Magnetic Spirals in Accretion Flows Originated from Misaligned Magnetic Field
自转与磁场的不重合被认为是云核坍缩过程中磁制动效应减弱的物理机制之一。然而，其基本要素知之甚少。因此，我们对所涉及的物理学进行了更详细的分析。我们分析现有的模拟数据来测量系统的扭矩，质量吸积率和Toomre Q参数。我们还研究了系统中存在的冲击。虽然平流扭矩一般是最强的，我们发现，磁和重力扭矩可以发挥重要作用，在如何在磁盘形成过程中的角动量转移。磁转矩可以塑造吸积流，产生与磁场对齐的双臂磁化流入螺旋。我们发现证据的吸积冲击，是根据系统的螺旋结构对齐。在这项工作中探索的双极扩散的列入已显示出轻微的影响，在小规模的结构，但不是在主要形态。我们讨论潜在的候选系统，其中一些现象可能存在。
2022-01-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Misaligned snowplough effect and the electromagnetic counterpart to black hole binary mergers
我们估计吸积率时，一个circumprimary气体盘被推入主超大质量黑洞（SMBH）的合并过程中的衰变次级潮汐力的SMBH。使用三维光滑粒子流体动力学（SPH）代码{\sc幻影}，我们扩展以前的调查共面光盘的情况下，光盘和二进制轨道平面错位。我们考虑一个倾斜角从1度到180度变化的几何薄盘和一个质量比为$q$ = $10^{-3}$的双星。我们发现，小倾角（<10度）的光盘产生超过爱丁顿率的亮度增加。相比之下，光盘与20和30度之间的倾角显示不太明显的增长速度，而光盘倾斜180度显示没有峰值的质量吸积率。虽然以前的分析工作预测，有效的潮汐扭矩下降，随着倾斜角的增加，我们表明，错位雪犁效应仍然很重要，即使大于磁盘的纵横比的角度。与双星轨道成小角度倾斜的圆盘产生的吸积率的上升，可以产生与双星轨道衰变最后阶段发出的引力波信号相对应的电磁波。
2019-01-31 astro-ph.GA astro-ph.HE
SDSS-IV MaNGA : spatial resolved properties of kinematically misaligned galaxies
我们从MANGA中的9546个母星系中选取了456个具有运动学失准气体和恒星成分的星系，将它们分为72个恒星形成星系、142个绿谷星系和242个静止星系。通过比较失调星系与对照星系在$_n$ 4000和恒星速度色散方面的空间分辨特性发现：（1）失调星系的$V_{\rm gas}/σ_{\rm gas}$和$V_{\rm star}/σ_{\rm star}$值较低（气体和恒星成分的有序与随机运动之间的比率）在整个星系中的比例高于其控制样本;（2）成星星系和绿谷错位星系的中心密集型恒星形成比其控制星系增强。静态失调星系与对照星系的恒星星族数差异较小;（3）绿谷和静态失调星系的气相金属丰度均低于对照星系。对于恒星形成的失调星系，失调星系和它们的控制样品之间的金属丰度的差异强烈地依赖于我们如何选择控制样品。这些观测结果表明，外部气体吸积不仅影响了恒星形成星系和绿谷星系的运动学/形态，而且影响了恒星星族的演化。然而，静止的错位星系从不同的形成机制中幸存下来。
2022-02-10 astro-ph.GA
Misaligned magnetized accretion flows onto spinning black holes: Magneto-spin alignment, outflow power, and intermittent jets
本文通过数值模拟研究了自转黑洞与盘角动量错位时的磁逮捕盘演化，发现喷流可通过磁自转对齐机制重整内盘，大倾角则引发间歇性喷流破坏盘结构，并指出缓慢吸积黑洞不表现持续LT进动，磁通量爆发驱动喷流摆动解释了观测现象。
2025-09-17 astro-ph.GA astro-ph.HE
SDSS-IV MaNGA: Signatures of halo assembly in kinematically misaligned galaxies
我们调查的关系，运动失调的星系与它们的大尺度环境，在晕组装偏差的背景下。根据数值模拟，固定晕质量的晕年龄与宇宙网所创造的大尺度潮汐环境有着内在的联系。我们调查的距离到各种宇宙网的功能和现今的气体吸积率之间的关系。我们选择了一个子样本的900个中央星系的MaNGA调查与定义的全球位置角（PA角，速度变化是最大的）为他们的恒星和H $α$气体成分最小的1.5有效半径（$R_e$）。我们通过气体和恒星之间的错位来分割样本，这是由它们的PA差异定义的。对于每个中心星系，我们发现它的距离节点和细丝内的宇宙网络，并估计主机晕的年龄使用中央恒星质量总晕质量比$M_{*}/M_{h}$。我们还构建晕占领分布使用背景减除技术分裂使用中央星系的运动失调的星系群。我们发现，在固定的晕质量，没有统计学差异，这些属性之间的运动学对齐和错位星系。我们认为，相关性的缺乏可能是指示冷却流从热晕发挥更大的作用比“冷模式”吸积从宇宙网或演示，目前的大规模积分场单元（IFU）调查的空间范围内的大规模环境提取通过这种方法的信息很少。
