Hot Gaseous Coronae around Spiral Galaxies: Probing the Illustris Simulation
现今大质量螺旋星系周围存在热气体日冕是星系形成模型的基本预测。然而，我们的观测知识仍然很少，因为到目前为止，只有四个气体日冕被发现周围的螺旋与大质量恒星体（$\gtrsim2\times10^{11} \ \rm{M_{\odot}}$）。为了探索低质量螺旋星系周围的热日冕，我们利用钱德拉X射线观测样本的8个正常的螺旋星系与恒星质量的$(0.7-2.0)\times10^{11} \ \rm{M_{\odot}}$。虽然统计上显着的扩散X射线发射没有检测到超过光学半径（$\sim20$ kpc）的星系，我们得出$3σ$限制的特性的日冕。这些极限，加上之前对NGC 1961和NGC 6753的探测，被用来探测Illustris模拟。观测到的X射线光度和气体质量的$3σ$上限超过或处于模型预测的上限。对于NGC 1961和NGC 6753，观测到的气体温度、金属丰度和电子密度分布与Illustris的预测基本一致。这些结果表明，Illustris的物理模块与螺旋星系周围的热日冕的观测特性基本一致。然而，Illustris的一个缺点是，大质量的黑洞，主要居住在巨大的椭圆星系，引起强大的无线电模式活动星系核的反馈，这导致在明亮的日冕椭圆星系。
2015-03-03 astro-ph.GA
The Halo Gas of Local Spiral Galaxies and the Link to Gaseous Satellites
Rensselaer Polytechnic Institute（伦斯勒理工学院）；Columbia University（哥伦比亚大学）；Tel Aviv University（特拉维夫大学）；University of Washington（华盛顿大学）
该研究选取21个本地旋涡星系样本，结合HST/COS数据探究其CGM与气态卫星的关联，发现气态卫星对宿主CGM的贡献较小，视线靠近大质量气态卫星时CGM探测率会升高。
2026-09-02 astro-ph.GA
Magnetic Spiral Arms and Galactic Outflows
在一些旋涡星系的气体臂之间已经观察到了星系磁臂，它们的起源仍然不清楚。我们认为，磁旋臂可以自然地产生在臂间区域，因为银河喷泉流或风很可能是弱于臂。银河系外流导致两个抵消效应：小尺度磁螺旋度的消除，这有助于避免发电机的灾难性熄灭，以及大尺度磁场的平流，这抑制了发电机的行动。对于现实的银河系参数，净后果的外流更强的气体武器是更高的饱和大规模的场强在臂间区域相比，在武器。通过将相当现实的螺旋结构和进化模型纳入我们的发电机模型，可以产生磁臂和气体臂的交错图案。
2014-09-17 astro-ph.GA
Gas velocity patterns in simulated galaxies: Observational diagnostics of spiral structure theories
关于孤立盘星系中的恒星旋臂有两种理论，它们模拟了具有不同长度的恒星旋臂：准稳态密度波理论，它将螺旋描述为刚性旋转，长寿命的模式（即稳态螺旋），以及动态螺旋理论，它将螺旋描述为差异旋转，瞬态，循环模式（即动态螺旋）。为了区分这两个螺旋模型的观测，我们研究了这两个螺旋模型预测的气体速度模式在流体动力学模拟之间的差异。我们发现，相对于气体密度峰值（即气体臂）的速度模式的方位角相位在两个模型之间不同，气流也是如此;然而，速度模式本身对于两个模型是相似的。这种相似性表明，仅仅存在流动运动并不能决定性地证实定常螺旋模型。然而，我们发现，稳定的螺旋模型表明，气体武器有径向流动的共同旋转半径内的运动，而动态螺旋模型预测，气体武器往往有切向流动的运动。这些差异表明，螺旋臂周围的气体速度模式将使螺旋理论之间的区别。
2016-04-23 astro-ph.GA
Magnetic and gaseous spiral arms in M83
使用各向同性和各向异性小波变换来分解各种示踪剂中螺旋星系M83的图像，以量化0.2至10 kpc尺度范围内的结构。我们使用了VLA、Effelsberg和ATCA望远镜在λ6 cm和13 cm处获得的射电偏振观测结果，以及首次发表的APEX 870 μm亚毫米观测结果，以及热尘埃、电离气体、分子气体和原子气体的发射图。尘埃、气体和总磁场示踪物的空间功率谱相似，而有序磁场示踪物的空间功率谱则有显著差异。所有物质示踪剂与总磁场之间的子波互相关很高，而有序磁场的结构与其他示踪剂的结构相关性较差。--M83中的磁场配置包含明显的磁臂。它们中的一些从相应的材料臂移位，而另一些与材料臂重叠。λ6 cm处的磁场矢量与外材料臂对齐，而内臂和棒区域中出现显著偏差，可能是由于非轴对称气流。在条区域外部，材料和磁性螺旋臂的典型螺旋角彼此非常接近，约为10°。磁场矢量的典型螺旋角比材料螺旋臂的螺旋角大约20°。M83中的一个主磁臂从气体臂上移开，而另一个主磁臂与气体臂重叠。我们提出，由平均场发电机产生的规则螺旋磁场被压缩在材料臂中，并与它们部分对齐。银河发电机作用与瞬时螺旋图案的相互作用是产生像M83这样复杂的螺旋图案的一个有希望的机制。
2015-11-19 astro-ph.GA
Analysis of the spiral structure in a simulated galaxy
我们分析的螺旋结构，结果在一个星系盘恒星和气体成分的数值模拟演变的潜力，包括轴对称的晕和凸起。我们在没有气体成分的情况下进行第二次模拟，以观察它如何影响盘中的螺旋结构。为了量化这一点，我们使用傅立叶分析，并获得值的螺距角和速度的自激螺旋图案的磁盘。结果表明，在模拟中与气体成分更紧密的螺旋。螺旋结构与波的叠加一致，每个波在给定的径向范围内具有恒定的模式速度。
2014-08-15 astro-ph.GA
Planet Formation in AB Aurigae: Imaging of the inner gaseous Spirals observed inside the Dust Cavity
本文报道了围绕御夫座AB的原行星盘的ALMA观测结果。我们在$^{12}$ CO（J=2-1）发射和尘埃连续谱中获得了高分辨率（0.1”; 14 au）图像，波长为1.3 mm。连续谱发射在中心和半径为$\sim$ 120 au的环处被检测到。CO的排放主要是由两个突出的螺旋尘埃环。这些螺旋是拖尾的，看起来比周围的介质亮4倍。它们的运动学符合开普勒旋转，倾角为23度。明显的双臂螺旋模式最好的解释是由位于60- 80 au的一个看不见的伴星产生的潮汐扰动，尘埃被限制在伴星轨道外产生的压力隆起中。一个额外的同伴在r为30 au，符合峰值CO亮度和螺旋的大螺距角，将有助于解释整体空洞的腔。替代机制，以激发螺旋进行了讨论。这里检测到的大俯仰角的起源仍然令人费解。
2017-04-10 astro-ph.GA
