Temporal evolution of magnetic molecular shocks I. Moving grid simulations
我们提出了含时的一维多流体磁冲击模拟，化学分解到平均自由程，它们是用自适应移动网格和隐式格式实现的。我们研究了与致密分子云条件相关的一系列参数，其中震前密度在10^3和10^5 cm-3之间，速度在10和40 km/s之间，以及三种不同的横向磁场标度：B= 0，0.1，1 μG \sqrt{n.cm3}。我们首先利用这项研究来验证Chièze，Pineau des Forêts和Flower（1998）的结果，特别是获得稳定C型冲击所需的长延迟，我们提供了更大范围参数的演化时间尺度。我们还提出了第一个与时间相关的模型的解离冲击的磁性前体，包括第一个模型的固定CJ冲击分子条件。我们发现，稳定的C-型冲击的最大速度之前，在中性流体中的音速点的发生，不像以前认为的。因此，C型冲击波的最大速度比以前认为的要低。最后，我们发现在H 2解离极限附近（u ~ 25-30 km/s）的J-型锋中，由H 2解离/重组驱动的大幅度弹跳不稳定性。在更高的速度，我们发现一个振荡行为的短周期和小振幅的碰撞电离的H。当存在磁场一段时间后，这两种不稳定性都会被抑制。在配套文件中，我们使用本模拟验证一个新的半解析构造方法为年轻的低速磁冲击截断稳态模型的基础上。
2004-07-28 astro-ph
Response of the integrals in the Tremaine-Weinberg method to multiple pattern speeds: a counter-rotating inner bar in NGC 2950?
当积分在标准的Tendee-温伯格方法进行评估的情况下，一个现实的模型的双棒星系，他们的修改所引入的第二个旋转模式是符合什么可以从一个简单的扩展，该方法的基础上，分离示踪剂的密度。这种扩展产生了一个定性的论点，区分逆时针和逆行内酒吧。然而，内杆的模式速度的值的估计需要进一步的假设。当把这种推广的Tüsse-Weinberg方法应用于最近对双棒星系NGC 2950的观测时，它表明那里的内棒是反向旋转的，可能具有-140 +/- 50 km/s/arcsec的模式速度。反向旋转的内棒的出现可以限制星系形成的理论。
2006-07-26 astro-ph
The bar pattern speed of NGC 4431
本文介绍了室女星系团中的一个棒状矮星系NGC 4431与它的邻居NGC 4436的潮汐相互作用的表面光度学和恒星运动学。本文用Tüsse-Weinberg方法测量了它的棒状花样速度，并导出了共转半径D_L与棒状半长轴a_B的比值。在99%的置信水平下，D_L/a_B=0.6^{+1.2}-0.4}。尽管具有很大的不确定性，但是杆在其共转半径附近结束的概率（即，1.0 \leq D_L/a_B \leq 1.4）的可能性大约是条比共转半径短得多（即，D_L/a_B > 1.4）。
2007-03-13 astro-ph
Model-based pattern speed estimates for 38 barred galaxies
我们用俄亥俄州立大学明亮螺旋星系巡天的近红外和光学数据模拟了38个棒星系。我们从$H$波段光度测量中构造了星系的引力势，假定质光比为常数。我们选择的光晕分量对应于所谓的通用旋转曲线。在每种情况下，我们使用的响应气体和恒星粒子盘刚性旋转势来确定的图案速度。我们发现棒的图案速度大致取决于形态类型。共转共振半径对杆半径的平均值$\mathcal{R}$从SB 0/a - SBab型的$1.15 \pm 0.25$增加到SBb型的$1.44 \pm 0.29$和SBbc-SBc型的$1.82\pm 0.63$。在模式速度和棒半径的误差估计，SBab型或更早的所有星系都有一个快速的酒吧（$\mathcal{R} \le 1.4$），而酒吧后类型的星系包括快速和慢速旋转。在16个标称值为$\mathcal{R} > 1.4$的晚型星系中，有5个星系的快旋杆被采用的误差估计所排除。我们还研究了参数$\mathcal{R}$和其他星系性质之间的相关性。最明显的相关性是与棒的大小：与星系大小相比，最慢的棒也是最短的棒。在慢柱倾向于较弱的意义上，与柱强度的相关性较弱。这些相关性为一种可能性留下了空间，即在许多星系中确定的模式速度实际上对应于螺旋的速度，螺旋的旋转速度比棒慢。无论是星系的光度还是颜色都没有明显的相关性。
