Velocity dispersion as a factor modifying the distribution of mass in disk-like galaxies -- an example of galaxy UGC 6446
在用于近似描述扁平星系的盘模型框架内，我们发展了一种由旋转曲线补充各向同性速度色散剖面确定柱质量密度的迭代方法。这将我们以前的迭代方法推广到速度色散变得重要的情况。我们以UGC 6446星系为例说明，考虑速度色散会导致局部质光比行为的一些观测特征。除了银河系的磁场外，这也是另一个可以大幅降低银河系外围的局部质光比的因素。考虑速度分散也可能对在建模旋转曲线中的各种质量分量之间的质量分布的划分产生一些后果。
2015-12-07 astro-ph.GA
The BRAVE Program - I: Improved Bulge Stellar Velocity Dispersion Estimates for a Sample of Active Galaxies
我们提出了新的球恒星速度色散测量的10个活动星系与安全的$M_{BH}$确定混响映射。这些新的速度色散测量是基于积分场（IFU）光谱的空间分辨运动学。除一种情况外，所有情况下IFU的视野均超出星系的有效半径，而在Mrk 79的情况下，视野几乎延伸到有效半径的一半。这种空间分辨率和视场的组合允许在所有10个目标星系的有效半径内安全地确定恒星速度色散。视线速度分布（LOSVD）的一阶（V）和二阶（$σ_{\star}$）矩的空间分辨图表明在大多数情况下存在运动学子结构。在未来的项目中，我们计划探索的方法来校正的运动学子结构的影响，在推导出的球恒星速度色散测量。
2016-12-08 astro-ph.GA
The dark side of galaxy stellar populations I: The stellar-to-halo mass relation and the velocity dispersion - halo mass relation
星系的生长和性质被认为与它们的宿主暗物质晕密切相关。尽管这种所谓的星系晕联系的重要性，暗物质晕在调节观测到的星系性质方面的潜在作用仍有待充分理解。在这项工作中，我们得到的年龄，金属岩和[Mg/Fe]丰度从光谱从斯隆数字巡天附近的中央星系，并研究它们的主机晕。我们研究了恒星-晕质量关系和速度色散-晕质量关系中的散射如何与这些恒星星族参数相关。此外，我们还研究了区分不同星系形态和环境时的差异。我们发现，星系的年龄和化学富集并不完全取决于它们的恒星质量或速度色散，但也取决于主机晕的质量。我们的研究结果表明，速度色散是最好的代理恒星星族参数与晕质量发挥次要但显着的作用。我们解释了这些关系的分散性与年龄和金属丰度之间的相关性的起源可能与不同的晕形成时间有关。
2022-02-07 astro-ph.GA
Discussing the first velocity dispersion profile of an ultra-diffuse galaxy in MOND
利用Jeans模型计算了超漫射星系Dragonfly 44在MOND中的速度色散分布。对于来自文献和各向同性剖面的标称质光比，在星系中心附近与数据的一致性非常好。然而，在修正的引力中，靠近星系团核心的引力环境应该会使星系回到牛顿行为。孤立MOND对中心速度色散的成功预测可能意味着该星系与星系团核心的距离很大（$\gg5$ Mpc），正如附近的UDG共享类似速度的事实所暗示的那样，色散远低于星系团本身。然而，由于观测到的色散分布相对于平坦的MOND预测的增加，在UDG的外部存在两个西格玛张力。这种偏差可能只是测量误差。其他的可能性可能是，对于远离星团的UDG，一个比名义上更高的重子质量，具有切向各向异性的色散分布，甚至是一个黑暗的重子晕的迹象。如果UDG更接近集群核心，则偏差可能是它处于中断过程中的信号。
2019-06-04 astro-ph.GA
Clues to the nature of ultra diffuse galaxies from estimated galaxy velocity dispersions
我们描述了如何估计的超扩散星系，UDG的速度色散，使用以前定义的星系标度关系。该方法是准确的两个UDG光谱测量的色散，以及超紧凑的星系，超暗星系，恒星系统很少或没有暗物质。这种普遍性意味着，这种关系可以在没有关于星系结构的进一步知识或偏见的情况下应用。然后，我们估计的速度分散的UDG从两个公布的样本，并检查总质量的分布。我们发现，在协议与以前的研究中的两个单独的UDG，这些系统是暗物质占主导地位的系统，并且它们跨越的范围至少$10^{10} < M_{200}/M_\odot < 10^{12} $。作为一个整体，这些星系既不全是矮星，也不全是失败的$L_*$星系。对速度色散的估计也可以帮助识别有趣的UDG子集，例如那些可能具有最大质光比的UDG子集，用于随后的光谱研究。
2016-10-17 astro-ph.GA
The black hole mass - stellar velocity dispersion relation of narrow-line Seyfert 1 galaxies
窄线Seyfert 1星系（NLS 1 s）由于其高吸积率和低质量的黑洞，被认为是研究黑洞质量-恒星速度色散（M-sigma）关系的关键活动星系核子类之一。目前，人们正在讨论目前的NLS 1是否偏离了M-西格玛关系。利用直接测量的93个z<0.1的NLS 1的恒星速度色散和基于更新的质量估计的黑洞质量估计，我们研究了NLS 1与宽线活动星系核的M-σ关系。我们没有发现强有力的证据表明，NLS 1偏离M-西格玛关系，这是定义的反射映射类型1活动星系核和静止星系。然而，有一个明显的偏移趋势与宿主星系的形态，即，更倾向于视线的星系具有更高的恒星速度色散，这表明旋转展宽在基于斯隆数字巡天的单孔径光谱测量恒星速度色散中起作用。此外，我们提供了维里因子log f = $0.05 \pm 0.12$（f = 1.12），黑洞质量估计的基础上的半高宽的H $β$，通过联合拟合的M-西格玛关系使用静止星系和混响映射AGN。
2015-01-06 astro-ph.GA
INSPIRE: INvestigating Stellar Population In RElics III. Second data release (DR2): testing the systematics on the stellar velocity dispersion
