Hierarchical star formation in the Milky Way disk
恒星形成的层次性导致星团的聚集在空间尺度和年龄方面都逐渐减少。因此，对银河系盘中星团的位置和年龄的统计分析强烈表明，一个区域中恒星形成的持续时间与其大小之间确实存在相关性。疏散星团对之间的平均年龄差随它们的间隔以~0.16次方增加。相反，对于大麦云云，Efremov和Elmegreen（1998）发现年龄差异与区域大小的~0.35次幂成比例。这种差异可能被暂时解释为一个参数，在支持本质上更短（更快）的恒星形成的时间尺度在较小的星系。然而，如果同时考虑星团溶解和不完整性的影响，银河系中星团对之间的平均年龄差随着它们的分离以~0.4的幂增加。这一结果意味着，相干的，集群模式的恒星形成的特征时间尺度是近100万年。因此，忽略星团溶解效应的总体结果是高估了恒星形成的时间尺度。另一方面，在银盘中，年轻星团的距离小于特征星团潮汐半径（10 pc）的三倍，平均年龄差为1600万年，这表明它们有共同的起源。（节录）
2009-05-12 astro-ph.GA
The morphology and kinematics of the gaseous circumgalactic medium of Milky Way mass galaxies -- II. comparison of IllustrisTNG and Illustris simulation results
我们已经进行了一个控制比较的结构和运动学性质的环星系介质（CGM）周围的银河系质量星系的Illustris和IllustrisTNG模拟。在z=0时，大半径（$\sim 100$ kpc）的气柱密度和温度分布与Illustris中的盘气体质量分数有很强的相关性，而与TNG中的盘气体质量分数无关。在大半径的中性气体优先在TNG的磁盘的平面上对齐，而它是更各向同性的在插图。在CGM的旋转支持的气体的垂直相干尺度与气体质量分数的星系在插图，但不是在TNG。示踪粒子分析使我们能够显示这些差异可以理解为两个模拟中不同的子网格反馈模型的结果。在两个模拟中对空间匹配星系的研究表明，在TNG中，超新星和AGN的反馈有助于在高红移时创造一个扩展的热气体平滑库，然后冷却形成一个薄的，旋转支撑的盘。在Illustris中，活动星系核以热气泡的形式释放热量，这些热气泡将大半径的扩散物质推出晕外。该盘是由较冷的再循环物质的吸积形成的，这导致了银河平面上方和下方的气体分布更加垂直延伸。我们的结论是，在银河系质量星系周围的气体结构的变化是一个敏感的探针的反馈物理模拟和值得更多的观测考虑在未来。
2019-04-15 astro-ph.GA
Jet interactions with a giant molecular cloud in the Galactic centre and ejection of hypervelocity stars
银河系中的超高速OB星是在大约1000万到1亿年前从中心区域喷射出来的。我们认为，这些恒星，{以及许多更丰富的绑定OB星在最里面的几个秒差距，}产生的活动星系核喷流从中央黑洞与致密的分子云的相互作用。考虑到相关的能量和动量注入有更广泛的影响费米泡的可能起源和星系际介质的富集。
2012-09-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
A massive mess: When a large dwarf and a Milky Way-like galaxy merge
大约100亿年前，银河系与一颗巨大的卫星盖亚-土卫二合并。为了深入了解其碎片的特性，我们详细分析了Villalobos & Helmi（2008）的一系列模拟，其中包括一个实验，该实验与从盖亚数据推断的附近晕星的运动学很好地匹配。我们比较了模拟中恒星粒子的运动学分布，并研究了碎片在轨道角动量、偏心率和能量方面的分布及其与模拟卫星质量损失历史的关系。我们确认，盖亚-土卫二可能是在一个逆行的，30 $^\circ$倾角轨道下降。我们发现，虽然在我们首选的模拟75%的碎片具有大的偏心率（$> 0.8$），大约9%的偏心率小于0.6。早期丢失的恒星粒子有很大的逆行运动，其中一部分有很低的离心率。这样的恒星应该有较低的金属丰度，因为它们来自卫星的外围，因此天真地将它们与一个独立系统的碎片混淆。这些考虑似乎适用于假设的红杉星系中的一些恒星。当一个巨大的盘状星系合并时，它留下的碎片具有复杂的相空间结构，大范围的轨道特性和化学丰度。从观察上看，这导致子结构具有非常不同的性质，这可能被误解为意味着独立的后代。大量恒星样本的详细化学丰度和量身定制的流体动力学模拟对于解决这些难题至关重要。
