Are ultra-diffuse galaxies Milky Way-sized?
自其提出以来，有效或半光半径已经成为描述星系大小的一个非常流行的选择。然而，有效半径测量的是星系内光的聚集度，因此无法捕捉到与物体边缘或边界相关的直观大小定义。出于这个原因，我们的目标是证明使用有效半径得出结论的性质暗淡的“超扩散星系”（UDG）相比，矮星和银河系的星系时，不可取的后果。而不是有效半径，我们使用的是基于恒星形成所需的气体密度阈值的位置的星系大小的措施。与有效半径相比，这个物理上的定义更接近星系的边界。因此，考虑到UDG和普通矮星的大小和恒星质量密度分布，我们发现UDG的大小在矮星的大小范围内。我们还表明，目前已知的UDG没有类似银河系的对象的大小。我们发现，平均而言，UDG的延伸比银河系类星系小十倍。这些结果表明，使用对光的浓度敏感的尺寸估计值会导致误导性的结果。
2020-01-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
The central spheroids of Milky Way mass-sized galaxies
我们研究了在宇宙学背景下模拟的银河系质量大小的星系的质量中心的10千秒差距内的中心球状体的属性。模拟的中心区域主要由年龄超过10 Gyr的恒星组成，大多数是在原地形成的，其中约30%来自吸积恒星。这些恒星形成于定义明确的恒星爆发中，尽管吸积恒星表现出更尖锐和更早的恒星。吸积星的比例随着银河系中心距离的增加而增加，因此在半径约8-10 kpc时，平均检测到约40%的吸积星。吸积星比原地星稍年轻，金属丰度较低，并且$α$增强。在中心区域的老恒星中，有相当一部分来自于几颗大质量卫星（$2-3$）。在比$\sim 10^{9.5}{\rm M}_\odot$小的矮星中形成的吸积星对核球的贡献更大。年龄和老恒星的金属丰度分布之间的差异因此与吸积历史有关--那些吸积恒星比例较大的中心区域是那些有更大质量卫星贡献的区域。原位和吸积星的运动学性质是一致的，后者被支持他们的速度色散，而前者表现出明确的签名旋转支持。我们的模拟展示了一系列的特征，一些系统在其中心区域表现出共存的酒吧和球体，在某些方面类似于银河系的中心区域。
2017-09-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Solving Milky Way-sized Systems with Haskap Pie: A Halo finding Algorithm with efficient Sampling, K-means clustering, tree-Assembly, Particle tracking, Python modules, Inter-code applicability, and Energy solving
University of Illinois at Urbana-Champaign（伊利诺伊大学厄巴纳-香槟分校）；National Center for Supercomputing Applications（超级计算应用国家中心）
Haskap Pie是一种基于Python的高效晕寻找算法，能处理多种模拟代码，提供更稳定的晕追踪和更密集的晕质量函数，适用于银河系规模的模拟研究。
2025-12-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
The orbital PDF: the dynamical state of Milky Way sized haloes and the intrinsic uncertainty in the determination of their masses
利用真实的银河系大小的晕的宇宙学模拟，我们研究了它们的动力学状态和用动力学示踪剂的稳态模型推断它们的质量分布的准确性。我们使用一种新的方法，描述了相空间分布的稳态示踪剂人口在球势没有任何假设，关于他们的轨道分布。从水瓶座$Λ$ CDM N-体模拟的五个晕应用该方法，我们发现，暗物质粒子是一个准确的示踪剂，使晕质量和浓度参数恢复与$5\%$的准确性。假设NFW形式的电位分布在大多数情况下不会显著影响拟合，除了晕A，晕A的密度分布与NFW形式显著不同，导致动态拟合参数中的$30\%$偏差。暗物质示踪剂中子结构的存在只影响$\sim 1\%$的拟合。应用该方法模拟恒星晕产生的粒子标记技术，我们发现恒星比暗物质粒子更远离平衡，产生系统的偏差$\sim 20\%$推断的质量和浓度参数。从传统的分布函数拟合恒星获得的系统偏差的水平与我们的相当，而类似的适合DM示踪剂显着偏置，与我们的配合。与以前的研究一致，质量偏差在示踪剂半质量半径附近大大降低。
2015-11-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
GARROTXA Cosmological Simulations of Milky Way-sized Galaxies: General Properties, Hot Gas Distribution, and Missing Baryons
我们介绍了一套新的模拟银河系大小的星系使用AMR代码ART +流体力学在$Λ$ CDM宇宙演化。模拟系列被命名为GARROTXA，并遵循从z~ $=$ ~60到z~ $=$ ~0的晕/星系的形成。系统的最终维里质量为$\sim$ 7.4 $\times$ 10 $^{11}$ M $_{\odot}$。我们的结果如下：（a）与许多以前的研究相反，圆速度曲线显示没有中心峰，总体上与最近的MW观测结果一致。(b)其他的物理量，如M $\_{*}$（6 $\times$ 10 $^{10}$ M $_\odot$）和R $_d$（2.56 kpc），都在观测的MW范围内。(c)我们从运动学上测量了圆盘与总圆盘的比值，发现D/T=0.42。(d)另一方面，z=0时的冷气体比例和恒星形成率（SFR）与银河系的估计值相差甚远。作为模拟系列的第一次科学开发，我们研究了热X射线发光气体的空间分布。我们已经发现，大多数的X射线发射气体是在晕状分布占一个重要的部分，但不是所有的失踪重子。大量的热气体也存在于灯丝中。在我们的所有模型中，没有一个大规模的盘状热气体分布主导的柱密度。我们的热气体模拟观测的分析表明，均匀性假设导致高估的总质量的因素3至5或低估的因素$0.7-0.1$，这取决于所使用的观测方法。最后，我们确认了星系系统的总热气体质量和暗物质晕质量之间存在明显的相关性。
2016-05-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Formation of a Milky Way-sized Disk Galaxy 1. A Comparison of Numerical Methods
