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
Modeling Evolution of Galactic Bars at Cosmic Dawn
我们利用一套z9 -2星系的高分辨率放大宇宙学模拟研究星系棒的演化。我们的模型被选择为在高和低过密度环境中，在z=6、4和2时，处于类似质量DM晕内，log（Mvir/Mo）~ 11.65 +- 0.05。我们应用两个星系风反馈机制为每个模型。所有的星系都发展出不同性质的亚千秒差距恒星棒。我们发现：（1）高Z棒是对各种扰动的响应：合并、近距离飞越、沿宇宙暗条的冷吸积流入等; (2)（3）通过测量它们的傅立叶振幅，发现它们的共转与棒的尺寸比很大，并且比低红移的棒更弱，而且富含气体;（4）它们的图案速度不像在低z时那样由于对DM的制动而随时间单调下降;（5）棒的性质，包括它们的恒星星族（SFR和金属富集）敏感地取决于普遍的反馈;（6）最后，我们发现，在宇宙演化过程中，棒可以大大减弱，变成弱的椭圆形畸变--因此，与它们的低Z对应物不同，条被多次破坏和重新形成。在所有情况下，我们模拟中的条形图都是由相互作用触发的。总之，恒星棒似乎不仅是当代的现象，而且基于合并频率的增加，飞越和高z下冷吸积流的强度，我们预计它们在红移> 2时无处不在-星系快速增长和更大的恒星色散速度的时代。
2022-06-08 astro-ph.GA
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
Characterization of galactic bars from 3.6 $μ$m S$^{4}$G imaging
我们使用斯皮策巡天星系（S $^{4}$ G）3.6 $μ$ m成像研究的属性（长度和强度）和分数的酒吧在$z=0$。我们使用棒区切向径向力比的最大值（$Q_{\rm b}$）作为一个样本的$\sim 600$棒星系的棒诱导扰动强度的措施。柱也由归一化m=2傅立叶密度振幅（$A_{2}^{\rm max}$）的最大值和柱最大等照度椭圆率（$\varepsilon$）表征。结合我们的力的计算与HI运动学从文献中，我们得到的晕-恒星质量比（$M_{\rm h}/M_{\ast}$）的光盘内，这是在很好的协议的基础上的弱透镜分析，丰度匹配和晕占领分布方法的研究。进一步利用万有旋转曲线模型，我们得到了$1128$盘星系旋转曲线分解的一阶模型。我们发现，$Q_{\rm b}$的稀释晕变得很重要，为后来的类型，这意味着$\sim 20-25\%$减少$T = 7-10$。无论是否包含光环校正，平均$Q_{\rm b}$均显示出随着$T$而增加的趋势。晚型酒吧比以前发现的文献中。我们发现了在哈勃时间内棒生长的可能证据，因为（1）早期类型星系中的棒显示出比中间类型星系更大的密度振幅和盘相对大小，（2）长棒通常很强。根据棒属性的差异，我们还观察到两种明显不同类型的棒，一边是早期和中间型星系（$T<5$），另一边是晚期型系统。这种区别很可能与我们在后来的类型中观察到的更大的晕-恒星比有关，影响了盘的稳…
2016-07-25 astro-ph.GA
Lopsided galactic bars
大多数观测到的和模拟的星系棒在正面视图中是对称的。然而，确实存在杆相对于盘偏离中心或具有不对称形状的情况。唯一一个显示这两种特征的著名例子是大麦云云。我们报告中发现的几个不平衡的星系酒吧在Illustris TNG 100模拟中的一个样本中的细长的棒状星系研究在过去的识别。条形图在正面视图中显示出明显的不对称性，其形状为脚印。我们测量了棒的形状和不对称性的不同参数随时间的变化，发现不对称性在几个陀螺中保持不变。它可以与砂条一起生长，也可以在砂条形成后出现。我们考虑了两种情况，导致形成不平衡的酒吧使用控制模拟。在第一种情况下，一个类似银河系的星系与一个大质量的同伴相互作用，该同伴位于盘平面内的径向轨道上，并且在第一次通过时垂直于棒的方向。在第二，星系最初有一个偏离中心的磁盘和酒吧的增长和它的不对称性是更类似于一个发现在IllustrisTNG星系，在那里它也是由一个不对称的磁盘的存在之前。因此，不平衡棒可能产生于不平衡盘中，尽管在某些情况下，两个分量中不对称发生的时间差相当大。
2021-09-09 astro-ph.GA
The intrinsic three-dimensional shape of galactic bars
我们提出了第一个统计研究的内在的三维（3D）形状的样本中提取的83个银河酒吧的CALIFA调查。我们使用galaXYZ代码来推导出酒吧的内在形状与统计方法。该方法只使用的几何信息（椭圆度和位置角）的酒吧和光盘获得的星系表面亮度分布的多分量光度分解。我们发现，酒吧主要是长轴三轴椭球（68%），与一小部分的扁三轴椭球（32%）。在我们的样本中，棒的典型扁平度（固有的C/A半轴比）为0.34，这与这些星系质量的恒星盘的典型固有扁平度很好地匹配。我们证明，对于长轴三轴酒吧，酒吧的内在形状取决于星系哈勃类型和恒星质量（酒吧在大规模的S 0星系更厚，更圆比那些质量较低的螺旋）。杆的固有形状与凸起、圆盘和杆参数相关。特别是与膨胀总光度比（B/T），光盘的g-r颜色，中央表面亮度的酒吧，确认酒吧和他们的宿主星系之间的紧密联系。结合我们的样本中的凸起和酒吧的内在形状的概率分布，我们发现，52%（16%）的凸起是厚（平坦）比周围的酒吧在1 $σ$水平。我们认为，这些百分比可能是典型的和盘状隆起在我们的样品中的分数的代表，分别。
2018-07-05 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
Boxy/peanut/X bulges, barlenses and the thick part of galactic bars: What are they and how did they form?
