Bars in hydrodynamical cosmological simulations
我们研究了在完全宇宙学流体动力学模拟银河系质量的星系形成的两个酒吧的属性。在一种情况下，酒吧形成在一个系统中的光盘，凸起和晕组件，是相对强大和长，可以预期的系统中的球体强烈影响的演变。第二个棒不太强，较短，形成于一个没有明显凸起成分的星系中。我们研究了棒的强度和长度，沿棒和跨棒的恒星密度分布以及棒区的速度场。我们将它们与动态（理想化）模拟和观测结果进行比较，并发现，一般来说，一个很好的协议，虽然我们也发现了一些重要的差异。我们的研究结果表明，或多或少的现实酒吧可以自然形成的$Λ$ CDM宇宙学，并开辟了可能性，研究酒吧的形成过程中，一个更一致的方式比以前做的，因为主机星系生长，吸积物质和显着演变过程中的酒吧和演变。
2012-06-22 astro-ph.CO
Dark matter distribution and its impact on the evolution of galaxy disks
本文综述了暗物质晕在星系盘演化中的作用，特别是通过自引力减少来稳定星系盘，或通过角动量交换来发展星系棒。三轴暗晕倾向于弱化沙洲。当棒区暗质量可以忽略时，棒是通过内外盘之间、恒星与气体之间的角动量交换而形成的。在外部气体吸积的存在下，杆强度的自我调节循环可能会发展。暗晕上的动力摩擦使暗条变慢，这限制了内盘内的暗物质数量。在星系形成的过程中，如果黑洞与暗物质轴不重合，重子会失去大部分角动量。稳定的盘可以形成与暗晕的短轴对齐。如果在下落方向上发生突然的变化，在其他情况下是稳定的，那么就会产生特殊的极环星系。然后暗物质晕就可以沿着极盘排列。不对齐的下沉也可以保持不平衡，这很少是由于星系的相互作用和合并。
2012-10-18 astro-ph.CO
Bar formation and evolution in disc galaxies with gas and a triaxial halo: Morphology, bar strength and halo properties
我们遵循的形成和演化的酒吧在N体模拟的盘星系与气体和/或三轴晕。我们发现相对气体含量和晕形状对坝的形成和演化都起着重要作用。在富含气体的模拟中，圆盘保持近轴对称的时间比缺乏气体的圆盘长得多，而且，当棒开始生长时，它的速度要慢得多。由于这两种效应的结合，大规模的酒吧形成后，在丰富的气体比在气体贫乏的磁盘。这可以解释在大质量的红色盘星系中，棒比在蓝色螺旋星系中更早出现的现象。我们还发现，在酒吧区的形态特征的强烈影响的气体分数。特别是，在模拟结束时的酒吧是在富含气体的情况下弱得多。我们没有看到酒吧被毁。晕三轴度对杆件强度有双重影响。在模拟的早期阶段，它诱导酒吧形成开始较早。另一方面，在后期，长期的演化阶段，三轴晕导致相当少的增加酒吧的强度比球形的。光环的形状随着时间的推移而发生相当大的变化。内晕圈部分可以变得更细长或更球形，这取决于棒强度。初始三轴晕的主体向球形演化，但在初始强三轴的情况下，它停止成为球形。部分被晕吸收的角动量会产生相当大的晕粒子旋转，这些粒子长时间保持在相对靠近圆盘的位置。另一部分产生晕体旋转，这与酒吧相反，随着时间的推移，但保持小。
2012-11-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Tidally induced bars of galaxies in clusters
利用N体模拟方法研究了团簇中盘状星系潮汐诱导棒的形成和演化。我们的祖先是一个巨大的，晚型星系类似于银河系，由指数盘和NFW暗物质晕组成。我们将星系置于室女座星系团的四个不同轨道上，并将其演化10 Gyr。作为一个参考案例，我们也孤立地发展了相同的模型。潮汐诱导的酒吧形成后不久，所有的轨道上的第一个近心通道，并生存，直到进化结束。它们出现得更早、更强、更长，并且在更紧的轨道上具有更低的模式速度。只有最紧的轨道的属性的酒吧控制的方向的潮汐扭矩从集群在pericenters。这些条的形成机制是角动量从星系的恒星成分转移到它的晕。当潮汐力较强时，所有的杆都经历了较长时间的屈曲不稳定性，这种屈曲不稳定性发生得更早，并导致更明显的方形/花生形。使用所有的模拟输出的星系在不同的演化阶段，我们构建了一个玩具模型的星系团中的人口和测量的平均酒吧强度和酒吧分数作为一个函数的团心半径。两者都被发现是半径的轻度减少的功能。我们的结论是，潮汐力可以触发酒吧形成在星系团的核心，但不是在外围，从而导致更大的浓度棒星系团的中心。