这是INSPIRE（INSPIRE）项目的第二次数据发布（DR 2），包括21个新系统，并在2022年3月之前完成观测。对于每个系统，我们向ESO科学档案馆发布了四个一维（1D）光谱，X-Shooter摄谱仪的每个臂都有一个光谱。在本文中，我们专注于视线速度分布，测量综合恒星速度色散的光谱，并评估其鲁棒性和相关的不确定性。对于21个新系统中的每一个，我们系统地研究了全光谱拟合的参数和设置对恒星速度色散（$σ$）测量的影响。特别是，我们测试了当拟合的几个参数以及输入光谱的分辨率和光谱覆盖范围变化时，$σ$如何变化。我们发现，导致$σ$最大系统不确定性的影响是用于拟合的波长范围，特别是对于信噪比较低的光谱（S/N $\leq$ 30）。当使用蓝色波长（UVB臂）时，通常低估速度色散（低估$\sim$ 15 km/s）。从近红外（NIR）臂获得的值呈现较大的散射，因为光谱的质量较低。我们最后将我们的结果与文献中的结果进行了比较，发现总体上非常一致。将DR 1中获得的结果与本文中提供的结果相结合，INSPIRE包含40个超紧凑的大质量星系，相当于整个调查的75%。通过绘制这些系统中的恒星质量-速度色散图，我们确定了至少四个高度可靠的遗迹候选人之间的新系统。它们的速度色散比类似恒星质量的正常大小的星系要大。
2023-02-10 astro-ph.GA
Stochastic 2-D galaxy disk evolution models. Resolved stellar populations in the galaxy M33
我们通过引入来自星系的富集气体流出和恒星星族的合成色星等图改进了随机2-D星系盘模型（Mineikis & Vansevičius 2014 a）。为了测试模型，我们使用HST/ACS恒星测光数据在四个领域位于沿星系M33的主轴（威廉姆斯等人，2009年），并证明了潜在的模型，以获得2-D恒星形成历史的解决盘星系。
2015-09-02 astro-ph.GA
Stellar Velocity Dispersion in Dissipative Galaxy Mergers with Star Formation
为了更好地理解恒星动力学合并系统，如NGC 6240，我们研究了中央恒星速度色散（\sig）的耗散星系合并使用一套二进制磁盘合并模拟，包括反馈恒星形成和活动星系核（AGN）的演变。我们发现，$σ_*$经历了相同的一般阶段的演变，在我们以前的无耗散模拟：相干振荡，然后相混合，然后动态平衡。我们还发现，测量的$σ_*$，只基于最年轻的恒星在模拟始终产生较低的值比测量的基础上的总恒星星族。这一发现似乎与在真实星系中观察到的所谓“$σ_*$差异”相一致。我们注意到，类星体级别的活动星系核活动更有可能发生在$σ_*$接近其平衡值，而不是在极端的$σ_*$期间。最后，我们提供了估计固有的散射测量$σ_*$在正在进行的合并。
2014-03-19 astro-ph.GA
Increased molecular gas velocity dispersion and star formation efficiency in barred galaxy centres
本研究利用PHANGS-ALMA的150 pc分辨率CO(2-1)数据和速度弥散依赖的α_CO处方，证明棒旋星系中心气体耗竭更短、速度弥散更高，且差异不受AGN影响。
2025-10-20 astro-ph.GA
The Black Hole in the Compact, High-dispersion Galaxy NGC 1271
NGC 1271位于英仙座星系团，是一个早型星系，有效半径为2.2 kpc，K波段光度为8.9 × 10 ^{10} L_sun，恒星速度色散为276 km/s。我们提出了一个质量测量的黑洞在这个紧凑的，高色散的星系使用的意见，从积分场光谱仪NIFS的双子座北望远镜的激光导星自适应光学，大规模的积分场单位观测与PPAK在卡拉尔阿尔托天文台，和哈勃空间望远镜WFC 3成像观测。我们能够绘制出小空间尺度上的恒星运动学，在黑洞的影响范围内，以及在大尺度上延伸到星系有效半径的四倍。我们发现，星系是快速旋转，并表现出急剧上升的速度色散。利用基于轨道的恒星动力学模型，我们确定该黑洞的质量为（3.0^{+1.0}_{-1.1}）× 10^9 M_sun，H波段恒星的质光比为1.40^{+0.13}_{-0.11} M_sun/L_sun（1-sigma不确定度）。NGC 1271占据了黑洞质量分布的上端，但与预期拥有最大质量黑洞的布里渊星系团（BCGs）和巨型椭圆星系有很大不同。有趣的是，这个黑洞的质量比基于星系膨胀光度的预期大一个数量级，但与使用星系膨胀恒星速度色散预测的质量一致。需要使用高空间分辨率观测来研究更紧凑、高色散的星系，以安全地确定黑洞质量，因为这些类型的星系和BCGs/巨型椭圆星系之间的黑洞标度关系可能存在系统差异，从而意味着黑洞和星系生长的不同途径。
2015-06-16 astro-ph.GA
Stellar Velocity Dispersion of a Massive Quenching Galaxy at z=4.01
我们提出了第一个恒星速度色散测量的大规模淬火星系在z=4.01。根据UKIDSS超深巡天的深多波段数据，该星系首先被确定为一个质量z>~4的星系，其恒星形成受到测光红移的抑制。随后用MOSFIRE对凯克进行的光谱观测显示了强烈的多重吸收特征，这些吸收被确定为巴耳末吸收线，给出了z=4.01的安全红移。由于光谱的高信噪比，我们能够估计恒星的速度色散，sigma=268+/-59 km/s。这种速度色散与今天的大质量星系是一致的，这意味着在过去的12 Gyr恒星速度色散没有显着的演变。根据深空光学图像得到的它的物理尺寸上限（r_eff<1.3kpc），我们发现它的动力学质量与测光结果一致。此外，该星系位于从低红移星系外推的质量基本平面上。综合所有这些结果，我们发现速度色散并没有显着的红移的演变，虽然大质量淬灭星系的大小和质量。这表明大质量星系核心的质量并没有显著的演化，而大部分的质量增长发生在星系的外围，这也增加了星系的大小。这张照片是一致的两个阶段形成的情况下，质量和大小的增长是由于在星系的边缘通过合并吸积。
2020-06-03 astro-ph.GA
The stellar velocity dispersion in nearby spirals: radial profiles and correlations
恒星速度色散（$σ$）是旋涡星系中一个重要的物理量，它参与了一些基本的动力学过程，如引力不稳定性和盘加热。在这里，我们分析了一个样本的34个附近的螺旋从Calar Alto遗产积分场区（CALIFA）光谱调查，deproject的视线$σ$ $σ_{R}$和$σ_{R}$的可靠的径向配置文件，以及精确测量的$\langleσ_{R}\rangle$，径向平均$σ_{R}$超过一个有效的（半光）半径。我们发现，有一个趋势，$σ_{R}$增加，减少$R$，即$\langleσ_{R}\rangle$与恒星质量（$M_{\star}$）和测试与其他星系属性的相关性。最显著和最强的相关性是与$M_{\star}$的相关性：$\langleσ_{R}\rangle \propto M_{\star}^{0.5}$。这种紧标度关系适用于Sa $\mbox{--}$ Sd型和恒星质量为$M_{\star}\approx10^{9.5}\mbox{--}10^{11.5}\ \mbox{M}_{\odot}$的旋涡星系。将$σ_{R}$与恒星表面密度和盘尺度长度联系起来的简单模型大致再现了这种尺度，但明显高估了$\langleσ_{R}\rangle$。
