On the role of dust in the microwave emission of galactic halos
利用普朗克卫星的微波观测资料，探讨了热尘成分在星系晕旋转中的贡献。多普勒性质的温度不对称性揭示了几个边缘星系在几个微波频率的热尘埃排放的贡献进行了分析。利用两个邻近星系M81和M82的353 GHz、545 GHz和857 GHz三个波段的观测数据，导出了尘埃对星系晕旋转的贡献。然后讨论的背景下，修改后的重力理论提出来描述的暗物质配置上的晕旋转的相关性所揭示的属性。
2019-07-02 astro-ph.GA
Mapping the Galactic Halo with SDSS, LINEAR and PTF RR Lyrae Stars
本文分析了SDSS条纹82区~500颗RR型天琴座星追踪到的星系晕结构和亚结构。这项研究的主要成果是一个二维地图的星系晕，达到100千秒差距的距离和痕迹以前已知的和新的晕子结构，如人马座和双鱼座潮汐流。我们还提出了强有力的直接证据，基于RR天琴座和主序星，晕恒星数密度分布显着陡峭超过30千秒差距从银河系中心。利用一种新的光度测定金属丰度的方法，同时结合RR天琴座和主序星的数据，我们表明，在SDSS条纹82区域的人马座尾流的中值金属丰度为[Fe/H]}=-1.2 +- 0.1 dex。除了这些结果之外，我们还将展示正在进行的星系晕3D地图的工作，该地图是使用~4000颗RR型天琴座恒星的样本构建的，覆盖了8500度^2的北方天空，探测距离太阳30千秒差距。
2011-05-20 astro-ph.GA
The shape of the Galactic halo with $Gaia$ DR2 RR Lyrae. Anatomy of an ancient major merger
我们使用$Gaia$ DR 2 RR天琴座样本来获得银河系恒星晕的不间断视图。我们在平行于银河系圆盘的切片中解剖了可用的体积，以表明在距离银河系中心千秒差距的$\sim30$内，晕是三轴的，最长轴与银河系$x$轴的$\sim70^{\circ}$错位。这个解剖过程暴露了两个大的弥漫性超密度与晕的半长轴对齐：武仙座-天鹰座云和室女座超密度。我们揭示了整个内晕的运动学映射出的振幅和方向的RR天琴座自行车。然后将这些与具有不同各向异性的简单模型进行比较，以证明内晕由高偏心轨道上的恒星主导。我们解释的密度和运动学的$Gaia$ DR 2 RR天琴座的形状的证据，有利于一个场景中，大部分的晕沉积在一个单一的大规模合并事件。
2018-10-15 astro-ph.GA
The connection between the Galactic halo and ancient Dwarf Satellites
我们通过比较银河系的经典和超暗矮球状卫星的[O/Fe]和[Ba/Fe]与[Fe/H]模式与在星系晕恒星中观察到的模式，探讨了银河系的经典和超暗矮球状卫星是星系晕的基石的假设。氧丰度偏离观测到的丰度在星系晕恒星[Fe/H]值大于-2 dex，而它们重叠的金属丰度较低。另一方面，对于[Ba/Fe]比值，在所有[Fe/H]值上的差异都扩大了，这表明晕中的大多数恒星可能是在原地形成的。因此，我们认为[Ba/Fe]比[O/Fe]比是更好的诊断。此外，我们显示了一个丰富的气体与相同的化学丰度的物质喷射和/或剥离从银河系的矮卫星上的化学演化的星系晕的影响。我们发现，由此产生的晕星的化学丰度取决于假设的下降时间尺度，并在气体中存在一个阈值恒星形成。
2017-05-18 astro-ph.GA
A Tilted Dark Halo Origin of the Galactic Disk Warp and Flare
银河系外盘的扭曲与外延难以被既有机制定量解释，本研究提出与恒星晕同向倾斜的暗物质晕可诱发与观测数据一致的盘面扭曲与外延，为银河系嵌于倾斜暗晕提供了证据。
2023-09-13 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
NGC 5466: a unique probe of the Galactic halo shape
恒星流提供了独特的探测银河系的潜力，与较长的流通常提供更清晰的测量。在本文中，我们展示了一个短潮汐流的例子，它对银河系暗物质晕的形状特别敏感：球状星团NGC 5466潮汐流。这条溪流在其西部边缘有一个有趣的偏离。我们发现，这样的偏差有利于一个潜在的扁圆或三轴晕（无论银河系盘的属性和特定的晕参数化选择的合理变化）;球形或长圆形的晕形状可以排除在一个高的置信水平。因此，沿着NGC 5466潮汐流的更广泛的数据集保证了对银河系晕形状的强约束。
2012-04-25 astro-ph.GA
Mixing between High Velocity Clouds and the Galactic Halo
在星系晕中，含金属的星系晕物质在流体动力学相互作用时混合成高速云（HVC）。这种相互作用早在云完全消散之前就开始了，早在它们慢到银河系物质的速度之前就开始了。为了定量估计混合效率和由此产生的金属富集的HVC，我们做了详细的2和3维模拟云ISM相互作用。我们的模拟跟踪流体力学和时间依赖的电离水平。他们假设云最初具有温暖的温度和极低的金属丰度，而周围的介质具有高温，低密度和大量的金属丰度，但我们的模拟可以推广到其他初始金属丰度的选择。在我们的模拟中，云和晕气体之间的混合明显提高了高速物质的金属丰度。我们提出的混合效率和金属富集作为时间的函数的图。
2014-11-18 astro-ph.GA
Neutron Star Mergers as the Origin of r-Process Elements in the Galactic Halo Based on the Sub-halo Clustering Scenario
