A spectroscopic map of the Galactic centre: Integrated light and dynamical modelling
University of Vienna（维也纳大学）；SDB Science-driven Business Ltd.（SDB科学驱动商业有限公司）；Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço, Universidade de Lisboa（里斯本大学空间与天体物理研究所）
利用DYNAMITE代码对银河系中心内~3 pc x 66 pc区域的恒星视线运动学进行三轴轨道动力学建模，成功恢复Sgr A*质量并约束质量分布和轨道分布。
2026-06-02 astro-ph.GA
Modelling the Galactic Magnetic Field on the Plane in 2D
我们提出了一种方法的参数化建模的物理组成部分的银河系的磁化星际介质，模拟的观测量，并映射出的可能性空间，使用马尔可夫链蒙特卡洛分析。然后，我们证明它使用总的和偏振的同步辐射数据以及河外源的旋转措施。利用这三个数据集，我们定义并研究了磁场的三个分量：大尺度相干场、小尺度各向同性随机场和有序场。在这第一篇论文中，我们只使用沿银河系平面的数据和测试一个简单的二维对数螺旋模型的磁场，包括压缩和剪切的随机分量产生一个有序的组件。我们证明了模拟的方法确实可以约束多个参数产生的措施，例如，磁场分量的比率。虽然在热和宇宙射线电子密度的不确定性，并取决于我们特定的模型parametrisation，我们的初步分析表明，相干分量是总磁场的一小部分，并在强度的各向同性随机组件的有序组件相媲美，需要解释同步辐射的偏振分数。我们概述了进一步的工作，扩展这种类型的分析，研究磁螺旋臂结构，湍流的细节，以及三维结构的磁场。
2010-01-29 astro-ph.GA
Modelling the chemical evolution of Zr, La, Ce and Eu in the Galactic discs and bulge
利用化学演化模型和最近的光谱数据，研究了Zr、La、Ce和Eu在银河系盘和球核中的化学演化。我们认为详细的化学演化模型的银河系厚盘，薄盘和隆起，这已经过测试，重现观察到的[ $α$ /Fe]与[Fe/H]图和金属丰度分布函数的三个不同的组件，我们应用它们来跟踪中子捕获元素的演变。在[Eu/Fe] vs [Fe/H]图中，我们观察并预测了对应于厚盘、薄盘和凸起的三个不同序列，类似于$α$ -元素发生的情况。我们可以很好地再现三个序列，假设不同的时间尺度的形成和恒星形成效率的三个不同的组件，与薄盘形成的时间尺度较长的形成厚盘和隆起。另一方面，在Zr、La和Ce的[X/Fe] vs [Fe/H]图中，这三种星族是混合的，而且从模型的角度来看，对不同银河系组成部分的预测之间存在重叠，但通过假设三种组成部分的不同恒星形成历史，也可以重现观测到的行为。总之，很容易看出不同的恒星形成历史如何导致不同的丰度模式，同时研究中子捕获元素的丰度模式有助于限制银河系主要组成部分的形成和演化历史。
2020-01-09 astro-ph.GA
Fluorine in the solar neighborhood: modelling the Galactic thick and thin discs
我们通过详细的化学演化模型与最近的观测数据进行比较，研究了银河系厚盘和薄盘中氟丰度的演化。这里采用的化学演化模型已经被证明适合于CNO和$α$ -元素的观测丰度模式以及银河系厚盘星和薄盘星的金属丰度分布函数。我们在这里应用它们来研究氟的起源和演化，这仍然是一个有争议的问题。首先，我们研究的重要性，提出了各种网站的氟生产。然后，我们应用参考模型来跟踪两个不同银河系组成部分的演化。我们的结论是，旋转的大质量恒星是F的重要生产者，它们可以在[Fe/H]=-0.5 dex以下建立一个F丰度的平台，尽管[Fe/H]<-1的平台的存在还有待于通过对晕星的广泛观测来证实。为了重现后期圆盘中F丰度的增加，需要来自低质量恒星（单个渐近巨星分支星和/或新星）的贡献。厚盘和薄盘之间的二分法在[F/O]与[O/H]图中比在[F/Fe]与[Fe/H]图中更明显，并且我们证实厚盘比薄盘进化得快得多，与其他化学元素丰度模式的发现一致。
2020-08-03 astro-ph.GA
Supernova-driven interstellar turbulence and the galactic dynamo
星际介质的分形形状和多组分性质，以及其广泛的动力学尺度，给理论和数值天体物理学带来了巨大的挑战。在这里，我们将审查最近的进展，直接模拟星际磁流体湍流，重点是超新星爆炸的能量注入的作用。发电机理论的影响将在平均场方法的背景下讨论。与测试场方法得到的结果面临的分析预测和估计从准线性理论。模拟结果加强了对湍流银河发电机的经典理解，更重要的是，产生了新的定量见解。导出的比例关系，使自信的全球平均场建模。
2011-01-20 astro-ph.GA
Models for the 3-D axisymmetric gravitational potential of the Milky Way Galaxy - A detailed modelling of the Galactic disk
目标。基于密度和势对的简单解析函数的星系质量模型在文献中被广泛提出。仅由运动学数据约束的盘模型仅在非常接近银河平面的地方给出关于全球盘结构的信息。我们试图绕过这个问题，通过构建磁盘质量模型，其三维结构的约束，最近的银河系恒星计数模型在近红外线，也通过观察氢在磁盘中的分布。我们的主要目的是提供模型的引力潜力的星系，是充分的分析，但也有一个更现实的描述密度分布的磁盘组件。方法.从直接基于观测的盘模型（这里分为薄和厚的恒星盘和HI和H $_2$磁盘子组件），我们产生拟合的质量模型相结合的任何“模型阶”（1，2，或3）为每个磁盘子组件的三个宫本永井磁盘配置文件。宫本永井磁盘相结合的模型的凸起和“暗晕”的组件和总的一套参数进行调整，观测的运动学约束。一个模型，其中包括一个环密度结构的磁盘，超出太阳银河系半径，也进行了研究。结果银河系质量模型返回非常好的匹配强加的观测约束。特别是，与环密度结构的模型提供了一个更大的贡献，磁盘的旋转支持内的太阳圈。引力势模型及其相关的力场描述在解析封闭的形式，此外，他们也是兼容的，我们最好的知识的恒星和气体分布的磁盘组件。引力势模型适用于银盘轨道的研究。
2016-07-08 astro-ph.GA
agnpy: An open-source python package modelling the radiative processes of jetted active galactic nuclei
喷流活动星系核宽带辐射的模拟是河外天体物理多波长多信使研究领域的主要课题之一。我们提出agnpy，一个开源的python包，模拟在活动星系核喷流中加速的相对论粒子的辐射过程。该软件包包括类描述负责线和热发射的星系组件，并计算由于$γγ$对生产几个光子场的吸收。银河系外天体物理学项目旨在将模拟和解释银河系外源发射的工作扩大到广大天体物理学家。我们提出的包的内容，并说明其功能的应用程序的几个例子。我们通过与文献和其他开源软件的结果进行比较来验证该软件。我们说明了在解决最常见的问题，而建模喷射活动星系的排放的实用程序。当比较其结果与文献和其他建模工具采用相同的物理假设，我们实现了$10-30\%$内的协议。agnpy是在开放源码python软件包中第一个系统和经验证的关于喷射活动星系的既定辐射过程的集合。我们希望它也将成为第一批提供可复制和透明的天体物理软件的努力之一，不仅用于数据简化和分析，而且用于建模和解释。
