Search for a distance-dependent Baryonic Tully-Fisher Relation at low redshifts
最近的一项工作（arXiv：2104.14481）利用低红移数据（$z<0.1$）发现了重子塔利-费舍尔关系（BTFR）中统计上显著的跃迁，跃迁发生在约9和17 Mpc处。出于这一发现的动机，我们通过将数据拟合到增强的BTFR来进行这种分析的变体，其中指数和归一化常数都作为距离的函数而变化。我们发现，指数和归一化常数都只显示出随距离的边际变化，并且与恒定值一致，在$2σ$内。我们还检查了在9和17 Mpc的距离处分叉数据集后，BTFR结果之间是否存在统计学显著差异。我们发现，几乎所有的子样本集服从BTFR与$χ^2$ /dof接近1和最佳拟合参数一致的子样本。仅含$D<17$ Mpc的子样本显示出BTFR的边际差异（在$1.75σ$）。因此，我们没有发现任何证据表明在9和17 Mpc的距离下BTFR存在统计学显著差异。
2022-06-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Off the baryonic Tully-Fisher relation: a population of baryon-dominated ultra-diffuse galaxies
我们研究了气体运动学跟踪的21厘米的发射样品的六个HI $-$丰富的低表面亮度星系的超扩散星系（UDG）。利用三维运动学模拟程序$\mathrm{^{3D}}$ Barolo，我们得到了一个强有力的圆速度，揭示了一个令人吃惊的功能：HI $-$丰富的UDG是重子Tully-Fisher关系的明显异常值，其圆速度远低于具有相似重子质量的星系。值得注意的是，我们的UDG样品的重子分数与宇宙学值一致：这些UDG与在其维里半径内没有“丢失的重子”是相容的。此外，由重子提供的引力势足以解释旋转曲线的振幅，直到最外面的测量点，与其他具有类似圆速度的星系相反。我们推测，这些物体的任何形成场景都需要非常低效的反馈和内部暗物质内容的广泛多样性。
2019-09-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Baryonic Tully-Fisher Relation in the Local Group and the Equivalent Circular Velocity of Pressure Supported Dwarfs
本文研究了局域群中重子Tully-Fisher关系。旋转支撑的本群星系精确地遵循由更遥远的星系定义的关系。对于压力支持的矮星系，我们确定的比例因子$β_c$，涉及到他们所观察到的速度色散的等效圆速度旋转支持的星系相同的质量，使$V_o = β_c σ_*$。对于一个典型的质光比$Υ_* = 2\;\mathrm{M}_{\odot}/\mathrm{L}_{\odot}$在$V$ -带，我们发现，$β_c = 2$。更一般地，是$\log β_c = 0.25 \log Υ_* +0.226$。这提供了一个共同的运动学尺度有关的压力和旋转支持的矮星系。
2021-09-07 astro-ph.GA
Tully-Fisher relation, key to dark matter companion of baryonic matter
旋涡星系的自转曲线\emph{i}）比开普勒曲线下降得要平缓得多，而\emph{ii}）的渐近速度几乎与星系质量的四次方根成正比，即塔利-费希尔关系。仅凭这些特征就足以以明确的方式将暗伴星分配给星系。在球形系统之外的区域，我们设计了一个球对称时空来适应刚才提到的特殊性。引力的出现超过了可观测物质所能产生的引力。我们把多余的引力归因于星系的一个假设的、黑暗的、完美的流体伴星，并诉诸塔利-费舍尔关系来推导它的密度和压力。暗密度与星系质量的平方根成正比，并以$r^{-(2+α)}, α\ll 1$的形式下降。暗状态方程是正压的。对于位形的内部，我们要求系统边界处的总力场连续。这使我们能够根据可观测物质的结构来确定内部暗密度和压力的大小和分布。这种形式是非定域的和非线性的，在任何时空点上的暗物质的密度和压力都以非线性的方式依赖于重子物质在系统的全部或部分上的某些积分。
2009-12-30 astro-ph.GA gr-qc
Measuring the baryonic Tully-Fisher relation below the detection threshold
我们提出了一种新的二维通量密度模型，结合贝叶斯叠加技术来测量重子Tully-Fisher关系低于标称检测阈值的观测HI发射线。我们模拟一个星系目录，其中包括HI线描述的高斯或繁忙的功能配置文件，和HI数据立方体的一系列噪音和调查领域类似的MeerKAT国际千兆赫兹分层河外星系探测（MIGHTEE）调查。我们发现，我们的模型可以重建输入重子塔利-费舍尔参数（斜率和零点）最准确地在一个相对较宽的红移范围内从本地宇宙$z = 0.3$的所有考虑的水平的噪声和调查领域，并高达$z = 0.55$的标称噪声$90\,μ$ Jy/通道超过5度$^{2}$。我们的模型也可以确定的$M_{\rm HI} - M_{\star}$关系的螺旋星系超出本地宇宙，并解释的HI发射线的详细形状，这是至关重要的理解螺旋星系的动力学。因此，我们已经开发了一种贝叶斯堆叠技术测量的重子塔利-费舍尔关系的星系在低恒星和/或HI质量和/或那些在高红移，直接检测HI需要禁止曝光时间。
2021-09-09 astro-ph.GA
The scatter, residual correlations and curvature of the SPARC baryonic Tully-Fisher relation
在最近的工作中，Lelli et al.（2016）认为，LCDM星系样本的重子Tully-Fisher关系（BTFR）的紧密性，以及其残差与有效半径的相关性的弱点，对LCDM宇宙学提出了挑战。在这封信中，我们计算的统计意义，这些结果的框架中的晕丰度匹配，这强加了一个典型的星系晕连接。考虑到样本方差之间的类SPARC实现的父晕人口，我们发现在预测的BTFR的分散是3.6西格玛太高，但其残差与星系大小的相关性是自然弱。此外，我们发现丰度匹配产生BTFR曲率在3.0西格玛不同意的数据，和一小部分的星系与非平坦的旋转曲线略大于观察。
2017-08-19 astro-ph.GA
Mining the SPARC Galaxy Database: Finding "Hidden Variables" in the Baryonic Tully-Fisher Relation
重子Tully-Fisher关系（BTFR）将旋转支撑星系的重子质量与它们的平盘速度联系起来。与MOND相关的BTFR的一种流行形式是基于经验确定的特征加速度，a0作为比例常数。在这项工作中，我们提出了一种替代方案，参数形式的BTFR采用个别星系的属性从银河系数据库。基于这些数据，我们发现，一个精确的质量-速度相关性是可能的，考虑到银盘半径和两个动力学相关的属性;质量差异和磁盘表面密度。我们发现没有必要调用一个特性的加速常数，虽然它的anonymous可以提取和比较，最近的几个分析也反对MOND解释的a0。这一改进的BTFR发现对径向加速度关系（RAR）也有影响。而不是一个普遍的关系，描述了所有的旋转支持星系的动态，我们发现RAR由一个统计分布的曲线族，反映了独特的属性归因于个别星系。
