Spin-up of massive classical bulges during secular evolution
螺旋星系中的经典凸起是已知的旋转，但这种观察到的旋转运动的起源还没有很好的理解。最近的研究表明，棒星系中的低质量经典球（ClB）可以通过吸收棒星系发射的角动量的很大一部分来获得旋转。我们的目的是调查酒吧是否可以旋转起来，也更大规模的ClBs在长期的演变过程中的酒吧，并研究这些ClBs的运动学和动力学。我们使用一组自洽的N体模拟研究的相互作用的ClBs与酒吧，形成自洽的磁盘。我们利用轨道谱分析来研究经典核球星的角动量增益。我们发现，平均而言，在酒吧区域内的磁盘的初始角动量的2 - 6%的ClBs增益。大部分的角动量增益是通过低阶共振，特别是5：2共振轨道发生的。一个密度尾流在ClB中形成，它在演化结束时与酒吧同步旋转并对齐。旋转过程在ClB中产生特征线性旋转轮廓和温和的切向各向异性。诱导旋转在中心很小，但在$\sim2$凸起半质量半径之外很明显，在那里它导致质量加权$V/σ\sim 0.2$，并在杆的尺度附近达到局部$V_{max}/σ_{in} \sim 0.5$。产生的$V/σ$与凸出尺寸与条尺寸的比率密切相关。在所有模型中，形成了一个盒子/花生状凸起，这表明复合凸起可能很常见。棒球共振相互作用在棒星系中可以提供一些大质量的CIBs的自旋，但这个过程似乎比低质量的CIBs效率低。进一步的角动量转移由于核棒或气体流入将需要解释所观察到的旋转，如果它不是原始的。
2015-12-22 astro-ph.GA
The Two-infall Model Revisited: Constraints on Milky Way Bulge Assembly from >30,000 Galactic Chemical Evolution Models and Machine Learning
University of Wyoming（怀俄明大学）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；Department of Astronomy, University of Florida（佛罗里达大学天文学系）；University of Bayreuth（拜罗伊特大学）；Konkoly Observatory, HUN-REN Research Centre for Astronomy and Earth Sciences（孔科利天文台，匈牙利研究与教育网络地球与天文学研究中心）；CSFK, MTA Centre of Excellence（CSFK，匈牙利科学院卓越中心）；Department of Physics and Astronomy, UCLA（加州大学洛杉矶分校物理与天文学系）
通过超过30,000个银河化学演化模型和机器学习，研究揭示银河系晕形成过程中早期快速恒星爆发与后期低质量侵入的复合机制。
2026-07-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
2D Surface Brightness Modelling of Large 2MASS Galaxies II: The Role of Classical Bulges and Pseudobulges on Galaxy Scaling Relations and its implication for Supermassive Black Hole Formation
本研究对119个近邻星系开展二维多组分表面亮度建模，重新探究各类星系标度关系，发现经典核球与伪核球在标度关系、光度上存在差异，且伪核球的黑洞不遵循早型星系标度关系，最终给出适合地面动力学测黑洞质量的候选星系样本。
2025-02-24 astro-ph.GA
Hierarchical formation of bulgeless galaxies II: Redistribution of angular momentum via galactic fountains
在一个完整的宇宙流体动力学模拟中，我们形成了一个以140公里/秒的速度旋转的星系，其特征是两个松散的旋臂和一个酒吧，这表明哈勃SBc/d型星系。我们表明，我们模拟的星系没有经典的凸起，在z=1的纯盘配置文件，以及后的主要合并活动已经结束。随后形成长寿命的条，导致形成世俗形成的“伪”凸起，最终凸起与总光的比率B/T=0.21。我们发现，在合并时期，大部分失去角动量并落在星系中心区域的气体被吹回热晕，其中大部分后来返回，在盘中形成恒星。我们建议，这种机制的角动量通过银河喷泉重新分配时，再加上我们以前的研究结果表明，为什么气体流出偏置有低角动量，可以解决冷暗物质范例的角动量/无凸起盘问题。
2011-09-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
The nature of orbits in a prolate elliptical galaxy model with a bulge and a dense nucleus
研究了一个具有致密核和球核的长椭圆星系动力学模型中从规则运动到混沌运动的转变。我们的数值研究表明，恒星的角动量Lz小于或等于一个临界值Lzc，在银道面附近移动，被散射到更高的z，当到达星系的中心区域，从而显示混沌运动。结果表明，球的半径与角动量的临界值Lzc之间存在平方反比关系。另一方面，核的质量和Lzc之间存在线性关系。数值计算得到的结果解释使用理论参数。我们的研究表明，有规则或混沌运动与系统的物理参数，如恒星的角动量和质量，核的标度长度和球半径之间的联系。结果与以前的工作成果进行了比较。
2012-04-05 astro-ph.GA
Angular momentum evolution of bulge stars in disc galaxies in NIHAO
在NIHAO星系形成模拟中，我们研究了10个重子质量大于$10^{10}$ M $_\odot$的旋涡星系中球星的起源及其角动量演化。模拟的星系与观测到的特定AM和重子分量质量之间的关系和恒星膨胀与总比（$B/T$）是一致的。我们划分成光盘和凸起组件使用混合动力光度/运动学分解方法，确定所有的中心质量以上的指数盘配置文件的“凸起”的恒星粒子在$z=0$。通过对核球星粒子的追踪，我们发现平均95%的核球星形成{ \it in situ}，3%的核球星形成{ \it ex situ}，只有2%的核球星形成{ \it ex situ}在星系外.膨胀星的AM分布的演化描绘了一幅有趣的画面：最终的$B/T$比率越高，在膨胀形成过程中保留的特定AM就越多。在所有的情况下，核球星都显著地向中心区域迁移，使它们的平均银河系中心半径减小了大约2倍，与最终的$B/T$值无关。然而，在较高的$B/T$（$\gtrsim0.2$）的对象，膨胀星的速度增加和膨胀的AM几乎是保守的，而在较低的$B/T$值，膨胀星的速度降低和膨胀的AM减少。AM和$B/T$的演变之间的相关性表明，隆起和椎间盘的形成是密切相关的，不能被视为独立的过程。
2018-11-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Implications of the correlation between bulge-to-total baryonic mass ratio and the number of satellites for SAGA galaxies
