COSMIC-LAB: Terzan 5 as a fossil remnant of the Galactic bulge formation epoch
星系球的形成和演化是现代天体物理学中最有争议的话题之一。解决这个问题的一种方法是观察银河系的凸起，因为它是最近的。根据一些理论模型，我们的凸起可能是由星系演化早期阶段气体盘碎裂形成的子结构合并而成的。我们可能已经在恒星系统Terzan 5中发现了这些子结构之一的遗迹。事实上，泰山5拥有两个恒星星族，它们的铁丰度完全不同，这表明它曾经比今天大得多。此外，它独特的化学性质与在银河系隆起中观察到的化学性质惊人地相似。在这篇论文中，我们进行了详细的光度和光谱分析，以确定该集团的形成和演化。从光度的角度来看，我们建立了一个高分辨率的微分红化地图的方向的系统，我们测量相对自行分离其成员人口的污染核球和磁盘明星。从光谱的角度来看，我们测量了600多颗恒星的丰度属于泰山5及其周围地区，以建立最大的现场净化金属丰度分布为这个系统。我们发现金属丰度分布非常广泛（>1 dex），并且我们发现了第三个金属贫乏和α增强的群体，平均[Fe/H]=-0.8 dex。这篇论文清楚地揭示了Terzan 5和凸起在化学形成和演化方面的惊人相似性，这表明Terzan 5与银河系凸起在原地形成。特别是其贫金属的人口跟踪凸起形成的早期阶段，而其最富金属的组成部分可能包含的凸起最近的演变的关键信息。
2014-12-18 astro-ph.GA
The effects of a hot gaseous halo in galaxy major mergers
宇宙流体动力学模拟和观测表明，旋涡星系由五个不同的组成部分组成：暗物质晕、恒星盘、恒星球、气体盘和气体晕。虽然前四个组成部分已被广泛考虑在数值模拟的双星系合并，热气体晕的影响通常被忽略，即使它可以包含高达80%的总气体的星系维里半径。我们提出了一系列的流体动力学模拟的主要合并的盘星系，第一次包括一个弥漫的，旋转的，热的气体晕。通过冷却和吸积，热晕可以在合并前后消散和补充冷气体盘。这些冷气体随后可以形成恒星，从而影响残骸的形态和运动学。对总质量为M~ 10^12 Msun的孤立系的模拟表明，如果包含热气体晕，恒星形成率几乎为常数，约为5 Msun/年，而如果忽略热气体晕，恒星形成率则呈指数下降。我们进行了详细的研究合并过程中的恒星形成效率，并发现热气体晕的存在下降低了星爆效率（e=0.5）相比，模拟没有热晕（e=0.68）。此外，我们发现的情况下，合并残留物的恒星质量低于两个祖先星系的恒星质量的总和时，在孤立的发展。这意味着对半解析星系形成模型的修正，该模型假设合并总是导致增强的恒星形成。我们发现，加入热气体成分对合并残留物的运动学和内部结构有显著影响，比如增加了快速旋转子的丰度和小尺度下的r^（1/4）表面亮度轮廓。
2011-04-01 astro-ph.GA
Reading the tea leaves in the $M_{\rm bh}$-$M_{\rm *,sph}$ and $M_{\rm bh}$-$R_{\rm e,sph}$ diagrams: dry and gaseous mergers with remnant angular momentum
本研究通过分析带剩余角动量的干并合与气体并合过程，解释了星系在黑洞质量-核球恒星质量等标度图中的位置偏移，整合了此前的离群星系并提出新的标度关系。
2023-01-07 astro-ph.GA
Morphological evolution and galactic sizes in the L-Galaxies SA model
在这项工作中，我们更新的L-Galerkin半解析模型（SAM），以更好地遵循负责通过光盘不稳定性（导致伪凸起）和合并（导致经典凸起）的凸起的增长的物理过程。我们通过考虑恒星和气体盘在星系稳定性中的贡献来解决前者，并且通过包括在富含气体的合并中的能量耗散来更新后者。此外，我们引入冷却过程中的角动量损失，并发现一个准确的匹配恒星盘尺度长度和质量之间的相关性在z ~ 0.0需要的气体失去其初始特定的角动量的20%，相应的暗物质晕在形成的冷气盘。我们再现了所观察到的恒星质量和特定的角动量之间的趋势盘和膨胀为主的星系，前者旋转速度比后者相同的质量。我们的结论是，一个两个组件的不稳定配方提供了一个形态多样的星系样本相匹配的观察到的分数分解成不同的形态类型的星系。这个配方也使我们能够获得一个很好的适合不同类型的星系的形态质量关系和恒星质量函数。最后，我们发现合并过程中的能量耗散减少了合并残余物的尺寸，并使我们能够匹配观测到的膨胀主导系统的质量-尺寸关系。
2019-10-07 astro-ph.GA
The growth of disks and bulges during hierarchical galaxy formation. I: fast evolution vs secular processes
我们提出了一个理论模型的质量，角动量和星系盘和隆起的大小的演变，我们将其实施到半解析星系形成代码SAGE。该模型遵循长期和暴力的演化通道，包括平滑吸积，磁盘不稳定性，小和大合并。我们发现，我们的配方与层次聚类相结合，产生两个不同的人口的凸起：合并驱动的凸起，类似于经典的凸起和椭圆，和不稳定性驱动的凸起，类似于世俗（或伪）凸起。该模型主要再现了气体盘和恒星盘的质量-尺寸关系、椭圆星系质量-尺寸关系的演化、Faber-Jackson关系以及经典和长期膨胀的星等-色图。该模型预测只有一个小的重叠合并驱动和不稳定性驱动的组件在同一个星系，并预测不同的凸起类型作为星系质量和磁盘分数的函数。在给定的光度下，膨胀类型也会影响恒星的形成速率和颜色。该模型预测人口合并驱动的红色椭圆星系，占主导地位的低质量和高质量的两端的星系人口，并跨越所有的动力学年龄;合并驱动的鼓包在磁盘星系的动力学年龄，并不干扰后续的恒星形成组件的演变。不稳定性驱动的膨胀在中等星系质量的人口中占主导地位，特别是在巨大的磁盘中。模型绿谷是专门由不稳定驱动的凸出主机。通过本实施的质量吸积的历史是可感知的星系结构，形态和颜色。
