Understanding biases in measurements of molecular cloud kinematics using line emission
利用多种示踪剂进行分子谱线观测，常被用来研究分子云的运动学结构。然而，即使在同一地区，用不同的谱线测量云的速度频散，也往往产生不一致的结果。这种分歧的原因并不完全清楚，因为分子线观测受到许多偏见的影响。在本文中，我们解开和调查的各种因素，驱动线宽测量偏差，通过构建合成的位置，位置，速度立方体的各种示踪剂从一套自引力磁流体动力学模拟的分子云。我们比较线宽来自这些数据立方体的合成观测的真实值的模拟。我们发现，由不同的示踪剂测量的线宽的差异是由密度相关的激发，从而示踪剂，是敏感的密度较高的样品较小的区域具有较小的速度色散，不透明度扩大，特别是对于高度光学厚示踪剂，如CO，有限的分辨率和灵敏度，抑制发射线的翅膀的组合驱动。我们发现，在固定的信噪比下，三种常用的示踪剂，CO的J=4->3线，C^{18}O的J=1->0线和NH_3的（1，1）反转跃迁，通常提供了这些竞争偏置之间的最佳折衷，并产生速度色散的估计，以反映分子云的真实运动学，精度约为10%。而不管云磁场强度、演化状态或视线相对于磁场的取向。
2020-07-27 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
The Connection Between Different Tracers Of The Diffuse Interstellar Medium: Kinematics
使用可见光，无线电，微波和亚毫米数据，我们研究了几条视线对恒星一般接近1千秒差距的组件的基础上。我们从Ca II、Ca I、K I、CH、CH $^{+}\!,$和CN中推导出可见波长处吸收的组分结构，并将其与来自GOT C+调查的H I、CO及其同位素体和C $^{+}$的发射进行比较。发射和吸收成分之间的对应关系有助于创造一个更加统一的星际介质中扩散的原子和分子气体的图像。我们还讨论了这些示踪剂是如何与CO-暗H $_{2}$气体探测C $^{+}$发射和讨论观察到的物种之间的运动学连接。
2018-04-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Breaking the Blend: A multi-tracer kinematic decomposition method for IFS data applied to disentangling the AGN outflow and circumnuclear ring in NGC 5728 with JWST
提出一种基于多示踪剂堆叠运动学的IFS分解方法，成功分离NGC 5728中的恒星形成环与AGN外流，为活动星系复杂发射线结构提供通用分解框架。
2026-10-12 astro-ph.GA
Extended halos and intracluster light using Planetary Nebulae as tracers in nearby clusters
自1996年首次探测到星团内行星状星云以来，成像和光谱巡天发现了这类恒星，以追踪星团中漫射光的径向范围和运动学。这一研究课题与致密环境中星系形成和演化的研究密切相关，因为行星状星云在星系最外层区域和星系团核心的空间分布和运动学关系到宇宙学模拟的约束条件。从这个意义上说，河外行星状星云在近场宇宙学中扮演着非常重要的角色，以便测量作为半径函数的积分质量和位于附近宇宙密集区的结构中恒星的轨道分布。
2016-01-04 astro-ph.GA
The Density Profile and Kinematics of the Milky Way with RR Lyrae Stars
大多数已知的RR型天琴座是ab型RR型天琴座（RRLab），它们是绘制银河系及其子结构的极好工具。我们发现，1148 RRLab星确定的德雷克等人。（2013）已经通过SDSS和LAMOST的光谱调查观察到。本文第一部分利用860个晕示踪剂资料，计算了径向速度频散、圆周速度和质量分布。在这里，我们给出了银河系厚盘和晕的恒星密度和径向速度分布。位于厚盘中的288颗RRLab星的平均金属丰度为[Fe/H] $=-1.02$。三个厚盘示踪剂的径向速度低于215 km $\rm s^{-1}$。利用860个平均金属丰度为[Fe/H] $=-1.33$的晕星示踪剂，我们发现了一个由$n(r) \propto r^{-2.8}$和$n(r) \propto r^{-4.8}$组成的双幂律分布，其折点距离为21 kpc。在50千秒差距处的径向速度弥散约为78公里$\rm s^{-1}$。
2018-02-02 astro-ph.GA
Stellar activity as a tracer of moving groups
本文介绍了用完全运动学（银河系速度U、V、W）和色球活动指数$\log R'_{\rm{HK}}$研究太阳附近恒星活动的结果。我们使用2529颗恒星的样本分析了已知移动群体中心附近的平均活动水平，发现这些协会附近的恒星往往比场星更活跃。这支持了这样一个假设，即这些结构，或者至少是其中的重要部分，是由运动学上束缚的年轻恒星组成的。我们证实了我们的研究结果，使用银河系演化探测器（GALEX）的紫外线数据和运动学从日内瓦-哥本哈根调查的样本中的恒星。最后，我们提出了一个汇编目录的运动学和活动的2529颗恒星和一个列表的潜在的移动组成员选择的基础上，他们的恒星活动水平。
2013-02-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Kinematics and simulations of the stellar stream in the halo of the Umbrella Galaxy
