Chemical evolution of the Galactic bulge as traced by microlensed dwarf and subgiant stars. VIII. Carbon and oxygen
上下文：[删节]。对于银河系凸起，目前基本上没有对未进化恒星中的碳进行测量，这阻碍了我们将银河系化学进化模型与这个仍然神秘的恒星星族的观测数据进行适当比较的能力。目标：我们的目标是确定我们的91个微透镜凸起矮星和亚巨星样本的碳丰度。再加上对氧的新测定，这形成了第一个具有统计学意义的具有C和O丰度测量的膨胀星样本，并且C丰度没有被恒星内部的核燃烧过程改变。方法：分析是基于91颗矮星和次巨星的高分辨率光谱，这些恒星是在恒星亮度被高度放大的微透镜事件中获得的。碳丰度通过谱线合成9100 A附近的五条CI线来确定，氧丰度使用7770 A附近的三条OI线来确定。[简略]结果：样本中91颗恒星中有70颗的碳丰度可以确定，样本中91颗恒星中有88颗的氧丰度可以确定。[C/Fe]比基本上与[Fe/H]同步演变，以太阳值为中心。[O/Fe]-[Fe/H]趋势的外观非常类似于在凸起中观察到的其他α元素[缩写]。当把核球样本分成两个亚组时，一个小于8 Gyr，一个大于8 Gyr，这两个亚组中的恒星完全遵循太阳邻域薄盘和厚盘定义的元素丰度趋势。与最近的[C/O]-[O/H]平面上的银河系化学演化模型的比较表明，与数据最匹配的模型是考虑到银河系薄盘和厚盘计算的模型。[简略].
2021-09-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical evolution of the Galactic bulge as traced by microlensed dwarf and subgiant stars. VI. Age and abundance structure of the stellar populations in the central sub-kpc of the Milky Way
我们提出了一个详细的元素丰度研究的90 F和G矮星，关闭和亚巨星在银河系核球。根据引力微透镜事件期间获得的高分辨率光谱，确定了恒星年龄和11种元素（Na，Mg，Al，Si，Ca，Ti，Cr，Fe，Zn，Y和Ba）的丰度。我们发现银河系球核有一个宽的金属丰度分布，在[Fe/H]=-1.09，-0.63，-0.20，+0.12，+0.41处有显著的峰值。我们还发现了很大一部分中龄到年轻的恒星：在[Fe/H]>0时，超过35%的恒星年龄小于8 Gyr。当[Fe/H]<-0.5时，大多数恒星都是10 Gyr或更老。我们还确定了几个事件时，显着的恒星形成在隆起发生：3，6，8，和12 Gyr前。我们进一步发现，“膝”的α元素丰度趋势的亚太阳金属丰度隆起位于约0.1德克斯高[Fe/H]比在当地厚盘。银河核球具有复杂的年龄和丰度特性，似乎与银河系主要的恒星星族紧密相连。特别是，在金属丰度分布的峰值，恒星形成的情节，和丰度的趋势，显示与银河系薄和厚盘的属性相似。与此同时，在凸出区域之外还有一些看不到的其他成分，这些成分很可能与银河酒吧有关。例如，恒星形成的速度似乎在凸起中比在局部厚盘中稍快，这很可能是更接近银河系中心的致密恒星环境的指示。我们的研究结果加强了观测证据，支持银河系凸起的长期起源的想法，形成了其他主要的银河系恒星星族存在于我们的银河系中心区域。
2017-07-10 astro-ph.GA
Chemical evolution of the Galactic bulge as traced by microlensed dwarf and subgiant stars. II. Ages, metallicities, detailed elemental abundances, and connections to the Galactic thick disc
凸出部是银河系中最不为人所知的主要恒星星族。我们所知道的大部分关于膨胀的形成和演化来自明亮的巨星。关于巨星代表所有恒星的基本假设，以及准确地追踪恒星星族的化学演化的假设，目前还在争论之中。特别是，最近对一些微透镜矮星的观测给出了一个与巨星非常不同的膨胀演化图像。[摘要]我们对银河系凸起的矮星进行了详细的元素丰度分析，基于在引力微透镜事件期间恒星被光学放大时获得的高分辨率光谱。[摘要]我们提出了详细的元素丰度和恒星年龄的六个新的矮星在银河系的隆起。结合这些与以前的事件，在这里用相同的方法重新分析，我们研究了一个均匀的样本的15颗恒星，这构成了最大的样本迄今为止的微透镜矮星在银河系的隆起。我们发现这些恒星的金属丰度范围从[Fe/H]=-0.72到+0.54，平均金属丰度<[Fe/H]>=-0.08+/-0.47，接近于基于膨胀区巨星的平均金属丰度。此外，恒星遵循定义明确的丰度趋势，[Fe/H]<0的趋势与当地银河系厚盘的趋势非常相似。这表明，隆起和厚盘有，至少部分，可比较的化学历史。在亚太阳的金属丰度，我们发现膨胀矮星有一贯的老年龄，而在超太阳的金属丰度，我们发现一个广泛的年龄范围。使用新的年龄和丰富的结果从微透镜矮星，我们调查可能的形成方案的隆起。
2010-01-06 astro-ph.GA
Stars as cosmic scales: measuring stellar mass with microlensed supernovae
本文提出利用引力透镜超新星的通量比异常和焦散穿越事件，在不假设恒星质量的情况下，将恒星质光比约束至约15%、微透镜质量约束至约50%，验证了微透镜作为宇宙标尺的可行性。
2025-03-31 astro-ph.GA
Chemical evolution of the Galactic bulge as traced by microlensed dwarf and subgiant stars. V. Evidence for a wide age distribution and a complex MDF
基于引力微透镜事件期间获得的高分辨率光谱，我们提出了一个详细的元素丰度分析的32个矮和亚巨星在银河系的隆起。[摘要]，我们现在有58个微透镜凸起的矮星和亚巨星已经被均匀分析。样品的主要特征和可以得出的结论是：（i）金属丰度分布（E2）很宽，涵盖[Fe/H]=-1.9至+0.6之间的所有金属丰度;（ii）在我们以前对较小样品的分析中，（26颗微透镜恒星）不再明显;相反，它具有复杂的结构，并且开始出现多个组件的迹象。[缩写];（iv）[Fe/H]>-0.1的富金属星年龄变化很大，从2 Gyr到12 Gyr不等，其分布在4-5 Gyr附近有一个主峰，并有一个向更高年龄延伸的尾部;（v）在[α/Fe] - [Fe/H]中有迹象表明，“拐点”出现在[Fe/H] = -0.3至-0.2附近，与局部厚盘的“拐点”相比，这是一个略高的金属丰度。这表明，贫金属凸起的化学富集比局部厚盘观察到的要快一些。微透镜凸起矮星的结果结合文献中的其他发现，特别是凸起具有圆柱旋转的证据，表明银河系可能是一个几乎纯的盘状星系。这样一来，凸起就只是银河系其他恒星星族（薄盘、厚盘、晕和.？）的聚集体，一起居住在银河系的中心部分，受到银河酒吧的影响。
2012-11-29 astro-ph.GA
Chemical evolution of the Galactic bulge as traced by microlensed dwarf and subgiant stars. IV. Two bulge populations
