Watching our Galaxy Grow Up: The Mass and Color Evolution of the Milky Way
本文利用覆盖近13 Gyr、1.5 dex金属丰度的恒星族群密度轮廓，结合TNG50模拟，重建银河系积分质量与颜色演化，揭示其恒星质量组装偏早且早期类似体未必走上相同路径。
2025-07-23 astro-ph.GA
Spiral structure of the Milky Way galaxy: observations and theoretical predictions
利用银河系各子系统的运动学性质和密度分布的观测数据，建立了银河系盘的多分量平衡模型。使用无碰撞气体数值模拟的磁盘的动力学进行了研究。在大约一个陀螺之后，一个突出的中央棒形成，其半轴约为3千秒差距。在中心区域之外，发展出多臂螺旋图案，其特征在于m=2、3和4臂螺旋图案的叠加。在我们的模拟中，螺旋结构和酒吧至少存在3 Gyr。银河系盘中棒的存在对银河系各子系统的密度分布有严格的限制，我们发现当盘表面密度分布的径向尺度长度大于2.6kpc时，棒不会形成。类似地，在具有大质量和紧凑的恒星凸起的模型中，银河系盘中的酒吧的形成被抑制。如果未来的GAIA观测证实银河系圆盘中存在着三四臂螺旋图案，这将证明银河系圆盘中螺旋图案的长期存在。
2019-12-16 astro-ph.GA
The Dynamical Evolution of Accreted Star Clusters in the Milky Way
我们执行$N$体模拟的星团在时间依赖的银河系的潜力。由于银河系是通过与矮星系的合并而形成的，它的球状星团人口由银河系最初崩溃期间形成的星团和后来吸积的矮星系组成。在矮星系与银河系的合并过程中，矮星系团会受到变化的星系势的影响。在我们以前工作的基础上，我们研究了这种变化的星系势如何影响星系团半质量半径的演化。特别是，我们模拟集群的圆形轨道周围的矮星系，要么落入银河系或蒸发，因为它的轨道银河系。我们发现星团的动力学演化取决于在星团位置上哪个星系的潮汐场最强。因此，进入银河系的星系团在大小上会随着银河系潮汐场的增强而发生变化，而矮星的潮汐场则会减弱。我们发现，最终吸积的星系团很快就变成了与银河系中同一轨道上诞生的星系团大小相同的星系团。假设它们的初始大小相似，银河系中诞生的星系团和那些吸积的星系团不能仅仅根据它们当前的大小来区分。
2015-11-16 astro-ph.GA
Observing Correlations Between Dark Matter Accretion and Galaxy Growth: I. Recent Star Formation Activity in Isolated Milky Way-Mass Galaxies
星系晕上的新鲜气体吸积和星系恒星形成之间的相关性对于理解星系形成至关重要。不同的理论模型已经预测了晕吸积率和星系恒星形成率之间不同的相关强度，从强正相关到很少或没有相关。在这里，我们提出了一种技术，观测测量孤立的银河系质量的星系与$z < 0.123$的相关强度。这项技术是基于暗物质吸积率和邻近星系的投影密度分布之间的相关性;这些相关性也是过去关于回溅半径的工作的基础。我们将我们的技术应用于斯隆数字巡天中观测到的星系以及UniverseMachine中的模拟星系，在那里我们可以测试任何所需的相关强度。我们发现，暗物质吸积和最近的恒星形成活动之间的正相关性被排除与$\gtrsim 85\%$的信心。我们的研究结果表明，恒星形成活动可能不与新鲜吸积孤立的银河系质量的星系在$z=0$和其他过程，如气体循环，占主导地位的星系进一步增长。
2020-11-23 astro-ph.GA
Modeling the Milky Way as a Dry Galaxy
我们构建了一个模型，银河系的恒星盘和隆起嵌入在暗物质晕。所有组件都被建模为$N$ -身体系统，具有多达80亿个等质量粒子，并集成到10\，Gyr的年龄。我们发现，自旋参数为$λ=0.06$的暗物质晕需要净角动量才能形成一个相对较短的条（$\sim 4$ \，kpc），并具有较高的图形速度（40- 50\，km\，s $^{-1}$）.通过将我们的模型与银河系的观测结果进行比较，我们得出结论，盘质量为$\sim 3.7\times10^{10}M_{\odot}$，初始隆起尺度长度和速度分别为$\sim 1$ \，kpc和$\sim 300$ \，km\，s $^{-1}$，最适合观测。盘总质量分数（$f_{\rm d}$）似乎是一个重要的参数的银河系和模型与$f_{\rm d}\sim 0.45$的演化是最相似的银河系。此外，我们在我们的模拟与银河系中的观测太阳附近的速度分布进行了比较。在我们的模拟中，观察到的速度分布的差距，这是预计由外部林德布拉德共振（所谓的大力士流），似乎是一个时间依赖性的结构。速度分布在20- 30百万年的时间尺度上变化，因此很难仅从局部速度分布的形状来估计棒的图案速度。
2018-10-10 astro-ph.GA
Orbits of 152 Globular Clusters of the Milky Way Galaxy Constructed from the Gaia DR2 data
我们介绍了银河系152个球状星团的轨道及其性质，这些星团是使用Vasiliev（2019）列表中的平均Gaia DR 2自行和其他天体测量数据获得的。对于轨道积分，我们使用了基于Navarro-Frenk-White暗晕的银河势的轴对称模型，并由Bajkova和Bobylev（2016）使用Bhattacharjee et.al.（2014）目录中银河系天体在银河系中心距离的广泛区域（高达200 kpc）的圆速度进行了修改。在对所得到的轨道进行分析的基础上，我们修正了Massari等人提出的球状星团子系统的组成。（2019）.
