Orbital and escape dynamics in barred galaxies - II. The 3D system: Exploring the role of the normally hyperbolic invariant manifolds
利用一个由球对称核、棒、平盘和球对称暗物质晕组成的三自由度棒星系模型研究了系统的动力学行为。我们使用颜色编码的图来演示如何的值的半长轴的酒吧影响规则或混沌动力学的3-DOF系统。为了区分有序和混沌运动，我们使用小排列指数（SALI）方法，这是一种快速但非常准确的工具。毫无疑问，动力学的最重要的元素是位于指数为1的拉格朗日点$L_2$和$L_3$附近的正常双曲不变流形（NHIMs）。这些流形引导恒星在鞍点上流动，同时它们也触发了环和螺旋的形成。鞍点附近的动态可视化的李雅普诺夫轨道的分岔图，以及通过限制的庞加莱映射的NHIM。此外，我们揭示了半长轴的酒吧如何影响这些流形的结构，确定最终的恒星结构（环或螺旋）。我们的数值模拟结果表明，在弱棒星系中，$R_1$环或$R_1'$伪环的形成是有利的。在中等和强棒的星系的情况下，不变流形似乎引起$R_1R_2$环和双螺旋形成，分别。我们还将我们的数值结果与早期的相关工作和观测数据进行了比较。
2016-12-28 astro-ph.GA
Metal-Poor Stars in the MW Disk: Resonant Cooling of Vertical Oscillations of Halo Stars in Barred Galaxies
本文通过数值模拟提出了一种由恒星棒与晕族粒子共振相互作用驱动的垂直振荡冷却机制，解释了 MW 盘中贫金属恒星可能起源于恒星晕，并分析了其径向迁移和顺逆行轨道比率特征。
2024-07-25 astro-ph.GA
Manifold spirals, disc-halo interactions and the secular evolution in N-body models of barred galaxies
棒旋结构的流形理论提供了一个动力学机制，解释了如何在星系棒的两端之外的螺旋臂可以由延伸到棒的共同旋转区之外的混沌流来支持。我们讨论了它的适用性N-体模拟的长期不断发展的棒星系。在这些模拟中，我们观察到连续的“事件”的螺旋活动，导致随时间变化的光盘形态。除了光盘自激，我们提供了一个新注意到的激励机制有关的“偏心”效应的证据：粒子在细长的轨道在重大事件导致光盘的质量中心反冲，并设置在摆动型轨道相对于晕质心。由上述机制引起的圆盘上的随时间变化的m=1扰动与杆之外的非轴对称活动的新事件的激发相关。在每一个新的激励，流形作为动力学途径吸引粒子的方向远离共转沿混沌轨道。事实上，流形演变形态的时间，由于不同的非轴对称扰动，允许调和流形与存在的多个模式和频率的光盘。我们发现一个时间振荡模式的速度曲线$Ω_p(R)$在距离R之间的酒吧的共转，在共振与连续的最小值和最大值的非轴对称活动超出酒吧。最后，我们讨论磁盘热化，即，盘速度分散分布的演变及其与盘对歧管螺旋的响应的关系。
2019-01-03 astro-ph.GA
What Makes the Family of Barred Disc Galaxies So Rich: Damping Stellar Bars in Spinning Haloes
我们模拟和分析了宇宙自旋λ ~ 0 - 0.09的自旋暗物质晕中恒星棒的长期演化。利用高分辨率的恒星和DM数值模拟，我们专注于恒星盘和DM晕的各种轴对称形状-球形，扁球形和长球形之间的角动量交换。我们发现，恒星酒吧经历了不同的演变，这是由母晕的能力，通过引力矩的作用，共振和非共振吸收光盘失去的角动量的指导。我们证实了前面的说法，动力杆不稳定性加速通过共振角动量转移到晕。我们的主要研究结果涉及长期的，长期的演化盘晕系统：随着λ的增加，酒吧经历较少的增长和溶解后，他们通过垂直屈曲不稳定。具体地说，随着晕旋转的增加，（1）恒星棒的垂直屈曲不稳定性与内晕不能吸收角动量相结合-这是削弱或破坏旋转晕中棒的主要因素：（2）棒损失的角动量逐渐减少，它们的模式速度趋于稳定;（3）棒较小，当λ>= 0.06时，它们在屈曲后完全停止增长;（4）λ> 0.03的棒具有正转与棒半径之比R_CR / R_b > 2，代表所谓的慢棒，它不显示偏移的尘埃带。我们提供了一个定量分析的角动量转移的盘晕系统，并解释的原因，没有增长的快速旋转晕和它的观测推论。我们的结论是，恒星酒吧的演变比预期的要复杂得多，酒吧并不像迄今为止所认为的那样有弹性。
2018-01-25 astro-ph.GA
On wave dark matter in spiral and barred galaxies
我们恢复螺旋和棒旋图案的盘星系模拟与波暗物质（WDM）的背景（也被称为标量场暗物质（SFDM），超轻轴子（超轻）暗物质，玻色-爱因斯坦凝聚体（BEC）暗物质）。在这里，我们展示了如何重子盘和它的暗物质晕之间的相互作用触发的螺旋结构的形成时，晕被允许有一个三轴的形状和角动量。这是WDM模型中更真实的图像，因为非球形旋转光晕似乎更自然。通过进行流体动力学模拟，以及早期的测试粒子模拟，我们证明了波暗物质与观测结果一致的另一个重要方式。在这些模拟中普遍存在的酒吧是特别值得注意的。当试图获得星系中暗物质分布的信息时，这可能会产生后果，仅仅是螺旋臂或棒的存在通常表明重子物质在中心区域占主导地位，因此观察，如旋转曲线，可能不会告诉我们晕中心的DM分布是什么。但在这里，我们表明，旋臂和酒吧可以在DM占主导地位的星系与中央密度的核心，而不假设其起源的机制内在的重子物质。
2015-12-03 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
The stellar bar - dark matter halo connection in the TNG50 simulations
基于TNG50模拟研究多红移下恒星棒强度与暗物质晕自旋的关系，发现z_r=0时二者反相关，并归因于演化导致的质量与角动量差异。
2024-10-02 astro-ph.GA
Applying Schwarzschild's orbit superposition method to barred or non-barred disc galaxies
我们提出了一个实现的史瓦西轨道叠加方法，可用于构建自洽的平衡模型的酒吧或非酒吧盘星系，或椭圆星系与数字旋转。这是一个进一步发展的公开可用的代码SMILE;其主要的改进包括一个新的有效表示的任意引力势使用二维样条插值的傅里叶系数在双曲平面，以及能够处理旋转的密度分布和多组分质量模型。我们比较了几种已发表的方法构建复合轴对称盘-凸起-晕模型，并证明我们的代码产生的模型是最接近平衡。我们还应用它来创建模型的三轴椭圆星系尖状密度分布和图形旋转，并发现这样的模型可以找到，并在许多动态时间在很宽的范围内的模式速度和角动量是稳定的，涵盖慢和快旋转类。然后，我们试图创建强棒盘星系的模型，使用分析的三个组件的潜力，并发现这是不可能的，使一个稳定的动态自洽模型，这种密度分布。最后，我们采取快照的两个N-体模拟棒盘星系嵌入近球形晕，并构建平衡模型，只使用快照的密度分布的信息。我们证明，这样的重建模型是在近稳态，与原来的N体模拟，其中之一显示出显着的长期演化。
