Dynamical Origins of Azimuthal Metallicity Variations in the Galactic Disk: Insights from Kinematic Ridges with Gaia
The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）；University of Surrey（萨里大学）；Flatiron Institute（平顿研究所）；University of Toronto（多伦多大学）；Princeton University（普林斯顿大学）
研究通过Gaia数据揭示银河盘面径向金属度变化与运动学脊的动态关联，表明棒状结构和螺旋臂相互作用是主要驱动因素。
2026-01-05 astro-ph.GA
Correlations between kinematics and metallicity in the Galactic bulge: a review
最近对星系核球恒星的大规模观测使得我们能够绘制出核球运动学的详细地图。凸起表现出圆柱形旋转一致的盘状起源，通过酒吧驱动的长期演化。然而，金属丰度和运动学之间的相关性使这一图景复杂化。特别是已检测到具有不同运动学特征的贫金属部件。它的起源、密度分布以及与其他银河系恒星星族的联系目前仍然受到很大的限制。
2016-01-28 astro-ph.GA
Stellar Kinematics and Structural Properties of Virgo Cluster Dwarf Early-Type Galaxies from the SMAKCED Project. I. Kinematically Decoupled Cores and Implications for Infallen Groups in Clusters
我们提出的证据运动解耦核心（KDC）在两个矮早型（dE）星系的室女星系团，VCC 1183和VCC 1453，研究的一部分SMAKCED恒星吸收线光谱和成像调查。这些KDC的半径分别为1.8“（0.14 kpc）和4.2”（0.33 kpc）。这些KDC中的每一个都在两个方面与其宿主星系的主体不同：（1）旋转方向相反;（2）更年轻（可能更富含金属）的恒星星族。观测到的恒星星族差异可能与KDC有关，尽管我们不能排除宿主星系中存在内在径向梯度的可能性。我们描述了一种统计分析方法来检测，量化的意义，并在长缝旋转曲线数据的特征KDC。我们将这种方法应用到本文中提出的两个dE星系和其他五个dE的KDC已在文献中报道。在这7个dE中，有4个显著的KDC，2个边缘的KDC，还有1个dE的中心运动异常可能是非对称的KDC. KDC的出现频率及其性质对宿主星系的形成历史提供了重要的制约.我们讨论了不同的形成方案，这些KDC在集群环境中，发现矮-矮湿合并或气体吸积可以解释这些KDC的属性。这两种机制都要求祖先有一个相对速度较低的近伴。这表明，KDC是在一个贫穷的群体环境中或孤立的星系对中形成的，这些星系对随后进入星团淬灭了恒星的形成。
2014-01-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Kinematics and Origin of Gas in the Disk Galaxy NGC 2655
本文介绍了在特殊天体物理天文台（SAO RAS）的6米望远镜和斯滕伯格天文研究所高加索山天文台（CMO SAI MSU）的2.5米望远镜上获得的关于巨大早型盘星系NGC 2655电离气体的分布、激发和运动学的新观测数据。对这些和早期光谱观测的联合分析使我们能够得出关于NGC 2655中气体的多重性质的结论。连同一个适当的大气体盘经历了数十亿年的星系恒星势赤道平面的定期圆形旋转，我们还观察到一个合并的小卫星几乎垂直撞击NGC 2655的中心部分约1000万年前的残留物。
2023-01-12 astro-ph.GA
The Origin of Double-peaked Narrow Lines in Active Galactic Nuclei II: Kinematic Classifications for the Population at z < 0.1
本文介绍了斯隆数字巡天在$z < 0.1$对71个具有双峰窄发射线的2型活动星系核（AGN）的完整样品的光学长缝观测。双峰发射线是由多种机制产生的，包括磁盘旋转，千帕尺度的双重活动星系核，和NLR运动学（流出或流入）。我们开发了一种新的运动学分类技术，以确定这些对象的性质，单独使用长缝光谱。我们确定的双峰配置文件的86%是由中等亮度AGN流出，6%是由旋转，8%是模棱两可的。虽然我们无法直接识别双活动星系核与长缝数据单独，我们探索他们潜在的运动学分类与这种方法。我们还发现窄线区的大小与活动星系核窄线区的亮度（R $_{\mathrm{NLR}}\propto \; {\mathrm{L}_{\mathrm{[OIII]}}}^{0.21 \pm 0.05}$）之间存在正相关关系，表明窄线区的电离模式为团簇双区电离。
2016-09-13 astro-ph.GA
Quadrupole signature as a kinematic diagnostic to constrain bar properties : implications for the Milky Way
研究利用N体模型和宇宙学模拟，发现四极子特征与棒状结构特性密切相关，表明其可作为动力学诊断工具以约束银河系棒状结构特性。
2025-09-23 astro-ph.GA
Comparative internal kinematics of the HII regions in interacting and isolated galaxies: implications for massive star formation modes
我们利用位于La Palma的Observatorio del Roque de los Muchachos的$4.2\rm{m}$ William Herschel望远镜（WHT）上的法布里-珀罗干涉仪GH $α$ FaS（Galaxy H $α$ Fabry-Perot system）观测了10个相互作用的星系对。我们在这里提出的H $α$表面亮度，速度和速度色散的地图，我们以前没有观察到使用这种技术，以及物理性质（大小，H $α$光度和速度色散）的1259 HII地区从完整的样本。我们还推导出1054个HII区的物理性质的样本中的28个孤立的星系观察到同一仪器，以比较两个人口的HII区。我们发现一个人口的最亮的HII地区的缩放关系，例如H $α$光度和半径之间的关系，是明显不同的关系，较低的光度的地区。在这个明亮的群体中的区域在相互作用的星系中更常见。我们发现，在相互作用的星系中的HII区的湍流，也是恒星形成率，增强。我们还提取了两个样本的HII区的H $α$等效宽度，发现两个样本的HII区年龄分布是一致的。我们认为，SFR增强所带来的气体流动引起的相互作用，从而产生引力约束的气体云，进一步增长的吸积从流动的气体，产生有利于恒星形成的条件。
2015-05-06 astro-ph.GA
The origin of kinematically distinct cores and misaligned gas discs in galaxies from cosmological simulations
