From proper motions to star cluster dynamics: measuring velocity dispersion in deconvolved distribution functions
我们调查的效果，通常与地面自行（PM）组件的大误差的测定星团的速度色散（\sv）。我们使用PM分布函数（PMDF）而不是直方图，正式考虑了$1σ$的不确定性。在这种情况下，集群的固有PMDF由误差分布函数（EDF）加宽，给定平均误差幅度，误差分布函数（EDF）具有通常与集群PMDF相当的宽度。因此，我们应用Richardson-Lucy（RL）反卷积的PMDFs的一组相对附近和人口稠密的疏散星团（OC），使用的eDF的点扩散函数（PSF）。OC为NGC 1039（M134）、NGC 12477、NGC 12516、NGC 12682（M167）和NGC 17762。去卷积的PMDF的形状近似为高斯型，色散比观察到的色散低4-10倍。NGC 1，1039和NGC 1，2516是样品中最接近的OC，其去卷积的\sv与质量为$\sim10^3$ \，\ms的结合OC的去卷积的\sv \相容。NGC 1，2477和NGC 1，2682具有向更高的平均速度移动的具有次级凸起的去卷积PMDF，当应用于不对称轮廓时，这可能是RL去卷积的伪像。或者，它可能源于集群合并，大规模的质量分离，或者，最不可能的是，双星。
2011-03-11 astro-ph.GA
The structure of gravitationally unstable gas-rich disk galaxies
我们使用了一系列理想化的，数值SPH模拟研究的形成和演化的星系，气体丰富的磁盘形成的气体内的暗物质晕。气体的温度和密度结构是变化的，以区分（i）同时气体在大范围的半径和（ii）由内而外建立一个磁盘。在所有的情况下，这些盘都经历了环的形成、引力不稳定和分裂成大质量团块的阶段。环的形成可以通过焦点效应来增强。环的位置由形成它的材料的角动量分布决定。我们研究了环和团块的形态，所产生的速度色散场的特性和恒星形成的影响。在早期阶段，气体吸积导致高的垂直速度色散。我们发现，磁盘碎片的引力不稳定性和随后的团块相互作用驱动高速色散主要是在磁盘的平面，而在同一时间的垂直速度色散消散。结果是视线速度色散随倾角的强烈变化。对于正面视图，团块在（垂直）分散中显示为最小值，而对于更多的边缘视图，它们往往对应于最大值。在高红移盘中存在速度色散随倾角系统变化的观测证据，这可以部分地用我们的模拟结果来解释。我们的模型中没有包括的驱动速度色散的其他能量源也有望对观测结果做出贡献。
2010-07-01 astro-ph.GA
Global Properties of M31's Stellar Halo from the SPLASH Survey: III. Measuring the Stellar Velocity Dispersion Profile
我们提出了红巨星分支（RGB）的恒星在M31的晕的速度色散，通过建模的视线速度分布超过5000颗恒星在50个领域遍布M31的恒星晕。该数据集是作为SPLASH（仙女座恒星晕的光谱和光度景观）调查的一部分获得的，覆盖了从M31中心到9到175 kpc的投影半径。所有主要的结构组件沿视线在银河系（MW）和M31被纳入高斯混合模型，包括所有以前确定的M31潮汐碎片的功能，在观察领域。根据一组经验光度和光谱诊断，单个恒星是M31或MW组成部分的概率被作为先验概率包含在混合模型中。发现M31晕中恒星的速度色散仅随投影半径的增加而轻微减小，从最内侧径向仓（8.2至14.1 kpc）的108 km/s到$\sim 80$到投影半径$\sim 80$至130 kpc的90 km/s，并且可以用幂律斜率$-0.12\pm 0.05$进行参数化。引用的幂律斜率的不确定性仅反映了该方法的精度，尽管我们认为其他不确定性来源对总体误差预算的贡献可以忽略不计。
2017-11-07 astro-ph.GA
A Relationship Between Fast Radio Burst Dispersion Measure and Host Galaxy Inclination
