Luminosity function and radial distribution of Milky Way Satellites in a LCDM Universe
利用数值N体技术和三种不同的半解析模型（SAMs）星系形成程序，研究了基于冷暗物质的星系形成模型中预测的银河系大小晕中卫星星系的光度函数和径向分布。我们从四个银河系大小的DM晕的非常高分辨率的无耗散模拟中提取合并树，并将其用作半解析模型的共同输入。我们提出了一个详细的比较，我们的预测与观测数据最近获得的银河系卫星光度函数（LF）。我们发现，具有相当标准天体物理成分的半解析模型能够再现观测到的亮度函数，其亮度可达6个数量级，低至M_V=-2。我们还进行了比较与实际观测到的卫星数量作为光度的函数，通过应用SDSS调查的选择标准，我们的模拟，而不是纠正观测的不完整性。使用这种方法，我们再次找到很好的协议的亮度和径向分布的MW卫星。我们调查的物理过程中，我们的模型是负责塑造预测的卫星LF，并发现潮汐破坏，抑制气体的光电离背景，和超新星反馈都作出了重要贡献。我们的结论是，银河系卫星的数量和光度可以自然占内（λ）冷暗物质范式，这应该不再被认为是一个问题。
2009-11-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constancy of the Cluster Gas Mass Fraction in the R_h=ct Universe
重子与暗物质密度的比率被假定在整个结构形成过程中保持恒定。模拟结果表明，在星系团中，重子质量占总质量的比例f_gas（z）应随红移z的变化近似为常数。然而，这些量的测量取决于到源的角距离，它根据假设的背景宇宙学随z演变。因此，对于大样本的热（kT_e > 5 keV），动态弛豫的星系团，精确测定f_gas（z）可以用作宇宙膨胀的探针，直到z < 2。只有当使用“正确的”宇宙学来拟合数据时，f_gas（z）的分数才会保持不变。本文比较了LCDM和R_h=ct宇宙中气体质量分数的预测值，并与三个最大的星团样本进行了比较。我们证明了在红移z < 2的范围内，R_h=ct与常数f_gas是一致的，正如以前对参考LCDM模型（参数值H_0=70 km/s/Mpc，Omega_m=0.3，w_de=-1）所证明的那样。然而，与LCDM不同，R_h=ct宇宙在拟合数据时没有自由参数可供优化。因此，模型选择工具，如赤池信息准则（AIC）和贝叶斯信息准则（BIC），往往有利于R_h=ct比LCDM。例如，BIC支持R_h=ct，其可能性为~95%，而LCDM为~5%。
2016-01-18 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The formation of disc galaxies in a LCDM universe
我们研究了盘星系的形成在一个完全宇宙学的框架，使用自适应网格加密模拟。我们进行了广泛的参数研究的主要次网格过程，控制气体如何转化为恒星和超新星反馈的耦合效应。我们认为，以前的尝试，形成盘星系一直是不成功的，因为普遍采用强反馈结合高恒星形成效率。除非在超新星事件中向星际介质注入极大量的能量，否则这些恒星形成参数会导致以凸起为主的S 0/Sa星系，因为恒星形成在z~3处过于有效。我们发现，低效率的恒星形成更密切的模型subparsec的物理过程，特别是在高红移。我们着重讨论了尺度长度r_d=4-5 kpc、旋转曲线平坦、球盘比为B/D~1/4的扩展盘星系的成功形成。我们不仅解决了一个类似银河系的螺旋星系的形成，我们还观察了盘的长期演变，因为它形成了一个伪凸起。盘的性质与观测结果吻合得很好，并与光度和重子Tully-Fisher关系，Kennicutt-Schmidt关系和观察到的螺旋星系的角动量内容是兼容的。我们的结论是，潜在的小尺度恒星形成物理起着更大的作用比以前认为在模拟星系形成。
2010-11-01 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Lopsided Satellite Distributions around Isolated Host Galaxies in a LCDM Universe
利用LCDM模拟红移巡天和与观测一致的选择标准，本文证实孤立宿主的卫星星系存在显著单侧分布，且该效应不能由样本不完备、误认或晚期吸积解释。
