Stellar Bars in Spinning Halos: Delayed Buckling and Absence of Slowdown
本研究通过高分辨率数值模拟分析自旋暗物质晕中恒星棒的演化，发现改变DM密度对恒星棒的振幅、图案速度和屈曲时间等有深远影响，特别是当$λ\gtrsim0.04$时屈曲不稳定性被延迟，恒星棒在平台期保持强健且图案速度恒定，从而解决了观测与N体模拟间的长期差异。
2023-09-12 astro-ph.GA
Formation of tidally induced bars in galactic flybys: prograde versus retrograde encounters
盘状星系中的棒可以通过与其他系统的相互作用形成，包括那些质量相当的系统。长期以来，人们已经确定，这种相互作用对星系形态的影响在很大程度上取决于轨道配置，特别是银河系盘的内在自旋相对于其轨道角动量的方向。顺行遇到修改的形态强烈，包括潮汐诱导酒吧的形成，而逆行飞掠应该有形态上的影响不大。最近的研究得出了相互矛盾的结论，其中一个使用脉冲近似，并声称在潮汐沙洲的属性中不依赖于这个角度。为了解决这一争议，我们进行了自洽的N-体模拟的双曲线遇到两个相同的银河系的星系假设不同的速度和碰撞参量，与一个星系的一个逆行轨道和其他。星系最初由指数恒星盘和NFW暗晕组成，并在3 Gyr内保持稳定。我们发现，强潮汐诱导酒吧只形成在银河系的轨道。对于较小的碰撞参量和较低的相对速度，杆更强，并且具有较低的图案速度。较强的杆件经历了长时间的屈曲失稳，这破坏了它们的垂直结构。这些遭遇也导致形成双臂螺旋，其强度与酒吧的强度成反比。我们的结论是，正确的建模的逆行和逆行的遭遇不能依赖于最简单的冲动近似。
2018-03-26 astro-ph.GA
The Effect of Dark Matter Halo Shape on Bar Buckling and Boxy/Peanut Bulges
已经确定的是，棒在星系盘中形成后会发生显著的演化，经常在盘平面内外改变形状。在某些情况下，它们可能会弯曲或屈曲出椎间盘平面，导致形成方形/花生状/X形凸起。在本文中，我们表明，暗物质晕的形状影响酒吧的形成和屈曲。我们已经进行了N体模拟的非球形暗物质晕酒吧屈曲和跟踪酒吧演变为8 Gyr。我们发现，酒吧形成扁圆晕延迟，导致延迟屈曲，而酒吧形成较早的扁长晕导致早期屈曲。然而，第一次屈曲的持续时间仍然几乎相当。所有的模型显示两个屈曲事件，但最极端的长晕具有三个不同的屈曲功能。与球形和扁圆形晕相比，扁长形晕中的杆也显示出持续时间最长的屈曲特征。由于很少观察到持续的屈曲事件，我们的研究表明，大多数棒星系可能有更多的扁圆或球形晕，而不是长晕。我们对BPX结构的测量还表明，扁长晕比扁长晕和球形晕更能促进棒增厚和盘加热。
2021-10-15 astro-ph.GA
The Carnegie-Irvine Galaxy Survey. V. Statistical study of bars and buckled bars
模拟表明，杆受到垂直屈曲不稳定，转换成盒状或花生形结构的细杆，但屈曲发生所需的物理条件还没有完全理解。我们使用的本地盘星系的大样本中的伯奇-欧文星系巡天检查的酒吧和扣酒吧在哈勃序列的发病率。根据椎间盘倾角（$i$），屈曲的杆表现为盒状/花生状凸起（高$i$）或杆透镜结构（低$i$）。我们直观地识别酒吧，四四方方/花生形的凸起，和barlenses，并检查酒吧和屈曲酒吧分数对宿主星系的属性，包括哈勃类型，恒星质量，颜色和气体质量分数的依赖。我们发现，禁止和非禁止磁盘显示这些物理参数的分布相似。在低恒星质量（$M_{*} < 10^{10.5}\, M_{\odot}$）和高气体质量比的晚型盘中，棒分数较高（70%~ 80%）。相反，在大质量和早期盘（$M_{*} > 10^{10.5}\, M_{\odot}$）附近，屈曲杆分数增加到80%，并随着气体质量比的增大而减小。这些结果表明，酒吧是更难以增长的大规模磁盘动态热比低质量磁盘。然而，一旦形成一个棒，它很容易在大质量的圆盘中弯曲，在那里更深的电势可以维持垂直的共振轨道。我们还发现了一个可能的屈曲杆候选人（ESO 506 $-$ G 004），可以提供进一步的线索，以了解屈曲过程的时间尺度。
2017-07-12 astro-ph.GA
Is the late buckling stage inevitable in the bar life?
