VINTERGATAN-GM: The cosmological imprints of early mergers on Milky-Way-mass galaxies
我们提出了一套新的宇宙学放大流体动力学（$\approx 20\, \mathrm{pc}$空间分辨率）模拟银河质量星系研究如何变化的质量比盖亚香肠土卫二（GSE）的祖先影响的$z=0$化学动力学晕星。使用遗传修饰的方法，我们创建五个宇宙学历史的银河系质量暗物质晕（$M_{200} \approx 10^{12} \, M_\mathrm{\odot}$），逐步增加恒星质量比的$z\approx2$合并从1：25到1：2，同时固定星系的最终动力学，恒星质量和大尺度环境。我们发现，在$z=0$的这种变化在早期的历史，随着越来越多的合并，导致越来越紧凑和膨胀为主的星系显着不同的形态。尽管这种结构的多样性，所有的星系都表现出径向偏置人口的内晕恒星像银河的GSE，令人惊讶的是，有一个类似的大小，年龄，$\rm [Fe/H]$和$\rm [α/Fe]$分布是否$z\approx2$合并是更小或更大。这是因为一个较小的异地人口在$z\approx2$是由一个较大的人口形成的合并驱动的星爆，其贡献的GES可以随时间动态增长，与两个人口强烈重叠的$\rm [Fe/H]-\rm [α/Fe]$平面。我们的研究表明，多个高红移的历史可以导致类似的$z=0$化学动力学特征的晕，强调需要额外的限制来区分它们，并考虑到祖细胞的全光谱时，解释$z=0$数据重建我们的银河系的过去的重要性。
2023-03-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
The globular cluster system of the Milky Way: accretion in a cosmological context
我们研究了银河系的球状星团（GC）的空间分布中的平面排列的意义。我们发现，当分离的水平分支形态和金属丰度的基础上，最外的典型的年轻晕GC样品（在银河系中心半径超过10千秒差距）表现出各向异性的分布，可以等同于一个平面（24 +/- 4）千秒差距厚（rms）和倾斜8度+/- 5度的银河系盘的极轴。为了量化这个平面的重要性，我们确定了各向同性分布复制蒙特卡罗试验中观察到的分布的时间分数。在10 kpc的银河中心半径外，该平面在>95%的水平上保持显著性，在此半径内，空间分布明显各向同性。相比之下，10 kpc以外的旧晕样本的空间分布与各向同性分布很好地匹配。年轻晕球状星团的外表面与银河系的卫星星系的外表面在方向上是不可区分的。模拟显示，当周围大尺度结构的细丝进入银河系的势能时，卫星的平面排列可能会出现。因此，我们认为我们的结果是外部年轻晕球状星团人口吸积起源的直接观测证据。这一结论证实了众多的证据线，同样表明了一个吸积的起源，这组集群从推断集群的属性。
2011-09-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Determining the full satellite population of a Milky Way-mass halo in a highly resolved cosmological hydrodynamic simulation
我们在一个非常高分辨率的磁流体力学宇宙学放大模拟（重子质量分辨率$m_b =$ 800 $\rm M_{\odot}$）中研究了银河系质量晕的卫星星系群的形成。我们表明，中央恒星形成星系的性质，如径向恒星表面密度分布和恒星形成历史，是：i）强大的随机变化与所谓的“蝴蝶星云”;和ii）以及收敛超过3.5个数量级的质量分辨率。我们发现，有大约五倍的卫星星系在这个高分辨率相比，标准（$m_b\sim 10^{4-5}\, \rm M_{\odot}$）分辨率模拟相同的系统。这主要是因为2/3的高分辨率卫星不是以标准分辨率形成的。小部分（1/6）卫星以高分辨率形式出现，并以标准分辨率破裂;这些物体优先是中低偏心率轨道上的低质量卫星，碰撞参量$\lesssim 30$ kpc。因此，卫星的径向分布在更高的分辨率下变得更加集中，与最近对银河系质量晕周围卫星的观测结果更加一致。最后，我们表明，我们的星系形成模型成功地形成了超暗星系，并再现了恒星的速度色散，半光半径，和$V$带光度观测银河系和本群矮星系在6个数量级的亮度（$10^3$ - $10^{9}$ $\rm L_{\odot}$）。
2021-09-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Stellar archeology: a cosmological view of dwarf galaxies
在全球宇宙学背景下，通过跟踪银河系及其矮卫星星系的演化，研究了矮球状星系的起源。这种方法能够研究dSphs在其适当的出生环境中的形成，并重建它们自己的合并历史。该图像同时解释了几个dSPh和银河系的性质，包括贫金属恒星的金属丰度分布函数。观察到的功能解释在高红移的物理过程。
2012-04-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Wandering intermediate-mass black holes in Milky Way-mass galaxies in cosmological simulations: myth or reality?
