SoftwareX 6（2017）54原始软件出版物银河系自转曲线数据的新汇编Miguel Patoa，Fabio Ioccoba斯德哥尔摩大学物理系，Oskar Klein宇宙粒子物理中心，AlbaNova，SE-106 91 Stockholm，Swedenb国际理论物理中心南美洲基础研究所和圣保罗州立大学技术研究所，Rua Dr. Bento Teobaldo Ferraz 271，01140-070 São Paulo，SP，Brazilar t i cl e i nf o文章历史记录：接收日期：2016年8月2日接收日期：2016年2016年12月22日接受保留字：暗物质银河系：运动学和动力学a b st ra ct我们提出了Galkin，一个新的汇编运动学测量跟踪我们的银河系的旋转曲线与一个工具来处理数据。编译优化银河中心半径在3和20千秒差距之间，包括气体，恒星和脉泽的运动学，从近四十年的文献中仔细收集了总共2780测量提供了一个简单、用户友好的工具来选择、处理和检索完整的数据库。©2016由Elsevier B.V.代码元数据当前代码版本此代码版本使用的代码/存储库的永久链接使用的代码版本控制系统使用的软件代码语言、工具和服务编译要求、操作环境依赖性如果可用，请链接到开发人员文档/手册支持电子邮件，以了解问题v1.0https://github.com/ElsevierSoftwareX/SOFTX-D-16-00063GNU通用公共许可证3GitPythonPython包：matplotlib、numpy、wx（使用图形界面时，请参见第3节）、astropy（如果用户需要，请参见第2.1节）无galkin.tool.mw @gmail.com1. 动机和意义螺旋星系的旋转曲线提供了对其性质的深远见解，正如几十年来所探索的那样（参见例如，参考文献[1关于银河系旋转曲线的数据-然而，数据是相当分散的整个文献和组的参考文献往往被忽视。因此，我们着手收集长达数十年的观测努力的全面汇编，以精确定位银河系的旋转曲线。该汇编在现有的基础上进行了改进（例如参考文献）。[12，13]），其中最值得注意的是：（一）一个经过适当处理以统一使用的扩大的观测数据库，以及（二）发布一个简单的开箱即用的检索工具。数据。[1]这一汇编首次用于参考文献。[14]后来在其他作品中采用的文学-见第4节更多关于加尔金的影响。不去分析银河系的结构或动力学（如在galpy[15]中所做的），这里相反，我们还提供了对数据集的全面描述作为一个开箱即用的工具，访问数据库和输出所需的数据进行独立分析的功能。所提供的开源代码简单、灵活，可以轻松修改，以包含新的数据集或其他类型的测量。在盖亚卫星[16]和一系列光学和近红外地面测量（如APOGEE-2 [17，18]，GALAH [19]，WEAVE [20]和4 MOST [21]）即将引入的精确时代前夕，后一个特征特别相关。我们汇编可以被视为统一当前技术状态的一个步骤，但它肯定会受到进一步的影响。*通讯作者。电子邮件地址：migpato@gmail.com（M. 帕托）。http://dx.doi.org/10.1016/j.softx.2016.12.0062352-7110/©2016由Elsevier B. V.发布1要下载galkin副本，请访问我们的GitHubgithub.com/galkintool/galkingalkin.tool.mw @ gmail.com。可在ScienceDirect上获得目录列表SoftwareX期刊主页：www.elsevier.com/locate/softxM. Pato，F.Iocco/SoftwareX 6（2017）5455=++++++++LS0≡LSLSH⊙LSlsr，0HHLos00LosLos表1银河系的所有运动学测量的列表包括在galkin。对于每一个参考，银河中心半径的范围是假设R08千秒差距，连同银河象限覆盖和示踪剂的数量选择出的总原始样本。在此上下文中，术语终端点，云，集群，恒星或脉泽），允许测量银河系的旋转曲线 对于用信号处理的源，除了视线速度之外，我们还处理测量的自行。气体运动学[ 22 ]第二十二话McClure–Griffiths本间秀惠伯顿·戈登克莱门斯KnappLunaHII区巨分子云恒星运动学脉泽疏散星团Frinchaboy Mauriski杜兰德经典造父变星PontPont碳星Demers Battinelli巴蒂内利+马塞什河里德’14Honma’12捷克斯洛伐克徐’13Bobylev Bajkova包括-请参阅我们自己的广泛的警告和注意事项，在整个手稿。