2016-05-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmic evolution of bars in simulations of galaxy formation
我们调查的两个酒吧形成的完全自洽流体动力学模拟银河系质量的星系的形成的演变。其中一个星系在$z = 0$处显示出更高的中心质量集中度，并且具有比另一个更长更强的棒。较强的棒主要通过将其角动量转移到暗晕来演化。因此，杆的旋转速度随时间减小，而杆的振幅随时间增大。这些功能定性地同意理想化模拟得到的结果。在其早期进化阶段，较强的杆的图案速度在半转内大幅度上升和下降。当杆与$m = 4$模式傅立叶分量未对准时，这些振荡发生。这些振荡与暗物质晕的三轴性振荡相关，但与理想化模拟所确定的方式不同。弱棒的振幅并没有随着时间的推移而增加，尽管它的旋转速度随着时间的推移而减慢，这一结果与理想模拟的预期相矛盾，这是由与质量损失和来自恒星星族的反馈相关的中心密度下降引起的。较弱的杆的振幅被进一步削弱的角动量注入的恒星团在磁盘中的相互作用。在这两个星系中，棒在4：1共振附近终止。
2015-04-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Relation Between Galaxy Morphology and Environment in the Local Universe: An RC3-SDSS Picture
我们分析了911个明亮（M_B < -19）星系的z ~ 0形态与环境的关系，将经典的RC 3形态与Yang等人基于SDS的星群表进行了匹配。我们研究了在10^11.7-10^14.8 h^-1 Msol范围内，螺旋星系、椭圆星系和椭圆星系的相对比例如何依赖于晕质量。我们特别注意形态如何与中央（最大质量）与卫星星系的地位。椭圆星系的比例是恒星质量的强函数;它也是晕质量的强函数，但仅限于中央星系。我们解释这一点的情况下，椭圆星系的形成，可能是通过合并，作为中央星系在他们的晕;卫星椭圆星系以前的中央星系吸积到更大的晕。S 0星系的总体比例随着晕质量的增加而强烈增加，从~10%增加到~ 70%。我们发现中心星系和卫星星系之间存在着显著的差异：无论晕质量如何，中心M_* > 10^10.5 Msol星系中有20+/-2%是S 0星系，而卫星S 0星系只存在于大质量（> 10^13 h^-1 Msol）晕中，它们占M_* > 10^10.5 Msol卫星星系总数的69+/-4%。这表明S 0的形成有两个通道：一个通道是中心星系，另一个通道是低质量（M_* <~ 10^11 Msol）的吸积螺旋星系转化为大质量晕中的卫星S 0星系。更精细的形态结构（酒吧和环盘星系）的分析显示出一些趋势与恒星质量，但没有晕质量，这是与其他最近的研究表明，酒吧没有强烈的影响星系环境。高质量中央星系的射电源是常见的…
2011-12-16 astro-ph.CO
Galaxy Zoo: Observing Secular Evolution Through Bars
在本文中，我们使用银河动物园2数据集研究的行为，酒吧在磁盘星系的功能，比恒星形成率（SSFR），和隆起的突出。我们的样本由13，295个盘星系组成，总的（强）棒分数为$23.6\pm 0.4\%$，其中1，154个棒星系也有棒长度测量。这些样本是有史以来用于研究棒在星系演化中的作用的最大样本。我们发现，一个星系托管酒吧的可能性是反相关的SSFR，无论恒星质量或突出的凸起。我们发现，酒吧的可能性和酒吧长度与凸起突出的趋势是双峰SSFR。我们解释这些意见，使用国家的最先进的模拟酒吧的演变，其中包括活晕和气体和恒星形成的影响。我们认为，我们观察到的趋势与SSFR酒吧的可能性驱动的气体部分的磁盘，一个因素证明，以显着延迟酒吧的形成和演变的模型。我们解释的双峰隆起突出和酒吧的属性之间的关系，由于经典的凸起和中心质量浓度酒吧演变的复杂影响，也到酒吧演变的盘状pseudobulges的增长。这些结果代表了长期演化驱动的酒吧在盘星系的经验证据。这项工作表明，酒吧不是停滞的结构，在磁盘星系，但在本地宇宙（$z<1$）的主机星系的一个关键的演化驱动器。
2013-11-13 astro-ph.CO
Loss of halo triaxiality due to bar formation
