One-armed spiral structure of accretion discs induced by a phase-dependent mass transfer in Be/X-ray binaries
本文研究了Be/X射线双星吸积盘的非轴对称结构，对具有短周期和中等偏心率的共面系统进行了三维光滑粒子流体动力学模拟。我们发现，由于Be星盘的相位相关质量转移而产生的冲压压力在中子星周围的吸积盘中激发了单臂拖尾螺旋结构。螺旋波是瞬态的;当物质从Be盘转移时，它在近星通道附近被激发，然后逐渐衰减。在一个轨道周期内，随着螺旋波的发展，圆盘的形态从圆形变为偏心形，然后随着螺旋波的衰减，圆盘的形态从偏心形变为圆形。事实证明，螺旋波的向内传播显著提高了中子星的质量吸积率。因此，探测到的X射线亮度峰值对应的峰值在增强质量吸积率提供了间接证据，吸积盘是存在于Be/X射线双星。
2005-03-03 astro-ph
Application of the global modal approach to spiral galaxies
本文以NGC 488、NGC 628、NGC 1566、NGC 2985、NGC 3938和NGC 6503六个旋涡星系为例，检验了整体模态方法在旋涡结构密度波理论中的适用性。星系展示了各种各样的螺旋模式，从规则的开放和紧密缠绕的螺旋模式到多臂螺旋结构。利用观测到的恒星速度色散和自转曲线的径向分布，我们构造了每个星系中星系盘的平衡模型，并利用线性全局模态分析和非线性流体动力学模拟分析了螺旋扰动的动力学。该理论定性地再现了星系盘中旋臂的观测特性。也就是说，该理论预测了在星系NGC 1566中观察到的大设计螺旋结构，在星系NGC 488和NGC 2985中的紧密缠绕螺旋，在星系NGC 628中的第三个螺旋臂的双臂螺旋图案，以及在星系NGC 3938和NGC 6503中的多臂螺旋结构。一般来说，更大质量的圆盘由双臂螺旋模式主导。具有较低质量和较低速度色散的螺旋模式对于具有不同臂数的螺旋模式同时是不稳定的，这导致更复杂的图案。
2005-09-23 astro-ph
Dynamical One-Armed Spiral Instability in Differentially Rotating Stars
我们研究了动力学单臂螺旋不稳定性的差动旋转星的本征模分析和流体动力学模拟在牛顿引力。我们发现单臂螺旋模是围绕恒星的共转半径产生的，并且在单臂螺旋模的生长过程中，角动量的分布向共转半径内移动。通过研究正则角动量密度的分布，我们还发现在m=1和m=2模（T为转动动能，W为引力势能）下，在共转点附近都产生了低T/ |W|动力学不稳定性.最后讨论了这些模产生的引力波的特征。
2005-03-31 astro-ph gr-qc
Chaos caused by resonance overlap in the solar neighborhood -- Spiral structure at the Bar's 2:1 outer Lindblad resonance
我们认为附近的太阳附近的轨道的性质是由当地的螺旋臂和银河酒吧扰动。我们提出了一个简化的哈密顿模型，其中包括共振项从这两种类型的扰动，是类似的强迫摆。通过该模型的数值积分，我们构造了庞加莱映射来说明相空间的性质和稳定性。我们发现，共振重叠是最有可能造成广泛的混乱时，模式的螺旋结构把太阳附近的2：1内林德布拉德共振（ILR）的情况下，2-armed模式，或附近的4：1 ILR的情况下，4-armed模式。当这种情况发生时，支持螺旋结构的准周期轨道和与杆振荡的准周期轨道在杆的2：1外林德布拉德共振（OLR）附近被破坏。因此，通过OLR的螺旋结构的图案速度必须大于0.45倍的太阳附近的角旋转速率，如果它是2臂或大于0.75倍，如果它是4臂。或者，OLR可以在不同图案速度的螺旋模式之间形成边界。在所有的情况下，我们发现，螺旋结构被破坏的OLR在一个狭窄的半径范围内，并在OLR的酒吧垂直对齐的轨道的程度是有限的螺旋扰动。
2002-04-02 astro-ph
Effect of Central Mass Concentration on the Formation of Nuclear Spirals in Barred Galaxies
我们进行了光滑粒子流体动力学（SPH）模拟研究的中心千秒差距区域的气体盘的非轴对称杆势的施加的响应。模型星系是由三个轴对称的组成部分（晕，盘，隆起）和一个非轴对称的酒吧。假设这些分量在与杆共转的框架中在时间上是不变的。球型$γ$ -Dehnen模型的势被用于其密度在中心附近为$r^{-γ}$而在较大半径处为$r^{-4}$的隆起分量，因此，具有$γ= 0$的中心密度核和$γ> 0$的尖点。由于模型星系的中心质量浓度随尖点参数$γ$的增大而增大，本文研究了尖点参数$γ$的变化对棒星系对称双臂核螺旋形成机制的影响。我们的模拟结果表明，对称的双臂核螺旋是由流体动力学的螺旋冲击驱动的杆的重力扭矩与$γ= 0$和0.5模型。另一方面，用气体密度波解释了具有$γ=1$和1.5的模型中的对称双臂核螺旋。因此，当中心质量浓度从$γ= 0$增加到1.5时，棒旋星系中对称双臂核涡旋的形成机制由流体动力学激波转变为气体密度波.
