When Cold Radial Migration is Hot: Constraints from Resonant Overlap
人们普遍认为，像银河系一样，螺旋盘中的恒星可以在盘的寿命内径向迁移一个尺度长度。除了冷扭矩，也被称为“搅动”，有助于恒星径向迁移的过程必然与运动学加热有关。此外，这是一个悬而未决的问题，是否一个情节的冷扭转是运动学冷在长的径向距离。本研究使用一套基于分析的模拟来研究当恒星受到冷扭矩并且与超谐波共振时的动力学响应。模型结果表明，这些人口运动学加热，并有RMS的轨道角动量的变化，可以超过那些没有经历共振重叠的人口。因此，在冷扭转过程中可能发生运动加热。在一个具有指数表面密度分布和平坦旋转曲线的银河系盘的案例研究中，太阳圆柱体中多达40%的冷扭矩恒星经历共振重叠。这一比例向银河系中心增加。对于第一近似，冷扭转的最大径向偏移仅取决于螺旋图案的强度和潜在的旋转曲线。这项工作的地方，这些偏移的上限是超谐波之间的距离，否则近共转的径向迁移可以运动学加热。运动学冷径向迁移的扩散速率，从而限制在随机游走近似的步长大小。
2019-07-23 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
Vlasov-Poisson in 1D for initially cold systems: post-collapse Lagrangian perturbation theory
我们分析研究了一个初始光滑、冷、自引力的一维无碰撞系统的坍缩。系统在相空间中被描述为一个中心的“S”形，周围有一个近似静止的晕，局部地作用在“S”形上，像一个谐波背景。为了解决S在其自身引力和晕的影响下的动力学问题，我们引入了一种新的方法，使用后崩溃拉格朗日微扰理论。这种方法使我们能够跟踪系统在连续交叉时间之间的演化，并以迭代的方式描述中心S和晕之间的相互作用。我们的理论预测检查对测量的熵守恒数值模拟的基础上的水袋方法。虽然我们的崩溃后拉格朗日方法不允许我们严格计算系统的长期行为，即在许多交叉时间之后，它解释了在数值模拟中观察到的投影密度的接近幂律行为。在后期推进模型表明，系统可以在某个时候构建一个非常小的扁平核心，但这是非常投机的。这一分析表明，理解初始冷系统的动力学需要一个细粒度的方法来正确描述其非常核心的部分。这里进行的分析当然可以扩展到球对称。
2014-11-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Star formation in early-type galaxies: the role of stellar winds and kinematics
早型星系（ETG）的热ISM主要由恒星风产生，并由Ia型超新星和恒星运动的热化加热。高分辨率的二维流体动力学模拟表明，在恒星组件的有序旋转的结果在离心支撑冷赤道盘的形成。在最近的一次数值研究中，我们发现，后来的几代恒星都是在这个寒冷的圆盘中形成的;这个过程消耗了大部分的冷气，在当前的时代留下了与观测到的相当的冷质量。大多数新的恒星质量在几个旋前形成，并居住在一个圆盘中。
2015-11-02 astro-ph.GA
The Baryonic Collapse Efficiency of Galaxy Groups in the RESOLVE and ECO Surveys
利用RESOLVE和ECO巡天星系群星表和galform半解析模型（SAM）模拟星表，我们研究了z = 0群积分的恒星和冷重子（恒星+冷原子气体）质量函数（群SMF和CBMF）和重子坍缩效率（群冷重子与暗物质晕质量比）。与理论晕质量函数（HMF）相比，SMF和CBMF组在高质量时下降得更陡，而在低质量时上升得更缓。跃迁发生在群积分的冷重子质量M_coldbary ~ 10^11 Msun。然而，SAM在过渡质量~ 10^11 Msun处的基团明显较少，并且低质量斜率比数据更陡，这表明反馈在低质量晕中太弱，相反，在过渡质量附近太强。使用文献处方，包括热晕气体和潜在的不可观测的星系气体产生一组BMF的斜率类似的HMF，甚至低于过渡质量。它的标准化是一个低的因素~2，与估计的温暖，热的气体弥补剩余的差异。我们计算重子坍缩效率的晕质量计算两种方式，通过晕丰度匹配（HAM）和通过动力学（扩展到所有的方式使用堆叠的三个星系群）。利用HAM，我们发现在晕质量为10^11.4-12 Msun的范围内，重子坍缩效率达到一个平坦的最大值，我们称之为“新生群”。“然而，使用动力学，我们发现重子坍缩效率的分散性更大，这可能表明组热重子与冷重子比率的变化。同样，我们看到更高的散射重子坍缩效率的SAM时，使用其真正的集团和集团晕质量，而不是朋友的朋友集团和HAM质量。
2017-09-21 astro-ph.GA
The Recent Evolution of Early-Type Galaxies as Seen in their Cold Gas
我提出了一个概述的原子和分子气体的早期型星系的新观测，专注于3D项目。我们关于恒星运动学、年龄和金属丰度以及电离气体运动学的数据使我们能够将冷气体置于早期星系组装和恒星形成历史的更广泛背景中。冷气体的数据也提供了宝贵的约束条件的数值模拟的早型星系。
2014-10-22 astro-ph.GA
A Kinematically Cold Structure of Candidate Young OB Stars Toward The Anticenter
我们结合GALEX和盖亚DR 2目录来跟踪银河系外围的恒星形成。使用测光，自行和松弛，我们确定了一个结构的~ 300 OB-型候选人位于12和15千秒差距之间的银河系中心的运动学冷。该结构位于l = 120和200度之间，高于平面高达~700 pc，低于平面~ 1 kpc。整体运动是盘状的;然而，我们测量到的平均向上垂直运动为5.7 +-0.4 km/s，平均向外径向运动为8 - 16 km/s。沿其自行轴（垂直于银盘）的最小色散的速度色散为6.0 +-0.3 km/s，证实了该结构的年轻年龄。虽然这个结构在空间上包围着银河系的外旋臂，但它并不是旋臂，把它解释为银河弯曲也同样不能令人满意。该结构的垂直范围，平均运动学和相对于平面的不对称性表明，它的起源更类似于一个大质量卫星扰动银河系圆盘所产生的摆动。这个外层结构中的恒星平均年龄表明，这一事件发生在大约2亿年前。
2019-07-29 astro-ph.GA
COSTA: the COld STream finder Algorithm. Searching for kinematical substructures in the phase space of discrete tracers
内容：本文提出了COSTA（COld STfinder Algorithm）算法，这是一种在大质量星系晕和团内区行星状星云（PNe）和球状星团（GC）相空间中寻找冷运动学亚结构的新算法。目的：COSTA的目的是探测小尺寸、低速的弥散流，这些弥散流是矮星系最近与更大质量星系晕相互作用产生的，包括位于丰富星系团中心区域的弥散流。研究方法：COSTA是基于一个深的朋友的朋友程序，隔离N个粒子组与小速度分散（10公里和$\sim$ 100公里之间），使用迭代（n）sigma裁剪超过一个定义的数量（k）的邻居粒子。该算法有三个参数（k-n-N），再加上速度分散截止，它定义了“冷”的流，这是使用蒙特卡洛实现下exam. Results的样本设置：在本文中，我们显示的能力COSTA恢复模拟流模拟数据集的离散运动示踪剂具有不同的大小和测量误差，从公开的流体动力学模拟。我们还显示了最好的算法设置为一个现实的情况下，流发现的核心的天炉座集群，未来的应用程序COSTA真正的人口PNE和GC。结论：COSTA可以推广到在有限样本的离散示踪剂的相空间中找到小的子结构的所有问题，只要该算法是在再现特定数据集的真实模拟观测上训练的。
2020-10-05 astro-ph.GA
Formation of satellites from cold collapse