2015-05-12 astro-ph.GA
Simulations of Barred Galaxies in Triaxial Dark Matter Haloes: The Effects of Gas
星系的重子盘被认为改变了它们所处的暗物质晕的形状。我们使用具有气态成分的椭圆盘作为初始条件，对具有三轴暗物质晕的盘星系进行了一组流体动力学N体模拟。我们探索不同的晕三轴模型，也不同的初始气体分数，这使我们能够评估如何影响酒吧的形成。由于恒星的形成，所有光环形状和所有初始气体分数的模型在模拟结束时达到近似相同的气体含量。然而，我们发现，在早期阶段的气体的存在有重要的影响，随后的演变。当初始气体含量较大和晕三轴度较大时，砂体一般较弱。然而，气体的存在，是一个更有效的因素，在抑制形成一个强大的酒吧比晕三轴性。
2012-07-19 astro-ph.CO 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 evolution of the barred galaxy population in the TNG50 simulation
利用磁流体动力学模拟TNG 50研究了棒斑盘星系的演化。早在$z=4$的时候就已经有大质量的螺旋星系存在，而棒的形成也在那个早期就已经发生了。随着宿主星系的演化，棒变得更长更强，棒的大小以类似于盘尺度长度的速度增加。对于具有$M_{*}\geq10^{10}M\odot$的星系，棒分数随着红移温和地演化，在$0.5<z<3$处大于$\sim40\%$，在$z=0$处大于$\sim30\%$。当考虑大于给定物理尺寸（$\geq 2\,\rm kpc$）或角分辨率限制为HST I波段角点扩展函数FWHM的两倍的棒时，棒分数随着红移的增加而显著减小，使理论预测与观测数据相一致。我们发现，棒星系有一个老年人的恒星人口，较低的气体分数和恒星形成率比unbarred星系。在大多数情况下，棒星系的盘比无棒星系的盘组装得更早更快。我们还发现，棒星系是典型的晕较大的浓度和较小的自旋参数比unbarred星系。此外，有棒星系的内部区域比无棒星系更以重子为主，但具有可比的整体恒星质量分数。我们的研究结果表明，酒吧人口可以作为一个潜在的示踪剂的盘星系和他们的主机晕的建设。利用这篇论文，我们公布了TNG 50中$6$红移在$z=4$和$z=0$之间的棒星系目录。
2022-03-30 astro-ph.GA
Stellar, gas and dark matter content of barred galaxies
我们选择一个样本的星系从斯隆数字巡天数据发布7（SDSS-DR 7）的星系被分类，通过目视检查，作为主机强酒吧，弱酒吧或作为unbarred星系，并利用HI质量和运动学信息从阿雷西博遗产快速ALFA（ALSAFA）的调查目录，研究恒星，原子气体和暗物质含量的酒吧盘星系。我们发现，与之前的研究一致，棒分数随着恒星质量的增加而增加。重子总质量也有类似的趋势，尽管这种依赖性不如恒星质量那么强，这是由于气体的贡献。随着气体质量分数的增加，杆分数呈下降趋势。星系中气体丰度与星系中存在棒的可能性之间的这种关系，是由于气体对棒的形成具有抑制作用。我们还发现，对于恒星质量大于10 $^{10} M_{\odot}$的大质量星系，在固定的恒星质量下，棒分数随着全球晕质量（即晕质量测量到HI盘范围的数量级的半径）的增加而减小。
2016-11-21 astro-ph.GA
Re-interpretation of "Bar slowdown and the distribution of dark matter in barred galaxies" by Athanassoula
Athanassoula（2014）声称，对星系中共转半径与棒长度之比的测量不会对盘与晕的质量比产生约束。她的结论是基于Athanassoula等人（2013）发表的一系列模拟。在这里，我们表明，这些结果是，事实上，与以前的工作的酒吧由于动力学摩擦的减速，因为气体流入重新安排磁盘的酒吧解决之前的质量。因此，一个旋转足够快的杆，其共转不会超出杆端太远，仍然需要一个接近最大圆盘。
2014-10-03 astro-ph.GA
The environment of barred galaxies revisited
我们提出了一个研究的环境中的棒星系使用星系从SDSS。我们使用几种不同的统计来量化环境：投影的两点互相关联函数，减去背景的邻居星系的数量计数，局部环境的过密度，我们的星系的星系群的成员资格，以隔离中央和卫星系统，并为中央星系，我们估计恒星晕质量比（M $_{\mathrm{*}}/$ M $_{\mathrm{h}}$）。当我们将样本分为早期和晚期星系时，我们看到了一个微弱但重要的趋势，即与无棒早期星系相比，具有棒的早期星系在100 kpc至1 Mpc的尺度上更强烈地聚集在一起。这表明，在早期星系中存在的酒吧取决于其主机内的位置暗物质晕。这一点在星群表中得到了证实，在早期类型的星系中，如果它们有一个棒，那么中央星系的比例就会更小。对于晚型星系，我们发现更少的邻居在$\sim50$千秒差距内的酒吧星系周围相比，从控制样本的unbarred星系，这表明潮汐力从密切的同伴抑制酒吧的形成/增长。对于中央晚型星系，酒吧是更常见的星系与高M $_{\mathrm{*}}/$ M $_{\mathrm{h}}$值，从早期的理论工作表明，系统与大量的暗物质晕是更稳定的酒吧不稳定性。最后，我们发现在我们的样本中，超密度和棒之间没有明显的相关性，这表明星系棒与宇宙的大尺度结构没有明显的联系。
2015-07-30 astro-ph.GA
Chaotic motion and the evolution of morphological components in a time-dependent model of a barred galaxy within a dark matter halo
星系动力学中的动力学稳定性（混沌运动与规则运动）的研究通常依赖于总引力势的静态分析模型。基于自洽N体模拟的潜力提供了更真实的模型，充分结合了系统的时间依赖性。在这里，我们的目的是分析的分数的混乱运动在不同形态的星系组成部分。我们希望研究混沌轨道的存在如何随时间演变，以及它们的空间分布如何与星系的形态特征相关联。我们采用了一个依赖于时间的分析势模型，这是来自一个强棒星系的N体模拟。有了这个分析势，我们就可以研究轨道系综的动力学演化。使用广义排列指数（GALI）混沌检测方法，我们研究了混沌轨道的分数，采样的恒星盘和暗物质晕的动力学。在星盘内，混沌运动的总体趋势是随时间减少，特别是在酒吧的区域。我们仔细研究了演化过程中不同的状态变化（永久混沌的轨道，永久规则的轨道，开始规则而结束混沌的轨道，以及开始混沌而结束规则的轨道），将轨道类型追溯到它们的共同起源。在暗物质晕内，混沌运动也随着时间的推移而在全球范围内减少。内晕（r <5kpc）是混沌轨道最多的区域，也是演化早期唯一一个混沌轨道多于规则轨道的区域。
