Statistical effects of the observer's peculiar velocity on source number counts
本文研究了观测者本动速度对源数计中相邻多极矩相关性的影响，提出了一种与观测者本动速度成正比的运动学偶极矩幅度无偏估计量，并计算了预期信噪比，表明未来实验可对太阳速度实现优于5%的约束。
2023-04-03 astro-ph.CO
Determining our peculiar velocity from the aberration in the cosmic microwave background
我们太阳系相对于CMB静止坐标系的运动，由于像差效应，导致观测到的CMB星图发生细微的扭曲。通常由CMB偶极子确定相应的奇异速度，但忽略固有偶极子的贡献。在这里，它是调查是否某些不变的标量措施，这是来自一阶和二阶协变导数的球，可以检测到的畸变效应在高多极造成的失真。这将在原则上允许解开多普勒从固有偶极子的贡献提供了一个独立的方法来确定我们特有的速度。它被发现的Hessian矩阵的温度场的特征值是非常适合于这项任务。
2021-07-22 astro-ph.CO
Inflation in de Sitter spacetime and CMB large scales anomaly
研究了早期宇宙中宇宙学常数型暗能量的影响。这是适应了一个新的色散关系德西特时空。我们使用CosmoMC软件包与最近发布的Planck TT和WMAP偏振数据集进行全局拟合，以探索宇宙学参数空间。利用整体拟合的结果，我们计算了一个新的CMB温度-温度谱。与基于$Λ$ CDM模型的TT谱相比，在大尺度下，该方法得到的TT谱具有更低的功率。
2014-12-16 astro-ph.CO
High redshift radio galaxies and divergence from the CMB dipole
以前的研究发现，我们的速度在高红移的射电星系的休息框架，大大大于从CMB温度偶极各向异性推断。我们构建了一个完整的天空目录NVSUMSS，合并NVSS和SUMSS目录和删除本地源的各种手段，包括交叉相关的2 MRS目录。我们考虑到像差和多普勒助推推导出我们的速度从半球的数计数不对称，以及通过一个3维线性估计。强度和方向都取决于对星表的削减，例如最低源通量，但这些影响很小。用半球计数不对称方法，我们得到了1729 $\pm$ 187 km/s的速度，即比CMB偶极子得到的速度大4倍，但方向接近，朝向RA=149 $\pm$ 2度，DEC = -17 $\pm$ 12度。利用三维估计器，导出的速度为1355 $\pm$ 174 km/s，朝向RA=141 $\pm$ 11度，DEC=-9 $\pm$ 10度。我们通过构建随机分布的目录来评估这些结果的统计学意义，并表明它们在$2.81 σ$（99.95%置信度）水平上最有意义。
2017-08-09 astro-ph.CO
Kinetic Sunyaev Zeldovich effect in an anisotropic CMB model: measuring low multipoles of the CMB at higher redshifts using intensity and polarization spectral distortions
我们提出了一种新的数学形式主义，可以很容易地计算预期的动力Sunyaev Zeldovich（kSZ）信号的强度和偏振由于各向异性原始宇宙微波背景（CMB）。我们得到了预期的强度和偏振方向的非移动星系团的扭曲，然后我们推广我们的计算为非零的特殊速度。我们发现，在移动集群的方向，低CMB多极施加强度和偏振光谱失真与不同的频率依赖性。极化信号主要探测CMB的四极矩，原始偶极子和八极矩有显著贡献。对于一个典型的1000 km/s的星系团速度，在200-600 GHz之间，对不运动星系团的四极子激发极化的修正大约是2-10%，并且取决于星系团在天空中的位置、速度大小和运动方向。我们还发现，信号的角度依赖性随观察频率而变化。原始偶极子和八极子引起的极化的不同频率和角度依赖性可以用来测量它们，尽管有其他物理效应和前景。与偏振相反，强度畸变受到所有CMB多极子的影响，因此它们不能很容易地用于探测较高红移的低多极子。然而，强度和偏振信号之间的相关性，可以用来提高原始偶极子，四极和八极的测量的信噪比。在这项工作中提出的像差内核的更一般的计算具有超出SZ集群科学在这里解决的应用。例如，它可以被利用到我们的本地帧中观察到的去增强/去畸变CMB多极子。
2016-06-27 astro-ph.CO
Calibrating stellar velocity dispersions based on spatially-resolved h-band spectra for improving the m-sigma relation
为了校准恒星速度色散测量的光学和近红外恒星线，并改善黑洞质量（MBH）-恒星速度色散（西格玛）的关系，我们测量恒星的速度色散的基础上，高品质的H波段光谱的样本附近的31个星系，其中动态MBH是在文献中。通过比较从恒星线在H-波段与光学恒星线测量的速度色散，我们发现没有显着差异，这表明光学和近红外恒星线代表相同的运动学和尘埃效应是可以忽略不计的早期型星系。基于空间分辨的旋转和速度色散测量沿每个星系的主轴，我们发现，一个旋转的恒星盘存在于80%的星系的样本。对于具有旋转分量的星系，从单个孔径光谱测量的速度色散可以变化高达~ 20%，这取决于所采用的提取孔径的大小。为了校正旋转加宽，我们推导出每个星系的有效半径内的亮度加权速度色散，提供均匀测量的速度色散，以改善MBH-西格玛关系。
2013-02-19 astro-ph.CO
Measuring our peculiar velocity on the CMB with high-multipole off-diagonal correlations
我们相对于宇宙微波背景静止坐标系的特殊速度已知会在宇宙微波背景中引起一个大的偶极子。然而，如Chelseor和Van Leeuwen（2002）所示，由于像差和多普勒效应，观察者的运动也会使所有尺度的各向异性失真。我们建议独立测量我们的本地运动，使用非对角两点关联函数高多极。我们研究了温度和偏振各向异性的信号的可观测性。我们指出，普朗克可以测量速度$β$，误差约为30%，方向误差约为20 °。这种方法构成了一个交叉检查，这可以是有用的，以验证我们的CMB偶极子主要是由于我们的速度或解开速度从其他可能的内在来源。虽然在本文中，我们专注于我们特有的速度，类似的效果也会导致从其他固有的矢量失真的CMB，这将导致偶极透镜。因此，测量非对角相关项是对CMB天空上的优选方向的测试。