2016-04-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Active galactic nucleus outflows accelerate when they escape the bulge
本文通过一维半解析模型证明，AGN驱动外流在逃逸星系核球后加速，并能解释十个本地AGN宿主外流的速度剖面，支持简单风反馈模型。
2025-10-16 astro-ph.GA
Stellar Feedback & Bulge Formation in Clumpy Disks
我们利用孤立星系的数值模拟研究恒星反馈对高红移、富含气体的星系中巨大恒星形成气体“团块”的形成和演化的影响。这样的星系盘是不稳定的，无法形成富含束缚气体的团块，这些团块的性质最初只取决于全球盘的性质，而不是反馈的微观物理。在没有恒星反馈的模拟中，团块将其质量的一个单位阶分数转化为恒星并下沉到中心，形成一个巨大的凸起，并将大多数恒星踢到一个更扩展的恒星包络中。相比之下，强烈的辐射恒星反馈甚至会破坏最大质量的团块，在大约10-100万年的时间尺度内，它们将质量的10-20%转化为恒星，将一些物质喷射到超级风中，并将其余的气体再循环到弥漫的ISM中。这抑制了几个因素的直接“团块聚结”的隆起形成率。然而，在没有合并的情况下，星系盘确实经历了显着的内部演化：团块的形成和连续的分裂，并将气体扭向星系中心。由此产生的演变是定性类似的酒吧/螺旋演变模拟更均匀的ISM。
2012-10-22 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Rotation Curve of the Milky Way
University College London（伦敦大学学院）
本文通过多组分质量模型研究银河系旋转曲线，结合恒星盘、气体盘、银心/棒结构和暗物质晕，探讨旋转曲线与表面密度分布的关系，发现恒星质量模型在内银河区域与观测数据存在显著差异。
2026-03-14 astro-ph.GA
Kinematics And Stellar Population In Isolated Lenticular Galaxies
通过将南部非洲大望远镜（SALT）获得的9个星系的新的长缝光谱数据与先前发表的我们对另外12个星系的观测相结合，我们研究了孤立透镜状星系样本的恒星和气体运动学以及径向分辨的恒星星族属性和电离气体金属丰度和激发。我们发现孤立透镜状星系的形成没有特定的时间框架：星系球和星系盘的平均恒星年龄分布在1到> 13 Gyr之间，并且每个星系的球和星系盘都是同步形成的，显示出相似的恒星年龄和镁铁比。在大多数孤立的透镜星系中发现了扩展的电离气体盘，其中$\pm$占72%，$\pm$占11%。所有扩展的气体盘的一半表现出相对于它们的恒星对应物的可见的反向旋转。我们认为，只有这样的比例预计逆旋，如果孤立的透镜星系中的所有气体是从外面吸积，假设各向同性分布的外部来源。我们发现，由年轻恒星激发的外层电离气体盘的气体氧丰度范围很窄，[O/H]从0.0到+0.2 dex，这为卫星合并作为这种吸积的最可能来源提供了证据。最后，我们提出了一个假设，即场盘星系的形态类型完全取决于外部冷气体吸积机制。
2015-05-06 astro-ph.GA
Feedback and Recycled Wind Accretion: Assembling the z=0 Galaxy Mass Function
我们分析宇宙学流体动力学模拟，包括观测约束的处方银河系外流。如果这些模拟的风准确地代表了真实宇宙中的风，那么以前在风中喷出的物质为红移z<1的新恒星形成提供了主要的气体流入源。这种循环风吸积，或风模式，提供了第三个物理上不同的吸积通道，除了“热”和“冷”模式强调在最近的理论研究。由于外流和气体之间的相互作用和周围的晕，风材料的再循环时间尺度（t_rec）是更短的质量较高的系统，其中居住在稠密的气体环境。在这些模拟中，这种差异回收在塑造当今的星系恒星质量函数（GSMF）中起着核心作用。如果我们去除所有曾经在风中喷出的粒子，那么预测的GSMF比观察到的要陡得多;星系质量受到气体直接去除和周围环境的流体动力学加热的抑制，这减少了随后的下降。考虑到风的再循环，结合了我们喜欢的动量驱动风定标的模拟再现了恒星质量为10^9 < M < 5x10^10 Msolar时观测到的GSMF。在更高的质量，风循环导致过度的星系质量和过度的恒星形成率相对于观测。在这些大质量系统中，某些猝灭机制必须抑制从恒星形成星系喷出的气体的再吸积。简而言之，正如人们长期以来所预期的那样，GSMF的形式是由外流控制的;这里对我们模拟的风的意想不到的扭曲是，它主要不是物质的喷射，而是喷射物质如何重新吸积来控制GSMF。
2010-05-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Stellar nuclei and inner polar disks in lenticular galaxies
利用从牛顿组公开资料库中检索到的积分场光谱仪SAURON的全景光谱数据，统计分析了不同环境下透镜星系附近恒星核和球核的恒星星族性质。我估计还通过探索体积有限的样本的ATLAS-3D调查的早期型星系附近的透镜状星系的内极气体盘的分数。利用旋转斜环技术观测了恒星和气体的二维速度场，发现了7个新的内极盘。与此同时，邻近S 0星系内极盘的频率达到10%，远高于大尺度极环的频率。有趣的是，内极环宿主中的核恒星星族的性质在统计上与整个S 0样本中的性质相同，这意味着来自不同方向的多个气体吸积事件的相似历史。