[摘要]基于UVES/VLT获得的高分辨率（R~42000 ~ 48000）和高信噪比（S/N~50 ~ 150）光谱，我们给出了银河系核球区26颗微透镜矮星和亚巨星的详细元素丰度（O，Na，Mg，Al，Si，Ca，Ti，Cr，Fe，Ni，Zn，Y，Ba）和恒星年龄。分析是基于等效宽度测量和标准的1-D LTE MARCS模型恒星大气。我们还提出了NLTE锂丰度的基础上线合成的7 Li线在670.8 nm。我们发现，球核金属丰度分布（BLM）是双峰型的;一个峰值在[Fe/H]= -0.6处，另一个峰值在[Fe/H]=+0.3处，并且在太阳金属丰度周围缺乏恒星。这与Baade窗中红巨星的最大值形成对比。一个简单的显著性检验表明，如果矮星是从巨星中抽取出来的，那么微透镜矮星中极不可能有这样的间隙。为了解决这个问题，我们讨论了几种可能性，但我们不能解决所观察到的差异的结论性解决方案。我们进一步发现，贫金属球矮星的年龄大多大于10 μ gyr，而富金属球矮星的年龄变化范围很大.在平均金属丰度、元素丰度趋势和恒星年龄方面，贫金属球样品与银河系厚盘非常相似。据推测，富金属的凸起人口可能是内部薄盘的表现。如果是这样的话，这两个球群可以支持最近的发现，基于运动学，没有经典球的签名，银河系是一个纯盘星系。此外，最近声称的一个平坦的国际货币基金组织在隆起的基础上的巨大的恒星可能要修改的基础上，我们的微…
2011-08-19 astro-ph.GA
The age and abundance structure of the stellar populations in the central sub-kpc of the Milky Way
利用微透镜矮星和亚巨星研究银河系球核年龄和丰度结构的主要结果是：（1）在[Fe/H]=-1.09，-0.63，-0.20，+0.12，+0.41处有明显的金属丰度分布;（2）在[Fe/H]>0时，有35%以上的中龄到年轻恒星小于8 Gyr;（3）在3、6、8和11 Gyr前，在核球中有几次重要的恒星形成;（4）亚太阳金属丰度凸起α元素丰度趋势的“拐点”似乎位于比局部厚盘略高的[Fe/H]（约0.05 - 0.1 dex）处。
2017-07-19 astro-ph.GA
Evidence for two spatially separated UV continuum emitting regions in the Cloverleaf broad absorption line quasar
测试标准的沙库拉-苏尼亚耶夫吸积模型是一项具有挑战性的任务，因为发生吸积的类星体中心区域无法用望远镜分辨。引力透镜类星体中的微透镜分析是可以检验这一模型的少数技术之一，它可以用来测量吸积盘的大小和温度分布。我们目前的光谱观测的引力透镜宽吸收线类星体H1413+117，揭示部分微透镜的连续辐射，似乎起源于两个分离的区域：微透镜区，对应于紧凑的吸积盘;和非微透镜区，更广泛的，并有助于至少30%的总紫外连续通量。因为这个扩展的连续谱被宽吸收线云遮蔽，所以它与宿主星系无关，而是与中央引擎附近散射的光有关。我们测量的振幅的微透镜的紧凑的连续在休息帧波长范围1000-7000毫微米。根据贝叶斯方案，我们面对我们的测量微透镜模拟的吸积盘的温度变化为$T \propto R^{-1/ν}$。我们发现最可能的源半光半径为$R_{1/2} = 0.61 \times 10^{16}\,$ cm（即，0.002\，pc），$μ$ m，最可能指数为$ν=0.4$。我们的数据不排除标准椎间盘（$ν=4/3$）模型，并且在与我们的测量相关的95%置信区间内发现。我们证明，对于H1413+117，除了光盘发射的扩展连续的存在只有一个小的影响，推断光盘参数，是不太可能解决的微透镜源的大小和标准光盘大小之间的张力，如以前在文献中报道的。
2015-09-11 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Microlensing of the broad-line region in the quadruply imaged quasar HE0435-1223
使用ESO甚大望远镜的光谱仪SINFONI在2009年获得的z = 1.693的四透镜类星体HE 0435 -1223的红外光谱，我们在图像A和D中检测到了清晰的微透镜效应。虽然微透镜对图像D中Hα线轮廓的蓝色和红色翅膀的影响非常不同，但它缩小了图像A中的线核心。这些不同效应的组合对线发射区域设置了限制;这些限制表明旋转环位于Hα线的原点。在2004年和2012年获得的可见光谱表明，MgII线轮廓以与Hα线相同的方式被微透镜化。因此，我们的研究结果有利于扁平的几何形状的低电离线发射区域，例如，开普勒磁盘。不能排除双锥模型，但需要更多的微调。不同的图像之间的通量比也来自和确认通量异常相对于平滑的质量分布的透镜模型的估计。
2014-05-20 astro-ph.GA
Microlensing of the broad line region in 17 lensed quasars
当强透镜类星体的图像被微透镜化时，由于相应发射区域的大小不同，其光谱的不同分量预计会被差分放大。预计将在连续谱中观察到色度变化，而发射线应根据它们所起源的区域的大小、几何形状和运动学而变形。到目前为止，仅在少数系统中报告了发射线的微透镜。本文研究了17个透镜类星体的成对像光谱的微透镜变形。该样品由13对以前未发表的光谱和4对来自文献的光谱组成。我们的分析是基于光谱分解技术，使我们能够独立的类星体发射线的详细建模的磁通量的微透镜部分隔离。使用这种技术，我们检测到85%的系统中的连续微透镜。其中，80%显示出宽发射线的微透镜效应。聚焦于我们光谱中最常见的谱线（CIII和MgII），我们检测到蓝色或红色机翼的微透镜，或者具有相同振幅的两个机翼的微透镜。这一观察结果意味着宽线区域一般不是球对称的。此外，频繁检测的蓝色和红色翅膀的微透镜独立，但不同时具有不同的幅度，不支持现有的微透镜模拟的双锥流出。我们的分析还提供了透镜图像之间的内在通量比和影响连续体的微透镜的大小。这两个量是特别相关的确定的物质在星系中的clusific形式的分数和检测的暗物质子结构通过识别的流量比异常。
2012-06-04 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The QuaStar Survey: Detecting Hidden Low-Velocity Gas in the Milky Way's Circumgalactic Medium
从我们嵌入银河系星际介质（ISM）的位置来看，我们在扩展的银河系晕中以低相对速度探测气体的能力有限，因为这些光谱线与来自致密前景气体的更强信号混合。因此，银河系的环星系介质（CGM）的内容是不好的约束在$|v_{\rm LSR}|$ $\lesssim$ 150公里秒$^{-1}$。为了克服这种复杂性，银河系恒星巡天首次使用配对类星体视线的光谱差分技术来测量银河系CGM的模糊内容。我们目前的测量CIV双峰（$λλ$ 1548，1550），一个休息帧UV金属线跃迁中检测到的HST/COS光谱的30个晕星/类星体对均匀分布在整个天空中的银河系纬度$|b|>30^\circ$。这30颗晕星的距离（d $\approx$ 5-14 kpc）受到很好的约束，它们与$<$ 2.8 $^\circ$分离的类星体配对。我们认为，类星体和恒星视线之间的吸收差异主要源于银河系的扩展CGM超过$\sim$ 10千秒差距。对于银河系扩展的低速CGM（$|v|<$ 150 km/s），我们对$\rm ΔlogN_{LVCGM} < 13.39$的平均CIV柱密度设置了上限，并发现其覆盖率为$f_{\rm CIV,LVCGM} (\rm logN>13.65)=$ 20% [6/30]，该值明显低于低红移恒星形成星系的覆盖率。我们的研究结果表明，银河系的大部分CIV跟踪CGM位于低银河系纬度，或者银河系的CG…