我们鼓励社区采用galkin并作为新的数据集求和到所采用的特有太阳运动，以得到最终LSR视线速度vlos。每个物体都有一个相关的度量-ment（m，b，d±md，vlos±mvlos）. 对应的银河系中心星系起来。LSRLSR2. 软件描述Galkin汇编有三个主要类别的数据：（i）气体运动学，包括HI终端速度[10，22，23]，HI厚度[24]，CO终端速度[7星团[29]、行星状星云[30]、经典造父变星[11，31]和碳星[32，33];以及（iii）脉泽[34表1概述了每个数据集的主要特征附录A对表1中列出的每个参考文献的数据选择和处理进行了全面说明。我们的汇编包括2780个分布在银河系中心半径R，银河系经度λ和银河系平面以上高度z的示踪剂，如图1所示。每个物体由其坐标（a，b）、日心距离d和日心线-视速度v损失。B和B的不确定性很大程度上是次要的。半径由简单的几何形状得出，R=（d2cos2b+R2−2R0dcosbcos）1/2，（ 1）其中R0是太阳到银河系中心的距离。在圆轨道的假设下，通过反演得到物体的角圆速度ωc，vlos=（R0ωc−v0）cosbsinω，（2）其中v0是局部圆速度。 D的不确定性和vlos分别传播到R和ωc我们还将给出熟悉的圆速度vcRωc和相应的不确定度，但要注意，R和vc的误差是强正相关的，而R和ωc的误差是独立的。目前在galkin中实现的所有不确定性都是对称的，遵循每个参考文献中的可用信息;未来数据可以提供观测值的完整分布，HLos然后在即将到来的Galkin版本中进行处理，ing，因此被忽略，而d和vh的不确定性取自原始参考文献（参见详情见附录A）。在射电观测中，通常用静止本地标准（LSR）中的视线速度vlsr来报告vlos的测量值，用于固定的特殊太阳运动（U， V， W）（其中下标表示太阳值）。在这些情况下，我们通过减去参考off中使用的特殊太阳运动来推断vlos对贝叶斯研究有很大价值上面描述的过程对于表1中的所有对象类型都是通用的，在两种情况下进行了一些修改。 对于终端速度，我们设置b =0，R=R|辛辛|（或者，等价地，d=R|科索|）在Eqs. （1）和（2），以及每个测量读数为（V，vlsr±Vlsr）。对于HI厚度法，测量的量是W <$R0ωc−v0 而 不 是 vlos ， 因 此 每 个 数 据 点 由（R/R0±<$R/R0，W± <$W）定义，参见。所报告的甚低损失（参见，附录A）。一旦得到vlos，这是参考文献 [24、40]。我们还处理了固有运动μb，μb示踪剂类型R[kpc]象限示踪剂HI终端速度Fich+2.1-8.02.1-7.51、41、4149/149110/1101979年闪电战二、三3/3Fich+35/104[ 26 ]第26话35/8[ 27 ]第27话第一次见面一、二、三、四148/2062009年后3.5-15.5一、二、三、四274/8152009年后6.0-13.7一、二、三、30/9634.0-15.6一、二、三、四80/1037.7-9.9一、二、三、四11/528.331/156M. Pato，F.Iocco/SoftwareX 6（2017）54⊙==-⊙=-====Fig. 1. 该汇编的所有运动学示踪剂在银河系中心半径（顶部），银河系经度（中心）和银河系平面以上高度（底部）的分布。在每个面板中，蓝色实线、橙色虚线和黑色虚线对应于气体运动学、恒星运动学和脉泽。当R0=8kpc时，得到了最左边的分布.当可用时，如疏散星团和脉泽的情况。数据处理的所有其他详细信息均详细记录在附录A中。注意，Eqs。（1）和（2）只能用于推断（R，ωc），固定R0、v0和（U、 V、 W），这些量仍然受到相当大的不确定性的影响-参见参考文献。[34，41[34，44[34，39，48，49]为（U，V， W）。合理选择银河系参数R0 8 kpc，v0230 km/s和（U，V，W）（11. 十，十二。二十四，七。25） km/ s [39]，我们在图2中显示了所有示踪剂的位置和圆周速度。这是Galkin的主要输出。2.1. 软件构架我们现在转向Galkin工具的描述，其功能是允许用户以可定制的方式访问上述数据。