Macquarie University（麦考瑞大学）；CSIRO Space And Astronomy（CSIRO空间与天文部）；Northwestern University（西北大学）；University of Chicago（芝加哥大学）；Swinburne University of Technology（斯威本科技大学）；Pontificia Universidad Católica de Valparaíso（天主教瓦尔帕莱索大学）；University of Edinburgh（爱丁堡大学）；Inter-University Institute for Data Intensive Astronomy（大学间数据密集型天文学研究所）
本研究针对CRAFT巡天的34个FRB宿主星系，发现FRB宿主星系倾角与DMHost存在新关联，可将Macquart关系离散度降低40%，为估算DMHost提供了新经验方法。
2026-10-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Measuring distances to galaxies with globular cluster velocity dispersions
本文利用球状星团绝对星等与速度弥散的线性关系建立GCVD测距方法，成功测得M31、NGC 5128等星系距离，精度约3%，与独立测量高度一致。
2023-12-03 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
Virial masses of late type galaxies from the SDSS DR16
受计算晚型星系（LTG）动力学质量的挑战和斯隆数字巡天（SDSS）的大量数据的启发，我们计算了来自SDSS第16次数据发布的约126，000个LTG样本的维里质量。维里质量的估计是考虑到牛顿力学，维里平衡和速度分散的恒星和气体。结果，该程序对每个星系给出了七个质量估计。计算质量校准使用的样本的旋涡星系的速度旋转曲线。考虑到从校准的结果，我们发现，维里和动力学（旋转曲线）质量之间的相关性更强的倾斜值。因此，校准更多地依赖于更高倾角星系的可用数据。我们还表明，如果我们有一个异质样本的星系必须考虑到这些星系的大小和颜色，通过使用以下变量：Sersic指数n，浓度指数和颜色的恒星。对于相对较小和较蓝的LTG，气体速度色散提供了更一致的质量计算，而对于相对较大和较红的LTG，恒星速度色散提供了更好的相关质量计算。
2022-07-09 astro-ph.GA
Measuring the mass and concentration of dark matter halos from the velocity dispersion profile of their stars
我们使用的IllustrisTNG（TNG）宇宙学，星系形成的流体动力学模拟测量银河系质量，星系群和集群规模的暗物质晕的速度色散剖面的暗物质和恒星粒子。从暗示踪剂和亮示踪剂计算的平均剖面形状相似，在平均剖面周围表现出很大程度的晕-晕散射。所谓的“回溅”半径界定了晕的外边界，并表现为速度色散剖面中的扭结，平均位于$\sim 1.0-1.5r_{200m}$之间，其中$r_{200m}$是半径，在该半径内，晕的封闭密度等于该红移处宇宙平均背景密度的200倍。有趣的是，我们发现，这个位置也可以确定为半径（堆叠）速度色散曲线下降到60%的峰值（恒星和暗物质粒子在TNG晕的视线运动）。我们进一步表明，在速度色散分布的散射可能是由于主机晕的组装历史的变化。特别地，这将剖面分成两个区域：一个区域在$\sim0.1r_{200m}$内，其中速度色散的分散由晕的早期组装历史设定，另一个区域在该半径之外，其中速度色散的分散受其后期组装的影响更强烈。最后，我们表明，一个双参数模型可以用来拟合测得的速度弥散分布和拟合参数可以直接关系到两个基本的晕属性：质量和浓度。我们描述了一个简单的模型，使我们能够表达恒星的速度色散曲线的质量和浓度的主机晕作为唯一的自由参数。
2021-03-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Prevalence of Gas Outflows in Type 2 AGNs. II. 3D Biconical Outflow Models
