Comparison of Bar Formation Mechanisms. II. Does a Tidally Induced Bar Grow Faster Than an Internally Developed Bar?
本文通过N体模拟对比了潮汐诱发与内部发育棒状结构的生长时间尺度，发现易受棒不稳定性影响的星系中两者生长速率相当，而在热盘模型中潮汐受迫棒的生长偏离指数剖面且更适合用线性函数描述。
2025-06-29 astro-ph.GA
Tidally induced bars of galaxies in clusters
利用N体模拟方法研究了团簇中盘状星系潮汐诱导棒的形成和演化。我们的祖先是一个巨大的，晚型星系类似于银河系，由指数盘和NFW暗物质晕组成。我们将星系置于室女座星系团的四个不同轨道上，并将其演化10 Gyr。作为一个参考案例，我们也孤立地发展了相同的模型。潮汐诱导的酒吧形成后不久，所有的轨道上的第一个近心通道，并生存，直到进化结束。它们出现得更早、更强、更长，并且在更紧的轨道上具有更低的模式速度。只有最紧的轨道的属性的酒吧控制的方向的潮汐扭矩从集群在pericenters。这些条的形成机制是角动量从星系的恒星成分转移到它的晕。当潮汐力较强时，所有的杆都经历了较长时间的屈曲不稳定性，这种屈曲不稳定性发生得更早，并导致更明显的方形/花生形。使用所有的模拟输出的星系在不同的演化阶段，我们构建了一个玩具模型的星系团中的人口和测量的平均酒吧强度和酒吧分数作为一个函数的团心半径。两者都被发现是半径的轻度减少的功能。我们的结论是，潮汐力可以触发酒吧形成在星系团的核心，但不是在外围，从而导致更大的浓度棒星系团的中心。
2016-05-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Formation of the Young Massive Cluster R136 triggered by Tidally-driven Colliding HI Flows
对大质量团簇形成的认识是天文学的重要课题之一。通过分析HI数据，我们已经确定两个HI速度分量（L分量和D分量）正朝着LMC东南端的HI脊碰撞，该脊承载着年轻的大质量星团R136和$\sim$ 400 O/WR星（Doran et al. 2013），包括SN 1987 A的祖先。连接两个HI分量的桥特征和它们之间的互补分布可能证明了碰撞。我们提出了一个假设，即碰撞触发了R136和周围大质量恒星以及HI和分子脊的形成。Fujimoto & Noguchi（1990）认为，大约0.2 Gyr前LMC和SMC之间的最后一次潮汐相互作用导致了L-和D-分量的碰撞。该模型与数值模拟一致（Bekki & Chiba 2007 b）。我们认为，一个致密的HI部分CO云的10 $^{6}$ $M_{\odot}$，R 136的前体，形成在冲击压缩界面之间的碰撞L-和D-组件。根据尘埃光学厚度的$Planck/IRAS$数据，我们认为来自SMC的部分低金属气体混合在潮汐相互作用中（普朗克合作组织等，2014）。
2017-04-26 astro-ph.GA
Bars formed in galaxy merging and their classification with deep learning
星条是旋涡星系的一个常见形态特征。虽然已知它们可以孤立地形成，也可以潮汐诱导，但很少有研究探索星系合并中恒星棒的产生。我们希望使用深度学习的方法来分析我们的N体模拟来研究星系合并中的酒吧形成。主要目的是确定最有利于棒形成的合并星系的质量比和方向的约束。我们进一步的目标是探索是否有可能根据它们的形成机制对模拟的棒旋星系进行分类。我们测试了这种新的分类方案与模拟星系的可行性。使用从我们的模拟中获得的一组29，400张图像，我们首先训练了一个卷积神经网络来区分棒星系和非棒星系。然后，我们在不同质量比和自旋角的模拟上测试了网络。我们调整了核心神经网络架构，以用于我们的其他目标。我们发现，一个强烈的质量比和生产的酒吧的数量之间的反比关系。我们还确定了两个不同的阶段，在酒吧的形成过程中;（1）最初的，潮汐诱导形成合并前，（2）的破坏和/或再生的合并过程中和之后。与等质量合并相比，具有低质量比和紧密对齐取向的合并更有利于酒吧的形成。我们通过展示基于其形成机制对酒吧进行分类是可行的，展示了我们的深度学习方法的灵活性。
2020-06-26 astro-ph.GA
Active star formation across the whole Large Magellanic Cloud triggered by tidally-driven colliding HI flows
银河系潮汐相互作用是触发星系中活跃恒星形成的一种可能机制。最近使用大麦云云（LMC）中的Hi数据进行的分析表明，由银河系与小麦哲伦云（SMC）的相互作用引起的潮汐驱动的碰撞HI流引发了HI脊东南部的高质量恒星形成，包括R136和$\sim$ 400 O/WR星，以及银河系中心区域的N44区域。本研究在LMC上进行了全面的HI数据分析，发现早期研究中定义的两个高速分量（L-和D-分量）是准普遍存在的，其相互作用的特征动态地朝向其他突出的HII区域，如N11和N79。利用碰撞相互作用中的动量守恒原理，我们刻画了减速气体的两个组分之间的恐吓速度范围（I分量）。在$\sim$ 15 pc尺度下，I分量的空间分布与O/WR星一致，其比例大于$\sim$ 70%，明显小于典型的GMC尺度。基于我们新的LMC-SMC相互作用的模拟结果，我们提出，约0.2 Gyr ago的相互作用诱导的有效的气体从SMC的LMC，从而结束了与最近形成的高质量的恒星由于HI气体在LMC中的碰撞。新的气体动力学数值模拟成功地再现了L分量的电流分布。这为目前的情况提供了理论支持。
