Figure Rotation and the Mass of the Galactic Bulge
银河系核球的质量，$M_B$，由张量维里定理估计。通过考虑棒星分布和图形旋转的影响（81 \kms kpc $^{-1}$），并假设棒的方向与我们的视线成20°，我们发现$θ$高达2.8 $\times$ 10 $^{10}$ M $_{\odot}$。这一估计与从观测到的光学深度推断的总质量一致，以微透镜的恒星朝向银河系内部。对于较大的角度，$θ$ $\sim$ 40°，或较小的方向图速度（20 \kms kpc $^{-1}$），发现$M_B$为$\sim$ 1.7 $-$ 1.9 $\times$ 10 $^{10}$ M $_{\odot}$，类似于以前对条形隆起（2 $\times$ 10 $^{10}$ M $_{\odot}$）和轴对称隆起（1.8 $\times$ 10 $^{10}$ M $_{\odot}$）的估计。
1995-03-10 astro-ph
Face-on Barred Spiral Structure of Molecular Clouds in M31's Bulge
通过对用木曾105厘米施密特望远镜拍摄的M31中心区域的B、V、R和I波段CCD图像进行图像处理和颜色过量分析，我们发现了一个长度为200秒差距的棒。我们还发现了一个更广泛的“面对面”的螺旋特征的乌云，这似乎是连接到这个酒吧，可能是一个平面外的结构。使用Nobeyama 45米望远镜从暗云中检测到\co线发射，估计单个云的维里质量约为10 E6太阳质量。CO强度维里质量比和色过量质量比都非常小，分别表示云中温度较低和单位气体质量中含有少量尘埃。这意味着M31中心几百秒差距的分子云更原始，表明恒星形成和尘埃供应都很低。我们提出了一个可能的情况下，面对的螺旋包含这样的气体的基础上，从同伴星系剥离气体云的冲压压力吸积模型的起源。关键词：暗云-- CO线--星系核;个体（M31）--星际尘埃--星系核。
1993-09-29 astro-ph
When Is a Bulge Not a Bulge? Inner Disks Masquerading as Bulges in NGC 2787 and NGC 3945
我们提出了一个详细的形态，光度和运动学分析的两个酒吧S 0星系与大，明亮的内部磁盘内的酒吧。我们发现，这些结构，除了是几何盘状的，有指数的配置文件（规模长度$\sim$ 300- 500 pc）不同于中央，非指数的凸起。我们还发现它们在运动学上是圆盘状的。NGC 2787的内部圆盘的光度大约是凸起的两倍;但在NGC 3945中，内部的圆盘几乎比凸起的亮度高出十倍，而凸起本身非常小（半光半径$\approx$ 100 pc，在一个外环半径为$\approx$ 14 kpc的星系中，$\sim$仅占总光度的$\sim$ 5%--一个凸起/总比率更典型的Sc星系。我们估计，至少有20%的（禁止）S 0星系可能有类似的结构，这意味着他们的凸起/磁盘的比例可能会显着高估。这些内部的圆盘控制着星系的中心光;它们至少比椭圆星系和早期螺旋星系中典型的“核圆盘”大一个数量级。因此，它们必须影响它们所在的酒吧的动力学。
2003-10-28 astro-ph
Box- and peanut-shaped bulges: II. NIR observations
我们用近红外光谱观测了60个边缘星系，以研究具有盒状/花生状凸起的星系中的恒星分布。在这些波长下的尘埃消光量要小得多，这使我们能够在几乎所有具有盒状/花生状凸起的目标星系中识别出平行于主轴切割的额外薄的中心组件。这个结构可以用一根杠来识别。该结构的长度由凸出的长度缩放，与凸出的形态学分类的形状相关。因此，这种新建立的相关性主要被解释为杆在不同方位角的投影。具有花生状凸起的Galerkin具有几乎在边缘上看到的杆，并且杆的长度与厚度之比为14 +/- 4，这是第一次可以直接测量。此外，凸起的箱形度与棒材强度的相关性表明，棒材特性可以部分解释凸起形状的差异。此外，我们还发现了一种新的盒/花生结构与中心球之间的尺寸关系，并与Pfenniger & Friedli（1991）的棒星系N体模拟结果进行了比较。我们的结论是，酒吧盘星系的内部区域是建立由三个不同的组件：球状凸起，薄酒吧，和一个b/p结构最有可能代表的酒吧厚的一部分。
2000-08-30 astro-ph
Color Gradients and the Secular Evolutionary Scenario in Late-Type Spiral Galaxies
我们对257个Sbc星系的颜色剖面的行为进行了强有力的统计研究，分别确定了（B-V）和（U-B）颜色梯度，以及凸起和盘的颜色指数。应用二维分解技术模拟星系球和星系盘的亮度轮廓，获得了39个星系的特征结构参数。在所得到的主要结果中，我们指出：65%的星系具有负的色梯度（红色向内），25%没有梯度，10%显示正梯度;没有显示颜色梯度的星系往往是棒形的;我们确认了凸起和盘的颜色指数之间的相关性;颜色和金属丰度梯度之间缺乏相关性表明，具有零或正颜色梯度的棒星系过多反映了星系平均年龄行为的差异。恒星星族沿酒吧和unbarred星系;星系与零或积极的颜色梯度显示出轻微的倾向，有较大的凸起，具有更大的中心集中的光，我们确认的相关性尺度长度的凸起和磁盘。这些结果是兼容的，有利于长期的演化方案，其中恒星酒吧诱导径向质量通量的星系的中心区域。（节录）
2000-10-31 astro-ph
Dark matter in the inner parts of barred galaxies: The data
本文给出了27个孤立旋涡星系的表面光度（B、V、I、J、H、K）和H_α自转曲线。最终的目标是获得孤立的螺旋星系样本的质量分布，以模拟其气体运动学。然后将其与观察到的旋转曲线进行比较，以确定内部部分中暗晕的必要性（Perez等人，2004）。给出了每个样本星系的径向表面亮度的方位平均轮廓和由椭圆拟合得到的积分星等。椭圆拟合技术应用于光分布也使我们能够获得酒吧的大小，以及倾斜和位置角的外部等照度线，使星系的deprojection。使用这些配置文件，1-D磁盘凸起分解进行，以获得磁盘尺度长度和凸起的有效半径为不同的带。通过对观测到的旋转曲线进行参数函数拟合，得到了最大旋转速度和相应的半径。凸起和盘参数之间的相关性与以前的研究一致（de Jong 1996 a; Marquez & Moles 1999; Baggett et al. 1998）。关于科尔门迪关系（Kormendy 1977），与德容的观点一致，没有发现凸起有效半径与其表面亮度之间的相关性，这可能是由于凸起星等的范围很小。与Marquez & Moles（1999）的研究结果一致，我们发现与非孤立样本相比，结构关系的离散度较小。最后，磁盘规模长度和酒吧的大小之间的相关性进行了观察，可能反映了酒吧的快速增长。
