A close look at secular evolution: Boxy/peanut bulges reduce gas inflow to the central kiloparsec
在这封信中，我们调查的影响boxy/花生（b/p）的隆起棒诱导的气体流入中央千秒差距，这起着至关重要的作用，盘星系的演化。我们进行流体动力学气体响应模拟在现实的棒星系的潜力，包括或不B/P凸起的几何形状，调查在不同的模型中诱导的气体流入量。我们发现，B/P凸起可以减少气体流入率的中央千秒差距超过一个数量级，这导致在中心区域的可用气体量的减少。我们还研究了这些结果的暗物质晕浓度的影响，并发现，最大的光盘，b/p凸起的气体流入的影响仍然显着。由于b/p凸起的存在，到达中心区域的气体量减少，可能会对盘状（伪）凸起的形成、核恒星的形成和反馈量、活动星系核活动的燃料库以及星系的整体长期演化产生重大影响。
2016-06-14 astro-ph.GA
Boxy/peanut shaping of a mature galactic bar in action-angle space
首次利用作用变量和共振角研究轨道，发现垂直共振俘获与加热同时发生，且在成熟星系棒演化后期，垂直俘获过程主导了盒状/花生状形态的形成。
2024-11-15 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
Observed properties of boxy/peanut/barlens bulges
我们回顾了观察到的方形/花生状（B/P）形状凸起的形态、光度和运动学特性。在附近的边缘星系中，近一半的凸起具有这些特征，这部分与早于Scd的哈勃类型中观察到的棒部分相似。B/P凸起通常在边缘视图中检测到，但是最近已经证明，棒透镜（barlenses）是嵌入在棒中的透镜状结构，是B/P凸起的更正面的对应物。多组分结构分解表明，B/P/棒透镜结构可能占大多数的核球光，包括早期型盘窝藏大部分的星系核球质量。冷中心盘常嵌入B/P/barlens隆起中。棒星系也包含动力学热的经典凸起，但目前还不清楚它们在多大程度上是真正的动力学不同的结构成分，以及在棒的形成和演化过程中恒星在多大程度上包裹在星系的中心区域。如果附近宇宙中银河系质量星系的大部分隆起质量确实存在于B/P形隆起中，而不是经典隆起中，那么这个想法需要整合到星系形成的范式中。
2015-05-04 astro-ph.GA
On the nature of the barlens component in barred galaxies: what do boxy/peanut bulges look like when viewed face-on?
棒星系具有有趣的形态特征，它们的存在和性质限制了星系演化。在这里，我们研究棒透镜，即透镜状部件，其沿棒长轴的长度小于棒的长度，并且其轮廓是椭圆形或圆形的。我们识别和分析的棒透镜$N$ -体加SPH模拟，比较他们广泛的NIRS 0 S（近红外S 0星系调查）和S $^4$ G样本（斯皮策星系结构调查），发现非常好的协议。我们在模拟中从不同的视角观察棒透镜。这表明棒透镜是正面看到的棒的垂直厚部分，即侧面看到的棒透镜是方形/花生状/X形凸起。在形态学研究中，在缺乏运动学或光度学的情况下，棒透镜或其一部分可能被误认为是经典的隆起。因此，无论是在数量上还是质量上，经典凸起的真正重要性都小于目前的假设，这对星系形成的研究有影响。最后，使用形状的等密度曲线，我们提出了一个经验法则，用于测量棒透镜的范围沿酒吧主轴的中等倾斜的星系，从而提供了一个估计的酒吧的一部分是厚的。
2016-02-29 astro-ph.GA
The Effects of Boxy/Peanut Bulges on Galaxy Models
我们研究的影响，建模的一个Boxy/花生（B/P）的凸起将有恒星的引力势，部队，轨道结构和酒吧的棒星系强度的估计。我们提出了一种从面密度图像中获得盘星系势的方法，假设密度为垂直分布（高度函数），这是让随着位置而变化，从而使它能够代表的几何形状的B/P。我们构造了一个B/P高度函数后，从一个高分辨率的结果，N-body+SPH模拟一个孤立的星系，并比较所得到的动力学模型与常用的，位置无关的“平坦”高度函数。我们发现，不允许B/P的方法可以引起高达40%的杆区域中的力的误差，并证明这对模型的轨道结构有显着的影响，这反过来又决定了它的运动学和形态学。此外，我们表明，酒吧的强度降低B/P的存在下，我们的结论是，忽略B/P的垂直范围可以引入相当大的误差的动态建模。我们还研究了由于B/P参数的不确定性在模型中引入的误差，并表明即使对于慷慨但现实的不确定性值，误差也会明显小于完全不建模B/P凸起的误差。
2015-03-10 astro-ph.GA
Colors of barlenses: evidence for connecting them to boxy/peanut bulges
我们研究了中低倾角棒星系结构的颜色和取向。我们测试的假设，barlenses，圆形的中央组件嵌入酒吧，可以形成一部分的酒吧以类似的方式，以四方形/花生凸起的边缘视图。从S $^4$ G和NIRS 0 S巡天中选取了79个棒透镜星系。测量棒透镜的大小、椭圆度和取向，并用于定义颜色测量中的棒透镜区域。研究了棒透镜相对于“细棒”和圆盘节点线的取向。对47个星系，利用SDSS图像在u、g、r、i和z五个光学波段上绘制了彩色图。用两种不同的方法测量了棒、棒透镜、盘和星系中心区域的颜色，并构建了对金属丰度、恒星表面引力和短寿命恒星敏感的色-色图。每个星系的结构成分之间的颜色差异被计算出来，并以直方图的形式呈现出来。我们发现棒透镜的颜色与周围棒的颜色非常相似，这表明它们很可能是棒的一部分。我们还发现，棒透镜的方向更接近磁盘线的节点比薄酒吧，这是一致的想法，他们是垂直厚，在一个类似的方式，在更倾斜的星系的方形/花生结构。通常，棒透镜的颜色与正常E/S0星系的颜色相似。逐个星系的研究表明，在旋涡星系中也存在尘埃很重的棒透镜体，以及再生恒星星族的棒透镜体。星系的中心区域被发现平均比棒或棒透镜更红，尽管也存在中心峰更蓝的星系。
2016-10-07 astro-ph.GA
Barlenses and X-shape features compared: different manifestations of Boxy/Peanut bulges
