Synthetic Large-Scale Galactic Filaments -- on their Formation, Physical Properties, and Resemblance to Observations
使用人口提取的大规模的丝状体从AREPO模拟的银河系，我们试图了解在何种程度上观察到的大规模的丝状体的属性（长度$\gtrsim 100$ PC）可以解释的银河系动力学。从观察者的角度来看，在磁盘的星系，我们确定细丝形成纯粹由于星系动力学，没有反馈或本地自引力的影响。我们发现，大规模的银河系细丝本质上是罕见的，我们估计，在最大的大约一个灯丝每$\rm kpc^{2}$应确定在投影中，从我们的太阳在银河系的方向。在这种理想化的情况下，我们发现细丝在臂和臂间区域，并假设前者可能是由于气体压缩的螺旋势阱，与后者由于差分旋转。使用之前应用于观测的相同分析管道，我们分析了大规模银河系细丝的物理特性，并量化了它们对投影效应和银河系环境的敏感性（即它们是否位于臂或臂间区域）。我们发现，观察到的“巨分子丝”是一致的非自引力结构占主导地位的星系动力学。更直、更窄、更密集的“骨状”细丝，如典型的尼斯湖水怪细丝，与我们简单模型中的那些细丝具有相似的柱密度、速度梯度和银河平面高度（$z\approx$ 0 pc），但必须调用额外的物理效应（如反馈和自引力）来解释它们的长度和宽度。
2019-10-24 astro-ph.GA
The structure of HI in galactic disks: Simulations vs observations
我们生成合成HI银河系平面调查的螺旋星系模拟，其中包括恒星反馈过程。与没有反馈的模型相比，我们发现HI发射的尺度高度增加（与观测结果更一致）和更真实的空间结构（包括超新星吹泡）。合成数据显示HI自吸收，其形态与观察中所见相似。负责HI自吸收的材料的密度和温度与观测确定的值是一致的，并且发现仅弱依赖于吸收强度和恒星形成效率。
2012-01-24 astro-ph.GA
Are turbulent spheres suitable initial conditions for star-forming clouds?
到目前为止，大多数分子云和恒星形成的数值模拟，假设一个均匀密度的球体或盒子与强加的湍流速度场。在这项工作中，我们选择分子云从星系尺度模拟作为初始条件，提高其分辨率，并重新模拟他们使用SPH代码Gadget2。我们的方法提供了云的形态，内部结构和运动学，构成更一致和现实的初始条件模拟恒星形成。我们进行分子云来自银河系的模拟，和类似的尺寸，质量和速度色散的湍流气体球体之间的比较。我们专注于云的性质，如它们的密度，速度结构和恒星形成率。我们发现，银河系云的继承速度结构对恒星形成率和云的演化有显着的影响。我们的研究结果表明，虽然我们可以遵循恒星形成的时间演化在任何模拟云，捕捉整个历史是困难的，因为我们忽略了任何恒星形成之前可能发生的初始化。总的来说，湍流球体与银河系云的复杂性不匹配。
2014-10-07 astro-ph.GA
Synthetic $^{26}$Al emission from galactic-scale superbubble simulations
COMPTEL和INTEGRAL卫星在整个银河系观测到放射性微量元素$^{26}$ Al的辐射。特别是用INTEGRAL测量的多普勒频移将$^{26}$ Al与超级气泡联系起来，这可能会引导$^{26}$ Al沿着银河系旋转的方向从旋臂上流出。为了检验这一范式，我们进行了银河系尺度的模拟超气泡与$^{26}$铝注入银河系型星系。我们制作了模拟星系的全天空合成$γ-$射线发射图。我们发现$^{26}$ Al的1809 keV辐射随时间和观测者位置的变化而变化。这使我们能够估计一个额外的系统的变化0.2dex的恒星形成率来自$^{26}$铝不同的时间和测量位置在银河系型星系。高纬度的形态特征表明，附近的发射与相应的高集成$γ-$射线强度。我们证明，从我们模拟的星系的$^{26}$铝标度高度依赖于假设的晕气体密度。我们提出了第一个合成的1809keV的速度图从三维流体动力学模拟。$^{26}$ Al的视线速度可以显著不同于与冷气体相关联的视线速度。随着时间的推移，$^{26}$ Al的速度与INTEGRAL观测结果一致，在不确定性范围内，出现在任何给定的经度，广泛支持以前的建议，即$^{26}$ Al注入到大质量恒星膨胀的超级气泡中，可能是INTEGRAL观测结果中发现的高速度的原因。我们讨论了系统地改变超级气泡相对于旋臂的位置的效果。