2005-05-31 astro-ph
Homogenization of the Stellar Population along Late-Type Spiral Galaxies
本文研究了257个Sbc棒星系和非棒星系的宽带UBV色廓线。在我们的样本中，大约59%的物体的颜色梯度是负的（向内泛红），27%的物体几乎为零，14%的物体是正的，仅考虑正面星系，约占样本的51%。我们还发现，棒星系中的零或正梯度的对象之间的过度代表，表明酒吧作为一种机制的均匀化的恒星星族。发现了总颜色和凸起颜色之间的相关性，这是其他人发现的凸起和圆盘颜色之间的潜在相关性的结果。此外，平均总颜色是相同的梯度制度无关，而凸起是蓝色的星系与零或正梯度，这表明在这些对象的中心区域的恒星形成率的增加。我们发现颜色和O/H丰度梯度之间没有相关性。我们讨论这一结果考虑的图片中，酒吧是一个相对较快的经常性现象。这些结果是不兼容的一个纯粹的经典的整体方案的隆起和磁盘的形成。相反，他们倾向于这样一种情况，即这两种成分都在一个相关的过程中演化，其中恒星棒起着至关重要的作用。（节录）
2001-06-18 astro-ph
Image Decomposition of Barred Galaxies and AGN Hosts
我提出了一个样本的17个附近的星系，其中大多数托管酒吧和活动星系核的V和R宽带图像的多分量分解的结果。我使用BUDDA v2.1来生成拟合，允许在模型中包括条和AGN。与以前的结果从文献中的比较显示出相当好的协议。据发现，轴比的酒吧，从椭圆拟合测量，可以严重低估，如果星系轴对称的组成部分是相对明亮的。因此，可靠的棒轴比只能通过考虑到在星系图像中的光分布的凸起和盘的贡献来确定。通过一些测试，我表明，忽视酒吧时，建模棒星系可能会导致高估的膨胀总光度比的一个因素。类似的效果时，明亮的，1型活动星系核没有考虑在模型中。通过人工红移的图像，我表明，更遥远的星系的结构参数一般可以可靠地检索通过图像拟合，至少到物理空间分辨率为~ 1.5千秒差距。本练习表明，光盘参数特别稳健，但如果其有效半径与视宁半径相比较小，则凸起参数容易出错，并且可能受到系统效应的影响。在这个低分辨率的区域，忽略条纹的影响仍然存在，但是活动星系核的光被模糊了。我简要地讨论了这些结果的后果，星系的结构特性的研究，特别是在本地宇宙中的恒星质量预算。在合理的假设下，可以证明棒星系中的恒星含量与经典的球状星系和椭圆星系中的恒星含量相似。（节录）
2007-11-21 astro-ph
The gravitational torque of bars in optically unbarred and barred galaxies
本文用4.2米William Herschel望远镜在$K$波段观测到的45个星系的相对棒力矩，通过将光分布转换为势函数，求出切向力与径向力的最大比值，得到了它们的相对棒力矩。结合我们以前的$K$带调查（布塔和块2001年）确定的30个其他星系的酒吧扭矩的结果。相对沙坝扭矩决定了旋臂强迫、气体吸积和沙坝演化的程度。它们不同于其他测量杆强度的方法，例如光度测定法确定的杆的相对振幅，因为它们包括凸起和其他对总力的径向分量有贡献的圆盘光。如果隆起很强，径向强迫很大，那么即使是一个突出的酒吧可以有一个相对较弱的影响，在磁盘的方位运动。在这里，我们发现，相对酒吧扭矩仅弱相关的光学酒吧类型中列出的修订Shapley-Ames和德Vaucouleurs系统。事实上，一些经典的棒星系比经典的无棒星系有更弱的相对棒力矩。光学类是一个差的措施，方位盘强迫有两个原因：一些红外线酒吧是看不到光学，和一些酒吧与强大的凸起有其方位力强烈稀释的平均径向力，他们只施加在他们的磁盘小扭矩。哈勃分类方案很难识别条的引力影响。我们的酒吧扭矩方法高红移宇宙的应用进行了简要的讨论。
2001-06-01 astro-ph
Unravelling the mystery of the M31 bar
M31的倾斜度太接近边缘，无法轻松识别杆部件，并且边缘不足以使方形/花生状凸起明显突出赤道面。尽管如此，足够多的线索使我们能够认为这个星系是被禁止的。我们使用完全自洽的N-体模拟棒星系，并将它们与光度和运动学观测数据的M31。特别是，我们依赖于近红外测光在配套文件。我们比较等密度线等照度线和光剖面沿切割平行于星系主轴和偏移向北，或南，质量分布沿类似的削减模型。所有这些比较，以及气体成分的位置速度图，给了我们强有力的论据，M31是禁止的。我们将四个基准N体模型与数据进行比较，从而对M31条的参数（例如强度、长度和方向）设置约束。我们的“最佳”模型虽然不是M31的精确模型，但以非常令人满意的方式再现了主要的相关观测结果。我们提出的论点，M31既有一个经典的和一个四四方方/花生隆起。它在大约50'处的伪环状结构接近棒的外林德布拉德共振，因此可能是外环，就像在棒星系中经常观察到的那样。等照度线的形状也证明M31棒的垂直薄部分比它的方形凸起延伸得更远，也就是说方形凸起只是棒的一部分，从而证实了轨道结构研究和以前N体模拟的预测。
2006-05-17 astro-ph
Nuclear bars and blue nuclei within barred spiral galaxies
本文报道了32个大棒旋星系的多色近红外测光结果。通过应用椭圆拟合技术，我们确定了显着的等照度线扭曲相对于主棒轴在核区域的$\sim$ 70 \%\的样品。这些扭曲在SBBC星系中被发现，并且与旋臂形态明显不同。在最多7个星系的等照度线扭曲推断拥有二级（核）酒吧，其轴比似乎与形态类型。其余部分可能是由三轴凸起或与主棒未对齐的扁球形凸起引起的。这些数据中的近红外颜色分布显示了4个星系中（红色）环核恒星形成环的证据。大多数样本（19）还具有醒目的蓝色核区，比典型的古老恒星星族蓝$\sim$ 0.3等（J-H）和$\sim$ 0.23等（H-K）。这种蓝色似乎与核环或伪环的存在无关，也与宿主星系的活动无关（根据发射线光谱特征确定）。几种机制来解释这种蓝色被认为是。
