Velocity Dispersions of Brightest Cluster Galaxies and Their Host Clusters
我们探索最亮的星系团（BCGs）和它们的宿主星系团之间的联系。我们首先构建了一个HeCS-综合星系团样本，其中包括$0.02 < z < 0.30$内的227个星系团; MMT/Hectospec和SDSS观测的光谱成员总数为52325。利用大的光谱样本，我们计算了团簇的物理性质，包括动力学质量和团簇速度色散（$σ_{cl}$）。我们还测量了BCGs（$σ_{*,BCGs}$）的中心恒星速度色散，首次研究了BCGs速度色散与星团速度色散之间的关系。观察到的BCG速度色散和团速度色散之间的关系是非常紧密的。有趣的是，与Dolag等人（2010）的数值模拟预测不同，$σ_{*, BCG} / σ_{cl}$比率随$σ_{cl}$而降低。$σ_{*, BCG} / σ_{cl}$中的趋势表明BCG形成在较低质量晕中更有效。
2019-10-24 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
Ionized gas velocity dispersion and multiple supernova explosions
采用三维数值模拟方法研究了单次和多次超新星爆炸过程中H $α$强度和速度弥散的演化规律。我们发现，模拟气体流的$I_{\rm Hα}-σ$图是类似的形状在矮星系中观察到的。我们的结论是，碰撞SN壳的年龄显着差异是负责的高速色散，达到高达$\simgt 100$公里$^{-1}$。对于单个SN遗迹，很难获得如此高的速度色散。$I_{\rm Hα}-σ$图上的速度弥散峰值可能对应于几个独立的或合并的SN遗迹，其年龄略有不同。$α$强度和速度色散图空间分辨率降低的过程使模拟的$I_{\rm Hα}-σ$图不仅在形状上而且在数量上与矮星系观测到的图接近。
2014-11-05 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
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 Velocity Dispersion Function for Quiescent Galaxies in Massive Clusters from IllustrisTNG
本文基于IllustrisTNG300模拟推导了大质量星系团中静止星系的速度弥散函数，发现致密环境优先形成大速度弥散星系，并指出模拟与观测在高质量端的差异源于亚晕数量不足及恒星质量-速度弥散关系偏移。
2024-05-31 astro-ph.GA
Pipe3D Stellar and Gaseous Velocity Dispersions for CALIFA Galaxies
我们目前的表中的速度分散来自CALIFA V1200数据管使用Pipe 3D。从发射（电离气体）或吸收（恒星）光谱中提取四种不同的色散，具有两个空间孔径（5“和30”）。恒星和电离气体的色散是不可互换的，我们确定它们的区别特征。我们还将这些分散与文献值进行比较，并构建样本标度关系，以进一步评估其适用性。我们考虑修正的基于速度的标度关系，使用维里速度参数S_K^2 = KV_rot^2 + sigma^2，用我们的每个色散构造。我们对S_K和i波段绝对星等之间最强线性相关的搜索倾向于共同的K ~ 0.5，尽管0.3 - 0.8的范围在统计上是可以接受的。在我们最好的恒星质量维里速度关系中，相对于经典的光度速度关系，散射的减少是最小的;然而，这可能反映了我们样本中大质量螺旋的主导地位。
2019-06-05 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
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
HI and CO Velocity Dispersions in Nearby Galaxies
我们分析的速度分散的个别HI和CO配置文件在一些附近的星系从高分辨率的HERACLES CO和HI的调查。集中在明亮的CO排放的区域，我们发现CO色散值：7.3 $\pm$ 1.7 km/s。相应的HI色散为11.7 $\pm$ 2.3 km/s，产生的平均HI/CO色散比为1.4 $\pm$ 0.2，与半径无关。我们发现，CO速度分散增加朝向较低的峰值通量。这是一致的，与以前的工作，我们表明，当使用光谱平均（“堆叠”）在大面积上，更大的CO分散值被发现，和较低的分散比：1.0 $\pm$ 0.2。叠加法对低水平的漫发射更敏感，而个别剖面跟踪窄线，GMC为主，明亮的发射。这些结果提供了进一步的证据表明，盘星系不仅包含薄，低速色散，高密度CO盘是由GMCs为主，但也有一个更暗，更高的色散，弥漫盘组件。