2023-03-08 astro-ph.GA
Infrared composition of the Large Magellanic Cloud
宇宙中星系的演化和恒星形成的历史是当今天体物理学中最重要的课题之一。特别是，小的，不规则星系在宇宙的恒星形成历史中的作用还不清楚。利用AKARI IRC在3.2、7、11、15和24 μm波长对大麦云云进行调查的数据，即，在中红外和近红外波段，我们建立了一个多波长目录，其中包含与其他一些数据库在不同波长的互相关数据。我们提出了不同类别的恒星在大麦哲伦星云的颜色，颜色，星等，图的分离，并分析其对大麦哲伦星云总流量的贡献，在不同的红外波长的点源。
2013-08-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Planck and the local Universe: quantifying the tension
我们使用最新的普朗克约束，特别是约束的衍生参数（哈勃常数和宇宙年龄）的本地宇宙和比较它们与本地测量相同的数量。我们提出了一种方法来量化两个不同的实验中的宇宙学参数约束是否处于紧张状态。我们的统计量T是一个证据比，因此可以用广泛使用的杰弗里量表来解释。我们发现，在LCDM模型的框架下，普朗克推断的二维，联合，后验分布的哈勃常数和宇宙的年龄是在“强”张力与当地的测量，赔率为1：50。我们探索了解释这种紧张关系的几种可能性，并从未知错误和与LCDM模型的偏差方面检查了后果。在一些单参数LCDM模型扩展中，张力减少，而在其他扩展中，张力反而增加。特别是，小的中微子总质量是有利的，总质量超过0.15 eV的中微子使张力“非常显着”（赔率~ 1：150）。接受这种张力的解释的结果是，宇宙学数据非常不赞成简并中微子等级，而直接等级略优于逆等级。
2013-06-28 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
The Linear Growth of Structure in the R_h=ct Universe
我们利用最近发表的宇宙增长率f σ_8（z）的红移空间畸变测量结果来检验R_h=ct宇宙学中扰动的线性演化是否与观测到的大尺度结构的发展相一致。我们发现这些观测结果比用Planck和线性增长率数据的联合分析优化的LCDM版本更有利于R_h=ct，特别是在红移范围0 < z < 1，其中由标准模型预测的f σ_8（z）的函数形式中的显著曲率--而不是R_h=ct--在数据中不存在。然而，当LCDM仅使用增长率测量进行优化时，这两个模型同样很好地拟合了观测结果，尽管在这种情况下，低红移测量发现波动幅度的值低于普朗克LCDM的预期值。我们的结果强烈地证实了在所有红移处，特别是在z < 1处，需要更精确地测量f σ_8（z）。
2016-09-27 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
The Cosmic Timeline Implied by the JWST High-redshift Galaxies
针对JWST发现的高红移星系加剧的“不可能的早期星系”问题，本文指出该时间压缩现象与标准LCDM模型矛盾，而符合结合“零主动质量”条件的R_h=ct宇宙模型预测的时间线。
2023-02-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Pushing back the limits: detailed properties of dwarf galaxies in a LCDM universe
本文给出了一组$Λ$ CDM宇宙学中矮星系的高分辨率化学动力学模拟结果。在原始的3.4 Mpc $^3$/h $^3$宇宙学盒中，将27个系统的样本从z = 70放大到z = 0。气体和恒星的性质面临的最大细节的观测：除了星系的全球性的属性，我们调查模型星系的速度色散曲线，半光半径，恒星形成的历史，金属丰度分布，和[Mg/Fe]丰度比。金属丰度梯度和动力学上不同的恒星星族的形成和可持续性也得到了解决。我们展示了六个本星系群矮星系，NGC 6622，仙女座II，雕塑家，六分仪，小熊座和天龙座的属性是如何复制的，以及它们如何与三个主要的星系建立模式。我们的研究结果表明，与一个大质量的中央星系的相互作用可能需要的少数本群矮球状星系，绝大多数的系统和它们的各种恒星形成历史自然产生的$Λ$ CDM框架。我们发现，与本星系群矮星系模型拟合较好的模型都嵌入在$5\times 10^8$到几个$10^9\,\rm{M_\odot}$之间的暗质量晕中，没有任何丢失卫星的问题。我们确认失败的丰度匹配方法在矮星系的质量尺度。一些观测到的微弱但富含气体的星系，如Leo T和Leo P，仍然具有挑战性。他们指出，需要更好地了解紫外背景加热。
