Testing core creation in hydrodynamical simulations using the HI kinematics of field dwarfs
大多数最近的流体动力学模拟表明，在低质量晕的质量分布，这是一个过程，归因于恒星形成相关的重子反馈的中央核心的创建。核心创建被认为是最有前途的解决方案所面临的λ冷暗物质（LambdaCDM）宇宙学在小尺度上的潜在问题之一。例如，核心所包含的减少的动力学质量可以解释附近矮星系测量到的低旋转速度，从而可能解除与Lambda CDM预期（所谓的“太大而不能倒”问题）的表面矛盾。在这里，我们测试核心创建作为宇宙学问题的解决方案，通过使用一个样本的矮星与测量其原子氢（HI）的运动学延伸到大半径。以NIHAO流体动力学模拟为例，我们表明，核心创建可以成功地再现小运动半径的矮星的运动学，R <~ 1.5 kpc。然而，与观测的协议变得穷人一旦星系的运动学测量延伸到核心区域，R ~ 1.5 - 4千秒差距，被认为是。这一结果说明了测试流体动力学模拟预测的重要性，这些模拟与宇宙学相关，并针对广泛的观测样本。我们想强调的是，我们的结果只有在以下一组假设下才有效：i）我们的具有HI运动学的矮星样本代表了场矮星的总体群体，ii）我们的HI矮星的观测参数中没有严重的测量偏差（例如，与倾角估计），和iii）的HI速度场的矮星是定期的，足以让真正封闭的动力学质量的恢复。
2017-02-28 astro-ph.GA
An updated model for the Perseus Spiral Arm from Trigonometric Parallax and 3-dimensional kinematic distances of distant massive stars
University of Tasmania（塔斯马尼亚大学）；International Centre for Radio Astronomy Research, The University of Western Australia（西澳大利亚大学国际射电天文研究中心）；Nanjing University（南京大学）
通过VLBA观测的水和甲醇微波射线数据，结合三维运动距离，改进了Perseus螺旋臂在银河第一象限的位置和倾角，并发现Perseus和Sagittarius臂在银河中心外交汇。
2026-04-28 astro-ph.GA
The Stellar Haloes of Massive Elliptical Galaxies III: Kinematics at Large Radius
本文对33个恒星速度色散大于150 km/s的大质量椭圆星系进行了有效半径约为2-5的二维运动学分析。我们的观测是使用米切尔摄谱仪（以前的VIRUS-P），一个大的107 × 107平方角秒的视野，使我们能够构建强大的，空间分辨的运动学地图的平均速度和速度分散的每个星系延伸到至少2 Re的摄谱仪。利用这些映射，我们研究了恒星角动量和其他运动学性质的径向依赖性。在我们的样本中，我们看到了慢旋子和快旋子之间熟悉的区分，这种区分一直持续到大半径。中心缓慢旋转的星系，几乎普遍具有某种形式的运动学解耦或错位的特征，仍然在它们的晕中缓慢旋转。大多数快速旋转的星系要么表现出比角动量向外增加，要么在$R_e$之外没有变化。慢旋转星系的三轴性质表明它们是通过合并形成的，这与椭圆星系形成的“两相”图相一致。然而，我们没有观察到急剧转变的运动学文献中提出的路标从中央耗散形成的组件外吸积为主的晕。
2014-03-18 astro-ph.GA
A 3D view of the Hydra I galaxy cluster core - I. Kinematic substructures
我们使用FORS 2在MXU模式下模拟一个粗糙的“IFU”，以测量中央Hydra I星团星系NGC 3311周围的3D大尺度运动学。我们的数据表明，速度弥散场作为半径和方位角的函数而变化，并且违反了点对称性。此外，速度场也表现出类似的依赖性，因此NGC 3311的恒星晕是一个动态年轻的结构。运动学上的不规则性与NGC 3311东北方向的一个位移弥散晕以及一组分裂矮星系的潮汐特征相吻合。这表明，不同的速度分量的叠加是负责水螅I集群核心的运动学子结构。
2014-10-02 astro-ph.GA
The impact of AGN on stellar kinematics and orbits in simulated massive galaxies
我们提出了一系列的20个宇宙学变焦模拟的大质量星系的形成和没有AGN反馈模型。通过构造模拟积分场单位（IFU）图，评估了恒星星族和运动学性质的差异。在高红移时，活动星系核的影响很弱，因为所有的系统都是快速旋转的圆盘状。在$z \sim 1$之后，活动星系核的模拟结果是质量较低、年龄较大、金属含量较少、旋转速度较慢的系统，其圆盘状等照度线较少--与观测结果基本一致。原位和吸积恒星的二维运动学图表明，这些差异是由于活动星系核反馈导致原位恒星形成减少的结果。对恒星轨道的全面分析表明，用活动星系核模拟的星系通常更具三轴性，x管和盒轨道的比例较高，z管的比例较低。这种趋势也可以解释为减少后期原位恒星形成。我们引入了一个全局参数$ξ_3$来描述三阶运动学矩$h_3$和视线速度（$v_{los}/σ$）之间的反相关，并与ATLAS $^{3D}$观测值进行了比较。运动学不对称参数$ξ_3$可能是一个有用的诊断大型积分场调查，因为它是一个内在的形状和轨道内容的运动学指标。
2018-11-27 astro-ph.GA
Ionized Gas Kinematics at High Resolution IV: Star Formation and a Rotating Core in the Medusa (NGC 4194)
NGC 4194是一个合并后的恒星暴，因其引人注目的潮汐特征而被称为美杜莎。我们在这里提出了一个详细的研究电离气体的结构和运动学在中央0.65千秒差距的美杜莎。这些数据包括分辨率高达$0.18\arcsec$（35 pc）的射电连续谱图和光谱分辨率为$\sim4$ \kms的$12.8μ$ m [NeII]数据立方体：这是对这一非凡天体的第一次{ \it高分辨率、无干扰}观测。电离气体具有固体旋转中核心的运动学特征。星暴形成了一个明亮致密的\HII ~区域的复合体，可能是由深埋的超级星团激发的，但这些来源都不是星系核的令人信服的候选者。创造美杜莎的合并伙伴的核心尚未确定。
2014-04-06 astro-ph.GA
On the Kinematics, Stability and Lifetime of Kinematically Distinct Cores: A Case Study
我们提出了一个案例研究的早期型星系（ETG）托管的运动学不同的核心（KDC）形成的二元高分辨率1：1螺旋星系合并模拟。模拟的运行时间被推到10Gyr，以跟踪各种物理特性的完整演变。为了研究KDC的起源，我们对KDC内的恒星成分进行了解剖，发现旋转信号纯粹是由属于KDC至少0.5 Gyr的恒星产生的，并且是在合并过程中新形成的。根据恒星的总角动量的KDC的方向，我们表明，它执行的运动在引力势的陀螺仪的进动。我们得出的结论是，KDC的运动是一个叠加的内在旋转和全球岁差，得到逐渐阻尼宇宙时间。最后，通过跟踪广泛使用的$λ_{R}$参数和失准角分布的演变，研究了整个仿真运行时间内KDC的稳定性。我们发现，KDC是稳定的约3Gyr合并后，随后完全分散的时间尺度约1.5Gyr。
2017-08-17 astro-ph.GA
Ionized gas kinematics of massive elliptical galaxies in CALIFA and in cosmological zoom-in simulations
