The contribution of halo red giant mass loss to the high-velocity gas falling onto the Milky Way disk
从晕向银河系盘下落的气体的起源在很大程度上仍然不清楚。这里估计了（较老的）晕状红巨星释放的气体量。红巨星（RGs）在晕中的分布尚不清楚，但在后RG阶段的恒星子集，水平分支（HB）的sdB恒星的分布是已知的。利用sdB星的中面密度和$z$ -分布、sdB星与所有HB星的比值以及RG星的质量损失，计算了所有晕RG星在$z>1$ kpc处的总质量损失引起的陨坑。对于扩展晕环成分$\dot{M}_{\rm halo RGs} \simeq 1.4 \cdot 10^{-5}$ \msun kpc $^{-2}$ yr $^{-1}$，而厚盘成分RG贡献$\dot{M}_{\rm thick disk RGs} \simeq 5.4 \cdot 10^{-5}$ \msun kpc $^{-2}$ yr $^{-1}$，每个不确定性因子为4。RG质量损失导致的总入流率为$\dot{M}_{{\rm RGs at\}z>1 {\rm kpc}} \simeq 7 \cdot 10^{-5}$ \msun kpc $^{-2}$ yr $^{-1}$，这是观测到的同样不确定的物质入流率的相当大的一部分。由于扩展晕中的大多数RG星都很老，它们的质量损失主要是贫金属的，而盘状RG的质量损失则更富金属。银河喷泉流提供了额外的富含金属的下落，而被吸积的小星系也有助于气体的下落。
2004-02-26 astro-ph
A Two-Phase Chemical Enrichment Model for the Milky Way Globular Cluster System
许多球状星团系统具有明显的双峰金属丰度分布函数，这在许多所有类型的大星系中具有惊人的相似特征。通过使用银河系的集群系统作为一个典型的例子，我们表明，双峰MDFs可以很好地匹配一个双“accreting-box”的化学富集模型，在该模型中的晕（贫金属）和隆起（富金属）的集群形成在早期阶段的气体流入与恒星形成的同时。然而，两相之间有效产额的差异本身并不足以重现所观察到的双相形状：两相都需要气体下落，并且初始气体或下落气体在两个单独的相中必须具有非常不同的金属丰度。
2003-11-10 astro-ph
Breaking up the Magellanic Group into the Milky Way Halo: Understanding the Local Dwarf Galaxy Properties
我们使用一个松散的组包含银河系晕探测的数值模拟，在分层宇宙中的麦哲伦云和一些dSphs已被吸积到银河系晕从一个晚落组的矮星。我们的模拟表明，麦哲伦星系团的潮汐分裂发生在它进入银河系晕之前。预计该群贡献的卫星中只有一半位于银河系维里半径内。它的一半子晕以卫星的形式存在于当前的维里半径之外，而其余的物质则贡献于弥漫的银河系晕。在z~0时，分裂的星系群对银河系晕质量的贡献不到10%，但银河系中20%最亮的矮星系都是这个星系群的一部分。这种情况下指出，一些dSphs可能已经形成远离巨大的螺旋，并已被吸积为球体，由一个晚落集团在对比的dSphs形成模型的潮汐剥离的经典图片。这自然可以解释本星系团的几个特殊性：为什么天龙座和其他发光的dSph与其他超暗卫星星系相比存在，Tucana和Cetus位于本星系团的外围，以及银河系的恒星晕和矮星系之间的金属丰度不匹配，许多人怀疑它们溶解形成了它。
2008-02-05 astro-ph
The Properties of the Hot Gas in Galaxy Groups and Clusters from 1-D Hydrodynamical Simulations -- I. Cosmological Infall Models
