Resonance Type Instabilities in the Gaseous Disks of the Flat Galaxies I. The Acoustical Resonance Type Instability and the Absence of Vortex Sheet Stabilization on Shallow Water
对旋转气盘或浅水层中涡面稳定性的线性分析表明，中心反射面的存在显著地改变了系统的稳定性。当压缩性超过朗道准则时，发现了涡面不稳定的影响。本文研究了声共振型多模态短尺度不稳定性的性质，并讨论了它对旋转浅水实验影响的可能性。
1998-08-22 astro-ph
Scale-free equilibria of self-gravitating gaseous disks with flat rotation curves
本文介绍了无标度、自引力、旋转曲线平坦的气体圆盘稳态流体动力学方程的精确解析解。我们表示的速度场的流函数，并获得一个三阶常微分方程（ODE）的流函数的角度的一部分。我们提出了封闭形式的解决方案，得到的常微分方程和构造流体动力学对应的幂律和椭圆形磁盘，自洽恒星动力学模型是已知的。我们发现，大麦云云的运动学可以很好地解释我们的研究结果为无标度椭圆盘。
2002-07-30 astro-ph
Saturation of the corotation resonance in a gaseous disk
我们确定的扭矩施加在一个稳定的状态下由外部潜在的三维气体盘在非共轨共转共振。我们的模型考虑了扭矩对正转区表面密度和涡度的反馈，并假设圆盘具有正压状态方程和非零的有效粘度。扭矩与Goldreich & Tremaine公式给出的值的比率基本上取决于单个无量纲参数，该参数量化共振饱和的程度。我们讨论了年轻行星的偏心率演化的影响。
2003-01-06 astro-ph
Simulations of unstable gaseous disks and the origin of giant planets
我们研究了冷的，引力不稳定的原行星气体盘的演变进行3D SPH模拟与大型并行机器上的多达一百万个粒子。我们表明，自引力原行星可以形成在磁盘与初始$Q_{min} \sim 1.4$提供磁盘的演变与本地等温状态方程，直到本地化的区域达到足够高的密度。进行了长达一千年的低分辨率模拟表明，质量和轨道与观测到的太阳系外行星相当的巨型原行星系统自然产生。
2003-01-29 astro-ph
Stability of Galactic Gaseous Disks and the Formation of Massive Clusters
我们研究了圆盘中的引力不稳定性，特别关注形成的最大质量的团块，因为它们被认为是球状星团的祖先。最大的不稳定质量是由旋转决定的，只取决于圆盘的表面密度和轨道频率。我们认为，大质量星系团的形成与这种最大规模的星系不稳定的旋转。利用文献中的数据，我们预测，球状星团可以形成在核星爆盘和原星系盘，但不是在典型的螺旋星系，在协议的观测。
2008-08-08 astro-ph
The Anomalous X-Ray Pulsar 4U 0142+61: A Neutron Star with a Gaseous Fallback Disk
最近由Z.Wang及其同事用{ \it Spitzer}天文台在中红外波段探测到的异常X射线脉冲星（AXP）4U 0142+61构成了AXP周围盘的第一个实例。我们表明，通过分析早期的光学和近红外数据与最近的数据，整体宽带数据集可以再现由一个单一的模型的照射和粘性加热磁盘。
2007-03-05 astro-ph
Inspiral of double black holes in gaseous nuclear disks
我们研究了双黑洞在一个大质量的旋转支撑的气体盘内的螺旋运动，其质量在激光干涉仪空间天线（LISA）的可探测性窗口内。利用高分辨率的SPH方法，我们跟踪了气体动力学摩擦作用于单个黑洞的早期黑洞动力学过程，并继续模拟直到形成密近双星.我们发现，在下沉的早期黑洞松散的记忆，其初始轨道偏心率，如果他们与气体盘共同旋转。结果，大质量的黑洞形成了一个离心率很低的双星系统。在螺旋运动期间，黑洞对气体的引力捕获主要发生在它们在圆形轨道上运动时，并可能引发活动星系核的活动：偏心轨道意味着高的相对速度和弱的引力聚焦。
2006-02-01 astro-ph
M=1 and 2 Gravitational Instabilities in Gaseous Disks: I. Diffuse Gas
我们报告的螺旋星系的自引力模拟的结果，模拟恒星和气体成分，特别是开发调查的耗散在星系盘的演化中的作用。气盘被看作是一种自引力流体，采用Beam-Scheme方法进行模拟。结果表明，恒星和气体之间的引力耦合在恒星棒的形成和溶解中起着重要作用，这取决于气体的质量浓度和耗散程度。此外，我们注意到，最初集中的气体盘可以是不稳定的单臂（m=1）的螺旋扰动，这可能解释了不平衡的功能中观察到的晚型孤立星系的气体分布。m=1特征的发展减缓了朝向中心的径向气体流动，因为大尺度重力扭矩那时要弱得多。
1996-03-12 astro-ph
Spectral modeling of gaseous metal disks around DAZ white dwarfs
我们报告我们的第一个非LTE建模的气体金属盘周围的单个DAZ白矮星最近发现的Gaensicke等人。我们假设一个由钙和氢组成的开普勒旋转粘性盘环，计算了详细的垂直结构和出射光谱。我们发现，所观察到的红外CaII发射三重态可以与位于R=1.2 R_sun的缺氢气体环，潮汐破裂半径内，Teff约6000 K和低表面质量密度约0.3 g/cm**2。一个具有这种密度的圆盘，从中心的白矮星向外延伸到R=1.2 R_sun，其总质量为7 × 10**21 g，相当于一颗直径约为160 km的小行星。
2008-09-30 astro-ph
A gaseous metal disk around a white dwarf
行星系统在其宿主恒星演化后期的命运是非常不确定的。我们报道了一个中等温度的年轻白矮星周围的富金属气体盘。双峰发射线的动力学模型将外盘半径限制为1.2个太阳半径。盘的可能起源是潮汐破裂的小行星，它已经从它的初始轨道在超过1000个太阳半径的距离不稳定，通过与相对大质量的微行星物体或行星的相互作用。白矮星的质量是太阳质量的0.77倍，这意味着行星系统可能在大质量恒星周围形成。
2006-12-31 astro-ph
Secular interactions between inclined planets and a gaseous disk