2019-08-09 astro-ph.GA
MAGAZ3NE: High Stellar Velocity Dispersions for Ultra-Massive Quiescent Galaxies at $z\gtrsim3$
在这项工作中，我们发布了来自$z>3$近红外（MAGAZ 3 NE）调查的巨大古代星系的8个超大质量星系（UMG; log（$M$ /M $_\odot>11$，$z\gtrsim3$））的恒星速度色散、尺寸和动力学质量，使此类星系的数量增加了一倍多。在这个时代进行速度色散测量。使用深凯克/MOSFIRE和凯克/NIRES光谱的$H$ -和$K$ -带通，这些对象，我们得到大的速度分散的$\sim400$公里的$^{-1}$的大多数对象，这是一些最高的恒星速度分散测量，和$\sim40$ \%大于那些测量的星系类似的质量在$z\sim1.7$。这些物体的尺寸也比该相同的$z\sim1.7$样品小1.5-3倍。我们结合这些大的速度分散和小尺寸，以获得动态质量。动力学质量与这些星系的恒星质量相似，符合夏布里埃初始质量函数（IMF）。考虑到与以前的研究大规模的静止星系横跨$0.2<z<4.0$，有证据的演化之间的关系的动态质量-恒星质量比和速度色散的函数红移。这意味着IMF拥有更少的低质量恒星（例如，Chabrier IMF）在与底部重IMF（例如，Salpeter IMF）在它们可能的$z\sim0$后代中发现了这种新的行星，尽管不排除一些替代解释，如不同的动力学结构或显著的旋转。与较低红移的数据类似，我们看到了IMF标准化随速度色散增加的证据，尽管$z\gtrsim3$趋势比$z\s…
2022-08-08 astro-ph.GA
Host Galaxy Dispersion Measure of Fast Radio Burst
本文通过已知物理模型扣除银河系和星系际介质贡献，计算了22个快速射电暴的宿主星系色散量，发现其随红移增加而增加，且在重复暴与非重复暴间分布不同，差异源于局部环境。
2023-09-14 astro-ph.GA astro-ph.HE
Global Properties of M31's Stellar Halo from the SPLASH Survey: III. Measuring the Stellar Velocity Dispersion Profile
我们提出了红巨星分支（RGB）的恒星在M31的晕的速度色散，通过建模的视线速度分布超过5000颗恒星在50个领域遍布M31的恒星晕。该数据集是作为SPLASH（仙女座恒星晕的光谱和光度景观）调查的一部分获得的，覆盖了从M31中心到9到175 kpc的投影半径。所有主要的结构组件沿视线在银河系（MW）和M31被纳入高斯混合模型，包括所有以前确定的M31潮汐碎片的功能，在观察领域。根据一组经验光度和光谱诊断，单个恒星是M31或MW组成部分的概率被作为先验概率包含在混合模型中。发现M31晕中恒星的速度色散仅随投影半径的增加而轻微减小，从最内侧径向仓（8.2至14.1 kpc）的108 km/s到$\sim 80$到投影半径$\sim 80$至130 kpc的90 km/s，并且可以用幂律斜率$-0.12\pm 0.05$进行参数化。引用的幂律斜率的不确定性仅反映了该方法的精度，尽管我们认为其他不确定性来源对总体误差预算的贡献可以忽略不计。
2017-11-07 astro-ph.GA
Testing fundamental physics with distant star clusters: theoretical models for pressure-supported stellar systems
我们使用N体程序N-MODY研究了MOND中恒星系统的平均速度色散和速度色散剖面。N-MODY是Ciotti，Londrillo和Nipoti（2006）开发的一个基于粒子网格的程序，带有MOND势的数值求解器。我们已经计算了平均速度色散的恒星系统以下的普卢默密度分布的质量范围内的$10^4 M_\odot$到$10^9 M_\odot$，这是孤立的或沉浸在一个外部的领域。我们的积分再现以前的分析估计恒星速度在系统中的深MOND制度（$a_i, a_e \ll a_0$），其中恒星的运动是由内部加速度（$a_i \gg a_e$）或恒定的外部加速度（$a_e \gg a_i$）。此外，我们推导出的第一次在中间制度（$a_i \sim a_e \sim a_0$）的视线速度色散的解析公式。这使得一个更好的比较MOND与观测到的恒星系统的速度色散。最后，我们得到的球状星团的速度色散的银河系外晕球状星团，最近被提出作为一个区分牛顿和MONDian动力学之一。
2009-02-11 astro-ph.GA
Central velocity dispersion catalog of LAMOST-DR7 galaxies
大天区多目标光纤光谱望远镜（LAMOST）是为宇宙学和星系演化研究进行光谱测量的主要设施。LAMOST银河系外巡天（LEGAS）的第七次数据发布目前可用，包括193，361个星系的红移。这些源分布在天空的$\sim 11\,500$度$^2$上，与其他成像（SDSS，HSC）和光谱（BOSS）调查大部分重叠。LAMOST光谱对星系样本深度的估计值$r\sim17.8$、高信噪比和光谱分辨率$R=1800$使其适合于星系速度色散测量，这对于研究星系的结构和形成以及确定其中心暗物质（DM）含量是非常宝贵的。首次给出了LAMOST足迹中$\sim86\,000$星系中心速度色散的估计。我们已经使用了一个总结的程序来执行频谱拟合使用\textsc{pPXF}，并获得速度色散测量。统计误差也评估比较LAMOST速度色散估计与SDSS和BOSS的一个共同的样本$\sim51\,000$星系。两个数据集显示出良好的一致性，在统计误差范围内，特别是当速度色散值被校正为1个有效半径孔径时。我们还提出了一个初步的质量- $σ$关系，并发现与以前的分析基于本地星系样本的一致性。这些第一个结果表明，LAMOST光谱适合星系速度色散测量，以补充现有的目录星系内部运动学在北半球。我们计划将此分析扩展到下一次LAMOST数据发布。
2020-11-23 astro-ph.GA
Quiescent Galaxy Size, Velocity Dispersion, and Dynamical Mass Evolution
