中贫金属RR型天琴座星的化学元素丰度进行了详细的光谱研究。在6.5米麦哲伦望远镜上用MagE阶梯光栅摄谱仪获得了大麦哲伦星云中6颗RR型天琴座星和小麦哲伦星云中3颗RR型天琴座星的中分辨率（R ~ 2000 - 6000）光谱。之所以选择这些恒星，是因为它们先前测定的光度金属丰度是麦哲伦星云中属于老种群的恒星中金属丰度最低的。我们发现这些恒星的光谱金属丰度低至[Fe/H]_{spec} =-2.7dex，这是迄今为止测量到的麦哲伦星云中最低的恒星金属丰度。我们确认，对于贫金属恒星，光度金属丰度从傅立叶分解的光变曲线系统太高相比，他们的光谱同行。然而，对于[Fe/H]_{phot} < -2.8dex的贫金属恒星，这种趋势被逆转，光谱金属丰度系统地高于光度估计值。我们能够确定10种化学元素的丰度比，这将RR天琴座星的化学元素丰度测量首次扩展到[Fe/H]之外。对于总的[α/Fe]比，我们得到了0.36dex的过剩，这是在非常好的协议，从银河系晕中的贫金属恒星，以及从矮球状星系中的贫金属的尾巴的结果。与银河系晕中恒星的丰度比较，我们发现这两个星群的恒星丰度比是一致的。因此，我们的结论是，从化学的角度来看，早期的贡献麦哲伦型星系的星系晕的形成所声称的宇宙学模型是可信的。
2012-06-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Properties of the Large Magellanic Cloud Based on OGLE III Photometry of RR Lyrae Stars
我们目前的研究结果的ab-型RR天琴座变量在大麦云云使用广泛的数据集从第三阶段的光学引力透镜实验（OGLE）。根据天琴座RR的光变曲线的周期和振幅确定的金属丰度，揭示了一个统计上显著的径向丰度梯度，大约是银河系和M33圆盘中所见的一半。RR型天琴座丰度梯度与古老且贫金属的大麦哲伦球状星团一致。OGLE RR天琴座的红度是使用它们的最小浅色计算的，平均值为E（V-I）= 0.12 +/- 0.05，其中引用的不确定度代表平均值的标准差。根据最近的毫米波调查，在LMC表面的RR Lyeconflections的分布与CO云的分布和发射强度有很好的相关性。此外，我们发现，老LMC球状星团往往位于低消光的地区。这强调了需要调查更高的消光区，具体目标是增加老LMC球状星团的样本。最后，我们研究的距离分布的RR天琴座，以探测LMC的结构和调查的可能性，一些RR天琴座可能居住在一个运动学热晕人口。除了计算出LMC的平均距离（m-M）o = 18.55 +/- 0.10等，我们还得出结论，在我们的样本中，部分RR天琴座可能是LMC晕的成员。
2013-02-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical abundances in a high velocity RR Lyrae star near the bulge
低质量、变星、高速恒星是研究银河系结构和演化许多方面的有趣案例。直到最近，唯一已知的高速或超高速恒星是被认为起源于银河系中心的年轻恒星。像APOGEE和BRAVA这样的大面积巡天发现了几颗低质量恒星，它们的银河系静止坐标系速度大于350 km/s。在这项研究中，我们提出了第一个丰度分析的低质量，RR天琴座恒星，靠近银河系的凸起，空间运动~ -400公里/秒。使用中等分辨率的光谱，我们得到11个元素的丰度（包括上限）。这使我们能够对恒星进行化学标记并讨论其起源，尽管我们推导出的丰度和金属丰度（[Fe/H] =-0.9 dex）并没有指向一个明确的答案。根据化学标记，我们不能排除它来自凸起。然而，结合它的逆行轨道和导出的丰度表明，恒星在多体相互作用期间从内部（甚至外部）晕的外围加速。其他可能的起源包括凸起本身，或者恒星可能是从星团或人马座矮星系与银河系合并时剥离的。
2016-03-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spectroscopic metallicities and first α-element abundances of RR Lyrae stars in Baade's Window
Pontificia Universidad Católica de Chile（智利天主教 Pontificia 大学）；Universidad de Santiago de Chile（智利圣地亚哥大学）；Center for Interdisciplinary Research in Astrophysics and Space Exploration (CIRAS)（天体物理与空间探索跨学科研究中心）；Università degli Studi di Bologna（博洛尼亚大学）；INAF（意大利国家天体物理研究所）；Max Planck Institute for Astronomy（马克斯·普朗克天文学研究所）；Universität Heidelberg（海德堡大学）；IAC – Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉帕尔马大学）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）
通过FLAMES/GIRAFEE光谱对Baade窗口中78颗天琴座RR型变星进行全谱拟合，获得了Fe和α元素丰度，并利用周期-光度-金属丰度关系推导距离和轨道，发现大部分银核RR Lyrae是贫金属星且具有较高的α元素丰度，同时测试了基于测光的金属丰度推导方法。
2026-05-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Detailed chemical abundances of distant RR Lyrae stars in the Virgo Stellar Stream
我们提出了第一个详细的化学丰度遥远的RR天琴座恒星成员的室女座恒星流（VSS），来自X-射手中分辨率光谱。从碳到钡的16种元素已经在6颗VSS RR天琴座恒星中测量，采样了所有主要的核合成通道。这是第一次，我们将能够详细地比较VSS祖与本群矮球状星系（LG dSph）的化学演化，以及一个光滑的晕。
2016-03-23 astro-ph.GA
The Galactic Bulge exploration III.: Calcium Triplet Metallicities for RR Lyrae Stars
本文利用钙三重线定标 Gaia RVS 和 BRAVA-RR 光谱，测定银河系核球天琴座 RR 型星的金属丰度，将不确定度提升至 0.25 dex，并发现低能量、无显著旋转的贫金属核球成分占主导，支持其原位形成起源。
2024-07-01 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
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
The Optical Gravitational Lensing Experiment: Analysis of the bulge RR Lyrae population from the OGLE-III data
