The Chemical Evolution of Galaxy Disks
我们讨论了必要的主要成分，以建立模型的螺旋星系，特别是银河系的化学演化。这些成分包括：恒星形成率，初始质量函数，恒星产额和气体流量。然后，我们讨论模型的化学演化的星系盘和比较他们的预测与主要的观测约束银河系和其他螺旋。我们的结论是，我们银河系的圆盘和其他螺旋很可能是通过一种“由内而外”的机制形成的，其中中心部分的坍塌速度比外部快得多。这个机制对星系盘的出现有重要的影响，它是红移的函数。
2000-10-19 astro-ph
Mass and dust in the disk of a spiral lens galaxy
引力透镜是螺旋星系结构的一个潜在的重要探测器，但只有少数情况下的螺旋星系透镜已知。利用哈勃太空望远镜和麦哲伦望远镜对双像类星体PMNJ 2004 -1349进行了观测，揭示了透镜星系是一个螺旋星系。其中一个类星体的图像穿过星系的旋臂，并遭受了3个V波段的消光。使用简单的透镜模型，我们表明，质量四极是很好地与所观察到的星系盘对齐。一个更详细的模型，其组件代表凸起和圆盘，给出了凸起与圆盘的质量比为0.16 +/- 0.05。添加一个球形暗晕，以产生一个整体平坦的旋转曲线，并没有改变这一结论。
2003-08-06 astro-ph
Eight billion years of disk galaxy evolution: no galaxy is an island
我们提出了一个简短的讨论的磁盘星系恒星质量，大小，旋转速度和恒星形成率在过去的80亿年的演变。最近的观测没有发现盘星系的恒星质量Tully-Fisher关系、恒星质量-尺寸关系和恒星质量函数的显著演化。然而，大多数z<1的恒星形成是在盘中，并且这种恒星形成预计会在过去的80亿年中推动盘的总恒星质量（以及质量函数）的快速增长。这样的积累是看不到的，相反，在非恒星形成的球状主导星系中观察到总恒星质量的快速积累。在0<z<1的时期，大量的盘主导星系系统地关闭了它们的恒星形成，并建立了一个球体（或失去了一个盘）。
2006-04-19 astro-ph
Fuel for Galaxy Disks
在本星系群的三个最大星系周围和附近螺旋星系的晕中发现了晕云。这表明它们是星系演化过程中相对普遍的特征，也是星系盘的燃料来源。在这篇评论中，两个主要来源的磁盘恒星形成燃料，卫星材料和云冷凝从热晕介质，讨论和量化的贡献，为银河系加油。本文还讨论了M31和M33晕气的成因。
2008-04-04 astro-ph
Extragalactic Thick Disks: Implications for Early Galaxy Evolution
我简要地回顾了越来越多的证据，厚恒星盘包围大多数边缘盘星系。最近的研究表明，这些河外厚盘具有古老的年龄，低金属丰度，长尺度长度和适度扁平的轴比，非常像银河系的厚盘。然而，厚盘的性质随着星系的质量而系统地变化。低质量星系的厚盘比周围的大质量盘星系更突出，金属也更贫乏。由于有强有力的证据表明厚盘是早期合并时代的化石，这些趋势对盘星系的早期组装产生了严格的限制。这些数据表明，绝大多数早期盘上的吸积物是气态的，但大多数厚盘恒星是直接吸积的。
2005-09-22 astro-ph
THE LOCAL GALAXY DENSITY AND THE BULGE-TO-DISK RATIO OF DISK GALAXIES
依靠盘星系的样本，详细的光度膨胀/磁盘分解已在文献中提供，我们研究的膨胀盘光度比（B/D）的蓝色绝对光度和环境密度的依赖。在我们的各种B/D数据集的统计分析，我们特别注意解开星系形态-星系密度关系所扮演的角色。此外，我们把我们的注意力集中在附近的（$z<0.01$）星系，我们可以提供一个三维表征的本地星系密度。我们发现，所观察到的趋势，星系有更大的B/D与星系密度增加简单地反映了平均下降的B/D向后来的形态类型与形态-密度关系。这种关系也倾向于在密度较高的区域产生较大比例的明亮凸起，因为B/D向较晚类型的下降主要是由于凸起变暗而不是盘变亮。但是，当我们删除的形态-密度关系引起的影响，我们检测到没有明确的证据，B/D依赖于星系密度。此外，B/D与星系的蓝色绝对星等基本上无关。我们简要地讨论我们的结果（部分）不同意以前的说法在多大程度上。
1995-03-17 astro-ph
Abundance Gradients in the Galactic Disk: a clue to Galaxy Formation
本文综述了银盘丰度梯度的观测证据和可能的理论解释。特别是，我们讨论了丰度梯度和丰度比的梯度对银河系形成机制的影响。我们的结论是，{ \bf inside-out}形成的银河系，特别是银河系盘，其中最里面的区域被认为已经形成得比最外面的快得多，代表了最可能的解释丰度梯度，我们预测，沿银河系盘的丰度梯度随着时间的推移而增加。
1998-12-16 astro-ph
Turbulent viscosity in clumpy accretion disks. Application to the Galaxy
本文用解析方法研究了紊流凝块气盘的平衡态。该盘由不同的自引力云组成。云与云之间的引力相互作用在空间尺度上传递能量，并产生粘性，这使得气体盘中的质量吸积成为可能。湍流被认为是由涉及自引力的不稳定性产生的，并由来自微分旋转和质量传递的能量输入来维持。磁盘参数，全球填充因子，分子分数，和恒星形成率。我们的模型在银河系中的应用表明与观测结果吻合良好。它们与由引力产生和维持的湍流可以解释螺旋星系气体盘中粘度的情况是一致的。研究了星系质量在旋涡星系形态分类中的作用。
