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
Diagnostics of Gaseous Halo of the Milky Way by a Shock Wave from the Galactic Centre
本文提出了一种利用来自银河系中心（GC）的激波诊断星系晕气体分布的方法。传播的冲击波所造成的中心爆炸与释放的能量$\sim 10^{55}$ erg计算的各种模型的气体晕，和冲击波阵面的形态进行了比较，与观察到的北极（ESTA）和南极马刺（SPS）。当采用径向变尺度高度的半指数晕模型时，再现了观测到的双极超壳层（BHS）结构。球形晕模型（$β$模型）被证明是不适合解释所观察到的BHS形状。相对于旋转轴和银河系平面的不对称的马刺解释了大规模的密度梯度在整个银河系的晕。这样的梯度可能是由IGM在本星系群运动过程中的冲压压力产生的。具有正弦密度波动（云）的晕模型也可以解释这种不对称性，只要选择适当的云参数。其他不规则的特徴，如细丝和多重弯曲叠加在突出物上，也被认为是由于晕中的密度波动。
2019-01-04 astro-ph.GA
The complementary roles of feedback and mergers in building the gaseous halo and the X-ray corona of Milky Way-sized galaxies
我们使用高分辨率的宇宙学流体动力学模拟银河系大小的星系不同的超新星反馈强度和合并的历史，调查其气体晕的形成，特别是他们的热（$>10^6$ ~K）X射线发光日冕。我们的模拟预测存在显着的热气体的晕早在$z=3-4$，以及之前的晕应该能够维持热模式吸积在传统的图片。初生的日冕由内向外生长，最初主要是由于合并引起的冲击加热和强烈的超新星反馈提供动力的中央星系流出，这两者都是今天成功的星系形成模型的基本特征。此外，外流和日冕的形成也加速了从冷模到热模吸积的转变，有助于维持稳定的吸积激波的条件。它们还破坏了向中央星系输送冷气体的对流，使它们的嘴磨损成一个宽阔的三角洲，从星系中分离出来，并被推向更大的半径。即使在早期，细丝会反复重新形成，但热气和外流会削弱细丝，并加速其最终的破坏。虽然银河系外流通常被认为是一种喷射反馈，但我们发现它们对暗条的作用也表明了一种预防作用。
2018-09-27 astro-ph.GA
Probing the anisotropy of the Milky Way gaseous halo: Sight-lines toward Mrk 421 and PKS2155-304
我们最近发现，银河系的晕包含了一个巨大的热气体库，其中包含了银河系中大部分缺失的重子。这种环星系介质（CGM）的平均物理性质是通过结合沿几个河外视线的平均吸收和发射测量来确定的。然而，有一个广泛的分布，晕发射措施和\ovii柱密度，这表明银河系温热气体晕是各向异性的。我们提出了{ \it朱雀}观测领域接近两个视线，沿着我们有精确的\ovii吸收测量与\chandran。沿这两条视线的柱密度在误差范围内是相似的，但我们发现，排放措施是不同的。因此，在两个方向上的密度和路径长度一定是不同的，这提供了一个暗示性的证据，即银河系CGM中的温热气体不是均匀分布的。然而，导出的参数的形式错误太大，使这样的索赔。两条视线的平均密度和路径长度与全球平均值相似，因此光环质量仍然很大，超过100亿个太阳质量。随着更多这样的研究，我们将能够更好地表征CGM各向异性，并更准确地测量其质量。我们还表明，银河系盘所观察到的\ovii吸收的贡献微不足道，一个类似的结论也独立的排放措施。我们进一步认为，任何密度的不均匀性，在温暖的热气体，无论是从结块，从磁盘，或从一个不恒定的密度梯度，将加强我们的结果，星系晕的路径长度和质量将变得比我们在这里估计的更大。因此，我们的结果是保守和稳健的。
2013-11-19 astro-ph.GA
CO Emission Delineating the Interface between the Milky Way Nuclear Wind Cavity and the Gaseous Disk
基于MWISP观测，我们研究了高z CO向切点的发射，在切点处分子云（MC）的距离被很好地确定。在l=12-26 deg和|b| <5.1 deg的区域内，共鉴定出321个|z| > 110 pc的MC，其中近30个极高z MC（|z| > 260 pc的EHMC）集中在R_GC=2.6-3.1 kpc的狭窄区域内。EHMC浓度与RGC =2.3-2.6 kpc的其他高z MCs一起构成了与费米泡物理相关的HI空隙边缘周围的分子火山口壁结构。有趣的是，一些位于银道面上方和下方的陨石坑壁中的大型高z MC显示出彗星状结构，其头部朝向银道面，这有利于夹带的分子气体随着多相流从银道面移动到高z区域的情况。我们认为，银河系核风有一个显着的影响银河系气体盘。大约3- 600万年前的强大核风可能是造成观测特征的原因：（1）位于HI空洞边缘的CO气体增强，（2）R_GC<3 kpc内原子和分子气体的缺乏，（3）EHMC浓度与3 kpc臂之间的可能联系，以及（4）高Z MC拉长，尾部指向远离银河平面。
2022-05-16 astro-ph.GA
The morphology and kinematics of the gaseous circumgalactic medium of Milky Way mass galaxies -- II. comparison of IllustrisTNG and Illustris simulation results
