Direct numerical simulations of the galactic dynamo in the kinematic growing phase
我们提出了一个星系发电机模型的运动学模拟的基础上大尺度的差异旋转和小尺度的螺旋形波动，由于超新星爆炸。我们报告的第一次直接数值模拟的完整的银河发电机使用非参数化的全球性的方法。我们认为，螺旋度注入的规模是足够大的直接解决，而不是参数化。虽然实际的超级气泡的特性只能接近，我们表明，数值模拟产生的磁结构，这是接近的观察和以前的参数化平均场模型。特别是，四极对称性和螺旋属性的字段被再现。此外，我们的模拟表明，垂直流入的存在起着至关重要的作用，以增加磁增长率。这一观测结果可能表明下行流（可能与星系喷泉有关）在维持星系磁场方面的重要作用。
2009-01-04 astro-ph.GA
Local stellar kinematics from RAVE data- V. Kinematic investigation of the Galaxy with red clump stars
我们研究了6610颗红团（RC）星的空间速度分量的垂直距离，银心径向距离和银河经度。恒星的速度矢量进行了校正的银河系的差分旋转，这是考虑到使用测光距离的RC星。估计的样本星的空间速度分量的银河平面以上和以下是兼容的，只有在方向上的薄盘星的银河系旋转的空间速度分量。银河系自转方向的空间速度分量（V）相对于平均银心径向距离（Rm）表现出平滑的变化，而在银道面处达到最大值。银河系中心（U）和垂直方向（W）的空间速度分量相对于Rm呈现出几乎平坦的分布，在Rm=7.5 kpc时，它们的趋势变化很小。在象限180<l<=270中的RC星的U值比象限0<l<=90和270<l<=360中的大。空间速度弥散的平滑分布揭示了薄盘和厚盘是银河系运动学上连续的组成部分。根据在0<l<=90和270<l<=360象限中相对于太阳向内的W空间速度分量的估计，我们表明，在银河系平面上方的RC星向银河系北极移动，而在银河系平面下方的RC星向相反的方向移动。在象限180<l<=270的情况下，它们的行为是不同的，即在银道面上方和下方的RC星都向银道面移动。我们指出，银河系的长棒可能是许多但不是所有探测到的特征的起源。
2014-01-12 astro-ph.GA
Mapping the Galactic disk with the LAMOST and Gaia red clump sample: IV: the kinematic signature of the Galactic warp
利用从LAMOST和盖亚银河系巡天中选出的近14万颗红团簇星的样本，我们绘制了大体积银盘（6 $< R < 16$ kpc; $-20 <ϕ< 50^{\circ}$ ; $|Z| < 1$ kpc）的$X$- $Y$平面上的平均垂直速度$\overline{V_{z}}$。对于化学薄的圆盘，检测到$\overline{V_{z}}$随$R$增加的明显特征。然而，厚盘的特征并不显著，这与该盘组件的热性质一致。对于薄盘，翘曲签名显示在径向和方位角方向上的显着变化，在良好的协议与以前的结果的恒星计数。用一个简单的长寿命静态翘曲模型拟合$\overline{V_{z}}$的二维分布，得到该运动学翘曲的节点线角约为$12.5^{\circ}$，再次与以前的结果一致。
2020-07-14 astro-ph.GA
The San Pedro Mártir Kinematic Catalogue of Galactic Planetary Nebulae
圣佩德罗·马尔蒂尔银河系行星状星云运动学星表提供了大约600个行星状星云的空间分辨的长缝中阶梯光谱。这些数据是经过波长校准和日心运动校正的。对于大多数物体，已获得多个光谱，并为每个物体提供了星云上精确狭缝位置的图像。这是关于行星状星云中电离星云物质内部运动学的最广泛和最均匀的单一数据来源。可以检索单个物体的数据，也可以按具有某些共同特征的群体进行选择，例如按形态类别、星系人口、双星核心、快速外流的存在等。http://kincatpn.astrosen.unam.mx
2011-10-21 astro-ph.GA
Detecting Triaxiality in the Galactic Dark Matter halo through Stellar Kinematics
假设银河系的暗物质晕为非球形势（即三轴势、长轴势、扁轴势），我们展示了银河系晕的聚集过程，可能仅仅由于暗物质晕的形状而留下了持久的恒星晕运动学化石。与潮汐流相反，与最近的卫星吸积事件有关，这些恒星运动学群通常会表现出不均匀的化学和恒星星族属性。然而，它们可能是由一个单一的吸积事件为某些质量组装的历史。如果这些特殊的运动恒星群的探测得到证实，它们将是宇宙学星系形成场景中预测的黑暗晕三轴性的确凿证据。
2012-10-22 astro-ph.GA
Cepheid Kinematics and the Galactic Warp
本文分析了200颗自行已知的长周期（$P>5$天）经典造父变星的空间速度和视向速度，它们的距离由周期-光度关系估算。线性Ogorodnikov-Milne模型已被应用，与银河系的旋转已被排除在观测速度提前。造父变星的速度有两个明显的梯度：$\partial W/\partial Y=-2.1\pm0.7$ km s $^{-1}$ kpc $^{-1}$和$\partial V/\partial Z= 27\pm10 $ km s $^{-1}$ kpc $^{-1}$。在这种情况下，固体绕着银河系$X$轴旋转到银河系中心的角速度是$-15\pm5$ km s $^{-1}$ kpc $^{-1}$。
2013-10-27 astro-ph.GA
The SAMI Galaxy Survey: Unveiling the nature of kinematically offset active galactic nuclei
我们用SAMI积分场谱仪（IFS）观测了两个运动学偏移的活动星系核（AGN），它们的电离气体与它们的宿主星系处于不同的视线速度。其中一个星系的气体运动学与恒星运动学非常不同，表明最近发生了合并或吸积事件。我们证明了与此事件相关的恒星形成是在过去的1亿年内触发的。另一个星系在气体和恒星运动学上都表现出简单的圆盘旋转，彼此对齐，但在中心区域有活动星系核驱动的外流信号。除了外流，两个星系都没有显示出星系中心电离气体运动学的任何不连续性。我们的结论是，在这两种情况下，没有直接的证据表明活动星系核是在一个超大质量黑洞双星系统。我们的研究表明，根据定义，从单纤维光谱中选择运动学偏移的活动星系核可以提供运动学特殊物体的样本，但需要IFS或其他数据来确定它们的真实性质。