积分场光谱测量提供空间分辨的气体和星系的恒星运动学。他们揭示了一系列非典型的运动学现象，需要详细的模型来理解。我们目前的结果从宇宙学模拟，包括恒星和活动星系核反馈。我们发现，星系的气体和恒星角动量之间的角度分布不受投影效应的影响。我们研究了五个星系（$\approx 6$ %的分辨率良好的星系），显示非典型的运动学，两个星系有不同的核心（KDC），而其他三个有反向旋转的气体和恒星。这五颗恒星都形成了场中的大部分恒星，随后落入宇宙学的细丝中，恒星角动量和大量气体流的相对取向导致形成了一个反向旋转的气体盘。吸积气体与先前存在的同向旋转气体交换角动量，使其落入星系中心。这触发了低水平的活动星系核反馈，从而减少了恒星的形成。后来，其中两个星系经历了一次较小的合并（恒星质量比$\sim1/10$），与主星系的恒星成分的自旋相比，它与一个逆行轨道上的星系合并。这产生了KDC，并且是一种不同于其他作品所建议的机制。小合并在星系运动学演化中的作用在过去可能被低估了，为了更好地理解这一领域，需要进行大规模的高分辨率宇宙学模拟。
2018-05-31 astro-ph.GA
The HI Chronicles of LITTLE THINGS BCDs II: The Origin of IC 10's HI Structure
本文分析了LITTLE THINGS（1）蓝矮星系IC 10的甚大阵（VLA）和绿岸望远镜（GBT）的氢原子数据。VLA数据使我们能够以高分辨率研究IC 10的详细HI运动学和形态学，而GBT数据使我们能够以高灵敏度搜索周围区域以获得纤细HI。IC 10的HI在VLA和GBT HI图中出现高度干扰，具有运动学上不同的HI北部延伸，运动学上不同的南部羽流，以及VLA数据中的几个支线，这些支线不遵循主盘的一般运动学。我们详细讨论了它的HI结构和运动学的三种可能的起源：当前与附近伴星的相互作用，高级合并和星系际介质的吸积。我们发现IC 10很可能是一个高级合并或正在吸积的星系。图1：追踪亮度极值的局部不规则星，HI附近星系巡天; https://science.nrao.edu/science/surveys/littlethings
2014-09-18 astro-ph.GA
On the origin of the Hercules group: I. chemical signatures indicating the outer bar origin
本研究通过分析GALAH和APOGEE的元素丰度数据，发现武仙座运动学星群的化学特征支持其起源于银河系内的外棒区域，且该星群由内银河恒星经动力学机制输送至太阳邻域形成。
2025-03-20 astro-ph.GA
Individual Estimates of the Virial Factor in 10 Quasars: Implications on the Kinematics of the Broad Line Region
假设引力起源的Fe III $λλ$ 2039-2113红移和使用微透镜的发射这一功能的区域的大小为基础的估计，我们获得的维里因子，$f$，在10个类星体的个人测量。巴耳末线的平均值，$\langle f_{Hβ}\rangle={\bf 0.43\pm 0.20}$和$\langle f_{Hα}\rangle={\bf 0.50\pm 0.24}$，是在良好的协议与以前的研究结果，具有可比宽度的线的对象。在Mg II的情况下，也可以获得一致的结果，$f_{Mg II} \sim {\bf 0.44}$，接受发射区域尺寸的合理缩放。个体测量的累积直方图$CDF(f)$的建模指示各向同性和圆柱运动之间的比率$a\sim {\bf 0.4}-0.7$的{相对}高的值。相反，我们发现非常大的值的维里因子相关的Fe III $λλ$ 2039-2113混合物，$f_{FeIII}=14.3\pm2.4$，这可以解释，如果这一功能产生于一个扁平的近面对面的结构，类似于吸积盘。
2020-05-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
The major merger origin of the Andromeda II kinematics
据报道，有两个本星系群矮星系存在长轴自转（即绕长轴自转）：仙女座II，M31的矮球状卫星，和凤凰，一个过渡型矮星系。长轴自转可能是矮星系之间过去主要合并的一个特殊指标。我们发现，这种类型的旋转不能在潮汐搅拌的情况下，其中的卫星被改造从盘状到球状的主星系的潮汐力。然而，我们成功地再现了观测到的仙女座II运动学控制，自洽的模拟等质量的盘状矮星系之间的合并径向或接近径向轨道。在包括气体动力学，恒星形成和冲压压力剥离的模拟中，我们能够再现更多的仙女座II观测到的特性：不寻常的旋转，双峰恒星形成历史和两个恒星星族的空间分布，以及缺乏气体。我们支持这种情况下，证明合并起源的长轴旋转的宇宙学背景下，充分解决星系的大尺度宇宙流体动力学模拟的插图。
2018-09-12 astro-ph.GA
On the origin of bursts in blue compact dwarf galaxies: clues from kinematics and stellar populations
蓝色致密矮星系（BCD）形成恒星的速度，就它们的大小而言，是非常高的。在这篇论文中，我们研究了是什么触发了这场恒星爆发，以及一旦星系的气体燃料耗尽，星系的命运是什么。我们选择了四个具有光滑外部区域的BCD，表明它们可能是矮椭圆星系的祖先。我们已经获得了光度和光谱数据的FORS和ISAAC仪器上的VLT。我们分析了它们的红外光谱，使用全光谱拟合技术，产生的运动学的恒星和电离气体连同它们的恒星星族的特点。我们发现，我们的BCD的_stellar_ velocity_to_velocity dispersion ratio（v/sigma）是1.5的数量级，类似于矮椭圆星系。因此，这些天体不需要显著的角动量损失（如果有的话）就能逐渐变成早期类型的矮星。这一发现与先前的研究不一致，然而，先前的研究将矮椭圆星系的恒星运动学与恒星形成矮星的气体运动学进行了比较。我们的物体的恒星速度场受到非常大的干扰，恒星形成区域通常在运动学上与银河系的其余部分脱钩。这些区域相对于银河系来说可能或多或少富含金属，有时它们的寿命很长。这些特征使我们无法精确定位恒星形成的独特触发因素，即使是在同一个星系内。气体撞击、合并和螺旋状的气体团都可能是我们目标恒星形成的点火器。
2014-03-25 astro-ph.GA
Implications and Applications of Kinematic Galaxy Scaling Relations
星系的尺度关系描述了星系表面上不相关的物理特征之间的联系，证明了星系形成的潜在秩序，需要理解。本文综述了一个标度关系的发展，它结合了著名的巨椭圆星系的基平面（FP）关系和盘星系的Tully-Fisher（TF）关系，适用于低质量球状星系，包括我们银河系的超暗卫星星系，解释了透镜状星系相对于FP或TF的明显位移，描述了所有的恒星动力学系统，包括没有暗物质的系统（星团），4）关联明确的数字系数，占明显的“倾斜”的FP远离直接预期从维里定理与系统的变化，在总的质量，光比的星系内的半光半径，5）与独立的结果，证明了质量估计的鲁棒性时，应用在半光半径，和6）结果在较小的散射盘星系比TF关系。这种关系自然地从维里定理发展而来，但也暗示了额外的星系形成物理学的存在，而这些物理学现在必须成为星系形成研究的焦点。更实用的是，这个关系提供了一个可以用来测量距离和星系质量的关键。我审查了两个应用程序：1）距离测量方法的交叉校准; 2）确定简单恒星星族的质光比作为年龄的函数，以及后者对恒星初始质量函数的影响。
