The Blackhole-Dark Matter Halo Connection
通过星系中心超大质量黑洞（SMBH）的质量与宿主星系最大圆速度的关系，以及球状分量的恒星速度色散与圆速度的关系，探讨了星系中心超大质量黑洞与暗物质晕之间的联系.我们假设圆速度代表了暗物质晕的质量。我们依赖于一个包含所有类型星系的异质样本。唯一的要求是，星系有一个直接测量的质量，它的SMBH和直接测量其圆周速度和速度色散。以往的研究通过圆速度和球速度色散之间的关系分析了SMBH和暗物质晕之间的联系，并假设球速度色散代表SMBH的质量，通过已建立的SMBH质量-球速度色散关系.当人们研究中间关系来解释星系形成和演化的有效成分时，使用中间关系可能会产生误导。我们相信，我们的方法将提供一个更直接的探测SMBH和暗物质晕连接。我们发现，超大质量黑洞的质量和宿主星系的圆周速度之间的相关性是非常弱的，导致我们国家的暗物质晕可能不会在调节黑洞的增长在目前的宇宙中发挥主要作用。
2015-02-03 astro-ph.GA
Relationships Between Stellar Velocity Dispersion and the Atmospheres of Early-Type Galaxies
Voit等人（2020）的黑洞反馈阀模型预测了大质量早型星系中恒星速度色散与大气结构之间的关系。在这项工作中，我们使用Lakhchaura等人（2018）的49个早期星系的Chandra档案样本来测试该模型。我们考虑恒星速度色散和熵剖面斜率，多相气体的范围，冷却时间与自由落体时间的比率之间的关系。我们还根据数据质量和熵特征属性定义子样本，以澄清这些关系，并对模型预测进行更具体的测试。我们发现早期星系的大气特性通常与Voit等人（2020）模型的预测一致，因为具有更大恒星速度色散的星系往往具有压力，气体密度和熵的径向分布，斜率更陡，多相气体延伸更少。当样本被限制为具有低中心熵和恒星速度色散在220和300 km/s之间时，与模型预测的定量一致性得到改善。
2022-01-04 astro-ph.GA
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
Mass-Velocity Dispersion Relation in MaNGA Brightest Cluster Galaxies
本文研究了从最亮星系团到星系团的重子质量与平坦速度色散之间的运动学标度关系，即质量-速度色散关系（MVDR）。在我们的研究中，BCGs的重子质量主要是通过测光来估算的。利用阿帕奇点天文台（MaNGA）的近场测图仪（Mapping Nearby Galerkin），用积分场单元（IFU）探测了速度频散剖面。我们第一次用54个MaNGA BCGs揭示了两个重要的结果：（1）平坦的速度弥散分布;（2）在BCG-cluster尺度上与集群样本紧密的经验关系，即，MVDR，$\log(M_\mathrm{bar}/M_\odot)=4.1^{+0.1}_{-0.1}\log(σ_{\mathrm{los}}/\mathrm{km}\,\mathrm{s}^{-1})+1.6^{+0.3}_{-0.3}$，具有$10^{+2}_{-1}\%$的微小对数正态固有散射。这个斜率与星系团中的加速度关系是相同的，这让人想起螺旋星系，尽管在一个更大的特征加速度尺度上。MVDR的残差表示高斯分布，显示与重子质量、标度长度、表面密度和红移四个属性没有相关性。值得注意的是，BCG星系团尺度上的MVDR提供了一个严格的检验，这不利于暗物质模型中斜率为3的一般预测。
2021-08-20 astro-ph.GA
Recovery of the low- and high-mass end slopes of the IMF in massive early-type galaxies using detailed elemental abundances
该研究结合25个极重质量早型星系的详细元素丰度与化学演化模型，恢复IMF低、高质量端斜率，揭示其可能随恒星形成时期变化，并指出BCGs与卫星星系形成路径不同。
2024-04-05 astro-ph.GA
Scattering, Migration, Re-circularization and Relaxation to Build Out Galaxy Disks with Exponential Profiles