2019-09-24 astro-ph.GA
SPHEREx mapping of diffuse PAH and H II emission in the Galactic plane
California Institute of Technology（加州理工学院）；Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology（加州理工学院喷气推进实验室）
本文利用SPHEREx初步测绘了银河系平面中弥散性PAH和离子氢气的分布，并研究了它们之间的关系。通过结合3.3微米PAH发射特征和4.05微米Brackett-α发射特征，发现PAH丰度与离子氢气之间存在显著反相关性，表明离子辐射是驱动PAH丰度变化的主要因素。
2026-06-03 astro-ph.GA
Efficient solution of the anisotropic spherically-aligned axisymmetric Jeans equations of stellar hydrodynamics for galactic dynamics
本文在各向异性（三积分）速度椭球与球极坐标系对齐的假设下，给出了恒星流体力学轴对称Jeans方程的一种灵活的解法。我描述和测试一个强大的和有效的算法，其数值计算。我概述了评价的内在速度矩和投影的所有第一和第二速度矩，包括视线速度和自行。该方法可以详细描述真实星系的光度学和运动学。它允许空间变化的各向异性，或恒星的质光比梯度，以及一般的暗物质分布和超大质量黑洞的列入。JAM_sph方法补充了我之前导出的圆柱对齐JAM_cyl和球面Jeans解决方案，我也在本文中进行了总结。使用JAM_sph或JAM_cyl获得的结果之间的比较可以用于评估推断的动态量的鲁棒性。作为一个例子，我用高质量的积分场光谱法对260个早期星系的3D样本进行了建模，使用了两种方法。我发现它们提供了统计上难以区分的总密度对数斜率。这可以解释以前报道的JAM方法在恢复真实或模拟星系的密度分布方面的成功。JAM_sph的参考软件实现包含在公开的JAM软件包中。
2020-04-23 astro-ph.GA
The sub-critical illusion: synthetic Zeeman effect observations from galactic zoom-in simulations
本文通过星系放大至亚pc尺度的模拟生成合成塞曼测量，发现HI云在H_2形成前已处于超临界状态，观测到的亚临界到超临界转变实为化学和激发偏差导致的错觉。
2024-09-26 astro-ph.GA
Synthetic observations of dust emission and polarisation of Galactic cold clumps
银河系冷团块的普朗克目录（PGCC）包含了超过13000个根据冷尘埃特征探测到的来源。它们被认为是由静止的、恒星形成前的和已经形成恒星的物体组成。我们从云模拟中提取了PGCC型物体，并研究了它们的物理和偏振特性。通过与PGCC星表的比较，可以进一步验证PGCC星表的性质，为星际介质的数值模拟提供有价值的检验。我们使用了几个MHD快照来定义我们模型的密度场。通过辐射转移计算获得了表面亮度和偏振的亚毫米图像。我们研究了合成冷团目录的统计数据，并研究了团极化分数p的变化。合成目录中的团大小，纵横比和温度与PGCC相似。通量和柱密度小了几倍。这不是因为尘埃不透明度增加，而是因为模型的平均气柱密度增加了2 ~ 3倍，接近N（H2）= 10^22 cm-2。当视线平行于平均磁场时，极化分数倾向于向团块中心增加，与观测相反。当场垂直时，极化分数倾向于朝向团块减小，但是$p$的下降很小（例如，从p~8%到p~7%）。磁场几何形状使模拟团块中的极化分数平均仅降低Δp~1%。朝向实际PGCC团块看到的较大下降表明致密介质中的晶粒排列的一些损失，例如由辐射扭矩机制预测的。统计研究无法量化PGCC团块尺度上的粉尘不透明度变化。
2019-08-09 astro-ph.GA
Mass-Loading and Non-Spherical Divergence in Hot Galactic Winds: Implications for X-ray Observations