2022-01-18 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.IM
Chemodynamical Modelling of the Galactic Bulge and Bar
我们提出了第一个自洽的化学动力学模型拟合再现数据的星系核球，酒吧和内盘。我们扩展的测量方法，以增强相空间，包括恒星的金属丰度，并显示其第一个应用程序的酒吧区的银河系。利用ARGOS和APOGEE（DR 12）调查的数据，我们适应Portail等人最近的动力学模型。再现观测到的空间和运动学变化作为金属丰度的函数，从而允许详细研究不同金属丰度箱中恒星的3D密度分布，运动学和轨道结构。我们发现[Fe/H] > -0.5的富金属恒星是强棒性的，并且具有与共同盘起源一致的动力学性质。[Fe/H] < -0.5的贫金属恒星表现出强烈的运动学变化，表明来自底层恒星星族的不同贡献。在中心kpc外，贫金属星的密度和运动学被发现有一个厚的磁盘，而在内部kpc，一个额外的浓度的贫金属星的证据被发现。最后，在模型中的所有金属丰度的组合轨道分布自然地再现所观察到的顶点偏差的凸起。本文展示了测量化学动力学模型的力量，当扩展到其他化学维度时，将是非常强大的工具，可以最大限度地利用从大型光谱调查（如APOGEE，GALAH和MOONS）中获得的信息。
2017-06-21 astro-ph.GA
Modelling the Galactic disc: perturbed distribution functions in the presence of spiral arms
从银河系薄盘恒星星族的作用空间轴对称平衡分布函数出发，利用线性化的Boltzmann方程显式计算了扰动平衡分布函数对三维螺旋势的响应.这个DF，有效远离主共振，使我们能够调查在三维配置空间中的任何给定点的速度分布的快照。此外，DF的一阶矩产生非零径向和垂直的整体流量-即呼吸模式-定性类似于最近在扩展的太阳能附近观察到的。我们表明，这些分析预测的平均恒星运动与测试粒子模拟的结果是一致的。此外，我们估计的第一次相比，一个冷流体的情况下，一个恒星星族的垂直整体运动的减少因子。这样一个明确的表达充分扰动DF薄盘恒星星族在螺旋臂的存在下，将有助于动态地解释银河系盘恒星运动学的详细信息，将提供即将到来的大型天文测量和光谱调查的银河系。
2016-06-22 astro-ph.GA
Uniform Modelling of the Stellar Density of Thirteen Tidal Streams within the Galactic Halo
我们提出了一个灵活的恒星流密度模型拟合银河系周围的13个流的集合，使用DES，DECaLS和泛星测光数据的结果。我们为每个流构建密度图，并沿着每个流的长度在天空，宽度和距离模量曲线上绘制它们的轨迹。我们使用这些测量来计算流的长度和总光度并识别子结构。几条河流显示出显著的子结构，如河流加宽、间隙、河流轨迹的大偏差和河流密度的急剧变化。将这组星系流作为一个总体来研究，正如我们所预期的那样，我们发现具有球状星团祖先的星系流通常比具有矮星系祖先的星系流窄，大约100 pc宽的星系流显示出两个群体之间的重叠。我们还注意到球状星团流的平均光度明显低于完整球状星团的典型光度。可能的解释是观测到的球状星团流优先来自低光度和低密度的星团。这里提出的流测量在一个统一的方式将有助于更详细的流研究，如确定候选流成员的光谱跟踪和恒星流动力学建模。
2022-06-09 astro-ph.GA
On modelling CC85 wind in an expanding local box
Chevalier & Clegg（1985）的球面风被广泛用于模拟星系外流。正在努力了解在这种流出物中多相气体的生产。由于多相气体的重要尺度与风的大小相比非常小，因此具有冷气体与体积填充膨胀风相互作用的局部模型是非常有用的。在本文中，我们首次明确地导出了这种局部盒中的流体动力学控制方程。我们强调，在风中的膨胀只发生在横向方向，这导致在各向异性源项的动量方程。我们的方程将是非常有用的多相星系外流的小尺度结构的现实模拟。[原文不包括摘要]
2020-07-25 astro-ph.GA
Modelling mass distribution of the Milky Way galaxy using Gaia billion-star map
银河系是一个典型的旋涡星系，它由一个位于中心的黑洞、一个棒状凸起和一个包含旋臂的盘组成。银河系的复杂结构使得模拟其质量分布非常困难和具有挑战性，特别是对于在银河系动力学和演化中起着最重要作用的银河系盘。传统的轴对称盘模型与指数的亮度分布和恒定的质光比假设为银河系盘。为了生成平坦的旋转曲线，还必须包括暗晕。在这里，通过使用最近发布的盖亚十亿星地图，我们提出了一个银河系盘质量分布模型，它是基于恒星密度分布，而不是亮度和质光比。该模型的特点是两个参数，一个凸起半径和特征长度。利用质量分布模型和求解泊松方程的银河系，我们得到了一个平坦的旋转曲线，再现了关键的观察到的功能，而不需要一个黑暗的晕。
2016-12-14 astro-ph.GA
M2M modelling of the Galactic disc via PRIMAL: Fitting to Gaia Error Added Data
我们已经调整了我们的量身定制（M2M）算法PRIMAL使用模拟银河系一样的数据从一个N体棒星系与一个已知的暗物质潜力的四方形凸起。我们使用M0巨星作为示踪剂，与欧空局空间天体测量任务盖亚的预期误差。我们演示了从N体模型构建模拟盖亚数据的过程，包括将银河系中心笛卡尔坐标N体模型转换为赤道坐标，以及如何为单个恒星类型添加误差。然后，我们描述了对PRIMAL进行的修改，以处理观测误差。本文表明，PRIMAL可以恢复的径向轮廓的表面密度，径向速度分散，垂直速度分散和平均旋转速度的目标盘，随着模式的酒吧的速度，在一个合理的准确度，尽管缺乏准确的目标数据。我们还构建了模拟数据，考虑到尘埃灭绝，并表明PRIMAL恢复光盘的结构和运动学相当不错。换句话说，盖亚数据的预期精度足以让PRIMAL恢复圆盘的这些全局属性，至少在本文中使用的简化条件下。
2014-07-01 astro-ph.GA
Dynamical modelling of the Galactic bulge and bar: the Milky Way's bar pattern speed, stellar, and dark matter mass distribution
我们使用量身定做的方法建立了一套大的星系球、棒和内盘的动力学模型。我们的模型被约束，以匹配红团巨星密度从VVV，UKIDSS和2MASS红外线调查的组合，以及恒星运动学在凸起的BRAVA和OGLE调查，并在整个酒吧地区的ARGOS调查。我们能够恢复的酒吧模式的速度和恒星和暗物质的质量分布在酒吧区，从而恢复整个银河系的有效势。我们发现一个酒吧模式的速度$39.0 \pm 3.5 \,\rm{km\,s^{-1}\,kpc^{-1}}$，把酒吧共转半径在$6.1 \pm 0.5 \rm{kpc}$和银河系酒吧一个典型的快速旋转。我们估计的恒星质量的长杆和隆起结构是$M_{\rm{bar/bulge}} = 1.88 \pm 0.12 \times 10^{10} \, \rm{M}_{\odot}$，大于质量的磁盘在酒吧区，$M_{\rm{inner\ disk}} = 1.29\pm0.12 \times 10^{10} \, \rm{M}_{\odot}$。膨胀体积中的总动力学质量是$1.85\pm0.05\times 10^{10} \, \rm{M}_{\odot}$。由于更多的扩展运动学数据集和最近的测量的凸起IMF我们的模型有一个低的暗物质部分的$17\%\pm2\%$的凸起。我们发现了一个暗物质密度分布图，它在隆起区域接近一个浅尖点或核心。最后，我们发现一个额外的中心质量…
