Our Milky Way as a Pure-Disk Galaxy -- A Challenge for Galaxy Formation
人们普遍认为，星系的膨胀是在星系碰撞和合并的动力学暴力中形成的。在这里，我们模拟的恒星运动学的膨胀径向速度测定（BRAVA），并没有发现任何迹象表明，银河系包含一个经典的凸起形成的混乱预先存在的磁盘的恒星在重大合并。相反，凸起似乎是一个酒吧，看到有点端上，从其不对称的四方形暗示。我们构建了一个简单但现实的银河系N体模型，自洽地发展了一个酒吧。钢筋在垂直方向上立即弯曲并变厚。从太阳上看，结果类似于我们银河系的四方形凸起。该模型符合BRAVA恒星运动学数据，涵盖了整个隆起惊人的好，不需要合并的经典隆起。在我们的最佳拟合模型中，棒的半长约为4kpc，从太阳-银河系中心线延伸20度。我们使用新的运动学约束表明，任何经典的凸起的贡献不能大于磁盘质量的8%。因此，银河系凸起是盘的一部分，而不是在先前合并中形成的单独组成部分。像我们这样的巨大的纯盘星系对标准图片提出了重大挑战，在标准图片中，星系形成是由等级聚类和星系合并主导的。
2010-07-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Optical-to-virial velocity ratios of local disk galaxies from combined kinematics and galaxy-galaxy lensing
在本文中，我们测量了斯隆数字巡天（SDSS）中平均红移<z>= 0.07，恒星质量为10^9 M_sun < M_* < 10^11 M_sun的盘星系的光维里速度比Vopt/V200 c。Vopt/V200 c是在暗物质晕维里半径（\sim 150 kpc）处测得的圆速度与盘光学半径（\sim 10 kpc）处测得的圆速度之比，是观测盘星系形成的一个强有力的约束条件。它将星系与它们的暗物质晕动态地联系起来，并将盘状星系的总质量分布约束在一个数量级的长度尺度上。对于这个测量，我们结合Vopt来自Tully-Fisher关系（TFR）从雷耶斯等人。与V200 c来自晕质量测量星系星系透镜。在这种组合的预期中，我们使用类似的星系样本进行透镜和TFR分析。对于透镜加权平均恒星质量为0.6、2.7和6.5 × 10^10 M_sun的三个M_* 仓，我们发现晕-恒星质量比M_vir/M_* = 41、23和26，1-sigma统计不确定度约为0.1 dex，Vopt/V200 c = 1.27 \pm 0.08、1.39 \pm 0.06、1.27 \pm 0.08（1σ）。我们的结果表明，如果暗物质晕轮廓没有被重子显著地改变，那么在光学半径内，暗物质和重子对质量的贡献是相当的。在这项工作中获得的结果将作为投入和限制盘星系形成模型，这将在未来的工作中进行探讨。最后，我们注意到，…
2012-06-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Discovery of an Outstanding Disk in the cD Galaxy of the Hydra A Cluster
长蛇座A星系团的中央cD星系拥有附近宇宙中最强大的活动星系核（AGN）之一（z <0.2）。我们报告的发现尘埃带的cD星系使用斯巴鲁望远镜。i '-波段图像显示存在一个大小为3.6“x 0.7”（4 kpc x 0.8 kpc）的暗带，这似乎与在半人马座A中观察到的尘埃带非常相似。观测结果表明，被视为尘埃带的冷盘几乎是边缘朝向活动星系核的，并围绕活动星系核旋转。由于尘埃带的短轴几乎平行于活动星系核的射电喷流，因此尘埃盘可能正在将其气体送入中心的黑洞。根据吸收，我们估计道的氢柱密度为N_H=2.0 x 10^21 cm^-2，盘的质量约为8 x 10^7 M_sun。列密度与钱德拉X射线观测得到的约束是一致的。该盘的年龄大于4 × 10^7年。盘的位置角和星系的光度轴不重合，这可能意味着盘中的冷气体是通过星系合并带来的。我们的观测结果可能表明，星系合并所提供的冷气体是活动星系核最强烈反馈所必需的。
2014-02-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Edge-On Perspective of Bulgeless, Simple Disk Galaxies
这篇评论主要集中在扁平和超薄星系。这些是边缘无球星系，由简单的恒星盘组成。这些简单盘的性质是在一个连续体的末端，该连续体从膨胀主导的盘星系平滑地延伸到纯盘。平均而言，简单盘是低质量星系，表面亮度低，蓝色，旋转速度慢。被广泛接受的星系形成和演化的宇宙学模型受到了相对较大比例的纯盘星系的挑战，只有最近的模型才能解释简单盘星系的存在。这使得简单盘成为研究分层宇宙中星系形成的最佳星系类型。它们使我们能够分析环境和内部对星系演化的影响，研究盘的稳定性，并解释星系中暗物质的性质和分布。本文综述了宇宙中边缘简单盘星系的研究现状。
2010-01-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Stochastic 2-D galaxy disk evolution models. Resolved stellar populations in the galaxy M33
我们通过引入来自星系的富集气体流出和恒星星族的合成色星等图改进了随机2-D星系盘模型（Mineikis & Vansevičius 2014 a）。为了测试模型，我们使用HST/ACS恒星测光数据在四个领域位于沿星系M33的主轴（威廉姆斯等人，2009年），并证明了潜在的模型，以获得2-D恒星形成历史的解决盘星系。
2015-09-02 astro-ph.GA
Evolution of the spin of late-type galaxies caused by galaxy-galaxy interactions
我们使用N体/流体动力学模拟来研究通过相互作用的银河系类星系的自旋演化。我们进行了一个控制实验的合作计划的星系星系遇到和相互作用的星系盘自旋的演化研究。具体来说，我们考虑的情况下，晚型目标星系遇到一个同样大质量的同伴星系，这有一个晚型或早型的形态，最近的方法距离约为50千秒差距，在逆行或逆行的意义。通过研究每种情况下目标星系盘物质的圆速度随时间的变化，我们发现目标星系倾向于通过逆碰撞而几乎不通过逆行碰撞而失去自旋，无论伴星系类型如何。自旋的减小主要是由于潮汐扰动使盘物质的轨道偏转。虽然有一些圆盘物质通过流体动力学和引力相互作用或通过从伴星系转移物质来获得圆速度，但事实证明，在我们设定的条件下，这些物质的数量通常不足以增加整个星系的自旋。结果表明，靶星系盘的自旋角动量在碰撞后减小了15 - 20%。我们的结论是星系-星系相互作用的累积效应将在决定晚型星系当前阶段的总角动量中起重要作用。
2021-04-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Unveiling the nature of M94's (NGC4736) outer region: a panchromatic perspective