杆具有复杂的三维形状。特别地，它们的内部部分在竖直方向上比更外面的部分厚得多。从侧面看，棒的厚部分通常被称为方形、花生状或X形凸起，从正面看，它被称为棒透镜。这些部件是由于盘和杆的不稳定性造成的，由盘材料组成。我在这里回顾他们的形成，演变和动力学，使用模拟，轨道结构理论和观测比较。
2015-03-16 astro-ph.GA
On the morphology of dust lanes in galactic bars
我们的研究的目的是使用动力学模拟，探讨两个重要的动力学酒吧参数，酒吧的强度和酒吧模式的速度，对酒吧尘埃带的形状的影响。为了量化尘埃带的形状，我们开发了一种新的系统方法来测量尘埃带的曲率。以前的数值模拟比较了酒吧尘埃带的曲率与酒吧的强度，预测两个参数之间的关系，这已被观测研究所支持，但与一个大的蔓延。我们考虑到酒吧模式的速度，探索，同时，这两个参数的尘埃带形状的效果。为此，我们分开我们的银河酒吧快酒吧$\left(1 < \mathcal{R} < 1.4 \right)$和慢酒吧$\left(\mathcal{R} > 1.4 \right)$，获得，如以前的模拟，尘埃带曲率和酒吧的快速酒吧的强度之间的反比关系。第一次，我们将研究扩展到慢酒吧，找到一个恒定的曲率作为酒吧强度的函数。因此，我们得出结论，弱酒吧直尘埃带的候选人慢酒吧。最后，我们分析了一个试点样本的10个S $^4$ G星系，得到的尘埃带曲率范围内的模拟。
2015-04-09 astro-ph.GA
Dark Matter Trapping by Stellar Bars: The Shadow Bar
我们调查的复杂的相互作用的恒星盘和暗物质晕在酒吧的形成和演化过程中使用N体模拟具有良好的时间分辨率和最佳选择的空间分辨率。我们发现形成中的恒星棒将恒星棒附近的暗物质捕获到支持棒的轨道中。我们称之为阴影条。阴影棒改变了圆盘和暗物质晕之间角动量转移的位置和大小，并在4 Gyr以上增加了10%的恒星棒质量。通过球状恒星的密度和速度特征以及直接的暗物质探测实验，可以潜在地观测到阴影条。数值试验表明，阴影酒吧可以减少角动量输运率从酒吧的暗物质晕的三个以上的因素的速度预测的动力学摩擦与未捕获的暗晕，从而提供了一个可能的物理解释观察到的流行的快酒吧在自然界中。
2016-10-14 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
Formation timescales for stellar bars in diverse galactic discs
International Centre for Radio Astronomy Research (ICRAR), University of Western Australia（国际射电天文研究中心（ICRAR），西澳大学）
研究通过145个模拟探索银河盘中恒星棒形成时间尺度，发现盘结构和动力学影响棒形成速率，提出经验关系描述活体晕模型中的棒形成时间。
2026-02-25 astro-ph.GA
Probing the Galaxy's bars via the Hercules stream
有人认为，旋转的棒和太阳附近的恒星之间的共振可以产生所谓的“武仙座流”。最近，在银河系中心可能已经发现了第二个棒，即所谓的“长棒”，它比传统的银河系棒更长，更平坦，质量相似。我们研究了这两个酒吧的动力学效应，单独和一起，从当地的位置和速度向后整合的恒星轨道，以及直接包括酒吧的银河系潜力的模型。这两个酒吧可以产生大力士一样的功能，并允许我们测量酒吧（S）的旋转速率。我们测量的模式速度，为两个酒吧，1.87 +/- 0.02倍的本地循环频率。这与之前对银河棒的测量结果一致，尽管我们采用了稍微不同的太阳运动。最后，我们确定了一个新的运动学特征，在当地的速度空间，造成的长酒吧，这是诱人的高速“大角星”流。
2010-05-24 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
Warps and Bars from the External Tidal Torques of Tumbling Dark Halos
$Λ$ CDM宇宙学模拟中的暗物质晕是三轴的、高度扁平的。在许多情况下，这些三轴平衡也在缓慢地翻滚，通常是围绕它们的短轴，周期为哈勃时间。因此，晕可能会对螺旋星系施加一个缓慢变化的外部扭矩，以有趣的方式影响它们的动力学演化。我们研究的外部扭矩施加的翻滚四极潮汐场的螺旋星系的演化与现实的，磁盘星系模型的N体模拟的效果。我们在宇宙学模拟中测量暗晕的外部四极矩的振幅，并使用这些来迫使盘星系模型在一系列N体实验中的模式速度范围。我们发现，扭矩是强大到足以诱导长期的瞬态翘曲盘类似于那些观察到的真正的螺旋，也诱导酒吧的不稳定性，在以后的时间在一些星系模型，否则稳定的长时间隔离。我们还观察到强迫螺旋结构的边缘附近的磁盘，通常自引力太弱，负责这种结构。暗晕的这种被忽视的影响很可能是盘星系动力学许多特殊方面的原因。
2009-08-02 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
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
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
Secular Damping of Stellar Bars in Spinning Dark Matter Halos