为了更好地了解它们不同的卫星群，我们寻找了类似银河系的宿主星系的卫星数量和基本星系属性之间的相关性。我们的具体目标是了解为什么在恒星质量含量，恒星形成率和局部环境方面非常相似的星系具有非常不同的卫星数量。银河系类似物卫星（SAGA）光谱巡天完成了36个类银河星系的光谱观测，观测范围从维里半径到狮子座I矮星系的光度。所有来自文献的SAGA星系的星系性质以及测量的恒星质量都与卫星的数量相关，没有发现显着的相关性。然而，当我们根据重子膨胀与总比率之间的相关性和几个邻近星系确认的卫星数量来考虑卫星的“预期”数量时，这个数量和（1）之间出现了很强的相关性。凸起的质量，和（2）总的比角动量。第一个相关性是正的，这意味着星系有更多的大质量凸起有更多的卫星，正如已经证实的那样。与角动量的第二个相关性是负的，这意味着，角动量越小，预期的卫星数量越多。这意味着，如果星系角动量太高，卫星就不能形成，或者卫星从内向外形成，这样角动量就被转移到星系的外部。然而，需要更深入的光谱观测来证实这些发现，因为它们依赖于预期而不是检测到的卫星数量。SAGA巡天有一个光度极限，相当于银河系狮子座I矮卫星的光度。
2022-03-22 astro-ph.GA
Secular evolution and cylindrical rotation in boxy/peanut bulges: impact of initially rotating classical bulges
Boxy/peanut bulge被认为是通过长期过程起源于银河系盘。一个小的探索问题是，如果最初的圆盘是围绕着一个预先存在的经典凸起组装的，那么这种进化将如何改变。以前，我们表明，一个低质量的初始经典隆起（ICB），可能已经存在于银河系般的星系，可以通过获得角动量从一个酒吧通过盘不稳定性显着旋转。在这里，我们调查如何光盘的不稳定性和运动学的最终盒状/花生（BP）隆起依赖于这样一个低质量的ICB的角动量。我们表明，一个强大的酒吧形式和转移角动量的ICB在我们所有的模型。然而，ICB的旋转限制了棒的角动量的发射，这反过来又改变了棒的大小和生长，以及从盘形成的BP凸起。在这些模型中，最终的BP凸起是通过屈曲不稳定性和旋转起来的ICB形成的BP凸起的叠加。我们发现，在我们的模拟中的复合BP凸起的长期运动学是独立的旋转的ICB，总是由圆柱旋转。然而，作为鼓包和酒吧之间的共同演变的结果，偏离圆柱形旋转的长期演变的早期阶段，并可能对应于类似的偏差，在一些鼓包。我们提供了一个简单的标准来量化偏离纯圆柱旋转，将其应用到我们所有的模型凸起，并说明其用于两个星系：NGC 7332和NGC 4570。
2013-01-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Effect of Bulge Mass on Bar Pattern Speed in Disk Galaxies
利用N体模拟研究了孤立盘星系中球核质量对条斑速度演化的影响。早期的研究表明，处于内部共振的盘星可以将大量的角动量转移到暗物质晕，这导致了条斑速度的减慢。在本文中，我们调查的其他球状组件，凸起的质量，影响酒吧模式的速度。在我们的星系模型中，初始棒都是快速旋转的，因为R参数，即共转半径与棒半径的比值小于1.4，这是典型的快速棒。然而，随着星系随时间演化，棒形速度（$Ω_p$）减慢，导致所有模型的R $>$ 1.4，除了具有最大质量凸起的模型，其中棒形形成较晚，没有时间演化。$Ω_p$的快速减速是由于较大的角动量从盘转移到凸起，是由于恒星之间的相互作用在内部共振和那些在酒吧。因此，我们的结论是，在$Ω_p$的减少显然取决于在棒星系的凸起质量和减少更快的星系与更多的质量凸起。我们讨论的影响，我们的结果在星系中的酒吧模式的速度观测。
2019-10-09 astro-ph.GA
Bulge Formation via Mergers in Cosmological Simulations
最新一代的宇宙学模拟即将首次能够解决凸起的结构。因此，我们回顾了当前宇宙学模拟中的膨胀形成状态，并讨论了在不久的将来可以通过模拟器解决的开放性问题，特别关注合并驱动的膨胀增长。长期以来，人们一直认为星系合并会在盘状星系中产生经典的凸起。然而，在这种膨胀形成模型下，冷暗物质星系形成理论中的高合并率预测了比观察到的更多的经典膨胀。此外，对星系形成的模拟仍然普遍产生过于巨大的凸起。反馈提供了一个很有前途的途径，减少合并驱动的隆起增长保持高气体分数的星系和喷射低角动量气体驱动的星系中心。在回顾了迄今为止已发表的相关研究结果后，我们使用宇宙学模拟来探索反馈在合并过程中减少甚至防止凸起增长的能力。在矮星系中，合并实际上减少了星系中心的浓度，因为恒星形成的诱导爆发驱逐了低角动量物质。这一结果显示了反馈减少中心质量增长的潜力。然而，我们也证明了，这是非常困难的，目前的恒星反馈模型再现小隆起观察到更大的盘星系，如银河系。我们认为，反馈模型需要改进，或一个额外的反馈源，如活动星系核是必要的，以产生所需的外流。
2015-11-12 astro-ph.GA
The growth of disks and bulges during hierarchical galaxy formation. II: metallicity, stellar populations and dynamical evolution
我们研究了模型星系的恒星星族的性质，它们是星系演化历史和角动量含量的函数。我们使用Tonini et al.（2016）提出的新半分析模型。这个新的模型遵循气体和恒星的角动量演化，为新的恒星形成配方提供了基础，并处理了取决于中央星系动力学结构的合并效应。我们发现，新的配方具有提高重子循环在生产和回收金属方面的效率的效果，以及防止小合并稀释凸出和椭圆的金属丰度。该模型再现了太阳质量大于1 e10的星系的恒星质量-恒星金属丰度关系，包括Brilliant星系团Galliant。模型盘、由不稳定性驱动的成分主导的星系和合并驱动的物体都来自不同的演化通道。因此，这些模型星系在星系质量-尺寸关系中占据不同的位置，我们发现这符合Atlas 3D对盘星系、快旋星系和慢旋星系的分类。我们发现，恒星星族的属性取决于星系的演化类型，与更多的进化恒星星族的一部分，系统已经失去或耗散更多的角动量在其组装历史。
2016-12-07 astro-ph.GA
The angular two-point correlation of NVSS galaxies revisited
我们测量了射电星系的角两点相关和角功率谱。它们与普朗克分析的最佳拟合宇宙学模型和EIS-NVSS射电源联合巡天（CENSORS）得到的红移分布一致。我们的分析是基于两点关联函数的最佳估计，并利用一个新的掩模，考虑到方向相关的影响的意见，旁瓣效应的亮源和银河系前景。我们还设置了一个通量阈值，并考虑到宇宙射电偶极子。后者被证明是分析中的一个重要步骤。这种改进的宇宙学分析的NVSS强调的重要性，通量校准是强大的和稳定的大角度尺度为未来的无线电连续调查。
2016-05-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Morphological evolution and galactic sizes in the L-Galaxies SA model
在这项工作中，我们更新的L-Galerkin半解析模型（SAM），以更好地遵循负责通过光盘不稳定性（导致伪凸起）和合并（导致经典凸起）的凸起的增长的物理过程。我们通过考虑恒星和气体盘在星系稳定性中的贡献来解决前者，并且通过包括在富含气体的合并中的能量耗散来更新后者。此外，我们引入冷却过程中的角动量损失，并发现一个准确的匹配恒星盘尺度长度和质量之间的相关性在z ~ 0.0需要的气体失去其初始特定的角动量的20%，相应的暗物质晕在形成的冷气盘。我们再现了所观察到的恒星质量和特定的角动量之间的趋势盘和膨胀为主的星系，前者旋转速度比后者相同的质量。我们的结论是，一个两个组件的不稳定配方提供了一个形态多样的星系样本相匹配的观察到的分数分解成不同的形态类型的星系。这个配方也使我们能够获得一个很好的适合不同类型的星系的形态质量关系和恒星质量函数。最后，我们发现合并过程中的能量耗散减少了合并残余物的尺寸，并使我们能够匹配观测到的膨胀主导系统的质量-尺寸关系。