从宇宙学模拟中创造一个类似银河系的盘状星系的长期挑战，近年来在数值方法和物理模型方面都取得了重大进展。我们调查这两个基本方面在一个新的比较项目，使用一套宇宙流体动力学模拟银河系大小的星系的形成和演化。在这项研究中，我们专注于两个基于粒子的流体动力学方法：改进的光滑粒子流体动力学（SPH）程序Gadget，和拉格朗日无网格质量（MFM）程序GIZMO的比较。所有的模拟都使用了相同的初始条件和物理模型，包括暗物质和重子物理、恒星形成、“能量驱动”外流、与金属相关的冷却、恒星演化和超新星的金属富集。我们发现，这两个数值方案产生一个晚型星系扩展气体和恒星盘。然而，在广泛的星系性质及其演化方面存在显着差异，包括恒星形成历史，气体含量，盘结构和运动学。特别是，有显着差异的气体性质和它们的演变之间的两个模拟。与GIZMO相比，Gadget模拟在高红移处产生了更大比例的冷致密气体，这促进了快速的恒星形成，并导致$20\%$的恒星质量更高，而$10\%$在$z = 0$处的气体比例更低，并且由于SPH中的数值粘性对湍流运动的阻尼，所产生的气体盘在旋转中更平滑，更连贯，与GIZMO模拟相比，GIZMO模拟显示出更突出的螺旋结构。鉴于其更好的收敛性和更低的计算成本，我们认为MFM方法是宇宙流体动力学模拟中广泛使用的SPH的一个有前途的替代方案。
2017-01-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
The global and radial stellar mass assembly of Milky Way-sized galaxies
我们研究了流体力学宇宙学模拟中产生的八个放大的MW大小的星系的全球和径向恒星质量组装。盘控星系（4）在最里面的部分表现出快速的初始恒星质量增长，主要是由原位SF驱动的，但自$z\sim2-1$以来，SF进入长期淬火阶段。外部区域遵循这一趋势，但随着它们的外部性而变得更加温和。结果表明，恒星质量径向增长是由内向外的，这是由内向外的结构增长和由内向外的SF淬灭共同作用的结果。半质量半径变化很快;例如，$R_{0.5}$（$z=1$）$<0.5$ $R_{0.5}$（$z=0$）。另外两个星系类似透镜状星系。一个还显示出明显的由内向外生长，另一个呈现出几乎均匀的径向质量组装。另外两个星系在后期经历了重大的合并。它们的归一化径向质量增长历史（MGHs）几乎接近，但在合并过程中或合并后的由外向内组装期间。对于所有模拟，根据$z = 0$恒星粒子年龄分布计算的考古径向MGH与当前的MGH相似，这证明异地恒星的质量聚集和径向质量传输不会显着改变其径向质量分布。我们的研究结果同意定性的化石记录的方法适用于本地星系的调查，并从回头看MW大小的星系的祖先观测观测的观测推论。然而，由内而外的增长模式是更明显的和$R_{0.5}$的增长是更快的模拟比观察推断。
2018-01-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
The stability of stellar disks in Milky-Way sized dark matter halos
我们采用了一种改进的方法来插入高分辨率的银河系大小的晕的暗物质模拟的活恒星盘，使我们能够调查的命运薄恒星盘在动荡的环境中的冷暗物质结构。我们研究了一组八个不同的光环，从宝瓶座模拟项目，其中恒星盘是按规定的结构生长，然后允许自我一致地演变。在GALIC程序的帮助下，初始速度分布被设置在非常好的平衡中。我们发现，剩余的三轴晕导致显着的磁盘翻滚，定性确认早期的工作。我们表明，盘转动运动是不受影响的星系的结构特性，如存在或不存在的凸起或酒吧。在典型的银河系大小的暗物质晕中，我们预计在z = 1和z = 0之间，盘的平均转动约为40度，大约为6 Gyr。我们还调查的磁盘上的子结构的影响，反过来说，磁盘加热率所造成的暗物质晕子结构。盘的存在减少了中央subhalo丰度的约一个因素的两个，由于从磁盘通道的重力冲击增加蒸发率。我们发现，子结构是重要的恒星盘加热外部，但似乎没有显着影响其内部。
2015-07-14 astro-ph.GA
Spiral-induced velocity and metallicity patterns in a cosmological zoom simulation of a Milky Way-sized galaxy
我们使用一个高分辨率的宇宙学变焦模拟银河系大小的晕研究的速度和金属丰度空间的动力学影响的螺旋臂的可观察到的功能。这是第一次，我们证明了螺旋臂，形成在一个完整的宇宙学环境中与现实的星系形成物理盘，驱动大规模的系统流运动。特别是，在螺旋臂的后缘上，特有的以银河为中心的径向和方位角速度场径向向外和方位角向后定向，而在前缘上径向向内和方位角向前定向。由于负的径向金属丰度梯度，该系统运动在给定半径处驱动残余金属丰度的方位角变化，其特征在于富金属后缘和贫金属前缘。我们表明，这些签名是理论上可观察到的外部星系与积分场单位仪器，如VLT/MUSE，如果检测到，将提供大规模的系统性径向迁移驱动的螺旋臂的证据。
2016-05-16 astro-ph.GA
Cosmological simulations of Milky Way-sized galaxies
我们介绍了一套新的八银河系大小的宇宙学模拟使用AMR代码ART +流体力学在LCDM宇宙学。这组放大模拟涵盖了现今0.83-1.56 x 10^12 msun范围内的维里质量，并使用我们简单但有效的确定性恒星形成（SF）和"爆炸性“恒星反馈处方进行。这项工作的重点是显示模拟的银河系大小的星系的“场”集的优点。我们的结果如下。(a)我们模拟的星系的圆速度曲线几乎是平的。(b)具有显著盘成分的星系，其V_max、半径、SF率、气体分数和比角动量值与晚型星系的观测结果一致。(C)两个最球状主导的星系形成于具有晚期活跃合并历史的晕中，但其他也以球状主导结束的运行从未发生过重大合并。(d)我们的模拟与经验恒星晕质量相关性是一致的，而那些以盘为主的恒星，主要沿着这种相关性的低质量分支演化。(e)此外，自过去的6.5-10 Gyr，重子/恒星和晕质量增长的历史是成比例的。(f)在Rvir中，约有25-50%的重子被遗漏。(g)z ~ 0气体速度色散曲线sigma_z（r）几乎是平坦的，可以用恒星注入的动能来解释。(h)sigma_z的平均值在较高的红移处增加，大致遵循SF历史的形状。
2016-07-27 astro-ph.GA
Exploring the fate of primordial discs in Milky Way-sized galaxies with the GigaEris simulation
本研究利用 GigaEris 模拟探究银河系大小星系中原初运动学冷盘的形成与演化，发现早期盘星向内迁移转化为伪核球，提出新颖的“两阶段”盘形成过程。
2024-06-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Vertical disc heating in Milky Way-sized galaxies in a cosmological context
垂直延伸的高速色散恒星分布似乎是盘星系的一个普遍特征，内部和外部机制都被认为是其形成的主要驱动力。然而，目前还不清楚每种机制能在多大程度上产生这样的分布，这很可能取决于星系的组装历史。为此，我们使用最先进的宇宙磁流体动力学代码\textlcsc{AREPO}对银河系大小的星系进行了16次高分辨率的宇宙变焦模拟，并分析了恒星盘垂直运动学的演化与各种加热机制的关系。我们发现，在大多数情况下，酒吧是占主导地位的加热机制，而螺旋臂，径向迁移，绝热加热中面密度增长都是次主导。最强的源，虽然不如酒吧普遍，起源于外部扰动的质量日志$_{10} (M/\rm M_{\odot}) \gtrsim 10$的卫星/子晕。然而，在许多模拟中，新生恒星粒子的轨道随着时间的推移而变得更冷，这样它们就主导了年龄-速度色散关系和整体垂直盘结构的形状，除非发生强烈的外部扰动。
