ESTABLISHING THE CONNECTION BETWEEN PEANUT-SHAPED BULGES AND GALACTIC BARS
有人认为，在一些边缘盘星系中看到的花生状凸起是由于中心棒的存在。虽然酒吧不能检测光度边缘上的星系，我们表明，禁止潜力产生一个强大的运动学签名的形式双峰线的视线速度分布与特征的“8”字变化与半径。我们获得了两个具有花生状凸起的边向星系（NGC~5746和NGC~5965）的光谱观测结果，它们在气体（发射线）和恒星（吸收线）分量中都精确地揭示了这种视速度分布。这些观测结果提供了强有力的观测证据，表明花生状凸起是沙洲形成的副产品。
1995-01-31 astro-ph
Building Galactic Disks in Triaxial Dark Matter Halos
本文通过数值模拟的方法回顾了近年来我们在三轴暗物质晕盘形成和演化方面的工作，包括恒星形成和恒星演化的反馈。生长盘强烈地受DM晕形状的影响，并反过来修改它们。盘的参数与局域宇宙中的参数大体一致。富含气体的恒星棒与盘一起生长，促进了系统中的角动量重新分配和径向气体流入。嵌套的条形图似乎是作为副产品形成的。各种非轴对称的组件-酒吧，磁盘和晕之间的相互作用，导致酒吧的衰减或冲洗出内晕的椭圆率。
2006-10-24 astro-ph
The Visibility of Galactic Bars and Spiral Structure At High Redshifts
我们调查的可见性银河酒吧和螺旋结构在遥远的宇宙人工红移101 B波段CCD图像的本地螺旋星系从俄亥俄州立大学明亮的螺旋星系调查。我们的人工红移图像对应于哈勃太空望远镜I波段观测z=0.7的本地星系样本，积分时间与非常深的北部哈勃深场数据和浅得多的侧翼场观测相匹配。银河棒的预期可见性以两种方式进行探索：（1）使用传统的视觉分类，（2）通过绘制“哈勃空间”中星系分布的变化形状，这是一种对星系结构的定量双参数描述，它紧密地映射到哈勃的原始音叉上。这两项分析都表明，超过2/3的强阻挡发光局部螺旋（即在第三参考星表中被归类为SB的物体）在哈勃深场数据中的z=0.7时仍然被归类为强阻挡。在相同的条件下，大多数弱棒旋（在第三参考星表中被归类为SAB）将被归类为规则旋。螺旋结构的可见性是通过比较人工红移样品的光度分类与修订的Shapley Ames星表中相应的光度分类来进行视觉评估的。我们发现，对于与哈勃深场螺旋结构相似的曝光时间，在z=0.7的大多数发光低倾角螺旋星系中应该可以检测到它。[删节]
2002-02-25 astro-ph
Variation of Galactic Bar Length with Amplitude and Density as Evidence for Bar Growth over a Hubble Time
20个棒星系的K_s波段图像表明，m=2傅立叶分量的峰值振幅随该峰值处的R_25归一化半径的增大而增大。这意味着较长的条具有较高的$m=2$振幅。长柱也与圆盘中心部分的密度增加有关，这是通过0.25R_25内的光度除以该半径的立方来测量的。由于密度更大的星系演化得更快，这些相关性表明，在哈勃时间内，棒的长度和振幅都在增长，其中最快的演化发生在密度更大的星系中。除了三个样本外，其他所有样本都有早期类型的扁棒;相关量和哈勃类型之间没有明显的相关性。
2007-11-20 astro-ph
The Morphology of Collisionless Galactic Rings Exterior to Evolving Bars
早期型螺旋星系的外环的形态相比，最初在近圆形轨道的无质量碰撞粒子的整合。粒子受到四极引力势的扰动，而四极引力势对应于一个不断增长和长期演化的杆。我们发现，外环与R1 R2形态和伪环的模拟表现出，即使他们缺乏气体耗散。具有较强条的模拟比具有较弱条的模拟更早且更快地形成伪环。我们发现，如果棒的图形速度增加~ 8%以上，棒的强度增加（>~ 140%），或者棒太强（Q_T>0.3），则垂直于棒的R1环是脆弱的，在几个棒旋转周期后就溶解了。如果棒在形成后减慢，则伪环形态持续存在，并且由于共振捕获，垂直于棒的R2环被填充。R2环保持与杆不对准，并且随着杆减慢而增加椭圆度。R2环变成扇形，如果棒慢下来超过3.5%，就不像任何环状星系，这表明棒在慢下来这么多之前强度就下降了。我们比较我们的模拟形态的B-波段图像的9个环状星系从俄亥俄州立大学明亮的螺旋星系调查，我们发现一个合理的匹配形态R1 R2的伪环看到在几个酒吧旋转期间的酒吧形成。先前解释的耗散模型的一些功能可能是由于瞬态结构与最近酒吧的增长和演变。
