Galactic bars are prominent dynamical structures within disk galaxies whose size, formation time, strength, and pattern speed influence the dynamical evolution of their hosts galaxies. Yet, their formation and evolution in a cosmological context is not well understood, as cosmological simulation studies have been limited by the classic trade off between simulation volume and resolution. Here we analyze barred disk galaxies in the cosmological magneto-hydrodynamical simulation TNG50 and quantitatively compare the distributions of bar size and pattern speed to those from MaNGA observations at $z=0$. TNG50 galaxies are selected to match the stellar mass and size distributions of observed galaxies, to account for observational selection effects. We find that the high-resolution of TNG50 yields bars with a wide range of pattern speeds (including those with $\geq 40~\mathrm{km}\,\mathrm{s}^{-1}$\,$\mathrm{kpc}^{-1}$) and a mean value of $\sim36~\mathrm{km}\,\mathrm{s}^{-1}\,\mathrm{kpc}$ consistent with observations within $6\,\mathrm{km}\,\mathrm{s}^{-1}$\,$\mathrm{kpc}^{-1}$, in contrast with previous lower-resolution cosmological simulations that produced bars that were too slow. We find, however, that bars in TNG50 are on average $\sim 35\%$ shorter than observed, although this discrepancy may partly reflect remaining inconsistencies in the simulation-data comparison. This leads to higher values of $\mathcal{R} = R_\mathrm{corot}/R_\mathrm{bar}$ in TNG50, but points to simulated bars being `too short' rather than `too slow'. After repeating the analysis on the lower-resolution run of the same simulation (with the same physical model), we qualitatively reproduce the results obtained in previous studies: this implies that, along with physical model variations, numerical resolution effects may explain the previously found `slowness' of simulated bars.
The Impact of Bars, Spirals and Bulge-Size on Gas-Phase Metallicity Gradients in MaNGA Galaxies
University of California（加州大学）；Bryn Mawr College（布林茅尔学院）；Haverford College（哈弗福德学院）；University of Arizona（亚利桑那大学）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）；Istituto Nazionale di Astrofisica–Arcetri（意大利国家天体物理研究所-阿切特里）
MaNGA项目已经获得了数千个邻近星系的IFU数据，包括棒星系。利用IFU提供的二维光谱和运动学信息，我们可以测量棒星系的斑图速度，它决定了棒星系的动力学。我们应用Tremaine \& Weinberg提出的非参数方法估计了53个棒星系的条形图速度，这是迄今为止以这种方式研究的最大样本。我们的样本来自MaNGA第一次公开数据发布，作为SDSS Data Release 13的一部分，主要根据杆和盘之间的轴比和位置角差，而运动学数据来自后来的SDSS Data Release 14。我们已经使用了光度图像的光度位置角和恒星速度图的运动位置角来推导图案速度。结合三个独立的酒吧长度测量和圆速度从牛仔裤各向异性建模（JAM），我们还确定了无量纲比$\cal{R}$的共转半径的酒吧长度。我们发现，星系的位置角是主要的不确定性，在确定的酒吧模式的速度。运动学位置角比光度学位置角导致更少的超快棒，这可能是由于测量运动学位置角的方法。我们研究了$\cal{R}$值对星系性质的依赖性，例如JAM模型中的暗物质分数和恒星星族合成（SPS）中的恒星年龄和金属丰度。钢筋长度与钢筋强度之间存在正相关关系：钢筋越长，钢筋强度越高。然而，没有发现其他显著的相关性，这可能是由于推导$\cal{R}$值时的误差，或者是由于星系棒复杂的形成和减速过程。
The effects of bar strength and kinematics on galaxy evolution II: The global and local impacts of slow-strong bars
Haverford College（哈弗福德学院）；University of California Santa Cruz（加州大学圣克鲁兹分校）；University of Oxford（牛津大学）；University of Toronto（多伦多大学）；Lancaster University（兰开斯特大学）
SDSS-IV MaNGA: The Roles of AGNs and Dynamical Processes in Star Formation Quenching in Nearby Disk Galaxies
我们研究如何在低红移盘星系的恒星形成（SF）淬火积分场光谱。我们选取了131个恒星质量大于$\rm 3\times10^{10}M_\odot$，且具有来自MaNGA DR 13的空间分辨光谱的正面螺旋星系。我们将样本分为四个组的基础上的偏移量的全球特定的恒星形成率（SFR）的恒星形成的主要序列和堆叠的径向配置文件的恒星质量和SFR。通过比较静止盘星系和恒星形成盘星系的堆积轮廓，我们发现，全球SFR的减少是由于在所有半径的SF的抑制，但从中心到外部区域的内部-外部模式的下降更显着。由于全球特定的SFR减少，中央恒星质量，部分盘星系托管恒星酒吧，和活动星系核（AGN，包括LINER和Seyferts）都增加，表明动力学过程和AGN反馈可能是贡献者的内向外淬火的SF在本地宇宙。然而，如果我们只包括Seyferts，或活动星系核与${\rm EW(Hα)>3Å}$，活动星系核的分数增加的趋势与全球sSFR减少消失。因此，如果活动星系核的反馈是有助于淬火，我们怀疑它在低光度活动星系核模式，如更被动的盘星系的大凸起质量的增加所示。
