Multiple pattern speeds in a long peanut-shaped bar in a simulated galaxy
棒旋星系中有相当一部分在其中心区域呈现出花生状/X形结构。众所周知，棒以单一模式的速度旋转，由于与周围暗物质晕的动力学摩擦，它们最终会随着时间的推移而减慢。然而，图案速度值的衰减的性质以及所有花生棒是否以单一图案速度旋转仍有待研究。使用N体模拟的无碰撞恒星盘，我们研究的情况下，一个长酒吧的三维花生结构突出的边缘和面对的投影。我们表明，这样的酒吧拥有三个不同的峰在m=2傅立叶分量。使用Tüve-Weinberg方法，我们测量的模式速度，并证明，与三个峰值相关的三个区域以不同的模式速度旋转。内部区域是花生的核心，旋转速度比外部区域慢。此外，内部棒的图案速度也比外部棒衰减得更快，内部部分的衰减时标为4.5 Gyr，外部部分的衰减时标为~12.5 Gyr。这表现为一个系统的偏移量的内部和外部区域的长花生酒吧之间的密度和速度色散图。我们讨论的酒吧动态的背景下，我们的研究结果的重要性。
2021-05-07 astro-ph.GA
The Effect of Bulge Mass on Bar Pattern Speed in Disk Galaxies
利用N体模拟研究了孤立盘星系中球核质量对条斑速度演化的影响。早期的研究表明，处于内部共振的盘星可以将大量的角动量转移到暗物质晕，这导致了条斑速度的减慢。在本文中，我们调查的其他球状组件，凸起的质量，影响酒吧模式的速度。在我们的星系模型中，初始棒都是快速旋转的，因为R参数，即共转半径与棒半径的比值小于1.4，这是典型的快速棒。然而，随着星系随时间演化，棒形速度（$Ω_p$）减慢，导致所有模型的R $>$ 1.4，除了具有最大质量凸起的模型，其中棒形形成较晚，没有时间演化。$Ω_p$的快速减速是由于较大的角动量从盘转移到凸起，是由于恒星之间的相互作用在内部共振和那些在酒吧。因此，我们的结论是，在$Ω_p$的减少显然取决于在棒星系的凸起质量和减少更快的星系与更多的质量凸起。我们讨论的影响，我们的结果在星系中的酒吧模式的速度观测。
2019-10-09 astro-ph.GA
Gas dynamics in the Milky Way: a low pattern speed model
我们提出了基于高分辨率网格流体动力学模拟的银河系气体流动模型。我们使用的基本银河系势是从一个N-体模型约束的密度的红团巨星在银河系的隆起。我们增加了这个潜在的核隆起，两对螺旋臂和额外的质量在酒吧结束代表长酒吧组件。利用这种组合模型，我们可以再现观察到的（$l,v$）图中的许多特征，其中条形图案速度为$33\; {\rm km}\;{\rm s}^{-1}\;{\rm kpc}^{-1}$，螺旋图案速度为$23\; {\rm km}\;{\rm s}^{-1}\;{\rm kpc}^{-1}$。在我们的模拟中，核环、巴尼亚团块2、连接臂、近和远3-kpc臂、分子环和螺旋臂切点的形状和运动学与观测中的形状和运动学相当。我们的研究结果意味着，一个低模式的速度模型，在我们的银河系酒吧再现了一个合适的银河系潜力的意见。我们最好的模型给出了一个更好的匹配（$l,v$）图比以前的高模式速度流体动力学模拟。
2016-03-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
Bar pattern speeds in CALIFA galaxies II. The case of weakly barred galaxies
我们的目标是调查弱酒吧的形成过程中，通过测量它们的属性在一个样本的29个附近的SAB星系，跨越广泛的形态类型和光度。样本星系被选择有一个中间的倾角，一个酒吧在一个中间的角度之间的磁盘短轴和长轴，和一个不受干扰的形态和运动学，以允许直接测量的酒吧模式的速度。结合我们的分析和以往的研究，我们比较了弱杆和强杆的性质。我们测量了酒吧的半径和强度，从r波段图像可在SDSS和酒吧模式的速度和共转半径从恒星运动学获得的CALIFA。我们推导出棒的旋转速率作为共转和棒半径之间的比值。29个星系中有13个，从外观上被归类为SAB，实际上并没有棒形成分，或者它们的中央细长成分并不处于刚性旋转状态。我们成功地推导出了16个物体的条形图速度。其中两个拥有超快酒吧。使用酒吧的强度来区分弱酒吧和强酒吧，我们发现，SABs主机较短的酒吧，具有较小的共转半径比他们的强禁止同行。弱柱和强柱具有相似的柱模式速度和旋转速率，这都与快速一致。在SAB和SB星系中，我们没有观察到凸起日珥之间的任何差异，而几乎所有的弱棒都位于盘的内部，与强棒相反。我们排除了酒吧弱化只与隆起的突出和弱酒吧的形成是由潮汐与同伴的相互作用触发。我们的观测结果表明，弱棒可能是演化系统与其他星系组件交换角动量比强棒。
2019-09-03 astro-ph.GA
Dynamics of stars around spiral arms in an N-body/SPH simulated barred-spiral galaxy
我们运行N体平滑粒子流体动力学（SPH）模拟银河系大小的星系。该代码考虑到流体力学，自引力，恒星形成，超新星和恒星风反馈，辐射冷却和金属富集。模拟的星系是一个由恒星和气体盘组成的棒旋星系，被静态的暗物质晕所包围。类似于在我们的纯N体模拟中发现的一个非棒星系在大等。（2012），我们发现旋臂是瞬态特征，其图案速度随半径减小，以这种方式，图案速度类似于恒星粒子的旋转。与无棒的情况相比，我们发现螺旋臂图案的速度略快于恒星粒子的旋转速度：棒似乎提前提高了旋转速度的图案速度。我们跟踪粒子运动的螺旋臂在不同的半径，并证明，有恒星粒子被吸引到并加入臂从后面（前面）的手臂和迁移到外（内）区域的光盘，直到臂消失，由于其瞬态性质。我们在分析的整个径向范围内看到这种迁移，这是螺旋臂在所有半径上以与恒星粒子相似的速度旋转的结果，这与经典密度波理论的预测不一致。该酒吧并没有阻止这种系统的径向迁移，这是在很大程度上保持圆形轨道。我们还证明了不同的恒星形成示踪剂在螺旋臂上没有明显的偏移，这也与经典密度波理论的预测不一致。
2012-07-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Bar pattern speed modulation across LMC stellar populations