2012-09-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Reorientation Rates of Structural and Kinematic Axes in Simulated Massive Galaxies and the Origins of Prolate Rotation
在这项工作中，我们分析了一个样本的$\sim$ 4000大规模（$M_*\geq 10^{11} M_\odot$在$z=0$）星系在TNG 300，$(300 \mathrm{Mpc})^3$框的IllustrisTNG模拟套件。我们的形状和运动学的特征，这些星系的角动量（AM）和形态主轴之间的运动失调（$Ψ_\mathrm{int}$）的重点。我们发现，传统的纯粹的形状或运动学为基础的分类是不够的，以表征我们的样本的多样性，并定义一组新的类的基础上的星系的形态和运动学轴的变化率。我们发现，这些类大多是稳定的，随着时间的推移，并对应于六个不同的人口星系：快速AM reorienters（我们的样本的58%），不稳定的星系（10%），旋转盘（10%），旋转的雪茄（16%），错位慢reorienters（3%），和定期长轴旋转（显示主轴旋转的星系; 2%）。我们表明，最近的显着（质量比$μ>1/10$）合并这些星系的主要原因是他们现在的属性，并发现这些合并的最佳特点是在卫星的最后一个点-也就是说，更接近最终合并比以前认为的。我们发现，经常长形转子演变的旋转磁盘祖先经历了径向合并沿其内部AM方向。最后，我们认为，这些经常长形转子是不同的快速AM reorienters与大$Ψ_\mathrm{int}$，这意味着一个大的$Ψ_\mathrm{int}$是不是主轴旋转的充分条件类似大小的…
2022-08-01 astro-ph.GA
Tracing ionized gas kinematics in Lyman-Break Analogs. Implications for star formation compactness and outflow properties
Universidad de La Serena（拉塞雷纳大学）；Instituto de Astrofísica de Andalucía (CSIC)（安达卢西亚天体物理研究所）；Centro de Estudios de Física del Cosmos de Aragón (CEFCA)（阿拉贡宇宙物理学研究中心）；INAF - Osservatorio Astronomico di Roma（意大利国家天文台罗马天文台）；Michigan Institute for Data Science, University of Michigan（密歇根大学数据科学研究所）
研究通过分析14个低质量紫外光致亮Lyman断裂类比体的电离气体动力学，发现恒星形成紧凑性与出流性质的关系，揭示了反馈过程的重要性。
2025-11-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Kinematic clues to the origins of starless HI clouds : dark galaxies or tidal debris ?
孤立的没有光学对应物的HI云通常被认为是星系-星系相互作用的证据，尽管另一种假设是这些是原始的“暗星系”，没有形成恒星。同样，HI流的某些运动学特征也是有争议的，有时被认为是暗星系的证据，但也可能被解释为骚扰的结果。我们数值模拟了星系通过星系团引力场的过程。该星系由SPH粒子组成的气体和n体的恒星和暗物质，而集群包括使用400 subhalos的子结构的引力效应（集群内介质的影响被忽略）。我们发现，骚扰确实可以产生长HI流，这些流可以包括类似于暗星系候选人，如室女座21的运动学特征。我们还表明，在这些模拟中几乎总是产生直径< 20千秒差距和速度宽度< 50公里/秒的表观云，使潮汐碎片成为一个非常可能的解释。相比之下，我们发现，相同大小但速度宽度> 100 km/s的孤立云的频率可以忽略不计-这使得这是一个非常不可能的解释，在室女星系团中观察到的云与这些属性。
2017-01-19 astro-ph.GA
The kinematics of local thick discs do not support an accretion origin
厚盘是现今星系盘中几乎无处不在的组成部分。有人提出，它们的一小部分恒星已经被吸积了。在这里，我们的目标是找出是否吸积的卫星是主要的厚盘形成机制。为了做到这一点，我们观察了一个样本的八个附近的边缘上的星系与MUSE积分场单位在VLT。其中六个星系有一个明显的厚盘。我们推导出厚盘的速度和速度色散的星系在我们的样本。我们设计了一个形式主义，估计逆行物质的厚光盘的分数，通过使用运动学地图和薄/厚disdecomposations。在我们的样本中，没有一个星系在距离中心很远的地方显示出强有力的逆行物质的证据。包括那些在文献中发现的，有17个厚光盘研究的运动学，只有一个显示明确的签名逆行材料。动力学摩擦的文献数值研究使我们能够估计，在目前的宇宙时间约六分之一的合并，吸积星系的恒星结束在一个厚盘逆行。这与观测到的1/17的星系部分逆行厚盘的比例存在矛盾。我们的结论是，卫星吸积是不赞成的观测是主要的厚盘形成机制。
2019-02-22 astro-ph.GA
Origin of rotational kinematics in the globular cluster system of M31: A new clue to the bulge formation
我们认为M31中的球状星团系统（GCS）的旋转运动学可能是由过去的一次主要合并事件造成的，该事件可能形成了它的凸出部分。本文用数值方法研究了两个盘状星系合并残留物中的球状星团（GCs）的运动学性质。我们发现，在合并过程中形成的GCS可以显示出强烈的旋转运动学，最大旋转速度为140 - 170 km/s的合并轨道参数的一定范围内。我们还发现，一个旋转的恒星酒吧，这可以在形态上被确定为一个四方形的凸起，如果看到的边缘上，可以形成的模型，GCSs显示强烈的旋转运动学。因此，我们认为，在M31中观察到的旋转运动学的GC具有不同的金属丰度可以密切相关的古代主要合并事件。我们讨论了M31中旋转凸起/棒的形成是否可能是由于古老的合并。
2009-12-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
The degeneracy of M33 mass modelling and its physical implications
本星系群M33具有规则的螺旋结构，并且足够接近，可以对其运动学进行高分辨率分析，使其成为研究其内部区域旋转曲线的理想候选者。以前的研究声称，该星系有一个暗物质晕与NFW配置文件，基于统计比较与少数其他配置文件。我们应用贝叶斯方法，从我们以前的文件中放置的暗物质密度分布的背景下，一个连续的，更一般的，参数空间。对于广泛的初始假设，我们发现，与内部日志斜率$γ_{\rm in}<0.9$的模型强烈排除的星系的运动学，除非在$3.6μ$ m波段的恒星组件的质光比满足$Υ_{3.6}\geq2$。如此高的$Υ_{3.6}$与目前对M33的恒星星族的模型不一致。这表明M33是一个暗物质晕没有被反馈显著改变的星系。我们讨论了可能的解释，这一结果，包括冲压压力剥离早期与M31的相互作用。
2015-03-29 astro-ph.GA
Kinematics in galactic tidal tails - A source for Hypervelocity stars?
