Velocity dispersion functions of pressure-supported galaxies in EAGLE simulations with varying active galactic nucleus feedback
Seoul National University（首尔大学）；SNU Astronomy Research Center, Seoul National University（首尔大学天文研究中心）
本研究通过EAGLE模拟探讨了不同AGN反馈模型对压力支持星系速度弥散函数的影响，发现减少和无AGN反馈模型导致高速度弥散度星系增多，低弥散度星系减少。
2026-02-13 astro-ph.GA
Accurate mass estimates from the proper motions of dispersion-supported galaxies
从球形Jeans方程开始，我们证明了存在一个半径，其中封闭的质量仅取决于投影的切向速度色散，假设各向异性分布缓慢变化。这在恒星示踪剂剖面的对数斜率为$-2$：$r_{-2}$的半径处很近似。伴随的质量是$M(r_{-2}) = 2 G^{-1} \langle σ_{\mathcal{T}}^{2}\rangle^{*} r_{-2}$，圆周速度是$V^{2}({r_{-2}}) = 2\langle σ_{\mathcal{T}}^{2}\rangle^{*}$。对于Plummer配置文件$r_{-2} \simeq 4R_e/5$。重要的是，$r_{-2}$小于Wolf等人（2010）推导的视线速度的特征半径。这两个估计量可以一起约束色散支持星系的质量分布。我们说明了它的适用性，使用发表的自行测量矮星系天龙座和雕塑家，并发现它们是一致的居住尖NFW subhalos的那种在CDM中预测，但我们不能排除的核心。我们测试我们的组合质量估计对以前出版的，非球形的宇宙学矮星系模拟在CDM和SIDM。对于CDM，动态旋转曲线的估计被发现是准确的$10\%$，而SIDM是准确的$15\%$。不幸的是，这种水平的准确性是不够好，以测量所需的水平，以区分尖点和核心的类型预测在可行的SIDM模型没有更强的先验的斜率。然而，我们发现，这提供了足够好的准确性，以区分在小半径（$r \simeq r_…
2020-03-09 astro-ph.GA
NIHAO XXIV: Rotation or pressure supported systems? Simulated Ultra Diffuse Galaxies show a broad distribution in their stellar kinematics
近年来，由于越来越多地发现表面亮度较低的星系，如超漫射星系（UDG），打开了星系演化的新窗口。这些系统的形成机制和运动学性质至今仍是一个有争议的问题。在这项工作中，我们解决这个问题，通过分析恒星运动学的孤立UDG形成的流体动力学模拟套件NIHAO。我们构建投影线的视线速度和速度色散图来计算投影比角动量，$λ_{\rm R}$，来表征这些星系中的恒星的运动学支持。我们发现，UDG涵盖了广泛的分布，从分散到旋转支持的星系，在这两个制度的丰度相似。模拟的UDG的旋转支持度与几个属性，如星系形态，较高的HI分数和较大的有效半径相对于色散支持组，而暗物质晕自旋和质量吸积的历史是相似的两个人口之间。我们证明，在早期$z$的下落重子到原星系的对齐是$z$ =0恒星运动学状态的主要驱动力：压力支持孤立的UDG形式通过不对齐的气体吸积，而旋转支持的建立他们的重子在一个有序的方式。考虑到随机倾角效应，我们预测，一个全面的调查将发现近一半的领域UDG旋转支持恒星盘。
2020-07-16 astro-ph.GA
The no-spin zone: rotation vs dispersion support in observed and simulated dwarf galaxies
我们进行了系统的贝叶斯分析的旋转与分散支持（$v_{\rm rot} / σ$）的$40$矮星系在整个本地体积（LV）在恒星质量范围$10^{3.5} M_{\rm \odot} < M_{\star} < 10^8 M_{\rm \odot}$。我们发现，恒星在$\sim 80\%$的LV矮星系研究-卫星和孤立的系统-是色散支持。特别是，我们表明，$6/10$ * 孤立 * 的矮星在我们的样本有$v_{\rm rot} / σ< 1.0$。都有$v_{\rm rot} / σ\lesssim 2.0$。这些结果挑战了传统的观点，即富含气体的矮不规则星（dIrrs）中的恒星分布在冷的，旋转支持的恒星盘中，而贫气体的矮椭球体（dSphs）在运动学上是不同的，具有色散支持的恒星。我们没有看到$v_{\rm rot} / σ$和距离最近的$\rm L_{\star}$星系的距离之间的明显趋势，也没有看到在我们的质量范围内$v_{\rm rot} / σ$和$M_{\star}$之间的明显趋势。我们将相同的贝叶斯分析应用于孤立矮星系（$10^9 M_{\odot} < M_{\rm vir} < 10^{10} M_{\rm \odot}$）的四个FIRE流体动力放大模拟，并表明模拟的 * 孤立 * dIrr星系具有与观察到的dIrrs * 和 * dSphs的种群一致的恒星椭圆率和恒星$…
2016-10-12 astro-ph.GA
Mass estimators for flattened dispersion-supported galaxies
我们研究了基于可观测速度色散和半光半径$R_\mathrm{h}$的色散支持星系质量估计的可靠性。我们展示了如何将它们扩展到扁平系统，并在假设暗物质密度和恒星密度在相同的自相似椭球上分层的情况下，提供了椭球内质量的简单公式。我们明确地证明了球形质量估计值（Walker等人，2009年，Wolf等人，2010年）给出了半光椭球内质量的准确值，前提是$R_\mathrm{h}$被其“圆形”类似物$R_\mathrm{h}\sqrt{1-ε}$取代。我们提供了一个数学的理由，这个令人惊讶的简单和有效的解决方案。这意味着，例如，质光比不仅在光和暗物质呈球形分布时有效，而且在它们在具有相同恒定形状的椭球体上变平时也有效。
2016-09-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Flattened velocity dispersion profiles in Globular Clusters: Newtonian tides or modified gravity?
