Diffusive low optical depth particle disks truncated by planets
对行星附近的二维粒子盘进行数值积分，以确定处于圆形轨道的行星何时可以截断粒子盘。在积分过程中，通过给每个粒子一系列速度扰动来处理碰撞。我们估计截断粒子盘所需的行星的质量作为碰撞率的函数，与光盘的光学深度，和速度扰动的大小，与磁盘速度色散。我们发现，在该政权的碎片磁盘估计的粒子盘，海王星质量行星是足够大的截断磁盘。如果速度色散和盘的光学厚度都很低（以圆周运动为单位，色散小于约0.02，光学厚度小于10^-4），那么一颗地球质量的行星就足够了。我们发现，磁盘是光滑的，轴对称的，除非速度扰动很小，行星质量的顺序或大于海王星质量，在这种情况下，方位角结构被认为是附近突出的平均运动共振。
2007-01-10 astro-ph
Stellar Velocity Distribution in Galactic Disks
我们目前的数值研究的性质的恒星速度分布在银河系的磁盘已经开发了一个饱和的，双臂螺旋结构。在以前的论文中，我们使用的Boltzmann矩方程（BME）的速度结构的自引力恒星盘的研究，直到第二阶。我们的BME方法的一个关键假设是零热通量近似，即忽略三阶速度项。我们测试了这一假设进行测试粒子模拟恒星在一个磁盘星系受到旋转螺旋扰动。因此，我们证实了定性的复杂的速度结构中发现的BME方法。事实证明，在速度空间中的平衡配置只是缓慢地建立在5 Gyrs或更长的典型时间尺度上。由于星系中的许多动力学过程（如螺旋或棒的生长）作用于较短的时间尺度，纯平衡模型可能不完全适合与局部银河系速度分布等观测进行详细比较。除了4：1共振区（UHR）外，三阶速度矩通常很小，几乎在所有圆盘上都不相关。在UHR附近（归一化）四阶和五阶速度矩仍然与二阶和三阶项具有相同的阶数。因此，在UHR中，高阶项不可忽略。
2008-09-14 astro-ph
Position-velocity diagrams of ionized gas in the inner regions of disk galaxies
我们使用长缝光谱沿长轴的一个样本的23个附近的盘状星系的内部区域的电离气体成分的运动学性质进行研究。对于每一个星系，我们从它的发射线推导出电离气体的位置-速度图。我们通过比较内部区域（r +/-1”）和外部区域（r +/-4”）测量的气体速度梯度、速度弥散和积分通量，讨论了在此类位置-速度图中观察到的各种形状。这种分析可以识别的星系是很好的候选人主机围绕中心质量浓度旋转的环核开普勒气体盘，并跟进与哈勃太空望远镜的观测。
2002-04-01 astro-ph
Velocity Shear of the Thick Disk from SPM3 Proper Motions at the South Galactic Pole
本文利用SPM 3星表的绝对自行和2 MASS近红外测光方法，对银河系南极方向约1200颗红巨星样品的厚盘运动学性质进行了研究。测光选择的样本主要是厚盘星，如数量密度分布所示，随着距离银道面的距离在1<z<4 kpc的范围内呈单值指数变化。厚盘的推断刻度高度为0.783 +/- 0.048 kpc。样品的运动学也与盘状运动一致。U-速度分量大致恒定，反映了太阳的特殊运动，而在平均旋转速度V中可以看到相当大的剪切。V-速度剖面与z的关系是线性的，梯度为dV/dz = -30 +/- 3 km/s/kpc。U和V方向的速度弥散显示出较小的梯度，约为9 +/- 3 km/s/kpc。我们证明，推导出的速度和速度色散的配置文件是一致的动力学平衡的假设和合理的模型的整体银河系的潜力。
2006-07-18 astro-ph
Minor-axis velocity gradients in disk galaxies
我们给出了4个旋涡星系的电离气体运动学和光度学，它们的特征分别是沿长轴的零速度平台和沿短轴的速度梯度。通过结合这些新的运动学数据与文献中列出的S 0和螺旋的电离气体成分的修订夏普利-艾姆斯目录中的明亮Galerkin我们意识到，约50%的无棒星系显示出显着的气体速度梯度沿光学短轴。如果我们把沿短轴方向速度分布不规则的无棒星系包括在内，这个比例上升到60%左右。这种现象在哈勃盘星系序列中随处可见，在早期螺旋星系中尤为常见。由于短轴的速度梯度是意想不到的，如果气体是移动到圆形轨道上的磁盘共面的恒星之一，我们得出结论，非圆形和离面气体运动是不罕见的内部区域的磁盘星系。
2003-12-10 astro-ph
High velocity bipolar outflow and disk-like envelope in the carbon star V Hya
利用部分完成的亚毫米波天线阵，我们观测到了碳星VHya周围包层的CO J=2-1和3-2辐射。高角分辨率（2”-4”）图显示V Hya正在为一个极端速度为70-185 km/s的双极分子喷流提供动力。这种高速射流的轴线垂直于扁平盘状包络的主轴，其以约16 km/s的速度膨胀。还有第三个运动分量，即沿盘平面移动的具有40-120 km/s的分解速度的中速风。高速急流和中速风的动力学时间尺度都是几百年。在V Hya中观察到的扁平结构和准直喷流表明，当中心恒星仍处于AGB阶段时，
2004-07-16 astro-ph
Minimum Velocity Dispersion in Stable Stellar Disks. Numerical Simulations
本文利用N体动力学模拟方法，分析了在由两个中心浓度和相对质量大范围变化的刚性球--球核和球晕组成的引力场中，三维星盘的引力稳定性条件。在模拟中的点质量N的数量从40到50万变化，模拟模型的演变是在10- 20旋转周期的磁盘的外缘。最初不稳定的磁盘被加热，并作为一项规则，达到一个准静态平衡与稳态径向速度分散$c_r$超过五至八个周期的旋转。的径向行为的Toomre稳定性参数$Q_T (r)$的最终状态的磁盘的估计。数值模型被用来分析的引力稳定性的磁盘上的相对质量的球形组件，磁盘厚度，差旋转的程度，和磁盘的初始状态的依赖。正式应用现有的，分析，当地标准的边缘稳定性的磁盘可能会导致径向速度分散$c_r$的误差超过1.5倍。建议的近似恒定性$Q_T \simeq 1.2 -- 1.5$为$r\simeq (1÷2)\times L$（其中L是磁盘表面密度的径向尺度），适用于广泛的模型，可以用来估计上限的质量和密度盘的基础上观测到的气体成分的旋转速度的分布和恒星速度色散。