近年来的流体动力学和核合成研究表明，双中子星（以及黑洞-中子星）系统的双星合并（NSM）是银河系中r过程元素的主要场所。然而，有人指出，估计的中子星双星的长寿命与金属丰度低至[Fe/H]-3的r过程增强晕星的存在是矛盾的。为了解决这个问题，我们假设星系晕是由子晕合并形成的，研究了NSM在早期银河系化学演化中的作用。我们提出了最终恒星总质量在10^4 M_solar和2 x 10^8 M_solar之间的次晕化学演化的简单模型。根据最近的二进制人口合成研究，紧凑型二进制的典型寿命被假定为1亿年（95%的人口）和100万年（5%）。计算得到的子晕和系综的金属丰度分别与观测到的本星系群矮星系的质量-金属丰度关系和星系晕的金属丰度分布相一致。我们发现，如果质量较小的次晕的恒星形成效率较小，r过程丰度比[r/Fe]在[Fe/H] <= -3时开始增加。此外，短寿命（~ 100万年）双星的贡献也解释了亚太阳[r/Fe]值（观测到[Fe/H] < -3时为[Ba/Fe] ~ -1.5）。我们的研究结果表明，NSM可能有一个实质性的贡献，在整个银河系的历史r-过程元素丰度。
2015-04-17 astro-ph.GA
Constraints from Faraday rotation on the magnetic field structure in the Galactic halo
我们研究了银河系外点源的法拉第旋转测度对银河系晕中磁场结构的约束。由外部螺旋星系的射电偏振观测的指导下，我们特别期待的可能性，场线在星系晕有一个X形。我们采用的分析模型的螺旋，可能是X形磁场在以前的文件中推导出的银河系法拉第深度，我们适合的马尔可夫链蒙特卡罗模拟的帮助下，一个观测参考地图的合成全天空地图。我们发现，星系晕中的磁场更可能是双对称的（方位波数，$m = 1$）比轴对称的（$m = 0$）。如果它确实是双对称的，那么从外面看，它在我们银河系的射电偏振图上一定是X形的，但如果它实际上是轴对称的，那么它一定是几乎平行于银河平面的。
2016-11-30 astro-ph.GA
Probing the Galactic halo with RR Lyrae stars $-$ III. The chemical and kinematic properties of the stellar halo
基于$\sim$ 4，300 RR型天琴座恒星的大量光谱样本，通过测量其金属丰度、系统径向速度和距离，详细分析了星系晕的化学和运动学性质。使用这个样本，金属丰度分布函数（Σ）作为$r$和速度各向异性参数$β$配置文件（不同的金属丰度人口）的函数导出的恒星晕。化学和运动学结果都表明，星系晕由两个不同的部分组成，即内晕和外晕。截止半径（$\sim$ 30千秒差距）是类似于以前的恒星晕的密度分布中发现的破裂半径。我们发现，内部的部分是由一个富金属的人口与极端的径向各向异性（$β\sim 0.9$）。这些特征与“{ \it Gaia}-Enceladus-Sausage”（GES）的特征一致，我们认为这种内晕成分主要由这颗古老的合并卫星沉积的恒星组成。我们发现，GES可能有一个轻微的负金属丰度梯度。内晕贫金属粒子具有与外晕相似的各向异性$β\sim 0.5$的长尾结构。外晕的宽度很宽，有几个弱峰，所有金属丰度的$β$值都在0.5左右。
2022-09-16 astro-ph.GA
Our Halo of Ice and Fire: Strong Kinematic Asymmetries in the Galactic Halo
本研究利用H3巡天绘制银河系晕恒星运动学，发现其存在强烈不对称性，吸积与原位星族运动特征差异显著，揭示银晕非球形异质特性，为准确约束银河系引力场及总质量提供新路径。
2024-06-18 astro-ph.GA
Strong Correlation between Galactic HI-to-stellar Mass Ratio And Halo Spin Explored by HI-rich Galaxies
本研究利用半解析方法分析ALFA巡天的富HI星系，发现晕自旋与HI-恒星质量比存在强相关性，揭示了高晕自旋通过降低恒星形成率和减弱反馈以保留气体的星系形成机制。
2025-06-26 astro-ph.GA
Are ancient dwarf satellites the building blocks of the Galactic halo?
根据目前的宇宙学冷暗物质范式，星系晕可能是较小结构组合的结果。在这里，我们探讨的假设，银河系的经典和超微弱的矮球状卫星已经星系晕的积木比较他们的[ $α$ /Fe]和[Ba/Fe]与[Fe/H]模式与观察到的星系晕恒星。$α$元素的[Fe/H]值大于-2 dex时，与观测到的星系晕星丰度有很大的偏差，而金属丰度较低时，它们会重叠。另一方面，对于[Ba/Fe]比值，在所有[Fe/H]值上的差异都扩大了，这表明晕中的大多数恒星可能是在原地形成的。因此，我们认为[Ba/Fe]比值比[ $α$ /Fe]比值更好地诊断。此外，我们第一次考虑了气体的富集的影响，具有相同的化学丰度的物质喷射和/或剥离从银河系的矮卫星上的化学演化的星系晕。我们发现，由此产生的晕星的化学丰度取决于假设的下降时间尺度，并在气体中存在一个阈值恒星形成。特别是，在模型中，晕的下降时间尺度约为0.8 Gyr，再加上恒星形成的表面气体密度阈值（4 $\mathrm{M}_{\odot}\,\mathrm{pc}^{-2}$），以及来自矮球状卫星的富集下降，形成的第一个晕星显示[Fe/H] $>$ -2.4 dex。在这种情况下，为了解释[Fe/H] $<$ -2.4 dex的恒星的[ $α$ /Fe]数据，我们需要在dSph系统中形成的恒星。
2016-03-01 astro-ph.GA
Magnetized galactic halos and velocity lags
我们提出了一个分析模型的磁化星系晕周围的Mestel引力盘。磁场与压力占优的旋转晕气体能量均分（{ \it not}与宇宙射线能量均分），整个系统处于稳态。还探讨了一种更灵活的“各向异性均分”模型。需要一个确定的压力定律来维持平衡，但晕的密度是恒定的。速度/磁系统是无标度的。我们的目标是找到这样的晕旋转速度滞后。磁场不是无力的，因此角动量可以从晕传递到星系际介质。我们发现，“X”形结构观察晕磁场可以得到一个简单的解析公式的速度下降率与高度$z$。该公式还预测了滞后随半径$r$的变化。
2016-03-09 astro-ph.GA