2008-11-11 astro-ph
On the Galactic Spiral Patterns: Stellar and Gaseous
气体响应建议的螺旋恒星图案为我们的银河系在这里提出的计算通过二维流体动力学计算利用ZEUS代码在磁盘平面。该位点是由Drimmel（2000）从K波段和240 $μm$的发射曲线中发现的。恒星螺旋模式的自洽性在以前的工作中已经研究过（见Martos et al. 2004）。它是图案旋转速度$Ω_p$以及包括螺旋中的质量及其螺旋角的其它参数的敏感函数。在这里，我们进一步讨论了复杂的气体响应，发现在我们的银河系中的$Ω_p$的合理值，并认为它的值必须接近$20 km s^{-1} kpc^{-1}$从强自洽标准和其他最近的，独立的研究依赖于这样的参数。然而，其他值的$Ω_p$已在文献中使用的探索，研究气体的恒星（K波段）2臂模式的响应。对于我们的最佳拟合值，在K波段显示的双臂模式的气体响应是一个四臂模式，在臂间区域具有复杂的功能。在我们的解释中，这种反应类似于在银河系和其他星系中观察到的光学臂，具有平滑的古老恒星盘种群的双臂图案。
2004-11-25 astro-ph
One-Armed Spiral Instability in Differentially Rotating Stars
利用3+1流体动力学模拟方法研究了差动自转恒星中单臂螺旋m=1模的动力学不稳定性。我们发现，无论是软状态方程和高度的差分旋转的平衡星是必要的激发动力学m=1模式的主导不稳定性在小值的旋转动能的势能，T/ |W|。我们发现，这种螺旋模式向外传播，从它的原点附近的最大密度在中心的表面在几个中心的轨道周期。一个不稳定的m=1模触发一个振幅较小的次级m=2棒模，棒模可以激发引力波。当螺旋模式传播到表面时，它会减弱，同时衰减发射的引力波信号。这种行为是在相反的动态m=2酒吧不稳定性，持续许多旋转周期和衰减后，才辐射反应阻尼时标触发的波。
2003-06-09 astro-ph gr-qc
Disk heating by more than one spiral density wave
我们考虑差分旋转，二维恒星盘扰动两个稳态螺旋密度波以不同的模式速度移动。我们的调查是基于直接数值积分的初始圆形测试粒子轨道。我们研究了一系列的螺旋强度和螺旋速度，并表明，在这种依赖于时间的引力场中的恒星可以被加热（它们的随机运动增加），这是特别明显的同时传播的2臂螺旋密度波附近的共转共振（CR），和一个弱的4臂附近的内部和外部的4：1 Lindblad共振。在以不同模式速度移动的两个螺旋波的模拟中，我们发现：（1）径向速度的方差σ_R^2超过了从每个单独模式的模拟中测量的方差之和;（2）σ_R^2可以在整个模拟中随时间增长;（3）与一个螺旋模式相比，σ_R^2在更宽的半径范围内增加;（4）粒子在实空间中呈径向扩散，而在只有一个螺旋密度波时粒子不呈径向扩散。在具有较强双臂图案的CR附近，观察到测试颗粒径向迁移。这些效应发生在或接近共振的两个螺旋，所以我们解释为随机运动的结果。这为星系盘中恒星速度色散的增加提供了一种可能的新机制。如果在银河系中存在多个螺旋图案，我们预测恒星速度色散作为半径的函数应该有很大的变化。
2005-11-01 astro-ph
One-armed Spiral Instability in a Low T/|W| Postbounce Supernova Core
一个三维的，牛顿流体动力学技术是用来遵循postbounce阶段的恒星核心崩溃事件。对于真实的初始数据，我们采用了一个20太阳质量的恒星的铁核心后核心反弹快照。模型表现出很强的差异旋转，但有中心凝聚的密度分层。我们证明了第一次，这样的postbounce核心受到所谓的低T/ |W|非轴对称不稳定性，特别是，可以成为动态不稳定的m=1主导的螺旋模式在T/ |W| ~ 0.08。我们计算的引力波发射的不稳定性，并发现发射的波可能是可检测的当前和未来的GW天文台从银河系的任何地方。
2005-05-17 astro-ph gr-qc
Stability of the viscously spreading ring
本文用解析和数值方法研究了无压粘性扩散吸积环的稳定性。我们表明，环是不稳定的小非轴对称扰动。为了进行环的微扰分析，我们使用时间坐标的拉伸变换。我们发现，到第一阶，单臂螺旋结构，并在第二阶额外的双臂螺旋功能可能会出现。此外，我们确定的色散关系决定的不稳定性的环。在几个模拟，使用两种不同的数值方法的理论结果得到证实。这些计算证明独立的存在一个长期的螺旋不稳定性驱动的粘性，这演变成持续的领先和落后的螺旋波。我们的研究结果解决了这个问题，无论是在早期的扩散环模拟中发现的螺旋结构是数值人工制品或真正的不稳定性。
2002-12-05 astro-ph
Star formation and Asymmetry in the spiral arms of M51-- Variable star formation caused by more than one spiral density wave
在M51的内部3 kpc，我们发现对数螺旋提供了很好的拟合，在分子气体中的CO（J=1-0）发射线沿螺旋臂的BIMA观察到的峰强度。然而，我们测量到星系一侧观察到的臂的位置和密度与另一侧的臂相比存在显着的不对称性。在1和2.2千秒差距的半径之间，在CO中追踪的气体分布是不平衡的，其中一个臂中的密度是另一个臂中的两倍。在同一区域，旋臂在旋转180度后，与星系另一侧的旋臂位置偏移20度。我们使用的比率的CO排放的Pa α氢复合线，以估计沿着每个arm. Except一个狭窄的区域，在约2kpc的恒星形成是令人惊讶的效率低下的恒星形成的效率，气体耗尽的时间约为2亿年，尽管在武器的分子气体密度的变化很大。我们用一个简单的模型解释了两个臂的双对称结构的偏差，该模型包括一个额外的三臂螺旋密度波。这个模型解释了一侧臂与另一侧臂之间的角度偏移，分子气体的不平衡分布，以及星系核东北部的臂间恒星形成。由于恒星形成效率不受气体密度变化的影响，而气体密度的变化可以通过一个额外的三臂密度波的存在来解释，我们认为恒星形成率是可变的，当两个螺旋密度波的最大值重合或相长相加时，恒星形成率最高。
