Visitors from the Halo: 11 Gyr old White Dwarfs in the Solar Neighborhood
我们报道了在斯隆数字巡天（SDSS）中发现的三颗邻近的老晕白矮星候选者，其中包括两颗共同自行双星系统中的恒星。这些候选者是从我们在博克和美国海军天文台旗杆站1.3米望远镜上进行的2800平方度自行调查中选出的，它们显示出0.4-0.5弧秒/年的自行。后续的MMT光谱和近红外测光表明，这三个物体都是氢主导的大气白矮星，Teff = 3700 - 4100 K。对于平均质量的白矮星，这些温度估计对应的冷却年龄为9-10 Gyr，距离为70-80 pc，切向速度为140-200 km/s。根据UVW空间速度，我们得出结论，他们最有可能属于晕。此外，主序星和白矮星的冷却年龄为10-11 Gyr。与SDSS J1102+4113一起，它们是目前已知的最古老的场白矮星。这三颗恒星只代表了我们自行巡天中晕白矮星候选者的一小部分，它们表明，像泛星和大型综合巡天望远镜这样的深度成像巡天应该能找到许多古老的厚盘和晕白矮星，它们可以用来限制银河系厚盘和晕的年龄。
2010-04-06 astro-ph.GA
The extended Planetary Nebula Spectrograph (ePN.S) early-type galaxy survey. The kinematic diversity of stellar halos and the relation between halo transition scale and stellar mass
在分级两相形成的假设中，早期型星系（ETG）的扩展晕被认为具有与星系中心区域不同的物理性质。这项工作的目的是使用行星状星云（PNe）作为示踪剂，这使我们能够克服在低表面亮度的连续谱的吸收线光谱的局限性，ETG晕的运动学特性的特征。我们提出了33 ETG的二维速度和速度色散场，包括快速（FR）和慢速旋转（SR），使这成为迄今为止最大的河外PNe的运动学调查。对于PN.S ETG，速度场扩展到中值5.6有效半径（Re），范围为[3Re-13 Re]。我们补充了PN运动学与吸收线数据从文献中。我们发现，ETG典型地表现出内部区域和晕之间的运动学过渡。以Re为单位的估计过渡半径与恒星质量有关。SR增加了，但仍然适度的旋转支持在大半径，而大多数的FR显示旋转减少，由于恒星盘在外部，更缓慢地旋转椭球体的衰落。30%的FR也在大半径处由旋转主导。大多数ETG具有平坦或略微下降的晕速度色散剖面，但15%的样品具有陡峭下降的剖面。40%的FR显示运动学扭曲，错位，或沿两个轴的旋转，表明它们从中心的扁圆转向晕中的三轴，与扩展测光的等照度线扭曲的分布一致。ETG在其晕中比在中心区域具有更多样的运动学特性。所观察到的运动学过渡到晕和恒星质量的依赖是一致的LambdaCDM模拟，并支持一个两阶段的形成方案。[删节]
2018-07-17 astro-ph.GA
The Decoupled Kinematics of high-z QSO Host Galaxies and their Lya halos
我们提出了一个比较的星际介质跟踪的[CII]（ALMA），和电离晕气体跟踪的Lya（MUSE），在和周围的类星体宿主星系在z~6。迄今为止，已经用MUSE和高分辨率ALMA成像研究了18个在这个红移的类星体;其中8个物体显示Lya晕。使用速度分辨率匹配的数据管，我们比较和对比的空间和运动学信息的Lya晕和宿主星系的[CII]（和灰尘连续）的排放。我们发现Lya晕通常延伸到宿主星系的星际介质之外3-30倍。大部分的Lya晕在它们的速度场中不显示有序运动，而大部分的[CII]速度场显示有序运动。在可以在Lya中测量速度梯度的那些情况下，运动学与从[CII]发射导出的运动学不一致。这意味着Lya发射并没有追踪一个大的旋转盘的外围，而这个旋转盘是[CII]发射中看到的中央星系的简单延伸。它更确切地表明，晕气体的运动学与中央星系的运动学是分离的。考虑到Lya的散射性质，这些结果需要用JWST IFU观察结果进行确认，该观察结果可以使用非共振Ha线进一步约束晕圈运动学。
2022-04-25 astro-ph.GA
Probing the Galactic halo with RR Lyrae stars $-$ III. The chemical and kinematic properties of the stellar halo
基于$\sim$ 4，300 RR型天琴座恒星的大量光谱样本，通过测量其金属丰度、系统径向速度和距离，详细分析了星系晕的化学和运动学性质。使用这个样本，金属丰度分布函数（Σ）作为$r$和速度各向异性参数$β$配置文件（不同的金属丰度人口）的函数导出的恒星晕。化学和运动学结果都表明，星系晕由两个不同的部分组成，即内晕和外晕。截止半径（$\sim$ 30千秒差距）是类似于以前的恒星晕的密度分布中发现的破裂半径。我们发现，内部的部分是由一个富金属的人口与极端的径向各向异性（$β\sim 0.9$）。这些特征与“{ \it Gaia}-Enceladus-Sausage”（GES）的特征一致，我们认为这种内晕成分主要由这颗古老的合并卫星沉积的恒星组成。我们发现，GES可能有一个轻微的负金属丰度梯度。内晕贫金属粒子具有与外晕相似的各向异性$β\sim 0.5$的长尾结构。外晕的宽度很宽，有几个弱峰，所有金属丰度的$β$值都在0.5左右。
2022-09-16 astro-ph.GA
The extended Planetary Nebula Spectrograph (ePN.S) early type galaxy survey: the kinematic diversity of stellar halos
本文报道了33个早期型星系（ETG）进入外晕（平均6个有效半径，Re）的运动学研究。我们使用行星状星云（PNe）作为示踪剂的主要恒星星族在大半径，吸收线光谱不再可行。ePN.S巡天是迄今为止对ETG运动学的最大巡天，基于行星星云光谱仪（PN.S）、反色散成像和高分辨率PN光谱学的数据。我们发现，ETG通常表现出内部区域和晕之间的运动学过渡。慢旋转者在大半径处具有增加的旋转支持。大多数ePN.S快速旋转星的旋转速度都有所下降，这是由于外部旋转速度较慢的球体中的恒星盘逐渐消失。30%的这些快速旋转主导的旋转也在大半径，40%的运动扭曲或错位，表明从扁圆过渡到三轴的晕。尽管有这种运动学行为，ePN.S ETG晕具有相似的角动量含量，与中心区域的快/慢旋转无关。以Re为单位估计的运动学跃迁半径约为1-3 Re，与恒星质量反相关。这些结果是一致的宇宙学模拟和支持ETG的两个阶段形成的情况。
2018-11-06 astro-ph.GA
Chemodynamical Ages of Small-Scale Kinematic Structures of the Galactic Disc in the Solar Neighborhood from ~250,000 K and M Dwarfs
我们结合光度金属丰度和来自盖亚DR 3的天体测量来研究太阳邻域（SN）中~ 250，000 K矮星的化学动力学结构。在运动学中，我们观察到“运动群”的脊/块，就像研究更大质量的主序星一样。在这里，我们注意到明显的差异，金属丰度和垂直速度相比，周围地区的速度空间，并假设这是由于平均年龄的差异。为了验证这一点，我们开发了一种方法来估计恒星子种群的年龄分布。在这种方法中，我们使用GALAH数据来定义2 Gyr年龄区间中W与[M/H]的概率分布，并将最佳年龄分布确定为这些分布的最佳拟合加权和。然后使用GALAH子集验证该过程。我们估计可能的年龄分布的运动学平面中的区域，在那里我们发现显着的子结构，与运动组。最值得注意的是，我们发现了一个年龄梯度在大力士流是与出生半径。最后，我们研究了弯曲和呼吸模式作为年龄的函数。从这一点上，我们观察到潜在的暗示，随着年龄的增加，弯曲幅度，这将需要进一步的分析，以确认it. This是第一个研究，以检查这些化学动力学在SN主要使用低质量的恒星，我们希望这些发现可以更好地约束由于增加分辨率的样本大小提供的银河系的动力学模型。
