Mixing between High Velocity Clouds and the Galactic Halo
在星系晕中，含金属的星系晕物质在流体动力学相互作用时混合成高速云（HVC）。这种相互作用早在云完全消散之前就开始了，早在它们慢到银河系物质的速度之前就开始了。为了定量估计混合效率和由此产生的金属富集的HVC，我们做了详细的2和3维模拟云ISM相互作用。我们的模拟跟踪流体力学和时间依赖的电离水平。他们假设云最初具有温暖的温度和极低的金属丰度，而周围的介质具有高温，低密度和大量的金属丰度，但我们的模拟可以推广到其他初始金属丰度的选择。在我们的模拟中，云和晕气体之间的混合明显提高了高速物质的金属丰度。我们提出的混合效率和金属富集作为时间的函数的图。
2014-11-18 astro-ph.GA
Kinematic Distances to Molecular Clouds identified in the Galactic Ring Survey
假设银河系的克莱门斯自转曲线，推导了13 CO J=1-0波士顿大学-五学院射电天文台银河系环巡天（BU-FCRAO GRS）中发现的750个分子云的运动学距离。运动学距离的模糊性是通过检查HI自吸收的存在下，对每个云的13 CO发射峰使用甚大阵银河平面调查（VGPS）解决。我们还确定了21厘米的连续源嵌入在GRS云，以使用HI 21厘米连续吸收功能，以区分近和远的运动距离。银河系中GRS云的分布与银河系的四臂模型一致。由GRS云追踪到的盾牌-十字架和英仙座臂的位置与银河遗产红外线中面巡天（GLIMPSE）的恒星计数数据相匹配。我们的结论是，分子云必须形成在旋臂中，并且是短暂的（寿命<1000万年），以解释在旋臂间空间中没有大质量的13 CO明亮分子云。
2009-05-06 astro-ph.GA
A common origin for the circumnuclear disc and the nearby molecular clouds in the Galactic Centre
围绕SgrA* 的分子云的起源是关于我们银河系中心最有争议的问题之一。在这里，我们提出了流体动力学模拟的分子云落向SgrA*，进行自适应网格细化代码RAMSES。通过这样的模拟，我们提出，环核盘和+20公里/秒的云起源于同一个潮汐破裂事件，发生在不到100万年前。我们还表明，最近的恒星形成是预期在+20公里/秒的云，也建议最近的观测。
2019-08-01 astro-ph.GA
Collisions between Dark Matter Confined High Velocity Clouds and Magnetized Galactic Disks: The Smith Cloud
银河系的高速云（HVC）可能包括一个被暗物质迷你晕限制并向银河系盘下落的子群。本文首次对以暗物质为主的HVC与弱磁化星系盘碰撞进行了磁流体动力学模拟研究。我们的HVC的重子质量为$5 \times 10^6\,$ M $_{\odot}$，暗物质微晕质量为0、$3 \times 10^8$或$1 \times 10^9\,$ M $_{\odot}$。它们是以史密斯云为模型的，据说史密斯云在7000万年前与圆盘相撞。我们发现，在所有情况下，云与星系盘的碰撞都会在星系盘上产生一个洞，完全分散云，并在星系盘的远端形成一个气泡状结构。相反，当存在时，暗物质微晕继续沿着其轨迹畅通无阻。之后，随着微晕穿过气泡结构和星系晕，它在重子物质中吸积到$6.0 \times 10^5\,$ M $_{\odot}$，这取决于磁场和微晕引力的强度。这些模拟表明，如果史密斯云与一个暗物质微晕有关，并与银河系盘碰撞，那么微晕已经吸积了观测到的气体。然而，如果史密斯云是暗物质自由的，它是第一次接近磁盘。这些模拟还表明，根据磁场的强度，暗物质要么集中在云的头部，要么集中在云的附近，这一点可以为间接的暗物质搜索提供信息。
2015-11-18 astro-ph.GA
Magnetized High Velocity Clouds in the Galactic Halo: A New Distance Constraint
在整个银河系的晕中可以观察到不符合银河系旋转的高速气体。这种气体的一个组成部分，HI高速云（HVC），自20世纪60年代发现以来一直引起人们的关注，并且在其起源方面仍然存在争议，主要是由于缺乏可靠的距离估计。最近发现的增强磁场对HVC鼓励我们探索他们的连接到云的演变，运动学和生存，因为他们通过磁化星系晕下降。对于晕磁场的合理模型，大多数下落云看到的是横向的而不是径向的磁力线。我们发现，显着的压缩（从而放大）的环境磁场发生在前面的云和尾部的材料剥离的云。压缩的横向场衰减流体动力学不稳定性。这延迟了云的破坏，尽管不是无限期的。观测到的B-场压缩与云距银道面的距离有关。因此，观测到的旋转测量提供了关于云位置的有用距离信息。
2017-08-23 astro-ph.GA
Physical Properties and Galactic Distribution of Molecular Clouds identified in the Galactic Ring Survey
我们推导出的580分子云的物理性质的基础上，他们的12 CO和13 CO线发射检测到的马萨诸塞大学石溪分校（USMB）和银河系环调查。我们提供了一系列的分子云的物理性质的值，并发现它们的半径和质量之间的幂律相关性，这表明ISM的分形维数约为2.36。这个关系式M =（228 +/- 18）R^{2.36+/-0.04}使我们能够推导出USMB巡天没有覆盖的另外170个GRS分子云的质量。我们推导出银河系表面的分子气体的质量密度，并研究其在整个银河系的空间变化。我们发现，分子气体的角向平均银河表面密度峰值之间的银心半径为4和5千秒差距。虽然在分子气体中没有探测到英仙座臂，但银河系表面的分子气体密度在盾牌座-十字座臂和人马座臂的位置上有所增加。这可能表明分子云在螺旋臂中形成，并在臂间空间中被破坏。最后，我们发现分子云的CO激发温度随着远离银心而降低，这表明恒星形成率可能随着银心半径的增加而降低。有一个轻微的显着增强的CO激发温度的分子云在银河系中心半径约6千秒差距，这在GRS的经度范围内对应的人马座arm. This温度的增加可能与大质量恒星形成的人马座螺旋臂。
2010-10-14 astro-ph.GA
Maser Emission toward the Infrared Dark Cloud G359.94+0.17 Seen in Silhouette against the Galactic Center