通过自洽数值模拟，我们研究了经典凸起对杆的二次屈曲增长的动力学影响。总体而言，我们考虑了14种具有不同椎间盘和凸起参数的模型。我们得到一个相当适度的质量$B/D=0.1$的隆起导致杆的完全对称演化几乎与初始星盘参数无关，甚至可以阻尼第一弯曲。同时，在我们所有的无凸起模型中，杆件都遭受短的一次屈曲和长时间的二次屈曲。考虑到抑制二次屈曲的质量很小，我们得出结论，一个经典的凸起以及气体中心浓度可能是局部宇宙中罕见的持续屈曲的主要原因。
2019-02-22 astro-ph.GA
Comparison of bar formation mechanisms I: does a tidally-induced bar rotate slower than an internally-induced bar?
本文通过受控N体模拟比较内部与潮汐诱发的星系棒，发现棒速差异源于宿主盘的动力学热度而非形成机制。
2024-12-06 astro-ph.GA
On the nature of buckling instability in galactic bars
本研究通过模拟揭示星系棒屈曲分为两阶段：垂直共振驱动扭曲增长，随后弯曲波缠绕，与消防水带不稳定性无关。
2025-06-26 astro-ph.GA
Tidally induced bars in dwarf galaxies on different orbits around a Milky Way-like host
星系中的棒可能是由于整体不稳定性或与另一个系统的相互作用而形成的。我们研究了盘状矮星系围绕类银河系的棒形成。我们采用$N$体模拟研究初始轨道参数的影响：矮星系轨道的大小和相对于轨道平面的盘的倾角。在所有的情况下，一个酒吧发展在中心的矮星在第一近心在其轨道上的主机。在随后的近心点通道之间，杆是稳定的，但在近心点处，它们通常被削弱和缩短。棒的初始性质和进一步演化的细节在很大程度上取决于轨道构型。我们发现，对于精确的直角坐标取向，最强的酒吧形成的中等大小的轨道。在较紧的轨道上，圆盘受到太多的干扰和剥离，无法形成一个坚固的杆。在较宽的轨道上，潮汐相互作用太弱。对圆盘倾斜度的依赖性使得在更倾斜的圆盘中形成较弱的杆。杆件要么有很弱的屈曲，要么根本没有屈曲。我们没有观察到任何长期的演化，可能是因为矮星在每一次近心通过时都受到扰动。杆的旋转速度可以被分类为慢（$R_\mathrm{CR}/l_\mathrm{bar}\sim2-3$）。我们把这归因于在与宿主星系相遇期间，圆盘旋转的一个重要部分的损失。
2017-05-22 astro-ph.GA
Tidally induced bars in gas-rich dwarf galaxies orbiting the Milky Way
星系中的棒不仅可能通过不稳定性形成，也可能是与另一个星系相互作用的结果。特别是，它们可能出现在与银河系类星系相互作用的盘状矮星系中。在这里，我们报告的N体/SPH模拟的结果，这样的矮星轨道上的静态电位的一个更大的星系。我们使用了几种矮星系的模型，所有的质量都相同，但覆盖了很大的气体分数范围：0，30和70%。我们还测试了次网格恒星形成过程的影响。在所有情况下，在第一次近心点通过时，在矮星的星盘中形成了类似长度的棒。然而，出乎意料的是，气体成分保持近似轴对称，不受杆势的影响。两个连续的pericenters之间的酒吧属性没有显着变化。后来与宿主相遇的影响在很大程度上取决于近心处棒的确切方向。当杆被潮汐力扭矩旋转起来时，它也被缩短。相反，如果它慢下来，它会变长。在具有低气体分数的模型中，棒更明显并且存活到模拟结束，而在具有高气体分数的矮星中，棒在第二或第三次近心通过后被破坏。就共转半径与棒长度的比值而言，棒是缓慢的，并且保持如此独立于与宿主的遭遇。
2018-10-23 astro-ph.GA
Origin of Non-axisymmetric Features of Virgo Cluster Early-type Dwarf Galaxies. I. Bar Formation and Recurrent Buckling
