Dwarf elliptical galaxies with kinematically decoupled cores
{We目前，第一次，光度和运动学的证据，获得与FORS 2的VLT，运动解耦核心（KDC）的存在，在两个矮椭圆星系; FS 76在NGC 5044集团和FS 373在NGC 3258集团。这两个运动学上奇特的子组件旋转的方向与其宿主星系的主体相同，但在半径约为1”的旋转速度剖面中有一个明显的凸起，从而暴露了它们的存在。FS 76中的KDC以10+/-3 km/s的速度旋转，而宿主星系的旋转速度为15+/-6 km/s; FS 373中的KDC的旋转速度为6+/-2 km/s，而星系本身的旋转速度为20+/-5 km/s。FS 373具有非常复杂的旋转速度分布，速度在1.5 Re处变号。FS 76的速度分布和速度弥散分布在较大半径处是不对称的。这可能是由过去与巨大椭圆形NGC 5044的引力相互作用造成的，NGC 5044的投影距离为50 kpc。我们认为，这些解耦的核心是最有可能不会产生合并在一个组或集群环境中，因为过大的相对速度。另一种可能性是矮椭圆星系或其盘状祖先与大质量星系之间的飞越相互作用。在相对速度和碰撞参量下的相互作用过程中，潮汐力对矮星系施加了一个扭矩，根据分析估计，该扭矩将足够的角动量转移到其恒星包络线上，以解释观察到的奇特运动学。
2004-07-20 astro-ph
The elliptical galaxies NGC 1052 and NGC 7796: stellar populations and abundance alpha/Fe ratio
内容：球状系统中恒星星族的空间分布及其运动学性质为球状系统的形成过程提供了重要的信息。目的：我们利用长缝光谱观测对两个不同的早型星系进行了详细的恒星星族分析，它们位于本宇宙的低密度区域，半径几乎为一个有效半径：NGC 1052，一个具有恒星旋转盘的松散星系团的E4 Liner原型，和NGC 7796，一个具有运动学上不同的核心的E1。平均光度加权的恒星年龄，金属丰度，和α/Fe比沿两个光度轴的他们已经获得，以重建恒星形成的历史，在其运动学上不同的子系统。方法：测量Lick指数并计算其径向梯度。并与简单恒星星族模型的预测结果进行了比较。我们还应用了一个恒星星族合成。结果如下：这些恒星的特征与它们的运动学有关：它们在NGC 1052的凸起和NGC 7796的核心中更老，α增强，而它们沿着NGC 1052的盘显示出强烈的α/Fe和年龄分布，并且在NGC 7796的核心之外它们向外径向减少。年龄变化可能与α/Fe有关。结论：这两个星系的形成过程中，恒星的形成首先发生在12-15 Gyr前的球核（NGC 1052）和核（NGC 7796），时间尺度很短（0.1-1 Gyr），提供了一个有效的化学富集SN-II。在NGC 1052的圆盘中，围绕其恒星的年龄和形成时间尺度有一些分布。在NGC 7796中，恒星形成时间尺度沿着两个轴都有一些向外的径向增加。
2007-03-16 astro-ph
The Orthogonal Gaseous Kinematical Decoupling in the Sa Spiral NGC 2855
我们提出的主要和次要轴的恒星和电离气体的运动学，以及窄和宽带表面光度的Sa螺旋NGC 2855。在这个无棒且显然未受干扰的螺旋星系的核区域，气体垂直于星系盘旋转。我们认为，这个运动学解耦组件是在这个星系的历史收购过程中的签名。
2001-10-30 astro-ph
The search for inner polar disks with integral field spectroscopy: the case of NGC 2855 and NGC 7049
在盘状星系的内部区域经常观察到非圆形和离面的气体运动。我们用积分场光谱测量了NGC 2855和NGC 7049电离气体的表面亮度分布和运动学。这两个早期类型的旋涡星系被选中可能举办一个运动学解耦的气体成分在正交旋转相对于星系盘。我们已经模拟了电离气体的运动学和分布的两个星系假设的气体成分分布在两个正交旋转的磁盘或在一个单一的和强烈翘曲的磁盘。在这两个星系的内部气体的速度场和分布是一致的存在一个内极盘。在NGC 2855中，它对应于主盘的最里面和强烈扭曲的部分。在NGC 7049中，它是一个中心的、几何上解耦的圆盘，嵌套在主圆盘中。
2007-01-11 astro-ph
Kinematics, Abundances, and Origin of Brightest Cluster Galaxies
本文给出了NGC 6166、NGC 6173和NGC 6086三个最亮星系团的运动学参数和吸收线强度。我们发现，NGC 6166有一个速度色散轮廓，从核上升超过20角秒，与超过400公里/秒的晕速度色散。这三个星系都表现出正的和恒定的h4厄米矩。因此，NGC 6166中的上升速度色散曲线表明质量与光的比例在增加。这三个星系的自转都很低，NGC 6173和NGC 6086显示出可能的运动学解耦核心。这三个星系都有类似于正常明亮椭圆星系中的Mg 2梯度，这些梯度不足以支持简单的耗散坍缩模型，但它们可能伴随着无耗散合并，这往往会稀释丰度梯度。NGC 6166和NGC 6086中的[Mg/Fe]比高于NGC 6173，如果NGC 6173是典型的正常亮椭圆星系，这表明cDs不可能由正常星系的晚期合并形成。
1999-03-02 astro-ph
NGC 4254: a spiral galaxy entering the Virgo cluster
本文报道了单臂明亮的室女星系团螺旋星系NGC 4254的深Effelsberg HI谱，用Effelsberg 100-m望远镜在21 cm HI谱线上观测到五个不同的位置：一个在星系中心，四个分别位于距星系中心东北、西北、西南和东南方向的一个HPBW处。光谱进行比较，现有的深VLA观测，和单碟和干涉HI数据被用来约束的动力学模型，其中包括冲压压力的影响。NGC 4254独特的单臂螺旋模式及其扭曲和运动学扰动的原子气体分布可以通过约2.8亿年前与另一个大质量室女座星系的近距离快速相遇来解释，随后是仍在进行的冲压压力剥离。剥离几乎是面对面发生的，因为圆盘和轨道平面之间的角度是70度。与NGC 4254相遇的星系暂时被确定为透镜状NGC 4262。
2005-05-02 astro-ph
The Bar Pattern Speed in NGC 7079
我们用二维法布里-珀罗吸收谱测量了SB 0星系NGC 7079的条形图速度$\om$。在所有以前的情况下，酒吧模式的速度测量，我们发现一个快速酒吧。我们估计NGC 7079至少在过去的Gyr或大约8个棒旋转中没有受到干扰，如果盘是次极大的，那么足够长的时间使棒通过动力学摩擦显着减慢。
2000-09-19 astro-ph
Leo II Group: decoupled cores of NGC 3607 and NGC 3608
用积分场光谱方法研究了狮子座II星系群中两个最亮的早型星系NGC 3607和NGC 3608的运动学、结构和中心的恒星星族性质。这些星系中心的运动学上不同的区域，半径分别为6”和5”，也被发现是化学上不同的。这些恒星结构的特点是增强镁线强度的综合光谱。然而，我们还没有发现任何平均恒星年龄之间的差异去耦核心和他们的郊区。二维视线速度场的分析揭示了两个星系核附近的运动学主轴的系统转动;在NGC 3608中，电离气体在相对于恒星组件旋转的正交平面内旋转。考虑到一些形态特征，我们得出结论，NGC 3607和NGC 3608都有大的三轴恒星球体。我们认为，镁增强的核心不是环核盘;相反，它们类似于相当紧凑的三轴结构，这可能是形成极盘的原因-在NGC 3608和NGC 3607中的气体和恒星气体之一。在后一个星系中，恒星的形成可能仍在极盘上进行。
2006-12-13 astro-ph
Stellar kinematics in double-barred galaxies: the sigma-hollows
我们提出了四个双棒早型星系：NGC 2859，NGC 3941，NGC 4725和NGC 5850的SAURON积分场恒星速度和速度色散图。内杆的存在并没有产生重大的变化，在视线速度，但它似乎有一个重要的影响，在恒星速度色散图：我们发现两个sigma空洞的振幅在10和40公里/秒之间的任何一侧的中心，在两端的内杆。我们已经进行了数值模拟来解释这些功能。排除其他可能性，我们得出结论，σ-空心是两个运动学上不同的组件之间的对比度的效果：高速分散的凸起和更有序的运动（低速分散）的内部酒吧。
2008-08-04 astro-ph
Direct Confirmation of Two Pattern Speeds in the Double Barred Galaxy NGC 2950
我们目前的表面光度学和恒星运动学的NGC 2950，这是一个附近的和未受干扰的SB 0星系托管两个嵌套的恒星酒吧。我们使用Tessee-Weinberg方法来测量初级杆的图案速度。这也允许我们直接地并且第一次确定两个嵌套的杆以不同的图案速度旋转，并且特别地，次级杆的旋转频率高于初级杆的旋转频率。
2003-10-30 astro-ph
Intra Cluster Globular Clusters around NGC 1399 in Fornax?
