Star Counts and the Warped and Flaring Milky Way Disk
本文报道了银河系外盘翘曲模型和耀斑模型的星数预测。这些已经被认为是可能的位置的透镜负责对大麦云（LMC）的微透镜事件。详细研究了这三个模型，并将理论预测与HST的7个低纬区（\it）的星数数据进行了对比。如果扭曲和燃烧的盘星群与太阳附近的盘星具有相同的特征，那么模型可以明确地排除。金属丰度梯度在盘状星系中是众所周知的，可能会导致外盘人口在颜色和光度上与局部不同。这种效果的研究使用一个简单的ananalgesia的颜色-星等关系与位置的变化，而它被证明是导致更好的协议与恒星计数，上限的贡献的翘曲和耀斑盘的光学深度仍然低于测量值朝向大麦哲伦星云。只有当翘曲非常不对称或光度函数随银心半径变化强烈时，模型才能与星数一致。
1998-12-18 astro-ph
The Warped Circumstellar Disk of HD100546
我们建议，在可见的哈勃太空望远镜图像中看到的两个武装螺旋特征的散射光在HD 100546的拱星盘是由一个扭曲的外盘照明。从对称平面倾斜6-15度可以导致观察到的表面亮度变化，只要圆盘在半径大于200 AU的地方非常扭曲（高度扭曲），就可以看到螺旋特征。尘埃带的部分原因是由于在赤道平面内的阴影从内盘半径为100天文单位。HD 100546的外盘，如果从侧面观察，看起来与绘座β相似。最初与行星系统偏离的圆盘，由于小行星体和行星引起的岁差而弯曲。然而，HD 100546的盘的扭曲性不能用在系统寿命期间由一颗木星质量的行星在~13 AU的空地内引起的岁差来解释。对波纹盘的一个可能的解释是，进动是由嵌入盘中的大半径物体引起的。这将需要大约木星质量的天体远离中央空地13 AU，并在螺旋特征的位置或半径约在50-200 AU之间。
2005-10-17 astro-ph
Three dimensional SPH simulations of radiation-driven warped accretion discs
利用光滑粒子流体力学（SPH）方法计算了X射线双星系统中的翘曲吸积盘。几何薄，光学厚的吸积盘由中央辐射源照明。该照射在盘的表面上施加非轴对称辐射压力，导致作用在盘上的扭矩以引起扭曲或翘曲。最初的平面盘是不稳定的翘曲驱动的辐射扭矩和一般的翘曲也在逆行方向进动相对于轨道流。我们模拟了许多具有不同质量比的X射线二元系统，每个系统使用许多不同的光度。辐射驱动的翘曲发生在所有模拟系统中。对于质量比q ~ 0.1，内盘中发生适度的翘曲，而外盘保持在轨道平面中（参见X 1916-053）。对于不太极端的质量比，整个圆盘倾斜出轨道平面（参见图1）。她的X-1）。对于倾斜出轨道平面的盘，其中盘的外边缘材料在轨道平面中以椭圆方向进动，我们在耗散光变曲线中同时获得正和负的超级峰（c.f. V603 Aql）。
2006-01-06 astro-ph
Warped discs and the directional stability of jets in Active Galactic Nuclei
活动星系核（AGN）中的翘曲吸积盘对黑洞施加扭矩，使旋转轴与外盘的角动量对齐。我们通过数值求解翘曲圆盘的稳态形状来计算这个力矩的大小，并验证Scheuer和Feiler（1996）的解析解提供了一个很好的近似值。我们概括了这些结果与强大的翘曲和任意的表面密度分布的光盘，并计算的时间尺度上的黑洞成为对齐的角动量在外盘。对于大质量的空穴和爱丁顿极限量级的吸积率，对准时间尺度总是很短（小于百万年），因此，从内部圆盘区域加速的射流提供了圆盘中大半径气体角动量的即时示踪剂。较长的时间尺度预测低光度系统，取决于各向异性的程度在光盘的流体动力学响应剪切和翘曲，并在光盘中的大半径，可能通过VLBI观察到的适度翘曲的最终衰减。我们讨论的影响，这对于推断吸积的历史，这些活跃的银河核的喷流方向似乎是稳定的，在很长的时间尺度。在快速的重新排列事件中，在适度的圆盘半径处的大能量沉积速率应该使这样的物体在光学和红外波长处短暂明亮。
1999-06-27 astro-ph
Statistics of optical warps in spiral disks
我们提出了一个统计研究的光学翘曲的样本540个星系，约5倍于以前的样本。大约有40%的晚型星系在其外部的平面上显示出S形弯曲。考虑到几何参数和探测灵敏度，这一结果表明，至少有一半的星系盘可能是弯曲的。我们证明，通过几何模拟，一些明显的翘曲可能是由于螺旋臂在一个高度倾斜的星系。非翘曲星系的模拟给出了$\approx$ 15%的假翘曲量，而翘曲星系的模拟表明，不超过20%的翘曲被错过。我们发现一个很强的正相关性，观察到的翘曲与环境，这表明潮汐相互作用有很大的影响，在创建或加强翘曲变形。
1998-06-08 astro-ph
The Settling of Warped Disks in Oblate Dark Halos
当一个星系形成时，盘状物最初可能相对于一个扁平的暗晕倾斜。星系盘和晕之间的错位是星系盘翘曲的一个常见解释，因为在这种状态下，星系盘具有类似于真实翘曲的旋进弯曲模式。这个理论中一个可疑的假设是，光环的引力响应可以忽略不计。因此，我们使用各种技术计算的扁圆晕的一个进动倾斜指数盘的响应。我们构建了一个刚性指数盘进动的粒子晕，一个粒子盘进动内的静态凸起/晕势，和一个自洽的模型与粒子盘，凸起和晕模型。当盘与晕的质量比在5个指数尺度半径内很小（$\sim$ 10\%）时，盘在5个轨道时间内沉降到晕的赤道面。当盘和晕的质量相当时，晕在几个轨道时间内迅速与盘对齐，而盘的倾角下降。晕对倾斜盘的快速反应表明，在星系盘中看到的翘曲不太可能是三轴晕内旋进盘的弯曲模式。如果一个星系形成时倾斜于暗晕的主平面，那么要么盘状物会固定在主平面上，要么内晕会扭曲并与盘状物对齐。外晕将在更长的时间内保持未对准，因此仍然可以施加扭矩。如果外晕的错位持续了一个哈勃时间，翘曲弯曲模式可能仍然存在。
1994-04-05 astro-ph
HI study of the warped spiral galaxy NGC5055: a disk/dark matter halo offset?