我们提出了3D模型的双锥外流结合一个薄的尘埃平面调查的电离气体外流的物理性质和它们对观测到的气体运动学在2型活动星系核（AGN）的影响。使用一组输入参数，我们在3D中构建了许多模型，并计算每个模型的空间积分速度和速度色散。我们发现，三个主要参数，即，内禀速度、双锥倾角和尘埃消光量主要决定了模拟的速度和速度弥散。速度色散随着固有速度或双锥倾角的增加而增加，而速度（即，相对于系统速度的速度偏移）随着尘埃消光量的增加而增加。模拟的发射线轮廓很好地再现了观察到的[O III]线轮廓，例如，窄芯和宽翼组件。通过比较模型网格和蒙特卡罗模拟与观测到的~ 39，000个2型活动星系核的[O III]速度-速度色散（VVD）分布，我们将大多数活动星系核的气体外流的本征速度限制在~500 km/s ~1000 km/s之间，极端情况下可达~1500-2000 km/s。蒙特卡罗模拟表明，负[O III]速度活动星系核与正[O III]速度活动星系核的数量比与外流张开角有关，表明具有较高内禀速度的外流倾向于具有较宽的张开角。这些结果表明，我们的3D模型研究气体流出的物理特性，适用于各种观测，包括空间集成和解决气体运动学的潜力。
2016-09-19 astro-ph.GA
A new method for measuring the 3D turbulent velocity dispersion of molecular clouds
分子云的结构和恒星形成活动从根本上与其内部湍流有关。然而，由于投影效应和观测限制，如望远镜分辨率，准确测量湍流速度色散是具有挑战性的，特别是对于包括非湍流运动的云，如大尺度旋转。在这里，我们开发了一种新的方法来恢复三维（3D）湍流速度色散（$σ_{v,3D}$）从位置-位置-速度（PPV）数据。我们模拟了一个旋转的、湍流的、坍缩的分子云，并将其固有的$σ_{v,3D}$与PPV空间中可访问的三种不同的速度色散测量进行了比较：1）二阶矩图的空间平均值$σ_i$，2）梯度/旋转校正的一阶矩图的标准差$σ_{(c-grad)}$，以及3）1）和2）的组合，称之为“梯度校正的原始速度弥散”，$σ_{(p-grad)}=(σ^2_i+σ^2_{(c-grad)})^{1/2}$。我们表明，梯度校正是至关重要的，以恢复纯粹的湍流运动的云，独立的云的方向相对于视线（LOS）。我们发现，通过对矩图应用合适的校正因子和合适的过滤器，所有三种统计数据都可以用于恢复$σ_{v,3D}$，其中方法3是最鲁棒和最可靠的。我们确定的校正因子作为望远镜光束大小的函数为不同级别的云旋转，并发现，对于光束FWHM $f$和云半径$R$，三维湍流速度色散可以最好地恢复从梯度校正的母速度色散通过$σ_{v,3D}=[(-0.29\pm0.26)f/R+1.93\pm0.15]σ_{(p-grad)}$为$f/R<1$，…
2021-11-14 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Extended Tully-Fisher Relations using HI Stacking
提出了一种利用谱线叠加对Tully-Fisher关系进行统计评价的新方法。这种技术有可能将TFR观测扩展到更低的质量和更高的红移，而不是通过逐个星系的分析。它进一步避免了对单个星系倾角测量的需要。为了量化的堆叠HI发射线的属性，我们认为一个简单的模型，银河系的磁盘与解析表示的线配置文件。使用这个模型，我们比较的宽度堆叠配置文件与个别星系。然后，我们使用从S3-SAX模型（Millennium模拟的衍生物）绘制的更真实的模拟星系遵循相同的程序。值得注意的是，当堆叠具有相似绝对星等和随机倾角的星系的视HI线时，堆叠的宽度与去投影（=倾角校正）和去色散（=去除速度色散后）输入线的宽度非常相似。因此，堆栈的宽度和反投影/反色散输入线之间的比率近似为常数-约0.93 -与气体色散，星系质量，星系形态和旋转曲线的形状的依赖性很小。最后，我们应用我们的技术来构建一个堆叠的TFR使用HIPASS数据已经有一个很好的定义的TFR的基础上，个人的检测。对于HIPASS数据集，我们得到了一个斜率为$-8.5\pm0.4$的B波段TFR和一个斜率为$-11.7\pm0.6$的K波段TFR关系，这与已有的结果是一致的。
2015-10-27 astro-ph.GA
On the application of dimensionality reduction and clustering algorithms for the classification of kinematic morphologies of galaxies