研究了垂直厚内杆构件的形态特征。在高星系倾角时，它们表现为Boxy/Peanut/X形特征，并且接近正面视图为棒透镜。利用斯皮策银河系恒星结构巡天（S4 G）和近红外S 0星系巡天（NIRS 0 S），我们比较了88个X形特征，85个棒透镜和41个非棒星系的光度凸起的性质。这些结构的大小和短轴与长轴比（b/a）进行了比较，并解释通过合成图像使用N体模拟模型。棒透镜和它们的母星系也被分成不同的子星系群。以与观察类似的方式分析合成图像。这是第一次在大范围的星系倾角上比较棒透镜和X形特征的观测特性。我们的分析与柱镜和X形特征在物理上是相同现象的观点是一致的。然而，这两个功能的观察，不仅取决于星系的倾角，但也对它的中心流量集中。所观察到的近圆形的表面上的棒透镜形态是预期的，当至少有几个平行的磁盘质量是在一个中心组件，在一个区域内比棒透镜本身的大小小得多。我们还讨论了文献中光度凸起所得到的大范围的恒星星族年龄与我们的解释是一致的。
2016-09-07 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
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
Deprojection and stellar dynamical modelling of boxy/peanut bars in edge-on discs
本文提出一种基于正向建模参数化三维密度分布的新方法，可从侧向星系的二维表面亮度恢复BP/X棒结构的三维光度分布，并结合Schwarzschild建模高精度恢复棒取向、模式速度及黑洞质量。
2023-09-20 astro-ph.GA
Boxy/Peanut Bulges: Comparative Analysis of EGIPS Galaxies and TNG50 Models
Central (Pulkovo) Astronomical Observatory of the Russian Academy of Sciences（俄罗斯科学院中央（普尔科沃）天文台）；St. Petersburg State University（圣彼得堡国立大学）
本文通过比较EGIPS和TNG50中的B/PS隆起，发现其在大小和亮度上存在差异，表明其物理成因而非投影效应。
2026-01-20 astro-ph.GA
The phase-space of boxy-peanut and X-shaped bulges in galaxies II. The relation between face-on and edge-on boxiness
我们研究的动力学机制，加强形成的\textit{inner}地区，大致在中间，酒吧观察到近\textit{face-on}的盒状结构。外箱，在年底的酒吧，通常与轨道在内部，径向4：1共振区，可以研究与二维动力学。然而，在中间的酒吧占主导地位的3D轨道，使四四方方/花生凸起的边缘上的看法的模型。在本文中，我们表明，三维准周期，以及三维混沌轨道粘x1 v1和x1 v1 $^{\prime}$环面，特别是从内Lindblad共振（ILR）区域，有boxy投影的赤道平面上的酒吧。大多数垂直扰动的2D轨道，最初在赤道平面上的ILR共振区域，增强了面对酒吧的四四方方的功能。通过在ILR能量\textit{beyond}的侧视图中支持尖锐的“{ \sf X}”特征来构建条形的轨道也可以具有双方形特征。如果填充，沿长轴的内部方形的范围与侧面视图中的花生支撑轨道的范围大致相同。无论如何，这些轨道并没有掩盖在正面视图中ILR区域的方形轨道的观察，因为它们对棒的侧面的表面密度的贡献大于它们的中心部分。
2014-10-18 astro-ph.GA math.DS nlin.CD
Revealing the cosmic evolution of boxy/peanut-shaped bulges from HST COSMOS and SDSS
垂直加厚的棒，以方形/花生（B/P）凸起的形式被观察到，在本地宇宙中的大多数大质量棒盘星系中被发现，包括我们自己。B/P凸起表明，它们的主酒吧遭受了强烈的弯曲不稳定性驱动的各向异性的速度分布。我们调查的第一次如何在棒星系的B/P隆起的频率从$z = 1$ $z\approx 0$的演变，使用大样本的非边对星系质量$M_{\star} > 10^{10}\:M_{\odot}$，从HST宇宙巡天选择。我们发现观察到的分数从$z = 1$的$0^{+3.6}_{-0.0}\%$增加到$z = 0.2$的$37.8^{+5.4}_{-5.1}\%$。我们占的问题，确定B/P凸起的星系低倾角和不利的酒吧的方向，由于红移依赖的观测偏差的帮助下，从斯隆数字巡天的样本，匹配的分辨率，静止帧带，信噪比和恒星质量和分析以同样的方式。由此，我们估计，真正的比例与B/P隆起的棒星系增加从$\sim 10\%$在$z \approx 1$的$\sim 70\%$在$z = 0$。在与以前的结果附近的星系，我们发现一个强烈的依赖性的存在下，星系恒星质量的B/P隆起。这种趋势在本星系和高红移星系中都有观察到，表明它是宇宙年龄很大一部分的垂直不稳定性的重要指标。我们提出，星系形成过程调节星系盘的厚度，这反过来又影响哪些星系经历暴力弯曲不稳定的酒吧。
2019-11-20 astro-ph.GA
Boxy/Peanut/X-shape bulges: steep inner rotation curve leads to barlens face-on morphology
我们使用恒星动力学隆起/磁盘/晕模拟研究是否barlenses（透镜状结构嵌入在狭窄的酒吧组件）只是面对的对应物的Boxy/花生/X-形状（B/P/X）在边缘酒吧，或者如果一些额外的物理参数影响形态。膨胀盘的质量和尺寸比的范围进行了探讨：我们的标称参数（$B/D=0.08$，$r_{\rm eff}/h_r=0.07$，磁盘包括2/3的总力在$2.2h_r$）对应于典型的MW质量星系。在所有的模型中，一个带有明显的B/P/X形式的酒吧在几个陀螺仪中，在边缘视图中可见。然而，纯棒透镜形态仅在具有足够陡峭的内旋转曲线$dV_{cir}/dr\gtrsim5V_{max}/h_r$的模型中形成，当包括具有$B/D\gtrsim0.02$和$r_{\rm eff}/h_r\lesssim0.1$的小的经典凸起时实现。对于较浅的斜坡，中心结构仍然类似于棒透镜体，但即使在低倾角下也显示出清晰的X信号。类似的结果适用于无凸起模拟，其中通过改变晕圈浓度来修改中心斜率。对于斯皮策银河系恒星结构巡天（S $^4$ G）中观测到的棒透镜和X形星系，预测的内旋曲线灵敏度与由3.6 $μ$ m图像计算的引力势估算的斜率一致。对于倾角为$<60^\circ$的棒透镜星系，其内旋曲线平均比X形星系陡两倍：极限斜率为$\sim250$ km/s/kpc。在棒星系中，那些有棒透镜的星系在棒透镜区（$\lesssim…
