A Kinematic Link between Boxy Bulges, Stellar Bars, and Nuclear Activity in NGC 3079 & NGC 4388
我们提出了直接的运动学证据的酒吧流运动在两个活跃的星系与四四方方的恒星凸起。在加拿大-法国-夏威夷3.6米望远镜和夏威夷大学2.2米望远镜上使用了夏威夷成像法布里-珀罗干涉仪，以推导Sc星系NGC 3079和Sb星系NGC 4388盘中线发射气体的二维速度场。与之前基于长缝数据的工作相反，从法布里-佩罗数据中检测棒势并不依赖于内林德布拉德共振或强棒诱导冲击的存在。简单的运动学模型，近似的内在气体轨道作为不相交，倾斜的椭圆环，保持角动量的特点所观察到的速度场。NGC 3079和NGC 4388的箱形凸起都是使用新的近红外图像来确认的，以减少尘埃遮蔽。星光在这些星系的形态分析相结合的气体运动学的法布里-珀罗光谱测试恒星酒吧，涉及短暂的盒状隆起的演化模型，并量化的重要性，这样的酒吧在燃料活跃的核。我们的数据支持演化棒模型，但未能令人信服地证明NGC 3079和NGC 4388中的恒星棒直接触发或维持核活动。（节略）
1999-07-30 astro-ph
Boxy/peanut bulges : formation, evolution and properties
我们讨论了形成和演变的boxy/花生凸起（B/Ps），并提出了新的模拟结果。轨道结构的研究表明，B/Ps的一部分，酒吧看到的边缘上，他们有他们的起源在垂直不稳定性的光盘材料，他们是有点短的范围比酒吧。当棒形成时，它是垂直薄的，但经过一个回转的时间后，它经历了垂直不稳定和弯曲。这时，棒的强度降低，其内部变厚，因此，从侧面看，它获得了花生或盒子的形状。第二个屈曲事件被认为是在模拟与强大的酒吧，伴随着进一步增厚的B/P和弱化的酒吧。从数量上说，这种演化在很大程度上取决于晕的性质，特别是其核心的范围。这影响了星系内部交换的角动量的数量，这些角动量是由棒区的近共振物质发射的，并被晕和外盘中的近共振物质吸收。具有小核的晕通常具有更强的杆和B/P，并且它们经常见证双屈曲。
2008-02-04 astro-ph
Orbital dynamics of three-dimensional bars: III. Boxy/Peanut edge-on profiles
我们目前的家庭，和家庭的集合，定期轨道，提供积木盒和花生（以下简称B/P）的边缘上的配置文件。我们发现的情况下，B/P配置文件被限制在模型的中心部分和酒吧的主要部分参与这种形态的情况下。b/p特征可以通过与x1族的3D分叉相关联的3D族来构建，或者在某些模型中，甚至可以通过与z轴轨道相关并且存在于大能量间隔上的族来构建。在几个边缘星系的方形凸起内部观察到的{ \sf“X”}特征可以归因于连续x1 v1轨道的峰值（Skokos et al. 2002 a，下文为论文I），只要它们的稳定性允许。然而，一般来说，x1 v1家族必须克服S \ar \D \ar S跃迁的障碍，以支持b/p特征的结构。其他可以作为b/p特征的主干的家族是x1 v4和z3.1s。我们在模型中发现的方形或花生形结构的形态和大小取决于支持b/p特征的家族的存在和稳定性。本研究赞成这样的想法，即所观察到的边缘上的配置文件是家庭的周期性轨道，可以发现在适当选择的哈密顿系统，描述潜在的酒吧的印记。
2002-09-02 astro-ph
The Nature of Boxy/Peanut-Shaped Bulges in Spiral Galaxies
我们提出了一个系统的观察研究酒吧和四四方方/花生形（B/PS）凸起之间的关系。我们首先审查和讨论拟议的机制，其形成，侧重于吸积和酒吧屈曲的情况。使用新的方法依赖于运动学的边缘盘，然后，我们寻找酒吧在一个大样本的边缘上的螺旋星系的B/PS凸起和一个较小的控制样本的边缘上的螺旋与更多的球状凸起。我们提出的位置-速度图的电离气体从光学长缝光谱。我们发现，几乎所有的B/PS凸起是由于一个厚酒吧看到的边缘上，而只有少数极端情况下可能是由于外部材料的吸积。这有力地支持了B/PS凸起形成的杆屈曲机制。在对照样本中，没有一个星系显示出条形的证据，这反过来表明条形通常是B/PS。我们考虑了星系盘中尘埃的影响，但得出的结论是，它不会显着影响我们的结果。在许多物体中观察到与运动学结构相关的不寻常的发射线比，我们认为这与星系盘中存在强棒是一致的。正如N体模拟所预期的那样，方形-花生过渡似乎与视角有关，但需要更多的工作来推导出凸起中的棒的精确方向。在边缘螺旋星系中对棒的可靠识别首次为观测研究其垂直结构提供了可能性。
1999-04-01 astro-ph
Boxy/peanut and discy bulges : formation, evolution and properties
“凸起”类包含具有非常不同的形成和演化路径以及非常不同的性质的物体。我回顾了两种类型的“凸起”，四四方方/花生凸起（B/Ps）和圆盘凸起。前者是从侧面看的沙条的一部分，起源于盘的垂直不稳定性，其范围比沙条稍短。它们的恒星星族与形成它们的圆盘的内部相似。盘状凸起具有盘状轮廓，即，从正面看，它们是圆形或椭圆形的，从侧面看，它们是薄的。它们的范围比方形/花生状凸起的范围小5倍。它们是由主要是气态物质流入星系中心和随后的恒星形成的。因此，它们含有大量的年轻恒星和气体。在同一个星系中，不同类型的凸起经常共存。我回顾了这两种类型的凸起的主要已知结果，并提出了新的模拟结果。通过垂直屈曲，在杆之后形成约1Gyr的B/Ps。此时，棒强度降低，其内部变厚-形成花生状或盒状-并且比率$σ_z^2/σ_r^2$增加。第二个屈曲事件被认为是在模拟与强大的酒吧，也伴随着增厚的花生和削弱的酒吧。B/Ps的属性与酒吧的属性密切相关：更强的酒吧有更强的花生，更平顶的垂直密度分布，并经历了更多的屈曲。我还提出了模拟盘星系形成，其中包括一个盘状隆起的形成。他们的径向密度分布分解成一个指数盘和Sersic凸起给出了现实的价值观的光盘和凸起的尺度长度和质量比，和Sersic形状指数的顺序为1。
2008-02-01 astro-ph
Stellar Kinematics of Boxy Bulges: Large-Scale Bars and Inner Disks