本文报道了星系团中气体演化的一维流体动力学模拟结果。我们已经纳入了许多早期的1-D治疗失踪的影响：改进建模的暗物质和星系分布，宇宙学现实的集群潜力的演变，和多相冷却流的影响。该模型利用一个相当标准的1-D拉格朗日流体动力学代码来计算集群内气体的演变。这与暗物质密度扰动增长的理论模型相结合。这种处理相对于3-D代码的主要优点是：（1）在冷却流区域内提高了空间分辨率;（2）执行时间快得多，允许更充分地探索参数空间;（3）包括额外的物理。在本文中，我们探讨了发展的下落模型-其中气体放松到一个深化的势阱-涵盖了广泛的集群质量尺度。我们发现，这种简单的模型再现了许多观察到的集群的全局属性。非常强的冷却流发展在这些1-D集群模型。在实践中，主要合并的破坏可能会降低大多数集群的冷却速度。这些模型高估了低质量系统中的气体比例，表明需要额外的物理过程，如预热或星系风，这在小质量尺度上变得重要。
1997-04-08 astro-ph
Cosmologically distant OH megamasers: A test of the galaxy merging rate at Z approximately 2 and a contaminant of blind HI surveys in the 21cm line
明亮的OH超脉泽星系，辐射1667/1665 MHz的线，可以检测到红移从z从1到3在中等积分时间与现有的射电望远镜。拥有超脉泽的超亮远红外线星系在z = 0时相对罕见，但如果星系合并率随红移急剧增加，那么它们在高红移时可能更常见。因此，在频率为400至1000兆赫的盲射电光谱调查可以形成一个独立的测试星系合并率作为时间的函数在红移间隔z = 4至0.7。红移范围z = 0.17到0.4对于OH脉泽来说是很难测量的，因为光谱测量信号会与红移小于0.3的正常星系的HI辐射混淆。实际上，正常星系在1200 MHz以下的21 cm谱线发射中，OH脉泽的信号可能占主导地位（即大红移z_HI > 0.18，z_OH > 0.4）。在21厘米线附近星系的观测者可能会发现OH脉泽对深空的HI观测造成了污染，因为红移速度小于每秒几百公里。在1420兆赫以上的频率上，敏感的巡天可能探测到OH脉泽，这可能被误认为是一群“下落的致密高速云”，但一旦进行光学和红外跟踪，最终将被追踪到z等于0.17的发光FIR背景星系。
1998-06-12 astro-ph
The Formation of the Milky Way Disk
我们目前的银河系丰度梯度的几个化学物种的银河系盘，获得使用改进版本的Chiappini，Matteucci，和Gratton（1997）的两个下落模型，其中包括一个更现实的模型的星系晕和磁盘。这种改进的模型提供了一个令人满意的拟合元素丰度梯度推断从观测和其他径向特征的银河系（即，气体、恒星形成率和恒星密度分布）。我们讨论了这些结果可能对银河系形成理论的影响，并提出了一些原则上可以通过未来的观测来检验的预测。
2000-09-13 astro-ph
The origin of abundance gradients in the Milky Way: the predictions of different models
我们的目标是研究沿银河系盘的丰度梯度和它们的依赖于几个参数：在表面气体密度调节恒星形成的阈值，恒星形成效率，形成薄盘的时间尺度和总表面质量密度的恒星晕。我们测试一个模型，认为宇宙的下落法。这一定律并不能预测一个由内而外的盘的形成，但它可以很好地适应太阳附近的性质。我们研究了几个案例。我们发现，在同一时间再现的丰度，恒星形成率和表面气体密度梯度沿银河系盘，它是必要的，假设一个由内而外形成的磁盘。气体密度的阈值不是必需的，通过假设一个变星的形成效率也可以达到同样的效果。从宇宙学推导出的包含由内而外的盘形成过程和变星形成效率的坍缩定律确实能很好地再现盘的所有性质。然而，这里提出的宇宙学模型没有足够的分辨率来捕捉所要求的盘的由内而外的形成。
2008-11-21 astro-ph
Evidence for Ring Caustics in the Milky Way
