Can rotation curves reveal the opacity of spiral galaxies ?
旋涡星系主轴上的长缝光谱是星系运动学信息的主要来源。在高度倾斜的螺旋星系中，长缝光谱被尘埃扭曲，这使得星系的最内部变得模糊，并消除了相关的运动学信息。然而，这种效应可以提供关于灰尘的数量和空间分布的信息。在这里，我回顾以前的尝试，量化的内部消光的旋涡星系使用运动学信息，我讨论了相关的理论模型。最后，我提出了进一步研究的可能方向。
2005-01-18 astro-ph
The Opacity of Spiral Galaxy Disks IV: Radial Extinction Profiles from Counts of Distant Galaxies seen through Foreground Disks
尘埃的消光可以从通过螺旋盘看到的远场星系的数量来确定。为了校准这个数字的拥挤和混乱的前景图像，冈萨雷斯等。（1998）和Holwerda等人（2005）开发了“合成场方法”（SFM），该方法分析通过将无障碍背景场的各种深度曝光添加到候选前景星系场而构建的合成场。SFM的优点是它给出了星系盘面积的平均不透明度，而不需要对吸收体或盘星光的分布做任何假设。然而，它是有限的幸存的场星系的低统计，因此需要结合更大的场样本。本文介绍了32个深HST/WFPC 2档案字段的29个螺旋样本的第一个结果。在螺旋星系的平均尘埃消光的径向配置文件的基础上校准计数的远场星系在这里，无论是单个星系，以及从我们的样本的复合材料。讨论了倾角、旋臂和哈勃类型对径向消光廓线的影响。（略）
2004-12-03 astro-ph
Dust in spiral disks: opacity profiles from FIR emission and counts of distant galaxies
尘埃在远红外（FIR）辐射的特征的温度和数量的星际尘埃在一个螺旋盘。Spitzer/MIPS的三个波段非常适合测量旋涡星系盘的温度梯度和总光学深度。另一种估算螺旋盘中尘埃数量的方法是“合成场方法”（SFM，Gonzalez et al. 1998），它使用通过附近螺旋盘看到的远场星系的数量。可以将从该方法估计的光学深度与从FIR发射导出的值进行比较。由于这两种技术依赖于不同的假设，尘埃的几何形状和发射率，光学深度剖面之间的这种比较可能揭示的结构和数量的ISM在螺旋盘，特别是任何较冷的组件。从遥远星系的计数中，造成不透明的尘埃似乎主要是冷的（T < 20 K）。径向吸收轮廓之间的差异可以通过SFM测量中的螺旋臂来解释。采取了相同的光圈，星系计数显示更高的消光值比FIR衍生的。尘埃几何形状的影响，希望可以探索与更严格的估计尘埃质量的FIR通量。
2006-03-15 astro-ph
The Opacity of Spiral Galaxy Disks VI: Extinction, stellar light and color
本文探讨了旋涡星系盘中尘埃消光与恒星光分布的关系。消光会影响我们对圆盘的动力学和光度感知，因为它会扭曲我们对恒星成分贡献的测量。为了通过前景盘来描述总的灭绝，Gonzalez等人（1998）提出了“合成场方法”（SFM），该方法使用通过前景盘看到的遥远星系的校准数量作为灭绝的直接指示。Gonzalez等人（1998年）和Holwerda等人（2005年a）描述了该方法。为了获得良好的统计数据，该方法被应用于一组HST/WFPC 2场Holwerda et al.（2005 b），并根据这些计数导出径向消光剖面。本文探讨了2 MASS图像的不透明度与表面亮度或颜色的关系，以及消光尺度与I波段光的关系。我们发现，不透明度（A_I）与表面亮度之间确实存在一定的关系，特别是在表面亮度较高的情况下。在近红外（H-J，H-K）颜色和不透明度之间没有很强的关系，消光的标度对于单个星系是不确定的，但似乎表明尘埃的分布比恒星光的分布要广得多。来自遥远星系计数的结果也与来自造父变星光变曲线的变红进行了比较。只要考虑到对高A_I值造父变星的选择效应，消光值是一致的。简要讨论了这些关系对盘测光、M/L转换和星系动力学建模的影响。
2005-09-15 astro-ph
On the Submillimeter Opacity of Protoplanetary Disks
具有星际尘埃成分和幂律粒度分布dn/da propto a^{-p}（λ = < a_max with a_{max} >3且3 < p < 4）的固体粒子，其不透明度光谱指数β（λ）= dln（kappa）/dln（nu）approx（p-3）beta_{ism}，其中beta_{ism} approx 1.7是星际尘埃物质在瑞利极限下的不透明度光谱指数。对于表征星际尘埃的幂律指数p约为3.5，这似乎是原行星盘中通过凝聚而生长的粒子，颗粒生长到尺寸a > 3 mm将导致β（1 mm）< ~1。如果a_{max} > ~ 3 λ，晶粒生长自然可以解释原行星盘中观察到的β约为1。
2005-07-12 astro-ph
Modeling the spectral energy distribution of galaxies. II. Disk opacity and star formation in 5 edge-on spirals