[摘要]在这项工作中，我们详细研究了潮汐碎片星的运动学，以探讨新的场景的影响，即观察到的超高速恒星样本可能部分来自矮-主星系碰撞。我们使用一套N体模拟的卫星星系与银河系型的宿主星系相遇后，收集统计数据的属性剥离的恒星。我们特别研究了这个人口的轨道能量分布。我们量化的典型模式，在角和相位空间形成的碎片星。我们进一步发展了一个简单的剥离模型预测剥离的恒星的运动学。我们发现，在潮汐碎片的轨道能量的分布有一个典型的形式，可以相当准确地描述了一个简单的函数。在此基础上，我们开发了一种方法来预测的能量分布，使我们能够评估的意义和影响的高速星在卫星潮汐碎片。一般来说，卫星星系的潮汐碰撞会产生逃逸到星系内空间的恒星，即使卫星本身在一个束缚轨道上。决定潮汐碎片星所能获得的最大能量反冲的主要参数是卫星的初始质量，只是在较低程度上是它的轨道。以这种方式产生的未束缚恒星星族的主要贡献者是大质量卫星（M_sat > 10^9 M_sun）。因此，我们预计银河系内恒星的金属丰度高于银河系幸存的卫星人口。然而，根据我们的研究结果，所观察到的HVS人口受到潮汐碎片星严重污染的概率似乎很小。
2011-10-04 astro-ph.GA
The origin of the diverse morphologies and kinematics of Milky Way-mass galaxies in the FIRE-2 simulations
我们使用流体动力学宇宙放大模拟从火项目探索15个银河系（MW）质量的星系的形态和运动学。我们的样本范围从紧凑的，膨胀为主的系统，其90%的恒星质量在2.5千秒差距内的良好有序的磁盘，达到$\gtrsim15$千秒差距。我们星系中的气体总是在$z=0$形成一个薄的、旋转支撑的圆盘，其大小主要由气体质量决定。对于恒星，我们量化的运动学和形态都通过磁盘状轨道上的恒星的分数，并与恒星盘的径向范围。在这个质量范围内，恒星的形态和运动学与仅由暗物质模拟得到的晕的性质（晕合并历史、自旋或形成时间）的相关性很差。它们与星系的气体历史有更强的相关性：那些在$z\sim1$之后维持高气体质量的星系发展出有序的恒星盘。我们确定的形态学的最佳预测因素是星系形成其1/2恒星时晕中气体的自旋（即构建星系的气体）。在热晕出现之前，高$z$合并会在样本中产生一些最大的隆起（来自富含气体合并的致密盘），而后来形成的隆起通常来自内部过程，因为卫星在星系合并之前被剥离了气体。此外，$z=0$ MW质量星系中的大多数恒星（甚至是$z=0$核球恒星）都形成于一个圆盘中：$\gtrsim$ 60-90%的恒星开始它们的生命都是旋转支撑的。
2017-12-11 astro-ph.GA
NIHAO XVII: The diversity of dwarf galaxy kinematics and implications for the HI velocity function
我们使用85对来自NIHAO项目的高分辨率LCDM宇宙学模拟来研究为什么在矮星系中测量的中性氢（HI）线宽在峰值通量的50%处（来自流体动力学模拟）倾向于低估最大圆速度VmaxDMO（来自相应的暗物质模拟）。有两个主要的贡献过程。1)质量较低的星系的旋转支撑较少。这证实了观测偏度的线宽在仓HI质量ALMAFA和HIPASS观测。2)相对于暗物质晕，矮星系中的HI分布的扩展程度较小。再加上较低的重子-晕比，导致旋转曲线在最后一个测量数据点仍在上升，与地球物理学家的观测结果一致。结合这两种效应，在模拟和观测中，较低质量的星系平均具有较低的W_50 / W_20。此外，超新星和投影效应（矮星系通常不是薄盘）导致的质量损失进一步减少了线宽。由NIHAO得到的HI线速度函数与在矮星系宇宙中的观测结果符合得很好：10 < W_50 /2 < 80 km/s。在水力模拟中，仅暗物质的斜率从-2.9降至-1.0。未来对具有更高空间分辨率的无偏样本的无线电观测将能够对模拟进行更严格的测试，从而对LCDM模型进行更严格的测试。
2018-11-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the Origin of the Monoceros Ring - I: Kinematics, proper motions, and the nature of the progenitor
麒麟座环（英语：Monoceros Ring，缩写：MRi）是一种明显的恒星过密结构，被假设为完全环绕银河平面，并被各种描述为由于银河弯曲和耀斑的视线效应或银河系外起源（通过吸积）。尽管在文献中进行了十多年的严格审查，但迄今为止还没有任何研究能够确切地揭示其起源。在这里，我们使用$N$体模拟和遗传算法来探索初始位置，轨道参数的参数空间，并首次，卫星祖先的最终位置。我们将我们的模型与最新的泛星数据相匹配，以确定吸积场景是否能够产生与MRI的已知参数相匹配的面内环状结构。我们的模拟产生的流，密切匹配的位置，适当的运动和运动学的磁共振成像结构。然而，我们无法重现基于Pan-STARRS数据的早期研究的质量估计。此外，与早期研究相反，我们的最佳拟合模型是逆行轨道上的祖细胞模型。如果MRi是由卫星吸积产生的，我们发现它的前身有一个初始质量上限~ $10^{10}$ M $_\odot$，并且残余物可能位于银河系隆起的后面，这使得观测上很难定位。虽然我们的模型产生了逼真的磁共振成像结构，但我们不能肯定地得出结论，磁共振成像是由卫星星系的吸积产生的。
2017-11-17 astro-ph.GA
Kinematical evolution of multiple stellar populations in star clusters
我们提出了一套\Nbody模拟的结果，旨在了解内部运动学的长期演变的基本方面的多个恒星星族在球状星团。我们的模型使我们能够研究内部的，弛豫驱动的过程和外部的，潮汐引起的扰动的结构和运动学性质的多人口球状星团的合作效果。为了分析多个恒星星族在各种自旋-轨道耦合条件下的动力学行为，我们考虑了三种参考情况，其中潮汐扰动星团沿相对于轨道角动量矢量不同方向的轴旋转。我们专注于具体的速度空间中的微分旋转和各向异性的程度的演变的表征，我们量化的两个人口的空间和运动学混合的过程。根据最近和即将到来的探索这类恒星系统的内部运动学的视线和天体测量的手段，我们还调查的影响，投影效应和空间分布的恒星作为示踪剂。从我们的模型中出现的运动学和结构的丰富性进一步强调了观测研究的必要性和重要性，旨在建立一个完整的运动学图片的多人口现象。
2019-07-12 astro-ph.GA
