我们目前的径向速度恒星在该领域的疏散星团伯克利44，伯克利81，和NGC 6802使用威斯康星州印第安纳州耶鲁大学NOAO（WIYN）3.5米望远镜获得的光谱。这些星系团的年龄处于中间（1-3 Gyr），位于太阳银河系中心半径内，并且之前没有径向速度测量。我们发现Be 44、Be 81和NGC 6802的平均径向速度分别为-9.6 +/- 3.0 km s ^-1、48.1 +/-2.0 km s ^-1和12.4 +/- 2.8 km s^-1。我们提出了一个广泛的年龄范围内的134个疏散星团的径向速度的分析使用本研究和文献中获得的数据。假设星系团系统围绕银河系中心以恒定速度旋转，我们发现较老的星系团比年轻的星系团具有更慢的旋转和更大的视线（LOS）速度色散。随着年龄的增长，星系团系统的旋转速度逐渐下降，伴随着一个平稳的增加，在LOS速度色散，我们解释为加热效果的疏散星团系统随着时间的推移。
英文摘要：
We present radial velocities for stars in the field of the open star clusters Berkeley 44, Berkeley 81, and NGC 6802 from spectra obtained using the Wisconsin-Indiana-Yale-NOAO (WIYN) 3.5 m telescope. These clusters are of intermediate age (1-3 Gyr), located within the solar Galactocentric radius, and have no previous radial velocity measurements. We find mean radial velocities of -9.6 +/- 3.0 km s^-1, 48.1 +/- 2.0 km s^-1, and 12.4 +/- 2.8 km s^-1 for Be 44, Be 81, and NGC 6802, respectively. We present an analysis of radial velocities of 134 open clusters of a wide range of ages using data obtained in this study and the literature. Assuming the system of clusters rotates about the Galactic center with a constant velocity, we find older clusters exhibit a slower rotation and larger line-of-sight (LOS) velocity dispersion than younger clusters. The gradual decrease in rotational velocity of the cluster system with age is accompanied by a smooth increase in LOS velocity dispersion, which we interpret as the effect of heating on the open cluster system over time.
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）
本文分析了200颗自行已知的长周期（$P>5$天）经典造父变星的空间速度和视向速度，它们的距离由周期-光度关系估算。线性Ogorodnikov-Milne模型已被应用，与银河系的旋转已被排除在观测速度提前。造父变星的速度有两个明显的梯度：$\partial W/\partial Y=-2.1\pm0.7$ km s $^{-1}$ kpc $^{-1}$和$\partial V/\partial Z= 27\pm10 $ km s $^{-1}$ kpc $^{-1}$。在这种情况下，固体绕着银河系$X$轴旋转到银河系中心的角速度是$-15\pm5$ km s $^{-1}$ kpc $^{-1}$。
N-body simulations in reconstruction of the kinematics of young stars in the Galaxy