2015-05-14 astro-ph.GA
Vertical Structure and Kinematics of the Galactic Outer Disk
作为VERA外旋曲线项目的一部分，我们报告了四个22 GHz水脉泽源的视差和自行测量结果。所有的资料都显示了银河系纬度为$>$ 2 $^{\circ}$，银河系中心距离为11千秒差距，银河系经度范围为95 $^{\circ}$ $< l <$ 126 $^{\circ}$。源跟踪银河曲速达到200 $\sim$ 400 pc，并指出向银河北极曲速600 pc的签名。新的结果与文献中以前的结果一起表明，银河系翘曲的最大高度随着银心距离的增加而增加。此外，我们检查了垂直于磁盘的样品的速度，并发现垂直速度和银河系高度之间的振荡行为。这种行为表明弯曲（垂直密度）波的存在，可能是由扰动卫星（例如人马座矮星系的通过）引起的。
2019-10-17 astro-ph.GA
SiO Masers in the Galactic Bulge and Disk: Kinematics from the BAaDE Survey
我们目前的第一个结果从BAaDE（膨胀不对称性和动态演化）调查。虽然只是一个完整的调查（$\sim$ 2700出$\sim$ 20000最终来源）的子集，我们的数据包括最大的无线电运动学调查迄今为止的恒星SiO脉泽观测到的银河系的隆起和平面从$-15^\circ < l < +12^\circ$和$-6^\circ < b < +6^\circ$。我们的资料来源包括银河平面内$\pm 1^\circ$高消光区的大量视线（LoS）速度。当与2 MASS测光相匹配时，我们的无线电探测样品明显比第一个红巨星分支尖端更亮，更红，达到了$(J-Ks)_0 > 8$的极端，颜色与Mira变量和质量损失的AGB星一致。我们看到一个干净的划分成两个运动学人口：一个运动学冷（$σ\sim 50\rm\ km\ sec^{-1}$）人口，我们建议是在前景盘，包括巨人与2质量$Ks<5.5$，和运动学热（$σ\sim 100\rm\ km\ sec^{-1}$）候选人隆起/酒吧人口的大多数巨人与$Ks>5.5$。只有运动学上的热巨星与$Ks>5.5$包括最红的恒星。采用8.3千秒差距的银河系中心，并校正前景消光，我们发现，大多数的来源有$M_{bol} \sim -5$，符合他们是明亮的，可能是中间年龄，AGB星。我们注意到一些紧张局势之间的可能中间年龄的运动学热人口，其高速分散相比，磁盘。
2018-05-11 astro-ph.GA
Parameters of the Local Warp of the Stellar-Gaseous Galactic Disk from the Kinematics of Tycho-2 Nearby Red Giant Clump Stars
我们分析了82000颗属于红巨星团（RGC）的Tycho-2星的三维运动学。首先，根据现有的观测资料，我们确定了ICRS/HIPPARCOS系统光学实现相对于惯性参考系的剩余旋转矢量的新的、最可能的分量：ω_x，ω_y，ω_z）=（-0.11，0.24，-0.52）+/-（0.14，0.10，0.16）mas/yr。用修正量ω_z =-0.52mas/yr对RA中的恒星自行进行了修正。我们发现，除了它们参与了由奥尔特常数A= 15.82+/-0.21 km/s/kpc和B=-10.87+/-0.15 km/s/kpc描述的银河系自转外，RGC星在银河系yz平面上还具有与翘曲的恒星-气态银河系盘运动学有关的运动学特性。我们发现，线性Ogorodnikov-Milne模型的参数，描述的RGC星在zx平面的运动学没有显着不同的零。yz平面的情况则不同。例如，太阳邻域绕银河系x轴的旋转矢量分量为M_32- = -2.6+/-0.2 km/s/kpc。在这个平面上的形变张量的两个参数，即M_23^+ = 1.0+/-0.2 km/s/kpc和（M_33-M_22）= -1.3+/-0.4 km/s/kpc，也与零有很大的不同。总体上，在太阳附近的翘曲星气银盘的运动学可以描述为绕银河X轴（接近于该结构的节点线）的旋转，其角速度为（-3.1+/-0.5）< Ω_W <（-4.4+/-0.5）km…
2010-08-25 astro-ph.GA
The Galactic warp revealed by Gaia DR2 kinematics
使用盖亚DR 2天体测量，我们映射出银河系恒星翘曲的运动学特征，距离太阳7千秒差距。结合盖亚DR 2和2 MASS测光，我们确定，通过概率的方法，599 494上主序星和12 616 068巨星，而不需要个别灭绝估计。上主序星的空间分布清楚地显示了最近的旋臂的片段。上主序群和巨星群的大尺度运动学都显示出银河系弯曲的明显特征，表现为银河系半径从8到14 kpc的垂直速度梯度为5-6 km/s。在两个样品中存在的信号，具有不同的典型年龄，表明翘曲是一种引力诱导的现象。
2018-08-13 astro-ph.GA
Detecting Triaxiality in the Galactic Dark Matter Halo through Stellar Kinematics II: Dependence on Dark Matter and Gravity Nature
最近的研究表明，银河系的全球潜力可能是非球形的。在这种情况下，银河系的聚集过程可能留下了持久的恒星晕运动学化石，这是由于暗物质晕的形状，可能是由轨道共振产生的。我们进一步研究这种可能性，考虑现在的潜在模型进一步远离$Λ$ CDM晕，像标量场暗物质晕，MOND，并包括其他几个因素，可能模仿的出现和永久性的运动群，如，一个球形和三轴晕与嵌入磁盘的潜力。我们发现，无论密度分布（DM性质），运动组只出现在存在的三轴晕势。对于类似MOND的引力理论，不存在运动学结构。我们的结论是，这些运动恒星群的检测可以证实预测的三轴性暗晕在宇宙学星系形成的情况。
2015-03-19 astro-ph.GA
Kinematics of RR Lyrae stars in the Galactic bulge with OGLE-IV and Gaia DR2