2001-11-21 astro-ph
NGC 7468: a galaxy with an inner polar disk
我们提出了我们的光谱观测星系NGC 7468在6米特殊天体物理天文台望远镜使用UAGS长缝摄谱仪，多光瞳光纤摄谱仪MPFS，和扫描法布里-珀罗干涉仪（IFP）。我们没有发现显着偏离银河系盘的圆周旋转的速度场的亮度过剩沿银河系的主轴（假定的极环）的区域。因此，这些特征要么是潮汐结构，要么是弱发育的旋臂。然而，我们在星系中心检测到一个气体盘，其旋转平面几乎垂直于星系盘的平面。NGC 7468与一个富含气体的矮星系的中心碰撞以及随后的合并似乎是这个盘形成的原因。
2004-11-16 astro-ph
Constraining Galaxy Evolution With Bulge-Disk-Bar Decomposition
星系的结构分解成球，盘，棒组件是重要的，以解决一些科学问题。测量球，磁盘和酒吧的结构参数将设置约束的暴力和长期的过程中的星系组装和经常性酒吧的形成和溶解模型。它还可以帮助量化无球星系（没有球或只有相对不重要的盘状伪球的系统）的比例和性质，这违背了星系形成的范式，几乎每个盘状星系都有一个经典的球在其核心。我们展示了一个概念的证明，并显示了我们正在进行的三个组件的膨胀磁盘酒吧分解的近红外图像的样本，三个互补的样本跨越不同的时代和不同的环境（字段和集群）的早期结果。与大多数早期的研究，只尝试两个组件的凸起磁盘分解，我们适合三个组件使用GALFIT：凸起，磁盘和酒吧。我们表明，它是重要的，包括酒吧的组成部分，因为这可以显着降低膨胀总光度比（B/T），在许多情况下，由两个或更多的因素，从而有效地改变了哈勃类型的星系从早到晚。
2008-02-26 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
Star Formation in Viscous Galaxy Disks
Lin和Pringle（1987）的星系盘形成模型假设，如果恒星的形成与盘状星系中质量和角动量的粘性重新分布在同一时间尺度上进行，那么恒星的密度分布将达到指数分布。他们声称，这个结果普遍成立：不管盘星系的初始气体和暗物质分布如何，也不依赖于盘中粘性过程的性质。我们提出了新的结果，从一组二维水力模拟，调查他们的分析结果。
2000-09-20 astro-ph
Dynamical Stability and Galaxy Evolution in LSB Disk Galaxies
我们证明，由于其低的表面质量密度和大的暗物质含量，LSB磁盘是相当稳定的全球酒吧模式的增长。然而，他们可能只是勉强稳定对本地磁盘不稳定性。我们模拟了LSB和HSB星系之间的碰撞，发现虽然HSB星系形成了一个强大的酒吧，LSB磁盘的响应是温和的，在螺旋形的功能和椭圆形的扭曲的形式。与其HSB对应物不同，LSB盘不会遭受到进入中心区域的强烈气体流入。由于缺乏足够的盘自引力来放大动力学不稳定性，因此很难在不引起合并的情况下解释LSB星系中由强相互作用驱动的星爆。
1996-11-29 astro-ph
Abundances and ages of the deconvolved thin/thick disks of the Galaxy
我们已经调查了丰富的几种化学元素在两个大的恒星样本运动学代表薄和厚盘的银河系。化学，运动学和年龄数据已收集到高质量的文献来源。速度（U，V，W）已计算和用于选择的恒星具有最高的概率分别属于薄盘和厚盘。我们的研究结果表明，这两个磁盘的化学分离。两者都表现出[ $α$ /Fe]随着[Fe/H]的增加而下降。在10 Gyr处观察到薄/厚盘星之间的过渡。
2004-11-02 astro-ph
NGC 4672: a new case of an early-type disk galaxy with an orthogonally decoupled core
我们报告的情况下，早型盘星系NGC 4672作为一个新的例子，星系的特点是正交几何球和磁盘之间的去耦。讨论了该星系的形态特征，以及恒星和电离气体沿其长轴和短轴的速度曲线和速度色散剖面。我们得出结论，NGC 4672具有结构（即，垂直于盘伸长的凸起）和运动学（即，一个恒星核心旋转垂直于磁盘）的性质类似的Sa NGC 4698。孤立核心的存在表明，圆盘部分是在围绕一个预先存在的扁球体的极地轨道上获得外部物质的最终结果，就像AM 2020-504的环部分一样，这是极地环椭圆星系的原型。
2000-06-21 astro-ph
Properties of Galaxy Disks in Hierarchical Hydrodynamical Simulations: Comparison with Observational Data
我们分析了在完全一致的宇宙学模拟中形成的盘状物体的结构和动力学性质，并使用了一种效率低下的恒星形成算法。与旋涡星系类似的可观测性质的数据比较，给出了令人满意的协议。
2001-01-26 astro-ph
Feedback, Disk Self-regulation and Galaxy Formation
圆盘中恒星形成的自我调节由两个无量纲参数控制：引力不稳定性的Toomre参数和超新星残余加热气体的星际介质的孔隙度。这些之间的相互作用，导致表达的气体分数和恒星形成效率的磁盘，并可能解释塔利-费舍尔关系。我进一步发展的反馈参数所产生的影响，大规模的恒星形成和死亡的原星系，以占一个星系的特征光度和早期的风形成球状体。