2016-11-18 astro-ph.GA
Galactic resonance rings. Modelling of motions in the wide solar neighborhood
银河系的模型与分析费勒斯酒吧可以重现的剩余速度的OB协会在人马座，英仙座和本地系统的恒星气体复合体位于3千秒差距的太阳附近。考虑了密度分布为幂指数n=1和2的费勒斯椭球。局部系统中速度再现的成功是由于大的速度色散，其通过产生较小的系统运动来削弱共振效应。模型星系形成核，内和外共振环R1和R2。外环R2设法捕获比环R1多两倍的颗粒。棒的外Lindblad共振（OLR）位于太阳圆外0.4 kpc处，R_OLR= R_0 +0.4 kpc，对应于棒的角速度Ω_b=50 km s-1 kpc-1。太阳相对于棒的位置角theta_b，提供模型和观测速度之间的一致性是40-52度。不幸的是，考虑的模型不能再现船底座和天鹅座恒星气体复合体的剩余速度。比角动量L的重新分布在杆的Lindblad共振（ILR和OLR）附近发现：L的平均值在半径处增加（减小），比共振的半径小（大）一点，这与存在两种相互垂直的周期轨道有关。
2019-02-11 astro-ph.GA
Pitfalls in applying gravitomagnetism to galactic rotation curve modelling
本文指出了后牛顿引力磁性修正星系旋转曲线计算中的技术与根本性错误，论证后牛顿效应过小无法替代暗物质。
2023-06-12 astro-ph.GA gr-qc
What to expect from dynamical modelling of galactic haloes
银河系晕的许多动力学模型都需要假设示踪剂种群的分布函数应该与时间无关（即，稳态分布函数），并且基础势是球形的。我们研究这种建模的局限性，通过应用一个一般的动力学模型与最小的假设，从宇宙学$N$体和流体动力学模拟星系晕的大样本。使用暗物质粒子作为动力学示踪剂，我们发现，测量的质量和浓度参数的系统不确定性通常有25%至40%的幅度。然而，当恒星被用作示踪剂时，系统的不确定性可以大到$2-3$的一个因子。系统不确定度并不因示踪剂样本量的增加而减小，而且随晕的不同而随机变化。这些系统的不确定性主要是由低估的统计噪声所造成的相关相空间结构，违反了稳态假设。从不确定性水平推断出的独立相空间结构的数量设置了限制样本大小，超过该限制样本大小，进一步增加不再显着提高动力学推断的准确性。系统的不确定性水平取决于晕的合并历史、晕的形状和环境。我们的结论一般适用于任何球形稳态模型。
2017-07-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dynamical modelling of galactic disc outskirts
简要回顾了盘星系外部结构的动力学模型，包括极环模型、潮汐尾模型和桥模型。然后我讨论圆盘外部的密度分布。对于这一点，我比较观测结果的模型中，盘星系实际上是一个主要的合并的残余，并找到很好的协议。这种比较包括径向配置文件的投影表面密度和恒星年龄，以及时间演变的断裂半径和内部和外部盘尺度长度。我还比较了径向投影表面密度分布的动态动机的单年龄人口，发现，与老年人相比，年轻的有平坦的密度分布在内部区域和陡峭的外部。然而，破裂半径并不随恒星年龄的变化而变化，这与观测结果一致。
2016-12-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Modelling and simulation of large-scale polarized dust emission over the southern Galactic cap using the GASS HI data
普朗克巡天量化了极化的银河前景，并确定它们是寻找宇宙暴胀期间由原始引力波引起的宇宙微波背景（CMB）B模式信号的主要限制因素。因此，准确地分离银河系前景将我们对磁化星际介质（ISM）的理解与这一探索联系在一起。从普朗克数据分析的两个最相关的经验结果是视线退极化所产生的波动的银河磁场方向和对齐的行星尘埃结构与磁场在银河系高纬度。此外，Planck和HI发射数据的结合表明，大多数的尘埃结构是在冷中性介质。本文的目的是测试这些突出的观测结果，综合起来，是否可以充分说明尘埃极化的统计特性，在选定的低柱密度区域，包括34%的南银河帽（$b \le -30°$）。要做到这一点，我们构建了一个尘埃模型，采用HI柱密度图作为示踪剂的尘埃强度结构和银河系磁场的现象学描述。通过调整尘埃模型的参数，我们能够重现普朗克尘埃观测在353 GHz的选定区域。由这样的尘埃模型启用的偏振尘埃排放的现实模拟是有用的测试组件分离方法的准确性，研究非高斯性，并限制与频率的去相关量。
2017-02-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
From the Circumnuclear Disk in the Galactic Center to thick, obscuring tori of AGNs -- Modelling the molecular emission of a parsec-scale torus as found in NGC1068
星系中央黑洞的吸积率可以通过厚盘和环中的粘性力矩来获得，这可以通过毫米干涉测量在活动星系NGC 1068的内部~ 20 pc内以与银河系中心的环核盘（CND）的单盘观测相当的尺度和灵敏度来解决。为了解释这些区域的观测结果并确定其气体分布的物理性质，我们提出了一个建模工作，包括（i）一个简单的动力学模拟，涉及盘气云之间的部分非弹性碰撞，（ii）一个由动力学模型和观测校准的湍流cluerous气盘的分析模型，（iii）局部湍流和宇宙射线气体通过H2O，H2加热和冷却，和CO排放，和（iv）测定的分子丰度。我们还考虑了光解离区域（PDR），其中气体被直接照射的中央引擎。我们比较所得的模型数据库的CO，HCN，HCO+，CS亮度温度可用的观测。在这两种情况下，运动学可以解释为一个或两个云与一个预先存在的环碰撞，在CND的逆时针方向和逆行的NGC 1068。而且，只有密集的盘状云，线通量可以复制到大约2倍。为了避免云间介质的自吸收，在最大尺度上的湍流加热，相当于磁盘的高度，必须减少50-200倍。我们的模型表明，湍流机械能输入是厚气体盘内的主要气体加热机制。在N1068中，虽然大部分活动星系核的X射线辐射被尘埃升华半径内的一层康普顿厚度的气体吸收，但光学/紫外辐射可能会在气体环的内边缘将来自光解离区域的分子线发射增强约50%。
2022-06-29 astro-ph.GA
Stochastic modelling of cosmic-ray sources for Galactic diffuse emissions
RWTH Aachen University（亚琛工业大学）
研究宇宙射线源对银河系弥散辐射的影响，利用随机蒙特卡洛方法分析不同模型下的结果，揭示离散源对辐射强度分布和测量解释的关键作用。