2008-08-13 astro-ph
Induced Nested Galactic Bars Inside Assembling Dark Matter Halos
通过跟踪孤立的暗物质（DM）和重子密度微扰的发展，研究了盘星系中嵌套棒系统的形成和演化。在三轴DM晕的组装和反馈的磁盘中形成的恒星演化占超新星和OB恒星风。专注于一个有代表性的模型，我们显示了一个椭圆形的磁盘和第一代的嵌套酒吧与特征子KPC和几个KPC的大小的形成。该系统通过连续的动力学耦合和扩散而演化，迫使气体向内并稳定在共振耦合状态。流入率可以支持中央kpc内广泛的活动，从类星体到塞弗特类型，辅之以作为副产品的蓬勃的恒星形成。最初的酒吧形成触发的潮汐扭矩从三轴DM晕，这是作为一个有限的扰动。这第一代的酒吧不生存超过4- 5 Gyr：到那时，二级酒吧已经完全溶解，而主要的一个已经非常显着削弱，减少到一个脂肪椭圆形。这种演变在很大程度上是由于多个非轴对称组件的相互作用引入的混沌。
2007-06-26 astro-ph
Structure Formation Inside Triaxial Dark Matter Halos: Galactic Disks, Bulges and Bars
我们调查的形成和演化的星系盘沉浸在组装活DM晕。盘/晕成分是从宇宙学初始条件演化而来的，代表了孤立密度扰动的坍缩。重子包括气体（参与恒星形成[SF]）和恒星。从恒星能量释放到ISM的反馈已经实现。我们发现：（1）三轴晕图翻滚的增长是不显著的，角动量（J）被引入到内循环中;（2）盘的密度响应与DM异相，从而稀释了内晕的平坦性，并洗去了它的长轴性;（3）即使在考虑反馈的模型中，总J也几乎是守恒的;（4）DM的比J几乎不变，而重子的比J则逐渐减小：（5）盘形成的早期阶段类似于猫摇篮--一个通过径向弦模式提供燃料的小的无定形盘：（6）当SF率降到~5 Mo/yr以下时，盘中最初膨胀的气体组分变薄;（7）大约40%-60%的重子留在SF区之外，（8）转动曲线是平坦的，说明了所观察到的盘/晕贡献，（9）得到了一个从膨胀到无膨胀的盘的范围，较低的SF密度阈值导致了更小、更厚的盘;气体中的引力软化对星系演化的各个方面都有实质性的影响，并模拟了ISM中的许多内在过程：（10）模型的特征是广泛的棒形成活动;（11）响应于沿着主杆的气体流入而形成动态耦合和解耦的核杆。
2007-09-28 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
Centers of Barred Galaxies: Secondary Bars and Gas Flows
活动星系核（AGN）需要质量吸积到中央引擎上。在大的星系尺度上，来自恒星棒的扭矩可以有效地从气体中去除角动量，并使其沿着棒前缘的两个流体动力学冲击向内移动。流入的气体在林德布拉德内共振（ILR）周围的近圆形轨道上停留，并形成一个核环，大小约为1千秒差距。一个次要的酒吧内的主要一个，与自己的一对冲击，已被提出来推动进一步的流入，从而饲料AGN的方式类似的流入大规模。在这里，我们报告的高分辨率流体动力学模拟的结果，在那里我们研究的性质的核环，并检查如何有效的双酒吧可以在燃料AGN。
1999-11-15 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
Bars, Spiral Structure, and Secular Evolution in Disk Galaxies
对星系棒的模拟和观测表明，它们通常不会演变成凸起，尽管最早的棒可能在很久以前形成凸起，当时星系更小，密度更大，气体更多。今天最高度进化的棒可能在哈勃时间内成为透镜。早期宇宙中的大多数星系都是非常致密的，有10^8-10^9兆太阳的蓝色团块，在颜色和大小上与附近孤立的场物体相似。在高红移处出现的蓝色和不规则的棒表明，一些棒主要是在伴随着巨大恒星爆发的气相中形成的，而不是像大多数模型那样在纯恒星盘中形成。总结了导致星系演化的长期和非长期过程。
