3D self-consistent N-body barred models of the Milky Way: II. Gas dynamics
在银河系盘中的气体动力学是通过释放一个初始轴对称的SPH组件在一个完全自洽和无粘性的3D N体模拟银河系中的恒星组件显示一个COBE样酒吧建模。的恒星酒吧的密度中心徘徊在质量中心周围，产生的气体流是不对称的和非静止的，再现HI和CO的I-V图，只有在特定的时间，从而表明所观察到的内部气体运动学的瞬态性质。最佳匹配模型允许一个新的和连贯的解释的主要功能站出来的I-V数据在酒吧区域。特别是，在早期型棒旋中，主导棒主轴的突出的偏移尘道的I-V迹线可以被明确地识别出来，并且3-kpc臂和其非对称的银河中心相对反臂是盘旋臂的内旋，这些盘旋臂绕过棒并在非常不同的银河中心距离处加入尘道。巴尼亚的块1和2，以及另一个速度拉长功能附近l= 5.5度，被解释为气体块穿越尘带冲击。在l=+/- 2.5度附近的终极速度峰值是由沿着尘埃带的气体产生的，而不是由远离银河系中心的尖端x1轨道的轨迹产生的。根据这些模型和相关的几何约束，银河棒的倾角必须为25+/-4度，共转半径为4.0-4.5 kpc，面轴比b/a=0.6。
1999-03-10 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
The properties of the Galactic bar implied by gas kinematics in the inner Milky Way
银河系内部的氢和一氧化碳气体的纵向速度图（l-V）一直被认为是不符合圆周运动的轴对称势。有几条证据表明银河系是被阻挡的，并且阻挡势中的气体流动可能与观测到的“禁止”速度和数据中的其他特征一致。我们比较H I观测到的L-V图合成的2-D流体动力学模拟的气体流动在一个家庭的禁止的潜力。气体流动模式是非常敏感的参数假设的潜力，这使我们能够区分模型。我们提出了一个模型，合理地再现了HII-V图的外轮廓;该模型具有半长轴为3.6 kpc的强棒，轴比约为3：1，内部Lindblad共振（ILR），以及42 km/s/kpc的模式速度，并且当从34°到棒长轴观察时，与数据最匹配。模型的行为，再加上银河系棒中的冲击应该类似于外部棒星系中的冲击的约束，使我们得出这样的结论：大范围的参数空间与观测结果不相容。特别是，我们建议杆必须相当坚固，必须具有ILR，并且不能太端，杆长轴与视线成35°+/- 5°。H I数据在更宽的经度范围内表现出比分子气体更大的禁戒速度;这一重要差异是我们所青睐的模型与最近提出的其他模型如此显著不同的原因。
1999-04-11 astro-ph
Inner Molecular Rings in Barred Galaxies: BIMA SONG CO Observations
虽然在棒旋星系的光学影像中，内部的恒星形成环很常见，但伴随分子气体的观测证据却很少。在本文中，我们提出的分子内环的图像，跟踪使用CO（1-0）发射线，从伯克利-伊利诺伊州-马里兰州协会调查附近的Galerkin（BIMA宋）。我们检测到内环CO排放的所有五个宋棒星系分类为内环（类型（r））。我们还研究了七个宋棒星系分类为内螺旋（类型（S）），在其中之一，NGC 3627，我们发现分子内环的形态和运动学证据。内环星系已经被归类为这样的光学图像的基础上，强调最近的恒星形成。我们认为，可能存在的可能性，可能存在的恒星形成效率没有提高的内环。然而，我们发现在NGC 3627中，内环恒星形成效率相对于该星系中的大多数其他区域都有所提高。我们注意到SONG（r）星系在内环内部（除了核附近）有少量的CO和H α发射，而NGC 3627有相对明亮的棒CO和H α发射;我们认为，如果棒中有大量的气体和恒星形成，像NGC 3627这样的内环星系可能会被错误分类。
2002-04-25 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
Molecular Gas in Candidate Double-Barred Galaxies II. Cooler, Less Dense Gas Associated with Stronger Central Concentrations
我们已经进行了一个多过渡CO研究的中心的7个双棒星系，表现出各种分子气体的形态，以确定是否分子气体的性质与核形态和恒星形成活动。近红外星系巡天显示，在大量的棒星系或透镜星系中存在着核恒星棒。这些星系的高分辨率CO地图表现出广泛的形态。最近对双棒星系的模拟表明，气体性质的变化可能使其对类似的引力势做出不同的反应。我们发现，在气体集中分布的星系中，12 CO J=3-2/J=2-1谱线比较低，而在CO辐射以环状和峰状分布在星系中心周围的星系中，谱线比较高。所有星系的13 CO/12 CO J=2-1线比都是相似的，这表明J=3-2/J=2-1线比是在追踪气体温度和密度的变化，而不是光学深度的变化。有证据表明，含有更多集中CO分布的星系是由分子气体组成的，这些分子气体温度较低，密度较低。观测表明，在含有更温暖、密度更大、中心集中度更低的气体的星系中，恒星形成率更高。有可能是棒动力学导致了气体分布和密度的变化（从而导致了恒星的形成率），或者是恒星的形成单独改变了气体的性质。
