Extracting interstellar diffuse absorption bands from cool star spectra: Application to bulge clump giants in Baade's window
星际漫射带通常是从热星光谱中提取的，因为它们具有光滑连续谱的特征。它对可用目标的数量进行了严格的限制，并减少了对IS问题的潜在研究和对云映射的选择的使用。我们发展了一种新的自动拟合方法，适用于具有恒星大气参数的冷星光谱中的星际吸收。我们将此方法应用于红团簇星核球的高分辨率VLT FLAMES/GIRAFFE光谱中三个DIB的提取。结合所有恒星合成光谱、HITRAN-LBLRTM大气透射光谱和漫射带经验吸收剖面，确定了219颗目标星的6196、6204和6284 A DIB强度，并讨论了不确定性的来源。为了测试的DIB提取的灵敏度，我们相互比较的三个结果，并比较的DIB等效宽度与来自一个独立的消光图的基础上OGLE光度数据的变红。恒星、大气和星际混合模型可以很好地再现大多数恒星的光谱。对于宽而强的6284 A DIB，EW的测量不确定度较小，约为10- 15%。正如预期的那样，两个狭窄和较弱的DIB上的Underwear较大，并且发现从一个目标到另一个目标的变化很大。它们强烈地依赖于恒星的径向速度。三个频带之间的DIB-DIB相关性表明提取了有意义的信号。对于6284和6204 A DIB，等效宽度（EW）的恒星间变化也反映了OGLE消光图的特征。
2012-11-07 astro-ph.GA astro-ph.IM
Resonant Orbits and the High Velocity Peaks Towards the Bulge
我们使用Molloy等人（2015）最近介绍的方法，从一个很好地代表银河系的N体棒中提取共振轨道。通过将酒吧分解成其组成轨道家庭，我们表明，他们是密切相关的密度的方块花生形状。我们强调的印记，仅仅是由于对银河系中心的运动景观共振轨道。共振轨道显示出具有明显的运动学特征，并且可以用于解释在APOGEE调试数据中看到的冷速度峰值（Nidever等人，2012年）。我们表明，高速度峰值是一个自然的结果，在2：1轨道家庭的恒星的运动和其他高阶共振的恒星可以有助于峰值。峰的位置随杆角而变化，并且默认假设观察到的峰是由于2：1族，我们发现高速峰的位置对应于10 < theta_bar < 25（deg）范围内的杆角。然而，关于山峰性质的一些重要问题仍然存在，例如它们在凸起的其他调查中明显缺失，以及北部和南部等效场之间的对称性偏差。我们表明，在较高纬度的调查中没有一个峰值可能是由于在这些纬度的酒吧支持轨道的一个不太突出的峰值和较低的数密度的组合。
2015-08-19 astro-ph.GA
Studying the Interstellar Medium and the inner region of NPS/Loop 1 with shadow observations toward MBM36
利用朱雀卫星对高密度分子云MBM 36（l~4°，b~35°）的阴影观测资料进行了分析。MBM 36位于一个相对较弱的3/4~keV波段的区域，与周围的环/环1结构和银河系隆起相比。MBM 36区域中高密度和低密度目标之间的对比度允许人们将软漫射X射线背景的本地和远程贡献者分开，与单点观测相比，提供了更好的单个组件的表征。我们确定了两个非本地热分量，一个在kT~0.12 keV和kT~ 0.29 keV。较冷的成分与银河系隆起高纬度地区的发射模型很好地匹配。较温暖的成分的发射与预测的模型一致，该模型预测，太阳系是由于来自银河系中心的超壳层。几何和压力计算排除了附近的气泡作为负责排放相关的气体。任何星系晕/环绕星系晕的辐射，如果存在的话，都会被其他成分所掩盖。我们还报告了大约0.9 keV的过量发射，可能是由于过量的NeIX。
2015-11-30 astro-ph.GA astro-ph.HE
Testing for relics of past strong buckling events in edge-on galaxies: Simulation predictions and data from S$^{4}$G
短寿命的屈曲不稳定性是造成至少一些盒/花生（B/P）形凸起的原因，这些凸起在大多数大质量的$z=0$棒星系中被观察到。然而，也有人认为B/P凸起是通过恒星缓慢地被捕获到垂直延伸的共振轨道上而形成的。这两种情况的关键区别在于，当杆弯曲时，关于中平面的对称性在一段时间内被破坏。我们使用一套模拟（有和没有气体）表明，当屈曲是足够强的，残余的中平面不对称性持续几个陀螺仪后，屈曲阶段结束，是可见的模拟图像。另一方面，通过共振捕获和/或弱屈曲形成的B/P凸起的图像保持关于中平面对称。我们开发了两个相关的诊断，以确定和量化中平面不对称性的模拟图像的星系，在3°的边缘上的方向，使我们能够测试是否存在一个B/P形凸起可以解释过去的屈曲事件。我们将我们的诊断应用到两个近边对星系的B/P隆起从${\it Spitzer}$调查的恒星结构在Galvanian，发现没有中平面不对称性，这意味着这些星系形成的隆起要么通过共振捕获或屈曲超过$\sim 5$陀螺前。通过强屈曲形成B/P凸起可能是过去$\sim 5$ Gyr中罕见的事件。
2022-10-21 astro-ph.GA
Dust Properties in the Galactic Bulge
有人认为，在银河系核球中，星际介质中尘埃的全消光与选择性消光的比值RV不同于其在局部邻域中的值。我们试图测试这个建议。利用斯皮策空间望远镜观测到的16条银河系核球PNe中红外氢谱线，确定了消光校正后的Hβ通量。将其与观测到的Hβ通量进行比较，以获得Hβ处的总消光。选择性消光是从观测到的这些星云的巴耳末衰减中获得的。这样就可以求出RV的值，在银河系球核中，总消光与选择性消光的比值与RV =3.1的值一致，这与在局部邻域中发现的值相同。我们的结论是，建议RV是不同的银河系的隆起是不正确的。对此原因进行了讨论。
2013-01-16 astro-ph.GA
Wandering of the central black hole in a galactic nucleus and correlation of the black hole mass with the bulge mass
我们研究了一个位于星系中心的超大质量黑洞在星系核区域内游荡的机制。假设中心黑洞在核球中受到附近分子云的引力吸引而移动，但通过周围恒星的动力学摩擦而制动。我们估计的近似动能的黑洞之间的平衡的能量增益率通过引力吸引和能量损失率通过动力学摩擦，在一个核球组成的一个核恒星盘和一个核星团从我们的银河系观察。当黑洞质量相对较小时，黑洞在核球引力势中的漂移距离估计为几十pc。然而，随着黑洞质量的增加，距离缩小，当黑洞质量超过一个上限时，能量增益和损失之间的平衡解消失。结果表明，黑洞质量的演化过程是这样的：当黑洞质量小于上限时，环核区域星际物质的质量吸积导致活动星系核的活动，使黑洞质量增大。然而，当质量达到上限时，黑洞失去了对抗动力学摩擦的平衡力，并开始螺旋下降到重心。通过简单的参数标度，我们发现黑洞的质量上限与黑洞的核团质量成正比，这可以解释观测到的黑洞质量与核团质量的相关性。
2021-02-06 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Habitability of the Galactic Bulge