我们证明了旋转的暗物质晕中的恒星棒的生长在演化的长期阶段受到严重抑制，使用孤立星系的数值模拟。在一组有代表性的模型中，我们表明，宇宙学自旋参数λ> 0.03的值，酒吧增长（在强度和大小）变得越来越淬火。此外，条形图案速度的减慢随着“λ”的增加而大大减弱，直到它完全停止。钢筋的终端结构也会受到影响，包括其方形/花生状凸起的范围和形状。这种效应的本质在于由棒促进的盘和晕之间的修改的角动量交换。我们第一次证明了暗物质晕可以发射而不是纯粹吸收角动量。虽然我们没有发现晕整体上有辐射，但是从盘到晕的角动量的净转移显著减少或完全消除。这种范式的转变意味着，必须修正已被接受的观点，即圆盘是角动量的来源，而晕是角动量的汇。根据λ的对数正态分布，λ> 0.03的晕预计会形成相当大的部分。因此，长期酒吧演化的依赖晕自旋，意味着深刻的推论星系盘的宇宙学演化。
2014-02-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
A family of potential-density pairs for galactic bars
我们提出了一个家庭的分析潜在的密度对禁止光盘，它可以结合起来，以一种现实的方式来描述银河酒吧，包括四四方方/花生组件。我们用两个合理的复合模型来说明这一点。免费提供计算势能、力、密度和投影密度的计算机代码。
2022-10-26 astro-ph.GA astro-ph.IM
Galactic bars are already mature at Cosmic Noon: bar strength and flatness at z ~ 1.5
Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics, Peking University（北京大学 Kavli天体物理研究所）；Kavli IPMU (WPI), UTIAS, The University of Tokyo（东京大学 Kavli宇宙起源研究核心理事会（WPI）、UTIAS）；Department of Astronomy, School of Physics, Peking University（北京大学物理学院天文学系）；Department of Astronomy, School of Science, The University of Tokyo（东京大学理学部天文学系）；Center for Astrophysical Sciences, Department of Physics & Astronomy, Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学物理与天文学系天体物理学中心）；CEA, Irfu, DAp, AIM, Universitè Paris-Saclay, Universitè de Paris, CNRS（法国原子能和替代能源委员会、IRFU、DAp、AIM、巴黎萨克雷大学、巴黎大学、CNRS）；Department of Astronomy, University of Geneva（日内瓦大学天文学系）
研究发现z~1.5时银河系棒已成熟，部分棒因快速气体流入或小合并而减弱。
2026-01-06 astro-ph.GA
Molecular gas and star formation within 12 strong galactic bars observed with IRAM-30m
虽然一些星系棒显示出最近的大质量恒星形成（SF），但另一些则缺乏SF。低SF水平的酒吧是否是低恒星形成效率（SFE），低气体流入率或动力学效应的结果，仍然是一个争论的问题。我们进行了多波长分析12个强棒大质量星系，选择主机不同程度的SF沿酒吧主轴没有任何事先条件的气体含量。我们用IRAM-30 m望远镜观测了条内的CO（1-0）和CO（2-1）发射，我们用它来估计分子气体质量。SF率（SFR）是根据GALEX近紫外线和远紫外线（UV）以及WISE 12和22微米图像在光束指向内计算的，覆盖了整个酒吧范围。我们在所有被探测的星系中发现了分子气体。棒中的SFE在星系之间的变化高达一个数量级。平均而言，SFE沿着条大致恒定。SFE与文献报道的螺旋星系的平均值没有显着差异。有趣的是，宿主星系的总恒星质量越高，其条内的SFE就越低。特别是，我们样本中具有最低SFE和SFR表面密度的两个星系（NGC 4548和NGC 5850）也是拥有大规模凸起和过去与附近同伴相互作用的迹象的星系。在强酒吧的SFE没有系统地抑制（无论是在中央，中间或酒吧的端部）。环境和内部淬火可能是负责最低的SFE在这项工作中报告（摘要）。
2021-10-23 astro-ph.GA
Dynamical evolution of two associated galactic bars
我们研究的动力学相互作用的质量系统在平衡下自己的重力，相互施加和经验的引力。我们采用的方法是模拟动力学演化的两个孤立的酒吧，托管在同一个星系系统，在他们的相互引力相互作用。在这项研究中，我们提出了一个长期的演化的两个酒吧，相互振荡的分析处理。两种情况下的相互作用，有和没有几何变形，进行了讨论。在后一种情况下，酒吧被描述为修改的雅可比椭球。这些三轴系统是由一个旋转的流体质量与它自己的旋转速度和另一个杆的引力场处于引力平衡而形成的。然后，数值积分的控制方程的相对角间距的变化，这也提供了机构的几何参数的时间演变。刚性的、不可变形的杆在某些情况下在物体中产生类似于谐振子的振荡运动。对于另一种情况，一个可变形的旋转体，可以表示为一个修改的雅可比椭球体的影响下，外部质量的身体将改变其旋转速度逃离吸引的身体，就好像重力扭矩施加的外部身体是相反的符号。相反，角动量的交换将导致雅可比体通过扩大其位于旋转平面中的长轴来修改其几何形状，从而减小其轴比。
