Spiral shocks, triggering of star formation and the velocity dispersion in Giant Molecular Clouds
我们提出了通过星系螺旋激波和巨分子云（GMCs）的形成的气体通道的数值模拟。螺旋激波在消散动能的同时形成致密的云，产生局部引力束缚的区域，并坍缩形成恒星。当气体通过激波时，气体的结块效应会在气体中产生混乱的内部运动。发现这些运动的运动学与在恒星形成区域中观察到的速度色散/尺寸关系相一致。在标准的图片中，连续驱动的湍流在恒星形成云中产生密度不均匀性，与此相反，我们在这里发现，当星际气体穿过螺旋激波并启动恒星形成过程时，正是星际气体的团块产生了混沌运动。速度分散可以理解为是由于团块在螺旋激波中会聚时的随机质量载荷。在这个模型中，不需要任何内部或外部的连续驱动机制来实现“连续性”。云的内部运动学与外部触发的形成的耦合消除了云自引力的需要。事实上，虽然云的某些部分显然是自引力的，能够形成恒星，但大多数分子物质仍然没有引力。这可以为恒星形成的低效率提供一个简单的解释。
2005-09-27 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
Resolved Atomic Super-clouds in Spiral Galaxies
本文给出了11个最近的旋涡星系的中性氢发射和吸收的高质量数据。多位形VLA观测提供了6角秒的角分辨率（对应于平均星系距离为3.5 Mpc时的100 pc）和6 km s $^{-1}$的速度分辨率，同时精确地恢复了以前用填充孔径观测到的总线通量。以往的经验表明，这种物理分辨率足以至少勉强解决\ion{H}{1}超级云人口描绘活跃的恒星形成的区域。在每个星系中都可以看到一个由\ion{H}{1}超级云组成的高亮度网状结构。有时在大半径处检测到超过200开尔文的发射亮度温度，即使在相对面对面的系统中也是如此。所有的星系都显示出观测到的超级云的亮度温度随着半径的增加而系统性地增加，然后是平坦化和随后的下降。在少数情况下，背景连续源允许检测\ion{H}{1}吸收，指示性的自旋温度是一致的，在类似的半径发射看到的超级云亮度温度。这些数据表明超级云网络中的\ion{H}{1}的实质不透明性。
1995-12-13 astro-ph
Colliding molecular clouds in head-on galaxy collisions
我们进一步观测了旋涡星系迎头碰撞中的分子气体，这次是UGC 813 - UGC 816系统中的CO（J=1-0）和CO（J=2-1）谱线。UGC 813/6是第二个已知的正面螺旋碰撞的例子，第一个例子是UGC 12914/5对。在UGC 813和816之间的桥上有强烈的CO辐射，与恒星辐射无关，就像UGC 12914/5一样。来自UGC 813/6桥的CO排放，不算星系本身的排放，至少是整个银河系的排放。富含气体的螺旋星系的碰撞实际上是星系星际介质（ISM）之间的碰撞。我们表明，分子云之间的碰撞，使H2进入桥区。虽然稠密的云被碰撞电离，但它们冷却并很快重新组合，甚至在星系盘分离之前就再次变成分子。由于星云在碰撞后获得了中等速度，它们被留在了分离星系之间的桥梁中。恒星形成的效率在桥的分子云中显得很低。我们推测，分子云中的前恒星核心可能会在云碰撞过程中膨胀，从而延缓未来恒星的形成。因为这里讨论的ISM-ISM碰撞需要非常小的碰撞参量，所以它们在场螺旋中是罕见的。然而，在星系团中，这些碰撞应该是从螺旋内部喷射浓缩气体的重要手段。
2004-02-06 astro-ph
High-Velocity Clouds in the Nearby Spiral Galaxy M 83
我们提出了深HI 21厘米和光学观测的正面螺旋星系M 83作为一个项目的一部分，以寻找高速云（HVC）在附近的星系。在M83附近探测到了异常速度的中性气体，其中5.6x10^7 Msolar的HI包含在一个以40-50 km/s的速度旋转的圆盘中，投影速度比大部分气体慢。我们解释这是一个垂直延伸的厚盘中性物质，包含5.5%的总HI内的中央8千秒差距。使用自动源检测算法来搜索小尺度HI发射特征，我们发现了8个不同的、高速HI云，质量从7x10^5到1.5x10^7 Msolar不等，与HI盘相比，速度相差高达200 km/s。大的盘上结构与光学旋臂重合，而未分辨的盘外云不包含漫射光发射，其极限为每平方角秒27 r' mag。厚HI磁盘和较大的云的多样性表明多种形成机制的影响，与银河喷泉负责缓慢旋转的磁盘和磁盘上的离散云，潮汐效应负责磁盘外的云生产。HI云的质量和动能与银河喷泉模型预测的质量交换率一致。如果M 83中的HVC数量与我们银河系中的相似，那么银河系的HVC一定分布在小于25 kpc的半径内。
2008-10-28 astro-ph
Circumnuclear Dust in Nearby Active and Inactive Galaxies. II. Bars, Nuclear Spirals, and the Fueling of Active Galactic Nuclei
（摘要）我们提出了一个详细的研究环核尘埃形态，宿主星系的性质，在附近的星系和核活动之间的关系。我们使用我们的样本123附近的星系与可见光-近红外彩色图从哈勃太空望远镜创建匹配良好，“配对”样本28活跃和28不活跃的星系，以及19条和19 unbarred星系，具有相同的宿主星系属性。对比有棒星系和无棒星系，我们发现只有在有大尺度棒的星系中才能发现宏伟的核尘螺旋。相比之下，紧密缠绕的核尘埃螺旋显示出强烈的倾向，以避免星系与大尺度的酒吧。活动星系核和非活动星系核的比较表明，核尘埃螺旋，这可能是在ISM跟踪冲击和角动量耗散，发生在活跃和不活跃的星系具有可比的频率。活动星系和非活动星系之间的唯一区别是，一些非活动星系在其环核区域似乎完全缺乏尘埃结构，而活动星系核中没有一个缺乏这种结构。活动星系和非活动星系中核螺旋的频率相当，结合先前的工作，发现在匹配良好的活动星系和非活动星系之间的棒或相互作用的频率没有显着差异，这表明在距离星系核大于~100 pc半径的空间尺度上，没有普遍的低光度AGN燃料机制。相反，相似性表明，核活动的寿命小于这些空间尺度的特征流入时间。这个流入时间的数量级估计是动态时间尺度。这为核活动的一个单独事件的寿命设定了数百万年的上限。