本研究通过对比不同宇宙学模拟及高分辨率GigaEris模拟，评估了利用模拟识别和量化银河系大小星系中游荡中等质量黑洞的可靠性，发现不同方法得出的数量虽一致但成因与演化存疑，质疑了现有模拟指导观测的能力。
2025-03-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Disc Heating: Comparing the Milky Way with Cosmological Simulations
我们对使用不同的基于粒子和网格的宇宙流体动力学代码运行的一系列模拟进行了分析，并将它们与银河系的观测数据进行了比较。这是第一个研究，使粒子和网格为基础的代码模拟星系的属性进行比较。我们的分析表明，这些不同的建模技术之间存在广泛的一致性。我们研究了z=0时盘星的速度色散-年龄关系，发现其中四个模拟与Holmberg等人（2008）的观测结果更一致，其中恒星盘似乎经历了持续/长期加热。另外两个模拟结果与奎伦和加内特（2001）的观测结果更吻合，表明圆盘中年轻恒星的加热轮廓存在“饱和”。没有一个模拟的薄盘像银河系一样古老。我们还分析了在不同时期的星系的演化，并发现在一些模拟中，老恒星出生的光盘内冷，随后加热，而其他模拟具有旧的恒星星族出生相对较热的盘星在他们的出生时的运动学。与银河系恒星盘的观测结果更一致的模型在最后一次大合并后（即一旦盘形成）经历了显着较低的小合并/组装活动。所有的模拟是显着的“热”比银河系盘合并的影响，我们发现一个“地板”的分散有关的加热和冷却的星际介质的基本治疗，和低密度阈值，这种代码用于恒星形成。这一发现对所有使用流体动力学代码的圆盘加热研究具有重要意义。
2011-04-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
The distribution of gas in the Local Group from constrained cosmological simulations: the case for Andromeda and the Milky Way galaxies
我们研究的气体分布在银河系和仙女座使用的约束宇宙学模拟的本地集团（LG）的背景下的CLUES（约束本地UniversE模拟）项目。我们分析了在$z=0$模拟星系的气体的性质为三个不同的阶段：“冷”，“热”和HI，并比较我们的结果与观测。热晕（$M_{hot}\approx 4-5\times10^{10}\,$ M $_{\odot}$）、冷晕（$M_{cold}(r\lesssim10\,$ kpc $)\approx10^{8}\,$ M $_{\odot}$）和热晕（$M_{HI}(r\lesssim50\,$ kpc $)\approx 3-4\times10^8\,$ M $_{\odot}$）中的物质含量与观测结果基本一致。我们还计算吸积/喷射率连同HI（径向和全天空）覆盖分数。在$r=50\,$ kpc内的积分HI吸积率给出$\sim$ $0.2-0.3\,$ M $_{\odot}\,$ yr $^{-1}$，即接近于从银河系高速云获得的结果。我们发现，全球吸积率是由热的材料，虽然电离气体与$T\lesssim10^5\,$ K也可以作出显着的贡献。$all$材料在维里半径处的吸积率为$6-8\,$ M $_{\odot}\,$ yr $^{-1}$。在$z=0$，我们发现一个显着的气体过剩之间的两个星系，相比任何其他方向，由于其气体晕的重叠。在我们的模拟中，气体过…
2014-06-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Live Fast, Die Young: GMC lifetimes in the FIRE cosmological simulations of Milky Way-mass galaxies
我们提出的第一个测量的宇宙学模拟中的巨型分子云（GMC）的寿命在$z = 0$，使用的LATTE套件的银河系质量的星系的FIRE-2模拟。我们跟踪GMC与总气体质量$\gtrsim 10^5$ M $_\odot$在高空间（$\sim1$ pc），质量（$7100$ M $_{\odot}$），和时间（1百万年）的分辨率。我们模拟的GMCs与银河系和邻近星系中大质量GMCs的质量分布是一致的。我们发现了$5-7$ Myr的GMC寿命，或者平均1-2次自由落体时间，只有不到2个$\%$的云寿命超过2000万年。我们发现GMC寿命随维里参数的增加而减小，随银河系中心半径的增加而微弱增加，这意味着环境影响GMC的演化周期。然而，我们的GMC寿命没有显示出对GMC质量或恒星形成量的系统依赖性。这些结果与文献中的推论基本一致，并提供了一个初步的调查，最终了解的物理过程，管理GMC寿命在宇宙学设置。
2020-12-02 astro-ph.GA
Cosmological gas accretion of Milky Way-type galaxies and the build-up of galactic discs
本研究利用Auriga模拟样本分析银河系型星系恒星盘的组装，通过研究气体净吸积随时间和半径的变化，证实了多数星系遵循由内而外的盘增长模式，且晚期无显著外部扰动时能形成稳定星系盘。
2025-04-03 astro-ph.GA
Milky Way-est: Cosmological Zoom-in Simulations with Large Magellanic Cloud and Gaia-Sausage-Enceladus Analogs
本文构建 20 个同时含 LMC 与 GSE 类并合事件的类银河系冷暗物质放大模拟，发现 LMC 显著增加并各向异性化子晕分布，而 GSE 对现今子晕贡献有限。
2024-08-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Overview and public data release of the augmented Auriga Project: cosmological simulations of dwarf and Milky Way-mass galaxies
本文发布了增强版 Auriga 宇宙学模拟的公开数据，涵盖 40 个银河系质量与 26 个矮星系质量暗晕，并验证了其对 Tully-Fisher 关系等观测标度关系的良好再现，同时展示了气体盘运动学演化分析的应用。
2024-07-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Predicting the binary black hole population of the Milky Way with cosmological simulations
双星黑洞是大质量恒星演化的主要终点。它们的性质提供了一个独特的机会来限制二元进化，这仍然是知之甚少。本文预测了银河系中/周围双星黑洞及其合并产物的清单，并详细描述了它们的主要性质。我们提出了一个高分辨率的银河系质量的星系与二进制人口合成模型的宇宙学模拟的第一个组合。来自FIRE项目的流体动力学模拟为银河系及其恒星晕和卫星提供了宇宙学上真实的恒星形成历史。我们应用一个依赖于金属性的演化模型的恒星粒子产生个别的二元黑洞。我们发现，一百万个双黑洞已经合并在模型银河系，和300万个双星仍然存在，与平均质量为28 Msun每双星。由于黑洞的祖先偏向于低金属量的恒星，一半的双星存在于恒星晕和卫星中，40%的双星形成于主星系之外。这种趋势随着黑洞质量的增加而增加。合并系统的数量和质量分布与LIGO/Virgo探测兼容。对这些黑洞的观测将是具有挑战性的，无论是用电磁方法还是LISA。我们发现，一个宇宙学上现实的恒星形成的历史，自洽的金属富集和银河系吸积的历史，是确定二进制黑洞率，可以与观测约束大规模的二进制演化的关键成分。