2026-03-10 astro-ph.GA astro-ph.HE
Modelling chemical abundance anticorrelations on globular cluster spectra
人们普遍认为，个别银河系球状星团拥有两个同时代的恒星，第一个出生的“标准”阿尔法增强金属混合物中观察到的领域晕对象，第二个的特点是一个与CN-ONa丰度模式叠加在第一代，阿尔法增强金属混合物。我们用适当恒星星族合成模型研究了这第二代恒星如何影响典型的富金属银河系球状星团（如47 Tuc）的综合光谱。我们的主要结论是：（1）广泛用于确定河外星系年龄、Fe和总金属丰度的Balmer线、Fe线和[MgFe]指数对第二代星族不敏感; 2）第二代星中He的增强通过改变等时线的关闭温度和水平分支形态来影响积分谱的巴耳末线指数，这就转化为对更年轻的年龄的偏好。
2012-03-20 astro-ph.GA
Modelling the formation of the circumnuclear ring in the Galactic centre
几千个太阳质量的分子、原子和电离气体位于我们银河系最里面的~10 pc。与分子气体最相关的结构是环核环（CNR），一个围绕着超大质量黑洞（SMBH）的致密的聚集环，半径约为2 pc。我们建议，CNR形成通过潮汐破坏的分子云，我们调查这种情况下通过N体光滑粒子流体动力学模拟。我们用不同的云质量（4 × 10^4，1.3 × 10^5太阳质量）、不同的初始轨道速度（v_in=0.2-0.5 v_esc，其中v_esc是SMBH的逃逸速度）和不同的碰撞参量（b=8，26 pc）进行了网格模拟。分子云的破坏导致形成非常致密和块状的气体环，其中包含大部分初始云质量。如果云团的初始轨道速度足够低（v_in<0.4 v_esc，b=26 pc）或碰撞参量足够小（b<10 pc，v_in>0.5 v_esc），至少会在SMBH周围形成两个环：内环（半径约为0.4 pc）和外环（半径约为2-4 pc）。内环由低角动量物质形成，在第一次近心点通过期间吞没了SMBH，而外环则在随后的破裂云近心点通过期间形成。内环和外环偏离约24度，因为它们是由不同的气体流形成的，这些气体流以不同的方式受到SMBH引力聚焦的影响。外环与银河系中心CNR的几个属性（质量，旋转速度，温度，块状）相匹配。我们推测，内环可能解释了在中央空腔中观察到的中性气体。
2015-10-18 astro-ph.GA
Galactic cold cores IX. Column density structures and radiative transfer modelling
银河系冷核（GCC）项目已经对星际云进行了赫歇尔观测，普朗克在那里探测到了冷尘埃发射的致密源。我们的目标是描述团块及其母云的结构。我们还研究的准确性，可以确定从亚毫米数据的密集团块的结构。我们使用标准的统计方法来验证GCC字段。团块提取使用列密度阈值，我们为每个字段构建一个三维辐射转移（RT）模型。这些被用来估计相对辐射场强度，团块的稳定性，和柱密度估计的不确定性。我们研究的径向柱密度分布的团块。在海湾合作委员会领域，结构噪声遵循以前建立的关系在更大的规模。分形维数对柱密度没有显著的依赖性，D = 1.25 +-0.07的值仅略低于典型分子云。柱密度PDF表现出很大的变化，例如在外部压缩云的情况下。在尺度r>0.1秒差距时，云的径向柱密度分布遵循N~r^{-1}的平均关系。尽管团簇形态变化很大，但在r~0.1 pc以下，团簇往往遵循类似的N~r^{-1}关系。RT计算表明局部辐射场强度的变化仅为2.5倍。在A_V > 5 mag的区域，引力束缚的团块比例显著增加，但大多数束缚物体似乎是压力限制的。GCC宿主云具有与一般分子云相似的统计特性。重力稳定性，峰值柱密度和团块方向连接到云背景，而大多数其他统计数据（例如D和径向轮廓）对环境不敏感。
2018-01-15 astro-ph.GA
Modelling the evolution of the Galactic disc scale height traced by open clusters
本文提出银河系疏散星团标高随年龄增大主要源于巨分子云相遇对近银道面星团的选择性瓦解，并通过基于Gaia星表的计算模型成功再现了观测到的标高演化和存活星团数量。
2025-01-29 astro-ph.GA
Kinematic modelling of clusters with Gaia: the Death Throes of the Hyades
盖亚数据的精确性为研究星团的内部速度场提供了一个独特的机会。我们开发并验证了一个前向建模方法的内部运动的恒星在一个集群。该模型允许描述旋转和剪切的各向异性速度色散矩阵和线性速度梯度，结合了恒星子集的径向速度，并通过混合模型考虑了背景源的污染。我们将该方法应用于毕宿星团及其潮汐尾的盖亚DR 2数据，划分和比较10 pc以内和10 pc以外的恒星运动学，这大致是星团的潮汐半径。虽然星系团的速度分散几乎是各向同性的，但尾部的速度椭球体明显是细长的，长轴指向银河系中心。我们发现星系团在银河方位角和垂直方向上有$\approx 2σ$显著的正膨胀和负膨胀，但没有旋转。潮汐尾在银河系中心倾斜的方向上伸展，同时在银河系垂直方向上与星团一样收缩。尾部的切变（A）为$16.90\pm 0.92$ m/s/pc，涡度（B）为$-6.48\pm1.15$ m/s/pc，这两个数值与当地的奥尔特常数不同。
2020-07-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Modelling the non-equilibrium chemistry of the Milky Way's cold nuclear wind
The Australian National University（澳大利亚国立大学）；Università degli Studi di Firenze（佛罗伦萨大学）；INAF - Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切特里天文台）
研究通过建模银河系核风中的冷云化学，发现冷气体可能源自盘状分子云，其失去原子外壳后形成异常大的CO-H2转换因子，表明核流出物可能更重载。
2026-02-14 astro-ph.GA
A PRIMAL view of the Milky Way, made possible by Gaia and M2M modelling
我们已经开发了我们最初的量身定制（M2M）算法PRIMAL，目的是根据即将到来的盖亚数据对银河系圆盘进行建模。从一个类似银河系的N体盘星系模拟中，我们使用M0III恒星作为示踪剂，考虑到灭绝和预期的盖亚误差，创建了模拟盖亚数据。在PRIMAL中，从N体模型计算的观测值与目标星进行比较，在目标星的位置。使用PRIMAL，改变N体模型粒子的质量以再现目标模拟数据，并且通过改变模型粒子的质量来自动调整引力势。我们还对模型粒子采用了一种新的重散射方案，以保持N体模型的质量分辨率相对恒定。我们已经将PRIMAL应用到这个模拟盖亚数据中，我们表明PRIMAL可以恢复银河系棒旋盘的结构和运动学，以及尽管银河系灭绝和观测误差，但棒的表观棒结构和模式速度。
2015-03-05 astro-ph.GA
The long and the short of it: modelling double neutron star and collapsar Galactic dynamics