宇宙学N体模拟表明星系的暗物质晕一般是三轴的。然而，重子盘的存在被认为改变了晕的形状。在这里，我们的目标是研究酒吧的形成是如何影响晕三轴性，以及如何，反过来，酒吧的存在影响晕的形状。我们进行了一组无碰撞N体模拟盘星系与三轴暗物质晕，使用椭圆盘作为初始条件。我们研究模型的不同的晕三轴，并在没有酒吧形成的情况下，调查的晕形状的行为，我们运行的模型与不同的磁盘质量，晕浓度，磁盘速度分散和模型的磁盘形状保持人工轴对称。我们发现，引入一个巨大的磁盘的原因晕三轴性被部分稀释。一旦圆盘完全长大，一个强大的恒星棒在仍然是非轴对称的晕内发展，导致它失去剩余的非轴对称性。在三轴晕的初始条件是这样的酒吧不形成，晕是能够保持三轴和圆化其形状的平面上的磁盘是有限的磁盘增长的时期。我们的结论是，部分循环的光环是由于光盘的增长，但部分必须归因于酒吧的形成。我们发现，最初的圆盘响应过度的三轴电位，并成为高度拉长。它们也比最初的椭圆盘失去更多的角动量，从而形成更强的杆。正因为如此，他们的酒吧在他们的光环上引起的循环也更快。我们还分析了晕的垂直形状，并观察到它们的垂直方向仍然相当大，这意味着晕成为近似扁圆的模拟结束。[删节]
2010-04-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Bars and secular evolution in disk galaxies: Theoretical input
棒在驱动盘状星系的演化和塑造它们现在的性质方面起着重要作用。它们导致角动量在星系内重新分布，主要从棒的内部Lindblad共振处的（近）共振物质发射，并主要被椭球体中的（近）共振物质吸收（即，晕圈和相关的凸起）和外盘。球状体延迟和减缓了它们所承载的棒的初始生长，但是，在演化的后期阶段，它们通过吸收角动量来加强棒。在（近）共振区增加的速度分散延迟酒吧的形成，并导致不太强的酒吧。当条状物形成时，它们在垂直方向上很薄，但很快它们的内部就会膨胀起来，形成通常所说的四方形/花生状凸起。这给了棒一个复杂而有趣的形状，这解释了许多观测结果，并认为我们银河系中的COBE/DIRBE棒和长棒分别是单个棒的薄和厚部分。可以通过优化发射器和吸收器之间的平衡来设置条图案速度的值，使得最大量的角动量被重新分配。随着它们的进化，酒吧变得更强，旋转速度更慢。棒也重新分配星系内的物质，创造一个盘状隆起（伪隆起），增加盘的尺度长度和范围，并驱动螺旋和环等子结构。它们还影响球体内部的形状，可以从球形发展到三轴形。
2012-11-28 astro-ph.CO 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
Dark Matter Substructure, Filaments and Assembling Disks
本文综述了星系暗物质（DM）晕的一般性质，这些性质对重子动力学有直接的影响。具体来说，我们专注于重子和DM之间的相互动力学反馈影响磁盘的形成和演化，通过比较模型与重子和没有从相同的初始条件。重子被发现是能够修改的DM密度分布的内晕，导致等温的配置文件，而不是NFW尖点。这些可以通过随后在较低红移处的暗晕的动力学摩擦来消除。此外，暗晕似乎能有效地触发星系棒，并从盘中烧蚀冷气体，从而淬灭那里的恒星形成。
2009-02-16 astro-ph.CO
The Effects of Varying Cosmological Parameters on Halo Substructure
我们研究了不同的宇宙学参数，如WMAP和普朗克任务提供的参数，如何影响暗物质晕子结构的性质和演化。我们使用了一系列平坦的$Λ$冷暗物质（$Λ$ CDM）的宇宙学$N$体模拟的结构形成，每个具有不同的功率谱，但相同的初始白噪声场。我们的基准模拟是基于WMAP第七年宇宙学的参数。然后，我们系统地改变了光谱指数，$n_s$，物质密度，$Ω_M$，和归一化的功率谱，$σ_8$，为7个独特的模拟。在这些，我们研究的subhalo质量函数，质量分数，最大圆速度函数，空间分布，浓度，形成时间，吸积时间和峰值质量的变化。我们消除了subhalo属性对主机晕质量的依赖，并在许多主机上进行平均以减少方差。虽然“相同的”subhalos从相同的初始过密度峰值在较高的$σ_8, n_s$，和$Ω_m$模拟吸积较早，并最终质量较低，更接近晕中心在$z=0$，连续subhalos吸积和破坏的过程中，导致这些属性的稳态分布在所有subhalos在一个给定的主机。这种稳态机制消除了宇宙学对上面列出的所有性质的依赖性，除了次晕浓度和$V_{max}$，它们在更高的$σ_8, n_s$和$Ω_m$模拟中保持更大，以及次晕形成时间，它保持更早。我们还发现，用于计算尺度半径和晕发现者使用的数值技术可以显着影响的浓度-质量关系计算的模拟。
2014-03-26 astro-ph.CO
Self-consistent gas and stellar dynamics of disk galaxies: A problem of dark mass