使用先前描述的工具，并应用于原型星系NGC 891，我们模拟的光学远红外光谱能量分布（SED）的四个额外的边缘上的螺旋星系，即NGC 5907，NGC 4013，UGC 1082和UGC 2048。比较模型预测与红外天文台，并在可用的情况下，亚毫米和毫米观测，我们确定各自的角色的老和年轻的恒星星族在粮食加热。在所有的情况下，年轻的星族占主导地位，老的恒星星族的贡献最多为40%，就像以前在NGC 891中发现的那样。在对星盘面积进行归一化之后，利用我们的SED建模技术（主要对年轻恒星星族的非电离紫外线输出敏感）得出的大质量恒星形成率（SFR）位于7 e-4 - 2 e-2 M_sun * yr^-1 * kpc^-2的范围内。这与由H_α观测得到的表面气体密度相当的正面星系的归一化SFR是一致的。虽然NGC 891是五个星系中最活跃的恒星形成星系，但就其表面密度而言，它并不是一个例外。
2001-04-20 astro-ph
The Temperature and Opacity of Atomic Hydrogen in Spiral Galaxies
我们分析了11个最近的螺旋星系的样本的中性氢发射特性。在光盘内总HI线通量的60 - 90%是由于发射特征的高亮度网络（HBN），其在约150 μ c的窄尺寸中边缘分辨，并且具有约15%的正面覆盖因子。该分量的平均线轮廓是系统性的非高斯的，具有叠加在宽洛伦兹翼（30 km/s FWHM）上的窄芯（小于约6 km/s FWHM）。气体温度的上限为300 K，直接来自窄线轮廓，而简单的建模表明，动力学温度等于峰值发射亮度温度（80-200 K），在所有情况下，但外盘的低质量星系，HBN变得光学薄到21厘米线。在所有的旋涡星系中发现了正的径向梯度的动力学温度。在我们的样本中，亮温随半径的分布形成了一个嵌套系统，早期形态类型的星系在所有半径上都系统地向低温位移。由于HBN引起的分数线通量在光盘的边缘附近突然下降，在该边缘处扩散的外部气体盘接管。我们用冷中性培养基鉴定HBN。
1997-02-13 astro-ph
The Opacity of Spiral Galaxy Disks VII: the accuracy of galaxy counts as an extinction probe
Gonzalez等人（1998年）提出了“合成场方法”（SFM），以校准遥远星系的数量，作为前景螺旋盘中灭绝的探测器。Gonzalez等人（2003）通过模拟LMC、M31和NGC 4536（室女座星系）中当前和未来仪器的磁场，研究了前景盘对这些数字的影响。他们的结论是：（1）更亮的盘中心是不合适的，（2）在固定的表面亮度下，盘的粒度是探测遥远星系的限制因素，（3）对于HST上现有的仪器来说，测量的最佳距离是室女星系团的距离。在这个距离上，前景盘随着距离的变化而变得平滑，从而改善了对遥远背景星系的探测。Holwerda等人（2005年a）将可持续森林管理自动化，Holwerda等人（2005年b）将其应用于大量WFPC 2油田。本文从距离、粒度、表面亮度和结构四个方面对这些领域的消光测量质量进行了比较。场的平均表面亮度直接影响SFM的精度。这限制了对螺旋星系盘的有意义的测量。像螺旋臂这样的大型结构也有类似的效果。场的粒度或小尺度结构影响了对遥远星系的探测，限制了附近星系盘的SFM测量。从精度和最大实际视场考虑的趋势来看，SFM应用的最小和最大距离分别约为5和35 Mpc。利用同一仪器和检测方法，利用SFM参数与场特性的关系，可以完全放弃合成场。
2005-08-02 astro-ph
The Opacity of Spiral Galaxy Disks VIII: Structure of the Cold ISM
螺旋盘中的尘埃数量可以通过尘埃的典型发射或已知来源的消光来估计。在本文中，我们比较了两种技术，一个基于发射和吸收，适用于14个盘星系的部分。这两个测量值分别反映了磁盘部分的平均和表观光学深度。因此，它们不同地取决于磁盘中ISM结构的平均数量和光学深度。冷ISM的小尺度几何形状对于螺旋盘的整体能量预算的精确模型至关重要。ISM几何、不同恒星星族的相对贡献和尘埃发射率都是星系光谱能量分布（SED）模型中的自由参数，它们有时也会退化，这取决于波长覆盖范围。我们的目标是约束典型的ISM几何。表观光学深度测量来自HST图像中通过前景盘看到的遥远星系的数量。我们测量的红外通量的图像从{ \it斯皮策}红外近星系巡天在同一部分的磁盘被HST覆盖。尘埃的物理模型是适合的SED估计尘埃表面密度，平均温度和亮度在这些磁盘部分。表面密度随后被转换成平均光学深度估计。这两种测量方法大体上是一致的。所测得的平均光学深度和视光学深度之间的比率的磁盘部分意味着光学薄云在这些磁盘。光学厚的磁盘，很可能有一个以上的云沿视线。
2007-07-27 astro-ph
Seeing Galaxies Through Thick and Thin: I. Optical Opacity Measures in Overlapping Galaxies