室女星系团中的一小部分早期型矮星系具有盘的组成部分，甚至具有盘的特征，如棒，透镜和螺旋臂。在这项研究中，我们构建了15个星系模型，类似于VCC 856，被认为是一个下落的祖先的盘矮星系，在观测误差范围内，并使用$N$体模拟研究其长期的动力学演化隔离，以及在他们的酒吧的形成。我们发现，矮盘星系很容易形成酒吧，除非他们有一个过度集中的晕或热盘。这表明，即使没有任何外部扰动，下落的矮盘星系本质上对棒形成是不稳定的，这就解释了室女星系团外围的一群棒状矮星系。在逆流运动比例较低、晕浓度较低、速度各向异性较低和盘较薄的星系中，条形形成得更早、更强。与正常盘星系类似，矮盘星系也经历周期性的屈曲不稳定性。第一次屈曲失稳倾向于缩短杆和盘，并驱动杆模式速度以及质量流入速率的动态转变。在九个模型中，酒吧再生后，由于磁盘角动量的有效转移到晕轻微的第一屈曲不稳定性，并受到经常性的屈曲不稳定性变成X形凸起。
2017-04-14 astro-ph.GA
Differences in star formation activity between tidally triggered and isolated bars: a case study of NGC 4303 and NGC 3627
星系棒是星系演化的重要驱动力，但它们如何影响星际介质和相应的恒星形成，仍然不清楚。我们目前的模拟结果为两个酒吧星系与不同的形成机制，酒吧形成隔离或通过潮汐相互作用，考虑空间和时间变化的趋势，恒星形成。我们专注于酒吧形成的早期（<1Gyr）时代，使相互作用是明确的。选择附近的NGC 4303（孤立）和NGC 3627（相互作用历史）作为观测类似物来定制这些模拟。无论形成机制，两个模型显示出相似的内部动力学特征，虽然相互作用似乎促进外盘速度结构中的杆臂断开。这两个条形触发类似的恒星形成（79%; 66%），而相互作用也触发了更早的31%的爆发。在表面气体和恒星形成率之间的关系中观察到显着的形态依赖性。在这两种情况下，酒吧组成部分是明显最陡峭的;臂是类似的整体光盘的平均值;和臂间明显最浅。潮汐盘的一个显著特征是存在中等密度、低效率的恒星形成气体，这些气体主要局限于光盘外的潮汐碎片中。潮汐盘还表现出一个独特的趋势，径向增加的恒星形成效率和一个明确的缺乏恒星形成，坚持沿酒吧之间的中心和酒吧的两端。这些是用于识别禁止系统后交互的潜在签名。
2021-11-18 astro-ph.GA
Effects of Inner Halo Angular Momentum on the Peanut/X-shapes of Bars
宇宙学模拟表明，围绕重子盘的暗物质晕具有很宽的角动量范围，可以用自旋参数（$λ$）来测量。在这项研究中，我们带出的重要性，内角动量（$<$ 30千秒差距），测量的晕自旋参数，长期的演变酒吧使用N体模拟。我们已经改变了晕旋转参数$λ$从0到0.1的同向旋转（逆时针）旋转晕和一个反向旋转（逆行）晕旋转（$λ$ =-0.1）相对于磁盘。我们报告说，随着晕自旋的增加，屈曲也被触发更早，其次是第二个屈曲阶段在高自旋晕模型。第二次屈曲的时间尺度明显长于第一次屈曲。我们发现，在我们所有的模型，这提供了新的见解内晕角动量的作用，不像以前的研究屈曲后，酒吧的强度并没有显着降低。此外，在长期演化阶段，屈曲杆仍然可以传递显着的角动量给晕，但它减少增加晕自旋。在长期的演变阶段，酒吧的强度增加，饱和到几乎相等的值，所有的模型，无论晕旋转和旋转的意义上的磁盘。与非旋转晕相比，在内部区域具有更高角动量的高自旋晕中，最终的方形/花生形状更明显（$\sim$ 20 $\%$）。我们解释我们的结果与角动量之间的磁盘和晕交换。
2022-10-26 astro-ph.GA
Comparison of Bar Formation Mechanisms. II. Does a Tidally Induced Bar Grow Faster Than an Internally Developed Bar?