2019-10-07 astro-ph.GA
Angular momentum and galaxy formation revisited
受早期星系（ETGs）外部新的运动学数据的启发，我们重新研究了所有星系类型的角动量（AM）。我们提出了估计具体AMj的方法，重点是ETG，导出恒星j_* 和质量M_* 之间的关系（1983年秋季之后）。我们对8个R_e ~10的星系进行了分析，发现在2 R_e处的数据足以估计总j_*。我们的结果与椭圆星系（Es）在主要合并中隐藏着AM输送的大的j_* 水库的建议相矛盾。本文对近100个各种类型的亮星系的文献资料进行了j_*-M_* 分析。Es和螺线形成平行的j_*-M_* 轨迹，对于螺线，这类似于塔利-费希尔关系，但对于Es，这来自于质量-尺寸-旋转的共谋。Es包含的AM比同等质量的螺旋少3-4倍。我们将螺旋线分解为圆盘+凸起，并发现与螺旋线和Es总体相似的j_*-M_* 趋势。S 0是中间的，我们提出的形态类型反映磁盘/隆起子组件以下单独的j_*-M_* 标度关系-提供了一个物理动机的质量和隆起/磁盘比表征星系。接下来，我们构建了理想化的宇宙模型的AM内容，使用先验估计的暗物质晕自旋和质量。我们发现晕旋的散射不能解释螺旋/Ej * 的差异，但如果星系保留不同的初始j分数（~60%和~10%），则数据是匹配的。我们考虑了j_* 和M_* 演化的物理机制（流出、剥离、塌缩偏置、合并），强调这些过程的矢量和必须产生所观察到的j_*-M_* 关系。早期崩溃和多次合并（主要/次要）的组合可…
2012-07-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Creation of Peanut-Shaped Bulges via the Slow Mode of Bar Growth
最近的理论研究表明，在某些盘状边缘星系中观察到的花生状凸起的形成机制是快速棒形成模式和随后的演化。我们展示了一个N-体模拟的磁盘进行对比缓慢的酒吧增长模式，不受屈曲不稳定，但增长的4：1轨道家庭负责花生形凸起。我们还提出了一个模拟与快速模式酒吧的增长，表现出增厚类似于其他工作。提出了一种新的轨道分类方法，发现动态不同的家庭，允许在磁盘的角动量转移通道的详细分析。
2013-10-29 astro-ph.GA
Rotation of classical bulges during secular evolution of barred galaxies
棒驱动的长期演化在改变盘星系的形态和运动学方面起着关键作用，导致快速旋转的方形/花生状凸起的形成。如果这些盘状星系也有一个先前存在的经典核球，那么长期演化将如何影响经典核球，以及观测性质。我们首先研究的酒吧和一个预先存在的非旋转的低质量的经典凸起，如可能存在于像银河系的星系的共同演化。它与N体模拟表明，在长期的演变过程中，这样的凸起可以获得显着的角动量发出的酒吧通过共振和随机轨道。因此，它变成了一个圆柱形旋转，各向异性和三轴物体，嵌入通过磁盘不稳定性形成的快速旋转的方形凸起中（Saha等人，2012）。复合的方形/花生状凸起也以圆柱形旋转。然后，我们表明，酒吧的增长只略有依赖于预先存在的经典凸起的旋转特性。对于最初旋转的小的经典凸起，由此产生的复合方形/花生状凸起中的圆柱旋转延伸到较低的高度（Saha & Gerhard 2012）。更大质量的经典凸起也获得了由棒发射的角动量，在大约4 Gyrs内引起了令人惊讶的大旋转支持（Saha等人准备）。
2012-12-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
New perspectives on galactic angular momentum, galaxy formation, and the Hubble Sequence
本文总结了我们最近在不同球核分数β * 的正常星系恒星部分的比角动量j * 与质量M * 之间的标度关系方面的工作。我们发现，观测结果与一个简单的模型是一致的，该模型基于圆盘和凸起的线性叠加，遵循形式为j_*d ~ M_*d^alpha和j_*b ~ M_*b^alpha的单独标度关系，其中alpha = 0.67 +/- 0.07，但在8.9 <= log的质量范围内，彼此偏移8 +/- 2倍。（M_*/M_Sun）<= 11.8。这个模型正确地预言了星系在log j_*、log M_* 和beta_* 的三维空间中沿着一个弯曲的二维表面运动。
2018-12-14 astro-ph.GA
Secular Attrition of Classical Bulges by Stellar Bars
研究通过N体模拟和MaNGA观测对比，揭示恒星棒的2:1共振俘获可将多达50%的经典核球恒星转化为盘状运动学成分，从而解释经典核球稀少及银河系核球占比偏低。
2025-06-10 astro-ph.GA
Secular evolution and pseudo-bulges
在长期进化中，通过垂直共振，棒可以产生伪凸起。从z=1开始，凸起和伪凸起的质量增加了一倍。在z=0时，无膨胀星系的频率很难解释，特别是因为在高z时的cluerous星系应该在所有星系中产生经典的膨胀。这个问题在修正的重力模型中得到了解决。星系盘中的棒和螺旋，产生引力力矩，将气体驱动到中心，并为中心恒星的形成和核活动提供燃料。在0.1- 1 kpc尺度下，引力矩的观测表明，只有大约三分之一的塞弗特星系经历了分子流入和中心加油，而在大多数情况下，气体停滞在共振环中。在10- 20 pc尺度下，一些星系已经清楚地揭示了活动星系核由于受黑洞势影响的核拖尾螺旋而被燃料化。由于ALMA和高达80 mas的角分辨率，有可能到达中心黑洞（BH）的影响区，发现分子环面，与星系不对齐的环绕核盘，并且BH质量可以更直接地从运动学推导出来。
2019-08-08 astro-ph.GA
The rotation of classical bulges in barred galaxies in the presence of gas
本文通过不同核球质量与气体比例的流体动力学N体模拟，揭示气体通过削弱棒强度而降低经典核球旋转，并使低质量核球性质系统依赖气体含量。
2024-05-13 astro-ph.GA
Angular momentum and morphological sequence of massive galaxies through Dark Sage
利用Dark Sage半解析模型发现，大质量星系的形态序列主要由暗晕质量而非角动量驱动，核球主导星系所在暗晕质量约为盘主导星系的十倍。
2019-10-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Resolved properties of classical bulge and pseudo-bulge galaxies
基于MaNGA巡天数据，本文发现伪核球星系的盘比经典核球星系的盘更年轻、恒星形成更活跃且旋转更强，并提出用中心速度弥散分界线区分两类核球宿主星系。
2024-07-04 astro-ph.GA
Angular Momentum and Galaxy Formation Revisited: Effects of Variable Mass-to-light Ratios
