Galaxy Zoo and SpArcFiRe: Constraints on spiral arm formation mechanisms from spiral arm number and pitch angles
本文研究了旋涡星系的形态特征，包括旋臂数和螺距角的测量。使用Galaxy Zoo 2，选择了6，222个SDSS螺旋星系的恒星质量完整样本。我们使用机器视觉算法SpArcFiRe来识别旋臂特征并测量其相关几何形状。一个支持向量机分类器来识别可靠的螺旋特征，我们能够估计我们的样本的一半的螺距角。我们使用这些机器测量来校准手臂松紧度的视觉估计，从而估计整个样本的俯仰角。螺旋臂的属性进行比较，相对于各种星系的属性。星系的恒星形成性质随臂数而变化，但不随俯仰角而变化。我们发现，星系托管强棒的旋臂大大（$4-6^\mathrm{o}$）比unbarred星系松散。考虑到这一点，与多臂结构相关的旋臂比双臂星系中的旋臂要松（松2 $^\mathrm{o}$）。与此平均趋势相反，具有较大膨胀与总恒星质量比的星系显示出更少和更松散的旋臂。这种效应主要是由星系盘驱动的，因此具有更大质量盘的星系包含更多具有更紧密螺距角的螺旋臂。这意味着星系中心的质量集中并不是星系间螺距角和旋臂数变化的主要原因，这反过来又表明并非所有的旋臂都受经典密度波或模态理论的支配。
2017-08-15 astro-ph.GA
A New Formula Describing the Scaffold Structure of Spiral Galaxies
我们描述了一个新的公式，能够定量表征哈勃序列的螺旋星系，包括大设计和棒旋。特殊的形状，如环星系的向内和向外的武器也描述了同一公式的解析延拓。公式为r（phi）= A/log[B tan（phi/2N）]。该功能本质上以相对于任意绕组扫描的臂的连续固定关系生成条。A只是一个尺度参数，而B与N一起确定螺旋节距。粗略地说，N越大，绕组越紧。较大的B导致较大的臂扫掠和较小的条/凸起，而较小的B适合较大的条/凸起，具有更尖锐的条/臂接合部。因此，B控制“杆/凸起到臂”的大小，而N控制紧密度，这与哈勃方案非常相似。该公式可以被改写成仅依赖于俯仰翻转角的唯一点的形式-除了比例因子之外，基本上是1参数拟合。这个公式是显著而独特的，因为一个参数可以定义一个螺旋形状，它具有恒定或可变的螺距，能够紧密地拟合哈勃类型，从宏伟的设计螺旋到晚期的大棒星系。我们比较了我们的间距参数的相关性哈勃类型与传统的对数螺旋的21个良好的形状的星系。我们公式的螺距参数与理想哈勃类型产生了非常紧密的相关性，这表明与对数螺距相比，它是一个很好的相关性，这与以前的工作类似，相关性很差。拟合星系的代表性例子。
2009-08-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Spirality: A Novel Way to Measure Spiral Arm Pitch Angle
我们提出了MATLAB代码螺旋，一种新的方法来测量螺旋臂螺距角拟合星系图像螺旋模板已知的间距。每个星系的计算时间通常为2分钟，假设至少有8 GB的工作内存。我们使用117个已知螺距的合成螺旋图像测试了代码，改变了螺旋属性和输入参数。该代码对所有具有类似星系性质的合成螺旋都产生了正确的结果。我们还比较了代码的结果，以二维快速傅立叶变换（2DFFT）测量的样品附近的星系定义的DMS PPak。30个星系中有26个的螺旋误差线与2DFFT的误差线重叠。这两种方法的一致性与星系半径（以像素为单位）和i波段星等密切相关，但与红移无关，这一结果与至少一些星系的螺旋结构在z=1.2时完全形成一致，在我们的样本中几乎没有星系。Spirality代码包还包括GenSpiral，它生成合成螺旋的FITS图像，以及SpiralArmCount，它使用一维快速傅立叶变换来计算星系的螺旋臂，然后确定其螺距。该代码包可以在网上免费获得;请参阅URL注释。
2016-05-19 astro-ph.GA
Pitch Angle Restrictions in Late Type Spiral Galaxies Based on Chaotic and Ordered Orbital Behavior
我们建立了低膨胀质量的螺旋星系模型（晚期类型定义的哈勃分类）使用3-D自引力模型的螺旋臂，并分析了轨道动力学作为俯仰角的函数，从10 $°$到60 $°$。通过非直接的轨道自洽性检验，我们寻找了主周期轨道，并研究了密度响应。对于螺距角高达约$\sim 20°$，响应密切支持的潜力，允许容易持久的螺旋结构的存在。密度响应倾向于通过在相应响应中保持较小的桨距角来“避免”电势中的较大桨距角。螺距角大于$\sim 20°$的螺旋臂不是持久结构，而是短暂结构。另一方面，通过对相空间中的轨道研究，我们还发现，对于俯仰角大于$\sim 50°$的晚型星系，混沌变得普遍，破坏了主要稳定周期和准周期轨道周围的有序相空间，甚至破坏了它们。这一结果与晚型星系的观测结果吻合得很好，晚型星系的最大俯仰角为$\sim 50°$。
2011-12-15 astro-ph.GA
The evolution of pitch angles of spiral arms
在螺旋星系中，螺旋臂的俯仰角$α$通常被认为是螺旋结构形成理论之间的一个分界点。在林书豪密度波理论中，$α$在时间上保持不变，仅仅是底层星系的一种性质。在其他理论（如潮汐相互作用、自引力）中，人们期望旋臂随时间而卷起，从而得到一级近似值$\cot α\propto t$。根据这些理论，可以预期在随机时间观察的星系样本应该显示出$\cot α$的均匀分布。我们表明，最近一组螺旋螺距角的测量结果（Yu & Ho 2018）与这一预期大致一致。
2019-09-23 astro-ph.GA
Different studies of the global pitch angle of the Milky Way's spiral arms
有许多已公布的单个螺旋臂的螺旋角的值，并且它们的广泛分布（从-3到-28度）要求对单个值进行各种尝试。这里使用的四种统计方法中的每一种都会产生一个小范围内的平均俯仰角，在-12度和-14度之间（表7，图2）。我们荟萃分析的最终结果得出银河系旋臂的平均全局俯仰角为-13.1度，正负0.6度。
2015-05-05 astro-ph.GA
Measurement of Galactic Logarithmic Spiral Arm Pitch Angle Using Two-Dimensional Fast Fourier Transform Decomposition
对数螺线是大多数观测到的星系中出现的一个突出特征。这一特征一直与传统的哈勃分类方案相关联，但历史上对螺旋星系俯仰角的引用几乎完全是定性的。我们已经开发了一种方法，利用二维快速傅立叶变换的螺旋星系的图像，以隔离和测量的螺旋臂的俯仰角。我们的技术提供了一种定量的方法来测量这种形态特征。这将允许螺旋星系的螺距角与其他星系参数进行比较，并测试螺旋臂成因理论。在这项工作中，我们详细介绍了我们的图像处理和分析的螺旋星系图像，并讨论了我们的分析技术的鲁棒性。
