Intrinsic Shape of Star-Forming BzK Galaxies at z~2 in GOODS-N
我们选取K_{AB} <24.0等的sBzK星系，研究了GOODS-N场中z~2处的成星星系结构，在1029个sBzK星系中，有551个（54%）在哈勃空间望远镜ACS/F850 LP图像上显示为单成分星系，其余为多成分星系。我们使用ACS/F850 LP图像拟合了具有单一Sérsic轮廓的单组分sBzK星系，发现其中大多数（64%）的Sérsic指数n=0.5-2.5，表明它们具有盘状结构。所得的有效半径在静止帧UV波长中通常在1.0至3.0kpc的范围内。将有效半径校正到静止坐标系光波长下，发现单组分sBzK星系位于恒星质量尺寸图中本星系和z~1盘星系的分布区域，表明sBzK星系和z~0-1盘星系的表面恒星质量密度相当。所有这些性质表明，单组分sBzK星系是今天的盘星系的祖先。通过比较观测到的视轴比分布与有轴（A>B>C）的三轴模型的分布，我们发现，平均B/A比为0.61^{+0.05}-0.08}，圆盘厚度C/A为0.28^{+0.03}-0.04}。这表明z~2处的单分量sBzK星系具有棒状或椭圆形形状，而不是圆盘形状。这种形状看起来像是通过棒不稳定性形成的棒/椭圆结构;如果是这样的话，这种内在形状可能会给我们一个线索，以了解暗物质晕中重子物质的动力学演化。
2011-05-13 astro-ph.CO
A Simple Disk Wind Model for Broad Absorption Line Quasars
大约20%的类星体（QSO）在其紫外光谱中表现出宽的蓝移吸收线。这些特征为这些系统的大量外流提供了明确的证据，最有可能的形式是吸积盘风。这些风可能代表了“类星体”的反馈模式，经常在星系形成/演化模型中调用，它们也是活动星系核（AGN）和类星体统一场景的关键。为了验证这些想法，我们构建了一个简单的基准模型的赤道，双锥吸积盘风在类星体和使用Monte Carlo电离/辐射转移代码计算紫外光谱作为视角的函数。我们发现，对于合理的外流参数，视线直视风锥产生广泛的，蓝移的吸收功能，通常在宽吸收线类星体的过渡。然而，我们的基准模型本质上是X射线弱，以防止外流的过度电离，风还没有产生碰撞激发线发射在非BAL类星体中观察到的水平。作为解决这些缺点的第一步，我们讨论了我们的结果的敏感性，在假设的X射线光度和质量损失率，Mdot（风）的变化。在我们采用的几何结构的上下文中，需要Mdot（wind）~ Mdot（acc）以产生显著的BAL特征。这种外流所携带的动力学光度和动量将足以提供重要的反馈。
2013-08-27 astro-ph.CO
The hypothesis of the dust origin of the Broad Line Region in Active Galactic Nuclei
强宽发射线是活动星系核最重要的特征。这些线允许发现类星体的宇宙学性质，目前这些线允许方便的方法来衡量居住在其核中的黑洞。然而，一个问题仍然存在，为什么这样强的线形成在那里摆在首位。具体地说，在低电离线的情况下，必须有一种机制，导致物质从围绕黑洞的吸积盘表面有效地上升，但同时不应给出系统流出的强烈信号，因为巴耳末线相对于窄线区没有显著的位移。根据混响测量的时间延迟和简单的Shakura-Sunyaev吸积盘理论，我们确定了H $β$线下吸积盘的有效温度。我们得到这个温度是普适的，等于$995 \pm 74$ K，与黑洞质量和源的吸积率无关。这一结果向我们表明，在磁盘大气中的尘埃形成是负责的物质的强烈上升。然而，当材料在圆盘上方获得高度时，它被辐射，灰尘蒸发，辐射压力突然下降，材料再次落回圆盘。因此，一个失败的风形成。在模型的简单版本中的磁盘照射被忽略，但在本文中，我们也讨论了这种照射，我们使用观察到的变化的宽线区在NGC 5548约束的字符，这种非局域非定常现象。目前的仪器无法分辨宽线区域，但未来的仪器可能允许直接测试模型。
2012-02-15 astro-ph.CO
Structural properties of disk galaxies. II. Intrinsic shape of bulges