2002-12-17 astro-ph
FIR and C+ emissions of spiral galaxies disks, The example of NGC 6946
本文对旋涡星系NGC 6946的辐射转移进行了数值模拟。星际介质被表示为两相介质，具有分子云和平滑的扩散相。分子气体的分布是从NGC 6946的引力势中演化的分子云系综的分布计算出来的。我们通过在分子云中创建OB协会来模拟恒星的形成。计算了紫外辐射在云团星际介质中的传输，确定了分子云的局部紫外光照。我们计算出在紫外连续谱中，在Halpha和C+线以及在远红外波长，60，100和200微米的连续谱中的出射强度。这是可能的，以获得一个一致的图像，这个星系的全球恒星形成率为4 Mo/年，主要发生在螺旋臂。模型螺旋星系盘的紫外线不透明度，正面观察，在100 nm处为0.8。对于半径小于4kpc，C+线主要产生在分子云表面的光解区域。来自扩散原子气体的C+发射约占总量的20%。在离核较远的地方（r > 4kpc），它变得很显著。分子云和漫射原子气体对60至200微米的远红外辐射总量的贡献几乎相等。总的来说，72%的60 - 200微米远红外辐射可以归因于大质量恒星的紫外辐射加热的尘埃颗粒，28%的老恒星星族的辐射场。
1998-06-16 astro-ph
Starbursting Nuclear CO Disks of Early-type Spiral Galaxies
我们已经开始了第一次CO干涉仪调查的早期型旋涡星系（S 0-Sab）。我们观测到五个具有HII核的早期型旋涡星系（表明环核星暴活动）。这些观测结果表明，中心千秒差距为\sim的气体质量为动力学质量的1-5%。如此低的气体质量分数表明，气体中的大尺度引力不稳定性不太可能是星暴活动的驱动因素。托姆雷Q值在中心千秒差距内大于1（大部分大于3），表明气盘在全球引力上是稳定的。气体盘的面积填充因子估计为约0.05。这个小值表明在全球引力稳定盘中存在着分子云结构。分子云的典型表面密度高达\sim 3000 Msun pc^{-2}。我们重新考虑的Toomre Q标准的性质，并得出结论，来自CO观测的Q表明既没有恒星形成，也没有分子云形成。这一论点不仅对环核盘有效，而且对星系盘中的任何区域都有效。我们尝试性地探索了另一种模型，即云-云碰撞，作为恒星形成的启动机制。
2004-12-11 astro-ph
Detection of Molecular Clouds in the Interarm of the Flocculent Galaxy NGC 5055
我们使用Nobeyama毫米阵列对絮状星系NGC 5055的盘面进行了高速分辨率（~ 2.6 km s^{-1}）的高分辨率（~ 4”）12 CO（J = 1 - 0）绘图观测，以研究分子云的物理性质。臂和臂间。所获得的图谱显示了团块状结构。虽然这些云主要分布在近红外观测中看到的螺旋臂上，但有些云位于远离臂的地方，即臂间。这些云在旋臂和旋臂间的典型大小和质量分别为100 pc和10^6 Mo。它们对应于我们银河系中最大的巨分子云（GMC），并且比大设计螺旋M 51中的巨分子缔合（GMAs）略小。它们的CO通量为基础的质量表现出良好的协议与他们的维里质量。在此基础上，还绘制了银河系GMC的尺寸-速度色散关系.这些事实表明，这些云的性质类似于银河系GMC。我们还发现分子气体和HII区域之间没有明显的系统性偏移，不像M51。这一事实和GMAs的无张力表明，在NGC 5055中，云的形成和随后的恒星形成在臂和臂间都是由于局部波动引起的气体增强。另一方面，在大设计螺旋星系，如M 51，GMA形成可能只发生在臂，由于一个强大的密度波也增强了恒星形成的GMA形成也可能发生。这些可能控制着旋涡星系旋臂的光学形态。
2003-11-18 astro-ph
Ram-Pressure Stripping of Gas from Companions and Accretion onto a Spiral Galaxy: A Gaseous Merger
我们模拟了伴星系中星际气体云在与旋涡星系晕和盘的气体动力学相互作用过程中的行为。在冲压压力下，气体云从伴星上剥离，并吸积到螺旋星系的盘面上。如果伴星的轨道相对于螺旋星系的旋转是逆行的，则下沉的云会撞击到核区域。角动量的转移导致内部气体盘的破裂，并在凸起中形成星际气体的空隙。如果伴星的轨道是偏北或极地，下落的云会被外盘吸积，形成一个旋转的气体环。我们表明，冲压压力剥离和吸积是一种方式，从同伴的气体丰富的较大的星系，这导致处理星际气体从同伴和有效地改变其星系类型到早期（红）。在星系合并过程中，星际气体在星体合并之前被剥离和吸积，这一过程是一个重要的过程。在模拟的基础上，讨论了M31系统中星际气体的可能历史，该系统包括M32、NGC205和可能的合并星系。冲压压力剥离解释了矮椭圆伴星M32中演化恒星损失的质量的处置。
1993-09-29 astro-ph
Formation of Spiral-Arm Spurs and Bound Clouds in Vertically Stratified Galactic Gas Disks