2012-05-29 astro-ph.GA
Dependence of Spiral Arms Pitch Angle on Wavelength as a Test of Density Wave Theory
密度波理论预测的大规模星系震荡，触发了最古老恒星（P-臂）的潜在下游的恒星形成（SF-臂），导致旋转方向上的螺旋臂从红色到蓝色的颜色跳跃，而这些新形成的年轻恒星的老化则导致了SF-臂下游相反但共存的经典年龄梯度。由于用于测量俯仰角的技术是强度加权的，它们跟踪SF臂和P臂，并且对经典的年龄梯度不敏感。因此，与较红的带通相比，在较蓝的带通中螺旋臂的测量的螺距角应该系统地较小。我们测试这些预测使用一个全面的样本的高品质的光学（$BVRI$）图像的明亮，附近的螺旋星系获得的一部分，由$Spitzer$ 3.6 $μm$数据探测演化的恒星和$GALEX$紫外线图像跟踪最近的恒星形成。我们应用一维和二维技术来测量螺旋臂的螺距角，密切注意在不同的带通上采用一致的程序，以尽量减少误差和系统偏差。我们发现，螺旋臂的螺距角略有下降，但从最红的最蓝的带通统计显着，最终证明年轻的恒星跟踪更紧密的螺旋臂比老恒星。此外，蓝色带通和红色带通的俯仰角之间的相关性是非线性的，使得俯仰角偏移的绝对值随着俯仰角的增加而增加。这两种效应都可以在螺旋结构的密度波理论的背景下自然地解释。
2018-10-21 astro-ph.GA
Testing theories in barred spiral galaxies
根据最近提出的一个版本的“流形”理论，解释了与混沌轨道有关的螺旋和环的起源，与较弱的酒吧星系相比，具有较强酒吧的星系应该有更高的螺旋臂俯仰角。利用俄亥俄州立大学亮星系巡天中的一个棒旋星系子样本，分析了旋臂的俯仰角。这些进行了比较，从文献中获得的酒吧的实力。结果发现，星系中的螺旋臂保持对数形状超过70 $\degr$似乎证实了预测的趋势。
2011-10-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Norma spiral arm: large-scale pitch angle
在银河系内部，我们用双切线方法统计了最近绘制的诺玛臂在两个银河系象限（在l=328度和l=20度附近的银河系象限切向观测）的平均俯仰角，得到-13.7 +/-1.4度。我们与文献中的其他测量方法进行了比较。此外，使用最新公布的俯仰角的数据和最新公布的数据的径向起点的四个臂（RGal = 2.2千秒差距）在每个银河系的象限，修正的速度图的诺玛旋臂，以及其他旋臂在银河系中，在每个银河系的象限。
2017-08-23 astro-ph.GA
Constraining the pitch angle of the Galactic spiral arms in the Milky Way
我们进行分析的一些参数的星系旋臂，在目前可用的样品。我们提出了一个银河系盘中的每个螺旋臂的观测螺距角的目录。对于银河系中的每个长旋臂，我们调查每个单独的臂的螺距角，通过不同的方法测量（螺旋臂，双切线臂，运动学等），并评估他们的答案。第二，我们编目的星系（全球平均臂间距，臂数，臂的形状，在太阳臂间距离）的制图学的最新进展。我们对从1980年到2017年的长时间范围内的结果进行了统计比较。将近年来（自2015年年中以来）发表的约90个单独结果的直方图与66个早期结果（从1980年到2005年）进行比较，显示主峰与次峰的比率几乎增加了3倍。同样，许多早期的差异（以r.m.s.表示）几乎减少了三分之一。
2017-09-15 astro-ph.GA
Spiral arms across cosmic time: JWST measurements of the pitch angles of spiral galaxies at $z<3.5$
University of Missouri（密苏里大学）
利用JWST数据测量593个恒星质量>10^10 M_⊙的旋涡星系螺距角，发现平均螺距角无显著红移演化，但最重星系中旋臂随时间略微缠绕；高红移时螺距角与星系性质无关，低红移时呈现弱相关，表明z~1为转变时期。
2026-06-11 astro-ph.GA
Global Spiral Density Wave Modes in Protoplanetary Disks: Morphology of Spiral Arms
我们分析了在极薄的，非粘性的，自引力的原行星盘中由引力不稳定性产生的双臂全球螺旋密度波模式，以了解旋臂形态（螺距角$α$和振幅）对各种盘条件的依赖性。由此产生的螺旋密度波模式的形态非常相似的观测。它们的俯仰角和图案速度对所采用的边界条件不敏感。在相同的条件下，高斯圆盘比幂律圆盘呈现出更紧密的螺旋缠绕（更小的螺距角）。我们发现，在一个固定的盘星质量比（$M_d/M_*$），俯仰角的平均Toomre的稳定性参数（$\overline Q$）或平均磁盘的纵横比（$\overline h$）增加。对于给定的$\overline Q$，具有较高$M_d/M_*$的密度波模式具有较大的俯仰角，而对于给定的$\overline h$，行为相反。俯仰角和盘属性之间的相互依赖性可以粗略地近似为$α\propto c_s^2/M_d$，其中$c_s$是声速。我们的引力不稳定性激发的螺旋密度波可以与行星发射的螺旋相区别：（1）大质量冷盘的螺旋螺距角随半径下降，而小质量热盘的螺旋螺距角随半径上升;（2）螺旋振幅的轮廓呈现出几个凹陷和隆起。我们提出引力不稳定性激发的密度波可以作为一种替代方案来解释所观察到的自引力原行星盘中的螺旋臂。
2020-11-10 astro-ph.EP astro-ph.GA
The possible evolution of pitch angles of spiral galaxies
本文通过测量COSMOS天区171个正面朝向旋涡星系共359条旋臂的倾角并分析其随红移的变化，发现旋涡图样随时间平均变得更紧密缠绕，且主导产生机制可能发生改变。
2023-11-28 astro-ph.GA
The Galactic Branches as a Possible Evidence for Transient Spiral Arms
使用背景Milky-Way-like势模型，我们进行了恒星轨道和磁流体动力学（MHD）模拟。作为第一个实验，我们研究了气体的双对称螺旋臂势的响应：广泛采用的余弦势模型和自引力三维密度分布为基础的模型称为PERLAS。在这些模拟中，重要的差异是显而易见的，而简化的余弦势在所有情况下都产生两个螺旋臂，更现实的基于密度的模型在气体盘上产生四个螺旋臂的响应，除了弱臂-即接近线性状态-其中形成双臂结构。为了比较恒星和气体对旋臂的响应，我们还进行了详细的周期轨道研究，并在观测不确定性范围内探索了不同的结构参数。四臂反应被解释为超谐波共振的结果，或者是具有大质量双对称螺旋结构的冲击。根据这项工作的结果，并比较恒星和气体的反应，我们找到了一个替代的解释形成的分支，仅基于轨道响应的自引力螺旋臂模型。特征的存在，例如分支，可能是臂的短暂性的指示。
