Galactic magnetic fields and hierarchical galaxy formation
介绍了一个在冷暗物质宇宙学中将平均场发电机维持的星系磁场演化与星系形成和演化耦合起来的框架。从平均场和波动发电机模型的大规模和湍流磁场的稳态强度的估计一起使用的半解析模型的星系形成人口的螺旋星系预测的星系属性。我们发现，磁场强度主要是由星系的气体含量的演变控制。因此，由于在执行恒星形成法，反馈超新星和冲压压力剥离的差异，每一个星系形成模型考虑预测具有独特功能的场强分布。其中最突出的是卫星星系和中央星系群的典型磁场强度的差异，以及不同质量星系中大尺度磁场的典型强度。
2015-04-10 astro-ph.GA
Cosmic-ray electrons, synchrotron and magnetic fields in the Galaxy
宇宙线传播程序GALPROP最近在银河磁场和同步辐射方面得到了加强。现在已经实施了完整的3D治疗。我们描述了这些增强和应用程序的解释非热无线电调查和伽马射线，探测银河宇宙射线电子光谱和磁场。
2009-07-03 astro-ph.GA
Detection of microgauss coherent magnetic fields in a galaxy five billion years ago
磁场在星系中星际介质的物理学中起着举足轻重的作用，但关于它们如何在宇宙时间内演变的观测约束很少。空间分辨的同步辐射偏振图在无线电波长揭示了有序的大规模磁场在附近的星系，被认为是从种子场通过发电机效应增长。为了直接测试和表征这一理论，需要在宇宙学上遥远的星系中进行磁场强度和几何测量，由于当前射电望远镜的灵敏度和角分辨率有限，这是具有挑战性的。在这里，我们报告了最干净的测量磁场在一个星系以外的本地体积，免费的系统学传统技术会遇到。通过利用的情况下，从一个背景源的偏振无线电发射引力透镜的前景星系在z = 0.439使用宽带无线电偏振数据，我们检测到相干$μ$ G磁场的透镜盘星系看到4.6 Gyrs前，具有类似的强度和几何形状的本地体积星系。这是最高的红移星系，其观测到的相干磁场属性是兼容的平均场发电机的起源。
2017-08-25 astro-ph.GA
The Magnetic Field of the Milky Way Galaxy
宇宙磁场是星际介质（ISM）的一个组成部分，对从恒星形成到星系动力学的尺度都有影响。虽然对外部星系的观测提供了星系内磁场的“鸟瞰图”，但同样重要的是探索我们银河系的磁场，它提供了一个更详细，尽管更复杂的视图。在过去的十年里，人们对银河磁场的兴趣显著增加，这主要是由加拿大银河平面调查所开发的创新所推动的。在本文中，我回顾了目前的状态的理解银河系磁场，并简要讨论了新的和未来的观测，将提供令人兴奋的新见解的领域。
2010-12-14 astro-ph.GA
A Review of Recent Observations of Galactic Winds Driven by Star Formation
在当前的星系演化模型中，由恒星形成能量驱动的星系尺度气体外流或星系风（GWs）是调节恒星形成的关键机制。通过对大样本星系的旧技术的广泛应用、新方法的发展以及望远镜和仪器的进步，对这一现象的观测已经激增。我回顾了自2010年以来直接观测恒星GWs的各种组合。对附近风的电离和中性气体性质的成熟测量已经加入了令人兴奋的分子气体和尘埃的新探测器。低$z$技术最近已在高$z$下大量应用。光学和近红外3D成像光谱技术的发展揭示了附近GW的复杂多相结构。这些观测结果表明，恒星引力波是至少在宇宙历史的后半期快速形成恒星的星系的一个共同特征，并表明外流和星系性质之间的比例关系在此期间持续存在。一个简单的模型，一个中等速度，双锥流的多相气体和尘埃垂直星系盘仍然是一个强大的描述这些流量。
2018-12-12 astro-ph.GA
On the magnetic field inside the solar circle of the Galaxy: On the possibility of investigation some of characteristics of the interstellar medium with using of pulsars with large Faraday rotation values
为了研究星际介质的某些特性，使用了具有大法拉第旋转值（|RM| > 300 rad /m 2）的恒星的观测数据。有人提出并证明，大的|RM|值可能是由于电子浓度增加的区域的贡献，投射在脉冲星上。最有可能的是HII区域、暗星云和分子云。在这些天体中，磁场的方向可以是银河系的大尺度磁场，或者仅仅是银河系磁场的变形延伸。结果表明，|RM| > 300 rad/m ~ 2的恒星自转测度的银河系分布符合银河系磁场的圆形模型，银心圆内磁场的逆时针方向为5 kpc <R <7 kpc。
2018-08-09 astro-ph.GA
Probing Magnetic Field Morphology in Galaxy Clusters with the Gradient Technique
团内介质（ICM）的磁场影响着星系团的结构和演化。然而，它们的性质在很大程度上是未知的，测量星系团中的磁场是具有挑战性的，特别是在单个射电源之外的大尺度上。在这项工作中，我们探测的磁场在集群使用的强度梯度的天空平面方向。该技术是梯度技术（GT）的一个分支，采用湍流气体的发射强度图。我们利用钱德拉X射线图像的英仙座，M 87，后发座，和A2597星系团，和VLA射电观测的同步辐射英仙座。我们发现，该领域主要遵循英仙座的晃动武器，这是与数值模拟。GT预测的磁场显示了在冷核星系团中心由超大质量黑洞（SMBH）反馈驱动的上升气泡周围的磁场覆盖的签名，以及与后发座星系团合并的子结构周围的覆盖。我们计算的平均场取向相对于径向方向在这些集群。在冷核团簇的中心区域，磁场的平均取向优先为方位角。使用X射线和无线电数据预测的英仙座磁场之间存在广泛的一致性。进一步的数值研究和更好的未来观测，更高的分辨率和更大的有效面积将有助于减少这种方法的不确定性。