Gravitational Instability of Gas-Dust Circumnuclear Disks in Galaxies
我们用数值方法研究了在邻近星系的环核气体小圆盘中观察到的多臂螺旋结构的起源。我们表明，在这样的磁盘和它的相互作用与引力稳定的气体成分的尘埃的存在下，导致发展的多臂螺旋结构。作为一个具体例子，我们研究了星系NGC 4736迷你盘中多臂螺旋图案的形成，并获得了其旋转和密度分布的观测数据。我们发现，当NGC 4736的气尘比为5%-20%时，其稳定的气体小盘中会生长出多臂螺旋结构。我们还表明，与粉尘浓度，发展的不稳定性的重要因素是尘埃颗粒的大小。当颗粒尺寸大于1 μ m时，稳定气盘中出现非线性多臂螺旋斑图。如果未来的观测证实在星系的迷你盘中存在大量的尘埃，这将确定其中多臂螺旋结构的形成机制。
2023-03-09 astro-ph.GA
On the formation of spiral arms in dwarf galaxies
螺旋结构（包括絮状和大设计类型）在矮星系中很少被观察到，因为螺旋臂的形成需要特殊的条件。本文用$m_B<15^m$和$M_B>-18^m$以及光度直径$D_{25}<12$ ~kpc对近40个dS星系进行了观测分析。我们发现，除了较低的平均气体（HI）分数外，dS-星系的其他性质，包括棒的存在和孤立指数，与光度和自转速度（或比角动量）相似的Irr或Sm-型矮星系差别不大，实际上没有自转速度低于50，-，60 km，sec $^{-1}$的dS-星系。为了检查矮星系螺旋结构形成的条件，我们进行了一系列的N-体/流体动力学模拟的低质量恒星气体盘星系通过改变模型的运动学参数的磁盘，其初始厚度，相对质量和尺度长度的恒星和气体盘组件，和恒星到暗晕质量。我们得出的结论是，螺旋结构形成的引力机制是有效的，只有薄的恒星盘，这是不典型的矮星系，并不太慢旋转的星系。因此，只有一小部分具有恒星/气体盘的矮星系具有螺旋或环形结构。恒星盘越厚，形成螺旋结构所需的气体就越多。与非螺旋星系相比，许多dS星系中气体含量的减少可能是由于更薄的恒星/气体盘导致更高的体积气体密度，从而更有效地形成恒星。
2021-08-10 astro-ph.GA
Spiral structures in gravito-turbulent gaseous disks
在缓慢辐射冷却的条件下，引力不稳定性可以驱动大质量气体盘中的小尺度湍流和大尺度螺旋臂。这些运动影响了观测到的盘的形态，其质量吸积率和可变性，并可以通过尘埃颗粒的集中，加工和碰撞破碎来控制行星形成的过程。本文研究了在给定冷却规律下薄气盘中的重力湍流及其螺旋结构。我们表征的形态，连贯性和传播的螺旋和检查时，流偏离粘性盘模型。我们使用有限体积程序Pluto将自引力流体动力学方程集成到三维球面几何中。气体在比轨道更长的时间尺度上被冷却，以触发引力不稳定性并维持湍流。我们运行了各种磁盘质量和冷却速率的模型。在所有考虑的情况下，湍流引力应力传输角动量向外的速率与粘性盘理论兼容。轨道能量的耗散通过螺旋密度尾流中的冲击发生，将盘加热回到边缘稳定的热平衡。这些尾流驱动垂直运动，并有助于混合物质从磁盘与其日冕。它们的形成和毁灭是间歇性的，它们几乎在每一个半径上都与气体共转。因此，大规模的螺旋臂没有表现出长期的全球一致性，能量热化基本上是一个局部过程。在没有径向子结构或潮汐强迫的情况下，并提供局部冷却定律，重力湍流减少到薄气体盘中的局部现象。
2021-03-30 astro-ph.EP 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
Prominent spiral arms in the gaseous outer galaxy disks
内容：几个旋涡星系，如NGC 6946的例子所展示的那样，在它们的气体外盘中显示出突出的大尺度螺旋结构。这种结构通常被认为是一个动力学难题，因为传统上认为大设计螺旋结构是主要在恒星盘中携带的密度波的结果。目标。在这里，我们认为，明亮光盘外部冷气体中的外旋臂实际上有一种自然的解释，即在光盘的主要恒星主导的主体中激发宏伟设计的螺旋结构的机制的表现：激发由到外部区域的角动量传输驱动，通过尾随的密度波外的共转圈，可以穿透外林德布拉德共振的气体组成部分的磁盘。研究方法：由于密度波作用的守恒性，这些传出的波很可能在外盘中变得更加突出，并最终达到非线性振幅。为了计算所需的振幅分布，我们利用色散波理论。结果如下：如果超出光学半径的条件允许近似处理的线性理论，我们表明，拟合所观察到的振幅分布导致定量测试的磁盘材料的密度，从而在星系的外部的暗物质分布。结论：本研究对旋转曲线的盘晕分解的一般问题是有意义的。
2009-12-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Polygonal Structures in the Gaseous Disk: Numerical Simulations
本文给出了在恒星螺旋密度波势中气体盘的数值模拟结果。研究了气体组分中直化螺旋臂段（列）形成的条件。螺旋结构的这些特征在A.D. Chernin与合作者的一系列作品中得到了确认。气体动力学模拟已经进行了广泛的模型参数：螺旋图案的螺距角，恒星螺旋密度波的振幅，磁盘的旋转速度，和气体成分的温度。2D和3D磁盘模拟的结果进行了比较。数值模拟中的行被证明是一个本质上非平稳的现象。统计分析的几何参数分布的螺旋图案的行在所观察到的星系和构建的流体动力学模型显示出良好的一致性。特别地，星系的数值模拟和观测给出了直段间平均角的$<α>\simeq 120^\circ$。
2011-09-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Synthetic HI observations of spiral structure in the outer disk in galaxies
在另一篇文章中，我们利用三维流体动力学模拟方法，根据明亮光学星盘中的自激整体螺旋模伴随着共转外的低振幅短拖尾波信号的图象，讨论了星系盘最外层区域的非轴对称密度波列的性质;在气体中，这种波列可以穿透外部林德布拉德共振并向外传播，形成突出的螺旋图案。在本文中，我们提出了合成的21厘米的速度地图，预计从模拟模型的外部气体盘，专注于当磁盘是由双臂螺旋图案为主的情况下，但也考虑到其他更复杂的情况。我们讨论了在我们的模拟中注意到的星系盘的气体外围的螺旋图案的某些方面，可能是有趣的，与具体观察到的情况进行比较。
2015-11-19 astro-ph.GA
Exploring the hot gaseous halo around an extremely massive and relativistic jet launching spiral galaxy with XMM-Newton
