WISDOM Project - I: Black Hole Mass Measurement Using Molecular Gas Kinematics in NGC 3665
作为暗天体质量毫米波干涉巡天（WISDOM）项目的一部分，我们对邻近快旋早型星系NGC 3665中的超大质量黑洞（SMBH）的质量进行了估算。我们获得了毫米天文学研究组合阵列（CARMA）B和C阵列观测的$^{12}$ CO $(J=2-1)$发射线与$0".59$的组合角分辨率。我们分析并模拟了三维分子气体运动学，获得了最佳拟合SMBH质量$M_{\rm BH}=5.75^{+1.49}_{-1.18} \times 10^{8}$ $M_{\odot}$、$H$带$(M/L)_{H}=1.45\pm0.04$的质光比$(M/L)_{\odot, H}$以及描述分子气体盘几何形状的其他参数（统计误差，均为$3σ$置信度）。我们估计恒星$M/L$的系统不确定度为$\approx0.2$ $(M/L)_{\odot, H}$，SMBH的质量为$\approx0.4\times10^{8}$ $M_{\odot}$。测量的SMBH质量与最新的星系特性相关性估计的一致。在前人工作的基础上，我们还利用长轴位置-速度图对机器人的运动学进行了分析和建模，得出了两种方法是一致的结论。
2017-03-21 astro-ph.GA
The BaLROG project - I. Quantifying the influence of bars on the kinematics of nearby galaxies
我们提出了16个形态上不同的棒旋星系的BaLROG（低红移光学星系中的棒）样本，以观测到棒对邻近星系的影响。每个星系都是使用IFU光谱仪SAURON观察到的几个点的马赛克，与正在进行的IFU调查相比，空间分辨率提高了十倍（约100 pc）。在本文中，我们专注于运动学性质。我们使用3.6 μm Spitzer（S4 G）图像通过经典扭矩分析计算杆强度Qb，但也开发了一种仅基于运动学的新方法。发现两个测量值之间的相关性，并通过N体模拟进行备份，验证Qb的测量值。我们发现，酒吧从电离气体运动学的强度是2.5大于恒星运动学测量的，更强的酒吧有增强的内部运动学特征的影响。我们检测到恒星角动量在0.2 $\pm$ 0.1巴长处“下降”，并且我们的样本的一半在这些中心部分表现出h3 -恒星速度（v/σ）的反相关。随着棒强度的增加，恒星σ梯度的变平支持棒诱导轨道混合的概念。这些测量设置的空间尺度上的重要限制，即在中心区域（0.1-0.5酒吧长度），揭示了由于酒吧驱动的长期演变在当今星系的运动学签名的影响越来越大。
2015-04-29 astro-ph.GA
Stellar Kinematics and Structural Properties of Virgo Cluster Dwarf Early-Type Galaxies from the SMAKCED Project II. The Survey and a Systematic Analysis of Kinematic Anomalies and Asymmetries
我们提出了空间分辨运动学和全球恒星星族和质量-光比的样本39矮早型（dE）星系的室女星系团研究的一部分，SMAKCED恒星吸收线光谱和成像调查。在绝对星等-19.0 < M_r <-16.0范围内，该样本代表了早期星群。对于每个dE，我们测量旋转曲线和速度色散曲线，并将解析函数拟合到旋转曲线。我们研究了旋转曲线偏离最佳拟合解析函数（拟合差）和旋转曲线接近侧和后退侧之间的差异（不对称）的意义。我们发现，62 +/-8%（39个中的23个）的dE在其旋转曲线中具有显著的异常。对图像的分析揭示了大多数星系的光度异常。然而，光度异常和运动学异常的重要性之间没有明确的相关性。我们测量年龄敏感和金属敏感的利克光谱指数，并找到了广泛的年龄和金属。我们还发现，4 dEs的发射部分填充在巴耳末吸收线。最后，我们估计的总质量和暗物质分数的dEs。它们的中位总质量和暗物质分数在Re范围内，log Me = 9.1 +/- 0.2，f_DM = 46 +/-18%。我们绘制了几个标度关系，并表明，dEs似乎是大规模的早型和矮球状星系之间的桥梁。
2014-10-06 astro-ph.GA
On the Edge: the relation between stellar and dark matter haloes of Milky Way-mass galaxies
利用APOSTLE宇宙流体动力学模拟研究了类银河系中吸积恒星晕和暗物质晕的形成。我们表明，恒星晕主要是由从少数大质量矮星剥离的恒星组成的，其中大多数都被今天的破坏。另一方面，暗物质晕主要由小的未分辨的次晕（$\lesssim 10^6$ M $_{\odot}$）和一个由从未与次晕结合的粒子组成的"光滑“成分组成。尽管存在这些差异，构成恒星晕大部分的大质量矮星也贡献了相当大一部分的暗物质。从这些矮星上剥离下来的恒星和暗物质通过它们的运动学联系在一起，这在晕的相空间结构中留下了印记。我们研究了恒星相空间中焦散线等特征的位置与暗晕特性之间的关系。我们表明，“边缘”的恒星晕是一个探针的暗物质晕质量和组装历史。银河系质量星系的边缘在表面亮度为$^{-2}$ 31-36等角秒时应该是可见的。
2023-02-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Kinematic signatures of nuclear discs and bar-driven secular evolution in nearby galaxies of the MUSE TIMER project