2003-01-07 astro-ph
Dense Molecular Gas Associated with the Circumnuclear Star Forming Ring in the Barred Spiral Galaxy NGC 6951
利用Nobeyama毫米波阵列和45 m望远镜对2型Seyfert的寄主棒旋星系NGC 6951的环核恒星形成环进行了高分辨率（3”-5”）CO（1-0）和HCN（1-0）观测。我们发现，大部分的HCN排放与环核环，在那里发生蓬勃的恒星形成。HCN/CO的积分强度比在恒星形成环中也有所增强，HCN/CO的峰值为0.18，与NGC 253和M82的星爆相当。研究了稠密分子气体的形成机理。我们发现，沿轨道拥挤的冲击并没有有效地促进致密分子气体的形成，但增强了低密度GMC的存在。相反，气体的重力不稳定性可以解释致密分子气体的形成。NGC 6951的Seyfert核的HCN/CO比是一个相当正常的值（0.086），而其他Seyfert核NGC 1068和M51的HCN/CO比值则非常高，约为0.5。
1998-08-21 astro-ph
Distribution and Kinematics of Molecular Gas in Barred Spiral Galaxies. I. NGC 3504
本文介绍了用Nobeyama 45-m望远镜对棒旋星系NGC 3504进行CO成像观测的结果。分子气体的分布示出了与沿着棒的HII区域的分布相对应的偏移脊。垂直于沙坝的流速在脊部突然减小。速度的变化意味着分子气体改变了运动方向，使其平行于脊处的棒。由于在NGC 3504中，棒的长轴和节点线的位置角几乎相同，因此可以直接从径向速度导出棒的图案速度的上限。由此得到的上限为41 km/s/kpc，这比假定共转半径位于沙洲末端时得出的上限（77 km/s/kpc）小得多。由我们的上限导出的共旋半径比NGC 3504中棒的半长轴长度大两倍多。
2000-10-04 astro-ph
Molecular gas in the double-barred Seyfert 2 galaxy NGC 5728
本文给出了塞弗特星系NGC 5728的CO（1-0）和CO（2-1）图。虽然在中央10”的近红外图像中清楚地识别出恒星核棒结构，但在被识别为主棒的ILR的环内，分子气体中没有核棒结构。相反，CO发射揭示了一个细长的结构，长度为15”，从与喷流/电离锥对齐的核（由射电中心定义）开始，PA为127度。这种形态，不经常观察到的塞弗特星系，可以解释在增强CO激发沿壁的圆锥。沿着圆锥的运动学扰动支持这种情况。在大尺度上，CO排放是跟踪初级酒吧，和外环结构。根据CO排放估算的总分子量为M（H2）= 3.1 × 10^9 Msun。
2002-09-13 astro-ph
Molecular gas in the barred spiral M100 - II. 12 CO(1-0) interferometer observations and numerical simulations
利用IRAM干涉仪，我们以高分辨率（2“× 1”）测绘了双棒SABbc螺旋M100核中的~（12）CO（1-0）发射。分子气体分布在一个两个螺旋臂结构开始的端点的核棒（r=600 pc）和一个中心源。气体的运动学表明，存在一个陡峭的旋转曲线（180公里/秒，在100 pc）和强大的流动运动的特点，尾随螺旋波内共转。气体流动模拟分析了气体对来自K波段板的重力势的响应，包括两个嵌套的酒吧。我们开发了两个系列的模型：第一，一个单一的模式的速度解决方案共享的外部酒吧+螺旋和核酒吧，第二，一个两个独立的酒吧解决方案，其中的核酒吧是动态解耦和旋转速度比主酒吧。我们找到了最佳的解决方案，包括一个快速模式（160公里/秒/千秒差距）的核酒吧（与1.2千秒差距的共转）解耦的慢模式的外酒吧+螺旋（23公里/秒/千秒差距，与8-9千秒差距的共转）。
1998-03-02 astro-ph
Starbursts in Barred Spiral Galaxies. II. Molecular and Optical Study of Three Wolf-Rayet Galaxies
我们在三个有年轻恒星爆发的棒旋星系NGC 3049、5430和6764中寻找了致密分子气体。我们在后两者中检测到HCN，并且在NGC 6764中勉强检测到CS。这三个星系的致密分子气体含量与其他星系和恒星形成的其他指标进行了比较。HCN的光度（相对于CO和远红外的）在这些星系非常年轻的星爆是一致的，在星系中观察到的老星爆和正常星系，所以是我们的上限CS强度（相对于CO）。从我们的分光光度观测评估的星爆年龄范围为3.4至6.0百万年。在我们拍摄的NGC 5430的图像上，一个环绕核的环很明显，它是最古老的中心星暴星系;这个星系也有最宽的分子线。由Halpha光度导出的中心恒星形成率与从全球FIR光度得到的结果一致，并与HCN光度相关。最后，用光学分光光度法得到了H_2柱密度的独立估计值，由于这三个星系的CO强度相对于它们的远红外通量来说都高于平均值，因此H_2柱密度与CO强度的比值比标准值低2 ~ 3倍。
1997-01-23 astro-ph