1994-12-16 astro-ph
Stellar kinematics in double-barred galaxies: the sigma-hollows
我们提出了四个双棒早型星系：NGC 2859，NGC 3941，NGC 4725和NGC 5850的SAURON积分场恒星速度和速度色散图。内杆的存在并没有产生重大的变化，在视线速度，但它似乎有一个重要的影响，在恒星速度色散图：我们发现两个sigma空洞的振幅在10和40公里/秒之间的任何一侧的中心，在两端的内杆。我们已经进行了数值模拟来解释这些功能。排除其他可能性，我们得出结论，σ-空心是两个运动学上不同的组件之间的对比度的效果：高速分散的凸起和更有序的运动（低速分散）的内部酒吧。
2008-08-04 astro-ph
Effect of Central Mass Concentration on the Formation of Nuclear Spirals in Barred Galaxies
我们进行了光滑粒子流体动力学（SPH）模拟研究的中心千秒差距区域的气体盘的非轴对称杆势的施加的响应。模型星系是由三个轴对称的组成部分（晕，盘，隆起）和一个非轴对称的酒吧。假设这些分量在与杆共转的框架中在时间上是不变的。球型$γ$ -Dehnen模型的势被用于其密度在中心附近为$r^{-γ}$而在较大半径处为$r^{-4}$的隆起分量，因此，具有$γ= 0$的中心密度核和$γ> 0$的尖点。由于模型星系的中心质量浓度随尖点参数$γ$的增大而增大，本文研究了尖点参数$γ$的变化对棒星系对称双臂核螺旋形成机制的影响。我们的模拟结果表明，对称的双臂核螺旋是由流体动力学的螺旋冲击驱动的杆的重力扭矩与$γ= 0$和0.5模型。另一方面，用气体密度波解释了具有$γ=1$和1.5的模型中的对称双臂核螺旋。因此，当中心质量浓度从$γ= 0$增加到1.5时，棒旋星系中对称双臂核涡旋的形成机制由流体动力学激波转变为气体密度波.
2008-11-11 astro-ph
The dark matter content of early-type barred galaxies
棒星系的动力学取决于其棒的模式速度。唯一直接测量棒材花纹速度的方法是Tüssee-Weinberg技术。这种方法依赖于对恒星成分的分布和动力学的分析。它最适合于贫气体星系，因此它被限制在早期型棒星系。另一方面，基于气体组分的分布和动力学分析的各种间接方法已被用于测量晚型棒星系中的棒斑速度。本文给出了用Tüssee-Weinberg方法直接测量了条斑速度的完整星系样本。几乎所有被测量的棒都尽可能快速地旋转。通过比较这一结果与最近的高分辨率N体模拟的酒吧在宇宙学动机的暗物质晕，它是可能的结论，这些酒吧不位于中央集中的晕。
2005-04-09 astro-ph
The RR Lyrae Population of the Galactic Bulge from the MACHO Database
本文给出了银河系外24个视场中天琴座RR型星的平均色和星等。精确的平均红度计算的基础上，这些领域的平均颜色。沿视线的RR天琴座人口的分布检查的基础上的平均幅度，它表明，大部分的RR天琴座人口不禁止。只有在靠近银河系中心（l<4，b>-4）的内场里的天琴座RR星显示出存在棒的证据。然而，在红巨星团簇中，却清楚地显示出一种棒状分布，证实了先前的研究结果。由于不同的空间分布，RR天琴座和丛状巨星是两个不同的种群。天琴座RR代表了这些区域内星系晕的内部延伸。
1997-07-28 astro-ph
Comparing peanut-shaped `bulges' to N-body simulations and orbital calculations
利用近红外K_n波段光度计研究了具有盒状/花生状“凸起”的边缘星系。的星系的形态进行了分析，使用unsharp掩蔽和适合的垂直表面亮度分布，并将结果进行比较，N体模拟和棒星系的轨道计算。这两种理论方法都再现了观察到的主要结构。
2002-10-24 astro-ph
Constraints from Dynamical Friction on the Dark Matter Content of Barred Galaxies
我们表明，酒吧的星系模型具有中等密度和各种速度分布的晕都经历了强大的阻力，从动力学摩擦，除非晕有大的角动量在同一意义上的磁盘。摩擦阻力降低了条形图的速度，使共转点的距离远远超过了棒星系中的估计。为了避免强制动，所需的晕角动量是不切实际的大，即使旋转仅限于内晕。因此，我们的结论是，只有当晕的中心密度足够低，使盘能够提供内星系中大部分的中心吸引力时，棒才能够保持它们观察到的高模式速度。我们提出的证据表明，这一结论适用于所有明亮的星系。
2000-06-20 astro-ph
The Remarkable Central Structure of the Barred Galaxy NGC 1415
在棒星系NGC 1415的最内部区域观察到一个显著的结构：一个小的恒星棒，在H α中看到明亮的环核电离气体，在H α中看到两个明亮的电离气体源，就在小棒的两端和光学连续谱的方形分布。我们已经开发了一个质量分布模型，包括磁盘，一个凸起，和一个酒吧近似观察到的中心形态和它的表面亮度。为了再现所观察到的光学亮度分布，使用了两个分量的棒，其中一个分量用于模拟棒的细长等照度线，第二个分量用于模拟盒形等照度线。我们解释的环核电离气体形成一个环核环和两个明亮的源作为一个核和/或环核流出略出平面的磁盘。
1999-09-23 astro-ph
Molecular Gas Distribution in Barred and Non-Barred Galaxies along the Hubble Sequence
本文利用野边山射电天文台45米望远镜，以16角秒的角分辨率观测了68个邻近星系的中心区的12 CO（J=1-0）光谱，目的是描述恒星形成分子气体的性质。结合文献中类似的分辨率观测，汇编的166个星系样本集涵盖了广泛的星系属性。NGC 4380，这是以前未检测到的CO，被检测到。这一系列的初步文件将集中在数据和样品的气体性质，特别是在一系列的形态类型，从早期（S 0/Sa）到晚期（Sd/Sm）星系的分子气体的中心浓度的程度，有和没有酒吧。与星系中心数千秒差距相比，星系中心千秒差距内的分子中心集中度随哈勃类型的变化很平缓，因此早期类型星系的中心集中度较大。对早型和晚型星系中的棒星系和非棒星系的比较表明，哈勃类型的差异（代表着星系的膨胀效应）是比棒星系更重要的使气体集中到中心区域的因素。
