Mass Supply to Galactic Center due to Nested Bars in the Galaxy
本文通过数值模拟研究了银河系中嵌套棒的快速物质供应过程。我们模拟了整个星系盘中的气体流动，其中嵌套的酒吧，这是外酒吧和内酒吧，特别是在银河系中心区域的高空间分辨率。我们假设两种情况下的内部酒吧的大小，这是一个较小的一个和一个大于200 pc的气体环的半径，这是对应于中心分子区。从我们的数值计算结果，在大尺寸杆的情况下，内杆与大伸长率诱导足够的质量流入和破坏200 pc的气体环。另一方面，在小尺寸杆的情况下，具有大延伸率的内杆引起大质量流入，并且不破坏200 pc的气环。这种质量流入是由内杆激发的直激波引起的。在这种情况下，形成半径约为15 pc的核气体盘。核气体盘是自引力不稳定的，我们预计在核气体盘中的强潮汐力下会形成致密的星团。我们讨论了原子核气盘的演化。
2008-10-07 astro-ph
The life-time of galactic bars: central mass concentrations and gravity torques
富含气体的螺旋星系中的棒是短命的。它们通过重力力矩驱动气体流入，同时自我调节它们的强度。它们的坚固性一直是争论的主题，因为人们认为只有由此产生的中心质量浓度（CMC）才能削弱棒，只有相对罕见的大质量CMC才能完全摧毁它们。通过包括气体动力学在内的数值模拟，我们发现在正常旋涡星系的气体参数下，CMC不足以完全溶解棒。但是另一个被忽视的机制，角动量从下落的气体转移到恒星棒，也可以强烈削弱棒。此外，我们表明，重力扭矩是正确的再现模拟，并得出结论，酒吧是瞬态功能，与典型的Sb-Sc星系的寿命为1-2 Gyr，因为CMC和重力扭矩的综合影响，而大多数现有的工作集中在CMC的影响。
2005-09-06 astro-ph
ESTABLISHING THE CONNECTION BETWEEN PEANUT-SHAPED BULGES AND GALACTIC BARS
有人认为，在一些边缘盘星系中看到的花生状凸起是由于中心棒的存在。虽然酒吧不能检测光度边缘上的星系，我们表明，禁止潜力产生一个强大的运动学签名的形式双峰线的视线速度分布与特征的“8”字变化与半径。我们获得了两个具有花生状凸起的边向星系（NGC~5746和NGC~5965）的光谱观测结果，它们在气体（发射线）和恒星（吸收线）分量中都精确地揭示了这种视速度分布。这些观测结果提供了强有力的观测证据，表明花生状凸起是沙洲形成的副产品。
1995-01-31 astro-ph
Building Galactic Disks in Triaxial Dark Matter Halos
本文通过数值模拟的方法回顾了近年来我们在三轴暗物质晕盘形成和演化方面的工作，包括恒星形成和恒星演化的反馈。生长盘强烈地受DM晕形状的影响，并反过来修改它们。盘的参数与局域宇宙中的参数大体一致。富含气体的恒星棒与盘一起生长，促进了系统中的角动量重新分配和径向气体流入。嵌套的条形图似乎是作为副产品形成的。各种非轴对称的组件-酒吧，磁盘和晕之间的相互作用，导致酒吧的衰减或冲洗出内晕的椭圆率。
2006-10-24 astro-ph
The Visibility of Galactic Bars and Spiral Structure At High Redshifts
我们调查的可见性银河酒吧和螺旋结构在遥远的宇宙人工红移101 B波段CCD图像的本地螺旋星系从俄亥俄州立大学明亮的螺旋星系调查。我们的人工红移图像对应于哈勃太空望远镜I波段观测z=0.7的本地星系样本，积分时间与非常深的北部哈勃深场数据和浅得多的侧翼场观测相匹配。银河棒的预期可见性以两种方式进行探索：（1）使用传统的视觉分类，（2）通过绘制“哈勃空间”中星系分布的变化形状，这是一种对星系结构的定量双参数描述，它紧密地映射到哈勃的原始音叉上。这两项分析都表明，超过2/3的强阻挡发光局部螺旋（即在第三参考星表中被归类为SB的物体）在哈勃深场数据中的z=0.7时仍然被归类为强阻挡。在相同的条件下，大多数弱棒旋（在第三参考星表中被归类为SAB）将被归类为规则旋。螺旋结构的可见性是通过比较人工红移样品的光度分类与修订的Shapley Ames星表中相应的光度分类来进行视觉评估的。我们发现，对于与哈勃深场螺旋结构相似的曝光时间，在z=0.7的大多数发光低倾角螺旋星系中应该可以检测到它。[删节]
2002-02-25 astro-ph
Variation of Galactic Bar Length with Amplitude and Density as Evidence for Bar Growth over a Hubble Time
20个棒星系的K_s波段图像表明，m=2傅立叶分量的峰值振幅随该峰值处的R_25归一化半径的增大而增大。这意味着较长的条具有较高的$m=2$振幅。长柱也与圆盘中心部分的密度增加有关，这是通过0.25R_25内的光度除以该半径的立方来测量的。由于密度更大的星系演化得更快，这些相关性表明，在哈勃时间内，棒的长度和振幅都在增长，其中最快的演化发生在密度更大的星系中。除了三个样本外，其他所有样本都有早期类型的扁棒;相关量和哈勃类型之间没有明显的相关性。
2007-11-20 astro-ph
The Morphology of Collisionless Galactic Rings Exterior to Evolving Bars
早期型螺旋星系的外环的形态相比，最初在近圆形轨道的无质量碰撞粒子的整合。粒子受到四极引力势的扰动，而四极引力势对应于一个不断增长和长期演化的杆。我们发现，外环与R1 R2形态和伪环的模拟表现出，即使他们缺乏气体耗散。具有较强条的模拟比具有较弱条的模拟更早且更快地形成伪环。我们发现，如果棒的图形速度增加~ 8%以上，棒的强度增加（>~ 140%），或者棒太强（Q_T>0.3），则垂直于棒的R1环是脆弱的，在几个棒旋转周期后就溶解了。如果棒在形成后减慢，则伪环形态持续存在，并且由于共振捕获，垂直于棒的R2环被填充。R2环保持与杆不对准，并且随着杆减慢而增加椭圆度。R2环变成扇形，如果棒慢下来超过3.5%，就不像任何环状星系，这表明棒在慢下来这么多之前强度就下降了。我们比较我们的模拟形态的B-波段图像的9个环状星系从俄亥俄州立大学明亮的螺旋星系调查，我们发现一个合理的匹配形态R1 R2的伪环看到在几个酒吧旋转期间的酒吧形成。先前解释的耗散模型的一些功能可能是由于瞬态结构与最近酒吧的增长和演变。
2008-08-13 astro-ph
Induced Nested Galactic Bars Inside Assembling Dark Matter Halos