本文重新推导了不同形态类型星系中恒星物质的比角动量j * 与质量M * 之间的关系。这是我们最近在银河系角动量综合研究中提出的j_*-M_* 图的修正。在这项工作中，我们从运动学和测光数据扩展到大半径和M_* 估计近红外光度L_K与假定的普适质光比M_*/L_K。然而，最近的恒星星族模型显示与B-V色相关的M_*/L_K有很大的变化。在本工作中，我们利用这种相关性，从测量的B-V和L_K估计M_*/L_K，从而估计M_*。修正后的j_*-M_* 图与以前的图相似，盘控星系和椭圆星系都遵循几乎平行的序列，j_* \propto M_*^α和α= 0.6 +/-0.1。然而，两个层序之间的偏移现在是原来的5倍，比以前大了30%（接近Fall在1983年发现的偏移）。因此，我们的新结果对星系盘在其生命周期中的特定角动量损失提出了更严格的限制。
2013-05-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Spatially-resolved galaxy angular momentum
星系盘的总比角动量j与其暗物质晕的比角动量j相匹配，但分布是不同的，因为相对于CDM预测，缺少低j和高j重子。我说明了概率密度函数PDF（j/j_mean）可以告诉我们一个星系的形态和演化历史的一组跨越的例子，从今天的星系和星系在z~1.5。PDF（j/j_mean）的形状与光度形态相关，盘主导星系具有更对称的PDF（j/j_mean），而膨胀主导星系具有强烈倾斜的PDF（j/j_mean）。具有较大凸起的星系盘具有更强的尾部PDF（j/j_mean），但所有大小的圆盘具有相似的PDF（j/j_mean）。将来，PDF（j/j_mean）将作为运动学分解工具。
2018-08-19 astro-ph.GA
SDSS-IV MaNGA PyMorph Photometric and Deep Learning Morphological Catalogs and implications for bulge properties and stellar angular momentum
我们描述了SDSS-IV MaNGA PyMorph光度（MPP-VAC）和MaNGA深度学习形态（MDLM-VAC）增值目录。MPP-VAC提供了来自Sérsic和Sérsic+Exponential拟合的光度学参数，用于MaNGA DR 15星系样本的2D表面亮度轮廓。与之前的PyMorph SDSS成像分析相比，我们对MaNGA DR 15的分析包含了三项改进：最新的SDSS图像;用于确定凸起到椎间盘分解的修改标准;以及MPP-VAC中的拟合已经过目测，并在必要时重新拟合，以获得额外的可靠性。伴随目录MDLM-VAC为相同的星系提供了基于深度学习的形态分类。MDLM-VAC包括许多形态学特性（例如，一个T型，和椭圆和S 0星系之间的更精细的分离）。结合MPP和MDLM-VAC可以表明，MDLM形态分类比以前的工作更可靠。它还表明，晚型和早型星系的单Sérsic拟合可能分别返回$n \le 2$和$\ge 4$的Sérsic指数，并且$n$和形态之间的这种相关性也延伸到了凸起部分。虽然前者是众所周知的，后者与最近的一些工作相矛盾，这些工作表明$n$ -凸起和形态之间几乎没有相关性。将这两种VAC与MaNGA的空间分辨光谱相结合，使我们能够研究恒星角动量如何取决于形态类型。我们发现恒星运动学，光度特性，和形态类型之间的相关性，即使光谱数据没有发挥作用的MPP和MDLM-VACs的…
2018-12-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Study of the Effect of Bulges on Bar Formation in Disk galaxies
利用N体模拟方法研究了孤立星系中球状体质量和球状体浓度对棒状体形成的影响。棒是全球盘的不稳定性，它通过将角动量从内部盘转移到外部盘和暗物质晕而演化。众所周知，盘状星系中的大质量球状组分（如晕）可以使其成为棒稳定的。在这项研究中，我们探讨的另一个球形组件，隆起，对酒吧形成盘星系的影响。在我们的模型中，我们改变了膨胀质量和浓度。我们使用了两组模型，一组具有致密的凸起和高表面密度的圆盘。第二个模型有一个不太集中的凸起和一个较轻的磁盘。在这两个模型中，我们改变了从0到0.7的凸起磁盘的质量分数。两个模型的模拟结果表明，有一个上限截止在隆起盘的质量比Mb/M d以上，酒吧不能形成;截止是较小的密度隆起（Mb/M d = 0.2）相比，密度较低的（Mb/M d = 0.5）。我们定义了一个新的标准，酒吧形成的凸起磁盘径向力比（F b /F d）在磁盘尺度长度以上的酒吧不能形成。我们发现，当F b /F d > 0.35时，圆盘是稳定的，不能形成棒.我们的结果表明，早型盘星系尽管有巨大的凸起，仍然可以形成强棒。
2017-12-30 astro-ph.GA
UM 625 Revisited: Multiwavelength Study of A Seyfert 1 Galaxy with a Low-mass Black Hole
UM 625，先前被确认为一个窄线活动星系核（AGN），实际上呈现出宽的\ha \和\hb \线，其宽度和光度表明$1.6 \times 10^6$ \msun的黑洞质量较低。我们提出了一个详细的多波长研究的核和宿主星系的UM 625的属性。对\chandra \和\xmm \观测结果的分析表明，该系统包含一个被严重吸收的本征X射线弱（$\aox=-1.72$）核。虽然没有强到足以成为无线电噪音，但UM 625确实属于少数在无线电中检测到的低质量活动星系核。宽带光谱能量分布将测辐射热光度限制为$\lbol\approx(0.5-3)\times10^{43}$ \lum \和$\lratio\approx0.02-0.15$。对斯隆数字巡天和{ \it哈勃太空望远镜}\图像的综合分析表明，UM 625是一个几乎正面的S 0星系，具有突出的相对蓝色的伪隆起（\sersic \ index $n = 1.60$），占$R$波段总光的60%。扩展的星盘没有什么特征，但中央的$\sim150-400$ pc包含一个明显的半环，由明亮的蓝色恒星形成结组成，其综合紫外光度表明恒星形成速率为$\sim$ 0.3 \msun yr $^{-1}$。中心黑洞的质量与从其膨胀速度色散预测的值大致一致，但明显低于从其膨胀光度预测的值。
2013-04-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Stars behind bars II: A cosmological formation scenario for the Milky Way's central stellar structure
银河系内千秒差距内的恒星星族具有复杂的运动学和化学结构。这些结构的起源和演变仍在争论中。在这里，我们研究了一个完整的宇宙学流体动力学模拟的盘星系，再现MW的内部千秒差距的关键属性的中心区域：它有一个四方形的形态，并显示出与观测一致的整体旋转和色散曲线。我们使用恒星运动学的聚类算法，以确定一些离散的运动学组件：一个高，低自旋磁盘，恒星晕和两个凸起组件;一个快速旋转和一个缓慢旋转。我们专注于两个凸起组件，并表明，缓慢旋转的一个是球对称的，而快速旋转的组件显示了一个盒子/花生形态。虽然这两个凸起的组成部分是运动学离散的人口在今天，他们都是在类似的时间尺度上形成的，从磁盘的材料。我们发现，具有较低的初始出生角动量的恒星粒子（最有可能是厚盘星）最终出现在缓慢旋转的低自旋凸起中，而具有较高出生角动量的恒星（最有可能是薄盘星）则出现在高自旋凸起中。这有一个重要的后果，即一个球状形态的隆起人口并不一定表明合并的起源。事实上，我们发现在核球部分中只有$\sim2.3$ \%的恒星是由早期吸积矮星系带来的离位星，这些离位星是最古老和最贫金属的恒星，它们的轨道高度径向，离盘有很大的垂直偏移。
2019-03-17 astro-ph.GA
The specific angular momenta of superthin galaxies: Cue to their origin?