本文分析了148个无棒S 0-Sb星系的结构参数，并由此导出了它们的星系核内禀形状。我们发展了一种新的方法来推导的基础上的几何关系的表观和内在的形状的鼓包和磁盘的鼓包的内在形状。根据星系球视长半轴和视短半轴的长度、星系球视长轴与星系节线的扭曲角以及星系倾角，得到了星系球的赤道椭圆率和内禀扁率。我们发现，固有的形状是很好的约束的子样本的115个凸起有利的视角。它们中的大部分以椭圆截面为特征（B/A<0.9）。如果使用它们的最大、平均或中位赤道椭圆率，该分数分别为33%、55%和43%。大多数沿着极轴是扁平的（C<（A+B）/2）。三轴度的分布是强烈的双峰。这种双峰性是由塞尔西克指数n>2的星系核球驱动的，或者等价地说，是由星系核球与总核球之比B/T>0.3的星系核球驱动的。特别地，n \leq 2和B/T \leq 0.3的凸起分别相对于n>2和B/T>0.3的凸起显示出更大比例的扁圆轴对称（或近轴对称）凸起、更小比例的三轴凸起和更少比例的长轴对称（或近轴对称）凸起。根据对鼓包形成的数值模拟的预测，n \leq 2的鼓包可能是耗散小合并的结果，该鼓包显示出高比例的扁圆轴对称（或接近轴对称）形状并且具有B/T \leq 0.3。对于n>2和B/T>0.3的凸起，似乎需要用主要的耗散和无耗散并合来解释所发现的各种形状。
2010-06-28 astro-ph.CO
Disk heating agents across the Hubble sequence
我们测量了两个晚型旋涡星系（哈勃型Sc和Scd）的速度椭球的形状，并将这些结果与我们以前对六个早型旋涡星系（Sa至Sbc）的分析相结合，以探讨星系形态与垂直和径向色散之比之间的关系。我们以更高的显着性（99.9%）证实了我们先前检测到的这些量之间的紧密相关性。我们探索的速度椭球轴的大小和形状与星系属性（颜色，气体表面质量密度和旋臂结构）的趋势。所观察到的关系允许观测识别的径向和垂直盘加热剂在外部盘星系。
2012-04-16 astro-ph.CO
Complex Broad Emission Line Profiles of AGN - Geometry of the Broad Line Region
第1型活动星系核（AGN）光谱中的宽发射线（BEL）非常复杂，表明其宽线区（BLR）的几何结构非常复杂。根据标准的统一模型，我们可以预期在所有活动星系核中的超大质量黑洞周围都存在一个吸积盘。因此，在BLR中预期圆盘几何形状。然而，一小部分的BELs显示双峰的配置文件，这表明磁盘的几何形状。在这里，我们讨论一个两分量模型，假设一个发射来自吸积盘和一个额外的发射来自周围区域。我们比较了模拟的BEL与观察到的（主要是宽H $α$和H $β$配置文件）发现，该模型可以很好地描述单峰和双峰观察到的宽线配置文件。
2009-10-06 astro-ph.CO astro-ph.HE
Shape of the outer stellar warp in the Large Magellanic Cloud disk
翘曲是星系的恒星盘或气体盘的垂直扭曲。其中一个关于翘曲形成的设想涉及星系之间的潮汐相互作用。最近的一项研究发现，在大麦云（LMC）的西南盘（SW）的外部区域存在恒星弯曲，并认为它可能是由于大麦哲伦云和小麦哲伦云（SMC）之间的潮汐相互作用而产生的。由于数据的空间覆盖范围有限，作者无法研究东北（NE）地区这种翘曲的对应物，这对于理解外部LMC翘曲的全球形状，性质和起源至关重要。在这项工作中，我们研究了大麦哲伦星系盘的结构，使用的数据来自盖亚早期数据发布3（EDR 3），其中涵盖了整个麦哲伦星系的红团星。我们检测到一个扭曲的东北外LMC磁盘是偏离磁盘平面在同一方向的SW外翘曲，但具有较低的幅度。这表明大麦哲伦星系的外盘有一个不对称的恒星翘曲，很可能是一个U形翘曲。我们的研究结果提供了一个观测约束的麦哲伦系统的理论模型，旨在提高对LMC-SMC相互作用历史的理解。
2022-07-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Intrinsic alignment of disks and ellipticals across hydrodynamical simulations
Utrecht University（乌得勒支大学）；Leiden University（莱顿大学）
本文通过不同模拟方法研究盘状和椭圆状星系在不同红移下的内在对齐，发现TNG300和EAGLE中信号为正且稳健，而Horizon-AGN中存在负相关。