我们提出了一个深XMM牛顿观测的极端巨大的，快速旋转，相对论喷气发射螺旋星系2 MASX J23453268-0449256。从星系周围的热气体晕发出的弥散X射线辐射在160 kpc的半径范围内被强烈探测到，大约相当于维里半径（$\approx 450$ kpc）的35%。用标准的等温$β$模型对X射线辐射进行了拟合，发现160 kpc以内的封闭气体质量为$1.15_{-0.24}^{+0.22} \times 10^{11} \, \rm{M}_{\odot}$。将气体质量分布外推到维里半径，估计的气体质量为$8.25_{-1.77}^{+1.62} \times 10^{11} \, \rm{M}_{\odot}$，约占星系重子总质量的65%。当考虑恒星质量并考虑统计和系统的不确定性时，维里半径内的重子质量分数为$0.121_{-0.043}^{+0.043}$，与普适重子分数一致。重子质量分数与所有重子都落在$r_{200}$内，或者只有一半重子落在$r_{200}$内是一致的。与大质量旋涡星系NGC 1961和NGC 6753相似，我们发现$\approx 0.1 {\rm{Z}}_{\odot}$的金属丰度值较低，且随半径变化均匀。我们还探测到与南北叶相关的漫射X射线发射，可能归因于宇宙微波背景光子的逆康普顿散射。估计的能量密度的电子和磁场在这些无线电波瓣表明，它们是电子…
2020-10-28 astro-ph.GA
Global enhancement and structure formation of the magnetic field in spiral galaxies
我们数值研究了旋涡星系气体盘中大尺度磁场的演化及其增强。我们考虑了一组模型的各种螺旋图案的参数和初始磁场强度，考虑到气体的自重和冷却/加热。与以往的研究结果一致，我们发现银河系磁场主要与气体结构一致，而小尺度气体结构（毛刺和团块）比磁场结构更加混沌。在螺旋臂中磁场与气体分布强烈共存，在臂间区域我们看到了非连续的磁场结构。模拟结果显示了小尺度的不规则磁场的存在，以及磁场的大规模的毛刺的外缘反转。我们提供的证据表明，在螺旋臂的磁场有一个更强的平均场分量，有一个明确的气体密度和等离子体β参数之间的负相关性，相比，其余的磁盘与更多的湍流分量的字段和气体密度和等离子体β之间的相关性的情况下。我们表明，平均场增长高达3-10 $μG$在冷气体在几个旋转周期（500-800万年），而方位场和径向场之间的比例是等于4/1。对于具有各种螺旋图案参数的模型，平均场强增加1.5-2.5倍。随机磁场分量可达总强度的25%。通过对径向坡印亭通量随时间演化的分析，指出星系外围磁场强度增强的原因是旋臂向外推动磁场，使磁能径向转移。我们的研究结果也支持在距离>11千秒差距的MRI发展的充分条件的存在。
2017-10-11 astro-ph.GA
XMM-Newton Detects a Hot Gaseous Halo in the Fastest Rotating Spiral Galaxy UGC 12591
我们提出了我们的XMM牛顿观测最快的旋转螺旋星系UGC 12591。我们检测到热气体晕发射到110千秒差距的星系中心，并限制晕气体质量小于3.5e11太阳质量。我们还测量了热气体的温度为T=0.64 \pm 0.03 keV。结合我们的X射线约束和文献中的近红外和射电测量，我们发现UGC 12591中的重子质量分数为0.03-0.04，这表明与宇宙学平均值相比，重子质量缺失了75%。结合NGC 1961年的另一个最近的测量，结果强烈地认为，螺旋星系中大多数失踪的重子并不存在于它们的热晕中。我们还发现UGC 12591明显低于重子Tully-Fisher关系。最后，我们发现大质量旋涡星系的重子分数与质量相近的星系群的重子分数相似，表明重子损失最终是由引力势阱控制的。这个气体晕的冷却半径很小，类似于NGC 1961，它认为这个星系的大部分恒星质量不是由于气体晕的冷却而聚集的。
2011-12-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Circum-Galactic Medium of MASsive Spirals II: Probing the Nature of Hot Gaseous Halo around the Most Massive Isolated Spiral Galaxies
本文分析了本机宇宙中六个超大质量螺旋星系的环银河介质（CGM-MASS）样本的XMM-牛顿数据。所有的CGM-MASS星系都有来自热气体的漫射X射线发射，这些气体在从星系中心延伸的背景$\sim(30-100)\rm~kpc$之上被探测到。这使现有的对大质量螺旋星系周围这种扩展的热CGM的探测增加了一倍。热气体的径向软X射线强度分布可以用$β$函数拟合，其斜率通常在$β=0.35-0.55$范围内。这个范围，以及那些$β$值测量的其他大质量螺旋星系，包括银河系（MW），一般是一致的X射线发光的椭圆星系类似的热气体光度和温度，并与那些预测的流体静力学等温气体晕。在这样的大质量螺旋星系中，热气的温度往往与其维里值相当，这表明引力加热的重要性。这与低质量星系形成对比，在低质量星系中，热气体的温度往往系统地高于维里温度。在所有CGM-MASS星系的整个晕圈中，辐射冷却与热气体自由降落时间尺度的比值远大于$\sim10$的临界值，表明CGM中气体冷却和沉淀的效率很低。因此，这些大质量螺旋星系中的热CGM很可能处于流体静力学状态，反馈物质与CGM混合，而不是逃离晕或落回盘。我们还同质化和比较CGM-MASS星系和其他星系样本测量的晕X射线光度，并讨论了在这些大质量的螺旋星系中检测到的“失踪”的星系反馈。
2017-10-19 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Multiarm spirals on the periphery of disc galaxies
一些盘状星系的螺旋图案在中心有两个臂，在外围有三个或更多的臂。在恒星盘和气体盘的数值模拟中也得到了同样的结果。我们认为，这种模式可能是由于气体的快速冷却，导致形成巨大的分子云。这一过程的时间尺度是5000万年，比普通的长期不稳定性短10倍。巨大的分子云通过摆动放大机制产生多臂螺旋。
2018-01-09 astro-ph.GA
The Dark Matter Distribution in the Spiral $NGC~3198$ out to 0.22 $R_{vir}$
我们使用最近非常扩展HI运动学（出48千秒差距），以及以前的H $α$运动学的螺旋星系NGC 3198，以获得其分布的暗物质（DM）。首先，我们使用卡方方法根据DM分布的不同轮廓来模拟该星系的旋转曲线（RC）：通用旋转曲线（URC）质量模型（恒星盘$+$ Burkert晕$+$气体盘），NFW质量模型（恒星盘$+$ NFW晕$+$气体盘）和重子$Λ$ CDM质量模型（恒星盘$+$ NFW晕由重子物理学修改$+$气体盘）。其次，推导DM晕密度分布，我们采用了一种新的方法，不需要一个全球性的，往往是不确定的质量建模。虽然根据标准方法，URC和NFW质量模型都可以解释RC，但新方法导致的密度分布与在λ冷暗物质（$Λ$ CDM）场景中预测的暗晕密度分布严重不一致。我们发现，重子物理的影响修改了原来的$Λ$ CDM晕密度的方式，得到的轮廓是更兼容的DM密度的NGC3198使用我们的新方法。然而，在大的距离，r $\sim$ 25 kpc，也这个修改后的重子$Λ$ CDM晕配置文件似乎创建与派生DM晕密度的张力。