在行星系统中，长期粒子共振发生在测试粒子（例如小行星）的岁差率与行星系统的岁差模式之一的频率相匹配的位置。我们调查的长期相互作用系统的相互倾斜的行星与气体原恒星盘，可能包含一个长期的节点粒子共振。我们确定了一些相互倾斜的行星盘系统的简正模。行星和盘相互作用的引力，和磁盘内部受到气体压力，自引力和湍流粘性的影响。圆盘在长期共振时的行为与粒子的行为完全不同，这主要是由于气体压力的影响。共振通常被气体压力扩大到包括大尺度翘曲在内的全局效应占主导地位的程度。在这种情况下，标准的共振扭矩公式是无效的。长期的相互作用会导致倾斜度的衰减，衰减的速率取决于盘的性质，包括它的质量、湍流粘度和声速。对于一个嵌入在最小质量太阳星云中的具有典型参数的行星，盘内的耗散足以稳定系统，防止由平均运动共振引起的倾斜增长。
2001-06-25 astro-ph
The Collisions of HVCs with a Magnetized Gaseous Galactic Disk
我们提出了二维MHD数值模拟的相互作用的高速云与磁性和非磁性的银河系厚气体盘。对于磁性模型，初始磁场的方向平行于磁盘，我们考虑两种不同的场拓扑结构（有和没有张力效应）：平行和垂直于云的运动平面。撞击云以不同的初速度沿倾斜轨道向中心盘下落。$B$ -场线在碰撞过程中被扭曲和压缩，增加了场压力和张力。这就阻止了云的物质渗透到盘中，甚至可以将高速流入转变为流出，远离盘。这种扰动产生了一种复杂的、湍流的MHD波模式，这种波能够穿过银河系的圆盘，并在平面的两侧引起振荡。因此，磁场有效地在大体积上传输扰动，但也像屏蔽一样抑制晕和盘之间的质量交换。对于非磁化的情况下，我们还发现了一些新的功能：冲击层的演变产生的尾巴振荡，创造涡度和湍流沿其轨迹。
1998-12-18 astro-ph
Possible spectral lines from the gaseous Beta Pictoris disk
我们提出了探索性的HST观测的结果，以检测离子的发射线在β Pic盘与光谱仪狭缝放置在恒星。在β Pic的0.5角秒处，在$\sim 10^{-14}$ erg cm-2 s-1处检测到了来自Fe II的可能发射谱线，这表明Fe II的总密度大于2。10 AU时的$10^{-2}$ cm-3。这一检测需要确认。如果这是真的，它需要大量的气体和尘埃，相当于每年10个半径为30公里的天体的总破坏率。
1999-08-24 astro-ph
Global Three-Dimensional MHD Simulations of Galactic Gaseous Disks: I. Amplification of Mean Magnetic Fields in Axisymmetric Gravitational Potential
我们对银河系气体盘进行了全球三维电阻磁流体动力学模拟，以研究银河系磁场是如何被放大和维持的。我们采用由\cite*{Miy80}给出的定常轴对称引力势。作为初始条件，我们假设一个温暖的（$T\sim10^{5} \mathrm{K}$）旋转气体环中心的$\varpi=10 \mathrm{kpc}$弱方位磁场线程。数值结果表明，在差动旋转的星系气体盘中，由于磁旋转不稳定性，磁场被放大，并产生磁湍流。在磁能的放大饱和之后，圆盘保持在准稳定状态。平均方位磁场随着时间的推移而增加，并以1Gyr（2Gyr为一个完整的周期）的周期显示反转。赤道面附近的$B_ϕ$振幅为$\varpi=5 \mathrm{kpc}$处的$B_ϕ\sim1.5μ\mathrm{G}$。磁场显示出大的波动，其标准偏差与平均场相当。磁盘日冕中的平均方位磁场与磁盘内部的平均磁场方向相反。当初始圆环的质量为$\sim5\times10^{8}M_{\odot}$时，由麦克斯韦应力驱动的质量吸积速率为在$\varpi=2.5 \mathrm{kpc}$处的$\sim10^{-3}M_{\odot}/ \mathrm{yr}$。
2006-02-02 astro-ph
A classical flow instability and its connection to gaseous galactic disk hydrodynamics
已知水涡旋在其核心内形成多边形结构。多边形现象的顶点是附属于母涡的卫星涡的结果。利用浅水水力学和二维可压缩气体流之间的类比，我们得出以下关于螺旋星系结构的推理路线。流体系统中前进压力扰动的后向自由面前波在气态银盘中应表现为高密度螺旋。由于星系臂的数量等于母涡旋中卫星涡旋的数量，因此具有两个臂的螺旋星系将拥有两个核。最后一个似乎与最近对M31和Mrk 315星系的观测完全一致。如果目前的假设是准确的，那么仔细观察多尺度螺旋星系的中心区域也应该揭示出这些星系有多个核。
2007-01-02 astro-ph
Two-dimensional Distributions and Column Densities of Gaseous Molecules in Protoplanetary Disks II
我们研究了年轻恒星周围星周盘中氘代分子物种的二维（R，Z）分布。圆盘中单氘分子和正常分子之间的丰度比（“D/H比”）的演变方式与分子云中的演变方式相似。分馏是由快速交换反应引起的，由于氘代和正常物质之间的能量差异，这些反应是放热的。在中平面区域，其中分子严重耗尽到晶粒表面上，气体分子的D/H比高于在较大的高度。NH_3、H_2O和HCO ~+垂直柱密度的D/H比对温度敏感，当R < 300 AU时，D/H比随径向距离的减小而显著减小。另一方面，CH_4和H_2CO的类似D/H比在我们所关心的温度范围内（T=10-50 K）对温度不太敏感，并且在R > 50 AU时不随R的减小而减小。D/H柱密度比也依赖于盘质量。在质量较大的圆盘中，氘代物质与正常物质的比率较高，因为颗粒上的分子消耗较重。在论文的第二部分，我们报告的分子柱密度的磁盘嵌入环境气体云。我们的研究结果表明，CN和HCO+可以示踪气体盘，特别是如果中心对象是一个强大的X射线源。我们的研究结果还表明，CN，C2 H，HCN，和H2 CO的径向分布可能会有所不同的磁盘取决于X射线光度的中心恒星。
2002-02-03 astro-ph
Nonlinear Outcome of Gravitational Instability in Cooling, Gaseous Disks
薄的开普勒吸积盘一般在大半径处变得引力不稳定。我调查的非线性结果，这种不稳定的冷磁盘使用剃刀薄，本地，数值模型。以恒定冷却时间t_c为特征的冷却驱动不稳定性。解析地证明了，如果圆盘能达到一个稳定状态，在该状态下，湍流耗散引起的加热与冷却平衡，则无量纲角动量通量密度α=（（9/4）γ（γ-1）Ωt_c）^{-1}。数值实验表明：（1）如果t_c \gtrsim = 3Ω^{-1}，则盘达到稳定的重力湍流状态，在这种状态下，由于湍流的耗散，\sim = 1和冷却被加热所平衡;（2）如果t_c \lesssim = 3Ω^{-1}，则盘碎裂，可能形成行星或恒星;（3）在稳定的重力湍流状态下，表面密度结构具有一个特征物理标度\sim 64 G Ω/Ω^2，它与计算域的大小无关。
2001-01-28 astro-ph
A forming disk at z~0.6: Collapse of a gaseous disk or major merger remnant?