我们试图确定银河系的结构，通过比较观测到的和模拟的速度OB-associations在3千秒差距的太阳附近。我们用旋转的恒星棒做了N体模拟。在我们的模型中，星系盘包括气体和恒星子系统。在大的时间间隔（$\sim 8$酒吧旋转周期）平均的气体粒子的速度进行比较与所观察到的OB-协会的速度。我们的模型再现的径向和方位角分量的观测到的剩余速度在英仙座和人马座地区和本地系统的方向。模型和观测速度之间的平均差为$ΔV=3.3$ km s $^{-1}$。太阳位置角$θ_b$的最佳值为$θ_b=45\pm5^\circ$，与最近的几个估计值一致。自引力恒星子系统形成一个棒，一个子类$R_1$的外环，和较慢的螺旋模式。它们的组合引力扰动导致气体子系统中的时间依赖性形态，其形成具有$R_1$-和$R_2$-形态的元素的外环。N体模拟在局域系统中的成功可能是由于恒星$R_1$环的引力，这在带有分析棒的模型中被忽略了。
Kinematics of young star clusters in the outer north-eastern region of the Small Magellanic Cloud
Instituto Interdisciplinario de Ciencias Básicas (ICB), CONICET-UNCuyo（基础科学跨研究所）；Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas (CONICET)（国家科学研究委员会）
The kinematics of the nebular shells around low mass progenitors of PNe with low metallicity
我们分析了26个行星状星云（PNe）的内部运动学与低金属丰度，似乎来自最低质量的祖星，包括晕PN人口。基于从圣佩德罗·马蒂尔PNe运动学目录（López et al. 2012）中绘制的空间分辨长缝中阶梯光栅光谱，我们根据迄今为止用于此目的的最大样本测量其全球膨胀速度来表征这些PNe的运动学。我们发现运动学，遵循在其他研究中观察到和预测的趋势，但也发现，大多数的PNe研究在这里往往有膨胀速度小于20公里/秒，在所有考虑的发射线。我们在这个具有低质量祖先的低金属丰度行星状星云样本中观察到的低膨胀速度很可能是微弱的中央星风驱动星云壳运动学的结果。这项研究补充了以前的结果（Pereyra等人，2013年，以及其中的参考文献），这些结果将PN壳的膨胀速度与中心恒星的特征联系起来。
The M4 Core Project with HST - IV. Internal Kinematics from Accurate Radial Velocities of 2771 Cluster Members
本文详细研究了银河系球状星团M4（NGC 6121）的内部运动学，从红巨星支上部到主序星共2771颗恒星的7250个光谱中，计算了它们的视向速度。我们描述了新的方法来确定从白天校准的波长解决方案，并确定径向速度漂移之间可能发生的校准和科学观测时，观察与GIRAFFE摄谱仪在VLT。比较了两种确定径向速度的方法，定性描述了它们相对于其他常用算法的优点，提出了一种从光纤光谱仪获得的光谱中去除天空影响，进一步提高径向速度精度的新方法。星团的平均径向速度为$\langle v \rangle = 71.08 \pm 0.08$ km s $^{-1}$，平均色散为$μ_{v_c} = 3.97$ km s $^{-1}$。使用相同的数据集和相同的统计方法，以前的分析，20个额外的二进制候选人，共87个候选人。提出了一种新的确定内部径向速度分散度作为集群距离的函数，导致分散$4.5$公里的$^{-1}$内2 $^{\prime}$从集群中心和稳步向外减少。我们在统计上证实了小幅度的集群旋转，在过去的几位作者的建议。这种新的分析代表了一个显着的改进，相对于以前的结果在文献中，并提供了一个基本的观测输入集群动力学的建模。
Three-Dimensional Kinematics of Classical Cepheids