盘状星系的中心区域为主导其形成和演化的过程提供了线索。TIMER项目获得了21个附近大质量棒星系内部几千秒差距的高信噪比和空间分辨率积分场光谱数据，从而能够以前所未有的空间分辨率研究恒星运动学。我们确认酒吧对恒星运动学的影响的理论预测，并通过运动学签名在轻度和中度倾斜的星系中识别框/花生，找到一个下限的分数大规模的酒吧星系框/花生在~ 62%。此外，我们提供了运动学证据的酒吧，框/花生和酒吧之间的连接。我们在19个星系中建立了核盘的存在，并表明它们的运动学特征是低压支持的近圆形轨道，并且与其形成的酒吧驱动的长期演化图片是一致的。事实上，我们表明，这些核盘，在他们占主导地位的区域，比基本的主星系盘更大的旋转支持。我们定义了一个运动学半径的核盘，并表明，它涉及到酒吧半径，椭圆度和强度，酒吧总比。比较我们的结果与光度研究，我们发现，国家的最先进的星系图像分解是能够辨别核盘从经典的凸起，如果所采用的图像有足够的物理空间分辨率。事实上，我们表明，核盘通常被确定在这样的图像分解光度凸起（近）指数分布。然而，我们发现，存在的复合凸起（星系托管的经典凸起和核盘），往往可以忽略在研究的基础上测光单独，并建议一个更严格的阈值Sersic指数，以确定星系与纯经典凸起。
2020-09-03 astro-ph.GA
The Fornax 3D project: Globular clusters tracing kinematics and metallicities
球状星团（GCs）在大质量星系中随处可见，由于其古老的年龄，它们被认为是星系演化的化石记录。GC系统的光谱研究通常局限于星系的外围，在那里GC在星系背景中脱颖而出，并作为星系组装的明亮示踪剂。在这项工作中，我们使用的多单元探测器摄谱仪（MUSE）的能力，以提取光谱样本的722 GC的内部区域（$\lesssim 3 R_\text{eff}$）的32个星系的天炉座星系团。这些星系是作为Fornax 3D项目的一部分被观测到的，这是一项MUSE调查，目标是Fornax维里半径内的早期和晚期星系。在考虑了GC光谱中的星系背景后，我们提取了238个GC子样本的视线速度并确定了金属丰度。我们发现GC系统内的旋转的签名，并比较GC运动学和恒星的身体表明，GC跟踪星系的球体。虽然红色GC被证明密切遵循宿主星系的金属丰度分布，但蓝色GC显示金属丰度分布很广，但它们通常比宿主星系更贫金属。
2020-05-13 astro-ph.GA
Stellar Kinematics and Structural Properties of Virgo Cluster Dwarf Early-Type Galaxies from the SMAKCED Project III. Rotation versus Pressure Support
本文分析了室女星系团中39个矮早型星系的恒星运动学。根据恒星的角动量λ_e和椭圆率，我们得到了11个慢旋子和28个快旋子。在室女星系团外围的快速旋转体比星系团内部的快速旋转体旋转得快得多。此外，11个慢旋星系中有10个位于星系团的内3度（D <1Mpc）。快速旋转体包含在高通滤波的光学图像中可见的微妙的盘状结构，而慢速旋转体不表现出这些结构。此外，其中两个dE具有运动学解耦的核心，另外四个具有部分填充在巴耳末吸收线中的发射。这些性质表明，室女星系团dEs可能起源于晚型恒星形成星系，这些星系在进入星系团后被环境改造。λ_e与星系团中心距离的相关性可以用这样一种情况来解释：低光度恒星形成星系落入星系团后，气体迅速被冲压力剥离，虽然部分气体保留在星系团的核心，但恒星形成过程被淬灭，而恒星运动学得以保留。在星系团中呆了很长一段时间并经过几次中心后，星系被加热并转化为缓慢旋转的dEs。
2014-10-06 astro-ph.GA
The Fornax3D project: Tracing the assembly history of the cluster from the kinematic and line-strength maps
用甚大望远镜上的多单元光谱探测器对天炉座星系团维里半径内的31个最亮星系（mB < 15等）进行了从中心到外围的观测。这些观测提供了详细的高分辨率的视线运动学和线强度的恒星和电离气体达到2-3 Re的21个早型星系和1-2 Re的10个晚型星系的地图。大多数星系都是规则的旋转体，其中八个拥有运动学上不同的核心。只有两个星系是缓慢旋转的。平均年龄，总金属丰度，和[Mg/Fe]丰度比在明亮的中心区域内0.5 Re和在星系外围。在13个星系中检测到了扩展发射线气体，其中大多数是具有广泛恒星形成的晚型天体。测量的结构特性进行了分析有关的星系的位置在投影相空间的集群。这表明，天炉座星系团似乎由维里半径内的三个主要星系群组成：旧的核心;一个星系团，它与当地的大尺度结构对齐，并在核心形成后不久被吸积;以及一个最近落入的星系群。
2019-06-19 astro-ph.GA
SDSS-IV MaNGA: Kinematic Asymmetry as An Indicator of Galaxy Interaction in Paired Galaxies