2021-05-19 astro-ph.GA
Detection of millimeter-wave coronal emission in a quasar at cosmological distance using microlensing
研究利用ALMA观测引力透镜类星体RXJ1131-1231的毫米波通量比变化，发现其源自极紧凑的日冕发射，首次为射电宁静类星体长波发射的日冕机制提供了明确证据。
2025-03-19 astro-ph.GA
X-Ray Line Profile Variations during Quasar Microlensing
对几个引力微透镜类星体的X射线观测揭示了在微透镜事件过程中铁K $α$线轮廓的变化。我们通过模拟微透镜焦散穿过克尔黑洞周围的薄吸积盘的空间分辨发射模型来探索这种效应。我们展示了事件过程中的光谱变化的顺序，特别是由于微透镜的线轮廓中的额外的峰和边缘的外观。我们跟踪这些功能的起源点上的磁盘，在那里的总能量转移（$g$ -因素）的轮廓相切的焦散。从焦散内侧相切的轮廓生成峰，而从焦散外侧相切的轮廓生成边。我们推导出所生成的特征的分析形状，并将峰值强度映射为磁盘上切点位置的函数。由于这些特征是由焦散线相对于$g$因子等值线的位置几何确定的，因此在更广泛的排放模型中可以预期相同类型的行为。因此，一系列的线轮廓变化可以作为类星体吸积盘最里面区域的几何和物理的灵敏探测器。
2018-07-31 astro-ph.GA astro-ph.HE
The signature of primordial black holes in the dark matter halos of galaxies
本文的目的是调查的索赔，在引力透镜类星体系统的透镜星系中的恒星总是可以解释观察到的类星体图像的微透镜。一个小样本的引力透镜类星体系统被选中的地方，类星体的图像似乎躺在边缘的恒星分布的透镜星系。与大多数类星体系统一样，所有单个类星体的图像都被观察到是微透镜的。透镜星系在类星体图像位置的表面亮度是从HST帧测量的，并转换为恒星表面质量密度。从类星体系统的透镜模型中获得了像点处光滑分布的暗物质的表面密度，并将其应用于恒星表面质量密度，从而给出了微透镜的光学深度。然后，这被用来评估透镜星系中的恒星可能对观察到的微透镜现象负责的概率。这些结果得到了类星体图像周围恒星场的微透镜模拟以及透镜模型中的会聚和剪切值的支持。总的来说，所有观测到的微透镜现象都是由恒星引起的概率约为0.0003。由表面亮度测量、质光比和暗物质晕的贡献引起的误差对这一结果没有显著影响。有人认为，最可能的微透镜候选者是原始的黑洞，无论是在透镜星系的暗物质晕，或更普遍地分布在视线的类星体。
2020-01-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Microlensing and Intrinsic Variability of the Broad Emission Lines of Lensed Quasars
我们研究了11个引力透镜类星体样本中的贝尔，至少有两个观测时期，以确定内在的变化，并从微透镜中解脱出来。为了提高我们的统计意义，我们还包括15个系统的单历元光谱。MgII和CIII]发射线只受到微透镜的微弱影响，但CIV在某些情况下显示出强的微透镜，即使是对于与小的投影速度相关的线芯区域。然而，排除强微透镜的情况，CIV和CIII轮廓的红翼之间存在惊人的良好匹配。对这些结果的分析支持在BLR中存在两个区域，一个对微透镜不敏感（大小为$\gtrsim$ 50光日，运动学不局限于一个平面），另一个只有当它被微透镜放大时才会出现（大小为几个光日，与吸积盘相当）。这两个地区可以在不同的比例，以不同的物种的发射线，并在每个线的配置文件，以不同的速度箱，所有这些复杂的详细研究的基础上微透镜尺寸估计的BLR。微透镜效应的强度表明，构成伪连续谱的某些光谱特征，如λ 1610处的架状特征或几个Fe III混合物，可能部分来自吸积盘的内部区域。在FeII的情况下，微透镜在某些共混物中很强，但在其他共混物中则不然。这为研究类星体吸积盘运动学提供了有趣的可能性。
2018-05-24 astro-ph.GA
Revealing the Milky Way's Hidden Circumgalactic Medium with the Cosmic Origins Spectrograph Quasar Database for Galactic Absorption Lines
每个类星体（QSO）的光谱都包含来自星际介质、盘晕界面和银河系（MW）的环星系介质（CGM）的吸收线特征。通过对132个类星体的哈勃空间望远镜/宇宙起源摄谱仪（COS）光谱的分析，研究了银河系晕中$|v_{\rm LSR}|\leq100$ km/s处SiIV吸收的意义和起源。北部的天然气主要以$-50\lesssim v_{\rm LSR}\lesssim 0$ km/s的速度下降，而南部则没有观察到这种模式。SiIV柱密度的平均值和标准偏差为$\langle N_{\rm SiIV}\rangle=(3.8\pm1.4)\times10^{13}$ cm $^{-2}$。在$|b|\gtrsim 30$程度上，$N_{\rm SiIV}$与$b$没有显著相关性，这不能用通常采用的平板几何结构来解释。我们提出了一个两个组件的模型来重建$N_{\rm SiIV}$ - $b$分布：一个平面平行组件$N_{\rm DH}^{\perp}$占MW的磁盘晕界面和全球组件$N_{\rm G}$再现$b$的弱依赖。我们发现$N_{\rm DH}^{\perp}=1.3^{+4.7}_{-0.7}\times10^{12}$ cm $^{-2}$和$N_{\rm G}=(3.4\pm0.3)\times10^{13}$ cm $^{-2}$的贝叶斯分析和块引导的基础上。全球的组成部分最有可能有…
2019-02-14 astro-ph.GA
The effects of AGN feedback on the structural and dynamical properties of Milky Way-mass galaxies in cosmological simulations
来自活动星系核（AGN）的反馈已经成为大多数大质量星系演化的基本过程。然而，它对银河系（MW）质量系统的影响仍然相对未被探索。在这项工作中，我们使用御夫座模拟探测活动星系核反馈对星系的动力学和结构特性的影响，重点是酒吧，凸起和光盘。我们分析了三个星系-两个强和一个unbarred/弱barred -使用三种设置：（i）基准御夫座模型，其中包括无线电和类星体模式反馈，（ii）没有无线电模式的设置，和（iii）一个既没有无线电也没有类星体模式。当移除无线电模式时，环星系介质中的气体冷却得更有效，随后沉降在一个扩展的圆盘中，对内部圆盘的影响很小。与以前的研究相反，我们发现，虽然类星体模式的去除导致更多的质量中心组件，这些是在光盘的形式，而不是球状凸起。因此，没有类星体模式反馈的星系更重子占主导地位，从而更容易形成更强和更短的酒吧，这揭示了AGN反馈的弹射性质和酒吧强度之间的反相关。因此，我们报告的AGN反馈（即喷射或预防）的效果可以显着改变MW类星系的动力学性质。因此，观测到的MW质量星系的动力学和结构特性可以作为额外的约束条件，用于校准AGN反馈模型的效率。
2022-05-11 astro-ph.GA
The Milky Way's Fermi Bubbles: Echoes of the Last Quasar Outburst?