2020-08-23 astro-ph.GA
The halo magnetic field of a spiral galaxy at z=0.414
本文通过VLA对z=0.414透镜系统B1600+434的偏振观测，利用RM合成和Stokes QU拟合测量透镜星系光晕磁场，发现其强度与现今星系相当，并给出平均场发电机时间尺度上限。
2025-07-16 astro-ph.GA
Magnetic fields: Impact on the rotation curve of the Galaxy
我们量化的影响磁场，宇宙射线和气体压力的HI气体在银河系中的旋转速度，在银河系的距离之间的Rsun和2 Rsun。磁场由两个分量建模;主要方位角磁分量和小尺度缠结场。我们构建了一系列合理的轴对称模型，与从无线电同步加速器数据推断的总磁场的强度一致。在一个真实的银河系圆盘中，湍流运动、宇宙射线和缠结的湍流场产生的压力为圆盘提供径向支撑。大规模（有序）磁场可能会或可能不会提供支持磁盘，这取决于局部径向梯度的方位场。我们发现，观测约束模型，磁力不能明显改变HI气体的切向速度在银河系的距离为2 Rsun。
2013-06-12 astro-ph.GA
Influence of Magnetic Fields on the Gas Rotation in the Galaxy $NGC\;6946$
磁场在星系的能量平衡和气体结构的形成中起着重要的作用。然而，它们对星系旋转曲线的动力学影响还远远没有被探索。我们调查的动力学效应的$NGC\;6946$已知的磁臂上的圆形气体旋转跟踪在HI，考虑两个暗物质质量密度模型，ISO，和通用NFW配置文件。我们使用了三维模型的磁场结构，通过$χ$平方最小化方法拟合模型化的旋转曲线的观测数据。包括磁场的影响，HI气体旋转曲线的形状被更好地再现，特别是在外部部分，其中磁场的动力学效应可能变得重要。在星系$NGC\;6946$的外部气体盘中，旋转曲线中规则磁场贡献的典型幅度约为$ 6 - 14 \; km s^{-1}$。规则磁场对观测到的圆速度和对暗物质的贡献率随银河中心半径的增大而增大。在星系$NGC\;6946$的外部区域，它与观测到的旋转速度的比率约为5%，与暗物质的比率约为10%。因此，在旋涡星系的大尺度动力学中，特别是在星系的外围，大尺度磁场是不能完全忽略的。
2023-02-07 astro-ph.GA
The effect of magnetic fields on properties of the circumgalactic medium
我们研究了磁场对模拟星系及其周围气体晕或环星系介质（CGM）的影响，作为“模拟宇宙与精炼星系环境”（SURGE）项目的一部分，在宇宙学“放大”模拟银河系质量的星系。我们使用三种不同的星系形成模型，每一个都有和没有磁场，并包括额外的空间细化的CGM，以提高其分辨率。中央星系的恒星形成率和恒星质量并不受磁场的影响，但当$B>0$的存在时，星系的圆盘更占主导地位，中央黑洞的质量更大。CGM的物理性质发生显著变化。在磁场的作用下，环星系气体流动较慢，星系周围以氢原子为主的扩展盘质量更大，因此内部CGM的密度更高，外部CGM的温度更高，光晕中的压力更高，更平滑。当包括磁场时，晕中的总气体分数和金属质量分数也更高，因为更少的气体逸出晕。此外，我们发现CGM属性依赖于方位角和磁场减少径向速度的散射，而在固定的方位角的金属丰度的散射增强。因此，金属在整个晕圈中混合得不太好，导致更多的贫金属晕圈气体。这些结果共同表明，CGM中的磁场改变了星系晕中的气体流动，使富含金属的流出物更难与贫金属的CGM混合并逃离晕，因此应该包括在星系形成的模拟中。
2020-12-18 astro-ph.GA
Review of current estimates of the Galaxy mass
本文综述了利用旋转曲线、卫星与球状星团运动学、星流、逃逸速度和晕族恒星等多种方法估计银河系质量的最新结果，并给出 $M_{\rm 200}$ 和 $M_{\rm vir}$ 的统计平均值。
2023-05-28 astro-ph.GA
Magnetic fields during galaxy mergers
星系合并预计将在星系演化中发挥核心作用，并可能对星系的磁场产生强烈影响。我们提出了第一个基于网格的三维磁流体动力学模拟调查合并事件期间的磁场的演变。为此，我们采用了一个简化的模型，考虑合并事件的磁化气体磁盘在没有恒星反馈和没有恒星或暗物质组件。我们表明，我们的模型自然会导致生产的两个峰值的平均磁场强度在5千秒差距内，在25千秒差距内，在5和25千秒差距之间的规模的演变。后者与Drzazga等人（2011）在观测星系合并序列中报告的磁场强度峰值一致。我们表明，在银河系尺度上的峰值和在外部区域可能是由于几何效应，作为一个星系的核心进入另一个的郊区。此外，在中心~5 kpc内存在磁场的物理增强，反映了由于有效的角动量传输而导致的密度增强。我们的结论是，高分辨率的观测中心区域将特别相关的探测合并事件期间的磁场结构的演变。
2016-07-04 astro-ph.GA
The role of large-scale magnetic fields in galaxy NGC 891. Can magnetic fields help to reduce the local mass-to-light ratio in the galactic outskirts?
