The effects of a hot gaseous halo in galaxy major mergers
宇宙流体动力学模拟和观测表明，旋涡星系由五个不同的组成部分组成：暗物质晕、恒星盘、恒星球、气体盘和气体晕。虽然前四个组成部分已被广泛考虑在数值模拟的双星系合并，热气体晕的影响通常被忽略，即使它可以包含高达80%的总气体的星系维里半径。我们提出了一系列的流体动力学模拟的主要合并的盘星系，第一次包括一个弥漫的，旋转的，热的气体晕。通过冷却和吸积，热晕可以在合并前后消散和补充冷气体盘。这些冷气体随后可以形成恒星，从而影响残骸的形态和运动学。对总质量为M~ 10^12 Msun的孤立系的模拟表明，如果包含热气体晕，恒星形成率几乎为常数，约为5 Msun/年，而如果忽略热气体晕，恒星形成率则呈指数下降。我们进行了详细的研究合并过程中的恒星形成效率，并发现热气体晕的存在下降低了星爆效率（e=0.5）相比，模拟没有热晕（e=0.68）。此外，我们发现的情况下，合并残留物的恒星质量低于两个祖先星系的恒星质量的总和时，在孤立的发展。这意味着对半解析星系形成模型的修正，该模型假设合并总是导致增强的恒星形成。我们发现，加入热气体成分对合并残留物的运动学和内部结构有显著影响，比如增加了快速旋转子的丰度和小尺度下的r^（1/4）表面亮度轮廓。
2011-04-01 astro-ph.GA
Spatial distribution of the Milky Way hot gaseous halo constrained by Suzaku X-ray observations
与银河系有关的热气晕的形成机制仍在争论之中。我们使用107线的朱雀X射线观测在$75^{\circ}<l<285^{\circ}$和$|b|>15^{\circ}$的总曝光量为6.4毫秒的气体晕的新的观测约束。气体晕光谱表示的碰撞电离平衡的单温度等离子体模型。观测场的中值温度为0.26 keV（$3.0\times10^6$ K），具有$\sim30$ %的典型波动。发射量的变化是一个数量级，与银河系的纬度略有相关。尽管数据的分散性很大，但排放测量分布大致上是由盘状密度分布再现的，其标度长度为$\sim7$ kpc，标度高度为$\sim2$ kpc，总质量为$\sim5\times10^7$ $M_{\odot}$。此外，我们发现，一个球形的热气体与$β$模型的轮廓几乎没有贡献的观察到的X射线，但它的总质量可能达到$\gtrsim10^9$ $M_{\odot}$。结合从其他观测得到的扩展气体晕的间接证据，热气体晕可能由致密的盘状成分和稀薄的球形成分组成; X射线发射主要来自前者，但质量由后者主导。盘状成分可能源于银河系盘中的恒星反馈，由于低尺度高度和发射测量的大散射。$\sim0.25$的中值[O/Fe]表明了核心坍缩超新星的贡献，支持恒星反馈起源。
2018-06-13 astro-ph.GA
Role of galactic gaseous halos in recycling enriched winds from bulges to disks: A new bulge-disk chemical connection
我们首次证明，盘星系的气体晕可以发挥至关重要的作用，在回收富含金属的气体喷出的隆起，从而促进化学演化的磁盘。我们的数值模拟结果表明，当星系晕的平均密度（rho_ hg）高达10^{-5} cm^{-3}时，由于气体喷出物和气体晕之间的流体动力学相互作用，盘状星系中来自球壳的富金属星风可以吸积到薄盘上.通过恒星风从膨胀中喷射出来，然后吸积到盘上的气体总量主要取决于rho_ hg和恒星风的初速度。在一组合理的模型参数下，尺度长度为a_d的盘星系中约有1%的球状喷出物可以吸积到R ~ 2.5 a_ d的盘上。我们讨论了这些结果的背景下，令人惊讶的高金属丰度的太阳附近的星系盘星的起源。我们还讨论了这些结果对不同环境中rho_ hg可能不同的盘星系化学演化的影响。
2009-01-10 astro-ph.GA
Diagnostics of Gaseous Halo of the Milky Way by a Shock Wave from the Galactic Centre
本文提出了一种利用来自银河系中心（GC）的激波诊断星系晕气体分布的方法。传播的冲击波所造成的中心爆炸与释放的能量$\sim 10^{55}$ erg计算的各种模型的气体晕，和冲击波阵面的形态进行了比较，与观察到的北极（ESTA）和南极马刺（SPS）。当采用径向变尺度高度的半指数晕模型时，再现了观测到的双极超壳层（BHS）结构。球形晕模型（$β$模型）被证明是不适合解释所观察到的BHS形状。相对于旋转轴和银河系平面的不对称的马刺解释了大规模的密度梯度在整个银河系的晕。这样的梯度可能是由IGM在本星系群运动过程中的冲压压力产生的。具有正弦密度波动（云）的晕模型也可以解释这种不对称性，只要选择适当的云参数。其他不规则的特徴，如细丝和多重弯曲叠加在突出物上，也被认为是由于晕中的密度波动。
2019-01-04 astro-ph.GA
The Properties of the Galactic Hot Gaseous Halo from X-ray Emission
银河系的扩展热X射线发射气体晕具有\ion{O}{7}和\ion{O}{8}的主发射线的光学深度$\sim1$，其用于推断晕的性质。为了改善晕气体的性质，我们处理光学深度的影响与蒙特卡罗辐射传输模型，这导致稍微陡峭的密度分布（$β\approx 0.5$）比，如果光学深度的影响被忽略。对于首选的模型，其中的晕是旋转的圆柱体在$180$公里秒$^{-1}$，独立的适合两条线导致相同的结果，其中的核心半径是$2.5$ kpc和多普勒b参数的湍流分量是$100-120$公里秒$^{-1}$ ;湍流压力是$20\%$的热压力。当包括来自盘的发射时，拟合得到改善，径向尺度长度为$3$ kpc（假设），拟合的垂直尺度高度约为$1.3$ kpc。盘的组成部分是一个小的质量成分，并具有低光学深度，除了在低纬度。气体质量是$250\,\mathrm{kpc}$中的$3-4\times10^{10}\,M_{\odot}$，与我们以前的测定结果相似，并且明显小于$1.7\times10^{11}\,M_{\odot}$中缺失的重子。
2017-10-05 astro-ph.GA
The Magellanic Stream to Halo Interface: Processes that shape our nearest gaseous Halo Stream
了解麦哲伦流（MS）和星系晕之间的界面处的流体动力学过程和条件对于理解MS以及其他相互作用星系中的气体尾至关重要。这些过程在相对较小的尺度上运作，不仅有助于形成这一团流，而且还影响中性气体动力学和质量从流到晕的转移，从而影响银河系的金属富集和气体补充。我们描述了一个观测计划，通过高分辨率测量HI发射，HI吸收和Halpha发射前所未有的灵敏度，这些过程的约束。方法将包括结构分析，寻找冷气体核心的团块和分析气体运动学，因为它过渡到晕。后一种方法包括先进的空间积分技术，深入探测中性气体，我们适用于一个新的HI地图从绿岸望远镜获得的MS最高灵敏度HI观测。我们证明，集成技术提高灵敏度，甚至进一步，从而允许检测明显的MS气体成分的密度接近的星系晕。
2009-08-28 astro-ph.GA
GCN: a gaseous Galactic halo stream?