我们研究了一个孤立的，最初冷，不规则（但几乎是球形）和（略）不均匀的自引力粒子云的崩溃。云被快速弛豫机制驱动向维里化准平衡态，发生在典型的时间$τ_c$中，其特征是粒子能量分布的大变化。坍缩后的粒子主要分为两类：束缚粒子和自由粒子，后者被系统抛出。由于初始系统的各向异性，时变引力场打破了球对称性，使得喷出的质量可以带走角动量，而束缚系统可以获得非零角动量。此外，当强束缚粒子形成致密的核时，弱束缚粒子在$τ_c$量级的时间尺度上可以形成几个卫星子结构。这些卫星具有有限的寿命，可以比$τ_c$长，并且通常形成平坦的分布。它们的起源和丰度与初始密度波动的幅度和性质以及初始云偏离球形对称性有关，这两者在坍缩阶段都被放大。Satis显示了一个依赖于时间的维里比，它可能不同于平衡值$b\approx -1$：尽管它们与主要的维里化对象绑定，但它们不一定是维里松弛的。
2016-12-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Spherical symmetry breaking in cold gravitational collapse of isolated systems
利用$N$ -体模拟方法研究了冷均匀球系统引力坍缩中的形状演化.中心的兴趣是如何偏离球对称依赖于粒子数$N$。通过重新审视球形坍缩模型，我们假设偏离球形对称性是由有限的$N$密度涨落调节的。根据这一假设，松弛结构的平坦化的估计被导出为$N^{-1/3}$。在数值部分，我们发现维里化态可以用核-晕结构来表征，并且核的平坦度与预测相当吻合。此外，从大的$N$系统的结果表明，与$N$的最终形状的弛豫时间的发散。我们还发现，内核的内部形状是相当不同的，因为它们在每一个实现从近球形，长球形，扁球形或完全三轴。当$N$增加时，这种变化被抑制，因为最终形状与初始对称性相差不大。此外，我们观察到维里化态的稳定旋转。进一步的研究表明，这种旋转的起源在某种程度上与初始密度波动有关。
2014-11-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
ALMA Survey of Orion Planck Galactic Cold Clumps (ALMASOP): Nested Morphological and Kinematic Structures of Outflows Revealed in SiO and CO Emission
ALMASOP巡天通过CO和SiO辐射揭示了猎户座分子流出流的复杂嵌套形态与运动学特征，并在喷流、风和环境介质统一模型框架下解释了这些由磁相互作用诱导的结构。
2024-11-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Exploring the potential for kinematically colder HI component as a tracer for star-forming gas in nearby galaxies
本研究通过分解七个近邻星系的HI 21厘米数据立方体，发现运动学较冷的窄HI成分与恒星形成密切相关，且矮星系的窄HI比例高于旋涡星系，强调了高分辨率观测对揭示气体转换与星系演化联系的重要性。
2025-06-02 astro-ph.GA
Structure, Kinematics, and Observability of the Large Magellanic Cloud's Dynamical Friction Wake in Cold vs. Fuzzy Dark Matter
本研究通过高分辨率模拟比较了冷暗物质与模糊暗物质中大麦哲伦云动力学摩擦尾迹的结构、运动学及恒星响应，发现自引力不可忽略且FDM尾迹的颗粒性为区分暗物质模型提供了可能途径。
2023-09-08 astro-ph.GA
Morphology and kinematics of orbital components in CALIFA galaxies across the Hubble sequence
基于轨道叠加Schwarzschild模型得到的恒星轨道分布，我们将250个代表性的现代星系分解为4个轨道分量：冷的强旋转，暖的弱旋转，热的占主导地位的随机运动和反旋转（CR）。我们重建的表面亮度（$Σ$）的每个轨道组件，我们提出的数字和表格中的量化的形态使用Sersic指数\textit{n}，浓度$C = \log{(Σ_{0.1R_e}/Σ_{R_e})}$和内在的扁平$q_{\mathrm{Re}}$和$q_{\mathrm{Rmax}}$，与$R_e$的半光半径和$R_{\mathrm{max}}$的CALIFA数据覆盖。我们发现：（1）运动学上较热的组分通常比较冷的组分更集中和更圆;（2）在质量较大的星系中，所有组分都变得更集中和更厚/更圆;它们从低质量晚型星系的盘状转变为高质量早型星系的隆起状。我们的研究结果表明，Sersic \textit{n}不是旋转凸起和非旋转凸起之间的良好分隔。冷轨道$f_{\rm cold}$的光度分数与光度分解的盘分数$f_{\rm disk}$（$f_{\mathrm{cold}} = 0.14 + 0.23f_{\mathrm{\mathrm{disk}}}$）有很好的相关性。类似地，热轨道分数$f_{\rm hot}$与膨胀分数$f_{\rm bulge}$相关为$f_{\mathrm{hot}} = 0.19 + 0.31f_{\…
2018-06-07 astro-ph.GA
A Kinematic Measurement of the Effective Viscosity of the Intracluster Medium: The Cold Front of A3667 Seen by XRISM
Tokyo Metropolitan University（东京都立大学）；Institute of Space and Astronautical Science, Japan Aerospace Exploration Agency（日本宇宙航空研究开发机构宇宙科学研究所）
本研究利用XRISM的运动学方法测量A3667冷前沿处星系团内介质的有效粘度，得到其上限值，该结果与成像观测结果一致且相互独立。
2026-10-27 astro-ph.GA astro-ph.HE
Merger histories of brightest group galaxies from MUSE stellar kinematics
使用多单元光谱探测器（MUSE）光谱，我们分析了18个最亮的集团早型（BGEs）星系的恒星运动学，从完整的本地体积集团样本（CLoGS）。我们分析的运动学地图的不同功能，并测量特定的恒星角动量在一个有效半径（$λ_{e}$）。我们将BGE分类为快（10/18）或慢（8/18）旋转，表明至少有两种不同的进化路径。我们量化高阶运动学矩$h_{3}$和V/ $σ$之间的反相关性（使用$ξ_{3}$参数），以及光度和运动学位置角之间的运动学失准角（使用$Ψ$参数），并注意到快速和慢速旋转BGE的这些参数分布之间的明显差异。我们发现，所有10个快速旋转体都在形态和运动学轴之间对齐，与扁圆星系形状一致，而慢速旋转体分布在所有三类中：扁圆（1/8），三轴（4/8）和长轴（3/8）。我们将结果放入上下文中使用已知的无线电特性，X射线特性，和分子气体的观测。我们发现从快速旋转的BGE的观测推断出一致的合并历史，表明它们经历了富含气体的合并或相互作用，这些很可能是冷气体的起源。观测到的慢旋转的证据是一致的气体贫合并。对于有冷气的慢旋子，所有的证据都指向来自群内介质的冷气冷却。
2022-06-27 astro-ph.GA
On the generation of triaxiality in the collapse of cold spherical self-gravitating systems
最初冷的球对称自引力系统可能会产生一个维里平衡态，这是远离球对称的，通常是三轴的。在这里，我们集中在如何在最终状态的对称性破缺的程度取决于初始密度分布。我们注意到，最不对称的结构的结果时，在崩溃阶段，有一个强大的能量注入优先进入最初定位在外壳的粒子。这些粒子仍在坍缩，而最初位于内部的其他粒子已经重新膨胀;粒子在时变势中的运动使它们获得了动能-在某些情况下，足以从系统中喷出。我们发现，这种机制的能量增益放大了初始的小偏差，由于有限的$N$波动完美的球对称。当初始密度分布取决于半径时，这种放大更有效，因为与均匀密度分布相比，粒子具有更大的下降时间分布，对于均匀密度分布，获得非常接近对称的最终状态。这些影响导致了一个独特的相关性的最终结构的方向与喷射质量的分布，也与初始（非常小）的角度波动。