本文利用Westerbork综合射电望远镜观测资料，对邻近旋涡星系NGC 5055的HI分布和动力学进行了研究。NGC 5055的气体盘向外延伸到约40 kpc，等于3.5 R_25，并显示出从明亮光盘的末端开始的明显翘曲（R_25= 11.6 kpc）。这个非常延伸的翘曲具有大尺度的对称性，加上其外部的旋转周期（在40 kpc时约为1.5 Gyr），表明这是一个长期存在的现象。旋转曲线在中心部分急剧上升，达到最大速度（v_max ~ 206 km/s）。在明亮的恒星盘（R_25）之外，它显示出大约25 km/s的下降，然后保持平坦直到最后一个测量点。标准的分析与发光和暗物质组件显示了动力学的重要性的磁盘。旋转曲线的最佳拟合是用"最大圆盘“获得的。与较轻的盘的不太令人满意的拟合有助于将盘的F带的质光比设定为1.4的固定下限。这样一个“最小圆盘”贡献了观测到的最大旋转速度的60%。NGC 5055显示出显著的整体规则性和对称性。然而，在气体的分布和运动学方面，一个轻微的不平衡性是明显的。速度场的倾斜环分析使我们对系统内部和外部的运动中心和系统速度采用不同的值。这产生了一个显著的结果：运动学和几何不对称同时消失。这些结果指向两个不同的动力学机制：内部区域主要由恒星盘和外部区域，主要由相对于盘偏移的暗物质晕。
2005-10-20 astro-ph
Warped polar ring in the Arp 212 galaxy
安装在俄罗斯科学院特殊天体物理观测台6米望远镜上的法布里-珀罗扫描干涉仪用于研究奇特星系Arp 212（NGC 7625，III Zw 102）中电离气体的分布和运动学。两个运动学上不同的子系统-内盘和外发射丝，被发现在星系的光学半径。第一个子系统，在银河中心距离r<3.5 kpc，在恒星盘的平面内旋转。电离气体盘的内部（r<1.5-2 kpc）与先前已知的分子气体盘完全一致。电离气体的第二个子系统位于银河中心距离2-6 kpc。这个子系统在一个与恒星盘倾斜一个显著角度的平面内旋转。外盘的轨道倾角随着银河系距离的增加而增加，在r=6 kpc时达到50度。气体盘的电离部分不会出现在这个银河系中心距离之外，但我们相信HI盘继续弯曲并接近相对于星系内盘的极性平面。因此Arp 212可以被归类为一个有极环（或极盘）的星系。假设星系中引力势的分布不是球对称的，可以解释电离气体和中性气体的运动学。极环最有可能是通过吸积矮卫星星系UGC 12549的气体而形成的。
2008-08-12 astro-ph
A Physical Model of Warped Galaxy Disks
螺旋星系外部区域的扭曲氢气体层通常显示出明显的扭曲结构。这种结构几乎肯定主要是由于差分旋进的H I盘，因为它解决了一个优选的方向在一个底层的黑暗晕势阱，这是不是球对称的。为了更好地理解这些扭曲的盘状结构的结构和演化，我们采用了最初由Petterson（1977）发展的“扭曲方程”形式来研究致密物体上的吸积。利用最近的治疗这种形式主义，我们已经推广的扭曲方程，允许治疗的非开普勒磁盘，并从它推导出一个稳态结构的扭曲磁盘，从自由进动的非球形，对数晕势。我们用这个定态解产生了五个星系（M83，NGC 300，NGC 2841，NGC 5033，NGC 5055）的H I图，它们与这些星系观测图的一般特征相当吻合。此外，该模型提供了一个途径，通过它的运动粘度的H I盘和四极畸变的暗晕在每个星系可以量化。这个广义方程也可以用来研究翘曲星系盘的时间演化行为。
1998-03-23 astro-ph
Gas and Dust Emission at the Outer Edge of Protoplanetary Disks
我们研究了由原行星盘的毫米观测得出的气体和尘埃外半径之间的明显差异。使用230和345 GHz的连续和CO J=3-2的数据从亚毫米波阵列附近的四个磁盘系统（HD 163296，TW长蛇座，GM御夫座，MWC 480），我们研究模型的拱星盘结构和他们的治疗外盘边缘的影响。我们表明，对于这些磁盘，在表面密度和温度的外半径被截断的幂律所描述的模型是无法复制的气体和尘埃排放同时：来自尘埃连续排放的外半径总是显着小于由CO排放跟踪的分子气体磁盘的程度。然而，一个简单的模型的动机相似的解决方案的时间演化的吸积盘，其中包括一个锥形指数边缘的表面密度分布（和相同数量的自由参数）在再现气体和尘埃排放。虽然这种分析并不排除截断幂律模型所暗示的不同半径，但基于吸积物理学的一个现实的替代盘模型为气体和尘埃的范围提供了一致的图像。
2008-02-07 astro-ph
Truncations of stellar disk and warps of HI-layers in edge-on spiral galaxies
边缘朝上的螺旋星系通常有相对尖锐的截断和外部扭曲的HI层的恒星盘。翘曲似乎开始优先接近光盘的光学边界。在这里，我们做一个比较研究的翘曲和截断的边缘星系。Garc 'ıa-Ruiz等人（2002年）的样本具有广泛的HI映射，并补充了斯隆数字巡天的光度分布。用van der Kruit & Searle的边对星系样本对识别截断的方法进行了检验。结果如下：（i.）大多数星系（23个中的17个）显示出截断的证据。（二）当存在HI扭曲时，它从1.1截断半径开始。（三）这补充了Briggs（1990）提出的翘曲规则，如果用截断半径代替Holmberg半径的话。（iv.）截断半径和翘曲的起始与旋转曲线和HI表面密度中的特征径向一致。后者也适用于倾斜度较小的系统。（五）内盘是非常平坦的，刚超过截断半径的翘曲是突然的和不连续的。这些发现表明，内部平盘和外部翘曲盘是不同的组成部分，具有完全不同的形成历史，可能涉及完全不同的时代。内盘最初形成，而翘曲的外盘形成是由于更晚的具有更高角动量的气体在不同方向上的流入。在附录中讨论了Holmberg半径。与通常假设的相反，Holmberg半径不对倾角进行校正。
2007-02-19 astro-ph
Do NLS1s and ultrasoft AGN have irradiated, warped accretion disks?
当Beppo-SAX测量RE J1034+396的0.1- 12 keV光谱时，也在几周内进行了光学、UV和EUV的观测。这种多波长光谱对它异常热的大蓝色凸起分量施加了非常强的限制，这归因于围绕低质量黑洞的盘上的高（几乎是爱丁顿）吸积率。然而，虽然一个简单的，几何上薄的吸积盘提供了一个很好的适合紫外线到X射线连续谱，它留下了一个残留的平坦和无特征的组成部分，在光学。我们提出，磁盘实际上是张开或扭曲，中央电离EUV/X射线连续辐射的磁盘的外部和提高光学/UV连续通量。相对较窄的允许线可能是由于所产生的盘风。这种物理解释可以解释超软X射线过剩和AGN类中的宽线速度之间的联系。它也可能对超软活动星系核和银河系黑洞之间的可能关系产生影响。
2002-02-01 astro-ph
Are truncated stellar disks linked to the molecular gas density?
