The distribution of gas in the Local Group from constrained cosmological simulations: the case for Andromeda and the Milky Way galaxies
我们研究的气体分布在银河系和仙女座使用的约束宇宙学模拟的本地集团（LG）的背景下的CLUES（约束本地UniversE模拟）项目。我们分析了在$z=0$模拟星系的气体的性质为三个不同的阶段：“冷”，“热”和HI，并比较我们的结果与观测。热晕（$M_{hot}\approx 4-5\times10^{10}\,$ M $_{\odot}$）、冷晕（$M_{cold}(r\lesssim10\,$ kpc $)\approx10^{8}\,$ M $_{\odot}$）和热晕（$M_{HI}(r\lesssim50\,$ kpc $)\approx 3-4\times10^8\,$ M $_{\odot}$）中的物质含量与观测结果基本一致。我们还计算吸积/喷射率连同HI（径向和全天空）覆盖分数。在$r=50\,$ kpc内的积分HI吸积率给出$\sim$ $0.2-0.3\,$ M $_{\odot}\,$ yr $^{-1}$，即接近于从银河系高速云获得的结果。我们发现，全球吸积率是由热的材料，虽然电离气体与$T\lesssim10^5\,$ K也可以作出显着的贡献。$all$材料在维里半径处的吸积率为$6-8\,$ M $_{\odot}\,$ yr $^{-1}$。在$z=0$，我们发现一个显着的气体过剩之间的两个星系，相比任何其他方向，由于其气体晕的重叠。在我们的模拟中，气体过…
2014-06-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Reservoir of Ionized Gas in the Galactic Halo to Sustain Star Formation in the Milky Way
如果没有新的气体来源，我们的银河系将通过恒星的形成耗尽其气体供应。在高速下观测到的电离气体云可能是这种气体的储存库，但它们的距离是将它们置于星系晕并揭示其作用的关键。我们使用哈勃太空望远镜盲目地寻找银河系恒星前景中的电离高速云（iHVC）。我们发现，90 < |v_LSR| < 170 km/s的iHVC在太阳的一个银河系半径内，有足够的质量来维持恒星的形成，而|v_LSR| >170 km/s的iHVC在更大的距离。这些可能是下一波下落物质。
2011-11-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
The early gaseous and stellar mass assembly of Milky Way-type galaxy halos
银河系如何在哈勃时间内积累质量，是否有大量的气体和恒星从卫星星系中吸积，或者银河系是否经历了最初的气体聚集，然后或多或少地孤立进化，这是现代天文学中的一个紧迫问题，因为它对我们在宇宙学背景下理解星系形成有影响。在这里，我们提出了一个银河系型卫星系统放大到宇宙学大尺度模拟的演化模型。嵌入到暗物质晕，并允许重子过程，这些化学动力学模拟的目的是研究气体和恒星从卫星的损失，以饲料银河系晕和恒星化学丰度的晕和卫星星系。
2016-04-24 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
On the Rotation Speed of the Milky Way Determined from HI Emission
通过拟合HI辐射的最大速度与银河系经度的函数关系，得到银河系在太阳半径θ o处的自转速度为220 km/s。这一结果与最近的估计值Theta_o=240 km/s存在矛盾，该估计值是根据BeSSeL和VERA对银河系中大量高质量恒星形成区的VLBI弛豫和自行测量得出的。我们发现最适合VLBI数据的旋转曲线是轻微弯曲的，当假设旋转曲线是平坦的时，这种弯曲导致从HI数据对θ_o的有偏估计。这缓解了方法之间的紧张关系，有利于Theta_o=240 km/s。
2016-08-12 astro-ph.GA
A low density-wave spiral pattern speed, from the tracer separations (age gradient) across a spiral arm in the Milky Way
我们观察到的密度波角模式速度Ω p接近12至17公里/秒/千秒差距，通过一个典型的光学HII区域（从旋臂尘埃带）之间的分离，并使用HII演化时间模型，以产生其相对速度，并独立的一个典型的无线电脉泽（从旋臂尘埃带）与脉泽模型之间的分离。
2021-06-30 astro-ph.GA
Gas Morphology of Milky Way-like Galaxies in the TNG50 Simulation: Signals of Twisting and Stretching
本文利用TNG50模拟和局部壳层迭代法分析了25个类银河系星系的气体形态，发现77%的星系存在扭曲模式，且温热气体形态可作为探测暗物质形态的示踪剂，气体分布的长球形特征可能源于恒星和AGN反馈。
2024-01-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Kinetic Sunyaev-Zel'dovich effect of the Milky Way Halo
