Cosmological predictions for minor axis stellar density profiles in the inner regions of Milky Way-mass galaxies
本研究利用FIRE-2和Auriga模拟发现，银河系质量星系内部短轴恒星密度呈指数盘加幂律分布，且与暗物质分布强相关，与吸积历史无关。
2025-02-28 astro-ph.GA
Star cluster formation history along the minor axis of the Large Magellanic Cloud
我们分析了华盛顿$CMT_1$测光的星团位于沿短轴的LMC，从LMC光学中心到$\sim$ 39度向外西北。利用数据库，以寻找新的星团候选人，产生集群CMD清理场星污染，并获得年龄估计的统计上完整的集群样本。我们确认了146个星团候选者是真正的物理系统，并得出结论，在调查区域中，总的$\sim$ 30%的编目星团不太可能是真正的物理系统。我们没有发现任何新的集群候选人在郊区的大麦哲伦星系（去投影距离$\ge$ 8度）。所研究的星团的年龄范围为7.2 < log（$t$ yr $^{-1}$）$\le$ 9.4，唯一的例外是球状星团NGC 1，1786（log（$t$ yr $^{-1}$）= 10.10）。我们还计算了每个地区的集群频率，从中我们确认了先前提出的外部-内部情景。此外，我们发现外LMC领域显示突然发作的团簇形成（log（$t$ yr $^{-1}$）$\sim$ 7.8-7.9），持续直到log（$t$ yr $^{-1}$）$\sim$ 7.3只在最外层LMC区域。我们链接这些功能的第一个近心点通道的LMC的MW，这可能会引发团簇形成由于冲压压力之间的相互作用的LMC和MW晕。
2017-09-15 astro-ph.GA
The Azimuthal Dependence of Outflows and Accretion Detected Using OVI Absorption
我们报告了一个双峰的方位角（$Φ$）分布的气体围绕星系跟踪OVI吸收。本文给出了200 kpc背景类星体内29个OVI吸收星系（EW>0.1A）和24个非吸收星系（EW<0.1A）的平均$Φ$概率分布函数。结果表明，EW与碰撞参量呈反相关，OVI覆盖率从50 kpc内的80%下降到200 kpc时的33%。OVI吸收的存在与方位角有关，发生在星系投影长轴的$\pm10-20^{\circ}$和投影短轴的$\pm30^{\circ}$之间。我们发现较高的电子战沿投影短轴与较弱的电子战沿项目主轴。高度倾斜的星系有最低的覆盖分数，由于最小的流出/流入横截面的几何形状。吸收性星系也有更蓝的颜色，而非吸收性星系有更红的颜色，这表明恒星形成是OVI检测率的关键驱动力。环绕蓝色星系的OVI主要沿着投影短轴存在，具有宽的张开角，而环绕红色星系的OVI主要沿着投影长轴存在，具有较小的张开角，这可以解释为什么红色星系周围的吸收不太频繁地被检测到。我们的研究结果是一致的CGM源自主轴进给流入/再循环气体和从次要轴驱动的流出。未检测到的OVI发生在$Φ=20-60^{\circ}$之间，表明OVI未在整个CGM中混合，并且仍然局限在流出和盘平面内。我们发现低OVI覆盖分数内$\pm10^{\circ}$的投影主轴，这表明冷致密气体居住在一个狭窄的平面几何形状包围扩散OVI气体。
2015-11-10 astro-ph.GA
Ionization Source of a Minor-axis Cloud in the Outer Halo of M82
M82 '帽'是一个气体云，沿着这个著名的超级风源的短轴，投影半径为11.6千秒差距。该冠层的光学谱线发射和X射线发射都被探测到，因此它是研究风的能量学的一个重要探测器。为了研究帽的电离源，我们用安装在斯巴鲁望远镜上的Kyoto 3DII法布里-珀罗仪器对其进行了观测。获得了亚角秒分辨率的深连续区、Ha、[NII]6583/Ha和[SII] 6716、6731/Ha图。与早期研究相比，优越的空间分辨率揭示了帽内的一些明亮的Ha发射云。在新发现的结中，发射谱线宽度（< 100 km·s^-1 FWHM）和谱线比率最合理的解释是，由快风驱动的低速到中等速度的激波（v_shock = 40--80 km·s^-1）进入密集云层。来自M82核星暴区的动量输入足以产生观测到的激波。因此，早期关于中央星暴光电离的说法被排除了，因为它们不能解释观测到的密集结的通量，除非紫外逃逸分数非常高（f_esc > 60%），即，比迄今为止在矮星系中观测到的要高一个数量级。利用这些结果，我们讨论了M82超级风的演化历史。未来的UV/X射线调查预计将证实气体的温度与我们的中等冲击模型一致。
2012-10-30 astro-ph.GA
The DUVET Survey: Direct $T_e$-based metallicity mapping of metal-enriched outflows and metal-poor inflows in Mrk 1486
我们目前的电子温度（$T_e$）地图的边缘系统Mrk 1486，提供“直接法”气相金属量测量横跨$5.\!\!^{\prime\prime}8$（4.1千秒差距）沿短轴和$9.\!\!^{\prime\prime}9$（6.9千秒差距）沿长轴。这些地图，使强大的检测[OIII] $λ$ 4363极光发射线在一个大的空间范围内的Mrk 1486，揭示了一个明确的负短轴$T_e$梯度，其中温度随着距离盘平面的增加而降低。我们发现，最低的金属丰度spaxels位于长轴的极端附近，而最高的金属丰度spaxels位于沿短轴的大空间偏移。这与低金属量流入稀释盘长轴边缘的金属量，而恒星形成驱动沿短轴的金属富集流出的图片是一致的。我们发现，Mrk 1486中的流出金属丰度比平均ISM金属丰度高0.20 dex（1.6倍），比贫金属流入气体高0.80 dex（6.3倍）以上，我们观察到其低于5% $Z_\odot$。这是第一个使用一致的基于$T_e$的方法同时对流入、流出和内部盘ISM气体进行金属丰度测量的例子。这些测量提供了独特的见解如何重子循环过程有助于像Mrk 1486星系的组装。
2021-08-30 astro-ph.GA
Circumgalactic CIV Absorption Found Only Within 30 Degrees of the Minor Axis of Present-Epoch Galaxies
New Mexico State University（新墨西哥州立大学）；Eureka Scientific（尤里卡科学公司）；Swinburne University of Technology（斯威本科技大学）；The University of Oklahoma（俄克拉荷马大学）
本研究通过探测88个亮星系的CIV吸收线，发现其CGM中9个吸收体与双极极风相关，为星系外流模型提供观测支持。
2026-08-12 astro-ph.GA
HERBS I: Metallicity and alpha enhancement along the Galactic bulge minor axis