2016-09-07 astro-ph.GA
A simple multistage closed-(box+reservoir) model of chemical evolution
简单闭箱（CB）化学演化模型在两个方面进行了扩展：（i）简单封闭─（箱+储层）（CBR）模型，其允许气体从箱流出到储层中或气体从储层流入到箱中，具有与预先存在的气体相同的组成和与恒星形成速率成比例的速率，和（ii）简单的多阶段封闭（箱+水库）（MCBR）模型，允许不同阶段的演变特点是不同的流入或流出率。假设恒星初始质量函数是普适的，质量守恒对整个系统（盒子+水库）成立，但对每个子系统（盒子和水库）都不成立。在瞬时再循环假设下，该模型预测的理论微分氧丰度分布（TDOD）是一条连续的折线，不同的斜率与不同的入流速率有关。为了应用该模型，（a）从两个不同的样品中建立一个虚拟样品，并将其作为内星系晕的代表;（b）从五个不同的样品中用不同的方法推导出不同的[O/H]-[Fe/H]经验关系，并选择其中两个样品来确定虚拟样品的经验微分氧丰度分布（EDOD）。在这两种情况下，EDOD在可接受的程度上表示为连续的虚线。如果内晕和贫金属凸起（流入阶段之后）分别由方框和储集层表示，则内晕分质量（标准化为晕）与贫金属凸起分质量（标准化为凸起）相当或超过最多4倍，目前估计的晕-凸起质量比约为0.05-0.10。
2010-10-20 astro-ph.GA
The effect of kick velocities on the spatial distribution of millisecond pulsars and implications for the Galactic center excess
最近，人们发现，银河系中心过剩（GCE）与银河系核球中的恒星分布在空间上是相关的。这给了GCE的未解决的毫秒双星（MSP）解释的额外动机。然而，在“再循环”通道中，中子星是由一颗核心坍缩的超新星形成的，由于爆炸的不对称性，超新星经历了一次随机的“踢”。这将意味着平滑MSP的空间分布。我们使用N体模拟来模拟MSP空间分布的变化。我们估计的概率分布的出生踢速度使用解决伽马射线MSP自行，其中MSP有随机速度相对于圆周运动的尺度参数为77+/-6公里/秒。我们发现，由于出生踢，有一个大约10%的增加，在每个凸起MSP空间分布尺寸和凸起MSP分布变得不那么四四方方的，但仍然是远离球形。
2021-10-08 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The origin of the diverse morphologies and kinematics of Milky Way-mass galaxies in the FIRE-2 simulations
我们使用流体动力学宇宙放大模拟从火项目探索15个银河系（MW）质量的星系的形态和运动学。我们的样本范围从紧凑的，膨胀为主的系统，其90%的恒星质量在2.5千秒差距内的良好有序的磁盘，达到$\gtrsim15$千秒差距。我们星系中的气体总是在$z=0$形成一个薄的、旋转支撑的圆盘，其大小主要由气体质量决定。对于恒星，我们量化的运动学和形态都通过磁盘状轨道上的恒星的分数，并与恒星盘的径向范围。在这个质量范围内，恒星的形态和运动学与仅由暗物质模拟得到的晕的性质（晕合并历史、自旋或形成时间）的相关性很差。它们与星系的气体历史有更强的相关性：那些在$z\sim1$之后维持高气体质量的星系发展出有序的恒星盘。我们确定的形态学的最佳预测因素是星系形成其1/2恒星时晕中气体的自旋（即构建星系的气体）。在热晕出现之前，高$z$合并会在样本中产生一些最大的隆起（来自富含气体合并的致密盘），而后来形成的隆起通常来自内部过程，因为卫星在星系合并之前被剥离了气体。此外，$z=0$ MW质量星系中的大多数恒星（甚至是$z=0$核球恒星）都形成于一个圆盘中：$\gtrsim$ 60-90%的恒星开始它们的生命都是旋转支撑的。
2017-12-11 astro-ph.GA
The Formation of S0 Galaxies with Counter-Rotating Neutral and Molecular Hydrogen
在现代积分场光谱巡天中，星系中的反向旋转（即气体与恒星成分的旋转方向相反，或者两个同空间的恒星星族旋转方向相反）的观测变得越来越普遍。在本文中，我们探讨了出现的反旋转（恒星和气体）在S 0星系的平滑粒子流体动力学模拟1/10的质量比之间的小合并10^10.8太阳质量的盘星系与膨胀的总比率为0.17和一个富含气体的同伴（气体与恒星的质量分数为5.0）。这些模拟包括气体动力学，恒星形成，生产/销毁的H2和尘埃，以及星际辐射场的时间演化的自洽处理。我们探讨逆行与逆行轨道的影响，气体和凸起的质量分数的主要星系，和轨道参数的同伴。在合并残留物中产生恒星或气体的反向旋转的关键条件是逆行的主恒星，而伴星的相对自旋只影响吸积气体的径向范围。我们还发现，在主星中包含大量的气体可以防止反向旋转气体的出现，尽管吸积星保持反向旋转。膨胀的质量和轨道有一个次要的影响，通常会影响吸积恒星和气体在上述框架内的最终分布。除了我们的主要重点在星系中的反旋转组件，我们也作出了一些预测有关的SFR，H2的分布，并在较小的合并残留物的尘埃。
2017-04-27 astro-ph.GA
Do strong bars exhibit strong non-circular motions?
