边缘盘星系-IV的暗物质晕形状。UGC 7321

超级激射宇宙学计划：IV。从UGC 3789直接测量哈勃常数

The Megamaser Cosmology Project: IV. A Direct Measurement of the Hubble Constant from UGC 3789

在巨脉泽宇宙学计划（MCP）的论文I和II中，我们报告了在星系UGC 3789中心的一个超大质量黑洞的吸积盘对水脉泽的初步观测，给出了到星系的角直径距离和Ho的估计，不确定度为16%。从那以后，我们对这些水脉泽的空间速度结构进行了更多的VLBI观测，并继续监测其光谱，以更好地测量脉泽加速度。这些更广泛的观察，结合改进的建模的脉泽在吸积盘的中央超大质量黑洞，证实了我们以前的结果，但与显着提高精度。我们发现Ho = 68.9 +/- 7.1 km/s/Mpc; Ho的这种估计与其他方法无关，并且精确到+/-10%，包括系统误差的来源。这使得UGC 3789的距离为49.6 +/- 5.1 Mpc，中心超大质量黑洞为（1.16 +/- 0.12）x 10^7 Msun。

Megamaser Cosmology Project。II。到UGC 3789的角直径距离

The Megamaser Cosmology Project. II. The Angular-Diameter Distance to UGC 3789

巨脉泽宇宙学项目的目的是通过观测活动星系环核吸积盘中的水蒸气巨脉泽，测量哈勃流中星系的角直径距离，从而确定H 0。该技术仅基于几何学，并在一个步骤中确定H 0，独立于标准烛光和河外距离阶梯。在论文I中，我们给出了Seyfert 2星系UGC 3789脉泽辐射的VLBI图。这张图显示了一个边缘朝上的开普勒旋转的亚秒差距圆盘，类似于NGC 4258中的兆脉泽圆盘。在这里，我们提出了3.2年的每月GBT观测的超脉泽盘在UGC 3789。我们利用这些观测结果测量了系统脉泽和高速脉泽的向心加速度。测量的加速度表明，脉泽发射线附近的系统速度起源于正面的吸积盘，主要是从两个狭窄的环段。采用双环模型的系统特征，我们确定UGC 3789的角直径距离为49.9 +/- 7.0 Mpc。这是迄今为止在哈勃流中获得的最精确的星系几何距离。根据这个距离，我们确定H 0 = 69 +/- 11 km/s/Mpc。我们还测量了中心黑洞的质量为1.09 x 10^7太阳质量+/-14%。通过额外的观测，该星系距离的不确定性可以降低到10%以下。对其他星系中的超脉泽盘的观测将进一步减少MCP测量的H 0的不确定性。

扭曲还是滞后？边缘矮星系UGC 1281中的电离和中性氢气

Warp or lag? The ionized and neutral hydrogen gas in the edge-on dwarf galaxy UGC 1281

星系晕中气体的性质限制了星际介质的整体模型。运动学信息是特别感兴趣的，因为它是气体起源的线索。到目前为止，大多数大质量星系都被研究过它们的晕属性。本文报道了对边侧矮星系UGC 1281的深HI和Hα观测结果，以确定该星系是否存在面外气体和运动学特征。这是第一次对矮星系的气体晕特征进行研究。我们利用Calar Alto的PPAK和WSRT对该矮星系进行了Hα积分场谱和深HI观测。这些观测结果与3D模型进行比较，以确定HI在星系中的分布。我们发现UGC 1281的Hα发射在平面上的投影可达25”（655 pc），并且一般都是低的Hα通量。与其他矮星系相比，UGC 1281是一个正常的矮星系，自转曲线缓慢上升，以60 km/s的速度旋转，HI分布中有一个中心凹陷。它的HI从平面投影延伸70”（1.8 kpc）。这种气体可以解释为部分在视线翘曲中的翘曲或纯边缘翘曲，其旋转速度以10.6 \pm 3.7 km/s/kpc的垂直梯度下降。视线扭曲模型是首选模型，因为它在概念上更简单。在这两种模型中，翘曲都在光学半径内开始。