该工具是用Python图二. 银河系的旋转曲线是由气体运动学（蓝色）、恒星运动学（橙色）和脉泽（黑色）得出的。顶部面板显示了假设R为0.8千秒差距，银河系平面上不同示踪剂的比例银河系的中心位于（x，y）（0，0）kpc，而太阳的位置是（x，y）（8，0）kpc。下图显示了示踪物的圆周速度作为银河系中心半径的函数，假设R08 kpc，v0230 km/s和（U，V，W）（11。十，十二。二十四，七。25）km/s [39].这里显示的完整数据可以通过我们的GitHub页面www.example.com上的galkin工具github.com/galkintool/galkin。(For对于图中颜色的解释，请读者参考本文的网络版本。）代码包可以通过我们的GitHub页面github.com/galkintool/galkin获得。分布具有非常简单的结构。父目录包含安装文件setup.py以及通常的README文件。galkin包在galkin/下提供，其中galkin/data/包含从相应的参考文献中提取的原始数据，2示例脚本可以在bin/下找到。README文件中描述了主要的依赖项和安装说明，而在这里，我们只是简单地总结了该工具的使用（假设它已正确安装并运行）。 注意，如果用户需要，Galkin采用astropy [50]进行坐标转换，但代码也可以不安装此软件包，这是默认选项。2.2. 软件功能Galkin的目标是提供包含所有必要的运动学跟踪器信息的即用型数据文件，[2]请注意，该工具的主要目的是以统一的方式处理来自参考文献的数据，这些参考文献使用不同的银河系参数，不同的定义，并且经常与观测源的数据库重叠。data/下的数据文件包含每个参考文献的原始发布数据;请不要直接使用这些文件，除非您完全了解每个参考文献的所有细节。M. Pato，F.Iocco/SoftwareX 6（2017）5457⊙=限制了银河系的旋转曲线用户可以选择银河系参数（R0，v0）和（U， V， W）的值，也可以选择整个示踪剂类别（气体，恒星，脉泽）或表1中的单个参考。也可以给每个示踪剂的视线速度增加一个给定的系统不确定性。总之，Galkin有两个主要功能：从所选示踪剂中检索运动学数据，并对所选示踪剂进行适当处理第3节中的具体示例说明了每个功能的使用。3. 说明性实例用户输入是在脚本bin/galkin_data.py的帮助下完成的，或者通过图形界面，使用以下命令从bin/启动工具Python galkin_data.py或通过输入可定制的输入文件，Python galkin_data.py inputpars.txt然后，该代码处理所选参考的原始数据集，将每个数据集一致地转换为所选的银河参数值。输出存储在三个数据文件中：bin/output/posdata.dat，具有每个示踪剂的位置信息，即（R，d，b，x，y，z）;bin/output/vcdata.dat，具有旋转曲线测量值，即（R，vcR，vc，vcvc，ωc，vcvc）;以及bin/output/rawdata.dat，具有原始数据测量值，即（vlo s，vcvlo s，vcv c，ωc，vcvc）。在前两个文件中，用户选择的银河参数值在第一行报告，每个跟踪 器 的 源 引 用 在 最 后 一 列 指 示 。出 于 测 试 目 的 ， 我 们 在bin/output/下提供了与我们用于生成图2的银河系参数的基线选择相对应的样本文件（分别针对整个数据库和单个类对象）以及银河系参数的变体（仅针对整个数据库）。该工具还包括脚本bin/galkin_park.py，用于读取和可视化上述输出这可以通过命令从bin/启动pythongalkin_map.pyoutput/vcdata.datoutput/posdata.dat其产生包括示踪剂的空间分布和推断的旋转曲线的一组演示图。最后，我们提供了脚本bin/galkin_data_fast.py，以说明如何在另一个代码中使用galkin，而无需处理输入或输出文件。这是更快的版本数据处理流水线，专门为需要重复使用galkin的应用程序设计，例如，扫描银河系参数4. 影响这里介绍的软件是专门设计来详细研究银河系的运动学。两个简单的特性使得galkin在这方面特别有用。首先，该软件允许快速，自我一致和有效的转换所有数据集的银河参数的统一扫描。这在今天具有显著的重要性，因为银河系参数是研究中不确定性的主要来源之一。银河系的动力学[51]。