GHASP: an H$α$ kinematical survey of spiral galaxies - XI. Distribution of luminous and dark matter in spiral and irregular nearby galaxies using WISE photometry
我们提出了一个样本的质量分布的121个附近的星系与高质量的光学速度场和可用的红外$\it{WISE}$ 3.4 $μ$ m数据。与以前的研究相反，这个样本涵盖了所有的形态类型，并不偏向于晚型星系。这些星系是法布里-珀罗运动学$\it{GHASP}$调查的螺旋星系和不规则的附近星系的一部分。结合运动学数据的$\it{WISE}$表面亮度数据探测从老恒星人口的排放，我们推导出质量模型，使我们能够比较发光的暗物质晕质量分布在这些星系的光学区域。暗物质（DM）模型是利用等温核轮廓和Navarro-Frenk-White尖点轮廓建立的。我们允许重子盘的M/L变化或我们保持固定，恒星演化模型（WISE W $_1$ -W $_2$颜色）的约束，我们进行最佳拟合（BFM）和伪等温最大盘（MDM）模型。我们发现，MDM提供的M/L值比BFM高四倍，这表明平均而言，椎间盘成分往往是最大的。主要结果如下：（i）大多数星系的自转曲线更适合于核心而不是尖点轮廓;（ii）DM参数和发光物质组分参数之间的关系主要取决于形态类型。更准确地说，DM在星系内部的分布取决于星系是否有凸起。
2018-04-16 astro-ph.GA
GHASP: an H$α$ kinematics survey of spiral galaxies - XII. Distribution of luminous and dark matter in spiral and irregular nearby galaxies using R$_c$-band photometry
利用H-$α$旋转曲线和R-$_c$ -波段表面亮度剖面，计算了100个邻近旋涡星系和不规则星系的质量模型，涵盖了从Sa到Irr的形态类型。使用扫描法布里-珀罗干涉仪获得的运动学。其中一个目的是将我们的结果与Korsaga等人（2018）的结果进行比较，后者使用中红外（MIR）WISE W1（3.4 $μ$ m）光度数据。对于分析，两个条带使用相同的工具。伪等温（ISO）核心和Navarro-Frenk-White（NFW）尖瓣模型已被使用。我们使用B-V颜色测试最佳拟合模型（BFM）、最大圆盘模型（MDM）和M/L固定的模型。与在MIR 3.4 $μ$ m波段中发现的情况类似，当使用光学R $_c$波段时，大多数观察到的旋转曲线更好地由中心核密度分布（ISO）描述，而不是由尖形分布（NFW）描述。在两个波段中，对于固定M/L拟合，（M/L）值的离散度较小。对于W_1测光法，导出的DM晕参数与形态类型有关。我们发现类似的关系比文献中的那些，只有当我们比较我们的结果的膨胀穷人的子样本，因为大多数以前的结果主要是基于晚型螺旋。由于模型参数的色散较小，而且恒星质量在该波段中定义得更好，因此，在可能的情况下，应优先采用和平号红外测光，而不是光学波段。结果表明，对于高z星系，没有完全的剖面分解，仍然可以得到合理的结果。
2018-09-17 astro-ph.GA
The interaction of dark matter cusp with the baryon component in disk galaxies
本文研究了盘星系的形成和演化对暗晕物质分布的影响。我们对孤立的暗物质晕和两组分暗物质+重子进行了模拟。对恒星粒子和DM粒子采用N体方法，对气体动力学采用TVD MUSCL方案。模拟包括恒星形成、恒星反馈、星际介质加热和冷却等过程。高空间分辨率的数值实验结果让我们得出两个主要结论。首先，恒星形成和超新星反馈的计算解决了宇宙学模拟预测的暗物质分布的所谓尖点问题。第二，暗物质与恒星和气态星系盘的动态子结构的相互作用（例如，螺旋波，酒吧）有一个影响的形状的黑暗晕。特别是，面内分布的暗物质是更对称的运行，其中重子分量考虑。
2012-04-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy rotation curves using a non-parametric regression method: core, cusp and fuzzy scalar field dark matter models
利用LOESS+SIMEX技术对88个旋涡星系的自转曲线进行了非参数重建。为了比较的方法，我们还执行参数的方法，假设核心和尖状暗物质（DM）的配置文件：PISO，NFW，Burkert，Spano，孤子和两个模糊孤子$+$ NFW。作为这两种方法的结果，通过计算中心曲线之间的距离和1个$σ$误差带之间的距离来比较所获得的RC。此外，我们根据两个统计标准，BIC和$χ^2_{red}$的值进行模型选择。我们与两个团体合作。第一个是PISO，NFW，Spano和Burkert之间的比较，显示Spano是满足我们选择标准的最受欢迎的模型。对于第二组，我们选择了孤子，NFW和模糊模型，结果孤子是最好的模型。此外，根据统计工具和非参数重建，我们可以将星系分类为核心或尖点。最后，使用MCMC方法，我们计算每个DM模型的特征表面密度，$μ_{DM}=ρ_s r_s$，和300 pc内的质量。我们发现，有一个共同的质量的螺旋星系的顺序$10^7$ M $_\odot$，这是在协议的结果dSPh银河系卫星，独立的模型。这一结果也与我们的发现相一致，即晕的特征体积密度是恒定的。最后，我们还发现，$μ_{DM}$是不恒定的，这是在张力与以前的文献。
2019-07-16 astro-ph.GA
Universal Scaling Function of Velocity Rotation in Spiral galaxies
旋涡星系的速度旋转曲线数据，几乎对于中心表面亮度接近的星系，都坍缩到一个普适的标度函数上。由于标度函数是复杂系统涌现的标志，我们认为螺旋星系恒速的解释需要考虑合作行为，而不是基于还原论的解释。
2012-01-14 astro-ph.GA
Dynamical flattening of halo density cusps by Q-ball dark matter
Institute for Nuclear Research of the Russian Academy of Sciences（俄罗斯科学院核物理研究所）；Faculty of Physics, M.V. Lomonosov Moscow State University（莫斯科国立大学物理系）
该研究利用含Q球暗物质的玩具模型，提出Q球的相互作用可将暗物质晕中心尖峰扁平化，或能解释星系小尺度观测的相关张力及内轮廓多样性。
2026-07-31 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
The relation between magnetic and material arms in models for spiral galaxies