2021-03-03 astro-ph.GA
Searching for Milky Way twins: Radial abundance distribution as a strict criterion
本文在约500个星系中结合结构特征（恒星质量、光学半径）与演化特征（中心及光学半径处氧丰度）搜寻银河系孪生体，发现银河系化学演化非典型，并识别出四个同时满足结构与演化判据的星系，表明径向丰度分布是更严格的筛选标准。
2023-06-16 astro-ph.GA
Modelling mass distribution of the Milky Way galaxy using Gaia billion-star map
银河系是一个典型的旋涡星系，它由一个位于中心的黑洞、一个棒状凸起和一个包含旋臂的盘组成。银河系的复杂结构使得模拟其质量分布非常困难和具有挑战性，特别是对于在银河系动力学和演化中起着最重要作用的银河系盘。传统的轴对称盘模型与指数的亮度分布和恒定的质光比假设为银河系盘。为了生成平坦的旋转曲线，还必须包括暗晕。在这里，通过使用最近发布的盖亚十亿星地图，我们提出了一个银河系盘质量分布模型，它是基于恒星密度分布，而不是亮度和质光比。该模型的特点是两个参数，一个凸起半径和特征长度。利用质量分布模型和求解泊松方程的银河系，我们得到了一个平坦的旋转曲线，再现了关键的观察到的功能，而不需要一个黑暗的晕。
2016-12-14 astro-ph.GA
On the neutral gas content of nine new Milky Way satellite galaxy candidates
我们使用一个新的，改进的版本的HI帕克斯全天巡天搜索HI发射从九个新的，超微弱的银河系卫星星系候选人最近发现的数据从暗能量调查。没有一个候选者在HI中被探测到，这意味着它们的HI质量的上限通常是几百到几千个太阳质量。由此得到的M_HI / L_V和M_HI / M_star的上限表明，至少有一些新的候选星系是HI不足的。这一发现与位于银河系维里半径内的卫星星系的一般HI不足是一致的，并支持了气体在近星系通道期间被潮汐和冲压压力从卫星中移除的假设。此外，一些天体可能嵌入麦哲伦流的中性和电离气体细丝中，并与之相互作用。
2015-07-14 astro-ph.GA
The evolution of the Oxygen abundance radial gradient in the Milky Way Galaxy disk
本文综述了螺旋星系和低质量星系的化学演化模型。我们分析了在银河系中使用不同的恒星产额、恒星形成速率定律和恒星形成公式对丰度径向分布的时间/红移演化的影响，以及恒星形成速率或气体密度等其他量;特别是我们将研究氧丰度径向梯度的演化，分析其与SFR/infall的关系。我们还将结果与我们的旧化学演化模型、宇宙学模拟和现有数据进行了比较，主要是与行星状星云丰度进行了比较。
2016-12-09 astro-ph.GA
Stability of the Milky Way Satellite Galaxy Plane under the Influence of Neighbors
P.N. Lebedev Physical Institute RAS（俄罗斯科学院列别捷夫物理研究所）
研究了银河系邻近物质分布对卫星星系平面稳定性的影响，发现环境扰动可能导致该结构在2-3亿年后消失。
2025-12-05 astro-ph.GA
From the Outside Looking in: What can Milky Way Analogues Tell us About the Star Formation Rate of Our Own Galaxy?
银河系被描述为一个贫血的螺旋，但它的恒星形成率（SFR）与同行相比异常低吗？为了回答这个问题，我们定义了一个样本的银河系类似物（MWA）的基础上严格削减的最佳文献估计的非瞬态结构特征的银河系。这种选择只产生176个星系从整个SDSS DR7光谱样本中，GZ2的形态分类，从中我们推断SFR从两个单独的指标。发现的平均SFR是$\log(\rm{SFR}_{SED}/\rm{M}_{\odot}~\rm{yr}^{-1})=0.53$，来自SED拟合的标准偏差为0.23 dex，以及$\log(\rm{SFR}_{W4}/\rm{M}_{\odot}~\rm{yr}^{-1})=0.68$，来自中红外校准的标准偏差为0.41 dex。最近对银河系恒星形成率的估计值$\log(\rm{SFR}_{MW}/\rm{M}_{\odot}~\rm{yr}^{-1})=0.22$与这些值的2 $σ$非常吻合，其中$σ$是每个SFR指标分布的标准差。我们推断，银河系，虽然是一个星系的SFR有点低，是不寻常的相比，类似的星系。
2019-09-04 astro-ph.GA
Observational properties of the open cluster system of the Milky Way and what they tell us about our Galaxy
自从Trumpler对银河系疏散星团系统的分析为理解银河系的性质和结构奠定了主要基础之一以来，已经过去了近80年。从那时起，疏散星团系统就被认为是解决银河系结构和演化问题的关键信息来源。在过去十年中，从地面和空间进行的巡天和单独观测导致了天体测量、运动学和多波长光度学和光谱学疏散星团数据的爆炸式增长。此外，这些数据中越来越多的部分通常是时间分辨的。随着计算能力的提高和分类技术的发展，疏散星团系统揭示了我们银河系越来越清晰和更完整的图景。在这篇文章中，我回顾了银河系的疏散星团系统的观测特性。我讨论了他们现在和在不久的将来能教我们什么，不能教我们什么，关于几个主题，如银河系的螺旋结构和动力学，化学演化，大规模恒星形成，恒星星族等等。
2009-11-09 astro-ph.GA
A new member of the Milky Way's family tree: Characterizing the Pontus merger of our Galaxy
我们研究的$\textit{Pontus}$结构-最近发现的合并，带来了$\sim7$球状星团在银河系的晕的层次建设的过程中。在这里，我们分析了$\textit{Pontus}$的恒星星族，并使用ESA/ $\textit{Gaia}$数据集检查（1）其相空间分布，（2）其金属丰度和化学丰度（即，[Fe/H]，[ $α$ /Fe]，[Mg/Fe]，[Al/Fe]），以及（3）色星等图显示了一些有趣的特征，包括可能的双水平分支和少量蓝离散星。总之，$\textit{Pontus}$恒星显示出一些独特的性质，表明它们可能起源于一个独立的卫星星系的合并;未来的分析将揭示这种结构的真实性质。这种对$\textit{Pontus}$恒星的化学动力学分析是我们更大的探索中的又一步，以描述我们银河系合并事件的$\textit{all}$。