2015-04-10 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
SDSS-IV MaNGA: the chemical co-evolution of gas and stars in spiral galaxies
我们研究考古学如何在恒星和气体成分的不同质量的螺旋星系的金属丰度随时间的推移而演变，使用的数据从SDSS-IV MANGA调查。对于恒星成分，我们可以通过将星系吸收线光谱分解为不同年龄的种群并确定其金属丰度来直接测量这种演化。对于气体成分，我们只能直接从发射谱线测量现在的金属丰度。然而，气体金属丰度、恒星质量和恒星形成率之间有一个很好的关系，它不会随着红移而显著变化;由于后两个量可以直接从吸收线光谱的分解中确定任何时期，我们可以使用这个关系来推断气体金属丰度在宇宙时间内的变化。用这种方法得到的数值与直接从发射谱线得到的数值的比较证实了该方法的有效性。将这种方法应用于1619个螺旋星系的样本，揭示了自宇宙正午以来，这些系统的金属丰度在过去100亿年中的变化。对于较低质量的星系，恒星和气体的金属丰度一起增加，正如人们在混合良好的孤立系中所期望的那样。在更高质量的系统中，恒星的平均金属丰度并没有随着推断的气体金属丰度的增加而增加，实际上随着时间的推移而减少。如果这些更大质量的系统在其一生中吸积了大量的原始气体，并且这些物质没有很好地混合到星系中，那么这种不相交的行为就是人们所期望的。
2022-08-18 astro-ph.GA
A deep Chandra observation of the hot gaseous halo around a rare, extremely massive and relativistic jet launching spiral galaxy
我们提出了一个深钱德拉观测的极大质量的螺旋星系2 MASX J23453268-0449256，这个非常罕见的系统，其功能是已知的最大的相对论射流从螺旋星系的第一个X射线观测。我们探测到从星系周围的热晕发出的X射线辐射，半径达到80千秒差距。热晕沿着螺旋星系的平面被拉长，一种可能性是强大的相对论喷流破坏了垂直于盘的热晕气体。我们的计算表明，这是积极可行的，在这个系统中的活动星系核的反馈可能已经提升或完全排出了显着的一部分气体在20-80千秒差距的径向范围。我们还检测到扩展的发射，这似乎是与内部和外部南射电瓣，并可能是逆康普顿发射的结果。利用观测到的活动星系核中心的X射线和射电光度，Gultekin等人的基平面预测了一个质量为5 × 10^8 M_solar的黑洞，当考虑基平面关系中的散射时，其范围为1 × 10^8 - 3 × 10^9 M_solar。这与M_BH-sigma标度关系所提出的可能性一致，即在该星系的中心存在一个特别大的（>10^9 M_solar）黑洞，但不能给出更严格的约束。
2015-03-19 astro-ph.GA astro-ph.HE
Giant Cometary HII Regions and Molecular Bow Shocks in Spiral Arms of Galaxies: M83
在棒星系M83的旋臂上发现了许多包裹在分子弓激波（MBS）中的巨大彗星状HII区（GCH）。用一个具有陡峭密度梯度的气体臂中的HII前缘扩展模型解释了这种开锥结构，并证明了弓形激波是HII区与穿过臂的超音速气流相遇而形成的，认为分子气体在MBS和GCH之间的弓形头部的双侧压缩促进了沿螺旋臂的恒星形成.
2018-08-22 astro-ph.GA
Tidally induced morphology of M33 in hydrodynamical simulations of its recent interaction with M31
我们提出了一个M33的流体动力学模型和它最近与M31的相互作用。这种情况以前曾在文献中提出，以解释M33扭曲的气体和恒星盘，以及大约2 Gyr前两个物体中恒星形成率的增加。我们使用了轨道积分方案，以找到M31的横向速度的估计更有利于相互作用的情况下，然后试图重现它在我们的模拟。M33被模拟为一个嵌入在活动暗物质晕中的恒星和气体盘，而M31则近似为一个活动的暗物质晕。在模拟中，两个星系以37 kpc的近心距离相互通过。潮汐激发了M33盘中的双臂螺旋结构，这被认为是观测星系中的主要螺旋信号，并且长期以来一直被认为是潮汐相互作用容易引起的特征。我们发现，由相互作用产生的气体翘曲没有足够的相似，观察到的，我们进行了额外的模拟，包括热气晕的M31表明，这一功能可以正确地再现潮汐力和冲压压力剥离同时作用于气体盘。除了旋臂，潮汐力产生了类似于观测到的恒星流，并引发了类似于观测到的半径的恒星形成爆发。
2018-07-18 astro-ph.GA
Hot gaseous atmospheres of rotating galaxies observed with XMM-Newton
非旋转早型星系的X射线发射大气及其与中央活动星系核的联系多年来一直被深入研究。然而，在具有显著角动量的系统中，加热和冷却的过程可能以不同的方式进行。本文分析了六个望远镜和一个螺旋星系的热大气，研究了角动量对热气体性质的影响。我们发现热气体和恒星分布之间的对齐，X射线发射的椭圆率一般低于光学恒星发射的椭圆率，与旋转支持的热大气的理论预测一致。NGC 4382和大质量螺旋星系NGC 1961的熵分布比其他星系的熵分布要浅得多，这表明在这些系统的中心区域存在强烈的加热（通过外流或压缩）。最后，我们调查的热（在）稳定性的热大气通过标准，如TI和C比，并讨论的可能性，这些对象中存在的冷气体盘已冷凝出的热大气。
2020-08-03 astro-ph.GA
Formation of gaseous arms in barred galaxies with dynamically important magnetic field : 3D MHD simulations
本文用三维非线性MHD方法模拟了棒星系内部的大尺度磁场及其演化，并考虑了磁场对气体的反作用。该模型不考虑发电机过程。为了将我们的模拟结果与观测结果进行比较，我们在模拟磁场的基础上构建了高频（无法拉第旋转）极化无线电发射的地图。该模型考虑了投影的影响和实际观测的有限分辨率。我们进行了棒星系的三维MHD数值模拟和偏振图。主要结果是，模拟的磁场配置类似于在棒星系中观察到的偏振强度的地图。他们表现出沿着酒吧和武器形成类似于所观察到的相干结构的偏振矢量。在本文中，我们还解释了以前未解决的问题之间的差异的速度和磁场配置在这类星系。棒的动力学影响使气体形成向外传播的螺旋波。每个气体旋臂都伴随着一个磁性对应物，它在臂间区域分离并存活。由于非轴对称棒流的强压缩、剪切和微分旋转，模型磁场的总能量不断增加，而方位磁通则略有增加，直到$0.05\Gyr$，然后饱和。