我们知道，星系中恒星光分布的径向斜率可以用指数下降来描述，并且这种分布经常在一个突变半径（$R_{br}$）处被截断。我们对这些外截断的起源还没有一个清楚的认识，已经提出了几个假设来解释它们。我们想通过直接观察几个截断星系的冷分子气体来检验各种理论，并与非截断星系进行比较。截断的恒星盘和分子气体密度之间可能存在联系的答案不能从文献中的CO图中得到，因为到目前为止，还没有在高分辨率下观察到CO中具有清晰截断的星系。
2007-02-01 astro-ph
Is M82 a Disk-Truncated Bulge by a Close Encounter with M81?
小质量星暴星系M82的旋转曲线有一个陡峭的核上升，在200 pc半径处达到峰值，然后以开普勒的方式下降。这个旋转曲线模拟了具有高恒星质量集中的螺旋星系的中央隆起。下降的旋转表明它的扩展磁盘质量丢失。为了解释这种特殊的旋转特征，我们提出了一个假设，即M82是一个更大的盘状星系的幸存的中央隆起，其外盘在与M81的近距离接触中被截断。我们模拟了一个潮汐截断盘的伴星星系的潮汐渗透通过其更大质量的母星系。该模式能很好地再现观测到的M82的特殊特征。
1998-03-03 astro-ph
On the Consistency between the Outer Rotation Curve of the Galaxy and the Microlensing Rate towards the Large Magellanic Cloud
最近对银河系外旋转曲线的测定表明，银河系的总质量很可能集中在半径为$\sim2R_0$的区域内。如果这一发现是正确的，以前估计的光学深度的微透镜事件对大麦云（LMC）应相应减少。看来，截断的星系晕模型，而不是标准的等温延伸到LMC帐户自然的微透镜率的报告由UNO合作。这种解释是显而易见的，但在过去却被忽视了。
1997-11-20 astro-ph
Possible Evidence for a Truncated Thin Disk in Seyfert 1 Galaxy NGC4593
编制了Seyfert 1星系NGC 4593的多波段光谱能量分布（SED），研究了它的光-紫外（OUV）连续谱和铁Kα线轮廓.在OUV带中没有发现强烈的“蓝色大凸点”。铁的Kα线轮廓并不像从一个向下延伸到最后一个稳定轨道的盘所预期的那样宽。这两个模型都可以用截断薄圆盘来模拟，并支持系统中存在截断薄圆盘。NGC 4593可能是一个典型的天体，其吸积率为\dot{m} = \dot{M} / M_{Edd} \sim 0.01-0.1，并具有两个吸积流：一个外部薄盘和一个内部热流--可能是ADAF，类似于低质量X射线双星（LMXB）的低和中间态。
2000-06-01 astro-ph
Color Profiles of Spiral Galaxies: Clues on Outer-Disk Formation Scenarios
我们研究了85个晚型旋涡星系样本的径向颜色和恒星表面质量密度分布，这些星系具有深（低至~27 mag arcsec^-2）SDSS g '和r'波段表面亮度分布。大约90%的光剖面被归类为破指数，表现为截断（II型星系）或反截断（III型星系）。II型星系的颜色轮廓呈“U”形，在破裂半径处的最小值为（g' -r'）= 0.47 ± 0.02等。在破裂半径附近，III型星系有一个颜色为（g' -r'）= 0.57 +- 0.02的平台区。用这种颜色来计算恒星表面的质量密度分布，结果令人惊讶。在截断星系的光剖面中已经确定的断裂几乎消失了，质量剖面现在类似于纯指数（I型）星系。这一结果表明，II型星系的破裂起源更可能是由于恒星星族的径向变化，而不是与质量分布的实际下降有关。然而，III型星系似乎在恒星质量密度剖面中保持了它们的形状。我们发现，截断星系在破裂处的恒星表面质量密度为13.6 +- 1.6 Msun pc^-2，而反截断星系在破裂处的恒星表面质量密度为9.9 +- 1.3 Msun pc^-2。我们估计，恒星质量的比例外的断裂半径为15%的截断星系和~9%的反截断星系。
2008-09-09 astro-ph
Observations of Stripped Edge-on Virgo Cluster Galaxies
我们目前的观测高度倾斜，HI不足，室女星系团螺旋星系。我们对边缘星系的高分辨率VLA HI观测使我们能够区分面外气体和盘状气体。我们所有的星系都有截断的H-α盘，在截断半径之外几乎没有盘气体。虽然所有的气体盘都被截断，但观测结果显示了连续剥离状态的证据：对称的，未受干扰的截断气体盘表明星系很久以前被剥离，而更多的不对称盘表明正在进行或最近的剥离。我们比较这些时间尺度的估计结果从我们的样本中的星系外盘的二维恒星光谱。我们样本中的星系之一，NGC 4522是一个活跃的冲压压力剥离的明显例子，其检测到的HI的40%是面外的。正如预期的那样，这个星系的外盘恒星星族显示出最近（事实上，正在进行）剥离的明显迹象。然而，有些不太令人期待的是，这个星系外盘的光谱，具有非常强的巴耳末吸收，没有可观测到的发射，如果在更高的红移下观察，将被归类为“k+ a”。我们对NGC 4522和其他星系在星系团半径范围内的观测使我们能够更好地理解星系团在盘状星系的结构和演化中所起的作用。
2005-09-05 astro-ph
Global properties of the HI distribution in the outer Milky Way
目的：我们推导出的3-D HI体积密度分布的银河系磁盘的R = 60千秒差距。方法：我们的分析是基于先前推导的翘曲和旋转曲线的参数。数据取自莱顿/阿根廷/波恩全天21厘米线调查。结果：银河系HI盘明显翘曲，但在R = 35 kpc时显示出相干结构。径向表面密度分布、翘曲面中部密度分布和HI标度高度均呈指数关系。HI盘表面密度分布的径向尺度长度为3.75kpc。对于40 < R < 60 kpc的外围气体，最好用指数径向尺度长度为7.5 kpc和速度分散为74 km/s的分布来描述。这种高度紊流的介质也与在高纬度观测到的高速剖面机翼的平均形状很吻合。这种平面外气体的湍流压力梯度平均与重力平衡。大约10%的银河系HI气体处于这种状态。大尺度HI分布是不平衡的;对于R < 15 kpc，南部有更多的天然气。HI耀斑表明，这种不对称性是由暗物质尾流引起的，位于麦哲伦星系方向R = 25 kpc处。结论：HI盘由两个主要成分组成。最突出的是正常的HI盘，可以追溯到R = 35 kpc。这是由高度湍流的气体达到大规模的高度，但也大的径向距离斑片状分布包围。在太阳的位置，z方向的指数标度高度为3.9 kpc。这种成分类似于以前在一些星系中发现的异常气体。