2018-11-15 astro-ph.GA
Multiple misaligned outflows and warped accretion flows in the proto-multiple system Per-emb-8 and 55
本研究通过ALMA存档数据分析原多星系统Per-emb-8和55的盘与外流结构，发现翘曲盘、多重非准直外流及不对称下落流，揭示原多星系统的复杂动力学及其与潮汐作用、湍流环境的关联。
2024-06-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Misaligned Angular Momentum in Hydrodynamic Cosmological Simulations: Warps, Outer Discs, and Thick Discs
我们提出了一个详细的分析盘星系形成在一个高分辨率的完全宇宙学模拟调查盘的外部区域的性质和它们的相关性的光盘形成过程。具体来说，我们专注于错位光盘组件的现象，并发现外光盘翘曲是一个后果的内部光盘和周围的热气晕之间的错位。当下沉的冷气体向星系中心下沉时，它会受到热气晕的强烈扭转。当新鲜气体到达中心盘形成区域时，其角动量与热气晕的自旋完全一致。如果热气体晕的旋转与内盘的旋转不一致，则会形成一个由新吸积的物质组成的不一致的外盘。内部和外部组件彼此错位，因为它们对下落的子结构和增生的反应不同。由于粘性角动量的损失，翘曲的圆盘为主要的气体圆盘提供能量，但翘曲中的少量恒星形成本身形成了一个低金属含量的厚圆盘。我们发现，解决恒星星族在翘曲星系在本地宇宙的观测可以提供这些过程的存在的证据，因此间接揭示了正在进行的气体吸积和热气晕的存在。
2010-06-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Misaligned gas discs around eccentric black-hole binaries and implications for the final-parsec problem
研究了偏心超大质量黑洞（SMBH）双星周围低质量（Md /Mb = 0.005）错位气体盘的演化.这些预计将形成从随机取向的吸积事件到一个SMBH二进制形成的星系合并。当扩展的二进制和一个圆环之间的相互作用项四极的顺序和平均的二进制轨道，我们预计四个非旋进盘的方向：对齐或反对齐的二进制，或极轨道周围的二进制偏心率矢量与任何意义上的旋转。所有其他的方位都围绕这两个方位中的任何一个进行进动，其中极进动在高偏心率下占主导地位。这些预期得到了最初未对准的粘性环联星盘的平滑粒子流体动力学模拟的证实，导致在高度偏心联星周围形成极环，而不是圆联星周围的共面盘。此外，我们观察到光盘撕裂和暴力之间的相互作用差异旋进环盘显着破坏光盘结构，并导致气体下降到二进制的角动量很小。虽然来自极盘的吸积可能不会促进SMBH双星合并（解决“最后秒差距问题”），但通过引力弹弓喷射这种下落的低角动量物质是减少双星分离的可能机制。此外，这个过程作用于动力学时间尺度而不是粘性时间尺度，因此速度要快得多。
2015-01-19 astro-ph.GA astro-ph.HE
The creation and persistence of a misaligned gas disc in a simulated early-type galaxy
大质量早型星系通常具有气体盘，这些气体盘在运动学上与恒星组件不对齐。这些圆盘感受到来自恒星的扭矩，预计角动量矢量会迅速对齐。我们目前的结果在一个大规模的早期型星系的宇宙学模拟在现实环境中的反馈项目的错位气体盘的演变。这个星系经历了一次合并，伴随着强烈的星系风，移除了大部分原始的气体盘。该星系随后通过冷气体的吸积形成一个气体盘，但它最初与恒星旋转轴偏离120度。在气体星的失准角降到20度以下之前，这种失准持续了大约2 Gyr。气体和恒星组件对齐所需的时间比以前认为的要长得多，因为气体盘在合并后约1.5 Gyr的时间内吸积了大量的质量，在此期间，吸积气体引起的角动量变化超过了恒星扭矩引起的角动量变化。一旦气体吸积率充分降低，气体盘从周围的晕气体中分离出来，并在大约6个动力学时间内与恒星成分重新对齐。在未对准的气盘的晚期演化期间，中心对准的速度比外围快，导致盘弯曲。我们讨论了我们的错位气体盘的长期生存的观测后果，以及我们的结果如何可以用来校准合并率估计所观察到的气体错位。