DiskMass调查。IV。暗物质主导的星系UGC 463

The DiskMass Survey. IV. The Dark-Matter-Dominated Galaxy UGC 463

我们给出了高表面亮度星系UGC 463的详细和独特的质量收支，表明它在半径超过一个尺度长度（h_R）的范围内主要由暗物质（DM）组成，在4.2 h_R范围内重子与DM的质量比约为1：3。假设一个恒定的标度高度（h_z，通过经验扁率关系计算），我们从恒星运动学计算动态盘质量表面密度，它提供了恒星速度椭球形状校正后的垂直速度色散（测量为sigma_theta/sigma_R=1.04 +/- 0.22和sigma_z/sigma_R=0.48 +/- 0.09）。我们通过考虑所有气体质量成分来分离恒星质量表面密度，得到K波段的平均质光比为0.22 +/- 0.09（ran）^{+0.16}_{-0.15}（sys）M_{sun} / L_{sun} ^{K}; Zibetti等人和Bell等人根据恒星人口合成模型分别预测了我们动力学值的0.56和3.6倍。在2.2 h_R时，重子物质的质量是次极大的3倍，重子与总圆周速度之比为0.61^{+0.07}_{-0.09}（ran）^{+0.12}_{-0.18}（sys）;然而，盘是全局稳定的，具有多分量稳定性，随着半径逐渐减小到Q~2。我们通过减去重子对总圆周速度的贡献来直接计算DM晕的圆周速度;结果同样可以用Navarro-Frenk-White晕或伪等温球来描述。当半径R > h_R时，在|z| >1.6 h_z的高度处，体密度由DM…

邻近矮星系的电离气体自转曲线

Ionized gas rotation curves in nearby dwarf galaxies

本文给出了28个邻近矮星系（系统速度低于1000 km/s）电离气体速度场的研究结果。这些观测是在SAO RAS的6米BTA望远镜上进行的，使用的是H-α发射线上的扫描法布里-珀罗干涉仪。我们能够在25个星系中测量规则的圆形旋转参数。作为一项规则，在HII测量的旋转速度是在一个很好的协议与数据的HI运动学在相同的半径。三个星系揭示的HII速度场中的运动轴的位置角强烈（数十度）不同的中性氢在大距离的中心或从光学等照度线的主轴方向的测量。在这些星系中，气体盘和恒星盘的平面很可能并不重合。在DDO 99中，气体盘翘曲超过光学半径，而在UGC 3672和UGC 8508中，气体云的轨道倾角在星系内部区域变化。可能UGC 8508中的全部电离气体都在恒星盘的极平面内旋转。

星暴矮星系的动力学。II。UGC 4483

Dynamics of Starbursting Dwarf Galaxies. II. UGC 4483

UGC 4483是一个邻近的蓝色致密矮星系（BCD）。HST观测已经将星系分解为单颗恒星，这导致了它的恒星形成历史的推导和对恒星质量的直接估计。我们分析了21厘米线的VLA观测档案，发现UGC 4483有一个陡峭上升的旋转曲线，它在外部以约20 km/s的速度旋转。也可能存在~5 km/s的径向运动。据我们所知，UGC 4483是具有差动旋转HI盘的质量最低的星系。旋转曲线的陡峭上升表明有一个强烈的中心质量集中。我们已经建立了质量模型，利用恒星质量的HST信息来打破盘晕简并：在2.2盘尺度长度下，老恒星贡献了观测到的旋转速度的约50 $%$。重子（气体和恒星）构成了总动力学质量的重要部分。这些与典型的矮不规则星系（dIrrs）有着显著的不同，后者通常具有缓慢上升的旋转曲线，并且被认为完全由暗物质控制。BCDs似乎是不同的非恒星爆发dIrrs在其HI和恒星的分布和内部动力学。它们的高中心表面亮度和高中心HI密度对应着强的中心旋转速度梯度。这说明星暴与引力势和气体浓度密切相关。我们讨论了我们的研究结果对BCD的祖细胞/后代的属性的影响。

在自相互作用模糊暗物质框架内动态重建SPARC星系暗物质晕

Dynamical reconstruction of SPARC galactic halos within self-interacting fuzzy dark matter

本文提出利用自相互作用模糊暗物质模型，通过动态重建方法拟合SPARC数据库中17个星系的暗物质晕结构，解决非相互作用模糊暗物质模型中约束不一致的问题。

环核水脉泽宿主UGC3 789和NGC 6264中的新康普顿厚AGN

New Compton-thick AGN in the circumnuclear water maser hosts UGC3 789 and NGC 6264