Molecular Gas Kinematics in Barred Spiral Galaxies
为了量化棒驱动的质量流入对星系演化的影响，需要了解流入气体的动力学。在本文中，我们研究了一组七个棒旋星系中致密分子气体的运动学，以确定哪些动力学效应占主导地位。运动学是由伯克利-伊利诺伊-马里兰协会（BIMA）毫米阵对CO J=（1-0）线的观测得出的。我们比较所观察到的运动学预测的理想气体流体动力学和弹道云为基础的模型的气体流动在一个禁止的潜力。的流体动力学模型是在良好的定性协议与目前的观测稠密气体和以前的观测电离气体的运动学。所观察到的运动学表明，气体突然改变方向后，进入尘埃带直接沿着酒吧的前缘尘埃带，直到尘埃带接近核环。在尘埃带与核环相交的位置附近，我们看到两个速度分量：一个是低速分量，对应于圆形轨道上的气体，另一个是高速分量，这可以归因于沿着棒尘埃带向下流动的气体部分，这些气体通过接触点喷向棒的另一半。ISM的基于弹道云的模型与观察到的运动学不一致。在尘埃带的运动学需要大的速度梯度，不能复制的ISM组成的弹道云与长的平均自由程。因此，即使是密集的ISM也会响应水动力。
1999-08-10 astro-ph
Six New Galactic Orbits of Globular Clusters in a Milky-Way-Like Galaxy
最近测定了六个新的球状星团的绝对自行。这促使我们获得这六个星系团在轴对称银河系势和禁止势（如我们的银河系）中的银河系轨道。轨道也得到了银河系的潜力，包括旋臂。对这三种情况的轨道特征进行了比较和讨论。潮汐半径和破坏率也进行了计算和讨论。
2007-10-29 astro-ph
Dynamical Friction and the Distribution of Dark Matter in Barred Galaxies
我们使用完全自洽的N体模拟棒星系表明，从致密的暗物质晕的动力学摩擦显着减缓酒吧的旋转速度。我们的结果支持了以前的理论预测的酒吧内旋转的大规模晕。另一方面，低密度晕，如最大圆盘所需的晕，允许棒继续以高速率旋转。有一些微薄的观测证据表明，酒吧在真正的星系旋转迅速，我们用我们的结果认为，暗物质晕必须有一个低的中心密度在所有高表面亮度盘星系，包括银河系。在星系中的酒吧，有较大比例的暗物质应该旋转缓慢，我们认为，一个有希望的地方寻找这样的候选对象是中间表面亮度的星系。
1997-12-06 astro-ph
Barred CO emission in HE1029-1831
利用IRAM Plateau de Bure干涉仪（PdBI）和Berkeley-Illinois-Maryland天文台（BIMA）获得了棒旋活动星系HE 1029 -1831（z=0.0403）的CO（1-0）和CO（2-1）线辐射图。CO发射与光条有很好的关联，并沿光条延伸，其半高宽估计为~（6+-2）kpc。CO排放沿棒的短轴（PA= 90度）显示出很强的速度梯度。分子气体质量估计约为1.2x10^（10）Msun，这表明它是一个非常富含气体的宿主星系。大多数分子气体似乎是亚热激发的和冷的，但我们也发现了弱的证据，温暖和/或密集的气体成分在南部的酒吧发射，约4kpc的星系核。
2006-12-12 astro-ph
The Central Region of Barred Galaxies: Molecular Environment, Starbursts, and Secular Evolution
尽管有令人信服的证据表明，恒星棒驱动气体进入1- 2 kpc或星系的环核（CN）区域，但很少有大规模的，高分辨率的CN分子气体和恒星形成（SF）的研究。我们研究了一个样本的本地禁止非星爆和星爆与高分辨率CO，光学，哈，RC，Br-γ，和HST数据，并发现以下几点。(1)棒的内部kpc与外盘有明显的不同，其分子气体表面密度为500-3500 Msun pc-2，气体质量分数为10- 30%，周转频率为100- 1000 km s-1 kpc-1。因此，引力不稳定性只能在高气体密度下发生，并在短时间尺度（几百万年）内增长。这种高密度，短时间尺度，“爆发”模式可以解释为什么强大的恒星爆发往往是在星系的CN区域。(2)我们认为，CO形态的变化是由于不同阶段的酒吧驱动流入。在后期阶段，大部分CN气体处于外/内Lindblad共振（OILR）内，并且主要具有圆周运动。在整个样本中，我们发现条形图案的速度上限为43至115 km s-1 kpc-1和OILR半径> 500 pc。(3)尽管氯化萘气体质量相似，但棒状星爆和非星爆的氯化萘SFR分别为3- 11和0.1- 2 Msun yr-1。星暴中的σ-气体-m较大（1000- 3500 Msun pc-2），在大范围内接近Toomre临界密度。(4)分子气体占CN动力学质量（6--30 × 10^9 Msun）的10%~ 30%，在恒星暴增中，…
2005-05-23 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
Molecular Gas in Candidate Double Barred Galaxies I. The Diverse Morphology and Dynamics of NGC 2273 and NGC 5728