2008-05-27 astro-ph
Barred Galaxies: an Observer's Perspective
我回顾了完善的和最近的发现酒吧的属性，和他们的宿主星系，源于光度和光谱观测，并讨论如何理解这些发现可以在酒吧的形成和演变的全球图片，保持与理论发展的连接。特别是，我显示了详细的结构分析的结果？300棒星系在斯隆数字巡天，提供物理量，如酒吧的长度，椭圆度和boxyness，酒吧总光度比，可以作为一个坚实的基础上，可以建立现实的模型，或比较更基本的理论结果。我还展示了相关性，表明条状物随着动态年龄而变得更长、更薄、更强，并且条状物和凸起的生长是相关的。最后，我简要地讨论了开放的问题和未来研究的可能方向。
2008-02-05 astro-ph
A SAURON look at galaxy bulges
运动学和人口研究表明，一般的隆起旋转扁平系统类似于低光度椭圆。然而，与国家的最先进的积分场摄谱仪，如SAURON的观测表明，情况要复杂得多，并允许我们调查的现象，如三轴性，运动解耦和人口子结构，并研究它们的连接到当前的形成和演化的早期类型星系的隆起的情况。我们提出了两个S0从我们的样本附近的星系的星系膨胀的例子：一个显示了所有的经典膨胀（NGC 5866）预期的属性，另一种情况下，提出了适合于棒盘星系（NGC 7332）的运动学特征。
2003-11-04 astro-ph
Stellar Populations, Bars and Secular Evolution in Late-Type Galaxies
我们对257个Sbc棒星系和非棒星系的UBV色剖面进行了强有力的统计分析。我们发现，有一个多余的酒吧星系之间的对象与零或积极（蓝色向内）的颜色梯度，这似乎表明酒吧作为一种机制的均匀化的恒星星族沿星系。此外，发现的总颜色和球的颜色之间的关系表明，在均匀化的过程中，球的恒星星族越来越蓝，而星系的总颜色保持不变。这些特征是在一个长期的演化的情况下预期的，似乎与螺旋星系形成的整体和分层的情况不相容。
2000-08-25 astro-ph
The Galactic Bar
银河系有一个带条纹的凸起。本文总结了目前的理解的主要结构参数和图案的酒吧速度，并比较预测值的微透镜光学深度与凸起微透镜观测。
2002-03-07 astro-ph
K-Band Observations of Boxy Bulges. I. Morphology and Surface Brightness Profiles
本文给出了30个边对旋涡星系的Kn波段图像、非清晰掩模图像以及长轴和垂直加总的表面亮度剖面，这些星系大多数具有方形或花生形（B/PS）凸起。这类星系比其他类型的星系有更复杂的形态，更经常显示出（偏离）中心的X结构，第二主轴极大值和螺旋状结构。这些功能也观察到在N体模拟的酒吧光盘，并可能跟踪主要酒吧轨道家庭。具有B/PS凸起的星系的表面亮度轮廓也更复杂，通常有3个或更多的清晰分离的区域，包括一个平坦的中间区域（弗里曼II型轮廓）。这些径向破裂为杆驱动的角动量转移和物质的径向再分布提供了证据。该配置文件还表明，光盘材料的scaleheight的快速变化，与传统的智慧相反，但再次从垂直共振和不稳定性的预期禁止光盘。表面亮度轮廓的陡峭内部区域通常比星系的等照度厚度部分短，而等照度厚度部分本身总是比轮廓的平坦区域短。与标准的“凸起+盘”模型相反，我们提出具有B/PS凸起的星系是由一个薄的集中盘（盘状凸起）和一个薄的外盘组成的，该盘包含在一个部分厚的棒（B/PS凸起）中。内部盘可能通过棒驱动过程长期形成，并且负责表面亮度轮廓的陡峭内部区域，而棒负责观察到的平坦区域和厚的复杂形态结构。这些部件动态地强耦合并且主要由相同的（盘）材料形成。[删节]
2006-06-02 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
Stellar Nuclear Rings in Barred Galaxies: Fossils of Past Circumnuclear Starbursts?
我们已经发现了四个棒状S 0星系- NGC 936，NGC 3945，NGC 4340和NGC 4371 -它们的棒内包含光滑，发光，纯恒星核环。这些环几乎没有尘埃，没有最近恒星形成的证据，并且与周围的酒吧和凸起的颜色大致相同。因此，它们很可能是棒驱动的环核星暴的老遗迹，类似于今天在棒星系中看到的。利用长缝光谱学的运动学数据，我们构建了两个星系的旋转和共振曲线。在这两种情况下，核环似乎是位于附近或在内部的林德布拉德共振的大型酒吧。我们还讨论了固有的困难，在检测和识别这样的环，并显示一些令人惊讶的方式，恒星环可以扭曲星系等照度线和椭圆适合。
2001-12-04 astro-ph
Large-Scale Model of the Milky Way: Stellar Kinematics and Microlensing Event Timescale Distribution in the Galactic Bulge
我们建立了一个恒星动力学模型的银河系棒球和磁盘，使用新实现的自适应粒子方法。基础的质量模型先前已被证明与银河系近红外表面亮度以及气体运动学观测相匹配。在这里，我们表明，新的恒星动力学模型也符合观察到的恒星运动学在几个凸起领域，其分布的微透镜事件的时间尺度再现了观察到的时间尺度分布的{ \it PINO}实验与一个合理的恒星质量函数。因此，该模型是进一步研究银河系的良好基础。我们还预测了视差移动事件的质量函数的观测结果。
2003-12-17 astro-ph
Dynamical Evolution of Barred Galaxies
棒星系内部的角动量再分配驱动着它们的动力学演化。角动量主要由棒区的近共振物质发射，主要由外盘和晕中的共振物质吸收。这种交换决定了棒的强度、其图案速度的降低以及其形态。如果星系也有气体成分和/或伴星或卫星，那么它们也会参与角动量交换。在演化过程中，在晕的内部也形成了条带状构造。该条形比圆盘条形更短更粗，并且在整个模拟过程中保持如此，尽管其长度随着时间的推移而显著增长。从侧面看，圆盘部件中的杆呈方形或花生状。我描述了解释此类结构的周期轨道族，并回顾了观察结果，表明方形/花生状的“凸起”实际上只是边缘看到的条形。
2005-01-11 astro-ph