冷云预计将被摧毁，并纳入热超新星驱动的星系风。风的冷介质的质量加载修改体积速度，温度，密度，熵，和丰富的配置文件的热相相对于非质量加载流出。我们提供了一般的方程和限制，这种物理，可以用来推断率的冷气体夹带从X射线观测，占非球形膨胀。一般来说，当马赫数大于某一临界值时，质量加载会改变密度和温度分布，降低速度，增加熵。我们首先将这个模型应用到最近的高分辨率银河系外流模拟中，可以直接推断出质量负载。我们表明，温度，熵，和成分配置文件是匹配良好的，提供证据表明，这种物理设置散装热气体配置文件。然后，我们模拟弥漫的X射线发射的本地星暴M82。非球形（更圆柱形）流出几何形状直接取自观察到的X射线表面亮度分布。这些模型意味着一个总的质量加载率，这是大约等于注入的恒星暴，$\simeq 10$ M $_\odot$年$^{-1}$，他们预测的渐近热风速度$\sim 1000\,{\rm km \ s^{-1}}$是$\sim1.5-2$倍小于以前的预测。我们还展示了如何观察到的熵分布可以用来约束外流速度，预测未来的任务，如XRISM。我们认为，所观察到的X射线边缘增亮可以解释在外流的边缘质量负荷。
2021-10-05 astro-ph.GA
Heart of Darkness: the influence of galactic dynamics on quenching star formation in galaxy spheroids
淬火星系经常被观察到包含一个强大的隆起组件。关键的问题是，这是否反映了一种因果关系--恒星的形成会被早期星系的球状体或球状体动态地淬灭吗？我们系统地研究这些形态成分对恒星形成的影响，通过执行一套流体动力学模拟孤立星系包含一个球体。我们改变的凸起质量和尺度半径，而总的初始恒星，晕和气体质量保持不变，与气体的分数为5%。此外，我们认为两个不同的次网格恒星形成处方。第一个遵循大多数模拟在文献中假设一个恒定的恒星形成效率每自由落体的时间，而在第二个模型中，它取决于气体维里参数，湍流碎片的高分辨率模拟。在所有的模拟中，中心球体增加了朝向银河系中心的气体速度色散。这增加了气体盘的引力稳定性，抑制了碎片和恒星的形成，并导致星系拥有非常平滑和静止的气体盘，这些气体盘位于星系主序星以下。当使用更复杂的、依赖于动力学的恒星形成模型时，这些效应会放大。最后，我们发现了一个显着的中央恒星表面密度和恒星形成率（SFR）之间的关系，这样，最膨胀为主的星系表现出最强的偏离主序星。我们的结论是，SFR的星系不仅是由吸积和反馈之间的平衡，但进行（有时占主导地位）的引力势的依赖。
2020-05-07 astro-ph.GA
Thermal instabilities in cooling galactic coronae: fuelling star formation in galactic discs
我们调查的手段，冷气体可以吸积到银河系质量星系从一个热的气体日冕，使用一个新的平滑粒子流体动力学代码，“SPHS”。我们发现，在许多经典的SPH模拟在文献中看到的“冷块”不存在于我们的SPHS模拟。相反，冷气体从晕中沿着细丝凝结，细丝形成于超新星驱动的气泡的交叉点，这些气泡来自恒星形成的早期阶段。这种正反馈将冷气体直接输送到星系盘，进一步推动恒星的形成。在SPH和SPHS模拟中得到的星系在形态、气相图和恒星含量上有很大的不同。我们发现，经典的SPH冷团是由于冷气体无法在热晕中混合而引起的数值热不稳定性。SPHS中混合的改进处理抑制了这种不稳定性，导致显著不同的物理结果。在我们最高分辨率的SPHS模拟中，我们发现冷丝分裂成形成恒星的束缚团块。与周围的气体相比，细丝的密度是10-100倍，这表明碎片是由密度过大驱动的物理非线性不稳定性造成的。这种盘状星系生长的“分裂细丝”模式对星系形成有着重要的意义，特别是恒星形成在将冷气体带入盘状星系中的作用。
2012-09-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Photometric metallicity for 694233 Galactic giant stars from Gaia DR3 synthetic Stromgren photometry. Metallicity distribution functions of halo sub-structures
本研究利用Gaia DR3合成斯特龙格伦测光，通过两种定标方法为694233颗巨星推导光度金属丰度，验证其准确性，并用于揭示银河系晕亚结构的金属丰度分布。
2023-04-21 astro-ph.GA
Radiative transfer with POLARIS. II.: Modeling of synthetic Galactic synchrotron observations