2023-02-06 astro-ph.GA
Our Halo of Ice and Fire: Strong Kinematic Asymmetries in the Galactic Halo
本研究利用H3巡天绘制银河系晕恒星运动学，发现其存在强烈不对称性，吸积与原位星族运动特征差异显著，揭示银晕非球形异质特性，为准确约束银河系引力场及总质量提供新路径。
2024-06-18 astro-ph.GA
Two distinct halo populations in the solar neighborhood. III. Evidence from stellar ages and orbital parameters
在本系列的论文I和II中，在太阳附近发现了两种不同的恒星晕群。对67颗晕星和16颗厚盘星进行了精确的相对年龄和轨道参数的测定，这些恒星的金属丰度范围为-1.4 < [Fe/H] < -0.4，以更好地理解这两种晕族在银河系形成和演化中的背景。通过比较恒星在logT_{eff} -log（g）图中的位置和从Y ^2模型中插值到每颗恒星精确的[Fe/H]和[alpha/Fe]值的等时线，可以得到恒星的年龄。考虑并纠正了T_{eff}和log（g）中可能存在的系统误差。以论文I中的空间速度作为初始条件，利用一个详细的、观测约束的包括棒臂和旋臂的银河系模型进行了轨道积分。“高α”晕星的年龄比"低α“晕星大2-3 Gyr。轨道参数显示出“高α”和“低α”晕星之间的非常明显的差异。“低阿尔法"的r_{max}为30-40 kpc，z_{max}为大约。18千秒差距，而e_{max}的聚集值大于0.85，而“高α”的，r_{max}的约16千秒差距，z_{max}的6-8千秒差距，和e_{max}或多或少均匀分布在0.4-1.0。一个双原位加吸积形成的情况下，最好的解释这两个晕人口的存在和特点，但一个剩余的缺陷是，这个模型是不一致的r_{max}的获得原位“高α”组件;预测值太小。看来，Cen ω可能对“低α”成分的存在作出了重大贡献;最近的模型，包括动力摩擦和潮汐剥离，产生了与“低α”成分一样…
2011-11-17 astro-ph.GA
Mapping the dark matter halo of early-type galaxy NGC 2974 through orbit-based models with combined stellar and cold gas kinematics
我们提出了一个基于轨道的方法结合恒星和冷气体运动学约束的暗物质配置文件的早型星系。我们将这种方法应用于早型星系NGC 2974，使用泛星成像和SAURON恒星运动学来模拟恒星轨道，并引入VLA观测的HI运动学作为引力势的示踪剂。冷气体运动学的引入显示出显着的影响，特别是暗晕属性的置信限：我们排除超过$95\%$模型内的$1-σ$置信水平的史瓦西模型，只有恒星运动学，并减少相对不确定性的暗物质分数显着$10\%$内$5 R_\mathrm{e}$。采用广义NFW的暗物质配置文件，我们测量一个浅尖形的内斜率的$0.6^{+0.2}_{-0.3}$时，包括在我们的模型中的冷气体运动学。我们不能仅用恒星运动学来约束内斜率。
2019-11-25 astro-ph.GA
Fading Features Found in the Kinematics of the Far-Reaching Milky Way Stellar Halo
我们测试了银河系恒星晕模型的长期运动学稳定性，这是Kafle等人（2012）的成果，他们研究了斯隆数字巡天（SDSS）中大约5000颗蓝色水平分支（BHB）恒星的运动学。速度色散$σ$和各向异性参数$β$的恒星已被确定为银心半径的函数，在范围$6<R_\mathrm{GC} < 25$ kpc，并显示出强烈的倾向，在各向异性剖面$R_\mathrm{GC}\sim17$ kpc。通过直接整合粒子轨道的3-D模型的银河系的潜力与这些特点，我们表明，$σ$和$β$配置文件迅速发展的时间尺度上的$\mathrm{few}\times10$百万年，而密度$ρ$配置文件基本上不受影响。因此，我们认为该功能是短暂的。星系晕中这些特征的起源仍然不清楚。
2015-07-01 astro-ph.GA
Two distinct halo populations in the solar neighborhood. II. Evidence from stellar abundances of Mn, Cu, Zn, Y, and Ba
Nissen & Schuster 2010年对94颗-1.6 < [Fe/H] < -0.4的矮星的研究显示，在给定的金属丰度下，存在两种不同的晕群，它们的[alpha/Fe]存在系统性差异。在这项工作的继续，丰富的锰，铜，锌，Y，和Ba的测定相同的恒星样本。原子线的等效宽度是从高分辨率VLT/UVES和NOT/FIES光谱测量的，并用于从基于MARCS模型大气的LTE分析中获得精确的丰度比。系统的差异之间的“高α”和“低α”晕人口被发现为[Cu/Fe]，[Zn/Fe]，和[Ba/Y]，而没有显着差异的情况下[Mn/Fe]。在给定的金属丰度下，[Cu/Fe]显示出与[Na/Fe]和[Ni/Fe]中的相应散射密切相关的大的散射。[Cu/Fe]，[Zn/Fe]和[Ba/Y]的金属丰度趋势可以从现有的核合成计算中解释，如果高α星形成的区域具有如此高的恒星形成率，只有大质量恒星和II型超新星有助于化学富集。另一方面，低α星很可能起源于化学演化较慢的系统，其特征是Ia型超新星和低质量AGB星的额外富集。
2011-03-24 astro-ph.GA
Typhon: a polar stream from the outer halo raining through the Solar neighborhood
研究利用 Gaia DR3 并结合 LAMOST 光谱发现极向星流 Typhon，揭示其源自远心点超过 100 kpc 的矮星系，且正穿过太阳邻域。
2024-02-29 astro-ph.GA
Imposters among us: globular cluster kinematics and the halo mass of ultra-diffuse galaxies in clusters
本文利用TNG50模拟研究超弥漫星系（UDGs）的球状星团运动学，发现受束缚GCs能准确示踪晕质量，但星团内GCs污染会高估速度弥散度，建议结合恒星运动学验证异常大质量晕。
2023-09-06 astro-ph.GA
The Stellar Haloes of Massive Elliptical Galaxies III: Kinematics at Large Radius
本文对33个恒星速度色散大于150 km/s的大质量椭圆星系进行了有效半径约为2-5的二维运动学分析。我们的观测是使用米切尔摄谱仪（以前的VIRUS-P），一个大的107 × 107平方角秒的视野，使我们能够构建强大的，空间分辨的运动学地图的平均速度和速度分散的每个星系延伸到至少2 Re的摄谱仪。利用这些映射，我们研究了恒星角动量和其他运动学性质的径向依赖性。在我们的样本中，我们看到了慢旋子和快旋子之间熟悉的区分，这种区分一直持续到大半径。中心缓慢旋转的星系，几乎普遍具有某种形式的运动学解耦或错位的特征，仍然在它们的晕中缓慢旋转。大多数快速旋转的星系要么表现出比角动量向外增加，要么在$R_e$之外没有变化。慢旋转星系的三轴性质表明它们是通过合并形成的，这与椭圆星系形成的“两相”图相一致。然而，我们没有观察到急剧转变的运动学文献中提出的路标从中央耗散形成的组件外吸积为主的晕。