我们已经进行了深入的多波长分析（0.15-160妈妈），以研究附近的星系M94的外部区域。我们表明，非光学数据支持的想法，该星系的外围不是由一个封闭的恒星环（传统上声称在文献中），但由螺旋臂结构。在这个意义上，M94是一个III型（反截断）盘星系的好例子，它有一个非常明亮的外盘。这个星系的外盘包含了该星系总恒星质量预算的~23%，并贡献了~10%的新恒星，这表明该星系的这一区域是活跃的。事实上，外盘的比恒星形成速率（~0.012 Gyr^{-1}）比内盘大2倍（即每单位恒星质量的恒星形成效率更高）。我们已经探索了不同的场景来解释外盘中增强的恒星形成。我们发现，内盘（如果被认为是一个椭圆形的扭曲）可以动态地创建一个螺旋臂结构的外盘，触发观察到的相对较高的恒星形成率，以及内环类似于在这个星系中发现的。
2009-07-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Stochastic 2-D Models of Galaxy Disk Evolution. The Galaxy M33
我们采用参数化随机自传播恒星形成方案，发展了一个快速的星系盘演化的二维数值模型（沿星系半径和方位角分辨）。我们探索的参数空间的模型，并证明其能力，以再现1-D径向配置文件的星系M33：气体表面密度，表面亮度在i和GALEX的EUV通带，和金属丰度。
2015-02-01 astro-ph.GA
The Sphericalization of Dark Matter Halos by Galaxy Disks
宇宙学模拟表明，冷暗物质（CDM）晕应该是三轴的。然而，从观测上看，这个理论预测并不简单，因为星系的聚集预计会改变晕的形状，使它们更加轴对称。我们使用一套N体模拟来定量研究中心盘星系的生长对三轴暗物质晕形状的影响。正如预期的那样，光环对圆盘的存在做出反应，变得更加球形。净效应仅微弱地依赖于盘相对于晕主轴的方向或盘组装的时间尺度，但强烈地依赖于盘的整体引力重要性。我们的研究结果表明，指数盘的贡献峰值小于其圆周速度的~50%，无法显着修改其周围晕的引力势的形状。许多矮星系和低表面亮度星系预计将在这一制度，因此，他们的详细运动学可以用来探测晕三轴性，CDM范式的基本预测之一。我们认为，矮星系NGC 2976的复杂盘运动学可能是一个三轴晕的反映。晕三轴性的这种特征在发光成分次显性的星系中应该很常见。
2010-08-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy And Mass Assembly (GAMA): the Stellar Mass Budget of Galaxy Spheroids and Disks
我们建立在最近的光度分解分析的7506星系和质量大会（GAMA）调查星系推导出恒星质量函数适合个人球状体和磁盘组件人口下降到一个较低的质量限制log（M */M太阳）= 8。我们发现，球状体/盘质量分布的个别星系的形态类型是很好地描述了单一的Schechter函数的形式。我们推导出了球状体（rho_spheroid = 1.24+/-0.49 * 10^8 M_sun Mpc^-3 h_0.7）和盘（rho_disk = 1.20+/-0.45 * 10^8 M_sun Mpc^-3 h_0.7）中恒星总质量密度的估计值，这相当于球状体中局部恒星质量密度的50%和盘中局部恒星质量密度的48%。剩下的恒星质量被发现在矮“小蓝球体”类，这是不是在结构上明显类似于无论是经典的球体或磁盘人口。我们还研究了星系质量和群晕质量区域中组分质量比的变化，发现从球状体到盘质量优势的转变发生在星系恒星质量~10^11 M_sun/h和群晕质量~10^12.5 M_sun/h附近。我们进一步量化的变化，球状体总质量比与组晕质量的中心和卫星人口，以及径向变化，这一比例组内。
2016-08-19 astro-ph.GA
Enhancing Galaxy Classification with U-Net Variational Autoencoders. III. Disk-like Galaxy Identification in JWST Samples of up to redshift 4
Center for Cosmology and Astrophysics, Alikhanyan National Laboratory（阿利哈尼扬国家实验室宇宙学与天体物理中心）；Yerevan State University（埃里温国立大学）
本研究将基于U-Net变分自编码器的星系分类框架扩展到红移0.5<z<4的JWST样本，通过去噪和分类流程识别出382个盘状星系，表明早期宇宙中可能存在比预期更多的盘状结构。
2026-05-29 astro-ph.GA
A surviving disk from a galaxy collision at z=0.4
旋涡星系在本星系群中占主导地位。众所周知，磁盘在碰撞时很脆弱。因此，值得探讨的是，在何种条件下，磁盘可能生存这种相互作用。本文对一个大质量双核星系J033210.76- 274234.6（z=0.4）进行了详细的形态运动学研究。形态分析显示，该天体由两个凸起和一个巨大的圆盘组成，以及一个微弱的蓝色环。结合运动学和形态学，我们提出了一个近中心碰撞模型来解释对象。我们发现大质量盘很可能在初始质量比为4：1的星系碰撞中幸存下来。N-body/SPH模拟结果表明，这次碰撞可能是一次单次极碰撞，其近心距很小，约为1 kpc，主星系的残骸将以盘状结构为主。这些结果支持椎间盘存活假说。盘的存活与极间距离极小的极间碰撞有关。借助N-body/SPH模拟，我们发现无论两个星系是否合并，盘的生存概率都相当大。
2009-04-09 astro-ph.GA
The SAMI Galaxy Survey: Decomposed Stellar Kinematics of Galaxy Bulges and Disks
我们调查的826个星系的球和磁盘组件的恒星运动学与广泛的形态从悉尼-AAO多目标积分场光谱（SAMI）星系巡天。空间分辨的旋转速度（V）和速度色散（$σ$）的凸起和磁盘组件已同时估计使用惩罚像素拟合（pPXF）的方法与光度定义的权重为两个组件。我们介绍了一个新的子程序pPXF处理退化的解决方案。我们表明，V和$σ$分布在每个星系可以重建使用的运动学和重量的凸起和磁盘组件。两个不同的组件的组合提供了一个一致的描述的主要运动学特征的星系在广泛的形态类型。我们目前的塔利-费舍尔和费伯-杰克逊关系表明，星系恒星质量的规模与V和$σ$的所有星系类型的两个组件。我们发现一个紧密的Faber-Jackson关系，甚至磁盘组件。我们发现，凸起和磁盘组件是运动学上不同的：（1）这两个组件显示类似的斜率，但不同的截距的标度关系;（2）自旋参数$λ_R$表明，凸起是压力主导的系统和磁盘的旋转支持;（3）凸起和磁盘组件，分别有，低和高值的内在椭圆率。我们的研究结果表明，这两个组件的相对贡献解释，至少在一阶，复杂的运动学行为的星系。
2020-05-13 astro-ph.GA