获得了30个边对旋涡星系的长轴长缝恒星运动学，其中24个星系具有方形/花生形（B/PS）凸起。B/PS凸起存在于>45%的高倾斜系统中，许多工作表明它们是厚棒的边缘投影。的平均恒星速度V，速度色散σ，和非对称（H3）和对称（H4）偏离高斯的配置文件。与N-body bar诊断相比，我们发现80%的样本中有bar签名。B/PS核球星系的旋转曲线通常呈现双峰状，中间有一个斜坡或平台。它们通常显示出平坦的中心速度频散曲线，并伴有次峰或平台，并且>=40%具有局部中心西格玛最小值。H3的配置文件显示多达3个斜率反转和H3通常与V在假定的酒吧长度，从轴对称磁盘的预期相反。这些特征性的钢筋特征加强了B/PS凸起和钢筋之间密切联系的情况。在大多数星系的中心，h3与V是反相关的，这表明它们还拥有冷而致密的解耦近轴对称的中央恒星盘。这些与先前确定的恒星形成电离气体盘在气体丰富的系统，我们认为，他们形成了气体流入驱动的酒吧。正如N-体模型所建议的，H3似乎是一个可靠的示踪剂的不对称磁盘，允许区分轴对称和禁止磁盘中看到的投影。B/PS凸起（因此，所有凸起的大部分）似乎是由磁盘的材料，已获得了大的垂直范围内，通过酒吧驱动的垂直不稳定性。因此，它们的形成可能是由长期的进化过程而不是合并所主导的。[摘要]
2004-03-10 astro-ph
Boxy/peanut "bulges": comparing the structure of galaxies with the underlying families of periodic orbits
盘星系的垂直轮廓是由被困在稳定的周期轨道周围的物质构成的，这些物质形成了它们的“骨架”。根据这一点，在适当的三维模型中的主要家族的周期轨道的稳定性的知识，可以预测可能的边缘盘星系的形态。在一个试点调查中，我们比较的轨道结构，导致出现的“花生”和“X”的功能与边缘上的配置文件的三个盘星系（IC 2531，NGC 4013和UGC 2048）。从代表星系轴对称分量的模型的图像中减去，揭示了非轴对称项的贡献。我们发现模型中3D酒吧的轨道轮廓与所观察到的残差的主要形态特征之间存在直接对应关系。我们还采用了一个简单的反锐化掩模技术，以研究图像的最尖锐的功能。我们的基本结论是，这些星系的四四方方的“凸起”的形态可以通过考虑被困在稳定的3D周期性轨道周围的圆盘材料来解释。在大多数模型中，这些积木式周期轨道是从非轴对称部件（通常是杆）的平面中心族在低阶垂直共振处分叉的。在这种情况下，四方形的“凸起”是侧面看到的酒吧的一部分。对于我们研究的三个星系的家庭与“花生”或“X”形的形态最有可能在垂直2/1或4/1共振分叉。
2005-12-09 astro-ph
Why Buckling Stellar Bars Weaken in Disk Galaxies
盘状星系中的年轻恒星棒经历了垂直屈曲不稳定性，这终止了它们的生长并使它们变厚，当从边缘观察时，导致了一个特征性的花生/盒子形状。使用嵌入在活晕中的星系盘的N体模拟，我们分析了整个不稳定性过程中的棒结构，发现棒的外部三分之一完全溶解，而内部三分之一完全溶解。（在垂直内部林德布拉德共振内）变得不那么椭圆。该条获得了经常观察到的花生状/盒状等照度线。我们还发现，杆屈曲是负责质量注入以上的平面，随后被困在特定的3-D家庭的周期性轨道的特定形状解释所观察到的等照度线，与以前的工作。使用3-D轨道分析和表面的部分，我们推断，酒吧的外部溶解的一个迅速扩大的随机区域周围的共转半径-一个过程相关的酒吧的增长。这导致棒尺寸急剧减小，整体棒强度降低，并且其图案速度轻微增加，但预计不会导致完全棒溶解。屈曲的不稳定性似乎主要负责缩短长期的扩散时间尺度的动态建设时，盒状等照度线。足够长的时间尺度所描述的演变，~1陀螺仪，可以影响观察到的酒吧分数在当地的宇宙和更高的红移，无论是通过减少酒吧的强度和没有尘埃偏移车道酒吧。
2004-08-13 astro-ph
Can bars be destroyed by a central mass concentration? I. Simulations
研究了中心质量浓度（CMC）对棒盘星系长期演化的影响。与以往的研究不同，我们使用完全自洽的三维$N$体模拟与活晕，这是已知的酒吧的演变是重要的。CMC是逐渐引入的，以避免瞬变。在CMC的质量是圆盘质量的百分之几或更多的所有情况下，棒的强度显著降低。这种减少的量在很大程度上取决于酒吧的类型。对于相同的CMC，酒吧与指数表面密度分布，形成在一个磁盘为主的星系（MD型酒吧），可以完全摧毁，而强大的酒吧与平坦的表面密度分布，其演变主要是由于晕（MH型酒吧），只见证了他们的强度下降。这种减少同时发生在杆的最里面和最外面的部分。CMC对更高方位波数$m$的傅立叶分量具有更强的影响，导致更粗和/或更少的矩形杆。此外，CMC将侧面轮廓从花生形改变为方形，或者对于大型CMC，改变为椭圆形。类似地，侧面的初始方形轮廓可以被破坏。CMC也影响速度弥散分布。棒强度的大部分降低发生在CMC质量增加时，并且伴随着图案速度的增加。在我们所有的模拟中，为了破坏杆所需的CMC的质量至少是圆盘质量的百分之几。这表明，观测到的超大质量黑洞不太可能破坏预先存在的棒。
2005-07-24 astro-ph
Edge-on boxy profiles in non-barred disc galaxies
不仅在棒星系的模型中可以解释玻色子侧边轮廓，而且在正常（非棒）星系的模型中也可以解释。因此，酒吧的存在并不是出现此功能的必要条件，正如人们经常假设的那样。我们发现，一个“盒子”或“花生”结构的中心部分的模型是由于存在的垂直共振，稳定的家庭的周期轨道分叉从平面x1家庭。这些族的轨道在它们在赤道平面上的投影中到达离中心的最大距离，超过这个距离，它们通过仅仅增加它们与赤道平面的偏差来增加它们的平均半径。由此产生的轨道轮廓是“阶梯型”的，并构成了骨干观察到的四四方方的结构，在边缘上的意见，$N$体模型，我们认为，在边缘上的意见，盘星系。由于垂直共振的存在是独立的酒吧或螺旋扰动的光盘，'盒'的配置文件也可能出现在几乎轴对称的情况下。
2002-05-27 astro-ph
Evolution of Stellar Bars in Live Axisymmetric Halos: Recurrent Buckling and Secular Growth
