Local Group的运动中心和质量分布

GHASP：螺旋星系的H $α$运动学巡天-- XIII。用H $α$和HI旋转曲线和WISE测光研究螺旋星系和不规则邻近星系中的亮物质和暗物质分布

GHASP: an H$α$ kinematical survey of spiral galaxies -- XIII. Distribution of luminous and dark matter in spiral and irregular nearby galaxies using H$α$ and HI rotation curves and WISE photometry

利用高分辨率的GHASP Fabry-Perot H $α$和扩展的WHISP HI混合旋转曲线以及3.4 $μ$ m WISE测光，给出了31个螺旋星系和不规则邻近星系的质量模型。我们的目的是比较的暗物质（DM）晕的光学半径内使用H $α$ RC的效果，包括和排除中性气体成分的质量贡献，当使用HI或混合RC。伪等温（ISO）的核心和Navarro-Frenk-White（NFW）的尖突DM晕配置文件与各种基准拟合程序。使用H $α$ RC（包括或不包括HI气体成分）的质量模型提供兼容的圆盘M/L。DM晕与重子参数之间的关联对RC的依赖性不强。显然，拟合过程之间的差异大于不同数据集之间的差异。与仅使用H $α$ RC时相比，混合RC和HI RC导致ISO和NFW最佳拟合模型的M/L值更高，但ISO光晕的中心密度更低，NFW光晕的浓度更高。与质量模型参数推导出的混合RC的协议，作为参考，是更好的HI比H $α$ RC。ISO密度曲线比NFW密度曲线更适合RC，特别是当使用H $α$或混合RC时。使用各种数据集确定的光学半径处的晕质量是相容的，即使它们倾向于被高估与H $α$ RC。因此，混合RC是研究光学半径内质量分布的理想选择。

2019-09-18astro-ph.GA

银河系中心晚型恒星密度分布的统计方法

The late-type stellar density profile in the Galactic Center: A statistical approach

银河系中心的晚型恒星星族最初被预测为处于动态松弛的尖点（幂律斜率从3/2到7/4）。然而，依赖模型来校正投影效应的观测结果却表明，分布是平坦的。需要进行这种校正是由于缺乏有关视线距离的信息。有了20年的天体测量基线，我们现在能够测量显着的投影径向加速度，其中六个是新报告的，直接限制视线距离。在这里，我们提出了一个统计方法，利用这些信息，更准确地约束在银河系中心的晚型恒星星族的径向密度分布的形状。

2016-10-07astro-ph.GA

SDSS-V黑洞测绘者反响映射项目：宽线区的运动学变化及其对高光度类星体质量测量的影响

The SDSS-V Black Hole Mapper Reverberation Mapping Project: A Kinematically Variable Broad-Line Region and Consequences for Masses of Luminous Quasars

本研究通过速度分辨反响映射分析超变类星体RM160，发现其宽线区运动学在不同亮度状态间变化且不遵循恒定维里积，提示非维里运动对谱线轮廓有显著贡献，需谨慎估计高光度类星体的黑洞质量。

2024-09-18astro-ph.GA

WALLABY先导调查：星团环境中星系对的HI气体运动学

WALLABY Pilot Survey: HI gas kinematics of galaxy pairs in cluster environment

我们研究HI气体运动学的星系对在两个集群和一组使用澳大利亚平方公里阵列探路者（ASKAP）WALLABY试点调查的意见。我们比较了在长蛇座I和诺玛星系团，和NGC 4636组，与那些非配对的控制星系在相同的领域中选择的星系对候选人的HI属性。我们使用工具{ \sc baygaud}对样本星系进行HI剖面分解，该工具使我们能够将视线速度剖面与最佳数量的高斯分量进行去混合。我们通过对样本星系的中心速度进行校准后，对它们的线轮廓进行叠加，构造了样本星系的HI超轮廓。我们拟合一个双高斯模型的超级配置文件，并将它们分类为运动学上的狭窄和广泛的组件，就其速度分散。此外，我们还利用Toomre Q参数和HI形态扰动研究了样本星系的HI气盘的引力不稳定性。我们通过将星系团环境分为三个子星系团区域（即，郊区、低地和中部地区）。我们发现，密集的集群环境（即，落星系和中心星系）的氢离子气体性质可能会影响星系的氢离子气体性质，其方式是降低运动学窄氢离子气体的振幅（$M_{\rm{narrow}}^{\rm{HI}}$ / $M_{\rm{total}}^{\rm{HI}}$），并增加落星系和中心星系的Toomre Q值。这种趋势在星系团环境中的星系对中可能会更加增强。