2022-04-19 astro-ph.GA
A Distant Echo of Milky Way Central Activity closes the Galaxy's Baryon Census
我们报告在银河系的星际和环银河系介质中存在大量的百万度气体。这种气体（1）渗透在银道面和晕中，（2）延伸到距离中心大于60-200 kpc的地方，（3）它的质量足以结束银河系的重子普查。此外，我们发现，一个巨大的，$\sim 6$千秒差距半径，球对称的中心区域的银河系以上和以下的0.16千秒差距厚的平面，已被清空的热气体或这种气体的密度在空腔内有一个特殊的配置文件，从中心增加到半径的$\sim 6$千秒差距，然后减少一个典型的晕密度配置文件。这一点，以及其他几个会聚的证据，表明目前距离银河系中心6千秒差距的空洞表面，追踪了我们超大质量黑洞强烈核活动时期的遥远回声，发生在大约6百万年前。
2016-07-14 astro-ph.GA
Mass loss and dynamical friction on the Fornax dSph galaxy in the Milky Way potential
本研究通过单粒子方法与N体模拟外推的质量损失率，发现时变质量部分补偿动力学摩擦，使Fornax矮椭球星系轨道衰减减弱，验证了无DF的N体模拟的适用性。
2025-08-05 astro-ph.GA
The star-formation history of the Milky Way Galaxy
银河系主要恒星组成部分的恒星形成历史制约着星系形成和演化的关键方面。我将讨论最近的决定，这样的历史，连同他们的解释理论的盘星系演化。
2009-07-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Satellite galaxies' drag on field stars in the Milky Way
利用GaiaEDR3观测资料，研究了伴星系周围银河系场星的速度色散。对速度色散与卫星星系距离的关系进行了拟合，发现速度色散的梯度与卫星星系的质量有关。利用数量级近似，拟合了卫星星系质量与引力拖曳引起的速度色散梯度之间的线性关系。虽然我们的结果是一个观测的定性结果，但它表明，在未来的观测中，可以得到更好的关系。
2022-06-11 astro-ph.GA
Comparing the structural parameters of the Milky Way to other spiral galaxies
本文通过比较标长、标高、盘平坦度等结构参数，发现银河系在局部宇宙旋涡星系中具有典型性，但其厚盘比宇宙学模拟预期更薄且延展更小。
2024-01-08 astro-ph.GA
A low pre-infall mass for the Carina dwarf galaxy from disequilibrium modelling
只有暗物质的星系形成模拟预测，类似银河系的星系周围的暗晕数量要比观测到的卫星数量多得多。提出的解决方案要求卫星在落入银河系时居住在质量在10亿到100亿太阳质量之间的暗物质晕中。在这里，我们使用一种独立于宇宙学模拟的建模方法，获得银河系卫星之一：船底座的3.6亿（+3.8亿，-2.3亿）太阳质量的预质量。只有在质量低于100亿个太阳质量的晕中，星系形成变得随机时，船底座低晕质量的确定才能被纳入标准模型。否则，船底座，第八个最明亮的银河系矮星，预计将居住在一个显着更大的光环。这意味着银河系中应该有一群“暗矮星”：没有恒星的光环，但比许多可见的同类更大。
2015-07-08 astro-ph.GA
Upper Limit on the Milky Way Mass from the Orbit of the Sagittarius Dwarf Satellite
人马座矮星系是银河系中质量最大的卫星星系之一，它对银河系盘和星晕的形成起着重要的作用。人马座在几个近距离通道上的分裂已经用大规模的潮汐流填充了我们银河系的光环，并为测量其引力势提供了一个独特的诊断工具。在这里，我们测试不同的祖质量模型的银河系和人马座的模拟充分的卫星。我们根据观测到的轨道参数和人马座的多个潮汐流来约束银河系的质量。我们的轨道动力学的半解析模型与全$N$ -体模拟一致，并且有利于银河系质量的低值，$\lesssim 10^{12}M_\odot$。这一结论缓和了$Λ$ CDM与银河系卫星观测参数之间的紧张关系。
2017-09-15 astro-ph.GA
Made-to-measure galaxy models - III Modelling with Milky Way observations
我们演示了如何Syer和Tremaine量身定做的恒星动力学建模方法，可以适用于模拟一个旋转的银河酒吧。我们使用现有的Shen et al.（2010）银河系棒的N体模型构建的观测结果，以及通过Bulge Radial Velocity Assay（BRAVA）对银河系凸起和棒进行的运动学观测，来验证我们的量身定制的变化。我们的结果为联合确定的酒吧角和酒吧模式的速度（~30度和~40公里/秒/千秒差距）是一致的N体模型所确定的。虽然我们开发的量身定做的技术是使用特定的N体模型和观测数据集应用的，但它们实际上是通用的，可以应用于使用不同N体模型和数据集的其他银河系建模场景。此外，我们使用的练习作为一种工具，说明如何N体和量身定制的方法可能会结合成一个更有效的方法。
2012-10-25 astro-ph.GA
Vertical density waves in the Milky Way disc induced by the Sagittarius Dwarf Galaxy
最近，Widrow和合作者宣布在银河系盘中发现了垂直密度波。在这里，我们调查的情况下，这些波引起的人马座矮星系，因为它通过银河系暴跌。使用数值模拟，我们发现，人马座的影响产生南北不对称性和垂直波动的行为，定性地同意所观察到的。垂直模式可以径向穿透到光盘的程度，以及它们的振幅，取决于扰动卫星的质量。我们表明，光盘的平均高度预计在径向上比在方位角方向上更迅速地变化。如果所观察到的垂直密度不对称确实是由垂直振荡引起的，我们预测的平均垂直速度的径向和方位角的变化，与空间结构相关。这些变化的幅度可达8 km/s。
2012-11-26 astro-ph.GA
On the Interpretation of the l-v Features in the Milky Way Galaxy