2016-11-10 astro-ph.GA
Formation of young boxy/peanut bulges in ringed barred galaxies
我们研究了方形和花生形（B/PS）凸起的形成机制是否取决于星系的气体含量。我们已经进行了N体模拟和没有气体成分。在第二种情况下，恒星形成/反馈配方也被用来创造新的恒星星族。和以前的许多研究一样，在我们的N体无碰撞模拟中，B/PS是由于z镜像对称性的经典破缺，持续了大约2亿年。当一个气体成分和恒星形成配方被添加到模拟中时，膨胀生长机制就完全不同了。诞生于薄气盘中的年轻恒星星族，在线性水平和垂直ILR的共同作用下，迅速进入垂直共振轨道。这导致了B/PS球主要由比周围的恒星年轻的恒星物质构成。轨道结构的非线性分析表明，在这两种情况下，负责B/PS的主轨道族是不同的。2：2：1的轨道占主导地位的碰撞模拟，而额外的非对称家庭有助于B/PS，如果耗散组件存在，可以形成新的恒星。我们发现2：3：1和2：5：1轨道捕获了相当大一部分质量。在年轻星族变厚的同时，还出现了一个平环盘星成分。这是由于恒星形成在一个位于中央kpc的核气体盘中，在ILR内部，并通过大尺度杆施加的扭矩在那里积累。值得注意的是，它在整个模拟过程中保持平坦，尽管它发展了一个核棒，导致了一个双棒星系。我们预测，两个人口的B/PS凸起可能存在，甚至共存于同一个星系。
2009-02-04 astro-ph.GA
Bars & boxy/peanut bulges in thin & thick discs: I. Morphology and line-of-sight velocities of a fiducial model
我们使用N体模拟，对薄（运动学上冷）和厚（运动学上热）盘进行了研究，探索了盘星系内部区域恒星星族的形态和视线（los）速度的趋势，形成了一个条形和方形/花生状（b/p）凸起。薄圆盘部件中的杆比厚圆盘杆的强度高$\sim$ 50\%，并且更细长，轴比几乎是厚圆盘杆的一半。薄盘b/p凸起具有明显的X形，而厚盘b/p较弱，具有相当方形的形状。这导致厚盘中b/p凸起的特征比薄盘中更弱且更远离平面。在运动学方面，我们发现在b/p球的外部，厚盘星的损失速度比薄盘星的损失速度大\emph{larger}，在棒的侧向和类银河方向上分别大40%和20%.这是由于在bar-b/p区域薄盘星和厚盘星遵循不同的轨道，这受到以下事实的影响：i）薄盘星在棒- b/p不稳定性中被更有效地捕获，因此比厚盘星损失更多的角动量; ii）厚盘星有很大的径向偏移，因此在棒区可以找到具有高角动量的大半径恒星。我们还发现，b/p凸起中薄盘和厚盘的损失速度之差（$Δv_{los}$）与两个盘的径向速度弥散的初始差（$Δσ$）有关。因此，我们得出结论，在酒吧的B/P凸起的恒星将有相当不同的形态和运动学取决于他们起源的光盘人口的运动学特性。
2017-05-30 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
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
Mapping a stellar disk into a boxy bulge: The outside-in part of the Milky Way bulge formation
通过理想化的，无耗散的N体模拟，遵循的恒星酒吧的形成和随后的屈曲，我们研究了方形/花生状的凸起的特性，并比较它们与银河系凸起的恒星星族的属性。我们的模拟的主要结果，适用于一般家庭的方形/花生形的凸起，是如下：（i）由于空间重新分布的磁盘开始在时代的酒吧形成，恒星从最里面的区域到外部的恒星酒吧的林德布拉德共振映射到一个方形的凸起;（ii）恒星的贡献，局部凸起密度取决于他们的出生半径：出生在最里面的恒星倾向于在盒子状凸起的最里面的区域占主导地位，而起源于更接近OLR的恒星则优先出现在盒子状/花生状结构的外部区域;（iii）恒星的诞生半径在球核运动学中有印记，在球核中结束的恒星的诞生半径越大，它们的旋转支撑越大，它们的视线速度分散度就越高（但请注意，这最后的趋势取决于酒吧的视角）;（iv）经典的膨胀率越高，离星系中面垂直距离越远的恒星的贡献就越大。根据它们的化学和运动学特征，我们的建模结果表明，ARGOS调查定义的种群A，B和C可以分别与内部薄盘，年轻厚盘和老厚盘相关联，遵循Haywood等人最近建议的太阳附近恒星命名法。
2014-04-16 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
Bar Evolution in Edge-on Galaxies: A Demographic Study of Boxy/Peanut Bulges
Indian Institute of Science Education and Research, Bhopal（印度科学教育研究所博帕尔分校）；Universidad Andrés Bello（安德烈斯贝略大学）；Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）
研究通过大规模普查发现边缘盘星系中BP/X突出物的分布特征，揭示其与星系缩放关系及棒状结构形成的相关性。
2025-11-26 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
The phase-space of boxy-peanut and X-shaped bulges in galaxies I. Properties of non-periodic orbits