2003-06-20 astro-ph
Spiral structure in the accretion disc of the binary IP Pegasi
我们首次发现了密近双星吸积盘中存在螺旋结构的有力证据。食矮新星双星IP Peg，在上升到爆发的最后阶段观察到，在其光谱中显示出强烈的巴耳末和氦发射线，在白矮星周围的吸积盘中产生不对称的双峰速度剖面。为了揭示吸积盘上的双臂螺旋，我们将观测到的发射线轮廓解投影到多普勒坐标系上，这是一种称为多普勒层析成像的技术。我们在多普勒断层图像中看到的双臂螺旋结构预计将在圆盘在爆发中变得足够大时形成，以便由次级恒星引起的潮汐可以在外部圆盘中激发波。这种螺旋波已经在盘的潮汐效应的研究中被预测，并且是理解吸积盘的角动量收支的基础。
1997-08-01 astro-ph
Simulations of spiral galaxies with an active potential: molecular cloud formation and gas dynamics
我们描述了模拟的气体盘的积极的螺旋潜力的响应。该势是由N体计算得到的，并导致了多臂的时间演化模式。气体形成了典型的大设计星系的长螺旋臂，尽管螺旋图案是不对称的。与具有一致的2/4臂模式的大设计螺旋星系的主要区别在于，气体通常不会穿过螺旋臂，而是落入发展中的潜在最小值，并且只有当局部最小值溶解时才会释放。在这种情况下，密度气体与螺旋势重合，而不是像大设计螺旋那样偏移。因此，我们认为螺旋激波和恒星形成之间没有偏移，也没有明显的共旋半径。当大块物质被剪断离开旋臂时，在大设计的螺旋中出现的刺，在这里报道的活跃的、随时间演变的螺旋中是罕见的。相反，当潜在的螺旋势由于N体动力学而溶解时，螺旋臂就会形成大的分支。我们发现，分子云质谱的活动潜力是类似的云在大设计计算，主要取决于环境压力，而不是潜在的性质。最大的分子云发生在螺旋臂碰撞时，而不是在螺旋臂内凝聚。
2008-01-23 astro-ph
NGC 4254: a spiral galaxy entering the Virgo cluster
本文报道了单臂明亮的室女星系团螺旋星系NGC 4254的深Effelsberg HI谱，用Effelsberg 100-m望远镜在21 cm HI谱线上观测到五个不同的位置：一个在星系中心，四个分别位于距星系中心东北、西北、西南和东南方向的一个HPBW处。光谱进行比较，现有的深VLA观测，和单碟和干涉HI数据被用来约束的动力学模型，其中包括冲压压力的影响。NGC 4254独特的单臂螺旋模式及其扭曲和运动学扰动的原子气体分布可以通过约2.8亿年前与另一个大质量室女座星系的近距离快速相遇来解释，随后是仍在进行的冲压压力剥离。剥离几乎是面对面发生的，因为圆盘和轨道平面之间的角度是70度。与NGC 4254相遇的星系暂时被确定为透镜状NGC 4262。
2005-05-02 astro-ph
A two-armed pattern in flickering maps of the nova-like variable UU Aquarii
我们报告了一个统一的样本的31个光变曲线的新星类变量UU Aqr与日食映射技术的分析。这些数据被结合起来，得出日食地图的平均稳定的光分量，长期的亮度变化，以及低和高频率的闪烁组件。负责的“低”和“高”的亮度状态的长期变化解释的粘性盘的响应的变化的20- 50%的质量传递速率从捐助者的明星。低频和高频闪烁的地图主要是由两个不对称的弧，让人想起在爆发的矮新星IP Peg看到的排放，并同样解释为一个大的吸积盘的外部区域的潮汐诱导的螺旋冲击波的表现。在稳定光的地图中也可以看到不对称的弧，除了一个大致稳定状态的圆盘的广泛亮度分布。这些弧占稳定光通量的25%，是UU Aqr的吸积盘中的一个长期特征。我们推断螺旋弧的张开角为10+/-3度。结果表明，UU Aqr的闪烁是由吸积盘气体与吸积盘中密度增强螺旋波碰撞后产生的湍流引起的。
2007-12-12 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
Two-Stream Instability of Counter-Rotating Galaxies
目前的研究双流不稳定性的恒星盘与恒星和/或气体的反旋转组件的刺激最近发现的反旋转螺旋和S 0星系。强线性双流不稳定性的紧密包裹的螺旋波被发现与图形的不稳定波的角速度总是中间的同向旋转的物质（$+Ω$）和反向旋转的物质（$-Ω$）的角速度之间的单臂和双臂波。这种不稳定性是由同向和反向旋转的正能量和负能量模式的相互作用引起的。不稳定波一般是对流的-它们在半径和径向波数空间中移动-结果是平流波的放大比局部增长率更重要。对于一个由质量分数为$ξ_* < {1\over 2}$的同向旋转恒星和反向旋转恒星组成的星系，或者由质量分数为$ξ_g < {1\over 2}$的反向旋转气体组成的星系，最大的放大通常是单臂前导波（相对于同向旋转恒星）。对于反向旋转的恒星和气体的情况下，最大的放大是$ξ_*+ξ_g \approx {1\over 2}$，也为单臂领先波。双臂尾波通常具有较小的放大率。随着恒星和/或气体速度扩散的增加，增长率和放大率都降低。螺旋波可以提供一个有效的粘性气体，导致其吸积。
1996-05-14 astro-ph
Multiple High-Velocity Emission-Line Systems in the E+S Pair CPG 29