利用动力学Sunyaev-Zel'dovich（kSZ）效应计算了银河晕中电离气体对宇宙微波背景（CMB）的影响.与其他银河系前景不同，晕kSZ签名覆盖了整个天空，在大角度尺度上产生各向异性，不伴有光谱失真，因此可能与原始CMB各向异性相混淆。我们建立了各种晕成分的理论模型，包括光滑的扩散气体，冷流入气体和高速云的细丝。我们发现，kSZ效应的所有组件是上述的普朗克卫星的灵敏度，在一定范围内的角尺度。然而，典型的晕贡献远低于宇宙方差噪声在原始CMB功率谱。高速云可能主导晕的贡献，需要更好的观测数据来掩盖它们。我们根据已有的晕气体分布的示踪数据，如中性氢的21 cm图和重组气体的H_α图，得到了预期的kSZ图。这些图与WMAP 5数据的互相关不产生任何统计学显著信号。
2009-06-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the origin of gaseous galaxy halos - Low-column density gas in the Milky Way halo
最近的观测表明，螺旋星系被扩展的气体晕所包围，正如等级结构形成方案所预测的那样。面外气体的起源和性质通常是不清楚的，因为作为星系正在进行的形成和演化的一部分，晕不断地被不同的环流过程所推动（例如，流出、星系合并和星系际介质的气体吸积）。我们使用银河系作为实验室来研究位于内外晕的中性和轻度电离气体。使用谱线吸收和发射测量在不同的波长范围内，我们获得的物理条件和气体的分布的详细信息。这些研究对于我们理解星系与其气体环境之间复杂的相互作用是至关重要的，这是星系形成和演化的一部分。我们的分析表明，在低和高红移的银河系晕的气体的柱密度分布和物理性质是非常相似的其他盘星系周围。
2011-02-25 astro-ph.GA
Star Formation in the Milky Way and Nearby Galaxies
我们回顾了过去十年中在大规模恒星形成观测方面的进展，重点是河外和银河系研究之间的接口。讨论了测量气体含量和恒星形成率的方法，并提供了计算恒星形成率的最新公式。我们审查恒星形成和气体的尺度从整个星系到个别分子云之间的关系。
2012-06-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Low-column density HVC and IVC gas in the halo of the Milky Way
最近对银河系环星系气体环境的研究主要集中在大质量中性气体云和高电离晕吸收体的分布、化学组成和物理性质上。相对较少的努力已经投入到目前为止，在环银河中性和弱电离金属吸收低HI柱密度的探索。本文系统地研究了银河系晕中中性和电离低柱密度气体的分布和物理性质。我们结合CaII和NaI吸收线测量HI 21厘米发射线数据。对于一些视线，进行了高分辨率的射电合成观测，使我们能够研究单碟望远镜无法分辨的小尺度结构。总共观测到177条视线，为分析银河系环星系环境中的IVC和HVC气体提供了大量的吸收选择数据样本。这项研究使我们能够比较所观察到的银河系晕中气体的吸收柱密度分布（CDD）与类星体的干预吸收体的整体CDD。灵敏的吸收线分析使我们能够识别中性和电离气体结构，在低柱密度和小角度范围内，可能仍然看不见的大型21厘米全天调查。如果这种气体覆盖了天空的很大一部分，它可能对银河系的演化有很大的影响。
2009-09-15 astro-ph.GA
Figuring Out Gas & Galaxies in Enzo (FOGGIE). III. The Mocky Way: Investigating Biases in Observing the Milky Way's Circumgalactic Medium
银河系的环星系介质（CGM）在位置-速度空间中大多被附近的气体所遮蔽，因为我们居住在银河系内部。在大多数关于银河系CGM的研究中存在着实质性的偏见，这些研究集中在探测器检测高速气体上。通过模拟观测FOGGIE模拟的银河系类似物，我们研究了与银河系CGM相关的四个观测偏差。首先，类星体吸收线研究探测了有限数量的CGM质量：只有35%的质量处于银河系高纬度$|b|>20$度，其中只有一半以$|v_{\rm LSR}|\gtrsim100$ km/s $^{-1}$移动。第二，流入率（$\dot{M}$）的冷气体在HI 21厘米观察到的减少了一个因素$\sim10$，因为我们从本地标准的休息到星系的休息框架切换，同时$\dot{M}$的冷和温暖的气体没有显着变化。第三，OVI和NV是探测银河系外CGM（$r\gtrsim$ 15 kpc）的有希望的离子，但CIV可能不太敏感。最后，由于气体径向密度分布，如果从内向外观察CGM，则离子柱密度的分散比从外部观察高2倍。我们的工作强调，银河系的CGM的观测，特别是那些使用HI 21厘米和类星体吸收线，是高度偏差。我们证明，这些偏见可以量化和校准，通过模拟牛奶路类似物的合成观测。
2020-06-19 astro-ph.GA
Comparing molecular gas across cosmic time-scales: the Milky Way as both a typical spiral galaxy and a high-redshift galaxy analogue
对银河系（MW）中最近恒星形成区域的详细观测为研究恒星形成提供了最终基准。这些以银河系为基础的研究结果在多大程度上可以外推到河外星系，取决于所探测的环境条件是否重叠。在本文中，我们比较的云和恒星形成区的MW与附近的星系和高红移宇宙中的属性。我们发现，在他们的重子组成，运动学和密度，在太阳附近的云是相似的，在附近的星系。MW的中央分子区（CMZ，即内部250 pc）的云和区域与高红移云和星系无法区分。因此，CMZ目前较低的恒星形成率意味着：（1）它的气体代表了高红移恒星爆发的初始条件，或者（2）某些尚未确定的过程在超过1亿年的时间尺度上一直抑制着恒星的形成。我们的结论是，MW包含大水库的气体与属性直接可比的大多数已知范围的恒星形成环境，因此是一个很好的模板，研究恒星形成宇宙学的时间尺度。