超薄星系是低表面亮度（LSB）的无球盘星系，其恒星盘具有异常高的平轴与垂直轴比$b/a$ $>$ 10 - 20，其形成和演化还不清楚。我们计算了特定的角动量的样本的6个superthins和其他9个bulgeless LSB使用恒星测光，原子氢（HI）的表面密度和高分辨率HI旋转曲线在文献中。我们发现，恒星特定的角动量$j_{\rm{s}}$，因此恒星盘的大小由指数恒星盘尺度长度R $_D$，三个超薄和7个LSB的谎言以上的$j_{\rm{s}}$ - $V_{\rm{rot}}$回归线的95.4 $\%$置信带的普通无球盘星系，$V_{\rm{rot}}$是渐近旋转速度。此外，我们发现，superthins和LSB有较高的$j_{\rm{s}}$和R $_D$值为一个给定的值的恒星质量$M_{\rm{s}}$在高值的统计意义，相比普通盘星系。因此，我们的结论是，超薄是可以区分的一个特征性的较大的磁盘大小，这可能解释其大的平面与垂直轴比的起源。有趣的是，我们发现超薄星系的中值自旋参数$λ= \frac{ j_{\rm{stars}} } { {\sqrt(2) V_{\rm{vir}} R_{\rm{vir}} } }$，$V_{\rm{vir}}$和$R_{\rm{vir}}$分别为星系的维里速度和维里半径，分别为0.13和$\pm$ 0.01，比低表面亮度星系和普通盘状星系的…
2019-06-24 astro-ph.GA
The Tidal Torque Theory Revisited. I. Protohalo Angular Momentum
本文重新推导了峰模型中原初晕的角动量，采用自然椭球界定和全解析方法，得到简洁表达式，与宇宙学模拟完全一致，为后续研究松弛晕旋转特性奠定基础。
2025-03-31 astro-ph.CO 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
Galactic bulge-black hole co-evolution, feeding and feedback of AGNs
自20世纪90年代以来，我们已经知道每个星系中都有一个超大质量的黑洞，它的质量与凸起的质量成正比。为了更好地理解这些黑洞是如何形成的，与它们的星系共生，我们将研究它们的人口统计学，黑洞和宿主星系之间的比例关系，以及它们在哈勃时间内的演化。高角分辨率的观测现在使我们能够进入黑洞的影响范围，看到活动星系核统一范式中引发的分子环面，并了解黑洞的进食过程。这些通常伴随着反馈过程，这缓和了星系的形成。这是一篇研究生水平的演讲，而不是一篇评论文章。
2023-02-24 astro-ph.GA
Abundances of disk and bulge giants from hi-res optical spectra: I. O, Mg, Ca, and Ti in the Solar neighborhood and Kepler field samples
星系核球是我们星系的重要组成部分，但它很难被观测到，因为它既遥远又被盘中的尘埃覆盖。因此，不存在许多具有大波长覆盖范围的核球星的高分辨率光谱，其测定的丰度可以与附近类似分析的恒星样品进行比较。我们的目标是确定，化学演化模型，所以重要的α元素的一个样品的凸巨星使用高分辨率的光谱与大波长覆盖。发现的丰度将与从当地薄盘和厚盘中类似恒星的类似光谱中类似导出的丰度进行比较。在这第一篇论文中，我们专注于太阳邻域参考样本。我们使用光谱合成来获得恒星参数以及本地以及膨胀样品的巨星的元素丰度。特别注意基准我们的方法确定恒星参数对独立测量的有效温度角直径测量和表面重力从asteroseismology。在这第一篇论文中，我们提出了用于确定恒星参数以及元素丰度的方法，评估它们，并提出了我们的本地磁盘样本的291个巨星的结果。当将我们确定的光谱温度与角直径测量结果进行比较时，我们重现了这些结果，系统差为+10 K，标准差为53 K。分光重力与星震学测定的重力相同，系统偏移为+0.10 dex，标准差为0.12 dex。当谈到丰度趋势时，我们的本地盘巨星样本与其他分析太阳附近矮星的工作密切相关，表明更明亮的巨星和经常使用的矮星一样是很好的丰度探测器。
2016-11-16 astro-ph.GA
Age distribution of stars in boxy/peanut/X-shaped bulges formed without bar buckling
一些棒星系，包括银河系，拥有一个四四方方/花生/X形的凸起（BPX形凸起）。以往的研究表明，BPX形凸起可以通过杆屈曲或垂直内Lindblad共振（VILR）加热而不屈曲。在本文中，我们研究了可观察到的后果的BPX形隆起后，通过VILR加热无屈曲酒吧形成迅速建立，使用N-体/流体力学模拟一个孤立的银河系般的星系。我们发现BPX形的凸起主要是由在酒吧形成之前出生的恒星组成的。这是因为除了核星盘（NSD）区域和它的尖端之外，棒抑制了恒星的形成。在杆端附近形成的恒星具有较高的雅可比能量，当这些恒星失去角动量时，它们的非圆能量增加以保持雅可比能量。这防止它们到达vILR以被加热到BPX区域。相反，NSD形成后，酒吧形成。从这个模拟和一般的考虑，我们预计，年龄分布的NSD和BPX形隆起形成没有酒吧屈曲不相互重叠。然后，这些组件之间的过渡年龄背叛了酒吧的形成时间，并在未来的银河系和河外棒星系的观测是可以检验的。
2022-02-28 astro-ph.GA
Angular momentum evolution for galaxies in a Lambda-CDM scenario
星系形成在当前的宇宙学范式中是一个非常复杂的过程，其中流入，流出，相互作用和合并是常见的事件。这些过程可以重新分配重子的角动量含量。最近的观测结果表明，盘形成守恒角动量，而椭圆星系，虽然失去角动量，确定星系的特定角动量和恒星质量之间的相关性。这些观测结果提供了严格的限制，星系形成模型在一个层次聚类的情况下。我们的目的是分析特定的角动量含量的光盘和隆起组件作为维里质量，恒星质量和红移的函数。我们还估计了模拟星系的大小，并与观测结果进行了对比。我们使用宇宙流体动力学模拟，包括一个有效的，物理动机的超新星反馈，这是能够调节恒星形成的晕不同的质量。我们分析了宇宙学模拟中星系样本的形态和形成历史，通过对所分析的系统及其祖先进行膨胀盘分解。我们估计的角动量内容的恒星和气体盘，恒星的隆起和重子总数。与最近的观测结果相一致，我们模拟的星系有光盘和球状体组件的特定角动量内容确定与恒星和暗物质质量具有相同的斜率的相关性，虽然球状体组件偏移了一个固定的分数。节录。
2015-08-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the limits of measuring the bulge and disk properties of local and high-redshift massive galaxies