在动力学系统中遇到的结构的相空间特性的调查是必不可少的理解他们的形成和增强。在本文中，我们探索的相空间中的能量间隔，我们有轨道，作为积木盒花生（b/p）和“{ \sf X}形”结构的旋转潜力的星系型。我们强调的意义，旋转环面周围的3D家庭x1 v1和x1 v1 $^{\prime}$已从平面x1家庭分叉。这些环面起着多重作用：（i）它们属于准周期轨道，增强了局部密度。(ii)它们作为障碍的混沌轨道的扩散和（iii）他们吸引了大量的混沌轨道，成为粘到他们。也存在不稳定族的分叉（x1 v2，x1 v2 $^{\prime}$）。它们的不稳定渐近曲线缠绕在x1 v1和x1 v1 $^{\prime}$环面周围，产生具有介于x1 v1和x1 v2之间的混合形态的轨道。此外，一个新的家庭的多样性2，称为x1 mul 2，被发现是重要的花生建设。我们的工作还表明，在垂直ILR之前存在花生支撑轨道。与x1族相关的非周期轨道确保了这一贡献，以及在其他几个能量区间对b/p结构的支持。非线性现象与复杂的不稳定性的单倍和双倍家庭的周期轨道表明，这些结构是不中断的地区，这种轨道占主导地位。根据其形成背后的主要机制，四四方方的凸起表现出不同的形态特征。最后，我们的分析表明，“X”的功能形成的轨道附近的x1 v1和x1 v1 $^{\prime}$周期轨道是明显的，只有在侧或近端的酒吧的意见。
2014-10-18 astro-ph.GA math.DS nlin.CD
Euclid: Early Release Observations -- The formation of peanutty dwarf galaxies in Perseus
Universiteit Gent（根特大学）；Universidad Tecnica Federico Santa Maria（费德里科·Santa Maria 技术大学）；Millennium Nucleus for Galaxies (MINGAL)（星系千年核心（MINGAL））；Universität Innsbruck（因斯布鲁克大学）；Université de Strasbourg（斯特拉斯堡大学）；CNRS, Observatoire astronomique de Strasbourg（法国国家科学研究中心，斯特拉斯堡天文台）；Kapteyn Astronomical Institute, University of Groningen（格罗宁根大学卡普坦天文研究所）；ESAC/ESA（欧洲空间应用中心/欧洲空间局）；INAF-Osservatorio Astronomico di Brera（意大利国家天体物理研究所布雷拉天文台）；INAF-Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di B（意大利国家天体物理研究所天文与空间科学观测站）
研究通过Euclid早期释放观测数据，识别和表征Perseus星团中的花生状矮星系，确定其等光度形状参数c4的起源，并发现c4与有效半径之间存在显著反相关性。
2026-05-20 astro-ph.GA
Orbital Structure Evolution in Self-Consistent N-body Simulations
本文分析了三个恒星盘N体模型中的轨道结构演化，发现支撑棒结构的轨道族在屈曲阶段前后及长期演化中发生显著变化，且不同暗物质晕比例的模型形成盒状和花生状结构的时间各异。
2023-08-02 astro-ph.GA
Formation and evolution of boxy/peanut bulges in the Auriga cosmological simulations
利用Auriga宇宙学模拟研究盒状/花生状核球的形成与演化，发现其形成于棒形成后约1.1-1.6 Gyr的屈曲事件，并揭示了b/p比例随红移下降的趋势及其与观测的差异。
2025-05-19 astro-ph.GA
First direct identification of the barlens vertical structure in galaxy models
将谱动力学方法应用于一个典型的带棒透镜的$N$ -体模型，我们将模型化的棒分解成由完全不同类型的轨道支持的独立分量。我们确定至少有四个组件：一个狭窄的细长酒吧，一个四方形酒吧，和两个组件的barlens。我们分析了组成杆的厚部分的所有组件的垂直结构，该部分具有方形/花生形状（B/P凸起）。我们表明，“花生”的形状主要是由于轨道组装的四四方方的一部分，面对酒吧。我们把X形与狭长的条形联系起来。当我们从侧面观察星系时，具有方形等照度线的棒透镜的较宽部分有助于B/P凸起的方形形状。然而，从正面观察时，具有圆形等照度线的棒透镜部分在垂直方向上是一个相当平坦的结构，没有任何明显的偏心突起。因此，第一次，我们证明了圆形的面上棒透镜不能完全与B/P凸起。
2021-04-03 astro-ph.GA
Face-on structure of barlenses and boxy bars: an insight from spectral dynamics
基于对不同$N$ -天体模型的恒星个体轨道的光谱分析，我们表明所谓的“正面花生”条（方形条）和棒透镜的正面形态受到不同类型轨道的支持。对于“正面花生”棒，所谓的四方形轨道脱颖而出，他们负责在中央地区的酒吧不寻常的形态。在具有紧凑凸起的模型中，棒在其中心部分显示棒透镜形态。我们发现棒透镜的支撑轨道有两种类型，一种是正方形，另一种是玫瑰花形。这种形状是典型的轨道周围稳定的环路轨道在近轴对称的潜力，只有轻微扭曲的酒吧。之前的一些研究已经知道它们，但它们在barlens成形中的作用几乎没有被研究过。虽然很简单，玫瑰花状轨道被发现是一个barlens在我们的模型中的主要组成部分。对所有棒轨道的详细分析也使我们能够区分x2轨道家族，并分离出被困在这个家族周围的轨道所支持的结构。x2家族是众所周知的，但显然，第一次在$N$体模型，我们已经揭示了它支持的结构，通过光谱动力学和突出其贡献的棒透镜。我们发现，x2家庭人口增加的中心物质浓度的增加。
2021-03-09 astro-ph.GA
Bars and boxy/peanut bulges in thin and thick discs. II. Can bars form in hot thick discs?