2016-04-02 astro-ph.GA
Radial migration in numerical simulations of Milky Way-sized galaxies
我们表明，在N体模拟孤立的螺旋盘，螺旋臂出现瞬态，经常性的功能，共同旋转的恒星盘恒星在所有半径。因此，螺旋臂周围的恒星会持续感受到来自螺旋的切向力，并在螺旋结构存在的所有半径处获得/失去角动量，而不会获得大量的随机能量。我们证明，无处不在的径向迁移在这些模拟中可以被看作是向外（向内）系统的流动运动沿尾（领先）侧的螺旋臂。我们对这些旋涡引起的特殊运动进行了分析，并与由APOGEE红团数据得到的银河系的旋涡运动进行了比较。我们发现，瞬态的，共同旋转的螺旋臂是一致的数据，与密度波状螺旋是定性不一致的。此外，我们表明，在我们的模拟中，径向迁移不会改变径向金属丰度梯度显着，并扩大了金属丰度分布函数在所有半径。
2015-12-07 astro-ph.GA
Spiral and bar driven peculiar velocities in Milky Way sized galaxy simulations
我们研究了一组银河系大小的螺旋盘星系的模拟中的螺旋和棒结构引起的运动学特征。该集合包括遵循具有刚性旋转螺旋臂的准静态密度波状场景的测试粒子模拟，以及$N$ -承载杆和瞬态、共同旋转螺旋臂的体模拟。从一个类似于太阳的位置，我们计算的径向，切向和视线特有的速度场的补丁的光盘和量化的波动，通过计算功率谱从二维傅立叶变换。我们发现，独特的速度功率谱的模拟与酒吧和瞬态，共同旋转的螺旋臂非常适合的APOGEE红团星的数据，而准静态密度波螺旋模型没有酒吧不。我们确定了功率谱对螺旋臂的数目、螺旋臂的节距角和螺旋臂相对于螺旋臂的位置是敏感的，但是，为了用这种方法充分区分各种螺旋模型，必须超出视线速度场。我们计算了不同区域的螺旋盘的功率谱，并讨论了这种分析技术的应用到外部星系。
2015-08-03 astro-ph.GA
The complementary roles of feedback and mergers in building the gaseous halo and the X-ray corona of Milky Way-sized galaxies
我们使用高分辨率的宇宙学流体动力学模拟银河系大小的星系不同的超新星反馈强度和合并的历史，调查其气体晕的形成，特别是他们的热（$>10^6$ ~K）X射线发光日冕。我们的模拟预测存在显着的热气体的晕早在$z=3-4$，以及之前的晕应该能够维持热模式吸积在传统的图片。初生的日冕由内向外生长，最初主要是由于合并引起的冲击加热和强烈的超新星反馈提供动力的中央星系流出，这两者都是今天成功的星系形成模型的基本特征。此外，外流和日冕的形成也加速了从冷模到热模吸积的转变，有助于维持稳定的吸积激波的条件。它们还破坏了向中央星系输送冷气体的对流，使它们的嘴磨损成一个宽阔的三角洲，从星系中分离出来，并被推向更大的半径。即使在早期，细丝会反复重新形成，但热气和外流会削弱细丝，并加速其最终的破坏。虽然银河系外流通常被认为是一种喷射反馈，但我们发现它们对暗条的作用也表明了一种预防作用。
2018-09-27 astro-ph.GA
Modelling self-interacting dark matter substructures I: Calibration with N-body simulations of a Milky-Way-sized halo and its satellite
我们研究了自相互作用暗物质（SIDM）模型中银河系大小的主晕中$\sim10^9 M_\odot$质量的单次晕的演化。我们执行暗物质的N-体模拟的动态演化的个体subhaloes轨道其主机通过改变自散射截面（包括速度依赖的情况下），subhalo轨道，和内部属性的subhalo。我们校准重力热流体模型预测孤立的SIDM晕的球形质量密度分布的时间演化与模拟。我们发现，潮汐效应的SIDM subhaloes可以描述的碰撞较少的冷暗物质（CDM）的情况下开发的框架，但由于潮汐剥离的质量损失需要一个较短的典型的时间尺度来解释我们的SIDM模拟结果。只要横截面小于$\sim10\, \mathrm{cm}^2/\mathrm{g}$，并且次晕的初始态被设置在由标准$Λ$ CDM宇宙学预测的红移为$\sim2$的$2σ$能级散射内，我们的模拟就不会表现出10 Gyr次晕中心密度的重力热塌缩的显著特征。我们开发了一个半解析模型的SIDM subhaloes在一个时间演变的密度核心的主机与潮汐剥离和自散射冲压压力的影响。我们的半解析方法提供了一个简单，高效和物理直观的预测SIDM subhaloes，但需要进一步改进，以考虑重子效应的主机和重力热不稳定性加速潮汐剥离效应。
2022-09-06 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Cosmological zoom-in simulation of fuzzy dark matter down to z = 0: tidal evolution of subhaloes in a Milky Way-sized halo
本研究利用GAMER-2代码的流体-波混合方案，对银河系大小的FDM暗晕开展z=0以下的宇宙学缩放模拟，揭示了FDM亚晕的潮汐演化特征与核结构规律，验证了代码解析非线性FDM子结构的能力。
2025-05-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Stellar cluster formation in a Milky Way-sized galaxy at z>4 -- II. A hybrid formation scenario for the nuclear star cluster and its connection to the nuclear stellar ring
本研究使用GigaEris高分辨率模拟，探究z>4时银河系大小星系前身中核星团的形成路径，首次在模拟中证实其由恒星星团吸积与原位恒星形成共同构成的混合形成机制，并揭示原位恒星形成气体源自富气星团和非轴对称结构驱动的气体流入。
2024-03-25 astro-ph.GA
Diffuse coronae in cosmological simulations of Milky Way-sized galaxies
我们调查的性质晕气体使用三个宇宙学的“放大”模拟现实的银河系星系类似物与不同的次网格物理。在所有三种情况下，热（$T > 10^6$ K）晕气体的质量是宿主维里质量的$\sim 1\%$。其中两次运行的X射线光度与银河系的观测结果一致，而第三次模拟是X射线明亮的，更像一个非常巨大的恒星形成螺旋。热晕从银河系中心延伸到140 kpc，并被延伸到维里半径的温热（$T = 10^5 - 10^6$ K）气体泡包围。模拟的晕在20-30 kpc之外与Miller & Bregman（2013）基于OVII吸收和OVIII发射测量的$β$模型完全一致。暖--热的和热的气体贡献了总气体库的$80\%$，并且包含与恒星成分几乎相同数量的重子。暖热和热成分的质量落在$L^*$星系估计的范围内。随着银河系日冕密度的关键观测约束得到满足，我们表明，无处不在的温暖，热重子的隐藏，随着喷出的只是$20-30 \%$的扩散气体的位阱超新星驱动的外流，可以解决“失踪重子问题”。在3维里半径范围内的重子分数是普适值的$90\%$。扩散日冕的特征密度为$\sim 10^{-4}$ cm $^{-3}$，密度为$50-80$ kpc，满足矮星系卫星气藏快速、完全的冲压压力剥离的要求。