盘星系中星棒的演化伴随着动力学不稳定性和长期变化。在垂直屈曲不稳定性之后，酒吧被称为显着减弱，并开发一个明显的盒子/花生形状时观察edgeon. Using高分辨率N体模拟嵌入在活的轴对称暗物质晕的恒星盘，我们已经调查了长期的酒吧形态的变化，特别是酒吧的大小，其垂直结构和角动量交换的演变。我们发现，以下的初始屈曲，酒吧恢复其增长从深处的共转半径，并遵循超谐共振之后。我们还发现，这种长期的酒吧增长触发一个壮观的二次垂直屈曲不稳定，导致出现的特征boxy/花生/X形凸起。杆件的长期增长对反复屈曲的发展至关重要。此外，二次屈曲是温和的，持续了相当长的一段时间，~3 Gyr，并可以有观测对应。总体而言，恒星酒吧显示其属性的经常性行为，并通过增加其线性和垂直范围，动态和长期的演变。我们还明确表明，酒吧的长期增长介导的连续角动量转移从磁盘到周围的晕，这种角动量重新分配是共振的性质-大量的低共振陷阱磁盘和晕粒子，这种陷阱是强大的，在广泛的协议与文献中的早期结果。
2005-10-06 astro-ph
Box- and peanut-shaped bulges. III. A new class of bulges: Thick Boxy Bulges
通过对1224个直径大于2 '的边缘盘星系的观测，我们发现了几个具有异常凸起的星系，它们符合两个标准：它们是盒形的，相对于星系的直径来说很大。这些凸起经常受到干扰，经常显示出突出的不规则性和不对称性，有些可能具有合并残留物或合并卫星。对于这些凸起，我们已经引入了术语"厚体凸起"（TBB）。大约2%的盘星系（S0-Sd），以及4%的盒状和花生状（b/p）星系属于这类星系。利用多色CCD和近红外数据，我们扩大了我们的样本，并跟踪了近20个星系的TBB。这些星系中的一大部分的扰动形态表明，许多TBB星系没有动态解决。对于TBBs，盒形的范围似乎太大而不能由正常的棒电位产生。因此，我们得出结论，两类b/p凸起存在不同的起源。虽然大多数（~96%）b/p凸起可以单独用棒来解释，但TBB的扩展盒状结构最有可能是由下落的卫星伙伴（软合并）的吸积物质造成的。
2004-01-06 astro-ph
Unveiling the Boxy Bulge and Bar of the Andromeda Spiral Galaxy
2 MASS 6x计划对仙女座星系（M31）光盘范围进行了一次新的2.8 deg^2 J，H，K_s红外观测，提供了一个几乎完全不受尘埃消光影响的M31中心的清晰图像，并揭示了一个高对比度的隆起，其具有非常方形的等照度线，主导了近红外光的半长轴约为700“（2.6 kpc）。内部凸起（<~ 50“）相对呈圆形，但显示出一定的等照度扭曲。除此之外，凸起的椭圆度和方形度随着半径的增加而增加-达到与近红外线观察到的任何其他已知盘星系相媲美的方形度-并且位置角恒定在约50度，比M31盘的位置角高出约10度。在高度倾斜的磁盘中的Boxy凸起已被证明是酒吧的垂直结构，和自洽的，N体建模特定于这里提出的近红外图像可以重现观察到的近红外M31功能与经典的凸起和boxy凸起/酒吧的组合。在盒状凸起区域之外，几乎沿着盘的40度位置角，一条窄的红外线通量脊，可以用棒的薄部分来识别，或多或少对称地延伸到内盘中，半长轴半径为700“至1200”或更大。在NIR波段上看到这些不同的M31结构的形态或相对亮度的微小变化（即，看不到颜色梯度）。这些新的数据证实了M31是一个像银河系一样的棒旋星系。
2006-05-09 astro-ph
Bar-Driven Evolution and 2D Spectroscopy of Bulges
一个多方面的方法来约束的重要性，酒吧驱动的演化盘星系，特别是隆起的形成。N-体模拟是用来构建恒星运动酒吧诊断边缘上的系统，并量化预期的垂直结构的酒吧，他们相比，观察30个边缘上的螺旋，大多数有一个方形的凸起。长缝光谱的星系显示特征双峰旋转曲线，色散曲线与次峰和/或平坦的最大值，和相关的h3和V的配置文件，表明他们中的大多数港口边酒吧。冷，准轴对称的中央恒星盘的存在也建议，大概是通过酒吧驱动的气体流入和恒星形成。同样星系的K波段成像也突出了棒的尺度高度的径向变化，正如垂直盘不稳定性所预期的那样。光的轮廓在形状上也径向变化，但永远不会接近经典的德沃库勒定律。过滤的图像进一步隔离的特定轨道家庭在原点的boxy结构，这可以直接相关的周期性轨道计算在3D禁止的潜力。因此，酒吧的大规模的三轴隆起和嵌入式中心盘的形成作出了重大贡献。还介绍了SAURON巡天对恒星/电离气体运动学和球状体的恒星星族的有关结果。例子是用来说明耦合恒星运动学和linestrengths（年龄和金属丰度）的潜力，在这里特别是解开酒吧和凸起的动力学演化和相关的化学富集的历史。[摘要]
2004-07-28 astro-ph
Morphology, photometry and kinematics of N-body bars. I Three models with different halo central concentrations
我们讨论的形态，测光和运动学的酒吧已形成的三个N体模拟。它们最初具有相同的盘和相同的晕-盘质量比，但它们的晕具有非常不同的中心浓度。第三模型包括凸起。具有中心集中晕的模型（MH模型）中的柱比具有较少中心集中晕的模型（MD模型）中的柱更强、更长和更细。从侧面看，它的形状从四四方方演变成花生状，然后变成X形，而MD型则保持四四方方。从沿棒长轴切割获得的投影密度分布，无论是正面还是侧面视图，都显示出平坦的部分，而模型MD的密度分布则迅速下降。模型MH的正面密度分布的傅立叶分析显示出非常大的m = 2、4、6和8分量。与此相反，对于模型MD，分量m = 6和8可以忽略不计。模型MH的速度场显示出强烈的偏离轴对称，特别是有波浪状的等速杆端部附近时，沿酒吧短轴。当从侧面观察时，它显示出圆柱形旋转，而MD模型没有。具有凸起和非中心集中晕（MDB）的模型的杆的性质介于其他两个模型的杆的性质之间。所有这三个模型都表现出大量的流入的光盘材料在其演变过程中，使年底的模拟光盘主导晕在内部的部分，即使是模型MH，其中晕和光盘的贡献最初在该地区是可比的。
2001-11-22 astro-ph
Barred Galaxies: an Observer's Perspective
我回顾了完善的和最近的发现酒吧的属性，和他们的宿主星系，源于光度和光谱观测，并讨论如何理解这些发现可以在酒吧的形成和演变的全球图片，保持与理论发展的连接。特别是，我显示了详细的结构分析的结果？300棒星系在斯隆数字巡天，提供物理量，如酒吧的长度，椭圆度和boxyness，酒吧总光度比，可以作为一个坚实的基础上，可以建立现实的模型，或比较更基本的理论结果。我还展示了相关性，表明条状物随着动态年龄而变得更长、更薄、更强，并且条状物和凸起的生长是相关的。最后，我简要地讨论了开放的问题和未来研究的可能方向。