结合OGLE-IV测光数据和Gaia DR 2自行，我们分析了银河系隆起中15,599颗基本模式RR天琴座（RRL）恒星的运动学和空间分布。我们表明，纵向自行和视线速度可以给出类似的结果，在银河系中心区域的旋转。球丘RRL的角速度约为$35$ km s $^{-1}$ kpc $^{-1}$，明显小于大多数球丘恒星的角速度（$50-60$ km s $^{-1}$ kpc $^{-1}$）;球丘RRL的速度色散比年轻恒星大（120 $-$ 140 km s $^{-1}$）。通过旋转曲线和空间分布，揭示了核球RRL的运动学特征与其金属丰度的关系。贫金属RRL（[Fe/H]< $-1$）显示出比富金属RRL更小的棒角。我们还发现线索表明，在隆起的RRL不占主导地位的晕星。这些结果可能解释一些以前的矛盾的结果，对核球RRLs和帮助理解银河系核球的化学动力学演化。
2020-10-13 astro-ph.GA
Dependence of Galactic Halo Kinematics on the Adopted Galactic Potential
我们探讨了来自两种常用的银河系势的星系晕运动学性质的差异：St $\ddot{a}$ ckel势和“Galpy”包（MWPotential 2014）中使用的默认类银河系势，利用斯隆数字巡天数据发布12中的可用金属丰度，径向速度和自行的恒星。采用$\ddot{a}$克尔势，我们发现在$Z_{\rm max}$ = 15 kpc和$r_{\rm max}$ = 30 kpc时，金属丰度分布函数的形状和轨道转动分布发生突变（其中$Z_{\rm max}$和$r_{\rm max}$分别是恒星轨道到银河平面和银河中心的最大距离），这表明在这些距离上发生了由内晕恒星星族为主向外晕为主的转变。具有$Z_{\rm max}$ $>$ 15 kpc的恒星表现出$V_{\rm ϕ}$ = $-$ 60 km s $^{-1}$的平均逆行运动，而具有$r_{\rm max}$ $>$ 30 kpc的恒星表现出更大的逆行值，$V_{\rm ϕ}$ = $-$ 150 km s $^{-1}$。这个逆行信号也证实了使用$Gaia$数据发布2获得的径向速度的恒星样本，假设St $\ddot{a}$ ckel势。相比之下，当使用较浅的Galpy势时，仅在$Z_{\rm max}$ = 25 kpc时才发生明显的逆运动变化，并且导出了远不那么极端的逆运动。这种差异的产生是因为在St $\ddot{a}$ CK…
2019-09-25 astro-ph.GA
The Bolocam Galactic Plane Survey. VIII. A Mid-Infrared Kinematic Distance Discrimination Method
我们提出了一种新的距离估计方法尘埃连续识别分子云团块。最近的（亚）毫米银河平面调查已经编目了数万个这样的物体，但对其物理特性的详细研究需要可靠的距离测定。我们推导出贝叶斯距离概率密度函数（DPDF）的770个对象从Bolocam银河平面调查在经度范围7.5 < l < 65。DPDF形式主义是基于运动学距离，并使用外部数据集放置先验距离概率，以解决运动学距离模糊（KDA）的对象在银河系内部。我们目前的先验知识与致密分子区尘埃的中红外吸收和分子气体的银河系分布有关。通过假设银河系中红外辐射的数值模型和简单的辐射转移，我们匹配的毫米热尘埃发射的形态与中红外吸收计算距离歧视的先验DPDF。首先从（亚）毫米源目录中选择对象，避免了对最暗红外暗云（IRDC）的偏见，并扩展了中红外消光探测的日心距离和对比度范围。我们推导出618个分子云团簇的约束良好的KDA分辨率，其中大约15%位于切向距离或超出切向距离。暗到足以被编目为IRDC的天体通常位于近运动学距离处。与银河环巡天KDA分辨率的距离比较产生了92%的一致性，银河正面视图显示了人马座和盾牌-半人马座臂的部分。这种KDA分辨率的方法，通过结合（亚）毫米和中红外观测的分子云团块的大目录的来源，一般适用于其他尘埃连续星系平面调查。
2013-04-16 astro-ph.GA
The kinematics of Galactic disc white dwarfs in Gaia DR2
我们提出了一个分析的银河系盘白矮星恒星在太阳附近使用的数据从盖亚数据发布2的运动学。根据视差选择白矮星提供了迄今为止第一个大的、运动学上无偏见的太阳邻域白矮星样本。太阳邻域运动学的各种经典性质已被检测到的第一次在WD人口。光盘白矮星人口表现出的绝对星等和平均年龄之间的相关性，我们利用获得一个独立的估计太阳运动相对于当地标准的休息。发现这是$(U,V,W)_{\odot} = (9.5\pm1.2, 7.5\pm1.2, 8.2\pm1.2)$ kms $^{-1}$。$UW$成分与主序星的研究结果一致，但$V$成分不同，可能受到圆盘中金属丰度梯度引起的系统学的影响。速度椭球的变化强烈的幅度，并表现出显着的顶点偏差在$UV$平面约15度，由于非轴对称的银河系的潜力。这项研究的结果提供了一个重要的输入自行调查的白矮星，这需要的速度分布的知识，以纠正丢失的低速恒星，从样本中剔除，以减少亚矮星污染。
2019-01-15 astro-ph.GA
Gaia kinematics reveal a complex lopsided and twisted Galactic disc warp
很少有银河系的翘曲运动学模型能够解释银河系的结构和运动学。这些模型对于研究翘曲的不平衡性和恒星翘曲的节点线的扭曲是必要的，这些已经在气体和尘埃中看到了。我们利用\Gaia ~Data Release 2天体测量资料，研究了银河系弯曲的结构、垂直运动和年龄依赖性，最大观测值达到$G=20$等。我们使用两个人口的银河系中心距离$16$千秒差距，年轻（OB型）和老年人（红巨星分支，RGB）。我们使用的nGC 3 PCM和LonKin方法的基础上的盖亚观测，连同2D投影的位置和自行在银河系平面。我们确认银河系翘曲的年龄依赖性，无论是在位置和运动学，是银河系翘曲的高度约为$0.2$千秒差距的OB样本和$1.$千秒差距的RGB在银河系中心的距离$14$千秒差距。两种方法都发现，OB样本的起始半径为$12\sim 13$ kpc，RGB样本的起始半径为$10\sim 11$ kpc。从RGB样本中，我们发现从银河系中心距离大于$10$ kpc的节点线扭曲远离太阳的反中线向银河系方位角$\sim 180-200^{\circ}$增加半径，但可能受到灭绝。RGB示例显示略微不平衡的恒星扭曲，$\sim 250$ pc位于上下两侧之间。最大的自行线在纬度系统偏移的节点线估计的空间数据，我们的模型预测作为一个运动学签名的不平衡。我们还显示了一个突出的波浪状模式的弯曲模式不同的OB和RGB，和子结构，可能…