我们调查是否球状星团（GC）在最近公布的样本的GC在天炉座星系团Bergond和同事确实是内集群对象。本文将Bergond等人的径向速度测量目录与我们在华盛顿星系中的CTIO MOSAIC测光结合起来，分析了贫金属和富金属GC与它们的宿主星系的关系。富含金属的GC似乎与它们各自的宿主星系运动学相关。在天炉座星系团的星系之间发现的绝大多数贫金属GC的速度与它们是非常扩展的NGC 1399 GC系统的成员一致。我们发现，当样品被限制到最准确的速度测量，GC速度色散分布可以描述与质量模型推导出的NGC 1399 GC系统在80 kpc。我们确定了一个“流浪者”GC的径向速度表明，它是不绑定到任何星系，除非它的轨道有一个非常大的远星系距离。
2007-10-17 astro-ph
Nuclear stellar discs in low-luminosity elliptical galaxies: NGC 4458 and NGC 4478
我们提出了在低光度椭圆星系NGC 4458和NGC 4478，这是已知的主机一个运动学解耦的核心核恒星盘的检测。使用档案HST成像，和现有的吸收线强度指数数据的基础上，地基光谱，我们调查的光度参数和这些中心结构的恒星星族的属性。它们的标度长度h和中心面亮度mu_0 ^c符合星系盘的mu_0 ^c-h关系。对于NGC 4458，这些参数是典型的核盘，而对于NGC 4478，这些参数介于核盘和盘状椭圆星系的盘之间。我们目前的舔/IDS吸收线强度测量的Hbeta，Mgb，<Fe>沿长轴和短轴的星系。我们用简单的恒星星族来模拟这些数据，这些恒星族解释了α/Fe的过剩。发现NGC 4458的反向旋转中心盘具有与亮椭圆星系的解耦核相似的性质。这个星系被发现是一致的老，尽管是反向旋转。相比之下，NGC 4478的冷中心盘更年轻，金属含量更丰富，并且比星系的主体少。这表明恒星形成的历史很长，典型的未受干扰的盘状，富含气体（可能是预富集的）结构。
2004-08-04 astro-ph
The pattern speeds of NGC 6946
通过对H-α Fabry-Perot观测的速度场的研究，我们研究了棒旋星系NGC 6946的运动学，用Tubee-Weinberg方法确定了棒旋星系的斑图速度，发现其主斑图速度为21.7（+4.0，-0.8）km/s/kpc.我们的数据清楚地表明存在一个额外的图案，其图案速度是该星系中大图案的两倍多。我们使用epicendum近似推导出的共振半径的位置，并随后确定半径之间的模式速度，并发现，内部的内Lindblad共振半径，一个酒吧样的系统已经发展。
2008-01-18 astro-ph
The stellar velocity dispersion in the inner 1.3 disk scale-lengths of the irregular galaxy NGC 4449
本文利用长缝吸收线光谱测量了不规则星系NGC 4449在1弧分半径（1.3盘标度长度）内的恒星速度色散。观测到的平均色散为29 +/-2 km/s，与NGC 4449的光度预测相同。恒星没有明显的自转。如果我们从Hunter et al.（2002）的气体运动学确定的模型中假设恒星的最大旋转速度，则全球测量的V_max/sigma_z之比为3。这个比率与在旋涡星系中测量到的值相当，这意味着NGC 4449中的恒星盘在运动学上相对较冷。内禀短轴与长轴之比（b/a）_0的范围为0.3-0.6，与Im星系b/a的分布相似。然而，在当地测得的V/sigma_z为0.5-1.1，因此NGC 4449的圆速度与星系中央1.3个圆盘尺度内的恒星速度相当或更小。
2005-08-13 astro-ph
Dynamical Simulations of NGC 2523 and NGC 4245
本文对NGC 2523和NGC 4245这两个具有明显内环的棒星系（分别为SB（r）b和SB（r）0/a）进行了动力学模拟。我们的目标是通过匹配粘性粒子模拟的$B$ -带形态，使用近红外$K_s$ -带图像来定义的引力势，以估计在这些星系的酒吧模式的速度。我们比较了模式的速度，通过这种方法与我们以前的论文中使用著名的Tessee-Weinberg连续性方程方法得出的。在这些星系的内环，这可能是共振功能，有助于约束动力学模型。我们发现，这两种方法给出了相同的模式的速度内的错误。
2008-09-15 astro-ph
The bar pattern speed of NGC 4431
本文介绍了室女星系团中的一个棒状矮星系NGC 4431与它的邻居NGC 4436的潮汐相互作用的表面光度学和恒星运动学。本文用Tüsse-Weinberg方法测量了它的棒状花样速度，并导出了共转半径D_L与棒状半长轴a_B的比值。在99%的置信水平下，D_L/a_B=0.6^{+1.2}-0.4}。尽管具有很大的不确定性，但是杆在其共转半径附近结束的概率（即，1.0 \leq D_L/a_B \leq 1.4）的可能性大约是条比共转半径短得多（即，D_L/a_B > 1.4）。
2007-03-13 astro-ph
When Is a Bulge Not a Bulge? Inner Disks Masquerading as Bulges in NGC 2787 and NGC 3945
我们提出了一个详细的形态，光度和运动学分析的两个酒吧S 0星系与大，明亮的内部磁盘内的酒吧。我们发现，这些结构，除了是几何盘状的，有指数的配置文件（规模长度$\sim$ 300- 500 pc）不同于中央，非指数的凸起。我们还发现它们在运动学上是圆盘状的。NGC 2787的内部圆盘的光度大约是凸起的两倍;但在NGC 3945中，内部的圆盘几乎比凸起的亮度高出十倍，而凸起本身非常小（半光半径$\approx$ 100 pc，在一个外环半径为$\approx$ 14 kpc的星系中，$\sim$仅占总光度的$\sim$ 5%--一个凸起/总比率更典型的Sc星系。我们估计，至少有20%的（禁止）S 0星系可能有类似的结构，这意味着他们的凸起/磁盘的比例可能会显着高估。这些内部的圆盘控制着星系的中心光;它们至少比椭圆星系和早期螺旋星系中典型的“核圆盘”大一个数量级。因此，它们必须影响它们所在的酒吧的动力学。
2003-10-28 astro-ph
The Pattern Speeds of M51, M83 and NGC 6946 Using CO and the Tremaine-Weinberg Method