[摘要]我们使用多波长测光和FLAMES/GIRAFFE 3D光谱成像，在z=0.6679处呈现并分析了J033241.88-274853.9的观测结果。J033241.88-274853.9是一个蓝色的年轻（约3.2亿年）恒星盘，嵌入在非常丰富的气体（fgas=73-82%，log（Mstellar/Mo）=9.45）和湍流相中，被发现在大空间尺度上旋转。我们发现了J033241.88-274853.9的两个不寻常的性质。(1)电离气体和年轻恒星的空间分布显示出强烈的去耦;虽然在南部几乎没有恒星可以检测到ACS/UDF图像的非常深的检测极限，但检测到[OII]电离气体的显著发射。(2)我们检测到过量的速度分散在南部的J033241.88-274853.9相比，从旋转盘模型的预期。我们考虑了两个磁盘形成的情况下，根据气相的几何形状。在第一个实验中，我们研究了J033241.88-274853.9是否可能是一个年轻的旋转盘，最近从一个预先存在的，非常富含气体的旋转盘坍塌。这种情况需要两个（未知的）额外的假设来解释恒星和气体分布之间的解耦以及同一区域中的速度色散。在第二种情况下，我们研究J033241.88-274853.9是否可能是两个富含气体的磁盘合并残留物。在这种情况下，观察到的气体和恒星分布之间的不对称性，以及过度的速度色散，找到一个共同的解释。在这个区域合并过程中产生的冲击可…
2008-11-24 astro-ph
Bars driven by the Cosmology in stellar-gaseous disks
我们提出了第一次尝试分析的增长的酒吧不稳定性的恒星气体磁盘演变在一个完全一致的宇宙学方案。我们探讨了宇宙学中的作用，在纯恒星盘不同的质量嵌入在宇宙学暗物质晕。我们通过分析不同气体组分和恒星形成开始的影响来深化这样的研究。我们发现，在所有这些情况下，恒星酒吧内产生的质量较小的磁盘，即，暗物质（DM）占主导地位的磁盘，仍然生活在红移为零，即使气体部分超过一半的磁盘质量。这样的酒吧是宇宙学的真正产物。然而，在质量最大的盘中，当恒星形成率关闭时，它们的气体百分比和中心气体浓度的下限都有一个阈值，可以摧毁棒。另一方面，在模拟与恒星形成的中心质量浓度的气体和新的恒星有一个温和的行动上的椭圆率的酒吧，但不能破坏它;在z=0的恒星酒吧的强度增强的恒星形成。即使我们的结果与经典的定性一致，即与宇宙学框架外导出的关于棒不稳定性的标准一致，同样的标准也不能用于DM主导的盘。
2008-09-23 astro-ph
A new criterion for Bar-Forming Instability in Rapidly Rotating Gaseous and Stellar Systems. II. Nonaxisymmetric Form
我们以前已经介绍了参数'阿尔法'作为一个指标的稳定性m=2非轴对称模式在旋转，自引力，轴对称，气体和恒星系统。这个参数可以写为总旋转动能、总重力势能的函数，以及系统的拓扑/连通性和几何形状的函数。在这里，我们扩展的稳定性准则的非轴对称平衡系统，如椭球和椭圆盘和圆柱。我们测试这种扩展的有效性，考虑预测以前出版的，气体和恒星，非轴对称模型。上述公式和临界值精确地解释了气体黎曼S型椭球（包括Jacobi和Dedekind椭球）和椭圆黎曼盘以及恒星椭圆弗里曼盘和圆柱中m=2模的稳定性：除了恒星椭圆弗里曼盘表现出相对较小的m=2动力学不稳定区域外，所有这些系统都是动力学稳定的。
1995-02-15 astro-ph
New 13CO observations towards the Keplerian gaseous disk around R Mon
我们提出了新的高角分辨率观测的13 CO 1-0旋转线对HBe星R Mon，获得与IRAM的布雷干涉仪，随着先前的结果，在观察到的过渡12 CO 1-0和2-1。我们使用了一个平盘模型来拟合12 CO 1-0和2-1，和13 CO 1-0排放，在一个带垂直于流出轴。该模型假定标准丰度（X（12 CO）= 8x 10 ^-5，X（13 CO）= 9 x10 ^-7）、径向位温和密度定律（T（K）= T0 r^-q，rho（cm^-3）= rho 0 r^-p）以及局部热力学平衡。13 CO和12 CO的辐射与一个倾斜角为20度的平盘在开普勒旋转中围绕恒星一致。气体盘的质量为0.014 Msun，外半径为1500 AU，内半径（1 AU）的温度为4500 K，温度和密度定律的指数值为q=0.62和p=1.3。这个新的13 CO观测使我们能够得出结论，围绕R Mon的圆盘是平坦的。我们的研究结果证实了以前的工作，提出了一个主要的平面几何在磁盘周围的早期Be星。
2007-02-16 astro-ph
Parker-Jeans Instability of Gaseous Disks Including the Effect of Cosmic Rays
本文用线性分析方法研究了宇宙射线（CR）对磁化自引力气体盘的Parker-Jeans不稳定性的影响。我们采用了一个平板平衡模型，其中重力（包括自重）垂直于中平面，磁场沿平板分布。CR被描述为流体，并且仅考虑沿磁场线的扩散。线性化的方程数值求解。系统易受Parker-Jeans不稳定性影响。一般来说，当CR扩散系数较小时（即，CR和等离子体之间的耦合更强）。如果CR压力较大，则系统也不太不稳定。这是对Jeans不稳定性和Parker不稳定性在气体压力较大（或温度较高）时较不稳定的事实的回忆。此外，对于大的CR扩散系数（或小的CR压力），平行于磁场的扰动比垂直于磁场的扰动更不稳定，影响不同方向扰动增长率的另一个控制因素是圆盘的厚度或圆盘上的外压强度.事实上，这是某些参数体系中的决定性因素。
2005-06-07 astro-ph
Gravitational Instabilities in Gaseous Protoplanetary Disks and Implications for Giant Planet Formation
原行星气盘在其演化的某个阶段可能会经历引力不稳定性（GI）。不稳定盘中的密度扰动在动态时间尺度上发展成螺旋臂，通过引力矩产生有效的角动量向外转移和质量向内转移。在一个冷却足够快的冷盘中，不稳定盘中的旋臂形成自引力团块。气体巨星原行星是否可以形成这样的磁盘不稳定性过程是主要的问题，解决这一审查。我们讨论了我们自己和其他人使用各种数值技术进行的广泛的计算，我们报告了一个大的多代码合作的初步结果。其他主题包括--GI的触发机制，磁盘加热和冷却，致密团块的轨道生存，固体与GI驱动的波和冲击的相互作用，以及GI促进核心吸积的混合方案。审查结束时，如何以及磁盘不稳定性和核心吸积票价在满足观测约束的讨论。