{ \it Fermi}-LAT最近探测到两个相对于银河平面对称放置的伽马射线泡。这些气泡被认为是处于准稳定状态，在银河系的年龄中不断形成恒星而膨胀。在这里，我们提出了一个替代的图片中的气泡是一个大规模的广角流出的残余物，从\sgra，我们的银河系的SMBH。这样的外流可能是$\sim 6$\上一个短暂但明亮的吸积事件的自然结果，如果它与$\sim 6$ Myr前银河系内部0.5 pc的著名恒星形成事件同时发生的话。我们发现，假设的近球形流出集中成一对对称的叶沿银道面的较大的气体压力。外流冲击着银河系隆起中的星际气体。伽马射线发射可以由\sgra直接产生的宇宙射线提供动力，也可以由外部介质在冲击中加速产生的宇宙射线提供动力。银河系盘仍然不受影响，同意最近的观测证据，即超大质量黑洞与银河系盘属性无关。我们估计，吸积事件所需的吸积质量$\sim 2 \times 10^3\msun$的权力所观察到的{ \it费米}-LAT叶。在几个因素之内，这与在恒星形成事件中诞生的年轻恒星的质量一致。这一估计表明，大约50%的气体变成了恒星，而其余的则聚集在\sgra上。一种解释是由于恒星反馈导致\sgra \吸积盘内恒星形成效率降低，另一种解释是由于特殊的质量沉积几何形状导致大量气体直接落入银河系内部$\sim 0.03$ pc。
2011-04-28 astro-ph.GA
Absorption and emission line studies of gas in the Milky Way halo
本文对银河系晕中中性气体和电离气体的物理性质和分布进行了系统的研究。除了大型中性中高速云（IVC、HVC）复合体之外，还存在一群部分电离的气态结构，具有低柱密度，具有很大的面积填充因子。这些结构的起源和性质仍在争论之中。我们分析了微波晕气体的物理参数和类星体（QSO）金属吸收线系统在低和高红移的关系。为此，我们将来自EBHIS和GASS巡天的新的HI 21 cm数据与光学类星体吸收线数据相结合，以研究HI密度低于10^19 1/cm ^2时这些气体云在晕中的填充因子和分布。这一研究对于理解星系分子量的演化和星系气体吸积机制具有重要意义。
2010-07-20 astro-ph.GA
Constraining quasar structure using high-frequency microlensing variations and continuum reverberation
引力微透镜是研究强透镜类星体内部结构和透镜星系质量函数参数的有力工具。这是通过分析强透镜类星体的多个图像之间的微透镜光变曲线，在三个主要变量的影响下：1-源的连续通量，2-透镜星系中恒星的微透镜和3-宽线区（BLR）的连续反射。后者，忽略了国家的最先进的微透镜技术，可以引入高频变化，我们显示携带信息的BLR大小。我们提出了一种新的方法，包括所有这些组件同时和适合的功率谱的数据在傅立叶空间，而不是观察到的光变曲线本身。在这个新的框架中，我们分析COSMOGRAIL光变曲线的双图像系统QJ 0158 -4325已知显示高频变化。仅使用功率谱的低频部分，我们对吸积盘半径的约束与薄盘模型的估计和以前的工作，适合在真实空间中的微透镜光变曲线一致。然而，如果我们也考虑到高频变化，数据有利于显着更小的磁盘大小比以前的微透镜测量。在这种情况下，只有当我们假设微透镜群的平均质量非常低，即= 0.01 $M_\odot$时，我们的结果才与薄盘模型预测一致<M>。最终，包括差分微透镜连续混响的BLR成功地解释了高频率，而不需要这样的低质量微透镜。这使我们能够测量，为第一次，使用单波段光度监测，$R_{BLR}$ = $1.6^{+1.5}_{-0.8}\times 10^{17}$厘米的BLR的大小，与估计使用的BLR大小-光度关系。
2021-10-11 astro-ph.GA
The Gaia inertial reference frame and the tilting of the Milky Way disk
虽然银河系盘和暗物质晕对称面之间的精确关系仍然有些不确定，但相对于惯性参考系的时变盘取向似乎是可能的。分层结构形成模型预测，暗物质晕是三轴的，并且以~2 rad/哈勃时间（~30 muas/yr）的特征速率翻滚。这些模型还预测了一个随时间变化的气体吸积，这样盘的角动量矢量应该与晕的角动量矢量不一致。这些效应，以及大麦哲伦星云的潮汐效应，将导致盘的角动量矢量相对于类星体参考系的旋转。我们评估的准确性，从盖亚的位置和自行可以被称为一个运动学非旋转系统，并表明，自旋矢量的变换从任何刚性自洽目录框架的类星体定义的准惯性系统应被定义为优于1 μ as/年。盖亚对这个惯性系的测定将揭示盘方向随时间变化的任何特征，改进银河系的潜力和动力学模型，测试引力理论，并为人马座矮星系和麦哲伦云的轨道演化提供新的见解。
2014-06-01 astro-ph.GA
Effects of Kerr Strong Gravity on Quasar X-ray Microlensing
最近的类星体微透镜观测限制了X射线发射区域的大小，使其在中心超大质量黑洞的10个引力半径之内。因此，透镜类星体发射的X射线首先被黑洞强烈透镜化，然后才被前景星系和恒星场透镜化。我们提出了一个方案，结合克尔黑洞的初始强透镜与标准的线性微透镜介入恒星。我们发现，X射线微透镜光变曲线纳入克尔强引力可以显着不同于标准曲线。光变曲线中的涨落幅度可以通过引入克尔强引力而增加或减少约0.65-0.75等。较大的倾斜角在微透镜光变曲线中给出较大的振幅波动。因此，目前的X射线微透镜观测可能低估或高估了X射线发射区域的大小。我们使用基于幅度波动幅度的简单度量来估计这种偏差。X射线发射区的半光半径可被低估高达~50%或高估高达~ 20%。在我们调查过的大多数情况下都发现了低估。唯一的例外是大自旋，径向平坦的发射轮廓的磁盘，并观察几乎面对，在高估被发现。因此，更准确的微透镜尺寸约束，应包括克尔透镜获得。包括克尔强引力后，焦散渡越时间可能相差数月。同时监测引力透镜类星体的X射线和光学波段与密集采样的X射线光变曲线可能会揭示这一特点。我们的结论是，它应该是可能的，以约束重要的参数，如倾角和黑洞自旋结合克尔和微透镜效应。
2012-11-28 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
High-resolution 21-cm observations of low-column density gas clumps in the Milky Way halo
我们研究的低柱密度气体团的性质的基础上的高分辨率21厘米的观测银河系晕。使用干涉数据从WSRT和VLA，我们研究HI发射在低，中，高径向速度沿四条视线对类星体。沿着这些视线，我们以前检测到弱CaII和NaI吸收剂在其光谱。高分辨率HI数据的分析揭示了几个紧凑和冷的中性气体团的存在下，类似于光学吸收的速度。团簇具有窄的HI线宽度，在1.8至13 km/s的范围内，产生70至3700 K的气体动力学温度的上限。中性气体具有低HI柱密度，在5E 18至3E 19 1/cm ^2的范围内。所有团块的角大小都只有几弧分。我们的高分辨率21厘米的观测表明，在我们的光学类星体光谱中看到的许多CaII和NaI吸收剂与低柱密度HI团块在小角度尺度。这表明，在晕中的大质量，高柱密度的中性气体云（常见的21厘米LVC，IVC和HVC）旁边，存在着一个低质量的中性气体结构，在现有的21厘米全天空IVC和HVC调查中，大多数情况下都看不到。估计的热气体压力的检测HI团块是一致的，从理论模型的气体在银河系的内部和外部晕。
2009-07-01 astro-ph.GA
Probing Planets in Extragalactic Galaxies Using Quasar Microlensing
在此之前，行星只在银河系中被发现。在这里，我们表明，类星体微透镜提供了一种手段来探测在透镜星系的河外行星，通过研究微透镜的性质接近事件视界的超大质量黑洞的背景类星体，使用当前一代的望远镜。我们表明，人口的未绑定的行星之间的恒星质量范围从月球到木星的质量是需要解释频繁的Fek线能量变化的引力透镜类星体RXJ 1131 -1231中观察到的镜头红移为$z=0.295$或38亿光年远。我们将行星的质量分数限制为大于晕质量的0.0001，这相当于每个主序星有2,000个从月球到木星质量不等的物体。
2018-01-31 astro-ph.EP astro-ph.GA