我们描述了使用部分重叠的星系提供直接测量的有效吸收星系盘，独立的假设内部磁盘结构。星系的非重叠部分和对称性的考虑被用来重建，通过差分测光，有多少背景星系的光在通过前景磁盘丢失。广泛的目录搜索产生约15-25个附近的星系对，适合我们不同程度的分析;这里列出了十个最好的例子。从这些对中，我们发现臂间消光是适度的，从0.3 R_25^B时的A_B ~1级下降到R_25^B时的基本为零;臂间尘埃的标度长度与盘星光的标度长度一致。相比之下，在螺旋臂和共振环中的尘埃在几乎任何半径处都可以是光学厚度（A_B > 2）。有些盘的消光曲线比银河系平坦，A_B/A_I = 1.6;这可能是星团尘埃分布的特征。即使典型的螺旋在其整个盘中不是光学厚的，它们{ \it}光学厚的地方与它们最发光的地方相关：在螺旋臂和内部盘中。吸收区和发射区之间的这种相关性可以解释它们的表观表面亮度仅轻微地依赖于倾斜度，错误地指示螺旋通常是光学厚的。作为一个系综，旋涡星系的不透明度可能只是大到足以显著影响类星体计数，但不足以导致它们的高红移截止。
1996-08-19 astro-ph
The Opacity of Spiral Galaxy Disks III: Automating the "Synthetic Field Method"
在螺旋盘的尘埃消光可以估计从背景场星系的计数，提供了混乱的有害影响，在前景的螺旋盘的图像中的结构可以被校准。Gonzalez等人（1998年）开发了一种校准方法，即“合成场法”（SFM），并将这一概念应用于NGC 4536的HST/WFPC 2图像。SFM估计通过光盘的总消光，而无需对吸收体或光盘光的分布进行假设。然而，糟糕的统计数据导致个体测量的大误差。我们报告的改进和自动化的合成字段的方法，使其适合应用于大型档案数据集。为了说明这种新方法的优点和缺点，NGC 1365，SBb和NGC 4536，SABbc的结果。在0.45 R_25时，NGC 1365的消光估计值为A_I = 0.6（+0.6/-0.7），在0.75 R_25时，NGC 4536的消光估计值为A_I = 1.6（+1.0/-1.3）。将NGC 4536的结果与Gonzalez等人（1998）的结果进行了比较。我们发现自动化限制了场星系的最大发现深度，考虑到这一点，我们的结果与Gonzalez等人（1998）的结果一致。我们的结论是，这种方法只能给出一个不准确的措施，消光场覆盖一个小的立体角。通过对一系列HST场的结果进行平均，可以改进盘消光的测量，从而改进统计。这可以用自动化的方法来实现，用一些完整性限制来换取速度。Holwerda等人（2005年b）的配套论文报告了这组磁场的结果。
2004-12-03 astro-ph
Quasar spectral energy distribution in EUV restored from associated absorbers: indications to the HeII opacity of the quasar accretion disk wind
（略）目的。通过对类星体相关系统窄吸收线（NAL）的分析，重建类星体电离辐射在极紫外波段（1 Ryd <= E <10 Ryd）的光谱形状。方法.逆光谱问题的计算技术-通过光谱形状恢复和修改以解释光源的不完全覆盖的过程来增强蒙特卡罗反演。结果在E > 4 Ryd处，由于HeII-Lyman连续谱的不透明度（τ ^HeII_c ~ 1），导致了电离谱的强度降低，从而决定了NAL系统的电离结构。这种不透明度最可能的来源是类星体的吸积盘风。风中HI的相应柱密度估计为10^16 cm^-2的几倍。这个量的中性氢应该在Lamb <= 912 A（静止坐标系）处引起弱的连续谱降低，并且在HI Ly-alpha中引起宽而浅的吸收。如果风的金属含量足够高，OVI，NeVI-NeVIII等的其他共振线是可以预期的。在分析的类星体光谱中，我们确实观察到HI Ly-alpha和OVI 1031，1037 A的宽（拉伸超过1000 s km/s）和浅（τ << 1）吸收槽。
2008-02-06 astro-ph
Near-infrared observations of galaxies in Pisces-Perseus: II. Extinction effects and disk opacity
我们研究了154个旋涡星系的样本的H-波段盘和凸起结构参数和I-H颜色配置文件的倾斜度的相关性，以检测可能的影响，由于内部消光的尘埃。样本的选择确保了不同倾角的星系本质上并不不同，因此观察到的相关性代表了所考虑参数的真实行为。所有的参数都来自于星系图像的二维拟合。我们发现，消光，虽然在近红外波长小，是足以产生可观察到的效果。特别是观察到的平均磁盘scalelength的增加和红色的磁盘I-H颜色在高倾角是明确的签名存在的灰尘。总的H-波段磁盘亮度依赖于倾角不大，另一方面，显着的修正面方面的H-波段中央磁盘亮度和磁盘scalelength。凸起参数表现出很少或没有依赖于倾斜。用一个简单的模型对一个内旋星系进行了模拟，结果表明中心H波段的光学厚度在0.3到0.5之间。
1998-08-11 astro-ph
Spiral shocks in the accretion disk of the dwarf nova U Geminorum
我们提出了一个可观察到的光谱表现与螺旋冲击在静止的吸积盘的研究，并比较它们与矮新星双子座U的观测。我们的结果表明，U Gem光谱中氢发射线轮廓的轨道行为可以通过一个简单的吸积盘模型再现，该模型具有两个对称的螺旋激波，螺旋角θ约为60度。这第一次为激变变星静止时的吸积盘中存在螺旋激波提供了令人信服的证据。
1998-07-08 astro-ph
Nuclear kpc-sized disks of spiral galaxies
以6米望远镜观测的5个星系为例，说明了正常旋涡星系核盘的复杂结构。本文简要地讨论了核盘的引力稳定性问题。