我们表明，一串HI云的高速云复杂的一部分，称为GCN是一个可能的气体流超过50度的星系晕。沿流的径向速度梯度被用来推导横向速度作为距离的函数，使一个家庭的轨道计算。我们发现，一个方向的运动对银河系的磁盘再加上一个中游的距离为20千秒差距提供了一个很好的匹配所观察到的天空位置和径向速度的HI云组成的流。它的质量估计为10^5兆太阳，其前身很可能是一个矮星系。然而，在目前已知的银河系矮球状星系或恒星流中还没有发现恒星对应物，因此目前还不知道恒星流的确切起源。
2010-08-18 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
The Mass and Absorption Columns of Galactic Gaseous Halos II -- The High Ionization State Ions
高电离态离子追踪宇宙中的热气，其中星系周围的气态晕是主要贡献者。根据Qu & Bregman（2018），我们通过将气体晕模型与观测到的恒星质量函数进行卷积，计算了气体晕对这些离子观测到的柱密度分布的贡献。预测的柱密度分布再现了观察到的柱密度分布的一般形状--{ \OVI }的断点在$\log N=14.0$处的破幂律。我们的模型表明，高柱密度系统起源于星系的维里温度相匹配的电离分数峰的温度。具体地，该质量范围对于{ \OVI }为$\log M_\star=8.5-10$，对于{ \NeVIII }为$\log M_\star=9.5-10.5$，并且对于更高电离态离子（假定$T_{\rm max}=2T_{\rm vir}$）更高。与观察到的{ \OVI }柱密度分布的比较倾向于大半径模型，其中最大半径是维里半径的两倍。该模型可能与定义更差的{ \NeVIII }柱密度分布相冲突，表明需要进一步观察。高柱密度系统的红移演化受宇宙星形成率变化的控制，从$z=1.0$到局域宇宙，宇宙星形成率逐渐减小。我们的模型和观测结果之间的一些差异表明，集团内（集群）介质和星系际介质的吸收也是总柱密度分布的贡献者。
2018-06-12 astro-ph.GA
Emission from the Ionized Gaseous Halos of Low Redshift Galaxies and Their Neighbors
使用近50万个星系的样本，超过800万视线从斯隆数字巡天数据发布12，我们扩展了我们以前的研究附近星系的气体晕发射的复合辐射。我们确定的H $α$ +N[{ \small II}]径向发射剖面的径向分布在一个投影半径为$\sim 50$千秒差距的拐点，并建议，超过这个半径的空间相关的晕从电离气体的排放占主导地位的配置文件。我们证实，这是一个可行的假设，使用的结果从一个高度简化的理论处理，其中的暗物质晕分布从宇宙学模拟直接填充气体。我们是否能把晕圈气体的分数（T $= 12,000$ K），光滑（$c = 1$）组件（对于具有M $_* = 10^{10.88}$ M $_\odot$的星系为0.26，对于具有M $_* = 10^{10.18}$ M $_\odot$的星系为0.34），或者从已发表的流体动力学模拟中获取该分数的独立值（分别为0.19和0.38），该模型成功地再现了所观察到的拐点的径向位置和幅度。我们还观察到，气体晕的物理性质连接到主星系形态超越任何关系的星系的恒星质量和恒星形成率。我们将探讨该模型是否再现与中央星系的恒星质量，恒星形成率和形态有关的行为。我们发现，它是不成功的，在这个层次上的细节再现的意见，并讨论我们的简单模型，可能是负责任的各种缺点。
2018-05-21 astro-ph.GA
Accretion History of the Milky Way Dark Matter Halo and the Origin of its Angular Momentum
在邻近星系的引力场模型中，进入银河系和大麦哲伦云的暗物质流产生了银河系暗物质晕的生长历史，最终的角动量大致在观测方向上，它在大麦云周围产生了类似于麦哲伦流的暗物质流。
2014-08-25 astro-ph.GA
The detailed structure and the onset of galaxy formation in low-mass gaseous dark matter haloes
我们提出了一个模型，在早期宇宙中的氢再电离之前和之后的第一个星系的形成。在这个模型中，星系形成只能发生在质量超过与红移相关的临界值的暗物质晕中，该临界值在再电离之前等于（在最简单的情况下）原子氢冷却变得有效的质量，在再电离之后等于气体不能保持流体静力平衡的质量。我们定义晕占据分数（HOF）作为晕质量的函数，作为一个明亮的星系的主机晕的分数。HOF是由晕的临界质量演化和组装历史之间的相互作用建立的，并取决于三个因素：再电离前星系形成的最小晕质量，再电离的红移和（不断变化的）外部光加热率的强度。我们的基准模型预测截止星系质量函数在现今的晕质量，$M_{200} \sim 3\times 10^{8} M_{\odot}$ ; 100\%占领$M_{200} > 5\times 10^9 M_{\odot}$ ;和人口的无星气体晕的现今质量范围内的$10^{6} \lesssim M_{200} / M_{\odot}\lesssim 5\times 10^{9}$，其中气体是在热平衡与紫外线背景辐射和流体静力平衡中的重力势的晕。HOF = 0和HOF=1之间的过渡反映了晕质量增长的随机性。我们将探讨这些特征质量如何随模型假设和参数值而变化。我们的模型的结果与星系形成的宇宙学流体动力学模拟非常一致。
2020-09-04 astro-ph.GA
Probing the anisotropy of the Milky Way gaseous halo: Sight-lines toward Mrk 421 and PKS2155-304