星系间的相互作用被认为是星系特殊性的主要来源，它不仅影响星系的形态，而且影响星系的运动学。这些扰动和不对称的特征是星系相互作用的标志。我们研究了SDSS-IV MaNGA IFU巡天中成对星系电离气体的速度场。使用kinempertum软件包，我们拟合电离气体的速度场来量化运动不对称的程度。我们发现，即使当成对成员的投影距离很大（dp~100 kpc）时，运动不对称性很高的星系对的恒星形成率（SFR）也显著提高。相反，对于运动不对称性较低的成对星系，即使它们的投影距离很小（dp < 30 kpc），也没有发现显著的SFR增强。此外，我们还发现，在密偶星系中（dp < 30 kpc），运动学不对称性高的星系所占的比例远高于dp较大的星系，这很好地解释了密偶星系SFR显著增强的早期统计结果。我们的新发现表明，运动学不对称性是星系-星系相互作用强度的一个很好的指标，这有助于我们更好地理解所观察到的星系对的合并阶段。
2020-03-05 astro-ph.GA
The Keck Baryonic Structure Survey: Using foreground/background galaxy pairs to trace the structure and kinematics of circumgalactic neutral hydrogen at $z \sim 2$
我们提出了新的测量中性氢的空间分布和运动学的环星系和星系际介质周围的恒星形成星系在z ~ 2。利用<z>来自凯克重子结构巡天（KBSS）的~ 3000个红移+/- 0.4的星系的光谱，我们收集了一个超过20万个不同的前景-背景对的样本，投影角间距为3 - 500角秒，光谱红移为< $z_{fg}$ >= 2.23和< $z_{bg}$ >= 2.57。用视线和前景星系的集合来构造一个相对于星系际平均值的平均过剩Ly $α$光学深度的2D图，它是投影的银河系中心距离（20 < $D_{tran}$ /pkpc < 4000）和视线速度的函数。我们提供的信息的视线运动H I气体作为投影距离$D_{tran}$的函数。我们比较宇宙放大模拟的地图，发现它们之间的定性协议。一个简单的两个组件（吸积，外流）的分析模型一般再现所观察到的视线运动学和投影的空间分布的H I。最佳拟合模型表明，初速度$v_{out}$ ~ 600 km/s的星系尺度外流主导了$D_{tran}$ ~ 50 kpc的环星系H I的运动学，而$D_{tran}$ > 100 kpc的H I则由特征$v_{in}$ < $v_c$的入流主导，其中$v_c$是主晕（$M_h$ ~ $10^{12} M_\odot$）的圆速度。在碰撞参数范围80 < $D_{tran}$ /pkpc < 2…
2020-09-10 astro-ph.GA
Properties of Local Group galaxies in hydrodynamical simulations of sterile neutrino dark matter cosmologies
我们研究星系形成的不育中微子暗物质模型，显着不同，从寒冷的和“温暖的热遗迹”模型。我们使用EAGLE代码进行流体动力学模拟的星系对选择类似于本地集团的演变，作为APOSTLE模拟项目的一部分。我们比较冷暗物质（CDM）与两个无菌中微子模型与7千电子伏的质量：一个，最温暖的所有模型中的这个质量（LA 120）和其他，一个相对较冷的情况下（LA 10）。我们表明，较低浓度的无菌中微子subhalos相比，他们的CDM同行推断内部暗物质的内容，如天炉座星系（或麦哲伦云）的异常值少的无菌中微子宇宙学。在星系数计数方面，当考虑到晕到晕（或“模拟到模拟”）的散射时，LA10模拟与CDM是无法区分的。为了使LA120模型与本星系群矮星系的数量相匹配，形成星系所需的低质量晕的比例比EAGLE模拟预测的要高。随着对本星系群星系的普查接近完成，这一群体可能会提供一个强有力的区分冷和暖暗物质模型。
2017-08-22 astro-ph.GA
The MBHBM* Project -- I: Measurement of the Central Black Hole Mass in Dwarf Galaxy NGC 3504 Using Molecular Gas Kinematics
作为测量银河系下的黑洞（$M_{\star}$）质量星系（MBHBM $_{\star}$）计划的一部分，我们首次测量了附近双棒螺旋星系NGC 3504中超大质量黑洞的质量.我们的分析是基于阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）周期5观测的${\rm ^{12}CO(2-1)}$发射线。NGC 3504有一个环核气盘（CND），它有一个相对高速的色散30 \kms。我们的CND动力学模型给出了$M_{\rm BH}=1.02^{+0.18}_{-0.15}\times10^7$ \Msun的\Mbh ~和\ml $_{\rm H}=0.66^{+1.44}_{-0.65}$的$H$ -带的质光比（\Msun / \Lsun）。这个黑洞（BH）质量与BH-星系标度关系是一致的。我们还检测到一个中央缺陷的${\rm ^{12}CO(2-1)}$集成的强度地图与直径为2.7 pc的假定位置的SMBH。然而，这个洞是由致密气体示踪剂${\rm CS(5-4)}$填充的，它在三个低速度分辨率连续光谱仪中的一个中发现的星系中心达到峰值。${\rm CS(5-4)}$线与CND内的${\rm ^{12}CO(2-1)}$线具有相同的运动学，这表明它也是测量NGC 3504中心\Mbh ~的替代转换，由于其中心化，可能比目前常用的${\rm ^{12}CO(2-1)}$更准确。
2019-02-11 astro-ph.GA
WISDOM Project -- XIX. Figures of merit for supermassive black hole mass measurements using molecular gas and/or megamaser kinematics