1996-12-12 astro-ph
Disk-galaxy density distribution from orbital speeds using Newton's law
给定轴对称星系的尺寸（包括厚度），牛顿定律以积分形式用于找到匹配大范围轨道速度剖面所需的密度分布。牛顿定律没有被修改，也不需要暗物质晕。如果速度分布相当平滑，它们可以有极端的形状。给出了几个例子。
2000-06-12 astro-ph
Singular disk of matter in the Cooperstock-Tieu galaxy model
最近，Cooperstock和Tieu基于普通的广义相对论提出了一个新的银河系引力场模型，该模型不需要奇异的暗物质就能将观测到的自转曲线拟合到一个合理的普通物质分布。我们认为，在这个模型中，引力场不仅是由星系物质产生的，而且也是由一个薄的奇异盘产生的。因此，该模型应被视为非物理模型。
2005-10-29 astro-ph
The evolving disk galaxy population
在这篇文章中，我提出了一个简化的概述的磁盘星系人口的演变，因为z=1，并简要讨论了一些开放的问题。星系演化巡天发现，盘状星系群在中等红移处形成恒星的强度很大。特别是，它们在z<1时主导了宇宙恒星形成率--在最后8 Gyr中，宇宙平均共动恒星形成率下降了10倍，这主要是由盘物理学驱动的，而不是由主要合并率的下降。尽管有如此强烈的恒星形成，但自z=1以来，盘状星系中的恒星质量密度几乎没有变化;大量的盘状星系正在通过星系相互作用，AGN反馈，环境效应和其他物理过程转变为非恒星形成的球状体主导的星系。最后，尽管有这种强烈的活动，盘星系的标度关系似乎演变不大。特别是，随着单个星系通过恒星的形成而增加质量，它们似乎在半径上增长（平均而言，人口从内到外增长），并且它们似乎朝着更高的旋转速度进化（即，在这种由内向外的生长过程中，在小半径和大半径处都增加了质量）。
2008-01-03 astro-ph
Discovery of an extended ultraviolet disk in the nearby galaxy NGC4625
银河系演化探测器（GALEX）最近对附近星系NGC 4625进行的远紫外（FUV）和近紫外（NUV）观测表明，存在一个扩展的紫外盘，达到星系光学半径的4倍。紫外光到光学的颜色表明，NGC 4625盘中的大部分恒星目前正在形成，这为今天研究恒星形成的物理学提供了一个独特的机会，这种物理学的条件类似于银河系等螺旋星系的正常盘首次形成时的条件。在NGC 4625的例子中，扩展盘中的恒星形成很可能是由与NGC 4618的相互作用引发的，也可能是与新发现的星系NGC 4625 A的相互作用。FUV复合物在扩展盘中的位置与H I分布中的峰一致。这些复合体的质量在10^3-10^4 Msun之间，它们的H α辐射（如果存在的话）主要来自于单颗恒星的电离。
2005-06-15 astro-ph
The Evolution of Galaxy Disks in Dense Environments - Lessons from Compact Galaxy Groups
致密星系群中的盘星系与孤立的螺旋星系和松散星系群中的螺旋星系相比，中性氢明显不足，但这种HI不足的起源仍不清楚。基于一个样本的高度HI缺乏紧凑的星系群，在这里更新，还包括HCG 58和HCG 93，我们总结了第一个结果的多波长运动，旨在了解负责修改HI内容的过程中，在这些环境中的星系盘。虽然潮汐剥离，冲压压力剥离热intragroup气体，和恒星形成引起的绞窄可能个别影响ISM在一些组成员，这些过程都面临着特定的困难，在解释推断的HI的样品作为一个整体。因此，一个完整的图片驱动ISM的演化机制，在这些群体的盘星系尚未出现，但有前途的途径，在这一领域的进一步进展的基础上，本样本进行了简要讨论。
2008-09-01 astro-ph
The Extraordinary `Superthin' Spiral Galaxy UGC7321. I. Disk Color Gradients and Global Properties from Multiwavelength Observations
我们目前的B-和R-波段成像和测光，H-α窄带成像，近红外H-波段成像，HI 21厘米光谱附近的Sd螺旋星系UGC 7321。UGC 7321是一个非常薄的恒星盘，没有凸起部分。该星系有一个非常分散的，低表面亮度的盘，尽管它的边缘几何形状，似乎很少遭受内部消光。UGC 7321圆盘在径向和垂直方向上都显示出显著的B-R颜色梯度。这些颜色梯度不能仅仅用尘埃来解释，而是表明恒星年龄和/或金属丰度的混合变化是星系平面以上半径和高度的函数。UGC 7321盘的外部区域太蓝，不能单独用低金属丰度（B-R<0.6）来解释，必须是相对年轻的。然而，该星系也包含B-R>1.1的恒星星族，表明它不是一个年轻或新近形成的星系。UGC 7321的圆盘不是简单的指数型，而是在小半径处表现出光过剩，以及明显的表面亮度区。UGC 7321的性质意味着它在动力学和恒星形成意义上都是一个欠进化的星系。（节录）
1999-09-08 astro-ph
The N-Body Approach to Disk Galaxy Evolution