Gravitational microlensing as a test of a finite-width disk model of the Galaxy
这项工作的目的是显示，在一个简单的有限宽度的磁盘模型的框架内，通过引力微透镜测量在该地区$0<R<R0$的质量量是一致的动力学质量减去气体的贡献后，从星系旋转确定。由于微透镜只能探测到紧凑的物体，这个结果表明在这个区域中非重子质量分量可以忽略不计。
2012-10-20 astro-ph.GA
The Dawn of Disk Formation in a Milky Way-sized Galaxy Halo: Thin Stellar Disks at $z > 4$
我们目前的结果从\textsc{GigaEris}，宇宙学，$N$体流体动力学的“放大”模拟形成的银河系大小的星系晕与前所未有的分辨率，包括在细化区域内的十亿粒子。模拟采用了现代的光滑粒子流体动力学，包括金属线冷却和金属和热扩散。我们专注于星系的早期组装，直到红移$z=4.4$。模拟星系的性质与恒星形成星系的主要序列外推到更高的红移相一致，并在$z=4.4$处达到$\sim$ 60 $\, M_{\odot}$ ~ $^{-1}$的恒星形成率。在$z \sim 8$上已经出现了一个致密、薄的旋转恒星盘，其性质类似于低红移系统。星系迅速发展出一个多成分的结构，而盘，至少在这些早期阶段，并不像文献中经常报道的那样“颠倒”生长。相反，在任何给定的时间，新诞生的恒星都有助于维持薄盘。运动学反映了早期普遍存在的薄盘，因为$v_ϕ/σ_R$大于1的恒星盘组件已经存在于$z \sim 9$ -10。我们的研究结果表明，非常高红移星系的高分辨率分光光度观测应该找到薄的旋转盘，与ALMA最近发现的冷旋转气体盘一致。最后，我们为JWST NIRCam相机提供了合成图像，展示了早期的磁盘如何在早期就可以很容易地检测到。
2022-02-22 astro-ph.GA
Galaxy formation and chemical evolution
星系吸积物质的方式以及不同时期的恒星形成率影响着星系稳定同位素存量的演化。详细分析了在星系厚盘和薄盘的早期吸积阶段，星系化学演化对星系吸积情景以及恒星形成率的依赖关系。我们的研究结果表明，在星系厚盘形成过程中的快速早期吸积以及星系吸积早期恒星形成率的提高可以解释大部分主要元素的星系化学演化趋势。此外，我们证实了最近的建议，形成一个大规模的银河厚盘，而不是较早假设的低质量厚盘。
2014-08-02 astro-ph.GA
A giant central red disk galaxy at redshift $z=0.76$: challenge to theories of galaxy formation
我们报道了一个位于XMM-LSS北区的巨大红色中央盘星系。该区域覆盖着丰富多样的多波段光度和光谱观测。利用加拿大-法国-夏威夷望远镜遗产巡天（CFHTLS）的测光数据和重子振荡光谱巡天（BOSS）的光谱观测，我们发现该星系的恒星质量是太阳质量的$\sim 10^{11.6}$倍$M_\odot$。该星系呈红色，拥有古老的恒星星族，因此其恒星形成已经停止。利用斯巴鲁战略计划的超级凸轮（HSC）的光度图像数据，我们证明了它的光度轮廓是由一个Sérsic形式完美描述的，其中$n=1.22$表示盘的形态。我们还根据VIMOS公开河外红移巡天（VIPERS）光度表分析了它的环境，发现它的近邻都没有那么大的质量，这表明我们观察到的星系位于其宿主晕的中心。巨大的红色中心盘星系的存在严重挑战了当前星系形成的标准范式，因为没有已知的物理机制来解释其恒星形成的淬灭。这一结论得到了最先进的星系形成流体动力学模拟的支持。
2021-02-10 astro-ph.GA
Wandering Black Holes in Bright Disk Galaxy Halos
我们进行SPH+ N体宇宙学模拟的大质量盘星系，包括黑洞种子的形成和增长的形式主义，并发现，卫星星系含有超大质量黑洞种子往往被剥离，因为它们与主星系合并。这些事件自然地产生了一群“游荡”的黑洞，它们是被剥离的卫星核心的残余物;像银河系这样的星系可能在它们的光环中拥有5 - 15个这样的物体。拥有黑洞种子的卫星可以与本星系群矮星系相媲美，例如小麦哲伦云和大麦云云;这些星系是附近中等质量黑洞的有希望的候选者。假设这些游荡的黑洞保留了来自其宿主矮星系的气态吸积盘，它们对最近发现的一些离核超亮X射线源（如HLX-1）的起源和观测特性给出了物理解释。
2010-12-10 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Gas surface density, star formation rate surface density, and the maximum mass of young star clusters in a disk galaxy. I. The flocculent galaxy M33
利用已发表的气体数据和600多个年轻星团的星表，分析了絮状星系M33中最大星团质量M_max与总气体（Sigma_gas）、分子气体（Sigma_H2）表面密度和恒星形成率（Sigma_SFR）之间的关系.通过比较气体和大部分质量团簇质量的径向分布，我们发现M_max与Sigma_gas ^[4.7]成正比，M_max与Sigma_H2 ^[1.3]成正比，M_max与Sigma_SFR ^[1.0]成正比。我们排除了这些相关性的结果，从样本的大小，因此，最大集群质量的变化必须是由于物理原因。
2012-10-22 astro-ph.GA
Antlia2's role in driving the ripples in the outer gas disk of the Galaxy
我们采用早期公布的自行新发现的Antlia 2矮星系来自盖亚数据计算其轨道分布在宇宙学最近的过去。使用这些观测动机的轨道，我们计算的Antlia 2矮星系外HI盘的银河系的效果，使用测试粒子和平滑粒子流体动力学模拟。我们发现，轨道与低近心点，$\sim$ 10千秒差距，产生的干扰，所观察到的外HI磁盘扰动相匹配。我们根据盖亚数据独立地重新计算了Antlia 2矮星的自行，并发现了$(μ_αcosδ, μ_δ) = (-0.068,0.032) \pm (0.023,-0.031)~\rm mas/yr$的自行，这与Torrealba等人的结果一致。（2019）在误差范围内，但给出了较低的平均近心点，例如，$\sim$ 15千秒差距的银河系基准模型。我们还表明，人马座矮星系的相互作用不匹配的外部气体盘中观察到的扰动。因此，Antlia 2可能是银河系外气体盘中观测到的大扰动的驱动因素。Antlia 2矮星系的当前位置与早期动力学分析（Chakrabarti \& Blitz 2009）预测的在外星系中驱动涟漪的矮星系非常匹配，特别是它的轨道几乎与银河系盘共面。如果Antlia 2矮星系是外星系盘扰动的原因，那么它将具有我们在这里预测的特定自行范围;这可以很快用Gaia DR-3和Gaia DR-4数据进行测试。
2019-09-19 astro-ph.GA