Detecting Triaxiality in the Galactic Dark Matter halo through Stellar Kinematics
假设银河系的暗物质晕为非球形势（即三轴势、长轴势、扁轴势），我们展示了银河系晕的聚集过程，可能仅仅由于暗物质晕的形状而留下了持久的恒星晕运动学化石。与潮汐流相反，与最近的卫星吸积事件有关，这些恒星运动学群通常会表现出不均匀的化学和恒星星族属性。然而，它们可能是由一个单一的吸积事件为某些质量组装的历史。如果这些特殊的运动恒星群的探测得到证实，它们将是宇宙学星系形成场景中预测的黑暗晕三轴性的确凿证据。
2012-10-22 astro-ph.GA
The Hierarchical Structure of Galactic Haloes: Classification and characterisation with Halo-OPTICS
我们建立在排序点识别聚类结构（OPTICS），一个层次聚类算法，众所周知是一个强大的数据挖掘机，以产生光环OPTICS，一个算法，设计用于自动检测和提取任何两个任意大小之间的所有有意义的集群。然后，我们将Halo-OPTICS应用于四个独立的合成银河系类型星系中晕粒子的3D空间位置，对恒星和暗物质结构层次进行分类。通过对Halo-OPTICS输出的可视化，我们将其结构识别与最先进的星系/（子）晕轮发现者VALO-CIRAPTOR进行了比较，发现即使Halo-OPTICS在当前实施中不考虑运动学信息，也有很好的一致性。我们的结论是，Halo OPTICS是一个强大的分层晕发现者，虽然它的测定较低的空间密度的功能，如尾部的流可以提高额外的本地化信息，如粒子运动学和恒星金属丰度纳入其距离度量。
2020-12-09 astro-ph.GA
The Origin of the Hot Gas in the Galactic Halo: Testing Galactic Fountain Models' X-ray Emission
我们测试的X射线发射预测银河系的热晕发射的XMM-牛顿测量银河喷泉模型。这些测量来自110条视线，覆盖了银河系的全部范围。我们发现，磁流体动力学模拟的超新星驱动的星际介质，其特点是从磁盘的热气体流的晕，再现的温度，但显着低估0.5-2.0千电子伏的表面亮度的晕（两个数量级，如果我们比较的中位数预测值和观测值）。这对于有和没有星际磁场的模型版本都是正确的。我们考虑不同的原因模型预测和观察之间的差异。我们发现，考虑到过电离冷却晕等离子体，这可能在原则上提高预测的X射线发射，是不太可能在实践中使预测与观察一致。我们还发现，包括热传导，这将倾向于增加表面亮度的冷热气体之间的界面，将无法克服表面亮度不足。然而，电荷交换排放从这样的接口，不包括在当前的模型，可能是显着的。模型的模糊也可能是由于缺乏宇宙射线驱动，这意味着模型可能低估了从盘到晕的物质数量。此外，一个扩展的热晕的吸积材料可能是重要的，通过提供热电子，可以提高发射的材料驱动出磁盘。需要额外的模型预测来测试这些过程在解释所观察到的晕发射中的相对重要性。
2015-01-02 astro-ph.GA
Disk-Halo interface: The "foot point" of the Galactic Molecular Loops
我们研究了盘晕相互作用，在银河系中心（GC）区域的轨道和巨分子环（GML）的背景下。我们在SiO（J=2-1），HCO $^+$（J=1-0）和H $^{13}$ CO $^+$（J=1-0）的中心kpc区域进行了大尺度观测，在两个分子环的足点上对M+5.3-0.3和M-3.8+0.9两个团簇的区域进行了3 mm线的观测，并对选定的位置进行了观测，以追踪来自晕的气体的吸积
2010-02-03 astro-ph.GA
Mapping the Galactic Halo with blue horizontal branch stars from the 2dF quasar redshift survey
我们使用2 Qz红移巡天中的666颗蓝色水平支（BHB）星绘制了星系晕的四维（位置、距离和速度）图。我们发现，晕延伸到至少100 kpc的银心距离，并服从一个单一的幂律密度分布指数~-2.5在两个不同的方向分开150度的天空。这表明光环是球形的。我们的地图显示没有大的运动学相干结构（流，云或羽），似乎均匀。然而，我们发现，至少有20%的恒星在晕居住在子结构，这些子结构的动态年轻。晕的速度色散分布似乎增加向大半径，而恒星速度分布是非高斯超过60千秒差距。我们认为，外晕由众多的低光度重叠潮汐流从最近吸积物体。
2010-06-30 astro-ph.GA
The Stellar Density Profile of the Distant Galactic Halo
我们使用广泛的重力敏感DDO 51测光超过5100平方度，结合SDSS宽带测光，选择一个目录的$\sim 4,000$巨星覆盖了大部分的高银河纬度天空，并达到$\sim 80$千秒差距的星系晕。这个明亮和无偏的示踪剂样本使我们能够测量恒星晕的径向轮廓和3D结构，以大的距离，以前只能用稀疏的示踪剂或小样本测量。使用人口合成模型再现观测到的巨星光度函数，我们发现，晕保持$r^{-3.5}$配置文件从$30$到$80$ kpc没有截断或急剧突破的迹象在这个范围内。径向轮廓测量在很大程度上是不敏感的个人晕子结构组件，但我们发现，试图测量的形状的晕是压倒了人马座流，使没有椭圆形的形状是一个令人满意的描述在这个地区。这些测量使我们能够开始将银河系与越来越多的外部星系样本联系起来，在这些星系中可以获得类似的晕轮廓测量，目的是进一步将恒星晕的性质与形成它们的吸积历史联系起来。
2016-10-06 astro-ph.GA
Formation of galactic bulges from the cold gas filaments in high-redshift dark matter halos
星系核球的形成过程至今还不十分清楚，尽管已经提出了几种机制。在以前的研究中，我们提出了一种可能性，即星系凸起是由冷气体通过周围的热晕气体流入大质量暗物质晕中形成的。结果表明，这种情况下导致膨胀的总恒星质量比增加与星系的质量，与众所周知的观察到的趋势。我们在这里指出，它也再现了最近的观测结果，即平均恒星年龄的星系质量的增加，而年龄梯度整个隆起减少。我们推断，这一形成路径主要适用于高质量星系，而低质量星系中的凸起有不同的起源，例如来自盘物质的长期形成。