2006-03-08 astro-ph
Hot Gaseous Halos of Nearby Disk Galaxies
我回顾研究的热气体介质和周围的正常盘星系，包括银河系。这种介质代表了持久恒星形成所需的物质库，银河反馈的储存库（例如，恒星质量损失和超新星），以及星际和星系间介质之间的界面。近年来，X射线双星和活动星系核X射线吸收线的探测取得了重要进展。X射线吸收谱线光谱学，连同现有的X射线发射和远紫外\ovi吸收测量，现在允许第一次来表征银河系中热气体的全球空间，热和化学性质。这些结果通常与从与银河系相似的附近边缘星系的X射线成像推断的结果一致。观测到的扩散X射线发射/吸收气体并不明显超过$\sim 10$ kpc远离星系盘/凸起，除了在核星暴或非常大质量的星系。这种气体的X射线冷却速率通常远小于预期的超新星机械能输入。所以大部分的能量是“丢失”的。另一方面，银河系周围存在大尺度（$\gsim 10^2$ kpc）热气体晕以解释各种高速云的证据越来越多。星系际气体不断吸积到盘状星系上的理论论据也是令人信服的。我讨论了调和这些事实的可能解决方案。
2006-11-01 astro-ph
Structure of gaseous flows in semidetached binaries after mass transfer termination
本文给出了半独立双星质量转移终止后质量转移的三维数值模拟结果，并对剩余吸积盘的结构进行了研究。结果表明，在质量传递终止后，准椭圆形吸积盘变为圆形。研究还表明，质量传递的停止导致了吸积盘结构的变化：出现了螺旋激波的第二臂以及一个新的致密形成物（团块），后者以可变的速度穿过吸积盘。在耗散的作用下，斑点不会消失，而是在盘的整个寿命期间，通过与螺旋激波臂的相互作用而维持。我们还分析了盘的寿命对粘度值的依赖关系。对于典型的观测吸积盘的参数$α$（$α\sim0.01$）的值，发现剩余盘的寿命等于50个轨道周期。
2001-02-14 astro-ph
A two-arm gaseous spiral in the inner 200 pc of the early-type galaxy NGC 2974: signature of an inner bar
TIGER积分场光谱和HST/WFPC 2成像的E3星系NGC 2974被用来推导其中央500 pc的恒星和电离气体成分的运动学。我们推导出一个数值的两个积分分布函数的MGE质量模型使用HQ形式主义。TIGER以及已发表的长缝恒星运动学都很好地拟合了这个自洽模型，既不需要增加一个隐藏的盘结构的显着质量贡献，也不需要存在一个中央暗质量。数据显示，在半径约200秒差距内存在一个引人注目的、高度对比的双臂气态螺旋结构，对应于电离气体的总质量为6.8x10^4兆太阳。我们使用反卷积的TIGER数据立方体探测其运动学的分辨率约为0.35角秒。观察到强烈的偏离圆周运动，以及在臂内侧的高速度色散值。我们解释所观察到的气体形态和运动学的流动气体流的签名驱动的~540 pc直径的酒吧与Ome=700+/-100 km/s/kpc。密度波模型的预测有力地支持了这一假设。该模型预测，酒吧应位于约35度的节点线，并意味着气体流入中央约50 pc。由于这个酒吧的四极微扰估计代表不到2%的潜在的引力势。尽管它的弱点，NGC 2974的内部棒可能能够在10 pc半径内驱动一些气体。我们认为，这种内部酒吧的存在可能是更常见的早期型盘星系比一般认为，深高分辨率的发射线图像可能是最好的方式来检测这种结构。
2003-08-08 astro-ph
The dynamics of Jupiter and Saturn in the gaseous proto-planetary disk
我们研究了木星和土星之间的相互作用阻止II型迁移使这些行星更接近太阳的可能性。我们的工作扩展了Masset和Snellgrove（2001）的先前结果，通过探索更广泛的初始条件和盘参数，并通过使用新的流体动力学代码，正确地描述了盘的全局粘性演化。最初，两颗行星都向太阳迁移，土星的迁移速度往往更快。结果，它们最终锁定在平均运动共振中。如果这种情况发生在2：3共振中，共振运动特别稳定，行星在盘中打开的间隙可能会重叠。这导致两个行星的扭矩平衡发生剧烈变化，从而大大减缓了行星的向内迁移。如果间隙重叠是实质性的，行星迁移甚至可能停止或逆转。由于间隙的宽度取决于磁盘粘度和刻度高度，因此这种机制在低粘度、冷磁盘中特别有效。我们讨论了我们的结果与Tsiganis等人（2005）和Gomes等人（2005）采用的初始条件的兼容性，以解释当前巨行星的轨道结构和月球晚期重轰炸的起源。
2007-04-10 astro-ph
Rarefied Gaseous Disk Around Black Hole in the System of V4641 Sgr
本文介绍了在宁静状态下对黑洞双星和微类星体V4641 Sgr的测光CCD监测和光谱观测结果。在R波段的椭球光变曲线具有0.36 μ m的大振幅，表明有一个大质量天体围绕着一颗正常的B 9星运行。在黑洞下合前1小时用6米望远镜拍摄的光谱中，可见H α线红翼的吸收成分。它是由向正常恒星方向运动的气流形成的。暗示了这个星系中的掠食会合。最大流速为650 km/s。假设流是通过围绕黑洞的圆形开普勒轨道运动，则黑洞的质量被确定为M_{BH} =7.1- 9.5 Msun，这证实了Orosz等人的模型。
2002-09-27 astro-ph
The Parker Instability in a Thick Galactic Gaseous Disk: I. Linear Stability Analysis and Nonlinear Final Equilibria