我们使用三维的，高分辨率的，$N$ -体+流体动力学模拟的气体动力学的棒星系模型，并将其应用到银河系中，试图再现的大尺度结构和星系H \emissiontype{I}和CO $l-v$图中观察到的cluronically形态。由于包含了多相星际介质、自引力、恒星形成和超新星反馈等因素，观测到的$l-v$图中的星团形态和大尺度特征得以自然再现。我们确定在我们的$l-v$图与一些不仅是大规模的奇特功能，如“3-kpc的手臂”，“135公里秒$^{-1}$臂”和“连接臂”，但也clusionary功能，如“巴尼亚块”，然后链接这些功能在我们的模型的正面视图。我们给出了银河系的真实结构和中央区域气体团的命运的建议。
2010-09-16 astro-ph.GA
The Milky Way Hot Baryons and their Peculiar Density Distribution: a Relic of Nuclear Activity
我们知道我们的银河系充满了稀薄、炽热、富含金属的气体。然而，关于它的起源，它所渗透的银河系的部分，它的总质量，以及它在调节银河系活动中可能发挥的任何作用，仍然有很多未知数。在ApJ目前出版的一封信中，我们表明这种热气体渗透到银河系的圆盘和一个大的球形体积中，以银河系核心为中心，并延伸到距离中心至少60-200 kpc的距离。这种气体显示出一种奇特的密度分布，在距离银河系中心约6千秒差距的地方达到峰值，很可能是6百万年前银河系中心超大质量黑洞强烈活动的见证。通过我们的研究，我们还能够将银河系的重子总质量更新为Mb =（0.8-4）x1 e11太阳质量，足以完成银河系的重子普查。
2016-07-28 astro-ph.GA
Rotational Curves of the Milky Way Galaxy and Andromeda Galaxy in Light of Vacuum Polarization around Eicheon
本文提出用Eicheon表面的F型真空极化解释银河系暗物质尾部，通过球对称模型近似处理星系盘面密度，成功重现银河系并讨论仙女座星系的旋转曲线。
2023-09-21 astro-ph.GA gr-qc
The effect of stellar feedback on a Milky Way-like galaxy and its gaseous halo
本文采用N体+SPH方法模拟了一个类银河系统，该系统是由嵌入在暗物质晕中的热气体辐射冷却而产生的。银河系及其气态晕孤立地演化了10 Gyr，这使我们能够研究内部过程如何影响系统的演化。我们展示了输入超新星反馈能量E $_{\rm SN}$如何影响星系的形态、运动学和演化，并将其性质与银河系进行了比较。不同的E $_{\rm SN}$值对系统的恒星形成历史没有显著影响，但随着反馈的增加，冷气体盘变得更厚，更湍流。我们的主要结果是，对于所考虑的E $_{\rm SN}$的最高值，该星系显示出一个突出的平面外冷气体层（log（T）<4.3），在$10^{19}$ cm $^{-2}$的柱密度下延伸到盘上方几kpc。这种物质的运动学与我们银河系和NGC 891的HI晕推断一致，尽管它的质量较低。此外，热气体（5.3<log（T）<5.7）的位置、运动学和典型柱密度与银河系晕和外星系中O $_{\rm VI}$吸收系统确定的结果非常一致。然而，与观测结果相反，在我们系统的环星系区域，log（T）<5.3的气体是缺乏的。
2015-06-01 astro-ph.GA
Kinematic structure of the Milky Way galaxy, near the spiral arm tangents
我们比较了在螺旋臂切线附近观测到的不同臂示踪剂的径向速度。考虑到预测的内螺旋臂入口处的激波，密度波理论预测的径向速度略有不同。在许多螺旋臂中，观测到的速度偏移证实了密度波理论的预测（脉泽速度和CO气体峰值速度之间的间隔约为20 km/s）-当观测到的偏移大于误差估计时。给出到达下一个旋臂的时间。
2023-01-05 astro-ph.GA
VINTERGATAN I: The origins of chemically, kinematically and structurally distinct discs in a simulated Milky Way-mass galaxy
对银河系恒星的光谱调查揭示了编码其历史的空间，化学和运动学结构。在这项工作中，我们研究它们的起源使用宇宙学变焦模拟，VINTERGATAN，银河系质量盘星系。我们发现，在连接到$z\sim 1.5$的最后一次重大合并，宇宙吸积导致快速形成的外部，金属贫乏，低[ $α$ /Fe]气体盘周围的内部，金属丰富的星系包含旧的高-[ $α$ /Fe]恒星。该事件导致[ $α$ /Fe]在[Fe/H]范围内呈现双峰。详细分析了自$z\sim 1$以来星系的演化。我们展示了由内而外的生长塑造径向表面密度和金属丰度分布的方式，以及径向迁移如何优先将恒星从内盘迁移到外盘。长期盘加热被发现引起增加的速度色散和scaleheights与恒星年龄，这与光盘耀斑一起解释了在银河系中观察到的几个趋势，包括较浅的径向[Fe/H]-配置文件以上的中平面。我们展示了星系形成的情况下印记之间的非平凡的映射结构协会（即厚和薄盘），速度色散，$α$ -增强，和年龄的恒星，例如，最贫金属的低-[ $α$ /Fe]序列中的恒星被发现有一个scaleheight老高-[ $α$ /Fe]星。最后，我们说明了如何在低空间分辨率，相当于星系的厚度，建议的路径不同的序列在[ $α$ /Fe]-[Fe/H]不能被捕获。
2020-06-12 astro-ph.GA
The feeble giant. Discovery of a large and diffuse Milky Way dwarf galaxy in the constellation of Crater
我们宣布在VST ATLAS巡天的成像数据中发现了环形山2号矮星系。由于它的半光半径约为1100 pc，陨石坑2是银河系中第四大矮星，仅次于LMC，SMC和Sgr矮星。这个卫星星系的总光度为$M_V\approx-8$，也是表面亮度最低的矮星之一。落在30等角秒$^{-2}$的标称探测边界之下，它的星云性质与最近发现的Tuc 2和Tuc IV和Uma II相当。2号陨石坑距离太阳约120千秒差距，在三维空间中似乎与神秘的球状星团陨石坑、一对超暗矮星狮子座IV和狮子座V以及经典矮星狮子座II对齐。我们认为，这种安排可能不是偶然的，事实上，可以被看作是火山口-狮子座集团的吸积证据。
2016-08-01 astro-ph.GA
How Does Feedback Affect Milky Way Satellite Formation?