研究了活动星系核反馈在大质量早型星系（ETG）热电离气体介质（WIM）上的运动学印记。为此，我们采取了双重的方法，涉及的Halpha速度场的比较分析，在123个本地ETG从CALIFA积分场光谱调查与20个模拟星系从高分辨率流体动力学宇宙学SPHgal模拟。后者被重新模拟两个建模设置，一个与另一个没有AGN反馈。为了量化活动星系核反馈对气体运动学的影响，我们测量了三个参数，探测偏离简单的定期旋转使用kinemetron包。这些指标跟踪傅立叶空间（k3，5/k1）中可能存在的不同的运动学分量，在运动学主轴（西格玛_PA）的径向轮廓的变化，以及恒星和气体速度场（Δ φ）之间的偏移。这些量监测的模拟从红移3至0.2，以评估之间的联系黑洞吸积的历史，恒星质量增长和运动学扰动的WIM。观测到的本地大质量星系显示出广泛的不规则性，表明扰动温暖的气体运动，无论是否通过诊断线分类为AGN。有活动星系核反馈的大质量星系的模拟通常表现出更高的不规则性参数比没有活动星系核反馈，更符合观测。除了活动星系核的反馈，其他过程，如主要的合并事件或下降的气体云可以导致升高的不规则参数，但它们通常是较短的持续时间。更具体地说，k3，5/k1是最敏感的活动星系核反馈，而三角洲披是最强烈的影响，气体的投入。
2019-12-13 astro-ph.GA
Mapping the Kinematically Decoupled Core in NGC 1407 with MUSE
对NGC 1407的运动学研究揭示了其复杂的运动学结构，包括外围星系、一个半径为$\sim60$ arcsec的嵌入盘和一个半径小于30 arcsec的运动学解耦核心（KDC）。然而，KDC的大小和它引起的运动失调的幅度尚未确定。在本文中，我们探索的KDC的属性使用的观测从MUSE积分场摄谱仪绘制出的运动学在中央角分的NGC 1407。星系的速度图和运动学图揭示了星系中心$10$角秒的$\sim$ 148度的扭曲，运动学的高阶矩揭示了在同一区域内，这个缓慢旋转的星系没有显示出净旋转。对整个星系的恒星星族分析发现，在KDC区域没有发现年轻恒星星族的证据，而是发现整个星系的年龄和超太阳$α$增强一致，金属丰度梯度随着半径平稳下降。因此，我们得出结论，NGC 1407包含一个三轴的，千秒差距尺度的KDC，相对于星系的其他部分具有独特的运动学，并且很可能是在星系生命早期通过一次大合并或一系列小合并形成的。NGC 1407的半径为$\sim$ 5角秒或$\sim0.6$ kpc，它包含了迄今为止由MUSE绘制的最小的KDC，无论是物理尺寸还是角度尺寸。
2018-09-03 astro-ph.GA
Kinematic structure of massive star-forming regions - I. Accretion along filaments
关于大质量恒星形成的中红外和远红外视图，特别是赫歇尔空间天文台的结果，揭示了大质量恒星形成的许多方面。然而，这些连续体研究缺乏运动学信息。我们研究了高质量恒星形成区分子气体的运动学。我们用MOPRA和Nobeyama 45 m望远镜的N2H+分子线数据补充了Herschel重点项目EPoS的16个高质量恒星形成区的PACS和SPIRE远红外数据。使用完整的N2H+超精细结构，我们产生了列密度，速度和线宽图。与PACS 70 μ m图像及PACS点源图像进行对比分析。此外，我们还搜索了速度梯度。对于几个区域，数据表明，团块尺度上的线宽主要由流出物或未解决的速度梯度决定。IRDC18454和G11.11显示了沿几条视线的两个速度分量。我们发现，所有区域的直径大于1pc的速度梯度或片段成独立的结构，具有不同的速度。具有平滑梯度的三个区域的速度分布与沿暗条的气体流动一致，表明吸积流到致密区域。我们发现，几个区域的运动学有一个显着的和复杂的速度结构。对于三个细丝，我们认为，气体流向更大的团块存在。
2014-01-31 astro-ph.GA
The MASSIVE Survey XIII -- Spatially Resolved Stellar Kinematics in the Central 1 kpc of 20 Massive Elliptical Galaxies with the GMOS-North Integral-Field Spectrograph
我们使用GEMINI-N/GMOS积分场摄谱仪（IFS）的观测，获得空间分辨恒星运动学的中央$\sim 1$ kpc的20个早期型星系（ETG）的恒星质量大于$10^{11.7} M_\odot$在大规模调查。结合McDonald天文台宽视场Mitchell IFS的观测，我们获得了空前详细的局部大质量ETG的运动学图，覆盖尺度为$\sim 0.1-30$ kpc。高（$\sim 120$）的GMOS光谱的信噪比使我们能够获得二维地图的视线速度，速度色散$σ$，以及偏度$h_3$和峰度$h_4$的恒星速度分布。样本中除了一个星系外，所有星系的$σ(R)$轮廓都是向中心增加的，而$σ(R)$在一个有效半径（$R_e$）处的斜率可以是任何一个符号。$h_4$通常为正值，20个星系中有14个在GMOS光圈内有正$h_4$，18个在$1 R_e$内有正$h_4$。正的$h_4$和向小半径方向上升的$σ(R)$表明中心黑洞和速度各向异性。我们证明了约束力的数据上的ETG的质量分布的应用牛仔裤各向异性模型（JAM）的NGC~1453，在样本中最有规律的快速旋转。尽管JAM的局限性，我们得到了一个明确的$χ^2$黑洞质量，恒星质光比，速度各向异性参数，和暗物质晕的圆速度最小。
2019-05-02 astro-ph.GA
The simultaneous formation of cored, tangentially biased, and kinematically decoupled centers in massive early-type galaxies
利用一系列不同质量比的合并模拟研究了合并超大质量黑洞（SMBH）对大质量早型星系（ETG）中心区域的影响。ETG模型包括真实的恒星和暗物质成分，并与GADGET的正则化树代码KETJU。我们发现，所观察到的大规模ETG的核恒星星族的关键属性，即平坦的恒星密度分布（核心），切向偏置的速度分布和运动学解耦（反）旋转可以自然地从一个单一的过程$-$的冲刷SMBH。主要合并与质量比的$q>1/3$产生平面，切向偏置的核心与运动学上不同的组件。这些功能源于自旋反转过程中的SMBH轨道的潮汐驱逐核材料的引力矩所造成的衰变。另一方面，较小的合并（$q\lesssim1/3$）形成非旋转核，潮汐逆转变得不那么重要。低密度的恒星核心在（多个）较小的合并中被冲刷，切向偏差较小。这意味着大质量ETG的核恒星性质可以完全由恒星动力学过程在其最终组装过程中解释，而不需要任何来自吸积黑洞的“反馈”。我们预测解耦的核心，中央各向异性和合并历史之间的强相关性：解耦的核心形式在二进制合并，我们预测它们发生在椭圆星系最强的中央各向异性。对中央轨道结构的测量是了解一个给定星系所经历的合并次数的关键。
2019-02-05 astro-ph.GA
Studying the chemical and kinematical structures of dense cores TMC-1C, L1544, and TMC-1 in the Taurus molecular cloud using the CCS and NH3 observations
测量星前核的化学和运动学结构对于更好地理解恒星形成过程至关重要。在这里，我们研究了金牛座分子云的三个星前核（TMC-1C，L1544和TMC-1）的硫代亚乙烯基（CCS）自由基和氨（NH3）分子与卡尔G。Jansky甚大阵列望远镜在D，C和CNB配置。我们的主要结果是基于CCS观测的TMC-1C核心，显示复杂的结构。空间偏移相对于粉尘排放中观察到CCS自由基。在尘埃峰周围的一个很宽的区域内，通过CCS自由基发现了向内的运动。我们计算了入流速度，并测量了核心内的湍流。湍流是亚音速的。我们得到维里参数α < 1。因此，热运动和非热运动都不能阻止塌缩。CCS和NH3的空间不相干性从这些核心的积分强度图中观察到，这表明这些分子跟踪不同的环境的核心。我们比较了CCS的积分通量密度与以前的单碟数据，发现少量的通量恢复在干涉观测，表明存在显着的漫发射在有利的条件下产生CCS。