红外暗云G359.94+0.17是一个明显的不透明云，在银河系中心的轮廓中可以看到。我们发现了意外的强（~50焦耳）脉泽发射的CH 3OH在44 GHz的额外弱22 GHz的水脉泽和43 GHz的SiO热辐射向这个云。对这些分子线的探测表明，在这个星云中正在进行强烈的恒星形成活动，尽管对银河系中心进行了许多工作，但以前没有报道过。23 GHz的NH3逆温线剖面表明，G359.94+0.17主要由两个V（lsr）= 0，15 km/s的云在视线上重叠组成。脉泽发射与15 km/s的云有关，表明它位于诺玛旋臂。
2011-10-13 astro-ph.GA
Cloud-cloud collisions in the common foot point of molecular loops 1 and 2 in the Galactic Center
最近在银河系盘中进行的大面积深CO调查揭示了由云-云碰撞（CCCs）触发的约50颗大质量恒星或星团的形成。虽然银河系中心（GC）-其中包含分子气体的体积密度最高-是最有利的地方云碰撞，在该地区的CCCs的系统研究仍然没有触及。在这里，我们报告的第一次证据CCC的共同脚点的分子环路1和2的GC。我们已经调查了分子气体的分布向足点通过使用一种方法来识别CCC，我们已经发现了明确的签名的CCC。使用估计的云的位移和相对速度，我们发现从碰撞开始的时间是105-6年。我们认为可能的起源，以前报道的奇特的速度特征的脚点，并讨论恒星形成触发CCC的GC。
2019-10-08 astro-ph.GA
Northern Galactic Molecular Cloud Clumps in Hi-GAL: Clump and Star Formation within Clouds
我们研究了银河系巨分子云（GMC）及其致密子结构（团块）的性质与当地恒星形成率的关系。我们使用CO高分辨率巡天（COHRS）观测到的$^{12}$ CO（3-2）跃迁来追踪云。我们确定其组成团块使用热尘埃排放，观察到的赫歇尔红外银河系平面调查（高GAL）。我们估计恒星形成率在这些云使用70 $μ$ m的排放。总的来说，我们在位置-位置-速度空间中将3，674个团块与473个云相匹配，这些云跨越银河系经度范围$10^\circ<\ell<56^\circ$。我们发现，越大的云产生更多的团块和更多的团块。这些团块的平均数密度比它们的宿主云大一个数量级。我们发现了一个平均团块质量分数的$0.20^{+0.13}_{-0.10}$。该质量分数随云的质量和质量面密度的变化很弱，对云的维里参数和谱线宽度没有明显的依赖性。平均团块质量分数仅弱依赖于银心半径。虽然在我们的测量属性的分散是显着的，恒星形成率的云是独立的团块质量分数。然而，云的耗尽时间和团块质量分数之间存在正相关关系。我们发现，每自由降落时间的恒星形成效率为$ε_{\mathrm{ff}}=0.15\%$的GMCs，但$ε_{\mathrm{ff}}=0.37\%$的团块。
2019-06-29 astro-ph.GA
Virial clouds explaining the observed rotational asymmetry in the galactic halos
银河系天体的旋转可以在宇宙微波背景（CMB）中看到，这可以归因于分子氢云，有或没有尘埃污染和其他来源的污染。我们使用纯分子氢，氢氦和/或尘埃的混合物的典型合奏模型的云，以约束这些云的物理参数。由于云是冷的，我们证明使用的正则系综明确计算之间的相互作用的氢分子和CMB光子和确定所需的时间达到热平衡，并表明有足够的时间达到平衡。
2021-09-26 astro-ph.GA
A Low Metallicity Molecular Cloud In The Lower Galactic Halo
我们发现证据的影响，低金属含量的气体在银河系盘。这是基于FUV吸收线光谱，21厘米发射线光谱和FIR映射来估计IV 21（IVC 135 +54-45）的丰度和物理性质，IV 21是一个银河系中速分子云（IVMC），位于盘上方约300 pc。IV 21的金属丰度是通过对sdB恒星PG 1144 +615的观测来估计的，该恒星位于距离星云致密核心16 pc的投影距离处，通过测量离子和HI柱密度与已知的太阳丰度进行比较。尽管云的明亮的FIR发射和大柱密度的分子气体跟踪CO，我们发现它有一个亚太阳的金属丰度log（Z/Z_Sun）=-0.43 +/- 0.12dex。因此，IV 21是太阳附近第一个已知的太阳下金属丰度云。相比之下，大多数中速云（IVC）具有接近太阳的金属丰度，并且被认为起源于银河喷泉。这片云的低金属含量也是银河系分子云的典型特征，特别是在明亮的远红外辐射的光下，这表明它含有大量的尘埃。测得的I_100 mu/N（HI）比太阳附近高纬度\HI云的平均值低三倍。我们认为，IV 21代表的影响，低金属含量的高速云（HVC），是混合盘气体在较低的星系晕。
2013-08-28 astro-ph.GA
Turbulent Pressure Heats Gas and Suppresses Star Formation in Galactic Bar Molecular Clouds
本研究利用ALMA ACA观测20个候选星系棒分子云，发现棒内9个云团中湍流压力抑制恒星形成，且云团在进入CMZ前已具备CMZ-like性质。
2025-02-20 astro-ph.GA
Star Formation in the Galactic Center
关于银河系中心恒星形成的研究正在取得巨大进展，特别是由于干涉仪空间分辨这种环境中分子云的新数据。这些新的结果进行了讨论的背景下，建立知识的银河系中心。特别注意的是在银河系中心抑制恒星的形成，以及它如何可能导致从分子云的密度梯度浅。
2016-11-28 astro-ph.GA
The role of galactic dynamics in shaping the physical properties of giant molecular clouds in Milky Way-like galaxies
我们研究的作用，大规模的银河系动力学环境中设置的性质的巨大分子云在银河系般的星系。我们进行了三个高分辨率模拟银河系一样的光盘与移动网格流体动力学代码Arepo，产生一个统计样本的$\sim 80,000$巨大的分子云和$\sim 55,000$ HI云。我们占气体，动量和热能注入超新星和HII地区，质量注入恒星风，和非平衡化学的氢，碳和氧的自引力。通过改变外部引力势，我们探测了银河系动力学环境中的轨道角速度，引力稳定性，中面压力和银河系旋转曲线的梯度跨越一个数量级。模拟的分子云相对于周围的星际介质是高度过密的（$\sim 100\times$）和超压的（$\sim 25\times$）。它们的重力湍流和恒星形成特性与银河系中平面的动力学无关，因此kpc尺度的恒星形成率表面密度只与银河系中平面每单位面积的分子云数量有关。尽管如此，星云的旋转特性与星系剪切和引力自由落体的速率之间仍有着明显的、天文学意义上的相关性。我们发现，银河系的旋转和引力不稳定性可以影响它们的伸长率，角动量和切向速度色散。HI云的较低压力和密度允许更大范围的显着动力学相关性，反映了分子云的旋转特性，同时也显示了它们的引力和湍流特性与银河动力学环境的耦合。
