Vertical disc heating in Milky Way-sized galaxies in a cosmological context
垂直延伸的高速色散恒星分布似乎是盘星系的一个普遍特征，内部和外部机制都被认为是其形成的主要驱动力。然而，目前还不清楚每种机制能在多大程度上产生这样的分布，这很可能取决于星系的组装历史。为此，我们使用最先进的宇宙磁流体动力学代码\textlcsc{AREPO}对银河系大小的星系进行了16次高分辨率的宇宙变焦模拟，并分析了恒星盘垂直运动学的演化与各种加热机制的关系。我们发现，在大多数情况下，酒吧是占主导地位的加热机制，而螺旋臂，径向迁移，绝热加热中面密度增长都是次主导。最强的源，虽然不如酒吧普遍，起源于外部扰动的质量日志$_{10} (M/\rm M_{\odot}) \gtrsim 10$的卫星/子晕。然而，在许多模拟中，新生恒星粒子的轨道随着时间的推移而变得更冷，这样它们就主导了年龄-速度色散关系和整体垂直盘结构的形状，除非发生强烈的外部扰动。
2016-04-02 astro-ph.GA
Impact of cosmological satellites on the vertical heating of the Milky Way disc
我们提出了一个高分辨率的研究现实的卫星星系的影响，从宇宙学模拟的银河系晕，包括6宝瓶座套房和通过Lactea \rom{2}，对星系盘的动力学提取。利用GalIC程序生成了多组分银河系的初始条件，以保证系统在加入卫星之前处于动力学平衡状态。候选亚晕，接近25\，kpc的主机DM晕的中心，初始质量封闭在潮汐半径，$M_\textrm{tid}$ $\ge$ 10 $^{8} M_{\odot}$ \，=\，0.003 $M_\textrm{disc}$，被确定，插入到我们的高分辨率N体模拟和演变为2 Gyr。我们量化的垂直加热由于这种影响，通过测量磁盘的厚度和垂直速度分散$σ_{z}^{2}$的平方盘。根据我们的分析，加热的强度强烈地依赖于宇宙学模拟的次晕分布的高质量端。对于具有平坦径向剖面的R $>$ 4\，kpc，垂直色散的平均增加为$\sim$ 20\，km $^{2}$ \，s $^{-2}$ \，Gyr $^{-1}$，而不包括Aq-F2结果，平均加热为$<$ 12\，km $^{2}$ \，s $^{-2}$ \，Gyr $^{-1}$，相当于太阳邻域观测到的垂直加热率的28\%和17\%。考虑到平均值周围的统计离散度，我们错过了观察到的加热速率超过3个$σ$。在所有7个模拟的情况下，我们观察到外盘的盘高度普遍扩张。
2016-04-05 astro-ph.GA
The formation history of the Milky Way disc with high-resolution cosmological simulations
我们从观测的角度分析了一个类似银河系的星系的形成历史和运动学，从一个高分辨率的放大宇宙学模拟中，我们将其与盖亚DR 2所看到的银河系进行比较，以更好地了解银河系薄盘和厚盘的起源和演化。用GADGET-3 TreePM+SPH程序，采用多相粒子积分器（MUPPI）模型进行了宇宙学模拟。我们解开复杂的重叠恒星世代上升，从自上而下和由内而外形成的星系盘。我们调查宇宙学签名的相空间的单年龄人口和突出功能源于过去和最近的动力学扰动。在模拟中，我们确定了一颗恒星质量为$1.2 \times 10^9$ M $_\odot$的卫星，即当时恒星质量比$Δ\sim 5.5$ %，在$z \sim 1.6$处吸积，这类似于产生银河系厚盘的盖亚-香肠-土卫二合并，我们在$Δ\sim 6$发现了两颗恒星质量分别为$8.8 \times 10^8$ M $_\odot$和$5.1 \times 10^8$ M $_\odot$的合并卫星，它们相互关联恒星形成史上的一次强烈的星暴，这似乎与最近在太阳附近发现的相当相似。我们的研究结果强调，对同时代恒星星族运动学的详细研究，通过当前和未来的盖亚数据发布并与模拟协同，是解开银河系圆盘形成和演化的基础。
2021-02-04 astro-ph.GA
Can cosmological simulations capture the diverse satellite populations of observed Milky Way analogues?
最近出现的对当地银河系“类似物”及其卫星群的深入观测调查使我们能够将银河系置于更广泛的宇宙学背景下，并在小尺度上测试星系形成的模型。在本研究中，我们使用基于LCDM的ARTEMIS宇宙流体动力学模拟套件，其中包含45个银河系模拟宿主晕，以比较观测到的卫星光度函数，径向分布函数和丰度标度关系，从最近的本地体积和SAGA观测调查，除了银河系和M31。我们发现，与以前的一些说法相反，基于LCDM的模拟可以成功地同时捕获的平均趋势和多样性，在观测到的光度和径向分布函数的银河系类似物一旦重要的观测选择标准的因素。此外，我们表明，在固定的晕质量，模拟卫星径向分布的浓度部分地由底层的光滑暗物质晕，虽然随机性，由于有限数量的卫星是主要的驱动程序在固定的晕质量的卫星的径向分布的散射。
2021-05-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
SF-R You Sure? The Conflicting Role of Star Formation Rates in Constraining the Evolution of Milky Way Analogues in Cosmological Simulations
本研究利用EAGLE和IllustrisTNG模拟探讨银河系类似星系（MWAs）的演化，发现现今恒星质量可作为独立选择参数，而恒星形成率的严格约束会导致高红移选择效率低及冒名顶替污染。
2025-08-13 astro-ph.GA
Diffuse coronae in cosmological simulations of Milky Way-sized galaxies
我们调查的性质晕气体使用三个宇宙学的“放大”模拟现实的银河系星系类似物与不同的次网格物理。在所有三种情况下，热（$T > 10^6$ K）晕气体的质量是宿主维里质量的$\sim 1\%$。其中两次运行的X射线光度与银河系的观测结果一致，而第三次模拟是X射线明亮的，更像一个非常巨大的恒星形成螺旋。热晕从银河系中心延伸到140 kpc，并被延伸到维里半径的温热（$T = 10^5 - 10^6$ K）气体泡包围。模拟的晕在20-30 kpc之外与Miller & Bregman（2013）基于OVII吸收和OVIII发射测量的$β$模型完全一致。暖--热的和热的气体贡献了总气体库的$80\%$，并且包含与恒星成分几乎相同数量的重子。暖热和热成分的质量落在$L^*$星系估计的范围内。随着银河系日冕密度的关键观测约束得到满足，我们表明，无处不在的温暖，热重子的隐藏，随着喷出的只是$20-30 \%$的扩散气体的位阱超新星驱动的外流，可以解决“失踪重子问题”。在3维里半径范围内的重子分数是普适值的$90\%$。扩散日冕的特征密度为$\sim 10^{-4}$ cm $^{-3}$，密度为$50-80$ kpc，满足矮星系卫星气藏快速、完全的冲压压力剥离的要求。
2016-01-15 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
Predicting the locations of possible long-lived low-mass first stars: Importance of satellite dwarf galaxies