我们研究周围的伞星系，NGC 4651，其中主机的流和壳通过有核矮椭圆星系的潮汐破坏形成一个戏剧性的系统暗弱恒星子结构的动力学。我们阐明了系统的基本特征（颜色，光度，恒星质量）使用多波段斯巴鲁/Suprime-Cam图像。正在进行的合并事件的恒星质量比约为1：50。我们确定候选运动示踪剂（球状星团，行星状星云，H II地区），并跟进一个子集与凯克/DEIMOS光谱获得速度。我们发现，15的示踪剂可能与晕子结构，包括可能的流祖细胞核。这些物体在位置-速度相空间中描绘出运动学上的冷特征。我们使用单个测试粒子轨道，加上重新缩放的预先存在的N体模拟流模型。我们推断出一个非常偏心的轨道，周期约为0.35 Gyr，转折点约为2-4和40 kpc，这意味着卫星最近通过圆盘，这可能引起了宿主星系中可见的扰动。这项工作证实了低表面亮度子结构的运动学可以使用离散示踪剂恢复和建模-这一突破为解开次要合并的详细物理学开辟了一条新的途径。
2014-06-24 astro-ph.GA
Galactic Mass Estimates using Dwarf Galaxies as Kinematic Tracers
新的质量估计和累积质量分布与贝叶斯可信区域（c.r.）银河系（MW）的发现使用银河系质量估计（GME）代码和矮星系（DG）的运动学数据从多个来源。GME采用分层贝叶斯方法同时估计DG的真实位置和速度，它们的速度各向异性，以及银河系总引力势的模型参数。在这项研究中，我们将有意义的先验信息从过去的研究和模拟。物理模型的先验分布来自Eadie & Juric（2019）的结果，该结果使用球状星团代替DG，以及来自真实环境反馈-2（火-2）宇宙学模拟的Ananke Gaia类巡天的次晕分布（参见Sanderson et al. 2020）。使用超过45 kpc的DG，我们报告了$r_{200}$ = 212.8（191.12，238.44）kpc和总封闭质量$M_{200}$ = 1.19（0.87，1.68）$\times10^{12}M_{\odot}$（采用$Δ_c=200$）的中位数和95% c.r估计值。还报告了特定半径处的中值质量估计（例如，$M(<50\text{ kpc})=0.52\times10^{12}M_{\odot}$和$M(100\text{ kpc})=0.78\times10^{12}M_{\odot}$）。估计值与最近使用GAIA DR 2和DG的其他研究相当，但与Eadie & Juric（2019）的估计值明显不同。我们进行了敏感性分析，以调查是否个别…
2021-08-27 astro-ph.GA
Determining the parameters of the spiral arms of the Galaxy from kinematic tracers based on Gaia DR3 data
本研究利用Gaia DR3中亮恒星的运动学示踪体测定银河系旋臂参数，所得结果与已有研究吻合，还外推给出了包含四条主旋臂及本地猎户臂的全局四臂结构示意图，验证了结构的统计可靠性。
2023-08-27 astro-ph.GA astro-ph.IM
A homogeneous three-dimensional view of Molecular Cloud kinematics out to 2.5 kpc. Using Young Stellar Objects and Open Clusters as complementary tracers
Universidade da Coruña (UDC)（科鲁尼亚大学）；CIGUS CITIC, Centre for Information and Communications Technologies Research（信息与通信技术研究中心 CIGUS CITIC）；Institute of Science and Technology Austria (ISTA)（奥地利科学技术研究所）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利群岛天体物理研究所）；Universidad de La Laguna (ULL)（拉古纳大学）；Universitat de Barcelona (UB)（巴塞罗那大学）；Institut de Ciències del Cosmos (ICCUB)（宇宙科学研究所 ICCUB）；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)（加泰罗尼亚空间研究学院）
本文利用年轻恒星对象和疏散星团作为互补示踪剂，研究分子云的三维运动，发现两者在运动学上高度一致，揭示了太阳系在Orion云中的旅程及Lupus、Ophiuchus和Corona Australis的共同起源。
2026-10-07 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Tracing the ejecta from cosmic nucleosynthesis
本研究利用长寿命放射性核素（尤其是26Al）衰变产生的伽马射线追踪宇宙核合成抛射物，揭示大质量恒星周围kpc尺度空腔及物质再循环的双重途径。
2024-01-21 astro-ph.GA astro-ph.HE
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
Globular clusters as tracers of the halo assembly of nearby central cluster galaxies