本研究通过N体模拟发现，厚盘几乎不阻碍棒状结构形成，但纯厚盘模型中棒状结构形成依赖盘标长和标高，且Ostriker-Peeble判据更适用。
2023-04-18 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
Violent Buckling Benefits Galactic Bars
银河棒是不稳定的垂直屈曲不稳定性，加热磁盘，并在某些情况下形成一个盒子/花生状隆起。我们分析的屈曲不稳定性作为一个应用程序的经典欧拉屈曲其次是非线性引力朗道阻尼在无碰撞系统。我们发现，屈曲不稳定性是由运动特性和几何形状的酒吧。分析结果进行了比较，孤立的星系包含磁盘和暗物质组件的模拟。我们的研究结果表明，暴力屈曲不会破坏酒吧，而较低的能量屈曲可以溶解的酒吧。经历轻微屈曲的磁盘保持稳定，以酒吧的形成，这可以解释所观察到的酒吧分数在当地的宇宙。我们的结果与最近的调查结果一致。
2019-12-17 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
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
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
Peanuts, brezels and bananas: food for thought on the orbital structure of the Galactic bulge
最近的观测发现在银河系核球中存在一个盒子/花生或X形结构。这样的盒子/花生结构在外部盘星系中很常见，并且在N体模拟中是众所周知的，它们是在棒的屈曲不稳定性之后形成的。从分析势和N体模型的研究中，过去有人声称盒子/花生的凸起是由“香蕉”或x1 v1轨道支撑的。我们在这里提出了一套N体模型，而不是花生凸起主要是支持brezel样轨道，允许强大的花生形成短的程度相对于酒吧的长度。这表明X形的恒星不一定沿着香蕉轨道流动，香蕉轨道跟随X形的臂。brezel轨道也被发现是主要的轨道组成部分，支持花生形状在我们最近的制造到测量的银河系膨胀的动力学模型。我们还表明，在这些模型中，恒星轨道的分数，有助于X-结构占恒星质量的40-45%。
2015-03-24 astro-ph.GA
The stellar kinematics and populations of boxy bulges: cylindrical rotation and vertical gradients
在大约一半的边缘盘星系中可以看到长方形和花生形的凸起。这些凸起的测光和长轴气体和恒星运动学的酒吧的形成和演化的模拟比较表明，他们被视为酒吧的投影。如果方形凸起的性质可以完全通过假设它们是棒来解释，那么这可能意味着它们的宿主是没有经典凸起的纯盘星系。少数这些凸起，包括银河系的凸起，已经被观察到以圆柱形旋转，即平均恒星速度与盘上方的高度无关。为了评估这种行为是否是普遍存在的四四方方的凸起，以及是否一个纯粹的光盘解释是一致的恒星星族，我们分析了恒星的运动学和人口的四四方方的或花生形的凸起在一个样本的五个边缘星系。我们沿着每个星系的主轴放置了狭缝，并在三个平行但偏移的位置建立了空间覆盖范围。NGC 3390的方形凸起在数据的空间范围和不确定性内完美地旋转。这与凸起的金属丰度和α元素增强一致，这与盘中相同。因此，这个星系是一个纯粹的盘状星系。ESO 311-G 012的方形凸起也非常接近圆柱形地旋转。NGC 1381的四方形凸起既不是明显的圆柱形旋转，也不是非圆柱形旋转，但它具有负的垂直金属丰度梯度，并且相对于其盘体呈阿尔法增强，表明它是由经典凸起和棒组成的复合凸起（可能还有一个圆盘状的假隆起）[摘要]即使这个相对较小的样本也足以证明方形隆起显示出一系列的旋转和种群特性，这表明它们并不形成同类的对象。
2011-02-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Double X/Peanut Structures in Barred Galaxies -- Insights from an $N$--body Simulation
在边缘投影或接近边缘投影的棒星系中，以及在银河系中，可以观察到很大一部分棒星系中的长方形、花生形或X形的“凸起”。它们是恒星棒中发生的动力学不稳定性的产物，这种不稳定性导致恒星棒在垂直方向上弯曲和弯曲。最近的研究发现，附近的星系有两个这样的特征，它们在不同的径向尺度上产生，呈嵌套结构。在本文中，我们探讨形成这样的双花生，使用一个无碰撞的N-体模拟的纯光盘内的活暗物质晕，我们分析在一个完全类似的方式来观察真实的星系孤立地演变。在模拟中，我们发现了一个稳定的双重配置，由两个X/花生结构与同一银河棒-旋转相同的模式速度-但具有不同的形态，形成时间和演变。内部的传统花生形结构通过杆的屈曲早期形成，并且一旦稳定就几乎没有演变。这一特征在大小、强度和形态上与在附近星系中观察到的花生状结构一致。然而，外部结构显示出强烈的X，或“蝴蝶结”形态。它在内部花生之后形成，并逐渐在时间上延伸（在1至1.5 Gyr内）几乎到棒的末端，这是一个发生柄的径向尺度。我们的结论是，虽然这两种结构的形式，并动态耦合到，相同的酒吧，他们支持固有的不同机制。
2020-02-28 astro-ph.GA