Iowa State University（爱荷华州立大学）；University of Wisconsin-Madison（威斯康星大学麦迪逊分校）
通过散射、迁移和再圆化过程，研究恒星盘的指数分布形成及维持机制，揭示云-星相互作用对盘结构长期稳定的影响。
2026-02-24 astro-ph.GA
The Turbulence Spectrum of Molecular Clouds in the Galactic Ring Survey: A Density-Dependent PCA Calibration
湍流在分子云的形成和演化中起着重要作用。问题是湍流速度与观测区域的密度卷积。为了纠正这种卷积，我们调查模型云的湍流谱之间的关系，并从主成分分析（PCA）获得的合成观测的统计数据。我们应用PCA从模拟的密度和速度场，从流体动力学模拟超音速湍流，并从分数布朗运动场与不同的速度，密度谱，密度色散产生的谱图。我们研究了PCA结构函数α_PCA的斜率对湍流度、湍流速度（β_v）和密度（β_n）谱指数以及密度色散的依赖性。我们发现PCA对beta_n和对数密度离散σ_s不敏感，只要σ_s为< 2. For sigma_s>2，由于密度场对速度场的间歇采样，alpha_PCA随σ_s增加。PCA校准还取决于双折射率。我们推导了一个基于fBms的σ s<2的PCA定标，并将其应用于银河系环巡天分子云的367张CO光谱图。PCA结构函数的平均斜率<alpha_PCA>=0.62 \pm 0.2，与流体动力学模拟一致，并导致<beta_v>非间歇性低密度弥散流的湍流速度指数=2.06 \pm 0.6。考虑到湍流度和密度色散，GRS云的PCA斜率与水动力模拟结果的一致性表明，β v约为1.9，与Burgers和可压缩间歇湍流一致。
2011-07-22 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
Are the total mass density and the low-mass end slope of the IMF anti-correlated?
我们对来自X-Shooter透镜巡天（XLENS）的9个大质量透镜早型星系（ETG）进行了详细的透镜效应、动力学和恒星星族分析。结合引力透镜约束从HST成像与空间分辨运动学和线指数约束从VLT X-Shooter（XSH）光谱，我们推断的低质量斜率和低截止质量的恒星初始质量函数（IMF）：$x_{250}=2.37^{+0.12}_{-0.12}$和$M_{{\rm low}, 250}= 0.131^{+0.023}_{-0.026}\, M_{\odot}$，分别为一个参考点与$σ\equiv 250\, {\rm kms}^{-1}$和R $_{\rm eff} \equiv 10$ kpc。所有的XLENS系统都与比银河系更陡的IMF斜率相一致。我们发现IMF斜率和任何其他数量之间没有显着的相关性，除了在87% CL [ $dx/d\log(ρ)$ = $ -0.19^{+0.15}_{-0.15}$ ]的总动态质量密度和低质量IMF斜率之间的反相关性。这种反相关性与史密斯等人（2015）发现的低红移透镜一致，这些透镜具有高速度色散和高恒星质量密度，但令人惊讶的是IMF斜率很浅。
2015-05-27 astro-ph.GA
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
A break in the high-redshift stellar mass Tully-Fisher relation
本文研究了恒星质量与气体速度色散积分之间的Tully-Fisher关系（TFR），该关系由运动学估计量S_0.5量化，由星系光谱中0<z<5的强发射线测量。我们将光度选择的星系（“高光度样本”）与以其他方式选择的星系（“低光度样本"）结合起来，以覆盖几乎跨越五个数量级的恒星质量范围：7.0 < log M* < 11.5。我们发现，对数幂律斜率和归一化的TFR是独立的红移到z~3。TFR的离散度为<0.5 dex such that the gas velocity dispersion can be used as a proxy for the stellar mass of a galaxy independently of its redshift. At z>3，离散度增大，相关性不明显。在z<3时，高光度样品的斜率为1.5 $\pm$ 0.2，而低光度样品的斜率为2.9 $\pm$ 0.3，这表明TFR发生了转换。合并后的样本与TFR在M*~10 $^{10}$ M $_{\odot}$的特征恒星质量标度处的突变很好地拟合，没有显著的演化到z~3。我们证明，TFR在低质量端出现斜率更陡的突变是具有质量依赖性恒星与晕质量比的星系模型的自然结果。