为了更好地了解银河系核球的起源和演化，我们利用英澳望远镜上的HERMES摄谱仪对核球红巨星分支星和团簇星进行了观测。我们的目标是具有预先确定的凸起成员的ARGOS巡天星，涵盖了全部金属丰度分布函数。光谱的信噪比与GALAH调查相当，并使用与GALAH调查相同的方法进行分析。在这项工作中，我们提出的调查设计，恒星参数，分布的金属丰度和α元素丰度沿小隆起轴在纬度$b$ = $-10^{\circ}, -7.5^{\circ}$和$-5^{\circ}$。我们对ARGOS星的分析表明，ARGOS金属丰度分量的质心应该位于距离$\approx$ 0.09 dex更近的位置。$α$-元素丰度的垂直分布与不同金属丰度组分的不同贡献一致。靠近平面，α丰度比较低，因为富含金属的人口占主导地位。在高纬度地区，α丰度比随着贫金属恒星数量的增加而增加。然而，我们发现，相对于金属丰度的α富集的趋势是独立的纬度。我们的结果与GALAH DR 2的结果的比较表明，对于[Fe/H] $\approx -0.8$，隆突与高$α$盘群体具有相同的丰度趋势。然而，与盘/晕相比，贫金属凸起群（[Fe/H] $\lesssim -0.8$）显示出增强的α丰度比。这些观察结果表明，在隆起中的化学演化相当迅速，并且贫金属的隆起人口与金属更丰富的人口并不具有相同的相似性。
2019-03-22 astro-ph.GA
The Relation Between Galaxy ISM and Circumgalactic OVI Gas Kinematics Derived from Observations and $Λ$CDM Simulations
我们首次对20个与孤立星系（0.15 $<z<$ 0.55）有关的吸收系统（EW>0.1~ 1.5）进行了星系-OVI吸收运动学研究。我们的样本被分成两个方位角仓：长轴（$Φ<25^{\circ}$）和短轴（$Φ>33^{\circ}$）。OVI沿星系主轴的吸收与星系旋转运动学无关，只有1/10的系统可以用旋转/吸积模型来解释。这与通常观察到的MgII吸收的共旋转相反。沿短轴的OVI可以通过加速流出来建模，但仅针对小的开度角，而OVI的大部分是减速的。沿着这两个轴，堆叠OVI配置文件驻留在星系系统速度与吸收运动学跨越整个动态范围的星系。在AMR宇宙学模拟中发现的OVI存在于细丝和周围星系~50 kpc的晕中。模拟显示，长轴OVI气体流入沿细丝和减速，因为它接近星系，同时增加其水平的共同旋转。模拟中的短轴外流在50-75千秒差距内是有效的，超过这个范围，它们会减速并落回星系。虽然模拟显示了明确的OVI运动学特征，但它们与观测结果并不直接可比。当我们比较运动学的签名集成通过整个模拟星系晕，我们发现，这些签名被冲掉，由于全速度分布的OVI整个晕。我们的结论是，OVI单独不作为一个有用的气体吸积，外流或恒星形成的运动学指标，可能是最好的探测器的晕维里温度。
2018-11-14 astro-ph.GA
Kinematics of molecular gas in star-forming galaxies with large-scale ionised outflows
利用ALMA CO（1-0）观测，在~ 1 kpc分辨率下，我们研究了7个被确定为大规模电离气体外流的边缘（i>60°）星系样本中分子气体的运动学。我们建立在Hogarth等人（2021; H21）的基础上，在那里我们发现分子气体更集中地集中在拥有风的星系中，而不是控制对象。我们执行完整的三维运动学建模与多种组合的运动学组件，使我们能够推断这些对象是否有任何相似之处，在他们的分子气体结构。我们使用建模来确定每个星系的运动中心，以解释它们的短轴和长轴位置速度图（PVDs）。从PVDs，我们发现，在我们的星系中的大部分分子气体是动态冷，跟踪我们的对称，旋转为主的模型预测的旋转曲线，但与轻微的通量不对称。最值得注意的是，我们发现径向气体运动的证据，在我们的对象的一个子集，这表明其短轴PVDs通常与沿星系平面的气体流动的特征“扭曲”。在我们最高的S/N对象中，我们在我们的运动学模型中包括双对称径向流，并发现（通过贝叶斯信息准则）径向气体运动的存在是非常有利的。这可能提供了一种机制，通过这种机制，分子气体和恒星的形成集中在中心，从而能够发射大量的电离气体风。然而，在我们样本的其余部分，我们没有观察到气体被径向驱动的证据，再次强调了可能为这些物体中的外流提供动力的各种物理过程，正如最初在H21中所指出的那样。
2022-10-18 astro-ph.GA
MAGIICAT V. Orientation of Outflows and Accretion Determine the Kinematics and Column Densities of the Circumgalactic Medium
我们调查的依赖性的气体运动学和柱密度的镁吸收环星系介质上的星系颜色，方位角，和倾斜跟踪重子循环过程。利用哈勃太空望远镜拍摄的$0.3<z_{\rm gal}<1.0$上的30个前景孤立星系样本，在投影距离为$20<D<110$ kpc的范围内被背景类星体探测。从高分辨率（$Δv\simeq 6.6$ km s $^{-1}$）类星体光谱中，我们用像元速度两点关联函数量化了吸收体速度结构的程度.具有最大速度色散的吸收体与沿着投影短轴（$Φ\geq 45^{\circ}$）探测的蓝色正面（$i<57^{\circ}$）星系有关，而具有最小速度色散的吸收体则属于沿着短轴探测的红色正面星系。速度结构是相似的边缘上（$i \geq 57^{\circ}$）星系，无论星系的颜色或方位角，红星系的方位角，和蓝色和红色的星系沿投影主轴（$Φ<45^{\circ}$）探测。正面星系和红色星系的云柱密度分别小于边缘星系和蓝色星系。这些结果是一致的双锥流出沿短轴的恒星形成的星系和吸积和/或旋转的气体，这是最容易观察到的边缘上的星系探测沿主轴。流出气流中夹带的气体可能会因大的速度分散而破碎，而由于大的路径长度和较小的速度分散，在星系上吸积或围绕星系旋转的气体可能更连贯。静止的星系可能沿着短轴几乎没有流出，而沿着长轴可能存在吸积/旋转。
2015-09-14 astro-ph.GA
Reddening and metallicity maps of the Milky Way Bulge from VVV and 2MASS. I.The method and minor axis maps
我们提出了一种方法来获得变红的地图，并跟踪结构和金属丰度梯度的凸起使用的数据，从最近开始的ESO公众调查Vista变量通过Lactea（VVV）。我们导出了膨胀区1835个子场中的红团巨星的平均J-Ks色，其中-8<b<-0.4，0.2 <l<1.7，并将其与Baade窗中的红团巨星的颜色进行了比较，其中我们采用E（B-V）=0.55。这使我们能够在足够小的尺度上导出红化图，以最大限度地减少差异消光引起的问题。然后使用去红的星等在0.4 x 0.4度的区域中构建凸起光度函数，以获得平均RC星等。这些被用作距离指示器，以便追踪凸起结构。最后，对于每个子字段，我们通过一组经验脊线上的红巨星分支颜色插值得到光度金属丰度。的光度金属丰度分布进行比较，从高分辨率光谱在同一地区获得的金属丰度分布。红化的测定对小尺度的变化很敏感，这些变化在我们的地图上清晰可见。光度函数清楚地显示了最近在2 MASS和OGLE III数据集中发现的双RC，因此可以跟踪凸起的X形形态。最后，平均派生光度金属丰度分布是显着的协议与光谱。VVV调查提供了一个独特的工具，通过这里提出的一致性方法来映射凸起属性。我们的结果与文献中提供的短轴结果之间的显着一致性使我们能够安全地将我们的方法扩展到调查覆盖的整个区域。
2011-07-27 astro-ph.GA