双棒被认为是一种将分子气体通过林德布拉德内共振输送到核区域的方法，在那里它可以为活跃或星暴核提供燃料。到目前为止，双酒吧的存在已确定主要通过分析近红外图像，这可以告诉我们很少的动力学和流入率的这些系统。我们利用欧文斯谷射电天文台毫米波阵在CO J=1-0观测了两个双棒星系候选者（NGC 2273和NGC 5728）。尽管这些星系的近红外图像相似，但我们在CO图中看到了相当不同的核形态。NGC 2273显示了核气体棒的证据，与近红外图像中看到的核恒星棒对齐。核气棒和恒星棒都与大尺度棒偏离了大约90度，这也使得两者都有可能是恒星和气体填充主棒的$x_2$轨道的结果。使用动力学摩擦参数和恒星形成率的估计表明，沿着NGC 2273的核棒有显著的气体流入率。相反，NGC 5728没有显示出任何核分子棒的证据，但显示出一个弧形的CO团块，其峰值正好位于动力中心的西南部，并沿着尘埃带向东南弯曲。双棒星系的模型表明，这些星系的核中应该含有大量的分子气体。我们的计算表明，这两个星系都在其核中含有足够数量的气体，但只有NGC 2273显示出核气棒的证据。这可能是过去恒星形成过程耗尽和分散NGC 5728核气体的结果，但更可能是NGC 5728经历了一次小合并事件的证据。
2002-04-24 astro-ph
Molecular Gas, Dust and Star Formation in the Barred Spiral NGC 5383
我们提出了多波长（干涉仪和单盘CO J=1-0，Halpha，宽带光学和近红外）的经典棒旋星系NGC 5383的观测。我们比较观察到的中央气体和尘埃形态的预测最近的流体动力学模拟。在核区域，我们的观测揭示了三个峰沿着S形气体和尘埃分布。相比之下，该模型预测的环核，而不是观察到的S形分布，此外，预测的表面密度之间的对比中心的气体积累和酒吧的尘埃带是一个数量级大于观察。这种差异不是由于未探索的模型参数空间或核棒，而是可能由于中心活跃的恒星形成活动（每年7个太阳质量）。和其他类似的星棒一样，在星棒两端和中心区域之间的星棒中，恒星的形成率很低（每年约0.5个太阳质量），尽管星棒尘埃带中的气柱密度很高;这通常归因于剪切和激波。我们注意到一种倾向的HII地区与支线饲料的主要酒吧尘埃带，但这些都位于领先的酒吧。我们认为，恒星形成的马刺，这提供了一个高柱密度，但低剪切环境。因此，即使在棒的前端也可以找到HII区，因为电离星会弹道穿过尘埃带
1999-11-15 astro-ph
A Polar-Nulceus Dark Lane in the Barred Spiral M83: Three-Dimensional Accretion in the Nucleus
在棒旋星系M83的中心区域，有一条极核尘埃带，它从NE方向的分子棒延伸出来，穿过中心球。它的西南对应物是不可见的，被隐藏在凸起的后面。这种不对称性，尽管星系的正面取向和对称的酒吧结构中的CO线发射，表明暗巷是一个离面结构。这种“极核”结构可以通过在翘曲盘中的非共面三维加速度来形成。
1993-08-27 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
The Milky Way Spiral Arm Pattern
利用一个真实的银河系中气体流动的动力学模型，构造了一个完整的分子（CO）气体三维分布图。这张图显示了两个突出的螺旋臂，从棒的末端开始，平滑地连接到在银河系外的氢原子中观察到的四臂螺旋图案。与以前的尝试不同，我们的新地图揭示了银河系棒区和圆盘远端的气体分布。这是第一次，我们可以跟踪气体中的旋臂，因为它们从银河系中心后面经过。
2008-12-18 astro-ph
ASTE CO(3--2) Observations of the Southern Barred Spiral Galaxy NGC 986: a Large Gaseous Bar Filled with Dense Molecular Medium
利用阿塔卡玛亚毫米波望远镜实验（ASTE）对棒旋星系NGC 986的3 'x3'（或20 x20 kpc，距离23 Mpc）区域进行了CO（3-2）辐射观测。这项工作是我们正在进行的河外CO（3-2）成像项目ADIOS（螺旋星系ASTE致密气体成像）的一部分。我们的CO（3-2）图像显示存在一个大的（长轴是14千秒差距的总长度）气体酒吧充满了致密的分子介质沿暗巷观察到的光学图像。这是迄今为止已知的最大的“致密气体富集棒”。在NGC 986中发现的致密气体棒可能是中心区域未来恒星爆发的巨大“燃料”，我们认为NGC 986中心区域的恒星形成可能仍处于增长阶段。我们发现CO（3-2）追踪的致密分子气体的总体分布与H $α$描述的大质量恒星形成之间有很好的空间重合。NGC 986的CO（3-2）光度$L'_{\rm CO(3-2)}$被确定为$(5.4 \pm 1.1) \times 10^8$ K km s $^{-1}$ pc $^2$ . CO（3-2）/CO（1-0）积分强度比在44“或5 kpc的空间分辨率下为0.60 +/- 0.13，CO（3-2）/CO（2-1）比在~ 25”或~2.8 kpc的光束尺寸下为0.67 +/- 0.14。这些谱线比表明在NGC 986中心几kpc区域CO谱线（$n_{\rm H_2} \sim 10^{3-4}$ cm $^{-3}$）的中等激…