通过跟踪孤立的暗物质（DM）和重子密度微扰的发展，研究了盘星系中嵌套棒系统的形成和演化。在三轴DM晕的组装和反馈的磁盘中形成的恒星演化占超新星和OB恒星风。专注于一个有代表性的模型，我们显示了一个椭圆形的磁盘和第一代的嵌套酒吧与特征子KPC和几个KPC的大小的形成。该系统通过连续的动力学耦合和扩散而演化，迫使气体向内并稳定在共振耦合状态。流入率可以支持中央kpc内广泛的活动，从类星体到塞弗特类型，辅之以作为副产品的蓬勃的恒星形成。最初的酒吧形成触发的潮汐扭矩从三轴DM晕，这是作为一个有限的扰动。这第一代的酒吧不生存超过4- 5 Gyr：到那时，二级酒吧已经完全溶解，而主要的一个已经非常显着削弱，减少到一个脂肪椭圆形。这种演变在很大程度上是由于多个非轴对称组件的相互作用引入的混沌。
2007-06-26 astro-ph
Morphology of the 12-micron Seyfert Galaxies: I. Hubble Types, Axial Ratios, Bars, and Rings
我们比较了891个星系在扩展的12微米样品（E12 GS）的形态特征，并评估了12微米选择标准对星系性质的影响。E12 GS中的正常螺旋与其他正常螺旋具有相同的轴比、形态类型、棒状和环状部分。HII/星暴星系有更高的酒吧的发病率，超过两倍的“特殊”形态的正常率，这两者都是由于相对较新的扰动。具有活动核的星系（AGN：Seyfert和LINER）与正常的螺旋星系有相同的条纹发生率，但比正常星系或星暴更经常显示环。LINER星系的内环比率较高，而塞弗特星系的外环比率是正常星系的数倍。棒和环的不同形成时间表明了对这些差异的解释。条纹形成得相对较快，表明物质最近正在被输送（通过角动量的重新分布）到星系的中心，在那里很可能引发短路（例如，$\lesssim 10^8$ yrs）爆发恒星形成。外环可能由类似的扰动产生，但需要更多的时间形成，而内环在更短的时间内形成，更类似于酒吧。因此，在相互作用或不稳定性触发气体的注入之后，星系在最早的阶段很可能在其中心显示出增强的恒星形成，而稍后它更有可能显示出LINER活动，更晚的时候可能是一个Seyfert。
1999-01-29 astro-ph
Angular momentum redistribution and the evolution and morphology of bars
角动量交换是棒星系演化的驱动过程。棒区域中共振的材料失去角动量，该角动量由外盘和/或晕中共振的材料获得。由于失去角动量，杆变得更强，速度也变慢。这一演变方案得到了分析计算和$N$ -体模拟的支持。棒的形态也取决于交换的角动量的量。
2003-02-25 astro-ph
Structure Formation Inside Triaxial Dark Matter Halos: Galactic Disks, Bulges and Bars
我们调查的形成和演化的星系盘沉浸在组装活DM晕。盘/晕成分是从宇宙学初始条件演化而来的，代表了孤立密度扰动的坍缩。重子包括气体（参与恒星形成[SF]）和恒星。从恒星能量释放到ISM的反馈已经实现。我们发现：（1）三轴晕图翻滚的增长是不显著的，角动量（J）被引入到内循环中;（2）盘的密度响应与DM异相，从而稀释了内晕的平坦性，并洗去了它的长轴性;（3）即使在考虑反馈的模型中，总J也几乎是守恒的;（4）DM的比J几乎不变，而重子的比J则逐渐减小：（5）盘形成的早期阶段类似于猫摇篮--一个通过径向弦模式提供燃料的小的无定形盘：（6）当SF率降到~5 Mo/yr以下时，盘中最初膨胀的气体组分变薄;（7）大约40%-60%的重子留在SF区之外，（8）转动曲线是平坦的，说明了所观察到的盘/晕贡献，（9）得到了一个从膨胀到无膨胀的盘的范围，较低的SF密度阈值导致了更小、更厚的盘;气体中的引力软化对星系演化的各个方面都有实质性的影响，并模拟了ISM中的许多内在过程：（10）模型的特征是广泛的棒形成活动;（11）响应于沿着主杆的气体流入而形成动态耦合和解耦的核杆。
2007-09-28 astro-ph
A Unified Picture of Disk Galaxies where Bars, Spirals and Warps Result from the Same Fundamental Causes
棒和旋臂对盘星系光学部分的动力学和暗物质的分布起着重要的制约作用。与气体耗散性质相关的动力学及其转化为恒星提供了线索，即螺旋星系是由耗散驱动的，相对于星系平面的动力学，这种耗散接近于\textit{marginal stability}状态。在这里，我们提出的数值证据表明，翘曲起着类似的作用，但在横向方向。N体模拟表明，典型的星系盘也是边缘稳定的弯曲不稳定性，导致典型的观察到的翘曲。因此，星系外盘中经常出现的扭曲和不对称，就像内盘中的条形一样，对暗物质产生了新的约束，但这次是在外盘中。如果盘相对于弯曲不稳定性是边缘稳定的，我们的模型表明HI盘内的质量必须是检测到的HI和恒星的倍数，即，磁盘必须比看到的更重。但是模型并不排除一个传统的厚晕，其质量在HI盘半径内与盘的总质量相似。
2004-06-25 astro-ph
Circumnuclear Dust in Nearby Active and Inactive Galaxies. II. Bars, Nuclear Spirals, and the Fueling of Active Galactic Nuclei
（摘要）我们提出了一个详细的研究环核尘埃形态，宿主星系的性质，在附近的星系和核活动之间的关系。我们使用我们的样本123附近的星系与可见光-近红外彩色图从哈勃太空望远镜创建匹配良好，“配对”样本28活跃和28不活跃的星系，以及19条和19 unbarred星系，具有相同的宿主星系属性。对比有棒星系和无棒星系，我们发现只有在有大尺度棒的星系中才能发现宏伟的核尘螺旋。相比之下，紧密缠绕的核尘埃螺旋显示出强烈的倾向，以避免星系与大尺度的酒吧。活动星系核和非活动星系核的比较表明，核尘埃螺旋，这可能是在ISM跟踪冲击和角动量耗散，发生在活跃和不活跃的星系具有可比的频率。活动星系和非活动星系之间的唯一区别是，一些非活动星系在其环核区域似乎完全缺乏尘埃结构，而活动星系核中没有一个缺乏这种结构。活动星系和非活动星系中核螺旋的频率相当，结合先前的工作，发现在匹配良好的活动星系和非活动星系之间的棒或相互作用的频率没有显着差异，这表明在距离星系核大于~100 pc半径的空间尺度上，没有普遍的低光度AGN燃料机制。相反，相似性表明，核活动的寿命小于这些空间尺度的特征流入时间。这个流入时间的数量级估计是动态时间尺度。这为核活动的一个单独事件的寿命设定了数百万年的上限。
2002-12-17 astro-ph
Bulges or Bars from Secular Evolution?