2008-04-30 astro-ph
Kinematic modeling of disk galaxies III. The warped "Spindle" NGC 2685
这是第三次的一系列文件中的结构和运动学的盘星系的研究。采用直接倾斜环拟合的数据立方体，介绍了文件I，我们进行了分析的“纺锤”星系NGC 2685，以前被认为是两个环的极环星系。深HI和光学（i '带）的观测。HI的观测结果强烈地表明，NGC 2685的气体结构并不是由两个独立的相互倾斜的区域组成，而是形成了一个连贯的、极度扭曲的圆盘，两个环的出现是由于投影效应。通过比较HI总强度图与光学图像，我们表明，在大半径的暗淡的恒星盘是很好地与外部HI盘对齐。尘埃带的形状掩盖了内星体的东北部，这表明在较小的半径下，NGC 2685也拥有一个包含气体、尘埃和恒星的盘，其中各种成分排列成一条直线。在较小的半径，这个磁盘是从中央恒星体运动学解耦。因此，在明亮的中央恒星体区域，NGC 2685似乎由两个圆盘组成，它们共享一个共同的中心，但具有不同的方向：一个明亮的恒星透镜状体，显然没有尘埃和气体，以及一个严重扭曲的低表面亮度圆盘，包含恒星，气体和尘埃。低表面亮度盘逐渐改变其方向，并在大半径假设的中央恒星S0盘的方向。根据我们的分析，由于低表面亮度盘的内在方向改变了70度，气体盘是相干的，并且没有半径垂直于中心恒星，NGC 2685可能不是一个经典的极环星系。
2008-10-17 astro-ph
The Dynamics of Galactic Warps
螺旋星系盘外部的大规模扭曲已经被观察了近40年，但它们的起源仍然不清楚。我们回顾了扭曲的星系盘的动力学。我们确定了几种机制，可以激发翘曲，所有涉及的磁盘和暗物质晕之间的引力相互作用。
1995-10-23 astro-ph
Halpha Morphologies and Environmental Effects in Virgo Cluster Spiral Galaxies
我们描述了室女星系团和孤立的螺旋星系的各种Halpha形态，并将Halpha形态与改变星系团星系的环境相互作用类型联系起来。H α和R-波段辐射的空间分布被用来将52个室女星系团螺旋的恒星形成形态分为几类：正常（37%），贫血（6%），增强（6%）和（空间）截断（52%）。截断星系根据其内部恒星形成率进一步细分为截断/正常（37%），截断/紧凑（6%），截断/贫血（8%）和截断/增强（2%）。在这两种环境中，贫血星系的比例相对较小（6-13%），这表明饥饿不是室女座螺旋星系恒星形成率降低的主要因素。大多数室女座螺旋星系的Halpha盘被截断（52%），而截断的Halpha盘在孤立星系中更罕见（12%）。大多数的Halpha-truncated星系有相对不受干扰的恒星盘和正常的略增强的内盘恒星形成率，这表明ICM-ISM剥离是导致室女座螺旋恒星形成率降低的主要机制。在其他星系中，Halpha的形态更符合潮汐起源，或者可能是外星系团HI的吸积。这些结果表明，大多数室女座旋涡星系的经验ICM-ISM剥离，许多经验显着的潮汐效应，和许多经验。（节略）。
2004-06-09 astro-ph
The LMC Microlensing Events: Evidence for a Warped and Flaring Milky Way Disk?
对由EMO和EROS合作探测到的朝向大麦云云的微透镜事件的最简单解释是，我们银河系中大约三分之一的晕以大约0.5个太阳质量的物体的形式存在。这种解释存在严重问题。正常的恒星星族是0.5个太阳质量的恒星，应该是可见的。另一个明显的透镜候选者是一群白矮星。但是，前体人口必须与金属污染的星际介质，与目前的人口II的丰度冲突。在这里，我们提出了一个更传统的，但目前更投机的解释。一些透镜是银河系圆盘中的恒星。由于银盘的扭曲和张开，它们位于大麦哲伦星系的视线上。根据它的标度长度和椭圆率，磁盘的光学深度可能位于$0.2 \times 10^{-7}$和$0.9 \times 10^{-7}$之间的任何地方。再加上大麦哲伦星云盘和棒的贡献，甚至可能是中间的恒星污染物，总的光学深度可能在不确定性范围内与数据相匹配。朝向大麦哲伦星系的微透镜现象可能告诉我们更多关于银河系外盘扭曲的结构和恒星星族的信息，而不是暗晕的组成。
1998-05-24 astro-ph
Mapping the cold dust in edge-on galaxies at 1.2 mm wavelength
利用IRAM 30米望远镜，我们绘制了NGC 891、NGC 5907和NGC 4565的1.2mm连续谱发射图。特别是后一个星系显示了一个弱的，扩展的高原，这是与HI除了中央峰和环结构共同所有这些螺旋。此外，NGC 4565的尘埃排放的外部部分明显弯曲。在外部的平均尘埃温度为15 K和派生的尘埃吸收截面是非常接近的预测为当地的弥漫云。
1996-03-02 astro-ph
The Outer Cut-Off of the Giant Planet Population and the 6pc-Survey
我们展示了两次高对比度成像调查的结果，这些调查利用了一种新技术，即L波段角差分成像。我们的第一次调查针对Beta Pic和Tuc-Hor移动群中的21颗年轻恒星，VLT/NACO达到20 AU的典型灵敏度<1 MJup at r >。对空值结果的统计分析表明，巨行星种群被截断在30 AU或更少（90%置信水平）。我们的第二个，正在进行的MMT/Clio调查利用独特的灵敏度在L波段实现的老行星探测所有M-矮星在6 pc。这些目标的接近使得首次能够直接成像像木星这样的轨道上的行星-这是直接成像巨行星的关键一步。
2007-10-15 astro-ph
Recent Star Formation in the Extreme Outer Disk of M83
银河系演化探测器（GALEX）的紫外成像显示，在M83的最外层盘中有大量的紫外亮恒星复合体，延伸到大部分HII区域（R_HII = 5.1'或6.6 kpc）半径的四倍。这些来源通常与M83翘曲外盘中的大规模平行HI结构有关，并且分布在尚未检测到分子ISM的银河系中心半径之外。我们目前测量这些恒星复合物的性质，包括FUV和NUV的幅度和本地气体表面密度。在H-α成像中，只有一部分外盘紫外源具有相应的HII区域，这与混合年龄的样本一致，其中一些源的年龄为几百万年，而另一些源的演化程度要高得多（约10^8年）。
2004-11-11 astro-ph