2018-06-21 astro-ph.GA
The Mass Distribution and Assembly of the Milky Way from the Properties of the Magellanic Clouds
我们提出了一个新的测量银河系的质量（MW）的基础上观察到的最大的卫星星系，麦哲伦云（MC）的性质，并假设一个ΛCDM宇宙的先验。这个宇宙的大，高分辨率的Bolshoi宇宙学模拟提供了一种手段来统计采样的动力学特性的明亮的卫星星系在一个大的人口的暗物质晕。所观察到的MC的属性，包括它们的圆速度，从MW的中心的距离，和MW晕内的速度，被用来评估的可能性，一个给定的晕将具有每个或所有这些属性;后PDF的MW系统的任何属性，从而可以构建。该方法提供了对MW维里质量的限制，1.2 + 0.7 - 0.3（统计）。+0.3 -0.4（系统）x 10^12 M \odot（68%置信度），这与涉及非常不同假设的最近测定结果一致。此外，我们还计算了MW的密度分布及其卫星吸积历史的后验概率密度函数。虽然典型的10^12 M \odot晕的卫星在过去10 Gyr的大范围时期内被吸积，但我们发现麦哲伦云在最后一个Gyr内被吸积的概率为\sim 72%，它们被吸积在一起的概率为50%。
2011-11-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Clustering and Halo Abundances in Early Dark Energy Cosmological Models
考虑早期暗能量（EDE）的LCDM宇宙学模型被提出来解决哈勃常数H_0 = 100 h km/s/Mpc的局部测量值（h ~ 0.73）和由普朗克宇宙微波背景（CMB）和其他早期宇宙测量值加上LCDM的结果（h ~ 0.67）之间的矛盾。EDE模型通过增加一个标量场来实现这一点，该标量场在红移z ~ 3500的辐射主导时代结束时临时增加了相当于宇宙学能量密度约10%的暗能量。在这里，我们比较了线性和非线性预测的普朗克归一化LCDM模型，包括EDE给h = 0.728与标准普朗克归一化LCDM与h = 0.678。我们发现非线性演化减小了低红移处涨落功率谱之间的差异。因此，在z = 0时，星系尺度上的晕质量函数几乎相同，只有1- 2%的差异。然而，在高红移时，差异显著增加。EDE模型预测，在z = 1时，星系团的质量会增加50%，在z = 4时，星系团的质量会增加两倍。在更高的红移处，星系质量晕的丰度甚至会更大地增加，这可能会使用EDE重新定义宇宙变得更容易。预测的星系丰度和集群将很快通过JWST观测进行测试。重子声振荡（BAO）和关联函数的位置在两个模型之间相差约2%--这种效应不会被非线性所消除。这里研究的标准LCDM和EDE模型与目前可用的声学尺度观测结果吻合良好，但DESI和欧几里得测量将提供严格的新测试。
2020-06-26 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Tracing the Magellanic Clouds Back in Time
在一些简化的假设下，给出了麦哲伦云、银河系和M31的过去运动的解，并拟合到云和M31的实测速度。星系被建模为孤立的物体，红移约为10，当它们的速度相对于宇宙的一般膨胀很小时，与结构增长的引力不稳定性相一致。本星系群外的质量被模拟为第三个大质量动力学因素，它负责云的角动量。在这些假设下，一个合理的解要求银河系的圆速度v_c在200 ~ 230 km/s之间。在v_c和外部质量位置的选择所允许的适度变化范围内，该解似乎是唯一的。在这个解中，高红移的原麦哲伦云位于银河系的南极附近（以现在的方向），距离银河系约200 kpc，并以约200 km/s的速度移动。
2009-07-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy Formation in the Early Universe
