Can A Kinematically Hot and Thick Disk Form A Bar? : Role of Highly Spinning Dark Matter Halos
Indian Institute of Technology Kanpur（坎普尔印度理工学院）
研究发现，在自转暗物质晕环境中，角动量高且厚的盘会形成棒，而传统标准无法预测此现象。
2025-12-25 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
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
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
SDSS-IV MaNGA: Signatures of halo assembly in kinematically misaligned galaxies
我们调查的关系，运动失调的星系与它们的大尺度环境，在晕组装偏差的背景下。根据数值模拟，固定晕质量的晕年龄与宇宙网所创造的大尺度潮汐环境有着内在的联系。我们调查的距离到各种宇宙网的功能和现今的气体吸积率之间的关系。我们选择了一个子样本的900个中央星系的MaNGA调查与定义的全球位置角（PA角，速度变化是最大的）为他们的恒星和H $α$气体成分最小的1.5有效半径（$R_e$）。我们通过气体和恒星之间的错位来分割样本，这是由它们的PA差异定义的。对于每个中心星系，我们发现它的距离节点和细丝内的宇宙网络，并估计主机晕的年龄使用中央恒星质量总晕质量比$M_{*}/M_{h}$。我们还构建晕占领分布使用背景减除技术分裂使用中央星系的运动失调的星系群。我们发现，在固定的晕质量，没有统计学差异，这些属性之间的运动学对齐和错位星系。我们认为，相关性的缺乏可能是指示冷却流从热晕发挥更大的作用比“冷模式”吸积从宇宙网或演示，目前的大规模积分场单元（IFU）调查的空间范围内的大规模环境提取通过这种方法的信息很少。
2018-11-15 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
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
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
Two distinct halo populations in the solar neighborhood. Evidence from stellar abundance ratios and kinematics
精确的丰度比被确定为94颗矮星，5200 < Teff < 6300 K，-1.6 < [Fe/H] <-0.4，距离D < 335 pc。它们中的大多数具有晕运动学，但包括16个厚盘星。从VLT/UVES和NOT/FIES光谱测量原子线的等效宽度，分辨率分别为R = 55000和R = 40000。基于MARCS模型的LTE丰度分析被应用于获得Na、Mg、Si、Ca、Ti、Cr和Ni相对于Fe的精确微分丰度比。晕星分为两个族群，以[alpha/Fe]区分，其中alpha是指Mg，Si，Ca和Ti的平均丰度。[Na/Fe]和[Ni/Fe]的差异也存在，这两个丰度比之间存在非常明显的相关性。“高α”恒星可能是古老的盘状或凸起恒星，通过合并卫星星系而“加热”到晕运动学，或者它们可能是在原银河系气体云坍缩期间形成的第一颗恒星。“低α”恒星的运动学表明，它们是从矮星系中吸积而来的，其中一些可能起源于欧米茄Cen祖星系。
2010-02-24 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
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 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
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
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
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 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
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
Searching for chemo-kinematic structures in the Milky Way halo with deep clustering algorithms
本文提出 CREEK 深度聚类算法，融合 Gaia-ESO 与 APOGEE 晕星的轨道、运动学及化学丰度信息，通过孪生网络、GNN 自编码器和 OPTICS 识别银河系晕中的吸积遗迹结构。