大柱密度，来自X射线的研究，通常测量对AGN托管水脉泽，特别是当H2O的排放与核吸积盘。此外，可能的内在X射线光度和H2O脉泽发射的特性之间的相关性已经提出，但是，需要确认。为了获得这些有希望的目标的详细的X射线信息，并建立一个系统的详细研究活动星系核中的X射线/H_2O脉泽关系，我们对在我们正在进行的调查与雨燕卫星的所有已知的水脉泽在活动星系核中确信检测到的五个H_2O脉泽源的样本进行了高灵敏度XMM-牛顿观测。对于NGC 613、VIIZw 73和IRAS 16288+3929这三个星系，我们已经估算出了内禀吸收的量，表明它们的柱密度为4- 6 × 10^23 cm^-2。对于UGC 3789和NGC 6264（在我们的样本中已确认的两个盘状脉泽星系），从Fe K α线的大EW方向推断出柱密度超过1 × 10^24 cm^-2。将我们的结果与过去类似研究的结果相加，我们发现，存在高度遮蔽（NH>10^23 cm^-2）和康普顿厚度活动星系核的水脉泽源的百分比分别为96%（45/47）和57%（27/47）。此外，86%（18/21）的盘状脉泽星系拥有康普顿厚度的活动星系核。同时也证实了以前工作中提出的星系热光度与吸积盘半径之间的相关性。

HI观测：恒星主导矮星系候选者的观测

HI Observations of Baryon-Dominated Dwarf Galaxy Candidates

通过高分辨率HI观测，研究了六个矮星系的几何结构、环形速度和动态质量，发现光学轴比低估了真实盘厚度，导致倾角估计偏高和旋转速度低估，而HI衍生的轴比和运动学位置角提供了更准确的倾角修正和动态质量估计，发现四个矮星系存在暗物质不足，其中三个具有高baryon增强效率因子，而另外两个则与暗物质主导一致，这些结果强调了高分辨率HI运动学在确认真实BDDGs中的重要性。

太菲星系UGC 12914/5的动力学模型

A dynamical model for the Taffy galaxies UGC 12914/5

Taffy系统的两个富含气体的星系UGC 12914/15的壮观正面碰撞为我们提供了一个独特的机会来研究直接ISM-ISM碰撞的后果。为了解释现有的多波长观测，我们对包括粘性粒子成分的Taffy系统进行了动力学模拟。为了比较HI和CO观测的模拟快照，我们假设气体的分子分数取决于气体体积密度的平方根。为了比较我们的模拟与观测的极化无线电连续辐射，我们计算了我们的模拟的三维大尺度磁场的演变。为此，求解了动力学模型中包含时变气体速度场的诱导方程。模拟结果再现了原始星系UGC 12914的恒星分布、突出的HI和CO气体桥、桥区CO和HI辐射的偏移、平行于桥区的桥等速度矢量、桥区HI双线轮廓、桥区的大线宽等（~200 km/s）、桥区的高场强、大尺度规则磁场、平行于桥的投影磁场矢量和桥区强的总功率无线电连续辐射。次级模型星系的恒星分布比观测到的更受扰动。我们的模拟使用初始对称的气体盘，没有再现所观察到的失真的HI信封的Taffy系统。该模型允许我们在三维中定义桥区域。我们估计桥气体的总质量（HI，温暖和寒冷的H2）为5至6 × 10^9 M_sun，分子分数M_H2/M_HI约为1（省略）。

The role of dark matter halo in the evolution of the non-stationary disk of spiral galaxies

In this paper, we consider the problem of the evolution of the disk subsystem of galaxies in view of the halo. To this end, we have studied the dependence of the evolution of a non-linearly non-radially disk oscillating in its plane depending on the basic parameters of the dark matter halo numerically. The dark matter halo stabilizes the instabilities in the plane of the disk, but destabilizes its vertical oscillations. The global disk structure is dependent strongly on the mass and shape of the of dark matter halo. The evolutionary dependence of the oscillation process of a self-gravitating d…

银河系形态与暗物质晕结构的关系 II：从暗物质晕属性预测盘结构

Connection between galaxy morphology and dark-matter halo structure II: predicting disk structure from dark-matter halo properties

研究通过TNG50模拟探讨银河盘结构与宿主暗物质晕详细属性的联系，利用随机森林和符号回归方法，基于暗物质晕属性预测盘结构，发现低质量晕预测更准确，盘高度预测比盘大小更易实现。

矮星系Local Group的光学和HI研究VV124 = UGC4879 .一个有着恒星盘的贫气矮星？

An optical and HI study of the dwarf Local Group galaxy VV124=UGC4879. A gas-poor dwarf with a stellar disk?