2005-10-09 astro-ph
The distribution of stellar population age in galactic bars
最近对棒星系中恒星种群的分析集中在恒星星族年龄和金属丰度的空间分布上。然而，棒星系是复杂的物体，其中动力学不稳定性在塑造任何空间分布中起着主导作用。因此，恒星布居的年龄分布应从恒星星族演化和动力学长期演化两个角度来分析。用简单但真实的恒星形成和反馈配方对单个棒星系进行化学动力学模拟，得到了表面质量加权的恒星星族年龄图。利用合成总体模型提供的质光比对模拟结果进行校正后，还显示了V波段的亮度加权图。结果表明，在一个恒星酒吧两个持久的直径相对的地区显示的平均年龄低于周围的平均水平。这两个低年龄区是由于年轻的恒星星族聚集在沿棒的椭圆状轨道上，靠近超谐共振。沿棒主轴的年龄梯度与最近的观测结果相当。另一个低年龄区域是位于外林德布拉德共振附近的外环，但这种结构的存在和强度非常依赖于时间。
2007-01-24 astro-ph
Can galactic nuclei be non-axisymmetric? --- The parameter space of power-law discs
尖形星系核的形状受其引力势轨道形状范围的限制。它示出的无标度的非轴对称光盘，而一个合理的拉长的密度模型需要至少有一些轨道花费更多的时间比其他任何地方的主轴附近，经常boxlet和管轨道一般交叉主轴太快的自我一致性。如果星系的内核盘或扁棒具有尖状表面光剖面（$γ=|{d \log μ/ d \log r}|>0$），它们的椭圆率$1-{b / a}$不可能大于约${γ/ 2}$。具有浅中心轮廓（$γ\le 0.3$）的盘或杆不应是强椭圆形。
1999-02-03 astro-ph
A Unified Picture of Disk Galaxies where Bars, Spirals and Warps Result from the Same Fundamental Causes
棒和旋臂对盘星系光学部分的动力学和暗物质的分布起着重要的制约作用。与气体耗散性质相关的动力学及其转化为恒星提供了线索，即螺旋星系是由耗散驱动的，相对于星系平面的动力学，这种耗散接近于\textit{marginal stability}状态。在这里，我们提出的数值证据表明，翘曲起着类似的作用，但在横向方向。N体模拟表明，典型的星系盘也是边缘稳定的弯曲不稳定性，导致典型的观察到的翘曲。因此，星系外盘中经常出现的扭曲和不对称，就像内盘中的条形一样，对暗物质产生了新的约束，但这次是在外盘中。如果盘相对于弯曲不稳定性是边缘稳定的，我们的模型表明HI盘内的质量必须是检测到的HI和恒星的倍数，即，磁盘必须比看到的更重。但是模型并不排除一个传统的厚晕，其质量在HI盘半径内与盘的总质量相似。
2004-06-25 astro-ph
Cosmological parameters from WMAP 5-year temperature maps
从WMAP的5年CMB温度图中计算了一个混合互功率谱估计，讨论了拟合的拟合优度，并约束了宇宙学参数。频谱和结果通常与先前的结果一致，尽管功率谱误差条略小，并且在高ell处有小的偏移。误差条的小改进是以非常低的数值代价获得的，但并没有显著改善参数约束。我讨论的可能性模型的准确性，以及如何限制的光学深度转化为限制的再电离历史允许氦再电离。在附录中，我提出了一个简单的再电离参数化，确定历史的中点再电离红移，并提出了一个新的似然近似卡方分布与不同的偏度。
2017-08-03 astro-ph
Microlensing Maps for the Galactic Bulge
微透镜图--即每个$10^6$源星的等量事件的轮廓--在两个备选假设下为内星系提供：（1）凸起是一个扁圆的轴对称球体或（2）凸起是一个长杆。扁圆球状体在巴德窗的每颗$10^6$星每年产生总共$\sim 12$事件（如果圆盘是最大的，则是$\sim 15$事件）。在$\sim 45^\circ$上观察到的扁长条形图的事件发生率略低，并且该图在正向和负向条形图之间具有特征性的不对称性。如果几乎沿着长轴向下观察，长柱可以产生事件率的轻度放大。盘在$|\ell | \gta 6^\circ$的凸起主轴上提供主要的透镜群。在长轴窗口的速率测量可以测试盘暗物质或最大盘模型。