2015-03-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Structure and Internal Kinematics of Nine Inner Milky Way Globular Clusters
这项研究构成了一个更大的努力，旨在更好地描述银河系球状星团（GGC）位于朝向内银河系隆起和磁盘的一部分。在这里，我们专注于内部运动学的九个GGC，从空间为基础的成像随着时间的基线$>$ 9年。我们利用多种途径来评估目标GGC的动态状态，构建投影恒星密度，自行色散和各向异性的径向配置文件。我们认为，我们的目标GGC的三分之二（6/9）是在一个先进的动力学状态，并接近（或最近经历）核心崩溃，至少有两条证据支持：首先，我们发现相对陡峭的自行色散曲线，符合文献值的核心崩溃GGC。第二，我们发现，我们的样品是，在平均，各向同性，甚至到他们的半光半径，虽然我们的目标集群（NGC 6380）是切向各向异性的$>$ 1 $σ$超出其半光半径，在符合集群在强潮汐场演化的理论预测。我们的自行色散和各向异性分布是公开的。
2020-12-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
The emission-line regions in the nucleus of NGC 1313 probed with GMOS-IFU: a supergiant/hypergiant candidate and a kinematically cold nucleus
NGC 1313是一个没有凸起的邻近星系，被归类为SB（s）d。它的接近允许高空间分辨率的观测。我们进行了第一次详细的分析，在NGC 1313的核区域的发射线的属性，使用与双子座多目标摄谱仪获得的光学数据立方体。我们检测到四个主要的发射区，其中三个（区域1，2和3）具有典型的H II区域的光谱。区域1非常靠近恒星核，显示出沃尔夫-拉叶星的宽光谱特征。我们的分析显示，在这个区域中存在一个或两个WC 4 -5恒星，这与以前的研究结果是一致的。区域4显示了典型的大质量发射线恒星的光谱特征（如强H $α$发射线，具有宽分量），如明亮的蓝变星、B[e]超巨星或B超巨星。电离气体的径向速度图显示了与旋转一致的模式。在非常接近区域1的地方，发现了气体速度色散值的显著下降，这表明那里的年轻恒星是由这种冷气体形成的，可能保持了较低的速度色散值。因此，虽然详细的恒星运动学的测量是不可能的（由于该星系的弱恒星吸收光谱），我们预测NGC 1313也可能显示在其核区域的恒星速度色散值下降。
2017-01-18 astro-ph.GA
Predicting the Kinematics of the Cold Circumgalactic Medium from its Morphology using Convolutional Neural Networks
Yale University（耶鲁大学）；Dragonfly Focused Research Organization（Dragonfly 专注研究机构）
该研究训练卷积神经网络（CNN），结合TNG50模拟数据与UNet架构，从星系冷CGM的二维发射图预测其天球平面速度，为理解CGM流动提供新途径。
2026-08-06 astro-ph.GA
The diverse cold molecular gas contents, morphologies, and kinematics of type-2 quasars as seen by ALMA
利用ALMA对7个射电宁静的2型类星体（QSO 2）进行了CO（2-1）和邻近连续谱的观测，分辨率为0.2”（z = 0.1，370 pc）。CO的形态是多样的，包括磁盘和相互作用的系统。其中两个类星体是红色的早型星系，没有检测到CO（2-1）。在相互作用的星系中，中央kpc包含18-25%的冷分子气体，而在螺旋星系中，它只占5- 12%。J1010+0612和J1430+1339显示出双峰CO形态，其不具有光学对应物。基于我们的分析的电离和分子运动学和毫米连续发射，这些CO形态最有可能产生的活动星系核反馈的形式流出，喷流，和/或冲击。类星体2s的CO运动学以自转为主，但也显示出非圆运动。根据我们的运动学分析，这些非圆运动对应的分子流出大部分共面的CO盘在四个类星体2，无论是共面流入或垂直流出的情况下，J1010+0612。这些流出物占类星体2分子气体总质量的0.2-0.7%，最大速度为200-350 km/s，半径为0.4 - 1.3 kpc，流出率为8-16 Msun/yr。这些属性之间的温和的分子流出测量塞弗茨，和快速和充满活力的流出ULIRGs的中间。这意味着不仅活动星系核的光度驱动着大量的分子外流。其他因素，如喷流功率，风，喷流和/或电离流出和CO盘之间的耦合，以及核区域中致密气体的数量或几何形状也可能是相关的。因此，虽然我们没有发现证据表明类星体反馈对总分子气体储层和S…
2022-03-15 astro-ph.GA
Gravitational collapse of the OMC-1 region
我们用新的N $_2$ H $^+$（1-0）大尺度IRAM 30 m观测资料研究了猎户座A云中整体形暗条的全球动力学状态。我们对其内部气体动力学的分析揭示了朝向猎户座星云团的加速运动的存在，显示出以OMC-1南部区域的位置为中心的特征性蓝移轮廓。这些观测到的气体运动的性质（轮廓，延伸和幅度）与OMC-1地区引力坍缩的预期加速度一致，并解释了该云的物理和运动学结构。
2017-03-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
The kinematics of NGC1333-IRAS2A - a true Class 0 protostar
低质量恒星的形成是通过气体和尘埃的致密核心的引力坍缩来描述的。在坍缩过程中的某个时刻，原恒星周围会形成一个圆盘，由于角动量守恒，圆盘会随着核心的收缩而旋转并变大。问题是磁盘形成过程发生的早。在本文中，我们的目标是描述一个深嵌入，0类年轻恒星对象，NGC 1333-IRAS 2A，基于高角分辨率（< 1 $''$ $\approx$ 200 AU）的干涉测量HCN和H $^{13}$ CN J = 4-3的亚毫米阵列，并测试是否可以检测到拱星盘的气体运动学特征的基础上。我们采用了一个物理模型，已被证明可以很好地描述的对象，并获得一个适合的参数化模型的速度场，使用二维轴对称辐射传输代码。通过对高角分辨率数据的参数化和拟合，表征了中心动力质量和下落速度与旋转速度之比。我们发现在所有尺度上都有大量的下沉和非常少的旋转。中心物体的质量相对较低，为0.25 M $_\odot$。作为一个低恒星质量的对象相比，信封质量，我们得出结论，NGC 1333-IRAS 2A是一致的建议，作为一个0级对象，它代表了恒星形成的最早阶段。相对于自转的大量下沉也表明这是一个年轻的物体。然而，我们发现需要一个中心的紧凑组件的规模为几百AU的连续数据的基础上，这表明，磁盘形成后不久发生的初始引力坍缩。数据没有显示出一个独特的速度场为0.1 M $_\odot$组件。
2009-05-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
BlackHoleWeather -- Jet-regulated chaotic cold accretion across the meso scale: Variability and kinematics