2020-06-30 astro-ph.GA
Impulsive Gas Fueling to Galactic Center in a Barred Galaxy Due to Falls of Gas Clouds
本研究利用多相气体数值模拟发现，棒旋星系$x$-2环中的气体云经碰撞和II型超新星能量注入偏离轨道、损失角动量后坠入中心，形成脉冲式气体供给。
2024-01-23 astro-ph.GA
Distances to molecular clouds in the second Galactic quadrant
我们目前的距离76中等大小的分子云和一个超大规模的一个在银河系第二象限（$104.75^\circ <l<150.25^\circ $和$|b|<5.25^\circ$），其中73个是第一次精确测量。采用基于密度的噪声空间聚类算法（DBSCAN）从$l$-$b$ - $V$空间（$-95 < V_{\rm LSR}< 25$ \kms）提取分子云样本，并采用消除背景视差的方法（BEEP），利用视差和Gaia DR 2视差测量距离. 76分子云的测量距离范围为211到2631 pc，超大尺度分子云似乎是一个相干结构，约1 kpc，在银河经度上跨越约40°（$\sim$ 700 pc）。
2020-12-17 astro-ph.GA
Magnetized Gas Clouds can Survive Acceleration by a Hot Wind
我们提出了三维磁流体动力学模拟的磁化气体云加速热风。我们初始化的气体云与纠结的内部磁场，并表明，这个字段抑制云的破坏：而不是混合到热的风中发现在流体动力学模拟，云碎片最终共同移动，并与周围环境的压力平衡。我们还证明了热风中的磁场使云的阻力增加了1倍~（1+v_A^2/v_wind^2）$，其中v_A是风中的阿尔芬速度，v_wind 2测量云和风之间的相对速度。我们将这一结果应用于气体云在几个天体物理背景下，包括星系团，星系风，银河系中心，和郊区的星系晕。我们的结果可以解释冷气体在星系风和星系晕中的普遍存在，以及这些冷气体如何在与热的星系风/星系晕气体相互作用的情况下生存下来。我们还预测，阻力可以导致偏离开普勒轨道的G2云在银河系中心。
2014-09-23 astro-ph.GA
The Properties of Bound and Unbound Molecular Cloud Populations Formed in Galactic Disc Simulations
我们探讨了银河系环境对分子云性质的影响。使用云在一个大规模的星系盘模拟形成，我们测量合成柱密度图的可观察到的属性。我们确认，一个显着的部分未绑定云自然形成的星系盘环境和混合人口的绑定和未绑定云可以匹配观测到的尺度关系和河外分子云的分布。通过将云划分为内部和外部圆盘种群，我们比较了它们的属性分布，并测试它们之间是否存在统计上的显著差异。我们发现，云在外盘有较低的质量，尺寸和速度色散相比，在合理选择的内/外边界的内盘。我们将这些差异归因于星系切变对大银河系中心半径圆盘稳定性的强烈影响。特别是，我们的Toomre分析的光盘显示了一个缩小的信封不稳定的质量作为半径的函数，导致形成更小，更低的质量碎片在外盘。我们还表明，恒星形成率的母云的环境的影响，特别是影响整个磁盘的气体的底层表面密度分布。我们的工作突出了使用星系尺度模拟来理解云属性的形成和演化的优势-以及它们内部的恒星形成-在其环境中。
2015-10-28 astro-ph.GA
Star Formation Induced by Cloud-Cloud Collisions and Galactic Giant Molecular Cloud Evolution
最近对附近星系的射电观测开始绘制整个盘的地图，并识别出即使在星系螺旋结构之间的区域中的巨型分子云（GMC）。不同星系环境下观测到的GMC质量函数的变化表明，大质量GMC优先分布在星系螺旋结构中，而臂间区域有许多小的GMC。基于从磁化暖中性介质到分子云的相变动力学，Kobayashi et al. 2017提出了包含云-云碰撞（CCC）过程的GMC质量函数的半解析演化描述。他们的结果表明，CCC是占主导地位的塑造GMC的质量函数相比，密集HI气体的吸积驱动的超音速激波的传播。然而，他们的公式没有考虑到CCC可能增强恒星形成。银河系内的射电观测表明CCC对于星团和大质量恒星的形成具有重要意义。在本文中，我们重新制定了Kobayashi等人2017年修改的时间演化方程，以便我们额外计算随后在CCC云中发生的恒星形成。我们的研究结果表明，虽然较小的云之间的CCC事件数量超过了大质量GMC之间的CCC事件，但CCC驱动的恒星形成主要是由大于10^5.5 Msun的大质量GMC驱动的（其中Msun是太阳质量）。由此产生的累积CCC驱动的恒星形成可能相当于银河系和附近星系恒星形成总量的百分之十。
2018-05-22 astro-ph.GA
Nonthermal filaments from the tidal destruction of clouds in the Galactic center
近四十年来，人们一直在银河系中心附近观察到同步加速器发射的非热灯丝（NTF），但它们的物理起源仍不清楚。在这里，我们调查的可能性，NTFs的分子云的银河系中心的引力势的破坏。我们表明，该模型预测的形成一个的长度上的订单几十到几百个PC，一个高度有序的磁场沿轴的灯丝，和条件有利于磁重联，导致粒子加速的一个非线性结构。因此，这个模型产生的观察到的磁性NTFs和人口的相对论性电子，而不需要呼吁偶极，$\sim$毫微克，银河磁场。由于云可以完全或部分被破坏，这个模型提供了一种建立在某些但不是所有情况下观察到的结构和分子云之间的联系的方法。
2020-11-23 astro-ph.GA
All-sky census of Galactic high-latitude molecular intermediate-velocity clouds