我们提出了一个新的调查银河系隆起的可居住性，扩大了以前的研究银河系宜居带。我们讨论了现有的知识，在凸起，金属丰度和岩石行星，轨道稳定性和遭遇的可能频率的丰富的行星，以及行星周围的中央超大质量黑洞的可能性。我们专注于两个方面，可以提出实质性的差异，相对于在磁盘中的环境：（一）电离辐射环境，由于中央黑洞的存在和最高速率的超新星爆炸和（ii）推定的lithopanspermia机制恒星系统之间的生命扩散的效率。我们使用分析模型的恒星密度在隆起提供估计的灾难性事件的发生率和扩散的时间尺度的生命在星际距离。
2020-08-04 astro-ph.EP astro-ph.GA
Shape and evolution of wind-blown bubbles of massive stars: on the effect of the interstellar magnetic field
大质量恒星的恒星风在其祖先周围产生了大（>10 pc）的气泡。当这些气泡膨胀时，它们会遇到星际相干磁场，该磁场根据其强度可以影响气泡的形状。我们希望研究星际磁场是否以及在多大程度上对大质量恒星周围的膨胀的星周气泡的形状有贡献。我们使用MPI-AMRVAC代码，使磁流体动力学模拟的气泡，使用一个单一的明星模型，结合几个不同的磁场强度：B = 5，10，和20 μ G的星际磁场。这涵盖了在银盘和凸起中发现的星际磁场的典型场强。此外，我们提出了两个模拟，包括5 μ G的星际磁场和10,000 K的星际介质和两个不同的ISM密度，以证明如何结合磁场与其他外部因素影响的形态的拱星气泡。我们的研究结果表明，低磁场，如发现在银盘，抑制在垂直于该领域的方向上的拱星气泡的增长。结果，气泡变成卵形，而不是球形。强的星际场，如银河系凸起所观察到的，可以完全阻止气泡在垂直于场的方向上的膨胀，导致管状气泡的形成。当与温暖的高密度ISM相结合时，气泡的尺寸大大减小，导致气泡内部临时特征的演变发生戏剧性的变化。星际介质的磁场会影响星周气泡的形状。这种效应可能会对星周星云和超新星遗迹的形状和演化产生影响，这些星云和超新星遗迹是在主风吹气泡内形成的。
2015-09-17 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Mapping the Interstellar Reddening and Extinction towards Baade's Window Using Minimum Light Colors of ab-type RR Lyrae Stars. Revelations from the De-reddened Color-Magnitude Diagrams
利用CTIO的Blanco 4m望远镜上的DECam成像仪，我们在5个通带（u，g，r，i，z）中获得了朝向银河系隆起的6个视场的重复图像。从超过16亿个人光度测量领域为中心的巴德的窗口，我们已经发现了4877个推定的变星。其中474颗已被确认为基模RR型天琴座星，它们在最小光下的颜色产生了视线红化的测定结果，以及对银河系隆起的红化规律，这与标准的R_V = 3.1公式有很大的不同。假设恒星的混合是不变的3平方度的领域，我们能够得到一个线的视线红化的地图与亚弧分分辨率，使我们能够获得去红化和消光校正的颜色星等图（CMD的），这个隆起领域使用多达250万颗测量良好的恒星。校正的CMD显示出前所未有的细节并暴露出稀疏分布的序列：例如，非常宽的红巨星分支的描绘、红巨星团内的结构、水平分支的完整范围以及一个令人惊讶的明亮特征，这可能是由于年龄小于1 Gyr的恒星造成的。我们使用天琴座RR型恒星来追踪古老恒星的空间结构，发现密度随银河系距离呈指数下降。我们讨论了我们的数据产品可用于探索凸起的年龄和金属丰度特性的方法，以及我们的所有变量的更大列表如何有助于学习解释未来的LSST警报。
2019-02-14 astro-ph.GA
The population of planetary nebulae near the Galactic centre: chemical abundances
行星状星云是研究银河系和其他星系化学演化的重要工具，可以探测核合成过程、丰度梯度和星际介质的化学富集。特别是，银河系核球PNe（GBPNe）已被广泛用于文献中，以研究这种银河系结构的化学性质。然而，目前可用的GBPNe化学成分的研究是强烈的偏见，因为他们集中在明亮的物体，主要位于银河系的低星际红化区域。在这项工作中，我们报告的物理参数和丰度的样品17个高消光PNe位于内2 \degr的银河系的隆起，基于低色散光谱固定在SOAR望远镜使用古德曼摄谱仪。新的数据使我们能够扩展我们的数据库，包括微弱的对象，提供位于该地区的核凸起的PNE的化学成分和估计其祖先的质量，以探索银河系核凸起中心地区的化学富集历史。结果表明，与位于银河系核球外围的PNe相比，银河系中心PNe的N/O丰度比有所增加。这可能表明最近发生在银河系中心附近的恒星形成事件。
2017-02-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Radio sources in the Chandra Galactic Bulge survey
我们讨论钱德拉银河隆起调查区域的射电源。通过交叉匹配的X射线源在这个领域与NVSS档案数据，我们发现12个候选匹配。我们提出了一个分类方案，无线电/X射线匹配在银河平面内或附近的调查，考虑到其他多波长的数据。我们表明，这里发现的匹配可能是由于正常恒星的日冕活动，因为无线电X射线流量比系统太高。我们表明，其中一个来源可能是一个无线电脉冲星，一个可能是一个行星状星云，但大部分的来源可能是背景活动星系核（AGN），通过各种方法证实了许多。有几个活动星系核在近红外波段（大概也在光学波段）足够明亮，可以用来探测银河系内部的星际介质。
2012-07-25 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The cluster Terzan 5 as a remnant of a primordial building block of the Galactic bulge
球状星团是紧凑而巨大的恒星系统，它们的年龄足以见证我们银河系的整个历史。虽然最近的结果表明它们的形成可能比以前认为的更复杂，但它们仍然是在相对较短的时间尺度（小于1 Gyr）内形成的恒星星族的最佳近似，并且铁含量几乎没有分散。事实上，在星系晕中只有一个星团状系统（半人马座ω）已知有多个恒星星族，其铁丰度和年龄分布显著4，5。在银河系隆起中的类似发现受到了星际尘埃厚而多变层所产生的遮蔽的阻碍。在这里，我们报告，泰山5，一个球状星团系统在银河系的隆起，有两个恒星星族不同的铁含量和年龄。泰山5号可能是被认为合并并形成星系凸起的原始建筑块之一的幸存遗迹。
2009-12-01 astro-ph.GA
A Catalogue of Planetary Nebulae Chemical Abundances in the Galactic Bulge
该研究利用甚大望远镜FORS2光谱，测定了银河系核球124个行星状星云的化学丰度，其中34个为首次测定，新增约14%样本，数据经验证稳健可靠，是目前最大的高质量核球PNe丰度独立数据集。
2023-11-03 astro-ph.GA
Galactic Bulge Preferred Over Dark Matter for the Galactic Center Gamma-Ray Excess
本文利用流体动力学建模定位星际气体，发现银河系中心伽马射线过剩在统计上更符合银河核球和核星团的非球对称恒星密度分布，从而认为该过剩源于恒星群体而非暗物质。
2018-09-25 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Resonant infrared irradiation of CO and CH3OH interstellar ices