A sub-AU outwardly truncated accretion disk around a classical T Tauri star
本文给出了位于蛇夫座$ρ$星形成区的5- 10天文单位金牛座T双星系统SR 20的斯皮策红外光谱。光谱的特征与盘的存在相一致;然而，连续斜率比无限薄的几何光学厚盘的$λ^{-4/3}$斜率更陡，表明盘被向外截断。与文献中的光度学比较表明，从1993年到1996年，中红外通量有很大的增加。我们模型的光谱能量分布和IRS光谱与壁+光学厚照射盘，产生的外半径为0.39 $_{+0.03}^{-0.01}$ AU，远小于预测的二元轨道模型。使用两个温度的$χ^2$最小化模型来拟合IRS光谱的尘埃成分，我们发现磁盘经历了显着的晶粒生长：其光谱是很好的拟合使用大于1 $μ$ m的晶粒的不透明度。我们的结论是，该系统在20世纪90年代经历了显着的引力摄动。
2008-10-24 astro-ph
Outer edges of face-on spiral galaxies
我们提出了深光学成像的三个面对盘星系一起使用的减少和校准方法的详细描述，以测量其外部恒星边缘的内在形状。虽然现在人们普遍认为，螺旋星系的盘不是无限指数超过银河系中心的距离约3 - 5径向标度，真正的结构的截断区还不为人所知。我们的数据定量地建立了一个平滑的截断行为的径向表面亮度分布，最好的描述是由一个双斜率模型，其特征在于由一个内部和外部的指数scalelength分离在一个相对明确的断裂半径。这一结果不同意经常假设急剧截断性质的径向表面亮度分布，并意味着恒星的存在，甚至恒星形成超出了断裂半径。此外，我们没有发现附近的伴星对破裂半径与径向标度长度之比的强烈影响。我们的研究结果表示新的观测约束的搜索这些光滑盘截断的物理解释。
2002-07-03 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
A close view on the protoplanetary disk in the Bok globule CB26
我们提出了新的亚角秒分辨率近红外偏振成像和毫米干涉数据的拱星盘系统在博克球状体CB 26。这些数据表明存在一个直径大于400天文单位的M > 0.01 M太阳边缘盘，它围绕一颗年轻的~0.35 M太阳恒星作开普勒旋转。从内部200天文单位发射的毫米尘埃具有很高的光学厚度，但外部的部分光学厚度很薄，由小尘埃颗粒组成。内盘中的星子生长既不能确认也不能排除。盘的外部光学薄的部分是强烈翘曲的。我们认为CB 26盘是一个非常年轻的原行星盘，并表明它可以与早期太阳系相媲美。
2001-06-28 astro-ph
Time evolution of galactic warps in prolate haloes
依巴谷卫星最近的观测和一些数值模拟表明，扁晕和盘之间的相互作用不适合银河系翘曲的持久性。然后，我们比较了长晕和扁晕中星系弯曲的时间演化。晕近似为固定势，而盘由N体粒子表示。我们已经发现，扁圆晕中的翘曲继续卷起，最后消失。另一方面，对于长晕模型，当外盘的进动从内盘的进动后退时，外盘的进动速率增加，反之亦然。因此，通过保持弯曲圆盘的节点线的对齐，长晕中的弯曲持续到模拟结束。因此，我们的研究结果表明，长晕可以维持银河扭曲。本文从晕与盘之间以及盘内外区之间的力矩出发，讨论了翘曲持续存在的物理机制。
1999-10-02 astro-ph
Truncated stellar disks in the near infrared. I. Observations
我们提出了近红外表面测光的11个边缘上的星系的过程中获得的长期项目，旨在分析的发生和类型的截断外盘。在特内里费岛（西班牙）的1.5米CST（卡洛斯·桑切斯望远镜）上使用CAIN红外照相机进行了观测。7个星系在其盘轮廓上表现出明显的截断，4个星系在观测范围内被观察到明显的未截断。我们将截断描述为真实的、平滑的和完整的（如外推法所建议的，并且在测量的截断曲线在截断半径$R_{tr}$处进入噪声的意义上），遵循与$(R_{tr} -R)^{-n}$成比例的下降（其中$R$是半径）。尽管它的深度测光范围，所提供的数据不允许详细探索的区域，光学数据显示第二个斜坡。特别注意的是关于表面亮度deprojection的边缘上的星系，这是进行了两种方法，一个包括反演阿贝尔积分方程和其他以下的数值方法。这些方法得到了几乎相同的结果。近红外观测的截断可能与光学观测不同，因为这两个领域跟踪不同的恒星星族。
2006-09-14 astro-ph
A compact dusty disk around the Herbig Ae star HR 5999 resolved with VLTI / MIDI
我们已经使用了中红外线长基线干涉测量与VLTI解决围绕Herbig Ae恒星HR 5999的拱星材料，提供了第一次直接测量其角大小，并推导出对尘埃的空间分布的约束。获得了HR 5999的一组10个光谱分散（8-13微米）干涉测量。发射区的特征尺寸取决于投影的基线长度和位置角，其范围在~ 5-15毫弧秒（高斯半高宽）之间，对应于~ 1-3 AU的非常小的物理尺寸。为了获得对尘埃几何分布的约束，我们将我们的干涉测量结果与2D，频率相关的辐射传输模拟的拱星盘和信封进行了比较。对于具有径向幂律密度分布的盘模型，来自盘外区域（>~ 3 AU）的相对较弱但非常扩展的发射导致模型的vibe显著低于观测到的vibe，使得这些模型与ESTA数据不一致。另一方面，在圆盘模型中，密度在~ 2-3 AU的外半径处被截断，与数据吻合得很好。一个令人满意的拟合HR 5999的观测到的天体轨道，发现与一个几何薄盘的模型，被截断在2.6天文单位，并看到下的倾角为58度。无论是一个几何薄盘的模型看到近边缘，也不是球形尘埃壳的模型可以实现观测和预测之间的一致性。这个圆盘如此紧凑的原因仍然不清楚;我们推测它被一个近距离的双星伴星截断了。
2006-07-21 astro-ph
The Relation between the Inclinations of Broad Line Regions and the Accretion Disk
根据标准模型，活动星系核（AGN）由一个围绕中心大质量黑洞的具有喷流的内部吸积盘和若干外部宽线区（BLR）和窄线区（NLR）组成。BLR和吸积盘之间的几何关系还不清楚。假设BLR的运动是维里化的，它的配置是盘状的，我们推导出它的倾斜的视线的一个样本的活动星系核的膨胀恒星速度色散，他们的大小的BLR和他们的H $β$线宽。通过与X射线Fe K $α$发射谱线测量的吸积盘倾角进行比较，发现两者之间没有正相关关系。我们的结果表明，BLRs与吸积盘不共面，我们应该谨慎使用BLRs倾角作为盘倾角。外BLR和内吸积盘的非共面几何结构为BLR的起源和吸积盘的性质提供了线索。我们更倾向于认为BLR产生于一个扭曲的吸积盘的外部。
