The Role of Mass and Environment on Satellite distributions around Milky Way analogs in the Romulus25 simulation
基于Romulus25宇宙学流体动力学模拟，本文量化宿主恒星质量与环境对银河系类比星系卫星数量和熄灭比例的影响，并与ELVES和SAGA观测比较。
2023-09-26 astro-ph.GA
Three-Dimensional Distribution of the ISM in the Milky Way Galaxy: IV. 3D Molecular Fraction and Galactic-Scale HI-to-H$_2$ Transition
研究了银河系中体积密度分子分数的三维分布，定义为fmol_rho=rho_H2/（rho_HI + rho_H2）.分子锋出现在半乳糖中心距离R \sim 8 kpc处，在\sim 0.5 kpc的径向间隔内，从原子氢到分子氢的相变突然发生，fmol_rho从\sim 0.8下降到0.2。fmol_rho中的波前比表面密度分子分数中的波前尖锐得多。正面也出现在垂直方向，高fmol_rho盘的全宽为\sim 100 pc。径向和垂直fmol_rho的配置文件，特别是前面的行为，拟合的理论曲线计算使用观测到的密度配置文件和假设的辐射场和金属指数梯度。分子分数被发现是增强沿英仙座和其他一些螺旋臂。fmol_rho臂意味着分子云是由螺旋臂中的HI气体产生的，并在臂间区域解离。我们还表明，有一个阈值HI密度超过该气体转化为分子。
2016-04-21 astro-ph.GA
Giant Molecular Filaments in the Milky Way
在整个银河系中，分子云通常表现为球状，越来越多的证据表明这种形态在恒星形成中起着重要作用。目前还不知道的是，与恒星形成最密切相关的致密细丝在多大程度上与周围的弥漫云相连，直到任意大的尺度。这些恒星形成的摇篮是如何与银河系的螺旋结构联系在一起的？使用档案银河平面调查数据，我们已经使用了多个数据集在寻找大规模的，速度相干的灯丝在银河平面。在本文中，我们提出了我们的方法，首先用于识别灭绝中的相干丝状结构，并使用银河环巡天数据进行了证实。我们提出了一个样品的七个巨分子丝（GMF），具有$\sim$ 100 pc的顺序的长度，10 $^4$ - 10 $^5$ M $_{\odot}$的总质量，并表现出在其全长速度相干。我们研究的GMF似乎是臂间云，可能是银河系类似于在附近的螺旋星系中观察到的马刺。我们发现，总质量的2%到12%之间（$\sim$ 10 $^{20}$ cm $^{-2}$以上）是“致密”的（$^{22}$ 10 cm $^{-2}$以上），在银河系中平面的螺旋臂附近的细丝往往比远离臂的细丝具有更高的致密气体质量分数。
2014-07-01 astro-ph.GA
The rate and latency of star formation in dense, massive clumps in the Milky Way
新生恒星形成于分子云的局部高密度区域。恒星形成致密团块的顺序和速率以及对局部和全球环境的依赖性是发展星系中恒星产生描述的关键因素。我们试图从观测上限制恒星形成的速度和延迟在整个银河系分布的密集的大规模团块，并将这些结果与恒星生产的建议处方进行比较。从APEX望远镜大面积星系巡天中选取了24颗微米级的I类原恒星样本，它们与嵌入分子云中的尘埃团有关。我们确定的恒星形成的团块，f* 的分数，这对恒星形成的延迟在一个团块的寿命单位的约束。原恒星的质量估计从年轻恒星物体的星周环境模型，恒星形成率来自。由870微米粉尘连续谱和NH_3谱线计算了团簇的物理性质。线性相关性之间的恒星形成率表面密度，Sigma_{SFR}，和数量Sigma_{H2} / tau_{ff}和Sigma_{H2} / tau_{cross}，表明恒星形成的分子云的局部尺度调节。恒星形成团块的测量分数为23%。考虑到由于24微米的饱和度而被排除在我们的样本之外的团块内的恒星形成，这个分数可以高达31%。密集的大质量团块主要形成低质量（< 1-2 msun）恒星，其出射的24微米通量低于我们的灵敏度极限，或者在其生命的最初70%中无法形成任何恒星。银河系中心的恒星形成团块的比例较低，相对于那些位于银河系的磁盘被验证。
2016-01-26 astro-ph.GA
H2O Southern Galactic Plane Survey (HOPS): Paper III - Properties of Dense Molecular Gas across the Inner Milky Way
H2O南银道面巡天（HOPS）利用22米的Mopra望远镜绘制了100平方度的水脉泽和热分子线发射的银道面。我们描述了自动光谱线拟合管道用于确定HOPS数据管中检测到的排放特性，并使用这些来推导出气体的物理和运动学特性的调查。结合角分辨率、灵敏度、速度分辨率和高临界密度的目标线，HOPS数据立方体非常适合寻找银河系中最大质量和最密集的星团的前兆云。我们编制了一份清单，最大的HOPS氨地区，并调查是否有可能是年轻的大规模集群祖气云。HOPS也非常适合追踪银河系中心的致密气体流动。我们发现在银河系内部500 pc的气体的运动学结构是一致的，最近的预测在银河系中心的气体流动的动力学演化。我们证实了最近的一项发现，即在内部100 pc的致密气体具有振荡的运动学结构的特征长度尺度为~ 20 pc，也确定了类似的振荡运动学结构的气体半径大于100 pc。最后，我们将所有上述拟合和剩余的HOPS数据立方体分布在100平方度的调查范围内，供社区使用。
2017-04-11 astro-ph.GA
Binary populations in Milky Way satellite galaxies: constraints from multi-epoch data in the Carina, Fornax, Sculptor and Sextans dwarf spheroidal galaxies
我们引入了多历元恒星视线速度的似然分析来约束矮球状星系的双星分数和双星周期分布。这种方法适用于多时代的数据，从麦哲伦/MMFS调查的船底座，天炉座，玉夫座和六分仪dSph星系后，应用模型的测量误差，占二进制轨道运动。我们发现，天炉座，雕刻家，六分仪dSphs是一致的，有二进制人口类似的银河系领域的二进制在68%的置信限内，而船底座dSphs是显着不足的二进制周期小于10年。如果船底座的周期分布与银河场的周期分布相同，它的最佳拟合双星分数为0.14^{+0.28}_{-0.05}，并且在90%的置信水平下被限制为小于0.5;因此它不太可能拥有与银河场相同的双星数。相比之下，所有四个星系合并样本的最佳拟合双星分数为0.46^{+0.13}_{-0.09}，与银河系场双星的结果一致。更一般地说，我们推断概率分布在二进制分数，平均轨道周期，和分散的周期为每个星系的样本。展望未来的调查，我们表明，允许的参数空间的二进制分数和dSphs的周期分布参数将显着缩小一个大的多历元调查。然而，参数之间存在简并性，除非测量误差在~0.1 km/s或更小的量级，否则不太可能被打破，目前只能通过高分辨率光谱仪实现。
2013-11-19 astro-ph.GA
Where do High-Velocity Dark Matter Particles come from in the Milky Way?