2014-03-18 astro-ph.GA
No evidence of dark matter in the solar neighborhood
我们测量的表面质量密度的银河系盘在太阳的位置，从平面到4千秒差距，通过~400厚盘星的运动学。结果仅与可见质量的预期相匹配，并且在分析体积中未检测到暗物质。当前的暗物质晕模型被排除在外，其显著性高于5 σ，除非假设一个高度扁长的晕，这在冷暗物质模拟中非常不典型。由此导致的太阳位置上暗物质的缺乏对当前的模型提出了挑战。
2012-04-17 astro-ph.GA
The GMRT archive atomic gas survey -- IV. Consistency of the dark matter halo perturbation parameter from morphological and kinematic lopsidedness of galaxies
Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）；Department of Astronomy, Astrophysics and Space Engineering, Indian Institute of Technology Indore（印多尔理工学院天文、天体物理与空间工程系）；Max Planck Institute for Radioastronomy（马克斯·普朗克射电天文研究所）；Institute of Astronomy and National Astronomical Observatory, Bulgarian Academy of Sciences（保加利亚科学院天文与国家天文台）
研究利用傅里叶分析技术，比较近邻恒星和气体盘内外区域的形态不对称性，并发现形态和运动学晕扰动参数在相同径向范围内的一致性，为测试理论预期的相似性提供了一种更统一的物理框架。
2026-04-23 astro-ph.GA
3D Morphology of Open Clusters in the Solar Neighborhood with Gaia EDR3 II: Hierarchical Star Formation Revealed by Spatial and Kinematic Substructures
我们使用机器学习算法StarGO基于盖亚EDR 3数据识别了太阳附近65个疏散星团的成员。在添加来自先前研究（Pang et al. 2021 a，b; Li et al. 2021）的20个簇的成员之后，我们获得85个簇，并研究它们的形态学和运动学。我们将潮汐半径外的子结构分为四类：$<100$ Myr的分形（f1）和分形（f2），$>100$ Myr的晕（h）和潮尾（t）。f1型星系团的运动学亚结构是拉长的;它们类似于被破坏的星系团X。运动学的尾巴在t型星团中是不同的，特别是昂宿星。我们确定了29个层次组在四个年轻的地区（Alessi 20，IC 348，LP 2373，LP 2442），其中十个是新的。这些等级群体形成了细丝网络。两个区域（Alessi 20，LP 2373）呈现出全球性的“正交”膨胀（恒星运动垂直于暗条），这可能会导致完全的扩散。在UBC 31和IC 348区域的相关等级群中发现了类似于入射流（沿着暗条的恒星运动）。LP 2442区域（LP 2442 gp 1-5）的恒星群在空间上混合良好，但在运动学上是一致的。合并过程可能正在LP 2442子组中进行。对于较年轻的系统（$\lesssim30$ Myr），平均轴比，集群质量和半质量半径往往随着年龄值的增加。这些结构参数之间的相关性可能意味着在年轻恒星群的等级形成情景中发生的两个动力学过程：（1）细丝溶解和（…
2022-04-12 astro-ph.GA
Kinematics of the OVI Circumgalactic Medium: Halo Mass Dependence and Outflow Signatures
我们探测高电离环星系介质通过检查吸收体运动学，银河系运动学，和平均吸收轮廓的31 OVI吸收剂从“多相星系晕”调查作为晕质量，红移，倾角和方位角的函数。这些星系被隔离在$0.12<z_{\rm gal}<0.66$，并被$D\approx 200$ kpc范围内的背景类星体探测。每一对星系都有哈勃太空望远镜的图像和COS类星体的光谱，大多数星系的红移都是从凯克/ESI光谱中精确测量出来的。利用像素速度两点关联函数（TPCF）方法，我们发现OVI吸收体运动学具有很强的晕质量依赖性。吸收主办的$\sim L^{\ast}$星系有最大的速度色散，我们解释为晕维里温度密切匹配的碰撞电离OVI分数峰值的温度。质量较低的星系和星系群环境具有较小的速度色散。总柱密度遵循相同的行为，与理论结果一致。在规范化了所观察到的质量依赖性，我们研究了银河系的运动学与修改后的TPCF，并发现非维里化运动由于流出的气体。边缘上的短轴气体有大的光学深度集中在星系系统速度附近的双极外流的预期，而面对短轴气体有一个平稳下降的光学深度分布到大的归一化星系速度，暗示减速外流气体。由于观察到多个视线结构的“运动学模糊”，没有观察到吸积气体特征。这些结果表明，星系质量占主导地位的OVI性质的重子循环过程。
2019-09-30 astro-ph.GA
The 3D Structure and Kinematics of the Local Disk-Halo Interface: Intermediate-velocity Clouds are the Minority of High-altitude Clouds in the Solar Neighborhood
Department of Astrophysical Sciences, Princeton University（普林斯顿大学天体物理科学系）；National Radio Astronomy Observatory（国家射电天文台）；Dept of Physics, University of Wisconsin-Whitewater（威斯康星大学惠特沃分校物理系）；Dept of Astronomy, University of Wisconsin-Madison（威斯康星大学麦迪逊分校天文学系）；Max Planck Institute for Astrophysics（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；Kavli Institute for Particle Astrophysics & Cosmology (KIPAC), Stanford University（斯坦福大学卡弗里粒子天体物理与宇宙学研究所）
利用三维尘埃图识别太阳邻域内519个具有高置信度距离、三维形态和径向速度的尘埃云，发现中速云仅占高空云总数的18%，表明低速结构在盘-晕界面研究中不可忽视。
2026-05-23 astro-ph.GA
Predicting the Scaling Relations between the Dark Matter Halo Mass and Observables from Generalised Profiles I: Kinematic Tracers
本研究通过解析晕模型与Jeans方程通解，推导暗物质晕质量与孔径速度弥散的标度关系，量化参数敏感性，发现晕结构与运动学轮廓对质量估计的不确定度影响较小，为光谱巡天的晕质量测量提供参考。
2024-03-12 astro-ph.GA
Chemical Compositions of Kinematically Selected Outer Halo Stars
