Deconstructing double-barred galaxies in 2D and 3D. II. Two distinct groups of inner bars
本文通过光度分析方法，对17个双棒星系内外星棒的内禀光度特性进行了深入研究，包括：（1）二维多分量光度分解;（2）三维统计反投影，用于测量星棒的增厚程度，从而恢复其三维形状。与以前的测量结果进行了比较，得到了广泛使用的集成光分析。单棒星系和双棒星系中的大尺度棒显示出相似的尺寸，并且在不同的星系中，内部的棒可能比外部的棒更长。我们发现两组不同的内酒吧出席他们的面内长度和椭圆度，导致内/外酒吧长度比的双峰行为。这样的双峰性既与宿主星系的性质无关，也与主星系的突出部分无关，而且在盘平面外的维度上也没有对应的双峰性。长的内杆组位于外杆长度与椭圆度相关性的下端，而短的内杆不在该关系中。我们认为，这种行为可能是由于不同性质的内部光盘，内部酒吧动态形成，或不同的组装阶段的内部酒吧。这最后一种可能性意味着内部棒的动态组装是一个缓慢的过程，需要几个陀螺才能发生。我们还探讨了是否所有的大型酒吧都倾向于在其生命的某个阶段发展一个内部酒吧，我们不能完全确认或排除这种可能性。
2020-03-18 astro-ph.GA
Merging massive black holes: the right place and the right time
LIGO/Virgo探测到的来自$\simeq$ 30太阳质量的合并黑洞的引力波表明存在低金属量的祖星（Z/Z $_{\odot} \lesssim 0.3$）。在这次演讲中，我将提供限制在哪里的前身GW 150914和GW 170104可能已经形成，基于先进的模型的星系形成和演化结合二进制人口合成模型。首先，我将结合估计的星系属性（恒星形成气体金属丰度，恒星形成率和合并率）在宇宙时间来预测低红移BBH合并率作为一个函数，目前的主机星系质量，形成红移的祖系统和不同的祖金属丰度。我将表明，信号是由双星形成的大质量星系和双星最近形成的矮星系的恒星形成的高峰期占主导地位。然后，我将介绍什么非常高分辨率的流体动力学模拟不同的星系类型可以了解我们对他们的黑洞人口。
2018-01-09 astro-ph.GA
Disc galaxies are still settling: The discovery of the smallest nuclear discs and their young stellar bars
本研究利用MUSE档案数据首次发现半径低于100 pc的河外核盘及迄今最年轻的恒星棒，表明局部宇宙部分盘状星系仍在动力学沉降，并推导出核盘的指数增长情景。
2023-08-08 astro-ph.GA
Destructible Bars in Disk Galaxies under the Dynamical Influence of a Massive Central Black Hole
利用恒星平盘研究了容易受到大质量中心黑洞破坏性冲击的银河棒的特性。我们构建了三个磁盘模型组，其中包括指数盘与一种类型的速度分布和Kuzmin-Toomre磁盘与两种不同类型的精确平衡分布函数。对于每个盘模型组，三个具有不同的典型Toomre的Q值的磁盘演变形成酒吧通过动力学不稳定性。一旦一个棒完全发展，一个质量为盘质量的1%的黑洞（BH）就会自动地添加到盘的中心。我们的研究结果表明，低振幅酒吧，即较弱的酒吧更容易被BH溶解。我们已经发现，这种破坏性是植根于的特征，即自发形成的酒吧变得更短的长度和圆的形状与酒吧振幅减少。由于这种较弱的酒吧被发现起源于较冷的磁盘在每个磁盘模型组，它遵循的是，对于一个给定形式的速度结构，一个初始磁盘的冷度决定是否在该磁盘中产生的酒吧是有利于溶解引起的一个巨大的中央BH。此外，还讨论了这类棒溶星系的存在性。
2011-08-12 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
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
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
Survival or Destruction: Effects of Spheroidal Satellite Collisions on Bars in Milky Way-Like Galaxies
School of Astronomy and Space Science, Nanjing University（南京大学天文与空间科学学院）；Key Laboratory of Modern Astronomy and Astrophysics (Nanjing University), Ministry of Education（教育部现代天文与天体物理重点实验室（南京大学））；Institute of Science and Technology for Deep Space Exploration, Suzhou Campus, Nanjing University（南京大学苏州校区深空探测科学与技术研究院）；Lund Observatory, Division of Astrophysics, Department of Physics, Lund University（隆德大学物理系天体物理学部隆德天文台）；Departamento de Física de la Tierra y Astrofísica, Fac. de C.C. Físicas, Universidad Complutense de Madrid（马德里康普顿斯大学物理学院地球与天体物理学系）
研究通过N-body/SPH模拟探讨纯碰撞对银河系类 barred 结构的破坏效应，发现只有偏心高倾角逆行碰撞能有效破坏bars，而中央高倾角碰撞可显著降低其模式速度。
2026-03-27 astro-ph.GA
Bars in low-density environments rotate faster than bars in dense regions
University of Oxford（牛津大学）；University of Toronto（多伦多大学）
研究通过观测数据发现，高密度环境中星系棒状结构的旋转速度较慢，揭示了环境对棒状结构旋转速率的影响，为模拟预测提供了实证支持。
2026-01-22 astro-ph.GA