2017-06-08 astro-ph.GA
Cloud Properties and Star Formation in M31
Cardiff University（卡迪夫大学）；Observatorio Astronómico de Quito, Observatorio Astronómico Nacional, Escuela Politécnica Nacional（基多天文台，国家天文台，国立理工大学）
研究M31中分子云的属性及其与恒星形成的关系，发现云的大小-速度分散度和大小-质量关系，以及云与恒星形成率峰值的偏移，支持了KS定律在解析尺度上的应用。
2025-12-27 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
The Dark Halo - Spheroid Conspiracy and the Origin of Elliptical Galaxies
动力学模拟和强透镜数据表明，早型星系的总密度分布接近等温，即，rho_tot ~ r^gamma，其中gamma约为-2。为了了解这个普遍的斜坡的起源，我们研究了一组模拟的球状体形成孤立的二进制合并以及宇宙学框架内的形成。总的恒星加上暗物质的密度分布总是可以用幂律来描述，指数γ约为-2.1，对于更紧凑、质量更低的椭圆星系，斜率倾向于更陡。在二元并合中，气体的量决定了斜率的精确陡度。这与宇宙学模拟的结果一致，在宇宙学模拟中，斜率更陡的椭圆星系有更高比例的恒星在原地形成。每个贫气体合并事件使斜率向γ ~-2演化，一旦达到该斜率，进一步的合并事件不再改变它。我们所有的椭圆星系都有平坦的恒星和暗物质速度色散曲线。我们得出结论：恒星和暗物质组合系统的平坦速度色散剖面和总密度分布的斜率为γ ~ -2，这是一个自然吸引子。各种复杂的形成历史，目前在宇宙学模拟，包括主要以及次要的合并事件，是必不可少的，以产生全方位的观察到的密度斜率，今天的椭圆星系。
2013-03-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Systematic variation of the stellar Initial Mass Function with velocity dispersion in early-type galaxies
星系形成理论的一个重要组成部分是恒星初始质量函数（IMF），它描述了恒星形成区域中恒星质量的母源分布。我们目前的观测证据在早期型星系（ETGs）的样本中心速度色散和几个吸收功能的强度之间的紧密相关性敏感的低质量恒星的存在。我们的样本包括来自SPIDER调查的约40，000个ETG（z<0.1）。将从斯隆数字巡天中提取的数据进行组合，排除噪声数据和具有来自大地线的污染的光谱，从而产生一组18个堆叠光谱，具有高信噪比（S/N> 400每A）。IMF敏感线强度和光谱拟合的综合分析与最新的国家的最先进的人口合成模型（MILES模型的扩展版本）。IMF斜率和速度色散之间存在一个显着的趋势，在最大质量的星系中，低质量恒星过多。虽然我们强调IMF斜率的准确值需要对化学成分（如[a/Fe]甚至单个元素丰度比）进行详细分析，但观察到的趋势表明，低质量ETG更适合Kroupa型IMF，而大质量星系需要底部重的IMF，在速度色散超过200 km/s时超过Salpeter斜率。
2012-10-11 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Shear-gravity transition determines the steep velocity dispersion-size relation in molecular clouds: confronting analytical formula with observations
该研究提出结合自引力与银河剪切的双组分模型，解释数秒差距以上分子云中观测到的陡峭速度弥散—尺度关系及其约100 pc转变尺度。
2025-05-13 astro-ph.GA
Dissecting simulated disc galaxies II: the age-velocity relation