我们使用涵盖红移范围$0.05 < z < 3.8$的调查，探讨静止星系的标度关系和红移的演化速度色散，大小，和动力学质量在固定的恒星质量。对于红移$z < 0.6$，我们得到的质量有限的样品，并证明这些大样本增强静态人口的演化约束。约束条件包括来自SHELS F2调查的2985个新速度分散（Geller等人，2014年）。与已知的大量的尺寸随红移的演化相比，速度色散的演化可以忽略不计。随着宇宙年龄的增长，动态质量与恒星质量之比显著增加，这与最近将高红移数据与SDSS相结合的结果一致。像其他研究人员一样，我们将这一结果解释为有效半径内的暗物质比例增加的迹象，这是由于对尺寸增长负责的小合并的影响。我们强调，覆盖范围$0.07 < z < 1$的密集红移调查以及强和弱的透镜测量可以消除许多模糊的静态人口的进化研究。
2021-10-17 astro-ph.GA
Robust velocity dispersion and binary population modeling of the ultra-faint dwarf galaxy Reticulum II
我们应用贝叶斯方法来模拟多历元径向速度测量在超暗矮星系网座II，充分考虑到不同的光谱数据集之间的二进制轨道运动和系统偏移的影响。我们发现，Ret II的二进制分数高于0.5在90%的置信水平，如果平均轨道周期被假定为30年或更长。尽管这个高的二元分数，我们推断最适合的固有色散为2.8 $_{-1.2}^{+0.7}$公里/秒，这是小于以前的估计，但仍然表明Ret II是一个暗物质占主导地位的星系。我们同样推断出一个$\lesssim$ 1%的概率，Ret II的色散是由于双星，而不是暗物质，对应于制度$M_{\odot}/L_{\odot} \lesssim$ 2。我们的推断，一个高的密切的二进制分数在Ret II呼应了以前的结果Segue 1超微弱的矮星，并与银河系晕星的研究表明，高的密切的二进制分数往往存在于金属贫乏的环境是一致的。
2018-10-30 astro-ph.GA
Measuring Galaxy Velocity Dispersions with Hectospec
我们描述了一个强大的技术的基础上的ULySS IDL代码的MMT的光纤光谱仪，Hectospec观测星系的速度色散测量。该程序适用于信噪比>5且发射谱线较弱的所有Hectospec光谱。我们估计Hectospec速度色散测量的内部误差比较重复测量的171个星系。对于一个样本的984个星系的中位数z=0.10，我们比较的速度色散测量Hectospec通过1.5弧秒直径的光纤与斯隆数字巡天（SDSS）和重子振荡光谱调查（BOSS）通过3弧秒和2弧秒直径的光纤，分别测量。在100 ~ 300 km/s的速度频散范围内，Hectospec和SDSS/BOSS测量的系统差异小于7%，其差异不大于三种BOSS速度频散换算的差异。我们分析了基本平面的散射，并没有发现显着的红移依赖的系统在我们的速度色散测量z~0.6。这一分析也证实了我们对测量误差的估计。在一个小时的良好条件下，我们证明，我们实现了30公里/秒的速度色散误差的星系与SDSS r纤维的星等为21。
2013-08-20 astro-ph.GA
A Framework for Empirical Galaxy Phenomenology: The Scatter in Galaxy Ages and Stellar Metallicities
我们开发了一个理论框架，提取更深层次的理解星系形成的星系属性之间的关系，通过扩展的主序列积分方法计算星系恒星形成的历史。我们妥善占散射的恒星质量恒星形成率的关系和不断发展的被动系统的分数，发现后者的效果几乎是唯一负责的年龄分布与恒星质量以上$\sim 10^{10}\,{\rm M_{\odot}}$的$z\sim0$星系。然而，虽然我们定性地同意所观察到的恒星金属丰度中位数作为恒星质量的函数，我们归因于我们无法重现的分布在很大程度上是不完美的气相金属丰度和$α$ /Fe比校准的组合。我们的形式主义将受益于新的观测约束，反过来，通过提供自洽的恒星形成历史的人口合成建模，提高未来数据的解释。
2015-01-28 astro-ph.GA
Consistent dynamical and stellar masses with potential light IMF in massive quiescent galaxies at $3 < z < 4$ using velocity dispersions measurements with MOSFIRE
利用Keck/MOSFIRE近红外摄谱仪对位于$3.2 < z < 3.7$的四个大质量$\sim10^{11}M_\odot$静止星系的深H和K $-$带谱进行了速度色散测量。我们发现高速色散的顺序$σ_e\sim250$公里/秒的基础上强巴耳末吸收线，并结合这些尺寸测量的基础上HST/WFC 3 F160 W成像推断动力学质量。速度色散与高质量和小尺寸的恒星基本一致。与静止恒星种群的证据一起，光谱证实了在早期宇宙$z>4$中快速形成并熄灭的大质量星系种群的存在。调查$z\sim3.5$和$z\sim2$之间的恒定速度色散的演变，我们发现一个大的增加，在有效半径$0.35\pm0.12$ dex和动态到恒星质量比$<$ log（M $_{\textrm{dyn}}$ /M*）$>$的0.33 $\pm0.08$ dex，与低预期的暗物质的贡献。我们的$z\sim3.5$样本的动力学质量与Chabrier初始质量函数（IMF）的恒星质量一致，$<$ log（M $_{\textrm{dyn}}$ /M $^*_{\textrm{Ch}})>$ = -0.13 $\pm$ 0.10 dex，这表明比Salpeter轻的IMF可能是$z>3$大质量静止星系的共同点。考虑到在$z\sim2$中发现的高速弥散星系和当今椭圆星系的核心（这些星系被认为是演变成的）的Salpeter或更重的IM…
2021-03-30 astro-ph.GA
A clear age-velocity dispersion correlation in Andromeda's stellar disk
星系盘的恒星运动学是制约星系盘形成和演化过程的关键。本文首次测量了M31内部20 kpc（3.5盘尺度）的恒星年龄-速度色散相关，发现它与银河系中的恒星年龄-速度色散相关有很大的不同。我们使用光学哈勃太空望远镜/先进的相机调查测光的5800个单独的恒星从全色哈勃仙女座宝库（PHAT）调查和凯克/DEIMOS径向速度测量相同的恒星从仙女座的恒星晕（SPLASH）调查的光谱和测光景观。我们发现，平均视线速度色散是一个稳定增加的函数的恒星年龄外部R=10千秒差距，从30公里/秒的年轻的上主序星增加到90公里/秒的老红巨星支星。这种单调的增加意味着一个连续的或重复的过程有助于磁盘的演变。色散与年龄关系的斜率和标准化都明显大于银河系，这使得M31的盘可能比银河系的盘有更剧烈的历史，更符合宇宙学的预测。我们还发现证据的恒星分布不均匀，除了占主导地位的磁盘组件从第二个运动学组件。其中一个最大和最热的高色散斑块存在于所有年龄段中，可能是长柱结束的标志。
