New views on bar pattern speeds from the NUGA survey
V. Casasola, S. Garcia-Burillo, F. Combes, L. K. Hunt, M. Krips, E. Schinnerer, A. J. Baker, F. Boone, A. Eckart, S. Leon, R. Neri, L. J. Tacconi, .
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。
We present a review on bar pattern speeds from preliminary results in the context of the Nuclei of Galaxies (NUGA) project. The large variety of molecular circumnuclear morphologies found in NUGA is a challenging result that implies the refinement of current dynamical models of galaxies.
机构、总结、中文摘要均由AI分析而来，可能存在错误，请以论文正文为准。
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The NUGA project: The Seyfert 2 galaxy NGC3147
本文给出了Seyfert 2星系NGC 3147在1.8“× 1.6”和1.4“× 1.2”分辨率下的CO（1-0）和CO（2-1）图。确定在NGC 3147酒吧的存在下，我们还计算从恒星酒吧施加在气体上的重力力矩。
Molecular gas in NUclei of GAlaxies (NUGA) VII. NGC4569, a large scale bar funnelling gas into the nuclear region
这项工作是NUGA调查附近活动星系中CO排放的一部分。我们对室女星系团的成员星系NGC 4569进行了观测。我们分析了分子气体的分布和运动学在中心区域，我们调查了一个可能的联系，以强大的星爆目前在核。在内侧20”探测到的1.1x10^9兆太阳分子气体中，有70%集中在内侧800秒差距内，并且分布在近红外观测中看到的大尺度恒星棒上。CO分布中的空穴与发射大部分Halpha发射和蓝光的原子核一致。运动学建模在三个不同的方式，从纯粹的几何最物理。这种方法使我们能够逐步限制星系的物理性质，并最终出现一个合理的适合的分析模型的轨道在一个禁止的潜力。拟合轴对称模型表明，非圆形运动的幅度必须与圆形运动（120公里/秒）相当。拟合模型的基础上椭圆轨道，使我们能够确定与信心的单一内林德布拉德共振（ILR）的大比例尺。最后，一个模型的基础上的分析解决方案的气体粒子轨道的弱禁止的潜在约束的ILR半径再现的意见。质量流入率，然后估计和讨论的最佳拟合模型的解决方案的基础上。这个模型所隐含的引力矩能够有效地将ILR内的气体漏斗到300 pc，尽管另一种机制必须在100 pc内接管核恒星爆发。
Molecular gas in NUclei of GAlaxies (NUGA). XI. A complete gravity torque map of NGC4579: new clues on bar evolution
我们创建了一个完整的引力力矩图的磁盘LINER/Seyfert 1.9星系NGC 4579。本文定量分析了活动星系核（AGN）附近从r~ 15 kpc到内部r~ 50 pc的角动量输运效率，并寻找了长期演化的特征。我们使用的1-0和2-1线的CO与高原德布尔干涉仪（PdBI）的一部分，核Galerkin-（NUGA）-项目获得的地图。我们从银河系的近红外（K波段）宽视场图像推导出恒星势。K波段的图像，它揭示了一个恒星酒吧，连同高分辨率HI地图的NGC 4579获得的超大阵列（VLA），使我们能够扩展到外磁盘的重力力矩分析。追踪的CO PdBI地图的气体响应的大部分遵循预期的气体流动模式，在两个内林德布拉德共振（ILR）的存在下，由杆电位诱导。我们还检测到一个椭圆形失真的内部r~ 200 pc的K波段图像。椭圆形与大比例尺条不对齐，这是动态解耦的标志。外盘的形态表明，中性气体目前堆积在由两个缠绕的螺旋臂形成的伪环中，这两个螺旋臂在形态上与棒结构分离。在外盘中，螺旋的解耦允许气体在中等规模上有效地产生净气体流入。由于长期的进化过程，共转障碍似乎被克服了。内圆盘中的气体被重力扭矩有效地漏斗化，下降到r~ 300 pc。在活动星系核附近，两个m=2的模式（条形和椭圆形）协同作用，产生的净气体流入下降到r~ 50 pc，提供了一个明确的吸烟枪证据，燃料与相关的短动力学时间尺度。
Molecular Gas in NUclei of GAlaxies (NUGA): IX. The decoupled bars and gas inflow in NGC 2782