2024-09-13 astro-ph.GA
Off-centred dark matter halo leading to strong central disc lopsidedness
现在有越来越多的证据从模拟和观测表明，在银河系类型的星系中，暗物质晕的中心可能偏离中心几个100 pc w.r.t.。银河圆盘我们研究了这样的偏移晕的轨道和运动学的影响，在中央的几个千秒差距的光盘。在圆盘平面内的运动方程可以写成圆盘势和晕势的形式，当这两个势是同心的时，加上由于偏移晕而引起的扰动项。这种扰动势表现出m=1的方位角变化，或者是不平衡的，并且其幅度在小半径处增加。通过求解这些方程，我们发现在R = 1.5kpc时，扰动轨道的半径有约40%的大偏差，而且有很强的运动学不平衡性。因此，即使是350秒差距的小晕偏移也可以在中心区域的~ 3千秒差距半径内引起令人惊讶的强烈空间和运动学不平衡性。此外，只要光晕偏移持续，盘将在几个Gyr内保持不平衡。这将对该地区的动力学演变产生重要影响。
2016-10-06 astro-ph.GA
Metallicity and Kinematics of the Galactic halo from the LAMOST sample stars
我们研究了从LAMOST光谱巡天中选出的4,680颗$|z|>$ 5 kpc的A/F/G/K型巨星的金属丰度分布和运动学性质。5 $<|z|\leqslant$ <15 kpc的巨星的金属丰度分布可以用三峰高斯模型来描述，其峰值位于[Fe/H] $\sim-0.6\pm0.1$、$-1.2\pm0.3$和$-2.0\pm0.2$，分别对应于19 $\%$、74 $\%$和7 $\%$的比值。利用$\rm{[α/Fe]}$将这三个峰与银河系的厚盘、内晕和外晕成分联系起来。这些巨星的金属丰度分布与三个分量的高斯分布相吻合，随着离银道面距离的增加，内晕分量的比例逐渐增大，厚盘分量的比例逐渐减小。采用星系势模型，我们还得到了样本星的轨道参数，如轨道偏心率和自转速度。在5 $<|z|<$ ~ 15 kpc范围内，覆盖不同金属丰度区域的恒星的轨道偏心率峰值保持在$e\sim$ 0.75，与平面以上的高度无关。通过比较不同自转速度区间恒星的密度函数，我们发现大多数逆行星比逆行星更贫金属。
2018-06-27 astro-ph.GA
Baryonic Distributions in Galaxy Dark Matter Haloes I: New Observations of Neutral and Ionized Gas Kinematics
我们提出了一个新的和档案中性氢（HI）的观测和新的电离气体光谱观测16个星系的统计代表性的EDGES运动学样本相结合。HI旋转曲线来自甚大射电阵列（VLA）的新的和存档的射电合成观测以及韦斯特博克射电合成望远镜（WSRT）的处理数据产品。的HI旋转曲线的补充与光学光谱积分场单元（IFU）的观测使用SparsePak的WIYN 3.5米望远镜，以限制中央电离气体的运动学在12个星系。每个星系的完整的旋转曲线分解成重子和暗物质晕组件使用3.6 $μ$米图像从斯皮策太空望远镜的恒星内容，中性氢数据的原子气体成分，并在可用时，CO数据从文献中的分子气体成分。在固定的恒星质光比（M/L）和旋转曲线分解中的最大圆盘/凸起假设下，说明了推断的质量分布的差异。
2016-05-05 astro-ph.GA
Updated Results on the Galaxy-Halo Connection from Satellite Kinematics in SDSS
我们提出了新的结果，中央星系和暗物质晕之间的关系推断从斯隆数字巡天（SDSS）DR 7的卫星运动学观测。我们采用了一个更新的分析框架，其中包括详细的模拟目录，以模拟SDSS中的观测效果。我们的结果限制了暗物质晕的颜色依赖条件光度函数（CLF），以及卫星星系的径向轮廓。与以前的结果相一致，我们发现在固定的光度下，红色中心星系比蓝色中心星系生活在更大质量的晕中。此外，我们的研究结果表明，卫星星系有一个径向轮廓集中比暗物质，但不作为核心解决subhaloes在暗物质-只有模拟。与More等人先前使用卫星运动学的工作相比，我们发现更多的竞争约束的星系晕连接，与那些来自星系集群和星系星系透镜的组合。我们比较我们的结果的星系晕连接到其他研究使用星系团和组目录，这些不同的技术之间显示出很好的协议。我们讨论了卫星运动学在约束宇宙学和星系与暗物质晕之间的关系的背景下，未来的应用。
2018-11-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dependence of Galactic Halo Kinematics on the Adopted Galactic Potential