在\emph{z} $\approx$ 2的大质量静止星系中，有相当一部分似乎有一个圆盘，这些星系比今天的质量相当的星系要紧凑得多。我们如何测量这些系统的膨胀和盘的性质？我们模拟两个组件的模型星系，以系统地量化结构和所采用的方法的非同源性的影响。我们采用经验的缩放关系，以产生逼真的本地星系与一个统一的和广泛的范围内的膨胀总比（$B/T$），然后重新缩放它们来模仿的信噪比和大小的观测星系在\emph{z} $\approx$ 2。这提供了迄今为止最完整的一套模拟，我们可以检查的两个组件分解的致密盘星系在不同的$B/T$的鲁棒性。我们确认，这些大规模的，紧凑的星系的大小可以测量鲁棒性使用一个单一的Sérsic适合。我们可以精确地测量$B/T$，而不对凸起的光剖面形状施加任何限制，但是，由于在高红移下凸起的角尺寸很小，它们的详细性质只能在$B/T$ \gax \ 0.2的星系中恢复。相比之下，圆盘分量的测量几乎没有困难。
2016-04-28 astro-ph.GA
Stellar angular momentum distribution linked to galaxy morphology
我们研究的空间分辨恒星比角动量$j_*$在一个高质量的样本中的24个CALIFA星系涵盖了广泛的视觉形态，占恒星速度和速度色散。规范化的$s=j_*/j_{*mean}$，PDF（$s$）的spaxel-wise概率密度函数的形状，明显偏离了重子在暗物质晕中的近似普遍的初始分布，可以用预期的重子效应来解释，在星系形成，删除和重新分配角动量。此外，我们发现，所观察到的PDF（$s$）的形状与光度形态显着相关，晚型星系的PDF（$s$），这是一个类似的正态分布，而早期类型的有一个强烈的倾斜PDF（$s$），由于过量的低角动量材料。已知存在假隆起的半乳糖苷酶（隆起Sersic指数$n_b <2.2$）倾向于具有较少偏斜的隆起PDF（$s$），偏斜度为$(b_{1rb})\lesssim0.8$。PDF（$s$）编码运动学和光度信息，似乎是一个强大的形态示踪剂。其使用的动机是希望摆脱传统的基于组件的分类，这是受观察者的偏见，分类的星系的基本（恒星质量，角动量）属性。将来，PDF（$s$）也可用作运动学分解工具。
2020-04-17 astro-ph.GA
Four phases of angular-momentum buildup in high-z galaxies: from cosmic-web streams through an extended ring to disc and bulge
利用高分辨率宇宙学模拟研究了高$z$质量星系的角动量（AM）积累。AM起源于冷气体的共面流和追踪宇宙网细丝的合并星系，它经历了四个演化阶段。(I)在晕维里半径（$R_{\rm v}\!\sim\!100\,{\rm kpc}$）之外，由于气体的四极矩更高，伸长的流通过潮汐力矩获得AM，具有特定的AM（sAM）$\sim\!1.7$乘以暗物质（DM）自旋。该AM表示为从$\sim\!0.3R_{\rm v}$到反向旋转的流碰撞参量。(II)在外晕中，当进入的DM与较低sAM的现有晕混合成自旋$λ_{\rm dm}\!\sim\!0.04$时，冷流将AM输送到内晕，使得它们在晕中的自旋为$\sim\!3λ_{\rm dm}$。(III)在近中心附近，气流消散成不规则的旋转环，延伸至$\sim\!0.3R_{\rm v}$，并相对于内盘倾斜。部分由圆盘施加的扭矩使环气体失去AM，螺旋进入，并在一个轨道内进入圆盘。该环作为阻尼Lyman- $α$吸收体可以30%的概率观测到。(IV)在圆盘$<\!0.1R_{\rm v}$中，与剧烈的圆盘不稳定性相关的扭矩将AM和重子驱动到中央隆起中，而外流则带走了低自旋气体，从而对反馈强度产生了一定的敏感性。尽管气体和DM的AM历史不同，但盘的自旋与DM-晕的自旋相当。逆旋转可以强烈地影响盘的演化。
2015-01-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
A study of the evolution of bulges and disks of spiral galaxies in interacting and isolated environments
本研究通过模拟和观测数据，探讨飞掠相互作用与暗物质分布对旋涡星系核球和盘演化的影响，发现盘变短变厚、伪核球变热，并揭示旋臂驱动呼吸运动及暗物质晕形状对棒形成的作用。
2023-06-19 astro-ph.GA
Structural and Dynamical Properties of Galaxies in a Hierarchical Universe: Sizes and Specific Angular Momenta
我们使用最先进的半解析模型来研究星系的大小和特定的角动量。我们的模型包括一个特定的治疗不同的星系组件之间的角动量交换。盘尺度半径估计从气体/恒星盘的角动量，而隆起的大小估计假设能量守恒。预测的大小-质量和角动量-质量关系是在公平的协议与观测测量在当地的宇宙，提供了一个治疗过程中的主要合并气体耗散。我们的磁盘不稳定性的治疗导致不切实际的小半径通过这个通道形成的凸起，并预测中央和卫星早期型星系的大小-质量关系之间的偏移，这是没有观察到的。该模型再现所观察到的依赖形态的大小-质量关系，并预测特定的角动量和冷气体含量之间的强相关性。这种相关性是星系演化的自然结果：富含气体的星系居住在较小的晕中，并逐渐形成恒星直到今天，而缺乏气体的星系则居住在大质量的晕中，这些晕在早期形成了它们的大部分恒星，当时它们的母晕的角动量很低。星系的动力学和结构特性会受到恒星反馈的不同处理的强烈影响，因为这会改变它们的恒星形成历史。通过快速模吸积的气体的较高角动量对今天大质量星系的性质没有显著影响，但对红移较高的低质量星系有更重要的影响。
2018-08-27 astro-ph.GA
SDSS IV MaNGA: Full spectroscopic bulge-disc decomposition of MaNGA early-type galaxies
通过应用光谱分解方法的样本的MANGA早期型星系，我们分离出空间和运动学上不同的恒星星族，使我们能够探索星系的凸起和光盘之间的相似性和差异，以及它们如何影响星系的全球性。我们发现，这些组成部分有有趣的变化，在他们的恒星星族，并显示出不同的运动学。凸起往往是一贯更丰富的金属比他们的光盘同行，虽然年龄的两个组成部分是可比的，有一个有趣的尾巴年轻，更金属穷人光盘。无论是在恒星自旋参数λ_R和椭圆率的平面上，还是在恒星质量和比角动量j之间的关系中，星系作为一个整体在这些平面上的位置都取决于它包含了多少凸起和圆盘。作为检查的运动学分解的物理意义，我们还动态模型的星系的全球潜力内的个别星系组件。由此产生的组件表现出与光谱分解的运动学参数一致，虽然动力学建模遭受一些退化，凸起和光盘显示系统不同的内在动力学特性。这项工作证明了考虑星系的各个组成部分的价值，而不是将它们视为一个单一的实体，这忽略了可能对理解星系在何处，何时以及如何演变成我们今天看到的系统至关重要的信息。
2019-02-11 astro-ph.GA
A reference sample of face-on bulgeless galaxies