我们提出了一个更新版本的POLARIS，一个完善的代码指定的尘埃偏振和线辐射转移（RT）在任意天体物理环境。我们通过同步加速器功能扩展了现有的偏振发射功能。在这里，我们结合国家的最先进的解决方案的同步加速器RT系数与数值方法求解完整的方程组的RT问题，包括法拉第旋转（FR）以及法拉第转换（FC）。我们验证代码对银河系和河外观测进行统计分析的合成全天空同步加速器地图的星系内的位置和河外观测。对于这些测试方案，我们应用一个基于复杂的磁流体动力学（MHD）模拟和人口合成后处理技术的银河系模型，我们探索不同的参数来模拟自由电子的分布和湍流磁场分量。我们发现，一个强烈的波动场是必要的模拟合成的同步辐射观测在小尺度上，我们认为，法拉第旋转单独可以占同步信号的去偏振，我们讨论了银河系内的观测位置的重要性。总而言之，我们得出的结论是，POLARIS是预测同步加速器发射和偏振（包括现实银河系背景下的法拉第旋转）的高度可靠的工具。因此，它可有助于更好地了解当前和未来观测任务的结果。
2019-07-29 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.IM
Synthetic dust polarization emission maps at 353 GHz for an observer placed inside a Local Bubble-like cavity
本研究模拟了类 Local Bubble 腔体内部观测者在 353 GHz 的尘埃偏振发射，发现腔壁作为半透明偏振滤光片影响背景发射，且合成数据与 Planck 卫星观测在中纬度定性一致，但高纬度结构差异表明银河系全局环形磁场的重要性。
2023-06-19 astro-ph.GA
Analyzing spiral structure in a galactic disk with a gaseous component
使用GADGET2，我们进行了一个SPH+ N体模拟的星系盘恒星和气体粒子。该模拟允许比较不同盘部件中的螺旋结构。此外，我们还进行了一个没有气体成分的模拟，以探索气体对恒星螺旋图案的影响。
2013-10-17 astro-ph.GA
Galactic Isotopic Decomposition for the Sculptor Dwarf Spheroidal Galaxy
恒星演化模型需要初始同位素丰度集作为输入，但这些丰度在太阳附近之外是不完整的，从元素观测中推断是具有挑战性的，并且是星系特定的。不同于银河系（MW）的成分具有独特的化学历史，并且对探索很重要。我们提出了一个同位素的历史模型的雕塑矮球状星系（dSph）的天体物理过程的基础上，使用GCE模型，它可以估计同位素丰度为未来的核合成研究的补充方法。我们使用OMEGA化学演化代码近似了Sculptor晚期演化的同位素组成，并使用大爆炸核合成（BBN）预测作为其他边界条件。同位素丰度从晚期演化到BBN值，根据负责其生产的天体物理过程进行缩放。将同位素丰度汇总为元素丰度，并拟合观测的Sculptor丰度数据以调整自由参数。完整的模型给出了大质量恒星、Ia型超新星、主$s$过程峰和$r$过程贡献的平均同位素历史。我们发现，Ia型SNe贡献$\approx$ 86%的后期演化Fe丰度，这与其他dSPH化学演化研究一致，并大于典型的MW值$\approx$ 70%，发现使用类似的过程。该模型还发现，中子星合并贡献$\approx$ 30%的后期演化Eu丰度，这表明CCSNe可能是占主导地位的$r$过程的祖先dSphs。
2021-07-21 astro-ph.GA
Galactic Tides and the Shape and Orientation of Dwarf Galaxy Satellites
我们使用宇宙学的N体模拟的宝瓶座项目，研究潮汐效应的暗物质晕的形状和方向的子结构。虽然潮汐通常被认为是提高asphericity和拉伸subhaloes切向，这些影响是短暂的：在早期的工作中，我们发现，subhaloes受潮汐影响变得更加球形，并显示出强大的径向对准的主机晕的中心。这些结果，结合半解析模型的星系形成，可以用来评估银河系潮汐对观测到的人口的矮球状体（dSPH）卫星的银河系和仙女座星系。如果像模型所建议的那样，像天炉座和狮子座I这样的发光dSph中相对较低的暗物质含量是由于潮汐剥离造成的，那么它们的引力势必须比像天龙座或船底座这样的暗物质占主导地位的系统更接近球形。该模型还预测了潮汐引起的卫星的统计过剩，其主轴与中央星系的方向一致。我们在M31卫星群中找到了诱人的证据，这表明潮汐可能在其进化中发挥了重要作用。
2014-10-22 astro-ph.GA