1998-12-07 astro-ph
Spirals and the size of the disk in EX Dra
本文介绍了矮新星EX Dra爆发的高光谱和时间分辨率观测结果。通过多普勒层析成像重建的He I线中的圆盘显示出清晰的双臂螺旋图案，指向圆盘中的螺旋激波。巴尔末和He II地图也为螺旋的存在提供了证据。在红色连续光谱中看到的日食表明盘半径为轨道间距的0.31倍，这可能足以解释通过次级潮汐场的激发观察到的螺旋激波。在我们的观测中，巴尔末线轮廓中的日食被很好地分辨出来，表明盘的大小有点小（0.25）。我们讨论的可能性，这是有关的光学深度效应的线路。
2000-03-15 astro-ph
Gaseous Disks of Spiral Galaxies: Arms and Rings
本文发展了一个改进的螺旋星系自引力无限薄气体盘小振幅振荡的线性稳定性理论。结果表明，在差分旋转盘的非轴对称扰动Toomre的修改的流体动力学模拟，以测试修改后的本地标准的有效性。
2000-12-08 astro-ph
On the Ionizing Sources in Spiral Galaxies: I. From Central Regions to Thick Disk and Disk-Halo Connection
我们研究旋涡星系中的电离源，并更详细地检查我们的银河系。利用Taylor & Cordes（1993）模型分析了银河系不同区域的电子密度，并着重讨论了尚未解决的问题。最后，我们比较了盘和晕中H $α$发射的强度。
1998-08-07 astro-ph
Making Spirals with Counter-Rotating Disks, the case of NGC 4550
利用无碰撞N体技术研究了一个使星系（如NGC 4550）具有等共面反旋星盘的单合并方案。该方案是成功地产生一个轴对称的磁盘由两个几乎相等的反向旋转人口。最后的盘在外部显示出清晰的双峰线轮廓，这表明盘-盘合并并不总是产生椭圆。
1997-12-02 astro-ph
Global Spiral Modes in Star-Forming Gravitating Disks
利用二维非线性模拟方法，研究了恒星形成过程中多组分引力盘螺旋结构的产生和非线性演化。我们证实了与之前的研究一致的冷气体成分的不稳定作用，并将这一结论扩展到多成分恒星形成盘在其成分之间交换质量和动量。我们表明，螺旋结构上的非平稳的多相背景达到饱和，以类似的方式，如单组分磁盘。即使大部分气体转化为速度色散较大的恒星残余物，螺旋结构仍然存在。
1999-05-17 astro-ph
Discovery of a relationship between spiral arm morphology and supermassive black hole mass in disk galaxies
本文给出了盘状星系核中超大质量黑洞的旋臂螺距角（螺旋结构紧密性的度量）与质量之间的关系。我们认为，这种关系是通过其他关系的组合，其存在已经被证明。最近在无球盘星系中发现的活动星系核表明，晕浓度或维里质量可能是决定BH质量的因素之一。两者结合的结果，质量浓度似乎决定旋臂俯仰角，人们会期望存在的关系，在盘星系的旋臂俯仰角和超大质量BH质量，我们发现，这确实是这样的。我们的结论是，这种关系可能是重要的估计在BH质量的演化盘星系的中间红移，因为规则的螺旋臂结构可以看到在星系的z~1。
2008-09-04 astro-ph
Nuclear Stellar Disks in Spiral Galaxies
我们报告了从哈勃空间望远镜数据库中选取的38个螺旋星系样本的WFPC 2/F606 W图像中发现的3个早期螺旋星系，即NGC 1425，NGC 3898和NGC 4698中的核恒星盘的证据。采用Scorza & Bender介绍的光度法，假定它们是无限薄的指数盘，导出了它们的中心面亮度和标度长度。在棒星系或哈勃型星系中没有发现核盘，晚于Sb。NGC 4698中的盘的外部起源强烈建议其正交几何解耦相对于宿主星系。
2002-03-04 astro-ph
Properties of disks and spiral arms along the Hubble sequence
本文给出了星系盘和旋臂性质与星系某些物理性质之间的一些新的统计相关。我们的研究结果表明，螺旋盘的厚度往往减少沿哈勃序列的意义上说，磁盘的Sc星系是40%薄的Sab-Sb星系的磁盘。此外，较薄的磁盘也往往是蓝色的。我们还发现，在每个哈勃类型中，HI线宽和臂图案之间存在相关性，这表明臂形状部分由星系的质量决定。总质量光度比和总质量表面密度也与俯仰角相关，即，对于具有较低表面密度和较低总质量光度比的盘，俯仰角倾向于较大。
2002-03-14 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
The Disk Mass of Spiral Galaxies
我们得到了18个不同光度和哈勃类型的旋涡星系的盘质量，无论是通过质量模型的旋转曲线，并通过拟合其SED与分光光度模型。从这两种不同的方法获得的估计的良好协议，使我们能够量化其性能的可靠性，并获得非常准确的恒星质量与颜色（和恒星质量）的关系光比。
2008-04-04 astro-ph
Are Spiral Disks Really Opaque ?