2008-02-05 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
On the nature of bulges in general and of box/peanut bulges in particular. Input from $N$-body simulations
在盘星系中被指定为凸起的物体并不形成一个均匀的类。我区分了三种类型。经典的凸起，其性质类似于椭圆星系，通过坍缩或合并形成。长方形和花生状的凸起，这是在靠近边缘的星系中看到的，实际上只是边缘上看到的棒的一部分。最后是圆盘状的凸起，这是（主要）气体流入最中心部分以及随后的恒星形成的结果。我做了一个详细的比较，四四方方和花生凸起的属性与$N$ -身体酒吧看到边缘和回答以前提出的反对意见之间的联系。我还提出和分析模拟，其中一个四四方方/花生功能是目前在同一时间作为一个经典的球状凸起，并将它们与观察比较。最后，我提出了一个术语，可以帮助区分这三种类型的凸起，避免相当大的混乱。
2005-02-16 astro-ph
Dark Halo Shapes and the Fate of Stellar Bars
本文利用Liapunov指数研究了具有轻度三轴晕的棒星系轨道的稳定性。该方法非常适合于截面表面和其他简单诊断不适用的时变三维势。我们发现，当晕是集中的，大多数轨迹开始附近的平面包含酒吧变得混乱。此外，许多剩余的规则轨迹的形状与棒密度分布不匹配，太圆。当非旋转非轴对称扰动达到10%时，几乎所有积分轨迹都是混沌的，并且具有大的Liapunov指数。因此，如果密度图的演化与轨道不稳定性的特征时间尺度直接相关，那么棒的溶解将在很少的动力学时间尺度上发生。缓慢旋转的非轴对称贡献的潜力所需的发病广泛的混沌行为是非常小的。因此，由中心集中的轴对称晕和恒星棒组成的系统似乎在结构上是不稳定的，与完美轴对称的微小（1%）偏差应该会导致棒溶解的时间尺度明显小于哈勃时间。由于在大尺度结构的CDM模拟中发现的晕是中心集中的和三轴的，所以嵌入在这样的晕中的恒星棒不太可能形成和存活，除非在重子分量的形成过程中对晕进行修改。
2002-03-21 astro-ph
On the deprojection of axisymmetric bodies
构造轴对称密度分布，当从一定范围的倾斜角$i$观察时，该轴对称密度分布是不可见的。通过将这样的分布添加到模型星系中，它可以被制成盘状或方形，而不会以任何方式影响其投影图像。当星系的倾角从边缘到正面逐渐减小时，“不可见”密度的范围、离投影的不确定性以及离投影对噪声的敏感性都增加了。这些现象之间的关系是澄清帕尔默的解投影算法的分析。这些结果意味着，盘凸比是在原则上不确定的测光，除非磁盘是强大的或系统被认为是精确的edge-on. The不确定的第三次积分在星系中的作用，使它不清楚在何种程度上可以解决这种不确定性的运动学研究。
1995-08-25 astro-ph
Bar Diagnostics in Edge-On Spiral Galaxies. III. N-Body Simulations of Disks
目前在超过45%的当地螺旋，四四方方和花生形的凸起通常被解释为边上酒吧，并可能代表一个关键阶段，在凸起的演变。为了验证这种说法，自洽三维N体模拟杆不稳定盘的运动学特性进行了研究。利用高斯-厄米多项式描述恒星运动学，在边缘盘中识别出一些特征性的光条特征：1）具有准指数中心峰和中等半径平台的长轴光剖面（Freeman II型剖面）; 2）"双峰“旋转曲线; 3）在中等半径处有一个平坦的中心速度弥散峰，偶尔有一个局部中心最小值和第二峰; 4）在投影棒长度上有一个h3-V相关。所有这些运动学特征在空间上都是相关的，并且可以很容易地从棒斑盘的轨道结构中理解。因此，它们提供了一种可靠且易于使用的工具来识别边缘钢筋。有趣的是，它们都是在没有耗散的情况下产生的，并且越来越多地被认识到在螺旋中是常见的，这为隆起形成的酒吧驱动的进化情景提供了支持。所谓的“8字形”位置-速度图从未观测到，正如对现实轨道配置所预期的那样。虽然不是唯一相关的三轴性，线的视线速度分布与高速尾（即H3-V相关）出现特别有前途的示踪剂的酒吧。恒星的运动学特征确定增长的酒吧的发展和变化不大的小倾角变化的强度。许多可以用来跟踪酒吧的长度。与观测结果的比较是令人鼓舞的，并支持了这样一种观点，即四方形和花生形的凸起只是从侧面观察的厚条。
2005-03-23 astro-ph
On Bars, Bulges and Fuelling of Active Galactic Nuclei
至少在理论上，中心黑洞的填充和膨胀都是由非轴对称势促成的。这里有人认为，最近建立的表面亮度分工之间的膨胀为主的星系，占主导地位的本地2型活动星系的光度函数，和磁盘为主的星系主机（充其量）弱活动星系可以理解的一个简单的酒吧不稳定性标准。
2004-08-11 astro-ph
Gas flows and bars in galaxies
旋涡星系的动力学演化强烈依赖于非轴对称模式，这些模式是由引力不稳定性自发或外部触发而产生的。一些演化序列描述了星系可能通过它集中质量和建立凸起，如何从宇宙细丝外部气体吸积可以漏斗到星系盘，并间歇性地驱动到星系中心，形成核星爆和燃料的活动核。条纹的频率和不对称性都可以用来限制气体的吸积速率。
2006-08-29 astro-ph
Dynamical Evolution: Spirals and Bars
非轴对称的模式，如螺旋和酒吧的主要驱动力的演变盘，在转移角动量，并允许质量吸积。这种演化是通过自我调节和反馈机制进行的，如中心质量集中导致棒的破坏或弱化，核棒接管气体径向流动和质量吸积的解耦等。这些内部机制也可以通过与环境的相互作用来触发。最近的问题进行了讨论，如反旋转的影响，在m=1和m=2模式的发展和质量吸积的中央AGN。
2000-08-22 astro-ph
Observable Properties of Double-Barred Galaxies in N-Body Simulations
虽然至少有四分之一的早期型棒星系的次级恒星棒嵌入在它们的大尺度的主要对应物中，但这种双棒星系的动力学仍然没有得到很好的理解。最近，我们报告成功地模拟这样的系统在一个可重复的方式在无碰撞系统。为了加深我们对双棒星系的理解，我们在这里描述了这些星系的N体模拟的密度和运动学。这将有助于与观测结果进行比较，并有助于更好地理解所观测到的双棒星系。我们发现，我们模拟的二次酒吧的形状和大小是相当合理的观察相比。我们表明，一个真正的解耦的二级酒吧可能只产生一个弱的扭曲的运动学短轴在恒星速度场，由于相对较大的随机运动的恒星在中心区域。我们还发现，边缘上的核酒吧可能不相关的四四方方的花生形凸起，这是最有可能的边缘上的主要大型酒吧。最后，我们证明了非刚性旋转的二次杆的原因，其图案的速度不能得到很大的精度使用Türze-Weinberg方法。我们还比较了NGC 2950，一个典型的双棒早型星系，这表明核棒可能是在相反的意义上作为主要的旋转观测。