2022-08-01 astro-ph.GA
The MASSIVE Survey - X. Misalignment between Kinematic and Photometric Axes and Intrinsic Shapes of Massive Early-Type Galaxies
我们使用空间分辨的二维恒星速度图在$107"\times 107"$视场调查的90个早型星系以上的恒星质量$10^{11.5}M_\odot$在MASSIVE调查的运动学特征。我们测量运动学和光度学轴之间的错位角$Ψ$，并确定局部特征，如速度扭曲和运动学上不同的组件。我们发现46%的样本对齐良好（$Ψ< 15^{\circ}$），33%未对齐，21%未检测到旋转（非旋转器）。只有24%的样品是快速旋转体，其中大部分（91%）是对齐的，而57%的慢速旋转体是未对齐的，$Ψ$从$15^{\circ}$到$90^{\circ}$几乎是平坦的分布。11个星系有$Ψ\gtrsim 60^{\circ}$，因此表现出短轴（“长轴”）旋转，其中旋转优先围绕光度主轴。运动学错位发生更频繁地为较低的星系自旋或密集的星系环境。使用所观察到的错位和椭圆率分布，我们推断出我们的样品的内在形状分布，并发现大规模的慢旋转是一致的温和的三轴，与平均轴比的$b/a=0.88$和$c/a=0.65$。在局部运动学特征方面，51%的样本表现出大于$20^{\circ}$的运动学扭曲，2个星系具有运动学上不同的组件。这里报道的$Ψ$的不对准频率和广泛的分布表明，最大质量的早型星系是温和的三轴，形成过程导致运动学上不对准的慢旋转，如气体贫乏的合并经常发生在这个质量范围内。
2018-06-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Kinematics of dense gas in the L1495 filament
我们研究了无星核和原恒星核的致密气体的运动学，这些气体是由沿着L1495暗条的N2 D+（2-1）、N2 H+（1-0）、DCO+（2-1）和H13 CO+（1-0）跃迁追踪的，以及核和周围分子云之间的运动学联系。我们测量的速度分散，本地和总的速度梯度和估计的特定角动量的13个密集的核心在四个过渡使用上的飞行观测与IRAM 30米天线。为了研究与丝状气体的可能联系，我们使用Hacar等人（2013）进行的C18 O（1-0）调查的拟合结果。所有芯沿着10 pc长的细丝显示出相似的性质。N2 D+（2-1）显示了最集中的结构，其次是N2 H+（1-0）和DCO+（2-1），它们显示了相似的空间范围，以及H13 CO+（1-0）。非热贡献的速度分散增加从高到低密度示踪剂。总速度梯度的大小和方向的变化取决于所使用的示踪剂，表明内部运动的变化在不同的深度内的云。N2 D+和N2 H+比DCO+和H13 CO+的梯度小，这意味着在小尺度下比角动量的损失。在云核转变的水平上，由DCO+和H13 CO+追踪的核心外部包层正在旋转，这与核心收缩期间的角动量守恒一致。C18 O追踪更广泛的云物质，其运动学不受致密核心的影响。特定角动量朝向核心中心的减小显示了局部磁场对核心的小尺度动力学的重要性。总速度梯度和大尺度磁场之间的角度的随机分布表明，磁场可能只在致密核内的高密度气体中才变得重要。
2018-06-08 astro-ph.GA
The origin of kinematically distinct cores and misaligned gas discs in galaxies from cosmological simulations
积分场光谱测量提供空间分辨的气体和星系的恒星运动学。他们揭示了一系列非典型的运动学现象，需要详细的模型来理解。我们目前的结果从宇宙学模拟，包括恒星和活动星系核反馈。我们发现，星系的气体和恒星角动量之间的角度分布不受投影效应的影响。我们研究了五个星系（$\approx 6$ %的分辨率良好的星系），显示非典型的运动学，两个星系有不同的核心（KDC），而其他三个有反向旋转的气体和恒星。这五颗恒星都形成了场中的大部分恒星，随后落入宇宙学的细丝中，恒星角动量和大量气体流的相对取向导致形成了一个反向旋转的气体盘。吸积气体与先前存在的同向旋转气体交换角动量，使其落入星系中心。这触发了低水平的活动星系核反馈，从而减少了恒星的形成。后来，其中两个星系经历了一次较小的合并（恒星质量比$\sim1/10$），与主星系的恒星成分的自旋相比，它与一个逆行轨道上的星系合并。这产生了KDC，并且是一种不同于其他作品所建议的机制。小合并在星系运动学演化中的作用在过去可能被低估了，为了更好地理解这一领域，需要进行大规模的高分辨率宇宙学模拟。
2018-05-31 astro-ph.GA
MOSEL Survey: Tracking the Growth of Massive Galaxies at 2<z<4 using Kinematics and the IllustrisTNG Simulation
我们使用多目标光谱发射线（MOSEL）调查的K波段光谱数据来分析z>3的星系的运动学性质。我们的样本由34个星系组成，在3.0<zspec<3.8之间，9.0<log（M_star）<11.0。我们发现在z > 3处log（M_star）> 10.2的星系比在z ~ 2处具有类似恒星质量的星系具有低56 +/-21 km/s的积分速度色散。z > 3的大质量星系的恒星形成历史（SFH）要么是平坦的，要么是下降的，而z~2.0的类似恒星质量星系在过去的500 Myrs中表现出轻微的峰值。通过与IllustrisTNG宇宙学模拟的比较，我们发现：（1）模拟中大质量星系的动力学质量（log（M_star）> 10.0）在z=2.0-3.0之间的固定恒星质量下增加~0.1 dex，以及（ii）对于z < 3.5的大质量星系，动力学质量增长伴随着离地恒星质量分数（从其他星系吸积的恒星）的快速上升。我们推测，离地恒星质量对大质量星系的总恒星质量增长的贡献不断增加，这使得z~2.0的大质量星系与z > 3的类似恒星质量的星系相比，具有更高的积分速度色散和不断上升的SFH。
2020-03-03 astro-ph.GA
Earliest Stages of Protocluster Formation: Substructure and Kinematics of Starless Cores in Orion
我们研究的结构和运动学的9个0.1 pc规模的核心在猎户座的IRAM 30米望远镜和更高分辨率的8个核心与CARMA，使用CS（2-1）作为主要的示踪剂。无星核的单碟零阶矩图显示了单一结构，中心柱密度在7 ~ 42 × 10^23 cm^-2之间，LTE质量在20 ~ 154太阳质量之间。然而，在较高的CARMA分辨率（5角秒）下，除了一个核心外，所有核心都分裂成3 - 5个分量。碎片的数量是小的相比，发现在一些湍流碎裂模型，虽然列入磁场可能会减少预测的碎片数量，提高模型的协议。这一结果表明，从秒差距尺度的分子云到亚秒差距核心的碎裂继续发生在无星核心内部。无星的核心和它们的碎片嵌在更大的沉积结构中，这可能在核心的形成和碎片化中发挥了作用。大多数岩芯显示出明显的速度梯度，震级范围从1.7到14.3 km/s/pc。我们对其中一个进行了详细的建模，发现它的光谱最好用沿着细丝向核心中心会聚的流动来解释;其他核心中的梯度可以类似地建模。我们推断质量流入速率约为2 x 10^{-3} Msolar/yr，这在原则上足以克服辐射压力并允许大质量恒星形成。然而，核心包含多个碎片，目前还不清楚快速流入是否会主要为一颗大质量恒星或一群低质量物体的生长提供食物。我们的结论是，快速，超声速收敛流沿灯丝发挥重要作用，在大质量恒星和团簇形成。
2013-06-28 astro-ph.GA
The kinematics of massive high-redshift dusty star-forming galaxies