在螺旋星系中，分子相占主导地位的ISM，分子气体作为跟踪CO排放将近似服从轨道时间尺度上的连续性方程。然后，可以使用Tüssee-Weinberg方法来确定这些星系的图案速度。我们已经将该方法应用于附近的三个螺旋，M51，M83和NGC 6946的单盘CO图，以获得它们的模式速度的估计：38 +/- 7 km/s/kpc，45 +/- 8 km/s/kpc和39 +/- 8 km/s/kpc，分别，我们将这些结果与以前的测量进行比较。我们还分析了在CO排放图上应用Tüve-Weinberg方法时产生系统误差的主要原因。
2004-04-19 astro-ph
The pattern speed of the bar in NGC 936
我们用Tüsse-Weinberg方法测量了SB 0星系NGC 936中棒的角速度。利用这种技术，可以从平行于星系长轴的长缝光谱观测中的光度和恒星运动学信息中推导出棒的图案速度Omega_p。所需的运动学测量是所有进入狭缝的恒星光的平均视线速度。这个量只能可靠地计算，如果任何不对称的谱线的展宽函数的形状也被测量，所以我们提出了一种方法，允许这样的不对称。该技术还返回估计中RMS不确定性的真实度量。应用该分析对NGC 936的一组长缝光谱进行分析，得到四个相互一致的Ω_p测量值。结合这些数据，得出条斑速度的最佳估计值Omega_p = 60 +/- 14 km/s/kpc（假设距离为16.6 Mpc）。这一结果改进了之前唯一的测量尝试，该尝试得出NGC 936中Omega_p的估计值为104 +/- 37 km/s/kpc（Kent 1987）。新的测量将共旋半径放置在杆的末端之外，与理论计算一致。
1995-02-14 astro-ph
Response of the integrals in the Tremaine-Weinberg method to multiple pattern speeds: a counter-rotating inner bar in NGC 2950?
当积分在标准的Tendee-温伯格方法进行评估的情况下，一个现实的模型的双棒星系，他们的修改所引入的第二个旋转模式是符合什么可以从一个简单的扩展，该方法的基础上，分离示踪剂的密度。这种扩展产生了一个定性的论点，区分逆时针和逆行内酒吧。然而，内杆的模式速度的值的估计需要进一步的假设。当把这种推广的Tüsse-Weinberg方法应用于最近对双棒星系NGC 2950的观测时，它表明那里的内棒是反向旋转的，可能具有-140 +/- 50 km/s/arcsec的模式速度。反向旋转的内棒的出现可以限制星系形成的理论。
2006-07-26 astro-ph
The Bar Pattern Speed of NGC 1433 Estimated Via Sticky-Particle Simulations
我们提出了详细的数值模拟NGC 1433，一个中间型棒旋显示出强大的形态特征，包括二级酒吧，核环，内环，外假环，和两个引人注目的，分离的螺旋弧被称为“羽”。这个星系是通过动力学模型重现观测到的形态和确定模式速度的理想候选者。我们从星系的$H$波段图像中推导出引力势，并模拟了由10万个非弹性碰撞气体粒子组成的二维圆盘的行为。我们发现，最接近的匹配形态之间的$B$波段图像和模拟发生的图案速度为0.89公里秒$^{-1}$角秒$^{-1}$ $\pm$ 5- 10%。我们还确定，共转半径的平均公布的酒吧半径的比率为1.7 $\pm$ 0.3，在酒吧半径的模糊性是最大的贡献者的错误。
2008-05-02 astro-ph
Triaxial orbit based galaxy models with an application to the (apparent) decoupled core galaxy NGC 4365
利用史瓦西轨道叠加方法，我们提出了一种灵活有效的方法来构造具有中心黑洞的星系的三轴动力学模型。我们的方法是通用的，可以处理现实的光度分布，投影到表面亮度分布，可能会显示位置角扭曲和椭圆度的变化。这些模型适合于全视线速度分布的测量（在可用的情况下）。我们验证了我们的方法是能够重现的三积分三轴阿贝尔模型的理论预测。在一个配套文件（范德文，德Zeeuw和范登博世），我们证明了该方法恢复相空间分布函数。我们将我们的方法应用到二维观测的E3星系NGC 4365，获得与积分场摄谱仪SAURON，并研究其内部结构，表明所观察到的运动学解耦的核心是不是物理上不同的主体和内部区域接近扁圆轴对称。
2007-12-03 astro-ph
Pattern Speeds of BIMA-SONG Galaxies with Molecule-Dominated ISMs Using the Tremaine-Weinberg Method
我们应用Tessee-Weinberg方法的模式速度确定的数据立方体的CO排放在六个螺旋星系的BIMA宋调查每个ISM占主导地位的分子气体。我们将导出的模式速度与基于其他方法的估计进行比较，通常涉及识别模式的一个或多个共振处的预测行为。在两个案例（NGC 1068和NGC 4736）中，我们发现了中央棒形模式速度大于周围螺旋速度的证据，并且与之前的估计大致一致。然而，这两种情况下的螺旋图案速度都比以前的测定大得多。对于棒旋星系NGC 3627和NGC 4321，该方法对条形图案速度不敏感（每个星系中的条形几乎平行于长轴;在这种情况下，该方法将不起作用），但对于前一个星系，发现的螺旋图案速度与之前对条形图案速度的估计一致，这表明这两个结构是单一图案的一部分。对于后者，发现的螺旋图案的速度与以前的几个测定一致。对于絮状螺旋星系NGC 4414和“邪恶之眼”星系NGC 4826，该方法不支持大尺度相干图案的存在。我们还将该方法应用于模拟棒星系，以证明其有效性，并了解其对各种观测参数的敏感性。此外，我们研究的结果，应用该方法的模拟，clusteroid轴对称磁盘没有波本。在这种情况下，TW方法可能错误地指示明确定义的模式。
2004-06-18 astro-ph
HI Observations of the Spiral Arm Pattern Speed in the Late-Type Barred Galaxy NGC 925
晚型棒星系NGC 925的VLA的HI观测表明，在短轴附近的四个旋臂上有明显的流运动。从内向流到外向流的过渡被发现，大概标志着共转共振。向内流动的领域延伸到非常大的半径，对应于1.3R25和1.7巴半径去投影。这意味着大部分可见的星盘都在共转的内部，尽管HI星盘至少延伸到2R25。因此，要么是杆和螺旋分开旋转，要么是杆与早期类型的杆相比旋转得非常慢。由于内旋转曲线缓慢上升，显然没有内Lindblad共振，如果盘先结束，可能没有外Lindblad共振。
1997-12-22 astro-ph
Quantifying Resonant Structure in NGC 6946 from Two-dimensional Kinematics