我们最近发现，银河系的晕包含了一个巨大的热气体库，其中包含了银河系中大部分缺失的重子。这种环星系介质（CGM）的平均物理性质是通过结合沿几个河外视线的平均吸收和发射测量来确定的。然而，有一个广泛的分布，晕发射措施和\ovii柱密度，这表明银河系温热气体晕是各向异性的。我们提出了{ \it朱雀}观测领域接近两个视线，沿着我们有精确的\ovii吸收测量与\chandran。沿这两条视线的柱密度在误差范围内是相似的，但我们发现，排放措施是不同的。因此，在两个方向上的密度和路径长度一定是不同的，这提供了一个暗示性的证据，即银河系CGM中的温热气体不是均匀分布的。然而，导出的参数的形式错误太大，使这样的索赔。两条视线的平均密度和路径长度与全球平均值相似，因此光环质量仍然很大，超过100亿个太阳质量。随着更多这样的研究，我们将能够更好地表征CGM各向异性，并更准确地测量其质量。我们还表明，银河系盘所观察到的\ovii吸收的贡献微不足道，一个类似的结论也独立的排放措施。我们进一步认为，任何密度的不均匀性，在温暖的热气体，无论是从结块，从磁盘，或从一个不恒定的密度梯度，将加强我们的结果，星系晕的路径长度和质量将变得比我们在这里估计的更大。因此，我们的结果是保守和稳健的。
2013-11-19 astro-ph.GA
CO Emission Delineating the Interface between the Milky Way Nuclear Wind Cavity and the Gaseous Disk
基于MWISP观测，我们研究了高z CO向切点的发射，在切点处分子云（MC）的距离被很好地确定。在l=12-26 deg和|b| <5.1 deg的区域内，共鉴定出321个|z| > 110 pc的MC，其中近30个极高z MC（|z| > 260 pc的EHMC）集中在R_GC=2.6-3.1 kpc的狭窄区域内。EHMC浓度与RGC =2.3-2.6 kpc的其他高z MCs一起构成了与费米泡物理相关的HI空隙边缘周围的分子火山口壁结构。有趣的是，一些位于银道面上方和下方的陨石坑壁中的大型高z MC显示出彗星状结构，其头部朝向银道面，这有利于夹带的分子气体随着多相流从银道面移动到高z区域的情况。我们认为，银河系核风有一个显着的影响银河系气体盘。大约3- 600万年前的强大核风可能是造成观测特征的原因：（1）位于HI空洞边缘的CO气体增强，（2）R_GC<3 kpc内原子和分子气体的缺乏，（3）EHMC浓度与3 kpc臂之间的可能联系，以及（4）高Z MC拉长，尾部指向远离银河平面。
2022-05-16 astro-ph.GA
CNN-Based Inference of Gaseous Halo Properties from Synthetic X-ray and 21-cm HI Observations
University of California, Los Angeles（加州大学洛杉矶分校）；University of Colorado（科罗拉多大学）；Yale University（耶鲁大学）；University of Wisconsin-Milwaukee（威斯康星大学密尔沃基分校）；Sorbonne Université（索邦大学）；Columbia University（哥伦比亚大学）
本研究利用CNN结合X射线与HI观测数据推断晕性质，发现多波段组合优于单波段，微热量计提升金属丰度推断1.75倍，并实现0.04 dex的群晕质量推断精度。
2026-09-16 astro-ph.GA
Dark Halos of M31 and the Milky Way
结合星系盘自转速度和卫星星系、球状星团的径向速度，构造了M31和银河系~400 kpc范围内的大自转曲线。银河系的GRC是使用最新的太阳自转速度修订的。通过最小卡方拟合，将导出的GRC解卷积为de Vaucouleurs凸起、指数盘和具有Navarro-Frenk-White（NFW）密度分布的暗晕。最佳拟合参数的比较揭示了两个星系的盘和凸起的相似性，而M31的暗晕质量被发现是银河系的两倍。我们表明，NFW模型可能是一个现实的近似观察到的黑暗晕在这两个巨大的螺旋。
2015-04-21 astro-ph.GA
Velocity Dispersion Profile of the Milky Way Halo
我们提出了一个光谱样本的910个遥远的晕星的超高速星调查，我们从中获得的速度色散分布的银河系晕。样本是74%的水平分支恒星和26%的蓝离散星的混合体。我们利用观测到的颜色、金属丰度和恒星演化轨迹来估计到恒星的距离。我们的样本包含的R>50 kpc的天体数量是以前调查的两倍。我们计算的速度色散分布在两种方式：与参数的方法的基础上的银河系的潜力模型，并与非参数的方法的基础上的焦散技术最初开发的测量星系团质量配置文件。由此得到的速度色散分布与基于其他恒星星族的两次独立调查发现的结果非常一致：在15<R<75 kpc的范围内，银河系晕的径向速度色散平均下降为-0.38+-0.12 km/s/kpc。这一测量结果为计算银河系晕的总质量和质量分布提供了有用的依据。
2009-10-12 astro-ph.GA
Broken and unbroken: the Milky Way and M31 stellar haloes
我们使用Bullock & Johnston的模拟套件来研究L* 型星系恒星晕的密度分布。对银河系和M31恒星晕的观测显示了截然不同的结果：银河系有一个“破碎”的轮廓，密度在25 kpc以上下降得更快，而M31在100 kpc以下有一个平滑的轮廓，没有明显的断裂。仅由矮星系吸积而成的模拟恒星晕也表现出这种行为：一些晕有断裂，而另一些没有。在恒星晕轮廓中是否存在破裂可以与星系的吸积历史有关。我们发现，一个突破半径是密切相关的建立在远心恒星。我们将这些发现与观测结果相关联，并发现银河系密度分布的“断裂”可能与相对较早（约6-9 Gyr前）和大规模吸积事件有关。相比之下，M31的恒星晕轮廓没有破裂，这表明它的吸积卫星有着广泛的远心。因此，M31可能比银河系有更长的吸积历史。
2012-12-08 astro-ph.GA
The building blocks of the Milky Way halo using APOGEE and Gaia -- or -- Is the Galaxy a typical galaxy?