在过去的几年里，许多观测研究已经证实了在各种邻近的球状星团中恒星径向速度色散分布的平坦化。随着投影径向坐标的增加，出现一个半径，超过该半径，测量的速度分散停止下降并稳定在固定值$σ_{\infty}$。在牛顿引力下，这可以通过引用银河系整体势能的潮汐加热来解释，这些势能作用在所讨论的球状星团的外部，更松散的恒星上。从修正的引力理论的观点来看，在越过临界加速度阈值$a_{0}$时，这种外部扁平化是预期的，超过该阈值，预期过渡到MONDian动力学，平衡速度不再是距离的函数。在本文中，我们试图通过严格的经验方法来研究它们的可解释性，从而在上述相互竞争的解释之间进行分类。我们确定牛顿潮汐半径使用质量精确计算通过恒星星族模型，因此独立于任何动力学假设，距离，大小和轨道测定的样本16个球状星团。我们发现，它们的牛顿潮汐半径在perigalacticon一般大于在速度色散曲线的平坦化发生的半径，由大的因素4，平均。虽然这一点使牛顿潮汐解释受到怀疑，但人们发现，平均观察到的扁平半径与$a_{0}$阈值交叉的半径相关，并且$σ_{\infty}$值与总质量的四次方根成比例，所有这些特征都是在修正的引力理论下预测的。
2012-10-22 astro-ph.GA gr-qc
Accurate masses for dispersion-supported galaxies
我们推导出一个精确的质量估计色散支持恒星系统，并证明其有效性，通过分析解决球状星团，矮星系，椭圆星系的视线速度数据。具体地说，通过操纵球形Jeans方程，我们表明，动态质量封闭在3D deprojected半光半径r_1/2可以确定只有温和的假设的空间变化的恒星速度色散各向异性。我们发现M_1/2 = 3 σ_los^2 r_1/2 / G ~ 4 σ_los^2 R_eff / G，其中σ_los^2是视线速度色散的亮度加权平方，R_eff是二维投影半光半径。虽然形式上看起来很熟悉，但这个公式不是维里定理，除非总质量的径向分布是先验已知的，否则维里定理不能用来确定精确的质量。我们利用这一发现表明，所有的银河系矮球状星系（MW dSphs）都与Lambda CDM宇宙学中质量约为3 x 10^9 M_sun的晕内形成的一致。最暗的MW dSphs似乎是在暗物质晕中形成的，这些暗物质晕的质量至少与最亮的MW dSphs的质量一样大，尽管它们的光度相差近5个数量级。我们扩大我们的分析，以全方位的观察到的色散支持恒星系统，并检查他们的I波段的质光比（M/L）。色散支持星系的M/L与M_1/2的关系呈U形，在M/L ~ 3附近有一个宽的极小值，它跨越了矮椭圆星系和正常椭圆星系，对于超暗dSphs，M/L急剧上升到3,200，而对于星系团球状体，M/L上升到800。
2010-09-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gas Kinematics in FIRE Simulated Galaxies Compared to Spatially Unresolved HI Observations
一个星系的空间未分辨的，全球一体化的21厘米发射线的形状取决于其内部气体运动学：星系与旋转支持的气体盘产生双角的配置文件与陡峭的翅膀，而星系与色散支持的气体产生高斯般的配置文件与倾斜的翅膀。使用模拟观测模拟星系从消防项目，我们表明，因此可以限制一个星系的气体运动学从其未解决的21厘米线轮廓。特别是，我们发现，峰度的21厘米线的增加而减少$V/σ$，这种趋势是强大的在很宽的范围内的群众，信噪比，和倾斜。然后，我们量化的21厘米线轮廓的形状，从形态公正的$\sim$ 2000低红移，HI检测星系与$M_{\rm star} = 10^{7-11} M_{\odot}$和模拟星系比较。在$M_{\rm star} \gtrsim 10^{10} M_{\odot}$，观测到的和模拟的星系都产生了具有低峰度和陡翼的双角轮廓，与旋转支持的盘一致。在较低的质量下，观察到的和模拟的线轮廓变得更像高斯（更高的峰度和不太陡峭的机翼），这表明增加了色散支持。然而，模拟的星系从旋转到色散支持的过渡更强烈：在$M_{\rm star} = 10^{8-10}M_{\odot}$，大多数模拟产生更多的高斯型配置文件比典型的观察到的星系具有类似的质量，表明在低质量的模拟星系的气体，平均而言，过度色散支持。大多数低质量的模拟星系也有一些较低的气体分数比观察到的人口的中位数。然而，模拟再现观察到的线宽重子塔利-费…
2018-03-14 astro-ph.GA
The Baryonic Tully-Fisher Relation in the Local Group and the Equivalent Circular Velocity of Pressure Supported Dwarfs
本文研究了局域群中重子Tully-Fisher关系。旋转支撑的本群星系精确地遵循由更遥远的星系定义的关系。对于压力支持的矮星系，我们确定的比例因子$β_c$，涉及到他们所观察到的速度色散的等效圆速度旋转支持的星系相同的质量，使$V_o = β_c σ_*$。对于一个典型的质光比$Υ_* = 2\;\mathrm{M}_{\odot}/\mathrm{L}_{\odot}$在$V$ -带，我们发现，$β_c = 2$。更一般地，是$\log β_c = 0.25 \log Υ_* +0.226$。这提供了一个共同的运动学尺度有关的压力和旋转支持的矮星系。
2021-09-07 astro-ph.GA
Systematics in virial mass estimators for pressure-supported systems