2021-01-05 astro-ph.GA
WALLABY Pilot Survey: A gas-rich diffuse dwarf on the baryonic Tully Fisher relation
University of Toronto（多伦多大学）；Queen's University（女王大学）；Arthur B. McDonald Canadian Astroparticle Physics Research Institute, Queen's University（阿瑟·B·麦克唐德加拿大高能粒子物理研究所，女王大学）；Swinburne University of Technology（斯威本科技大学）；The University of Western Australia（西澳大学）；Leiden University（莱顿大学）
本研究利用WALLABY巡天的高分辨率HI数据研究富气体弥散矮星系KK176，构建了其迄今最可靠的运动学模型，证实其由暗物质主导，且符合重子塔利-费舍尔关系，与暗物质缺失型超弥散星系存在差异。
2025-10-22 astro-ph.GA
Gas-rich "ultra-diffuse" galaxies are consistent with the baryonic Tully-Fisher relation and with Milgromian dynamics
本文论证富含气体的超弥散星系偏离BTFR及缺乏暗物质的结论并不可靠，指出其源于倾角和距离不确定性被低估，并证明MOND可在合理参数下拟合两个代表性UDG的旋转曲线，表明UDGs只是偏向正面朝向的低表面亮度矮星系子集。
2024-08-09 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Weighing Galaxy Disks with the Baryonic Tully-Fisher Relation
我们用两种独立的方法估算盘星系的恒星质量：一种是基于星族合成模型的光度自洽色$-$质光比关系（CMLR），另一种是用富气体星系校准的重子Tully-Fisher关系（BTFR）。这两种方法给出了一致的结果。CMLR正确地将不同波段中的不同Tully-Fisher关系转换为相同的BTFR。BTFR与$M_b \propto V_f^4$在近60年的质量上是一致的，在该范围内没有斜率变化的迹象。在BTFR的内禀散射是可以忽略的，这意味着盘星系的IMF是有效的普遍性。富含气体的BTFR表明恒星质量标度的绝对校准，在近红外（NIR）中产生几乎恒定的质光比：$K_s$中的$0.57\;M_{\odot}/L_{\odot}$和$3.6μ$中的$0.45\;M_{\odot}/L_{\odot}$。关于这些典型值，仅有适度的固有离散度（$\sim 0.12$ dex）。没有明显的颜色或其他性质的变化：近红外光度是恒星质量的良好示踪剂。
2015-01-27 astro-ph.GA
The small scatter of the baryonic Tully-Fisher relation
在LCDM宇宙学中，由于暗物质晕的质量-浓度关系和重子-暗物质晕质量比，重子Tully-Fisher关系（BTFR）将表现出明显的内禀散射.我们研究的BTFR使用的样本118盘星系（螺旋和不规则）的最高质量的数据：扩展HI旋转曲线（跟踪外部速度）和斯皮策测光在3.6 $μ$ m（跟踪恒星质量）。假设恒星的质光比（M*/L）近似为3.6 $μ$ m，我们发现BTFR的散射、斜率和归一化随所采用的M*/L而系统地变化。当M*/L > 0.5时，观测到的散射最小化，这对应于高表面亮度星系中几乎最大的圆盘，BTFR斜率接近~4。对于任何合理的M*/L值，固有散射约为0.1 dex，低于一般LCDM预期。残差显示与星系结构参数（半径或表面亮度）没有相关性，相反的预测从一些半解析模型的星系形成。这些都是LCDM宇宙学的基本问题。
2015-12-14 astro-ph.GA
The radial acceleration relation is a natural consequence of the baryonic Tully-Fisher relation
覆盖恒星质量几个数量级的星系和各种哈勃类型的星系都被证明遵循“径向加速度关系”（RAR），这是$g_{\rm obs}$（观测到的星系圆周加速度）和$g_{\rm bar}$（星系总重子质量的加速度）之间的关系。对于高于$10^{10}~{\rm m \, s}^{-2}$的加速度，$g_{\rm obs}$跟踪$g_{\rm bar}$，渐近线至1：1线。低于该标度，关系中存在中断，使得$\rm g_{\rm obs} \sim g_{\rm bar}^{1/2}$。我们表明，RAR斜率，散射和加速度标度都是著名的重子塔利-费舍尔关系（BTFR）的自然后果。我们进一步证明，星系与各种重子和暗物质（DM）的配置文件和广泛的暗晕和星系的属性（远远超出CDM中预期的）躺在RAR，如果我们只是简单地要求他们的旋转曲线满足BTFR。我们探索打破这种简并所需的条件：子kpc解决旋转曲线内的“核心”DM为主的配置文件和/或外部$\gg 100\,$ kpc可以躺在BTFR，但偏离RAR，DM提供新的约束。
2018-03-05 astro-ph.GA
The Baryonic Tully-Fisher Relation I: WISE/Spitzer Photometry
本文基于SPARC样本给出WISE W1测光数据，建立近红外流量基线以支撑恒星质量模型，并系统比较W1与IRAC 3.6测光的精度和颜色特征，同时发现WISE颜色与中心表面亮度存在新相关性。
2024-04-02 astro-ph.GA
The low-mass end of the baryonic Tully-Fisher relation
盘状星系自转速度与重子质量的比例关系（重子塔利-费舍尔关系，BTF）长期以来混淆了星系形成模型。它比与晕维里质量和圆周速度相关的M ~ V^3标度更陡，它的零点意味着星系只包含了很小一部分可用的重子。如此低的星系形成效率原则上可以用演化恒星驱动的风来解释，但是BTF关系的紧密性反对这种强有力的反馈机制所预期的大量分散。我们使用的APOSTLE/EAGLE模拟表明，BTF关系是很好地再现LCDM模拟匹配的大小和数量的星系作为恒星质量的函数。在这样的模型中，星系的旋转速度成正比的晕维里速度和陡峭的速度-质量的依赖性的结果从星系形成效率的下降，减少晕质量需要调和CDM晕质量函数与星系光度函数。尽管有很强的反馈，模拟的BTF中的散射比观察到的要小，即使考虑所有模拟的星系，而不仅仅是旋转支持的星系。模拟预测，BTF应该变得越来越陡峭的微弱结束，虽然在固定质量的速度散射应该保持小。观测到的旋转速度低于~40 km/s的星系似乎偏离了这一预测。我们讨论的观测偏差和建模的不确定性，可能有助于解释这种分歧的背景下，矮星系形成的LCDM模型。
2016-02-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Baryonic Tully-Fisher Relation cares about the Galaxy Sample