我们总结了最近对APOGEE/Gaia数据进行分析的结果，分析了星系晕、盘和凸起中的恒星星族，从而限制了矮星系和球状星团对银河系晕恒星含量的贡献。根据宇宙学数值模拟对现存数据的解释表明，银河系在z >~ 1.5时经历了异常强烈的吸积历史。
2020-02-19 astro-ph.GA
The Halo Gas of Local Spiral Galaxies and the Link to Gaseous Satellites
Rensselaer Polytechnic Institute（伦斯勒理工学院）；Columbia University（哥伦比亚大学）；Tel Aviv University（特拉维夫大学）；University of Washington（华盛顿大学）
该研究选取21个本地旋涡星系样本，结合HST/COS数据探究其CGM与气态卫星的关联，发现气态卫星对宿主CGM的贡献较小，视线靠近大质量气态卫星时CGM探测率会升高。
2026-09-02 astro-ph.GA
{\it HST}/COS Observations of the Warm Ionized Gaseous Halo of NGC 891
星系晕的金属丰度为研究星系的吸积和反馈提供了重要的信息。附近的边缘星系NGC 891有一个多成分的气体晕和一个背景活动星系核（LQAC 035+042 003），在短轴附近投影到盘上方5 kpc。针对活动星系核的紫外连续谱，我们在新的{ \it HST}/COS谱中探测到了与NGC 891有关的13个离子的谱线。大部分吸收来自含有$\log T=4.22\pm0.04$、$\log n_{\rm H}=-1.26\pm0.51$和$\log N_{\rm H}=20.81\pm 0.20$的温暖电离气体。挥发性元素的金属含量（即，C、N和S）约为半太阳能（$\rm[X/H] \approx -0.3\pm 0.3$），而Mg、Fe和Ni显示出较低的金属丰度$\rm[X/H]\approx-0.9$。的吸收系统显示的耗尽模式看到温暖的银河弥漫云，这是一致的喷射太阳金属盘气体和热X射线发射晕（$Z=0.1-0.2Z_\odot$）的混合物。温暖的电离气体比银河系中心周围的冷\ion{H}{1}发射气体的质量大5倍，这可能导致在一段时间内以$10^2~M_\odot\rm~yr^{-1}$的平均速率吸积。我们还在$110\rm~km~s^{-1}$（一个高速云）和$30\rm~km~s^{-1}$的另一条视线（3C 66 A;从NGC 891投射的108 kpc）上探测到朝向LQAC 0…
2019-04-09 astro-ph.GA
The connection between the host halo and the satellite galaxies of the Milky Way
银河系的暗物质晕的许多性质，包括其质量组装历史，浓度和晕下人口，仍然缺乏约束。我们探索这些属性的银河系和它的卫星星系人口之间的联系，特别是麦哲伦云的存在的银河系晕的属性的含义。利用一套高分辨率的$N$ -体模拟方法对最终Mvir ~ 10^{12.1}Msun的银河系质量晕进行了模拟，发现类麦哲伦云卫星的存在与宿主晕的组装历史、浓度和晕下的人口数密切相关，因此具有麦哲伦云的银河系质量晕系统具有较低的浓度，更快的近期吸积，比相同质量的典型光环质量更大。使用灵活的半解析星系形成模型，调整到重现银河系的经典矮星系与马尔可夫链蒙特卡罗的恒星质量函数，我们表明，采用主机晕不同的质量组装历史和浓度，可以导致不同的最佳拟合模型的星系形成物理，特别是反馈的强度。这些偏差的出现是因为麦哲伦云的存在增加了高质量暗晕的总体数量，因此需要不同的恒星质量与晕质量比来匹配数据。这些偏见也导致显着差异的质量-金属丰度关系，低质量卫星的运动学，与麦哲伦云相关的小卫星的数量计数，以及银河系本身的恒星质量。因此，对这些星系性质的观测可以对银河系晕的性质提供有用的约束。
2016-07-27 astro-ph.GA
Machine Learning the Dark Matter Halo Mass of Milky Way-Like Systems
本文提出一种基于神经网络的新方法，仅利用卫星轨道、邻近大晕距离和最大卫星星系最大圆周速度等可观测信息，在不假设动力学平衡或卫星归属的情况下高精度估算类银河系暗物质晕质量，并在模拟数据上完成原理验证。
2024-03-29 astro-ph.GA
The puzzling assembly of the Milky Way halo - contributions from dwarf Spheroidals and globular clusters
虽然最近的巡天发现了大量越来越暗的银河系卫星，但它们的分类是星团，低光度星系还是潮汐超密度仍然不清楚。同样，它们对光环形成的贡献也仍有争议。在这篇文章中，我们将讨论这些令人费解的卫星中的恒星星族和化学动力学的现有知识，特别关注矮球状星系和外星系晕中的球状星团。此外，一些最外层的晕对象是否动态地与（银河系）晕在所有的问题是解决在远程狮子座I和II矮星系的适当测量。
2011-09-08 astro-ph.GA
Reflex motion in the Milky Way stellar halo resulting from the Large Magellanic Cloud infall
本文给出了银河系和大麦云云系统的N体模型的结果，并研究了由于盘重心位移引起的星晕中的运动学反射运动。与以前的研究一致，我们发现，银河系盘可能是以40公里/秒的速度相对于质心之前，大麦云云的陷落。由此产生的反射运动是可见的切向速度的恒星晕作为一个简单的偶极子。的信号是最强的恒星与长的动态时间，可识别的位置-速度数据的恒星与大的远心点，其动态记忆仍然是很好的代表未扰动的银河系潜力。该信号在天空中根据恒星示踪剂的不同而变化，并且可能与盘质心的速度相同，这使得反射运动成为基于恒星流和/或平滑晕示踪剂（例如蓝色水平分支或天琴座RR星）建模的银河系势确定的偏差来源。
2020-02-27 astro-ph.GA
Phase-space correlation in stellar streams of the Milky Way halo: The clash of Kshir and GD-1
我们报告在银河系晕中发现了一个70度长的恒星流，它与著名的“GD-1”流纵横交错。我们发现，这个新的恒星结构（“Kshir”）和GD-1位于相似的距离，并显着相关的运动学。我们提出了几种解释的性质，这种新的结构和它可能与GD-1。然而，这两个流在同一个暗物质子晕内被吸积到银河系上的场景似乎为它们的相空间纠缠以及这个耦合系统的其他复杂性提供了一个自然的解释。