星系的形态分类被认为是一个相关的问题，可以从不同的角度来处理。天文学数据集的规模和准确性日益增长，因此需要使用自动方法来进行这些分类。这项工作的目的是提出和评估一种方法，产生一个有意义的聚类和捕获星系的基本属性的变化的星系的运动形态的自动无监督分类。我们获得的样本2064个星系的运动学地图从最大的模拟EAGLE项目，模仿积分场光谱（IFS）图像。这些映射是降维算法的输入，然后是聚类算法。我们分析的物理和观测参数的变化之间的集群从应用程序到不同的输入。本文研究的输入是（a）在固定倾角下观测到的整个星系样本的视线速度图，（b）在固定倾角下观测到的整个星系样本的视线速度、色散和通量图，（c）具有相似旋转量的两个独立的边缘星系子样本的视线速度、色散和通量图，以及（d）从不同观测角度混合的星系的视线速度、色散和通量图。将该方法应用于单独的视线速度图，实现了慢旋转体（SR）和快旋转体（FR）之间的明确划分，并可以区分旋转方向。通过在输入端加入色散和通量信息，低旋转边缘星系根据它们的形状被分离。节录。
2022-12-07 astro-ph.GA
Measuring pulse times of arrival from broadband pulsar observations
近年来，使脉冲星观测具有前所未有的高分数带宽的仪器一直在开发中，可用于大幅提高脉冲星计时实验的精度。由于星际介质中的衍射闪烁、轮廓随频率的变化、色散测度（DM）的演化等多种因素的影响，传统的模板匹配方法在计算脉冲到达时间（ToAs）时可能无法有效地处理这些宽带数据。在本文中，我们描述了信道化离散傅里叶变换方法，可以大大减轻上述影响时，测量的ToAs从宽带定时数据。仿真数据验证了该方法的有效性，并表明了其在提高定时精度方面的潜力。我们进一步应用该方法的PSR J1909 $-$ 3744数据收集在Nançay射电望远镜与Nançay终极脉冲星处理仪器。我们证明了由于闪烁效应以及TOA测量不确定性的改善而去除了系统学。我们的方法还确定了时间的变化，分散措施，这是一致的多通道定时方法使用较早。
2014-07-14 astro-ph.GA
Effects of Galactic Disc Inclination and Resolution on Observed GMC Properties and Larson's Scaling Relations
随着ALMA使解决其他星系中的巨分子云（GMC）成为可能，量化测量GMC属性的观测偏差变得必要。通过对一个棒旋星系的流体动力学模拟，比较了位置-位置-位置空间（PPP）和观测位置-位置-速度空间（PPV）中形成的巨星系团的物理性质.我们评估了光盘倾斜度的影响：面对（PPV_face）和边缘（PPV_edge），和分辨率：1.5 pc与24 pc，对GMC属性和进一步的影响，使用拉森的缩放关系的质量半径和速度色散半径。低分辨率PPV数据是通过使用CASA软件包模拟ALMA周期3观测而生成的。结果表明，在两种分辨率下，PPP和PPV_face云的中值特性没有很大差异，但PPV_edge云偏离了这两者。当切换到较低但更真实的分辨率时，差异会被放大。这种差异可能导致维里参数对引力结合的测量结果相反，从而导致云的动力学状态。两个Larson标度关系的幂律指数从PPP、PPV_face到PPV_edge递减，并且从高分辨率到低分辨率递减。我们的结论是，这些关系并不完全是由潜在的物理起源，因此必须谨慎使用时，考虑环境的依赖性，动力学状态，和河外的CO到H2的转换因子的GMCs。
2016-02-28 astro-ph.GA
Measuring the Virial Factor in SDSS DR7 AGNs with Redshifted H$β$ and H$α$ Broad Emission Lines
本文利用SDSS DR7中8000多个AGN的红移H$β$和H$α$宽发射线测量维里因子，发现辐射压和倾角效应使其普遍大于1，修正后将显著增大高吸积率AGN及高红移类星体的黑洞质量估算。
2024-01-05 astro-ph.GA
Measuring Consistent Masses for 25 Milky Way Globular Clusters