本文介绍了邻近的星系团天炉座和长蛇座I核心的球状星团系统的性质。在天炉座星系团中，我们收集了迄今为止GCS系统中最大的径向速度样本，这使我们能够识别中央星系NGC 1399周围的光度和运动学子群。此外，年龄，金属丰度和[α/Fe]丰度的一个子样本的60个明亮的球状星团（GC）与高S/N光谱显示多模态分布在相关空间的这三个参数，确认异质恒星星族在NGC 1399的晕。在长蛇座I星系团中，发现了非常蓝色的GC。它们并不是均匀地分布在中央星系周围。3-包括U波段在内的彩色测光显示，其中一些是中间年龄。它们的位置与一群受到破坏的矮星系相吻合。这是一个结构年轻的恒星晕“仍在形成”的证据，这也是由晕光的运动学测量，指向一个运动学干扰系统的支持。质量最大的GC通常分为更广泛的超紧凑矮星系（UCD）和真正的紧凑GC。在这两个集群中，UCD的空间分布和运动学不同于真正的GC。假设一些UCD代表剥离星系的核，这些UCD的性质可以用来追踪有核矮星系到中央星系团星系晕的组装。我们通过半分析的方法在宇宙学模拟中，只有最大质量的UCD在天炉座状集群可以解释剥离核，而大多数低质量的UCD属于星团家庭。
2015-12-23 astro-ph.GA
BANG-MaNGA: A census of kinematic discs and bulges across mass and star formation in the local Universe
本研究利用BANG代码对SDSS-MaNGA巡天进行测光与运动学建模，分析了星系结构组件，发现低于10^11 Msun的星系熄灭主要源于盘褪色而非结构转变，高于该质量则由并合驱动的结构转变主导。
2024-03-14 astro-ph.GA
Exploring the potential for kinematically colder HI component as a tracer for star-forming gas in nearby galaxies
本研究通过分解七个近邻星系的HI 21厘米数据立方体，发现运动学较冷的窄HI成分与恒星形成密切相关，且矮星系的窄HI比例高于旋涡星系，强调了高分辨率观测对揭示气体转换与星系演化联系的重要性。
2025-06-02 astro-ph.GA
Resolved Stellar and Nebular Kinematics of a Star-forming Galaxy at $z\sim2$
利用 Keck Cosmic Web Imager 对 $z=1.87$ 恒星形成星系 CASSOWARY 13 的观测，发现年轻恒星与星云气体动力学高度一致，证实星云发射是早期星系可靠的动力学示踪物。
2025-08-11 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
Resolved Kinematics of Runaway and Field OB Stars in the Small Magellanic Cloud
利用小麦哲伦云（SMC）中RIOTS 4场OB星的GAIA DR 2自行，研究了逃逸星的运动学。实验数据表明，SMC机翼相对于SMC杆有一个系统的特殊运动，（v_RA，v_Dec）=（62 +/-7，-18+/-5）km/s，相对径向速度为+4.5 +/-5.0 km/s。这清楚地表明，这两个区域在运动学上是不同的：机翼正在远离酒吧，并以64 +/- 10公里/秒的三维速度向大麦云云移动。这与最近云之间直接碰撞的模型一致。我们目前的横向速度分布为我们的领域OB星，确认未绑定的离家出走，包括我们的样本的一半，可能更多的顺序。使用食双星和双线光谱双星作为示踪剂的动态弹出失控，和高质量的X射线双星（HMXBs）作为示踪剂的失控加速超新星踢，我们发现显着的贡献，从两个人口。这些数据表明，HMXB相对于动态喷出的双星具有较低的速度色散，与前者对应的能量较低的超新星踢未能解开组件一致。有证据表明，我们的快速逃逸是由动力学而不是超新星抛射主导的。
2018-10-24 astro-ph.GA
Planetary nebulae as tracers of stellar population properties: a pilot study with MUSE
本研究利用MUSE积分视场光谱与DELF技术，分析10个早型星系内部PNe，发现其数密度分布及α参数与宿主星系金属丰度相关，且α参数与FUV超额弱反相关，为PNe作为恒星族群示踪物提供依据。
2025-11-14 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
Unveiling the inner morphology and gas kinematics of NGC 5135 with ALMA
本星系NGC 5135，由于其几乎面对面的外观，一个凸起的过密度的恒星，一个大规模的酒吧，活动星系核和超新星遗迹的存在，是一个很好的目标，调查流入，流出，恒星形成和活动星系核反馈的动力学。在这里，我们提出了一个重建的气体形态和运动学在这个星系的内部区域，根据阿塔卡马大毫米阵列（ALMA）档案数据的分析。为了我们的目的，我们结合现有的$\sim$ 100 pc分辨率ALMA 1.3和0.45毫米观测尘埃连续发射，光谱图的CO分子（示踪剂的分子质量在恒星形成和核区域），和CS分子（示踪剂的致密恒星形成区域）的SED分解的结果。利用$^{\rm 3D}$ BAROLO软件（3D-Based Analysis of Rotating Object via Line Observations）拟合星系自转曲线，重建了星系盘的3D斜环模型。我们的运动学模型所描述的观测到的发射功能。我们还试图解释的排放在几个地区的轴对称模型未能重现。其中最相关的是在北部边缘的内部酒吧，其中多个速度分量重叠的区域，作为一个超级气泡的膨胀的可能后果。
2017-12-23 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
Updated Kinematic Constraints on a Dark Disk