2011-09-06 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
First constraints on the intrinsic CMB dipole and our velocity with Doppler and aberration
我们测试了通常的假设，即宇宙微波背景（CMB）偶极子，其最大的各向异性，是由于我们相对于哈勃流的特殊速度，通过使用普朗克2018数据独立测量CMB上的多普勒和像差效应。我们去除了从强度到温度的转换中的杂散贡献，并且对于温度和偏振图以及SMICA和NILC分量分离方法，测量结果都独立于CMB偶极子本身。将这些新的测量结果与偶极子测量结果相结合，我们得到了固有CMB偶极子的第一个约束条件。假设一个标准的偶极透镜效应，我们可以对固有振幅设定上限：3.7 mK（95% CI）。我们估计太阳系的特有速度，而不假设一个可以忽略不计的固有偶极子的贡献：$v = (300^{+111}_{-93})$公里/秒与$(l,b) = (276 \pm 33, 51 \pm 19)^\circ$ [SMICA]，和$v = (296^{+111}_{-88})$公里/秒与$(l,b) = (280 \pm 33, 50 \pm 20)^\circ$ [NILC]与可忽略不计的系统的贡献。这些值与偶极子的特殊速度假设是一致的。
2021-07-23 astro-ph.CO gr-qc
Evolution of Quiescent and Star-Forming Galaxies Since z~1.5 as a Function of Their Velocity Dispersions
我们在Newfirm中波段巡天COSMOS和UKIDSS UDS场测量了5，500个静止星系和20，000个恒星形成星系在0.3<z \leq 1.5的恒星质量和结构参数。我们结合这些测量来推断速度色散，并确定在固定的推断色散，或速度色散函数（VDF）的星系的数量密度，随着时间的推移，每个人口的演变。我们发现，高速色散的星系的数量似乎是惊人的稳定随时间的推移，无论其恒星形成的历史。此外，恒星形成星系的整体VDF是恒定的红移，延伸到本研究探测的最低速度色散。唯一显示出强烈演化的星系群是具有低推断色散的静止星系，其数量密度自z=1.5以来增加了~4倍。这种积累导致的演化，在静止的部分的星系，使阈值色散以上的静止星系占主导地位的计数移动到较低的速度色散随着时间的推移。我们表明，我们的结果是定性一致的一个简单的模型，其中恒星形成星系淬火，并添加到静态人口。为了补偿向静止星系群的迁移，恒星形成星系的速度色散必须增加，其速率随着色散的增加而增加。
2012-09-28 astro-ph.CO
Stellar velocity dispersion of Luminous Compact Galaxies at intermediate redshift
本文给出了5个发光致密星系（LCG）在z=0.5-0.7范围内的恒星速度色散测量结果。这些星系正在活跃地形成恒星，平均SFR $\sim$为40 M $_{\odot}$ /年。我们发现它们的速度色散范围从$\sim137\ \rm{km/s}$到$260\ \rm{km/s}$，而它们的恒星质量范围从$4\times 10^{9}$到$10^{11}$ M $_{\odot}$。如果这些LCG在恒星形成的大爆发之后被动地演化，它们的质量和速度色散，以及它们演化的颜色和光度与今天早期螺旋星系的特征值最一致。
2011-10-19 astro-ph.CO
Revisiting the influence of unidentified binaries on velocity dispersion measurements in ultra-faint stellar systems
用$M_V\gtrsim-7$对最近发现的银河系卫星进行速度色散测量，表明它们具有很高的质光比。由于重子质量，预期的速度色散为$\sim0.2$ \，km\，s $^{-1}$，但测量值为$\gtrsim3$ \，km\，s $^{-1}$。我们进行蒙特卡罗模拟的模拟径向速度测量这些系统假设他们有类似的球状星团的质光比和不明身份的双星人口，以确定这些恒星是否可以提高速度色散的观测值。我们发现，这一假设是不可能产生的色散远远超过$\sim 4.5$ \，km\，s $^{-1}$，与以前的工作。然而，对于具有潜在的最小速度色散的系统，在我们的模拟中，超过$f_{bin}(P\le10$ \，yrs $)\sim5%$的二元分数的5-40%中产生与观测一致的值。这个样本包括在$M_V-r_h$空间中最接近经典球状星团的矮星系候选者。作为一个群体，不太可能所有这些矮星系候选者都具有典型的球状星团的质光比，但是对于几个单独的矮星系候选者来说，从接近零的值可以排除观测到的色散的提升。鉴于获得最微弱卫星的精确速度弥散和动力质量的重要性，显然需要直接排除双星对这些系统的可能影响。这就需要多历元径向速度测量，其单个不确定度为$\lesssim$ 1\，km\，s $^{-1}$，以识别轨道速度为观测速度色散量级的光谱双星。
2010-09-21 astro-ph.CO
Derivation of the anisotropy profile, constraints on the local velocity dispersion, and implications for direct detection
我们研究了类银河系暗物质晕各向异性分布的赝相空间密度幂律的影响。要求各向异性参数在维里半径内不取非物理值，会在局部径向速度色散上放置最大值。对于一个合理的晕圈参数范围，可以取高达约$300\,\mathrm{km/s}$的局部总速度色散。进行此选择可唯一指定各向异性和色散曲线。我们介绍了一种方法来模拟当地的速度分布，结合这种各向异性和研究直接检测的影响。
2014-02-11 astro-ph.CO
Non-Gaussianity and CMB aberration and Doppler