2013-09-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Hermeian haloes: Field haloes that interacted with both the Milky Way and M31
本星系群是研究星系形成的天体物理学的独特环境。银河系和M31的接近增强了低质量晕群与更大质量的暗物质晕相互作用的频率，这增加了它们的浓度并剥夺了它们的气体和其他物质。一些低质量的晕穿过银河系或M31的晕，要么被喷射到磁场中，要么在两个主宿主之间交换。我们使用高分辨率的气体动力学模拟来描述一类新的场晕，通过在早期的银河系和M31的晕，几乎是集中的场晕的两倍，不与主对相互作用。这些'Hermeian'晕分布各向异性在更大的距离本地集团的重心比主要晕，并出现集群沿连接银河系和M31。赫敏晕促进了银河系和M31之间的暗物质、气体和恒星的交换，并在与它们相互作用的过程中提高了原始晕中气体的恒星形成率。我们还表明，一些Hermeian晕可以主机的星系，因为他们是嵌入在比常规场晕更集中的晕，是有前途的目标，间接暗物质搜索超出银河系维里半径，并可以产生的信号，是有竞争力的一些矮星系。本星系群中的Hermeian星系应该可以通过即将进行的宽视场成像巡天探测到。
2022-07-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Circumgalactic Medium of Milky Way-like Galaxies in the TNG50 Simulation -- I: Halo Gas Properties and the Role of SMBH Feedback
我们分析了气体的物理性质的环星系介质（CGM）的132银河系（MW）的中央星系在$z=0$从宇宙学磁流体动力学模拟TNG 50，部分的IllustrisTNG项目。CGM气体的性质和丰度在整个样品是不同的，不同的阶段（冷，暖，热），以及中性HI质量和金属质量的分数预算，变化很大。在我们的恒星质量范围内的$10^{10.5} < M_\star / \rm{M}_\odot < 10^{10.9}$，径向配置文件的气体物理性质从$0.15 < R\rm{ / R_{\rm 200c}} < 1.0$揭示了巨大的CGM结构的复杂性，与显着的变化都在固定距离周围的个别星系，并在不同的星系。CGM气体是多相的：密度、温度和熵的分布都是多峰的，而金属丰度和热压分布是单峰的，都是宽的。我们提出的磁场在MW状晕的预测：在更大的距离内晕的$|B|\sim\,1μ$ G的中值场强迅速下降，而磁压占主导地位的热压力只有在$\sim0.2 \times \rm{R_{200c}}$。位里温度气体在$\sim 10^6\,$ K共存的次主导冷，$< 10^5\,$ K组件在近似的压力平衡。最后，CGM的物理性质与银河系恒星形成率密切相关，反过来又取决于超大质量黑洞（SMBH）的反馈。在TNG 50中，我们发现SMBH驱动的动能风产生高速外流（$\gtrsim 500-2000$ km/s），将气体加热到超…
2023-01-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Multi-Element Abundance Measurements from Medium-Resolution Spectra. III. Metallicity Distributions of Milky Way Dwarf Satellite Galaxies
我们提出的金属丰度分布函数（MDFs）的中央区域的八个矮卫星星系的银河系：天炉座，狮子座I和II，雕刻，六分仪，天龙座，犬Venaeiri，和小熊座。我们使用本系列前一篇论文中发表的丰度测量目录。测量是基于铁吸收线的光谱合成。对于每一个周期，我们确定极大似然适合漏盒，预富集，和额外的气体（其中气体供应可用于恒星形成增加之前，它减少到零）的化学演化分析模型。虽然这些模型过于简单，无法详细描述任何星系，但从零金属丰度气体开始的漏盒模型，除了犬座星系外，没有一个星系能很好地拟合。一些星系的MDF，特别是更明亮的星系，强烈倾向于额外气体模型。只有对犬VenaI来说，浓缩前模型的拟合明显好于额外气体模型。我们星系样本中亮度较低的一半的最佳拟合有效产额不超过0.02 Z_sun，表明气体流出在亮度较低的星系的化学演化中是重要的。我们推测，气体流入与流出的重要性之比随星系光度的增加而增加。平均[Fe/H]和金属丰度分布与光度的强相关性支持这一假设。
2013-03-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Angular Momentum in Giant Molecular Clouds. I. The Milky Way
我们提出了一个详细的分析，比较在分子云和原子气体，围绕他们的速度场，以解决梯度的起源。为此，我们提出了分子云和周围原子气体的第一时刻强度加权速度图。这些地图是由莱顿/阿根廷/波恩银河系HI巡天的高分辨率13 CO观测和21厘米观测制作的。我们发现：（1）与每个分子云有关的原子气体具有相当大的速度梯度--这意味着分子云具有比周围HI小1-6倍的比角动量。(iii)最重要的是，在分子和原子气体中的速度梯度位置角通常是分开的-在玫瑰花状分子云的情况下多达130度。这一结果反驳了分子云是由原子气体简单的自上而下坍缩形成的假设。
2011-03-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Fountain-driven gas accretion by the Milky Way
在恒星形成盘星系中，如银河系，为了维持恒星形成速率，必须以~ 1 M_{sun} yr^{-1}的速率吸积新鲜气体。在这项工作中，我们提出了一个新的流体动力学模拟的结果支持的情况下，恒星形成所需的气体是从热日冕，围绕恒星形成盘。特别是，这种热气体的冷却及其在盘上的吸积是由冷的星系喷泉云通过日冕引起的。