重子Tully-Fisher关系（BTFR）是星系形成的基本物理学的清晰表现。因此，它被用来约束和测试星系形成和演化模型。除了关系的斜率之外，特别令人感兴趣的是其固有的散射。在本文中，我们使用EAGLE模拟研究的BTFR的依赖于模拟星系样本的大小。模拟中可用的大量数据点确实是目前观测所无法获得的。计算BTFR的观测研究使用各种（小）尺寸的样本，唯一的义务是拥有跨越大范围质量和旋转速率的星系。因此，为了比较观测结果和理论结果，我们使用相同的标准建立了大量不同大小的数据集，并推导出所有数据集的BTFR。毫无疑问，它们是用来推导关系的星系数量的影响。数字越小，给定大小的星系样本的平均斜率和内在散射的标准差就越大。这一观察使我们能够缓解观测测量和LCDM预测之间的紧张关系。也就是说，观测样本的大小增加了比较观测和模拟关系的复杂性，以怀疑或确认LCDM。类似地，即使是很大的样本，也不能反映星系的分布，平均结果也会有偏差。大尺寸的样本复制星系的基本分布构成了一个补充的必要性，有效地比较观测和模拟。
2016-02-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Stellar Mass-to-light Ratios: Composite Bulge+Disk Models and the Baryonic Tully-Fisher Relation
我们提出了恒星星族模型来计算质量与光比（$Υ_*$）的基础上的星系的颜色范围从$GALEX$ FUV斯皮策IRAC 1在3.6 $μ$ m。我们提出了一个新的复合凸起+磁盘$Υ_*$模型，考虑了不同的贡献，从凸起和磁盘的基础上，他们的光学和近红外颜色。使用这些颜色，我们建立合理的恒星形成的历史和化学富集的情况下，恒星形成率恒星质量和质量金属丰度的恒星形成星系的相关性。最准确的规定是使用凸起和圆盘组件的实际颜色来约束$Υ_*$ ;但是，合理的凸起+圆盘模型加上总颜色只会增加5%的不确定性。将满凸+盘$Υ_*$公式应用于重子TF关系，改善了关联的线性度，增大了斜率，总散射降低了4%.
2022-02-04 astro-ph.GA
From light to baryonic mass: the effect of the stellar mass-to-light ratio on the Baryonic Tully-Fisher relation
在本文中，我们调查的重子Tully-Fisher关系（BTFr）的32个星系的样本的精确距离的造父变星和/或TRGB星的统计特性。我们利用均匀分析测光在18个波段范围从FUV到160 $μ$米，使我们能够调查推断的恒星质光比$Υ_{*}$的统计特性的BTFr的效果。我们样本星系的恒星质量是通过四种不同的方法推导出来的，这些方法基于完整的SAD拟合、恒星动力学研究、近红外颜色以及所有星系相同的$Υ_{*}^{[3.6]}$假设。此外，我们使用高质量的，解决HI运动学研究BTFr基于三个运动学措施：$W_{50}^{i}$从全球HI配置文件，$V_{max}$和$V_{flat}$从旋转曲线。我们发现我们的BTFr的固有垂直散射或紧密性是$σ_{\perp} = 0.026 \pm 0.013$ dex，与3.6 $μ$ m基于亮度的TFr的固有紧密性一致。然而，我们发现BTFr的斜率是$2.99 \pm 0.2$，而不是基于亮度的TFr在3.6 $μ$ m处的$3.7 \pm 0.1$。我们使用我们的BTFr放置重要的观测约束的理论模型的星系形成和演化的理论预测的基础上进行比较的$Λ$ CDM框架或修改后的牛顿动力学。
2017-12-08 astro-ph.GA
The Extended Baryonic Tully-Fisher Relation for SDSS MaNGA Galaxies
University of Rochester（罗切斯特大学）
该研究通过扩展 BTFR 关系，利用 SDSS MaNGA 和 TNG100 银河数据，发现 BTFR 斜率在 3.2 到 4.0 之间，支持 Lambda CDM 和 MOND 预测。
2025-12-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
The baryonic Tully-Fisher relation and galactic outflows
宇宙中的大多数重子都不是恒星和星系中的冷气体的形式。由超新星/恒星风驱动的星系外流是解释这一事实的主要机制。星系质量和外旋速度之间的标度关系（也称为重子塔利-费舍尔关系，BTF）最近被用作反对这一观点的证据。我们使用基于LCDM的半解析盘星系形成模型来研究这些说法。在我们的模型中，恒星形成效率较低和气体比例较高的星系在从星系中喷射气体方面更有效。这是因为恒星形成效率较低、气体含量较高的星系往往生活在圆周速度较低的暗物质晕中，从那里逃离势阱所需的能量较少。在我们的模型中，BTF中的本征散射为0.15 dex，并且主要反映暗晕浓度中的散射。所观察到的散射，等于0.24 dex，主要是由测量误差。对固有散射的最佳估计是它小于0.15 dex，因此我们基于LCDM的模型（不包括所有可能的散射源）仅与此一致。在我们的模型中，富含气体的星系，在固定维里速度（V_vir），与较低的恒星质量有较低的重子质量。这与恒星质量较低的星系具有较少的能量来驱动外流的预期一致。然而，当使用外旋转速度（V_flat）时，相关性具有相反的符号，具有与观测一致的斜率。这是由于V_flat和V_vir之间的关系分散。总之，与以前的一些说法相反，我们表明，BTF的基本特征是一致的LCDM为基础的模型，其中的低效率的星系形成是由星系流出。
2012-06-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
The baryonic Tully-Fisher Relation predicted by cold dark matter cosmogony
在LCDM范式中，为重子塔利-费舍尔关系（BTFR;螺旋星系中的重子质量与旋转速度）提供理论基础已被证明是有问题的。简单的计算表明斜率太低，散射太高，最近的半解析模型和数值星系模拟通常无法再现这种关系的某些方面。此外，一种模式的假设往往与另一种模式的假设不一致。本文的目的是开发一个严格的预测BTFR的上下文中LCDM，只使用先验预期的效果和关系，最小的理论假设，没有自由参数。将探讨这种关系对银河系关键参数变化的稳健性。我采用模块化的方法，采取每一个独立的星系的关系，必要的建设BTFR从最新的数值模拟的黑暗晕。这些关系--以及它们的预期散射--被用来描述具有一定质量范围的模型螺旋，从而在BTFR空间中产生一个带，代表LCDM预测的当前最佳猜测。对预期LCDM效应的一致处理在很大程度上有助于使朴素斜率-3 LCDM预测与数据相一致，特别是在10^9 M_sun < M_bar < 10^11 M_sun的范围内。理论上的BTFR在M_bar > 10^11 M_sun时变得明显弯曲，但由于缺乏极高质量的螺旋，这很难在观测上进行测试。低质量的富含气体的星系有系统地低于LCDM预测的旋转速度，虽然用于描述重子质量分数的关系必须在这个制度外推。这里推导出的BTFR斜率明显大于早期的预测，这一事实是重子质量分数对总晕质量的预期敏感性相应增加的直接结果。
2012-09-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