2016-04-07 astro-ph.GA nlin.CD
Barred galaxies in the Illustris-1 and TNG100 simulations
我们在Illustris-1和TNG 100模拟中对杆结构进行了比较研究。在$z=0$观测中，在1232个具有恒星质量$>10^{10.5}M_{\odot}$的盘星系中，有8.9%的星系是棒斑星系，而在TNG 100观测中，有55%的星系是棒斑星系。TNG 100的杆分数作为恒星质量的函数与$S^4G$的调查结果吻合得很好。在TNG 100和Illustris-1中，棒状体形成的中位红移分别为$\sim 0.4-0.5$和$\sim 0.25$。在这两个模拟中，棒分数一般随恒星质量增加而增加，随气体分数减少。棒星系在高红移处有较高的气体含量，形成棒的时间较晚。当棒形成时，圆盘气体分数大多低于0.4。TNG 100中高得多的棒组分可能得益于自$z\sim3$以来大质量盘星系中低得多的气体组分，这可能是更有效的恒星反馈和活动星系核反馈相结合的结果。后者可能是$z<2$的主要因素。同时，在两个模拟中，棒星系在棒形成前都有较高的恒星形成速率，活动星系核反馈始终比非棒星系强。大质量盘星系的暗物质晕的性质在两个模拟中是相似的，并且对不同的棒频率应该有很小的影响。对于相似晕环境下的单个星系，不同的重子物理条件会导致两种模拟结果在形态上的显著差异。单个星系的形态受到环境和内部重子物理的综合影响，并且通常是不可预测的。
2020-04-24 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
Determination of the escape velocity of the Milky Way using a proper motion selected halo sample
{ \it Gaia}任务提供了有史以来最大的具有切向速度信息的源目录。然而，使用这个目录进行动力学研究是困难的，因为大多数恒星缺乏视线速度测量。最近，我们提出了一个选择的$\sim 10^7$晕星的准确距离，已选定的基础上，他们的测光和自行。使用这个例子，我们用幂律分布来模拟速度分布的尾部，这是一种由\cite{Leonard1990THESPEED}首先建立的常用方法。这是有史以来第一次，我们使用切向速度精确测量了前所未有的数量晕星估计逃逸速度。在太阳附近，我们得到了一个非常精确的逃逸速度的估计，它是$497^{+8}_{-8}~{\rm km/s}$。这一估计很可能偏低，我们最好的猜测是10%。因此，真实的逃逸速度很可能更接近于$550~{\rm km/s}$。逃逸速度直接限制了银河系的总质量。为了找到最佳的拟合晕质量和浓度参数，我们调整了现实的银河系潜力的黑暗（球形NFW）晕，同时保持太阳半径固定在$v_c(R_\odot) = 232.8~{\rm km/s}$的圆速度。所得晕圈参数为$M_{200}^{+10\%} = 1.11^{+0.08}_{-0.07} \cdot10^{12} ~{\rm M}_\odot$和浓度参数$c^{+10\%} = 11.8^{+0.3}_{-0.3}$，其中我们使用明确的符号表示这些参数已针对10\%偏倚进行了校正。内星系的逃逸速度…
2021-03-08 astro-ph.GA
Using Commensurabilities and Orbit Structure to Understand Barred Galaxy Evolution
我们通过轨道形态学解释了长期演化的盘状星系的模拟。使用一种新的算法，测量在真实空间中的轨道的体积，使用镶嵌，我们迅速隔离相称（共振）轨道。我们确定相空间区域占据不同的轨道家庭。与光谱方法相比，镶嵌算法可以在几个动力学周期内识别共振轨道，这对于理解不断发展的星系模型至关重要。灵活的方法接受任意的潜力，使详细的轨道家庭的描述。我们将机器应用于四种不同的潜在模型，包括两个禁止模型，并充分验证了轨道成员。我们确定的轨道家庭的内容的关键差异，强调存在的轨道家庭指示酒吧的演化状态和形状的暗物质晕。我们使用的轨道的特性来研究分析和自洽的研究的缺点，比较我们的研究结果的演化时代在自洽的棒星系模拟。利用我们的轨道分析的洞察力，我们提出了一个新的观测指标，使用空间和运动学信息的积分场光谱仪，可以揭示签名的可分辨性，并允许模型之间的差异。
2021-04-29 astro-ph.GA
Lyman-Werner Escape Fractions from the First Galaxies
直接坍缩黑洞在$z \approx 10-20$的原始原子冷却晕中形成，可能是高红移超大质量黑洞（BH）的种子。为了创造一个巨大的BH种子，需要防止宿主晕形成恒星。因此，为了抑制H $_2$冷却，需要用大通量的莱曼-沃纳（LW）UV光子照射H $_2$。在这种情况下，一个关键的不确定性是逃逸部分的LW辐射从第一个星系，在这个时代的紫外光子的主要来源。为了更好地约束这种逃逸分数，我们已经进行了辐射流体动力学模拟的HII区域的增长和其相关的光解区域在第一个星系使用ZEUS-MP代码。我们发现，LW逃逸分数的关键取决于电离前沿（I-前）的传播。对于越过晕的R型I型波前，LW逃逸分数总是大于95%。如果晕稍后从外向内重组，由于光谱软化和减弱，在晕的静止框架（近场）中的LW逃逸分数下降到零。分析缓慢移动的D型I-波前需要进行详细而仔细的分析，其中逃逸分数取决于微观物理，可以在近场小至3%，在远场为61%，或者在近场和远场都大至100%。
2017-01-30 astro-ph.GA
Recoiling Supermassive Black Hole Escape Velocities from Dark Matter Halos
我们模拟反冲黑洞轨迹从$z=20$ $z=0$在暗物质晕，量化参数的选择如何影响逃逸速度。这些选择包括动力学摩擦的强度，恒星和气体的存在，宇宙的加速膨胀（哈勃加速），宿主晕吸积和运动，以及种子黑洞质量。$Λ$ CDM晕吸积增加逃逸速度高达0.6德克斯和显着缩短返回的时间尺度相比，非吸积的情况下。其他参数改变轨道阻尼率，但对逃逸速度有次要影响;动态摩擦在晕逃逸速度是弱的，即使是极端的参数值。本文给出了黑洞逃逸速度与宿主晕质量和红移的函数关系式。最后，我们讨论了这些发现如何影响黑洞质量大会以及最低恒星和晕质量保留超大质量黑洞。
2018-07-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Orbit-Superposition Dynamical Modeling of Barred Galaxies