2011-10-17 astro-ph.GA
Density PDFs of diffuse gas in the Milky Way
扩散电离气体（DIG）和扩散原子气体的平均密度的概率分布函数（PDF）接近对数正态分布，特别是当<5 degree and |b| >分别考虑|b| 5 °的视线时。我们的研究结果提供了强有力的支持，对数正态密度PDF的存在，在扩散ISM中，与扩散气体中的密度结构的湍流起源一致。
2011-04-13 astro-ph.GA
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
Molecular Gas Morphological Analogues for the Milky Way
The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）；INAF-IAPS（意大利国家天体物理研究所国际天体物理中心）；INAF, Sezione di Lecce（意大利国家天体物理研究所莱切分部）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；Max Planck Institute for Radio Astronomy（马克斯·普朗克射电天文研究所）；University of Kentucky（肯塔基大学）
研究发现银河系及其他星系中分子气体径向分布的凹陷现象具有相似形态特征，且与棒状结构相关，表明大设计螺旋星系的普遍特性。
2026-02-02 astro-ph.GA
The warm-hot gaseous halo of the Milky Way
银河系的环星系区域包含大量处于暖热阶段的气态物质。通过$z=0$ X射线吸收线观测到的这种温热晕的存在是普遍同意的，但它的密度，路径长度和质量是一个有争议的问题。在这里，我详细讨论了为什么不同的调查导致了不同的结果。一个延伸的（超过100千秒差距）和巨大的（超过100亿太阳质量）温暖的热气体晕的存在也得到了其他星系的观测的支持。我简要地讨论了恒定密度的假设，并概述了未来的前景结束。
2012-12-03 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
How does the stellar disk of the Milky Way get its gas?
在化学动力学演化模型中，通常假设银河系是由内而外形成的，这意味着流入到盘上的气体随着银河系中心距离的增加而减少。同样，复制厚盘和隆起的化学丰度之间的差异相对于薄盘，在早期的吸积通量较高的假设。利用从宇宙学模拟中提取的一组类银河星系，我们研究了模拟恒星盘在整个演化过程中气体的吸积。总的来说，我们发现上面概述的图像是成立的，尽管详细的行为取决于银河系的组装历史和星系形成物理学的复杂性。
2018-05-04 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
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
X-ray bubbles in the circumgalactic medium of TNG50 Milky Way- and M31-like galaxies: signposts of supermassive black hole activity
TNG 50宇宙学模拟产生了银河系和仙女座星系的恒星盘上方和下方的环星系气体中的X射线发射气泡、壳和空腔，其形态特征让人想起银河系中的eROSITA和费米气泡。在z=0的TNG 50中检查的198 MW/M31类似物中，有三分之二显示出一个或多个大规模的、连贯的超压气体特征，这些特征撞击到气体晕中。一些星系包括一系列的气泡或不断增加的大小，从几个到几十个kpc。这些在气体压力、X射线发射和气体温度方面是突出的，并且通常在典型的激波马赫数为2-4时表现出尖锐的边界。气泡中的气体以100-1500 km/s的最大（第95 pctl）径向速度流出。TNG 50气泡的膨胀速度高达1000-2000 km/s（约1-2 kpc/Myr），但具有很大的多样性，并且较大的气泡以较慢的速度膨胀。气泡气体的温度为10^6.4-7.2 K，金属丰度为0.5-2太阳能。在TNG 50中，这些气泡是来自星系中心的超大质量黑洞以低爱丁顿比吸积的间歇性、动力性、风状能量注入的表现。根据TNG 50，X射线，可能还有伽马射线，类似于在银河系中观察到的气泡应该是盘状星系在熄灭之前或即将熄灭之前的常见特征。他们应该在当地宇宙的eROSITA的掌握范围内。
2021-10-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
UGC 1378 -- a Milky Way-sized galaxy embedded in a giant low-surface brightness disc
星系中巨大的气体盘和恒星盘的形成和寿命的主要物理过程仍然存在争议。尽管它们很罕见（目前已确认的不到10个），但巨大的低表面亮度（gLSB）盘状星系由于其极端的性质而提供了有趣的见解。我们描述了UGC 1378的观测，包括俄罗斯6米望远镜的深光谱和MMT的Binospec多波段成像。银河系UGC 1378既有高表面亮度，也有一个扩展的低表面亮度圆盘。我们的恒星速度色散数据的高表面亮度，银河系大小，光盘出现不一致，最近的主要合并，一个广泛讨论的形成场景非常广泛的低表面亮度光盘。我们估计恒星形成率（SFR）档案广域红外巡天探测器数据。LSB盘中的SFR表面密度相对于其气体密度较低，与最近的气体吸积一致。我们认为，UGC 1378盘的异常大的尺寸可能是丰富的气体储存（例如宇宙细丝）和隔离环境的产物，这些环境保存了巨大的盘。