质量估计是推断矮球状星系（dSphs）等压力支持系统中暗物质含量的关键工具。我们基于维里定理构建了一个封闭质量的估计器，该定理对速度色散中的各向异性不敏感，并被定制为产生具有最小不确定性的质量，这些不确定性是由我们对（i）内晕轮廓的形状以及（ii）恒星组件嵌入晕内的深度引起的：$M(<1.8\,R_\mathrm{h}) \approx 3.5 \times 1.8\,R_\mathrm{h} \langle σ_\mathrm{los}^2 \rangle G^{-1}$，其中$R_\mathrm{h}$表示投影的半光半径，$\langle σ_\mathrm{los}^2 \rangle$表示亮度平均的平方视线速度色散。对照模拟测试表明，该估计器提供了无偏的封闭质量，准确度为$\sim 10$ %。这证实了之前提出的类似质量估计器的稳健性。银河系dSphs公布的运动学数据的应用程序揭示了封闭的质量和光度之间的紧密相关性。使用$N$体模型，我们表明，潮汐剥离对这种关系的影响不大。从宝瓶座A2合并树的受控再模拟中提取的尖状和核心暗物质晕的比较表明，超暗星系的高质量密度与大的暗物质核心不相容，并且经典银河系dSphs的（总）晕质量目前跨越一个非常窄的范围（$8 \lesssim \mathrm{log_{10}}\,(M/\mathrm{M_\odot}) \lesssim 10$）…
2018-09-25 astro-ph.GA
Resolved H I observations of local analogs to z ~ 1 luminous compact blue galaxies: evidence for rotation-supported disks
虽然明亮、蓝色、致密的星系在$\rm z \sim 1$很常见，但它们在本地宇宙中相对罕见，它们的演化路径也不确定。我们利用巨型米波射电望远镜和甚大阵对9个$\rm z \sim 0$明亮致密蓝星系（LCBG）进行了高分辨H I观测，以测量它们的运动学和动力学性质，更好地限制它们的演化可能性。我们发现，在我们的样本中的LCBG是旋转的星系，往往有附近的同伴，相对较高的中心速度色散，并可以有扰动的速度场。我们计算每个星系的旋转速度，通过测量沿其主轴的速度梯度的一半，并使用来自每个星系的SDSS图像的轴比进行倾斜校正。我们将我们的测量结果与以前用单碟测量的结果进行了比较，发现单碟测量往往高估了LCBG的旋转速度和H I质量。我们还比较了LCBG的旋转速度和速度色散的比率与其他类型的星系，并发现LCBG强烈的旋转支持在大半径，类似于其他盘星系，虽然在其半光半径的$\rm V_{rot}/ σ$值的H I的恒星$\rm V_{rot}/ σ$值的矮椭圆星系。我们发现，LCBG的磁盘平均是引力稳定的，虽然条件可能有利于当地的引力不稳定性在最大的半径。这种不稳定性可能会导致形成恒星的气体团在盘中形成，最终导致一个小的中央隆起或酒吧。
2018-01-04 astro-ph.GA
Gravity or turbulence V: Star forming regions undergoing violent relaxation
利用分子云内星团的形成和演化的数值模拟，我们表明，在坍缩的分子云团块内形成的星团中的恒星表现出恒定的速度色散，无论其质量如何，正如预期的那样，在一个激烈的弛豫过程。相比之下，形成于双折射占主导地位的环境中的星团表现出{ \it逆}质量分离的速度色散，其中大质量恒星表现出比低质量核心更大的速度色散，这与形成于大质量团块中的大质量恒星相一致，而大质量团块又是通过强烈的冲击形成的。我们进一步使用盖亚EDR 3表明，猎户座星云星团中的恒星表现出恒定的速度色散作为质量的函数，这表明它是由其母云的一个自由落体时间内的崩溃形成的，而不是在一个受支撑的云的许多自由落体时间内的连续性主导的环境中。此外，我们还讨论了一些对坍缩恒星形成区模型的批评：即ONC的年龄分布，恒星年龄与形成它的气体自由落体时间的比较，恒星形成效率，以及云的质量密度与星团的质量密度，这表明观测和数值数据与云中形成的星团经历了一个全球性的，分层的和混乱的崩溃过程相一致，而不是由湍流支持的。
2022-01-27 astro-ph.GA
Predicted Sizes of Pressure-Supported HI Clouds in the Outskirts of the Virgo Cluster
利用ALCAFA Arecibo HI星系调查和XMM-牛顿的室女星系团X射线压力分布的数据，我们调查的可能性，无星暗HI团块，也被称为“暗星系”，是由周围的星系团间介质的外部压力支持。我们发现，无星HI团块的质量，速度色散和位置允许这些团块的压力平衡与X射线气体的维里半径附近的室女星系团。我们预测这些团块的大小范围从1-10千秒差距，在协议的范围内发现的空间分辨HI无星团块室女座外的大小。基于预测的HI表面密度的室女座的来源，以及其他类似的解决ALGOFA HI暗块与后续的光学/无线电观测的样本，我们预测，大多数的HI暗块的尖点形成的恒星。因此，这些HI源标志着无星HI云和有星矮星系之间的过渡。
2016-05-13 astro-ph.GA
A SAMI and MaNGA view on the stellar kinematics of galaxies on the star-forming main sequence