我们以螺旋星系NGC 891为例，讨论了大尺度磁场对星系自转的影响。根据它的旋转曲线和HI的表面密度，我们确定，在全球盘模型的框架内，物质的表面密度。然后，基于表面亮度，我们确定了相应的局部质光比轮廓。我们还模拟了在准圆轨道近似下的方位角速度的垂直梯度，并将其与测量结果进行了比较。我们讨论了哪些因素可能会影响NGC 891中物质的旋转，以及这如何转化为局部质光比的变化。特别是，我们讨论了磁场对电离气体的运动可能产生的影响，因此，对当地的质量-光比的配置文件的确定。最后，我们提出了一个假设，即在NGC 891中观测到的磁场的不对称性可能是导致观测到的垂直梯度异常行为的原因。
2012-03-06 astro-ph.GA
Gas Accretion and Angular Momentum
在这一章中，我们回顾了气体吸积的角动量的收购，在星系和它们的气体晕的作用。我们首先讨论角动量在暗物质晕，潮汐扭矩理论和合并的重要性进行了简要的回顾，然后在这个框架内，假设晕气体冲击热的维里温度的晕，以下相同的自旋分布的暗物质晕冷却到晕的中心，形成一个星系有一个典型的图片星系形成的讨论。在最近的观测证据表明存在的高角动量气体的星系晕的背景下，我们回顾最近的宇宙学流体动力学模拟，已经开始强调的作用，“冷流”吸积-各向异性气体吸积沿宇宙细丝，不冲击热下沉到中央星系。我们讨论了这些模拟的影响，回顾了一些最近的发展在文献中，并建议修订的正则模型，因为它涉及到预期的角动量含量的气体晕星系周围。
2016-12-01 astro-ph.GA
Multi-Phase Magnetic Fields in the Galaxy NGC 3627
磁场在星系的形成和演化中起着重要作用，但通过观测来测量它们是具有挑战性的。本文利用甚大阵同步辐射偏振观测和速度梯度技术光谱数据研究了塞弗特星系NGC 3627的磁场取向。后者利用磁流体动力学（MHD）湍流的各向异性来探测磁场。应用于PHANGS-ALMA和PHANGS-MUSE巡天的CO（2-1）和H $α$发射谱线，揭示了磁场取向与极化的全局一致性。VGT-CO和偏振的一致性表明，与同步辐射相关的磁场也渗透到恒星形成区。VGT-H $α$测量揭示了弥漫在盘和盘附近的温暖电离介质中的磁场，因此它与极化不太一致。我们发现突出的径向场同步极化测量出现在从螺旋臂的银河酒吧的过渡区，而这种形态是不太明显的VGT-CO和VGT-H $α$测量的磁场。径向场表明，磁力矩对于消除轨道气体的角动量很重要。我们注意到，由尘埃极化、VGT-CO和同步加速器极化推断的磁场在东臂是不同的，我们解释这种差异是由于这三种测量分别追踪了与碰撞前、碰撞前和碰撞后的混合物以及碰撞后的气流有关的磁场。
2022-11-28 astro-ph.GA
Semi-empirical Models of Galaxy Formation and Evolution
本文综述星系形成与演化的半经验模型，比较三类建模方法，剖析解释型、描述型与混合型 SEM 的特点、优缺点，并展望其发展。
2025-02-18 astro-ph.GA
Two striking head-tail galaxies in the galaxy cluster IIZW108: insights into transition to turbulence, magnetic fields and particle re-acceleration
我们提出了深JVLA观测在1.4 GHz和2.7 GHz（全极化），以及光学OmegaWINGS/WINGS和X射线观测的两个扩展的射电星系在IIZW 108星系团在z = 0.04889。它们显示出一个弯曲的尾巴形态，与落入星团势的射电叶星系一致。这两个星系被发现拥有的属性与{窄角}尾星系在文献中，即使它们是一个低质量的集群的一部分。我们发现一个光谱指数陡化和增加的分数极化通过星系喷流和有序的磁场组件主要对准喷流方向。这很可能是由于星系团内介质和喷流流体的速度差和/或星系团内介质穿过星系喷流的磁披覆造成的剪切。我们发现明确的证据表明，一个来源是显示两个活动星系核（AGN）爆发，我们希望AGN从来没有完全关闭。我们表明，纯标准电子冷却不能解释喷流长度。因此，我们证明，这些星系可以作为一个实验室来研究温和的再加速相对论性电子在星系射流通过从层流到湍流运动的过渡。
2021-10-07 astro-ph.GA
Highly ordered magnetic fields in the tail of the jellyfish galaxy JO206
水母星系有长长的气体尾巴，由于星系在星系团的团内介质中运动，气体尾巴被冲压压力从盘上剥离。我们提出了第一次测量的磁场强度和方向内的磁盘和（90 $\,$千pc长）$\rm Hα$发射尾的水母星系JO206。尾部有一个大尺度的磁场（$>4.1\,μ$ G），陡峭的无线电频谱指数（$α\sim -2.0$），表明从恒星形成区域传播的电子的老化，以及极高的分数极化（$>50\,$ %），表明低湍流运动。磁场矢量与电离气体尾部的方向和剥离方向对齐（平行）。高分辨率模拟的一个大的，冷的气体云，暴露在一个热的，磁化的湍流风表明，高分数极化和有序的磁场可以解释为吸积的披着磁化等离子体从热风凝聚到外层的尾巴，在那里它是热压缩和剪切。有序的磁场阻止了热量和动量的交换，这可能是在尾巴中原位形成恒星的关键因素。
2020-10-26 astro-ph.GA