Observable Properties of Double-Barred Galaxies in N-Body Simulations
虽然至少有四分之一的早期型棒星系的次级恒星棒嵌入在它们的大尺度的主要对应物中，但这种双棒星系的动力学仍然没有得到很好的理解。最近，我们报告成功地模拟这样的系统在一个可重复的方式在无碰撞系统。为了加深我们对双棒星系的理解，我们在这里描述了这些星系的N体模拟的密度和运动学。这将有助于与观测结果进行比较，并有助于更好地理解所观测到的双棒星系。我们发现，我们模拟的二次酒吧的形状和大小是相当合理的观察相比。我们表明，一个真正的解耦的二级酒吧可能只产生一个弱的扭曲的运动学短轴在恒星速度场，由于相对较大的随机运动的恒星在中心区域。我们还发现，边缘上的核酒吧可能不相关的四四方方的花生形凸起，这是最有可能的边缘上的主要大型酒吧。最后，我们证明了非刚性旋转的二次杆的原因，其图案的速度不能得到很大的精度使用Türze-Weinberg方法。我们还比较了NGC 2950，一个典型的双棒早型星系，这表明核棒可能是在相反的意义上作为主要的旋转观测。
2007-11-06 astro-ph
The Evolution of Barred Spiral Galaxies in the Hubble Deep Fields North and South
作为红移函数的棒旋星系的频率包含了关于恒星盘在其暗物质晕中的引力影响的重要信息，也可以区分当代星系凸起起源的理论。本文提出了一种新的定量确定棒旋结构强度的方法，并验证了该方法对红移相关效应的鲁棒性。通过结合星系样本从哈勃深场北与新获得的数据从哈勃深场南，我们能够定义一个统计样本的18个客观定义的低倾角棒旋系统与$I_{814W}<23.2$马格。分析的比例棒旋星系被视为一个函数的红移，我们发现一个显着的下降，在棒分数超越红移$z\simeq 0.5$。这种效应的物理意义尚不清楚，但有几种可能性包括动态更热（或越来越多的暗物质占主导地位）的高红移盘，或在高红移时棒破坏的效率提高。通过研究哈勃分类音叉的“正交”轴的形成，我们的结果补充了早期-晚期序列中的演化研究，并将观测到哈勃分类序列的红移推到了后期。
1998-11-30 astro-ph
Dynamics of Barred Galaxies
大约30%的盘星系在盘平面上有明显的中央棒特征，更多的盘星系有类似的较弱特征。运动学数据表明，酒吧构成了一个主要的非轴对称分量的质量分布和酒吧模式翻滚迅速轴垂直于光盘平面。所观察到的运动是一致的酒吧内的材料流沿高度细长的轨道与旋转主轴对齐。棒星系也可能在其中心有一个球状凸起，在外盘有螺旋形，还有一些不太常见的特征，如环或透镜。光线和运动学的轻微不对称是很常见的。我们回顾了这些复杂的动力系统提出的主要问题，并总结了迄今为止对它们的解决方案所做的努力，强调结果似乎安全。（截短）
2006-08-30 astro-ph
Discovery of a Boxy Peanut Shaped Bulge in the Near Infrared
本文报道了在大倾角棒斑Seyfert 2星系NGC~7582中发现的一个四方形/花生形凸起。花生形状在近红外$JHK$图像中清晰可见，但在可见光$BVR$图像中被灰尘的消光所掩盖。这表明，近红外成像调查将发现更多的四四方方/花生状的形态比可见光调查，特别是在严重灭绝的星系，如NGC~7582。NGC~7582中的凸起与其他方形/花生形凸起相比表现出强烈的方形。如果星爆是由棒介导的，那么棒很可能是在不到几个棒旋转周期或几个$\times 10^8$年前形成的。如果棒也导致了花生，那么花生会很快形成;在几个棒旋转周期的时间尺度上。
1997-01-15 astro-ph
Bars and Boxy/Peanut-Shaped Bulges: An Observational Point of View
受棒旋星系的屈曲不稳定性研究的启发，近年来，人们致力于研究盒状/花生状（B/PS）星系球。在这里，我们提出了新的酒吧诊断边缘上的旋涡星系的周期轨道计算和流体动力学模拟的基础上。这两种方法都提供了可靠的方法来识别杆及其在侧边系统中的方向。我们还提出了一个大样本的边缘上的螺旋和不B/PS凸起的酒吧的观测搜索结果。我们发现，大多数B/PS凸起是由于存在一个厚酒吧看到的边缘，而只有少数可能是由于吸积。这有力地支持了B/PS凸起形成的杆屈曲机制。
1999-01-19 astro-ph
Topics on bar and bulge formation and evolution
我讨论的COSMOS调查的结果，显示盘星系的比例，是禁止大大减少与回看时间从z ~ 0.2到z ~ 0.8。这种减少对于小质量和低光度的螺旋来说更为重要。经典的酒吧形成理论提供了一个很有前途的框架来理解这些结果。我还讨论了形成的discy凸起使用N体模拟再现以及观察到的discy凸起的属性。因此，这些模拟的圆盘形凸起具有圆盘的形状，它们具有形状指数值小的Sersic轮廓，并且它们的尺寸为kpc的量级。它们是由棒驱动的物质径向流入形成的，因此由气体和恒星组成，并且有相当大比例的年轻恒星。它们可以容纳螺旋结构或内部酒吧。
2008-02-01 astro-ph
3D self-consistent N-body barred models of the Milky Way: I. Stellar dynamics
许多3D N体棒模型的银河系延伸到太阳圈以外的实现各种酒吧不稳定的轴对称模型的自洽演化。COBE/DIRBE的K波段地图，消光校正，用于约束在这些模型中的观察者的位置，假设一个恒定的质光比。在最佳匹配模型中得到的视点表明，银河棒相对于太阳-银河系中心线的倾角为28 ± 7度。根据观测到的M巨星在巴德窗的径向速度色散标度质量，几个模型令人满意地再现了太阳附近的盘和晕星的运动学，以及盘的局部表面密度和尺度参数。这些模型的棒轴比b/a=0.5 ± 0.1，棒型速度Omega_p=50 ± 5 km/s/kpc，对应于4.3 ± 0.5 kpc的共转半径。HI终极速度约束有利于中心附近具有低圆盘质量分数的模型。观测到的大的微透镜光学深度朝向银河系隆起，排除了圆盘尺度高度hz<250 pc（R=4 kpc）的模型，认为银河系圆盘的厚度是恒定的。模型还表明，从棒的近端开始的旋臂可以对巴德窗中的光学深度贡献0.5x10^（-6）。银河系隆起的质量与K光度比可能大于0.7（太阳单位），如果同样的比例适用于棒区之外，那么银河系应该有一个最大的圆盘。