长期以来，星系内部结构的增长一直被指责抑制了盘星系中恒星的形成。我们研究了色散支持的恒星结构（例如经典的凸起）的生长和星系在$z\sim0$的恒星形成主序星上的位置之间的潜在物理联系。结合SAMI和MANGA星系巡天的观测结果，我们测量了$9.5 < \log M_{\star} [\rm{M}_{\odot}] < 12$上3781个星系的$λ_{Re}$自旋参数。在所有的恒星质量，星系的轨迹的主要序列拥有$λ_{Re}$值表示本质上扁平的光盘。然而，在主序星开始弯曲的$\log M_{\star}[\rm{M}_{\odot}]\sim10.5$之上，我们发现了具有色散支持结构的星系数量增加的诱人证据，这可能表明了膨胀和主序星弯曲之间的联系。移动到主序列上方，我们没有看到任何证据表明，一旦从样本中排除引力相互作用系统，星系中典型的自旋参数会发生任何变化。类似地，在主序星以下1 dex，$λ_{Re}$大致保持不变，只有在非常高的恒星质量（$\log M_{\star}[\rm{M}_{\odot}]>11$）时，我们才能看到$λ_{Re}$在星系恒星形成活动下降时迅速减少。如果这一趋势得到证实，它将表明不同的淬火机制作用于高质量和低质量星系。结果表明，虽然人口的星系拥有一些分散支持的结构已经存在于恒星形成的主序列，进一步的增长将需要后，星系已经淬火，以匹配在被动星系在$z\si…
2021-02-26 astro-ph.GA
How do galaxies build up their spin in the cosmic web?
使用Horizon-AGN模拟，我们发现了一个质量依赖的自旋取向的趋势：低质量，旋转为主，蓝色，恒星形成星系的自旋优先与他们最近的细丝对齐，而高质量，速度色散支持，红色静止星系往往拥有一个自旋垂直于这些细丝。我们探索驱动星系自旋摆动的物理机制，并量化合并和平滑吸积使它们相对于宿主细丝重新定向并影响它们的形状。特别是，我们分析了星系的分散和形态的影响，并讨论了潜在的示踪剂的前瞻性调查。
2014-10-15 astro-ph.GA
A deep view into the nucleus of the Sagittarius Dwarf Spheroidal Galaxy with MUSE. II. Kinematic characterization of the stellar populations
人马座矮球状星系（Sgr dSph）处于分裂的高级阶段，但仍然在其中心拥有其核星团（NSC）M54。在本文中，我们提出了一个详细的运动学特征的三个恒星星族存在于M54：年轻的金属丰富（YMR），中间年龄的金属丰富（IMR）和老金属贫乏（OMP），基于光谱的$\sim6500$个别M54成员星提取的一个大的MUSE/VLT数据集。我们发现，OMP人口是稍微平坦的低量的旋转（$\sim0.8$公里s $^{-1}$）和速度色散，遵循普卢默配置文件。YMR人口显示了大量的旋转（$\sim5$公里秒$^{-1}$）和高度的平坦化，与较低和平坦的速度色散的配置文件。IMR人口显示出高，但平坦的速度色散剖面，与一定程度的旋转（$\sim2$公里秒$^{-1}$）。我们补充我们的MUSE数据与信息从\textit{Gaia DR2}，并确认，从OMP和YMR人口的恒星在三维空间中共动，这表明他们是动态绑定。虽然动力学演化效应（如能量均分）能够解释恒星星族之间的速度分散的差异，旋转的强烈差异表明不同的人口形成路径，支持的$N$体模拟量身定制，以模仿YMR-OMP系统。这项研究提供了额外的证据，M54形成的情况下，在我们以前的工作中提出的，这NSC形成通过GC吸积（OMP）和原位形成气体吸积在旋转支撑盘（YMR）。
2020-02-18 astro-ph.GA
A novel black-hole mass scaling relation based on Coronal lines and supported by accretion predictions
了解天文物体中电离连续体的形状和性质通常是通过间接方法进行的，因为高能光子被我们的银河系吸收。利用活动星系核的日冕线研究了活动星系核的电离连续谱。利用混响映射的真实BH质量估计和[Si VI] 1.963 μ m/Br $γ_{\rm broad}$作为活动星系核电离连续体的示踪剂，在BH质量区间上，提出了一种新的BH-质量标度关系式log（$M_{\rm BH}) = (6.40\pm 0.17) - (1.99\pm 0.37) \times$ log（[Si VI]/Br $γ_{\rm broad})$），发现色散为0.47 dex的$10^6 - 10^8$ M $_{\odot}$.在薄吸积盘近似下，在测量了日冕线产生的基本参数空间后，我们相信，驱动这种反相关的一个关键参数是吸积盘的有效温度，这是由日冕线气体有效采样的。因此，所观察到的反相关成为正式符合薄吸积盘预测$T_{\rm{disc}} \propto {M_{\rm BH}}^{-1/4}$。
2020-09-30 astro-ph.GA
Stellar systems following the $R^{1/m}$ luminosity law. III. Photometric, intrinsic, and dynamical properties for all Sérsic indices
Sérsic或$R^{1/m}$模型已经成为描述早型星系和旋涡星系表面亮度轮廓的事实上的标准模型。这个模型的光度、本征和动力学性质已经被研究过，但主要是针对相当大的Sérsic指数$m$。对于小的$m$值，适用于低质量和矮椭圆星系，这些属性的详细调查仍然缺乏。在这项研究中，我们使用了数值和分析技术相结合的Sérsic模型在整个范围内的Sérsic参数，专注于小$m$制度，其中一些有趣的和令人惊讶的属性被发现。对于所有值$m<1$，该模型的特点是由一个有限的中心光度密度，和$m<\tfrac12$，甚至是一个中心凹陷的光度密度分布。这种行为转化为动力学性质：我们表明，所有的Sérsic模型与$m \geqslant\tfrac12$可以支持的各向同性速度色散张量，这些各向同性模型是稳定的径向和非径向扰动。另一方面，具有$m < \tfrac12$的模型不能由各向同性速度色散张量支持。