2009-05-06 astro-ph.GA
Two-component gravitational instability in spiral galaxies
我们应用的引力不稳定性的标准，有效的两个组件和无限薄的磁盘，观测数据沿主轴7螺旋星系的早期类型。与大多数文献不同的是，该准则对应的色散方程是直接求解的，不需要任何近似。恒星在径向上的速度色散$σ_R$受可能值的范围而不是固定值的限制。对于所有的星系，圆盘的外部区域进行了分析，直到$R < 130^{"}$。使用最大和次最大圆盘模型将表面亮度转换为表面密度。估计了恒星能对气体盘施加的最大不稳定扰动。它表明，两个组件标准略有不同，从一个流体标准的星系具有较大的表面气体密度，但它可以解释大规模的恒星形成在这些地区的气体盘是稳定的。在星系NGC 1167中，恒星的形成完全由恒星的自引力驱动。与传统的近似，其中也包括厚度效应和模型不同的声速$c_\mathrm{g}$的比较。它示出的有效Toomre参数的值对应于一个双组分盘$Q_\mathrm{eff}<1.5-2.5$的不稳定性准则。这一结果与以前的理论和观察研究相一致。
2018-04-21 astro-ph.GA
The Primordial Origin Model of Magnetic Fields in Spiral Galaxies
本文提出了一个旋涡星系中全球磁场复合组态的原基起源模型。研究表明，均匀倾斜磁场缠绕成旋转盘星系后，可以演化成由盘星系中的双对称螺旋（S=BSS）、轴对称螺旋（A=ASS）、平面反转螺旋（PR）和/或环（R）场以及中心垂直（V）场组成的复合磁结构。通过MHD模拟，我们证明了这些复合星系场确实是由弱的原始均匀场产生的，并且不同的组态可以共存于同一个星系中。我们表明，螺旋场触发双臂气体武器的增长。中心积累的垂直场发生扭曲，产生喷流。我们发现初始均匀场越垂直，银盘中形成的磁场越强。
2010-06-28 astro-ph.GA
Formation of spiral dwarf galaxies: observational data and results of numerical simulation
本研究探讨了矮星系（dS型）中螺旋结构的形成，通过观测数据分析与恒星-气体盘自洽动力学的数值模拟，揭示了其低旋转速度和盘质量特征，并限定了引力机制有效形成螺旋结构的条件。
2023-07-29 astro-ph.GA
How do different spiral arm models impact the ISM and GMC population?
盘状星系中星系旋臂的性质仍然难以捉摸。不管是哪种螺旋模型，旋臂在塑造恒星形成的星际介质中都将发挥作用。因此，不同的臂模型可能导致星际介质结构和分子云性质的差异。在这项研究中，我们提出了不同性质的螺旋臂扰动星系盘的模拟。我们发现，在不同的大设计螺旋之间，云的人口或气体运动学的差异很小，这表明云尺度上的星际介质几乎不关心螺旋臂来自哪里。然而，我们确实看到了臂间/臂间质量谱的差异，{和云特性分布尾部的微小差异}（以及恒星/气体速度色散的径向变化）。这些特征可以归因于不同螺旋模型之间的模式速度的径向依赖性的差异，并且可以作为观测研究中螺旋结构性质的度量。
2020-07-29 astro-ph.GA
On the origin of gaseous galaxy halos - Low-column density gas in the Milky Way halo
最近的观测表明，螺旋星系被扩展的气体晕所包围，正如等级结构形成方案所预测的那样。面外气体的起源和性质通常是不清楚的，因为作为星系正在进行的形成和演化的一部分，晕不断地被不同的环流过程所推动（例如，流出、星系合并和星系际介质的气体吸积）。我们使用银河系作为实验室来研究位于内外晕的中性和轻度电离气体。使用谱线吸收和发射测量在不同的波长范围内，我们获得的物理条件和气体的分布的详细信息。这些研究对于我们理解星系与其气体环境之间复杂的相互作用是至关重要的，这是星系形成和演化的一部分。我们的分析表明，在低和高红移的银河系晕的气体的柱密度分布和物理性质是非常相似的其他盘星系周围。
2011-02-25 astro-ph.GA
Star formation and ISM morphology in tidally induced spiral structures
潮汐相遇被认为是宇宙中星系螺旋结构的关键驱动力之一。与密度波和动态螺旋臂相比，这种螺旋预计会产生不同的形态和运动学特征。在这项工作中，我们提出了高分辨率的模拟潮汐遇到一个小质量的同伴与盘星系。包括气体冷却和加热的影响，恒星形成和恒星反馈。扰动盘的结构与孤立星系有很大的不同，显示出清晰的螺旋特征，作为新恒星形成的场所，并显示出臂间的刺。星系的两个臂，桥和尾，似乎表现不同;具有不同的恒星形成历史和结构。特别注意的是集中在气体和恒星螺旋特征之间的偏移，可以直接比较的意见。我们发现不同介质之间确实存在一些偏移，气体臂主要出现在恒星臂的凸侧，尽管确切的位置看起来高度依赖于时间。这些结果进一步突出了潮汐螺旋和其他臂结构理论之间的差异。
2017-04-13 astro-ph.GA
The innate origin of radial and vertical gradients in a simulated galaxy disc
我们研究了在APOSTLE宇宙学流体动力学模拟中形成的星系盘的恒星组分的年龄/金属丰度的径向和垂直梯度的起源。其中一些梯度类似于银河系中的梯度，它们有时被解释为由于内部演化，例如巨大分子云的散射，螺旋图案驱动的径向迁移，或轨道共振与酒吧。长期的过程在模拟的星系中扮演着次要的角色，它缺乏强烈的螺旋或条形图案，并且这种梯度是由于气体盘的逐渐富集而产生的，气体盘出生时很厚，但当它变成恒星并进入离心平衡时就会变薄。沉降是由年轻恒星的反馈控制的;它联系着恒星的形成、富集和平衡的时间尺度，在气体盘及其后代恒星中引起径向和垂直梯度。同时代恒星的运动学在出生后几乎没有演化，并提供了它们形成时气体盘结构的忠实快照。在这种解释中，年龄-速度色散关系反映的是气盘逐渐变薄，而不是长期轨道散射的重要性;恒星向外的耀斑是气盘耀斑而不是径向迁移的结果;垂直梯度的出现是因为气盘在富集时逐渐变薄。这种径向和垂直趋势可能只是反映了母气体盘的演变特性，而不一定是长期演变过程的结果。
2018-01-19 astro-ph.GA
3D MHD simulations of magnetic fields and radio polarization of barred galaxies