2015-02-12 astro-ph.GA
Initial Mass Function Variability (or not) Among \\ Low-Velocity Dispersion, Compact Stellar Systems
对强引力透镜、星系尺度运动学和吸收线恒星星族合成（SPS）的分析都得出结论，恒星初始质量函数（IMF）在大质量早型星系（ETG）中是变化的。然而，驱动IMF变化的物理机制是一个悬而未决的问题。在这里，我们使用新的SPS模型来考虑一组不同的紧凑，低速色散恒星系统：球状星团（GC），超紧凑的矮（UCD），和紧凑的椭圆（cE）星系M32。我们将我们的结果与大规模ETG和可用的动态测量进行比较。我们发现GC的恒星质光比（M/L）要么与Kroupa IMF一致，要么稍微底部轻，而UCD和cE的M/L略有升高。具有相似金属丰度和丰度模式的系统在导出IMF中的分离表明，我们的SPS模型可以区分丰度和IMF效应。与ETG样本之间的$\sim 4\times$相比，本文样本之间的变异仅为标准化M/L中的$\sim 50\%$。这表明，金属丰度不是IMF可变性的唯一驱动因素，需要考虑其他参数。
2017-10-30 astro-ph.GA
Catalog of High Velocity Dispersion Compact Clouds in the Central Molecular Zone of Our Galaxy
这项研究开发了一个自动识别程序的致密云与广泛的速度宽度在谱线数据立方体的高度拥挤的地区。该程序被应用到CO J=3-2线的数据，获得使用詹姆斯克拉克麦克斯韦望远镜，以确定184高速色散致密云（HVCCs），这是一类奇特的分子云发现在我们的银河系的中央分子区。给出了-1.4°<l<+2.0°，-0.25°<b<+0.25°范围内的HVCC的物理参数、CO J=3-2/J=1-0强度比和形态分类。因此，该列表提供了几个有趣的来源，这些来源可能是由与点状大质量物体的相遇，局部能量事件或云与云的碰撞驱动的。
2022-09-26 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
Stellar Velocity Dispersion for a Strongly-Lensed, Intermediate-Mass Quiescent Galaxy at z=2.8
测量$z\sim2$以外的静止星系的恒星速度色散在观测上是具有挑战性的。这种测量需要具有至少中等信噪比的连续检测的近红外光谱，通常需要长时间的积分。在本文中，我们提出了深X射线摄影光谱只有两个已知的引力透镜大质量静止星系之一，在$z>2$。这个星系是四重成像的，最亮的图像被放大了$\sim5$倍。我们的数据的总曝光时间为9.8小时;然而，放大倍数和包含2个图像的狭缝位置提供了215小时的总等效曝光时间。从这个深光谱中，我们测量了红移（$z_{\mathrm{spec}}=2.756\pm0.001$），使其成为光谱证实的红移最高的静止星系之一。我们同时拟合光谱和光度数据，以确定恒星星族参数，并得出结论，这个星系是相对年轻，中等质量，符合低尘埃含量，并已淬火只是相对最近。这种最近的淬灭通过强的巴耳末吸收，特别是$Hδ$来证实。值得注意的是，这证明至少有一些中等质量星系早在$z\sim2.8$就已经淬灭了。此外，我们还测量了一个速度色散（$σ=187\pm43~\mathrm{km/s}$），使之成为最高的红移与色散测量静止星系。我们确认，这个星系落在相同的质量基本平面（MFP）的星系在z=2.2，符合很少或没有演变的MFP到z=2.8。总的来说，这个星系证明了在遥远的宇宙中存在中等质量的淬火星系，并且透镜是一个强大的工具，可以更准确地确定它们的属性。
2016-01-29 astro-ph.GA
Velocity Dispersions of Massive Quiescent Galaxies from Weak Lensing and Spectroscopy
我们使用MMT光谱和深斯巴鲁Hyper Suprime-Cam（HSC）成像的光谱中心恒星速度色散的静态星系的有效色散的暗物质晕来自堆叠透镜信号进行比较。光谱测量（史密森Hectospec Lensing Survey）提供了4585个静止星系透镜的样本，测量了$R < 20.6$、$D_{n}4000> 1.5$和$M_{\star} > 10^{9.5}{\rm M}_{\odot}$的视线中心恒星速度色散（$σ_{\rm SHELS}$），完成率超过85%。透镜样品的中值红移为0.32。我们测量了来自HSC深度成像的堆叠透镜信号。中心恒星速度色散与从透镜$σ_{\rm Lens}$，$σ_{\rm Lens} = (1.05\pm0.15)σ_{\rm SHELS}+(-21.17\pm35.19)$导出的速度色散成正比。独立的光谱和弱透镜速度色散探测不同的尺度，$\sim3$千秒差距和$\gtrsim$ 100千秒差距，分别强烈表明，可观察到的静止星系的中央恒星速度色散是一个很好的代理的速度色散的暗物质晕。因此，我们展示了结合高质量成像和光谱学的力量，以揭示星系和它们的暗物质晕之间的联系。
2020-07-14 astro-ph.GA
The Influence of the Dynamic State of Galaxy Clusters on Segregation Phenomena and Velocity Dispersion Profiles
在这项工作中，我们调查的星系团的动力学状态的分离效果和速度色散剖面（VDPs）的111个集群从SDSS-DR 7提取的样本的影响。我们发现73个团簇具有高斯（G）速度分布，38个团簇具有复杂或非高斯（NG）速度分布。我们还将G和NG样本分为“主动”和“被动”星系，根据它们的sSFR和恒星质量。我们的研究结果表明，在G和NG系统中，主动和被动星系之间存在强烈的空间分离，被动星系更集中。我们还发现G系统中的被动星族是最亮星系（$M_r \lesssim -22.75$）中唯一具有较低速度色散的星系族，从而呈现出速度与光度的分离。在NG系统中星系群的VDPs之间发现的相似性表明，这些集合可能共享类似的轨道混合。我们还发现了G系统的一个明显的演化趋势，在更丰富的星系团中，更明亮的星系具有更平坦的VDPs。从这项研究中出现的情况表明，隔离效应，VDPs和集群的动态之间的直接关系。
2018-12-03 astro-ph.GA
What drives the velocity dispersion of ionized gas in star-forming galaxies?