University of Modena and Reggio Emilia（摩德纳和雷焦艾米利亚大学）；Universidad de Santiago de Chile（智利圣地亚哥大学）；CIRAS, Universidad de Santiago de Chile（智利圣地亚哥大学 CIRAS）；INAF – Astronomical Observatory of Rome（意大利国家天体物理研究所罗马天文台）；Universidad Diego Portales（迭戈帕托莱斯大学）；NASA Ames Research Center（美国宇航局艾姆斯研究中心）
通过模拟自洽动能喷流调控的混沌冷吸积，研究喷流如何改变冷气体的运动学、径向输运和变率，发现中尺度输运而非冷气体产生主导喷流调控的CCA过程。
2026-05-26 astro-ph.GA astro-ph.HE
Molecular gas kinematics in local early-type galaxies with ALMA
本文综述ALMA头十年观测成果，介绍近邻早型星系中冷分子气体的发现过程，阐述其运动学研究对星系演化及超大质量黑洞研究的重要意义。
2024-05-17 astro-ph.GA
Cold uniform spherical collapse revisited
我们报告的N个自引力粒子的牛顿动力学的研究结果，开始在一个准均匀的球形配置，没有初始速度。这些初始条件将导致在有限时间N \rightarrow \infty的原点处的密度奇异性，但是该奇异性在任何有限N处（通过相关联的密度波动）被调节。虽然以前的研究都集中在作为一个函数的N的最小尺寸在合同阶段达到的行为，我们特别研究的大小和能量的维里化晕的结果。我们发现了一个意想不到的结果，即结构的尺寸随着N的增加而减小，与N^{-1/3}成比例地缩放，这种行为与剧烈弛豫期间动能的喷射有关，该动能与N^{1/3}成比例地增长。后一种标度可以定性地理解，如果它代表N中的渐近行为，则意味着这种喷射的能量是无限的。我们还讨论了我们已经进行的测试表明，这种喷射是一种平均场现象（即无碰撞动力学的结果）。
2010-11-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
ATLASGAL - Kinematic distances and the dense gas mass distribution of the inner Galaxy
高质量恒星和星团的形成发生在巨大的分子云中。处于大质量恒星形成演化阶段的天体，如原恒星、热分子核心和超致密的HII区域，已经比早期的较冷天体进行了更详细的研究。考虑到这一点，已经进行了APEX望远镜870微米整个内银河平面大面积巡天（ATLASGAL），以提供亚毫米波长冷尘埃和恒星形成的全球视图。为了推导出大量ATLASGAL团块的运动学距离，我们将它们分成几组源，这些源位置很近，大部分在2 pc的半径内，并且速度在类似的范围内，中值速度分散度为~ 1 km/s。利用NH_3、N_2H ~+和CS速度计算了第一象限内296组ATLASGAL源和第四象限内393组ATLASGAL源的近、远运动学距离。分析了HI自吸收和HI吸收两种方法来解决运动学距离模糊问题。我们得到的标度高度为~ 28+/-2 pc，银河系中平面以下的位移为~ -7+/-1 pc。在2到18千秒差距的距离内，ATLASGAL团块的气体质量范围很广，中值为1050太阳质量，半径分布很广，中值为0.4千秒差距。它们在银河系中心半径的分布与旋臂有关。使用具有统计学显著性的ATLASGAL样本，我们推导出团块质量函数的幂律指数为-2.2+/-0.1。这是一致的斜率得出的集群和恒星的初始质量函数。对不同银心距和不同源区样品的幂律指数的检验表明，幂律指数与环境和演化阶段无关。用幂律拟合质量-大小关系，得出IRDC等冷源和与HI…
2015-02-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Kinematic and Thermal Structure at the onset of high-mass star formation
我们希望了解年轻的大质量气体团在大质量恒星形成之前和最早的演化阶段的运动学和热特性。我们找到引力坍缩的迹象了吗？我们是否在红外辐射源附近发现了温度梯度？我们是否在稠密而寒冷的气体团的中心发现了相干的速度结构？为了确定运动学和气体温度，我们使用了氨，因为众所周知，氨是致密气体的良好示踪剂和温度计。我们用VLA和Effelsberg 100米望远镜观测了7个非常年轻的大质量恒星形成区的NH $_3$（1，1）和（2，2）谱线。这使我们能够研究速度结构，线宽，和气体温度在3-5 $"$的高空间分辨率，对应于$\sim$ 0.05 pc。我们发现平均温度在10 K到30 K之间的冷气体团簇。观测结果没有揭示红外发射峰和氨温度峰之间的明确相关性。我们报告的$\sim$ 1.3公里秒$^{-1}$的线宽的上限，在我们的VLA观测的光谱分辨率极限。这表明在观测尺度上湍流水平相对较低。几乎所有区域都存在速度梯度，典型速度差为1至2 km s $^{-1}$，梯度为5至10 km s $^{-1}$ pc $^{-1}$。这些速度梯度在大多数情况下是平滑的，但有一个例外的源（ISOSS 23053），我们发现几个速度分量与陡峭的速度梯度对团块中心大于30公里秒$^{-1}$个人电脑$^{-1}$。这种陡峭的速度梯度与最近的云塌缩模型相一致。此外，我们报告了氨和冷尘的空间相关性，但我们也发现减少氨排放…
2015-04-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the depletion and accretion timescales of cold gas in local early-type galaxies
我们认为，可以学到的过程中的气体吸积和耗尽的冷/暖气体和恒星在本地早型星系之间的运动失调。使用简单的分析参数和玩具模型的过程中，我们表明，缺乏对象与反向旋转的气体水库强烈约束的松弛，耗尽和吸积的时间尺度的气体在早期类型的星系。吸积率、恒星形成效率和弛豫率的标准值与观测到的运动失调分布并不同时一致。为了重现这种分布，快速的气体耗尽（$t_{\rm dep} <10^8$ yr;例如更有效的恒星形成）和快速的气体破坏（例如通过活动星系核反馈）都可以被调用，但两者都需要高速率的富含气体的合并（$>1$ Gyr $^{-1}$）。或者，未对准材料的弛豫可以在非常长的时间尺度上发生（$\simeq100$动态时间或$\approx1$ - $5$ Gyr）。我们探讨了各种物理过程，可能导致快速的气体耗尽和/或缓慢的气体松弛，并讨论了使用运动失调探测富含气体的吸积过程中的时代，大型积分场光谱调查的前景。
2015-12-17 astro-ph.GA
How Gas Accretion Feeds Galactic Disks
大量的观测表明，星系需要持续的气体供应来为恒星的形成提供燃料，并解释恒星形成的历史。然而，气体吸积的直接观测证据仍然很少。利用EAGLE宇宙流体动力学模拟软件包，我们研究了星系对冷气体的吸积以及冷气体运动学的观测特征。对于z=0.27的EAGLE星系，我们发现冷气体吸积到星系上的各向异性与典型的流入速度之间的20公里s $^{-1}$和60公里s $^{-1}$。这些星系中的大多数都有类似的质量流入率和恒星形成率，这意味着冷的流入气体可以解释维持星系恒星形成活动的原因。作为未来将冷气运动学与类星体视线观测测量结果进行比较的动力，我们选择了一个具有扩展冷气盘的EAGLE星系，并使用模拟类星体视线探测冷气。我们证明，通过观察盘的边缘，视线在方位角低于10 $^{\circ}$和碰撞参量到60 pkpc可以检测到冷气体，与星系盘共转。这个例子表明，延伸到光盘之外的冷气盘可能解释了在星系主轴附近检测到共转冷气的视线观测。
2019-03-15 astro-ph.GA
Semi-analytic Inference of Satellite Densities in the Cold Dark Matter Model Part I. Comparison to Ultra-faint Dwarf Kinematics