2008-06-03 astro-ph
The Pattern Speed of the Galactic Bar
太阳附近的大多数晚型恒星的速度与当地静止标准（LSR）相似，但有一个明显分离的次级分量，对应于较慢的旋转和平均向外运动。详细模拟的恒星盘的中央酒吧的响应表明，这样的双峰预计从外Lindblad共振散射。当通过Sgr A* 的自行和终端气体速度来限制旋转曲线的运行时，对分离两个分量的旋转速度所观测到的值导致沙棒的图案速度的值为（53+/-3）km/s/kpc，仅微弱地依赖于Ro和沙棒角phi的精确值。
1999-08-10 astro-ph
New views on bar pattern speeds from the NUGA survey
我们提出了一个审查的酒吧模式的速度，从初步结果的背景下的星系核（NUGA）项目。在NUGA中发现的大量不同的分子环核形态是一个具有挑战性的结果，这意味着完善目前的星系动力学模型。
2008-11-12 astro-ph
The Bar Pattern Speed of NGC 1433 Estimated Via Sticky-Particle Simulations
我们提出了详细的数值模拟NGC 1433，一个中间型棒旋显示出强大的形态特征，包括二级酒吧，核环，内环，外假环，和两个引人注目的，分离的螺旋弧被称为“羽”。这个星系是通过动力学模型重现观测到的形态和确定模式速度的理想候选者。我们从星系的$H$波段图像中推导出引力势，并模拟了由10万个非弹性碰撞气体粒子组成的二维圆盘的行为。我们发现，最接近的匹配形态之间的$B$波段图像和模拟发生的图案速度为0.89公里秒$^{-1}$角秒$^{-1}$ $\pm$ 5- 10%。我们还确定，共转半径的平均公布的酒吧半径的比率为1.7 $\pm$ 0.3，在酒吧半径的模糊性是最大的贡献者的错误。
2008-05-02 astro-ph
The pattern speed of the bar in NGC 936
我们用Tüsse-Weinberg方法测量了SB 0星系NGC 936中棒的角速度。利用这种技术，可以从平行于星系长轴的长缝光谱观测中的光度和恒星运动学信息中推导出棒的图案速度Omega_p。所需的运动学测量是所有进入狭缝的恒星光的平均视线速度。这个量只能可靠地计算，如果任何不对称的谱线的展宽函数的形状也被测量，所以我们提出了一种方法，允许这样的不对称。该技术还返回估计中RMS不确定性的真实度量。应用该分析对NGC 936的一组长缝光谱进行分析，得到四个相互一致的Ω_p测量值。结合这些数据，得出条斑速度的最佳估计值Omega_p = 60 +/- 14 km/s/kpc（假设距离为16.6 Mpc）。这一结果改进了之前唯一的测量尝试，该尝试得出NGC 936中Omega_p的估计值为104 +/- 37 km/s/kpc（Kent 1987）。新的测量将共旋半径放置在杆的末端之外，与理论计算一致。
1995-02-14 astro-ph
HI Observations of the Spiral Arm Pattern Speed in the Late-Type Barred Galaxy NGC 925
晚型棒星系NGC 925的VLA的HI观测表明，在短轴附近的四个旋臂上有明显的流运动。从内向流到外向流的过渡被发现，大概标志着共转共振。向内流动的领域延伸到非常大的半径，对应于1.3R25和1.7巴半径去投影。这意味着大部分可见的星盘都在共转的内部，尽管HI星盘至少延伸到2R25。因此，要么是杆和螺旋分开旋转，要么是杆与早期类型的杆相比旋转得非常慢。由于内旋转曲线缓慢上升，显然没有内Lindblad共振，如果盘先结束，可能没有外Lindblad共振。
1997-12-22 astro-ph
The dark matter content of early-type barred galaxies