到目前为止，对无金属恒星的搜索一直不成功，这证明如果有第一代幸存的恒星，它们是罕见的，它们已经被污染了，或者我们一直在错误的地方寻找。为了预测星族~III（Pop~III）幸存者的可能位置，我们半解析地模拟了类银河系星系及其环境的早期恒星形成。我们的模型基于高分辨率暗物质模拟套件\textit{Caterpillar}的合并树。辐射和化学反馈的考虑自洽，基于晕的空间分布。我们的研究结果与今天在银河系中未检测到Pop III幸存者的情况一致。我们发现，可能幸存的第三星族恒星在银河系卫星中比在主银河系中更常见。特别是，低质量的银河系卫星包含的Pop~III恒星比银河系大得多。这些邻近的低质量银河系卫星是未来寻找Pop~III幸存者的有希望的目标，特别是对于高分辨率，高信噪比的光谱观测。我们提供了所有已知的银河系卫星在红巨星分支阶段发现Pop~III幸存者的概率，以指导未来的观测。
2017-09-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Phase spirals in cosmological simulations of Milky Way-size galaxies
本文研究了银河系尺度的高分辨率流体动力学宇宙学模拟GARROTXA中银盘的垂直扰动。在这种类型的模拟中，我们第一次在圆盘的恒星粒子的垂直投影$Z- V_{Z}$中检测到相位螺旋。在最近的盖亚数据中发现了类似的结构，它们的起源仍在研究中。在我们的模型中，相空间中的螺旋状结构存在于整个圆盘的广泛的时间和位置。通过解释恒星星族的演化混合，我们观察到，如数据所示，相螺旋在中间恒星粒子的范围内观察得更好。我们用傅立叶分解测量螺旋的强度，发现这些结构在卫星近心点附近显得更强。目前的动力学模型的相位螺旋考虑一个单一的扰动需要的质量至少为10 $^{10}$ M $_\odot$的顺序，但我们的三个卫星的顺序$\sim$ 10 $^8$ M $_\odot$的质量。我们认为，还有其他机制在发挥作用，自然出现在我们的模型，如气体的物理，集体效应的多个微扰，和一个动态的冷人口不断更新的恒星形成补充碰撞隔离N体模型与使用完全宇宙学模拟有足够的分辨率可以提供新的见解的性质/起源的相位螺旋。
2022-06-23 astro-ph.GA
Cosmological simulations of Milky Way-sized galaxies
我们介绍了一套新的八银河系大小的宇宙学模拟使用AMR代码ART +流体力学在LCDM宇宙学。这组放大模拟涵盖了现今0.83-1.56 x 10^12 msun范围内的维里质量，并使用我们简单但有效的确定性恒星形成（SF）和"爆炸性“恒星反馈处方进行。这项工作的重点是显示模拟的银河系大小的星系的“场”集的优点。我们的结果如下。(a)我们模拟的星系的圆速度曲线几乎是平的。(b)具有显著盘成分的星系，其V_max、半径、SF率、气体分数和比角动量值与晚型星系的观测结果一致。(C)两个最球状主导的星系形成于具有晚期活跃合并历史的晕中，但其他也以球状主导结束的运行从未发生过重大合并。(d)我们的模拟与经验恒星晕质量相关性是一致的，而那些以盘为主的恒星，主要沿着这种相关性的低质量分支演化。(e)此外，自过去的6.5-10 Gyr，重子/恒星和晕质量增长的历史是成比例的。(f)在Rvir中，约有25-50%的重子被遗漏。(g)z ~ 0气体速度色散曲线sigma_z（r）几乎是平坦的，可以用恒星注入的动能来解释。(h)sigma_z的平均值在较高的红移处增加，大致遵循SF历史的形状。
2016-07-27 astro-ph.GA
Reproducing the CO-to-H$_2$ conversion factor in cosmological simulations of Milky Way-mass galaxies
我们在FIRE-2宇宙学放大模拟中提出了红移为零的银河系质量星系CO（1-0）发射模型。我们计算的分子丰度后处理的模拟与平衡化学求解器，同时占本地源的影响，并确定紧急CO（1-0）排放使用线辐射转移代码。我们发现，结果强烈依赖于假设的屏蔽长度，在我们的模型中设置的入射紫外辐射场的衰减。在这些模拟的分辨率下，通常使用的屏蔽长度选择，例如Jeans长度，导致在给定的H $_2$丰度下CO丰度太高。我们发现，一个模型的屏蔽长度的分布，其中有一个在冷气体（$T < 300$ K）为CO和H $_{2}$的$\sim 3$ pc的屏蔽长度的中位数，是能够重现观测到的CO（1-0）的光度和推断CO到H $_{2}$转换因子在一个给定的恒星形成率与观测相比。我们认为，这个短的屏蔽长度可以被认为是一个亚网格模型，它控制着穿透巨大分子云的辐射量。
2020-09-28 astro-ph.GA
Kinematic Signatures in the Stellar Halo from Cosmological Encounters between the Milky Way and its Clouds
University of Pennsylvania（宾夕法尼亚大学）；Institute for Astronomy, University of Hawai‘i（夏威夷大学天体物理研究所）；University of Washington（华盛顿大学）；Boston University（波士顿大学）；Carnegie Observatories（卡内基观测站）；California Institute of Technology（加州理工学院）
研究通过模拟揭示银河系与大麦哲伦星云的宇宙学碰撞如何在银河系晕中产生速度不对称性，利用球谐分解确认其特征并区分偶极子与四极子信号。
2026-02-03 astro-ph.GA
Dynamical evolution of Milky Way globular clusters on the cosmological timescale I. Mass loss and interaction with the nuclear star cluster
基于Gaia DR3重构银河系球状星团轨道，利用phi-GPU代码在类银河系时变势场中模拟六个与核星团相互作用的星团，发现它们在八十亿年间损失80%初始质量，仅NGC 6642曾为核星团提供恒星来源。
2024-06-27 astro-ph.GA
Formation, vertex deviation and age of the Milky Way's bulge: input from a cosmological simulation with a late-forming bar
我们提出了m12 m的晚期演化，这是FIRE项目中一个类似银河系的星系的宇宙学模拟。模拟在红移z = 0.2之后形成条形。我们表明，该模型的演变表现出典型的运动分馏的行为，酒吧较弱的老年人口，一个X形跟踪的年轻，金属丰富的人口和一个突出的X形的边缘上的平均金属丰度图。由于棒在m12 m形成较晚，在10 Gyr（z = 0.34）之后形成的恒星严重污染了凸起，其污染程度高于银河系高纬度地区的观测结果，这意味着它的棒不可能在m12 m形成那么晚。我们还研究了该模型的速度椭球的顶点偏差作为恒星金属丰度和年龄的函数在等效的巴德窗口。杆的形成导致非零顶点偏差。我们发现富含金属的恒星有一个很大的顶点偏差（~ 40度），对于贫金属的恒星来说，这一点可以忽略不计，尽管在细节上没有匹配，但在银河系中也发现了这种趋势。我们表明，顶点偏差也随恒星年龄而变化，是大的恒星年龄为9 Gyr，而13 Gyr老恒星的顶点偏差可以忽略不计。当我们排除已经吸积的恒星时，顶点偏差没有显着变化，表明观察到的顶点偏差随金属丰度的变化不一定是由于吸积人口。