Magnetic fields in our Milky Way Galaxy and nearby galaxies
我们银河系和邻近星系的磁场已被星光偏振、尘埃颗粒和云在毫米和亚毫米波长的偏振发射、云或团块的谱线或脉泽线的塞曼效应、星际磁场中相对论电子的漫射射电同步辐射、背景射电源的法拉第旋转以及我们银河系的恒星等所揭示。我们利用脉冲星自转测量数据观测到了银河系中磁场的许多细节，而我们很容易得到附近星系中磁场的整体结构。一般来说，旋涡星系中的磁场可能具有大尺度结构。场跟随旋臂，具有或不具有场方向反转。在螺旋星系的晕中存在磁场，并且可能也具有像环向场和极向场那样的大尺度结构，但似乎比盘中的磁场稍弱。在某些星系的中心区域，极向场被探测到为垂直分量。从大尺度弥散星际介质到分子云，再到恒星形成区的云核或脉泽斑团，星系中的磁场方向似乎在云形成和恒星形成过程中一直保持不变。星系中的磁场对动力学是被动的。
2013-08-04 astro-ph.GA
Magnetism in the nearby galaxy M33
利用3.6、6.2和20 cm处的线偏振强度和偏振角的高分辨率数据以及规则磁场的三维模型，我们研究了Scd星系M33中磁场的结构、强度和能量密度的变化。规则磁场由水平分量（由半径为1至3 kpc的轴对称模式和半径为3至5 kpc的轴对称和双对称模式的叠加表示）和垂直分量组成。然而，推断出的“垂直场”可能部分是由于银河系扭曲造成的。我们估计平均总磁场强度和常规磁场强度分别为~ 6.4和2.5 $μ$ G。由于M33中湍流气体运动产生的星际磁场表明湍流和磁能密度大致相等。
2009-01-10 astro-ph.GA
The Local Bubble: a magnetic veil to our Galaxy
局部星际介质中的磁场不跟随大尺度银河系磁场。局部磁场可能被局部气泡扭曲了，局部气泡是一个热电离气体的空腔，围绕着太阳，周围是冷中性气体和尘埃的外壳。然而，到目前为止，还没有确定的本地磁场和本地气泡之间的关联。在这里，我们开发了一个分析模型的磁场在壳的本地泡，我们表示为一个倾斜的球体，偏离中心的太阳。我们适合的模型，普朗克尘埃偏振发射观测银河系极点30度内。我们找到了一个与高度变形的磁场相一致的解决方案，该磁场朝向银河系南北两极的方向明显不同。这项工作为模拟局部星际介质中磁场的三维（3D）结构提供了一个方法框架，这是大规模银河系磁场模型最期待的输入。
2018-03-14 astro-ph.GA
Galaxy Lookback Evolution Models -- a Comparison with Magneticum Cosmological Simulations and Observations
我们构造恒星形成星系演化的经验模型，假设单个星系沿着恒星质量，气体质量和恒星形成速率之间的标度关系演化，下面是一个简单的描述化学演化。我们测试这些模型与观测和详细的Magneticum高分辨率流体动力学宇宙学模拟的比较。比较了星系恒星形成率、恒星质量、气体质量、年龄、星际介质和恒星金属丰度。结果发现，这些简单的回望模型捕捉到了星系演化的许多关键方面相当不错。星系星际介质气体质量和恒星质量之间的红移依赖幂律关系的关键假设与复杂的Magneticum模拟的结果一致。恒星形成率向较低的红移下降，不是因为星系耗尽了气体，而是因为能够产生恒星的冷ISM气体的比例变得明显更小。在这两种模式的方法中的气体吸积率是相同的数量级。正如回顾模型所预测的那样，Magneticum模拟中的金属丰度随着恒星质量与气体质量之比的增加而增加。的质量金属丰度关系同意和这些关系的恒星形成率的依赖性也被再现。我们的结论是，这些简单的模型提供了一个强大的工具，用于约束和解释更复杂的模型的基础上宇宙学模拟和人口综合研究分析综合光谱的恒星星族。
2021-10-26 astro-ph.GA
Magnetic Spiral Arms in Galaxy Halos
我们寻求{ \it稳态}平均场星系发电机的条件。参数集减少到那些出现在$α^2$和$α/ω$发电机，即速度振幅，和子尺度螺旋度扩散率的比率。可以允许参数在圆锥螺旋上变化。我们分析了平均场发电机方程的尺度不变的对数螺旋模式和特殊的精确解。兼容的标度不变引力旋臂的介绍和说明在附录中，但详细的动力学相互作用与磁场是留给另一项工作。作为一个结果，平面磁螺旋“提升”到晕，多个符号的变化，平均旋转措施，形成一个规则的模式，在每一边的银河短轴，预测。最近在“环境变化”调查中发现了这种变化。
2017-05-12 astro-ph.GA
Impact of magnetic field on the gas mass fraction of galaxy clusters
在星系团中观测到磁场强度为$\sim μ$ G量级。磁场施加的非热压力也有助于星系团的总压力，并反过来影响气体质量分数的估计，$f_{gas}$。在本文中，我们考虑了一个中心磁场强度的$5μ$ G，由观测和模拟的星系团的动机。磁场的分布也取自模拟和观测结果。通过引入磁压力，利用流体静力平衡条件（HSE）推导气体密度分布，考虑了磁场的作用。我们发现，与没有磁场的情况相比，有磁场的情况下，生成的气体质量分数较小。然而，这种降低取决于磁场的强度和分布。我们还使用NFW配置文件确定了总质量，以检查$f_{gas}$估计值对总质量估计值的依赖性。从我们的分析中，我们得出结论，磁场强度，星系团似乎拥有，非热压力磁场的影响$\approx 1~\%$的气体质量分数的星系团。然而，随着平方公里阵列（SKA）等设施的即将建成，可以预期，通过对星系团，特别是内部区域的磁场强度和轮廓进行更精确的观测，这一技术将得到进一步改进。