棒星系的动力学取决于其棒的模式速度。唯一直接测量棒材花纹速度的方法是Tüssee-Weinberg技术。这种方法依赖于对恒星成分的分布和动力学的分析。它最适合于贫气体星系，因此它被限制在早期型棒星系。另一方面，基于气体组分的分布和动力学分析的各种间接方法已被用于测量晚型棒星系中的棒斑速度。本文给出了用Tüssee-Weinberg方法直接测量了条斑速度的完整星系样本。几乎所有被测量的棒都尽可能快速地旋转。通过比较这一结果与最近的高分辨率N体模拟的酒吧在宇宙学动机的暗物质晕，它是可能的结论，这些酒吧不位于中央集中的晕。
2005-04-09 astro-ph
Pattern Speeds of BIMA-SONG Galaxies with Molecule-Dominated ISMs Using the Tremaine-Weinberg Method
我们应用Tessee-Weinberg方法的模式速度确定的数据立方体的CO排放在六个螺旋星系的BIMA宋调查每个ISM占主导地位的分子气体。我们将导出的模式速度与基于其他方法的估计进行比较，通常涉及识别模式的一个或多个共振处的预测行为。在两个案例（NGC 1068和NGC 4736）中，我们发现了中央棒形模式速度大于周围螺旋速度的证据，并且与之前的估计大致一致。然而，这两种情况下的螺旋图案速度都比以前的测定大得多。对于棒旋星系NGC 3627和NGC 4321，该方法对条形图案速度不敏感（每个星系中的条形几乎平行于长轴;在这种情况下，该方法将不起作用），但对于前一个星系，发现的螺旋图案速度与之前对条形图案速度的估计一致，这表明这两个结构是单一图案的一部分。对于后者，发现的螺旋图案的速度与以前的几个测定一致。对于絮状螺旋星系NGC 4414和“邪恶之眼”星系NGC 4826，该方法不支持大尺度相干图案的存在。我们还将该方法应用于模拟棒星系，以证明其有效性，并了解其对各种观测参数的敏感性。此外，我们研究的结果，应用该方法的模拟，clusteroid轴对称磁盘没有波本。在这种情况下，TW方法可能错误地指示明确定义的模式。
2004-06-18 astro-ph
Gravitational bar and spiral arm torques from K_s-band observations and implications for the pattern speeds
我们获得了15个具有一系列哈勃类型和视棒强度的邻近旋涡星系样本的深近红外K_s波段William Herschel望远镜观测结果。将近红外线分布转换为引力势，并估算了杆和螺线引起的最大相对引力力矩。我们发现螺旋强度Q_s和棒强度Q_b与螺旋臂和棒振幅的其他测量值有很好的相关性，并且螺旋强度和棒强度也彼此有很好的相关性。我们还发现杆端的位置角和内螺旋的位置角之间的相关性。这些相关性表明，条形和螺旋形以相同的速率和模式速度一起生长。我们还表明，最强的酒吧往往有最开放的螺旋模式。由于开放的螺旋意味着高的盘-晕质量比，棒和螺旋最有可能一起生长作为一个组合盘不稳定性。然而，由于不同的原因，它们停止生长，从而观察到棒螺旋形态的变化。当大部分内盘都在棒中时，棒的生长会因为饱和而停止，而随着气体的离开和外盘的加热，螺旋生长会因为稳定性的增加而停止。
2004-05-12 astro-ph
The pattern speeds of NGC 6946
通过对H-α Fabry-Perot观测的速度场的研究，我们研究了棒旋星系NGC 6946的运动学，用Tubee-Weinberg方法确定了棒旋星系的斑图速度，发现其主斑图速度为21.7（+4.0，-0.8）km/s/kpc.我们的数据清楚地表明存在一个额外的图案，其图案速度是该星系中大图案的两倍多。我们使用epicendum近似推导出的共振半径的位置，并随后确定半径之间的模式速度，并发现，内部的内Lindblad共振半径，一个酒吧样的系统已经发展。
2008-01-18 astro-ph
The Kinematically Measured Pattern Speeds of NGC 2523 and NGC 4245