The baryonic Tully-Fisher relation in the Simba simulation
我们研究了$(100\,h^{-1}{\rm Mpc})^3$ Simba流体动力学星系形成模拟中的重子Tully-Fisher关系（BTFR），以及更高分辨率的$(25\,h^{-1}{\rm Mpc})^3$ Simba运行，对于超过$10,000$盘主导的，HI丰富的星系。我们从质量分布中生成模拟的星系旋转曲线，我们表明这与使用气体旋转速度产生类似的结果。由此，我们使用四个度量来测量星系旋转速度$V_{\rm circ}$：$V_{\rm max}, V_{\rm flat}, V_{2R_e},$和$V_{\rm polyex}$。我们将预测的BTFR与实际观测样本进行比较，并发现了广泛的一致性。然而，具体而言，Simba偏向于更高的$V_{\rm circ}$，最高可达0.1 dex。我们发现证据的扁平的BTFR在$V_{\rm circ}>300$公里的$^{-1}$星系，与最近的观测结果。Simba的旋转曲线在低质量星系中更高，与观测相反，这表明我们的样本中过度膨胀主导的矮星系。我们调查周围的BTFR与HI质量，恒星质量，气体分数，和特定的恒星形成率，这为即将到来的BTFR调查提供了可测试的预测残差。Simba的BTFR显示出次优分辨率收敛，较高分辨率的运行降低了$V$，与数据更一致。
2020-08-24 astro-ph.GA
A Comparison of the Baryonic Tully-Fisher Relation in MaNGA and IllustrisTNG
我们比较观察到的重子Tully-Fisher关系（BTFR）从映射附近Galerkin在阿帕奇点天文台（MANGA）和HI-MANGA调查模拟BTFR从宇宙学磁流体动力学模拟IllustrisTNG。要做到这一点，我们校准BTFR的本地宇宙使用377星系的MANGA和HI-MANGA调查，并进行模拟21厘米的观测匹配的星系从IllustrisTNG。模拟观测用于确保与观测星系的比较是公平的，因为它具有相同的测量算法，观测限制，偏差和不确定性。为了比较，我们还计算了模拟没有模拟观测的BTFR，并证明了如何模拟观测是必要的，以公平和一致地比较观测和理论数据。我们报告log $_{10} (M_{ \rm Bary}/M_\odot)= (2.97 \pm 0.18)$ log $_{10} V_{ \rm Rot} + (4.04 \pm 0.41)\,\log_{10}{M_{\odot}}$的MaNGA BTFR和log $_{10} (M_{ \rm Bary}/M_\odot) = (2.94 \pm 0.23$ log $_{10} V_{ \rm Rot} + (4.15 \pm 0.44)\,\log_{10}{M_{\odot}}$的IllustrisTNG BTFR。因此，MaNGA和IllustrisTNG产生的BTFR在不确定性范围内一致，表明IllustrisT…
2023-02-10 astro-ph.GA
The HI Tully-Fisher Relation of Early-Type Galaxies
我们研究了16个早型星系的HI K带Tully-Fisher关系和重子Tully-Fisher关系，这些星系来自ATLAS 3D样本，它们都具有非常规则的HI盘，远远超出光学体（> 5 R_eff）。我们使用这些磁盘的运动学来估计这些星系在大半径的圆速度。我们发现，我们的早期型星系的塔利-费舍尔关系是从螺旋星系的关系偏移约0.5-0.7等。螺旋塔利-费舍尔关系的残差与恒星质光比的估计相关，这表明关系之间的偏移主要是由恒星星族的差异驱动的。我们还观察到我们的Tully-Fisher关系与基于代表星系内部区域的CO数据（< 1 R_eff）为ATLAS 3D样本导出的关系之间存在微小的偏移。这表明，在大半径的圆速度是系统的10%，低于那些接近0.5-1 R_eff，在最近的测定早型星系的质量分布的形状。我们的样本的重子塔利-费舍尔关系明显比标准的更紧密，特别是当使用基于恒星运动学动力学模型的质光比时。我们发现，如果对旋涡星系的恒星星族假设M/L_K = 0.54 M_sun/L_sun，则早型星系符合旋涡重子Tully-Fisher关系，这一数值与最近对旋涡星系动力学的研究结果相似。螺旋星系的这种质光比意味着它们的盘是最大的60-70%。我们的分析增加了星系形态的重子塔利-费舍尔关系持有的范围，加强了以前的说法，它是一个更基本的标度关系比经典的塔利-费舍尔关系。
2015-09-17 astro-ph.GA
The different baryonic Tully-Fisher relations at low masses
我们比较重子塔利-费舍尔关系（BTFR）的模拟和观测的星系范围从矮星到螺旋，使用各种措施的旋转速度Vrot。我们探索BTFR时，测量Vrot在旋转曲线的平坦部分，Vflat，在HI气体的程度，Vlast，并使用20%（W20）和50%（W50）的宽度HI线轮廓。我们还比较了最大圆速度的父晕，Vmax，在暗物质只有模拟。随着星系质量的减少，不同的BTFRs越来越发散。使用Vlast，可以得到重子质量超过四个数量级的幂律，其斜率与观测到的BTFR相似。测量Vflat给出了与Vlast相似的结果，当排除旋转曲线上升的星系时。然而，如果冷气体延伸得足够远，使Vrot达到最大值，则低质量星系的旋转速度会更高。W20给出了与Vlast相似的斜率，但对于低质量星系，Vrot的值略低，尽管这可能取决于星系样本中气体的范围。W50在低质量下偏离这些关系式，向低速方向弯曲。相比之下，对于低质量星系，Vmax向高速弯曲，因为冷气体不会延伸到晕达到Vmax的半径。我们的研究强调了观测和模型之间进行仔细比较的必要性：人们需要对测量Vrot的特定方法保持一致，并精确测量速度的半径。
2016-03-21 astro-ph.GA
Cosmicflows-4: The Baryonic Tully-Fisher Relation Providing ~10,000 Distances
螺旋星系中的星际气体可以构成重子质量的一个重要部分，它已被证明，恒星和气体成分的总和与总质量含量的运动学特征，HI线轮廓的宽度相关。本文用重子质量与HI谱线宽度的相关性计算了9984个~0.05c星系的距离。样品受HI通量限制，需要进行校正以考虑HI选择偏倚。绝对尺度是由64个星系建立的，这些星系与造父变星的研究和/或红巨星分支尖端恒星的星等有已知的距离。通过对重子关系的校正，确定了哈勃常数为H_0=75.5 ± 2.5 km/s/Mpc。误差估计是统计性的。这一材料将与其他方法的贡献相结合，在随后的文章中，系统的不确定性将进行调查。
2022-01-31 astro-ph.GA
The Turn-Down of the Baryonic Tully-Fisher Relation and Changing Baryon Fractions at Low Galaxy Masses