本研究提出直接在可见度空间优化参数的星系运动学建模新方法，通过ALMA观测分析高红移大质量尘埃恒星形成星系，得到CO转换因子，拓展塔利-费舍尔关系，并验证其与局地早型星系的演化关联。
2023-12-14 astro-ph.GA
Reorientation Rates of Structural and Kinematic Axes in Simulated Massive Galaxies and the Origins of Prolate Rotation
在这项工作中，我们分析了一个样本的$\sim$ 4000大规模（$M_*\geq 10^{11} M_\odot$在$z=0$）星系在TNG 300，$(300 \mathrm{Mpc})^3$框的IllustrisTNG模拟套件。我们的形状和运动学的特征，这些星系的角动量（AM）和形态主轴之间的运动失调（$Ψ_\mathrm{int}$）的重点。我们发现，传统的纯粹的形状或运动学为基础的分类是不够的，以表征我们的样本的多样性，并定义一组新的类的基础上的星系的形态和运动学轴的变化率。我们发现，这些类大多是稳定的，随着时间的推移，并对应于六个不同的人口星系：快速AM reorienters（我们的样本的58%），不稳定的星系（10%），旋转盘（10%），旋转的雪茄（16%），错位慢reorienters（3%），和定期长轴旋转（显示主轴旋转的星系; 2%）。我们表明，最近的显着（质量比$μ>1/10$）合并这些星系的主要原因是他们现在的属性，并发现这些合并的最佳特点是在卫星的最后一个点-也就是说，更接近最终合并比以前认为的。我们发现，经常长形转子演变的旋转磁盘祖先经历了径向合并沿其内部AM方向。最后，我们认为，这些经常长形转子是不同的快速AM reorienters与大$Ψ_\mathrm{int}$，这意味着一个大的$Ψ_\mathrm{int}$是不是主轴旋转的充分条件类似大小的…
2022-08-01 astro-ph.GA
Formation of Massive Molecular Cloud Cores by Cloud-cloud Collision
最近对包括NGC 3603、Westerlund 2和M20在内的大质量星团周围的分子云的观测表明，大质量恒星的形成可能是由云-云碰撞引发的。通过使用三维，等温，磁流体动力学模拟与自引力的影响，我们证明了大规模的，引力不稳定的，分子云核后面的云-云碰撞引起的强冲击波形成。我们发现，由于激波压缩和压缩层中的湍流增强了磁场强度，大质量分子云核具有较大的有效金斯质量。我们的结果预测，云-云碰撞形成的大质量分子云核是平行的，并由垂直于细丝的磁场穿过。
2013-08-19 astro-ph.GA
Massive and low-mass protostars in massive "starless" cores
红外暗云（IRDC）G11.11 $-$ 0.12和G28.34 $+$ 0.06是我们银河系中研究得最好的两个IRDC。这两个云在不同的演化阶段拥有团块，包括两个云中的一个巨大的密集团块，即使在70和100 $μ$ m处也是黑暗的。这种看似静止的大质量致密团块被推测为是高质量恒星和星团的前身。我们用亚毫米阵列（SMA）在1毫米处观察了这两个“星前”区域，目的是表征这种核心的性质。我们表明，块碎片成几个低到高质量的核心内的包绕云的对流结构。然而，虽然整体的物理性质的集群可能表明一个无星相，我们发现，这两个地区举办多个流出。最大的核心，虽然70 $μ$米黑暗的两个团块显然与紧凑的流出。这种低光度的大质量核心可能是大质量原恒星演化的最早阶段。我们还确定了几个外流功能分布在最大规模的核心周围的大环境。我们推断，这些外流是由年轻的，低质量的原恒星，其核心质量低于我们的检测极限。这些发现表明，低质量的原恒星已经形成或在高质量恒星形成的最早阶段共同形成。
2019-01-22 astro-ph.GA
The Earliest Phases of Star formation (EPoS): Temperature, density, and kinematic structure of the star-forming core CB 17
内容：分子云核的引力坍缩和随后恒星诞生的初始条件仍然没有得到很好的约束。这些区域特有的低温（约10 K）要求在亚毫米和更长波长下进行观测。本文介绍的赫歇尔空间天文台和补充地面观测具有前所未有的潜力，可以揭示恒星诞生初期原型核心区域的结构和运动学。目的：本文旨在确定恒星形成博克球CB 17的密度，温度和速度结构。已知这个孤立的区域在不同的演化阶段拥有（至少）两个来源：一个致密的核心SMM 1和一个I类原恒星IRS。研究方法：我们模拟了从100微米到1.2毫米的冷尘埃排放图，采用改进的黑体技术来确定光学深度加权视线温度和柱密度，并采用射线追踪技术来确定核心温度和体积密度结构。此外，我们分析了CB 17的运动学使用高密度气体示踪剂N2 H+。结果如下：通过射线追踪分析，我们发现SMM 1中心的温度为10.6 K，密度分布平坦，半径为9500 au，中心体积密度为n（H）= 2.3x10^5 cm-3。N2 H+观测的速度结构揭示了全球旋转，速度梯度为4.3 km/s/pc。叠加在这个旋转签名，我们发现一个更复杂的速度场，这可能是指示致密的核心内的差分运动。结论：SMM是一个处于早期演化阶段的核心，处于被束缚的边缘，但它是一个无星核心还是一个原恒星核心的问题仍然没有答案。
2014-09-15 astro-ph.GA
A tool of Hierarchical cOre ideNtification and Kinematic property AssIgnment (HONKAI) for Dense Cores
State Key Laboratory of Radio Astronomy and Technology, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台射电天文与技术重点实验室）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；CAS Key Laboratory of FAST, NAOC, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台FAST国家重点实验室）；New Cornerstone Science Laboratory, Department of Astronomy, Tsinghua University（清华大学天文学系新 cornerstones 科学实验室）；State Key Laboratory of Radio Astronomy and Technology, Xinjiang Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院新疆天文台射电天文与技术重点实验室）；Jodrell Bank Centre for Astrophysics, Department of Physics & Astronomy, The University of Manchester（曼彻斯特大学物理与天文学院乔德雷尔银行天体物理学中心）；I. Physikalisches Institut, University of Cologne（科隆大学第一物理研究所）
本文提出HONKAI工具，用于分析红外暗云中的分层结构，识别核心和团块，测量物理属性，并生成目录。研究发现大部分核心具有高virial比但未达到高星质量形成阈值，核心质量分布斜率也显示高质量端更陡。
2026-05-12 astro-ph.GA
Galactic Kinematics from a Sample of Young Massive Stars