2015-05-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the Spiral Structure of the Milky Way Galaxy
我们考虑了银河系整体螺旋结构的可能模式，使用中性（原子），分子和电离氢的分布数据，基于螺旋结构对称的假设，即假设螺旋臂相互平移，围绕银河系中心旋转180°（双臂模式）或90°（四臂模式）。我们证明，对于内部区域，观察是最好的代表与四臂计划的螺旋图案，与所有银河系螺旋密度波。基本位置是隆突臂的位置，根据到HII区域的距离以及H1和H2径向速度可靠地确定。这种模式在第三象限和第四象限中继续存在，外HI臂较弱;从它们的形态来看，银河系应该被认为是一个不对称的多臂螺旋。由直线段组成的外臂的膝状形状可以表明这些臂是由于气体盘中的重力不稳定性而出现的瞬态形成。HI超级云之间的距离是最明亮的中性氢的两个手臂，船底座臂和天鹅座（外）臂，集中到两个值，允许假设存在一个规则的磁场在这些武器。
2010-11-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Tight Relation between Spiral Arm Pitch Angle and Protoplanetary Disk Mass
我们使用二维傅立叶变换来测量俯仰角利用AB Aur、SAO 206462、MWC 758、V1247 Ori、HD 142527、DZ Cha、LkH $φ$ 330和HD 100453的近红外散射光图像，以及Elias 2-27、IM Lup、AS 205和HT Lup的ALMA毫米连续谱图像。我们发现，测得的俯仰角强烈相关的磁盘质量（$M_{D}$），这样更大质量的原行星盘有较小的俯仰角，以下$|φ| = -(7.8\pm1.7)\log(M_{D}/M_{\odot})+(2.7\pm2.6)$。有趣的是，有四个已知伴星（HD 142527，HD 100453，AS 205和HT Lup）的磁盘具有相同的趋势。旋臂螺距角对盘质量的这种强烈依赖表明，盘质量，独立的形成机制，起着决定所观察到的螺旋结构的臂紧度的基本作用。$φ-M_D$关系的物理起源仍然不清楚。原行星盘中旋臂的螺距角对盘的质量提供了一个独立的约束。
2019-04-29 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Stellar Orbital Studies in Normal Spiral Galaxies II: Restrictions to Structural and Dynamical parameters on Spiral Arms
利用一套详细的正常旋涡星系的势模型，分析了当旋臂的结构和动力学参数（质量、斑图速度和螺距角）逐渐改变时，盘状恒星的轨道动力学。通过对有序和混沌行为的全面研究，我们构建了一组轨道支持的星系模型和轨道自洽旋臂模型的合理参数。我们发现，为了维持对旋臂的轨道支持，旋臂质量M $_{sp}$必须随着俯仰角$i$的增加而减小;对于Sa、Sb和Sc星系，如果$i$小于$\sim10°$，M $_{sp}$可以分别与盘质量的$\sim7\%$、$\sim6\%$、$\sim5\%$一样大。如果$i$增加到$\sim25°$，则在这种形态类型的情况下，最大M $_{sp}$独立于椎间盘质量的$\sim1\%$。对于大于这些限制的值，旋臂可能会作为瞬态特征。关于极端的混沌行为所造成的限制，我们发现一个强大的限制盘星系的螺旋臂参数的最大合理值超过，混沌行为变得普遍。我们发现，对于$i$小于$\sim20°$，$\sim25°$，$\sim30°$，分别为Sa，Sb和Sc星系，M $_{sp}$可以上升到$\sim10\%$，盘的质量。如果相应的$i$是围绕$\sim40°$，$\sim45°$，$\sim50°$，M $_{sp}$是$\sim1\%$，$\sim2\%$，$\sim3\%$的质量的磁盘。超过这些值，混沌支配相空间，破坏主周期和相邻的准周期轨道。
2015-06-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Magnetic arms generated by multiple interfering galactic spiral patterns
干涉的两臂和三臂螺旋模式以前被推断存在于许多星系中，也存在于数值模拟中，并被用来解释重要的动力学性质，如缺乏对称性，螺旋臂的扭结和臂中的恒星形成。本文推广了Chamandy等的非轴对称银河系平均场发电机模型，使其在动力学α_k效应中考虑到多个共存的螺旋图案，从而在大尺度磁场中存在具有若干新性质的磁旋臂.由两臂和三臂（或两臂和四臂）图案的演化叠加产生的大尺度磁场随着叠加而随时间演化。当由两个干涉图案而不是由一个图案单独作用时，磁臂可以更强并且在半径和方位角上更延伸。瞬态形态特征出现在磁臂中，包括分叉、断开的臂以及臂强度和俯仰角的时间和空间变化。大尺度磁场和磁臂结构（脊）的俯仰角小于通常从Chamandy等人的模型参数的螺旋星系观测中推断出的俯仰角，但是可以变得与某些（仍然现实的）参数的典型推断值相当。磁场有时在α_k臂之间最强，而不像在具有单一图案的标准模型中，磁场在α_k臂内最强。此外，对于两个和三个臂模式的模型，一定量的m=1的方位角对称性被发现存在于磁场中，这通常不是由单个两个或三个臂模式强迫的情况。（节略）
2013-10-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Tidal origin of spiral arms in galaxies orbiting a cluster
在盘状星系中形成宏伟设计的旋臂的一个场景涉及它们与卫星或另一个星系的相互作用。在这里，我们考虑另一种可能性，扰动是由于潜在的星系团。利用$N$体模拟方法研究了一个围绕室女座星系团旋转的类银河星系中旋臂的形成和演化。该星系被放置在几个不同大小但相似偏心率的轨道上，其演化为10 Gyr。潮汐诱导的，双臂，近似对数的螺旋结构形成的每一个在近心通道。旋臂随着时间的推移而消散和卷起，在下一个近心点通道再次被触发。我们通过分析俯仰角和臂强度的时间演变来确认这种瞬态和经常性的武器。我们发现，最强的手臂是在最紧的轨道上形成的，但他们很快就结束了，并受到另一个近心通道的干扰。我们更详细地分析了最长轨道上的臂，它们慢慢地结束，并存活了最长的时间。对旋臂的速度分布的测量表明它们是运动学密度波。我们试图通过选择室女星系团中的大设计螺旋星系与观测进行比较。在这些例子中，我们发现了9个例子，它们没有最近互动的迹象，也没有同伴的存在。对于其中三个，我们提出了密切的结构类似物在我们模拟的螺旋星系。