2020-10-27 astro-ph.GA
The oldest tidally induced bar-like galaxy in the IllustrisTNG cluster
针对高红移棒旋星系起源不明且与模拟结果矛盾的问题，本研究展示了IllustrisTNG中z=2.9形成的最古老潮汐诱导棒状星系，揭示其由BCG前身星系相互作用形成并存活至今，为高红移棒状结构的起源提供了新的模拟证据。
2025-08-20 astro-ph.GA
Formation of the active star forming region LHA 120-N 44 triggered by tidally-driven colliding HI flows
N44是大麦云星云中仅次于R136的第二个大质量恒星形成活动中心。我们利用ATCA和Parkes的数据，在60角秒的分辨率下对HI进行了详细的分析。我们提出的HI排放分解成两个速度分量（L-和D-分量）的速度分离为60公里秒$^{-1}$。此外，我们新定义了I分量，其速度介于L分量和D分量之间。利用D分量推导出大麦哲伦星系盘的自转曲线，这与恒星自转曲线一致（Alves et al. 2000）。在LHA 120-N44的成团活跃区，HI气体的三个速度分量显示出动力学相互作用的特征，包括桥和互补的空间分布。我们假设，L-和D-组件已经相互碰撞，因为500万年前和相互作用引发的O和早期B星电离N44的形成。在该假设中，I分量被解释为在L分量和D分量的碰撞相互作用中的动量交换方面的减速气体。在N44区，普朗克亚毫米尘埃光学厚度与HI强度相关，这是很好的近似线性回归。我们发现，N44区域显示出一个显着陡峭的回归线比在酒吧区，表明在N44区域，这是由于与SMC 0.2 Gyrs前LMC之间的潮汐相互作用的尘埃丰度少。
2018-12-21 astro-ph.GA
Tidally induced bar-like galaxies in simulated clusters
本文基于IllustrisTNG模拟分析77个潮汐诱导棒状星系，揭示其形成时间、近心点距离、宿主质量及剥离演化规律，并在宇宙学背景下证实星系团潮汐成棒机制。
2025-09-03 astro-ph.GA
Adventures of a tidally induced bar
利用N体模拟，我们研究了由于与银河系的潮汐相互作用而在矮星系中产生的棒的性质。矮星最初是由一个磁盘嵌入在一个暗物质晕，我们遵循其演变的一个典型的轨道为10 Gyr。它经历了一个典型的潮汐搅拌矮星系的演变：它失去了质量，恒星组成部分从一个盘转变为一个球体，恒星的旋转部分被随机运动所取代。潮致沙坝在第一次近心点通过时形成，并一直存在到演化结束。对恒星分布的傅立叶分解表明，只有偶模才是重要的，并保持了一个层次结构，因此棒模总是最强的。它们显示出一个最大的特征轮廓，类似于孤立星系中形成的模拟酒吧和真实星系中观察到的酒吧。我们采用最大的酒吧模式作为衡量酒吧的强度，我们估计酒吧的长度，通过比较沿酒吧和垂直于它的密度剖面。酒吧的强度和酒吧的长度随时间的推移而减少，主要是在近心点，作为潮汐扭矩的结果，在那些时候，而不是长期的演变。在1 Gyr的时间尺度上，棒的模式速度变化很大，似乎完全受银河系潮汐扭矩的方向控制。酒吧是从来没有潮汐锁定，但我们发现了一个暗示的5/2轨道共振之间的第三和第四近心点通道。用杆长与共转半径之比表示的杆的速度在长期内减小，使得杆从最初的相当快变为后期的缓慢。在第二和第三近心点之间的侧视图中，盒状/花生状形状清晰可见，其出现之前有一个短时间的屈曲不稳定性。
2014-09-23 astro-ph.GA
A numerical study of interactions and stellar bars
几十年来，人们已经知道盘星系中的恒星棒可以由相互作用或动力学不稳定性等内部过程触发。在这项工作中，我们探索这两种机制之间的差异，使用数值模拟。我们进行了两组模拟的基础上孤立的星系，一组中的酒吧自然发展，另一组中的酒吧不能孤立发展。其余的模拟重新创建1：1共面飞越相互作用计算与脉冲近似。我们用于相互作用的轨道代表了不同质量的组或集群中的飞行，这取决于相遇的速度。在分析中，我们着重于酒吧的振幅，大小，模式速度和他们的旋转参数，${\cal R}=R_{CR}/R_{bar}$。后者用于定义快速旋转（${\cal R}<1.4$）和慢速旋转（${\cal R}>1.4$）。与等效孤立星系相比，我们发现，酒吧的影响或触发的相互作用：（一）保持在缓慢的制度更长的时间;（二）是更多的四方形在面对的意见;（三）他们主机运动学热盘。在这组模拟中，我们没有看到逆行或逆行飞越之间的强烈差异。我们还表明，缓慢的相互作用可以触发酒吧的形成。
2016-10-07 astro-ph.GA
SDSS-IV MaNGA: How Galaxy Interactions Influence Active Galactic Nuclei