Inclination Dependence of Lyman-Alpha Properties in a Turbulent Disk Galaxy
利用湍流亚网格模型、多相星际介质和详细的恒星形成模型，模拟了孤立盘星系中的Lyman-Alpha辐射传输。我们研究了倾角对不同快照下观测到的Lyman-Alpha性质的影响。莱曼α光谱，等效宽度分布和逃逸分数显着不同的详细形态的磁盘，导致变化从一个快照到另一个。特别是，我们发现，在模拟中的恒星形成区域附近的超新星驱动的空腔可以占主导地位的传输莱曼α分数，这表明恒星形成活动的时间尺度上的LAEs的变化。
2014-10-14 astro-ph.GA
A new quadruple-image gravitational lens in an edge-on disk galaxy at z=0.0956
我们报告了一个四倍透镜源背后的z=0.095边缘盘星系2 MASXJ 13170000 -1405187的偶然发现，基于公共成像调查数据从泛星PS1和VISTA半球调查。麦哲伦/LDSS 3的后续成像显示背景源在空间上是扩展的（即不是类星体），其中两个透镜图像是通过透镜星系盘中的一个突出的尘埃环观察到的。我们总结了初步建模的结果，这表明爱因斯坦半径为1.44弧秒，和K波段的质光比为0.5，相对于太阳值。
2018-06-18 astro-ph.GA
Mapping the inner regions of the polar disk galaxy NGC4650A with MUSE
极盘星系NGC 4650 A在ESO VLT的MUSE调试期间被观察到，以获得恒星和气体的速度和速度色散的第一个2D地图。新的MUSE数据允许对NGC 4650 A中心区域的结构和运动学进行分析，其中两个组件共存。这些区域是以前的长缝文献数据未探测到的。MUSE数据给出的NGC~ 4650 A的扩展视图是一个由两个垂直的盘组成的星系，它们保持不同，并将运动学驱动到该物体的中心。为了与观察到的NGC 4650 A结构相匹配，我们构建了一个由两个圆盘组合投影制成的多组分质量模型。通过将观测结果与从模型中导出的二维运动学进行比较，我们发现，平均而言，这两个盘中的建模质量分布可以解释MUSE数据所揭示的复杂运动学，也可以解释两个组件共存的星系中心区域。这一结果对该星系的动力学和形成历史有很强的约束;它进一步支持了像NGC~ 4650 A这样的极盘星系是通过吸积具有不同角动量的物质而形成的观点。
2015-09-03 astro-ph.GA
Inconsistency of Chemical Properties of Stellar Populations in the Thick Disk Subsystem of Our Galaxy
使用现代公布的数据的速度和光谱定义的化学元素在恒星物体的银河系，我们调查的化学成分与运动学的不同人群的关系。本文指出，银河系的老恒星星族（按运动学判据）属于厚盘子系统--球状星团、天琴座RR型场变星以及近F-G矮星和场巨星，它们具有不同的化学组成。特别是，平均而言，该领域的矮星和巨星比该领域的球状星团和天琴座更多的金属。此外，在$\rm{[Fe/H]} > -1.0$范围内的$α$ -元素的相对丰度对于球状星团是最高的，对于天琴座RR型的场变量是最低的。通过对这些天体的[ $α$ /Fe]与[Fe/H]依赖关系的分析，认为银河系中的厚盘子系统是一个复合体，其中至少存在三个独立的组成部分，最古老的一个包括富金属的球状星团，它们是在Ia型超新星爆发后不久由单一的原星系云形成的。然后，一个厚盘的场恒星子系统是由于一个相当大的矮卫星星系落在银河系已经形成的薄盘上的恒星“加热”而形成的;最后，场恒星子系统的运动学不仅是厚盘，而且是薄盘，从这个被捕获的卫星星系落在银河系上。
2020-02-25 astro-ph.GA
Spectral decomposition of the stellar kinematics in the polar disk galaxy NGC 4650A
上下文极环星系NGC 4650 A的原型包含两个主要的结构组成部分，一个是主星系的中心球体，以及一个延伸的极盘。光度学和运动学研究都表明，这两个组成部分共存于星系中心区域的两个不同平面上。目的。这项工作的目的是研究NGC 4650A中心区域的宿主星系和极盘的光谱和运动学性质，通过解开它们对观测到的星系光谱的贡献。方法.我们应用光谱分解技术在以前的作品中介绍的长缝光谱观测在CaII三重态区域。我们将分析重点放在PA = 152上，该轴对应于宿主星系的光度短轴，其中两个分量的叠加更相关，并且光谱分解是必要的。我们的目标是将在主星系赤道平面内运动的恒星与在沿极盘的meridan平面内运动的恒星分开。结果我们成功地解开了NGC 4650A的两个结构成分的光谱，并测量了它们的视线速度和速度色散剖面，以及PA = 152的恒星含量。宿主星系沿其光度短轴有明显的旋转，表明引力势不是轴对称的。极盘表现出运动学解耦：内部区域相对于外部区域和宿主球体反向旋转。这表明了一个复杂的形成历史的极盘，其特点是质量吸积与去耦角动量。
2014-09-03 astro-ph.GA
Galaxy Flybys: Evolution of the Bulge, Disk, and Spiral Arms
在低红移宇宙中，星系飞掠和合并一样常见，并且对星系演化很重要，因为它们涉及大量质量和能量的交换。在这项研究中，我们调查的影响，轻微的飞掠对银河系质量星系的两种类型的凸起-经典的凸起和四四方方/花生状pseudobulges的凸起，磁盘和螺旋臂。我们的N体模拟包括两个质量比为10：1和5：1的盘星系，其中星系盘位于其轨道平面内，并且近心距离不同。我们进行了光度和运动学的膨胀盘分解在定期的时间步长和跟踪的磁盘大小，螺旋结构，膨胀sersic指数，膨胀质量和膨胀角动量的演变。我们的研究结果表明，对磁盘的主要影响是磁盘增厚，这是被看作是在磁盘的比例规模的高度，规模半径的增加。螺旋结构A2/A0的强度表现出小的振荡的平均时变振幅的pseudoclull宿主星系。飞掠对非旋转的经典核球没有显著影响，这表明这些核球在星系相互作用中是非常稳定的。然而，伪隆起在飞掠中动态地变得更热，这表明飞掠可能在加速盘状星系的长期演化中起着重要作用。对伪凸起的这种影响是它们作为杆的一部分的旋转性质的结果。此外，飞越不影响时间和强度的酒吧屈曲。
2021-06-15 astro-ph.GA
Mass Distribution and Bar Formation in Growing Disk Galaxy Models
我们报告理想化的模拟，模仿嵌入在响应晕和凸起的星系盘的增长。磁盘表现出几乎压倒性的形成强条的倾向，我们发现很难防止。我们发现，在我们摧毁了原始的盘之后，新的棒在生长的盘中形成，这表明棒的形成也影响了星系的持续演化，而不仅仅是盘形成的早期阶段。这一行为更加深刻地提出了以前未解决的问题，即一些星系如何避开酒吧。由于我们的模拟只包括无碰撞的恒星和晕粒子，我们的研究结果可能只适用于气体贫乏的星系;然而，对于这些星系中大量的无阻部分，这个难题仍然存在。我们最初的目标是研究内部动力学如何重新安排盘中的质量分布，作为我们早期研究刚性球形部件的推广。困难的是，我们能够构建一些模型，没有强烈的影响酒吧，并发现晕压缩，角动量交换与磁盘并没有改变我们早期的结论，螺旋活动是主要负责创建平滑的密度分布和旋转曲线。