针对JWST观测到的高红移明亮星系挑战LCDM模型的问题，本文提出用修正引力理论MOG（特别是STVG）解释早期星系快速形成，通过增强引力常数和引入矢量场加速物质坍缩，为LCDM提供替代框架。
2024-12-04 astro-ph.GA gr-qc
Large Magellanic Cloud Cepheid Standards Provide a 1% Foundation for the Determination of the Hubble Constant and Stronger Evidence for Physics Beyond LambdaCDM
利用哈勃空间望远镜（HST）对大麦云云中70颗造父变星的观测资料，提出了一种改进的哈勃常数（H 0）测定方法。这些都是用同样的WFC 3测光系统测量的造父变星在主机的Ia型超新星。HST的陀螺仪控制被用来减少开销，同时收集大量分散的造父变星样本。造父变星周期-光度关系提供了一个无零点的联系，精确度为0.4%，介于Pietrzynski等人（2019）测量的分离双星（DEB）到LMC的新的1.2%几何距离与SNe Ia的光度之间。在了解新的LMC距离之前，就完成了LMC造父变星的测量和分析。结合精确度为0.1%的WFC 3-IR计数率线性的精细校准（Riess等人，2019年），这三个改进的元素共同将Cepheid距离阶梯的LMC几何校准的完全不确定性从2.5%降低到1.3%。仅使用LMC DEB来校准阶梯，我们发现H 0 =74.22 +/- 1.82 km/s/Mpc，包括系统不确定性，对于该特定锚，比以前高3%。结合LMC DEB、NGC 4258脉泽和银河系弛豫，我们得到最佳估计：H 0 = 74.03 +/-1.42 km/s/Mpc，包括系统学，不确定度比我们以前的最佳结果低1.91%--15%。移除这些锚中的任何一个都会使H 0改变<0.7%。当地测量的H 0与普朗克CMB+LCDM推断的值之间的差异为6.6+/-1.5 km/s/Mpc或4.4 sigma（高斯误差P…
2019-03-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Comparison of Cosmological Models Using Strong Gravitational Lensing Galaxies
强引力透镜类星体星系系统允许我们比较竞争的宇宙学，只要我们能够合理地确定介入透镜内的质量分布。在本文中，我们收集了69个这样的系统的目录，并进行了一对一的比较之间的标准模型，LCDM，和R_h=ct宇宙。我们发现，这两种模型都很好地解释了透镜观测，尽管这些测量的精度似乎不足以使一种模型优于另一种模型。部分原因是所谓的膨胀晕阴谋，平均而言，导致重子速度色散的光学有效半径的一小部分几乎相同的预期为整个发光-暗物质分布。考虑到使用当前样本进行精确宇宙学测试的局限性，我们还根据当前透镜测量值进行了蒙特卡罗模拟，以估计源目录必须有多大，以便在~99.7%的置信水平下排除任何一种模型。我们发现，如果真实宇宙学是LCDM，在这个精度水平上，一个~200个强引力透镜的样本就足以排除R_h=ct，而如果真实宇宙学是R_h=ct，则需要~300个强引力透镜才能排除LCDM。所需样本量的差异反映了可用于用LCDM拟合数据的自由参数数量更多。我们指出，如果R_h=ct宇宙最终成为正确的宇宙学，它缺乏任何自由参数，这将为透镜星系的质量结构提供一个非常有力的探索，并为更好地理解膨胀-晕阴谋的起源提供一种手段。
2014-10-03 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
The high-redshift tail of stellar reionization in LCDM is beyond the reach of the low-$\ell$ CMB