2019-04-09 astro-ph.GA
Cosmological predictions for minor axis stellar density profiles in the inner regions of Milky Way-mass galaxies
本研究利用FIRE-2和Auriga模拟发现，银河系质量星系内部短轴恒星密度呈指数盘加幂律分布，且与暗物质分布强相关，与吸积历史无关。
2025-02-28 astro-ph.GA
Predicting Infall Time of Milky-Way Satellites via Machine Learning
School of Space Research, Kyung Hee University（庆熙大学宇宙研究学院）；Department of Astronomy & Space Science, Kyung Hee University（庆熙大学天文学与宇宙科学系）
本文利用LightGBM算法通过机器学习预测银河系卫星的并入时间，采用τ₉₀、[Fe/H]和M*作为输入特征，实现了较高的预测精度并验证了早期并入对卫星熄灭过程的重要性。
2025-12-09 astro-ph.GA
Zoomed cosmological simulations of Milky Way sized halos in f(R)-gravity
在Hu & Sawicki的f（R）模型下，我们用MG-GADGET程序对宝瓶座星系团的7个暗物质晕进行了宇宙学变焦模拟，研究了f（R）修正引力对银河系大小的暗物质晕内部性质的影响.此外，我们计算理想的NFW晕，以及在我们的宇宙学模拟的第五力，并将它们与分析模型预测的第五力内的球形物体。我们发现，这些理论预测相匹配的理想晕的力量非常好，而它们的适用性是有限的现实宇宙学晕。我们的模拟表明，f（R）引力显着影响银河系大小的物体的暗物质密度分布以及它们的圆周速度。在未屏蔽区域，速度分散增加高达40%，相对于LCDM可行的f（R）模型。这一差异比以前的作品中报道的要大。太阳圈在$f_{R0} = -10^{-6}$模型中被完全屏蔽，银河系大小的晕，而这个位置对于质量稍小的物体是不屏蔽的。在我们有限的晕样本大小的范围内，我们没有发现一个明确的依赖于$f_{R0}$的暗物质晕的浓度参数。
2016-08-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Calibrating Milky Way dust extinction using cosmological sources
我们限制了银河系尘埃的消光特性。我们研究了从红外数据推断的尘埃柱密度与在宇宙学距离上观测到的天体颜色之间的相关性，这些天体具有低水平的色散。利用类星体、最亮的中心星系和亮红星系的颜色得到的结果基本一致，表明红化E（B-V）=A_B-A_V和尘埃柱密度D^T（以兆焦耳/sr为单位）之间的比例常数p=E（B-V）/D^T=0.02，红化参数R_V=A_V/E（B-V）=3，分数不确定度约为10%。这些数据没有提供任何证据表明尘埃性质的空间变化，除了在最长的光学波长下尘埃消光性质的散射的可能暗示。
2013-01-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
How well can we unravel the accreted constituents of the Milky Way stellar halo? A test on cosmological hydrodynamical simulations
Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉各拉纳大学）；Astrophysics Research Institute, Liverpool John Moores University（利物浦约翰摩尔斯大学天体物理研究所）
本文评估了检测银河系摄取碎片的方法有效性，发现其在识别近期摄取事件碎片方面有效，但对较早事件效果有限，并存在污染和人工检测问题。
2025-04-14 astro-ph.GA
Predicting gravitational wave signals from BPASS White Dwarf Binary and Black Hole Binary populations of a Milky Way-like galaxy model for LISA
本文结合BPASS双星星族合成与FIRE星系模型，预测LISA在类银河系中可探测的致密双星数量，并与BSE结果对比，揭示星族预测对物理假设的高度敏感性，同时生成模拟LISA信号以辅助数据处理方法开发。
2024-10-22 astro-ph.GA
The Galaxy Progenitors of Stellar Streams around Milky Way-mass Galaxies in the FIRE Cosmological Simulations
恒星流记录了其宿主星系的吸积历史。我们在$z=0$的FIRE-2套件中对13个银河系（MW）质量星系进行了宇宙学模拟，其中包括7个孤立的银河系质量系统和6个类似MW-M31对的主机（完整数据集：https：//flathub.flatironinstitute.org/sapfire）。总的来说，我们确定了106模拟恒星流，与孤立和配对环境之间的流和质量的祖先没有显着差异。我们解决模拟流的恒星质量范围从$\sim 5\times10^5$到$\sim 10^{9} M_\odot$，类似于MW中孤儿和人马座流之间的质量范围。我们确认，目前的模拟卫星星系是很好的代理恒星流的祖先，具有类似的属性，包括他们的恒星质量函数，速度色散，[Fe/H]和[ $α$ /H]的演变轨迹，相对于银盘平面的轨道分布。每一个祖先的生命都有几个重要的时间尺度：它的坠落，恒星形成的淬灭，以及恒星流的形成时间。我们发现，这些时间尺度的顺序是不同的恒星质量高于和低于$\sim 2\times10^6 M_\odot$的祖先。最后，我们表明，控制相混合的速度，因此衰落，潮汐流从卫星星系在MW质量主机的主要因素是非绝热演化的主机潜力。其他因素通常用于预测相混合的时间尺度，如祖质量和轨道圆度，显示几乎没有相关性的流成为相混合所需的动力学时间的数量。
2021-04-19 astro-ph.GA
Milky Way simulations: the Galaxy, its stellar halo and its satellites - insights from a hybrid cosmological approach
我们的“家星系”-银河系-是一个相当大的螺旋星系，是本地宇宙中最常见的形态类的原型。虽然它只是一个星系，但它是唯一一个可以被详细研究的星系：对于银河系和本星系群的一些成员，可以获得大量关于其恒星年龄和化学丰度的观测数据。在未来几年里，通过正在进行的和计划中的光谱和天体测量调查，预计将获得更多的信息，为星系形成的现代理论提供一个独特的基准。在这篇评论中，我将总结最近的结果，我们的银河系的形成，它的恒星晕，和它的卫星星系。我将特别关注在星系形成的混合模型框架中获得的结果，并参考本期中基于流体动力学模拟的研究的其他评论。
2012-04-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