2022-11-28astro-ph.GA

SMC星团的三维运动学：残余速度区分运动学扰动的星团

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。

2026-04-09astro-ph.GA

银河系中心的三维恒星运动学：测量核星团空间密度剖面、黑洞质量和距离

3D stellar kinematics at the Galactic center: measuring the nuclear star cluster spatial density profile, black hole mass, and distance

我们提出了3D运动学观测的恒星在银河系核星团的中央0.5 PC使用自适应光学成像和光谱的凯克望远镜。最近的观测表明，该集群有一个浅的表面密度剖面比预期的动态松弛尖点，导致其形成和演化的重要影响。然而，真正的三维档案的集群是未知的，由于在de-projecting恒星数计数的困难。在这里，我们使用球形牛仔裤建模的个人自行和径向速度约束的第一次，去投影的空间密度分布，集群速度各向异性，黑洞质量（$M_\mathrm{BH}$），距离银河系中心（$R_0$）同时。我们发现晚型恒星$ρ(r)\propto r^{-γ}$的内部恒星密度剖面具有幂律斜率$γ=0.05_{-0.60}^{+0.29}$，比经常假设的Bahcall $\&$ Wolf斜率$γ=7/4$要浅得多。测量的斜率将显着影响涉及星系团的动力学预测，例如动力摩擦时间尺度。群集核心必须大于0.5 pc，这不利于其起源的某些方案。我们对$M_\mathrm{BH}=5.76_{-1.26}^{+1.76}\times10^6$ $M_\odot$和$R_0=8.92_{-0.55}^{+0.58}$ kpc的测量结果与从Sgr A* 1 $^{\prime\prime}$以内的恒星轨道导出的结果一致。当与S 0 -2轨道结合时，$R_0$的不确定性降低了30%（$8.46_{-0.38}^{+0.42}$ kpc）。我们建议，M…

2013-11-04astro-ph.GA

壳星系：壳的运动学特征，卫星星系破裂和动力学摩擦

Shell galaxies: kinematical signature of shells, satellite galaxy disruption and dynamical friction

在许多巨大的椭圆星系和透镜星系，以及一些螺旋星系和矮星系中观察到的恒星壳，可能是星系径向合并的结果。我们表明，视线的速度分布的炮弹有一个四峰形状。我们发现了简单的解析表达式，连接线轮廓的四个峰值的位置与星系的质量分布，即在给定的壳半径和壳的传播速度的圆速度。解析表达式被应用到径向小合并的测试粒子模拟，并成功地恢复了模拟的宿主星系的潜力。壳层运动学因此可以成为一个独立的工具，以确定的内容和分布的暗物质在壳星系到~100千秒差距的主机星系的中心。此外，我们调查的动态摩擦和逐步破坏的蚕食星系在壳层形成的模拟框架与测试粒子。这两种效应的耦合可以显著地重新分布壳层的位置和光度。忽视它们会导致在观测到的壳星系合并的日期上出现重大错误。

2022-07-17astro-ph.COastro-ph.GA

远距离Milky Way星晕运动学中的衰减特征

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。

2015-07-01astro-ph.GA

银河系中心511- keV线的正电子产生方案和角廓线

Positron production scenarios and the angular profile of the galactic center 511-keV line

从银河系中心观察到的511 keV光子过剩的角分布可以让我们选择各种暗物质和其他正电子生产机制与各种模型的暗物质分布之间的组合。我们发现，遗迹衰变的情况下，给出了太平坦的角分布的任何暗物质分布在我们的调查，但一个暗物质-暗物质碰撞的情况下，或涉及粒子从一个本地化的中央源产生正电子的一些距离，可以匹配观察到的星系中心的角轮廓，如果暗物质分布既不太平坦也不太尖。此外，湮灭前的正电子迁移或扩散将角分布扩大到一个程度，即超过半千秒差距的平均迁移对于大多数暗物质分布是不可行的。所观察到的角度分布也是一致的，在过去的瞬态事件的发生，其次是各向同性正电子扩散。