我们已经进行了一个控制比较的结构和运动学性质的环星系介质（CGM）周围的银河系质量星系的Illustris和IllustrisTNG模拟。在z=0时，大半径（$\sim 100$ kpc）的气柱密度和温度分布与Illustris中的盘气体质量分数有很强的相关性，而与TNG中的盘气体质量分数无关。在大半径的中性气体优先在TNG的磁盘的平面上对齐，而它是更各向同性的在插图。在CGM的旋转支持的气体的垂直相干尺度与气体质量分数的星系在插图，但不是在TNG。示踪粒子分析使我们能够显示这些差异可以理解为两个模拟中不同的子网格反馈模型的结果。在两个模拟中对空间匹配星系的研究表明，在TNG中，超新星和AGN的反馈有助于在高红移时创造一个扩展的热气体平滑库，然后冷却形成一个薄的，旋转支撑的盘。在Illustris中，活动星系核以热气泡的形式释放热量，这些热气泡将大半径的扩散物质推出晕外。该盘是由较冷的再循环物质的吸积形成的，这导致了银河平面上方和下方的气体分布更加垂直延伸。我们的结论是，在银河系质量星系周围的气体结构的变化是一个敏感的探针的反馈物理模拟和值得更多的观测考虑在未来。
2019-04-15 astro-ph.GA
The warm Gaseous Disk and the Anisotropic Circumgalactic Medium of the Milky Way
暖（$\log~T\approx5$）气体是星系重子循环中的重要气体成分。利用Si IV和O VI的吸收谱线测量，建立了一个二维盘状CGM模型，研究了银河系暖气体的分布。在该模型中，两种离子的盘成分具有相同的密度分布（$n(r, z)=n_0\exp(-|z|/z_0)\exp(-r/r_0)$），其标度高度为$z_0=2.6\pm0.4\rm~kpc$，标度长度为$r_0=6.1\pm1.2\rm~kpc$。对于这个盘组件，我们计算了温暖的气体质量的$\log(M/M_\odot)=(7.6\pm0.2)-\log\frac{Z}{Z_\odot}$。类似的磁盘密度分布和总质量的Si IV和O VI轴承气体集的电离机制的限制。我们认为，暖气体盘可能是由银河系喷泉机制，它的膨胀和膨胀气体设置的尺度高度和尺度长度的暖气体盘。在我们的模型中的CGM组件有一个更高的柱密度沿垂直于银河系平面的方向（$b=90^\circ$）比沿径向方向（$b=0^\circ$）的柱密度的银河系纬度的依赖。对于两种离子，这两个方向之间的柱密度差为在$6.3σ$处的$0.82\pm0.32\rm~dex$。这种差异可能是由于整个CGM的银河反馈的富集，或者是温暖的气体盘和CGM之间的额外相互作用层;现有的数据无法区分这两种情况。如果整个CGM在$b=90^\circ$处的柱密度较高，则总热CGM质量为$\lo…
2019-06-28 astro-ph.GA
Probing the Anisotropy of the Milky Way Gaseous Halo-II: sightline toward Mrk509
炽热的百万度气体似乎弥漫在银河系晕中，包含了银河系中大部分缺失的重子。这种环星系介质（CGM）在X射线中被有效地探测，无论是在吸收还是在发射中。CGM也似乎是各向异性的，所以我们已经开始了一个程序，以确定CGM属性沿几个视线结合吸收和发射测量。在这里，我们提出了使用新的\suzaku和\xmm观测接近\mrk 509视线的排放测量。我们还提出了新的分析和建模的\chandra HETG光谱约束的吸收参数。在这个视线范围内的排放量很高，EM $=0.0165\pm0.0008\pm0.0006~$ cm $^{-6}~$ pc，是平均值的五倍。然而，观察到的\ovii柱密度N（\ovii）$= 2.35\pm0.4 \times 10^{16}$ cm $^{-2}$接近平均值。我们发现发射和吸收气体的温度是相同的：分别为$\log T (\rm K) = 6.33\pm0.01$和$\log T (\rm K)=6.33\pm0.16$。我们用$β-$模型密度分布拟合了观测到的柱密度和发射测量。中心密度被限制在$n_0=2.8$- $6.0\times 10^{-4}$ cm $^{-3}$之间，并且密度分布的芯半径具有40 kpc的下限。这表明热气体主要在星系的CGM中，而不是在银河系盘中。我们推导出的密度分布接近\citet{Maller2004}配置文件的绝热气体在流体静力学…
2016-12-01 astro-ph.GA
Seeding the formation of cold gaseous clouds in Milky Way size halos
我们使用一个最高分辨率的宇宙学SPH模拟到目前为止，证明冷气体云形成银河系大小的星系。我们进一步探索机制负责其形成，并表明，大部分的云起源于晚时间的“冷模式”吸积的结果。在这里，仍然比周围的晕气体更冷和更密集的细丝不能直接连接到星系，因为它们在高红移时可以直接连接到星系，而是容易受到冷却和瑞利-泰勒不稳定性的联合作用，在中间半径的晕内导致冷，致密的压力限制云的产生，没有相关的暗物质成分。这个过程是通过热的晕气体和晕形成期间的膨胀激波对进入的细丝的压缩来帮助的。与以前的模型不同，我们的机制直接从具有大量局部超密度的气体中播种云，并为云复合体的起源提供了一个通道。这些云稍后会“下雨”到星系上，为恒星的形成提供燃料。由于细丝的截面相对较大，气体携带的净角动量也较大，因此这些云将分布在星系周围的一个适度平坦的区域。
2009-07-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
The soft X-ray background with Suzaku II: Supervirial temperature bubbles?
