CO versus HI in the Tully-Fisher relation for a sample of 32 galaxies
作为建立遥远星系CO线Tully-Fisher关系的基本步骤，我们对HI和CO线轮廓进行了比较研究。比较了32个星系CO谱线发射的总谱线轮廓和相应的HI谱线轮廓。我们发现CO和HI的配置文件之间有很好的相关性。这有力地支持了CO可以用于遥远星系的塔利-费舍尔关系的论点，HI观测无法达到。我们还认为，CO可以作为一种替代HI的非孤立星系，如那些在密集的星系团。利用B星等和最近的HI Tully-Fisher关系的校准，我们给出了由CO线Tully-Fisher关系导出的星系距离，并与相应的HI距离进行了比较。
1993-08-27 astro-ph
The Tully--Fisher Relation : A Numerical Simulator's Perspective
在这个简短的贡献，我概述了希望了解星系尺度关系的起源，使用数值模拟作为一种工具，以获得理解。的情况下的塔利-费舍尔关系盘星系被用作一个例子来说明迄今为止的适度成就和艰巨的任务。
1997-03-26 astro-ph
The CO Tully-Fisher Relation for the Virgo Cluster,
30个Virgo星系样本的CO和HI Tully-Fisher关系之间的比较表明，关于内在散射没有显著差异。修正样本不完全性偏差后的距离模量在误差范围内一致，并且与以前使用完整样本对室女星系团的研究没有显着差异。CO的总线宽和CO通量被发现是不相关的。然而，如果到单个星系的距离由CO Tully-Fisher关系计算，使用这些距离计算的CO光度与CO线宽相关。当通过常规HI Tully-Fisher关系计算距离时，这种相关性不显示。最后，我们给出了来自这个小的子样本使用到单个星系的距离的集群的结构。HI和CO Tully-Fisher关系都证实了集群的大深度。
1995-01-31 astro-ph
Seeking the Local Convergence Depth. IV. Tully-Fisher Observations of 35 Abell Clusters
我们提出了35个丰富的阿贝尔星系团的塔利-费舍尔观测。I带光度法和旋光曲线工作的结果构成了本文的主要部分。这是对距离在50至200 \h Mpc范围内的52个星团进行的全天空调查的第三次此类数据安装。完整的数据集提供了基础，用于确定准确的塔利-费舍尔模板关系和估计的幅度和方向的局部散装流在100 \h百万秒差距的规模。
1999-07-05 astro-ph
The Baryon Fraction Distribution and the Tully-Fisher Relation
大量的观测强烈地表明重子分数不是一个普适常数。一个明显的解释是，Fb存在某种分布，不同的观测值对分布的不同部分进行采样。然而，塔利-费雪关系中的小内禀散射要求重子分数非常接近普适。要在标准图景的框架内解决这一矛盾并不容易。
1997-11-11 astro-ph
The faint end of the Tully-Fisher relation
本文研究了两个矮星系样品的HI线宽与光学光度的关系，特别注意了倾斜修正的精度。第一个样本由旋转支撑的星系组成，并以DDO 154为原型。他们的HI线宽显着大于预测的Tully-Fisher关系的外推。外推的Tully-Fisher关系的偏差与距离无关的质光比M_HI/L_B有关。对这些富气星系的重子修正太小，不能解释Tully-Fisher关系的偏离，除非假设恒星星族的质量/光比（M/L_B）* <= 0.25。第二个样本包含矮星系的旋转速度和随机速度相当。这个以狮子座A为原型的样本，与经典的塔利-费雪关系外推到较低光度的结果一致。这些矮星系的气体并不特别丰富，但它们的质量主要由HI半径内的重子物质组成。我们认为，任何偏离星系的演化对塔利-费舍尔关系将结合减少线宽径向运输的HI与增加光度由于一个更大的积累恒星质量。
1998-10-09 astro-ph
Calibration of the Tully-Fisher relation in the field
提出了一种利用场星系标定Tully-Fisher关系的新方法。基于零相关方法（NCA），该技术对视星等$m$和对数线宽距离指示器$p$的选择效应的存在不敏感。这一有趣的性质被用来剔除观测样本中的邻近星系。它示出，这样的子采样允许在效果上衰减的径向特有的速度的存在所创建的校准参数上的偏差。
1997-01-23 astro-ph
The Milky Way and the Tully-Fisher relation
我们提出了一个更新的估计的表面密度和表面亮度在B，V，I的本地银河系盘，基于模型的“太阳圆柱”校准再现依巴谷和第谷恒星计数。我们讨论了本地恒星盘的质量与光的比例，并推断银河系的全球光度，这导致underlighting相对于塔利-费舍尔关系。
2005-10-18 astro-ph
Tully-Fisher Relation and its Implications for Halo Density Profile and Self-interacting Dark Matter
我们发现，塔利-费舍尔关系观察到的螺旋星系可以解释在当前的情况下，星系形成没有调用微妙的假设，银河大小的黑暗晕有浅，核心一样的中心配置文件，与核心半径成正比的晕圆速度。在这样的系统中，盘和晕都对盘的最大旋转有显著的贡献，并且盘和晕分量之间的相互作用减少了塔利-费舍尔关系中的散射。在合理的范围内选择模型参数，该模型可以很好地适应零点，斜率，所观察到的Tully-Fisher关系的分散，以及大范围的磁盘大小。该模型预测，LSB磁盘服从Tully-Fisher关系类似的正常磁盘，如果磁盘的质光比是适当考虑。Tully-Fisher关系所要求的晕轮廓与暗盘旋转曲线所要求的晕轮廓一样浅，但比常规CDM模型所预测的晕轮廓要浅得多。我们的结果不能解释最近的一些建议，解决传统的CDM模型和旋转曲线形状的暗淡星系之间的冲突。如果暗物质的自相互作用（散射或湮灭）是造成浅剖面的原因，则观测到的塔利-费希尔关系式要求相互作用截面σ_X满足<σ_{X} |v| >/ m_{X} ~10^{-16} cm ^3/s/GeV。