（节略）我们研究了垂直分层，自引力，银河系气体盘的螺旋臂子结构的增长，使用本地数值MHD模拟。我们的新模型扩展了我们以前的2D研究（Kim & Ostriker 2002），该研究表明，薄盘中的磁化螺旋激波可以经历磁-金斯不稳定性（MJI），导致臂间毛刺结构和大量碎片。最近在对几个星系的高分辨率观测中也发现了类似的毛刺特征。在这里，我们考虑两组数值模型：2D模型，使用厚盘引力核，和3D运行明确的垂直分层。当圆盘被充分磁化和自引力时，两种模型的结果都是螺旋臂子结构的生长，类似于我们以前的薄模型。在厚圆盘中减少的自重力将马刺间距增加到臂峰处的牛仔裤长度的约10倍。由骨刺碎裂形成的束缚云的质量约为（1-3）x10^7 Msun，比具有相同气体表面密度和恒星旋臂强度的极薄模型大3-8倍。我们发现，未磁化或弱磁化的二维模型是不稳定的摆动不稳定性（WI）以前确定的Wada和Koda（2004），并提出了一个潜在的毛刺和团块形成机制。然而，我们的全3D模型并没有显示出这种效果。非定常运动和强烈的垂直切变阻止相干涡旋结构的形成，明显抑制了出现在2D（等温）运行的WI。我们也没有发现明显的痕迹帕克不稳定的非线性螺旋臂子结构出现（在自引力模型），虽然可以想象帕克模式可能有助于种子MJI在早期阶段，因为方位角波长是相似的。
2006-03-28 astro-ph
Near-infrared photometry of isolated spirals with and without an AGN. II: Photometric properties of the host galaxies
我们基于J和K'波段的近红外成像，分析了具有（18）和不具有（11）活动核的孤立螺旋样品的形态和光度特性。这种分析的目的是找到可能与核活动现象直接相关的微分性质。我们强调为此目的使用孤立物体的重要性。我们的研究表明，这两组星系是相似的，在他们的整体属性：他们定义了相同的Kormendy关系，他们的磁盘组件共享相同的属性，凸起和磁盘规模的长度相关的方式相似，酒吧的强度和长度是相似的主酒吧。孤立的塞弗特星系的外表面具有与孤立的非活动螺旋星系相当的凸起和盘的性质。活动星系的中心颜色（最里面的200 pc）比不活动的螺旋星系的中心更红，这很可能是由于活动星系核的光被热尘埃重新发射和/或由于环核恒星的形成，通过巨星/超巨星的贡献。在我们的样本中，只有一个塞弗特星系不存在主酒吧，但主酒吧和次级酒吧同样存在于活动和控制对象。次级中心伸长（与次级棒、透镜、环或盘相关联）可能有些不同。数值模型表明，这样的二级酒吧是不是严格必要的饲料中央引擎时，一个主要的酒吧。我们的结果表明，在100-300 pc的尺度下，活动和非活动旋涡星系之间没有明显的差异。
2000-06-19 astro-ph
Extraplanar Dust in Spiral Galaxies: Observations and Implications
最近的光学和亚毫米波观测已经开始探测旋涡星系晕中尘埃颗粒的存在。我回顾了我们自己在这方面的工作，它采用高分辨率的光学图像的边缘上的螺旋星系跟踪高Z尘埃的吸收对背景恒星光的星系。我们发现，相当一部分这样的星系（>50%）显示出广泛的含尘云网，高度z>2 kpc。星系中的面外尘埃与面外弥漫电离气体在统计学上是相关的，尽管没有证据表明这两种高z星际介质之间存在直接的物理关系。高z云的质量估计在10^5到10^6太阳质量之间。观测到的尘埃结构的详细特性表明，我们图像中看到的云可能代表了高z下多相ISM的致密相。这种稠密的云可以对螺旋星系中观测到的光分布产生重要影响。我讨论的影响，这样的高Z尘埃可以对定量测量的垂直结构的恒星和电离气体的边缘系统。
1999-10-05 astro-ph
Inward bound: following gas flows from nuclear spirals to the accretion disk in active galaxies
最近对34个附近早期活动星系的HST光学图像和34个非活动星系的匹配样本的分析-两者都来自Palomar调查-显示活动星系中的核尘埃结构（细丝，螺旋和盘）明显过剩。这一结果支持尘埃结构与供给超大质量黑洞（以下简称SMBH）的物质的关联。相反，在不活跃的星系中，有过量的核恒星盘。由于活跃和不活跃的星系可以被认为是“同一个”星系的两个阶段，上述发现和尘埃形态表明了一种演化情景，即外部物质（气体和尘埃）被捕获到核区域，并最终为活跃的核提供食物，并为恒星盘补充新的恒星-这是被活跃星系中的尘埃隐藏的。这一演化情景得到了最近NGC 1097内部几百秒差距的气体运动学的支持，它显示了沿着旋臂朝向核的流动运动（速度约为50 km/s）。这意味着大尺度的质量吸积速率比以前的核吸积盘的结果要大得多，但在几百万年的时间里，它只足以在核区积累100万个太阳质量，这与最近发现的一个年轻的环核星暴相一致，该星暴距离星系核只有9秒差距，质量为100万个太阳。
2006-11-29 astro-ph
Long slit spectroscopy of a sample of isolated spirals with and without an AGN
我们提出的运动学数据获得的一个样本的活动（塞弗特）和非活动孤立的螺旋星系，长缝光谱的基础上沿几个位置角的H α线区域，在某些情况下，在Ca三重态区域以及。气体速度分布，连同一个简单的圆形旋转模型，允许确定运动学主轴。还显示了恒星速度分布。主要结果是，活动星系和控制星系似乎是等价的，在所有的运动学方面。对于这两个子样本，一些星系偏离纯圆形旋转可以通过棒和/或旋臂的存在来解释。它们也呈现出相同的特点，特别是S形结构在核区域附近非常常见。它们定义了非常相似的Tully-Fisher关系。所有检测到的HII区域的发射线比率;[NII]/Halpha金属丰度指标的分析表明，活跃和非活跃星系具有难以区分的盘金属丰度。这些结果表明，积极和非积极的孤立的螺旋星系具有基本相同的属性，与我们以前的结果的基础上分析的近红外图像。现在看来有必要在更大的样本上证实这些结果。
2003-11-28 astro-ph
Cold HI in Turbulent Eddies and Galactic Spiral Shocks
HI 21厘米线自吸收（HISA）揭示了银盘中冷原子云的形状和分布。许多这样的云缺乏相应的CO排放，尽管在平衡模型中比纯原子气体更冷。HISA需要以相同速度的背景线发射，因此可以产生这样的背景的机制。弱的，小规模的，和广泛的吸收可能会产生湍流涡旋，而强大的，大规模的吸收出现在云复合体沿螺旋臂冲击组织。在后者中，气体可能在恒星形成之前从原子状态演化为分子状态，这可以解释HISA-CO协议的不完整性。