利用高红移下类银河系的亚秒差距分辨率流体动力学模拟研究了类银河卫星星系的形成。更具体地说，我们评估超新星反馈对这些卫星的矮祖星的影响，以及一个简单的瞬时再电离方案在抑制恒星形成的低质量端的这种矮分布的效率。在我们的高红移模拟识别星系和跟踪它们到z=0使用暗物质晕合并树，我们比较我们的结果，目前的观测和确定的时代，我们认为卫星星系形成必须完成。我们发现，在红移8之前，只有银河系发光晕群的低质量一端是不完整的，尽管超新星反馈减少了低质量晕的恒星质量（log（M/Msolar）< 9），z = 0的银河系周围幸存卫星的数量在有或没有超新星反馈的情况下是相同的。如果一个明亮的晕能够在红移3之前避免银河系的吸积，那么它很可能作为一个MW卫星幸存下来，红移为0。
2011-01-11 astro-ph.GA
Comments on "A huge reservoir of ionized gas around the Milky Way: accounting for the missing mass?" (2012 ApJL, 756, 8) and "The warm-hot gaseous halo of the Milky Way" (arXiv1211.3137)
标题中提到的两篇论文声称在银河系周围发现了大规模的热气体晕，这引起了很多混乱和不必要的兴奋（包括公共新闻报道）。然而，这些论文在许多方面存在严重缺陷，包括有问题的分析和假设，以及对早期研究的误读和错误解释，这些都与索赔不一致。在这里，我们展示了这些缺陷的例子。
2012-11-20 astro-ph.GA
Elemental Abundances in Milky Way-like Galaxies from a Hierarchical Galaxy Formation Model
我们发展了一种新的方法来解释有限的恒星寿命和跟踪个人的丰度内的半解析模型的星系形成。与以往的方法不同，基于存储的（分仓）过去的恒星形成历史的模型星系，我们的方法项目的信息产生的每个简单的恒星星族（SSP）在未来的金属。使用这种方法，一个准确的会计的时间和属性的个别SSP组成的模型星系是可能的。我们分析了我们的化学模型对各种成分的依赖性，并将其应用于六个模拟的晕，大致银河系的质量，并没有大规模的近邻z=0。对于所有考虑的模型，[Fe/H]分布的恒星在光盘组件与银河系的数据是很好的协议，而球状体组件（其形成，我们只通过合并模型），这些偏移低相对于观测测量银河系的隆起。这是恒星形成历史狭窄的结果，恒星形成率相对较低。在我们的化学模型中，来自超新星的气体和能量的缓慢再循环对预测的恒星形成率具有重要影响，这些恒星形成率系统地低于相同物理模型中的相应速率，但具有瞬时再循环近似。在整体性质方面与我们银河系最为相似的晕也再现了银河系卫星平均金属丰度和光度之间的观测关系，尽管斜率略陡。
2014-09-29 astro-ph.GA
The structure of the Milky Way based on unWISE 3.4$μ$m integrated photometry
我们提出了一个详细的分析银河系结构使用unWISE宽视场图像在$3.4μ$ m。我们执行一个3D光度分解的银河系考虑到i）的投影的银河系的天球和ii），观察者位于银河系内的太阳半径。我们考虑了一个大的光度模型，从一个纯光盘模型开始，并结束与一个复杂的模型，其中包括薄和厚的光盘加上一个盒子花生状的凸起。在我们最终的模型中，我们结合了许多观测到的银河系的特征，如盘的耀斑和翘曲，在平面上的几个超密度，和尘埃消光。通过对一个类银河星系的N体模拟，得到了具有相应X形结构的星系核球模型。这使我们能够检索上述恒星成分的参数，估计它们对银河系总光度的贡献，并限制酒吧的位置角。在我们的模型中，厚盘的质量估计为薄盘的0.4-1.3。我们的分解的结果可以直接与通过多组分光度分解获得的外部星系的结果进行比较。
2021-08-23 astro-ph.GA
Constraining SN feedback: a tug of war between reionization and the Milky Way satellites
基于冷暗物质宇宙演化的星系形成理论模型通常需要来自超新星（SN）爆炸的强反馈，以便再现银河系卫星星系光度函数和场星系光度函数的暗端。然而，太强的SN反馈也会导致宇宙再电离太晚，银河系卫星的金属丰度太低。因此，这四个观测结果的组合对SN反馈施加了严格的约束。我们使用半解析的星系形成模型galform来研究这些约束。我们发现，这些意见有利于SN反馈模型中的反馈强度随红移的演变。我们发现，对于我们的最佳拟合模型，一半的电离光子是由静止帧远紫外绝对星等$M_{\rm AB}(1500{\rm Å})<-17.5$的星系发射的，这意味着已经观察到的星系种群贡献了大约一半的光子负责再电离。这些星系的$z=0$后代主要是恒星质量为$M_*>10^{10}\,{\rm M}_{\odot}$的星系，并优先居住在质量为$M_{\rm halo}>10^{13}\,{\rm M}_{\odot}$的晕中。
2016-08-11 astro-ph.GA
On the origin of gaseous galaxy halos - Low-column density gas in the Milky Way halo
最近的观测表明，螺旋星系被扩展的气体晕所包围，正如等级结构形成方案所预测的那样。面外气体的起源和性质通常是不清楚的，因为作为星系正在进行的形成和演化的一部分，晕不断地被不同的环流过程所推动（例如，流出、星系合并和星系际介质的气体吸积）。我们使用银河系作为实验室来研究位于内外晕的中性和轻度电离气体。使用谱线吸收和发射测量在不同的波长范围内，我们获得的物理条件和气体的分布的详细信息。这些研究对于我们理解星系与其气体环境之间复杂的相互作用是至关重要的，这是星系形成和演化的一部分。我们的分析表明，在低和高红移的银河系晕的气体的柱密度分布和物理性质是非常相似的其他盘星系周围。