观察者相对于CMB静止坐标系的特殊运动会引起所观察光子到达方向的偏转（也称为CMB像差）和所测量光子频率的多普勒频移。因此，像差和多普勒效应引起所观察到的CMB温度图的谐波系数之间的非平凡的相关性。在本文中，我们研究这些相关性是否产生非高斯估计$f_{NL}$的偏见。我们进行这种分析模拟大量的温度图与普朗克一样的分辨率（lmax $= 2000$）作为不同的实现相同的宇宙学基准模型（WMAP 7 yr）。然后，我们添加到这些地图的畸变和多普勒效应采用修改版本的HEALPix代码。最后，我们评估了泛化的小松，Spergel和Wandelt的非高斯估计所有的模拟地图，无论是当特殊的速度效应已被考虑，当这些现象已被忽略。使用我们的特有的速度值$v/c=1.23 \times 10^{-3}$，我们发现，畸变/多普勒诱导的非高斯信号是最多的宇宙方差$σ$的一半左右的$f_{NL}$在一个完整的天空和切割天空的实验配置，为本地，等边和正交的估计。因此，我们得出结论，当估计$f_{NL}$时，忽略像差和多普勒效应是安全的{ \it，如果}原始映射已经是高斯的。然而，还需要做更多的工作来评估一个包含非高斯性的地图是否会被一个特殊的速度显著扭曲。
2013-01-16 astro-ph.CO
Cluster optical depth and pairwise velocity estimation using machine learning
本文提出用CNN和梯度提升决策树，由tSZ、CMB透镜会聚及维里质量估计星系团光学深度，并结合kSZ测量恢复无偏的成对速度统计。
2025-07-25 astro-ph.CO
Stellar mass versus velocity dispersion as tracer of the lensing signal around bulge-dominated galaxies
我们提出了一个弱的引力透镜分析的结果，以确定是否恒星质量或速度色散是更密切相关的星系周围的透镜信号的振幅-从而投影分布的暗物质。在尺度小于维里半径的透镜信号对应于最接近的透镜速度色散的情况下，一个奇异的等温配置文件，但在较大的尺度上也敏感的集群的晕。我们从红序列星系团巡天2（RCS 2）和斯隆数字巡天（SDSS）的数据发布7（DR 7）之间约300平方度的重叠中选择了超过4000个红移z<0.2的透镜星系，这些星系具有集中的（或膨胀主导的）表面亮度轮廓。我们认为，光谱速度色散和模型速度色散（恒星质量的组合，星系的大小和Sersic指数）。比较模型和光谱速度色散，我们发现，它们相关的星系集中的亮度配置文件。我们发现，恒星质量和光谱速度色散跟踪透镜信号的振幅在小尺度上同样好。然而，模型的速度分散性明显更差。一个可能的解释是，决定小尺度透镜信号的晕属性-主要是总质量-也取决于星系的结构参数，如有效半径和Sersic指数，但我们缺乏数据来得出明确的结论。
2012-11-02 astro-ph.CO
Brighter galaxy bias: underestimating the velocity dispersions of galaxy clusters
我们研究了系统偏差时，选择较亮的星系团星系的光谱红移估计的速度色散的星系团从模拟和观测的星系目录。我们从一个半解析模型星系目录和一个SDSS DR 8星系群和星系团的目录中选择了Ngal > 50的星系团，它们的红移范围为0.021<z<0.098。我们采用各种选择技术来探索速度色散偏差是否仅仅是由于缺乏动力学信息，或者是集群中发生的潜在物理过程（例如，动力学摩擦）的结果。母暗物质（DM）晕的速度色散和堆叠粒子速度分布进行了比较，相应的集群色散和星系速度分布。我们发现晕和半解析星系团速度色散之间存在明显的偏差，其数量级为sigma gal / sigma DM = 0.87-0.95，堆积星系和DM粒子速度分布存在明显差异。我们确定了一个系统的低估的速度色散时，施加增加绝对I波段的幅度限制。当只使用较亮的星团成员进行动力学分析时，这种低估会增加5- 35%，这表明当使用星系速度作为潜在引力势的示踪剂时，动力学摩擦是一个严重的偏差来源。在文献中，我们发现，由此产生的偏见不仅是晕质量依赖，但依赖的性质根据星系选择策略的变化。我们提出一个建议，在现实的情况下，有限的光谱观测，一个严格的震级限制的样本应避免，以确保无偏估计的速度色散。
2013-06-27 astro-ph.CO
Biases in the estimation of velocity dispersions and dynamical masses for galaxy clusters
使用一组73个数值模拟的星系团，我们的特点是统计和物理偏差的速度色散和质量估计，即biwight，gapper和标准差，在少数星系制度（$N_{gal} \leq 75$），无论是通过$σ-M$关系的速度色散和动态质量的测定。这些结果被用来定义一组新的无偏估计，能够纠正这些统计偏差。通过应用这些新的估计的模拟观测的一个子集，我们表明，他们可以检索偏差校正值的平均速度分散和平均质量。
2019-11-08 astro-ph.CO
Fast and spurious: a robust determination of our peculiar velocity with future galaxy surveys
本文提出利用相邻球谐系数相关性测量观测者本动速度的方法，独立于源性质，在类Euclid巡天中可达4%精度，解决偶极张力。
2024-02-28 astro-ph.CO
Mild Velocity Dispersion Evolution of Spheroid-like Massive Galaxies since z~2
利用Cimatti et al（2008）的公开光谱，我们首次测量了类球状大质量星系（M_star ~ 10^11 M_sun）在z ~ 1.6处的速度色散。通过与类似的恒星质量的星系在较低的红移进行比较，我们发现了一个温和的演化的速度色散的证据，从~240公里/秒在z ~ 1.6下降到~180公里/秒在z ~ 0。这种温和的演化与在同一宇宙时间内发现的这些类型的天体的大小的强烈变化（约为4倍）形成对比，并且它与在较低的红移下，暗物质晕在设置这些星系的速度色散方面的逐渐增大的作用是一致的。我们讨论了我们的研究结果的背景下提出的这些大规模物体的演变不同的场景的影响。
2009-03-25 astro-ph.CO
Constraints on cosmology beyond $Λ$CDM with kinetic Sunyaev Zel'dovich velocity reconstruction
本文利用 Planck 和 unWISE 数据通过动力学 Sunyaev Zel'dovich 速度重建，对超越 ΛCDM 的多种宇宙学情景给出约束，包括排除 Gpc 尺度空洞、限制本征偶极、排除物质-辐射等曲率解释，并约束原初非高斯性和补偿等曲率扰动幅度。
2024-08-09 astro-ph.CO
Toward Unbiased Galaxy Cluster Masses from Line of Sight Velocity Dispersions