An ALMA view of star formation efficiency suppression in early-type galaxies after gas-rich minor mergers
富含气体的微小合并对早期型星系（ETG）的低红移气体库有显著贡献，但恒星形成效率（SFE;恒星形成速率除以分子气体质量）似乎在这些事件之后受到强烈抑制，与更知名的合并驱动的恒星爆发相反。我们目前的观察与阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）的6个ETG，其中每个最近经历了一个富含气体的小合并，证明了他们的干扰恒星形态。选择这些星系是因为它们表现出极低的SFE。我们利用ALMA的分辨能力来研究分子气体的形态和运动学。我们的大多数星系都表现出空间和运动学上的不规则性，例如分离的气体云，扭曲和其他不对称性。这些不对称性支持了这样的解释，即SFE的抑制是由稳定气体对抗引力坍缩的动力学效应引起的。通过运动学建模，我们得到的气体的高速色散和Toomre Q稳定性参数，但要注意，这种测量在边缘上的星系遭受退化。我们估计合并年龄为100~Myr的基础上观察到的气体分布的干扰。此外，我们确定，这些星系谎言，平均而言，两个数量级以下的Kennicutt-Schmidt关系的恒星形成星系以及以下的关系放松ETG。我们讨论了潜在的动力学过程负责这种强大的抑制恒星形成的表面密度在固定的分子气体表面密度。
2018-01-24 astro-ph.GA
The origin of the split red clump in the Galactic bulge of the Milky Way
在银河球的短轴附近，在纬度b < -5度，红巨星团星沿着视线分裂成两个部分。我们使用ARGOS调查中位于短轴上（l，b）=（0，-5），（0，-7.5），（0，-10）度的三个场来研究这种分裂。在两个高纬度区域[Fe/H] > -0.5的恒星中，这种分离是明显的，但在b = -5度的区域中则不明显。[Fe/H] < -0.5的恒星不显示分裂。我们比较的空间分布和运动学的丛星预测从一个进化的N-体模型的凸起，从磁盘通过酒吧相关的不稳定性。花生形模型的密度分布在其短轴附近是凹陷的。这就产生了一个双峰分布的恒星沿着视线通过隆起附近的短轴，非常像我们的观察。这两组恒星的观测和模拟运动学也是相似的。我们的结论是，分裂的红色团块的隆起可能是一个普遍的特点，四方形/花生状隆起，从磁盘生长，并从磁盘的隆起生长有相对较少的恒星[Fe/H] < -0.5
2012-07-04 astro-ph.GA
Evidence for non-axisymmetry in M31 from wide-field kinematics of stars and gas
作为最近的大型螺旋星系，M31提供了一个独特的机会来详细了解这种星系类型的结构和演化历史。在众多针对M31的观测计划中，有一项是微透镜研究，这需要良好的恒星质量分布三维模型。需要考虑可能的非轴对称结构，如杆。由于M31的高度倾斜，光靠测光很难探测到它。因此，需要详细的运动学测量来限制M31中可能存在的棒和棒的位置。我们用光学IFU摄谱仪VIRUS-W获得了$\approx$ 220个独立的视场，覆盖了M31的整个凸起区域和部分圆盘。我们从恒星的吸收线导出恒星的视线速度分布，以及发射线H $β$，[OIII]和[NI]的速度分布和线通量。我们的数据取代任何以前的研究在空间覆盖和光谱分辨率。我们发现了几个特征，表明在恒星的运动学酒吧，我们看到中间高原的速度和速度色散，以及更高的时刻$h3$和速度之间的相关性。气体运动是非常不规则的，但与由酒吧引起的非三轴流运动是一致的。气体的形态显示出螺旋形的图案，似乎比恒星盘的倾角要小。我们还研究了气体的电离机制，这主要是通过冲击而不是通过星爆发生的。
2017-07-20 astro-ph.GA
Constraining the Tilt of the Milky Way's Dark Matter Halo with the Sagittarius Stream
最近的研究表明，银河系（MW）的暗物质（DM）晕可能相对于其中央恒星盘显著倾斜，这一特征可能与其形成历史有关。在这项工作中，我们展示了一种方法，使用角度和频率变量约束DM晕的短轴的方向。该方法是对轨道拟合等传统方法的补充。我们首先测试的方法，使用模拟潮汐流在一个现实的环境内MW质量主机从消防宇宙学模拟，表明流的理论描述的作用角频率形式主义仍然适用于现实的矮星系流在宇宙学的潜力。利用角度和频率空间中的线的斜率，我们表明，正确的旋转帧产生最小的斜率差，使我们能够把约束的短轴位置。最后，我们将这种方法应用到人马座流的主导臂，我们报告说，MW的DM晕是扁圆的潜在的$q\sim0.7-0.9$和短轴指向$(\ell,b) = (42^{o},48^{o})$的扁平化参数。我们对短轴位置的约束是弱的，不同意从其他作品的估计，我们认为，不一致可以部分归因于观测的不确定性和部分的影响，大麦云云。
2022-10-26 astro-ph.GA
The SLUGGS Survey: Globular cluster kinematics in a "double sigma" galaxy - NGC 4473
NGC 4473是一个所谓的双西格玛（2 $σ$）星系，即一个在其二维恒星速度色散中具有罕见双峰的星系。在这里，我们提出的球状星团（GC）的运动学在NGC 4473的$\sim10\,R_e$（有效半径）使用的数据，从联合HST/ACS和斯巴鲁/Suprime-Cam成像和凯克/DEIMOS光谱。我们发现NGC 4473的2 $σ$性质一直持续到3 $R_e$，尽管它变得与光度长轴不一致。我们还观察到一个显着的恒星和GC旋转振幅之间的偏移。这种偏移可以理解为反向旋转的恒星的共同增加，产生很少的净恒星旋转。我们确定了一个尖锐的径向过渡的GC运动学在$\sim4\,R_e$建议一个定义良好的运动学上不同的晕。在内部区域（$<4\,R_e$），蓝色GC沿着光度长轴旋转，但方向与星系恒星和红色GC相反。在外部区域（$>4\,R_e$）中，红色GC沿光度长轴以与内部区域红色GC相反的方向旋转，而蓝色GC沿光度长轴和光度短轴之间的中间轴旋转。我们还发现了一个运动学上不同的人口非常红色的GC在内部区域与升高的旋转幅度和速度色散。NGC 4473中的多重运动学成分突出了这个2 $σ$星系复杂的形成和演化历史，以及内部和外部成分之间的明显过渡。
2015-06-25 astro-ph.GA
Signatures of gas flows-I: Connecting the kinematics of the HI circumgalactic medium to galaxy rotation
本文利用70条类星体视线上的HI吸收数据，通过等效宽度共转分数研究了环星系介质与星系旋转的运动学联系，发现共转气体主要分布在维里半径内且与柱密度相关，为理解星系气体流动提供了观测约束。
2024-08-12 astro-ph.GA
Double Shells of the Planetary Nebula NGC 7009 Minor Axis