详细研究的混合形态星系对CPG 29（Arp 119，VV 347）显示壮观的光谱特性，在南部（螺旋）组件（MKN 984），包括一个空间分辨区域，大致沿短轴的星系，多个发射线组件红移高达1300公里秒$^{-1}$相对于LINER核。强[OI] \l 6300和[SII]双\l 6716、6731发射表明冲击电离。星系盘的其余部分在光谱上是不明显的，具有盘H II区域的特征发射线，并且在很大程度上是有序的旋转。我们讨论了以下四种可能的解释：（1）超风说，由螺旋星系的高远红外光度和类似于远红外强星系的发射线活动所支持;（2）螺旋运动通过一个热的，相对密集的星系际介质，可能与椭圆，（3）一个在$Δv_r \sim 1000$ \kms位置与盘直接碰撞的微弱伴星，它可以直接解释不同红移系统的存在;（4）椭圆碰撞时的极点，会产生螺旋的扰动形态和其他性质。椭圆/螺旋极-碰撞解释了高速线发射区潮汐剥离气体，并占的存在下，由moterate速度冲击电离的气体。Mrk 984的形态与
1994-05-10 astro-ph
The Milky Way Spiral Arm Pattern
利用一个真实的银河系中气体流动的动力学模型，构造了一个完整的分子（CO）气体三维分布图。这张图显示了两个突出的螺旋臂，从棒的末端开始，平滑地连接到在银河系外的氢原子中观察到的四臂螺旋图案。与以前的尝试不同，我们的新地图揭示了银河系棒区和圆盘远端的气体分布。这是第一次，我们可以跟踪气体中的旋臂，因为它们从银河系中心后面经过。
2008-12-18 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
Constraining Spiral Structure Parameters through Galactic Pencil-beam and Large-scale Radial Velocity Surveys
我们调查的螺旋结构上的银河系盘的铅笔光束集中在太阳上，即将到来的调查，如ARGOS，SEGUE和GAIA的效果。我们创建合成的银河系地图，我们称之为以下观测值的光束地图（PBM）：视线速度，相应的速度色散，和恒星数密度是距离观察者的函数。我们表明，这样的地图可以用来推断螺旋结构参数，如模式速度，太阳相位角，和臂数。平均视线速度和速度色散受到的影响高达~35公里/秒，这完全在即将进行的径向速度调查的可探测极限范围内。人们可以通过搜索共振的印记来测量图案速度。在双臂螺旋结构的情况下，可以从位于2：1 ILR的高速色散环的半径推断。然而，这些信息必须与速度和恒星数密度相关的信息相结合，以便与四臂结构区分开来。如果模式速度是这样的，2：1的ILR隐藏在银河系的凸起内，2：1的OLR将出现在银河系的外部，因此可以等效地用来估计模式速度。一旦图案速度是已知的，就可以从视线速度和数密度PBM估计太阳角。即将到来的径向速度调查可能会提供强大的限制银河系盘的结构。
2007-10-26 astro-ph
The Spiral Structure of the Outer Milky Way in Hydrogen
我们制作了一个详细的地图的扰动表面密度的中性氢在银河系外盘证明银河系是一个非轴对称的多臂螺旋。银河系南半部的螺旋结构可以追溯到至少25 kpc，这意味着气体盘的最小半径。表面密度的超密度与气体厚度减小的区域一致。沿臂的表面密度与局部中值表面密度的比率相对恒定。对数螺旋线可以以20-25度的螺距角拟合到臂。
2006-05-30 astro-ph
The effect of spiral arm passages on the evolution of stellar clusters
我们研究了螺旋臂通道对星系中心的平面和圆形轨道上星团演化的影响。使用N体模拟研究了具有不同相对速度（V_drift）和臂宽度的各个通道。当星团穿越密度波的时间与星团中恒星穿越密度波的时间之比远小于1时，在脉冲近似下可以准确地预测恒星的能量增益。当这个比率远大于1时，团簇被热传导加热，并且加热的净效应在很大程度上被阻尼。对于一个给定的扰动持续时间，这个比率对于星团外部的恒星来说比内部的恒星要小。从我们的N-体模拟中得到的各种持续时间的扰动引起的团簇能量增益与考虑绝热阻尼效应的理论预测吻合得很好。星系团螺旋臂的宽恒星分量的扰动处于绝热状态，因此，几乎不会对星系团的能量增益和质量损失做出贡献。我们考虑了穿过螺旋臂中的高密度冲击气体的影响，这导致了团簇的更强的脉冲压缩。在~0.8-0.9 R_CR时，由于V_drift较低，中断的时间尺度最短。这个位置可以适用于太阳能社区。此外，银河系的四臂螺旋模式使得螺旋臂比类似的双臂星系更有助于星系团的分裂。尽管如此，由于螺旋臂扰动的破坏时间比太阳附近观察到的要高出一个数量级。[删节]
2007-06-06 astro-ph
A Morphological Method to Determine Co-Rotation Radii in Spiral Galaxies
在恒星密度波的情况下，激波诱导的恒星形成在螺旋臂上产生了一个年龄的方位角梯度，该梯度在共转共振（CR）的两侧具有相反的符号。我们提出了一种基于方位角轮廓的傅立叶分析的方法，来定位螺旋星系中的CR，并确定臂的特征（尾随或领先）。基本上，我们比较了蓝色和红外色的双臂螺旋相位角的行为，分别挑选年轻和年老的磁盘恒星星族。我们用理论上的前导和尾随螺旋来说明该方法。我们还将该方法应用于螺旋星系NGC 7479和NGC 1832，我们确认了所报道的旋臂。在这些星系中，我们发现两个和三个CR分别。
1996-11-20 astro-ph
Rings, spirals and manifolds
棒星系中的双臂大螺旋和内外环可能是由于位于棒星系两端的L1和L2拉格朗日点附近的流形引导的轨道。我们首先总结了必要的理论背景，特别是我们描述了在棒星系模型的不稳定平衡点周围的动态，以及相应的同宿和异宿轨道。然后我们讨论两种特定的形态以及相应流形内物质的循环。我们还讨论的情况下，在酒吧的末端的质量浓度可以稳定的L1和L2的相关性，这项工作的气体浓度的螺旋和环。
2009-02-06 astro-ph
The Warp and Spiral Arms of the Milky Way
我们检查外银河系HI磁盘从b=0平面的偏差，通过构建磁盘表面密度，平均高度和厚度的地图。我们发现，银河系翘曲是很好地描述了一个垂直偏移加上两个傅立叶模式的频率1和2，所有这些都与银心半径的增长。微扰理论计算表明，麦哲伦云的潮汐影响造成的扭曲的暗物质晕，结合起来，产生磁盘翘曲振幅的观测。我们还构建了一个详细的地图的扰动表面密度HI在外盘证明银河系是一个非轴对称的多臂螺旋。表面密度的超密度与气体厚度减小的区域一致。