2020-10-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
A dynamo amplifies the magnetic field of a Milky-Way-like galaxy
螺旋星系的磁场是如此的强，以至于它们不可能是原始的。它们的典型值比早期宇宙预测的任何值都高出10亿倍以上。解释这种巨大的增长并将其纳入星系演化理论是天体物理学长期面临的挑战之一。到目前为止，银河系磁场持续增长的最成功的理论是阿尔法-欧米茄发电机。这个理论预言了星系磁场的特征性偶极或四极形态，这在外部星系中已经被观察到。然而，到目前为止，还没有直接的示范平均场发电机操作的直接，多物理模拟的螺旋星系。我们在这项工作中这样做。我们采用孤立的，恒星形成的螺旋星系，包括一个磁化的气体盘，一个暗物质晕，恒星和恒星反馈的数值模型。自然地，所产生的磁场具有包括强随机分量的复杂形态。使用小尺度上的磁场的平滑，我们能够从湍流分量中分离出平均值，并单独分析它们。我们发现，一个平均场发电机自然发生的结果，星系的动力学演化和放大的磁场的数量级超过半个陀螺仪。尽管这些模型的高度动态的性质，场的平均分量的形态是相同的分析预测。这一结果强调了平均场发电机在星系演化中的重要性。而且，通过演示磁场在复杂的银河系环境中的自然增长，使我们更接近理解磁场的宇宙起源。
2020-06-22 astro-ph.GA
Seeking large-scale magnetic fields in a pure-disk dwarf galaxy NGC 2976
磁场产生机制如何在低质量矮星系中运作，仍是未知之数。在这里，我们提出了一个附近的纯盘矮星系NGC 2976的详细研究。与先前观测到的矮天体不同，这个星系拥有一个清晰的圆盘。为了研究NGC 2976，我们用VLA和Effelsberg射电望远镜进行了深多频偏振观测。此外，我们还补充了来自WSRT-SINGS调查的重新成像数据。在NGC 2976中发现的磁场形态包括一个南极化脊。这种结构似乎并不只是由于一个纯粹的大规模发电机过程（可能是宇宙射线驱动的）在这个对象中工作，如RM数据和发电机数计算所示。相反，NGC 2976的磁场被过去的引力相互作用所改变，也可能被M 81星系群环境中的冲压压力所改变。估计总（7 μ G）和有序（3 μ G）磁场强度，以及程度的字段顺序（0.46），这是类似于观察到的螺旋，表明潮汐产生的磁化气流可以进一步提高发电机行动的对象。NGC 2976显然是一个很好的候选者，因为它的邻域具有有效的磁化。它能够提供一个有序的（也许也是规则的）磁场进入星系际空间，直到大约5千秒差距的距离。潮汐相互作用（也可能是冲压压力）可以导致星系中恒星形成盘之外的不寻常磁场形态（如极化脊）的形成，这些磁场形态不遵循任何观测到的星际介质（ISM）成分，如NGC 2976所观察到的那样。这些星系能够提供远离其主盘的有序磁场。
2016-03-17 astro-ph.GA
The Evolution of Galaxy Structure over Cosmic Time
我提出了一个全面的审查，从第一个星系，我们目前可以观察到在z~6的星系，我们在本地宇宙中看到的宇宙中的星系结构的演变。我进一步解决这些变化如何揭示星系结构分析可以提供的星系形成过程。这篇评论是教学性的，首先详细讨论了星系形态和结构研究的主要方法。这包括成熟的视觉方法;测量星系大小和表面亮度轮廓形状的Sersic拟合;非参数结构方法，包括浓度（C），不对称性（A），团块（S）（CAS）方法以及更新的结构指数。包括讨论这些结构指数如何测量星系的基本性质，如它们的规模，恒星形成率和正在进行的合并活动。大量的观测结果表明，如何广泛的星系形态和结构的变化，随着时间的z~3，从小，紧凑和奇特的系统在遥远的宇宙中的哈勃序列，我们今天发现的形成。本文进一步讨论了结构方法如何准确地测量到z~3的合并历史。膨胀，磁盘，酒吧，并在z>1的大恒星形成团块的性质和演化也被描述，以及如何形态星系淬火发生。此外，在宇宙时间的星系中产生结构的环境的作用进行治疗。除了一般结构的演变，我还描绘了星系大小如何随时间变化，在给定的恒星质量下，在高红移下测量的大小最多可小2-5倍。本文最后讨论了星系结构是如何揭示星系形成机制的，为检验星系形成理论提供了一种新的、独特的方法。
2014-03-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy Formation Theory
我们回顾了目前的理论，星系如何形成的冷暗物质结构形成的范式所提供的宇宙学框架内。本文从前星系演化的重子物质出发，对重子如何凝聚成星系、决定星系结构的因素以及星系内外的过程（包括恒星形成、合并、活动星系核等）进行了分析和数值研究。决定了它们的总体性质和进化。在整个过程中，我们强调当前星系形成理论的成功和失败。我们包括审查计算实现的星系形成理论和评估他们的能力，提供可靠的建模这种复杂的现象。最后，我们讨论了当代星系形成理论中的几个“热点问题”，并评估了这一领域的未来发展方向。