银河系的HI晕云，特别是中速云（IVC），被认为与银河系的喷泉过程有关。观测喷泉云对于理解物质循环和吸积到银河系盘上的作用以及随后的恒星形成非常重要。在这里，我们量化了星系晕中分子气体的数量。我们专注于罕见的一类分子IVC（MIVC）和寻找新的对象。HI-FIR相关性在银河系纬度$|b|>20^\circ$的整个银河系南北半球进行了研究，以确定IVC中分子气体的数量和分布。我们使用了最新的大规模HI和FIR数据，Effelsberg Bonn-HI巡天，Parkes银河系全天巡天和Planck FIR巡天。我们提出了一个目录的239个MIVC候选人在银河系的南北半球。在这些候选者中，除了一个单一的源之外，所有先前已知的MIVC都被恢复。候选者的频率在银河系南北半球之间以及负LSR速度和正LSR速度之间存在显着差异。在我们的方法中，我们分析了当地的银河系环境。将我们的结果外推到整个银河系，原子和分子IVC气体到银河系的全球流入可能占维持当前银河系恒星形成速率所需的气体质量的主要部分。
2016-10-27 astro-ph.GA
Discovery of the Pigtail Molecular Cloud in the Galactic Center
本文报道了在银河系中央分子带（CMZ）中发现的螺旋分子云。这个“辫子”分子云出现在（l，b，V_LSR）~（-0.7deg，+0.0deg，-70 to -30 km/s）处，空间大小为~（20 pc）^2，质量为（2-6）10^5太阳质量。这是迄今为止在银河系中心区域发现的第三个螺旋状气体星云。线强度比表明，猪尾分子云具有略高的温度和/或密度比其他正常云在CMZ。我们还发现了一个高速机翼排放附近的足点的云。我们提出了一个猪尾状分子云的形成模型。它可能与一个扭曲盘绕的磁管有关，这是由于最内层x_1轨道上的云和最外层x_2轨道上的云之间的相互作用。
2012-07-19 astro-ph.GA
Entrainment in Trouble: Cool Cloud Acceleration and Destruction in Hot Supernova-Driven Galactic Winds
在恒星形成的星系中，重叠的超新星的有效热化可能会产生一种超新星加热的流体，这种流体驱动着星系风。对于从高分辨率模拟（忽略磁场）云粉碎的时间尺度的基准假设，我们表明，从$T_{c}\sim 10^{2}-10^{4}$ K的温度在银河风的发射和吸收看到的冷云不能被加速到观测速度的冲压压力的热风。考虑到径向结构的热流和重力，我们表明，这一结论适用于广泛的星系，云，和热风的属性。这一发现质疑了流行的图片，即在银河风中看到的冷原子气体被热流夹带和加速。考虑到冲压压力加速的这些困难，我们讨论了高速冷气体流出的起源的替代模型。另一种可能性是，冷云中的磁场非常重要，可以延长云的寿命。对于$T_{c}=10^{3}$ \，K和$10^{4}$ \，K云，我们表明，如果传导蒸发可以忽略不计，云粉碎的时间尺度必须分别为$\sim15$和5倍长，从流体动力学模拟的值，以冷云的速度，以达到观察到的。
2017-03-31 astro-ph.GA
Methanol Maser Emission from Galactic Center Sources with Excess 4.5 μm Emission
我们提出了一个研究的签名正在进行的恒星形成的样本的原恒星物体与增强4.5 μm的发射（“绿色”源）附近的银河系中心。要了解如何在银河系中心区域的恒星形成相比，银河系盘，我们使用了扩展的超大阵列观察辐射激发II类6.7 GHz的CH 3OH脉泽和碰撞激发I类44 GHz的CH 3OH脉泽，这两个示踪剂的高质量恒星形成，对34个银河系中心和前景的“绿色”源的样本。我们发现33个\pm 15%的银河系中心源与6.7 GHz脉泽重合，44个\pm 17%的前景源与6.7 GHz脉泽重合。对于44 GHz脉泽，银河系中心绿源和前景绿源的相关率分别为27 \pm 13%和25 \pm 13%.根据这些CH 3OH脉泽的探测率，以及绿源与其他恒星形成示踪物的相关性，如24 μm发射和红外暗云（IRDC），我们发现银河系中心的绿源与前景的绿源之间没有显著差异。这表明，一旦恒星形成过程开始，银河系中心区和银盘之间的环境差异对其观测特征影响不大。然而，我们确实发现了一些证据，可能支持银河系中心区域最近发生的恒星形成事件。
2011-03-21 astro-ph.GA
On the dynamics and survival of fractal clouds in galactic winds
最近的观测表明，即使在炽热的星系风中，致密的气体云也能存活下来。在这里，我们表明，包含具有不同统计特性的湍流密度对风扫云的演变具有显着影响。我们研究了对数正态密度场的初始标准差如何影响嵌入超音速风中的准等温云的动力学。我们比较均匀，分形螺线管，分形压缩云模型在3D和2D流体动力学模拟。我们发现，云破裂和稠密气体卷吸过程是云中初始密度分布的函数。分形云比均匀云更早地加速、混合和被破坏。在分形云样本中，压缩云保留了高密度的核，因此它们比螺线管云更受限制，加速更慢，速度色散更低。压缩云也不太容易发生开尔文-亥姆霍兹和瑞利-泰勒不稳定性，因此它们比螺线管云存活得更长。通过比较云在破坏时的性质，我们发现，致密气体卷吸是更有效的均匀云比在任何分形云，它是更有效的螺线管比压缩模式。相比之下，在压缩云模型中，风中的质量加载比均匀或螺线管模型更有效。总的来说，广泛的密度分布导致低效的夹带，但他们促进质量加载和有利于非常密集的气体在炎热的银河风的生存。
2019-04-11 astro-ph.GA
Orientation of Galactic Bulge Planetary Nebulae toward the Galactic Center
我们用澳大利亚国立大学2.3米望远镜上的宽视场摄谱仪对银河系行星状星云的一个样品进行了积分场光谱学研究。H $α$发射线的空间分辨速度分布被用来确定运动学特征和星云方向。我们的发现表明，一些朝向银河系中心的行星状星云有一个特定的方向。
2014-11-29 astro-ph.GA
Molecular cloud determination in the Northern Galactic Plane
埃克塞特FCRAO CO银道面巡天由12 CO和13 CO（J=1-0）观测组成，覆盖银道面55度<= 1 <= 102度，|b| >= 1度和141度<= 1 <= 195度，-3.5度<= b <= 5.5度，空间分辨率为~45”，光谱分辨率为~0.15km/s。我们将提出一个基于阈值的云和块确定方法，保留层次信息的方法，然后讨论关联源与云的目录。一旦完成，这个云和团块的目录将涵盖北银河平面的大部分，提供星系分子结构的知识，并为研究恒星形成效率的变化提供起点。此外，它将使我们能够识别内部没有或很少发生恒星形成的云，这在研究恒星形成所需的条件时经常被忽视。
2010-07-27 astro-ph.GA