A New Channel of Bulge Formation via The Destruction of Short Bars
短（内）杆的次千秒差距半径已被假设为一个重要的机制，驱动气体流入小规模，从而饲料中央黑洞。最近的数值模拟表明，当黑洞达到星系总质量的$\sim 0.1\%$时，星系中心黑洞的增长可以摧毁短棒。我们利用$N$体模拟方法研究了单棒星系和双棒星系的中心恒星质量分布的长期演化。我们发现，短杆的破坏有助于显着的增长的凸起。最终的隆起质量大致等于初始伪隆起和短棒的质量之和。Sérsic指数$n\lesssim1$最初的方形/花生形凸起被转化为一个更大质量、更紧凑的结构，在形态学（$n \approx 2$）、运动学（色散主导、各向同性）和标准标度关系（科门迪关系、质量-尺寸关系以及黑洞质量与凸起恒星质量和速度色散之间的相关性）上与经典凸起有许多相似之处。我们提出的形成经典凸起的通道完全依赖于短棒的破坏，而不依赖于合并。我们认为，一些质量较小，不太紧凑的经典隆起是以这种方式形成的。
2019-11-16 astro-ph.GA
High-redshift Merger-induced Bar-like Galaxies in IllustrisTNG
本研究利用IllustrisTNG模拟发现，高红移棒状星系通过小卫星并合形成，最终演化为星系团中的S0或椭圆星系，而非类似银河系的棒状盘星系。
2025-09-26 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
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
Galaxy Zoo: Kinematics of strongly and weakly barred galaxies
本文利用MaNGA的IFU数据和Tüsse-Weinberg方法研究了225个棒星系的棒斑图速度和共转半径。我们的样本，这是通过银河动物园确定的强和弱棒星系之间的划分，是最大的，这种方法已经应用。我们发现较低的模式速度强棒星系比弱棒星系。由于模拟显示，当棒与其宿主交换角动量时，图案速度降低，这些结果表明，强棒比弱棒更进化。有趣的是，弱棒星系和强棒星系的共转半径并没有不同，尽管它们与棒的长度成正比。我们还发现，共转半径显着不同的淬火和恒星形成的星系。此外，我们发现，强棒星系有显着较低的R值，共转半径和酒吧半径之间的比率，比弱棒星系，尽管在这两个分布有很大的重叠。这个比率将酒吧分为超快酒吧（R < 1.0;我们样本的11%），快速酒吧（1.0 < R < 1.4; 27%）和慢速酒吧（R > 1.4; 62%）。模拟结果表明，R与酒吧的形成机制，所以我们的研究结果表明，强酒吧更可能是由不同的机制比弱酒吧。最后，我们发现超快棒的比例低于大多数其他研究，这降低了最近声称的与ΛCDM的张力。然而，R的中值仍然低于模拟预测的值。
2023-02-10 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 the Central Mass Concentration on Bar Formation in Disk Galaxies
虽然棒在盘状星系中很常见，但它们的形成条件还没有得到很好的理解。我们使用$N$体模拟研究酒吧的形成和演化的孤立星系组成的恒星盘，一个经典的凸起，和黑暗的晕。我们考虑24个星系模型，是类似的银河系，但不同的质量和紧凑性的经典凸起和晕浓度。我们发现，酒吧的形成需要$(Q_{T,\text{min}}/1.2)^2 + (\text{CMC}/0.05)^2\lesssim 1$，其中$Q_{T,\text{min}}$和CMC是指的Toomre稳定性参数和中心质量浓度的最小值，分别。在质量较小、结构较不紧凑的星系中，星系棒往往更强、更长、旋转更慢。在我们的模型中形成的所有酒吧对应于慢酒吧。具有$\sim10$ -- $20$ \%的盘的隆起质量的模型在集中的晕下产生类似于Milky-Way条的条。我们讨论了我们的研究结果与其他酒吧的形成标准建议以前的研究。
2022-11-30 astro-ph.GA
Formation of anomalous globular clusters with metallicity spreads: A unified picture
最近的观测表明，银河系中至少有8个球状星团（GC）在[Fe/H]上表现出内部丰度分布。我们调查的起源，这些“异常”GC使用的GC在围绕银河系的轨道和化学演化模型的矮星托管GC的矮星的数值模拟。主要结果如下。在一个总质量约为10^10 M_sun的宿主矮星系中形成的GC，如果它们的质量大于3*10^5 M_sun，并且形成于内部区域（R<400 pc），那么它们可以在宿主被银河系完全摧毁之前合并形成一个核GC。GC合并的残余物可以在其螺旋进入核区域的过程中捕获场星。如果两个GC是由其宿主矮星中相隔约3亿年的恒星形成事件形成的，那么由GC合并形成的新GC可以有0.2 dex的[Fe/H]扩展和0.3 dex的[Ba/Fe]扩展。由GC合并形成的GC可以根据其宿主化学演化的细节而显示出各种内部丰度分布。我们认为，异常GC形成GC合并之前发生的GC主机矮星的破坏，但负责观察到的轻元素的化学丰度之间的反相关的自富集过程后。我们还认为，在银河系GC M22中观察到的[Eu/Fe]对[Fe/H]的依赖性是大质量矮星系托管这些异常GC的证据。
2016-08-29 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
Mass Distribution and Bar Formation in Growing Disk Galaxy Models
我们报告理想化的模拟，模仿嵌入在响应晕和凸起的星系盘的增长。磁盘表现出几乎压倒性的形成强条的倾向，我们发现很难防止。我们发现，在我们摧毁了原始的盘之后，新的棒在生长的盘中形成，这表明棒的形成也影响了星系的持续演化，而不仅仅是盘形成的早期阶段。这一行为更加深刻地提出了以前未解决的问题，即一些星系如何避开酒吧。由于我们的模拟只包括无碰撞的恒星和晕粒子，我们的研究结果可能只适用于气体贫乏的星系;然而，对于这些星系中大量的无阻部分，这个难题仍然存在。我们最初的目标是研究内部动力学如何重新安排盘中的质量分布，作为我们早期研究刚性球形部件的推广。困难的是，我们能够构建一些模型，没有强烈的影响酒吧，并发现晕压缩，角动量交换与磁盘并没有改变我们早期的结论，螺旋活动是主要负责创建平滑的密度分布和旋转曲线。