2000-05-02 astro-ph
Relationship Between Cepheid and Tully-Fisher Distance Calculations
描述了目标星系的Tully-Fisher计算距离和造父变星计算距离之间的差异与目标星系附近星系的星等和距离之间的相关性。结果是基于31个星系的样本，这些星系已经公布了造父变星距离，具有广泛的特征和距离，从2.02 Mpc到49.7 Mpc。邻近星系撞击目标星系的能量与目标星系的Tully-Fisher距离和造父变星距离之间的残差有关。这些关系有四个不同的区域依赖于碰撞能量的值。相关系数分别为0.77、0.87、0.81和0.98。这一关系的有趣之处不仅在于它能够减少塔利-费希尔到造父变星的距离残差，还因为它表明邻近星系对星系的视光度有很大的影响，并且它表明塔利-费希尔关系假设星系之间的内禀质量与内禀光度之比是恒定的，对于z < 0.006是有效的。
2003-05-02 astro-ph
The Tully-Fisher relation : Correspondence between the Inverse and Direct approaches
在以前的论文中，我们已经证明了定义一个统计模型来描述观测到的星系的绝对星等$M$和对数线宽距离指标$p$之间的线性相关（塔利-费舍尔关系）的重要性。只要在关系的校准步骤和星系距离的确定步骤中使用相同的统计模型，标准的统计方法，如极大似然技术允许我们导出星系距离的无偏估计。然而，在实践中，使用不同的统计模型来校准Tully-Fisher关系（由于其鲁棒性，逆Tully-Fisher关系在此步骤中更受欢迎）和确定星系的距离（直接Tully-Fisher关系在这种情况下更准确和鲁棒）是方便的。在这里，我们建立了逆和直接塔利-费舍尔方法之间的对应关系。假设一个高斯光度函数，我们证明了ITF和DTF模型实际上在数学上是等价的（即它们在TF图中描述了相同的物理数据分布）。因此，只要获得了给定模型的校准参数，我们就可以推导出另一个模型的相应参数。我们提出了这些对应公式，并讨论了它们对非高斯光度函数的有效性。
1995-10-04 astro-ph
The Radial Tully-Fisher relation for spiral galaxies I
我们发现了一个新的Tully-Fisher-like关系的旋涡星系在不同的银河系中心半径举行。这种径向塔利-费舍尔（RTF）关系使我们能够研究物质在螺旋星系光学区域的分布。这个关系，适用于三个不同的样本的旋转曲线的旋涡星系，直接证明：1）螺旋的旋转速度是衡量其引力势的一个很好的尺度，RC的振幅和轮廓都可以通过星系光度很好地预测; 2）暗分量的存在，比亮分量集中得少; 3）标度定律，根据该定律，内盘光学尺寸：$ M_{dark}/M_{lum} = 0.5 (L_B/10^{11}L_{B\odot})^{-0.7}$。
2006-12-15 astro-ph
Interpreting Offsets from the Tully-Fisher Relation
我们以前已经证明，塔利-费舍尔残差与恒星形成历史的示踪剂（颜色和发射线等效宽度）的广泛样本的Sa-Sd螺旋星系（Kannappan，Fabricant，弗兰克斯2002）。在这里，我们使用这些相关性来研究另外两类星系：（1）星系在密切的对和（2）星系在中等红移。
2002-06-05 astro-ph
The Infrared Tully-Fisher Relation in the Ursa-Major Cluster
我们提出了新的星等来自大熊座星系团的23个星系的1.65微米图像。除了一个符合我们的星系团成员资格标准的螺旋外，所有的星系都存在着地磁场，其HI速度宽度大于187 km/s，倾角大于45 °。这些螺旋符合塔利-费舍尔关系，其内在星等的离散度（在已知的观测不确定性和星团深度的影响被去除后）为0.36，斜率为10.2 +/- 0.6。星等离散度比室女星系团中发现的要小，但仍然比一些作者声称的要大得多。我们发现一个暗示，塔利-费舍尔关系可能会在光明的一面翻转。将星盘的中心表面亮度作为第三个参数加入后，Tully-Fisher关系的斜率会变小，可能会给出离差略小的距离估计值，但必须在独立样本上检验降低的显著性。
1993-07-13 astro-ph
Baryonic Tully-Fisher Relations
我描述的磁盘质量旋转速度的关系，支持熟悉的光度线宽的关系。这种关系的连续性有利于接近最大的恒星质光比。这与在相同关系中缺乏表面亮度依赖性所暗示的低质光比相矛盾。
2000-09-20 astro-ph
Constraints on Galaxy Formation from the Tully-Fisher Relation
提出了盘状星系形成的新模型。我讨论的约束星系形成，遵循从拟合模型的近红外塔利-费舍尔（TF）关系，重点是再现少量的散射观察。一旦描述超新星反馈的参数被调整到符合观测到的TF关系的斜率，模型就能再现正确的TF散射量，并产生气体质量分数、质光比和特征加速度，这些都与观测结果非常吻合。
1999-09-30 astro-ph
Generalisations of the Tully-Fisher relation for early and late-type galaxies
本文利用Tully-Fisher关系（TFR）、恒星质量Tully-Fisher关系（sTFR）和所谓重子或HI气体+恒星质量Tully-Fisher关系（gsTFR）研究了矮星系和巨星系的早型和晚型轨迹。我们发现，早期型和晚期型星系，从矮到巨人，跟踪不同的，但近似平行的TFRs。令人惊讶的是，早型和晚型星系在恒星质量的3.5个数量级范围内追踪到一个单一的弯曲的sTFR。此外，所有的星系跟踪一个单一的，线性的gsTFR，在HI气体+恒星质量超过3.5个数量级。然而，矮椭圆星系位于gsTFR的下方。这可能表明早期型矮星，与晚期型相反，已经失去了它们的气体，例如通过星系风或冲压压力剥离。总的来说，环境在塑造这些关系方面只起着次要的作用，使它们成为一个相当“干净”的宇宙学工具。LCDM模拟大致预测了这些关系的正确斜率。