2018-07-20 astro-ph.GA
Cosmological evolution of dark matter subhaloes under tidal stripping by growing Milky Way-like galaxies
本研究利用超高分辨率N体模拟分析了类似银河系宿主晕中暗物质子晕的动力学演化，发现超80%子晕经历潮汐剥离导致的质量损失，且模拟轨道与Gaia观测数据高度一致，有力支持了冷暗物质模型。
2024-11-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Realistic HI scale heights of Milky Way-mass galaxies in the FIREbox cosmological volume
精确地再现在附近的旋涡星系中观察到的薄冷气盘一直是宇宙学模拟中的一个长期存在的问题。在这里，我们提出了测量的径向分辨HI标度的高度在22个非相互作用的银河系质量的星系从FIREbox宇宙体积。我们使用文献中常用的五种不同方法测量HI量表高度：用高斯函数拟合垂直体积密度分布，垂直体积密度分布的最大值和半最大值之间的距离，用速度色散和银河引力势的半经验描述，流体静力平衡的解析假设，以及到包围$\gtrsim$ 60% HI质量的中平面的距离。我们发现中位数HI规模的高度，使用垂直体积分布测量，范围从~100 PC在银河系中心的~800 PC在郊区和最近的观测结果非常吻合。我们推测，一个现实的多相星际介质，包括冷气体，和现实的恒星反馈的存在下，现实HI标度高度背后的驱动程序。
2022-11-07 astro-ph.GA
Velocity-dependent J-factors for Milky Way dwarf spheroidal analogues in cosmological simulations
研究了暗物质速度分布模型对银河系矮球状星系中速度依赖的暗物质湮灭信号的影响。使用高分辨率的APOSTLE模拟，我们确定对应于银河系矮球状星系的类似物，并从这些直接确定的暗物质成对的相对速度分布，并比较最佳拟合麦克斯韦-玻尔兹曼分布模型。对于三个速度相关的湮灭模型，p波，d波，和索末菲模型，我们量化的错误时，使用麦克斯韦-玻尔兹曼参数化。我们提取了一个简单的幂律关系的最大圆周速度的矮球体模拟和麦克斯韦-玻尔兹曼分布的峰值速度。我们表明，这种关系可以用来准确地计算暗物质的相对速度分布，并发现它使我们能够估计暗物质湮灭信号，而不需要直接计算每个星系的相对速度分布。从类似物计算的J-因子中的散射占主导地位的不确定性相比，J-因子确定的观测数据为每个矮球体，最大的散射从d-波模型和最小的索末菲模型。
2022-06-30 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Synthetic Gaia DR3 surveys from the FIRE cosmological simulations of Milky-Way-mass galaxies
本研究利用Fire-2/Latte宇宙学模拟构建九个匹配Gaia DR3选择函数、视向速度与测光的合成巡天，以支持模型检验及非平衡动力学解释。
2023-07-17 astro-ph.GA
Spiral-induced velocity and metallicity patterns in a cosmological zoom simulation of a Milky Way-sized galaxy
我们使用一个高分辨率的宇宙学变焦模拟银河系大小的晕研究的速度和金属丰度空间的动力学影响的螺旋臂的可观察到的功能。这是第一次，我们证明了螺旋臂，形成在一个完整的宇宙学环境中与现实的星系形成物理盘，驱动大规模的系统流运动。特别是，在螺旋臂的后缘上，特有的以银河为中心的径向和方位角速度场径向向外和方位角向后定向，而在前缘上径向向内和方位角向前定向。由于负的径向金属丰度梯度，该系统运动在给定半径处驱动残余金属丰度的方位角变化，其特征在于富金属后缘和贫金属前缘。我们表明，这些签名是理论上可观察到的外部星系与积分场单位仪器，如VLT/MUSE，如果检测到，将提供大规模的系统性径向迁移驱动的螺旋臂的证据。
2016-05-16 astro-ph.GA
GARROTXA Cosmological Simulations of Milky Way-sized Galaxies: General Properties, Hot Gas Distribution, and Missing Baryons
我们介绍了一套新的模拟银河系大小的星系使用AMR代码ART +流体力学在$Λ$ CDM宇宙演化。模拟系列被命名为GARROTXA，并遵循从z~ $=$ ~60到z~ $=$ ~0的晕/星系的形成。系统的最终维里质量为$\sim$ 7.4 $\times$ 10 $^{11}$ M $_{\odot}$。我们的结果如下：（a）与许多以前的研究相反，圆速度曲线显示没有中心峰，总体上与最近的MW观测结果一致。(b)其他的物理量，如M $\_{*}$（6 $\times$ 10 $^{10}$ M $_\odot$）和R $_d$（2.56 kpc），都在观测的MW范围内。(c)我们从运动学上测量了圆盘与总圆盘的比值，发现D/T=0.42。(d)另一方面，z=0时的冷气体比例和恒星形成率（SFR）与银河系的估计值相差甚远。作为模拟系列的第一次科学开发，我们研究了热X射线发光气体的空间分布。我们已经发现，大多数的X射线发射气体是在晕状分布占一个重要的部分，但不是所有的失踪重子。大量的热气体也存在于灯丝中。在我们的所有模型中，没有一个大规模的盘状热气体分布主导的柱密度。我们的热气体模拟观测的分析表明，均匀性假设导致高估的总质量的因素3至5或低估的因素$0.7-0.1$，这取决于所使用的观测方法。最后，我们确认了星系系统的总热气体质量和暗物质晕质量之间存在明显的相关性。
2016-05-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Vertical disc heating in Milky Way-sized galaxies in a cosmological context
垂直延伸的高速色散恒星分布似乎是盘星系的一个普遍特征，内部和外部机制都被认为是其形成的主要驱动力。然而，目前还不清楚每种机制能在多大程度上产生这样的分布，这很可能取决于星系的组装历史。为此，我们使用最先进的宇宙磁流体动力学代码\textlcsc{AREPO}对银河系大小的星系进行了16次高分辨率的宇宙变焦模拟，并分析了恒星盘垂直运动学的演化与各种加热机制的关系。我们发现，在大多数情况下，酒吧是占主导地位的加热机制，而螺旋臂，径向迁移，绝热加热中面密度增长都是次主导。最强的源，虽然不如酒吧普遍，起源于外部扰动的质量日志$_{10} (M/\rm M_{\odot}) \gtrsim 10$的卫星/子晕。然而，在许多模拟中，新生恒星粒子的轨道随着时间的推移而变得更冷，这样它们就主导了年龄-速度色散关系和整体垂直盘结构的形状，除非发生强烈的外部扰动。
2016-04-02 astro-ph.GA
Impact of cosmological satellites on the vertical heating of the Milky Way disc