分析了阿帕奇点天文台近星系映射巡天（MaNGA）观测到的648个恒星形成星系的内禀速度色散特性，探讨了内禀速度色散与恒星形成率（SFR）、SFR面密度（$\rm{Σ_{SFR}}$）、恒星质量和恒星质量面密度（$\rm{Σ_{*}}$）的关系。通过与高z星系的结合，我们发现速度色散与SFR和$\rm{Σ_{SFR}}$之间有很好的相关性。但速度色散与恒星质量和$\rm{Σ_{*}}$之间的相关性是中等的。通过将我们的结果与理论模型的预测进行比较，我们发现单独的恒星形成过程的能量反馈和引力不稳定性不能同时完全解释观测到的速度-色散/SFR和速度-色散/ $\rm{Σ_{SFR}}$关系。
2019-04-25 astro-ph.GA
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
SDSS-IV MaNGA: Stellar population correlates with stellar root-mean-square velocity $V_{\rm rms}$ gradients or total-density-profile slopes at fixed effective velocity dispersion $σ_{\rm e}$
已知星系性质与星系有效恒星速度色散$σ_{\rm e}$的关系最为密切。在这里，我们寻找{ \em附加}的趋势，在固定的$σ_{\rm e}$使用1339星系（$M_\ast \gtrsim 6\times10^9$ M $_\odot$）与不同的形态在MaNGA（DR 14）样品与积分场光谱数据。我们专注于梯度（$γ_{\rm rms} \equiv σ(R_{\rm e}/4)/σ_{\rm e}$）的恒星均方根速度（$V_{\rm rms} \equiv \sqrt{V^2 + σ^2}$），我们显示痕迹的总质量密度梯度$γ_{\rm tot}$来自动力学模型，更弱，凸起分数。我们证实，$γ_{\rm rms}$随着$σ_{\rm e}$、年龄和金属含量的增加而增加。我们还发现，这些相关性仍然存在于固定的$σ_{\rm e}$，其中具有较大的$γ_{\rm rms}$星系被发现是更老，更富含金属。这意味着质量密度梯度包含了$σ_{\rm e}$不能完全解释的恒星星族信息。这一结果对我们理解星系淬火提出了额外的限制。我们比较我们的结果与星系的IllustrisTNG流体动力学模拟，并发现，在固定的$σ_{\rm e}$，存在类似的趋势与年龄，膨胀分数，总质量密度斜率，但与观测不同，没有相关性与金属丰度可以检测到的模拟。
2020-05-25 astro-ph.GA
Galaxy Formation in the Santa Cruz semi-analytic model compared with IllustrisTNG -- I. Galaxy scaling relations, dispersions, and residuals at z=0
我们提出的第一个结果从应用圣克鲁斯半解析模型（SAM）的合并树提取的暗物质的唯一版本的IllustrisTNG（TNG）模拟的星系形成。我们进行了统计比较圣克鲁斯SAM和TNG的预测的一个子集的中央星系属性在z = 0，重点是恒星质量，冷，热气体质量，恒星形成率（SFR），和黑洞（BH）质量。我们发现相当好的协议之间的平均预测的两种方法的恒星质量函数和恒星质量与晕质量（SMHM）的关系，和定性良好的协议之间的SFR或冷气体质量与恒星质量的关系和淬火分数作为恒星质量的函数。热（环星系）气体质量和BH质量作为晕质量的函数的预测之间有较大的差异。超越平均值的关系，我们还比较了预测的标度关系中的色散，以及晕质量和星系属性标度关系之间的晕-晕基础上的残差的相关性。有趣的是，我们发现在SAM和TNG中SMHM中的残差之间存在类似的相关性，这表明这些关系可能是由类似的物理过程形成的。其他标度关系在残差中没有显示出显著的相关性，这表明SAM和TNG中的物理实现是显著不同的。
2022-08-14 astro-ph.GA
The TREX Survey: Kinematical Complexity Throughout M33's Stellar Disk and Evidence for a Stellar Halo
我们目前的初步结果，从一个大的光谱调查的恒星在整个M33的恒星盘。我们分析了1667颗红巨星分支（RGB）恒星的样本，这些恒星延伸到距离M33中心$\sim 11$ kpc的投影距离（$\sim 18$ kpc，或$\sim 10$标度长度，在盘的平面上）。RGB星的视线速度显示存在两个运动学分量。一个分量与M33 HI盘平面内的旋转一致，并且具有与在年轻恒星的比较样本中观察到的一致的速度色散（$\sim 19$ km s $^{-1}$），而第二个分量具有明显更高的速度色散。一个两分量的RGB速度分布拟合发现，高色散分量的速度色散为$59.3^{+2.6}_{-2.5}$ km·s $^{-1}$，并在磁盘的平面内旋转非常缓慢（与$<1.5σ$水平上没有旋转一致），这有利于将其解释为恒星晕，而不是厚磁盘人口。空间分析表明，在光谱样本覆盖的范围内，高速色散分量中的RGB星的比例随着半径的增加而减小。我们的光谱样本确定，一个显着的高速色散组件是存在于M33的RGB人口从附近的M33的中心，至少到半径，其中M33的HI磁盘开始翘曲在30 $'$（$\sim 7.5$ kpc）在磁盘的平面。这是第一次探测和空间表征整个M33内部区域的运动学热恒星成分。
2021-10-29 astro-ph.GA
Are there larger stellar velocity dispersions in low redshift Type-1 AGN than in Type-2 AGN?
主要目的是检验统一模型（UM）所预期的1型活动星系核和2型活动星系核之间相似的恒星速度色散，从而为BH的质量性质提供进一步的线索。不同于以往用\msig关系估算BH质量与2型活动星系核的比较，而是用维里BH质量比较1型活动星系核的质量，本文用4000 μ m ~ 2附近的吸收特征测量了6260个低红移（$σ$）1型活动星系核的最大样本，并与SDSS DR 12中几乎所有的2型活动星系核进行了比较。尽管有一半的活动星系核由于不明显的吸收特征而没有观测到$σ$，但观测到$σ$和未观测到$σ$的活动星系核的平均谱的性质以及$σ$对[O \sc iii}]光度的正相关性都可以导致所有1型活动星系核的$σ$在统计上大于6260个观测到恒星速度色散的1型活动星系核。在考虑了不同红移和不同活动星系核活动的必然影响后，直接比较$σ$可以得到统计上更大的$σ$，置信度高于10 σ。虽然1型活动星系核的$σ$仅比2型活动星系核大$(9\pm3)$ %左右，但目前还不能很好地解释这种差异。除非有强有力的证据支持不同的\msig关系或支持非常不同的演化历史之间的类型1活动星系核和类型2活动星系核，统计上较大的$σ$类型1活动星系核提供了一个强有力的挑战活动星系核的统一模型。
2022-04-30 astro-ph.GA
Stellar Substructures around the Hercules Dwarf Spheroidal Galaxy
我们提出了深$g,i$ -波段DECam恒星测光的武仙座银河系卫星星系，及其周围的领域，到一个径向距离的5.4倍的潮汐半径。我们已经确定了九个扩展的恒星子结构与矮星，优先分布在星系的主轴。两个明显的密度过高的星系位于95%置信区间之外的可能轨道路径，似乎是自由漂浮的潮汐碎片。我们估计的光度的新的恒星子结构，并发现，大约相同数量的恒星流量是躺在这些扩展的结构内的武仙座的主体。我们还分析了候选蓝色水平分支恒星的分布，并发现在大于98%的置信水平上与子结构的排列一致。我们的分析提供了一个定量的证明，武仙座是一个强烈的潮汐干扰系统，与显着的恒星功能至少1.9千秒差距的星系。
2015-03-12 astro-ph.GA