Deep learning the astrometric signature of dark matter substructure
我们研究了机器学习技术在探测暗物质子结构的天体测量特征中的应用。在这个原理的证明中，银河系中的一群暗物质暗晕将充当星系外起源源（如类星体）的透镜。我们训练{ \it ResNet-18}，这是一种最先进的卷积神经网络，用于将类星体群体的角速度图分类为透镜类和非透镜类。我们表明，一个类似SKA的调查与扩展的操作基线可以用来探测银河系的子结构内容，并演示了公理属性可以用来定位子结构透镜地图。
2021-11-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Plane Quasar Survey: An Ionized Extension of the Magellanic Stream on the Northern Side of the Galactic Plane
研究发现银河平面北侧存在高度电离的马卡良流气体，表明其可能在最近几百年内被剥离，且未与银河晕混合。
2025-11-23 astro-ph.GA
Calibrating Milky Way dust extinction using cosmological sources
我们限制了银河系尘埃的消光特性。我们研究了从红外数据推断的尘埃柱密度与在宇宙学距离上观测到的天体颜色之间的相关性，这些天体具有低水平的色散。利用类星体、最亮的中心星系和亮红星系的颜色得到的结果基本一致，表明红化E（B-V）=A_B-A_V和尘埃柱密度D^T（以兆焦耳/sr为单位）之间的比例常数p=E（B-V）/D^T=0.02，红化参数R_V=A_V/E（B-V）=3，分数不确定度约为10%。这些数据没有提供任何证据表明尘埃性质的空间变化，除了在最长的光学波长下尘埃消光性质的散射的可能暗示。
2013-01-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
The diffuse molecular component in the nuclear bulge of the Milky Way
内容：银河系中心区域的中央分子带（CMZ）中的大部分分子气体显示出温暖的动力学温度，从最冷和最密集区域的$>20$ K（n $\sim 10^{4-5}$ cm $^{-3}$）到密度约为n $\sim 10^3$ cm $^{-3}$的100 K以上。最近，通过H $_3^+$的吸收观测发现了一种更弥散、更热的（$n \sim 100$ cm $^{-3}$，$T\sim 250$ K）气体成分。这种成分可能广泛分布在银河系中心，即使在CMZ之外，沿着穿过银河系扩展隆起的视线，也可能存在可被吸收的低密度气体。目的：我们的目标是观察和表征扩散和低密度气体的观察3毫米的分子跃迁吸收。研究方法：利用阿塔卡马大（亚）毫米阵列（ALMA），我们观察到对类星体J1744-312的吸收，它位于$(l,b)=(-2{^\circ}.13,-1{^\circ}.0)$的银河系凸出区域，但在主要的分子复合体之外。结果如下：ALMA对J1744-312类星体的吸收观测揭示了低密度分子云和可能的扩散云中丰富而复杂的化学物质。我们检测到三个速度分量，在$\sim $ 0，$-153$，和$-192$ km s $^{-1}$。$\sim 0$ km s $^{-1}$的分量可能代表银河系盘中的气体，而$-153$和$-192$ km s $^{-1}$的速度分量可能来自银河系凸起。我们在调查中检测到12个…
2017-09-07 astro-ph.GA
Kinematics of Distant Milky Way Halo RR Lyrae Stars out to 160 kpc
研究利用RR Lyrae星光谱学探测银河系外晕运动学，发现可能的双极结构并指出需警惕光度学调查中的污染者。
2025-12-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Low-column density HVC and IVC gas in the halo of the Milky Way
最近对银河系环星系气体环境的研究主要集中在大质量中性气体云和高电离晕吸收体的分布、化学组成和物理性质上。相对较少的努力已经投入到目前为止，在环银河中性和弱电离金属吸收低HI柱密度的探索。本文系统地研究了银河系晕中中性和电离低柱密度气体的分布和物理性质。我们结合CaII和NaI吸收线测量HI 21厘米发射线数据。对于一些视线，进行了高分辨率的射电合成观测，使我们能够研究单碟望远镜无法分辨的小尺度结构。总共观测到177条视线，为分析银河系环星系环境中的IVC和HVC气体提供了大量的吸收选择数据样本。这项研究使我们能够比较所观察到的银河系晕中气体的吸收柱密度分布（CDD）与类星体的干预吸收体的整体CDD。灵敏的吸收线分析使我们能够识别中性和电离气体结构，在低柱密度和小角度范围内，可能仍然看不见的大型21厘米全天调查。如果这种气体覆盖了天空的很大一部分，它可能对银河系的演化有很大的影响。
2009-09-15 astro-ph.GA
Overview of the LAMOST survey in the first decade
大天区多目标光纤光谱望远镜（LAMOST），也被称为郭守敬望远镜，是位于中国兴隆的一个主要国家天文研究科学设施。从2011年的试点调查开始，LAMOST已经调查了10多年的夜空。LAMOST巡天涵盖了宇宙中的各种物体，从正常恒星到奇特恒星，从银河系到其他星系，从恒星黑洞及其同伴到点燃古老星系的类星体。直到最新的数据发布8，LAMOST调查已经发布了超过1000万颗恒星，~ 220，000个星系和~ 71，000个类星体的光谱。LAMOST是迄今为止建立的最大的天体光谱数据库，有助于天文学家加深对宇宙的认识，特别是对银河系和银河系中数百万颗恒星的认识。本文简要介绍了LAMOST的特点、观测和科学成就。特别是，我们展示了LAMOST数据如何提高了有关银河系的天体物理知识。
2022-03-27 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.HE
The Initial Mass Function of Lens Galaxies from Quasar Microlensing
提出了一种基于类星体微透镜观测研究星系初始质量函数的新方法。我们利用24个透镜类星体的微透镜放大率的测量值来估计透镜星系中恒星星族的平均质量，而不需要对IMF的形状进行任何先验假设。恒星的估计平均质量为$\langle M \rangle =0.16^{+0.05}_{-0.08} M_\odot$（置信水平为68%）。我们使用这个平均质量把约束到两个重要的参数表征的透镜星系IMF：低质量的斜率，$α_2$，和低质量的截止，$M_{low}$。结合这些约束条件和基于透镜效应、恒星动力学和吸收光谱特征分析的先验信息，我们计算了参数$M_{low}$和$α_2$的后验概率分布。我们估计值的低质量端斜率的国际货币基金组织$\langle α_2\rangle=-2.6\pm 0.9$（重于银河系）和低质量截止$\langle M_{low}\rangle=0.13\pm0.07$。这些结果与以前对这些参数的研究一致，并且对不同合适的先验的选择保持稳定。
2019-10-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Studying Quasar Absorber Host Galaxy Properties Using Image Stacking Technique
研究类星体吸收体宿主星系的恒星质量、年龄、光度、恒星形成速率和碰撞参量，有助于理解星系形成和演化，并检验它们的模型。本文导出了低红移（$z_{abs} = 0.37 - 0.55$）Mg Ⅱ吸收体和高红移（$z_{abs} = 1.0 - 2.5$）2175尘埃吸收体（2DA）的光谱能量分布（SED）和碰撞参量极限。我们使用的成像叠加技术，统计提高的信噪比（SNR），以增加检测的吸收宿主星系。用主成分分析法（PCA）对背景类星体的点扩散函数进行了建模。该方法有效地降低了传统点扩散函数建模的不确定性。我们的SED镁II吸收体表明，低红移镁II吸收体宿主星系可能是恒星形成星系过渡到红色静止星系，低恒星形成率为2.2 $M_\odot$ $yr^{-1}$。从叠加的图像和模拟中，我们发现2DA的平均碰撞参量比Mg II吸收体的平均小5倍以上，小于7 kpc，而不是Mg II吸收体的48 kpc，这表明2DA可能与高红移星系的盘成分有关。这意味着2DA可能是研究银河系前身的良好探针。