2016-01-15 astro-ph.GA
Forty-Seven Milky Way-Sized, Extremely Diffuse Galaxies in the Coma Cluster
我们报告了47个低表面亮度物体的发现，在一个3 × 3度的领域集中在后发座星系团的深度图像，获得与蜻蜓长焦阵列。这些天体的中心表面亮度mu（g，0）范围为24 - 26 mag/arcsec ^[2]，有效半径r_e = 3”-10”，这是从加拿大-法国-夏威夷望远镜的存档图像中测得的。从它们的空间分布，我们推断大多数或所有的物体都是后发座星系团中的星系。这个相对较大的距离令人惊讶，因为它意味着星系非常大：r_e = 1.5 - 4.6 kpc，它们的大小与L* 星系相似，尽管它们的恒星质量中值只有~6 x 10^7太阳质量。星系相对红色和圆形，= <g-i>0.8和<b/a> = 0.74。47个星系中的一个偶然地被哈勃太空望远镜ACS的观测所覆盖。ACS成像显示了一个大的球状物体，其中心表面亮度mu（g，0）= 25.8 mag/arcsec ^2，Sersic指数n=0.6，有效半径为7”，相当于后发座距离处的3.4 kpc。这个星系没有被分解成恒星，这与对后发座星系团物体的预期一致。我们推测UDG可能在早期就失去了气体供应，可能导致非常高的暗物质分数。
2015-01-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Dawn of Disk Formation in a Milky Way-sized Galaxy Halo: Thin Stellar Disks at $z > 4$
我们目前的结果从\textsc{GigaEris}，宇宙学，$N$体流体动力学的“放大”模拟形成的银河系大小的星系晕与前所未有的分辨率，包括在细化区域内的十亿粒子。模拟采用了现代的光滑粒子流体动力学，包括金属线冷却和金属和热扩散。我们专注于星系的早期组装，直到红移$z=4.4$。模拟星系的性质与恒星形成星系的主要序列外推到更高的红移相一致，并在$z=4.4$处达到$\sim$ 60 $\, M_{\odot}$ ~ $^{-1}$的恒星形成率。在$z \sim 8$上已经出现了一个致密、薄的旋转恒星盘，其性质类似于低红移系统。星系迅速发展出一个多成分的结构，而盘，至少在这些早期阶段，并不像文献中经常报道的那样“颠倒”生长。相反，在任何给定的时间，新诞生的恒星都有助于维持薄盘。运动学反映了早期普遍存在的薄盘，因为$v_ϕ/σ_R$大于1的恒星盘组件已经存在于$z \sim 9$ -10。我们的研究结果表明，非常高红移星系的高分辨率分光光度观测应该找到薄的旋转盘，与ALMA最近发现的冷旋转气体盘一致。最后，我们为JWST NIRCam相机提供了合成图像，展示了早期的磁盘如何在早期就可以很容易地检测到。
2022-02-22 astro-ph.GA
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
Dispersal of tidal debris in a Milky-Way-sized dark matter halo
我们模拟了一个无碰撞的N体球状星团的潮汐破裂，在总共300个不同的轨道选择有银河系中心半径在10和30 kpc之间的四个暗物质晕：（a）一个球形晕没有subhalos，（b）一个球形晕subhalos，（c）一个现实的晕没有subhalos，和（d）一个现实的晕subhalos。这使我们能够分离和研究光环的（缺乏）动力对称性和子结构如何影响潮汐碎片的散布。真实的晕是由Via Lactea II模拟在红移为零时的快照构造的。我们发现，整体晕的动力学对称性的缺乏分散潮汐碎片，使流fluffier，与以前的研究在更大的轨道比我们的矮星系潮汐碎片在这项研究中。另一方面，在现实的潜力，可以局部增强密度沿流，使流密度比他们的对应物在光滑的潜力。我们表明，许多长而薄的流可以生存在一个现实的和明亮的晕哈勃时间。这表明，即将到来的恒星调查可能会发现更多的薄流，其中可能包含密度差距，已被证明是有前途的探测暗物质子结构。
2016-03-02 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
The Caterpillar Project: A Large Suite of Milky Way Sized Halos
我们提出了最大数量的银河系大小的暗物质晕模拟在非常高的质量（$\sim$ $10^4$ M $_\odot$ /粒子）和时间分辨率（$\sim$ 5百万年/快照）完成的日期，四倍于目前在文献中。这个初始套件包括$Caterpillar$ $Project$（www.caterpillarproject.org）的前24个光环，其项目目标是60 - 70个光环，完成后将公开。我们解决了$\sim$ 20,000重力约束subhalos维里半径内的每个主机晕。在由我们的空间分辨率设置的范围内，我们的收敛性非常好，并且对当前最先进的晕轮发现器进行了改进，以更好地以如此高的分辨率识别子结构（例如，平均而言，我们在10个以上的$\sim$ M $_\odot$的每个宿主晕中回收了4个$\sim$亚晕，否则使用常规方法是不会发现的）。对于我们的放松晕，内部配置文件是合理的Einasto配置文件（$α$ = 0.169 $\pm$ 0.023），虽然这取决于一个给定的晕的放松性质和组装历史。对所有晕取平均值，子结构质量分数为$f_{m,subs} = 0.121 \pm 0.041$，质量函数斜率为d $N$ /d $M\propto M^{-1.88 \pm 0.10}$，尽管我们发现固定晕质量的归一化值分散，因为在固定晕下质量下，浓度更高的主体具有更少的晕下。由于所有拉格朗日体积类型都包含在…
2016-02-26 astro-ph.GA
Stellar cluster formation in a Milky Way-sized galaxy at z>4 -- I. The proto-globular cluster population and the imposter amongst us
本研究利用GigaEris模拟探究z>4银河系大小星系中原球状星团的形成，发现9个符合重子质量与速度弥散标准的候选体，并揭示其中一个实为因潮汐损失暗物质的致密矮星系。
2023-03-27 astro-ph.GA
The density profile of Milky Way dark matter halo constrained from the OGLE microlensing sky map
本研究利用OGLE微引力透镜天图数据，结合暗物质晕核/尖点轮廓与MDMS占比建模，在68%置信度下探测到银晕中心282秒差距的核，并可同时约束MDMS占比与核尺寸且无强简并。
2024-12-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Does the existence of a plane of satellites constrain properties of the Milky Way?