2011-02-25 astro-ph.GA
Are the Milky Way and Andromeda unusual? A comparison with Milky Way and Andromeda Analogs
我们的银河系为星系演化模型提供了一个独特的测试案例，这要归功于我们在银河系圆盘中的特殊位置。这个位置也使银河系和外部星系之间的比较变得复杂，因为我们无法从外部的角度观察银河系。银河系类似星系为我们提供了一个机会，通过提供我们缺乏的外部视角来弥合这一鸿沟。然而，过于精确的“模拟”定义产生很少或没有星系，因此了解哪些选择标准产生最有意义的模拟样本至关重要。为了解决这个问题，我们比较了使用不同标准选择的银河系类似物的互补样本的属性。我们发现银河系在1 $σ$的类似物在恒星形成率和膨胀总比在大多数情况下，但我们发现银河系和它的类似物之间的较大的偏移盘尺度长度，这表明，规模的长度必须包括在模拟选择除了其他标准，如果最准确的类似物被选中。我们还将我们的方法应用于邻近的仙女座星系。我们发现类似物选择的基础上强大的形态特征，显示更高的恒星形成率比仙女座，我们还发现类似物选择仙女座的恒星形成率过度预测仙女座的隆起程度。这表明在选择最严格的仙女座类似物时，应该考虑结构和恒星形成率。
2020-10-12 astro-ph.GA
A Multi-Frequency Study of the Milky Way-like Spiral Galaxy NGC 6744
我们提出了一个多频的中间螺旋SAB（r）bc型星系NGC 6744的研究，使用现有的数据从钱德拉X射线望远镜，无线电连续数据从澳大利亚望远镜紧凑阵列和默奇森宽场阵列，和宽视场红外巡天探测器红外观测。我们确定了117个X射线源和280个射电源。其中，我们发现在X射线和射电目录之间有九个共同的来源，其中之一是一个微弱的中央黑洞，其辐射热射电光度与银河系中央黑洞相似。我们将5个物体归类为超新星遗迹候选者，2个物体可能为超新星遗迹，17个为HII区域，1个源为AGN;其余255个射电源被归类为背景物体，1个X射线源被归类为前景恒星。我们发现NGC 6744的恒星形成率（SFR）在2.8 - 4.7 $\rm{M_{\odot}~yr^{-1}}$之间，这意味着该星系仍在活跃地形成恒星。NGC 6744的比SFR比晚型螺旋星系（如银河系）大，但比典型的星暴星系小得多。
2018-02-08 astro-ph.GA
Structural Analogs of the Milky Way Galaxy: Stellar Populations in the Boxy Bulges of NGC 4565 and NGC 5746
我们提出NGC 4565和NGC 5746作为我们银河系的结构类似物。这三个星系都是巨大的SBb-SBbc星系，具有两个伪球，即.例如，一个紧凑的，盘状的，恒星形成的伪凸起嵌入在一个垂直厚的，“红色和死亡”的，四四方方的伪凸起中，几乎是一个棒。我们银河系四四方方的凸起中的恒星是古老的，α元素增强了，这表明恒星形成在开始时的1 Gyr内完成。在这里，我们展示了NGC 4565和NGC 5746的方形伪凸起的Hobby-Eberly望远镜光谱，并表明它们也是由古老的α元素增强型恒星组成的。显然，现在生活在棒中的恒星的形成完成得又快又早，这并不罕见，即使是在中等哈勃类型的星系中，它们的圆盘现在仍然形成恒星。通过对结构成分参数的比较，我们认为NGC 4565和NGC 5746是银河系的合适的类似物，因为它们显示出类似演化过程的特征。
2019-01-17 astro-ph.GA
Globular clusters in the stellar stream surrounding the Milky Way analog NGC 5907
为了更好地了解螺旋星系NGC~5907的起源，我们研究了以其壮观的恒星流而闻名的螺旋星系NGC~5907中的球状星团（GCs）。利用宽视场Subaru/Suprime-Cam $gri$图像和深Keck/DEIMOS多目标光谱，我们识别并获得叠加在恒星流和星系盘上的几个GC的运动学。我们估计NGC 5907中的球状星团总数为$154\pm44$，特定频率为$0.73\pm0.21$。我们的分析还揭示了一个重要的，新的年轻星团候选人的人口主要是沿着恒星盘的外围发现。利用GCs流的性质，我们估计该破裂星系的恒星质量类似于银河系吸积的人马座矮星系，即$\sim10^8~M_\odot$。
2019-12-02 astro-ph.GA
The Effect of Galaxy Interactions on Starbursts in Milky Way-Mass Galaxies in FIRE Simulations
本文通过分析FIRE-2模拟中六个银河系质量星系，发现仅近乎等质量比的主要相互作用与恒星形成率呈显著正相关，且多数星暴并非由星系相互作用引起，星系从爆发性到稳定恒星形成的转变也与其相互作用历史无关。
2024-11-15 astro-ph.GA
The Dynamics of Old Inner Galaxy Stars in Milky Way-mass Galaxies Using FIRE-2 Simulations
University of Pennsylvania（宾夕法尼亚大学）；Graduate Center, City University of New York（纽约市立大学研究生中心）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）