2010-07-09astro-ph.GAastro-ph.HEhep-ph

球状星团总体和小合并的运动学指纹

Globular cluster populations and the kinematical fingerprints of minor mergers

我们利用Monte Carlo $Λ$ CDM组装历史、小合并N体模拟以及晕质量与球状星团（GC）丰度之间的经验关系，用$M_{vir}(z=0)=10^{13.5}M_\odot$研究了大质量星系中晕GC的运动学性质.虽然吸积恒星晕的贡献占主导地位的大规模的卫星，我们表明，低维里质量的卫星（即低卫星-主机维里质量比，VMRs）是重要的贡献者人口的吸积GC。低VMR的吸积事件的相对贡献是最高的晕人口的蓝色GC和逐渐减少的红色GC和吸积星。作为一个结果的动力学摩擦的效率降低，轻微的合并，我们的人口宇宙吸积的蓝色GC系统的空间扩展，并具有较高的速度色散比红色GC，与观测结果一致。出于同样的原因，组装的历史，包括一个较小的合并更高的分数，在空间上扩展的GC人口的结果。GC视线速度分布的峰度为负值$κ$，最近观察到，在我们的模型中无处不在。因此，$κ<0$与吸积情景并不矛盾，事实上，它是小合并重要贡献的指纹。然而，我们的人口的吸积GC仍然主要是径向偏置，与配置文件的各向异性参数$β$是温和的径向中心（$β(r<10~{\rm kpc})\sim0.2$）和强烈的径向各向异性在大galactocentric距离（$β(r>30~{\rm kpc})\gtrsim0.6$），红色和蓝色的人口。

2018-10-26astro-ph.COastro-ph.GA

来自双星分裂的星系中心陡峭的恒星尖点

Steeper stellar cusps in galactic centers from binary disruption

大质量黑洞周围恒星的弛豫分布遵循尖点轮廓$ρ(r)\propto r^{-α}$，其特征斜率为$α=7/4$。这是由能量守恒和两个物体相遇时的散射率得出的。然而，我们发现，注入恒星接近的黑洞，即源项在标准的尖点图片，修改此配置文件。在稳定状态的组态中，尖点发展出一个具有典型斜率$α=9/4$的中心区域，恒星在该区域向外扩散。大质量黑洞的强烈潮汐场导致的双星分裂是发生在银河系中心的现象之一。在这种分裂中，双星中的一个成员仍然与黑洞结合，从而提供了靠近黑洞的恒星的源项。假设一个二进制分数的$0.1$和轨道圆化效率的$0.35$，我们表明，这个源是强大到足以修改尖形轮廓内$\approx 0.07$ PC在银河系中心。如果在影响半径处的双星分数是单位阶数，并且所有被捕获恒星的轨道都被有效地圆化，那么更陡的尖点几乎延伸到黑洞的影响半径。

2017-12-08astro-ph.GA

星团中恒星形成的初始条件：Oph无星核A-N6的物理和运动学结构

Initial conditions for star formation in clusters: physical and kinematical structure of the starless core Oph A-N6

我们提出了高空间（<300 AU）和光谱（0.07 km/s）分辨率的亚毫米波阵列观测稠密的无星星团核心Oph A-N6，在1 mm的尘埃连续体和3-2线的N2 H+和N2 D+。尘埃连续体观测揭示了一个在单碟观测中看不到的致密源，大小约为1000 AU，质量为0.005-0.01 M \odot。综合线和单碟观测揭示了一个大小为3000 \times 1400 AU的核心在西北-东南方向上伸长，几乎没有变化，无论是线宽度或线中心速度在整个地图上，和非常小的非热运动。氘分数的峰值约为0.15，并且在核心的大部分区域>0.05。等温圆柱体很好地代表了Oph A-N6主轴上的N2 H+柱密度分布，温度为20 K，峰值密度为7.1 \times 10 ^6 cm^{-3}，N2 H+丰度为2.7 \times 10^{-10}。Oph A-N6的质量估计为0.29 M \odot，相比之下，等温柱分析的值为0.18 M \odot，等温柱裂解的临界质量为0.63 M \odot。与孤立的低质量核心相比，Oph A-N6显示出类似的窄线宽和小的速度变化，氘分数类似于“进化”的致密核心。它明显小于孤立的核心，具有更大的峰柱和体积密度。现有的证据表明，Oph A-N6是通过Oph A灯丝的分裂形成的，是低质量恒星的前身。尘埃的连续辐射表明它可能已经开始形成恒星。

2011-11-18astro-ph.GA

在没有剧烈弛豫的情况下星系晕的形成和晕中心的普遍密度分布

The galaxy halo formation in the absence of violent relaxation and a universal density profile of the halo center