Covariances of Galaxy Stellar Mass Functions and Correlation Functions
我们计算协方差矩阵的许多观测估计的恒星质量函数的星系从$z=0$ $z\approx 4$，和一个估计的投影关联函数的星系分裂恒星质量在$z\lesssim 0.5$。所有的协方差矩阵包括由于大尺度结构的贡献，在集团和集群中发现的星系的偏好，和散粒噪声。这些协方差矩阵可用于约束模型的星系形成和星系晕连接。
2018-07-30 astro-ph.GA
Two generations in stellar complexes and associations in M 33 galaxy and their spatial correlation
结合本星系群巡天（Massey et al.2006）的深UBV测光和2MASS的JHK测光，研究了M33恒星复合体和星协的大质量恒星含量。两个基本群体（包括OB星和红超巨星）的区别，并讨论了它们在重建该星系的恒星形成过程中的应用。
2011-07-29 astro-ph.GA
Testing galaxy formation models with galaxy stellar mass functions
我们比较预测的一些经验模型和数值模拟的星系形成的条件恒星质量函数（CSMF）的星系群中的不同的质量最近获得的Lan等人。测试如何以及不同的模型容纳的数据。观测数据显然倾向于这样一种模型，即在低质量晕中恒星的形成以特征红移$z_c\sim 2$改变行为。也有初步的证据表明，这种特征性的红移取决于环境，在最终演化成丰富星系团的区域变成$z_c\sim 4$。约束模型被用来理解星系如何在暗物质晕中形成和演化，并对星系人口的其他统计性质进行预测，如高$z$星系的恒星质量函数，暗物质晕中的恒星形成和恒星质量组装历史。我们的模型预测与其他经验模型的比较表明，不同的模型可以做出截然不同的预测，即使所有这些模型都被调整到与观测到的星系恒星质量函数相匹配。
2016-10-09 astro-ph.GA
A catalogue of nuclear stellar velocity dispersions of nearby galaxies from H$α$ STIS spectra to constrain supermassive black hole masses
我们提出了新的测量核恒星速度色散$σ_{\ast}$的亚弧秒孔径附近的28个星系。我们的数据包括空间望远镜成像光谱仪（STIS）的长缝光谱与G750 M光栅中心的H $α$光谱范围。我们拟合的光谱使用一个图书馆的单恒星星族模型和高斯发射线，而在大多数情况下，从初始拟合G430 L STIS光谱的恒星族内容的约束。我们说明了这些$σ_{\ast}$测量可以是有用的约束质量$M_{\bullet}$的超大质量黑洞（SBHs）的透镜状星系NGC4435和NGC4459的情况下集中。这些都具有类似的地面半光半径恒星速度色散$σ_{\rm e}$值，但显着不同的$M_{\bullet}$从模拟其中央电离气体运动学，其中NGC 4435似乎主机显着undermassive SBH相比，预期从$M_{\bullet}-σ_{\rm e}$关系。对于这两个星系，我们建立金斯轴对称动力学模型，以匹配地面恒星运动学与SAURON积分场摄谱仪，包括SBH与$M_{\bullet}$值预测的$M_{\bullet}-σ_{\rm e}$关系和使用高分辨率的HST图像与先进的相机进行调查，以构建恒星质量模型。通过模拟HST观察条件，我们使用此类参考模型来预测核$σ_{\ast}$值。虽然这与我们对NGC 4459的核$σ_{\ast}$测量结果一致，但对于NGC 4435，观测到的$σ_{\ast}$明显小…
2018-11-07 astro-ph.GA
New axes for the fundamental plane
我们认为，在椭圆星系中观察到的恒星速度色散是一个很好的代理晕速度色散。由于暗物质晕几乎完全由单一尺度参数表征，恒星速度色散告诉我们暗物质晕的维里半径和暗物质晕内的质量。这允许无量纲的恒星质量和有效半径轴的恒星质量基本平面的维里半径和晕质量，分别。
2015-11-16 astro-ph.GA
The Maybe Stream: A Possible Cold Stellar Stream in the Ultra-Diffuse Galaxy NGC1052-DF2
我们报告了超弥漫星系NGC 1052-DF 2中冷恒星流的初步证据。如果得到证实，这条星流（我们称之为“可能星流”）将是第一个在本星系群之外探测到的冷恒星流。候选溪流非常狭窄，并且具有不寻常且高度弯曲的形状。
2018-04-30 astro-ph.GA
The Triangulum Extended (TREX) Survey: The Stellar Disk Dynamics of M33 as a Function of Stellar Age
三角座星系，M33，是一个低质量，相对不受干扰的螺旋星系，提供了一个新的制度，在其中测试模型的动态加热。尽管距离很近，但M33的动力加热历史还没有得到很好的约束。在这项工作中，我们提出了TREX调查，最大的恒星光谱调查整个磁盘的M33。我们提出了恒星盘运动学作为年龄的函数来研究M33过去和正在进行的动力学加热。我们测量了大约4,500颗盘星的视线速度。使用一个子集，我们使用哈勃太空望远镜和加拿大-法国-夏威夷望远镜光度表将恒星划分为广泛的年龄段：大质量主序星和氦燃烧星（~8000万年），中等质量渐近分支星（~1 Gyr）和低质量红巨星分支星（~4 Gyr）。我们比较恒星盘的动力学的气体使用现有的HI，CO，和Halpha运动学。我们发现，磁盘的M33有相对较低的速度色散（~16公里/秒），和不同的银河系和仙女座星系，有没有强烈的趋势，速度色散作为恒星年龄的函数。最年轻的盘星与最古老的盘星一样热，并且比大多数像M33的低质量模拟类似物的预测更热。年轻恒星的速度色散是高度结构化的，大的速度色散相当局部化。这种高速分散的原因是不明显的，从观察和模拟在这里。
2022-02-09 astro-ph.GA
Main Sequence Scatter is Real: The Joint Dependence of Galaxy Clustering on Star Formation and Stellar Mass
我们提出了新的测量集群的恒星质量完整的样本的$\sim40,000$ SDSS星系在$z\sim0.03$作为一个联合函数的恒星质量和特定的恒星形成率（sSFR）。我们的研究结果证实了Coil等人（2017）在$z\sim0.7$的发现：星系成团是固定恒星质量下sSFR比固定sSFR下恒星质量更强的函数。我们还发现，以上的恒星形成的主序列（SFMS）具有较高的sSFR的星系比SFMS以下的星系与较低的sSFR，在一个给定的恒星质量的集群。静止星系也有类似的趋势。这证实了主序列散射，以及静止序列内的散射，与大尺度宇宙密度场有物理联系。我们比较了产生的星系偏差与sSFR，以及相对偏差与sSFR比率，对于${0<z<1.2}$中的不同星系样本，以基于Behroozi等人的经验星系演化模型的模拟星系目录。这个模型适合PRIMUS和DEEP2聚类数据以及在中间红移，但协议与SDSS是不是很强。我们发现，增加星系SFR和晕吸积率之间的相关性在$z\sim0$的模型大大提高了与SDSS数据的一致性。模拟目录表明，在一个给定的恒星质量，中央星系的贡献很大程度上依赖于集群的sSFR和信号是不是简单的卫星星系分数与sSFR的差异的影响。我们的研究结果是高度限制星系演化模型，并表明恒星晕质量关系（SHMR）取决于sSFR。
2021-05-12 astro-ph.GA
The Dependence of Halo Mass on Galaxy Size at Fixed Stellar Mass Using Weak Lensing