1997-06-24 astro-ph
Lifetime of nuclear velocity dispersion drops in barred galaxies
我们已经做了有和没有恒星形成的流体/N体模拟，以揭示在热介质（例如隆起）中产生中心运动学冷恒星成分（以速度色散下降或σ-下降为特征）并存活足够时间以被观察的条件。我们发现，σ滴形成的时间尺度可能很短（小于5亿年），而它的寿命可能很长（超过1 Gyr），只要中心区域连续或定期地被新鲜气体供给，从而导致连续的恒星形成活动。在中心区域的恒星形成，即使是以1 M_{sol} yr^{-1}的低速率，也是强制性的，通过用新的低σ粒子取代加热的粒子来维持永久的σ下降。我们还表明，一旦恒星形成被关闭，σ下降开始消失。
2006-03-29 astro-ph
Photometric Decomposition of Barred Galaxies
本文提出了一种非参数方法，将盘星系的光分解为盘、球和棒分量。我们已经开发和测试的68个盘星系的样本，我们已经获得了I波段测光的方法。圆盘光和条形光的分离依赖于一个简单的假设，即条形是一个具有与投影圆盘不同的椭圆率和位置角的直特征。我们在这里提出的基本方法，但认识到，它可以显着细化。在我们的样本中，我们只在47%的更接近正面的星系中发现了酒吧。棒中的光占总星系光的1.3%到40%。如果低光度星系具有更多的主导晕，并且如果晕有助于棒稳定性，则有棒星系和无棒星系的光度函数应该显着不同;虽然我们的样本很小，但我们只发现了一个低显着性的微小差异。
2007-02-27 astro-ph
The growth of supermassive black holes in pseudo-bulges, classical bulges and elliptical galaxies
利用Sloan数字巡天的近1000个本星系的结构分析结果，估算了椭圆星系、经典星系球和伪星系球中中心黑洞的质量分布，并研究了它们的恒星质量与中心恒星速度色散σ之间的关系.假设椭圆星系/核球质量M_Bulge与中心黑洞质量M_BH之间存在单一关系，我们发现局域宇宙中黑洞的质量有55^{+8}-4} %在椭圆星系中心，经典核球和伪核球的质量分别占41^{+4}-2} %和4^{+0.9}-0.4} %.我们发现椭圆星系、经典星系核球和伪星系核球的质量与σ之间存在着不同的关系，而最显著的偏移发生在棒星系中的伪星系核球。这种结构上的不相似性导致了采用单一M_BH-M_Bulge和M_BH-sigma关系时黑洞质量的不一致。从文献中采用的关系，我们发现，M_BH-西格玛关系产生的总质量密度估计在黑洞，大约是55%以上，如果M_BH-M_Bulge关系被使用。
2009-06-30 astro-ph
Secular evolution in galaxies
新的观测有利于长期演化的重要作用进行了审查：中央恒星的形成，促进了伪凸棒星系，鼓包和磁盘之间的关系，证据振兴鼓包。数值模拟表明，长期演变可以通过一个周期的酒吧形成和破坏，其中气体起着重要作用。由于气盘中的棒被削弱或破坏，今天观察到的高频率的棒需要外部冷气体吸积，以补充盘并允许新的棒形成。从外部细丝吸积气体的速率与宇宙学模拟中观察到的一致。
2006-08-29 astro-ph
Near-infrared observations of galaxies in Pisces-Perseus. V. On the origin of bulges
本文研究了108个盘星系的球和盘结构参数的标度关系，结构参数是由H波段图像的球/盘二维分解得到的，球用一个具有可变形状指数n的广义指数模型（Sersic）来模拟。我们发现，鼓包的有效标度长度和光度随着n的增加而增加，但盘的性质是独立的鼓包的形状。随着哈勃T型的增加，凸起变得不那么明亮，它们的平均有效表面亮度变得更暗;磁盘显示出类似的趋势，但要弱得多。当隆起参数与磁盘相比，它们是紧密相关的n=1隆起。随着n的增加，相关性逐渐恶化，使得n=4的凸起几乎与它们的盘无关。科门迪的亲戚，冲浪。亮度与效果半径，被证明取决于隆起的形状;这两个参数是紧密相关的n=4隆起，并越来越少，使n减少;磁盘是很好的相关性。具有指数膨胀的强棒SB星系比无棒的SB星系更明亮。指数凸起似乎与其底层磁盘密切相关，而n值较高的凸起则不那么相关。我们解释我们的结果是最符合长期的进化方案，在磁盘中的耗散过程是负责建立在大多数螺旋隆起。
2003-11-10 astro-ph
Gas-driven evolution of stellar orbits in barred galaxies
我们进行了详细的轨道分析的引力势选择在不同的时间从一个不断发展的自洽模型星系组成的两个组成部分的磁盘（恒星+气体）和一个活的晕。结果进行了比较，与纯恒星模型，受到几乎相同的初始条件，这是选择，使模型开发一个大规模的恒星酒吧。杆也受到软管（屈曲）的不稳定性，这改变了磁盘的垂直结构。这两个模型的发散形态演变的解释方面的气体径向流入，由此产生的变化在较小的半径的引力势，以及随后的修改的主要家庭的轨道，无论是在和磁盘平面。我们发现，动力学不稳定性变得温和的气体成分的存在下，平面和3D恒星轨道的稳定性受到强烈的影响，在潜在的相关变化-都是不稳定的气体积累在中心。这反映在酒吧模式的整体幅度较低，并在酒吧的实质性削弱，这似乎是一个渐进的过程。当有大量的气体流入中心时，棒的垂直弯曲就不那么明显了，银河系凸起的花生状特征几乎消失了。较轻的不稳定性导致较小的隆起，其基本参数与观测结果一致。我们还发现，由于较大的中心质量浓度和导致的特征动力学时间的减少，在模型中的气体成分的整体演化加速。
1998-06-10 astro-ph
Molecular Gas Properties in the Central Kiloparsec of Barred and Unbarred Spirals