利用MaNGA积分场光谱巡天的最终数据，对星系对和孤立星系的活动星系核进行了比较研究。我们建立了一个样本的391运动学星系对的足迹内的调查，并选择活动星系核使用调查的光谱。我们使用的活动星系核样品的同动体积密度来量化的影响，潮汐相互作用的触发核吸积。我们的假设是，对样本中包含的活动星系核不仅是由随机吸积，而且潮汐诱导吸积和相关吸积触发。在控制样本固定随机触发活动星系核的水平的情况下，我们将潮汐诱导吸积和相关吸积的强度模拟为预计分离（rp）的函数，并将模型期望值与双活动星系核和偏置活动星系核（单个活动星系核）的观测体积密度进行比较成对）。在rp ~ 10 kpc，我们发现潮汐相互作用诱导的活动星系核比随机加燃料的活动星系核多30%，并且由于相关性，导致约12%的偏移活动星系核成为双重活动星系核。这两种效应的强度都随着rp的增加而减小。我们还发现，OIII光度的活动星系核的星系对是一致的孤立星系中发现的，可能是因为stocheroscopicfed活动星系核占主导地位，即使在密切的对。我们的研究结果表明，虽然我们可以检测潮汐诱导的影响统计，它是具有挑战性的独立潮汐诱导活动星系核和随机触发的活动星系核的相互作用的星系。
2022-12-06 astro-ph.GA
Origins and lifetimes of secular and tidal bars in simulated disc galaxies
本研究在TNG50模拟中分析307个银河系质量盘星系的恒星棒形成，发现多数由自引力长周期不稳定性形成，约25%由卫星潮汐扰动诱导，揭示内部结构与外部环境的双重作用。
2025-08-20 astro-ph.GA
Simulations of the grand design galaxy M51: a case study for analysing tidally induced spiral structure
我们提出了大设计螺旋M51（NGC 5194）的流体动力学模型，以及它与伴星NGC 5195的相互作用。尽管我们的模型很简单，但我们的模拟非常好地捕捉到了M51的螺旋结构，甚至再现了诸如沿着一个螺旋臂的扭结和螺旋臂分叉等细节。我们研究了恒星和气体旋臂之间的偏移，发现在大多数时候（包括今天），恒星和气体之间没有偏移到我们的误差范围内。我们还比较了我们的模拟与最近的观测分析M51。我们计算模式速度与半径的关系，就像观察一样，没有找到单一的全局模式速度。我们还表明，螺旋臂不能很好地拟合对数螺线。我们解释这些发现作为证据，M51并没有表现出准稳定的密度波，将由密度波理论预测。M51的内部结构来自于它与伴星复杂的动力相互作用，导致螺旋臂以短暂的扭结和分叉的形式显示出相当大的结构。与其试图按照具有固定模式速度的全球螺旋模式来模拟这种星系，不如从这样一幅图景开始，即螺旋臂虽然不是简单的物质臂，但却是潮汐引起的运动密度“波”或密度模式的结果，它们随着时间的推移缓慢地结束。
2009-12-07 astro-ph.GA
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
The impact of gas inflows on star formation rates and metallicities in barred galaxies
恒星形成率（SFR）和金属丰度的样本294星系与视觉分类，强大的，大规模的酒吧相比，控制样本的unbarbed盘星系从斯隆数字巡天数据发布4。棒星系的纤维（内部数kpc）金属丰度均匀高于（在给定的质量）比unbarred样品~0.06 dex。然而，只有在恒星总质量log M > 10的星系中，目视分类的棒星系的纤维SFR才高出约60%。log M<10时的金属增强没有伴随SFR的增加，这可能是由于过去早期棒触发恒星形成的短暂阶段，而在更高质量的棒星系中，恒星形成率正在增强。棒的长度和棒的轴比与恒星形成率的增加没有相关性。为了评估由棒和星系-星系相互作用触发的恒星形成的相对重要性，还确定了一个近距离星系对样本的SFR。这两种机制似乎在触发log M>10的星系的中心恒星形成方面同样有效。然而，由于对的比例比棒低得多，棒的触发中心恒星形成比相互作用多3.5倍。
2011-06-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Bar pattern speeds in CALIFA galaxies II. The case of weakly barred galaxies
我们的目标是调查弱酒吧的形成过程中，通过测量它们的属性在一个样本的29个附近的SAB星系，跨越广泛的形态类型和光度。样本星系被选择有一个中间的倾角，一个酒吧在一个中间的角度之间的磁盘短轴和长轴，和一个不受干扰的形态和运动学，以允许直接测量的酒吧模式的速度。结合我们的分析和以往的研究，我们比较了弱杆和强杆的性质。我们测量了酒吧的半径和强度，从r波段图像可在SDSS和酒吧模式的速度和共转半径从恒星运动学获得的CALIFA。我们推导出棒的旋转速率作为共转和棒半径之间的比值。29个星系中有13个，从外观上被归类为SAB，实际上并没有棒形成分，或者它们的中央细长成分并不处于刚性旋转状态。我们成功地推导出了16个物体的条形图速度。其中两个拥有超快酒吧。使用酒吧的强度来区分弱酒吧和强酒吧，我们发现，SABs主机较短的酒吧，具有较小的共转半径比他们的强禁止同行。弱柱和强柱具有相似的柱模式速度和旋转速率，这都与快速一致。在SAB和SB星系中，我们没有观察到凸起日珥之间的任何差异，而几乎所有的弱棒都位于盘的内部，与强棒相反。我们排除了酒吧弱化只与隆起的突出和弱酒吧的形成是由潮汐与同伴的相互作用触发。我们的观测结果表明，弱棒可能是演化系统与其他星系组件交换角动量比强棒。