2016-08-16 astro-ph.GA
Tracing the Dynamical Mass in Galaxy Disks Using HI Velocity Dispersion and its Implications for the Dark Matter Distribution in Galaxies
我们提出了一种方法来推导动力学质量的正面星系盘使用中性氢（HI）的速度色散。我们已经将该方法应用到附近，富含气体的星系，已扩展HI气体盘，并具有低倾角。星系样本包括4个大型盘星系：NGC628、NGC6496、NGC3184、NGC4214和3个矮星系DDO 46、DDO 63和DDO 187。我们已经使用档案数据的东西和小东西的调查，以获得HI气体分布和斯皮策中红外图像，以确定恒星盘的质量分布。我们研究的磁盘动力学和重子的质量比在极端外盘有HI气体，但没有可见的恒星盘。我们发现，对于大星系的磁盘动力学和Hi气体质量表面密度是可比的外盘。但在较小的矮星系中，HI气体总质量占重子质量的主导地位，即M（HI）>M（恒星），盘动力学质量远大于重子质量。对于这些星系来说，要么有一个非常低光度的恒星盘，为HI气体盘提供垂直支撑，要么有一个与它们的盘相关的暗物质晕，这是可能的，如果晕有一个扁球形，这样暗物质晕的内部就集中在盘周围。我们的研究结果是重要的解释平衡HI磁盘在没有恒星磁盘，是特别重要的气体丰富，矮星系，似乎有显着的暗物质质量与他们的磁盘。
2019-12-11 astro-ph.GA
Detection of a Star Forming Galaxy in the Center of a Low-Mass Galaxy Cluster
位于星系团中心的布里渊星系团星系（BCGs）是典型的淬冷巨型椭圆星系。最近的一项研究暗示，具有大圆盘的恒星形成星系，即所谓的超发光螺旋星系和透镜状星系，是星系团子集的BCG。基于现有的光学数据，不可能限制超亮盘状星系是否位于星系团的中心。本文利用XMM-牛顿X射线对5个星系团的观测，绘制了团内介质（ICM）的形貌图，描述了星系团的特征，确定了星系团中心的位置，并测量了星系团中心与超亮盘星系之间的偏移量。我们证明了一个超亮透镜状星系，2 MASX J10405643-0103584，位于低质量（$M_{\rm 500} = 10^{14} \ \rm{M_{\odot}}$）星系团的中心。这代表了第一个确凿的证据，表明一个超亮盘星系是一个星系团的中心BCG。我们推测2 MASX J10405643-0103584的前身是一个椭圆星系，其扩展盘由于星系合并而重新形成。我们排除了其他四个超亮盘星系位于星系团中心的可能性，因为它们到星系团中心的投影距离为$150-1070$ kpc，对应于$(0.27-1.18)R_{\rm 500}$。我们的结论是，这些集群主机静止的大规模椭圆星系在其中心。
2018-11-12 astro-ph.GA
A forming, dust enshrouded disk at z=0.43: the first example of a late type disk rebuilt after a major merger?
Abreg：通过将HST/UDF图像与VLT/GIRAFFE的运动学相结合，我们以类似于在附近宇宙中所做的方式导出了遥远星系J033245.11-274724.0的物理模型。在这里，我们研究一个遥远的紧凑LIRGs星系的属性。鉴于光度和分光光度的准确性，我们可以将星系分解为子组件，并纠正它们的红化。该星系主要由UDF图像显示的尘埃笼罩的磁盘。盘半径是银河系的一半，SFR= 20 Mo/yr。形态学和运动学表明，气体和恒星一起迅速向内螺旋，以供给圆盘和中心区域。一个棒和两个非旋转的螺旋臂的组合系统调节物质吸积，诱导大的西格玛，西格玛大于100公里/秒，并重新分配角动量（AM）。详细的物理性质类似于从建模合并的两个相等的质量，气体丰富的星系，合并后0.5 Gyr的期望。在其后期演化中，该星系可能成为一个晚型星系，其演化符合T-F关系，AM主要由合并的轨道AM引起。
2009-02-02 astro-ph.GA
MHD simulations of ram pressure stripping of a disk galaxy
通过冲压压力剥离（RPS）去除盘星系的星际介质（ISM）已经在许多模拟中得到了广泛的研究。然而，磁场（MF）的气体动力学在这个过程中的作用几乎没有研究，虽然MF对大规模磁盘结构的影响是公认的。考虑到这一点，我们提出了一个3D磁流体动力学（MHD）模拟的面上RPS的盘星系研究的影响，银河MF的气体剥离。包含星系MF的主要效应是一个张开的圆盘。当团内介质（ICM）风撞击这个张开的圆盘时，在相互作用界面处产生斜激波，在那里ISM被压缩，产生从大半径向星系中心区域的气体流入。这种流入在$\sim 150$ Myr中被观察到，并且可能为星系的中心部分提供恒星形成的物质，而盘的外围正在被剥离气体，因此斜激波可以诱导和增强剩余盘中的恒星形成。我们还观察到，MF改变了扫掠气体的形状和结构，在磁化的情况下，给人一个光滑的外观和clumpier和类似的形态，在水的情况下。最后，我们使用Gunn-Gott准则估计了我们模型的截断半径，发现与模拟结果一致。
2018-02-15 astro-ph.GA
A Cold, Massive, Rotating Disk Galaxy 1.5 Billion Years after the Big Bang
在传统的星系形成模型中，像银河系这样的大质量盘状星系预计会在较晚的时候形成，但最近的数值模拟表明，这样的星系可能早在大爆炸后10亿年通过冷物质的吸积和合并形成。在观测上，要辨别出在高红移下发射的盘状星系是很困难的，这样就可以分辨出相互竞争的星系形成模型。在这里，我们报告成像，分辨率约为1.3千秒差距，158微米的发射线，从单离子化碳，远红外尘埃连续谱和近紫外连续谱发射从一个星系的红移为4.2603，通过检测其类星体光的吸收确定。这些观测结果表明，这种辐射来自于一个寒冷的尘埃旋转盘内的气体，旋转速度为每秒272公里。对银河系中一氧化碳排放的检测产生了一个分子质量，这与电离碳排放的估计值一致，约为720亿太阳质量。当宇宙只有15亿年的时候，这样一个巨大的、旋转支撑的冷盘星系的存在有利于通过冷模吸积或合并形成，尽管它的大旋转速度和大量的冷气体仍然具有挑战性，难以用大多数数值模拟重现。
2020-05-19 astro-ph.GA
Anatomy of the Star-formation in a Tidally Disturbed Disk galaxy: NGC 3718
本研究通过多波段成像数据分析近邻潮汐扰动星系NGC 3718的182个恒星形成团块，发现小并合可触发星系盘由内向外生长，年轻恒星形成团块位于外潮汐臂。
2024-08-19 astro-ph.GA
Evidence of a Flat Outer Rotation Curve in a Starbursting Disk Galaxy at $z=1.6$