这里介绍的工作检查人口的双紧凑的二进制系统和潮汐增强的双星。我们利用BINPOP和BINKIN，最近开发的人口综合软件包的两个组成部分。结果集中在二进制和空间进化的人口特征的相关性。脉冲星和长持续时间伽马射线暴观测与我们的模型一致使用，得出以下结论：双中子星双星可以在几百万年的时间尺度上迅速合并（远低于观测到的双中子星种群），这些模型中的共同包层演化是双中子星形成中非常重要的阶段，而观测到的长伽马射线暴投射距离比我们模拟的合并双中子星和双星星系群更集中。更好的协议被发现与矮星系模型，虽然结果是密切相关的假设出生径向分布。在我们的模型中，双中子星种群的诞生率范围为400万~ 1.6亿亿年，合并率范围为300万~ 1.5亿年。速率的上限和下限分别由电子俘获超新星踢向中子星和降低共包络效率引起。我们的双黑洞合并率表明，黑洞应该在出生时接受不对称的踢。
2010-03-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Modelling the Polarisation of Microwave Foreground Emission on Large Angular Scales
通过对银河系磁场（GMF）进行大尺度模拟，得到了与宇宙微波背景（CMB）极化实验相关的频率上银河系前景极化辐射的模板。这项工作扩展了O'Dea等人的结果，包括偏振同步辐射作为前景发射源。该计算中的偏振方向和分数仅基于GMF模型的基本选择，因此在大尺度上提供了对偏振信号的独立预测。当预测有效的实验灵敏度时，极化前景的模板可能有用。反过来，随着对大部分天空中CMB偏振的测量成为常规，该模型将允许数据约束GMF形式中的参数，但尚未得到很好的理解。
2013-01-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraints on the broad line region from regularized linear inversion: Velocity-delay maps for five nearby active galactic nuclei
混响成像是研究活动星系核（AGN）宽发射线区（BLR）结构的一种方法。BLR气体的运动学可以用来测量中心超大质量黑洞的质量。影响黑洞质量测定的主要不确定性是BLR的结构。我们提出了一种新的方法混响映射的基础上正则化线性反演（RLI），包括模拟活动星系核连续光变曲线。这使得能够快速计算速度分辨响应图以约束BLR结构。RLI允许负响应，例如当BLR的某些区域与电离连续发光度的变化成反比时。我们目前的时间延迟，综合响应函数，和速度延迟地图的$\rm{H}\,β$广泛的发射线在五个附近的活动星系核，以及$\rm{H}\,α$和$\rm{H}\,γ$在Arp 151，使用的数据从舔活动星系核监测项目2008年。我们发现提示反应的对象（Arp 151，NGC 5548和SBS 1116+ 583 A）与额外的提示反应在红翼的$\rm{H}\,β$。在SBS 1116+583A中，我们发现了多模态广泛迅速反应的证据，随后在10天出现第二次狭窄反应。我们没有发现明显的负面反应。结果是互补的，并与其他方法，如互相关，最大熵和动力学建模一致。正则化线性反演与连续光变曲线建模提供了一种快速，互补的方法，速度分辨混响映射，适用于大型数据集。
2015-08-20 astro-ph.GA
Modelling the Galactic distribution of free electrons
在本文中，我们测试了8个模型的自由电子分布在银河系中，已出版的，我们介绍了4个额外的模型，进一步探索可能的模型的参数空间。这些新模型包括一个简单的指数厚盘模型，以及Taylor & Cordes和Cordes & Lazio的模型的更新版本，其中包含更多的扩展厚盘。我们引入的最后一个模型使用观察到的H-α强度作为总电子柱密度的代理，也称为色散度量（DM）。我们使用最新的可用数据集的精确距离（通过视差测量或与球状星团的关联），以优化这些模型中的参数。在Cordes & Lazio模型中为厚盘拟合一个新的标度高度的过程中，我们讨论了为什么这个厚盘不能被Gaensler等人在最近的一篇论文中提出的厚盘所取代。在本文的第二部分中，我们测试了不同的模型在已知距离下预测这些卫星的DM的能力。几乎所有的模型都表现良好，因为它们预测的DM在大约75%的视线范围内的观测DM的1.5-2倍之内。这有点令人惊讶，因为我们测试的模型范围从只包含单个指数厚磁盘的非常简单的模型到非常复杂的模型，如Cordes & Lazio的模型。我们发现，Taylor & Cordes的模型，我们更新了一个更扩展的厚磁盘，始终比我们测试的其他模型表现更好。最后，我们分析了哪些视线具有大多数模型难以预测的DM，这表明我们和脉冲星之间的ISM中存在局部特征。（节略）
2012-08-15 astro-ph.GA
Modelling the Milky Way's globular cluster system
我们构造了一个银河系球状星团系统的模型的基础上，一个现实的引力势和分布函数（DF）解析的作用积分。DF包括盘和晕组件，其功能形式类似于最近用来描述恒星盘和恒星晕。我们使用贝叶斯方法确定模型参数的后验分布。这让我们了解了球状星团数据对我们模型的约束程度。的光盘和晕DF的青睐的参数值是类似的，以前获得的值从适合恒星盘和晕，虽然集群晕系统显示更清晰的旋转比恒星晕。我们的模型再现了球状星团系统的一般特征，即密度分布，平均自转速度。盘簇的分数与所观察到的富金属簇的分数相一致。然而，这些数据表明，要么是编目的星团距离与目前对银河系中心距离的估计不一致，要么是未能识别出凸起后面的星团。随着我们银河系组成部分的数据在未来几年内在数量和精度上的增加，重新审视目前的分析将是有益的。
2017-01-24 astro-ph.GA
Galactic winds and the origin of large-scale magnetic fields
对矮星系的观测表明存在大尺度磁场。然而，这些星系的大小和缓慢的旋转似乎不足以支持一个平均场发电机的行动，以激发这样的领域。在这里，我们提出了一个新的机制来解释大规模的磁场在星系太小，以支持平均场发电机行动。关键的想法是，我们不确定大规模和平均磁场。在我们的方案中，磁结构起源于一个小规模的发电机，它产生小规模的磁场在银盘和银河风，运输到星系晕在那里的大湍流扩散的规模和秩序的字段。其结果是，磁场变得大规模，但其平均值仍然在严格意义上为零。我们验证了这一想法的数值模拟两个不同的简化配置，薄盘模型使用无$z$近似，和轴对称模型使用圆柱$r,z$坐标。这些都允许减少的问题，以两个空间维度。总之，这些模型支持这样一个命题，即总的趋势将在一个完全的3D模型中持续下去。我们证明，一个明显的大规模的模式可以在星系晕的发电机管理参数的广泛选择。我们相信，我们的机制可以解释在矮星系晕中观察到的场的存在。我们强调，所提出的方案的详细建模需要三维模拟，并调整矮星系的具体发电机管理参数。
2016-10-24 astro-ph.GA
Modelling the Observed Stellar Mass Function and its Radial Variation in Galactic Globular Clusters