The kinematics of young stellar population in the W5 region of the Cassiopeia OB6 association: implication on the formation process of stellar associations
本研究结合 Gaia 与视向速度数据分析 W5 年轻恒星运动学，识别出八个子星群，揭示其源于巨分子云中的多次独立恒星形成事件。
2023-07-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gas and stellar kinematic misalignment in MaNGA galaxies: what is the origin of counter-rotating gas?
本研究通过分析MaNGA DR17中69个气星运动学错位星系的氧丰度，排除原始气体流入的作用，提出星系间富金属气体交换是反向旋转气体的主要起源，次并合对红静星星系有重要作用。
2023-05-22 astro-ph.GA
Origin and kinematics of the eruptive flow from XZ Tau revealed by ALMA
我们提出了高角分辨率（$\sim$ 0.94 $"$）$^{12}$ CO（1-0）阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）的观测，在2014年的长基线活动期间获得的喷发双极流从多XZ Tau恒星系统发现的哈勃太空望远镜（HST）。这些观测结果首次揭示了分子流的运动学。XZ Tau附近不同喷射的运动学揭示了一个旋转和扩张的结构，具有东南-西北的速度梯度。在光学HST图像中发现的最年轻的喷发气泡位于这个分子膨胀结构的内部。此外，我们报告了一个非常紧凑和准直的双极流出从XZ Tau A发出，这表明爆发流出确实是源于这个对象。准直流出物的质量（3 $\times$ 10 $^{-7}$ $M_\odot$）和能量（E $_{kin}$ $=$ 3 $\times$ 10 $^{37}$尔格）与年轻棕矮星的分子流出物相当。
2015-09-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Modeling the kinematics of globular cluster systems
球状星团（GC）是古老的大质量星团，是星系形成的“化石”。盖亚天文台的出现使银河系GC的详细运动学研究成为可能，并彻底改变了我们对GC属性和星系组装之间联系的理解。然而，缺乏河外GC的运动学测量限制了GC系统的样本量，我们可以充分研究。在这项工作中，我们提出了一个模型GC的形成和演变，其中包括个别GC的位置和运动学信息，通过将它们分配给粒子在Illustris TNG 50 -1模拟的年龄和位置的基础上。我们校准的三个可调模型参数，利用银河系和河外GC系统的观测特性，包括位置分布，系统速度，速度色散，各向异性参数，轨道作用，和金属丰度。我们还分析了不同来源的GC的性质。在外星系中，离地星系团比原地星系团更占优势。这导致GC金属丰度向外降低，由于越来越多的吸积，贫金属集群。我们还发现，离位GC有更大的速度色散和轨道的行动，在协议与他们的吸积起源。
2022-07-10 astro-ph.GA
The Kinematic Age of 3I/ATLAS and its Implications for Early Planet Formation
本文通过运动学分析推断星际天体 3I/ATLAS 年龄约为 3-11 Gyr，并指出其形成在低金属丰度和银河系早期高效，为早期行星形成提供新约束。
2025-08-07 astro-ph.EP astro-ph.GA
Unravelling the origins of S0 galaxies using maximum likelihood analysis of planetary nebulae kinematics
为了研究S 0星系的起源，我们提出了一种新的方法来分析它们的恒星运动学离散示踪剂，如行星状星云。该方法包括在径向方向上对数据进行分箱，以便提取最一般的可能的非参数运动学轮廓，并且在每个箱内使用极大似然拟合，以便充分利用离散运动学示踪剂中的信息。磁盘和球体的运动学组件进行拟合，与成像数据的二维分解，用于属性每个示踪剂的概率的成员资格在单独的组件。似然裁剪还允许我们识别其属性与所采用的模型不一致的对象，使该技术对污染物具有鲁棒性，并能够识别其他运动学特征。该方法首先测试的N体模拟星系，以评估可能的来源与结构和运动学的分解，这被发现是小的系统误差。然后将其应用于S 0系统NGC~1023，该系统的行星状星云目录已经由Noordermeer等人发布和分析。2008年）。正确包含的球状分量使我们能够表明，与以前的说法相反，这个星系的恒星运动学与正常的螺旋星系是无法区分的，这表明它可能是直接从这样一个系统通过气体剥离或长期演变。该方法还成功地识别了一群运动学与主星系不同的离群点;这些天体可以用与伴星系NGC~ 1023 A相关的恒星流来识别。
2011-01-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Implications of Inelastic Dark Matter for Primordial Dark-Star Evolution: Kinematic Thresholds and Nonthermal Capture
University of Utah（犹他大学）；The Hong Kong University of Science and Technology（香港科技大学）
本文研究吸热型非弹性暗物质在原初暗星中的俘获，揭示运动学阈值开启与持久非热储库的形成，表明非弹性俘获不补充热湮灭核，为暗星-暗物质协同演化提供新机制。
2026-09-11 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Mapping the Perseus Galaxy Cluster with XRISM: Gas Kinematic Features and their Implications for Turbulence