本研究通过大体积暗物质模拟，发现银河系中高速暗物质粒子比例平均约为1.3×10^-5，且主要来自大麦哲伦云，邻近大质量晕可将其密度提升约10倍。
2025-02-24 astro-ph.GA
The quenched fraction of satellites around simulated Milky Way-mass galaxies
Pomona College（波莫纳学院）；University of California, San Diego（加州大学圣迭戈分校）；California State University, San Bernardino（加州州立大学圣贝纳迪诺分校）；Carnegie Observatories（卡内基观测站）；California Polytechnic State University Pomona（加州州立理工大学波莫纳分校）；Yale University（耶鲁大学）；University of California, Davis（加州大学戴维斯分校）；University of Zurich（苏黎世大学）；University of Cambridge（剑桥大学）；The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）
通过比较三个宇宙学模拟和观测数据，发现所有模型都再现了低质量卫星更易淬灭的强趋势，但径向趋势存在差异，表明卫星淬灭的质量依赖性稳健，而径向趋势对卫星种群细节更敏感。
2026-05-26 astro-ph.GA
The Quenched Satellite Population Around Milky Way Analogs
本研究对比了SAGA和ELVES两个近邻类银河系样本，发现采用一致的sSFR和绝对星等极限后，两者的熄灭卫星比例及卫星累积数量总体一致，但与本地群和模拟结果仍存张力。
2023-07-25 astro-ph.GA
Variation of Dense Gas Mass-Luminosity conversion factor with metallicity in the Milky Way
本文通过分析银河系内外不同金属丰度云团，发现致密气体质量-光度转换因子α_Q随金属丰度变化并给出校正公式，其中HCN比HCO⁺更敏感，该效应可部分解释中央分子区恒星形成率偏低的现象。
2025-03-11 astro-ph.GA
Novel constraints on fermionic dark matter from galactic observables I: The Milky Way
最近，我们提出了一个新的模型，暗物质（DM）在星系中的分布的基础上的大质量费米子在有限温度下的自引力系统，Ruffini-Argüelles-Rueda（RAR）模型。我们表明，这个模型，在千电子伏范围内的费米子质量，解释了银河系的DM晕，并预测存在一个更密集的量子核心的中心。我们在这里证明，引入截断的费米子相空间分布，有必要占有限的银河系的大小，定义了一个新的解决方案，与一个中央核心，它代表了一种替代方案的黑洞（BH）的情况下SgrA*。对于质量在$mc^2 = 48$ -$345$ ~keV范围内的费米子，DM晕的分布与银河系自转曲线数据一致，而在S2恒星近心内有一个约为$4\times10^6 M_\odot$的致密量子核.
2018-07-24 astro-ph.GA
Average Inhomogeneities in Milky Way SNII and The PAMELA Anomaly
提出了一个模型来估计超新星II型事件（SNII）的分数发生内部与外部的螺旋臂为一个给定的恒星形成插曲。给出了该分数的概率分布函数（PDF），用于类似于Sznov等人的模型。[13][11]。计算出的SNII分数的PDF，SNII_{in/total}，定义为一个螺旋臂内的SNII的数量除以从恒星形成事件的SNII的总数，提供了一个约束的大小超新星遗迹（SNR）的浓度在宇宙射线传播模型试图解释PAMELA异常。尽管在旋臂内的恒星形成的浓度，该模型预测的SNII事件实际上发生在臂间区域的大部分，并呼吁质疑SNR浓度的假设，Sznov等人。
2011-07-08 astro-ph.GA
Supershells in the Multi-Phase Milky Way: Insights from HI Synthesis Imaging and CO Surveys
我们提出了新的秒差距尺度的分辨率数据，从多阶段的ISM研究在银河系超壳层的墙壁。HI合成图像和CO调查数据揭示了丰富的子结构，包括密集的尖端手指和扩展的分子云嵌入壳壁。我们简要地考虑这些功能的形成方案，并建议，既扩大壳与预先存在的致密云的相互作用，以及原位形成的CNM和分子气体，可能是相关的。未来的工作还将研究不稳定性在结构形成和破裂中的作用，并将研究与超级壳和烟囱有关的高空气体的存在。
2009-06-15 astro-ph.GA
Hydrogen in diffuse molecular clouds in the Milky Way: Atomic column densities and molecular fraction along prominent lines of sight
最近的亚毫米波和远红外波长的观测吸收在旋转基态线的各种简单分子对遥远的银河系连续源打开了研究整个银河系扩散分子云的化学的可能性。为了计算丰度，必须知道分子和原子氢HI的柱密度。我们的目标是确定位于视线上的扩散云的氢原子柱密度，该视线朝向一个突出的高质量恒星形成区域的样本，这些区域是用赫歇尔上的HIFI仪器进行了深入研究的。基于Jansky甚大阵列数据，我们采用21厘米HI吸收线技术来构建我们的目标源的HI不透明度与径向速度的配置文件。这些配置文件相结合，较低的分辨率档案数据的扩展HI排放计算的HI柱密度的个别云沿视线。我们采用贝叶斯推断来估计导出量的不确定性。我们的研究提供了可靠的估计原子氢柱密度为大量的弥漫分子云在不同的银河系中心的距离。再加上从HIFI观测到的替代物中获得的分子氢的柱密度，这些测量结果可以用来表征云的特征，并研究它们的化学性质对分子分数的依赖性。
2017-02-20 astro-ph.GA
A comprehensive model for the formation and evolution of the faintest Milky Way dwarf satellites
本研究修改半解析模型Galacticus，纳入H$_2$冷却、更新紫外背景及星系际介质金属模型，成功再现银河系最暗矮卫星的光度函数、尺寸-质量关系及占据率，并预测300千秒差距内M$_V$<0的卫星约300个。