我们研究了附近的棒旋星系NGC 6946中的H-α发射气体的二维运动学，以确定主m=2扰动模式的模式速度。斑图速度是约束NGC 6946内部动力学、估算共振半径处引力扰动的冲击速度以及建立NGC 6946演化方案的关键参数。我们的数据使我们能够得到最佳拟合的运动学位置角和几何形状的基础气体盘，我们使用Tüssee-温伯格方法来推导模式速度。我们发现主斑图速度Omega_p=22 km/s/kpc，但我们的数据清楚地表明，在离核1.25 kpc以内的区域内，还存在一个附加斑图速度Omega_p=47 km/s/kpc。使用周转近似，我们推导出的共振半径的位置，并确认内的主椭圆的外部内Lindblad共振半径，一个主要的酒吧已经形成旋转超过两倍的外部模式的速度。我们进一步证实了在主棒的内Lindblad共振半径内形成了一个核棒，这与大尺度m=2模椭圆的内Lindblad共振半径相一致。
2007-08-08 astro-ph
Minor-axis velocity gradients in spirals and the case of inner polar disks
我们测量了电离气体和恒星运动学沿长轴和短轴的样本的10个早期型螺旋。令我们惊讶的是，我们发现了一个显着的气体速度梯度沿短轴的8个。根据观测到的电离气体速度场的运动学特征，我们将样本星系分为三类。(i)NGC 4984、NGC 7213和NGC 7377显示了沿着短轴的整体速度曲线，没有零速度点，直到最后测量的半径，这被解释为由于气体盘的扭曲结构。(ii)NGC 3885、NGC 4224和NGC 4586的特征是沿长轴和短轴都有速度梯度，但沿短轴的非零速度仅限于中心区域。这种气体运动学被解释为是由于三轴势引起的非圆运动。(iii)NGC 2855和NGC 7049显示了沿长轴测量的速度梯度的斜率变化（在中心较浅，远离核较陡），以及短轴中心区域的非零气体速度。这是由于存在一个运动学解耦的气体成分在正交旋转相对于星系盘，即内极盘。讨论了内极盘的情况和起源，并列出了它们的宿主星系。
2003-06-18 astro-ph
Slow Jets in Seyfert Galaxies: NGC 1068
我们用5GHz的甚长基线天线阵对NGC 1068的核进行了两个相隔2.92年的历元成像。在NE和C两个分量内的高亮度-温度结相对于核分量S1之间没有发现相对运动，在距活动星系核21秒差距和43秒差距处，相对分量速度的上限为0.075 c。低速度与先前根据弓形激波处的冲压压力和云C处的喷流-云碰撞的在线发射的间接论证推断的低整体流速一致。这些成分可能是射流中的激波，可以想象，整体流速可能高于这里报告的极限。
2000-09-26 astro-ph
Kinematics and Structure of the Starburst Galaxy NGC 7673
利用WIYN 3.5米望远镜研究了亮蓝色星暴星系NGC 7673的形态学和运动学。在外部星系中检测到过去运动学扰动的迹象;最显着的特征是距离NGC 7673中心1.55角分的发光波纹。在B和R滤镜下的次弧秒成像也揭示了红色尘埃带和蓝色星团，它们描绘了明亮的内盘中的螺旋臂，窄带Halpha成像显示发光的星团与巨大的H II区域有关。使用WIYN DensePak光纤阵列的中阶梯光栅成像光谱测量的Halpha运动学意味着这些HII区域被限制在平滑旋转的盘上。盘中电离气体的速度色散约为24 km/s，这为年轻恒星星族的色散设定了上限。广泛的排放成分与速度分散约。在某些地区发现的63 km/s的速度可能是由大质量的年轻恒星提供的机械动力产生的;一个剧烈的星暴发生在一个运动学上平静的圆盘中。虽然不对称的外部特征指向合并或相互作用作为星爆的触发器，内部盘结构约束事件的强度的规模较小的合并或弱相互作用，发生在至少一个外盘动力学时间尺度在过去。
1999-04-15 astro-ph
Long-Lived Triaxiality in the Dynamically Old Elliptical Galaxy NGC 4365: A Limit on Chaos and Black Hole Mass
位于巨型椭圆星系中心的超大质量黑洞被认为会引发混乱，消除宿主的三轴性。我们解决这个过程是否在真实系统中运行，通过模拟旧椭圆NGC 4365的恒星运动学。这个星系的平均恒星星族年龄> 12 Gyr，以其运动学解耦的核心和较大半径的斜旋转而闻名。我们用速度场拟合方法拟合了由SAURON积分场摄谱仪获得的二维平均速度场，以及等照度椭圆率和位置角分布。我们发现NGC 4365是强三轴的（三轴性参数T约为0.45），有点平坦，比它出现。轴对称或近轴对称（T < 0.1）在> 95%置信度时被排除。在最可能的方向上，长轴大致指向观察者，在投影中延伸到西南方向。强三轴性已经持续了数百个动力学时代，排除了大于3 x 10^9太阳质量的黑洞。M-西格玛关系式预测的太阳质量为4 × 10^8，这并不排除长寿命的三轴性，并且与观测结果一致。NGC 4365支持了这样一种观点，即超大质量黑洞虽然在发光的巨型椭圆星系中无处不在，但其质量不足以通过混沌改变其全球结构。
2004-06-03 astro-ph
On the relevance of the Tremaine-Weinberg method applied to H-alpha velocity field.Pattern speeds determination in M100 (NGC 4321)
的相关性的Tendee-Weinberg（TW）的方法进行测试，以测量的酒吧，螺旋和内部结构模式的速度使用的气体速度场。TW方法适用于各种模拟棒星系，以证明其有效性在七个不同的配置，包括恒星形成或/和暗物质晕。所涉及的不同的物理过程和各种观测参数的可靠性也进行了测试。模拟结果表明，在避开激波区和只测量气柱形成区域的条件下，TW方法可以应用于气体速度场，得到气柱速度的较好估计。我们成功地将TW方法应用于室女室女星系团星系团M100（NGC 4321）的\ha速度场，得到原子核结构的速度图为55+/-5 km/s/kpc，棒结构的速度图为30+/-2 km/s/kpc，螺旋结构的速度图为20+/-1 km/s/kpc，与用相同方法或替代方法测得的结果完全一致。
2005-05-18 astro-ph
Galaxy mapping with the SAURON integral-field spectrograph: The star formation history of NGC 4365