2015-06-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
The SAMI Galaxy Survey: Physical drivers of stellar-gas kinematic misalignments in the nearby Universe
恒星旋转轴和气体旋转轴之间的错位是外部过程在星系演化过程中塑造星系的一种迹象。使用观测的3068个星系从SAMI星系巡天，我们计算全球的运动学位置角为1445个对象与可靠的运动学和识别169（12%）的星系，显示恒星气体错位。与晚型/恒星形成系统相比，运动学解耦特征在早期型/被动星系中更为普遍。只有22%的错位星系中，恒星形成是气体电离的主要来源; 17%是塞弗特天体，而61%显示出低电离核发射线区域的特征。我们确定了最可能的物理原因的运动解耦，并发现，而吸积驱动的情况下占主导地位，高达8%的样本，错位可能是跟踪流出的气体。当只考虑由吸积驱动的不对准时，获得的气体仅在$\sim$ 1/4的情况下为活跃的恒星形成提供能量。作为一个群体，错位星系有较高的Sérsic指数和较低的恒星自旋和特定的恒星形成率比适当匹配的样品对准系统。这些结果表明，形态和恒星形成/气体含量与失调的普遍性和时间尺度显着相关。具体来说，对于更集中的星系，未对准的气体盘上的扭矩较小，而新吸积的气体在更多的气体贫乏的物体中感受到较低的粘性阻力。恒星形成的边缘证据与晚型星系的不对准可能性无关，这表明附近宇宙中的这种形态可能是在较高红移下优先对准吸积的结果。
2022-10-03 astro-ph.GA
External gas accretion provides a fresh gas supply to the active S0 galaxy NGC 5077
在早型星系中，外部吸积气体被认为是晚期气体补充的主要来源。我们使用MUSE积分场光谱数据来研究活跃的S 0星系NGC 5077，已知有扰动的动力学，表明过去的外部相互作用。我们确认存在一个恒星运动学不同的核心，直径为2.8千秒差距，相对于银河系的主要恒星体反向旋转。我们发现，反向旋转的核心由一个古老的恒星星族组成，与星系的其他部分没有显着不同。电离气体强烈弯曲，并在极地方向和一个平行结构中延伸到6.5千秒差距。气体动力学是复杂的，具有作为半径的函数的位置角的显著变化。电离气体线的比率是一致的LINER激发AGN在核和千秒差距尺度。我们发现了一个核外流，投影速度V ~ 400 km/s，与中空的外流锥相交的天空平面一致。未对准气体的性质与富气体合并后未对准气体下落的数值模拟预测相匹配。作为半径函数的气体取向的扭曲和变化与由于恒星扭矩引起的气体弛豫一致，在小半径处气体比在外部区域更快地对齐，将气体推向核。恒星和气体动力学表明，NGC 5077至少有两次外部相互作用，其中一次导致了反旋转核心的形成，随后是晚期外部气体吸积。NGC 5077说明了外部相互作用在补充星系气体库和可用于黑洞燃料的核气体含量方面的重要性。
2021-03-04 astro-ph.GA
On the depletion and accretion timescales of cold gas in local early-type galaxies
我们认为，可以学到的过程中的气体吸积和耗尽的冷/暖气体和恒星在本地早型星系之间的运动失调。使用简单的分析参数和玩具模型的过程中，我们表明，缺乏对象与反向旋转的气体水库强烈约束的松弛，耗尽和吸积的时间尺度的气体在早期类型的星系。吸积率、恒星形成效率和弛豫率的标准值与观测到的运动失调分布并不同时一致。为了重现这种分布，快速的气体耗尽（$t_{\rm dep} <10^8$ yr;例如更有效的恒星形成）和快速的气体破坏（例如通过活动星系核反馈）都可以被调用，但两者都需要高速率的富含气体的合并（$>1$ Gyr $^{-1}$）。或者，未对准材料的弛豫可以在非常长的时间尺度上发生（$\simeq100$动态时间或$\approx1$ - $5$ Gyr）。我们探讨了各种物理过程，可能导致快速的气体耗尽和/或缓慢的气体松弛，并讨论了使用运动失调探测富含气体的吸积过程中的时代，大型积分场光谱调查的前景。
2015-12-17 astro-ph.GA
Twisted Pseudodisk and Asymmetric Mass Accretion on the Circumstellar Disk II: Parameter Survey
Kyushu University（九州大学）；University of Western Ontario（韦仕敦大学）；Kanagawa University（神奈川大学）；University of Tokyo（东京大学）；Canadian Institute for Theoretical Astrophysics, University of Toronto（多伦多大学加拿大理论天体物理研究所）