本文分析 130 个 Suzaku 软 X 射线背景观测，发现约半数光谱需加入约 0.8 keV 的超维里温度碰撞电离成分，且在猎户座–波江座超级气泡方向最强，可能源于银盘超新星反馈与星系喷泉。
2023-09-29 astro-ph.GA astro-ph.HE
Constraining the Milky Way Mass with Its Hot Gaseous Halo
我们提出了一种新的方法来约束银河系（MW）的质量$M_{\rm vir}$与其日冕温度观测。对于一个给定的电晕密度分布，人们可以推导出它的温度分布假设一个广义的平衡模型与非热的压力支持。虽然导出的温度分布随半径的增加而显著降低，但X射线发射加权平均温度（最敏感地取决于$M_{\rm vir}$）在不同的视线方向上是非常均匀的，与X射线观测结果一致。对于Navarro-Frenk-White（NFW）总物质分布，日冕密度分布应该是核心的，我们约束$M_{\rm vir}=(1.19$ - $2.95) \times 10^{12} M_{\rm sun}$。对于由NFW暗物质轮廓和中心重子贡献的总物质分布，日冕密度轮廓应该是尖形的和$M_{\rm vir,dm}=(1.34$ - $5.44) \times 10^{12} M_{\rm sun}$。非热压力支持导致甚至更高的$M_{\rm vir}$值，而较低的MW质量可能是可能的，如果日冕是向外加速。这种方法是独立的总日冕质量，它的金属，和温度在非常大的半径。
2020-11-10 astro-ph.GA astro-ph.HE
Galactic seismology: joint evolution of impact-triggered stellar and gaseous disc corrugations
在银河系和附近的盘状星系中，波状波纹的证据已经得到了很好的证实。这些最初被检测为星际介质围绕中平面的位移，无论是垂直距离还是垂直速度。在过去的十年里，类似的模式已经出现在银河系的恒星盘中。我们调查这些垂直波是如何被一颗经过的卫星触发的。使用高分辨率的N体/流体动力学模拟，我们系统地研究如何波纹成立和共同发展的恒星和气体盘。我们发现气体波纹跟随恒星波纹，也就是说，它们最初是同相的，尽管经过几个旋转周期（5亿~ 7亿年）后，不同的波分离，然后以不同的方式演化。波纹的空间和运动幅度（以及能量）随时间衰减，气态物质以更快的速度沉降（~800 Myr对~1 Gyr）。相比之下，在整个星系的演化过程中，单个盘状恒星的垂直能量是相当恒定的。这种差异的产生是因为波纹是一种由恒星的共同空间集合体的集体有序运动所支持的涌现现象。我们表明，恒星波纹的阻尼可以理解为不完全相混合的结果，而气体波纹的阻尼是气体的耗散性质的自然结果。我们认为，在没有进一步的，强烈的扰动-恒星和气体波之间的相关程度可能有助于年龄的现象。
2022-07-27 astro-ph.GA
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
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
Confirmation of a cluster of galaxies hidden behind the Galactic bulge using the VVV Survey
朱雀和钱德拉X射线观测发现了一个新的星系团，朱雀J1759-3450，红移z=0.13。它位于银河系后面，高银河尘埃消光使它在光学波长下几乎不可见。在这里，我们试图确认星系团与近红外成像观测，并描述其中央成员星系。来自VVV巡天的图像被用来探测朱雀J1759-3450的候选成员星系，该星系团位于星团中心区域，距离X射线峰值发射高达350 kpc。色-星等和色-色图以及形态学标准使我们能够在众多的前景源中选择星系。15个候选星系团成员被发现非常接近一个模型化的红序列在红移的集群。其中五个成员非常明亮，其中一个可能是cD星系。相对于X射线峰值发射的星系空间分布的不对称性是这个星系团仍然遭受维里化过程的一个指标。我们对朱雀J1759-3450的调查表明了VVV巡天在研究回避带中隐藏的星系种群方面的潜力。
2014-07-01 astro-ph.GA
Hitting the Bull's-eye: The Radial Profile of Accretion and Star Formation in the Milky Way
银河系中正在进行的恒星形成需要来自吸积的持续气体燃料。先前的研究表明，矮星系的吸积可以为这一过程提供所需的气体。在这项工作中，我们调查矮星系吸积是否与在银河系中观察到的恒星形成的径向轮廓是一致的，这是强烈集中向银河系的气体盘的中心。使用现实的参数为银河系的潜力，气体晕，银河系盘，矮星系的速度，并在晕上剥离气体的阻力的影响，我们模型的半径分布在矮星系吸积到银河系盘。我们还模拟的径向分布的吸积气体冷却直接出晕通过检查最近的模拟结果。我们表明，矮星系不能复制的吸积向恒星形成所需的银河系中心的浓度。我们还表明，直接从晕冷却的云可以重现这种中心浓度，并得出结论，这种差异主要是由于两种机制之间的绝对比角动量的差异。
2009-04-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the Cooling Flow Problem in the Gaseous Halo of the Milky Way
理论和观测的论据表明，有大量的热（$\sim 10^6$ K），弥漫的气体居住在银河系的晕，而其总质量和空间分布仍然不清楚。本文提出了一个星系晕中气体密度分布的一般模型，并通过一系列二维流体动力学模拟研究了辐射冷却条件下星系晕中气体的演化。我们发现，在发达的冷却流的质量流入率增加的气体金属丰度和总气体质量的晕。对于一个固定的晕气体质量，空间气体分布影响的冷却灾难，这开始较早时，气体分布是更集中的峰值的开始时间，但并没有实质上影响最终的质量流入率。来自星系核球和星系盘的引力影响内部区域的气体性质，但对最终流入速率的影响也很小。我们证实了我们的研究结果，通过调查冷却流在几个密度模型，从文献中，包括Navarro-Frenk-White（NFW）模型，核心NFW模型，Maller & Bullock模型，和$β$模型。在我们的模拟中，典型的质量流入率范围从$\sim 5 M_{\odot}$ yr $^{-1}$到$\sim 60 M_{\odot}$ yr $^{-1}$，并且远高于我们银河系中观测到的恒星形成率，这表明恒星和活动星系核反馈过程可能在银河系和MW型星系的演化中发挥重要作用。