2019-05-28 astro-ph.GA
The Evolution and Origin of Ionized Gas Velocity Dispersion from $z\sim2.6$ to $z\sim0.6$ with KMOS$^{\rm 3D}$
利用KMOS $^{\rm 3D}$积分场光谱巡天的数据，给出了175个恒星形成盘星系电离气体速度色散的$0.6<z<2.6$演化。在一个前向建模贝叶斯框架，包括仪器效应和光束涂抹，我们同时适合观测到的星系速度和速度色散沿运动学主轴推导出的内在速度色散$σ_0$。我们发现减少盘星系的平均固有速度色散的宇宙时间的函数，从$σ_0\sim45$公里的$^{-1}$在$z\sim2.3$的$σ_0\sim30$公里的$^{-1}$在$z\sim0.9$。有大量的内在散射（$σ_{σ_0, {\rm int}}\approx10$公里秒$^{-1}$）周围的最佳拟合$σ_0-z$ -关系超出了什么可以占从典型的测量不确定性（$δσ_0\approx12$公里秒$^{-1}$），独立于其他可识别的星系参数。这可能暗示了一种动态机制，例如较小的合并或吸积变化是散射的原因。把我们的数据到更广泛的文献背景下，我们发现，电离和原子+分子的速度色散演变类似的红移，电离气体的色散是$\sim10-15$公里的$^{-1}$平均更高。我们调查的物理驱动器的平均升高的速度色散在较高的红移，并发现，我们的星系是在最边缘托姆雷稳定，这表明它们的湍流速度是由引力不稳定性，而恒星反馈作为一个驱动程序是不够的。通过与最先进的星系演化分析模型的比较，这张照片得到了支持。
2019-06-06 astro-ph.GA
Low-surface-brightness spheroidal galaxies as Milgromian isothermal spheres
我认为一个样本的八个压力支持的低表面亮度星系Milgrom的修改牛顿动力学（MOND）。这些物体包括七个附近的矮球状星系-六分仪，船底座，狮子座II，雕塑家，天龙座，狮子座I，天炉座和超弥漫星系DF 44。的对象被建模为Milgromian各向同性等温球体，其特征在于由两个参数，这是由观测约束：恒定的视线速度分散和中心表面密度。速度色散决定了总质量，并与隐含的质光比，中心表面亮度。然后指定整个等温球体上表面亮度的径向运行。对于这些对象的表面亮度的预测径向分布示出与观测完全一致。这构成了MOND的成功，它独立于约化的动力学质量。
2021-08-28 astro-ph.GA
A re-evaluation of the central velocity-dispersion profile in NGC 6388
最近，两个独立的研究小组在用不同的方法测量银河系球状星团NGC 6388的中心速度色散时，发现了非常不同的结果。虽然Lützgendorf等人（2011年）发现了一个上升的剖面和一个高的中心速度色散（23.3公里/秒），但Lanzoni等人（2013年）获得的测量结果显示，数值低40%。中心速度色散的值对NGC 6388中心的质量和可能存在的中等质量黑洞有严重的影响。我们使用NGC 6388的光度星表来创建模拟的SINFONI和ARGUS数据集。使用说明书数据立方体的构建是在不同的观察条件下完成的，尽可能接近地再现原始观察结果报告的条件。此外，我们还对一个10^6 M_SUN星团进行了N体实现，该星团具有与NGC 6388相同的光度特性，以解释未分辨的恒星。我们发现，个人的径向速度，即从模拟SINFONI数据的测量，系统地偏向于较低的速度分散。原因是由于点扩散函数中的翼，速度偏向于平均团速度。这项研究表明，即使有AO支持的观测，在拥挤的领域中的个人径向速度很可能是有偏见的。ARGUS观测没有显示出这种偏差，但发现比以前获得的更大的不确定性。我们发现一个偏向于更高的速度分散在ARGUS指向固定的极端速度的三颗最亮的恒星，但发现这些变化是在确定的不确定性。我们将Jeans模型与新的不确定性相匹配。这得到BH质量为M_BH =（2.8 +- 0.4）x 10^4 M_SUN，M/L比M/…
2015-07-10 astro-ph.GA
Galaxy mass profiles with convolutional neural networks
针对弥散支撑星系动力学质量剖面反演难题，本研究基于宇宙学流体动力学模拟训练卷积神经网络，可输出多半径处质量剖面后验分布，精度优于现有估算器且覆盖范围更广，但泛化性仍待提升。
2025-10-03 astro-ph.GA
A theorem on central velocity dispersions
它表明，如果示踪剂人口是由一个球形暗晕的核心或尖发散比一个奇异的等温球更慢，对数尖斜率的示踪剂必须精确地给出g=2b，其中b是它们的速度各向异性参数在中心，除非相同的示踪剂是动态冷的中心。如果晕尖点的发散速度比奇异等温球的发散速度快，则示踪剂的速度色散也必须在中心发散。特别地，如果对数晕尖点斜率大于2，则发散速度色散也跟踪势的行为。本文还讨论了该定理在投影量上的意义。我们认为，我们的定理应被理解为一个警告解释结果的基础上简化假设，如各向同性和球对称。
2009-06-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Knowing the unknowns: uncertainties in simple estimators of galactic dynamical masses