根据星系形成的层次模型，我们目前对宇宙学的理解，银河系（MW）自形成以来一直在吸积较小的矮星系。这一过程的残留物以碎片流和卫星星系的形式围绕着MW，并提供了对银河系本身研究的补充信息。因此，卫星系统有可能告诉我们MW的形成和演变。一个狭窄的，同向旋转的卫星星系平面（巨大的极地结构，VPOS）的存在会限制我们银河系的性质吗？这样的卫星星系平面是否在质量较小的宿主周围更窄，在更集中的宿主周围更丰富，在更早期形成的晕周围更运动学上连贯？为了解决这些问题，我们已经寻找适合ELVIS套件中的宇宙学模拟的卫星星系平面的属性与其宿主暗物质晕的属性之间的相关性，同时考虑到现实的观测偏差，例如MW盘的遮蔽。我们没有发现强相关性的证据，可以从我们银河系周围VPOS的存在中得出关于宿主晕属性的结论。
2017-11-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Orbital Ellipticity of Satellite Galaxies and the Mass of the Milky Way
我们使用模拟银河系大小的暗物质晕从宝瓶座项目调查的轨道可能的子结构晕，根据半解析星系形成模型，主机发光的卫星。这些倾向于填充最大质量的subhaloes和更多的径向轨道比大多数的subhaloes内的晕维里半径内发现。这种（温和的）运动学偏差的一个原因是，许多低质量的subhaloes的远心点超过了主宿主的维里半径;因此，它们被排除在维里边界内确定的subhaloes样本之外，减少了径向轨道上的subhaloes数量。另外两个因素之间的黑暗和明亮的subhaloes的轨道形状的差异是他们的动力学演化后，陷入，这影响更显着的低质量（黑暗）subhaloes，和一个弱的依赖性的椭圆率的红移的第一次陷入。发光卫星的椭圆率分布几乎没有晕-晕散射，因此可以与银河系卫星的椭圆率分布进行比较。由于后者敏感地依赖于银河系的总质量，我们可以使用卫星椭圆率的预测分布来限制这个重要参数。利用最新的位置和速度的估计，从文献汇编，我们发现，最有可能的银河系质量位于范围$6 \times 10^{11} M_{\odot} < M_{200} < 3.1 \times 10^{12} M_{\odot}$，与最佳拟合值$M_{200} = 1.1 \times 10^{12} M_{\odot}$。这个值与基于动力示踪剂或时间参数的银河系质量估计一致。
2013-11-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Endothermic self-interacting dark matter in Milky Way-like dark matter haloes
本文提出包含近简并激发态的吸热自相互作用暗物质模型，通过模拟银河系大小晕发现，向上散射会增加主晕中心密度，但弹性和向下散射仍导致成核，且子晕数量较冷暗物质减少。
2024-05-28 astro-ph.GA hep-ph
The Age Distribution of Potential Intelligent Life in the Milky Way
我们研究了银河系的可居住性，利用最近对地球大小行星的普遍性的观测分析，以估计在银河系历史过程中可能形成的潜在可居住恒星系统的位置和时间。然后，我们能够利用我们自己的进化和太阳的年龄作为代理来估计银河系中潜在智慧生命的年龄分布。为此，我们创建了一个银河系化学演化模型，并将以下适居性约束应用于我们模型中形成的类太阳（G型）恒星：没有生命灭绝超新星的环境，足够高的金属丰度形成地球大小的行星形成，以及足够的时间演化复杂的生命。我们确定了银河系的宜居带作为我们模型中包含所有潜在适居恒星系统的区域。我们银河系的宜居带包含110亿至38亿年前形成的恒星，径向距离在7至14千秒差距之间。我们发现，大多数潜在的可居住恒星系统比太阳年龄大得多，并且距离银河系中心更远。通过比较这些系统的年龄，我们估计77%的潜在宜居恒星系统平均比太阳老31.3亿年。这表明，银河系中的任何智慧生命都可能比我们假设的要先进得多，因为我们假设它们是在与我们相似的时间尺度下进化的。我们的研究的意义和局限性进行了讨论。
2015-09-08 astro-ph.GA
Hints on the Nature of Dark Matter from the Properties of Milky Way Satellites
暗物质的本质仍然是未知的，也是最基本的科学谜团之一。虽然标准冷暗物质模型（CDM）成功地描述了大尺度，但在银河系和亚银河系尺度上可能存在缺陷。正是在这些高度非线性的尺度上，暗物质粒子的性质受到了强烈的天体物理学约束。虽然莱曼- $α$森林的观测探测了轻度非线性区域的物质功率谱，但银河系的卫星星系提供了一个很好的实验室，可以在更小的尺度上测试潜在的宇宙学。在这里，我们提出的结果从一组高分辨率模拟银河系大小的暗物质晕在八个不同的宇宙学：CDM，温暖的暗物质（WDM）的粒子质量为2千电子伏和六个不同的冷加暖暗物质（C+WDM）模型，不同的分数，$f_{\rm wdm}$，和质量，$m_{\rm wdm}$，温暖的组件。我们使用了三种不同的观测测试基于银河系卫星观测：总卫星丰度，它们的径向分布和它们的质量分布。我们表明，同时满足所有三个约束的要求设置非常强的限制暗物质的性质。这表明了多维小尺度方法在排除大尺度观测仍然允许的模型方面的力量。
2013-04-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Boötes IV: A New Milky Way Satellite Discovered in the Subaru Hyper Suprime-Cam Survey and Implications for the Missing Satellite Problem
我们报告了一个新的银河系（MW）卫星在牧夫座的基础上，从正在进行的超级超级凸轮（HSC）斯巴鲁战略计划（SSP）的数据发现。这颗名为牧夫座IV的卫星是我们在HSC-SSP中发现的第三颗超暗矮星。我们已经确定了一个统计上显着的（32.3 $σ$）过密的恒星具有金属贫乏，老恒星人口的特点。牧夫座IV的半光半径为$D_{\odot}=209^{+20}_{-18}$ pc，椭圆率为$M_V=-4.53^{+0.23}_{-0.21}$，这清楚地表明这是一个矮卫星星系。我们还发现了另一个高密度，似乎是一个暗淡的球状星团，$M_V=-0.20^{+0.59}_{-0.83}$等和$r_h=5.9^{+1.5}_{-1.3}$ pc位于$D_{\odot}=46^{+4}_{-4}$ kpc。采用Newton等人（2018年）最近对MW大小光环中卫星总数的预测，将SDSS和DES观测到的卫星特征与$Λ$ CDM模型中获得的subhalos相结合，我们估计HSC-SSP覆盖的$\sim676$ deg $^2$中的$M_V\le0$应该有大约两颗MW卫星，而该区域包括六颗卫星。因此，观测到的卫星数量大于理论预测。从表面上看，我们有一个卫星太多的问题，而不是众所周知的失踪卫星问题，即$Λ$ CDM理论高估了一个MW大小的光环中的卫星数量。这可能意味着，模型需要更多的改进，如考虑到目前更深的调查发现…