本文系统研究了CO和CH3OH星际冰在共振红外辐照下的行为，发现振动能量耗散依赖激发模式和化学环境，并量化了红外诱导光脱附效率，揭示了其对冰形态重构和星际光化学的重要影响。
2023-02-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Formation of N-rich field stars in the high-density building blocks of the Galactic bulge
最近APOGEE对银河系核球的观测研究表明，大约1%的核球星具有相当高的氮丰度（[N/Fe]>0.5）。在这里，我们数值研究了这些富氮星（NRS）在什么样的物理条件下可以在恒星质量为10^7-10^9 M_sun的球形和盘状恒星系统中形成，这些恒星是核球的基石。主要结果如下。如果被渐近巨星分支星喷出物污染的星际介质中的气体质量分数（f_g）较低（< 0.03），那么在恒星系统中，大部分（>0.5）的新恒星可以具有>0.5的[N/Fe]。如果系统的平均恒星密度（rho_s）大于0.1 M_sun/pc ^[3]，则在恒星形成的0.5 Gyr时间尺度内，NRS在所有恒星中的质量分数（f_nrs）可以大于1%。[N/Fe]分布依赖于宿主恒星系统的rho_s、f_g和年龄分布。NRS在其宿主系统内具有紧凑和盘状的空间分布，并具有旋转运动学。基于这些结果，我们认为绝大多数核球的NRS不是来自球状星团（GC），而是来自其高密度的积木。我们认为，银河系恒星晕中的NRS与核球中的NRS具有相同的起源。我们还认为，低密度的矮球状体和富含气体的矮星不太可能形成NRS。GC不仅是NRS的形成场所。
2019-10-14 astro-ph.GA
Mapping the Milky Way bulge at high resolution: the 3D dust extinction, CO, and X factor maps
三维星际消光图为恒星星族分析提供了有力的工具。我们使用的数据，从VISTA变量在通过Lactea调查与贝桑松恒星星族合成模型的银河系，以确定星际消光作为一个函数的距离在银河系的隆起覆盖$ -10 < l < 10$和$-10 < b <5$。我们采用了最近开发的方法来计算颜色过剩。首先，我们根据与2 MASS匹配的VVV星表构建了H-Ks vs. Ks和J-Ks vs. Ks色星等图。然后，根据M巨星的温度-颜色关系和距离-颜色关系，我们导出了消光系数随距离的变化。观察到的颜色被移动，以匹配贝桑松模型中的固有颜色，作为距离的函数。这就创建了一个三维的灭绝图：两个空间维度和一个距离维度，沿着每一条朝向凸起的视线。我们提出了一个三维消光图，覆盖整个VVV区域的分辨率为6' x 6'，使用距离箱为0.5千秒差距。测光的高分辨率和深度使我们能够推导出距离范围高达10千秒差距和高达30个$A_{V}$消光星等的消光图。综合地图显示了与其他2D地图相同的灰尘特征和一致的值。我们讨论了尘埃特征在视线中的空间分布，这表明在银河系酒吧前面有很多物质，特别是在5-7千秒差距之间。我们比较我们的尘埃消光图与高分辨率$\rm ^{12}CO$地图对银河系的隆起，在那里我们发现一个很好的相关性之间的$\rm ^{12}CO$和$\rm A_{V}$。我们通过结合CO图和尘埃消光图来确定X因子。我们导出的平均…
2014-05-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evidence for a metal-poor population in the inner Galactic Bulge
直到最近，由于极端的灭绝和恒星拥挤，在化学演化研究中一直避免银河系内隆起。大型近红外光谱巡天，如APOGEE，首次允许测量我们银河系内部区域的金属丰度。我们研究了33 K/M巨星位于银河系中心区域的观测与APOGEE调查。我们从APOGEE/ASPCAP管道中选择了具有可靠恒星参数的K/M巨星。距离，星际消光值和径向速度进行了检查，以确认这些恒星确实位于银河系内隆起。我们发现一个富金属人口集中在[M/H] = +0.4 dex，在协议与其他凸起区域的早期研究，但也在低金属丰度的峰值周围$\rm [M/H] = -1.0\,dex$，这表明存在一个贫金属人口，以前没有被检测到的中心区域。我们的研究结果表明，一个占主导地位的富金属人口与贫金属的组成部分，是增强的$α$ -元素。这种贫金属的人口可能与经典的隆起和快速形成的情况。
2015-09-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Origin of the Galactic Center Diffuse X-ray Emission Investigated by Near-infrared Imaging and Polarimetric Observations
银河系中心弥漫X射线发射（GCDX）的起源仍在紧张的调查中。我们已经发现了一个明显的过剩，在纵向GCDX配置文件超过恒星数密度配置文件在核球区域，这表明一个显着的贡献弥漫，星际热等离子体的GCDX。我们估计，在核星盘和核星团中，老恒星星族对GCDX的贡献分别约为50%和20%。我们的近红外偏振观测表明，GCDX区是由一个大规模的，环形磁场渗透。结合观测到的接近能量均分的磁场强度，星际热等离子体可以被环形磁场限制。
2014-01-26 astro-ph.GA astro-ph.HE
Star formation history and metallicity in the Galactic inner bulge revealed by the red giant branch bump
对银河系隆起内部区域的研究受到高星际消光和极端源拥挤的阻碍。在如此复杂的环境中，需要高灵敏度的高角分辨率近红外成像来研究恒星种群。我们使用0.2 $''$角分辨率$JHK_s$数据从银河核调查研究恒星人口在两个$8.0'\times 3.4'$领域，约0.6 $^\circ$和0.4 $^\circ$银河系北部的银河系的中心，并将其与一个在人马座A* 的直接周围。我们还计算了这两种光场的消光曲线。外磁场和内场的平均星际消光分别为$A_{K_s} \sim 1.20 \pm 0.08$等和$\sim 1.48 \pm 0.10$等。我们目前的$K_{s}$光度函数，是完整的，至少2个MAG以下的红色团块（RC）。我们检测到一个功能的光度功能，这是微弱的RC由$0.80\pm0.03$和$0.79\pm0.02$马格，分别在$K_s$ -波段。它与变红矢量平行。我们将这个特征确定为红巨星分支隆起。拟合$α$增强的BaSTI光度函数，我们的数据，我们发现，一个单一的老恒星人口的$\sim12.8 \pm 0.6$陀螺仪和$Z = 0.040 \pm 0.003$提供了最好的拟合。我们得到，在最里面的凸起的恒星人口是老的，类似于一个在更大的距离银河系平面，它的金属丰度增加到距离银河系中心约60 pc短的距离。与以前已知的值在较大的纬度（$|b|>2^\circ$）相比，我们的结果有利于平坦…
2021-07-29 astro-ph.GA
Chemical Characterization of the Inner Galactic bulge:North-South Symmetry