2010-07-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy bulges and their massive black holes: a review
参考了关键的和经常被遗忘的开创性工作，这篇文章首先介绍了我们是如何相信在星系中心存在大质量黑洞的审查。然后介绍了近线性（黑洞）-（宿主球体）质量关系的历史发展，然后解释了为什么这最近被戏剧性地修改。过去的分歧（黑洞）（速度色散）关系的斜率也得到了解释，并在（黑洞）（速度色散）图的子结构的发现进行了讨论。随着对大质量黑洞和它们的宿主星系之间的基本联系的研究的继续，主要是不活跃的星系的样本的竞争阵列的额外的黑洞质量标度关系。
2016-09-06 astro-ph.GA astro-ph.HE gr-qc
The Role of the Magnetic Field in the Interstellar Medium of the Post-Starburst Dwarf Irregular Galaxy NGC 1569
NGC 1569是一个附近的矮不规则星系，在1000万年到4000万年前经历了一次强烈的恒星形成爆发。我们目前的意见，达到表面亮度比以前的无线电连续观测和第一无线电连续极化观测微弱2至80倍。这些观测使我们能够探测NGC 1569的磁场与其其余星际介质的关系。我们确认存在一个扩展的无线电连续晕在20厘米，并看到第一次的无线电连续功能与西方Halalpha臂在波长短于20厘米。这个星系的光谱指数趋势支持这个星系中有对流风的理论。我们得出的总磁场强度的38 microG的中心区域和10-15 microG的晕。星系中心的磁场很大程度上是随机的;均匀磁场约为3-9 microG，在晕中最强。我们发现，磁压力是相同的数量级，但在一般情况下，一个小的因素比其他组成部分的星际介质在这个星系。NGC 1569中的均匀磁场与H α泡和细丝密切相关。我们认为，一个超新星驱动的发电机可能在这个星系中运行。从NGC 1569流出的热气体显然塑造了磁场，但磁场反过来可能通过将气体引导出星系盘来帮助流出。像NGC 1569这样具有扩展射电连续晕的矮星系可能在磁化星系际介质中发挥重要作用。
2010-02-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
The DAWES review 10: The impact of deep learning for the analysis of galaxy surveys
现代星系巡天提供的数据量和复杂性在过去几年中一直在稳步增加。从这些大型和多模态数据集中提取连贯的科学信息仍然是一个悬而未决的问题，数据驱动的方法（如深度学习）已迅速成为解决一些长期挑战的潜在强大解决方案。这种热情反映在使用神经网络的出版物前所未有的指数增长上。在天文学领域首次发表深度学习的论文五年后，我们认为现在是时候回顾一下这项新技术在该领域的真正影响，以及它在解决新数据集的规模和复杂性所带来的关键挑战方面的潜力。在这篇综述中，我们首先总结了迄今为止深度学习在星系巡天中的主要应用。然后，我们提取的主要成就和经验教训，并强调关键的开放问题和局限性。总体而言，最先进的深度学习方法迅速被天文学界采用，反映了这些方法的民主化。我们发现，到目前为止，大多数使用深度学习的工作都是面向计算机视觉任务的。这也是深度学习迄今为止带来最重要突破的应用领域。我们报告说，应用程序变得越来越多样化，深度学习用于估计星系属性，识别离群值或约束宇宙模型。这些工作大部分仍处于探索阶段。在进入深度学习在未来调查处理中的下一阶段部署之前，很可能需要解决一些常见的挑战;例如，不确定性量化，可解释性，数据标记和模拟训练的域转移问题，这构成了天文学的常见实践。
2022-10-04 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
An underlying universal pattern in galaxy halo magnetic fields
星系晕中的磁场一般很难观测到。最近，CHANG-ES合作（邻近星系的连续晕-EVLA巡天）详细调查了35个邻近边缘螺旋星系的射电晕，并在其中16个星系中探测到大尺度磁场。我们使用CHANG-ES射电偏振数据为样本中的所有星系创建旋转测量（RM）地图，并将其堆叠，目的是放大星系盘上方和下方晕中的任何潜在通用环形磁场模式。我们发现在堆叠星系轮廓的中心区域存在一个大规模的磁场，这是由于轴向电流普遍从盘平面上方和下方的中心流出。在天体物理喷流中也观察到了类似的破环现象，但在星系晕中从未观察到过。这表明星系晕磁场可能不是由星系中心区域的纯理想磁流体动力学（MHD）过程产生的。其中一个有希望的物理机制是宇宙电池，它运行在中心超大质量黑洞周围最里面的吸积盘中。我们期望我们的发现将激发对天体物理学磁场起源的更广泛的讨论。
2021-01-13 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Inflationary and phase-transitional primordial magnetic fields in galaxy clusters