2019-10-31 astro-ph.GA
Chemical abundances of field halo stars -- Implications for the building blocks of the Milky Way
我想回顾最近的努力，详细的化学丰度测量现场银河系晕星。由于距离太阳高达数千秒差距的宽视场光谱测量的出现，具有详细化学测量的场晕星的大样本正在不断扩大。化学信息和全六维相空间信息的结合，现在被认为是一个强大的工具，以确定宇宙吸积事件，已经建立了相当大的一部分，现在的恒星晕。未来的观测前景与宽场光谱调查和理论前景与超新星核合成产额进行了讨论。
2019-08-26 astro-ph.GA
Broken degeneracies: the rotation curve and velocity anisotropy of the Milky Way halo
我们使用银河系中心距离为16 < r/kpc < 48的遥远的蓝色水平分支恒星作为银河系暗晕的运动学示踪剂。我们模型的示踪剂密度作为一个扁圆形，幂律嵌入在一个球形幂律潜在的。使用分布函数的方法，我们估计总的幂律势和速度各向异性的晕示踪剂。我们测得势能的斜率为γ ~ 0.4，50千秒差距内的总质量为~ 4 × 10^11 M_sol。示踪剂的速度各向异性径向偏置β ~ 0.5，这是在良好的协议与当地的太阳附近的研究。我们的结果提供了一个精确的外圆速度分布的银河系，并建议一个相对较高的浓度暗物质晕（c_vir ~ 20）。
2012-05-29 astro-ph.GA
Exploring the dispersion measure of the Milky Way halo
快速射电暴提供了一个机会，对星系晕中炽热电离气体的质量和密度分布施加新的限制。我们在这里测试的X射线发射和色散措施预测不同的气体配置文件的银河系晕。我们研究了一系列模型，包括熵稳定性条件和外部压力连续性。我们发现，将限制从X射线观测导致有利于分散措施的低端的范围内，这些模型。我们表明，银河系晕的色散措施可能小于10厘米$^{-3}$ PC在最极端的模型，我们认为，这是基于O VII吸收线的约束。然而，软X射线约束所允许的模型在色散度量上跨越了一个数量级以上。关于银河系晕中气体分布的其他信息可以从天空中快速射电暴的色散测量中的偶极子信号中获得，但这对大多数情况来说都是一个很小的影响。
2020-05-19 astro-ph.GA
4MOST Consortium Survey 1: The Milky Way Halo Low-Resolution Survey
本次巡天的目标是研究银河系晕的形成和演化，以推断其组装历史和银河系中质量的三维分布。结合多波段测光，盖亚自行和视差数据，径向速度和金属丰度和元素丰度获得的低分辨率光谱的晕巨星与4 MOST，将产生一个前所未有的特点的银河系晕及其接口与厚盘。这项调查将产生一个体积和星等有限的完整样本的巨大恒星的光环。它将覆盖至少10，000平方度的银河系高纬度，并以1-2公里/秒的精度测量视线速度以及0.2 dex以内的金属丰度。
2019-04-01 astro-ph.GA
The morphology and kinematics of the gaseous circumgalactic medium of Milky Way mass galaxies -- II. comparison of IllustrisTNG and Illustris simulation results
我们已经进行了一个控制比较的结构和运动学性质的环星系介质（CGM）周围的银河系质量星系的Illustris和IllustrisTNG模拟。在z=0时，大半径（$\sim 100$ kpc）的气柱密度和温度分布与Illustris中的盘气体质量分数有很强的相关性，而与TNG中的盘气体质量分数无关。在大半径的中性气体优先在TNG的磁盘的平面上对齐，而它是更各向同性的在插图。在CGM的旋转支持的气体的垂直相干尺度与气体质量分数的星系在插图，但不是在TNG。示踪粒子分析使我们能够显示这些差异可以理解为两个模拟中不同的子网格反馈模型的结果。在两个模拟中对空间匹配星系的研究表明，在TNG中，超新星和AGN的反馈有助于在高红移时创造一个扩展的热气体平滑库，然后冷却形成一个薄的，旋转支撑的盘。在Illustris中，活动星系核以热气泡的形式释放热量，这些热气泡将大半径的扩散物质推出晕外。该盘是由较冷的再循环物质的吸积形成的，这导致了银河平面上方和下方的气体分布更加垂直延伸。我们的结论是，在银河系质量星系周围的气体结构的变化是一个敏感的探针的反馈物理模拟和值得更多的观测考虑在未来。
2019-04-15 astro-ph.GA
Tidal Imprints Of A Dark Sub-Halo On The Outskirts Of The Milky Way
我们提出了一个新的分析所观察到的扰动的银河系HI盘推断存在一个黑暗的子晕潮汐与银河系盘相互作用。我们使用高分辨率的光滑粒子流体动力学（SPH）模拟研究扰动暗子晕和银河系的气体盘之间的潮汐相互作用。我们将我们的结果与所观察到的银河系HI图进行比较，发现平面扰动的傅立叶振幅最适合于扰动暗子晕，其质量是银河系的百分之一，近心距为5千秒差距。这种最佳拟合的傅立叶模式发生后的动力学时间近心的方法，当扰动是90千秒差距从银河系中心。我们的分析代表了一种新的方法来间接表征黑暗的子晕的潮汐引力印记，他们离开的气体盘的星系。我们还阐明了抛物轨道的一个基本性质。我们表明，在一定的条件下，可以打破退化之间的质量的扰动和近心距离的潮汐力的评价-直接确定暗扰动，产生了所观察到的干扰的质量。
2009-09-29 astro-ph.GA
CN Anomalies in the Halo System and the Origin of Globular Clusters in the Milky Way
我们探讨的运动学和轨道性质的样本红巨星的晕系统的银河系，被认为是形成在球状星团，基于其强烈的UV/蓝色CN带。CN-强晕星的轨道参数与内晕和外晕种群的轨道参数进行了比较，和球状星团的轨道参数与研究充分的银河系轨道。CN-强场星和球状星团都表现出与内晕星族相似的运动学和轨道性质，表明剥离或破坏的球状星团可能是内晕场星的重要来源，并表明CN-强场星和大多数球状星团都主要与内晕星族有关。
2013-03-18 astro-ph.GA
Gas and Metal Contents of Galaxies and Gaseous Halos: Preventive versus Ejective Feedback