Leinweber Institute for Theoretical Physics, University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校莱因韦伯理论物理研究所）；Theoretical Physics Group, Lawrence Berkeley National Laboratory（劳伦斯伯克利国家实验室理论物理组）；Department of Physics, Princeton University（普林斯顿大学物理系）；Department of Physics and Astronomy, University of California - Irvine（加州大学尔湾分校物理与天文学系）；Center for Computational Astrophysics, Flatiron Institute（平顿研究所计算天体物理学中心）
本研究通过半解析方法对比银河系极暗矮星系的两种密度估计，发现其中心暗物质密度与冷暗物质范式预期存在约2.4σ差异，为检验CDM模型提供了新的稳健程序。
2026-07-31 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Angular momentum generation in cold gravitational collapse
在自引力系统的剧烈弛豫过程中，其质量的很大一部分可能会被喷射出来。如果随时间变化的引力场也破坏了球对称性，那么这个质量可能携带角动量。因此，以零角动量开始的初始构型原则上可以导致具有非零角动量的束缚维里化系统。我们在这里探索，使用数值模拟，有多少角动量可以产生在维里化结构中，以这种方式，从配置的冷粒子是非常接近球对称的。对于初始配置，其中球对称性被打破，只有泊松波动与有限粒子数$N$，与$N$的范围$10^3$ $10^5$，我们发现，放松的结构有标准的“自旋”参数$λ\sim 10^{-3}$，并缓慢减少与$N$。对于略椭圆形的初始条件，其中有限$N$波动打破剩余反射对称性，我们观察值$λ\sim 10^{-2}$，相同的数量级的椭圆星系报告。净角动量矢量通常与三轴松弛结构的长半轴以及喷射质量的长半轴接近垂直对齐。这个简单的机制可能提供一个替代方案，或补充，“潮汐扭矩理论”的理解角动量的天体物理结构的起源。
2015-11-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Kinematic Richness of Star Clusters I. Isolated Spherical Models with Primordial Anisotropy
我们调查的动力学演化孤立的等质量的星团模型通过直接N体模拟，主要集中在速度空间中的原始各向异性的存在下的影响。我们发现的证据存在的单调关系的时刻的核心崩溃和量和味道的各向异性的恒星系统。具体而言，平衡的特点是相同的初始结构特性（普卢默密度分布）和不同程度的切向偏置（径向偏置）各向异性，达到核心崩溃早（晚）比各向同性模型。我们解释这一结果在光的加速（延迟）阶段的碰撞恒星系统的早期演变的“各向异性响应”），我们的特点是在两个方面的演变的速度矩和流体模型的两体松弛。对于最切向各向异性模型的情况下，演化的初始阶段涉及系统的内部的灾难性崩溃，该崩溃持续到达到各向同性的速度分布。这项研究是第一步，全面调查所发挥的作用，运动丰富的碰撞系统的长期动力学演化。
2017-07-10 astro-ph.GA
The Influence of a Kinematically Cold Young Component on Disc-Halo Decompositions in Spiral Galaxies: Insights from Solar Neighbourhood K-giants
在盘星系HI旋转曲线的分解中，需要通过估计盘面密度来打破盘星系的引力场与暗晕之间的简并。这是通过将圆盘的垂直速度分散测量与圆盘刻度高度相结合来完成的。圆盘的垂直速度色散是从近面螺旋星系的吸收线（靠近V波段）测量的，光来自所有年龄的巨星的混合种群。然而，这些星系的标度高度是从边缘星系的近红外表面测光统计估计的。因此，标度高度的估计主要是由年龄较大（> 2 Gyr）的红巨星组成的。在本文中，我们证明了测量的速度色散的重要性，用于估计垂直尺度高度相同的老年人口的恒星。本文分析了太阳附近K巨星的垂直运动学。我们发现垂直速度分布最适合的两个组成部分的分散度为9.6 +/- 0.5公里/秒和18.6 +/- 1.0公里/秒，我们解释为分散的年轻和老盘人口分别。结合（单一）测量的总年轻+老盘人口（13.0 +/- 0.1公里/秒）的速度分散与规模的高度估计老年人口将低估光盘表面密度的一个因素~ 2。这样一个圆盘的峰值旋转速度只有最大圆盘的70%，因此使它看起来是次最大的。
2015-11-19 astro-ph.GA
The SAMI Galaxy Survey: The contribution of different kinematic classes to the stellar mass function of nearby galaxies
我们使用完整的悉尼-AAO多目标积分场摄谱仪（SAMI）星系巡天，以确定在本地宇宙中的星系的恒星质量函数的贡献的慢旋转，以及不同类型的快速旋转。我们使用恒星运动学不仅区分快速和慢速旋转，而且还区分动态冷系统（即，与内禀轴比$<0.3$一致）和包括突出的色散支持的凸起的系统。我们表明，快旋占附近星系的恒星质量预算超过$80\%$，确认其数量密度在几乎所有的质量从$10^{9}$到$10^{11.5}{\rm M_\odot}$的慢旋。最重要的是，动态冷盘至少对本地宇宙的恒星质量预算有$25\%$的贡献，明显高于仅从视觉形态估计的。对于质量达到$10^{10.5}{\rm M_\odot}$的恒星，这类恒星构成了每个恒星质量仓中星系人口的$>=30\%$。事实上，许多被视觉分类为具有双组分的星系具有与动态冷盘一致的恒星自旋，这表明内部组分要么是旋转主导的（例如，bar，pseudo-bulge）或对星系的全局恒星运动学几乎没有影响。
2019-11-04 astro-ph.GA
Spatially-resolved stellar kinematics of the ultra diffuse galaxy Dragonfly 44. I. Observations, kinematics, and cold dark matter halo fits
我们提出了空间分辨恒星运动学的研究超弥漫星系（UDG）蜻蜓44，从25.3小时的观测与凯克宇宙网络成像仪确定。半光半径内的光度加权色散为$σ_{1/2}=33^{+3}_{-3}$ km/s。没有旋转的证据，$V/σ<0.12$（90%置信度）沿着长轴，与UDG是正常矮星系分布的高自旋尾部的模型明显冲突。空间平均线轮廓比高斯线轮廓更具有峰值，具有高斯-厄米系数$h_4=0.13\pm 0.05$。有效半径内的质光比为$M/L=26^{+7}_{-6}$，与其他UDG相似，比相同光度的正常星系高出六倍。然而，UDG和其他星系之间的这种差异对所使用的孔径很敏感，当$M/L$比率在10 kpc的固定半径内测量时，这种差异会大大减少。Dragonfly 44有一个上升的速度分散剖面，从R=0.2 kpc时的$σ=26^{+4}_{-4}$ km/s到R=5.1 kpc时的$σ=41^{+8}_{-8}$ km/s。如果轨道分布具有很强的切向各向异性，则该轮廓只能用尖形NFW轮廓来拟合，其中具有$β=-0.8^{+0.4}_{-0.5}$。另一种解释是，暗物质轮廓具有核心：Di Cintio等人（2014）具有质量依赖核心的密度轮廓为$\log (M_{200}/{\rm M}_{\odot})=11.2^{+0.6}_{-0.6}$和$β=-0.1^{+0.2}_{-0.3}$的晕质量的运…
2019-08-08 astro-ph.GA
Discovery of Multi-Phase Cold Accretion in a Massive Galaxy at z=0.7