棒结构在理解星系演化中具有重要意义，但由于其复杂的形态学和运动学性质，在大多数邻近星系的动力学模型中没有明确地包含它们。我们修改了Van den Bosch等人（2008）的三轴轨道叠加Schwarzschild实现，以显式地包括条形结构。引力势是球形暗物质晕和恒星质量的组合;三维恒星密度分布使用双分量反投影方法从观察到的2D图像反投影，包括轴对称盘和三轴棒状隆起。我们把星系的形状旋转与条形图速度作为一个自由参数。我们通过将其应用于模拟星系与IFU数据创建一个N体模拟与一个方形/花生或X形酒吧的方法进行验证。我们的模型很好地拟合了观测到的2D表面密度和所有运动学特征。条纹速度恢复良好，相对不确定度小于10%。基于该模型的内部恒星轨道分布，我们将星系分解为X形棒，方形凸起，垂直延伸结构和盘，并证明我们的模型恢复这些结构一般很好，类似于真实的结构在N体模拟。我们的方法提供了一个现实的方式明确为附近的棒星系与IFU观测建模的酒吧结构。
2022-12-13 astro-ph.GA
Bar slowdown and the distribution of dark matter in barred galaxies
暗物质和重子物质之间的“阴谋”，禁止盘星系旋转曲线明确分解成相应的组成部分。已经提出了几种方法来解决这个困难，但他们的结果是广泛的差异。在本文中，我重新审视这些方法之一，它依赖于之间的关系晕密度和酒吧模式的速度下降。后者通常由共转半径$R_{CR}$与杆长$L_b$之比${\cal R}$，${\cal R}=R_{CR}/L_b$表征。我使用了一套$N$体+SPH模拟，包括亚网格物理，其初始条件涵盖了一系列的气体分数和晕的形状。通过构造，这些模型具有大致相同的方位平均圆周速度曲线和晕圈密度，并且它们都是次极大的，即根据先前的工作，它们预计具有大致相同的${\cal R}$值，远超出快棒范围（1.2 $\pm$ 0.2）。然而，与这些预期相反的是，这些模拟结果的${\cal R}$值相差很大，要么在快棒范围之内，要么在快棒范围之外。这表明${\cal R}$值不能约束晕的密度，也不能确定星系盘是最大的还是次最大的。我认为，这是真实的，即使是早期类型的光盘（S0和SAS）。
2013-12-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Lyman-Werner UV Escape Fractions from Primordial Halos
第三星族恒星可以通过几种方式调节原始宇宙中的恒星形成。它们可以将附近的晕圈包围起来，即使它们的电离光子被自己的晕圈困住，它们的莱曼-沃纳（LW）光子仍然可以逃逸并摧毁其他晕圈中的H $_2$，阻止它们冷却并形成恒星。因此，LW逃逸分数是早期再电离和恒星形成的宇宙学模拟中的一个关键参数，但尚未被参数化为现实的晕晕或恒星质量。为此，我们进行了辐射流体动力学模拟的LW紫外逃逸9- 120 M $_{\odot}$ Pop III星在$10^5$ $10^7$ M $_{\odot}$晕与ZEUS-MP。我们发现，光子在LW线（即那些负责破坏H $_{2}$在附近的系统）的逃逸分数范围从0%到85%。在我们的样本中，没有LW光子逃离最大质量的晕，即使是来自最大质量的恒星。在11.18- 13.6 eV能量范围内的其他地方，光子的逃逸分数通常要高得多，除了最大质量晕中质量最小的恒星外，所有恒星的逃逸分数都在60%以上，这些光子可以在宇宙学距离上红移到LW线。我们发现，屏蔽H $_2$的中性氢，这已被忽视，迄今为止，产生逃逸分数是一个因素的三个小于H $_2$自屏蔽单独预测。
2015-09-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Stellar diffusion in barred spiral galaxies
通过计算初始Safronov-Toomre-Q_T参数不同的球状盘晕N体自洽系统的局部空间扩散系数和扩散时标，对典型棒斑盘星系平面内恒星的径向扩散进行了经验刻画.我们发现不同的扩散方案，取决于酒吧的强度和磁盘的不稳定程度。对于Q_T \sim为1的边缘稳定盘，有两类具有不同角动量和能量的棒轨道，这决定了在共转区域有一个大的扩散。在热盘中，QT> 1，恒星扩散相对于边缘稳定盘的情况是减少的。在冷模型中，我们发现空间扩散在时间上不是恒定的，并且强烈地依赖于棒的活动，棒可以循环地在整个盘上移动恒星。我们的结论是，现实地研究径向迁移对银河系的化学演化建模的影响，酒吧的作用必须考虑在内。
2011-08-29 astro-ph.GA
Fractal basins of escape and the formation of spiral arms in a galactic potential with a bar
我们调查的动力学在附近和临界区域内的2D有效银河势与酒吧的Zotos。我们计算了庞加莱截面和逃逸盆。在庞加莱表面的部分和逃脱盆地，我们发现的分界线的存在，阻碍轨道逃离酒吧区的数值证据。我们提出的数值证据之间的相似性的棒旋星系和恒星星团的潮汐尾巴的旋臂。
2014-07-02 astro-ph.GA nlin.CD
Orbit-based structural decomposition and stellar population recovery for edge-on barred galaxies
Westlake University（西湖大学）；Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；Villanova University（维拉诺瓦大学）；University of Michigan（密歇根大学）；University of Vienna（维也纳大学）；Cardiff University（卡迪夫大学）
本研究提出了一种基于轨道的结构分解方法，用于恢复侧视 barred 星系的恒星群体和化学性质，实现了对不同结构的质量分数和金属度梯度的高精度恢复。
2026-03-07 astro-ph.GA
MUSE Illuminates Channels for Lyman Continuum Escape in the Halo of SBS 0335-52E
我们报告了用MUSE积分场摄谱仪积分1.5小时发现的极贫金属致密星暴SBS 0335- 052 E的环星系晕中的电离气体细丝。我们在H $α$和[OIII]发射中检测到这些特征，其表面亮度水平为$5 \times 10^{-19}$ erg s $^{-1}$ cm $^{-2}$ arcsec $^{-2}$。暗条的投影直径为2.1千秒差距，从主恒星向北和西北方向延伸超过9千秒差距。我们还检测到扩展的星云HeII $λ$ 4686发射，在恒星爆发驱动的超壳层边缘向西北方向变亮，暗示了由于冲击而局部增强的紫外辐射场。我们还提出了一个电离气体的速度场。在速度空间中，这些细丝似乎与由壳层引起的运动学扰动无缝连接。类似于高$z$恒星形成星系，这个星系中的电离气体是分散主导的。我们认为，通过反馈的星爆和这些电离结构的光环中创建的灯丝可能作为逃逸通道莱曼连续辐射在这个富含气体的系统。