本文用半解析方法研究了三种星系形成模型对星系内和星系周围重子物质质量和金属丰度的预测特征。这些模型代表了三种不同的反馈方案：一种模型与纯粹的喷射反馈，一种模型与喷射反馈与喷射气体的再结合，和一个预防模型。我们发现，当模型参数进行调整，以预测正确的恒星质量的晕质量范围在10^{10}至10^{12}Msun，这三个方案有非常不同的预测质量和金属丰度的星际和环银河系的媒体。与目前的观测数据相比，实施预防性反馈的模型具有很大的自由度来匹配广泛的观测数据，而弹射模型难以同时匹配多个观测约束，而与弹射和再结合的实施方式无关。我们的研究结果表明，调节低质量星系中恒星和冷气量的反馈过程本质上是预防性的。
2015-04-08 astro-ph.GA
The formation of hot gaseous haloes around galaxies
我们使用一套流体动力学宇宙学模拟的进化和组装的Galeries和他们的环境（EAGLE）项目，调查热流体静力晕的形成和他们的依赖反馈机制。我们发现，一个强大的双峰的出现在概率密度函数（PDF）的辐射冷却和动力学时间的比率晕气体提供了一个清晰的签名的热日冕的形成。总质量为$10^{11.5}-10^{12}{\rm{M}}_{\odot}$的晕形成了一个与红移无关的热日冕，至少在模拟具有足够好的统计数据的间隔$z=0-4$中是这样。我们分析了建立的热气体质量的晕，$M_{\rm{hot}}$，作为晕质量和红移的函数，并发现，虽然更有力的银河风供电SNe增加$M_{\rm{hot}}$，活动星系核反馈减少它从晕中喷出气体。我们还研究了气体吸积到晕上的热性质，并测量了激波加热气体的分数作为红移和晕质量的函数。我们开发的分析和半分析的方法来估计一个“临界晕质量”，$M_{\rm{crit}}$，热晕形成。我们发现，质量的吸积冲击产生的加热速率等于辐射冷却速率，再现质量以上的晕发展一个显着的热大气。这产生了在$z=0$处的$M_{\rm{crit}} \approx 10^{11.7}{\rm{M}}_{\odot}$的质量估计，其与模拟结果一致。$M_{\rm{crit}}$的值对冷却速率的依赖性大于对任何反馈参数的依赖性。
2017-09-06 astro-ph.GA
The vertical structure of gaseous galaxy discs in cold dark matter halos
我们研究的垂直结构多变，$P\propto ρ^Γ$，离心支持的气体盘嵌入冷暗物质（CDM）晕。在固定的半径$R$，垂直密度分布的形状仅微弱地取决于是否光盘是自引力（SG）或不（NSG）。在NSG情况下，由中平面声速和圆周速度$(c_s/V_c)R$设定的盘厚度，以及在SG盘中由声速和表面密度$c_s^2/GΣ$设定的盘厚度，小于这两个尺度中的任何一个。SG盘通常是Toomre不稳定的，NSG盘是稳定的。CDM晕中的指数盘具有大致平坦的圆周速度曲线，通常向外“张开”。对于EAGLE模拟的多方状态方程，其质量和尺寸与观测约束相匹配的圆盘对于$M_d< 3\times 10^9\, M_\odot$是稳定的（NSG），而在更高质量时是不稳定的（SG），如果是完全气态的。我们测试这些分析结果使用一组理想化的SPH模拟，并找到很好的协议。我们的研究结果澄清了模拟盘的厚度上的重力软化的作用，并对径向不稳定性的发病。EAGLE低质量圆盘是非自引力的，因此软化在它们的垂直结构中不起作用。另一方面，高质量的圆盘预计会自引力和不稳定，并且可能被人为加厚和稳定，除非重力得到很好的解决。具有足够高的空间分辨率以不损害盘的垂直结构的模拟也解决了它们的不稳定性的开始，但反过来是不正确的：解决不稳定性并不保证垂直结构被解决。
2017-07-25 astro-ph.GA
The Assembly of the Halo System of the Milky Way as Revealed by SDSS/SEGUE -- The CEMP Star Connection
近年来，大量新的光谱数据集，如SDSS（特别是SEGUE子巡天）期间获得的50多万个恒星光谱，提供了制定银河系组装和演化的连贯故事所需的定量细节。我们银河系的盘和晕系统已经被证明比以前想象的更复杂，更有趣。在这里，我们集中在银河系的晕系统。SDSS/SEGUE的新数据显示，晕系统至少包括两个组成部分，即内晕和外晕，它们具有明显不同的特征（金属丰度分布、密度分布、运动学等）。除了提出新的方法来检查这些数据外，内/外晕二分法还使人们能够理解至少一个长期存在的观测结果，即碳增强贫金属（CEMP）恒星的比例随着金属丰度的降低而增加。
2011-11-11 astro-ph.GA
The Milky Way's Missing In-Situ Halo
University of Pennsylvania（宾夕法尼亚大学）；Lund University（隆德大学）；Carleton College（卡尔顿学院）；The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）；City University of New York（纽约市立大学）
通过比较银河系与FIRE-2和Auriga模拟中24个星系的光晕密度轮廓，发现模拟星系在15 kpc内的轮廓比银河系更陡，且轮廓断裂罕见，表明银河系原位晕缺失，可能源于测量偏差或模拟中早期球状恒星形成过度。
2026-11-03 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
Ghostly Tributaries to the Milky Way: Charting the Halo's Stellar Streams with the Gaia DR2 catalogue
我们提出了一个全景地图的银河系的恒星流的基础上天体测量和光度测量的盖亚DR2目录。在这第一个贡献中，我们集中在日心距离超过5千秒差距，并在银河系纬度$|b|>30°$的光环，使用STREAMFINDER算法检测结构沿合理的轨道是一致的盖亚自行测量。我们在光晕中发现了一个纵横交错的丰富网络。其中一些结构是以前已知的，一些是新发现的，但其他结构可能是盖亚扫描定律的产物，需要确认。有了这些初步的发现，我们开始揭开银河系晕的复杂形成过程。
2018-09-09 astro-ph.GA
Predictably Missing Satellites: Subhalo Abundance in Milky Way-like Halos