其次，不同类型的运动示踪剂的彻底标签允许其简单和自动化的选择，一个重要的工具，以测试（可能的）偏见介绍了不同的数据集。基地的编制Galkin的结果已被用于推断银河系中的暗物质含量，并测试现有分析对选择效应的鲁棒性[51此外，该软件已经超越了最初目标用户的有限社区，可以运行广泛的自动化分析，例如改进在一些最新的高分辨率流体动力学模拟中选择银河系类似物的标准[54，55]。我们相信，Galkin是重新审视旧问题和应对新挑战的第一步，以了解银河系运动学，因为下一代卫星和地基天文学调查开始了。我们的文献调查背后的基本原理是尽可能详尽，但仍然有足够的选择性，把一个干净和可靠的样本运动示踪剂。因此，我们决定排除仅具有运动学距离测定、重要的不对称漂移或大的随机运动的物体虽然我们已经非常小心地使这种汇编详尽无遗，但我们不能排除某些数据集可能会丢失;欢迎被迫添加额外数据集的读者通过修改此处描述的开源代码来这样做我们的汇编集中在银河系中心半径R3-20 kpc的范围特别是，专门针对银河系内部区域的汇编在文献中的其他地方可以找到[56]。然而，我们警告读者，在R42还要注意的是，除了我们的汇编中的运动学示踪物之外，还有其他的运动学示踪物存在，并在文献中进行了详细的讨论，包括内晕和外晕[13，58为了仔细分析这些示踪剂和其他示踪剂对银河系质量分布的影响[49，70 部分汇编是使用galkin工具很容易重现，可以选择（取消）选择单个引用。此外，我们提供的代码是模块化并且易于修改，以便在即将推出的Galkin版本中包含额外的数据集或由用户修改。5. 结论Galkin的结构是故意最小化和模块化的。该代码可以很容易地修改，以取代或修改现有的数据集或单一的示踪剂，并添加新的数据集，因为它们变得可用。Galkin背后的想法是提供一个用户友好的银河系运动学示踪剂汇编，该汇编将在未来几年内不断更新确认M.P. 感谢斯德哥尔摩Wenner-Gren Stiftelserna基金会的支持;由FAPESP JP项目2014/11070-2支持附录A. 数据处理文献中通常采用的银河系自转曲线示踪剂大致可分为三类：气体运动学示踪剂、恒星天体运动学示踪剂和脉泽示踪剂。为每个在这些类别的物体中，使用不同的方法来推断位置、距离和运动学。这里不试图回顾每种示踪剂类型的属性，我们指出参考文献[14]的补充信息，其中首次提出了这种数据集合。读者会发现有一个所有示踪剂类型的深入描述，以及适当的参考原始文献。在本附录中，我们回顾了原始的源参考资料，并完整记录了我们的数据处理。让我们···58M. Pato，F.Iocco/SoftwareX 6（2017）54=≡−lsr，0lsr，0LSlsr，0lsr，0+lsr，0˜=˜读v=vLSLS==LS= ± ±±=lsr，0LS++LSLSLSLSlsr，0-332;我们保守地假设（10. 三十五三七7） km/ s，在我们的计算中，⊙.）×LS=-lsr，0||∼请注意，由于需要额外的假设，晕星目前没有包括在这个版本的galkin中。未来版本的代码将正确地包括晕星作为一个额外的跟踪类型。表1显示了galkin中使用的所有数据集的关键特征。为了获得一个干净的样本，我们对可用的数据源进行了各种数据选择削减，每个原始参考的建议（注意，然而，感兴趣的用户可以很容易地覆盖这些软件直接破解源代码）。图1显示了示踪物在银心半径、银经和银道面以上高度上的分布。在下文中，我们提供了对表1中列出的每个数据集应用的处理的详细描述。公式、图和表的编号参考原始源文件。A.1. 气体运动学A.1.2. HI厚度法[ 24 ]第从Tab 1、取不同速度WR 0 ω c下用厚度法拟合的银河质心半径R/R0v0并假设总体不确定性中国五、8公里/秒以下2.4. 本参考文献的作者发现Merrifield'92 [ 40 ]的方法方法1在Tab.1）覆盖了R/ R0的最大范围，并且是最准确的，因此我们使用该方法的结果进行编译。A.1.3. CO终端速度[ 7 ]第七从图2中，我们取在不同的波长下测得的终端速度vlos，其中vlos已经包括线宽校正，参见。秒3和等式（4a）。本参考文献中提供的原始CO数据的分辨率为1000μl。3公里/秒，而它的金额为100万美元2。图2中绘制的其他数据集[84，85]的速度为6 km/s（参见秒2）;因此，我们保守地假设Δvlos= 2。全程6公里/秒。