2020-03-31 astro-ph.GA astro-ph.HE
Probing the Hot Gaseous Halos of Milky Way-like Galaxies in the TNG50 simulation
Xiamen University（厦门大学）；Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学）；Tsinghua University（清华大学）；Columbia University（哥伦比亚大学）；University of Bologna（博洛尼亚大学）；INAF, Astrophysics and Space Science Observatory Bologna（意大利国家天体物理研究所博洛尼亚天文台与空间科学观测站）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）
研究通过合成软X射线发射和O VII/O VIII吸收线，分析银河系类星系的热气体晕结构，发现模拟结果在空间分布和高温气体相方面存在不足，暗示TNG50反馈模型需改进。
2026-05-13 astro-ph.GA astro-ph.HE
The temporal evolution of gas accretion onto the discs of simulated Milky Way-mass galaxies
本研究利用Auriga Project的30个盘星系宇宙学磁流体动力学模拟，探讨银河系质量星系盘气体吸积率随时间的演化，重点分析流入与流出通量及其对盘演化的影响。
2023-06-26 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
NGC 6744 - A nearby Milky Way twin with a very low-luminosity AGN
NGC 6744是南半球距离我们最近且最明亮的星系，其形态类型与银河系相似。利用双子座南多目标摄谱仪的积分场单元获得的数据，我们发现这个星系有一个LINER（低电离核发射线区）的核，周围有三个线发射区。对哈勃太空望远镜存档图像的分析显示，该核与一个蓝色致密源有关，可能对应于活动星系核（AGN）。环核辐射似乎是活动星系核窄线区的一部分。其中一个区域位于活动星系核东南方1”处的$\sim$，似乎与活动星系核的电离锥有关。另外两个区域分别位于原子核以南$\sim$ 1”和东北方向$\sim$ 0.6”处，与气体旋转盘不成一直线。光谱合成显示，这个星系可能在大约10亿年前经历了一次合并。在运动学行为的基础上，我们发现了一个气体旋转盘，不与恒星盘共线。考虑到核和环核区域的相对电离度和光度，我们认为活动星系核在过去更明亮，而目前的环核辐射是这一阶段的回声。
2018-07-07 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
Spatially Coherent 3D Distributions of HI and CO in the Milky Way
本文采用三维高斯过程与联合贝叶斯推断，结合吸收效应、高分辨率近邻网格及脉泽和年轻星团数据，重建银河系 HI、CO 与速度场的空间相干三维分布。
2025-10-04 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
Gas Accretion onto the Milky Way
银河系被大量的气态物质包围着，这些气态物质在宇宙时间尺度上缓慢地被吸积，以支持盘中的恒星形成。相应的气体吸积率代表了银河系过去、现在和未来演化的一个关键参数。在这篇文章中，我讨论了我们目前的理解气体吸积过程中的星系回顾过去和最近的观测和理论研究。本文的第一部分讨论了银河系晕中不同气相的空间分布、气体的起源及其总质量。第二部分讨论了气体动力学和调节气体从外星系晕流向星系盘的物理过程。根据最近的研究，银河系目前的气体吸积速率是每年几个太阳质量，这足以维持银河系的恒星形成速率在目前的水平。
2016-12-01 astro-ph.GA
Modeling of Spiral Structure in a Multi-Component Milky~Way-Like Galaxy
利用最近的观测数据，我们建立了一组类银河系盘的多组分平衡模型。盘动力学研究使用无碰撞气体数值模拟的基础上，联合集成的无碰撞粒子的运动方程，使用引力相互作用和气体SPH粒子的直接集成。我们发现，经过大约一个陀螺，一个突出的中央酒吧形成具有约3千秒差距的半轴长度，连同一个多臂的螺旋图案表示的叠加$m=$ 2-，3-和4-武装的螺旋。在我们的模拟中，螺旋结构和酒吧至少存在3 Gyr。银河棒的存在限制了银河系各子系统的密度分布。我们发现，酒吧不形成，如果在磁盘中的密度分布的径向尺度长度超过2.6千秒差距。正如预期的那样，棒的形成也被一个紧凑的大质量恒星凸起所抑制。我们还表明，在银河系的磁盘的旋转曲线中的最大值，发现在其中心区域，被解释为非圆运动由于存在的酒吧和它的方向相对于一个观察者。
2021-05-07 astro-ph.GA cs.CE
An HST/COS legacy survey of high-velocity ultraviolet absorption in the Milky Way's circumgalactic medium and the Local Group
为了表征这种环星系介质（CGM）的吸收特性及其与LG的关系，我们提出了迄今为止最大的调查银河系高速云（HVC）使用档案紫外（UV）光谱的河外背景源的金属吸收。紫外线数据是由哈勃太空望远镜（HST）上的宇宙起源光谱仪（COS）获得的，并由中性氢的21厘米射电观测补充。沿着270条视线，我们测量了速度范围为|v_LSR| =100-500 km·s^-1的HVC中Si II、Si III、CII和CIV谱线上的金属吸收以及相关的HI 21 cm发射。有了这个前所未有的大HVC样本，我们能够改进HVC的统计数据，包括分数、电离条件、小尺度结构、CGM质量和流入速率。首次稳健地确定了高速吸收体的角两点关联函数，系统地分析了天球上的对映视线，并与阻尼莱曼α吸收体（DLAs）和LG的约束宇宙学模拟的吸收特性进行了比较。我们的研究表明，银河系CGM包含足够的气态物质来维持银河系恒星-以目前的水平发展。我们表明，CGM是由离散的气体结构，表现出大规模的运动学与小规模的变化，在物理条件。在银河系的CGM中，麦哲伦流明显主导着高速气体的截面和质量流。可能存在的高速LG气体强调了当地宇宙学环境在银河系内和周围的大规模气体循环过程中的重要作用。