2003-06-17 astro-ph
H-alpha Velocity Fields of Normal Spiral Disks
我们目前的H-α速度场的样本近面对-在WIYN望远镜上用DensePak观察到的螺旋星系。我们结合运动学倾角和位置角测量这些数据与光度倾角和位置角测量I波段图像显示，螺旋盘本质上是非圆形的。
2000-10-12 astro-ph
High-velocity white dwarfs: thick disk, not dark matter
我们对奥本海默等人（2001）在高纬度天体测量中发现的极冷高速白矮星的性质提出了另一种解释。我们认为，大多数样品的速度分布是更一致的旋转人口的高速尾部，可能是厚盘，而不是压力支持的晕系统。事实上，观测到的数字与基于附近M矮星完整样本的运动学预测很好地匹配。只分析逆行的恒星，得到的局部密度接近于恒星晕（R^-3.5）中白矮星的预期密度。根据我们的解释，没有一个白矮星需要被分配到暗物质，重晕。然而，从这些恒星的观测中得出的光度函数可以对银河系盘中最古老恒星的年龄设置重要的限制。
2001-05-31 astro-ph
The vertical velocity dispersion profile of the Galactic thick disk
我们提出的径向速度测量结果的770厚盘红巨星朝向南银河系极点，垂直分布从0.5千秒差距至5千秒差距相对于银河系平面。我们发现在垂直速度色散（sigma_W）的3.8+/-0.8公里/秒kpc的小梯度。更值得注意的是，我们的$σ_W$值与文献值相比很小：在垂直高度范围的中间，我们发现sigma_W（z=2kpc）=30 km/s。我们发现，没有可能的解释，这个小值的sigma_W的薄盘星的样本污染，也没有错误的假设有关的金属丰度分布和派生的距离。
2007-12-20 astro-ph
Mass Distribution of Spiral Galaxies in a Thin Disk Model with Velocity Curve Extrapolation
我们用一个包含可见物质和暗物质的轴对称薄圆盘来模拟一个螺旋星系。圆盘的表面质量密度直接从旋转速度曲线计算，没有额外的假设。我们简化了模型的标准应用。由于大多数速度曲线都是以某个半径r_{max}为半径的，我们通过附加开普勒尾来外推它们。的数值计算程序和外推测试与一个已知的玩具质量密度和重建它具有良好的精度，如果r_{max}包括足够的速度曲线的一部分。计算了银河系和NGC 3198的质量密度曲线。我们改变的速度曲线的平坦部分的程度从30 kpc到200 kpc，并显示，并没有明显影响计算的质量密度内r_{max} =30 kpc。银河系的重建质量在可见盘内为15 x 10^10太阳质量，在30 kpc内为23 x 10^10太阳质量。对于NGC 3198，可见圆盘内的重建质量为6.5 x 10^10太阳质量，30 kpc内的重建质量为11 x 10^10太阳质量。银河系的总质量大致与速度曲线平坦部分的范围成比例，这一部分目前尚不清楚。从星系的可见盘中获得的高光质比--银河系为11个太阳单位，NGC 3198为9.3--表明存在暗物质。该方法也适用于NGC 3031 -一个具有下降速度曲线的螺旋星系，在这种情况下，它能够重建质量密度曲线和总质量（14 x 10^10太阳质量）。
2006-04-18 astro-ph
Radial Flow of Dust Particles in Accretion Disks
我们研究了类似于原始太阳星云的吸积原恒星盘中尘埃粒子的径向迁移。这项研究考虑到的两个维度（径向和正常）的磁盘气体的结构，包括气体速度的变化作为距离的函数从中平面的影响。结果表明，尘埃组分的吸积盘慢于气体组分。在距圆盘中平面很高的高度，由于向内的压力梯度力，气体比颗粒旋转得快，并且其拖曳力导致颗粒在径向方向上向外移动。粘性扭矩导致距圆盘中平面一定高度范围内的气体向外流动，并携带小颗粒（10 AU时尺寸< 100微米）。只有中等高度或足够大尺寸（10 AU时尺寸> 1 mm）的颗粒向内移动。当粒子的径向速度在整个垂直方向上平均时，粒子具有净向内通量。在距离中心恒星很远的地方，粒子向内迁移的速度比气体吸积的速度快得多。然而，它们向内的速度降低到低于圆盘内部区域的气体的速度。速度降低的速率是颗粒尺寸的函数。虽然较大的粒子保持快速吸积速度，直到它们接近恒星，但10微米的粒子在盘的大部分（r < 100 AU）中的速度比气体慢。颗粒的这种差异迁移导致尺寸分级。尘埃盘主要由小颗粒（尺寸< 10微米）组成，其吸积速度比气体盘慢，导致在气体吸积阶段尘埃-气体比增加。
2002-08-29 astro-ph
Emission-Line Eclipse Mapping of Velocity Fields in Dwarf-Nova Accretion Disk
本文提出了一种新的方法--发射线食映射法，用来映射位置空间中吸积盘的速度场。宁静矮新星通常表现出双峰发射线轮廓，因为磁盘旋转。由于在食系统中，具有不同视线速度的盘的一部分被伴星连续地遮蔽，它们显示出随时间变化的线轮廓。我们计算了发射线轮廓的时间变化，假设开普勒旋转场（v_x \propto r^（-1/2），r是到盘中心的距离）和j \propto r^（-3/2）的发射率分布。然后，我们将通常的日食映射技术应用于穿过线中心的12-24个波长的光变曲线，以映射具有相同视线速度的区域。对于高视线速度，重建图像通常呈现“双眼”图案，并且我们可以在轴对称圆盘的假设下恢复关系v_d \propto d^（-1/2），其中d是两个“眼睛”之间的间隔。我们将能够探测开普勒旋转定律，在许多磁盘模型中采用的最基本的假设，通过高速光谱观测与8米级望远镜。