所报告的速度vlos对应于一种特殊的太阳运动（U，V，W），A.1.1. HI终端速度Fich89年[ 10 ]。 从Tab 2，我们取终端速度vlos，在不同的流速下测量，并假设总速度（10. 三十五三七7） km/ s，在我们的编译中一直被减去克莱门斯 从Tab 2，我们取终端速度vlos，在不同的温度下测量，不确定度= 4。5公里/秒以下 二. b. i. 所报告的实际上代表标准设备的0.67LosLSRLSRLos速度vlsr，0 对应于一种特殊的太阳运动（U，V，W）（10. 三十五三七7） km/ s，在我们的计算中，Aation，cf.表中脚注c二、表1中的终端速度vlsr，02是未校正的线宽，所以真正的终端速度编译。3我们进一步纠正了特殊的LSR运动，Loslsr，0Loslsr，0 -3 km/s（参见秒（二）、相应的联合国四、2 km/ s的径向速度，参见秒B.I和Eq.（四）、4是67）2+（0. 6km/s）21/2，其中0的情况。6 km/ s是线宽校正的典型误差，参见。秒二.c.[ 22 ]第二十二 从图7中，我们取终端速度所报道的速度vlos对应于一种特殊的太阳运动loslsr，0在不同的银心半径R/ R0测量，并假设Loslsr，0（U，V，W）=（10. 三十五三七7） km/ s，这是一贯低于-总速度不确定度为9 km/ s，与第2节中计算的色散一致。3.4第一象限和第四象限都是 银心半径通过R =R0转换为银心半径|辛辛|根据象限（第一象限：在我们的汇编中删除（见脚注3）。我们进一步校正了在方位角方向上7 km/ s的奇特LSR运动秒二.d（见脚注4）。Knapp+'85 [ 9 ]. 从图我们取终端速度圆形和三角形在图的顶部面板7;第四象限：正方形沃洛斯±ΔvΔε los（上图）和速度分布σ（中心图在图7的底部面板中）。报告的速度vlos对应lsr，0LSRlsr，0到一个 特殊的 太阳运动（U，V，W）（10. 三十五三七7）km/ s，它在我们的编译中一直被减去（请参见脚注3）。在不同的银河系中心半径R/ R0测量。终端速度的统计不确定度以正交方式求和分散，即 σvlos=σ（σvσ lo s）2+σ2σ1/2。半乳糖中心-=||McClure–Griffiths从Tab 1（在线版本-曲率半径通过R R0sinθconc转换为曲率半径，数据仅指第一象限所报告我们取终端速度vlos测量不同速度vlos对应于一种特殊的太阳运动（U，V，W），lsr，0longitudesℓ.根据Secs。3.3和4.3.1以及lsr，0（10. 三十五三七7） km/ s，在我们的计算中，在图8中，速度的不确定性等于100vlos=1 km/ s，对于φ<325，φ332，φvlos= 3 km/s。5km/s和10 km/ s，汇编（见脚注3）。[25 ]第二十五话 从图1（顶部面板），我们采取终端ve-=327。5◦LSR◦LSRLos =10 km/ s洛希蒂斯-洛斯在不同的温度下测量，并假设Los对于整个范围，-332。5英里。 报道称，总速度不确定度 =3 km/s，3.1.伊蒂斯-洛斯对应于一个特殊的太阳运动（U，V，W）=所报道的速度vlos对应于一种特殊的太阳运动lsr，0（U，V，W）lsr，0=（14. 8/20（10. 三十五三七7）km/s，这是con-汇编（见脚注3）。 我们从完整的数据集中排除了在20306年12月31日具有离散HI云的区域10，312磅0的情况。500万，320万。5分（cf.秒4;间隔的宽度是后验固定的，以便消除速度的尖峰）以及sin θ> 0处的区域。95因为有vlos/vlos1（cf.秒4.2;这最后一次切割实际上已经在Tab的在线版本中执行①的人。在我们的汇编中减去了sixth（见脚注3）。由于船底座臂和半人马座的影响，我们从完整的数据集中排除了280° C秒III.A.IIIin参考文献[86].A.1.4. HII区1979年的闪电战 从Tab 2，我们取距离d±d和线-视向速度vlos±Δvlos，对应于物体朝向3个不同的银河系坐标（b，b）。 报告的速度请注意，原始引用没有明确指出所采用的特殊太阳运动根据参考文献[45]，我们假设采用的值是旧标准Loslsr，0（对应于一种特殊的太阳运动（U，V，W）太阳运动的定义在附录中的参考。[45 ]第45段。[4]请注意，这种修正取决于假设的特殊太阳运动，只有当用户选择与原始参考中相同的特殊太阳运动时，该过程才严格有效;然而，在实践中，这是一个小的校正，我们忽略了轻微的不一致。