2017-06-21 astro-ph.GA
The Properties of the Galactic Hot Gaseous Halo from X-ray Emission
银河系的扩展热X射线发射气体晕具有\ion{O}{7}和\ion{O}{8}的主发射线的光学深度$\sim1$，其用于推断晕的性质。为了改善晕气体的性质，我们处理光学深度的影响与蒙特卡罗辐射传输模型，这导致稍微陡峭的密度分布（$β\approx 0.5$）比，如果光学深度的影响被忽略。对于首选的模型，其中的晕是旋转的圆柱体在$180$公里秒$^{-1}$，独立的适合两条线导致相同的结果，其中的核心半径是$2.5$ kpc和多普勒b参数的湍流分量是$100-120$公里秒$^{-1}$ ;湍流压力是$20\%$的热压力。当包括来自盘的发射时，拟合得到改善，径向尺度长度为$3$ kpc（假设），拟合的垂直尺度高度约为$1.3$ kpc。盘的组成部分是一个小的质量成分，并具有低光学深度，除了在低纬度。气体质量是$250\,\mathrm{kpc}$中的$3-4\times10^{10}\,M_{\odot}$，与我们以前的测定结果相似，并且明显小于$1.7\times10^{11}\,M_{\odot}$中缺失的重子。
2017-10-05 astro-ph.GA
Dynamics of stellar and HI streams in the Milky Way halo
恒星流在银河系研究的许多方面都是关键角色，特别是研究它们的轨道动力学对于进一步了解银河系的引力潜力至关重要。虽然这不是一个微不足道的任务时，面对不完整的动态相空间信息，横向运动的流仍然可以通过利用其径向速度梯度内包含的信息来理解。这种方法不仅适用于恒星流，也适用于银河系晕中的HI流。在这里，我提出了两项研究的结果，使用径向速度梯度来确定系统的轨道：对于武仙座，一个“超暗”矮星系，表现出大的椭圆率，位于140kpc的距离，表明它实际上可能是一个恒星流，对于一串属于GCN复合体的高速HI云，表明其在大约20kpc的距离处可能是气态流。
2011-10-20 astro-ph.GA
Suzaku observations of outskirts of nearby clusters and groups: I. electron density and gas fraction to the virial radius
本研究利用Suzaku观测分析14个近邻星系团/群，将探测延伸至位力半径，构建ICM的温度、电子密度等径向剖面，发现气体占比的质量依赖性，揭示反馈过程在小质量系统中对重子与暗物质晕关联的塑造作用。
2025-10-06 astro-ph.GA
Detecting floating black holes as they traverse the gas disk of the Milky Way
由于引力波反冲、三重黑洞系统的抛射或合并形成银河系的矮星系中的潮汐剥离，一群中等质量黑洞（BH）被预测会自由地漂浮在银河系晕中。当这些BH穿过气态MW盘时，弓形激波形成，从加速电子产生可检测的无线电和毫米/亚毫米同步辐射。我们计算的同步辐射通量是$\sim \rm 0.01-10\, mJy$在GHz频率，可检测的Jansky甚大阵列，和$\sim 10-100\,μ\rm Jy$在$\sim10^{10}-10^{12} \,\rm Hz$频率，可检测的阿塔卡马大毫米/亚毫米阵列。发现的浮动BH人口将提供见解的形成和合并的MW的历史，以及在早期宇宙中的大规模BH的演化。
2014-09-01 astro-ph.GA
Revisiting long-standing puzzles of the Milky Way: the Sun and its vicinity as typical outer disk chemical evolution
我们提出了一个方案的化学富集的太阳附近，解决了G-矮星的问题，考虑到更大规模的限制。我们认为，在10千秒差距内的银河系盘已丰富到太阳的金属丰度的大规模恒星星族：厚盘，它本身形成了一个巨大的湍流气体盘。关键的新考虑是，厚盘提供的预富集与太阳半径处的恒星星族的质量分数无关，这是经典的由内而外的假设，但实际上与整个大质量厚盘的形成有关，这是由于在其形成过程中发生了剧烈的气相混合。因此，这个人口只占15-25%的本地恒星表面密度今天的事实是无关的“解决”G-矮星的问题。这一假设成立的唯一条件是，厚盘是由一个湍流的气体盘形成的，它允许金属的均匀分布，而不是径向分布，从而使太阳环富集到太阳的金属丰度。在太阳半径处，从外盘流出的气体与厚盘形成时留下的太阳金属丰度气体相结合，提供了形成具有正确金属丰度的薄盘所需的燃料，以解决G矮星问题。在R $>$ 6 kpc处的化学演化，特别是在太阳半径之外，可以用同样的方案重现。这些结果表明，本地的金属丰度分布是没有连接到银河系的气体吸积历史。最后，我们认为，太阳是典型的恒星在超过$\sim$ 6千秒差距（即，也正在经历稀释），并且没有内盘星的特征。[删节]
2019-03-29 astro-ph.GA
Tidal Imprints Of A Dark Sub-Halo On The Outskirts Of The Milky Way
我们提出了一个新的分析所观察到的扰动的银河系HI盘推断存在一个黑暗的子晕潮汐与银河系盘相互作用。我们使用高分辨率的光滑粒子流体动力学（SPH）模拟研究扰动暗子晕和银河系的气体盘之间的潮汐相互作用。我们将我们的结果与所观察到的银河系HI图进行比较，发现平面扰动的傅立叶振幅最适合于扰动暗子晕，其质量是银河系的百分之一，近心距为5千秒差距。这种最佳拟合的傅立叶模式发生后的动力学时间近心的方法，当扰动是90千秒差距从银河系中心。我们的分析代表了一种新的方法来间接表征黑暗的子晕的潮汐引力印记，他们离开的气体盘的星系。我们还阐明了抛物轨道的一个基本性质。我们表明，在一定的条件下，可以打破退化之间的质量的扰动和近心距离的潮汐力的评价-直接确定暗扰动，产生了所观察到的干扰的质量。
2009-09-29 astro-ph.GA
Spiral structure of the Milky Way galaxy: observations and theoretical predictions