Université de Strasbourg（斯特拉斯堡大学）；Lund University（隆德大学）；Universitat de Barcelona（巴塞罗那大学）
本研究首次利用Gaia DR3数据测量LMC不同演化相位恒星族群的棒图案速度，发现其随演化相位调制且极其缓慢，表明LMC图案速度是不同演化相位图案的叠加。
2025-10-08 astro-ph.GA
Pattern speed evolution of barred galaxies in TNG50
本研究基于IllustrisTNG的TNG50-1高分辨率宇宙学模拟，分析星系质量、冷气体与AGN反馈等对棒图样速度演化的影响，并提出用棒增长与减速约束亚网格物理。
2024-07-15 astro-ph.GA
Pattern speeds in the Milky Way
简要回顾了用于确定银河棒臂和旋臂的速度图的不同方法。银河棒快速旋转，在银河中心和太阳之间的中途进行共转，在距离太阳轨道R0不远的地方进行林德布拉德共振。银河系的旋臂目前以一种明显较慢的模式速度旋转，这样，共转就在R0之外。因此，这两种结构似乎是动态解耦的。
2010-03-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
The ratio of pattern speeds in double-barred galaxies
用扫描法布里-珀罗光谱仪测量了8个双棒星系的H $α$发射场，获得了它们电离气体的高空间分辨率和高光谱分辨率的二维速度场。利用非圆运动中的相位反转指示共转半径的技术，利用高的角分辨率和速度分辨率，我们获得了每个星系中的主棒和小中心棒的共转半径和图案速度;文献中很少有这样的测量。我们的研究结果表明，内杆旋转速度比外杆的一个因素之间的3.3和3.6。
2014-08-19 astro-ph.GA
On the bar pattern speed determination of NGC 3367
棒斑速度是棒星系的一个重要动力学参数。在用于确定图案速度的几种方法中，Tüssee-Weinberg方法具有模型无关性和准确性的优点。在这项工作中，我们将该方法应用到一个模拟酒吧，包括气体动力学和研究的影响，2D光谱数据质量的方法的鲁棒性。我们在数据中加入了白噪声和高斯随机场，并测量了模式速度的相应误差。我们发现，表面密度约为5的信噪比对于高斯噪声引入约20%的误差，而对于白噪声，相应的误差达到约50%。同时，速度场对污染不太敏感。在此基础上，利用Hα Fabry-Perot干涉测量数据，将该方法应用于NGC 3367旋涡星系。我们发现这个星系的模式速度为43 \pm 6 km/s/kpc。
2009-08-05 astro-ph.GA
SDSS-IV MaNGA: pattern speeds of barred galaxies
MaNGA项目已经获得了数千个邻近星系的IFU数据，包括棒星系。利用IFU提供的二维光谱和运动学信息，我们可以测量棒星系的斑图速度，它决定了棒星系的动力学。我们应用Tremaine \& Weinberg提出的非参数方法估计了53个棒星系的条形图速度，这是迄今为止以这种方式研究的最大样本。我们的样本来自MaNGA第一次公开数据发布，作为SDSS Data Release 13的一部分，主要根据杆和盘之间的轴比和位置角差，而运动学数据来自后来的SDSS Data Release 14。我们已经使用了光度图像的光度位置角和恒星速度图的运动位置角来推导图案速度。结合三个独立的酒吧长度测量和圆速度从牛仔裤各向异性建模（JAM），我们还确定了无量纲比$\cal{R}$的共转半径的酒吧长度。我们发现，星系的位置角是主要的不确定性，在确定的酒吧模式的速度。运动学位置角比光度学位置角导致更少的超快棒，这可能是由于测量运动学位置角的方法。我们研究了$\cal{R}$值对星系性质的依赖性，例如JAM模型中的暗物质分数和恒星星族合成（SPS）中的恒星年龄和金属丰度。钢筋长度与钢筋强度之间存在正相关关系：钢筋越长，钢筋强度越高。然而，没有发现其他显著的相关性，这可能是由于推导$\cal{R}$值时的误差，或者是由于星系棒复杂的形成和减速过程。
2018-10-08 astro-ph.GA
SDSS IV MaNGA: Bar pattern speed in Milky Way Analogue galaxies
大多数恒星棒产生的长期效应强烈依赖于图案速度。不幸的是，它也是最难估计的观测参数。在这项工作中，我们测量了97个银河系星系的酒吧图案的速度从MANGA调查使用Tüve-Weinberg方法。通过约束恒星质量和形态类型来选择样本。我们通过对椎间盘位置角的三个独立估计进行加权来改进我们的测量。为了恢复光盘的旋转曲线，我们适合的H $_α$速度图校正由酒吧产生的非圆运动的运动模型。完整的样品具有棒形速度（$Ω_{Bar}=28.14^{+12.30}_{-9.55}$ km s $^{-1}$ kpc $^{-1}$）、共转半径（$R_{CR} = 7.82^{+3.99}_{-2.96}$ kpc）和旋转速率（$\mathcal{R} = 1.35^{+0.60}_{-0.40}$）的平滑分布。我们发现了两组相关性：（i）之间的酒吧模式的速度，酒吧长度和对数恒星质量（ii）之间的酒吧模式的速度，盘的圆周速度和酒吧的旋转速率。如果我们用$30 \degree < i < 60 \degree$内的倾角和相对取向$20\degree<|PA_{disc}-PA_{bar} |<70\degree$来约束我们的样品，相关性变得更强，超快棒的比例从样品的20%减少到10%。这表明，在我们的样本中的超快酒吧的显着比例可能与TW方法的几何限制。通过进一步限制棒的大小和盘的圆周速度，我们得到了一个子…
2022-10-20 astro-ph.GA
Measuring bar pattern speeds from single simulation snapshots
我们描述的方法来同时测量的取向角$ψ$和图案速度$Ω$从模拟棒星系的单快照。与以前的尝试不同，我们的方法是公正的，精确的，一致的意义上说，$ψ=\intΩ\mathrm{d}t$。它可以被扩展以获得旋转的速率和轴，即矢量$\boldsymbolΩ$。我们提供实现我们的方法的计算机代码。
2022-11-07 astro-ph.GA astro-ph.IM