我回顾了$N$体模拟在孤立盘星系长期演化研究中的最新进展。我描述了一些最近的争议领域已普遍归因于数字。所使用的数值方法被广泛用于计算天文学和遇到的问题，因此更广泛的兴趣。
2006-01-12 astro-ph
Ages of galaxy bulges and disks from optical and near-infrared colors
我们比较光学和近红外颜色的磁盘和凸起的直径有限的样品倾斜，明亮，附近，早期型螺旋。沿着楔形孔径在15度的长轴和短轴上的一侧的星系对面的尘埃带的颜色配置文件被用来指定名义颜色的内盘（在2尺度长度）和隆起（~ 0.5 r_eff），分别。我们估计，尘埃变红的影响和两个组件之间的颜色的串扰是可以忽略不计的。我们发现色差（凸起-圆盘）非常小：Delta（U-R）=0.126 +/- 0.165，Delta（R-K）=0.078 +/- 0.165。Bothun & Gregg（1990）报道的S 0's的蓝度比Bothun & Gregg（1990）报道的S 0's蓝度小三倍。星系之间的颜色变化要比每个星系的盘和球之间的颜色差异大得多。也许，潜在的盘和凸起的旧种群比种群范式引导我们相信的要相似得多。假设金属丰度相同，隐含的年龄差异小于30%。
1996-02-20 astro-ph
Three Types of Galaxy Disks
我们提出了我们的新方案的分类径向恒星表面亮度轮廓盘星系。我们总结了目前的理论尝试，以了解它们的起源，并给出了一个应用的例子，通过比较本地星系与它们的同行在高红移（z~1）。
2007-06-26 astro-ph
Chemo - Photometric evolution of star forming disk galaxy
研究了盘状星系的化学和光度演化。复杂的气体动力学流的数值模拟是基于我们自己的编码的化学动力学光滑粒子流体动力学（CD - SPH）的方法，其中包括恒星形成的影响。作为第一个应用程序，该模型被用来描述像银河系盘星系的化学和光度演化。
2000-01-06 astro-ph
A Morphological-type dependence in the mu_0-log(h) plane of Spiral galaxy disks
我们目前的观测证据的星系“类型”依赖于一个螺旋星系的磁盘参数在mu_0-log（h）（中央磁盘表面亮度磁盘尺度长度）平面的位置。以~40个低表面亮度星系（包括凸起星系和盘状星系）和~80个高表面亮度星系为样本，早型盘状星系（<=Sc）倾向于在mu_0-log（h）平面上定义一个明亮的包层，而晚型旋涡星系（>=Scd）通常具有较小和较暗的盘状星系。在定义低表面亮度星系的表面亮度阈值以下（即比21.65 B-mag arcsec^（-2）Freeman值暗1 mag以上），早型旋涡星系的尺度长度大于8-9 kpc，而晚型旋涡星系的尺度长度较小。所有的星系都是用视见卷积的Sersic r^（1/n）球和指数盘模型模拟的。我们发现，随着哈勃类型的增加和球盘光度比的降低，球盘形状参数（n）的下降趋势，这已被观察到之间的高表面亮度星系，延伸到低表面亮度星系，揭示了一个连续的结构参数范围。
2001-03-24 astro-ph
Large-scale gas disk around the radio galaxy Coma A
本文介绍了后发座A射电星系中性氢的WSRT和VLA射电观测结果。我们检测到扩展HI吸收对后发座A的两个射电瓣，在距离中心约30千秒差距。后发座A是第一个在离核如此远的距离处看到HI吸收的射电星系。中性氢的速度和扩展电离气体的速度之间的匹配表明，它们是直径至少为60 kpc的相同盘状结构的一部分。最有可能的是，这个气盘部分是由于射电瓣的整体运动而被电离的，它的气体质量至少为10^9兆太阳。气体盘相对规则的结构表明，至少在10^8年前发生了几次合并，涉及至少一个大型富气星系。
2002-03-13 astro-ph
Disk Galaxies in the Outer Local Supercluster: Optical CCD Surface Photometry and Distribution of Galaxy Disk Parameters
本文报道了对乌普萨拉星系表中亮度大于B_T = 14.5等的76个盘状星系进行的新的B波段CCD表面测光。利用我们早期发表的I波段CCD和高信噪比的21 cm HI数据（Lu et al.1993），本文完成了我们对该星系样品的光学表面光度测量。作为该数据集的一个应用，本文用B波段光度学来说明文献中忽略的两种选择效应，它们在从直径或/和通量有限的样本中导出盘星系盘中心表面亮度（CSB）分布函数时可能是重要的：在给定的CSB下，对盘尺度长度（DSL）较小的盘星系的Malmquist型偏差;以及依赖于盘倾斜的选择效应，如果盘在光学上不是完全不透明的，则该效应例如可以偏向接近直径受限选择的阈值的倾斜盘。考虑到这些选择的影响，我们提出了一种方法来构造一个体积抽样函数和一种方法来解释CSB和DSL的派生分布函数。将这种方法应用于我们的星系样本意味着，如果星系盘在光学上很薄，CSB和DSL可能在某种意义上是相关的，直到我们的星系样本充分探测到的约24.5 mag/square arcsec的倾斜校正限制CSB，具有较低CSB的星系的DSL分布可能具有朝向大值的较长尾部，除非盘状星系的分布是CSB向微弱值快速上升。
1998-06-05 astro-ph