2024-03-18 astro-ph.GA
The Combined Dense Gas and Excitation Atlas of the Milky Way I. Mass Distribution and Ripples in the Molecular Layer
Space Science Institute（空间科学研究所）
通过整合五个巡天数据，构建银河系联合致密气体与激发巡天（CODEX），分析分子层波纹结构，提出新螺旋臂模型，并发现气体与尘埃波纹的不一致性。
2026-06-04 astro-ph.GA
Characteristic radii of the Milky Way Globular Clusters
我们报告的银河系的引力场在塑造其球状星团人口的结构参数和内部动力学的影响程度。我们利用一个均匀的，最新的数据集与运动学，结构特性，当前和初始质量的156个球状星团。一般来说，星系团半径随着银河系势的减弱而增加;核心半径和雅可比半径分别以最慢和最快的速度增加。我们解释这一结果的最里面的区域的球状星团是不太敏感的变化，在潮汐力与银心距离。银河系的引力场似乎也有差异地加速了单个星系团的内部动力学演化，那些朝向凸起的星系团在动力学上看起来更老。最后，我们发现一个子人口组成的紧凑和扩展的球状星团（定义为他们的rh/rJ比）超过8千秒差距，似乎已经失去了很大一部分的初始质量失去了通过中断。此外，我们还发现了rh/rJ > 0.4的第三组，它们由于破裂而失去了更大部分的初始质量。在这两种情况下，质量损失的高比例可能是由于它们的大轨道偏心率和倾角，这导致它们在近银河系和圆盘交叉期间经历更多的潮汐冲击。比较个别集群的结构和轨道参数允许的约束，以放置在其演变是否是松弛或潮汐为主。
2019-09-04 astro-ph.GA
A Search for Wandering Black Holes in the Milky Way with Gaia and DECaLS
我们提出了一个搜索“超紧凑”星团在银河系中使用盖亚和暗能量相机遗产调查（DECaLS）的组合。这样的星系团，大小约为1 pc，包含500-5000颗恒星，预计将继续与中等质量的黑洞（Mbh~10^3-10^5 M-太阳）相结合，这些黑洞可能被吸积到矮卫星内的银河系晕中。使用半解析模型SatGen，我们发现一个预期的~100个游荡的中等质量黑洞，如果每一个落入卫星主机黑洞。我们在搜索中没有发现任何这样的集群。我们的上限排除了100%的占用率，但并没有对占用率施加严格的限制。当然，我们需要对假定的星团的性质进行更严格的限制，包括它们的假设大小以及紧凑残留物的恒星比例。
2021-05-10 astro-ph.GA
Origin of High Dark Remnant Fractions in Milky Way Globular Clusters: The Crucial Role of Initial Black Hole Retention
本研究探讨银河系球状星团高暗遗迹分数的起源，通过直接N体模拟发现黑洞初始低 natal kick 是关键，其形成的黑洞子系统通过能量释放改变遗迹抛射率，可准确再现观测结果。
2025-08-16 astro-ph.GA
Modeling Dense Star Clusters in the Milky Way and Beyond with the $\texttt{CMC}$ Cluster Catalog
我们提出了一套148个独立的$N$体模拟的球状星团（GC）计算使用的代码$\texttt{CMC}$（$\texttt{Cluster Monte Carlo}$）。在$\sim10-13\,$ Gyr的年龄，由此产生的模型几乎涵盖了银河系GC所表现出的星系团性质的全部范围，包括总质量，核心和半光半径，金属丰度和银河系距离。我们用我们的模型来研究恒星质量的黑洞在核心坍缩过程中所起的作用。此外，我们还研究了动力学相互作用如何影响GC中几种重要类型源的形成和演化，包括低质量X射线双星、毫秒双星、蓝离散星、激变变星、Ia型超新星、富钙瞬变和合并致密双星。虽然我们在这里的重点是旧的，低金属量的GC，我们的$\texttt{CMC}$模拟遵循哈勃时间的集群演化，它们包括广泛的金属量（太阳），因此我们的结果也可以用来研究年轻和高金属量的星团。
2020-03-08 astro-ph.GA astro-ph.HE
Star-forming content of the giant molecular filaments in the Milky Way
观测已经在银河系中发现了许多巨大的分子丝（GMF）。然而，它们在银河系恒星形成和银河系尺度致密气体演化中的作用仍然是未知的。我们系统地研究了所有目前已知的GMF的恒星形成内容。这使我们能够估计GMF的恒星形成率（SFR），并建立SFR和GMF属性之间的关系。我们确定和分类的年轻恒星对象（YSO）人口的每个GMF使用多波长测光从近红外到远红外。我们估计总的SFR假设一个普遍的和完全采样的初始质量函数和光度函数。我们统一估计的物理性质的57 GMF。GMF显示13 CO线宽、质量和尺寸之间的相关性，类似于Larson的关系。我们确定了36 394个红外多余源在57个GMF和获得SFR的46个GMF。GMF的中位SFR面密度（Sigma_SFR）和恒星形成效率（SFE）分别为0.62 Msun Myr-1 pc-2和1%，与附近的恒星形成云相似。每自由落体时间的恒星形成率在0.002-0.05之间，中值为0.02。我们还发现SFR和致密气体质量之间存在很强的相关性，致密气体质量被定义为高于7 mag的可见消光的气体质量，这表明GMF的SFR与致密气体的尺度类似于附近分子云的SFR。我们还发现，每单位长度的平均SFR和每单位长度的致密气体质量之间的强相关性。这种缩放的起源仍然未知，需要进一步的研究，可以将GMF的结构与其SF活动联系起来，并探索GMF与其他分子云之间的差异
2018-11-06 astro-ph.GA
Dust SEDs in Milky Way-like galaxies in the IllustrisTNG simulations based on the evolution of grain size distribution