2007-03-03 astro-ph
Variation of Molecular Cloud Properties across the Spiral Arm in M 51
本文介绍了用NRO 45米望远镜对M51南亮臂区（包括银心）进行的高分辨率~（13）CO（1-0）成图观测结果。得到的图谱显示了环核中心凹陷和旋臂结构，13 CO（1-0）积分强度的臂间比为2-4。我们还发现了与12 CO结果不同的特征。12 CO/13 CO比值在空间上变化，在旋臂和旋臂中心区域有较高的比值（~20），而旋臂的比值较低（~10），这表明旋臂中的气体密度比旋臂中的高。除中心区外，在盘区13 CO的分布与Hα发射的对应性比与12 CO的对应性好。发现13 CO发射位于12 CO臂的下游侧，即12 CO和13 CO以及Hα发射之间存在偏移。这表明，在密度波引起的气体聚集和致密气体形成之间存在一个时间延迟，因此恒星形成。根据M51的自转曲线和模式速度推导出的银河系自转假设，这个时间延迟估计为~10^7年。这与M51旋臂中引力不稳定性的增长时间尺度相似，表明引力不稳定性对致密气体的形成起着重要作用。
2002-03-02 astro-ph
CO (J = 4-3) and [C I] Observations of the Carina Molecular Cloud Complex
我们提出了大面积，充分采样的船底座分子云复杂的CO（J = 4 - 3）和中性碳[CI] 3 P1 - 3 P0转换的地图。这些数据是使用1.7米直径的南极亚毫米望远镜和远程天文台（AST/RO）获得的。地图覆盖了大约3平方度的区域，具有均匀的1'空间采样。这些数据的分析，结合CO（J = 1 - 0）的数据从哥伦比亚CO调查和IRAS HIRES连续图为同一地区，表明螺旋密度波冲击与船底座螺旋臂可能发挥重要作用的云复合体的形成和分解，以及在维持该地区的云的内能平衡。大质量恒星形成于分子云复合体的致密区域。与这些恒星相关的恒星风和外流对复合体产生了干扰作用，并将机械能注入母云，而年轻恒星的紫外线辐射也加热了母云。然而，目前的一组数据表明，大质量恒星本身可能无法解释船底座区域云的能量。数据的细节和各种数据集之间的相关性暗示了螺旋密度波激波在供给星际湍流和加热分子云方面可能发挥的作用。
2001-01-16 astro-ph
Near-infrared photometry of isolated spirals with and without an AGN. I: The Data
本文给出了18个活动旋涡星系和11个非活动星系的J和K'波段红外成象数据。所有这些都被选择来满足定义良好的隔离标准，以便所观察到的属性与引力相互作用无关。对于每个对象，我们给出：K ′波段中的图像、锐分图像（通过将观察到的图像除以滤波图像而获得）、差异图像（通过将模型减去观察到的图像而获得）、彩色J-K ′图像、椭圆率和位置角分布、J和K ′中的表面亮度分布、它们通过凸起+圆盘模型的拟合以及颜色梯度。我们已经发现，四（一）活跃（控制）星系以前被归类为非酒吧原来有酒吧时，在近红外线观察。这四个星系中的一个（UGC 1395）也有一个次级棒。对于15（9个活动，6个控制）的24（14个活动，10个控制）的光学分类棒星系（SB或SX），我们发现，一个次级酒吧（或磁盘，一个细长的环）。这里介绍的工作是一个大型计划（DEGAS）的一部分，旨在发现活动和非活动星系之间在其中心区域的性质上是否存在差异，这些差异可能与核活动的开始有关。
1999-09-21 astro-ph
A Turbulent Origin for Flocculent Spiral Structure in Galaxies
7个星系中恒星形成的絮状结构具有方位角强度扫描的傅立叶变换功率谱，其幂律斜率从大尺度的-1系统地增加到小尺度的-1.7。这与大麦云云和星系核中絮状尘埃云的HI发射方位角扫描功率谱中的模式相同。陡峭的部分也对应于在银河系和大小麦哲伦云的原子和分子气体调查中观察到的二维功率谱的-3斜率。相同的恒星形成幂律结构出现在絮状星系和大设计星系中，这意味着恒星形成过程在每一个星系中都是相同的。分形布朗运动模型，包括离散的恒星和潜在的连续星光匹配的观察，如果所有的发射是组织成一个全球的分形图案与内在的一维功率谱具有1.3和1.8之间的斜率。我们认为星系中可见光的功率谱是湍流的结果，大尺度湍流运动是由剪切引力不稳定性产生的，剪切引力不稳定性首先使絮状旋臂，然后级联形成较小尺度的云和团簇。
2003-05-04 astro-ph
GMC formation by agglomeration and self gravity
我们通过旋臂中云的凝聚和自身引力来研究旋涡星系中GMC的形成。所提出的模拟包括双流体模型，其中包含冷气体和暖气体，尽管它们之间没有加热或冷却。我们发现凝聚是占主导地位的温暖和寒冷的组成部分的ISM是有效稳定的引力不稳定性。在这种情况下，云和毛刺沿旋臂的间距（以及质量）由气体粒子的轨道决定，并与它们的周转半径（或等效的螺旋激波强度）相关。值得注意的是，GMC主要由凝聚形成，往往是许多较小的云的无约束协会，这些云在离开旋臂时分散。这些GMC在具有更强螺旋激波或更高表面密度的星系中可能更大。还发现凝聚形成的GMC表现出正向和反向旋转，这是气体结块的结果。在更高的表面密度下，自引力在安排温暖和寒冷的气体进入云和马刺以及确定最大质量GMC的性质方面变得更加重要。这些大质量的GMC可以通过它们更高的角动量来区分，表现出更大的旋转并且更受约束。对于一个20 M的$_{\odot}$ pc $^{-2}$盘，GMC之间的间距符合凝聚和自重力的情况下，在温暖的气体中的重力扰动的最大不稳定波长是类似的间距时，发现GMC的形式完全由凝聚。
2008-09-11 astro-ph
Gaps in the cloud cover? Comparing extinction measures in spiral disks