我们报告了E3星系NGC 4365的运动学和恒星星族的第一个宽视场映射。速度图扩展了以前的长缝工作。它们显示了两个独立的运动学子系统：中心300 x 700 pc围绕投影短轴旋转，而星系的主体3 x 4 kpc几乎与此成直角旋转。线强度图表明，恒星星族的金属丰度从中心值大于太阳，在2千秒差距半径的一半太阳。星系的核心和主体有相同的光度加权年龄，约为14 Gyr，并且镁铁比相同。因此，这两个运动学上不同的组成部分有着共同的恒星形成历史。我们推断，该星系经历了一系列与耗散恒星形成有关的合并，结束于>12 Gyr前。主体的测光轴和运动轴之间的错位是三轴性的明确证据。两个分量中恒星星族的相似性表明，观测到的运动学结构在12 Gyr中没有发生实质性的变化。
2000-11-13 astro-ph
Kinematic evidence for different Planetary Nebulae Populations in the elliptical galaxy NGC 4697
我们分析了椭圆星系NGC 4697中320颗PNs的星等、运动学和位置。我们证明了：（i）NGC 4697中的PNs并不构成一个单一的星族，它是所有恒星分布的一个合理的示踪剂。径向速度分布，平均速度，和分散的明亮和暗淡的子样本不同的高统计置信度。(ii)使用组合数据的PN亮于26.2，我们已经确定了一个子群的PN是方位角纯和运动学上奇特的，因此既不能跟踪所有恒星的分布，也不能在动态平衡与星系的潜力。(iii)NGC 4697中两个运动子样本的行星状星云光度函数（PNLF）在99.7%的置信度下存在差异，排除了普适PNLF。我们估计，推断次级PN人口介绍了一个不确定性的明亮的截止星等为0.15等这个星系。--我们认为，这种次级PN分布可能与一个更年轻的，>~ 1 Gyr的老恒星星族有关，也许是在潮汐结构中形成的，现在已经回落到星系中，就像以前对这个星系中的X射线点源提出的那样，或者来自最近与红星系的合并/吸积。使用PN来测定河外距离并不一定会受到影响，但将它们用作暗晕的动力学示踪剂将需要对大型PN样本进行深入观测和仔细分析。
2005-10-17 astro-ph
The Mass Distribution in the Elliptical Galaxy NGC 3377: Evidence for a 2 x 10**8 Solar Mass Black Hole
我们测量了E5星系NGC 3377中心35”= 1.7kpc的质量分布。用加拿大-法国-夏威夷望远镜获得了恒星自转速度和速度色散廓线（见σ_* = 0.20 - 0.56角秒）和V波段表面光度（σ_* = 0.20 - 0.26角秒）。NGC 3377在运动学上与M32相似：中心运动学梯度很陡。视速度频散从1”<= r <= 4”处的95 ± 2 km/s增加到中心处的178 ± 10 km/s。为了寻找中心黑洞，我们推导出三维速度和速度色散场，符合我们的观察和哈勃空间望远镜表面测光投影和看到卷积。各向同性模型暗示，在r < 2”到M/L_V > 10时，质光比增加约4倍。如果恒星的质光比随半径而变化，那么NGC 3377包含一个中心大质量暗天体（MDO），可能是一个质量为（1.8 +- 0.8）x 10**8 M_Sun的黑洞。有几个论点认为NGC 3377可能是近似各向同性的。然而，扁平化的各向异性最大熵模型可以在没有MDO的情况下拟合数据。因此，NGC 3377的MDO探测比M31、M32或NGC 3115弱。上述MDO质量是根据星系的E5形状和高斯拟合线轮廓给出的速度矩和速度之间的差异进行校正的。我们发现，后者的校正不影响MDO检测的强度，但它稍微降低了质量和质光比。在3”<= r <= 35”时，M/L_V恒定在约2.4。因此，NGC 3377的内部主要是由正常的老恒星星…
1998-03-09 astro-ph
Analysis of resonances in grand design spiral galaxies
我们在NGC 1365、NGC 1566和NGC 2997三个南半球大设计旋涡星系中寻找了共旋。我们还介绍了用于检测CR的相图中的量化误差的方法。我们分别建立了NGC 1365、NGC 1566和NGC 2997在12.1 kpc、9.4 kpc和7 kpc的m=2型谱型CR。利用已发表的自转曲线，我们可以确定螺旋图案的角速度分别为25.0公里/秒/千秒差距，12.2公里/秒/千秒差距和17.6公里/秒/千秒差距。在NGC 2997中探测到了一个三臂部件，其中CR位于8.7 kpc，方向角速度Omega_{CR_3} =12.7 km/sec/kpc。在NGC 1566中检测到m=1的组分。我们谨慎地将CR定位在7.1千秒差距，模式角速度约为Omega_{CR}。16.6公里/秒/千秒差距这种模式不存在ILR。年龄已确定通过研究径向密度分布的m=2傅立叶分量g（新形成的恒星）和i（扰动SDW支持的磁盘的老恒星），由全球方面的实际螺旋模式的数值模拟比较的帮助。模式接近。在NGC 1365年，大约有1200万年的历史。在NGC 1566中为8亿年，在NGC 2997中小于8千万年。
2000-09-13 astro-ph
Offsets between H-alpha and CO arms of a spiral galaxy NGC 4254: A New Method for Determining the Pattern Speed of Spiral Galaxies
我们研究了晚型旋涡星系NGC 4254（M99）旋臂分子云与HII区的偏移。我们使用由Nobeyama毫米阵列（NMA）获得的高分辨率CO（1-0）图像和H-α图像。我们导出了银盘中的角偏移量（θ），发现这些偏移量与气体的角旋转速度（Ω_G）呈线性关系。该线性关系可以由等式表示：θ =（Omega_G - Omega_P）* t_{H-alpha}，其中Omega_P和t_{H-alpha}是常数。这里，Omega_P对应于旋臂的模式速度，而t_{H-alpha}被解释为旋臂中分子气体的峰值压缩与大质量恒星形成峰值之间的时间尺度。因此，如果我们假设Ω_P和t_{H-alpha}是常数，我们可以通过将一条直线拟合到我们的θ-Ω_G图上来同时确定它们。从我们的图中，我们得到了t_{H-alpha} =4.8（+/- 1.2）百万年和Omega_P = 26（+10/-6）km/s/kpc，这与以前的研究是一致的。我们认为这种θ- Omega_G图可以作为一种新的工具来确定恒星形成所需的模式速度和典型的时间尺度。
2004-10-20 astro-ph
An investigation of the structure and kinematics of the spiral galaxy NGC 6503