2016-11-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Colour jumps across the spiral arms of Hubble Ultra Deep Field galaxies
本文利用哈勃望远镜极深场数据测量了遥远旋涡星系的旋臂倾角，证实密度波理论预测的颜色跃变与梯度在遥远星系中已持续至少8 Gyr。
2023-06-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Disentangling the circumnuclear environs of Centaurus A: Gaseous Spiral Arms in a Giant Elliptical Galaxy
利用亚毫米波阵列（SMA）对最近的巨型椭圆星系NGC 5128（半人马座A）的中心3弧分（3 kpc）进行的高分辨率12 CO（2-1）观测，我们报道了最近形成的气体和尘埃盘中螺旋臂的存在。这提供了证据表明，如果有足够的冷气体存在，螺旋状的特征可以在椭圆星系中发展。我们阐明了分子气体在该区域的分布和运动学的分辨率为4.4 × 1.9（80 pc × 40 pc）。旋臂从环核气体以200秒差距的半径延伸到至少1千秒差距。旋臂的一般性质与旋涡星系相似：它们是拖尾的，宽度为\sim 500 \pm 200 pc，俯仰角为20度。根据对富HI星系合并发生时间的独立估计，我们推断旋臂的形成发生在小于\sim 10 ^8年的时间尺度上。螺旋臂的形成增加了气体密度，从而在盘形成的早期阶段提高了恒星形成的效率。
2012-08-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Reviewing the observational evidence against long-lived spiral arms in galaxies
我们回顾了Foyle等人（2011）以前的结果，通过将傅立叶强度相位方法应用于9个星系样本。发现其中两个天体（NGC 628和NGC 5194）具有强烈的双臂图案，为长寿的螺旋提供了积极的证据。只有一个天体（NGC 3627）显示了相反的证据。通过对解析质量图的分析确定，其余物体不能包括在分析中，因为它们属于絮状和多臂类型的螺旋臂，这不是密度波理论所描述的。
2013-10-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Scalable Automated Detection of Spiral Galaxy Arm Segments
给定一个螺旋星系的近似中心的图像，我们描述了一个完全自动化的方法，发现，中心和大小的星系，然后自动提取有关的螺旋臂的结构信息。对于找到的每个手臂段，我们列出该段中的像素，并对该段中的像素执行对数螺旋弧的最小二乘拟合。该算法每个星系大约需要1分钟，并且可以很容易地使用并行性进行缩放。我们已经在所有~ 644，000个被归类为“星系”的斯隆天体上运行了它，这些天体足够大，可以观察到一些结构。我们的算法是稳定的，在这个意义上说，在一个大样本的星系的统计数据变化平滑的基础上的算法参数，虽然个别星系的结果有时可以在一个不平滑的，但容易理解的方式。我们发现我们的螺旋结构的定量描述和人类通过银河动物园提供的定性描述之间有很好的相关性。此外，我们发现，在一个单一的螺旋星系中，螺距角往往会发生显着的变化，使得很难定义一个单一星系的螺距角。最后，我们指出如何复杂的手臂结构（即使是长臂）可以导致模糊的定义是什么“手臂”，导致我们更喜欢术语“臂段”。
2014-02-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Self-Perpetuating Spiral Arms in Disk Galaxies
星系螺旋结构的成因仍然不确定。撇开大双对称螺旋与他们自己的知名并发症，在这里，我们考虑的可能性，多臂螺旋功能起源于磁盘内的密度不均匀性轨道。使用高分辨率的N体模拟，我们遵循恒星的运动重力的影响下，并表明，质量浓度与巨大的分子云的性质类似，可以诱导发展的螺旋臂通过一个过程称为摆动放大。然而，与早期的工作不同，我们证明了磁盘的最终响应可以是高度非线性的，显着修改所产生的模式的形成和寿命。与预期相反的是，粗糙的螺旋结构至少在统计意义上可以在原始扰动影响消除后很长时间内存活下来。
2013-01-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Meta-analysis from different tracers of the small Local Arm around the Sun - extent, shape, pitch, origin
太阳不位于主旋臂上，而位于一个小的局部旋臂（称为旋臂、臂环、斑点、分支、桥、羽状、指状、节状、刺状、子旋臂、条带等）。太阳附近的本旋臂名称的多样性表明它的形状或间距或它在每个银河象限中距离太阳的范围都是不确定的，以及它的起源也是不确定的。在这里，我们从最近的观测文献中提取有关太阳附近的小本地臂的数据，在许多臂示踪剂上，我们使用统计数据，以找到它从太阳的平均范围，它可能的形状和从银河经度90度方向的俯仰角。使用所有示踪剂，本地臂约为4 kpc长，2 kpc大。太阳在本旋臂中心1千秒差距内。建议的桥和指状物被评估。由于运动学和光度距离效应，这些到附近旋臂的桥和跨旋臂的指状物可能无法到达最近的旋臂。然后，我们将这些统计结果与最近提出的解释局部臂（扰动，共振，密度波，晕超云，碎片尾迹从矮星系）的模型的一些预测进行比较。争议最小的模型包括从其他地方（晕超云，碎片尾迹）进口材料作为第一步，然后在第二步中变形（通过银河系的差异旋转变成大致平行于旋臂），然后受到持续的力（全球密度波，局部扰动）。
2018-10-30 astro-ph.GA
Determining the Co-Rotation Radii of Spiral Galaxies Using Spiral Arm Pitch Angle Measurements at Multiple Wavelengths
横跨盘状星系的旋臂被认为是由通过星系盘传播的密度波产生的。我们提出了一种新的方法，找到共同旋转半径的螺旋臂模式的速度相匹配的速度在磁盘中的恒星。我们的方法使用图像叠加技术，其中涉及跟踪在不同波长下观察到的图像上的螺旋星系的臂。密度波理论预测，从不同波长观察到的旋臂在共旋半径处显示出相位交叉。为了这项研究的目的，20个附近的星系进行了分析，在四个不同的波长与俯仰角测量进行了两个独立的方法。我们使用光学波长图像（$B$ -波段440 nm），Spitzer提供的两个红外波长图像（3.6 $μ$ m和8 $μ$ m）和GALEX提供的紫外图像（1350 nm，1750 nm）。将结果与文献中的其他记录进行了比较和验证。然后，我们找到了我们的六个星系的旋转曲线数据，并使用我们的共同旋转半径估计来测量恒星形成和移动到$B$带螺旋中观测位置之间的时间。发现这种运动的平均时间间隔为$\sim$ 5000万年。这种新方法的成功找到的共同旋转半径证实了密度波理论在一个非常直接的方式。