我们分析了在2001-2009年光学引力透镜实验（OGLE-III）第三阶段期间观测到的16,836个RR Lyr（RR Lyr）变量的数据。利用这些标准烛光，我们证明了对凸出部分的总消光与选择消光之比为R_I=A_I/E（V-I）=1.080+/-0.007，并且与颜色无关。我们证明，隆起RR天琴座恒星形成一个金属均匀的人口，在其内部略有拉长。光度测定法得出的金属丰度分布在[Fe/H]=-1.02+/-0.18处达到尖峰，分散度为0.25 dex。在内侧区域（|l| <3，|b| <4），天琴座RR星倾向于遵循隆起红团簇巨星的棒状分布。由天琴座RR核到银河系中心的距离为R_0=8.54+/-0.42 kpc。我们报告的平均密度分布的一个突破，在距离中心约0.5千秒差距，表明其可能的扁平化。使用OGLE-III数据，我们评估了在Via Lactea（VVV）巡天中正在进行的近红外VISTA变星的隆起区域应该检测到（4-7）x10^4个ab型天琴座RR变星，其中不确定性部分来自距离银河系中心0.2 kpc范围内未知的天琴座RR变星空间密度分布。
2012-03-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Toward more accurate RR Lyrae metallicities
本研究通过光谱样本证明，对RR天琴座RRab星进行重力校正可显著提高金属丰度精度，并强调应使用外部重力估计而非依赖完整光谱拟合。
2023-08-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Surface C, N, O, and Na abundances of RR Lyrae variables implying the nature of internal mixing in low-mass stars
通过对22颗天琴座RR型星的34个快照高色散光谱应用合成光谱拟合技术，确定了C、N、O和Na的光球丰度，其金属丰度范围为-1.8 <[Fe/H] < 0.0，目的是通过检查这些元素的丰度异常来研究低质量巨星内部的混合机制，这些元素可能受到演化的影响-诱发核燃烧产物的挖掘。特别注意检查最近的理论恒星演化模拟，表明热盐混合在低质量恒星（M <~1 M_sun）中的重要性，预计随着金属丰度的降低，这种重要性将更加显著。通过检查由此产生的丰度与未进化的贫金属矮星在相同的金属丰度比较，在C的不足以及富集在N被证实（而O几乎是不变的），特殊性的程度趋于增加[Fe/H]的减少。相应地，[C/N]比从~0（Fe/H]~0）到~-1（[Fe/H]~-1.5）向低金属度方向逐渐减小，这与温盐混合条件下的理论预测相一致。然而，这些RR Lyr星没有显示任何明显的Na异常（即，[Na/Fe]与[Fe/H]的趋势基本上与矮星相同），尽管理论上预期非正则混合的情况下Na的金属度依赖性过剩。C/N和Na之间的这种不一致性可能表明现有理论有必要进一步改进。
2022-05-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical Compositions of Field and Globular Cluster RR Lyrae Stars: I. NGC 3201
本文对球状星团NGC 3201中的水平分支星进行了详细的光谱分析。我们用位于Las Campanas天文台的6.5米麦哲伦望远镜的多光纤光谱仪M2 FS收集了11颗RR型天琴座星和一颗红色水平分支星的光学（4580-5330 A）、高分辨率（~ 34，000）、高信噪比（~200）光谱。由测量的等效宽度，我们导出了大气参数和α（Mg，Ca，Ti），铁峰（Sc，Cr，Ni，Zn）和s过程（Y）元素的丰度比。我们发现NGC 3201是一个均匀的单金属团簇（[Fe/H]=-1.47 +-0.04），α增强（[α/Fe]=0.37 +-0.04）。铁峰和S过程元素的相对丰度与太阳值一致。与其他大型恒星样本相比，NGC 3201 RR型天琴座与其他古老（t>10 Gyr）的Halo成分（球状星团、红巨星、蓝色和红色水平分支星、天琴座RR型）具有相似的化学富集历史。为了克服变星单历元测量的局限性，我们还利用模板速度曲线给出了NGC 3201的平均视向速度的新估计：Vrad=494 +-2 km s-1（σ=8 km s-1）。
2018-07-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the Impact of Helium Content on the RR Lyrae Distance Scale
我们构建了一套新的氦增强（Y = 0.30，Y = 0.40）的非线性，随时间变化的对流流体动力学模型的RR天琴座（RRL）恒星覆盖范围广的金属丰度（Z从0.0001到0.02）。He含量从正则值（Y = 0.245）增加到Y = 0.30和0.40，导致恒星光度和脉动周期同时增加。为了研究RRL距离尺度对He丰度的依赖性，我们计算了新的光学（RI）和近红外（JHK）周期光度金属氦关系。有趣的是，He含量的增加会导致周期和金属丰度项的系数发生最小的变化，因为正则模型和He增强模型遵循类似的PLZ关系。相反，经典的B和V带平均震级金属丰度关系和R带PLZ关系显示了显着的依赖于He含量。在固定的金属含量下，He增强模型比正则模型亮0.2 ~ 0.5等。这种变化只受到进化效应的轻微影响。引用的距离诊断，一旦校准与三角函数（盖亚）将提供机会，估计他的内容领域和集群RRL。此外，无论是光谱或光度测量的金属丰度的使用将铺平道路，以新的经验约束的普遍性的氦金属富集比在旧的恒星示踪剂。
2018-08-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Constraints on the distance moduli, helium and metal abundances, and ages of globular clusters from their RR Lyrae and non-variable horizontal-branch stars. II. Multiple stellar populations in 47Tuc, M3, and M13
我们提出了一组使用MESA恒星演化代码计算的新水平分支（HB）模型。该模型采用$α$ -增强的\cite{ags09}金属混合物，并包括He的重力沉降。它们被用于我们的HB人口合成工具，以产生HB星的理论分布，以描述在球状星团47 Tuc，M3和M13的多个恒星星族。我们对[Fe/H] $= -0.70$和[ $α$ /Fe] $= +0.4$的模拟很好地再现了47 Tuc中观测到的HB，如果初始氦质量分数变化$ΔY_0 \sim 0.03$，大约21%，37%和42%的恒星分别具有$Y_0 = 0.257$，0.270和0.287。这些模拟产生了$(m-M)_V = 13.27$，意味着年龄接近13.0 Gyr。在M3和M13的情况下，如果M3具有$ΔY_0 \sim 0.01$和$(m-M)_V = 15.02$，则我们合成的[Fe/H] $= -1.55$和[ $α$ /Fe] $= 0.4$的HB与观察到的HB相当匹配，导致年龄为12.6 Gyr，而M13具有$ΔY_0 \sim 0.08$和$(m-M)_V = 14.42$，这意味着年龄为12.9 Gyr。巨分支演化过程中的质量损失和$ΔY_0$似乎是M3和M13的主要第二参数。本文还报道了M13中9个已知RR型天琴座中7个的新观测结果。令人惊讶的是，$c$型变量的预测周期往往太高（高达$\sim 0.1$ ~d）.