本文对多分量磁化银盘模型进行了线性稳定性分析。圆盘模型使用观测到的太阳附近的气体密度和重力加速度的分层，在这个意义上，它可以被称为一个现实的模型。总气体压力的分布由这些观察到的分层定义，并假设气体盘是等温的。初始磁场平行于磁盘，与5 $μ$ G的中面值，其分层沿z轴是来自在等温大气中的磁流体静力平衡的条件。由此产生的等温声速是$\sim 8.4$ km s $^{-1}$，类似于距离中平面1.5 kpc内的主要气体成分的速度分散。热磁压比随着$[z]$的增加而减小，暖模型是Parker不稳定的。色散关系表明，增长最快的模式具有约3 kpc的波长，对称和反对称扰动，相应的增长时间尺度约为$3\times 10^7$年。最后的平衡阶段的结构也得到了，我们发现，中面反对称（MA）模式收集更多的气体在磁谷。由此产生的MA气体冷凝具有更大的密度，并且柱密度增强比初始阶段的值大约3倍。不稳定的波长和增长时间的多组分磁盘模型是大大大于薄磁盘模型，这些结果的影响进行了讨论。
1999-10-20 astro-ph
Detection of an inner gaseous component in a Herbig Be star accretion disk: Near- and mid-infrared spectro-interferometry and radiative transfer modeling of MWC 147
我们研究的几何形状和物理条件的内部（AU尺度）拱星区域周围的年轻赫比格恒星MWC 147使用长基线光谱干涉测量在近红外（近红外K波段，VLTI/琥珀观测和PTI存档数据）以及中红外（MIR N波段，VLTI/MIDI观测）。MWC 147的发射清晰可见，其特征物理尺寸约为1.5mm。1.3 AU和9 AU分别在2.2微米和11微米（高斯直径）。光谱分散的琥珀色和琥珀色的干涉图都显示出强烈的增加，在特征尺寸向更长的波长，更陡峭的比预测的分析磁盘模型假设幂律径向温度分布。我们模型的干涉数据和MWC 147的光谱能量分布与2-D，频率相关的辐射传输模拟。这个分析表明，球形信封或被动辐射开普勒磁盘（垂直或弯曲的膨胀的内缘）的模型可以很容易地适应SED，但预测比观察到的低得多的vibrations;由这样的模型预测的角度大小是2至4倍大于来自干涉数据的大小，所以这些模型可以清楚地被排除。然而，模型的开普勒光盘光学厚气体排放从一个活跃的气体盘（尘埃升华区内），产生一个很好的拟合的SED，并同时再现的绝对水平和光谱依赖的近红外和中红外光谱。我们的结论是，近红外连续发射MWC 147的吸积光度占主导地位的光学厚的内部气体盘出现，而MIR发射也包含来自外部的贡献，照射尘埃盘。
2007-11-30 astro-ph
Fragmentation of gravitationally unstable gaseous protoplanetary disks with radiative transfer
我们报告的结果的第一个三维SPH模拟的大质量，引力不稳定的原行星盘与辐射转移。我们采用了一个通量限制的扩散计划证明了高不透明度的大部分磁盘。盘的光学薄表面冷却为黑体。从托姆勒稳定的初始条件开始，圆盘的质量缓慢增长，直到它们变得稍微不稳定。我们发现，质量接近木星质量的引力束缚团块可以出现。碎片化似乎是由垂直对流运动驱动的，这种运动能够在10天文单位的时间尺度上将热量从盘中面输送到其表面，时间尺度仅为40年左右。在光学薄表面处的盘的较大或较小的冷却效率可以通过影响垂直温度分布（其决定对流是否可以发生）以及通过调节从光学薄区域朝向过密区域的吸积流来促进或抑制碎裂。我们还发现，碎片的机会增加了较高的平均分子量$μ$，因为压缩加热减少。在质量为$1 M_{\odot}$的恒星周围，只有具有$μ\ge 2.4$的圆盘，正如预期的那样，金属丰度与太阳相当或更高的气体，碎片。这表明，盘的不稳定性，如核心吸积，应该是更有效地形成气体巨星在更高的气体金属丰度，符合观察到的相关性之间的金属丰度的行星托管恒星和行星的频率
2006-06-15 astro-ph
A Keplerian gaseous disk around the B0 star R Mon
本文报道了大质量Herbig Be星RMon（M~8 Msun）周围星周盘在2.7mm和1.3mm连续谱线上的高角分辨率观测，以及CO 1->0和2->1转动谱线。基于新的1.3毫米连续图像，我们估计盘质量（气体+尘埃）为0.007 Msun，外半径<150 AU。我们的CO图像与开普勒旋转气体盘围绕这颗恒星的存在是一致的。据我们所知，这是迄今为止报道的大质量恒星周围存在开普勒盘的最明确证据。这个盘的质量和物理特性类似于那些更进化的金牛T星，并表明在大质量恒星周围的星周盘的演化和分散的时间尺度较短，这些恒星在恒星变得可见之前就失去了大部分质量。
2006-08-18 astro-ph gr-qc
Double Bars in Disk Galaxies: Dynamical Decoupling of Non-Self-Gravitating Gaseous Bars
我们发现棒星系中的核环可能受到一种新的非自引力动力学不稳定性的影响。这种不稳定性导致了气态分子棒的形成，其速度比主恒星棒的速度慢得多。这种核棒与潜在引力势的惊人解耦是由气体粘度触发的，但不是由气体粘度驱动的。我们发现，低粘度系统可以花相当长的一段时间在一个完全解耦的状态，与核酒吧慢慢翻滚的引力场的主酒吧。较高粘度的体系形成核棒，核棒围绕主棒振动。核棒的形状，即，其偏心率与杆之间的角度密切相关。我们还发现，这种去耦，部分或全部，最有可能将与恒星形成的爆发和气体流入整个内（Lindblad）共振区朝向较小的半径。
2001-03-31 astro-ph
Baryonic Collapse within Dark Matter Halos and the Formation of Gaseous Galactic Disks
本文构建了一个分析框架，计算星系盘组装的气体坍缩内的暗物质晕，以确定表面密度分布的目标。气体包（重子）穿过暗物质晕的势落在接近弹道的、零能量的轨道上，并聚集在一个旋转的圆盘上。暗物质晕有一个几乎普遍的形式，正如以前通过数值模拟确定的那样。首先进行了计算的各种崩溃前的质量分布和旋转配置文件，包括多方球流体静力平衡的晕势。由此产生的磁盘表面密度分布几乎幂律的形式，具有明确的边缘。这种理想化的情况下，一般包括非球形的起始状态和多吸积事件（由于气体被添加到晕通过合并事件）。后者的复杂性进行了详细的探讨，并认为一个对数正态分布的角动量的预塌缩状态。如果这种分布是宽的，那么复合材料的表面密度接近一个普遍的幂律形式，独立于组成轮廓的形状。当角动量分布具有中等宽度时，复合表面密度达到接近指数的形式，与观测到的星系轮廓大致一致。