该研究通过三维磁流体动力学模拟，探究初始错位角等参数对原恒星形成后下落包层演化的影响，揭示磁化核物理可自然产生非对称吸积与复杂流结构。
2026-10-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Misaligned jets from Sgr A$^*$ and the origin of Fermi/eROSITA bubbles
本文通过倾斜喷流模拟研究Fermi/eROSITA气泡起源，发现超爱丁顿喷流虽能解释气泡对称性但与O VIII/O VII谱线比不符，提出低光度磁主导喷流或超新星/潮汐瓦解事件驱动风是更可能的成因。
2022-11-23 astro-ph.GA astro-ph.HE
Exploring lenticular galaxy formation in field environments using NewHorizon: evidence for counter-rotating gas accretion as a formation channel
利用 NewHorizon 模拟发现场环境透镜星系主要通过并合和反向旋转气体吸积形成，后者以气体角动量抵消为关键机制，可在短于十亿年时间内停止恒星形成。
2024-11-08 astro-ph.GA
Circumstellar disks and outflows in turbulent molecular cloud cores: possible formation mechanism for misaligned systems
我们研究了分子云核在磁场和湍流作用下坍缩后星周盘和外流的形成。采用自适应网格加密方法对原恒星形成后的演化过程进行了数值模拟，直到$\sim 1000$ ~年。在模拟中，原恒星周围会形成星周盘;磁化模型中的星周盘比非磁化模型中的星周盘小得多，但它们的大小会随着时间的推移而增加。具有较强磁场的模型倾向于产生较小的磁盘。在磁化模型的演化过程中，盘与原恒星的质量比近似恒定在$\sim 1-10$ \%。星周盘根据它们的角动量排列成一条直线，外流沿磁场以$10-100$ ~au尺度加速;这就产生了一个与外流不对齐的盘。外流分为两种类型：磁离心风和螺旋流。在后者中，由于几何形状，旋转轴与磁场不对准。磁场在云核中具有内部结构，这也导致云核尺度上的流出物和磁场之间的不对准。核中角动量矢量的分布也具有非单调的内部结构。这应该会在星周盘上产生一个与时间相关的角动量吸积。因此，在长期演化过程中，星周盘的大小和方向都将发生变化。
2017-04-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
A misaligned protostellar disk fed by gas streamers in a barred spiral-like massive dense core
本文通过多尺度观测发现大质量致密核中存在类似棒旋星系的连贯结构，首次同时揭示旋臂、棒、气流带、包层、盘和外流，证明层级结构在大质量盘吸积与角动量积累中起关键作用。
2025-09-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Supermassive Star Formation in Magnetized Atomic-Cooling Gas Clouds: Enhanced Accretion, Intermittent Fragmentation, and Continuous Mergers
早期宇宙中超大质量黑洞（具有$\gtrsim\!10^9\,M_{\odot}$）的起源（红移$z \sim 7$）仍然知之甚少。大质量原始气体云的引力坍缩是一个有希望的初始过程，但理论研究很难使黑洞增长得足够快。我们专注于恒星形成的磁场效应，发生在一个原子冷却的气体云。利用三维磁流体动力学（MHD）模拟方法，研究了不同初始磁场强度下磁化原子冷却气体云中恒星的形成过程。我们的模拟结果表明，原始的磁性种子场可以迅速放大的早期吸积阶段后的第一个原恒星形成。强磁场有效地从吸积气体中提取角动量，提高吸积速率，导致引力不稳定盘区的高碎裂速率。另一方面，由于磁场的作用，角动量的转移也增强了碎片的聚并速率。几乎所有的碎片都合并成主星，因此大质量恒星的质量增长率由于磁场效应而增加。我们的结论是，磁效应支持超大质量恒星形成的直接坍缩方案。
2021-06-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Misaligned Discs as Obscurers in Active Galaxies