冷的暗物质在银河系的晚期下沉，在其晕中产生离散的流动和焦散。最近发现的银河系中心距离20千秒差距附近的恒星环和银河系自转曲线的一系列急剧上升被解释为由于银道面中存在暗物质的焦散环。它们的位置在3%的水平上与自相似模型对焦散环半径的预测一致。此外，银道面IRAS图中的三角形特征与重子物质上暗物质焦散环的印记一致。这些观测结果意味着我们附近的暗物质是由一个单一的流，其密度和速度矢量的估计。
2003-06-09 astro-ph hep-ph
Are Omega Centauri and G1 like massive globular clusters the remnant cores of infalling dwarf galaxies? -- Dynamical constraints
我们模拟了盘星系势中矮卫星星系轨道衰变的结果。卫星被宿主星系盘内的强潮汐场剥离，迅速减少了卫星的质量，并大大减缓了轨道的衰减。结果通常是一个星系团在一个大的晕轨道上，像银河系中人马座星系的M54星系团和M31外晕中的大质量G1星系团。一般来说，这种机制很难将球状星团质量的物体送到观测到的非常接近的欧米茄Cen轨道上，除非矮星系在银河系盘的几个尺度长度内诞生。
2001-12-06 astro-ph
Potential Condensed Fuel for the Milky Way
在最近的冷却模型的背景下，审查潜在的气体凝结云的星系晕，碎片云建设的重子质量的星系。本文定义了582个高速云（HVC），并给出了它们的空间分布和速度分布。云中的大部分氢离子化（约85%），云的距离分布在150千秒差距以内，其单个总质量低于10^7兆太阳能，潜在凝聚云的总质量为1.1 ~ 1.4 × 10^9兆太阳能。如果采用< 60 kpc的更严格的距离限制，则质量范围降至4.5 - 6.1 x 10^8 Msun。冷凝云模型的影响，以及反馈和额外的吸积方法，进行了讨论。
2006-03-23 astro-ph
The metallicity distribution of the halo and the satellites of the Milky way in the hierarchical merging paradigm
为了解释观测到的银河系晕的微分金属丰度分布（DMD），提出了一个半解析模型的结构形成的层次合并范式的框架。我们假设银河系晕是由一些子晕组成的，这些子晕的性质要么是在本星系群的矮卫星星系中观察到的（金属丰度分布的形状，有效产额），要么是从结构形成的计算中得出的（子晕分布函数）。通过对相关参数的合理假设，我们发现星系晕DMD的整体形状和有效产额可以在这样一个简单模型的框架下再现。DMD的低金属丰度尾表明，相对于简单模型的预测，（类似于太阳附近的G矮星问题）;有人认为，早期的坠落阶段可以解释这个问题，以及观测到的矮卫星星系的DMD。星系的吸积类似（但不完全相同）的祖先，今天的矮卫星的银河系很可能已经形成了星系晕。
2008-07-09 astro-ph
Testing the universal stellar IMF on the metallicity distribution in the bulges of the Milky Way and M31
我们测试是否通用的初始质量函数（UIMF）或整合星系IMF（IGIMF）可以用来解释的金属丰度分布（MD）的巨人在银河系的隆起。我们利用一个单一的区域化学演化模型开发的银河系隆起的背景下，由内而外的模型形成的银河系。我们检查了是否有可能通过强制UIMF将产量限制在$80 M_{\sun}$以上，并要求所得MD与观察到的MD匹配。我们还将分析扩展到M31的核球，以研究星系核球之间IMF的可能变化。影响恒星演化的几个参数（恒星形成效率、气体流入时间尺度）是变化的。我们表明，这是不可能令人满意地再现所观察到的金属丰度分布在两个星系的隆起，除非假设一个平坦的IMF（$x \leq 1.1$）比普遍的。我们认为，有必要假设IMF在各种环境中的变化。
2007-02-01 astro-ph