2019-09-03 astro-ph.GA
Tidally induced morphology of M33 in hydrodynamical simulations of its recent interaction with M31
我们提出了一个M33的流体动力学模型和它最近与M31的相互作用。这种情况以前曾在文献中提出，以解释M33扭曲的气体和恒星盘，以及大约2 Gyr前两个物体中恒星形成率的增加。我们使用了轨道积分方案，以找到M31的横向速度的估计更有利于相互作用的情况下，然后试图重现它在我们的模拟。M33被模拟为一个嵌入在活动暗物质晕中的恒星和气体盘，而M31则近似为一个活动的暗物质晕。在模拟中，两个星系以37 kpc的近心距离相互通过。潮汐激发了M33盘中的双臂螺旋结构，这被认为是观测星系中的主要螺旋信号，并且长期以来一直被认为是潮汐相互作用容易引起的特征。我们发现，由相互作用产生的气体翘曲没有足够的相似，观察到的，我们进行了额外的模拟，包括热气晕的M31表明，这一功能可以正确地再现潮汐力和冲压压力剥离同时作用于气体盘。除了旋臂，潮汐力产生了类似于观测到的恒星流，并引发了类似于观测到的半径的恒星形成爆发。
2018-07-18 astro-ph.GA
Tidally-induced radial migration waves in LMC-like galaxies
Université de Toulouse（图卢兹大学）；Lund University（隆德大学）；Universidad Complutense de Madrid（马德里康普顿斯大学）
研究通过高分辨率模拟探讨潮汐相互作用对LMC类星系径向迁移和金属licity分布的影响，揭示潮汐触发的波状迁移现象及其对星系金属licity分布的动态响应。
2025-10-22 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
SDSS-IV MaNGA: Bar pattern speed estimates with the Tremaine-Weinberg method and their error sources
估计棒斑图速度（\Om{}）是理解恒星棒在星系动力学演化中的作用所面临的主要挑战之一。本工作的目的是消除影响Tremaine Weinberg（TW）方法研究棒与星系物理参数相关性的不同不确定性源。我们使用了来自\cite{Aguerri2015}的15个MANGA SDSS-IV星系和3个CALIFA星系的样本。我们研究了与（i）星系中心的确定，（ii）光盘的位置角（PA），强调的困难引发的外部非轴对称结构，除了酒吧，（iii）的狭缝长度和（iv）的空间分辨率。平均而言，PA不确定度范围为$\sim 15 \%$、狭缝长度$\sim 9 \%$和定心误差$\sim 5 \%$。降低空间分辨率会增加对PA误差的敏感度。通过蒙特卡罗模拟，我们估计的概率分布的\R{}酒吧的速度参数。本样本由7个慢、4个快和7个超快条组成，没有形态类型的趋势。虽然不确定性和低样本数可能会掩盖潜在的物理性质之间的相关性，我们提出了一个讨论：我们观察到反相关的\Om{}与酒吧的长度和恒星质量，这表明大规模的星系往往主机更长，更慢的酒吧。我们还观察到的分子气体分数与\R{}的相关性，和一个弱的反相关性与\Om{}，这表明酒吧旋转较慢的气体光盘。这种趋势有待于今后的研究加以证实。
2019-10-31 astro-ph.GA
The Abundance and Properties of Barred Galaxies out to $z \sim$ 4 Using $\textit{JWST}$ CEERS Data
利用JWST CEERS数据首次估算z~4处棒状星系比例，发现z~2-4大棒比例低（<10%），棒在z~4已出现，且随红移降低棒比例、长度和强度增加。
2025-04-21 astro-ph.GA
Star Formation and Quenching of Satellite Galaxies
我们研究淬火的卫星星系逐渐耗尽的气体，由于恒星的形成，冲压压力条纹和潮汐触发的星爆。使用受Lu等人的经验模型约束的祖细胞，在外流负载因子较低的星系中，即使在星系被其宿主吸积后没有来自晕气体冷却的进一步冷气体供应，我们也没有发现卫星中的过猝灭问题。逐渐耗尽单独预测单峰分布在特定的恒星形成，在观察到的双峰分布，并根据预测的淬火分数低质量晕。冲压压力剥离很好地再现了双峰分布，但在低质量的晕预测淬火馏分。由潮汐与中央星系相互作用引发的富含气体的卫星中的星爆可以很好地再现低质量晕中淬灭的卫星群，但对于大质量晕中的低质量卫星来说并不重要。结合的过程，连同受约束的祖先，可以再现所观察到的恒星形成性质的卫星在不同质量的晕。
2015-06-15 astro-ph.GA
High-mass star formation in the Large Magellanic Cloud triggered by colliding HI flows
该研究分析 LMC 中碰撞压缩的 HI 气体 I 分量，发现多数 O/WR 恒星与之相关，且大质量恒星数量与碰撞压力正相关。
2024-05-08 astro-ph.GA