2002-05-26 astro-ph
The shape of the velocity ellipsoid in NGC 488
盘状星系中的恒星轨道扩散理论预测了平行于盘平面和垂直于盘平面的速度色散的不同增长率，因此测量不同类型星系盘中的不同速度色散分量是有意义的。我们表明，它是可能的，以提取的三个组成部分的速度椭球在一个中等倾角的盘星系从测量的视线上的速度色散的长轴和短轴。在应用该方法的Sb星系NGC 488的观测，我们发现的证据表明，在NGC 488的垂直径向色散比在太阳附近的银河系（唯一的其他地方，这个数量曾经被测量）。这种差异在性质上与螺旋结构在NGC 488盘的动力学演化中相对不如分子云重要的观点相一致。
1997-02-14 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
Numerical Simulations of Astrophysical Jets from Keplerian Disks with Periodic Ejection
我们提出了2.5维的非相对论性和非辐射流出正弦扰动开普勒吸积盘的时间相关的模拟。正弦扰动被引入到一个冷电晕从磁盘的表面喷出的气体的速度。在模拟中，圆盘是一个固定的边界，气体以脉冲速度喷射。这个速度的最大值取为当地开普勒圆盘速度的千分之一。有人发现，对于大的周期，在射流中的结构往往会分裂成较小的子结构。对于较小的周期值，结构趋于消散，而对于中等的周期值，它们趋于持续。
2003-04-22 astro-ph
Velocity Profile of the Ionized Disk and the Mass of the Black Hole in M87
本文提出了一个包含螺旋激波的M87电离盘的理论模型。从这个模型计算的线发射分布在不同的位置上的磁盘被发现与最近的哈勃太空望远镜的结果。基于这个模型，我们发现电离盘包括双臂巨螺旋冲击波，它从中心的大约$0.1$角秒延伸到至少$1$角秒或更多。我们的模型要求黑洞的质量为$(4 \pm 0.2) \times 10^9 M_\odot$，倾角为$(42\pm 2)^°$。我们预测的性质的线轮廓在许多其他位置的磁盘，可以在未来的观测进行验证。
1994-11-10 astro-ph
On the axis ratio of the stellar velocity ellipsoid in disks of spiral galaxies
星系盘中恒星的空间分布可以用径向尺度长度和垂直尺度高度来描述。这两个尺度参数的比值包含了速度椭球轴比的信息，即恒星的垂直速度色散与径向速度色散的比值，至少在距离中心一定的基准距离处。径向速度色散与旋转曲线的振幅和圆盘积分星等有很好的相关性，正如Bottema（1993）所发现的那样。这些关系可以被理解为恒星盘在所有长度尺度上相对于局部不稳定性（边缘）稳定的结果。这是由Toomre的著名标准表示，它涉及到在旋转剪切的最小值，径向恒星速度色散应该有一个稳定的给定的表面密度。通过Tully-Fisher（1977）关系式，速度频散与积分星等相关，从而与标度长度相关。垂直速度弥散通过流体静力平衡与尺度高度直接相关。可以看出，两个长度尺度的比率仅通过Toomre参数Q与速度椭球的轴比相关，并且特别地不需要选择质光比或距离尺度。我们已经将其应用于统计上完整的边缘星系样本，de Grijs（1997）已经对其进行了表面测光，并确定了恒星光分布的长度尺度。
1999-10-15 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
Local Surface Density of the Galactic Disk from a 3-D Stellar Velocity Sample
我们利用依巴谷星表中1476颗古老的明亮红巨星的运动学和空间无偏样本的弛豫和自行，以及Barbier-Brossat & Figon（2000）测量的径向速度，重新估算了距太阳$\pm$ 0.4 kpc以内太阳邻域内银河系盘的表面密度。我们确定了红巨星的垂直分布以及样品的垂直速度色散，（14.4 $\pm$ 0.26公里/秒），并结合这些推导出银河系盘中引力物质的表面密度作为银河系坐标$z$的函数。磁盘的表面密度从10.5 $\pm$ 0.5 $M_{\odot}$ / pc $^2$（$\pm$ 50 pc内）增加到42 $\pm$ 6 $M_{\odot}$ / pc $^2$（$\pm$ 350 pc内）。在$\pm$ 50 pc范围内，银盘的体积密度估计值约为0.1 $M_{\odot}$ / pc $^3$，这与太阳附近观测到的重子物质的体积密度估计值接近。
2003-08-15 astro-ph
The Rotation Velocity Attributable to Dark Matter at Intermediate Radii in Disk Galaxies
我们研究的旋转速度的振幅，可以归因于盘星系的暗物质晕，专注于测量的中间半径。60个星系的数据涵盖了大范围的质量和哈勃类型，放在一起，符合暗晕速度log（Vh）= C + B log（r），其中C = 1.47（+0.15，-0.19），B = 1/2，范围为1 < r < 74 kpc。C中的范围源于恒星质量估计器的不同选择，从最小到最大圆盘。对于所有可能的恒星质量选择，暗晕的隐含密度低于LCDM中结构形成模拟的预期，预计C > 1.6。这个问题并不局限于某个特定类型的星系或晕的最内部区域（尖点或核心）;暗物质的速度在所有半径上都太低。
2006-12-14 astro-ph
On the p-mode asymmetry between velocity and intensity from the GONG+ data
利用环形图技术分析了太阳表面从盘中心到盘边缘不同位置的小区域的局部声学谱。结果发现，速度和强度之间的频移是一个函数的位置在磁盘上，是更高的磁盘中心附近比那些附近的肢体。