上下文对偏振射电辐射的观测表明，旋涡星系中的大尺度（规则）磁场不是轴对称的，但通常在臂间区域较强。在一些邻近的星系，如NGC 6946，它们被组织在位于物质旋臂之间的狭窄磁臂中。目标。磁臂现象及其与光学旋臂（物质臂）的关系需要在银河发电机理论的框架内加以解释。已经提出了几种可能性，但并不完全令人满意;在这里，我们试图进行一致的调查。方法.我们使用一个2D平均场发电机模型中的no-z近似和添加注入的小规模磁场，采取超新星爆炸的结果，以表示发电机行动的影响在较小的尺度。这种小尺度场的注入位于螺旋臂上，那里是恒星形成最多的地方。结果磁臂是物质臂对发电机机制的调制的结果，这种简单的解释很难产生明显的磁臂，至少在现实的参数下是这样，而不会引入新的效应，如科里奥利力和α效应之间的时滞。与此相反，通过明确地考虑到小尺度磁场，即通过集中在那里的恒星形成区的作用注入到臂中，我们可以获得具有各种形式的磁结构的发电机模型，这些磁结构可以与磁臂进行比较。（焦v）。结论.我们的结论是，磁臂可以被认为是由大规模发电机行动产生的相干磁结构，并与空间调制的小尺度磁波动，所造成的增强的恒星形成率内的材料臂。
2013-07-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Spiral Galaxies - classical description of spiral arms and rotational velocity pattern - toy model
我们提出了一个解释的螺旋星系的功能：螺旋臂和观察到的平坦的旋转曲线，没有一个外来形式的物质的存在。该形式基于碰撞物质的玻尔兹曼输运方程和以类麦克斯韦形式表示的广义相对论方程的极低速后牛顿近似。类麦克斯韦公式提供了解释上述现象的语言动态创建的引力电磁场的质量流在星系盘的平面上的运动的基础。在模型中，我们使用激进的简化表示为忽略邻居之间的引力相互作用和近似的不可压缩的质量流。在这个框架中，我们表明，如果星系盘不断地由碰撞质量载体提供燃料，那么重力磁场的放大可以足够大，以创建旋转速度模式和螺旋臂。在这个框架中，星系盘平面中质量气体的碰撞部分，即分子和原子，负责引力磁场的产生。根据该模型，臂的螺旋图案是静态的并且由质量流的方向确定。该模型定性地再现了所观察到的螺旋臂和再现以及旋转速度图案的形状。作为可用性的建议机制的一个例子，我们再现定性的IC 342和NGC 4321星系的上述功能。
2014-10-28 astro-ph.GA physics.flu-dyn
On Dark Matter, Spiral Galaxies, and the Axioms of General Relativity
从几何动机暗物质回到广义相对论的公理，我们展示了如何标量场暗物质，自然形成暗物质密度波，由于其波的性质，可能会导致观察到的棒旋图案密度波在许多盘星系和三轴形状与可信的亮度轮廓在许多椭圆星系。如果正确的话，这将为螺旋星系中的螺旋和棒以及椭圆星系的亮度分布提供一个统一的解释。我们将初步的计算机模拟结果与实际星系的照片进行了比较。
2010-04-22 astro-ph.GA physics.gen-ph
Constraining the dark cusp in the Galactic Center by long-period binaries
星系核中的大质量黑洞（MBH）被高密度的星团包围，其质量主要集中在难以探测的微弱恒星和致密的残余物中。这样的暗尖点控制着MBH附近的动力学：银河系中心（GC）的暗尖点会强烈影响那里的广义相对论的轨道测试;在宇宙尺度上，暗尖点设定了螺旋进入MBH的致密残留物的引力波发射事件的速率，它们修改了潮汐破坏事件的速率，这里只列出一些影响。最近发现的一颗长周期大质量年轻双星（P_12 <~ 1年，M_12 ~ O（100 M太阳），T_12 ~ 6 × 10^6年），距离银河系MBH仅~0.1 pc（Pfuhl等人，2013年），在2体弛豫时间尺度上设定了下限，min t_rlx ~（P_12/M_12）^（2/3）T_12 ~ 10^7 yr，相应地，基于该双星在黑暗尖点的蒸发中存活下来，恒星数密度的上限为max n ~ few x 10^8/<M_star^2> 1/pc^3。然而，保守的动力学估计（排水极限）意味着t_rlx > O（10^8）yr。这样的大质量双星，因此太短暂，紧紧束缚约束一个密集的放松黑暗的尖点。我们在这里详细探讨了使用较长周期、质量较小、寿命较长的双星（P_12 ~几年，M_12 ~ 2-4 M_sun，T_12 ~ 10^8-10^10年）探测暗尖点的方法，这些双星目前刚好低于探测阈值，并发展了一个框架，将它们未来在GC中的巨星中的探测转化为动力学约束。
2013-08-30 astro-ph.GA
Spiral Structure in Scale-free, Thin Discs: Rigid Rotation
本文提出在旋涡星系的中心区域存在无碰撞、无标度、刚性旋转、具有螺旋对称性的自引力盘。这样的圆盘必须在有限半径处被截断，并且它们必须被稳定，并通过合适的晕圈呈现自相似性。光环和旋转圆盘共享自相似类，并且必须一起形成以达到所建议的状态。我们做比较与著名的刚性旋转，Kalnajs光盘，其中之一是轴对称和有限的，而另一个是无限的，分解成螺旋模式。在一个刚性旋转的无碰撞系统中，我们发现了一维和二维的自洽、自相似分布函数。在二维情况下，我们推导出离散旋臂的自洽条件。我们给出了一个估计的干扰中创建的光环的存在的光盘，并认为光环本身应该接近自相似性。晕圈中的一个非常弱的尖点可能是必要的。晕的必要的空间重合导致了一种盘-晕“阴谋”。最后，圆盘方程在“螺旋”坐标系中被制定，并作为一个例子给出了一个近似离散的“线螺旋”的通道。虽然在二维空间中，无碰撞的粒子以非线性的周转圆进入和离开臂，但它们在螺旋线极限中近似平行于臂运动。然而，螺旋图案是刚性旋转的。非周期性的螺旋臂建议，其中不连续性可能是粗粒度的出现碰撞冲击。
2011-10-25 astro-ph.GA
Metallicity dependence of the Hercules stream in Gaia/RAVE data -- explanation by non-closed orbits
武仙座星流是太阳系中最重要的速度子结构，其起源至今仍有争议。最近由第谷盖亚天体测量方案（TGAS）和射电速度实验（RAVE）提供的位置、速度和金属丰度的精确测量结果表明，武仙座流在富金属区（[Fe/H] > 0）最清晰，而在低金属区（[Fe/H] < -0.25）不清晰。通过使用大量的化学动力学二维测试粒子模拟与旋转棒和/或螺旋臂，我们发现，所观察到的[Fe/H]的大力神流的依赖性是一个自然的结果，由内而外形成的恒星盘和存在的高度非封闭的轨道在旋转框架的棒或螺旋臂。我们成功的模型再现了观测到的武仙座流的性质，不仅包括快速酒吧和快速酒吧+螺旋模型，但也慢酒吧+螺旋模型。这表明，仅根据对太阳附近武仙座流的观测，很难估计棒臂或旋臂的图案速度。作为我们模拟的副产品，我们对银河平面上的位置进行了一些预测，在那里我们可以观察到与武仙座流无关的速度双峰。这些预测可以通过盖亚数据发布2进行测试，这样的测试将提高我们对银河系恒星盘演化的理解。
2019-01-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Galaxy Zoo: constraining the origin of spiral arms