FEASTS: IGM cooling triggered by tidal interactions through the diffuse HI phase around NGC 4631
我们使用单碟射电望远镜FAST映射的HI在潮汐相互作用的NGC 4631组的分辨率为3.24 $'$（7千秒差距），达到5- $σ$列密度限制$10^{17.9}$厘米$^{-2}$假设线宽为20公里秒$^{-1}$。以现有的干涉HI图像从HALOGAS项目的WSRT作为参考，我们能够识别和表征一个显着过剩的大规模，低密度，弥漫HI组。这个弥漫的HI延伸超过120 kpc，占FAST在星系NGC 4631及其周围探测到的HI总量的四分之一以上。在潮汐尾部区域，扩散HI具有典型的柱密度高于$10^{19.5}$ cm $^{-2}$，并且是高度湍流的，速度分散度约为50 km/s $^{-1}$。它的柱密度随着致密HI的增加而增加，并且倾向于与致密HI的运动学上“较热”的部分相关联。通过简单的模拟，我们发现，在尾部区域的大部分扩散HI可能会导致冷却的热IGM，而不是蒸发或被辐射电离。考虑到不同相中的气体的这些关系，扩散HI可以表示IGM的冷凝相。过去和现在的潮汐相互作用可能产生了广泛扩散的HI分布，并通过扩散HI阶段触发了NGC 4631的气体吸积。
2023-01-03 astro-ph.GA
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
Star formation and dust obscuration in the tidally distorted galaxy NGC 2442
摘要：我们提出了一个详细的调查的形态分布和水平的恒星形成和尘埃遮蔽在附近的潮汐扭曲星系NGC 2442。斯皮策在3.6、4.5、5.8、8.0 um和24 um的红外图像和GALEX在1500 nm和2300 nm的图像使我们能够在240- 600 pc的尺度上分辨星系。我们用B、J、H和K波段的档案数据来补充这些数据。我们利用8 um、24 um和FUV（1500 nm）辐射研究了恒星形成率（SFR）。我们发现，在全球范围内，这些恒星形成的示踪剂给出了一个范围内的结果~6-11 \msun /年，与尘埃校正的FUV给出最高值的SFR。我们可以通过采用位于星爆（Calzetti）和SMC消光曲线之间的更陡峭的UV消光曲线来调和基于UV和IR的估计。然而，沿着旋臂的SFR强度最高的区域与类似恒星爆发的灭绝是一致的。总的来说，我们发现的恒星形成水平比以前公布的该星系高出约两倍，这与以前的结论相反，这意味着导致NGC 2442扭曲形态的相互作用可能也引发了恒星形成活动水平的增加。在旋臂之外，我们发现了一个超级气泡，在IRAC图像中约为1.7kpc。该区域显著的Hα、紫外线和红外线辐射也表明恒星正在形成。一颗已知的近期超新星（SN 1999 ga）位于这个超级气泡的边缘。虽然在这个阶段是推测性的，但这个区域暗示了一个巨大的恒星形成区域，其形态是由几代超新星形成的。最后，我们发现了一个半径约…
2010-09-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Barred galaxies in cosmological zoom-in simulations: the importance of feedback
棒是螺旋星系长期演化的关键因素，因为它们在重新分配角动量和在大尺度上输送气体和恒星方面发挥着独特的作用。Eris-suite模拟是宇宙学放大，N体，平滑粒子流体动力学模拟，旨在跟踪银河系大小的星系在大尺度结构形成过程中的形成和演化。在这里，我们分析和描述两个特定的模拟结果从厄里斯套件- ErisBH和Eris 2k-这主要是不同的处方采用气体冷却，恒星形成，并从超新星和黑洞的反馈。我们的研究表明，在Eris 2k增强的有效反馈，由于不同的微观物理实现的集体效应，导致在一个星系的质量小于它的ErisBH对应直到z~1。然而，当恒星含量足够大，可以触发全球动力学不稳定性时，Eris 2k中的星系相对于ErisBH发展出更强大和更延伸的酒吧。我们证明了这两种杆的结构性质和时间演化是非常不同的。我们的研究结果突出了准确的次网格处方的重要性，在宇宙学放大模拟的过程中的星系形成和演化，并可能使用的统计样本的棒星系来评估的恒星反馈的强度。
2019-07-02 astro-ph.GA
Tidal-induced lopsidedness in Magellanic-type galaxies
我们调查潮汐诱导转换的禁止晚型螺旋麦哲伦型光盘的数值模拟，建立如何的寿命的不对称性（不对称性）随数值参数化。利用一个基于观测到的大麦云云（LMC）特性的参考模型，我们证明了它的偏心棒、单臂螺旋和单侧恒星形成可以由短暂的潮汐相互作用引起。此后，我们进行了详细的参数研究，并发现，在动态质量的LMC型光盘（$\sim$ 10 $^{\rm 10}$ \md{}），恒星的片面性（量化的m $=$ 1傅立叶模式）和酒吧偏心幅度变化很大，但一般是短暂的（$\sim$陀螺仪）。潮汐相互作用诱导更持久的偏心在较低质量的星系（几个陀螺仪），特别是那些大的晕盘质量比暗示最近的晕占领模型。我们认为，潮汐相互作用发挥更大的作用，在观察到的普遍存在的不平衡性比目前青睐的气体吸积机制较低质量的星系。麦哲伦型星系的其他特征，如单侧恒星形成，被量化，并倾向于在逆行轨道相遇后更显着地出现在具有较晚类型螺旋结构（更多晕主导的内盘，较弱的酒吧）的盘中。
2014-01-14 astro-ph.GA