本文利用MUSE观测14个棒旋星系并采用双对称模型，首次证实棒强度与恒星非圆周运动及径向速度紧密相关，同时评估了B/P核球的可能影响。
2024-10-27 astro-ph.GA
Forming disk galaxies in wet major mergers. I. Three fiducial examples
使用三个基准Nbody+SPH模拟，我们遵循合并的两个盘状星系的热气晕组件，并检查合并残余是否可以是一个螺旋星系。恒星的祖先盘在合并过程中被强烈的弛豫破坏，大部分恒星形成经典的凸起，而其余的则形成厚盘和棒。一个新的恒星盘随后逐渐形成在主要来自晕吸积的气体的残余物中。它在垂直方向上很薄，在赤道平面上延伸得很好。在盘完全就位之前，棒就开始形成了，这与孤立的棒形成星系的理想化模拟所假设的相反。它具有形态学特征，如柄和方形/花生状凸起。不同年龄的恒星分布在盒子/花生的不同部分。一个盘状的伪凸起也形成了，所以在模拟结束时，所有三种类型的凸起共存。最古老的恒星出现在经典的球中，其次是厚盘中的恒星，然后是薄盘中的恒星。最年轻的恒星位于旋臂和盘状的假隆起中。圆盘表面密度分布属于II型（指数向下弯曲），圆周速度曲线是平坦的，表明圆盘在这些例子中是次最大值：两个明显如此，一个接近最大值和次最大值之间的边界。平均而言，只有大约10%到20%的恒星质量在最终模型的经典凸起中，即比以前的模拟少得多。
2016-02-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Central enhancement of the nitrogen-to-oxygen abundance ratio in barred galaxies
棒诱导气体流入星系中心被认为是星系长期演化的关键因素。一个直接的后果是气体在星系中心的积累，在那里它可以形成恒星并改变化学和物理性质。我们使用一个具有SDSS光谱的近面盘星系样本来研究棒星系中心部分（半径<~0.6- 2.1kpc）电离气体的性质是否因棒的存在而改变，以及棒效应是否与棒和/或母星系的性质有关。分析的所有参数的分布是不同的酒吧和unbarred星系，除了R23金属丰度示踪剂和氧丰度（从光电离模型）。中值指向（略）更大的尘埃含量，每单位面积的恒星形成率，电子密度和电离参数的中心的酒吧星系比在unbarred对应。最显著的棒星系/无棒星系的差异出现在[NII]6583/Ha线比上，棒星系的平均值要大25%，这是因为这些星系中心的N/O值更大。我们观察到一个增强的中心气体差异后型星系或星系的质量较小的隆起。然而，对于具有更大质量凸起的星系（M_bulge > 10^10 M_sun）或总恒星质量大于~ 10^10.8 M_sun的星系，该棒似乎对中心气体性质的影响较小。总之，我们发现的观测证据表明，一个星系酒吧的存在影响盘星系，其中最引人注目的效果是增强的N/O丰度比，这可以定性地解释为由于不同的起源或进化过程的更少和更大的质量凸起，与气相的前者目前有一个更密切的关系与酒吧的中心电离气体的属性。
2015-10-02 astro-ph.GA
On the Cooling Flow Problem in the Gaseous Halo of the Milky Way
理论和观测的论据表明，有大量的热（$\sim 10^6$ K），弥漫的气体居住在银河系的晕，而其总质量和空间分布仍然不清楚。本文提出了一个星系晕中气体密度分布的一般模型，并通过一系列二维流体动力学模拟研究了辐射冷却条件下星系晕中气体的演化。我们发现，在发达的冷却流的质量流入率增加的气体金属丰度和总气体质量的晕。对于一个固定的晕气体质量，空间气体分布影响的冷却灾难，这开始较早时，气体分布是更集中的峰值的开始时间，但并没有实质上影响最终的质量流入率。来自星系核球和星系盘的引力影响内部区域的气体性质，但对最终流入速率的影响也很小。我们证实了我们的研究结果，通过调查冷却流在几个密度模型，从文献中，包括Navarro-Frenk-White（NFW）模型，核心NFW模型，Maller & Bullock模型，和$β$模型。在我们的模拟中，典型的质量流入率范围从$\sim 5 M_{\odot}$ yr $^{-1}$到$\sim 60 M_{\odot}$ yr $^{-1}$，并且远高于我们银河系中观测到的恒星形成率，这表明恒星和活动星系核反馈过程可能在银河系和MW型星系的演化中发挥重要作用。
2020-03-31 astro-ph.GA astro-ph.HE
Kinematical Signatures of Disc Instabilities and Secular Evolution in the MUSE TIMER Survey
MUSE TIMER巡天获得了21个邻近大质量盘星系内$\sim6\times6$ kpc的高信号和高空间分辨率积分场光谱数据。这使得研究的恒星运动学的中心区域的大规模盘星系是前所未有的空间分辨率。我们证实了以前的预测，从数值和流体动力学模拟的酒吧和内部酒吧对恒星和气体运动学的影响，并确定盒/花生通过运动学签名在轻度和中度倾斜的星系，包括一个盒子/花生在一个面对内部酒吧。在20/21星系中，我们发现内盘，并表明它们的属性是完全一致的酒吧驱动的长期演化图片为他们的形成。此外，我们表明，这些内盘，在他们占主导地位的区域，更大的旋转支持比主星系盘，并讨论如何可以使用它们的恒星星族属性来估计在宇宙历史上的主酒吧形成。我们的研究结果与光度研究的背景下，星系的性质，我们表明，内盘被确定在图像分解的光度膨胀与指数分布（即，序列指数接近统一）。