2005-08-26 astro-ph
Statistics of galaxy warps in the HDF North and South
我们提出了一个统计研究的存在下，星系扭曲的哈勃深场。在45个直径大于1的边缘星系的完整样本中。3，我们发现5个星系肯定是扭曲的，6个星系是很好的候选者。此外，4个星系显示出特征性的U形弯曲。与局部翘曲的统计研究相比，并考虑到在高红移时观测星系外部的强烈偏见，这些数字指向z \sim 1处非常高的翘曲频率：几乎所有的星系盘都可能是翘曲的。此外，翘曲的幅度比局部翘曲的幅度大。这很容易解释为过去更高的星系相互作用和物质吸积。这一结果支持这两种机制作为早期翘曲起源的最佳候选者。我们的样本的边缘上的星系的平均观察到的轴比显着大于在高Z样本比本地螺旋星系的样本。这可能是由于更频繁的星系相互作用造成的盘增厚。
2001-11-26 astro-ph
STIS Coronagraphic Observations of Beta Pictoris
我们提出了新的日冕图像的β Picture获得的空间望远镜成像光谱仪（STIS）在1997年9月。高分辨率图像（0.1”）清晰地探测到了距离恒星0.75”的拱星盘，对应的投影半径为15 AU。这些图像比以前的观测更精确地定义了圆盘的翘曲，并且半径更接近Beta Pic。他们表明，翘曲可以通过两个部分的投影来模拟：主盘和一个较暗的部分，它与主盘倾斜4-5度，距离恒星只有~4”。我们解释的主要组成部分，主要出现在外盘和倾斜的组成部分，定义的磁盘的内部区域。观察到的弯曲内盘的性质与恒星辐射的驱动力不一致。然而，由一个或多个行星的引力势引起的翘曲与数据一致。利用Larwood和Papaloizou（1997）建立的行星翘曲盘模型，我们推导出扰动天体的可能质量。
1999-11-18 astro-ph
Stellar populations across the NGC4244 truncated galactic disk
我们使用HST/ACS来研究附近的，几乎是边缘上的星系NGC 4244在其外盘表面密度突变的解决恒星星族。恒星测光使我们能够研究不同恒星星族的分布，并达到很低的等效表面亮度。我们发现，断裂发生在相同的半径为年轻，中等年龄，和老恒星。突破点以外的恒星密度急剧下降，每5千秒差距至少下降600倍。破裂发生在相同的半径上，与盘上方的高度无关，但在中平面最尖锐，在大高度处几乎消失。这些结果表明，截断不太可能是由恒星形成的阈值单独引起的：阈值将不得不保持相同的径向位置，从小于1亿年到10 Gyr前，尽管潜在的干扰，如因内部过程而导致的气体的再分布和下沉。截断形成的动力学解释更可能是由于杆或密度波的角动量重新分配，或由暗物质子晕的轰击引起的恒星加热和剥离。后一种解释也与我们在星系周围看到的小弥散分量在数量上一致。
2007-08-06 astro-ph
An Outer Planet Beyond Pluto and Origin of the Trans-Neptunian Belt Architecture
海王星外天体（TNO）是外太阳系中碰撞和动力演化的小行星盘的残留物。这种复杂的结构，被称为外海王星带（或埃奇奥-柯伊伯带），可以揭示有关盘的性质，行星形成和其他演化过程的重要线索。与吸积理论的预测相反，TNO表现出令人惊讶的大偏心率，e和倾角，i，可以分为不同的动力学类。有几个模型讨论了TNO的起源和轨道演变，但没有一个模型再现了详细的观测，例如，所有的动力学类和特殊的对象，或提供有见地的预测。基于大量的模拟的存在下的四个巨大的行星和巨大的星子的星子盘，我们建议，一个外行星的轨道历史十分之一的地球质量可以解释跨海王星带轨道结构。这个巨大的天体可能被其中一颗巨行星分散，然后将原始的星子盘搅拌到40-50 AU的水平，并在行星迁移前将其截断约48 AU。这颗外行星后来获得了一个倾斜的稳定轨道（>100 AU; 20-40 deg），因为它与海王星的共振相互作用（r：1或r：2共振可能与Kozai机制相结合），保证了海王星带的稳定性。我们的模型始终如一地再现了每个动力学类的主要特征，具有前所未有的细节;它还满足其他约束条件，如目前的小总质量的trans-Neptunian带和海王星的当前轨道在30.1 AU。我们还提供了观测可检验的预测。
2007-12-13 astro-ph
A Her X-1 Turn-On: Using the pulse profile to probe the outer edge of an accretion disk
X射线脉冲双星Her X-1在X射线光变曲线上表现出各种各样的长、短期变化。源的35 d变化被解释为一个翘曲的，倾斜的，扭曲的吸积盘周期性地覆盖视线的中心中子星的影响。1997年9月，我们用罗西X射线定时探测器（RXTE）观测到了35 d周期的"开启"。光谱分析表明，在开启的早期阶段，整个光谱由散射到视线中的X射线加上大量吸收的X射线组成。这种解释与同时观察到的脉冲轮廓的变化一致。脉冲轮廓的总体形状没有改变，但是朝向接通的早期阶段，脉冲特征被稳定地"洗掉"。这种行为可以理解为由于吸积盘边缘的存在而引起的散射和吸收的影响。使用Monte Carlo代码，我们模拟的影响，这两个过程的时间变量，光束发射特性，类似的脉冲轮廓的Her X-1。通过将模拟结果与观测到的轮廓进行比较，我们确定了散射辐射量、吸收辐射量和散射区域的大小。
2002-03-13 astro-ph
The Geometry of and Mass Accretion Rate through the Maser Accretion Disk in NGC 4258
对NGC 4258脉泽位置和速度的极大似然分析表明，在高速特征的投影旋转曲线中，偏离开普勒运动约2 sigma，对应于在高速脉泽范围内，相对于开普勒运动的LOS速度约为9 km/s或0.8%的平坦化。虽然有一些潜在的解释，这种扁平化，我们认为纯开普勒旋转的倾斜翘曲盘的基础上，这个模型的能力，以解释一些其他令人费解的功能系统。盘倾角的径向梯度为0.034 mas^{-1}，这不仅与观测到的旋转曲线一致，而且它在盘的近边缘产生了一个碗，这自然解释了系统脉泽的磁偏角的狭窄分布，否则这是令人费解的。它还解释了系统脉泽中明显重复出现的耀斑的存在和位置。没有明显的证据表明，在倾斜翘曲盘的非开普勒旋转。倾斜翘曲的另一个含义是，圆盘在中心发动机的前面升起，并在圆盘半径约为8.3质量或0.29秒差距时遮蔽了中心发动机。通过将观测到的X射线柱与在该半径处的盘中的条件进行比较，我们认为分子到原子的跃迁发生在0.28 pc处的最外层脉泽之外，由此我们推断吸积速率为10^{-4}alpha M_sun/yr，与Yuan等人（2002）的喷流主导吸积模型一致。我们的模型表明，大多数观测到的X射线柱出现在0.29 pc的翘曲吸积盘中，并且脉泽发射在大半径处被截断主要是Neufeld和Maloney（1995）最初提出的分子到原子相变的结果。