2019-08-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Bar-driven Streaming Motions Mimic a Massive Bulge in the Inner Milky Way
本文通过三维流体动力学模拟发现，银河系内部气体旋转曲线的陡峭上升可由棒驱动的非圆周运动解释，终端速度法因此高估中心质量达4倍，无需大质量经典核球。
2025-07-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gas Loss by Ram Pressure Stripping and Internal Feedback From Low Mass Milky Way Satellites
银河系矮卫星的演化受到冲压压力和潮汐剥离的组合以及来自大质量恒星的内部反馈的影响。我们调查气体损失过程中最小的卫星银河系使用三维，高分辨率，理想化的风洞模拟，占气体损失通过冲压压力剥离和驱逐超新星反馈。使用适合于像狮子座T矮星系的初始条件，我们调查是否环境气体剥离和内部反馈可以淬火这些低质量星系的预期时间尺度，短于2 Gyr。我们发现，超新星反馈有助于这些低恒星形成率星系的剥离率可以忽略不计。然而，我们也发现，冲压压力汽提效率低于预期的剥离方案，我们认为。我们的工作表明，虽然冲压压力剥离最终可以完全剥离这些星系，其他物理学很可能在发挥协调我们计算的剥离时间与快速淬火时间尺度推导出的低质量银河系矮星系的观测。我们讨论了额外的物理可能在这种情况下发挥的作用，包括主机卫星潮汐相互作用，核心与尖暗物质配置文件，再电离和卫星预处理。我们的结论是，这些物理一起适当的会计是必要的，以了解低质量的银河系卫星淬火。
2016-05-09 astro-ph.GA
The DREAMS Project: Disentangling the Impact of Halo-to-Halo Variance and Baryonic Feedback on Milky Way Dark Matter Speed Distributions
Princeton University（普林斯顿大学）；Flatiron Institute（西蒙斯平铺研究所）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）；The NSF-Simons AI Institute for Cosmic Origins（NSF-Simons宇宙起源人工智能研究所）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）；University of Chicago（芝加哥大学）；University of Pennsylvania（宾夕法尼亚大学）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；Rutgers, the State University of New Jersey（新泽西州立罗格斯大学）；University of Texas at Austin（得克萨斯大学奥斯汀分校）
DREAMS项目通过模拟揭示银河系暗物质速度分布的不确定性主要由晕间方差主导，并应用于XENON1T实验验证天体物理不确定性与实验结果相当。
2025-12-03 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Absorption and emission line studies of gas in the Milky Way halo
本文对银河系晕中中性气体和电离气体的物理性质和分布进行了系统的研究。除了大型中性中高速云（IVC、HVC）复合体之外，还存在一群部分电离的气态结构，具有低柱密度，具有很大的面积填充因子。这些结构的起源和性质仍在争论之中。我们分析了微波晕气体的物理参数和类星体（QSO）金属吸收线系统在低和高红移的关系。为此，我们将来自EBHIS和GASS巡天的新的HI 21 cm数据与光学类星体吸收线数据相结合，以研究HI密度低于10^19 1/cm ^2时这些气体云在晕中的填充因子和分布。这一研究对于理解星系分子量的演化和星系气体吸积机制具有重要意义。
2010-07-20 astro-ph.GA
On the neutral gas content of nine new Milky Way satellite galaxy candidates
我们使用一个新的，改进的版本的HI帕克斯全天巡天搜索HI发射从九个新的，超微弱的银河系卫星星系候选人最近发现的数据从暗能量调查。没有一个候选者在HI中被探测到，这意味着它们的HI质量的上限通常是几百到几千个太阳质量。由此得到的M_HI / L_V和M_HI / M_star的上限表明，至少有一些新的候选星系是HI不足的。这一发现与位于银河系维里半径内的卫星星系的一般HI不足是一致的，并支持了气体在近星系通道期间被潮汐和冲压压力从卫星中移除的假设。此外，一些天体可能嵌入麦哲伦流的中性和电离气体细丝中，并与之相互作用。
2015-07-14 astro-ph.GA
Cold and Hot gas distribution around the Milky-Way-M31 system in the HESTIA simulations
最近的观测揭示了对星系晕环星系介质（CGM）中的气体储集层的显着见解。在本文中，我们在银河系和仙女座星系类似物附近的气体在HESTIA（高分辨率环境模拟的直接区域）套件的约束本地群（LG）模拟。HESTIA套件包括一组三个高分辨率的基于{ \sc arepo}的LG模拟，使用御夫座星系形成模型运行。在本文中，我们只专注于$z = 0$模拟数据集，并生成模拟天空图以及功率谱分析，以表明离子示踪低温气体（HI和SiIII）的分布与较温暖的气体示踪剂（OVI，OVII和OVIII）相比更具有clusiveness。我们比较的光谱CGM观测M31和低红移星系。HESTIA低估了M31观测的柱密度，但模拟结果与低红移星系的观测结果一致。对这些发现的一个可能的解释是，M31的光谱观测被银河系CGM中的气体污染了。