Spherical harmonics analysis of Fermi gamma-ray data and the Galactic dark matter halo
我们认为，伽玛射线球谐函数图的分解是一个敏感的工具，研究暗物质（DM）的湮灭或衰变的主要星系晕的银河系。在不包括银河平面的窗口中使用球谐分解，我们发现，对于一年的费米数据，在天体物理背景中添加一个球模板（例如视线DM湮灭剖面）会显著降低数据拟合的卡方系数。在某些能量仓中，这种DM样分数的显著性高于三个西格玛。这可以被看作是DM湮灭信号的暗示，尽管此时不能排除天体物理来源。我们使用导出的DM分数作为DM湮灭信号的保守上限。在bb-棒湮灭通道的情况下，极限比矮星系的极限小两倍。我们的方法的不确定性主要是由系统学建模的天体物理背景。我们表明，与一年的费米数据的统计灵敏度将足以检测DM湮灭与热冻结的截面的质量低于100 GeV。
2011-08-09 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
Synthetic HI observations of a simulated spiral galaxy
使用环面辐射转移代码，我们产生的21厘米中性氢线的螺旋星系的SPH模拟的合成观测。将该星系的SPH表示映射到AMR网格上，并使用射线追踪方法计算了在不同速度通道和空间像素下通过AMR网格的视线的21 cm线发射。其结果是一个合成的光谱立方体，可以直接与真实的观察。我们比较我们的合成光谱立方体的观测M31和M33，发现很好的协议，从而增加速度通道跟踪星系的主盘。合成数据还显示了螺旋臂上的速度扭结，这是非圆形速度的证据。即使当我们将数据模糊到与观测结果相似的分辨率时，这些仍然存在，但在M31和M33中基本上不存在，这表明这些星系不包含显著的螺旋激波。因此，我们的地图的详细速度结构更好地代表了以前的观测大设计螺旋M81。
2010-04-19 astro-ph.GA
IRIS: Deciphering Spectral-Line Imagery of the Galactic Center by Machine-Learning on Simulations
University of Connecticut（康涅狄格大学）；Stony Brook University（石溪大学）；Universität Heidelberg（海德堡大学）
为解决从边缘视角理解银河系中央分子区三维结构的问题，引入IRIS，用深度卷积神经网络，通过对模拟数据训练将边缘观测转化为俯视图，还开发了加速代码，证明该方法可破解其三维结构。
2026-07-01 astro-ph.GA
The ACS Survey of Galactic Globular Clusters XI: The Three-Dimensional Orientation of the Sagittarius Dwarf Spheroidal Galaxy and its Globular Clusters
我们利用ACS对银河系球状星团的观测研究来研究人马座矮球状星系（Sgr）内部区域的空间分布。我们结合先前发表的分析，位于附近或在Sgr核心（M54，Arp 2，Terzan 7和Terzan 8）与一个新的分析弥漫的Sgr材料中确定的五个低纬度银河系隆起集群（NGC 6624，6637，6652，6681和6809）的背景下观察到的ACS调查的一部分。通过比较凸出集群CMD我们以前的分析M54/Sgr核心，我们估计这些背景功能的距离。来自四个Sgr成员星系团和五个Sgr背景特征的组合数据提供了九个独立的Sgr距离测量值，并且作为一个整体，提供了跨越20度的Sgr内部区域不同部分的统一测量和校准探针。这使我们能够，第一次，约束的三维方向的Sgr的破坏核心和球状星团系统，并比较该方向的预测的N体模型的潮汐破坏。Sgr碎片的密度和距离与主张Sgr核心质量相对较高和距离略大（28-30千秒差距，平均值为29.4千秒差距）的模型一致。我们的分析还表明，M54在Sgr dSph中心的投影上位于Sgr的前景约2 kpc。虽然这意味着星系团和Sgr核沿着视线有一个显著的对齐，但我们在分析中无法确定任何系统性的影响，这会错误地产生测量的2 kpc分离。最后，我们发现星团Terzan 7在四个Sgr核心星团中具有最大的差异距离（25 kpc），这可能表明与其他Sgr核心星团不同的动力学历史。
2011-08-31 astro-ph.GA
Structure and Substructure of Galactic Spheroids