利用Subaru/HDS获得的高分辨率、高信噪比的光谱，测定了26颗贫金属矮星和巨星的化学丰度。选择样本，以便大多数对象具有外光晕运动学。自洽的大气参数确定的迭代过程的基础上光谱分析。通过两个独立的数据处理和LTE分析程序测定了13种元素的丰度，包括$α$ -元素（Mg，Si，Ca，Ti），奇Z轻元素（Na，Sc），铁峰元素（Cr，Mn，Fe，Ni，Zn）和中子俘获元素（Y，Ba），证实了恒星参数和丰度结果的一致性。我们发现，在$-3.5 <$ [Fe/H] $ < -1$的范围内，[ $α$ /Fe]随[Fe/H]的增加而减少，如Stephens和Boesgaard（2002）所发现的。[Zn/Fe]值比以前研究的晕星的大部分略低。这些结果进行了讨论，作为可能的化学性质的外晕在银河系。
2009-10-09 astro-ph.GA
Kinematical and chemical vertical structure of the Galactic thick disk II. A lack of dark matter in the solar neighborhood
我们估计的动态表面质量密度西格玛在太阳的位置之间的Z=1.5和4千秒差距从银河系平面，从厚盘恒星的运动学推断。该公式在几个基本假设的有效性限度内是精确的。由此产生的Sigma（Z）趋势与单独可见质量的预期相匹配，并且不需要暗分量来解释观察结果。我们外推太阳附近的暗物质（DM）密度为0+-1 mM_sun pc^-3，并且在高于4 σ的置信水平下，排除了目前所有球形DM晕的模型。一个详细的分析表明，少量的DM是允许在研究中的一些输入参数或假设的变化量，但不足以匹配的模型的期望，除非在一个异国情调的组合的非标准假设。重复计算时，与文献中的运动学测量得到相同的结果。我们证明，DM晕将被检测到我们的方法，因此，结果没有直接的解释。只有一个高度扁长（扁平化q>2）的DM晕的存在才能与观测结果相一致，但这在Lambda CDM模型中是极不可能的。这些结果挑战了目前对银河系DM的空间分布和性质的理解。特别是，我们的结果可能表明，任何直接DM检测实验注定要失败，如果目标粒子的局部密度是可以忽略不计的。
2012-04-17 astro-ph.GA
The Stellar Halo in the Inner Milky Way: Predicted Shape and Kinematics
我们已经使用N体模拟银河系的运动学和结构特性的老贫金属恒星晕在禁止内区域的银河系。我们发现，外推的密度分布的隆起的天琴座RR型恒星，$ρ\sim r^{-3}$，近似匹配的数密度的天琴座RR型在附近的恒星晕。我们遵循这样一个示踪人口的形成和演变的酒吧和盒子/花生凸起的N体模型的演变。我们发现，它的密度分布变化从扁圆三轴，它获得慢旋转与最近的测量。最大径向速度在$| l|\!=10^\circ-30^\circ$处为$\sim15-25$ km/s，速度频散为$\sim120$ km/s。尽管在凸起中模拟的贫金属晕具有条形形状，但只有$12\%$的轨道遵循条形，并且它不跟踪花生/X结构。有了这些特性，银河系隆起中的天琴座RR星群与银河系贫金属恒星晕的向内延伸是一致的。
2016-09-18 astro-ph.GA
Kinematics and Angular Momentum in Early Type Galaxy Halos
我们使用离散示踪剂的运动学，主要是球状星团（GC）和行星状星云（PNE），随着测量的综合星光探索的组装历史的早期类型的星系。GC和恒星的数据来自SLUGGS宽视场、二维、化学动力学调查（Brodie等人，2014年）。PNE的数据来自PN.S调查（见本卷Gerhard和Arnaboldi的贡献）。我们发现广泛的证据2相星系组装和有趣的限制下的拉姆达CDM宇宙学的层次合并。
2015-12-17 astro-ph.GA
A correlation between accreted stellar kinematics and dark matter halo spin in the ARTEMIS simulations
我们报告的盖亚香肠土卫二（GSE）类似物的存在和暗物质晕旋转的ARTEMIS模拟银河系类星系之间的相关性。在高径向轨道上包含大量吸积恒星的晕（如GSE）平均自旋比具有更各向同性恒星速度分布的对应物低。修正后的自旋参数$λ^\prime$的中值在现今相差$\sim1.7$倍，当远离维里平衡的晕被去除时，具有相似的值。我们还表明，吸积星构成一个较小的比例，恒星星族的晕包含GSE类似物，并剥离卫星与恒星质量通常小$\sim4$倍。我们的研究结果表明，更高的自旋DM晕没有GSE的功能是由于合并与大卫星的恒星质量$\sim10^{10}M_\odot$，这不会导致突出的径向各向异性的功能，如GSE。
2022-12-05 astro-ph.GA
Halo Mass Dependence of HI and OVI Absorption: Evidence for Differential Kinematics
我们使用HST/WFPC 2成像和高分辨率HST/COS或HST/STIS类星体光谱学研究了14个星系（0.1 < z < 0.7）的样本Lya，Lyb，OVI 1031和OVI 1037吸收。这些星系的质量为10.8 < log（M/M_solar）< 12.2，位于类星体视线D = 300 kpc的范围内，探测到D/R_vir = 3。当我们对样品的维里质量和D/R_vir进行全范围的考察时，可以推断出40%的HI吸收云正在逃离它们的宿主晕。随着D/R_vir的增加，束缚云的分数减小，使得对于D/R_vir < 1，逃逸分数为约15%，对于1 < D/R_vir < 2，逃逸分数为约45%，并且对于2 < D/R_vir < 3，逃逸分数为约90%。采用中位质量log（M/M_solar）= 11.5将样本分为“高”和“低”质量星系，我们发现热CGM运动学的质量依赖性。我们的调查限制，OVI吸收被发现在低质量的晕和周围的HI云只有40%，相比之下，85%左右的高质量的晕。对于D/R < 1，较低质量的晕具有65%的逃逸分数，而较高质量的晕具有5%的逃逸分数。当1 < D/R_vir < 2时，低质量和高质量晕的逃逸分数分别为55%和35%。当2 < D/R_vir < 3时，低质量晕的逃逸分数约为90%。我们表明，这是很有可能的吸收云驻留在4维里半径的宿主星系和运动学的外流占主…
2014-07-16 astro-ph.GA
Globular Clusters Formed within Dark Halos I: present-day abundance, distribution and kinematics
我们探讨的情况下，贫金属球状星团（GC）的形式在自己的暗物质晕在早期宇宙的中心再电离之前。这一假设导致的丰度，分布和运动学的GC今天，我们探索使用宇宙学N体模拟和分析建模的预测。我们发现，选择$z\gtrsim 9$处坍缩天体的大质量尾部作为GC形成位点，导致了四个主要的预测：i）今天星系周围的GC高度聚集的人口，ii）GC数量和晕维里质量之间的自然比例关系大致遵循观察到的趋势，iii）在大质量晕外自由漂浮的GC数量非常少; iv）GC应该嵌入在大质量和扩展的暗物质（子）晕内。我们发现，模型的最强约束是由（i）和（ii）的组合给出的：对标记GC晕的质量切割，它占了今天贫金属GC的数密度，预测了与最近的观测相比过于扩展的径向分布。另一方面，足以匹配所观察到的半数半径的质量切割只能解释60%的金属贫乏群体。在所有情况下，观察有利于早期红移GC形成（$z\geq 15$）。
2018-10-17 astro-ph.GA
Chemo-kinematics of the $Gaia$ RR Lyrae: the halo and the disc