2019-06-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Spatial and orbital planes of the Milky Way satellites: unusual but consistent with $Λ$CDM
我们在Miky Way（MW）大小的光环的一系列放大高分辨率无耗散模拟中检查了卫星的空间分布和轨道极点相关性。我们使用测量的分布来估计的发病率的卫星配置作为扁平和相关的轨道极分布的卫星系统的银河系。我们确认，这种发病率是敏感的subhaloes的径向分布，从而影响它的过程，如人为中断由于数值效应和中断由于中央磁盘。控制的分辨率的影响和括号的磁盘的影响，我们发现，MW卫星系统是有点不寻常的（在$\approx 2-3σ$水平），但统计上是一致的$Λ$ CDM模型，在一般协议与其他最近的研究结果和结论。
2022-09-06 astro-ph.GA
Dust Formation in Milky Way-like Galaxies
我们介绍了一个尘埃模型的宇宙学模拟中实施的移动网格代码AREPO和提出了一套宇宙学流体动力学放大模拟研究星系晕内的尘埃形成。我们的模型解释了恒星产生的尘埃，气相金属在现有颗粒上的吸积，通过局部超新星活动破坏尘埃，以及来自恒星形成区域的风驱动的尘埃。我们发现，准确的恒星和活动星系核的反馈需要重现所观察到的尘埃金属丰度的关系，尘埃的增长在很大程度上占主导地位的尘埃破坏。我们的模拟预测的星际介质中的尘埃含量是一致的观测到的标度关系在$z = 0$，包括尘埃气体比和金属丰度，尘埃质量和气体质量，尘埃气体比和恒星质量，尘埃与恒星质量比和气体分数之间的标度。我们发现$z = 0$中大约三分之二的尘埃来自II型超新星，对于$z \gtrsim 5$，渐近巨星分支星的贡献低于20%。虽然我们的银河系大小的星系套件形成的尘埃与一些关键的观测数据非常一致，但它预测了环银河系介质中的高尘埃-金属比，这激发了对颗粒和尘埃冷却通道的热溅射的更现实的处理。
2016-03-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraining Self-Interacting Dark Matter with Dwarf Spheroidal Galaxies and High-resolution Cosmological $N$-body Simulations
利用高分辨率的宇宙学$N$-体模拟研究了冷暗物质和自相互作用暗物质模型下的暗物质晕密度结构。我们量化subhalo的中心密度在150 pc从每个subhalo的中心在经典的矮球状和ultrafeak矮规模的银河系大小的晕。通过与观测结果的比较，我们发现$σ/m<3\ \rm{cm^{2}g^{-1}}$的自相互作用散射截面是有利的。由于宿主潮汐和自相互作用的共同作用，具有小近心的暗晕中心密度在冷模型和自相互作用模型之间存在明显差异，表明具有小近心的Milky Way卫星是未来大型光谱测量进一步约束暗物质性质的理想场所。
2021-12-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
The nature of disk of satellites around Milky Way-like galaxies
有人认为银河系的卫星星系位于一个高度扁平的、运动学相干的平面上，称为土星盘（DOS）。然而，DoS的起源一直在激烈的争论中，文献中报道了一些相互矛盾的说法，关于DoS是否与标准的拉姆达冷暗物质（$Λ$ CDM）宇宙学模型的预测一致。在这里，我们调查这个问题，通过比较高分辨率，流体动力学$Λ$ CDM模拟银河系大小的星系与它的暗物质只有对应。我们发现以下结果：（1）在水模拟中，主星系周围的卫星星系的丰度和分布与N体星系周围的卫星星系的丰度和分布有很大的不同：（2）在卫星星系中没有发现明显的相干旋转，因为共转和反共转卫星星系的比例在宇宙时间内是相当的;（3）随时间的推移，卫星分布发生了显著的变化，从高红移时的近各向同性到现在的各向异性;（4）卫星分布的特征强烈依赖于样本选择和平面识别方法。我们的研究结果表明，银河系和其他星系中报道的空间薄和相干旋转的DoS可能是一个小样本的选择效应。
2017-02-01 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
Is there a disk of satellites around the Milky Way?
银河系周围的“卫星盘”（DoS）是一个高度争论的话题，对观测结果及其理论模型的解释相互矛盾。我们进行了全面的分析，在银河系中检测到的所有矮星，发现DoS结构强烈依赖于平面识别方法和样本大小。特别是，我们证明了较小的样本量产生更高的空间分布的各向异性和更强的卫星角动量的集群。此外，我们计算了11个经典卫星的自行测量的演变，发现他们目前居住的薄DoS是短暂的。此外，我们还分析了两个初始条件相同的宇宙学模拟：一个是银河系大小的星系，一个是只含有暗物质的N体星系，一个是含有重子和暗物质的流体动力学星系.我们的研究结果表明，各向异性分布的卫星星系可以起源于重子过程的分级结构形成模型，但声称高度扁平，相干旋转的银河系的DoS可能是一个小的数字选择效应。这些发现可能有助于解决其他星系中DoS的相互矛盾的说法以及数值模拟之间的差异。
2017-07-05 astro-ph.GA
The Missing Massive Satellites of the Milky Way
最近的研究表明，在银河系最亮的12颗卫星中，只有3颗存在最大圆速度V_max超过30 km/s的暗物质晕。这与Aquarius项目的LCDM模拟结果明显矛盾，后者认为MW级的晕应该至少有8个亚晕，且V_max> 30 km/s。因此，在如此巨大的subhalos中没有发光卫星是令人困惑的，可能会对LCDM范式提出挑战。然而，我们注意到，大质量的暗晕的数量敏感地依赖于银河系的维里质量（知之甚少），而且它们的稀缺性使得从水瓶座这样的小型模拟集估计它们的丰度不确定。我们使用千年模拟系列和缩放的晕下速度函数的不变性（即，作为ν的函数的次晕数量，次晕V_max与主晕维里速度之比，V_200），以确保改进对稀有大质量子系统丰度的估计。在0.1<v <0.5的范围内，N_sub（> v）近似于关于<N_sub>=10.2x（v/0.15）^（-3.11）给出的平均值的泊松分布。这略低于宝瓶座晕，但与凤凰项目的最新结果一致。LCDM晕圈具有3个或更少的子晕圈且V_max高于某个阈值V_th的概率则可以直接计算。它随V_th的减小和晕质量的增大而急剧减小。当V_th= 30 km/s时，约40%的M_halo=10^12 M_sun晕通过了测试;当M_halo>= 2 × 10^12 M_sun时，通过测试的概率不到5%;当M_halo>= 3 × 10^12 M_su…
2012-05-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Wandering intermediate-mass black holes in Milky Way-mass galaxies in cosmological simulations: myth or reality?