2019-09-05 astro-ph.GA
Turbulent gas-rich disks at high redshift: bars & bulges in a radial shear flow
本文通过流体动力学N体模拟研究高红移富气湍流盘，发现当重子盘主导时径向剪切流会在约500 Myr内促成间歇性恒星形成棒，而高气体分数下棒会退化为核球。
2024-05-02 astro-ph.GA
Formation of Galactic Disks II: the Physical Drivers of Disk Spin-up
本文利用 TNG50 模拟中的类银河系星系样本，发现星系盘形成与恒星核球、热星系周晕形成及共转流出再循环等过程并发，揭示了角动量交换和吸积模式对星系盘生长的潜在驱动作用。
2024-07-26 astro-ph.GA
The Galactic Millisecond Pulsar Population: Implications for the Galactic Center Excess
银河系中心过剩（Galactic Center Excess，GCE）是费米大天区望远镜（Fermi Large Area Telescope）数据中发现的银河系中心区域的扩展伽马射线源。近年来，人们已经清楚地看到，GCE可能不是球对称的，但可能与银河系隆起中恒星质量的分布在空间上相关，这可能有利于未解决的毫秒双星（MSP）的情况。在这篇论文中，我们对银河系MSP人口进行了详细的建模。在我们的模型中包括形成和观测之间的自旋下降，我们发现一个模型，其中光度$L \propto E_{\rm cut}^{1.2 \pm 0.3} B^{0.1 \pm 0.4} \dot{E}^{0.5 \pm 0.1}$提供了最好的拟合数据，其中$E_{\rm cut}$是光谱能量截止，$B$是磁场强度，和$\dot{E}$是自旋下降的功率。由于不同的恒星形成历史，预计银河系球核中的MSP比银河系盘中的MSP更古老，因此更暗。我们的研究结果表明，我们不需要有什么系统的不同，内部星系MSP解释GCE。在MSP形成的“再循环”通道中，中子星是从一个核心坍缩超新星形成的，由于爆炸的不对称性，超新星经历了一个随机的“踢”。这将意味着平滑MSP的空间分布。我们使用N体模拟来模拟MSP空间分布的变化。我们估计出生踢速度的概率分布，使用解决伽马射线MSP自行，其中MSP有速度相对于圆周运动的77 +/- 6公里/秒…
2021-09-17 astro-ph.GA astro-ph.HE
Angular momentum evolution for galaxies in a Lambda-CDM scenario
星系形成在当前的宇宙学范式中是一个非常复杂的过程，其中流入，流出，相互作用和合并是常见的事件。这些过程可以重新分配重子的角动量含量。最近的观测结果表明，盘形成守恒角动量，而椭圆星系，虽然失去角动量，确定星系的特定角动量和恒星质量之间的相关性。这些观测结果提供了严格的限制，星系形成模型在一个层次聚类的情况下。我们的目的是分析特定的角动量含量的光盘和隆起组件作为维里质量，恒星质量和红移的函数。我们还估计了模拟星系的大小，并与观测结果进行了对比。我们使用宇宙流体动力学模拟，包括一个有效的，物理动机的超新星反馈，这是能够调节恒星形成的晕不同的质量。我们分析了宇宙学模拟中星系样本的形态和形成历史，通过对所分析的系统及其祖先进行膨胀盘分解。我们估计的角动量内容的恒星和气体盘，恒星的隆起和重子总数。与最近的观测结果相一致，我们模拟的星系有光盘和球状体组件的特定角动量内容确定与恒星和暗物质质量具有相同的斜率的相关性，虽然球状体组件偏移了一个固定的分数。节录。
2015-08-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Go with the Flow: Understanding Inflow Mechanisms in Galaxy Collisions
碰撞的旋涡星系之间的动力学相互作用强烈地影响其星际气体的状态和分布。观测表明，相互作用使气体流向原子核，为恒星形成和核活动的爆发提供燃料。迄今为止，大多数星系合并的数值模拟都假设气体盘和恒星盘最初具有相同的分布和大小。然而，对孤立盘状星系的观测表明，这种情况很少发生;事实上，大多数螺旋星系在其光学半径之外的气体与其内部的气体一样多或更多。在相互作用过程中，这种扩展圆盘中的气体能否有效地输送到原子核？为了解决这个问题，我们研究了各种参数的影响上的气体相互作用的星系核的运输。除了相对半径的气体和恒星盘，这些参数包括的pericentric分离，磁盘的方向，部分气体质量，存在的隆起，气体热力学的治疗，和空间分辨率的数值模拟。我们发现，气体积累在我们的模拟核，但流入的效率在很大程度上取决于遇到的几何形状。光有耗散不足以产生流入;需要一种有效的机制来从气体中提取角动量。在这些实验中发现了几种不同的机制。除了模式驱动的流入（如，但不限于，酒吧）和冲压压力扫描，这两者都已被先前描述和研究，我们提供了第一个定量研究的一个常见的过程：形成大量的气体团块在牛仔不稳定的潮汐冲击，并随后交付到核通过动态摩擦。
2018-06-13 astro-ph.GA
Does M31 result from an ancient major merger?