2026-06-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Ripple effects & oscillations in the broad FeKa line as a probe of massive black hole mergers
当一个足够大质量的卫星（或次级）黑洞嵌在（初级）超大质量黑洞周围的气体盘中时，它可以在盘中打开一个空的缝隙。接近初级的间隙开放次级将在FeKa发射线的宽分量中留下印记，其以独特和可预测的方式变化。如果能隙持续到最里面的圆盘中，则该效应由宽线中的一对凹陷组成，当能隙移近初级时，这对凹陷分别从线质心能量向蓝和向红波纹。这种涟漪效应可以被明确地探测到，并允许在大规模黑洞合并发生时对其进行电磁监测。当次级与初级黑洞的质量比增加到q>0.01时，我们预计间隙会变宽，可能会在内盘中清除一个中心空腔，这在宽的FeKa线分量中显示出来。如果次级在其内迁移中在>100 r_{g}处失速，由于低同向旋转气体质量，随着内盘排液和外盘堵塞，在盘粘性时间尺度上的宽线分量中发生可检测的波纹效应。如果次级维持一个吸积盘在一个中心腔，由于大坝爆裂或泄漏，一个周期性的“跷跷板”振荡效应表现在所观察到的线轮廓。在这里，我们展示了一系列的涟漪效应签名可能检测到的Astro-H和IXO/雅典娜，振荡效应可能检测到的XMM或LOFT的各种合并和磁盘条件。对涟漪效应和周期振荡的观测可以用来提供活动星系核引力辐射的早期预警。
2013-03-28 astro-ph.CO astro-ph.HE
On time variability and other complications in studying the UV broad absorption lines of quasars: results from numerical simulations of radiation driven disk winds
我们回顾了活动星系核中辐射驱动盘风的轴对称、含时流体动力学模拟的主要结果。我们说明了这种模拟的能力，提供有用的见解观测天文学的三个领域：光谱学，时变和成像。具体来说，模拟预测的合成线轮廓类似于类星体中观察到的宽吸收线。辐射驱动的磁盘风，已被预测的模拟的本质上依赖于时间的性质可以支持越来越多的观察到的紫外线吸收线的显着变化。最后，模拟预测的强度图给出了物理和几何的理由现象学推导的事实，一个适当的解释所观察到的线吸收需要风覆盖因子被认为是部分的，不均匀的，和速度依赖。
2012-01-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Magnetically elevated accretion disks in active galactic nuclei: broad emission line regions and associated star formation
我们建议，吸积盘燃料的活动星系核的支持垂直对重力的强大的环形（$ϕ-$方向）磁场，自然发展的结果，吸积盘发电机。磁压将携带$R$吸积流的大部分气体提升到大高度$z > 0.1 R$和低密度，同时在赤道周围留下一个包含大部分质量的薄致密层--但贡献很少的吸积。我们表明，这样的磁盘模型自然会导致形成一个广泛的发射线区域，通过热不稳定性。外推到更大的半径，我们表明，当地的引力不稳定性和相关的恒星形成强烈抑制AGN的标准磁盘模型相比，虽然在赤道区的恒星形成预测足够高的质量供应率。因此，这类新的吸积盘模型似乎能够解决活动星系核燃料理论中两个长期存在的难题：宽发射线区域的形成和抑制碎裂，以抑制所需的吸积速率。我们表明，在银河系中心形成的恒星盘几百万年前可能是由于磁吸积事件在$> 0.1$的爱丁顿极限。
2016-09-29 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Multi-Phase Thermal Structure & The Origin of the Broad-Line Region, Torus, and Corona in Magnetically-Dominated Accretion Disks
California Institute of Technology（加州理工学院）
本研究通过磁主导吸积盘模型揭示了尘埃环、宽线区及日冕等天体物理现象的热结构起源。