本文提出三种归一化半径度量，系统比较分子气体与巨脉泽运动学测量超大质量黑洞质量所探测的物理尺度，证明ALMA最扩展构型观测可达到与巨脉泽相当的测量精度。
2024-04-29 astro-ph.GA
The M4 Core Project with HST - IV. Internal Kinematics from Accurate Radial Velocities of 2771 Cluster Members
本文详细研究了银河系球状星团M4（NGC 6121）的内部运动学，从红巨星支上部到主序星共2771颗恒星的7250个光谱中，计算了它们的视向速度。我们描述了新的方法来确定从白天校准的波长解决方案，并确定径向速度漂移之间可能发生的校准和科学观测时，观察与GIRAFFE摄谱仪在VLT。比较了两种确定径向速度的方法，定性描述了它们相对于其他常用算法的优点，提出了一种从光纤光谱仪获得的光谱中去除天空影响，进一步提高径向速度精度的新方法。星团的平均径向速度为$\langle v \rangle = 71.08 \pm 0.08$ km s $^{-1}$，平均色散为$μ_{v_c} = 3.97$ km s $^{-1}$。使用相同的数据集和相同的统计方法，以前的分析，20个额外的二进制候选人，共87个候选人。提出了一种新的确定内部径向速度分散度作为集群距离的函数，导致分散$4.5$公里的$^{-1}$内2 $^{\prime}$从集群中心和稳步向外减少。我们在统计上证实了小幅度的集群旋转，在过去的几位作者的建议。这种新的分析代表了一个显着的改进，相对于以前的结果在文献中，并提供了一个基本的观测输入集群动力学的建模。
2015-09-16 astro-ph.GA
WISDOM project -- XVIII. Molecular gas distributions and kinematics of three megamaser galaxies
University of Oxford（牛津大学）；Yonsei University（延世大学）；Universität Hamburg（汉堡大学）；Cardiff University（卡迪夫大学）；Princeton University（普林斯顿大学）；SOKENDAI（综合研究大学院大学）
研究通过观测三颗巨maser星系的分子气体分布和动力学，探讨其与超大质量黑洞质量测量的关联，并发现气体扰动可能与巨maser存在相关。
2026-02-17 astro-ph.GA
Kinematics and Mass Distributions for Non-Spherical Deprojected Sérsic Density Profiles and Applications to Multi-Component Galactic Systems
利用运动学来分解星系的质量分布，包括暗物质的贡献，通常需要基于辅助信息的重子质量分布的参数化。一个这样的模型选择是一个deprojected Sérsic剖面与假设的内在几何。扁平的、去投影的Sérsic模型以前曾被应用于局部恒星形成星系（SFG）中的扁平凸起，但也可以用来描述遥远SFG中的厚湍流盘。在这里，我们扩展了以前的工作，推导出密度（$ρ$）和圆速度（$v_{\rm circ}$）曲线，另外计算的球形封闭的三维质量配置文件（$M_{\rm sph}$）。使用这些配置文件，我们比较了投影和三维质量分布，量化投影和三维半质量半径（$R_{\rm e}; r_{\rm 1/2,mass,3D}$）之间的差异，并提出与$v_{\rm circ}(R)$和$M_{\rm sph}(<r=R)$或$M_{\rm tot}$相关的维里系数。然后，我们量化多组分系统，特别是暗物质分数的质量分数估计之间的差异，并考虑测量暗物质分数在投影与三维半质量半径的复合效应。虽然分数估计只产生微小的差异，使用不同的孔径半径定义可以强烈影响推断的暗物质分数。由于压力支持是重要的气体运动学分析（特别是在高红移），我们还计算了自洽的压力支持校正配置文件，一般预测压力支持比自引力盘的情况下。这些结果之间的比较模拟和观测测量，并在高红移SFG运动学的解释的影响。一组预先计算的表和计算配置文件的代码是公开的。[摘要…
2022-07-13 astro-ph.GA
The SDSS-V Black Hole Mapper Reverberation Mapping Project: A Kinematically Variable Broad-Line Region and Consequences for Masses of Luminous Quasars
本研究通过速度分辨反响映射分析超变类星体RM160，发现其宽线区运动学在不同亮度状态间变化且不遵循恒定维里积，提示非维里运动对谱线轮廓有显著贡献，需谨慎估计高光度类星体的黑洞质量。
2024-09-18 astro-ph.GA
The Megamaser Cosmology Project. XII. VLBI Imaging of H$_{2}$O Maser Emission in Three Active Galaxies and the Effect of AGN Winds on Disk Dynamics