2005-04-19 astro-ph
Tidal Torques and Galactic Warps
我们研究银河系盘的倾斜和翘曲的潮汐扭矩的反应。扭矩的强度由宇宙学N体模拟确定。我们发现潮汐力矩主要由子结构的星系晕，如矮卫星，和磁盘的角动量和图轴的暗物质晕之间的错位。扭矩的径向依赖性可以近似为指数为-2.5的幂律。一个无质量的盘受到这样的扭矩会产生一个类似于在大量盘星系中看到的拖尾翘曲，即盘的内部区域比外部盘倾斜得更快。在大质量的盘的情况下，自引力导致内部盘保持局部平坦，只有外部区域显示出翘曲的特征。一个巨大的圆盘被扭曲的半径取决于圆盘的局部表面密度和扭矩强度与暴露于扭矩的时间的乘积。
2001-06-04 astro-ph
The puzzle about the radial cut-off in galactic disks
螺旋星系中的恒星盘被认为是物理上被截断的，因为观察到的盘表面亮度下降的速度比外部昏暗区域的指数下降的速度快。我们回顾了与这种现象相关的文献，发现一些最近的观察结果与截断图相矛盾。因此，我们对恒星盘中物理外部截止区的存在提出了质疑。我们表明，在本文中，所观察到的下降，在表面亮度分布实际上对应于一个可以忽略不计的强度下降，而这种轻微的变化在微弱的结束似乎被夸大的对数正态图。由于从一个完美的指数的微小偏差是常见的整个磁盘，我们认为，这样的偏差在微弱的结束可以很容易地引起所观察到的急剧下降。
2003-07-22 astro-ph
Outer structure of the Galactic warp and flare: explaining the Canis Major over-density
我们使用2 MASS RC和RGB恒星推导出银河系恒星翘曲和耀斑的结构，这些恒星在平均日心距离为3，7和17 kpc时被选中。我们的结果是：（i）一个明确的恒星翘曲签名是由3个选定的环;（ii）导出的恒星翘曲是一致的（无论是在振幅和相位角）与银河系星际尘埃和HI气体;（iii）太阳似乎没有落在节点线。恒星翘曲相位角定向（+15度）接近银河棒的方位角，这使得内环产生不对称的翘曲;（iv）只有在17 kpc的环上观察到南北翘曲对称;（v）处理薄盘和厚盘的混合物，我们追踪了盘的耀斑，得到了一个常数标度高度（~ 0.65kpc），R（GC）~15 kpc。进一步的，磁盘耀斑逐渐增加，达到一个平均规模的高度为1.5 kpc的R（GC）~23 kpc;和（vi）这些结果提供了进一步的强大的证据，没有磁盘径向截断R（GC）~14 kpc。在大犬座密度过大的特殊情况下，我们确认它与南方恒星最大翘曲发生在l=240附近的巧合。我们目前的证据得出结论，所有观测到的参数（如数密度，径向速度，自行等）的CMA是一致的，它是一个正常的银河系外盘人口，从而没有留下更复杂的解释其起源的理由。目前的分析并没有提供独角兽戒指的结构或起源的结论性测试。尽管如此，我们表明，一个扭曲的耀斑银河系的麒麟座环的位置作出了重大贡献。
2006-03-15 astro-ph
The Hot Inner Disk of FU Ori
我们建立了一个详细的辐射转移盘模型，它再现了爆发的年轻恒星FU Orionis从~ 4000埃到~ 8微米的光谱的主要特征。用估计的视消光Av~1.5，中心恒星质量~ 0.3Msun，质量吸积率~ 2 e-4 Msun/yr的稳定盘模型，我们可以很好地再现FU Ori的光谱能量分布。通过斯皮策太空望远镜上的红外光谱仪（IRS）获得的中红外光谱，我们估计热的，快速吸积的内盘的外半径为~ 1 AU，使用在此外半径截断的盘模型。包含来自较冷的辐射外盘的辐射可能会将热内盘的外部限制降低到约0.5 AU。在这两种情况下，半径是不符合一个纯粹的热不稳定性模型的爆发。我们的辐射转移模型表明，中心盘温度Tc > 1000 K到~ 0.5 - 1 AU，这表明磁旋转不稳定性（MRI）可以支持到该距离。假设FU Ori亮度的~ 100年衰减时间尺度代表热内盘的粘性时间尺度，我们估计爆发状态下的粘性参数（α）为~ 0.2 - 0.02，与磁盘中MRI的数值模拟一致。高质量吸积区的径向范围与Bell & Lin的模型不一致，但可能与结合引力不稳定性和MRI的理论一致。
2007-07-23 astro-ph
On the 3 dimensional structure of edge-on disk galaxies
本文用一种简单的算法对12幅高质量的盘状星系图像进行了二维解投影，并研究了它们的三维内禀恒星分布。我们检查的径向配置文件的恒星作为一个功能的高度以上的平面和报告的总趋势，在我们的样本的径向scalelength增加与高度以外的尘埃带。这可以用这些星系中广泛存在的厚盘成分来解释。此外，3维视图允许研究的垂直分布的外盘，超出了休息区，在那里我们检测到一个显着增加scalelength与垂直距离的主轴截断磁盘。这可以被视为随着与飞机的距离增加而削弱“截断”。此外，我们的结论是，最近修订的分类径向表面亮度轮廓发现面对星系确实是独立的几何形状。特别是，我们发现至少有一个例子中定义的三个主要的配置文件类中间面对完整的样本星系：不截断，截断和antristuncated。标记径向光分布中的中断位置的位置和表面亮度被发现与面对星系的位置和表面亮度一致。
2007-03-29 astro-ph
The Nature of the Peculiar Virgo Cluster Galaxies NGC 4064 and NGC 4424