我们比较了135个螺旋星系的样本的紫外线，光学和远红外线发射，以解决广泛争论的问题，螺旋盘的不透明度。我们发现，尘埃的再辐射，估计从远红外发射，平均只有31 $\pm 1$ %的螺旋星系的热光度，表明不到三分之一的恒星辐射被吸收，然后再辐射的尘埃在一个螺旋盘。应用辐射传输模型，假设一个“三明治”配置的螺旋盘，并充分考虑到散射的影响，我们发现我们的样本的面上的蓝色（4400欧姆）的光学深度$\rm τ_B=0.49$和平均$\rm <τ_B> =0.60\pm 0.04$的中位数，表明我们的样本中的大多数螺旋星系是{ \it不}不透明的蓝光（$\rm τ_B <1$）。
1994-11-24 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
Searching evidences for spiral shocks in the quiescent accretion disk of U Gem
我们发现铀宝石的静态吸积盘具有复杂的结构。沿着起源于气流和圆盘粒子之间相互作用区域的亮点，也有螺旋激波的明确迹象。多普勒图和发射谱线的峰分离的变化是指示性的。
2004-02-02 astro-ph
Nonlinear Single-Armed Spiral Density Waves in Nearly Keplerian Disks
单臂定态密度波可以在由中心质量控制的非常弱的自引力气体盘中传播。例子包括原恒星的星周盘和星系核中的分子盘。我们探讨这种波的线性和非线性动力学。变分方法产生非线性版本的色散关系，角动量通量，和传播速度在紧缠绕的限制。桨距角随振幅增加，直到紧绕近似被打破。我们还发现了一系列的非线性对数螺线，这是准确的小磁盘质量的限制，并扩展到大螺距角。
1999-05-15 astro-ph
Non-linear coupling of spiral waves in disk galaxies: a numerical study
我们提出了恒星星系盘的二维数值模拟的结果，旨在研究酒吧和螺旋波和模式之间的非线性耦合，在磁盘与现实的峰值旋转配置文件。在磁盘中的扰动密度的功率谱分析，从m=0到m=4的方位角数范围内，示出了一个明确的签名的非线性耦合之间的酒吧和螺旋波，或之间的螺旋波只有一个非常尖锐的选择的频率，优化耦合效率。事实证明，非线性耦合可以是相当有效的，甚至比摇摆机制更相关，以说明星系的动力学超越了酒吧的共转。非线性耦合也是我们实验中观察到的许多其他行为的原因，例如谐波或次谐波激发，以及m=1螺旋波的激发。
1999-02-08 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
Possible Molecular Spiral Arms in the Protoplanetary Disk of AB Aur
在斯巴鲁望远镜获得的近红外图像中，发现赫比格Ae星AB Aur的拱星尘埃盘呈现出复杂的螺旋状结构。我们目前的地图，在12 CO（3-2）和尘埃连续在345 GHz的SMA在角分辨率为1.0“× 0.7”（144 AU × 100 AU）的磁盘。连续谱的发射跟踪一个尘埃盘与中心的抑郁症和最大的总尺寸为450 AU（FWHM）。这个尘埃盘显示出几个明显的峰值，似乎与近红外图像中的明亮特征相吻合，特别是最明亮的内旋臂。CO排放追踪到一个大小为530 AU x 330 AU的旋转气体盘，在450 AU处的最大速度为2.8 km/s。与尘埃盘相反，气体盘在恒星位置处呈现出强度峰值。此外，在几个速度通道的CO排放跟踪最里面的螺旋臂看到近红外。我们比较观察到的空间运动结构的CO排放的一个简单的模型中的磁盘开普勒旋转，并发现，只有排放跟踪的主要螺旋臂明确位于我们的模型的范围之外。与模型预测的主旋臂位置处的径向速度相比，这种发射具有净向外径向运动。因此，AB Aur的圆盘与许多赫比格Ae恒星周围的开普勒圆盘完全不同。我们在12 CO（3-2）中发现的具有非开普勒运动的盘的螺旋状结构，以及尘埃盘的中心凹陷，可以解释为可能存在一颗巨行星形成于盘中。
2006-03-16 astro-ph
The Assembly and Evolution of Spiral Disks
我们探讨了如何通过分析本星系和中等红移星系的Tully-Fisher（TF）关系中的散射来测量螺旋盘的增长率。作为第一步，我们表明，它是可以构建一个低色散TF关系近面对，附近的螺旋。我们发现这些螺旋盘是非圆形的，（平均椭圆率为6%），这占了约0.1 mag的内在散射附近的TF关系，即使是最“正常”的螺旋。如果这种椭圆性是由物质吸积引起的，我们期望在过去发现更大的圆盘椭圆性或扰动。我们发现的证据表明，更极端的离群值的中间红移TF关系的形态和运动学干扰。这种效应是否反映了红移趋势或局部样本的选择偏差需要解决。
2000-10-05 astro-ph
Equiangular Spiral Modes of Power Law Disks
本文讨论了自相似幂律圆盘对非轴对称零频扰动的稳定性。它是建立在边缘不稳定模式要么有（ω = 0）或由连续与所有频率的模式变得不稳定在一起。仔细研究所有接近ω = 0的模式，会得出一个显著的结论。
1999-07-07 astro-ph