Masaryk University（马萨里克大学）；The University of Chicago（芝加哥大学）；Center for Astrophysics | Harvard-Smithsonian（哈佛-史密森天体物理中心）；University of Maryland, Baltimore County (UMBC)（马里兰大学巴尔的摩分校）；NASA / Goddard Space Flight Center（美国宇航局戈达德太空飞行中心）；Max Planck Institute for Astrophysics（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；Space Research Institute (IKI)（空间研究所）；Lawrence Livermore National Laboratory（劳伦斯利弗莫尔国家实验室）；Tokyo Metropolitan University（东京都立大学）；Université de Montréal（蒙特利尔大学）
利用XRISM观测后发星团，揭示其气体运动特征及湍流对合并能量转换的影响。
2025-10-14 astro-ph.GA astro-ph.HE
The multifarious ionization sources and disturbed kinematics of extraplanar gas in five low-mass galaxies
我们研究了在五个邻近的（17-46 Mpc）低质量（$10^9\text{-}10^{10}$ $M_{\odot}$）边缘盘星系：ESO 157-49，ESO 469-15，ESO 544-27，IC 217和IC 1553中的面外弥漫电离气体（eDIG）的起源及其主要电离机制。我们获得了多单元光谱探测器（MUSE）的积分场光谱和深窄带H $α$成像我们的样本星系。为了研究面内恒星形成和eDIG之间的联系，我们对窄带H $α$成像进行了光度分析。我们测量了$h_{z\text{eDIG}} = 0.59 \text{-} 1.39$ kpc的eDIG标度高度，发现它们与特定恒星形成率之间存在正相关关系。在所有星系中，我们还发现了一个强相关的面外和中面径向H $α$配置文件。使用我们的MUSE数据，我们通过运动学研究eDIG的起源。我们发现电离气体旋转速度滞后以上的中平面与值之间的10和27公里的s $^{-1}$千分之$^{-1}$。虽然我们确实在ESO 157-49、IC 217和IC 1553中发现了电离气体吸积起源的线索，但总体而言，我们星系的电离气体运动学与稳定的星系模型或任何简单的吸积模型或气体内部起源模型都不匹配。我们还构造了标准诊断图和发射线图（EW（H $α$），[NII]/H $α$，[SII]//H $α$，[OIII]/H $β$），发现了与混合OB星和热低…
2022-01-03 astro-ph.GA
New insights on the origin of the High Velocity Peaks in the Galactic Bulge
我们提供了新的洞察力的起源冷高V $_{\rm los}$峰（$\sim$ 200公里$^{-1}$）在银河系隆起中发现的APOGEE调试数据\citep{Nidever2012}。在这里，我们表明，这种运动学行为存在于对银河系的凸起领域的区域是不太可能与轨道，建立的四四方方/花生（B/P）的凸起。为此，一组新的测试粒子模拟的运动学冷恒星盘演变成一个3D稳态禁止银河系星系的潜力，已详细分析。特别是被困在酒吧的酒吧粒子通过轨道雅可比能量$E_{J}$，这使我们能够识别的B/P功能的积木和调查他们的运动学性质。最后，我们提出了初步的结果表明，高V $_{\rm los}$功能观察到的银河系隆起是一个大规模的\textit{midplane}粒子结构，这是不太可能与银河酒吧的自然后果。
2017-08-18 astro-ph.GA
Implication of the period-magnitude relation for massive AGB stars and its astronomical applications
本研究利用VLBI观测AGB星的H$_2$O脉泽测量了多颗恒星的视差，揭示了星周物质分布，并发现了银河系AGB星在WISE W3波段的周期-星等关系。
2023-10-18 astro-ph.GA
Warm dust in high-z galaxies: origin and implications
ALMA观测揭示了在再电离时期（红移$z>6$）星系中尘埃的存在。然而，尘埃温度，$T_d$，仍然不受约束，这引入了很大的不确定性，特别是在尘埃质量的测定。使用一个分析和物理动机的模型，我们表明，在高$z$，恒星形成的巨分子云（GMC），在很大程度上主导了观察到的远红外光度的尘埃，是温暖的（$T_d > 60\ \mathrm{K}$）比本地。这是由于早期星系的特征是更高的气体压力和湍流，导致了更紧凑的GMC结构。这种致密性也延迟了GMC在恒星反馈作用下的扩散，因此新生恒星发出的总紫外辐射中的$\sim 40\%$仍然被遮蔽。更高的$T_d$有额外的含义：它（a）减少了本地和高- $z$ IRX- $β$关系之间的紧张关系，（b）解释了从一些EoR星系的观测中推断出的令人不安的大尘埃质量的问题。
2020-09-04 astro-ph.GA
Inferring stellar metallicity and elemental abundances from kinematic and spectroscopic data using machine learning -- Implications for exoplanet host stars
Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço, Universidade do Porto（空间科学与天体物理研究所，波尔图大学）；Departamento de Física e Astronomia, Faculdade de Ciências, Universidade do Porto（波尔图大学理学院物理与天文系）；Centro de Astrobiología (CAB), CSIC–INTA（西班牙国家天体生物学中心（CAB），西班牙高等科学研究委员会-国家航空航天技术研究所）；Leibniz-Institüt für Astrophysik Potsdam (AIP)（波茨坦莱布尼茨天体物理研究所）
本文利用机器学习方法从运动学和光谱数据中推断恒星的金属度和元素丰度，通过APOGEE DR17的红巨星样本和HARPS的近邻FGK矮星样本进行验证，发现最大垂直轨道偏移量Z_max是最重要的预测因子，结合[Fe/H]和运动学信息可显著提高C、O、Mg和Si的预测精度。
2026-05-18 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