我们提出了详细的照片+碰撞电离模型和运动学模型的多相吸收气体，检测内的HST/COS，HST/STIS，和凯克/HIRES光谱的背景类星体TON 153，在104千秒差距沿投影短轴的恒星形成的螺旋星系（z=0.6610）。互补的g 'r' i 'Ks测光和恒星星族模型表明，主星系主要是一个4 Gyr的恒星星族，其金属丰度略大于太阳，估计log（M*）=11，log（Mvir）=13。低电离吸收的光电离模型（MgI、SiII、MgII和CIII）追踪大量的氢，将多组分气体限制为冷的（logT=3.8-5.2）和贫金属的（-1.68<[X/H]<-1.64）。滞后晕模型再现低电离吸收运动学，表明气体耦合到磁盘角动量，符合冷吸积模式材料的模拟。CIV和OVI吸收最好在单独的碰撞电离的贫金属（-2.50<[X/H]<-1.93）温相中建模，其中logT=5.3。虽然它们的运动学与风模型一致，但由于星系恒星金属丰度与吸收金属丰度之间的2-2.5dex差异，表明气体不可能来自星系风。我们讨论并得出结论，虽然类星体的视线通过沿星系短轴在0.3维里半径的投影距离，以及在其维里激波半径，相对运动学，温度和相对金属丰度的组合表明，多相吸收气体来自冷吸积围绕这个大质量星系。我们的研究结果似乎与最近的解释相矛盾，即探测星系投影短轴的吸收是对风进行采样。
2012-08-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
G337.342-0.119 (the "Pebble"): A Cold, Dense, High-Mass Molecular Cloud with Unusually Large Linewidths and a Candidate High-Mass Star Cluster Progenitor
高质量星团，特别是年轻的大质量星团（YMC：年龄$<100$ Myr;质量$>10^4$太阳质量）是如何形成的，仍然是一个悬而未决的问题，主要是因为它们非常罕见，以至于它们的冷，致密，分子祖先的例子仍然难以捉摸。分子云G337.342 $-$ 0.119，即“卵石”，是这样一个冷祖先的候选者。虽然G337.342 $-$ 0.119最初被识别为四个独立的ATLASGAL团块，但在MALT 90数据集中它们的分子线速度和线宽的相似性表明，这四个团块实际上是一个单一的相干云。该云在MALT 90调查中是独一无二的，因为它既有低温（$T_{dust} \sim 14$ K），又有大线宽（$(ΔV \sim 10$ km s $^{-1}$）。对于G337.342 $-$ 0.119，近/远运动学距离模糊难以解决。在近运动学距离（4.7 kpc），质量是5，000太阳质量，大小是$7\times2$ pc。在远运动学距离（11 kpc），质量为27，000太阳质量，大小为$15 \times 4$ pc。G337.342 $-$ 0.119的异常大的线宽很难与平衡的引力束缚系统相协调。如果我们目前对银河系长棒的理解大致正确，那么G337.342 $-$ 0.119就不可能位于它的末端。相反，它与一个大型恒星形成复合体有关，该复合体包含多个具有大线宽的团块。如果G337.342 $-$ 0.…
2018-11-16 astro-ph.GA
Kinematically cold and warm planetary nebulae samples, HII regions and supernovae remnants in the disc of the face-on spiral galaxy NGC 628 (M74) -- The Planetary Nebulae Spectrograph with the H$α$ arm
ESO（欧洲南方天文台）；Max-Planck-Institüt fur Extraterrestrisches Physik（马克斯·普朗克地外物理研究所）；Research School of Astronomy and Astrophysics, Australia National University（澳大利亚国立大学天文学与天体物理学研究学院）；Oxford Astrophysics, University of Oxford（牛津大学牛津天体物理学）；Finnish Centre for Astronomy with ESO, (FINCA), University of Turku（图尔库大学芬兰ESO天文学中心）；Tuorla Observatory, Department of Physics and Astronomy, University of Turku（图尔库大学物理与天文学系图奥拉天文台）；Turku Collegium for Science, Medicine and Technology (TCSMT), University of Turku（图尔库大学科学、医学与技术学院）；School of Physics and Astronomy, University of Nottingham（诺丁汉大学物理与天文学院）；Universidade Federal do Rio de Janeiro, Observatório do Valongo（里约热内卢联邦大学瓦隆戈天文台）；Osservatorio Astronomico di Capodimonte, INAF（意大利国家天体物理研究所卡波迪蒙特天文台）；Leiden Observatory, Leiden University（莱顿大学莱顿天文台）；Department of Physics “E. Pancini”, University of Naples Federico II（那不勒斯斐迪南多二世大学“E.潘奇尼”物理学系）；Department of Physics and Astronomy, San Jose State University（圣何塞州立大学物理与天文学系）
研究利用行星状星云光谱仪Hα臂测量NGC 628中行星状星云、HII区域和超新星残骸的Hα流量和光谱特征，揭示了两种不同动能的行星状星云群体，并确定了星系盘的旋转曲线分解。
2026-04-17 astro-ph.GA
Cold molecular gas distribution and kinematics in the low-metallicity dusty starburst of Mrk 996 resolved with ALMA
Universidad de Talca（塔尔卡大学）；Universidad de La Serena（拉塞雷纳大学）；Instituto de Astrofísica de Andalucía, CSIC（安达卢西亚天体物理学研究所，西班牙国家研究委员会）；Centro de Estudios de Física del Cosmos de Aragón (CEFCA)（阿拉贡宇宙物理研究中心）；University of Michigan（密歇根大学）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；INAF - Osservatorio Astronomico di Roma（意大利国家天体物理研究所罗马天文台）
利用ALMA观测Mrk 996的CO(1-0)和CO(2-1)线，研究其冷分子气体的空间分布和动力学特征，发现分子气体云分布与核超星团和高电离区域偏移，CO线窄而超音速，表明动态扰动而非快速喷流，分子气体质量约10^7倍太阳质量。
2026-04-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
The PdBI Arcsecond Whirlpool Survey (PAWS): Multi-phase cold gas kinematic of M51