2007-01-15 astro-ph
The Tully-Fisher relation for low surface brightness galaxies - implications for galaxy evolution
给出了低表面亮度星系B波段Tully-Fisher关系。这些LSB星系遵循与正常螺旋星系相同的塔利-费舍尔关系。这意味着LSB星系的质光比（M/L）通常比具有相同总光度和形态类型的正常星系大2倍。由于星系的动力学质量通过M \propto V ^2 h与自转速度和标度长度相关，因此在固定线宽下LSB星系必须是正常星系的两倍大。这是通过检查LSB和正常星系的尺度长度和线宽之间的关系得到证实。如果LSB星系是具有低质量表面密度σ的星系，那么Tully-Fisher关系的普适性就可以理解。质量面密度显然控制着星系的光度演化，例如保持乘积σM/L恒定。
1995-01-26 astro-ph
The Redshift Evolution of the Tully-Fisher Relation as a Test of Modified Gravity
塔利-费雪关系的红移演化探测了引力动力学，它必须与任何修正的引力理论相一致，这些理论试图在不需要暗物质的情况下解释银河系的旋转曲线。在非相对论修正牛顿动力学（MOND）的背景下，该理论的特征加速度尺度似乎与哈勃常数的当前值有关，即，α ~ cH_0，或暗能量密度，即，alpha（8 pi G rho_lambda/3）^{1/2}.如果这些关系是a_0与两个宇宙学参数之一的基本耦合的表现，那么宇宙学演化将决定MOND加速度标度与红移的特定依赖关系，可以用高红移星系的Tully-Fisher关系进行检验。我们将此预测与两组Tully-Fisher数据进行比较，红移高达z=1.2。我们发现，这两个耦合被排除在正式的不确定性。然而，当我们考虑到数据中潜在的系统不确定性时，我们发现它们略微有利于MOND加速度标度与暗能量密度的耦合。
2008-09-17 astro-ph
Can the Tully-Fisher Relation be the Result of Initial Conditions?
我们使用Monte Carlo实现晕形成的历史和球形吸积模型来计算预期的散射速度分散的星系晕的一个给定的质量，由于其形成时间的差异。假设螺旋星系的旋转速度由其晕的速度色散决定，并且其光度与其重子总质量有关，这种散射转化为塔利-费舍尔关系中的最小内禀散射。对于流行的宇宙学模型，我们发现，由于形成历史的变化的散射本身大于观测所允许的。除非旋涡星系的晕在高红移（z>1）时形成，并且后来没有吸积任何显著的质量，否则塔利-费舍尔关系不太可能是宇宙学初始条件的直接结果，而是随后反馈过程的结果。
1995-06-12 astro-ph
The Tully-Fisher Zero Point Problem
在分层盘星系形成模型中，一个长期存在的问题是Tully-Fisher关系的零点与星系光度函数（LF）的同时匹配。我们说明了这个问题的一个典型的盘星系，并讨论了三个解决方案：低恒星的质量与光比，低初始暗晕浓度，没有晕收缩。我们推测，晕收缩可能是通过组合的质量喷射通过反馈和角动量交换所带来的重子和暗物质之间的动力学摩擦盘形成过程中。
2008-01-09 astro-ph
Hubble Constant at Intermediate Redshift using the CO-Line Tully-Fisher Relation
我们已经确定了星系的距离和哈勃比在中等红移，cz=约1 - 0，000至35，000公里/秒，通过应用CO线Tully-Fisher关系到我们的12 CO（J=1-0）线的观测使用Nobeyama 45米望远镜，和近红外（NIR）测光在J和H波段使用1.88米望远镜在冈山天体物理天文台。通过对J波段的哈勃比进行平均，我们得到了一个哈勃常数H_0 = 60（+/-10）km/s/Mpc。我们认为，CO线-近红外TFR可以是一个互补的方法，其他方法测量星系的距离在中，高红移。
2001-08-29 astro-ph
Revisiting the optical depth of spiral galaxies using the Tully-Fisher B relation
目标。我们试图通过对正在进行的KLUN+调查的新Tully-Fisher数据的统计研究来确定螺旋星系盘的光学深度，并澄清光学深度的真实和表观行为之间的差异。方法.通过利用所谓的归一化距离，数据的子样本被识别为尽可能不受选择效应的影响。对于这些星系，一组表观数量计算的脸上的位置使用塔利-费舍尔直径和星等关系。将这些值与直接观测值进行比较，以确定描述光学深度的参数C的平均值。结果目前的研究表明，螺旋星系盘是相对光学薄的tauB = 0.1，至少在最外面的区域，而它们一般出现在光学厚tauB > 1时，视星等和平均表面亮度的统计研究。
2008-10-27 astro-ph
On the origin of the color Tully-Fisher and color-magnitude relations of disk galaxies
我们提出并表明，Wang & Heckman（1996）针对晚型星系样本报告的内部正面尘埃吸收对B波段亮度的依赖性可以解释盘星系的经验色-星等和色Tully-Fisher关系。因此，为了解释这些关系，它是没有必要唤起恒星形成和气体落入效率依赖于星系系统的质量。在将Wang & Heckman的光度相关消光理论应用于恒星形成和气体注入效率不显著依赖于质量的分层的inside-out星系形成和演化模型之后，我们成功地预测了H和B波段的Tully-Fisher关系以及色-星等关系.