我们分析了用Keck HIRES观测到的椭圆行星状星云NGC 7009的短轴光谱，其中0.862 $"$ $\times$ 10 $"$狭缝位于距中心约7.5 $"$和10 $"$处，中心有0.862 $"$ $\times$ 14 $"$狭缝。从沿Keck HIRES狭缝长度的积分[SII] 6716/6731 μ m通量导出的平均密度表明密度范围为10 $^{3.7}$至10 $^{4.1}$ cm $^{-3}$，而从狭缝光谱图像导出的局部密度显示约10 $^{2.8}$ - 10 $^{4.6}$ cm $^{-3}$的较大局部密度变化：局部密度的变化远大于在视线上积分的值。由[SII]得到的主壳层和外壳层的膨胀率分别约为21.7和30.0 km $^{-1}$。[SII]谱线的运动学结果对应于两个壳层的最外区域，并且不代表整个PN，但与壳层气体中观察到的其他发射线密切相关。我们的结论是密度差导致的内壳层的形成，而电离状态的变化导致的外壳层的形成。我们认为，内壳层和外壳层是由两次连续的大抛射造成的。当这些壳层最初形成时，中心恒星的物理条件一定是不同的。
2022-09-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
The twisted dark matter halo of the Milky Way
我们分析系统类似于银河系（MW）在EAGLE宇宙流体动力学模拟，以推断可能的结构MW的暗物质晕。我们确定MW质量晕在模拟中的卫星星系有类似的运动学和空间分布的明亮的卫星MW，特别是系统中的大多数卫星（8出11）有几乎共面的轨道，也垂直于中央恒星盘。我们发现，法线的共面卫星的共同轨道平面是很好地与主机暗物质晕的短轴对齐，与一个中位数失调角只有$17.3^\circ$。基于这一结果，我们推断银河系暗物质晕的短轴指向$(l,b)=(182^\circ,-2^\circ)$，在68和95百分位的置信水平分别为22 $^\circ$和43 $^\circ$的角度不确定性。因此，推断的MW晕的短轴位于恒星盘的平面内。然而，晕不是同源的，它的扁平和方向随半径而变化。晕的内部比外部圆，并且与星盘对齐（即晕的短轴垂直于星盘）。再往外，光晕扭曲，短轴方向改变$90^\circ$。这种扭曲发生在一个非常狭窄的径向范围内，反映了物质沿其被吸积到MW中的沉积网络的变化。
2020-12-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Resilience of Sloshing Cold Fronts against Subsequent Minor Mergers
小的合并在星系团中很常见。它们有可能在星系团的团内介质（ICM）中产生晃动冷锋（SCF）。然而，SCF对随后的小型合并的弹性是未知的。在这里，我们调查在何种程度上建立了一个离轴小合并的SCF被随后的小合并中断。我们进行了一套13个流体动力学+N-体模拟的理想化的三重集群合并，我们不同的方法方向和碰撞参量的第三集群。除了~1 Gyr后的第三集团的第一个核心通过，明确的SCF存在于所有的合并配置。随后的正面小合并显着减少SCF的数量，而随后的离轴小合并只适度减少SCF的数量。特别地，外部（>~500 kpc）SCF是弹性的。这项工作的结果表明，SCF很容易形成的过程中的一个小的合并，是长期存在的，即使进一步的小合并发生。因此，SCF应该是无处不在的，但根据其观察到的SCF导出给定集群的合并历史可能比以前想象的更复杂。
2022-03-30 astro-ph.GA astro-ph.HE
The 3D Structure and Kinematics of the Local Disk-Halo Interface: Intermediate-velocity Clouds are the Minority of High-altitude Clouds in the Solar Neighborhood
Department of Astrophysical Sciences, Princeton University（普林斯顿大学天体物理科学系）；National Radio Astronomy Observatory（国家射电天文台）；Dept of Physics, University of Wisconsin-Whitewater（威斯康星大学惠特沃分校物理系）；Dept of Astronomy, University of Wisconsin-Madison（威斯康星大学麦迪逊分校天文学系）；Max Planck Institute for Astrophysics（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；Kavli Institute for Particle Astrophysics & Cosmology (KIPAC), Stanford University（斯坦福大学卡弗里粒子天体物理与宇宙学研究所）
利用三维尘埃图识别太阳邻域内519个具有高置信度距离、三维形态和径向速度的尘埃云，发现中速云仅占高空云总数的18%，表明低速结构在盘-晕界面研究中不可忽视。
2026-05-23 astro-ph.GA
The diverse nature and formation paths of slow rotator galaxies in the EAGLE simulations
我们使用一个$z=0$星系的样本在EAGLE流体动力学模拟中视觉分类为慢旋转（SR），探讨星系合并对其形成的影响，解释其内在的星系性质，并研究淬火和运动学变换之间的联系。有重大或轻微合并（质量比分别为$\ge 0.3$和$0.1-0.3$）的SR往往有更高的三轴度参数和离地恒星分数比那些只有非常小的合并或在没有合并的情况下形成（“无合并”SR）。不合并的SR比其他SR更紧凑，黑洞与恒星的质量比更低，淬火更晚，在它们的$z=0$化学成分上留下印记。对于绝大多数的SR，我们发现淬火，驱动的活动星系核反馈，运动学变换之前，除了卫星SR，在这些过程中发生串联。然而，在这些卫星中的$\approx 50$ \%，卫星-卫星合并负责其SR命运，而环境（即潮汐场和与中心的相互作用）可以解释在其余的转换。通过将SR分裂成运动学子类，我们发现平坦的SR更喜欢主要的合并;圆形SR更喜欢次要或非常次要的合并;扁长的SR更喜欢气体贫乏的合并。扁平和扁长SR在大质量晕（$>10^{13.6}\,\rm M_{\odot}$）和高质量中心（$M_{\star} > 10^{10.5}\, \rm M_{\odot}$）的卫星中更为常见。虽然鹰星系显示的运动学特性与观测结果基本一致，但仍有一些地方存在分歧，例如恒星年龄和速度色散曲线的反演。我们将讨论这些问题以及即将到来的模拟如何解决这些问题。
2021-10-26 astro-ph.GA
The MASSIVE Survey XIV -- Stellar Velocity Profiles and Kinematic Misalignments from 200 pc to 20 kpc in Massive Early-type Galaxies
利用Gemini GMOS积分场摄谱仪（IFS）的高空间分辨率恒星速度图和McDonald Mitchell IFS的宽场速度图，研究了MASSIVE巡天中20个恒星质量为$M_* > 10^{11.7} M_\odot$的早型星系从$\sim 200$ pc到$\sim 20$ kpc的恒星速度剖面和运动学失调。虽然80%的星系有低自旋（$λ< 0.1$）和低旋转速度（$< 50$公里/秒）的中心区域和主体，我们发现一个不同的速度特征和失调角的范围。在18个具有可测中心运动轴的星系中，有10个星系的运动轴和测光主轴排列良好，另外8个星系的失准角从$15^\circ$到最大值$90^\circ$分布均匀。中心运动失调和星系自旋之间有很强的相关性，所有4个具有显著自旋的星系都有很好的运动学和光度轴，但只有43%的低自旋星系是很好的对齐。星系的中心轴和主体轴并不总是一致的。当两个运动学轴对齐（$\sim 60$ %的情况下），他们也与测光主轴对齐或正交。我们发现13个星系也表现出明显的本地运动学扭曲，和一个星系有一个反旋转的核心。一个多样化的组装历史组成的多个气体贫合并的各种祖质量比和轨道可能需要占主导地位的低自旋和广泛的中央和主体的速度功能，在这里报告的本地大规模ETG。