我们更新了Holmberg & Flynn（2000）研究的方法，包括银河系星际气体的更新模型，径向速度，更新的红化图，以及仔细的统计分析，以限制暗盘的允许表面密度和标度高度。我们仔细注意模型的自洽性，包括暗盘对其他盘组件的引力影响，以及示踪星的净速度。我们发现，该数据集表现出非零的整体速度在垂直方向上，以及从预期的位置在银河系中平面的位移。如果没有适当的解释，这些特征将使束缚偏向于低暗盘质量。因此，我们以两种方式进行分析。在第一种方法中，我们从示踪剂的相空间分布中减去平均速度和位移。在第二种方法中，我们执行的HF方法的非平衡版本，推导出一个振荡示踪剂分布的暗盘参数的约束。尽管在质量模型和红化图的更新，传统的方法的结果仍然与HF 2000的那些一致。然而，第二种非平衡技术允许表面密度大至$14\, M_\odot\,{\rm pc}^{-2}$（小至0），表明约束弱得多。对于这两种技术，表面密度上的界限是较弱的更大规模的高度。在未来的盖亚数据分析中，重要的是要验证示踪剂种群是否处于平衡状态。
2016-04-05 astro-ph.GA hep-ph
Exploring the structure and kinematics of the Milky Way through A stars
本研究利用IGAPS巡天选出的约350万颗A型星，结合盖亚数据，分析了银河系盘面结构，发现旋臂过密区、翘曲及呼吸模式等运动学特征，填补了示踪天体年龄空白。
2023-08-03 astro-ph.GA
emPDF: Inferring the Milky Way mass with data-driven distribution function in phase space
本文提出emPDF方法，在稳态最小假设下通过经验分布函数从运动学示踪体推断引力势，应用于银河系质量测量，结果与模拟约束一致，且无需额外模拟信息。
2025-02-26 astro-ph.GA
Tidally stripped halo stars from the Large Magellanic Cloud in the Galactic North
我们研究是否大麦云云（LMC）目前正在失去其恒星晕银河系（MW）潮汐。我们提出了一个活的$N$体模型正在进行的MW-LMC相互作用，预测一个突出的恒星流潮汐剥离的祖LMC。我们使用这个模型来定义一个策略来搜索剥离的材料在运动学空间。现有的恒星示踪剂，我们的结论是，RR天琴座星的样本提供了最高密度的运动示踪剂目前。使用样本的RR天琴座恒星与盖亚EDR 3天体测量，我们表明，在南银河半球的LMC恒星晕至少延伸到$\sim 30^\circ$从星系中心。此外，在北半球发现了几个领先的手臂候选者，远高于盘平面$b=+34^\circ$（在68 $^\circ$从LMC）。
2021-06-25 astro-ph.GA
Planetary nebulae as tracers of stellar population properties: unlocking their potential with integral-field spectroscopy
本研究利用积分场光谱数据同时测量星系中心区域的恒星年龄、金属丰度并探测行星状星云，以校准PNe作为恒星种群示踪者，从而在更远距离上揭示星系性质。
2023-11-15 astro-ph.GA
Cool Interstellar Medium as an Evolutionary Tracer in ALMA-Observed Local Dusty Early-Type Galaxies
冷星际介质（ISM，<30 K）的含量和分布可以指示晚型星系向早型星系转变的演化机制。为了研究这一点，ALMA观测12 CO [2-1]线的发射，获得了五个尘埃ETG从一个完整的样品在低密度环境中。其中四个ETG具有巨大的（约10^9兆太阳能）扩展分子气藏，有效半径约为3至5千秒差距。这项工作提供了一个运动学和结构分析，这些观察，探索可能的进化机制。轴对称或双对称运动学模型被拟合到分子气体盘的观测中，以量化存在的主导结构并突出显示额外的结构或不对称性。还检查了这些ETG的积分场单元（IFU）观察结果（如可用）。其中两个ETG，GAMA 64646和622305，似乎经历了潮汐扰动，导致分子气体盘和/或恒星形成内环。GAMA 272990可能经历了一次合并，形成了一个椭圆星系，其中嵌入了一个形成恒星的分子气体盘。GAMA 622429可能经历了一次轻微的合并，这是由分子气体分布的不对称性和光学图像中的扰动所指示的。剩下的ETG，GAMA 177186，受到来自一个偏移源的源混淆的影响，该偏移源可能是一个高质量，富含尘埃和气体的物体。总的来说，在低密度环境中，似乎有很高比例的尘埃ETG具有大量的、扩展的分子气体储层，并且作为其最近演变的一部分，经历了某种相互作用。长期演化可以（重新）将ETG从恒星形成星系转变为被动星系。
2022-10-20 astro-ph.GA
CLASH-VLT: Galaxy cluster MACS J0329-0211 and its surroundings using galaxies as kinematic tracers
利用超过1700个星系的光谱数据，通过成员星系运动学分析，研究了星系团MACS0329的动力学状态，发现其红星系呈SE-NW向结构，蓝星系呈松散分布并存在子结构，表明星系团处于组装阶段并伴有星系群近期落入，同时识别出前景和背景星系系统。
2024-10-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Planetary nebulae as tracers of accreted stellar populations in massive galaxies in groups and clusters
本文为小型综述，聚焦行星状星云（PNe）作为示踪剂，研究100 Mpc内星系群/团的晕及团内光组装，关联PN指标与原位-异位恒星族群转变，结合积分场巡天，展望新仪器并探讨恒星演化模型与观测的调和问题。
2025-10-28 astro-ph.GA
The difficulty of measuring the local dark matter density