我们提出的结果三维，完全非线性MHD模拟的大尺度磁场演化的棒星系。该模型没有考虑发电机过程。我们发现，所获得的磁场配置是高度相似的观测到的酒吧星系的偏振强度的地图，因为模拟矢量形成相干结构沿酒吧和螺旋臂。由于杆的动力学影响，气体形成径向向外的螺旋波。每一个旋臂都形成了磁臂，它在磁盘中的停留时间比气体螺旋结构长得多。此外，由于非轴对称棒流的强压缩和剪切以及差动旋转，磁场的模拟总能量分别增加。
2009-01-12 astro-ph.GA
Modeling of Spiral Structure in a Multi-Component Milky~Way-Like Galaxy
利用最近的观测数据，我们建立了一组类银河系盘的多组分平衡模型。盘动力学研究使用无碰撞气体数值模拟的基础上，联合集成的无碰撞粒子的运动方程，使用引力相互作用和气体SPH粒子的直接集成。我们发现，经过大约一个陀螺，一个突出的中央酒吧形成具有约3千秒差距的半轴长度，连同一个多臂的螺旋图案表示的叠加$m=$ 2-，3-和4-武装的螺旋。在我们的模拟中，螺旋结构和酒吧至少存在3 Gyr。银河棒的存在限制了银河系各子系统的密度分布。我们发现，酒吧不形成，如果在磁盘中的密度分布的径向尺度长度超过2.6千秒差距。正如预期的那样，棒的形成也被一个紧凑的大质量恒星凸起所抑制。我们还表明，在银河系的磁盘的旋转曲线中的最大值，发现在其中心区域，被解释为非圆运动由于存在的酒吧和它的方向相对于一个观察者。
2021-05-07 astro-ph.GA cs.CE
Kinetic Tomography. II. A second method for mapping the velocity field of the Milky Way Interstellar Medium and a comparison with spiral structure models
在这项工作中，我们推导出一个空间分辨地图的视线速度的星际介质，并使用它，随着第二个地图的视线速度从本系列论文I，以确定在银河系的气体螺旋结构的性质。这张地图是根据APOGEE巡天对恒星光谱中1.527 $μ$ m星际弥散带（DIB）的测量结果绘制的，覆盖了距离北银河面最近的4-5千秒差距。我们交叉检查这个新的基于DIB的视线速度图与论文I中导出的地图，发现它们一致。然后，我们比较这些地图与准静态密度波螺旋结构和动态，或材料，在银河系类星系的螺旋结构模拟的视线速度图。虽然从这些模拟中得出的地图都与银河系的测量速度场不完全匹配，但测量结果与动态螺旋结构的模拟更加一致。在与测量结果最匹配的动态螺旋结构模拟中，英仙座的螺旋臂被破坏了。
2018-08-03 astro-ph.GA
Gas and stellar spiral structures in tidally perturbed disc galaxies
盘星系和低质量伴星之间的潮汐相互作用是产生星系螺旋特征的一种既定方法。在这项工作中，我们提出了一个螺旋臂的结构和动力学驱动盘星系和扰动同伴之间的相互作用的3-D N-体/平滑流体动力学数值模拟的研究。我们的具体目标是从纯粹的流体动力学和引力的角度来描述气体和恒星中形成的结构之间的任何差异，并找到螺旋结构生成的限制情况。通过对大量不同相互作用情况的分析，我们发现两种介质之间的臂形态、俯仰角和图案速度之间的差异很小。主要的区别是气体和恒星臂之间的一个小的偏移，在气体臂，明确的刺激功能，和不同的径向迁移的物质在较强的相互作用的情况下。我们调查的最小质量的同伴需要驱动螺旋结构的星系盘，发现有限的螺旋生成的情况下与同伴质量的顺序$1\times10^9M_\odot$，相当于只有4%的恒星盘质量，或0.5%的银河系总质量的类似物。
2016-03-25 astro-ph.GA
Deep XMM-Newton observation reveals hot gaseous outflow in NGC 5746
Dr. Karl Remeis-Observatory, Erlangen Centre for Astroparticle Physics, Friedrich-Alexander-Universität Erlangen-Nürnberg（弗里德里希·亚历山大大学埃尔朗根天体粒子物理中心卡尔·雷米斯天文台）
本研究通过深度XMM-Newton观测发现大质量旋涡星系NGC 5746存在延伸至40kpc的双锥状热气体外流，其晕等离子体温度高于典型值，支持大质量旋涡星系拥有明亮X射线晕的理论模型。
2026-10-14 astro-ph.GA
Predicting HCN, HCO + , multi-transition CO, and dust emission of star-forming galaxies: Constraining the properties of resolved gas and dust disks of local spiral galaxies
ISM是一个湍流的，多相的，多尺度的介质遵循标度关系。银河系气体盘的分析模型需要考虑到星际介质的多尺度和多相性质。它们可以被描述为在垂直流体静力平衡下的星团恒星形成吸积盘，其中面压力平衡了气体和恒星盘的重力。ISM湍流考虑到应用银河标度关系的冷原子和分子气相。湍流是通过超新星的能量注入来维持的。在给定的空间尺度下，通过确定气体的质量分数，可以计算湍流加热和线冷却之间的平衡气体温度、分子丰度和分子线发射。红外，H{ \sc i}，CO，HCN，和HCO $^+$发射的模型径向配置文件进行比较的东西，赫拉克勒斯，帝国，SINGS，和银河系的17个本地旋涡星系的观测。Toomre参数，衡量恒星形成（云坍缩）的稳定性，在相当数量的星系的内盘中超过了统一。在两个星系中，它也超过了外盘的统一。因此，在旋涡星系中，$Q_{\rm tot}=1$并不是普遍存在的。模型气体速度分散与观察到的H{ \sc i}速度分散一致。在我们的模型中，HCN和HCO $^+$已经在相对低密度的气体（$\sim 1000$ ~cm $^{-3}$）中可检测到。导出了CO和HCN的转化因子和分子气体耗尽时间。这两个转换因子与文献中的值一致。而在大质量星系的粘性时间尺度大大超过恒星形成的时间尺度，粘性时间尺度小于恒星形成的时间尺度内$\rm{R}~\sim~2~\rm{R}_{\rm d}$，盘尺度长度，在低质量星系。
2022-05-15 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
Simulations of the grand design galaxy M51: a case study for analysing tidally induced spiral structure