2020-01-29 astro-ph.GA
Kinematics of the OVI Circumgalactic Medium: Halo Mass Dependence and Outflow Signatures
我们探测高电离环星系介质通过检查吸收体运动学，银河系运动学，和平均吸收轮廓的31 OVI吸收剂从“多相星系晕”调查作为晕质量，红移，倾角和方位角的函数。这些星系被隔离在$0.12<z_{\rm gal}<0.66$，并被$D\approx 200$ kpc范围内的背景类星体探测。每一对星系都有哈勃太空望远镜的图像和COS类星体的光谱，大多数星系的红移都是从凯克/ESI光谱中精确测量出来的。利用像素速度两点关联函数（TPCF）方法，我们发现OVI吸收体运动学具有很强的晕质量依赖性。吸收主办的$\sim L^{\ast}$星系有最大的速度色散，我们解释为晕维里温度密切匹配的碰撞电离OVI分数峰值的温度。质量较低的星系和星系群环境具有较小的速度色散。总柱密度遵循相同的行为，与理论结果一致。在规范化了所观察到的质量依赖性，我们研究了银河系的运动学与修改后的TPCF，并发现非维里化运动由于流出的气体。边缘上的短轴气体有大的光学深度集中在星系系统速度附近的双极外流的预期，而面对短轴气体有一个平稳下降的光学深度分布到大的归一化星系速度，暗示减速外流气体。由于观察到多个视线结构的“运动学模糊”，没有观察到吸积气体特征。这些结果表明，星系质量占主导地位的OVI性质的重子循环过程。
2019-09-30 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
Spectral decomposition of the stellar kinematics in the polar disk galaxy NGC 4650A
上下文极环星系NGC 4650 A的原型包含两个主要的结构组成部分，一个是主星系的中心球体，以及一个延伸的极盘。光度学和运动学研究都表明，这两个组成部分共存于星系中心区域的两个不同平面上。目的。这项工作的目的是研究NGC 4650A中心区域的宿主星系和极盘的光谱和运动学性质，通过解开它们对观测到的星系光谱的贡献。方法.我们应用光谱分解技术在以前的作品中介绍的长缝光谱观测在CaII三重态区域。我们将分析重点放在PA = 152上，该轴对应于宿主星系的光度短轴，其中两个分量的叠加更相关，并且光谱分解是必要的。我们的目标是将在主星系赤道平面内运动的恒星与在沿极盘的meridan平面内运动的恒星分开。结果我们成功地解开了NGC 4650A的两个结构成分的光谱，并测量了它们的视线速度和速度色散剖面，以及PA = 152的恒星含量。宿主星系沿其光度短轴有明显的旋转，表明引力势不是轴对称的。极盘表现出运动学解耦：内部区域相对于外部区域和宿主球体反向旋转。这表明了一个复杂的形成历史的极盘，其特点是质量吸积与去耦角动量。
2014-09-03 astro-ph.GA
VV 655 and NGC 4418: Implications of an interaction for the evolution of a LIRG
VV 655是一个带有HI潮汐碎片的矮不规则星系，是透镜状亮红外星系（LIRG）NGC 4418的伴星。NGC 4418在附近的LIRGs中脱颖而出，因为它的分子气体中心浓度很高，沿着其短轴的尘埃双极结构暗示着由中心星暴和可能的核活动驱动的风。我们试图了解VV 655和NGC 4418之间正在进行的轻微相互作用对LIRG演变的影响，包括导致其不寻常核特性的气体供应的起源。我们研究VV 655和NGC 4418的结构，运动学和化学性质，通过分析档案成像数据和SDSS-III的光学光谱观测和SALT-RSS的新光谱。我们表征其气相金属丰度和空间分辨，电离气体运动学，并表明，气相金属丰度在NGC 4418显着超过VV 655。沿着NGC 4418的短轴没有观察到电离气体的运动学扰动，但我们看到了VV 655电离气体流出的证据，这可能会增加掠碰撞中气体剥离的横截面。在NGC 4418中检测到一个微弱的、不对称的外臂，这种类型通常与星系-星系相互作用有关。最简单的模型表明VV 655和NGC 4418之间的微小相互作用通过NGC 4418的星际介质的潮汐扭转而不是通过显著的气体转移事件产生了LIRG的不寻常的核特性。除了在NGC 4418中诱导中心气体浓度外，这种相互作用还在LIRG中产生了增强的恒星形成率和外部潮汐臂。VV 655-NGC 4418系统提供了一个例子，说明微小碰撞可能改变巨…
2020-04-20 astro-ph.GA
A dichotomy in radio jet orientations in elliptical galaxies
我们研究了14302个r星等大于18的SDSS星系的光学等照度线位置角和射电等照度线位置角之间的相关性。所有的星系都是由扩展的FIRST射电源确定的。对于被动早型星系，我们区分从其他使用的颜色，浓度和它们的主成分，我们发现一个强大的统计校准的射电轴与光学短轴。由于无线电发射是由吸积驱动的核黑洞，我们认为，所观察到的相关性提供了新的见解椭圆星系的结构，例如，是否从其余的星系的核运动学解耦。我们的研究结果意味着，一个显着的一部分星系是扁球体，也许旋转支持，与他们的无线电发射对准恒星短轴。值得注意的是，射电长轴与光学短轴的相关性的强度取决于射电响度。FIRST射电流量密度与恒星总光之比低的天体，短轴相关性强，而较强的射电源则不强。这种分裂可能反映了不同的形成历史，我们认为这可能是一个新的表现形式，更好地了解慢旋转和快速旋转的椭圆形之间的二分法。
2010-01-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Hubble Space Telescope proper motion (HSTPROMO) catalogs of Galactic globular clusters. II. Kinematic profiles and maps
我们使用最近在Bellini等人（2014）中提出的哈勃太空望远镜自行（HSTPROMO）目录对22个银河系球状星团进行了运动学分析。对于大多数星系团来说，这是有史以来第一次进行自行研究，对于许多星系团来说，这是任何类型的最详细的运动学研究。我们使用干净的明亮的恒星样本，以确定分箱速度色散和速度各向异性径向配置文件和二维速度色散空间地图。使用这些配置文件，我们寻找集群运动学和结构特性之间的相关性。我们发现：（2）平均而言，在二维1σ置信度下，球状星团的光度中心和运动中心在~1”范围内一致，星团与星团的均方根为4”（包括观测不确定性）;（3）平均而言，球状星团核心的速度分布各向同性在1%以内（σ_t/σ_r = 0.992 +/- 0.005），簇间均方根为2%（包括观测不确定性）;（4）团簇一般具有轻度径向各向异性的速度分布（σ t/σ r ~ 0.8-1.0），弛豫时间越长，偏离各向同性越大;（5）σ_minor/σ_major与椭圆率之间存在一定的关系，使得样品中更扁平的团簇更倾向于各向异性，σ_minor/σ_major约为0.9-1.0。除了这些一般性的结果和相关性，这里提出的配置文件和地图可以提供一个基础，详细的动力学建模的个别球状星团。考虑到数据的质量，这很可能为有关球状星团质量分布、结构和动力学的一系列主题提供新的见解。