A turbulent origin for the complex envelope kinematics in the young low-mass core Per-Bolo 58
我们使用CARMA 3 mm连续谱和分子谱线（NH 2D，N2 H+，HCO+，HCN和CS）在~1000 AU分辨率下表征围绕深度嵌入的第一个核心候选人Per-Bolo 58的包络的结构和运动学。所观察到的物质的谱线轮廓显示出两个不同的峰，峰之间的距离为0.4-0.6 km/s，这很可能是由两个不同的光学薄速度分量引起的，而不是光学粗线中自吸收的产物。两个速度分量，每个质量约为0.5-0.6 Msun，在空间上重叠的连续发射的位置，并产生沿流出方向的一般梯度。我们调查是否这些意见是一致的，在一个动荡和磁化信封的下落。我们比较的形态和光谱的N2 H+（1-0）的MHD模拟，认为最初扰动与湍流场的孤立的核心崩溃的合成观测。所提出的模型匹配的数据在生产的两个速度分量，跟踪由孤立的超精细线的N2 H+（1-0）光谱，并显示出一般协议的形态和速度场。我们还使用该地区的大型地图，比较运动学的核心与周围的大规模的星系结构，并发现，吸积从大规模的灯丝也可以解释这个年轻的致密核心所表现出的复杂的运动学。
2017-10-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Metal-Poor Stellar Halo in RAVE-TGAS and its Implications for the Velocity Distribution of Dark Matter
暗物质的局部速度分布在解释直接探测实验的结果中起着不可或缺的作用。我们以前表明，贫金属晕星作为维里化的暗物质速度分布的优秀示踪剂，使用高分辨率的流体动力学模拟的银河系一样的晕。在本文中，我们利用的第一个\textit{Gaia}数据发布，再加上光谱测量的径向速度实验（RAVE），研究的运动学恒星属于贫金属晕内的平均距离为$\sim 5$千秒差距的太阳。我们研究的恒星铁丰度[Fe/H] $ < -1.5$和$-1.8$位于超过$1.5$ kpc的银河平面。使用高斯混合模型分析，我们确定的恒星，属于晕人口，以及一些运动异常值。我们发现，这两个金属丰度样本有相似的速度分布的晕组件，在不确定性。假设恒星晕速度充分跟踪维里化的暗物质，我们研究的直接检测实验的影响。标准晕模型，通常假设为暗物质，与$\sim6σ$的经验分布不一致，并预测更少的高速粒子。因此，标准晕模型高估了质量低于$\sim 10$ GeV的暗物质的核散射率。我们发现的运动学异常值可能与暗物质子结构相关，但需要进一步的研究来建立这种对应关系。
2019-01-07 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
The origin of B-type runaway stars based on kinematics
Yunnan observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院云南天文台）；International Centre of Supernovae, Yunnan Key Laboratory（超新星国际中心，云南省重点实验室）；CAS Key Laboratory of Optical Astronomy, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台光学天文重点实验室）；Department of Physics, Hebei Normal University（河北师范大学物理学院）；Shanghai NanHui High School（上海南汇中学）；Department of Astronomy, China West Normal University（中国西部师范大学天文学系）
通过轨道回溯分析，研究39颗B型逃逸恒星的起源，发现其轨迹与银河系盘及星团相关，可能源于双星超新星或动力学弹射机制。
2025-11-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Planetary Nebula Spectrograph survey of S0 galaxy kinematics. II. Clues to the origins of S0 galaxies
S 0星系的球状体和盘的恒星运动学包含了它们形成历史的线索。不幸的是，这是很难解开的两个组件，并恢复其恒星运动学在昏暗的外部的星系使用传统的吸收线光谱。因此，本文介绍了恒星运动学的六个S 0星系来自行星状星云（PNE）的观测，获得使用行星状星云摄谱仪。为了分离这两个组件的运动学，我们使用最大似然方法，结合离散的运动学数据与光度组件分解。这一分析的结果表明：盘的S 0星系旋转支持，然而，在这些光盘的随机运动量是系统高于可比的螺旋星系，和S 0的谎言约一个量级以下的塔利-费舍尔关系的螺旋星系，而他们的球状体几乎一个量级以上的费伯-杰克逊关系的椭圆星系。所有这些发现都与这样一种情况相一致，即螺旋通过轻微的骚扰或“纠缠”过程转化为S 0，它们的圆盘在某种程度上被加热，它们的球体在某种程度上被转化过程增强。在这种情况下，人们可能会期望S 0的属性取决于环境。在这个相当小的样本中，我们没有看到这样的影响，尽管任何差异都会被当前位置不一定反映转换发生的环境这一事实所冲淡。对更大样本的类似观测探测了更广泛的环境，再加上更详细的转换过程建模，以匹配我们已经证明的现在可以测量的广泛参数，应该让我们从这些第一步到关于S 0星系如何形成的明确答案。
2013-04-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Inner polar gaseous disks: incidence, ages, possible origin
我们回顾我们目前的知识，一个特殊的情况下，解耦气体运动学-内电离气体极盘。虽然更难被注意到，它们似乎比它们的大规模同行更多;我们最近的估计意味着大约10%的早期型盘星系是内极盘的宿主。由于在大多数情况下，内极气体盘的运动学是解耦的外部大规模的气体盘的运动学，因为他们嵌套在非常古老的恒星核，我们推测，内极盘可能是非常早期的外部气体吸积事件的遗迹几个Gyr前。这一观点与我们提出的盘状星系演化的新范式是一致的。
2014-01-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Kinematics of Highly R-Process-Enhanced Field Stars: Evidence for an Accretion Origin and Detection of Several Groups from Disrupted Satellites