我们提出了一个220个正面的，几乎没有凸起的星系的列表，假设是对应的对象从参考扁平星系目录（RFGC）。我们根据它们的视轴比$log(r_{25}) < 0.05$和HyperLEDA中定义的主标准角直径$log(d_{25}) > 0.90$选择了Sc、Scd和Sd型星系。样本天体受径向速度$V_{LG} < 10000$ km/s和大于$-30$ deg.我们的样品的形态组成与RFGC非常相似。我们注意到正面无球星系的以下共同特性。其中约有一半的棒状结构发生在星系的绝对星等的整个范围内：从$-17$到$-22$。我们的样本的一个重要部分（27-50%）表现出扭曲的螺旋图案。这些星系在“S”和“Z”类自旋方向的数量上没有表现出显着的不对称性。样品的平均（伪）膨胀与总质量比估计为0.11。由于可以忽略的内部消光，低光背景，和小的投影效应，面对Sc-Sd盘是合适的对象，以识别其中央核作为中等质量的BH候选者。大约40-60%的星系有明显的未分辨的核，它们的存在很大程度上取决于宿主星系的光度。
2019-02-26 astro-ph.GA
Evolution of Stellar Bars in Spinning Dark Matter Halos and Stellar Bulges
本文通过高分辨率模拟研究旋转暗物质晕中不同质量恒星核球对恒星棒演化、屈曲及角动量交换的影响。
2023-10-02 astro-ph.GA
Introducing galactic structure finder: the multiple stellar kinematic structures of a simulated Milky Way mass galaxy
本文首次将高斯混合模型应用于NIHAO高分辨率星系的归一化角动量和结合能的恒星运动学空间，将恒星分离成多个分量。我们使用模拟的银河系类似物，其恒星组成主机：薄和厚的光盘，经典和伪凸起，和恒星晕的方法。这些恒星结构的性质在大小、形状和旋转支持方面与观测预期吻合得很好。有趣的是，这两个运动盘表面的质量密度分布集中比指数，而凸起和恒星晕是纯粹的指数。我们追溯时间的拉格朗日质量的每一个组成部分分别研究他们的形成历史。在z~3和晕维里化的终点z~1.3之间，所有的分量都失去了一小部分角动量。经典的隆突损失最大（约95%），薄盘损失最小（约60%）。两个球丘都在高红移的位置形成了恒星，而薄盘的形成率约为98%，但在最后的11 Gyr内，SFR恒定在1.5 M $_{\rm\odot}$ /年$^{\rm-1}$。吸积星（占恒星总质量的6%）主要合并到厚盘或恒星晕中，它们分别占其质量的8%和45%。我们的分析管道可在https://github.com/aobr/gsf上免费获得。
2018-04-23 astro-ph.GA
Dark-ages Reionization and Galaxy Formation Simulation -- XVII. Sizes, angular momenta and morphologies of high redshift galaxies
利用更新的Meraxes半解析星系演化模型研究了高红移星系的大小、角动量和形态。我们的模型成功地再现了一系列的观测从红移$z=0$-$10$。我们发现，星系盘的有效半径与紫外光度的比例为$R_e\propto L_{\textrm{UV}}^{0.33}$在$z=5$ - $10$，和恒星质量的$R_e\propto M_\ast^{0.24}$在$z=5$，但与一个斜率，增加在更高的红移。我们的模型预测星系的中位尺寸与红移的比例为$R_e \propto (1+z)^{-m}$，其中$(0.3$ - $1)L^\ast_{z=3}$的星系为$m=1.98\pm0.07$，$(0.12$ - $0.3)L^\ast_{z=3}$的星系为$m=2.15\pm0.05$。我们发现，恒星和晕的比角动量之间的比例通常小于1，并随着晕和恒星质量的增加而减小。这种关系没有表现出红移的依赖性，而比角动量和恒星质量之间的关系减少$\sim0.5$ dex从$z=7$到$z=2$。我们的模型再现了局部星系形态的分布，主要是通过星系合并形成的低质量星系，星系盘不稳定性与$M_\ast\simeq10^{10}$ - $10^{11.5}M_\odot$，和最大质量的星系主要合并。在高红移，我们发现星系的形态，主要是膨胀为主。
2019-06-29 astro-ph.GA
Bulgeless Evolution And the Rise of Discs (BEARD) II. The role of mergers in shaping the Milky Way analogues in TNG50
Donostia International Physics Centre (DIPC)（多诺西亚国际物理中心）；Universidad de Córdoba（科尔多瓦大学）；Universidad de La Laguna（拉帕尔马大学）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利群岛天体物理学研究所）
研究无核盘银河系的形成和演化，通过Mordor的运动学分解确定B/D<0.08的无核盘银河系，发现74%的无核盘银河系经历至少一次重大合并，揭示了无核盘和有核盘银河系在形成时间、质量、角动量等方面的不同特征。
2026-05-18 astro-ph.GA
Effects of Halo Spin on Bar Formation in Disk Galaxies
本研究通过改变晕自旋参数和核球质量的N体模拟，揭示顺行晕促进、逆行晕延迟盘星系棒形成，并发现λ=0.06、10%核球模型最符合银河系。
2024-06-13 astro-ph.GA
Interpreting the possible break in the Black Hole - Bulge mass relation
最近对当地现有数据的检查表明，球状体的恒星质量（$M_{\rm sph}$）与位于其中心的超大质量黑洞（BH）的质量之间几乎是线性关系，在低于$M_{\rm sph} \sim 10^{10}\ {\rm M}_\odot$时出现了一个突变，在较小的质量下，这种关系更陡峭，大约是二次关系。我们调查的物理机制，负责这种关系的斜率的变化，通过比较数据与半解析模型的结果的星系形成MORGANA，它已经预测了这样一个突破，在其原始配方。我们发现，斜率的变化主要是由有效的恒星反馈在恒星形成的隆起。相反，这种关系的形状对其他与黑洞吸积有关的物理机制非常不敏感，例如盘不稳定性、星系合并、活动星系核（AGN）反馈，甚至是直接或通过低角动量气体储层吸积到黑洞上的精确模型。我们的研究结果支持的情况下，大多数恒星形成的星系盘组件，并通过合并和光盘不稳定性进行膨胀，而吸积到BH连接到恒星形成的球状组件。因此，一个在恒星形成的凸起中产生比在圆盘中更强的流出的恒星反馈模型将自然地产生标度关系的中断。我们的研究结果指出了一种形式的共同进化，特别是在较低的质量，低于假定的休息，主要是由恒星反馈，而不是AGN反馈驱动。
2015-08-27 astro-ph.GA
The growth of disks and bulges during hierarchical galaxy formation. I: fast evolution vs secular processes