2016-08-16 astro-ph.GA
The rise and fall of bars in disc galaxies from $z=1$ to $z=0$. The role of the environment
利用TNG50模拟研究环境对盘状星系棒结构演化的影响，发现环境通过并合和潮汐作用决定棒的存亡，并可能引发星系形态转变。
2024-02-07 astro-ph.GA
Bars and spirals in tidal interactions with an ensemble of galaxy mass models
我们提出了模拟的气体和恒星物质在几个不同的星系质量模型的影响下，不同的潮汐飞的影响，以评估其酒吧和螺旋形态的变化。选择五种不同的质量模型来代表自然界中看到的各种旋转曲线。我们发现可以创建多种不同的螺旋和条形结构，其属性取决于相互作用的强度。我们计算模式的速度，螺旋缠绕率，酒吧的长度，和角动量交换，以量化在每个场景中的光盘形态的变化。对于平坦的和暗物质占主导地位的旋转曲线，潮汐螺旋的卷起速率非常接近2：1共振，而重子占主导地位的曲线受其内部棒的影响，倾向于更快地卷起。在大多数潮汐螺旋中可以看到明显的毛刺，在平坦的旋转曲线模型中最明显。在孤立和相互作用中形成的棒与真实星系中看到的棒非常一致，具有“快”和“慢”旋转体的混合物。我们发现没有很强的相关性之间的酒吧长度或模式的速度和相互作用的强度。酒吧的形成，但是，在我们的五个模型中的四个加速/诱导。最后，我们简单地将我们的模型的形态与真实星系进行了比较，很容易找到几乎所有模拟的类似物，显示小同伴的通道可以很容易地再现观察到的形态。
2017-12-04 astro-ph.GA
The Blue Compact Dwarf Galaxy VCC848 Formed by Dwarf-Dwarf Merging
长期以来，人们一直推测许多星暴或致密矮星系是矮-矮星系合并的结果，但这种可能性的明确证据在文献中很少报道。我们提出了第一个研究的深光学宽带图像的气体占主导地位的蓝色致密矮星系（BCD）VCC848（Mstar = 2e8Msun）主机扩展的恒星壳，从而被证实是一个矮-矮合并。VCC 848位于室女星系团的外围。通过分析恒星的光分布，我们发现VCC 848是两个矮星系合并的结果，恒星成分的主次质量比<~5，推测的暗物质晕<~2。第二祖星系几乎完全被破坏了。在VCC848中，通过光度测量选择的星团候选者的年龄-质量分布表明，在过去的1 Gyr期间，团簇形成速率（CFR，与恒星形成速率成比例）提高了约7 - 10倍。合并引起的CFR增强在几百万年前在银河系中心附近达到峰值，并在过去的几十万年开始下降。根据最年轻的星团所追踪到的信息，目前的恒星形成活动主要发生在大的银河系中心距离（>~1kpc）。事实上，VCC 848仍然是（原子）气体占主导地位的时期后，最激烈的碰撞表明，富含气体的矮星系合并可能会导致BCD状的残余物与扩展的原子气体分布周围的蓝色紧凑的中心，在一般协议与以前的数值模拟。
2020-02-21 astro-ph.CO 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
Studying Dynamical Models of the Core Galaxy NGC 1399 with Merging Remnants
对核心星系NGC1399的可能动力学模型进行了研究。由于早期类型的星系很可能是通过合并事件形成的，因此在建模过程中考虑了残余环。一个数值调查超过三个参数，以获得最佳的拟合模型，是完全符合观测。发现该核心星系的暗物质剖面的内斜率是一个尖点。最佳拟合模型中残留环的存在表明了合并的历史。残留的环解释了平坦的表面亮度，因此可能是NGC 1399核心结构的物理对应物。
2018-07-16 astro-ph.GA
Relations among structural parameters in barred galaxies with a direct measurement of bar pattern speed
我们调查的77个附近的棒星系，跨越了广泛的形态类型和光度，34 SB 0-SBa和43 SBab-SBc星系的样本中的酒吧和他们的宿主星系的属性之间的关系。该样本包括所有的星系，其棒图案的速度可靠的直接测量的基础上，长缝或积分场恒星光谱使用的Tendee-温伯格方法。我们将我们的分析限制在条形图速度相对较小相对误差（小于50%）且没有超快条形图的星系。对于每个星系，我们收集了棒的半径，强度，图案速度，共转半径和旋转速率，我们还收集了哈勃类型和绝对SDSS r波段星等。我们还使用了文献膨胀总光度比的子样本53个星系与可用的光度分解。我们证实了早期的观测结果，较长的酒吧旋转较低的酒吧模式的速度，较短的酒吧是较弱的，酒吧与一个小的酒吧旋转速率旋转较高的酒吧模式的速度，并有较小的共转半径。此外，我们发现，较强的酒吧旋转较低的酒吧模式的速度，预测从酒吧演变过程中的角动量的交换，这反过来可能取决于不同的星系属性。此外，我们报告说，较亮的星系主机较长的酒吧，旋转较低的酒吧模式的速度和有较大的共转半径。这一结果与棒形成过程中的缩小相一致，如果更大质量的星系形成得更早，并且有足够的时间来减速，长度增长，并将共转向外推。
2020-07-12 astro-ph.GA
Stars behind bars I: The Milky Way's central stellar populations
我们第一次表明，一个完整的宇宙流体动力学模拟可以再现银河系最内层区域的关键属性。我们的高分辨率模拟与银河系四方形/花生形凸起的轮廓和运动学相匹配，因此我们可以用它来重建和理解凸起组件。特别是，模拟隆起的X形形态的年龄依赖平行于观察到的金属丰度依赖分裂的内星系的红团星。我们使用这个功能来获得一个观测指标，使我们能够量化何时从磁盘形成的凸起。我们提出的度量标准可以与即将到来的调查数据，以限制银河系酒吧的年龄。从恒星计数的分裂中，我们估计模拟中4~kpc尺度条的形成发生在$t^{\rm bar}_{\rm form}\sim8^{+2}_{-2}$ Gyr之前，与模拟中测量条形成的传统方法非常一致。我们测试的前景，观测区分的恒星属于凸起/酒吧相比，周围的磁盘，并发现，内盘和凸起实际上是无法区分的化学和年龄。
2018-05-29 astro-ph.GA
Are purely gaseous bars in dwarf-irregulars a myth?