2018-08-27 astro-ph.GA
The impact of AGN outflows on the surface habitability of terrestrial planets in the Milky Way
众所周知，活动星系核（AGN）伴随着风和外流，其中一些可能达到约为光速的$10$ %的弱相对论速度。然而，尽管它们无处不在，活动星系核外流在银河系尺度上调制类地行星表面可居住性的影响，使用银河系作为比较的基础，是很少调查和不充分的理解。在这项工作中，我们解决这个问题的重点是两个关键机制：活动星系核风可以加热大气和驱动大气逃逸，以及刺激形成的氮氧化合物，从而导致臭氧消耗。通过开发简单的模型，我们估计的最大距离，这些有害的影响是显着的类地行星在银河系中，从而表明，这个值可能会扩展到$\lesssim 1$千秒差距。在类星体拥有更大的超大质量黑洞的情况下，这种效应实际上会影响整个活动星系核的宿主星系。
2022-03-02 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.HE
Using cosmological simulations and synthetic absorption spectra to assess the accuracy of observationally derived CGM metallicities
我们使用自适应网格细化流体动力学宇宙学模拟的$z=1$银河系型星系和$z=0$矮星系，并产生合成类星体的环星系介质（CGM）的吸收线光谱。我们的目标是评估标准的观测光谱分析方法是否准确地再现固有的柱密度，金属丰度[Si/H]，和氢密度$n_{H}$，在模拟的吸收线系统。在不了解固有模拟性质的情况下（盲法研究），我们使用Voigt轮廓拟合结合马尔可夫链蒙特卡罗单相{ \sc Cloudy}建模技术分析了具有固定$S/N=30$的合成COS和HIRES光谱，以确定柱密度、金属丰度和$n_{H}$。为了量化固有的模拟吸收气体特性，我们客观地确定了沿视线（LOS）的气体细胞有助于检测到的吸收光谱，并采用这些气体细胞特性的未加权几何平均值。在这项试点研究中，我们对银河系中的五个LOS和矮星系中的五个LOS进行了实验。我们发现，“观察到的”和内在的金属丰度之间的平均协议高估内$0.8σ$或$0.2$ dex的“牛奶路”的CGM和高估内$1.4σ$或$0.2$ dex的矮星系CGM。我们发现，光谱派生的$n_{H}$被低估的$0.8σ$或$0.4$ dex的内在$n_{H}$的“牛奶路”CGM和高估的$0.3σ$或$0.3$ dex的矮星系CGM。总体协议表明，对于单相电离建模的系统，有大量的气体性质的蔓延，全球金属丰度测量类星体吸收线研究捕获的平均金属丰度和电离参数在一个给定的天体物理环境。
2021-10-04 astro-ph.GA
Quasar 2175 Å dust absorbers I: metallicity, depletion pattern, and kinematics
我们提出了13个新的2175尘埃吸收器在z_abs = 1.0 - 2.2的背景类星体从斯隆数字巡天。这些吸收剂的详细审查使用的数据从Echelle光谱仪和成像仪（ESI）的凯克II望远镜。许多低电离线包括Fe II、Zn II、Mg II、Si II、Al II、Ni II、Mn II、Cr II、Ti II和Ca II存在于产生2175 μ m凸点的同一吸收体中。相对的金属丰度（相对于锌）表明，我们的2175年的尘埃吸收器的耗尽模式类似于银河系的云，虽然有些是盘状的，有些是晕状的。与文献阻尼莱曼-α吸收器（DLA）和subDLA相比，2175型除尘器的消耗水平明显更高。粉尘消耗水平指标[Fe/Zn]倾向于与撞击强度反相关。从凯克/ESI光谱的速度分布也提供了动力学信息的灰尘吸收器。尘埃吸收器被发现有多个速度分量的速度宽度从~100 ~~ 600 km/s，这是大于那些大多数DLAs和subDLAs。假设速度宽度是恒星质量的可靠示踪剂，2175个尘埃吸收体的宿主星系预计比DLA/subDLA宿主星系质量更大。并不是所有的2175尘埃吸收体都是背景类星体的介入系统。朝向类星体J1006+1538和J1047+3423的吸收体是可能与类星体本身或宿主星系有关的邻近系统。
2017-08-14 astro-ph.GA
Formation of Cosmic Noon Protogalaxies via Quasar-Induced Fragmentation of a Cosmic Filament
研究发现在宇宙正午时期，十亿太阳质量黑洞驱动的类星体喷流使宇宙细丝碎裂，形成至少八个大质量原星系团块，为星系形成理论提供了新见解。
2025-09-12 astro-ph.GA
Interstellar and Circumgalactic Properties of an Unseen $z=6.84$ Galaxy: Abundances, Ionization, and Heating in the Earliest Known Quasar Absorber
我们分析了在z=6.84的强吸收系统中的相对丰度和电离条件，在z=7.54的背景类星体ULAS J134208.10+092838.61的光谱中可以看到。单离子化的C，Si，Fe，Mg和Al的测量结果与温暖的中性介质是一致的，该介质是贫金属的，但不是化学上原始的。没有探测到C IV和Si IV意味着IGM或CGM的任何温暖的电离相尚未富集超过超贫金属区（<0.001 Z_{solar}），这与这些线几乎无处不在的低红移DLAs不同。大爆炸后7.94亿年重元素的相对丰度类似于中等红移的贫金属阻尼莱曼α系统和银河系晕星，并且没有证据表明[α/Fe]，[C/Fe]或其他由大质量恒星主导的产额特征。CII* 精细结构线的检测揭示了来自加热的局部激发源，超出了CMB提供的光激发水平。我们估计总的和[CII]冷却速率，平衡对ISM热源开发一个启发式的两相模型的中性介质。暗示的加热需要恒星形成的表面密度略高于银河系，但不是在一个强大的星暴的水平。对于典型的（假设的）NHI=10^{20.6}，[Fe/H]=-2.2的丰度与中性相中的物质列相匹配。为了在C IV中保持未被检测到，温暖的电离相将需要在1 kpc的吸收路径上低得多的[C/H]<-4.2，或者非常小的吸收路径（几个pc）。虽然仍然是推测性的，但这些结果表明，在ISM的中性恒星形成区域之外，重元素的富集程度显着减少，正如在银河系化学演化的…
2020-11-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Hunting The Most Distant Stars in the Milky Way: Methods and Initial Results
我们呈现了UKIRT红外深空巡天（UKIDSS）中发现的404 M巨星候选者的新目录。UKIDSS大区域巡天数据第8版中提供的2，400度$^2$可以通过比整个2微米全天巡天大四倍的体积来分辨M巨星。结合近红外测光与光学测光和斯隆数字巡天的自行产生了一个M巨星候选目录，与以前搜索类似遥远的M巨星相比，M矮星和类星体污染较少。对这个样本进行广泛的后续光谱分析将产生我们银河系最外层大面积天空的第一张地图。我们最初对$\sim$ 30明亮候选者的光谱跟踪产生了距离$\sim 20-90$ kpc的五个M巨星的肯定识别。每一颗被证实的M巨星的位置和速度都与人马座流一致。在我们的样本中，较暗的M巨星候选者的测光距离估计为$\sim 200$ kpc（假设$[Fe/H]$ = 0.0），但需要进一步的光谱验证。测光距离的估计超出了银河系的维里半径，并增加了$\sim 50\%$每减少0.5 dex在假设的$[Fe/H]$。考虑到M巨星候选者的数量、初始选择效率和调查的体积，我们粗略地估计，至少有一个额外的人马座吸积事件可能有助于银河系外晕的分层结构。
2014-01-15 astro-ph.GA
On the variation of carbon abundance in galaxies and its implications