旋涡星系NGC 6503除了中心区域的恒星速度色散值显著下降外，其运动学结构是规则的。为了研究光盘的动力学的理论框架已被描述。这包括星系的质量分解成一个家庭的光盘/晕实现兼容所观察到的测光和旋转曲线。对于这个家庭的恒星速度色散值和稳定性参数进行了计算，表明更大质量的光盘，虽然有较大的色散，是不太稳定。然而，一个可靠的理论描述的内部区域的下降发生不能给出。这就是为什么我们采用数字计算的原因。纯恒星的三维模拟已经进行了家庭的分解。一个明确的结果是，光盘/暗晕质量比接近最大光盘极限产生一个大的酒吧结构。这与观察到的NGC 6503的形态不一致。对于较大的半径，模拟结果与理论预测基本一致，但中心速度色散下降不能再现。仔细观察会发现，中央核区域非常小而明亮。因此，尝试性地，这个核被认为是一个等温球和核心拟合程序。对于所采用的等质光比的盘和核，速度色散的21.5公里/秒的预测，与观察到的中心值非常一致。因此，观测到的色散下降可以解释为一个单独的运动学上不同的星系组成部分。
1997-04-18 astro-ph
Gas Dynamics in the Barred Seyfert Galaxy NGC4151 - I. HI Streaming Shocks and Inflow Along the Bar
我们提出了敏感的，高分辨率的观测中性氢（HI）在异常丰富的气体，椭圆形变形的塞弗特星系NGC 4151。的气体动力学的椭圆形被发现是一致的运动学弱酒吧，充分证实了以前的建议，脂肪酒吧的存在，并首次在酒吧中的个别气体功能空间解决。特别是，在NGC 4151的酒吧的前缘附近的两个明亮的区域表现出惊人的运动学相似的气体动力学模拟中看到的酒吧冲击的签名，并证明如何强大的气体响应，即使在这样一个弱酒吧的潜力。剩余速度场，显示偏离圆周运动，在很大程度上是一致的，在酒吧的潜力流，此外，清楚地表明，流入集中在狭窄的地区起源于冲击。这种流入可能代表了活动星系核燃料供应过程的早期阶段。NGC 4151中激波的存在和性质表明，除了x_1轨道外，NGC 4151棒中还存在x_2轨道族，且范围很大，激波产生的气体流在这两个轨道族之间进行过渡。因此，我们认为，由以前的作者光学确定的并与x_2轨道上的气体流动相关联的环核椭圆，已经形成为棒中气体流动的自然结果，而不需要第二个内棒。由于角分辨率和灵敏度的限制，HI的观测以前被认为不适合于杆冲击的研究。然而，我们的观察表明，最近的仪器增强后，这样的测量现在是可行的，虽然在仪器能力的限制。
1998-12-09 astro-ph
Circumnuclear kinematics in NGC 5248: the origin of nuclear spiral arms
我们提出了第一次的二维速度场的中心区域的大设计的螺旋星系NGC 5248，在0.9角秒的空间分辨率。H-alpha速度场主要由圆周旋转控制。虽然在核大设计螺旋或环核环区域没有看到系统的流动运动，但在减去模型圆周速度场后，剩余速度的幅度在投影中达到20 km/s。旋转曲线在140公里/秒左右趋于平稳，经过一个清晰的、相当浅的上升。我们已经生成了一个分析模型的核螺旋，并将其安装到我们的观察，以获得估计的模式速度的螺旋和声速在中央区域的NGC 5248。我们的结果与低模式速度一致，表明核螺旋旋转与NGC 5248中的主螺旋结构相同，因此螺旋结构从几百秒差距到几千秒差距的尺度耦合。我们还比较了NGC 5248和M100核区的结构和运动学。几个相似之处和不同之处进行了讨论，包括长轴和短轴上的峰值发射区域的位置，和螺旋臂流运动。我们没有发现NGC 5248中存在核棒的运动学证据。
2001-01-17 astro-ph
Fabry-Perot Absorption-Line Spectroscopy of NGC 7079: Kinematics and Bar Pattern Speed
本文介绍了SB 0星系NGC 7079的法布里-珀罗吸收谱。这是首次使用法布里-珀罗技术测量早期盘状星系的二维恒星运动学。我们使用Rutgers Fabry-Perot（RFP）扫描红外线CaII线，以获得扩展到$I$ -波段表面亮度的运动学数据$μ_I \simeq 21$。在半径为$\sim 40\arcsec$的场中，角秒^-2。的运动学数据，包括视线速度和速度分散，是在良好的协议与沿主轴的磁盘与标准狭缝光谱获得的数据。狭缝和RFP光谱达到相同的极限星等所需的曝光时间的比较表明，RFP是显着更有效的映射吸收线星系运动学。我们利用速度数据，结合我们自己的深宽波段测光，用与模型无关的TW方法测量了NGC 7079的条斑速度$Ω_p$。我们发现$Ω_p = 8.4 \pm 0.2$ km/s/arcsec;这是使用TW方法测量的棒的最佳约束模式速度。从旋转曲线，校正不对称漂移，我们计算的共同旋转半径，并发现酒吧结束就在这个半径。这些数据的二维字符允许我们表明，TW方法是敏感的磁盘的位置角（PA）的错误。例如，$2\degrees$的PA错误可在$Ω_p$中产生错误$\sim \pm 25%$。
2004-01-07 astro-ph
Kinematic modeling of disk galaxies III. The warped "Spindle" NGC 2685
这是第三次的一系列文件中的结构和运动学的盘星系的研究。采用直接倾斜环拟合的数据立方体，介绍了文件I，我们进行了分析的“纺锤”星系NGC 2685，以前被认为是两个环的极环星系。深HI和光学（i '带）的观测。HI的观测结果强烈地表明，NGC 2685的气体结构并不是由两个独立的相互倾斜的区域组成，而是形成了一个连贯的、极度扭曲的圆盘，两个环的出现是由于投影效应。通过比较HI总强度图与光学图像，我们表明，在大半径的暗淡的恒星盘是很好地与外部HI盘对齐。尘埃带的形状掩盖了内星体的东北部，这表明在较小的半径下，NGC 2685也拥有一个包含气体、尘埃和恒星的盘，其中各种成分排列成一条直线。在较小的半径，这个磁盘是从中央恒星体运动学解耦。因此，在明亮的中央恒星体区域，NGC 2685似乎由两个圆盘组成，它们共享一个共同的中心，但具有不同的方向：一个明亮的恒星透镜状体，显然没有尘埃和气体，以及一个严重扭曲的低表面亮度圆盘，包含恒星，气体和尘埃。低表面亮度盘逐渐改变其方向，并在大半径假设的中央恒星S0盘的方向。根据我们的分析，由于低表面亮度盘的内在方向改变了70度，气体盘是相干的，并且没有半径垂直于中心恒星，NGC 2685可能不是一个经典的极环星系。
2008-10-17 astro-ph
The Unusual Tidal Dwarf Candidate in the Merger System NGC 3227/6: Star Formation in a Tidal Shock?