采用线性Ogorodnikov-Milne模型研究了银河系中经典造父变星的三维运动学。使用了Mr'oz等人（2019）的832个经典造父变星样本，其中包括Gaia DR 2目录中的距离，视线速度和自行。造父变星的空间速度已经从我们以前基于非线性旋转模型发现的银河系的微分旋转中解放出来。基于一个完整的Ogorodnikov-Milne模型，考虑了恒星的视速度和自行，我们估算了银河系绕$y$轴的自转角速度：$Ω_y=0.64\pm0.17$ ~km s $^{-1}$ kpc $^{-1}$ .我们认为这种旋转与银河系薄盘的翘曲有关。我们的计算仅使用造父变星的自行的假设下，没有变形由于磁盘的扭曲已经显示出存在的剩余旋转的$y$轴的角速度$Ω_y=0.54\pm0.15$ ~km s $^{-1}$ kpc $^{-1}$和存在的正旋转的$x$轴的角速度$Ω_x=0.33\pm0.10$ ~km s $^{-1}$ kpc $^{-1}$。
The 3-D Kinematics of the Orion Nebula Cluster: NIRSPEC-AO Radial Velocities of the Core Population
年轻的，仍在形成的星团内的恒星和亚恒星种群的运动学和动力学提供了有价值的信息，约束理论的形成机制。利用Keck II NIRSPEC+AO数据，我们测量了猎户座星云团（ONC）核心4'以内56个低质量源的径向速度。我们还重新测量了SDSS/APOGEE观测到的172个源的径向速度。将这些数据与使用$HST$ ACS/WFPC 2/WFC 3 IR和Keck II NIRC 2测量的自行相结合，创建具有所有三个速度分量的135个源的样本。测得的速度在所有三个分量中均符合正态分布。我们测量了（$σ_{v_α}$，$σ_{v_δ}$，$σ_{v_r}$）=（$1.64\pm0.12$，$2.03\pm0.13$，$2.56^{+0.16}_{-0.17}$）km s $^{-1}$的内禀速度频散.我们计算出的内禀速度弥散分布在切向方向上与Da Rio等人（2014）的动力学平衡模型一致，但在视线方向上不一致，这可能表明ONC的核心尚未维里化，可能需要非球形势来解释观测到的速度弥散分布。我们还观察到一个轻微的伸长沿南北方向以下的灯丝，这已经在以前的文献中进行了很好的研究，并在视线的切线速度方向的伸长率。这些三维运动学将有助于建立大质量星系团形成和早期演化的现实模型。
The Dependence of C IV Broad Absorption Line Properties on Accompanying Si IV and Al III Absorption: Relating Quasar-Wind Ionization Levels, Kinematics, and Column Densities
我们考虑如何配置文件和多年的变化特性的一个大样本的C IV宽吸收线（BAL）槽的变化时，BALs从Si IV和/或Al III是存在于相应的速度，表明视线拦截至少一些较低的电离气体。我们得出了一些观测结果C IV BALs分离根据存在或不存在的伴随较低的电离跃迁，包括测量复合剖面形状，等效宽度（EW），特征速度，复合变化剖面，和EW的变异性。我们还测量了EW和分数EW变异C IV，Si IV和Al III之间的相关性。我们的测量揭示了在吸积盘风模型中预期的电离水平、运动学和柱密度之间的基本相关变化;例如，包括较低电离物质的视线通常显示出较深和较宽的CIV槽，其具有较小的最小速度并且变化较小。许多不含Si IV或Al III BAL的C IV BAL可能仅具有轻度饱和或不具有饱和。
Milky Way thin and thick disk kinematics with GAIA EDR3 and RAVE DR5
利用GAIA DR 3星表对太阳邻域内银河系盘的运动学进行了详细的分析。为了确定银河系恒星盘的局部运动学，我们使用了278，228颗红巨星分支（RGB）恒星的完整样本，这些恒星分布在一个圆柱体中，以太阳为中心，半径为1 kpc，半高为0.5 kpc。我们分别确定每个银河半球的RGB恒星的运动学性质，以寻找可能的不对称性。RGB星的运动学性质揭示了两个运动学上不同的组成部分的存在：薄盘的平均速度${V_R}, {V_ϕ}, {V_Z}$约为-1，-239，0 km s $^{-1}$，速度色散$σ_R, σ_ϕ, σ_Z$为31，20和11 km s $^{-1}$，厚盘的平均速度分量约为+1，-225，0 km s $^{-1}$，速度弥散为49、35和22 km/s $^{-1}$。我们发现，在银道面以上/以下500 pc的高度，厚盘星约占盘星的一半。如此高数量的RGB恒星与厚盘运动学点在长期演化的银河系厚盘的起源场景。