The observable properties of galaxy accretion events in Milky Way-like galaxies in the FIRE-2 cosmological simulations
在$Λ$ -宇宙的冷暗物质模型中，星系的形成部分是通过吸积卫星系统。以前的工作已经建立了对银河系恒星晕中包含的这些过程的签名的理解。这项工作使用FIRE-2宇宙学模拟的\textit{Latte}套件中的七个类似银河系的星系重新审视了这张照片。这些模拟的分辨率允许从以上的卫星的贡献比较M $_{*}$ $\gtrsim$ 10 $\times$ $^{7}$ M $_{\odot}$，使可观察到的属性中断卫星在一个完全自洽和宇宙学的背景下进行分析。我们的研究结果表明，吸积的时间和恒星质量的吸积卫星的基本参数，在伙伴关系决定由此产生的空间分布，轨道能量，和[ $α$ /Fe]-[Fe/H]组成的恒星碎片的合并$at$ $present$ $day$。这些参数也决定了吸积星系在$z=0$的动力学状态，导致预期的恒星晕（R $_{\mathrm{GC}}$ $\lesssim$ 30千秒差距）的内部区域应该包含充分的相混合碎片从低质量和高质量的卫星。此外，我们发现，一个显着的比例较低的质量卫星吸积在早期的沉积物碎片外晕（R $_{\mathrm{GC}}$ $>$ 50千秒差距），是$not$充分相位混合，表明它们可以被确定在运动学调查。我们的研究结果表明，随着未来的调查越来越能够映射我们银河系的外晕，他们可能会揭示长期死亡的矮星系的残余物，其对应物太暗而无法在更高的红移调查中看到PDM…
2022-11-10 astro-ph.GA
Cosmological insights into the assembly of the radial and compact stellar halo of the Milky Way
最近使用盖亚DR 2的研究已经确定了银河系（MW）历史上的一次大规模合并，其碎片明显是径向和反向旋转的。这一事件被称为盖亚-土卫二/盖亚-香肠（GE/GS），也被假设为建造了大部分的内恒星晕。我们使用宇宙学流体动力学模拟Illustris的背景下，星系组装$Λ$ CDM中的合并。从$\sim$ 150 MW类似物中，$\sim 80 \%$经历了至少一次与GE/GS相似质量和下落时间的合并。在这个样本中，有37个碎片与GE/GS一样呈放射状，我们称之为古代放射状合并（ARM）。反向旋转在ARM中并不罕见，$43 \%$在反向旋转轨道上有$>40 \%$碎片。然而，GE/GS碎片的紧凑性推断，鉴于其大$β$和其实质性的贡献，恒星晕，更难以重现。ARM碎片的中位半径为r $_{*,deb}\simeq 45$ kpc，而GE/GS被认为大部分包含在$r\sim 30$ kpc内。对于大多数MW类似物，需要一些合并来建立内部恒星晕，ARM碎片只占内部吸积恒星的$\sim 12 \%$。令人鼓舞的是，我们发现一个ARM，既紧凑，占主导地位的内部光环的中央，使我们最好的GE/GS模拟。有趣的是，这次合并在外晕中沉积了大量的恒星（M $_*\simeq1.5 \times 10^9 M_\odot$），这表明GE/GS中可能有一个未被发现的部分等待被发现。
2020-03-06 astro-ph.GA
Stirring Things Up: Bar-induced substructures in the stellar halo of a cosmological Milky Way analogue
University of Durham（杜伦大学）；Carleton College（卡尔顿学院）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）；Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理学研究所）
利用高分辨率宇宙学磁流体动力学zoom-in模拟，研究银河系类似体中恒星棒如何通过共振在恒星晕的能量-角动量空间产生显著子结构（“脊”），并发现这些子结构具有不同于周围相空间的金属丰度，提示在搜寻吸积子结构时需谨慎区分内禀扰动。
2026-01-20 astro-ph.GA
The aluminium-26 distribution in a cosmological simulation of a Milky Way-type Galaxy
通过宇宙学化学动力学模拟，研究铝-26在银河系类型星系中的分布，发现高铝-26含量气体具有高视线速度，与观测一致，但模拟旋转速度偏高。
2025-04-24 astro-ph.GA
Gas infall and radial transport in cosmological simulations of Milky Way-mass disks
观测表明，在大型盘状星系中，需要持续的气体供应来维持观测到的恒星形成速率。为了促进恒星的形成，气体必须到达这些星系的内部区域。尽管它对星系演化至关重要，但气体如何以及在何处加入星系在观测上受到很大限制，很少在完全的宇宙学模拟中探索。为了研究星系附近的气体吸积，我们分析了4个银河系质量星系（Mhalo ~ 10 E12太阳质量）的FIRE-2宇宙学放大模拟，着重于宇宙线物理模拟。我们发现，在z~0，气体接近磁盘的角动量类似的气体盘边缘和低径向速度，堆积在边缘附近，并解决到充分的旋转支持。吸积气体主要以较小但非零的垂直速度分量平行于盘移动，并主要在外围加入盘，而不是“下雨”到盘上。一旦在盘中，气体轨迹是复杂的，由螺旋臂引起的振荡和反馈主导。然而，时间和方位角的平均值显示出明显但缓慢的净径向下沉，传输速度为1-3 km/s，通过盘的净质量通量为每年一个太阳质量，与星系的恒星形成率相当，并随着气体下沉到恒星形成中而向星系中心递减。在没有宇宙射线的模拟中，这些速率略高（1-7 km/s，每年约4-5个太阳质量）。我们发现我们的结果与观测约束的总体一致性，并讨论了未来观测星系内和星系周围的气体流动的前景。
2022-08-18 astro-ph.GA
The Milky Way system in LCDM cosmological simulations
我们应用半解析的星系形成模型对两个高分辨率的宇宙学N体模型进行了模拟，以研究银河系的类似物。我们选择这些根据观察到的银河系的性质，而不是晕质量在大多数以前的工作。对于恒星质量为（5--7）x 10 d10 Msun的盘状中央星系，主晕质量的中位数为1.4 x 10 d12 Msun，1 σ色散范围为[0.86，3.1] x 10 d12 Msun，与银河系晕质量的动力学测量结果一致。对于任何给定的晕质量，拥有银河系的可能性都很低，在质量约为10 d12 Msun的晕中，最大可能性约为20%。该模型再现了银河系亮卫星（MV < -9）的V波段光度函数和径向轮廓。星系形成在低质量的晕被发现是高度随机的，导致在一个非常大的分散之间的关系MV（或恒星质量）的卫星和深度的晕下的位井，他们住，作为测量的最大旋转曲线，Vmax。我们的结论是，“太大而不能倒”的问题是在N体模拟中根据晕下特性选择卫星的人为因素：在10%的情况下，我们发现三个或更少的最亮（或最大质量）卫星的Vmax > 30 km/s。我们的模型预测，大约有一半的暗物质subhaloes与Vmax > 20公里/秒的主机卫星比MV = -9昏暗，因此可能是从现有的调查失踪。