分析盘星的垂直速度色散是估算局部暗物质密度$ρ_{DM}$最直接的天文学手段。目前基于中平面动力学密度的估计使用了局部重子修正，忽略了螺旋结构的非局部效应，大大低估了动力学相关气体的数量;额外的气体加上剩余的不确定性使得实际上不可能单独从中平面运动学测量$ρ_{DM}$。具有不同尺度高度和尺度长度的非均匀示踪剂种群的采样导致所观察到的色散梯度的系统性增加和标称密度分布的变化，如果不适当地考虑，可以被误解为更多暗物质的迹象。如果用一个无限大的圆盘来模拟圆盘重力，由于圆盘的整体指数分量引起的垂直重力的局部变化将导致重子贡献的低估，低估程度高达~40%。交叉色散分量$σ_{Rz}$的现象学合理模型，以及$g_z$的实际模型，对于垂直色散$σ_{z}(z)$，可以解析地求解全垂直Jeans方程，从而检验先前尝试的稳健性，测量$ρ_{DM}$。当从SEGUE G矮星数据估计模型参数时，仍然无法解释Buedenbender等人报告的简单厚盘和薄盘数据集中所见的行为差异。而不是一个基本的问题与运动学模型，这种影响似乎是一个进一步的迹象，难以定义和处理运动学均匀示踪剂人口。
2015-06-01 astro-ph.GA
Stellar kinematics in blue compact galaxies
在一个观测本地发光的蓝色致密星系（BCGs）的方案中，我们正在研究运动学，使用恒星和电离气体的示踪剂。在这里，我们总结了我们的计划，并提出了新的数据，当地莱曼打破星系类似哈罗11。从近红外Ca II三重态周围的空间分辨光谱，我们发现它的恒星和电离气体具有相似的速度场。然而，到目前为止，我们的方案表明，发射线速度可以从Ca II值相差几十公里/秒。将我们的数据与简单的恒星星族模型进行比较，我们评估了哪些恒星星族的Ca II三重态痕迹及其超越局部宇宙的潜力。
2009-01-19 astro-ph.GA
Intracluster light as a dark matter tracer: how their spatial and kinematic relationship is shaped by satellite demographics
University of Nottingham（诺丁汉大学）；École Polytechnique Fédérale de Lausanne (EPFL)（洛桑联邦理工学院）；Universidad Autónoma de Madrid（马德里自治大学）；Royal Observatory, Edinburgh（爱丁堡皇家天文台）
研究通过模拟探讨卫星银河系轨道演化和质量分布如何影响团簇内光（ICL）在相空间和径向分布中的关系，发现ICL比暗物质更集中，且受卫星人口学影响显著。
2026-09-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evolution of radioactive elements in the LMC: predictions for future gamma-ray surveys
本文使用新的化学演化模型预测LMC中26Al和60Fe的质量与伽马射线通量，发现其恒星形成初期平缓且近期爆发，并指出这些预测对2027年发射的COSI-SMEX任务具有参考价值。
2023-05-08 astro-ph.GA
Type II Cepheids as stellar tracers and distance indicators
II型造父变星是它们的宿主星系中古老的恒星星族的有用的距离指示器和示踪剂。本文总结了大麦云云中II型造父变星的近红外观测，并讨论了它们的周期-光度关系的绝对定标。结合近红外数据的II型造父变星在银河系的隆起从VISTA VVV调查，我们估计了一个强大的距离银河系中心。我们发现，第二型造父变星跟踪球对称的空间分布与可能的证据椭球体结构，类似于RR天琴座恒星。与盖亚和VVV自行一起，II型造父变星被发现追踪银河系隆起中古老的、贫金属的、运动学上热的恒星星族。
2020-06-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
A and F stars as probes of outer Galactic disc kinematics
以往对银河系外盘自转规律的研究主要使用气体示踪剂或团簇巨星。在这里，我们探索A和F星作为替代品：这些提供了一个更密集的采样在外盘比气体示踪剂，并经历了显着减少速度散射比老的团块巨星。第一次调查证实了A星在这个角色中的合适性。我们的工作是基于光谱学的$\sim$ 1300光度选定的恒星在红色的钙三重态区域，选择减轻对星际消光的影响。这两颗恒星位于两个低银河纬度的视线范围内，一个是$\ell = 118^{\circ}$，采样强烈的银河旋转剪切，另一个是$\ell = 178^{\circ}$，靠近Anticentre。利用马尔可夫链蒙特卡罗参数拟合，测量了恒星参数和径向速度，并计算了距离。获得的径向速度随距离的趋势与气体示踪剂的现有平坦或缓慢上升的旋转定律不一致（Brand & Blitz 1993; Reid等人2014）。相反，我们的结果与Huang et al.（2016）从盘丛巨星获得的结果相吻合，这些结果有利于提高圆周速度。另一种解释，在螺旋臂扰动方面是不直接的。我们评估的作用，未检测到的二进制的样本和距离误差可能在引入偏见，并表明，前者是一个次要因素。我们的圆周速度趋势的随机误差在$\pm 5$ km s $^{-1}$以内。
2018-01-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Kinematics and properties of the Central Molecular Zone as probed with [C II]