Disc instability and bar formation: view from the IllustrisTNG simulations
我们利用TNG 100和TNG 50宇宙流体动力学模拟中z = 0的强棒盘星系和非棒盘星系样本，对Efstathiou，Lake & Negroponte（1982）提出的简单盘不稳定性判据（ELN判据）的性能进行了评估。我们发现，强棒星系一般组装较早，是更多的恒星占主导地位的中心区域，并有更多的质量和更紧凑的光盘比unbarred星系。ELN标准成功地识别了~75%和~80%的强棒星系和非棒星系。标准无法识别的强棒星系往往有更多的扩展盘，更高的自旋值和酒吧，组装晚于典型的大部分棒人口。在许多情况下，这些条似乎是由与近邻的相互作用产生的（即外部触发），而不是由圆盘中的长期生长产生的。另一方面，我们发现被ELN标准误分类为禁止的无棒星系通常具有与棒星系相似的恒星盘，尽管在垂直方向上延伸得更多，在其中心区域的恒星占主导地位的程度更低，可能反映了后来的形成时间。此外，这些星系的凸起部分在早期比强棒样本中明显更突出。因此，ELN标准鲁棒地确定长期酒吧在大多数模拟盘星系的不稳定性，但需要额外的环境标准来考虑相互作用引起的酒吧的形成。
2022-05-19 astro-ph.GA
An accretion disc with magnetic outflows triggered by a sudden mass accretion event in changing-look active galactic nucleus 1ES 1927+654
该研究通过假设红巨星被潮汐瓦解引发的偶发吸积事件，解释了1ES 1927+654的剧烈光变，并揭示磁场外流如何导致盘变暗及后续恢复。
2023-10-14 astro-ph.GA astro-ph.HE
The impact of bar origin and morphology on stellar migration
本研究通过模拟三种盘，发现棒状结构起源（孤立不稳定性与潮汐驱动）在恒星迁移和金属丰度上可区分，但形态相似的棒产生相似的迁移特征。
2023-10-10 astro-ph.GA
A mechanism of bar formation in disk galaxies: synchronization of apsidal precession
利用理想化的无碰撞Nbody模拟结果，讨论了孤立盘星系和潮汐相互作用盘星系中棒的形成机制。为了更好地理解这一机制，我们研究了单个恒星的轨道偏心率（e）、远心通过历元（t_a）、在t_a处的方位角（varphi_a）、岁差率（Omega_pre），以及由相对m=2傅立叶振幅（A_2）和条形图速度（Omega_bar）表示的条形强度。主要结果如下。在孤立的盘星系中，有相当一部分最初具有不同varphi_a和Omega_pre的恒星在几个动力学时间尺度内可以具有相似的值。varphi_a和Omega_pre的这种同步，在本研究中被称为拱点进动同步（"APS“），是由引力切向分量的强度增强引起的。APS首先在盘的局部区域形成弱晶条（A_2<0.1），然后晶条在APS作用下长大。在棒材生长阶段（0.1<A_2<0.4），由于棒材产生的切向力更大，APS能更有效地进行，从而进一步提高棒材的强度。APS中的这种正反馈回路是孤立星盘中棒生长的关键物理机制。由于APS效率低得多，在具有较低盘质量分数和/或较高$Q$参数的盘中可以严重抑制条形成。由于潮汐沙坝形成过程中的潮汐扰动较自发沙坝形成过程中的潮汐扰动更强，APS的作用更迅速、更有效。
2022-10-31 astro-ph.GA
Galaxy Zoo: Mergers - Dynamical Models of Interacting Galaxies
大多数星系合并的动力学历史还没有被很好地理解。在以前的研究中已经发现了星系相互作用和恒星形成之间的相关性，但需要合并系统的物理历史背景，以充分了解导致增强恒星形成的过程。我们提出的模拟结果，重建的轨道轨迹和相互作用的星系对扰动形态。通过使用限制性三体模拟代码和公民科学家的帮助，我们在每个系统的参数空间中采样10^5个点。我们通过对300多万个模拟的回顾，成功地再现了62对相互作用的星系的形态。我们研究的水平的收敛性和独特性的动力学性质的每个系统。这些模拟代表了迄今为止相互作用星系模型的最大集合，为合并的研究提供了宝贵的资源。本文介绍了该项目产生的仿真参数。这些报告的电子版现已在http://data.galaxyzoo.org/mergers.html网站上公布。虽然我们的最佳拟合模型参数与先前发布的模型不完全匹配，但我们确定不确定性测量的方法将有助于未来模型之间的比较。从我们的模型的动态时钟同意与以前的结果，因为恒星形成的恒星爆发模型在相互作用的系统中的发病时间，并建议潮汐诱导恒星形成后不久触发最近的方法。
2016-04-01 astro-ph.GA
PHANGS-JWST First Results: Rapid Evolution of Star Formation in the Central Molecular Gas Ring of NGC1365