第一代（Pop-III）星可以通过$z=15$电离宇宙的1-10%，而富金属（Pop-II）星对电离的贡献可以忽略不计。这种低电离尾部可能会在大尺度CMB E模式偏振上留下可检测的印记。然而，我们表明，再电离的物理模型不太可能被充分扩展到检测任何参数超过总的光学深度通过再电离。这一结果部分是由普朗克推断的总光学深度驱动的，表明$z=8$周围有一个再电离中点，这与再电离由$z\approx 5.5$完成的要求相结合，限制了扩展尾部的幅度。为了证明这一点，我们进行半解析计算的再电离，包括流行-III星形成的minihalos与莱曼-沃纳反馈。我们发现，标准的Pop-III模型需要产生非常广泛的再电离在$z>15$，以区分在2- $σ$从Pop-II-唯一的模型，假设宇宙方差有限的测量低- $\ell$ EE功率谱。然而，我们表明，除非有（1）一个晚时间淬灭机制，如从强X射线反馈或（2）一些其他极端的波普-III的情况下，结构的形成使得它相当具有挑战性，以产生足够高的汤姆逊散射光学深度的$z>15$，$τ(z>15)$，并仍然与其他观测约束的再电离。
2021-09-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Tale of Two Paradigms: the Mutual Incommensurability of LCDM and MOND
宇宙学的和谐模型LCDM对宇宙的演化和大尺度结构的生长提供了满意的描述。尽管付出了相当大的努力，这个模型目前还不能提供一个令人满意的描述小尺度结构和动态的约束对象，如个别星系。相比之下，MOND提供了一个独特的和预测成功的描述星系动力学，但在宇宙学的主题是沉默的。在这里，我简要地回顾这些矛盾的世界观，强调财富的不同，联锁线的证据，进入LCDM的发展，同时突出的实际不可能性，它可以提供一个令人满意的解释所观察到的MOND现象在星系动力学。我还简要回顾了集团和星系团的重子预算，没有范式提供了一个完全令人满意的描述的数据。相对较少的努力一直致力于在MOND结构的形成，我回顾了一些已经做了什么。在CMB功率谱中的第一和第二峰值的幅度比是正确的先验预测，但第三峰值是更自然的LCDM。MOND预计结构形成的速度比LCDM更快。这激发了MOND中再电离发生的时间早于LCDM中最初预期的时间的预测，正如随后观察到的那样。这也为大质量的早期星系团和大而空的空洞提供了一个自然的解释。但是，星系团的质量谱或星系的功率谱是否可以用MOND来解释还远不明显，这两件事LCDM做得很好。关键的悬而未决的问题是发展一个可接受的相对论母理论MOND，和现实的非重子暗物质的LCDM。合适的暗物质粒子是否存在，或者它们是现代以太？
2014-05-17 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
The origin of galaxy scaling laws in LCDM
人们早就认识到星系的质量、大小和特征速度之间存在着紧密的联系。这些标度定律反映了重子在其宿主暗物质晕中心的聚集、冷却和定居的方式;它们在聚集过程中保持的角动量;以及暗物质晕的径向分布和质量标度。近年来，我们对这些过程的理解取得了稳步进展，主要是因为复杂的N体和流体动力学模拟技术使星系模型的数值实现变得越来越复杂，现实主义和吸引力。这些模拟现在已经澄清了这些星系标度律在由冷暗物质主导的宇宙中的起源：这些关系源于（i）星系质量和晕质量，（ii）星系大小和晕特征半径之间的紧密（但高度非线性）关系;以及（iii）冷暗物质晕质量分布的自相似质量性质。模拟和观测到的星系标度律之间的良好协议是一个响亮的成功LCDM宇宙演化的高度非线性尺度的个别星系。
2018-11-05 astro-ph.GA
Baryon effects on the internal structure of LCDM halos in the EAGLE simulations
我们调查的内部结构和密度分布的质量$10^{10}-10^{14}~M_\odot$晕星系及其环境的演化和组装（EAGLE）模拟。这些遵循星系在$Λ$ CDM宇宙中的形成，并包括被认为是相关的重子物理学的治疗。EAGLE模拟再现了观测到的现今星系恒星质量函数，以及星系人口作为时间函数的许多其他属性。我们发现在EAGLE模拟和模拟，只遵循暗物质组件的晕质量之间的显着差异。尽管如此，在半径大于维里半径的5%时，可以用Navarro-Frenk-White（NFW）密度剖面很好地描述晕，但在更靠近中心的地方，恒星的存在会产生尖形剖面。在总质量分布的中央增强是最重要的质量$10^{12}-10^{13}M_\odot$，恒星分数峰值晕。在径向范围内，他们很好地解决，由此产生的星系旋转曲线与恒星质量$M_*<5\times10^{10}M_\odot$的星系的观测数据非常吻合。我们提出了一个经验拟合函数，描述了总质量的配置文件，并表明其参数与晕质量强相关。