现今星系中重子物质与暗物质的比例限制了星系形成理论，并且可以通过重子Tully-Fisher关系（BTFR）经验地确定，该关系将星系的重子质量（Mbary）与其最大旋转速度（Vmax）进行比较。在Mbary >10^8 Msun时，BTFR得到了很好的确定，但由于样本量小以及在该区域测量旋转速度的挑战，在较低质量时限制很差。对于具有高质量数据且Mbary <~10^8 Msun的25个星系，我们根据红外和HI观测估计Mbary，根据HI气体旋转估计Vmax。许多Vmax值是下限，因为速度在检测到的HI盘（Rmax）的边缘仍在上升;因此，我们的大多数样品的速度低于在更高质量下外推BTFR的预期速度。为了估计Vmax，我们将每个星系映射到一个暗物质晕，假设有核和无核的密度分布。与未取芯剖面相比，我们发现取芯剖面旋转曲线在Rmax值处仍在上升，与数据相似。当我们比较的Vmax值来自核心的密度分布，我们的Mbary测量，我们发现一个turndown的BTFR在低质量的LCDM预测是一致的，这意味着重子分数的1-10%的宇宙值。虽然我们受到样本大小和将测量的旋转速度映射到理论旋转曲线的固有假设的限制，但我们的结果表明，当质量低于Mbary~10^8 Msun（相当于Mhalo~10^10 Msun）时，星系形成效率会下降。
2022-10-08 astro-ph.GA
The Baryonic Tully-Fisher Relationship for S$^4$G Galaxies and the "Condensed" Baryon Fraction of Galaxies
我们结合了斯皮策银河系恒星结构调查（S $^4$ G）的数据，这是Eskew等人最近校准的经验恒星质量估计器，和一个广泛的数据库HI谱线轮廓检查重子Tully-Fisher（BTF）关系。我们发现1）BTF比经典的塔利-费舍尔（TF）关系具有更低的分散性，并且更好地描述为线性关系，证实了类似的先前结果，2）在BTF中包含径向尺度降低了分散性，但只是适度地，如先前对于TF关系所看到的，以及3）BTF的斜率，我们发现它是$3.5\pm 0.2$（$Δ$ log $M_{baryon}/Δ$ log $v_c$），这意味着平均而言，所有预计在晕中的重子中有一个几乎恒定的分数（$\sim 0.4$）被“凝聚”到旋转支撑星系的中心区域。凝聚重子分数，$M_{baryon}/M_{total}$，是，我们的测量精度，几乎独立的星系圆周速度（我们的样本跨越圆周速度，$v_c$，60和250公里秒$^{-1}$之间，但扩展到$v_c\sim 10$公里秒$^{-1}$使用的数据从文献）。尽管有相当宽松的选择标准，但在这一部分中观察到的星系到星系的散射通常是$\le$ 2的因子。这些结果意味着，冷却和加热过程，如冷与热吸积，质量损失由于恒星风，AGN驱动的反馈，到一定程度上，他们影响的全球银河系的性质参与BTF，是独立的晕质量与$10 < v_c < 250$公里/秒的星系，并通常引入不超过两个范围…
2014-02-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
MIGHTEE-HI: The baryonic Tully-Fisher relation over the last billion years
利用MIGHTEE巡天早期科学数据中的67个星系样本，我们研究了基于HI的重子Tully-Fisher关系（bTFr），覆盖了10亿年的$\sim$（$0 \leq z \leq 0.081 $）。我们认为bTFr基于两种不同的旋转速度的措施：全球HI配置文件和$\rm V_{out}$的宽度，测量作为最外层的旋转速度从解决HI旋转曲线。这两种关系都表现出与最佳拟合关系（$σ_{\perp}=0.07\pm0.01$）正交的非常低的固有散射，与$z \simeq 0$处的重复样本相当。该关系的斜率相似且与$ z \simeq 0$研究一致（PDMATHAMT的$3.66^{+0.35}_{-0.29}$和$\rm V_{out}$的$3.47^{+0.37}_{-0.30}$）。我们没有发现bTFr在过去10亿年中演化的证据，并且我们样本中的所有星系都符合与红移和旋转速度测量无关的相同关系。我们的研究结果建立了一个参考所有未来的研究，基于HI的bTFr作为红移的函数，将进行与正在进行的深SKA探路者调查。
2021-09-10 astro-ph.GA
The effect of the environment-dependent stellar initial mass function on the baryonic Tully Fisher relation
本研究探讨了环境依赖的全星系恒星初始质量函数（gwIMF）对重子Tully-Fisher关系（BTFR）的影响，提出IGIMF理论通过考虑星族变化，能更准确解释高质量星系中的系统性偏差，并修正MOND预测的偏移。
2025-07-16 astro-ph.GA
The redshift evolution of the baryonic Tully-Fisher relation in Simba
重子Tully-Fisher关系（BTFR）是约束星系演化模型的重要工具。由于21厘米HI发射的研究主要局限于低红移，BTFR的红移演化研究较少。即将到来的LADUMA调查（用MeerKAT阵列观察遥远的宇宙）将解决这个问题。作为LADUMA的准备，我们使用Simba流体动力学星系形成模拟从Simba-hires（25 h $^{-1}$ Mpc）$^{3}$运行生成旋转速度的测量星系旋转曲线（$V_{\rm flat}$）和HI谱线轮廓宽度（$W_{\rm 50}$和$W_{\rm 20}$）在三个不同的红移（$z$ = 0，0.5和1）。利用这些测度，结合暗物质速度色散和晕质量，我们研究了Simba星系BTFR的红移演化。我们发现，LADUMA将成功地检测弱红移演化的BTFR，辅助数据被用来区分星系的盘状形态。与$W_{\rm 50}$相比，$W_{\rm 20}$谱线宽度提供更低的散射和更明显的红移演化。我们还比较了这些旋转速度的措施，整个红移和星系形态的暗物质速度色散。我们发现旋转速度和暗物质晕质量之间的弱红移演化，并提供适合估计一个星系的暗物质晕质量从HI谱线宽度。这项研究与辛巴展示了即将到来的，深SKA探路者调查，如LADUMA的重要性，并提供预测比较红移演化的BTFR和星系暗物质内容HI旋转速度的措施。
2021-08-03 astro-ph.GA
The Baryonic Tully-Fisher Relationship: A consequence of Newtonian Gravitation acting in a hierarchical Universe
本研究基于本地IGM物质呈层级分布的观测推论，通过理想化模型证明，在准分形层级宇宙中，牛顿引力稳定条件可自然导出重子塔利-费舍尔关系，为该天文标度律提供了新的理论解释视角。
2023-07-15 astro-ph.GA
The Evolving Faber-Jackson Relation: A Unifying Framework for Galaxy Ages and the Baryonic Tully-Fisher Connection
University of Botswana（博茨瓦纳大学）；University of Pennsylvania（宾夕法尼亚大学）
本文提出统一框架，揭示法伯-杰克逊关系和恒星-反物质泰勒-费雪关系源自共同的加速度尺度，并通过共同的指数核随时间演化，展示其在不同星系群体中的年龄差异。
2026-04-04 astro-ph.GA