2015-01-30 astro-ph.GA
MusE GAs FLOw and Wind (MEGAFLOW) V. The dust/metallicity-anisotropy of the Circum-Galactic Medium
我们研究环银河系介质（CGM）的尘埃含量是否取决于类星体视线相对于星系主轴的位置，使用13个星系-MgII吸收体对（9 - 81 kpc距离）从MusE GAs流动和风（MEGAFLOW）调查在0.4 < z < 1.4。CGM的粉尘含量是使用紫外线和可见中阶梯光谱仪（UVES）数据从[Zn/Fe]获得的。当[Zn/Fe]的直接测量不可用时，我们从一种方法来估计灰尘的消耗，该方法包括解决多个单离子化离子（例如MnII，CrII，ZnII）的消耗，因为每个离子以不同的速率消耗灰尘颗粒。我们发现方位角和[Zn/Fe]之间呈正相关，Pearson r = 0.70 +/- 0.14。沿长轴的视线显示[Zn/Fe] < 0.5，而沿短轴的[Zn/Fe]> 0.8。这些结果表明，CGM沿短轴平均更丰富的金属（由~ 1德克斯）比气体位于沿星系的主轴提供的尘埃耗尽是金属丰度的代理。这种各向异性的分布是一致的流出和吸积流体动力学模拟的最新结果。
2021-01-06 astro-ph.GA
The Highly Ionized Circumgalactic Medium is Kinematically Uniform Around Galaxies
OVI $λλ1031, 1037$双峰吸收追踪的环星系介质（CGM）沿主星系投影的长轴和短轴聚集。这表明OVI分别追踪吸积和流出的气体，它们是星系重子循环的关键组成部分。我们进一步研究这一点，通过检查与星系在$0.13 < z_{\rm gal} < 0.66$作为星系的颜色，倾角和方位角的函数的运动学的29 OVI吸收。每个星系都用HST成像，并在附近（$D<200$ kpc）背景类星体的COS/HST光谱中检测到吸收。我们使用像素速度两点关联函数来表征吸收体的速度扩展，这是一种以前用于MgII吸收体-星系对样本的方法。OVI的吸收速度扩散比MgII更长，这表明这两种离子跟踪CGM的不同成分。与MgII相反，OVI的吸收速度分布是相似的，无论星系的颜色，倾角和方位角。这表明高电离气体的运动学并没有受到星系中目前恒星形成活动的强烈影响。OVI吸收的运动学均匀性及其主要沿投影星系长轴和短轴观察的趋势可能是由于星系周围电离条件和气体密度的变化。处于中间方位角的气体可以被电离出OVI相，可能导致方位角依赖于处于较高电离状态的气体的分布。
2016-11-22 astro-ph.GA
Kinematic diagnostics for non-axisymmetry in the Milky Way's nuclear stellar disc
Università dell’Insubria（因苏布里亚大学）；University of Malta（马耳他大学）；University of Lancashire（兰开夏大学）；Instituto de Astrofísica de Andalucía (CSIC)（安达卢西亚天体物理研究所（西班牙高等科学研究委员会））；University College London（伦敦大学学院）；Queen’s University（女王大学）；Université Côte d’Azur（蔚蓝海岸大学）；Observatoire de la Côte d’Azur（蔚蓝海岸天文台）
本文通过系统分析提出两种运动学诊断方法，用于确定银河系是否存在核棒结构，强调顶点偏差和μ_ℓ vs ℓ分布的不对称性，指出顶点偏差在多观测场数据结合下更稳健。
2026-03-19 astro-ph.GA
Evidence for Substructure in Ursa Minor Dwarf Spheroidal Galaxy using a Bayesian Object Detection Method
我们提出了一种方法，用于确定本地化的恒星速度数据使用贝叶斯统计技术的次级人口。我们将这种方法应用于矮球状星系小熊座，并找到两个次级物体在这颗卫星的银河系。一个物体在运动学上是冷的，其速度离散度为$4.25 \pm 0.75\ \kms$，并且在相对于小熊座中心的相对RA和DEC中以$(9.1\arcmin \pm 1.5, 7.2\arcmin \pm 1.2)$为中心。第二个天体与小熊座相比有一个大的速度偏移$-12.8^{+1.75}_{-1.5}\ \kms$，中心位于$(-14.0\arcmin^{+2.4}_{-5.8}, -2.5\arcmin^{+0.4}_{-1.0})$。在使用较小的数据集之前已经发现了运动学上的冷物体，但是预测该冷物体在95% C. L.处的速度分散大于$2.0\ \kms$。不同于以往的工作。我们使用两个和三个组件模型，随着信息标准和贝叶斯证据模型的选择方法，认为小熊座有一个或两个本地化的二级种群。在每个次级天体中存在大的速度色散的显著概率提出了一种有趣的可能性，即每个次级天体都有自己的暗物质晕，也就是说，它是银河系卫星的卫星。
2012-08-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Tracing Outflows and Accretion: A Bimodal Azimuthal Dependence of MgII Absorption
我们报告的双峰性气体的方位角分布在星系周围的跟踪MgII吸收：晕气体更倾向于存在附近的投影星系的长轴和短轴。利用HST和SDSS成像的88个经光谱证实的MgII吸收选择星系[W_r（2796）>0.1A]和35个经光谱证实的非吸收星系[W_r（2796）<0.1A]，通过计算平均方位角概率分布函数，证明了这种双峰性。非吸收体的方位角分布是平坦的，表明对于W_r（2796）<0.1A的气体没有方位角偏好。我们发现，蓝色的恒星形成星系清楚地驱动双峰，而红色的被动星系可能会表现出过剩沿其主轴。这些结果与星系演化的场景一致，即恒星形成星系吸积新的气体，形成新的恒星并产生风，而红色星系由于减少的气体储存而被动存在。我们进一步计算了一个方位角相关的MgII吸收覆盖分数，这是增强了多达20-30%，沿长轴和短轴。气体沿长轴的W_r（2796）分布可能比气体沿投影短轴的W_r（2796）分布更倾向于弱MgII吸收。这些综合的结果是高度暗示的双峰驱动的气体沿星系长轴吸积和沿星系短轴流出。采用这些假设，我们发现流出和流入的开口角分别为100度和40度。我们发现检测到外流的概率约为60%，这意味着风更常见。
2012-10-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gas and stellar kinematic misalignment in MaNGA galaxies: what is the origin of counter-rotating gas?