2006-09-19 astro-ph
Impact of UV Radiation from Giant Spirals on the Evolution of Dwarf Galaxies
我们表明，紫外线辐射，波长短于2000埃，逃离巨螺旋盘可能是影响低质量卫星星系的演化的主要因素之一。我们证明，使用半定性模型，辐射场的莱曼连续体的一部分，可以导致电离的ISM的矮星系通过光蒸发的过程中，使ISM几乎不可观察。FUV部分（912 <λ < 2000 A）被证明是占主导地位的内部辐射源的大多数银河系矮椭球。这种环境因素可能是导致低质量原星系分叉成矮不规则星系和矮椭球星系的部分原因。我们讨论了本星系群早型矮星的许多特性，这些特性可以用来自宿主螺旋星系（银河系或M31）的紫外辐射的影响来解释。
2004-04-08 astro-ph
Linear growth of spiral SASI modes in core-collapse supernovae
二维轴对称模拟表明，核心坍缩超新星中的反弹后吸积激波会受到球形吸积激波不稳定性（SASI）的影响。最近的三维模拟已经揭示了存在的非轴对称模式的SASI以及，在那里的激波后流显示出螺旋图案。在这里，我们调查的增长，这些螺旋模式使用二维模拟反弹后吸积流在赤道平面的核心坍缩超新星。通过扰动的稳态模型，我们能够激发一个，两个和三个武装螺旋模式，随时间呈指数增长，表明这些是线性不稳定的模式密切相关的原始轴对称晃动模式。通过跟踪角动量的分布，我们表明，这些模式能够有效地分离的吸积流（保持净角动量为零）的角动量，导致一个显着的自旋的基础吸积原中子星。
2006-11-22 astro-ph
A spiral structure in the disk of EX Draconis on the rise to outburst maximum
我们报告的R波段日食映射分析的高速测光的矮新星EX Dra上升到最大的1995年11月爆发。日食图显示了一个方位角约为180度的单臂螺旋结构，半径从R ~0.2延伸到0.43 R_{L1}（其中R_{L1}是从盘中心到内拉格朗日点的距离），约占日食图总通量的22%。螺旋结构在与双星共同旋转的参考系中是静止的，并且在至少5个双星轨道的时间尺度上是稳定的。对比上升期和静止期的日食图表明，EX Dra的爆发可能是由二级恒星的增强质量转移事件驱动的。螺旋结构的性质可能的解释进行了讨论。
2000-06-28 astro-ph
Spiral arms, bar shape and bulge microlensing in the Milky Way
利用非参数惩罚最大似然算法对去红的COBE/DIRBE L波段内星系图进行去投影，得到了一个新的内星系光度分布模型。该模型还受到某些球场中团簇巨星视星等（视线）分布的限制。一个重要的新功能是在磁盘中包含一个螺旋臂模型。螺旋臂使模型在天空中看起来更宽，因此我们的条比以前的八重对称模型更长。它们还导致了太阳内部更平滑的磁盘模型。酒吧的长度是接近的。3.5 Kpc及其轴比为1：（0.3-0.4）：0.3，与螺旋臂模型是4臂还是2臂无关。在平面上更大的伸长使得有可能重现所观察到的巨块分布。对于杆角，我们估计为15^o <= phi <= 30^o，最佳模型为20^o <= phi <= 25^o。我们使用我们的参考模型来预测一个微透镜光学深度图对凸起，归一化其质量所观察到的终极速度曲线。对于（l，b）=（3.9，-3.8）的丛巨源，我们发现tau_{-6}：=tau/10^{-6}=1.27，与Popowski等人给出的新的CNOO测量值相差1.8*sigma。对于（l，b）=（2.68，-3.35）的所有源，tau_{-6} =1.1，仍然与已公布的CNOO DIA值相差>3*sigma。这些tau_{-6}值在我们的模型中的离散度为10%。由于近红外模型很好地拟合了源的分布，因此将预测的光学深度增加>20%将是困难的。因此，测量到的巨星系团光学厚度的高值证明了银河系中存在一个接近最大的…
2001-10-16 astro-ph
More evidence for hidden spiral and bar features in bright early-type dwarf galaxies
在IC 3328中发现螺旋结构之后（Jerjen et al. 2000），我们提出了进一步的证据，在室女星系团的明亮的早期型矮星的相当大的一部分是真正的盘星系，或托管磁盘组件。在用甚大望远镜在$B$和$R$观测到的23个有核矮椭圆星系和dS 0中，我们发现了另外四个系统表现出非轴对称结构，如棒和/或螺旋臂，表明是盘（IC 0783，IC 3349，NGC 4431，IC 3468）。特别值得注意的是IC 0783的双臂螺旋图案和NGC 4431的杆和拖曳臂。对于这两个星系的磁盘性质最近已被证实的旋转速度测量（Simien & Prugniel 2002）。我们的光度搜索是基于傅立叶分解方法和一个特定版本的反锐化掩模。室女星系团中的一些"早型“矮星似乎是前晚型星系，它们在落入星系团的过程中，例如通过"骚扰”，转变为早型形态，同时保持了部分盘结构。
2002-06-17 astro-ph
The Effect of Spiral Structure on the Stellar Velocity Distribution in the Solar Neighborhood
在太阳附近的恒星速度分布中的团块可能是由螺旋密度波引起的。在太阳附近，恒星速度对应的轨道是接近封闭的框架旋转与螺旋图案代表可能的地区恒星浓度。通过粒子积分，我们表明，轨道可以相交的太阳附近时，他们被激发Lindblad共振与螺旋图案。我们发现，一个双臂螺旋密度波的模式速度放置在太阳附近的4：1内林德布拉德共振（ILR），可以导致两个家庭的近闭合轨道在太阳附近。一个家族对应于正方形的轨道排列，因此它们的峰值位于两个主要的恒星臂的顶部，并支持这两个恒星臂。第二族对应于与另一族相位相差45度的轨道。这样的螺旋密度模式可以解释太阳邻域速度分布中的两个主要团块。昴宿星/毕宿星运动群对应于第一类轨道，后发座运动群对应于第二类轨道。这个模型需要一个大约0.66 +- 0.03倍太阳角旋转速率的螺旋模式速度，或18.1 +- 0.8 km/s/kpc。