在低红移的所有类型和环境的星系的完整的空间化学动力学结构提供了一个重要的伴奏观测星系形成在高红移。接下来的十年带来了观测的机会，以强烈约束附近星系的恒星形成和组装的历史，特别是在球体中，这些球体构成了宇宙中绝大多数恒星质量，但到目前为止一直难以研究。为了限制建立球状“红序”的途径，随着改进的宽视场仪器越来越多，可以将测光和光谱学中的各种标准技术，特别是分辨球状星团和行星状星云等示踪物的技术，扩大到全面调查。与此同时，巨型望远镜上自适应光学的进展可能首次允许对这些系统中单个恒星的大样本进行深入、分辨的光度和光谱分析，从而使星系研究发生革命性变化。通过对整个宇宙时间内恒星和星系形成的详细建模和自洽模拟，需要强有力的理论支持来理解新的观测约束。
2009-02-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Synthetic catalog of black holes in the Milky Way
我们提出了一个开放存取的数据库，其中包括一个综合目录的黑洞在银河系。为了计算单星和双星的演化，我们使用了更新的人口合成代码StarTrack。我们应用了一个新的恒星形成历史和化学演化的银河系盘，球和晕综合观测和理论数据的模型。我们发现，在目前的时刻银河系（盘+球+晕）包含约1.2 x 10^8个平均质量约为14 Msun的单个黑洞和9.3 x 10^6个平均质量为19 Msun的双星系统黑洞。我们目前的基本统计性质的BH人口，如分布的单个和二进制BH的质量，速度，轨道参数或数量的BH二进制系统在不同的演化配置。我们发现最大质量的黑洞是在BH-MS、BH+He、BH-BH等双星系统的并合中形成的。由于恒星风的存在，恒星星族的金属丰度对最终BH质量有重要影响。因此，在我们的模拟中，最大的单BH，113 Msun，起源于合并的氦星和黑洞在低金属量恒星环境中的星系晕。双星系统中质量最大的BH为60 Msun，也是在星系晕中形成的。我们的限制，只有0.006%的总星系晕质量（包括暗物质）可以隐藏在恒星起源的BH的形式是目前的观测调查无法检测。银河系双星BH是少数（所有银河系BH的10%），其中大多数都在BH-BH系统中。目前银河系中两种常见包络模型的合并速率：BH-BH为300万~ 8100万r ^-1，BH-NS为100万~ 900万r ^-1，NS-NS为1400万~ 5900万r ^-…
2020-04-07 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Synthetic extinction maps around intermediate-mass black holes in Galactic globular clusters
在过去的几十年里，人们一直致力于解释由恒星演化理论估计的团内介质（ICM）的数量与观测中出现的球状星团（GC）之间的差异。一种可能的情况是这种介质被星系团中心的中等质量黑洞（IMBH）吸积。在这项工作中，我们的目标是模拟集群颜色过剩的配置文件作为示踪剂的ICM密度，无论有没有IMBH。比较的配置文件与观测，使我们能够测试IMBH的存在和它们可能的作用，在清洁的ICM。我们从流体动力学模型的吸积到一个中央IMBH在GC的团内密度分布，我们确定相应的尘埃密度。这个模型适用于25个银河系GC的列表。我们发现，中央IMBHs减少了几个数量级的ICM。在9个星团的子集中，没有黑洞，加上星团内介质温度低，这与目前的气体质量含量估计不一致。因此，我们得出结论，IMBH是一种有效的清洁机制的ICM的GC。我们构造了M62和ω Cen的合成消光图，这两个星系团是9个小子集中的两个星系团，具有观测到的二维消光图。我们发现，在合理的假设下的模型参数，如果在M 62的气体温度接近8000 K，IMBH需要调用。ICM对GC中气体和尘埃的进一步观测可能有助于解决这个问题。
2016-05-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
The cold dark matter content of Galactic dwarf spheroidals: no cores, no failures, no problem