利用银河系各子系统的运动学性质和密度分布的观测数据，建立了银河系盘的多分量平衡模型。使用无碰撞气体数值模拟的磁盘的动力学进行了研究。在大约一个陀螺之后，一个突出的中央棒形成，其半轴约为3千秒差距。在中心区域之外，发展出多臂螺旋图案，其特征在于m=2、3和4臂螺旋图案的叠加。在我们的模拟中，螺旋结构和酒吧至少存在3 Gyr。银河系盘中棒的存在对银河系各子系统的密度分布有严格的限制，我们发现当盘表面密度分布的径向尺度长度大于2.6kpc时，棒不会形成。类似地，在具有大质量和紧凑的恒星凸起的模型中，银河系盘中的酒吧的形成被抑制。如果未来的GAIA观测证实银河系圆盘中存在着三四臂螺旋图案，这将证明银河系圆盘中螺旋图案的长期存在。
2019-12-16 astro-ph.GA
Kinetic Tomography. II. A second method for mapping the velocity field of the Milky Way Interstellar Medium and a comparison with spiral structure models
在这项工作中，我们推导出一个空间分辨地图的视线速度的星际介质，并使用它，随着第二个地图的视线速度从本系列论文I，以确定在银河系的气体螺旋结构的性质。这张地图是根据APOGEE巡天对恒星光谱中1.527 $μ$ m星际弥散带（DIB）的测量结果绘制的，覆盖了距离北银河面最近的4-5千秒差距。我们交叉检查这个新的基于DIB的视线速度图与论文I中导出的地图，发现它们一致。然后，我们比较这些地图与准静态密度波螺旋结构和动态，或材料，在银河系类星系的螺旋结构模拟的视线速度图。虽然从这些模拟中得出的地图都与银河系的测量速度场不完全匹配，但测量结果与动态螺旋结构的模拟更加一致。在与测量结果最匹配的动态螺旋结构模拟中，英仙座的螺旋臂被破坏了。
2018-08-03 astro-ph.GA
Signature of a Dark Ultra-compact Dwarf Galaxy Transiting the Milky Way Disk
本文报告银河系盘面恒星垂直速度异常与气体扰动共位，揭示一个暗超致密矮星系坠入银河系，为低质量暗物质子晕提供罕见观测证据并约束ΛCDM模型。
2025-08-27 astro-ph.GA
Tracing the Origins of Hot Halo Gas in Milky Way-Type Galaxies with SMUGGLE
本研究利用SMUGGLE模拟分析类银河系星系热晕气体，发现恒星反馈主导中心区域，但需额外机制解释延展X射线发射，且热晕与暖气体起源部分不同。
2025-09-26 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
A population of weak metal-line absorbers surrounding the Milky Way
我们报告的检测人口的弱金属线吸收的晕或附近的银河系际环境。利用空间望远镜成像摄谱仪（STIS）获得的明亮类星体的高分辨率紫外吸收线光谱，我们沿六条视线观测到OI和SiII的不饱和窄吸收以及高径向速度（|v_LSR| =100-320 km/s）下的轻度饱和CII吸收。测得的OI柱密度很小，这意味着这些结构代表莱曼极限系统和亚莱曼极限系统，HI柱密度< 3x10^18 cm^-2，因此低于当前21 cm全天空高速云（HVC）巡天的探测极限。吸收体显然与任何大的高柱密度HVC复合体没有直接联系，而是代表孤立的，部分中性的气体团块，嵌在位于星系晕或附近星系际环境中的更稀薄的电离气体介质中。我们推测，这个吸收人口代表当地的模拟弱MgII系统，通常观察到的低和高红移星系的环星系环境。
2009-01-16 astro-ph.GA
Large-scale latitude distortions of the inner Milky Way Disk from the Herschel/Hi-GAL Survey
我们使用Herschel Hi-GAL巡天数据来研究银河系内的星际介质和致密的恒星形成团块在银河系经度和纬度的空间分布。本文分析了尘埃柱密度的纬向分布的峰值位置和宽度以及来自合并波段的Hi-GAL测光星表的致密源的数密度的纬向分布随经度的变化。由Hi-GAL 500微米辐射追踪的弥散尘埃柱密度的宽度在整个银河系内部变化，平均值为1°.2-1°.3，与250微米Hi-GAL源的相似。70 μ m的Hi-GAL源定义了一个更薄的盘，其平均半高宽为0°.75，平均纬度为b=0°.06，与ATLASGAL的结果一致。作为GLON函数的GLAT分布显示出调制，无论是对于扩散发射还是对于致密源，在1 ~ +40°、+12°、-25°和-40°处主要朝向负纬度具有~0°.2的位移。当考虑整个源样本时，在MIPSGAL 24或WISE 22 μ m数据中找不到这样的调制。赫歇尔揭示的扭曲被解释为大规模的平面弯曲模式。在更演化的YSO或恒星的示踪剂中缺乏类似的扭曲，排除了引力不稳定性或卫星引起的扰动，因为它们应该同时作用于扩散和恒星盘组件。我们建议，所观察到的弯曲所造成的外来流动的平面外气体与气体盘相互作用。恒星从气体ISM中解耦，并松弛到恒星盘势中。从弥漫的ISM到相对演化的YSO阶段的扭曲消失所需的时间与恒星形成的时间尺度是相容的。
2015-11-19 astro-ph.GA
The distribution of metals in simulated Milky Way-mass galaxies
本研究利用Auriga项目的高分辨率磁流体动力学宇宙学模拟，基于恒星旋转程度和引力势的动力学分解方法，分析了银河系质量星系在$z=0$时晕、核球和盘中的金属分布。
2025-06-30 astro-ph.GA
A survey of HI gas toward the Andromeda Galaxy