我们批判性地回顾了有关活动星系核（AGN）中出现2型活动星系核的证据，仔细区分严格的2型活动星系核与更浅的发红的1型活动星系核，以及低激发窄线活动星系核，这可能代表不同的活动模式。低激发活动星系核主要出现在低光度下;除去这些后，真正的2型活动星系核占所有活动星系核的58%，而轻度变红的1型活动星系核占15%。射电、红外和有限体积的样品都一致表明，2型组分不随光度变化。X射线样品确实显示出随光度的变化，我们讨论了这种差异的可能原因。我们测试了一个非常简单的图片，产生这个类型2分数与最小的假设。在这幅图中，来自大尺度的粒子以随机的方向下落，但最终必须与内部的吸积流对齐，产生一个在秒差距尺度上严重扭曲的圆盘。如果重新排列是由倾斜占主导地位，最小的扭曲，一个广泛的覆盖因素，预测在个别对象，但与预期的平均分数的2型活动星系核正好50%。这种“倾斜圆盘”图像预测了观察到的原子核结构平均合理的排列，但在个别情况下存在明显的错位。对少数几个分辨率很好的天体的初步案例研究表明，这种错位确实存在。
2010-02-09 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Evolution of NGC 7465 as Revealed by its Molecular Gas Properties
我们提出了ALMA观测CO同位素和高密度分子示踪剂（HCN，HCO+，CN等）。在NGC 7465中，一个异常富含气体的早期星系，最近获得了冷气体。在内部300 pc，分子气体运动学相对于所有其他星系成分是不对齐的;当气体向内工作时，它被扭转到围绕恒星运动学解耦核心（KDC）的极地轨道上，这表明恒星KDC与当前的气体吸积事件无关。该星系的核心也显示出异常高的12 CO/13 CO线比率，但13 CO/C18 O比率是典型的。我们的计算表明，这一结果并不一定表明一个不寻常的[12 CO/13 CO]丰度比，而是12 CO（1-0）是光学薄，由于高温和/或大线宽与内部去耦，错位分子结构。高密度示踪剂的线比表明，NGC 7465中分子气体的密度相比邻近星系的典型密度低，可能是由于最近的气体吸积。所有观察到的NGC 7465的分子性质都与它从螺旋星系获得分子（和原子）气体相一致。对其他早期型星系中的CO同位素的进一步详细研究，对于研究那些可能从矮星获得气体的星系的历史是有价值的。最后，这些ALMA数据还显示了一个未知的线源，可能是一个背景星系，类似于在z=1-3的盲CO调查中发现的星系。
2021-01-27 astro-ph.GA
Stellar Population and Dynamical Modeling of Galaxies with Kinematically Misaligned Components: Age and Metallicity of Structural Components
Sternberg Astronomical Institute（斯登伯格天文研究所）；M. V. Lomonosov Moscow State University（莫斯科罗蒙诺索夫国立大学）；Astrospace Center of the P. N. Lebedev Physical Institute, Russian Academy of Sciences（俄罗斯科学院列别捷夫物理研究所太空中心）
本文对两个具有运动学错位成分的星系PGC 35706和LEDA 2220522开展恒星族群与轨道建模，扩展Schwarzschild动力学模型，揭示其结构成分的年龄与金属丰度特征，明确该方法适用于MaNGA数据的条件。
2026-09-07 astro-ph.GA
Connection of supernovae 2002ap, 2003gd, 2013ej, and 2019krl in M74 with atomic gas accretion and spiral structure
研究各类超新星的性质对于理解恒星演化具有重要意义。对伽马射线暴（GRB）和SNe的宿主星系中的原子和分子气体的观测最近被用来了解爆炸本身的性质以及它们的祖先诞生的恒星形成事件。基于M74的档案数据，以前没有在SN位置的背景下进行过研究，我们报告了宽线Ic（Ic-BL）SN 2002 ap和II型SNe 2003 gd，2013 ej和2019 krl环境中的气体性质。SN 2002 ap位于一个偏离中心的、不对称的、55 kpc长的HI延伸区的末端，其中含有M74中7.5%的原子气体，被解释为外部气体吸积的特征。这是已知的第四个位于原子气体浓度附近的大质量恒星爆炸的案例（继GRB 980425、060505和SN 2009 bb之后）。所有这些关联不太可能都是随机的（在3sigma显著性下），因此SN 2002 ap的情况增加了证据，表明Ic-BL型SNe和GRB的祖先的诞生与星系际介质中原子气体的吸积有关。HI的延伸可能来自于M74的潮汐破裂的同伴，或者是一个星系的残余，或者是完全从群内介质吸积的气体云。M74中的另一个（II型）SNe位于旋臂的外侧边缘，这表明它们的祖先要么是在那里积累气体时产生的，要么是SN祖先由于轨道运动而远离旋臂。这些II型超新星似乎与气体吸积无关。