2003-06-02 astro-ph
Minor-Axis Stellar Velocity Gradients in Disk and Polar-Ring Galaxies
一个星系的两个组成部分之间的运动学解耦表明了第二个事件的发生。在盘状星系中，它通常被观测为恒星盘相对于气体成分和/或相对于第二个恒星盘的反向旋转。本文讨论了在两个Sa螺旋星系NGC 4698和NGC 4672中，以及在有极环的椭圆星系AM 2020-504中，最内层的球状分量相对于盘（或环）分量的运动学正交解耦的三种情况。此外，盘（或环）部件的长轴与凸起（或椭圆形）部件的长轴形成90度角。上述现象使我们面临这样一种情况，即螺旋星系的盘可能是通过围绕预先存在的裸露球体吸积而形成的第二个事件。
1999-10-19 astro-ph
Exploring Disk Galaxy Dynamics Using IFU Data
为了检验盘状星系动力学的基本方程，我们提出并分析了使用PPAK积分场单位获得的早期型螺旋星系NGC 2273，NGC 2985，NGC 3898和NGC 5533的深二维光谱数据。我们描述的护理需要获得和处理这些数据的一个点，可靠的运动学测量，可以从这些观察，和一个新的更优化的方法来推导这样的磁盘系统的旋转运动和速度分散。来自NGC 2273和NGC 2985的数据显示了速度色散随方位角的系统性变化，正如人们所预期的那样，如果它们的速度椭球的形状是显著各向异性的，而NGC 3898和NGC 5533中较热的圆盘似乎具有相当各向同性的速度色散。校正的旋转运动的不对称漂移使用导出的速度色散再现的旋转曲线推断的发射线相当不错，这意味着这种校正是相当强大的，使用的不对称漂移方程是有效的。NGC 2985足够接近于数据，结合不对称漂移方程，以确定速度椭球的所有三个分量。发现这个速度椭球的主轴的比值为sigma_z：sigma_phi：sigma_R ~ 0.7：0.7：1，这清楚地表明这个圆盘分布函数服从运动的第三积分。这个比值也与周转理论的预测相一致，这让我们对这种近似方法在相当早期的盘状星系中的应用有了一定的信心。
2008-05-21 astro-ph
A Method For Determining Two-Dimensional Orbits In Galactic Disks
我们提出了一种方法来确定的二维轨道的星际物质（ISM）在银盘使用观测到的视线速度场。虽然确定二维轨道需要四个分量，包括两个位置分量和两个速度分量，但垂直于视线的速度很难通过观测确定。我们证明了ISM轨道可以近似地通过假设（1）沿每个轨道的角动量守恒，（2）所有轨道在单个旋转坐标系中闭合，以及（3）系统通过原点对称来确定。由于可以在圆盘的长轴上估计角动量，因此可以根据角动量守恒确定垂直于视线的速度，从而获得速度的两个分量。当给定一定的方向图速度时，通过求解二维速度场所给出的微分方程，可以计算出ISM轨道。根据我们对模拟速度场的测试计算，与正确轨道的典型偏差小于观测分辨率。我们将这种方法应用于NGC 4569的观测数据，得到了该星系的可能轨道。此外，我们计算了质量分布使用我们的结果。
2005-01-04 astro-ph
High-Velocity Clouds in the Nearby Spiral Galaxy M 83
我们提出了深HI 21厘米和光学观测的正面螺旋星系M 83作为一个项目的一部分，以寻找高速云（HVC）在附近的星系。在M83附近探测到了异常速度的中性气体，其中5.6x10^7 Msolar的HI包含在一个以40-50 km/s的速度旋转的圆盘中，投影速度比大部分气体慢。我们解释这是一个垂直延伸的厚盘中性物质，包含5.5%的总HI内的中央8千秒差距。使用自动源检测算法来搜索小尺度HI发射特征，我们发现了8个不同的、高速HI云，质量从7x10^5到1.5x10^7 Msolar不等，与HI盘相比，速度相差高达200 km/s。大的盘上结构与光学旋臂重合，而未分辨的盘外云不包含漫射光发射，其极限为每平方角秒27 r' mag。厚HI磁盘和较大的云的多样性表明多种形成机制的影响，与银河喷泉负责缓慢旋转的磁盘和磁盘上的离散云，潮汐效应负责磁盘外的云生产。HI云的质量和动能与银河喷泉模型预测的质量交换率一致。如果M 83中的HVC数量与我们银河系中的相似，那么银河系的HVC一定分布在小于25 kpc的半径内。
2008-10-28 astro-ph
The velocity dispersion of LMC Carbon stars: possible detection of a kinematically distinct population
我们分析了551颗碳星相对于大麦云（LMC）内部$\sim 70 \rm deg^2$的一个圆盘模型的速度残差。我们发现，在这个样本中的绝大多数恒星是最好的拟合，因为是由于两个不同的人口，一个年轻的磁盘人口包含20%的恒星的速度色散的$8 \kms$，和一个老磁盘包含其余的恒星的速度色散的$22 \kms$。年轻盘种群的金属丰度$\sim 0.25$指数高于老盘。虽然不太确定，但数据还表明，在$2σ$水平上，可能有第三个运动学上不同的种群，相对于LMC以30公里/秒的速度向我们移动，与21厘米的速度测量一致。如果这是真的，这个星群包含了样本中大约7%的碳星。它可能是大麦哲伦星系盘上的一个特征，也可能是前景或背景中的潮汐碎片。如果它是潮汐碎片，这个人口可以解释一些或所有的微透镜事件观察到的LMC。
2000-03-22 astro-ph
Modification of Angular Velocity by Inhomogeneous MRI Growth in Protoplanetary Disks