2025-05-08 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The Kinematics of Quasar Broad Emission Line Regions Using a Disk-wind Model
类星体中宽线区的结构和运动学还没有完全确定。一个流行的BLR模型是盘风模型，它提供了一个基于视角的类星体的几何统一。我们建立了一个简单的运动学盘风模型，具有一个狭窄的出风角。该模型与Sobolev或高速极限中的辐射转移相结合。我们研究视角如何影响观测到的发射线的特性，特别是线宽和速度偏移。线轮廓表现出不同的属性，这取决于方向，风开度角，和区域的风的排放出现。在低倾角（接近正面），我们发现的发射线的形状是不对称的窄宽度和显着的蓝移。随着倾斜角度的增加（接近边缘），线轮廓变得更加对称、更宽，并且蓝移更少。此外，在靠近吸积盘吸积盘的盘风底部附近出现的谱线往往是宽的和对称的。随着风垂直距离的增加，发射线蓝移的相对增加是更大的极地风相比，赤道风。通过考虑风的光学厚度，单峰线轮廓恢复的中间和赤道外流风。该模型能够再现混响映射研究中发现的线路轮廓的红色和蓝色侧的更快响应。在低视角下，在极风和中间风开度角的模型中实现了红色侧的更快响应。蓝边的响应对于在高倾角下看到的赤道风更快。
2017-08-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Star formation in self-gravitating disks in active galactic nuclei. I. Metallicity gradients in broad line regions
在活动星系核（AGN）和类星体中普遍观测到的高金属丰度被认为起源于超大质量黑洞周围吸积盘自引力部分中正在进行的恒星形成。我们指定这个区域作为恒星形成（SF）磁盘，在其中产生的金属从超新星爆炸（SNexp），而在同一时间流入的驱动SNexp激发湍流粘度吸积到SMBHs。本文建立了一个由SNexp和径向平流控制的金属丰度方程来描述SF盘中金属的分布和演化。我们发现，金属丰度富集在不同的速度在不同的位置在磁盘中，并建立了一个金属丰度梯度的稳态活动星系核的演变。金属丰度作为一个综合的物理参数，可以用来作为一个探针的SF盘年龄在一个插曲的SMBH活动。在SF盘中，由SNexp冲击波加热的分子云的蒸发必然形成热气体。这种加热最终平衡的热气体的冷却，但我们表明，热气体将逃逸的SF盘被冷却之前，并扩散到BLR形成一个典型的速度$\sim 1\sunmyr$。来自SF盘的热气体的扩散取决于正在进行的恒星形成，导致在AGN中观察到的BLR中的金属丰度梯度。我们将讨论这一点和其他可观察到的后果，这种情况下。
2011-07-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Modeling line-driven disk wind for broad absorption lines of quasars
研究了宽吸收线类星体中由谱线辐射力（线力）驱动的盘风。我们调查的盘风的结构的非流体动力学方法的基础上，并比较风的性质推断从X射线观测的BAL类星体。在本文中，我们应用恒星风理论的初始条件（质量外流率在风的底部）。我们发现，在φ =0.3-0.9，M_{BH} =10^{7-8.5}M_odot的情况下，存在半开角为50^{circ}的漏斗形风，其中φ为爱丁顿比，M_{BH}为黑洞质量.因此，对于视角为约50 °的观察者观察到吸收特征。BAL类星体的概率为7- 11%，这与BAL类星体的丰度比（10- 15%）大致一致。在此，概率通过将检测到吸收特征的立体角除以4pi来估计。相反，如果爱丁顿比小于0.01，或者黑洞质量非常大，M_{BH} < 10^9 M_{odot}，由于有效线力较小，盘风不会被发射。然后，类星体被识别为非BAL类星体独立于观察者的视角。
2012-12-13 astro-ph.CO astro-ph.HE
Relaxation in N-body simulations of disk galaxies