运动学的复杂性和M51在天空中的有利位置使该星系成为测试不同旋臂动力学理论的理想目标。利用新的高分辨率PdBI弧秒漩涡调查（PAWS）数据，我们进行了详细的运动学研究M51的特点和量化的起源和性质的非圆运动。使用由其他几个档案数据集支持的倾斜环分析，我们更新了M51的位置角（PA=（173 +/- 3）度）和倾角（i=（22 +/- 5）度）的估计。高分辨率（40 pc）CO速度场的谐波分解首次显示了M51内盘中存在m=3波的运动学证据，其共转速率为R（CR，m=3）=1.1 +/- 0.1 kpc，速度图为Omega_p（m=3）= 140 km/（s kpc）。这种模式似乎是由核棒激发的，而由m=3模式和主螺旋结构之间的耦合产生的拍频证实了它的密度波性质。我们还观察到一个签名的m=1的模式，这可能是负责在小半径和大半径的M51的不对称性。我们提供了一个简单的方法来估计的螺旋扰动（VSP）的振幅的径向变化归因于不同的模式。主旋臂结构具有<Vsp>=50-70 km/s，而与m=1和m=3模式相关的流动速度通常低2倍。我们在低和高空间分辨率的HI和CO速度场的联合分析表明，原子和分子的气相响应不同的螺旋扰动，由于其不同的垂直分布和发射形态。
2014-01-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
The kinematic bimodality: Efficient feedback and cold gas deficiency in slow-rotating galaxies
本研究基于MaNGA数据测量约10000个星系的自旋参数，发现慢旋转星系普遍缺乏冷气体且经历快速熄灭，其高质量端气体外流由冷气体与黑洞反馈高效耦合驱动，而快旋转星系反馈主要预防气体流入。
2024-09-25 astro-ph.GA astro-ph.HE
Cold gas bubble inflated by a low-luminosity radio jet
本研究通过NOEMA CO(2-1)观测发现低光度射电源B2 0258+35的喷流驱动了高速膨胀的冷气体泡，影响气体运动学与物理条件，表明低光度射电源也能显著反馈宿主星系。
2025-01-21 astro-ph.GA
BlackHoleWeather -- Spin-coupled chaotic cold accretion across the meso scale: Variability and kinematics
University of Modena and Reggio Emilia（摩德纳和雷焦艾米利亚大学）；Universidad de Santiago de Chile（智利圣地亚哥大学）；CIRAS, Universidad de Santiago de Chile（智利圣地亚哥大学 CIRAS）；Science and Technology Institute, Universities Space Research Association（美国大学空间研究协会科学与技术研究所）；NASA Ames Research Center（NASA 艾姆斯研究中心）；INAF – Astronomical Observatory of Rome（意大利国家天体物理研究所罗马天文台）；Instituto de Estudios Astrofísicos, Facultad de Ingeniería y Ciencias, Universidad Diego Portales（迭戈·波特莱斯大学工程与科学学院天体物理研究所）
通过三维流体动力学模拟，研究黑洞自旋耦合的混沌冷吸积中，晕搅拌对自旋演化、喷流轴重定向、吸积变率和运动学的影响。
2026-05-26 astro-ph.GA astro-ph.HE
BlackHoleWeather -- Chaotic cold accretion across the meso-scale: Variability and kinematics
University of Modena and Reggio Emilia（摩德纳和雷焦艾米利亚大学）；Universidad de Santiago de Chile（智利圣地亚哥大学）；INAF – Osservatorio Astronomico di Cagliari（意大利国家天体物理研究所卡利亚里天文台）；University of the Witwatersrand（威特沃特斯兰德大学）；Universität Hamburg（汉堡大学）
通过三维流体动力学模拟，研究湍流驱动的混沌冷吸积（CCA）中尺度变率、径向输运和运动学，揭示黑洞吸积率分布和功率谱特征。
2026-05-26 astro-ph.GA astro-ph.HE
Violent relaxation in the Hamiltonian Mean Field model: I. Cold collapse and effective dissipation
在具有长程相互作用的$N$-体系统中，平均场效应在二元相互作用（碰撞）中占主导地位，因此弛豫到热平衡发生在随着$N$增长的时间尺度上，在$N\to\infty$极限中发散。然而，当从一般的初始条件开始时，一个更快和非碰撞的弛豫过程，称为剧烈弛豫：集体振荡（称为维里振荡）在不依赖于系统大小的时间尺度上发展和衰减。在这种振荡的阻尼系统被发现在一个准稳态，几乎永远生存时，系统是非常大的。在剧烈弛豫期间，分布函数服从无碰撞玻尔兹曼（或弗拉索夫）方程，即在时间反演下不变，不“自然地”描述弛豫过程。事实上，随着时间的推移，动力学在相空间中的尺度越来越小，因此，不依赖于小尺度细节的可观测量在短时间后看起来很放松。我们提出了一个近似方案来描述无碰撞弛豫，基于引入的矩的分布函数，并将其应用到哈密顿平均场（HMF）模型。对于首阶，维里振荡等价于粒子在一维势场中的运动。以有效的方式插入高阶贡献，受量子耗散的Caldeira-Leggett模型的启发，我们推导出一个耗散方程，描述振荡的阻尼，包括有效势的重整化，并得到阻尼后系统集体性质的预测，与数值模拟非常吻合。在这里，我们限制自己的“冷”初始条件，一般的初始条件将考虑在即将举行的文件。
2019-04-03 astro-ph.GA cond-mat.stat-mech
MUSE-ALMA Haloes XV: Cold molecular, ionised, and stellar kinematics of HI-rich galaxies at z $\sim$ 0.5
Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik（马克斯·普朗克地外物理研究所）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Aix Marseille Univ.（艾克斯-马赛大学）；CNRS（法国国家科学研究中心）；Laboratoire d’Astrophysique de Marseille（马赛天体物理实验室）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）；Swinburne University of Technology（斯威本科技大学）；CSIRO Space & Astronomy（CSIRO空间与天文学部）；Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP)（莱布尼茨波茨坦天体物理研究所（AIP））
利用 ALMA CO、MUSE 电离气体和恒星数据，研究 z~0.5 六个星系的运动学，发现盘状星系速度弥散较高，暗物质分数约 0.42，支持边缘稳定盘模型。
2026-10-08 astro-ph.GA
Finding Direct-Collapse Black Holes at Birth
直接坍缩黑洞（DCBH）目前是宇宙中第一批类星体起源的主要竞争者之一，其中300多个现在已经在$z >$ 6发现。但是，在原子冷却的晕中诞生的DCBH本身并不能保证它会在$z \sim$ 7之前成为类星体，晕还必须位于冷吸积流中，或者稍后与一系列其他富含气体的晕合并，这些晕能够为BH的快速增长提供燃料。在这里，我们提出了近红外光度DCBHs出生在冷吸积流中，他们注定要成长到10 $^9$ M $_{\odot}$的$z \sim$ 7。我们的观测结果，这是来自宇宙学模拟与恩佐辐射流体力学，揭示了DCBH可以发现的詹姆斯韦伯太空望远镜在$z \lesssim$ 20和强透镜DCBH可能会发现在未来的宽视场调查的欧几里得和宽视场红外太空望远镜在$z \lesssim$ 15。