虽然在银河系核球中有详细化学丰度测量的恒星数量正在迅速增加，但由于大量的星际吸收和光度拥挤，对银河系内核球（|b| <2 $^\circ$）的研究仍然很少。我们利用CRIRES（ESO/VLT）设备对内球72 M巨星进行了高分辨率红外光谱研究。我们的光谱覆盖波长范围为2.0818 - 2.1444 $μ$ m，分辨率为R $\sim$ 50，000，信噪比为50 - 100。我们的恒星位于隆突短轴上l = 0 $^\circ$，b = $\pm$ 0 $^\circ$，$\pm$ 1 $^\circ$，$\pm$ 2 $^\circ$和+3 $^\circ$，选择的目的是调查金属丰度分布函数和组成的南北不对称性，并将它们与外隆突场进行比较。我们的样品使用最新的K波段线列表以均匀的方式进行分析。我们清楚地检测到一个双峰，在$\rm \sim +0.3\,dex$处有一个富金属峰，在$\rm \sim -0.5\,dex$处有一个贫金属峰。只有一颗恒星的质量超过了$\rm [Fe/H]=+0.5\,dex$。它们沿$\pm$ 1 $^\circ$、$\pm$ 2 $^\circ$字段显示对称行为。相反，银河系中心区域则显示出一个主要富含金属的群体，平均金属丰度为$\rm +0.3\,dex$。我们推导出$\rm [Mg/Fe]$和$\rm [Si/Fe]$丰度，这与外凸的趋势一致，随着…
2018-05-14 astro-ph.GA
Resonant Amplification of Turbulence by the Blast Wawes
我们讨论了球形爆炸波是否可以通过非局域共振流体力学机制放大星际介质中由湍流或相分离形成的不均匀性。本文在线性相互作用近似下考虑了爆炸波与湍流的相互作用问题。从数学上讲，这是一个本征值问题，用于寻找描述激波流对周围星际介质中外部扰动的强迫振荡的响应的本征函数的结构和振幅。线性分析表明，爆炸波可以放大大范围长度尺度的密度和涡度扰动，放大系数高达20，放大系数越大，长度越大。也存在谐振谐波，其增益在线性近似中变为形式上无限大。它们的轨道波数在宏观（$l \sim 1$）、中观（$l \sim 20$）和微观（$l > 200$）尺度范围内。由于谐振宽度较窄：通常，$Δl <1$谐振应选择并放大离散隔离谐波。我们推测一个可能的解释，观察到的规则形状的圆形超新星遗迹，如SNR 1572，1006或0509-67.5的规则结构。发现的共振介观尺度（$l \approx 18 $）令人惊讶地接近SNR 0509-67.5的壳表面波纹的观测尺度（$l \approx 15$）。
2016-01-15 astro-ph.GA
Mapping the stellar age of the Milky Way bulge with the VVV. III. High resolution reddening map
详细研究银河核球恒星的数量必然需要精确地描述星际消光，特别是在银河平面和中心，那里的严重和差异性红化预计会在亚弧分尺度上变化。虽然最近的红外巡天已经通过提供整个银河系凸起区域的消光图来解决这个问题，但平面和中心附近的去红色星等图似乎系统性地校正不足，这表明需要更高的分辨率。这些欠校正影响了任何对颜色敏感的恒星研究（例如通过颜色-星等图拟合进行的恒星形成历史分析），要么使它们不准确，要么将它们限制在小的低/稳定消光窗口中，在那里这个值被更好地约束。我们的目标是提供一个高分辨率（2 arcmin到$\sim$ 10 arcsec）的彩色多余图的VVV隆起区，在$\mathrm{J}-\mathrm{K}_s$颜色。我们使用MW-BULGE-PSFPHOT星表采样$\sim$ 300度$^2$横跨银河系的隆起（$|l| < 10^\circ$和$-10^\circ < b < 5^\circ$），以隔离红团和红巨星分支星的样本，为此，我们计算平均$\mathrm{J}-\mathrm{K}_s$颜色在$(l, b)$空间的精细空间网格。我们获得了一个E $(\mathrm{J}-\mathrm{K}_s)$图，它跨越了大约300度$^2$的VVV凸起区域，其分辨率相当于凸起外围（$l < -6^\circ$）的$\sim$ 1弧分到中心$|l| < 1^\circ$内的20弧秒以下，以及…
2020-10-06 astro-ph.GA astro-ph.IM
The inner two degrees of the Milky Way. Evidence of a chemical difference between the Galactic Center and the surrounding inner bulge stellar populations
虽然已经有许多关于银河核球化学丰度的研究，但由于大量和多变的星际消光、极端的恒星拥挤和复杂的前景盘恒星星族的存在，中央两度相对未被探索。在本文中，我们讨论的金属丰度分布函数，垂直和径向梯度和化学丰度的$α$ -元素在银河系内两个学位，作为最近的红外光谱调查获得。我们使用的汇编最近测量的金属丰度和$α$元素丰度来自中高分辨率光谱。我们将这些金属丰度与低分辨率研究进行比较。将“富金属”定义为具有$ \rm [Fe/H]>0$的恒星，将“贫金属”定义为具有$\rm [Fe/H]<0$的恒星，我们发现了令人信服的证据，表明银河系中心（GC）中的富金属恒星比例（$\sim 80\%$）高于在最内侧600 pc内的低纬度区域测量的值（50-60\%）。在GC区域的高比例富金属恒星意味着一个非常高的平均金属丰度为+0.2 dex，而在隆起的内部600 pc，平均金属丰度在太阳值附近相当均匀。只有在包括GC的情况下，才测量到内部600 pc的垂直金属丰度梯度为-0.27 dex/kpc，否则分布大致平坦，与没有垂直梯度一致。除了其高恒星密度，银河系中心/核星团也是极端的托管高恒星丰度，相比周围的内球恒星星族;这对形成情景的影响，并加强了NSC是一个独特的恒星系统的情况。
2019-06-19 astro-ph.GA
The diffuse interstellar band around 8620 Å II. Kinematics and distance of the DIB carrier
我们的目标是利用长颈鹿内隆起调查（GIBS）和盖亚$-$ ESO调查（GES）的测量结果来研究DIB $\,λ$ 8620载体的运动学和距离，以及其他属性。在4117个GES光谱中的760个中，我们成功地检测和测量了DIB $\,λ$ 8620。结合GIBS光谱中的DIB数据，我们证实了EW与$E(J-K_{\rm S})$以及$A_{\rm V}$之间的紧密关系，其拟合系数与前人的工作结果相似。在考虑太阳运动的情况下，采用更精确的样本，重新确定了DIB $\,λ$ 8620的静止坐标系波长为8620.83 λ，平均拟合误差为0.36 λ。我们研究了DIB载体的运动学跟踪他们的平均径向速度在每个领域的地方标准的休息（$V_{\rm LSR}$），并进入银河系的框架（$V_{\rm GC}$），分别作为一个功能的银河系。基于中值$V_{\rm LSR}$和两个银河系自转模型，我们得到了9个GIBS场和10个GES场的DIB载体的有效运动学距离。我们还发现在本工作中测量的DIB $\,λ$ 8620和在$1.5273\,μm$的APOGEE光谱中的近红外DIB之间存在线性关系。我们证明了DIB载体可以比背景星更靠近观测者，这是基于以下论点：（i）定性地说，载体在银经$-$速度图中占据了本地银盘中恒星的典型自转速度，而GIBS巡天中的背景星主要位于银球中;（ii）在定量上，所有导出的DI…
2021-08-30 astro-ph.GA
Black hole feedback in a multiphase interstellar medium