我们目前的VLBI图像和运动学的水脉泽发射在三个活跃的星系：NGC 5728，Mrk 1，和IRAS 08452-0011。IRAS 08452-0011是一个三峰的H2O超脉泽，与开普勒旋转盘一致，表明黑洞质量为（3.3+/-0.2 x10 ^7 M_sun。NGC 5728和Mrk 1显示双峰光谱和VLBI成像揭示了复杂的气体运动学，这不允许一个强大的确定黑洞质量。这两个系统要么是受活动星系核风扰动的气盘，要么是外流的一部分。我们发现，扰动的形态学和运动学是一个普遍存在的特点，所有双峰脉泽系统，这意味着这些脉泽源可能居住在环境中活动星系核风是突出的在1 pc尺度，并有显着的影响脉泽气体。这样的活动星系核倾向于具有黑洞质量M_BH <8 × 10^6 M_sun和爱丁顿比λ_Edd >~ 0.1，而三峰巨脉泽则表现出相反的趋势。
2020-07-27 astro-ph.GA
Kinematics and Mass Modeling of Messier 33: Halpha observations
作为一个长期项目的一部分，重新审视本星系群的大型盘星系的运动学和动力学，我们提出了第一个深，宽视场（42' x 56'）的3D光谱调查的电离气体盘的梅西耶33。法布里-珀罗干涉测量法已被用于绘制其哈分布和运动学，其角分辨率（<3“）和分辨率（12600）是前所未有的，使用的是梅冈蒂克山天文台的1.6米望远镜。电离气体的分布遵循复杂的大尺度螺旋结构，这与已知的中性和分子气体盘的螺旋结构一致。对速度场的运动学分析表明，Ha盘的旋转中心与测光中心的距离为170 pc（天空投影距离），运动学长轴位置角和盘倾角与测光值非常吻合。在0 < R < 6.5 kpc时，Ha旋转曲线与HI旋转曲线非常吻合，但在R > 6.5 kpc时，Ha速度要高出10-20 km/s。造成这种差异的原因尚不清楚。速度色散曲线在16 km/s附近相对平坦，这是附近恒星形成星系盘速度色散的低端。一个很强的关系也被发现之间的哈速度色散和哈强度。质量模型是使用哈旋转曲线获得的，但是正如预期的那样，暗物质晕的参数并没有得到很好的约束，因为旋光曲线只延伸到8 kpc。
2015-03-09 astro-ph.GA
Photometric and Kinematic Misalignments and Their Evolution Among Fast and Slow Rotators in the Illustris Simulation
我们使用的Illustris模拟研究的椭圆度和运动失调的星系投影的分布，以及模拟星系的内在形状和旋转。我们的结果的星系投影显示出明显的趋势，整体增加的运动失调和略有下降的椭圆度的快速旋转与质量增加，而揭示不同质量的慢旋转之间没有明显的区别。它也被发现，非常慢的旋转与大的椭圆率的数量是远远大于发现在观测。然后分析了星系的内在性质。对星系内禀形状的计算结果与以前的观测结果基本一致。星系的内禀失准分布表明，某些由Illustris产生的星系有明显的绕中轴旋转。进一步的分析显示，这些星系中的大多数都显示出非平衡的迹象。然后，我们研究了三个特定的Illustris星系的内在错位和形状的演化，我们认为它们是典型的，沿着它们合并树的主要祖先线，揭示了合并如何影响内在形状和运动学：自旋轴通常保持接近最短轴，并且在大扰动之后，在星系的几个动力学时间内倾向于快速弛豫到这样的平衡态;三轴度和固有平坦度通常随时间减小，然而，有时会出现明显与主要合并事件相关的增加。
2019-08-03 astro-ph.GA
The MBHBM$^{\star}$ Project -- II. Molecular Gas Kinematics in the Lenticular Galaxy NGC 3593 Reveal a Supermassive Black Hole
作为测量银河系质量以下星系中的黑洞（M $^\star$）计划（MBHBM $^\star$）的一部分，我们利用阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）在$\approx0''.3$（$\approx10$ pc）角分辨率下观测到的冷分子气体$^{12}$ CO（2 - 1）辐射，对附近透镜星系NGC 3593中的超大质量黑洞（SMBH）质量进行了动态测量.我们的ALMA观测揭示了一个环核分子气体盘（CND）沿星系主轴拉长，并围绕SMBH旋转。使用动力学建模，分子气体运动学允许我们推断SMBH质量$M_{\rm BH}=2.40_{-1.05}^{+1.87}\times10^6$ M $_\odot$（仅在$3σ$水平的统计不确定性）。我们还探测到一个质量为$M_{\rm CMC}=(5.4\pm1.2)\times10^6$ M $_\odot$和有效（半质量）半径为$r_{\rm CMC,e}=11.2\pm2.8$ pc的冷分子气体（CMC）的巨大核心，与质量为$M_{\rm NSC}=(1.67\pm0.48)\times10^7$ M $_\odot$和有效半径为$r_{\rm NSC,e}=5.0\pm1.0$~pc（或$0''.15\pm0''.03$）的核星团（NSC）共空间。CMC和NSC的质量分布由具有指数$1-1.4$的Sérsic函数很好地描述。我们对NG…
2021-10-16 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
Kinematics and Metallicity of Red Giant Branch Stars in the Northeast Shelf of M31