我们提出了一个多组件的运动学模型的大样本的RR Lyrics检测$Gaia$的结果。通过施加一个四重对称性，并采用$Gaia$自行，我们能够推断的行为之间的速度椭球$\approx3$和$\approx30$千秒差距的银河系中心。我们检测到存在两个不同的组件：一个占主导地位的非旋转晕状人口和一个小得多的旋转盘状人口。我们证明，晕RR Lyrics可以被描述为一个各向同性和径向偏置的部分的叠加。晕的径向偏置部分的特征是高轨道各向异性$β\approx0.9$，并在$5<R$（kpc）$<25$处贡献50%至80%的晕RR Lyrics。与以前的研究一致，我们解释这个高$β$组件的碎片云的古老的大规模合并也被称为$Gaia$香肠（GS）的轨道极值，我们限制。RR天琴座的光变曲线特性支持运动学分解：GS星更富含金属，与各向同性晕成分相比，拥有更高的奥斯特霍夫1型和高振幅短周期（HASP）变量。金属丰度/HASP图显示，内10千秒差距的晕可能居住的RR天琴座出生在原地。平均方位角速度和速度色散的光盘RR天琴座出$R\approx30$千秒差距是一致的年轻和金属丰富的薄盘恒星人口的行为。
2021-01-02 astro-ph.GA
First resolved stellar halo kinematics of a MW-mass galaxy outside the Local Group: A flat counter-rotating halo in NGC 4945
本研究利用MUSE光谱与HST成像数据，首次对本星系群外银河系质量星系NGC 4945的恒星晕进行了分解析动力学测量，发现其沿主轴34.6 kpc处存在反向旋转且源于吸积的恒星晕，确立了测量近邻星系恒星晕速度场的新技术。
2024-06-25 astro-ph.GA
Galactic Gas Flows from Halo to Disk: Tomography and Kinematics at the Milky Way's Disk-Halo Interface
我们提出了一个新的吸收线调查使用54个蓝色水平支星（BHB）在银河系晕作为背景源，检测在盘晕界面的气体流动。在3.1 - 13.4 kpc的高纬度（$b$> 60 °）背景星的距离测量，结合前所未有的空间采样和光谱分辨率，使我们能够检查的三维空间分布和运动学的气体流动附近的磁盘。我们检测到的吸收签名的平面外钙和碘化钠在凯克HIRES光谱，并发现它们的柱密度表现出与距离的背景源没有任何趋势，这表明这些云位于3.1千秒差距的磁盘。我们计算的覆盖率为$f_{CaII}$ = 63%，$f_{NaI}$ = 26%，和$f_{HI}$ = 52%，与CGM的图片，包括多相云包含小块冷气体在更热，更扩散的气体。我们的测量将这些冷云内任何子结构的尺度限制在<0.5 kpc。CaII和NaI的吸收特征表现出中等速度（IV）分量，相对于当地静止标准，以-75 km/s <v <-25 km/s的速度流入，与以前研究的HI结构一致。我们报告的新检测流入速度梯度$Δv_z$~6 - 9公里/秒/千秒差距在银河平面。这些发现限制了CGM气体流经盘-晕界面的物理和运动学性质，并支持了冷气体降雨回到盘上的星系喷泉模型。
2019-07-22 astro-ph.GA
Calibrating the BHB Star Distance Scale and the Halo Kinematic Distance to the Galactic Centre
我们报告的第一个确定的距离的银河系中心的基础上晕对象的运动学。我们将视差技术应用于Xue等人（2011）编制的约2500颗蓝色水平分支（BHB）恒星的样本，同时将校正因子限制在这些作者报告的BHB恒星的光度距离和到银河系中心的距离上，以找到R 0 =8.2+/-0.6 kpc。我们还发现，BHB星样品在银河系自转方向上的平均速度V_0 =-240+/-4 km/s，比天琴座RR型晕星的相应速度绝对值大20 km/s左右（V0=-222+/-4 km/s）在6 - 18 kpc的银心距离区间，而BHB样品的总速度弥散（σ V）和径向速度弥散（σ r）比晕RR型Lyrant型变星的速度弥散椭球的相应参数小约40-45 km/s。晕BHB星的速度色散张量被证明比对应的RR Lyrics型变星的张量的各向异性要小得多：对应的各向异性参数值分别等于beta（BHB）=0.51+/-0.02和beta（RR）=0.71+/-0.03。
2020-09-15 astro-ph.GA
Kinematics of Red Variables in the Solar Neighborhood I. Basic Data Obtained by an SiO Maser Survey
为了研究太阳附近的Miras流运动，我们用Nobeyama 45米射电望远镜在42.821和43.122 GHz的SiO脉泽谱线上观测了379个红变星。精确的径向速度获得了229（220新）检测到的恒星。样本是从新的自动化巡天发现的光学变量中选择的：北天变率巡天和全天自动巡天。新的样本包括与以前的SiO调查中观察到的物体相比“更蓝”的物体。到天体的距离是使用周期光度关系估计的，它们距离太阳大多小于3千秒差距。椭圆速度图显示了三个突出的恒星群，它们偏离了银河系的圆形旋转，旋转曲线是平坦的。除了以前研究过的武仙座星群外，我们还发现了两个新的偏离星系的星群：一个朝向英仙座臂，另一个朝向人马座臂，这两个星群都表现出朝向银河系中心的异常运动，这似乎与最近VLBI脉泽气体团自行测量中发现的这些旋臂的非圆运动相一致。
2011-08-23 astro-ph.GA
Structure and Kinematics of the Stellar Halos and Thick Disks of the Milky Way Based on Calibration Stars from SDSS DR7
根据斯隆数字巡天（SDSS）及其第一次扩展（SDSS-II）（其中包括子巡天SEGUE：斯隆银河系理解和探索扩展）的32360颗校准星的大气参数和运动学量，对银河系中公认的恒星组成部分的结构和运动学进行了探索。全空间运动的子样本16920颗恒星，探索太阳4千秒差距内的局部体积，用于推导速度椭球的内晕和外晕组成部分的银河系，以及典型的厚盘和建议的金属弱厚盘人口。我们首先研究的问题是，数据是否需要存在至少两个组件的晕，以占可能晕星在本地体积的旋转行为，以及是否需要两个以上的组件。我们还解决的问题，是否建议的金属弱厚盘是运动学和化学上不同于典型的厚盘。此外，我们认为需要了解的性质所观察到的银河系的恒星星族的运动学行为的每个组件的分数作为一个函数的距离平面。厚盘和金属弱厚盘组件的规模长度和规模的高度确定。内晕和外晕人口的空间密度分布推断从牛仔定理分析。全套校准恒星（包括那些以外的本地体积）被用来测试预期的变化，在观察到的恒星金属丰度分布函数与距离以上的银河平面原位，由于从底层的恒星星族的变化的贡献。[删节]
2010-02-01 astro-ph.GA
Closing the Gap between Observed Low-Mass Galaxy HI Kinematics and CDM Predictions
本研究结合低质量星系深度HI观测与矮星系宇宙学模拟，通过HI线宽与暗物质晕最大速度对比及重子质量的BTFR分析，发现深度测量更趋近ΛCDM预测，还暗示了BTFR的翻转现象，推进了小尺度宇宙学检验。
2023-06-12 astro-ph.GA
The kinematics of globular clusters systems in the outer halos of the Aquarius simulations