本研究通过动力学模型与N体+流体动力学模拟发现，矮不规则星系中的纯气态棒可在扁球暗物质晕中形成并存续，且不受冲击波影响，同时伴随微弱恒星棒的形成。
2025-03-05 astro-ph.GA
Properties of barred spiral disks in hydrodynamical cosmological simulations
我们提出了一个量化的属性的酒吧在两个N体+SPH宇宙学模拟的螺旋星系，命名为GA和AqC。初始条件是使用放大技术获得的，代表$2-3\times10^{12}\ {\rm M}_\odot$的两个暗物质（DM）晕，可在两个不同的分辨率。由此产生的星系在Murante et al.（2014）的同伴论文中提出。我们发现，GA星系有一个酒吧的长度$8.8$千秒差距，目前在两个分辨率水平，即使有一个略有不同的强度。在两种分辨率下都能一致地发现经典的条形特征（例如，流动运动模式、具有大致恒定相位的高$m=2$傅立叶模式）。虽然在$z\sim0.6$（质量比$1:50$）的合并卫星的近距离接触，导致一个强大的，短暂的螺旋图案和一些加热的磁盘，我们发现，酒吧不稳定性是由于长期的过程，造成的低Toomre参数$Q\lesssim1$由于在磁盘中的质量积累。AqC星系有一个稍微不同的历史：它遭受了类似的潮汐扰动，由于合并卫星在$z\sim0.5$，但质量比为$1:32$，触发了一个酒吧在高分辨率的模拟，而在低分辨率的合并被发现发生在稍后的时间，所以长期的演变和合并都是合理的酒吧不稳定的触发器。
2014-12-09 astro-ph.GA
Bar formation and destruction in the FIRE-2 simulations
本文基于FIRE-2宇宙学模拟研究13个银河系质量星系，发现棒形成受潮汐相互作用、恒星与暗物质质量比及盘运动学温度影响，冷盘更易形成强而长寿的棒，而高中心气体比例和剧烈恒星形成则倾向产生较弱棒。
2024-10-23 astro-ph.GA
Properties of Barred Galaxies with the Environment: I. the case of the Virgo cluster
本文通过比较室女座星系团与场环境中SB0/SBa星系的棒半径和棒强度，研究环境对棒结构的影响，发现场星系棒更大但标度后差异消失，且暗场星系棒更强。
2023-09-21 astro-ph.GA
Bar pattern speeds in CALIFA galaxies: I. Fast bars across the Hubble sequence
棒材模式速度（$Ω_{\rm b}$）被定义为棒材的旋转频率，并且它确定棒材动态。已经提出了几种测量$Ω_{\rm b}$的方法。Tremaine & Weinberg（1984; TW）提出的基于恒星运动学的非参数方法是最精确的。到目前为止，这种方法已经应用于17个星系，其中大多数是SB 0和SBa型。我们已经应用TW方法的一个新的样本15强，明亮的棒星系，跨越了广泛的形态类型从SB 0到SBBC。结合我们的分析和以前的研究，我们调查了32个棒星系的图案速度测量TW方法。由此产生的棒星系总样本使我们能够研究$Ω_{\rm b}$对星系性质的依赖性，如哈勃类型。我们测量$Ω_{\rm b}$使用TW方法的恒星速度图提供的积分场光谱数据从CALIFA调查。积分场数据解决了应用TW方法时长缝数据存在的问题，从而确定更准确的$Ω_{\rm b}$。此外，我们还导出了星系的共转半径与棒长之比$\cal{R}$。根据该参数，杆可以被分类为快（$\cal{R}$ $< 1.4$）和慢（$\cal{R}$ >1.4）。对于所有的星系，$\cal{R}$是兼容的误差范围内的快速酒吧。我们不能排除（在95 $\%$水平）任何星系的快棒解。我们没有观察到任何显着的趋势之间的$\cal{R}$和星系形态类型。我们的研究结果表明，独立的哈勃类型，酒吧已经形成，然后演变为快速旋转。这一观测结果将制约数值模拟…
2015-01-22 astro-ph.GA
Cosmic evolution of bars in simulations of galaxy formation
我们调查的两个酒吧形成的完全自洽流体动力学模拟银河系质量的星系的形成的演变。其中一个星系在$z = 0$处显示出更高的中心质量集中度，并且具有比另一个更长更强的棒。较强的棒主要通过将其角动量转移到暗晕来演化。因此，杆的旋转速度随时间减小，而杆的振幅随时间增大。这些功能定性地同意理想化模拟得到的结果。在其早期进化阶段，较强的杆的图案速度在半转内大幅度上升和下降。当杆与$m = 4$模式傅立叶分量未对准时，这些振荡发生。这些振荡与暗物质晕的三轴性振荡相关，但与理想化模拟所确定的方式不同。弱棒的振幅并没有随着时间的推移而增加，尽管它的旋转速度随着时间的推移而减慢，这一结果与理想模拟的预期相矛盾，这是由与质量损失和来自恒星星族的反馈相关的中心密度下降引起的。较弱的杆的振幅被进一步削弱的角动量注入的恒星团在磁盘中的相互作用。在这两个星系中，棒在4：1共振附近终止。
2015-04-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
A new method for age-dating the formation of bars in disc galaxies: The TIMER view on NGC1433's old bar and the inside-out growth of its nuclear disc