2008-05-10 astro-ph
Bar-driven Transport of Molecular Gas to Galactic Centers and Its Consequences
利用NRO和OVRO毫米波阵对20个邻近旋涡星系进行了CO（J=1-0）成像观测，研究了旋涡星系中心区分子气体的特征。星系中心尺度小于1 kpc、CO衍生质量M_gas（R<500 pc）= 10^8 - 10^9 M_sun的分子气体凝聚在富气体的L^* 星系中普遍存在。此外，中心kpc的气体浓度的程度被发现是更高的在酒吧系统比在unbarred星系。这是第一个统计证据，在棒星系中的分子气体的中心浓度较高，它强烈支持的酒吧驱动的气体运输的理论。棒星系中央kpc区域内的分子气体，多半是由棒星系从外部输送到那里的。在Kpc中心，气体的供应量已经超过了恒星形成所消耗的气体量，导致了棒星系中心的气体过剩。据统计估计，天然气流入的平均速率大于0.1 - 1M_sun/yr。研究了中心kpc气体性质与核谱类型（HII、LINER或Seyfert）之间的相关性。一个相关的发现，其中具有较大的气体动力学质量比的星系往往有HII核光谱，而较小的比率的星系显示的光谱表明活动星系核。同时，对气体向银心凝聚引起的棒溶解的理论预言进行了观测检验。这表明棒溶解的时间尺度大于10^8 - 10^10年，或者说L^* 星系中的棒不会被中心kpc处10^8 - 10^9 M太阳气体的凝聚所破坏。
1999-06-28 astro-ph
Gas Properties in the Starburst Centers of Barred Galaxies
分子气体的物理性质可以从线强度比的分析中推断出来，最常见的是CO同位素12 CO和13 CO。棒星系，特别是那些有中心星爆的星系，提供了一个很好的实验室来研究气体接近中心时的变化特性。四个星系（UGC 2855，UGC 2866，NGC 7479和NGC 4123）作为例子，可以得到的结果。特别注意的情况下，（异常）高的12 CO/13 CO R_12/13线比（超过20），这可能表明不寻常的气体性质。解释R_12/13值范围的ISM结构的定性方案进行了讨论。
2001-07-16 astro-ph
Radial Transport of Molecular Gas to the Nuclei of Spiral Galaxies
利用20个旋涡星系的NRO/OVRO分子气体成像巡天，检验了关于棒驱动气体输运、棒溶解和球核演化的理论预言。在调查中的大多数星系中，我们发现在中央千秒差距内有10^8 - 10^9太阳质量的气体凝聚，这些气体质量与数值模型中破坏棒所需的气体质量相当。我们还发现了一个统计上显着的差异，在禁止和unbarred星系之间的气体浓度的程度：分子气体更集中的中央千秒差距在禁止系统。后者的结果支持酒吧驱动气体传输的理论。此外，它限制了气体流入速率和气体消耗速率之间的平衡（即，恒星形成等），并且还限制了可能的酒吧解散的时间尺度。也就是说，气体流入中央千秒差距的速率，平均年龄的酒吧，必须大于平均速率的气体消耗在中央地区，以导致和维持较高的气体浓度在棒星系。同样，酒吧溶解的时间尺度必须长于中部地区的天然气消费。
1999-01-31 astro-ph
The Properties of Dense Molecular Gas in the Milky Way and Galaxies
本文综述了银河系致密分子气体中单位质量恒星形成率恒定的证据，以及致密分子气体中L_IR与L'的河外关联。我们讨论了致密气体中常数SFR/M解释与全球Schmidt-Kennicutt恒星形成定律之间的联系。
2007-11-28 astro-ph
Two modes of gas flow in a single barred galaxy
我们研究固定的，旋转的禁止潜在的固定气体流动。假设气体为等温气体，有效声速为cs，用光滑粒子流体动力学（SPH）求解运动方程。由于云随机运动中的热能与轨道动能相比可以忽略不计，所以预计云流与c_s无关。然而，当涉及冲击时，情况并非如此。当c_s值较低时，形成了一个开放的离轴激波流，这是具有内Lindblad共振（ILR）势的特征。通过这种激波，气体从x_1轨道向内流到x_2轨道。在高声速下，气体以不同的轴上激波流型排列。在这种情况下，x_2轨道上没有气体，表明气体可以表现得好像没有ILR一样。划分这两个制度的临界有效声速在银河系中观察到的值的范围内。我们对此效应给出了一个启发式的解释。一个可能的后果是，恒星的形成可能会改变其启动的流的结构。低质量星系应该主要处于轴上状态。我们的SPH结果与那些从基于网格的流体动力学代码的简要比较。
1996-11-21 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
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
12CO(3-2) Emission in Spiral Galaxies: Warm Molecular Gas in Action?