Recovering the pattern speeds of edge-on barred galaxies via an orbit-superposition method
针对侧面对着的棒旋星系，开发轨道叠加法恢复棒状结构角速度Ωₚ，通过Auriga模拟星系的MUSE类模拟数据集验证，在不同视角和约束下能有效恢复真实值，2σ置信水平始终包含真实值。
2025-08-06 astro-ph.GA
The redshift evolution of galactic bar pattern speed in TNG50
基于TNG50模拟，研究星系棒模式速度的红移演化，发现棒随时间减速，快棒张力在z≤1内不受并合或气体影响，预测z=1时棒转速约为z=0时的2倍。
2024-09-04 astro-ph.GA
A New Method for Determining the Milky Way Bar Pattern Speed
以前的工作已经涉及到银河酒吧的结构，在当地的恒星速度分布。在这里，我们表明，酒吧也影响的空间梯度的速度矢量通过奥尔特常数。通过试验粒子的数值积分，我们模拟了在包括银河棒的引力势中的奥尔特C值的测量。我们占观察到的趋势，C是越来越负的恒星具有较高的速度色散。通过将C的测量值与我们的模拟进行比较，我们改进了以前的杆模型，估计杆图案速度为Omega_b/Omega_0=1.87 \pm 0.04，其中Omega_0是局部圆频率，并且杆角度在20[deg]<phi_0<45[deg]范围内。我们发现，银河酒吧的影响奥尔特常数A和B的测量小于~2 km/s/kpc的热恒星。
2010-02-09 astro-ph.GA
Numerical simulations of bar formation in the Local Group
超过50%的大质量盘状星系都有旋转的恒星棒。它们的形成和动力学已被广泛研究的数值和观测。虽然$Λ$ CDM宇宙学框架中的数值模拟预测了这种恒星成分的形成，但理论和观测结果之间似乎存在张力。模拟的条纹通常尺寸较大，并且具有比观察到的条纹更慢的图案速度。我们研究了棒星系的形成和演化，使用两个$Λ$ CDM放大的流体动力学模拟的CLUES项目，遵循宇宙学的本星系团样体积的演变。我们发现，我们的模拟酒吧，在$z = 0$，都是较短和较快的旋转比以前的宇宙学模拟研究中发现的缓解上述紧张局势。这些条与观察到的条长度分布的短尾端相匹配。与以前的数值计算结果一致，我们发现酒吧的形式在这些系统中，光盘的自引力是占主导地位的暗物质晕，使他们对酒吧的形成不稳定。我们的酒吧在过去的3-4 Gyr发展，直到他们达到目前的长度和强度;随着酒吧的增长，他们的长度增加，而他们的旋转速度下降。尽管这种减速，在红移$z = 0$，它们的旋转速度和大小与观测数据吻合得很好。
2022-01-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Perturbed precessing ellipses as the building blocks of spiral arms in a barred galaxy with two pattern speeds
对棒旋星系的观测和模拟表明，一般来说，旋臂的旋转速度与棒旋的旋转速度不同。从参考文献中得出的主要结论是，棒旋转速度比螺旋臂快，具有两倍甚至三倍的角速度。在解释具有两种模式速度的棒旋星系的旋臂形成时，流行的理论是流形理论，其中支持螺旋密度波的轨道是混沌的，并且与从棒末端的拉格朗日点L_1和L_2发出的流形有关。在本研究中，我们考虑一种替代方案的情况下，酒吧旋转足够快的螺旋臂和酒吧的潜力可以被认为是一个扰动的螺旋潜力。在这种情况下，支持螺旋密度波的稳定椭圆轨道（在大设计星系的情况下）被转化为具有一定厚度的准周期轨道（或2D环面）。这些扰动进动椭圆的叠加所有能级的哈密顿量创建一个轻微扰动对称螺旋密度波。
2022-10-04 astro-ph.GA
What drives bar rotation? The effect of internal properties and galaxy interactions on bar pattern speeds
Astrophysics Research Institute, Liverpool John Moores University（利物浦约翰摩尔斯大学天体物理研究所）；Department of Physics, Durham University（杜伦大学物理系）；Institute of Computational Cosmology, Department of Physics, Durham University（杜伦大学物理学院计算宇宙学研究所）
研究发现气体主导性是影响棒状结构旋转速度的主要因素，而外部相互作用的影响较弱。
2026-01-28 astro-ph.GA
The Milky Way Bar Pattern Speed using Hercules and Gaia DR3
本文利用 Gaia DR3 分析 Hercules 星流随银河方位角的变化，独立证实银河系棒具有约40 km s⁻¹ kpc⁻¹的低图案速度，并支持其由 L4/L5 共转共振形成。
2024-04-08 astro-ph.GA
Cluster-centric trends in bar size and pattern speed: the case of Abell 2199
Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）；Pondicherry University（本地治里大学）；Nicolaus Copernicus Astronomical Center, Polish Academy of Sciences（波兰科学院尼古拉·哥白尼天文中心）
利用Abell 2199星系团578个成员星系的数据，通过等照度椭圆拟合和三成分光度分解识别棒状星系，并结合MaNGA积分场光谱估计棒模式速度，发现棒的大小和模式速度随星系团中心距离呈系统性变化，且内部区域棒状星系具有更老的恒星种群和更低的投影角动量。
2026-05-27 astro-ph.GA
The bar pattern speed of the Large Magellanic Cloud