我们研究恒星年龄和垂直速度色散（年龄-速度关系，或AVR）在一个样本的7个模拟盘星系之间的关系。在我们的模拟中，年龄小于9 Gyr的恒星的AVR的形状强烈依赖于低红移的合并历史，即使是1：10 - 1：15的合并也能够在AVR中产生跳跃（尽管如果恒星年龄的误差在30%的数量级上，这些跳跃可能无法检测到）。对于具有低红移的静止历史的星系，我们发现垂直速度色散在8-9 Gyr的年龄段内平稳上升，遵循斜率为~0.5的幂律，类似于日内瓦-哥本哈根巡天在太阳附近观察到的。对于这些星系，我们表明，AVR的斜率不是在出生时留下的印记，而是随后加热的结果。相比之下，在我们所有的模拟中，最古老的恒星形成了一个显着不同的人口，具有高速色散。这些恒星通常在高红移的剧烈合并的湍流阶段中诞生，运动学上很热，也包括一些从卫星吸积的恒星。当包含年龄误差时，速度色散的最大值会大幅下降，这表明观测结果很容易错过这种跳跃，而目前的年龄测量精度很高。
2014-07-03 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（$r \simeq r_…
2020-03-09 astro-ph.GA
Physical properties of gas departing from circular rotation at 50 pc scales using the PHANGS-MUSE galaxies
针对盘状星系非圆周运动气体物理性质约束不足的问题，本研究利用PHANGS-MUSE样本19个星系数据，通过新3D运动学建模工具分析Hα谱线，揭示了不同尺度非圆周运动的振幅特征及其与气体物理性质的关联。
2025-08-25 astro-ph.GA
Kinematic scaling of thin and thick discs from SAMI to NewHorizon
Yonsei University（延世大学）；CSIRO Space & Astronomy（澳大利亚联邦科学与工业研究组织空间与天文部）；Australian National University（澳大利亚国立大学）；The University of Sydney（悉尼大学）；Institut d’Astrophysique de Paris, CNRS and Sorbonne Université（巴黎天体物理研究所，法国国家科学研究中心和索邦大学）；Kyung Hee University（庆熙大学）
该研究利用 SAMI 星系和 NewHorizon 模拟数据，通过施瓦兹席尔德轨道叠加等方法，重新审视盘状恒星质量与速度弥散关系并扩展到薄厚盘，揭示了相关结果及系统误差，为未来研究盘状子结构提供方向。
2026-07-27 astro-ph.GA
Velocity dispersion of the brightest cluster galaxies in cosmological simulations
使用DIANOGA流体动力学放大模拟集的星系团，我们分析了动力学跟踪的恒星属于Brilliant星团星系团（BCGs）和他们周围的扩散组件，形成集群内的光（ICL），并比较它的动力学跟踪的暗物质和模拟中确定的星系。我们计算了BCG和星团速度色散与其相应质量之间的标度关系（即$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
The Fundamental Manifold of spiral galaxies: ordered versus random motions and the morphology dependence of the Tully-Fisher relation
我们研究了Tully-Fisher关系的形态依赖性，以及将该关系扩展到由光度，总圆速度和第三动力学参数定义的三维流形中，以完全覆盖所有形态类型的螺旋星系。我们使用一个半解析的星系演化层次模型来建立理论TF关系。有了这个工具，我们分析了一个独特的星系数据集，我们交叉匹配光度与总圆速度和中心速度色散。我们提供了一个理论框架来计算这样的可测量的量从半解析模型。我们建立了形态依赖的TF关系在模型和数据。我们分析的模型星系的动力学特性，并确定参数'西格玛/VC'，即随机和总运动之间的比率定义的速度色散和圆速度，准确地表征不同的模型星系类型的TF关系的变化的斜率。我们应用这些动态削减所观察到的星系，发现这样的选择产生的TF关系的微分斜率。TF斜率在不同范围内的'西格玛/Vc'是一致的光度分类在Sa，Sb，Sc。我们得出结论，'西格玛/Vc'是一个很好的参数来分类星系类型，我们认为，这种分类的基础上动态更密切地反映了所观察到的星系的物理性质，相比视觉分类。我们还认为，动态分类是有用的眼睛检查是不可靠或不切实际的样品。我们的结论是，'西格玛/Vc'是一个合适的参数来描述的层次组装的历史，决定了磁盘凸起的比例，并扩展到一个三维流形的TF关系，定义的光度，圆周速度和'西格玛/Vc'。