2017-10-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical Compositions of Field and Globular Cluster RR~Lyrae Stars: II. omega Centauri
本文对球状星团NGC 5139（ω Cen）中的天琴座RR（RRL）变星进行了详细的光谱分析。我们在拉斯坎帕纳斯天文台的麦哲伦/克莱望远镜上用多光纤摄谱仪M2 FS收集了113个RRL的光学（4580-5330 A）、高分辨率（R = 34，000）、高信噪比（200）光谱。我们还分析了在VLT使用FLAMES/GIRAFFE收集的122个RRL的高分辨率（R = 26，000）光谱，可在ESO档案中获得。目前的样本加倍的文献丰度的集群和领域的RRL在银河系的基础上高分辨率光谱。等效宽度测量用于估计大气参数、铁和α（Mg、Ca、Ti）、铁峰值（Sc、Cr、Ni、Zn）和s-过程（Y）元素的丰度比。我们确认ω Cen是一个复杂的簇，其特征在于铁含量的大范围分布：-2.58 < [Fe/H] <-0.85。我们估计平均团簇丰度为[Fe/H] = -1.80 +-0.03，sigma = 0.33 dex。我们的研究结果还表明，两个不同的RRL人口共存的集群。前者更贫金属（[Fe/H] < -1.5），Y几乎为太阳丰度。后者数量较少，金属含量更高，钇含量更高（[Y/Fe] > 0.4）。这种特殊的双峰富集只出现在s-过程元素中，而在较轻的元素中没有观察到，其[X/Fe]比值是银河系球状星团的典型特征。
2019-06-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
New theoretical Period-Luminosity-Metallicity relations for RR Lyrae in the Rubin-LSST filters
未来Rubin-LSST观测的革命性力量将使我们能够显着改善脉动恒星的物理学，包括RR Lyrant。在这种情况下，一个更新的理论方案预测所有相关的脉动观测在相应的光度过滤器是强制性的。辐射热光变曲线的基础上最近计算的广泛的一套非线性对流脉动模型的RR天琴座恒星，涵盖了广泛的金属含量和转化为Rubin-LSST光度系统。利用Rubin-LSST的平均震级和脉动幅度预测值，建立了这些波段的亮度幅度-周期的贝利图和色度图。目前的研究结果表明，gLSST-rLSST，rLSST-iLSST的颜色服从一个良好定义的线性关系与金属含量。此外，周期光度关系显示在最红的过滤器（rLSST，iLSST，zLSST，yLSST）的一个显着的依赖于假定的金属丰度。特别是，更多的金属丰富的RR天琴座，预计将在固定的时间较暗。还提供了光学和NIR滤波器的不同组合的金属依赖性周期-韦森关系。这些代表了强大的工具，推断个人的距离独立的红化的不确定性，一旦金属丰度是已知的，并没有相关的偏离所采用的消光定律发生。最后，我们还推导出新的线性和二次绝对幅度金属丰度关系（gLSST与[Fe/H]）和金属丰度系数是一致的，与以前的研究结果有关的B和V带。
2022-06-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Time-series analyses of Cepheid and RR Lyrae variables in the wide-field variability surveys
我们讨论的时间序列分析的经典造父变星和RR天琴座变量在银河系和麦哲伦云在多个波长。我们采用傅里叶分解方法来量化造父变星和天琴座RR变星光变曲线的结构变化。造父变星傅立叶参数的定量比较表明，位于不稳定带的红边的正则质光模型相对于短周期造父变星的观测显示出更大的偏移。RR Lyrics模型与大多数周期箱中的观测结果一致。我们使用集合光变曲线分析来预测观测到的造父变星和天琴座RR变星的物理参数，使用机器学习方法。我们的初步结果表明，造父变星和RR天琴座的质量，光度，温度和半径的后验分布可以很好地约束一个给定的金属丰度，提供了一个更平滑的网格模型采用各种输入的物理参数。
2018-10-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Physical parameters of three field RR Lyrae stars
Strongren $uvby-β$光度计对被归类为RR型天琴座恒星的双鱼座RU、双鱼座SS和大熊座TU进行了光度测量，以估算它们的铁丰度、温度、重力和绝对星等。讨论了脉动周期的稳定性。SS Psc作为RRc或HADS的性质得到解决。每颗恒星的红化是根据斯特伦格伦颜色指数和红化天空图估算的。本文讨论了测定[Fe/H]、$T_{\rm eff}$和$\log(g)$的三种方法的结果：傅立叶光变曲线分解、Preston $ΔS$指数和$(b-y)_o - c_1{_o}$平面上的理论网格。
2012-10-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
The QUEST RR Lyrae Survey: III. The Low Galactic Latitude Catalogue
我们目前的结果，在低银河系纬度的QUEST RR天琴座调查，进行完全与观测获得的QUEST马赛克相机和1.0/1.5米尤尔根股票施密特望远镜在委内瑞拉国家天文台。调查范围为476平方米。在银河纬度30<= b（deg）<=+25，靠近银河正中心190<= l（deg）<= 230的方向上，在V、R和I测光波段对6.5x10^6颗恒星进行了多历元观测。变异性调查在V和I中每个物体有30个观测值，在R中有大约25个观测值，在V和I中有大约120-150个历元，在R中有大约100个历元。这次巡天的完整性星等为V=R=18.5等，I=18.0等，共鉴定了211颗RR型天琴座星，160颗ab型恒星和51颗c型候选星，这是首次在低银河纬度进行的深RR型天琴座星巡天，对RRab和RRc型恒星的完整性估计分别为> 95%和~ 85%。光度金属丰度是根据光变曲线和每个RRab星的最小光色计算的单个光度计算的。RR天琴座巡天同时涵盖了日心距离0.5<= R_hel（kpc）<=40和平面以上高度-15<=z（kpc）<=+20的大范围，在整个巡天区域具有众所周知的完整性，使其成为研究银河系厚盘结构的理想集合。
2012-08-22 astro-ph.GA
RR Lyrae stars as probes of the outer Galactic halo: Chemical and kinematic analysis of a pilot sample
本文利用MIKE光谱仪分析20颗远距天琴座RR型星，结合Gaia DR3计算轨道与化学丰度，发现半数样本源于吸积，揭示了子晕吸积对银河系外晕恒星群体的重要贡献。