超大质量黑洞（SMBHs）的超快外流（UFO）被认为调节SMBHs和宿主星系的生长，导致许多观测相关性。我们提出了高分辨率的数值模拟的影响热化的不明飞行物对周围的气体在内部的宿主星系。我们的结果强烈地依赖于气体是均匀的还是凝聚的。在前一种情况下，所有的环境气体被迅速向外驱动，如基于常用的能量预算参数所预期的，而在后一种情况下，质量流和能量流解耦。携带着大部分的能量，受到冲击的UFO通过阻力最小的路径逃离了凸起，只带走了宿主的低密度阶段。然而，大部分质量处于高密度阶段，受到UFO的影响要小得多，甚至可能继续向内流动。我们认为，UFO能量泄漏通过孔隙中的多相星际介质（ISM）可以解释为什么观察到的SMBHs是如此巨大，尽管他们压倒性的大能量生产率。这里报道的多相ISM效应可能在宇宙学模拟中分辨率不足，但在未来的模拟和半解析模型中，可能会被纳入活动星系核反馈的处方中。
2014-05-22 astro-ph.GA
Infrared resonant vibrationally induced restructuring of amorphous solid water
非晶态固体水（ASW）大量存在于星际介质中，它在星际尘埃颗粒上形成地幔，是彗星冰的前体。在太空中，ASW充当星际表面化学的基质，导致复杂的分子，并被认为在质子转移反应中发挥关键作用。虽然ASW被广泛研究，并且通常通过不同的技术得到很好的表征，但是在这些材料中能量诱导的结构变化，例如离子、电子和光子照射，还不太清楚。特定红外（IR）振动模式的选择性泵浦可以帮助理解振动在氢键网络重构中的作用。在这里，我们提出的第一个实验结果在ASW引起的强烈的，近单色的中红外自由电子激光（FEL）辐射的FELIX-2光束线在FELIX实验室在荷兰奈梅亨的Radboud大学。通过反射-吸收红外光谱法监测变化。在共振辐照下，观察到ASW的红外吸收带分布的修改与生长的类晶体的贡献和减少的非晶的贡献。这种现象在自由电子激光辐照的几分钟内就饱和了，使94%以上的辐照过的冰发生了变化。进一步分析了氢键供体和受体的影响，并与分子动力学模拟在分子水平上约束的效果的实验是互补的。
2020-09-02 astro-ph.EP astro-ph.GA cond-mat.mtrl-sci
A clustering-based search for substructures in the Galactic plane and bulge using RR Lyrae stars as tracers
Université Côte d’Azur（蔚蓝海岸大学）；Observatoire de la Côte d’Azur（蔚蓝海岸天文台）；CNRS（法国国家科学研究中心）；Laboratoire Lagrange（拉格朗日实验室）；Instituto de Astrofísica, Pontificia Universidad Católica de Chile（智利天主教宗座大学天体物理研究所）；Centro de Investigación en Ciencias del Espacio y Física Teórica, Universidad Central de Chile（智利中央大学空间科学与理论物理研究中心）；Millennium Institute of Astrophysics（天体物理学千年研究所）
利用造父变星的六维信息，通过聚类算法探测银河平面和银心的亚结构，发现多个与已知GC相关的群组，并推导出新的距离数据。
2025-12-29 astro-ph.GA
An HST Wide Field Survey of the Galactic Bulge: Overview, Strategy, and First Results
University of Maryland（马里兰大学）；NASA Goddard Space Flight Center（美国宇航局戈达德太空飞行中心）；Space Telescope Science Institute（空间望远镜科学研究所）；Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology（喷气推进实验室，加州理工学院）；Sorbonne Université, CNRS, Institut d’Astrophysique de Paris（索邦大学，法国国家科学研究中心，巴黎天体物理研究所）；University of Tasmania（塔斯马尼亚大学）；The Ohio State University（俄亥俄州立大学）
本文介绍HST对银河系银盘1.1平方度区域的宽视场成像调查，通过协调并行成像技术，为后续罗马任务提供高精度数据支持。
2026-05-07 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
On the detection of CO and mass loss of Bulge OH/IR stars
本文报道了在银河系隆起区成功地寻找到与OH/IR星有关的CO（2-1）和（3-2）辐射的结果。我们用APEX望远镜观测了8颗极红AGB星的样本，发现了7颗。这些源选择在足够高的银河系纬度，以避免星际CO的干扰，这阻碍了以前的研究内星系恒星。为了研究我们的样品的性质和质量损失，我们从光度数据和斯皮策IRS光谱构建了SED。在第一步中，我们应用辐射转移建模，以适应的SED，并获得光度和尘埃质量损失率（MLR）。通过动力学建模，我们然后检索的总MLR和气体-尘埃比。我们推导出了恒星的变化周期。光度范围约在4000至5500 Lsun之间，周期低于700天。总的MLR在1 E-5和1 E-4 Msun/年之间。与进化模型的比较表明，祖先的质量约为1.5 Msun，类似于隆起的Miras和中间年龄（3 Gyr）。气体与尘埃的比值在100到400之间，与银盘中OH/IR星的比值相似。其中一颗恒星IRAS 17347-2319的周期很短，大约为300天，而且可能会进一步缩短。它可能属于米拉变星的一个类别，在某些银河系天体中观察到周期的突然变化。这将是这类OH/IR星的第一个例子，值得进一步的后续观测。
2018-06-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Vertical Resonance Heating Model for X- or Peanut-Shaped Galactic Bulges
本文研究了X形和花生形星系核球的二阶哈密顿垂直共振模型。X形是由与棒的2：1垂直Lindblad共振引起的，在棒框架中每个轨道周期有两个垂直振荡周期。我们研究N体模拟，发现由于酒吧减慢和磁盘加厚酒吧屈曲过程中，共振和相关的花生形状向外移动。花生形状与垂直共振的位置一致，与杆是否屈曲无关。我们估计共振宽度从潜在的m=4傅立叶分量，并发现共振是狭窄的，影响轨道在一个狭窄的范围内的角动量分布，dL/L ~ 0.05。当共振向外移动时，原本在中平面的恒星被迫离开中平面，进入共振分界线内的轨道。由哈密顿模型估计的分界线轨道高度与花生形轨道高度近似一致。X形由共振分界线附近的恒星组成。从模拟的速度分布说明，低倾角轨道内共振耗尽。在共振内，垂直速度分布很宽，与共振通过圆盘引起的共振加热一致。在银河系核球中，我们将垂直共振附近的中面质量密度的方位平均值与旋转曲线和条形图速度联系起来。在估计的垂直共振星系核半径约为1.3 kpc时，我们确认中面密度约为5 × 10^8 Msol/kpc ^3，这与最近估计的质量分布一致。我们发现银河系核球的自转曲线、条斑速度、2：1垂直共振位置、X形尖端和中面质量密度都是自洽的。
2013-10-09 astro-ph.GA
The Physical Characteristics of Interstellar Medium in NGC 3665 with Herschel Observations