自从发现大多数低红移星系都表现出某种程度的螺旋结构以来，人们就为什么存在这些图案提出了许多理论。一个流行的解释是一个被称为摆动放大的过程，但没有观察证据证明这种机制在起作用。通过使用一些测量的属性的星系，和标度关系，有没有直接的测量，我们的模型样本的SDSS和S $^4$ G螺旋星系的相对晕，隆起和光盘的质量和大小。使用这些模型，我们测试预测的摆动放大理论直接测量的旋臂数从银河动物园2。我们发现，无论是一个普遍的核心或尖状的内部暗物质配置文件可以正确地预测观察到的星系中的武器数量。然而，通过调用晕收缩/膨胀模型，螺旋星系群中出现了明显的双峰性。在$z \lesssim 0.1$和$\mathrm{M_*} \gtrsim 10^{10} \mathrm{M_\odot}$观测到的无棒螺旋星系中，大约有40%的旋臂可以用摆动放大来模拟。这个群体显示出预测和观察到的螺旋臂数量之间的显着相关性，证据表明它们是摆动放大模式。其余的主要是双臂系统，该模型预测显着更高的臂数。这些可能是由潮汐相互作用或其他机制驱动的。
2018-05-04 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
Estimating the baryonic masses of face-on spiral galaxies from stellar kinematics
盘星的运动学色散可以用来测量重子对旋涡星系自转曲线的动力学贡献，从而追踪剩余暗物质的数量和分布。然而，传统上用来将恒星色散转换为质量密度的简单的单组分无限圆盘模型已不再适用。暗物质晕对任何非极大圆盘的恒星色散都有显著的影响。尖形暗物质晕的修正特别大，这表明这种模型与观测到的恒星色散不一致。当一个更现实的模型，为垂直重力的光盘是使用，推导出的恒星表面密度一般较大（较小）的光盘半径小于（大于）2.3倍的径向尺度长度。当垂直重力校正应用于由天体质量协会得出的径向分辨恒星质光比时，真实值不是恒定的，而是随着半径而减小，正如测光颜色梯度所预期的那样，真实质量标度长度约为测光标度长度的80%。薄的气体盘的影响比预期的要大，特别是当考虑到光学厚度或CO暗气体时。厚盘恒星成分的存在会产生严重的后果，特别是如果它的径向尺度长度小于薄盘的径向尺度长度，就像它在银河系中一样。
2017-04-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Formation of S0 galaxies through mergers: Explaining angular momentum and concentration change from spirals to S0s
CALIFA团队最近发现，晚型螺旋星系的恒星角动量和浓度与透镜状星系（S 0）的恒星角动量和浓度不相容，得出的结论是，光是衰落不能令人满意地解释从螺旋星系到S 0的演化。在这里，我们探讨是否主要合并可以提供一种替代的方式来转换成S 0的螺旋，螺旋主要合并GalMer数据库，导致现实的，轻松的S 0类星系的分析。我们发现恒星角动量和浓度的变化可以解释CALIFA团队发现的$λ_\mathrm{Re}$- $R_{90}/R_{50}$平面的差异。因此，大合并为螺旋形转变为S 0提供了一个可行的解释。
2015-06-01 astro-ph.GA
The dependence of dark matter profiles on the stellar to halo mass ratio: a prediction for cusps vs cores
利用MaGICC项目中的31个模拟星系研究了重子反馈对暗物质（DM）晕密度分布的影响。样本覆盖了很宽的质量范围：9.4e9<Mhalo/Msun<7.8e11，拥有恒星质量：5.0e5<M*/Msun<8.3e10的星系，即从矮星到L*。星系模拟与几个重子处方，包括一系列的恒星反馈。主要结果是DM密度分布的内斜率，ρr^α中的α，明显依赖于恒星与晕质量之比（M*/Mhalo）。这种关系是独立的恒星反馈计划，允许尖点与核心形成的预测。当M*/Mhalo较低时，约为0.01%，来自恒星反馈的能量不足以显著改变内部DM密度，星系保持尖状轮廓。在较高的M*/Mhalo，反馈驱动DM的扩展并生成核心轮廓。在M*/Mhalo~ 0.5%时形成最平坦的曲线。超过这个比例，在中心区域形成的恒星加深了引力势，足以对抗这种超新星驱动的膨胀过程，导致更小的核心和更尖的轮廓。结合α对M*/Mhalo的依赖性以及M* 和Mhalo之间的丰度匹配关系，提供了α如何随M* 变化的预测。此外，使用塔利-费舍尔关系允许预测DM内斜率对观测到的星系自转速度的依赖性。最核心的星系预计Vrot约为50 km/s，而α在更大质量的盘星系中会减小：Vrot约为150 km/s的螺旋星系的中心斜率α<-0.8，接近NFW轮廓。这种新的预测α对盘星系质量的依赖性可以使用当前的观测数据集进行测试，并可以应用于盘星系质量分布和人口的…
2013-10-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Comparison of Modeling SPARC spiral galaxies' rotation curves: halo models vs MOND
利用两种暗晕模型（NFW和Burkert）和改进的牛顿动力学（MOND）理论研究了从Spitzer测光和精确旋转曲线数据库中选取的45个HSB非膨胀旋涡星系的旋转曲线。在这三种模型中，以核为主导的Burkert晕模型（$χ_ν^2$ = 0.33）比Navarro，Frenk和White模型（$χ_ν^2$ = 0.45）和MOND模型（$χ_ν^2$ = 0.58）更好地描述了观测数据。结果表明，在暗晕模型中，所选的45个HSB非膨胀旋涡星系更倾向于核密度分布，而不是尖密度分布（NFW）;我们还发现，在Burkert模型中，$ρ_0$和$r_0$之间存在相关性。对于MOND拟合，当我们取$a_0$作为自由参数时，这些HSB旋涡星系的$a_0$与3.6 $μm$处的盘中心表面亮度没有明显的相关性，这符合MOND关于$a_0$应该是普适常数的基本假设。有趣的是，如果我们排除样本中的三个最高值，则我们的拟合给出$a_0$的平均值为$(0.74 \pm 0.45) \times 10^{- 8}\rm {cm\ s^{- 2}}$，该值小于标准值（$1.21 \times 10^{-8}\rm {cm\ s^{- 2}}$）。
2020-08-15 astro-ph.GA
Spiral instabilities: little interaction with a live halo
为了解决星系盘中的螺旋扰动是否与晕引力耦合的问题，我们对盘星系的理想模型进行了模拟。我们比较增长率的螺旋不稳定性在相同的质量模型，其中的晕是刚性的，或代表的粒子从平衡分布函数。我们研究的径向和方位角偏差的情况下，在我们的模型之一的晕速度椭球，和各向同性的速度分布。我们发现，在最边缘的证据，螺旋模式所造成的光环支持响应的增长率提高。我们还发现了非常温和的螺旋扰动和晕之间的动力学摩擦的证据。我们提供了一个解释，占螺旋模式和酒吧模式之间的不同行为，因为早期的工作已经发现，酒吧的不稳定性变得更加有力时，响应晕被替换为一个等效的刚性质量分布。这里发现的几乎不显着的差异证明了在星系螺旋不稳定性研究中通常简化的刚性晕近似。
2021-07-01 astro-ph.GA
Cuspy dark matter density profiles in massive dwarf galaxies