M31晕中的众多流目前被认为是由于多个小合并造成的。在这里，我们使用GADGET 2模拟代码来测试M31是否可能在其过去的历史中经历了一次重大的合并。结果表明，一个3+/-0.5：1的富气并合，r（per）=25+/-5kpc和一个极轨道可以解释M31及其晕的许多性质。相互作用和融合可能分别在8.75+/-0.35 Gyr和5.5 +/-0.5 Gyr前开始。与几乎静止的恒星形成的历史融合之前，我们检索分数的凸起，薄和厚磁盘，以及相对分数的中间年龄和老恒星在厚磁盘和巨流。巨流是由恒星从潮汐尾返回造成的，潮汐尾在融合之前就已经从卫星上剥离了。这些返回的恒星被困在椭圆轨道或环中几乎是哈勃时间周期。大环也被预测，它们与最近在M31郊区发现的特征相当吻合。我们证明，一个单一的合并可以解释一阶（强度和大小），形态和运动学特性的磁盘，厚盘，凸起和流的晕M31，以及恒星年龄的分布，也许金属丰度。它挑战了假设在磁盘（10 kpc环）或外围（许多流和厚磁盘）中每个功能都有一个小合并的场景。进一步的限制将有助于适当评估这样一个重大事件对当地小组的影响。
2010-10-21 astro-ph.GA
Modeling of Spiral Structure in a Multi-Component Milky~Way-Like Galaxy
利用最近的观测数据，我们建立了一组类银河系盘的多组分平衡模型。盘动力学研究使用无碰撞气体数值模拟的基础上，联合集成的无碰撞粒子的运动方程，使用引力相互作用和气体SPH粒子的直接集成。我们发现，经过大约一个陀螺，一个突出的中央酒吧形成具有约3千秒差距的半轴长度，连同一个多臂的螺旋图案表示的叠加$m=$ 2-，3-和4-武装的螺旋。在我们的模拟中，螺旋结构和酒吧至少存在3 Gyr。银河棒的存在限制了银河系各子系统的密度分布。我们发现，酒吧不形成，如果在磁盘中的密度分布的径向尺度长度超过2.6千秒差距。正如预期的那样，棒的形成也被一个紧凑的大质量恒星凸起所抑制。我们还表明，在银河系的磁盘的旋转曲线中的最大值，发现在其中心区域，被解释为非圆运动由于存在的酒吧和它的方向相对于一个观察者。
2021-05-07 astro-ph.GA cs.CE
Rapid Filamentary Accretion as the Origin of Extended Thin Discs
由恒星反馈驱动的星系外流是解释星系中恒星形成效率低下的关键。虽然强烈的反馈可以通过限制早期恒星的形成和去除低角动量气体来促进星系盘的形成，但人们还不知道同样的反馈如何导致不同的物体，如椭圆星系或剃刀薄的螺旋星系。我们调查这个问题，使用宇宙学放大模拟的两个星系形成的$10^{12}~\mathrm{M_\odot}$晕几乎相同的质量吸积历史和晕自旋参数。然而，这两个星系最终在$z = 0$的膨胀与盘的比率非常不同。在$z>1.5$，这两个星系的特点是恒星形成$Σ_{\rm SFR}\simeq 10~\mathrm{M_\odot}~{\rm yr}^{-1}~{\rm kpc}^{-2}$的表面密度，导致强烈的外流。在最后一次星暴事件之后，两个星系在1~Gyr期间都有一个戏剧性的气体盘从1~kpc增长到5~kpc，我们称之为“大旋转”。在这一事件之后，演化轨迹强烈分歧，一个星系最终成为一个膨胀主导的星系，而另一个星系最终成为一个盘主导的星系。这种二分法的起源是吸积气体的角动量，以及它是否建设性地增加了初始盘角动量。这个扩展盘的建立导致$Σ_{\rm SFR}$与$Σ_{\rm SFR} \lesssim 0.1~\mathrm{M_\odot}~{\rm yr}^{-1}~{\rm kpc}^{-2}$迅速降低两个数量级以上，与银河系恒星星族的结果非常一致。因此，超新星爆炸被分散开…
2020-08-11 astro-ph.GA
Outflows in the Gaseous Discs of Active Galaxies and their impact on Black Hole Scaling Relations
本文将AGN驱动风的新物理处理引入星系形成半解析模型，推导了黑洞质量与星系多项属性的标度关系，发现AGN反馈主要控制关系弥散，并指出当前模型在复现局部标度关系上的不足或观测样本的不完备性。
2023-04-17 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The long lives of giant clumps and the birth of outflows in gas-rich galaxies at high redshift