2019-06-07 astro-ph.GA
Testing kinematic distances under a realistic Galactic potential
本研究通过二维流体动力学模拟，在非轴对称银河系势能下检验运动学距离方法，发现靠近太阳、银心及银棒方向误差显著，旋臂内误差小，臂间偏差大，并识别出l-v图中的“回避区”及误差与视线速度偏离的幂律关系。
2024-11-05 astro-ph.GA
Star Formation in the Galactic Center
关于银河系中心恒星形成的研究正在取得巨大进展，特别是由于干涉仪空间分辨这种环境中分子云的新数据。这些新的结果进行了讨论的背景下，建立知识的银河系中心。特别注意的是在银河系中心抑制恒星的形成，以及它如何可能导致从分子云的密度梯度浅。
2016-11-28 astro-ph.GA
Our Halo of Ice and Fire: Strong Kinematic Asymmetries in the Galactic Halo
本研究利用H3巡天绘制银河系晕恒星运动学，发现其存在强烈不对称性，吸积与原位星族运动特征差异显著，揭示银晕非球形异质特性，为准确约束银河系引力场及总质量提供新路径。
2024-06-18 astro-ph.GA
The Origin of Double-peaked Narrow Lines in Active Galactic Nuclei II: Kinematic Classifications for the Population at z < 0.1
本文介绍了斯隆数字巡天在$z < 0.1$对71个具有双峰窄发射线的2型活动星系核（AGN）的完整样品的光学长缝观测。双峰发射线是由多种机制产生的，包括磁盘旋转，千帕尺度的双重活动星系核，和NLR运动学（流出或流入）。我们开发了一种新的运动学分类技术，以确定这些对象的性质，单独使用长缝光谱。我们确定的双峰配置文件的86%是由中等亮度AGN流出，6%是由旋转，8%是模棱两可的。虽然我们无法直接识别双活动星系核与长缝数据单独，我们探索他们潜在的运动学分类与这种方法。我们还发现窄线区的大小与活动星系核窄线区的亮度（R $_{\mathrm{NLR}}\propto \; {\mathrm{L}_{\mathrm{[OIII]}}}^{0.21 \pm 0.05}$）之间存在正相关关系，表明窄线区的电离模式为团簇双区电离。
2016-09-13 astro-ph.GA
The kinematical center and mass profile of the Local Group
放弃光跟踪质量的假设，我寻求本星系群的中心的位置完全基于运动学数据和合理的假设。现有的一组位置和径向速度被证明是一个误导性的指标，当地集团的运动，给一个方向的中心偏移从真正的一个，统计技术的适度复杂不赶上偏移。修正后的计算表明，中心位于M31方向，在方法的不确定性范围内，几度。到中心的距离还没有很好的确定，距离银河系约0.5 Mpc。观测到的（银河系中心）径向速度的模式排除了动力学上重要的“孤儿晕”和整个星系群的任何扩展的暗物质晕，并表明星系群是从一个比它目前所占据的更大的体积形成的。单是动能图就表明，星团的质量有效地集中在M31和银河系中。
2014-09-05 astro-ph.GA
Kinematics of Galactic Centre clouds shaped by shear-seeded solenoidal turbulence
本文通过云尺度流体动力学模拟研究CMZ云the Brick，表明银河系剪切与云引力坍缩共同产生以螺线管模式为主的湍流，从而塑造其运动学并抑制恒星形成率。
2023-08-01 astro-ph.GA
Kinematics of the Milky Way from the Gaia EDR3 red giants and sub-giants
本文介绍了利用$Gaia$ ~ EDR 3星表中红巨星和次巨星的空间速度进行运动学研究的结果。本文导出了半径为0.5和1.0kpc的恒星系统在银心距$R$ 0--8--16kpc范围内沿银心-太阳-银心方向的Ogorodnikov-Milne模型的12个运动学参数。通过结合某些局部参数，得到了4- 12千秒差距范围内的银河系整体信息，特别是银河系自转曲线、斜率、速度梯度等。我们表明，当使用这种方法时，有一种替代的可能性来推断银河系的旋转曲线和它的斜率的行为，而不使用银心距离$R_\odot$。在1~kpc半径的太阳附近，得到的运动学参数与文献中给出的结果符合得很好。
2021-07-29 astro-ph.GA
ALMA view of the Galactic Center 50km/s molecular cloud
我们用ALMA对银河系中心50 km/s分子云进行了观测，寻找了分子云的结构。在CS J=2-1的发射线通道图中，我们成功地识别了27个分子云细丝使用DisPerSE算法。这是在银河系中心区域进行的首次“发现”尝试。这些分子云细丝强烈地暗示了分子云细丝在银河系中心区域的分子云中也是普遍存在的。
2016-09-29 astro-ph.GA
APOGEE Kinematics I: Overview of the Kinematics of the Galactic Bulge as Mapped by APOGEE
我们提出的恒星运动学的银河系的SDSS-III APOGEE光谱调查的银河系的凸起，并进入磁盘在积极的曝光率。APOGEE包括沿中面和近面区域的凸起的恒星星族的广泛覆盖。根据这些数据，我们绘制了10，000颗恒星的运动学图，这些恒星横跨0度<1度< 65度的纬度，主要是在隆起区的|b| < 5度的纬度。APOGEE数据显示，在所有纬度上，隆起是圆柱形旋转的，并且在隆起的正中心处是运动学上最热的，在运动学和化学空间中最小的梯度在最内部的区域（l，|b|）<（5，5）deg。APOGEE的结果与其他高纬度巡天的数据吻合得很好，并且与边缘观测的棒星系的旋转和色散图非常相似。据报道，在|b| < 2 deg的狭窄纬度范围内，存在于内盘中的薄棒似乎具有相应的[Fe/H]和[alpha/Fe]特征。[Fe/H] > -0.5的恒星的色散和旋转轮廓与方形/花生状凸起的N体模型相似。对于[Fe/H] >-1.0的恒星，从细棒和盒状凸起（l，|b|）<（15，12）度向外到盘有一个平滑的运动学过渡，而（l，b）的化学动力学表明，内星系中[Fe/H] > -1.0的恒星起源于盘。