2017-10-05 astro-ph.GA
The local high velocity tail and the Galactic escape speed
我们利用宇宙学模拟和6维盖亚数据模拟了运动最快（v_tot > 300 km/s）的本地（D < 3 kpc）晕星。我们的方法是使用我们的知识的组装历史和相空间分布的晕星，以限制的形式的高速尾巴的恒星晕。利用简单的分析模型和宇宙学模拟，我们发现高速尾的形状强烈依赖于晕星的速度各向异性和数密度分布-高偏心轨道和/或浅密度分布有更多的扩展的高速尾。已知太阳附近的晕星具有强烈的径向速度各向异性，最近的研究表明，这些高偏心率轨道的起源是一颗大质量（M_star ~ 10^9 M_Sun）矮卫星的早期吸积。我们利用这些知识来构造高速尾翼形状的先验知识。此外，我们使用模拟来定义一个适当的外边界2r_200，超过该边界恒星可以逃逸。在将我们的方法应用于盖亚数据之后，我们发现局部（r_0=8.3 kpc）逃逸速度v_esc（r_0）= 528（+24，-25）km/s。我们用我们对逃逸速度的测量来估计银河系的总质量和暗晕浓度：M_200，tot = 1.00（+0.31，-0.24）x 10^12 M_Sun，c_200 = 10.9（+4.4，-3.3）。我们估计的质量与最近文献中的结果一致，这些结果似乎集中在银河系质量为M_200，tot ~ 10^12 M_Sun。
2019-02-28 astro-ph.GA
The First Billion Years Project: The escape fraction of ionizing photons in the epoch of reionization
在低质量暗物质晕中形成的原星系被认为提供了重建宇宙所需的大部分电离光子，因为它们的电离光子逃逸率很高。我们研究如何在高红移星系逃逸分数涉及到的星系形成的晕的物理性质，通过计算逃逸分数超过75000晕之间的红移27和6，提取的第一个十亿年项目，高分辨率宇宙流体动力学模拟星系形成。我们发现，逃逸分数的主要约束是在半径为10 pc的恒星星族周围的气体柱密度，造成了强烈的质量依赖的逃逸分数。在维里质量低于1e8太阳质量的晕中，较低的势阱导致低的柱密度，可以被年轻恒星（年龄<500万年）的辐射穿透。在维里质量超过1e8太阳质量的晕中，超新星反馈是重要的，但在这个质量范围内，只有30%的晕的逃逸分数高于1%。我们发现了一个大范围的逃逸分数晕具有相似的属性，所造成的不同分布的致密气体的晕。这使得它很难预测的基础上的晕属性的逃逸分数，并在一个高度各向异性的逃逸分数的结果。强烈的质量依赖性，大的扩散和大的各向异性的逃逸分数可能会强烈影响再电离的拓扑结构，是目前的宇宙再电离模型应该努力考虑。
2015-07-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Small-scale Intensity Mapping: Extended Halos as a Probe of the Ionizing Escape Fraction and Faint Galaxy Populations during Reionization
我们提出了一种新的方法来量化的电离光子逃逸分数的值，并在宇宙再电离的时代，超微弱的星系聚集在明亮的物体周围的存在，使用弥漫的Ly $α$，连续和H $α$发射观测星系周围的$z\sim6$。我们通过扩展Mas-Ribas & Dijkstra（2016）和Mas-Ribas et al.（2017）中开发的形式主义，考虑到从中央星系逃逸的电离光子提供的荧光发射以及卫星恒星形成源的星云发射，对漫射晕的表面亮度分布进行了建模。我们预测的配置文件和LY $α$观测$z=5.7$和$z=6.6$之间的比较有利于低电离逃逸分数，$f_{\rm esc}^{\rm ion}\sim5\%$，星系的范围$-19\gtrsim M_{\rm UV} \gtrsim -21.5$。然而，由于观察中的不确定性和可能的系统性，无法得出确切的结论。我们预测H $α$和休息帧可见连续观测与JWST，并表明，JWST将能够检测扩展（几十千秒差距）荧光H $α$发射供电的电离光子逃逸从一个明亮的，$L\gtrsim 5L^*$，星系。这种观测可以区分荧光发射和卫星源的星云发射。我们讨论了如何观测和堆叠的几个对象可能会提供独特的约束逃逸分数微弱的星系和/或丰富的超微弱辐射源。
2017-07-24 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
Galaxy Properties and UV Escape Fractions During Epoch of Reionization: Results from the Renaissance Simulations
宇宙再电离被认为主要是由第一代星系提供燃料。我们研究他们的恒星和气体性质，专注于恒星形成率和电离光子逃逸，作为晕质量，红移和环境的函数，使用全套的{ \it文艺复兴模拟}，着眼于提供更好的输入全球再电离模拟。这个套件，进行自适应网格细化代码恩佐，是前所未有的，在他们的大小和物理成分。模拟探测了宇宙中数百个共动的Mpc $^3$的过密、平均和欠密区域，每个区域产生了超过3,000个质量范围为$10^7 - 10^{9.5}~\Ms$的晕，它们的最终红移分别为15、12.5和8。在这个过程中，我们在每个模拟中模拟了5，000到10，000颗无金属（第三星族）恒星的辐射和超新星反馈的影响。我们发现，小到$10^7~\Ms$的晕能够形成恒星，这是由于大质量第三星族恒星早期富集的金属线冷却。然而，我们发现这样的晕并不连续地形成恒星。利用我们的大样本，我们发现星系晕占据分数从单位质量下降到$10^{8.5}~\Ms$以上，在$10^8 ~\Ms$的$\sim$ 50%，在$10^7~\Ms$的$\sim$ 10%，与红移和区域完全无关。它们的平均电离逃逸分数在质量范围$10^8 - 10^9~\Ms$内为$\sim$ 5%，在低于此范围时随晕质量的减小而增加，在$10^7~\Ms$时达到40- 60%。有趣的是，我们发现逃逸分数在10- 20%之间变化的维里质量$\sim 3 \times 1…
2016-10-07 astro-ph.GA
The environment of barred galaxies in the low-redshift Universe