Most open clusters follow the radial acceleration relation (RAR) and the baryonic Tully-Fisher relation (BTFR)
CSG De Goudse Waarden Lyceum（CSG德豪尔德斯瓦登中学）；Universidad Nacional Autónoma de México, Instituto de Astronomía（墨西哥国立自治大学天文学研究所）
研究发现银河系中大多数开放星团遵循径向加速度关系和重子Tully-Fisher关系，暗示低加速度动力学在Parsec尺度上起作用，可能影响银河系引力场结构。
2026-03-03 astro-ph.GA
The local Tully-Fisher relation for dwarf galaxies
本文研究了Tully-Fisher（TF）关系在更新的邻近星系表中局部体积（LV）星系中的不同体现。UNGC样本包含656个具有$W_{50}$ HI线宽估计的星系，大多数属于低质量矮星。其中，296个物体的距离测量精度超过10%。对于331个重子质量为$\log M_{bar} > 5.8 \log M_\odot$的LV星系样本，我们得到了一个与观测到的散射度为0.38 dex的关系式$\log M_{bar}= 2.49 \log W_{50} + 3.97$。影响散射的最大因素是小矮星的$K$波段星等和$W_{50}$线宽的观测误差，以及它们倾角的不确定性。我们发现，占LV星系的表面亮度，或其气体分数，或特定的恒星形成率，或隔离指数基本上不减少重子TF图上观察到的散射。我们还注意到，银河系和M31的71 dSph卫星的样本与已知的恒星速度色散$σ^*$倾向于遵循几乎相同的bTF关系，具有略低于晚型矮星。
2016-11-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Baryonic Tully-Fisher Relation II: Stellar Mass Models
本研究提出新的颜色-质光比模型，将 WISE W1 通量转换为恒星质量，分析不确定性来源，并与 Spitzer 及文献结果对比，证实近红外测光优势。
2025-01-19 astro-ph.GA
An accurate measurement of the baryonic Tully-Fisher relation with heavily gas-dominated ALFALFA galaxies
本文利用ALCAFA 21 cm巡天中选出的97个星系样本，对重子Tully-Fisher关系（BTFR）进行了精确测量。这些星系被特别选择为以气体为主（Mgas/M* >~ 2.7），并且朝向边缘。前一个性质确保了星系重子质量的误差很小，尽管星系恒星质量的估计涉及到很大的系统不确定性。后一个性质意味着旋转速度可以直接从21厘米发射线的宽度导出，而不需要任何倾斜校正。我们测量的斜率为基于线宽的BTFR的α = 3.75 +- 0.11，这是一个值，有点陡于（但在广泛的协议）以前的文献结果。这种关系非常紧密，几乎所有星系都位于距离最佳拟合线+- 0.1 dex的垂直距离内。我们的样本的低观察误差预算使我们能够确定，尽管其紧密性，但测量的基于线宽的BTFR具有一些小的（即，非零）固有散射。此外，我们发现一个系统的差异，在BTFR的星系与“双角”的21厘米线轮廓和那些与“尖峰”的配置文件。当我们将星系样本限制在前一类天体时，我们测量到的α斜率略陡，为4.13 +- 0.15。总的来说，本文中提出的BTFR的高精度测量旨在作为一个可靠的观测基准，以测试理论预期。在这里，我们考虑一组有代表性的半解析模型和流体动力学模拟的LCDM的上下文中，以及MOND。在不久的将来，几个样本成员的干涉后续观测将使我们能够进一步完善BTFR测量，并与理论模型进行更清晰的比较。
2016-07-04 astro-ph.GA
BUDHIES V: The baryonic Tully-Fisher relation at z=0.2 based on direct HI detections
我们提出了基于HI的B-和R-波段Tully-Fisher关系（TFR）和重子TFR（BTFR）在z=0.2使用直接HI检测盲超深HI环境调查（BUDHIES）。艾萨克牛顿望远镜的深测光被用于166个HI源中的36个，符合强大的TFR分析所需的质量标准。在20%和50%的峰值通量的两个速度定义测量从全球HI配置文件，并通过作为代理的圆周速度。我们比较了我们的结果与一个相同的构造z=0 TFR从大熊座（UMa）协会的星系。为了确保TFR的无偏比较，所有样品在样品选择和应用校正方面均进行相同处理。我们提供了星表和一个展示星系属性的地图集。我们的分析集中在TFR和BTFR的零点上，其斜率固定为z=0关系。我们的主要结果是：（1）与Uma星系相比，Budhies星系显示出更不对称的HI轮廓，具有更浅的翅膀，这可能是由于它们所处的环境，（2）基于亮度的z=0.2 TFR比z=0 TFR更亮，更蓝，即使在Budhies样本中排除星系团时，（3）在过去的25亿年中，BTFR的零点没有发生变化，并且在包含星系团的情况下也没有发生显著的变化。（4）正确的样本选择和一致的校正对于无偏地分析TFR的演化至关重要。
2023-03-12 astro-ph.GA
Dark halos and Tully-Fisher relation testing modified gravity
本研究利用15个Hi VLA超旋涡星系的暗晕数据和Tully-Fisher关系，检验含宇宙学常数的弱场广义相对论，结果与先前旋涡星系结果及晕标度关系一致，证实了该方法检验修正引力模型的有效性。
2024-07-18 astro-ph.GA
The effect of Warm Dark Matter on galaxy properties: constraints from the stellar mass function and the Tully-Fisher relation
在本文中，我们结合高分辨率的N体模拟与星系形成的半解析模型，研究一个可能的暖暗物质（WDM）组件上的星系的可观测性质的影响。我们比较了三个WDM模型的暗物质质量为0.5，0.75和2.0千电子伏，与标准的冷暗物质的情况下。对于描述重子物理学的固定参数集，WDM模型预测低（恒星）质量的星系较少，正如预期的那样，由于小尺度上的功率受到抑制，而在高质量端没有发现实质性差异。然而，当用不同的参数来描述（很大程度上未知的）星系形成过程时，恒星质量函数的这些差异就消失了。我们表明，有可能打破DM属性和重子物理参数化之间的简并相结合的恒星质量函数的观察与塔利-费舍尔关系（恒星质量和旋转速度之间的关系，在大星系半径探测解决HI旋转曲线）。如果WDM模型的候选能量太高（m<0.75 keV），则不能同时再现恒星质量函数和Tully-Fisher关系。我们的结论是，准确测量的星系恒星质量函数和星系和暗物质晕之间的联系下降到非常低的质量端可以给非常严格的限制DM候选人的性质。
2013-04-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
The evolution of the Tully-Fisher relation between z~2.3 and z~0.9 with KMOS^3D