我们目前的银河系恒星和恒星气体盘嵌入在球形晕和凸起的数值模拟结果。采用N体系统模拟恒星盘，流体力学方程组采用TVD方法求解。我们用TREEcode算法计算了恒星和气体的自引力。研究了由于冷气体组分的引力不稳定性而在热恒星盘中产生棒的可能性。本文探讨了由于引力不稳定性而从轴对称盘中产生倾斜星系的条件。建立了双杆结构的自洽模型，讨论了双杆结构的动力稳定性。
2010-07-25 astro-ph.CO
Effects of Varying the Three-Body Molecular Hydrogen Formation Rate in Primordial Star Formation
通过三体反应将原子氢转化为分子氢是原始无金属晕崩溃的关键阶段，宇宙中第一代恒星（第三星族恒星）形成于此。然而，在已发表的文献中，该反应的速率系数是不确定的近一个数量级。我们报告的结果，自适应网格细化（AMR）和平滑粒子流体动力学（SPH）模拟的崩溃的无金属晕作为该速率系数的值的函数。对于每种模拟方法，我们模拟了一个单一的光环三次，使用三个不同的值的速率系数。我们发现，虽然晕实现之间的变化可能大于所造成的三体速率系数正在使用，吸积物理到人口III原恒星以及长期稳定的磁盘和任何潜在的碎片可能强烈依赖于这个速率系数。
2010-11-08 astro-ph.CO
The clustering of barred galaxies in the local Universe
利用斯隆数字巡天（SDSS）的数据研究了棒星系的成团特性。我们使用Gadotti（2009）中描述的方法对近1000个星系进行了详细的结构分解，计算了投影红移空间两点交叉关联函数w_p（r_p）。样本包括286个棒星系。类似恒星质量的棒星系和无棒星系的集群在所有探测尺度（~ 20 kpc-30 Mpc）上都无法区分。即使样本仅限于g-i颜色更蓝的酒吧（因此年龄更小），这一结果也成立。我们的结果也不会改变，如果我们分裂我们的样本棒星系根据酒吧总光度比，酒吧boxyness，有效表面亮度，长度，或形状的表面密度分布在酒吧。有一个暗示，红色，椭圆形的酒吧更强烈的集群比红色和不太椭圆形的酒吧，规模>~ 1 Mpc，虽然统计学意义不高。我们的结论是，没有显著的证据表明酒吧是合并或相互作用的产物。我们尝试性地解释了更强的集群的椭圆酒吧的证据表明，它们位于更古老的星系，其中居住在更大规模的晕。
2009-05-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Simulations of Barred Galaxies in Triaxial Dark Matter Haloes: The Effects of Gas
星系的重子盘被认为改变了它们所处的暗物质晕的形状。我们使用具有气态成分的椭圆盘作为初始条件，对具有三轴暗物质晕的盘星系进行了一组流体动力学N体模拟。我们探索不同的晕三轴模型，也不同的初始气体分数，这使我们能够评估如何影响酒吧的形成。由于恒星的形成，所有光环形状和所有初始气体分数的模型在模拟结束时达到近似相同的气体含量。然而，我们发现，在早期阶段的气体的存在有重要的影响，随后的演变。当初始气体含量较大和晕三轴度较大时，砂体一般较弱。然而，气体的存在，是一个更有效的因素，在抑制形成一个强大的酒吧比晕三轴性。
2012-07-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the Link Between Central Black Holes, Bar Dynamics, and Dark Matter Halos in Spiral Galaxies
超大质量黑洞（SMBH）质量与旋臂俯仰角（P）之间关系的发现，证明了SMBH与星系的整体长期演化有关。在几乎没有或没有隆起的晚型星系中发现SMBH表明，暗物质晕浓度与SMBH质量（MBH）之间存在潜在的相关性，而不是隆起质量与MBH之间的相关性。在本文中，我们使用二维快速傅立叶变换测量P和估计的40个棒旋星系的酒吧模式的速度从伯杰-欧文星系巡天。图案速度是通过从KS波段图像估计我们星系的引力势并使用它们来产生动力学模拟模型而得出的。模式速度使我们能够识别那些具有低中心暗晕密度或快速旋转棒的星系，而P提供了MBH的估计。我们发现在中心暗物质晕密度较低的星系中存在大范围的MBH，这似乎支持了其他理论结果。我们还发现，低中央暗晕密度的星系似乎遵循更可预测的趋势，P与德Vaucouleurs形态类型（T）和酒吧强度与T比一般的酒吧星系。MBH和星系总引力质量（Mtot）之间的经验关系使我们能够预测我们的快棒星系的观测测量的最小Mtot。这些预测将在随后的论文中进行研究。