本研究通过分析MaNGA DR17中69个气星运动学错位星系的氧丰度，排除原始气体流入的作用，提出星系间富金属气体交换是反向旋转气体的主要起源，次并合对红静星星系有重要作用。
2023-05-22 astro-ph.GA
Dynamical modelling of the twisted galaxy PGC 046832
我们分析了VLT/MUSE观测的PGC 046832，最亮的星系团的Abell 3556。这个星系的速度结构令人吃惊，在短轴上有两个反转，在长轴上有一个反转。我们使用三轴史瓦西模型来推断这个星系的内在形状、中心黑洞质量和轨道分布。形状的测定表明，该星系是高度三轴的中心（几乎扁长），但有一个低的三轴度（几乎扁圆）的外部部分。最佳拟合Schwarzschild模型的轨道分布表明，沿投影短轴的运动学反转是由内部长轴管的分布和数量的轻微不对称性驱动的。沿投影主轴的运动学反转是由银河系中中等半径处的高比例反旋转轨道驱动的。在史瓦西模型中使用轨道的化学标记，我们没有发现这些轨道与特定的恒星星族参数有任何关联的证据。虽然星系的内部几乎肯定是通过一次或多次干合并形成的，产生了扁长的形状，但外部部分与吸积和原位形成一致。虽然轴对称模型表明存在质量为$\sim 6 \times 10^9$ M $_{\odot}$和$\sim 10^{10}$ M $_{\odot}$的超大质量黑洞（分别使用Schwarzschild和Jeans模型），但三轴Schwarzschild模型仅提供$\sim 2 \times 10^9$ M $_{\odot}$的上限。
2021-09-29 astro-ph.GA
A wide angle view of the Sagittarius dwarf Spheroidal Galaxy. I: VIMOS photometry and radial velocities across Sgr dSph major and minor axis
人马座矮椭球星系（Sgr dSph）为我们提供了一个独特的可能性，研究矮星系合并事件，而仍在进行中。由于其距离较短（25 kpc），Sgr dSph的主体在天空中覆盖了广阔的区域（大约15 x 7度）。现有的光度学和光谱学研究集中在星系的中心部分或恒星流上，但绝大多数星系体从未被探测过。本研究报告有两个目的。一方面，在Sgr dSph的扩展范围内制作色星等图，以研究其恒星星族，寻找年龄和/或成分梯度（或缺乏）。另一方面，为了获得光谱低分辨率径向速度的恒星子样本，以确定成员的Sgr dSph的高分辨率光谱后续的目的。我们使用VIMOS-VLT在横跨Sgr dSph短轴和长轴的7个场上产生V和I测光和光谱，再加上3个集中在相关的球状星团Terzan 7，Terzan 8和Arp 2上。最后一个场以M54为中心，位于Sgr dSph的中心。我们目前对Sgr dSph主体上的320，000颗恒星进行了测光，这是有史以来为这个基本物体制作的最丰富，最安全的广角采样之一。我们还提供了强大的一百多颗恒星，其高分辨率光谱分析将是即将发表的论文的对象成员。Sgr dSph在所观察的场之间出现显著均匀。我们确认存在一个主要的Sgr dSph人口的特征大致相同的金属丰度47 Tuc，但我们也发现了多个人口的存在对周边领域的星系，金属丰度从[Fe/H]=-2.3到近太阳值。
2009-11-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
2D kinematics of the edge-on spiral galaxy ESO 379-G006
我们提出了一个运动学研究的近边缘上的星系ESO 379-G 006，显示存在的面外电离气体。与法布里-珀罗光谱在H-α，我们研究的运动学ESO 379-G 006使用速度图和位置-速度图平行的长轴和短轴的星系。我们建立了盘的旋转曲线，讨论了由于近侧观察该星系而引起的投影效应的作用，并讨论了ESO 379-G 006盘径向速度场中等速线的扭曲以及在某些位置发现的运动学不对称性。平行于星系短轴的速度图表明，在圆盘中存在着偏离圆周运动的现象，这种现象可以用下列公式来模拟和解释：可能由杆或螺旋臂产生的径向流入。我们成功地在这个星系中探测到了面外弥漫电离气体。同时，通过对位置-速度图的分析，我们发现了面外气体相对于中面旋转的旋转速度滞后的证据。
2013-02-14 astro-ph.CO 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
Stellar Kinematics of the Andromeda II Dwarf Spheroidal Galaxy
我们目前的运动学配置文件和金属丰度的M31矮球状（dSph）卫星星系仙女座II（和II）的基础上凯克DEIMOS光谱的531红巨星分支星。我们的运动学样本是所有M31卫星中最大的，并延伸到两个有效半径（r_eff = 5.3' = 1.1 kpc）。系统平均速度为-192.4 ± 0.5 km/s，平均速度色散为sigma_v = 7.8 ± 1.1 km/s。当AndII的长轴自转速度接近于零（<1 km/s）时，其短轴自转非常显著，最大自转速度v_（max）=8.6 ± 1.8km/s。我们发现一个运动学主轴，最大自转速度v_max=10.9 ± 2.4km/s，与等照度主轴偏离67度。因此，II是第一个有证据证明其近长轴旋转的矮星系，v_max/sigma_v = 1.1，尽管考虑到它的椭圆率为0.10，这个物体可能是三轴的。我们测量了我们数据的子样本的金属丰度，发现平均金属丰度[Fe/H] = -1.39+- 0.03 dex，内部金属丰度分散度为0.72+-0.03 dex。我们发现一个径向金属丰度梯度与富含金属的恒星更集中，但没有观察到一个显着的差异，两个金属丰度人口的动态。II是唯一已知的矮星系，显示短轴旋转，使其成为一个独特的系统，其存在提供了重要的线索，对负责形成dSphs的过程。
2012-09-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Similar Signatures of Coplanar Gas Inflow and Disk Warps in Galactic Gas Kinematic Maps
流体动力学模拟表明，当共面气体螺旋进入盘的内部区域时，星系气体盘形成。最近，我们提出了一个简单的“修正的吸积盘“模型的粘性星系盘中，恒星的形成是由径向流动的气体。然而，很少有观测证据表明，这种流入，预计只有几公里的$^{-1}$在磁盘的中心区域，即在三个磁盘尺度长度，但可以达到50-100公里的顺序$^{-1}$在最外层磁盘。系统流入的2-D速度场的影响进行检查，它表明，这些是非常相似的磁盘的几何翘曲所产生的，与扭曲变形的运动学主轴和短轴。这使得在实践中很难区分它们。通过比较附近星系样本的运动学轴和旋臂的旋向，我们发现（假设旋臂通常是拖尾的），翘曲的影响实际上很可能超过径向流入的影响。然而，通常的做法是把运动学长轴和短轴的这些扭曲变形看作仅仅是由于扭曲，这会导致对于中低倾角的星系，大大低估任何系统性的流入。
2023-01-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
The morphology of star-forming gas and its alignment with galaxies and dark matter haloes in the EAGLE simulations
我们目前的测量恒星形成的气体在星系中的EAGLE模拟的形态，其相对于恒星和暗物质（DM）的排列。这种气体在射电连续谱中的成像使弱透镜实验成为传统光学方法的补充。恒星形成气体通常比其关联恒星和DM更扁平，特别是对于总质量为$\sim$ $10^{ 12-12.5} \mathrm{M_{ \odot}}$的现今亚晕，它们优先拥有旋转支撑的恒星盘的恒星形成星系。这样的系统有扁球形的恒星形成气体分布，但在质量较小和较大的次晕中，其分布往往是扁长的，其形态与其宿主星系的恒星有着显著的正相关性，无论是在球形度还是三轴度方面。恒星形成气体的短轴通常与其母晕的暗物质短轴对齐，但在长形暗物质中，通常与暗物质分布的另外两个主轴之一更紧密地对齐。恒星形成气体与DM的一致性不如恒星，但其形态短轴与其运动学轴紧密一致，为观测识别未剪切形态轴提供了一条途径。EAGLE中恒星形成气体的椭圆度投影与从高保真无线电连续图像推断的形状一致，并且它们表现出比恒星图像更大的形状噪声，这是由于恒星形成气体相对于恒星更大的特征扁平化。