星系中的尘埃可以通过远红外/亚毫米辐射，星光的光学或红外变红，或已知背景源的消光来映射。我们比较了两个尘埃消光测量一组15个部分在13个附近的星系，以确定规模的尘埃ISM负责磁盘不透明度：一个使用恒星变红和其他已知的背景源。在我们早期的论文中，我们提出了29个星系的消光测量，根据校准计数的遥远的背景物体，通过HST/WFPC 2图像中的前景磁盘确定。对于与斯皮策红外邻近星系巡天（SINGS）重叠的13个星系，我们现在将这些结果与从I-L彩色地图获得的结果进行比较。我们的目标是确定是否检测到遥远的星系表明在充满灰尘的ISM的差距，从而更好地了解盘灭绝的性质和几何形状。我们发现，遥远的星系主要是在低消光部分标记的彩色地图，表明它们的数量取决于云覆盖的{ \it斯皮策}-解决尘埃结构-主要是螺旋臂-和一个弥漫的，未解决的底层磁盘。我们注意到，我们的红外彩色图（E[I-L]）严重低估了这些盘中的总体尘埃存在，因为它隐含地假设了在恒星分布前面存在尘埃屏。
2007-07-27 astro-ph
Toward a New Distance to the Active Galaxy NGC 4258: II. Centripetal Accelerations and Investigation of Spiral Structure
我们报告了从1994年到2004年对NGC 4258脉泽光谱分量的51个历元的向心加速度测量结果。这是一系列论文中的第二篇，其目标是确定一个新的几何脉泽距离NGC 4258可能精确到~ 3%。我们测量加速度使用一个正式的分析方法，涉及到多个，高斯分量的微波激射光谱的同时分解为所有的时代。分量通过在参考历元处从其质心速度的线性漂移（加速度）在历元之间耦合。对于高速发射，加速度在-0.7到+0.7公里/秒/年的范围内，表明原点在圆盘中线（垂直于黑洞的视线）的13度范围内。VLBI图像中的高速发射投影位置与来自加速度数据的位置的比较提供了脉泽跟踪真实气体动力学的证据。高速发射加速度不支持与磁盘中的螺旋臂相关联的拖尾激波模型。然而，我们发现加强的证据，在高速发射，波长为0.75质量的空间周期性。这支持了活动星系核吸积盘中密度波导致螺旋结构的建议。低速（系统性）排放的加速度在7.7至8.9公里/秒/年的范围内，这与薄的、扭曲的圆盘与视线相切的行星的排放一致。作为多普勒速度的函数的低速发射的加速度的趋势可能与盘的几何形状和取向，或与螺旋结构的存在。
2007-09-06 astro-ph
A General Theory of Turbulence-Regulated Star Formation, From Spirals to ULIRGs
我们推导出一个分析预测的恒星形成率的环境中，从正常的星系盘，星爆和ULIRGs在这些系统的可观测性。我们的计算基于三个前提：（1）恒星形成发生在超音速湍流的维里化分子云中;（2）这些云中的密度分布是对数正态的，正如超音速等温湍流所预期的那样;（3）恒星形成于云的任何子区域，该区域过于密集，其引力势能超过湍流运动的能量。我们表明，基于这个模型的理论是一致的模拟和观察到的恒星形成率在银河系。我们用我们的理论从第一原理推导出肯尼卡特-施密特定律，并做出其他可以通过未来观测来检验的预测。我们还提供了一个算法，用于估计恒星形成率，是适合列入数值模拟。
2005-05-09 astro-ph
HI holes and high-velocity clouds in the spiral galaxy NGC 6946
本文研究了低倾角Scd星系NGC 6946中中性气体的分布和运动学。该星系已被韦斯特博克综合射电望远镜在21厘米处观测了192小时。这是有史以来对附近星系最深入的观测之一。我们检测到广泛的高速HI（高达约100公里/秒），并找到121个HI孔，其中大部分位于气体密度和恒星形成率较高的内部区域。许多高速气体似乎与恒星形成有关，在某些情况下，与HI空穴有关。高速气体的整体运动学的特征在于与常规盘旋转相比，旋转较慢。我们的结论是，在NGC 6946的高速气体是额外的平面，并具有相同的性质，在其他螺旋星系，包括银河系中观察到的气体晕。恒星反馈（银河喷泉）可能是大多数高速气体和HI洞的起源。也有迹象表明，特别是在外部地区，-延长HI羽流，速度异常，尖锐的边缘，和大规模的不对称性-指向潮汐遇到和最近的气体吸积。
2008-07-21 astro-ph
Is Dark Matter in Spiral Galaxies Cold Gas? II. Fractal Models and Star Non-Formation
考虑到最近披露的冷气体的分形结构的气体云模型的建立，表明在经典的气体质量测定的基础上光滑的云模型可以很容易地遵循，如果气体是在现实中的分形大的误差。分形云在任何单波长观测中必须同时呈现光学薄和光学厚的团块。观察到的冷ISM的分形维数表明，质量低估了10倍或更多是典型的。由于它的低温（约3 K），其凝聚的分形结构，以及它的低金属性，外层气体对于通常的探测器几乎是不可见的。（A&A论文（印刷中）和图可通过匿名FTP在obssd8.unige.ch中以后记文件的形式获得：dm_paper_II.ps（251 k）和FIG*.ps，或论文I & II +图作为压缩的tar文件dm_papers. Z. tar（2.1 Mb））。
1993-11-18 astro-ph
Hubble Space Telescope Observations of the CfA Seyfert 2s: The Fueling of Active Galactic Nuclei
我们提出了一个调查可能的燃料机制在内部千秒差距的塞弗特星系。我们分析了可见光和近红外哈勃空间望远镜图像的24个塞弗特2从CfA红移调查样本。特别是，我们正在寻找的动力学过程负责运输气体从千秒差距尺度到核的形态特征。环核区域的气体和尘埃非常丰富，经常以几百秒差距尺度的核螺旋尘埃带的形式出现。虽然这些核螺旋在我们的24个Seyfert中的20个中被发现，但我们在整个样品中只发现了5个核棒，这强烈地加强了其他研究人员的结论，即核棒不是将这种材料运送到核中的主要手段。基于消光测量的核螺旋中气体密度的估计表明，核螺旋尘埃带可能是核气体盘中的冲击，而不是强烈的自引力。由于冲击波可以耗散能量和角动量，这些螺旋尘埃带可能是宿主星系盘中的气体被送入中央引擎的通道。