2005-07-22 astro-ph
Shape and orientation of stellar velocity ellipsoids in spiral galaxies
我们提出了一个数值研究的恒星速度分布在恒星盘已开发的饱和，双臂螺旋结构的属性。我们遵循的螺旋结构的增长深入到非线性政权通过解决玻尔兹曼矩方程到二阶。采用薄盘近似，我们将恒星速度分布的研究限制在恒星盘面上。我们发现，恒星旋臂的外（凸）边缘的特点是独特的性能的恒星速度椭球，这使得他们不同于大多数其他星系区域。特别是在旋臂外缘附近，恒星速度椭球的最小主轴与最大主轴的比值σ_1：σ_2会变得异常小（与圆盘的其他部分相比）。此外，epicpherical近似未能重现在这些地区的切向与径向速度分散的比例。恒星速度分布的这些特殊性质是由恒星的大尺度非圆运动引起的，而这种运动又是由恒星旋臂的非轴对称引力场触发的。顶点偏差的大小似乎与螺旋形恒星密度扰动的幅度在全球范围内相关。然而，在局部情况下，在顶点偏差和密度扰动之间没有简单的相关性。（摘要删节）。
2007-09-18 astro-ph
Gas motions in the plane of the spiral galaxy NGC 3631
本文分析了近正面星系NGC 3631的速度场，并从H α线和HI射电线的观测中导出了速度场，以研究与星系螺旋结构有关的扰动。我们证实了我们以前的结论，视线速度场的证据所观察到的双臂螺旋结构的波动性质。对观测到的速度场进行傅立叶分析，确定了该星系螺旋结构的共转位置，共转半径R_c约为42弧秒，或3.2kpc。气体在圆盘平面上的矢量速度场被恢复，考虑到我们以前研究的垂直运动，我们现在有一个完整的3D气体速度场的星系。我们显示出明确的证据，存在两个反气旋和四个气旋性的旋涡附近的参考系旋转的螺旋图案的共转。反气旋的中心位于观测到的旋臂之间。气旋位于观测到的螺旋附近，但它们的中心在亮度上偏离了最大值。
2000-12-05 astro-ph
Non-axisymmetric Structure of Accretion Disks in Be/X-ray Binaries
通过对三维光滑粒子流体动力学（SPH）模拟结果的分析，研究了Be/X射线双星中中子星周围吸积盘的非轴对称结构.研究发现，由于Be星吸积盘的相依赖质量转移所产生的冲压压力在中子星周围的吸积盘中激发出单臂拖尾螺旋结构。螺旋波具有瞬态性质;当物质从Be盘转移时，它在近星点周围被激发，然后逐渐衰减。研究还发现，质量吸积率的轨道相位依赖性主要是由吸积盘中激发的螺旋波向内传播引起的。
2004-12-09 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
Spiral Structure In The Circum-nuclear Disk At The Center Of The Galaxy NGC 4258
最近，对NGC 4258星系中心附近水脉泽线发射的观测提供了令人信服的证据，证明围绕着一个巨大的黑洞的旋转气体盘，几乎是从侧面观察的（Miyoshi et al. 1995年）。我们发现，磁盘是只有边缘稳定的径向扰动-一个稳定的制度，弱的非轴对称扰动往往增长通过摆动放大效应，形成一个参差不齐的，多臂的螺旋图案类似于观察到的Sc星系。这表明了一个自然的解释，高速排放源的明显集群成几个不同的团块，并观察到它们之间的距离间隔的规律性。源的团块出现在螺旋臂和最长相干增益路径的径向线的交叉点处，并且因此以臂之间的特征峰到峰径向距离间隔开。这种解释意味着在半径为0.2 pc时，H_2密度和盘厚度分别约为1.8 × 10 ^{10}（Q/1.6）^{-1} cm^{-3}和0.003（Q/1.6）pc，其中稳定性参数的局部值为1.2 < Q < 2。
1995-10-18 astro-ph
Tracing the spiral arms in IP Pegasi
我们报告的时间分辨光谱分析的IP飞马座在爆发与日食映射技术，调查的位置和所观察到的螺旋结构的几何形状。我们能够获得一个改进的视图的螺旋结构的光变曲线的援助下提取的速度箱匹配的螺旋臂的速度的观察范围结合双默认地图定制重建的不对称结构。双臂螺旋结构在所有的日食图中都可以清楚地看到。这些臂位于距盘中心不同的距离处。"蓝“臂（R= 0.55 +/- 0.05 R_{L1}）比”红“臂（R= 0.30 +/- 0.05 R_{L1}）更远离椎间盘。有证据表明，沿螺旋图案的发射气体的速度低于相同的圆盘半径的开普勒速度。外臂的差异较小（测量的速度比开普勒低10%-15%），而内臂的差异更为显著（观察到的速度比开普勒低40%）。我们从日食图的方位角强度分布中测量出螺旋的张开角为θ = 25 +/- 3度。在不同的爆发阶段的数据与类似的测量结果的比较表明，在IP Peg的螺旋臂的开口角减小，而爆发的吸积盘冷却和收缩，与潮汐驱动的螺旋波的预期演变。沿着螺旋图案的次开普勒速度和螺旋的张开角与爆发阶段之间的明确相关性有利于将这些不对称结构解释为潮汐引起的螺旋冲击。
2005-07-07 astro-ph
The Effect of Spiral Structure on the Measurements of the Oort Constants