2020-04-23 astro-ph.GA astro-ph.HE
Atomic Hydrogen Clues to the Formation of Counterrotating Stellar Discs
我们提出了干涉HI观测的六个双盘恒星反旋（“2 $σ$“）星系的3D样本。在HI发射中检测到三个，其中两个是新的检测。NGC 7710显示出一个适度不对称的HI盘，PGC 056772中的原子气体在中心有峰值，但分辨率太差，无法识别旋转方向。IC 0719是本研究中最具指导意义的系统，它显示了一个直径为43 kpc的延伸的、强烈弯曲的圆盘，有一个微弱的尾巴向它的邻居IC 0718延伸。这些气体很可能是在一次碰撞过程中从这个外部来源吸积而来，碰撞的几何形状将气体引导到偏离逆行轨道（相对于IC 0719的主恒星体）。在内部，动力学时间尺度较短，HI已经进入赤道平面，形成逆行的次级恒星盘。这是第一个直接的证据表明，一个双盘恒星反旋可以通过逆行气体的吸积形成。然而，形成$2σ$星系的主要形成途径仍然不清楚。这个3D样本显示了一些逆行吸积的情况，也显示了一些基于异常良好的合并的情况更有可能。
2020-05-05 astro-ph.GA
On the formation of a quasi-stationary twisted disc after a tidal disruption event
我们研究了恒星遇到超大质量黑洞时发生的潮汐破裂事件后形成的错位吸积盘。我们采用的线性理论的翘曲吸积盘，以找到一个磁盘的形状，所产生的流从被破坏的恒星提供了一个源的角动量，这是错位的黑洞。对于准稳定的配置，我们发现，当翘曲扩散或传播时间是大的相比，当地的质量吸积时间和/或自然光盘对准半径是小的，错位是有利的。这些结果已被验证使用SPH模拟。我们还模拟了包括气体和辐射压力的一维模型盘。由于吸积率最初超过爱丁顿极限的光盘最初是平流为主。假设盘的$α$模型，其中它可以是热不稳定的，它随后经历高和低状态之间的循环转变。在这些过渡期间，纵横比从$\sim 1$变化到$\sim 10^{-3}$，这反映在流冲击位置处的盘未对准程度的变化中。对于最大的黑洞旋转和足够大的值的粘度参数$α> \sim 0.01-0.1$的盘倾角的初始恒星轨道的比率估计为$0.1-0.2$在平流占主导地位的状态，而在低的状态下达到统一的顺序。失调随$α$的减小而减小，随黑洞转动参数的减小而增大。因此，当后者很小时，它总是很重要。
2016-08-21 astro-ph.GA astro-ph.HE gr-qc
The distribution of stellar orbits in Eagle galaxies -- the effect of mergers, gas accretion, and secular evolution
本研究利用Eagle模拟分析星系恒星轨道分布，发现年轻恒星在薄盘、年老恒星在热轨道，且逆旋转轨道主要源于干合并或高度错位气体吸积，揭示了合并历史对星系内部动力学的影响。
2023-10-10 astro-ph.GA
New Horizon: On the origin of the stellar disk and spheroid of field galaxies at $z=0.7$
星系盘和球状体的起源一直是理解其形态的一个关键问题。使用高分辨率宇宙学模拟，新地平线，我们探讨了144个场星系的质量大于$\rm 10^9\,M_{\odot}$在$z=0.7$运动学分解的磁盘和球状组件。恒星粒子的起源根据它们的出生地（原地或非原地）和它们出生时的轨道来分类。在盘沉降之前，恒星主要通过原星系之间的混乱合并形成，并成为球状组成部分的一部分。当盘开始沉降时，我们发现更大质量的星系从早期开始形成盘星;大质量星系在$z\sim1-2$开始发展它们的盘，而低质量星系在$z\sim1$之后。吸积作用也会影响星系盘的形成，因为星系合并会引发气体湍流或导致气体倾斜，从而阻止星系形成同向旋转的盘状恒星。吸积星的重要性在更大质量的星系中更大，特别是在发展中的大质量球状体中。相当一部分球状体来自受到扰动的盘星，这在较低的红移下变得更加重要。我们的一些大质量星系（$\sim12.5\%$）从与现有盘平面不对准的气体入口发展出反向旋转的盘，它可以持续超过一个陀螺，直到它们成为主导成分，并将星系的角动量翻转到相反的方向。星系的最终盘占总盘的比例需要根据其恒星质量和吸积历史来理解。我们量化了不同起源的恒星的重要性，并提供它们作为指导值。