星系的自转曲线可以探测它们的总质量分布，包括暗物质。矮星系是研究暗物质密度分布的绝佳系统，因为与质量更高的系统相比，矮星系往往具有更大比例的暗物质。核心尖点问题描述了矮星系（较浅的核心）和仅暗物质模拟（较陡的尖点）之间观测到的星系中心暗物质密度剖面（$β^*$）斜率的差异。利用ALMA获得的高分辨率CO $J=1-0$数据，研究了六个邻近旋涡矮星系中的$β^*$。我们推导出旋转曲线和分解的质量剖面的暗物质使用我们的CO旋转曲线作为示踪剂的总潜力和4.5 $μ$ m测光来定义恒星的质量分布。我们发现$\langleβ^*\rangle = 0.6$的标准偏差为$\pm0.1$的星系在这个样本中，与以前的测量在这个质量范围。研究的星系是在矮星系的高恒星质量端，并具有比低质量的矮星，在协议与其他意见的cuspier配置文件。当使用相同的斜率定义时，我们观察到比FIRE和NIHAO模拟预测的斜率更陡的斜率。这可能意味着这些相对巨大的矮星经历了比这些模拟预测的更强的气体流入它们的中心，这些模拟过度预测了吸积或反馈事件的频率，或者这些或其他效应的组合正在起作用。
2022-03-01 astro-ph.GA
Reanalysis of the spin direction distribution of Galaxy Zoo SDSS spiral galaxies
在过去的二十年里，斯隆数字巡天中螺旋星系的自旋方向分布一直是一个争论的话题，即使在使用相同数据的情况下，也报告了相互矛盾的结论。在这里，我们遵循以前的实验之一，应用SpArcFiRe算法来注释Galaxy Zoo 1原始数据集中的自旋方向。星系自旋方向的注释是在以三种不同方式选择螺旋星系的第一步之后完成的：通过星系动物园分类进行手动分析，通过模型驱动的计算机分析，以及不选择螺旋星系。结果表明，当星系动物园志愿者选择螺旋星系时，SpArcFiRe确定的它们的自旋方向分布不是随机的，这与以前的报道一致。当使用模型驱动的计算机分析选择螺旋星系或根本不选择螺旋星系时，分布也不是随机的。简单的二项分布分析表明，奇偶违反的概率发生的机会是低于0.01。将从地球观测到的自旋方向拟合为余弦依赖性，显示出统计强度为2.33 $σ$至3.97 $σ$的偶极轴。这些实验表明，无论选择机制和分析方法如何，所有实验都显示出相似的结论。这些结果与以前使用其他方法和望远镜的报告一致，表明从地球上观察到的螺旋星系的自旋方向显示出由其自旋方向形成的偶极轴。可能的解释可能与宇宙的大尺度结构或星系的内部结构有关。作为这项研究的一部分，所产生的注释星系的目录是可用的。
2023-02-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark Matter in the Central Region of the Spiral Galaxy NGC 4321
利用阿塔卡玛大型毫米波和亚毫米波阵列（ALMA）观测了NGC 4321中心区的12 CO（1-0）跃迁。我们在这个星系的中心0.7千秒差距内发现了一个质量不明的$2.3 \times 10^9 M_{\odot}$。这个星系中的超大质量黑洞（SMBH）的预期质量比未计算的质量小得多。看不见的质量很可能是由星系中心区域的暗物质造成的，这表明了一个尖状的暗物质轮廓。我们还研究了修正的牛顿动力学（MOND）作为解释不可见质量的替代机制。我们注意到，在星系半径为0.7 kpc处，加速度约为$1.04 \times 10^-7~cm~s^-2$，远大于MOND理论中的临界加速度$a_{0} \sim 1.2 \times 10^-8 ~cm~s^-2$，这表明MOND理论可能无法解释该星系中心区域不可见的质量问题。
2018-12-13 astro-ph.GA
GHASP: an H$α$ kinematical survey of spiral galaxies -- XIII. Distribution of luminous and dark matter in spiral and irregular nearby galaxies using H$α$ and HI rotation curves and WISE photometry
利用高分辨率的GHASP Fabry-Perot H $α$和扩展的WHISP HI混合旋转曲线以及3.4 $μ$ m WISE测光，给出了31个螺旋星系和不规则邻近星系的质量模型。我们的目的是比较的暗物质（DM）晕的光学半径内使用H $α$ RC的效果，包括和排除中性气体成分的质量贡献，当使用HI或混合RC。伪等温（ISO）的核心和Navarro-Frenk-White（NFW）的尖突DM晕配置文件与各种基准拟合程序。使用H $α$ RC（包括或不包括HI气体成分）的质量模型提供兼容的圆盘M/L。DM晕与重子参数之间的关联对RC的依赖性不强。显然，拟合过程之间的差异大于不同数据集之间的差异。与仅使用H $α$ RC时相比，混合RC和HI RC导致ISO和NFW最佳拟合模型的M/L值更高，但ISO光晕的中心密度更低，NFW光晕的浓度更高。与质量模型参数推导出的混合RC的协议，作为参考，是更好的HI比H $α$ RC。ISO密度曲线比NFW密度曲线更适合RC，特别是当使用H $α$或混合RC时。使用各种数据集确定的光学半径处的晕质量是相容的，即使它们倾向于被高估与H $α$ RC。因此，混合RC是研究光学半径内质量分布的理想选择。
2019-09-18 astro-ph.GA
The dichotomy of dark matter fraction and total mass density slope of galaxies over five dex in mass
我们分析的质量密度分布在星系中心的质量范围内的五个数量级。利用高质量的旋涡星系自转曲线和红外测光，我们进行了系统的研究，其中心暗物质分数（$f_{\rm DM}$）和质量密度斜率（$α$），在其有效半径。我们发现，较低质量的螺旋星系更多的暗物质为主，有更浅的质量密度斜率相比，更大质量的星系，其密度分布更接近等温。低质量（$M_{\star} \lesssim 10^{10}\, \rm M_{\odot}$）富气螺旋的\fdm \值范围很广，但系统地低于类似质量的贫气系统。随着星系质量的增加，\fdm值减小，密度分布变陡.在质量最大的晚型贫气体星系中，观察到这些趋势可能变平。当将这些结果与来自SPIDER的大质量（$M_{\star} \gtrsim 10^{10}M_{\odot}$）椭圆星系和来自SMACKED的矮椭圆星系进行比较时，这些趋势被颠倒了。因此，作为$M_{\star}$的函数，$f_{\rm DM}$和$α$的值都呈现U形趋势。在恒星质量固定的情况下，矮椭圆星系的质量密度剖面比螺旋星系的陡。这些趋势可以理解的恒星反馈从一个更长的恒星形成期的螺旋，导致转变的初始陡峭的密度尖更浅的配置文件通过差分反馈效率的超新星，星系合并或AGN反馈在更高质量的星系。
2019-09-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
From spirals to lenticulars: evidence from the rotation curves and mass models of three early-type galaxies
早期星系（ETG）的旋转曲线传统上很难追踪，因为它们通常缺乏像晚期星系（LTG）那样的高密度冷气盘。我们从ATLAS 3D巡天中获得了三个透镜星系的旋转曲线，结合CO数据在内部与外部区域的深HI数据，延伸到10-20个有效半径。我们还利用3.6 μ m的Spitzer测光将转动曲线分解为重子和暗物质的贡献。我们发现：（1）这些ETG的自转曲线形状与质量和表面亮度相似的LTG相似;（2）动态$-$推断的恒星质光比对于静止ETG来说很小，但与恒星形成的LTG相似;（3）DM晕与星系光度遵循与LTG相同的标度关系;（4）有一个星系（NGC 3626）的尖点DM轮廓拟合不好，这表明DM核也可能存在于大质量星系中。我们的研究结果表明，这些透镜状星系最近从LTG过渡到ETG，而没有改变它们的DM晕结构（例如，通过一个重大的合并），并可能是褪色的螺旋。我们还确认，ETGs遵循相同的径向加速度关系LTG，加强了这是一个普遍的法律为所有星系类型的概念。