通过宇宙时间观测星系中的重子到暗物质的比例是对星系形成模型的基本检验。最近的观测研究表明，$z>1$中的一些盘星系的自转曲线下降，与观测到的低红移盘星系的恒星或HI自转曲线在大半径处变平相反。我们提出了一个观测反例，一个名为DSFG 850. 95的星系在$z=1.555$（大爆炸后4. 1 Gyr），拥有一个平坦的旋转曲线半径$\sim$ 6- 14 kpc（1. 2 - 2. 8盘尺度长度），并有一个暗物质部分$0.44\pm0.08$在H波段半光半径，类似于银河系。我们使用Keck/MOSFIRE对H $α$和[NII]发射特征的光谱观察创建了位置-速度和位置-色散图，揭示了$V_{\rm flat}=285\pm12$ km/s的平坦旋转速度和$σ_{0}=48\pm4$ km/s的电离气体速度色散。这个星系有一个旋转主导的速度场与$V_{\rm flat}/σ_{0}\sim6$。地基H波段成像显示了一个圆盘，其Sérsic指数为$1.29\pm0.03$，边缘倾斜角为$87\pm2^{\circ}$，H波段半光半径为$8.4\pm0.1$ kpc。我们的研究结果指出，DSFG 850.95是一个巨大的，旋转支持的盘星系与高暗物质重子分数的外星系，类似于盘星系在低红移。
2018-11-05 astro-ph.GA
Evolution of the Velocity Ellipsoids in the Thin Disk of the Galaxy and the Radial Migration of Stars
利用修订的Geneva-Copenhagen星表数据，在恒星轨道平均半径不变的条件下，研究了恒星径向迁移对银河系薄盘中邻近恒星速度椭球参数年龄依赖性的影响.它表明，正是恒星的径向迁移，以及在薄盘的负金属丰度梯度，负责观察到的附近恒星的金属丰度和角动量之间的负相关性，而在相同的银河系中心距离出生的恒星的角动量不依赖于年龄或金属丰度。（节略）
2011-04-08 astro-ph.GA
The Star-Forming Histories of the Nucleus, Bulge, and Inner Disk of NGC 5102: Clues to the Evolution of a Nearby Lenticular Galaxy
利用双子座南天区GMOS观测到的长缝光谱研究了透镜星系NGC 5102的恒星形成历史。结构和补充光度信息从档案斯皮策[3.6]图像中获得。与模型光谱的比较表明，光度加权的金属丰度与盘中红巨星分支恒星的颜色一致。在可见光波长下，其核心的光度加权年龄约为1 Gyr，而整合的光主要是由形成时间只有几百万年的恒星组成。相比之下，隆起和盘的亮度加权年龄分别为~2 Gyr和~10 Gyr。核和核球的g '-[3.6]颜色与光谱年龄一致。与核心相比，假设恒星形成活动跨越许多Gyr的模型比简单的恒星星族模型更好地匹配了球和盘的光谱。凸起中的等像线呈圆盘状，暗示凸起是由具有显著旋转支撑的材料组装而成的。球状体和盘状体的恒星形成历史与球状体是由一个长寿的棒体坍缩而形成的一致，并且建议NGC 5102的祖先是一个棒状盘状星系，通过其棒体的屈曲而演变成透镜状星系。
2014-12-05 astro-ph.GA
The colors of bulges and disks in the core and outskirts of galaxy clusters
环境对S 0星系形成的作用仍然没有很好的理解，特别是在星系团的外围。我们研究了八个低红移星系团，分析星系成员到星系团中心的距离$\sim2.5\,R_{200}$。我们在$g$ -，$r$ -和$i$ -波段进行2D光度膨胀盘分解，从中我们识别出469个双组分星系。我们分别分析的颜色的凸起和磁盘和它们的依赖于投影集群中心的距离和本地星系密度。对于我们的星系团S 0星系的样本，我们发现，凸起比周围的磁盘更红，显示出显着的颜色星等趋势，并具有与环境指标不相关的颜色。另一方面，与我们的星系团S 0相关的圆盘随着星系团中心半径的增加而变得明显更蓝，但没有证据表明颜色-星等关系。在$0\leq R/ R_{200}<0.5$星系团核心中的星系主要驱动盘的颜色-半径关系。在投影相空间中，后溅星系和下落星系的盘色没有显著差异。在$R_{200}$之外，盘的颜色不随局部星系密度的变化而变化，表明双组分星系的颜色不受预处理的影响。在$R_{200}$以外的单组分盘控星系中观察到了一个显著的色密度关系。我们的结论是，集群S 0星系的形成主要是由集群核心过程作用于磁盘驱动，而预处理的证据被发现为单组件盘占主导地位的星系。我们公开发布从膨胀盘分解得到的数据。
2021-03-20 astro-ph.GA
Kinematics and Origin of Gas in the Disk Galaxy NGC 2655
本文介绍了在特殊天体物理天文台（SAO RAS）的6米望远镜和斯滕伯格天文研究所高加索山天文台（CMO SAI MSU）的2.5米望远镜上获得的关于巨大早型盘星系NGC 2655电离气体的分布、激发和运动学的新观测数据。对这些和早期光谱观测的联合分析使我们能够得出关于NGC 2655中气体的多重性质的结论。连同一个适当的大气体盘经历了数十亿年的星系恒星势赤道平面的定期圆形旋转，我们还观察到一个合并的小卫星几乎垂直撞击NGC 2655的中心部分约1000万年前的残留物。
2023-01-12 astro-ph.GA
Distinguishing Mergers and Disks in High Redshift Observations of Galaxy Kinematics
在$z\sim2$，大部分的大质量恒星形成星系除了有大量的无序运动外，还有旋转的速度梯度。在本文中，我们证明了这是具有挑战性的区分定期旋转的盘状星系的轨道运动的合并星系的可见度有限的数据。然而，在$z\sim2$的合并分数可能太低，这对磁盘分数的测量有很大的影响。为了确定合并通过磁盘的频率，我们期待星系形成模拟。我们分析了$\sim$ 24000合成图像和运动学地图的31个高分辨率模拟孤立星系和合并在$z\sim2$。我们确定，如果合成观测通过标准通常用于识别盘星系，以及是否与它们的内在动力学状态的结果是一致的。本质上是合并的星系通过了从0到100 $\%$的视线的圆盘标准。确切的百分比很大程度上取决于所采用的特定盘标准，而合并星系的分离程度很弱。因此，我们无法确定对单个星系的观测是否表明合并或盘。为了估计在当前运动学样本中作为磁盘通过的合并分数，我们将合并作为磁盘通过的概率与来自宇宙学模拟的理论合并分数相结合。从表面上看，观测到的盘分数被高估了一点：最多被高恒星质量的$5\%$（$10^{10-11}$ M $_{\odot}$）和低恒星质量的$15\%$（$10^{9-10}$ M $_{\odot}$）高估。
2019-02-18 astro-ph.GA
The galaxy size to halo spin relation of disk galaxies in cosmological hydrodynamical simulations