根据已发表的资料，我们已经建立了一个关于220个大质量（> 10个太阳质量）的年轻银河系恒星系统的运动学数据库，这些恒星系统位于太阳<3 kpc的范围内。其中，大约100个天体是光谱双星和多星系统，其组成部分是大质量OB星;其余的天体是视差误差不超过10%的大质量依巴谷B星。在整个样品的基础上，我们构造了银河系自转曲线，确定了太阳邻域绕银河系中心的圆自转速度Ro = 8kpc，Vo = 259 ± 16km/s，并得到了螺旋密度波参数：径向和方位角速度扰动的幅度分别为f_R =-10.8 +/-1.2 km/s和f_θ = 7.9 +/-1.3 km/s，双臂螺旋线的俯仰角i =-6.0 +/-0.4 °，太阳附近螺旋密度波的波长为2.6 +/-0.2千秒差距;螺旋密度波中太阳的径向相位为-120 +/-4度。我们表明，这种特性的古尔德带作为系统的局部膨胀，速度椭球顶点偏差，和显着的额外的旋转可以解释的密度波理论。一旦考虑到螺旋密度波对附近恒星速度的影响，所有这些效应都会明显减弱。古尔德带恒星对银河系参数估计的影响也被揭示出来。将它们从运动学方程中剔除后，得到螺旋密度波参数的新值：f_θ = 2.9 +/-2.1 km/s，χ_PDMATHABMM =-104 +/-6 deg。
2013-07-05 astro-ph.GA
Fragmentation and Kinematics of dense molecular cores in the filamentary infrared-dark cloud G011.11-0.12
我们提出了新的高原德布雷干涉仪观测的一个地区的红外暗云（IRDC）G011.11-0.12包含年轻的恒星形成的核心。除了来自冷尘埃的3.2毫米连续辐射外，我们还在$_2$ H $^+$（1-0）线上绘制了这一区域的地图，以跟踪核心运动学，角分辨率为2”，速度分辨率为0.2 km/s $^{-1}$。这些数据与最近的{ \em Herschel}结果、单碟N $_2$ H $^+$（1-0）数据、SABOCA 350 $μ$ m连续谱数据以及用IRAM 30 m望远镜获得的C $^{18}$ O（2-1）跃迁图一致。我们在3.2mm的连续谱中恢复了恒星形成核心，而在N $_2$ H $^+$中，它们出现在扩展结构的峰处。N $_2$ H $^+$发射峰之间的平均投影间距为0.18 pc，与简单的等温Jeans裂解一致。在临界边界上，0. 1 pc大小的核具有较低的维里参数，而在整个区域尺度上，我们推断它正在经历大规模的崩塌。N $_2$ H $^+$谱线宽度随演化阶段而增加，而CO同位素谱线宽度不随核演化而变化。除了在无星区探测到两个N $_2$ H $^+$速度分量外，所有示踪剂的质心速度都非常一致，其中一个在C $^{18}$ O中没有对应物。我们认为，沿着这条视线的气体可能落入静止的核心，引起第二速度分量，可能与该地区的全球崩溃。
2014-11-07 astro-ph.GA
The Fornax Cluster VLT Spectroscopic Survey IV -- Cold kinematical substructures in the Fornax core from COSTA
COld星流发现算法（COSTA）是一种在行星状星云（PNe）和球状星团（GCs）相空间中寻找星流的新算法。COSTA隔离的粒子群与小速度分散，使用迭代sigma裁剪在一个定义的数量的邻居粒子。我们已经应用COSTA的目录约2000 PNe和GC从天炉座星系团VLT光谱调查（FVSS），在200千秒差距的集群核心，检测冷子结构和其运动学特征。我们已经发现了13个冷的子结构，速度色散范围从20到100 km ^{-1}，它们可能与天炉座核心的大星系或超致密矮星系（UCD）有关。这些流显示出明确的相关性，其亮度与内部速度色散，其表面亮度与大小和距离的集群中心，是兼容的耗散过程产生它们。然而，我们不能排除其中一些子结构是由最终合并到中央星系的大质量卫星的剧烈弛豫形成的。在这些子结构中，我们有：一个流连接NGC 1387到中央星系，NGC 1399，以前在文献中报道;一个新的巨大的流产生的相互作用的NGC 1382与NGC 1380和可能的NGC 1381;一系列的流运动学连接到附近的超紧凑矮星系;没有明确的运动学关联，以关闭集群成员的示踪剂团块。我们证明了在模拟中预测的各种冷子结构的证据。大多数的溪流在运动学上都与UCD相连，这支持了它们可能是被破坏的矮星系的残余的假设。[删节]
2021-09-30 astro-ph.GA
The kinematics of the magnetised protostellar core IRAS15398-3359
本研究利用APEX望远镜观测0类年轻恒星体IRAS15398-3359的分子谱线，通过多分量高斯拟合分析其动力学，发现物质从纤维流向中心并伴随外流运动，且大尺度磁场线与核自转轴优先对齐。
2023-02-14 astro-ph.GA
Stellar Kinematics and Environment at z~0.8 in the LEGA-C Survey: Massive, Slow-Rotators are Built First in Overdense Environments
在这封信中，我们调查的综合和空间分辨的恒星运动学的质量，静止星系在中等红移（$0.6<z<1.0$）的样本环境的影响。对于这种分析，我们结合了光度和光谱参数的UltraVISTA和大型早期星系天体物理普查（LEGA-C）调查的COSMOS领域和环境测量。我们分析的趋势与overdensity（1+ $δ$）的旋转支持的静止星系，并发现没有普遍的趋势，无论是固定的质量或固定的恒星速度色散。这与先前对本域宇宙的研究一致;大质量星系的旋转支持主要取决于恒星质量。我们强调两个人口的大质量星系（$\log M_\star/M_\odot\geq11$）偏离平均质量关系。首先，在密度最低的区域（$(1+δ)\leq1$）中质量最大的星系表现出较高的旋转支持。同样，在最高质量（$\log M_\star/M_\odot\geq11.25$）的范围内的旋转支持是显着的，但在所有的dendritic区。这对应于一个不断增加的慢旋转体部分，只有在密集环境中的星系（$(1+δ)\geq3.5$）主要是（90 $\pm$ 10\%）慢旋转体。在固定速度分散时没有看到这种效应，表明驱动机制是较小的合并：只有在密集区，质量最大的星系才经历了显著的小合并，建立恒星质量和减少旋转，而不会显着影响中央恒星速度色散。在本地宇宙中，大多数大质量星系都是缓慢旋转的，不管环境如何，这表明在宇宙时间$(z\lesssim0.…
2020-01-08 astro-ph.GA
The early evolution of young massive clusters: The kinematic history of NGC6611 / M16
在最初的几百万年里，大质量恒星动态地相互作用，产生逃逸，影响最初的双星种群。观测和解释年轻大质量星团的动力学是我们理解恒星形成过程和预测恒星演化结果的关键。我们研究了鹰星云（M16）中的NGC 6611，鹰星云是一个拥有19颗O星的年轻大质量星团。我们使用盖亚EDR 3数据来确定成员，年龄，集群动力学和运动学的大质量恒星，包括离家出走。隶属度分析产生137个成员，位于1706 $\pm$ 7 pc的平均距离。颜色-绝对星等图显示了主序前恒星的蓝色和红色种群，与两个不同的恒星种群相一致。与早期的研究一致，最年轻的星群的平均消光$A_V$ = 3.6 $\pm$ 0.1等，年龄= 1.3 $\pm$ 0.2百万年，而较老的星群的平均消光$A_V$ = 2.0 $\pm$ 0.1等，年龄= 7.5 $\pm$ 0.4百万年。后一种星族比年轻一代的恒星在空间上更广。我们认为，大部分的OB明星属于年轻人口。我们确定了8个从NGC 6611中心发出的逃逸物，与动力学弹射情景一致。我们发现，约50%的O型星的速度相当于或大于逃逸速度。这些O型星可以追溯到NGC 6611的中心，其运动学年龄为0 ~ 200万年。这表明，动力学相互作用在NGC 6611的早期演化中发挥了重要作用，考虑到目前的低恒星密度，这是令人惊讶的。与年轻大质量星团的模拟相比，所需的0.1-0.5 pc的初始半径与NGC 661…