The Galactic Center Cloud G0.253+0.016: A Massive Dense Cloud with low Star Formation Potential
我们提出的第一个干涉分子线和尘埃发射图的银河系中心（GC）云G0.253+0.016，观察使用组合阵列研究毫米波天文学（CARMA）和亚毫米阵列（SMA）。这片云非常致密，其质量超过猎户座分子云复合体（2x10^5 M_sun），半径仅为3 pc，但基本上没有恒星。因此，G0.253+0.016违反了目前用来解释银河系和河外恒星形成趋势的“恒星形成定律”，系数约为45。我们的观测结果表明，缺乏具有显著质量和密度的致密核心，从而解释了低恒星形成活动。相反，发现了密度低、线宽为1 km/s的核心-可能是迄今为止GC区域所报道的最西进的线。在更多的大质量核心和可能的拱形星团形成之前，需要经过几十年的演化。考虑到GC区域的破坏性动力学和G0.253+0.016的潜在未结合性质，尚不清楚这种演变是否会发生。
2013-01-07 astro-ph.GA
Cloud-cloud Collision in the Galactic Center 50 km s$^{-1}$ Molecular Cloud
为了了解银河系中心区域的恒星形成活动，我们利用NRO银河系中心巡天，通过野边山45米望远镜获得的SiO $v=0, J=2-1$、H $^{13}$ CO $^+ J=1-0$和CS $J=1-0$发射线，对受SNR、HII区和云-云碰撞等外部因素影响的恒星形成地点进行了搜索。在50 km/s的$^{-1}$分子云中发现了一个半壳层特征（HSF），它具有高的积分谱线强度比$ int T_{ mathrm B}$（SiO $v=0, J=2-1$）$dv$/$ int T_{ mathrm B}$（H $^{13}$ CO $^+ J=1-0$）$dv sim6-8$，是该区域中最明显的分子云，并包含一个活跃的恒星形成场所，被看作是几个致密的HII区。HSF中的高比率表明云包含巨大的冲击分子气体。在位置-速度图中，HSF也被视为半壳特征。解释HSF的化学和动力学性质的假设是，该特征起源于云-云碰撞（CCC）。通过对野边山毫米阵CS $J=1-0$发射谱线的分析，揭示了HSF与云中分子云核的关系。我们建立了HSF内分子云核的累积核质量函数（CMF）。尽管非CCC区域的CMF达到$ sim1500M_ odot$的上限，但CCC区域中的CMF至少不被截断直到$ sim2500M_ odot$。大多数具有$M_{ mathrm{gas}}>750 M_{ odot}$的大质量分子核仅位于H…
2015-07-30 astro-ph.GA
A Component of the Smith High Velocity Cloud Now Crossing the Galactic Plane
我们已经在银河系中发现了一个新的结构：史密斯高速云的一个主要组成部分，现在正穿过经度25度附近的银河平面。使用来自绿岸望远镜（GBT）的新的21厘米HI数据，我们测量了几十个云的特性，这些云是这个结构的一部分。它们的运动学与史密斯云的运动学一致，其VLSR超过了在其方向上的圆周旋转所允许的。主导分量中的大多数云显示出它们与盘状气体相互作用的证据，从而可以估计相互作用的位置。主导分量在距离太阳9.5 kpc处穿过银河平面，距离银河中心约4.5 kpc。它的HI质量可能高达10^6太阳质量，与史密斯云的中性成分质量相当，但只有一小部分包含在GBT数据中解析的云中。像史密斯云一样，主导成分似乎正在给银河系内部的ISM增加质量和角动量。我们认为史密斯云不是一个孤立的物体，而是一个结构的一部分，它在天空中延伸超过40度（约7 kpc），分为两部分，间隔约1 kpc。
2022-11-29 astro-ph.GA
A Herschel [C II] Galactic plane survey II: CO-dark H2 in clouds
简要：内容：HI和CO对银河系的大尺度巡天追踪到弥散的原子云和致密的氢分子云屏蔽区。然而，直到最近，我们还没有光谱解决C+调查，以表征光子占主导地位的星际介质，包括，没有C的H2气体，CO暗H2，在一个大样本的云。目的：使用稀疏的银河平面调查的1.9太赫兹[C II]谱线从赫歇尔开放时间的关键计划，银河观测太赫兹C+（GOT C+），以表征的H2气体没有CO在一个统计上显着的云样本。方法：我们通过沿每条视线拟合[CII]和CO同位素谱来识别内星系中的单个云。我们结合这些HI光谱，以及激发模型和云模型的C+，以确定列密度和分数质量的CO-暗H2云。结果：我们确定了1804个不同类别的窄速度[CII]星际云成分。其中约840片为不含CO的弥散分子云，510片为含[CII]和12 CO但不含13 CO的过渡云，其余为含13 CO发射的致密分子云。CO暗H2云集中在银河系半径3.5 ~ 7.5 kpc之间，CO暗H2层的柱密度在不同的云之间有很大的差异，平均为9 × 10 ^（20）cm-2。这些云包含一个显着的分数CO暗H2质量，从约75%的弥漫分子云到约20%的致密分子云。结论：我们发现热分子ISM气体的显著部分在HI和CO中不可见，但在[CII]中检测到。CO-暗H2的分数是最大的弥漫云，并随着总柱密度的增加而减少，是最低的块状云。
2014-01-07 astro-ph.GA
The high-velocity cloud complex Galactic Center Negative as seen by EBHIS and GASS. I. Cloud catalog and global properties
利用新的Effelsberg-Bonn HI巡天（EBHIS）和银河系全天巡天（GASS）的银河系数据，我们提出了一个修正的高速云（HVC）复杂的银河系中心负（GCN）的图片。由于这些勘测的角分辨率比以前的研究更高（例如，Leiden Dwingeloo Survey），我们将复杂的GCN分解为许多单独的微小团块，这些团块大多具有超过15 km/s的相对较宽的线宽。我们没有检测到一个弥漫性的扩展对应，这是不寻常的HVC复杂。总共识别并参数化了243个团块，这使我们能够对数据进行统计分析。冷线组件（即，w < 7.5 km/s），仅在约5%的已识别的小云中发现。我们的分析表明，复杂的GCN可能是建立了几个亚群，不共享一个共同的起源。此外，复杂的GCN可能是一个最好的例子，温暖的气体吸积到银河系，中性HI云是不稳定的相互作用与银河系气体晕，并成为电离前吸积。
2011-07-18 astro-ph.GA
The Starburst Acceleration of High-Velocity Clouds in the Galactic Center