2020-06-18 astro-ph.GA
Baryonic and dark matter distribution in cosmological simulations of spiral galaxies
我们研究了三个银河系（MW）大小的晕的宇宙学流体动力学模拟，包括与暗物质（DM）的比较。我们发现我们的模拟星系有趣的MW样功能之一。由于一致调整的恒星形成率和超新星的反馈，我们得到一个扩展的磁盘和一个平坦的旋转曲线与一个令人满意的圆速度和合理的DM密度在太阳附近。模拟观测方法，重新推导了恒星质量，得到了质量比降低50%以上的恒星-晕质量比.我们展示了重子和暗物质之间的相互作用，它首先通过恒星形成而收缩，然后通过反馈过程而核心化。事实上，我们报告了一个前所未有的观察到的DM密度分布的中央核心相结合的绝热收缩在较大的星系半径的影响。获得的岩心通常为$\sim$ 5 kpc大。此外，这也影响了太阳半径处的DM密度。在我们的模拟最相似的MW，密度从0.23 GeV/cm $^3$在暗物质只运行到0.36 GeV/cm $^3$（球壳）或0.54 GeV/cm $^3$（圆环）在流体动力学运行。在研究暗晕时，亮卫星中的暗物质也受到重子过程的影响，呈现出有核的轮廓，而暗卫星则是尖的。我们发现一个移动的质量相比，DM-只模拟和获得，在较低的MW质量范围内的晕，一个明亮的卫星分布可比的MW球状矮星系。
2014-12-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Towards an Understanding of the Massive Red Spiral Galaxy Formation
为了理解具有$M_{\ast} > 10^{10.5}M_{\odot}$的局域大质量红旋涡星系的形成和猝灭过程，我们对它们的光谱和结构特性进行了统计分析，并将它们与相似质量的椭圆和蓝旋涡星系进行了比较。该样本是从SDSS DR 7中的星系恒星质量表中选出的，根据它们在u-r色-恒星质量图上的位置。我们发现，红螺港紧凑的核心与高恒星质量的表面密度测量$Σ_1$，他们是隆起为主。特别是，红色螺旋，特别是他们的隆起遵循$Σ_1$ - $M_{\ast}$脊线淬火星系。此外，红色螺旋显示出与椭圆星系相似的大中心D $_n(4000)$、高[Mg/Fe]和暗物质晕质量。这些结果表明，红螺星系的凸起在红移~ 1-2之前的短时间尺度内形成，并通过快速模式猝灭，类似于椭圆星系。对光学形态的仔细研究表明，约70%的红色螺旋显示出强烈的条状、环状/壳状甚至合并特征，这表明相互作用或合并可能在红色螺旋的形成中发挥了重要作用。相比之下，大多数大质量的蓝色螺旋具有与红色螺旋完全不同的光谱和结构特性。然而，具有高$Σ_1$（$Σ_1 > 10^{9.5} M_\odot \, {\rm kpc}^{-2}$）的蓝色螺旋显示出与红色螺旋相似的结构和形态学性质，以及相似的晕质量和HI质量。我们讨论了从红色到蓝色的返老还童作为这些高$Σ_1$蓝色螺旋的可能解释。
2020-06-09 astro-ph.GA
Galaxy Zoo: star-formation versus spiral arm number
螺旋臂是低红移盘状星系的常见特征，也是恒星形成和尘埃遮蔽的重要场所。然而，螺旋结构可以有多种形式：从显示两个强大的“宏伟设计”臂的星系到具有许多“絮状”臂的星系。我们调查这些不同的手臂类型是如何与星系的恒星形成和气体性质，利用视觉螺旋臂数测量星系动物园2。我们结合紫外线和中红外光度从GALEX和WISE测量率和相对分数的模糊和未模糊的恒星形成的低红移SDSS螺旋样本。总的恒星形成率几乎不依赖于旋臂多重性，但双臂螺旋更有效地将它们的气体转化为恒星。我们发现显着的差异，模糊的恒星形成的分数：一个额外的$\sim 10$ %的恒星形成的双臂星系是通过中红外尘埃排放确定，相比，在多臂星系。后者也明显低于IRX- $β$关系的低红移恒星形成星系。我们对这些差异与臂数的关系提出了几种解释：恒星形成区域的空间分布、大小或清除时间尺度的变化（即，分子云），或对比最近的恒星形成历史。
2017-03-06 astro-ph.GA
Model of Outgrowths in the Spiral Galaxies NGC 4921 and NGC 7049 and the Origin of Spiral Arms
NGC 4921和7049是两个螺旋星系，呈现出狭窄而独特的尘埃特征。利用哈勃空间望远镜档案图像对这些特征的形态进行了详细研究。NGC 4921在其中心的中途显示了一些但定义明确的尘埃臂，而NGC 7049则显示了更多的尘埃特征，主要集中在环形结构中。在这两个星系的尘埃臂中，都发现了许多黑暗和不透明的结构，称为副产物。在星系中，生长物既指向外部又指向内部。大多数被发现是V形或Y形的分支连接到暗臂丝。通常Y的茎看起来是由相互缠绕的细丝组成的。值得注意的是，生长物与H II区的象鼻有相当大的相似性。提出了一种基于磁化细丝的副产物模型。该模型提供了两个副产物的形状和方向的解释。最重要的是，它还可以解释它们相互交织的结构。人们发现，最长的生长物与尘埃旋臂相似得令人困惑。这表明，一些副产物可以发展成这样的武器。发展的时间尺度估计为旋臂旋转周期的量级或更短。类似的过程也可能发生在其他螺旋星系中。如果是这样的话，副产物的模型可以提供一个新的方法来解决旧的螺旋臂缠绕问题。
2012-11-15 astro-ph.GA
Metal distribution in sloshing galaxy clusters: the case of A496
我们报告的结果，从一个详细的研究晃动的气体在核心的A496。我们发现在几个核心的低温/熵螺旋功能，我们还发现，在螺旋和周围介质的气体之间的传导必须抑制一个以上的数量级斯皮策电导率。有趣的是，虽然螺旋中的气体具有比周围介质更高的金属丰度，但它遵循由位于螺旋外部的气体定义的熵与金属丰度关系。对这种行为最合理的解释是，低熵富金属等离子体通过晃动而在星系团大气中升起，几乎没有受到加热或与环境介质混合。虽然晃动似乎能够提升大量的气体，但螺旋内外气体之间有限的热交换和混合意味着这种机制在以下方面根本无效：1）在核心区域内永久地重新分配金属，以及2）加热最冷和最致密的气体，从而对冷却核心中的灾难性冷却的延缓贡献很小或没有贡献。
2014-07-25 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Spiral structure from the interference of gravitational eigenmodes in ultralight dark matter halos
Duke University（杜克大学）
本研究通过解析与数值技术分析极轻暗物质晕，发现其引力本征模干涉可产生符合真实星系特征的螺旋密度扰动，为重子螺旋的种子密度波提供自然解释。
2026-08-13 astro-ph.GA astro-ph.HE math-ph
The Distribution of Stars and Stellar Remnants at the Galactic Center