2000-02-16 astro-ph
Calibrated Tully-Fisher relations for edge-on galaxies in the BVRI system
根据已发表的资料，导出了侧朝向旋涡星系的Tully-Fisher关系式“绝对星等- HI线宽”。线性拟合的斜率，特别是在R-和I-带中，接近于-10的值，如理论所预测的。B、V、R和I波段的标准误差分别为0.40、0.36、0.31和0.34等，对应的相对距离误差分别为18%、17%、14%和16%。边缘星系的大小似乎是一个很好的距离指标。
2004-12-14 astro-ph
A Pilot Study of the Tully-Fisher Relation in Cl0024+1654 at z=0.4
本文首次测定了一个遥远的星系团的Tully-Fisher关系。我们已经测量了7个成员的Cl 0024 +1654的内部运动学从空间分辨发射观察到的二维凯克（LRIS）光谱。从HST（WFPC 2）图像进行磁盘结构参数的测量。虽然我们没有发现集群TFR的斜率或零点发生变化的证据，但我们确实发现过去有更多的分散。我们打算扩大这项研究的运动学测量，从15个更多的C10024成员。
2001-10-08 astro-ph
The Tully-Fisher Relation as a Measure of Luminosity Evolution: A Low Redshift Baseline for Evolving Galaxies
我们利用旋光曲线研究了90个紧密成对的旋涡星系的R波段Tully-Fisher性质。星系遵循塔利-费舍尔关系非常好，除了8个不同的3西格玛离群值。虽然大多数异常值显示出最近恒星形成的迹象，但气体动力学效应可能是其异常塔利-费舍尔性质的主要原因。四个异常值具有小的发射线宽度，具有非常集中的线发射和截断的旋转曲线;中心发射表明在一个近距离的星系-星系通道后最近的气体流入。这四个星系可能是中等红移的紧凑蓝色星系的本地对应物。剩下的星系与Tully-Fisher关系的偏差可以忽略不计，但斜率较浅（2.6-sigma显著性），分散度较大25%。我们的特点是非离群样本的失真和恒星形成的措施，寻找第三个参数的TF关系的残差依赖。严重的运动学畸变是TF残差的唯一重要预测因子;然而，这种畸变并不是导致与参考分布的斜率差异的原因。由于异常值很容易通过sigma裁剪去除，因此我们得出结论，即使存在一些潮汐畸变，也可以通过这90个星系研究的大小的高红移样本检测中等亮度的演化。（节录）
2000-11-01 astro-ph
Physical Sources of Scatter in the Tully-Fisher Relation
我们分析残差的塔利-费舍尔关系的发射线星系在附近的领域星系调查，一个广泛的代表性调查，旨在公平地采样各种星系的形态和环境中的本地宇宙。对于比M_R^i=-18亮的螺旋线，我们发现Tully-Fisher残差与B-R颜色和EW（H α）都有很强的相关性。相关性的极端是由Sa星系组成的，它们始终显示红色，而螺旋形的形态特征通常是蓝色。如果我们对塔利-费雪关系应用一个EW（Halalpha）相关或B-R颜色相关的校正项，该关系中的离散度不再从R到B再到U增加，而是下降到接近我们从测量误差中期望的离散度的几乎恒定的水平。我们认为，这些结果可能反映了相关的光度和颜色的恒星形成历史的函数偏移。在形态学和光度上扩大样本，我们发现大多数比M_R^i=-18亮的非螺旋星系遵循与螺旋星系相同的相关性，尽管散射更大。然而，色关联和EW（H α）关联不适用于比M_R^i=-18更暗的星系或具有异常气体运动学的发射线S 0星系。对于矮星系的人口，控制塔利-费舍尔残差的参数，而不是最近的干扰程度有关：过亮的矮星有较高的旋转曲线不对称性，更明亮的U波段有效表面亮度，和较短的气体消耗的时间尺度比他们的underluminous同行。因此，样本选择强烈影响测量的Tully-Fisher关系的弱端斜率。被动演化的旋转支撑星系在低光度时会向更陡的斜率突变。
2002-02-05 astro-ph
The Tully-Fisher relation of cluster spirals at z = 0.83
本文基于VLT光谱和HST测光，给出了8个z = 0.83的团旋星系和19个z = 0.15-0.90的场旋星系的静止标架B波段Tully-Fisher关系。在星系团和场星系之间没有检测到很大的差异，但是我们发现一些证据表明，在固定的旋转速度下，星系团螺旋比场星系亮0.5-1等。虽然只有~1.5-2 sigma的结果，但如果用更大的样本来证实，这种效应可能是由于星系团螺旋在落入星系团时经历了一段增强的恒星形成时期。
2002-11-27 astro-ph
Polar Ring Galaxies and the Tully-Fisher relation
我们已经调查了塔利-费舍尔关系的极环galvanic（PRG），近红外，光学和HI数据的基础上提供的样本，这些奇特的对象。许多PRG显示出比观测到的K波段光度预期更大的HI线宽，这一结果被基于B波段数据的更大的物体样本所证实。这一观测证据可能与这些系统中的暗晕形状和方向有关：在PRG中观察到的较大旋转速度可以通过与极环对齐的扁平极晕来解释。
2003-10-06 astro-ph
The Tully-Fisher Relation and H_not
使用塔利-费希尔（TF）关系确定哈勃常数依赖于一个适当的模板TF关系和可靠的主要距离的可用性。在这里，我们使用TF模板关系与最佳可用的运动学零点，从24个星系团的样本延伸到cz ~ 9，000 km/s，和最新的一组造父变星的星系距离适合TF使用。这两种成分的组合得到H_not = 69+/-5 km/（s Mpc）。该方法比更常见的单簇（例如Virgo，Coma）样本的应用程序更准确。
1996-12-06 astro-ph