作为KMOS ^3D积分场光谱巡天的一部分，我们研究了红移z~2.3和z~0.9的大质量恒星形成盘星系的恒星质量和重子质量Tully-Fisher关系（TFR）。我们的空间分辨数据允许对单个星系进行可靠的建模，包括压力支持对推断的引力势的影响。在固定的圆速度，我们发现更高的重子质量和类似的恒星质量在z~2.3相比，z~0.9。随着红移的减小，气体与恒星的质量比也在减小，这意味着在星系尺度上，暗物质对动力学质量的贡献随着红移的减小而增加。与定域关系的比较表明，恒星和重子TFR零点从z=0到z~0.9呈现负演化，恒星TFR零点从z~0.9到z~2.3没有演化，重子TFR零点从z~0.9到z~2.3呈现正演化。我们讨论了一个玩具模型的盘星系的演化来解释所观察到的，非单调的TFR的演变，考虑到经验激励的红移星系气体分数的依赖关系，和相对数量的重子星系和晕尺度上的暗物质。
2017-06-07 astro-ph.GA
Predictions for Detecting a Turndown in the Baryonic Tully Fisher Relation
本文利用75个矮星系流体动力学模拟，预测重子塔利-费舍尔关系在低质量端存在转折，并指出需将HI面密度极限降至约0.08 M$_{\odot}$ pc$^{-2}$才能通过分辨旋转曲线探测到该转折。
2025-07-19 astro-ph.GA
A Generalist, Automated ALFALFA Baryonic Tully-Fisher Relation
本研究基于 31,000 多个星系的 ALFALFA 样本，利用自动化方法拟合了本地宇宙的重子 Tully-Fisher 关系，测得稳健斜率为 $3.30\pm0.06$，并验证了其作为次级距离指示器的有效性与广泛适用性。
2022-12-16 astro-ph.GA
An Analytic Scale-dependent Dark Matter Profile and the Baryonic Tully-Fisher Relation
Aristotle University of Thessaloniki（塞萨洛尼基亚里士多德大学）；Khazar University（阿塞拜疆可汗大学）
本文提出一种具有尺度依赖性的暗物质模型，能解释低表面亮度星系的旋转曲线，并通过相关性推导出恒星质量-泰勒-费舍尔关系。
2026-01-27 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
A Slippery Slope: Systematic Uncertainties in the Line Width Baryonic Tully-Fisher Relation
重子Tully-Fisher关系（BTFR）是一种很有价值的观测工具，也是对星系形成理论的重要检验。我们探讨了系统的不确定性的斜率和分散的观测线宽BTFR利用均匀测量，未解决的HI观测930孤立星系。我们测量了$\log_{10}{M_{\rm baryon}} = 3.24\log_{10}{V_{\rm rot}}+3.21$与$10^{7.4} < M_{\rm baryon} < 10^{11.3}M_{\odot}$的置信关系，其中$V_{\rm rot}$是从20\% HI线宽测量的。我们改变了$M_{\rm baryon}$和$V_{\rm rot}$的定义、样本选择和线性拟合算法。我们得到的斜率范围从2.64到3.53和散射测量范围从0.14到0.41 dex，表明系统的不确定性0.25的BTFR斜率来自未解决的HI线宽。我们将我们的基准斜率与文献测量值进行比较，其中报告的斜率范围从3.0到4.3，并且散射是不可测量的，不可测量的或大到0.4 dex。从未分辨HI线宽获得的测量结果倾向于产生3.3的斜率，而从渐近旋转曲线获得的测量结果倾向于产生3.9的斜率。影响BTFR斜率的最大因素是$V_{\rm rot}$的定义。样品定义、质量范围和线性拟合算法也显著影响测得的BTFR。我们发现，在我们的样本与$V_{\rm rot} < 100~\rm{km~s^{-1}}$…
2016-10-17 astro-ph.GA
A Heavy Baryonic Galactic Disc
我们调查的可能性，所观察到的旋转星系可以占调用一个巨大的重子盘，而不需要非重子暗物质或大质量晕。有5个主要原因表明这一点：1。有众所周知的盘表面质量密度分布，自然产生所观察到的星系旋转曲线。2.有许多旋转曲线“谜题”不能用大质量的暗物质晕来解释，即最大圆盘拟合的成功、HI气体与观察到的旋转的比例、圆盘/晕的共谋和Tully-Fisher关系的解释。3.最近的21厘米观测表明，几乎恒定的HI表面密度和一个明显的“截止”或边缘星系盘。我们用光学深度效应或分子气体形成的开始来解释这种恒定的表面密度，从而解释了星系中存在大量气体的可能性。我们认为，HI截止确实标志着银河系盘的边缘。4.最近有越来越多的观测结果表明，银河系外的X_CO可能要高出十倍。这种“暗”气体可能提供足够的质量来解释星系的旋转。5.我们表明，解释星系旋转所需的额外重子质量，正好是使观测到的重子与大爆炸核合成所预测的重子相一致所需的质量。Mestel盘可以直接解释星系的标度律，特别是观测到的自转速度与半径的关系以及常用的Tully-Fisher关系。我们将讨论银河系盘重子内容的意见，并在足够的“隐藏”重子可能会发现占旋转。
2012-04-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Tully-Fisher relation and the Bosma effect
本文研究了16个邻近盘状星系和银河系的旋转曲线，发现NFW晕模型和Bosma效应能以同等精度描述其行为，并基于气体成分重新标度推导出能很好拟合数据的新版Bosma Tully-Fisher关系。
2023-10-24 astro-ph.GA
MeerKAT-derived HI kinematics and the Baryonic Tully-Fisher Relation in the X-ray luminous cluster Abell 3408
本文利用 MeerKAT HI 观测数据对星系团 Abell 3408 中 64 个星系进行气体运动学建模，并结合场星系样本测量重子 Tully-Fisher 关系，发现其斜率与 MIGHTEE 结果一致，且星系团星系在质量和速度上扩展了该关系。
2025-08-18 astro-ph.GA
FAST Ultra-Deep Survey: the baryonic Tully-Fisher relation in FUDS0 field
National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；International Centre for Radio Astronomy Research (ICRAR), University of Western Australia（西澳大利亚大学国际射电天文学研究中心）；Department of Astronomy and Institute of Interdisciplinary Studies, Hunan Normal University（湖南师范大学天文学系及交叉科学研究院）；School of Astronomy and Space Science, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文与空间科学学院）