本文应用Tubee-Weinberg连续性方程方法，利用钙三重态吸收线，计算了SB（r）b星系NGC 2523和SB（r）0/a星系NGC 4245中的条斑速度。之所以选择这些星系，是因为它们具有强大的内环，可以用作模式速度的独立示踪剂。假设倾角为49.7 $^{\circ}$，距离为51.0 Mpc，NGC 2523的模式速度为26.4 $\pm$ 6.1 km s $^{-1}$ kpc $^{-1}$。假设倾角为35.4 $^{\circ}$，距离为12.6 Mpc，NGC 4245的模式速度为75.5 $\pm$ 31.3 km s $^{-1}$ kpc $^{-1}$。NGC 2523和NGC 4245的正转半径与棒半径之比分别为1.4 $\pm$ 0.3和1.1 $\pm$ 0.5。这些数值使明亮的内环靠近并稍微靠近共转半径，正如棒星系理论所预测的那样。在不确定性范围内，发现两个星系都有快速条，这可能表明中心浓度低的暗晕。本文还讨论了这两个星系的光度特性、棒强度和盘稳定性。
2007-06-26 astro-ph
Bulge properties and dark matter content of early-type barred galaxies
棒星系的动力学取决于其棒的模式速度。唯一直接测量棒材花纹速度的方法是Tüssee-Weinberg技术。这种方法最适合于分析恒星成分的分布和动力学。因此，它主要用于早期型棒星系。它们中的大多数都有一个典型的凸起。另一方面，基于气体组分的分布和动力学分析的各种间接方法已被用于测量晚型棒星系中的棒斑速度。几乎所有被测量的棒都尽可能快速地旋转。通过将这一结果与暗物质晕中条形的高分辨率数值模拟进行比较，可以得出结论，这些条形存在于最大的圆盘中。
2007-09-24 astro-ph
Bars and the connection between dark and visible matter
孤立棒星系的演化是通过重新分配它们的内角动量来实现的，内角动量主要在内盘共振处发射，而外盘和晕的共振处主要被吸收。这会导致条形变得更强，并且其图案速度随时间而降低。一个巨大的，反应灵敏的光环增强了这一过程。我显示的相关性和趋势之间的角动量吸收的晕和酒吧的强度，模式的速度和形态。这就可以解释为什么有些盘星系是强棒星系，而有些则没有棒星系，或者只有一个短棒星系或椭圆星系。在某些情况下，在晕圈组件中也发现了条。这个“晕条”是三轴的，但更像长轴，比圆盘条短，以大致相同的模式速度旋转。最后，我讨论是否酒吧可以修改密度尖点发现宇宙学CDM模拟的暗物质晕。
2003-12-05 astro-ph
Outline of the Unified Theory of Spiral and Bar-like Structures in Galaxies
本文提出了一种研究星系结构的新方法。它们被认为是以不同角速度进动的轨道圆盘中的低频简正模。这种概念是一个适当的替代常用的方法处理光盘作为一组单独的恒星旋转在近圆形轨道周围的中心。确定简正模的问题被简化为经典特征值问题形式的简单积分方程，其中特征值直接等于模式的方向图速度$Ω_p$。基本积分方程的一般性质的检查表明，存在两种类型的解决方案，棒状和螺旋。得到了这两类问题的数值解。特征模式的速度是平均轨道进动速度的数量级，虽然对于棒模式$Ω_p$可以明显超过轨道的最大进动速度。结果表明，棒模的增长是由于其引力场对共振区恒星的直接作用。对于螺旋模，其激发可能是由于内部Lindblad共振，可以促进模式的增长。
2003-12-23 astro-ph
On the relevance of the Tremaine-Weinberg method applied to H-alpha velocity field.Pattern speeds determination in M100 (NGC 4321)
的相关性的Tendee-Weinberg（TW）的方法进行测试，以测量的酒吧，螺旋和内部结构模式的速度使用的气体速度场。TW方法适用于各种模拟棒星系，以证明其有效性在七个不同的配置，包括恒星形成或/和暗物质晕。所涉及的不同的物理过程和各种观测参数的可靠性也进行了测试。模拟结果表明，在避开激波区和只测量气柱形成区域的条件下，TW方法可以应用于气体速度场，得到气柱速度的较好估计。我们成功地将TW方法应用于室女室女星系团星系团M100（NGC 4321）的\ha速度场，得到原子核结构的速度图为55+/-5 km/s/kpc，棒结构的速度图为30+/-2 km/s/kpc，螺旋结构的速度图为20+/-1 km/s/kpc，与用相同方法或替代方法测得的结果完全一致。