在标准盘星系形成模型中，星系盘的大小与其暗物质晕的自旋参数$λ$密切相关。该模型已被广泛采用的各种半解析星系形成模型，已非常成功地解释了大量的观测数据。然而，在大多数星系形成的现代流体动力学模拟中，很少看到尺寸- $λ$相关性。在这篇短文中，我们利用4组大型流体动力学模拟来探索大样本模拟盘状星系的尺寸-自旋参数关系，并将其与Mo等（1998）的一个流行的盘状星系形成模型进行比较。有趣的是，星系的大小与暗物质晕的自旋参数密切相关，尽管在我们研究的所有恒星质量范围内，这种关系并不总是与MMW 98模型的预测一致。在EAGLE模拟中，银河系类比也存在大小-自旋相关性，但它比IllustrisTNG的对应物相对较弱。对于EAGLE合作模拟中的矮星，存在空相关性。我们的结论是，无论是详细的亚网格物理或流体力学求解占的大小自旋关系，这将在我们未来的工作中进行探讨。
2023-03-10 astro-ph.GA
The thick disk rotation-metallicity correlation as a fossil of an "inverse chemical gradient" in the early Galaxy
厚盘旋转-金属丰度相关性，\partial V_x/ \partial [Fe/H] =40 × 50 km s^{-1}dex^{-1}代表了银盘形成过程的一个重要特征。我们使用非耗散的数值模拟，以遵循银河系（MW）的磁盘的演变，以验证长期的动力学过程可以解释这种相关性在旧的厚盘恒星星族。我们遵循了一个古老的磁盘人口的演变代表的1000万个粒子的化学丰度分配假设一个宇宙学上合理的径向金属丰度梯度较低的金属丰度在内部区域，如预期的10-Gyr-old MW。本质上，内盘恒星向外部区域移动，并填充位于更高|z|的层。出现的旋转-金属丰度相关性，这很好地类似于在我们的银河系中观察到的行为，在银河系的距离之间的8千秒差距和10千秒差距。特别地，我们测量了在1.5 kpc <|z| < 2.0 kpc下持续到6 Gyr的粒子的\partial V_r/ \partial [Fe/H] \simeq 60 km s^{-1}dex^{-1}的相关性。我们的纯N-体模型可以解释V_bv。[Fe在我们银河系厚盘中观察到的相关性，表明盘内部的过程，如加热和径向迁移，在这个古老恒星成分的形成中发挥了作用。在这种情况下，旧厚盘人口的正旋转-金属丰度相关性将代表古老的“逆”化学（径向）梯度在银河系内部的遗迹签名，这是由原始气体吸积造成的。
2012-07-26 astro-ph.GA
On a Generalized Mass-Velocity Relation for Disk Galaxies and Galaxy Clusters
我们将BFJ和BTF（MVD）关系合并为一个广义的标度质量速度关系，它适用于压力支持的星系团和旋转支持的星系。与MOND启发的关系包含一个特征的加速度尺度和归一化因子，我们的建议是依赖于观察到的动态表面质量密度和差异。我们对HIFLUGCS星系团（Tian et al，2021）的样本进行了相同的分析，这些样本是在先前的研究中发现的。对于这个星系团样本，我们发现很少有证据表明，一个普遍的加速度常数，如以前公认的星系。最后，我们完成了一个检查的维里能量的组合样品恢复质能关系符合的现象。
2021-10-06 astro-ph.GA
Exponential Galaxy Disks from Stellar Scattering
恒星散射关闭的轨道或瞬态团块的表面密度和速度色散在一个二维的非自引力恒星盘与一个固定的晕势的指数配置文件的形成。近似平坦旋转曲线和近似固体旋转曲线的指数形式。该指数不依赖于初始条件、旋臂、棒、粘度、星形成或强剪切。在快速的初始发展之后，指数饱和到近似固定的标度长度。在一个两个组成部分的配置文件的内部指数有一个相当于初始磁盘半径的断裂半径;外部指数主要是散射的恒星。
2013-08-23 astro-ph.GA
The Lop-sided Spiral Galaxy NGC 247: Clues to a Possible Interaction with NGC 253
跨越宽波长范围的观测被用来检查附近晚型螺旋星系NGC 247的盘的不对称性。北旋臂在所有波长下都过亮，与银河系其他部分相比，在类似的银河系中心半径下，而在这个臂以南的空隙中非常明亮的红色恒星的密度与在相同的银河系中心半径下的其他部分相匹配。在星盘中发现了两个空间范围为kpc的气泡，NGC 247南部星盘中的许多年轻恒星都位于其中一个结构的壁中。这些气泡的动力学年龄估计与核中最后一次大规模恒星形成事件相吻合，这表明在几百万年前，NGC 247的整个圆盘中都有大规模恒星形成。与经典的不对称星系NGC 4027在形态上有相似之处，因此得出结论，NGC 247是一个显著不对称的螺旋星系。北盘中的空洞则是盘的主体和北臂之间的投影区域。讨论了NGC 247与其附近的恒星暴增星系伴星系NGC 253相互作用的不平衡形态的影响。
2021-01-18 astro-ph.GA
A Giant Disk Galaxy Two Billion Years After The Big Bang
本研究在宇宙仅20亿年的红移3.25处发现一个尺寸、质量与当今最大盘星系相当的巨型盘星系，其处于致密环境，暗示早期致密环境存在利于大星系盘形成的物理条件。
2024-09-26 astro-ph.GA
A Dynamic Galaxy: Stellar Age Patterns Across the Disk of M101
本文利用窄带成像研究M101盘面恒星年龄分布，发现径向年龄梯度和跨旋臂年龄梯度，并提出动态瞬态旋涡图案及模式耦合机制来解释全盘年龄模式。
2023-11-28 astro-ph.GA
Galaxy rotation curves disfavor traditional and self-interacting dark matter halos, preferring a disk component or Einasto function
我们使用银河系自转曲线的数据库中比较9个不同的暗物质和修改的重力模型在平等的基础上，特别注意恒星的质光比。我们比较了三个非相互作用的暗物质模型，一个自相互作用的DM（SIDM）模型，两个强子相互作用的DM（HIDM）模型，和三个修改的牛顿动力学类型的模型：MOND，径向加速关系（RAR）和最大盘模型。DM-气体相互作用的模型在暗物质中产生了一个盘状成分，与除Einasto晕之外的所有其他模型相比，这显著改善了旋转曲线的拟合; MOND型模型的拟合效果明显较差。
2021-11-22 astro-ph.GA
Modelling mass distribution of the Milky Way galaxy using Gaia billion-star map
银河系是一个典型的旋涡星系，它由一个位于中心的黑洞、一个棒状凸起和一个包含旋臂的盘组成。银河系的复杂结构使得模拟其质量分布非常困难和具有挑战性，特别是对于在银河系动力学和演化中起着最重要作用的银河系盘。传统的轴对称盘模型与指数的亮度分布和恒定的质光比假设为银河系盘。为了生成平坦的旋转曲线，还必须包括暗晕。在这里，通过使用最近发布的盖亚十亿星地图，我们提出了一个银河系盘质量分布模型，它是基于恒星密度分布，而不是亮度和质光比。该模型的特点是两个参数，一个凸起半径和特征长度。利用质量分布模型和求解泊松方程的银河系，我们得到了一个平坦的旋转曲线，再现了关键的观察到的功能，而不需要一个黑暗的晕。