银河系中央分子带（CMZ）是一个包含大量密集分子云的区域，其动力学由各种能量源驱动，包括大质量黑洞。因此，它是理解河外核物理过程的最接近的模板。CMZ的中性星际气体已经在许多中性原子和分子气体示踪剂中被绘制光谱，但电离和CO暗H2区域的光谱跟踪得不太好。我们绘制了158微米处C+的精细结构线，[C II]，以识别和表征CMZ中电离气体的特征，包括UV照射的中性气体，光子主导区域（PDR），CO-暗H2气体和高度电离气体。我们使用Herschel HIFI观察到具有高光谱分辨率的[C II] 158微米精细结构线，具有两个垂直的On-the-Fly条带扫描，沿着l = -0.8到+0.8和b = -0.8到+0.8，都以（l，b）=（0，0）为中心。我们分析了[C II]数据的空间速度分布，并将其与[C I]和CO的空间速度分布进行比较，并与尘埃连续图进行比较，以确定紫外辐照气体的性质和分布及其在CMZ内的动态。[C II]的经度和纬度速度图描绘了稠密分子云的开放气流的轨道部分，云G0.253+0.016，也被称为砖，拱形细丝，以及Sgr A和Sgr B2附近的电离气体。我们使用[C II]和辅助数据来确定这些CMZ功能的物理和动力学性质。[C II]发射主要来自致密的PDR和高度电离的气体，并且是这种气体的运动学和物理条件的重要示踪剂。
2017-01-12 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 Life Cycle of the Central Molecular Zone. II: Distribution of atomic and molecular gas tracers
我们使用Armillotta等人（2019）提出的内部星系的流体动力学模拟来研究CMZ内的气体分布和运动学。我们使用的分辨率足够高，以捕捉气体发射在密集的分子示踪剂，如NH3和HCN，并模拟了50万年的时间窗口，足够长的时间来捕捉阶段，在此期间，CMZ经历了静态和激烈的恒星形成。然后，我们后处理的模拟CMZ计算其空间依赖的化学和热状态，产生合成的排放数据立方体和HI和分子气体示踪剂CO，NH3和HCN的地图。我们发现，从地球上看，在CMZ的气体主要分布在两个平行的和细长的功能，从积极的方向和速度，负的方向和速度。这两股气流中的分子气体排放并不均匀，它主要与通过尘埃带流向银河系中心的气体与环内轨道气体碰撞的区域有关。我们的模拟数据立方体再现了在观测到的CMZ中发现的一些特征。然而，当我们使用我们的结果来解释单个分子云的位置时，出现了一些差异。最后，我们表明，当CMZ附近的一个激烈的恒星形成的时期，环主要是破碎的超新星反馈的结果，和大部分的发射来自恒星形成的分子云。这种形态和恒星形成率之间的相关性应该可以在河外CMZ的观测中检测到。
2020-02-14 astro-ph.GA
Stellar kinematics in the nuclear regions of nearby LIRGs with VLT-SINFONI. Comparison with gas phases and implications for dynamical mass estimations
在这项工作中，我们使用的看到有限的SINFONI H-和K-波段光谱分析的空间分辨运动学的恒星成分的内部r<1-2千秒差距的10个附近（平均z=0.014）LIRGs。我们比较了恒星的运动学与那些不同的气相，并分析了使用不同的示踪剂时估计动力学质量的相对影响。恒星速度和速度色散图提取在两个近红外波段拟合连续辐射使用pPXF，而我们使用气体运动学从以前的作品。我们发现不同的气相有相似的运动学，而恒星部分的旋转速度稍低（$_*$ ~ $_g$），但在明显温暖的轨道（$σ_*$ ~2 $σ_g$）比气相。这些数值表明，恒星是在厚的圆盘中旋转，而气相则被限制在动态冷却的旋转圆盘中。然而，这些差异并不会导致基于恒星和气体运动学的动力学质量估计之间的显着差异。这一结果表明气体运动学也可以用来估计z~2 SFG中的M $_{dyn}$，这是一种与本地LIRG共享许多结构和运动学性质的星系群体。
2021-04-14 astro-ph.GA
The Galactic Disk North-south Asymmetry in Metallicity May Be A New Tracer for the Disk Warp
本研究利用LAMOST和APOGEE的17万颗红团簇恒星，首次发现金属丰度南北不对称性可示踪银河系盘翘曲，并精确拟合其形态与节线方向。
2024-12-17 astro-ph.GA
Proximate damped Lyman-$α$ systems as tracers of quasar feedback
Institut d’Astrophysique de Paris（巴黎天体物理研究所）；Sorbonne Université（索邦大学）
研究近邻尘埃Lyman-α系统，揭示其作为类星体反馈示踪剂的特性，通过分析其动力学和物理性质，发现不同类别的系统存在连续序列，支持冷致密云在类星体附近动态循环的模型。
2026-05-12 astro-ph.GA
The effects of bar strength and kinematics on galaxy evolution II: The global and local impacts of slow-strong bars
Haverford College（哈弗福德学院）；University of California Santa Cruz（加州大学圣克鲁兹分校）；University of Oxford（牛津大学）；University of Toronto（多伦多大学）；Lancaster University（兰开斯特大学）
研究通过分析棒状星系的强度和运动学，探讨其对星系演化的影响，发现慢强棒最促进星系熄灭，但强棒在棒中心促进恒星形成，慢棒则在棒内促进恒星形成。
2026-03-18 astro-ph.GA
The observed spiral structure of the Milky Way