最近的观测表明，银河系超大质量黑洞周围的老恒星密度低，核星团的模型被认为还没有达到一个稳定的状态下的引力相遇的影响。初始半径为1-1.5 pc的核心在10 Gyr之后演化为大约0.5 pc的大小，大致上是观测到的核心的大小。巴赫-沃尔夫尖点的缺失在这些模型中得到了自然的解释，而不需要微调或难以置信的初始条件。在没有尖点的情况下，一个10个太阳质量的黑洞从5 pc的初始距离螺旋进入银河系中心的时间可能远大于10 Gyr。假设恒星黑洞最初具有与恒星相同的相空间分布，那么在5-10 Gyr之后，它们的密度预计会急剧上升，进入恒星核心，但可能会大大低于从稳态模型推断的密度，其中包括恒星中的陡峭密度尖点。产生秒差距尺度初始核心的可能机制包括：在一个预先存在的三轴核中，在向心轨道上的恒星被摧毁，在超大质量黑洞附近的恒星形成被抑制，或者大质量双星的恒星被抛射。这些模型的影响进行了讨论的引力波inspiral事件的速率，以及其他物理过程，依赖于一个高密度的恒星或恒星质量的黑洞附近的人马座A*。
2010-06-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Lack of nuclear clusters in dwarf spheroidal galaxies: implications for massive black holes formation and the cusp/core problem
星系中有核星团形成的主要假设之一是与球状星团（GC）的轨道衰变及其随后的合并有关，尽管目前还有其他理论在争论。GC结构和轨道参数的高质量数据的可用性允许测试不同的核恒星团簇形成方案。天炉座矮球状体（dSph）星系是银河系最重的卫星，也是唯一已知的拥有5个GC的矮球状体，然而没有明确的迹象表明中央存在大质量黑洞。因此，它是研究矮星系轨道衰变过程的合适场所。在本文中，我们模拟的天炉座GC模拟他们和宿主星系的直接$N$体模拟的未来演化。我们的模拟也考虑了银河系产生的引力场。我们发现，如果天炉座星系嵌入在一个标准的冷暗物质晕，核团簇形成将显着阻碍中央星系的高质量密度。在这种情况下，我们讨论的可能性，下落GC驱动银河系密度分布的扁平化，给一个可能的替代解释所谓的尖点/核心问题。此外，我们还简要讨论了GC坍缩过程与dSphs中心不存在大质量黑洞之间的联系。
2016-12-05 astro-ph.GA
Modelling Spiral Galaxies
我们提出一种新技术，为旋涡星系模型赋予自洽动力学，并应用于银河系，模拟出四旋臂结构，通过金斯不稳定性解释原子氢速度弥散，且模型中的冷暗物质体现了博斯玛效应。
2023-06-19 astro-ph.GA gr-qc math-ph
Cusp or core? Revisiting the globular cluster timing problem in Fornax
我们使用N体模拟重温球状星团（GC）的“定时问题”在天炉座矮椭球（dSph）。与先前的工作一致，我们发现，由于动力学摩擦，GC下沉到暗物质晕的中心，具有尖状的内部密度分布，但在具有恒定密度核心的晕中，GC在大约1/3的核心半径（$r_{\rm core}$）处“失速”。下沉或失速的时间尺度很大程度上取决于GC的质量和初始轨道半径，但对于在$r_{\rm core}$内具有相同总质量的尖状（NFW）或核心晕来说，基本上是相同的。因此，以GC没有下沉到中心为基础反对一个尖点与反对一个核心没有什么不同，除非所有的集群今天都在$\sim (1/3)\, r_{\rm core}$。这意味着核心半径超过了$\sim 3$千秒差距，比任何核心形成情景中似乎合理的半径都要大得多。(The天炉座GC的平均投射距离为$\langle R_{\rm GC,Fnx}\rangle\sim 1$ kpc，有效半径为$\sim 700$ pc。）一个更简单的解释是，天炉座GC只受到动力学摩擦的适度影响，正如预期的那样，如果星系团开始以$\sim 1$ - $2$ kpc的初始半径运行，刚好在天炉座现在的半光半径之外，但在银河潮汐留下的潮汐半径之内。这并非完全出乎意料。天炉座GC比大多数天炉座恒星更古老，更贫金属，而dSphs中的这些群体往往比年轻和更富金属的同行在空间上更广泛。与一些早期的说法相反，我们的模…
2019-11-18 astro-ph.GA
The RINGS Survey: High-Resolution H-alpha Velocity Fields of Nearby Spiral Galaxies with the SALT Fabry-Perot
我们已经获得了几个附近的螺旋星系的高空间分辨率分光光度数据与南部非洲大望远镜（SALT）的法布里-珀罗干涉仪的罗伯特Stobie光谱仪（RSS）的一部分，RSS成像光谱附近星系调查（RINGS）。我们已经成功地减少了两个轨道的Fabry-Pérot数据的星系NGC 2280产生的H-α线的激发氢的速度场。我们已经模拟了这些数据与ESTFIT建模软件，发现这些模型是在良好的协议都与以前的测量在文献中，我们的低分辨率HI速度场相同的星系。尽管这种良好的一致性，小区域存在的H-α和HI速度之间的差异大于从典型的色散预期。我们调查这些地区的高速差异，并提供可能的解释，他们的存在。
2015-11-03 astro-ph.GA
Planetary Nebulae in Face-On Spiral Galaxies. III. Planetary Nebula Kinematics and Disk Mass
我们对暗物质晕的理解大多来自于螺旋盘的质光比（M/L）是常数的假设。检验这一假设的最好方法是通过古老盘星的运动学直接测量盘表面质量密度。为此，我们使用行星状星云（PNe）作为测试粒子，测量了附近五个低倾角旋涡星系IC 342、M74（NGC 628）、M83（NGC 5236）、M94（NGC 4736）和M101（NGC 5457）的垂直速度色散（sigma_z）。通过用HI映射星系自转和用周转近似从视线色散中提取sigma_z，我们发现，除了M101外，我们的星系盘在~3个光学标度长度范围内都有一个常数M/L。然而，一旦超出这个半径，sigma_z就停止下降，并与半径持平。这种行为的可能解释包括增加磁盘的质量-光比，增加厚磁盘的重要性，并加热薄磁盘晕子结构。我们还发现，磁盘的早期类型的螺旋有较高的值的M/L和更接近最大比磁盘的后期类型的螺旋，这些系统看不见的内晕更好地符合伪等温定律比NFW模型。
2009-10-01 astro-ph.GA
Asymmetric mass models of disk galaxies - I. Messier 99
星系盘的质量模型传统上依赖于轴对称的密度和旋转曲线，矛盾的是，它们最显着的非对称特征，如不平衡或螺旋臂，似乎并不重要。在这篇文章中，我们放松了轴对称近似，并介绍了一种方法，推导出3D的盘状物体的引力势，并鲁棒地估计在磁盘中平面的圆周速度的不对称性的影响。然后，质量分布模型可以直接拟合到不对称的视线速度场。应用于宏伟设计的螺旋M99，新策略表明，圆周速度是高度不均匀的，特别是在星系的内盘，作为对发光物质扰动引力势的自然反应。在M99中发现了暗物质的尖形内部密度轮廓，在通常情况下，发光物质和暗物质共享同一个中心。速度不均匀性的影响是使内部轮廓不那么陡峭，尽管密度仍然是尖的。另一方面，一个模型，其中的晕是核心占主导地位，并从发光的质量中心移动了2.2-2.5千秒差距是更合适的解释大部分的运动学不平衡证明在速度场的M99。然而，无论暗物质的密度形状如何，发光重子的引力势都不对称，不足以解释最内层区域的运动学不平衡性。这种差异指出了在这些区域中额外的动力学过程的必要性：可能是暗物质的不平衡分布。