本研究利用 Gaia 天体测量与光谱数据，通过 TW、Dehnen 和 BV 三种方法约束 LMC 棒图案速度，表明 BV 结果最可靠并支持其为慢棒。
2023-12-18 astro-ph.GA
Bar pattern speeds in CALIFA galaxies III. Solving the puzzle of ultrafast bars
超过10%的棒星系的直接测量的酒吧模式的速度主机超快酒吧。这些棒延伸到共转半径之外，挑战了我们对棒星系轨道结构的理解。它们中的大多数是在螺旋星系中发现的，而不是在透镜星系中。我们分析了在CALIFA调查中检测到的超快酒吧的属性，以调查它们是否是由于高估酒吧半径和/或低估的共转半径或一类新的酒吧，其轨道结构尚未被理解的人工制品。我们修正了现有的测量的杆半径的基础上椭圆拟合和傅立叶分析和的酒吧模式的速度从Tüssee-Weinberg方法。此外，我们测量的酒吧半径的分析跟踪横向径向力比的地图，我们从SDSS调查检索的星系的去投影的i波段图像获得。我们发现，几乎所有的样本星系都是具有内环或伪环的螺旋星系，它们围绕着棒星系和/或强旋臂，这妨碍了椭圆拟合和傅立叶分析对棒星系半径的测量。根据这些方法，杆端部与环或螺旋臂重叠，使得所采用的杆半径不可靠。相反，由比值映射得到的棒半径小于共转半径。这与理论预测和数值模拟结果的恒星轨道的延伸和稳定性的支持酒吧。我们的结论是，超快酒吧不再观察时，棒半径的正确测量。在有环和强旋臂的星系中推导棒半径并不简单，并且仍然缺少基于光度和运动学数据的固体测量方法。
2021-02-27 astro-ph.GA
Dynamical modelling of the Galactic bulge and bar: the Milky Way's bar pattern speed, stellar, and dark matter mass distribution
我们使用量身定做的方法建立了一套大的星系球、棒和内盘的动力学模型。我们的模型被约束，以匹配红团巨星密度从VVV，UKIDSS和2MASS红外线调查的组合，以及恒星运动学在凸起的BRAVA和OGLE调查，并在整个酒吧地区的ARGOS调查。我们能够恢复的酒吧模式的速度和恒星和暗物质的质量分布在酒吧区，从而恢复整个银河系的有效势。我们发现一个酒吧模式的速度$39.0 \pm 3.5 \,\rm{km\,s^{-1}\,kpc^{-1}}$，把酒吧共转半径在$6.1 \pm 0.5 \rm{kpc}$和银河系酒吧一个典型的快速旋转。我们估计的恒星质量的长杆和隆起结构是$M_{\rm{bar/bulge}} = 1.88 \pm 0.12 \times 10^{10} \, \rm{M}_{\odot}$，大于质量的磁盘在酒吧区，$M_{\rm{inner\ disk}} = 1.29\pm0.12 \times 10^{10} \, \rm{M}_{\odot}$。膨胀体积中的总动力学质量是$1.85\pm0.05\times 10^{10} \, \rm{M}_{\odot}$。由于更多的扩展运动学数据集和最近的测量的凸起IMF我们的模型有一个低的暗物质部分的$17\%\pm2\%$的凸起。我们发现了一个暗物质密度分布图，它在隆起区域接近一个浅尖点或核心。最后，我们发现一个额外的中心质量…
2016-11-18 astro-ph.GA
The pattern speed of the Milky Way bar from transverse velocities
我们使用的连续性方程推导出一种方法来测量银河系的酒吧/隆起的自行数据的模式速度。该方法有最小的假设，但需要在三个银河系坐标系中的两个完全覆盖的非轴对称组件。我们将我们的方法应用于来自Via Lactea（VVV）中的Gaia DR 2和VISTA变量的组合的自行数据，以测量杆的图案速度为$Ω_\mathrm{p}=(41\pm 3)\,\mathrm{km\,s^{-1}\,kpc^{-1}}$（其中误差是统计的）。这使得共转半径为$(5.7\pm0.4)\,\mathrm{kpc}$，假设太阳的标准特殊运动和太阳附近没有非轴对称流。所获得的结果只使用近侧的酒吧，产生一致的测量银河系中心的距离和速度的数据。在棒的远侧添加数据将图案速度拉低到$Ω_\mathrm{p}=(31\pm 1)\,\mathrm{km\,s^{-1}\,kpc^{-1}}$，但需要比观测到的更低的银河系中心的横向速度。这表明$5-10\,\mathrm{km\,s^{-1}kpc^{-1}}$的系统学主导了不确定性。我们证明了使用动态形成的酒吧/凸起模拟，即使与有限的视野的VVV调查，我们的方法鲁棒地恢复模式的速度。
2019-08-05 astro-ph.GA
Recovering pattern speeds of simulated face-on barred galaxies via Schwarzschild modelling
Max-Planck-Institut für Extraterrestriche Physik（马克斯·普朗克地外物理研究所）；Universitäts-Sternwarte München（慕尼黑大学天文台）
本文提出新的Schwarzschild轨道叠加代码，通过N体模拟数据测试其对近正面对向及完全正面对向棒旋星系模式速度等参数的恢复能力，获较高精度，为传统方法失效的正面对向棒旋星系研究提供新途径。
2026-08-03 astro-ph.GA
SDSS-IV MaNGA: Bar pattern speed estimates with the Tremaine-Weinberg method and their error sources
估计棒斑图速度（\Om{}）是理解恒星棒在星系动力学演化中的作用所面临的主要挑战之一。本工作的目的是消除影响Tremaine Weinberg（TW）方法研究棒与星系物理参数相关性的不同不确定性源。我们使用了来自\cite{Aguerri2015}的15个MANGA SDSS-IV星系和3个CALIFA星系的样本。我们研究了与（i）星系中心的确定，（ii）光盘的位置角（PA），强调的困难引发的外部非轴对称结构，除了酒吧，（iii）的狭缝长度和（iv）的空间分辨率。平均而言，PA不确定度范围为$\sim 15 \%$、狭缝长度$\sim 9 \%$和定心误差$\sim 5 \%$。降低空间分辨率会增加对PA误差的敏感度。通过蒙特卡罗模拟，我们估计的概率分布的\R{}酒吧的速度参数。本样本由7个慢、4个快和7个超快条组成，没有形态类型的趋势。虽然不确定性和低样本数可能会掩盖潜在的物理性质之间的相关性，我们提出了一个讨论：我们观察到反相关的\Om{}与酒吧的长度和恒星质量，这表明大规模的星系往往主机更长，更慢的酒吧。我们还观察到的分子气体分数与\R{}的相关性，和一个弱的反相关性与\Om{}，这表明酒吧旋转较慢的气体光盘。这种趋势有待于今后的研究加以证实。