我们研究了来自BIMA近星系巡天（SONG）的29个有棒螺旋和15个无棒螺旋的中心千秒差距内的分子气体性质。我们发现，有棒螺旋的平均核分子气体表面密度（< Sigma_{nuc} >=309 +/- 71 Msun pc^{-2}）比无棒螺旋的平均核分子气体表面密度（< Sigma_{nuc} >=107 +/- 29 Msun pc^{-2}）高三倍。Sigma_{nuc} > 300 Msun pc^{-2}的11个柱中有9个是早期类型。与估计的恒星形成阈值密度（Sigma_{crit}）的比较表明，在酒吧增强恒星形成可能是由于一个较大的分数具有Sigma_{nuc} >典型的Sigma_{crit}。我们还发现，禁止螺旋更集中比unbarred螺旋。条形螺旋的浓度参数的中值（f_{con} = Sigma_{nuc} / Sigma_{disk} =27.7）比非条形螺旋的浓度参数的中值（f_{con} =6.2）高4倍。最后，我们研究了中心浓度对棒性质的依赖性，发现它可能与凸起的大小弱相关，但与棒的长度无关。这表明内林德布拉德共振、棒椭圆率和环核恒星形成在决定中央千秒差距内的气体吸积方面发挥着重要作用。有关这些论文结果的更详细描述，请参见http://www.astro.caltech.edu/~kartik/thesis.html。这项研究得到了NSF资助AS…
2001-08-01 astro-ph
Three-Dimensional Bar Structure and Disc/Bulge Secular Evolution
本文讨论了30个具有方形或花生形（B/PS）凸起的边对旋涡星系样品的Kn波段成像。具有B/PS凸起的星系往往比具有其他凸起类型的星系具有更复杂的形态，不清晰的掩蔽图像揭示了跟踪三维棒的主要轨道家族的结构。它们的表面亮度分布也更复杂，通常包含3个或更多个明显分离的区域，包括一个浅或平坦的中间区域（弗里曼II型分布），暗示了杆驱动的角动量转移和材料的径向再分布。这些数据还表明，圆盘的尺度高度会发生突然变化，正如从垂直共振和不稳定性中所预期的那样，但这与传统观点相反。与标准的“凸起+盘”模型相反，我们提出具有B/PS凸起的星系是由一个薄的集中盘（盘状凸起）包含在一个部分厚的棒（B/PS凸起）中组成的，它本身包含在一个薄的外盘中。内圆盘最有可能是通过杆驱动过程形成的，而厚杆则是由屈曲不稳定性引起的。两者都是强耦合的动态和形成的大部分相同的（光盘）材料。
2005-08-29 astro-ph
Secular Evolution Via Bar-Driven Gas Inflow: Results from BIMA SONG
本文分析了《碧马颂》中29个有阻螺旋和15个无阻螺旋中的分子气体分布。对于CO亮星系，我们证实了Sakamoto等人（1999 b）的结论，即棒旋星系在中心千秒差距内具有较高的分子气体浓度。SONG样本还包括27个低于坂本等人使用的CO亮度极限的星系。即使在这些CO微弱的星系中，我们发现高中心气体浓度在棒星系中更常见，与酒吧驱动的径向流入一致。然而，有一个显着的人口的早期型（Sa-SBC）的酒吧螺旋（6 19），有很少或没有分子气体检测到的核区域和酒吧的共同旋转半径。在这些星系中，棒已经将棒内的大部分气体驱动到核区域，在那里它们被恒星形成所消耗。早型砂坝中的核气体质量中值比早型砂坝高出四倍以上;由于早型砂坝中的气体消耗率高出一个数量级，因此早型砂坝必须具有显著更高的砂坝驱动流入。晚期类型砂坝的流入率较低可归因于早期和晚期类型砂坝结构的差异。尽管有条驱动的流入，数据表明，它是极不可能的晚型星系演变成早期类型通过酒吧诱导的气体流入。尽管如此，长期的演化过程无疑是存在的，并且伪凸起是不可避免的;伪凸起的证据可能在早期类型星系中最清楚，因为它们的高气体流入率和更高的恒星形成活动。
2005-05-18 astro-ph
Anti-Truncation of Disks in Early-Type Barred Galaxies
螺旋星系的盘通常被认为是被截断的：径向表面亮度轮廓在超过一定半径（3- 5个盘内尺度长度）时急剧变陡。在这里，我们提出的径向亮度轮廓的一些禁止S 0-Sb星系与相反的行为：他们的外部轮廓是明显的斜率比主盘轮廓浅。我们称这些“反截断”，他们发现在至少25%的一个较大的样本禁止S 0-锑星系。有两种不同类型的反截断。大约有三分之一显示出相当渐进的过渡和外部等照度线，这些等照度线比主盘等照度线逐渐变圆，这表明一个盘嵌入在一个更球形的外部区域内-无论是凸起的外部范围还是一个单独的恒星晕。但大多数的配置文件有相当尖锐的表面亮度过渡到较浅，外指数配置文件，至关重要的是，外等照度线，这是不是显着圆比主盘;在萨博-锑星系，外等照度线包括可见的螺旋臂。这表明外部光仍然是圆盘的一部分。这些配置文件的一个子集是在不对称的外等照度线（不平衡或单臂螺旋）的星系，这表明相互作用可能是负责至少一些盘状反截断。
2005-07-24 astro-ph
Another bar in the Bulge
利用2MASS数据重建了银河系隆起区老恒星星族的投影密度图。通过将H和K测光带结合起来，就有可能克服变红的影响，从而穿透银河系隆起的内部结构。图中的主要结构对应于有据可查的花生状棒，它是由于动力学不稳定性而由银河系盘的内部形成的。正如数值模拟所建议的，棒的投影Z轮廓具有几乎指数形状。在减去与条形图相关的指数分布之后，在银河系中心附近出现了一个大的残差。这种残余物是细长的和不对称的，这表明一个酒吧的结构。因此，我们得出的结论是，除了主酒吧一个较小的酒吧与不同的方向可能存在于银河系的中心区域。这一发现使得银河系非常类似于大量的棒旋星系，在它们的中心区域也有一个较小的棒。
2001-10-22 astro-ph
Explorations in Hubble Space: A Quantitative Tuning Fork
为了建立一个客观的框架，研究星系形态，我们已经制定了一个定量的两个参数描述星系结构，密切映射到哈勃望远镜的原始音叉。任何星系都可以被放置在这个“哈勃空间”中，其中x坐标测量沿着早到晚序列的位置，而y坐标以定量的方式测量星系被阻挡的程度。定义哈勃空间的参数足够稳健，可以将哈勃音叉的形成映射到高红移。本文根据Frei等（1996）的CCD成像图集，对哈勃空间的本星系分布进行了初步研究。我们发现，在这个诊断图上，有棒星系、弱棒星系和无棒星系是非常好的分离。螺旋序列显然是双峰的，实际上近似于音叉：强棒和无棒螺旋并不简单地构成棒强度的平滑单峰分布的极值，而是填充两个平行的序列。强棒星系排列得非常紧密，强烈地暗示着潜在的统一物理过程的存在。令人惊讶的是，弱棒星系似乎并不对应于在无棒星系和强棒星系之间的参数空间中架起桥梁的物体，而是形成了规则螺旋序列的延伸。这种关系的支持模型中，凸起的晚型螺旋起源于长期的过程中驱动的酒吧。
2000-08-28 astro-ph
Dynamics of the Galactic Bulge using Planetary Nebulae