虽然N体模拟证明了暗物质晕中心区域的尖状轮廓，但观测结果显示，至少在一些螺旋星系和矮椭球体的中心区域，有一个浅的核心密度轮廓。我们表明，一个中心的配置文件，非常接近所观察到的，不可避免地形成在中心的暗物质晕，如果我们作出一个假设的系统在晕形成过程中的一个温和的能量弛豫。如果我们假设暗物质粒子之间的能量交换在晕坍缩过程中并不太强烈，那么这个轮廓是普适的：它几乎完全不依赖于初始扰动的性质，并且与具有小Einasto指数$n\sim 0.5$的Einasto轮廓非常相似，但不完全相同。我们估计分布的“中心核心”的大小，即，非常中心的区域的范围与相应的温和的轮廓，并表明尖点的形成是不可能的，即使暗物质是冷的。所获得的配置文件是在一个很好的协议与观测数据，至少，某些类型的星系，但显然不同意与N体模拟。

2014-07-13astro-ph.COastro-ph.GAastro-ph.HE

CHEX-MATE：探索 Planck 星系团的运动学特性

CHEX-MATE: exploring the kinematical properties of Planck galaxy clusters

本研究分析了 CHEX-MATE 星系团样本的运动学特性，利用 MG-MAMPOSSt 方法推导了 75 个星系团的质量分布，发现 NFW 和 Burkert 模型均能拟合数据，并评估了质量偏差、动力学状态及浓度-质量关系，揭示了轨道各向异性的径向变化趋势。

2025-05-06astro-ph.COastro-ph.GA

早型星系质量剖面建模中的系统学：强引力透镜与恒星动力学

Systematics in ETG Mass Profile Modelling: Strong Lensing & Stellar Dynamics

该研究利用 IllustrisTNG50 模拟数据比较早型星系的仅动力学、仅透镜与联合质量建模，证明联合分析可更准确恢复总质量，但暗物质相关参数仍难约束。

2025-01-10astro-ph.COastro-ph.GA

天炉座Local Group矮球状星系暗物质分布的恒星轮廓独立测定

Stellar Profile Independent Determination of the Dark Matter Distribution of the Fornax Local Group Dwarf Spheroidal Galaxy

本星系群矮球状星系是研究暗物质暗晕小尺度结构最有希望的天体物理目标之一。我们描述了一种方法，用于测试建议DM晕模型和LG dSphs内的恒星星族观测之间的对应关系。通过利用任何建议的DM模型的引力势和可用的恒星运动学数据，我们可以得到一个预测的观测到的恒星表面密度的LG dSph，可以直接与观测比较。因为我们不做任何参考假设的表面亮度分布，我们的模型可以应用到异国情调的DM分布，产生非典型的恒星密度分布。我们使用我们的方法来确定，天炉座LG dSph的DM晕更有可能是核心比尖，确定它的特点是由一个半小到半长轴比在较小的张力与模拟，并没有发现实质性的证据的磁盘内dSph的较大DM晕。

2019-12-03astro-ph.GAgr-qchep-ph

M3、M13和M92的中心动力学：中等质量黑洞质量的严格限制

The central dynamics of M3, M13, and M92: Stringent limits on the masses of intermediate-mass black holes

我们使用PMAS积分场摄谱仪获得了银河系北部三个球状星团（M3、M13和M92）中心区域的大量径向速度。通过应用拥挤场3D光谱的新技术，我们测量了每个星团中心~ 10弧秒内约80颗恒星的径向速度。这些是迄今为止在这些星团最内部获得的最大光谱数据集。为了获得整个范围内的集群的运动学数据，我们补充我们的数据与文献中的测量。我们结合我们的速度测量与表面亮度配置文件，分析内部动态的每个集群使用球形牛仔裤模型，并调查我们的数据是否提供了证据的中间质量黑洞在任何集群。表面亮度分布显示，所有三个集群是一致的核心配置文件，虽然浅尖不能排除。我们发现，具有恒定质光比的球形牛仔裤模型提供了一个很好的整体表示的运动学数据。在这三个星团中，没有一个需要大质量的黑洞来解释观测到的运动学。我们的1西格玛（3西格玛）上限为M3的5300 M_sun（12000 M_sun）、M13的8600 M_sun（13000 M_sun）和M92的980 M_sun（2700 M_sun）。一个令人困惑的情况是M3和M13中存在几颗潜在的高速恒星，因为它们的存在可以解释我们与M92相比在质量极限中发现的大部分差异。

2014-04-10astro-ph.GAastro-ph.SR

MIKiS：银河系球状星团的多仪器运动学巡天。I. 11个球状星团的速度色散廓线和自转信号

MIKiS: the Multi-Instrument Kinematic Survey of Galactic Globular Clusters. I. Velocity dispersion profiles and rotation signals of 11 globular clusters