本文通过N体模拟对比了潮汐诱发与内部发育棒状结构的生长时间尺度，发现易受棒不稳定性影响的星系中两者生长速率相当，而在热盘模型中潮汐受迫棒的生长偏离指数剖面且更适合用线性函数描述。
2025-06-29 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
Can Stellar Discs in a Cosmological Setting Avoid Forming Strong Bars?
我们调查恒星盘的垂直结构和酒吧的形成之间的联系，使用高分辨率的模拟孤立的星系和宇宙学的背景。特别是，我们模拟了一套孤立的星系模型，具有相同的Toomre Q参数和摆动放大参数，但不同的垂直尺度的高度和速度色散。我们发现，酒吧形成的发病发生在较厚的光盘模型更慢。此外，较厚的盘和在模拟中演化的具有较大力软化的盘也似乎对屈曲更具弹性，这起到调节杆的长度和强度的作用。我们还模拟盘晕系统在宇宙学环境中使用的磁盘插入技术在以前的文件。在这种情况下，酒吧的形成是由一个三轴晕和subhalo-disk相互作用的随机效应和酒吧的初始增长似乎是相对不敏感的磁盘的厚度。另一方面，薄盘在宇宙晕似乎更容易屈曲比厚的，因此酒吧的强度与盘的厚度在孤立的情况下。更重要的是，我们可以在宇宙学模拟中形成具有相对较弱的棒或根本没有棒的盘，只要盘像我们观察到的盘一样薄，并且软化长度小于盘的标度高度。
2018-09-01 astro-ph.GA
A new tidal scenario for double bar formation
针对双棒星系起源，本文提出潮汐相互作用形成情景，并基于 IllustrisTNG 的 TNG50-1 模拟验证其可产生稳定、异速且内棒较大的双棒结构。
2023-09-29 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
Bars and boxy/peanut bulges in thin and thick discs III. Boxy/peanut bulge formation and evolution in presence of thick discs
本文通过系统改变厚盘质量分数和盘标长比的N体模拟，揭示厚盘会削弱并扩大b/p核球、缩短棒形成到屈曲的间隔，并影响垂直对称性恢复。
2023-12-07 astro-ph.GA
Orbital support and evolution of flat profiles of bars (shoulders)
本文通过模拟轨道的频率分析，研究了棒旋星系棒主轴密度轮廓肩部的轨道支持与演化，确认环状 x1 轨道在 ILR 共振处支持肩部，并阐明其演化与棒增长及屈曲过程的关系，支持肩部先于 BP 型凸起出现的观测结论。
2023-09-14 astro-ph.GA
Bars formed in galaxy merging and their classification with deep learning
星条是旋涡星系的一个常见形态特征。虽然已知它们可以孤立地形成，也可以潮汐诱导，但很少有研究探索星系合并中恒星棒的产生。我们希望使用深度学习的方法来分析我们的N体模拟来研究星系合并中的酒吧形成。主要目的是确定最有利于棒形成的合并星系的质量比和方向的约束。我们进一步的目标是探索是否有可能根据它们的形成机制对模拟的棒旋星系进行分类。我们测试了这种新的分类方案与模拟星系的可行性。使用从我们的模拟中获得的一组29，400张图像，我们首先训练了一个卷积神经网络来区分棒星系和非棒星系。然后，我们在不同质量比和自旋角的模拟上测试了网络。我们调整了核心神经网络架构，以用于我们的其他目标。我们发现，一个强烈的质量比和生产的酒吧的数量之间的反比关系。我们还确定了两个不同的阶段，在酒吧的形成过程中;（1）最初的，潮汐诱导形成合并前，（2）的破坏和/或再生的合并过程中和之后。与等质量合并相比，具有低质量比和紧密对齐取向的合并更有利于酒吧的形成。我们通过展示基于其形成机制对酒吧进行分类是可行的，展示了我们的深度学习方法的灵活性。
2020-06-26 astro-ph.GA