要了解如何在星系中的晶粒尺寸分布的演变影响观测到的尘埃属性，我们应用后处理尘埃演化模型星系合并树从IllustrisTNG宇宙流体动力学模拟。我们的尘埃模型包括恒星尘埃的产生，溅射在热气体中，尘埃增长的吸积和凝聚在致密的星际介质（ISM），并粉碎在弥漫的ISM。我们分解成不同的尘埃物种的粒度分布取决于元素丰度和密集的ISM分数的模拟。在我们以前的工作中，我们专注于银河系（MW）的类似物，并再现了所观察到的MW消光曲线。在这项研究中，我们计算尘埃光谱能量分布（SED）的MW类似物。我们的模拟SED广泛地再现其分散内观察到的MW SED，附近星系的观测数据也是如此，虽然他们往往低估MW SED在短波长的发射主要是多环芳烃（PAHs）。我们发现，金属丰度和致密气体分数是最关键的因素SED的形状，通过他们的影响凝聚和shaking.The整体成功，我们的模型在再现MW SED进一步证明了灰尘的演变过程包括在模型中，并预测分散在SED所造成的各种组装历史。我们还表明，最显着的增加，在尘埃SED之间发生的红移$z\sim 3$和2模拟MW类星系的祖先。
2022-04-07 astro-ph.GA
From the inner Milky Way to Local Volume galaxies: resolved stellar populations with ELT-HARMONI
我们讨论的预测性能的HARMONI摄谱仪和ELT的背景下，两个具体的科学案例：解决本地体积星系和银河系考古学在稠密的环境中的恒星星族。我们使用HSIM软件制作并分析了一组模拟数据立方体，模拟了巨大椭圆星系半人马座A和银河系核凸起的观测结果。我们使用我们的结果来证明仪器在大量恒星中执行恒星吸收线光谱的能力，这将使我们能够研究这些高密度区域的详细运动学和恒星星族特征
2018-10-10 astro-ph.GA
Carbon-Enhanced Metal-Poor Stars: CEMP-s and CEMP-no Sub-Classes in the Halo System of the Milky Way
我们从Aoki等人和Yong等人的高分辨率光谱跟踪研究中选取了银河系晕系统中323颗非常贫金属星的样本，研究了它们的运动学和轨道特性。合并样本包含了相当大比例的碳增强贫金属（CEMP）星（22%或29%，取决于对这一定义适用严格或宽松的标准）。绝大多数CEMP恒星的钡丰度（或上限）都是可用的，因此可以将它们分为CEMP- $s$和CEMP-no两个子类。一种新的方法来分配成员的内晕和外晕人口的银河系，利用运动积分，并应用于确定相对分数的CEMP星在这两个子类中的每个晕组件。虽然受到小数量统计的限制，但数据表明银河系内晕中CEMP- $s$恒星的相对数量比CEMP-无恒星的相对数量要高（57%比43%），而外晕中CEMP-无恒星的比例明显高于CEMP- $s$恒星（70%比30%）。虽然需要更大样本的已知钡丰度的CEMP恒星，但这一结果表明，CEMP恒星在两个晕组成部分中的主导祖先是不同的;外晕是大质量恒星，内晕是中等质量恒星。
2014-04-15 astro-ph.GA
The stellar cusp around the Milky Way's central black hole
在大质量黑洞周围的密集星团中，恒星尖点的存在是几十年来理论恒星动力学的基本预测。然而，观测证据一直难以获得。通过对银河系中心秒差距的高角分辨率图像进行新的改进分析，我们终于能够为银河系大质量黑洞周围存在恒星尖点提供第一个确凿的证据。恒星尖点的存在对恒星潮汐破裂和极端质量比吸气等现象的预测事件率有重大影响。
2017-02-01 astro-ph.GA
The Milky Way as a Star Formation Engine
物质从星际介质（ISM）循环进入恒星，恒星喷出物返回到ISM是驱动正常螺旋中的“星系生态”的引擎，是宇宙时间中星系形成和演化的基石。主要的观测和理论挑战需要解决，在确定的过程中，负责转换成致密的分子云，形成致密的细丝和团块，将它们破碎成恒星，OB协会和绑定集群，并表征反馈，限制了恒星形成的速度和效率。这项艰巨的任务现在可以有效地攻击由于结合新的全球规模的调查银河系银道面从红外线到无线电波波长，提供了弥合本地和河外恒星形成研究之间的差距的可能性。Herschel、Spitzer和WISE中远红外连续巡天，再加上地面设施的毫米波和无线电波长的模拟巡天，使我们能够测量银河系尘埃的分布和物理性质，其尺度和构成ISM的所有组成部分从弥散云到尘埃复合体和成千上万的密集团块。各种原子和分子示踪剂的光谱测量的补充套件提供了致密团块和细丝的化学指纹，以及基本的运动学信息，以获得距离，从而将全景数据转换为3D表示。这些星系尺度的调查出现的最新结果进行审查。云的形成和演变，长丝和它们的关系，以引导气体到引力约束团块，这些团块的性质，密度阈值引力坍缩，恒星和团簇形成率的新见解进行了讨论。
2014-05-16 astro-ph.GA
Stellar Halos in Illustris- Probing the Histories of Milky Way-Mass Galaxies
星系周围恒星晕的存在是对Lambda CDM模型等级性质的自然预测。最近对类银河系星系的观测揭示了大范围的恒星晕质量，包括没有统计学意义的恒星晕检测的情况，如M101，NGC 3351和NGC 1042。我们使用的Illustris模拟调查的恒星晕内容的分散，特别是，研究形成的星系与最小的分数，这种扩散组件。恒星晕远不是球形的，这降低了正面圆盘的恒星晕表面亮度。考虑投影效应后，我们发现恒星晕分数f_SH与星系形态和恒星形成速率密切相关，但与环境无关，与观测结果一致。具有最低恒星晕分数的星系是盘状主导的，恒星形成和组装其暗物质晕平均早于具有类似恒星质量的星系。吸积卫星的恒星质量也较低，并且比具有高fSH的中心星具有更早的落入时间。在原位，而不是吸积恒星主导的恒星晕的星系与最低的恒星晕分数，与过渡半径从原位吸积为主r~45千秒差距。我们的结果外推到真正的星系，如M101可能表明，这些星系居住的老晕，经受合并只有在较高的红移和发展相对不受扰动的最后~10 Gyrs。
2018-01-22 astro-ph.GA
Nuclear Star-Forming Ring of the Milky Way: Simulations
我们提出的流体动力学模拟的气体云在银河系的中央kpc区域的三维酒吧势建模。我们的模拟考虑了现实的气体冷却和加热，恒星形成和超新星反馈。由于X1-X2轨道转移，形成了一个致密的气体云环，我们的势模型得出的环半径约为200 pc，这与内部凸起中致密分子云的非凡储层-中央分子区（CMZ）相吻合。在CMZ中积累的气体云可以达到足够高的密度以形成恒星，并且通过适当地选择模拟参数，我们成功地再现了CMZ中观测到的气体质量和恒星形成率（SFR），约为2 × 10^7 Msun/yr和约0.1 Msun/yr。在我们的模拟中，恒星的形成主要发生在最外层的X2轨道上，CMZ外单位表面积的SFR要低得多。这些事实表明，银河系内部的核球可能有一个温和的版本，在一些外部盘状星系中看到的核恒星形成环。此外，从相对较小的银河系的核隆起，这被认为是一个持续的恒星形成的CMZ的结果，我们推断，银河系的内部隆起可能有一个较浅的密度轮廓或更强的酒吧在过去的伸长。