Comparison between Disk-like Objects Formed in Hierarchical Hydrodynamical Simulations and Observations of Spiral Galaxies
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，其中包括低效的恒星形成。与数据的比较类似的可观察到的螺旋星系的属性给出了令人满意的协议，与以前的研究结果使用其他代码。这表明，恒星形成的实施方式允许形成磁盘，以及保证其稳定性。
2001-01-26 astro-ph
Density Waves Inside Inner Lindblad Resonance: Nuclear Spirals in Disk Galaxies
分析了盘状星系核区双臂螺旋结构的形成。最近利用高分辨率近红外观测在一些物体中发现了这种形态。受观察到的（1）核和kpc尺度螺旋结构之间的连续性，以及（2）低臂间对比度的启发，我们应用密度波理论来解释螺旋核形态的基本性质。特别是，我们解决的机制的形成，维护和详细的形状的核螺旋。我们发现，后者主要取决于潜在的引力势的形状和气体中的声速。核旋臂的探测提供了盘状星系中心kpc内质量分布的诊断。我们的结果支持气体响应的二维数值模拟的背景引力势的一个酒吧恒星盘。我们调查的参数空间允许使用一种新的方法来构建一个在棒星系的引力势，共振的位置规定的核螺旋的形成。
1999-08-23 astro-ph
H-alpha Velocity Fields of Normal Spiral Disks
我们目前的H-α速度场的样本近面对-在WIYN望远镜上用DensePak观察到的螺旋星系。我们结合运动学倾角和位置角测量这些数据与光度倾角和位置角测量I波段图像显示，螺旋盘本质上是非圆形的。
2000-10-12 astro-ph
Colors and Mass-to-Light Ratios of Bulges and Disks of Nearby Spiral Galaxies
利用光学和近红外波段（$V$，$I$，和$J$）的图像和已发表的旋转曲线，我们研究了28个具有不同形态类型的Sab到Scd的邻近旋涡星系的球和盘的颜色和质光比（$M/L$ s）。结果表明，观测到的颜色和$M/L$与恒星形成率呈指数下降和斜率较浅的星系形成模型基本一致（例如，在1998年）。Scalo）初始质量函数（IMF）的凸起和磁盘。我们发现星系的球核$M/L$一般高于盘$M/L$，球核与总光度之比越大的星系，球核$M/L$越小。这一事实表明，早型螺柱的光度加权平均年龄比晚型螺柱的年轻。这些结果支持了一个形成的方案，产生年轻的恒星的中间型和早期型螺旋的凸起。
2008-02-15 astro-ph
Confronting Scaling Relations of Spiral Galaxies with Hierarchical Models of Disk Formation
自转速度、大小和光度之间的比例关系，形成了任何盘状星系形成理论的基准测试。我们面对最近的理论模型的磁盘形成，最近的大型汇编这样的标度关系。我们强调在模型和观测之间实现公平比较的重要性。
2008-01-09 astro-ph
On stability and spiral patterns in polar disks
为了研究极盘的稳定性，我们进行了二维流体动力学模拟的平面多方气体自引力盘的中心S 0类组件的扰动。我们的圆盘被构造成类似于原型星系NGC 4650 A。这种中心扰动最初会在极盘中诱导出一个固定的双臂紧绕的主导螺旋。对于热盘（Toomre参数Q>1.7），结构在4.5 Gyr的模拟时间内没有改变。在较冷的盘的情况下，螺旋的自引力成为主导，它从中心扰动中分离并增长，直到达到饱和阶段，在该阶段形成开放的拖尾螺旋，而类似于在NGC 4650 A中观察到的。发展非线性结构的时间尺度为1-2 Gyr;在2-3 Gyr内达到饱和。控制构造形成的主要参数是Toomre参数。结果令人惊讶地对中心组分的性质不敏感。如果极盘的质量比NGC 4650 A小得多，它会形成一个较弱的紧密缠绕的螺旋，类似于NGC 2787尘埃盘中的尘埃吸收。我们的结果是从多方状态方程导出的，但当绝热指数在γ= 1（等温）和γ= 2（非常刚性）之间变化时，似乎是通用的。
2005-10-27 astro-ph
Radial distributions of spectral absorption indices in spiral disks
我们提出了一个网格的440分光光度模型，用于模拟螺旋星系和不规则星系。它们一直是用进化合成模型计算的，该模型使用来自化学进化模型的信息作为输入。模型预测的光谱能量分布，亮度和颜色的轮廓和光谱吸收恒星指数的径向分布与观测相一致。
2007-01-23 astro-ph
The Bulge/Disk Connection in Late-type Spirals
最近的地面测光调查表明，晚型螺旋的中心区域是紧密耦合到内盘，可能是通过长期演化形成的。支持这一模型的证据包括指数膨胀的优势，膨胀和磁盘规模长度的相关性，蓝色的膨胀和膨胀和中央磁盘颜色之间的小差异，检测到的核心螺旋结构，和快速旋转。最近的HST观测表明，我们自己的凸起和M31，M32，和M33可能窝藏一个老的和中间年龄的人口与模型的早期崩溃的球体加上气体从磁盘转移。长期的演变提供了一种机制，建立中央地区的晚型螺旋合并或吸积的小卫星可以解释更明亮，运动学上不同的凸起的Sa的和SO的。