2015-05-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Statistics of Satellite Galaxies Around Milky Way-Like Hosts
计算了标准宇宙学模型中类银河晕具有观测到的麦哲伦云数的概率。在LCDM模型中的MC的数量的统计是在一个大样本的SDSS星系的观测符合得很好。在星系r-波段光度和晕内速度v_max之间存在小散射关系的子晕丰度匹配假设下，我们与Liu等人（2010）使用SDSS DR 7数据进行的类似测量进行了详细比较。模型和观测数据给出了非常相似的概率，有零个，一个和两个MC样卫星。在这两种情况下，银河系光度宿主只有\sim 10%的机会拥有两颗类似于麦哲伦云的卫星。此外，我们提出了一个预测的概率为一个主机星系Nsats卫星星系作为一个函数的大小的主机和卫星。这种概率及其与宿主属性的比例与质量选择物体的概率有很大不同，因为质量-光度关系中的散射以及恒星形成效率随晕质量的变化。
2011-11-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Complex Organic Molecules in Star-Forming Regions of the Magellanic Clouds
大麦哲伦云和小麦哲伦云（LMC和SMC）是银河系中富含气体的矮伴，是详细研究复杂有机分子（COMs）在贫金属条件下形成和生存的最近实验室。到目前为止，在这些星系中只探测到甲醇、甲酸甲酯和二甲醚--这三种物质都朝向大麦哲伦星系N113恒星形成区的两个热核，这是唯一表现出复杂热核化学的河外来源。我们描述了一个小的和不同的样本的LMC和SMC源与COM或热核化学，并比较理论模型预测的意见。解释麦哲伦星云中热分子核的物理条件和金属丰度的理论模型已经能够广泛地解释现有的观测结果，但未能再现超过一个数量级的二甲醚丰度。我们讨论了未来的研究前景，在复杂的化学领域中的低金属环境。在麦哲伦星云中发现COMs对天体生物学有重要意义。麦哲伦星云的金属丰度与宇宙早期的星系相似，因此大麦哲伦星云和小麦哲伦星云中的COM的存在表明，在早期宇宙的低金属丰度系统中，可能存在类似的导致生命出现的生命前化学，就像在地球上发生的那样。
2019-09-15 astro-ph.GA
Cold gas outflows from the Small Magellanic Cloud traced with ASKAP
来自大质量恒星的反馈在宇宙的演化中起着至关重要的作用，它驱动着来自星系的强大外流，丰富了星系际介质并调节了恒星的形成。外流的一个重要来源可能是宇宙中数量最多的星系：矮星系。由于引力势阱很小，这些星系在强烈的恒星反馈存在下很容易失去它们的恒星形成物质。在这里，我们表明，附近的矮星系，小麦哲伦云（SMC），有原子氢流出延伸至少2千秒差距（kpc）从恒星形成酒吧的星系。流出物是冷的，$T<400~{\rm K}$，可能是在$25 - 60$百万年前的活跃恒星形成时期形成的。流出的原子气体的总质量是$\sim 10^7$太阳质量，${\rm M_{\odot}}$，或星系总原子气体的$\sim 3$ %。单是原子气体的质量流量$\dot{M}_{HI}\sim 0.2 - 1.0~{\rm M_{\odot}~yr^{-1}}$，就比恒星的形成率高出一个数量级。我们认为，大多数观察到的外流将剥离SMC通过其与它的同伴，大麦云（LMC），和银河系的相互作用，喂养麦哲伦流的氢环绕银河系。
2018-11-05 astro-ph.GA
Circumstellar masers in the Magellanic Clouds
附近的矮不规则星系大麦哲伦星云和小麦哲伦星云的金属丰度分别约为太阳的一半和五分之一，这为研究作为金属丰度函数的天体物理过程提供了独特的机会。从演化恒星流出的脉泽可以测量风速，这对获得质量损失率和测试风驱动机制至关重要。特别是风速对金属丰度的依赖性，使我们能够推断早期宇宙中尘埃的形成和质量损失。我将回顾过去对麦哲伦星云中的拱星OH、水和SiO脉泽的调查（并提供星际脉泽的文献综述）。然后，我将讨论这些测量影响了我们对质量损失的理解，并概述了未来在麦哲伦云OH脉泽调查的前景结束。