恒星质量已经被证明与晕质量相关，具有不可忽略的散射。星系的恒星质量-大小和光度-大小关系也显示出在固定恒星质量下星系大小的显著分散。在恒星质量和星系颜色固定的情况下，晕的质量可能与星系的大小有关。星系-星系透镜效应使我们能够测量堆积星系样本的暗物质晕的平均质量。我们扩展了CFHTLenS目录中的星系的分析，通过拟合单一的Sérsic表面亮度分布的透镜星系，以恢复半光半径值，使我们能够确定晕质量透镜根据其大小。将我们的晕质量和大小与该恒星质量的基线进行比较，得到了在固定恒星质量下晕质量-星系大小关系的差分测量，定义为$M_{h}(M_{*}) \propto r_{\mathrm{eff}}^η(M_{*})$。我们发现，平均而言，我们的透镜星系有一个$η= 0.42\pm0.12$，即较大的星系生活在更大质量的暗物质晕。$η$在高质量发光红星系（LRGs）中最强。在流体动力学模拟这种关系的调查表明，在一个固定的$M_{*}$，卫星星系有一个更大的$η$和更大的分散在$M_{\mathrm{h}}$和$r_{\mathrm{eff}}$的关系相比，中央星系。
2017-07-16 astro-ph.GA
The Role of Bulge Formation in the Homogenization of Stellar Populations at $z\sim2$ as revealed by Internal Color Dispersion in CANDELS
我们使用宇宙大会近红外深河外遗产调查的数据，研究如何在星系的恒星星族的空间变化与星系的形成在$1.5 < z < 3.5$。我们使用内部色散（ICD），测量之间的休息帧紫外和光学波段，这是敏感的年龄（和尘埃衰减）的恒星星族的变化。ICD显示了与恒星质量和星系形态的关系。高ICD证明了星系中恒星星族变化最大的星系具有盘主导的形态（具有Sérsic指数$< 2$），恒星质量在$10 < \mathrm{Log~M/ M_\odot}< 11$之间。当恒星质量和/或Sérsic指数增加时，ICD会显著减小。通过研究ICD和其他星系属性之间的关系，包括大小，总颜色，恒星形成率和尘埃衰减，我们得出结论，最大的变化发生在星系中的光从新的，高恒星形成的团块对比老恒星盘人口。只有在特定恒星质量范围（$10 < \mathrm{Log~M/ M_\odot} < 11$）的星系中，在形成一个大的球状体之前，这个阶段才会达到一个峰值。相比之下，在较高或较低的恒星质量，和/或更高的Sérsic指数（$n > 2$）的星系表现出降低ICD值，这意味着更大的均匀性，他们的恒星星族。这表明，如果一个星系既有一个静止的凸起，又有一个恒星形成盘，这是典型的哈勃序列星系，这是最常见的恒星质量$10 < \mathrm{Log~M/M_\odot} < 11$，当凸起部分保持相对较小（$n<2$）。
2015-03-02 astro-ph.GA
The significant effects of stellar mass estimation on galaxy pair fractions
对星系对的数量和演化的测量存在差异。配对分数似乎是敏感的标准来选择配对分数和方法来分析调查数据。本文利用STEEL统计经验模型探讨了恒星质量估算与星系偶分数之间的联系。以前的结果发现，对分数是敏感的选择时，选择什么资格作为一对，例如光度或恒星质量的选择。我们发现，不同的估计恒星质量，如光度选择质光比或IMF的恒星质量函数的影响也显着影响派生的星系对分数。通过利用星系晕的联系，我们调查这些系统的对分数的影响。我们约束星系晕连接使用恒星质量晕质量关系的两个观测到的恒星质量函数，和插图TNG恒星质量函数。此外，我们还创建了一套玩具模型，其中恒星质量晕质量关系是手动改变的。对于每一个恒星质量晕质量关系的对分数，及其演变，产生。我们发现，高质量星系的数量密度的增强导致恒星质量晕质量关系的陡峭化，导致对分数的减少。我们认为，这是一个相当大的偏差，必须占比较对分数时的原因。
2020-01-16 astro-ph.GA
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
Satellite galaxies' drag on field stars in the Milky Way
利用GaiaEDR3观测资料，研究了伴星系周围银河系场星的速度色散。对速度色散与卫星星系距离的关系进行了拟合，发现速度色散的梯度与卫星星系的质量有关。利用数量级近似，拟合了卫星星系质量与引力拖曳引起的速度色散梯度之间的线性关系。虽然我们的结果是一个观测的定性结果，但它表明，在未来的观测中，可以得到更好的关系。
2022-06-11 astro-ph.GA
The SAMI Galaxy Survey: the difference between ionised gas and stellar velocity dispersions
我们调查的平均本地测量的电离气体（$σ_{\rm gas}$）和恒星（$σ_*$）的1090星系的恒星质量$\log\,(M_*/M_{\odot}) \geq 9.5$从SAMI星系巡天的速度色散。对于恒星形成的星系，$σ_*$往往大于$σ_{\rm gas}$，这表明恒星通常比电离气体更热（不对称漂移）。$σ_{\rm gas}$和$σ_*$（$Δσ$）之间的差异与各种星系性质有关。我们建立了最强的相关性的$Δσ$是与光束涂抹，膨胀$σ_{\rm gas}$超过$σ_*$，介绍了依赖于$Δσ$的有效半径相对于点扩散函数和速度梯度。第二强的相关性是与活动星系核（AGN）（或演化的恒星）的电离气体排放的贡献，这意味着气体的速度色散强烈影响的电源。相比之下，使用从积分谱（$σ_{\rm aper}$）测量的速度分散导致基于孔径的$Δσ$（$Δσ_{\rm aper}$）和电源之间的较小相关性。这表明活动星系核（或老恒星）动态地加热气体，而不会导致明显偏离动态平衡。虽然$Δσ_{\rm aper}$的变化比$Δσ$小得多，但仍然检测到$Δσ_{\rm aper}$和气体速度梯度之间的相关性，这意味着由恒星和电离气体速度色散导出的动力学质量存在小的偏差。
2022-02-21 astro-ph.GA
The Evolution of Stellar Velocity Dispersion During Dissipationless Galaxy Mergers
利用N体模拟方法研究了星系无耗散双星合并过程中中心恒星速度色散σ的详细演化。恒星速度色散是使用普通质量加权法以及为模拟观测者使用的技术而设计的通量加权法测量的。为了研究粉尘衰减对σ测量的影响，提出了一种粉尘衰减模型。我们发现，有三个主要阶段的演变σ在这样的合并：振荡，相混合，和动力学平衡。在振荡阶段，σ经历频率增加的阻尼振荡。振荡阶段之后是相位混合阶段，在相位混合阶段期间，σ的变化幅度比振荡阶段更小且更混沌。在达到动态平衡时，σ呈现稳定值。我们使用我们的数据，在合并过程中的σ的演变，以表征在非静态系统中的σ测量固有的散射。特别是，我们发现，在合并过程中，σ不会下降到其最终静态值的70%以下，也不会超过其最终静态值的200%，并且在这样一个系统中，σ的随机测量更有可能落在平衡值附近，而不是极值附近。我们的尘埃衰减玩具模型表明，尘埃可以系统地减少观测测量的σ和增加散射σ测量。
2012-01-22 astro-ph.GA
Young stellar groups in M 33 galaxy: delineation and main parameters
通过使用来自本星系群巡天（Massey et al. 2006）的M 33中的深UBVRI恒星CCD测光，重新讨论了恒星协联的典型尺寸（不）存在的问题。我们比较了“经典OB协会”（伊万诺夫1991年）的轮廓与恒星群，通过一个客观的方法来确定当地的恒星密度和划定。测定了一些恒星群的大小、形状和密度等主要参数。
2011-07-29 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