在银河系中心有一个酒吧的证据引发了对银河系酒吧隆起的动力学建模的新热情。我们的目标是比较运动学的示踪剂，行星状星云，广泛分布在凸起的一系列模型的内部银河系的相应的运动学。这些模型中有三个是由恒星盘的不稳定性引起的N体棒系统（Sellwood，Fux和Kalnajs），一个是构造来表示COBE/DIRBE近红外光的3D分布的Schwarzschild系统，然后演化为N体系统几个动力学时间（Zhao）。为了将我们的数据与模型进行比较，我们使用了Saha（1998）开发的一种新技术。该过程找到每个模型的参数，即模型单位中的太阳银河系中心距离R_o，取向角φ，速度尺度（单位为km/s/模型单位），以及最适合数据的太阳切向速度。
2000-05-04 astro-ph
Statistics Of Microlensing Optical Depth
我们发现，在估计光学深度，$τ$，由于微透镜的统计误差，$σ_τ$，是大大高于天真的泊松估计：$σ_τ = \sqrt{η/ N} τ$，其中$N$是检测和$1.65 \leq η\lsim 3$的数量。我们构建了一个“微透镜映射”使用观测约束良好的酒吧凸出模型，并将其与基于球形凸出模型的映射进行比较。结果表明，光学深度的分布有显着差异。如果在银河系中心周围的大范围位置上确定了光学深度，人们就可以通过观测$\sim 200$事件来初步确定银河系隆起的质量分布几何形状。大约需要800个事件来确定凸起和盘Machos对事件率的相对贡献。
1994-10-18 astro-ph
Confirmation of a Kinematic Diagnostic for Face-On B/P Bulges
本文报道了NGC 98、NGC 600和NGC 1703三个正面星系的高分辨吸收线光谱研究结果，目的是寻找盒状/花生状（B/P）星系核球。这些观察测试和确认，为第一次，预测，面对B/P形凸起可以识别的两个最小值的轮廓沿酒吧的主轴的第四高斯厄米特时刻h_4的视线速度分布（LOSVD）。在NGC 98中，h_4的一个明显的双极小值出现在棒的长轴上和棒的末端之前，正如预测的那样。相比之下，在NGC 600中，它也是一个棒星系，但缺乏实质性的凸起，我们没有发现任何明显的运动学特征的B/P形凸起。在NGC 1703中，这是一个无棒控制星系，我们没有发现B/P隆起的证据。我们还直接证明了NGC 98中h_4极小值处的LOSVD比其它地方的LOSVD宽。这种更直接的方法避免了与视线速度色散测量和h_4之间的简并相关的可能的伪影。
2008-04-22 astro-ph
Hydrodynamic Simulations for the Nuclear Morphology of NGC 4314
利用SPH方法研究了棒星系NGC 4314的核形态。我们已经构建了大量的模型的基础上的剖面分解成磁盘，凸出，酒吧组成部分的结果。根据对核棒的假设，我们的模型有三种不同的原子核结构：无核棒、同步核棒和快核棒。我们的SPH模拟表明，NGC 4314的核区域的形态，其特征是由一个细长的环/螺旋的新形成的恒星和HII地区，对准几乎平行于主酒吧可以理解的长期演化驱动的非轴对称潜力。NGC 4314的核环是由强棒势和中等中心浓度的核团（有或无棒）形成的。然而，核螺旋图案不能在没有核棒的情况下发展。NGC 4314的核棒似乎比主棒旋转得更快，因为同步核棒引起的核形态与观测到的核形态有很大不同。
2002-03-03 astro-ph
Starbursts in barred spiral galaxies. I. Mrk 712: a new Wolf-Rayet galaxy
我们报告了在IRAS棒旋星系Mrk 712星系核以南4.5角秒的巨大HII区发现的沃尔夫-拉叶星辐射。根据HeII 4686线的光度估计，WNL和OV星的比率为0.2。通过与星爆和恒星演化模型的比较，我们发现这个高值只与非常年轻的星爆事件（3 - 4百万年）和平坦的初始质量函数（Gamma = -1）相兼容。[ArV]线的存在表明HII区被热沃尔夫-拉叶星强烈电离。与其他棒状沃尔夫-拉叶星系的比较表明，沃尔夫-拉叶星的探测取决于星系的尘埃含量和方向。
1995-05-10 astro-ph
Triple Bars and Complex Central Structures in Disk Galaxies
我们提出了一个分析的地基和HST图像的三个早期型棒星系。第一个是NGC 2681，它可能是有三个同心棒星系的最清晰的例子。另外两个星系先前被认为是三棒星系。我们的分析显示，虽然NGC 3945可能是双棒的，但NGC 4371只有一个棒;但两者都有有趣的中心结构。NGC 3945在其主棒内有一个巨大的，非常明亮的圆盘，有斑片状的尘埃带，圆盘内有一个微弱的核环或伪环，以及一个明显的次级棒穿过环。NGC 4371有一个明亮的核环，只比周围的凸起和条纹略蓝。没有证据表明在这些核环中有大量的尘埃或恒星形成。恒星核环的存在表明，这些星系的中心是动态冷却和盘状的。
1999-06-16 astro-ph
Fundamental Planes, and the "barless" M-sigma relation, for supermassive black holes
关于标准M-西格玛关系的残差与主球的有效半径、绝对星等和Sersic指数相关--尽管在这里需要注意的是，椭圆星系并不参与这种相关。此外，它揭示了棒星系（相对较小，微弱，低恒星浓度凸起）可以偏离M-西格玛关系的delta（log M）= -0.5到-1.0 dex（在这个意义上，他们的西格玛值太大了），并产生大部分上述相关性。从Tremaine等人的31个星系集合中删除7个棒星系，结果是一个“无棒M σ”关系，其内禀散射为0.17 dex（参见图1）。0.27 dex的31个星系）和0.25 dex的总散射（参见。0.34 31个星系的dex）。第三参数的引入并没有减少无杆M-西格玛关系的分散性。此外，从一个扩大和更新的40个具有可靠黑洞质量测量的星系中去除棒星系或所有盘星系，得到了一致的结果，即log（M_bh/M_sun）=（8.25+/-0.05）+（3.68+/-0.25）log [sigma/200]。用黑洞质量测量的星系的“无杆”σ-L关系与早型星系的SDSS样品一致。此外，无杆M-σ关系、M-L关系和M-n关系都表明SMBH的质量小于2-4 × 10^9 M_sun。
2008-02-01 astro-ph