我们测量的斜率$α$的恒星质量函数（MF）的变化作为一个功能的集群中心距离$r$在五个银河系球状星团和比较$α(r)$预测直接$N$体星团模拟。理论研究预测，$α(r)$（它跟踪在一个集群中的质量分离的程度）应陡峭的集群经历两体弛豫的时间和量的全球MF可以从它的初始状态，由于恒星逃逸是直接联系到$α(r)$。我们发现，M10，NGC 6218和NGC 6981的质量分离量与它们的动力学年龄相一致，但只有M10的整体MF与其质量分离程度相一致。另一方面，NGC 5466和NGC 6101似乎比它们的动力学年龄所显示的分离程度要小。此外，尽管非分离星团中恒星的逃逸率与恒星质量无关，但NGC 5466和NGC 6101都有接近平坦的MF。我们讨论了各种机制，可以产生非隔离集群与近平坦的MF，包括更高的质量损失率和黑洞保留，但认为，对于一些集群（NGC 5466和NGC 6101）解释当今的属性可能需要一个非普遍的IMF或一个更复杂的动力学历史。
2017-07-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Physical Properties and Galactic Distribution of Molecular Clouds identified in the Galactic Ring Survey
我们推导出的580分子云的物理性质的基础上，他们的12 CO和13 CO线发射检测到的马萨诸塞大学石溪分校（USMB）和银河系环调查。我们提供了一系列的分子云的物理性质的值，并发现它们的半径和质量之间的幂律相关性，这表明ISM的分形维数约为2.36。这个关系式M =（228 +/- 18）R^{2.36+/-0.04}使我们能够推导出USMB巡天没有覆盖的另外170个GRS分子云的质量。我们推导出银河系表面的分子气体的质量密度，并研究其在整个银河系的空间变化。我们发现，分子气体的角向平均银河表面密度峰值之间的银心半径为4和5千秒差距。虽然在分子气体中没有探测到英仙座臂，但银河系表面的分子气体密度在盾牌座-十字座臂和人马座臂的位置上有所增加。这可能表明分子云在螺旋臂中形成，并在臂间空间中被破坏。最后，我们发现分子云的CO激发温度随着远离银心而降低，这表明恒星形成率可能随着银心半径的增加而降低。有一个轻微的显着增强的CO激发温度的分子云在银河系中心半径约6千秒差距，这在GRS的经度范围内对应的人马座arm. This温度的增加可能与大质量恒星形成的人马座螺旋臂。
2010-10-14 astro-ph.GA
An analysis of infrared emission spectra from the regions near the Galactic Center
我们提出了一致的建模线和连续红外光谱在该地区接近银河系中心。该模型考虑了冲击波和来自外部源的光电离的耦合效应。结果表明，激波速度在65 ~ 80 km/s之间，震前密度在ISM中为1 cm ~（-3），在边界结构中为200 cm ~（-3）。冲击前的磁场从5.周围ISM中的10^{-6}高斯到~8。10^{-5}高斯的拱形灯丝。五重星系团的恒星温度约为38000 K，拱星系团的温度约为27000 K。电离参数相对较低（<0.01），在星团附近最高，在拱门星团附近达到最大值>0.01。从气相中的Si耗尽被发现在整个观察区域，表明硅酸盐尘埃的存在。包括铁在内的颗粒集中在整个拱形细丝中。在红外范围内的连续SED的建模，表明在~100-200 K的温度下的尘埃成分存在于银河系的中心区域。射电辐射似乎是热韧致辐射在E2-W1灯丝交叉带，但同步加速器组件是不排除的。需要更多的数据来解决这个问题。
2009-07-12 astro-ph.GA
Action-based distribution function modelling for constraining the shape of the Galactic dark matter halo
利用来自盖亚DR 2的天琴座RR型晕星的天体测量数据，估算了银河系中心$r \lesssim 30$ kpc范围内银河系暗物质晕的三维密度分布。我们模型的恒星晕分布函数和银河系的潜力，充分考虑到调查的选择功能，观测误差，和缺失的视线速度数据的RR天琴座恒星。用贝叶斯MCMC方法，我们推断的模型参数，包括密度平坦的DM晕$q$，这是假定为常数的半径的函数。我们发现$q$的后验分布的99%位于$q>0.963$，这强烈地不利于平坦的DM晕。我们不能得出任何结论，银河系DM晕在$r \lesssim 30$ kpc是否是扁长的，因为我们限制自己的轴对称扁圆晕模型与$q\leq1$。我们的结果是不一致的宇宙流体动力学模拟的预测，主张更多的扁圆（$\langle{q}\rangle \sim0.8 \pm 0.15$）DM晕内$\sim 15\%$的银河大小的星系维里半径。另一种可能性是，根据我们用宇宙学模拟进行的验证测试，银河系晕的真实值$q$可能与宇宙学模拟一致，但银河系势的不平衡使我们对$q$的测量膨胀了0.1-0.2。作为我们分析的副产品，我们的模型将太阳邻域的DM密度限制为$ρ_{\mathrm{DM},\odot} = (9.01^{+0.18}_{-0.20})\times10^{-3}M_\odot \mathrm{pc}^{-3} = 0.342^{+0.007}_{-0.…
2020-12-07 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Detecting PAHs in high-z galaxies in proxy: Modelling physical conditions in an extremely strong damped Lyman-alpha absorber towards QSO SDSS J1143+1420 at z=2.323
我们探索间接的方法来检测多环芳烃（PAHs）在气体丰富，吸收选择星系在高红移。我们研究了在红移z（ESDLA）= 2.323处，对类星体SDSS J1143 + 1420的一个介入的、极强阻尼莱曼α吸收体（或ESDLA，log（N（HI））>~21.7））的光学VLT/X-shooter观测。文献研究表明，这个ESDLA包含尘埃和扩散分子氢的特征，它是专门为我们的研究选择的，因为它与相关星系的空间接近（碰撞参量，rho = 0.6 +/-0.3 kpc）。在沿着这条视线的有限的红外（IR）光谱观测中，没有直接检测到多环芳烃的排放。因此，我们使用CLOUDY数值模拟模型来间接探测ESDLA中PAH的存在。我们注意到，多环芳烃需要被包括在模型中，以重现所观察到的柱密度温暖的H2和CI。因此，我们推断在我们的ESDLA中间接存在PAH，PAH/H的丰度= 10 ^（-7.046）。我们还测量了一个低2175 A碰撞强度（E（碰撞）~0.03 - 0.19等）相对于恒星形成星系的类星体光谱消光模型的尘埃在吸收静止帧。这与使用云模型间接获得的低PAH丰度一致。我们的研究强调了使用云模型间接检测PAH高红移气体丰富的吸收选择星系。
2022-05-06 astro-ph.GA
Qwind code release: a non-hydrodynamical approach to modelling line-driven winds in active galactic nuclei
紫外线驱动的风可能是活动星系核反馈过程的重要组成部分，但了解它们的影响是由辐射流体力学的复杂性阻碍。相反，我们采用了Risaliti和Elvis开创的方法，仅根据辐射力和重力计算弹道轨迹，但忽略了气体压力。我们已经完全重写了他们的QWIND代码，使用更强大的算法，现在可以快速模拟这些风的加速阶段的任何AGN光谱能量分布跨越紫外线和X射线波段。我们证明了代码使用活动星系核黑洞质量$10^8\, M_\odot$发射的一半爱丁顿率，并表明，这可以有效地喷出风的速度$\simeq (0.1-0.2)\, c$。质量损失率可以高达每年$\simeq 0.3 M_\odot$，符合更昂贵的计算流体动力学模拟，虽然我们强调的重要性，未来改进辐射传输沿多个不同的视线照亮风。该代码是完全公开的，可以用来快速探索AGN反馈可以由吸积盘风主导的条件。