利用Herschel空间天文台观测到的远红外测光和光谱数据，分析了邻近早型星系NGC 3665的星际介质的物理性质。光谱能量分布的拟合揭示了星系中的高尘埃含量，尘埃与恒星的质量比为$M_{\rm dust}$ / $M_\ast$ $\sim$ 1.1 $\times$ 10 $^{-4}$，几乎是当地S 0 + S 0a星系平均值的三倍。对于电离区（H~ \textsc{ii}区），基于[N~ \textsc{ii} ]\，122\，\mum /[N~ \textsc{ii}]\，205\，\mum \比值，电子密度（n $_e$）约为49.5 $\pm$ 11.9 cm $^{-3}$。对于光解离区域，加热效率在1.26 $\times$ 10 $^{-3}$和1.37 $\times$ 10 $^{-3}$的范围内，基于（[C~ \textsc{ii} $]+[$ O~ \textsc{i} ]\，63\，\mum）/ $L_{\rm TIR}$，略低于其他本星系;氢核密度和FUV辐射场强度分别为nPDMATHABMO 10 $^{4}$ cm $^{-3}$和GPDMATHABNA $\sim$ 10 $^{-0.25}$。上述结果与NGC 3665存在弱活动星系核和低水平的恒星形成活动相一致。我们的研究结果提供了强有力的支持“形态淬火”的情况下，一个紧凑的，大规模的凸起可…
2018-01-16 astro-ph.GA
Temperatures and metallicities of M giants in the galactic Bulge from low-resolution K-band spectra
随着现有的和即将到来的大型多光纤低分辨率光谱仪，出现的问题是如何精确的恒星参数，如Teff和[Fe/H]可以从低分辨率K波段光谱相对于传统的光度温度测量。到目前为止，大多数星系膨胀研究的有效温度直接来自测光技术。在星际红化和假设的消光定律中不一致会导致大的系统误差。我们的目标是获得和校准Teff和$\rm ^{12}CO$第一泛频带的M巨星在银河系隆起覆盖了广泛的金属丰度之间的关系。我们使用20 M巨星的低分辨率光谱，并从测光测量中充分研究了温度范围为3200 <Teff <4500 K和金属量范围为0.5 dex到-1.2 dex的参数，并研究了Teff和[Fe/H]对光谱指数的影响。我们发现Teff与色散为95 K的$\rm ^{12}CO(2-0)$带以及色散为120 K的$\rm ^{12}CO(3-1)$带之间存在紧密的关系。我们没有发现这些关系的恒星的金属丰度的任何依赖，使他们的关系有吸引力的星系膨胀的研究。该关系对光谱分辨率也不敏感，从而允许以更一般的方式应用该关系。我们还发现了NaI，CaI和$\rm ^{12}CO$带的组合与恒星的金属丰度之间的相关性。然而，这种关系只适用于太阳下的金属丰度。我们表明，低分辨率光谱提供了一个强大的工具，以获得有效的温度的M巨星。我们表明，这种关系不依赖于金属丰度的恒星在调查范围内，也适用于不同的光谱分辨率。
2016-03-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Secular resonant dressed orbital diffusion II : application to an isolated self similar tepid galactic disc
利用角作用量变量下的Dressed Fokker-Planck形式，得到了孤立自引力恒星Mestel盘长期演化的主要轨道特征。在WKB极限的紧绕瞬态螺旋线中，对于不温不火的Toomre稳定锥形盘，恢复了散粒噪声驱动的共振轨道窄脊的形成。依次研究了核球、核晕、盘温和散粒噪声谱特性的相对影响。对于这样的星系盘，所有的元素似乎都影响着脊的轨迹和方向。例如，当晕质量减少，我们观察到的制度之间的过渡加热的内部区域的磁盘通过内部Lindblad共振的准圆形轨道的径向迁移的制度，通过在外部的光盘的共转共振。着装的世俗形式主义捕捉到了无碰撞系统的本质（通过它们的固有频率和磁化率），以及通过外部扰动功率谱的结构来培育它们。因此，它提供了一个理想的框架，在其中研究他们的长期演变。
2015-04-19 astro-ph.GA
Self-Generated Cosmic-Ray Confinement in TeV Halos: Implications for TeV Gamma-Ray Emission and the Positron Excess
最近的观测发现，年轻和中年恒星周围有TeV的伽马射线辐射。与典型的星际介质相比，这些“TeV晕”的形态需要宇宙射线扩散被局部抑制约100-1000倍。目前没有模型解释这种抑制。我们发现，宇宙射线自约束可以显着抑制扩散附近的恒星。陡峭的宇宙线梯度产生阿尔芬波，共振散射相同的宇宙线人口，抑制扩散在约20 pc的恒星小于100 kyr。在这个模型中，TeV晕演化经历了两个阶段，一个是阿尔芬波共振产生的生长阶段，宇宙射线扩散越来越受到抑制，另一个是随后的弛豫阶段，扩散系数恢复到标准的星际值。有趣的是，在TeV晕演化的早期，宇宙射线并没有受到强烈的限制，这使得相当大一部分注入的e+e-逃逸。如果这些e+e-也从周围的超新星遗迹中逸出，它们将为PAMELA和AMS-02观察到的正电子过剩提供自然的解释。最近产生的TeV宇宙射线被限制在TeV晕中，与HAWC和H.E.S.S.的观测结果相匹配。虽然我们的默认模型弛豫太快，无法解释TeV宇宙射线在成熟星系（如Geminga）周围的约束，但利用Kraichnan湍流谱的模型的弛豫要慢得多。因此，观测成熟恒星周围的TeV晕可能会为我们理解星际湍流提供一个探索。
2018-09-26 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
High-Dimensional Dust Mapping
银河系星际尘埃不仅对我们观测整个宇宙的物体有着深远的影响，而且对银河系的形态、恒星形成和化学演化也有着深远的影响。大规模成像和光谱测量（特别是红外）的出现使我们能够在整个银河系盘和凸起的三维空间中绘制尘埃和星际介质的特性和动力学。这些发展将使人们对尘埃特性有一个全新的认识，包括尘埃颗粒如何对当地环境作出反应，以及这些环境如何影响感兴趣的背景物体的尘埃衰减。距离分辨的尘埃运动图也很有希望在各种尺度上追踪整个银河系中星际物质的流动，从条流运动到单个分子云的崩溃和溶解。这些进步需要对整个银河系中平面的恒星进行光学和红外成像，从太阳延伸许多千秒差距，与非常密集的光谱覆盖相匹配，以探测ISM的细粒结构。
2019-03-12 astro-ph.GA
The 511 keV emission from positron annihilation in the Galaxy
第一条被探测到的来自太阳系外的伽马射线线是银河系中正电子湮灭产生的511 keV辐射。尽管30年来进行了大量的理论和观测研究，但到目前为止，正电子的主要来源尚未确定。20世纪90年代，OSSE/CGRO的观测表明，辐射强烈集中在银河系的凸起处。在2000年代，欧空局INTEGRAL伽马射线天文台上的SPI仪器允许科学家测量整个银河系的辐射，揭示了凸起/盘的光度比大于任何其他波长的观测。这种映射引发了许多新的解释，包括相当“奇特的解释（例如暗物质湮灭）。然而，传统的天体物理来源，如Ia型超新星，微类星体或X射线双星，仍然是一个合理的候选人的大部分观测到的总511千电子伏的排放的隆起。对这个问题的进一步研究揭示了新的复杂性，因为正电子可能会传播到远离其产生地点的地方，这使得很难从观察到的511 keV发射图中推断出潜在的源分布。然而，与银河宇宙射线的高能（>GeV）粒子的传播相当好理解相反，理解低能（~MeV）正电子在湍流，磁化星际介质中的传播仍然是一个艰巨的挑战。我们审查所观察到的511千电子伏发射的光谱和成像特性，我们严格讨论候选人的正电子源和模型的正电子在银河系中的传播。