我们使用高分辨率的无碰撞$N$体模拟来研究长期的磁盘星系的演化，特别是遭受酒吧，也许酒吧屈曲不稳定的磁盘的最终属性。虽然我们发现，酒吧没有被破坏的屈曲不稳定性，当我们分解的径向密度分布的长期演变的磁盘到内部的Sérsic和外部的指数分量，为有利的视角，所得到的结构参数，标度关系和全球运动学的酒吧组件是在晚型星系的凸起得到的。圆形凸起可能需要不同的形成通道或消散过程。
2004-03-03 astro-ph
Centers of Barred Galaxies: Secondary Bars and Gas Flows
活动星系核（AGN）需要质量吸积到中央引擎上。在大的星系尺度上，来自恒星棒的扭矩可以有效地从气体中去除角动量，并使其沿着棒前缘的两个流体动力学冲击向内移动。流入的气体在林德布拉德内共振（ILR）周围的近圆形轨道上停留，并形成一个核环，大小约为1千秒差距。一个次要的酒吧内的主要一个，与自己的一对冲击，已被提出来推动进一步的流入，从而饲料AGN的方式类似的流入大规模。在这里，我们报告的高分辨率流体动力学模拟的结果，在那里我们研究的性质的核环，并检查如何有效的双酒吧可以在燃料AGN。
1999-11-15 astro-ph
Towards the Unified Theory of Galactic Bar-Modes
给出了慢棒（林登-贝尔）和普通快棒的统一形成机制的论据。这种机制存在于某种不稳定性中，类似于众所周知的径向轨道不稳定性;它是由进动恒星轨道的轴相互吸引和对齐引起的（到目前为止，这种形成方式只被认为是慢棒）。本文给出了由进动轨道（不同角速度）组成的圆盘低频模式的一般理论。确定这些模式的问题被减少到一个相当简单的结构的积分方程。低频模式的特征模式速度（$Ω_p$）是平均轨道进动速度（$\barΩ_{pr}$）的数量级。酒吧调式也属于这类调式。慢条具有$Ω_p \approx \barΩ_{pr}$ ;对于快条，$Ω_p$甚至可能远远超过盘轨道的最大进动速度（然而，$Ω_p$仍然是这些进动速度的数量级）。$Ω_p$超过$Ω_{pr}^{\max}$的可能性与"排斥“轨道的效应有关，这些轨道倾向于向与它们被推动的方向相反的方向移动。对几种典型势的轨道进动图象作了初步分析。值得注意的是，“吸引”圆形轨道的最大半径（$r_c$）可以用作棒长度的合理估计。
2002-12-27 astro-ph
Bars, Spiral Structure, and Secular Evolution in Disk Galaxies
对星系棒的模拟和观测表明，它们通常不会演变成凸起，尽管最早的棒可能在很久以前形成凸起，当时星系更小，密度更大，气体更多。今天最高度进化的棒可能在哈勃时间内成为透镜。早期宇宙中的大多数星系都是非常致密的，有10^8-10^9兆太阳的蓝色团块，在颜色和大小上与附近孤立的场物体相似。在高红移处出现的蓝色和不规则的棒表明，一些棒主要是在伴随着巨大恒星爆发的气相中形成的，而不是像大多数模型那样在纯恒星盘中形成。总结了导致星系演化的长期和非长期过程。
2005-10-09 astro-ph
Hidden Bars and Boxy Bulges
有人认为，在一些边缘星系中发现的四四方方的花生状凸起是从侧面观察到的星系棒。我们调查这一假设，提出了发射线光谱的10个边缘上的星系，显示出各种各样的隆起形态的样本。为了避免这种形态学的分类中的潜在偏差，我们使用凸起形状的客观测量。一般而言，归类为更方形的凸起显示出更复杂的边缘杆的运动学特性，证实了这两种现象之间的密切关系。
1999-04-13 astro-ph
The distribution of stellar population age in galactic bars
最近对棒星系中恒星种群的分析集中在恒星星族年龄和金属丰度的空间分布上。然而，棒星系是复杂的物体，其中动力学不稳定性在塑造任何空间分布中起着主导作用。因此，恒星布居的年龄分布应从恒星星族演化和动力学长期演化两个角度来分析。用简单但真实的恒星形成和反馈配方对单个棒星系进行化学动力学模拟，得到了表面质量加权的恒星星族年龄图。利用合成总体模型提供的质光比对模拟结果进行校正后，还显示了V波段的亮度加权图。结果表明，在一个恒星酒吧两个持久的直径相对的地区显示的平均年龄低于周围的平均水平。这两个低年龄区是由于年轻的恒星星族聚集在沿棒的椭圆状轨道上，靠近超谐共振。沿棒主轴的年龄梯度与最近的观测结果相当。另一个低年龄区域是位于外林德布拉德共振附近的外环，但这种结构的存在和强度非常依赖于时间。
2007-01-24 astro-ph
Dynamical Decoupling of Nested Bars: Self-Gravitating Gaseous Nuclear Bars
棒星系中有相当一部分拥有额外的核棒，它们以超过大尺度（主）恒星棒的速度翻滚。我们已经研究了在这样的嵌套酒吧，其中包括气体（二次）核酒吧内的全尺寸星系盘的形成和动力学解耦的机制，托管双内Lindblad共振。随着质量和自引力的增加，核棒失去了主棒的内部（循环）角动量，并增加了它们的强度。在这些条中发展的混乱触发了快速的气体坍塌--条收缩。在该时间段内，第二条图案速度Omega_s~a^{-1}，其中“a”代表条尺寸。结果，Omega_s急剧增加，直到达到新的平衡（如果有的话），而气体的比角动量减小-证明了嵌套棒的动力学解耦。粘度，因此，气体的存在，似乎是嵌套酒吧的cardede-decoupling的必要条件。这一过程在大约10^8年的时间里维持着大约1 M_o/年的流入速率，并对核爆发和活动星系核的燃料供应具有重要意义。