2021-12-03 astro-ph.GA
On the structure of galactic halos and the microwave temperature maps
对几个邻近螺旋边缘星系的普朗克微波温度图的研究揭示了它们晕中多普勒起源的与频率无关的温度不对称性。作为研究得比较详细的星系，以M31为例，利用尘埃辐射模型和暗物质组态的唯象剖面，研究了尘埃成分在这种效应中的贡献。结果与微波温度不对称数据一致，表明尘埃等辐射机制在揭示暗晕参数方面可能有贡献。
2019-03-26 astro-ph.GA
Globular clusters and their contribution to the formation of the Galactic halo
这是一个“有偏见”的评论，因为我将展示最近的证据，通过GC中多个种群的新范例的镜头，看到球状星团（GC）对我们银河系晕的贡献。我将展示几个例子，其中多个种群的化学有助于回答热点问题，包括GC是否对晕圈种群有贡献以及有多少贡献，如果我们有GC-晕圈联系的证据，关于这种贡献的优点和缺点是什么。
2015-10-02 astro-ph.GA
Probing Galactic Halos with Fast Radio Bursts
多重快速射电暴（FRB）在z>0.1星系中的精确定位（<1“）证实了这些神秘源的色散测度（DM）为探测星系周围和星系间弥漫的电离气体提供了新的机会。在这篇手稿中，我们研究了在当前和即将到来的FRB调查中DM观测的暗物质晕（又名晕气）中气体的签名。结合从观测的高速云，OVII吸收，和DM的大麦云与流体静力学模型的晕气体的约束，我们估计，我们的星系晕将有助于${\rm DM}_{\rm MW,halo} \approx 50-80 \rm pc/cm^{-3}$从太阳到200 kpc独立的任何贡献，从银河系ISM。扩展到本地组的分析，我们表明，M31的光环将很容易检测到高样本FRB调查（如CHIME），虽然从一个假定的本地组介质的签名可能会竞争。然后，我们回顾了目前的经验约束晕气体在遥远的星系，并讨论了其DM贡献的影响。我们进一步研究了DM概率分布函数的人口FRB在z >> 0使用更新的晕质量函数和新的模型晕密度分布。最后，我们说明了FRB实验解决重子部分晕通过分析模拟视线通过CASBaH调查的潜力。我们分析的所有代码和数据产品都可以在https://github.com/FRBs上找到。
2019-01-30 astro-ph.GA
Stellar Halo Memory: A New Observable for Galactic Archaeology
Visva-Bharati University（维斯瓦-巴拉蒂大学）
研究利用信息论框架将恒星晕记忆作为银河系考古新可观测量，通过APOGEE数据，借助超额互信息等量化相关信息，构建记忆剖面及诊断量，发现不同记忆可观测量径向演化特点，为星系组装研究提供统一统计框架。
2026-07-14 astro-ph.GA
The Sizes of Globular Clusters as Tracers of Galactic Halo Potentials
我们提出了球状星团的$N$体模拟，探讨了不同星系势对星团大小的影响，$r_h$ .对于不同的银河系中心距离，$R_G$，我们评估如何集群大小的变化时，我们改变维里质量和浓度的宿主星系的暗物质晕。我们发现，GC的大小是由当地的星系质量密度，而不是主星系的维里质量。我们发现，在不太集中的星系的内晕中演化的星系团比在更集中的星系团中演化的星系团要大得多，而在外晕中轨道运行的星系团的大小几乎与浓度无关。在我们的星系模型中加入重子成分并不会对这些结果产生太大的改变，因为它的影响只在非常内部的晕中才显着。我们的模拟表明，有一个$r_h$和$R_G$之间的关系，这系统地依赖于晕的物理参数。因此，在个别星系中观察这种关系可以对暗物质晕特征提出新的观测约束。然而，通过改变晕质量在一个很宽的范围内的$10^{9}\leq M_{vir}/\msun \leq10^{13}$，我们发现，$r_h-R_G$的关系将几乎是独立的晕质量，如果一个假设$M_{vir}$和$c_{vir}$作为两个相关的参数，建议由宇宙学模拟。
2015-12-17 astro-ph.GA
The Coupling of Galactic Dark Matter Halos with Stellar Bars
共振力矩将恒星棒与暗物质晕耦合在一起。在这里，我们使用高分辨率的数值模拟，以证明长期的角动量之间的恒星酒吧和不同方向的暗物质轨道转移。我们表明，酒吧驱动的反转的暗物质轨道方向可以发挥令人惊讶的大作用的酒吧模式的速度的演变。在主要的共旋晕中，暗物质轨道被困在恒星棒中，形成一个平行的暗物质棒。这个暗物质棒的垂直高度是恒星棒的两倍多。在逆行轨道主导的晕中，形成了一个垂直于恒星棒方向的暗物质尾流。这些暗物质过密度为寻找暗物质湮灭或衰变信号提供了一个新的空间。我们预测银河系中有一个与恒星棒对齐的暗物质棒，以及一个暗物质尾流，其近端应该从银河系中心延伸到银河系经度$l \approx 323^\circ$。
2021-05-10 astro-ph.GA
Dependence of Galactic Halo Kinematics on the Adopted Galactic Potential