A search for disk-galaxy lenses in the Sloan Digital Sky Survey
我们提出了第一个自动光谱搜索盘星系透镜，使用斯隆数字巡天数据库。我们跟进八个引力透镜候选者，从约40000候选大质量盘星系的样本中选择，使用地面成像和长缝光谱的组合。我们确认两个引力透镜系统：一个可能的盘星系，和一个可能的S 0星系。剩下的系统是四个有希望的盘星系透镜候选者，以及两个可能的引力透镜，其透镜星系可能是S 0星系。透镜的红移为z_lens ~ 0.1。背景源的红移范围为z_source ~ 0.3 - 0.7。这里介绍的系统是（已确认或候选的）星系-星系透镜系统，也就是说，多个图像是模糊和扩展的系统，允许准确确定透镜星系的质量和光分布，而不会受到背景星系的污染。此外，（已确认或候选）透镜星系的低红移有利于测量旋转点，以补充透镜研究。我们估计了两个已证实的透镜在爱因斯坦半径内的静止坐标系总质光比：我们发现SDSS J081230.30+543650.9的M_tot/L_I = 5.4 ± 1.5，SDSS J145543.55+530441.2在1.4 ± 0.8kpc范围内M_tot/L_I = 1.5 ± 0.9（均为太阳能单位）。需要哈勃太空望远镜或自适应光学成像来进一步研究这些系统。
2009-03-04 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
Stellar disk truncations at high-z: probing inside-out galaxy formation
我们使用哈勃超深场（UDF）数据对中等红移（z<1.1）的盘状星系中的恒星盘截断进行了系统的搜索。我们使用截断的位置作为恒星盘大小的直接估计。考虑到星系表面亮度的演化，我们的结果表明，截断的径向位置随着宇宙时间增加了约1-3 kpc的最后8 Gyr。这一结果表明，一个小到中等（~25%）的磁盘星系从z~1的增长。
2005-07-22 astro-ph
The role of the Rayleigh-Taylor instability in ram pressure stripped disk galaxies
冲压压力剥离，即星系的气体盘由于其运动通过星系团的团内介质而被移除，似乎是一种常见的现象。然而，并不是每个星系都被完全剥夺了它的气体盘。如果冲压压力不够强，只有气体盘的外部被移除，而内部的气体盘被星系保留。其中一个例子是室女座螺旋星系NGC 4402。对NGC 4402的观测（Crowl et al. 2005）揭示了气盘前缘的结构，类似于瑞利-泰勒（RT）不稳定性产生的特征性指状结构。然而，我们认为，RT不稳定是不可能负责这些结构。我们证明了星系盘气体经历冲压压力剥离的条件与导致RT不稳定性的条件相同。如果星系的引力阻止了内盘的冲压压力剥离，它也阻止了RT不稳定性。相反，汽提气体仍然可能受到RT不稳定性，我们讨论的汽提气体的后果。
2008-03-07 astro-ph
Simulations of Galaxy Formation in a Lambda CDM Universe II: The Fine Structure of Simulated Galactic Disks
我们提出了一个详细的分析的动力学性质的模拟盘星系组装层次的Lambda CDM宇宙演化。在z=0时，根据星系中恒星的轨道参数确定了两个不同的动力学分量：一个缓慢旋转的中心集中的球体和一个主要由旋转支持的盘状分量。这些分量也在星系的表面亮度轮廓中被识别出来，它可以很好地近似为一个R^{1/4}椭球体和一个指数盘的叠加。然而，既不动态确定的球体遵循德Vaucouleurs定律，也不是纯粹的磁盘指数，resultwhich呼吁谨慎估计时，从传统的光度分解技术的磁盘的重要性。盘可以进一步分解成一个薄的，动态冷组件与近circularorbits上的恒星和一个热的，较厚的组件与薄盘和椭球体之间的过渡轨道参数。这个球状体是老的，基本上没有比上一次重大吸积事件（大约8 Gyr前）所经过的时间更年轻的恒星。大部分的薄盘星是在合并活动结束后形成的，但也有相当一部分（约15%）的薄盘星的年龄足以早于最后一次主要的合并活动。这个出乎意料的老盘星的人口主要由卫星的潮汐碎片组成，这些卫星的轨道平面与盘重合，并且其轨道在完全破裂之前被动力摩擦圆化。我们的研究结果突出了卫星吸积事件在塑造磁盘和球状组成部分的作用，并揭示了一些线索的组装过程中保存在老恒星星族的详细动态的星系。
2002-12-12 astro-ph
Observations and Modeling of the Disk-Halo Interaction in our Galaxy
星系被巨大的热气体晕所包围，当气体冷却时，这些热气体必须补充。这使得诺曼和池内（1989）提出了星际介质的烟囱模型，该模型预测应该有大约一千个这样的管道连接星系盘和星系晕。那么，这些结构和其他可能的盘晕连接在我们银河系的哪里呢？它们看起来像什么，我们如何探测它们，它们告诉我们关于星际介质和银河系的什么？我们提出了一个审查银河系盘晕连接的观测证据，开始与大规模的搜索，然后集中在选定的候选人的特点。我们总结了如何建模这些结构可以提供信息的星际介质的结构中，他们演变，重点是W 4超级气泡和锚作为插图。
1998-11-15 astro-ph
NGC 2915 -- A Galaxy with a Dark or Faded Massive Disk?