我们研究了具有径向非均匀磁场的原行星盘中磁旋转不稳定性（MRI）的演化，发现由于MRI湍流的非均匀增长，盘中气体以超开普勒速度旋转的区域出现。我们进行了二维电阻磁流体力学模拟与剪切盒模型。我们发现，如果空间平均磁雷诺数，这是由稳定和不稳定区域的宽度在初始条件和电阻率的值，是小于1，原来的开普勒剪切流转化为准定常流，使更平坦（刚性旋转在极端情况下）的速度分布出现局部和外部的轮廓往往是超开普勒。角动量和质量转移，由于暂时产生的MRI湍流在最初的不稳定区域是负责的转换。在局部超开普勒区域，由于气动气体阻力和潮汐与盘气体相互作用的迁移是反向的。模拟设置对应于磁盘中全局MRI死区的外边缘和内边缘附近的区域。因此，死区的外缘和内缘一样，都是一个有利于尘埃颗粒聚集形成星子和保留行星胚胎以防止I型迁移的地方。
2008-10-20 astro-ph
Direct determination of the epicycle frequency in the galactic disk, and the derived rotation velocity V0
我们提出了一种方法，它允许直接测量的震中频率$κ$在银盘，使用大型数据库的疏散星团由我们的小组完成。从星表数据中导出了星系团在银道面上的观测速度矢量（振幅和方向）。在震中近似中，这个速度是由银河系旋转曲线描述的圆速度和剩余速度之和，剩余速度的旋转方向与频率$κ$相同。如果由于某种原因，形成的集群具有非随机的初始扰动速度方向（例如，相对于圆周旋转的方向测量），那么作为年龄的函数的剩余速度的取向角的曲线图揭示了震中频率。数据分析证实了这一点;由于初始速度的非随机性，有可能测量不同星系半径的$κ$。我们的分析认为旋臂对恒星轨道的影响很小（银河系的势主要是轴对称的）;在这个意义上，我们的结果不依赖于任何特定的螺旋结构模型，如存在给定数量的旋臂，或对共转半径的特定选择。$κ$的值提供了对盘的旋转速度及其在太阳半径之外的最小值的限制;特别是，即使采用星系的短尺度（R $_0$ = 7.5 kpc），$V_0$也被发现为226 $\pm$ 15 kms $^{-1}$。在太阳半径处测得的$κ$为42 $\pm$ 4 kms $^{-1}$ kpc $^{-1}$。
2007-06-13 astro-ph
Line Forces in Keplerian Circumstellar Disks and Precession of Nearly Circular Orbits
我们研究的影响，光学粗线力的轨道拱盘，如发生在恒星周围。对于径向流辐射，线力只有在有很强的径向速度梯度时才有效，例如在线驱动的恒星风中。然而，在一个轨道盘，径向剪切的方位角速度导致强烈的视线速度沿非径向方向的速度梯度。因此，在恒星表面附近延伸一个相当大的锥角，非径向恒星辐射可以赋予显着的线力，即使在纯粹的圆形轨道的情况下。由于高度超音速性质的轨道速度变化，我们使用的Sobolev近似，从而扩展到磁盘的情况下，标准CAK形式主义开发的线驱动风。我们描绘的参数制度，辐射力可能会改变磁盘的属性，但即使当辐射力很小，我们分析量化高阶效应的线性极限，包括弱椭圆轨道的进动。我们发现，光学粗线力可以观察到的影响，磁盘周围的恒星，包括产生轻微偏心轨道的旋进或逆行的动力学。然而，我们的分析表明，一个净逆行效应，在明显的矛盾与观察到的紫/红线轮廓不对称的长期变化，从Be星，这通常被认为是从一个所谓的“单臂模式”的传播。我们还得出结论，辐射力可能会改变在磁盘风起源的磁盘表面的动力学特性，甚至可能使低密度磁盘容易被吹走。
2001-03-25 astro-ph
Restoring the full velocity field in the gaseous disk ofthe spiral galaxy NGC 157
本文分析了SAO RAS 6米望远镜Hα辐射观测到的旋涡星系NGC157中电离气体的视向速度场。从纯圆周运动所观察到的气体速度的系统偏差的存在。这些偏差进行了详细的调查，通过应用傅立叶分析的视线速度在不同的距离从银河系中心的方位角分布。作为分析的结果，所有的主要参数的波螺旋图案的确定：共转半径，在不同半径的气体速度扰动的振幅和相位，以及由于螺旋臂的速度扰动校正的磁盘的圆周旋转的速度。在高置信水平下，两个巨大的反气旋的存在下，在参考系旋转的螺旋图案显示，它们的大小和本地化的中心是一致的分析理论和数值模拟的结果。在旋涡星系的剩余速度场中，除反气旋外，还存在气旋。在以螺旋模式旋转的参考系中，这些气旋必须在方位角剩余速度的径向梯度比旋转速度的径向梯度更陡的星系中显露出来。
2001-03-30 astro-ph
High-Redshift Galaxy Kinematics: Constraints on Models of Disk Formation
红移z~2的星系积分场光谱揭示了早期形成的旋转支撑盘的种群。这些高红移系统提供了一个潜在的重要线索，形成过程中建立盘星系在宇宙中。一个特别被研究的例子是z=2.38的星系BzK-15504，它被Genzel等人（2006）证明是一个旋转支撑的盘，尽管它的高恒星形成率和短的气体消耗时间尺度需要非常快的质量获取。以前的运动学分析表明，像BzK-15504这样的z~2盘星系不是通过合并形成的，因为它们的视线速度场显示出低水平的不对称性。我们执行相同的运动学分析的一组模拟盘星系形成的类型，可能是常见的高红移的气体丰富的合并，并显示残留磁盘显示低速场不对称性，并满足标准，已被用来分类高红移星系作为磁盘观测。此外，我们比较了我们的残留物的BzK-15504的整体性能，并表明它有一个恒星形成率，气体表面密度，和圆速度速度色散比，匹配BzK-15504非常好。我们认为，高红移盘星系，如BzK-15504的观测是一致的假设，即丰富的气体合并发挥了重要作用，在高红移盘形成。
2008-08-07 astro-ph
Dynamics of Line-Driven Winds from Disks in Cataclysmic Variables. II. Mass Loss Rates and Velocity Laws