2015-11-18 astro-ph.GA
Resolved gas kinematics in a sample of low-redshift high star-formation rate galaxies
我们使用附近六个（z~0.01-0.04）高恒星形成率（SFR~10-40太阳质量/年）星系样本的积分场光谱来研究亚银河系尺度上局部速度色散与恒星形成率之间的关系。低红移在一定程度上减轻了光束拖尾效应，该效应人为地使测量的色散膨胀，因为它将具有不同视线速度的区域组合成单个空间像素。我们比较的参数地图的速度色散与Halpha通量（代理本地恒星形成率），和速度梯度（代理的本地影响的光束涂抹）。我们发现，即使对于这些非常接近的星系，Halpha速度色散与速度梯度的相关性比与Halpha通量更强-这意味着光束拖尾仍然对速度色散测量有显着影响。我们得到了一个一阶非参数校正的未加权和通量加权平均速度色散通过拟合一个二维线性回归模型的spaxel-by-spectrometer的数据，其中的速度梯度和Halpha通量是独立的变量和速度色散是因变量，然后外推到零速度梯度。修正后的速度弥散分别比未修正的通量加权和未加权平均视线速度弥散值低1.3-4.5倍和1.3-2.7倍。这些修正大于先前引用的使用速度和速度色散场的圆盘模型来校正光束拖尾。修正后的通量加权速度频散值为sigma_m~20-50 km/s。
2016-02-10 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
Velocity Dispersion Profile of the Milky Way Halo
我们提出了一个光谱样本的910个遥远的晕星的超高速星调查，我们从中获得的速度色散分布的银河系晕。样本是74%的水平分支恒星和26%的蓝离散星的混合体。我们利用观测到的颜色、金属丰度和恒星演化轨迹来估计到恒星的距离。我们的样本包含的R>50 kpc的天体数量是以前调查的两倍。我们计算的速度色散分布在两种方式：与参数的方法的基础上的银河系的潜力模型，并与非参数的方法的基础上的焦散技术最初开发的测量星系团质量配置文件。由此得到的速度色散分布与基于其他恒星星族的两次独立调查发现的结果非常一致：在15<R<75 kpc的范围内，银河系晕的径向速度色散平均下降为-0.38+-0.12 km/s/kpc。这一测量结果为计算银河系晕的总质量和质量分布提供了有用的依据。
2009-10-12 astro-ph.GA
On the Origin of the Variety of Velocity Dispersion Profiles of Galaxies
本文利用SAMI和CALIFA观测数据及Horizon-AGN和NewHorizon模拟，发现星系速度弥散度轮廓的多样性主要由年轻恒星径向分布、吸积恒星比例及其导致的径向各向异性共同决定，并反映了星系的并合历史。
2024-11-22 astro-ph.GA
Effects of Inclination on Measuring Velocity Dispersion and Implications for Black Holes
中心黑洞质量与恒星椭球速度色散的关系（M- $σ$关系）是联系黑洞与其宿主星系的最著名和最紧密的关系之一。关于获得精确的黑洞测量值的困难，已经有很多详细的审查，这是正确的;然而，人们理所当然地认为，速度色散的测量基本上是直接的。我们研究了五个盘星系从宇宙学SPH模拟，发现由于星系方向的视线效应可以影响测量的$σ$的30%，因此黑洞质量预测高达1.0德克斯。面对的方向对应于系统较低的速度色散测量，而更多的边缘上的方向提供较高的速度色散，由于污染的磁盘恒星时，测量视线的数量。我们提醒观察者，速度弥散测量的不确定性至少为20 km/s，并且对于中等倾斜度可以大得多。这种效应可以解释局部测量的M- $σ$关系中的一些散射，特别是在低质量端。我们提供了一种方法，用于根据可观测量校正倾斜效应的观测$σ_{\rm los}$值。
2014-09-23 astro-ph.GA
External tides: an important driver of velocity dispersion in molecular clouds
本研究利用太阳邻域三维尘埃图的密度分布计算外潮汐张量，发现其平均强度与分子云速度弥散相当，表明外潮汐是分子云速度弥散的重要驱动因素，提示恒星形成区研究需考虑该效应。
2025-03-21 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
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