我们探讨了来自两种常用的银河系势的星系晕运动学性质的差异：St $\ddot{a}$ ckel势和“Galpy”包（MWPotential 2014）中使用的默认类银河系势，利用斯隆数字巡天数据发布12中的可用金属丰度，径向速度和自行的恒星。采用$\ddot{a}$克尔势，我们发现在$Z_{\rm max}$ = 15 kpc和$r_{\rm max}$ = 30 kpc时，金属丰度分布函数的形状和轨道转动分布发生突变（其中$Z_{\rm max}$和$r_{\rm max}$分别是恒星轨道到银河平面和银河中心的最大距离），这表明在这些距离上发生了由内晕恒星星族为主向外晕为主的转变。具有$Z_{\rm max}$ $>$ 15 kpc的恒星表现出$V_{\rm ϕ}$ = $-$ 60 km s $^{-1}$的平均逆行运动，而具有$r_{\rm max}$ $>$ 30 kpc的恒星表现出更大的逆行值，$V_{\rm ϕ}$ = $-$ 150 km s $^{-1}$。这个逆行信号也证实了使用$Gaia$数据发布2获得的径向速度的恒星样本，假设St $\ddot{a}$ ckel势。相比之下，当使用较浅的Galpy势时，仅在$Z_{\rm max}$ = 25 kpc时才发生明显的逆运动变化，并且导出了远不那么极端的逆运动。这种差异的产生是因为在St $\ddot{a}$ CK…
2019-09-25 astro-ph.GA
Magnetized High Velocity Clouds in the Galactic Halo: A New Distance Constraint
在整个银河系的晕中可以观察到不符合银河系旋转的高速气体。这种气体的一个组成部分，HI高速云（HVC），自20世纪60年代发现以来一直引起人们的关注，并且在其起源方面仍然存在争议，主要是由于缺乏可靠的距离估计。最近发现的增强磁场对HVC鼓励我们探索他们的连接到云的演变，运动学和生存，因为他们通过磁化星系晕下降。对于晕磁场的合理模型，大多数下落云看到的是横向的而不是径向的磁力线。我们发现，显着的压缩（从而放大）的环境磁场发生在前面的云和尾部的材料剥离的云。压缩的横向场衰减流体动力学不稳定性。这延迟了云的破坏，尽管不是无限期的。观测到的B-场压缩与云距银道面的距离有关。因此，观测到的旋转测量提供了关于云位置的有用距离信息。
2017-08-23 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 Mass and Absorption Columns of Galactic Gaseous Halos
星系气体晕是星系盘中星际介质的气体储存库，为恒星的形成提供物质。我们开发了一个连接星系盘和气体晕的气体晕模型，假设在磁盘上的恒星形成率是平衡的气体晕的辐射冷却率，包括恒星反馈。除了碰撞电离平衡的单温气体晕外，我们还考虑了光电离效应和稳态冷却模型。光电离对于改变低质量星系和大质量星系外围低密度区的离子分布具有重要意义。多相冷却模型在冷却半径内占主导地位，其中t_cooling=t_Hubble。我们的模型再现了大部分观测到的高电离态离子的星系质量范围很广（即，OVI、OVII、NeVIII、MgX和OVIII）。我们发现，对于质量从3 * 10^10 Msun到6*10^12 Msun的晕，OVI柱密度的范围很窄，约为10^14 cm^-2，这与部分观测研究结果一致，但不是全部。对于晕质量小于~ 3 * 10^11 Msun的星系，光电离产生了大部分的OVI，而对于更大质量的星系，OVI来自于从更高温度冷却的介质。对银河系（银河系）OVII和OVIII的拟合表明了一个气体晕模型，其中金属丰度约为0.55 Zsun，气体晕的最高温度约为1.9 * 10^6 K。这个气体晕模型并没有关闭R200内重子物质的普查。
2018-02-15 astro-ph.GA
Origin of the excess of high-energy retrograde stars in the Galactic halo
我们报道了一组贫金属恒星的非常低的$α$元素丰度，这些恒星具有高轨道能量和在银河系晕中的大逆行运动，最近从金属丰度和运动学角度报道了它们的过剩。我们构建了一个样本的晕星测量丰度和精确的运动学，包括$\sim 880$星与[{{Fe}/{H}}] $<-0.7$，通过交叉匹配银河系考古学数据库的恒星丰度盖亚的第二次数据发布。在能量-角动量空间中有三个区域被选中：最内层的晕、盖亚-土卫二/香肠和高能逆行晕。虽然最内层的晕和盖亚土卫二区域的化学丰度分别与晕中的高和低$α$族群一致，但高能逆行晕中恒星的化学丰度与这两个族群不同;它们的[{X}/{Fe}]，其中X代表Na，Mg和Ca，甚至低于盖亚土卫二。这些丰度，以及它们的低平均金属丰度，提供了一个新的支持的想法，逆行组件是由一个吸积矮星系，具有较长的恒星形成时间尺度和质量小于盖亚土卫二/香肠为主。
2019-03-22 astro-ph.GA
Globular cluster contributions to Galactic halo assembly
我讨论了寻找红巨星在银河系晕轻元素丰度类似于第二代球状星团恒星，并讨论了这样一个人口的影响球状星团形成模型和原位恒星形成和吸积之间的平衡组装的星系晕。
2012-11-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Possible existence of wormholes in the galactic halo region
两个观测结果，密度分布从模拟中进行的$Λ$ CDM方案和所观察到的平坦的银河系旋转曲线，被视为输入的目的是显示的星系晕具有一些需要支持可穿越的虫洞的特性。这一结果应该足以激励科学家在星系晕区域寻找虫洞的观测证据。
2014-02-07 astro-ph.GA gr-qc
Correlating galaxy colour and halo concentration: A tunable Halo Model of galactic conformity
我们扩展的晕占领分布（HOD）框架，以产生模拟星系目录表现出不同程度的“银河一致性”，这已成为一个潜在的强大的探测星系演化的环境影响。我们的模型相关的星系颜色在一个组中的共同的父暗晕的浓度通过“组淬火效率”$ρ$，使老年人，更集中的晕$\textit{at fixed mass}$优先主机红星系。我们发现，对于一个特定的值$ρ$，这1-halo一致性匹配相应的测量组目录的基础上斯隆数字巡天。我们的模拟还显示一致性在大分离孤立的对象，可能是晕组装偏见的印记。然而，一项详细的研究--使用消除了装配偏差的模拟，同时保持1-halo一致性不变--揭示了一个相当微妙的情况。在分离$\lesssim 4$ Mpc，一致性主要是由最大晕主导的1-晕效应，并且是$\textit{not}$组装偏差的稳健指标。只有在非常大的分离（$\gtrsim 8$ Mpc），真正的2-晕一致性，由小晕的组装偏差，明显表现。我们用标准的Halo模型术语解释所有这些趋势。我们的模型打开了大门，参数化HOD分析，自洽占银河系的一致性在所有尺度。