利用APEX亚毫米波望远镜研究了5个正面邻近的棒旋星系的~（12）CO（3-2）辐射，其中3个是位于Freeman极限的高表面亮度星系（HSBs），2个是低表面亮度星系（LSBs）。我们对三个HSB螺旋中的两个有阳性检测，对LSB没有检测。对于具有阳性检测的星系（NGC 0521和PGC 070519），辐射仅限于它们的凸起，速度色散分别为~90和~73 km/s，积分强度分别为1.20和0.76 K/km/s。对于未探测到的，估计的积分强度上限为~0.54 K/km/s。根据这些数据，我们可以估算出H2的质量以及原子与分子的质量比。虽然所有的星系都是棒星系，我们观察到的12 CO（3-2）发射只有突出的酒吧星系。我们推测，酒吧可以动态地有利于12 CO（3-2）的排放，作为第二个参数后，表面亮度。因此，长期演化可能在推动分子气体（如12 CO（3-2））的碰撞跃迁中发挥重要作用，特别是在LSB中。
2008-03-19 astro-ph
Molecular Gas around the Double Nucleus in M83
用亚毫米波阵在CO（J=2-1）和CO（J=3-2）谱线上观测到了一个双核棒状星暴星系M83的中心。分子气体显示出典型的棒星系在kpc半径的分布和运动学，但揭示了不寻常的运动学在中央300 pc的双核周围。我们的CO速度数据显示，M83中可见的核距离星系的动力学中心至少3”（65 pc），这很可能与之前在K波段确定的对称中心重合，并被认为是另一个核的宿主。我们发现了高速分子气体与可见的偏离中心的核，也发现了陡峭的速度梯度。我们将这些特征归因于围绕偏离中心的核旋转的气体盘，这可能是M83吸积的小星系的残余。在半径为40 pc的范围内，这个组件的动力学质量估计为3 × 10^8 Msun。来自偏离中心的核的动力学扰动可能在形成不平衡的恒星爆发中发挥了关键作用。
2004-03-05 astro-ph
Aperture Synthesis CO(J=1-0) Observations and Near-Infrared Photometry of the Non-Barred Seyfert Galaxy NGC 5033
对无棒Seyfert星系NGC 5033（D = 18.7Mpc）进行了CO（J=1-0）辐射和近红外宽带测光的孔径合成观测。我们的3”.9 × 3”.6分辨率CO观测揭示了NGC 5033中心分子气体的扰动分布和运动学;我们发现了在棒旋星系中广泛观察到的特征性气体特征，例如中心附近的两个明亮的CO峰（与原子核相距约3“或270 pc），两个从CO峰发出的CO发射的偏移脊，和一个CO环（半径约14”或1.3 kpc）。双峰的速度分布也很明显附近的两个CO峰，这意味着这些CO峰的轨道拥挤区在一个禁止/椭圆形的潜力。虽然NIR数据只给出了可能的棒长度的上限，由于NGC 5033盘的大倾角（i = 68度），我们的CO数据清楚地表明在“无棒”星系NGC 5033的中心存在一个小的（半长轴约为12“-15”或1.1 - 1.4 kpc）核棒（或椭圆形结构）。我们的研究结果表明，高分辨率的CO成像光谱是有用的，以寻找核酒吧，即使在高度倾斜的系统等照度拟合技术不适用。我们发现，在2“或180 pc半径范围内，气体质量与动力学质量之比M_gas/M_dyn很小（< 1%），这与星暴核不同。这意味着星暴并不共存于N GC 5033的1.5型塞弗特核中。
2003-01-21 astro-ph
Three-Dimensional Distribution of the ISM in the Milky Way Galaxy: II. The Molecular Gas Disk
利用最新的$^{12}$ CO（$J=$ 1--0）巡天数据立方体和基于运动学距离的旋转曲线，建立了整个银河系分子气体的三维分布图。分子气体的径向分布显示出中心峰和在0.5 $R_0$附近的第二峰。分子盘的厚度在半径0- 11 kpc范围内从48 pc增加到160 pc。我们能够追踪到外星、英仙座、人马座-船底座、盾牌座-十字座和诺玛臂，它们是螺旋角为$11\arcdeg - 15\arcdeg$的对数螺旋臂。考虑到螺旋臂的螺旋角在这个范围内，Norma和外臂{似乎}被识别为相同的螺旋臂。我们还可以跟踪中平面位移，其幅度在10 kpc半径内几乎恒定，并且在该半径之外增加。中平面位移的脊形成了引导螺旋臂。
2006-10-26 astro-ph
13CO(1-0) and 12CO(2-1) in the center of the barred galaxy NGC 1530
给出了棒旋星系NGC 1530的13 CO（1-0）和12 CO（2-1）孔径合成图。角分辨率分别为3“.1和1”.6。这两个跃迁都显示出类似于12 CO（1-0）图的特征，核特征（环或未解析的旋臂）被两个弯曲的弧包围。平均线比为12 CO（1-0）/13 CO（1-0）=9.3和12 CO（2-1）/12 CO（1-0）=0.7。环核环（6-8）中的~（12）CO/~（13）CO比值低于弧（11-15）。我们用逃逸概率模型拟合了观测到的谱线比率，并推断出核特征中的气体密度（>= 5 10^2 cm^{-3}）可能高于弧中的气体密度（~2 10^2 cm^{-3}），这证实了早期HCN的结果。动力学温度在20- 90 K范围内，但受模型的约束较弱。12 CO（1-0）发射气体的平均填充因子较低，约为0.15。厘米射电连续辐射也在核特征中达到峰值，表明恒星形成的速率高于弧。我们推导出CO光度与分子气体质量的转换因子在0.3 ~ 2.3 Msolar（K km/s pc^2）^{-1}之间，明显低于银河系的标准值。