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_*$星系。对速度色散的估计也可以帮助识别有趣的UDG子集，例如那些可能具有最大质光比的UDG子集，用于随后的光谱研究。
2016-10-17 astro-ph.GA
The SAMI Galaxy Survey: impact of star formation and AGN feedback processes on the ionized gas velocity dispersion
基于SAMI星系巡天1285个发射线星系，研究恒星形成与AGN反馈对电离气体速度弥散的影响，发现AGN驱动外流比恒星形成活动对速度弥散升高的贡献更大。
2024-05-31 astro-ph.GA
Stellar Velocity Dispersion in Dissipative Galaxy Mergers with Star Formation
为了更好地理解恒星动力学合并系统，如NGC 6240，我们研究了中央恒星速度色散（\sig）的耗散星系合并使用一套二进制磁盘合并模拟，包括反馈恒星形成和活动星系核（AGN）的演变。我们发现，$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_*$在正在进行的合并。
2014-03-19 astro-ph.GA
Central velocity dispersion catalog of LAMOST-DR7 galaxies
大天区多目标光纤光谱望远镜（LAMOST）是为宇宙学和星系演化研究进行光谱测量的主要设施。LAMOST银河系外巡天（LEGAS）的第七次数据发布目前可用，包括193，361个星系的红移。这些源分布在天空的$\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
The velocity dispersion profile of nine open clusters in the solar neighborhood
利用Gaia DR3数据，分析九个疏散星团的速度弥散轮廓，发现NGC 2516和NGC 3532可能各含至少两个恒星质量黑洞，并经历快速动力学演化。
2025-10-24 astro-ph.GA
A Monte Carlo analysis of the velocity dispersion of the globular cluster Palomar 14
我们提出了一个详细的分析结果的球状星团Palomar 14执行使用最近的高分辨率光谱数据和广泛的蒙特卡罗模拟的投影速度色散。通过与一系列动力学模型（双星分数、各向异性程度、质光比M/L、星团轨道和引力理论不同）的比较表明，观测到的该恒星系统的速度色散可以用牛顿模型很好地再现，双星分数f_b<30%，M/L与恒星演化模型的预测相一致。相反，模型计算了一个大部分的二进制系统高估了集群的速度色散。我们还表明，在我们的模拟采样的参数空间，模型的基础上修改牛顿动力学理论可以调和的观察，只有假设值的M/L低于标准假设下的恒星演化模型预测。
2011-11-07 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
Application of three-body stability to globular clusters: II. Observed velocity dispersions
在球状星团（GCs）的速度色散剖面的解释，而不必依赖于暗物质或牛顿动力学（MOND）的修改。在某些银河系GC的大半径的速度色散的平坦化，或缺乏，是解释求助于牛顿动力学的三体问题的稳定性。本系列的前一篇论文确定了GC中恒星稳定轨道和不稳定轨道之间过渡半径的解析公式。这个稳定性边界在这里被用来预测的速度色散曲线预计将在GC变平，已知的GC星系轨道的轨道参数。这里使用的是已发表的观测数据的速度色散作为半径的函数的15个银河系GC与近似已知的轨道参数。我们发现，稳定性边界预测在大多数集群的扁平化。虽然轨道参数的观测不确定性使MOND无法完全排除在某些星团之外，但它并不是任何星团的首选模型。基于本研究的结果，我们建议对NGC 6171和NGC 6341进行进一步的速度色散观测和轨道测定，因为它们是区分牛顿模型和MOND模型的有希望的候选者。特别是，NGC 6171可能已经显示出恒星混乱扩散的证据，导致在预测的稳定边界处变平。
2014-11-09 astro-ph.GA
Predicted MOND velocity dispersions for a catalog of ultra-diffuse galaxies in group environments