通过推广Castor、Abbott和Klein理论，我们分析了激变变星中来自吸积盘的二维定常线驱动风的动力学。在文1中，我们求解了风的欧拉方程，导出了它的两个特征值，并讨论了解的拓扑和风的几何学。在这里，我们专注于质量损失和速度定律。我们发现，盘风，即使在发光的诺瓦利克变量，有低的光学深度，即使在最强的驱动线。这表明在这些线中发生了粗到细的过渡。对于具有真实径向温度的圆盘，质量损失主要由从r中的内部十年散发的气体决定。与光度10 Lsun相关的总质量损失率为10^{-12} Msun/年，或质量吸积率的10^{-4}。这是一个数量级以下的下限从P天鹅座线，当电离通量短向莱曼边缘被抑制。CV中质量损失率如此之小的困难是主要的，并证实了我们以前的工作。我们推测，这个问题可能会得到解决的详细nonLTE计算的CV磁盘风的背景下，线力，和/或更好地占磁盘的能量分布和风电离结构。我们发现，风速廓线很好地近似的经验法则中使用的运动学建模。加速长度尺度由圆盘中的风流线的足点半径给出。这表明加速度标度的上限为10 Rwd，与从直线拟合得出的值相比，该上限小几倍。
1999-02-09 astro-ph
Dynamical models for dusty disk galaxies
盘状星系中含有大量的星际尘埃，影响了运动学量的投影。我们详细研究了尘埃消光对平均投影速度和投影速度色散的影响。我们使用我们的结果来构建一个通用的策略来确定盘星系的动力学结构，目的是限制它们的质量分布和动力学历史。
2000-09-05 astro-ph
From kinematics to dynamics in thin galactic disk
我们提出了一种方法，用于恢复的分布函数的边缘上薄的轴对称磁盘直接从他们的可观察的运动学性质。这种恒星系统最普遍可观测的性质是恒星在星系不同投影半径处的视线速度分布。如果引力势是已知的，那么一般的二积分分布函数可以使用这些视线分布的高速尾部的形状来重建。如果采用了错误的引力势，那么仍然可以使用这种技术来构造分布函数，但是所观测到的速度分布的低速部分将不能由导出的动力学模型再现。因此，引力势也受到观测到的运动学的严格约束。
2000-07-17 astro-ph
Gravity-driven Turbulence in Galactic Disks
采用高分辨率、大动态范围的二维流体动力学模拟方法研究了银盘中星际介质的湍流性质。模拟是全球性的，其中考虑了ISM的自引力，现实的辐射冷却和银河系的旋转。在这里进行的分析中，忽略了来自恒星能源的反馈过程。我们发现，在一个非线性相位的磁盘的速度场显示出稳定的幂律能量谱超过三个数量级的波数。这意味着随机速度场可以被建模为完全发展的、稳定的湍流。在星系自转的影响下，引力和热不稳定性有助于形成湍流速度场。在非线性阶段，Toomre有效Q值的变化范围很大，盘内存在着斑块状的引力稳定区和不稳定区。这些结果表明，大规模的星系旋转加上气体的自引力可能是维持本地ISM湍流的最终能源。我们发现，我们的湍流旋转盘模型是一致的扩展HI盘在矮星系，NGC 2915，那里没有突出的活跃的恒星形成的速度色散。数值模拟表明，NGC 2915中的恒星棒增强了速度色散，并驱动了HI盘中观察到的旋臂。
2002-07-30 astro-ph
Early-Type Disk Galaxies: Structure and Kinematics
用俄罗斯科学院天体物理观测站的6米望远镜对3个透镜状星系（NGC 1167、NGC 4150和NGC 6340）和1个SBa星系（NGC 2273）进行了光谱观测，目的是研究早型盘状星系的结构和运动学性质。测量了恒星径向速度和速度色散的径向分布。N体模拟被用来构建包含恒星盘，隆起和晕的星系的动力学模型。单个组件的质量估计为最大质量盘模型。将模型与估计的旋转速度和恒星速度色散进行比较表明，透镜状星系中的恒星盘是“过热的”;即，在维持盘的稳定性所需的最小水平上存在显著的过量速度分散。这支持了S 0星系的恒星盘受到强引力扰动的假设。在S 0星系中的恒星盘的相对厚度被认为大大超过了典型的螺旋星系盘的厚度。
2008-01-25 astro-ph
Why Do Disks Form Jets?
有人认为，射流模拟者没有给予足够的研究，自然的静磁场的配置，在一个封闭的一般压力的存在下，结束了。这样的场形成塔，塔的高度随着每一次扭曲而增长，其速度与旋转塔的吸积盘的圆周速度相当。在讨论这类塔的产生之前，我们先简要回顾了类星体、活动星系和星系核中含有带有吸积盘的巨型黑洞这一想法的历史。
2002-03-27 astro-ph
Interaction of young stellar object jets with their accretion disk
我重新审视最近的观测，年轻的恒星物体吹跨喷流的速度分布，并认为这些观测不支持围绕其对称轴旋转的喷流的解释。相反，我建议的相互作用的喷流与扭曲倾斜（包裹）吸积盘可以形成观察到的不对称的喷流的视线速度剖面。所提出的设想基于两个似乎合理的假设。(1)在射流与盘的外部之间存在倾斜;射流垂直于盘的内部;即，存在扭曲倾斜（包裹）盘。(2)当喷流从盘状物中夹带质量时，盘状物与喷流的相互作用会减慢喷流的速度，并且靠近倾斜盘状物的喷流段减速幅度更大。所提出的方案可以解释所观察到的速度分布的基本特性，同时具有不需要参考任何磁射流发射模型的优点，并且不需要调用具有大量角动量的射流旋转。
2005-01-09 astro-ph
Vertical motions in the disk of NGC 5668 as seen with optical Fabry-Perot spectroscopy
我们利用威廉·赫歇尔望远镜上的金牛座II法布里-珀罗干涉仪，利用$Hα$谱线对近正面螺旋星系NGC 5668进行了观测，研究了电离气体的运动学。从提取的数据立方体，我们构建强度，速度和速度色散图。我们计算的旋转曲线在最里面的2弧分，我们使用的剩余速度场，寻找重要的垂直运动的区域。通过比较这些区域在剩余速度场中的几何形状与强度和速度弥散图中的几何形状，我们能够选择一些很可能是圆盘中的壳或烟囱的区域。这些区域的几何形状和大小与通过不同手段在其他星系中检测到的壳或烟囱非常相似。此外，值得注意的是，该星系已被报道有中性氢高速云的人口（Schulman et al. 1996），根据这些观察，可能是由类似于本文报道的烟囱起源的。