本文给出了用IRAM干涉仪获得的星暴/塞弗特1星系NGC 2782的CO（1-0）和CO（2-1）图。CO发射沿着半径为1千秒差距的恒星核棒排列，配置在一个细长的结构中，具有两个高螺距角的螺旋臂。在核棒的末端，CO改变方向，以较低的俯仰角追踪两个更扩展的螺旋特征。这是两条直线尘埃带的开始，它们平行于椭圆形的扭曲，让人想起主棒，几乎垂直于核棒。这两个嵌入的条形出现在斯皮策IRAC近红外图像和HST彩色图像中，尽管后者被灰尘高度模糊。我们计算了恒星棒对气体施加的扭矩，并发现系统性的负平均扭矩下降到图像的分辨率极限，提供了气体流入NGC 2782的核附近的证据。数值模拟，包括气体耗散，预测二次酒吧去耦，形成一个细长的环在1千帕的半径内Lindblad共振（ILR）的主酒吧，和气体流入ILR的核酒吧的观察得到很好的再现。主棒的ILR内部存在分子气体，由第二个核棒传输，是一个潜在的“确凿证据”;那里的气体肯定会为中央星暴提供燃料，并且在第二步中可以直接为活动星系核提供燃料。
Molecular Gas in NUclei of GAlaxies (NUGA): IV. Gravitational Torques and AGN Feeding
本文讨论了恒星引力矩对四个低光度活动星系核（NGC 4321，NGC 4826，NGC 4579和NGC 6951）中心引擎的贡献。这些星系是NUGA CO项目的一部分，旨在研究活动星系核的燃料机制。我们的计算使我们能够推导出气体流动的特征时间尺度，并讨论恒星势的扭矩是否足够有效，以排出这些星系内部1千秒差距的气体角动量。结果表明，自相矛盾的是，喂养应受阻的活动星系核附近：在四个情况下分析，重力力矩大多是积极的内部r~ 200 pc，导致在这些尺度上没有流入。作为一个可能的解决方案的悖论，我们推测，代理人负责驾驶流入更小的半径是短暂的，因此目前在恒星的潜力。或者，与这些星系中棒的ILR相关的重力扭矩障碍可以通过其他机制来克服，这些机制在适当的时候与重力扭矩竞争。我们发现，粘度可以抵消中等-到-低重力扭矩的气体，如果它作用在一个核环的高气体表面密度对比度和几个100 pc的大小。我们提出了一个进化的情况下，在任何星系的典型生命周期中，重力扭矩和粘度的作用一致，以产生经常性的活动。在这种情况下，星系活动的重现与棒不稳定性间接相关。
Dynamical Evolution of AGN Host Galaxies - Gas In/Out-Flow Rates in 7 NUGA Galaxies
为了研究宿主星系结构在为核活动提供燃料方面的作用，我们估计了从NUGA样本（星系核）中选出的7个附近螺旋星系的气体流量，从几个千秒差距到内部几个10秒差距。我们计算了近红外图像的引力矩，并确定了气体的流入/流出速率作为半径和星系盘内的位置的函数，基于高角分辨率干涉观测的分子（CO使用PdBI）和原子（HI使用VLA）气体。结果进行了比较与径向气体流动的运动学证据和星系的动力学状态（通过共振）来自几种不同的方法。我们表明，引力矩是非常有效的运输气体从外盘所有的方式进入星系中心在~100 pc;以前假设的动力学障碍气体运输，如恒星棒的共转共振，似乎克服了引力矩引起的气体流从其他非轴对称结构。由此产生的气体质量流入率范围从每年0.01到50个太阳质量，并且星系中心比外盘更大。我们的气流图显示了3个星系中大条内嵌套的条的作用。在运动学地图中发现的非圆形流运动在中心比在外盘中更大，并且似乎仅与作为半径的函数的进/出流速率松散地相关。我们证明了螺旋气盘是非常动态的系统，在几个旋转周期的时间尺度上（例如，在半径为5 kpc的情况下，5 × 10^8年）经历了强烈的径向演化，这是由于引力矩在重新分配冷的银河系气体中的有效性。
Molecular Gas in NUclei of GAlaxies (NUGA). X. The Seyfert 2 galaxy NGC 3147
利用IRAM干涉仪对SA（rs）bc Seyfert 2星系NGC 3147进行了CO（1-0）和CO（2-1）观测，分辨率分别为1 \farcs 9 $\times$ 1 \farcs 6和1 \farcs 6 $\times$ 1 \farcs 4。主要在CO（2-1）中观察到的中心峰和在$r \simeq 10$ \arcsec $\sim$ 2 kpc处的环状结构在CO图中占主导地位。在CO（1-0）中，还检测到$r \simeq 20$ \arcsec $\sim$ 4 kpc处的外螺旋，该外螺旋在CO（2-1）发射中不可见，因为它落在初级束的视场之外。分子结构的运动学是相当规则的，虽然有证据表明局部非圆形或流运动。我们表明，分子气体分布是相似的，但不完全相同的恒星形成示踪剂。利用CFHT望远镜的自适应光学获得的近红外图像，我们识别出NGC 3147中的一个弱棒星系，它在光学上被归类为非棒星系。然后我们计算这个恒星棒施加在气体上的重力力矩。我们发现，内CO环内的气体受到一个净负扭矩，并失去角动量。这是预期的气体在UHR，就在共转共振的恒星酒吧。相比之下，在包括外螺旋结构的螺旋臂中，在共转外部的气体受到正扭矩并且被向外驱动。我们的结论是，一些分子气体目前正在流入中心区域，因为我们发现负扭矩下降到我们的图像的分辨率极限。
The Bar Pattern Speed in NGC 7079
我们用二维法布里-珀罗吸收谱测量了SB 0星系NGC 7079的条形图速度$\om$。在所有以前的情况下，酒吧模式的速度测量，我们发现一个快速酒吧。我们估计NGC 7079至少在过去的Gyr或大约8个棒旋转中没有受到干扰，如果盘是次极大的，那么足够长的时间使棒通过动力学摩擦显着减慢。
Direct Confirmation of Two Pattern Speeds in the Double Barred Galaxy NGC 2950
我们目前的表面光度学和恒星运动学的NGC 2950，这是一个附近的和未受干扰的SB 0星系托管两个嵌套的恒星酒吧。我们使用Tessee-Weinberg方法来测量初级杆的图案速度。这也允许我们直接地并且第一次确定两个嵌套的杆以不同的图案速度旋转，并且特别地，次级杆的旋转频率高于初级杆的旋转频率。