2022-03-16 astro-ph.GA
Galactic coronae in Milky Way-like galaxies: the role of stellar feedback in gas accretion
本研究通过高分辨率流体动力学N体模拟探究类银河系星系盘与星系冕的气体循环，发现星系冕气体是恒星形成的主要燃料，恒星反馈驱动的星系喷泉与冕气体混合形成正反馈，提升冕气体吸积速率。
2023-06-20 astro-ph.GA
Cosmological gas accretion of Milky Way-type galaxies and the build-up of galactic discs
本研究利用Auriga模拟样本分析银河系型星系恒星盘的组装，通过研究气体净吸积随时间和半径的变化，证实了多数星系遵循由内而外的盘增长模式，且晚期无显著外部扰动时能形成稳定星系盘。
2025-04-03 astro-ph.GA
High-resolution absorption spectroscopy of the circumgalactic medium of the Milky Way
在这篇文章中，我们讨论了高分辨率吸收光谱的重要性，我们的分布和物理性质的气体环绕银河系的介质（CGM）的理解。观测和理论研究表明，在低红移星系的气体运动学和极端的多相性质的CGM的高度复杂性。因此，对银河系气体环境的高精度吸收线测量对于探索局部宇宙中环星系气体的基本参数（如质量、化学成分和空间分布）至关重要。我们简要回顾了银河系CGM的重要特征，并讨论了我们对麦哲伦流多波长观测的最新结果。最后，我们讨论了通过寻找类星体光学光谱中极弱的[FeX] l6374.5和[FeIVX] l5302.9吸收来研究银河系CGM的温热相的可能性。
2013-10-16 astro-ph.GA
The effect of radial gas flows on the chemical evolution of the Milky Way and M31
我们提出了详细的化学演化模型的银河系和M31径向气体流的存在。这些模型详细地遵循几种化学元素（H、He、CNO、$α$元素、Fe峰元素）在空间和时间中的演化。考虑了不同类型超新星对化学富集的贡献。我们发现，一个由内而外形成的磁盘加上径向气体流入的可变速度可以很好地再现所观察到的丰度梯度在两个星系。我们还讨论了其他参数的影响，如在气体密度的恒星形成和恒星形成的效率随银河系半径的变化阈值。此外，我们第一次计算银河系和M31中存在径向气流时的银河系宜居带。其主要作用是增加恒星的数量托管一个可居住的行星相对于模型没有径向流，在该地区的最大概率发生这种情况。在银河系中，拥有可居住行星的恒星的最大数量是在距离银河系中心8 kpc处，径向气体流模型预测的行星数量比经典模型预测的大38%。
2015-02-06 astro-ph.GA
Discovery of a disrupting open cluster far into the Milky Way halo: a recent star formation event in the leading arm of the Magellanic stream?
我们报告发现了一个年轻的（${\rm age} \sim 130~{\rm Myr}$），低质量（$M \sim 1200~{\rm M}_\odot$），贫金属（$[{\rm Fe}/{\rm H}] \sim -1.1$）恒星协会在日心距离$D \approx 29~{\rm kpc}$，把它远远进入银河系晕。在它目前的银河系中心位置$(R, z) \sim (23, 15)~{\rm kpc}$，星协（在天空上）靠近麦哲伦星系发出的气流的前缘，但位于银河系盘另一侧的大麦云（LMC）中心的$\approx 60^\circ$。如果我们假设星系团与HI气体在流中处于同一位置，我们就直接测量到麦哲伦星系流前缘的距离。测得的距离是不一致的流预测从模型的LMC/SMC相互作用和落入银河系不占冲压压力和气体与银河系盘的相互作用。该星团的估计年龄与主臂气体最后一次通过银河系中平面的时间一致，因此我们推测这一恒星形成事件是由其最后一次通过中平面引发的。这个想法的大部分细节仍然是一个谜：麦哲伦流的柱密度很低，银河系盘在这个大半径处的气体密度很低，并且主导臂气体和银河系气体的相对速度很大。无论它是如何形成的，在银河系晕中发现一个年轻的星团为研究提供了一个有趣的机会。这个星系团是单独用盖亚天体测量和测光发现的，但后续的DECam测光对测量它的性质至关重要。
2020-02-05 astro-ph.GA
The dense galactic environments of the Milky Way
恒星的形成发生在稠密的气相中，因此一个简单的稠密气体和恒星形成率的关系已经被提出。随着多波束接收器的出现，新的观测表明偏离线性关系是可能的。此外，不同的致密气体示踪剂也可能会显着改变致密气体质量的测量，从而改变恒星形成率与致密气体质量之间的关系。我们报告了银河系中大质量恒星形成区（DEGAMA）调查的初步结果，该调查观察到银河系中一套特征良好的大质量恒星形成区的致密气体。利用HCO $^{+}$ 1- 0、HCN 1- 0、CS 2- 1的结果图，我们讨论了目前对恒星形成发生的致密气相的理解。
2018-12-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