2014-09-05 astro-ph.GA
Galactic bars and active galactic nucleus fuelling in the second half of cosmic history
SRON Netherlands Institute for Space Research（荷兰空间研究所）；Kapteyn Astronomical Institute, University of Groningen（格罗宁根大学卡普坦天文研究所）；European Space Agency (ESA), European Space Astronomy Centre (ESAC)（欧洲空间局（ESA），欧洲空间天文中心（ESAC））
研究发现银河系棒在低至中等亮度AGN燃料供应中起作用，但主要合并是触发最强AGN的主要机制。
2026-01-19 astro-ph.GA
Buckling instability in tidally induced galactic bars
在模拟中产生的强星系棒往往会经历一段屈曲不稳定期，这会使它们变弱和变厚，并在它们的中心部分形成一个四方形/花生状结构。这一理论预测已经通过在真实星系中识别这种形态得到证实。然而，这种不稳定性的性质和起源仍然知之甚少，一些研究声称它是由于消防水带不稳定性，而另一些研究则将其与支持酒吧的恒星轨道的垂直不稳定性联系起来。星系棒形成的通道之一是通过盘状星系与显著质量的扰动的相互作用。潮汐诱导的酒吧提供了一个独特的可能性研究屈曲不稳定性，因为它们的形成可以通过改变相互作用的强度，同时保持星系的初始结构相同的控制。我们使用了一组四个模拟的飞越相互作用，其中一个星系的轨道上形成一个酒吧，这是更强的潮汐力。我们通过计算不同的运动学特征来研究它们的屈曲，包括垂直方向上的平均速度分布，以及盘平面外的杆的变形。虽然我们的两个最强的酒吧最强烈的屈曲，有没有直接的关系之间的比例的垂直水平速度色散和酒吧的屈曲的敏感性，所需的消防水龙带不稳定性的解释。虽然我们最弱的酒吧，一个更强的没有，它的分散率仍然很低，它成长为最强的所有在进化结束。相反，我们发现，在屈曲的垂直和径向轨道频率之间的共振变得广泛，因此能够修改恒星轨道在一个显着的半径范围。我们的结论是，垂直轨道不稳定性是更合理的解释屈曲的起源。
2019-02-20 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
Does modified gravity predict fast stellar bars in spiral galaxies?
利用高分辨率N体模拟研究了盘星系在修正引力作用下的演化。更具体地说，我们使用两个修正引力理论的弱场极限，即，非局域引力（NLG）和标量-张量-矢量引力（MOG），忽略了暗物质晕的存在。另一方面，我们在标准暗物质模型中构造了相同的模型，并将它们的动力学与修正引力下的银河系模型进行了比较。事实证明，在这些不同的观点中，星系模型之间存在着严重的差异。例如，我们明确表明，银河系模型在修改后的重力，主机更快的酒吧相比，暗物质的情况。另一方面，在修正引力下，末级恒星棒较弱。这些事实并不新鲜，在我们以前对指数星系模型的模拟中已经报道过。因此，我们在这项研究中的主要目的是表明，上述差异，强调酒吧的速度，是独立的初始密度分布所采用的磁盘/晕。要做到这一点，我们采用不同的配置文件的磁盘和晕，并表明，结果保持定性独立的初始星系模型。此外，一个更精确的方法已被用来量化的恒星酒吧的运动学性质。我们的结果意味着，相反的暗物质模型，在修改的重力棒是快速旋转，从来没有离开快棒区域，直到模拟结束。
2020-04-21 astro-ph.GA
Near-Infrared Imaging of Barred Halo Dominated Low Surface Brightness Galaxies
利用TIFR近红外光谱仪和成像仪（TIRSPEC）对棒斑低表面亮度（LSB）星系进行了近红外成像研究。LSB星系是以暗物质为主的晚期螺旋星系，具有低光度的恒星盘，但具有大的中性氢（HI）气体盘。使用SDSS图像的一个非常大的样本LSB星系来自文献中，我们发现，barbed分数只有8.3%。我们对25个J、H、K $_S$波段的棒斑LSB星系和29个K $_S$波段的棒斑LSB星系进行了成像。大多数的棒比它们的恒星盘亮得多，恒星盘看起来非常分散。我们的图像分析给出了去投影的平均酒吧$R_{b}/R_{25}$ = 0.40和椭圆度$e$ $\approx$ 0.45，这是类似的酒吧在高表面亮度星系。因此，虽然在LSB星系中很少有条形，但它们似乎和正常星系中的条形一样强。$R_{b}/R_{25}$或$e$与星系的相对HI或恒星质量无关。在（J-K $_S$）彩色图像中，大多数条纹没有明显的颜色梯度，这表明它们的恒星星族分布均匀，并证实它们的尘埃含量较低。
2016-07-07 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