2006-09-12 astro-ph
Dynamics of the giant planets of the solar system in the gaseous proto-planetary disk and relationship to the current orbital architecture
我们研究了太阳系4颗巨行星在气盘中的轨道演化。我们的研究扩展了Masset和Snellgrove（2001）以及Morbidelli和Crida（2007，MC 07）之前的工作，这些工作重点关注木星-土星系统的动力学。我们发现的唯一能达到稳定状态的系统是那些行星被锁定在四重平均运动共振中的系统（即每个行星都与它的邻居共振）。我们总共发现了6个这样的配置。对于在MC 07中发现的气盘参数，这些配置的特征在于可忽略的迁移率。在气体消失后，在没有微行星的情况下，这六种配置中只有两种（最不紧凑的配置）在数亿年或更长的时间内是稳定的。其他人在几个小时内变得不稳定。我们的初步模拟表明，当一个小行星盘被添加到最外层行星的轨道之外时，行星可以从这些配置中最稳定的位置演变到它们当前的轨道，其方式与Tsiganis等人（2005）描述的方式在性质上类似。
2007-07-17 astro-ph
Environmental Effects on Gaseous Disks of the Virgo Spiral Galaxies
我们发现高分子分数（$f_{\rm mol}$ ;分子与总气体表面密度的比率）在三个室女座螺旋星系，尽管他们的总气柱密度低，基于$^{12}$ CO $(J=1-0)$观测与Nobeyama 45米望远镜配备了多光束接收器，熊。我们认为这是环境影响的结果。结合CO数据和HI数据，总气体面密度（HI + H $_2$）与$f_{\rm mol}$之间的关系表明，靠近星系团中心的三个星系的$f_{\rm mol}$值大于场星系的预期值，而其他星系的$f_{\rm mol}$值正常。大的$f_{\rm mol}$被解释为是由于有效的HI气体汽提（即使在内部盘中），或由于高ICM压力和/或冲压压力引起的大ISM压力，尽管不能排除异常高金属丰度的可能性。
2006-10-27 astro-ph
Chandra Detection of a Hot Gaseous Corona Around the Edge-on Galaxy NGC 4631
我们提出了一个钱德拉X射线观测显示，明确的第一次，存在一个巨大的弥漫X射线发射日冕周围的边缘盘星系NGC 4631。这个日冕的特征热温度为2-7 \times 10 ^6 K，延伸到距离银道面8千秒差距的地方。X射线的形态类似于星系的射电晕，表明从银盘流出的热气、宇宙射线和磁场之间有着密切的联系。增强的漫射X射线发射显然被从星系中心盘中发出的大量Hα发射环所包围，这在与我们的哈勃太空望远镜深空成像的比较中是显而易见的。
2001-05-30 astro-ph
Disk Galaxies and Galaxy Disks
由梵蒂冈天文台主办的银河系和圆盘星系会议于2000年6月12日至16日在罗马的宗座格里高利大学举行。会议接待了来自30个国家的约230名与会者。非常完整的计划包括29篇评论论文，34个邀请演讲和180多张海报。会议讨论了关于有盘星系的结构、形成和演化的专题。特别关注的是银河系的恒星和气体盘，星系盘的全球特征，它们的结构，形态和动力学，气体成分，恒星形成和化学演化，相互作用，吸积，合并和星爆，暗物质和发光物质，标度律的建立，以及从理论和观测的角度研究盘星系的形成和演化。
2000-07-28 astro-ph
Gaseous Haloes: Linking Galaxies to the IGM
近年来，越来越多的证据表明，附近的螺旋星系被大量中性和电离气体晕所包围。这些气体晕的旋转速度比盘慢，并显示流入运动。它们显然类似于银河系的高速云。我们表明，这些晕不能产生的星系喷泉过程（超新星从磁盘流出）的喷泉气体保存其角动量。使这种气体与预先存在的热电晕相互作用并不能解决问题。这些结果表明，需要从IGM大量吸积低角动量物质。
2007-01-15 astro-ph
The Parker Instability in a Thick Gaseous Disk II: Numerical Simulations in 2D
我们提出了二维，理想的MHD数值模拟的帕克不稳定性的多组分暖盘模型。计算使用两种具有不同算法的数值代码TVD和ZEUS-3D进行。用两个程序进行的数值实验的结果非常相似，并证实了Kim等人（2000）对波动模的线性分析的结果：最不稳定的波长约为3 kpc，其增长时间尺度在3000万年至5000万年之间（增长率对数值网格上边界的位置敏感）。因此，这个多组分盘模型的时间和长度尺度比薄盘模型的时间和长度尺度大得多。我们使用三种不同类型的扰动，随机的，对称的，反对称的，触发的不稳定性。反对称模式是占主导地位的，并确定了最小的时间为非线性政权的发病。不稳定性产生致密凝聚，并且在反对称情况下，最终峰值柱密度值（也由Kim等人（2000）推导出）比其初始值大约大3倍。这些波长和密度增强因子表明，不稳定性本身不可能是一般星际介质中巨分子云的主要形成机制。简要讨论了不稳定性在沿旋臂形成大尺度波纹中的作用。
2000-07-04 astro-ph
Ram-Pressure Stripping of Gas from Companions and Accretion onto a Spiral Galaxy: A Gaseous Merger
我们模拟了伴星系中星际气体云在与旋涡星系晕和盘的气体动力学相互作用过程中的行为。在冲压压力下，气体云从伴星上剥离，并吸积到螺旋星系的盘面上。如果伴星的轨道相对于螺旋星系的旋转是逆行的，则下沉的云会撞击到核区域。角动量的转移导致内部气体盘的破裂，并在凸起中形成星际气体的空隙。如果伴星的轨道是偏北或极地，下落的云会被外盘吸积，形成一个旋转的气体环。我们表明，冲压压力剥离和吸积是一种方式，从同伴的气体丰富的较大的星系，这导致处理星际气体从同伴和有效地改变其星系类型到早期（红）。在星系合并过程中，星际气体在星体合并之前被剥离和吸积，这一过程是一个重要的过程。在模拟的基础上，讨论了M31系统中星际气体的可能历史，该系统包括M32、NGC205和可能的合并星系。冲压压力剥离解释了矮椭圆伴星M32中演化恒星损失的质量的处置。