利用FIRE-2宇宙学模拟分析13个银河系质量星系中古老内星系恒星的运动学性质，发现它们主要形成于宿主星系，但吸积恒星在早期阶段显著，且盘状动力学随年龄减小而增强。
2026-06-16 astro-ph.GA
VINTERGATAN III: how to reset the metallicity of the Milky Way
利用宇宙学变焦模拟VINTERGATAN，我们提出了一个新的情况下，恒星形成的开始在低-[ $α$ /Fe]序列的银河系类星系的金属贫端。在这种情况下，星系由两种不同的气体流提供燃料。其中一个被大质量星系的流出物所富集，而另一个则不然。前者供给银河系内部区域，后者则供给相对于主银道面倾斜的外部气体盘，其化学成分明显较差。最后一个主要合并星系的第一次通过引发了外盘的潮汐压缩，这增加了气体密度，最终导致恒星形成，金属丰度比内星系低0.75 dex。这是低[ $α$ /Fe]序列的第一颗恒星。这些原位恒星具有类似晕的运动学，类似于在银河系中观察到的，这是由于外盘的倾斜最终通过引力矩与内盘对齐。我们表明，这种倾斜盘的情况可能在Milky-Way类星系中很常见。这个过程意味着低-[ $α$ /Fe]序列是在原位填充，同时从两个形成通道，在内部和外部星系，具有不同的金属丰度。这与银河系盘组装的纯粹顺序情景形成对比，可以通过观测进行测试。
2021-03-29 astro-ph.GA
A Study of the Properties and Dynamics of the Disk of Satellites in a Milky-Way-like Galaxy System
本文通过加入高分辨率重子物理的 Aquarius 放大模拟，分析类银河系中的卫星星系盘，发现其呈各向异性分布，但并非旋转支撑系统，而可能由下落子晕构成。
2023-12-07 astro-ph.GA
Signature of a Dark Ultra-compact Dwarf Galaxy Transiting the Milky Way Disk
本文报告银河系盘面恒星垂直速度异常与气体扰动共位，揭示一个暗超致密矮星系坠入银河系，为低质量暗物质子晕提供罕见观测证据并约束ΛCDM模型。
2025-08-27 astro-ph.GA
The Vertical Displacement of the Milky Way Disk
观测到银河系朝向银河系反中心的振荡垂直位移，波长约为8千秒差距，振幅约为100秒差距（随着距银河系中心的距离而增加）。这些振荡被认为是来自银河系矮卫星的盘扰动的结果。它们解释了麒麟座环，并可能与银河系的螺旋结构有关。
2017-08-11 astro-ph.GA
Mapping the inner stellar halo of the Milky Way from 2MASS and SDSS-III/APOGEE survey
为了研究银河系星晕的形状，利用Besançon银河系模型比较了合成星与2 MASS观测的红外色分布，并考虑了数据的选择函数，补充了SDSS-III/APOGEE巡天的光谱数据。此外，我们将贝桑松星系模型生成的模拟金属丰度分布与APOGEE恒星参数和化学丰度管道（ASPCAP）中可靠恒星参数的固有金属丰度分布进行了比较。比较是在银河系内部的一个大的体积上进行的，揭示了一个贫金属的群体，[M/H] $<-1.2$ dex，可以填充内部星系晕的扩展部分。有了这个数据集，我们能够模拟一个更现实的质量密度分布的银河系的恒星晕组件，假设一个六参数的双幂律模型，并重建的行为的旋转曲线的内部部分的银河系。
2015-10-05 astro-ph.GA
The Unusual Milky Way-Local Sheet System: Implications for Spin Strength and Alignment
银河系和本地片形成了一个特殊的星系系统，在我们附近的异常低的速度分散和看似高质量的银河系这样的环境。使用TNG 300模拟，我们寻找银河系类似物（MWA）位于宇宙壁的速度分散在其本地哈勃流类似于我们的星系周围观察到的。我们发现局域片类似物中的MWA非常罕见，每160-200 Mpc ^3体积中才有一个MWA。我们发现，一个片状的冷环境保存，放大，或简化环境对星系角动量的影响。在这样的片层中，片层和星系自旋之间有特别强的对齐;而且，这些星系的自旋参数很低。这两种情况都可能与墙形成以来缺乏合并有关。我们希望我们的研究结果将使人们认识到银河系局部片系统的非典型性质。在没有充分考虑我们宇宙环境影响的情况下错误地外推局部观测结果，可能会导致哥白尼式的偏见，从而理解银河系和附近宇宙的形成和演化。
2022-08-05 astro-ph.GA
A Uniform Catalog of Molecular Clouds in the Milky Way
Dame，Hartmann，& Thaddeus（2001）的全银河系CO巡天是迄今为止最统一、最大规模的银河系CO巡天。使用树状图为基础的分解，这一调查，我们提出了一个目录的1064个大规模的分子云在整个银河系平面。这个星表包含$2.5 \times 10^8$太阳质量，或银河系估计的H $_2$质量的$25^{+10.7}_{-5.8} \%$。我们通过多个象限跟踪一些旋臂中的云。拉森第一定律的功率指数，即尺寸-线宽关系，在所有区域都是0.5-可能是由于观测偏差-但在银河系内部的云在给定尺寸下系统地具有显着（~ 30%）更高的线宽，表明它们的线宽部分由银河系环境设定。内星系与外星系的云的质量函数在定性和定量上都是不同的。内银河系的质量谱最好用截断幂律来描述，幂指数为$γ=-1.6\pm0.1$，截断质量上限为$M_0 = (1.0 \pm 0.2) \times 10^7 M_\odot$，而外银河系的质量谱最好用非截断幂律来描述，截断质量上限为$γ=-2.2\pm0.1$，这表明内银河系比外银河系能够形成和容纳更多质量的GMC。此外，我们还模拟了银河系将如何出现在CO从河外的角度来看，与其他星系的CO地图进行比较。