恒星晕和球状星团（GC）系统包含了关于其宿主星系的组装历史的有价值的信息。由一个显着的旋转信号的检测外晕GC系统的M31的动机，我们调查的可能性检测到这样的旋转信号的投影，使用宇宙学模拟。为此，我们选择的标记粒子的宝瓶座模拟代表模拟GC系统的光环的子集，并分析其运动学。我们发现，GC系统可以表现出一个不可忽略的旋转信号提供相关的恒星晕也有一个净角动量。检测这种旋转信号的能力在很大程度上取决于观察视角，对于Aquarius套件中的不同光晕，看到比M31中测量的信号更大的信号的概率范围为10%至90%。高值被发现从一个角度来看，这样的GC系统的投影角动量是在40度内的旋转轴确定通过投影位置和视线的GC速度。此外，真实的三维角动量的外恒星晕是相对较好的对齐，在35度内，与模拟GC系统。我们认为，在模拟GC系统的净角动量自然产生时，大部分的材料是从一个优选的方向吸积，即沿占主导地位的暗物质细丝的大尺度结构的晕嵌入。这一点，再加上M31盘的正面影像，表明在它的外晕GC系统中测量到大的旋转信号并不是巧合。
2016-05-31 astro-ph.GA
Flavours in the box of chocolates: chemical abundances of kinematic substructures in the nearby stellar halo
恒星晕包含了像我们这样的大质量星系的组装历史的痕迹。利用TGAS和光谱RAVE调查之间的协同作用，Helmi等人（2017）最近在太阳邻域中发现了几个不同的子结构，定义在运动空间的积分中。这些子结构中的一些可能是构建恒星晕的积木的例子。我们分析了这些子结构中恒星的化学性质，重点是由RAVE调查化学管道提供的铁和$α$元素丰度。我们将子结构的\feh和\mgfe分布与TGAS $\times$ RAVE数据集中定义的整个晕样本的分布进行比较，发现九个子结构中有一半以上具有$σ_{\text{[Fe/H]}} \leq 0.3$ ~dex。其中两个子结构具有$σ_{\text{[Fe/H]}} \leq 0.1$ ~dex，这使得它们可能是破裂的球状星团的残余物。正如预期的那样，大多数子结构和绝大多数恒星晕样本都是$α$增强的。只有一个子结构显示出明显的[Mg/Fe]与[Fe/H]丰度趋势，与我们样本中的其他晕星不同。
2018-04-23 astro-ph.GA
Constraining the Milky Way halo kinematics via its Linear Response to the Large Magellanic Cloud
利用线性响应理论的矩阵方法模拟了球形、非旋转的银河系暗物质和恒星晕对大麦云云的响应。我们的计算再现了模拟暗晕响应的主要特征。我们发现，这些功能可以很好地分离的谐波分解：大规模的过/欠密度的晕（与其反射运动）对应的$\ell=1$条款，和局部的密度过高的$\ell\geq2$多极。此外，暗晕的响应主要是由一阶“强迫”项，与自引力的影响很小。这使得它很难约束的暗晕使用所观察到的恒星晕的响应的基础速度分布，但它允许我们调查的各种速度各向异性的恒星晕模型的响应：一个切向（分别径向）晕产生一个浅（分别强）的响应。我们还表明，只有当地的唤醒是负责这些变化，反射运动是完全依赖于MW潜力。因此，我们确定的结构（取向和绕组）的平面内四极（$m=2$）的响应作为一个潜在的好探针的恒星晕各向异性。最后，我们的方法允许我们尝试性地将尾流强度和形状与共振效应联系起来：强径向响应可能与内部Lindblad共振有关，弱切向响应与共转有关。
2022-01-14 astro-ph.GA
Dependence of Halo Bias and Kinematics on Assembly Variables
利用在大型$N$体模拟中发现的暗物质晕，我们研究了晕组装偏差，晕形成时间，峰值最大圆周速度，浓度和自旋作为组装变量。而不是在固定的质量分组晕到每个组件变量的不同的halles，我们提出的联合依赖晕偏差的{ \it值}晕质量和每个组件变量。在晕质量和一个装配变量的平面中，联合依赖性可以在很大程度上描述为从全局最小值向外增加的晕偏置。我们发现它不太可能有一个组合的晕变量吸收所有的组装偏差的影响。然后，我们提出了联合依赖的晕偏置两个组件变量在固定的晕质量。晕偏差的梯度不一定遵循两个集合变量的相关方向，它随晕质量而变化。因此，一般来说，对于两个相关的组装变量，在预测晕组装偏差趋势时，一个不能用作另一个的替代。最后，晕组装被发现影响晕的运动学。较早形成的低质量晕比大质量晕有更高的速度弥散。在一般情况下，晕组装导致晕偏差和晕成对速度分布之间的相关性，更强烈的集群晕具有较高的成对速度和速度分散。然而，相关性并不紧密，在固定的晕偏置晕的运动学仍然依赖于晕质量和组装变量。
2018-08-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Kinematically Detected Halo Streams
我们银河系的起源和演化的线索可以在我们周围恒星的运动学中找到。吸积卫星星系的残余在速度空间中产生过密度，它可以比空间过密度保持更长时间的相干性。本章回顾了一些研究，这些研究都是在附近的太阳附近和更遥远的恒星晕中寻找这些吸积遗迹的。许多观测调查已经推动了这一领域的发展，从早期的依巴谷任务，到当代的调查，如RAVE和SDSS。这个活跃的领域继续蓬勃发展，提供了许多新的发现，并将随着盖亚任务为我们银河系中的10亿颗恒星提供精确的自行而发生革命性的变化。
2016-03-07 astro-ph.GA
NIHAO XVI: The properties and evolution of kinematically selected discs, bulges and stellar haloes
我们使用25个模拟星系从NIHAO项目定义和表征各种运动学恒星结构：薄和厚盘，大规模的单盘，经典和伪凸起，球状体，内盘，和恒星晕。这些结构的质量、自旋、形状和旋转支持与理论预期和观测数据非常一致。在暗物质晕质量为$2.5\times10^{\rm~11}M_{\rm\odot}$以上，所有星系都有一个经典的凸起，70%的星系有一个薄而厚的盘。运动（薄）盘遵循幂律角动量和恒星质量之间的关系$J_{\rm *}=3.4M_{\rm *}^{\rm1.26\pm0.06}$，在非常好的协议与预测的基础上的经验恒星晕质量关系在相同的质量范围内，并显示出最大的“观察到的”旋转速度和暗物质晕圆速度$v_{\rm c}=6.4v_{\rm max}^{0.64\pm0.04}$之间的强相关性。追溯这些结构的祖先，我们发现它们都失去了最大角动量的一小部分$1-f_j$。薄的圆盘在保持高红移自旋（$f_j\sim0.70$）方面比厚的圆盘（$f_j\sim0.40$）要好得多。恒星晕的前身重子是在最晚（$z_{\rm~1/2}\sim1.1$）和最长的时间尺度（$τ\sim6.2$ ~Gyr）上组装的，并且在原地诞生的恒星（$f_{\rm in-situ}=0.35\pm0.14$）的比例最小。所有其他结构都有$1.5\lesssim z_{\rm1/2}\lesssim3$、$τ=4\pm2$ ~…
2019-06-04 astro-ph.GA
All-Sky Kinematics of the Distant Halo: The Reflex Response to the LMC
本文通过构建50-160千秒差距的亮红巨星全天光谱数据集并拟合六维运动学，测量了内银河系因大麦哲伦云落入而产生的反射运动，发现其以约40千米每秒的速度朝LMC过去轨道方向移动，表明LMC质量至少为银河系的15%。
2025-05-19 astro-ph.GA
Structure and kinematics of the polar ring galaxies: new observations and estimation of the dark halo shape
极环星系（PRG）是一类特殊的星系，其外层物质在与主星系盘大致垂直的平面内旋转。尽管对PRG的研究已经持续了很长时间，但缺乏足够详细的观测数据，仍然存在许多悬而未决的问题。其中最有趣的问题是，在这些系统中的暗物质晕的扁平化的估计和验证的假设，最大的极地结构形成的星系际细丝的物质吸积。我们的团队最近使用SDSS图像收集的新目录增加了已知PRG数量的几倍。本文综述了我们在PRG的形态结构和光度结构研究方面的最新成果。使用恒星和电离气体的运动学数据的基础上，光谱观测与俄罗斯6米望远镜，我们估计的暗物质晕的形状在个别星系。