超弥散星系缺乏暗物质的可能性最近激发了人们的兴趣，以检查修改后的牛顿动力学（MOND）预测的有效性，这样的星系的规模。研究表明，由邻近星系引起的外场效应（EFE）可以抑制这些系统的速度色散，使它们在牛顿背景下几乎不含暗物质。在这里，接下来，我们对附近宇宙中22个超扩散星系的速度色散进行了先验预测。该样本可用于测试MOND和EFE，并进行后续测量。我们构建了一个目录附近的超扩散星系在星系群环境中，并设置上限和下限的可能的速度色散允许在MOND，考虑到可能的变化，在质量-光比的矮星和星系群的距离。速度色散的预测是作为一个功能的三维分离的矮星，它的主机。在22例中的17例中，EFE在预测中起着关键作用。
2019-01-09 astro-ph.GA
The connection between the peaks in velocity dispersion and star-forming clumps of turbulent galaxies
我们提出了Keck/OSIRIS自适应光学观测与150-400 pc的空间采样的7个湍流，clusiveddisc星系从CASTO样本（$0.07<z<0.2$）。DYNAMO星系此前已被证明在性质上与$z\sim1.5$的主序星星系非常匹配。积分场光谱观测使用自适应光学受到一些系统，包括一个可变的PSF和空间采样，我们在我们的分析占。我们目前的气体速度色散图校正这些影响，并确认，即使在高空间采样的星系有高的气体速度色散（$σ=40-80$ \kms）。我们发现7个星系中有6个具有统计学意义的结构。最常见的速度弥散峰和发射线峰之间的距离是$\sim0.5$ ~kpc，我们注意到这与用HST H $α$图测量的团块的平均尺寸非常相似。这可能表明，在星系团的速度色散的峰值可能会出现由于一些相互作用之间的团块和周围的ISM星系，虽然我们的观察不能区分流出，流入或速度剪切。需要对更大范围的星系进行观测来证实这一结果。
2017-10-25 astro-ph.GA
A unified model for age-velocity dispersion relations in Local Group galaxies: Disentangling ISM turbulence and latent dynamical heating
我们分析了从船底座（$M_{*} \sim 10^{6}$）到M31（$M_{*} \sim 10^{11}$）的八个本星系群星系中单个恒星的年龄-速度色散关系（AVR）。观测上，$σ$与恒星年龄的趋势可以被解释为GMC、棒/旋臂或合并的暗晕对恒星的动力加热;或者，恒星可能只是在高红移时从更湍流的ISM中诞生，并保持较大的速度色散直到今天-与最近的IFU研究一致。为了确定的主导机制，更好地了解不稳定性和反馈的影响，我们开发的模型的基础上观察到的SFH这些本星系群星系，以创建一个进化的形式主义，描述ISM速度色散由于星系的不断变化的气体分数。这些经验模型放宽了通常的假设，即恒星是从气体中诞生的，气体在所有红移处都有恒定的速度色散。只使用观测到的SFH作为输入，ISM速度色散和中平面散射模型适合观测到的AVR的低质量星系没有微调。高于$M_{vir} > 10^{11}$的更高质量星系需要来自潜在动力学加热过程（例如小合并）的更大贡献，超过ISM模型。使用SFH，我们还发现，超新星反馈似乎不是一个主导的驱动程序的气体速度色散相比，引力不稳定性-至少对于分散$σ\gtrsim 25$公里/秒。我们的研究结果共同指出，恒星出生时的速度色散接近气体在其形成时的速度色散，潜在的动态加热与星系质量相关的效率。这些半经验关系可能有助于限制反馈的效率及其对星系形成模拟中盘沉降物理的影响。
2017-10-03 astro-ph.GA
Globular clusters in modified Newtonian dynamics: velocity-dispersion profiles from self-consistent models
我们测试了修正的牛顿动力学（MOND）理论与银河系球状星团的速度色散配置文件的银河系晕的最外层区域，在那里的银河系加速度低于特征MOND加速度a_0。为此，我们在MOND中构造了恒星系统的自洽球形模型，它是牛顿King模型的类似物。该模型在空间上是有限的，重现球状星团的表面亮度的配置文件，并具有速度色散的配置文件，显着不同的形状从相应的牛顿模型。我们提出了六个球状星团的动力学模型，可以用来有效地测试MOND与现有的观测设施。与最近获得的光谱数据NGC 2419的比较表明，这个集群的运动学可能很难解释MOND。
2009-09-09 astro-ph.GA
What drives the evolution of gas kinematics in star-forming galaxies?