本研究通过对比不同宇宙学模拟及高分辨率GigaEris模拟，评估了利用模拟识别和量化银河系大小星系中游荡中等质量黑洞的可靠性，发现不同方法得出的数量虽一致但成因与演化存疑，质疑了现有模拟指导观测的能力。
2025-03-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Origin of the Milky Way's Halo Age Distribution
我们提出了一个分析的径向年龄梯度的恒星晕的银河系质量大小的系统模拟的宝瓶座项目的一部分。晕显示了年龄趋势的多样性，反映了它们不同的组装历史。其中四个模拟的晕具有明显的负年龄梯度，范围从大约-7到-19百万年/千秒差距，比最近对银河系恒星晕的观测研究所确定的要浅。然而，当仅对吸积成分进行分析时，所有的恒星晕都表现出更陡的负年龄梯度，其值从$-$ 8到$-$ 32百万年/千秒差距不等，更接近银河系中观测到的值。其中两个以吸积为主的模拟晕显示，中心集中了大量的老恒星，与观测报告的古代年表球一致。最能再现银河系年龄分布特征的恒星晕主要是由小卫星星系的吸积形成的。我们的研究结果表明，如果恒星晕是由动力学质量小于~10^9.5M_sun的卫星星系的吸积和破裂组装而成的，并且原位贡献最小，那么等级聚类方案可以再现MW晕的年龄分布。
2018-05-07 astro-ph.GA
Effect of the Large Magellanic Cloud on the kinematics of Milky Way satellites and virial mass estimate
本研究针对大麦哲伦云穿行对银河系卫星速度分布的干扰问题，提出结合三维速度方差与卫星中位距离的新质量估计器，将银河系位力质量估计为约9.96±1.45×10¹¹倍太阳质量，结果与其他方法一致。
2024-06-19 astro-ph.GA
Self-interacting dark matter constraints in a thick dark disk scenario
在冷暗物质模拟中，我们预测了一个厚的暗物质盘，它是银河系大小的晕中吸积卫星与恒星盘相互作用的结果。本文研究了自相互作用的厚暗盘对来自太阳的高能中微子流的影响。我们发现，粒子质量之间的100 GeV和1 TeV和暗物质湮灭重轻子的自相互作用可能不够强，以解决小尺度结构的动机或暗盘不能在银河系中存在。
2018-01-19 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
From dawn till disk: Milky Way's turbulent youth revealed by the APOGEE+Gaia data
我们使用精确的铝丰度的估计作为APOGEE数据发布17和盖亚早期数据发布3天体测量的一部分，选择一个高纯度的恒星样品与金属丰度$-1.5\lesssim {\rm [Fe/H]}\lesssim 0.5$出生在银河系原位。我们发现，低金属含量（[Fe/H] $\lesssim -1.3$）原位组件，我们称之为极光是运动学热与近似各向同性的速度椭球和适度的净旋转。极光星在金属丰度和元素丰度比方面表现出很大的分散性。在[Fe/H] $=-1.3$和$-0.9$之间，原位恒星的切向速度中值随着金属丰度的增加而急剧增加，我们称之为自旋向上的过渡。观测到的和理论上预期的年龄-金属丰度相关性意味着，这种增加反映了银河系盘在$\approx 1-2$陀螺上的快速形成。作为[Fe/H]函数的恒星运动学的转变伴随着化学丰度的质的变化：一旦银河系在对应于[Fe/H] $>-0.9$的后期时期形成盘，散射急剧下降。星系形成模型的结果在这个和其他最近的研究强烈表明，在银河系中观察到的趋势反映了MW大小的星系的祖先的早期演化过程中的一般过程：一个时期的混乱盘前的演变，当气体是吸积沿冷窄丝和恒星诞生在不规则的配置，以及随后的快速盘形成。后者的信号形成一个稳定的热气体晕周围的MW祖，这改变了气体吸积的模式，并允许发展相干旋转盘。
2022-03-09 astro-ph.GA
Catching Gravitational Waves With A Galaxy-sized Net Of Pulsars
直到最近，观察宇宙的唯一方法是通过望远镜接收光线。但我们现在能够测量引力波，这是阿尔伯特·爱因斯坦预测的宇宙结构中的涟漪。如果两个密度非常大的物体（比如黑洞）相互靠近，它们就会扭曲空间并发出引力波。对于质量与太阳相似的黑洞，科学家使用地球上的LIGO探测器。但是对于宇宙中最大的黑洞（比太阳大数十亿倍），科学家们监测着银河系中快速旋转的中子星（称为中子星）。任何经过的引力波都会改变这些恒星发出的无线电信号到达地球所需的时间。NANOGrav合作组织在11年的时间里监测了34颗这样的恒星，试图探测来自巨大黑洞的引力波。
2019-06-14 astro-ph.GA astro-ph.HE gr-qc
The impact of stellar feedback on the structure, size and morphology of galaxies in Milky Way size dark matter haloes
我们使用宇宙学放大模拟银河系（MW）大小的晕中的星系形成，从相同的初始条件开始，研究星系的大小，重子分数，形态和角动量的演化与不同参数的恒星形成-反馈循环。我们的基准模型具有很高的本地恒星形成效率，这导致有效的反馈，产生一个现实的晚型星系，匹配的晚型星系的基本属性的演变：恒星质量，磁盘大小，形态为主的运动学冷盘，恒星和气体表面密度分布，和特定的角动量。我们认为，反馈的作用是双重的：（1）低角动量气体的去除和（2）保持一个较低的盘-晕质量分数，抑制磁盘不稳定性，导致角动量重新分配和重子的中心浓度。然而，我们的模型具有低的局部恒星形成效率，但每颗超新星的能量输入很大，选择产生一个与我们的基准模型具有类似恒星形成历史的星系，导致一个高度不规则星系，没有运动学冷分量，过度扩展的恒星分布和低角动量。这表明，只有当反馈被允许成为有力的通过本地有效的恒星形成在稠密的冷气体，由此产生的星系大小，气体/恒星表面密度分布和恒星盘角动量同意与观察到的$z=0$星系。
2015-09-02 astro-ph.GA
Neutron star mergers as the astrophysical site of the r-process in the Milky Way and its satellite galaxies
核合成工作的最新进展以及与引力波源GW 170817有关的千诺瓦的发现表明，中子星合并（NSM）可能是r-过程的一个场所。然而，一些关于银河系化学演化的研究指出，这一观点与银河系中观测到的恒星丰度特征之间存在着不一致：（a）Eu在低（晕）金属丰度时的存在;（b）Eu/Fe在高（盘）金属丰度时的下降趋势。在这项研究中，我们探讨了银河系的晕，盘和卫星矮星系的化学演化。特别注意的延迟时间分布的形式为Ia型超新星（SN Ia）和NSM。星系晕被模拟为具有不同质量的独立演化的积木星系的系综。单个的构造块以及圆盘和卫星矮星被视为混合良好的单区系统。我们的结果表明，上述不一致可以解决，因此NSM可以是银河系中唯一的r-过程网站，只要延迟时间分布满足以下条件：（i）第一个Ia超新星的出现有一个长的延迟（~1 Gyr）（或其数量的缓慢早期增加）和（ii）一个额外的早期组件提供>~ 50%的所有NSM的延迟~0.1 Gyr。在我们的模型中，晕中的r-过程增强型和r-过程缺乏型恒星似乎分别起源于超暗的矮星和大质量的积木。我们的结果还表明，双中子星的出生踢对盘中Eu的演化有一定的影响。