CO-dark gas and molecular filaments in Milky Way-type galaxies - II: The temperature distribution of the gas
利用AREPO动网格程序模拟了一系列盘星系中CO暗分子氢（H2）的温度分布。在类似于银河系的条件下，我们发现H2在10 - 100 K范围内具有平坦的温度分布。在$T < 30$ K下，气体几乎完全是分子的，并且具有高的CO含量，而在$T > 30$ K下，H2分数跨越更宽的范围，并且CO含量小，允许我们将这两个区域中的气体分别分类为CO-亮和CO-暗。CO暗H2中的平均声速为0.64 km/s，显著低于冷原子气体中的值（1.15 km/s），这意味着CO暗分子相比其原子相更容易受到湍流压缩和引力坍缩的影响。我们进一步表明，CO暗H2的温度是非常敏感的星际辐射场的强度，但在CO亮H2的条件基本保持不变。最后，我们研究的有用性的[CII]和[OI]精细结构线作为示踪剂的CO-暗气体。我们表明，在银河系一样的条件下，从这种气体扩散[CII]发射应该是可检测的。然而，它是这种气体的有问题的示踪剂，因为在发射的亮度和H2表面密度之间仅存在弱相关性。[OI]线的情况甚至更糟，它与H2表面密度没有相关性。
2016-07-27 astro-ph.GA
Gas accretion onto the disc of a simulated Milky Way-mass galaxy
在星系形成和演化的标准范式中，星系的重子成分是由暗物质晕内气体的坍缩和凝聚形成的，后来又由气态物质的持续吸积而成长，既有扩散形式的，也有与其他系统合并的。在第一个阶段的快速和暴力的晕增长，气体解决成旋转支撑的结构，最终导致形成恒星盘。恒星演化并将经过化学处理的气体和能量返回到星际介质，主要是通过II型超新星爆炸。在圆盘区域，宇宙学上的气体吸积与超新星产生的外流结合，影响圆盘的流体动力学和结构特性，并产生垂直和径向的气体流动。在这项工作中，我们使用模拟御夫座项目，一套磁流体动力学，放大宇宙学模拟银河系般的星系，研究气体吸积到光盘的时间和径向依赖性。我们还研究了盘的演化，重点是由内而外的盘形成的情况下，这是化学演化模型的银河系的基本假设之一。
2021-06-11 astro-ph.GA
Three Dimensional Distribution of Atomic Hydrogen in the Milky Way
利用21cm长的LAB巡天数据，导出了一个新的银河系氢原子三维分布模型。再现了气体分布的螺旋臂等全局特征。银河系平面在太阳轨道外弯曲，气体盘的厚度在银河系外耀斑。发现在20 kpc半径范围内氢原子气体的质量为4.3*10^9 M_Sun。
2012-07-26 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
A panoramic view of the Milky Way HI gas
对星系成像以研究几pc尺度的星际介质是困难的。然而，对于银河系两个主要的银河系所有天空HI 21厘米线调查将很快以前所未有的质量提供。我们提出的银河系全天巡天（GASS）与帕克斯64米望远镜获得的南半球的分辨率为15弧分。Effelsberg Bonn HI Survey（EBHIS）将以9 arcmin的分辨率完成对北方天空的调查，我们描述了这个项目。2010/2011年将提供一次综合全天巡天，时间早得足以作为ASKAP的短间隔信息。我们设想一个银河系21厘米线数据库与角秒分辨率的所有赤纬<30度。
2009-10-30 astro-ph.GA
The effect of stellar feedback on a Milky Way-like galaxy and its gaseous halo
本文采用N体+SPH方法模拟了一个类银河系统，该系统是由嵌入在暗物质晕中的热气体辐射冷却而产生的。银河系及其气态晕孤立地演化了10 Gyr，这使我们能够研究内部过程如何影响系统的演化。我们展示了输入超新星反馈能量E $_{\rm SN}$如何影响星系的形态、运动学和演化，并将其性质与银河系进行了比较。不同的E $_{\rm SN}$值对系统的恒星形成历史没有显著影响，但随着反馈的增加，冷气体盘变得更厚，更湍流。我们的主要结果是，对于所考虑的E $_{\rm SN}$的最高值，该星系显示出一个突出的平面外冷气体层（log（T）<4.3），在$10^{19}$ cm $^{-2}$的柱密度下延伸到盘上方几kpc。这种物质的运动学与我们银河系和NGC 891的HI晕推断一致，尽管它的质量较低。此外，热气体（5.3<log（T）<5.7）的位置、运动学和典型柱密度与银河系晕和外星系中O $_{\rm VI}$吸收系统确定的结果非常一致。然而，与观测结果相反，在我们系统的环星系区域，log（T）<5.3的气体是缺乏的。
2015-06-01 astro-ph.GA
On the Hot Gas Content of the Milky Way Halo
银河系似乎缺少重子，因为观测到的恒星和气体的质量远低于宇宙平均值。一种可能性是，银河系的重子中有相当一部分嵌入在一个延伸的百万度热晕中，这一想法得到了对晕中温暖气体云和无气体矮球状卫星的观测的间接支持。X射线观测已经证实，在我们的银河系中，除了局部的热气泡之外，还存在着热气体;然而，它可能分布在一个热的磁盘配置中。此外，最近对X射线约束的研究表明，任何银河系日冕都是微不足道的。在这里，我们重新检查了观测数据，特别是在X射线和无线电波段，以确定是否有可能在~ 10^6 K气体中存在银河系的重子的相当大的一部分。与过去的研究一致，我们发现，重子封闭的晕显然是排除了，如果一个假设，热日冕分布与尖NFW配置文件。然而，如果星系的热日冕是在一个扩展的，低密度的分布，有一个大的中央核心，就像在流体静力平衡的绝热气体所预期的那样，那么它可能包含高达10^11 M_sun的物质，可能解释了所有丢失的银河系重子。我们简要地讨论了一些潜在的途径来区分一个大规模的，扩展的热晕和一个本地的热盘。