2020-06-13 astro-ph.GA
The impact of inelastic self-interacting dark matter on the dark matter structure of a Milky Way halo
我们研究了非弹性暗物质自相互作用对模拟银河系（MW）大小晕内部结构的影响。自相互作用暗物质（SIDM）是无碰撞冷暗物质（CDM）的一种替代方案，它为亚星系尺度CDM所遇到的问题提供了独特的解决方案。虽然以前的SIDM模拟主要考虑弹性碰撞，理论上的考虑激励多状态暗物质的存在，从激发到基态的过渡是放热的。在这项工作中，我们考虑一个自相互作用的，两个国家的暗物质模型与非弹性碰撞，实现在Arepo代码。我们发现，能量注入从非弹性自相互作用降低了中心密度的MW晕在较短的时间尺度相对于弹性尺度，导致在一个较大的核心尺寸。非弹性碰撞也各向同性的轨道，导致在一个整体较低的速度各向异性的非弹性MW晕。在内晕中，非弹性SIDM情况（短轴与长轴比$s \equiv c/a \approx 0.65$）比CDM（$s \approx 0.4$）更球形，但比弹性SIDM情况（$s \approx 0.75$）球形小。在非弹性SIDM模型中，太阳位置处的暗物质粒子的速度分布$f(v)$与CDM模型有显著的偏离，$f(v)$在高速时下降得更陡。此外，在非弹性碰撞过程中给予的速度踢产生未绑定的高速粒子的速度高达500公里秒$^{-1}$整个晕。这意味着，相对于弹性SIDM和CDM，非弹性SIDM可能在直接检测实验中留下不同的签名。
2020-10-16 astro-ph.GA
The Bottom-Light Present Day Mass Function of the Peculiar Globular Cluster NGC 6535
动力学质量计算表明，银河系球状星团NGC 6535属于一个具有高质轻比的星团群体，这可能是由于底部重的恒星初始质量函数。我们使用已发表的哈勃太空望远镜数据来测量这个星团在其半光半径内的现今恒星质量函数，但发现它是底部光，加剧了动态测量与其已知恒星含量之间的差异。该星系团靠近银河系凸起和其相对较强的速度各向异性都是怀疑动力学质量测量的原因，但我们发现两者都不能直接解释差异的意义和大小。虽然对于高的质光比有其他可能的解释，例如存在大量的恒星残骸或暗物质，但我们发现这个星团非常令人困惑，因此我们现在将其排除在初始质量函数可能变化的讨论之外。因为这是唯一已知的老，银河系星团的人口中的高动态质光比集群，一些可能的解释集群属性的差异再次开放考虑。
2015-11-04 astro-ph.GA
A panoramic view of the circumgalactic medium in the photoionized precipitation model
我们考虑一个模型的环星系介质（CGM）中，反馈保持一个恒定的冷却时间比自由落体时间在整个晕，使整个CGM是稍微不稳定的多相冷凝。这个“沉淀模型”是由观测到的多相气体在核心的星系团和晕的大规模椭圆。我们来自模型的密度和温度分布的CGM周围的星系与银河系的质量相似。考虑到我们的太阳系在银河系的几何位置后，我们表明，CGM模型与观测到的OVI，OVII和OVIII柱密度一致，只有当温度波动与对数正态色散$σ_{\ln T} \sim 0.6$ - $1.0$包括在内。我们发现，OVI柱密度观察周围的恒星形成的星系需要系统的$σ_{\ln T}$比周围的被动星系更大的值，这意味着在磁盘中的恒星形成和CGM的状态之间的连接。银河系外紫外背景光电离不会显著改变像银河系这样的星系的CGM特征，但对低质量星系的CGM有更大和更显著的影响。
2021-08-18 astro-ph.GA