2005-05-18 astro-ph
Towards the Unified Theory of Galactic Bar-Modes
给出了慢棒（林登-贝尔）和普通快棒的统一形成机制的论据。这种机制存在于某种不稳定性中，类似于众所周知的径向轨道不稳定性;它是由进动恒星轨道的轴相互吸引和对齐引起的（到目前为止，这种形成方式只被认为是慢棒）。本文给出了由进动轨道（不同角速度）组成的圆盘低频模式的一般理论。确定这些模式的问题被减少到一个相当简单的结构的积分方程。低频模式的特征模式速度（$Ω_p$）是平均轨道进动速度（$\barΩ_{pr}$）的数量级。酒吧调式也属于这类调式。慢条具有$Ω_p \approx \barΩ_{pr}$ ;对于快条，$Ω_p$甚至可能远远超过盘轨道的最大进动速度（然而，$Ω_p$仍然是这些进动速度的数量级）。$Ω_p$超过$Ω_{pr}^{\max}$的可能性与"排斥“轨道的效应有关，这些轨道倾向于向与它们被推动的方向相反的方向移动。对几种典型势的轨道进动图象作了初步分析。值得注意的是，“吸引”圆形轨道的最大半径（$r_c$）可以用作棒长度的合理估计。
2002-12-27 astro-ph
Fast bars in SB0 galaxies
我们用Tüssee-Weinberg方法测量了7个SB 0星系的条斑速度。这代表了以这种方式测量条形图案速度的星系的最大样本。所有观察到的棒都在尽可能快地旋转。我们比较了这一结果与最近的高分辨率N体模拟酒吧在宇宙学动机的暗物质晕，并得出结论，这些酒吧不位于中央集中的晕内。
2003-11-03 astro-ph
Gas Dynamics in the Milky Way: Second Pattern Speed and Large-Scale Morphology
我们提出了新的气体流动模型的银河系内的太阳圈。为此，我们使用SPH模拟引力势确定的近红外光度分布（包括旋臂）的基础上的COBE/DIRBE地图。包括大量的螺旋臂的模型中的气体流动清楚地匹配所观察到的12 CO lvplot比如果潜在的不包括螺旋结构。除了单一模式的速度模型，我们调查模型与单独的模式速度的酒吧和螺旋臂。最重要的区别是，在后一种情况下，气体旋臂穿过棒共旋区域，使气体与那里的旋臂保持一致。在（l，v）图中，这导致出现几乎没有气体的特征区域。在单一模式速度模型中，这些区域充满气体，因为螺旋臂溶解在棒共转区域中。通过与~（12）CO数据的比较，我们发现银河系中存在着分离的条纹速度，从一系列的模型中，得到了条斑速度的最佳范围为Om_p=60 \pm 5 /Gyr，对应于3.4 \pm 0.3kpc的共转。螺旋模式速度的限制较少，但我们的首选值是Om_sp \approx 20 /Gyr。另一系列的气体模型计算不同的酒吧角度，在每种情况下使用单独确定的光度模型和引力势。我们发现可接受的气体模型为20<= \phibar <=25。具有（\phibar =20，Om_p=60 /Gyr，Om_sp=20 /Gyr）的模型给出了与观察到的（l，v）图中的旋臂脊的极好拟合。
2002-12-23 astro-ph
Fabry-Perot Absorption-Line Spectroscopy of NGC 7079: Kinematics and Bar Pattern Speed
本文介绍了SB 0星系NGC 7079的法布里-珀罗吸收谱。这是首次使用法布里-珀罗技术测量早期盘状星系的二维恒星运动学。我们使用Rutgers Fabry-Perot（RFP）扫描红外线CaII线，以获得扩展到$I$ -波段表面亮度的运动学数据$μ_I \simeq 21$。在半径为$\sim 40\arcsec$的场中，角秒^-2。的运动学数据，包括视线速度和速度分散，是在良好的协议与沿主轴的磁盘与标准狭缝光谱获得的数据。狭缝和RFP光谱达到相同的极限星等所需的曝光时间的比较表明，RFP是显着更有效的映射吸收线星系运动学。我们利用速度数据，结合我们自己的深宽波段测光，用与模型无关的TW方法测量了NGC 7079的条斑速度$Ω_p$。我们发现$Ω_p = 8.4 \pm 0.2$ km/s/arcsec;这是使用TW方法测量的棒的最佳约束模式速度。从旋转曲线，校正不对称漂移，我们计算的共同旋转半径，并发现酒吧结束就在这个半径。这些数据的二维字符允许我们表明，TW方法是敏感的磁盘的位置角（PA）的错误。例如，$2\degrees$的PA错误可在$Ω_p$中产生错误$\sim \pm 25%$。