2015-12-15 astro-ph.GA
3D test particle simulations of the Galactic disks. The kinematical effects of the bar
目的：研究旋转棒对整个银河系薄盘和厚盘中恒星运动学的影响。研究方法：我们进行测试粒子数值模拟薄和厚磁盘在3D银河系的潜力，包括晕，凸起，薄和厚磁盘，和费勒斯酒吧。我们分析了由此产生的速度分布的人口对应的两个磁盘，在银河系中的不同位置和不同的结构参数的酒吧。结果如下：我们发现圆盘的速度分布受杆的影响，并且在引入杆之后，对于大约10个杆的旋转存在强烈的瞬态效应。在较长的（更现实的）时间尺度上，棒的影响对薄盘星的运动学很强，对厚盘星的影响较弱，但无论如何都很重要。此外，我们还发现，在垂直方向上也可以追踪到棒的痕迹，薄盘的痕迹可以追踪到z ~ 1 kpc，厚盘的痕迹可以追踪到z ~ 2 kpc。
2013-11-22 astro-ph.GA
Galactic kinematics of planetary nebulae with [WC] central star
利用高分辨率光谱分析了一个具有[WR]和“井”中心星的行星状星云样本（[WR]PN和WLPN）的银河系运动学和分布。导出了物体的圆周速度和特有速度（Vpec）。其结果是：a）[WR]PNe主要分布在银盘中，它们比WLPNe和正常PNe更集中在一个更薄的盘中，这对应于一个更年轻的群体; b）样品按Peimbert的类型分离，发现I型PNe的Vpec <50 km s-1，表明年轻的物体。大多数[WR]PNe都是II型的，显示Vpec <60 km s-1，尽管有一小部分是III型的，较大的Vpec表明中心恒星的沃尔夫-拉叶现象可以发生在任何恒星质量和老天体中。我们的WLPNe都不是I型。因此，[WR]PNe和WLPNe是不相关的对象。
2013-01-16 astro-ph.GA
Methanol Maser Emission from Galactic Center Sources with Excess 4.5 μm Emission
我们提出了一个研究的签名正在进行的恒星形成的样本的原恒星物体与增强4.5 μm的发射（“绿色”源）附近的银河系中心。要了解如何在银河系中心区域的恒星形成相比，银河系盘，我们使用了扩展的超大阵列观察辐射激发II类6.7 GHz的CH 3OH脉泽和碰撞激发I类44 GHz的CH 3OH脉泽，这两个示踪剂的高质量恒星形成，对34个银河系中心和前景的“绿色”源的样本。我们发现33个\pm 15%的银河系中心源与6.7 GHz脉泽重合，44个\pm 17%的前景源与6.7 GHz脉泽重合。对于44 GHz脉泽，银河系中心绿源和前景绿源的相关率分别为27 \pm 13%和25 \pm 13%.根据这些CH 3OH脉泽的探测率，以及绿源与其他恒星形成示踪物的相关性，如24 μm发射和红外暗云（IRDC），我们发现银河系中心的绿源与前景的绿源之间没有显著差异。这表明，一旦恒星形成过程开始，银河系中心区和银盘之间的环境差异对其观测特征影响不大。然而，我们确实发现了一些证据，可能支持银河系中心区域最近发生的恒星形成事件。
2011-03-21 astro-ph.GA
Orientation of Galactic Bulge Planetary Nebulae toward the Galactic Center
我们用澳大利亚国立大学2.3米望远镜上的宽视场摄谱仪对银河系行星状星云的一个样品进行了积分场光谱学研究。H $α$发射线的空间分辨速度分布被用来确定运动学特征和星云方向。我们的发现表明，一些朝向银河系中心的行星状星云有一个特定的方向。
2014-11-29 astro-ph.GA
The age-kinematical features in the Milky Way outer disk
利用LAMOST巡天观测到的约40，000颗红团簇星，计算了银心半径在8 ~ 14 kpc范围内的平均速度分量。我们发现，年轻的红团簇星的垂直整体运动明显大于老的红团簇星。这很可能是银河系绕其节点线弯曲的运动学特征，该节点线位于银河系反中心区域附近。这表明，这种翘曲主要是由年轻恒星而不是老恒星贡献的。在垂直运动学的年龄变化有利于形成的情况下，银河系的翘曲起源于下落错位的气体。
2017-02-08 astro-ph.GA
The relation between chemical abundances and kinematics of the Galactic disc with RAVE
目的：我们研究了大样本RAVE巨星的恒星运动学和化学丰度之间的关系，以寻找解开不同银河系恒星星族所需的选择标准。研究方法：我们从RAVE化学目录中选择了2167颗巨恒星的样本，其光谱测量的信噪比高于75，并遵循Gratton及其同事对150颗亚矮星进行的高分辨率光谱观测分析。然后，我们使用一个更大的样本9131巨人（与信号噪声超过60），调查我们的恒星的化学运动学特征，将它们分组为9个子样本与共同的偏心率（$e$）和最大的距离达到以上的银河平面（$Z_max$）。结果如下：通过再现Gratton等人用高分辨率光谱数据获得的结果，证明RAVE运动学和化学数据是可靠的。我们的分析，结合额外的轨道参数和化学信息的$e$ - $Z_max$平面的基础上，提供了一种替代的方式来识别不同的恒星种群。除了提取典型的厚盘和薄盘样本，我们发现一组恒星在银河平面（$Z_max<1$ kpc和0.4 $< e < $ 0.6），这表明均匀的运动学，但不同的化学性质。我们认为这是一个明显的迹象，表明其中一些恒星经历了加热和/或径向迁移的影响，这改变了它们的原始轨道。不能排除这类恒星的吸积起源。
2013-02-14 astro-ph.GA
Tracing the Galactic disk from the kinematics of Gaia Cepheids
本文利用Gaia DR3中2057颗经典造父变星的三维速度研究银河系盘翘曲运动学，发现垂直速度更适合约束翘曲进动，并测得13 kpc处进动速率为4.9±1.6 km s⁻¹ kpc⁻¹，支持低进动速率模型。
2024-02-24 astro-ph.GA
Revisiting the complex kinematics of ionized gas at the central region of NGC 1068: evidence of an additional active galactic nucleus?