2011-06-02 astro-ph.GA
Quenching timescales of dwarf satellites around Milky Way-mass hosts
对本星系群中低质量卫星的观测表明，相对于孤立的矮星系，低质量静止星系的比例很高，这意味着宿主晕环境在矮星系的淬灭中起着重要作用。在这项工作中，我们提出了测量的淬火分数和淬火时间尺度的矮卫星星系在DC正义联盟套件的4个高分辨率宇宙学放大模拟银河系质量晕。我们表明，这些模拟准确地再现卫星光度函数观测附近的星系，以及卫星淬火分数从$M_* \sim 10^5$太阳质量的变化，$10^{10}$太阳质量。然后，我们将卫星星系的历史追溯到$z \sim 15$，发现许多具有$M_* \sim 10^{6-8}$太阳质量的卫星在2 Gyr内进入宿主晕，而其他相同质量范围的卫星则保持恒星形成长达5 Gyr。我们表明，这种散射可以解释卫星的气体质量和冲压压力，它感觉在下降。最后，我们确定了一个特征恒星质量尺度的$10^8$太阳质量以上的卫星在很大程度上耐快速环境淬火。
2021-02-03 astro-ph.GA
A Blueprint for the Milky Way's Stellar Populations. III. Spatial Distributions and Population Fractions of Local Halo Stars
我们分析了观测到的空间，化学和动力学分布的本地贫金属恒星，光度计推导的金属丰度和距离估计以及适当的运动从盖亚任务的基础上。沿着银河本初子午线，我们确定恒星星族的金属丰度与旋转速度空间，包括盖亚香肠/土卫二（GSE），金属弱厚盘（MWTD），和飞溅（有时被称为“原位”晕）的不同属性。我们使用高斯混合物模型观测到的相空间分布，并完善其位置和分数的贡献作为从银河系平面（$|Z|$）和银河系中心（$R_{\rm GC}$）的距离的函数，提供了一个全球性的视角，主要的恒星星族在当地的晕。在样本体积（$|Z|<6$ kpc）内，与GSE相关的恒星在更大的$R_{\rm GC}$（$Δ\langle{\rm[Fe/H]}\rangle /ΔR_{\rm GC} =-0.05\pm0.02$ dex kpc $^{-1}$）下表现出更大比例的贫金属恒星。这一观测到的趋势，以及平均自转速度与金属丰度（$Δ\langle v_ϕ\rangle / Δ\langle{\rm[Fe/H]} \rangle \sim -10$ km s $^{-1}$ dex $^{-1}$）之间的温和的正相关关系，意味着在GSE前身星内部区域中更多的富含金属的恒星逐渐被剥离，而在合并时的反轨道在动力学摩擦的作用下变得辐射化。富含金属的GSE星与Splash结构有因果关系，Splash结构中的恒星大多数位于外圆轨道（$>9…
2021-09-03 astro-ph.GA
Purveyors of fine halos: Re-assessing globular cluster contributions to the Milky Way halo build-up with SDSS-IV
在银河系中有足够的证据证明球状星团（GC）的分裂。因此，我们可以预期，部分星系晕场星也可能曾经在GC中形成。我们量化的部分晕星捐赠的GC通过寻找具有独特的化学指纹的GC恒星的一个子集通常被称为“第二代恒星”的典型恒星。这些恒星显示出轻元素丰度异常，例如明显的CN带强度伴随着微弱的CH带。基于这一指标，过去的研究将晕星中GC起源的比例从几个到50%不等。利用斯隆数字巡天（SDSS-IV）最新扩展的最新数据发布的低分辨率光谱，我们能够在4470颗50 kpc的晕巨星样本中识别出118颗贫金属（$-1.8\le$ [Fe/H] $\le -1.3$）CN强星。这导致这些恒星的观测分数为2.6 $\pm$ 0.2%。使用更新的形式主义来解释GC演化早期丢失的恒星比例，我们估计源自破裂星系团的晕的比例为11 $\pm$ 1%。这个数字代表了从GC丢失的恒星完全来自第一代的情况，因此只是一个上限。我们的结论是敏感的，我们假设的质量损失早期从第一代形成的GC，第一代到第二代恒星的比例，和其他GC参数。我们仔细测试了改变这些参数对最终结果的影响，发现在现实情况下，上述分数取决于主要假设小于10%。我们进一步恢复了一个平坦的趋势，在这一部分与银河系中心半径，与一个边缘的上升超过30千秒差距的迹象，可以反映异地起源的外晕。（节略）
2019-04-03 astro-ph.GA
ELVES III: Environmental Quenching by Milky Way-Mass Hosts
基于ELVES巡天约400个卫星星系，研究银河系质量宿主中的环境熄灭，测量熄灭比例并结合satgen推断熄灭时间。
2023-04-11 astro-ph.GA
NIHAO VII: Predictions for the galactic baryon budget in dwarf to Milky Way mass haloes
我们使用NIHAO星系形成模拟作出预测的重子预算在当今的星系范围从矮到银河系的质量。该样本由88个独立的高分辨率宇宙学放大模拟组成。NIHAO星系再现了观测星系的关键性质，如恒星质量与晕质量和冷气体与恒星质量的关系。因此，他们对重子预算做出了合理的预测。我们给出了在维里半径$R_{200}$内恒星、冷气体（$T<10^4$ K）、冷气体（$10^4 < T < 10^5$ K）、温热气体（$10^5 < T < 5\times10^6$ K）和热气体（T $> 5\times10^6$ K）的质量分数。与用暗晕质量和普适重子分数$f_{\rm b}\equiv Ω_{\rm b}/Ω_{\rm m}=0.15$预测的重子质量相比，我们发现所有的暗晕都缺少重子。丢失的质量已被重新定位超过2维里半径，冷气体占主导地位的日冕在低质量（M $_{200} < 3 \times 10^{11} M_\odot$），而温暖的热气体占主导地位的高质量（M $_{200} > 3 \times 10^{11} M_\odot$）。质量为$\sim 10^{10} M_\odot$的晕缺少重子的$\sim 90\%$。更大质量的晕（$\sim 10^{12} M_\odot$）保留了更高比例的重子，$\sim 30\%$缺失，与最近的观测估计一致。此外，这些质量更大的晕再现了所观察到的冷、温热和热气…
2017-01-12 astro-ph.GA