2007-11-06 astro-ph
Formation and dynamical evolution of galaxies and of their components
从这个庞大的主题中，我将挑选和审查三个具体的主题，即酒吧的形成和演变，凸起的形成，以及在多个主要合并过程中的演变。棒在星系盘中自然形成。它们的演化是由星系内角动量的交换驱动的。这主要是由内盘（棒）中的近共振物质发射的，并被外盘和晕中的近共振物质吸收。因此，杆变得更强，旋转更慢。凸起不是同类的对象。根据它们的形成历史，可以区分出三种类型。经典的凸起主要是在实际的盘元件之前形成的，来自坍塌或合并以及相应的耗散过程。圆柱形/花生状凸起是从侧面看的棒料的一部分。最后，由于棒料扭矩，材料向中心流入，形成盘状凸起。大的合并会带来强大而快速的演化，并能将盘状星系转变为椭圆星系。我目前的结果，从模拟的多个合并在组的盘或椭圆星系，并讨论轨道各向异性的合并残余。
2005-10-28 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
Secular Evolution of Disc Galaxies and of their Components
我讨论了几个方面的长期进化与酒吧和四四方方/花生凸起，基于大量的高分辨率，完全自洽的$N$体模拟。当棒形成时，它和圆盘一样薄。它的三维形状，然而，演变，所以，在以后的时间，它有一个厚的内部和薄，更广泛的外部。前者，当从侧面观察时，由于其形状，被称为四四方方/花生状凸起。盒/花生的强度与杆的强度相关，最强的情况下，形成后两个屈曲事件。盒子/花生的范围是大大短于酒吧的长度，在良好的协议与轨道结构的研究和观测。从靠近棒星系的角度观察，但不完全是从侧面观察，棒星系显示出特定的等密度线/等照度线形状，棒星系的厚部和薄部是不同的。M31的等照度线也有这样的形状。这一点，结合径向光度分布和运动学，证明M31是一个棒星系。因此，在大约50'处看到的伪环可能是在杆的外部Lindblad共振处形成的外环。
2006-10-04 astro-ph
Evolution of spiral galaxies in modified gravity: II- Gas dynamics
比较了修正牛顿动力学（MOND）和含暗物质的牛顿动力学（DM）中旋涡星系的稳定性。我们扩展了我们以前的模拟，涉及纯恒星盘没有气体，处理气体耗散和恒星形成的影响。我们还改变了MOND和牛顿政权之间的插值函数。酒吧的形成进行了比较，在这两个动力学，从初始条件相同的可见组件。第一个结果是，MOND星系的演化不受μ函数的影响，它发展出具有相同频率和强度的条。μ函数的选择显著地改变了等效的DM模型，改变了暗物质与可见物质的质量比，因此改变了稳定性。气体的引入缩短了DM模型中棒形成的时间尺度，但在MOND模型中没有显著缩短。因此，有气体时，MOND和DM条频率直方图现在比没有气体时更相似。平面的增厚是通过与沙洲和花生状地层的垂直共振而发生的，与气体的共振甚至更快。由于质量随着气体变得更加集中，花生的半径更小，并且伪凸起的外观更四四方方。杆的强度差异由饱和度和反馈效应缓和，如由于重力扭矩引起的气体流入导致的杆弱化或破坏。对一系列代表哈勃序列的模型进行平均，MOND模型比等效的DM模型有更多的条，更强的条，更好地拟合观测结果。由棒驱动的气体流入在Lindblad共振处产生积累，并且MOND模型可以很好地再现观察到的形态，正如之前在牛顿动力学中发现的那样。
2008-03-18 astro-ph
The influence of gas on the structure of merger remnants
我们提出了一个大的早期型盘星系的合并模拟与质量比为1：1和3：1和10%的总盘质量的气体。与无碰撞的情况相反，气体的等质量合并不会导致非常boxy的残留物，这是由盒轨道的抑制和短轴管轨道的投影形状的变化，在更轴对称的残留物。天然气的存在对3：1残余物的等照度线形状以及1：1和3：1残余物的整体运动学性质的影响很小。1：1残留物缓慢旋转，而3：1残留物快速旋转且呈圆盘状。恒星LOSVD的形状受到气体的强烈影响。无碰撞残留的LOSVDs有广泛的领先的翅膀，而他们的气体对应物显示陡峭的领先的翅膀，更符合椭圆星系的观测。我们发现，这种变化也是由抑制填充盒轨道，它是放大的合并残留物中的扩展气体盘的形成。如果椭圆星系是由合并形成的，我们的结果表明，大质量的，缓慢旋转的方形椭圆星系不可能是由盘的耗散合并形成的。纯恒星（干）合并是更有可能的候选者。另一方面，低质量，快速旋转和盘状椭圆星系可以形成耗散（湿）合并的早期型光盘。到目前为止，只有不等质量的盘合并气体可以成功地解释他们观察到的子结构。这与Kormendy和Bender（缩写）提出的从方形椭圆星系到盘状椭圆星系再到螺旋星系时，气体耗散的重要性越来越大的修正形态分类方案是一致的。
2006-08-02 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
A Self-Consistent Dynamical Model for the {\sl COBE} Observed Galactic Bar and Its Application to Microlensing
本文用数值计算的大约500个轨道，用史瓦西方法的推广，构造了一个银河棒的自洽恒星动力学模型。该模型符合{ \sl COBE}发现的不对称盒状光分布和观测到的球核恒星运动学。模型势也与内星系HI和CO速度图的非圆运动相一致。我们还使用恒星杆模型来构建一个N体模型来研究稳定性和对凸起的微透镜映射，这可以解释观测到的光学深度和事件持续时间的CNOMO和OGLE合作。这里使用的技术可以应用于解释光和速度数据的外部凸起/酒吧和星系核。
1995-08-30 astro-ph
Bar strengths in spiral galaxies estimated from 2MASS images