2016-12-14 astro-ph.GA
Models for the 3-D axisymmetric gravitational potential of the Milky Way Galaxy - A detailed modelling of the Galactic disk
目标。基于密度和势对的简单解析函数的星系质量模型在文献中被广泛提出。仅由运动学数据约束的盘模型仅在非常接近银河平面的地方给出关于全球盘结构的信息。我们试图绕过这个问题，通过构建磁盘质量模型，其三维结构的约束，最近的银河系恒星计数模型在近红外线，也通过观察氢在磁盘中的分布。我们的主要目的是提供模型的引力潜力的星系，是充分的分析，但也有一个更现实的描述密度分布的磁盘组件。方法.从直接基于观测的盘模型（这里分为薄和厚的恒星盘和HI和H $_2$磁盘子组件），我们产生拟合的质量模型相结合的任何“模型阶”（1，2，或3）为每个磁盘子组件的三个宫本永井磁盘配置文件。宫本永井磁盘相结合的模型的凸起和“暗晕”的组件和总的一套参数进行调整，观测的运动学约束。一个模型，其中包括一个环密度结构的磁盘，超出太阳银河系半径，也进行了研究。结果银河系质量模型返回非常好的匹配强加的观测约束。特别是，与环密度结构的模型提供了一个更大的贡献，磁盘的旋转支持内的太阳圈。引力势模型及其相关的力场描述在解析封闭的形式，此外，他们也是兼容的，我们最好的知识的恒星和气体分布的磁盘组件。引力势模型适用于银盘轨道的研究。
2016-07-08 astro-ph.GA
The VVV Survey reveals classical Cepheids tracing a young and thin stellar disk across the Galaxy's bulge
对银河系内部物理学的深入了解是理解我们银河系演化的关键，但极端的尘埃遮蔽在历史上阻碍了沿着银河系中平面绘制区域的努力。VVV巡天的新的全面近红外时间序列测光显示了35个经典造父变星，追踪了银河系内部以前未观测到的组成部分，即沿着银河系中平面的年轻恒星的无处不在的内部薄盘，穿过凸起。这些经典造父变星的发现周期（年龄）分布意味着在过去的1亿年里，银河系中心区域不断有新形成的恒星。
2015-09-28 astro-ph.GA
A simple formula for the third integral of motion of disk-crossing stars in the Galaxy
我们提出了一个简单的分析公式近似的第三个积分的运动与近赤道轨道在银河系：$I_{3}=ZΣ_{I}^{1/3}$，其中$Z(R)$是垂直振幅的轨道在银河系中心距离$R$和$Σ_{I}(R)$是综合动态表面质量密度的磁盘，一个数量，最近已成为可测量的。我们还建议，这种关系是有效的盘交叉轨道在各种各样的轴对称星系模型，范围从剃刀薄磁盘不可忽略的厚度，无论系统包括凸起和晕。我们应用我们的形式主义的Miyamoto-Nagai模型和银河系的现实模型。在这两种情况下，结果提供了适合的近赤道轨道的形状，这是更好的比相应的曲线时，由通常的绝热近似的轨道具有垂直振幅相比，磁盘的标度高度。我们还讨论了这种近似的第三次运动积分在修正的引力理论中的作用。
2016-06-22 astro-ph.GA
A thick-disk galaxy model and simulations of equal-mass galaxy pair collisions
我们实现了文献中报道的数值模型来模拟由四个物质组成的星系的演化，如：暗物质晕;恒星旋转盘;恒星球形凸起和分子气体环。我们证明了这个星系模型的演化至少在10 Gyr（Gyr= $10^{9}$年）内是稳定的。我们的特征所产生的配置，这个星系模型的图形的圆速度和角动量分布;切向和径向分量的速度;峰值密度演化和径向密度分布。此外，我们还计算了几种等质量星系双星碰撞模型，如：（i）正面碰撞和（ii）斜碰撞（带碰撞参量），（iii）两种模型的初始条件取自2体轨道和（iv）一个非常接近的通道。为了与星系模型进行比较，我们以类似的方式描述了碰撞模型的动力学特征。最后，我们确定的de Vaucouleurs拟合曲线的径向密度分布，在0-100千秒差距的径向尺度上，所有的碰撞模型，无论碰撞前的轨迹。为了研究径向质量密度和径向表面密度分布在一个较小的径向尺度，0-20千秒差距，我们使用四参数拟合曲线。
2020-05-03 astro-ph.GA
Observational Evidence for a Thick Disk of Dark Molecular Gas in the Outer Galaxy
我们提出了一个非常广泛的（$ΔV_{LSR} \sim 150$公里/秒），微弱的（$T_{mb} < 10 \textrm{mK}$），和无处不在的1667和1665兆赫的基态热OH辐射朝向第二象限的外星系（$R_{gal}$ > 8千秒差距）与绿岸望远镜的偶然发现。最初发现于2015年，我们描述了在过去五年中对这一结果进行的冗余实验，观测和数据质量测试。辐射的速度分布清楚地表明了大尺度的银河系结构。我们观察到一个平滑的OH的径向速度分布，在形态上类似于HI径向速度分布在外星系，表明分子气体是显着更广泛的外星系比以前预期的。我们的研究结果意味着存在一个厚厚的（$-200< z < 200$ pc）磁盘弥漫（$n_{H_{2}}$ $\sim$ 5 $\times$ 10 $^{-3}$ cm $^{-3}$）分子气体的外星系以前未检测到的全天CO调查。
2021-04-13 astro-ph.GA
ECO and RESOLVE: Galaxy Disk Growth in Environmental Context
我们研究星系环境和星系属性之间的关系与磁盘（再）增长，考虑到两个高度完整的样本，大约重子质量限制到高质量矮星系制度，环境COontext（ECO）目录（数据发布在此）和B-学期区域的REsolved光谱的本地卷（RESOLVE）调查。我们量化的星系环境，使用组识别和平滑的星系密度场的方法。我们使用肉眼和定量形态分类加上原子气体含量测量和估计。我们发现，蓝色早型（E/S 0）星系、气体主导星系和紫外亮盘宿主星系在团晕质量~10^11.5 Msun以下都变得明显更常见，这意味着这种低团晕质量区域可能是显著盘生长活动的首选区域。我们还发现，蓝色早型和蓝色晚型星系居住在环境中类似的组晕质量在固定的重子质量，与蓝色早型可以再生晚型磁盘的情况相一致。事实上，我们发现，不同星系类所居住的典型群晕质量的唯一显着差异是不同颜色的卫星星系，在固定的重子质量下，红色早期和晚期类型比蓝色早期和晚期类型具有更高的典型群晕质量。更一般地说，我们认为，传统的形态-环境关系（即，密度更大的环境往往有更多的早期类型）可以在很大程度上归因于中心星系的形态-星系质量关系和卫星星系的颜色-环境关系。
2015-10-19 astro-ph.GA