2004-10-11 astro-ph
Can galactic nuclei be non-axisymmetric? --- The parameter space of power-law discs
尖形星系核的形状受其引力势轨道形状范围的限制。它示出的无标度的非轴对称光盘，而一个合理的拉长的密度模型需要至少有一些轨道花费更多的时间比其他任何地方的主轴附近，经常boxlet和管轨道一般交叉主轴太快的自我一致性。如果星系的内核盘或扁棒具有尖状表面光剖面（$γ=|{d \log μ/ d \log r}|>0$），它们的椭圆率$1-{b / a}$不可能大于约${γ/ 2}$。具有浅中心轮廓（$γ\le 0.3$）的盘或杆不应是强椭圆形。
1999-02-03 astro-ph
Why Buckling Stellar Bars Weaken in Disk Galaxies
盘状星系中的年轻恒星棒经历了垂直屈曲不稳定性，这终止了它们的生长并使它们变厚，当从边缘观察时，导致了一个特征性的花生/盒子形状。使用嵌入在活晕中的星系盘的N体模拟，我们分析了整个不稳定性过程中的棒结构，发现棒的外部三分之一完全溶解，而内部三分之一完全溶解。（在垂直内部林德布拉德共振内）变得不那么椭圆。该条获得了经常观察到的花生状/盒状等照度线。我们还发现，杆屈曲是负责质量注入以上的平面，随后被困在特定的3-D家庭的周期性轨道的特定形状解释所观察到的等照度线，与以前的工作。使用3-D轨道分析和表面的部分，我们推断，酒吧的外部溶解的一个迅速扩大的随机区域周围的共转半径-一个过程相关的酒吧的增长。这导致棒尺寸急剧减小，整体棒强度降低，并且其图案速度轻微增加，但预计不会导致完全棒溶解。屈曲的不稳定性似乎主要负责缩短长期的扩散时间尺度的动态建设时，盒状等照度线。足够长的时间尺度所描述的演变，~1陀螺仪，可以影响观察到的酒吧分数在当地的宇宙和更高的红移，无论是通过减少酒吧的强度和没有尘埃偏移车道酒吧。
2004-08-13 astro-ph
Orbital dynamics of three-dimensional bars: I. The backbone of 3D bars. A fiducial case
在这一系列的论文中，我们研究了代表棒星系的3D模型的轨道结构。在本介绍性文件中，我们使用一个基准的情况下，描述所有家庭的周期性轨道，可能会发挥作用的三维酒吧的形态。我们表明，在一个3D酒吧，骨干的轨道结构不只是x1家庭，在2D模型，但一个树的2D和3D家庭分叉从x1。除了主树，我们还发现了另一组家庭的重要性较低的径向3：1共振。这个群的族从x1分叉，并且只局部地影响系统的动力学。我们还发现，3D轨道延长沿酒吧短轴可以形成的分叉的平面x2家庭。它们可以沿着主杆的短轴支撑3D杆状结构。围绕稳定拉格朗日点的香蕉状轨道也构建了2D和3D家族的森林。三维x1-树的家庭在酒吧的外部部分的重要性，关键取决于他们是否被引入系统中的$z$或$\dot{z}$的分叉。
2002-04-04 astro-ph
Microlensing Maps for the Galactic Bulge
微透镜图--即每个$10^6$源星的等量事件的轮廓--在两个备选假设下为内星系提供：（1）凸起是一个扁圆的轴对称球体或（2）凸起是一个长杆。扁圆球状体在巴德窗的每颗$10^6$星每年产生总共$\sim 12$事件（如果圆盘是最大的，则是$\sim 15$事件）。在$\sim 45^\circ$上观察到的扁长条形图的事件发生率略低，并且该图在正向和负向条形图之间具有特征性的不对称性。如果几乎沿着长轴向下观察，长柱可以产生事件率的轻度放大。盘在$|\ell | \gta 6^\circ$的凸起主轴上提供主要的透镜群。在长轴窗口的速率测量可以测试盘暗物质或最大盘模型。
1994-09-01 astro-ph
Properties of Bars and Bulges in the Hubble Sequence
本文根据对216个盘星系（分别来自NIRS和OSUBGS巡天的S_0和螺旋星系）的分析，讨论了哈勃序列中棒星系和球星系的性质。为此，我们收集了之前针对早期和晚期类型分别进行的各种分析，并在必要时完成。我们发现强有力的光度和运动学证据的pseudobulges在S 0-S 0/a星系：他们的凸起平均相当指数，内盘是常见的（在56%），并在许多星系的凸起旋转支持。这将是很难理解的，在这样的气体贫星系在S 0，如果这些pseudobulge候选人形成的恒星在磁盘中形成类似的方式在螺旋。一个更可能的解释是，在早期型星系的pseudobulges是酒吧相关的结构，连接到酒吧的演变，这一解释是支持我们的傅立叶分析和结构分解。发现早型星系中的棒具有许多演化系统的特征：（1）具有平顶/双峰傅立叶振幅轮廓，（2）棒具有典型的尖锐外截止，（3）振幅轮廓中出现高傅立叶模，（4）许多棒还具有柄型形态。利用棒强度指标$Q_g$、$A_2$、$f_{bar}$和棒长度，给出了不同Hubble型面元中棒强度的分布，为理解棒的演化机制提供了重要线索.