The high mass end of the Tully-Fisher relation
我们研究了大质量盘星系的位置的塔利-费舍尔关系。结合使用K-波段测光和高质量的旋转曲线，我们表明，在传统的配方的TF关系（使用全球HI配置文件的宽度或最大旋转速度），星系的旋转速度大于200公里/秒的谎言系统的权利定义的关系，质量较低的系统，造成一个特征的“扭结”的关系。特别是大质量的早期型盘星系，与质量较小的晚期型螺旋星系的主要关系有很大的偏移，最大可达1.5等。Tully-Fisher关系的高质量端的斜率变化的存在对于使用Tully-Fisher关系作为估计星系距离或探测星系演化的工具具有重要影响。特别是，大质量星系自z = 1以来的光度演化可能比最近几项研究中估计的要大得多。我们还表明，许多星系的最大偏移量下降的旋转曲线和斜率的变化很大程度上消失时，我们使用的渐近旋转速度作为运动学参数。当我们同时使用重子总质量（恒星+气体）代替光学或近红外光度时，可以消除与线性的剩余偏差。我们的结果加强了这样一种观点，即塔利-费舍尔关系从根本上将暗物质晕的质量与嵌入其中的重子总质量联系起来。
2007-08-21 astro-ph
The I-Band Tully-Fisher Relation and the Hubble Constant
本文评述了I波段Tully-Fisher关系在确定哈勃常数中的应用，特别注意了散射和偏置修正对关系的影响。从24个星系团中导出了一个模板关系。Cz ~ 4000 ~ 9000 km/s的14个星团的子集被用作惯性系来定义该关系的速度零点。用12个造父变星距离的星系建立Tully-Fisher关系的绝对星等标度，从而确定H_not = 70 \pm 5 km/s/Mpc。还给出了室女座和天炉座星系团的特殊速度的估计。假设到天炉座的距离为18.2 Mpc（N1365），则H_not = 76 \pm 8 km/s/Mpc。假设室女座位于17.4 Mpc（M100，N4496，N4639），H_not = 67 \pm 8 km/s/Mpc。
1996-10-15 astro-ph
Polar Ring Galaxies and the Tully Fisher relation: implications for the dark halo shape
我们已经调查了塔利-费舍尔关系的极环galvanic（PRG），近红外，光学和HI数据的基础上提供的样本，这些奇特的对象。总的K-波段光度，这主要是来自中央的主机星系，和测量的HI线宽在20%的峰值线通量密度，跟踪在极平面的潜力，放置大多数极环的样品远离塔利-费舍尔关系定义的螺旋星系，与许多PRG显示更大的HI线宽比预期的观测到的K波段光度。这一结果得到了基于B波段数据的较大物体样本的证实。这一观测证据可能与这些系统中的暗晕形状和方向有关，我们通过PRG形成和动力学的数值模拟进行研究：PRG中观察到的较大旋转速度可以通过与极环对齐的扁平极晕来解释。
2002-11-13 astro-ph
The Tully-Fisher relation: evolution with redshift and environment
塔利-费舍尔关系（TFR）联系了盘状星系的两个基本性质：光度和自转速度（质量）。Vogt等人在20世纪90年代的开创性工作表明，在相当长的回望时间内研究旋涡星系的TFR是可能的，并将其用作它们演化的有力探测器。近年来，有几个研究小组研究了不同环境中的星系的TFR，其红移超过1。在这篇简短的评论中，我总结了这些研究的主要结果，以及它们对我们理解盘星系的形成和演化的影响。特别强调的是放置在可能的环境驱动的TFR的行为的差异场和星系团。
2006-10-19 astro-ph
A Face-On Tully-Fisher Relation
我们构建了第一个“面对”塔利-费舍尔（TF）关系的24个星系的倾角在16度和41度之间。使测量是积分场，阶梯光谱从WIYN 3.5米望远镜，它产生准确的运动学估计磁盘倾角为15度。运动学倾斜有足够的精度，我们测得的TF散射0.42马格是可比的其他调查，即使没有内部吸收校正。四个星系中有三个具有显著的运动学和光度不对称性，也与我们的TF关系有最大的偏差，这表明不对称性对TF散射有重要贡献。通过测量低于40度的倾角，我们建立了一个直接的路径，将这种散射连接到磁盘的未投影结构，并使螺旋星系的非简并动力学质量分解。
2003-11-20 astro-ph
Kinematics of the Local Universe XIII. 21-cm line measurements of 452 galaxies with the Nançay radiotelescope, JHK Tully-Fisher relation and preliminary maps of the peculiar velocity field
本文介绍了2003年4月至2005年3月期间利用子午仪南赛射电望远镜（NRT）的FORT接收机进行的452条新的21厘米中性氢谱线测量。这一观测方案是一个更大的项目的一部分，该项目旨在为Tully-Fisher应用程序收集详尽和完整的HI河外星表（所谓的KLUN项目，用于本地宇宙的Kinetics研究，于2008年结束）。NRT的整个在线HI档案包含了今天约4500个δ> -40的旋涡星系的简化HI轮廓（http：klun.obs-nancay.fr）。作为应用的一个例子，我们利用Tully-Fisher关系在三个波段（JHK）上导出了一个包含3126个分布在整个天空中的旋涡星系的大星表的距离，并对径向速度范围在0 ~ 8000 km/s进行了很好的采样。由于考虑到选择偏差和平滑效应的迭代方法，我们显示了局部宇宙中速度场的详细原始地图作为初步输出。
2006-11-20 astro-ph
Stellar Mass-to-Light Ratios and the Tully-Fisher relation