2019-10-31 astro-ph.GA
The Dynamical Relationship Between the Bar and Spiral Patterns of NGC 1365
试图解释星系盘中棒形和螺旋形图案之间动力学关系的理论对图案速度的径向轮廓做出了不同的预测。这些都是针对NGC 1365的H-α条和螺旋模式进行测试的。通过拟合基于Tüve-Weinberg方法的数学模型来测量图案速度的径向轮廓。结果表明，令人信服的证据，酒吧旋转速度比螺旋图案，不符合全球波模式或歧管。有证据的模式耦合的酒吧和螺旋模式的重叠共转和内部Lindblad共振，但证据是不可靠的和不一致的。结果是最一致的酒吧和螺旋模式的动态不同的功能。杆的模式速度开始于ILR附近，结束于共转共振附近。的径向轮廓的模式速度超出酒吧最接近的是什么是预期的耦合螺旋模式和潮汐相互作用。
2016-06-14 astro-ph.GA
Stellar bars form dark matter counterparts in TNG50
本研究在 TNG50 宇宙学模拟中确认有棒盘星系普遍存在更短、弱 75% 的暗物质棒，并提出基于四极系数的模式速度测量方法，揭示恒星棒与暗物质棒长期共线、同速且轴取向进动章动。
2024-08-02 astro-ph.GA
Bar-driven Streaming Motions Mimic a Massive Bulge in the Inner Milky Way
本文通过三维流体动力学模拟发现，银河系内部气体旋转曲线的陡峭上升可由棒驱动的非圆周运动解释，终端速度法因此高估中心质量达4倍，无需大质量经典核球。
2025-07-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Kinematic clues to bar evolution for galaxies in the local universe: why the fastest rotating bars are rotating most slowly
我们利用本机宇宙中68个棒旋星系的斯皮策图像对棒旋星系的长度和强度进行了系统的测量。我们结合这些与棒的共转半径的精确测定，从我们以前的研究，其中使用的相位变化从径向流入径向流出的气体在共转，基于高分辨率的二维速度场的Hα所采取的法布里-珀罗光谱仪。在给出导出的棒参数的直方图之后，我们研究了它们对星系形态类型和宿主星系的总恒星质量的依赖性，然后产生一组参数图。这些包括棒图案速度与棒长度的关系、用外盘的特征图案速度归一化的图案速度与棒强度的关系、以及归一化的图案速度与R（共转半径与棒长度的比率）的关系。为了给我们的解释提供指导，我们使用了最近发表的模拟，包括盘和暗物质晕成分。我们最引人注目的结论是，R < 1.4的值的酒吧，以前被认为是动态快速旋转，可以是最慢的旋转无论是在绝对值，当他们的模式速度归一化。模拟证实，这是因为当棒被制动时，它们可以比正转半径的向外漂移更快地增长。我们的结论是，暗物质晕确实减缓了Gyr时间尺度上棒的旋转。
2017-02-06 astro-ph.GA
The Pattern Speed of the Milky Way Bar/Bulge from VIRAC & Gaia
我们比较了距离分辨，绝对自行在银河系酒吧/凸起区域的网格制作的测量动力学模型与定义良好的模式速度。这些数据是通过将相对VVV红外天体测量星表v1自行与盖亚DR 2绝对参考系相结合而获得的。我们进行了全面的分析，在我们的比较中，从数据和模型的各种错误，并允许额外的，未知的，通过使用离群值容忍似然函数来评估最佳拟合模型的贡献。我们量化了系统的影响，如比较中包含的数据区域，旋臂可能的重叠，以及用于预测模型数据的合成光度函数和条形角的选择。最佳拟合参数中的结果变化包括在其最终误差中。因此，我们测量的条形图速度为$Ω_b=33.29\pm1.81 \mathrm{km \, s^{-1} \, kpc^{-1}}$，太阳方位角速度为$V_{ϕ,\,\odot} = 251.31 \pm 1.95 \mathrm{km \, s^{-1}}$。这些数值与最近对银河系自转曲线的测量结果相结合，得出共转距离为6.5 < $R_{CR}$ [kpc] < 7.5，外林德布拉德共振（OLR）为10.7 < $R_{OLR}$ [kpc] < 12.4，高阶共振为m = 4，OLR为8.7 < $R_{{OLR}_4}$ [kpc] < 10.0。所测得的模式速度为“长-慢”酒吧场景提供了强有力的证据。
2022-04-28 astro-ph.GA
Properties of Fast and Slow Bars Classified by Epicyclic Frequency Curves from Photometry of Barred Galaxies
我们测试的想法，由于角动量交换与暗物质晕的条形图案的速度随时间而下降。如果这个过程确实发生了，那么共转共振和其他共振的位置通常会随着时间的推移而增加。因此，我们推导出角速度$Ω$和周转频率$κ$作为银河系中心半径的函数85棒星系使用测光数据。质量图是通过假设一个动态的质光比，然后求解泊松方程的引力势。Lindblad共振和共转共振半径的位置，然后使用标准的进动频率曲线，结合最近估计的酒吧模式的速度从Tendee-Weinberg方法，适用于积分场光谱（IFS）的数据。棒与宿主星系物理性质的相关性表明，棒{ \it长度}和共转半径依赖于盘的圆速度，而棒{ \it强度}和斑图速度不依赖于盘的圆速度。随着棒斑速度的减小，棒的强度、长度和共转半径都增大，但当把棒划分为快、中、慢三个区域时，棒的长度没有明显的变化，只是从快到慢的棒的强度略有增加.这些结果表明，星系中棒的长度几乎没有经历过演化，而是主要由宿主星系的大小决定.