在不同年龄、运动学和金属丰度的恒星中观察到的化学丰度和丰度比的趋势带有几个物理过程的印记，这些物理过程共同塑造了宿主星系的性质。通过观察这些趋势，我们可以获得关于恒星核合成、恒星质量谱、结构形成的时间尺度、恒星形成的效率以及任何向内或向外的气体流动的宝贵信息。在本文中，我们分析了最近确定的碳-铁和碳-氧丰度比在不同的环境（银河系和椭圆星系）使用我们最新的化学演化模型，实现了最新的恒星产量，并依赖于严格的约束所提供的asterosephic恒星年龄（只要可用）。一个场景中，大多数碳是由旋转的大质量恒星，产量在很大程度上取决于母恒星云的金属丰度，使我们能够同时适合高质量的数据，可用于本地银河系的组件（厚和薄光盘）和微透镜矮星在银河系的凸起，以及推断的丰度比大规模椭圆星系。然而，观察家和理论家都需要作出更多的努力，以便将这些结论建立在更坚实的基础上。
2020-05-12 astro-ph.GA
Super-virial Hot Phase in Milky Way Circumgalactic Medium: Further Evidences
本研究利用Chandra/HETG观测数据，在银河系CGM中探测到超维里热相与暖-热维里相共存，并发现超太阳金属丰度比，为超维里热相是CGM真实属性提供了进一步证据。
2023-11-13 astro-ph.GA
Cold gas and a Milky Way-type 2175 Å bump in a metal-rich and highly depleted absorption system
我们报告检测到一个强大的银河系型2175 $ $消光颠簸在$z$ = 2.1166在类星体光谱朝向SDSS J121143.42+083349.7从斯隆数字巡天（SDSS）数据发布10。我们进行了后续的观测与上阶梯光谱仪和成像仪（ESI）板载的ESPRIK-II望远镜和紫外和视觉上阶梯光谱仪（UVES）的VLT。这款2175磅的$ $吸收器的显著之处在于，我们可以同时检测中性碳（C I）、中性氯（Cl I）和一氧化碳（CO）。它也有资格作为一个阻尼莱曼阿尔法系统。发现J1211+0833吸收体富含金属，并具有类似于银河系盘云的尘埃耗尽模式。我们使用的列密度的C I精细结构状态和C II/C I的比例（电离平衡的假设下），推导出的温度和体积密度的吸收气体。建立了一个云光电离模型，该模型利用附加原子/离子来约束物理条件。推断出的物理条件是一致的典型的冷（T $\sim$ 100 K）中性介质，具有高密度（$n$（H I）$\sim$ 100 cm $^{-3}$）和略高于本地星际介质的压力。考虑到同时存在的C I、CO和2175 $ $凸起，再加上气体的高金属丰度、高尘埃贫化水平和整体低电离态，朝向J1211+0833的吸收体支持这样的假设，即凸起的存在需要演化的恒星星族。
2015-09-04 astro-ph.GA
A Kiloparsec-Scale Hyper-Starburst in a Quasar Host Less than 1 Gigayear after the Big Bang
类星体SDSS J114816.64+525150.3（红移z=6.42，宇宙年龄小于10亿年）的宿主星系的红外光度为2.2 × 10^13 L_sun，推测其主要动力来自恒星形成的大规模爆发。在一些极端明亮的星系中，如Arp 220，恒星形成的爆发集中在半径小于100秒差距的相对较小的中心区域。目前还不知道在早期宇宙中的活跃星系中，恒星是在什么尺度上形成的，这些星系可能正在经历恒星形成的初始爆发。我们确实知道，在早期的某个时刻，一定形成了类似于银河系球状凸起的结构。在这里，我们报告的[CII]发射的宿主星系J114816.64+525150.3的空间分辨图像，表明它的恒星形成气体分布在半径约750 pc的中心。该区域恒星形成率的平均面密度约为1000 M_sun/yr/kpc ^[2]。该表面密度与Arp 220中的峰值相当，尽管面积大约2个数量级。这个活跃的恒星形成事件可能会在这个系统中产生一个大质量的球状组成部分。
2009-02-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Giant Magnetized Outflows from the Centre of the Milky Way
银河系的核心是众所周知的港口地区的激烈的恒星形成活动，以及一个超大质量的黑洞。最近的费米太空望远镜观测揭示了γ射线辐射的区域达到了银河系中心的上方和下方，即所谓的费米气泡。目前还不确定这些是由核恒星形成还是由中央黑洞的类星体爆发产生的，也没有关于结构磁场的报道。在这里，我们报告的检测两个巨大的，线性极化的无线电波瓣，包含三个脊状的子结构，从银河系中心发出。每个波瓣延伸约60度，与费米泡密切对应，位于银河系凸起，并被高达15 μG的强磁场渗透。我们的数据表明，射电波瓣起源于银河系中央200秒差距的双圆锥形恒星形成（而不是黑洞）驱动的外流，它将~10^55尔格的巨大磁能传输到星系晕中。我们认为，这些山脊围绕着外流，构成了至少超过1000万年的核恒星形成活动的“留声机”记录。
2013-01-03 astro-ph.GA astro-ph.HE
Milky-Way-like stars in a galaxy core 8 billion years ago revealed by gravitational lensing
研究通过引力透镜发现了一个极小的四重透镜类星体，揭示了早期星系核心的恒星形成过程，挑战了传统观点。
2026-04-02 astro-ph.GA
EAGLE-Auriga: effects of different subgrid models on the baryon cycle around Milky Way-mass galaxies
现代流体动力学模拟再现了真实宇宙的许多性质。这些模拟对各种物理过程进行建模，但由于分辨率的限制，其中许多都是使用“次网格模型”进行的。虽然不同的次网格模型已经成功地模拟了超新星（SNe）反馈对星系性质的影响，但仍然不清楚这些不同的实现方式是否以及在多大程度上影响了可观测的晕气体性质。在这项工作中，我们使用“放大”宇宙学初始条件的两个卷选择类似的本地集团（LG）演变的御夫座和鹰星系形成模型。虽然两个模拟中的次网格物理模型再现了$L^\star$星系的真实恒星成分，但它们表现出不同的气体性质。也就是说，御夫座预言银河系（MW）几乎是重子封闭的，而鹰则认为只有一半的重子存在于晕内。此外，EAGLE预言这种重子缺陷延伸到LG，（$r \leq 1 \mathrm{~Mpc}$）。EAGLE中的重子缺陷可能是由于在高红移时的SNe反馈，这会产生具有高覆盖分数和径向速度的晕宽外流，这两者都会喷射重子并显着阻碍宇宙气体吸积。相反，在御夫座，气体吸积几乎不受反馈的影响。这些差异似乎是从SNe到气体的不同能量注入方法的结果。我们的结果表明，类星体吸收线和快速射电暴色散措施可以约束这两个制度与未来的观测。
2021-06-16 astro-ph.GA
Constraining the Milky Way's Hot Gas Halo with OVII and OVII Emission Lines
银河系拥有一个热的（$\approx 2 \times 10^6$ K），弥漫，气体晕的基础上检测z = 0 OVII和OVIII吸收线类星体光谱和发射线在空白的天空光谱。在这里，我们通过拟合径向模型的OVII和OVIII发射线测量的XMM-牛顿EPIC-MOS光谱相比，以前的研究（$\approx$ 650视线）更大的样本，提高了对热气晕结构的约束。我们假设一个修改的$β$模型的晕密度分布和一个恒定密度的本地气泡，我们计算的排放量与观测比较。我们发现一个可接受的拟合OVIII发射线观测$χ^{2}_{red}$（dof）= 1.08（644）的最佳拟合参数为$n_o r_c^{3β} = 1.35 \pm 0.24$ cm $^{-3}$ kpc $^{3β}$和$β= 0.50 \pm 0.03$的热气晕和可忽略的本地气泡的贡献。对于相似的最佳拟合参数，OVII观察结果得出不可接受的$χ^{2}_{red}$（dof）= 4.69（645），这可能是由于局部气泡中的温度或密度变化所致。OVIII拟合结果表明，$M$（< 50 kpc）= $3.8_{-0.3}^{+0.3} \times 10^{9} M_{\odot}$，$M$（< 250 kpc）= $4.3_{-0.8}^{+0.9} \times 10^{10} M_{\odot}$，占银河系中丢失重子的$\lesss…
2015-02-06 astro-ph.GA