本研究针对银河系中心高速云的观测特性难以解释的问题，通过纳入磁场和初始切向速度的三维磁流体动力学模拟，证实星暴过程可催生高速云，且约5%初始云质量能留存3.5Myr，提升后续恒星形成效率。
2025-02-24 astro-ph.GA
Atomic Hydrogen in a Galactic Center Outflow
我们描述了一个人口小，高速，原子氢云，环，和长丝发现以上和以下的磁盘附近的银河系中心。这些天体的平均半径为15秒差距，速度宽度为$\sim 14$ km/s，观测高度为$|z|$至700秒差距。星云的速度分布没有显示出银河系自转的迹象。我们提出了一个方案，云与流出的中央恒星形成区域在银河系中心。我们讨论的云作为夹带的材料在银河风中以$\sim 200$ km/s的速度移动。
2013-04-28 astro-ph.GA
The Galactic Center compared with nuclei of nearby galaxies
了解我们的银河系中心是更容易从附近的星系核的见解。无论是由棒和核棒驱动的核气体盘中的恒星形成活动，还是低光度活动星系核的燃料补给，以及随后的喷流反馈，驱动分子外流，都肯定存在于我们的银河系中心，现在似乎已经熄灭了。比较和诊断的审查，特别是m=2和m=1模式，不平衡性，不同的磁盘取向，和化石证据的活动和反馈。
2016-10-11 astro-ph.GA
A High-Resolution Study of Two Galactic HI Halo Clouds in the Ophiuchus Superbubble
利用甚大阵（VLA）的C和D位形以及绿岸望远镜（GBT）提供的短间距通量，在~30”分辨率下研究了两个似乎属于蛇夫座超泡的致密HI云。在这里，我们提出了数据分析的初步结果。
2009-01-27 astro-ph.GA
Forming misaligned stellar discs around a massive black hole: Cloud infall in the Galactic Centre
围绕着人马座A* 的最内层的秒差距被发现是O星和W-R星的两个圆盘或飘带的宿主。它们偏离了接近90度的角度。这些恒星近似是同时代的，这表明它们是在同一事件中形成的，而不是独立形成的。我们已经进行了SPH模拟的一个单一的扁长云向一个巨大的黑洞的下落。当云被破坏时，如果条件允许，角动量的大范围扩散会导致产生错位的气盘。反过来，恒星可能在这些圆盘中形成。我们现在正在调查银河系中心（GC）地区这些云的起源。
2014-01-20 astro-ph.GA
Blowing in the Milky Way wind: neutral hydrogen clouds tracing the Galactic nuclear outflow
我们提出了一个新的敏感调查的中性氢以上和以下的银河系中心与绿银行望远镜的结果。观测范围一直延伸到银河系纬度|B| < 10度，有效角分辨率为9.5“，在1 km/s通道中的平均均方根亮度温度噪声为40 mK。调查显示，存在着一个人口的异常高速云延伸到约1.5千秒差距的高度，从银河系平面，并没有显示银河系旋转的签名。这些云有当地标准的静止速度|弗尔斯尔|< 360 km/s，假设起源于银河系中心，它们的大小为几十秒差距，中性氢质量跨越$10-10^5 \, M_\odot$。考虑到选择效应，云量在经度、纬度和Vlsr上是对称的。我们模拟的云运动学的外流从银河系中心扩大，并发现人口一致的物质移动径向速度Vw ~ 330公里/秒分布在整个双锥与开口角$α>140$度。这个简单的模型意味着在过去的1000万年里，外流光度$Lw > 3 \times 10^{40}$ erg/s，与银河系内部区域的恒星形成反馈一致，冷气体质量损失率为$\lesssim 0.1 \, M_\odot$ /年。这些云可能代表了我们银河系驱动的核风中加速的冷气体成分，尽管其中一些衍生性质挑战了当前的夹带过程理论模型。
2018-02-06 astro-ph.GA
Not gone with the Wind: Survival of High-Velocity Molecular Clouds in the Galactic center
本研究通过三维数值模拟揭示，磁场在星系风中保护并加速分子云，使其达到与观测一致的高速，从而解释了银河系中心高速分子云在星暴环境中存续的机制。
2023-07-06 astro-ph.GA
Tidally-disrupted Molecular Clouds falling to the Galactic Center
我们发现了一个分子云从外部区域连接到“银河系中心微型螺旋（GCMS）”，这是一束邻近Sgr A* 的电离气体流。分子云在CS J=2-1发射谱线上表现出明显的特征，并与GCMS连续相连。分子云的速度也与GCMS中H42 α复合线上观测到的电离气体的速度连续相关。形态学和运动学的关系表明，分子云是从外部区域下降到附近的Sgr A*，被中断的潮汐剪切的Sgr A* 和电离的紫外线发射的中央集群。在气态分子云与GCMS的交界处还发现了SiOJ =2-1的发射。在边界区似乎存在激波气体。
2016-09-27 astro-ph.GA
The roles of stellar feedback and galactic environment in star forming molecular clouds
来自大质量恒星的反馈被认为在分子云的演化中起着重要作用。在这项工作中，我们分析了恒星风和超新星（SNe）的两个大规模（$\sim 10^6\,M_\odot$）的巨分子云（GMC）的演变的影响：一个引力束缚坍缩云和一个未绑定的云正在受到银河系剪切破坏。这两个云已经从一个大规模的星系模型中提取，并重新模拟的空间分辨率为$\sim 0.01$ pc，包括反馈风，SNe，和两者的组合效果。我们发现，恒星风停止吸积气体到下沉粒子，也可以触发恒星形成的外壳形成的风，虽然整体效果是降低全球恒星形成率的云。此外，我们观察到，风往往通过扩散气体的走廊逃逸。SNe的影响并不显著，恒星形成率与忽略恒星反馈的模型相似。我们发现，大部分的SNe注入的能量被辐射走，但过度密集的地区是由多个和并发的SN事件，特别是在最维里化的云。我们的研究结果表明，恒星反馈的影响是敏感的恒星形成云的形态，这是由大规模的银河流，是更重要的云进行引力坍缩。
2016-10-05 astro-ph.GA
Clump mass function at an early stage of molecular cloud evolution: II. Galactic cloud complexes