2015-03-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galactic r-process enrichment by neutron star mergers in cosmological simulations of a Milky Way-mass galaxy
我们量化的恒星丰度的中子丰富的r-过程核在宇宙学放大模拟银河系质量的星系在现实环境中的反馈项目。该星系富含r过程元素的双星中子星（NS）合并和铁和其他金属的超新星。这些计算包括关键的流体动力学混合过程不存在于标准的半分析化学演化模型，如银河风和流体动力学流动与结构形成。我们探讨了一系列模型的速率和延迟时间的NS合并，旨在大致括号中的广泛的模型符合当前的观测限制。我们表明，NS合并可以产生[r-过程/Fe]丰度比和分散，出现合理的观测约束一致。在低金属丰度下，[Fe/H]<-2，我们预测有一个很宽的恒星r过程丰度比范围，包括太阳上和太阳下的丰度。低金属丰度恒星或在r过程丰度比中异常的恒星，平均而言，形成于高红移，并位于大的银河系中心半径。由于NS合并是罕见的，我们的结果是不完全收敛的分辨率，特别是在低金属丰度。然而，NS合并的不确定率和延迟时间分布引入了不确定性的r-过程的丰度相比，由于有限的数值分辨率。总的来说，我们的研究结果是一致的NS合并是宇宙中大多数r-过程核的来源。
2014-11-13 astro-ph.GA
Cosmological gas accretion history onto the stellar discs of Milky Way-like galaxies in the Auriga simulations -- (II) The inside-out growth of discs
本研究利用Auriga项目的宇宙学磁流体模拟，分析类银河系恒星盘的气体吸积与恒星形成的关联，证实多数星系盘由内向外增长，且吸积率演化与化学演化模型的常用方案整体相似但存在局部差异。
2024-04-10 astro-ph.GA
On the Convergence of the Milky Way and M31 Kinematics from Cosmological Simulations
银河系（MW）和M31（本星系群中的主要星系）的运动学可以用来估计本星系群的总质量。关于M31自行的新结果最近被用来改进这一估计。这些结果是基于运动学先验，有时使用宇宙学N体模拟进行指导和评估。然而，模拟LG类似物的运动学特性可能会有偏差，由于有效的功率谱截断引起的小尺寸的父模拟。在这里，我们探讨的依赖LG运动学的模拟框的大小，认为宇宙学模拟需要一个框的大小为1 Gpc的顺序，以索赔收敛的LG运动学性质。使用足够大的模拟，我们发现M31相对于MW的切向和径向速度分别在$v_{\mathrm {tan}}=105^{+94}_{-59} $ km/s和$v_{\mathrm {rad}}=-108^{+68}_{-81}$ km/s的范围内。这项研究强调，LG运动学来自N体模拟必须仔细解释考虑到父模拟的大小。
2022-09-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Milky Way accretion history compared to cosmological simulations -- from bulge to dwarf galaxy infall
本文利用Gaia运动学数据推算银河系矮卫星与早期吸积星系的束缚能，并与宇宙学模拟比较，揭示多数矮星系吸积时间晚于50–80亿年且部分模拟子晕过热。
2024-12-01 astro-ph.GA gr-qc
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
Stars behind bars II: A cosmological formation scenario for the Milky Way's central stellar structure
银河系内千秒差距内的恒星星族具有复杂的运动学和化学结构。这些结构的起源和演变仍在争论中。在这里，我们研究了一个完整的宇宙学流体动力学模拟的盘星系，再现MW的内部千秒差距的关键属性的中心区域：它有一个四方形的形态，并显示出与观测一致的整体旋转和色散曲线。我们使用恒星运动学的聚类算法，以确定一些离散的运动学组件：一个高，低自旋磁盘，恒星晕和两个凸起组件;一个快速旋转和一个缓慢旋转。我们专注于两个凸起组件，并表明，缓慢旋转的一个是球对称的，而快速旋转的组件显示了一个盒子/花生形态。虽然这两个凸起的组成部分是运动学离散的人口在今天，他们都是在类似的时间尺度上形成的，从磁盘的材料。我们发现，具有较低的初始出生角动量的恒星粒子（最有可能是厚盘星）最终出现在缓慢旋转的低自旋凸起中，而具有较高出生角动量的恒星（最有可能是薄盘星）则出现在高自旋凸起中。这有一个重要的后果，即一个球状形态的隆起人口并不一定表明合并的起源。事实上，我们发现在核球部分中只有$\sim2.3$ \%的恒星是由早期吸积矮星系带来的离位星，这些离位星是最古老和最贫金属的恒星，它们的轨道高度径向，离盘有很大的垂直偏移。
2019-03-17 astro-ph.GA
Cosmological Hydrodynamic Simulations of Preferential Accretion in the SMBH of Milky Way Size Galaxies
使用一个新的，高分辨率的宇宙流体动力学模拟银河系型（MW型）星系，我们探讨了如何合并丰富的组装历史影响的质量预算的中央超大质量黑洞（SMBH）。我们研究了一个MW质量晕在目前的时代，其演变的特点是由几个主要的合并隔离合并历史的重要性黑洞吸积。本研究是Bellovary et. 2013年，分析了高质量、高红移星系及其中心黑洞的吸积，发现中心黑洞的气体含量反映了宿主星系晕吸积的东西。在这项研究中，我们发现，合并丰富的星系将有一个中央SMBH优先合并气体喂养。此外，我们发现近30 $\%$的吸积质量预算的SMBH进入星系通过在其历史上的两个主要的合并，这可能是增加合并气体燃料SMBH。通过调查的角动量的气体进入主机和SMBH，我们确定合并气体进入星系的角动量较低的平滑吸积相比，部分占优先加油见证SMBH。此外，合并的存在，特别是主要合并，也有助于将低角动量气体更容易地汇集到星系中心。我们的研究结果表明，星系合并中起着重要的作用，在饲料的SMBH MW型星系合并丰富的历史。我们的研究结果表明，星系合并中起着重要的作用，在饲料的SMBH MW型星系合并丰富的历史。
2018-06-05 astro-ph.GA
Chemodynamics of barred galaxies in cosmological simulations: On the Milky Way's quiescent merger history and in-situ bulge
我们探讨的化学动力学性质的样本中的棒星系的御夫座磁流体动力学宇宙放大模拟，形成盒状/花生（b/p）的凸起，并比较这些银河系（MW）。我们发现，御夫座星系最好的再现恒星星族的MW核球的化学动力学特性有静态合并的历史，因为红移$z\sim3.5$：他们的最后一次重大合并发生在$t_{\rm lookback}>12\,\rm Gyrs$，而随后的合并有一个恒星的质量比为$\leq$ 1：20，这表明最近提出的盖亚香肠/土卫二合并的质量比的几个百分点的上限。这些御夫座MW类似物在b/p区域（$<1\%$）有一个可以忽略不计的异位星，扁平，厚盘状的金属贫乏的恒星星族。在所有具有b/p的御夫座星系的中心区域，异位恒星的平均比例为3%，明显低于那些没有b/p或bar的星系。虽然这些棒星系的中心区域包含最古老的恒星，但它们也有年龄小于5 Gyrs（>30%）的恒星，并呈现X形的年龄和丰度分布。检查我们样本中的圆盘，我们发现在某些情况下，在棒周围形成一个恒星形成环，这改变了星系内部区域的金属丰度。在圆盘的更远处，棒引起的共振导致$V_ϕ-r$平面中的富含金属的脊--其中最长的脊是由于外林德布拉德共振。我们的研究结果表明，银河系有一个不寻常的安静的合并历史，这导致了一个基本上原位隆起，并突出了酒吧可以对周围的磁盘的显着影响。