10个。三十五三七7） km/ s，在我们的计算中，汇编（见脚注3）。我们从完整的数据集中排除了Fich '89，Turbide Moffat '93，Brand Blitz '93和Hou '09中的所有对象（或与对象重合）vvM. Pato，F.Iocco/SoftwareX 6（2017）5459±˜LS±±lsr，0==lsr，0=LS===−lsr，0LS+=H12lsr，0∼==H−+==−HLos∼LosHHLosLosHH1±˜2±+±Fich+'89 [ 10 ]. 从Tab 1，我们取距离d±φd和视线速度vlos± φvlos，其中只要可能，我们视速度vlsr，0vlsr对应于朝向不同银河系坐标（θ，b）的物体，并添加六、4km/s，在第二节之后与Bagravelos正交。二.i.b. 所报告使用由三维和径向速度隶属准则（3D + RV）导出的整体运动学，以及自行µb±µ bµb。我们从完整的数据集中排除速度vlos对应于一种特殊的太阳运动（U，V，W），靠近反银河系中心的天体：NGC 1513，lsr，0（10. 三十五三七7） km/ s，在我们的计算中，汇编（见脚注3）。我们进一步纠正了4的特殊LSR运动。2 km/ s的径向速度，参见秒B.I和Eq.(4)（见脚注4）。我们排除从完整的数据集的所有对象（或重合的对象）Turbide莫法特[ 26 ]第 从Tab 5（对于Z = Z（R）），我们取NGC 7654（仅识别出一个成员，参见。秒6.1）; Collinder 258，Lynga 1，NGC 6250（可能是错误的成员，参见秒NGC 6416（高剩余速度）。A.2.2. 行星状星云Durand+'98 [ 30 ]. 从Tab 2（在线版），我们取日心视线速度vlos±Δvlos，距离d d和视线速度vlsr，0vlsr对应于朝向不同银河系坐标（b）的物体。请注意，报告的速度vlos对应于方程。(11)Vmol0 km/ s和一种特殊的太阳运动（U， V，W）（9， 11， 6） km/ s， 这 是 一贯 减去 关闭 在我们编译。对于选项卡中的对象5基于参考[1，3]其中，我们进一步纠正了特殊的LSR运动4。2 km/ s的径向速度，参见秒4和方程式（十一）、我们从完整的数据集排除所有对象（或重合的对象）品牌闪电战[ 27 ]第 从Tab 1，我们取距离d对应于指向不同银河系坐标（b，b）的观测数据，并添加一个范围，dom运动6. 4km/s，在第二节之后与Bagravelos正交。3.1.到 对象 朝向 不同 赤道 坐标 （α，δ）（则转换为银河系坐标（b，b））。通过交叉匹配Tab找到距离d2、标签参考1和3[88]，分别报告了单独确定的距离和统计距离。当可用时，我们更喜欢单独确定的距离（即，选项卡. 1参考[88]），基于Ref.[89]相对不确定度范围为15%至40%（参见秒3.3在参考文献[89]中），因此总体相对距离不确定度为d/d 25%;如果不可能，我们使用统计距离尺度（即Tab.[88]第三，相对不确定性。每日30%（参见秒5.2在参考文献[88]中）。我们进一步校正K项为5。1 km/ s（cf.当量（4）和Tab。3）和模型的不对称漂移相对于特殊的太阳运动在使用中（即，Uad=报告的速度vlosLSR十六岁0 km/s−U，Vad=24。8 km/s−Vlsr，0对应于一个特殊太阳运动（U，V，W）（10. 三十五三七7） km/ s，在我们的汇编中一直被低估（见脚注3）。我们排除在方位角方向上; cf.当量(4)和Tab。3）。K、Uad和Vad的误差（参见选项卡. 3）传播到视线速度vlos。我们从完整的数据集中排除了银河系附近的物体银河系中心附近的完整数据集天体=345<$− 15<$LSR中心点=353◦ -7并离开银河平面z ≥200个或反银河系中心<$165 <$195 <$（参见秒3.3)和附近的物体在d1<千秒差距（比照，秒3.3）。侯’09 [从Tab A1，我们取距离d对应于朝向不同银河系坐标（θ，b）的物体的θ d和视线速度v los，并假设（参见秒NGC 6565、M2-29、M1-46、Sa 1-8、NGC 6741、NGC7293，Vy 2-2，NGC 6702，NGC 7094，NGC 2392，NGC 4071，NGC6026，NGC 6302，M2-7，Th 3-14（缺乏统计距离，参见秒5.2在参考文献[88]中;注意本参考文献中的排印错误，其中提到NGC6320而不是NGC 6302）; BoBn 1（非典型运动;参见秒4.1)NGC 6567，A8，Pu 1，M1-5（高剩余速度）。