Unraveling Joint Evolution of Bars, Star Formation, and Active Galactic Nuclei of Disk Galaxies
本研究基于SDSS DR12近邻盘星系样本测量棒结构，提出可降低质量偏差的新棒参数，揭示非AGN星系靠棒长、AGN星系靠棒轴比追踪演化，并阐明棒驱动恒星形成、AGN调节棒形态的共同演化关系。
2023-05-13 astro-ph.GA
Stellar population constraints on the ages of galactic bars
我们提出了一个研究的恒星星族的中心区域附近的四个酒吧星系，并使用一种新的技术来限制酒吧活动的持续时间。我们专注于恒星形成的“沙漠”，在这些星系中的每一个区域，恒星形成似乎已被酒吧抑制。新的H β光谱数据，并用于产生光谱线指数进行比较，从人口合成模型的理论预测简单的恒星星族和时间截断恒星形成的历史。这一分析表明，在这些地区缺乏恒星形成活动似乎已经持续了至少1个Gyr，其中两个星系的时间尺度为几个Gyr。这有利于模型中，强大的酒吧可以是长寿的星系的功能，但我们的研究结果也表明了显着的多样性，在恒星星族年龄，因此在这四个星系酒吧活动的隐含历史。
2016-01-18 astro-ph.GA
The role of bars in triggering active galactic nuclei galaxies
本研究通过比较有棒与无棒星系中AGN比例，发现星系棒特别是强棒能显著提升AGN活动，且此效应在低和高密度环境中尤为明显。
2025-05-29 astro-ph.GA
Bar instability in disk-halo systems
我们表明，在恒星盘的酒吧的指数增长率是大得多时，磁盘是嵌入在一个活的晕比在一个刚性的具有相同的质量分布。我们还发现，在盘晕系统中，不稳定性的活力随晕速度椭球的形状而变化。在刚性晕，质量足够稳定的通常的标准，迅速形成酒吧在各向同性晕和更大的晕质量是需要避免一个强大的酒吧，因此稳定性标准推导出的磁盘在刚性晕不适用时，晕是响应。这里提出的研究是一个理想化的家庭的模型与近均匀的中心旋转，缺乏扩展晕，我们提出了更现实的模型与扩展晕在配套文件。在一些具有缓慢上升的内旋曲线的星系中，由于缺乏强棒而引起的困惑，在这里给出的结果中更加复杂。
2016-01-13 astro-ph.GA
Oscillating dynamical friction on galactic bars by trapped dark matter
在标准的$Λ$ CDM模型中，星系棒的动力学演化主要是由通过动力学摩擦而损失给暗物质晕的角动量所决定的。传统的近似动力学摩擦制定使用线性化碰撞玻尔兹曼方程，并已被证明是有效的快速限制，即快速放缓酒吧。然而，对于典型的缓慢演化的棒，线性假设在几个动力学周期内就被打破了，这些棒在共振中捕获了大量的盘星和暗物质。最近对银河系棒的观测暗示了主棒共振处的这种缓慢状态。我们制定了依赖于时间的动力学摩擦的慢极限和探索其机制在一般慢政权的测试粒子模拟。在这里，角动量交换是由共振捕获轨道，周围的共振缓慢振动为主。在典型的平衡晕中，捕获区内的初始相空间密度在较低的角动量下较高。由于天平动频率落向分界线，这种密度对比会形成相空间螺旋，导致动力学摩擦以$\sim$ Gyr周期振荡，并在长期时间尺度上衰减。我们用长期扰动理论量化了这种扭矩的长期行为，并预测了两个可观察到的结果：i）相空间螺旋可以在恒星盘中检测到，其中绕组的数量编码了棒的年龄。ii）扭矩导致条形图案速度的微弱振荡，覆盖整体减速-虽然没有讨论，但在以前的模拟中可以看到这个特征。
2022-04-28 astro-ph.GA
Environmental regulation of cloud and star formation in galactic bars
银河棒动力学的强烈时间依赖性产生了致密气体和恒星形成区域复杂且快速变化的分布。虽然酒吧主要主机区没有任何恒星形成活动，他们的极端可以收集的物理条件，形成分子复合体和迷你星爆。使用亚秒差距分辨率流体动力学模拟的银河系，我们探测这些条件，探索如何以及在那里酒吧（水）动力学有利于形成或破坏的分子云和恒星。kpc尺度动力学（气流、剪切）和秒差距尺度（湍流）之间的相互作用是这个问题的关键。我们发现一个强大的二分法之间的领先和落后双方的酒吧，在云的碎片和年轻恒星的年龄分布。这些年轻的结构沿着棒的边缘轨道运行后，在棒的末端减速，轨道拥挤增加了云与云碰撞的可能性。我们发现，这样的事件增加了云的马赫数，从而提高了恒星形成的效率，并最终形成大质量的恒星协会，在一种类似于星系-星系相互作用的方式。我们强调的作用，酒吧动力学解耦年轻的恒星从他们形成的云，并讨论注入反馈到星际介质的影响，特别是在星系形成的背景下。
2015-09-22 astro-ph.GA
Identification and analysis of galactic bars in DESI Legacy Imaging Surveys
本研究利用DESI遗留成像巡天数据，通过等照度线分析识别了232,142个星系中的棒状结构，发现总棒比例为42.9%，并验证了自动化识别方法93%的准确率，强调了棒在星系演化中的重要性。
2025-03-28 astro-ph.GA
Galaxy Zoo: Are Bars Responsible for the Feeding of Active Galactic Nuclei at 0.2 < z < 1.0?
