我们用积分场光谱研究了H\，{ \sc ii}星系CTS 1020和UM 461的内部运动学.我们的分析基于速度和速度频散图，以及强度-速度频散（$I-σ$）和速度-速度频散（$V_r-σ$）图。我们发现UM 461的两个恒星形成结的运动具有不同的模式，表明结之间的运动学联系较弱。银河系的整体运动学可能受到恒星反馈的影响。CTS 1020具有有序的运动，其梯度与以$\sim50$ km s $^{-1}$旋转的盘兼容，尽管速度场被干扰。在这两个星系的最高和最低的$σ$值分布在外部的部分，并与弥漫的气体渗透的星系。UM 461有一个环状结构，在东部结中有小区域的$σ$增加，这类似于我们在恒星形成的收集和崩溃场景中所期望的。我们发现UM 461似乎更容易受到恒星反馈的影响，而在CTS 1020中，引力势占主导地位。
英文摘要：
We have used integral field spectroscopy to study the internal kinematics of the H\,{\sc ii} galaxies CTS 1020 and UM 461. We based our analysis on the velocity and velocity dispersion maps, and intensity-velocity dispersion ($I-σ$) and velocity-velocity dispersion ($V_r-σ$) diagrams. We found that the motion in both star-forming knots of UM 461 has different patterns, suggesting a weak kinematical connection between the knots. The overall kinematics of the galaxy is probably affected by stellar feedback. CTS 1020 has an ordered motion with a gradient compatible with a disc rotating at $\sim50$ km s$^{-1}$, though the velocity field is disturbed. In both galaxies the highest and lowest $σ$ values are distributed in the outer parts and are associated with the diffuse gas that permeates the galaxies. UM 461 has a ring-like structure with small regions of increasing $σ$ in the eastern knot, which resemble what we could expect in a collect and collapse scenario of star formation. We found that UM 461 seems to be more susceptible to stellar feedback, whereas in CTS 1020 the gravitational potential dominates.
Internal kinematics of dwarf galaxies orbitally moving in ultralight dark matter
Faculty of Physics, Taras Shevchenko National University of Kyiv（基辅塔拉斯舍甫琴科国立大学物理学院）；Bogolyubov Institute for Theoretical Physics, National Academy of Sciences of Ukraine（乌克兰国家科学院博戈留博夫理论物理研究所）
The M4 Core Project with HST - IV. Internal Kinematics from Accurate Radial Velocities of 2771 Cluster Members
本文详细研究了银河系球状星团M4（NGC 6121）的内部运动学，从红巨星支上部到主序星共2771颗恒星的7250个光谱中，计算了它们的视向速度。我们描述了新的方法来确定从白天校准的波长解决方案，并确定径向速度漂移之间可能发生的校准和科学观测时，观察与GIRAFFE摄谱仪在VLT。比较了两种确定径向速度的方法，定性描述了它们相对于其他常用算法的优点，提出了一种从光纤光谱仪获得的光谱中去除天空影响，进一步提高径向速度精度的新方法。星团的平均径向速度为$\langle v \rangle = 71.08 \pm 0.08$ km s $^{-1}$，平均色散为$μ_{v_c} = 3.97$ km s $^{-1}$。使用相同的数据集和相同的统计方法，以前的分析，20个额外的二进制候选人，共87个候选人。提出了一种新的确定内部径向速度分散度作为集群距离的函数，导致分散$4.5$公里的$^{-1}$内2 $^{\prime}$从集群中心和稳步向外减少。我们在统计上证实了小幅度的集群旋转，在过去的几位作者的建议。这种新的分析代表了一个显着的改进，相对于以前的结果在文献中，并提供了一个基本的观测输入集群动力学的建模。
Hubble Space Telescope Proper motion (HSTPROMO) Catalogs of Galactic Globular Clusters. VI. Improved data reduction and internal-kinematic analysis of NGC 362