1999-04-26 astro-ph
Comparing Giant Molecular Clouds in M31, M33 & the Milky Way
我们对M31东北旋臂中的2'场进行了新的观测。在0.8 × 3.6千秒差距的镶嵌区域，我们已经检测到六个不同的，大的分子气体复合物，其中大部分位于沿旋臂尘埃带或在附近的HII地区。这些复合物的平均性质如下：直径约为57+/-13 pc，半高宽速度约为6.5+/-1.2 km/s，M（CO）约为3.0+/-1.6 x 10^5太阳质量，峰值亮度温度约为1.6--4.2 K。我们研究了空间滤波对本星系群和银河系巨分子云性质和分布的定量比较的影响。我们还讨论了不同的云识别技术和它们的影响派生云的属性。当我们使用相同的云识别方法并考虑M31，银河系和M33的数据采集差异时，我们发现所有三个星系中的分子云复合体是相似的。虽然分子气体的全球分布可能因星系而异，但云复合体是相似的，这表明云的形成和破坏是由当地物理决定的。这项工作得到了美国国家科学基金会AST-9613716和AST-9981289的资助。
2000-08-21 astro-ph
Magnetic fields and radio polarization of barred galaxies - 3D dynamo simulations
本文用三维MHD模型模拟了一个棒星系中大尺度磁场的演化，该星系具有一个延伸到银道面上方约2.8 kpc的气体晕。作为模型的输入，我们使用的时间依赖的速度场的分子气体产生自洽的三维N体模拟的星系盘。我们假设气体晕旋转微分共同旋转的磁盘或降低其速度在Z方向上。模型中包含的发电机过程产生了磁场的放大以及在银盘上方形成的场结构。模拟的磁场被用来构建模型的高频（法拉第旋转自由）偏振无线电发射，占投影和有限的分辨率的影响，因此适合于直接与观测比较。我们发现，由此产生的磁场正确地再现所观察到的结构的极化B-矢量，形成相干图案以及对齐的螺旋臂和酒吧。初始化的磁场，这有效地形成螺旋臂之间的磁最大值的波状行为的过程中，被证明。包括星系晕构成了一个现实的银河磁场模型，其中包括尽可能多的动态组件，需要一个现实的描述一步。
2002-02-08 astro-ph
Comparative Analysis of Molecular Clouds in M31, M33 and the Milky Way
我们目前的BIMA观测2 $\arcmin$领域的东北旋臂的M31。在这个区域，我们发现了6个巨大的分子云，平均直径为57 $\pm$ 13 pc，平均速度宽度为6.5 $\pm$ 1.2 \kms，平均分子量为3.0 $\pm$ 1.6 $\times$ 10 $^5$ \Msun。这些云的峰值亮温在1.6 - 4.2K之间。我们将这些云与\citet{wilson90}使用OVRO毫米阵观测到的M33中的云以及\cite{dame01}使用CfA 1.2 m望远镜观测到的银河系中的一些云复合体进行了比较。为了正确地比较单碟数据的空间滤波干涉数据，我们将几个著名的银河系复合体投影到仙女座的距离，并用BIMA干涉仪模拟它们的观测。我们使用相同的云识别和分析技术比较模拟的银河系云与M31和M33的数据，并发现在所有三个星系的云属性没有显着差异。因此，我们的结论是，以前声称这些星系之间的分子云特性的差异可能是由于云识别技术的选择不同。随着即将到来的CARMA阵列，单个分子云可以在各种附近的星系中进行研究。有了ALMA，全面的GMC研究将是可行的，至少到室女座星系团为止。有了这些数据，就有可能对所有类型的星系盘和不同星系盘之间的分子云进行比较研究。我们的研究结果强调，干涉观测结合使用一致的云识别和分析技术将是必不可少的，即将进行的研究，将比较GMC在本星系群的室女座星系团中的星系。
2007-10-24 astro-ph
On the Interaction Between Cosmic Rays and Dark Matter Molecular Clouds in the Milky Way. l Basic Considerations
我们探讨了一些基本的观测结果的假设，在银河系的暗物质主要由分子云，和宇宙射线可以穿透这些云。在一个受欢迎的云模型中，这种穿透将产生以下结果，所有这些都与观测结果一致：（i）宇宙射线核在进入云时将被破碎，使它们在银河系中的寿命为$10^{15}$秒（相对论性核）。(ii)在pp碰撞之后，由云发射的Pionic $γ$射线在银道面上的通量将与已知光子能量源的通量相当，光子能量为$> \sim 1$ Gev。(iii)从宇宙射线进入云层的热量将主要以远红外线的形式再辐射。由此产生的辐射背景在不同方向的强度和光谱上都与银河系远$i - r$背景中已知的热尘埃辐射过量相一致。
1999-06-09 astro-ph