2023-09-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the RR Lyrae stars in globulars: V. the complete Near-Infrared (JHKs) census of omega Centauri RR Lyrae variables
我们提出了一个新的完整的近红外（NIR，$JHK_s$）普查的RR天琴座星（RRL）的球状$ω$ Cen（NGC 5139）。我们收集了15，472张$JHK_s$图像，使用4- 8米级望远镜超过15年（2000-2015年），覆盖了60 x34弧分$^2$的星团中心周围的天空区域。这些图像为198个集群RRL候选者中的182个提供了校准的测光，每个波段有10到60个测量值。我们还提供了新的均匀估计的光度振幅为180（$J$），176（$H$）和174（$K_s$）RRL。这些数据补充了VHS的单历元$JK_s$震级和2 MASS的单历元$H$震级。使用专有的光学和近红外数据以及新的光学光变曲线（ASAS-SN），我们还更新了59个候选RRL的脉动周期。作为一个整体，我们提供了$JHK_s$幅度为90 RRab（基本），103 RRc（第一泛音）和一个RRd（混合模式振荡器）。我们发现，当从第一泛音到基本和长周期（P>0.7天）基本RRL移动时，NIR/光学光度振幅比增加。使用预测的周期-亮度-金属丰度关系，我们得出一个真实的距离模数为13.674 $\pm$ 0.008 $\pm$ 0.038 mag（统计误差和中位数的标准偏差）--基于光谱铁丰度--和13.698 $\pm$ 0.004 $\pm$ 0.048 mag-基于光度铁丰度。我们还发现，在5-10%的水平上，可能的系…
2018-02-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Variable stars in Terzan 5: additional evidence of multi-age and multi-iron stellar populations
泰山5是银河系核球中的一个复杂恒星系统，其中的恒星星族具有非常不同的铁含量（Δ[Fe/H] ~1 dex），年龄相差几个Gyr。在这里，我们提出了一个调查的变星。我们报告的发现和表征的三个RR天琴座星。对于这些新发现的RR天琴座和六个Miras的已知周期，我们提供径向速度和化学丰度与X-SHOOTER在VLT获得的光谱。我们发现三个RR型天琴座和三个短周期Miras（P<300 d）的径向速度与Terzan 5成员一致。它们具有太阳下的铁丰度和增强的[α/Fe]，与Terzan 5的12 Gyr贫金属恒星星族的年龄和丰度模式很好地匹配。在本研究分析的三个长周期（P>300 d）Miras中，只有一个具有与Terzan 5成员一致的径向速度。它的超太阳铁丰度和太阳尺度的[α/Fe]很好地匹配了泰山5号富含金属的恒星星族的化学性质，它的推导质量很好地符合比短周期Miras年轻几个陀螺。这个年轻的变量是在Terzan 5中发现的令人惊讶的年轻子种群的额外证据。
2018-12-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the use of field RR Lyrae as Galactic probes: I. The Oosterhoff dichotomy based on fundamental variables
我们收集了一个大的数据集的领域RR天琴座恒星（RRL）通过使用目录已经在文献和盖亚DR 2。我们估计了2，382个基本RRL（$Δ$ S方法：CaIIK、H $β$、H $γ$和H $δ$线）的子样本的铁丰度，这些RRL是公开可用的中等分辨率SDSS-SEGUE光谱。我们还纳入了文献中可用的类似估计，最终获得了有史以来为RRL收集的最大和最均匀的光谱数据集（2，903）。金属丰度尺度是通过使用铁丰度的基础上的高分辨率光谱的基本场RRL（V~Ind），为此，我们收集了X-射手光谱覆盖整个脉动周期进行验证。金属丰度分布的峰值（[Fe/H]=-1.59 $\pm$ 0.01）和标准偏差（$σ$ =0.43 dex）与文献中可用的类似估计相当一致。目前的测量揭示了一个明确的富金属尾部接近太阳铁丰度。在贝利图中绘制的光谱样品（周期与光度振幅）显示了从贫金属（[Fe/H]=-3.0/-2.5）到富金属（[Fe/H]=-0.5/0.0）区域的稳定变化。作为金属丰度函数的周期分布的峰值的平滑过渡强烈表明，银河系球状星团之间的奥斯特霍夫二分法的长期存在的问题是缺乏金属中间集群托管RRL的后果。我们还发现，光度振幅，与周期相反，并没有表现出坚实的相关性与金属丰度。这表明周期-振幅-金属丰度关系应谨慎对待。
2019-08-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Differential RR Lyrae Line-of-Sight Distance Between M31 and M33
我们提出了一个纯粹的差分视线之间的距离M31和M33使用ab型RR天琴座变量观察到在每个星系的哈勃空间望远镜高级相机的调查在F606 W过滤器。利用13个M31场中的1501颗天琴座RR型星和6个M33场中的181颗天琴座RR型星，在统一的光度标度上，加上内部一致的金属丰度和消光改正，得到了（m-M）o，M31} -（m-M）o意义下的相对绝对距离模D（m-M）o = -0.298 +/-0.016，M33}。对M31采用（m-M）_o=24.46 +/- 0.10的绝对距离模数，使M33在视距上超出M31 115 kpc。
2021-09-22 astro-ph.GA
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
Metallicity Distribution of Galactic Halo Field RR Lyrae, and the Effect of Metallicity on their Pulsation Properties
我们提出了我们的大样本（超过150 K）的候选银河系RR天琴座（RRL）恒星的分析，我们得出高品质的光度在紫外线，光学和红外波长，使用公开的调查数据。对于这些恒星的子样本（约2，400个基模场RRL），我们使用Delta S方法测量了它们各自的金属丰度，从而获得了为RRL收集的最大和最均匀的光谱数据集。我们用这个样本来研究星系晕中的金属丰度分布，包括银河系球状星团中Oosterhoff二分法的长期问题。我们还分析了它们的脉动特性，特别是它们的红外线曲线的形状，从它们的[Fe/H]丰度的依赖。
2020-06-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the Use of Field RR Lyrae as Galactic Probes. II. A new $Δ$S calibration to estimate their metallicity