2015-09-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Modeling Galactic Conformity with the Color-Halo Age Relation in the Illustris Simulation
观测调查和星系形成模型之间的比较发现，暗物质晕的质量可以在很大程度上解释星系的恒星质量。然而，它仍然不确定是否额外的环境变量，通常被称为组装偏差，是必要的，以解释其他星系的属性。我们使用的Illustris模拟研究的作用，大会的偏见，在生产银河整合考虑18,000个星系与$M_{stellar}$ > $2 \times 10^9$ $M_{\odot}$。我们发现一个显着的信号，星系的一致性：到距离约10兆秒差距，平均红色部分的星系周围的红星系是高于周围的蓝星系在固定的恒星质量。暗物质晕表现出类似的一致性信号，在固定的晕质量下，早期形成的晕（老晕）的比例在老晕周围比在年轻晕周围高。一个合理的解释是星系晕的一致性信号与星系颜色-晕龄关系的结合：在固定的恒星质量下，特别是朝向低质量的一端，插图座星系的颜色与晕龄相关，最红的星系（通常是卫星星系）优先出现在最老的晕中。事实上，我们可以用一个简单的半经验模型来解释银河系的整合效应，通过基于晕质量（丰度匹配）和基于晕年龄（年龄匹配）分配星系颜色来分配恒星质量。我们调查其他解释的银河一致性，特别是它的依赖于隔离标准和中央卫星信息。关于观察比较，我们得出结论，所采用的选择/隔离标准，投影效应，叠加技术可以有显着的影响，所测得的振幅的一致性信号。
2015-10-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Weighing the Galactic dark matter halo: a lower mass limit from the fastest halo star known
银河系暗物质晕的质量正在进行生动的讨论。最近，Xue et al.（2008，ApJ，684，1143）基于~2400颗蓝色水平分支（BHB）晕星的视线速度分布，将星系晕质量相对于以前的工作向下修正了~2倍。这些观测结果用宇宙学星系形成模拟的统计方法进行了解释，因为只有四个6D相空间坐标被确定。在这里，我们集中在一个密切的调查，从该样本的最高负径向速度的恒星。对于一颗恒星SDSSJ 153935.67 +023909.8（简称J 1539 +0239），我们成功地测量到了一个重要的自行，即获得了完整的相空间信息。我们确认该恒星是一个人口II BHB星从一个独立的定量分析的SDSS光谱-提供了第一个NLTE研究的任何晕BHB星-并重建其三维轨道在银河系的潜力。J1539+0239是迄今为止已知最快的晕星，在其当前位置的银河系静止坐标系速度为694 $^{+300}_{-221}$ km/s（完全不确定性范围，来自蒙特卡罗误差传播）。恒星的极端运动学允许一个显着的下限放在晕质量，以保持它的约束，M_halo $\ge1.7_{-1.1}^{+2.3}\times10^{12}$ Msun。我们的结论是，薛等人的结果往往低估了真实的晕质量，因为他们最可能的质量值与我们的分析一致，仅在4%的水平。然而，我们的结果证实了其他研究，利用完整的相空间信息。
2010-05-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Formation of the cosmic-ray halo: Galactic spectrum of primary cosmic rays
本文提出了一个银河系盘周围的一维宇宙线晕的自洽模型。结果表明，MHD波的湍流级联在晕的形成中不一定起重要作用。相反，随着到磁盘的距离的阿尔芬速度的增加导致一个有效的通用机制的湍流红移，增强CR散射的自生MHD波。其结果是，计算的CR晕在较低的能量的大小是由晕鞘，一个能量依赖的区域周围的磁盘超过CR逃逸成为纯粹的平流。在足够高的能量下，晕圈的大小由电离气体分布的特征厚度决定。计算的银河系质子光谱与观测结果非常吻合，再现了~ 0.6 TeV处的光谱突变位置和~ 10 TeV的光谱形状。
2020-09-18 astro-ph.GA astro-ph.HE
Missing Halo Baryons and Galactic Outflows
我们提出的预测星系晕重子分数的宇宙流体动力学模拟与约束模型的星系外流。如果没有外流，晕包含的重子的宇宙分数大致上是，在高质量时由于热气的压力支持而稍微降低。恒星形成效率很高，并且在低质量时单调增加，与数据不符。随着外流，重子部分在晕中越来越被抑制到较低的质量。一个银河系大小的晕在z=0时，拥有大约60%的重子宇宙分数，所以“失踪”的晕重子大部分已经被疏散，而不是以某种隐藏的形式存在。大晕（>10^13 Mo）包含85%的重子，这解释了星系团中出现的轻微重子缺失问题。通过比较在z=3和z=0的结果，我们发现，大部分的重子去除发生在早期时代在较大的晕，而较小的晕失去重子最近。恒星形成效率在~10^13 Mo的晕中最大，在质量较低时显著下降，这有助于调和观测到的恒星和晕质量函数的亚L * 斜率。这些趋势主要是由差异风循环驱动的，即风物质返回低质量星系比返回高质量星系需要更长的时间。晕的热气含量大多不受外流的影响，这表明外流倾向于吹出空穴并逃逸，而不是将其能量沉积到晕气体中。
2009-01-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Two views of globular cluster stars in the Galactic halo
在Martell & Grebel（2010）中，我们报告了在斯隆数字巡天II/SEGUE光谱数据库中发现的一小部分晕红巨星，2.5%，CN和CH带强度表明球状星团样碳和氮丰度。由于具有不寻常的轻元素丰度的恒星的形成被认为仅限于像球状星团这样的高密度环境，这一结果对团簇形成过程和星系晕的组装历史都有很强的影响。在这里，我们讨论两个努力，以扩大这项工作。