我们目前的中心速度色散，质量，质量与光比（$M/L$），和旋转强度的25个银河系球状星团。利用MMT望远镜上的Hectochelle单级光谱，计算了12个球状星团中1951颗恒星的视向速度。在这个例子中，我们增加了对单个恒星的可用档案数据的分析。对于完整的数据集，我们适合国王模型，以获得一致的动力学参数的集群。我们发现单质量国王模型和所观察到的径向色散分布之间有很好的协议。大，均匀的样本动力学质量，我们得到使我们能够检查的趋势$M/L$与集群质量和金属丰度。$M/L$的总体值以及质量和金属丰度的趋势与M31星团大样本的现有测量结果一致。这包括$M/L$随团簇质量增加的明显趋势，以及低于富金属团簇的预期$M/L$。我们没有发现明显的趋势，增加旋转与增加集群金属量在以前的工作中提出的。
2014-11-06 astro-ph.GA
The Inclination Correction to The Turbulence Structure Function of Thin Molecular Clouds and Its Application
通过结构函数可以测量湍流的能量级联速率. 在实际观测中, 无法测量分子云中气体的3维速度, 这使得其湍流结构函数难以测量.在薄分子云垂直于视线的情况下，结构函数$S^2_{ tt}$可以用核心速度色散（CVD）${\rm CVD}^2=\frac{1}{2}S^2_{ tt}$来测量。将该方法推广到薄分子云不垂直于视线的情况，其交角为$θ$，${\rm CVD}^2=\frac{1}{2}S^2_{ tt}\left(1-\frac{1}{8}\cos^2θ\right)R^{2/3}$，其中$R$可以用第二类椭圆积分$E(k,φ)$表示为$R=\frac{2}πE(\cosθ,\fracπ{2})$。
2021-06-15 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Measuring the baryonic Tully-Fisher relation below the detection threshold
我们提出了一种新的二维通量密度模型，结合贝叶斯叠加技术来测量重子Tully-Fisher关系低于标称检测阈值的观测HI发射线。我们模拟一个星系目录，其中包括HI线描述的高斯或繁忙的功能配置文件，和HI数据立方体的一系列噪音和调查领域类似的MeerKAT国际千兆赫兹分层河外星系探测（MIGHTEE）调查。我们发现，我们的模型可以重建输入重子塔利-费舍尔参数（斜率和零点）最准确地在一个相对较宽的红移范围内从本地宇宙$z = 0.3$的所有考虑的水平的噪声和调查领域，并高达$z = 0.55$的标称噪声$90\,μ$ Jy/通道超过5度$^{2}$。我们的模型也可以确定的$M_{\rm HI} - M_{\star}$关系的螺旋星系超出本地宇宙，并解释的HI发射线的详细形状，这是至关重要的理解螺旋星系的动力学。因此，我们已经开发了一种贝叶斯堆叠技术测量的重子塔利-费舍尔关系的星系在低恒星和/或HI质量和/或那些在高红移，直接检测HI需要禁止曝光时间。
2021-09-09 astro-ph.GA
Black Hole Mass Estimation: How good is the virial estimate?
黑洞质量是决定黑洞如何与其环境相互作用的关键因素。然而，在高红移时黑洞质量的确定依赖于次级质量估计，而次级质量估计是基于经验关系和广泛的近似。建立了活动星系核（AGN）盘风宽线区（BLR）动力学模型，以检验不同BLR几何和活动星系核倾角对黑洞质量计算的影响.通过两个圆盘风模型的蒙特卡罗模拟，得到了不同倾角下的维里尺度因子$f$。所得到的$f$值与倾斜角密切相关，大的$f$值与小的倾斜角（接近正面）相关，小的$f$值与大的倾斜角（接近侧面）相关。$f$因子与先前根据经验关系确定的$f$值一致。将$f$设为常数可能会对大样本活动星系核的维里黑洞质量估计产生偏差。然而，偏置的程度取决于线宽特性（例如，半峰全宽（FWHM）或线色散）。使用$f_{\text{FWHM}}$估计的质量倾向于偏向较大的质量，但这可以通过校准发射线的宽度或形状来校正。
2016-02-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
The X-ray/UV ratio in Active Galactic Nuclei: dispersion and variability