我们提出了一个详细的研究矮星系VV 124，最近被确认为孤立的本星系群的成员。在亚弧秒视宁度条件下，利用LBT获得了单个恒星的深（r=26.5）宽视场g，r测光。颜色-星等图表明，星系的恒星成分主要是由一个古老的、贫金属的种群所控制，金属丰度分布很广。RGB尖端的非常清晰的检测使我们能够得出D=1.3 +/- 0.1 Mpc的精确距离。结合表面光度学和恒星计数，我们能够追踪VV 124的表面亮度轮廓，直到~ 5' = 1.9 kpc半径（其中μ r=30 mag/arcsec ^[2]），这表明它比以前认为的要大得多。此外，表面密度图揭示了存在两个对称的扁平的翅膀从中央细长的球体和其主轴对齐，类似于一个恒星盘看到近边缘上。我们还提出了HI观测获得的WSRT，有史以来第一次这个对象。在VV 124中检测到总量为10^6兆太阳的HI气体。与总光度相比，这给出了M_HI/L_V=0.11，这对于孤立的本群矮星来说特别低。气体的空间分布与观察到的恒星翅膀无关。在与星系主体重叠的区域，HI的系统速度为V_h=-25 km/s。速度场显示了这种大小的星系的典型子结构，但没有旋转的迹象。HI光谱显示了一种两相星际介质的存在，这也是许多矮星系的典型特征。

星系核对暗物质晕的球化作用

The Sphericalization of Dark Matter Halos by Galaxy Disks

宇宙学模拟表明，冷暗物质（CDM）晕应该是三轴的。然而，从观测上看，这个理论预测并不简单，因为星系的聚集预计会改变晕的形状，使它们更加轴对称。我们使用一套N体模拟来定量研究中心盘星系的生长对三轴暗物质晕形状的影响。正如预期的那样，光环对圆盘的存在做出反应，变得更加球形。净效应仅微弱地依赖于盘相对于晕主轴的方向或盘组装的时间尺度，但强烈地依赖于盘的整体引力重要性。我们的研究结果表明，指数盘的贡献峰值小于其圆周速度的~50%，无法显着修改其周围晕的引力势的形状。许多矮星系和低表面亮度星系预计将在这一制度，因此，他们的详细运动学可以用来探测晕三轴性，CDM范式的基本预测之一。我们认为，矮星系NGC 2976的复杂盘运动学可能是一个三轴晕的反映。晕三轴性的这种特征在发光成分次显性的星系中应该很常见。

盘星系晕气体的冲压压力剥离：对不同环境中星系星形成的影响

Ram pressure stripping of halo gas in disk galaxies: Implications on galactic star formation in different environments

我们数值研究了从小星系团到富星系团的不同环境中盘星系周围气体晕的演化，以了解这些环境中星系的演化。我们的模拟自洽地考虑了星系际介质（IGM）的冲压压力对星系盘和星系晕气体的影响以及星系盘和星系晕气体之间的流体动力学相互作用，从而更好地估计了被IGM冲压压力剥离的星系晕气体的质量分数（F_strip）。我们主要研究了F_strip如何依赖于宿主环境的总质量（M_host）、星系质量（M_gal）、IGM的密度和温度（分别为T_IGM和rho_IGM）、IGM与星系的相对速度（V_r）以及盘的物理性质（例如，气体质量分数）。我们发现在M_host为10^{14} M_sun的星系团中，通常60-80%的晕气体可以被有效地剥离。我们还发现F_strip依赖于M_host，M_host越大，F_strip越高。此外，还发现在给定的环境下，M_gal较小的盘星系的F_strip可以更高。我们的模拟结果表明，由于晕和盘气体之间的流体动力学相互作用，盘气体的存在可以抑制晕气体的冲压压力剥离。已发现晕环气体的冲压压力汽提是有效的（即，F_strip>0.5），如果rho_IGM ~ 10^5 M_sun/kpc ^3，V_r ~ 400 km/s，即使在小的和/或紧凑的群中也是如此。基于导出的冲压压力剥离后剩余晕气体的径向分布，我们提出了在盘星系中，晕气体剥离后恒星形成的截断可以从外向内发生。