1996-11-12 astro-ph
Constraints on the Decomposition of the Rotation Curves of Spiral Galaxies
我重新讨论如何的内部动力学的星系盘的参数设置的限制，否则模糊的螺旋星系的旋转曲线分解成星系的各种成分的贡献。通过对两个样本星系NGC 3198和NGC 2985的分析，从旋臂的多重数和Q盘稳定性参数的值可以得出结论：这两个星系的盘都是“最大盘”。
2002-12-20 astro-ph
Unstable Bar and Spiral Modes of Disk Galaxies
本文研究了光滑核势场中恒星盘角波数为2的双对称模。恒星要么都朝同一方向旋转，要么一小部分可能反向旋转。双对称模是不稳定的，除非有一个足够大的外部晕或隆起。我们发现每个磁盘两种模式：一个更中心的基本模式和一个更广泛的和更多的螺旋（拖尾）的次级模式。基模对圆盘中心部分的轨道数特别敏感。根据人口的不同，它从一个小的紧凑的酒吧到一个尾随的螺旋，几乎是作为第二模式缠绕。所有的模式旋转太快，有一个内部的林德布拉德共振。它们将角动量从圆盘的中心区域转移到外部区域。它们中的大多数释放引力能并将其转化为动能，动能也通过圆盘向外流动。
2005-03-11 astro-ph
The Intrinsic Ellipticity of Spiral Disks
我们测量了28个相对面对螺旋盘的样本的内禀椭圆率的分布。我们结合H-α速度场和R和I-波段的图像，以确定运动学和光度的倾斜和位置角之间的差异，从中我们估计星系盘的内在椭圆。我们的研究结果表明，磁盘具有对数正态分布的椭圆度（平均值=0.06）和跨度范围从0.06 = 0（圆形）到0.02。我们还能够为我们的正面样本构建一个紧密的Tully-Fisher关系。我们用它来评估所观察到的塔利-费舍尔散射盘椭圆率的贡献。
2002-01-24 astro-ph
Probing for Dark Matter within Spiral Galaxy Disks
我们探索恒星质量密度的相对重要性相比，内部黑暗的晕，使用观察到的气体运动学在整个磁盘的螺旋星系NGC 4254（梅西耶99）。我们进行流体动力学模拟的气体流动的序列中，我们改变恒星盘的贡献，总潜力的引力势。这恒星部分的潜力是来自经验，从颜色校正的K波段测光反映在恒星质量的旋臂，而晕被建模为一个等温球。模拟的气体密度和气体速度场进行比较，观察到的恒星旋臂形态和H-α气体运动学。我们发现，这种方法是一个强大的工具，以确定螺旋图案的共转半径，它可以用来放置一个上限的恒星盘的质量。对于星系NGC 4254，我们发现R_cr = 7.5 +/- 1.1 kpc，或R_cr = 2.1 R_exp（K '）。我们还表明，对于一个最大的磁盘突出的螺旋臂的恒星组件过度预测的非圆形气体运动，除非轴对称暗晕组件的贡献显着（> 1/3）的总潜力内2.2 K波段指数盘尺度长度。
2001-07-13 astro-ph
Effects of Disks on Gravitational Lensing by Spiral Galaxies
螺旋星系对类星体的引力透镜通常会伴随着阻尼的莱曼-阿尔法吸收和由于气体盘的介入而导致的尘埃消光。在接近边缘的配置中，盘中气体和恒星的表面质量密度本身就可以分裂类星体图像，并对整个透镜截面做出重要贡献。计算了螺旋星系盘+晕质量模型的透镜几率，包括透镜参数的宇宙演化。相当一部分的透镜系统包含两个亚弧秒分离的图像，横跨一个几乎边缘的磁盘。正因为如此，尘埃的消光效应加上观测的选择效应（涉及透镜图像的最小分离和最大通量比），将螺旋透镜在光波段的探测效率抑制了至少一个数量级。丢失的镜头可以在无线电勘测中找到。在修改阻尼莱曼α吸收剂的统计，消光效应占主导地位的放大率偏置，由于透镜。
1997-12-10 astro-ph
The Three-Dimensional Behavior of Spiral Shocks in Protoplanetary Disks
在这篇论文中，我描述的理论和数值研究，解决三维行为的螺旋激波在原行星盘和有争议的话题的气体巨星形成磁盘不稳定性。在这项工作中，我讨论了破裂和渐近相盘的引力不稳定性（GI）的特征;概述了等温和绝热气体螺旋激波（称为激波孔）的三维结构理论;考虑对流作为原行星盘的冷却源;研究了不透明度对盘冷却的影响;使用多重分析来检验盘的抗碎裂稳定性;测试GI行为对辐射边界条件的敏感性;测量GI爆破盘中的冲击强度和频率;评估不稳定盘中的温度波动;调查GI激活时螺旋冲击是否会形成球粒。为这些研究开发的数值方法进行了讨论，包括辐射传输例程，明确耦合的低和高的光学深度制度和一个例程，模型ortho和仲氢。最后，我探讨了这一假设，即球粒形成和FU Ori现象是由GI激活死区。
2007-10-15 astro-ph
On the asymptotic behavior of the super sonic interstellar gas flow which is made by spiral density wave, propagating in rapidly rotating galaxy disk