1999-09-02 astro-ph
The consequences of ram pressure stripping on the Virgo cluster spiral galaxy NGC 4522
本文报道了室女星系团旋涡星系NGC 4522的新的H-α法布里-珀罗干涉仪观测结果。得到了半径达60“的速度场。观察到的旋转曲线是对称的。它在内盘中不受扰动。对于半径> 50“，它显示实体旋转。我们比较这些数据与数值模型，其中包括冲压压力剥离的影响。该模型能够再现H-alpha辐射分布和速度场的主要特征。因此，我们得出结论，剥离事件，造成的HI不足和扭曲的H-α分布和速度场已由于冲压压力。据估计，星系距离星团中心最近的距离约为。6.5 10^8年前。观测到的最近的恒星形成是由于气体云的再吸积，这些气体云在剥离事件期间被加速到低于逃逸速度的速度。此外，位于半径> 60“处的气体是气体云的不对称膨胀环的一部分。这些云的很大一部分位于盘平面上方。我们预测的HI气体分布和速度场，因为它会观察到深21厘米的观测。
2000-12-18 astro-ph
Nuclear spirals in galaxies
最近的高分辨率观测表明，核螺旋经常出现在盘状星系最里面的几百秒差距内。我的模型表明，核螺旋自然形成的气体响应非轴对称的引力势。一些核螺旋以螺旋激波的形式出现，导致气体中的流动运动，以及与为当地活动星系核提供动力所需的吸积率相当的流入。最近，在核螺旋中观察到了模型所预期的幅度的流运动，证实了核螺旋在中央大质量黑洞的馈送中的作用。
2006-11-08 astro-ph
Peculiar Features of the Velocity Field of OB Associations and the Spiral Structure of the Galaxy
OB星协的周期性速度场结构的一些特殊特征可以用Roberts和Hausman（1984）的模型来解释，在该模型中，稠密云系统的行为被认为是在扰动势中。在隆突臂上的方位角速度没有统计上的显著变化，可能是由于它在激波阵面后面急剧增加，而激波阵面很容易被距离误差所模糊。在旋臂中存在激波，同时，在本轮中OB星协的实际自由运动可以在平均自由程为0.2-2千秒差距的粒子云模型中得到调和。OB星协的速度场表现出两个明显的非随机偏离理想的螺旋模式：天鹅座臂和船底座臂碎片之间的0.5 kpc位移，以及第三象限英仙座臂的弱化。然而，船底座、天鹅座和英仙座臂的碎片并不属于任何已知的马刺类型。
2003-04-23 astro-ph
Dense Cloud Ablation and Ram Pressure Stripping of the Virgo Spiral NGC 4402
我们目前的光学，HI和无线电连续观测的大倾角室女星系团Sc星系NGC 4402，这表明冲压压力剥离和致密云烧蚀的证据。VLA HI和射电连续谱图显示了一个截断的气体盘和主盘发射西北方向的发射。特别是，无线电连续辐射不对称地向北延伸，向西倾斜。Halalpha图像显示了沿着气体盘南部边缘的许多HII复合体，可能表明ICM压力触发了恒星的形成。用WIYN Tip-Wellington成像仪获得的0.5”分辨率的BVR图像显示了一个显着的尘埃带形态：在光学半径的一半，星系的尘埃带弯曲向上并离开盘，与HI形态相匹配。在截断的气盘东南边缘，大的尘埃羽状物从明亮的年轻星团向上延伸约1.5千秒差距。这些星团是非常蓝色的，表明很少有尘埃变红，这表明尘埃在相互作用的前沿被ICM风吹走。在星际物质主脊的南面，银河系相对没有气体和尘埃，我们发现了1 kpc长的线状尘埃丝，其位置角与面外射电连续谱尾部相匹配;我们将这个角度解释为投影的ICM风向。其中一个观测到的尘埃丝在其头部有一个HII区。我们解释这些尘埃丝大，密集的云，最初留下的低密度ISM剥离，但随后被消融的ICM风。这些结果为剥离星系团中分子云的命运提供了惊人的新证据。
2005-03-18 astro-ph
Vertical Distribution of Galactic Disc Stars and Gas Constrained by a Molecular Cloud Complex
本文研究了一个质量约为10** 7M_sun、大小约为几百pc的分子云复合体对螺旋星系盘中恒星和原子氢垂直分布的动力学效应。这样的大质量复合体现在已经在许多螺旋星系中被观测到。扩展的质量分布在复杂的，平均质量密度比奥尔特极限高6倍，被证明占主导地位的本地引力场。这导致周围椎间盘成分向中平面的显著重新分布，导致其垂直刻度高度降低。一个令人惊讶的结果是，从复合体中心到复合体影响圆盘的径向距离约为500 pc。复杂的HI在银盘的垂直分布有可比的效果。这种“箍缩”或约束效应应该在附近的螺旋星系中可以检测到。因此，复合体的引力场会导致恒星和HI垂直尺度高度的局部起伏，在复合体间距约为1kpc的尺度上，银盘势是高度不均匀的。
2001-10-15 astro-ph
Star Formation in Disks: Spiral Arms, Turbulence, and Triggering Mechanisms
由于轨道拥挤、云碰撞和引力不稳定性的综合作用，螺旋臂中的恒星形成得到了加强。这种不稳定性的特征质量在气体中为10^7兆太阳能，在恒星中为10^5兆太阳能，其形态是一串熟悉的珠子，间距为1-2千秒差距。共振环和潮汐尾也有类似的不稳定性。来自恒星压力的连续触发以两种方式发生。对于短时间和近距离，它发生在明亮的边缘和密集的结，在云扩散过程中滞后。在很长一段时间里，它发生在后掠的贝壳和清除区域的周边。第一种情况应该很常见，但很难从同一星云中独立的恒星形成中解脱出来。第二种情况有因果关系条件和崩溃条件，通常很容易识别。湍流触发产生了一个致密的云结构层次和一个相关的年轻恒星位置层次。在恒星形成的持续时间和区域的大小之间也应该有一个相关性，类似于气体中的大小-线宽关系。宇宙学背景是由高红移星系中恒星形成的观测提供的。目前还没有观测到连续的湍流触发，但引力不稳定性是可以观测到的，它们的尺度比局部不稳定性大3倍，质量大100倍。这很容易解释为ISM湍流速度增加约5倍的结果。在高红移的团簇星系中，团簇是如此之大，以至于它们应该相互作用并在中心合并，在那里它们形成或有助于隆起。