星系盘稳定的时代是测试星系形成和演化模型的主要基准，但至今仍是未知数。一旦圆盘沉降下来，并具有足够的自引力，恒星棒就能够形成;因此，确定棒的年龄可以揭示圆盘沉降的时代，以及长期演化的开始。然而，到目前为止，酒吧形成的时间已经证明是具有挑战性的。在这项工作中，我们提出了一种新的方法来获得酒吧的年龄，使用恒星形成历史的核盘。核盘是旋转支持的结构，由气体通过棒引起的扭矩推到中心建造，因此它们的形成与棒的形成一致。特别是，我们使用积分场光谱（IFS）的数据从TIMER调查解开恒星形成的历史的核盘从底层的主盘，这使我们能够更准确地确定当核盘的形式。我们展示了星系NGC 1433的方法-我们发现主机的老酒吧是$8.0^{+1.6}_{-1.1}\rm{(sys)}^{+0.2}_{-0.5}\rm{(stat)}$陀螺老-并描述了一些测试进行的观测数据和数值模拟。此外，我们提出的证据表明，NGC 1433的核盘的增长按照一个由内而外的形成方案。这种方法是适用于高分辨率IFS数据的棒星系与核盘，使其非常适合的TIMER调查样本。在未来，我们将因此能够确定大样本的星系的酒吧年龄，揭示时代的盘沉降和酒吧的形成。
2022-11-14 astro-ph.GA
Star Formation History In Merging Galaxies
众所周知，星系间的相互作用会引发恒星暴增。年轻的大质量星团形成于相互作用的星系和合并可能成为年轻的球状星团。这些星系团的年龄可以提供有关相互作用触发事件发生时间的线索，从而为重建合并星系的恒星形成历史提供重要途径。星系合并的数值模拟可以实现不同的恒星形成规则。例如，取决于气体密度或由冲击触发的恒星形成预测了显着不同的恒星形成历史。为了检验这些模型的有效性，多天体光谱被用来绘制一系列星系合并不同阶段（Arp 256，NGC 7469，NGC 4676，Arp 299，IC 883和NGC 2623）的主体和尾部的年轻星团的年龄。我们发现，随着合并阶段的推进，年龄的累积分布变浅。这一结果表明，集群年龄的趋势作为合并阶段的功能。在NGC 4676中，我们发现两个星团的年龄约为1.7亿年，这表明它们可能是在第一次通过时形成的。它们在潮汐尾中的位置与激波诱导模型预测的恒星形成的空间分布一致。当比较NGC 7252中星团的年龄和空间分布与我们的模型时，我们发现一些星团可能在第一次通过时的瞬发星爆期间形成，正如激波诱导恒星形成的模拟所预测的那样。模拟结果表明，激波诱导机制是恒星形成的重要触发机制，利用星爆形成的星团年龄可以有效地确定合并星系的恒星形成历史。
2009-08-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Bar-formation as driver of gas inflows in isolated disc galaxies
星条是大质量盘状星系的常见特征。在理论上，气体对棒的反应通常被认为会引起核星爆，一旦扰动的气体到达中心的超大质量黑洞，可能会引起活动星系核的活动。通过高分辨率的数值模拟，我们详细的纯动力学的影响，形成酒吧施加在一个孤立的盘星系的气体。该星系最初是不稳定的非轴对称结构的形成，并在1 Gyr内发展螺旋臂，最终演变成一个kpc尺度的中央恒星棒。第一个主要情节的气体流入发生在形成的螺旋臂，而在以后的时间，当恒星酒吧正在建立，一个低密度区域之间的酒吧共旋转和内部Lindblad共振半径雕刻。这种“死区”的发展抑制了进一步的大规模天然气流入。事实上，气体流入量在相对快速的棒形成阶段达到其最大值，而不是像通常假设的那样，在棒完全形成时达到最大值。我们的结论是，低效率的长寿，进化酒吧在驱动气体向星系核的原因是观测研究未能建立一个无可争议的酒吧和活动星系核之间的联系。另一方面，高效率的驱动强大的气体流入的本质瞬态过程的酒吧形成表明，酒吧的重要性，作为驱动器的活动星系盘中的活动星系。我们最终证明，我们的结论是强大的对不同的数值实现的流体动力学常规用于星系演化研究。
2015-09-28 astro-ph.GA
Formation of a barred galaxy in a major merger: The role of AGN feedback
在星系演化的众多过程中，棒的形成、淬灭和来自活动星系核（AGN）的反馈似乎是相互联系的，然而，这些联系的性质仍不清楚。在这项工作中，我们的目标是阐明他们通过研究形成的一个棒星系在一个主要的合并两个磁盘的IllustrisTNG模拟。这种合并涉及两个超大质量黑洞的合并，以及在模拟中实现的AGN反馈动力学模式的突然切换，这导致从星系内部移除气体，然后是恒星形成的淬火和酒吧的形成。活动星系核反馈和棒形成之间的这种因果关系解释了数据中观察到的一些相关性，例如红色螺旋中棒的频率较高，以及棒星系中中心气孔的存在。在这样的图像中，棒并不为黑洞提供能量，因此它们的存在并不会增加活动星系核的强度，也不会导致淬灭。然而，酒吧形成的区域，其特征是由AGN反馈导致的低气体分数。这种情况可能适用于许多棒星系，而不仅仅是那些在主要合并中形成的星系。
2022-11-24 astro-ph.GA
The two-phase formation history of spiral galaxies traced by the cosmic evolution of the bar fraction