2020-04-20 astro-ph.GA
Synthetic Gaia surveys from the FIRE cosmological simulations of Milky Way-mass galaxies
随着盖亚数据发布2，天文学界正在进入一个对银河系进行多维调查的新时代。我们银河系的这种新相空间观点需要新的工具来比较观测结果和宇宙学背景下银河系质量的模拟，以测试暗物质和星系形成的物理学。我们提出ananke，一个框架，用于生成合成相空间调查从高分辨率重子模拟，并使用它来生成一套合成调查类似盖亚DR 2的数据结构，震级限制，和观测误差。我们使用三个宇宙学模拟牛奶路质量星系从Latte套件的反馈在现实环境（火）项目，其功能自洽集群的恒星形成致密的分子云和薄恒星/气体盘在现场宇宙学晕卫星矮星系和恒星晕。我们从每个模拟中选择三个太阳视角来生成九个合成的类盖亚调查。我们通过假设每个恒星粒子（质量为7070 $M_{\odot}$）代表一个单一的恒星星族来对合成恒星进行采样。在每一个观点，我们计算尘埃消光模拟气体金属丰度分布和应用一个简单的误差模型，以产生一个合成的盖亚类调查，包括观测属性和指针生成的恒星粒子。我们在$z = 0$为每个模拟星系提供完整的模拟快照。我们描述了数据访问点、数据模型和未来升级的计划。这些综合调查为科学界测试分析方法和解释盖亚数据提供了工具。
2020-03-19 astro-ph.GA astro-ph.IM
Determining orbits for the Milky Way's dwarfs
我们计算银河系矮星系的轨道与自行，并比较这些subhalo轨道在高分辨率的宇宙学模拟。我们使用的模拟数据来评估如何以及轨道可能会恢复在面对测量误差，随时间变化的三轴引力势，和卫星卫星之间的相互作用。对于目前的测量不确定度，我们将远心r_a和近心r_p恢复到~ 40%。利用盖亚卫星的改进数据，我们应该能够将r_a和r_p分别恢复到~ 14%。然而，在几个轨道上恢复卫星的3D位置和轨道相位更具挑战性。这主要是由于非球形的潜在的和卫星的相互作用，在集团的影响。动力摩擦、卫星质量损失和主晕质量演化对不确定性的影响较小。我们将我们的技术应用于9个银河系矮星观测自行。我们表明，它们的平均远心点低于我们的宇宙学模拟中最大质量的subhalos的平均值，但与z=10之前形成的最大质量的subhalos一致。这进一步支持了银河系的矮星在再电离之前形成的观点。
2010-01-11 astro-ph.GA
Wandering Supermassive Black Holes in Milky Way Mass Halos
我们提出了一个自洽的预测，从大规模的宇宙学模拟人口的“流浪”超大质量黑洞（SMBHs）的质量大于$10^6$ M $_{\odot}$长寿命，kpc尺度轨道内银河系（MW）质量星系。我们从Romulus 25宇宙学模拟（Tremmel et al. 2017）中提取了MW质量晕的样本，该样本能够独特地捕获星系合并期间和之后SMBH的轨道演化。我们预测，这样的晕，无论最近的合并历史或形态，主机的平均$5.1 \pm 3.3$ SMBH，包括他们的中央黑洞，在10 kpc的银河系中心和平均$12.2 \pm 8.4$ SMBH总维里半径内，不计算那些在卫星晕。游荡的SMBH存在于它们的宿主星系中几个Gyrs，通常在早期宇宙中被它们的宿主晕吸积。我们发现，与$>4σ$的意义，流浪SMBH优先发现星系盘外。
2018-04-23 astro-ph.GA
VINTERGATAN-GM: The cosmological imprints of early mergers on Milky-Way-mass galaxies
我们提出了一套新的宇宙学放大流体动力学（$\approx 20\, \mathrm{pc}$空间分辨率）模拟银河质量星系研究如何变化的质量比盖亚香肠土卫二（GSE）的祖先影响的$z=0$化学动力学晕星。使用遗传修饰的方法，我们创建五个宇宙学历史的银河系质量暗物质晕（$M_{200} \approx 10^{12} \, M_\mathrm{\odot}$），逐步增加恒星质量比的$z\approx2$合并从1：25到1：2，同时固定星系的最终动力学，恒星质量和大尺度环境。我们发现，在$z=0$的这种变化在早期的历史，随着越来越多的合并，导致越来越紧凑和膨胀为主的星系显着不同的形态。尽管这种结构的多样性，所有的星系都表现出径向偏置人口的内晕恒星像银河的GSE，令人惊讶的是，有一个类似的大小，年龄，$\rm [Fe/H]$和$\rm [α/Fe]$分布是否$z\approx2$合并是更小或更大。这是因为一个较小的异地人口在$z\approx2$是由一个较大的人口形成的合并驱动的星爆，其贡献的GES可以随时间动态增长，与两个人口强烈重叠的$\rm [Fe/H]-\rm [α/Fe]$平面。我们的研究表明，多个高红移的历史可以导致类似的$z=0$化学动力学特征的晕，强调需要额外的限制来区分它们，并考虑到祖细胞的全光谱时，解释$z=0$数据重建我们的银河系的过去的重要性。
2023-03-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Environmental Dependence of Satellite Planarity and Orbital-Pole Coherence around Milky Way Analogues in a Hydrodynamical Cosmological Simulation
Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；Department of Physics, School of Physics and Electronics, Hunan Normal University（湖南师范大学物理科学与电子学院）；Purple Mountain Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院紫金山天文台）；Institute of Astronomy, School of physics, Zhejiang University（浙江大学物理学院天体物理研究所）；Institute of Astronomy and Physics, Inner Mongolia University（内蒙古大学天文与物理学院）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）
通过TNG300-1模拟对比类银河系卫星构型，发现宇宙网环境未显著增加类银河系卫星配置出现概率，其特殊组合源于各向异性吸积
2026-10-14 astro-ph.GA
Coupling between stellar and HI lopsidedness in Milky Way-type galaxies from the Auriga Superstars cosmological simulations