2010-09-23 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
Into the Darkness: Classical and Type II Cepheids in the Zona Galactica Incognita
银河系圆盘的远端是已知宇宙中最隐蔽的部分之一，这是由于极高的星际消光和低银河系纬度的点源密度。在近红外波段进行的大型时域光度测量对探索我们银河系中这些巨大的未知区域具有巨大的潜力。我们利用Vía Láctea巡天中的VISTA变星的近红外测光，对银河系南部中平面上遥远的经典型和II型造父变星进行了普查。我们使用卷积神经网络基于造父变星的红外线曲线对造父变星进行了机器学习分类。我们已经发现了640个远距离的经典造父变星，它们的视消光值高达40个星等，还有500多个II型造父变星，其中大部分位于内隆。固有的颜色指数的个别造父变星预测稀疏的光度数据，使用神经网络，使其作为准确的红化示踪剂。他们揭示了一个陡峭的，空间变化的近红外消光曲线朝向内部凸起。第二类造父变星在银河系的隆起也被用来测量强大的平均选择绝对消光比。他们跟踪一个集中的空间分布的老隆起人口略有延长，与早期的结果从RR天琴座恒星。同样，经典造父变星被用来追踪银河系的翘曲和银河系盘的各种子结构，并揭示银河系远端薄盘人口的显著垂直和径向年龄梯度。
2019-08-22 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Extremely large telescopes for complex stellar populations around the Galactic centre
银河系中心及其周围空间是研究星系尺度演化的重要空间，其中的恒星星族被认为具有长期演化的印记。然而，星际消光严重限制了光学观测，因此需要红外观测。此外，从中心黑洞附近的系统到圆盘中的前景物体，许多系统在每个视线中重叠，这使得对各种物体的观测的解释变得复杂。我们将讨论一些关于中心区域的重要问题，特别是银河系凸起和恒星核盘（也称为中央分子带）。极大望远镜（ELT）的一个明显优势是更深的极限星等，但我们强调深ELT的数据和其他观测数据（如天体测量和星际吸收线的检测）之间的协同作用的重要性，以解开复杂的恒星星族。
2018-10-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Evolution of the Star-forming Interstellar Medium across Cosmic Time
在过去的十年中，对于红移0和宇宙星系/恒星形成峰值（红移1-3）之间星系群中致密分子气体含量的估计越来越可靠。这一快速进展之所以成为可能，是因为强大的地面和空间望远镜的出现，它们可以对分子气体和尘埃成分的几毫米到远红外线、线或连续谱示踪剂进行综合研究。本综述的主要结论是：1.在早期的宇宙时期，恒星形成星系中含有比现在多得多的分子气体。2.将气体转化为恒星的星系综合耗尽时间尺度主要取决于z或哈勃时间，以及在给定z时，星系沿恒星形成速率与恒星质量“主序星”（MS）相关的垂直位置。3.星系气体吸积的全球速率主要控制着主导MS星系群的冷分子气体含量和恒星形成速率的演化，而这些速率又随宇宙膨胀而变化。第二个关键的驱动因素可能是高z，气体丰富的星系中的全球磁盘碎片，它将本地自由落体时间尺度与星系轨道时间联系起来，并导致快速的径向物质运输和凸起增长。第三，分子云内部的低恒星形成效率可能是由超音速流运动和内部湍流决定的，而这反过来又可能是由高Z的引力能转换和/或低Z的大质量恒星的局部反馈驱动的。4.一个简单的“气体调节器”模型在预测分子气体分数、恒星形成率、星系风和气相金属丰度的综合演化方面非常成功。
2020-03-13 astro-ph.GA
CO in OH/IR stars close to the Galactic centre
目的：开展了一个试点项目，以测量银河系中心附近三颗OH/IR星的星周CO排放。其目的是查明是否有可能利用例如阿塔卡马大型毫米波阵列（ALMA）对质量损失率进行大规模调查。这样的调查将增加我们对银河系隆起演化的理解。方法：使用两种毫米波仪器：115 GHz的Nobeyama毫米波阵列和230 GHz的亚毫米波阵列。在这一空间区域，由于与星际CO发射混淆，需要一个干涉仪作为“空间滤波器”。结果如下：朝向两个恒星，CO排放检测到的位置和径向速度符合统计误差与相关的OH源的相应数据。然而，对于其中一颗恒星，其谱线轮廓并不像人们所期望的那样，是一个尚未解决的膨胀的星周包络。我们相信这个CO包层是部分解析的，因此这颗恒星是一颗不属于核球的前景恒星。结论：观测结果表明，在银河系核球内部和方向上探测晚型恒星的星周CO谱线轮廓是可能的。ALMA将能够在短时间内探测到CO排放，其灵敏度足以估计大量此类恒星的质量损失率。
2009-02-13 astro-ph.GA astro-ph.IM
Interstellar Extinction Law toward the Galactic Center III: J, H, Ks bands in the 2MASS and the MKO systems, and 3.6, 4.5, 5.8, 8.0 micron in the Spitzer/IRAC system
利用IRSF/SIRIUS近红外巡天和2 MASS及Spitzer/IRAC/GLIMPSE II星表中探测到的点源，确定了波长为1.2 ~ 8.0 μ m的银河系中心（GC）的星际消光律。中心区域|l| <3度和|b| <1度已经用IRSF望远镜和SIRIUS相机在J、H和Ks波段进行了测量，SIRIUS相机的滤光器类似于莫纳克亚天文台（MKO）的近红外测光系统。结合GLIMPSE II点源目录，我们制作了Ks与（Ks - lambda）色星等图，其中lambda = 3.6，4.5，5.8和8.0微米。在色-星等图中，用膨胀红团星的Ks星等和红巨星分支的（Ks -λ）色作为红化矢量的示踪。根据这些幅度和颜色，我们获得了四个IRAC波段的总消光与选择性消光的比率A（KS）/E（KS-λ）。结合Nishiyama等人导出的J和H带的A（lambda）/A（Ks），对于朝向GC的视线，我们获得A（J）：A（H）：A（Ks）：A（[3.6]）：A（[4.5]）：A（[5.8]）：A（[8.0]）=3.02：1.73：1：0.50：0.39：0.36：0.43。根据最近的研究，这证实了在λ> 3微米处消光曲线的平坦化，这是从较短波长处的幂律消光的简单外推得到的。在2 MASS JHKs波段的消光定律也被计算，并发现在MKO系统中的一个很好的协议。在附近的分子云和弥漫的星际介质，缺乏可靠的…
2009-02-18 astro-ph.GA
M31* and its circumnuclear environment