我们提出了一个新的研究调查是否活动星系核（AGN）超出本地宇宙优先通过大尺度酒吧。我们的研究结合了钱德拉和银河动物园：哈勃（GZH）在AEGIS，COSMOS和GOODS-S调查中的数据，以创建0.2 < z < 1.0的面对面盘状星系样本。我们使用一种新的方法对120个活动星系核的主星系样本进行了比较，主星系的定义为10^42 erg/s < L_X < 10^44 erg/s，与不活动的控制星系在恒星质量、静止坐标系颜色、大小、Sersic指数和红移方面相匹配。使用GZH酒吧分类的每个样本，我们表明，活动星系核主机显示没有统计上显着的增强酒吧分数或平均酒吧的可能性相比，紧密匹配的不活跃的星系。详细地说，我们发现，AGN酒吧分数不能被增强以上的控制酒吧分数超过两个因素，在99.7%的置信度。我们同样发现，在活动星系核的分数之间的酒吧和非酒吧星系没有显着差异。因此，我们没有发现令人信服的证据表明，大规模的酒吧直接燃料AGN在0.2<z<1.0。这一结果，加上以前的结果在z=0，意味着中等光度的活动星系核没有优先喂养大规模的酒吧，因为z=1。此外，考虑到z>1时的低棒分数，我们的研究结果表明，大尺度的棒可能从来没有直接成为超大质量黑洞生长的主要燃料机制。
2014-12-19 astro-ph.GA
The Galactic Center compared with nuclei of nearby galaxies
了解我们的银河系中心是更容易从附近的星系核的见解。无论是由棒和核棒驱动的核气体盘中的恒星形成活动，还是低光度活动星系核的燃料补给，以及随后的喷流反馈，驱动分子外流，都肯定存在于我们的银河系中心，现在似乎已经熄灭了。比较和诊断的审查，特别是m=2和m=1模式，不平衡性，不同的磁盘取向，和化石证据的活动和反馈。
2016-10-11 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
Dynamical friction and feedback on galactic bars in the general fast-slow regime
本文研究星系棒在任意自旋减慢速度下的动力学摩擦，无缝连接快慢极限，通过求解无碰撞玻尔兹曼方程推导出包含捕获与非捕获轨道的动力学反馈完整公式，发现其可占银河系棒总力矩的30%。
2023-08-02 astro-ph.GA
The effect of warm gas on the buckling instability in galactic bars
利用$N$体模拟和流体模拟，我们研究了具有显著气体含量的星系中棒的形成和演化，重点研究了屈曲不稳定性现象。星系最初由球形暗物质晕和恒星组成，或恒星和气体，圆盘的参数与银河系相似，并进化了10 Gyr。我们考虑了不同的气体分数值$f =0-0.3$，为了隔离气体的影响，我们在演化过程中通过不允许气体冷却和形成恒星来保持分数恒定。在模拟中形成的恒星棒具有更高的气体分数，它们更弱，更短，并且对于高于0.3的气体分数，它们根本不会形成。由于气体中的初始扰动，气体分数为0.1的棒形成得更快，但尽管演化时间更长，但在演化结束时，它不会变得比无碰撞情况下的棒更强。气体成分中的棒较弱;它们在4 Gyr左右达到最大强度，然后下降到球形。对于较高的气体分数，恒星棒在屈曲不稳定期间的扭曲较弱，并且对棒的削弱不太显着，但它在径向轮廓和正面投影方面都具有类似的结构。对于$f=0.2,$，第一次屈曲持续时间明显更长，并且杆不经历第二次屈曲事件，而对于$f=0.3,$，屈曲不发生。尽管有这些差异，所有的酒吧开发四四方方/花生形状的恒星和气体成分的演变结束，虽然他们的厚度是较小的气体分数较高。
2020-01-20 astro-ph.GA
Unveiling the origins of galactic bars: insights from barred and unbarred galaxies
本研究利用TNG50模拟对比有棒与无棒星系，发现内部恒星与暗物质质量比高、初始气体丰富及角动量转移增强是棒状结构形成的关键，并排除了并合作为主要驱动因素。
2024-03-19 astro-ph.GA
Role of galactic bars in the formation of spiral arms: A study through orbital and escape dynamics -- I