2000-04-20 astro-ph
WIYN Integral-Field Kinematics of Disk Galaxies
我们已经完成了一个新的光纤阵列，SparsePak，优化WIYN望远镜的扩展源的低表面亮度研究。我们现在使用这个阵列作为测量引擎的速度和速度色散场的恒星和电离气体在盘星系从高到低的表面亮度。在这里，我们提出了调试数据的速度椭球体，表面密度和质光比在两个蓝色，高表面亮度，但小磁盘。如果我们的初步结果能够通过进一步的观测和更复杂的分析，那么NGC 3949的sigma_z/sigma_R>> 1，意味着强烈的垂直加热，而NGC 3982的圆盘基本上是次最大的。这些星系与银河系明显不同，但在高红移时更容易被看到。
2002-01-24 astro-ph
Imaging Molecular Gas in the Luminous Merger NGC 3256 : Detection of High-Velocity Gas and Twin Gas Peaks in the Double Nucleus
合并中的星暴星系NGC 3256中的分子气体已经用亚毫米阵列以1“x 2”（170 x 340 pc，35 Mpc）的分辨率成像。这是第一次在z=0.01范围内对最明亮星系中的分子气体进行干涉成像。在并合中心有一个大的分子气体盘（r > 3 kpc），并有一个强的气体浓度向双核。位于中心3千秒差距的质量约为3*10^9兆太阳的气盘围绕着天空中相距850秒差距的两个原子核之间的一个点旋转。分子气体是温暖和湍流，并显示CO同位素之间的强度比的空间变化。在银河系中心发现了高速分子气体。它在我们视线中的速度与星系的系统速度相差达420 km/s;其终极速度是主气盘旋转速度的两倍。高速气体很可能是由于气体盘中的分子外流，被星系中恒星爆发驱动的超级风夹带。分子外流的速率估计约为10 Msun/yr，并在星系中心分子气体的扩散或耗尽中发挥重要作用。在每个孪核周围都发现了致密的气体浓度和陡峭的速度梯度。它们暗示着一个小的气体盘围绕着每个原子核旋转。如果这些确实是迷你盘，那么在半径为170 pc的范围内，它们的动力学质量约为10^9 Msun。
2006-03-03 astro-ph
Kinematic segregation of nearby disk stars from the Hipparcos database
为了更好地理解银河系，我们研究了用两分量Schwarzschild速度分布描述邻近盘星系统的相关性，利用依巴谷数据库的自行和视差信息，确定了表征22000颗盘星样本的局部恒星速度场的参数.我们所用的样品基本上与研究LSR和附近恒星星族的星流运动所选择的标准所描述的样品相同
2007-04-25 astro-ph
The Kinematic Properties of the Extended Disks of Spiral Galaxies: A Sample of Edge-On Galaxies
本文对17个盘状边星系的外区（R_25<R<2R_25）进行了运动学研究。我们使用深长缝光谱（通量灵敏度为几个10^-19 erg·s^-1 cm^-2 arcsec^-2）来寻找H-α辐射，由于河外紫外背景和任何其他本地紫外通量源的存在，氢的任何积累都必须在这些通量水平上发射出H-α辐射。我们目前的结果，从个别星系光谱和堆叠的复合材料。我们在许多情况下检测到H-α远远超过R_25，有时甚至高达2 R_25。因此，这种技术的灵敏度，空间分辨率和运动分辨率的组合提供了一个强大的补充21厘米的观测。在外盘的动能通常是盘状的（平坦的旋转曲线，小的速度分散）在所有半径，并没有证据表明，在半径的速度分散的变化。我们对1.5 R_25的反向旋转气体的存在施加了严格的限制，只有百分之几。这些结果表明，薄盘延伸远远超过R_25，然而，我们也发现了一些令人困惑的异常。在ESO 323-G 033中，我们发现两个发射区域的速度接近系统速度，而不是预期的旋转速度。这些低的相对速度不太可能仅仅是由于投影效应，因此表明这些区域不是在圆盘平面的圆形轨道上。在MCG-01-31-002中，我们发现气体的发射具有与内盘同向旋转的大速度色散。
2008-03-14 astro-ph
Disk-to-halo mass ratio evaluations based on the numerical models of collisionless disks
我们提出平衡星盘的径向速度色散c_r的下界由引力稳定性条件决定。本文利用三维碰撞盘的数值模拟结果，比较了文献中关于半径r>（1.5 - 2）R_0（R_0为盘的光度径向标度长度）时恒星速度色散的估计值与盘处于稳定状态所需的最小c_r值。这种方法能够估计局部表面密度的上限和（如果R_0是已知的）盘和暗晕的总质量。我们认为，具有活跃恒星形成的旋涡星系的老恒星盘通常具有接近于期望的边缘值的速度色散。大约20个旋涡星系的盘总质量比（在固定半径内）的一个粗略的值。与旋涡星系不同，“红”Sa-S 0星系的盘明显"过热“：它们在r ~ 2R_0处的速度径向色散明显超过引力稳定性的临界值。
2004-05-20 astro-ph
The effect of a stellar magnetic variation on the jet velocity
恒星喷流通常由结链组成，在空间分布上具有一定的周期性，对应于原恒星/盘系统喷射的几年变化。一个被广泛接受的理论存在的结是有关的内部工作表面的产生，由于喷射速度的变化。在本文中，我们研究的影响，在内部盘风半径的变化对射流喷射速度。我们表明，一个小的变化，在内部磁盘风半径产生的变化，射流速度大到足以产生所观察到的结。我们还表明，内半径的变化可能与恒星磁场的变化。
2008-08-14 astro-ph
Damped Lyman alpha absorbers at high redshift -- large disks or galactic building blocks?