我们研究了星系棒的演化和与磁盘和球体形成的放大宇宙学模拟的样本中的链接。我们的模拟样本集中在现今恒星质量在10^10-10^11兆太阳范围内的星系，在场和松散的群环境中，具有各种各样的质量增长历史。在我们的模型中，在z>1.5时，现在螺旋的祖先几乎不存在条形，它们仍然很罕见，而且通常太弱而无法观察到z~1。在这一特征时期之后，可观测到的强条的比例迅速上升，80%的旋涡星系中存在条，其中三分之二在z<0.5时很容易观测到。这与观测到的棒分数的红移演化是定量一致的。我们的模型预测，随着红移的增加，酒吧分数的减少应该继续与可观察到的酒吧1的分数<10-15% in disk galaxies at z>。我们的模型还预测了较低质量星系中稍后的酒吧形成，与现有数据一致。我们发现，酒吧形成的特征时代，即红移z~0.8-1，对应的时代，今天的螺旋获得其磁盘为主的形态。在更高的红移，盘倾向于被合并和引力不稳定性迅速破坏，很少发展出明显的棒。棒形成时期对应于螺旋星系形成的早期“剧烈”阶段（z>1）和晚期“长期”阶段（z<0.8）之间的过渡。在长期阶段，酒吧的存在大大有助于增长的隆起，但隆起的质量预算仍然占主导地位的合并，相互作用和磁盘的不稳定性在高红移的贡献。z>1时的早期棒通常是短暂的，而z<1时形成的大多数棒一直持续到z=0，晚期宇宙学气体的注入是维持其中一些棒的必要条…
2012-07-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
The stability of some galaxy disks is still perplexing
本文通过模拟研究让盘中心动力学变热或削减内盘质量能否抑制棒不稳定性，发现两种策略均无法显著提高盘星系稳定性，反而会引发略有不同的不稳定性并形成强棒。
2023-11-28 astro-ph.GA
Dissecting Bar-Induced Stellar Kinematics in Disk Galaxies: The Bisymmetric Model and Rotation Curve Modifications
Seoul National University（首尔大学）；SNU Astronomy Research Center, Seoul National University（首尔大学天文研究中心）；Kyungpook National University（庆北国立大学）
本文通过N体模拟研究棒旋星系恒星速度角分布及棒对旋转曲线的影响，发现棒诱导速度扰动符合双对称模型，并导致棒区内旋转曲线变平坦。
2025-07-21 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
Intermediate-mass ratio inspirals in merging elliptical galaxies
如果两个初始未结合的物体之间的近距离相遇以引力波（GW）的形式释放出足够的能量，则可能导致双星系统。我们解决的情况下，这种遭遇发生在合并椭圆星系。有证据表明，椭圆星系中可能存在中等质量的黑洞。因此，这些系统可能是引力波源的滋生地，对应于将致密物体吸入大质量黑洞的动力学，大密度和它们包含的致密残余物的数量。我们表明，这一过程是有效的中等质量黑洞（IMBHs）的质量范围从M $\in (10^3,10^5)$ M $_{\odot}$，并导致形成中等质量比inspirals（IMRIs）。我们考虑一组IMBH和质量为$m_2 \in (10,10^3)$ M $_{\odot}$的较小黑洞来估计IMRI形成率。我们发现率范围在10 $^{-8}$年$^{-1}$，和10 $^{-5}$年$^{-1}$，和IMRI形成率每共动体积合并星系作为一个函数的红移。这些IMRI形成时发出的引力辐射的峰值频率在LISA和天琴等星载探测器的探测波段内;考虑到这些探测器的可观测体积，IMRI每年的探测总量是可观的。
2022-11-08 astro-ph.GA
Bar Formation from Galaxy Flybys
最近，模拟和观测都表明，飞掠-两个星系晕之间的快速，一次性的相互作用-是令人惊讶的普遍，接近/相当于星系合并。由于这些都是快速的，短暂的事件，最近的方法远远超出星系盘，目前还不清楚，如果飞越可以改变星系的持久方式。我们进行无碰撞的N体模拟的三个共面的纯盘星系之间的相互作用，采取第一次看的影响，飞掠盘结构，特别是专注于恒星酒吧的形成。我们发现，一些flybys是能够煽动酒吧酒吧在我们的1：1的相互作用，并在我们的10：1的相互作用在二次形成在两个星系。形成的条纹具有>0.5的椭圆度，大小与主盘的尺度长度相当，并且持续到我们的模拟结束，在近心点之后约5 Gyr。飞掠激发沙洲形成的能力意味着许多与长期沙洲演化相关的过程可能比以前更紧密地与相互作用联系在一起。
2014-05-22 astro-ph.GA
An upper limit on the spins of merging binary black holes formed through binary evolution
该研究通过孤立双星演化中的剥离星模型，结合化学均匀演化（CHE）分析，确定并合双黑洞自旋上限，为引力波观测验证形成场景提供关键基准，且LVK第四次观测运行或能约束高自旋种群。
2023-11-23 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Bar Formation During a Gaia-Sausage-Enceladus-like Merger Event
Tsung-Dao Lee Institute, Shanghai Jiao Tong University（上海交大汤川研究所）；Department of Astronomy, School of Physics and Astronomy, Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学物理与天文学院天文学系）；State Key Laboratory of Dark Matter Physics, School of Physics and Astronomy, Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学物理与天文学院暗物质物理国家重点实验室）；LIRA, Observatoire de Paris, Université PSL, CNRS（巴黎天文台PSL大学CNRS LIRA）