观测到的色散支撑星系的恒星运动学常被用来测量动力学质量。最近，恒星的视线速度色散，投影（2D）或去投影（3D）的半光半径，和封闭在半光半径内的总质量之间的几个分析关系，依赖于球面Jeans方程，已被提出。在这里，我们利用APOSTLE宇宙学流体动力学模拟的本地组，以测试的有效性和准确性，这样的质量估计的色散和旋转支持的星系，场和卫星星系，以及不同的质量，形状和速度色散各向异性的星系。我们发现，质量估计的沃克等人。和沃尔夫等人。能够恢复的质量分散为主的系统几乎没有系统偏差，但1-西格玛分散的25%和23%，分别。估计质量的误差主要是由恒星质量分布的3D形状的影响，这是很难约束观测。这种内在的散射成为不确定性的主要来源，估计像银河系的矮椭球（dSph）卫星星系的质量，在它们的大小和速度分散的观测误差很小。这种散射也可能影响来自多个恒星星族的dSphs的内部密度斜率，放松Navarro-Frenk-White轮廓可能被排除在外的重要性，这取决于不同恒星星族的相关属性的相关程度。最后，我们推导出一个新的最佳质量估计，消除了残余偏差，并实现了统计上显着减少的分散到20%的整体分散为主的星系，允许更精确和准确的质量估计。
2017-04-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark Matter and IMF normalization in Virgo dwarf early-type galaxies
在这项工作中，我们分析了暗物质（DM）的分数，$f_{DM}$，和质光比失配参数，$δ_{IMF}$（计算相对于牛奶路样IMF），在室女座星系团的39个矮早型星系（dEs）的样本。$f_{DM}$和$δ_{IMF}$都是在中心（一个有效半径）星系区域内进行估计的，Jeans动力学分析依赖于SMAKCED调查的星系速度色散，结构参数和恒星M/L比。在这第一次尝试约束，同时，国际货币基金组织的正常化和DM的内容，我们探讨了不同的假设对DM模型配置文件的影响。平均而言，对于NFW曲线，$δ_{IMF}$与Chabrier样归一化（$δ_{IMF} \sim 1$）一致，具有$f_{DM} \sim 0.35$。本工作的主要结果之一是，至少有几个系统的$δ_{IMF}$是比MW类值（即顶部或底部重）重。当引入切向各向异性时，得到较大的$δ_{IMF}$和较小的$f_{DM}$。采用比模拟更陡的浓度-质量关系，我们发现较低的$δ_{IMF}$（$< 1$）和较大的$f_{DM}$。恒定的M/L曲线和无效的$f_{DM}$给出了最重的$δ_{IMF}$（$\sim 2$）。在MONDian框架下，我们发现一致的结果，为我们的参考NFW模型。如果得到证实，dEs的$δ_{IMF}$的大分散性将为早期系统中的非普适IMF提供（进一步）证据。平均而言，我们的参考$f_{DM}$估计是一致的低$σ_{…
2015-11-05 astro-ph.GA
The PUMA project. III. Incidence and properties of ionised gas disks in ULIRGs, associated velocity dispersion and its dependence on starburstiness
一个经典的方案表明，ULIRGs将碰撞的螺旋星系转变为一个以球体为主的早期星系。最近的高分辨率模拟表明，在某些情况下，旋转盘可以在合并过程中保留下来，或者在合并后迅速再生。我们的目标是详细分析ULIRGs样本中的电离气体运动学，以推断后期相互作用星系和合并残留物中气体旋转动力学的发生率。我们分析了附近20个（z<0.165）ULIRGs样本的MUSE数据，作为“ULIRGs物理与MUSE和ALMA”（MUSE和ALMA）项目的一部分。我们发现，27%的个别核与kpc尺度的盘状气体运动。样本的其余部分显示了过多的气体运动学，主要由风和合并引起的流动，这使得旋转签名的检测变得困难。另一方面，恒星盘状运动的发生率比气体盘大2倍，因为前者可能受风和流的影响较小。这8个具有气体盘的星系呈现出相对较高的本征气体速度色散（sigma = 30-85 km/s），旋转支持的运动（气体旋转速度与速度色散vrot/sigma > 1-8），动力学质量范围为（2-7）x1 e10 Msun。通过将我们的结果与文献中的本地和高Z盘星系相结合，我们发现了σ和主序列（MS）的偏移量之间的显着相关性，校正其演化趋势后。我们的研究结果证实了在相互作用的星系和合并残留物中存在kpc尺度的旋转盘，其发生率从27%（气体）到~50%（恒星）。ULIRGs气体速度色散的一个因素的~4高于当地正常MS星系，类似于高Z星爆的…
2022-02-04 astro-ph.GA
Formation of globular cluster-rich ultra-diffuse galaxies through mergers
International Centre for Radio Astronomy Research, The University of Western Australia（西澳大利亚大学国际无线电天文研究中心）；National Institute of Technology, Asahikawa College（旭川工业高等专门学校）；ATNF, CSIRO Space and Astronomy（CSIRO空间与天文台射电天文国家设施）；Centre for Astrophysics and Supercomputing, Swinburne University（斯威本科技大学天体物理学与超级计算中心）
通过高分辨率流体动力学模拟发现，富气体矮星系并合可形成富含球状星团的超弥散星系，且能预测星团质量、旋转与金属丰度弥散的相关趋势。