2008-10-30 astro-ph
Analysis of spiral arms using anisotropic wavelets: gas, dust and magnetic fields in M51
我们已经开发出一种技术，隔离细长的结构在银河系的图像，如螺旋臂，使用各向异性小波，并将其应用到地图的CO，红外和无线电连续发射的大设计的螺旋星系M51。确定了几个$\kpc$长的CO、红外线和无线电连续发射的脊之间的系统性移位，以及沿着螺旋臂的螺距角的几十度的大变化。我们发现两种类型的臂的极化无线电发射：一个有一个脊靠近脊的CO，具有类似的螺距角的CO和极化螺旋和定期磁场;另一个并不总是与CO臂和其螺距角不同的方向，其定期磁场。规则磁场脊、致密气体和温暖尘埃之间的偏移与螺旋密度波触发恒星形成的预期序列相一致，气体进入激波和巨大分子云形成之间的延迟为数千万年，云形成和年轻星团出现之间的间隔相似。在CO臂的位置处，规则磁场的取向与螺旋臂的螺旋角相同，但是远离气体臂，规则场的取向显著变化。螺旋激波压缩可以解释一种强极化射电辐射臂的产生，但另一种不同的机制可能是造成第二种极化臂的原因。
2006-09-28 astro-ph
Molecular hydrogen beyond the optical edge of an isolated spiral galaxy
我们对星系的最外层部分知之甚少，因为几乎没有光从它们那里发出。我们确实知道，在许多情况下，氢原子（HI）的延伸范围远远超过了光学半径\cite{Casertano91}。在星系的中心，然而，分子氢（H2）通常占主导地位的一个很大的因素，提出了一个问题，是否H2也丰富的外部区域，但迄今未见。在这里，我们报告的检测一氧化碳（CO），最丰富的示踪剂H2的发射，超出了附近的星系NGC 4414的光学半径。分子云可能形成于HI柱密度相对较高的区域，而不存在螺旋密度波。来自两个最低旋转水平的线的相对强度表明，与更靠近中心的条件相比，H2的温度和密度都相当低。分子材料的表面密度从内部区域开始继续单调下降。我们的结论是，虽然分子云可以在这个星系的外部区域形成，但与它们相关的质量很小。
2004-12-13 astro-ph
Observational Overview of the Feeding of Active Galactic Nuclei
我提出了一个概述的活动星系核的喂养的观测签名，简要讨论了星系之间的相互作用的作用，在河外尺度，和非轴对称的引力势-如酒吧-在星系尺度。在此基础上，我们进一步讨论了百秒差距尺度上的星系核馈送特征，得到的新结果包括：（1）在几十秒差距尺度上围绕活动星系核的近期恒星形成：（2）活动星系中相对于非活动星系有过量的气体和尘埃，其形式为核螺旋和核盘;（3）气体沿核旋臂流入的新的运动学特征，这可能是长期以来寻找的将千秒差距尺度的气体引入核以供给超大质量黑洞的机制。
2007-12-21 astro-ph
Spurs and feathering in spiral galaxies
我们提出了光滑粒子流体动力学（SPH）模拟的响应的气体盘的螺旋势。这些模拟表明，在螺旋星系中通常观察到的毛刺和羽状可以理解为是由于螺旋臂中存在的结构，这些结构被螺旋势中的发散轨道剪切。因此，密集的分子云状结构在离开旋臂时产生垂直的毛刺。随后的羽状化发生在当它们接近下一个螺旋通道时，刺进一步被剪切成较弱的平行结构。气体的自重不包括在这些模拟中，强调这些特征纯粹是由于螺旋激波中的流体动力学。相反，该机制工作的必要条件是气体需要相对冷（1000 K或更低），以便冲击足以在螺旋臂中产生结构，并且这种结构随后不会被气体压力平滑。
2006-02-05 astro-ph
The Role of Magnetic Fields in Spiral Galaxies
星际磁场很强：旋臂中高达25 μ G，核区域高达40 μ G。在螺旋星系NGC 6946中，平均磁能密度超过了热气体。磁场控制着星系中致密云的演化，并可能控制着星系中恒星的形成效率。磁场改变了旋臂和旋杆中的气流和激波。在恒星形成的环核区域中的磁力能够驱使质量流入活动的核。磁场对于宇宙射线的传播以及星系风和星系晕的形成至关重要。
2002-12-12 astro-ph
"Missing Link" Clouds in the Southern Galactic Plane Survey
我们提出了一个自动化的例行搜索HI自吸收功能在南银河平面调查（SGPS）。这些数据是由澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）和帕克斯射电望远镜拍摄的，涵盖了银河平面上3度乘105度的天空。我们将我们的程序应用于整个区域，并推导出了70个较大的HISA复合物的自旋温度和柱密度，发现自旋温度在6-41 K之间，HI数密度只有几个cm^-3。这些“缺失的环节”云填补了致密分子云和弥散原子云之间的自旋温度和密度差距。我们比较了HI发射与12 CO发射，发现60%的检测到HI自吸收在空间和速度与分子对应。这可能是由于分子/原子气体转变。我们还比较了HI自吸收与银河系旋臂，并讨论了使用它作为旋臂示踪剂的可能性。
2005-03-24 astro-ph
Nuclear spirals in galaxies: gas response to asymmetric potential. II. Hydrodynamical models