Revisiting long-standing puzzles of the Milky Way: the Sun and its vicinity as typical outer disk chemical evolution
我们提出了一个方案的化学富集的太阳附近，解决了G-矮星的问题，考虑到更大规模的限制。我们认为，在10千秒差距内的银河系盘已丰富到太阳的金属丰度的大规模恒星星族：厚盘，它本身形成了一个巨大的湍流气体盘。关键的新考虑是，厚盘提供的预富集与太阳半径处的恒星星族的质量分数无关，这是经典的由内而外的假设，但实际上与整个大质量厚盘的形成有关，这是由于在其形成过程中发生了剧烈的气相混合。因此，这个人口只占15-25%的本地恒星表面密度今天的事实是无关的“解决”G-矮星的问题。这一假设成立的唯一条件是，厚盘是由一个湍流的气体盘形成的，它允许金属的均匀分布，而不是径向分布，从而使太阳环富集到太阳的金属丰度。在太阳半径处，从外盘流出的气体与厚盘形成时留下的太阳金属丰度气体相结合，提供了形成具有正确金属丰度的薄盘所需的燃料，以解决G矮星问题。在R $>$ 6 kpc处的化学演化，特别是在太阳半径之外，可以用同样的方案重现。这些结果表明，本地的金属丰度分布是没有连接到银河系的气体吸积历史。最后，我们认为，太阳是典型的恒星在超过$\sim$ 6千秒差距（即，也正在经历稀释），并且没有内盘星的特征。[删节]
2019-03-29 astro-ph.GA
Stellar winds pump the heart of the Milky Way
银河系中央的超大质量黑洞Sgr A* 以非常低的速度吸积，使其成为一个非常不亮的星系核。尽管内秒差距内有数十颗沃尔夫-拉叶星以星风的形式提供${\sim}10^{-3}\rm\ M_{\odot}\ yr^{-1}$，但这种物质（$<10^{-4}$）中只有微不足道的一部分最终被吸积到Sgr A* 上。最近在其附近发现的冷气体（${\sim}10^4\rm\ K$）提出了这样的材料如何在Sgr A* 附近的敌对（${\sim}10^7\rm\ K$）环境中定居的问题。在这项工作中，我们表明，系统的质量损失的恒星吹风可以自然地占热，效率低下的吸积流，以及形成一个寒冷的盘状结构。我们运行流体动力学模拟使用基于网格的代码拉美西斯开始尽可能早地在过去观察系统的状态，在目前的时间。我们的研究结果表明，该系统达到准稳态约${\sim}500\rm\ yr$与材料被捕获的速度为${\sim}10^{-6}\rm\ M_{\odot}\ yr^{-1}$在${\sim}10^{-4}\rm\ pc$的尺度，与观察和以前的模型。然而，在更长的时间尺度（$\gtrsim3000\rm\ yr$）上，物质以盘的形式聚集在黑洞附近。考虑到Wolf-Rayet阶段（${\sim}10^5\rm\ yr$）的持续时间，我们得出结论，这种情况可能已经发生，并可能是Sgr A* 过去更活跃和/或其当前流出的原因。…
2019-12-04 astro-ph.GA
Constraining neutrino-DM interactions with Milky Way dwarf spheroidals and supernova neutrinos
本文利用银河系矮球状星系暗物质密度分布，通过超新星中微子散射导致的能量注入效应，给出了中微子-暗物质散射截面的新上限，并指出该约束强于以往结果。
2024-07-08 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
On velocity-dependent dark matter annihilations in dwarf satellites
银河系的矮球状卫星是暗物质（DM）间接搜索的主要目标。最近，人们重新评估了在长距离相互作用（通常称为索末菲增强）情况下预期的DM伽马射线信号。由于底层DM相空间分布函数的细节变得至关重要，因此最终结果中可能存在很大的不确定性。我们在这里提供了第一次尝试对这些系统学进行全面的调查，通过对现有恒星运动学数据集的贝叶斯推断，解决对银河系矮星的预期DM通量的影响。在重新考虑遍历系统的研究情况下，我们第一次调查的情况下，DM粒子轨道可能有径向或切向偏差。我们认为尖和核心参数DM密度分布，连同直接连接到视线可观测量的非参数晕建模的情况下。我们的工作的主要发现突出了假设的相空间分布的相关性：参考广义J因子，即视线卷积的空间部分的情况下，速度相关的湮灭率，增强（抑制）相对于各向同性相空间分布的限制的情况下，切向（径向）偏置DM粒子轨道。我们提供了新的估计J-因子的8个最明亮的银河系矮星也在速度无关的DM湮灭的限制，与文献中以前的结果很好地吻合，并推导出数据驱动的下限的基础上的非参数模型的晕密度。我们广泛的研究结果脱颖而出，作为该领域最先进的代表，并属于当前和未来的实验合作的利益，涉及DM间接检测计划。