2016-01-19 astro-ph.GA
The Dipole Instability in Gravitational $N$-body Systems: A Natural Explanation for Lopsidedness and Off-Centered Nuclei in Galaxies
本文研究了双幂律密度分布自引力球形系统的偶极子不稳定性，发现其违反Antonov判据并产生旋转偶极子模式，导致中心尖点移位形成长寿命孤子，为星系不对称性和偏心核提供了自然解释。
2025-05-29 astro-ph.GA
Transient spiral arms from far out of equilibrium gravitational evolution
我们描述了如何一个简单的类的平衡，旋转和不对称的质量分布下，他们的自引力的演变，产生一个准平面的螺旋结构周围的维里化的核心，定性类似于一个螺旋星系。螺旋结构是短暂的，但可以生存几十个动力学时间，并进一步再现定性注意到的螺旋星系的特点，作为占主导地位的拖尾双臂螺旋和大螺距角。由于我们的模型是高度理想化的，与观测结果进行详细比较是不合适的，但速度分布的一般特征可以被确定为这种机制的潜在观测特征。事实上，该机制通常导致从核心外部区域中的主要旋转运动到最外部部分中的径向弹道运动的特征过渡。在我们的银河系中，这种径向运动被排除在15 kpc之外，但在未来GAIA可以在更大的尺度上检测到。我们探讨了我们的玩具星系的速度分布的外部观察者所看到的明显的运动，并发现，这是很难区分它们与那些旋转的圆盘次主导的径向运动的水平通常推断从观察。这些简单的模型说明了这样一种可能性，即观测到的旋涡星系的视运动可以用非平凡的、非静止的质量和速度分布来解释，而不需要调用暗物质晕或牛顿引力的修正。在这种情况下，我们可以简单地解释所观测到的可见重子质量的向心加速度和引力加速度之间的唯象关系。
2017-12-04 astro-ph.GA
Navarro-Frenk-White dark matter profile and the dark halos around disk systems
$Λ$冷暗物质（$Λ$ CDM）方案很好地描述了宇宙在大尺度上，但在小尺度上显示出一些严重的困难：螺旋星系的内部暗物质（DM）密度分布通常看起来是有核的，没有上述方案中N体模拟预测的$r^{-1}$。在更物理的背景下，星系中的重子可能会通过超新星爆炸产生反作用并消除原始的尖点。在研究这种效应之前，重要的是要确定观察到的和N体预测的轮廓之间的差异有多宽和多频繁，以及它的特征是什么。我们使用了3200多个相当广泛的旋转曲线（RC）的质量好，分辨率高的磁盘系统。这些曲线覆盖了所有的星等范围。这些RC被凝聚成26个共同添加的RC，每个RC都是由具有相似光度和形态的星系的单个RC构建的。我们使用Navarro-Frenk-White（NFW）配置文件的DM晕的圆速度和指数弗里曼盘的恒星盘的贡献，这26个RC进行质量模型。在所有26例病例中，拟合普遍较差：在几例病例中，我们发现了$χ^2_{red}>2$。此外，模型的三个参数（$c$，$M_D$和$M_{vir}$）的最佳拟合值与它们的1 $σ$不确定性相结合，显然与$Λ$ CDM情景的众所周知的预期相矛盾。我们还测试了螺旋中存在的缩放关系与拟合结果：建模不考虑这些缩放关系。因此，NFW晕密度定律不能解释整个盘星系族的运动学。因此，在任何光度的盘状星系中，$ΛCDM$方案都必须将初始尖点转变为观测到的核心。
2020-08-11 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
A unified scenario for the origin of spiral and elliptical galaxy structural scaling laws
椭圆星系（E）和螺旋星系（S）遵循紧密但不同的标度定律，这些定律将它们的恒星质量、半径和特征速度联系起来。例如，质量和速度在螺旋中紧密地缩放，几乎不依赖于星系半径（“塔利-费舍尔关系”; TFR）。另一方面，椭圆星系似乎在尺寸-质量-速度空间（“基本平面”; FP）中跟踪二维表面。多年来，许多研究试图理解这些经验关系，通常是在维里定理的E星系和螺旋的暗物质晕的标度关系方面的变化。我们使用Lambda冷暗物质（LCDM）宇宙流体动力学模拟表明，椭圆和螺旋的标度关系出现的结果（i）一个紧密的星系质量暗晕质量关系和（ii）冷暗物质晕的自相似质量配置文件。在这种解释中，具有给定恒星质量的E和S星系居住在类似质量的晕中，它们不同的标度律是由它们的发光半径内封闭的暗物质的不同数量造成的。这个方案提出了一个新的星系距离指标，适用于所有形态的星系，并为长期存在的难题提供了简单直观的解释，例如为什么TFR与表面亮度无关，或者是什么导致了FP的“倾斜”。我们的结果为LCDM在强非线性区域的预测提供了有力的支持，同时也为进一步改进星系形成的宇宙学模拟提供了指导。
2021-03-03 astro-ph.GA
Spiral arms and disc stability in the Andromeda galaxy
密度波通常被认为是螺旋星系中恒星形成的触发机制。我们的目的是研究不同的恒星形成示踪剂（恒星紫外线和近红外辐射和HI，CO和冷尘埃的排放）在M31的螺旋臂之间的关系，计算在星系盘的稳定性条件，并得出可能的恒星形成触发机制的结论。研究方法：我们选择了14个旋臂段从去投影的数据图和比较发射分布沿横截面的段在不同的数据集彼此，以检测年轻的恒星星族和恒星形成介质之间的空间偏移。利用盘稳定性条件作为扰动波长和距星系中心距离的函数，计算了不同距离处的有效盘稳定性参数和最不稳定波长。为此，我们利用了M31的质量分布模型与四个磁盘组件（老的和年轻的恒星盘，冷的和温暖的气体盘）嵌入在外部潜在的隆起，恒星晕和暗物质晕。每个组件被认为是有一个现实的有限厚度。结果：没有系统的偏移之间所观察到的紫外线和CO/远红外线发射整个螺旋段检测。计算出的有效稳定性参数在银河系质心距离12 - 13 kpc处有一极小值Q_{eff} ~ 1.8。最不稳定的波长相当长，在距离R > 11 kpc时，最小值从~ 3 kpc开始。结论：经典的密度波理论对M31螺旋结构的解释并不现实。相反，应该考虑外部原因，例如与M31的大质量气体云或矮伴星的相互作用。
2017-01-26 astro-ph.GA
The galaxy halo formation in the absence of violent relaxation and a universal density profile of the halo center
虽然N体模拟证明了暗物质晕中心区域的尖状轮廓，但观测结果显示，至少在一些螺旋星系和矮椭球体的中心区域，有一个浅的核心密度轮廓。我们表明，一个中心的配置文件，非常接近所观察到的，不可避免地形成在中心的暗物质晕，如果我们作出一个假设的系统在晕形成过程中的一个温和的能量弛豫。如果我们假设暗物质粒子之间的能量交换在晕坍缩过程中并不太强烈，那么这个轮廓是普适的：它几乎完全不依赖于初始扰动的性质，并且与具有小Einasto指数$n\sim 0.5$的Einasto轮廓非常相似，但不完全相同。我们估计分布的“中心核心”的大小，即，非常中心的区域的范围与相应的温和的轮廓，并表明尖点的形成是不可能的，即使暗物质是冷的。所获得的配置文件是在一个很好的协议与观测数据，至少，某些类型的星系，但显然不同意与N体模拟。
2014-07-13 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