我们使用螺旋星系演化模型来论证星系内部和星系之间的恒星质光比（M/L）存在很大的变化。我们的模型显示了恒星M/L和星系颜色之间的强相关性。我们比较的颜色和最大磁盘的M/L值的星系样本的模型颜色M/L的关系，发现一个Salpeter IMF是太大了，但IMF的低质量恒星较少符合观测。应用我们的颜色M/L关系的塔利-费舍尔（TF）的关系，我们发现一个恒星质量TF-关系，是独立的起源通带。加上HI气体质量，我们发现重子TF关系的最大斜率为3.5。
2000-08-03 astro-ph
The 2MASS Tully-Fisher Relation and Local Peculiar Velocities
本研究评估的效用，应用塔利-费舍尔（TF）关系使用光度数据从2 MASS项目。这是通过使用2 MASS扩展源数据和Giovanelli等人（1997）的SCI样本进行初步分析来实现的。距离和特有的速度测量了11个集群，约。75/h Mpc.发现统计数据受到当前2 MASS第二次增量发布的47%覆盖率的限制。然而，2 MASS J，H和K-波段测光产生的结果与SCI I-波段数据的结果吻合得很好。这些结果也与Giovanelli等人（1997，1998）自己的分析基本一致。比较两个不同的2 MASS星等得到的结果表明，它们对所使用的星等类型并不过分敏感。得出的结论是，2 MASS TF是一个有用的工具，距离和特殊的速度工作，特别是与改进的覆盖范围，将提供完整的2 MASS版本。的塔利-费舍尔关系和以前的工作，特别是在近红外线的一般性讨论，也提出。
2003-03-14 astro-ph
Derivation of Distances with the Tully-Fisher Relation: The Antlia Cluster
Tully-Fisher关系是旋涡星系中光度与HI 21 cm线宽之间的关系（LLW关系）。它被用来推导星系距离在7到100 Mpc的区间。造父变星法、TRGB法和表面亮度波动法的精度更高。此外，SNIa是仍然可用于距离测量目的的发光物体，尽管在天空中具有显着较低密度的测量网格。星系团中的星系团与观测者的距离都是一样的。因此，由大量星系（N）得出的星系团距离的误差根据N的平方根减小。然而，并不是星系团中的所有星系都适合LLW测量。我们使用的选择标准在下文中解释;重要的一点是避免Malmquist偏差，并且在距离测量中不引入任何系统。
2008-06-06 astro-ph
Soft X-rays from disk galaxy halos, Ly-alpha emission from forming galaxies, and the z~1 Tully-Fisher relation
从一个非常大的盘状星系的晕中探测到了扩展的软X射线辐射，辐射范围为r~20-40 kpc。光度和表面亮度分布与最近的宇宙学星系形成模型的预测非常一致。预测的Ly-alpha发射，与“冷”吸积的星系上的气体，提出。特别是这些预测相比，最近检测到的Ly-alpha“斑点”的属性，这表明没有明显的连续对应部分在任何12个宽带，从X射线（钱德拉）红外（斯皮策）。最后，预测的塔利-费舍尔关系的演变，从z=0到1，讨论了最近的观察。
2005-12-19 astro-ph
The Tully-Fisher Relation in Cluster Cl0024+1654 at z=0.4
利用中等分辨率的Keck谱，我们研究了星系团Cl 0024 +1654的15个成员在z=0.4时的速度分布。星团成员的WFPC 2图像已被用来确定结构参数，包括磁盘的大小，方向和倾角。本文比较了两种用于运动学测量的旋光曲线分析方法。这两种方法都考虑到看到，狭缝的大小和方向，仪器的影响，并产生类似的旋转速度测量。我们样本中的四个星系表现出不寻常的运动学特征，例如非圆周运动。我们的关键结果是，Cl 0024星系是轻微欠光（0.50 +/- 0.23等），考虑到他们的旋转速度，与当地的塔利-费舍尔关系。在这个分析中，我们假设没有斜率的演变，并考虑到本地和遥远的速度和光度测量系统之间的差异。考虑到Cl 0024成员具有非常强的发射谱线，并且具有类似Halpha等效宽度的本地星系在Tully-Fisher关系上往往过于明亮，我们的结果特别引人注目。Cl 0024塔利-费舍尔残差似乎与星系自转速度的相关性最强，表明塔利-费舍尔关系的斜率可能发生变化。然而，我们提醒，这一结果可能会受到震级选择和分析假设的原始斜率的强烈影响。C10024残差也依赖于弱的颜色，发射线的强度和程度，光度不对称性。在两个Cl 0024成员的恒星和气体运动的比较中，我们没有发现反向旋转的恒星和气体的证据，这是合并的预期特征。
2006-01-30 astro-ph
3D spectroscopy with VLT/GIRAFFE: I- the true Tully Fisher relationship at z~0.6
精确推导Tully Fisher演化方程对于理解宇宙学模型中暗物质与重子物质的相互作用是至关重要的。我们利用VLT的FLAMES/GIRAFFE的15个可展开积分场单元，恢复了35个中等红移（0.4 < z < 0.75）星系的速度场。该装置能够恢复几乎所有Iab ≤ 22.5和W_0（OII）>= 15 A的发射线星系的速度场。这些旋转盘产生了Tully-Fisher关系（恒星质量或M_K对V_max），该关系显然自z=0.6以来在斜率、零点和散射方面没有演变。唯一发现的演化是三分之一盘的B波段光度变亮，可能是由于恒星形成的增强。在先前报道的Tully-Fisher关系中发现的中等红移的非常大的散射是由许多（65%）具有扰动或复杂运动学的星系引起的。这些星系包括次要或主要的合并，合并残留物和/或流入/流出，它们的运动学很容易被狭缝光谱错误识别。它们的存在表明，在过去的7个Gyrs期间，星系的动力学性质发生了强烈的演变。
2006-03-21 astro-ph
Cepheid, Tully-Fisher and SNIa Distances