本文建立了一个棒星系的三维引力模型，以研究中央棒星系区域内恒星的轨道动力学和逃逸动力学。我们的引力模型由四个部分组成：中心核、棒、盘和暗物质晕。此外，我们还分析了两种不同类型的杆势模型。研究已经进行了一个哈密顿系统和彻底的数值研究已经完成，以分类定期和混沌运动的恒星。我们已经看到，逃逸机制只在哈密顿系统的鞍点（$L_2$，$L_4$和$L_2^{'}$，$L_4^{'}$）附近出现过。$x$ - $y$平面的轨道结构表明，这种逃逸运动对应于杆的两端。通过计算对应于特定初始条件向量的恒星轨道的最大李雅普诺夫指数，得到轨道的分类。在$x$ - $y$和$x$ - $p_x$（$p_x$是沿$x$ -方向的动量）平面上研究Poincaré表面截面图，以得到系统在相空间中逃逸性质的完整视图。详细研究了混沌动力学随杆的质量、长度和性质的变化规律。我们发现，在适当的物理条件下，混沌起着关键的作用背后的大设计或弱螺旋图案的形成较强的酒吧和环结构较弱的酒吧。
2021-02-25 astro-ph.GA
The imprints of bars on the vertical stellar population gradients of galactic bulges
这是第二个文件的一系列旨在研究恒星运动学和人口特性的隆起在高度倾斜棒星系。在这项工作中，我们进行了详细的分析的恒星年龄，金属丰度和[Mg/Fe]的28个高度倾斜（$i > 65^{o}$）盘星系，从S0到S（B）c，用SAURON积分场摄谱仪观察。样本分为两个干净的样本的酒吧和unbarred星系，恒星速度和h $_3$配置文件之间的相关性的基础上，以及在隆起区域内的圆柱旋转的水平。我们发现，虽然平均恒星年龄，金属丰度和[Mg/Fe]在酒吧和无酒吧星系的凸起是统计上没有区别的，[Mg/Fe]梯度沿短轴（远离光盘）的酒吧星系是显着不同的比那些没有酒吧。对于棒星系，垂直远离中平面的恒星通常更[Mg/Fe]-增强，因此棒星系的[Mg/Fe]垂直梯度大多为正，而对于无棒凸起的[Mg/Fe]轮廓通常为负或平坦。这一结果，以及在条形样本中观察到的老种群，表明酒吧是持久的结构，因此不容易被破坏。显着的[Mg/Fe]与无棒星系的凸起的差异表明，不同的形成/演化的情况下，需要解释他们的建设，并强调酒吧的作用，在重新分配恒星物质的凸起占主导地位的地区。
2017-01-12 astro-ph.GA
Measuring the dynamical length of galactic bars
本文提出了一种基于骨架轨道径向范围的星系棒“动力学长度”测量方法，利用积分场单元光谱学技术，发现传统椭圆拟合方法会高估棒长度1.5-2.5倍，进而影响对棒演化的推断。
2023-05-22 astro-ph.GA
Slowly rotating bars-Morphologies introduced by bistability in barred-spiral galactic potentials
研究了当系统慢转且共转位于旋臂末端以外时，\textit{barred-spiral}模型的轨道动力学。在中心周期轨道族的特征中，我们发现了一个“周期区域”。在响应模型中，我们观察到围绕杆的环和与环相切的螺旋臂。这是一种类似于具有内环的棒螺旋系统的形态。然而，在我们研究的情况下，与这种结构相关的动力学是不同的，从一个典型的酒吧结束接近共转。我们的模型的环是圆形的，或者更确切地说是垂直于杆的细长的。它与中央家族特征的折叠（“S”形特征）有关，这是典型的双分叉。沿着“S”部分的特征，我们有一个变化的方向的周期轨道从x1型到x2型形态。在响应模型中填充的轨道在到达“S”的最低能量时相当突然地改变它们的取向。模型的螺旋线遵循标准的“旋进椭圆流”，并且构建它们的轨道具有超出“S”区域的能量。酒吧的结构主要是由粘性轨道周围的稳定岛的中央家庭的地区。这导致了银道面\textit{on}条中X特征的出现。这种棒状形态出现在一些中等倾斜星系的不清晰掩蔽图像中。
2015-02-02 astro-ph.GA
Self-interacting dark matter promotes bar formation in disk galaxies
Yale University（耶鲁大学）；University of Cambridge（剑桥大学）；University of Massachusetts, Amherst（马萨诸塞大学阿默斯特分校）；University of Surrey（萨里大学）
通过N体模拟和动力学理论分析，发现自相互作用暗物质（SIDM）通过加宽棒-晕共振并增强角动量转移，使盘状星系中的棒状结构更早形成且振幅更大，为约束暗物质自相互作用提供了观测途径。
2026-06-29 astro-ph.GA
The rapid onset of stellar bars in the baryon-dominated centers of disk galaxies
本研究通过三维流体模拟验证恒星棒形成时间与盘质量占比的指数关系，结合高红移观测预测早期重子主导的盘星系中恒星棒占比高，并修正了相关不稳定性判据的依赖关系。
2023-03-13 astro-ph.GA