我们对M31的核周环境进行了多波长研究。基于Chandra/ACIS观测数据，我们严格限定了星系中心超大质量黑洞M31* 的X射线光度为L（0.3-7 keV）≤ 1.2 × 10 ^{36}erg/s，约为爱丁顿光度的10^{-10}。从弥散X射线辐射，我们表征了温度为~0.3 keV，密度为~0.1 cm^{-3}的环核热气体。在没有活跃的SMBH和最近的恒星形成的情况下，热气体最有可能的热源是Ia型SNe。存在于核螺旋中的较冷的尘埃气体在光学线发射和消光方面早已被人们所知。我们进一步揭示了核螺旋的红外发射，并评估各种可能的电离源的相对重要性。我们显示的核螺旋和热气体之间的相互作用的证据，可能通过热蒸发。这一机制使我们自然地理解：1）M31* 的不活动性，尽管有来自外盘区域的可能持续的气体供应; 2）热气体的隆起流出，主要是来自环核区域的质量负载。对这种情况的一个特定预测是存在由导电界面产生的具有中间温度的气体。FUSE的观测确实显示出强烈的OVI $λ$ 1032和1038吸收线，但有效的OVI柱密度（~ 4x 10 ^{14} cm^{-2}）可能归因于位于M31的隆起和/或高度倾斜的盘中的前景气体。我们的研究强烈认为，恒星的反馈，特别是从超新星Ia的能量释放的形式，可能在调节银河系隆起的SMBH和星际介质的演化中发挥重要作用。
2009-02-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
OH/IR stars in the inner Galactic bulge: I. Colour, CO line, and stellar light curve characteristics
Chalmers University of Technology（查尔姆斯理工大学）；Koninklijke Sterrenwacht van België（比利时皇家天文台）；Vrije Universiteit Brussel（布鲁塞尔自由大学）；Rochester Institute of Technology（罗切斯特理工学院）；Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森天体物理中心）
基于77颗银河系核球内部OH/IR星样本，通过ALMA和APEX观测CO谱线及红外测光，将目标分为四类，揭示了富氧AGB星质量损失特征及其在AGB顶端的几何和运动学转变。
2026-05-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Effects of angular scattering and H+p, H+H collisions on the properties of interstellar atoms in the heliosphere
本文通过简单动力学模型研究弹性H-H和H-p碰撞及电荷交换角散射对日球层星际原子分布的影响，发现分布矩变化可达10%，在精确建模中必须考虑弹性碰撞。
2025-04-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Magnetic field structure of the Galactic plane from differential analysis of interstellar polarization
本文提出了一种测量银道面全球磁场结构的新方法。我们已经确定了近红外偏振场恒星周围的52造父变星在最近的调查发现对银河平面。造父变星位于银河系外行星$-10^{\circ}\leq \, l\, \leq +10.5^{\circ}$和纬度$-0.22^{\circ}\leq \, l\, \leq +0.45^{\circ}$，它们与太阳的距离主要在10到15千秒差距之间。根据场星的偏振行为与$H-K_{\mathrm S}$颜色的关系，对视线进行了简单的分类，并给出了三种类型的典型实例。然后，分别用$Gaia$ DR 2星表、$H-K_{\mathrm S}$颜色直方图的峰值和与中心的造父变星的距离一致的$H-K_{\mathrm S}$颜色，将每个视线中的场星划分为（a）前景、（b）凸起和（c）背景。它们之间的差分分析使我们能够比仅仅依靠$H-K_{\mathrm S}$色差更明确地检查磁场结构。在一条视线中，磁场几乎平行于银河平面，并且从太阳一直到银河中心另一边的造父变星位置都是对齐的。然而，与我们的预想相反，在银河平面上，具有如此良好排列的磁场的视线数量相当少。至少有36个造父变星场表明随机磁场分量很重要。两个造父变星场表明磁场方向在视线上的变化超过45。每颜色变化的偏振增加$P$ /（$H-K_{\mathrm S}$）随区域而变化，反映了磁场强度和湍流强度的比率的变化。
2020-03-19 astro-ph.GA
Boxy/peanut shaping of a mature galactic bar in action-angle space
首次利用作用变量和共振角研究轨道，发现垂直共振俘获与加热同时发生，且在成熟星系棒演化后期，垂直俘获过程主导了盒状/花生状形态的形成。
2024-11-15 astro-ph.GA
Atomic Data Revisions for Transitions Relevant to Observations of Interstellar, Circumgalactic, and Intergalactic Matter
天体物理光谱学对星系中元素丰度的测量敏感地依赖于所使用的原子数据。为了使最新的原子数据向社会开放，我们提出了一个汇编选定的原子数据的共振吸收线的波长longward的911.753（\ion{H}{1}莱曼极限），为关键的重元素（重于原子序数5）的天体物理学的兴趣。特别是，我们专注于已观察到的银河系星际介质（ISM），环星系介质（CGM）的银河系和/或其他星系，和星系际介质（IGM）的离子的过渡。我们提供波长、振荡器强度、相关精度等级以及振荡器强度测定的参考。我们还试图比较和评估最近的振子强度测定。约有22%的谱线更新了振子强度值，更新前后的振子强度值相差$\gtrsim$ ~0.1 dex。我们的汇编将成为ISM吸收线研究的有用资源，以及通过视线追踪类星体和伽马射线暴的CGM和IGM研究的有用资源。对星系对背景星系光的吸收的研究（包括未来几代超大望远镜所能实现的研究）也将受益于我们的汇编。
2017-06-16 astro-ph.GA physics.atom-ph
Star Formation in Galaxy Mergers with Realistic Models of Stellar Feedback & the Interstellar Medium
我们使用模拟与现实模型的恒星反馈研究星系合并。这些高分辨率（1 pc）模拟遵循个别GMC和星团的形成和破坏。最后的恒星爆发主要是由恒星的原位形成，由气体提供燃料，由于全球扭矩而向内流动。由此产生的高气体密度导致快速的恒星形成。气体会自引力作用，形成大质量（~10^10 M_sun）的GMC和随后的超星团（质量可达10^8 M_sun）。然而，与最近的一些模拟相反，最终形成中央隆起的大部分新恒星并不是在超星系团中诞生的，然后下沉到星系的中心，因为反馈有效地分散了GMC，在它们将百分之几的质量变成恒星之后。大部分到达原子核的物质都是以气体的形式存在的。肯尼库特-施密特定律是反馈平衡引力坍缩的结果，与小尺度恒星形成微观物理无关。在孤立星系中驱动这种关系的机制，特别是来自红外光子的辐射压力，在SFR中延续了70多年，以调节最极端的恒星爆发（密度>10^4 M_sun/pc ^2）中的恒星形成。反馈也驱动着具有大质量损失率的超级风;但是在以后的时间里，风物质的很大一部分会落回盘上，导致在恒星反馈存在的情况下，星暴后的SFR更高。强烈的活动星系核反馈需要解释恒星形成率的急剧截止。我们比较预测的遗物结构，质量分布，形态，和磁盘生存的效率，不明确解决GMCs或反馈的模拟。全球星系的性质是相似的，但亚星系的性质和恒星形成率可能会有很大的不同。
2013-07-01 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