我们进行了最大和最均匀的光谱调查领域的天琴座RR（RRL）。我们获得了143个RRL（111个基频，RRab; 32个第一泛音，RRc）的$\approx$ 6，300高分辨率（HR，R $\sim$ 35，000）光谱。大气参数采用传统方法估算，铁元素丰度采用LTE谱线分析法测量。由此产生的铁分布显示了一个明确的富金属的尾巴接近太阳铁丰度。这表明，现场RRL经历了复杂的化学富集在早期晕形成。我们使用这些数据开发了一种新的$Δ$ S方法的校准。这种诊断，基于CaII K和三个巴耳末（H $_{δ,γ,β}$）线的等效宽度，跟踪RRL的金属丰度。新的经验校准首次：i）包括在整个脉动周期内收集的光谱; ii）包括RRc变量; iii）依赖于覆盖铁丰度超过三个dex的光谱校准器; iv）提供基于一个/两个/三个Balmer线的独立校准。将新的校准应用于SEGUE-SDSS和降解HR光谱，共计6，451个低分辨率（LR，R $\sim$ 2，000）光谱，用于5，001个RRL（3，439 RRab，1，562 RRc）。这导致铁分布的中位数为-1.55 $\pm$ 0.01和$σ$ =0.51 dex，与文献值一致。我们还发现，RRc是0.10德克斯比RRab变量的金属贫，并有一个更平滑的金属贫尾分布。这一发现支持了理论处方，即当从贫金属到富金属的恒星环境中移动时，RRc数会稳步下降。
2020-12-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
RR Lyrae mid-infrared Period-Luminosity-Metallicity and Period-Wesenheit-Metallicity relations based on Gaia DR3 parallaxes
我们提出了新的经验红外周期亮度金属（PLZ）和周期Weseneirs的金属（PWZ）关系的RR Lyrics的基础上最新的盖亚EDR 3天文台。WISE $W1$和$W2$波段以及$W(W1, V - W1)$和$W(W2, V - W2)$韦森星等中提供了这些关系。校准的关系使用一个非常大的样本的银河系晕场RR天琴座恒星均匀的光谱[Fe/H]丰度（超过1,000颗恒星的$W1$带），涵盖了广泛的金属丰度（$-2.5 \lesssim \textrm{[Fe/H]} \lesssim 0.0$）。我们测试我们的PLZ和PWZ关系的性能，通过确定银河系和河外恒星协会的距离模量：在本星系群的玉夫座矮球状星系（发现$\barμ_{0}=19.47 \pm 0.06$），银河系球状星团M4（$\barμ_{0}=11.16 \pm 0.05$）和网状球状星团在大麦哲伦云（$\barμ_{0}=18.23 \pm 0.06$）。通过我们的所有关系确定的距离模量是内部自洽的（在$\lesssim$ 0.05 mag内），但系统性地小于（$\sim$ 2-3 $σ$）从各种方法/锚点获得的先前文献测量值。然而，与类似的最近RR Lyonis经验关系锚定EDR 3的比较同样显示，在不同程度上系统较小的距离模数PLZ/PWZ RR Lyonis关系。
2023-01-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Variable stars and stellar populations in Andromeda XXV: III. A central cluster or the galaxy nucleus?
我们提出了B和V的时间序列测光的仙女座XXV，在我们的计划中的仙女座的卫星，我们已经与大型双筒望远镜的大型双筒相机成像的第三个星系。仙女座XXV的领域被发现包含63颗变星，我们目前的光变曲线和光变的特点（周期，振幅，变化类型，平均星等）。样本包括58个RR型天琴座变星（46个基模$-$ RRab和12个一阶泛音$-$ RRc，变星）、3颗异常造父变星、1个食双星系统和1个未分类变星。RRab恒星的平均周期（$\langle Pab \rangle$ = 0.60 $σ=0.04$天）和周期-振幅图将仙女座XXV归入奥斯特霍夫-中间天体的类别。从天琴座RR型恒星的平均光度中，我们推导出该星系的距离模数为（m-M）$_0$ = $24.63\pm0.17$ ma。色星等图显示，仙女座XXV中存在一个单一的贫金属（[Fe/H]= $-$ 1.8 dex）恒星群体，其年龄与$\sim$ 10-12 Gyr一样大，由一个明显的红巨星分支和大量的天琴座RR型恒星跟踪。我们在星系中心附近发现了一个球形的高密度恒星。这个结构似乎与仙女座XXV的距离一致，我们认为它可能是一个星团或仙女座XXV的核心。我们提供了一个总结，并比较了M31卫星中脉动星的数量和特征，到目前为止分析的变化。
2016-07-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Search for binary-channel metal-rich RR~Lyrae candidates
本研究探测到9颗位于银河系薄盘、金属丰度高于[Fe/H] > -1.0 dex且具自行异常的基模RR Lyrae星，通过搜寻TESS数据中的光程时间效应（LTTE）探索其双星演化通道，并提议进行长期跟踪观测。
2025-03-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Metallicity of Galactic RR Lyrae from Optical and Infrared Light Curves: II. Period-Fourier-Metallicity Relations for First Overtone RR Lyrae
我们提出了新的周期- $ϕ_{31}$ -[Fe/H]关系的第一泛音RRL星（RRc），校准了广泛的金属丰度（$-2.5 < \textrm{[Fe/H]}< 0.0$）利用目前最大的一套银河系晕场RRL均匀的光谱金属丰度。我们的关系定义在光学（ASAS-SN $V$ -波段）和红外（WISE $W1$和$W2$波段）。我们的$V$ -带关系可以再现单个RRc光谱金属丰度，在我们的校准样品的整个金属丰度范围内具有0.30 dex的分散度（RMS小于我们在文献中发现的其他关系，包括非线性项）。我们的红外关系在低和中等金属丰度范围（$\textrm{[Fe/H]} < -0.5$）有类似的色散，但往往低估了太阳金属丰度周围的[Fe/H]丰度。我们测试了我们的关系，通过测量的金属丰度的雕塑dSph和银河系球状星团的样本，丰富的RRc和RRab恒星。我们得到的平均金属丰度的组合RRL样品在每个集群是$\pm 0.08$指数的光谱金属丰度。在这项工作中提出的红外和光学关系将能够在光谱测量不可行的条件下导出可靠的光度RRL金属丰度;例如，在遥远的星系或变红的区域（用即将到来的极大望远镜和詹姆斯韦伯太空望远镜观测），或者在大面积时域测光调查（如LSST和罗马太空望远镜）中发现的新RRL的大样本中。