核螺旋是气体对星系势中非轴对称性的响应，即使这种非对称性的程度很小。线性波动理论很好地描述了弱核螺旋，但由势中更强的不对称性引起的螺旋显然超出了线性范围。流体动力学模型表明，在后一种情况下，螺旋冲击，这取决于螺旋如何相交的x2轨道，要么得到阻尼，导致形成的核环，或得到加强，并向星系中心传播。足够质量的中心大质量黑洞可以允许螺旋激波一直延伸到其附近，并产生高达0.03 M_sun/yr的气体流入，这与为发光的局部活动星系核提供动力所需的吸积率相吻合。
2004-08-05 astro-ph
Circumnuclear Dust in Nearby Active and Inactive Galaxies. I. Data
星系中心千秒差距内的星际介质的详细形态是由压力和引力控制的。这些力量的结合塑造了环核恒星的形成和中心超大质量黑洞的生长。我们提出了可见光和近红外哈勃太空望远镜图像和彩色地图的123个附近的星系，显示了冷ISM的分布，跟踪灰尘，具有良好的空间分辨率。这些观测结果表明，在大多数活跃和不活跃的星系中都发现了核尘埃螺旋，它们具有广泛的相干性，对称性和俯仰角。我们已经用这个大样本发展了一个环核尘埃结构的分类系统。尽管完整的样品的异质性，我们只发现对称的，双臂的核尘埃螺旋在星系与大尺度酒吧和这些尘埃带清楚地连接到尘埃带沿大尺度酒吧的前缘。然而，并非所有沿着大比例尺的尘埃带都形成双臂螺旋，有几个尘埃带的末端是核环。我们发现，紧密缠绕，或低俯仰角，核尘埃螺旋更常见于无棒星系比棒星系。最后，在几个活动星系的扩展窄线区域是很好地解决。其中四个星系的电离气体和环核尘埃带之间的联系提供了额外的证据，表明它们的扩展窄线区域的一个重要部分是由活动核原位光电离的环境气体。在未来的论文中，我们将使用我们的环核尘埃分类系统，以确定活跃和不活跃的星系之间的差异，以及禁止和unbarred星系，在这些数据的匹配良好的子样本。
2002-12-17 astro-ph
Starbursts in barred spiral galaxies. V. Morphological analysis of bars
我们用CCD测量了125个棒星系的棒长和棒宽。研究了棒强度（以棒轴比表示）与棒的形态类型、核活动、中心和中间棒表面亮度的关系。如果将样本分为早型（< SBbc）和晚型星系，以及活动星系（星暴、Seyfert或LINER）和正常星系，则可以最好地解释条的性质。我们发现，具有非常长的酒吧的星系大多是活跃的，正常的晚型星系有一个独特的行为从其他三个星系群。我们证实了早期的发现，活跃的晚型星系往往有更强和更长的酒吧比正常的。本文的一个重要结果是，早型星系不具有这种行为：它们都倾向于具有强棒，无论它们是否活跃。我们还发现酒吧的强度和相对表面亮度之间的相关性，在中间和边缘的酒吧，这是不遵循正常的晚型星系。这些结果解释了最近的数值模拟和星系演化的范例。他们认为，正常的晚型星系代表了星系演化的第一阶段，而早型和晚型星系中的棒不具有相同的性质，因为它们具有不同的起源。
1999-02-11 astro-ph
Nuclear spirals: gas in asymmetric galactic potential with a massive black hole
核螺旋能提供盘星系核势的丰富信息。它们自然地形成为气体对引力势中的非轴对称的响应，即使这种不对称的程度非常小。线性波理论很好地描述了弱核螺旋，但更强的不对称性的潜在诱导波超出线性制度，这似乎是螺旋冲击。如果中心存在大质量黑洞（MBH），螺旋激波可以一直延伸到其附近，并产生高达0.03兆太阳/年的气体流入。这与当地活动星系核所需的吸积率相吻合。
2004-08-02 astro-ph
The Spiral Structure of the Milky Way, Cosmic Rays, and Ice Age Epochs on Earth
到达地球的银河宇宙线通量（CRF）的短期变化与全球低空云量的变化有关。这种CRF的变化是由太阳风强度的变化引起的。然而，宇宙射线的可变性本质上也来自于银河系的可变活动和运动。因此，如果CRF气候联系确实是真实的，那么在穿过螺旋臂时所看到的CRF增加可能是全球云量增加和温度降低的原因，从而促进了冰河时代的发生。这一情况最近得到各种数据的支持（Soviv，2001年）。特别是，铁陨石中记录的变量CRF似乎与冰河时代的出现同步变化。在这里，我们扩大了原来的治疗与更彻底的分析和更多的支持证据。特别是，我们讨论的宇宙线扩散模型，它考虑了银河系旋臂的运动。我们还详细阐述了银河系的旋臂的结构和动力学。特别是，我们使用HI观测提出了新的论证，这意味着银河系旋臂模式速度似乎符合冰期和从铁陨石中提取的宇宙射线通量记录。此外，我们表明，在恒星形成率的历史，由几位作者推断，明显的高峰期，特别是冰的时代相吻合，而1至2 Gyr的漫长时期之前，目前，在此期间没有冰川已知已经发生，在过去的恒星形成率相吻合的显着不足。
2002-09-12 astro-ph
Diffuse X-ray emission in spiral galaxies
我们比较了软弥漫X射线发射钱德拉图像附近的12个中等倾角的螺旋星系的形态中看到的阿尔法，分子气体，和中红外线发射。我们发现，弥漫X射线辐射通常位于螺旋星系的外部沿旋臂，但往往分布在一个圆的形态在中心。旋臂中的X射线形态与中红外线或H α中看到的相匹配，因此意味着X射线发射与最近的活跃恒星形成有关。我们没有看到强有力的证据表明X射线辐射尾随在螺旋臂中高质量恒星形成的位置。然而，人口合成模型预测超新星的高机械能输出率的时间比大质量电离恒星的寿命长10倍左右，与X射线中的臂的狭窄外观相冲突。加热ISM的超新星能量的比例必须取决于环境，并且在活跃的恒星形成地点附近可能更高。X射线估计的发射措施表明，体积填充因子和标度高度是在星系中心高，但在这些星系的外部低。这些星系的中心和外部的X射线性质和形态之间的差异表明，星系喷泉在外部星系盘中运作，但风主要来自星系中心。
2003-08-06 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
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