我们提出了大设计螺旋M51（NGC 5194）的流体动力学模型，以及它与伴星NGC 5195的相互作用。尽管我们的模型很简单，但我们的模拟非常好地捕捉到了M51的螺旋结构，甚至再现了诸如沿着一个螺旋臂的扭结和螺旋臂分叉等细节。我们研究了恒星和气体旋臂之间的偏移，发现在大多数时候（包括今天），恒星和气体之间没有偏移到我们的误差范围内。我们还比较了我们的模拟与最近的观测分析M51。我们计算模式速度与半径的关系，就像观察一样，没有找到单一的全局模式速度。我们还表明，螺旋臂不能很好地拟合对数螺线。我们解释这些发现作为证据，M51并没有表现出准稳定的密度波，将由密度波理论预测。M51的内部结构来自于它与伴星复杂的动力相互作用，导致螺旋臂以短暂的扭结和分叉的形式显示出相当大的结构。与其试图按照具有固定模式速度的全球螺旋模式来模拟这种星系，不如从这样一幅图景开始，即螺旋臂虽然不是简单的物质臂，但却是潮汐引起的运动密度“波”或密度模式的结果，它们随着时间的推移缓慢地结束。
2009-12-07 astro-ph.GA
Pipe3D Stellar and Gaseous Velocity Dispersions for CALIFA Galaxies
我们目前的表中的速度分散来自CALIFA V1200数据管使用Pipe 3D。从发射（电离气体）或吸收（恒星）光谱中提取四种不同的色散，具有两个空间孔径（5“和30”）。恒星和电离气体的色散是不可互换的，我们确定它们的区别特征。我们还将这些分散与文献值进行比较，并构建样本标度关系，以进一步评估其适用性。我们考虑修正的基于速度的标度关系，使用维里速度参数S_K^2 = KV_rot^2 + sigma^2，用我们的每个色散构造。我们对S_K和i波段绝对星等之间最强线性相关的搜索倾向于共同的K ~ 0.5，尽管0.3 - 0.8的范围在统计上是可以接受的。在我们最好的恒星质量维里速度关系中，相对于经典的光度速度关系，散射的减少是最小的;然而，这可能反映了我们样本中大质量螺旋的主导地位。
2019-06-05 astro-ph.GA
The effects of a hot gaseous halo in galaxy major mergers
宇宙流体动力学模拟和观测表明，旋涡星系由五个不同的组成部分组成：暗物质晕、恒星盘、恒星球、气体盘和气体晕。虽然前四个组成部分已被广泛考虑在数值模拟的双星系合并，热气体晕的影响通常被忽略，即使它可以包含高达80%的总气体的星系维里半径。我们提出了一系列的流体动力学模拟的主要合并的盘星系，第一次包括一个弥漫的，旋转的，热的气体晕。通过冷却和吸积，热晕可以在合并前后消散和补充冷气体盘。这些冷气体随后可以形成恒星，从而影响残骸的形态和运动学。对总质量为M~ 10^12 Msun的孤立系的模拟表明，如果包含热气体晕，恒星形成率几乎为常数，约为5 Msun/年，而如果忽略热气体晕，恒星形成率则呈指数下降。我们进行了详细的研究合并过程中的恒星形成效率，并发现热气体晕的存在下降低了星爆效率（e=0.5）相比，模拟没有热晕（e=0.68）。此外，我们发现的情况下，合并残留物的恒星质量低于两个祖先星系的恒星质量的总和时，在孤立的发展。这意味着对半解析星系形成模型的修正，该模型假设合并总是导致增强的恒星形成。我们发现，加入热气体成分对合并残留物的运动学和内部结构有显著影响，比如增加了快速旋转子的丰度和小尺度下的r^（1/4）表面亮度轮廓。
2011-04-01 astro-ph.GA
Spiral structure of the Milky Way galaxy: observations and theoretical predictions
利用银河系各子系统的运动学性质和密度分布的观测数据，建立了银河系盘的多分量平衡模型。使用无碰撞气体数值模拟的磁盘的动力学进行了研究。在大约一个陀螺之后，一个突出的中央棒形成，其半轴约为3千秒差距。在中心区域之外，发展出多臂螺旋图案，其特征在于m=2、3和4臂螺旋图案的叠加。在我们的模拟中，螺旋结构和酒吧至少存在3 Gyr。银河系盘中棒的存在对银河系各子系统的密度分布有严格的限制，我们发现当盘表面密度分布的径向尺度长度大于2.6kpc时，棒不会形成。类似地，在具有大质量和紧凑的恒星凸起的模型中，银河系盘中的酒吧的形成被抑制。如果未来的GAIA观测证实银河系圆盘中存在着三四臂螺旋图案，这将证明银河系圆盘中螺旋图案的长期存在。
2019-12-16 astro-ph.GA
SDSS IV MaNGA: Characteristics of Edge-on Galaxies with a Counter-rotating Gaseous Disk
星系中的反向旋转成分是过去气体吸积或合并的最直接证据之一。我们发现了10个边缘盘气体反向旋转器在523个边缘星系的样本中确定的最后MANGA（映射附近Galerkin在APO）IFU样本。反旋肌倾向于以小群体的形式存在。气体反旋星的质量和质量都在恒星的中间，并且位于色星等图的绿谷和红序列中。恒星和电离气体盘的平均垂直范围与样本的其余部分相同，而它们的径向气体和恒星分布则更加集中。这可能指向在反向旋转盘的形成过程期间的角动量损失。反向旋转者的气体和尘埃含量低，发射线强度弱，恒星形成率低。这表明反旋子的形成可能是熄灭星系的一种有效方法。其中一个反旋星系SDSS J080016.09+292817.1（星系F）有一个星暴后区域，中心可能有一个活动星系核。另一个反旋星系SDSS J131234.03+482159.8（星系H），被认为是一个潜在的正在进行的星系相互作用与它的伴星系，一个富含气体的螺旋星系。这可能是通过合并起源形成的气体反旋体的代表性情况。然而，合并中预期的潮汐扭曲只在少数星系中发现，我们不能排除直接气体吸积作为另一种形成机制。
2022-06-01 astro-ph.GA
Global Gravitationally-Organized Spiral Waves and the Structure of NGC 5247
利用观测数据，我们建立了螺旋星系NGC 5247的数值N体模型、流体动力学模型和组合平衡模型。结果表明，该模型对螺旋结构的形成是不稳定的。我们模拟方案的螺旋结构的形成为不同的平衡旋转曲线，径向速度色散曲线和磁盘厚度，并证明在所有情况下，模拟的螺旋图案定性同意观察到的形态的NGC 5247。我们还表明，混合物的气体成分的质量约百分之几的磁盘的总质量的螺旋图案的寿命增加了约30%。在这种情况下，模拟的螺旋图案从扰动增长开始持续约3 Gyr。
2012-09-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galactic Spiral Patterns and Dynamo Action II: Asymptotic Solutions
Chamandy et al.（2013，以下简称Paper I）通过数值模拟开始了对受星系螺旋图案影响的平均场星系发电机的探索，在这里继续进行渐近解。所用的平均场发电机模型推广了标准理论，包括平均电动势对平均磁场和湍流参数变化的延迟响应（时间非局域性或τ效应）。所考虑的螺旋模式对发电机的影响是螺旋形区域（可能与气体螺旋臂重叠或位于臂间区域）中α效应的增强。平均磁场的轴对称和受控非轴对称模式进行了半解析研究，以澄清和加强数值结果。良好的定性协议之间的渐近解和数值解的文件I的全球性，刚性旋转的材料螺旋（密度波）。在除共旋半径外的所有银河系中心距离上，我们发现磁臂在方位角上偏离α臂，因此磁场强度的脊比α臂缠绕得更紧。此外，有限的发电机弛豫时间τ（与湍流相关时间有关）的影响是使磁臂在与银河系旋转相反的方向上相移，即使在共同旋转半径。这种机制可以用来解释在某些旋涡星系中观测到的磁臂和物质臂之间的相移。