Satellites Around Milky Way Analogs: Tension in the Number and Fraction of Quiescent Satellites Seen in Observations Versus Simulations
比较了SAGA-II与APOSTLE和Auriga宇宙学放大模拟软件包中银河系卫星的成星特性。我们使用档案GALEX紫外成像作为SAGA-II样本的恒星形成指标，并推导出恒星形成率（SFR）与APOSTLE和御夫座的恒星形成率进行比较。我们比较我们的检测率从NUV和FUV波段的SAGA-II H $α$检测，发现它们是广泛一致的超过$85\%$的观测卫星检测到的所有三个示踪剂。我们应用相同的空间选择标准，围绕SAGA-II主机选择卫星周围的MW类主机在APOSTLE和御夫座。我们发现非常好的整体协议，在派生的SFR的恒星形成卫星，以及恒星形成卫星的数量，每个主机在观测和模拟样本。然而，在SAGA-II样本中淬灭卫星的数量和比例显着低于APOSTLE和御夫座低于恒星质量的$M_*\sim10^{8}\,M_{\odot}$，即使当SAGA-II的不完整性和闯入者的修正。这种差异是强大的模拟的分辨率和持续替代恒星形成示踪剂时，采用。我们认为，这种分歧是不容易解释的变幻莫测的观察或模拟样品考虑在这里，这表明一个真正的差异，可能会告知周围MW类似物的卫星种群的物理。
2021-07-19 astro-ph.GA
Characterizing the SHARDS of Disrupted Milky Way Satellites with LAMOST
我们使用LAMOST光谱巡天中超过10，000颗经光谱学证实的晕巨星的样本，推导出了星系晕中的子结构部分。通过观察100个合成模型沿视线与LAMOST选择功能在该天空区域，我们的统计特征的预期晕人口。我们定义为SHARDS（恒星晕吸积相关碎片结构）任何超过模型预测>3-sigma的恒星。我们发现LAMOST中至少有10%的银河系晕星是SHARDS的一部分。通过在使用LAMOST选择函数观测到的光滑晕上运行我们的算法，我们表明LAMOST数据在所有银心半径R_GC < 40 kpc上包含多余的子结构，超出了由于统计波动和光滑晕的不完整采样所预期的。子结构的水平是一致的碎片完全从吸积卫星模型晕中的恒星的分数。这项工作说明了巨大的光谱调查的潜力与高填充因子在大的天空区域，以重建银河系的合并历史。
2016-03-15 astro-ph.GA
The Milky Way Bulge
该综述从观测角度总结银河系中心约2 kpc内核球的三维结构、年龄、运动学与化学性质，并梳理相关历史、争议及局限。
2024-12-02 astro-ph.GA
A catalogue of masses, structural parameters and velocity dispersion profiles of 112 Milky Way globular clusters
通过对银河系112个球状星团的速度色散和面密度分布进行N体模拟，确定了它们的质量、恒星质量函数和结构参数。速度弥散分布是根据我们从档案ESO/VLT和Keck谱中获得的15，000多个高精度径向速度以及文献中发表的约20，000个径向速度的组合计算的。我们的拟合还包括球状星团的恒星质量函数，在我们的样本中有47个星团，使我们能够自洽地考虑质量分离和正在进行的星团溶解的影响。我们证实了Sollima & Baumgardt（2017）最近发现的球状星团的整体质量函数与其弛豫时间之间的强相关性。我们还发现球状星团中心的逃逸速度与Milone et al.（2017）最近为57个球状星团导出的星团中第一代恒星（FG）的比例相关，但FG恒星比例与球状星团的整体质量函数之间没有相关性。这可能表明，球状星团阻止污染恒星的风喷射物的能力是决定第二代恒星的存在和比例的关键参数，而不是它后来的动力学质量损失。
2018-06-30 astro-ph.GA
The Circumgalactic Medium of Milky Way-like Galaxies in the TNG50 Simulation -- II: Cold, Dense Gas Clouds and High-Velocity Cloud Analogs
我们使用TNG 50模拟的IllustrisTNG项目研究冷，致密的气体云在环星系介质（CGM）的银河系类星系。我们发现，他们的CGM通常充满了一百（千）的顺序合理（边际）解决云，可能的类似物的高速云（HVC）。星系之间的云丰度有很大的差异，我们探索的云的物理性质-质量，大小，金属丰度，压力和运动学-也是不同的。我们量化的云属性和云背景对比度的分布，提供理想化的模拟宇宙学输入。云的特征是具有亚太阳的金属丰度，不同的形状，小的超密度（$χ= n_{\rm cold} / n_{\rm hot} \lesssim 10$），大部分是流入的，并具有亚维里旋转。在TNG 50分辨率下，解析云的中值质量为$\sim 10^6\,\rm{M_\odot}$，大小为$\sim 10$ kpc。较大的云在数值上收敛得很好，而最小的云的丰度随着分辨率的增加而增加，正如预期的那样。在TNG 50 MW类晕中，云相对于其周围环境的总（热）压力略微（严重）欠压，这意味着磁场可能很重要。云并不是均匀地分布在整个CGM中，而是聚集在其他云周围，通常靠近富含重子的卫星星系。这表明，至少有一些云来自卫星，通过直接冲压压力剥离或其他方式。最后，我们比较了从真正的银河系晕的中高速云的观测。TNG 50显示了与观测结果相似的云速度分布，并预测了目前难以检测的低速云的重要人口。
2023-03-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Milky Way Project and ATLASGAL: The distribution and physical properties of cold clumps near infrared bubbles
我们提出了一个统计研究的分布和物理性质的冷致密材料和周围的内银河平面近红外气泡编目的银河系项目公民科学家。使用ATLASGAL 870微米调查的数据，我们发现，在研究的调查区域（|l| <= 65度，|b| <= 1度）的所有冷团块中，有48 +/- 2%被发现靠近气泡，25 +/- 2%直接投射到气泡边缘。两点相关性分析证实了大量冷团与膨胀气泡的强相关性。它显示了沿着气泡边缘的高密度团块，这些团块随着气泡尺寸的增加而增加，这表明了星际介质物质是如何通过大质量恒星形成区域周围的气泡膨胀而在大尺度上重新排列的。最高柱密度的团块似乎抵抗膨胀，保持过密朝向气泡的内部，而不是被膨胀边缘扫起。对氨的光谱观测表明，气泡附近的冷尘埃团似乎比现场的尘埃团更密集、更热、更动荡，这为与气泡相关的尘埃团更有可能形成恒星提供了间接证据。这些观察到的物理条件的差异持续超出气泡边缘的区域。