三轴晕中的星系弯曲

Galactic Warps in Triaxial Halos

我们研究的行为银河磁盘在三轴晕数值和分析，看看是否可以激发和维持翘曲在三轴潜力。我们考虑以下两种情况：1）最初相对于晕的赤道平面倾斜的星系盘（出于教学目的），和2）相对于盘和晕的赤道平面倾斜的暗物质下落。通过对100，000个圆盘粒子在固定的晕势中的数值模拟，我们发现在三轴晕中，扭曲可以像球形或轴对称晕一样被激发和维持，但它们表现出一些振荡行为，如果晕具有类似长轴的三轴性，甚至可以转化为极环系统。晕的非轴对称分量使盘章动，盘内外部分之间的差分章动通常使翘曲的幅度略有减小和波动。我们还发现，在扁圆和扁圆状的三轴晕中，翘曲相对较弱，并且由于这些晕是由宇宙学模拟推断的盘星系的晕配置，我们的结果与大多数观察到的翘曲相当弱的事实是一致的。我们推导出了三轴晕和暗物质环面对盘施加的力矩的近似公式，并利用这些公式成功地描述了盘在模拟中的行为。推导这些公式所使用的技术可应用于具有更复杂结构的真实晕。

晕天体上彗核盘形成的运动学印记

Kinematic imprint of clumpy disk formation on halo objects

背景：在遥远宇宙中，红移z>1的星团盘星系被观察到在它们的盘中有几个巨大的团块。它们被认为对应于盘状星系的早期形成阶段。另一方面，晕天体，如古老的球状星团和晕星，很可能是由星系中最古老的恒星（年龄>10 Gyr）组成的，因此可以假定星团盘的形成发生在一个预先存在的晕系统中。目的：巨大的团块在一个早熟的盘中以相同的方向轨道运行，并且质量如此之大，以至于它们可能会与晕天体发生引力相互作用，并对晕的运动状态产生影响。因此，我仔细研究的可能性，团块留下的clujetdisk形成的晕系统的运动学印记。研究方法：我执行一个限制的N体计算与玩具模型，研究运动学的影响晕的轨道运动的团块，检查依赖的质量（质量损失），数量和轨道半径的团块的结果。结果：我将表明，晕对象可以捕捉到块运动，并获得盘状旋转的块的动力学摩擦时间尺度，~0.5 Gyr。团簇的影响仅限于盘周围的一个区域内，晕系统的净自转速度和轨道偏心率具有垂直梯度。运动学影响的重要性在很大程度上取决于团块的质量，假设团块质量的下限是5x10^8太阳质量。结果还取决于团簇是否经历了快速的质量损失，这是最近研究中争论的一个公开问题。这种大质量团块的存在并不是不现实的，因此我认为，在当前的星系晕中可能仍然存在着过去星团盘形成的印记。

非轴对称暗晕中星系盘的动力学

Dynamics of galactic disks in the nonaxisymmetric dark halo

本文讨论了淹没在非轴对称暗质量晕中的星系盘动力学的数值模拟结果。利用高分辨率数值流体力学方法（TVD & SPH）和N体模型，对非轴对称暗晕中的星系盘动力学进行了详细的研究.长寿命的双臂螺旋结构产生广泛的参数。螺旋结构是整体的，根据模型参数的不同，螺旋圈数可以是2-3圈。研究了晕和盘参数对螺旋结构形态和运动学的影响。螺旋结构旋转缓慢，角速度呈准周期变化。

燃料在日冕-晕界面的吸积

The Accretion of Fuel at the Disk-Halo Interface

我们讨论的支持直接在盘晕界面的气体冷却作为一种机制，不断燃料的星系。这可能是一个重要的储存库，因为在星系晕中没有足够的冷气，模拟表明现有的冷云在穿过周围的晕介质时会迅速被破坏。我们显示了可能的证据，在银河系中的WIM层的净下降，模拟结果显示在磁盘晕界面的热云的再冷却，和GALFA HI数据的小，冷HI云，可以代表这种再冷却。