2011-10-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gravitational lensing study of cold dark matter led galactic halo
在这项工作中的时空几何的晕区的旋涡星系考虑到所观察到的平坦的银河系旋转曲线的功能，调用Tully-Fisher关系，并假设存在冷暗物质在星系中。将这样得到的时空作为引力透镜进行引力透镜分析。研究发现，上述时空引力透镜理论可以一致地解释星系-星系弱引力透镜观测和著名的Abell 370星系团的引力透镜观测。
2021-07-14 astro-ph.GA gr-qc
New halo stars of the Galactic globular clusters M3 and M13 in the LAMOST DR1 Catalog
M3和M13是银河系的球状星团，之前有报道称它们周围有恒星晕。我们目前的成员和潮外星系团晕星的潮汐半径内和外的LAMOST数据发布1搜索的结果。我们找到了7个候选的集群成员（潮汐半径内）的M3和M13分别。在M3中，我们还确定了8颗候选的潮外星团晕星，它们的距离可达潮汐半径的9.8倍，在M13中，我们确定了12颗候选的潮外星团晕星，它们的距离可达潮汐半径的13.8倍。这些结果支持以前的迹象表明，M3和M13都被扩展的恒星晕包围，我们发现，GC破坏率对应于观察到的质量损失通常显着高于理论研究预测。
2016-06-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dynamics of galactic disks in the nonaxisymmetric dark halo
本文讨论了淹没在非轴对称暗质量晕中的星系盘动力学的数值模拟结果。利用高分辨率数值流体力学方法（TVD & SPH）和N体模型，对非轴对称暗晕中的星系盘动力学进行了详细的研究.长寿命的双臂螺旋结构产生广泛的参数。螺旋结构是整体的，根据模型参数的不同，螺旋圈数可以是2-3圈。研究了晕和盘参数对螺旋结构形态和运动学的影响。螺旋结构旋转缓慢，角速度呈准周期变化。
2010-07-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
A magnetised Galactic halo from inner Galaxy outflows
本研究通过偏振射电和伽马射线观测，识别出银河系磁晕中的千秒差距尺度结构，其与eROSITA气泡的X射线发射重合，表明它们由银盘恒星形成区驱动的外流共同形成，揭示了星系磁晕与恒星形成活动的关联。
2025-03-27 astro-ph.GA astro-ph.HE
Galactic Warps in Triaxial Halos
我们研究的行为银河磁盘在三轴晕数值和分析，看看是否可以激发和维持翘曲在三轴潜力。我们考虑以下两种情况：1）最初相对于晕的赤道平面倾斜的星系盘（出于教学目的），和2）相对于盘和晕的赤道平面倾斜的暗物质下落。通过对100，000个圆盘粒子在固定的晕势中的数值模拟，我们发现在三轴晕中，扭曲可以像球形或轴对称晕一样被激发和维持，但它们表现出一些振荡行为，如果晕具有类似长轴的三轴性，甚至可以转化为极环系统。晕的非轴对称分量使盘章动，盘内外部分之间的差分章动通常使翘曲的幅度略有减小和波动。我们还发现，在扁圆和扁圆状的三轴晕中，翘曲相对较弱，并且由于这些晕是由宇宙学模拟推断的盘星系的晕配置，我们的结果与大多数观察到的翘曲相当弱的事实是一致的。我们推导出了三轴晕和暗物质环面对盘施加的力矩的近似公式，并利用这些公式成功地描述了盘在模拟中的行为。推导这些公式所使用的技术可应用于具有更复杂结构的真实晕。
2009-03-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmic Rays in the Disk and Halo of Galaxies
本文对宇宙线传播模型进行了综述。结果表明，宇宙线起源理论的发展必然导致这样的结论：宇宙线在银河系中的传播是由有效粒子散射决定的，而有效粒子散射可用空间扩散来描述。银盘被一个扩展的晕圈所包围，宇宙射线在逃逸到星系际空间之前被限制在其中。在很长一段时间里，人们认为来自银河系的宇宙射线对流外流（银河风）是微不足道的。然而，对流体动力学稳定性的研究和对ISM动力学（包括宇宙射线）的分析表明，星系风在盘附近发出，并朝着晕加速，在远离盘的地方达到最大速度。因此对流宇宙线输运在星系晕中应该是重要的。最近对EGRET数据的银河系盘中伽马射线发射率的分析表明，宇宙射线在盘的径向方向上或多或少均匀分布，以及对星系晕中软X射线发射的解释，提供了令人信服的证据，证明在恒星形成星系中存在星系风。
2009-05-19 astro-ph.GA astro-ph.HE
Evidence for a Triaxial Milky Way Dark Matter Halo from the Sagittarius Stellar Tidal Stream
观测人马座矮椭球体（Sgr dSph）的破坏所产生的漫长潮汐流，能够对银河系引力势的形状提供强有力的约束。然而，以前的工作，基于不同的流属性在轴对称银河系模型的建模产生了相互矛盾的结果：虽然角进动的Sgr领先的手臂是最一致的球形或略扁的晕，在这个手臂的恒星的径向速度只再现长晕模型。我们证明，这个明显的悖论可以解决，而不是采用三轴潜力。我们的新的星系晕模型，同时适合所有完善的相空间的限制，从Sgr流，提供了第一个确凿的证据，和试探性的测量，在一个单独的暗物质晕的三轴性。在~ 60 kpc范围内的银河系晕的最佳特征是等速线的短轴/长轴比c/a ~ 0.67，中轴/长轴比b/a ~ 0.83，三轴度参数T ~ 0.56。在这个模型中，暗晕的短轴与连接太阳和银河系中心的银河系X轴重合，在15度以内，而长轴也位于银河系平面内，大约沿着银河系Y轴。