2018-12-20 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The APO-K2 Catalog. II. Accurate Stellar Ages for Red Giant Branch Stars across the Milky Way
本研究基于K2星震学质量与APOGEE元素丰度，测定了APO-K2星表中4661颗红巨星的年龄，验证了银河系演化模型，指出α元素增丰对年龄估计的重要影响。
2024-04-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Probing the kinematics of the Local Group with chemically enriched gas in the Hestia simulations
Universidad de Buenos Aires（布宜诺斯艾利斯大学）；Instituto de Astronomía y Física del Espacio (IAFE, CONICET-UBA)（空间天体物理研究所）；Institut für Physik und Astronomie, Universität Potsdam（波茨坦大学物理与天文学研究所）；Leibniz-Institut für Astrophysik（莱布尼茨天体物理研究所）；New York University Abu Dhabi（阿布扎比纽约大学）；Center for Astrophysics and Space Science (CASS), New York University Abu Dhabi（阿布扎比纽约大学天体物理学与空间科学中心）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）
通过Hestia模拟研究本地群气体运动学，揭示不同离子的运动模式及质心方向的气体分布特征。
2026-01-19 astro-ph.GA
Modeling the vertical distribution of the Milky Way's flat subsystem objects
本文是一个初始阶段的考虑联合建模的银河系平坦的子系统的垂直结构和银河系的磁盘的平均表面的一般问题，考虑到自然和测量分散。我们近似的平均表面的银河系的磁盘与多项式模型，并确定其参数最小化的平方偏差的对象沿法线的模型表面。所开发的方法使我们能够同时识别银河系翘曲的重要细节，并估计太阳相对于银河系盘的平均（非平坦）表面的偏移量$z_\odot$，以及数据覆盖的盘的任意区域的对象系统的垂直尺度。该方法适用于经典造父变星的数据。显着的平均磁盘表面模型的局部极值被发现：在第一银河象限的最小值和最大值在第二。第三象限的一个众所周知的曲速已经被证实。发现模型的最优阶为$n_\text{o}=4$。$z_\odot = 28.1 \pm \left.6.1\right|_{\text{stat.}}\left.{}\pm1.3\right|_{\text{cal.}}$ pc的局部（靠近太阳，$n_\text{o}=0$）估计与非局部（$n_\text{o}=4$）$z_\odot = 27.1 \pm \left.8.8\right|_{\text{stat.}}\left.{}^{+1.3}_{-1.2}\right|_{\text{cal.}}$ pc接近，表明该方法消除了翘曲对$z_\odot$估计的影响.然而，造父变星$σ_ρ = 132.0 \pm \left.3.7\right|_{\…
2023-01-10 astro-ph.GA