我们进行测试粒子模拟的2D，差分旋转恒星盘，进行双臂稳态螺旋密度波扰动，以估计螺旋结构的影响，对当地的速度场。通过使用Levenberg-Marquardt最小二乘拟合，我们将局部速度场（作为我们模拟的结果）分解为四阶傅立叶分量。因此，我们得到了奥尔特常数A、B、C和K的模拟测量值。得到了傅立叶系数与星系参数，如太阳邻域相位角和螺旋斑图速度之间的关系。我们表明，由于螺旋结构的存在，系统误差可能会影响奥尔特常数的测量。中等强度的螺旋结构在A和B中引起5 km/s/kpc量级的误差。我们发现的傅立叶系数的变化与速度色散，模式的速度，和样品的深度。对于一个平均日心距为0.8 kpc的样品，我们可以将我们的发现总结如下：（i）如果我们在银河系中的位置接近共转，那么我们期望C对所有相角都为零;（ii）对于一个热盘，螺旋结构引起的所有Oort常数的误差在共转半径处和正向内处都为零;（iii）当接近4：1 indblad共振时，|C|增加，其随银河方位角的变化也增加;（iv）对于所有模拟，平均而言，对于较低的恒星速度色散，|C|较大，与最近的测量相反。
2007-02-23 astro-ph
UGC 3995: A Close Pair of Spiral Galaxies
UGC 3995是一对靠近的螺旋星系，其东部的组成部分拥有一个赛弗特2核。我们提出了一个详细的分析，这个系统使用长缝光谱和窄（\ha + \nii）以及宽带（B，R）成像和档案WFPC 2图像。考虑到它们的空间接近性和几乎相同的衰退速度，组成星系揭示了令人惊讶的小相互作用的迹象，因为明亮的灯丝可能是由于塞弗特星系的棒和伴星的螺旋臂叠加而产生的光学错觉。宽带形态、B-R彩色图和连续减影的\ha + \nii图像表明，西部成分UGC 3995 B位于西弗特宿主成分UGC 3995 A的前面，部分遮蔽了它的西部。微小的径向速度差使得两个星系的相对运动在很大程度上不受约束。观测到的主要潮汐变形的缺乏，以及一些形态学上的特点，表明星系在太空中是接近的，但可能最近在天空平面上彼此接近。系统的几何形状和在P. A. = 106表明相遇可能是逆行的，或者是在近银河系之前前进的。这两个星系的部分重叠使我们能够估计B分量盘的光学厚度。在前景星系盘的臂下部分，消光= 0.18视星等，在旋臂部分，消光>= 1-1.5视星等。
1999-02-23 astro-ph
H-alpha Imaging of Early-type(Sa-Sab) Spiral Galaxies I
给出了27个邻近早型（Sa-Sab）旋涡星系的H-α和连续谱图像。与普遍的看法相反，这些图像揭示了其中一些星系中大量的大质量恒星形成。的H-α形态和测量的H-α光度的测定表明，早期型螺旋可以分为两大类的基础上，在磁盘中的最大的HII区域的光度。第一类包括单个HII区的L（H-alpha）< 10^（39）erg/s的星系。大多数的第一类星系似乎是形态不受干扰，但显示出广泛的多样性，在核H-α属性。第二类包括在盘面中至少有一个H Ⅱ区的星系，其L（H-α）> 10^（39）erg/s。所有2类星系都显示出突出的尘埃带或其他形态学特征，如潮汐尾，这表明2类星系中异常明亮的HII区域可能是由于最近的相互作用而形成的。这些观测是正在进行的H-alpha调查的一部分，揭示了早期类型的螺旋星系是一个在当前时代正在演变的异质星系。我们还确定了第二总表（RC 2）和修订的Shapley-Ames星表（RSA）中旋涡星系分类之间的一些系统差异，这些差异可以追溯到用于分类旋涡星系的标准的应用中的细微变化。早期研究的检查表明，关于哈勃类型的螺旋星系之间的恒星形成率依赖的看法取决于目录的选择。
1999-04-29 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
Hubble Space Telescope Imaging of the Circumnuclear Environments of the CfA Seyfert Galaxies: Nuclear Spirals and Fueling
我们目前的档案哈勃太空望远镜图像的43个塞弗特星系中发现的体积有限，光谱完整的CfA红移巡天样本的核区域。使用改进的图像对比度增强的方法，我们创建详细的高质量的结构图，使我们能够研究的尘埃，星团和发射线气体的分布在环核区域（100-1000 pc规模）和相关的宿主星系。基本上所有这些塞弗特星系都有环核尘埃结构，其形态从宏伟的双臂螺旋到混乱的尘埃盘。在大多数塞弗特星系中，数百秒差距尺度的核尘螺旋与宿主星系中的大尺度棒和旋臂之间存在着明显的物理联系。这些联系在相互作用星系和棒星系中特别引人注目。这种结构是预测的数值模拟的气体流动在酒吧和相互作用的星系，并可能涉及到燃料的活动星系核的物质流入从主星系盘。我们没有看到显着的差异，在环核尘埃形态的塞弗特1 s和2s，和非常少的塞弗特2核被遮蔽的大规模尘埃结构的宿主星系。如果塞弗特2s是被遮蔽的塞弗特1 s，那么遮蔽必须发生在比HST探测的尺度更小的尺度上。
2002-01-11 astro-ph
Statistics of young starforming complexes in spiral galaxies using NIR photometry
所有稍微扩展的源都是在46个螺旋星系的深K波段图上确定的，这些星系在信噪比为3时至少达到K=20.3 mag/arcsec 2。这些星系的倾斜角<65度，线性分辨率<100 pc，看到的效果优于1”。样本包括有棒螺旋和正常螺旋，类型分布广泛。我们还分析了J-和H-波段的颜色为4个星系，这样的图像。K = 19等的视星等极限被用于分析源，以避免边缘检测。此外，我们还导出了震源相对于螺旋斑图的震级分布和相对位置分布。几乎70%（15/22）的大设计旋涡星系在其臂区域显示出显著的K带结集中，相当于整个样本的30%（15/46）。用JHK测光法得到的4个螺旋的色-色图表明，在旋臂中发现的漫射源中有很大一部分是年龄<1000万年的年轻星团的复合体，并因几个可见消光的量级而变红。最亮的节点在K波段的绝对星等Mk为-15.5等，对应的是总质量至少为10^5 Mo的星团或复合体。星系的亮度和节的数量与宿主星系的总绝对星等相关。在具有高远红外通量和强双臂螺旋扰动的星系中，可以看到更多的节。明亮的节点构成了来自母星系的总K波段通量的几个百分比，并解释了最明亮的大设计螺旋星系的恒星形成率约为1 Mo/年。
2008-09-02 astro-ph