我们报告了在HI云中发现的活跃恒星形成，与相互作用的Seyfert系统NGC 3227/NGC 3226有关，该系统最初被Mundell等人确定为候选潮汐矮星系（TDG），我们命名为J1023+1952。我们展示了宽带BRIJHK和紫外成像的结果，显示HI云与大质量正在进行的恒星形成有关，被视为一团蓝色节（M_B < -15.5等），周围环绕着漫射紫外晕，并与高柱密度的脊同空间。中性氢的南半部。我们还检测到Ha排放的流量密度对应的恒星形成率SFR~0.011 Msun每年的结。虽然J1023+1952在空间上与NGC 3227盘的边缘重叠，但它的HI平均速度比NGC 3227高150 km/s，因此在运动学上是不同的;在恒星形成区域的电离气体和中性气体运动学的比较显示出紧密匹配的速度，这提供了强有力的证据，证明结嵌入在J1023+1952中，而不仅仅是位于NGC 3227的盘中，从而证实J1023+1952是一个富含气体的矮星系。我们讨论了J1023+1952的起源的两种情况：作为第三种，预先存在的矮星系参与了与NGC 3227和NGC 3226的相互作用，或者是一个新形成的矮星系从NGC 3227的气体盘中取出的潮汐碎片中凝聚出来。由于缺乏可探测的古老恒星星族，潮汐起源的可能性更大。如果J1023+1952是一个由返回的气态潮汐尾物质形成的束缚天体，我们推断它的动力学年龄与其恒星…
2004-07-07 astro-ph
Modelling gaseous and stellar kinematics in the disc galaxies NGC 772, NGC 3898, and NGC 7782
本文给出了三个早型旋涡星系NGC 772、NGC 3898和NGC 7782的V波段表面光度学和恒星及电离气体的长轴运动学。对于每个星系，我们提出了一个自洽的牛仔裤模型的恒星运动学，采用的光分布的鼓包和光盘通过二维参数光度分解。这使我们能够研究非圆形气体运动的存在，并推导出这些物体中发光物质和暗物质的质量分布。NGC 772和NGC 7782具有明显的正常运动学，电离气体遵循引力平衡圆速度。但在NGC 3898的最内部区域（r <8“），电离气体的旋转速度比动力学模型预测的圆周速度慢。这种现象是常见的，在膨胀为主的星系，动力学模型使我们能够直接比较气体速度和圆周速度，它提出了关于星系质量分布的可靠性的问题，通过直接分解观测到的电离气体旋转曲线到发光和暗物质的贡献。
2000-11-19 astro-ph
Regularized orbit models unveiling the stellar structure and dark matter halo of the Coma elliptical NGC 4807
这是致力于揭示后发座星系团中扁平早期星系样本的质量结构和轨道内容的一系列论文中的第二篇。我们的轨道库重建内部恒星运动和质量组成的一个典型的椭圆样本的能力进行了研究，通过蒙特卡罗模拟的各向同性转子模型。模拟允许确定轨道叠加中所需的最佳正则化量。它表明，在现实的观测条件下，并与适当的正则化内部速度矩可以重建到约15%的精度，可以实现相同的精度为圆周速度和暗物质分数。相比之下，晕的展平保持不受约束。正则轨道叠加适用于我们的样本中的第一个星系，NGC 4807，恒星运动学观测扩展到3 Reff。这个星系似乎是暗物质在2 Reff之外占主导地位。对数暗物质潜力是一致的数据，以及NFW的配置文件，模仿对数电位在观测采样的径向范围。在这两种情况下，推导出的恒星质量-光比与独立获得的质量-光比恒星星族分析一致。在运动学上，NGC 4807的特征是在r>0.5 Reff之外具有轻度径向各向异性，朝向中心变得各向同性。我们的轨道模型暗示，在星系的外部，要么有一个明显的恒星组成部分，要么有弱的三轴性。
2005-04-21 astro-ph
XMM-Newton and Chandra observations of three X-ray faint early-type galaxies
本文介绍了对NGC 3585、NGC 4494和NGC 5322三个X射线欠亮椭圆星系的XMM-牛顿观测。所有三个星系都有相对较大的光学光度（对数LB=10.35-10.67太阳），但只有离散源的X射线光度与发射一致。结合对NGC 3585的Chandra观测，我们分析了XMM数据，表明这三个星系主要是离散源发射，但也有一些X射线发射气体。气体处于相对较低的温度，kT=0.25-0.44 keV。所有这三个星系都显示了最近通过合并形成的动力学扰动和形成的证据，包括运动学上不同的核心，年轻的恒星年龄和嵌入的恒星盘。这使我们得出结论，星系形成相对较近，尚未建立大的X射线晕。它们很可能处于发展阶段，X射线气体的密度非常低，在星系核心之外无法检测到。然而，如果气体是恒星质量损失的产物，这似乎是最有可能的，我们将有望观察到超太阳金属丰度。虽然丰度没有很好地受到数据的约束，但我们发现单温度模型的最佳拟合丰度<0.1太阳能，我们似乎不太可能低估金属丰度这么大的因素。
2003-12-10 astro-ph
Deep H I Survey of the Spiral Galaxy NGC 2403
本文介绍和讨论了用VLA获得的邻近旋涡星系NGC 2403的高灵敏度H I观测结果。描述了具有H I孔、螺旋结构和外翘曲的扩展差动旋转H I层的特性。此外，这些新的数据揭示了存在一个微弱的，扩展的和运动学异常的组成部分。这在H I线轮廓中显示为朝向系统速度的发射的延伸翼。在中心区域，这些机翼非常宽（高达150公里/秒），表明与圆周运动有很大的偏差。我们已经从冷盘中分离出反常气体成分，并得到了它的单独的速度场和单独的旋转曲线。反常分量的质量是总H I质量的1/10。异常气体的自转速度比盘的自转速度低25-50 km/s。它的速度场有非正交的长轴和短轴，我们解释为由于10-20公里/秒的整体流入运动向星系的中心。从这些观测中出现的图像是，一个冷的H I盘周围的厚和cloudly H I层的特点是缓慢的旋转和流入运动的中心。这一异常气层的成因尚不清楚。然而，它很可能与NGC 2403盘中恒星形成的高速率有关，并且它的运动学是银河喷泉型机制的结果。我们认为，这些异常的H I复合物可能类似于我们银河系的高速云的一部分。
2002-03-22 astro-ph
The SAURON project. II. Sample and early results
早期的结果报告从SAURON调查的运动学和恒星星族的代表性样本附近的E，S 0和Sa星系。调查的目的是确定星系的内在形状、轨道结构、作为半径函数的质光比、恒星星族的年龄和金属丰度以及运动学解耦核和核黑洞的频率。构造的代表性的样品进行了说明，并说明其属性。与长缝光谱数据的比较表明，SAURON的测量结果与最高质量的测定结果相当，甚至更好。NGC 3384和NGC 4365的恒星速度和速度色散的精度为6公里/秒，和h3和h4参数的视线速度分布的精度优于0.02。NGC 5813从数据管中提取精确的气体发射线强度、速度和线宽。与公布的NGC 3384和NGC 5813谱线强度的比较表明，在测量H β、Mgb和Fe 5270指数时，不确定度< 0.1 A。积分场映射独特地将运动学和恒星星族的测量与星系形态联系起来。这里提供的地图说明了丰富的恒星运动学，气体运动学，和线强度分布的早型星系。这些结果包括在NGC 3623中发现一个薄的、边缘朝上的圆盘，证实了M32中心区域的轴对称形状，说明了NGC 7742中的LINER核和周围的反向旋转的恒星形成环，并提出了在解耦的核心星系NGC 5813中均匀的恒星星族。
2001-09-27 astro-ph
Neutral Hydrogen in the Ringed Barred Galaxies NGC 1433 and NGC 6300