Galaxy Zoo Bar Lengths: A Catalogue of Measurements from Hubble Space Telescope Images and the Evolution of Galactic Bar Structure at z < 1
University of California, Santa Cruz（加州大学圣克鲁兹分校）；Lancaster University（兰卡斯特大学）；Haverford College（哈弗福德学院）；University of California, San Diego（加州大学圣迭戈分校）；Masaryk University（马萨里克大学）
研究通过哈勃望远镜图像测量8230个盘状星系的棒长和宽度，探讨棒结构在不同红移下的演化，发现棒强度随恒星质量变化，且高红移星系棒较弱，星系演化中棒结构起重要作用。
2026-04-29 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
Barred galaxies in the EAGLE cosmological hydrodynamical simulation
我们研究了来自EAGLE项目的LCDM宇宙流体动力学模拟中棒盘星系的性质。我们的研究遵循了在z = 0时在恒星质量范围10.6 < log Mstr /M < 11中确定的269个盘的形成。这些光盘显示出广泛的酒吧的强度，从unbarbed光盘弱酒吧，以强烈禁止系统（= 20%）。这些系统中的条形在红移= 1.3之后发展，其时间尺度敏感地取决于图案的强度。强酒吧发展相对较快（在几个陀螺仪，= 10盘旋转周期）的系统，是磁盘为主，气体穷人，并有下降的旋转曲线。在圆盘对引力不太重要的系统中，弱棒的发展更慢，并且在z = 0时仍在增长。无棒星系是相对富含气体的圆盘，其旋转速度不超过它们所居住的晕的最大圆周速度。棒的长度与观测结果相比是有利的，范围从0.2到0.8倍的半径包含90%的恒星。当它们生长时，棒的速度会非常快地减慢，导致周围黑暗光环的内部区域扩大。在z = 0时，强棒的共旋半径约为棒长的10倍。这样的慢条与已经测量或通过观测推断出的模式速度的少数情况不一致，如果得到证实，这种差异可能会证明LCDM中圆盘星系形成的挑战。
2016-09-19 astro-ph.GA
Galaxy fly-bys sustain bar-halo friction and bar slowdown in disk galaxies
The University of Tokyo（东京大学）；Universitat de Barcelona (UB)（巴塞罗那大学）；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)（加泰罗尼亚空间研究所）；Kagoshima University（鹿儿岛大学）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）
研究通过N体模拟探讨银河飞越如何维持杆-晕摩擦，发现飞越后杆的模式速度受飞越方向影响，且飞越激发晕的长期波动维持摩擦作用。
2026-03-13 astro-ph.GA
Stellar Bars in Isolated Gas-Rich Spiral Galaxies Do Not Slow Down
本研究通过包含先进星际介质和实时暗物质晕的类银河系模拟，发现约5%的气体即可通过“棒锁定”阻止恒星棒减速，解释了观测中棒普遍快速旋转的现象。
2023-06-04 astro-ph.GA
Kinematic clues to bar evolution for galaxies in the local universe: why the fastest rotating bars are rotating most slowly
我们利用本机宇宙中68个棒旋星系的斯皮策图像对棒旋星系的长度和强度进行了系统的测量。我们结合这些与棒的共转半径的精确测定，从我们以前的研究，其中使用的相位变化从径向流入径向流出的气体在共转，基于高分辨率的二维速度场的Hα所采取的法布里-珀罗光谱仪。在给出导出的棒参数的直方图之后，我们研究了它们对星系形态类型和宿主星系的总恒星质量的依赖性，然后产生一组参数图。这些包括棒图案速度与棒长度的关系、用外盘的特征图案速度归一化的图案速度与棒强度的关系、以及归一化的图案速度与R（共转半径与棒长度的比率）的关系。为了给我们的解释提供指导，我们使用了最近发表的模拟，包括盘和暗物质晕成分。我们最引人注目的结论是，R < 1.4的值的酒吧，以前被认为是动态快速旋转，可以是最慢的旋转无论是在绝对值，当他们的模式速度归一化。模拟证实，这是因为当棒被制动时，它们可以比正转半径的向外漂移更快地增长。我们的结论是，暗物质晕确实减缓了Gyr时间尺度上棒的旋转。
2017-02-06 astro-ph.GA