Meridional tilt of the stellar velocity ellipsoid during bar buckling instability
恒星速度椭球的结构和演化在塑造经历棒驱动长期演化的星系和最终形成像银河系中存在的方形/花生状凸起中起着重要作用。使用无碰撞N体模拟，我们表明，在形成这样一个四方形/花生球，恒星的纬向剪切应力，这可以测量的纬向倾斜的速度椭球，达到一个特征峰在其时间演化。它示出的杆屈曲不稳定性的发病是密切相关的恒星速度椭球的最大纬向倾斜。我们的研究结果带来了新的见解，这种复杂的重力不稳定性的酒吧补充屈曲不稳定性研究的基础上轨道模型。我们简要地讨论了恒星速度椭球在这种现象中观察到的诊断。
2012-12-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Caught in the Act: Direct Detection of Galactic Bars in the Buckling Phase
大多数大质量盘状星系，包括我们自己的星系，都有垂直厚的内部区域的恒星棒-所谓的“盒子/花生形”（B/P）凸起。最常见的B/P凸起的形成机制是棒中剧烈的垂直“屈曲”不稳定性，这在N体模拟中已经出现了20多年，但从未在真实星系中发现。在这里，我们提出了两个邻近星系（NGC 3227和NGC 4569）正在进行的屈曲的第一个直接观测证据，包括特征不对称等照度线和（在NGC 4569中）与模拟屈曲相匹配的恒星运动学不对称性。这证实了在真实星系中发生了屈曲不稳定性并产生了B/P凸起。如果屈曲阶段持续~0.5--1 Gyr，则杆演化的玩具模型产生与观测一致的屈曲杆局部分数，与模拟一致。
2016-07-05 astro-ph.GA
Comparing the properties of the X-shaped bulges of NGC 4710 and the Milky Way with MUSE
我们使用新的ESO VLT仪器MUSE获得NGC 4710的光谱和成像覆盖范围。MUSE积分场摄谱仪的宽区域和出色的采样使我们能够研究NGC 4710 X形凸起的动力学特性，并将其与银河系自身X形凸起的特性进行比较。我们测量了径向速度，速度色散，和恒星星族使用惩罚像素全光谱拟合技术，采用简单的恒星星族模型，在1' x 1'的区域中心的NGC 4710的隆起。我们已经构建了速度地图的NGC 4710的隆起，我们调查的存在下，垂直的金属丰度梯度。这些属性进行了比较，银河系的隆起，以及模拟星系与四四方方/花生球。我们发现NGC 4710的视速度图和一维旋转曲线的隆起是非常相似的银河系的隆起。确定的一些具体差异与棒方向角变化的预期一致。NGC 4710的凸起具有明显的X形的方形花生状形态，没有显示任何额外的球状分布的凸起人口，其中我们测量的垂直金属丰度梯度为0.35 dex/kpc。NGC 4710的一般性质与在MW凸起中观察到的非常相似。然而，有人认为MW核球有一个额外的组成部分，由最古老、最贫金属的恒星组成，而不是方形花生核球结构的一部分。在NGC 4710中没有观察到这样的人口，但可能隐藏在我们观察到的整合光中。
2016-03-08 astro-ph.GA
Peanut-shaped metallicity distributions in bulges of edge-on galaxies: the case of NGC 4710
边缘星系的凸起通常是四方形/花生形（B/PS），不清晰的掩模显示X形的存在。模拟结果表明，这些形状可以产生的动力学过程驱动的酒吧垂直加厚的中心。在包含这种B/PS凸起的银河系中，X形结构被富含金属的恒星追踪，而不是被贫金属的恒星追踪。最近Debattista等人（2016）将这一特性解释为棒对具有不同起始运动学的恒星星族的不同影响。这个运动学分馏模型预测，较冷的人口在酒吧形成的时候去跟踪X形状，而较热的人口分布更均匀。由于这一预测并不特定于银河系，我们用MUSE对附近星系NGC 4710中B/PS凸起的观测来测试它。我们发现金属丰度图比密度分布本身更像花生形，与预测吻合得很好。这一结果表明，B/PS凸起中的X形结构是由相对富含金属的恒星形成的，这些恒星被棒垂直重新分布，而贫金属的恒星则具有更均匀的盒形分布。
2016-11-29 astro-ph.GA
Non-Parametric Density Reconstruction of the Galactic Bulge Area using Red Clump Stars in the VVV Survey
本文利用VVV巡天数据，通过基于最大熵正则化的非参数方法重建银河系核球三维密度分布，证实其盒状/花生状/X形结构，并发现核球前后延伸约3 kpc的旋臂结构。
2020-09-13 astro-ph.GA
Metallicity gradients through disk Instability: A simple model for the Milky Way's boxy bulge
观测结果表明，在银河系核球中有一个明显的垂直金属丰度梯度，这通常被认为是经典核球形成过程中耗散过程的标志。然而，各种证据表明，银河系是一个棒星系，它有一个四方形的凸起，代表着棒的内部三维部分。在这里，我们表明与长期的演变N-体模型，通过酒吧和屈曲不稳定性形成的一个方形凸起可以显示类似于所观察到的梯度垂直金属丰度梯度，如果初始轴对称盘具有可比的径向金属丰度梯度。在这个框架内的范围内的金属丰度在凸起领域的约束化学结构的银河系盘在早期，酒吧形成之前。我们的长期演化模型先前被证明可以重现银河系内部的恒星计数，我们在这里展示了它也有圆柱旋转。我们用它来预测一个完整的平均金属丰度地图从一个简单的金属丰度模型的初始磁盘整个银河系的凸起。这张地图显示了天空中一般向外的梯度以及纵向透视的不对称。我们还简要地评论解释金属丰度梯度观测外部盒状隆起。