2016-02-22 astro-ph.GA
Chemodynamical Analysis of Metal-rich High-eccentricity Stars in the Milky Way's Disk
我们提出了一个化学动力学分析的11,562富金属，高偏心率晕状主序星（MS），这已被称为飞溅或飞溅盘，从斯隆数字巡天（SDSS）和大天区多目标光纤光谱望远镜（LAMOST）选择。当分为两组，低-[ $α$ /Fe]人口（HAP）和高-[ $α$ /Fe]人口（HAP），基于运动学和化学，我们发现，他们表现出非常不同的属性，指示不同的起源。通过对它们轨道倾角的详细分析，我们认为HAP来自大部分（~ 90%）的加热盘星和一小部分（~ 10%）来自星暴种群的原位星，可能是由银河系与盖亚香肠/土卫二（GSE）或其他早期合并的相互作用引起的。这颗恒星大约有一半是由GSE吸积而来，另一半则是由GSE引发的星暴所形成。我们的研究结果进一步表明，在我们的样本中的飞溅星起源于至少三个不同的机制-吸积，磁盘加热，并导致恒星爆发。
2022-10-14 astro-ph.GA
Modeling the 3D Milky Way using Machine Learning with Gaia and infrared surveys
由于我们的内部观点，对我们的家星系银河系（MW）的观测变得困难。包含约16亿恒星距离的盖亚调查是MW结构的新旗舰，可以与其他大规模红外（IR）调查相结合，以提供银河平面内前所未有的长距离测量。与此同时，在过去的二十年里，机器学习（ML）方法的使用出现了爆炸式增长，这些方法也越来越多地用于天文学。我将首先描述ML分类器的构造，以改进广泛采用的年轻恒星对象（YSO）候选者的分类方案。恒星诞生于稠密的星际环境中，最年轻的恒星没有时间离开它们的形成位置，这是对星际介质致密结构的探索。YSO识别和盖亚距离测量的组合，然后使密集的云结构的三维重建。我们的ML分类器是基于人工神经网络（ANN），并使用斯皮策太空望远镜的红外数据，从给定的例子自动重建YSO分类。在第二部分中，我将提出一种新的方法来重建的三维消光分布的MW基于卷积神经网络（CNN）。CNN使用大规模银河系模型贝桑松银河系模型进行训练，并通过将模型的结果与观测数据进行比较来学习推断灭绝距离分布。该方法能够以100 pc的正式分辨率解析高达10 kpc的远距离结构，并且被发现能够结合2MASS和Gaia数据集，而无需交叉匹配。这种组合预测的结果令人鼓舞，并为未来使用各种数据集的更大组合进行完整的银河系平面预测提供了可能性。
2020-12-13 astro-ph.GA
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
Star Formation Relations in the Milky Way
以银道面恒星形成区为例，研究了分子云性质与恒星形成的关系。通过放射性重组线来选择源，以提供相关分子云和致密团块的识别。射电连续谱和中红外辐射被用来确定恒星的形成率，而13 CO和亚毫米尘埃连续谱辐射被用来分别获得分子和致密气体的质量。我们测试是否总分子气体或致密气体提供了最好的恒星形成率的预测。我们还测试了两个特定的理论模型，一个依赖于分子质量除以自由落体时间，另一个使用自由落体时间除以交叉时间。数据也不支持。这些数据也与来自附近恒星形成区和河外星系的数据进行了比较。恒星形成的“效率”，定义为恒星形成率除以质量，当质量是指分子气体时，其分布范围很大;当使用相对致密的分子气体的质量而不是所有分子气体的质量时，效率的对数的标准偏差减少了三倍。
2016-07-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Supershell-Molecular Cloud Connection in the Milky Way and Beyond
通过研究超壳层中HI与~（12）CO（J=1-0）的关系，从观测上研究了大尺度恒星反馈在分子云形成中的作用。对两个银河系超壳层的详细秒差距分辨率案例研究表明，这两个物体的分子化水平都有所提高，因此提供了第一个定量观测证据，表明受超壳层活动影响的空间体积中分子云的产生增加。最近对LMC中超巨星壳层的研究结果表明，虽然它们确实有助于将ISM组织成过密结构，但它们对分子云形成的全球贡献仅为~ 10%。
2012-09-30 astro-ph.GA
The Milky Way Nuclear Star Cluster in Context
核星团位于大多数星系的动力中心。它们通常是宿主星系中密度最大、质量最大的星团。在这篇文章中，我将简要介绍我们目前对核星团及其形成的认识。随后，我将介绍银河系中心的核星团，它围绕着巨大的黑洞人马座A*。这个星团是了解核星团的一个独特模板，因为它是我们唯一可以分解成单个恒星的星团。因此，我们可以详细地研究它的结构、动态和种群。我将总结我们目前对银河系核星团的了解，讨论它与其他星系核星团的关系，并指出需要进一步研究的地方。
2010-01-29 astro-ph.GA
The Galactic Center Molecular Cloud Survey. II. A Lack of Dense Gas & Cloud Evolution along Galactic Center Orbits
我们提出了第一个系统的研究中发现的云的密度结构，在一个完整的样本，覆盖所有主要的分子云在中央分子带（CMZ;内$\sim{}200~\rm{}pc$）的银河系。这是通过使用银河系中心分子云巡天（GCMS）的数据而实现的，GCMS是第一个以干涉仪角分辨率解析CMZ中所有主要分子云的研究。我们发现，许多CMZ分子云有异常浅的密度梯度相比，在银河系的其他地区。这可能是云的弱引力结合的结果。由此产生的相对缺乏致密气体的空间尺度$\sim{}0.1~\rm{}pc$可能是原因之一，为什么在致密气体的CMZ的恒星形成（SF）被抑制的一个因素$\sim{}10$相比，太阳附近的云。另一个抑制恒星形成的因素是高SF密度阈值，这可能是由观察到的气体运动学造成的。此外，恒星形成活动和云密度结构有可能在云围绕CMZ运行时系统地演变，但这一点并不确定。
2017-06-08 astro-ph.GA
The First Detection of Blue Straggler Stars in the Milky Way Bulge