2013-12-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Concerning the Slope of the Cepheid Period-Luminosity Relation
我们讨论的造父变星周期亮度关系的斜率的可能差异的影响，在最近的研究表明，在这个斜率的变化的背景下，确定河外距离。我们表明，Wesenchman函数W = V-R x（（V-I），广泛用于确定造父变星的距离，预计是高度不敏感的基础（单色）周期-亮度（PL）关系的斜率的变化。这是因为在颜色-星等平面中的红化轨迹与等周期线紧密平行。因此，基于W的周期光度关系具有极低的残余色散，这是因为在W的定义中消除了微分（和总视线）红化，并且由于造父变星内的固有颜色/位置而产生的残余散射也对W不敏感。基本方程和图形说明，显示的不敏感性W的单色PL关系的变化。
2009-02-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Can we measure the slopes of density profiles in dwarf spheroidal galaxies?
利用无碰撞N体模拟的矮星系绕银河系（MW），我们构建现实模型的矮球状（dSph）星系的本地集团。这些矮星最初是由嵌入在暗物质晕中的恒星盘组成的，这些暗物质晕具有不同的内部密度斜率，并被放置在MW亚晕的典型偏心轨道上。经过几个陀螺的演变，恒星的组成部分是三轴的结果，酒吧不稳定性引起的潮汐力。通过对模拟矮星沿恒星分量三个主轴方向的观测，建立了模拟数据集，并确定了它们的半光半径和视线速度色散。使用Wolf等人提出的估计量，我们计算半光半径内的质量。当视线沿着恒星组成部分的最长（最短）轴时，用这种方法得到的质量被高估（低估）了两倍。然后，我们将初始恒星分布分为内部和外部人口，并跟踪其演变的时间。这两个人口，虽然受潮汐力，保留不同的密度配置文件，即使经过几个陀螺仪。我们测量的半光半径和速度分散的恒星在两个人口沿不同的视线，并使用它们来估计的斜率的质量分布在矮星以下的Walker和Penarrubia提出的方法。根据视线的不同，推断出的斜率被系统地高估或低估了。特别是，当看到的矮星沿恒星组件的最长轴，一个显着浅的密度分布推断比真实的模拟测量。由于大多数dSphs是非球形的，并且它们相对于我们视线的方向是未知的，因此当这些系统误差被期望减小时，该方法只能可靠地应用于大样本的矮星。
2013-03-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dynamical analysis of Maclaurin disk with velocity dispersion and its influence on bar formation
本研究通过N体模拟探究Toomre Q参数对Maclaurin盘棒状结构形成的影响，提出纳入压强势的有效势方法恢复圆轨道近似，验证了Q对棒形成动力学的作用，并发现晕的存在会提升临界Q值使盘更易形成棒状结构。
2023-09-03 astro-ph.GA cond-mat.stat-mech
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
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
The Mass Profile of the Galaxy to 80 kpc