我们研究了利用红色序列选择星系光谱无偏估计星系团质量。我们使用公开可用的星系目录，该目录是使用De Lucia & Blazot（2007）在Millenium Simulation（Springel et al. 2005）上的半分析模型生成的。我们探索的影响，选择使用星系的颜色，预计从集群中心的分离，和星系光度。我们研究了星系团质量和速度色散之间的关系，并确定和表征以下来源的偏差和散射：晕三轴性，动力学摩擦的红色发光星系和闯入者。我们发现，由于晕的三轴性的内在散射估计的视线动力学质量是大约三倍大（30-40%）比使用3D速度色散估计（~12%）和一个小的偏差（~1%）诱导。我们发现的证据，增加散射的函数的红移，并提供了一个拟合公式来解释it. We的特征量的偏差和散射引入的动力学摩擦时，使用子样本的红色发光星系估计的速度色散。我们研究了光谱样品中的闯入者的存在及其对估计的集群动力学质量的影响。我们的研究结果表明，虽然从几十个红色序列选择星系中提取的星系团速度色散不提供精确的质量在一个单一的集群的基础上，集群速度色散的合奏可以结合起来，产生一个精确的校准集群调查质量可观测的关系。目前，在模拟的晕下速度弥散质量关系的文献中存在分歧，将速度弥散质量校准的系统地板放在15%的质量水平上。我们表明，选择相关的不确定性是比较小的，提供了希望，通过进一步的改进，这个系统的地板可以减少。
2012-03-27 astro-ph.CO
Calibrating the Planck Cluster Mass Scale with Cluster Velocity Dispersions
我们测量的普朗克集群质量偏差使用动态质量测量的基础上的速度色散的一个子样本的17个普朗克检测到的集群。用双子座天文台GMOS多目标摄谱仪测得的光谱确定的红移计算了速度色散。我们纠正我们的估计，由于有限的孔径，爱丁顿偏差和相关的速度色散和普朗克质量代理之间的散射的影响。质量偏差参数$(1-b)$的结果取决于从模拟中采用的星系速度偏差$b_v$的值：$(1-b)=(0.51\pm0.09) b_v^3$。使用Munari等人的$b_v=1.08$的速度偏差，我们得到了$(1-b)=0.64\pm 0.11$，即在17个团簇上测量质量偏差的误差为17%。这个质量偏差值与大多数以前的弱透镜测定是一致的。它位于调和普朗克团簇计数与普朗克主CMB约束所需值的$1σ$范围内。我们强调，速度偏差的不确定性严重阻碍了使用速度色散的质量偏差的精确测量。另一方面，当我们使用Penna-Lima等人的约束修正普朗克质量偏差时，基于弱透镜测量，我们在$3σ$处获得了正的速度偏差$b_v \gtrsim 0.9$。
2017-04-25 astro-ph.CO
Modelling mass distribution in elliptical galaxies: mass profiles and their correlation with velocity dispersion profiles
我们收集了一组统计的全球质量模型约2,000个近球形SDSS星系的平均红移为0.12的基础上，他们的孔径速度色散和新导出的光度配置文件，结合已发表的速度色散配置文件和经验性质和星系和晕参数的关系。当两个组件（即恒星加暗）的质量模型拟合SDSS孔径速度色散，预测的速度色散分布（VP）的斜率内的有效半径R_eff匹配以及在观察到的椭圆星系的分布。相比之下，单组分模型不能再现VP斜率分布。从大量的输入变量来看，模型在径向范围为0.1 R_eff < r < R_eff时表现出紧密的相关性<gamma_e>=（1.865+/-0.008）+（-4.93+/-0.15）<eta>，其中<gamma_e>是总质量密度的平均斜率绝对值，<eta>是速度色散曲线的平均斜率，这导致<gamma_e><eta>在观测到的椭圆星系中，对于=-0.058+/-0.008，超等温= 2.15+/-0.04。此外，成功的两个组件的模型似乎意味着一个典型的斜率曲率模式，在总质量的配置文件，因为观察到的陡峭的光度（恒星质量）的配置文件和弱透镜推断晕配置文件在大半径的总质量配置文件与单调变化的斜率将需要太高的DM密度在光学区域引起太大的孔径速度色散和太浅的VP。
2013-11-08 astro-ph.CO
Satellite galaxy velocity dispersions in the SDSS and modified gravity models
斯隆数字巡天（SDSS）提供了数十万个星系的数据。这些星系在天空中的精确位置，以及它们的光度和视线（多普勒）速度的信息，使人们能够构建它们位置的三维地图，并估计它们的视线速度色散。这些信息，原则上，允许一个测试动力学引力模型，特别是卫星星系的速度分散模型附近的大质量主机。一个关键的困难是区分真正的卫星和闯入者。我们回避这个问题，不试图从数据中推导出卫星星系的速度分散，而是将一个闯入者的背景纳入数学模型，并将结果与实际数据进行比较。我们发现，由于闯入者的存在，这是不可能的，以排除几个引力理论的基础上的SDSS数据。
2011-04-14 astro-ph.CO
Redshift Evolution of the Galaxy Velocity Dispersion Function
利用UKIDSS超深巡天（UDS）和Newfirm中带巡天（NMBS）COSMOS巡天的测光数据，对星系速度色散函数（VDF）从z=0到z=1.5的演化进行了研究。VDF已经在当地使用斯隆数字巡天的直接运动学测量进行了测量，但在高红移下直接研究VDF是困难的，因为它们需要对数千个星系进行速度色散测量。Taylor等人（2010年）证明，当考虑到星系的结构时，动力学和恒星质量是线性相关的。结果表明，恒星质量、大小和Sérsic指数可以可靠地预测SDSS星系的速度色散。我们将这种关系应用到高红移的星系，并确定推断的VDF的演变。我们发现在z~0.5处的VDF与z=0处的VDF非常相似。在较高的红移下，色散<~200 km/s的星系数密度较低，而高色散星系数密度不变甚至更高。当累积数密度固定时，logN[Mpc^{-3}]<-3.5的星系的速度色散随时间增加，从z~1.5-0增加到约1.4倍，而数密度较低的星系的速度色散近似不变或随时间减小。VDF似乎比恒星质量函数表现出更少的演化，特别是在最低的数密度。我们注意到，这些结果仍然有些不确定，我们建议进一步校准推断的速度分散的几种途径。
2011-07-05 astro-ph.CO
Stellar mass versus stellar velocity dispersion: which is better for linking galaxies to their dark matter halos?