2021-11-17 astro-ph.GA
Comparison of Bar Formation Mechanisms. IIIA. The role of classical bulges in spontaneous bar formation
Anqing Normal University（安庆师范大学）；Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学）；Tsung-Dao Lee Institute, Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学李政道研究所）
研究经典核球在自发型棒结构形成中的作用，发现其影响在形成阶段更显著，而在长期增长阶段盘组件主导模式速度变化。
2026-03-12 astro-ph.GA
A differentiable hydrodynamical approach to the Milky Way bar pattern speed with CO longitude--velocity data
Amanogawa Galaxy Astronomy Research Center, Graduate School of Science and Engineering, Kagoshima University（鹿儿大学理工学研究科天琴座星系天文学研究中心）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；The Graduate University for Advanced Studies, SOKENDAI（综合研究大学院大学）；The Institute of Statistical Mathematics（统计数学研究所）
该研究利用可微流体动力学框架，通过CO经度-速度数据建模银河系棒状气体流动，在棒状模式速度参数空间约束低损耗区域，经模拟验证后应用于实际数据，证明了此建模方法对银河系棒状模型测试及多参数正向建模的可行性。
2026-07-15 astro-ph.GA
Bar pattern speeds in CALIFA galaxies: I. Fast bars across the Hubble sequence
棒材模式速度（$Ω_{\rm b}$）被定义为棒材的旋转频率，并且它确定棒材动态。已经提出了几种测量$Ω_{\rm b}$的方法。Tremaine & Weinberg（1984; TW）提出的基于恒星运动学的非参数方法是最精确的。到目前为止，这种方法已经应用于17个星系，其中大多数是SB 0和SBa型。我们已经应用TW方法的一个新的样本15强，明亮的棒星系，跨越了广泛的形态类型从SB 0到SBBC。结合我们的分析和以前的研究，我们调查了32个棒星系的图案速度测量TW方法。由此产生的棒星系总样本使我们能够研究$Ω_{\rm b}$对星系性质的依赖性，如哈勃类型。我们测量$Ω_{\rm b}$使用TW方法的恒星速度图提供的积分场光谱数据从CALIFA调查。积分场数据解决了应用TW方法时长缝数据存在的问题，从而确定更准确的$Ω_{\rm b}$。此外，我们还导出了星系的共转半径与棒长之比$\cal{R}$。根据该参数，杆可以被分类为快（$\cal{R}$ $< 1.4$）和慢（$\cal{R}$ >1.4）。对于所有的星系，$\cal{R}$是兼容的误差范围内的快速酒吧。我们不能排除（在95 $\%$水平）任何星系的快棒解。我们没有观察到任何显着的趋势之间的$\cal{R}$和星系形态类型。我们的研究结果表明，独立的哈勃类型，酒吧已经形成，然后演变为快速旋转。这一观测结果将制约数值模拟…
2015-01-22 astro-ph.GA
A Schwarzschild model of the Galactic bar with initial density from N-body simulations
利用N体模拟得到的势，我们用Schwarzschild方法构造了银河棒模型。通过改变图案速度和杆的位置角度，我们发现最佳拟合的杆模型具有图案速度$Ω_{\rm p}=40\ \rm{km\ s^{-1}\ kpc^{-1}}$和杆角度$θ_{\rm bar}=45^{\circ}$。$N$ -体模拟表明，最佳拟合模型是稳定的超过1.5陀螺仪。结合Wang等人（2012）的结果，我们发现在我们的Schwarzschild模型中，杆角和/或图案速度没有很好地受到BRAVA数据的约束。从我们的模型预测的自行略大于在四个领域中观察到的。未来，更多来自地面和太空观测的运动学数据将使我们能够改进银河系棒的模型。
2013-08-14 astro-ph.GA
Axial Asymmetry Studies in Gaia Data Release 2 Yield the Pattern Speed of the Galactic Bar
我们最近的研究轴对称破缺附近（$d <3 \,{\rm kpc}$）的恒星计数是敏感的扭曲的恒星轨道垂直和平行于方向的酒吧内和外林德布拉德共振（OLR）半径。利用围绕着反中心线左右不对称的恒星计数中符号翻转的位置来确定OLR半径$R_{\rm OLR}$，并将棒视为弱非轴对称效应，我们利用$R_{\rm OLR}$和最近对银河系自转曲线和太阳-银河系中心距离$R_{0}$的测量来确定银河棒的图案速度$Ω_{\rm p}$，以及银河系共转半径$R_{\rm CR}$。在从我们的不对称测量中去除大麦哲伦云和小麦哲伦云的影响后，我们发现$R_{\rm OLR}=(0.96 \pm 0.03)R_0 = 7.85 \pm 0.25 \ \rm kpc$，$Ω_{\rm p} = 49.3 \pm 2.2 \ \rm km \ s^{-1} \ kpc^{-1}$，$R_{\rm CR}=(0.58 \pm 0.04)R_0 = 4.76 \pm 0.27 \ \rm kpc$，揭示了，正如我们将要展示的那样，银河系的酒吧可能既弱又快，尽管我们也注意到酒吧区域的非稳态效应的可能证据。
2020-07-24 astro-ph.GA
Bar pattern speed and position of the circumnuclear ring in NGC 1097
我们提出了第一个银河系尺度的气体动力学模型的原型禁止塞弗特1星系NGC 1097。我们使用大规模的FaNTOmM法布里-珀罗干涉数据覆盖整个银河系盘，并结合高分辨率的二维光谱从双子座望远镜的分布和运动学地图。我们建立了一个动力学模型的引力位的解析解的运动方程，在周转近似。我们的模型再现了这个星系所有重要的运动学和结构特征。我们发现原始沙坝长7.9+/-0.6 kpc，模式速度为36 +/-2 km/s^-1 kpc^-1。这使得共转半径为8.6 +/-0.5 kpc，外Lindblad共振为14.9+/-0.9 kpc，两个内Lindblad共振为60+/-5 pc和2.9+/-0.1 kpc。这些推导得到的共转半径与棒长的比值为1.0- 1.2，这与对快星系棒的模拟预测相一致。我们的模型提供的证据表明，该星系的环核环并不位于该星系的任何共振半径附近。这个环可能曾经在林德布拉德共振半径的外部形成，它一直在向内迁移，朝着银河系引力势的中心。
2013-11-12 astro-ph.GA