低质量晕在宇宙时间内的聚并被认为是像银河系和仙女座星系（M31）这样的大质量螺旋星系的主要形成通道。大质量星系的气体晕被认为是持续为盘中恒星形成提供燃料的重子物质的储存库。由于距离很近，M31是详细研究晕气体结构的理想对象。使用Effelsberg-Bonn HI Survey（EBHIS）的最新中性原子氢（HI）数据可以包含与M31相关的气体的全面清单。主要目的是区分属于银河系和M31的物理结构，并相应地测试M31中性气体晕的存在。对空间全采样EBHIS数据的分析使得在空间和径向速度上追踪相干HI结构成为可能。为了解开银河系和M31 HI发射，我们使用了一种新的方法，随着传统的路径设置径向速度上限，通过计算差分二阶矩图。我们认为，M31的磁盘是物理连接到一个不对称的HI晕的几十千秒差距的大小，M31云。我们确认存在一个连贯的低速HI灯丝位于M31和M33之间，在天空中与云系统速度对齐。在系统速度下，HI细丝的物理参数与HI云的物理参数相当。我们还发现了一个形状不规则的HI云，它的位置靠近和XIX的恒星体，但与之有偏移。
2016-03-17 astro-ph.GA
Bimodality of [α/Fe]-[Fe/H] distributions is a natural outcome of dissipative collapse and disc growth in Milky Way-type galaxies
我们提出了一套MW型星系形成的自洽化学动力学模拟研究恒星星族中$α$ -元素双峰性的起源。我们探讨双峰是如何与几何和运动学定义的恒星盘，气体吸积和径向迁移。我们发现这两个$α$ -序列是在完全不同的物理环境中形成的。高- $α$序列是在形成厚盘的湍流致密气体盘中恒星形成（SF）爆发的早期形成的。低$α$恒星星族是由浓缩气体缓慢吸积到径向延伸的薄盘上所支持的静态SF的结果。在厚盘形成过程中，恒星反馈驱动的外流是周围气体晕富集的原因，气体晕随后在较长的时间尺度上供给盘。在薄盘阶段，化学演化达到平衡的金属丰度和丰度，恒星堆积。这种平衡的金属丰度朝着外盘降低，产生形成低$α$序列的脊线。我们确定了第二种机制，能够创建一个低$α$序列在我们的模拟之一。在厚盘阶段结束时的反馈引起的SF的快速关闭，抑制了晕气体的化学富集，一旦吸积到恒星形成盘上，就会在薄盘形成开始时稀释ISM。这两种机制都可以在星系中运行，但前者预计会在SF效率不再受厚盘形成的主导时发生，而后者可能发生在内部区域。作为低和高气体密度环境存在的结果，双峰独立于任何特定的合并历史，这表明它可能比声称的更广泛。
2020-12-23 astro-ph.GA
Offset between stellar spiral arms and gas arms of the Milky Way
不同分量所显示的旋臂在空间上可能并不重合，这制约了星系螺旋结构的形成机制。我们重新评估在银河系的旋臂切线方向，通过识别颠簸的功能，在经度图的调查数据的红外线，无线电复合线（RRL），恒星形成地点，CO，高密度区域的云，和HI。凸起峰值被视为臂相切的指示，其接近于螺旋臂相切点附近的真实密度峰值，但通常具有偏移到螺旋臂内部的$\sim$ 1 $^\circ$。从RRL、HII区、甲醇脉泽、CO、高密度气体区和HI气体的Crachides图中确定的旋臂相切出现在几乎相同的银河经度上，因此不同气体成分追踪的旋臂没有明显的偏移。然而，我们发现在盾牌-半人马臂、近3 kpc臂北部以及可能的人马臂的切线附近，气体碰撞峰与老星密度最大值的方向有1.3 $^\circ-$ 5.8 $^\circ$的明显位移。这与我们银河系中准稳态密度波的预期一致。
2015-08-18 astro-ph.GA
From dawn till disk: Milky Way's turbulent youth revealed by the APOGEE+Gaia data
我们使用精确的铝丰度的估计作为APOGEE数据发布17和盖亚早期数据发布3天体测量的一部分，选择一个高纯度的恒星样品与金属丰度$-1.5\lesssim {\rm [Fe/H]}\lesssim 0.5$出生在银河系原位。我们发现，低金属含量（[Fe/H] $\lesssim -1.3$）原位组件，我们称之为极光是运动学热与近似各向同性的速度椭球和适度的净旋转。极光星在金属丰度和元素丰度比方面表现出很大的分散性。在[Fe/H] $=-1.3$和$-0.9$之间，原位恒星的切向速度中值随着金属丰度的增加而急剧增加，我们称之为自旋向上的过渡。观测到的和理论上预期的年龄-金属丰度相关性意味着，这种增加反映了银河系盘在$\approx 1-2$陀螺上的快速形成。作为[Fe/H]函数的恒星运动学的转变伴随着化学丰度的质的变化：一旦银河系在对应于[Fe/H] $>-0.9$的后期时期形成盘，散射急剧下降。星系形成模型的结果在这个和其他最近的研究强烈表明，在银河系中观察到的趋势反映了MW大小的星系的祖先的早期演化过程中的一般过程：一个时期的混乱盘前的演变，当气体是吸积沿冷窄丝和恒星诞生在不规则的配置，以及随后的快速盘形成。后者的信号形成一个稳定的热气体晕周围的MW祖，这改变了气体吸积的模式，并允许发展相干旋转盘。
2022-03-09 astro-ph.GA
Star Formation Law in the Milky Way
利用HII区、HI区和分子（\Htwo）气体的三维分布图研究了银河系中的施密特定律（SF定律），其空间分辨率在银河系平面上为$\sim 1$ kpc，在垂直方向上为几十pc。HII区域被证明是分布在一个恒星形成（SF）盘几乎恒定的垂直全厚度92 pc的空间重合的分子气体盘。SF盘中的垂直平均体积恒星形成率（SFR）$ρ_{\rm SFR}$与表面SFR $Σ_{\rm SFR}$通过$ρ_{\rm SFR} /[{\rm M_\odot y^{-1} kpc^{-3}}] =9.26\times Σ_{\rm SFR}/[{\rm M_\odot y^{-1} kpc^{-2}}]$相关。由$Σ_{\rm SFR} \propto ρ_{\rm SFR} \propto ρ_{\rm gas}^α$和$\propto Σ_{\rm gas}^β$形式的气体密度的单次幂定律拟合的SF定律表明，$ρ_{\rm H_2}$的指数为$α=0.78 \pm 0.05$，$ρ_{\rm total}$的指数为$2.15 \pm 0.08$，$Σ_{\rm total}$的指数为$β=1.14\pm 0.23$，其中$ρ$和$Σ$分别表示体积密度和表面密度。恒星的形成率被证明是直接相关的分子气体，但间接HI和总气体密度。用HI和HPDMATHABNB气体之间的相变理论解释了SF定律对气相的依赖性…
2016-10-18 astro-ph.GA
Three-Dimensional Distribution of the ISM in the Milky Way Galaxy: III. The Total Neutral Gas Disk