2013-02-27 astro-ph.GA
The stellar populations of the central region of M31
我们继续我们的光谱观测活动的M31的数据集的分析，推导出简单的恒星星族属性（年龄金属丰度和α-元素过剩）从Lick/IDS吸收线指数的测量。我们描述他们的二维地图考虑到尘埃分布在M31。80%的年龄测量值大于10 Gyr。M31中央100弧秒的区域主要是M31经典核球的恒星。它们年龄大（11-13 Gyr），中心富含金属（高达[Z/H]~0.35 dex），向外呈负梯度，α元素含量增加（[α/Fe]~ 0.28+-0.01 dex）。在金属丰度图中，该条柱非常突出，在从中心到600弧秒的距离内，沿柱位置角（55.7度）观察到几乎是太阳值的[Z/H]（~0.02+-0.01 dex），没有梯度。相比之下，在年龄和[α/Fe]图中没有看到酒吧的签名，这是近似轴对称的，提供了一个平均年龄和过剩的酒吧和盒状花生凸起分别为10-13 Gyr和0.25-0.27 dex。方形/花生状凸起几乎具有太阳金属丰度（-0.04+-0.01 dex）。三个组分的质光比近似恒定在M/LV ~ 4.4-4.7 Msol/Lsol。在更远的距离上，盘的组成部分是由恒星的混合物组成，年轻到3-4 Gyr，具有太阳的金属丰度和较小的M/LV（~3+-0.1 Msol/Lsol）。我们提出了一个两阶段的形成方案的内部区域的M31，其中大多数的经典凸起的恒星一起到位的原磁盘，酒吧的发展，并迅速将其转化为一个方形花生凸…
2018-07-31 astro-ph.GA
Unifying boxy bulge and planar long bar in the Milky Way
人们知道银河系是一个棒盘星系已经有一段时间了。最近的几项研究从恒星计数的观测中推断，银河系必须包含一个独立的、新的、扁平的长棒组成部分，相对于棒状隆起扭曲。在这里，我们使用一个模拟与四方形凸起和酒吧，建议这些意见可以复制一个单一的结构。在这个模拟中，恒星棒从圆盘中演化出来，而四方形的凸起则通过长期演化和屈曲不稳定性起源于它。我们计算这个模型在不同的纬度和纬度的星数分布，以类似的方式，观察者已经解决了星数。对于合适的快照，即使模拟具有单个方形凸起和条形结构，也可以在模拟和观察之间实现良好的一致性。在该模型中，长杆签名的一部分是由于星数的体积效应，另一部分是由于选择了一个快照，其中方形凸起和杆的平面部分通过与相邻的螺旋臂头的相互作用而形成了前端。我们还提供了预测，从这个模型的视线速度分布在与长酒吧签名，与即将到来的调查比较，在eclides。
2011-05-04 astro-ph.GA
Quantifying the (X/Peanut)-Shaped Structure in Edge-on Disc Galaxies: Length, Strength, and Nested Peanuts
在超过40%的（接近）边缘盘星系中观察到X形或花生形（X/P）凸起，尽管迄今为止缺乏一种可靠的方法来量化它们。利用傅里叶谐波描述星系等照度线与椭圆的偏离，我们用11个这样的星系（包括NGC 128）的样本证明了第六傅里叶分量（$B_6$）通过追踪这种X/P结构具有物理意义。我们介绍了五个定量诊断的基础上径向$B_6$的配置文件，即：它的“峰值”幅度（$Π_{\rm max}$）;（投影主轴）“长度”，这个峰值发生（$R_{Π,max}$）;其垂直“高度”以上的光盘平面（$z_{Π,max}$）; $B_6$配置文件的综合“强度”（$S_Π$）;和$B_6$峰“宽度”（$W_Π$）。我们还介绍了不同的“类”的$B_6$轮廓形状。此外，我们令人信服地检测和测量多个（嵌套）X/P结构的属性在个别星系，另外显示多个酒吧在其表面亮度分布的签名，从而进一步巩固了花生与酒吧的情况。我们发现，花生参数空间（“长度”，“强度”和“高度”）的真实星系是不是随机填充，但3个指标是相互关联的（无论是在kpc和盘尺度长度$h$）。此外，X/P的“长度”和“强度”似乎与$v_{rot}/σ_*$相关，进一步支持了花生“知道"它们所居住的星系盘的观点。这种约束对于模拟很重要，因为它们提供了花生和其宿主光盘之间的直接联系。我们的诊断揭示了X/P特性的频谱，并可以提供一种区分不同花生形成场景的方法。此外，嵌套花生，…
2016-04-04 astro-ph.GA
The X-shaped Bulge of the Milky Way revealed by WISE
银河系凸起有一个盒子状/花生状的形态和一个X形的结构。这个X形已经被“红色团块中的分裂”所揭示，这是从测光测量的恒星计数沿着瞄准线朝向凸起。这种四四方方的X形凸起形态并不是银河系所独有的，在其他棒旋星系中也观察到了这种凸起。N体模拟表明，盒状和X形凸起形成的磁盘通过动力学不稳定性。也有人提出银河系的球核不是X形的，而是在一个古老的经典球状球核中，红团星的明显分裂是不同恒星星族的结果。我们提出了一个银河系隆起的WISE图像，通过对公开的“unWISE”coadds进行下采样产生。WISE拍摄的银河系核球图像表明，银河系核球的X形性质是不言而喻和无可辩驳的。X形凸起本身的形态和构成该结构内轨道的凸起恒星的比例对银河系的形成历史具有重要意义，并且，考虑到四方形X形凸起的普遍性，一般来说，螺旋星系。