2007-02-16 astro-ph
Trends for Outer Disk Profiles
星系盘的表面亮度轮廓根据它们是简单指数（I型）、在大半径处弯曲（II型，“截断”）还是在大半径处弯曲（III型，“反截断”）而分为三个主要类别。在这里，我们讨论这些不同的配置文件的频率如何取决于哈勃类型，环境，以及酒吧的存在或不存在，这些趋势可能预示着重要的新的磁盘形成模型的测试。
2007-12-10 astro-ph
Bars and the connection between dark and visible matter
孤立棒星系的演化是通过重新分配它们的内角动量来实现的，内角动量主要在内盘共振处发射，而外盘和晕的共振处主要被吸收。这会导致条形变得更强，并且其图案速度随时间而降低。一个巨大的，反应灵敏的光环增强了这一过程。我显示的相关性和趋势之间的角动量吸收的晕和酒吧的强度，模式的速度和形态。这就可以解释为什么有些盘星系是强棒星系，而有些则没有棒星系，或者只有一个短棒星系或椭圆星系。在某些情况下，在晕圈组件中也发现了条。这个“晕条”是三轴的，但更像长轴，比圆盘条短，以大致相同的模式速度旋转。最后，我讨论是否酒吧可以修改密度尖点发现宇宙学CDM模拟的暗物质晕。
2003-12-05 astro-ph
Bar Formation, Evolution and Destruction
我回顾了在旋转的恒星盘中产生酒吧的各种机制，并得出结论，摆动放大的反馈回路，产生快速翻滚的酒吧，仍然是最有可能的。酒吧继续演变后，其形成的方式有很多;在这里，我讨论什么似乎是不可避免的增厚垂直于平面，继续螺旋活动的外盘，也强调越来越重要的问题所提出的角动量损失的晕。最后，我检查可能的手段，不包括相互作用，其中酒吧在星系可能会被摧毁。
1995-08-25 astro-ph
A Near-Infrared Study of 2MASS Bars in Local Galaxies: An Anchor for High Redshift Studies
我们利用2 MASS的151个旋涡星系的近红外J、H和K_s像测量了邻近旋涡星系中棒的比例。这一局部样品为研究棒分数和棒性质随红移的演化提供了一个锚点。我们通过分析完整的二维光分布并需要结合椭圆率和位置角签名来识别酒吧。在59%的星系中发现了组合条形签名。当我们包括“候选”柱时，柱分数增加到67%，其中仅存在椭圆率签名。我们还测量了酒吧分数的变化作为酒吧大小的函数;酒吧分数下降到36%的酒吧半长轴大于4千秒差距。我们发现红外线棒通常延伸到银盘的三分之一，其去投影的相对大小为< a_{bar} / R_{25} > ~ 0.3 +/- 0.2。早期类型的螺旋主机显着较大的酒吧，与早期的研究一致。早发型的< a_{bar} / R_{25} >是晚发型的2倍。典型的杆轴比（b/a）为0.5，对于较大的杆，具有更高的轴比的微弱趋势。
2006-11-16 astro-ph
The Magellanic impact: Collision between the outer Galactic HI disk and the leading arms of the Magellanic stream
我们表明，银河系外HI盘和麦哲伦流（MS）的引导臂（LAs）之间的碰撞可以在盘中产生巨大的HI孔和烟囱状结构。基于我们的N体模拟的结果的最后2.5 Gyr的大麦哲伦云和小麦哲伦云（LMC和SMC，分别）与银河系相互作用的演变，我们调查的LA何时何地可以通过银河系平面后MS形成。然后，我们调查LAs和银河系HI盘（“麦哲伦撞击”）之间的流体动力学相互作用，通过使用我们的新的流体动力学模拟与有点理想化的LAs模型。我们发现，大约0.2 Gyr前，由LAs组成的SMC的初始气体质量的1-3%可以通过银河系HI盘的外部（R=20-35 kpc）。我们还发现，麦哲伦撞击可以推出一小部分（~1%）的外银河系HI盘，形成1-10 kpc规模的HI孔和烟囱状桥梁之间的LAs和磁盘。
2007-11-22 astro-ph
Deficiency of `Thin' Stellar Bars in Seyfert Host Galaxies
利用所有可用的Seyfert星系的主要样本和它们相应的密切匹配的非活动星系的控制样本，我们发现，在Seyfert星系的杆椭圆率（或轴比）是系统地不同于非活动星系。总的来说，缺乏具有大椭圆度的条（即，“胖”或“弱”酒吧）在塞弗茨，相比非活动星系。伴随着一个大的分散由于小数字统计，这种效果是严格地说，在“2西格玛”的水平。为了得到这一结果，近红外表面测光的活动星系样本在类型，宿主星系椭圆率，绝对星等，并在一定程度上，在红移匹配的正常星系。我们讨论了可能的理论解释这种现象的框架内的星系演化，特别是径向气体再分配的棒星系。我们的结论提供了进一步的证据表明，塞弗特主机系统不同，从他们的非活跃的同行在几个千秒差距的规模。
2000-04-21 astro-ph
On Bars, Haloes, their Interaction and their Orbital Structure
活晕通过参与角动量的再分配，驱动动力学演化，在沙坝的形成和演化中起着积极的作用。角动量主要由棒区的近共振物质发射，主要由晕和外盘的近共振物质吸收。这种交换决定了棒的强度、其图案速度的降低以及其形态。因此，与先前的看法相反，晕可以帮助棒生长，因此在具有响应性大质量晕的星系中生长的棒可以变得比在盘主导星系中生长的棒更强。在演化过程中，晕并不保持轴对称。它形成了一个比圆盘杆更短更粗的杆，并且在整个模拟过程中一直保持这种状态，尽管它的长度随着时间的推移而显著增长。我讨论了在光盘和晕的轨道结构，并将其与周期性轨道分析棒星系的潜力。中心质量集中（例如中心黑洞或中心圆盘）会削弱棒并增加其图案速度。中心质量集中的影响强烈地依赖于模型，在具有大量集中晕和强棒的模型中不太强。
2005-04-29 astro-ph
Spiral structure in the outer Galactic disk. I. The Third Galactic Quadrant