本文给出了新近获得的银河系三维气体图：HI、H $_2$和总气体（HI + H $_2$）图，它们是由HI和$^{12}$ CO（$J=1$ --0）观测数据和基于运动学距离的旋转曲线导出的。HI和H $_2$正面图表明，HI盘的半径为15- 20 kpc，其外围与银心不对称，而H $_2$气体大部分分布在太阳圈内。半径30 kpc范围内的总气体质量为$8.0\times 10^9$ M $_\odot$，其中HI和H $_2$分别占89%和11%。垂直切片显示外HI盘强烈翘曲，内HI盘和H $_2$盘呈波纹状。总气体图有利于从内到外盘追踪螺旋结构。螺旋结构，如诺玛-天鹅座，英仙座，人马座-船底座，盾牌-十字座，猎户座臂在总气体图中比以往任何时候都更清晰。所有的螺旋臂都可以用螺距角为$11\degree$ -- $15\degree$的对数螺旋臂很好地解释。分子分数的总气体是高的银河系中心附近，并减少与银心距离。与臂间区域相比，螺旋臂处的分子分数也局部增强。
2015-11-28 astro-ph.GA
Rotation Curve of the Milky Way
University College London（伦敦大学学院）
本文通过多组分质量模型研究银河系旋转曲线，结合恒星盘、气体盘、银心/棒结构和暗物质晕，探讨旋转曲线与表面密度分布的关系，发现恒星质量模型在内银河区域与观测数据存在显著差异。
2026-03-14 astro-ph.GA
Disk Destruction and (Re)-Creation in the Magellanic Clouds
与本星系群中大多数长期失去气体盘的卫星星系不同，麦哲伦云是富含气体的矮星系，最有可能是在它们的第一次近心通道上，使我们能够在最小尺度上研究盘的演化。麦哲伦星云显示了圆盘的毁灭和（再）创造。大麦云云有一个非常扩展的恒星盘，达到至少15 kpc（10径向尺度），而它的气体盘被截断在~5 kpc，主要是由于它与银河系的热气体晕的相互作用。另一方面，小麦哲伦星云的恒星盘基本上已经被摧毁了。古老的恒星星族没有显示出自转的迹象（受到压力的支撑），并且具有不规则和细长的形状。SMC因与LMC的近距离接触而受到严重干扰（最近的一次发生在2亿年前），LMC也剥离了大量的气体，形成了大部分麦哲伦流和麦哲伦桥。令人惊讶的是，SMC有一个完整的，旋转的HI盘，这表明内部的HI没有被破坏，或者更有可能的是，HI盘在最后一次与LMC近距离接触后迅速重组。
2013-10-24 astro-ph.GA
Tidally induced bars in gas-rich dwarf galaxies orbiting the Milky Way
星系中的棒不仅可能通过不稳定性形成，也可能是与另一个星系相互作用的结果。特别是，它们可能出现在与银河系类星系相互作用的盘状矮星系中。在这里，我们报告的N体/SPH模拟的结果，这样的矮星轨道上的静态电位的一个更大的星系。我们使用了几种矮星系的模型，所有的质量都相同，但覆盖了很大的气体分数范围：0，30和70%。我们还测试了次网格恒星形成过程的影响。在所有情况下，在第一次近心点通过时，在矮星的星盘中形成了类似长度的棒。然而，出乎意料的是，气体成分保持近似轴对称，不受杆势的影响。两个连续的pericenters之间的酒吧属性没有显着变化。后来与宿主相遇的影响在很大程度上取决于近心处棒的确切方向。当杆被潮汐力扭矩旋转起来时，它也被缩短。相反，如果它慢下来，它会变长。在具有低气体分数的模型中，棒更明显并且存活到模拟结束，而在具有高气体分数的矮星中，棒在第二或第三次近心通过后被破坏。就共转半径与棒长度的比值而言，棒是缓慢的，并且保持如此独立于与宿主的遭遇。
2018-10-23 astro-ph.GA
Constraining density and metallicity of the Milky Way's hot gas halo from O VII spectra and ram-pressure stripping
银河系的热气体晕延伸到银河系维里半径（$\sim 200$ kpc），包含了银河系重子质量的重要组成部分。晕的性质可以从X射线光谱观测和卫星星系的冲压压力剥离研究中得到限制。前一种方法的结果主要取决于气体金属丰度假设，而后一种方法对它们不敏感。在这里，两种数据的联合分析，以约束电子密度和金属的气体。幂律假设的电子密度径向分布，而对于金属，一个常用的恒定的金属丰度假设是放松通过引入一个物理动机的球形轮廓。该模型拟合到431（18）视线的样品O VII发射（吸收）测量和7电子密度的限制，从冲压压力剥离研究。找到了最佳拟合的$n_e\propto r^{-(0.9...1.1)}$（其中$r\gg1$ kpc为银河中心半径）晕相关电子密度分布，金属丰度被约束为$Z \approx (0.1...0.7) Z_{\odot}$（下标$\odot$为太阳值）在$r>50$ kpc。这意味着热气体的总质量为$M \approx (2.4...8.7) \times 10^{10} M_{\odot}$，占银河系丢失的重子质量的$\sim(17...100)$ %。模型的不确定性进行了讨论，并在以前的研究的背景下检查的结果。
2022-01-27 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
A New Model for the Milky Way Halo Dispersion Measure with the ENGAWA Simulations: Low DMs and Large Anisotropy
Center for Astrophysics | Harvard \& Smithsonian, 60 Garden Street, Cambridge, MA 02138, USA
研究利用ENGAWA模拟套件约束银河系晕的色散量贡献，发现其平均晕DM值更低且各向异性更大，通过改变太阳位置估计了DM不确定性，提供相关Python包，为FRB观测解释和宇宙气体分布理解提供关键基线。
2026-07-24 astro-ph.GA
The magnetic field of the Milky Way: an observational perspective
Radboud University（拉德堡德大学）
本文从观测角度综述了银河系大尺度磁场的研究进展，包括其结构、湍流特性以及与星际介质的关联，并展望了未来观测数据增长带来的机遇。
2026-06-01 astro-ph.GA