我们提出了一个高分辨率的研究现实的卫星星系的影响，从宇宙学模拟的银河系晕，包括6宝瓶座套房和通过Lactea \rom{2}，对星系盘的动力学提取。利用GalIC程序生成了多组分银河系的初始条件，以保证系统在加入卫星之前处于动力学平衡状态。候选亚晕，接近25\，kpc的主机DM晕的中心，初始质量封闭在潮汐半径，$M_\textrm{tid}$ $\ge$ 10 $^{8} M_{\odot}$ \，=\，0.003 $M_\textrm{disc}$，被确定，插入到我们的高分辨率N体模拟和演变为2 Gyr。我们量化的垂直加热由于这种影响，通过测量磁盘的厚度和垂直速度分散$σ_{z}^{2}$的平方盘。根据我们的分析，加热的强度强烈地依赖于宇宙学模拟的次晕分布的高质量端。对于具有平坦径向剖面的R $>$ 4\，kpc，垂直色散的平均增加为$\sim$ 20\，km $^{2}$ \，s $^{-2}$ \，Gyr $^{-1}$，而不包括Aq-F2结果，平均加热为$<$ 12\，km $^{2}$ \，s $^{-2}$ \，Gyr $^{-1}$，相当于太阳邻域观测到的垂直加热率的28\%和17\%。考虑到平均值周围的统计离散度，我们错过了观察到的加热速率超过3个$σ$。在所有7个模拟的情况下，我们观察到外盘的盘高度普遍扩张。
2016-04-05 astro-ph.GA
The formation history of the Milky Way disc with high-resolution cosmological simulations
我们从观测的角度分析了一个类似银河系的星系的形成历史和运动学，从一个高分辨率的放大宇宙学模拟中，我们将其与盖亚DR 2所看到的银河系进行比较，以更好地了解银河系薄盘和厚盘的起源和演化。用GADGET-3 TreePM+SPH程序，采用多相粒子积分器（MUPPI）模型进行了宇宙学模拟。我们解开复杂的重叠恒星世代上升，从自上而下和由内而外形成的星系盘。我们调查宇宙学签名的相空间的单年龄人口和突出功能源于过去和最近的动力学扰动。在模拟中，我们确定了一颗恒星质量为$1.2 \times 10^9$ M $_\odot$的卫星，即当时恒星质量比$Δ\sim 5.5$ %，在$z \sim 1.6$处吸积，这类似于产生银河系厚盘的盖亚-香肠-土卫二合并，我们在$Δ\sim 6$发现了两颗恒星质量分别为$8.8 \times 10^8$ M $_\odot$和$5.1 \times 10^8$ M $_\odot$的合并卫星，它们相互关联恒星形成史上的一次强烈的星暴，这似乎与最近在太阳附近发现的相当相似。我们的研究结果强调，对同时代恒星星族运动学的详细研究，通过当前和未来的盖亚数据发布并与模拟协同，是解开银河系圆盘形成和演化的基础。
2021-02-04 astro-ph.GA
Constraining Self-Interacting Dark Matter with Dwarf Spheroidal Galaxies and High-resolution Cosmological $N$-body Simulations
利用高分辨率的宇宙学$N$-体模拟研究了冷暗物质和自相互作用暗物质模型下的暗物质晕密度结构。我们量化subhalo的中心密度在150 pc从每个subhalo的中心在经典的矮球状和ultrafeak矮规模的银河系大小的晕。通过与观测结果的比较，我们发现$σ/m<3\ \rm{cm^{2}g^{-1}}$的自相互作用散射截面是有利的。由于宿主潮汐和自相互作用的共同作用，具有小近心的暗晕中心密度在冷模型和自相互作用模型之间存在明显差异，表明具有小近心的Milky Way卫星是未来大型光谱测量进一步约束暗物质性质的理想场所。
2021-12-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Milky Way accretion history compared to cosmological simulations -- from bulge to dwarf galaxy infall
本文利用Gaia运动学数据推算银河系矮卫星与早期吸积星系的束缚能，并与宇宙学模拟比较，揭示多数矮星系吸积时间晚于50–80亿年且部分模拟子晕过热。
2024-12-01 astro-ph.GA gr-qc
SF-R You Sure? The Conflicting Role of Star Formation Rates in Constraining the Evolution of Milky Way Analogues in Cosmological Simulations
本研究利用EAGLE和IllustrisTNG模拟探讨银河系类似星系（MWAs）的演化，发现现今恒星质量可作为独立选择参数，而恒星形成率的严格约束会导致高红移选择效率低及冒名顶替污染。
2025-08-13 astro-ph.GA
Diffuse coronae in cosmological simulations of Milky Way-sized galaxies
我们调查的性质晕气体使用三个宇宙学的“放大”模拟现实的银河系星系类似物与不同的次网格物理。在所有三种情况下，热（$T > 10^6$ K）晕气体的质量是宿主维里质量的$\sim 1\%$。其中两次运行的X射线光度与银河系的观测结果一致，而第三次模拟是X射线明亮的，更像一个非常巨大的恒星形成螺旋。热晕从银河系中心延伸到140 kpc，并被延伸到维里半径的温热（$T = 10^5 - 10^6$ K）气体泡包围。模拟的晕在20-30 kpc之外与Miller & Bregman（2013）基于OVII吸收和OVIII发射测量的$β$模型完全一致。暖--热的和热的气体贡献了总气体库的$80\%$，并且包含与恒星成分几乎相同数量的重子。暖热和热成分的质量落在$L^*$星系估计的范围内。随着银河系日冕密度的关键观测约束得到满足，我们表明，无处不在的温暖，热重子的隐藏，随着喷出的只是$20-30 \%$的扩散气体的位阱超新星驱动的外流，可以解决“失踪重子问题”。在3维里半径范围内的重子分数是普适值的$90\%$。扩散日冕的特征密度为$\sim 10^{-4}$ cm $^{-3}$，密度为$50-80$ kpc，满足矮星系卫星气藏快速、完全的冲压压力剥离的要求。
2016-01-15 astro-ph.GA
The Formation of a Milky Way-sized Disk Galaxy 1. A Comparison of Numerical Methods
从宇宙学模拟中创造一个类似银河系的盘状星系的长期挑战，近年来在数值方法和物理模型方面都取得了重大进展。我们调查这两个基本方面在一个新的比较项目，使用一套宇宙流体动力学模拟银河系大小的星系的形成和演化。在这项研究中，我们专注于两个基于粒子的流体动力学方法：改进的光滑粒子流体动力学（SPH）程序Gadget，和拉格朗日无网格质量（MFM）程序GIZMO的比较。所有的模拟都使用了相同的初始条件和物理模型，包括暗物质和重子物理、恒星形成、“能量驱动”外流、与金属相关的冷却、恒星演化和超新星的金属富集。我们发现，这两个数值方案产生一个晚型星系扩展气体和恒星盘。然而，在广泛的星系性质及其演化方面存在显着差异，包括恒星形成历史，气体含量，盘结构和运动学。特别是，有显着差异的气体性质和它们的演变之间的两个模拟。与GIZMO相比，Gadget模拟在高红移处产生了更大比例的冷致密气体，这促进了快速的恒星形成，并导致$20\%$的恒星质量更高，而$10\%$在$z = 0$处的气体比例更低，并且由于SPH中的数值粘性对湍流运动的阻尼，所产生的气体盘在旋转中更平滑，更连贯，与GIZMO模拟相比，GIZMO模拟显示出更突出的螺旋结构。鉴于其更好的收敛性和更低的计算成本，我们认为MFM方法是宇宙流体动力学模拟中广泛使用的SPH的一个有前途的替代方案。
2017-01-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
The early gaseous and stellar mass assembly of Milky Way-type galaxy halos