2026-08-10 astro-ph.GA
A self-consistent hydrostatic mass modelling of pressure supported dwarf galaxy Leo T
假设HI云中的流体静力平衡，建立联合泊松方程并数值求解以计算预期的HI分布。与以往的研究不同，云被认为是非等温的，和{ \it迭代}方法迭代估计的固有速度色散分布使用所观察到的二阶矩的HI数据。我们将我们的{ \it迭代}方法应用到最近发现的矮星系Leo T中，发现如果假设其中没有暗物质，则观测到的HI分布不符合预期。我们用大量的暗物质晕来求解泊松方程，并比较了模型HI的表面密度（$Σ_{HI}$）配置文件的观察，以确定最佳的暗物质晕参数。对于Leo T，我们发现了一个伪等温晕，其核心密度为$ρ_0 \sim 0.67$ $\rm M_{\odot} \thinspace pc^{-3}$，核心半径为$r_s \sim 37$秒差距。在中心300 pc内产生的暗物质晕质量$M_{300}$被发现是$\sim 2.7 \times 10^6$ $\rm M_{\odot}$。我们还发现，一组暗物质晕相似的$M_{300} \sim 3.7 \times 10^6$ $\rm M_{\odot}$，但非常不同的$ρ_0$和$r_s$值，可以产生同样好的$Σ_{HI}$的观测不确定性的轮廓。这反过来表明晕圈参数之间的强简并性，并且最佳拟合值不是唯一的。有趣的是，这也意味着暗物质晕的质量，而不是它的结构主要指导流体静力平衡下预期的HI分布。
2018-08-07 astro-ph.GA
Tidal disruption of dwarf spheroidal galaxies: the strange case of Crater II
本星系群的矮球状星系遵循视向速度色散和半光半径之间的关系，尽管有一些矮星系处于这种关系之下，速度色散被抑制。其中最不一致的（在银河系中）是“虚弱的巨人”环形山II。利用潮汐剥离扁平的两个组成部分的矮星系的控制数值模拟支持的分析参数，我们调查的解释火山口II内的标准星系形成理论。如果环形山II的自行是$(μ_{α*},μ_δ)=(-0.21\pm0.09,-0.24\pm0.09)\mathrm{mas\,yr}^{-1}$，那么就有必要用强烈的潮汐扰动来解释速度弥散抑制。此外，我们证明了潮汐扰动系统的速度色散是唯一的总质量损失的函数，即使是弱嵌入和扁平系统。半光半径的演化更敏感地依赖于轨道相位和暗物质的性质。弱嵌入的尖点系统的半光半径迅速减小，与Crater II的观测产生了一些张力。这种张力被核心暗物质剖面所缓解，其中半光半径在潮汐破裂后可以增长。扁平星系的演化有两个相互竞争的效应：潮汐冲击使中心区域更圆，而潮汐扭曲产生了一个长形的潮汐锁定外壳。在中心质量的$\sim70$ %丢失后，潮汐畸变成为主要效应，星系中心区域的形状趋于普遍的扁长形，而与初始形状无关。
2018-02-26 astro-ph.GA
On the Presence of a Universal Acceleration Scale in Elliptical Galaxies
旋转支撑星系中的暗物质现象表现出$g_\dagger \approx 1.2\times 10^{-10}$ m s $^{-2}$的特征加速度尺度。这种加速是否是一种普遍尺度的表现，或者仅仅是一种具有内在分散性的新兴属性，在文献中一直存在争议。在这里，我们调查是否存在一个普遍的加速度尺度在色散支持星系使用两套统一的积分场光谱（IFS）数据从SDSS-IV的MANGA和ATLAS $^{\rm 3D}$。我们将球面Jeans方程应用于15 MaNGA和4 ATLAS $^{\rm 3D}$慢旋转体E0（即，近球形）星系。这些星系的速度色散分布是很好地确定与观测误差控制。贝叶斯推断表明，所有19个星系都符合$g_\dagger=1.5_{-0.6}^{+0.9}\times 10^{-10}$ m s $^{-2}$的普遍加速度。此外，所有387个数据点的径向仓的速度色散剖面是一致的动力学跟踪和预测的重子的分布观测到的径向加速度之间的普遍关系。如果我们包括另外12个来自ATLAS $^{\rm 3D}$的非E0慢旋椭圆星系，这种普遍性仍然存在。最后，从MANGA和ATLAS $^{\rm 3D}$的普遍加速度是一致的旋转支持的星系，所以我们的结果支持的观点，暗物质现象在星系中涉及一个普遍的加速度尺度。
2020-11-17 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Stellar Velocity Dispersion and Dynamical Mass of the Ultra-Diffuse Galaxy NGC 5846_UDG1 from the Keck Cosmic Web Imager
作为VEGAS巡天的一部分，NGC 5846星系群中的超弥散星系（NGC 5846_UDG 1）被证明有大量的球状星团（GC）候选者。最近，Muller等人发表了一个基于十几个GC的速度色散。在他们引用的不确定性范围内，由此产生的动力学质量允许一个暗物质自由或一个暗物质占主导地位的星系。在这里，我们提出的光谱从KCWI重新确认成员的NGC 5846组，并揭示了恒星速度色散的UDG 1的$σ_{GC}$ = 17 $\pm$ 2公里/秒。我们的动力学质量，减少了不确定性，表明一个非常高的贡献暗物质的有效半径。我们还得到一个封闭的质量从位置和运动的GC使用示踪剂质量估计，找到一个类似的质量推断从我们的恒星速度色散。我们没有发现星系旋转的证据，因此可能是压力支持的。确认的GC数量和推断的系统总数（$\sim$ 45）表明总晕质量为$\sim2 \times 10^{11}$ M $_{\odot}$。与我们的动力学质量相比，核心质量分布更受欢迎。由于它的恒星质量为1.1 $\times$ 10 $^{8}$ M $_{\odot}$，NGC 5846_UDG 1看起来是一个超弥散星系，具有类似矮星的恒星质量和超大质量的晕。