本文研究了在高红移下产生阻尼莱曼α吸收系统的物理结构的性质。特别是，我们研究的建议，快速旋转的大磁盘是唯一可行的解释所观察到的特征低电离吸收线的不对称配置文件。我们证明了使用流体动力学模拟的星系形成在宇宙学的背景下，不规则的原星系团可以重现所观察到的速度宽度分布和吸收轮廓的不对称性同样好。在模拟团块的速度加宽是由于旋转，随机运动，下落和合并的混合。观测到的速度宽度与正在形成的原星系团的暗物质晕的维里速度相关（v_{wid} ~ 0.6倍v_{vir}的中值，在不同的视线之间有一个2倍的大的分散）。产生DLAS种群所需的晕的典型维里速度约为100 km/s，大多数标准的分层结构形成情景甚至可以很容易地解释观测到的最大速度宽度。我们的结论是，在高红移的DLAS与快速旋转的大磁盘v_circ >= 200 km/s的证据是没有说服力的。
1997-06-19 astro-ph
Differential Rotation and Turbulence in Extended HI Disks
当存在时，螺旋星系周围的中性氢扩展盘显示出约6 km/s的非常均匀的速度色散。由于在这些区域基本上不存在恒星风和超新星，所以这个数字的大小和恒定性都不能用星际湍流是由恒星能源驱动的经典图像来解释。在这里，我们认为，磁场的强度为几个微高斯在这些扩展磁盘允许能量从银河系的差异旋转通过MHD驱动的湍流提取。如果观测到的速度弥散的值是阿尔文的，则可以理解其大小和恒定性。此外，通过提供一个简单的解释下限的气体速度波动，磁流体动力学过程可以解释尖锐的外缘，以恒星形成的星系盘。
1998-06-25 astro-ph
Self-Similar Solutions for ADAF with Toroidal Magnetic Fields
研究了平流主导阶段下环形磁场对中心物体周围粘性气体盘的影响。我们发现了径向下落速度，旋转速度，声速的自相似解，附加参数$β$ [ $=c_{\rm A}^2/(2c_{\rm s}^2)$ ]，其中$c_{\rm A}$是阿尔文速度和$c_{\rm s}$是等温声速。与无磁情况相比，由于磁压力的作用，圆盘厚度普遍变厚，径向入流速度和旋转速度变快。另一方面，在磁场占主导地位的特定情况下，盘变成被磁性地支撑，并且盘的性质与弱磁化情况的性质显著不同。
2006-02-13 astro-ph
On Why Disks Generate Magnetic Towers and Collimate Jets
我们表明，吸积盘与磁场在他们应该使射流提供的导电性防止滑移，并有一个环境压力在他们的周围。我们研究高度缠绕的磁性结构的平衡。一般能量定理表明，它们形成高磁塔，其高度以与吸积盘中的圆周速度相关的速度每转一圈增长。箍缩效应放大了磁压力对塔的稳定性进行了简要的考虑。
2002-08-21 astro-ph
Clues to Quasar Broad Line Region Geometry and Kinematics
我们提出的证据表明，高速CIV λ 1549发射线气体的射电响亮类星体可能起源于一个盘状配置，在接近的吸积盘通常假设发射低电离线。对于36个射电噪z~2类星体的样本，我们发现20- 30%的峰宽与射电核心部分通量密度R（射电轴倾角指标）呈显著的负相关。高度倾斜的系统有更宽的线翼，与垂直于射电轴的高速场一致。与此相反，窄线核与R没有这种关系，因此最低速度的CIV发射气体具有与倾角无关的速度场。我们建议，这种低速气体位于更高的磁盘高度比高速气体。高速CIV发射的平面起源与目前的结果一致，并且与发射宽线的吸积盘风一致。一个球形分布的随机轨道宽线云和极地高电离外流被排除。
2000-06-12 astro-ph
SDSS Observations of the Milky Way vs. N-body Models: A Comparison of Stellar Distributions in the Position-Velocity-Metallicity Space
通过最近的现代巡天获得的数据，能够详细研究从太阳附近一直到银河系外晕的多维空间中的恒星分布，该空间由空间坐标、速度和金属丰度构成。虽然这些结果代表了令人兴奋的观测突破，但它们的解释并不简单。例如，传统的薄盘和厚盘的分解预测金属丰度和运动学在距离银道面$\sim$ 1 kpc处有很强的相关性;然而，最近基于SDSS的工作表明盘星没有这种相关性。相反，金属丰度和旋转速度分布的变化可以使用非高斯函数来建模，这些函数保持其形状，并且仅随着与中平面的距离增加而移动。为了充分理解这些最近的观测结果，有必要与复杂的数值模型进行详细的比较。现代模拟有足够的分辨率和物理细节来研究恒星盘和球状体在大质量和宇宙年龄基线上的形成。我们讨论了各种观察到的地图和N-体模型预测的初步比较，并发现它们令人鼓舞。特别是，N-体盘模型Roškar等人。\cite{Roskar 2008}再现了磁盘尺度高度的变化，让人想起薄/厚磁盘分解，以及金属丰度和旋转速度梯度，而不是诱导后两个量的相关性，在定性与SDSS观测。
2008-10-30 astro-ph
Linear Analysis of the Hall Effect in Protostellar Disks
研究了霍尔电动势对原恒星盘线性稳定性的影响。关于这个主题的早期工作集中在轴向场和扰动波数。在这里，我们更一般地处理这个问题。轴对称和非轴对称的情况下进行了研究。虽然很少明确包括在计算中，HEMF似乎是重要的欧姆耗散时。它们允许电子哨声波的出现，并且由于这些具有右手极化，螺旋因子也被引入稳定性问题。该因子是角速度和磁场沿扰动波数的分量的乘积，并且当为负时，该因子是不稳定的。除非磁场和角速度完全一致，否则总是有可能找到不稳定的波数。HEMF可以使任何微分旋转定律不稳定，即使是那些角速度向外增加的定律。不管角速度梯度的符号是什么，最大增长率的大小总是由圆盘的局部奥尔特A值给出，就像在标准的磁旋转不稳定性中一样。霍尔电磁场的作用可能被证明是至关重要的了解如何湍流维持在“低状态”的爆发盘系统。
2000-10-11 astro-ph
The effect of projection on the observed gas velocity fields in barred galaxies
的问题，确定模式的气体运动在中央的情况下-非圆形运动的三轴杆势和运动在圆形轨道，但与取向参数不同的主磁盘-被证明有类似的观测表现在视线的气体速度场。需要一个可靠的标准来正确解释观测数据。为了找到这样一个标准，我们分析了二维非线性流体动力学模型的气体运动的棒盘星系。气体的视线速度和表面亮度分布在天空的平面构造为各种倾斜的银河平面的视线和酒吧的取向角。我们表明，使用模型的圆周运动的倾角$i > 60^\circ$来分析速度场可能会导致错误的结论“倾斜（极）盘”在环核区域。然而，通过比较光度学轴和动力学轴的相互方向，可以区分出倾斜的圆盘和棒。作为一个例子，我们考虑了星系NGC 972中电离气体的速度场。
2000-11-12 astro-ph