我们提出了一个研究的环境中的棒星系使用的体积有限的样本超过30,000个星系从斯隆数字巡天。我们使用四种不同的统计数据来量化环境：投影的两点交叉关联函数，减去背景的邻居星系的数量计数，局部环境的过密度，以及我们的星系的成员星系群隔离中央和卫星系统。对于作为一个整体的酒吧星系，我们发现一个非常弱的差异，在所有的数量相比，无酒吧星系的控制样本。当我们将样本分为早期和晚期星系时，我们看到了一个微弱但重要的趋势，即与无棒早期星系相比，具有棒的早期星系在100 kpc至1 Mpc的尺度上更强烈地聚集在一起。这表明，在早期星系中存在的酒吧取决于其主机内的位置暗物质晕。这一点在星群表中得到了证实，在早期类型的星系中，如果它们有一个棒，那么中央星系的比例就会更小。对于晚型星系，我们发现更少的邻居$\sim$ 50千秒差距内的酒吧星系相比，unbarred星系形成的控制样本，这表明潮汐力从密切的同伴抑制酒吧的形成/增长。最后，我们发现在我们的样本中，超密度和棒之间没有明显的相关性，这表明星系棒与宇宙的大尺度结构没有明显的联系。
2014-11-06 astro-ph.GA
Recovering pattern speeds of simulated face-on barred galaxies via Schwarzschild modelling
Max-Planck-Institut für Extraterrestriche Physik（马克斯·普朗克地外物理研究所）；Universitäts-Sternwarte München（慕尼黑大学天文台）
本文提出新的Schwarzschild轨道叠加代码，通过N体模拟数据测试其对近正面对向及完全正面对向棒旋星系模式速度等参数的恢复能力，获较高精度，为传统方法失效的正面对向棒旋星系研究提供新途径。
2026-08-03 astro-ph.GA
The dynamics of stellar disks in live dark-matter halos
计算机硬件和软件的最新发展使研究人员能够以与实际恒星数量相当的分辨率模拟星系的自引力演化。在这里，我们提出了一系列这样的模拟结果。我们进行了$N$体模拟盘星系之间的1亿和5亿粒子在广泛的初始条件。我们的计算包括一个活的凸起，磁盘和暗物质晕，其中每一个是由自引力粒子在$N$体代码表示。模拟使用运行在Piz Daint超级计算机上的重力$N$体树代码Bonsai进行。我们发现，酒吧形成的时间尺度呈指数增加，减少磁盘的质量分数和酒吧的形成时代超过哈勃时间时，磁盘的质量分数为$\sim0.35$。这些结果可以用摆动放大理论来解释。形成$m=2$螺线的条件与形成条形的条件一致，这也是一种$m=2$现象。我们进一步认为，非棒大设计的旋涡星系是过渡的，他们演变成棒星系的动态时间尺度。我们还证实，盘质量分数和剪切速率是重要的参数的形态盘星系。前者影响螺旋臂的数目和条的形成时期，后者决定螺旋臂的螺距角。
2018-03-16 astro-ph.GA
The Lyman-alpha and Continuum Origins Survey II: the connection between the escape of ionizing radiation and Lyman-alpha halos in star-forming galaxies
Stockholm University（斯德哥尔摩大学）；University of Minnesota（明尼苏达大学）；Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；CNRS, Centre de Recherche Astrophysique de Lyon UMR5574, Univ Lyon, Ens de Lyon（法国国家科学研究中心，里昂天体物理研究中心UMR5574，里昂大学，里昂高等师范学校）；Observatoire de Genève, Université de Genève（日内瓦天文台，日内瓦大学）
研究通过观测星系中 LyC 逃逸与 Lyα 风团的关系，揭示了 LyC 逃逸机制及中性气体光学深度对风团特性的影响。
2026-02-24 astro-ph.GA
Halo Mass Dependence of HI and OVI Absorption: Evidence for Differential Kinematics
我们使用HST/WFPC 2成像和高分辨率HST/COS或HST/STIS类星体光谱学研究了14个星系（0.1 < z < 0.7）的样本Lya，Lyb，OVI 1031和OVI 1037吸收。这些星系的质量为10.8 < log（M/M_solar）< 12.2，位于类星体视线D = 300 kpc的范围内，探测到D/R_vir = 3。当我们对样品的维里质量和D/R_vir进行全范围的考察时，可以推断出40%的HI吸收云正在逃离它们的宿主晕。随着D/R_vir的增加，束缚云的分数减小，使得对于D/R_vir < 1，逃逸分数为约15%，对于1 < D/R_vir < 2，逃逸分数为约45%，并且对于2 < D/R_vir < 3，逃逸分数为约90%。采用中位质量log（M/M_solar）= 11.5将样本分为“高”和“低”质量星系，我们发现热CGM运动学的质量依赖性。我们的调查限制，OVI吸收被发现在低质量的晕和周围的HI云只有40%，相比之下，85%左右的高质量的晕。对于D/R < 1，较低质量的晕具有65%的逃逸分数，而较高质量的晕具有5%的逃逸分数。当1 < D/R_vir < 2时，低质量和高质量晕的逃逸分数分别为55%和35%。当2 < D/R_vir < 3时，低质量晕的逃逸分数约为90%。我们表明，这是很有可能的吸收云驻留在4维里半径的宿主星系和运动学的外流占主…
2014-07-16 astro-ph.GA
Constraints on the Star Formation Efficiency of Galaxies During the Epoch of Reionization
再电离被认为发生在$6 < z < 9$的红移范围内，现在正在通过深星系调查和CMB观测进行探测。使用晕丰度匹配的红移范围$5<z<8$和假设平滑，连续的气体吸积，我们开发了一个模型的恒星形成效率$f_{\star}$暗物质晕在$z>6$，匹配测量的星系光度函数在这些红移。我们发现$f_{\star}$在晕质量$M \sim 10^{11}$ -- $10^{12}$ ~M $_\odot$处的$\sim 30\%$峰与其在较低红移处的行为定性一致。然后，我们调查的宇宙恒星形成的历史和相应的再电离模型的一系列外推到小晕质量。我们使用各种观测来进一步限制星系种群的特征，包括紫外光子的逃逸分数。我们的方法提供了一个精确的校准，物理动机的模型，恒星形成星系的属性源的时代的再电离。在低质量晕中恒星形成效率最高的情况下，平均逃逸分数$\sim0.1$可以重现普朗克报告的光学深度，而在这些晕中低效的恒星形成需要大约两倍的紫外光子逃逸，或者逃逸分数向更高的红移增加。我们的模型还预测了JWST未来的观测如何提高我们对这些星系群的理解。