On the nature and correction of the spurious S-wise spiral galaxy winding bias in Galaxy Zoo 1
星系动物园1号星表显示，螺旋星系偏向于S方向的缠绕方向，这一点尚未得到解释。解释的缺乏使我们试图验证宇宙学原理的努力变得混乱，并引发了一些关于真实宇宙中是否存在偏见的争论。这种偏差不仅表现在试图确定宇宙作为一个整体是否有弯曲偏差的明显情况下，而且还表现在选择哪些星系包括在弯曲方向调查中的更隐蔽的情况下。虽然前一种偏见已经在以前的镜像研究中得到了解释，但后者没有。此外，GZ 1目录中的偏倚从未{ \em校正}，因为在镜像研究期间仅重新检查了GZ 1目录的一小部分样本。我们表明，现有的偏见是人类{ \em选择}的影响，而不是人类的手性偏见。实际上，多余的S方向投票是从椭圆和盘上边类别中“偷”来的，而不是Z方向类别。因此，当通过施加一个阈值$T$来选择一组螺旋星系时，我们会错误地选择更多的S方向星系而不是Z方向星系，从而使$\max(P_S,P_Z) > T$或$P_S+P_Z>T$。我们表明，当一个可证明的无偏机器选择的星系是螺旋独立的手征，S明智的盈余消失，即使人类仍然用来确定手征。因此，当观察整个GZ 1样本（以及斯隆星表）时，从地球上观察到的螺旋星系中旋臂的缠绕方向与投掷一枚公平的硬币一致。
2016-10-22 astro-ph.GA
The principle of maximum entropy explains the cores observed in the mass distribution of dwarf galaxies
冷暗物质（CDM）模拟预测了星系质量分布的中心尖点。这一预测与矮星系的观测结果形成鲜明对比，矮星系的密度分布显示出中心高原或“核心”。针对这一核心尖点问题提出的解决方案可以分为两类。他们要么调用星系重子成分产生的反馈机制，要么假设暗物质（DM）粒子的性质偏离CDM假设。在这里，我们提出了一个替代但补充的解释。我们认为，在非广延统计力学的最大熵自引力系统中，核是不可避免的。它们的结构遵循Tsallis熵，适用于具有长程相互作用的系统。引人注目的是，由这种热力学平衡预测的质量密度分布与观察到的核心相匹配，而无需任何调整或调谐。因此，最大Tsallis熵原理解释了矮星系核心的存在。
2020-09-18 astro-ph.CO astro-ph.GA physics.data-an
Revisiting the Dark Matter - Comet Shower Connection
我们重新审视的问题，所观察到的周期性彗星对地球的影响是一致的太阳振荡的银河系中平面和旋臂交叉，在这里的背景下，耗散暗物质模型。考虑是否需要一个假设的薄暗盘，这些模型的签名，以给出正确的周期性，以及是否允许这样的暗盘在银河系引力势的运动学和其他观测约束下，考虑到这些限制的最新更新基于示踪剂种群的垂直周转振荡。我们的分析包含更新的参数银河系盘，自洽的引力势下的泊松-金斯方程，并包括先验概率从本地恒星运动学和银河系星际气体的分布。此外，我们的分析还包括径向振荡和银河旋臂交叉。我们发现一个黑暗的磁盘的彗星周期性的解释是10倍以上的可能性比一个恒定的平均速率模型。此外，我们发现，旋臂交叉是必要的，以正确地预测日期的希克苏鲁伯陨石坑的日期为66 My前。
2017-02-28 astro-ph.EP astro-ph.GA hep-ph
BreakBRD Galaxies I: Global Properties of Spiral Galaxies with Central Star Formation in Red Disks
我们介绍了一个收集的主要是中央恒星形成的星系，选择磁盘的颜色有截断盘恒星形成。我们表明，常见的解释集中恒星形成-低恒星质量，酒吧，高密度的环境，并不普遍适用于这个样本。为了深入了解我们的样本，我们将这些星系与强烈恒星形成星系的母样本和具有低特定恒星形成率的星系的母样本进行比较。我们发现，在恒星形成和颜色空间从紫外线到红外线，这些星系要么落在两个样本之间，或同意更密切的星系与高特定的恒星形成率。它们的形态特征也介于高比恒星形成率和低比恒星形成率星系之间，尽管它们的彼得罗斯半径与低比恒星形成率母星系的半径吻合得很好。我们讨论这个样品是否可能是淬火或显示出不寻常的恒星形成分布，同时继续通过恒星形成增长。未来对这些星系的详细研究将使我们深入了解星系内的局部条件如何平衡环境影响，以控制恒星形成的分布。在这一系列的第一篇论文中，我们描述了将这个样本与更平均的螺旋星系分开的全球特性，并确定了前进的道路，以探索其差异的根本原因。
2019-12-05 astro-ph.GA
Spiral Galaxy Rotation Curves Without Dark Matter or MOND -- Two Conjectures
螺旋星系旋转曲线的物理解释假设恒星的轨道是圆形的。放弃这一假设的后果在这里进行调查。特别是，双曲线恒星轨迹被发现是有趣的。这两个建议的模型产生这样的轨迹也将解释所观察到的平坦的旋转曲线没有假设的暗物质或MOND。这表明，螺旋星系可能已经开始作为紧凑的物体与显着的角动量，然后解体。第一个模型描述了一个围绕球形星系核旋转的热盘的存在。圆盘由局部重力和电磁散射力结合在一起。然而，它在边缘分裂，产生形成恒星的碎片。一旦与盘分离，恒星就只受到由于巨大的核心和剩余盘而产生的中心引力。数值模拟表明，足够高的角速度的磁盘产生的双曲线的恒星轨迹，符合观测到的旋转曲线。第二个模型描绘了一个重要的初始热核事件，它产生了一个尘埃羽流和大恒星。这些尘埃是由普通物质组成的。然而，它的行为就像假设的暗物质一样，产生最初的圆形轨道。与暗物质不同的是，羽流可以迅速逃离星系，导致恒星轨迹演变成双曲线形状。这个过程可以被看作是由于初始圆形轨道而产生所观察到的旋转曲线。此外，当羽流迅速消散时，它不会使恒星模糊不清。这两种模型都有弱点，就像目前已知的使用暗物质或MOND的模型一样。
2018-01-28 astro-ph.GA
Analysis of the Internal Radial Gradient of Chemical Abundances in Spiral Galaxies from CALIFA
本研究利用CALIFA巡天数据分析了旋涡星系氧丰度径向梯度，重点研究内部下降现象，发现HII区判据和弥漫电离气体去污染会显著影响丰度梯度轮廓。
2024-11-22 astro-ph.GA
The formation of regular interarm magnetic fields in spiral galaxies
对附近几个星系中规则磁场的观测揭示了位于物质臂之间的磁臂。这些磁臂的性质是一个积极辩论的话题。以前我们发现了一个暗示，考虑到注入产生的小规模磁场的影响，例如，通过湍流发电机的作用，进入大规模的银河发电机可以导致磁臂的形成。我们现在调查的联合作用的臂/interarm湍流扩散率的对比度和注入的小规模磁场的大规模磁场（“磁臂”）在interarm区域的形成。我们使用相对简单的“无$z$“模型来描述银河发电机。这涉及到的方位角和径向磁场分量的银河赤道平面上的投影;场分量的银河平面正交估计从螺线管条件。我们发现，除了扩散率梯度的磁场注射的效果，使磁臂更加明显。特别是，规则的磁场组件变得更大的臂间空间相比，在材料arms.The湍流扩散率对比度和小规模的磁场注入（与先前建议的其他影响的可能参与）的联合行动似乎是一个合理的解释磁臂的现象。
2015-05-18 astro-ph.GA