我用N体模拟与两个质量种粒子来证明，磁盘星系模拟受到碰撞弛豫率高于被广泛认为。弛豫对盘的垂直厚度影响最大，并将速度椭球驱动到一个适度扁平的形状，类似于在太阳附近观察到的盘状恒星。在具有少量粒子的模拟中，速度椭圆体很快接近该形状，但散粒噪声也主导面内行为。具有更高但可达到的粒子数量的模拟松弛得足够慢以被认为是无碰撞的，允许平面内分散由于螺旋活动而上升，而不会加热垂直运动。弛豫可能影响了许多先前发表的星系盘形成和演化的模拟。
2013-04-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Structural analysis of disk super star clusters of M82: size and profile shape at intermediate ages
本文给出了M82星盘中99个超级星团的结构参数。使用卡方平方最小化方法，将莫法特-EFF、金和威尔逊模型拟合到哈勃太空望远镜（HST）高级巡天照相机（ACS）在F435 W（B）、F555 W（V）和F814 W（I）波段的扣除背景的表面亮度轮廓（SBP）中。大多数的SSC配置文件是最适合的莫法特-EFF配置文件。三个滤波器中的尺度参数rd和形状参数gamma在测量误差内是相同的。所分析的样品足够大，以允许表征芯半径Rc和γ的分布。所获得的Rc分布遵循对数正态形式，中心和sigma（log（Rc/pc））分别为1.73 pc和0.25。伽马分布也是对数正态分布，中心和sigma（log（gamma））分别为2.88和0.08。M82以其盘中没有恒星形成而闻名，所有的盘SSC都超过5000万年，几乎没有任何星团超过30000万年。导出的分布比较非常好的分布与中等年龄的集群在大麦云（LMC），这也是一个低质量的晚型星系类似于M82。另一方面，这两个星系中的Rc分布与巨螺旋星系M83中年龄相似的SSC相比，都向更大的值移动。与M83相比，M82和LMC的伽马值范围也更窄。
2019-12-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Star formation in self-gravitating disks in active galactic nuclei. II. Episodic formation of broad line regions
研究类星体中自引力主导的吸积盘中恒星形成的后果。SF盘的暖皮由来自吸积盘内部的辐射控制，形成康普顿大气（CAS）。中科院正在经历四个阶段，形成广泛的线区。阶段I是由SF盘提供的纯积累的持续时间。在第二阶段，云开始形成，由于线冷却和下沉到SF盘。第三阶段是通过云和CAS之间的动态相互作用防止云下沉到SF盘的时期。最后，第四阶段是整个CAS通过管线冷却的不可避免的崩溃。这种CAS演变驱动了BLR的偶发性出现。BLR的几何形状和动力学可以自洽地从CAS在第II和第III阶段的热不稳定性通过线性分析得出。SF盘的金属丰度梯度导致BLR从外到内云的性质不同。我们发现，在富金属区，云柱密度N_H <10^22 cm ^{-2}，而在贫金属区，云柱密度N_H > 10^22 cm^{-2}。富金属云组成高电离线（HIL）区域，而贫金属云则位于低电离线（LIL）区域。在HIL地区的富金属云将被辐射压力吹走，形成观测到的外流。LIL区域是幕式的，由于云的质量周期与CAS响应于SF盘的连续注入，从而产生不同类型的活动星系核。基于SDSS类星体光谱，我们识别出了一个从相I到相IV的谱线等效宽度序列。BLR的幕式出现的一个关键阶段是没有或只有弱BLR的明亮的II型活动星系核。我们讨论了观测的影响和测试这个模型的理论预测。
2012-02-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Masers and Broad-Line Mapping Favor Magnetically-Dominated AGN Accretion Disks
California Institute of Technology（加州理工学院）；Stanford University（斯坦福大学）
研究通过射电放大器和宽线区观测数据，证明磁主导的吸积盘模型更符合观测约束，排除了传统热压主导模型，支持磁主导状态。
2026-04-26 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