IRS 16SW - A New Comoving Group of Young Stars in the Central Parsec of the Milky Way
与银河系中心的超大质量黑洞有关的最令人困惑的问题之一是其附近年轻恒星的起源。使用自行测量和恒星数密度计数的基础上，9年的衍射限制K（2.2微米）波段斑点成像在W。M.借助10米望远镜，我们发现了一个新的同向运动恒星群，我们称之为IRS 16 SW同向运动恒星群，距离中央黑洞1.9”（0.08 pc，投影）。这个同向运动群的五个成员中，有四个已经被光谱鉴定为大质量的年轻恒星，特别是He I发射线恒星和OBN恒星。这是银河系中央秒差距内第二个被确认的年轻共动群，也是最接近中央黑洞的投影，投影系数为2。这些共同运动的群体可能是大质量恒星团的幸存核心，这些恒星团在中央超大质量黑洞的强潮汐场中受到破坏。
2005-04-12 astro-ph
Abundance evolution of intermediate mass elements (C to Zn) in the Milky Way halo and disk
我们提出了一个全面的研究，从C到Zn，在银河系晕和本地磁盘的中间质量元素的丰度的演变。我们使用一个一致的模型来描述这两个星系子系统的演化。晕和盘被认为是独立发展的，都是从原始组成的气体开始，并以不同的方式：强烈的外流被认为是发生在$\sim$ 1 Gyr的晕形成，而盘是由缓慢下降的气体。这种对晕+盘演化的描述可以正确地解释主要的观测约束（至少在星系化学演化的简单模型框架内）。然后，我们利用金属丰度依赖产量研究所有元素的C和Zn的演变。将我们的结果与大量的观测数据（包括最近的数据）进行比较，我们能够对大质量恒星当前产量的成功和缺点进行批判性分析。最后，我们定性地讨论了一些可能的方法来解释最近的数据对氧与铁，这表明，氧的行为不同于其他α元素。
2000-05-08 astro-ph
Distances to Galactic high-velocity clouds. I. Cohen Stream, complex GCP, cloud g1
高速和中速星际云（HVC/IVC）是银河系及其周围高能过程的示踪物。在圆盘上方约1 kpc的近太阳金属丰度的云追踪圆盘和晕（银河喷泉）之间的物质循环。麦哲伦流由从SMC中提取的气体潮汐组成，追踪银河系的暗物质潜力。其他几个HVC的金属丰度较低，似乎是在追踪不断下沉的星系际气体的吸积。这些断言得到了过去十年中测量的大约十片云的金属丰度（0.1到1个太阳）的支持。然而，直接测量到高压输电线的距离仍然难以实现。在本文中，我们提出了四个新的距离括号，使用星际\CaII H和K吸收遥远的星系晕星的VLT观测。我们推导出科恩流的距离括号为5.0至11.7千秒差距（可能是一个下降的低金属含量云），9.8至15.1 kpc的复杂GCP（也称为史密斯云或HVC 40 -15+100，起源仍然未知），IVC为1.0至2.7 kpc，似乎与英仙座臂中喷泉的回流有关，而云g1则为1.8至3.8千秒差距，它似乎处于喷泉的流出阶段。我们的测量进一步表明，银河系正在吸积大量的气态物质，这影响了银河系当前和未来的动力学和化学演化。
2007-09-12 astro-ph
The Milky Way as a Kiloparsec-Scale Axionscope
极高能量的伽玛射线被银河系外背景光通过电子-正电子对的产生过程吸收。然而，最近地面伽马射线望远镜对宇宙学上遥远的伽马射线发射体的观测揭示了宇宙对非常高能量光子的惊人透明度。解释这一现象的一个可能机制是光子和类轴子粒子（axion-like-particles，ALP）之间的振荡。在这里，我们进一步探讨这种可能性，专注于光子ALP转换的磁场和周围的伽马射线源和银河系的磁场，其中一部分的ALP通量转换回光子。我们表明，这种机制可以是有效的ALP参数空间的允许区域，以及在典型的银河系磁场的配置。作为例子，我们考虑从两个HESS源观测到的光谱：1 ES 1101 -232在红移z=0.186和H 2356-309在z=0.165。我们还讨论了这种情况下，可以用来区分它从标准或其他异国情调的模型的功能。