2014-10-14 astro-ph.GA
The Milky Way has no in-situ halo other than the heated thick disc. Composition of the stellar halo and age-dating the last significant merger with Gaia DR2 and APOGEE
基于对盖亚DR2数据的分析，以前的研究表明，吸积星，可能来自一个单一的祖先卫星，是我们银河系晕的重要组成部分，可能构成了$\rm [Fe/H] < -1$的大部分晕星，距离太阳几千秒差距以内。在本文中，我们耦合的天体测量数据从盖亚DR 2与APOGEE DR 14的元素丰度的运动学和化学的特点，在原位和增生的人口高达$\rm [Fe/H] \sim -2$。吸积恒星似乎显着影响银河系的化学运动学关系，不仅在$\rm [Fe/H] < -1$，而且在金属丰度典型的厚和金属贫薄盘。它们占$\rm [Fe/H] < -1$所有恒星的60%，剩下的40%是由（弱金属）厚盘星组成。我们发现，恒星运动化石记录显示了这个吸积事件留下的印记，加热了旧的银河系盘。我们能够确定这个运动学印记的年龄，表明吸积发生在9到11 Gyr之前，它导致了银河系圆盘的最后一次显着加热。在星系晕中，发现了一个重要部分的恒星，其丰度是典型的（富含金属的）厚盘，并被这种相互作用加热。事实上，在距离太阳几千秒差距的运动学定义的晕中，大约有一半是由富含金属的厚盘星组成的。此外，我们认为，这种富含金属的厚盘组件占主导地位的恒星晕的内银河系。从这项研究中出现的新图片是标准的非旋转原位晕人口，崩溃的晕，似乎比以往任何时候都更加难以捉摸。
2019-09-10 astro-ph.GA
Estimating the Kinematic Parameters and the Distance-Scale Zero Point for the Thin-Disk, Thick-Disk, and Halo Population Tracers via 3D Velocity Data
我们使用统计视差的方法来约束距离尺度零点，并分析银河系经典造父变星，RR天琴座型变量，蓝色水平分支星，作为标准蜡烛/运动示踪剂的各种银河系人口的广泛样本的运动学。根据天琴座RR型变星晕、BHB星和造父变星自转曲线的平均速度，得到了三个一致的局部圆速度估计值，其平均值为210+/-6 km/s，与BHB星银心距5-40 kpc区间的平均圆速度接近（195+/-5 km/s），从而为银河系自转曲线在距离中心约5 kpc以外的实际平坦形状提供了进一步的支持证据。距离尺度的修正意味着太阳银心距离为7.7+/-0.4 kpc，LMC距离模数为18.42+/-0.06，哈勃常数为73-85 km/s/Mpc。
2010-01-09 astro-ph.GA
The Structural and Kinematic Evolution of Central Star Clusters in Dwarf Galaxies and Their Dependence on Dark Matter Halo Profiles
通过一套直接的N体模拟，我们探讨了位于矮星系中心的星团的结构和运动学演化是如何受到其宿主的暗物质密度分布的形状的影响。较强的中央潮汐场的cuspier晕最大限度地减少集群的能力，扩大在响应质量损失由于恒星演化在其早期的演化阶段，并在其随后的长期演化驱动的两体松弛。因此，在cuspier暗物质晕中演化的星系团具有更紧凑的尺寸，更高的速度色散，并且在所有的星系团中心距离上保持近似各向同性。相反，核心晕中的星系团可以扩大更多，并发展出一种速度分布剖面，在更大的星系团中心距离处，这种速度分布剖面变得越来越径向各向异性。最后，在尖形暗物质轮廓中演化的星系团的速度色散较大，导致它们具有较长的弛豫时间。因此，在尖状星系的集群放松的速度较慢，因此，他们都较少的质量分离和更远的完整的能量均分比集群的核心星系。将这项工作应用于观测，可以将星团用作测量矮星系中暗物质分布的工具，并区分孤立的星团和超暗矮星系。
2018-07-06 astro-ph.GA
The intermediate age population of the Galactic halo
我们最近了解到，银河系的内晕包含一个运动学相干的组成部分（盖亚-土卫二），来自10个Gyrs前的一次重大合并。相比之下，内晕（定义为排除麦哲伦流）不包含类似的十亿年前的闯入者恒星星族。我们用来设置相应上限的示踪剂是盖亚渐近巨星分支星，而不是盖亚运动学。主要样品是用SkyMapper测光从Gaia DR 2中提取的。这是补充PanSTARRS和2 MASS测光。随着盖亚任务的进行，星系晕中的恒星形成历史应该会出现。
2019-03-13 astro-ph.GA
Kinematic Analysis of Solar-Neighborhood Stars Based on RAVE4 Data
We consider stars with radial velocities, proper motions, and distance estimates from the RAVE4 catalogue. Based on a sample of more than 145000 stars at distances $r<0.5$ ~kpc, we have found the following kinematic parameters: (U,V,W)_ \odot =(9.12, 20.80, 7.66) \pm (0.10, 0.10, 0.08) km s^{-1}, Ω_0=28.71 \pm 0.63 km s^{-1} kpc^{-1}, and Ω'_0=-4.28 \pm 0.11 km s^{-1} kpc^{-2}. This gives the linear rotation velocity V_0=230 \pm 12 km s^{-1} (for the adopted R_0= 8.0 \pm 0.4 kpc) and the Oort constants A=17.12 \pm 0.45 km s^{-1} kpc^{-1} and B=-11.60 \pm 0.77 km s^{-1} kpc^{-1}. The 2D velocit…
2015-12-26 astro-ph.GA
The kinematics of the outer halo of M87 as mapped by planetary nebulae
对室女座星系M87（NGC~4486）外晕中的298个行星状星云（PNs）进行了运动学研究。这些PN的视线速度被用来识别子组件，测量平滑的M87晕的角动量内容，并限制在这些大半径的恒星的轨道分布。我们发现ICPNS在$100\, \mathrm{kpc}$半径处的表面密度分布具有浅的对数斜率，$-α_{\rm ICL}\simeq -0.8$，在最大半径处占主导地位。光滑晕的角动量相关的$λ_{\mathrm{R}}$配置文件仍然在慢转子制度，到135 kpc的平均椭圆半径。在$R_{\rm avg}=135$ kpc时，速度弥散分布急剧下降到$σ_{\mathrm{halo}} \sim 100\, \mathrm{kms}^{-1}$。如果光滑的M87晕的轨道分布从$R_{\rm avg}\sim 60$ kpc内的近似各向同性强烈地变化到在探测的最大距离处的径向各向异性，则光滑晕的速度色散和表面密度分布的这种急剧下降可以与从假设热X射线气体的流体静力学平衡推断出的圆速度曲线相一致。扩展的LOSVD的PN在M87晕允许几个子组件的识别：ICPNs，“冠”吸积事件，和平滑的M87晕。在像M87这样的星系中，需要考虑这些子成分的存在，以避免在估计总封闭质量时出现系统性偏差。由速度弥散剖面推断的动力学结构表明，M87的光滑晕在超过$R_{\rm avg}=60$ kpc后变陡，并具有…