我们获得了556颗红巨星分支星的Keck/DEIMOS光谱，它们分布在M31东北（NE）架上的4个光谱场，横跨$13-31$投影的kpc。我们提出了一个完整的楔形图案的第一次检测在空间中的投影M31中心的径向距离与视线速度为这个功能，其中包括返回流组件的货架。这种楔形图案同意在径向合并形成的潮汐壳的预期，并提供了强有力的证据，有利于预测的巨型恒星流（GSS）的形成模型中，东北货架起源于第二轨道包裹的潮汐碎片。观察到的同心楔形图案的东北，西（W），东南（SE）货架证实了这种解释独立的模型。我们没有检测到一个完整的祖核心，有利于GSS形成模型中的祖完全中断在NE货架区域的运动学签名。大陆架的光度金属丰度分布意味着它主要是潮汐物质，而不是相位混合的恒星晕或磁盘。金属丰度分布（[Fe/H] $_{\rm phot}$ = $-0.42$ $\pm$ $0.01$）也与GSS相匹配，因此与W和SE陆架相匹配，进一步支持潮汐特征之间的直接物理关联。
2022-03-30 astro-ph.GA
TDCOSMO XXII: Triaxiality and projection effects in time-delay cosmography
针对时间延迟宇宙学中质量片简并约束受三轴性、投影效应干扰的问题，本文通过数值模拟结合JAM建模量化不同假设下的偏差与不确定度，为无偏估计$H_0$提供最优模型参考。
2025-11-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Kinematics of Outer Halo Globular Clusters in M31
本文首次对本星系群M31的远外晕球状星团（GC）进行了运动学分析。我们的样本包含53个物体，投影半径为~20-130 kpc，其中44个没有以前的光谱信息。投影半径大于30 kpc的GC表现出围绕M31短轴的净旋转，与内部GC相同，尽管振幅较小，为79 +/-19 km/s。完整晕GC样品的旋转校正速度色散为106 +/-12 km/s，我们观察到随着投影半径的增加而减小。我们发现了令人信服的证据，运动学的连贯性之间的GC项目顶部的晕子结构，包括一个明确的签名的下落GC躺在沿西北流。使用示踪质量估计器，我们估计M31在200 kpc内的动力学质量为M_M31 =（1.2-1.5）+/- 0.2 x 10^12 M_sun。该值高度依赖于所选模型和其中的假设。
2013-03-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Stellar Kinematics and Structural Properties of Virgo Cluster Dwarf Early-Type Galaxies from the SMAKCED Project. I. Kinematically Decoupled Cores and Implications for Infallen Groups in Clusters
我们提出的证据运动解耦核心（KDC）在两个矮早型（dE）星系的室女星系团，VCC 1183和VCC 1453，研究的一部分SMAKCED恒星吸收线光谱和成像调查。这些KDC的半径分别为1.8“（0.14 kpc）和4.2”（0.33 kpc）。这些KDC中的每一个都在两个方面与其宿主星系的主体不同：（1）旋转方向相反;（2）更年轻（可能更富含金属）的恒星星族。观测到的恒星星族差异可能与KDC有关，尽管我们不能排除宿主星系中存在内在径向梯度的可能性。我们描述了一种统计分析方法来检测，量化的意义，并在长缝旋转曲线数据的特征KDC。我们将这种方法应用到本文中提出的两个dE星系和其他五个dE的KDC已在文献中报道。在这7个dE中，有4个显著的KDC，2个边缘的KDC，还有1个dE的中心运动异常可能是非对称的KDC. KDC的出现频率及其性质对宿主星系的形成历史提供了重要的制约.我们讨论了不同的形成方案，这些KDC在集群环境中，发现矮-矮湿合并或气体吸积可以解释这些KDC的属性。这两种机制都要求祖先有一个相对速度较低的近伴。这表明，KDC是在一个贫穷的群体环境中或孤立的星系对中形成的，这些星系对随后进入星团淬灭了恒星的形成。
2014-01-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
NIHAO XX: The impact of the star formation threshold on the cusp-core transformation of cold dark matter haloes
我们利用NIHAO计划的宇宙学流体动力学星系形成模拟研究了恒星形成阈值对暗物质（DM）晕对重子过程响应的影响。在恒星质量在$10^{7.5} < M_{star} < 10^{9.5} M_{\odot}$范围内的星系中，基准NIHAO阈值$n=10\, {\rm cm}^{-3}$导致DM晕的强烈膨胀。我们发现，较低的阈值，如$n=0.1$（采用的EAGLE/APOSTLE和Illustris/AURIGA项目）不会导致显着的晕扩张在任何质量规模。由超新星反馈驱动的晕膨胀需要局部气体分数在亚动力学时间上的显著波动（即，<5000万年在星系半光半径），这本身是由恒星形成率的变化造成的。在百分之一的维里半径，模拟与$n=10$有气体分数的$\simeq 0.2$和变化的$\simeq 0.1$，而$n=0.1$模拟的数量级较低的气体分数，因此不扩大晕。观测到的矮星系DM圆速度与用$n=0.1$和$n=1$进行的CDM模拟结果不一致，但与$n=10$的结果相当一致。恒星的形成率是更高的$n$，较低的星系质量，当恒星的形成是在较短的时间尺度上测量的变量。例如，使用$n=10$的模拟在特定的恒星形成率中的散射比使用$n=0.1$的模拟高0.4倍。因此，在不久的将来，在观测上限制恒星形成的亚网格模型以及DM的性质应该是可能的。