我们结合光学和无线电观测追踪银河系第三象限的螺旋结构。光学观测包括一个大样本的年轻疏散星团和协会，而无线电观测包括一个调查附近和遥远的云观察CO。光学和无线电样本是迄今为止最大的文献。我们利用这种独特的材料分析了星际灭绝的行为，并追踪了第三银河象限（TGQ）的详细结构。我们发现，外（天鹅座）大设计旋臂由恒星和CO成分追踪，而英仙座旋臂仅由CO成分追踪，并可能被本星系（猎户座）旋臂的交叉所破坏。本星系旋臂由CO和年轻恒星追踪，朝向l = 1。我们发现，外（天鹅座）大设计旋臂由恒星和CO成分追踪，而英仙座旋臂则由CO成分追踪，并可能被本星系旋臂的交叉所破坏。本星系旋臂由CO和年轻恒星追踪，朝向l = 1。本星系旋臂由CO和年轻恒星追踪，并可能被猎户座旋臂的交叉所破坏。本星系旋臂由CO和年轻恒星追踪，并可能被猎户座旋臂的交叉所破坏最后，我们描述了银河系翘曲的特征，并比较了年轻恒星和CO组分所暗示的几何形状。
2007-09-25 astro-ph
Can bars be destroyed by a central mass concentration? I. Simulations
研究了中心质量浓度（CMC）对棒盘星系长期演化的影响。与以往的研究不同，我们使用完全自洽的三维$N$体模拟与活晕，这是已知的酒吧的演变是重要的。CMC是逐渐引入的，以避免瞬变。在CMC的质量是圆盘质量的百分之几或更多的所有情况下，棒的强度显著降低。这种减少的量在很大程度上取决于酒吧的类型。对于相同的CMC，酒吧与指数表面密度分布，形成在一个磁盘为主的星系（MD型酒吧），可以完全摧毁，而强大的酒吧与平坦的表面密度分布，其演变主要是由于晕（MH型酒吧），只见证了他们的强度下降。这种减少同时发生在杆的最里面和最外面的部分。CMC对更高方位波数$m$的傅立叶分量具有更强的影响，导致更粗和/或更少的矩形杆。此外，CMC将侧面轮廓从花生形改变为方形，或者对于大型CMC，改变为椭圆形。类似地，侧面的初始方形轮廓可以被破坏。CMC也影响速度弥散分布。棒强度的大部分降低发生在CMC质量增加时，并且伴随着图案速度的增加。在我们所有的模拟中，为了破坏杆所需的CMC的质量至少是圆盘质量的百分之几。这表明，观测到的超大质量黑洞不太可能破坏预先存在的棒。
2005-07-24 astro-ph
Newtonian limit of scalar-tensor theories and galactic dynamics: isolated and interacting galaxies
我们使用牛顿极限的一般标量张量理论周围的背景场来研究天体物理效应。引力理论通过增加一个汤川项来修正标准牛顿势，汤川项由两个理论参数来量化：$λ$，引力相互作用的长度尺度及其强度，$α$。在这个形式主义，我们首先提出了一个孤立星系中的酒吧形成的数值研究。我们发现，对于正的$α$，修正的引力使星系盘不稳定，并导致孤立星系中快速形成棒。$λ$值在$\approx 8$ - 14 kpc范围内，在孤立模型中产生最强的条。然后，我们通过考虑相互作用星系的潮汐效应来扩展这项工作。我们发送两个螺旋碰撞，并研究剩余物的酒吧属性。我们的参数（$λ, α$）的杆运动学特性的特点。
2007-04-19 astro-ph
A sharper view of the outer Galaxy at 1420 and 408 MHz from the Canadian Galactic Plane Survey II: The catalogue of extended radio sources
已根据加拿大银河平面测量所提供的弧分分辨率1420兆赫图像编制了一份新的扩展射电源目录。新的星表提供了在我们银河系第二象限的银河平面附近发现的1420 MHz和408 MHz通量密度测量值。此外，还与其他主要无线电目录进行交叉识别，并提供信息，以便利恢复与每个编目源有关的CGPS图像数据。许多新的射电源被确定，目录提供了一个全面的总结，新发现的和以前已知的HII地区和超新星遗迹在外星系。该星表既可用于对银河系结构的天气学研究，也可用于在无线电和其他波长上进行更高分辨率的观测。
2007-05-18 astro-ph
Gas Inflow in Barred Galaxies - Effects of Secondary Bars
我们在这里报告的结果，高分辨率的流体动力学模拟的气体流动的棒星系，重点是在中央千秒差距的气体动力学。在具有内林德布拉德共振的单个棒中，我们发现核环中气体的近圆周运动，或者向星系中心延伸的螺旋激波，这取决于气体中的声速。从一个简单的模型，一个动态可能的双棒星系与共振耦合，我们推断，二级酒吧很可能结束内的共转。这样的棒不能在气流中产生激波，因此不会通过直的尘埃带在彩色地图中显示出来：它引起的气流与快速旋转的主棒引起的气流不同。特别是，我们发现，次级恒星酒吧不太可能增加质量流入率到星系核。
2001-09-25 astro-ph
Archer of the Galactic disk? The effect on the outer HI disk of the Milky Way of collisional encounters with the Sagittarius dwarf galaxy
流体动力学计算进行模拟Sgr矮星系和银河系外HI盘之间的碰撞相互作用，约束最近推导出的轨道和质量参数，这个矮星系。研究发现，如果矮星系的质量超过~10^9 M_Sun，碰撞将导致银河系HI盘结构的显著扭曲;这个值与一个估计是一致的，该估计要求矮星系足够坚固，能够在潮汐破裂中幸存下来，直到现在。虽然在我们的模拟中，由于缺少活动的星系晕，相互作用的精确细节受到了影响，但我们发现，对于质量大于5 × 10^9 M_Sun的模型，会产生突出的旋臂和外盘的显著不平衡。此外，一个明显的翘曲状结构中诱导的磁盘。因此，Sgr矮星可能对外星系的恒星形成历史和结构产生了重大影响。这些模拟证实了通过对HI盘结构观测的仔细分析来确定当前质量大于10^9 M_Sun的低表面亮度、贫气体矮星系与巨旋涡星系的合并速率的可能性。
1998-06-10 astro-ph
A sharper view of the outer Galaxy at 1420 and 408 MHz from the Canadian Galactic Plane Survey - I. Revisiting the KR catalogue and new Gigahertz Peaked Spectrum Sources