Tracing kinematic (mis)alignments in CALIFA merging galaxies: Stellar and ionized gas kinematic orientations at every merger stage
我们提出了空间分辨恒星和/或电离气体的运动学性质的样本103相互作用的星系，跟踪所有合并阶段：密切的同伴，对相互作用的形态特征，合并残余物。我们将我们的样本与80个无相互作用的星系进行比较。我们测量的恒星和电离气体成分的主要（投影）的运动学位置角（PA $_{\mathrm{kin}}$，接近和后退）直接从速度场没有假设的内部运动。该方法允许我们从直线（$δ$ PA $_{\mathrm{kin}}$）导出运动学PA的偏差。大约有一半的相互作用的对象显示形态运动学PA错位，不能在控制样品中找到。这些失调主要存在于具有相互作用形态特征的星系中。两个样本的运动学侧之间的对齐是相似的，大多数星系显示出小的错位。径向偏差的运动PA从一条直线的恒星组成部分测量的$δ$ PA $_{\mathrm{kin}}$是大的两个样本。然而，对于大部分的相互作用的星系的电离气体$δ$ PA $_{\mathrm{kin}}$是大于典型的孤立星系（48%）的值，使这个参数的一个很好的指标，跟踪相互作用和合并的影响，在星系的内部运动。通过比较恒星和电离气体运动学PA，我们发现42%（28/66）的相互作用星系的失调大于16度，相比之下，10%的控制样本。我们的研究结果显示了相互作用对星系内部结构的影响以及它们的速度分布的各种各样。这项研究也提供了一个本地宇宙基准的运动学研究在合并星系在高红移。
The internal kinematics and chemistry of 20 Milky Way strings
INAF - Osservatorio Astronomico di Padova（意大利国家天体物理研究所帕多瓦天文台）；INAF – Osservatorio Astrofisico di Catania（意大利国家天体物理研究所卡塔尼亚天文台）；INAF - Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna（意大利国家天体物理研究所博洛尼亚天文与空间科学观测站）；INAF - Osservatorio Astronomico di Roma（意大利国家天体物理研究所罗马天文台）；Fundación Galileo Galilei – INAF（伽利略基金会-意大利国家天体物理研究所）；INAF – Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切尔菲天文台）
Witnessing a Transformation to Blue-cored Dwarf Early-type Galaxies in Filaments and the Cluster Outskirts: Gas-phase Abundances and Internal Kinematics Perspectives
The Hubble Space Telescope UV Legacy Survey of Galactic Globular Clusters. XXIII. Proper-motion catalogs and internal kinematics
基于$\textit{Hubble Space Telescope}$（$\textit{HST}$）GO-13297计划“HST银河系球状星团遗产巡天：在它们的种群和形成上散发紫外光”收集的数据的一些研究调查了银河系球状星团的大样本的光度特性，并彻底改变了我们对其恒星星族的理解。在本文中，我们扩展了以往的研究，集中我们的注意力在星团的内部运动学。我们计算了56个球状星团和一个疏散星团中恒星的自行，结合GO-13297图像与档案$\textit{HST}$数据。与本文一起发布的天体光度计星表代表了迄今为止星团核心中恒星自行的最完整和最均匀的集合，并将当前（和未来）$\textit{Gaia}$ $\textit{Gaia}$数据发布提供的信息扩展到更暗的恒星和拥挤的中心区域。我们还普查的一般运动学性质的星团通过计算其明亮的成员的速度色散和各向异性的径向轮廓。我们研究了浓度和弛豫时间的依赖关系，并推导出动力学距离。最后，我们对球状星团NGC 5904进行了深入的运动学分析。
Kinematic and metallicity properties od the Aquarius dwarf galaxy from FORS2 MXU spectroscopy
在本星系群（LG）中孤立发现的矮星系不太可能与大型LG螺旋发生相互作用，因此环境影响不应该是它们进化的主要驱动力。我们的目标是通过增加我们对孤立系内部性质的了解，深入了解LG矮星系的内部机制。我们专注于宝瓶座矮星，其运动学和金属丰度的属性，最近才开始探索的演变恒星组成部分。利用甚大望远镜FORS 2观测了53颗红巨星分支（RGB）恒星的近红外CaII三线态光谱，得到了它们的视速度和[Fe/H]。我们推导出系统速度为$-142.2^{+1.8}_{-1.8}$ km s $^{-1}$，与以前的测量HI气体和恒星。水瓶座的内部运动学似乎是最好的模型的组合随机运动（l.o.s.速度分散度为$10.3^{+1.6}_{-1.3}$ km s $^{-1}$）和沿P.A.的线性旋转（梯度为$-5.0^{+1.6}_{-1.9}$ km s $^{-1}$ arcmin $^{-1}$）= $139_{-27}^{+17}$度，与光学投影主轴一致。该旋转信号与来自HI气体的旋转信号显著地不对准或甚至反向旋转。我们还发现了一个温和的负金属丰度梯度和迹象表明，富金属的恒星有一个冷的速度色散比贫金属的试探性存在。这项工作代表了一个显着的改进，相对于以前的测量的RGB星的宝瓶座，因为它的两倍的成员恒星的数量在文献中研究。我们推测，HI气体和演化的恒星成分之间的错位旋转可能是最近的吸积HI气体或再吸积…