利用2微米全天巡天（2 MASS）图像给出了107个旋涡星系的非轴对称力。我们应用笛卡尔积分和极坐标网格积分利用有限数量的方位角傅立叶分量的密度。我们发现，杆的强度是独立的方法来评估重力势。然而，极坐标方法更适合于弱噪声图像。杆强度被发现是敏感的哈勃型依赖的规模高度的磁盘，这在以前的研究中被忽略。另一方面，该方法是相当不敏感的垂直模型的磁盘，只要假设一个相同的垂直色散，或盒状/花生形结构，研究在非恒定的垂直尺度高度沿磁盘。在近红外光谱中，我们样本中的大多数星系在某种程度上表现出非轴对称力，其中40%的星系具有条形，从某种意义上说，它们具有m=2傅立叶密度分量的恒定相位区域。
2002-09-11 astro-ph
Structure, Kinematics, and Dynamics of Bulges
首先介绍了我们对凸起的理解的历史回顾，突出了凸起和椭圆之间的相似性和差异。然后，一些当前感兴趣的主题进行审查，绕过恒星星族问题，并集中在结构和动力学问题有关的凸起和磁盘。这些主题是：i）基本平面; ii）两类隆起（R^1/4和指数隆起）的证据及其对隆起形成的意义; iii）隆起的三维结构，特别是方形/花生形隆起与棒状隆起之间的关系; iv）隆起的核性质及其对隆起动力学和长期演化的可能影响; v）隆起中暗物质的大尺度质量分布和证据。最后，宽场积分场光谱和其他仪器的发展（空间和地面）提供的新前景进行了讨论。
2002-03-26 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
Bars from the Inside Out: An HST Study of their Dusty Circumnuclear Regions
棒驱动的质量流入的结果是直接观察到的高分辨率的HST观测其环核区域。这些观测结果揭示了大量由尘埃带主导的结构，通常具有螺旋状的形态，以及最近的恒星形成。最近的工作表明，这些结构中的一些与酒吧的存在或不存在相关。我延长这项工作的调查作为酒吧的强度为样本的48个星系与测量酒吧的强度和“结构图”计算从HST图像的函数的环核形态。这些星系的结构图，预计空间分辨率为2 - 15 pc，显示出与大设计（GD）环核尘埃螺旋的星系的比例显着增加与酒吧的强度，而紧密缠绕的尘埃螺旋只存在于最轴对称的星系。GD结构只存在于被归类为SB（s）或SB（rs）的星系的中心，而不是SB（r）。SB（s）星系平均比SB（r）星系有更强的棒。也有一个适度的增加，松散的伤口尘埃螺旋的比例在后来的形态类型，这可能反映了一个增加的比例与环核，气体盘的星系。（节略）
2004-06-29 astro-ph
The formation and evolution of bars in low surface brightness galaxies with cold dark matter halos
我们进行了几个高分辨率的N体/SPH模拟的低表面亮度星系（LSB）嵌入在冷暗物质晕，以研究如何可能是酒吧形成在这样的系统。各种碰撞星系模型的行为进行了研究，在隔离和存在一个大的扰动卫星。我们还考虑模型中占主导地位的气体成分的磁盘。我们发现，在一般酒吧的形成需要磁盘的质量至少是一个因素的2高于推断的LSB的假设下，一个正常的恒星质光比。低表面密度的恒星盘贡献小于10%的总维里质量是稳定的NFW晕跨越一系列的浓度。然而，如果冷却非常有效（我们采用等温状态方程）并且晕的浓度非常低（c < 5），即使对于相当低的质量和现实的温度，纯气态盘也可以形成棒。在这些LSB模型中形成的条比典型的晕尺度半径短-它们的整体角动量含量可能太低，以至于不能显著影响内部的暗晕结构。一旦形成，所有的酒吧演变成隆起状结构，在几个Gyr和可以激发周围的磁盘组件的螺旋图案。最近发现的红色LSB显示出显着的非轴对称结构和隆起的成分，并分享他们的许多结构特性与我们的LSB模型的最终状态与大规模磁盘。我们的研究结果意味着，在任何低表面亮度的星系，曾经去酒吧不稳定的过去，一个膨胀的组件必须存在。
2003-03-11 astro-ph
A Technique for Separating the Gravitational Torques of Bars and Spirals in Disk Galaxies
我们描述了一种基于傅立叶变换的方法来分离近红外图像中的条纹和螺旋线。该方法利用了杆通常是具有相对固定位置角的特征的事实，并且使用简单的假设，即由于杆引起的相对傅立叶振幅以与它们上升到最大值相同或相似的方式随着半径下降超过最大值。在这样的假设下，可以将条形外推到螺旋区域并从图像中移除，只留下螺旋和轴对称背景盘光。该程序使我们能够估计最大的重力扭矩每单位质量每单位平方的圆速度的酒吧和螺旋迫使分开，参数，定量定义酒吧的强度Q_b和螺旋强度Q_s以下的Buta & Block最近的研究。我们在这里使用NGC 6951的2.1微米图像概述了整个过程，NGC 6951是一个典型的SAB（rs）bc螺旋。我们证明我们的假设，如何使酒吧外推使用NGC 4394，一个棒旋只有弱近红外螺旋结构的分析，我们证明所需的傅立叶项的数量使用NGC 1530，最强的棒星系（酒吧类7）已知。我们还评估了该技术的主要不确定性。考虑到垂直尺度高度、条形外推、天空相减、方位参数以及旋臂本身的不对称性的不确定性，我们估计NGC 6951的Q_b=0.28 \pm 0.04，Q_s=0.21 \pm 0.06。（节略）
2003-05-22 astro-ph
Secular Evolution of Disks
我们发现，以前被认为是很好地建立的结果的密度波理论，有一个准静态的螺旋密度波和银河系盘的基本状态（即轴对称部分）之间没有相互作用，实际上是错误的。当解决作为一个非线性和全球自洽的问题，非轴对称模式，如螺旋或酒吧的存在下，导致显着的相互作用的基本状态和密度波，与净结果是同时获得的准稳态波振幅和长期重新分配的磁盘物质。这种动力学机制的长期运行导致了哈勃型星系从晚期到早期的演化。
2001-09-18 astro-ph
Image Decomposition of Barred Galaxies and AGN Hosts