2021-06-07 astro-ph.GA
Dynamical Evidence of a Solitonic Core of $10^{9}M_\odot$ in the Milky Way
非相对论性宇宙暗物质（波-DM）的类波解正迅速引起人们的兴趣，这是继开创性的宇宙结构模拟作为相干振荡玻色子的干涉图案的独特预测之后。一个突出的孤立子驻波预测在每个星系的中心，代表基态，已被确定为广泛的，kpc规模的暗核心的共同矮球状星系，提供玻色子质量，$\simeq 10^{-22}$ eV。对于银河系大小的星系，动量较大的地方，孤子的密度较大，因此孤子的德布罗意尺度较小，$\simeq 100$ pc，质量为$\simeq 10^9 M_\odot$。在这里，我们表明，在银河系中的凸起的恒星的中心运动意味着存在这样一个黑暗的核心，其中的速度色散与半径成反比上升到最大的$\simeq 130$公里/秒，对应于一个多余的中心质量$\simeq 1.5\times 10^9 M_\odot$内$\simeq 100$ pc，有利于一个玻色子质量为$\simeq 10^{-22}$ eV。因此，这种与这种独特而独特的预测的定量一致性，是长期存在的暗物质之谜（如弦论中的轴子）的轻玻色子解决方案的有力证据。
2020-02-10 astro-ph.GA gr-qc hep-th
Diversity in density profiles of self-interacting dark matter satellite halos
我们目前的结果从N体模拟的自相互作用的暗物质（SIDM）的subhalos，这可能主机超微弱的矮球状星系，内的牛奶路一样的主晕。我们发现，高浓度的subhalos被驱动重力热核心崩溃，而低浓度的subhalos开发大（千磅级大小）的低密度核心，这两种效果敏感地依赖于卫星的轨道和自相互作用截面超过质量$σ/m$。$σ/m \gtrsim 3 \ \rm cm^2/g$的总体效果是增加内部密度的范围，可能解释了银河系卫星的观测多样性，其中包括Draco和Segue 1等致密系统，这些系统在暗物质中密度很高，而Sextans和Crater II等密度较低的扩散系统。我们讨论了区分SIDM模型和无碰撞暗物质模型的可能途径，使用推断的矮球状星系的暗物质密度和恒星尺寸。
2019-04-23 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Beyond Ultra-diffuse Galaxies. II. Environmental Quenching of Mass-Size Outliers among the Satellites of Milky Way Analogs
本研究利用 Hyper Suprime-Cam 巡天图像探究银河系类似物周围超蓬松星系的环境熄灭，发现其熄灭分数与正常卫星相似，表明熄灭与质量-尺寸异常无关，且指出超弥散星系的经典定义因偏向熄灭星系而不适用于此类研究。
2023-09-11 astro-ph.GA
The RAVE survey: the Galactic escape speed and the mass of the Milky Way
我们构建新的估计在不同的银心半径的径向速度实验（RAVE DR 4）的最新数据发布的银河系逃逸速度。与以前的研究相比，我们有一个大10倍的数据库，以及几乎所有恒星的可靠距离估计。我们的分析是基于一个严格选择的样本的90个高速晕星从RAVE和以前公布的数据集的统计分析。我们使用一套银河系大小的星系形成的宇宙学模拟来校准和广泛测试我们的方法。我们对局部银河逃逸速度的最佳估计是$533^{+54}_{-41}$ km/s（90%置信度），我们将其定义为达到三个维里半径$R_{340}$所需的最小速度，并附加5%的系统不确定性，其中$R_{340}$是银河中心半径，包含平均过密度为宇宙闭合临界密度的340倍。从逃逸速度，我们进一步推导出银河系的质量估计使用一个简单的质量模型，有两个选项的质量分布的暗物质晕：一个不变的和一个压缩的Navarro，Frenk & White（NFW）球。如果我们固定当地的圆速度，后者的配置文件产生了显着更高的质量比未收缩的晕，但如果我们改为使用统计的晕浓度参数在大型宇宙学模拟作为约束，我们发现非常相似的质量为两个模型。我们对$M_{340}$，即$R_{340}$（暗物质和重子）内部的质量的最佳估计是$1.3^{+0.4}_{-0.3} \times 10^{12}$ M $_\odot$（对应于$M_{200} = 1.6^{+0.5}_{-0.4} \ti…
2013-11-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Origin and Distribution of Cold Gas in the Halo of a Milky Way-Mass Galaxy
我们分析了一个银河系大小的星系的自适应网格细化流体动力学宇宙学模拟研究的冷气体晕。对银河系和其他附近螺旋的HI观测揭示了这种气体以云和其他扩展结构的形式存在，这表明正在进行的吸积。我们使用高分辨率的模拟（136-272 pc）来研究冷气体在晕中的分布，将其与观测结果进行比较，并研究其起源。z=0时，模拟星系周围冷晕气体的数量（HI中为10^8 Msun）、覆盖率和空间分布与现有观测结果一致。在z=0时，HI质量吸积到盘上的速率为0.2 Msun/yr。我们跟踪了在HI中检测到的20颗卫星在红移区间0.5>z>0的历史，发现它们中的大多数都在损失气体，每颗卫星的平均质量损失率为3.1 x 10^{-3} Msun/yr。该汽提气体是模拟中看到的HI气体的重要组分。此外，我们看到在所有的红移中，从IGM进入晕圈的物质都是多余的。这些气体中的大部分不会直接到达圆盘，但这些结构中的部分气体能够冷却并形成云。气体的金属含量使我们能够区分对流和卫星气体。我们发现，在这里分析的任何红移中，前者至少占晕中冷气的25-75%。对云的形成机制进行限制可以让我们更好地理解星系如何在z=0时吸积气体和燃料星。
2012-03-01 astro-ph.GA
Densities and mass assembly histories of the Milky Way satellites are not a challenge to $Λ$CDM
本研究使用基于 $Λ$CDM 模拟的 \ exttt{GRUMPY} 模型考察银河系卫星的内部物质密度与质量组装历史，发现观测结果与模型预测广泛一致，不构成挑战。
2023-06-14 astro-ph.GA