2022-12-06 astro-ph.GA
The orbital kinematics of kpc-scale dual-core systems with double-peaked narrow emission lines
基于SDSS测光和光谱数据，提出检验kpc尺度双核系统轨道运动学能否产生双峰窄发射线的方法，通过比较7个双核系统样本的轨道速度上限与发射线峰分离，发现4个天体结果一致，3个不一致，为后续大样本研究奠定基础。
2025-03-02 astro-ph.GA
Imposters among us: globular cluster kinematics and the halo mass of ultra-diffuse galaxies in clusters
本文利用TNG50模拟研究超弥漫星系（UDGs）的球状星团运动学，发现受束缚GCs能准确示踪晕质量，但星团内GCs污染会高估速度弥散度，建议结合恒星运动学验证异常大质量晕。
2023-09-06 astro-ph.GA
Geometry, Kinematics, and Magnetization of Simulated Prestellar Cores
我们利用Chen & Ostriker（2015）报道的三维湍流MHD模拟中形成的100多个重力束缚致密核心来分析星前核心的结构，运动学和磁性。我们的统计结果不同意经典的恒星形成理论，即核心演化为扁圆形，磁场平行于短轴。相反，我们发现，核心一般是三轴的，虽然核心规模的磁场仍然是优先最平行于核心的短轴和最垂直的主轴。内部和外部的磁场方向是相关的，但综合核心角动量的方向与核心的磁场不一致，与最近的观测结果一致。旋转/总动能和旋转/引力能的比值与地核大小无关，并且与观测值的大小一致。比角动量也遵循观测到的关系$L/M \propto R^{3/2}$，表明旋转是从环境湍流中获得的。对于典型的$E_\mathrm{rot}/E_K \sim 0.1$，旋转不是核心塌陷时的主要运动。
2018-08-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Spatial-Kinematic Structure of the Region of Massive Star Formation S255N on Various Scales
本文详细分析了大质量恒星形成区S255 N在CO（2-1）、\nh、\nhh、\co和其它谱线上的SMA、VLA和IRAM观测结果。结合干涉仪和单碟数据，使在各种空间尺度上的分子核心的气体运动学的更详细的调查。在整个区域的尺度上，没有旋转或各向同性压缩的迹象。最大的气体碎片（$\approx$ 0.3 pc）位于电离氢S255和S257区域的边界附近。一些较小规模的碎片与原恒星团有关。这些碎片的动力学温度在10- 80 K之间。在团簇SMA 1周围探测到一个环周环面，其内半径$_{in}$ $\approx$ 8000 AU，外半径$_{out}$ 12000 AU。旋转轮廓表明存在质量为$\approx$ 8.5/ sin 2（i）M $_\odot$的中心天体。SMA 1分解为两个团簇，SMA 1-NE和SMA 1-SE，其温度分别为$\approx$ 150 K和$\approx$ 25 K.从表面上看，这两个原恒星团周围气体的吸积都与这个环面有关。
2018-05-07 astro-ph.GA
Multi-scale accretion in dense cloud cores and the delayed formation of massive stars
提出包含云核和恒星吸积的理想化模型，通过引力阻塞机制解释大质量恒星延迟形成及其与云核质量的关系。
2024-02-15 astro-ph.GA
The core population and kinematics of a massive clump at early stages: an ALMA view
本研究利用ALMA观测分析大质量团块AGAL014.492-00.139中的前恒星核心群及运动学，发现核心多为低质量且亚维里化，支持团块供料吸积情景。
2022-08-02 astro-ph.GA
Mergers all the way down: stellar collisions and kinematics of a dense hierarchically forming massive star cluster in a dwarf starburst
Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；Center for Computational Astrophysics, Flatiron Institute（计算天体物理中心，平顿研究所）
通过矮星系并合星暴的逐恒星模拟，发现层级并合形成致密大质量星团，其表面密度接近高红移观测值，并产生碰撞增长的超大质量恒星及星团内多代恒星的运动学差异。
2025-10-09 astro-ph.GA
Network of Star Formation: Fragmentation controlled by scale-dependent turbulent pressure and accretion onto the massive cores revealed in the Cygnus-X GMC complex
分子云具有复杂的密度结构，这些结构是由湍流和重力等过程产生的。我们提出了一种基于三角剖分的方法来解剖分子云的密度结构，并研究稠密核与环境之间的相互作用。在我们的{方法}中，构造了Delaunay三角剖分，它由连接这些核的边组成。从这个结构开始，我们系统地研究了相邻的致密核与周围环境之间的物理连接。我们将我们的方法应用到天鹅座X大质量GMC复合体，发现核心分离与平均表面密度相关的$Σ_{\rm edge} \propto l_{\rm core }^{-0.28 }$，这可以解释为{破碎控制的尺度依赖的湍流压力（其中的压力是一个函数的规模，例如$p\sim l^{2/3}$）}。我们还发现，低质量的核心（$M_{\rm core} < 10\, M_{\odot}$）的质量是由碎裂，而大规模的核心（$M_{\rm core} > 10\, M_{\odot}$）增长主要通过吸积。从碎裂到吸积的转变与从对数正态核心质量函数（CMF）到幂律CMF的转变相吻合。通过构建沿连接相邻核的边缘测量的表面密度分布，我们发现证据表明，大规模的核已经从周围环境中吸积了相当大一部分气体，从而耗尽了气藏。我们的分析揭示了一幅图像，其中核心通过由尺度依赖的湍流压力支持控制的碎裂形成，然后在大质量核心上吸积，{该方法可以应用于不同的区域，以实现未来更深入的理解。
2022-04-01 astro-ph.GA
Complete census of massive slow rotators in ten large galaxy clusters
星系的相互作用会在其恒星的运动中留下印记，因此观察二维恒星运动学使我们能够揭示它们的形成过程。慢转星的恒星轨道以随机运动为主，被认为是一系列缺乏气体的合并的化石遗迹，在一个几乎不存在形成新恒星所需的冷气体的环境中。事实上，对附近几个星系团的观测表明，慢旋转星系团更容易在气体贫乏、致密的星系团核心中找到，而星系团本身必须由较小的星系团合并而成。然而，这一结果的普遍性以及运动学和环境之间的联系目前尚不清楚，因为最近的研究表明，在给定的恒星质量下，环境不会影响慢旋转体的形成。在这里，我们解决这个问题相结合的一个仔细的质量评估的样本选择与二维恒星运动学从一个大型星系调查和一种新的光度分类方法的运动学是不可用的。我们获得了第一个完整的人口普查的位置大规模的慢旋转在10个大的集群：在所有情况下，慢旋转是非常罕见的，一般跟踪集群密度峰值。这一结果明确地表明，大质量慢旋星系是剧烈的等级团簇形成的遗迹。
2019-11-14 astro-ph.GA
SO survey of massive cores