研究了盖亚-萨乌萨奇-恩塞拉都斯型合并事件对棒形成的影响，发现质量比决定棒的生存，而碰撞参数和轨道倾角影响较小。
2026-02-23 astro-ph.GA
The Blue Compact Dwarf Galaxy VCC 848 Formed by Dwarf-Dwarf Merging: HI Gas, Star Formation and Numerical Simulations
最近在气体主导的合并残余物VCC 848中发现了矮星-矮星合并事件和增强的恒星形成（SF）之间的明确联系，提供了迄今为止最清晰的富含气体的后期矮星-矮星合并视图。我们提出了一个联合分析的JVLA HI发射线映射，光学成像和数值模拟的VCC 848，以检查合并的恒星和气体分布的影响。VCC 848只有不到30%的HI气体集中在中心的高表面亮度恒星形成区，而其余的HI则被边缘的潮汐特征所携带。特别是，一个定义明确的潮汐臂达到N（HI）与星系中心相当，但缺乏SF。从目前的SF率（SFR）推断的分子气体质量占主导地位的原子气体质量在中央~ 1.5千秒差距。VCC 848以其目前的恒星质量和SFR来看是一个主序星形成星系。HII区的光度分布与具有类似光度的正常矮不规则星大致一致，除了最亮的HII区格外明亮。我们的N体/流体动力学模拟表明，VCC 848是一个合并之间的气体为主的主要祖星和含气体的恒星为主的中学。祖先们在超过1 Gyr之前在近径向非共面轨道上进行了第一次通过。合并并没有建立一个像典型的致密矮星那样致密的核心，这可能部分归因于次级恒星占主导地位的性质，并且在一般意义上，在合并的早期阶段引发强烈的恒星爆发后，产生了负的恒星反馈。
2020-07-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Origin of rotational kinematics in the globular cluster system of M31: A new clue to the bulge formation
我们认为M31中的球状星团系统（GCS）的旋转运动学可能是由过去的一次主要合并事件造成的，该事件可能形成了它的凸出部分。本文用数值方法研究了两个盘状星系合并残留物中的球状星团（GCs）的运动学性质。我们发现，在合并过程中形成的GCS可以显示出强烈的旋转运动学，最大旋转速度为140 - 170 km/s的合并轨道参数的一定范围内。我们还发现，一个旋转的恒星酒吧，这可以在形态上被确定为一个四方形的凸起，如果看到的边缘上，可以形成的模型，GCSs显示强烈的旋转运动学。因此，我们认为，在M31中观察到的旋转运动学的GC具有不同的金属丰度可以密切相关的古代主要合并事件。我们讨论了M31中旋转凸起/棒的形成是否可能是由于古老的合并。
2009-12-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
The host galaxies of double compact objects merging in the local Universe
我们调查的主机星系的紧凑的对象合并在本地宇宙中，通过结合的结果的二进制人口合成模拟与Illustris宇宙学盒。双中子星（DNS）在本机宇宙中的合并倾向于在大质量星系（恒星质量为$>10^{9}$ M $_\odot$）中形成，并在它们形成的同一星系中合并，在祖星形成和DNS合并之间有很短的延迟时间。相比之下，双黑洞（DBH）和黑洞$-$中子星双星（BHNS）优先在小星系（恒星质量为$<10^{10}$ M $_\odot$）中形成，并在较小或较大的星系中合并，延迟时间较长。这一结果是金属丰度的影响：合并的DBH和BHNS优先形成于贫金属的祖先（$Z\leq{}0.1$ Z $_\odot$），这在高红移星系和本地矮星系中更常见，而合并的DNS对祖先的金属丰度只有轻微的敏感性，因此在现在的大质量星系中更丰富。我们预测的DNS主机的质量范围与短伽马射线暴主机的质量范围是一致的。
2018-09-10 astro-ph.GA astro-ph.HE
Supermassive black hole growth in hierarchically merging nuclear star clusters
研究通过宇宙学并合树分析星系层级并合，论证超大质量黑洞种子在早期核星团中通过恒星黑洞并合形成，并指出中等质量黑洞、核星团、早期气体吸积及引力波背景等可观测示踪物。
2024-12-19 astro-ph.GA astro-ph.HE gr-qc
Connecting The Hierarchically Merging Binary Black Hole Population To Their Host Galaxies
本文通过计算引力波定位与星系目录的角交叉关联，评估区分AGN盘内层级并合黑洞与普通星系中层级并合的比例，预测约5000次并合事件即可在A#探测器灵敏度下确定AGN起源主导情景。
2025-08-26 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Massive Clusters in the Inner Regions of NGC 1365: Cluster Formation and Gas Dynamics in Galactic Bars