1993-09-29 astro-ph
SAURON Observations of Disks in Spheroids
全景积分场摄谱仪SAURON目前正被用于绘制大量早期星系和星系球的恒星运动学、气体运动学和恒星星族。在这里，我们描述了SAURON观测的冷恒星盘嵌入在球状体（NGC3384，NGC4459，NGC4526），我们说明了运动学和电离状态的大规模气体盘（NGC4278，NGC7742），我们显示了初步的比较SAURON数据与棒星系N体模拟（NGC3623）。
2002-04-03 astro-ph
Remnant of a "Wet" Merger: NGC 34 and Its Young Massive Clusters, Young Stellar Disk, and Strong Gaseous Outflow
本文介绍了新的图像和光谱的NGC 34（Mrk 938）获得的杜邦2.5米和巴德6.5米望远镜在拉斯坎帕纳斯，加上测光的HST档案V图像。这个Mv = -21.6的星系通常被归类为塞弗特2，但最近公布的红外光谱显示有一个占主导地位的中央星暴。我们发现，该星系的特点是一个单一的核，一个主要的球体包含一个蓝色的中央磁盘，和潮汐尾巴指示两个前盘星系。这些星系似乎已经完成了合并。残留物显示出三个清晰的光学信号，表明合并是富含气体的（“湿”），并伴随着星爆：（1）它运动着一个丰富的年轻星团系统，其中87个绝对星等为-10.0 > Mv >-15.4。有5个星团的光谱可用，年龄在0.1-1.0 Gyr之间，光度质量在2x10^6 - 2x10^7 Msun之间，是受引力束缚的年轻球状星团。(2)蓝色的中央圆盘看起来很年轻。它是指数型的，可以追溯到>10 kpc的半径，并且具有平滑的结构和颜色，表明一个占主导地位的，约4亿年前的星爆后种群。（3）NGC 34的中心驱动着冷中性气体的强烈外流，如宽的蓝移Na I D线所示。这种气体的平均流出速度为-620 km/s，而最大速度达到-1050 km/s。我们认为NGC 34起源于两个最近合并的富含气体的盘状星系，估计质量比在1/3和2/3之间。这个残骸似乎首先经历了一次星系范围的恒星爆发，然后缩小到目前的中心和模糊状态。最后是强烈的气体外流。（节录）
2007-02-23 astro-ph
The supermassive black hole of M87 and the kinematics of its associated gaseous disk
我们已经在三个不同的位置获得了M87环核区域的长缝观测，空间采样为0.028”，使用HST上的微弱物体照相机f/48摄谱仪。这些数据使我们能够确定[OII]3727中电离气体盘内部~1”的旋转曲线，距离动态中心接近0.07”（~ 5 pc），从而显着提高了空间分辨率和以前FOS观测的覆盖范围。我们已经模拟了气体的运动学的假设下，同时存在一个中心黑洞和一个扩展的中心质量分布，考虑到仪器PSF的影响，本征光度分布的线，和有限大小的狭缝。我们发现，中心质量必须集中在一个最大半径为0.05”（~3.5pc）的球体内，并表明观测到的旋转曲线和线轮廓与开普勒运动的薄圆盘一致。我们的结论是，对观测到的运动最可能的解释是存在一个超大质量黑洞，并推导出其质量的值为M_{BH} =（3.2+/-0.9）10^9 M_{sun}。
1997-06-25 astro-ph
Effects of a Supermassive Black Hole Binary on a Nuclear Gas Disk
利用三维Tree+SPH方法研究了银心超大质量黑洞（SMBH）双星对核气盘中气体动力学和恒星形成活动的影响.由于SMBH的轨道运动，气体运动和SMBH双星运动之间存在各种共振。我们已经表明，这些共振创建一些特征结构的气体在核气体盘，例如，气体细长或细丝结构，形成的气体螺旋臂，和小气体盘周围SMBH。在这些气体稠密的区域，活跃的恒星形成被诱导。因此，在核区内形成了许多恒星爆发区。
2006-06-08 astro-ph
Eccentricity Evolution for Planets in Gaseous Disks
我们调查的假设，一个巨大的行星和磁盘之间的相互作用，它的形式促进离心率增长。这些相互作用集中在离散Lindblad和共转共振。如果行星的质量足够大，在林德布拉德主共振处的相互作用会导致行星的轨道迁移，并在圆盘中打开一个缺口。一阶林德布拉德共振和共转共振改变了行星的轨道偏心率。偏心率由位于行星同转相反一侧的外部林德布拉德共振的相互作用激发，并由与行星轨道重叠的共轨林德布拉德共振阻尼。如果行星清除了圆盘中的间隙，那么由共轨林德布拉德共振引起的偏心阻尼率就会降低。与间隙相关的密度梯度激活偏心阻尼共转共振的速率，最初略超过偏心激励外部Lindblad共振。但是，共转力矩驱动质量通量，这减小了共振附近的密度梯度。共转共振的充分部分饱和可以使平衡倾向于偏心激励。需要一个百分之几的最小初始偏心率来克服粘性扩散，粘性扩散通过重建大尺度密度梯度来消除共转共振。因此，偏心增长是一种有限振幅不稳定性。形式上，拱点共振（一种特殊的共轨Lindblad共振）的相互作用似乎比外部Lindblad共振更快地抑制偏心率。然而，拱点波具有很长的波长，它们不能在原行星盘中传播。这将由拱点共振引起的偏心阻尼降低到适度水平。
2002-02-25 astro-ph
Circumnuclear Keplerian Disks in Galaxies
在本文中，我们证明了使用光学地面望远镜适当装备的开普勒气体磁盘推断存在的可能性。我们已经模拟了特殊的二维形状的发射线在一个样本中的5个S 0-Sa星系由于运动的气体盘旋转的组合潜力的中心点状质量和扩展的恒星盘。样本中的四个星系（NGC 2179、NGC 4343、NGC 4435和NGC 4459）的中心质量浓度估计值约为10^9 M太阳能。对于剩下的星系NGC 5064，估计上限为5*10^7太阳能。
1998-09-02 astro-ph
Neutral Hydrogen (21 cm) Absorption in Seyfert Galaxies: Evidence for Free-free Absorption and Sub-kiloparsec Gaseous Disks