2019-03-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Maximum likelihood estimation of local stellar kinematics
上下文恒星样本的平均速度和速度频散等运动学数据是研究银河系结构和演化的有用工具。然而，观测数据往往是不完整的（例如，缺少运动的径向分量）并且可能具有显著的观测误差。例如，盖亚观测到的大多数暗淡恒星将不会测量它们的径向速度。目标。我们的目标是制定和测试一个新的极大似然方法来估计运动学参数的局部恒星样本时，只有横向速度是已知的（从松弛和自行）。方法.使用合成生成的数据以及真实数据（基于日内瓦-哥本哈根调查）进行数值模拟，以研究该方法的统计特性（偏差，精度），并将其性能与Dehnen和Binney（1998）描述的更简单的“投影方法”进行比较。结果极大似然方法给出了更正确的估计的色散时，观测误差是重要的，并保证一个正定的色散矩阵，这是不总是得到与投影方法。可能的扩展和改进的方法进行了讨论。
2013-02-16 astro-ph.GA astro-ph.IM
CARMA Large Area Star Formation Survey: Project Overview with Analysis of Dense Gas Structure and Kinematics in Barnard 1
我们目前的CARMA大面积恒星形成调查（CLASSy）的细节，同时专注于巴纳德1的观测。CLASSy是CARMA的一个关键项目，它对英仙座和巨蛇座分子云的800平方角分以上的N2 H+、HCO+和HCN（J=1-0跃迁）进行光谱成像。观测的角分辨率接近7”，光谱分辨率接近0.16 km/s。我们拍摄了巴纳德1号约150平方角分的图像，主要集中在主核，B1山脊和西南部的团块。N2 H+显示出最强的发射，其形态类似于该地区的冷尘埃，而HCO+和HCN则追踪到主核心中原恒星集合的几个分子流出。我们确定了一系列的运动学复杂性，与N2 H+速度分散范围从~0.05-0.50公里/秒的整个领域。在3毫米同时连续映射揭示了六个紧凑的对象检测，其中三个是新的检测。采用一种新的非二元树状图算法分析了N2 H+位置-位置-速度（PPV）立方体中稠密气体的结构。树状图确定的结构的预计大小范围从约0.01-0.34 pc。使用这些结构的尺寸线宽关系表明，非热视线速度色散随投影尺寸的变化很弱，而质心速度的均方根变化随投影尺寸急剧上升。通过比较这些关系，我们提出巴纳德1中所有致密的气体结构都具有相当的天空深度，大约为0.1-0.2 pc;这表明分子云中过密的秒差距尺度区域更好地描述为扁平结构，而不是球形气体集合。用于Barnard 1分子发射的科学级PPV立方体可供下载。
2014-09-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Three Hundred Project: The stellar angular momentum evolution of cluster galaxies
利用THE THREE HUNDRED项目提供的324个数值模拟的星系团，我们研究了晕中恒星成分在首次坠落时的运动学性质的演化。我们选择在$z=0$的主星团晕的$3R_{200}$内具有M $_{\textrm{star}}>5\times10^{10} h^{-1}M_{\odot}$的天体，并跟踪它们的祖先。我们发现，虽然晕被剥夺了他们的暗物质和气体后，进入主集群晕，几乎没有改变，在他们的恒星运动学。对于我们的绝大多数“星系”-定义为形成我们样本的晕内发现的中心恒星组成部分-它们的运动学特性，如有序旋转的分数所描述的，以及它们在特定恒星角动量$-$恒星质量平面$j_{\rm star}$ - M $_{\rm star}$中的位置，大多数都没有受到中心宿主星系团的影响。然而，对于少数下落星系来说，恒星合并和与主星团中心附近的残余恒星核心相遇，特别是在近心点通过期间，能够通过$z=0$使其恒星成分旋转。
2021-05-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Reaching the boundary between stellar kinematic groups and very wide binaries. The Washington Double Stars with the widest angular separations
目标。我寻找和预测非常宽的双星和多个系统，预计物理分离大于s = 0.1 pc，这通常被认为是一个尖锐的上限分布宽binay半长轴。方法.我详细研究了30颗角距ρ> 1000角秒的华盛顿双星。我放弃了其中的23个，因为它们可能是基于不一致的天体测量学、光度学、光谱类型和径向速度的非束缚系统。对其余七个系统进行了全面的数据汇编和推导（多波长测光、日心距、多重性、年龄、质量、金属丰度、年轻运动学组成员）。结果在7个非常宽的星系中，有6个星系的物理分离大于假设的s = 0.1 pc的临界值，其中4个星系的分离大于s = 0.2 pc。虽然在年轻的运动群中有两个系统（即毕宿超星系团中的HD 136654和BD+32 2572，以及毕宿二运动群中的AU Mic和AT Mic AB），但在这些非常宽的双星中，年轻系统（τ < 1 Ga）并不明显。最后，我比较了这七个系统的结合能与其他领域的弱束缚系统。
2009-08-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