我们首先讨论为什么不舒服的微调的参数的λ-CDM宇宙模型提供了持续的，强大的动机，调查哈勃常数。然后，我们回顾了HST关键项目的证据，原始造父变星和塔利-费舍尔距离之间存在显着的尺度误差。主要HST距离尺度关键项目数据的分析表明，主星系金属丰度和均方根散射周围的造父变星的P-L关系，这可能支持最近的建议，P-L金属丰度的依赖性比预期的更强之间的相关性。如果造父变星确实有显著的金属丰度依赖性，那么塔利-费舍尔尺度误差就会增加，室女座和天炉座星团的距离会扩大到20 Mpc以上，从而降低Ho的值。最后，如果造父变星具有金属丰度依赖性，那么Ia型超新星也是如此，因为金属丰度校正后的造父变星到8个SNIa星系的距离表明，SNIa峰值光度在金属贫乏的星系中较暗，这对SNIa估计qo和Ho具有重要意义。
2002-08-12 astro-ph
Evolution of the Near-Infrared Tully-Fisher Relation: Constraints on the Relationship Between the Stellar and Total Masses of Disk Galaxies since z=1
利用Keck光谱和近红外成像相结合的方法，我们研究了101个盘状星系在0.2 < z < 1.2时K波段和恒星质量的Tully-Fisher关系，目的是首次对晕和恒星质量的集合历史进行观测约束。我们的主要结果是缺乏在K波段或恒星质量塔利-费舍尔关系从z = 0 - 1.2的演变。此外，虽然我们的样本在统计上是不完整的，我们认为它适合于初步调查的总质量的一部分，凝聚成恒星是如何分布的红移和总晕质量。我们计算恒星质量的光学和近红外测光和总质量的最大旋转速度和磁盘规模的长度，利用一系列的模型关系解析和模拟。我们发现z > 0.7的星系盘的恒星/总质量分布和恒星质量Tully-Fisher关系与低红移时的相似，这表明在z < 1时，星系盘与暗物质一起吸积重子质量，而在z < 1时，星系盘星系形成在本质上是分级的.我们简要地讨论了传统的结构形成模型的演变趋势和扩展这样一个研究更大的样本的影响。
2005-03-28 astro-ph
Evolution of Galaxies and the Tully-Fisher Relation
我们研究了盘状星系单带模型中[O/Fe]-[Fe/H]关系的演化以及铁丰度对离银道面z距离的依赖性，从恒星形成开始（Wiebe 98）。我们获得了很好的协议与观测数据，包括，第一次，协议的[Fe/H]-z关系出16千秒差距的高度。我们还研究了星系中暗物质的存在对恒星形成率的影响。将观测到的银河系光度与模型预测进行比较，限制了暗物质的质量分数，暗物质的质量分数不可能比可见物质的质量分数大得多，至少在银河系的假设半径20 kpc内是这样。我们研究了具有不同质量的盘状星系的演化，这些星系的演化应遵循塔利-费希尔关系M \propto R ^[2]。Tully-Fisher关系可以解释为与观测到的大半径星系表面亮度相关的选择效应和椭圆星系形成条件的组合。
2005-09-19 astro-ph
A Survey of Galaxy Kinematics to z ~ 1 in the TKRS/GOODS-N Field. II. Evolution in the Tully-Fisher Relation
我们使用运动学测量的大样本的星系从团队凯克红移调查在GOODS-N领域的光学和近红外Tully-Fisher关系的z = 1.2测量演化。我们构建了Tully-Fisher关系，其综合视线速度宽度为B中的~ 1000个星系和J-波段中的~ 670个星系;这些关系具有较大的散射，并且我们推导出了一种最大似然最小二乘法用于拟合散射的存在。从z=0.4到z=1.2的B波段Tully-Fisher关系显示，我们的样品内部的演化约为1.0-1.5 mag，无需校准到局部TF关系。Tully-Fisher截距和斜率都发生了变化，表明光度有差异演化。在J波段，斜率有变化，但总光度变化不大。斜率测量表明，从z ~ 1.2到现在，明亮的大质量蓝色星系比暗淡的蓝色星系褪色{ \it更强烈}。这一结论与之前的一些测量结果和我们天真的期望背道而驰，但我们提出了一组简单的恒星形成历史，以表明如果大质量星系的恒星形成时间较短，大部分恒星在z ~ 1之前形成，而质量较小的星系以更缓慢的速度形成恒星，那么它自然会出现。该模型预测，在z ~ 1处较高的恒星形成率主要是由于大质量星系较高的SFR。在B波段的衰落量约束恒星形成的时间尺度更强烈的形成红移。Tully-Fisher关系和色星等关系可以为蓝星系的光度演化和恒星形成历史提供全局约束。
2006-09-04 astro-ph
On measuring the Tully-Fisher relation at $z > 1$
旋涡星系线宽-光度关系的演化，即Tully-Fisher关系，强烈地制约着星系形成和演化模型。目前，z>1的旋涡星系的运动学只能用与恒星形成有关的静止坐标系光发射谱线来测量，例如Halalpha和[OIII]5007/4959和[OII]3727。这种方法具有内在的困难和不确定性。此外，对这些线的观测对于当今的望远镜和技术来说是具有挑战性的。在这里，我们提出了一个概述的内在和观察的挑战和一些方法来规避它们。我们用z ~ 1.5星暴星系的HST/NICMOS棱镜样本数据说明了我们的结果。我们在最后的塔利-费舍尔分析中可以使用的星系数量只有三个。我们发现一个~2等的偏移从本地休息帧B和R带塔利-费舍尔关系，这个样本。这种偏移部分由样品选择效应和样品特性解释。倾斜和消光的一致性以及恒星形成对光度的影响都可以解释。剩余的最大不确定性是线宽/旋转曲线速度测量。我们表明，高分辨率，良好的看到积分场光谱将改善这种情况。然而，我们注意到，没有平坦的旋转曲线已被观察到的星系与z>1。这可能是由于所描述的仪器和观测限制，但也可能意味着z>1的星系还没有达到今天的有组织运动。