2020-06-20 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Modelling the inner disc of the Milky Way with manifolds. I - A first step
利用不变流形研究了银河系内部的棒驱动动力学。这个理论已经成功地应用于描述外部星系中的环和螺旋的形态和运动学，现在，我们第一次将其应用于银河系。我们计算位于杆端的不稳定周期轨道的不变流形所限定的轨道。我们讨论是否COBE/DIRBE酒吧和长酒吧组成一个单一的酒吧或两个独立的酒吧，并进行了一些比较，一起，强烈主张前者。更具体地说，我们倾向于这样的可能性，即所谓的COBE/DIRBE棒是一个棒的方形/花生状凸起，其外部薄的部分是所谓的长棒。这种可能性与外部星系的观测、轨道结构理论和模拟都很吻合。然后，我们详细分析了五个代表性的银河系潜力的形态和运动学。两个有一个费勒斯酒吧，两个有一个四极杆和最后一个复合酒吧。我们首先只考虑COBE/DIRBE条，然后将其扩展到包括长条的效果。我们发现，由流形给出的大尺度结构描述了一个内环，其大小类似于近和远3-kpc臂，和一个外环，其性质类似于银河系分子环。我们还分析了这两种结构的运动学，在不同的银河系势，并发现他们再现的主要超密度发现在银河系的速度CO图。最后，我们考虑在什么样的模型参数下，流形的全局形态可以再现两个外旋臂。我们的结论是，这将需要更大的质量和更迅速的旋转棒，或包括在潜在的额外的组件描述的螺旋臂。
2011-08-02 astro-ph.GA
Modelling the galaxy radio continuum from star formation and active galactic nuclei in the Shark semi-analytic model
该研究在 Shark 半解析模型中加入恒星形成与 AGN 射电连续谱建模，成功再现多频率 RLFs、源计数及红外—射电关系，并揭示射电宁静 AGN 污染会造成 IRRC 的表观红移演化。
2024-05-09 astro-ph.GA
Modelling the HI halo of the Milky Way
目的：研究银河系面外中性气体的全局分布和运动学。研究方法：我们建立了一系列银河系HI层的3D模型，将它们投影成内部视图，并将它们与莱顿-阿根廷-波恩21厘米观测结果进行比较。结果如下：我们发现，银河系盘被一个扩展的中性气体晕所包围，其垂直尺度高度为1.6[+0.6/-0.4] kpc，HI质量为3.2[+1.0/-0.9] x10^8太阳质量，占银河系HI总质量的5-10%。这个HI晕的旋转速度比盘慢，垂直速度梯度为-15[+/-4] km/s/kpc。我们发现了一个全球下沉运动的证据，垂直（20[+5/-7] km/s）和径向（30[+7/-5]km/s）。结论：银河系HI晕显示出与外部星系晕相似的性质，并且与主要由盘中的超新星爆炸产生的性质相一致。它最有可能是由质量为10^4-10^5太阳质量的不同气体复合物组成，其中中速云是局部的表现。经典的高速云似乎是一个独立的群体。
2010-10-18 astro-ph.GA
Dynamic Localised Turbulent Diffusion and its Impact on the Galactic Ecosystem
由于星系环境中湍流的普遍存在，所有星系演化模拟都需要对热能、动量和金属的湍流扩散进行建模。最常用的扩散模型，Smagorinsky模型，被认为是过度扩散，由于其强烈的依赖于流体速度剪切。我们提出了一种方法，用于动态计算一个更准确的，本地适当的，湍流扩散：动态本地化Smagorinsky模型。我们调查了一组标准的天体物理学相关的流体动力学测试，并证明了动态模型抑制过度扩散的非湍流剪切流，并提高了密度对比度在我们的驱动湍流实验。在星系盘中，我们发现动力学模型通过防止过多的角动量输运来保持盘的稳定性，并增加了星际介质中的金属混合时间尺度。在我们孤立的银河系和宇宙学模拟中，我们发现星际和环星系介质对湍流扩散的处理特别敏感。我们还研究了我们的宇宙学模拟中的全球气体富集分数，以衡量对第III族恒星和超大质量黑洞的形成地点和人口统计的潜在影响，因为它们理论上对它们形成的气体的金属含量很敏感。然而，这个动力学模型并不只是用于星系演化研究。它可以应用于所有天体物理流体动力学模拟，包括模拟恒星内部，行星形成和恒星形成。
2018-12-10 astro-ph.GA
Synthetic Large-Scale Galactic Filaments -- on their Formation, Physical Properties, and Resemblance to Observations
使用人口提取的大规模的丝状体从AREPO模拟的银河系，我们试图了解在何种程度上观察到的大规模的丝状体的属性（长度$\gtrsim 100$ PC）可以解释的银河系动力学。从观察者的角度来看，在磁盘的星系，我们确定细丝形成纯粹由于星系动力学，没有反馈或本地自引力的影响。我们发现，大规模的银河系细丝本质上是罕见的，我们估计，在最大的大约一个灯丝每$\rm kpc^{2}$应确定在投影中，从我们的太阳在银河系的方向。在这种理想化的情况下，我们发现细丝在臂和臂间区域，并假设前者可能是由于气体压缩的螺旋势阱，与后者由于差分旋转。使用之前应用于观测的相同分析管道，我们分析了大规模银河系细丝的物理特性，并量化了它们对投影效应和银河系环境的敏感性（即它们是否位于臂或臂间区域）。我们发现，观察到的“巨分子丝”是一致的非自引力结构占主导地位的星系动力学。更直、更窄、更密集的“骨状”细丝，如典型的尼斯湖水怪细丝，与我们简单模型中的那些细丝具有相似的柱密度、速度梯度和银河平面高度（$z\approx$ 0 pc），但必须调用额外的物理效应（如反馈和自引力）来解释它们的长度和宽度。
2019-10-24 astro-ph.GA
Consistent modelling of the meta-galactic UV background and the thermal/ionization history of the intergalactic medium
最近的观测表明，氢再电离结束晚（$z \simeq 6$），进行迅速。我们在这里提出了一个新的模型的元银河系的紫外线/X射线背景（UVB），这是一致的。它采用了最新的测定电离辐射率由于恒星和活动星系核，以及HI吸收柱密度分布。另一个主要的改进是对电离光子的星系际介质（IGM）不透明度的新处理，它能够始终如一地捕获从中性到电离IGM的过渡。以前的合成模型的UVB，当用于模拟，产生再电离和热的历史是不一致的假设电离发射率。通过我们的新疗法，这种差异完全得到了解决。在我们的基准模型中，星系泄漏的莱曼连续辐射$\lesssim 18\%$驱动HI再电离，而活动星系核驱动HeII再电离（分别在$z \simeq 6.2$和$2.8$完成）。由于HI和HeII再电离之间的冷却时间有限，预计后期再电离情况下IGM温度会更高。在我们的基准模型中，预测的温度与$z \lesssim 4$的观测约束一致，但与上述数据相比（有些不确定）略高。活动星系核贡献较大的模型反而受到温度数据以及HI和HeII Lyman- $α$森林不透明度测量的不利影响。我们还提出了“等效平衡”电离/加热速率，模仿我们的基准UVB模型用于模拟代码，假设电离平衡。