气态星系晕

Gaseous Galaxy Halos

星系晕气体追踪流入的恒星形成燃料和来自星系盘的反馈，因此对于我们了解星系演化至关重要。本文综述了银河系和低红移旋涡星系晕气的多波长观测特性和起源模型。星系晕包含多相气体流，这些气体流在质量上主要由电离成分控制，并延伸到大半径。在中性氢（HI）中观察到的最冷的弥散性晕气体通常最接近盘（< 20 kpc），吸收线结果表明温暖和温热的弥散性晕气体存在于整个星系的晕中。探测到的热晕气体并不是星系重子的重要组成部分。盘-晕界面是多相流被整合到恒星形成盘中的地方，并且有证据表明，在这个界面上，气体和HI结构的温度和运动梯度都有反馈和燃料。晕气体的起源和命运被认为是在宇宙学和理想化的本地模拟的背景下。在模拟中，沿着宇宙细丝的吸积在热（> 10^5.5 K）和冷模式下都发生，靠近盘的压缩物质最冷，密度最大，与观测结果一致。有证据表明，在晕气体观测辐射和机械反馈机制，包括逃逸光子从磁盘，超新星驱动的风，和银河喷泉。卫星吸积也留下了丰富的晕气体。这些卫星气体与现有的晕介质相互作用，并且这些气体中的大部分将在到达盘之前成为扩散晕的一部分。冷晕和暖晕气体的吸积速率通常低于星系盘的恒星形成速率，但盘-晕界面的气体和恒星反馈可能是重要的额外燃料来源。

暗物质次晕与银河系气盘的相互作用

Interaction between dark matter sub-halos & galactic gaseous disk

我们调查的想法，暗物质（DM）的子晕与星系的气体盘的相互作用可以是起源的观察到的洞和壳层中发现的中性氢（HI）的分布。我们使用高分辨率的流体动力学模拟表明，纯DM子晕影响星系盘不能产生孔，相反，它们会导致在磁盘中的高密度区域。然而，含有少量气体的次晕（占次晕总DM质量的百分之几）能够取代盘中的气体并形成洞和壳。这些空穴的大小和寿命取决于次晕气体的质量、密度和撞击速度。质量为$10^8$ $M_{\odot}$且气体质量分数为$\sim 3$ %的DM子晕能够产生kpc尺度的空穴，其寿命与在附近星系中观察到的相似。我们还记录了黑洞边缘恒星形成率的增加，再次与观测结果一致。即使这些模拟结构的属性类似于观测中发现的那些，我们发现预测的洞的数量（基于来自宇宙学N体模拟的DM晕的质量和轨道分布）与观测相比不足。每千兆年只产生少数几个洞。这使我们得出结论，DM晕的影响是不是通过这些孔形成的主要渠道。

GBT对低红移星系晕和日冕中HI ~（21）cm吸收的观测

A GBT Survey for HI 21 cm Absorption in the Disks and Halos of Low-Redshift Galaxies

我们提出了一个HI 21厘米的吸收调查与绿岸望远镜（GBT）的银河系类星体对的选择相结合的数据从斯隆数字巡天（SDSS）和无线电天空在20厘米（FIRST）调查的微弱图像。我们的样本由23条视线通过15个低红移的前景星系-背景类星体对组成，碰撞参量范围从1.7 kpc到86.7 kpc。我们在前景矮星系GQ 1042 +0747的GBT调查中检测到一个吸收体，其碰撞参量为1.7 kpc，在我们对附近前景星系UGC 7408的后续甚大阵（VLA）成像中检测到另一个可能的吸收体。这两个吸收体都很窄（半高宽分别为3.6和4.8 km/s），具有次阻尼莱曼α柱密度，并且很可能起源于前景星系的盘状气体。我们还检测到H I发射从三个前景星系，包括UGC 7408。虽然我们的样本包含蓝色和红色星系，两个H I吸收体以及H I发射与蓝色星系。我们讨论的物理条件，在21厘米的吸收器和一些缺点的大型GBT光束，这种类型的调查。

两个异常旋涡星系的WSRT观测和表面光度学

WSRT observations and surface photometry of two unusual spiral galaxies

我们讨论了两个旋涡星系，NGC 6824和UGC 11919的质量分解的结果。在以前对Hyperleda目录的分析中，星系被确定为具有特殊的动力学$M/L$。这项研究的目的是证实或反驳的初步发现，表明一个非标准的恒星初始质量函数（IMF）的星系。B、V和R波段的表面测光是用Apache Point 0.5米望远镜进行的，\ion{H}{I}数据立方体是用韦斯特博克综合射电望远镜（WSRT）获得的。光度配置文件被分解成凸起和指数盘组件。利用所获得的\ion{H}{I}数据立方体，构造了两个星系的自转曲线。采用光度剖面，星系的质量分布被分解为质量分量：球，恒星盘，气体，和伪等温暗晕。我们的结论是NGC 6824拥有一个质光比为$(M/L_B)_{\rm disk} = 2.5$的恒星盘，与它的颜色$(B-V)_0$一致。相反，UGC 11919似乎有一个非常轻量级的磁盘。它的动态估计质量对应于一个低的恒星盘质光比$(M/L_B)_{\rm disk} \approx 0.5$。在标准假设下，这个比例与盘的相对红色不一致，而底部轻恒星的初始质量函数需要解释观测结果。

为什么有些星系盘非常薄？

Why are some galaxy disks extremely thin?