The ESO Multi-Instrument Kinematic Survey (MIKiS) of Galactic Globular Clusters: solid body rotation and anomalous velocity dispersion profile in NGC 5986
Comparative internal kinematics of the HII regions in interacting and isolated galaxies: implications for massive star formation modes
我们利用位于La Palma的Observatorio del Roque de los Muchachos的$4.2\rm{m}$ William Herschel望远镜（WHT）上的法布里-珀罗干涉仪GH $α$ FaS（Galaxy H $α$ Fabry-Perot system）观测了10个相互作用的星系对。我们在这里提出的H $α$表面亮度，速度和速度色散的地图，我们以前没有观察到使用这种技术，以及物理性质（大小，H $α$光度和速度色散）的1259 HII地区从完整的样本。我们还推导出1054个HII区的物理性质的样本中的28个孤立的星系观察到同一仪器，以比较两个人口的HII区。我们发现一个人口的最亮的HII地区的缩放关系，例如H $α$光度和半径之间的关系，是明显不同的关系，较低的光度的地区。在这个明亮的群体中的区域在相互作用的星系中更常见。我们发现，在相互作用的星系中的HII区的湍流，也是恒星形成率，增强。我们还提取了两个样本的HII区的H $α$等效宽度，发现两个样本的HII区年龄分布是一致的。我们认为，SFR增强所带来的气体流动引起的相互作用，从而产生引力约束的气体云，进一步增长的吸积从流动的气体，产生有利于恒星形成的条件。
The Column Density, Kinematics, and Thermal State of Metal-Bearing Gas within the Virial Radius of z~2 Star-Forming Galaxies in the Keck Baryonic Structure Survey
EWOCS-VIII: Internal kinematics and expansion of Westerlund 1 from VVVX proper motions
Pontificia Universidad Católica de Chile（智利天主教 Pontificia 大学）；Universidad de Concepción（康塞普西翁大学）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Istituto Nazionale di Astrofisica (INAF) – Osservatorio Astronomico di Palermo（意大利国家天体物理研究所（INAF）- 巴勒莫天文台）；Universidad de Santiago de Chile（智利圣地亚哥大学）；Center for Interdisciplinary Research in Astrophysics and Space Exploration (CIRAS)（天体物理学与空间探索跨学科研究中心）；Keele University（基尔大学）；Universidade de Lisboa（里斯本大学）
Probing Stellar Kinematics with the Time-Asymmetric Hanbury Brown and Twiss Effect
University of Zurich（苏黎世大学）；École Polytechnique Fédérale de Lausanne (EPFL)（洛桑联邦理工学院）；University of Geneva（日内瓦大学）；University of Applied Sciences and Arts Western Switzerland (HES-SO)（瑞士西部应用科学与艺术大学）
A Chemodynamical Census of the Milky Way's Ultra-Faint Compact Satellites. I. A First Population-Level Look at the Internal Kinematics and Metallicities of 19 Extremely-Low-Mass Halo Stellar Systems
Yale University（耶鲁大学）；University of Toronto（多伦多大学）；Dunlap Institute for Astronomy & Astrophysics（邓普勒天文学与天体物理学研究所）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）；Carnegie Institution for Science（卡内基科学机构）；University of Chicago（芝加哥大学）；Kavli Institute for Cosmological Physics（卡弗里宇宙物理学研究所）；Fermi National Accelerator Laboratory（费米国家加速器实验室）