银河系的螺旋结构还没有被很好地确定。理解这种结构的关键是增加可靠的螺旋示踪剂的数量，并尽可能准确地确定它们的距离。HII区、巨分子云和6.7GHz甲醇脉泽与高质量恒星的形成密切相关，因此它们是很好的螺旋示踪剂。我们更新了银河系HII区，GMC和6.7 GHz甲醇脉泽的目录，然后概述了银河系的螺旋结构。我们收集了2500多个已知的HII区域，1300 GMC和900 6.7 GHz甲醇脉泽的数据。如果测光距离或三角距离还不可用，我们就用银河系自转曲线确定运动学距离，该曲线采用国际天文学联合会现行标准，$R_0$ = 8.5 kpc和$Θ_0$ = 220 km s $^{-1}$，以及在我们用所采用的太阳运动修正示踪物的速度后，最新更新的数值$R_0$ = 8.3 kpc和$Θ_0$ = 239 km s $^{-1}$。利用基于HII区激发参数或GMC质量的权因子，得到了这些螺旋示踪剂的分布。示踪物的分布显示在银河系第一象限至少有四段旋臂，在第四象限有三段旋臂。英仙座臂和本机臂也被许多明亮的HII区域所描绘。大质量恒星形成区和GMC所追踪到的臂段能够与外星系的HI臂相匹配。我们发现三臂和四臂对数螺线模型能够连接大多数螺线示踪剂。提出了一种多项式-对数螺旋线模型，它不仅描述了示踪剂的分布，而且与观测到的切向方向相匹配。
2014-10-08 astro-ph.GA
Dynamical inference from a kinematic snapshot: The force law in the Solar System
如果一个动力学系统是长寿命和非共振的（也就是说，如果有一组示踪剂在许多轨道时间内独立演化），并且如果系统在任何非特定时间被观察到，那么就有可能从示踪剂群体在单个时刻的位置和速度的快照中推断系统的动力学性质（例如引力或加速度定律）。在本文中，我们描述了一个通用的推理技术，解决了这个问题，同时允许（1）未知的分布函数的示踪剂人口被同时推断和边缘化，（2）先验信息的引力场和分布函数被考虑在内。作为一个例子，我们考虑这类最简单的问题：我们推断力的法律在太阳系只使用一个瞬时的运动学快照（有效于2009年4月1.0日）的八大行星。我们考虑形式为a_r = -A [r/r_0]^{-α}的纯径向加速度定律，其中r是到太阳的距离。使用概率推理技术，我们推断出1.989 < α< 2.052（95%的区间），除了系统是相混合的假设之外，基本上不依赖于关于系统中能量和偏心率分布的任何假设。这里使用的方法的推广将允许，除其他事项外，银河系动力学的推断盖亚一样的意见。
2010-02-24 astro-ph.EP astro-ph.GA gr-qc
3D kinematics of SMC star clusters: residual velocities disentangle kinematically perturbed clusters
Instituto Interdisciplinario de Ciencias Básicas (ICB), CONICET-UNCuyo（基础科学跨学科研究所 (ICB)）；Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas (CONICET)（国家科学研究委员会）
研究通过分析SMC星团的运动学特征，利用残余速度区分受LMC潮汐扰动区域与非扰动区域，揭示SMC结构特征。
2026-04-09 astro-ph.GA
Ionized and molecular gas kinematics in a z=1.4 star-forming galaxy
我们提出了一个$z=1.4$大质量，恒星形成星系的分子和电离气体在可比的空间分辨率（CO 3-2，NOEMA; H $α$，LBT）的深层观测。运动示踪剂同意，表明这两个气相受到相同的重力势和物理过程影响的气体动力学。我们结合CO和H $α$中的一维速度和速度色散分布，在贝叶斯框架中对星系进行前向建模，结合厚指数盘，凸起和暗物质晕。我们确定的动力学支持，由于重子和暗物质，并找到一个$f_{\rm DM}(\leq$ $R_{e})=0.18^{+0.06}_{-0.04}$的有效半径内的暗物质分数。我们的研究结果加强了最近发现的基于电离气体运动学的大质量$z\sim1-3$恒星形成星系的星系尺度上的强重子优势的证据。
2018-02-06 astro-ph.GA
The spiral structure of our Milky Way Galaxy
我们银河系的螺旋结构还不清楚。HII区和巨大的分子云是最突出的螺旋形示踪物。我们从文献中收集了银河系的螺旋示踪数据，即HII区和巨分子云（GMC）。根据HII区的激发参数或GMCs的质量，我们用两个，三个，四个螺旋臂或多项式螺旋臂模型拟合这些示踪剂的分布。如果无法从恒星或直接测量中获得示踪物的距离，则根据Brand & Blitz（1993）的标准旋转曲线（$R_0$ =8.5 kpc）从动力学上估计示踪物的距离，和$Θ_0$ =220 km s $^{-1}$，或新拟合的旋转曲线，其中$R_0$ =8.0 kpc和$Θ_0$ =220 km s $^{-1}$或$R_0$ =8.4 kpc和$Θ_0$ =距离$^{-1}$ 254 km。我们发现，双臂对数模型不能拟合的数据在许多地区。三臂和四臂对数模型能够连接大多数示踪剂。然而，至少有两个观察到的切向不能匹配的三臂或四臂模型。我们构造了一个多项式旋臂模型，它不仅能拟合示踪剂的分布，而且能匹配观测到的切向。使用新的旋转曲线$R_0$ =8.0 kpc和$Θ_0$ =220 km s $^{-1}$和$R_0$ =8.4 kpc和$Θ_0$ =254 km s $^{-1}$的运动学距离的估计，我们发现，HII区和GMC的分布可以很好地拟合模型，虽然结果并没有显着改变与标准$R_0$和$Θ_0$的参数相比。
2009-05-05 astro-ph.GA
The PDR structure and kinematics around the compact HII regions S235A and S235C with [CII], [13CII], [OI] and HCO+ line profiles