我们探讨了来自两种常用的银河系势的星系晕运动学性质的差异：St $\ddot{a}$ ckel势和“Galpy”包（MWPotential 2014）中使用的默认类银河系势，利用斯隆数字巡天数据发布12中的可用金属丰度，径向速度和自行的恒星。采用$\ddot{a}$克尔势，我们发现在$Z_{\rm max}$ = 15 kpc和$r_{\rm max}$ = 30 kpc时，金属丰度分布函数的形状和轨道转动分布发生突变（其中$Z_{\rm max}$和$r_{\rm max}$分别是恒星轨道到银河平面和银河中心的最大距离），这表明在这些距离上发生了由内晕恒星星族为主向外晕为主的转变。具有$Z_{\rm max}$ $>$ 15 kpc的恒星表现出$V_{\rm ϕ}$ = $-$ 60 km s $^{-1}$的平均逆行运动，而具有$r_{\rm max}$ $>$ 30 kpc的恒星表现出更大的逆行值，$V_{\rm ϕ}$ = $-$ 150 km s $^{-1}$。这个逆行信号也证实了使用$Gaia$数据发布2获得的径向速度的恒星样本，假设St $\ddot{a}$ ckel势。相比之下，当使用较浅的Galpy势时，仅在$Z_{\rm max}$ = 25 kpc时才发生明显的逆运动变化，并且导出了远不那么极端的逆运动。这种差异的产生是因为在St $\ddot{a}$ CK…
2019-09-25 astro-ph.GA
The Impact of Baryonic Effects on the Dynamical Masses Inferred Using Satellite Kinematics
Yale University（耶鲁大学）；Argonne National Laboratory（阿贡国家实验室）
本文提出了一种校正卫星动力学推断中恒星效应的方法，发现恒星弹射导致暗物质晕质量推断的偏差，影响范围在1%-8%之间。
2026-02-20 astro-ph.GA
The halo of M105 and its group environment as traced by planetary nebula populations: II. Using kinematics of single stars to unveil the presence of intragroup light around the Leo I galaxies NGC 3384 and M105
M105是附近狮子座I星系群中的一个早期型星系，狮子座I星系群是包含所有星系类型的最近星系群，因此是探索低质量组内光（IGL）组装的绝佳环境。利用行星状星云摄谱仪对M105及其周围30'x30'的狮子座I群行星状星云进行了一次新的扩展运动学观测。我们使用PNe作为晕和IGL中漫射恒星光的运动学示踪剂，并采用高斯混合模型来分离伴星星系NGC 3384的贡献，并将PNe与M105周围的晕和IGL分量联系起来。我们给出了314个PNe的星表，其中93个与NGC 3384紧密相联，169个与M105紧密相联。M105的PNe还与它的晕和周围的指数包络有关。我们构造光滑的速度和速度色散场，并计算投影旋转，速度色散，和$λ_R$配置文件的每个组件。Halo PNe的速度色散和旋转分布呈下降趋势，而指数包络的速度色散和旋转在大半径处显著增加。我们确定了三个具有不同运动学的区域，这些区域与不同的恒星星族属性有关：（一）旋转核心（ii）从1到$1~R_\mathrm{eff}$的晕由中等金属丰度的恒星组成（iii）指数包络线超过了我们最远的数据点16颗$R_\mathrm{eff}$，主要由贫金属（[M/H]<-1）恒星组成。后者的高速色散和适度的旋转是一致的测量矮卫星星系的狮子座I组，表明指数包络线的痕迹过渡到IGL。
2022-01-21 astro-ph.GA
Maturing Satellite Kinematics into a Competitive Probe of the Galaxy-Halo Connection
在暗物质晕中运动的卫星星系的运动学是对潜在引力势的直接探测。因此，卫星的相空间分布代表了一个强大的工具，以确定从观测星系晕的连接。通过叠加大量卫星星系的信号，即使是平均拥有几颗卫星的晕，也可以释放这种潜力。在这项工作中，我们测试的影响，各种建模假设的约束来自分析卫星相空间分布的非线性，1晕制度。我们讨论他们的潜力来解释平均晕质量来自卫星运动学和引力透镜以前报道的差异。此外，我们开发了一个更新的，更强大的分析，以提取约束的星系晕关系的卫星光谱星系调查，如SDSS的属性。我们使用大量的现实模拟目录测试这种方法的准确性。此外，我们发现，来自这样的分析的约束是互补的和竞争的常用的星系集群和星系-星系透镜观测。
2018-10-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Stellar haloes of simulated Milky Way-like galaxies: Chemical and kinematic properties