加拿大银河平面巡天（CGPS）在408和1420兆赫上的角分分辨率射电连续图像已被用来重新检查Kallas和Reich（1980）目录中列出的射电源。这个目录对银河系的研究特别有意义，因为它列出了在银河系第二象限发现的扩展和紧凑的射电源。我们已经确定了所有这些明亮射电源的性质（扩展与紧凑，银河系与河外）。一些没有光学对应物的大型HII区域与大型射电星系的样本一起突出显示。许多以前被认为是银河系扩展天体的源被证明是点源。已经编制了在408和1420 MHz之间具有平坦或上升频谱的点源的样本，并且在该样本中已经确定了可能的千兆赫峰值频谱源。
2007-05-18 astro-ph
Old open clusters in the outer Galactic disk
银河系盘的外部被认为是以矮星系形式的外部物质吸积和随后形成流的主要场所之一。麒麟座溪流、大犬座和阿尔戈座的密度过高就是臭名昭著的例子。获得了五个遥远疏散星团的VLT高分辨光谱。我们推导出精确的径向速度，以区分外地闯入者和集群成员。对于后者，我们进行了详细的丰度分析，并得出铁丰度[Fe/H]和几个$α$元素的丰度比。我们的分析证实了以前的迹象表明，径向丰度梯度外银河系盘不遵循从太阳附近的预期外推，但表现出较浅的斜率。通过结合金属丰度的五个程序集群与8个集群的高分辨率光谱，我们发现，在12和21千秒差距之间的银河系中心的外盘的平均金属丰度是[Fe/H] $\approx -0.35$，只有边缘的径向变化的迹象。此外，所有的程序集群表现出太阳尺度或略有增强的$α$元素，类似于太阳附近的疏散星团和薄盘星。我们调查这个外部磁盘集群样本是否可能属于银河系外的人口，如麒麟座环。然而，仔细研究它们的性质-位置，运动学和化学-并不能令人信服地支持这一假设。相反，它们看起来更像是真正的银河系盘状星团。最后，我们强调的重要性，以获得适当的运动测量这些集群，以约束它们的轨道。
2007-09-13 astro-ph
Period Measurement of AGB Stars in the Outer Galactic Disk
用I波段连续5年观测了银河系外盘47颗AGB候选星的光变。其中18个周期确定得很好，其他25个周期不太可靠。天体的平均周期是500天。根据周期-光度关系，样本星的平均光度为10000 $\LO$。根据由周期光度关系导出的绝对光度和观测的视光度，确定到天体的距离。计算出的距离略大于先前在8000 $\LO$的恒定光度的假设下获得的距离。此外，观测到的大多数天体都有SiO脉泽发射，因此可以准确地知道它们的径向速度。在银盘作圆自转的假设下，导出了银盘的自转曲线和奥尔特常数。
1999-11-09 astro-ph
Elemental Abundance Ratios in Stars of the Outer Galactic Disk. III. Cepheids
我们目前的金属丰度，[Fe/H]，和元素丰度比，[X/Fe]，为24造父变星的外银河系盘的样本。该样本的银心距离为12 <RGC（kpc）< 17.2，使其成为最远的银河系造父变星，对其进行了详细的丰度分析。我们发现太阳下的[Fe/H]比和[α/Fe]、[La/Fe]和[Eu/Fe]的过量。所有丰度比都表现出超过测量不确定性的分散性。正如我们以前对旧的疏散星团和场巨星的研究所看到的，[alpha/Fe]和[Eu/Fe]的增强比率表明，最近的恒星形成发生在外盘。外盘造父变星似乎呈现[Fe/H]和[alpha/Fe]的双峰分布。大多数造父变星延续了Andrievsky的较大造父变星样本所展示的银心距离趋势，我们将这些恒星称为“银河造父变星”。少数造父变星显示出相当低的[Fe/H]和较高的[alpha/Fe]，我们将这些恒星称为“合并造父变星”。合并事件的一个标志是“银河系”造父变星和“合并”造父变星之间的成分差异。造父变星满足这一要求，我们推测，不同的组成表明，“合并造父变星”可能已经形成的影响下，重大的合并或吸积事件。造父变星的短暂寿命表明，合并事件可能正在进行中，麒麟座环和大犬座星系可能是合并的候选者。[删节]
2005-12-13 astro-ph
Dynamics of embedded bars and the connection with AGN. I. ISAAC/VLT stellar kinematics
利用ISAAC/VLT摄谱仪的2.3微米CO带头，我们给出了四个活动星系核星系宿主的新的恒星运动学轮廓。我们发现，核棒或盘，嵌入在大规模的初级酒吧，都有一个解耦的运动学，在这个意义上说，最大的旋转速度发生在核区域。在NGC 1097、NGC 1808和NGC 5728这三个例子中，速度色散在核心处显示出显著的下降，这是一种很少观察到的现象。我们还检测到沿NGC 1808和NGC 5728的核棒主轴的运动学不对称性（m=1模式），表面亮度中相应的不对称性的动力学对应物。我们推导了简单的动力学模型，试图拟合每个星系的运动学，并重建完整的速度场。对于所有四个目标，拟合良好，并确认存在解耦的核组件。然而，这些模型不能再现所观察到的分散中心下降。我们认为，这种下降是由于一个短暂的冷核盘，燃料的气体流入沿酒吧，最近形成了新的恒星。
2000-12-22 astro-ph
Regular Orbits and Periodic Loops in Multiply-Barred Galactic Potentials
我们发现，非混沌的多周期粒子轨道可以存在于一个星系般的潜力，其中一个小的快速翻滚的核酒吧嵌套在一个主酒吧，其中有一个较慢的模式速度。我们引入了一个循环的概念：一个一维曲线，这样的粒子分布在它在一些初始时刻返回到相同的曲线（在旋转框架的酒吧之一）后，酒吧返回到相同的相对位置。就像在简单禁止势中遵循规则轨道的粒子被困在封闭的周期轨道周围一样，双禁止势中的规则轨道也会围绕稳定的环路振荡。我们发现这两个环保持与内部酒吧和与外部酒吧对齐的环路：被困在这些环路周围的粒子可以形成一个长寿的，自洽的，双棒星系的积木。在一个现实的双棒星系的潜力，我们证明了存在稳定的循环，支持内部酒吧的结构。我们使用周转近似预览模式的气体流动在一个双禁止的潜力。
1997-04-11 astro-ph
The outer scale of turbulence in the magneto-ionized Galactic interstellar medium