所有速度不确定性均为Δvlos=3 km/s。报道称，loslsr，0对应于一种特殊的太阳运动（U，V，W）A.2.3. 经典造父变星（10. 三十五三七7） km/ s，在我们的计算中，汇编（见脚注3）。我们从完整的数据集中排除了-没有恒星的距离，也没有在切点，靠近Pont 从Tab 3 ，我们取距离模µ（FW）和日心视线速度vlos对应于银河系中心<$=345<$− 15<$或反银河系中心<$=165<$−H不同银河系坐标系的物体（100，b）并假设一个195年10月19日，在Brand Blitz'93中的物体（或与Brand Blitz '93中的物体重合）A.1.5. 巨分子云侯+'09 [ 28 ]。 从Tab A2，我们取距离d和直线-总距离模数不确定度为<$µ 0。第23集第2集十一点三分距离模数通过d/pc= 10µ/5+1转换为距离。速度的不确定度为σvlos=（σ2+σ 2）1/2，其中σ1= 1，2。5， 5 km/ s取决于所用的方法视速度vlos对应于朝向不同银河系坐标（θ，b）的物体，并采用不确定的总速度。总的相对距离不确定性为了计算径向速度（cf.秒11.3）和σ211. 1 km/ s速度椭球的贡献（参见秒11.3）。 我们进一步修正K项为-1。81km/ s，参见秒十一点六公司现采用国际LSRLos266颗恒星的简化样本（参见秒11.4和Tab。4）排除每日百分之二十报告的速度vlsr，0对应于一个pecu-太阳直线运动（U，V，W）（10. 三十五三七7）km/s，即在我们的汇编中一直被减去（见脚注3）。我们从完整的数据集中排除了没有恒星距离和靠近银河系中心的天体，即距离银河系中心<$345<$− 15<$的天体或反银河系中心的天体。=165A.2. 恒星运动学A.2.1.疏散星团[ 29 ]第二十九话 从Tab 1、我们采取在反银河系中心附近的天体，大约160 <$200 <$m，以及另外两个由于高剩余速度而形成的天体。Pont 从Tab 1，我们取日心视线速度vlos，周期P和颜色V和B V，对应于不同银河系坐标（a，b）的物体。距离模数发现与周期光度颜色关系描述在参考文献。[11]（FW）和第二节中给出的零点3.1;总距离模数不确定度为<$µ 0。假设21 mag在第二节之后。三点三距离模数通过d/pc= 10µ/5+1转换为距离。速度不确定度为σvlos=（σ 2+ σ 2）1/2，其中σ1= 1（2. 5） km/ s，速度≥10（< 10）距离d对应于物体朝向不同赤道坐标（α，δ）的距离（然后转换为银河系坐标（α，b））基于参考文献[87]，并假设总体相对距离不确定度为Δd/d=20%。从Tab 12、我们以日心说测量（cf.选项卡. 1)σ2十一岁1 km/ s是贡献速度椭圆体（cf.秒11.3（参考文献[11]）。我们进一步增加了6km/ s的系统不确定性（参见秒6、看这张。5.3）到导出的圆速度。我们从完整的数据集对象中排除领带v60M. Pato，F.Iocco/SoftwareX 6（2017）54±±=−H=Hlsr，0LS=−==±±LS˜=±±LSlsr，0LS∗±∗±±=LS±==−lsr，0==−=lsr，0LS±±=LS˜±±Hlsr，0LSHH±˜H在反银河系中心附近，半径为160<$− 200<$，没有测量到径向速度，也没有B-V。A.2.4. 碳星[ 32 ]第 从Tab 图4（在线版），我们取对应于不同银河系坐标的物体的日心视线速度v los赤道自行被转换成银河自行∆µℓ∗,µb∆µb. 我们进一步修正了脉泽的平均特殊运动，即：U′s二、9km/s（cf. 选项卡. 4、A5in参考文献[34]第34话V十七岁1km/s（cf. 秒 4.4参考 [34]）。我们从整个数据集中排除Reid+'14中的所有对象（或与Reid + '14中的对象重合）Xu+'13.从Tab 4，我们取松弛π± ππ，线-（a，b）并在正交方向上添加20 km/ s的随机运动，阿夫罗夫·阿夫罗夫罗夫·阿夫罗夫5.1. 