Model-independent measurements of bar pattern speeds
决定棒星系结构的基本参数之一的模式速度。这一数量通常来自间接方法或采用模型假设。使用独立于模型的Tremaine和Weinberg技术推导出的条形图案速度的数量仍然非常有限。本文给出了从SB0到SBbc的四个哈勃型星系的条斑速度的模型无关测量结果。在我们的样本中，四个星系中的三个与快速旋转的棒相一致。慢条的缺乏与先前的观测结果一致，表明棒星系没有集中的暗物质晕。这与宇宙学结构形成的模拟和无棒星系中心质量浓度的观测相矛盾。
Pattern speed evolution and bar reformation
旋涡星系中的棒可以通过向中心的气体流入和角动量转移而减弱。在星系的生命中，如果有足够的气体从星系际介质中吸积出来，使年轻的盘复苏，那么几个棒的插曲可以一个接一个地发生。由于质量集中或剩余恒星成分的速度分散增加，连续棒的模式速度是不同的。与此同时，旋涡星系也在形态类型上发生了演化。数值模拟，试图相关的类型和酒吧模式的速度。
The Evolution of Bar Pattern Speed with Time and Bulge Prominence
在近300个星系的酒吧建模的结果被用来测试预测酒吧的演变理论工作。相关性被发现之间的酒吧椭圆度和boxiness，酒吧之间的强度和归一化的大小，之间的归一化大小的酒吧和凸起，和之间的归一化酒吧大小和凸起的总比率。在后两种相关性中，具有不同椭圆度的柱遵循平行线。这些相关性表明，形成不同的大小和椭圆度，酒吧慢下来，增长更长，更强，与理论工作。因此，条形图案的速度应该随着时间的推移而变低，并且朝向具有更突出凸起的星系。
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。
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）。
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。
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。
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。
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。
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。
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。
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。
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。
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。
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。
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。
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。
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。
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。
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。
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。
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。
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$\sim \pm 25%$。
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。
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。
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。
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。
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。
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。
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。
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。
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。
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