本工作的目的是研究结构和气体的运动学在周围的紧凑的HII区S235 A和S235 C的光解离区（PDR）。利用SOFIA/upGREAT观测了[CII]、[13 CII]和[OI]谱线的发射，并用HCO ~+和CO的数据进行了补充。利用[13 CII]谱线测量了[CII]发射的光深，发现[CII]谱线的轮廓受自吸收的影响，而[13 CII]谱线不受这些影响。因此，对于致密PDR，[13 CII]发射是气体运动学的更好示踪剂。在S235 A中，[CII]线的光学深度高达10。我们发现在这两个地区的前分子层的[CII]-发射层的PDR的扩展运动。气体和尘埃柱的比较表明，在[CII]和低J CO线中均不可见的气体成分可能对S235 A的总柱有贡献。我们测试所观察到的属性的PDR匹配的球形模型的预测扩展HII区域+ PDR +分子云。[13 CII]、[CII]和[OI]线的积分强度由模型很好地表示，但是由于C+的柱密度不足，模型不能再现双峰[CII]线轮廓。该模型预测，[OI]线可能是一个更可靠的气体运动学示踪剂，但前景自吸收材料不允许使用它在所考虑的区域。
2020-07-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Morphology and Kinematics of Filaments in the Serpens and Perseus Molecular Clouds
我们目前的H13 CO+（J=1-0）和HNC（J=1-0）的地区，巨蛇座南，巨蛇座主和NGC 1333包含长丝的地图。我们还使用H13 CN（J=1-0）观察了Serpens区域。用CARMA进行的这些稠密气体示踪分子线观测的角分辨率为~7”，光谱分辨率为~0.16 km/s，灵敏度为50-100 mJy/束。虽然大尺度结构比较以及与赫歇尔尘埃连续体地图，我们解决更精细的结构内的细丝确定赫歇尔。H13 CO+的发射分布与现有的CARMA N2 H+（J=1-0）地图一致，因此它们追踪了相同的细丝形态和运动学。H13 CO+地图还显示，许多地区有多个结构部分重叠的视线。在两个区域中，速度差高达1.4 m/s。在这些示踪剂中，我们确定了8个典型宽度为0.03-0.08 pc的平行结构。至少有50%的地壳结构在垂直于其主轴方向上具有明显的速度梯度，平均值在4-10 km/s/pc之间。这些发现是在支持的理论模型的细丝形成的2-D流入碰撞湍流细胞产生的激波层。我们还发现了沿两个平行结构长度方向的速度梯度的证据，这些梯度表明这些细丝正流向云核。
2018-01-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Low-Mass Stars in the Sloan Digital Sky Survey: Galactic Structure, Kinematics, and the Luminosity Function
现代巡天计划，如斯隆数字巡天计划和两微米全天巡天计划，彻底改变了对低质量恒星的研究。通过数以百万计的光度和光谱观测，可以以前所未有的统计意义研究恒星的内在性质。低质量恒星主宰着银河系，是银河系势和薄厚盘的理想示踪物。在SDSS观测的推动下，最近的努力试图将本地低质量恒星星族置于更广泛的银河系背景下。我强调了最近使用针对大型调查优化的新技术对M矮星的亮度和质量函数进行的测量。从SDSS测光开始，同时测量了场光度函数和银河系局部结构。用于估计LF的样本量比以往任何研究都大近三个数量级，提供了对该数量的明确测量。所观察到的LF转化为质量函数，并与以前的研究进行比较。正在进行的调查采用M矮星作为示踪剂的银河系运动学进行了讨论。SDSS光谱学已经产生了包含数万颗低质量恒星的数据库，形成了对银河系运动结构的强大探测。SDSS光谱研究得到了大型自行巡天的补充，这些巡天发现了数千个包含低质量恒星的普通自行双星。此外，SDSS光谱数据还探索了M矮星的内在性质，包括金属丰度和磁性活动。突出的项目展示了使用大型数据集的优势和问题，并将为下一代调查（如PanSTARRS和LSST）的研究铺平道路。
2010-12-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Shaken Snow Globes: Kinematic Tracers of the Multiphase Condensation Cascade in Massive Galaxies, Groups, and Clusters
我们提出了一种新的方法来约束湍流和大质量星系，集团和集群的整体运动，探索模拟和观测。正如最近出现的自上而下的多相凝结的图片，热气体晕是紧密联系在一起的所有其他阶段的共空间性和热力学。当热晕（10^7 K）受到亚音速湍流的扰动时，热的（10^4 K）电离和中性细丝从湍流涡旋中凝结出来。这些峰值通过混沌冷吸积（CCA）凝结成冷分子云（< 100 K），并在地核中降雨。我们表明，所有的阶段是紧密联系在一起的合奏（宽孔径）沿视线的速度色散。互补的长期AGN反馈模拟和高分辨率CCA运行中出现的相关性，并证实了在英仙座集群的组合瞳和新的IFU测量。系综多相气体分布的特征在于显著的谱线展宽（100-200 km/s）和轻微的谱线偏移。另一方面，激光束探测对小尺度云进行采样，显示较小的加宽和高达几百公里/秒的显着线位移，由于湍流的不稳定性，散射增加。我们提出了新的合奏sigma_v的温暖的Halpha+[NII]气体在72个观察到的集群/组核心：约束与模拟是一致的，可以用作强大的代理的湍流速度，特别是具有挑战性的热等离子体（否则需要极长的X射线曝光）。我们表明，物理动机的标准C = t_cool/t_eddy ~ 1最好的跟踪冷凝的程度区域和多相气体在观察到的集群/集团的存在。集成方法可以应用于许多可用的数据集，并可以大大提高我们的多相晕的理解，在下一代多波长任务。
2018-02-09 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