2020-06-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Kinematic morphology of low-mass galaxies in IllustrisTNG
利用TNG50-1模拟追踪低质量中心星系演化，揭示冷气体盘对齐与否决定旋转或弥散主导形态，并评估数值加热与分辨率限制。
2024-07-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cold Mode Gas Accretion on Two Galaxy Groups at z$\sim$2
利用Keck宇宙网成像仪（KCWI）积分场光谱（IFS）对两个$z=2$射电噪类星体宿主星系环星系介质（CGM）中的静止标架紫外发射线$\rm Lyα$、C IV $λλ$ 1548、1550和He II 1640进行了观测。我们在两个含C Ⅳ的系统中都探测到了$\rm Lyα$中80-90 kpc尺度的扩展发射，同时也探测到了He Ⅱ的30-50 kpc发射。所有的发射线都显示出蓝色和红移梯度模式的运动学，这与大质量暗物质晕中看到的速度一致，也与流体动力学模拟中看到的流入气体的运动学模式相似。使用这两个解决$\rm Lyα$发射和吸收的运动学，我们可以确认，这两个运动学结构与吸积。将KCWI数据与阿塔卡玛大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）的分子气体观测和Keck OSIRIS的电离气体高空间分辨率相结合，我们发现这两个类星体宿主星系都位于$z=2$的原群环境中。我们估计了类星体的暖电离气体的$1-6\times10^{10}$ M $_\odot$在30-50千秒差距内，可能是吸积到星系群。我们估计流入率为60-200 M $_\odot$年$^{-1}$，在这些系统的流出率的数量级。在4C 09.17系统中，我们检测到与卫星星系相关的狭窄气体流，可能让人想起在当地星系群和星系团中看到的冲压压力剥离。我们发现，类星体宿主星系居住在动态复杂的环境中，与正在进行的合并，气体吸积，ISM…
2022-11-30 astro-ph.GA
Kinematic decomposition of IllustrisTNG disk galaxies: morphology and relation with morphological structures
我们最近开发了一种自动化的方法，自动GMM分解模拟星系。它以准确，高效和无监督的方式提取运动学结构。我们使用auto-GMM来研究来自IllustrisTNG的TNG 100运行的盘星系的恒星运动学结构。我们确定了四到五个结构，这些结构通常存在于不同的星系群中。具有强到中等旋转的结构分别被定义为冷盘和暖盘。由随机运动主导的球状结构被分类为凸起或恒星晕，这取决于它们的紧密结合程度。盘状隆起是具有适度旋转但紧凑形态的结构。在所有的盘状星系中，在3个半质量半径范围内的恒星质量中，运动学球状结构（通过将凸起和晕的恒星相加得到）占总恒星质量的45%，而盘状结构占55%。这项研究也提供了重要的见解运动学和形态学派生的星系结构之间的关系。将运动学结构的形态与传统的球+盘分解的形态进行比较，我们得出结论：（1）形态分解的球是由慢旋转球、内晕和盘状球组成的复合结构：（2）运动学盘状球类似于观测中通常所说的伪球，是具有类似暖盘的旋转的致密盘状成分;（3）从正面看，晕占形态盘外部表面密度的近30%;（4）冷盘和暖盘在中心区域常被截断。
2020-05-05 astro-ph.GA
Very Large Array Observations of Ammonia in Infrared-Dark Clouds II: Internal Kinematics
红暗星云（IRDC）被认为是富星团的诞生地，因此包含了高质量恒星形成的最早阶段。我们使用绿岸望远镜（GBT）和甚大阵列（VLA）的氨（NH3）在六个IRDC地图测量其柱密度和温度结构（文件1），在这里，我们调查的运动学结构和能量含量。我们发现，IRDC整体显示有组织的速度场，只有局部的中断，由于嵌入式恒星的形成。在NH3排放中看到的局部效应不是高速流出，而是中等（几公里/秒）的线宽增加，表现出最大值附近或与中红外线发射跟踪原恒星一致。这些线宽的增强可能是由于入流或（隐藏在NH3排放）流出。不仅是动能含量不足以支持IRDC对崩溃，而且空间能量分布是不一致的一个方案的湍流云支持。我们的结论是，在我们的样本中的IRDCs的速度签名是由于积极的崩溃和分裂，在某些情况下，从恒星的局部反馈增强。
2012-01-06 astro-ph.GA
On the Kinematics of Cold, Metal-enriched Galactic Fountain Flows in Nearby Star-forming Galaxies
利用中等分辨率的Keck/Echellette摄谱仪和成像光谱仪研究了21个前景恒星形成星系的星际/环星系介质中的冷气体CaII 3934，3969和NaI 5891，5897的吸收，红移为0.03 < z < 0.20，恒星质量为7.4 < log M */Msun < 10.6。类星体-星系对是从斯隆数字巡天类星体光谱的一个独特样本中提取的，其中有星云辐射，因此具有非常接近的碰撞参量（R_perp < 13 kpc）。这条线发射的强度意味着星系的恒星形成率（SFR）范围很广，有几个远远高于恒星形成序列。我们使用Voigt剖面模型推导出每个吸收体的柱密度和组分速度，发现柱密度N（CaII）> 10^12.5 cm^-2（N（NaI）> 10^12.0 cm^-2）的发生率f_C（CaII）= 0.63^+0.10_-0.11（f_C（NaI）= 0.57^+0.10_-0.11）。我们没有发现f_C或静止框架等效宽度W_r（CaIIK）或W_r（NaI 5891）依赖于R_perp或M_* 的证据。相反，W_r（CaII K）与局部SFR在>3sigma的显著性相关，表明CaII跟踪恒星形成驱动的外流。虽然大多数吸收体的速度在宿主红移的+/-50 km/s范围内，但它们的速度宽度（以Delta v_90表示）普遍比星际物质速度的倾斜环模型所暗示的大30-177 km/s。这些运动…
2022-08-09 astro-ph.GA
Outflow of hot and cold molecular gas from the obscured secondary nucleus of NGC3256: closing in on feedback physics
合并星系的核心通常深埋在致密的气体和尘埃层中。在这些区域，由星暴和活动星系核活动驱动的气体外流被认为在这些星系的演化中起着至关重要的作用。然而，要充分理解这一过程，它是必不可少的，以解决这种外流的形态和运动学。使用VLT/SINFONI获得的近红外积分场光谱，我们检测到的高速分子氢（H2）气体与深埋的第二核的IR发光合并NGC 3256的kpc尺度的结构。我们发现，这种结构很可能是分子外流的热成分，坂本等人也在冷分子气体中检测到了这种结构。这种外流的分子气体质量为M（H2）~2x10^7 Msun，是首先在VLT/SINFONI的热H2气体和ALMA的冷CO排放气体中得到空间分辨的。热组分和冷组分具有相似的形态学和运动学，热分子气体与冷分子气体的质量比约为6 × 10 ^-5。我们绘制热流出的几何形状和速度结构的高分辨率（~100 pc）揭示了一个双锥形态，开口角~40度，气体分布在FWZI~1200 km/s。由于这种平行流出的方向接近天空平面，分子气体可能达到最大的固有流出速度~1800 km/s，平均质量流出速率至少为~20 Msun/yr。通过模拟各种近红外H2跃迁的线比，我们表明流出的H2气体通过冲击或X射线加热到~ 1900 K的温度。驱动外流所需的能量很可能是由一个隐藏的康普顿厚度的活动星系核或核恒星暴提供的。我们发现，在NGC 3256的分子外流的全球运动学模仿那些…
2014-09-15 astro-ph.GA