在高红移的恒星形成盘星系经常受到剧烈的盘不稳定性的影响，其特征是巨大的团块，其命运尚未被理解。主要的问题是，这些团块是否会像今天星系中的分子云一样，在其动力学时间尺度（<5000万年）内分裂，或者它们是否会在超过一个圆盘轨道时间（~ 30000万年）的恒星反馈中幸存下来，在这种情况下，它们可以向内迁移并帮助建立中央隆起。我们提出了高红移盘的3.5- 7 pc分辨率AMR模拟，包括光电离，辐射压力和超新星反馈（Renaud等人，2013年，Perret等人，这一天体-pH问题）。我们的辐射压力模型从基本物理原理确定了风的质量负荷和初始速度。我们发现，巨大的团块产生稳定的流出率相当，有时略大于他们的恒星形成率，速度基本上足以逃离星系。团簇也会因为潮汐剥离而失去质量，特别是年老的恒星，因此团簇中的恒星星族仍然相对年轻（<= 2亿年）。这些团块在气体外流和恒星损失中幸存下来，因为它们在富含气体的湍流盘中徘徊，它们可以以高速率重新吸积气体，以补偿外流和潮汐剥离，总体上保持现实和自我调节的气体和恒星质量。我们的模拟产生的气体流出的速度，密度和质量负载与观测一致，并在同一时间表明，巨大的团块生存数百万年，并完成迁移到高红移星系的中心，没有快速分散和重组的团块。
2013-07-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Peculiar galaxies I: A Catalog of Polar-Ring Galaxies from the TNG50 Simulation
本文利用 TNG50 流体动力学模拟，通过角动量分布和视觉检查筛选出 32 个恒星质量大于 10$^{9}$ M$_\odot$ 的极环星系子晕样本，揭示了其与观测相符的形态和颜色特征，为研究极环星系变体的结构特征提供了稳健框架。
2025-11-05 astro-ph.GA
The distribution of metals in simulated Milky Way-mass galaxies
本研究利用Auriga项目的高分辨率磁流体动力学宇宙学模拟，基于恒星旋转程度和引力势的动力学分解方法，分析了银河系质量星系在$z=0$时晕、核球和盘中的金属分布。
2025-06-30 astro-ph.GA
Quenching of Massive Disk Galaxies in the IllustrisTNG Simulation
一种罕见的大质量盘星系被发现侵入了由早型星系主导的红色序列。这些红色/淬灭的大质量盘星系最近对它们的形成和起源产生了极大的兴趣。通常提出的淬火机制，如棒料淬火和环境淬火，似乎不适用于低密度环境中的无鼓包淬火盘。在本文中，我们使用的IllustrisTNG-300模拟研究的大质量淬火中心盘星系的形成。研究发现，这些星系含有较少的气体和港口巨型超大质量黑洞（SMBH）（以上$ 10^{8}M_{\odot}$）比他们的恒星形成的同行。通过追踪它们的形成历史，我们发现淬灭盘星系形成较早，并且在宇宙学时间尺度上保持了盘的形态。它们平均经历的大型合并不到一次，主要是小型合并（质量比$<$ 1/10）促进了中小企业的增长。在Illustris-TNG模拟中，当黑洞质量大于$\sim 10^{8}M_{\odot}$时，黑洞反馈模式从热反馈转变为动力学反馈，从而更有效地将气体喷射到星系外，并抑制热气晕的进一步冷却。我们的结论是，动力学AGN反馈在大质量红/淬火盘星系是占主导地位的淬火机制。
2022-02-13 astro-ph.GA
Ionizing stellar population in the disk of NGC 3310 $-$ I. The impact of a minor merger on galaxy evolution
对小合并的数值模拟预测，全球恒星形成活动几乎没有增强。然而，目前还不清楚它们对整个星系的化学状态以及星系凸起和圆盘中的质量积聚的影响。我们提出了一个二维分析的NCG 3310，目前正在经历一个激烈的星爆可能造成的最近的一个小的相互作用，使用的数据从PPAK积分场光谱（IFS）附近的Galerkin调查（PINGS）。从一个大样本的约100个HII地区的整个磁盘和旋臂确定的数据，我们得出，使用强线金属丰度指标和直接推导，一个相当平坦的气体丰度梯度。因此，金属混合过程发生了，就像在观察到的星系相互作用中一样。光谱从PINGS数据和额外的多波长成像被用来执行光谱能量分布拟合恒星发射和光电离星云建模。电离恒星星族的特征是年龄范围窄（250 - 500万年）、质量范围宽（$10^4-6\times10^6 M_\odot$）的单一星族。星云中尘埃颗粒的影响很重要，表明25-70%的紫外光子可以被尘埃吸收。在HII区的电离恒星星族通常只占恒星总质量的百分之几。这个比率代表了特定的恒星形成率，呈现出平坦或负的径向梯度。因此，微小的相互作用可能确实在隆起的质量积聚中起重要作用。
2014-04-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Detectability of Kiloparsec Scale Dual AGNs: The Impact of Galactic Structure and Black Hole Orbital Properties