从Tab 1（在线版），我们采取视速度v_（los）±v_（ los）和赤道自行H距离d，并假设总的相对距离不确定性10%/d，第二次5.1.我们从完整的数据集中排除了靠近反银河系中心的天体。170 ◦190颗星星号20和23（附近的快星; cf。秒5.2）和星星没有。十七，十八，µ α∗ ∆µ α∗，µ δ对应于不同银河系坐标（θ，b）的物体，并在第二节之后的θvlos上加上一个7 km/s的正交3在参考文献[45]中。视差通过d/kpc mas/π转换为距离，而赤道自行转换为银河系自行27、28、35、42、52、56、58和60（可能属于大犬座;µℓ∗±∆µℓ∗，µb±∆µb. 所报告的速度vlos对应于参见秒5.2）。一种特殊的太阳运动（U，V，W）=（10.三、lsr，0十五岁三七7） km/s，Battinelli+'13. 从Tab 1，我们取银心半径R（用R0计算 =7。62kpc）和日心线-视向速度vlos±v los，对应于朝向这在我们的汇编中一直被减去（见脚注3）。我们进一步修正了脉泽，即U′s =2。9km/s（cf. 选项卡. 4，A5在Ref. [34]和hhV<$s=V−17。1km/s（cf. 秒 4.4参考 [3 4]）。我们排除不同的银河系坐标（a，b），并添加一个随机运动，20km/s，在第二节之后与Baghov-Baghlos 正交。 5.1参考 [32 ]第32段。的Reid+'14中的所有对象（或与Reid + '14中的对象重合）的完整数据集12;只剩下一个银心半径R通过反演方程d转换为日心距离d（1）使用R07. 62kpc。我们从完整的数据集中排除了星号。712（可能属于人马座矮星系;参见秒4）.[ 38 ]第三十八从Tab 1，我们采取放松π±π、视线速度vlos±vlos和赤道固有速度A.3. 脉泽Reid+ 从Tab 1，取松弛度π±ππ，运动∆µ α∗，µ δ对应于朝向不同的赤道坐标（α，δ）（然后转换为银河系坐标（α，b）），并添加7公里/秒的维里运动正交到αvα los后，秒。 3在Ref. [45 ]第45段。这些鱼被转换成通过d/kpc= mas/π的距离，而赤道本身视向速度v_（los）±v_（ los）和赤道自行运动被转换成银河系自行，Losµ α∗∆µ α∗，µ δ对应不同的对象，赤道坐标（α，δ）（然后转换为银河系坐标（α，b）），并在正交中添加7 km/ s的维里运动，阿夫罗夫·阿夫罗夫罗夫·阿夫罗夫 3在Ref. [45 ]第45段。 视差通过d/kpc = mas/π转换为距离，而赤道自行则转换为银河系自行μb±μb。所报道的速度vlos对应于一个特殊的µb∆µb.所报道的速度vlsr，0对应于一种特殊的太阳运动（U，V，W）（10. 三十五三七7）km/s，即在我们的汇编中一直被减去（见脚注3）。我们进一步修正了脉泽的平均特殊运动即 U是2。9km/s（cf. 选项卡. 4，A5在Ref. [34]第34话V十七岁1 km/ s（cf.秒4.4参考[34]）。我们排除了数据集Reid+'14中的所有对象（或与Reid + '14中的对象重合）太阳运动（U，V，W）（10. 三十五三七7） km/ s，这是con-在我们的编译中减去了sixth。我们进一步修正了脉泽的平均特殊运动，即： U是2。9km/s（cf. 选项卡. 4、A5）和V′sV十七岁1km/s（cf. 秒4.4）。 我们排除了完整的数据集8个脉泽与R <4千秒差距（参见。脚注3）和15个离群脉泽（cf.脚注4）。[ 35 ]第三十五话从Tab 1，取松弛度π±ππ，Honma+引用[1] 弗里曼KC。在旋涡星系的圆盘上。Astrophys J 1970;160：811.http://dx.doi.org/10.1086/150474网站。[2] Roberts MS，Rots AH。不同星系类型自转曲线的比较《天文学》，1973年;26：483视向速度v_（los）±v_（ los）和赤道自行http://adsabs.harvard.edu/abs/1973A%26A。26.. 483R[3] 博斯马河 螺旋线中中性氢的分布和运动学µ α∗ ∆µ α∗，µ δ对应于不同银河系坐标（θ，b）的物体，并在第二节之后的θvlos上加上一个7 km/s的正交3在参考文献[45]中。视差通过d/kpc mas/π转换为距离，而赤道自行转换为银河系自行µℓ∗
我的内容管理
展开