2004-01-07 astro-ph
Orbital dynamics of three-dimensional bars: II. Investigation of the parameter space
本文研究了一类棒星系三维模型的轨道结构。我们考虑不同的值的图案的速度，酒吧的强度和银河系模型的中央隆起的参数。在酒吧区域的稳定轨道的形态与折叠的x1-特征的程度。对于较低的图案速度值，该折叠较大。属于x1和x1起源的家庭的矩形状轨道的伸长主要取决于图案的速度。在各种模型中的分叉家庭的树的详细调查表明，3D酒吧的主要建筑模块可以提供家庭最初引入系统中的不稳定，但在另一个能量区间变得稳定。在一些没有径向和垂直2：1共振的模型中，我们发现，除了x1和x1起源的家庭，也与z轴轨道相关的家庭，支持酒吧。x2族的分叉可以沿主杆的短轴构建辅助三维杆。这在缓慢旋转杆的情况下是有利的。
2002-04-04 astro-ph
Detailed comparison of the structures and kinematics of simulated and observed barred galaxies
我们研究了模拟棒星系的可观察特性，包括径向质量分布、边缘结构和运动学、棒长度和图案速度演化，以与真实系统进行详细比较。我们已经运行了几个模拟，其中酒吧创建通过固有的不稳定性在一个现实的磁盘+晕星系模型与磁盘为主，平坦的旋转曲线的自洽模拟。这些模拟在高（N= 20 M粒子）和低（N= 500 K）分辨率下运行，以测试数值收敛性。我们确定的模式的速度直接从模拟的相位角的酒吧与时间和Tüve-Weinberg方法。基本动态在高分辨率和低分辨率之间没有变化，这表明在这种情况下已经达到了收敛。我们发现，需要更高的分辨率，以准确地模拟结构和运动特性。高分辨率系统的侧面视图清楚地显示了弯曲的不稳定性和花生状凸起的形成。我们通过不同的方法来确定杆长，以确定模拟杆是快速的，与杆长的共旋比小于1.5。这些模型中的模拟条形成的图案速度慢于观察到的图案速度，并且在它们的演化过程中减慢。棒和暗晕之间的动力学摩擦是造成这种减速的原因，正如盘和晕之间的角动量转移所揭示的那样。然而，即使图案速度在稍后的时间降低，盘的瞬时标度长度已经足够长，以使杆运动与许多观察结果一致。通过使用与其他作者不同的模型和模拟技术，我们能够比较这些方法的鲁棒性。
2003-05-09 astro-ph
Quantifying Resonant Structure in NGC 6946 from Two-dimensional Kinematics
我们研究了附近的棒旋星系NGC 6946中的H-α发射气体的二维运动学，以确定主m=2扰动模式的模式速度。斑图速度是约束NGC 6946内部动力学、估算共振半径处引力扰动的冲击速度以及建立NGC 6946演化方案的关键参数。我们的数据使我们能够得到最佳拟合的运动学位置角和几何形状的基础气体盘，我们使用Tüssee-温伯格方法来推导模式速度。我们发现主斑图速度Omega_p=22 km/s/kpc，但我们的数据清楚地表明，在离核1.25 kpc以内的区域内，还存在一个附加斑图速度Omega_p=47 km/s/kpc。使用周转近似，我们推导出的共振半径的位置，并确认内的主椭圆的外部内Lindblad共振半径，一个主要的酒吧已经形成旋转超过两倍的外部模式的速度。我们进一步证实了在主棒的内Lindblad共振半径内形成了一个核棒，这与大尺度m=2模椭圆的内Lindblad共振半径相一致。
2007-08-08 astro-ph
What determines the strength and the slowdown rate of bars ?