2020-02-06 astro-ph.GA
The Effect of Environment on Galaxy Spiral Arms, Bars, Concentration, and Quenching
对于4378个附近的螺旋星系和S0星系的样本，Yu和Ho（2020）使用斯隆数字巡天图像的傅立叶分析表明，旋臂的强度和旋臂的俯仰角与中心浓度呈负相关。在目前的研究中，我们寻找Yu和Ho（2020）旋臂参数与环境和特定恒星形成率（sSFR）的趋势。当比较具有相似浓度的星系时，我们没有发现与场星系相比，星系团中螺旋星系的臂强度或俯仰角有显着差异。当考虑到浓度的差异时，我们也发现簇螺旋的参数f3与场螺旋相比没有显著差异，其中f3是归一化的m = 3傅立叶振幅。当浓度保持固定时，手臂力量和俯仰角都与sSFR相关，但f3不相关。这些关系支持Davis等人（2015年）的建议，即螺旋结构的“基本平面”涉及螺距角，膨胀恒星质量和气体表面密度。我们讨论这些结果的螺旋臂生产和淬火的星系的理论。为了与基于Galaxy Zoo的早期研究进行比较，我们探索了Yu和Ho（2020）参数与Galaxy Zoo测量的类似参数（即，F3对臂数、节距角对缠绕参数、以及集中度对凸起等级）。
2022-08-11 astro-ph.GA
Spiral arm formation mechanisms: Spiral Structure in Barred galaxies. Observational constraints to spiral arm formation mechanisms
我们发展了一种确定共转半径的方法，使我们能够详细地绘制出棒旋星系的径向共振结构。在这里，我们已经结合了这些信息与新的确定的酒吧的强度和螺旋臂的最里面的一段的螺距角，找到这些参数之间的关系的相关星系的动力学演化。我们展示了（1）棒的质量分数，（2）标度棒的角动量，（3）俯仰角，（4）剪切参数如何沿哈勃序列变化，我们还绘制了沿哈勃序列（5）标度棒的长度，（6）棒的共旋半径与棒的长度之比，（7）标度棒的图案速度，（8）棒的强度。值得注意的是，参数（2）、（5）、（6）、（7）和（8）都在Scd类型下显示出其行为的中断。我们发现，具有高剪切力的杆只有小的螺距角，而具有大螺距角的杆必须具有低剪切力;我们还发现螺距角与杆强度呈普遍相反的趋势。一个乍看起来似乎违反直觉的推论是，质量最大的棒旋转得最慢，但角动量最大。在进一步的一组详细结果中，我们在这里挑选出旋臂数与棒外共旋数之比为2：1。这些结果对盘杆演化理论具有指导意义。
2019-01-15 astro-ph.GA
Superposing the Magnetic spiral structure of the Milky Way, on the stellar spiral arms -- Matching the unique galactic magnetic field reversal Zone with two galactic spiral arm Segments
为了精确定位螺旋臂中同步加速器总强度发射的峰值位置，我们使用螺旋臂位置的地图（从观察到的臂切线）。因此，在银河系第一象限的一个典型旋臂中，我们发现同步辐射的峰值位于距旋臂内臂边缘（热尘带）约220 ± 40秒差距处，虽然大多数银盘具有顺时针的大尺度磁场，但我们作了统计分析，更精确地界定了具有逆时针银盘磁场的较小反向环。我们发现一个环宽为2.1 +/-0.3 kpc（沿银河系半径测量），距离银河系中心5.5至7.6 kpc）。环不与单个螺旋臂重叠-它包含两个不同螺旋臂的节段。利用最近对旋臂位置的描绘，场反转环被认为包含了十字座-半人马座旋臂（在银河系第四象限）和人马座旋臂（在银河系第一象限）。
2022-10-27 astro-ph.GA
On the Connection Between Spiral Arm Pitch Angle and Galaxy Properties
我们测量了79个星系样本中旋臂的俯仰角（$φ$），系统地研究了$φ$对星系形态、质量和运动学的依赖性，以探讨旋臂的物理起源。我们发现，$φ$减少（臂更紧密地缠绕），虽然有显着的分散，在早期的哈勃类型的星系，更突出的凸起，更高的浓度，和更大的总星系恒星质量（$M_*^{\rm gal}$）。对于给定的浓度，具有较大恒星质量的星系往往具有更紧密的旋臂，反之亦然。我们还发现，$φ$服从一个紧密的逆相关与中央恒星的速度色散$σ_c$ $\gtrsim$ $100$公里的$^{-1}$，而$φ$保持近似恒定的$σ_c\lesssim100$公里的$^{-1}$。我们证明了$φ$ - $σ_c$和$φ$ - $M_*^{\rm gal}$关系是一个更基本的三维$φ-σ_c-M_*^{\rm gal}$关系的投影，因此，对于大质量星系，俯仰角由$σ_c$决定，而对于小质量星系，俯仰角由$M_*^{\rm gal}$决定。与以前的研究相反，我们发现$φ$与星系的剪切速率仅松散相关。对于一个给定的剪切速率，从$N$体模拟产生的螺旋显示出比观测到的高得多的$φ$，这表明星系盘在动力学上更冷（Toomre的$Q \approx 1.2$）。相反，测得的俯仰角显示出更强的关系与中央区域的旋转曲线的形态，这样的星系与中央峰值旋转曲线有紧的手臂，而那些缓慢上升的旋转曲线有松散的武器。这些行为与密度波理论的预测…
2018-12-14 astro-ph.GA
Dynamics of Non-Steady Spiral Arms in Disk Galaxies
为了理解盘状星系中非定常恒星旋臂的物理机制，我们利用三维$N$体模拟方法分析了其旋臂的生长和阻尼相.我们证实，螺旋臂的形成是由于摆动放大机制，加强密度增强作为种子唤醒。在阻尼阶段，施加在臂的一部分上的科里奥利力超过用于收缩该部分的重力。因此，该部分中的恒星从手臂中逃脱，随后它们在不同的位置形成新的手臂。螺旋臂的时间依赖性起源于这种非线性现象的不断重复。由于旋臂并不是严格地旋转，而是遵循银河系的差异旋转，旋臂中的恒星几乎以与旋臂相同的速率旋转，换句话说，旋臂中的每一个位置都可以被视为共转点。由于与主臂的相互作用，恒星的能量和角动量发生变化，从而导致恒星的径向迁移。在这个过程中，恒星随机运动的动能（随机能量）并没有显著增加，并且盘保持动态冷。由于这种低程度的磁盘加热，短寿命的螺旋臂可以在许多旋转周期循环发展。在$N$体模拟中得到的旋臂结构与旋涡星系的某些观测性质是一致的。我们的结论是，在孤立的盘星系的螺旋臂的形成和结构可以合理地理解的非线性相互作用的螺旋臂和它的组成恒星。