最近有人提出，与恒星质量（M*）相比，星系的中心恒星速度色散（sigma*）可能是其宿主暗物质晕质量的更好指标。在这里，我们测试这一假设，估计的暗物质晕质量的中央altagins组作为M* 和sigma* 的函数。为此，我们估算了给定M* 和sigma* 的中心星系与参考星系样本之间的红移-空间交叉关联函数（CCF），由此我们确定了投影CCF，w_p（r_p）和中心周围卫星星系的速度色散剖面（VDP）。然后从维里半径内的平均速度分散获得晕质量。在固定的M*，我们发现晕质量和σ * 之间的相关性非常弱或没有相关性。相反，即使当σ * 被限制在窄范围时，也可以清楚地看到强质量依赖性。因此，我们的结果坚定地表明，中央星系的恒星质量仍然是一个很好的（如果不是最好的）暗物质晕质量的指标，比恒星速度色散。Wake等人（2012）最近发现，星系成团对sigma* 固定M* 的依赖性可能归因于卫星星系，对于卫星星系，发生在晕内的潮汐剥离对恒星质量的影响比对中心恒星速度色散的影响更大。
2012-11-21 astro-ph.CO
A Critical Assessment of CMB Limits on Dark Matter-Baryon Scattering: New Treatment of the Relative Bulk Velocity
我们进行了改进的宇宙微波背景（CMB）分析，以寻找具有$n=-2$和$n=-4$形式的动量转移横截面的$σ_0 v^n$的暗物质-质子散射。特别是，我们提出了一个新的和强大的处方，将相对体积速度之间的暗物质和重子流体到标准的线性玻尔兹曼计算。使用迭代程序，我们自洽地包括在宇宙学中，暗物质与重子相互作用的整体速度的影响。有了这个处方，我们推导出CMB的横截面上的界限，不包括$σ_0 > 2.3 \times 10^{-33}~\mathrm{cm}^2$的$n=-2$和$σ_0 > 1.7 \times 10^{-41}~\mathrm{cm}^2$的$n=-4$在$95\%$的信心，暗物质质量低于10兆电子伏。此外，我们调查如何改变这些约束时，只有一个子组件的暗物质的相互作用。我们表明，普朗克极限消失，如果$\lesssim 0.4\%$的暗物质是紧耦合重子。我们讨论了我们的研究结果对目前和未来的宇宙学观测的影响。
2018-07-30 astro-ph.CO hep-ph
Velocity reconstruction with the cosmic microwave background and galaxy surveys
动力学Sunyaev Zel'dovich（kSZ）效应和动透镜效应是对宇宙微波背景（CMB）的次级贡献，它们依赖于大尺度的奇特速度场，因此携带着重要的宇宙学信息。以前的工作确定了一个很有前途的方法提取这个宇宙学的信息，使用一组二次估计的径向和横向分量的速度场。这些估计是基于统计各向异性的组件之间的互相关的CMB和示踪剂的大尺度结构，如星系红移调查。在这项工作中，我们评估的各种前景和系统的CMB和星系调查，以及在二次估计的偏见所带来的速度重建程序的挑战。要做到这一点，我们进一步发展的二次估计形式主义，并实现了一个数值代码计算适当的相关光谱的CMB的所有组件（主要/次要黑体组件和前景）和光度红移调查，与相关的红移误差，允许准确的预测。我们创建了一个模拟框架，用于生成正确相关的CMB地图和红移分仓星系数计数的实现，假设基础场是高斯的，并使用它来验证速度重建管道和评估基于地图的系统学，如掩蔽。我们强调速度重建，其中包括与偏见相关的最重大的挑战：建模误差，表征红移误差，以及我们过去的光锥上的宇宙学领域的粗粒化。尽管存在这些挑战，速度重建的前景是相当乐观的，我们使用我们的重建管道，以确认这些技术将是可行的，与近期的CMB实验和光度星系红移调查。
2021-11-22 astro-ph.CO gr-qc
Maximum likelihood kinetic Sunyaev Zel'dovich velocity reconstruction
动力学Sunyaev Zel'dovich（kSZ）效应，宇宙微波背景（CMB）的温度各向异性诱导的CMB光子从自由电子的散射，将被测量在近期的CMB实验在高的意义。通过将CMB温度各向异性与结构示踪剂（如星系红移巡天）相结合，以前的文献介绍了一些重建径向速度场的技术。这个重建的径向速度场封装了大部分的宇宙学信息中所包含的kSZ温度各向异性，并可以提供强大的新的标准宇宙学模型和理论超越it.In本文中，我们引入了一个新的估计的径向速度场的基础上粗粒度的极大似然适合的kSZ组件的温度各向异性，给出了示踪剂的光学深度。我们证明，这极大似然估计产生更高的保真度重建比现有的二次估计在低噪声和高分辨率制度的目标即将到来的CMB实验。我们描述的极大似然估计在谐波空间和地图空间的实现，使用直接测量的光学深度场或星系调查作为示踪剂。我们简要评论的影响，引入不完善的重建光学深度场的偏见。
2022-05-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
Pairwise Transverse Velocity Measurement with the Rees-Sciama Effect
介绍了一种新的基于星系团$\textit{transverse}$速度分量测量的星系团平均成对速度估计方法。Rees-Sciama（RS）效应提供了一个机会，通过其独特的偶极签名周围的晕中心在宇宙微波背景（CMB）温度图测量横向特有的速度。我们利用这种偶极结构提取的幅度和方向的横向速度矢量的CMB地图模拟与未来的调查，如CMB-S4的预期特征。虽然在存在的透镜CMB和仪器噪声的个人速度不可靠重建，我们证明，平均成对的速度测量得到的估计产生的信噪比$5.2$的$\sim21,000$晕与$M > 7\times10^{13}\rm M_\odot$在$40\times40$ [度$^2$ ]补丁在$z=0.5$。虽然所提出的估计进行测量成对的速度，通过在CMB第四阶段实验中的RS效应的前景看好，其应用扩展到任何其他潜在的探头的横向速度。
2019-02-18 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
The Universe is Brighter in the Direction of Our Motion: Galaxy Counts and Fluxes are Consistent with the CMB Dipole
一个相对于宇宙静止坐标系运动的观测者应该观测到星系在运动方向上的聚集和增亮，以及在相反方向上的扩散和变暗。如果星系相对于宇宙微波背景宇宙微波背景（CMB）静止坐标系平均处于静止状态，那么从这个偶极子推断的速度应该与CMB温度偶极子的速度相匹配。然而，最近的研究声称，与CMB的预期相比，太阳运动方向上的星系数量和通量增加了许多倍，这对标准宇宙学提出了质疑。本文证明了河外射电源的天空分布和亮度与宇宙微波背景偶极子在方向和速度上是一致的。我们使用的第一个历元的甚大阵列巡天与快速澳大利亚平方公里阵列探路者连续调查估计偶极子通过几种不同的方法，都显示出类似的结果。典型的拟合发现一个$331^{+161}_{-107}$公里秒$^{-1}$速度偶极子与顶点$(\ell,b) = (271^{+55}_{-58}, 56^{+13}_{-35})$在银河系坐标从源计数和$399^{+264}_{-199}$公里秒$^{-1}$对$(\ell,b) = (301^{+30}_{-30}, 43^{+19}_{-17})$从无线电通量。这些都是一致的CMB-太阳的速度，370公里秒$^{-1}$对$(\ell,b) = (264, 48)$，并显示星系平均静止相对于早期宇宙的静止帧，预测的规范宇宙学。
2022-05-13 astro-ph.CO astro-ph.IM