Spatially Resolved Gas Flows Around the Milky Way
我们提出了空间分辨的测量流入和流出银河系（MW）的冷气体，使用档案紫外光谱的背景类星体从哈勃太空望远镜/宇宙起源光谱仪。我们共同添加光谱的不同背景源在密切的投影角分离的天空。这种新颖的叠加技术显著提高了光谱的信噪比，允许检测低柱密度气体（低至$EW$ > 2 mA）。我们确定吸收流入或流出，通过使用蓝/红移的高速云（HVC）的银河系中心静止框架中的吸收组件，分别。流入和流出气体的质量表面密度在天空中的变化都超过一个数量级，流入气体的平均值分别为$\langle Σ_{in}\rangle \gtrsim 10^{4.6\pm0.1}$ $M_{\odot}\,\mathrm{kpc}^{-2}$，流出气体的平均值分别为$\langle Σ_{out}\rangle \gtrsim 10^{3.5\pm 0.1}$ $M_{\odot}\,\mathrm{kpc}^{-2}$。质量流率表面密度（每单位面积的质量流率）也显示出很大的变化在天空中与$\langle \dotΣ(d)_{in}\rangle \gtrsim (10^{-3.6\pm0.1})(d/12 \mathrm{kpc})^{-1} M_{\odot}\,\mathrm{kpc}^{-2} \mathrm{yr}^{-1}$流入和$\langle \dotΣ(d)_{out}\rangle \gtrsim (10^{…
2022-02-20 astro-ph.GA
Dust depletion of metals from local to distant galaxies I: Peculiar nucleosynthesis effects and grain growth in the ISM
在星际介质（ISM）的可观测气相中，大部分金属都消失了，因为它们被合并到尘埃颗粒中，这种现象称为尘埃耗尽。ISM中的尘埃贫化研究对于研究金属和宇宙尘埃的起源和演化具有重要意义。在这里，我们的目标是表征从银河系到遥远星系的几种金属的尘埃耗尽。我们收集ISM金属柱密度的吸收线光谱在文献中，此外，我们确定了Ti和Ni柱密度的样品70阻尼莱曼- $α$吸收体（DLAs）对类星体，观察UVES/VLT。利用ISM相对丰度估算了18种金属（C、P、O、Cl、Kr、S、Ge、Mg、Si、Cu、Co、Mn、Cr、Ni、Al、Ti、Zn和Fe）在不同环境（银河系、麦哲伦云（MC）、类星体和伽马射线暴方向的DLAs）下的贫化。我们观察到的每种金属的消耗和粉尘消耗的强度之间的线性关系，我们跟踪所观察到的[Zn/Fe]。在中性ISM的MC中，我们发现小的偏离线性观察到的过量的$α$ -元素Ti，Mg，S和Mn的丰度不足。如果我们假设在我们的样本中观测到的所有朝向MC的OB星都有一个$α$ -元素增强和Mn丰度不足，偏差就会消失。这可能意味着MC最近富含$α$ -元素，可能是由于最近爆发的恒星形成。从低金属量类星体-DLAs到银河系，所观察到的金属耗尽序列的强相关性表明，宇宙尘埃有一个共同的起源，独立于恒星形成的历史，这在这些不同的星系之间有很大的差异。这支持了ISM中晶粒生长作为粉尘产生的重要过程的重要性…
2022-10-03 astro-ph.GA
Probing the Fermi Bubbles in Ultraviolet Absorption: A Spectroscopic Signature of the Milky Way's Biconical Nuclear Outflow
巨大的等离子体瓣在银河系中心上下55度延伸，从伽马射线（费米气泡）到微波（WMAP薄雾）和偏振无线电波发出辉光。我们使用哈勃太空望远镜的紫外吸收线光谱来限制这些区域内流出气体的速度，目标是类星体PDS 456（银河系坐标l，b=10.4，+11.2度）。这条视线穿过一个清晰的双锥结构，在硬X射线和伽马射线发射中看到，靠近北部费米泡的底部。我们报告了两个高速金属吸收分量，在v_LSR=-235和+250 km/s，这不能用银河系盘或晕中的同向旋转气体来解释。它们的速度暗示着从银河系中心发出的膨胀双锥外流的正面和背面的起源。我们开发了简单的运动学双锥流出模型，可以解释这些观察到的配置文件的流出速度为~900公里/秒和一个完整的开放角度为~110度（匹配的X射线双锥）。这表明银河系中心在过去2.5-4.0百万年的活动，与费米泡的年龄估计一致。这些观测结果说明了使用紫外吸收线光谱来探测进入费米泡的扫掠气体的性质。
2014-12-19 astro-ph.GA
Galaxies Probing Galaxies at High Resolution: Co-Rotating Gas Associated with a Milky Way Analog at z=0.4
我们目前的结果气体流动的晕的银河系类星系在z=0.413的基础上的高分辨率光谱的背景星系。这是第一次以高光谱分辨率对扩展背景源（即，星系而不是类星体）。利用前景星系的长缝光谱，我们观测到了圆自转速度v=270 km/s的空间扩展H α辐射。使用阶梯光谱的背景星系，我们检测到Mg II和Fe II的吸收线在碰撞参量rho=27千秒差距的蓝移从系统的意义上的前景星系的旋转。最强的吸收体EW（2796）= 0.90 A的柱密度（NH>10^19 cm-2）和视向速度色散（σ =17 km/s）的估计值与局部宇宙中扩展的H I盘的观测特性一致。我们对自转曲线的分析还表明，这个r=30 kpc的气体盘相对于恒星盘是翘曲的。此外，我们检测到两个弱的Mg II吸收晕的速度分散小（西格玛<10公里/秒）。虽然确切的几何形状尚不清楚，但其中一个组成部分与盘-晕界面附近的面外气体云一致，与盘共同旋转，另一个组成部分与类似于麦哲伦流的潮汐特征一致。考虑到背景源的扩展性质，我们可以对这些吸收体的云大小设置较低的限制（l>0.4 kpc）。我们讨论了这些结果的影响模型的几何形状和运动学的气体在环星系介质。
2015-07-07 astro-ph.GA
Mapping Gaia parallax systematic errors over the sky with faint Milky Way stars
盖亚任务测量的视差对天文学有着巨大的意义，但盖亚DR 2中的视差已知有系统误差，这取决于源位置和其他量。我们利用银河系暗星中丰富的信息，结合Gaia星表的GOG模拟，以经验的方式探索Gaia DR 2视差系统误差的空间依赖性。视差信号集中在星等G ~ 17的厚盘关闭星上，足以在大部分天空中构建视差系统误差图。这些地图显示了一个局部规则的“华夫饼图案”，在1度尺度上遵循盖亚扫描方向，更强的线性“疤痕”特征，以及更大尺度上的连贯变化。视差偏差图还保留了天体物理效应的痕迹，如尘埃云。从早期的麦哲伦星云图中可以看出，华夫图案覆盖了整个天空;其局部均方根振幅平均为15微弧秒，变化约为2倍。这个图案的强度从G = 13到G = 20增加了约6倍。与类星体和独立的距离估计的恒星的视差的相关性支持我们的偏见估计。使用类似的方法，我们映射系统误差的自行和检查的视差系统学的关系。我们提供了一个代码包来访问和查询我们的偏置图。对一般恒星星族的类似测试应该有助于量化未来盖亚释放的系统误差。
2020-11-20 astro-ph.GA astro-ph.IM
The Next Generation Virgo Cluster Survey. XXXVII. Distant RR Lyrae Stars and the Milky Way Stellar Halo out to 300 kpc
本研究利用NGVS巡天数据发现180颗距离约20-300 kpc的遥远RR Lyrae恒星，揭示银河系晕密度呈r^-4.09幂律分布且金属丰度向外递减，为150 kpc外的晕结构提供了重要示踪体。
2024-02-08 astro-ph.GA
The effect of local photoionization on the galaxy properties and the circumgalactic medium in simulations of Milky Way-sized galaxies
本文通过在Auriga类银河系星系缩放模拟中加入局部恒星辐射，研究其对星系性质与环星系介质的影响，发现该辐射会抑制恒星形成、降低旋转曲线峰值和核球质量，并在维里晕内主导辐射场，但对CGM总体密度和温度剖面影响较小。
2024-09-04 astro-ph.GA