孤立的棒星系通过重新分配它们的角动量来演化，这些角动量由内盘中的物质在与棒共振时发射，可以被外盘或晕中的共振物质吸收。在给定的共振下可以发射/吸收的角动量的量取决于发射/吸收材料的分布函数。因此，它不仅取决于共振轨道上的物质数量，而且还取决于该物质的速度色散。当它失去角动量时，棒变得更强，旋转也更慢。因此，棒的强度和它的图案速度随时间的减少是由星系内交换的角动量的大小决定的，而角动量的大小又由盘和球状组件中物质的质量分布和速度色散来调节。棒的模式速度，其强度和被球体吸收的角动量（晕加上凸起）之间的相关性强烈地表明，它是角动量交换的量，决定了棒的强度和减速率。不应将条形图案速度随时间的减小用于对晕-盘质量比设置约束，因为它还取决于晕和盘材料的速度分散。
2003-02-25 astro-ph
Dark and Baryonic Matter in Bright Spiral Galaxies: II. Radial Distributions for 34 Galaxies
我们将34个明亮旋涡星系的自转曲线分解为重子和暗物质两个分量。恒星质量剖面是通过将颜色-M/L关系应用于近红外和光学光度学来创建的。我们发现，当标度到重子质量对旋转曲线的贡献等于暗物质的贡献（R_X）的半径时，所有星系的重子-暗物质比的径向轮廓都是自相似的。我们认为，这是由于磁盘和旋转曲线的准指数性质，在初始上升后几乎是平坦的。发现半径R_X与重子旋转速度的相关性最强，因此，具有R_X测量值的星系在其盘中更远的地方旋转得更快。这个量也与恒星质量、哈勃类型和观测到的自转速度有很强的相关性; B波段中心表面亮度与R_X的相关性比与其他星系性质的相关性小。我们样本中的大多数星系似乎都接近最大盘。对于这些星系，我们发现，观测到的最大旋转速度与从重子分布预测的最大旋转速度密切相关，这样就可以创建一个塔利-费舍尔关系的基础上表面测光和红移单独。最后，我们比较我们的数据的NFW参数化的暗物质配置文件，包括和不包括绝热收缩，因为它是最常用的。拟合一般都很差，如果不进行绝热收缩，除了2个星系外，所有星系都拟合得更好。为了更好地拟合，特别是为了适应绝热收缩，重子对星系内部总质量的贡献很小，这似乎与其他观测约束相反。
2006-02-01 astro-ph
Bar Dynamical Friction and Disk Galaxy Dark Matter Content
我提出了一些新的结果，从模拟和观察，酒吧模式的速度的限制盘星系的暗物质内容。
2002-03-21 astro-ph
Double Bars in Disk Galaxies: Dynamical Decoupling of Non-Self-Gravitating Gaseous Bars
我们发现棒星系中的核环可能受到一种新的非自引力动力学不稳定性的影响。这种不稳定性导致了气态分子棒的形成，其速度比主恒星棒的速度慢得多。这种核棒与潜在引力势的惊人解耦是由气体粘度触发的，但不是由气体粘度驱动的。我们发现，低粘度系统可以花相当长的一段时间在一个完全解耦的状态，与核酒吧慢慢翻滚的引力场的主酒吧。较高粘度的体系形成核棒，核棒围绕主棒振动。核棒的形状，即，其偏心率与杆之间的角度密切相关。我们还发现，这种去耦，部分或全部，最有可能将与恒星形成的爆发和气体流入整个内（Lindblad）共振区朝向较小的半径。
2001-03-31 astro-ph
Constraints from Dynamical Friction on the Dark Matter Content of Barred Galaxies
我们表明，酒吧的星系模型具有中等密度和各种速度分布的晕都经历了强大的阻力，从动力学摩擦，除非晕有大的角动量在同一意义上的磁盘。摩擦阻力降低了条形图的速度，使共转点的距离远远超过了棒星系中的估计。为了避免强制动，所需的晕角动量是不切实际的大，即使旋转仅限于内晕。因此，我们的结论是，只有当晕的中心密度足够低，使盘能够提供内星系中大部分的中心吸引力时，棒才能够保持它们观察到的高模式速度。我们提出的证据表明，这一结论适用于所有明亮的星系。
2000-06-20 astro-ph
Tremaine-Weinberg integrals for gas flows in double bars