The Velocity Dispersion Function for Quiescent Galaxies in Nine Strong-Lensing Clusters
我们测量的中央恒星速度色散函数的静止星系在一组9个北星系团的红移范围$0.18 < z < 0.29$和强透镜弧在哈勃太空望远镜的图像。速度色散函数将星系与它们的暗物质晕直接联系起来。从密集的SDSS和MMT/Hectospec光谱，我们确定$231 - 479$光谱成员在每个集群。我们得出的物理性质的集群成员，包括红移，$D_{n}4000$，和中央恒星速度色散，我们包括一个表，这些测量3419集群成员。我们用$D_{n}4000 > 1.5$和$R_{200}$构造了静止星系的速度色散函数。与场速度色散函数相比，团速度色散函数在$σ\gtrsim 250 km s^{-1}$处都显示出过量。速度色散函数的斜率在大速度色散（$σ> 160 km s^{-1}$）是陡峭的更大质量的集群，与集群光度函数观察到的趋势一致。在大于$R_{200}$的半径上具有大速度色散的星系的空间分布进一步强调了干合并在星系团组装过程中大质量星系团的生长中可能的主要作用。
2020-08-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evolution of velocity dispersion along cold collisionless flows
冷的暗物质进入星系时，会在其晕中产生冷的无碰撞流和焦散。如果在暗物质轴子的空腔探测器中发现了信号，那么这些流将很容易地表现为来自轴子转换的光子能谱中的峰值，从而可以确定这些流的密度、速度矢量和速度色散。本文讨论了一维和二维无碰撞冷流中速度弥散的演化。提出了一种获得焦散线附近速度弥散的主导行为的方法。结果是用来推导出的上限的能量分散的大流量从其附近的焦散的尖锐性，并预测其速度分量的分散。
2015-11-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Testing quantum gravity effects with latest CMB observations
受量子引力物理的启发，非对易相空间方法导出了一个修正的引力波色散关系。这个特征，如果应用到非常早期的宇宙中，会产生一个修正的原始张量扰动的功率谱，在大尺度上具有功率抑制。我们用BICEP 2和Planck实验来对抗这一现象，并证明了具有修正色散关系的暴胀比标准暴胀范式更能同时拟合观测结果。特别是，数值结果表明，在最新的宇宙微波背景辐射（CMB）观测下，与极小模型相比，原始张量模的量子引力修正功率谱的统计显著性大于$3σ$.我们的研究表明，BICEP 2和普朗克数据之间的潜在张力可以解决量子引力效应。
2014-06-19 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
Accurate recovery of HI velocity dispersion from radio interferometers
气体速度色散测量旋转盘的无序运动的量。这个参数的准确估计是至关重要的，因为它直接关系到磁盘的稳定性和恒星的形成。从氢原子HI 21 cm线的宽度可以推断出气体速度分散的全局测量。我们探讨了如何在HI立方体的生产中涉及的几个系统的影响影响HI速度色散的估计。我们这样做是通过比较HI速度分散来自不同类型的数据立方体提供的HI附近星系调查（东西）。我们发现，残余缩放立方体最好恢复HI速度色散，独立的加权方案使用和大范围的信噪比。对于其中脏光束与高斯光束基本上不同的HI观测，速度色散值被高估，除非立方体被清洁接近（例如，~1.5倍）的噪音水平。
2017-03-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Velocity Segregation and Systematic Biases In Velocity Dispersion Estimates With the SPT-GMOS Spectroscopic Survey
星系团中星系的速度分布并不是普遍的，而是根据它们的光谱类型和相对光度而分离的。我们研究了89个Sunyaev Zel'dovich（SZ）选定的星系团中不同种群星系的速度分布，这些星系团跨越$ 0.28 < z < 1.08$。我们的样本主要来自SPT-GMOS光谱巡天，并辅以其他已发表的光谱，最终得到4148个星系光谱的光谱样本--2868个星系团成员。恒星形成星系团的速度色散比被动星系团的速度色散大$17\pm4$ %，亮（$m < m^{*}-0.5$）星系团的速度色散比我们星系团全体成员的速度色散小$11\pm4$ %。我们发现很好的协议与模拟之间的关系的形状测量的速度色散和被动与恒星形成的星系的比例来测量它，但我们发现这种关系之间的一个小的偏移量测量的数据和模拟表明，我们的色散是系统性的低多达3%相对于模拟。我们认为，这种偏移可以被解释为有效的速度偏差，描述了我们观察到的速度色散和固有的速度色散的暗物质粒子在已发表的模拟结果的比率的测量。以这种方式测量速度偏差表明，即使面对速度偏差，大型光谱测量也可以通过量化并最终校准它们来改善宇宙学中基于色散的质量可观测标度关系。
2017-02-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Tracing Dark Matter Halos with Satellite Kinematics and the Central Stellar Velocity Dispersion of Galaxies
有人提出星系中心恒星速度色散可以直接追踪暗物质晕质量。我们测试这一假设使用一个完整的光谱样本的孤立星系周围的微弱的卫星星系从斯隆数字巡天数据发布12。我们应用一个朋友的朋友的算法与投影连接长度$ΔD < 100$ kpc和径向速度连接长度$ΔV < 1000$ km s $^{-1}$来构建我们的样本。我们的样本包括$0.01 < z < 0.14$的2807个孤立星系和3417个卫星星系。我们根据主星系的颜色将样本分为两组：红色和蓝色主星系，它们在$(g-r)_{0} = 0.85$处分开。原始星系的中心恒星速度色散与同一星系的光度和恒星质量成正比。根据主星系中心的速度色散对样本进行叠加，得到了其卫星星系的速度色散，它跟踪了主星系的暗物质晕质量。卫星星系的系统速度色散与主星系的中心速度色散在红、蓝两个样本中都表现出非常紧密的相关性。特别地，对于红原色系统，该关系的斜率等于1。这种紧密的关系表明，星系的中心恒星速度色散确实是暗物质晕质量的有效和强大的示踪剂。我们提供了中心恒星速度色散和暗物质晕质量之间的经验关系。
2020-10-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
Measuring our velocity from fluctuations in number counts
我们相对于宇宙微波背景（CMB）的速度产生了一个由CMB背景辐射产生的偶极子，这是由COBE精确测量的。相对速度也调制和畸变的CMB波动，产生一个小的签名的统计各向同性违反协方差矩阵。这一特征首次由普朗克在2013年测量。星系巡天也同样受到多普勒效应的影响。在NVSS和TGSS无线电连续统巡天中，已经广泛讨论和测量了由数计数器产生的偶极子（精度很低）。对于第一次，我们提出了一个分析的多普勒印记的数量计数波动，使用双极球谐形式主义来量化这些影响。需要下一代具有高红移范围的广域巡天来探测计数波动中的小多普勒特征。我们表明，无线电连续调查与SKA应使检测在$\gtrsim 3 σ$在第2阶段，边缘检测可能在第1阶段。
2019-02-12 astro-ph.CO gr-qc