我们提出了一个理论模型的质量，角动量和星系盘和隆起的大小的演变，我们将其实施到半解析星系形成代码SAGE。该模型遵循长期和暴力的演化通道，包括平滑吸积，磁盘不稳定性，小和大合并。我们发现，我们的配方与层次聚类相结合，产生两个不同的人口的凸起：合并驱动的凸起，类似于经典的凸起和椭圆，和不稳定性驱动的凸起，类似于世俗（或伪）凸起。该模型主要再现了气体盘和恒星盘的质量-尺寸关系、椭圆星系质量-尺寸关系的演化、Faber-Jackson关系以及经典和长期膨胀的星等-色图。该模型预测只有一个小的重叠合并驱动和不稳定性驱动的组件在同一个星系，并预测不同的凸起类型作为星系质量和磁盘分数的函数。在给定的光度下，膨胀类型也会影响恒星的形成速率和颜色。该模型预测人口合并驱动的红色椭圆星系，占主导地位的低质量和高质量的两端的星系人口，并跨越所有的动力学年龄;合并驱动的鼓包在磁盘星系的动力学年龄，并不干扰后续的恒星形成组件的演变。不稳定性驱动的膨胀在中等星系质量的人口中占主导地位，特别是在巨大的磁盘中。模型绿谷是专门由不稳定驱动的凸出主机。通过本实施的质量吸积的历史是可感知的星系结构，形态和颜色。
2016-04-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
At the heart of the matter: the origin of bulgeless dwarf galaxies and Dark Matter cores
近20年来，“矮”星系的性质一直在挑战星系形成的冷暗物质（CDM）范式。大多数观测到的矮星系由一个旋转的恒星盘组成，嵌入一个大质量的DM晕中，具有近恒定密度的核心。然而，基于CDM方案的模型总是形成具有致密球状恒星“凸起”和陡峭中心DM轮廓的星系，因为低角动量重子和DM通过吸积和反复合并下沉到星系中心。降低CDM晕中心密度的过程已经被确认，但还没有将理论与现今矮星的观测相协调。这种失败对于CDM模型来说可能是灾难性的，可能需要不同的DM粒子候选者。这封信提出了新的流体动力学模拟的Lambda$CDM框架中的类似物的矮星系，无凸起和浅中央DM配置文件，形成。这是通过分解不均匀的星际介质来实现的，这导致了超新星爆炸产生的强烈外流，从而消除了低角动量气体。这抑制了隆起的形成，并将中央千秒差距内的暗物质密度降低到不到一半。因此，现实的矮星系被证明是一个自然的结果星系形成的CDM方案。
2009-11-11 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Cusps and Cores in the presence of galactic bulges
在本文中，我们研究如何在星系中的隆起形成的影响，其内部的密度分布，通过一个扩展版本的Del Popolo（2009）的半解析模型。与Del Popolo（2009）一样，该模型考虑了重子绝热收缩、有序和随机角动量、动力学摩擦的影响，并在之前的模型基础上增加了气体冷却、恒星形成、超新星反馈和再电离的影响。我们的模型表明，矮星系是无凸起的，与观测结果一致，其中绝大多数没有恒星凸起，其特点是由一个平坦的轮廓很好地描述了Burkert配置文件。{We然后研究了添加到{cored} DM晕圈中的凸起对密度分布的影响}。对于质量为$10^{11} M_{\odot}$的星系，内部密度剖面的斜率为$α\simeq 0.65$，而星系的隆起为$4.5 \times 10^{9} M_{\odot}$，如果不考虑隆起的形成，则斜率为$α\simeq 0.55$。如果凸起较大，则为$6.5 \times 10^{9} M_{\odot}$，斜率为$α\simeq 0.7$。在具有$10^{12} M_{\odot}$的较大星系的情况下，斜率为$α\simeq 0.85$，而在没有凸起的情况下，斜率为$α\simeq 0.75$。最后，我们研究了内斜率$α$如何随隆起质量而变化，并发现了这两个量之间的相关性。结果表明，凸起的形成在塑造内部DM密度分布中具有重要作用，与Inoue & Saitoh（201…
2014-01-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Sub-Saturn Planet MOA-2008-BLG-310Lb: Likely To Be In The Galactic Bulge
我们报告了对亚土星质量行星MOA-2008-BLG-310 Lb的探测，并认为它是迄今为止最强的膨胀行星候选者。与单透镜拟合的偏差被有限源效应平滑，因此从光变曲线中不会立即显现。然而，我们发现主星有行星伴星的模型比单透镜模型更有利，增加了三个自由度，Δχ^2 ~ 880。详细的分析得出行星/恒星的质量比q=（3.3+/-0.3 x10 ^{-4}，行星和恒星之间的角距离在爱因斯坦角半径的10%以内。如果它是一颗恒星（M_L>0.08 M_sun），那么到透镜的距离D_L>6.0 kpc。这是迄今为止发现的唯一一个微透镜系外行星宿主，如果它是一颗恒星的话，它一定在凸起处。通过分析在事件基线附近拍摄的VLT NACO自适应光学图像，我们检测到与透镜源的130质量内对准的额外混合光。这些光可能来自透镜，但也可能是来自透镜或光源的伴星，或者可能是一颗不相关的恒星。如果混合光确实是由于透镜，我们可以估计透镜的质量，M_L=0.67+/-0.14 M_sun，行星质量m=74+/-17 M_Earth，以及行星和主机之间的投影分离，1.25+/-0.10 AU，将其置于“雪线”上。如果不是，那么行星的质量较低，离它的宿主更近，温度更低。为了在合理的时间尺度上区分这些可能性，需要在源透镜相对运动μ=5 mas yr^{-1}导致它们基本分离之前，几乎立即获得哈勃太空望远镜的图像。
2009-08-04 astro-ph.EP 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
Stellar angular momentum can be controlled from cosmological initial conditions
星系的角动量控制着其恒星的运动学，而恒星的运动学又驱动着可观测的量，如视半径、凸起分数以及与附近其他结构的排列。为了显示如何确定星系的角动量，我们建立高（${35}\,\mathrm{pc}$）分辨率的数值实验中，我们增加或减少角动量的拉格朗日补丁在早期宇宙。我们模拟了三个星系从$z=200$到$z=2$的历史，每个星系有五种不同的角动量选择（总共15次模拟）。我们的研究结果表明，改变早期宇宙角动量的合并的时间和轨道参数的变化，这反过来又改变了总恒星角动量在一个星系的维里半径以可预测的方式。在我们的三个星系中，有一个在$z=2$没有大的卫星;在这种情况下，特定的角动量集中在中央星系。我们修改它的恒星角动量$0.7\,\mathrm{dex}$（从$61$到$320\,\mathrm{kpc.km.s^{-1}}$），并表明，这将导致其有效半径增长的$40\,\%$，其$v/σ$参数增长的一个因素$\times 2.6$和它的凸起分数从$0.72$减少到$0.57$。控制角动量的能力将使未来的研究能够探索星系质量，角动量和形态之间的标度关系的因果起源，并更好地了解星系内在排列的起源。
2022-06-23 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