2008-03-13 astro-ph hep-ph
Absorption Line Studies in the Halo
在过去几年中，通过吸收光谱学探索银河系的气体晕已经取得了重大进展。我回顾了最近的结果，吸收线研究的晕使用各种仪器，如远紫外光谱探测器，空间望远镜成像光谱仪，和其他。新的研究表明，低金属含量气体的下降，与麦哲伦云的相互作用，以及银河喷泉是造成晕中中速和高速云现象的原因。对银河系附近高度电离气体的新测量表明，这些云嵌入在延伸到星系际空间深处的热气日冕中。
2003-09-25 astro-ph
Contrasting the chemical evolution of the Milky Way and Andromeda galaxies
星系的化学演化历史隐藏了它如何形成的线索，并随着时间的推移而变化。我们研究了银河系（MW）和仙女座星系（M31）的化学演化历史，以发现哪些是盘状星系化学演化的共同特征，哪些是依赖于星系的。我们使用一个半解析的多区化学演化模型。这些模型成功地解释了这两个具有相似质量和形态的本星系群旋涡星系中观测到的化学性质的平均趋势。我们的研究结果表明，虽然MW和M31的演化具有普遍的相似性，但需要在形成历史上的差异来详细解释观测结果。特别是，我们发现，在M31晕中观察到的较高的金属丰度可以解释为：a）较高的晕星形成效率或b）较大的下降晕气体储层与较长的晕形成阶段。这两种不同的图像将导致a）在低金属丰度下较高的[O/Fe]或b）M31晕中较年轻的恒星星族。这两张照片都在M31中产生了更大质量的恒星晕，这表明晕的金属丰度与恒星质量之间可能存在相关性。
2004-10-25 astro-ph
Type Ia supernovae in a hierarchical galaxy formation model: the Milky Way
基于冷暗物质模型，我们研究了类银河系星系的化学演化。本文将Ia型超新星的化学富集作用引入Nagashima & Yoshii提出的Mitaka半解析星系形成模型。本文首次自洽地导出了类银河系中超新星Ia化学富集的恒星金属丰度及其比值的分布，并在一个分层的星系形成模型中进行了讨论。作为第一次尝试，我们假设所有的Ia超新星具有相同的寿命，并假设II型超新星（SNe II）的瞬时回收。我们发现，我们的模型很好地再现了金属丰度比[O/Fe]对[Fe/H]和{铁金属丰度分布函数}在太阳附近。这意味着所谓的G-矮星问题是通过星系的分级形成来解决的，而传统的整体塌缩模型中引入的解决这一问题的气体入口项可以很好地解释为一些物理过程的混合，如暗晕的分级合并，气体冷却，能量反馈以及由于超新星而导致的气体和金属注入到热气中。我们的模型预测在[Fe/H] $\simeq 0$的凸起中比在盘中有更多的氧增强型恒星。这一趋势似乎得到了最近观察结果的支持，尽管这些观察结果仍然存在不确定性。更多的数据在数量上和精度上将为星系形成提供独立和重要的约束。（节略）
2006-02-03 astro-ph
Star formation history in the solar neighborhood: the link between stars and cosmology
利用银河系演化的宇宙学方法模拟银河系，计算了太阳邻域的恒星形成历史。我们获得的观测推论的良好协议表明，我们的物理模型准确地描述了长期/大的空间趋势的本地和全球银河系SFH。在这个模型中，恒星的形成是由盘引力不稳定性触发的，并由ISM中的能量平衡进行自我调节。SFH的驱动因素是宇宙学气体的注入速率和由原始自旋参数决定的气体表面密度。一个LambdaCDM宇宙学在整个过程中使用。
2001-05-17 astro-ph
A comparison of the s- and r-process element evolution in local dwarf spheroidal galaxies and in the Milky Way