NGC 2915是一个引人注目的蓝矮星系，它的HI盘内有一个HI棒和强螺旋结构。我们在这里提出，NGC 2915有一个黑暗或微弱（尚未观察到）的大质量盘组件。所谓质量，我们指的是与HI气体质量相同的量级，其范围为0.5 - 10 Msol/pc ^2。我们提出了三个不同的动力学参数的基础上，酒吧和螺旋结构，一个额外的磁盘质量组件是必需的。这三个动力学参数的额外质量要求以同样的方式取决于星系的距离。如果星系的距离是估计的两倍，那么所需的额外质量可以忽略不计。室女心模型表明，它的径向速度将比当地整体流量值低250-500公里/秒。局部流动模型表明，这是不可能的，但他们也不排除它在高置信水平。探测到静止或微弱的星盘人口将是一个令人兴奋的前景，因为它将是在先前低表面亮度星系中恒星形成的前一个时代的有力证据。那么NGC 2915将是一个已经褪色的星系的例子，因此可能是在中等红移下观察到的暗淡的蓝色星系群之一。
1998-01-22 astro-ph
The Extraordinary `Superthin' Spiral Galaxy UGC7321. II. The Vertical Disk Structure
我们探讨的垂直光分布作为一个函数的galactocentric半径在边缘上（i=88）Sd '超薄'星系UGC 7321。UGC 7321是一个低光度螺旋（M_B，i=-17.0），具有一个弥散的、低表面亮度的星盘，没有可辨别的凸起成分。在距盘中心0.25'（725 pc）范围内，UGC 7321的整体光度分布可以用指数函数合理地表征，其标度高度h_z=2.9”（140 pc）（H）和h_z=3.1”（150 pc）（R），使其成为已知最薄的星系盘之一。在圆盘中心附近，我们得到了圆盘尺度长度与整体圆盘尺度高度之比h_r/h_z=14，在圆盘边缘附近，h_r/h_z=10。在中间的银河系中心半径（0.25 '<r<1.5'），UGC 7321的磁盘变得不那么峰值比一个指数附近的银道面。在这些半径的垂直光度分布可以很好地再现由两个等温盘组件的不同的刻度高度的线性组合。这些拟合，加上Matthews，Gallagher，& van Driel（1999）的强盘色梯度，表明UGC 7321有多个盘子成分，由不同年龄和速度色散的恒星星族组成。因此，即使是最薄的纯盘星系的例子也表现出复杂的结构和动力学加热的特征。
2000-06-28 astro-ph
The Neutral Hydrogen Disk of Arp 10 (=VV 362) : A Non-equilibrium Disk Associated with a Galaxy with Rings and Ripples
本文给出了奇特星系Arp~10的VLA \ion{H}{1}和光谱。最初被认为是一个经典的多环碰撞环星系的例子，新的观测结果显示，一个大的扰动中性氢盘延伸到明亮光环半径的2.7倍。我们还提出了证据的光学壳或波纹外等照度线的星系让人想起在一些早期类型的系统中看到的波纹。最初被认为是伴星的小椭圆星系被证明是一个背景星系。\ion{H}{1}盘由两个主要部分组成：一个非常不规则的外部结构，以及一个与主明亮光环相关的更规则的内部盘。在这两种情况下，\ion{H}{1}结构并不精确地跟踪光学形态。在外部，\ion{H}{1}分布与光学波纹不相关。甚至内部\ion{H}{1}盘在形态学上和运动学上都不与光学环很好地对应。这些特殊性使我们相信，\ion{H}{1}盘所处的势能是明显不平衡的-这种情况会固有地产生恒星形成环。我们认为Arp~10是一个大的\ion{H}{1}富气盘和一个贫气盘系统合并的中间阶段的结果。因此，它可能代表了一类合并的例子，这类合并介于“涟漪和壳”吸积系统和正面碰撞的环星系之间。
1995-10-02 astro-ph
Preservation of Cuspy Profiles in Disk Galaxy Mergers
我们进行了三个自洽的$N$体模拟的星系合并，一个尖状的暗物质的配置文件，以研究如果内部的暗密度斜率是保存在残留物。在这些模拟中，祖先包括恒星盘和晕的固有角动量，这与以前的类似研究不同。前体星系的质量比约为1：1，1：3和1：10。我们发现，最初的尖状密度分布的黑暗晕被保存在这里考虑的情况下的残余。
2005-10-31 astro-ph
Star formation and turbulent dissipation in models of disk galaxy evolution
盘星系湍流ISM中的动能耗散率是星系演化模型中的一个关键因素，因为它决定了大尺度恒星形成（SF）反馈的有效性。使用磁流体动力学模拟，我们发现，ISM有效地消散了恒星性质的源注入的湍流动能。因此，SF过程可以仅在磁盘ISM的级别上通过能量平衡来自调节。在星系演化模型中使用的自调节SF机制，其中磁盘内形成不断增长的冷暗物质晕，允许预测的SF历史的磁盘星系，包括银河系和太阳附近，以及整个人口的盘星系的宇宙SF历史的贡献。结果令人鼓舞。
2003-03-31 astro-ph
The Role of Cold Flows in the Assembly of Galaxy Disks