2016-02-29 astro-ph.GA
Dynamical Origin of the Vertical Metallicity Gradient of the Milky Way Bulge
本研究通过构建单盘和三盘N体模型，揭示了银河系核球垂直金属丰度梯度由“两步加热”机制在长期演化中形成的动力学起源。
2024-11-14 astro-ph.GA
Buckling bars in nearly face-on galaxies observed with MaNGA
超过一半的盘星系都有棒星系，但棒星系形成的机制和棒星系弯曲的寿命仍然知之甚少。在模拟中，一个薄棒经历了一个快速（<1 Gyr）的事件，称为“屈曲”，在此期间，棒的内部不对称地弯曲出星系平面，最终变厚，当从侧面观察时，会形成花生/X形的轮廓。通过分析星系在屈曲阶段之前，期间和之后的N体模型快照的恒星运动学，我们证实了一个明显的四极模式的平面外恒星速度在近面对星系。屈曲的这种运动学特征使我们能够在Apache Point Observatory（MaNGA）调查的Mapping Nearby Galeries中确定434个棒星系中当前屈曲酒吧的五个候选人，该调查是一项积分场单元（IFU）光谱调查，用于测量附近星系的组成和运动学结构。检测到的屈曲事件的频率与模拟预测的0.5-1 Gyr时间尺度一致。我们提出的五个候选人超过候选屈曲杆总数的两倍，并且是唯一使用运动学签名发现的。
2021-01-11 astro-ph.GA
Anatomy of a buckling galactic bar
利用$N$体模拟方法研究了类银河系中形成的星系棒的屈曲不稳定性。该星系最初是由一个轴对称的，指数恒星盘嵌入在一个球形的暗物质晕。该模型的参数选择，使星系是轻度不稳定的酒吧的形成和演变是遵循10 Gyr。在最初的几个Gyr和4.5 Gyr之后，从模拟开始，一个强大的酒吧慢慢形成，变得越来越弱，并发展成一个明显的四方形/花生形状。我们测量的属性的酒吧在屈曲时的平均加速度，速度和变形在垂直方向上。这些量在正面投影中的映射揭示了在短时间尺度上结束的特征四极模式。我们还检测到一个二次屈曲事件持续更长的时间，只发生在外部的酒吧。然后，我们研究的轨道结构的酒吧在第一次屈曲之前和之后的时期。我们发现，大多数的屈曲轨道起源于x1轨道支持的酒吧。在屈曲过程中，恒星轨道的垂直频率与水平频率之比急剧下降，屈曲后，轨道的垂直频率与圆频率之间存在非常紧密的关系：$3 ν= 4 Ω$。我们建议，屈曲是由垂直共振的x1轨道创建的初始扭曲的酒吧，后来演变为运动学弯曲波。
2019-08-03 astro-ph.GA
A Vertical Resonance Heating Model for X- or Peanut-Shaped Galactic Bulges
本文研究了X形和花生形星系核球的二阶哈密顿垂直共振模型。X形是由与棒的2：1垂直Lindblad共振引起的，在棒框架中每个轨道周期有两个垂直振荡周期。我们研究N体模拟，发现由于酒吧减慢和磁盘加厚酒吧屈曲过程中，共振和相关的花生形状向外移动。花生形状与垂直共振的位置一致，与杆是否屈曲无关。我们估计共振宽度从潜在的m=4傅立叶分量，并发现共振是狭窄的，影响轨道在一个狭窄的范围内的角动量分布，dL/L ~ 0.05。当共振向外移动时，原本在中平面的恒星被迫离开中平面，进入共振分界线内的轨道。由哈密顿模型估计的分界线轨道高度与花生形轨道高度近似一致。X形由共振分界线附近的恒星组成。从模拟的速度分布说明，低倾角轨道内共振耗尽。在共振内，垂直速度分布很宽，与共振通过圆盘引起的共振加热一致。在银河系核球中，我们将垂直共振附近的中面质量密度的方位平均值与旋转曲线和条形图速度联系起来。在估计的垂直共振星系核半径约为1.3 kpc时，我们确认中面密度约为5 × 10^8 Msol/kpc ^3，这与最近估计的质量分布一致。我们发现银河系核球的自转曲线、条斑速度、2：1垂直共振位置、X形尖端和中面质量密度都是自洽的。
2013-10-09 astro-ph.GA
How do the successive buckling events affect a galaxy bar and stellar disk? Potential Observable Signatures For Spotting the Buckling Action -- I
本文通过银河系型盘的N体模拟，研究星系棒连续两次屈曲事件对棒和盘结构及运动学特征的影响，发现两次屈曲在时间跨度、空间尺度和傅里叶模式变化上存在差异，并提出可用视线速度四极模式等观测特征加以区分。
2024-10-09 astro-ph.GA
The Impact of Classical Bulges on Stellar Bars and Box-Peanut-X-Features in Disk Galaxies
通过不同核球质量分数的孤立N体盘星系模拟和轨道频率分析，研究发现更大质量的经典核球会导致更强更延展的棒，并驱动盒-花生X特征（BPX）通过共振穿越形成，且BPX形成不依赖突然共振相交或长时间共振俘获。
2025-02-03 astro-ph.GA