本文报道了在银河系核球区首次探测到的蓝离散星。沿着一条视线进行广泛的天基观测的自行使我们能够分离出一个足够干净和特征良好的凸起样本，我们能够在颜色-星等图的区域中检测到一小群凸起物体，这些物体通常被年轻物体和蓝色straggler占据。然而，这些物体的可变性测量清楚地表明，它们中的一小部分是蓝离散星。在色星等图这个区域发现的42个天体中，我们估计至少有18个是真正的BSS。我们规范化的BSS人口我们的水平分支恒星的数量估计在隆起，以比较其他恒星系统的隆起。BSS分数明显不同于在星团中发现的。矮椭球体的蓝离散星数量仍然是一个有争议的问题;一些作者声称归一化的蓝离散星分数和积分光之间存在着一种近似关系。如果这一趋势是真实的，那么凸起可能会将其质量扩大三个数量级。相反，我们发现，在最保守的情况下，在隆起的真正年轻（~5Gy或更年轻）的人口，必须是最多3.4%的BSS人口。
2011-05-20 astro-ph.GA
Searching for Intermediate-Mass Black Holes in Milky Way satellites
研究通过下一代光谱设施探索银河系卫星中中间质量黑洞的检测与约束，以区分早期宇宙黑洞种子形成模型。
2025-12-15 astro-ph.GA
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
Fractional-Dimension Gravity and the Milky Way Galaxy
Loyola Marymount University（洛约拉马利蒙特大学）
利用Gaia DR3数据和旋转曲线，通过分维引力模型（FDG）成功再现银河系旋转曲线，无需暗物质，并探讨了分维时空中的超光速运动可能性。
2026-10-02 astro-ph.GA gr-qc
Large Molecular Gas Reservoirs in Ancestors of Milky Way-Mass Galaxies 9 Billion Years Ago
像银河系这样的星系的气体吸积和恒星形成历史仍然是天体物理学中的一个突出问题。观测表明，80亿年前，银河系质量星系的祖先形成恒星的速度比今天快30倍，并且预测富含分子气体，与今天的低气体分数（$<$ 10%）形成对比。在这里，我们显示检测到的分子气体的CO（J=3-2）发射（静止帧345.8 GHz）在星系中的红移z=1.2-1.3，选择有恒星质量和恒星形成率的祖先今天的银河系质量的星系。CO辐射揭示了巨大的分子气体质量，相当于或超过星系的恒星质量，这意味着大多数重子是在冷气体中，而不是恒星。星系的总光度从恒星形成和CO光度产生长的气体消耗的时间尺度。与本地旋涡星系相比，恒星形成效率，估计从总的红外光度比CO排放，}一直保持几乎不变，因为红移z=1.2，尽管数量级的减少气体分数，与其他星系在这个时代的结果一致。因此，决定遥远星系中气体冷却形成恒星的速率的物理过程似乎与本星系中的相似。
2016-10-17 astro-ph.GA
Cold gas in the Milky Way's nuclear wind
银河系的中心是几个高能过程的所在地，这些过程强烈地影响了我们银河系的内部区域。来自超大质量黑洞Sgr A* 的活动和/或来自内部分子环的恒星反馈以星系风的形式将物质和能量从圆盘中排出。在这个流出物中观察到多相气体，从热的高度电离的，到温暖的电离和冷的原子气体。然而，到目前为止，还没有证据表明存在冷而致密的分子相。在这里，我们报告的分子气体流出我们的银河系中心的第一次检测。这种冷物质与在核风中移动的氢原子云有关。分子气体的形态和运动学，解决了约1 pc的规模，表明这些云与温暖的介质混合，并可能被打乱。这些数据还表明，被驱逐出的分子气体的质量是不可忽略的，可能会影响中心区域的恒星形成速率。这种寒冷、致密、高速气体的存在令人困惑，因为无论是Sgr A* 在目前的活动水平，还是银河系内部的恒星形成，似乎都不是这种物质的可行来源。
2020-08-20 astro-ph.GA
Tidally induced bars in gas-rich dwarf galaxies orbiting the Milky Way
星系中的棒不仅可能通过不稳定性形成，也可能是与另一个星系相互作用的结果。特别是，它们可能出现在与银河系类星系相互作用的盘状矮星系中。在这里，我们报告的N体/SPH模拟的结果，这样的矮星轨道上的静态电位的一个更大的星系。我们使用了几种矮星系的模型，所有的质量都相同，但覆盖了很大的气体分数范围：0，30和70%。我们还测试了次网格恒星形成过程的影响。在所有情况下，在第一次近心点通过时，在矮星的星盘中形成了类似长度的棒。然而，出乎意料的是，气体成分保持近似轴对称，不受杆势的影响。两个连续的pericenters之间的酒吧属性没有显着变化。后来与宿主相遇的影响在很大程度上取决于近心处棒的确切方向。当杆被潮汐力扭矩旋转起来时，它也被缩短。相反，如果它慢下来，它会变长。在具有低气体分数的模型中，棒更明显并且存活到模拟结束，而在具有高气体分数的矮星中，棒在第二或第三次近心通过后被破坏。就共转半径与棒长度的比值而言，棒是缓慢的，并且保持如此独立于与宿主的遭遇。
2018-10-23 astro-ph.GA
Linking Dense Gas from the Milky Way to External Galaxies
在对65个星系的观测中，Gao & Solomon（2004）发现红外光度（$L_{\rm{IR}}$，恒星形成速率的替代物）和HCN（1-0）光度（$L_{\rm{HCN}}$）之间存在紧密的线性关系。Wu et al.（2005，2010）发现，这种关系从这些星系延伸到亮度低得多的银河系分子高质量恒星形成团块（$\sim$ 1 pc尺度），并假设存在一个特征比率$L_{\rm{IR}}$ / $L_{\rm{HCN}}$的高质量恒星形成团块。星系的高-所罗门关系可以解释为大量高质量恒星形成团块的总和，导致星系的$L_{\rm{IR}}$ / $L_{\rm{HCN}}$比率相同。我们使用高密度示踪剂（包括HCN（1-0）、N $_2$ H $^+$（1- 0）、HCO $^+$（1-0）、HNC（1 - 0）、HC $_3$ N（1 - 0 -9）和C $_2$ H（1-0））对毫米天文遗产小组90 GHz（MALT 90）巡天的$\sim$ 300个银河系团块进行了测试，以验证这种解释和高-所罗门关系的其他可能起源。MALT 90数据表明，星系中的Gao-Solomon关系不能用望远镜光束中大量高质量团块的混合来满意地解释。这些团块不仅在$L_{\rm{IR}}$ / $L_{\rm{HCN}}$比率上有很大的散射，而且需要太多的高质量团块才能解释银河系的IR和HCN光度。我…
2016-06-01 astro-ph.GA