活跃星系被认为是既有燃料，又被从宿主星系移走的中性气体所遮蔽，这些中性气体被漏斗状地注入中央的吸积盘。我们对Seyfert核和星暴核的21 cm吸收进行了VLA成像调查，以研究近核环境中的中性气体。除了NGC 4151，吸收气体的痕迹是100 pc尺度，旋转盘与外星系盘对齐。相对于非活跃螺旋中的核盘，这些盘似乎富含原子气体。我们没有发现中性氢快速流入或流出的强有力证据，但我们对质量下落速率的限制与塞弗特核所需的一致。在这里调查的星系中，中性氢吸收仅在NGC 4151中追踪到秒差距尺度的气体。基于吸收线的运动学，盘对称轴似乎与射电喷流轴而不是外星系轴对齐。最令人惊讶的结果是，我们没有检测到21厘米的吸收对隐藏的Seyfert 1核Mrk 3，Mrk 348和NGC 1068的中央射电源。此外，21厘米的吸收通常被观察到向扩展的射电喷流结构，但似乎避免中央，紧凑的射电源在塞弗特核。为了解释这些结果，我们提出，朝向核的21 cm吸收被自由-自由吸收、激发效应（即，增强的自旋温度），或在遮蔽气体中的快速运动。具有讽刺意味的是，这些效应的含义是，遮蔽盘必须很小，通常不大于几十秒差距。
1999-05-20 astro-ph
QSO Absorption Lines, Gaseous Infall and Star Formation
我们调查的影响，最近的观测进展，在研究宇宙的气体含量对我们的知识的盘状星系的恒星形成历史。几个当代的调查表明，大量的气体没有被吸引或被吸引得很弱，在后来的时代（$z\le 1$）被束缚在星系中。
2000-10-12 astro-ph
Two more disk galaxies with global gas counterrotation
我们报道了在早型盘星系NGC 2551和NGC 5631中发现的扩展的反向旋转气体盘。为了找到它们，我们进行了复杂的光谱观测，包括星系中心部分的积分场光谱和探测外部部分的长缝深光谱。视线的速度场已建成和比较的光度结构的星系。结果，我们发现了全尺寸的反向旋转气体盘，一个与NGC 2551的恒星盘共面，另一个倾斜于NGC 5631的主恒星盘。我们认为，我们观察到的早期阶段的小合并事件，这可能是两个不同的阶段的透镜状星系形成的过程中，在相当稀疏的环境。
2008-12-23 astro-ph
The search for inner polar disks with integral field spectroscopy: the case of NGC 2855 and NGC 7049
在盘状星系的内部区域经常观察到非圆形和离面的气体运动。我们用积分场光谱测量了NGC 2855和NGC 7049电离气体的表面亮度分布和运动学。这两个早期类型的旋涡星系被选中可能举办一个运动学解耦的气体成分在正交旋转相对于星系盘。我们已经模拟了电离气体的运动学和分布的两个星系假设的气体成分分布在两个正交旋转的磁盘或在一个单一的和强烈翘曲的磁盘。在这两个星系的内部气体的速度场和分布是一致的存在一个内极盘。在NGC 2855中，它对应于主盘的最里面和强烈扭曲的部分。在NGC 7049中，它是一个中心的、几何上解耦的圆盘，嵌套在主圆盘中。
2007-01-11 astro-ph
A Bar Signature and Central Disk in the Gaseous and Stellar Velocity Fields of NGC5448
分析了早型（Sa）棒旋星系NGC5448内部kpc的SAURON运动学图。观测到的发射线气体的形态和运动学是不规则的和扰动的，表明明显偏离圆周运动。恒星的运动学更加规则，并显示出嵌入大尺度旋转结构中的小型内部盘状系统。我们专注于[OIII]气体，并使用谐波分解形式主义来分析气体的速度场。观测数据的高次谐波项和主要运动学特征与解析构造的简单杆模型一致。使用线性理论，考虑m=2的扰动模式，并与通过成像检测到的大尺度酒吧的酒吧参数是一致的酒吧模型。我们还研究了光学和近红外图像，以揭示NGC5448的不对称消光，我们认识到，数据和分析棒模型之间的一些偏差可能是由于这些复杂的尘埃特征。我们的研究说明了如何谐波分解形式主义可以被用来作为一个强大的工具来量化所观察到的气体速度场的非圆运动。
2005-09-21 astro-ph
Gaseous Flows in Galaxies
气体成分在旋涡星系的动力学中起着重要的作用，因为它具有耗散性，并且能够与盘中的恒星交换角动量。由于它的速度分散小，它触发重力不稳定性，相应的非轴对称模式产生重力力矩，介导这些角动量交换。当整个圆盘上以相同的斑图速度发展出一个强条斑图时，只有在共旋内部的气体才能向中心流动。但是，在气体存在的情况下，强棒的寿命并不长，并且多速螺旋模式可以在棒阶段之间发展，并帮助星系吸积从宇宙细丝流动的外部气体。然后，这些气体间歇性地被驱动到星系中心，形成核星爆，并为活跃的核提供燃料。描述了这些气体流动的各种时间尺度。
2007-09-02 astro-ph
SPH Simulations of Galactic Gaseous Disk with Bar: Distribution and Kinematic Structure of Molecular Clouds toward the Galactic Center
我们已经进行了光滑粒子流体动力学（SPH）模拟研究的分子云在银河系的磁盘旋转酒吧和随后的演变在银河系中心（GC）地区的响应。在我们的模型中，银河系势由三个轴对称分量（大质量晕，指数盘，致密凸起）和一个非轴对称杆贡献。假设这些分量在与杆共转的框架中在时间上是不变的。一些值得注意的特征，如一个椭圆形的外环，旋臂，气体耗尽区，和一个中心浓度已开发由于酒吧的影响。旋转杆诱导SPH粒子的非圆运动，但流体动力学碰撞倾向于抑制速度的随机分量。SPH粒子的速度场与HCN（1-0）跃迁中观察到的分子云的运动学一致，这些云被认为是非常致密的云。然而，由CO追踪的云的l-v图与我们的SPH模拟的l-v图有很大的不同，更类似于使用无碰撞粒子的模拟。碰撞粒子和无碰撞粒子的混合物的$l-v$图更好地再现了在CO线上观察到的GC云的运动学结构。HCN云的运动学可以被SPH粒子再现，这表明GC中的致密云是通过旋转棒引起的云碰撞形成的。
1998-10-02 astro-ph