$α_{OX}$指数和光学/UV光度（$L_{UV}$）之间的关系是X射线-光学/UV光度关系的副产品，受相对大的色散影响，这是由于单个源内的$α_{OX}$的可变性（源内色散）和源与源之间的基本物理参数的变化（源间色散）。我们使用来自XMMSSC和XMMOM-SUSS 3的存档数据。我们选择了一个子样本，以减少由于存在的射电响亮和广泛的吸收线对象，并在X射线和光学/紫外波段的散射的关系的色散。我们分析了各种物理参数之间的关系的残差的依赖性，以消除源间色散。我们发现一个总的分散度约为0.12，并使用结构函数，我们发现，内在的变异性贡献了56%的方差的关系。我们发现弱，但显着的依赖关系的残差黑洞（BH）的质量和爱丁顿比，证实了多元回归分析的$α_{OX}$作为一个功能的光学/UV光度和上述数量。我们发现两者的$α_{OX}$和与倾斜指标（FWHM（H $β$）和EW[O $_{III}$ ]）的关系的残差的弱正相关性，这表明X射线/UV比率随视角的弱增加。我们的研究结果表明，选择一个样本的对象的可能性，根据他们的视角和/或BH质量和爱丁顿比，$α_{OX}-L_{UV}$关系是尽可能紧密的，在光的使用的X射线-光学/UV光度关系，以建立一个距离模量（DM）- $z$平面和估计宇宙学参数。
2018-08-21 astro-ph.GA
TDCOSMO XIX. Measuring stellar velocity dispersion with sub-percent accuracy for cosmography
University of California, Los Angeles（加州大学洛杉矶分校）；University of Chicago（芝加哥大学）；Independent University, Bangladesh（孟加拉国独立大学）；University of Oxford（牛津大学）；Stony Brook University（石溪大学）
TDCOSMO XIX通过高精度测量椭圆星系恒星速度弥散，实现亚百分比精度，为宇宙学研究提供更精确的数据支持。
2026-01-01 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
A high-dispersion molecular gas component in nearby galaxies
本文对12个中等倾角的邻近旋涡星系的盘（R < R25）中的原子（HI）和分子（H2）气体成分的速度色散进行了全面的研究。我们的分析是基于来自THINGS（原子气体）和HERACLES（分子气体）调查的敏感的高分辨率数据。为了获得可靠的测量速度色散，我们堆叠区域几千秒差距的大小，占由于银河系旋转和大尺度运动的内在速度变化后。我们使用各种参数进行叠加：星系中心距离，恒星形成率表面密度，HI表面密度，H2表面密度和总气体表面密度。我们将单个高斯分量拟合到堆叠光谱，并测量HI为11.9 +/- 3.1 km/s和H2为12.0 +/- 3.9 km/s的中位速度色散。因此，令人惊讶的是，CO速度分散非常类似于HI的相应分散，具有σ（HI）/σ（CO）= 1.0 +/-0.2的平均比率，而与堆叠参数无关。测得的CO速度色散显着高于（因子2）比传统的图片与恒星形成相关的冷分子气体盘。高色散意味着额外的厚分子气体盘（可能与HI盘一样厚）。我们的发现与最近在个别边缘和正面星系的灵敏测量结果一致，并指出除了附近螺旋星系中众所周知的薄盘外，一般存在分子气体的厚盘。
2013-10-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Dark Matter Hurricane: Measuring the S1 Stream with Dark Matter Detectors
最近发现的S1流以低倾角、反向旋转的轨道穿过太阳附近。S1的前身是一个矮星系，其总质量与现在的天炉座矮椭球相当，因此预计该星系流将具有显著的DM成分。我们计算的影响的S1流的WIMP和轴子探测器作为其不可测的暗分量的密度的函数。在WIMP探测器中，S1流提供更多的高能核反冲，因此将略微改善DM探测前景。我们发现，即使S1包括小于10%的局部密度，多吨氙WIMP探测器可以区分S1流从散装晕在相对较窄的质量范围内5和25 GeV之间。在定向WIMP探测器如CYGNUS中，S1更显著地增加了DM探测前景，因为它增强了WIMP信号的各向异性。最后，我们表明，轴子haloscopes拥有迄今为止最大的潜在敏感性的S1流。一旦轴子质量被发现，S1的独特速度分布可以很容易地从轴子功率谱中提取出来。
2018-11-07 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ex