Constraints on local primordial non-Gaussianity with 3d Velocity Reconstruction from the Kinetic Sunyaev-Zeldovich Effect
本研究首次利用动力学 Sunyaev-Zeldovich 效应结合 CMB 和星系数据实现大尺度速度场三维重建，探测到星系-速度交叉信号，并据此对局部原初非高斯性幅度进行了约束，为未来提升该参数的测量精度奠定了基础。
2024-11-18 astro-ph.CO gr-qc
Correcting velocity dispersions of dwarf spheroidal galaxies for binary orbital motion
我们表明，矮球状星系的速度分散测量约4至10公里/秒是不可能膨胀超过20%，由于双星的轨道运动，并证明，可以确定的内在速度分散的精度在百分之几的两个历元的观测与1-2年的最佳时间间隔。关键的可观测值是阈值分数-在测量之间显示速度变化大于给定阈值的恒星的分数。阈值分数与双星引入的色散密切相关，而与双星的轨道参数和分布无关。我们概述了一个简单的程序，以纠正速度分散到百分之几的精度，通过使用阈值分数，并提供这种方法的拟合函数。我们还开发了一种方法，包括贝叶斯分析中的二进制速度分布，从单历元和两历元的速度测量约束性能的二进制人口。
2010-01-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Search for "Dwarf" Seyfert Nuclei. VII. A Catalog of Central Stellar Velocity Dispersions of Nearby Galaxies
我们提出了新的中央恒星速度色散测量428个星系在帕洛玛光谱调查明亮，北星系。其中，142个以前没有发表过测量结果，大多数是相对较晚的低速分散系统（< 100 km/s）。我们提供了更新的文献分散与大的不确定性。我们的测量是基于一个直接的像素拟合技术，可以容纳复合恒星星族通过计算输入恒星模板的最佳线性组合。原始的帕洛玛巡天数据是在不适合推导具有各种哈勃类型星系的恒星速度色散的条件下获得的。我们描述了一种有效的策略，以规避这种复杂性，并证明我们仍然可以获得可靠的速度色散的样本研究附近的星系。
2009-06-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Optical and near-infrared velocity dispersions of early-type galaxies
我们已经进行了系统的，均匀的比较光学和近红外色散。我们的天炉座星系团中的早期型星系的星等有限样本包括11个椭圆星系和11个透镜状星系，它们的亮度比MB =-17高。我们能够确定这些星系的近红外CO吸收带头的基础上的中心色散。速度分散范围从小于70 km/s到超过400 km/s。我们将我们的近红外速度色散与Kuntschner（2000）测量的光学色散进行比较。与以前的研究相反，我们发现一对一的对应关系，中位数分数差异为6.4%。我们研究了相对尘埃质量和速度弥散的分数差之间的相关性，但没有发现显着的趋势。我们的研究结果表明，早型星系在很大程度上是光学薄，这是与最近的赫歇尔观测。
2010-11-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evolution of dark matter velocity dispersion
将暗物质速度色散张量作为一个附加场，将暗物质主导的宇宙晚期微宇宙学扰动理论推广到理想流体近似之外.后者的适当张量分解导致两个额外的标量场，以及一个矢量和张量场。最重要的是，速度弥散张量的迹线可以具有空间均匀和各向同性的期望值。虽然它在早期衰减，我们表明，在扰动的反反应效应二次使它在后期强烈增长。我们比较不育中微子作为一个相对温暖的暗物质的候选人，弱相互作用的大质量粒子作为一个相当冷的暗物质的候选人，并表明，后者的速度色散的后期增长更强。非零速度弥散期望值的另一个特征是它破坏了单流近似的明显自洽性，从而允许处理超越壳交叉的时间和尺度。
2019-07-03 astro-ph.CO hep-ph
Velocity Dispersion of the GD-1 Stellar Stream
潮汐溶解的球状星团形成稀薄的恒星流，保存了它们过去演化的历史记录。我们报告的径向速度色散$2.3\pm0.3\,\textrm{km}\,\textrm{s}^{-1}$的GD-1恒星流使用的样品光谱确认的成员。GD-1速度分散在所测量的水流$\approx15^\circ$跨度上是恒定的。我们还测量了邻近GD-1主流的支线的速度分散，并在支线的尖端发现了类似的值。令人惊讶的是，该地区的支线更接近流出现动态冷比主流。GD-1气流的未扰动模型具有$\approx0.6\,\textrm{km}\,\textrm{s}^{-1}$的速度色散，表明GD-1经历了动力加热。来自球状星团的恒星流在到达银河系之前，围绕着一个具有核心密度分布的矮星系运行，预计这些恒星流经历了与GD-1中观察到的速度色散相匹配的加热量。这表明GD-1已经被吸积，并且其原始宿主星系的印记，包括其暗物质晕的内部斜坡，今天仍然可以在流中观察到。
2020-11-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Velocity Dispersion Function of Very Massive Galaxy Clusters: Abell 2029 and Coma
基于对星系团Abell 2029和后发座星系团的广泛红移观测，我们测量了整个星系团成员星系的光度函数和恒星质量函数。最重要的是，我们测量的速度色散函数（VDFs）的静态成员。MMT/Hectospec红移调查的星系在A2029确定982光谱成员，838名成员，我们得出的中心速度色散的光谱。后发座是唯一一个被调查得如此密集的星团。A2029和Coma的LF、SMF和VDF基本相同。簇的SMF与模拟一致。静止星系的A2029和后发星系的速度色散比场星系的速度色散有一个明显更陡的斜率$\lesssim 100$ km s $^{-1}$。在速度色散$\gtrsim 250$ km s $^{-1}$时，星系团VDFs也超过了磁场。星系团VDF和场VDF之间的差异是对模拟和宇宙结构形成的潜在重要测试。
2016-12-19 astro-ph.CO 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
Dark matter vorticity and velocity dispersion from truncated Dyson$\unicode{x2013}$Schwinger equations
本文利用截断 Dyson–Schwinger 方程的非微扰动理学框架，将速度弥散张量纳入暗物质流体描述，预测涡量与速度弥散功率谱，并与 N 体模拟定性一致。
2024-03-03 astro-ph.CO hep-ph
Axion-like Dark Matter Constraints from CMB Birefringence
类轴子粒子是由Peccei-Quinn机制激发的暗物质候选者，并且也出现在有效场论中，其中它们的质量和光子耦合是独立的。我们用标准的$g_{aγ}\,a\,F_{μν}\tilde F^{μν}/4$耦合光子来估计在振荡的类轴子粒子（ALP）背景中圆偏振光的色散。这导致ALP暗物质的双折射或线偏振的旋转。宇宙微波背景（CMB）双折射极限$Δα\lesssim (1.0)^\circ$使我们能够约束轴子-光子耦合$g_{aγ} \lesssim 10^{-17}-10^{-12}\,{\rm GeV}^{-1}$，对于超轻ALP质量$m_a \sim 10^{-27} - 10^{-24}$ eV。这比以前的轴子-光子耦合极限提高了四个数量级。未来CMB的观察可能会将限制再收紧一到两个订单。