2012-10-03 astro-ph.GA astro-ph.IM
The Magellanic Stream as a Probe of Astrophysics
在天空中延伸超过200度，麦哲伦流及其主导臂是本机宇宙中最壮观的气体流例子。银河流是一条由细丝交织而成的尾巴，当麦哲伦云围绕银河系运行时，它就尾随在麦哲伦云的后面。被认为是由潮汐力，冲压压力和晕相互作用产生的，该流是麦哲伦星系动力学模型的基准，是气体吸积和矮星系吸积到星系上的案例研究，是外晕的探测器，并且比所有其他银河系高速云加起来的气体质量更多。如果它能存活下来到达银河系圆盘，它可能会保持甚至提高银河系恒星形成的速度。在这份白皮书中，我们强调了银河流对银河系天文学许多领域的重要性，总结了关键的悬而未决的问题，并确定了解决这些问题所需的未来观测和模拟。我们强调紫外线，光学和无线电光谱学的重要性，并需要计算模型，捕获完整的粒子和辐射治疗的MHD环境。
2019-03-12 astro-ph.GA
The AGN Hubble Diagram and Its Implications for Cosmology
利用最近提出的活动星系核（AGN）光度距离测度，检验了在R_h=ct和LCDM宇宙学中宇宙膨胀的预言。这种比较研究与宇宙是否经历了从减速膨胀到加速膨胀的转变这一问题特别相关，根据Ia型SN的研究，这种转变被认为发生在最终将被这些物体采样的红移范围内（0 < z < 1.3）。我们发现，活动星系核哈勃图构建从目前可用的来源不支持存在这样的过渡。虽然活动星系核数据的分散性仍然太大，无法得出任何确定的结论，但这里报告的结果在一定程度上加强了使用其他类型源进行比较分析的类似结果。我们表明，赤池，Kullback和贝叶斯信息准则都一致地产生了~84-96%的可能性，R_h=ct比LCDM更接近“真正的”宇宙学，虽然两个模型都没有充分考虑的数据，这表明一个未知的散射源。
2015-08-14 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
ASKAP and MeerKAT surveys of the Magellanic Clouds
麦哲伦星云是一块垫脚石，从我们所沉浸的银河系的压倒性细节，到附近和遥远宇宙中星系的全球特征。它们是相互作用的、富含气体的矮星系，具有亚太阳的金属丰度，与组装主导星系群和星系团的大型星系的积木没有什么不同，代表了宇宙恒星形成的高度条件。平方公里阵列（SKA）可以通过观测麦哲伦云和附近的其他麦哲伦型不规则星系，在理解星系代谢和控制恒星形成的生态过程方面取得巨大进展。与SKA探路者合作的两个方案试图铺平道路：已批准的银河ASKAP谱线巡天（GASKAP）包括对麦哲伦云的HI和OH进行深入的巡天，而MagiKAT计划对麦哲伦云内的选定区域进行更详细的研究-还包括法拉第旋转测量和更高频率的观测。这些调查也缩小了与斯皮策太空望远镜和赫歇尔太空天文台在远红外波长的革命性调查的差距。
2010-09-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
High Angular Momentum Halo Gas: a Feedback and Code-Independent Prediction of LCDM
我们调查角动量收购银河系大小的星系通过比较五个高分辨率放大模拟，每个实施相同的宇宙学初始条件，但利用不同的流体动力学代码：恩佐，艺术，拉美西斯，Arepo和Gizmo-PSPH。每个代码都实现了一套独特的反馈和恒星形成处方。我们发现，虽然许多星系和晕属性不同的代码（和反馈处方）之间的变化，有定性协议的过程中的角动量收购星系的晕。在所有的模拟中，冷的附加气体吸积到晕中导致冷晕气体（$λ_{cold} \gtrsim 0.1$）比暗物质晕中的比角动量大4倍。在z>1时，这种流入的形式是在星系晕中同向的螺旋冷流，并与沿着宇宙网的惯性气体流入相关联。由于不同的模拟之间的定性协议，我们的结论是，高角动量晕气体的积累和这些螺旋冷流的存在是强大的预测λ冷暗物质星系形成，虽然这些流的详细形态是显着不太确定。越来越多的观测证据表明，这一过程在真实宇宙中得到了证实。
2017-08-23 astro-ph.GA
Cold diffuse interstellar medium of Magellanic Clouds: I. HD molecule and cosmic-ray ionization rate