2022-01-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
The stellar structure and kinematics of dwarf spheroidal galaxies formed by tidal stirring
利用高分辨率的N体模拟，我们研究的恒星性质的矮球状星系的潮汐引起的形态改造的盘状矮星的宇宙学动机的偏心轨道上围绕银河系。矮星系模型最初由一个指数恒星盘嵌入在一个扩展的球形暗物质晕。根据盘相对于轨道平面的初始取向，获得不同的最终构型。进化程度最低的侏儒是三轴的，并保留了大量的旋转。更进化的矮星是几乎不旋转的长球体。我们表明，恒星的最终密度分布可以近似由一个简单的修改的普卢默定律。的矮星的运动学是显着不同的视线，这具有重要意义的映射所观察到的恒星速度分散的矮星subhalo圆速度。当矮星沿长轴观测时，测得的速度色散更高，并随半径减小得更快。在旋转显著的情况下，当垂直于长轴观察时，检测到短轴旋转的影响，正如三轴系统所预期的那样。我们通过求解球面和轴对称系统的Jeans方程并调整不同的自由参数，模拟了矮星的速度色散曲线和旋转曲线。我们发现，质量通常被高估时，矮星是沿着长轴和低估时，观察是沿着短轴或中间轴。然而，非球形的影响不能使推断的质量在任何一个方向上偏离60%以上，即使是最强烈的剥离矮星，也就是接近破裂的矮星。
2009-11-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
The HI Chronicles of LITTLE THINGS BCDs: Evidence for External Perturbations in the Morphology and Kinematics of Haro 29 and Haro 36
我们分析了两个小东西（1）蓝致密矮星（BCD）：Haro 29和Haro 36的高角分辨率和速度分辨率的HI线数据。这两种BCD在形态学和运动学上都受到干扰。Haro 29的HI数据揭示了一个偏离光学主轴的运动学主轴，以及一个受干扰的外部HI分量，表明Haro 29可能有过去的相互作用。Haro 36的位置-速度图显示，它的中心有两个运动学上分离的部分，而在星系前面可能有一个潮汐尾。我们发现，哈罗36很可能在过去有过相互作用，目前正在与未知的同伴相互作用，或者是合并残留物。(1)“追踪亮度极值的局部不规则星HI附近星系巡天”http://www2.lowell.edu/users/dah/littlethings/index.html
2013-07-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Diverse Stellar Haloes in Nearby Milky Way-Mass Disc Galaxies
我们已经研究了解决恒星星族在大银河系中心的距离沿短轴（从10 kpc到40和75 kpc之间），有限的长轴覆盖范围内，附近的六个高度倾斜的银河系质量盘星系使用HST数据的GHOSTS调查。我们选择红巨星支星来获得恒星晕密度分布。投影的短轴密度分布可以近似为幂律，投影斜率介于$-2$和$-3.7$之间，恒星晕质量的多样性为$1-6\times 10^{9}M_{\odot}$，或总星系恒星质量的$2-14\%$。由于子结构，光滑幂律拟合周围的典型固有散射是$0.05-0.1$ dex。通过比较短轴和长轴轮廓，我们推断出在$0.4-0.75$之间的$\sim 25$ kpc处的投影轴比$c/a$。GHOSTS的恒星晕是多种多样的，介于银河系和M31的（相当非典型的）晕所描绘的极端之间。我们发现恒星晕金属丰度和恒星晕质量之间有很强的相关性。我们比较我们的结果与宇宙学模型，发现我们的观测和吸积模型之间的良好协议，恒星晕的矮卫星的破坏形成。特别是，恒星晕金属丰度和质量之间的强观测相关性是自然再现。低分辨率的流体动力学模型具有不切实际的高恒星晕质量。目前的高分辨率流体动力学模型似乎预测恒星晕质量略高于观察到的，但合理的金属丰度，金属丰度梯度和密度分布。
2016-11-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Alignments of the Galaxies in and around the Virgo Cluster with the Local Velocity Shear
本文给出了宇宙片与速度切变场主轴在室女星系团位置成一直线的观测证据。本文利用Kim等人最近建立的扩展室女星系团星表中的室女星系团内和周围的星系来确定局部片的方向。分析了Sloan数字巡天数据Release 7重建的速度场，估计了室女座中心的局部速度剪切张量。首先，示出的局部速度剪切张量的短主轴几乎平行于视线方向，我们检测到一个明确的信号的处女座卫星的位置和中间的局部速度剪切投影到天空的平面上的主轴之间的对齐。此外，矮卫星似乎更强烈的对齐比正常的对应物，这被解释为以下指示：（i）正常和矮卫星落在室女星系团优先沿本地丝和本地片，分别。(ii)局部细丝与局部速度切变的短主轴对齐，而局部薄片平行于由短主轴和中间主轴跨越的平面。我们的结果是一致的，最近的数值声称，速度剪切是一个很好的示踪剂的宇宙网。
2014-06-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Geometric and Kinematic Structure of the Outflow/Envelope System of L1527 Revealed by Subarcsecond-resolution Observation of CS
利用阿塔卡马大毫米/亚毫米阵对L1527中的低质量原恒星IRAS 04368 $+$ 2557获得了CS和c-C $_3$ H $_2$的旋转线发射的亚巴秒分辨率图像，以限制外流/包络系统的方向。CS的分布由一个自北向南的包络分量和一个微弱的蝶形外流分量组成。通过一个简单的旋转包层下落弹道模型，很好地再现了包层的运动学结构。虽然这个包层有一个接近边缘的结构，但我们发现旋转轴与天空平面的倾角是5 $^\circ$，我们发现包层的西侧面向观测者。这种配置是相反的方向，大规模的流出（$\sim$ 10 $^4$ AU）以前建议从$^{12}$ CO（$J$ =3 $-$ 2）的观察，并在原恒星（$\sim$ 200 AU）附近的红外反射的形态。后一个差异可能源于西侧流出空腔的高消光，这些差异或可能表明流出轴线不平行于包层的旋转轴线。位置-速度图显示了加速外流空腔壁，其在2000 AU尺度的运动学结构是由一个标准的抛物线模型与来自分析的包络线的倾斜角解释。小尺度和大尺度之间外流方向的不同意味着外流轴有进动的可能性。在原恒星附近的外流的形状和速度进行了比较与其他原恒星。
2016-04-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Figure Rotation of IllustrisTNG Halos
本研究利用 IllustrisTNG 模拟调查暗晕图形旋转，提出新检测方法，发现重子使旋转更少、更快、更短且更对齐短轴，对银河系暗晕研究有重要意义。
2023-08-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the stellar halo metallicity profile of Milky Way-like galaxies in the Auriga simulations
最近一项对附近类似银河系的星系晕的观测研究表明，目前只有一半（八分之四）的样本显示出强烈的负金属丰度（[Fe/H]）梯度。这与流体动力学模拟的预测不一致，在流体动力学模拟中，这种梯度无处不在。在这封信中，我们使用高分辨率的宇宙流体动力学模拟研究[Fe/H]分布的星系晕。我们发现，运动学选择的恒星晕，包括原位和吸积粒子，有一个扁圆[Fe/H]分布。球形[Fe/H]径向分布在100 kpc内显示出较强的负梯度，与以前的数值结果一致。然而，沿银盘短轴的投影中值[Fe/H]剖面，通常在观测中获得，显着平坦。在一个给定的半径的中值[Fe/H]值是大的球形轮廓比短轴轮廓多达0.4德克斯内50千秒差距。得到类似的结果，如果只吸积恒星的组成部分被认为是球形和短轴配置文件之间的差异，并不纯粹是由热盘星粒子原位形成的驱动。我们的研究强调了模型和观测晕[Fe/H]分布之间进行仔细比较的重要性。
2016-03-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