我们提出的调查结果的几十个密集的高质量恒星形成（HMSF）的核心在三个跃迁的SO分子在30和100 GHz的100米Effelsberg和20米Onsala射电望远镜。根据线比和柱密度估算了岩心的物理参数。相对丰度也被推导出来。
2017-11-26 astro-ph.GA
Reconstructing the mass assembly history with kinematics and nuclear light profiles
在这篇文章中，我表明，通过结合成像和积分场光谱，有可能解开星系的内部结构。特别是，我将提出的光度和运动学证据盘连接它们与恒星的角动量内容的早期型星系。此外，我表明，存在的快速旋转与核心和慢速旋转与核心无核光配置文件的挑战标准的形成方案的快速和慢速旋转，并提出了新的大规模组装的途径。
2014-10-13 astro-ph.GA
The Dynamics of Massive Starless Cores with ALMA
质量比太阳大的恒星是如何形成的，因此恒星的初始质量函数（IMF）是如何建立的？这样的中等质量和高质量恒星可能是由相对大质量的前恒星气体核心产生的，这些气体核心的质量比热金斯质量更大。湍流核心吸积模型调用这样的核心作为近似维里平衡和近似压力平衡与周围的团块介质。它们的内部压力由湍流和磁场的组合提供。或者，竞争吸积模型需要强烈的次维里初始条件，然后导致广泛的热金斯尺度的碎片，与中等和高质量的恒星后来形成的竞争邦迪-霍伊尔吸积。为了测试这些模型，我们已经确定了四个主要的例子，大规模（~ 100 Msun）团块从中红外消光映射的红外暗云（IRDC）。Fontani等人在这些天体中发现了高氘分率的N2 H+，这与它们是无星的一致。在这里，我们提出了ALMA观测这四个团块探测N2 D+（3-2）线在2.3”的分辨率。我们发现了6个N2 D+核，并确定了它们的动力学状态。它们观测到的速度分散和大小与湍流核心模型的预测大致一致，湍流核心模型是自引力、磁化（Alfven马赫数m_A~1）和由周围团块的高压所约束的维里化核心。然而，在最大质量的核心，与质量高达~ 60 Msun，我们的研究结果表明，适度增强的磁场（使mA ~0.3）可能需要的结构维里和压力平衡。因此，磁调节核心的形成可能在控制大质量核心的形成，抑制它们的分裂，从而帮助建立恒星IMF方面很重要。
2013-11-19 astro-ph.GA
CO kinematics unveil outflows plausibly driven by a young jet in the Gigahertz Peaked Radio Core of NGC6328
我们报告的检测流出的分子气体的中心附近（z=0.014）的大质量射电星系NGC 6328。银河系的射电核心PKS B1718-649被确认为具有紧凑（2 pc）双射电瓣形态的千兆赫峰值频谱源。我们使用ALMA CO（2-1）和CO（3-2）在100 pc分辨率的观测研究气体运动学从星系中心到~5 kpc。虽然大部分分子气体被安置在一个高度弯曲的盘中，在盘的内部300 pc以及无线电喷流的方向上，我们确定了高激发和高速气体，这些气体不能归因于任何规则的运动学成分，这是基于我们对ALMA数据的详细3D建模。气体中的高速分散也表明它不是流入的粉碎结构的一部分。这些结果表明，每年存在3至8个太阳质量的分子外流。外流可能起源于喷流与致密星际介质的相互作用，即使无线电发射被检测到更接近中心比外流。在这个意义上，这个源类似于NGC 1377，4C31.04和ESO 420-G13，其中流出与微弱或过去的喷流活动有关。
2021-10-31 astro-ph.GA
Local galaxies with compact cores as the possible descendants of massive compact quiescent galaxies at high redshift
为了验证高$z$致密静止星系（cQG）作为局域致密核存在于不同形态类的局域大质量星系中的可能演化情景，我们通过对局域致密核的光谱分析研究了其恒星形成历史.我们从SDSS DR 7光谱星表中选取了182个具有致密核的大质量星系（${M}_{*,{\rm core}} > 10^{10.6} {\rm M}_\odot$），在$0.02 \leq z \leq 0.06$建立了一个样本。利用STARLIGHT软件包分析中值叠加谱，计算恒星年龄和金属丰度。我们的主要结果表明，局域致密核的平均年龄约为$12.1\pm0.6$ Gyr，表明它们在$z > 3$早期形成，这与$1<z<3$上cQG的形成红移一致.结合以往的研究，我们的结果，即局域致密核与高$z$ cQG具有相似的形成红移，支持具有致密核的局域大质量星系可能是cQG的后代。对具有致密核心的局域星系的形态学研究表明，高$z$ cQG可能存在多种演化路径：大部分（$> 80\%$）通过干小合并演化为局域大质量ETG，而部分（$\sim 15\%$）通过晚期气体吸积和维持恒星形成，形成实质性的恒星/气体盘，最终成长为旋涡星系.
2020-02-01 astro-ph.GA
Morpho-kinematic analysis of the point-symmetric, bipolar planetary nebulae Hb 5 and K 3-17, a pathway to poly-polarity
本文利用一套完整的空间分辨高光谱分辨率的长狭缝光谱，详细研究了双极行星状星云Hb~5和K3 -17的运动学。这两个物体都有特别有趣的特征，例如复杂的放射性，玫瑰花型核，轴点对称和非常快的双极流出。结合Hb~5的运动学信息和{ \it HST}图像，利用SHAPE程序建立了详细的星云三维模型。该模型表明，大尺度的叶生长在一个非同源的方式。核心中的环形圈被证明实际上是从似乎是随机穿孔的致密气体核心中出现的次级叶，并且形成点对称结构的材料以独特的运动学模式在叶内流动，并且其与叶的相互作用对它们产生了成形效果。Hb~5和K~3-17可能代表了一类快速演化的行星状星云，一旦星云核心演化和膨胀，它们将发展出多极特征。
2012-03-15 astro-ph.GA
Two Massive, Low-Luminosity Cores Toward Infrared Dark Clouds
本文介绍了高分辨率干涉镶嵌在850微米波段的两个大规模的，静止的红外暗云。选择这两个云是基于它们代表大质量恒星形成之前环境的可能性。在每个云中探测到的最明亮的致密源的质量约为110和60太阳质量，半径< 0.1 pc，这意味着平均体积密度约为每立方厘米100万个粒子，平均柱密度约为每平方厘米1克。补充数据显示这些核心是冷的和不活跃的。它们的热光度和温度上限较低，使它们处于非常早期的演化阶段，而目前的大质量恒星形成模型表明它们有可能形成大质量恒星。
2009-09-27 astro-ph.GA
NGC 5626: a massive fast rotator with a twist
本文利用MUSE观测资料对NGC 5626的椭圆尘埃带进行了运动学分析。这些数据可以有力地将该星系归类为快速旋转星系，并推断其维里质量为$10^{11.7} M_\odot$，使其成为已知最大的快速旋转星系之一。此外，MUSE数据的深度和范围揭示了恒星速度场的强烈运动学扭曲（超过$1.5R_e$高达$45$度）。与ATLAS $^\mathrm{3D}$样本的比较强调了该系统的稀有性，尽管我们表明，由于本次调查的空间采样有限（通常扩展到大规模ETG的$0.6R_e$），ATLAS $^\mathrm{3D}$数据可能会错过这样一个大规模的运动学扭曲。因此，MUSE有可能揭示更多这类星系的例子。我们讨论了NGC 5626的环境和可能的形成历史，最后讨论了银河系和仙女座星系之间的合并如何产生与NGC 5626相同的星系。
2017-11-24 astro-ph.GA
The early evolution of young massive clusters. II. The kinematic history of NGC 6618 / M 17