我们分析了银河系外射电点源在内银道面方向的法拉第旋转和去极化，以确定旋转测量功率谱的外尺度和幅度。结构函数的旋转措施显示较低的幅度比预期外推电子密度波动到大尺度假设柯尔莫哥洛夫谱指数。这意味着这些波动的外部尺度大约是秒差距，比通常假设的要小得多。点源的部分去极化的分析独立地表明一个小的外部尺度的柯尔莫哥洛夫功率谱。在银河系的旋臂中，没有测量到超过几个秒差距尺度的旋转测量波动。在臂间区域的波动在更大的尺度上比在螺旋臂，并表现出幂律行为与浅谱。这些结果表明，在旋臂恒星源，如恒星风或原恒星外流占主导地位的能量注入的湍流能量级联的秒差距尺度上，而在旋臂间区域超新星和超级气泡爆炸是主要的能量来源的尺度上的顺序为100秒差距。
2008-02-20 astro-ph
Azimuthal dependence of the density distribution in outer galactic discs accreting intergalactic flows
目标。银河系气体盘密度的振幅和尺度高度与自重力轴对称盘中的预期不同。然而，这种不平衡可以用星系间吸积流来解释，它在圆盘上产生非轴对称的压力。这种机制也可能导致翘曲的形成。方法.我们解析地导出了圆盘密度与自重和外压之间的关系。结果与我们多年前提出的解释翘曲形成的吸积相同的场景解释了密度及其尺度高度的方位角依赖性，最小/最大值位于翘曲最大振幅的位置（φ =95度）。和275 °），正如其压力分布所预期的那样。
2008-11-24 astro-ph
Patterns in the Outer Parts of Galactic Disks
本文描述了银河系盘外部对阻碍和螺旋结构的响应的测试粒子模拟。模拟进行冷Mestel磁盘和温暖的准指数盘完全平坦的旋转曲线，受到纯四极和对数螺旋。即使开始的速度分布是平滑的，酒吧模拟的终点显示双峰和多峰结构的位置附近的外部Lindblad共振（OLR），虽然螺旋可以使这更平滑。棒的生长可能会导致在OLR处的等照度线变成四方形，因为恒星特别是沿着短轴移动。棒的生长也伴随着OLR附近的盘星的大量加热。对于$10^{10} M_{\rm \odot}$条的生长，径向速度分散对于初始冷盘（初始\sigmau $\sim 10$ \kms）通常是四倍，并且对于具有最终\sigmau $\sim 45$ \kms的盘通常是两倍。对棒的生长和溶解进行的模拟给出了非常相似的结果，表明一旦给予盘星的热量很难去除。
2004-04-21 astro-ph
Global three-dimensional simulations of magnetic field evolution in a galactic disk. II. Gas rich galaxies
本文对盘状星系中的感应过程进行了全三维计算，研究了在存在场扩散的情况下，富气棒星系和旋涡星系中大尺度磁场的演化。作为输入参数，我们使用依赖于时间的速度场获得自洽的三维N体计算的星系动力学。本文主要分析了非轴对称引力扰动（如旋臂和旋杆）中气体流动对磁场行为的影响。发现磁场向类似于动态螺旋臂和棒的结构演化，然而其分布往往比速度场本身复杂得多。我们发现，种子磁场的随机配置很快消散，因此无法解释附近星系中观察到的磁场强度。模拟速度和磁场之间的详细比较，使我们能够建立，磁矢量的反转出现在附近的非轴对称磁盘结构的共转半径，速度场显示出相当突然的变化。我们认为，这解释了在我们的银河系中观察到的场反转。
1998-01-30 astro-ph
Using Cepheids to determine the galactic abundance gradient. III.First results for the outer disc
作为我们以前研究银盘4-10 kpc径向丰度分布的工作的继续，本文给出了外盘（RG > 10 kpc）金属丰度的第一个结果。基于高分辨率光谱获得的19个遥远的造父变星，我们采样的银河距离从10至12千秒差距。结合我们以前对银盘内部和中部的工作结果，目前的数据使人们能够研究在一个大的基线径向丰度分布的结构。特别是，我们发现铁以及一些其他元素的径向丰度分布的不连续性的迹象。在银河系中心距离RG = 10千秒差距处可以看到这种不连续。这一发现支持了Twarog等人（1997）早先报告的结果。
2002-08-02 astro-ph
Astrometry of Galactic Star Forming Region Sharpless 269 with VERA : Parallax Measurements and Constraint on Outer Rotation Curve
我们用VERA对银河系恒星形成区Sharpless 269（S269）中的H2O脉泽源进行了高精度的天体测量。我们已经成功地探测到189+/-8微弧秒的三角视差，对应于5.28 + 0.24/-0.22千秒差距的源距离。这是有史以来测量到的最小视差，也是第一个超过5千秒差距的视差。利用源距和自行约束银河系外旋曲线，表明太阳和S269（距银河系中心13.1kpc）的自转速度之差小于3%。这对外旋曲线的平坦性给出了最强的约束，并直接证实了银河系外盘中存在大量的暗物质。
2007-09-06 astro-ph
Elemental Abundance Ratios in Stars of the Outer Galactic Disk. I. Open Clusters
我们总结了选定的恒星在老，遥远的星系团伯克利20，伯克利21，NGC 2141，伯克利29和伯克利31的径向速度研究。M67的三个成员也被类似地观测到，这些速度与先前的测量结果非常吻合。我们测量了所有六个簇的[Fe/H]的化学组成以及α元素，铁峰元素和在s-过程或r-过程中合成的元素的丰度。对于外盘，[Fe/H]的丰度梯度偏离了太阳附近定义的趋势。当R_GC = 10 ~ 12 kpc时，[Fe/H]在[Fe/H]=-0.5处达到“基底”，而不是随着银心距的增加而下降。我们发现增强的[O/Fe]，[alpha/Fe]和[Eu/Fe]在外盘揭示了快速的恒星形成历史。一个有趣的，但暂时的结论是，外盘疏散星团的丰度比与外盘通过合并事件形成是一致的。基底[Fe/H]和增强的[alpha/Fe]表明，外盘是由一个气体库形成的，其恒星形成历史与太阳附近不同。这些疏散星团可能是由外盘的合并事件引发的恒星形成的结果。外盘疏散星团的年龄将是合并发生时间的一个度量。[删节]
2005-04-07 astro-ph