原始磁场（PMF）是解释星系团中观测到的磁场的可能候选者。两个竞争的情况下，原始磁已在文献中讨论：暴胀和相变。我们研究了在大质量星系团中，对应于暴胀和相变产生的保偏光纤的大尺度和小尺度相关磁场的放大。我们采用高分辨率的磁流体动力学宇宙放大模拟来解决团内介质中的湍流运动。我们发现，湍流放大是更有效的大尺度暴胀模型，而相变产生的种子场显示温和的增长。模型之间的差异会影响磁场的频谱特性（如磁功率谱的振幅和形状），从而影响最终的相关长度。我们发现一个数量级之间的差异最终的通货膨胀和相变产生的磁场的强度，和一个因素的1.5之间的差异最终的相干尺度。因此，磁场的最终配置保留了关于PMF生成场景的信息。我们的研究结果对未来河外法拉第旋转调查的影响，区分不同的磁生情景的可能性。
2023-02-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Globular Cluster Abundances and What They Can Tell Us About Galaxy Formation
本文综述了球状星团的性质，这些性质使它们对研究星系晕、星系化学演化和银河系形成的早期阶段非常有用。我们审查的证据表明，GC有一个类似的晕场星的化学库存。我们讨论的丰度比dSph星系，并表明，它是可能的，已形成至少部分的星系晕场恒星星族溶解球状星团和/或吸积dSph星系，但只有当这发生在银河系形成的早期阶段。我们审查的限制晕形成的时间尺度推导出的低镁同位素比在贫金属晕场矮星，这表明AGB星没有时间作出重大贡献，而M71包含两个人口，一个没有，也有一个大量的AGB贡献。我们回顾了有限的证据，GC与第二人口显示额外的贡献SNII，目前仅限于欧米茄Cen，M54和M22，所有这些都可能是吸积星系的核或中心区域。我们检查了我们自己的数据，以寻找其他这样的GC，并发现初步迹象表明，NGC 2419，一个远离外星系晕的大质量GC，也可能属于这个群体。
2009-09-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Milky Way simulations: the Galaxy, its stellar halo and its satellites - insights from a hybrid cosmological approach
我们的“家星系”-银河系-是一个相当大的螺旋星系，是本地宇宙中最常见的形态类的原型。虽然它只是一个星系，但它是唯一一个可以被详细研究的星系：对于银河系和本星系群的一些成员，可以获得大量关于其恒星年龄和化学丰度的观测数据。在未来几年里，通过正在进行的和计划中的光谱和天体测量调查，预计将获得更多的信息，为星系形成的现代理论提供一个独特的基准。在这篇评论中，我将总结最近的结果，我们的银河系的形成，它的恒星晕，和它的卫星星系。我将特别关注在星系形成的混合模型框架中获得的结果，并参考本期中基于流体动力学模拟的研究的其他评论。
2012-04-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Decaying turbulence and magnetic fields in galaxy clusters
我们探讨的湍流和磁场波动发电机行动的背景下产生的衰减星系团，这样的衰减阶段可以发生在一个重大的合并事件之后。使用理想化的数值模拟，从一个动力学为主的制度，我们专注于衰减的稳态均方根速度和磁场的广泛的条件，包括不同的压缩性的流量，强迫波数，和磁普朗特数。无论流动的可压缩性如何，均方根速度和均方根磁场均随时间按幂律衰减。在亚音速的情况下，我们发现，幂律的指数是一致的$-3/5$标度在以前的研究报告。然而，在跨音速制度的均方根速度和磁场最初经历快速衰减与$\approx t^{-1.1}$缩放与时间。随后是缓慢衰减阶段，其中rms速度的衰减在时间上呈现$\approx -3/5$缩放，而rms磁场缩放为$\approx -5/7$。此外，法拉第旋转测量的分析表明，法拉第RM衰减也作为幂律衰减的时间$\approx t^{-5/7}$ ;陡峭的比$\sim t^{-2/5}$标度在以前的模拟磁场衰减亚音速湍流。除了星系团之外，我们的工作对椭圆星系中磁场的研究也有潜在的意义。
2019-08-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmic ray feedback in galaxies and galaxy clusters -- A pedagogical introduction and a topical review of the acceleration, transport, observables, and dynamical impact of cosmic rays
本文综述宇宙线反馈领域最新进展，介绍宇宙线等离子体物理相关基础内容，指出宇宙线在星系与星系团演化中作用关键，该领域未来将成研究重点且对多波段多信使观测解释意义深远。
2023-10-07 astro-ph.GA astro-ph.HE physics.plasm-ph
The intra-cluster magnetic field in the double relic galaxy cluster Abell 2345