Inner bars also buckle. The MUSE TIMER view of the double-barred galaxy NGC 1291
双棒被认为是星系中心区域长期演化的重要特征。然而，关于它们的起源和演化的观测证据仍然很少。我们报告的第一个盒子花生（B/P）结构的发现，在一个内部酒吧检测到的脸对星系NGC 1291。我们使用从TIMER项目中的MUSE光谱仪获得的积分场数据。B/P结构被检测为沿内杆长轴的视线速度分布的$h_4$矩的双对称最小值，正如数值模拟所预期的那样。我们的观察表明，内部酒吧可以遵循类似的演化路径外酒吧，经历屈曲不稳定性。他们还认为，内酒吧是长寿的结构，从而施加严格的限制，其可能的形成机制
2018-11-09 astro-ph.GA
The oldest tidally induced bar-like galaxy in the IllustrisTNG cluster
针对高红移棒旋星系起源不明且与模拟结果矛盾的问题，本研究展示了IllustrisTNG中z=2.9形成的最古老潮汐诱导棒状星系，揭示其由BCG前身星系相互作用形成并存活至今，为高红移棒状结构的起源提供了新的模拟证据。
2025-08-20 astro-ph.GA
Early Growing Supermassive Black Holes Strengthen Bars and Boxy/Peanut Bulges
通过N体模拟发现，在棒形成早期引入超大质量黑洞可增强棒状结构和盒状/花生状核球，通过加热内盘增加被共振捕获的恒星比例，而后期引入则削弱棒。
2023-11-16 astro-ph.GA
Tidally induced bar-like galaxies in simulated clusters
本文基于IllustrisTNG模拟分析77个潮汐诱导棒状星系，揭示其形成时间、近心点距离、宿主质量及剥离演化规律，并在宇宙学背景下证实星系团潮汐成棒机制。
2025-09-03 astro-ph.GA
Orbital Support and Evolution of CX/OX Structures in Boxy/Peanut Bars
本文通过N体棒模型提出轨道分类方法，揭示OX与CX结构均由x1轨道族支撑，且棒减速导致高角动量轨道贡献下降，使BP/X形态从OX向CX演化。
2024-10-20 astro-ph.GA
Three Mechanisms for Bar Thickening
我们提出了模拟酒吧不稳定的恒星光盘中的酒吧成盒/花生形状。详细分析每个模型的演变，揭示了三种不同的机制增厚酒吧。第一种机制是众所周知的屈曲不稳定性，第二种是通过2：1垂直共振通道的杆轨道的垂直激励，第三种是逐渐增加的杆轨道被困在这个共振的分数。由于许多星系中的棒可能在很久以前就已经形成并变厚了，我们已经检查了棒中恒星速度分布的化石证据模型，找到了一种诊断方法来区分已经弯曲的棒与其他两种机制。
2020-05-11 astro-ph.GA
Adventures of a tidally induced bar
利用N体模拟，我们研究了由于与银河系的潮汐相互作用而在矮星系中产生的棒的性质。矮星最初是由一个磁盘嵌入在一个暗物质晕，我们遵循其演变的一个典型的轨道为10 Gyr。它经历了一个典型的潮汐搅拌矮星系的演变：它失去了质量，恒星组成部分从一个盘转变为一个球体，恒星的旋转部分被随机运动所取代。潮致沙坝在第一次近心点通过时形成，并一直存在到演化结束。对恒星分布的傅立叶分解表明，只有偶模才是重要的，并保持了一个层次结构，因此棒模总是最强的。它们显示出一个最大的特征轮廓，类似于孤立星系中形成的模拟酒吧和真实星系中观察到的酒吧。我们采用最大的酒吧模式作为衡量酒吧的强度，我们估计酒吧的长度，通过比较沿酒吧和垂直于它的密度剖面。酒吧的强度和酒吧的长度随时间的推移而减少，主要是在近心点，作为潮汐扭矩的结果，在那些时候，而不是长期的演变。在1 Gyr的时间尺度上，棒的模式速度变化很大，似乎完全受银河系潮汐扭矩的方向控制。酒吧是从来没有潮汐锁定，但我们发现了一个暗示的5/2轨道共振之间的第三和第四近心点通道。用杆长与共转半径之比表示的杆的速度在长期内减小，使得杆从最初的相当快变为后期的缓慢。在第二和第三近心点之间的侧视图中，盒状/花生状形状清晰可见，其出现之前有一个短时间的屈曲不稳定性。