通过与不同作者从银河系云复合体的分子发射和尘埃连续谱图中得到的团块质量分布进行比较，对Donkov，Veltchev和Klessence开发的用于推导团块质量函数（ClMF）的统计方法进行了观测测试。结果表明，占主导地位的集团人口的引力有界性，考虑或不考虑其热能和磁能的贡献。ClMF可以由两个幂律函数的组合来表示，这两个幂律函数被大约10到100个太阳质量的特征质量分开。中等质量的ClMF的斜率很小，几乎是常数（-0.25 \gtrsim <$IM} \gtrsim -0.55），而高质量的ClMF部分则是由包含引力不稳定团块的模型拟合的，其斜率在更宽的范围内（-0.9 \gtrsim <$IM} \gtrsim -1.6），以恒星初始质量函数（<$HM} \gtreqless -1.3）为中心。
2013-04-23 astro-ph.GA
The Impact of Galactic Disc Environment on Star-Forming Clouds
我们探讨了不同的星系盘环境对恒星形成云的性质的影响，通过在一组孤立的星系模拟的背景电位的变化。考虑了在有和没有额外的双臂螺旋势的情况下，晕占主导地位的星系、盘占主导地位的星系和类银河星系的上升、下降和平坦的自转曲线。每个圆盘的演化都显示出显著的变化，这些变化归因于由剪切和引力坍缩决定的不同稳定性机制。典型云的性质在很大程度上不受旋转曲线变化的影响，但大小云关联的产生强烈依赖于这种环境。这表明，虽然不同的旋转曲线可以影响云最初形成的位置，但平均体积特性实际上与全球环境无关。螺旋扰动的加入对云的性质产生了最大的影响，成功地将气体扫入更大的、似乎不受约束的延伸结构中，并产生了巨大的臂间对比。
2017-12-04 astro-ph.GA
Tracing gas accretion in the Galactic center using isotopic ratios
Ams：我们研究了中心分子带盘和晕中的12 C/13 C同位素比值，以追踪银河系中心区域的气体吸积。研究方法：利用IRAM 30 m望远镜观测了HCO+、HCN、HNC的J=1-0转动跃迁及其13 C同位素取代，从而测量了12 C/13 C同位素比值。我们观察了整个银河系中心区域选定的9个位置，包括高纬度的云;与禁止势相关的X1和X2轨道预计相交的位置;以及典型的银河系中心分子云。结果如下：我们发现，在星系晕和X1轨道上，12 C/13 C同位素比率（>40）比银河系中心分子云（20-25）更高。我们的研究结果指出，分子气体已经经历了不同程度的核处理比观察到的气体朝向银河系内部中心区域。结论：高同位素比率与来自晕和银河系盘外围的气体吸积一致。
2010-08-11 astro-ph.GA
On the Survival of Cool Clouds in the Circum-Galactic Medium
我们探讨冷云的生存在多相环银河系介质。我们重新审视“云破碎问题”的模拟，包括辐射冷却，自屏蔽，自重力，磁场，各向异性Braginskii传导和粘度（饱和）的大调查。我们探索了广泛的参数，包括云的大小，速度，环境温度和密度，以及各种磁场配置和云湍流。我们发现，现实的磁场和湍流对云的生存有较弱的影响，最重要的物理是辐射冷却和传导。自引力和自屏蔽对于最初是吉恩不稳定的云是重要的，但在其他情况下基本上无关紧要。非自引力的、实际磁化的云分为四种状态：（1）在低柱密度下，云通过传导迅速蒸发。(2)一个“失败的压力约束”制度，其中周围的热气体冷却太快，以提供压力约束的云。(3)一个“无限长寿命”的状态，在这个状态下，云的寿命变得比在弓形激波中被扫过的气体的冷却时间更长，因此云开始吸积和增长。(4)一个“经典的云破坏”制度，云最终被不稳定性摧毁。在最后的制度，云的寿命可以超过天真的云粉碎时间，由于传导诱导的压缩。然而，小的和/或缓慢移动的云也可以比云破碎时间更快地蒸发。我们开发了简单的分析模型，解释了模拟云破坏时间在这个政权。
2019-12-19 astro-ph.GA
An Intermediate Velocity HI Cloud Falling to the Galactic Disk; Possible Evidence for Low Metallicity HI Gas Originated Outside the Galactic Disk
我们发现一个中等速度云（IVC）IVC 86-36在HI 21 cm的发射中，向银道面方向呈头尾分布，并有明显的平行带状流光，在天空中延伸40度以上。根据光谱学的测定，IVC 86-36与背景星的吸收距离被限制为小于~3 kpc。IVC和本地ISM之间存在速度桥特征，速度分离约为50 km s-1，这可能表明IVC与盘的动力学相互作用。如果相互作用是正确的，IVC的距离估计d的范围从200 pc到3 kpc，IVC头部的质量估计为7 × 103（d/1 kpc）2 Msol。IVC与位于12 kpc的史密斯云具有相似的特性，包括头尾分布、拖缆和桥特征，而IVC的质量小于史密斯云的约0.1。HI和Planck/IRAS尘埃辐射之间的比较表明，尽管IVC 86-36的HI柱密度为2 × 10^20 cm-2，但其尘埃辐射是不可探测的，这表明IVC 86-36的金属度比太阳邻居低约0.2倍。我们的结论是，IVC 86-38是一个下降云，可能起源于低金属环境的星系晕或麦哲伦星系。
2018-10-05 astro-ph.GA
The Galactic fountain as an origin for the Smith Cloud
最近发现的史密斯高速HI云（SC）的金属丰度丰富的支持银河系起源这个系统。我们使用的银河喷泉的动力学模型来再现所观察到的SC的属性。在我们的模型中，喷泉云从盘旋臂的区域喷出，并通过与预先存在的热日冕相互作用的晕移动。我们发现，一个简单的模型，其中冷气体垂直流出英仙座旋臂再现运动学和SC的距离，但不同意云的彗星形态，如果这是由环境气体的冲压压力剥离。为了解释云的形态，我们探索了两种情况：a）外流相对于垂直方向倾斜; b）云被逃离底层超级气泡的快速风夹带。两种情况下都可以找到与所有观测约束相一致的解，前者要求出流角>40度，而后者要求风速>1000 km/s。所有情景都预测SC处于其轨道的上升阶段，并且具有大的-但并非不可信的-能量需求。
2016-09-20 astro-ph.GA
A catalog of molecular clouds possibly associated with Galactic infrared bubbles I. The Southern Galactic plane
本文基于 Mopra CO 巡天数据，在南天银河系平面搜寻并编目了 116 个可能与 48 个红外泡伴随的分子云，给出其距离、速度弥散、尺度、分子质量及维里质量，用于研究恒星形成与分子壳层和空腔的起源。