最近的大型积分场摄谱仪（IFS）观测的一个重要结果是，由恒星形成气体追踪的星系的内禀速度色散随红移而增加。在z~2处已经存在大量的旋转主导盘，但它们在动力学上比本地宇宙中的螺旋星系更热。虽然已经提出了几种可能的机制来提高速度色散（例如恒星形成反馈，提高气体供应或更频繁的星系相互作用），但在高红移下速度色散增强的根本驱动力仍然不清楚。我们调查的起源，这种运动学的演变，使用一套宇宙学模拟的火（反馈在现实环境中）项目。虽然IFS的调查一般涵盖了更广泛的恒星质量比在这些模拟，模拟星系的内在速度色散，SFR和红移之间的趋势与观测一致。在观测和模拟的星系中，内禀速度色散与SFR呈正相关。内禀速度色散随红移的增大而增大，直到z~1，然后再增大.在FIRE模拟中，内在速度弥散在<1亿年的时间尺度上变化很大。这些变化密切反映了SFR和气体流入速率的时间演变。通过互相关对固有速度色散，气体流入率，和SFR，我们表明，增加气体流入导致随后增强的恒星形成，和增强的固有速度色散往往在时间上一致的气体流入率和SFR的增加。
2018-06-11 astro-ph.GA
Diversity in the stellar velocity dispersion profiles of a large sample of Brightest Cluster Galaxies $z\leq0.3$
我们分析了位于32个红移为0.05 $\leq z \leq$ 0.30的大质量星系团中的布里渊星系团的空间分辨深光学光谱，研究了它们的速度色散分布。我们将这些测量结果与其他大质量早型星系以及相关的中央星系群星系进行了比较。这个独特的大样本延伸到大质量星系的最极端，跨度M $_{K}$在-25.7到-27.8等之间，主星系团晕质量M $_{500}$高达1.7 $\times$ 10 $^{15}$ M $_{\odot}$。为了比较最亮的组和集群成员之间的运动学性质，我们分析了类似的空间分辨长狭缝光谱附近的23个布里渊群Galerkin（BGG）从完整的本地体积组样本（CLoGS）。我们发现一个令人惊讶的大品种的速度色散斜率BCGs，具有显着较大的比例的正斜率，独特的相比，其他（非中心）早期型星系以及大多数最明亮的成员的群体。我们发现，速度色散斜率的BCGs和BGG与星系的光度相关，我们量化这种相关性。目前尚不清楚我们所看到的速度色散斜率的全部差异是否在模拟中重现。
2018-02-21 astro-ph.GA
The kinematics of star clusters undergoing gas expulsion in Newtonian and Milgromian dynamics
我们研究了在标准牛顿动力学和Milgromian动力学（MOND）中进行气体排出的星团中恒星的运动学。气体的排出可以解释观测到的视线（LoS）的速度分布在牛顿动力学的NGC2419。对于一个给定的恒星形成效率（SFE），速度色散分布的形状，这是归一化的速度色散在投影半质量半径，几乎是不可区分的牛顿动力学的不同SFE模型。星系外晕中的星团在气体排出后，其速度弥散在牛顿动力学中确实具有很强的径向各向异性。MOND显示了几个与牛顿动力学不同的性质。特别是，中心速度色散剖面的斜率是不太陡峭的MOND相同的SFE。此外，对于一个给定的超临界流体，更大质量的嵌入式集群模型导致更迅速下降的最终星团的中心速度色散曲线，而质量较小的嵌入式集群模型导致平坦的速度色散曲线的最终产品。本文讨论了气体排出后MOND模型中径向轨道不稳定性的发生。低至百分之几的SFE，典型的分子云，导致幸存的超漫射物体。在MOND中观测到的NGC 2419的速度色散剖面，气体排出本身不太可能是物理机制。
2019-05-30 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
Determining the velocity dispersion of the thick disc
我们尝试按照Moni Bidin等人（2012）提出的方法，从一个真实的银河系分布函数中提取样本，恢复平均垂直速度和垂直速度色散作为银河系高度的函数。我们发现，对于所使用的样本量，在速度的观测误差是远远小于泊松噪声还没有占莫尼Bidin等人。我们重复大量的样本估计泊松噪声的贡献，并揭示任何系统的分析。我们发现，分散系统高估在低银河系高度和略低估在高银河系高度导致低估的梯度与银河系高度的分散。通过使用Girard等人（2006）启发的方法重复计算，揭示了系统分类的原因。这种方法恢复预期的色散更成功，特别是产生的梯度与银河系的高度，这是大约三倍，发现使用Moni Bidin等人提出的方法的色散。
2012-07-23 astro-ph.GA
The Star-Formation Main Sequence: The Dependence of Specific Star Formation Rate and Its Dispersion on Galaxy Stellar Mass