2014-09-23 astro-ph.GA
Observational constraints to boxy/peanut bulge formation time
Boxy/peanut bulges被认为是与棒相同的恒星结构的一部分，两者都可以通过屈曲不稳定性联系起来。银河系是最接近我们的例子。这封信的目的是确定不同组成部分的质量组合是否在它们的恒星星族中留下了印记，从而可以估计棒形成及其演化的时间。为了这个目的，我们使用积分场光谱，推导出恒星的年龄分布，SAD，沿酒吧和光盘的NGC 6032。该分析清楚地显示了不同酒吧区域的不同SAD。整个星系都有一个潜在的老（>=12 Gyr）恒星星族。突出部分显示了恒星的形成时刻都在发生。内棒结构显示年龄大于6 Gyrs的恒星，缺乏年轻的人口。外杆区域呈现与椎间盘相似的SAD。为了解释我们的结果，我们使用一个通用的数值模拟的棒星系。因此，我们约束，第一次，时代的酒吧形成，屈曲不稳定期和后方的增长从光盘材料。我们确定NGC 6032的棒是古老的，形成于大约10 Gyr前，而屈曲阶段可能发生在大约8 Gyr前。所有这些结果都表明，即使在气体存在的情况下，棒也是持久的。
2017-06-02 astro-ph.GA
Origins and lifetimes of secular and tidal bars in simulated disc galaxies
本研究在TNG50模拟中分析307个银河系质量盘星系的恒星棒形成，发现多数由自引力长周期不稳定性形成，约25%由卫星潮汐扰动诱导，揭示内部结构与外部环境的双重作用。
2025-08-20 astro-ph.GA
The Role of Inner Halo Angular Momentum (Spin) in Shaping Dark Matter Bars in Milky Way Analogs
Sardar Vallabhbhai National Institute of Technology（萨达尔·瓦拉巴伊国家理工学院）；Indian Institute of Technology, Kanpur（坎普尔印度理工学院）
通过N体模拟研究暗物质晕自旋参数λ对暗物质棒形成和演化的影响，发现棒强度随自旋增加而增强，且受恒星棒屈曲显著影响。
2026-09-30 astro-ph.GA
The secular growth of bars revealed by flat (peak + shoulders) density profiles
棒的长轴密度分布已知为指数分布或“平坦”分布。我们开发了一种自动化的非参数算法来检测平面轮廓，并将其应用于一套模拟（有和没有气体）。我们证明，平坦的配置文件是一个酒吧的长期增长的表现，在其郊区产生一个“肩”区（一个指数以上的过密）。当横杠形成时，肩部不存在，但随着横杠的生长而发展。如果横杠不长，肩膀就不会形成。肩通常伴随着盒子/花生凸起，但与它们分开发展，并且是酒吧生长的独立痕迹。它们可以在很宽的观察方向上观察到，只有它们的斜率随倾斜度显著变化。我们提出的证据表明，肩膀是由循环x1轨道。由于酒吧的增长率适度相关的增长率的肩膀力量，这些轨道可能是最近被困。因此，肩是酒吧增长的证据。然而，肩部的性质并不能确定杆的年龄，因为二次屈曲或强烈的螺旋可能会破坏肩部，而且如果杆生长得不多，肩部就不会形成。特别是，我们的研究结果表明，指数曲线不一定是一个年轻的酒吧的指示。
2022-05-14 astro-ph.GA
Effects of Gas on Formation and Evolution of Stellar Bars and Nuclear Rings in Disk Galaxies