我提出了一个样本的17个附近的星系，其中大多数托管酒吧和活动星系核的V和R宽带图像的多分量分解的结果。我使用BUDDA v2.1来生成拟合，允许在模型中包括条和AGN。与以前的结果从文献中的比较显示出相当好的协议。据发现，轴比的酒吧，从椭圆拟合测量，可以严重低估，如果星系轴对称的组成部分是相对明亮的。因此，可靠的棒轴比只能通过考虑到在星系图像中的光分布的凸起和盘的贡献来确定。通过一些测试，我表明，忽视酒吧时，建模棒星系可能会导致高估的膨胀总光度比的一个因素。类似的效果时，明亮的，1型活动星系核没有考虑在模型中。通过人工红移的图像，我表明，更遥远的星系的结构参数一般可以可靠地检索通过图像拟合，至少到物理空间分辨率为~ 1.5千秒差距。本练习表明，光盘参数特别稳健，但如果其有效半径与视宁半径相比较小，则凸起参数容易出错，并且可能受到系统效应的影响。在这个低分辨率的区域，忽略条纹的影响仍然存在，但是活动星系核的光被模糊了。我简要地讨论了这些结果的后果，星系的结构特性的研究，特别是在本地宇宙中的恒星质量预算。在合理的假设下，可以证明棒星系中的恒星含量与经典的球状星系和椭圆星系中的恒星含量相似。（节录）
2007-11-21 astro-ph
Variation of Bar Strength with Central Velocity Dispersion in Spiral Galaxies
我们研究了棒旋星系样本中棒强度随中心速度色散的变化。杆的强度用$Q_g$表示，这是与杆相关的最大切向扰动，用平均轴对称力归一化。它是从星系的近红外图像获得的星系势导出的。然而，$Q_g$对隆突肿块敏感。因此，我们也估计酒吧的相对傅立叶强度振幅（$A_{2}$）的酒吧在近红外图像的强度。中心的速度分散获得积分场光谱观测的速度场在这些星系的中心，它是归一化的旋转曲线振幅从HI线宽为每个星系。我们发现，在我们的样本中，杆强度（$Q_g$和$A_{2}$）和归一化的中心速度分散之间存在相关性。这表明，酒吧削弱其中心组件变得运动学热。这可能对棒星系的长期演化具有重要意义。
2008-07-17 astro-ph
Secular Evolution in Disk Galaxies: The Growth of Pseudobulges and Problems for Cold Dark Matter Galaxy Formation
我们回顾了星系盘内部的长期演化-孤立盘演化的基本过程。我们专注于密集的中心特征的积累，看起来像经典的，合并建立的凸起，但慢慢地从磁盘气体。我们称之为伪隆起。作为一个存在性证明，我们回顾酒吧如何重新安排磁盘气体到外环，内环，和气体倾倒到中心。在模拟中，这种气体达到了高密度，在观测中，许多SB和椭圆星系显示出气体的中心浓度。相关的恒星形成率意味着合理的pseudobulge增长时间为几十亿年。如果长期过程建立了伪装成隆起的致密中心，我们能把它们和合并建立的隆起区分开来吗？观测表明，假隆起保留着它们的盘状起源的记忆。它们具有一个或多个盘的特征：（1）比经典的凸起更平坦的形状，（2）更大的有序速度与随机速度的比率，（3）更小的速度分散，（4）核棒或螺旋结构，（5）侧边观察时的盒状结构，（6）接近指数的亮度轮廓，（7）星爆。这些特征优先发生在棒星系和椭圆星系中，在这些星系中，长期演化应该是迅速的。因此，伪隆起的最清晰的例子是可识别的。因此，观测和理论有助于星系演化的新图景，补充了等级聚类和合并。然而，冷暗物质星系形成的一个重要问题变得更加尖锐。等级星系团怎么能产生这么多纯粹的盘状星系，而没有证据表明它们是合并后形成的？
2005-07-21 astro-ph
A subarcsecond resolution near-infrared study of Seyfert and `normal' galaxies: II. Morphology
我们提出了一个详细的研究的酒吧分数在CfA样本的塞弗特星系，并在一个精心挑选的控制样本的非活动星系，调查酒吧的存在和核活动之间的关系。为了避免RC 3中与条形图分类相关的问题，例如，主观性，低分辨率和灰尘污染，我们已经开发了一个客观的酒吧分类方法，我们保守地应用到我们的新的亚弧秒分辨率近红外成像数据集（Peletier等，1999）。我们能够使用严格的标准的基础上径向配置文件的椭圆度和主轴位置角，以确定存在的酒吧和它的轴比。集中在我们的样本中的非相互作用星系的形态信息，我们发现，塞弗特主机被禁止更频繁（79%+/-7.5%）比非活动星系在我们的控制样本（59%+/-9%），这是在2.5西格玛的显着性水平的结果。当考虑到相互作用的星系时，非轴对称宿主的比例变得更大。我们讨论了这一结果的影响，为燃料的中央活动的大型酒吧。本文改进了以前的工作，通过在更高的空间分辨率成像和使用一套严格的标准，酒吧的存在，并确认使用近红外是优于光学成像检测的酒吧在盘星系。
1999-07-27 astro-ph
Evidence for a Large Stellar Bar in the LSB Galaxy UGC 7321
晚型旋涡星系被认为是动力学上最简单的盘状星系类型，我们对它们性质的理解在星系形成和演化过程中起着关键作用。低表面亮度（LSB）星系UGC 7321是一个邻近的孤立的“超薄”边缘星系，是研究那些纯盘主导的无膨胀星系的理想对象。虽然晚型螺旋被认为具有最简单的结构，但先前的观测结果显示，UGC 7321与纯单组分指数盘存在偏差。我们提出的第一次光度证据花生形外等照度线从深光学（R波段）图像的UGC 7321。观测和动力学模型表明，盒状/花生形（b/p）的一般形式通过在母星系盘的酒吧屈曲不稳定的凸起。再加上最近的HI观测支持UGC 7321中存在恒星棒，这可能是LSB星系演化过程中已知最早的屈曲过程，其中盘棒中的物质已经开始被泵到盘上方，但真正的凸起尚未形成。
2003-07-16 astro-ph
Three-Dimensional Bar Structure and Disc/Bulge Secular Evolution
本文讨论了30个具有方形或花生形（B/PS）凸起的边对旋涡星系样品的Kn波段成像。具有B/PS凸起的星系往往比具有其他凸起类型的星系具有更复杂的形态，不清晰的掩蔽图像揭示了跟踪三维棒的主要轨道家族的结构。它们的表面亮度分布也更复杂，通常包含3个或更多个明显分离的区域，包括一个浅或平坦的中间区域（弗里曼II型分布），暗示了杆驱动的角动量转移和材料的径向再分布。这些数据还表明，圆盘的尺度高度会发生突然变化，正如从垂直共振和不稳定性中所预期的那样，但这与传统观点相反。与标准的“凸起+盘”模型相反，我们提出具有B/PS凸起的星系是由一个薄的集中盘（盘状凸起）包含在一个部分厚的棒（B/PS凸起）中组成的，它本身包含在一个薄的外盘中。内圆盘最有可能是通过杆驱动过程形成的，而厚杆则是由屈曲不稳定性引起的。两者都是强耦合的动态和形成的大部分相同的（光盘）材料。
2005-08-29 astro-ph