本研究基于 FAST 极深巡天先导天区 FUDS0 的星系，探究红移至 0.42 的重子 Tully-Fisher 关系，识别出两个成分，分析离群点起源，发现低红移区间无显著演化，完整巡天将提供更大样本以约束其演化。
2026-08-06 astro-ph.GA
The Einstein-Klein-Gordon Equations, Wave Dark Matter, and the Tully-Fisher Relation
本文研究了复值标量场的爱因斯坦方程与克莱因-戈登方程的耦合。这两个方程被称为爱因斯坦-克莱因-戈登系统。在低场，非相对论极限，爱因斯坦-克莱因-戈登系统简化为泊松-薛定谔系统。我们描述了这些系统在球对称，球对称静态，和一些标度性质，他们服从最简单的解决方案。我们还描述了这些状态的一些近似解析解。EKG系统是波暗物质理论的基础，波暗物质也被称为标量场暗物质（SFDM）、玻色子星暗物质和玻色-爱因斯坦凝聚体（BEC）暗物质。我们讨论了波暗物质理论和重子Tully-Fisher关系之间可能存在的联系，Tully-Fisher关系是一种尺度关系，在宇宙中的盘状星系中观察到数十年的质量。我们展示了如何固定边界条件的球对称静态的边缘意味着塔利-费舍尔的状态关系。我们还编目其他“缩放条件”可以施加在静态和显示，他们不会导致塔利-费舍尔的关系-除了一个例外，这是已知的，这与波暗物质的细节无关。
2015-07-08 astro-ph.GA gr-qc
Uncorrelated velocity and size residuals across galaxy rotation curves
晚型星系的质量-速度-大小关系可归纳为质量和速度之间的独立关系（塔利-费舍尔关系），以及质量和大小之间的独立关系。这种行为与位于基本平面上的早期类型星系不同。我们研究了Tully-Fisher和质量-尺寸关系在观测（样本）和经验星系形成模型的基础上晕丰度匹配的耦合，旋转曲线拟合与流体动力学动机晕配置文件。我们系统地研究了Tully-Fisher残差$ΔV_r$和质量大小残差$ΔR$之间的相关系数作为测量速度的半径$r$的函数，从而提出了跨旋转曲线的$ΔV_r-ΔR$关系。除了重子质量占主导地位的$r \ll R_\text{eff}$外，我们发现任何$r$的数据或模型都没有显著的相关性。我们发现，这意味着一个固定的重子质量的星系大小和晕浓度（或晕质量）之间的关系，并提供证据反对的假设，星系和晕的比角动量成正比。最后，我们通过对旋转曲线的拟合，研究了重子和暗物质产生的$ΔV_r-ΔR$关系。这些组成部分之间的平衡说明了“磁盘晕阴谋”所需的没有整体的相关性。
2019-01-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
CO Tully-Fisher Relation of Star-forming Galaxies at z=0.05-0.3
塔利-费雪关系（Tully-Fisher relation，TFR）是星系光度与自转速度之间的经验关系。我们在这里提出的第一个TFR的星系以外的本地宇宙，使用一氧化碳（CO）作为运动示踪剂。我们的最终样本包括25个孤立的，非相互作用的恒星形成星系，具有双角或四方形CO积分线轮廓，位于红移z <= 0.3，从67个探测到的物体的较大集合中绘制。最好的反KS带、恒星质量和重子质量CO TFR分别为M_Ks =（-8.4+/-2.9）[log（W_50/sini）-2.5]+（-23.5 +/- 0.5），log（Mstar/Msun）=（5.2+/-3.0）[log（W_50/sini）-2.5]+（10.1+/-0.5）和log（Mb/Msun）=（4.9+/-2.8）[对数（W_50/sini）-2.5]+（10.2+/-0.5），其中M_Ks是天体的绝对KS带星等，Mstar和Mb是恒星和重子的总质量，而W_50是在最大值的50%处它们的线轮廓的宽度。将样本分成不同的红移仓，并与文献中的局部（z = 0）恒星形成星系样本的TFR进行比较，我们发现自z = 0.3以来，TFR的斜率和零点没有显着的演变，这无论是在光度还是质量上。在协议越来越多的CO TFR研究附近的星系，我们更普遍地发现，CO是一个合适的和有吸引力的替代中性氢（HI）。因此，我们的工作提供了一个重要的基准，为未来更…
2018-07-05 astro-ph.GA
Thermodynamic Origin of the Tully-Fisher Relation in Dark Matter Dominated Galaxies: A Theoretical-Empirical Derivation
Aristotle University of Thessaloniki（塞萨洛尼基亚里士多德大学）；L.N. Gumilyov Eurasian National University（欧亚国立卢戈尼约夫大学）；Tomsk State University of Control Systems and Radioelectronics（托木斯克州立控制系统与无线电电子大学）
本文通过理论和实证方法，推导了暗物质主导星系中Tully-Fisher关系的热力学起源，揭示了自相互作用暗物质模型如何半理论半经验地产生经典Tully-Fisher关系及恒星级Tully-Fisher关系。
2025-11-17 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Radial Acceleration Relation from Ultra-light Scalar Dark matter
我们证明了星系中超轻标量暗物质（模糊暗物质）具有约为$10^{-10}\,\mbox{ms}^{-2}$的量子力学典型加速度标度，由此导出重子Tully-Fisher关系.星系中心的重子物质作为暗物质波动方程的边界条件，影响着晕中恒星的自转速度。在没有任何引力或力学修正的情况下，该模型也解释了在具有平坦旋转曲线的星系中发现的径向加速度关系和类似MOND的引力加速度行为。这种分析可以推广到Faber-Jackson关系。
2019-05-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Baryon dominated ultra-diffuse galaxies
通过21厘米干涉观测和三维运动学建模技术，我们研究了六个富HI超扩散星系（UDG）的气体运动学。我们得到强大的圆速度和重子质量，使我们能够研究我们的UDG的位置相对于重子塔利-费舍尔关系（BTFR）。有些令人惊讶的是，我们发现这些星系是BTFR的强异常值，旋转得太慢，不适合它们的重子质量。此外，它们在圆速度-重子质量平面中的位置意味着它们在与宇宙学平均值相容的维里半径内有重子分数，这意味着它们没有“丢失的重子”。出乎意料的是，我们星系的动力学是由重子主导的，在它们的圆盘中为暗物质留下了很小的空间。
2019-10-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