我们运行自洽模拟银河系大小的，孤立的盘状星系，研究气体存在下的恒星棒以及核环的形成和演化。我们考虑两组模型的冷或暖磁盘的径向速度分散不同，并通过固定总磁盘质量改变气体分数$f_{\rm gas}$。在具有较大$f_{\rm gas}$的冷盘中，酒吧形成得更早、更强烈，而在暖盘中，气体逐渐延迟酒吧的形成。棒的形成增强了中心质量集中，这反过来又使棒暂时衰减，之后它在尺寸和强度上重新生长，最终在具有较小$f_{\rm gas}$的模型中变得更强。虽然所有的棒在开始时都旋转得很快，但它们很快就变成了缓慢的旋转体。在我们的模型中，只有不含气体的暖盘经历快速屈曲不稳定性，而其他盘则通过垂直加热逐渐屈曲。被棒势向内驱动的气体很容易形成一个恒星形成的核环。当它第一次形成时，戒指非常小，随着时间的推移，它的尺寸会越来越大。由于反馈作用，环星的形成速率是阶段性和突发性的，并且与环的质量流入速率有很好的相关性。一些由恒星形成反馈产生的膨胀壳层在棒区被剪切出来，并与尘埃带碰撞，形成附加的棒间刺。在我们的模拟中形成的棒和核环具有与银河系相似的性质。
2019-01-07 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
Conditions for Bar Formation in Bulgeless Disk Galaxies
本研究通过N体模拟揭示无核盘状星系中棒形成的双参数判据，发现棒的性质与星系质量密切相关，高质量星系中的棒更长更强且通过屈曲不稳定性快速增厚。
2025-09-09 astro-ph.GA
The Frequency and Stellar-Mass Dependence of Boxy/Peanut-Shaped Bulges in Barred Galaxies
从一个样本的84个本地酒吧，适度倾斜盘星系，我们确定的分数主机四四方方或花生形（B/P）凸起（垂直加厚内部酒吧）。我们发现棒星系中B/P凸起的频率是恒星质量的一个很强的函数：在log（M_{star} / M_{sun}）>~ 10.4的星系中，79%的棒星系具有B/P凸起，而在较低质量的星系中只有12%的棒星系具有B/P凸起。(We在Yoshino & Yamauchi 2015发表的关于边缘星系的数据中发现了类似的依赖性。其他星系参数也有很强的趋势--例如，哈勃类型：77%的S 0-Sbc棒，但只有15%的Sc-Sd棒，有B/P凸起-但这些似乎是这些参数与恒星质量相关性的副作用。特别是，尽管从模型的迹象表明，高气体含量可以抑制酒吧屈曲，我们发现没有证据表明（原子）气体质量比M_{atomic} / M_{star}影响B/P凸起的存在，一旦恒星质量的依赖性被控制。B/P凸起的半长轴范围为完整条尺寸的四分之一到四分之三，平均值为R_{box} / L_{bar} = 0.42 +/- 0.09和R_{box} / a_{max} = 0.53 +/- 0.12（其中R_{box}是B/P凸起的尺寸，a_{max}和L_{bar}是条尺寸的下限和上限）。
2017-03-05 astro-ph.GA
The Formation of Bars and Warps in Rotating Halos
本文通过模拟盘-晕系统演化，研究晕运动学对恒星盘的影响，发现活晕及同向旋转晕增强棒形成，反向旋转晕利于翘曲激发，并首次发现旋转晕不稳定性导致盘与晕尖点向外螺旋运动。
2023-12-02 astro-ph.GA
Mapping the Three-Dimensional "X-Shaped Structure" in Models of the Galactic Bulge
数值模拟表明，银河系凸起中的X形结构可以自然地由棒不稳定性和屈曲不稳定性引起。为了了解屈曲振幅对X形形态的影响，我们分析了三个自洽的数值模拟的棒星系与不同的屈曲振幅（强，中，弱）。我们推导出的三维密度与自适应核平滑技术。面上的等密度表面都是椭圆形的，而在边上的视图中，屈曲棒的形态随着半径的增加而过渡，从中央的盒状核心到花生状凸起，然后到延伸的细棒。基于这些不同密度水平的等密度表面，我们没有发现明确的证据来证明形状像字母X的结构。X形结构更像花生，其视觉感知可能是由挤压的内凹等密度轮廓增强的。花生凸起可以定性地再现所观察到的双峰分布，这些双峰分布被用作发现X形的证据。中央的方形核心形状像一个长方形的石板，延伸到银河平面（$|b| \sim 4^\circ$）上下500 pc的$\sim$。从太阳的角度来看，通过中央方形核心的视线不显示双峰分布。这与观测结果基本一致，即双峰在银道面的$|b| \sim 4^\circ - 5^\circ$处合并，表明在银道隆起处可能存在类似的结构。
2015-11-30 astro-ph.GA