Cluster-centric trends in bar size and pattern speed: the case of Abell 2199
Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）；Pondicherry University（本地治里大学）；Nicolaus Copernicus Astronomical Center, Polish Academy of Sciences（波兰科学院尼古拉·哥白尼天文中心）
The Role of Baryonic and Dark Matter in Bar Kinematics
Dunlap Institute for Astronomy & Astrophysics, University of Toronto（多伦多大学邓普尔天文学与天体物理研究所）；Department of Astronomy, Westlake University（西湖大学天文系）；Westlake Institute for Advanced Study（西湖高等研究院）；School of Mathematics, Statistics and Physics, Newcastle University（纽卡斯尔大学数学、统计与物理学院）；Oxford Astrophysics, Department of Physics, University of Oxford（牛津大学物理系牛津天体物理学）；Department of Astrophysics and Planetary Science, Villanova University（维拉诺瓦大学天体物理学与行星科学系）
What drives bar rotation? The effect of internal properties and galaxy interactions on bar pattern speeds
Astrophysics Research Institute, Liverpool John Moores University（利物浦约翰摩尔斯大学天体物理研究所）；Department of Physics, Durham University（杜伦大学物理系）；Institute of Computational Cosmology, Department of Physics, Durham University（杜伦大学物理学院计算宇宙学研究所）
Deep Learning Segmentation of Spiral Arms and Bars for 600,000 Galaxies in DESI
University of Hertfordshire（赫特福德大学）；Dunlap Institute for Astronomy and Astrophysics, University of Toronto（多伦多大学邓普天体物理研究所）；Jodrell Bank Centre for Astrophysics, Department of Physics & Astronomy, University of Manchester（曼彻斯特大学物理与天文系乔德雷克天体物理学中心）；Department of Physics and Astronomy, Haverford College（哈弗福德学院物理与天文系）；Masaryk University（马萨里克大学）；Lancaster University（兰卡斯特大学）；The Open University（开放大学）
Revisiting the Excess of Bar-like Structures in TNG50 Early-type Galaxies: Consistency and Tension with Observations
National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；School of Astronomy and Space Science, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文学与空间科学学院）；Innovation Academy for Microsatellites, Chinese Academy of Sciences（中国科学院微小卫星创新研究院）
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）
CO Multi-line Imaging of Nearby Galaxies (COMING). VII. Fourier decomposition of molecular gas velocity fields and bar pattern speed
利用傅立叶分解方法，对野边山射电天文台“邻近星系CO多线成像”（COMING）遗留项目中的20个邻近旋涡星系的$^{12}$ CO $(J=1\rightarrow0)$速度场进行了分析，确定了它们的基本运动学性质，如圆速度和非圆速度。平均而言，调查的酒吧（SAB和SB）星系表现出的非圆形的分子气体的圆形速度比的1.5-2倍比非酒吧（SA）的螺旋星系在半径内的酒吧半长轴$a_\mathrm{b}$在1千秒差距的分辨率，在半径为$R/a_\mathrm{b}\sim0.3$的最大值。从数据中减去模型速度场得到的剩余速度场图像表明，这种趋势是由Kpc尺度的分子气体在棒区的流动运动引起的。应用一种基于径向速度反演的新方法，估算了七个SAB和SB系统的共转半径$R_\mathrm{CR}$和条斑速度$Ω_\mathrm{b}$。共转棒半径的比例被发现是在一个范围内的$\mathcal{R}\equiv R_\mathrm{CR}/a_\mathrm{b}\sim0.8\mathrm{-}1.6$，这表明中间（SBb-SBc），明亮的棒旋星系主机快速和慢速旋转棒。实验中发现$Ω_\mathrm{b}$与$a_\mathrm{b}$和$Ω_\mathrm{b}$与恒星总质量$M_\ast$之间存在负相关，这表明大质量盘中的棒更大，旋转更慢，可能是角动量转移的结果。SAB和SB星系的运动学性质，…
N-body simulations in reconstruction of the kinematics of young stars in the Galaxy
我们试图确定银河系的结构，通过比较观测到的和模拟的速度OB-associations在3千秒差距的太阳附近。我们用旋转的恒星棒做了N体模拟。在我们的模型中，星系盘包括气体和恒星子系统。在大的时间间隔（$\sim 8$酒吧旋转周期）平均的气体粒子的速度进行比较与所观察到的OB-协会的速度。我们的模型再现的径向和方位角分量的观测到的剩余速度在英仙座和人马座地区和本地系统的方向。模型和观测速度之间的平均差为$ΔV=3.3$ km s $^{-1}$。太阳位置角$θ_b$的最佳值为$θ_b=45\pm5^\circ$，与最近的几个估计值一致。自引力恒星子系统形成一个棒，一个子类$R_1$的外环，和较慢的螺旋模式。它们的组合引力扰动导致气体子系统中的时间依赖性形态，其形成具有$R_1$-和$R_2$-形态的元素的外环。N体模拟在局域系统中的成功可能是由于恒星$R_1$环的引力，这在带有分析棒的模型中被忽略了。
HR-pyPopStar II: high spectral resolution evolutionary synthesis models low metallicity expansion and the properties of the stellar populations of dwarf galaxies
Max-Planck Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理研究所）；Departamento de Investigación Básica, CIEMAT（基础研究部，CIEMAT）；Centro de Astrobiologí´a (CSIC/INTA)（天文生物学中心（CSIC/INTA））；FRACTAL S.L.N.E.