Bar-driven Transport of Molecular Gas in Spiral Galaxies: Observational Evidence
NRO-OVRO的CO成像巡天显示，在棒旋星系中，分子气体比在无棒星系中更集中于中央千秒差距。这一结果不仅为气柱驱动的气体运移提供了证据，而且为气柱平均运移速率和气柱寿命下限的估算提供了依据。其他线的证据条驱动的运输ISM在螺旋星系的总结。它们是相辅相成的。
1999-10-13 astro-ph
Giant Molecular Clouds in M31: I - Molecular Cloud Properties
我们提出伯克利伊利诺伊马里兰协会（BIMA）毫米干涉仪观测的巨大分子云（GMCs）沿M31的螺旋臂。观测包括使用干涉仪的紧凑配置进行的一次调查，以及对调查中的一部分探测进行的后续高分辨率观测。使用分析算法处理数据，该算法旨在提取GMC并校正其导出的观测偏差属性，从而便于与银河系数据进行比较。该算法确定了67个GMC，其中19个具有足够的信噪比，以准确地测量其属性。在M31的这一部分中的GMC与在银河系中发现的GMC没有区别，具有相似的尺寸-线宽关系和维里参数分布，证实了以前较小研究的结果。GMC的速度梯度和角动量与M33和银河系中的测量值相当;并且在所有情况下，都低于基于局部星系切变的预期值。M31的研究区域与银河系内部有着相似的星际辐射场、金属丰度、Toomre Q参数和中平面体积密度，因此两个系统之间GMC种群的相似性并不奇怪。
2006-09-14 astro-ph
U B V R I Photometry of Stellar Structures throughout the Disk of the Barred Galaxy NGC 3367
我们报告了棒星系NGC 3367盘中81个恒星结构的新的详细的表面U，B，V，R和I测光。这些图像显示了许多不同的结构，表明恒星的形成在圆盘的大部分地区进行。已知NGC 3367在星系的中心区域有非常高浓度的分子气体分布，并且从核心发出双极同步辐射，两个瓣（在6 kpc）形成类似于射电星系的三重结构。我们已经确定了中央区域（核心）的U，B，V，R和I等以及U-B，B-V，U-V和V-I颜色，该区域包括超新星2003 AA和整个NGC 3367的79个恒星协会。由于几个因素，估计恒星协会的年龄是非常困难的，其中包括：填充因子，金属丰度，每个结构的空间分布，以及我们用直径为16像素的圆形孔径估计星等的事实，相当于$6''.8\sim1.4$ kpc。然而，如果NGC 3367的颜色与LMC理论演化星迹的星团颜色相似，并且具有相似的金属丰度，那么NGC 3367显示出51%的观测结构具有SWB I年龄类型（几十万年），在NGC 3367明亮的表面亮度可见盘之外有7个来源。
2007-04-11 astro-ph
A FUSE Survey of Molecular Hydrogen in Intermediate-Velocity Clouds in the Milky Way Halo
利用远紫外光谱探测器（FUSE）观测资料研究了银河系低晕中速云（IVC）中氢分子的含量。我们分析了对56个（大部分是河外）背景源的星际吸收，研究了61个IVC组分中H柱密度>10^19 cm^-2的莱曼和维尔纳带的H_2吸收。对于信噪比较好的数据（每个分辨率元素的信噪比约为9或更高），在14个病例中，在柱密度在约10^14 ~约10^17 cm^-2之间变化的情况下，令人信服地检测到IVC气体中的H_2。在低信噪比的FUSE谱中，我们发现了另外17种可能的IVC中H_2的检测。氢分子的分数f在10^-6和10^-3之间变化，这意味着一种致密的、大部分为中性的气相，可能与这些云中的冷中性介质（CNM）有关。如果H_2处于生成-解离平衡状态，则这些云中的CNM可以用体积密度为n_H~30 cm^-3的致密（D~0.1 pc）细丝来表征。IVC气体中H_2的较高检出率表明，这些云团中的CNM是普遍存在的。可能存在具有高得多的分子分数的更致密区域，但是由于它们的尺寸小，在吸收中难以检测到它们。
2002-11-15 astro-ph
Magnetic fields in barred galaxies. IV. NGC 1097 and NGC 1365
本文给出了棒星系NGC 1097和NGC 1365的3.5厘米和6.2厘米射电连续谱图，它们的总强度和偏振强度都是连续的。这两个星系的射电脊大致上与棒区的大质量尘埃带重叠。无线电脊上的总强度的对比度与各向同性随机磁场的压缩和剪切是相容的。极化强度的对比度明显小于常规磁场压缩和剪切的预期值;这可能是常规磁场与致密分子云解耦的结果。脊中的规则场可能足够强以显著减小扩散气体（其耦合到扩散气体）中的剪切，并且因此减小由剪切引起的磁场放大。这有助于观察到的场取向相对于致密气体的速度矢量的不对准。我们的观测首次表明，磁力可以在千秒差距尺度上控制弥漫的星际气体的流动。总射电强度在环核星暴区达到最大值，在那里的均分场强度约为60μG，是迄今为止在旋涡星系中探测到的最强场之一。内区的规则场呈螺旋形，螺旋角很大，表明有发电机的作用。磁应力导致质量流入中心，足以为NGC 1097的活动核提供能量。我们探测到了弥散的X射线辐射，可能在NGC 1097周围形成了一个热气晕。
2005-10-12 astro-ph