2012-11-23 astro-ph.CO astro-ph.EP astro-ph.GA
Investigating the Origins of Spiral Structure in Disk Galaxies through a Multiwavelength Study
螺旋结构的密度波理论提出，恒星的形成发生在一个密度较高的螺旋形区域内或附近，该区域以固定的模式速度在银河系盘内刚性旋转。在这个理论的大多数解释中，新生的恒星在进入视野时会向这个位置的下游移动，形成一个下游螺旋，这个螺旋比密度波本身的螺旋更紧，螺旋角更小。与之对立的理论，包括将螺旋臂视为本质上是瞬态结构的理论，可能要求螺旋角不应取决于波长。我们在与恒星形成或非常年轻的恒星相关的几个波长（8.0 μm，H-α线和远紫外151 nm）测量了大样本星系的俯仰角，并表明它们都具有相同的俯仰角，这比在光学和近红外波长测量的相同星系的俯仰角大。我们在B波段和3.6 μm处的测量结果表明，螺旋线明显比恒星形成波长更紧。此外，我们在u波段进行了测量，它似乎落在这两个极端之间。因此，我们的研究结果是一致的恒星形成区域下游的增强恒星光的区域。
2019-07-16 astro-ph.GA
Global N-Body Simulation of Galactic Spiral Arms
星系旋臂的起源是天体物理学的基本问题之一。Toomre（1981）在局域分析的基础上提出了摆动放大机制，即恒星的前导波由于星系切变而旋转到拖尾波，自引力形成旋臂。螺旋臂的结构特征在于其数量和螺旋角。我们进行全球$N$体模拟的旋涡星系的螺旋结构的磁盘参数的依赖关系进行调查，并比较模拟结果与摆动放大模型。我们发现，螺旋结构的$N$体模拟同意与预测的摆动放大的参数范围很广。螺旋角随剪切速率的增加而减小，与圆盘质量分数无关。螺旋臂的数目随着剪切速率和圆盘质量分数的增加而减少。如果盘的质量分数是固定的，螺旋角的螺旋臂的数量增加。
2018-08-24 astro-ph.GA
The start of the Sagittarius spiral arm (Sagittarius origin) and the start of the Norma spiral arm (Norma origin) - model-computed and observed arm tangents at galactic longitudes -20 degrees < l < +23 degrees
在这里，我们将一个四臂螺旋结构与全球臂俯仰角和臂经度切线的更准确数据相匹配，以获得每个螺旋臂在银河系核心附近的开始。我们发现“人马座”旋臂的起点（旋臂中间）的切线在l= -17度+/-0.5度，而“诺玛”旋臂的起点（旋臂中间）的切线在l= +20度+/-0.5度。在此之前，我们发表了一份对每个旋臂示踪物切线的观测和分析汇编，从+23度到+340度;这里我们涵盖了其余旋臂示踪物+340度（=-20度）到+23度。我们的模型臂切线确认通过最近观察到的脉泽数据（在手臂的内边缘）。在银河系内部观测到的旋臂示踪物显示了从中旋臂的偏移;这也在银河系盘的其他地方发现（Vallee 2014 c）。此外，我们整理了观察到的所谓“3 kpc臂”特征的切线;在排除错误识别的螺旋臂后，在统计学上发现它们接近l= -18度+/-2度和l= +21度+/-2度。我们发现，模型计算的臂切线在银河系内部空间一致的平均经度的观测切线的“3千秒钟臂”的功能（相同的银河系内，在错误）。这些空间相似性可能暗示着一个连续的空间。
2016-02-05 astro-ph.GA
Stellar Motion around Spiral Arms: Gaia Mock Data
我们比较了两种不同的情况下，瞬态/同向旋转的螺旋臂和密度波一样的螺旋臂周围的恒星运动。我们生成盖亚模拟数据的快照模拟以下这两种情况下使用我们的恒星星族代码，SNAPDRAGONS，它考虑到尘埃灭绝和预期的盖亚错误。我们比较了观测到的与英仙座旋臂位置相似的旋臂周围的旋转速度，发现同向旋转旋臂和密度波状旋臂在旋臂周围的速度特征上有明显的差异，我们的结果表明盖亚数据的体积和精度足以清楚地区分这两种旋臂。
2015-02-12 astro-ph.GA
Radial distributions of arm-gas offsets as an observational test of spiral theories
根据旋臂的寿命，盘状星系中恒星旋臂的理论可以分为两类：准定态密度波理论认为旋臂是刚性旋转的、长寿命的，而动力学旋臂理论认为旋臂是微分旋转的、短暂的、周期性的。为了区分两个螺旋模型从观测，我们进行了流体动力学模拟与稳定和动态螺旋模型。稳定螺旋模型的流体动力学模拟表明，尘埃带相对于恒星旋臂的位置（以下称为旋臂-气体偏移）取决于半径，而不管螺旋的强度和螺距角以及星际介质（ISM）的模型如何。与此相反，我们发现，动态螺旋模型显示没有系统的径向依赖的臂气体偏移。臂-气体偏移径向轮廓法与其他检验方法一起，将有助于我们区分观测到的旋涡星系中的两种旋涡模型。
2015-05-12 astro-ph.GA
Effects of Spiral Arms on Star Formation in Nuclear Rings of Barred-spiral Galaxies
利用流体动力学模拟研究了棒旋星系核环中旋臂对恒星形成率的影响。我们发现，螺旋臂可以是一个有效的手段，气体运输从外围到中心部分，提供的武器是旋转慢于酒吧。虽然在没有手臂或共转手臂的模型中，环星的形成只在棒生长阶段活跃，但手臂驱动的气体吸积使环星的形成在缓慢旋转手臂的模型中显着增强和延长。臂增强的SFR比无臂模型大约3-20倍，较大的值对应于较强和较慢的臂。手臂引起的大量流入也使尘埃带更强。慢臂模型中的核环比无臂模型中的核环大约45%。星团的形成在一个核环表现出的年龄梯度的方位角方向只有当SFR是小的，而没有明显的年龄梯度被发现在径向上的模型与手臂诱导的恒星形成。
2014-07-13 astro-ph.GA
Galactic Spiral Arms by Swing Amplification
基于Julian和Toomre（1966）的摆动放大模型，我们研究了盘状星系中星旋的形成和结构。我们计算的俯仰角，波长和放大因子的最放大模式。我们还得到了这些量作为震中频率和Toomre的$Q$的函数的拟合公式。随着震中频率的增加，俯仰角和径向波长增加，而方位波长减小。俯仰角和径向波长随$Q$的增大而增大，方位波长随$Q$的增大而减小。放大因子随$Q$迅速降低。为了证实摆动放大模型，我们进行本地$N$体模拟。摆动放大模型的波长和俯仰角与$N$体模拟结果吻合较好。在$N$体模拟中，放大因子对地震频率的依赖性与摆动放大模型中的放大因子的依赖性基本一致。使用这些结果，我们估计的螺旋臂的数量作为剪切速率的函数。当盘环质量比一定时，旋臂数随剪切速率的增加而增加。