Residual velocities of Small Magellanic Cloud star clusters
我们对最大的小麦哲伦云（SMC）星团样本（32）进行了自行和径向速度测量，从中我们获得了它们的空间速度分量。以最近最佳拟合的SMC星团旋转盘作为参考，计算了它们的剩余速度矢量，并将它们的星等（$Δ$ V）与剩余速度分量等于沿三个独立SMC旋转盘运动轴的速度色散的星团的星等（$Δ$ V = 60 km/s）进行了比较。我们发现，属于SMC潮汐诱导结构的星团具有$Δ$ V > 50 km/s，这表明星团在逃离旋转盘运动学过程中的空间速度是可测量的不同。研究了麦哲伦桥北支、主麦哲伦桥、反桥和西晕的星团，支持了这些发现。NGC 121是已知最古老的SMC星团，不属于任何SMC潮汐特征，并且具有$Δ$ V = 64 km/s，略高于束缚星团和运动学扰动星团之间的边界。
Structure and kinematics of shocked gas in Sgr B2: further evidence of a cloud-cloud collision from SiO emission maps
我们提出了Sgr B2分子云的SiOJ =2-1图，它显示了具有湍流子结构的激波气体，该湍流子结构包括速度为[10，40] km s $^{-1}$的至少三个空腔和速度为[-20，10] km s $^{-1}$的弧。在低和高速度的冲击气体的空间反相关，以及存在的位置-速度图中的桥接功能表明，这些结构形成于云-云碰撞。一些已知的致密HII区域在空间上与速度为[40，85] km s $^{-1}$的强SiO发射点重叠，并且在[100，120] km s $^{-1}$的SiO气体特征之间或沿着其边缘，这表明负责电离致密HII区域的恒星由于这种碰撞而在压缩气体中形成。我们发现气体密度和动力学温度的顺序为$n_{\rm H_2}\sim 10^5\rm cm^{-3}$和$\sim$ 30 K，分别对三个位置的Sgr B2。SiO相对丰度、积分谱线强度和谱线宽度的平均值分别为$\sim$ 10 $^{-9}$、$\sim$ 11 K km s $^{-1}$和$\sim$ 31 km s $^{-1}$。这些值同意与化学模型，模拟晶粒溅射C型冲击。我们的观测结果与流体动力学模拟的比较表明，发生在0.5百万年前的一次云-云碰撞可以解释平均柱密度为$\bar{N}_{\rm H_2}\gtrsim 5\times10^{22}$ cm $^{-2}$的密度分布，以及不同速度通道中冲击气体的…
Analysis of galaxy kinematics based on Cepheids from the Gaia DR2 Catalogue
为了构建银河系的旋转曲线，我们在很大程度上使用了盖亚DR 2星表中的经典造父变星的自行、惯性和视线速度。从文献数据中形成的工作样本包含大约800颗造父变星及其年龄估计。我们确定了银河系在太阳距离上的线自转速度为$V_0=240\pm3$ ~km s $^{-1}$。在这种情况下，从太阳到银河系旋转轴的距离为$R_0=8.27\pm0.10$ ~kpc。对年龄小于1.2亿年的造父变星的径向速度和剩余切向速度的谱分析表明，从目前和过去的数据中获得的螺旋密度波的参数估计接近。因此，对于四臂模式，波长$λ_{R,θ}$的值在[2.4--3.0] kpc范围内，俯仰角$i_{R,θ}$的值在[ $-13^\circ$，$-10^\circ$ ]范围内，径向和切向扰动的幅值分别为$f_R\sim12$ ~km s $^{-1}$和$f_θ\sim9$ ~km s $^{-1}$。年龄超过1.2亿年的造父变星的速度目前给出的波长为$λ_{R,θ}\sim5$ ~kpc。这个值与我们从年轻造父变星样本中获得的值有很大不同。分析旧造父变星的位置和速度，通过将它们的轨道在时间上向后积分来计算，使得有可能确定螺旋密度波的参数的显著更可靠的值：波长$λ_{R,θ}=2.7$ ~kpc，径向和切向扰动的幅度分别为$f_R=7.9$ ~km s $^{-1}$和$f_θ=5$ ~km s $^{-1}$。