2022-04-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
RR Lyrae Variables in Two Fields in the Spheroid of M31
我们提出了哈勃太空望远镜的观测与先进的相机调查宽视场通道的两个领域附近的M32 - 4和6千秒差距之间的中心M31。数据涵盖的时间基线足以识别和表征681 RR Lyrics变量，其中555是ab型和126是c型。这些恒星的平均星等是<V>=25.29 +/- 0.05，其中不确定性结合了随机误差和系统误差。与Oosterhoff II型星团相比，Oosterhoff I型球状星团中恒星在贝利图中的位置以及c型天琴座RR星占所有类型的比例都更接近天琴座RR星。ab型和c型天琴座RR型的平均周期分别为<P（ab）>=0.557 +/- 0.003和<P（c）>=0.327 +/- 0.003，其中每种情况下的不确定性代表平均值的标准误差。当我们的样本中ab型RR天琴座的周期和振幅被解释为金属丰度时，我们发现金属丰度分布函数与峰值在<[Fe/H]>=-1.50 +/- 0.02的高斯分布函数无法区分，其中引用的不确定性是平均值的标准误差。使用RR Lyrics光度和金属丰度之间的关系以及E（B-V）= 0.08 +/- 0.03的红化，我们发现M31的距离模数为（m-M）o=24.46 +/- 0.11。我们研究的径向金属丰度梯度在周围的M31使用公布的值的凸起和晕的M31以及它的矮球状同伴和球状星团的丰度。在这种情况下，我们得出结论，在我们的两个领…
2009-04-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Variable stars in the VVV globular clusters III. RR Lyrae stars in the inner Galactic globular clusters
本文利用VVV巡天数据，通过自行、位置和周期-光度-金属丰度关系筛选，系统识别了内银河系球状星团中的天琴座RR型星，在UKS1和VVV-CL160中首次发现显著族群，并重新确定了这些星团的距离和色余。
2025-02-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Multiple Populations in Globular Clusters and the Origin of the Oosterhoff Period Groups
在银河系的大多数球状星团中，多个星群的存在已经得到了很好的证实。鉴于这一进展，在这里，我们提出了一个新的模型解释的起源Sandage周期移动和两个Oosterhoff组之间的ab型RR Lyringe变量的平均周期的差异。在我们的模型中，在贫金属的第二族星团，如M15，不稳定带由第二代恒星（G2）与增强的氦和CNO丰度，而RR天琴座在相对丰富的金属的第一族星团如M3主要是由第一代恒星（G1）没有这些增强。由于氦和CNO丰度都在增加RR Lyrant变量的周期中发挥作用，因此金属丰度不稳定带内的这种人口转移可以在两组之间产生观察到的周期转移。更多富含金属的Oosterhoff中间特征的星团，如NGC 1851，以及大多数富含金属的星团，如周期最长的RR型天琴座（III族），也可以被重现，因为更多富含氦的第三代和以后的恒星（G3）进入不稳定带，金属丰度进一步增加。因此，对于最一般的情况，我们的模型预测，RR天琴座主要是由G1，G2和G3分别产生的奥斯特霍夫群I，II和III。
2014-04-29 astro-ph.GA
Globular cluster metallicities and distances from disentangling their RR Lyrae light curves
本文对39个球状星团中 RR Lyrae 的光变曲线作均匀 Fourier 分解，测定金属丰度和距离，并指出 RRc 更适合作为距离指示器。
2023-06-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Detailed Abundances in the Ultra-faint Magellanic Satellites Carina II and III
我们提出了第一个详细的元素丰度在超微弱的麦哲伦卫星星系船底座II（车II）和船底座III（车III）。通过高分辨率的麦哲伦/MIKE光谱学，我们确定了车II中9颗恒星的丰度，包括超微弱矮星系中的RR天琴座恒星的第一个丰度;和车III中的两颗恒星。化学丰度表明，这两个系统显然是星系，而不是球状星团。这些星系中的恒星大多显示出与其他类似的昏暗矮星系相匹配的丰度趋势：增强但下降的[α/Fe]比，与恒星晕相匹配的铁峰元素，以及异常低的中子捕获元素丰度。其中一颗星的[Sc/Fe]值很低，为-1.0。我们检测到一个大的Ba散射车II，可能是由于低质量AGB星风的不均匀富集。最显著的丰度趋势是车II的[Mg/Ca]，从+0.4下降到-0.4，表明富集核心坍缩超新星的初始母体质量存在明显变化。到目前为止，唯一显示出类似[Mg/Ca]趋势的超暗矮星系可能是大麦云云的卫星。我们发现了两颗[Fe/H] <-3.5的恒星，它们的丰度可能是第一代无金属的第三星族恒星，并且与第三星族核心坍缩超新星的产额很好地拟合。附录描述了我们新的丰度不确定性分析，传播线的恒星参数的不确定性。
2019-12-10 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
The Galactic Bulge exploration I.: The period-absolute\,magnitude-metallicity relations for RR~Lyrae stars for $G_{\rm BP}$, $V$, $G$, $G_{\rm RP}$, $I$, $J$, $H$, and $K_{\rm s}$ passbands using $Gaia$ DR3 parallaxes
本文利用 Gaia DR3 视差和超过 100 颗 RR Lyrae 变星数据，新标定了光学与近红外多波段的周期-绝对星等-金属丰度关系，并通过球状星团和麦哲伦云距离验证了其可靠性。
2023-10-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Radial velocities of RR Lyrae stars in and around NGC 6441