2016-03-02 astro-ph.GA
Star formation rates and the kinematics of gas in the spiral arms of NGC 628
研究了大设计星系NGC 628中沿旋臂的恒星形成率与流入旋臂的气体速度之间的关系。我们发现，在规则的螺旋臂中的单个恒星形成区的平均恒星形成率的径向分布与进入螺旋臂的气体流入速度相关。这两种分布在银河系中心距离为4.5-5千秒差距处都有极大值。主盘旋臂和外旋臂恒星形成区的平均恒星形成率径向分布之间没有相关性。我们也没有发现螺旋臂中恒星形成区的平均恒星形成率的径向分布与HI柱密度之间的相关性。
2015-04-18 astro-ph.GA
The shapes of spiral arms in the S$^4$G survey and their connection with stellar bars
螺旋星系在本星系中很常见，但它们的形成、演化以及与酒吧的相互作用仍然知之甚少。我们使用的391个附近的星系的S $^4$ G调查的样本，以确定的螺旋臂的缠绕角度和振幅作为光盘属性的函数，如酒吧的强度，在所有类型的螺旋（大设计，多臂，絮状）。我们从3.6 $μ$ m去投影图像中获得全局俯仰角，i）单个对数螺旋段的平均测量值，以及ii）32个星系的子样本，从2-D傅立叶分析。螺旋的强度由切向力与径向力的比值和归一化的$m=2$傅立叶密度振幅来量化。在具有多个对数段的星系中，螺旋螺距角的变化平均为$\sim 10^{\circ}$，但最大可达$\gtrsim 15-20^{\circ}$。当$1 \lesssim T \lesssim 5$时，棒星系和非棒星系的全局俯仰角与哈勃型的分布（$T$）非常相似。大多数旋涡星系（$>90\%$）都被$T>5$阻挡。螺旋角与钢筋强度无关，与螺旋强度关系不大。对于所有类型的螺旋，螺旋的振幅与杆强度相关（并且与杆长度不太紧密）。的平均俯仰角是几乎不相关的超大质量黑洞的质量（估计从中央恒星速度色散），与中央恒星质量浓度，或与剪切，质疑以前的结果在文献中使用较小的样本。我们没有发现观测证据表明，螺旋臂是由恒星酒吧或不变流形。最有可能的是，倾向于发展强酒吧的磁盘也对突出的螺旋的形成起反应，解释了酒吧和螺旋振幅之间观察到的耦合。
2019-10-14 astro-ph.GA
Galaxy Zoo: Unwinding the Winding Problem - Observations of Spiral Bulge Prominence and Arm Pitch Angles Suggest Local Spiral Galaxies are Winding
我们使用公民科学家通过星系动物园提供的分类来研究螺旋星系中凸起大小和臂缠绕之间的相关性。虽然传统的螺旋序列是基于这两种措施的组合，并应该有利于臂缠绕存在分歧，我们证明，在现代使用中，螺旋分类SA-SD主要是基于凸起的大小，没有提到螺旋臂。此外，在一个体积有限的星系样本中，同时使用自动和视觉测量隆起突出和旋臂紧密度，两者之间充其量只有微弱的相关性。具有小凸起的Galerkin具有广泛的手臂缠绕，而具有较大凸起的Galerkin则有利于更紧密的手臂。这一观察结果被解释为揭示了作为凸起尺寸的函数的可变缠绕速度，可能提供了大多数螺旋臂不是静态密度波的证据，而是随着时间的推移而缠绕。这表明“缠绕问题”可以通过不断改造螺旋臂来解决，而不需要静态的密度波。我们进一步观察到，星系表现出强大的酒吧往往有更多的松散的伤口武器在一个给定的隆起尺寸比unbarred螺旋。这一观察结果表明，棒的存在可能会减慢螺旋的缠绕速度，也可能会驱动其他产生螺旋臂的过程（如密度波）。值得注意的是，经过170多年对星系旋臂的观测，我们对它们的了解仍然不完整。
2019-04-25 astro-ph.GA
Galaxy And Mass Assembly: Galaxy Zoo spiral arms and star formation rates
了解螺旋结构对星系恒星形成性质的影响，对于完成我们的螺旋结构演化图是很重要的。以前的研究已经调查了螺旋臂属性与恒星形成之间的联系，但螺旋臂的数量对这一过程的影响尚不清楚。在这里，我们使用星系和质量大会（GAMA）调查与星系动物园项目的公民科学视觉分类相结合，探索星系的旋臂数量以及它如何与恒星形成过程相联系。我们使用来自GAMA-KiDS GalaxyZoo分类的投票来调查旋臂数与恒星质量，恒星形成率和特定恒星形成率之间的联系。我们发现，具有较少旋臂的星系具有较低的恒星质量和较高的sSFR，而具有较多旋臂的星系则倾向于较高的恒星质量和较低的sSFR，并得出结论，如果星系具有较多的旋臂，则其形成恒星的效率较低。我们注意到以前的研究结果可能表明螺旋臂强度或不透明度的这种联系的原因。
2022-08-09 astro-ph.GA
Offset between stellar spiral arms and gas arms of the Milky Way
不同分量所显示的旋臂在空间上可能并不重合，这制约了星系螺旋结构的形成机制。我们重新评估在银河系的旋臂切线方向，通过识别颠簸的功能，在经度图的调查数据的红外线，无线电复合线（RRL），恒星形成地点，CO，高密度区域的云，和HI。凸起峰值被视为臂相切的指示，其接近于螺旋臂相切点附近的真实密度峰值，但通常具有偏移到螺旋臂内部的$\sim$ 1 $^\circ$。从RRL、HII区、甲醇脉泽、CO、高密度气体区和HI气体的Crachides图中确定的旋臂相切出现在几乎相同的银河经度上，因此不同气体成分追踪的旋臂没有明显的偏移。然而，我们发现在盾牌-半人马臂、近3 kpc臂北部以及可能的人马臂的切线附近，气体碰撞峰与老星密度最大值的方向有1.3 $^\circ-$ 5.8 $^\circ$的明显位移。这与我们银河系中准稳态密度波的预期一致。
2015-08-18 astro-ph.GA
Constraining dark matter halo profiles and galaxy formation models using spiral arm morphology. II. Dark and stellar mass concentrations for 13 nearby face-on galaxies
我们调查使用螺旋臂的螺距角作为探测盘星系质量分布。我们证实了我们以前的结果，螺旋臂的螺距角（P）与盘状星系旋转曲线中的剪切率（S）有很好的相关性。我们使用这种相关性认为，单独的成像数据可以提供一个强大的探测银河系的质量分布到大的回望时间。然后，我们使用一个样本的13个星系，与斯皮策3.6- $μ$米成像数据和观测H $α$旋转曲线，演示如何推断剪切速率加上一个膨胀盘分解模型和塔利-费舍尔推导的速度归一化可以用来放置约束星系的重子分数和暗物质晕配置文件。最后，我们表明，似乎有一个趋势（虽然弱相关性）之间的螺旋臂螺距角和晕浓度。我们讨论了建议之间的联系超大质量黑洞（SMBH）的质量和暗晕浓度的影响，使用俯仰角作为SMBH质量的代理。