银河系如何在哈勃时间内积累质量，是否有大量的气体和恒星从卫星星系中吸积，或者银河系是否经历了最初的气体聚集，然后或多或少地孤立进化，这是现代天文学中的一个紧迫问题，因为它对我们在宇宙学背景下理解星系形成有影响。在这里，我们提出了一个银河系型卫星系统放大到宇宙学大尺度模拟的演化模型。嵌入到暗物质晕，并允许重子过程，这些化学动力学模拟的目的是研究气体和恒星从卫星的损失，以饲料银河系晕和恒星化学丰度的晕和卫星星系。
2016-04-24 astro-ph.GA
Phase spirals in cosmological simulations of Milky Way-size galaxies
本文研究了银河系尺度的高分辨率流体动力学宇宙学模拟GARROTXA中银盘的垂直扰动。在这种类型的模拟中，我们第一次在圆盘的恒星粒子的垂直投影$Z- V_{Z}$中检测到相位螺旋。在最近的盖亚数据中发现了类似的结构，它们的起源仍在研究中。在我们的模型中，相空间中的螺旋状结构存在于整个圆盘的广泛的时间和位置。通过解释恒星星族的演化混合，我们观察到，如数据所示，相螺旋在中间恒星粒子的范围内观察得更好。我们用傅立叶分解测量螺旋的强度，发现这些结构在卫星近心点附近显得更强。目前的动力学模型的相位螺旋考虑一个单一的扰动需要的质量至少为10 $^{10}$ M $_\odot$的顺序，但我们的三个卫星的顺序$\sim$ 10 $^8$ M $_\odot$的质量。我们认为，还有其他机制在发挥作用，自然出现在我们的模型，如气体的物理，集体效应的多个微扰，和一个动态的冷人口不断更新的恒星形成补充碰撞隔离N体模型与使用完全宇宙学模拟有足够的分辨率可以提供新的见解的性质/起源的相位螺旋。
2022-06-23 astro-ph.GA
Cosmological simulations of Milky Way-sized galaxies
我们介绍了一套新的八银河系大小的宇宙学模拟使用AMR代码ART +流体力学在LCDM宇宙学。这组放大模拟涵盖了现今0.83-1.56 x 10^12 msun范围内的维里质量，并使用我们简单但有效的确定性恒星形成（SF）和"爆炸性“恒星反馈处方进行。这项工作的重点是显示模拟的银河系大小的星系的“场”集的优点。我们的结果如下。(a)我们模拟的星系的圆速度曲线几乎是平的。(b)具有显著盘成分的星系，其V_max、半径、SF率、气体分数和比角动量值与晚型星系的观测结果一致。(C)两个最球状主导的星系形成于具有晚期活跃合并历史的晕中，但其他也以球状主导结束的运行从未发生过重大合并。(d)我们的模拟与经验恒星晕质量相关性是一致的，而那些以盘为主的恒星，主要沿着这种相关性的低质量分支演化。(e)此外，自过去的6.5-10 Gyr，重子/恒星和晕质量增长的历史是成比例的。(f)在Rvir中，约有25-50%的重子被遗漏。(g)z ~ 0气体速度色散曲线sigma_z（r）几乎是平坦的，可以用恒星注入的动能来解释。(h)sigma_z的平均值在较高的红移处增加，大致遵循SF历史的形状。
2016-07-27 astro-ph.GA
The Ancient Egyptian Cosmological Vignette: First Visual Evidence of the Milky Way and Trends in Coffin Depictions of the Sky Goddess Nut
本文通过分析555个棺椁元素检验古埃及天空女神Nut代表银河系的假设，发现Nesitaudjatakhet外棺上的独特黑线是银河系的视觉证据，表明银河系与Nut相关但非同义，并揭示了古埃及人对白昼天空的偏好及Nut形象的演变。
2025-04-30 astro-ph.GA physics.hist-ph physics.pop-ph
Synthetic Gaia surveys from the FIRE cosmological simulations of Milky Way-mass galaxies
随着盖亚数据发布2，天文学界正在进入一个对银河系进行多维调查的新时代。我们银河系的这种新相空间观点需要新的工具来比较观测结果和宇宙学背景下银河系质量的模拟，以测试暗物质和星系形成的物理学。我们提出ananke，一个框架，用于生成合成相空间调查从高分辨率重子模拟，并使用它来生成一套合成调查类似盖亚DR 2的数据结构，震级限制，和观测误差。我们使用三个宇宙学模拟牛奶路质量星系从Latte套件的反馈在现实环境（火）项目，其功能自洽集群的恒星形成致密的分子云和薄恒星/气体盘在现场宇宙学晕卫星矮星系和恒星晕。我们从每个模拟中选择三个太阳视角来生成九个合成的类盖亚调查。我们通过假设每个恒星粒子（质量为7070 $M_{\odot}$）代表一个单一的恒星星族来对合成恒星进行采样。在每一个观点，我们计算尘埃消光模拟气体金属丰度分布和应用一个简单的误差模型，以产生一个合成的盖亚类调查，包括观测属性和指针生成的恒星粒子。我们在$z = 0$为每个模拟星系提供完整的模拟快照。我们描述了数据访问点、数据模型和未来升级的计划。这些综合调查为科学界测试分析方法和解释盖亚数据提供了工具。
2020-03-19 astro-ph.GA astro-ph.IM
The effects of cosmic rays on the formation of Milky Way-mass galaxies in a cosmological context
我们研究的宇宙射线（CR）和不同模式的CR输运银河系质量的星系的性质在宇宙学磁流体动力学模拟的背景下的AURIGA项目的影响。我们系统地研究了平流、各向异性扩散和附加阿尔芬波冷却对银盘和环银道介质（CGM）的影响。全球性能，如恒星质量和恒星形成率之间的模拟变化不大，没有各种CR运输物理，而结构性能，如光盘的大小，CGM密度或温度可以强烈影响。在我们的模拟中，CRs通过修改CGM流结构来影响星系上气体的吸积。这改变了角动量分布，表现为恒星和气体盘大小的差异。这种影响的强度取决于CR传输模型：CR平流导致最紧凑的光盘，而阿尔文波模型更类似于AURIGA模型。平流和扩散模型表现出大（$r\sim50$千秒差距）CR压力占主导地位的气体晕，造成更平滑和部分冷却CGM。额外的CR压力平滑小规模密度峰值，并补偿在较低CGM温度下缺失的热压力支持。相反，阿尔文波模型只是在盘晕界面处的CR压力占主导地位，只有在这个模型中，强子相互作用的γ射线发射与观测一致。与以前的研究结果相比，我们得出结论，CR运输的细节是至关重要的准确预测CR反馈对星系形成的影响。
2020-07-02 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Reproducing the CO-to-H$_2$ conversion factor in cosmological simulations of Milky Way-mass galaxies
我们在FIRE-2宇宙学放大模拟中提出了红移为零的银河系质量星系CO（1-0）发射模型。我们计算的分子丰度后处理的模拟与平衡化学求解器，同时占本地源的影响，并确定紧急CO（1-0）排放使用线辐射转移代码。我们发现，结果强烈依赖于假设的屏蔽长度，在我们的模型中设置的入射紫外辐射场的衰减。在这些模拟的分辨率下，通常使用的屏蔽长度选择，例如Jeans长度，导致在给定的H $_2$丰度下CO丰度太高。我们发现，一个模型的屏蔽长度的分布，其中有一个在冷气体（$T < 300$ K）为CO和H $_{2}$的$\sim 3$ pc的屏蔽长度的中位数，是能够重现观测到的CO（1-0）的光度和推断CO到H $_{2}$转换因子在一个给定的恒星形成率与观测相比。我们认为，这个短的屏蔽长度可以被认为是一个亚网格模型，它控制着穿透巨大分子云的辐射量。
2020-09-28 astro-ph.GA