我们给出了35颗高r过程增强（[Eu/Fe] >= +0.7）贫金属（-3.8 < [Fe/H] < -1.4）场星的运动学。我们计算六维的位置和速度，评估能量和运动积分，并使用第二次盖亚数据发布和公布的径向速度中的惯性和自行来计算这些恒星的轨道。所有这些恒星都有晕轮运动学。大多数恒星（66%）仍然处于晕的内部区域（< 13 kpc），许多（51%）的轨道在银河系中心的2.6 kpc范围内。有几颗恒星（20%）的轨道延伸超过20 kpc，其中一颗的远心轨道大于银河系维里半径。我们应用三种聚类方法来搜索相空间中的结构，我们确定了八组。没有丰度被认为是在聚类过程中，但[Fe/H]分散的群体是小于预期的随机机会。轨道特性，在相空间和金属丰度的集群，以及缺乏高度r-过程增强的恒星在盘状轨道上表明，这些恒星可能是从被破坏的卫星吸积。与星系光度-金属丰度关系的比较表明，大部分的祖先卫星的M_V > -9，是超暗或低光度的经典矮椭球星系的特征。低速率的恒星形成和铁生产的环境，而不是r-过程网站的性质，可能是关键，以获得[Eu/Fe]比率发现在高度r-过程增强的恒星。
2018-08-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar substructures in the solar neighbourhood. III. Kinematic group 2 in the Geneva-Copenhagen survey
根据轨道参数之间的相关性，最近在银河系圆盘中发现了几个新的相干恒星群，并认为它们对应于被破坏的卫星的残余物。为了重建它们的起源，至少必须知道三个主要的观测参数--运动学、化学成分和年龄。我们确定详细的元素丰度属于所谓的日内瓦-哥本哈根调查组2的恒星，并比较与银河系薄和厚盘恒星，以及大角星和AF 06流的化学成分。其目的是寻找可能提供有关这组恒星运动学形成历史信息的化学特征。高分辨率光谱是用拉帕尔马北欧光学望远镜的FIES摄谱仪获得的，并用差分模型大气方法进行了分析。用同样的方法对比较星进行了观测和分析。第2族32颗恒星的[Fe/H]平均值为-0.42 +-0.10 dex。被调查的群体主要由两个8-和12-Gyr的恒星星族。氧、α-元素和r-过程主导元素的丰度比银河系薄盘矮星高。这种元素丰度模式与银河系厚盘的特征相似。第2族恒星的化学成分与厚盘恒星的相似性可能表明它们的形成历史是相关的。在研究的恒星中，恒星的化学成分、运动学性质和年龄提供了它们共同起源的证据，并可能与古代合并事件有关。一个富含天然气的卫星合并的情况下提出的最有可能的起源。日内瓦-哥本哈根调查的第2组和第3组可能起源于同一合并事件。
2014-01-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Origins of Young Stars in the Direction of the Leading Arm of the Magellanic Stream: Abundances, Kinematics, and Orbits
我们探讨了由Casetti-Dinescu等人发现的年轻B型恒星的起源。（2014）在麦哲伦流的主导臂的天空区域的银河圆盘的外围。在麦哲伦粘土6.5米望远镜上使用MIKE仪器对9颗恒星进行的高分辨率光谱观测被添加到Zhang等人（2017）分析的先前样本中。我们编制了一个样本的15个年轻的恒星，以及确定的恒星类型，年龄，丰度和运动学。从盖亚DR 2的自行，我们也得到了一个现实的银河轨道潜力。我们发现，我们以前的径向速度选择LA候选人有大量的轨道角动量。这些恒星的大量旋转分量与近极麦哲伦轨道形成对比，因此这些恒星不太可能是LA的成员。在我们的样本中有四颗大轨道能量恒星。最高轨道能量的一个的年龄比穿过圆盘的时间短，其出生地为$z=2.5$ ~kpc和$R_{\rm GC}\sim 28$ ~kpc。因此，这颗恒星的起源是不确定的。剩下的三颗恒星都是盘状逃逸恒星，它们的诞生地距离银河系中心12到25千秒差距。此外，最有活力的恒星比内盘的恒星（[Mg/H] $=0.12\pm0.36$，$σ_{\rm [He/H]} = 0.15$）更贫金属（[Mg/H] = $-0.50\pm0.07$）和更大的He散射（$σ_{\rm [He/H]} = 0.72$）。前者的丰度与大麦云云的丰度一致，但也反映了MW盘的金属丰度梯度和它们通过不同的逃逸机制逃逸的状态。
2018-12-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
The origin of a distributed stellar population in the star-forming region W4
恒星运动学是理解恒星系统形成过程和动力学演化的关键。在这里，我们提出了一个运动学研究的大质量恒星形成区W 4的仙后座OB 6协会使用盖亚数据发布2和高分辨率的光谱。这个恒星形成区由核心星团（IC 1805）和分布在20 pc以上的恒星星族组成，这是在许多OB星协中发现的典型结构特征。根据一个经典模型，这种结构特征可以在星团动力学演化的背景下理解。核心扩展结构表现出内部不同的运动学性质。核心中的恒星几乎是各向同性运动，它们似乎达到了维里平衡，因为它们的速度色散（0.9 +/- 0.3 km/s）与维里状态（~0.8 km/s）相当。另一方面，分布种群表现出明显的径向扩张模式。通过对一个模型星团亚维里态动力学演化的N体模拟，再现了观测到的恒星结构和运动学。这个模型集群在最初的200万年里经历了崩溃。一些成员在最初的坍缩后开始从星团中径向逃逸，最终形成一个分布的种群。模型星团的内部结构和运动学与W 4相似。我们的结果支持了W 4中分布在20 pc以上的恒星星族起源于IC 1805动力学演化的观点。
2020-06-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Identifying the possible ex-situ origin of the globular clusters of the Milky Way: A kinematic study
本文通过三体模拟研究154个球状星团与41个银河系矮卫星星系的运动学关联，发现29个（19%）球状星团可能具有外来起源，并首次报告了与大麦哲伦云和 Sagittarius 的16个新关联。
2023-10-27 astro-ph.GA physics.comp-ph