我们提出了一个空间分辨分析的电离气体在附近的星系NGC 1068的核区域。虽然已知NGC 1068有气体流出是由其活动星系核（AGN）驱动的，但最近报道了更复杂的运动学特征，这与旋转或简单的双锥流出不一致。为了解释气体运动学的性质，我们进行了空间分辨的运动学研究，在东北地区发现了一对形态对称的接近和后退的气体斑点。两个斑点的中点位于投影平面中距细胞核180 pc的距离处。在中点处的电离气体显示出零速度和高速分散，这是流出发射位置的特征，如双锥体的两侧，即，接近和后退的流出叠加在视线上，导致没有速度移动，但高速度分散。我们调查的一个额外的活动星系核的多波长数据集的基础上的潜在方案。虽然存在其他可能性，即，X射线双星或超新星激波，从光学光谱偏振分析的结果是一致的存在一个额外的活动星系核，这可能源于一个小的合并。
2021-02-09 astro-ph.GA
The Galactic Center compared with nuclei of nearby galaxies
了解我们的银河系中心是更容易从附近的星系核的见解。无论是由棒和核棒驱动的核气体盘中的恒星形成活动，还是低光度活动星系核的燃料补给，以及随后的喷流反馈，驱动分子外流，都肯定存在于我们的银河系中心，现在似乎已经熄灭了。比较和诊断的审查，特别是m=2和m=1模式，不平衡性，不同的磁盘取向，和化石证据的活动和反馈。
2016-10-11 astro-ph.GA
Characterisation of the Galactic thin disc with Corot targets
我们利用754颗Corot星的运动学和化学性质，在靠近银道面的三个光束中对银河系盘的恒星星族进行了测量。根据Gazzano等人（2010年）使用Matisse算法得出的大气参数，我们使用等时线得出恒星距离。结合这些数据与自行，我们提供了完整的运动学描述的恒星在三个柯罗领域。最后，我们使用运动学标准来识别我们样本中的银河系人口，并研究他们的特征，特别是他们的化学成分。比较我们的运动学与贝桑松银河系模型，我们表明，在3-西格玛，模拟和观察到的运动学分布是在很好的协议。我们研究了薄盘的特征，发现对于两个不同的径向距离箱（8- 9 kpc和9- 10 kpc），V速度分量和金属丰度之间在2-sigma值处存在显着相关性;但对于最内部的箱7- 8 kpc，可能是因为丰度的不确定性），这可以解释为径向迁移证据。我们还测量了巨星的径向金属丰度梯度值为-0.097+/-0.015dex/kpc，矮星为-0.053+/-0.015dex/kpc。最后，我们确定了富含金属的恒星，它们在指向银河系内部的方向上具有特殊的高[α/Fe]值。将同样的方法应用于Corot探测到的行星宿主星表明，它们主要属于具有正常化学和运动学性质的薄盘族。
2013-01-01 astro-ph.GA
Hercules and Wolf 630 Stellar Streams and Galactic Bar Kinematics
我们已经确定了四个最重要的特征，在太阳附近的恒星的紫外线速度分布：H1，H2的武仙座流和W1，W2的沃尔夫630流。我们已经制定的问题，确定中央银河酒吧独立于每个已确定的功能，假设大力士和狼630流是酒吧诱导的动力学性质的几个特点。这个问题已经通过在旋转杆系中为这些流中的每颗恒星构建2：1共振轨道来解决。对共振轨道的分析表明，棒形速度为45-55 km/s/kpc，棒形角在40-60度范围内。得到的结果是一致的，认为武仙座和沃尔夫630流可能形成的长期影响的银河酒吧导致一个特征双峰分裂的UV速度平面。
2016-07-01 astro-ph.GA
The ESO Multi-Instrument Kinematic Survey (MIKiS) of Galactic Globular Clusters: solid body rotation and anomalous velocity dispersion profile in NGC 5986
作为银河系球状星团ESO-VLT多仪器运动学巡天（MIKiS）的一部分，我们详细研究了NGC 5986的内部运动学。分析是基于大约300颗位于离星团中心不同距离的恒星的径向速度，最大为300角秒（大约4个半质量半径）。我们的分析揭示了存在的固体旋转从集群中心延伸到最外面的区域探测的数据，和速度色散曲线最初下降的距离从集群的中心，但平坦化，并保持恒定在约5公里/秒的距离大于约一半的质量半径。这是第一个在外部速度色散剖面中发现固体旋转和扁平化共同存在的证据的球状星团。这两个运动学特征的结合为阐明球状星团动力学的基本方面提供了一个独特的机会，并探索内部弛豫、恒星逃逸、角动量输运和损失，星系团与银河系潮汐场的相互作用可以影响星系团的动力学演化，并决定其当前的运动学性质。我们提出了一系列的N体模拟的结果，说明可能的动力学路径，导致像在这个集群中观察到的运动学特征和基本的动力学过程，支持他们。
2018-08-03 astro-ph.GA
The kinematic signature of the Galactic warp in Gaia DR1 - I. The Hipparcos subsample
导致我们银河系翘曲的机制及其动力学性质仍然未知。随着高精度天体测量的出现，新的视野已经打开，以检测与翘曲和限制可能的银河系翘曲形成的情况下的运动学。这一贡献的目的是建立是否第一盖亚数据发布（DR 1）显示了显着的运动学特征的证据，预计从一个长寿的银河系弯曲的运动学遥远的OB星。作为系列论文的第一篇，我们提出了分析自行的方法，并将其应用于依巴谷星的子样本。我们选择了一个样本的989遥远的光谱确定OB星的新减少依巴谷，其中758也在盖亚DR 1，覆盖距离从0.5至3千秒差距的太阳。我们开发了一个模型的OB星的空间分布和运动学，从我们产生的概率分布函数的自行车，有和没有系统的运动预期从一个长期的翘曲。一个可能性分析是用来比较的预期模型与观察到的自行从依巴谷和盖亚DR 1。我们发现，附近的OB星的自行是一致的弯曲的签名，而那些更遥远的恒星（视差<1 mas）不是。我们的年轻OB星样本的运动学表明，在磁盘系统的垂直运动不能解释一个简单的模型，一个稳定的长寿翘曲。银河系的翘曲可能是一个短暂的特征，或者是其他的现象作用于银河系的气体成分，导致系统的垂直运动掩盖了预期的翘曲信号。需要一个更大更深的盖亚天体测量恒星样本来限制银河系翘曲的动力学性质。
2017-02-15 astro-ph.GA
Kinematic and extinction analysis of a potential spiral arm beyond the Galactic bar
本文通过分析银心方向双红团簇的自有运动和消光差异，结合N体模拟验证，发现次级红团簇在运动学上与主红团簇不同且消光略高，支持其可能追踪银心棒之外的一条旋臂结构。
2025-11-06 astro-ph.GA