我们提出的银河系球状星团，一个项目，旨在探索一个有代表性的样本的银河系球状星团从单个恒星的径向速度的内部运动学的多仪器运动学调查的第一批结果，覆盖整个径向延伸的每个系统。这是通过利用欧洲南方天文台甚大望远镜的多目标和积分场单位光谱设施的强大组合来实现的。作为第一步，在这里，我们讨论的结果获得的11个集群从高，中分辨率光谱通过结合火焰和KMOS观测。我们提供了NGC 1261和NGC 6496的第一个运动学特征。在所有调查的系统中，速度色散曲线随着半径的增加而下降，这与King模型的预期一致，该模型最适合密度/光度曲线。在大多数被调查的系统中，我们发现在距离中心几个半质量半径内旋转的证据。这些结果与最近的理论研究的预测总体上是一致的，这表明检测到的信号可能是在集群形成的时代设置的显着的内部旋转的遗物。

2018-04-23astro-ph.GAastro-ph.SR

大质量松弛星系团的平坦密度剖面

The flat density profiles of massive, and relaxed galaxy clusters

本文利用Del Popolo（2009）提出的SIM方法，研究了Newman等人（2012 a，b）观测到的7个大质量弛豫星系团MS 2137，A963，A383，A611，A2537，A2667，A2390的总密度和DM密度分布，以及不同数量之间的相关性。与Newman等人（2012 a，b）相似，在半径范围为0.003 - 0.03 $r_{200}$的总密度分布具有与无耗散模拟一致的平均总密度分布。所有聚类的DM曲线的斜率均小于-1。斜率$α$在A2390的情况下具有最大值（包括误差）$α=-0.88$，并且在A2537的情况下具有最小值$α=-0.14$。在半径$< 5-10$ kpc处，重子分量占主导地位，而外部分布则以暗物质为主。我们发现斜率$α$、有效半径、$R_e$和BCG质量之间存在反相关性，核心半径$r_{core}$和$R_e$之间存在相关性。此外，100 kpc（主要是暗物质）的质量与5 kpc（主要是重子）的质量相关。总质量密度分布、DM密度分布和引用的相关性的行为可以在双相情景中理解。在第一个耗散阶段，原BCG的形式，并在第二个无耗散阶段，重子块（坍缩到中心）和DM晕之间的动力学摩擦的密度轮廓的内斜率。简而言之，在簇与簇之间的内部斜率中的大的分散以及斜率、$α$和$R_e$之间的反相关性是由于以下事实：为了具有NFW样的总质量密度分布，在其中心具有更大质…

2014-07-16astro-ph.COastro-ph.GA

CTA对来自银河系中心的暗物质信号的灵敏度

Sensitivity of CTA to dark matter signals from the Galactic Center

银河系中心是用伽马射线间接探测暗物质最有希望的目标之一。我们调查即将到来的切伦科夫望远镜阵列（CTA）的暗物质湮灭和衰变在银河系中心的敏感性。由于银河系的暗物质晕的内部密度分布是不确定的，我们研究了银河系密度分布的斜率，向内的太阳，探测暗物质信号与CTA的前景的影响。我们发现CTA对湮灭信号的灵敏度强烈依赖于内部轮廓斜率，而在暗物质衰变的情况下，这种依赖性更为温和。令人惊讶的是，我们发现，信号和背景区域的最佳选择几乎是独立的假设的密度分布。对于基准的Navarro-Frenk-White配置文件的情况下，我们发现，CTA将能够探测湮灭截面远低于规范的热遗迹值的暗物质质量从几十个GeV到$\sim 5$ TeV的湮灭$τ^{+}τ^{-}$，并将实现只有稍微弱的灵敏度为$b\bar{b}$或$μ^{+}μ^{-}$湮灭。CTA将显著提高对$\sim 100$ GeV以上质量的暗物质湮灭信号的电流灵敏度，覆盖与费米大面积望远镜搜索所探测的参数空间互补的参数空间。将宇宙射线电子和正电子光谱中的明显过剩解释为暗物质衰变的信号，也可以用银河系中心的CTA观测来检验。我们表明，无论是湮灭和衰变，包括光谱信息的硬通道（如$μ^{+}μ^{-}$和$τ^{+}τ^{-}$）导致增强的灵敏度暗物质质量以上$m_{\rm DM}\sim 200$ GeV。

2014-10-13astro-ph.COastro-ph.GAastro-ph.HE