超高速星巡天提供了目前最大的晕星径向速度测量样本，达到80 kpc。我们应用球形牛仔裤建模这些数据，以获得银河系的质量分布。我们的分析限制在距离银河系中心大于25千秒差距，其中晕星的密度分布很好地近似于一个单一的幂律，对数斜率在-3.5和-4.5之间。有了这个限制，我们也避免了建模一个扁平的银河系盘的复杂性。在25 < r < 80 kpc的范围内，径向速度弥散的下降非常小;其对数斜率的稳健测量值在-0.05和-0.1之间。圆速度分布也随半径的减小而显著减小。V_c（80 kpc）的允许范围在175 ~ 231 km/s之间，最大可能值为193 km/s。与太阳位置的值相比，银河系的圆速度在半径的一个数量级上下降不到20%。这样一个平坦的轮廓需要一个巨大的和扩展的暗物质晕。80 kpc内的质量为6.9（+3.0-1.2）10^11 Msun。我们的径向速度样本足够大，质量中最大的不确定性不是统计性的，而是系统性的，主要由示踪剂种群的密度斜率和各向异性决定。进一步的进展需要在星系形成的真实模拟中对观测数据集进行建模。
2010-07-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Sliding into DM: Determining the local dark matter density and speed distribution using only the local circular speed of the Galaxy
本研究利用FIRE-2缩放模拟，建立银河系太阳位置处圆周速度与局域暗物质密度、速度弥散及速度分布的关联，据此推断太阳附近暗物质参数并修正标准晕模型的速度分布假设。
2024-08-13 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
The luminosity dependence of quasar UV continuum slope: dust extinction scenario
我们研究了SDSS DR 7中一个大型类星体样品的紫外连续谱斜率$α$。通过使用特定的连续窗口，我们建立了两个样品在较低（$0.71<z<1.19$）和较高（$1.90<z<3.15$）的红移，这对应于连续斜率在较长（NUV）和较短（FUV）的休息波长范围分别。总体而言，具有相似色散$σ_α \sim 0.5$的$α_{\rm NUV}$和$α_{\rm FUV}$的平均连续斜率分别为$-0.36$和$-0.51$。对于这两个样品，我们确认了连续斜率的光度依赖性，即，较暗的类星体有较红的光谱。我们进一步发现，$α_{\rm NUV}$和$α_{\rm FUV}$有一个共同的上限（$\sim 1/3$），它几乎与类星体的光度$L_{\rm bol}$无关。这一发现意味着内禀类星体连续体（或最蓝的类星体），在任何光度下，都服从标准薄盘模型。我们认为其他$α$更红的类星体是由尘埃{ \it局部}的红化引起的。在这个假设下，我们采用尘埃消光的情况下，所观察到的$L_{\rm bol}-α$关系模型。我们发现，类星体{ \it局域}尘埃的$E(B-V)\sim0.1$与$0.3$等的典型值（取决于消光曲线的类型）足以解释观测（$\sim-0.5$）与标准吸积盘模型预测（$\sim 1/3$）之间$α$的差异。
2016-04-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Measuring the slopes of mass profiles for dwarf spheroidals in triaxial CDM potentials
我们产生的恒星分布函数（DF）在三轴晕，以检查斜率$Γ\equiv Δ{\rm log} M / Δ{\rm log} r$的可靠性推断通过应用质量估计的形式$M\propto R_eσ^2$（即假设球对称，其中$R_e$和$σ$是发光的有效半径和全球速度色散，分别）到两个恒星子群独立跟踪相同的引力势。DF的形式为$f(E)$，是动态稳定的，并直接对应于在银河系和星系团晕的宇宙学暗物质模拟中形成的subhaloes的三轴电位内产生。此外，我们考虑了不同的示踪剂数密度分布（尖点和核心）推断的质量分布的斜率的影响。对于这里考虑的各向同性的DF，我们发现，晕三轴性往往会引入反相关的$R_e$和$σ$时，估计为各种视角。净效应对与质量分布斜率相关的系统误差的贡献可忽略不计，质量分布斜率继续由更高浓度示踪剂群体的质量高估偏倚主导。我们表明，简单的质量估计两个不同的示踪剂人口可以给可靠的（和宇宙学意义）下限为$Γ$，无论程度的三轴性或形状的示踪剂数密度分布。
2013-03-06 astro-ph.CO 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