Atomic Hydrogen in a Galactic Center Outflow
我们描述了一个人口小，高速，原子氢云，环，和长丝发现以上和以下的磁盘附近的银河系中心。这些天体的平均半径为15秒差距，速度宽度为$\sim 14$ km/s，观测高度为$|z|$至700秒差距。星云的速度分布没有显示出银河系自转的迹象。我们提出了一个方案，云与流出的中央恒星形成区域在银河系中心。我们讨论的云作为夹带的材料在银河风中以$\sim 200$ km/s的速度移动。
2013-04-28 astro-ph.GA
Insights on the Milky Way bulge formation from the correlations between kinematics and metallicity
两个主要方案的形成银河系的隆起调用，第一个通过引力坍缩或层次合并的子块，第二个通过长期的银河系盘的演变。我们的目标是通过研究Baade窗口（l=1，b=-4）和沿球短轴的另外两个区域（l=0，b=-6和b=-12）的运动学和金属丰度之间的相关性来约束银河球的形成。我们结合径向速度和[Fe/H]测量获得的火焰/GIRAFFE在VLT的光谱分辨率为R=20000，再加上巴德的窗口字段OGLE-II自行车，并比较这些与发表的N-体模拟银河系凸出。我们确认了Hill等人2010年发现的Baade窗口中存在两个不同的种群：富金属种群呈现棒状运动学，而贫金属种群则表现出与旧球体或厚圆盘相对应的运动学。在这种情况下，Zoccali等人（2008）观察到的沿凸起短轴的金属丰度梯度，也可以在运动学中看到，可以与这两个种群的不同混合有关，因为它们远离银河平面，缓解了棒的运动学证据与金属丰度梯度存在之间的明显矛盾。我们发现的证据表明，两个主要的方案的隆起形成共存的银河系内的隆起。
2010-05-21 astro-ph.GA
Calibrating the BHB Star Distance Scale and the Halo Kinematic Distance to the Galactic Centre
我们报告的第一个确定的距离的银河系中心的基础上晕对象的运动学。我们将视差技术应用于Xue等人（2011）编制的约2500颗蓝色水平分支（BHB）恒星的样本，同时将校正因子限制在这些作者报告的BHB恒星的光度距离和到银河系中心的距离上，以找到R 0 =8.2+/-0.6 kpc。我们还发现，BHB星样品在银河系自转方向上的平均速度V_0 =-240+/-4 km/s，比天琴座RR型晕星的相应速度绝对值大20 km/s左右（V0=-222+/-4 km/s）在6 - 18 kpc的银心距离区间，而BHB样品的总速度弥散（σ V）和径向速度弥散（σ r）比晕RR型Lyrant型变星的速度弥散椭球的相应参数小约40-45 km/s。晕BHB星的速度色散张量被证明比对应的RR Lyrics型变星的张量的各向异性要小得多：对应的各向异性参数值分别等于beta（BHB）=0.51+/-0.02和beta（RR）=0.71+/-0.03。
2020-09-15 astro-ph.GA
Search for galactic structures and study of their kinematics in the Gaia era
Cental (Pulkovo) Astronomical Observatory RAS（中央（普尔科沃）俄罗斯科学院天文台）
利用Gaia数据研究银河系结构及运动学，揭示恒星群运动特性，发现Radcliffe波类似结构及z-Vz平面螺旋特征。
2026-04-18 astro-ph.GA
Tracing gas accretion in the Galactic center using isotopic ratios
Ams：我们研究了中心分子带盘和晕中的12 C/13 C同位素比值，以追踪银河系中心区域的气体吸积。研究方法：利用IRAM 30 m望远镜观测了HCO+、HCN、HNC的J=1-0转动跃迁及其13 C同位素取代，从而测量了12 C/13 C同位素比值。我们观察了整个银河系中心区域选定的9个位置，包括高纬度的云;与禁止势相关的X1和X2轨道预计相交的位置;以及典型的银河系中心分子云。结果如下：我们发现，在星系晕和X1轨道上，12 C/13 C同位素比率（>40）比银河系中心分子云（20-25）更高。我们的研究结果指出，分子气体已经经历了不同程度的核处理比观察到的气体朝向银河系内部中心区域。结论：高同位素比率与来自晕和银河系盘外围的气体吸积一致。
2010-08-11 astro-ph.GA
Investigating kinematics and dynamics of three open clusters towards Galactic anti-center
本文利用 Gaia DR3 和地面望远镜数据研究 NGC 1193、NGC 2355 和 King 12 三个疏散星团的运动学与动力学，揭示其距离、质量函数斜率及银河系潮汐力对星团演化的不同影响。
2023-05-17 astro-ph.GA
Galactic masers: kinematics, spiral structure and the disk dynamic state
我们采用目前最全面的版本的视差技术，推导出运动学参数的微波激射样品与136个源。我们的运动学模型包括银河系盘的整体旋转和螺旋密度波效应。我们考虑了径向速度色散随银心距的变化。速度场的最佳描述由具有恒定径向和垂直速度弥散的模型$(σU0, σW0) \approx (9.4 \pm 0.9~, 5.9 \pm 0.8)~ km/s$提供。我们计算了银心距为3 ~ 15 kpc的平坦的银河系自转曲线，得到了银心距为3 ~ 15 kpc的局部圆自转速度为$ V_0 \approx (235-238)$ ~ km/s $\pm 7$ ~ km/s。我们还确定了四臂螺旋图案的参数（螺距角$i \approx (-10.4 \pm 0.3)^\circ$和太阳的相位$χ_0 \approx (125 \pm 10) ^\circ$）。径向和切向螺旋扰动约为$f_R \approx (-6.9 \pm 1.4)$ ~km/s，$f_Θ\approx (+2.8 \pm 1.0$）~km/s。运动学数据得出太阳银心距离为$R_0 \approx (8.24 \pm 0.12)~kpc$。根据旋转曲线参数和非对称漂移，在中等年龄盘边缘稳定的假设下，推导出指数盘尺度$H_D \approx (2.7 \pm 0.2)$ ~kpc，并估计出最小局部表面盘密度$Σ(R_0) > (26 \pm 3) ~ …
2016-11-19 astro-ph.GA