A JWST project on 47 Tucanae: kinematics, energy equipartition and anisotropy of multiple populations
本研究结合JWST等多波段数据，分析47 Tucanae球状星团多星族的运动学，发现2G恒星呈径向各向异性且能量均分程度更高，揭示了星族间的动力学差异。
2025-04-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Opacity, variability and kinematics of AGN jets
活动星系核喷流的同步自吸收表现为在高、低射频观测到的耀斑之间的时间延迟。它还负责观测喷流表观底部的大小和位置的频率依赖性变化，也就是用甚长基线干涉测量法（VLBI）检测到的核心移位效应。在不依赖多历元VLBI运动学分析的情况下，我们测量了11个射电活动星系核的时间延迟和核心位移，以估计其喷流的速度。利用高斯过程回归得到了15个$-$ 8 GHz总通量密度时间滞后，核位移值利用VLBI观测测量，并采用文献中的数据。一个很强的相关性被发现之间的表观核心移位和所观察到的时间延迟。我们估计的喷流速度是高于最快的VLBI组件的视速度的中位数系数为1.4。个别来源的系数范围为0.5至20。得到了喷流的多普勒因子、洛伦兹因子和观测角度，以及相应的从喷流底部到核心的去投影距离。结果支持的证据加速的喷流与批量运动洛伦兹因子$Γ\propto R^{0.52\pm0.03}$上的去投影尺度$R$为0.5 $-$ 500秒差距。
2019-03-25 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Carina Project. X. On the kinematics of old and intermediate-age stellar populations
我们提出了新的径向速度（RV）的测量老（水平分支）和中间年龄（红团）的船底座矮球体的恒星示踪剂。它们基于VIMOS在VLT收集的2，200多个低分辨率光谱。目标很微弱（20<V<21.5等），但在最微弱的极限下的精度<9公里/秒。这些数据与RV测量值进行了补充，RV测量值是基于在VLT使用FORS 2和FLAMES/GIRAFFE收集的光谱或文献中提供的光谱。我们最终得到了2748颗恒星的样本，其中1389颗是船底座候选恒星。我们发现，中间年龄的恒星组件显示出一个很好的定义围绕短轴旋转模式。与主RV峰相比，星系的西侧和东侧分别相差+5和-4 km s-1。老恒星的组成部分的特点是由一个较大的RV色散，并没有表现出RV模式的证据。我们将观察到的RV分布与围绕巨大MilkyWay星系的前盘状矮星系的N体模拟进行了比较（Lokas et al. 2015）。我们将模拟星系相对于长轴旋转60度，我们将观察者保持在矮星的轨道平面上，并提取了与观察到的恒星相似的恒星样本。观测到的和预测的Vrot/σ比值在整个中部地区是非常一致的。这些证据表明船底座是一个盘状矮星系，与银河系经历了几次强烈的潮汐相互作用。由于这些相互作用，船底座从盘状转变为长球体，旋转速度转变为随机运动。
2016-07-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dark matter annihilation radiation in hydrodynamic simulations of Milky Way haloes
我们得到的预测冷暗物质湮灭辐射的性质使用高分辨率的流体动力学放大宇宙学模拟银河系类星系（APOSTLE项目）进行的一部分，“演化和组装的银河系及其环境”（EAGLE）计划。模拟中的星系晕与暗物质探测研究中经常使用的“标准晕模型”中假设的星系晕具有显着不同的性质。星系的形成导致了暗物质晕的收缩，其密度分布在$r\approx1.5$ kpc和$r\approx10$ kpc之间形成了比Navarro-Frenk-White（NFW）分布更陡的斜率。在较小的半径（$r\lesssim1.5$ kpc）下，晕的斜率比NFW更平坦。这个意想不到的功能可能是特定于我们的特定选择的次网格物理模型，但尽管如此，暗物质密度分布在30%内同意的质量分辨率增加了150倍。晕的内部区域几乎是完美的球形（轴比$b/a > 0.97$在$r=1$千秒差距内），恒星分布中心和暗晕中心之间的偏移量不超过45千秒差距。预测的暗物质湮灭辐射信号的形态与银河系大纬度地区的$γ$射线观测（$b\gtrsim3^\circ$）基本一致。在较小的角度下，我们四个星系中的一个星系的推断信号与观察到的信号相似，但其他三个星系的信号明显较弱。
2015-11-25 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
The Brown Dwarf Kinematics Project (BDKP). VI. Ultracool Dwarf Radial and Rotational Velocities from SDSS/APOGEE High-resolution Spectroscopy
本研究基于 APOGEE DR17 高分辨率近红外光谱，精确测量了 258 颗 M6–L2 超冷矮星的视向速度与自转速度，识别出新的移动星群成员、双星候选体，并揭示了自转半径随年龄的演化规律。
2024-07-04 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