Warps and Rotation Curves in Edge-On Galaxies
我们提出了我们的调查翘曲的影响提取的旋转曲线在边缘上的星系。在翘曲的边缘系统中，从位置-速度图推导旋转曲线的方法会低估速度，而倾斜环模型在高度倾斜、分辨率差的星系中是不可靠的。在翘曲系统中，运动长轴不同于光学长轴。虽然这通常是光学狭缝光谱学中的限制，但是在远离自重力较弱并且翘曲效应更显著的光学体延伸的HI发射中，这表示在提取旋转曲线的过程中要考虑的严重效应。我们提出了一种新的方法来提取旋转曲线在高度倾斜，扭曲的星系。基于这种方法，我们能够准确地跟踪频率的特殊性，在我们的样本厚盒状隆起（TBB）星系。我们报告了从球状核球星系到TBB星系的运动学不平衡性的增加趋势。关于相互作用是否有助于显着的酒吧的形成和随后的演变在一个盒子/花生（B/P）结构的问题，我们证实了这些理论预测。基于我们的样本，星系相互作用是TBB星系中触发棒的可能形成机制。
2002-06-27 astro-ph
Signatures of Bulge Triaxiality from Kinematics in Baade's Window/
我们研究了一个样本的62 Baade的窗口（1，-4）K巨星已公布自行，径向速度和金属丰度。我们构造了富金属星和贫金属星的速度椭球。我们发现了一个非轴对称系统的顶点偏差特性。两个样品的速度椭球的长轴分别指向两个几乎垂直的方向（lv，bv）=（-65+-9，+14+-9）和（25+-14，-11+-14）。速度椭球的顶点偏差不能用任何扁圆模型一致地解释。我们填充轨道在一个现实的酒吧潜在的高斯速度分布，使我们能够模拟和解释的意见。我们的结论是，数据是一致的三轴凸起指向（l，b）与l<0和b=0的建议，由早期的工作。我们还预测，低纬度abs（b）<4度的凸起领域应显示更强烈的顶点偏差，因此将是未来自行研究的最佳位置。富金属和贫金属的恒星似乎占据了直接的四方形和逆行的环形轨道。如果膨胀在足够长的时间尺度上耗散地形成，金属丰度和轨道族之间的相关性可以发展。然而，很难将这种相关性的存在与银河系内部潜力的暴力历史相调和。
1994-09-12 astro-ph
The Distribution of Dark Matter in a Ringed Galaxy
外环位于任何与棒共振的特征中距离星系中心最远的地方。由于它们的大尺度，它们的形态对星系中暗物质的分布很敏感。我们在这里介绍如何研究这些环可以限制酒吧的质光比，因此在这些星系的中心的暗物质的百分比。我们比较周期性的轨道集成在环形星系NGC 6782附近的外林德布拉德共振的外环的形状。来自酒吧的潜在的非轴对称分量来自星系的近红外图像。轴对称分量是假设一个平坦的旋转曲线。我们发现，压缩的非自相交的周期轨道是更细长的更高的酒吧质光比和更快的酒吧。推断出的棒的质光比取决于假设的星系倾角。假设星系倾角i=41度，为了使轨道与观测到的环形态一致，棒的质光比必须很高，大于最大盘值的70%。对于i=45度，条的质光比是最大圆盘值的$75\pm 15%$。由于这些环的速度场可以用来限制星系的倾角以及环中代表的周期轨道，进一步的研究将产生更严格的限制棒的质光比。如果需要一个接近最大值的暗棒，那么要么在暗棒内只有很少的暗物质，要么在星系盘中的暗物质是非轴对称的，并且会随着暗棒旋转。
1997-05-20 astro-ph
Maximum Disk Mass Models for Spiral Galaxies
我们提出了轴对称的最大盘质量模型的74个旋涡星系的样本取自南部天空的法布里-珀罗塔利-费舍尔调查（Schommer等，1993年）。样本包含的星系跨越了很大的形态范围，旋转宽度从180公里/秒到680公里/秒。对于每个星系我们都有一个I波段图像和一个二维H_α速度场。质量的分布被建模为具有不同的恒定质光比的盘和凸起组件的总和。拟合中不包括暗物质晕。该模型再现的旋转曲线在大多数星系的整体结构，提供良好的拟合星系表现出显着的结构差异，在其表面亮度剖面。75%的星系的旋转曲线被测量到R_23.5或更高的是很好地符合质量痕迹光模型的整个区域内R_23.5。大约20%的星系模型并不适合;这些模型的失败大多直接追溯到非轴对称结构，主要是酒吧，但也有强大的螺旋臂。盘加上凸起的I波段M/L的中位数为2.4+/-0.9 h75（太阳单位），与正常的恒星星族一致。这些结果要求螺旋星系光盘中的暗物质的质量很小，或者它的分布与发光物质的分布非常精确地耦合。
2000-09-11 astro-ph
Gaseous Flows in Galaxies
气体成分在旋涡星系的动力学中起着重要的作用，因为它具有耗散性，并且能够与盘中的恒星交换角动量。由于它的速度分散小，它触发重力不稳定性，相应的非轴对称模式产生重力力矩，介导这些角动量交换。当整个圆盘上以相同的斑图速度发展出一个强条斑图时，只有在共旋内部的气体才能向中心流动。但是，在气体存在的情况下，强棒的寿命并不长，并且多速螺旋模式可以在棒阶段之间发展，并帮助星系吸积从宇宙细丝流动的外部气体。然后，这些气体间歇性地被驱动到星系中心，形成核星爆，并为活跃的核提供燃料。描述了这些气体流动的各种时间尺度。
2007-09-02 astro-ph
Structure and kinematics of edge-on galaxy discs -- V. The dynamics of the stellar discs
在本系列的早期论文中，我们利用动力学模拟技术确定了15个中晚期边缘旋涡星系的内禀星盘运动学。从测光，我们发现，本质上更扁平的光盘往往有一个较低的面对中心表面亮度和较大的动态质光比。这一观测结果表明，在一个恒定的最大旋转速度较低的表面亮度光盘有较小的恒星垂直速度dispersion.Although个别的不确定性是大的，我们发现，从动力学模拟，至少有12个光盘是次极大的。在2.2椎间盘刻度尺下，平均椎间盘对观察到的旋转贡献53 $\pm$ 4%，1 $σ$分散度为15%。当考虑到暗晕和气体的有限圆盘压扁和重力的影响时，这个百分比变得有点低。由于四四方方和花生形的凸起可能与条纹有关，结果表明，在2.2 $h_{\rm R}$下，椎间盘的次最大性质与条纹无关。我们证实了星盘径向速度色散与星系最大自转速度有关。这种$σ-v_{\rm max}$关系中的散射似乎与盘的扁平化、中心表面亮度和动态质光比相关。低表面亮度的圆盘倾向于更平坦，并且具有较小的恒星速度色散。这一发现与观测到的光盘扁平化和动态质光比之间的相关性是一致的。
2005-01-24 astro-ph