Kinematic Signatures in the Stellar Halo from Cosmological Encounters between the Milky Way and its Clouds
University of Pennsylvania（宾夕法尼亚大学）；Institute for Astronomy, University of Hawai‘i（夏威夷大学天体物理研究所）；University of Washington（华盛顿大学）；Boston University（波士顿大学）；Carnegie Observatories（卡内基观测站）；California Institute of Technology（加州理工学院）
研究通过模拟揭示银河系与大麦哲伦星云的宇宙学碰撞如何在银河系晕中产生速度不对称性，利用球谐分解确认其特征并区分偶极子与四极子信号。
2026-02-03 astro-ph.GA
Dynamical evolution of Milky Way globular clusters on the cosmological timescale I. Mass loss and interaction with the nuclear star cluster
基于Gaia DR3重构银河系球状星团轨道，利用phi-GPU代码在类银河系时变势场中模拟六个与核星团相互作用的星团，发现它们在八十亿年间损失80%初始质量，仅NGC 6642曾为核星团提供恒星来源。
2024-06-27 astro-ph.GA
Extremely-Metal Poor Stars in the Milky Way: A Second Generation Formed after Reionization
第三星族恒星形成的宇宙学模拟显示，当冷却由氢分子驱动时，初始质量函数（IMF）偏向于在红移z>20的迷你晕中形成的超大质量恒星（M> 100 Msun）。然而，这一结果与银河系晕中的极贫金属（EMP）恒星的观测结果相冲突，其r过程元素丰度似乎与非常大的第三星族祖先的预期不相容。我们提出了一个新的解决方案的问题，其中的IMF的第二代恒星形成在z>10，再电离之前，是不足的亚太阳质量的恒星，由于高宇宙微波背景温度地板。观测到的EMP星优先在z <10 in pockets of gas enriched to metallicity Z>10^{-3.5} Zsun由星族II星的风形成。我们对像银河系这样的暗物质晕的宇宙学模拟表明，目前的EMP星样本只能限制晚期第三星族恒星的IMF，这些恒星形成于z<13的晕中，维里温度Tvir约为10^4 K。这表明对不稳定性超新星主要不是由这个群体产生的。要开始探测形成于高红移的第三星族恒星的IMF，需要进行一次大规模的巡天，至少要有500颗，可能是几千颗金属丰度为Z~10^{-3.5} Zsun的EMP星。
2010-02-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
A new classification of ex-situ and in-situ Galactic globular clusters based on a method trained on Milky Way analogues in the TNG50 cosmological simulations
Observatoire de Paris, Université PSL, Sorbonne Université, Université Paris Cité, CY Cergy Paris Université, CNRS（巴黎天文台，巴黎文理研究大学，索邦大学，巴黎西岱大学，塞吉-蓬图瓦兹大学，法国国家科学研究中心）；Lund Observatory, Division of Astrophysics, Department of Physics, Lund University（隆德大学天体物理系隆德天文台）；Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP)（波茨坦阿基米德天体物理研究所）；Kavli IPMU (WPI), UTIAS, The University of Tokyo（东京大学宇宙学国际研究前沿中心）；Institut de Ciències del Cosmos (ICCUB), Universitat de Barcelona（巴塞罗那大学宇宙科学研究所）；Université de Strasbourg, CNRS, Observatoire astronomique de Strasbourg（斯特拉斯堡大学，法国国家科学研究中心，斯特拉斯堡天文台）
基于TNG50模拟，提出新的方法区分银河系中球状星团的在立与出立种群，揭示其能量阈值下的动态差异及起源预测。
2025-09-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Formation, vertex deviation and age of the Milky Way's bulge: input from a cosmological simulation with a late-forming bar
我们提出了m12 m的晚期演化，这是FIRE项目中一个类似银河系的星系的宇宙学模拟。模拟在红移z = 0.2之后形成条形。我们表明，该模型的演变表现出典型的运动分馏的行为，酒吧较弱的老年人口，一个X形跟踪的年轻，金属丰富的人口和一个突出的X形的边缘上的平均金属丰度图。由于棒在m12 m形成较晚，在10 Gyr（z = 0.34）之后形成的恒星严重污染了凸起，其污染程度高于银河系高纬度地区的观测结果，这意味着它的棒不可能在m12 m形成那么晚。我们还研究了该模型的速度椭球的顶点偏差作为恒星金属丰度和年龄的函数在等效的巴德窗口。杆的形成导致非零顶点偏差。我们发现富含金属的恒星有一个很大的顶点偏差（~ 40度），对于贫金属的恒星来说，这一点可以忽略不计，尽管在细节上没有匹配，但在银河系中也发现了这种趋势。我们表明，顶点偏差也随恒星年龄而变化，是大的恒星年龄为9 Gyr，而13 Gyr老恒星的顶点偏差可以忽略不计。当我们排除已经吸积的恒星时，顶点偏差没有显着变化，表明观察到的顶点偏差随金属丰度的变化不一定是由于吸积人口。
2019-04-09 astro-ph.GA
Cosmological predictions for minor axis stellar density profiles in the inner regions of Milky Way-mass galaxies
本研究利用FIRE-2和Auriga模拟发现，银河系质量星系内部短轴恒星密度呈指数盘加幂律分布，且与暗物质分布强相关，与吸积历史无关。
2025-02-28 astro-ph.GA
Evolution of the Milky Way halo by accretion of dwarf satellite galaxies
在冷暗物质方案中，等级合并范例是通过次级晕的微小合并形成大质量星系晕的自然结果，并且由此形成它们固有的恒星晕。虽然这也必须调用的银河系，晕星和矮球状星系的化学和运动学相干的背景下，尚未解决的一个重点，目前的研究。为了研究这个问题，我们模拟的化学动力学演化系统的卫星从宇宙学通过Lactea II模拟银河系环境相似，但在早期。
2011-03-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
How well can we unravel the accreted constituents of the Milky Way stellar halo? A test on cosmological hydrodynamical simulations
Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉各拉纳大学）；Astrophysics Research Institute, Liverpool John Moores University（利物浦约翰摩尔斯大学天体物理研究所）
本文评估了检测银河系摄取碎片的方法有效性，发现其在识别近期摄取事件碎片方面有效，但对较早事件效果有限，并存在污染和人工检测问题。
2025-04-14 astro-ph.GA
GD-1 and the Milky Way Starless Subhalos
该研究通过模拟银河系势中CDM和WDM亚晕对GD-1星流的动力学加热，发现CDM亚晕在11 Gyr内将其加热至6.2 km/s，而WDM模型仅3.9 km/s，且质量约10^7.5太阳质量的亚晕主导加热。
2025-05-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmological zoom-in simulation of fuzzy dark matter down to z = 0: tidal evolution of subhaloes in a Milky Way-sized halo
本研究利用GAMER-2代码的流体-波混合方案，对银河系大小的FDM暗晕开展z=0以下的宇宙学缩放模拟，揭示了FDM亚晕的潮汐演化特征与核结构规律，验证了代码解析非线性FDM子结构的能力。
2025-05-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Simultaneous Estimation of Large-Scale Structure and Milky Way Dust Extinction from Galaxy Surveys
下一代星系巡天提供的高宇宙学精度取决于对银河尘埃消光的改进修正。我们探索的可能性估计的尘埃消光和大尺度结构从一个单一的光度星系调查，利用可预测的方式，银河系尘埃影响测量的亮度和颜色的星系在一个给定的天空位置在几个红移箱。为了测试我们的方法，我们使用了一个来自宇宙学模拟的合成目录来模拟Vera C。Rubin Observatory Legacy Survey of Space and Time的照片在银河系高纬度（$|b|\gtrsim20^\circ$）和$1^\circ$（$7'$）的分辨率下，我们预测尘埃消光测量的不确定度$E(B-V)$为$0.005\ \mathrm{mag}$（$0.015\ \mathrm{mag}$）。这与现有尘埃图的不确定性相似，说明了我们方法的可行性。同时估算星系的大尺度结构，预计可以恢复星系的超密度$δ$，其精度为$1^\circ$（$7'$）分辨率下的$\sim0.01$（$\sim0.05$）。我们还介绍了贝叶斯形式主义，结合现有的尘埃地图的先验信息与银河系尘埃灭绝的可能性，从观测到的星系属性的漂移确定。
2021-06-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmological implications of the Gaia Milky Way declining rotation curve
\'E cole Centrale de Lyon, 36 Avenue Guy de Collongue, 69134 Écully, France Universit \'e de Toulouse, UPS-OMP, IRAP, CNRS, 14 Avenue Edouard Belin, F-31400 Toulouse, France
针对盖亚观测到的银河系旋转曲线下降现象，研究表明标准MOND范式无法解释该现象，放宽重子成分特性后MOND的$a_0$上限远低于通常值，而NFW模型可拟合下降，为暗物质替代理论提供了新约束。
2025-09-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Galaxy Progenitors of Stellar Streams around Milky Way-mass Galaxies in the FIRE Cosmological Simulations
恒星流记录了其宿主星系的吸积历史。我们在$z=0$的FIRE-2套件中对13个银河系（MW）质量星系进行了宇宙学模拟，其中包括7个孤立的银河系质量系统和6个类似MW-M31对的主机（完整数据集：https：//flathub.flatironinstitute.org/sapfire）。总的来说，我们确定了106模拟恒星流，与孤立和配对环境之间的流和质量的祖先没有显着差异。我们解决模拟流的恒星质量范围从$\sim 5\times10^5$到$\sim 10^{9} M_\odot$，类似于MW中孤儿和人马座流之间的质量范围。我们确认，目前的模拟卫星星系是很好的代理恒星流的祖先，具有类似的属性，包括他们的恒星质量函数，速度色散，[Fe/H]和[ $α$ /H]的演变轨迹，相对于银盘平面的轨道分布。每一个祖先的生命都有几个重要的时间尺度：它的坠落，恒星形成的淬灭，以及恒星流的形成时间。我们发现，这些时间尺度的顺序是不同的恒星质量高于和低于$\sim 2\times10^6 M_\odot$的祖先。最后，我们表明，控制相混合的速度，因此衰落，潮汐流从卫星星系在MW质量主机的主要因素是非绝热演化的主机潜力。其他因素通常用于预测相混合的时间尺度，如祖质量和轨道圆度，显示几乎没有相关性的流成为相混合所需的动力学时间的数量。
2021-04-19 astro-ph.GA
Quenching of satellite galaxies of Milky Way analogues: reconciling theory and observations
银河系和M31周围的绝大多数低质量卫星星系几乎没有冷气体，也没有最近或正在形成恒星的迹象。宇宙学模拟表明，这种猝灭是预料之中的，是由于卫星在加入本星系团（LG）时面临的恶劣环境条件。然而，最近在SAGA调查中对银河系类似物的观测呈现出一幅非常不同的画面，显示大多数观测到的卫星正在积极形成恒星，对当前模拟的现实性和LG的典型性提出了质疑。在这里，我们使用ARTEMIS高分辨率宇宙流体动力学模拟套件与LG，SAGA，本地容量（LV）调查。我们表明，SAGA和LG和LV调查之间的差异，以及SAGA和ARTEMIS模拟之间的差异，可以通过考虑主机质量分布的差异，（更重要的是）观测选择效应，特别是最近才吸积的低质量卫星更有可能形成恒星，具有更高的光学表面亮度，因此更有可能被纳入SAGA调查。这张照片证实了使用数据从更深的LV调查，这表明在低质量的显着淬火，根据基于LCDM的模拟预测。
2022-01-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Statistical properties of substructures around Milky Way-sized haloes and their implications for the formation of stellar streams
在银河系和附近星系周围观测到起源于破裂的矮星系和星团的恒星流。这种亚结构是记录主晕如何吸积祖星系的重要示踪物。基于宇宙学的背景下，我们调查的子结构，如长度和薄度在$z=0$的结构特性之间的关系，和他们的祖先的轨道。我们模拟恒星组件的大样本的银河系大小的晕周围的子结构相结合的半解析模型与高分辨率的宇宙学$N$体模拟。使用粒子标记的方法，我们嵌入恒星组件的祖晕和跟踪相空间分布的子结构下降到$z=0$。我们发现，当宿主晕吸积它们的祖先时，亚结构的长度和厚度随红移的变化是平滑的。对于在$z=0$观测到的类似流的子结构，大部分的祖细胞是由它们的宿主晕在红移$0.5\lesssim z\lesssim 2.5$处吸积的。子结构的祖先在这个吸积红移范围之外，完全或较少地被$z=0$破坏，不能被观察到流。亚结构的长度和厚度随祖细胞的近心点和远心点的变化而变化。观察到的类似流的亚结构倾向于具有特定范围的$10\ {\rm kpc} \lesssim r_{\rm peri}\lesssim100\ {\rm kpc}$和$50\ {\rm kpc} \lesssim r_{\rm apo}\lesssim300\ {\rm kpc}$。