2020-10-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Modeling mass independent of anisotropy
Wolf等人（2010）通过操纵球面Jeans方程表明，只要投影的速度色散分布在半光半径附近相当平坦，就可以通过对恒星速度色散各向异性的空间变化的温和假设来确定3D解投影的半光半径r_1/2内的质量，正如通常观察到的那样。他们发现M_1/2 = 3 σ_los^2 r_1/2 / G ~ 4 σ_los^2 R_eff / G，其中σ_los^2是视线速度色散的亮度加权平方，R_eff是二维投影半光半径。这一发现可以用来表明，所有的银河系矮球状星系（MW dSphs）都是在一个质量约为3 x 10^9 M_sun的晕中形成的，假设是LCDM宇宙学。此外，色散支持星系的I波段动态质光比（M/L）与M_1/2的关系呈U型，在M/L ~ 3附近有一个宽的极小值，跨越矮椭圆星系和正常椭圆星系，对于超暗dSphs，M/L急剧上升到3，200，而对于星系团球状体，M/L上升到800。
2010-09-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Structure and Internal Kinematics of Nine Inner Milky Way Globular Clusters
这项研究构成了一个更大的努力，旨在更好地描述银河系球状星团（GGC）位于朝向内银河系隆起和磁盘的一部分。在这里，我们专注于内部运动学的九个GGC，从空间为基础的成像随着时间的基线$>$ 9年。我们利用多种途径来评估目标GGC的动态状态，构建投影恒星密度，自行色散和各向异性的径向配置文件。我们认为，我们的目标GGC的三分之二（6/9）是在一个先进的动力学状态，并接近（或最近经历）核心崩溃，至少有两条证据支持：首先，我们发现相对陡峭的自行色散曲线，符合文献值的核心崩溃GGC。第二，我们发现，我们的样品是，在平均，各向同性，甚至到他们的半光半径，虽然我们的目标集群（NGC 6380）是切向各向异性的$>$ 1 $σ$超出其半光半径，在符合集群在强潮汐场演化的理论预测。我们的自行色散和各向异性分布是公开的。
2020-12-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Testing Modified Newtonian dynamics through statistics of velocity dispersion profiles in the inner regions of elliptical galaxies
修正牛顿动力学（MOND）提供了一个替代暗物质的范例，它成功地拟合和预测了旋转盘星系的丰富现象。也有人试图在色散支持的早型星系中测试MOND，但目前还不清楚MOND是否能符合早型星系的各种经验性质。作为在椭圆星系中严格检验MOND的一种方法，我们在各种VD各向异性假设下，计算了MOND预测的$\sim 2000$近圆SDSS椭圆星系内部区域的速度色散分布（VDP），然后将预测的VDP斜率分布与用基本相同的标准选取的11个ATLAS 3d星系的观测分布进行了比较。我们发现，MOND模型参数化的插值函数，以及旋转星系也可以重现所观察到的分布的VDP斜率仅基于所观察到的恒星质量分布没有DM或任何其他星系到星系的变化因素。这是显着的，因为牛顿动力学与DM需要一个特定的量和/或配置文件的DM为每个星系，以重现所观察到的分布的VDP斜率。当我们使用基于MOND的球形Jeans方程分析非圆形星系样本时，与近圆形样本相比，我们没有发现VDP斜率分布的平均属性有任何系统性差异。然而，与以前的研究MOND通过个别分析的椭圆星系，不同的MOND插值函数或VD各向异性可能会导致系统的变化，在VDP斜率分布，表明VDPs的统计分析可以用来约束特定的MOND模型与VDP斜率的准确测量或VD各向异性的先验约束。
2015-05-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Inner Dynamical Mass Across Galaxy Morphology: A Weak Scaling with Total Stellar Mass
我们编译了一个样本的色散支持和旋转支持的星系，封闭在500 pc的动力学质量可以测量。我们发现，在重子质量为~9十年，长度标度为~3十年的时间内，这个动力学量只随恒星质量（M $_{total}$（<500 pc）$\propto$ M $_{stars}$ $^{0.16}$）缓慢增加，在最高质量（M $_{stars}$ > 10 $^{10}$ M $_{sun}$）时突然上升。这种上升发生在最早的类型（S 0和Sa）盘星系，并且与500 pc内的“额外”质量主要是恒星一致的。这种突然的变化可能表明早期和晚期盘之间不同的隆起形成机制。我们还比较了最近的星系形成模拟的结果的数据。这些大致跟踪观察到的趋势，根据每个模拟的细节，有一些倾向于在内部500 pc中放置太多的质量。
2014-01-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