在小尺度上，有许多人声称标准的冷暗物质（CDM）模型和观测结果之间存在差异。“失踪卫星问题”臭名昭著地描述了CDM模拟中与银河系中观测到的卫星数量相比过多的subhalo。对于这种差异已经提出了各种解决方案;然而，银河系晕相对于其质量的典型晕的特定属性的影响还有待探索。最近的研究表明，银河系是非典型的（例如，Licquia et al. 2015），我们研究了质量与我们银河系相当的暗物质晕的性质-包括浓度，自旋，形状和最后一次主要合并的比例因子-与晕下丰度相关。通过对类银河晕的放大模拟，我们建立了两个根据主晕性质的次晕丰度模型，并得出结论，银河系中最大旋转速度较低的次晕应减少22%-44（$V_{\rm max}^{\rm sat} \sim 10$ kms $^{-1}$），置信水平为95%，比具有高旋转速度的平均次晕少72%（$V_{\rm max}^{\rm sat} \gtrsim 30$ kms $^{-1}$，与麦哲伦云相当）比银河系质量的典型晕所预期的要大。浓度是预测次晕丰度的最具信息量的单一参数。我们的研究结果意味着，模型调整，以解释失踪的卫星问题，假设我们的银河系典型的subhalo丰度将过度校正。
2019-06-17 astro-ph.GA
Probing Milky Way's hot gas halo density distribution using the dispersion measure of pulsars
最近的一些研究表明，银河系周围有大量的电离气体，以热气晕的形式存在。这个晕在100千秒差距的区域上延伸，可以用来计算丢失的重子质量。在本文中，我们计算了建议的晕的色散测度（DM）的贡献。对于气晕，考虑了Navarro，Frenk & White（NFW），Maller & Bullock（MB）和Feldmann，Hooper & Gnedin（FHG）密度分布。该数据集包括距离独立于DM已知的双星，例如球状星团、LMC、SMC中的双星和具有已知视差的双星。结果排除了热气体的NFW分布，而更现实的MB和FHG模型与观察到的分散措施是兼容的。
2016-03-15 astro-ph.GA
Stars made in outflows may populate the stellar halo of the Milky Way
我们研究星晕的形成，使用六个银河系质量的星系在FIRE-2宇宙学变焦模拟。我们发现，$5-40\%$的外部（$50-300$ kpc）在每个系统的恒星晕由$\textit{in-situ}$恒星，出生在流出的主星系。外流星起源于被超级气泡风加速的气体，这些气体可以被压缩，冷却并形成共同运动的恒星。这些恒星中的大多数仍然被束缚在晕中，并以类似于$z=0$的其他恒星晕的轨道性质回落。在外晕中，流出星比吸积恒星晕更均匀，富含金属，α元素增强。在太阳位置，我们的运动学鉴定的晕星中有多达$\sim 10 \%$是在外流中诞生的;对于最富金属的本地晕星（[Fe/H] $> -0.5$），这一比例上升到高达$\sim 40\%$。我们的结论是，银河系恒星晕可能包含本地对应的恒星，观察到形成在遥远的星系中的分子流出。对这样的人口的研究可能提供一种新的近场方法来约束反馈和流出物理。流出物对恒星晕的贡献与埃根、林登-贝尔$\&$ Sandange提出的经典晕形成方案相反，后者认为晕星是在快速形成的$\textit{infalling}$气体云中形成的。恒星外流可以在直接成像外部星系时观察到，并可以为银河系中富含金属的极高速恒星提供来源。
2019-12-06 astro-ph.GA
Machine Learning the Dark Matter Halo Mass of the Milky Way
本研究提出基于神经网络的银河系暗物质晕质量测算方法，突破过往方法的多项假设限制，适用于宽质量范围，测得银河系暗晕质量为log₁₀ M_vir / M_Sun = 12.20^{+0.163}_{-0.138}，后续将拓展至M31及更多暗晕属性研究。
2025-10-02 astro-ph.GA
The warm Gaseous Disk and the Anisotropic Circumgalactic Medium of the Milky Way
暖（$\log~T\approx5$）气体是星系重子循环中的重要气体成分。利用Si IV和O VI的吸收谱线测量，建立了一个二维盘状CGM模型，研究了银河系暖气体的分布。在该模型中，两种离子的盘成分具有相同的密度分布（$n(r, z)=n_0\exp(-|z|/z_0)\exp(-r/r_0)$），其标度高度为$z_0=2.6\pm0.4\rm~kpc$，标度长度为$r_0=6.1\pm1.2\rm~kpc$。对于这个盘组件，我们计算了温暖的气体质量的$\log(M/M_\odot)=(7.6\pm0.2)-\log\frac{Z}{Z_\odot}$。类似的磁盘密度分布和总质量的Si IV和O VI轴承气体集的电离机制的限制。我们认为，暖气体盘可能是由银河系喷泉机制，它的膨胀和膨胀气体设置的尺度高度和尺度长度的暖气体盘。在我们的模型中的CGM组件有一个更高的柱密度沿垂直于银河系平面的方向（$b=90^\circ$）比沿径向方向（$b=0^\circ$）的柱密度的银河系纬度的依赖。对于两种离子，这两个方向之间的柱密度差为在$6.3σ$处的$0.82\pm0.32\rm~dex$。这种差异可能是由于整个CGM的银河反馈的富集，或者是温暖的气体盘和CGM之间的额外相互作用层;现有的数据无法区分这两种情况。如果整个CGM在$b=90^\circ$处的柱密度较高，则总热CGM质量为$\lo…
2019-06-28 astro-ph.GA
Constraints on the shape of the Milky Way dark matter halo from the Sagittarius stream
我们提出了一个新的银河系的暗物质晕模型，适合人马座矮星系的恒星流的属性。我们的暗晕是扁圆的，当r < 10 kpc时，q_z = 0.9，在较大半径时，可以使暗晕服从Law & Mahavski模型。然而，我们发现，大麦云云对Sgr轨道的动力学扰动是不可忽略的。当考虑到这一点时，我们将银河系的外晕形状限制为短轴与长轴之比（c/a）_Φ= 0.8，中轴与长轴之比（b/a）_Φ= 0.9，与宇宙学的预期非常一致。
2013-07-26 astro-ph.GA
Modelling the HI halo of the Milky Way