2018-09-27 astro-ph.GA
Topography of the Young Galactic Disk: Spatial and Kinematic Patterns of the Clustered Star Formation in the Solar Neighborhood
疏散星团的空间运动学参数的精确测定使它们成为研究银河系结构的理想示踪物。年轻疏散星团（YOCs）是星团恒星形成模式的主要代表，它确定了银河系中大多数恒星的形成方式。我们应用克里格技术的样本盖亚YOCs在3.5千秒差距半径内围绕太阳和日志（年龄）$\leq$ 7.5，年龄在几年内，获得$Z(X,Y)$和$V_Z(X,Y)$地图。Alfaro等人（1991）的先前工作表明，即使使用小数据样本（$N \sim 100$），克里格也可以提供可靠的结果。我们的方法的三维空间和垂直速度场结构的银河系盘定义的YOCs和分析的层次结构的星团形成，它显示了丰富的层次结构，显示复杂的嵌入在对方。我们讨论的基本特征的方法来执行映射，并指出在现象学方面获得的主要结果。三维空间分布和垂直速度场揭示了一个复杂的磁盘结构与高度的子结构。他们的分析提供了关于塑造这个银河系区域中星团恒星形成相空间的主要物理机制的线索。$Z$和$V_Z$中的翘曲、波纹和高局部偏差在一个单一但复杂的场景中密切相关。
2022-08-30 astro-ph.GA
Three dynamically distinct stellar populations in the halo of M49
M49（NGC 4472）是室女星系团B子团中的主要星系，也是研究星系团外围最明亮星系团扩展晕形成的基准。我们研究了M49外晕的运动学，寻找子结构，并描述了向周围组内光的过渡。作为运动示踪剂，我们使用行星状星云（PNe），结合运动学从扩展的行星状星云光谱仪（PN.S）早期型星系调查与我们最近的深测光样本。我们研究了95 kpc半径范围内亮和暗PN种群的位置-速度平面，并采用多高斯模型的速度分布来识别具有不同运动学和历史的恒星星族。我们报告了与M49和矮不规则星系VCC 1249相互作用有关的恒星运动学子结构的探测。我们发现两个运动学上不同的PN人口与主要的M49晕和扩展组内轻（IGL）。在10-80千秒差距半径处，它们具有速度弥散$σ_{halo}\simeq 170$ km/s和$σ_{IGL} \simeq400$ km/s。在$\sim80$ kpc处的整体光度分布和速度色散与从X射线观测外推的平坦圆形速度曲线一致。与IGL有关的PNe的色散在$\sim100$ kpc半径处与B子星系团中的卫星星系的色散汇合。这是第一次基于单个恒星的速度观测到从晕到IGL的转变。因此，M49的晕，至少由三个不同的组成部分，经历了一个扩展的吸积历史在其母集团潜力。IGL部分的蓝色与红移为$\sim0.5$的低质量星系中形成的恒星群一致，这些恒星群此后一直被动地演化，正如其他数据所表明的那样。
2018-05-08 astro-ph.GA
The relationship between the morphology and kinematics of galaxies and its dependence on dark matter halo structure in EAGLE
在EAGLE模拟中，我们研究了质量为$M_\star > {10}^{9.5} {\rm M}_\odot$的中央星系中恒星成分的形态和内部运动学之间的联系。我们比较了几种常用的运动学诊断来描述模拟星系，并发现它们之间有很好的一致性。我们模拟的结构，星系椭球体和量化的形态，通过其主轴的比率。我们表明，蓝色恒星形成和红色静止星系的形态诊断的分化可以实现类似的功效，使用运动学诊断，但只有当一个是能够测量的扁平和三轴的星系。扁平扁星系表现出更大的旋转支持比他们的球状同行，但有显着的分散形态和运动学诊断之间的关系，这样的运动学相似的星系可以表现出广泛的形态。扁率与旋转速度和弥散速度之比关系的离散性（$v/σ$）与恒星速度色散的各向异性密切相关：在固定的$v/σ$，较平坦的星系在由中间轴和长轴定义的平面上比在短轴上表现出更大的色散，表明模拟星系的形态受到其速度弥散结构的显着影响。模拟显示，这种各向异性与星系内部暗物质晕的内在形态相关，即在没有耗散重子物理的情况下出现的晕形态。这意味着星系的形态和它们的宿主暗物质晕之间存在因果关系。
2019-02-20 astro-ph.GA
Recent Results from SPLASH: Chemical Abundances and Kinematics of Andromeda's Stellar Halo
在过去的十年里，对仙女座星系的恒星星族的大规模调查彻底改变了我们对这个星系的看法。大规模的连续光度测量和定点光谱测量相结合，对于发现仙女座的子结构和解开仙女座的结构成分特别强大。SPLASH（仙女座恒星晕的光谱学和光度学景观）调查包括宽波段和窄波段的成像和光谱学的红巨星分支恒星的视线范围从2千秒差距到超过200千秒差距从仙女座的中心。SPLASH数据揭示了一个幂律表面亮度轮廓延伸到仙女座维里半径的至少三分之二（Gilbert et al. 2012），金属丰度梯度延伸到仙女座中心至少100 kpc（Gilbert et al. 2014），以及仙女座内晕中大量加热盘星的证据（Dorman et al. 2013）。我们还使用晕星的速度分布来测量仙女座的切向运动（Beaton等人，准备中）。
2016-03-16 astro-ph.GA
Kinematic transitions and streams in galaxy halos
本星系群以外的星系晕的化学动力学现在可以通过使用球状星团和行星状星云作为明亮的示踪物体，以及综合恒星光的深多缝光谱学来绘制。我们目前的调查结果附近的早期型星系，包括运动学上不同的晕，可能反映两个阶段的星系大会的证据。我们还展示了实用的示踪剂的方法在测量周围的伞星系，这使我们能够重建祖属性和流轨道的恒星子结构的运动学。
2014-01-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
The outer halo globular cluster system of M31 - II. Kinematics
对M31的外晕球状星团（GC）系统进行了详细的运动学分析。我们的基础是对78个星系团进行的一组新的光谱观测，这些星系团位于距离M31中心的预计距离Rproj ~20-140 kpc之间。这些主要是从最近的PAndAS球状星团目录中提取的;我们的目标中有63个没有以前的速度数据。通过贝叶斯极大似然分析，我们发现Rproj > 30 kpc的GC表现出围绕M31的短光轴的相干旋转，其方向与位于更中心的GC相同，但幅度较小，为86+/-17 km s-1。也有证据表明，外晕GC系统的速度色散作为距离M31中心的投影距离的函数而减小，并且这种关系可以用指数~-0.5的幂律来很好地描述。外晕GC的速度色散分布与晕星的速度色散分布非常相似，至少在恒星运动学信息的半径范围内是如此。我们检测和讨论各种速度之间的相关性分组的GCs，躺在恒星碎片流的M31晕。这些子群中有许多是动态冷的，表现出内部速度分散与零一致。简单的蒙特卡罗实验表明，这样的配置不太可能偶然形成，增加了M31中很大一部分外晕GC已经与它们的母矮星系一起吸积的观点的权重。我们还通过示踪质量估算器估算了200 kpc以内的M31质量，发现（1.2 - 1.6）+/- 0.2 10^{12}M_sun。由于数据的各种局限性和TME中的假设，这一数量受到额外的系统影响。最后，我们讨论了我们的结果的背景下，形成的M31晕的情况。
2014-06-01 astro-ph.GA