本文利用$^{12}$ CO 1-0干涉测量、光学成像和积分场光谱观测，详细研究了特殊的缺HI室女星系团旋涡星系NGC 4064和NGC 4424，以了解是什么类型的环境相互作用影响了这些星系。光学成像显示，NGC 4424有一个强烈扰动的恒星盘，具有香蕉形的等照度线和壳层。NGC 4064位于星团外围，拥有一个相对未受干扰的外部恒星盘和一个中央棒。在这两个星系中，H-α辐射仅限于中央千秒差距。CO观测揭示了两叶分子气体的形态，与H-α发射峰值内的CO叶，这意味着在恒星形成过程中的时间序列。气体运动学揭示了强烈的棒状非圆形运动的分子气体在两个星系，这表明该材料是径向下降。在NGC 4064中，恒星运动学揭示了在中央1 kpc的强烈的棒状非圆运动。另一方面，NGC 4424的恒星自转速度非常适中（Vmax ~ 30 km s-1），在我们所能测量到的范围内，恒星的运动都是随机的。观测结果表明，NGC 4424的特殊性是中等质量合并加上冲压压力剥离的结果。在NGC 4064的例子中，证据表明一个已经被剥离的“截断/正常”星系最近遭受了与另一个星系的轻微合并或潮汐相互作用。我们建议，星系与“截断/紧凑”的H-α形态，如这些是独立的影响的结果冲压压力剥离，从外盘中去除气体，引力相互作用，如合并，加热恒星盘，驱动气体的中心kpc和增加中心质量浓度。
2006-02-03 astro-ph
The ACS Nearby Galaxy Survey Treasury II. Young Stars and their Relation to Halpha and UV Emission Timescales in the M81 Outer Disk
我们已经获得了解决恒星测光从哈勃空间望远镜（HST）的高级相机的调查（ACS）的观测领域在外盘的M81作为ACS附近的星系调查金库（ANGST）的一部分。受最近在许多邻近旋涡星系周围发现的扩展紫外（XUV）盘的启发，我们利用观测到的恒星星族推导了该区域内5个~0.5 kpc大小区域的近期恒星形成历史。这些区域是根据GALEX的UV光度选择的，包括两个HII区域，两个UV明亮但Halpha-weak的区域，以及一个UV和Halpha-weak的“对照”区域。我们估计我们的有效SFR探测极限约为2 x 10^-4 Msun/yr，这比GALEX在这种大小的区域的探测极限要低。正如预期的那样，HII区域包含大质量的主序星（根据我们最好的灭绝估计，质量范围在18-27 Msun之间），而在UV亮/Halpha-weak区域缺乏类似的大质量主序星。这些观测结果与HII区域的恒星年龄<1000万年，以及UV亮/Halpha-weak区域的恒星年龄> 1600万年相一致。在过去的约6500万年里，除了控制区以外的所有区域都形成了约10^4兆太阳的恒星。因此，我们的结果，至少有一个小区域的外盘M81，是一致的年龄差异是足以解释所观察到的差异之间的恒星形成区域检测到的Halpha和那些专门在紫外线。然而，我们的数据不能最终排除其他解释，例如强烈截断的初始质量函数（IMF）。
2008-10-01 astro-ph
Metallicity and Kinematics of M31's Outer Stellar Halo from a Keck Spectrocscopic Survey
利用Keck 10-m望远镜/LRIS对99颗M31晕红巨星候选者进行了多狭缝Ca Ⅱ近红外三重态光谱观测，观测范围为20<I<22，在SE短轴视场，R= 19 kpc。光谱被用来隔离M31晕红巨星从前景银河系矮星，背景致密场星系和M31盘巨星。观测到的径向速度分布显示了M31晕巨星和前景星系矮星的均匀混合，其中M31晕巨星由宽度为150 km/s的高斯分布拟合，中心速度为-300 km/s（M31系统速度），前景星系矮星的v<~ 0 km/s。一个安全的29颗M31红巨星的样本是根据径向速度（在4个案例中，B-I颜色）确定的。对于该样品，光度和光谱[Fe/H]估计之间存在粗略的一致性。M31晕巨星的[Fe/H]分布的均方根值>0.6 dex，跨越了[Fe/H]测量方法校准的整个2dex范围，平均值/中值约为<[Fe/H]>=-1.9到-1.1dex，可能更高，因为我们的样品没有很好地限制分布的高端[Fe/H]。我们对M31场晕巨星的数据表明，它们比银河系的同行更富含金属，类似于M31和银河系球状星团，这与晕是由小恒星子系统吸积而成的情景相一致。在M31的安全样本中，有4颗恒星具有异常强的Ca线（>~太阳[Fe/H]），其共同速度为-340 km/s，接近M31的系统速度，类似于M31盘巨星在短轴上的预期。M31盘必须很大和/或弯曲才能解释这些恒星。更有可能的是，这些恒星是来自M3…
2002-04-23 astro-ph
Driving spiral arms in the circumstellar disks of HD 100546 and HD 141569A
与2D流体动力学模拟磁盘外部扰动恒星，棕矮星或行星，我们调查可能的情况下，可以占螺旋结构的拱盘。我们考虑了两种情况，螺旋结构驱动的外部约束行星或低质量的恒星，并激发了以前的恒星近距离接触或飞越。我们发现，这两种情况下产生的形态类似于观察到的外部磁盘的HD 141569 A和HD 100546，适度开放的2臂外螺旋结构。HD 141569 A的外盘中观测到的双臂螺旋结构，是在近拱点附近的一个椭圆轨道上的伴星HD 141569 B，C的潮汐扰动下定性再现的。我们的模拟占外旋臂，但不太成功的世俗模型的Augereau和Papaloizou在匹配的不对称或不对称的磁盘边缘在300 AU。这个圆盘先前已经被来自双星的潮汐力截断。一个束缚的天体（恒星或行星）不太可能解释HD 100546的螺旋结构。在NICMOS和STIS的影像中，可以侦测到圆盘中的同时代行星或棕矮星，其质量足以解释螺旋结构的振幅，但现有的影像并没有发现这样的天体。以前的遭遇可以解释观察到的结构，前提是遭遇发生在不到几千年前。造成螺旋结构的物体必须在恒星的几角分之内。然而，USNO-B自行巡天没有发现候选天体。此外，在过去的几千年里，一颗场星遇到HD 100546的概率非常低。
2005-07-27 astro-ph
An almost head-on collision as the origin of two off-centre rings in the Andromeda galaxy
仙女座螺旋星系（Messier 31，距离银河系最近的螺旋星系）的不寻常形态长期以来一直是一个谜。虽然几十年来一直被认为没有证据表明M~31有过剧烈的历史，但它有一个著名的恒星形成外环，半径为10 kpc，其中心偏离星系核。此外，在可见光波段和无线电波段，外星系盘都是弯曲的。光环包含许多环和波纹。在这里，我们报告的发现，基于对先前获得的数据的分析，第二个，内部尘埃环，投影尺寸为1.5 × 1 kpc，从星系中心偏移约0.5 kpc。这两个环似乎是在盘中传播的密度波。数值模拟为M31的形态提供了一个全新的解释：两个环都是由一个伴星系迎头穿过M31盘中心造成的。最有可能的闯入者是M32。星系之间的正面碰撞是罕见的，但似乎发生在2.1亿年前我们的本星系群中。
2006-10-18 astro-ph