恒星形成主序列的离散性反映了恒星质量相似的恒星形成星系（$M^\ast$）中恒星形成历史的多样性和恒星形成速率的变化。我们研究分散的本地SFMS使用完整的样本斯隆数字巡天星系在0.01 $<z<$ 0.03与$\log(M^\ast/M_\odot)>$ 8.8。根据H $α$结合来自WISE的22个$μm$观测值估计SFR。Simard et al.（2011）的核球+盘分解星表可用于样本星系。我们测量作为$M^*$的函数的特定SFR（SSFR）的分散。我们证实，随着$M^*$的增加，分散度从$\log(M^\ast/M_\odot)<$ 9.6时的0.37 $\pm0.01$ dex增加到$\log(M^\ast/M_\odot)>$ 10.2时的0.51 $\pm0.02$ dex。尽管恒星的形成主要与盘有关，但盘SSFR的色散仍然随着$M^*$的增加而增加。我们的结论是，隆起/酒吧的存在可能是负责大规模SFG的SSFR的大分散，而低质量SFG大多是磁盘为主，因此具有小分散。我们的研究结果表明，星系尺度上的恒星形成是显着影响中央致密结构通过增强和/或淬火过程，而较低质量的SFG往往有较少的突发恒星形成的历史。然而，分散的SSFR变得显着更小，并保持不变时，只有磁盘占主导地位的SFG计数。这一发现意味着随机恒星反馈对恒星形成的影响在所有盘星系中可能遵循相同的模式，与晕势无关。
2015-07-13 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
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
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
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
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
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
IN-SYNC II: Virial Stars from Sub-Virial Cores -- The Velocity Dispersion of Embedded Pre-Main-Sequence Stars in NGC 1333
新生恒星的初速度色散是恒星形成理论的一个主要方面。使用APOGEE摄谱仪获得的近红外光谱，我们表明，在校正测量不确定性和双星的影响后，NGC 1333中年轻（1 - 200万年）恒星的速度色散为0.92 +/-0.12 km/s。这种速度色散与该区域的维里速度和扩散气体的速度色散一致，但明显大于致密的恒星形成核心的速度色散，其亚维里速度色散为0.5 km/s。由于NGC 1333星团在动力学上是年轻的，并且嵌入得很深，因此这种测量对新形成恒星的初始速度色散提供了强有力的约束。我们认为，恒星和致密核之间速度色散的差异可能是由于作用在致密核上的70微高斯磁场的影响，也可能是具有初始子结构的星系团经历整体坍缩的特征.
2014-11-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
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
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
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
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
Formation and evolution of interstellar filaments; Hints from velocity dispersion measurements
我们调查的气体速度分散的长丝样品最近检测到的赫歇尔古尔德带调查的一部分，在IC 5146，天鹰座，北极星星际云。为了测量这些速度色散，我们使用13 CO，C18 O，和N2 H+线观测与IRAM 30米望远镜。将我们的速度色散测量结果与Herschel数据导出的细丝柱密度相关联，我们表明星际细丝可以分为两个区域：热亚临界细丝，具有跨音速速度色散（c_s ~< σ_tot <2c_s）与柱密度无关，是引力不束缚的;以及热超临界细丝，其具有大致与柱密度的平方根（σ_tot ~ Σ ^0.5）成比例的较高的速度分散，并且是自引力的。超临界细丝的高速色散可能不是直接来自超音速星际湍流，而是由引力收缩/吸积驱动的。基于我们的观测结果，我们提出了一个进化的情况下，超临界细丝进行引力收缩，并通过吸积的背景材料，同时保持在粗略的维里平衡，每单位长度的质量增加。我们进一步建议，这个吸积过程允许超临界细丝，以保持其近似恒定的内部宽度（约0.1 pc），而收缩。
2013-03-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