Universidad de La Serena（拉塞雷纳大学）；Universität Zürich（苏黎世大学）；Durham University（杜伦大学）；Liverpool John Moores University（利物浦约翰摩尔斯大学）；Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；Cardiff University（卡迪夫大学）
研究通过Auriga Superstars模拟分析银河系类星系中恒星与中性氢的不规则性耦合，揭示其与盘演化、气体吸积和环境相互作用的关系。
2026-04-29 astro-ph.GA
The effects of AGN feedback on the structural and dynamical properties of Milky Way-mass galaxies in cosmological simulations
来自活动星系核（AGN）的反馈已经成为大多数大质量星系演化的基本过程。然而，它对银河系（MW）质量系统的影响仍然相对未被探索。在这项工作中，我们使用御夫座模拟探测活动星系核反馈对星系的动力学和结构特性的影响，重点是酒吧，凸起和光盘。我们分析了三个星系-两个强和一个unbarred/弱barred -使用三种设置：（i）基准御夫座模型，其中包括无线电和类星体模式反馈，（ii）没有无线电模式的设置，和（iii）一个既没有无线电也没有类星体模式。当移除无线电模式时，环星系介质中的气体冷却得更有效，随后沉降在一个扩展的圆盘中，对内部圆盘的影响很小。与以前的研究相反，我们发现，虽然类星体模式的去除导致更多的质量中心组件，这些是在光盘的形式，而不是球状凸起。因此，没有类星体模式反馈的星系更重子占主导地位，从而更容易形成更强和更短的酒吧，这揭示了AGN反馈的弹射性质和酒吧强度之间的反相关。因此，我们报告的AGN反馈（即喷射或预防）的效果可以显着改变MW类星系的动力学性质。因此，观测到的MW质量星系的动力学和结构特性可以作为额外的约束条件，用于校准AGN反馈模型的效率。
2022-05-11 astro-ph.GA
Milky Way globular clusters on cosmological timescales. II. Interaction with the Galactic centre
本研究利用phi-GPU和IllustrisTNG-100势模拟147个球状星团10 Gyr轨道，量化其与银心近距交会频率，并指出仅靠周期性恒星捕获难以解释核星团质量，需考虑早期星团完全潮汐瓦解。
2023-04-05 astro-ph.GA
The Ancient Egyptian Cosmological Vignette: First Visual Evidence of the Milky Way and Trends in Coffin Depictions of the Sky Goddess Nut
本文通过分析555个棺椁元素检验古埃及天空女神Nut代表银河系的假设，发现Nesitaudjatakhet外棺上的独特黑线是银河系的视觉证据，表明银河系与Nut相关但非同义，并揭示了古埃及人对白昼天空的偏好及Nut形象的演变。
2025-04-30 astro-ph.GA physics.hist-ph physics.pop-ph
The globular cluster system of the Milky Way: accretion in a cosmological context
我们研究了银河系的球状星团（GC）的空间分布中的平面排列的意义。我们发现，当分离的水平分支形态和金属丰度的基础上，最外的典型的年轻晕GC样品（在银河系中心半径超过10千秒差距）表现出各向异性的分布，可以等同于一个平面（24 +/- 4）千秒差距厚（rms）和倾斜8度+/- 5度的银河系盘的极轴。为了量化这个平面的重要性，我们确定了各向同性分布复制蒙特卡罗试验中观察到的分布的时间分数。在10 kpc的银河中心半径外，该平面在>95%的水平上保持显著性，在此半径内，空间分布明显各向同性。相比之下，10 kpc以外的旧晕样本的空间分布与各向同性分布很好地匹配。年轻晕球状星团的外表面与银河系的卫星星系的外表面在方向上是不可区分的。模拟显示，当周围大尺度结构的细丝进入银河系的势能时，卫星的平面排列可能会出现。因此，我们认为我们的结果是外部年轻晕球状星团人口吸积起源的直接观测证据。这一结论证实了众多的证据线，同样表明了一个吸积的起源，这组集群从推断集群的属性。
2011-09-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Exploring the Milky Way Circumgalactic Medium in a Cosmological Context with a Semi-Analytic Model
我们将星系形成和演化的Santa-Cruz半解析模型（SAM）与Faerman等人（2020）提出的环星系介质（CGM）模型相结合，探索了$L^{*}$星系的CGM性质。我们使用SAM产生的样本的星系晕质量类似于银河系（MW）晕，$M_{\rm vir} \approx 10^{12}~{\rm M_{sun}}$，并发现CGM质量和平均金属丰度的样本相关。我们使用CGM质量和SAM星系的金属丰度作为FSM 20模型的输入，并改变非热支持的量。在我们的模型中的密度分布可以近似的幂律函数的斜率范围内的$0.75 < a_n < 1.25$，更高的非热压力导致更平坦的分布。我们探讨了气体压力，分散措施，OVI-OVIII柱密度，和冷却速率的气体分布和总质量的行为。我们发现，CGM质量低于$\sim 3 \times 10^{10}~{\rm M_{sun}}$，光电离有显着的影响，柱密度的OVI和OVIII。不同MW CGM观测结果的组合有利于在热压、磁场/宇宙射线和湍流支持方面具有相似分数的模型，以及具有$M_{\rm gas} \sim 3-10 \times 10^{10}~{\rm M_{sun}}$的模型。MW OVI色谱柱需要$t_{\rm cool}/t_{\rm dyn} \sim 4$，与气体分布无关。SAM中AGN喷流驱动的加热速率足以抵消CGM冷却，尽管恒星形成星…
2021-07-05 astro-ph.GA
Orbits of massive satellite galaxies: II. Bayesian Estimates of the Milky Way and Andromeda masses using high precision astrometry and cosmological simulations
像哈勃太空望远镜和盖亚这样的太空天文台正在提供卫星星系前所未有的6D相位空间信息。这种测量可以揭示本星系群的结构和组装历史，但需要改进统计方法才能有效地利用它们。在这里，我们说明了这样一种方法，使用类似物的本地集团的两个最大的卫星星系，大麦云（LMC）和三角座（M33），从插图暗物质的宇宙学模拟。我们使用一个贝叶斯推断计划相结合的位置，速度和特定的轨道角动量（j）的LMC/M33与重要性采样的模拟类似物计算银河系（MW）和仙女座（M31）晕质量的后验估计。我们得出结论，由此产生的主机晕质量更容易受到偏见时，使用测量的当前位置和速度的卫星，特别是当卫星在其轨道的短寿命阶段（即在近心点）。相反，卫星的j值随着时间的推移而保持良好，并对主机质量提供更可靠的约束。使用LMC（M33）的j推断MW（M31）的维里质量为$\rm M_{vir, MW}=1.02^{+0.77}_{-0.55}\times10^{12}\; M_{\odot}$（$\rm M_{vir, M31}=1.37^{+1.39}_{-0.75}\times10^{12}\; M_{\odot}$）。选择j值与先前（< 3 Gyr ago）M33与M31的近距离相遇（< 100 kpc）的传统图像一致的模拟类似物，导致M31（$\rm\sim\!10^{12}\; M_{\odot}$）的维里质量非常低。这支持了Pat…