Kinematics at the Edge of the Galactic Bulge: Evidence for Cylindrical Rotation
我们提出了新的结果，从BRAVA，大规模的径向速度调查的银河系的隆起，使用M巨星从2微米的全天巡天目录中选择的Cerro Tololo美洲天文台4米水螅多目标摄谱仪的目标。本调查的目的是构建一个新一代的自洽酒吧模型，符合这些意见。我们报告的领域在银河系的边缘在纬度b=-8度的动态。并与b=-4 °时的动力学进行比较。我们发现，在b=-8度时，转动曲线V（r）是相同的。当b=-4 °时，也就是说，银河系四四方方的凸起是圆柱形旋转的，就像其他星系的四四方方的凸起一样。b=-8度时的视线速度分布总和。是高斯的，和分箱的超光速图显示没有证据表明，无论是（磁盘）人口与冷动力学或（经典的隆起）人口与热动力学。所观察到的运动学很好地模拟了一个边缘上的N-体酒吧，与已发表的结构证据。我们的运动学观测表明，银河系的隆起是一个典型的产品的长期演化的星系盘，在对比恒星星族的结果，是最容易理解的，如果主要的合并是占主导地位的形成过程。
2009-08-27 astro-ph.GA
Kinematic Distance of Galactic Planetary Nebulae
利用国际银道巡天的观测资料，构造了18个行星状星云及其背景源的\HI ~吸收谱。我们估计了这些天体的运动学距离，其中15个天体的运动学距离是首次得到的。13 PNe的距离不确定度范围从10%到50%，这是一个显着的改进，不确定度的两个或三个因素小于大多数以前的距离测量。我们确认PN G030.2-00.1不是PN，因为此处发现的距离较大。
2016-01-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Exploring the Galactic Warp Through Asymmetries in the Kinematics of the Galactic Disk
先前对银河系恒星大型数据库的分析显示，我们银河系的恒星盘是弯曲的，这对太阳附近恒星的运动学产生了强烈的影响。然而，由于精确的距离估计的限制，许多探索这些银河系特征的尝试通常局限于太阳附近的体积。通过结合盖亚DR2天体测量解决方案，StarHorse距离和恒星丰度从APOGEE调查，我们提出了最详细的和径向扩展的研究尚未在银河系盘的恒星的垂直和径向运动。我们绘制恒星速度相对于他们的银河系中心半径，角动量，方位角和评估他们的关系的翘曲。在银心半径$R=13\ \text{kpc}$和角动量$L_z=2800\ \text{kpc}\ \text{km}\ \text{s}^{-1}$处发现垂直速度减小。垂直和径向速度的小波纹也被发现叠加在主趋势上。我们还发现，在垂直速度与方位角的趋势是不对称的峰值，这表明翘曲是不平衡的。为了解释垂直速度的全球趋势，我们建立了一个简单的银河系翘曲分析模型。我们的最佳拟合产生$8.87^{+0.08}_{-0.09}\ \text{kpc}$的起始半径和$13.57^{+0.20}_{-0.18}\ \text{km}\ \text{s}^{-1}\ \text{kpc}^{-1}$的进动率。这些参数在各个恒星年龄组中保持一致，这一结果支持了翘曲是外部引力引起的现象的结果的观点。
2020-10-20 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
A stream of hypervelocity stars from the Galactic Center
最近的观测发现了一颗1700 km/s的恒星[S5-HVS 1]，大约在500万年前从银河系中心弹射出来。这颗恒星很可能是由双星的潮汐分裂产生的。特别是，银河系中心包含一个几百万年的恒星盘，可以通过长期的引力不稳定性激发双星接近径向轨道。这样的双星会被中心的超大质量黑洞破坏，也可以解释观测到的距离银河系中心约0.01 pc的B星团。在本文中，我们预测S5-HVS 1是一个更大的流的一部分，并使用观测动机的N体模拟来预测其空间和速度分布。
2021-02-02 astro-ph.GA
IFU spectroscopy of 10 early-type galactic nuclei - IV. Properties of the circumnuclear stellar kinematics
恒星运动学性质的研究可以为椭圆星系和透镜星系的形成和演化提供线索。虽然大多数以前的研究都集中在这些星系的大尺度上，但它们的中心区域（尺度为$\sim$ 100 pc）可能包含有关其结构的重要线索，例如运动学解耦的核心。这是第四篇论文的样本10大规模（$σ$ $>$ 200公里秒$^{-1}$）和附近（$d$ $<$ 31兆秒差距）的早期型星系，观察与积分场单位的双子座南多目标摄谱仪。在这里，我们分析了恒星在环核区的运动学性质。我们用高斯-厄米函数拟合视线速度分布。在样本的七个星系中，我们在它们的径向速度图中检测到与$h_3$反相关的旋转模式。我们将其解释为嵌入在物体凸起中的旋转恒星结构。将恒星运动学结果与PCA断层扫描结果以及IC 5181的气体运动学结果进行比较，似乎该物体的中心可能具有非轴对称势。四个天体的速度色散图都有一个核峰值，这在一定程度上与未解决的恒星自转有关。在NGC 1404中，我们探测到了一个运动学解耦的核心，其扩展为$\sim$ 200 pc。这个星系的中心也有一个$σ$ -drop，这可能与反旋转的恒星成分或运动学上寒冷的恒星形成区有关。
2016-10-04 astro-ph.GA
Probing the Galactic halo with RR Lyrae stars $-$ III. The chemical and kinematic properties of the stellar halo
基于$\sim$ 4，300 RR型天琴座恒星的大量光谱样本，通过测量其金属丰度、系统径向速度和距离，详细分析了星系晕的化学和运动学性质。使用这个样本，金属丰度分布函数（Σ）作为$r$和速度各向异性参数$β$配置文件（不同的金属丰度人口）的函数导出的恒星晕。化学和运动学结果都表明，星系晕由两个不同的部分组成，即内晕和外晕。截止半径（$\sim$ 30千秒差距）是类似于以前的恒星晕的密度分布中发现的破裂半径。我们发现，内部的部分是由一个富金属的人口与极端的径向各向异性（$β\sim 0.9$）。这些特征与“{ \it Gaia}-Enceladus-Sausage”（GES）的特征一致，我们认为这种内晕成分主要由这颗古老的合并卫星沉积的恒星组成。我们发现，GES可能有一个轻微的负金属丰度梯度。内晕贫金属粒子具有与外晕相似的各向异性$β\sim 0.5$的长尾结构。外晕的宽度很宽，有几个弱峰，所有金属丰度的$β$值都在0.5左右。
2022-09-16 astro-ph.GA