1994-09-01 astro-ph
Bars driven by the Cosmology in stellar-gaseous disks
我们提出了第一次尝试分析的增长的酒吧不稳定性的恒星气体磁盘演变在一个完全一致的宇宙学方案。我们探讨了宇宙学中的作用，在纯恒星盘不同的质量嵌入在宇宙学暗物质晕。我们通过分析不同气体组分和恒星形成开始的影响来深化这样的研究。我们发现，在所有这些情况下，恒星酒吧内产生的质量较小的磁盘，即，暗物质（DM）占主导地位的磁盘，仍然生活在红移为零，即使气体部分超过一半的磁盘质量。这样的酒吧是宇宙学的真正产物。然而，在质量最大的盘中，当恒星形成率关闭时，它们的气体百分比和中心气体浓度的下限都有一个阈值，可以摧毁棒。另一方面，在模拟与恒星形成的中心质量浓度的气体和新的恒星有一个温和的行动上的椭圆率的酒吧，但不能破坏它;在z=0的恒星酒吧的强度增强的恒星形成。即使我们的结果与经典的定性一致，即与宇宙学框架外导出的关于棒不稳定性的标准一致，同样的标准也不能用于DM主导的盘。
2008-09-23 astro-ph
Global three-dimensional simulations of magnetic field evolution in a galactic disk. II. Gas rich galaxies
本文对盘状星系中的感应过程进行了全三维计算，研究了在存在场扩散的情况下，富气棒星系和旋涡星系中大尺度磁场的演化。作为输入参数，我们使用依赖于时间的速度场获得自洽的三维N体计算的星系动力学。本文主要分析了非轴对称引力扰动（如旋臂和旋杆）中气体流动对磁场行为的影响。发现磁场向类似于动态螺旋臂和棒的结构演化，然而其分布往往比速度场本身复杂得多。我们发现，种子磁场的随机配置很快消散，因此无法解释附近星系中观察到的磁场强度。模拟速度和磁场之间的详细比较，使我们能够建立，磁矢量的反转出现在附近的非轴对称磁盘结构的共转半径，速度场显示出相当突然的变化。我们认为，这解释了在我们的银河系中观察到的场反转。
1998-01-30 astro-ph
CMB Polarization Data and Galactic Foregrounds: Estimation of Cosmological Parameters
我们估计的准确性，可以确定各种宇宙学参数的CMB温度和偏振数据时，各种星系的非偏振和偏振前景包括和边缘化使用多频维纳滤波技术。我们使用未来的CMB任务MAP和普朗克的规范为我们的研究。我们的结果是在定性的协议与早期的结果没有前景，虽然在大多数参数的误差较高，因为退化的极化信号的提取前景的存在。
1999-11-13 astro-ph
The impact of bars on the mid-infrared dust emission of spiral galaxies: global and circumnuclear properties
我们研究了69个附近的螺旋星系的样本的中红外特性，选择避免塞弗特活动贡献了显着的中央能量，或强大的潮汐相互作用的一部分，并有正常的红外光度。这些观测是用ISOCAM获得的，它提供了10角秒量级的角分辨率（点扩散函数的半功率直径）和低分辨率光谱成像信息。在5到18微米之间，我们主要观察到两个尘埃相，芳香族红外波段和非常小的颗粒，两者都脱离了热平衡。在这个样本中，我们发现星系的F15/F7颜色是非常均匀的，唯一的增加被发现在早期类型的强棒星系，与以前的IRAS研究一致。F15/F7的过量毫无疑问是由于银河系中心区域发生了棒诱导的星暴。然而，具有正常环核颜色的强棒早型星系的存在表明，引力势的扭曲和中心星暴之间的关系并不简单。由于在中心区域工作的物理过程在规则和非规则星系中原则上是相同的，并且由于这是中红外活动主要位于的地方，我们研究了样本中所有星系的中红外环核特性。我们显示了表面亮度和颜色是如何与可用的分子气体含量和平均年龄的恒星星族有助于尘埃加热。因此，银河系中心区域的恒星形成历史可以通过它们在中红外色面亮度图中的位置来限定。
2001-05-23 astro-ph
The Structural Parameters of Bulges, Bars and Discs in the Local Universe