目的：研究银河系面外中性气体的全局分布和运动学。研究方法：我们建立了一系列银河系HI层的3D模型，将它们投影成内部视图，并将它们与莱顿-阿根廷-波恩21厘米观测结果进行比较。结果如下：我们发现，银河系盘被一个扩展的中性气体晕所包围，其垂直尺度高度为1.6[+0.6/-0.4] kpc，HI质量为3.2[+1.0/-0.9] x10^8太阳质量，占银河系HI总质量的5-10%。这个HI晕的旋转速度比盘慢，垂直速度梯度为-15[+/-4] km/s/kpc。我们发现了一个全球下沉运动的证据，垂直（20[+5/-7] km/s）和径向（30[+7/-5]km/s）。结论：银河系HI晕显示出与外部星系晕相似的性质，并且与主要由盘中的超新星爆炸产生的性质相一致。它最有可能是由质量为10^4-10^5太阳质量的不同气体复合物组成，其中中速云是局部的表现。经典的高速云似乎是一个独立的群体。
2010-10-18 astro-ph.GA
On the Use of the Number Count of Blue Horizontal--Branch Stars to Infer the Dominant Building Blocks of the Milky Way Halo
银河系恒星晕的形成被认为是矮星系和大质量球状星团等建筑块合并和吸积的结果。最近，Deason等人（2015）提出银河系外晕主要由大的建筑块形成，例如矮球状星系，基于蓝色离散星（BS）与蓝色水平分支星（BHB）的相似数量比。然而，在这里，我们证明，这一结果是严重的偏见，没有考虑到详细的BHB星的形成机制，从氦增强的第二代人口。特别是，在外晕场中观察到的高BS-BHB比最有可能是由于GC提供的BHB星数量较少，而不是大量的BS星。这是支持我们的动力学演化模型的GC，它显示出优先删除的第一代恒星的GC。此外，有足够数量的外晕GC显示出非常高的BS-BHB比。因此，BS与BHB的数量比并不是一个很好的指标，可以用来证明更大质量的矮星系是银河系外晕的主要组成部分。一些证据仍然表明GC可以贡献很大一部分的外晕星。
2015-10-19 astro-ph.GA
Statistical Predictions of the Accreted Stellar Halos around Milky Way-Like Galaxies
Yale University（耶鲁大学）；University of Bath（巴斯大学）
研究通过SatGen框架的新半解析模型，统计分析银河系类星系吸积恒星晕的形成过程，发现其主要由少数前身构建，并对最 massive 卫星的命运敏感，同时利用随机森林回归量化观测属性对晕组装历史的恢复能力。
2026-04-07 astro-ph.GA
Light-element Abundance Variations in the Milky Way Halo
我们提出的证据的贡献，高质量的球状星团的恒星晕的银河系。使用SDSS-II/SEGUE光谱超过1900 G-和K-型晕巨星，我们首次确定了一个子集的恒星CN带强度显着较大，CH带强度较低，比大多数晕场星，在固定的温度和金属丰度。由于CN带强的不均匀性和通常伴随的丰度变化目前被理解为恒星形成的结果，在球状星团，我们解释这个子集的晕巨星的结果，球状星团溶解到星系晕。我们发现，我们的样本中有2.5%是CN-强，并可以推断，根据最近的球状星团演化模型，晕场星最初形成的分数内球状星团可能高达50%。
2010-05-21 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
Subhalo abundance and satellite spatial distribution in Milky Way-Andromeda-like paired haloes
本研究通过千禧系列模拟发现类银河系-仙女座配对晕的子晕丰度比同条件孤立晕高5%-15%，但配对构型与卫星星系平面分布无关，提示研究银河系卫星问题需考虑配对构型对子晕丰度的影响。
2023-06-12 astro-ph.GA
HALO7D I: The Line of Sight Velocities of Distant Main Sequence Stars in the Milky Way Halo
Halo Assembly in Lambda-CDM：Observations in 7 Dimensions（HALO 7 D）数据集由Keck II/DEIMOS光谱和哈勃空间望远镜测量的CANDELS场中银河系晕主序星的自行组成。在本文中，我们提出了这个数据集的光谱组成部分，并讨论了目标选择，观测策略，和调查性质。我们提出了一种新的方法来测量视线（LOS）速度相结合的多个光谱观测一个给定的明星，利用贝叶斯分层建模。我们提出了四个HALO 7 D场的LOS速度分布，并估计其平均值和分散。所有的LOS分布都是由“热晕”主导的：我们的领域都不是由LOS速度分量中的运动学冷的子结构主导的。我们估计的LOS速度分散在不同的领域是一致的，这些估计是一致的研究使用其他类型的示踪剂。为了补充我们的观测，我们使用合成测量软件Galaxia进行模拟HALO 7 D测量，以“模拟”Bullock & Johnston（2005）吸积的恒星晕。基于这些模拟数据集，在四个HALO 7 D领域一致的LOS速度分布表明，HALO 7 D样本是由来自相同的大质量（或少数相对大质量）吸积事件的恒星占主导地位。
2018-09-11 astro-ph.GA
Stellar and Gaseous Disk Structures in Cosmological Galaxy Equilibrium Models
我们提出了“径向分辨平衡模型”的恒星和气体磁盘在宇宙吸积大规模晕的增长。我们的重点是发展到红移$z\sim 2$的对象。我们解决了依赖于时间的方程，支配径向依赖的恒星形成率，流入和流出的星系间和环星系介质，和向内的径向气体流动的磁盘内。恒星盘和气体盘在动力学时间尺度上达到平衡构型的时间比宇宙学暗物质晕生长和重子吸积速率的变化要短得多。我们通过分析表明，质量和整体角动量守恒自然会在许多径向长度尺度上产生指数气体和恒星盘。正如预期的那样，气体盘在恒星形成的Toomre $Q<1$条件下更加延伸。盘迅速变成重子主导的。对于红移为$z=2$的大质量$5\times 10^{12}M_\odot$晕，我们再现了典型观测到的恒星形成率$\sim 100 \, M_\odot \, {\rm yr}^{-1}$、恒星质量$\sim 9\times 10^{10}\, M_\odot$、气体含量$\sim 10^{11}\, M_\odot$、恒星和气体的半质量尺寸4.5和5.8 kpc，以及恒星和气体的特征表面密度$500$和$ 400\, M_\odot \, {\rm pc}^{-2}$。
2016-02-26 astro-ph.GA