本研究利用FUSE档案光谱在麦哲伦云中探测HD分子，测量HD/H2柱密度比以约束低金属丰度环境中的宇宙射线电离率，新增19个探测。
2023-09-04 astro-ph.GA
HINORA II: Testing the Existence of the Council of Giants in ΛCDM simulations
Universidad Autónoma de Madrid（马德里自治大学）；Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP)（波茨坦莱布尼茨天体物理研究所）；Special Astrophysical Observatory, Russian Academy of Sciences（俄罗斯科学院特别天文台）
本文基于HINORA方法在ΛCDM模拟中分析巨星理事会结构的存在性，发现其在模拟中为罕见现象，可能与中间尺度物理过程有关。
2026-02-24 astro-ph.GA physics.comp-ph
Concluding Henrietta Leavitt's Work on Classical Cepheids in the Magellanic System and Other Updates of the OGLE Collection of Variable Stars
一个多世纪以前，Henrietta Leavitt在麦哲伦星云中发现了第一批造父变星，以及这些恒星揭示的著名的周期-光度关系，这很快就彻底改变了我们对宇宙的看法。多年来，这些星系中已知造父变星的数量稳步增加，这要归功于新一代大规模长期天空变率调查的突破。在这里，我们提出了麦哲伦星系中的造父变星OGLE收集的最终升级，其中已经包含了绝大多数已知的造父变星。更新后的集合现在包括9649个经典造父变星和262个异常造父变星。第二类造父变星将很快更新。由于OGLE巡天的高度完整性，经典造父变星的样本实际上包括了麦哲伦星云中所有的这类恒星。因此，OGLE调查结束了莱维特开始的工作。此外，麦哲伦星系中的天琴座RR星的OGLE样本也得到了更新。它现在有46443个变量。还介绍了在麦哲伦云前探测到的我们银河系晕中的七颗异常造父变星的集合。天文学界可以从OGLE互联网档案馆获得OGLE测光数据。OGLE收集的所有脉动星的时间序列测光已经补充了新的观测结果。
2017-07-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
VMC proper motions of the Magellanic Bridge
矮星系使我们能够研究星系演化的早期阶段，并且是许多关于宇宙层次结构的开放问题的关键。大麦哲伦星云和小麦哲伦星云（LMC和SMC）是银河系中最明亮的矮星系卫星。它们很可能是相互引力束缚的，它们最后一次相互作用发生在大约2亿年前。此外，它们正处于与MW轻微合并的早期阶段，由于它们相对较大的质量，未来将影响银河系的结构。然而，关于它们的起源以及它们彼此之间和与银河系的相互作用仍然存在重大的不确定性。我们交叉关联了VMC和Gaia DR2数据，以选择可能属于麦哲伦桥的恒星样本，麦哲伦桥是连接LMC和SMC的气体和恒星形成的特征。我们使用视差和颜色星等标准的组合去除了潜在的MW前景星，并计算了桥成员星的自行。我们的分析支持运动的恒星对LMC，这被认为是在良好的协议与动力学模拟，SMC被剥离的LMC。
2018-10-05 astro-ph.GA
Galactic and Magellanic Evolution with the SKA
当我们努力了解星系如何演化时，我们必须解决物理过程，并在我们可以非常详细地观察到的附近系统中测试新兴理论。我们自己的银河系和附近的麦哲伦云提供了独特的窗口，以了解星系的演化，每个星系都有自己的金属丰度和恒星形成率。这些实验室使我们能够比宇宙中其他任何地方更详细地研究星系如何获得新鲜气体以推动其持续的恒星形成，它们如何与周围的星系际介质交换气体，并将温暖的扩散气体转化为分子云并最终成为恒星。氢原子（HI）的$λ$ 21厘米谱线是这些物理过程的极好示踪剂。有了SKA，我们最终将拥有表面亮度灵敏度、点源灵敏度和角分辨率的组合，以改变我们对银河系气体演化的理解，从晕一直到单个分子云的形成。
2015-01-06 astro-ph.GA