银河系球核贫金属（[Fe/H]-1 dex）星的详细元素丰度模式表明，它们中的一些与球状星团（GC）星一致，可能是溶解GC的前成员。这将表明，银河系隆起的百分之几是由球状星团的破坏和/或蒸发形成的。本文试图利用大质量内星系球状星团NGC~6441中丰富的天琴座RR型变星（RRL）星群来识别这种可能的剥离星。本文给出了以球状星团NGC~6441为中心的40个RRL的径向速度。在星团潮汐半径范围内观测到的13个RRL，其平均径向速度为24 ± 5 km/s，星间散射为11 km/s，与星团成员一致。这包括两个以前未与群集关联的新RRL。八个RRL的径向速度一致的集群成员资格，但高达三倍的距离，从潮汐半径也报告。这些潜在的潮汐外RRL也有非常长的周期，这是NGC~6441 RRL群体的一个奇怪特征，它拥有的RRL周期比银河系其他任何地方都长。正如被剥离的星团恒星所预期的那样，大多数都与星团的轨道成一直线。因此，要么NGC~6441的潮汐半径被低估了，要么我们看到的是来自NGC~6441的正在溶解的星团恒星，它们正在形成旧的球状凸起。
2018-02-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Variable Stars in Local Group Galaxies. IV. RR Lyrae stars in the central regions of the low-density galaxy Crater II
本文对新近发现的Crater~II矮星系中的变星进行了搜寻和分析。利用艾萨克·牛顿望远镜（$\sim$视场0.44平方度）的$B$、$V$、$I$数据，我们共观测到37颗变星，其中34颗是Crater~II的RR型天琴座星（28颗RRab，4颗RRc，2颗RRd）。我们应用了与金属无关的（$V$，$B-V$）周期-韦森关系，并导出了真实距离模量（$μ$ = 20.30 $\pm$ 0.08 mag（$σ$ =0.16 mag））。通过反演预测的$I$波段周期光度关系，得到了RR型天琴座星的单个金属丰度。我们发现平均金属丰度为[Fe/H]=-1.64和$σ_{[Fe/H]}$ =0.21 dex的标准偏差，与可忽略或消失的内在金属丰度分散相容。对色-星等图的分析显示，与其他银河系矮星和具有类似金属丰度的球状星团不一致的蓝色水平分支恒星非常缺乏。
2018-06-22 astro-ph.GA
No country for old stars -Spectroscopic confirmation of the first intermediate-age RR Lyrae in the open cluster Trumpler 5
University of Rome Tor Vergata（罗马托尔维加塔大学）；INAF – Osservatorio Astronomico di Roma（意大利国家天体物理研究所罗马天文台）；Universidad de la República（乌拉圭共和国大学）；Universitat de Barcelona（巴塞罗那大学）；Monash University（蒙纳士大学）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Nicolaus Copernicus Astronomical Center, Polish Academy of Sciences（波兰科学院尼古拉·哥白尼天文学中心）；INAF - Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna（意大利国家天体物理研究所博洛尼亚天体物理学与空间科学观测站）；Institute of Astronomy, Russian Academy of Sciences（俄罗斯科学院天文学研究所）；INAF - Osservatorio Astronomico di Padova（意大利国家天体物理研究所帕多瓦天文台）；Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam（波茨坦莱布尼茨天体物理研究所）
研究通过光谱确认Trumpler 5开放星团中首个中年RR Lyrae星，分析其化学组成与集群成员的差异，挑战传统演化模型。
2026-04-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
The MAGIC project. III. Radial and azimuthal Galactic abundance gradients using classical Cepheids
径向丰度梯度为星系的化学动力学模型提供了合理的约束。丰度比的方位变化是了解其化学富集的可靠诊断。本文利用造父变星研究了银河系中丰度的方位角变化。我们提供了105个经典造父变星的详细化学组成（25种元素），这些造父变星来自MAGIC项目观测到的高分辨率SALT光谱。负丰度梯度，与丰度从内到外光盘，已被报道在银河系和外部星系，我们的结果是完全符合文献结果。我们发现的氧丰度[O/H]的方位角变化。虽然大量的外部螺旋显示出可以忽略的方位角变化，银河系似乎是少数几个具有明显的[O/H]方位角不对称性的星系之一。它们在银河系内部和外盘中达到~0.2 dex，在那里它们是最大的，从而支持附近螺旋星系以及最近的2D化学动力学模型的类似发现。
2021-12-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
RR Lyrae variables in the Small Magellanic Cloud - II. The extended area: chemical and structural analysis
我们已经进行了傅立叶分解分析的8年和13年的V波段光变曲线的454个基本模式的RR天琴座变量（RRab型），在一个14平方度的小麦哲伦云（SMC）的面积检测和上市的光学引力透镜实验，第三阶段，目录的变星仔细选择的样本。遵循Kapakos、Hatzidimitriou和Soszyński描述的方法，使用傅里叶分解参数来推导金属丰度和距离模。在Carretta等人的新标度下，RRab星的平均金属丰度为<[Fe/H] C_（09）> =-1.69pm ~（0.41）dex（标准差，标准误差为0.02 dex）。一个暂定的金属丰度梯度为-0.013pm 0. 007 dex/kpc的检测，随着金属丰度增加的动力中心的SMC，但选择效应也进行了讨论。在大麦云云（LMC）的距离模为μ_LMC = 18.52pm ~（0.06）（std）的距离尺度下，SMC的距离模为<μ> = 19.13pm ~（0.19）（std）。发现平均1-sigma视线深度为sigma_int = 5.3pm0.4kpc（标准差），同时检测到深度的空间变化。SMC被认为是更深的东北地区，而样品中的金属丰富和金属贫乏的对象似乎属于不同的动力学结构。前者具有较小的刻度高度，可能构成一个厚盘，其宽度为10.40 pm 0.02 kpc，和一个隆起，其大小（半径）估计为2.09 pm 0.81 kpc。后者似乎属于一个晕结构的…