Detection of a slow HI bar in the dwarf irregular galaxy DDO 168
我们研究了VLA小东西星系的HI总强度图，并在矮不规则星系DDO 168中发现了一个HI棒，它具有致密致密的暗物质晕，在所有半径处都占主导地位。这是第三个被发现拥有HI棒的星系。使用HI运动学数据，我们应用Tendee-Weinberg方法来估计杆的图案速度。发现HI棒的平均图形速度为$23.3 \pm 5.9$ km/s/kpc。有趣的是，第一次，我们发现，观察到的模式速度的酒吧在两个运动的一半是不同的。我们确定这种差异的起源是运动不对称性。观察到的图案速度的偏移用于对由缠绕时间尺度设定的棒的寿命施加严格的约束。棒的寿命被发现是$\sim 5.3 \times 10^8$年，这是$\sim 2$倍的本地动力学时标的磁盘。我们还发现DDO 168中的HI棒是一个强度为$\sim 0.2$的弱棒。如果HI棒很弱，很容易受到干扰，这可能解释为什么在星系中观测到HI棒是极其罕见的。我们估计棒半径为$\sim 1$ kpc，无量纲比$R_L/R_b$为$\geq$ 2.1，表明DDO 168中的“慢”棒。我们的研究结果证实了这一命题，即与晕的动力学摩擦减慢了一个由暗物质晕从内半径主导的星系中的旋转酒吧。
2019-07-31 astro-ph.GA
Constraining the Galactic bar and spiral pattern speeds with the Hyades tidal stream
School of Physics and Astronomy, Sun Yat-sen University（中山大学物理学院）；CSST Science Center for the Guangdong-Hong Kong-Macau Greater Bay Area（粤港澳大湾区空间站科学中心）；Department of Theoretical Physics and Astrophysics, Faculty of Science, Masaryk University（马萨里克大学理学院理论物理与天体物理学系）
本文通过高分辨率模拟Hyades星团及其潮汐流，结合Gaia数据，确定银河系棒和螺旋臂模式速度，揭示近邻开放星团流对非轴对称银河动力学的约束作用。
2026-03-31 astro-ph.GA
Gas Dynamics in the Galaxy: Total Mass Distribution and the Bar Pattern Speed
银河系中的气体形态和运动学包含了理解银河系形成和演化的关键信息。我们提出了一个高分辨率的流体动力学模拟的基础上，一个现实的禁止银河系的潜力约束最近的观测。我们的模型可以再现所观察到的速度图中的大多数特征，包括中央分子区，近和远3-kpc臂，分子环，和螺旋臂切线。它也可以解释最近的BeSSeL 2调查所获得的脉泽的非圆运动。中心气体的运动学与恒星核盘中质量为$6.9\times10^8\; {\rm M}_{\odot}$的物质相一致。我们的模型预测形成一个椭圆形的气体环周围的酒吧，这是由3-kpc臂，诺玛臂，和酒吧螺旋接口。这个环类似于一些银河系类似物中的“内部”环，具有四方形/花生形凸起。太阳附近气体的运动学由四个主要的恒星旋臂引起的局部旋臂控制。由我们的气体模型约束的条斑速度是$37.5-40\; {\rm km}\;{\rm s}^{-1}\;{\rm kpc}^{-1}$，对应于共转半径$R_{\rm CR}=6.0-6.4\;{\rm kpc}$。我们模型的旋转曲线在中心$\sim5\;{\rm kpc}$内缓慢上升，这比现代放大宇宙学模拟（如御夫座）预测的要陡得多。
2021-11-10 astro-ph.GA
Tidal interaction can stop galactic bars: on the LMC non-rotating bar
该研究通过模拟证实潮汐相互作用可使星系棒显著减速甚至暂时停止，为LMC非旋转棒的存在提供了直接证据，并提出了慢速旋转棒的新形成机制。
2025-04-02 astro-ph.GA
Families of eccentric resonant orbits in galaxy discs: backbones for bars and spirals
本文提出在多种轴对称势场中，不同偏心率的共振轨道族可在共同图样速度下被激发，构成棒与旋臂的骨架，并据此为轨道稳定性转变及星系观测规律提供分类框架。
2024-02-14 astro-ph.GA
CO Multi-line Imaging of Nearby Galaxies (COMING). VII. Fourier decomposition of molecular gas velocity fields and bar pattern speed
利用傅立叶分解方法，对野边山射电天文台“邻近星系CO多线成像”（COMING）遗留项目中的20个邻近旋涡星系的$^{12}$ CO $(J=1\rightarrow0)$速度场进行了分析，确定了它们的基本运动学性质，如圆速度和非圆速度。平均而言，调查的酒吧（SAB和SB）星系表现出的非圆形的分子气体的圆形速度比的1.5-2倍比非酒吧（SA）的螺旋星系在半径内的酒吧半长轴$a_\mathrm{b}$在1千秒差距的分辨率，在半径为$R/a_\mathrm{b}\sim0.3$的最大值。从数据中减去模型速度场得到的剩余速度场图像表明，这种趋势是由Kpc尺度的分子气体在棒区的流动运动引起的。应用一种基于径向速度反演的新方法，估算了七个SAB和SB系统的共转半径$R_\mathrm{CR}$和条斑速度$Ω_\mathrm{b}$。共转棒半径的比例被发现是在一个范围内的$\mathcal{R}\equiv R_\mathrm{CR}/a_\mathrm{b}\sim0.8\mathrm{-}1.6$，这表明中间（SBb-SBc），明亮的棒旋星系主机快速和慢速旋转棒。实验中发现$Ω_\mathrm{b}$与$a_\mathrm{b}$和$Ω_\mathrm{b}$与恒星总质量$M_\ast$之间存在负相关，这表明大质量盘中的棒更大，旋转更慢，可能是角动量转移的结果。SAB和SB星系的运动学性质，…
2019-01-03 astro-ph.GA
Bar-induced deflection of open cluster tidal tails
Observatoire de Paris, Université PSL（巴黎天文台，巴黎文理研究大学）；Sorbonne Université（索邦大学）；Université Paris Cité（巴黎西岱大学）；CY Cergy Paris Université（塞吉-巴黎大学）；CNRS（法国国家科学研究中心）；Université de Strasbourg（斯特拉斯堡大学）；Observatoire astronomique de Strasbourg（斯特拉斯堡天文台）
通过测试粒子模拟，研究银河系棒如何影响疏散星团潮汐尾的取向，并评估利用尾形态约束棒模式速度的能力。
2026-06-04 astro-ph.GA
A slow lopsided bar in the interacting dwarf galaxy IC 3167