2019-08-13 astro-ph.GA
Accretion onto the Embedded Protostar L1527 IRS: Insights from JWST NIRSpec and MIRI Observations
University of Virginia（弗吉尼亚大学）；National Radio Astronomy Observatory（国家射电天文台）；University of Illinois（伊利诺伊大学）；University of Toledo（托莱多大学）；Leiden Observatory, Universiteit Leiden（莱顿天文台，莱顿大学）；Max-Planck Institut für Extraterrestrische Physik（马克斯·普朗克地外物理研究所）；Institut de Ciències de l’Espai (ICE-CSIC)（空间科学研究所（西班牙高等科学研究委员会））；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)（加泰罗尼亚空间研究学院）；California Institute of Technology（加州理工学院）
通过JWST观测，研究L1527 IRS的吸积过程，利用原子氢线诊断吸积，并估计吸积光度和速率。
2026-03-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
How the super-Eddington regime affects black hole spin evolution in high-redshift galaxies
通过对孤立暗物质晕中星系的三维流体动力学模拟，我们跟踪了黑洞（BH）在其生长过程中经历超爱丁顿阶段的自旋参数$a$的演化.这一制度，怀疑伴随着强大的喷流外流，预计将减少BH的自旋幅度。我们结合超爱丁顿吸积与子爱丁顿阶段（类星体和无线电模式），并遵循BH自旋演化。由于超爱丁顿事件的频率较低，在这种情况下的相对论喷流不能有效地降低自旋的幅度，因为类星体模式中的薄盘吸积不可避免地增加了BH自旋。由于超爱丁顿事件的反馈，超和亚爱丁顿吸积的结合并不导致自旋演化的简单显式表达式。假设超爱丁顿反馈始终较弱，可以使用解析表达式来计算$a\lesssim0.3$的演化。最后，从低自旋星等开始的黑洞能够增长到最高质量，如果它们最初开始与银河系盘不对齐，它们通过逆行吸积获得少量的吸积。
2023-03-06 astro-ph.GA astro-ph.HE
Cosmic evolution of gas content and accretion
在目前的宇宙中，气体是巨大星系的次要组成部分，其主要相是原子（HI）。在宇宙时代的星系演化过程中，模型预测星系中的气体分数要高得多，并且气体相可以在分子（H2）和原子（HI）之间更加平衡。这种气体演化当然是解释恒星形成率密度宇宙演化的关键因素。恒星形成的效率也可能随着红移而变化，这些因素的相对重要性还不清楚。我们目前的知识宇宙演化的气体分子观测在高Z的审查和面临的模拟。
2014-05-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Gas Accretion Rate of Star-forming Galaxies over the last 4 Gyr
本研究利用红移z≈0.35处恒星形成星系的多气体组分与恒星质量标度关系，结合主序演化假设，推算过去40亿年的气体吸积率，发现低红移宇宙恒星形成率下降源于原子-分子气体转化效率低而非吸积不足。
2023-10-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
A novel sub-grid model for super-Eddington accretion of spinning black holes in galaxy-scale simulations
ETH Zürich（苏黎世联邦理工学院）；University of Oxford（牛津大学）；University of Zurich（苏黎世大学）；University of Geneva（日内瓦大学）；Università degli Studi dell’Insubria（因斯布鲁克大学）；Ludwig-Maximilians-Universität München（慕尼黑大学）
本研究提出了一种新型子网格模型，用于模拟银河尺度中自转黑洞的超埃登顿吸积过程，通过自洽的自转演化方案和吸积盘结构，探讨了角动量偏移对超埃登顿吸积的影响。
2025-12-23 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