在千秒差距范围内观测寻找活动星系核（dAGN）对于理解星系合并在星系演化中的作用至关重要。此外，kpc尺度的dAGN可能是合并大质量黑洞（MBH）双星的母体，而MBH双星是引力波的重要来源。我们使用一个半解析模型来描述在恒星和气体动力学摩擦的影响下，在合并后的星系不等质量MBH对的轨道演化。我们量化了大约40，000 kpc尺度dAGN的可探测性如何取决于其宿主星系的结构和MBH对的轨道特性。我们的模型表明，kpc规模的dAGN是最有可能被检测到的气体丰富的合并后的星系较小的恒星凸起和相对巨大的，快速旋转的气体盘。在低偏心率近地轨道之后，质量相当的MBH系统的可探测性也有所提高。相比之下，逆行，低偏心率轨道的dAGN是我们的模型中最难检测的系统。在模型中，吸积的MBH被允许表现出辐射反馈的dAGN的特点是一个显着较低的整体可探测性。在富含气体的合并残余星系中，可探测性的抑制是最明显的，在那里辐射反馈更有可能出现。如果是这样的话，那么大的，相对气体贫乏的星系可能是探测dAGN的最佳候选者。
2021-06-09 astro-ph.GA
Two-phase formation of galaxies: the coevolution between galaxies and dark matter halos
Tsinghua University（清华大学）；Nanjing University（南京大学）；University of Science and Technology of China（中国科学技术大学）；University of Massachusetts, Amherst（马萨诸塞大学阿默斯特分校）
研究通过FIRE-2模拟揭示银河级星系与宿主暗物质晕的双阶段共同演化，发现星系形成分为热动态早期阶段和冷动态后期阶段，两种星形成模式对高红移星系结构有显著影响。
2026-03-13 astro-ph.GA
Bar-driven Gas Dynamics of M31
本研究通过气体动力学模型独立测量M31的棒模式速度，发现低模式速度（16-30 km/s/kpc）可解释激波特征，而考虑内盘倾角变化时，38 km/s/kpc的模式速度与恒星动力学模型一致，同时匹配激波和中心气体特征。
2023-11-13 astro-ph.GA
The initial conditions and evolution of isolated galaxy models: effects of the hot gas halo
我们构建了几个银河系的星系模型，包含气体晕（以及气体和恒星盘，暗物质晕，恒星隆起）以下的等温或NFW密度分布与不同的质量和初始自旋。此外，在一些模拟中还测试了与恒星形成相关的银河风。我们使用GADGET-3 $N$ -体/流体动力学模拟代码来发展这些孤立星系模型，特别注意气体晕对演化的影响。我们发现，模型的演变强烈影响所采用的气体晕组件。没有气体晕的模型显示，在模拟开始时，恒星形成率（SFR）增加了数亿年，然后在3 Gyr运行结束时，恒星形成率持续下降。另一方面，在具有气体晕的模型中，SFR要么在整个模拟过程中相对平坦，要么在十亿年内增加，然后减少到最后。具有更集中的NFW气体晕的模型比具有相等质量的等温气体晕的模型显示出总体更高的SFR。从晕到盘上的气体吸积也发生在NFW气体晕的模型中，然而，这被证明主要发生在盘的内部，除非气体晕在中心部分具有非常高的密度，否则对恒星的形成没有显着的贡献。气体晕的旋转被发现，使SFR较低的模式。在运行中，包括银河风的SFR被发现低于相同的运行，但没有风。我们的结论是，热的气体晕对星系演化的影响通常是太显着的，不能简单地忽略，并期望更多的流体动力学过程中的星系可以理解通过数值模拟采用气体盘和气体晕组件。
2012-12-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy Secular Mass Flow Rate Determination Using the Potential-Density Phase Shift Approach: Application to Six Nearby Spiral Galaxies
使用本作者在早期出版物中开发的潜在密度相移方法，我们估计的径向质量吸积/排泄率的大小在6个附近的螺旋星系具有一系列的哈勃类型的磁盘。我们的目标是检查这些利率的背景下，沿哈勃序列的凸起建设和长期形态演变。利用SINGS 3.6 μ m和SDSS i波段图像得到了样本星系的恒星表面密度图。相应的分子和原子气体表面密度来自于BIMA SONG、THINGS和VIVA巡天的CO（1-0）和HI干涉观测。质量流率计算利用体积型转矩积分来计算基本状态盘物质和密度波模式之间的角动量交换率。势密度相移方法产生的角动量输运率比Lynden-Bell和Kalnajs（1972）方法估计的高几倍。目前的方法导致预测的准稳态密度波模式引起的显着的质量再分配，足以为磁盘的形态类型，以大幅发展其寿命内。这与林登-贝尔和卡尔纳伊斯早期结论的差异反映了无碰撞激波在包含极非线性、准稳定密度波模式的星系长期演化中所起的主导作用，从而使哈勃时间内沿哈勃序列发生显著的形态转变。我们还首次表明，使用观测数据，恒星质量吸积/排泄是一样重要的，往往更重要的是，比相应的吸积/排泄过程中的气体成分，后者是什么一直强调在大多数以前的长期演化研究。
2016-08-22 astro-ph.GA