Analysis of resonances in grand design spiral galaxies
我们在NGC 1365、NGC 1566和NGC 2997三个南半球大设计旋涡星系中寻找了共旋。我们还介绍了用于检测CR的相图中的量化误差的方法。我们分别建立了NGC 1365、NGC 1566和NGC 2997在12.1 kpc、9.4 kpc和7 kpc的m=2型谱型CR。利用已发表的自转曲线，我们可以确定螺旋图案的角速度分别为25.0公里/秒/千秒差距，12.2公里/秒/千秒差距和17.6公里/秒/千秒差距。在NGC 2997中探测到了一个三臂部件，其中CR位于8.7 kpc，方向角速度Omega_{CR_3} =12.7 km/sec/kpc。在NGC 1566中检测到m=1的组分。我们谨慎地将CR定位在7.1千秒差距，模式角速度约为Omega_{CR}。16.6公里/秒/千秒差距这种模式不存在ILR。年龄已确定通过研究径向密度分布的m=2傅立叶分量g（新形成的恒星）和i（扰动SDW支持的磁盘的老恒星），由全球方面的实际螺旋模式的数值模拟比较的帮助。模式接近。在NGC 1365年，大约有1200万年的历史。在NGC 1566中为8亿年，在NGC 2997中小于8千万年。
2000-09-13 astro-ph
Boltzmann moment equation approach for the numerical study of anisotropic stellar disks
我们提出了玻尔兹曼矩方程方法的动力学的恒星（BEADS-2D），这是一个有限差分欧拉数值代码设计的各向异性和非轴对称平坦恒星盘的建模。BEADS-2D代码在薄圆盘近似下求解Boltzmann矩方程直到二阶。这使我们能够获得的速度椭球的各向异性和顶点偏差在平面的磁盘。我们研究了指数恒星盘的线性制度和超越时间依赖的演化。盘最初的特征在于不同的Toomre参数Q_s值，并嵌入在一个暗物质晕，产生一个旋转曲线组成的刚性的中心部分和平坦的外部区域。从一个接近平衡态开始，几个不稳定的模式在盘中发展。在早期的线性阶段，非常中心和大规模的特点是不断增长的单臂和双对称正密度扰动，分别。这是从摆动放大机制的短波长拖尾干扰，通过磁盘中心传播的预期。在后期的线性阶段，整体外观是占主导地位的双臂螺旋结构内的外部Lindblad共振（OLR）本地化。在非线性演化阶段，由于旋臂的重力扭矩，径向质量再分配产生了质量流出，在OLR形成一个环，和质量流入，形成一个短暂的中央酒吧。这种质量再分配的过程是自我调节的，当螺旋臂由于物质短缺而减少时，它就会终止。最后，在OLR处形成一个致密的中心盘和一个弥散环（摘要有删节）。
2006-09-08 astro-ph
Gas Streams and Spiral Structure in the Milky Way
在银河系中观测到的气体动力学只能用银河系中心的一个棒来解释。这样的条形在凸起的近红外图中是直接可见的，在那里它导致了独特的不对称光分布图案。另一个大尺度结构是宏大设计的4臂螺旋图案，在分子气体和HII区的空间分布中观察得最清楚。为了模拟观测到的气体流动结构，我们构建了一个恒星质量分布模型。对于内部5 $\kpc$，我们使用了3D去投影近红外光分布，如COBE/DIRBE实验所观察到的，并在盒子外添加了分析盘模型以及晕模型。利用这种冻结质量分布，我们计算了各种解投影参数和图案速度的稳态气流。对于所有合理的参数选择，我们得到了一个4臂的螺旋图案，它可以匹配到所观察到的螺旋臂。在杆区，我们的模型可以解释终极速度曲线中可见的非圆运动以及部分禁止速度。在共旋内部，我们还发现了4个旋臂，最近的旋臂对应于3 kpc旋臂，尽管只是定性的。在银河系的远端，缺少的南部3 kpc臂可以通过与另一条臂平行来解释。在靠近中心的地方，我们发现气体在圆形轨道上形成了一个圆盘。在CS分子的发射中已经观察到这样的盘，然而盘的仅一部分似乎被足够致密的气体占据以被CS追踪。此外，我们比较我们的模型的OH/IR星在星系内部的分布。
2000-01-20 astro-ph
On the Spiral Structure of NGC 2915 and Dark Matter
NGC 2915是一个蓝色的致密矮星系，它嵌入在一个扩展的低表面亮度HI盘中，具有双臂螺旋结构和中央棒状成分。普遍接受的机制无法解释这些模式的存在，Bureau等人提出了盘状暗物质（与HI分布成比例）或旋转三轴暗晕作为替代解决方案。为了探索这些机制，对每种情况进行了流体动力学模拟，并与使用定制的柱密度和运动学约束的观测结果进行了比较。螺旋结构可以用看不见的条形或三轴晕来解释，前者与观测结果的拟合稍好一些。然而，大的酒吧质量或晕模式所需的频率，使它不太可能的螺旋波是由外部扰动驱动。特别是，自旋参数远高于当前冷暗物质（CDM）结构形成情景的预测。大规模磁盘模型表明，当所观察到的气体表面密度按比例放大约10倍，磁盘开发的螺旋结构密切类似于所观察到的，在扰动密度以及扰动速度。这与其他星系中更有限的研究一致，并表明NGC 2915的圆盘包含比可见的更多的质量，与中性氢紧密相关。然而，一个经典的（准）球形晕仍然是必需的，因为进一步增加盘的质量来拟合圆速度曲线会使盘非常不稳定。缩放所观察到的表面密度分布的一个数量级带来的磁盘和晕质量的磁盘半径内的可比值。
2002-12-02 astro-ph
Velocity Profile of the Ionized Disk and the Mass of the Black Hole in M87
本文提出了一个包含螺旋激波的M87电离盘的理论模型。从这个模型计算的线发射分布在不同的位置上的磁盘被发现与最近的哈勃太空望远镜的结果。基于这个模型，我们发现电离盘包括双臂巨螺旋冲击波，它从中心的大约$0.1$角秒延伸到至少$1$角秒或更多。我们的模型要求黑洞的质量为$(4 \pm 0.2) \times 10^9 M_\odot$，倾角为$(42\pm 2)^°$。我们预测的性质的线轮廓在许多其他位置的磁盘，可以在未来的观测进行验证。
1994-11-10 astro-ph