2017-03-16 astro-ph.GA
The Milky Way in context: The formation of galactic discs and chemical sequences from a cosmological perspective
Universitat de Barcelona（巴塞罗那大学）；Observatoire de Paris, Université PSL, Sorbonne Université, Université Paris Cité, CY Cergy Paris Université, CNRS（巴黎天文台，PSL大学，索邦大学，巴黎西岱大学，CY塞尔吉巴黎大学，法国国家科学研究中心）；Kavli IPMU (WPI), UTIAS, The University of Tokyo（东京大学 Kavli宇宙粒子与宇宙学研究所（WPI），UTIAS）；Max Planck Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理研究所）；Astrophysics Research Institute, Liverpool John Moores University（利物浦约翰摩尔斯大学天体物理研究所）
从宇宙学视角研究银河系盘中双峰α化学的形成机制及其与并合事件的关系
2025-12-17 astro-ph.GA
Warps and waves in the stellar discs of the Auriga cosmological simulations
最近的研究揭示了银河系圆盘垂直结构的振荡不对称性。在这里，我们分析了16个高分辨率，完全宇宙学模拟的个别银河系大小的星系的演化，进行了MHD代码AREPO。在红移为零时，我们的星系盘中大约有$70\%$显示出强烈的垂直模式，振幅可以超过2千秒差距。其中一半是典型的“整数符号”扭曲。其余的是类似于银河系中观察到的振荡。因此，预计这种结构将是常见的。伴随的平均垂直运动可达30 km/s。冷盘气体通常遵循恒星中看到的垂直模式。这些微扰有各种各样的原因：与卫星的近距离相遇，大质量物体的远距离飞越，来自晕陷或合并的错位冷气体的吸积。潮汐引起的垂直模式可以在年轻和年老的恒星星族，而那些起源于冷气体吸积主要是在年轻的人口。具有规则或最多弱扰动圆盘的Galerkin通常（但不总是）不受最近与大质量同伴的相互作用的影响，尽管我们有一种情况，即平衡致密圆盘在合并后重新形成。
2016-11-15 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
Cosmological gas accretion history onto the stellar discs of Milky Way-like galaxies in the Auriga simulations -- (I) Temporal dependency
我们使用的30模拟御夫座项目估计的时间依赖性的流入，流出和净吸积率到银河系类星系盘。所有星系的净吸积率在早期都是相似的，迅速增加到$\sim 10~\mathrm{M}_\odot \, \mathrm{yr}^{-1}$。然而，经过$\sim 6~\mathrm{Gyr}$的演化之后，净吸积率是不同的：在大多数星系中，这些吸积率表现出类似指数的衰减，但有些系统反而呈现出增加或近似恒定的水平直到现在。一个指数拟合的净吸积率平均超过MW类似物产生典型的衰变时间尺度的$7.2~\mathrm{Gyr}$。对流入和流出速率的时间演化及其与盘中恒星形成速率（SFR）的关系的分析证实了这些量之间的密切联系。首先，流入$/$流出比保持近似恒定，具有$\dot{M}_\mathrm{out}/ \dot{M}_\mathrm{in} \sim 0.75$的典型值，表明流出中涉及的气体质量比流入中涉及的气体质量低25%的量级。对于SFR $/$流入速率比，发现了类似的行为，其典型值在0.1和0.3之间，并且对于流出速率$/$ SFR，其在范围$3.5$ - $5.5$内变化。我们的研究结果表明，连续流入是关键的SFR水平在盘星系，恒星形成活动和随后的反馈盘是能够产生质量加载的星系风在盘晕界面。
2022-10-06 astro-ph.GA
Milky Way's Thick and Thin disk: Is there distinct thick disk?
这篇文章是基于我们在592 WE-Heraeus研讨会上关于银河系模型的讨论会，重建银河系的历史：光谱调查，天体地震学和化学动力学模型。讨论的重点是以下问题：“是否存在不同的厚盘和薄盘？".这个问题的答案取决于人们对薄磁盘和厚磁盘所采用的定义。这次讨论的参与者一致认为银河系中至少有两种不同类型的圆盘。然而，关于如何最好地定义这两种类型的圆盘（化学上、运动学上、几何上或年龄上？）仍然存在重要的悬而未决的问题。不同的圆盘的起源是什么，这个问题仍然悬而未决。这次会议强调的未来银河系调查应该有助于我们回答这些问题。近一个小时的辩论涉及该领域的研究人员，代表不同的建模方法（银河系模型，如TRILEGAL，贝桑松和银河系，化学演化模型，扩展分布函数方法，宇宙学背景下的化学动力学，以及自洽的宇宙学模拟），说明了拥有所有这些并行方法的重要性。所有的方法都有其优点和缺点（也讨论过），不同的方法对于解决特定的问题是有用的，这些问题可能有助于我们回答上面更一般的问题。
2016-08-04 astro-ph.GA
Determining the full satellite population of a Milky Way-mass halo in a highly resolved cosmological hydrodynamic simulation
我们在一个非常高分辨率的磁流体力学宇宙学放大模拟（重子质量分辨率$m_b =$ 800 $\rm M_{\odot}$）中研究了银河系质量晕的卫星星系群的形成。我们表明，中央恒星形成星系的性质，如径向恒星表面密度分布和恒星形成历史，是：i）强大的随机变化与所谓的“蝴蝶星云”;和ii）以及收敛超过3.5个数量级的质量分辨率。我们发现，有大约五倍的卫星星系在这个高分辨率相比，标准（$m_b\sim 10^{4-5}\, \rm M_{\odot}$）分辨率模拟相同的系统。这主要是因为2/3的高分辨率卫星不是以标准分辨率形成的。小部分（1/6）卫星以高分辨率形式出现，并以标准分辨率破裂;这些物体优先是中低偏心率轨道上的低质量卫星，碰撞参量$\lesssim 30$ kpc。因此，卫星的径向分布在更高的分辨率下变得更加集中，与最近对银河系质量晕周围卫星的观测结果更加一致。最后，我们表明，我们的星系形成模型成功地形成了超暗星系，并再现了恒星的速度色散，半光半径，和$V$带光度观测银河系和本群矮星系在6个数量级的亮度（$10^3$ - $10^{9}$ $\rm L_{\odot}$）。
2021-09-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