我们调查的化学和运动学性质的扩散恒星晕的六个模拟银河系的宝瓶座计划。采用结合能准则定义了两种动态上不同的恒星星族：扩散内晕和外晕，它们由具有特殊化学和运动学特征的不同恒星亚族组成。我们模拟的内晕和外晕恒星星族得到了碎片星（形成于亚星系系统，而它们的主要祖先星系的维里半径之外）和内碎片星（形成于富含气体的亚星系系统内的暗物质晕）的贡献。内晕具有额外的贡献，从磁盘加热的恒星在范围$\sim 3 - 30 %$，平均值为$\sim 20% $。圆盘加热的恒星可能表现出运动学支持的特征，特别是在最年轻的恒星中。内部碎片加上圆盘加热的恒星定义了所谓的\insitu恒星星族。在这两个内晕和外晕恒星星族，我们检测到的贡献，从中等到低的[ $α$ /Fe]的比率，主要与内部碎片或磁盘加热的子人口的恒星。观测到的内晕区的丰度梯度受化学富集水平和每个恒星子群的相对贡献的影响。内晕区的陡峭丰度梯度与盘加热和内部碎片星的贡献有关，这些恒星往往比碎片星的结合能低。（节录）。
2013-04-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Investigating Disk-Halo Flows and Accretion: A Kinematic and Morphological Analysis of Extraplanar HI in NGC 3044 and NGC 4302
为了进一步了解平面外气体的起源和物理过程，我们提出了在两个附近的边缘螺旋星系NGC 3044和NGC 4302中HI的观测和运动学模型。我们将NGC 3044模型化为一个单一的厚圆盘。还检测到大量的平面外HI。我们检测到旋转速度随着高度（滞后）的减小而径向变浅，在大约R25处达到零。大规模的运动学不对称的接近和后退的一半表明最近的干扰。室女星系团成员NGC4302的运动学和形态学都受到了很大的扰动。我们将NGC 4302建模为一个薄圆盘和第二个较厚圆盘的组合，后者在中心附近有一个洞。我们检测到滞后的平面外气体，在后退的一半变浅的迹象，虽然它的特点是难以约束。在NGC 4302和它的伴星NGC 4298之间发现了一座桥。我们探讨的趋势，涉及这些星系的平面外HI运动学，以及整个文献中的星系，以及可能的滞后性能与恒星形成和环境之间的联系。测得的滞后被发现是显着陡峭的比那些纯粹的弹道效应建模，表明额外的因素。平面外滞后的径向变浅是典型的，发生在0.5R25和R25之间，这表明内部过程在决定平面外运动学方面很重要。
2014-11-10 astro-ph.GA
Kinematics of Type II Cepheids of the Galactic Halo
为了进一步了解星系晕的起源，我们重新研究了II型造父变星（T2 C），并从盖亚的第二次数据发布（DR 2）中获得了新的输入。对于周期从1天到20天的45颗T2 C，有25颗恒星的弛豫、自行和[Fe/H]值。只有5颗恒星的[Fe/H] <-1.5，而其余的恒星则表现为厚盘运动学，[Fe/H] >-0.90。我们比较了T2 C星和它们在Halo的球状星团中的表兄弟，发现含有T2 C星的球状星团显示出纯Halo星族的金属丰度和运动学特征。球状星团可能是在银河系整体坍缩期间形成的，而个别的厚盘T2 C恒星可能是从捕获前自我富集的小系统中捕获的。这两个星系群与目前被认为环绕银河系的微星系之间的关系尚不清楚。
2018-11-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Kinematic imprint of clumpy disk formation on halo objects
背景：在遥远宇宙中，红移z>1的星团盘星系被观察到在它们的盘中有几个巨大的团块。它们被认为对应于盘状星系的早期形成阶段。另一方面，晕天体，如古老的球状星团和晕星，很可能是由星系中最古老的恒星（年龄>10 Gyr）组成的，因此可以假定星团盘的形成发生在一个预先存在的晕系统中。目的：巨大的团块在一个早熟的盘中以相同的方向轨道运行，并且质量如此之大，以至于它们可能会与晕天体发生引力相互作用，并对晕的运动状态产生影响。因此，我仔细研究的可能性，团块留下的clujetdisk形成的晕系统的运动学印记。研究方法：我执行一个限制的N体计算与玩具模型，研究运动学的影响晕的轨道运动的团块，检查依赖的质量（质量损失），数量和轨道半径的团块的结果。结果：我将表明，晕对象可以捕捉到块运动，并获得盘状旋转的块的动力学摩擦时间尺度，~0.5 Gyr。团簇的影响仅限于盘周围的一个区域内，晕系统的净自转速度和轨道偏心率具有垂直梯度。运动学影响的重要性在很大程度上取决于团块的质量，假设团块质量的下限是5x10^8太阳质量。结果还取决于团簇是否经历了快速的质量损失，这是最近研究中争论的一个公开问题。这种大质量团块的存在并不是不现实的，因此我认为，在当前的星系晕中可能仍然存在着过去星团盘形成的印记。
2012-11-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
New Velocity Measurements of NGC 5128 Globular Clusters out to 130 kpc: Outer Halo Kinematics, Substructure and Dynamics
本文对NGC 5128的645个球状星团进行运动学分析，追踪外晕子结构与旋转，并测得约120 kpc内总质量为2.5±0.3×10^12 M⊙。
2022-08-18 astro-ph.GA