2006-01-13 astro-ph
Ha Rotation Curves of z~1 Galaxies: Unraveling the Evolution of the Tully-Fisher Relation
本文介绍了利用Ha发射线获得z~1盘星系近红外转动曲线的初步结果，以研究Tully-Fisher关系。为了将任何观测到的演化纳入透视，并调查任何可能的选择偏差，我们构建了一个控制样本的低红移星系，其旋转速度和图像可用于测量其动力学，光度学和形态学特性。与具有类似于高红移目标的等照度线大小的局部对象相比，我们发现我们的具有空间分辨旋转曲线的星系样本，迄今为止最遥远的样本（<z>~0.9），清楚地揭示了在静止框架B带中~1.1等的增亮。观测到的偏移可以解释为表面亮度增加，旋转速度下降，以及高红移星系的盘尺度长度略小。
2003-02-19 astro-ph
Seeking the Local Convergence Depth. V. Tully-Fisher Peculiar Velocities for 52 Abell Clusters
我们获得了分布在天空中50 - 200 \h Mpc的52个富Abell星系团场中522个晚型星系的I波段Tully-Fisher（TF）测量结果。在这里，我们估计各种形式的观测偏差，最显着的Malmquist和集群人口不完全性偏差的数据校正。偏差校正后的数据被应用到一个I波段TF模板的建设，导致与0.38星等的色散和运动零点的精度为0.02星等的关系。这代表了目前可用的最精确的TF模板关系。利用平均模板关系计算簇的特殊运动，并将簇的TF关系与簇的TF关系进行比较.特殊运动的视线色散为341+/-93 km/s，与Giovanelli及其同事在星团样本中发现的结果基本一致。
1999-07-08 astro-ph
On the origin of the Tully-Fisher relation
我们使用$N$ -body/SPH方法讨论了Tully-Fisher（TF）关系的起源，包括冷却、恒星形成以及恒星能量、质量和金属的反馈.本文研究了冷暗物质（CDM）宇宙学中初始旋转的过密球，并追踪了盘星系从$z=25$到$z=0$的形成过程。为了澄清TF关系的起源，我们模拟了14个不同质量和自旋参数的星系的形成，并计算了可观测的值，如总星等和线宽。我们发现模拟星系再现了TF关系的斜率和散射：斜率源于星系总质量的差异，散射则是由初始自旋参数的差异产生的。除了TF关系外，螺旋星系的指数光剖面和平坦的自转曲线等观测特征在我们的模拟中也得到了再现，这些特征在过去的半解析方法中是假定{ \it a priori}的。
1999-07-05 astro-ph
Broadening of Spectral Lines due to Dynamic Multiple Scattering and the Tully-Fisher Relation
谱线的频移通常由相对运动的多普勒效应来解释，而特定谱线的多普勒展宽主要取决于绝对温度。另一方面，沃尔夫效应处理相关性引起的光谱变化，并解释了谱线的加宽和移动。在这个框架中，谱线的宽度与谱线的红移z相关，因此与距离相关。对于较小的z值，可以获得类似于塔利-费舍尔关系的关系，对于较大的z值，可以构建更一般的关系。基于动态多次散射理论推导出的这种关系对于解释类恒星天体的整体光谱具有重要意义。我们强调，这种机制是不适用于附近的星系，$z \leq 1$。
1999-03-19 astro-ph
Hierarchical Disk Galaxy Assembly as the Origin of Scatter in the z~1 Stellar Mass Tully-Fisher Relation
最近对遥远盘状星系的观测表明，在z < 1.2时，最大旋转速度和恒星质量之间的关系几乎没有演化。然而，这两个数量之间存在显著的离散，其来源不确定。我们在这篇论文中表明，这种分散至少部分是星系合并的结果，揭示了在z < 1的盘状星系的增长是基本上分层的。我们通过计算CAS（浓度，不对称性，块状）结构参数来实现这一点，这些参数是使用哈勃太空望远镜在0.4 < z < 1.0处拍摄的91个高红移盘状星系的档案图像，这些星系具有来自Conselice等人（2005）的稳健测量的恒星质量和旋转最大速度。我们将我们的样本分成两个在z = 0.7处划分的红移仓，并研究在M_* 和V_max方向上偏离恒星质量Tully-Fisher关系的情况，以及这些情况与结构不对称性的关系。我们发现恒星质量Tully-Fisher关系的残差在M_* 和V_max两个方向上都有显著的相关性（> 3 sigma），并且具有很高的不对称性。这一结果保持后，我们删除的贡献，恒星形成和边缘上的星系，可以产生更高的不对称性无关的合并。虽然在少数情况下，我们的盘星系具有非常大的不对称性，并可能参与重大合并，但一般来说，这些不对称性小于重大合并的限制。因此，这些星系很可能是通过小星系合并形成的，这也是由同一时期恒星质量Tully-Fisher关系的恒定斜率和零点所暗示的。
2007-12-09 astro-ph
The Baryonic Tully-Fisher relation revisited
当考虑到银河系重子质量不仅可能由探测到的重子、恒星和气体组成，而且还可能由与HI气体成正比的暗重子组成时，重子Tully-Fisher关系（BTF）可以得到很大的改进。当HI质量乘以约3倍时，BTF关系得到最佳改善，但更大的因子高达11-16仍然改善了仅使用检测到的重子的原始拟合。这种改进的关系的强度量化与最新的统计测试，如赤池信息准则或贝叶斯信息准则。特别地，它们允许表明，假设可变的$M_\star/L$比，而不是显著得多。这一结果强化了最近几项研究中提出的建议，即星系盘内的质量必须是HI质量的倍数，并且星系盘基本上是自引力的，但不一定完全是自引力的。
2004-09-27 astro-ph