一些低表面亮度的星系被认为具有极薄的恒星盘，垂直轴与平面轴的比率为0.1或更小，通常被称为超薄盘。虽然它们的存在已被发现超过30年，但薄分布的物理起源尚不清楚。我们模型的恒星厚度的两个组件（引力耦合的恒星和气体）磁盘嵌入在一个暗物质晕，超薄星系UGC 7321，它有一个密集的，紧凑的晕，并与一个典型的矮星系HoII，它有一个非紧凑的晕。我们表明，虽然气体的存在约束磁盘的厚度，它是紧凑的暗物质晕在确定超薄磁盘分布在低质量磁盘中起着决定性作用。因此，致密的暗物质晕对盘的结构有着重要的影响，这对星系的早期演化有重要意义。

嵌入零厚度圆盘的自洽非球形等温晕

Self-consistent nonspherical isothermal halos embedding zero-thickness disks

星系自转曲线的晕-晕分解一般是以参数化的方式进行的。通过假设晕分布函数为麦克斯韦分布，我们构造了嵌入零厚度圆盘的非球形等温晕的自洽模型。这里开发的方法可以用来研究其他基于物理的选择晕分布函数和伴随着一个凸起的磁盘的情况下。在初步的研究中，我们注意到在标度函数R_Ω和h之间存在着微调，分别表征了盘的旋转曲线和光度轮廓的上升，这令人惊讶地适用于高表面亮度和低表面亮度星系。这种经验相关性确定了一个比旋转曲线的平滑度和平坦度所要求的更强的共谋（盘-晕共谋）。对于非常不同的盘与晕质量比，自洽模型的特征是平滑而平坦的旋转曲线，因此表明阴谋并不像人们想象的那么戏剧性。对于一个典型的旋转曲线，在V_{\infty}（其精确值也可以作为一个自由参数处理）处的旋转曲线是渐近平坦的，以及一个典型的盘的密度分布，自洽模型由两个无量纲参数表征，它们对应于标准盘晕分解的维度尺度（盘质光比M/L和晕中心密度）。我们表明，如果旋转曲线被分解，通过我们的自洽模型，磁盘晕简并被删除，典型的旋转曲线拟合低于最大磁盘处方的模型。对NGC 3198的研究也得到了类似的结果。最后，我们量化的扁的球状晕，这是显着的，特别是在可见的磁盘的规模。

环绕暗物质孤子运行的双超大质量黑洞：从UGC4211中的双活动星系核到纳赫兹引力波

Binary Supermassive Black Holes Orbiting Dark Matter Solitons: From the Dual AGN in UGC4211 to NanoHertz Gravitational Waves

研究提出UGC4211双超大质量黑洞周围的不可见质量可由波动暗物质孤子解释，并证明其会改变纳赫兹随机引力波背景低频谱，且可拟合NANOGrav与EPTA数据。

宝瓶座暗物质晕中的恒星云

Stellar Disks in Aquarius Dark Matter Haloes

我们调查生活恒星盘和它们的暗物质晕之间的引力相互作用，使用LCDM晕类似的质量从宝瓶座项目的银河系。我们介绍了恒星盘，首先允许晕响应的影响，从z = 1.3到z = 1.0的增长刚性磁盘潜力。然后，刚性势被恒星粒子取代，这些恒星粒子与暗物质粒子自洽地演化，直到z = 0.0。无论盘的初始方向如何，当盘生长到其完整尺寸时，晕的内部部分收缩并从长球形变为扁球形。当圆盘法线最初在z=1.3处与晕的长轴对齐时，长轴的长度收缩，并在z=1.0处变为短轴。在我们的主要模拟组中，八个圆盘中有六个形成了条形，六个条形中有五个经历了屈曲不稳定性，导致垂直恒星速度色散的突然跳跃和圆盘表面密度的m=2傅立叶振幅的伴随下降。这些钢筋并没有被屈曲破坏，而是继续生长，直到今天。当盘质量减少两倍或更多时，大部分砂坝都不存在;因此，盘-晕相对质量是砂坝形成和演化的主要因素。一个子集的磁盘是扭曲的边缘，并包含突出的非共面材料与环状结构。许多盘在z=1和z=0之间以大角度重新定向，遵循其内部晕的一致重新定向。更大的重定向产生更强烈的翘曲盘，表明这两种现象之间的紧密联系。条纹和翘曲的起源似乎是独立的：一些具有强条纹的圆盘在外围没有干扰，而具有最弱条纹的圆盘则显示出严重的翘曲。