2012-04-18 astro-ph.CO
Varying alpha from N-body Simulations
我们研究了Bekenstein-Sandvik-Barrow-Magueijo（BSBM）模型的精细结构常数α的空间和时间变化，借助于全N体模拟，该模拟明确地和自洽地解决了驱动α演化的标量场。我们专注于暗物质晕内的标量场（或等效的α），发现标量场的轮廓基本上是独立的BSBM模型参数。这意味着，给定孤立晕的密度分布和标量场的背景值，我们可以精确地确定该晕中的标量场扰动。我们还推导出一个解析表达式的标量场扰动使用Navarro-Frenk-White晕配置文件，并表明，它同意以及与数值计算结果，至少对于孤立的晕;对于非孤立的晕，这种预测不同于数值计算结果的（几乎）恒定的偏移取决于环境的晕。
2010-09-07 astro-ph.CO hep-ph
Emergence of Galactic Morphologies at Cosmic Dawn: Input from Numerical Modeling
我们采用高分辨率的放大宇宙学模拟来分析星系在红移z > 2的暗物质晕中出现的形态。我们选择了在z_f = 6，4和2的目标红移下log（Mvir/Mo）~11.65 +-0.05的相似质量的DM晕。这种选择的基本原理，除其他外，使我们能够分析这些晕中的不同增长率如何传播到星系尺度。晕被嵌入在高或低的过密度区域，并采用了两种不同版本的银河风反馈。我们的主要结果是：（1）虽然我们的星系演化在不同的时代，它们的整体参数保持在一个狭窄的范围内。它们的形态学、运动学和恒星星族都有很大的不同，但都有亚千秒差距的恒星棒;（2）随着zf的增大，SFR也随之增大，这与它们的能量和动量反馈有关;（3）恒星运动学允许球状体中的核球分离。基于恒星表面密度和光度学的研究揭示了盘状凸起的存在，但基于其运动学的研究则显示了盘状凸起和经典凸起的混合。对于所有的z_f，膨胀与总质量的比值似乎与最后一次合并时间无关。这些星系的球状体质量与总质量之比在~0.5-0.8之间;（4）合成的红移、像素化和PSF退化的JWST图像可以探测到所有z_f的恒星盘。在退化图像中，有些条纹消失了，但另一些仍然可见;（5）基于运动学分解，对于从球状体和球状体分离出来的恒星盘。（6）ALMA图像在所有z_f上都能检测到盘，但只有在z_f=2的星系中才能检测到盘的螺旋结构。
2021-12-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Towards understanding the dynamics of the bar/bulge region in our Galaxy
我回顾了一些酒吧的工作，这是密切相关的酒吧/凸起系统在我们的银河系。几项独立的研究，使用完全独立的方法，得出了关于杆的3D结构的相同结果，即，杆由垂直方向较厚的内部和垂直方向较薄的外部组成。我给出的例子，这从模拟和充实的讨论与输入的轨道结构分析和观测。厚部分具有比薄部分短得多的径向范围。然后我看到这是如何适用于我们的银河系，那里有两个酒吧，COBE/DIRBE酒吧和长酒吧。比较它们的大小，并作出合理而必要的假设，即我们的银河系具有与其他类似类型星系相似的性质，从而得出结论：这两个棒不能构成标准的双棒系统。然后，我讨论的论点，赞成这两个酒吧只是不同的部分，同一酒吧，COBE/DIRBE酒吧是厚的内部和长酒吧薄的外部酒吧。我还简要地讨论了一些相关的新结果。我首先考虑酒吧的形成和演化盘星系的气体成分-包括恒星的形成，反馈和演化-和三轴晕。然后，我认为酒吧的形成在一个完全宇宙学的背景下，使用流体动力学LCDM模拟，在那里的宿主星系生长，吸积物质和显着的酒吧的形成和演变过程中演变。
2012-02-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Varying primordial state fractions in exo- and endothermic SIDM simulations of Milky Way-mass haloes
本研究通过改变原初态比例，在银河系质量晕的SIDM模拟中研究非弹性散射影响，发现高初始激发态比例降低主晕质量、使晕更球形并减少卫星数量。
2024-05-28 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