2016-02-08 astro-ph.GA
Evidence of a dwarf galaxy stream populating the inner Milky Way Halo
从矮星系产生的恒星流提供了银河系分层形成的直接证据。在这里，我们提出了第一个全面的研究“LMS-1”恒星流，我们通过使用STREAMFINDER算法在盖亚EDR 3数据集中搜索宽流检测。这条溪流最近由Yuan等人发现（2020）。我们探测到LMS-1是一个$60°$长流，位于银河系凸起的北部，距离太阳$\sim 20$千秒差距，还有其他一些成分表明整个流完全包裹在银河系内部。利用LAMOST，SDSS和APOGEE的光谱测量，我们推断，流是非常贫金属（${\rm \langle [Fe/H]\rangle =-2.1}$）具有显着的金属分散（$σ_{\rm [Fe/H]}=0.4$），它具有很大的径向速度分散（${\rm σ_v=20 \pm 4\,km\,s^{-1}}$）。这些估计共同意味着LMS-1是一个矮星系流。LMS-1的轨道接近极地，与银河平面的倾角为$75°$。LMS-1的轨道和金属丰度与球状星团NGC 5053、NGC 5024和恒星流“Indus”非常相似。这些发现使LMS-1成为银河系内晕恒星星族的重要贡献者。
2021-07-20 astro-ph.GA
Milky Way Analogues in MaNGA: Multi-Parameter Homogeneity and Comparison to the Milky Way
银河系提供了一个理想的实验室来测试我们对星系演化的理解，因为我们有能力在精细的尺度上观察我们的星系。然而，将银河系与更广泛的星系群联系起来仍然很困难，这是由于我们的内部视角和所采用的不同观测技术所带来的挑战。在这里，我们提出了一个样本的星系确定为银河系类似物（MWA）的基础上，他们的恒星质量和膨胀的总比率，观察到的一部分，在阿帕奇点天文台（MANGA）调查附近的星系映射。我们分析星系的恒星运动学和人口，以及它们的电离气体含量。我们发现我们的样本在其外围包含了一般年轻的恒星星族。然而，我们在它们的中心区域发现了广泛的恒星年龄，并且我们在大约一半的样本星系中检测到了类似于活动星系核或类似于复合物的活动，另一半由具有中心恒星形成发射或与老恒星一致的发射的星系组成。我们测量的气体金属丰度和恒星金属丰度的梯度，一般是平坦的物理单位比银河系测量;然而，我们发现更好的协议与银河系时，缩放梯度星系盘尺度长度。从这一点来看，我们认为金属丰度梯度的差异主要是由于银河系的相对紧凑性，观测角度的差异也可能是一个因素。
2020-01-28 astro-ph.GA
Milky Way Kinematics. II. A uniform inner Galaxy HI terminal velocity curve
利用VLA银道面巡天的氢原子数据，我们测量了银河系第一象限氢原子终极速度随经度的变化。我们使用这些数据，加上我们以前的工作，银河系第四象限，产生一个密集的采样，均匀测量，南北银河系之间的旋转曲线$3~{\rm kpc} < R < 8~{\rm kpc}$。我们为第一和第四象限确定了一个新的关节旋转曲线拟合，这与我们在McClure-Griffiths \& Dickey（2007）中发表的拟合一致，并且可以用于估计太阳圈内部的运动学距离。旋转曲线中的结构现在被精确地定义，在$\sim 200$ pc的长度上显示出显著的速度结构，这比旋转曲线的空间分辨率大得多。此外，即使在减去圆形旋转拟合之后，第一和第四象限的旋转曲线的形状也显示出与$4.2 < R < 7$ kpc之间的大致正弦图案的惊人程度的相关性。
2016-08-12 astro-ph.GA
Milky Way simulations: the Galaxy, its stellar halo and its satellites - insights from a hybrid cosmological approach
我们的“家星系”-银河系-是一个相当大的螺旋星系，是本地宇宙中最常见的形态类的原型。虽然它只是一个星系，但它是唯一一个可以被详细研究的星系：对于银河系和本星系群的一些成员，可以获得大量关于其恒星年龄和化学丰度的观测数据。在未来几年里，通过正在进行的和计划中的光谱和天体测量调查，预计将获得更多的信息，为星系形成的现代理论提供一个独特的基准。在这篇评论中，我将总结最近的结果，我们的银河系的形成，它的恒星晕，和它的卫星星系。我将特别关注在星系形成的混合模型框架中获得的结果，并参考本期中基于流体动力学模拟的研究的其他评论。
2012-04-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gas accretion onto the disc of a simulated Milky Way-mass galaxy
在星系形成和演化的标准范式中，星系的重子成分是由暗物质晕内气体的坍缩和凝聚形成的，后来又由气态物质的持续吸积而成长，既有扩散形式的，也有与其他系统合并的。在第一个阶段的快速和暴力的晕增长，气体解决成旋转支撑的结构，最终导致形成恒星盘。恒星演化并将经过化学处理的气体和能量返回到星际介质，主要是通过II型超新星爆炸。在圆盘区域，宇宙学上的气体吸积与超新星产生的外流结合，影响圆盘的流体动力学和结构特性，并产生垂直和径向的气体流动。在这项工作中，我们使用模拟御夫座项目，一套磁流体动力学，放大宇宙学模拟银河系般的星系，研究气体吸积到光盘的时间和径向依赖性。我们还研究了盘的演化，重点是由内而外的盘形成的情况下，这是化学演化模型的银河系的基本假设之一。
2021-06-11 astro-ph.GA