在螺旋引力场存在下星际气体大尺度流动的非线性解受到了相当大的关注，因为这个模型可以解释星系盘的许多观测结果。然而，由于问题的非线性，这一研究受到了非线性分析的限制。本文给出了描述高速旋转星系盘中由螺旋密度波引起的超音速非线性星际气体流动的解析表达式。理论的特征参数之一是分界线处的螺旋密度波势的振幅，它将超声速流动与包含从超声速到亚声速跳跃的流动区分开来。定义了星系激波出现的扰动势值与表征气盘的参数（如气体中的声速、盘的旋转速度、“螺旋设计”旋转速度）的关系。
1998-08-07 astro-ph
Inclination Effects in Spiral Galaxy Gravitational Lensing
旋涡星系中的球状组分被认为是迄今为止引力透镜研究中唯一重要的动力学组分。在这里，我们指出，包括磁盘组件可以有一个显着的效果，取决于磁盘的倾斜度，各种透镜特性，是相关的目前的研究和未来的调查。作为一个例子，我们看看多重图像系统B1600+434，最近被确定为被螺旋星系透镜。我们发现，包括磁盘组件可以理解为是由于一个典型的螺旋倾斜相当大的图像分离，而不是一个非常大的晕的存在。如果包括磁盘，也可以很容易地理解相当低的放大率。我们还讨论了如何这样的透镜系统可能允许一个螺旋星系，如盘晕质量比，和磁盘质量尺度长度的参数约束。我们考虑的另一个例子是类星体的多重透镜截面，我们发现对于一个典型的螺旋，在高倾角时，它可以增加许多倍。最后，我们讨论了当包含盘透镜时，引力透镜效应对阻尼莱曼α系统（DLAS）的影响。
1997-05-05 astro-ph
Planetary Nebula Studies of Face-On Spiral Galaxies: Is the Disk Mass-to-Light Ratio Constant?
当天文学家研究螺旋星系的暗物质晕时，他们通常假设星系盘的质光比是恒定的。我们描述了一种方法来分析行星状星云（PNe）的运动学在附近的面对螺旋星系来测试这一假设。由于垂直于银盘的恒星运动的回复力与银盘质量表面密度成正比，垂直速度色散的测量可以用来产生一个独立的测量物质在银盘中的总量。我们的步骤是：（1）通过在几个滤波器中对主螺旋成像来识别PNe的种群，以及（2）从PNe的光谱观测中分离垂直速度色散。我们对M33的PNe的第一个结果表明，星系盘的质光比实际上在内部6个盘尺度长度上增加了5倍以上。我们已经开始在另外五个正面星系中对PNE进行类似的研究：M83，M101，M94，NGC 6946和M74。这些数据还将产生额外的科学，如星系距离和对磁盘透明度的限制。
2005-09-27 astro-ph
Predicted chemical evolution for spiral disks from their observed rotation curves
用Marquez等人（2002）观测到的67个旋涡星系的自转曲线作为多相化学演化模型的输入。通过使用N[II]/Halpha作为氧丰度的估计，我们约束每个星系的可能模型。我们可以，然后，预测这些星系的时间演化和气体，恒星和恒星形成的表面密度和元素丰度的径向分布。
2004-11-25 astro-ph
On the Origin of Exponential Disks at High Redshift
在哈勃太空望远镜超深场（UDF）中，大于0.3“的螺旋星系的主轴和椭圆拟合强度轮廓通常是指数分布的，而在我们以前的研究中称为团块星系团的不规则盘状星系的主轴轮廓显然不是指数分布的。在这里，我们表明，在两种星系类型的恒星形成团块的deprojected位置是指数，因为是这些团块的总排放量的deprojected光度分布。当标准化到外部等照度线半径时，这两种类型的指数是相同的。结果表明，团块的形成或增生指数径向分布，当他们分散，他们形成光滑的指数盘。对于标准宇宙学来说，UDF螺旋的指数尺度长度平均为1.5 kpc。该长度比局部螺旋的平均值小2倍。选择的影响，可能占这种大小差异的螺旋进行了讨论。不管这些影响如何，具有大设计旋臂的小型UDF星系的存在与局部场中的情况有很大的不同，在局部场中同样小的圆盘通常是很少有旋臂的矮不规则星系。螺旋臂需要一个与可见光区域的晕质量相当的圆盘质量--这是局部螺旋所具有的，而局部矮星不规则星所不具有的。然后，我们的UDF结果意味着星系盘从内到外生长，从可以形成旋臂的致密晕和致密盘开始，然后随着时间的推移增加较低密度的晕和盘材料。在这种小而致密、富含气体的盘状物中，早期形成的酒吧应该比在完全发展的盘状物中形成的酒吧更快地分散。
2005-10-09 astro-ph
Is the exponential distribution a good approximation of dusty galactic disks?
我们研究了在尘埃旋涡星系中，旋涡结构对计算辐射转移的重要性。广泛采用的指数盘模型（即恒星和尘埃都在径向上呈指数分布，并且垂直于盘的平面）现在，它将与一个真实的模型进行详细的比较，该模型包括恒星的螺旋结构和圆盘中的尘埃。特别是，模型图像的星系与对数螺旋臂的构造，这样的方位平均磁盘是指数的半径和高度，作为观测建议。然后，使用纯指数盘模型（即，没有螺旋结构）来拟合模型图像的边缘外观。结果，将拟合后导出的参数与用于创建螺旋结构图像的真实值进行比较。事实证明，普通指数盘模型能够很好地描述银河系的盘，其参数与真实值的变化只有百分之几。
1999-12-01 astro-ph