The long-lived inner bar of NGC1291
恒星棒是短暂的特征还是长期存在的结构，这个问题仍然存在争议。这个问题在双杆系统中更为严重，即使是内杆的形成也仍然是数值研究的一个挑战。本文对双棒星系NGC 1291的中心结构进行了深入的研究。我们使用了一个二维的多组分光度分解进行的3.6 $μ$米图像从S $^4$ G，结合恒星运动学和恒星星族分析进行使用积分场数据从缪斯TIMER项目。我们报告的第一个盒子花生（B/P）结构的发现，在一个内部酒吧中检测到的面对星系NGC 1291。B/P结构被检测为沿内杆长轴的视线速度分布的$h_4$矩的双对称最小值，正如数值模拟所预期的那样。我们的观察表明，内杆（类似于外杆）可以遭受屈曲不稳定性，从而表明他们可以生存很长一段时间后，酒吧形成。对形成NGC 1291中心区域的结构成分的恒星形成历史的分析也限制了内棒动力学组装的时代，这发生在NGC 1291的$>$ 6.5 Gyr前。我们的研究结果表明，NGC 1291的内棒是一个长寿命的结构。
2019-09-04 astro-ph.GA
Structural and photometric properties of barred galaxies from the Auriga cosmological simulations
在这项工作中，我们分析的结构和光度特性的21个酒吧模拟星系的御夫座项目。这些包括银河系质量磁流体力学模拟在$Λ$ CDM宇宙学背景下。为了与观测结果进行比较，我们从z = 0时的数值数据中生成了合成的SDSS样宽带图像，这些数据具有不同的倾角（从正面到边缘）。椭圆拟合被用来确定酒吧的长度，和2D凸起/光盘/酒吧分解与galfit也进行，建模的酒吧组件与修改后的费雷尔配置文件。我们在样品中发现了宽范围的棒的大小和光度，它们的结构参数与观测结果吻合得很好。所有隆起均呈现低Sérsic指数，并被归类为假隆起。关于盘，在实际星系中观察到的表面亮度轮廓中发现了相同的突变，并且这些突变发生的半径与观测结果一致。此外，从z = 0的边缘上的非锐化掩模图像中，在4个杆的内部清楚地识别出方形或花生形（B/P）结构，并且还发现另外2个杆处于屈曲阶段。B/P的大小与从观测中获得的大小相当吻合。因此，我们的结论是，所观察到的光度和结构特性的酒吧，这是长期演化的主要驱动力，可以开发在目前的国家的最先进的$Λ$ CDM宇宙学模拟。
2019-11-05 astro-ph.GA
The Abundance and Properties of Barred Galaxies out to $z \sim$ 4 Using $\textit{JWST}$ CEERS Data
利用JWST CEERS数据首次估算z~4处棒状星系比例，发现z~2-4大棒比例低（<10%），棒在z~4已出现，且随红移降低棒比例、长度和强度增加。
2025-04-21 astro-ph.GA
Local variations of the Stellar Velocity Ellipsoid-II: the effect of the bar in the inner regions of Auriga galaxies
理论工作表明，杆的离面运动可以加热恒星在垂直方向上的屈曲，但不清楚他们是如何影响其余的组成部分的恒星速度椭球（SVE）。利用一组高分辨率的磁流体动力学宇宙学放大模拟，研究御夫座星系内部区域的垂直、$σ_{z}$、方位、$σ_ϕ$和径向、$σ_{r}$速度色散的二维空间分布，揭示了棒对恒星运动学的影响. $σ_{z}$和$σ_ϕ$图显示出非轴对称特征，这些特征与条形光分布密切匹配，其中沿条形长轴具有低$σ$区域，而在垂直方向具有高值。另一方面，$σ_{r}$速度弥散图呈现出更多的轴对称分布。我们发现，等照度曲线的差异最好地捕捉酒吧的三个SVE组件提供强相关性酒吧形态代理的影响，虽然没有与个人$σ$。时间演化分析表明，这些差异是酒吧的形成的后果，他们紧密地与酒吧的强度共同演化。我们讨论了$σ_{z}$的不同行为的存在及其与观测的联系。这项工作有助于我们了解内在的$σ$分布和激励使用等照度曲线作为一种手段来量化酒吧的影响。
2022-03-14 astro-ph.GA