2014-09-23 astro-ph.GA
NGC 5236's stars as tracers of arms and arm widths in spiral galaxies
一般来说，识别螺旋星系的旋臂并不是一项艰巨的任务。然而，确定这些结构的主要特征、宽度和长度并不是一项常见的任务。以前的研究使用了不同的示踪剂：星团，质量，H $α$。直到最近，个别恒星才被用作螺旋结构的示踪剂。测量螺旋臂宽度的基本方法假设气体或其他示踪剂的平均浓度周围为高斯分布。在这项工作中，我们使用NGC 5236的恒星作为示踪剂。我们估计了表面恒星的臂和臂间区域的密度，以测量臂的宽度。作为一个测试案例，这项工作集中在NGC 5236（M83）上。我们发现，现场恒星星族可以跟踪NGC 5236的（两个）主旋臂。我们发现臂宽和银河中心半径之间的相关性，发现使用其他示踪剂。旋臂宽度增长的斜率与旋涡星系的形态类型有关。我们的研究的第二个发现表明臂的宽度和共旋半径之间可能存在相关性，结果将在后续论文中介绍。
2022-04-29 astro-ph.GA
Kinematic structure of the Milky Way galaxy, near the spiral arm tangents
我们比较了在螺旋臂切线附近观测到的不同臂示踪剂的径向速度。考虑到预测的内螺旋臂入口处的激波，密度波理论预测的径向速度略有不同。在许多螺旋臂中，观测到的速度偏移证实了密度波理论的预测（脉泽速度和CO气体峰值速度之间的间隔约为20 km/s）-当观测到的偏移大于误差估计时。给出到达下一个旋臂的时间。
2023-01-05 astro-ph.GA
The dynamics of stars around spiral arms
螺旋密度波理论试图用一种具有恒定模式速度的长寿命波结构来描述螺旋星系中的螺旋模式，以避免缠绕的困境。因此，图案是刚性旋转的、长期存在的特征。我们运行N体模拟的一个巨大的盘状星系组成的一个纯恒星盘和静态的暗物质晕，并发现螺旋臂是瞬态功能，其图案的速度随半径减小，在这样一种方式，图案的速度几乎等于星系的旋转曲线。我们追踪粒子在旋臂周围的运动。我们发现，粒子从后面和前面的螺旋臂被吸引到并加入臂。粒子沿径向方向沿臂移动，我们发现一个明显的趋势，他们迁移到外（内）半径的拖尾（领先）侧的臂。我们的模拟表明，因为螺旋臂功能是共同旋转，颗粒继续被螺旋臂加速（减速）很长时间，这导致在盘中的所有半径处的强烈和有效的迁移。
2011-12-20 astro-ph.GA
Gas and stellar spiral arms and their offsets in the grand-design spiral galaxy M51
星际气体对具有准静止螺旋臂图案的引力势盘的响应的理论研究表明，由于螺旋臂处的驻激波，气体经历突然压缩。这种机制被称为星系冲击波，它预测气体旋臂从恒星旋臂的下游向上游移动，在一个共转半径内半径逐渐增大。为了研究这种机制是否在大设计的螺旋星系M51中起作用，我们测量了其两个螺旋臂中恒星质量和气体质量分布峰值之间的方位角偏移。恒星质量分布是由空间分辨光谱能量分布拟合光学和近红外图像，而气体质量分布是由高分辨率CO和HI数据。对于内部区域（r < 150”），我们发现一条臂与星系激波一致，而另一条臂则不一致。对于外部区域，由于偏移值的范围较窄，恒星臂的弱点以及成功的偏移测量次数较少，结果不太确定。结果表明，两个内旋臂的性质是不同的，这可能是由于与伴星系的相互作用。
2016-10-21 astro-ph.GA
How the bar properties affect the induced spiral structure
恒星棒和旋臂共存，并共同发展，在大多数盘星系在本地宇宙。然而，这种相互作用的物理性质仍然是一个有争议的问题。在这项工作中，我们提出了一套数值模拟的基础上孤立的星系模型，旨在探讨如何酒吧属性影响诱导螺旋结构。我们涵盖了杆的属性，包括杆的长度，轴比，质量和旋转速率的大组合。我们使用三个银河系模型描述星系上升，平坦和下降的旋转曲线。我们发现，螺距角最好的相关性与酒吧模式的速度和螺旋振幅与酒吧四极矩。我们的研究结果表明，具有下降的旋转曲线的星系是最有效的形成大设计的螺旋结构，证明了具有较大的振幅和螺距角的螺旋。我们还测试了模拟的一个子集中的速度椭球的影响。我们发现，当我们增加径向各向异性，螺旋增加他们的螺距角，但变得不相干较小的振幅。
2021-02-01 astro-ph.GA
Strong Evidence for the Density-wave Theory of Spiral Structure in Disk Galaxies
星系旋臂结构的密度波理论提出了一个惊人的预言，即旋臂的俯仰角应随星系图像的波长而变化。原因是恒星在密度波中诞生，但随着年龄的增长，它们会离开密度波。它们在共旋半径内的密度波之前移动，并落在它的后面，导致在成像恒星的波长（光学和近红外）比与恒星形成相关的波长（远红外和紫外）更紧密的俯仰角。在这项研究中，我们结合了大样本量和宽范围的波长，从紫外到红外来研究这个问题。对于每个星系，我们使用光学波长图像（B波段：445 nm）和斯皮策太空望远镜在两个红外波长（红外：3.6和8.0 μm）的图像，我们用2DFFT和Spirality代码测量了俯仰角。我们发现B波段和3.6 μm图像的俯仰角在所有情况下都比红外8.0 μm图像的俯仰角小，这与密度波理论的预测一致。我们还使用了银河演化探测器的紫外图像，其俯仰角与8 μm处的测量结果一致。
2016-08-02 astro-ph.GA
A low density-wave spiral pattern speed, from the tracer separations (age gradient) across a spiral arm in the Milky Way
我们观察到的密度波角模式速度Ω p接近12至17公里/秒/千秒差距，通过一个典型的光学HII区域（从旋臂尘埃带）之间的分离，并使用HII演化时间模型，以产生其相对速度，并独立的一个典型的无线电脉泽（从旋臂尘埃带）与脉泽模型之间的分离。
2021-06-30 astro-ph.GA
Galactic Spiral Arms: Structure and Dynamics Given by an Equation of Motion
利用自引力暗条的运动方程，我们展示了星系旋臂是如何形成和维持的。我们发现，银河系的磁盘和自引力的臂（如方程所示）的组合的差异旋转导致旋转的螺旋结构。此外，通过这种分析，我们发现了一个第二微分方程，它明确地将这种螺旋结构与星系的旋转曲线联系起来-它连接了几个因素，包括螺旋形状和模式速度。我们还描述了一个简单的多体数值实验，支持我们的方法。研究结果与有关臂结构和旋转曲线（包括前臂结构）的观察证据一致。
2013-03-01 astro-ph.GA