我们利用澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）对南部环状棒旋星系NGC~1433和NGC~6300中的\ion{H}{1}进行了观测，主要目的是检验这些环起源的共振理论。NGC~1433是典型的环状棒旋星系，其核环、内环、外假环和羽状特征都与\ion{H}{1} ~对应。正转时的$L_{4}$和$L_{5}$区域以及棒本身相对缺乏中性原子氢。通过将NGC~1433的内环与内环的二次谐波共振联系起来，外环的假核与外环的Lindblad共振联系起来，我们可以推知NGC~1433的棒斑速度为$26\pm5$ ~km~s $^{-1}$ ~kpc $^{-1}$ .作为对比，NGC~6300比NGC~1433具有更长的\ion{H}{1} ~盘。内部伪环下有一个气环，但它比光学特征更宽，直径也稍大。通过再次将内环特征与内二次谐波共振联系起来，我们得到NGC~6300的棒斑图速度为$27\pm8$ ~km~s $^{-1}$ ~kpc $^{-1}$，但是在这种情况下，既不能在NGC~6300中识别出外假环，也不能识别出共振环理论预测的核环。虽然NGC~6300中的环可能与棒的共振完全无关，但我们假设NGC~6300只是一个比NGC~1433更不发达的共振环星系。
1995-12-07 astro-ph
CO Distribution and Kinematics Along the Bar in the Strongly Barred Spiral NGC 7479
本文报道了2.5角秒（400 pc）分辨率的CO（J = 1 -> 0）观测结果，观测范围覆盖了强棒晚型螺旋星系NGC 7479的棒的整个长度。一氧化碳排放只沿尘埃带，横贯整个长度的酒吧，包括核检测。原子核中的辐射最强。发射的分布是cluberous沿酒吧外的核，并由气体复合物，不太可能是引力约束。杆内的CO运动学由两个单独的分量组成。一个直径小于500秒差距的环核盘在运动学上是不同的，它正在进行主要的圆周运动，最大旋转速度为245 km/s，半径为1角秒（160秒差距）。在酒吧外的环核盘的CO排放气体有大量的非圆运动，这是一致的一个大的径向速度分量，向内。CO的排放有一个很大的速度梯度，从0.5到1.9公里/秒/秒/pc的倾斜校正后，和整个尘埃带的预计速度变化高达200公里/秒。这种急剧的速度梯度是一致的，在酒吧尘埃带的位置处的冲击波阵面。H-alpha和CO运动学的比较表明，虽然H-alpha发射经常被观察到的上游和下游的尘埃带，CO排放只观察到的速度梯度大。我们还比较了流体动力学模型的观测结果，并讨论了沿酒吧的恒星形成。
1998-08-28 astro-ph
High Resolution BIMA Observations of CO, HCN, and 13CO in NGC 1068
我们提出了高分辨率的CO，HCN，和13 CO地图的内部角分的NGC 1068与BIMA干涉仪。CO图中出现了一些以前没有观测到的特征：（1）在星系核中心的致密区域中探测到CO谱线发射：（2）在未分辨的核发射谱上探测到运动学独立区域的三重态速度结构特征;（3）探测到分子棒，其范围和位置角与2 $μ$ m恒星棒一致。最强烈的CO排放是非核的;这种排放的结构和运动学意味着这种气体是沿着内旋臂分布，而不是在一个环。棒对旋臂中的分子气体的运动学影响是适度的，在星系平面中具有典型的有序的\la \ 30 \kms \非圆运动。内部的螺旋臂，酒吧的影响是更戏剧性的，反映了扭曲的等速线在CO和HCN的速度场。NGC 1068中心100 pc半径范围内的分子气体表面密度与银河系中心200 pc半径范围内的分子气体表面密度相同，在不确定性范围内。有证据表明NGC 1068中存在一个$m= 1$运动学模式;我们发现运动学旋转中心从射电连续谱中心偏移了大约2.9”，或200 pc。HCN的图像，在对比的CO地图，显示了一个强大的集中在核心的排放。HCN发射的积分强度与CO的积分强度之比约为0.6，是在任何星系中心区域测得的最高比率。
1995-08-29 astro-ph
The SAURON project - VII. Integral-field absorption and emission-line kinematics of 24 spiral galaxy bulges
（节略）我们提出的恒星和气体运动学的代表性样本的24 Sa星系获得我们定制的积分场摄谱仪SAURON操作的威廉赫歇尔望远镜。我们的地图通常覆盖凸起占主导地位的地区。我们发现了一个显着的比例运动解耦组件（12/24），其中许多显示中心速度分散最小值。它们大多与星系的主体对齐并共同旋转，并且通常与未清晰掩蔽图像中检测到的尘埃盘和环有关。样本中几乎所有的星系（22/24）都含有大量的电离气体，通常伴随着尘埃的存在。电离气体的运动学与相对于恒星共同旋转的圆盘中的圆周旋转一致。样品中恒星角动量和气体角动量之间的平均失调分布表明气体具有内部起源。[OIII]/H β比值通常很低，表明当前的恒星形成，并显示出各种形态（环状结构，与尘埃带对齐或无定形形状）。样品中的恒星形成率与正常盘星系相当。低气体速度色散值似乎与强烈的恒星形成活动区域有关。我们将这一结果解释为恒星是由这些地区的动态冷气体形成的。在NGC 5953的情况下，数据表明，我们正在目睹一个运动学解耦组件的形成，从正在进行的相互作用期间与NGC 5954的冷气体被收购。
2006-03-07 astro-ph
The Shape and Figure Rotation of NGC 2915's Dark Halo
NGC 2915是一个蓝色的致密矮星系，有一个非常延伸的HI盘，显示出一个短的中央棒和延伸的螺旋臂，两者都远远超出了光学组件。我们用Tremaine & Weinberg（1984）的方法从HI射电合成数据中测量了条的方向图速度。我们的测量结果产生了0.21+/-0.06 km/s/arcsec（8.0+/-2.4 km/s/kpc，D=5.3 Mpc）的模式速度，这与一般认为棒盘中的共转位于棒的末端之外的观点不一致，但与最近的具有致密暗物质晕的棒星系模型一致。我们采用的杆半长使共转超过1.7杆半径。模式的存在也是有问题的。由于NGC 2915是孤立的，相互作用不能解释在HI盘中观察到的结构。我们还表明，低观察到的磁盘表面密度和伪环的位置，使它不太可能摆动放大或酒吧驱动的螺旋臂可以解释酒吧和螺旋图案。基于暗物质和HI面密度分布的相似性，我们讨论了暗物质分布在盘状空间中并遵循HI分布的可能性。然后磁盘变得不稳定，可以自然地形成一个酒吧和螺旋图案。然而，这个解释很难与NGC 2915的一些性质相一致。我们还考虑了一个大规模的和扩展的三轴暗物质晕旋转的数字的效果。这种晕的存在得到CDM模拟的支持，显示出强烈的三轴暗晕与缓慢的数字旋转。所观察到的HI盘的结构可以通过旋转三轴图形的强迫而产生。我们将NGC 2915中测量的图案速度与其暗晕的图形旋转联系起来。
1999-06-30 astro-ph
Non-circular motion evidences in the circumnuclear region of M100 (NGC 4321)
我们分析了螺旋星系NGC 4321内部区域（中心2.5 kpc）的新积分场谱，以研究该区域的特殊运动学。从$\rm Hα$速度场中减去轴对称旋转模型得到的速度残差的傅立叶分析表明，扭曲是由引力势的$m=2$扰动产生的{ \em全局}特征，这可以用核棒来解释。这条线以前曾在近红外线中被观测到，但在恒星形成所主导的光学连续谱中没有观测到。我们发现这个酒吧的光学对应物的2D分布的老恒星星族（推断从恒星吸收线的等效宽度图）。我们将Tremaine-Weinberg方法应用于恒星速度场，计算了内杆的速度图，得到$Ω_b$ =160 $\pm70\rm km s^{-1} kpc^{-1} $。该值比考虑简单杆模型时得到的值大得多。然而，在模式速度确定的不确定性，阻止我们给替代方案的支持。
2007-06-13 astro-ph