2012-11-05 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
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
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
Effect of gas accretion on $α$-element bimodality in Milky Way-mass galaxies in the FIRE-2 simulations
本研究分析FIRE-2模拟中11个银河系质量星系，发现α元素双峰性并非普遍特征，其出现与近期贫金属气体从星系晕周介质吸积有关，并受气体并合及平滑吸积来源影响。
2025-01-21 astro-ph.GA
High-resolution 21-cm observations of low-column density gas clumps in the Milky Way halo
我们研究的低柱密度气体团的性质的基础上的高分辨率21厘米的观测银河系晕。使用干涉数据从WSRT和VLA，我们研究HI发射在低，中，高径向速度沿四条视线对类星体。沿着这些视线，我们以前检测到弱CaII和NaI吸收剂在其光谱。高分辨率HI数据的分析揭示了几个紧凑和冷的中性气体团的存在下，类似于光学吸收的速度。团簇具有窄的HI线宽度，在1.8至13 km/s的范围内，产生70至3700 K的气体动力学温度的上限。中性气体具有低HI柱密度，在5E 18至3E 19 1/cm ^2的范围内。所有团块的角大小都只有几弧分。我们的高分辨率21厘米的观测表明，在我们的光学类星体光谱中看到的许多CaII和NaI吸收剂与低柱密度HI团块在小角度尺度。这表明，在晕中的大质量，高柱密度的中性气体云（常见的21厘米LVC，IVC和HVC）旁边，存在着一个低质量的中性气体结构，在现有的21厘米全天空IVC和HVC调查中，大多数情况下都看不到。估计的热气体压力的检测HI团块是一致的，从理论模型的气体在银河系的内部和外部晕。
2009-07-01 astro-ph.GA
Density and metallicity of the Milky-Way circumgalactic gas
银河系环星系气体的晕延伸到银河系的维里半径，约250 kpc。晕的性质可以从X射线光谱观测和卫星矮星系的冲压压力剥离的研究中推断出来。前一种方法更精确，但其结果主要取决于环星系气体的金属丰度假设;后一种方法不需要这些假设。在这里，从这两种方法的信息相结合，以约束观测的气体金属丰度和密度的函数的银河中心距离。结果表明，在扩展晕的外围，金属丰度降低到Z~0.1Z_Sun时，两种数据是一致的。相应的气体密度分布是相当平坦的，下降为r^{-（0.45.. 0.75）}在大的银河系中心距离r。
2017-02-03 astro-ph.GA astro-ph.HE
On the origin of the $10^7$ K hot emitting gas in the Circumgalactic medium of the Milky Way
本文通过理想化流体动力学模拟提出，银河系环星系介质中约 $10^7$ K 的超维里发射气体源于银盘附近的恒星反馈，并揭示其与维里温气体共同构成持续演化的金属增丰面外盘状结构。
2024-09-30 astro-ph.GA astro-ph.HE
On the scale-height of the molecular gas disc in Milky Way-like galaxies
利用动网格程序Arepo模拟了一个类银河星系，研究了分子气体盘的尺度高度与分子星际介质湍流速度色散之间的关系.我们发现，分子气体的垂直分布可以用高斯函数描述，具有统一的标度高度~50 pc。我们调查是否这个规模的高度是一致的重力和湍流压力之间的流体静力平衡的状态。我们发现，流体静力学预测使用的总湍流速度色散（如一个将测量从千磅级的观测）给出了一个高估的真实分子盘的尺度高度。使用离散的巨大分子云的质心之间的速度色散（云-云速度色散）的流体静力学预测导致更准确的估计。局部增强的引力场提高了分子云内部的速度色散。我们的研究结果表明，分子气体的观测需要达到单个分子云的尺度，以准确地确定分子盘的尺度高度。
2022-06-29 astro-ph.GA
An absorption-selected survey of neutral gas in the Milky Way halo
我们的目标是系统地分析银河系晕中性和轻度电离气体的分布和物理性质，基于一个大的吸收选择的数据集。多波长的研究相结合的光学吸收线数据的钙和碘化钠与后续HI 21厘米发射线观测沿408视线对低和高红移类星体。我们利用UVES/VLT获得的档案光谱。HI数据取自Effelsberg-Bonn HI巡天和银河全天巡天。对于选定的视线，我们获得了更深的后续观察使用Effelsberg 100米望远镜。在中等和高径向速度下的CaII（NaI）晕吸收体存在于40-55%（20-35%）的视线中，这取决于所选择的柱密度阈值。许多晕吸收体显示出多组分吸收线，表明存在亚结构。在65%的病例中，吸收与HI 21-cm发射相关。CaII（NaI）柱密度分布函数遵循幂律，斜率为-2.2（-1.4）。我们的吸收选择的调查证实了我们以前的结果，银河系晕充满了大量的中性气体结构，其高柱密度尾部代表人口的常见HI高速和中速云在21厘米的观测。我们发现，CaII/NaI柱密度比的晕吸收器通常小于那些在银河系盘，在气体中的麦哲伦云，并在阻尼莱曼α系统。小的比率（特别是在高速组件突出）表明一个较低水平的钙耗尽到尘埃颗粒在银河系晕吸收器相比，气体在磁盘和星系的内部区域。
2012-03-26 astro-ph.GA