2025-07-01 astro-ph.GA
How Galactic Environment affects the Dynamical State of Molecular Clouds and their Star Formation Efficiency
我们研究了分子云的动力学状态与宿主星系环境的关系，以及这如何影响银河系和七个邻近星系的恒星形成效率。我们编译测量分子云和宿主星系的属性，并确定整个星系和不同的子区域内的质量加权平均云属性。我们发现分子云处于环境压力平衡的维里平衡，其中气体丰富，分子为主，高压区域的云接近自我维里化，而气体贫乏，原子为主，低压环境中的云实现内部动力学压力和外部压力之间的平衡。分子云每自由落体时间的恒星形成效率很低，约为0.1%-1%，并显示出2 dex的系统变化，作为维里参数和宿主星系环境的函数。在低气压环境中观察到的云的趋势-作为太阳附近-与最先进的恒星形成的顺磁调节模型很好地匹配。然而，这些模型大大高估了在高压环境中观察到的低恒星形成效率的云，这表明这些模型尚未考虑的其他物理参数的重要性。
2019-08-12 astro-ph.GA
A stream of hypervelocity stars from the Galactic Center
最近的观测发现了一颗1700 km/s的恒星[S5-HVS 1]，大约在500万年前从银河系中心弹射出来。这颗恒星很可能是由双星的潮汐分裂产生的。特别是，银河系中心包含一个几百万年的恒星盘，可以通过长期的引力不稳定性激发双星接近径向轨道。这样的双星会被中心的超大质量黑洞破坏，也可以解释观测到的距离银河系中心约0.01 pc的B星团。在本文中，我们预测S5-HVS 1是一个更大的流的一部分，并使用观测动机的N体模拟来预测其空间和速度分布。
2021-02-02 astro-ph.GA
The dynamical evolution of molecular clouds near the Galactic Centre - II. Spatial structure and kinematics of simulated clouds
星系中心分子云的演化被认为不同于星系盘，这是由于外部引力势的显著影响。本文对银河系中央分子带（中央$\sim500$ pc）的100 pc流上的分子云进行了数值模拟，研究了分子云在背景势和偏心轨道运动下的形态和运动学演化。我们发现，云的形状由强大的剪切和扭矩，潮汐和几何变形，并通过它们的通道通过轨道近心点。在我们的模拟中，这些机制控制云的大小，长宽比，位置角，对流结构，柱密度，速度色散，视线速度梯度，自旋角动量和运动学的复杂性。通过将这些预测与银河系中心“尘埃脊”上的云观测进行比较，我们发现我们的模拟自然地再现了广泛的关键观测形态和运动学特征，这些特征可以用很好理解的物理机制来解释。我们认为，吸积的气体云到星系的中心区域，旋转曲线翻转和潮汐场是完全压缩，伴随着变革的动力学变化的云，导致崩溃和恒星形成。这可以产生一个具有共同起点的云坍缩的演化过程，这标志着吸积到潮汐压缩区域或最近的近心点通道的时间。总之，这些过程可能自然地产生在许多（额外的）星系核中观察到的同步星爆。
2019-02-07 astro-ph.GA
Head-Tail Clouds: Drops to Probe the Diffuse Galactic Halo
头-尾高速云（HVC）是一种中性氢晕云，它似乎与扩散晕介质相互作用，这一点可以从其压缩的头部和相对扩散的尾部看出。本文给出了来自HI-Parkes全巡天（HIPASS）HVC星表的116个南天（d < 2 deg）头尾型HVC样本，该星表的空间分辨率为15.5弧分（45 pc at 10 kpc），灵敏度为NHI =2 x 10^（18）cm^（-2）（5 sigma）。35%的HIPASS致密和半致密HVC（CHVC和：HVC）可以从它们的形态分类为头-尾云。这些云在10千秒差距时的典型质量为730 M_sun（60千秒差距时为26，000 M_sun），考虑到它们在空间和运动学上的接近性，大多数云可能与更大的HVC复合体有关。这种接近性，加上它们与CHVC和没有头尾结构的HVC相似的性质，表明头尾云的寿命很短，与模拟预测一致。大约有一半的头尾云可以与麦哲伦星系联系在一起，其中大部分位于主导臂的区域，位置角指向麦哲伦星系运动的大致方向。在引导臂区域的丰度是一致的，这一特点是更接近银河系盘比麦哲伦流和通过一个更密集的晕介质移动。头-尾云将直接供给多相晕介质，而不是银河系盘，并为扩散的星系晕介质至少延伸到麦哲伦云的距离提供额外的证据。
2011-09-30 astro-ph.GA
The relative orientation between local magnetic field and Galactic plane in low latitude dark clouds
在这项工作中，我们研究的磁场形态选定的恒星形成云分布在银河纬度（$b$）范围内，$-10^\circ$ $10^\circ$。对印度奈尼塔尔省马诺拉峰ARIES地区的云CB 24、CB 27和CB 188进行了偏振观测，研究了这些云的磁场几何特征。这些观测结果与文献中14个低纬度云的观测结果相结合。通过对17个云的偏振测量资料的分析，发现低纬云的包层磁场（$θ_{B}^{env}$）与银河面（$θ_{GP}$）的排列随其银河面（$l$）的不同而不同。我们观察到的经度（\textit{l}）和偏移量（$θ_{off}=|θ_B^{env}-θ_{GP}|$）之间的强相关性，这表明$θ_{B}^{env}$是平行于银河平面（GP）时，云位于该地区，$115^\circ<l<250^\circ$。然而，当云处于$l<100^\circ$和$l>250^\circ$时，无论$θ_{GP}$的方向如何，$θ_{B}^{env}$都有其自身的局部偏转。为了检验结果的一致性，将Heiles（2000）星表中的恒星偏振数据叠加到具有场星平均偏振矢量的云的DSS图像上。结果与Heiles的数据基本一致。云的湍流的影响也进行了研究，这可能起到了重要的作用，在造成之间观察到的不对准现象$θ_{B}^{env}$和$θ_{GP}$。我们在工作中使用了\textit{Herschel} \textit{SP…
2022-05-10 astro-ph.GA
Key questions about Galactic Center dynamics
我讨论了四个关键问题，银河系中心的动力学，它们的影响，了解环境的银河MBH和星系核一般，并在解决这些问题所取得的进展。问题是：（1）MBH周围的恒星系统是弛豫的吗？(2)MBH周围是否有一个“黑暗尖点”？(3)恒星盘的起源是什么？（4）S星的起源是什么？
2010-07-28 astro-ph.GA