我们介绍了IC 3167的表面光度学和恒星运动学。IC 3167是一个矮星系，它有一个不平衡的弱棒，正在坠入室女星系团。我们测量了酒吧的半径和强度从宽带成像和酒吧模式的速度，通过应用Tüve-Weinberg方法恒星吸收积分场光谱。从恒星运动学和棒斑图速度出发，导出了共转半径与棒半径的比值（R = 1.7 + 0.5 - 0.3）。旋转速度慢的概率是旋转速度快的概率的两倍多。这使我们能够推断，这个酒吧的形成是由正在进行的相互作用而不是内部过程触发的。
2022-06-14 astro-ph.GA
Galaxy Zoo: Kinematics of strongly and weakly barred galaxies
本文利用MaNGA的IFU数据和Tüsse-Weinberg方法研究了225个棒星系的棒斑图速度和共转半径。我们的样本，这是通过银河动物园确定的强和弱棒星系之间的划分，是最大的，这种方法已经应用。我们发现较低的模式速度强棒星系比弱棒星系。由于模拟显示，当棒与其宿主交换角动量时，图案速度降低，这些结果表明，强棒比弱棒更进化。有趣的是，弱棒星系和强棒星系的共转半径并没有不同，尽管它们与棒的长度成正比。我们还发现，共转半径显着不同的淬火和恒星形成的星系。此外，我们发现，强棒星系有显着较低的R值，共转半径和酒吧半径之间的比率，比弱棒星系，尽管在这两个分布有很大的重叠。这个比率将酒吧分为超快酒吧（R < 1.0;我们样本的11%），快速酒吧（1.0 < R < 1.4; 27%）和慢速酒吧（R > 1.4; 62%）。模拟结果表明，R与酒吧的形成机制，所以我们的研究结果表明，强酒吧更可能是由不同的机制比弱酒吧。最后，我们发现超快棒的比例低于大多数其他研究，这降低了最近声称的与ΛCDM的张力。然而，R的中值仍然低于模拟预测的值。
2023-02-10 astro-ph.GA
Gas flow in barred potentials
我们使用笛卡尔网格来模拟气体在禁止银河势中的流动，并研究了气体中声速变化和网格分辨率的影响。对于所有的声速和分辨率，流线在大小半径上都紧密地遵循闭合轨道。在中间半径处，激波出现，流线在两族闭合轨道之间移动。激波出现的点和流线在轨道族之间的移动在很大程度上取决于声速和分辨率。对于这两个参数的足够大的值，转移发生在由宾尼等人在二十多年前假设的尖点轨道。对于足够高的分辨率，激波下游的流动变得不稳定。如果这种不稳定性是物理的，就像看起来的那样，它为观测到的CO分布的不对称性提供了一个有希望的解释。
2015-04-19 astro-ph.GA
The Local Tremaine-Weinberg Method for Galactic Pattern Speed: Theory and its Application to IllustrisTNG
National Astronomical Observatories Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；School of Astronomy and Space Science University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文与空间科学学院）；Innovation Academy for Microsatellites Chinese Academy of Sciences（中国科学院微小卫星创新研究院）
本文提出一种统一的积分框架，用于计算银河系盘面内任意区域的局部模式速度，验证了其在不同模拟案例中的有效性，并展示了其在区分棒状结构与螺旋结构方面的优势。
2026-04-09 astro-ph.GA
Constraints on the Galactic Bar from the Hercules stream as traced with RAVE across the Galaxy
在银河系的潜力（旋臂和酒吧）的非轴对称诱导运动群，如大力士流。假设武仙座是由银河系酒吧的外Lindblad共振的影响，我们分析模型的属性作为一个函数的位置在银河系中，其依赖于酒吧的模式速度和方向。使用从RAVE调查的数据，我们发现，大力士结构的方位角速度作为银心半径的函数，以符合我们的分析模型的方式减少。这使我们能够获得新的估计银河系的酒吧的参数。杆的图案速度和角度的组合似然函数对于图案速度$Ω_b=(1.89 \pm 0.08) \times Ω_0$具有其最大值，其中$Ω_0$是局部循环频率。假设太阳半径为8.05千秒差距，当地圆周速度为238公里/秒，这相当于$Ω_b=56\pm 2$公里/秒/千秒差距。另一方面，无法使用可用数据约束条形图的方向$ϕ_b$。事实上，似然函数表明模式速度和方向之间存在紧密的相关性，这意味着我们的最佳拟合结果的更好描述由线性关系$Ω_b/Ω_0=1.91 + 0.0044[ϕ_b(°)-48]$给出，标准偏差为0.02。例如，对于$ϕ_b=30°$的角度，模式速度是$54.0\pm0.5$ km/s/kpc。这些结果对银河系的其他参数（如圆速度曲线或太阳的特殊运动）不太敏感，并且对距离偏差具有鲁棒性。
2014-01-28 astro-ph.GA
Collisionless Boltzmann equation approach for the study of stellar discs within barred galaxies
我们研究恒星盘人口的运动学在太阳附近，以找到银河酒吧的印记。我们进行了分析，通过开发一个数值分辨率的2D 2 V碰撞玻尔兹曼方程（CBE）和太阳附近的银河系的平面内的恒星运动建模。我们恢复类似的结果，这些由不同的作者使用N体模拟，但我们也可以在数值上确定微弱的结构由于取消的泊松噪声。我们发现，在$Ω_B/Ω$ = 1.77至1.91的范围内的酒吧模式的速度，以当地的圆形频率的比率。如果银河棒角的方向在24到45度之间，那么棒的速度在46到49 km/s/kpc之间。
2017-12-14 astro-ph.GA
Bar formation in the Milky Way type galaxies
许多棒星系，可能包括银河系，在中心有尖点。然而，有一种普遍的看法认为，在无凸起星系模型中发生的通常的棒不稳定性对于尖点模型是不可能的，因为任何模式速度都存在内部林德布拉德共振。同时也有数值证据表明，杆的失稳可以形成杆。我们分析这种差异，准确和多样的N体模拟和使用正常模式的计算。我们表明，酒吧的形成，在尖状星系可以解释考虑盘的厚度。指数增长的时间是温和的典型的电流盘群众（约2.5亿年），但大大增加（因子2或更多）后，取代的活晕和隆起与刚性晕/隆起的潜力，同时模式的速度几乎保持不变。正常模式分析与不同的光盘质量赞成一个年轻的酒吧假设，根据该酒吧不稳定饱和最近。
2017-02-06 astro-ph.GA
Time-dependent Corotation Resonance in Barred Galaxies
在棒星系的共转共振区附近的有效势被证明是强烈的时间依赖于任何旋转框架，因为附近的扰动的竞争强度相似，不同的旋转速度。与普遍采用的假设相反，在杆旋转框架中，共转区域应该具有四个固定的平衡点（拉格朗日点），用高质量的N体模拟，我们定位瞬时平衡点，并发现它们在方位角上相对于内部或外部扰动的模式速度广泛地循环或振荡。这意味着在粒子水平上，雅可比积分在共转半径周围并不很好地守恒。也就是说，角动量交换与能量交换解耦，增强了恒星通过共转区域的混沌扩散。
2016-08-03 astro-ph.GA