2012-10-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
The GALAH survey: Tracing the Milky Way's formation and evolution through RR Lyrae stars
本研究基于GALAH DR3及文献共535颗场RR Lyrae星进行化学、运动学与动力学分析，发现富金属古老薄盘成分，并识别与多个恒星流的关联。
2024-05-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
SDSS-III/APOGEE: Detailed Abundances of Galactic Star Clusters
斯隆数字巡天III/阿帕奇点天文台星系演化实验（SDSS-III/APOGEE）是对银河系恒星和星团进行的大规模光谱巡天。SDSS-III/APOGEE测量旨在产生高信噪比，R = 27，500 - 31，000光谱，覆盖波长范围为1.51至1.68微米。通过利用APOGEE出色的运动学（误差<= 0.5 km/s）和丰度（误差~ 0.1 dex），我们将能够详细研究星团的运动学和化学性质。在2011年开始的3年调查期间，APOGEE将瞄准25-30个关键的开放和球状星团。此外，SDSS焦平面的大面积覆盖也将使我们能够在主要调查观测期间瞄准100-200个额外星团中的恒星。我们提出了APOGEE的开放和球状星团的研究和识别可能的集群成员利用2 MASS和IRAC/WISE数据的方法的实力。
2010-11-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
The elderly among the oldest: new evidence for extremely metal-poor RR Lyrae stars
本研究通过高分辨率光谱与NLTE计算分析三颗极贫金属天琴座RR型星的元素丰度与运动学特征，发现低金属丰度下化学诊断方法失效，且水平支演化模型支持这类恒星存在，未来大样本观测有望发现更多。
2025-01-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Abundance Profiling of Extremely Metal-Poor Stars and Supernova Properties in the Early Universe
在大爆炸核合成之后，宇宙中第一次重元素富集是由一颗人口（Pop）III恒星（Pop III SN）的超新星（SN）爆炸造成的。从Pop III SNe产生的元素丰度比记录在极贫金属（EMP）星的丰度模式中。对越来越多的EMP星的观测使得有可能在统计上限制Pop III SNe的爆炸特性。我们提出了Pop III SN模型，其核合成结果很好地再现了48个贫金属星的丰度模式，如[Fe/H] $\mathrel{\rlap{\lower 4pt \hbox{$ \sim $}}\raise 1pt \hbox {$ < $}}-3.5$。然后我们推导出EMP星的丰度比与Pop III SNe的某些爆炸性质之间的关系：较高的[（C+N）/Fe]和[（C+N）/Mg]比值分别对应于较小的喷射Fe质量和较大的致密残余质量。利用这些关系，EMP星的丰度比的分布被转换为Pop III SNe的爆炸性质的分布。与现代SNe爆炸性质的分布进行了比较：Pop III SNe的Fe质量分布与现代SNe的Fe质量分布有相同的峰值，但有一个延伸到$\sim10^{-2}-10^{-5}M_\odot$的尾部，Pop III SNe致密残骸的质量分布与现代恒星质量黑洞的质量分布一样宽。我们的研究结果表明，正在进行的和未来的EMP恒星调查和随后的高色散光谱观测，澄清在早期宇宙的波普III SNe的性质获得的大样本…
2014-02-16 astro-ph.GA astro-ph.HE 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
Abundance anomalies in metal-poor stars from Population III supernova ejecta hydrodynamics
我们提出了一个模拟的长期演化的第三族超新星遗迹的宇宙学微晕。采用被动拉格朗日示踪粒子，我们调查如何在爆炸中的化学分层和各向异性会影响第一个低质量，金属富集的恒星的丰度。我们发现，反向冲击加热可以使内质量壳层的熵过高而不能冷却，导致再坍缩气体中的碳增强。这种流体动力学选择效应可以解释在低金属丰度下观察到的碳增强贫金属（CEMP）星的发生率。我们进一步探讨了最近在核心坍缩爆炸的直接数值模拟中观察到的各向异性喷出物分布如何转化为贫金属恒星的丰度。我们发现，一些观察到的分散在人口II丰度比可以解释由超新星喷出物的不完全混合，即使在只有一个贡献的富集事件的情况下。我们表明，充分混合喷出物的习惯假设显然失败，如果爆炸后的流体动力学更喜欢一些核合成产物的回收。此外，为了充分利用恒星考古计划，从观测到的Pop II丰度约束Pop III初始质量函数，考虑这些流体动力学传输效应是至关重要的。我们将讨论超微弱矮卫星星系的丰富化学结构的应用，将在即将到来的光谱调查中以前所未有的细节进行探测。
2015-05-26 astro-ph.GA
VVV catalog of ab-type RR Lyrae in the inner Galactic bulge
本研究基于VVV巡天数据构建了含16488颗银心内区ab型天琴座RR变星的高纯度星表，约束了贫金属年老核球星族的椭球形态，并分析了观测偏差和周光金属关系的影响。
2024-07-15 astro-ph.GA
Chemical abundances of Seyfert 2 AGNs-III. Reducing the oxygen abundance discrepancy
我们调查之间的差异氧丰度估计窄线区域（NLR）的活动星系核（AGN）型Seyfert 2通过使用电子温度的直接估计（Te-方法）和那些通过使用光电离模型。鉴于此，我们用Cloudy程序建立了详细的光电离模型，重现了Seyfert 2核在光学范围（3000 < λ（λ）< 7000）内的观测发射线比。我们发现，推导出的差异主要是由于不适当的使用之间的关系的低（t2）和高（t3）电离气体区的H II区域的AGN化学丰度的研究。利用光电离模型网格，我们推导出一个新的表达式为t2的函数t3有效的塞弗特2核。在基于Te方法的活动星系核O/H丰度估算中使用这个新的表达式产生的O/H丰度比详细的光电离模型得到的O/H丰度略低（约0.2dex）。我们还发现，新的形式主义的Te-方法减少了约0.4德克斯的O/H之间的差异从强发射线校准和来自直接估计的丰度。
2020-06-16 astro-ph.GA