2013-07-11 astro-ph.GA
Wiggle Instability of Galactic Spiral Shocks: Effects of Magnetic Fields
有人认为，星系盘中螺旋激波的摆动不稳定性（WI）是在大设计螺旋星系中观察到的气体羽毛形成的原因。我们进行了线性稳定性分析和数值模拟，以研究磁场对WI的影响。圆盘被假定为无限薄，等温，非自引力。我们分别用无量纲参数$β$和$\mathcal{F}$控制磁场和旋臂强迫的强度。通过将微扰方程作为边界特征值问题求解，得到了不同$β=1-\infty$、$\mathcal{F}=5\%$和$10\%$值时WI的色散关系.我们发现，在扰动激波位涡的积累所产生的WI被抑制，虽然不是完全的，由磁场。磁场的稳定作用不是来自扰动场，而是来自未扰动场，它降低了背景激波中的密度压缩因子。当$\mathcal{F}=5\%$和$β\lesssim 10$或$\mathcal{F}=10\%$和$β\sim5-10$时，最不稳定的模式具有$\sim0.1-0.2$乘以臂间间距的波长，这似乎与观察到的羽毛的平均间距一致。
2015-06-23 astro-ph.GA
Feathering Instability of Spiral Arms. I: Formulation of the Problem
本文通过考虑扰动气体对螺旋激波的响应，研究了沿旋臂的羽化亚结构。羽状物是从螺旋臂突出到臂间区域的密度波动，其节距角由双周期结构的量子数给出。在局部渐近近似下，除了不均匀性发生在空间而不是时间上，我们推导出了具有湍流星际气体、冻结磁场和气体自引力的超薄圆盘的线性化扰动方程。除了模态量子数，系统的各个正常模式依赖于七个无量纲的量，其特征在于基本的时间无关的轴对称状态加上其稳定的，非线性的，双臂螺旋冲击（TASS）响应于一个假设的背景密度波支持的星系盘星。我们发现，这些正常模式有积极的增长率。它们在激波后区域的过密度轮廓非常令人联想到在全磁流体动力学（MHD）模拟中观察到的羽化子结构。羽状子结构是系统固有的寄生不稳定性，因此，他们的研究不仅提供了潜在的诊断的重要参数，表征外部星系的星际介质，但也产生了更深层次的理解的基本机制，驱动形成的巨大分子云（GMC）和OB星的轮廓所观察到的大设计螺旋。
2012-07-04 astro-ph.GA
Spiral Structure Diversity in Milky Way Analogs from TNG50: The Role of Gas and Disk Dynamics
本研究基于TNG50模拟中的银河系类似体样本，首次系统分析了旋臂的形成与物理驱动机制，发现气体含量、盘的冷度与剪切共同调节旋臂增长，证实了密度波在宇宙学盘中的持续存在。
2025-10-29 astro-ph.GA
Local Simulations of Spiral Galaxies with the TIGRESS Framework: I. Star Formation and Arm Spurs/Feathers
旋臂对盘状星系的气体流动和恒星形成有很大影响。我们使用本地三维模拟的垂直分层，自引力，差分旋转，星际介质（ISM）受到恒星螺旋势研究的影响，螺旋臂对恒星的形成和形成的臂刺/羽毛。我们采用Kim & Ostriker（2017）的TIGRESS框架来处理辐射加热和冷却，恒星形成以及随后的超新星（SN）反馈。我们发现，超过90%的恒星形成发生在螺旋臂，但全球恒星形成率（SFR）的模型与螺旋臂相比，增加了不到2倍。这是由于SFR表面密度Sigma_SFR和气体表面密度Sigma之间的准线性关系，并支持旋臂不会引发恒星形成而是集中恒星形成区域的观点。相关的SN反馈产生气态的马刺/羽毛下游的磁化和非磁化模型的武器。这些马刺/羽毛是短暂的，并具有平行于其长度的磁场，与由引力不稳定性引起的具有垂直磁场的较长寿命特征形成对比。SN反馈驱动磁场的湍流分量，总磁场强度与Sigma成次线性比例。总的中平面压力在臂和臂间区域之间变化约10倍，但局部与总垂直ISM重量一致，而Sigma_SFR局部与压力调节、反馈调制理论的预测一致。
2020-06-10 astro-ph.GA
Magnetic Fields in Spiral Galaxies
射电同步辐射是研究星系中磁场强度和结构的有力工具。非偏振同步辐射追踪各向同性的湍流场，这些湍流场在旋臂和旋条（20-30 μG）和中心星爆区（50-100 μG）最强。这些气田在动力学上很重要;它们影响天然气流动，并驱动中部地区的天然气流入。--偏振发射跟踪有序场，其可以是规则的或各向异性的湍流，其中后者通过压缩或剪切作用源自各向同性的湍流场。最强的有序场（10-15 μG）通常出现在臂间区域。在具有强密度波的星系中，在旋臂的内边缘也观察到有序场。螺旋模式的有序场存在于大设计、棒星系和絮状星系以及中心区域。相互作用星系中的有序场具有不对称的分布，是过去星系之间或星系际介质相互作用的示踪物。在边缘星系周围的射电晕中，观测到了X形图案的有序磁场。--法拉第旋转测量星系盘的漫射偏振无线电辐射揭示了大规模的螺旋模式，可以通过方位角模式的叠加来描述;这些是平均场发电机产生的规则场的特征。气体旋臂之间的“磁臂”也可能是发电机作用的产物，但需要稳定的螺旋模式才能发展。到目前为止，在两个星系中发现了缠绕在旋臂上的螺旋扭曲场环。像在银河系中发现的大规模场反转，还不能在外部星系中检测到。--将利用即将建成的平方公里阵列等射电望远镜研究宇宙磁场的起源和演变。
2016-01-08 astro-ph.GA
Formation of disks with long-lived spiral arms from violent gravitational dynamics
通过简单的动力学实验，我们研究了引力和气体动力学的组合效应，在一个最初的不平衡，均匀和旋转的大质量过密度的孤立思想的演变。系统平均场势的快速变化使得仅通过牛顿引力相互作用的点状粒子（PPs）形成一个由旋转运动主导的准静态厚盘，该盘周围环绕着远不平衡的螺旋臂。另一方面，气体成分受到压缩激波和辐射冷却，从而形成一个更平坦的圆盘，其中旋转运动是相干的，速度色散小于PP。在这样的气体盘周围，形成了长寿命但不稳定的螺旋臂：这些螺旋臂由相干运动的气体粒子组成，因为它们在引力坍缩阶段获得了特定的相空间相关性。这种相空间的相关性代表了旋臂的暴力起源的一个标志，并意味着物质的运动和能量的转移。在更大的尺度上，径向速度分量明显大于旋转速度分量，气体遵循PP追踪的相同的不平衡螺旋臂。最后，我们概述了我们的结果的天体物理学和宇宙学的影响。
2020-08-28 astro-ph.CO astro-ph.GA cond-mat.stat-mech