大尺度的棒可以用分子气体为星系中心提供燃料，通常会导致密集的环状结构的发展，在那里发生强烈的恒星形成，形成与星系盘非常不同的环境。我们将分辨率为30秒差距的JWST/MIRI新图像与邻近的棒旋星系NGC 1365中心约5 kpc的ALMA CO（2-1）图像配对，以研究这种极端恒星形成的物理机制。分子气体的形态被分解成两个著名的明亮的酒吧通道，围绕一个光滑的动态冷气体盘（R_gal ~ 475 pc），让人想起在早期类型的星系的非恒星形成磁盘，并可能美联储由气体流入触发恒星反馈的车道。这些通道拥有大量JWST确定的大质量年轻星团。我们发现一些证据的时间恒星形成演化沿环。在气体通道的复杂运动学揭示了强烈的流动运动，并可能与预期的气体流线收敛。实际上，极端线宽是气体峰之间“云”间运动的结果; ScousePy分解揭示了多个组分，线宽为<sigma_CO，scouse> ~ 19 km/s，表面密度为<Sigma_H2，scouse> ~ 800 M_sun/pc ^2，类似于在中心分子气体结构的其余部分观察到的性质。量身定制的流体动力学模拟表现出许多观察到的属性，并意味着所观察到的结构是瞬态的和高度时变的。从我们对NGC 1365的研究中，我们得出的结论是，它主要是由酒吧触发的高气体流入，在其CMZ中形成恒星。
2022-12-18 astro-ph.GA
Evidence of a fast bar in the weakly-interacting galaxy NGC 4264 with MUSE
我们目前的表面光度学和恒星运动学的NGC 4264，在室女星系团的区域进行潮汐相互作用与它的邻居之一，NGC 4261的条形透镜星系。我们测量了NGC 4264的棒半径（a_bar=3.2 +/-0.5 kpc）和强度（S_bar=0.31+/-0.04），以及它的棒图案速度（Omega_bar=71+/-4 km/s/kpc），使用Tüve-Weinberg方法，使用甚大望远镜上的多单元光谱探测器进行恒星吸收积分场光谱学。通过对恒星流速度进行非对称漂移校正，我们得到了圆速度（V_circ=189+/-10 km/s），并由棒斑速度计算了共转半径（R_cor=2.8+/-0.2 kpc）。最后，我们估计了棒旋转速率（R_cor/a_bar=0.88+/-0.23）。我们发现NGC 4264有一个强而大的棒，一直延伸到共转半径。这意味着，即使考虑到由于盘位置角度的不确定性而引起的系统误差，杆也像迄今为止测量的几乎所有其他杆一样尽可能快地旋转。棒旋转速率的精确测量使我们能够推断NGC 4264棒的形成是由于自我生成的内部过程，而不是由正在进行的相互作用触发的。
2019-06-24 astro-ph.GA
A Deep Census of Outlying Star Formation in the M101 Group
我们提出了深，窄带成像附近的螺旋星系M101和它的群体环境，寻找恒星形成的矮星系和外围的HII地区。使用伯勒尔施密特望远镜，我们的目标是恒星形成区，H $α$，H $β$，和[OIII]最明亮的发射线，以检测潜在的外围恒星形成区。我们的观测覆盖了M101周围6平方度的$\sim$，我们探测到的天体的H $α$通量水平低至$5.7 \times 10^{-17}$ erg s $^{-1}$ cm $^{-2}$（相当于M101距离处的极限SFR $1.7 \times 10^{-6}$ $M_\odot$ yr $^{-1}$）。在仔细去除背景污染物和前景M星之后，我们在所有三个波段中检测到19个发射物体，在H $α$和[OIII]中检测到8个发射物体。我们比较了11HUGS和SINGG巡天中探测到的源与本星系群矮星系和恒星形成星系的结构和光度特性。我们在M101群中没有发现大量的外围HII区或未发现的恒星形成矮星，因为大多数来源（93%）都与M101外盘HII区一致。只有两个来源与其他星系有关：一个是背景星系NGC 5486的微弱恒星形成卫星，另一个是M101伴星NGC 5474附近的微弱外围HII区域。我们也没有发现窄带发射与最近发现的超扩散星系和无星HI云附近的M101。在M101周围没有任何隐藏的低光度恒星形成矮星，这表明M101群中恒星形成光度函数的暗端斜率相当浅（像$α…
2021-05-11 astro-ph.GA
Chaotic Propellers of Barred Galaxies and Central Explosions
本研究探索盘星系中心不稳定性形成旋臂的机制，通过金斯不稳定性分析和混沌散射建模，揭示了磁场、棒强度及暗晕类型对恒星形成、棒结构和旋臂演化的影响。
2024-10-09 astro-ph.GA
Compact stellar systems in the polar ring galaxies NGC 4650A and NGC 3808B: Clues to polar disk formation
极环星系（PRG）是由两个运动学上不同且几乎正交的组成部分组成，一个宿主星系（HG）和一个极环/盘（PR）。HG通常包含比PR更老的恒星星族，PRG的形成通道仍然缺乏约束。建议的选择是合并，气体吸积，潮汐相互作用，或两者的组合。为了解释PRG的形成过程，我们研究了处于不同演化阶段的两个PRG中的致密恒星系统：具有清晰PR的NGC 4650 A和正处于PR形成过程中的NGC 3808 B。我们使用存档HST/WFPC 2成像。PSF拟合技术和颜色选择标准用于选择聚类候选者。在固定的金属丰度下，使用恒星星族模型对CSS进行光度分析，以确定它们的年龄和质量。这两个PRG包含年轻的CSS（$< 1$陀螺仪）的质量高达5 $\times$ 10 $^6$ M $_\odot$，主要位于PR和沿潮汐碎片。质量最大的CSS可能是富含金属的球状星团或超致密矮星系（UCD）的祖先。我们确定了这样一个年轻的UCD候选者，NGC 3808 B-8，并测量了它的大小$r_{\rm eff}=25.23^{+1.43}_{-2.01}$ pc。我们重建了这两个PRG的恒星形成历史，发现NGC 3808 B的恒星形成率（SFR $\simeq$ 200 M $_\odot$ /yr）很高，而NGC 4650 A的恒星形成率（SFR $<$ 10 M $_\odot$ /yr）较低。这种差异可能支持这些PRG之…