我们研究了几种中子俘获元素（钡，铕，镧和钇）在本族矮球状（dSph）星系和银河系的核合成，通过比较的演变[Ba/Fe]，[Eu/Fe]，[La/Fe]，[Y/Fe]，[Ba/Y]，[Ba/Eu]，[Y/Eu]，和[La/Eu]在dSph星系和我们的银河系中观察到的详细的化学演化模型的预测。所有dSph星系和银河系的模型能够再现这些星系的几个观测特征，如一系列的丰度比和恒星金属丰度分布。银河系模型采用了两次坠落的方案，而dSphs星系模型的最重要特征是低恒星形成率和强烈的星系风的发生。我们预测，在相同的[Fe/H]值下，dSphs中的[s-r/Fe]比通常不同于银河系中的相应比值。这被解释为一个后果的时间延迟模型加上不同的恒星形成的历史。特别是，恒星形成的dSphs比我们的银河系效率低，它受到强烈的星系风的影响。我们的预测与现有的观测数据非常吻合。银河系化学富集的时间延迟模型加上不同的历史，在不同的星系中的恒星形成，使我们能够成功地解释所观察到的差异的s-和r-过程的元素，以及$α$ -元素的丰度比dSphs和在银河系。这些差异有力地表明，这些星系的主要恒星星族不可能有一个共同的起源，因此，本地dSphs的祖先可能与我们银河系的构建块不是同一个物体。
2008-02-22 astro-ph
Tidal evolution of disky dwarf galaxies in the Milky Way potential: the formation of dwarf spheroidals
我们进行了高分辨率的无碰撞N体模拟研究银河系（MW）势中偏心轨道上矮星系的潮汐演化。这些矮星最初是由一个低表面亮度的恒星盘组成，它被宇宙学激发的暗物质晕所包围。在10 Gyr的动力学演化和经过5个近心点通道的矮星遭受大量的质量损失和他们的恒星组件经历了一个重大的形态转变，从一个磁盘到一个酒吧，最后到一个球体。当角动量转移到星系外时，棒在大部分时间内都被保留下来。一个矮球状（dSph）星系是通过逐渐缩短棒而形成的。因此，这项工作提供了一个全面的定量解释的一个潜在的关键的形态转变机制的矮星系，在集团以及集群。我们比较了三种情况下，不同的初始倾角的磁盘和发现的演变是最快的磁盘时，共面的轨道。尽管有强烈的潮汐扰动和质量损失，矮星仍然是暗物质占主导地位。在大多数时间，一维恒星速度色散σ遵循最大圆速度V_{\rm max}，它们都是束缚质量的良好示踪剂。具体来说，我们发现M_{\rm bound} \propto V_{\rm max} ^{3.5}和V_{\rm max} \sim \sqrt{3} σ与早期基于纯暗物质模拟的研究结果一致。后一种关系是基于直接测量模拟矮星的恒星运动学，因此可以可靠地用于映射所观察到的恒星速度色散dSphs晕圆速度时，解决失踪的卫星问题。
2009-05-14 astro-ph
Cosmic Ray Production of Lithium-6 by Structure Formation Shocks in the Early Milky Way: A Fossil Record of Dissipative Processes during Galaxy Formation
虽然在贫金属晕星中观察到的Be和B丰度很好地解释为超新星激波加速的hoc富集宇宙射线（CR）的散射，但在具有超新星CR的此类恒星中观察到的$^6$ Li的解释更有问题。在这里，我们提出，在银河系的层次结构形成过程中，下沉和合并的亚银河系团块引起的引力冲击应该在早期耗散足够的能量，和CR的这种冲击加速可以提供一个自然的解释所观察到的$^6$锂。在清晰的超新星爆发中，结构形成冲击波不会喷射新合成的CNO或Fe，因此在低金属丰度下唯一有效的生产通道是$α-α$聚变，能够产生足够的$^6$ Li，没有伴随的Be或B，也没有与Fe直接对应。在这种情况下，$^6$锂丰度和晕星的运动学性质之间的相关性也可以预期。此外，更广泛的观测$^6$ Li在贫金属晕星，如斯巴鲁HDS或VLT/UVES，可能会为我们提供一个宝贵的化石记录耗散动力学过程中发生的形成我们的银河系。
2002-03-04 astro-ph