本研究针对年轻大质量星团NGC 6618（位于近邻巨型H II区M 17），识别出42颗成员星、6颗O型逃逸星，发现约30%的原始O型星已逃逸，且逃逸星运动学年龄可作为星团年龄估算的独立方法。
2023-11-07 astro-ph.GA
Optical emission lines in the most massive galaxies: morphology, kinematics and ionisation properties
为了更好地描述星系恒星质量范围的上限，MUSE最大质量星系巡天（M3 G）瞄准了在$z\sim0.046$的已知星系团中发现的最大质量星系（M $>10^{12}$ M $_{\odot}$）。该样本由25个早型星系组成：14个BCG，其中3个位于沙普利超星系团（SSC）的密集区，11个位于SSC的大质量卫星。在这项工作中，我们的目标是推导出的空间分布和运动学的气体，并讨论其电离机制和起源在光学波长范围内与MUSE数据。我们使用一个广泛的单恒星星族模型库来拟合光谱的连续性，并使用多达三个高斯函数来模拟发射线。在M3 G样品中，在5个BCG中检测到电离气体，其中一个位于SSC的密集区，在SSC中检测到6颗大质量卫星。在这些物体中，[OI]和[NI]在3个BCGs和一颗卫星上被检测到。气体集中在几乎所有的物体中，除了2个BCGs显示出细丝和2个大质量卫星的延伸发射。3个BCGs的发射谱线轮廓呈现红/蓝移成分。通过分析巴耳末线比率，获得0.2-0.3的平均$E(B-V)$，揭示了灰尘的存在。发射线诊断图显示主要是LINER线比，几乎没有恒星形成的污染。在80%的快速旋转器和35%的慢速旋转器中检测到气体。60%的卫星和25%的BCGs的恒星和气体旋转的方向相对于彼此对齐。未对准的存在表明3个BCG和2个卫星的气体来源于外部。另一方面，其中一些系统的特征是三轴和长轴状恒星旋转，即使在未对准…
2020-12-14 astro-ph.GA
Connecting Core Galaxy Properties to the Massive Black Hole Binary Population
本研究利用 IllustrisTNG 与 N 体约束的后处理模型，量化大质量黑洞双星质量比和气体质量分数对核心星系形成与抹去的影响。
2023-11-08 astro-ph.GA
Properties of dense cores in clustered massive star-forming regions at high angular resolution
我们的目标是在与大规模恒星形成区域相关的集群环境中表征致密的核心。为此，我们提出了一个统一的分析VLA NH3（1，1）和（2，2）的观测对样本的15个大质量的恒星形成区域，在那里我们确定了总共73个核心，将它们分类为原恒星，静止无星，或扰动无星，并得出一些物理性质。平均尺寸和氨柱密度分别为0.06 pc和10^15 cm^-2，无星核和原恒星核之间没有显著差异，而静止无星核的线宽和旋转温度比原恒星核小，分别为1.0 km/s和16 K（1.8 km/s，21 K）和扰动无星（1.4 km/s，19 K）核心。在大质量恒星周围的这些静止的无星核心的线宽和温度仍然显着大于在低质量恒星形成区域的无星核心测量的典型值，这意味着一个重要的非热成分。我们确认在高角分辨率的相关性先前发现的单碟望远镜之间的线宽，温度的核心，和测辐射光度。此外，我们发现每个核心的温度和来自星团中质量最大的恒星的入射通量之间存在相关性，这表明在我们样本的无恒星核心中测量到的高温度可能是由于附近大质量恒星的加热。一个简单的维里平衡分析似乎表明，从团块（0.1-10 pc）到核心（0.05 pc），存在一个自相似、自引力、湍流、维里化的结构层次。考虑到外部压力的影响，对动力学状态进行更仔细的检查，发现可能需要相对较强的磁场支持来稳定核心，或者它们是不稳定的，因此处于崩溃的边缘。
2013-04-18 astro-ph.GA
Tightly coupled morpho-kinematic evolution for massive star-forming and quiescent galaxies across 7 Gyr of cosmic time
我们利用基本面测量了动力学质光比和动力学恒星质量比的红移演化。虽然传统上用于研究早期型星系的属性，我们在这里获得恒星运动学测量的大型早期星系天体物理普查（LEGA-C）调查的样本$\sim1400$大规模（$\log( M_*/M_\odot) >10.5$）星系在$0.6<z<1.0$，跨越了广泛的恒星形成活动。与以前的研究一致，我们发现在$M_{\mathrm{dyn}}/L_g$的红移强烈的演变。相比之下，我们发现只有一个微弱的依赖性的平均值的$M_{\mathrm{dyn}}/M_*$的特定的恒星形成率，和红移的演变，可能是解释的系统学。因此，我们证明了恒星形成和静止星系位于相同的，稳定的质量FP整个$0<z<1$，并在$M_{\mathrm{dyn}}/L_g$向高红移的减少可以完全归因于恒星星族的演化。此外，我们表明，星系的大小和质量的增长被限制在质量FP内发生。我们的研究结果意味着无论是最小的结构演化在大质量星系$z\sim1$，或在其形态和动力学性质的演化紧密耦合，并建立质量FP作为一种工具，研究星系演化与低影响的祖偏差。
2020-10-23 astro-ph.GA
The Next Generation Virgo Cluster Survey (NGVS) XXXI. The kinematics of intra-cluster globular clusters in the core of the Virgo cluster
簇内（IC）种群被认为是簇的等级组装的自然结果，但它们的低空间密度使它们难以检测和研究。我们提出了第一个明确的运动学检测的IC人口的球状星团（GC）的室女星系团，围绕中央星系，M87。这项研究的重点是室女座核心的NGVS测光和后续的光谱相结合，使我们能够拒绝前景星污染和探索GC运动学在整个室女座动力学范围。GC的运动学随着银河系距离的增加而逐渐变化，平均速度减小，速度色散增加，最终变得与$\mathrm{R>320\, kpc}$上的室女座矮星系的运动学无法区分。通过对M87晕和团簇内GC的运动学标记，我们发现：1）M87晕具有较小的分数（$52\pm3\%$）的蓝色集群相对于IC对应（$77\pm10\%$），2）$(g'-r')_{0}$与$(i'-z')_{0}$的色-色图显示，星系群比IC群更红，这可能是由于化学丰度和祖先质量的组成不同，ICGC的分布比M87更浅、更广，但仍集中在中心。ICGC的特定频率，$S_{N,\mathrm{ICL}}=10.2\pm4.8$，是与观察到的人口淬火，低质量星系在1~Mpc的集群的中心。因此，室女座中心的IC人口与通过相互作用被潮汐剥离或破坏的低质量星系的吸积成分一致，总质量为$\mathrm{M_{ICL,tot}=10.8\pm0.1\times10^{11}M_{\odot}}$。
2018-07-23 astro-ph.GA
White Dwarf Kinematics vs Mass
我们利用自行研究了年轻（小于3 × 10^8年）白矮星的运动学和质量之间的关系。我们的样本取自SDSS（Eisenstein et al. 2006）和Palomar-Green Survey（Liebert，Bergeron & Holberg 2005）的颜色选择目录，两者都有光谱温度和重力测定。我们发现色散随白矮星质量的增加而减小。这可以解释为银河系圆盘中的物体在其更大质量的祖先的较短寿命期间散射较少的结果。这样做的一个直接结果是，高质量的白矮星有一个降低的标度高度，因此它们的局部密度比质量较小的白矮星要高。此外，我们还研究了最大质量白矮星（> 0.95 Msun）的运动学是否与预期的单星演化和合并的相对贡献一致。我们发现，运动学是一致的大部分高质量的白矮星通过单星演化形成。
2012-06-05 astro-ph.GA