Neutrinos from WIMP annihilation in the Sun : Implications of a self-consistent model of the Milky Way's dark matter halo
WIMP与质子的自旋无关（SI）和自旋相关（SD）弹性散射截面的上限，由太阳中WIMP湮灭的中微子通量的超神冈（S-K）上限所施加，以及它们与WIMP参数空间的“DAMA兼容”区域的兼容性，在该区域内，DAMA/LIBRA实验与其他直接探测实验的零结果是兼容的，在银河系有限尺寸暗物质（DM）晕的自洽模型的框架内进行了研究，该模型的参数由银河系旋转曲线数据拟合确定。我们发现，作为WIMP质量的函数的WIMP-质子弹性截面上的S-K隐含上限对各种WIMP湮灭通道的分支分数施加严格的限制。对于SI相互作用，如果WIMP主要湮灭为$\bbarb$ \和/或$\cbarc$，则S-K上限与WIMP参数空间的DAMA兼容区域一致，如果WIMP湮灭为$\tautau$和$ν\anu$分别发生在大于约10%和0.1%的水平，则DAMA兼容区域的部分可以被排除。对于SD相互作用，对可能的湮灭通道的限制要严格得多，如果考虑中的相对低质量（$\sim$ 2 - 20 GeV）WIMP主要湮灭为$\bbarb$、\ $\cbarc$、\$\tautau$和$ν\anu$终态的任何混合，则基本上排除了WIMP参数空间的DAMA兼容区域。
2012-05-21 astro-ph.GA hep-ph
Assessing the potential for liquid solvents from X-ray sources: considerations on bodies orbiting AGN
目的。我们的目标是建立一个粗略的第一个前景的潜在的某些生物相关的溶剂（水，氨和甲烷）以液体形式存在的最高几米的几个模拟表面（岩石和冰壳的各种成分）的假设机构轨道活动星系核（AGN），并调查在哪些限制下，这可能会发生。方法.我们一起调整和平均X射线光谱从一个样本的20个1型塞弗特星系计算的平均雪线的样本使用。在此基础上，我们介绍了一个假想的身体的轨道之间的距离变化的雪线半径的10%和100%，并计算了四个不同的模型表面组成的每个子表面衰减。月球表面的成分是基于月球土壤和银河系环核区域的溶剂冰。然后，我们将其用作热模型的连续源项。实例机构进行了系统的研究与1/30和20地球半径之间的大小。还考虑了进一步的离群值变化（例如物体的束缚旋转的情况），以在许多不同条件下的溶剂相的角度结束。结果我们发现，液体溶剂是可能的，在许多参数下，温度是液态水的主要约束条件，以及身体的大小和压力是液态甲烷和氨的主要约束条件。我们进一步发现，这些结果，雪线距离调整后，依赖于能量输出的中心源内的塞弗特1型活动星系核比其他参数，如身体的大小和溶剂的性质。
2022-02-09 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.HE
Next Generation Very Large Array Memo No. 7 Science Working Group 2: "Galaxy Ecosystems": The Matter Cycle in and Around Galaxies
本白皮书讨论了在1-116 GHz频率范围内工作的“下一代”甚大阵列（ngVLA）如何成为研究银河系和其他星系中“物质循环”的详细天体物理学的突破性工具。如果针对高亮度灵敏度进行优化，ngVLA将带来详细的微波光谱学和全无线电频谱能量分布的建模，作为0.1- 1弧秒分辨率的测量工具定期使用。这个波长范围包括对冷ISM的密度、激发和化学的强有力的诊断，以及对最近恒星形成速率、磁场、冲击和电离ISM的性质的多种示踪。我们强调的设计考虑，这将使该设施在这一领域的革命性，其中最重要的是大量的收集面积上公里长的基线。我们还强调了充分利用ngVLA的大型拟议收集区用于非常长的基线应用的强有力的案例，作为核心设计的一部分。这将允许测量星系的三维空间运动，超越本星系群，并将银河系映射到圆盘的远端。最后，我们讨论了非常高的分辨率和灵敏度的热辐射，其中包括观察黑洞的喂养和解决形成原星系团的建议相结合的收益。
2015-10-21 astro-ph.GA