2009-08-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
New detections of embedded clusters in the Galactic halo
直到最近，人们还认为银河系高纬度云是一个非恒星形成的集合。然而，在以前的研究中，我们报告了两个嵌入式集群（EC）远离银河平面（$\sim5$ kpc）的发现。在我们最近的星团目录中，我们提供了额外的高纬度和中纬度星团候选者。这项工作的目的是澄清，如果我们以前的检测星团远离光盘代表只是一个偶发事件，或者如果团簇形成是目前在星系晕的系统现象。我们分析了我们最近的目录中发现的四个集群的性质，并报告发现了三个新的EC异常高的纬度和距离银河系盘中平面。所有这些集群的年龄都小于500万年。高纬度的EC C 932、C 934和C 939似乎与银河系盘下约5千秒差距的云复合体有关，位于本星系臂之下。其他星团位于盘上方，C 1074和C 1100的垂直距离为$\sim3$千秒差距，C 1099的垂直距离为$\sim2$千秒差距，C 1101的垂直距离为$\sim1.8$千秒差距。根据导出的参数，有EC位于盘的下方和上方，这是一个广泛的团簇形成的证据，整个星系晕。因此，这项研究代表了一种范式转变，从某种意义上说，一个不育的光环现在变成了一个正在进行的恒星形成的主体。这些EC的起源和命运仍然是开放的。它们的起源有两种可能性，银河喷泉或坠落。远离圆盘的EC的发现表明，星系晕比以前认为的更活跃地形成恒星，并且由于大多数EC无法在\textit{infant mortality}中幸存下来，因此可能是恒星从…
2016-07-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Characterizing the High-Velocity Stars of RAVE: The Discovery of a Metal-Rich Halo Star Born in the Galactic Disk
我们的目标是表征高速（HiVel）恒星在太阳附近的化学和运动学使用的第四次数据发布的RAVE（RAVE）。我们使用了57个银河系静止坐标系速度大于275 km s $^{-1}$的HiVel恒星样本。利用6D位置和速度信息，我们整合了HiVel恒星的轨道，发现它们平均距离银河平面13 kpc，并且具有与星系晕一致的相对偏心轨道。利用RAVE的恒星参数和[ $α$ /Fe]估计值，我们发现HiVel恒星的金属丰度分布在[M/H] = -1.2 dex处达到峰值，并且与内晕的化学性质相一致。有几个值得注意的例外，包括超高速恒星（HVS）候选者，极高速束缚晕星，以及一颗运动学上与晕一致但化学上与盘一致的恒星。高分辨率的光谱获得了富含金属的HiVel恒星候选者和样本中第二高速度的恒星。利用这些高分辨率的数据，我们报告了一个富含金属的晕星的发现，它很可能是从银河系厚盘动态喷射到晕中的。这一发现有助于解释星系晕中最富金属成分的组合。
2014-12-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Solutions of the Einstein equations for a black hole surrounded by a galactic halo
本文考虑了星系晕中物质分布的各种剖面（如Navarro-Frenk-White，Burkert，Hernquist，Moore，Taylor-Silk等）作为爱因斯坦方程的源项。我们解决这些方程，并找到精确的解决方案，它代表了一个中心黑洞的度量沉浸在一个星系晕。即使在一般情况下的解决方案是数字，非常准确的一般分析度量，其中包括所有特定的模型，被发现在天体物理学相关的制度，当星系的质量是远远小于在晕的特征尺度。
2022-07-12 astro-ph.GA gr-qc hep-th
Bosonic gas as a Galactic Dark Matter Halo
我们详细研究了牛顿体系中自旋为零玻色子的引力束缚多态组态的性质。我们表明，这种配置的属性，特别是它们的稳定性，取决于粒子是如何分布在不同的状态，他们组成。数值技术被用来区分稳定和不稳定的解决方案，并确定最终的配置，他们朝着发展。多态平衡组态可以作为标量场暗物质组成的星系晕的模型，其旋转曲线比单态组态的情况下显得更真实。
2010-08-06 astro-ph.GA gr-qc
Gamma-ray Production in the Extended Halo of the Galaxy and Possible Implications for the Origin of Galactic Cosmic Rays
各种研究都暗示银河系周围存在一个延伸到100 kpc的气体晕。银河宇宙射线（CR）通过扩散或与可能存在的大规模银河风对流传播到晕，可以与其中的气体相互作用，并通过质子-质子碰撞产生伽马射线。我们计算了晕内宇宙线的分布和γ射线通量，并探讨了扩散系数、CR光度、CR谱指数等模型参数对结果的影响。我们发现，目前使用费米大口径望远镜对$\lesssim$ TeV各向同性伽马射线背景的测量已经接近可以对银河宇宙线的性质提供有趣约束的水平（例如，CR光度$L_{CR}\leq 10^{41}$ erg/s）。我们还讨论了费米泡和冰立方中微子起源于宇宙射线与晕中气体的质子-质子碰撞的可能性，以及我们的结果对我们银河系热环星系介质的重子预算的意义。考虑到各向同性的伽马射线背景很可能是由未解决的河外源主导的，未来的望远镜可能会从IGRB中提取更多的单个源，因此在我们考虑的湍流晕存在的情况下，对相关量（如银河宇宙线光度和晕中的重子预算）提出更严格的限制。
2018-12-03 astro-ph.GA astro-ph.HE
Cosmic Rays in Galaxy Halos: Impacts on Galactic Outflows and Baryon Cycling
本文研究星系晕中预先存在的宇宙线对外流的影响，发现宇宙线晕会抑制大规模宇宙线驱动风，并将反馈转向局部循环流，从而影响年轻星系和星暴星系的外流行为。
2025-09-20 astro-ph.GA astro-ph.HE