2015-11-16 astro-ph.GA
Optical-NIR analysis of globular clusters in the IKN dwarf spheroidal: a complex star formation history
球状星团（GCs）的年龄、金属丰度和空间分布是重建星系中主要恒星形成事件的有力工具。IKN是M81星系群中一个暗淡的矮椭球（dSph）。它包含五个古老的GC，这使它成为已知频率最高的星系（SN=126）。我们估计的光度年龄，金属丰度和空间分布的研究不足IKN GC。我们在SDSS中搜索HST视野之外的GC候选者，其覆盖IKN的一半。为了打破年龄-金属丰度退化的V-I颜色，我们使用WHT/LIRIS KS波段光度法，并通过与SSP模型在V，I，Ks颜色空间的比较，推导出光度年龄和金属丰度。IKN GC的VIK颜色与古老的年龄（$\geq\!8$ Gyr）和金属丰度分布一致，其平均值高于这种dSph的典型值（[Fe/H $]\!\simeq\!-1.4_{-0.2}^{+0.6}$ dex）。它们的光度质量范围（$0.5 <{\cal M_{\rm GC}}<4\times10^5M_\odot$）意味着GC和场星之间的质量比很高，即$10.6\%$。对RGB场恒星金属丰度的混合模型分析表明，72%的恒星可能是与GC一起形成的。利用最大质量的GC-SFR关系，计算出其形成时期的SFR为$\sim\!10M_\odot/$ yr。我们注意到，质量越大的GC越接近星系光度中心。IKN GC在空间上也沿着一条靠近IKN主轴的直线排列，并且几乎垂直于M81星系群中星系的空间分布平面。我们确定了…
2015-06-12 astro-ph.GA
The Argo Simulation: II. The Early Build-up of the Hubble Sequence
哈勃序列是一种常见的星系结构分类方案。尽管这种诊断方法非常有用，但我们仍然不完全了解这种形态学排序是在何时、何地以及如何进行的。在这里，我们调查的22个高红移（$z\geq3$）从Argo模拟提取的星系的样本的形态演化。Argo是一个宇宙学放大模拟组大小的光环及其环境。它采用了与Eris模拟相同的高分辨率（$\sim10^4$ M $_\odot$，$\sim100$ pc）和亚网格物理模型，但探测了一个几乎大十倍的子体积，在放大区域中有多达4500万个气体和恒星粒子。Argo跟踪了具有广泛恒星质量的星系的早期集合（$\log M_{\star}/{\rm M}_{\odot}\sim8-11$在$z\simeq3$），同时正确地解决了它们的结构特性。我们恢复了多样性的形态，包括晚型/不规则盘星系与平坦的旋转曲线，球体为主的早期型光盘，和一个巨大的椭圆星系，已经建立在$z\sim3$。我们确定的主要合并的主要触发器形成的凸起和圆速度曲线的陡峭。在某些情况下，微小的合并和非轴对称扰动（恒星棒）驱动着核球的增长。的特定角动量的模拟光盘组件相当匹配的值推断从附近的星系类似的$M_{\star}$一旦预期的红移光盘大小的演变占。我们的结论是，中等质量的高红移星系的形态转变可能引发的过程类似于那些在低红移，并导致早期建立的哈勃序列。
2014-10-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
STEP survey: III. STEPping stones between the clouds: the star formation history of the Magellanic Bridge
INAF Osservatorio Astronomico di Capodimonte（意大利国家天体物理研究所卡波迪蒙特天文台）；Università di Salerno, Dipartimento di Fisica “E.R. Caianiello”（萨莱诺大学E.R.凯亚涅洛物理学系）；Dipartimento di Fisica, Università di Pisa（比萨大学物理学系）；INAF- Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna（意大利国家天体物理研究所博洛尼亚天体物理学与空间科学观测站）；INFN（意大利国家核物理研究所）；Astronomisches Rechen-Institut, Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg（海德堡大学天文学中心计算天文研究所）
研究通过STEP调查重建大麦哲伦桥的恒星形成历史，发现近期恒星形成峰值及低金属licity表明SMC气体剥离过程。
2026-02-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