星系的图像分解现在通常用于估计星系组成部分的结构参数。在这项工作中，我解决这个技术的可靠性问题。特别是，是否需要考虑到酒吧和活动星系核，以获得结构参数的隆起和盘？当物理空间分辨率相对较差时，我们在多大程度上可以信任图像分解？为此，我进行了多分量（酒吧/隆起/盘/活动星系核）的图像分解的样本非常接近的星系和他们的人工红移图像，并验证了从模型中删除酒吧和活动星系核组件的效果。忽略条纹会导致膨胀与总光度比的高估，即使分辨率很低也是如此。当明亮的活动星系核在模型中不被考虑时，也会产生类似的效果，但只有当分辨率很高时才会出现。我还表明，更遥远的星系的结构参数一般可以可靠地检索，至少到物理空间分辨率约为1.5千秒差距的点，但凸起参数容易出现错误，如果其有效半径是小的相比，看到半径，并可能遭受系统的影响。我简要地讨论了这些结果的后果，我们的知识，恒星质量预算在当地的宇宙，并完成了从一个大的SDSS样本的经典和伪凸之间的二分法的初步结果。
2007-08-21 astro-ph
Stellar abundance gradients in galactic disks. I. Method and spectral line gradients
我们描述的技术的吸收线成像的星系盘使用的金牛座可调滤波器的英澳望远镜，并证明其灵敏度与Mg和Fe的光谱特征的行为。径向配置文件的Mg2和Fe5270线强度的样本8个面对的螺旋星系跨越一系列的哈勃类型。还报道了合并引起的恒星形成、HII环和星系棒等现象的特征。这项研究证明了可调滤波器测量螺旋星系表面Mg和Fe线强度的能力，这最终可以揭示恒星形成历史和化学演化的线索。
2005-01-17 astro-ph
Towards a Direct Detection of Warm Gas in Galactic Haloes at Cosmological Distances
最近高灵敏度的探测线发射从扩展气体在本地宇宙证明的可行性检测H $α$发射星系晕出$z\sim1$。我们确定的形式的表面亮度与红移的依赖，考虑到紫外背景的演变。成功的探测将对广泛的领域产生重大影响，特别是类星体吸收系统中的电离源。
1999-03-22 astro-ph
Primordial Cosmological Fluctuations on Galactic Scales
星系演化理论现在已经足够成熟，可以提供关于星系形成阶段的信息。从演化模型中，我们建立了晚型星系目前的特征和原星系密度波动之间的联系。这个环节是用来估计波动功率谱振幅在银河系尺度。与从星系分布导出并外推到星系尺度的功率谱的一致性是令人满意的。与此同时，相对于标准的冷暗物质功率谱归一化COBE卫星测量的比较，揭示了只有一个边际协议。在最有趣的结果中，Tully-Fisher关系和Freeman（1970）指出的恒定中心亮度似乎是初始宇宙学条件的自然结果。
1996-10-28 astro-ph
A new scenario for the origin of galactic warps
银河系的弯曲是一个未解决的老问题，自从50年代末发现银河系的HI弯曲以来。在本文中，我们提出了一个新的方案，解释了很大一部分观察到的光学翘曲。基于N体模拟，我们表明，现实的星系盘，其中的暗物质基本上是分布在一个磁盘，受到弯曲不稳定性。S形、U形以及不对称的翘曲是自发产生的，并且在某些情况下是长期存在的。虽然这种情况下提出的优势，解释了三种观察到的弯曲，它也带来了新的限制暗物质分布在螺旋星系。最后，它为我们提供了一个统一的星系图片，其中星系的不对称性，如酒吧，螺旋和扭曲的结果，从引力不稳定性。
2005-09-12 astro-ph
Late time Cosmological Phase Transition and Galactic Halo as Bose-liquid
我们认为在宇宙学相变理论中出现的超轻赝南武-戈德斯通玻色子是暗物质的候选者。由于它几乎没有质量，它的性质更像波而不是粒子。因此，我们应用量子力学来研究它们是如何形成星系晕的。三是预测;（1）质量分布$ρ\sim r^{-1.6}$，（2）旋转曲线上有波纹状的精细结构，（3）旋转速度乘以波纹的波长在很大程度上与星系无关。我们比较了我们的理论预测的旋转曲线与观察到的数据。
1992-05-08 astro-ph hep-ph