2016-04-22 astro-ph.GA
Properties of Fast and Slow Bars Classified by Epicyclic Frequency Curves from Photometry of Barred Galaxies
我们测试的想法，由于角动量交换与暗物质晕的条形图案的速度随时间而下降。如果这个过程确实发生了，那么共转共振和其他共振的位置通常会随着时间的推移而增加。因此，我们推导出角速度$Ω$和周转频率$κ$作为银河系中心半径的函数85棒星系使用测光数据。质量图是通过假设一个动态的质光比，然后求解泊松方程的引力势。Lindblad共振和共转共振半径的位置，然后使用标准的进动频率曲线，结合最近估计的酒吧模式的速度从Tendee-Weinberg方法，适用于积分场光谱（IFS）的数据。棒与宿主星系物理性质的相关性表明，棒{ \it长度}和共转半径依赖于盘的圆速度，而棒{ \it强度}和斑图速度不依赖于盘的圆速度。随着棒斑速度的减小，棒的强度、长度和共转半径都增大，但当把棒划分为快、中、慢三个区域时，棒的长度没有明显的变化，只是从快到慢的棒的强度略有增加.这些结果表明，星系中棒的长度几乎没有经历过演化，而是主要由宿主星系的大小决定.
2021-11-17 astro-ph.GA
Escape fraction of ionizing photons from high-redshift galaxies in cosmological SPH simulations
结合三维辐射转移（RT）计算和宇宙学SPH模拟，研究了z=3-6的高红移星系电离光子逃逸率（f_esc）.我们的模拟覆盖了晕的质量范围M_h = 10^9 - 10^12 M_sun。我们用真实辐射转移（ART）程序对几百个模拟星系进行了后处理，研究了fesc对晕质量的依赖性。在本文中，我们仅限于从每个暗物质晕中的本地恒星星族的恒星辐射传输。我们发现，随着晕质量的增加，平均fesc急剧下降，与一个大的分散较低的质量晕。Mh ~ 10^9 Msun的低质量晕具有较大的fesc值（平均值约为0.4），而Mh ~ 10^11 Msun的大质量晕具有较小的fesc值（平均值约为0.07）。这是因为在我们的模拟中，大质量晕在气体分布中显示出更多的团块结构，恒星形成区域嵌入这些团块中，使得电离光子更难逃逸。另一方面，在低质量晕中，由于年轻星团的位置偏离了暗物质晕的中心，经常会出现高度电离气体的锥形区域，这使得电离光子比在高质量晕中更容易逃逸。通过计算逃逸电离光子的数量，我们证明了恒星形成星系可以在z=3-6时包围星系际介质。电离光子的主要贡献者是Mh < 10^10 Msun的晕，这是由于它们的高fesc。f_esc的大的分散表明，在再电离的早期阶段，即使具有相同的质量，在晕周围也可能存在不同尺寸的H{ \sc ii}气泡。我们还研究了紫外背景辐射场对fesc的影响，使用简单的，四种不同的紫外…
2010-11-11 astro-ph.CO 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
Search for Slow Bars in Two Barred Galaxies with Nuclear Structures: NGC 6951 and NGC 7716
本研究利用Tremaine-Weinberg方法和多波段图像分析NGC 6951和NGC 7716两个棒旋星系，发现慢棒与核结构及星系相互作用存在关联，揭示了星系相互作用在棒演化中的重要作用。
2025-08-12 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
The clustering of barred galaxies in the local Universe
利用斯隆数字巡天（SDSS）的数据研究了棒星系的成团特性。我们使用Gadotti（2009）中描述的方法对近1000个星系进行了详细的结构分解，计算了投影红移空间两点交叉关联函数w_p（r_p）。样本包括286个棒星系。类似恒星质量的棒星系和无棒星系的集群在所有探测尺度（~ 20 kpc-30 Mpc）上都无法区分。即使样本仅限于g-i颜色更蓝的酒吧（因此年龄更小），这一结果也成立。我们的结果也不会改变，如果我们分裂我们的样本棒星系根据酒吧总光度比，酒吧boxyness，有效表面亮度，长度，或形状的表面密度分布在酒吧。有一个暗示，红色，椭圆形的酒吧更强烈的集群比红色和不太椭圆形的酒吧，规模>~ 1 Mpc，虽然统计学意义不高。我们的结论是，没有显著的证据表明酒吧是合并或相互作用的产物。我们尝试性地解释了更强的集群的椭圆酒吧的证据表明，它们位于更古老的星系，其中居住在更大规模的晕。
2009-05-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the origin of low escape fractions of ionizing radiation from massive star-forming galaxies at high redshift
在$z\sim3$ - $4$，来自大质量恒星形成星系的电离辐射的低逃逸分数的物理起源还没有得到很好的理解。我们进行理想化的盘星系模拟，以了解银河系的属性，如金属丰度和气体质量如何影响莱曼连续统（LyC）光子的逃逸使用辐射流体动力学模拟与强恒星反馈。我们发现嵌入质量为$M_h\simeq10^{11}\,M_\odot$的晕中的贫金属（$Z=0.002$）星系的亮度加权逃逸分数为$\left<f_{\rm esc}^{\rm 3D}\right>\simeq 10\,\%$。大约一半的LyC光子在100 pc的尺度内被吸收，另一半在ISM（$\lesssim 2\, {\rm kpc}$）中被吸收。当气体的金属丰度增加到$Z=0.02$时，逃逸分数显著降低到$\left<f_{\rm esc}^{\rm 3D}\right>\simeq1\%$，因为年轻的恒星被它们的诞生云遮蔽的时间更长。相比之下，将气体质量增加5倍会导致$\left<f_{\rm esc}^{\rm 3D}\right>\simeq 5\, \%$，因为LyC光子仅被较厚的圆盘适度吸收。我们的实验表明，高金属丰度可能更负责在大质量恒星形成星系中观察到的低逃逸分数，支持逃逸分数随晕质量增加而减少的情况。最后，可以忽略不计的逃逸分数和表面密度的恒星形成或星系外流率之间的相关性。
2020-10-14 astro-ph.GA
The Illustris Simulation: Supermassive Black Hole - Galaxy Connection Beyond the Bulge