2019-05-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
The chemical imprint of the bursty nature of Milky Way's progenitors
低中子俘获元素丰度的碳增强贫金属星（CEMP-无星）是银河系中普遍存在的贫金属星。最近的观测发现了它们的两个亚组，它们的碳/镁（[C/Mg]）丰度比不同。在这里，我们表明，类似的丰度模式也存在于银河系的星系中的EAGLE宇宙流体动力学模拟，这些模式起源于这样一个事实，即恒星可能形成的气体主要由渐近巨星分支（AGB）恒星或II型超新星富集。这发生在恒星形成于混合不良的星际介质中，这些星际物质是正在经历爆发性恒星形成的银河系祖先星系。具有较低[C/Mg]的CEMP-no恒星在星暴开始时由低金属丰度的II型超新星富集的气体形成，这些超新星提供了强大的外流，淬灭了进一步的恒星形成。当宇宙学气体吸积后恒星形成恢复时，具有较高[C/Mg]的CEMP-无恒星形成，AGB喷出物富集明显的钡丰度较高，镁丰度较低。这表明，银河系祖先中爆发性的恒星形成在CEMP恒星的丰度模式中留下了永久的印记。
2018-10-14 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
The observable properties of galaxy accretion events in Milky Way-like galaxies in the FIRE-2 cosmological simulations
在$Λ$ -宇宙的冷暗物质模型中，星系的形成部分是通过吸积卫星系统。以前的工作已经建立了对银河系恒星晕中包含的这些过程的签名的理解。这项工作使用FIRE-2宇宙学模拟的\textit{Latte}套件中的七个类似银河系的星系重新审视了这张照片。这些模拟的分辨率允许从以上的卫星的贡献比较M $_{*}$ $\gtrsim$ 10 $\times$ $^{7}$ M $_{\odot}$，使可观察到的属性中断卫星在一个完全自洽和宇宙学的背景下进行分析。我们的研究结果表明，吸积的时间和恒星质量的吸积卫星的基本参数，在伙伴关系决定由此产生的空间分布，轨道能量，和[ $α$ /Fe]-[Fe/H]组成的恒星碎片的合并$at$ $present$ $day$。这些参数也决定了吸积星系在$z=0$的动力学状态，导致预期的恒星晕（R $_{\mathrm{GC}}$ $\lesssim$ 30千秒差距）的内部区域应该包含充分的相混合碎片从低质量和高质量的卫星。此外，我们发现，一个显着的比例较低的质量卫星吸积在早期的沉积物碎片外晕（R $_{\mathrm{GC}}$ $>$ 50千秒差距），是$not$充分相位混合，表明它们可以被确定在运动学调查。我们的研究结果表明，随着未来的调查越来越能够映射我们银河系的外晕，他们可能会揭示长期死亡的矮星系的残余物，其对应物太暗而无法在更高的红移调查中看到PDM…
2022-11-10 astro-ph.GA
Dust Formation in Milky Way-like Galaxies
我们介绍了一个尘埃模型的宇宙学模拟中实施的移动网格代码AREPO和提出了一套宇宙学流体动力学放大模拟研究星系晕内的尘埃形成。我们的模型解释了恒星产生的尘埃，气相金属在现有颗粒上的吸积，通过局部超新星活动破坏尘埃，以及来自恒星形成区域的风驱动的尘埃。我们发现，准确的恒星和活动星系核的反馈需要重现所观察到的尘埃金属丰度的关系，尘埃的增长在很大程度上占主导地位的尘埃破坏。我们的模拟预测的星际介质中的尘埃含量是一致的观测到的标度关系在$z = 0$，包括尘埃气体比和金属丰度，尘埃质量和气体质量，尘埃气体比和恒星质量，尘埃与恒星质量比和气体分数之间的标度。我们发现$z = 0$中大约三分之二的尘埃来自II型超新星，对于$z \gtrsim 5$，渐近巨星分支星的贡献低于20%。虽然我们的银河系大小的星系套件形成的尘埃与一些关键的观测数据非常一致，但它预测了环银河系介质中的高尘埃-金属比，这激发了对颗粒和尘埃冷却通道的热溅射的更现实的处理。
2016-03-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmological insights into the assembly of the radial and compact stellar halo of the Milky Way
最近使用盖亚DR 2的研究已经确定了银河系（MW）历史上的一次大规模合并，其碎片明显是径向和反向旋转的。这一事件被称为盖亚-土卫二/盖亚-香肠（GE/GS），也被假设为建造了大部分的内恒星晕。我们使用宇宙学流体动力学模拟Illustris的背景下，星系组装$Λ$ CDM中的合并。从$\sim$ 150 MW类似物中，$\sim 80 \%$经历了至少一次与GE/GS相似质量和下落时间的合并。在这个样本中，有37个碎片与GE/GS一样呈放射状，我们称之为古代放射状合并（ARM）。反向旋转在ARM中并不罕见，$43 \%$在反向旋转轨道上有$>40 \%$碎片。然而，GE/GS碎片的紧凑性推断，鉴于其大$β$和其实质性的贡献，恒星晕，更难以重现。ARM碎片的中位半径为r $_{*,deb}\simeq 45$ kpc，而GE/GS被认为大部分包含在$r\sim 30$ kpc内。对于大多数MW类似物，需要一些合并来建立内部恒星晕，ARM碎片只占内部吸积恒星的$\sim 12 \%$。令人鼓舞的是，我们发现一个ARM，既紧凑，占主导地位的内部光环的中央，使我们最好的GE/GS模拟。有趣的是，这次合并在外晕中沉积了大量的恒星（M $_*\simeq1.5 \times 10^9 M_\odot$），这表明GE/GS中可能有一个未被发现的部分等待被发现。
2020-03-06 astro-ph.GA
Stirring Things Up: Bar-induced substructures in the stellar halo of a cosmological Milky Way analogue
University of Durham（杜伦大学）；Carleton College（卡尔顿学院）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）；Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理学研究所）
利用高分辨率宇宙学磁流体动力学zoom-in模拟，研究银河系类似体中恒星棒如何通过共振在恒星晕的能量-角动量空间产生显著子结构（“脊”），并发现这些子结构具有不同于周围相空间的金属丰度，提示在搜寻吸积子结构时需谨慎区分内禀扰动。
2026-01-20 astro-ph.GA
Constraining Dark Energy from Local Group dynamics
本文提出利用银河系—仙女座双星动力学约束宇宙学常数，给出含 Λ 的二体解析解，并预测未来天体测量可将上界降至约 (1.67±0.79)Λ_PL。
2023-06-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