我们研究的暗物质含量的卫星星系的Lambda CDM宇宙学流体动力学模拟的本地集团从APOSTLE项目。我们发现之间的模拟结果和估计的9个最明亮的银河系矮椭球体（dSphs）来自他们的恒星速度色散和半光半径非常吻合。潮汐剥离通过从外向内逐渐去除暗物质而发挥重要作用，特别影响到亮度比平均大小大的较暗卫星和系统。我们的模型表明，潮汐已经显着减少了暗物质含量的灿文I，六分仪，船底座，天炉座，一个预测，可以通过比较它们与匹配的光度和大小的场星系进行测试。在过去，对单个矮星的暗物质含量的观测估计一直被低估，有时甚至被低估得很厉害。我们使用我们改进的估计，重新审视“太大而不能倒”的问题，在早期的N体工作。我们加强和扩展我们以前的结论，APOSTLE模拟显示没有这个问题的迹象。解决办法并不需要暗物质剖面中的“核心”，而是依赖于在解释观测数据和解释理论建模中的“重子效应”时修正假设和不确定性。
2016-07-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Chemical Evolution of the Draco Dwarf Spheroidal Galaxy
我们提出了一个丰富的分析的基础上选择跨越整个范围的天龙座矮球状星系的金属丰度的8颗恒星的高分辨率光谱。我们发现样品星的[Fe/H]在-1.5到-3.0 dex之间。结合我们的样品与先前发表的工作，共14个发光的天龙座巨星，我们表明，丰度比[Na/Fe]，[Mg/Fe]和[Si/Fe]的天龙座巨星重叠的星系晕巨人在最低的[Fe/H]探测，但显着较低的铁金属量天龙座恒星。对于爆发性α元素Ca和Ti，[Fe/H] > -2.4 dex的天龙座巨星的丰度比近似恒定，并且略低于太阳，远低于星系晕星的特征值。s过程对重元素产生的贡献开始于比星系晕低得多的Fe金属丰度。使用玩具模型，我们比较的行为的丰度比内的样本的天龙座巨星与那些从文学的银河系球状星团，船底座和Sgr dSphgalaxies。这些差异似乎与重元素积累的时间有关，其中天龙星的速度最慢。我们注意到在我们的样品中存在一个[Fe/H] < -3.0 dex的天龙座巨星，并重申内星系晕可能是由早期的银河系卫星星系吸积和年轻的球状星团溶解形成的，而外晕可能是由后来的卫星星系吸积形成的。
2009-06-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Insights from Synthetic Star-forming Regions: I. Reliable Mock Observations from SPH Simulations
通过对一个不断发展的恒星形成区域的流体动力学模拟的综合观测，我们评估了观测技术的选择如何影响跟踪恒星形成的性质的测量。测试和校准观测测量需要尽可能真实的合成观测。在这一部分的论文系列（纸I），我们探讨了不同的技术，如何映射的密度和温度的分布从基于粒子的模拟到适合于辐射转移的Voronoi网格，从而探索其准确性。我们进一步测试了不同的方法来建立辐射转移，以产生现实的合成观测。我们给出了所有方法的详细描述，并最终推荐技术。我们已经发现，当盲目地将尘埃辐射转移温度与流体动力学气体温度耦合时，20微米附近的通量被严重高估。我们发现，而不是假设一个恒定的背景尘埃温度除了辐射转移加热，恢复的通量是与实际观测一致。我们提出了大约5800现实的合成观测斯皮策和赫歇尔波段，在不同的进化时间步长，距离和方向。在本系列即将发表的论文（论文II，论文III和论文IV）中，我们将使用我们真实的合成观测来测试和校准恒星形成率（SFR），气体质量和恒星形成效率（SFE）的测量。
2016-03-07 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
On Synthetic Absorption Line Profiles of Thermally Driven Winds from Active Galactic Nuclei
在所有附近活动星系核（AGN）中观察到的温暖吸收体是位于距中央引擎秒差距尺度距离处的电离流出的示踪物。如果最小的推断电离参数对应于几个$10^4$ ~K的等离子体，那么气体经历从束缚到非束缚的转变，只要它在更大的半径处被进一步加热到$\sim 10^6$ ~K。Dannen等人最近发现，在这种情况下，热驱动风的解是不稳定的，甚至由于热不稳定而显示出非常密集的团块。为了探索这些新的风的解决方案的观测后果，我们计算线轮廓的基础上的一维模拟Dannen等人。我们显示如何线轮廓，即使是一个简单的稳态风的解决方案依赖于吸收离子的电离能（IE），这是一个反映风电离分层。为了组织线形状的多样性，我们将它们分为四类：弱高斯，饱和的四方形配置文件，并没有扩展的蓝翼，和广泛的弱配置文件。具有后两类中的轮廓的线由具有最高IE的离子产生，其探测最快的区域。它们的最大蓝移与热不稳定模型中的最高流速一致，包括稳态和clusterian版本。相比之下，在热稳定模型中最高IE线的最大蓝移可以小于实际溶液速度的一半。Clurides解决方案可以额外的印记可区分的吸收槽在广泛分离的速度。