我们使用高分辨率的宇宙流体动力学模拟来证明，冷流气体吸积，特别是沿灯丝，修改的标准图片的气体吸积和冷却到星系盘。在标准图中，所有气体在进入维里半径时，最初都被加热到星系的维里温度。低质量星系则是由远低于维里温度的气体吸积所主导，即使在更大质量的星系中能够形成热晕，也存在着致密的细丝，这些细丝穿透维里半径并将冷气体输送到中央星系。对于~L* 的星系，这种冷的吸积气体一直是盘中恒星形成的原因。即使对于质量更大的星系，在早期，冷流也主导着盘的生长。在这个修改后的图片中，星系能够吸积大量的冷气体，较低的初始气体温度导致更短的冷却时间到达磁盘。虽然恒星在星盘中的形成被超新星的反馈所减缓，但短的冷却时间允许恒星盘在比标准模型预测的更高的红移下生长。
2008-11-29 astro-ph
Formation of the Galactic disk globular clusters in early dissipative minor merging
银河系中富含金属的、高度扁平的、快速旋转的盘状球状星团系统的起源是星系形成中的一个长期争论的问题。我们的数值模拟提出了一个新的"双重“方案，即盘状球状星团首先在富含气体的矮星系的高压致密中心区域形成，这是在与银河系预先存在的年轻薄盘的潮汐相互作用过程中引起的，然后由于合并的矮星系的最终潮汐破坏而分散到盘区域。我们还表明，在这个较小的合并中形成的集群的空间分布，总数和金属丰度分布依赖于主机的质量比矮星系和合并的轨道配置。基于这些结果，我们讨论了一个大约10 Gyr前的小合并事件是否可以解释银河系厚盘和盘状球状星团。本文还讨论了盘状星系和它们的盘状球状星团的性质之间可能存在的关系的其它几个意义。
2002-02-14 astro-ph
The HI and Ionized Gas Disk of the Seyfert Galaxy NGC 1144 = Arp 118: A Violently Interacting Galaxy with Peculiar Kinematics
我们目前的观察NGC 1144，星系的Arp 118系统的一部分，中性和电离气体的分布和运动学。在NGC 1144的盘面上，电离气体的速度分布很广（1100 km/s），但HI辐射只在这个速度范围的1/3处被探测到，这个区域对应于盘面的西北半部分。在NGC 1144的核区域，观察到电离气体成分的速度跳跃为600 km/s。在NGC 1144盘面的东南部分也发现了微弱而狭窄的HI吸收线，其中包括大质量恒星形成区和塞弗特核。这种特殊的HI分布集中在NW盘中，似乎与集中在SE盘中的分子分布相反。虽然这可能部分是由于SE盘中HI云的破坏，但有间接证据表明NGC 1144的整个HI发射光谱受到覆盖600 km/s范围的深核吸收线的影响，并且可能相对于核发生蓝移。在这幅图中，高柱密度HI流与核电离气体速度不连续性有关，吸收有效地掩盖了NGC 1144 SE盘中存在的任何HI发射。
1999-05-25 astro-ph
Mass-to-light ratios from the fundamental plane of spiral galaxy disks
本文构造了旋涡星系盘观测量（自转速度v_{rot}、盘中心表面亮度μ_0 =-2.5logI_0和盘标度长度h）三维空间中的最佳拟合二维平面。对一个约100个中心盘表面亮度超过4兆角秒^{-2}的螺旋星系盘样本应用三维平分线回归分析方法，得到v_{rot} ~ I_0^{0.50+/-0.05}h^{0.77+/-0.07}（B波段）和v_{rot} ~ I_0^{0.43+/-0.04}h^{0.69+/-0.07}（R波段）。乐队）。与普遍的看法相反，这些结果表明，在B波段，动态质光比（在4个盘尺度长度内）在很大程度上与表面亮度无关，变化为I_0^{0.00+/-0.10}h^{0.54+/-0.14}。一致的结果时，分析的扩展被截断排除低表面亮度星系。以前关于M/L_B随I_0^{-1/2}变化的说法被证明是误导性的和/或由于星系选择效应。并非所有低表面亮度的盘状星系都是以暗物质为主。然而，在近红外中情况不同，其中L_{K'} 1 ~ v^4和M/ L_{K'}被示出为随I_0^{-1/2}变化。螺旋星系盘的理论研究不应该假设在任何给定的通带内M/L比是恒定的。B波段的动态质光比（在4个星盘标度长度范围内）与（B-R）星盘颜色没有明显的相关性，而K '波段的动态质光比为-1.25+/-0.28（B-R）。将目前的观测数据与最近的星系模型预测相结合，意味着恒星与动力学质量比的对…
2002-03-19 astro-ph
Forming Young Bulges within Existing Disks: Statistical Evidence for External Drivers