SIDM晕的引力热解：从恒定截面到速度依赖截面的映射

Gravothermal solutions of SIDM halos: mapping from constant to velocity-dependent cross section

本文提出一种快速映射方法，将恒定截面的引力热流体解扩展至速度依赖截面模型，其结果与Arepo N-Body模拟吻合，并成功应用于UGC 128星系晕以约束截面参数。

具有不同LCDM晕轮廓的盘星系模型的拟合函数

Fitting functions for a disk-galaxy model with different LCDM-halo profiles

我们提出了一个适应的标准场景的磁盘星系形成的和谐LCDM宇宙学的目的是推导出解析表达式的尺度长度和旋转速度的现今磁盘内形成四个不同的，宇宙学动机原星系暗物质晕密度配置文件。我们调用一个标准的星系形成模型，其中包括维里平衡的球形暗晕，气体冷却过程中的特定角动量守恒，和绝热晕响应的气体流入。中心星盘的平均质量分数和质光比被视为自由参数，其值被调谐到与观测到的星系的大小-光度和圆速度-光度关系的零点相匹配。我们提供了在Einasto r^{1/6}、Hernquist、Burkert和Navarro-Frenk-White暗物质晕中形成的圆盘的特征尺寸和旋转速度的解析公式。这些表达式同时匹配所观察到的零点和斜率的不同的相关性，可以建立在RVL空间的盘星系的星系和恒星形成效率的合理值。

暗物质晕与盘星系棒的演化：无碰撞模型的再研究

Dark Matter Halos and Evolution of Bars in Disk Galaxies: Collisionless Models Revisited

我们构建和发展家庭的恒星盘嵌入在生活DM晕的稳态模型，以研究酒吧的演变的动力学和长期阶段。这些模型进行了测试，对那些发表在文献中，以扩展它们，包括气体成分的后续文件。我们感兴趣的是在盘晕系统的角动量（J）重新分配。我们证实了以前的结果和量化的双重作用，DM晕在酒吧的演变：更集中的晕稀释的动力学过程，如自发酒吧不稳定性和垂直屈曲不稳定性，并减缓J传输，同时促进它在长期阶段。在共转半径（Rcr）内，只要Rcr保持在圆盘内，圆盘J几乎保持不变-这表明由于Rcr向外运动而导致的新鲜J的流入正在补偿外部圆盘和晕的J损失。这是可行的，只要棒减速主导Rcr内J的损失。我们发现，在某些模型中，当Rcr位于磁盘外部时，条形图案速度会在很长一段时间内停滞。这种现象出现的同时，几乎没有J之间的磁盘和晕转移。此外，我们确认，恒星酒吧一般显示共转酒吧的大小比在1-1.4的范围内，但只有在第一次屈曲和Rcr离开磁盘之间的时间。共转盘的大小比出现了一个重要的动态之间的各个阶段的酒吧盘演化。最后，我们分析了一些相关性的基本参数之间的禁止磁盘和晕，一些已经在文献中报道，一些新的。

盘星系暗物质晕的圆柱模型

Cylindrical model for the dark matter halo of disk galaxies

本文发展了一个圆盘星系暗物质晕的圆柱模型。在圆柱的中心，在垂直于长轴的平面上，旋转曲线在远小于圆柱长度的距离上是恒定的，而在远大于圆柱长度的距离上是开普勒的。的旋转曲线是等效的球形截平（TF）的配置文件，一个模型，根据经验得出的径向速度分散的银河系暗晕。结果表明，一个等温的，自引力圆柱体的长度为89千秒差距可以解释所观察到的径向速度色散的银河系暗晕的质量小于NFW配置文件。此外，银河系暗晕的圆柱模型与质量为1.1 eV的自由流中微子一致。