2021-05-15 astro-ph.GA astro-ph.HE
The torsion of stellar streams and the overall shape of galactic gravity's source
该研究提出恒星流扭转作为暗物质晕几何的探测可观测量，通过模拟和观测数据分析发现银河系暗物质晕存在非球对称性，为后续测定暗物质晕椭率提供了新方法。
2024-04-09 astro-ph.GA gr-qc
Supernovae and the Galactic Ecosystem
超新星是恒星反馈的主要来源，对星系形成和演化起着重要的调节作用。虽然这种反馈过程仍然很不确定，但它可能不是由于通常观察到的单个超新星遗迹。大多数超新星可能发生在低密度的热气体环境中，如超级气泡和星系凸起，并且通常不会产生持久的明亮残留物。我回顾了最近的观测和理论工作，这种超新星对星系生态系统的影响，特别是在超级气泡和星系球状体的热气。
2014-01-23 astro-ph.GA astro-ph.HE
Science Impacts of the SPHEREx All-Sky Optical to Near-Infrared Spectral Survey: Report of a Community Workshop Examining Extragalactic, Galactic, Stellar and Planetary Science
SPHEREx是一个被选定为A阶段的SMEX任务。SPHEREx将进行第一次全天空光谱巡天，为每6.2”像素提供0.75至4.18 $μ$ m [R $\sim$ 41.4]和4.18至5.00 $μ$ m [R $\sim$ 135]的光谱。SPHEREx团队提出了三个具体的科学调查，以进行这一独特的数据集：宇宙暴胀，星际和星周冰，以及银河系外的背景光。然而，很明显，天体物理学和行星科学中的许多其他问题可以通过SPHEREx数据来解决。SPHEREx团队于2016年2月召开了一次社区研讨会，旨在寻求更多科学家的帮助来定义这些问题。本文总结了丰富多样的调查菜单。它包括研究主带和特洛伊/希腊小行星的组成;以前所未有的空间和光谱分辨率绘制黄道光图;查明和研究金属量极低的恒星;改进恒星参数，以便更好地确定凌日系外行星的特征;研究星际介质中的脂肪族和芳香族含碳分子;绘制邻近星系的恒星形成率图;确定星系团的红移;在整个天空中识别高红移类星体;并为大多数eROSITA X射线源提供近红外光谱。所有这些研究，以及这里没有列出的其他研究，都可以用SPHEREx产生的标称全天光谱进行。此外，研讨会确定了增强的数据产品和用户工具，这将有助于其中一些科学研究。最后，讲习班注意到SPHEREx与其他一些目前或即将实施的计划之间的高度协同作用，包括JWST、WFIRST、Euclid、GAIA、K2/Kep…
2016-06-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Chemical Composition of Extremely Metal-Poor Stars in the Sextans Dwarf Spheroidal Galaxy
利用斯巴鲁望远镜高色散摄谱仪的高分辨率（R= 40，000）光谱测量了六分仪矮球状星系中6颗极贫金属（[Fe/H]<-2.5）星的化学丰度。(1)从高分辨率光谱中获得的Fe丰度与从低分辨率光谱中的Ca三线态线估计的金属丰度吻合得很好。在六分仪中缺乏[Fe/H]=<-3的恒星，这是通过之前对Ca三重态的估计发现的，我们的测量证实了这一点，尽管我们注意到，需要对更大样本的恒星进行高分辨率光谱分析，以估计具有如此低金属丰度的恒星的真实比例。(2)虽然其中一个天体显示出镁的过剩（类似于星系晕星），但其余五颗恒星的镁/铁比值与太阳值相似。这是第一次在矮球状星系中发现如此低金属丰度的低Mg/Fe比。在这五颗恒星中没有发现钙和钛过度丰度的证据，尽管对这些元素的测量不太确定。相对于星系晕星，产生低Mg/Fe比的可能机制进行了讨论。(3)Ba在四个天体中含量不足，而其余两颗恒星则表现出大量和适度的过剩。Ba的丰度分布与星系晕相似，表明重元素的富集与星系晕相同，可能是从金属丰度[Fe/H] <-2.5开始的r过程。
2009-04-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