磁场在星系团中无处不在，但它们的径向轮廓、功率谱以及与主星系团性质的联系却知之甚少。合并星系团托管弥漫偏振辐射的形式，无线电遗迹提供了一个独特的可能性，研究这些复杂系统的磁场。本文研究了Abell 2345中团簇内的磁场。这个集群主机两个无线电遗物，我们发现在极化1-2 GHz JVLA观测。X射线XMM-Newton图像显示出非常混乱的形态。应用旋转测度综合方法，导出了距离团簇中心在$\sim$ 1 Mpc范围内的5个偏振源的旋转测度.平均RM和RM色散径向分布都探测了团簇内磁场的存在。使用来自X射线分析和模拟的3D磁场与波动的功率谱来自磁流体宇宙学模拟的热电子密度分布，我们建立模拟RM图像的集群。通过对比模拟和观测的RM图像，我们约束了东部射电遗迹扇区的磁场剖面。我们发现，在我们的模型的框架内，数据需要一个磁场缩放与热电子密度为$B(r)\propto n_e(r)$。最佳模型的中心磁场（在200 kpc半径内）为$2.8\pm0.1$ $μ$ G。东部遗迹位置的平均磁场为$\sim$ 0.3 $μ$ G，比均分估计值低2.7倍。
2021-01-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Large-Scale Galaxy Bias
本文对星系偏差，即星系分布与物质之间的统计关系，进行了全面的综述。我们专注于宇宙密度场是准线性的大尺度。在这些尺度上，星系的成团可以用微扰偏置膨胀来描述，而星系形成的复杂物理过程被称为偏置参数的有限膨胀系数所吸收。审查开始详细推导这一非常重要的结果，形成了严格的微扰描述的星系团的基础上，假设的广义相对论和高斯，绝热初始条件。偏差展开的关键组成部分都是领先的本地引力观测值，其中包括物质密度，但也潮汐场及其时间导数。因此，我们扩大本地偏见的定义，以包括所有这些贡献。这种推导是其次是介绍的峰值背景分裂的一般形式，阐明了物理意义的偏置参数，并详细描述偏置参数和星系统计之间的连接。然后，我们审查的的偏差集形式主义和峰值理论提供的偏置参数的值的预测。在评论的其余部分，我们认为，在存在各种类型的宇宙物理学，超越无压物质绝热，高斯初始条件：原始非高斯，大质量中微子，重子CDM等曲率扰动，暗能量，和修改的重力所需的星系偏差的概括。最后，我们讨论了如何在星系的休息框架中的星系偏差的描述是相关的聚类统计测量从实际星系目录中观察到的角位置和红移。
2019-01-14 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Galaxy alignments: Observations and impact on cosmology
星系的形状并不是随机的，而是以一种依赖于形成环境、历史和星系类型的方式统计排列的。因此，研究星系的排列可以提供有关星系形成和演化以及宇宙结构生长的物理学的重要信息。在这篇评论文章中，我们总结了星系排列的关键测量，按星系类型，规模和环境划分。我们还涵盖了必要的统计和形式主义，以了解文献中的观察。随着弱引力透镜作为宇宙学精确探测器的出现，星系排列变得更加重要，因为它们可以模拟宇宙剪切，即大尺度结构对观测到的星系形状的引力透镜效应。这使得星系排列，通常被称为内在排列，在弱透镜研究中是一个重要的系统效应。我们量化的影响，内在的路线宇宙剪切调查和完成审查实际的缓解技术，试图消除污染的内在路线。
2016-01-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmic-ray driven dynamo in the medium of irregular galaxy
本文研究了宇宙线驱动的不规则星系星际介质发电机。Chyzy等2000、2003年的观测表明，不规则星系中存在磁场，其值达到与旋涡星系相同的水平。而不规则星系的介质条件由于自转慢、剪切率低，对磁场的放大非常不利。本文提出了不规则星系中星际介质的数值模型。该模型包括由随机超新星爆炸提供的星际介质中的宇宙射线驱动的磁流体动力发电机。我们描述的模型，其特征在于不同的剪切和旋转。我们发现，即使是低速的银河系旋转和低剪切率也会放大磁场。模拟结果表明，大量的磁能流出模拟区域，成为星系际磁场的有效来源。
2009-01-12 astro-ph.GA astro-ph.HE
A Parameter Space Exploration of Galaxy Cluster Mergers II: Effects of Magnetic Fields
星系团中炽热的团内等离子体是弱磁化的。团簇之间的合并产生气体压缩和运动，这可以增加磁场强度。在这项工作中，我们进行高分辨率的非辐射磁流体动力学模拟的双星系团合并的磁场，检查这些运动的磁场配置和强度的影响，以及对气体本身的影响。我们的模拟样本的初始质量比和碰撞参量的参数空间。在合并的第一个核心通道期间，磁能通过气体压缩而增加。在此之后，剪切流产生暂时的，Mpc级的，强场的“细丝”结构。最后，磁场通过湍流而变得更强。磁场放大对于低质量比的合并是最有效的，但是具有大碰撞参量的合并可以通过剪切运动更多地增加磁能。磁场的放大在每次团簇合并的前两个核心通道之间最为有效。在第二次堆芯通过之后，该区域的磁能逐渐减小。一般来说，从气体运动到磁场的能量转移不足以对气体混合产生实质性影响，并因此导致团簇核心中出现熵的随后增加。在没有辐射冷却的情况下，这导致团簇核心中的磁场强度的总体降低。在这些区域中，最终的磁场是各向同性的，而在更大的半径处它可以是显著切向的。
2019-08-06 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