棒星系中心区域的团簇形成和气体动力学还没有被很好地理解。本文综述了棒旋星系NGC 1365的林德布拉德内共振附近的三个10^7 Msun星团的环境。的形态，质量，和HI和CO气体在螺旋和酒吧地区的流量进行检查的证据的位置和机制的团簇形成。吸积率与恒星形成率进行比较，以推断恒星爆发的寿命。气体似乎从内部共转的螺旋区域的循环丝在interbar区域的速度约6兆太阳/年之前，影响酒吧尘埃巷沿其长度的某个地方。在这个尘埃带的气体向内移动，增加通量作为吸积的结果~40 Msun/年附近的ILR。这一内部速率比目前的核恒星形成速率高出4倍，表明核质量还在继续增加约0.5 Gyr。酒吧可能只有1-2 Gyr岁。外推的酒吧流回的时间，我们推断，在酒吧尘埃巷中央尘埃环外的位置，酒吧间的灯丝目前影响的车道上形成的集群。这次撞击产生的撞击压力与棒尘带中的压力相当，两者都与大质量星团中的压力相当。建议撞击触发。数值模拟中的等温假设似乎不适用于螺旋和棒形气体流动的稀有部分。这些星团有足够的低质量对应物，表明它们是正常幂律质量分布的一部分。在最大质量的星系团中捕获的气体可以解释它们的[NeII]发射，这在附近的低质量星系团中并不明显。
2009-07-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Pairs of Giant Shock Waves (N-Waves) in Merging Galaxy Clusters
当一个子星系团与一个更大的星系团合并时，弓形激波被驱动到子星系团的前面。在后来的合并阶段，这个弓形激波从子星系团中分离出来，成为一个“失控”激波，沿着陡峭的密度梯度向下传播，穿过星系团外围，并大致保持其强度和马赫数。这样的冲击是在星团外围产生射电遗迹的可能候选者。我们认为，在同一个合并阶段，二次冲击形成更接近主集群中心。在通常的流体力学中，与这种结构类似的是N波，其中“N”的尾部是激波非线性演化的结果。在星系团的合并过程中，球形几何和层化可以进一步促进星系团的发展。初级冲击和次级冲击都是单一合并事件的自然结果，而且通常这两个因素都应该存在。然而，在无线电波段，前导激波可能更突出，而拖尾激波可能相反地更容易在X射线中看到。后一个论点意味着，对于X射线数据中发现的一些（尾随）冲击，可能很难识别它们的“伙伴”领先冲击或合并的子集群，这些子集群离集群中心更远。我们认为，后发座星系团和A2744可能是两个例子，在合并后的状态，这种良好的分离激波对。
2020-09-28 astro-ph.GA astro-ph.HE
Dynamical Formation of Low-Mass Merging Black Hole Binaries like GW151226
利用数值模型，我们研究了在本机宇宙（$z\lesssim0.2$）中动态产生并合并的双星黑洞（BBH）的质量。考虑到宇宙学对恒星形成速率和金属丰度演化的限制，这些限制实际上将从模型中获得的合并延迟时间与合并红移联系起来，我们在这里首次表明，虽然旧的，贫金属的球状星团可以自然地产生合并的BBH，如在GW 150914中观察到的那样，像GW 151226这样的低质量BBH很容易在年轻的星系中动态形成，更具体地说，我们表明，GW151226的质量是很好的$1σ$的质量分布从我们的模型与Z/Zsun $\gtrsim0.5$集群。事实上，像GW 151226这样的系统的动力学形成可能需要一个比典型的银河系球状星团更年轻、金属丰度更高的星团。LVT 151012系统（如果是真的）可以在任何带有Z/Zsun $\lesssim0.25$的集群中创建。另一方面，GW150914比我们考虑的最低金属丰度（Z/Zsun = 0.005）星系团中的典型BBH质量更大（超过$1σ$），但在我们的Z/Zsun $\lesssim0.05$星系团模型的固有质量分布的$2σ$范围内;当然，检测偏差也会将观察到的分布推向更高的质量。
2017-01-27 astro-ph.GA astro-ph.SR gr-qc
Great Balls of FIRE IV. The contribution of massive star clusters to the astrophysical population of merging binary black holes
本文通过建立三种大质量星团形成模型并结合宇宙学模拟与星团蒙特卡洛动力学预测，估计星团动力学形成的并合双黑洞本地并合率为1-10 Gpc⁻³yr⁻¹，可占近邻宇宙总并合率的多达一半，揭示该渠道的重要贡献。
2025-03-05 astro-ph.GA astro-ph.HE gr-qc
The formation of $30\,M_\odot$ merging black holes at solar metallicity
孤立双星中形成的黑洞的最大质量取决于恒星风和双星组件之间的相互作用。我们认为第一次完全自洽的详细恒星结构和二进制演化计算人口合成模型和一个新的，质的不同的图片出现的黑洞双星的形成，相比，研究采用快速人口合成模型。我们发现合并的双黑洞可以形成一个不可忽略的速率（$\sim 4\times10^{-7}\,M_\odot^{-1}$）在太阳的金属丰度。它们的祖先恒星初始质量为$\gtrsim 50\,M_\odot$，不会膨胀到超巨星半径，大多数情况下避免了明显的尘埃驱动或明亮的蓝色变星风。总的来说，恒星的前身星在恒星风中损失的质量较少，导致黑洞的质量与$\sim 30\,M_\odot$一样大，并且大约有一半的恒星在形成第一个黑洞之前避免了质量转移。最后，初始周期为几天的双星，其中一些可能会经历罗什叶溢出质量转移，导致温和旋转的第一个出生的黑洞，$χ_\mathrm{BH1} \lesssim 0.2$，假设有效的角动量传输。
2022-12-21 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