与传统的星系形成模型相反，最近的观察表明，一些凸起形成于先前存在的盘状星系内。这种晚时代的隆起形成的磁盘似乎与磁盘的气体流入和中央恒星的形成，无论是内部长期过程或星系合并和相互作用造成的。我们确定了一个人口的星系可能正在经历积极的隆起增长磁盘内，使用的标准，半光半径内的颜色是蓝色的比外盘的颜色。在近场星系巡天（英语：Nearby Field Galaxy Survey）中，这种蓝心星系占了超过10%的恒星形成盘星系，这是一项广泛的调查，旨在代表低z星系群在广泛的光度和环境中的自然多样性。蓝心星系的相关性在99%的置信度与形态特征暗示轻微的合并和相互作用。从这个和其他证据，我们认为，外部驱动程序，而不是内部的长期过程可能占大多数蓝心星系。我们继续讨论定量的可解释性参数表明，蓝中心的演化阶段可能是一个重要的模式，大多数盘星系的凸起增长，导致显着的变化，而不破坏磁盘的凸起到磁盘的比例。如果这个观点是正确的，那么星系盘内的凸起增长可能是星系重复合并和相互作用的自然结果，这是分层星系形成所固有的。
2003-12-16 astro-ph
Formation and evolution of disk galaxies
全球恒星形成是理解星系盘形成的关键。这反过来又取决于盘的引力不稳定性和持续的气体吸积以及较小的合并。一个关键的组成部分是来自超新星的反馈。盘状星系形成和演化的主要观测约束包括Schmidt-Kennicutt定律、Tully-Fisher关系和星系光度函数。我将回顾理论如何面对现象学，并讨论未来的前景，以完善我们的理解磁盘的形成。
2008-09-02 astro-ph
The mass surface density in the local disk and the chemical evolution of the Galaxy
本文研究了在一个银河系化学演化模型中，采用不同的局部盘重子总质量面密度值的影响。我们已经比较了我们的模型结果与G-矮星金属丰度分布，气体，恒星，恒星遗迹的数量，在太阳附近的下降率和SN率，并与径向丰度梯度和气体分布在磁盘。这种比较有力地表明，最符合观测性质的局域盘中的重子总质量面密度值应该在50-75 Msun pc-2的范围内，而这个范围之外的值应该被排除。
2000-03-09 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
Resolving Gas Dynamics in the Circumnuclear Region of a Disk Galaxy in a Cosmological Simulation
使用流体动力学自适应网格加密代码，我们模拟的生长和演化的星系，这可能是一个潜在的主机超大质量黑洞，在宇宙学体积。模拟的动态范围超过1 000万，从超星系尺度一直到吸积盘外缘，都是气体结构的演变过程。在这里，我们专注于全球不稳定性的自引力，冷，双折射支持，分子气体盘中心的模型星系，这提供了一个自然的机制，角动量输运到次pc尺度。气体密度分布遵循幂律标度r^-8/3，这与准静止环核圆盘中湍流的解析描述一致。我们分析了导致不稳定性的盘的性质，并研究了不稳定性对星系演化和中心超大质量黑洞生长的意义。
2007-11-21 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
Cosmological particle-based simulations of galaxy formation; numerical loss of angular momentum and disk heating
我们讨论的作用，数值效应在宇宙学N体/SPH模拟磁盘星系形成。我们表明，目前的国家的最先进的计算，约$10^5$ SPH和暗物质粒子的银河系大小的晕在$z=0$维里半径的分辨率，是刚刚好，以避免人为的角动量损失和戏剧性的数值磁盘加热阶段的磁盘组装。相反，这两种效应在早期仍然是一个问题，当最终星系的祖先被明显少于$10^5$的粒子所分辨时，这至少可以部分解释为什么模拟显示一个普遍存在的低角动量球体，与典型的盘状星系相比，它的质量太大了
2004-11-16 astro-ph
The age of the Galaxy's thick disk
我们讨论了太阳附近恒星盘的年龄。在回顾了各种年龄测定方法之后，我们讨论了目前对薄盘和厚盘年龄的估计。我们提出了初步的结果，运动学选择的恒星，属于薄以及厚盘。所有这些矮星和次巨星都经过了光谱学研究，我们得到了它们的元素丰度和年龄。一个普遍的结论是，在太阳附近，平均而言，厚盘比薄盘更老。然而，我们警告说，排除有效温度在6500 K左右的恒星可能会导致对厚盘中恒星完整年龄分布的偏见。
2008-11-17 astro-ph
The shape of galaxy disks: how the scale height increases with galactocentric distance
我们提出了一个详细的研究结果的垂直表面亮度轮廓的边缘盘星系。虽然指数盘标度高度是恒定的一阶近似，我们表明，对于我们的样本中的绝大多数星系，标度高度沿主轴的距离增加。这种效应对于早期类型的星系最强，在那里标度高度的增加可以是每标度长度的1.5倍，但对于最晚类型的星系几乎为0。如果早型盘状星系的盘体较厚，且盘体的尺度长度和尺度高度都大于主盘体，则可以理解这种效应。它的起源似乎与形成厚盘的过程有关。
1997-02-25 astro-ph