我们报告我们试图实现一个近稳态的气体流动的流体动力学模拟的双棒星系。探索参数空间后，我们构建了两个模型，我们评估的光度和运动学积分，目前在Tsule-Weinberg方法，在搜索两个旋转模式的观测签名。我们表明，这样的签名是经常存在的，但直接拟合数据点很可能返回不正确的模式速度。然而，对于示踪剂的特定分布，在此呈现，即使使用直接拟合也可以可靠地检索图案速度的值。
2008-01-09 astro-ph
Dynamical Decoupling of Nested Bars: Self-Gravitating Gaseous Nuclear Bars
棒星系中有相当一部分拥有额外的核棒，它们以超过大尺度（主）恒星棒的速度翻滚。我们已经研究了在这样的嵌套酒吧，其中包括气体（二次）核酒吧内的全尺寸星系盘的形成和动力学解耦的机制，托管双内Lindblad共振。随着质量和自引力的增加，核棒失去了主棒的内部（循环）角动量，并增加了它们的强度。在这些条中发展的混乱触发了快速的气体坍塌--条收缩。在该时间段内，第二条图案速度Omega_s~a^{-1}，其中“a”代表条尺寸。结果，Omega_s急剧增加，直到达到新的平衡（如果有的话），而气体的比角动量减小-证明了嵌套棒的动力学解耦。粘度，因此，气体的存在，似乎是嵌套酒吧的cardede-decoupling的必要条件。这一过程在大约10^8年的时间里维持着大约1 M_o/年的流入速率，并对核爆发和活动星系核的燃料供应具有重要意义。
2004-10-11 astro-ph
Formation of Nuclear Spirals in Barred Galaxies
我们已经进行了光滑粒子流体动力学（SPH）模拟的气体盘的响应所施加的中等强度的非轴对称势。模型星系由三个恒星组成部分（盘、球和棒）和两个暗星系（超大质量黑洞和晕）组成，其引力势在与棒共转的坐标系中是不随时间变化的。我们发现，由中等强度的酒吧，使最大的切向径向力比$(F_{Tan}/F_{Rad})_{max}= 0.3$单独产生的扭矩是不足以驱动气体粒子靠近中心，由于由内部Lindblad共振（ILR）施加的障碍。为了将气体粒子向核（$r<100$ pc）输送，需要存在中心超大质量黑洞（SMBH）和气体的高声速。前者需要消除阻止气体流入靠近原子核的内部林德布拉德共振（IILR），而后者为气体粒子失去角动量并螺旋进入提供了有利条件。在没有IILR的情况下，当气体声速为$ c_{s} \gtrsim 15$ km·s $^{-1}$时，尾核螺旋的最内侧以卷曲的方式接近中心。它们类似于在螺旋星系中央千秒差距处观察到的对称双臂核螺旋。我们发现，对称的双臂核螺旋形成的流体动力学螺旋冲击所造成的重力扭矩的酒吧在存在一个中央SMBH，可以删除IILR气体的声速是足够高，以驱动大量的气体流入内部的ILR。然而，核螺旋的详细形态取决于气体的声速。
2004-09-23 astro-ph
Disk Evolution and Bar Triggering Driven by Interactions with Dark Matter Substructure
我们在LCDM WMAP 3宇宙中对星系形成的完全自洽宇宙学模拟中研究了条盘系统的形成和演化。在一个代表性的模型中，我们发现第一代条形的形成是对不对称的暗物质（DM）分布的响应（即，DM灯丝）并迅速衰减。随后的酒吧世代的形式和破坏的主要合并时期渗透的相互作用与DM子结构（subhalos）。一个长寿的酒吧是由一个潮从一个subhalo和生存约10 Gyr。在随后的无数次小合并和与子结构的相互作用过程中，这个酒吧的演变。这些相互作用与内在因素一起，在很大程度上决定了恒星棒的演化。除了在相互作用期间和存在次级（核）棒时，棒的强度和其图案速度基本相关。对于约5 Gyr的酒吧模式的速度大幅增加，尽管损失的角动量的恒星和尖锐的DM晕。我们分析了条盘中恒星星族的演化，并将它们与潜在的动力学联系起来。棒主要由年龄为5-6 Gyr的中等恒星组成，在z=0处的盘星，而在z = 0.1处的次级核棒则由年龄为1-3 Gyr的恒星组成。
2008-09-16 astro-ph