我们在Illustris模拟中研究了一个局部旋涡星系样本的旋臂形态，并探索了凸起之外的超大质量黑洞-星系连接（例如，旋臂节距角、恒星总质量、暗物质质量和晕总质量），发现与其他理论研究和观测约束很好的一致性。通过观测和模拟来研究超大质量黑洞及其宿主星系的性质，并比较它们的结果，对理解它们的物理和形成历史具有重要意义.我们发现，对超大质量黑洞质量与俯仰角的关系的Illustris预测与观测相当一致，棒星系和非棒星系遵循相似的标度关系.我们的工作表明，Illustris提出了非常紧密的相关性之间的超大质量黑洞质量和大尺度的主机星系的属性，不仅对早期型星系，但也低质量，蓝色和恒星形成的星系。这些在球核之外的紧密关系表明，晕的性质决定了盘状星系和它的超大质量黑洞的性质。
2017-11-10 astro-ph.GA
The THESAN project: ionizing escape fractions of reionization-era galaxies
再电离宇宙的一个基本要求是，星系发射的电离光子中有足够的一部分成功地逃逸到星系际介质中。然而，由于高红移观测数据的缺乏，驱动再电离的来源仍然不确定。在这项工作中，我们计算电离逃逸分数（$f_{\rm esc}$）的再电离时代的星系从国家的最先进的THESAN模拟，它结合了一个准确的辐射流体动力学求解器AREPO-RT与久经考验的IllustrisTNG星系形成模型，以自洽地模拟小尺度的星系物理和大尺度的再电离在整个宇宙的大片（$L_{\rm box} = 95.5\,\rm cMpc$）。这使得许多大质量晕（$M_{\rm halo} \gtrsim 10^{10}\,{\rm M_{\odot}}$）的形成，这在以前的研究中往往是统计上代表性不足，但被认为是重要的，以实现快速再电离。我们发现，低质量星系（$M_{\rm stars} \lesssim 10^7\,{\rm M_{\odot}}$）是$z \gtrsim 7$以上的再电离的主要驱动力，而高质量星系（$M_{\rm stars} \gtrsim 10^8\,{\rm M_{\odot}}$）在较低的红移占主导地位的逃逸电离光子预算。晕逃逸分数的变化降低了更高质量的晕，这可以从更稳定的银河系结构，SFR稳定性，以及每个晕内的视线分数显着贡献逃逸通量来理解。我们表明，尘埃是能够减少逃逸分数的大质量星系，但对全球$f_{\…
2023-01-31 astro-ph.CO 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
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
Inner and outer rings are not strongly coupled with stellar bars
我们研究的频率和尺寸的内部和外部环在本地宇宙作为磁盘参数和振幅的非轴对称的函数。我们使用的1320个非高度倾斜盘星系（$i<65^{\circ}$）从S $^4$ G调查。环分数增加酒吧傅立叶密度振幅：这可以解释为证据的作用，酒吧环的形成。内环的尺寸与棒的强度正相关：这可以与1/4超谐波共振的径向位移有关，而棒的生长和图案速度降低。环的内禀椭圆率是弱控制的非轴对称扰动强度：这种关系并不像预期的模拟，特别是当我们包括暗物质晕力的计算。外环与内环的半长轴之比与棒的强度无关：这就质疑了环的多方面起源。此外，我们确认，i）$\sim 1/3$（$\sim 1/4$）的星系托管内（外）环没有酒吧; ii）平均而言，环的大小和形状大致相同的酒吧和非酒吧的星系;和iii）的分数内（外）环是一个因素的$1.2-1.4$（$1.65-1.9$）在酒吧的星系比在他们的非酒吧的同行。最后，我们应用无监督机器学习（自组织映射，SOM）来表明，在早期类型的星系中，环形或棒星系不能根据20个内部和外部基本参数来明确区分。我们确认，与SOM的帮助下，环主要是由红色，大规模的，缺乏气体，暗物质贫乏，集中星系。我们的结论是，目前的环和酒吧之间的耦合并不像数值模型预测的那样鲁棒（删节）。
2019-04-26 astro-ph.GA
Dark Matter Halo Spin of the Dwarf Galaxy UGC 5288: Insights from Observations, N-body and Cosmological Simulations
Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）；Pondicherry University（本地治里大学）；Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学）
通过观测、N-body模拟和宇宙学模拟，研究矮星系UGC 5288暗物质晕自转，利用HI旋转曲线约束暗物质晕密度剖面并比较其自转剖面与类比体的中位值。
2023-07-19 astro-ph.GA
Discovery of a Barred-Spiral Galaxy at $z_{spec}$ = 3.16 I: Bar Identification and Properties
University of Pittsburgh（匹兹堡大学）；University of Massachusetts Amherst（马萨诸塞大学阿默斯特分校）；Department of Astronomy, University of Washington（华盛顿大学天文系）；Department of Astronomy, The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校天文系）；Cosmic Frontier Center, The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校宇宙前沿中心）；Centro de Astrobiología (CAB), CSIC-INTA（天体生物学中心（CAB），西班牙国家研究委员会-西班牙航空航天技术研究所）；Department of Astronomy, University of Wisconsin, Madison（威斯康星大学麦迪逊分校天文系）；MIT Kavli Institute for Astrophysics and Space Research（麻省理工学院卡弗里天体物理与空间研究所）
利用JWST/NIRCam成像和Keck/MOSDEF光谱，在红移3.159处发现了一个棒旋星系COSMOS-74706，通过三种独立方法确认了棒状结构，表明大爆炸后20亿年内已存在旋转支撑盘星系。
2026-08-21 astro-ph.GA
Pattern speed evolution of barred galaxies in TNG50
本研究基于IllustrisTNG的TNG50-1高分辨率宇宙学模拟，分析星系质量、冷气体与AGN反馈等对棒图样速度演化的影响，并提出用棒增长与减速约束亚网格物理。
2024-07-15 astro-ph.GA