2019-08-11 astro-ph.CO hep-ph
An Improved [O III] Line Width to Stellar Velocity Dispersion Calibration: Curvature, Scatter, and Lack of Evolution in the Black-Hole Mass Versus Stellar Velocity Dispersion Relationship
给出了活动星系核[O III] 5007线半高宽（FWHM）到主星系速度色散σ的改进变换。这显著地减少了在使用[O III] FWHM作为σ的代理时的系统误差。AGN黑洞的质量，M，估计使用Dibai单历元谱方法，结合新的估计σ，给出一个修订的AGN M-σ关系延伸到高质量。这表明，质量最大的黑洞的质量系统地高于通过M \propto σ ^[4]外推到高质量时的预测值。这支持了最近的一种说法，即大质量黑洞的恒星动力学质量被系统性地低估了。M-sigma关系的变陡与当地宇宙中没有非常高的sigma星系以及Faber-Jackson关系的曲率一致。对于黑洞质量大于10^9太阳质量的星系，M-sigma关系中的内禀散射似乎要小得多。据推测，这与核心椭圆与超轻椭圆二分法有关。在M-西格玛关系的高端的低散射意味着这里提出的转换和Dibai方法分别是恒星速度色散和质量的良好指标。没有证据表明M-sigma关系随时间的演变。
2009-08-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Investigation of CMB constraints for dark matter-helium scattering
我们研究了早期宇宙中的暗物质-氦散射及其对宇宙微波背景（CMB）各向异性测量约束的影响。我们描述了可能的理论框架暗物质-核子相互作用通过标量，赝标量，或矢量介体，这种相互作用引起氢和氦散射，与截面，有一个幂律依赖于相对速度。在这些框架内，我们考虑三种情况：暗物质耦合到只有中子，只有质子，中子和质子具有相同的强度。对于这些不同的情况下，我们使用\textit{Planck} 2018温度，偏振和透镜各向异性数据来限制暗物质与氢和/或氦的散射，暗物质质量在10 keV和1 TeV之间。对于任何模型，允许氦和氢散射与非负幂律速度依赖，我们发现，氦散射占主导地位的约束暗物质质量远高于质子质量。此外，我们放置在暗物质，散射占主导地位/专门与氦在早期宇宙的第一CMB的限制。
2022-08-05 astro-ph.CO hep-ph
Velocity Dispersion, Size, Sérsic Index and $D_n4000$: The Scaling of Stellar Mass with Dynamical Mass for Quiescent Galaxies
我们研究了SDSS中~ 40，000个静止星系的恒星质量、速度色散、大小、Sérsic指数和$D_n4000$之间的关系。在固定的恒星质量下，具有较高$D_n4000$的星系具有较大的速度色散和较小的尺寸。$D_n4000$是恒星星族年龄的代表，因此这些趋势表明，较老的星系通常具有较大的速度分散和较小的尺寸。我们结合速度分散和大小到一个动态质量估计，$σ^2 R$。在固定的恒星质量下，$σ^2 R$取决于$D_n4000$。Sérsic指数也与$D_n4000$相关。$σ^2 R$和Sérsic指数对$D_n4000$的依赖性表明，静止星系不是结构同源系统。我们推导出一个非同调的经验修正，这与维里定理推导出的解析修正是一致的。在考虑了非同源星系结构后，我们测量了$M_\ast \propto M_d^{0.998 \pm 0.004}$，其中$M_\ast$是恒星质量，$M_d$是由速度色散和大小得出的动力学质量;恒星质量与动力学质量成正比。静止星系似乎是在近似维里平衡和偏离的基本平面参数从预期的维里关系可能会导致质光比的变化，选择效应和静止星系的非同源性。我们推断的红移演化的速度色散和大小的星系在我们的样本假设纯粹的被动演化。在更高的红移下，推断的演化与直接测量不一致。因此，静止的星系不会被动地演化。静止星系具有与$Λ$ CDM中标准星系形成一致的性质。它们形成于不同的时期，并在…
2017-05-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
The radial variation of HI velocity dispersions in dwarfs and spirals
气体速度分散提供了重要的诊断力抵消重力，以防止崩溃的气体。我们使用中性氢原子（HI）的21厘米线研究HI速度色散和HI相位作为星系形态的函数在22个星系的HI附近星系巡天（THINGS）。我们堆叠个人HI速度分布，并将其分解为宽和窄的高斯分量。我们研究了HI速度色散和HI表面密度，作为半径的函数。对于螺旋线，窄和宽分量的速度色散随半径而下降，它们的径向分布很好地描述了一个指数函数。然而，对于矮星来说，轮廓要平坦得多。单高斯色散分布，一般来说，平坦的窄和宽的组件。在大多数情况下，外盘的色散曲线不会像文献中导出的恒星形成曲线那样快速下降。这表明了其他能源在驱动外盘HI速度分散中的重要性。螺旋星和矮星的径向表面密度分布是相似的。窄组分的表面密度曲线比宽组分的表面密度曲线下降得更陡，但不如以前发现的分子组分的表面密度曲线那样陡。因此，窄组分和宽组分之间的表面密度比（冷HI和暖HI之间的质量比的估计）倾向于随半径减小。平均而言，矮星系中的这个比率比螺旋星系中的要低。矮星系中缺乏狭窄、寒冷的HI成分，这可能解释了它们低的恒星形成活动。
2015-06-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Velocity dispersion of the brightest cluster galaxies in cosmological simulations
使用DIANOGA流体动力学放大模拟集的星系团，我们分析了动力学跟踪的恒星属于Brilliant星团星系团（BCGs）和他们周围的扩散组件，形成集群内的光（ICL），并比较它的动力学跟踪的暗物质和模拟中确定的星系。我们计算了BCG和星团速度色散与其相应质量之间的标度关系（即$M_\mathrm{BCG}^{\star}$ - $σ_\mathrm{BCG}^{\star}$，$M_{200}$ - $σ_{200}$，$M_\mathrm{BCG}^{\star}$ - $M_{200}$，$σ_\mathrm{BCG}^{\star}$ - $σ_{200}$），发现与观测结果基本一致.我们的模拟还预测$σ_\mathrm{BCG}^{\star}$ - $σ_{200}$关系不会显著改变到红移$z=1$，这与BCG恒星质量在后期相对缓慢的吸积一致。我们分析的速度色散配置文件的主要特点，跟踪恒星，暗物质，和星系。因此，我们讨论了观察到的恒星速度色散分布在内部集群区域是非常符合模拟。我们还报告说，从模拟的BCG速度色散曲线的斜率与观测中测得的一致，证实了恒星速度色散斜率和星团速度色散（因此，星团质量）之间存在着强大的相关性，前者是在$0.1 R_{500}$内计算的。我们的研究结果表明，模拟可以正确地描述BCGs及其周围的恒星包络的动力学，由过去的恒星形成和宇宙中最大的星系组装的历…
2021-09-01 astro-ph.CO 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