2018-01-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Using synchrotron emission modelling of relativistic hydrodynamic jet simulations to study the FR I/FR II dichotomy of Active Galactic nuclei radio jets
本文用三维相对论流体动力学方法对活动星系核喷流进行了数值模拟，研究了FR Ⅰ/FR Ⅱ二分法。提出了三个模拟，说明了高/低洛伦兹因子注入以及分层背景介质的形态差异。洛伦兹因子为10和1.0014分别用于高和低洛伦兹因子情况。流体动力学模拟表明，在其初始注入光度的基础上的射流的形态划分。建立了一个附加的模拟来研究如果在一定时间后降低质量注入，则低洛伦兹因子射流的演变。一个同步辐射模型被应用到这些模拟再现强度地图在射频（1.5 GHz）的FR I/FR II射电星系观测到的发射结构进行了比较。还研究了不同极角下多普勒增强对强度图的影响。高和低洛伦兹因子的情况下再现的发射结构，类似于FR II型射电星系与一个占主导地位的茧区域包含时间依赖的热点和细丝的强度图。然而，如果在设定的时间段之后降低质量注入速率，则对于低洛伦兹因子的情况产生FR I样结构。
2019-03-12 astro-ph.GA astro-ph.HE
Chemical abundance ratios of galactic globular clusters from modelling integrated light spectroscopy
我们使用我们的新的，通量校准的恒星星族模型的吸收线指数，以获得年龄，金属丰度，和各种元素的丰度比从银河系球状星团的综合光谱。年龄与文献吻合得很好，都与宇宙的年龄相一致。尽管如此，还是有相当大的分散性，我们得到的年龄系统地大于CMD测定的年龄，主要是富金属的球状星团。如果我们采用铁丰度[Fe/H]的年龄与CMD年龄一致的那些集群的金属丰度与文献值的Zinn & West标度吻合得很好。结果表明，在[Fe/H]<-1 dex时，单个元素丰度比的推导不可靠，而[alpha/Fe]比在所有金属丰度下都是可靠的。我们发现一般的增强轻和阿尔法元素，如预期的那样，与一些元素的显着变化。元素O和Mg遵循相同的总体增强，具有几乎相同的[O/Fe]和[Mg/Fe]分布。相反，我们获得了稍低的[C/Fe]和非常高的[N/Fe]比。这种化学异常通常归因于自富集，在单个恒星光谱学的球状星团中是众所周知的。这是第一次也从集成光中获得这种图案。α元素遵循这样的模式，使得较重的元素Ca和Ti被较少地增强。更具体地，[Ca/Fe]和[Ti/Fe]比[O/Fe]和[Mg/Fe]低约0.2 dex。在最近对银河系球状星团和场星的元素丰度测定中也发现了这种趋势。这表明Ia型超新星对核合成计算和星系化学演化模型所预测的较重α元素的富集有重要贡献。
2010-11-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Modelling the spectra of galaxies at redshift 0.4<z<1.15: the gas physical conditions and the element abundances
我们重新审视了Ramos Almeida等人（2013）从0.27<z<1.28的均匀星系样本中观察到的光谱，目的是通过一致的建模找出单个物体的特征。特别是，我们调查的最重要的物理参数和红移的元素丰度的趋势。观测到的校正线比覆盖了一个相对较大的范围。然而，计算出的物理条件与活动星系核和星暴星系相似。对于某些星系，主要的光致电离源是不明确的。N/H和O/H的相对丰度接近太阳的，但在z=0.7时显示下降。
2013-10-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Stellar population synthesis based modelling of the Milky Way using asteroseismology of 13000 Kepler red giants
通过当前的太空任务，现在可以获得数万颗红巨星的年龄敏感的小行星地震信息。这为研究银河系的结构和演化提供了一个有希望的机会。我们使用开普勒观测到的红巨星的asteroseismic数据来测试目前的理论框架，即基于人口合成建模和使用巨星的asteroseismic标度关系来建模银河系。我们使用开放源代码Galaxia来模拟银河系，并发现Galaxia预测的质量分布相对于地震推断的观测质量有系统地偏移。银河系模型高估了低质量恒星的数量，这些恒星主要是老的和低金属量的。使用恒星模型（可供下载）建议的$Δν$标度关系的修正，可以显著减少预测质量和观测质量之间的差异。对于非地震质量估计可用的少数情况，对$Δν$的校正也改善了地震和非地震质量估计之间的一致性。银河系模型的预测与观测结果之间的不一致在具有${\rm [Fe/H]}<-0.5$和${\rm [Fe/H]}>0$的恒星或$T_{\rm eff}>4700$ K的恒星中最为明显。改变恒星形成率以抑制年龄大于10 Gyr的恒星，可以改善质量的一致性，但会导致不一致的颜色分布。我们还测试了三律银河系模型的预测。然而，与{ \sl Galaxia}不同的是，它在重现开普勒输入星表的光度特性时遇到了困难，因为它高估了蓝色恒星的数量。我们的结论是，无论是标度关系和/或银河系模型需要进行修订，以协调预测的理论与星震观测。
2016-03-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Modelling time delays from two reprocessors in active galactic nuclei
上下文活动星系核（AGN）中吸积盘的连续时间延迟很早就被提出来作为测量到被监测源距离的工具。然而，该方法面临着严重的问题，因为必须考虑许多影响，包括来自宽线区（BLR）的贡献。目的。在本文中，我们建立了预期的时间延迟时，磁盘再处理的入射X射线通量和进一步再处理的BLR都包括在内，目的是看看这两种效果可以解开。方法.我们使用简单的响应函数的吸积盘，没有相对论效应，我们使用参数描述占BLR的贡献。我们只包括由BLR云间介质的磁盘发射的散射。我们还使用人工光变曲线与1天的采样，以检查是否有可能在实际数据中看到的影响。结果我们表明，预测的时间延迟的BLR散射的效果是非常相似的X射线源的上升高度的效果，没有任何BLR的贡献。如果我们将来想从观测到的特定对象的时间延迟中恢复系统的参数，这会带来额外的简并性。然而，这两种效应都修改了在对数空间中绘制的延迟与波长曲线的斜率，这为获得宇宙学所需的裸盘时间延迟开辟了一条道路。此外，当磁盘照射是强的，由BLR散射和X射线源高度的预测延迟的修改变得相当不同。然而，所需的数据质量必须很高，因为我们的人工曲线与1天的采样给出了相当嘈杂的结果。
2023-01-12 astro-ph.GA astro-ph.HE
Cosmic Radioactivity and Galactic Chemical Evolution
本文综述了星系化学演化建模，强调放射性同位素的内禀衰变时钟能为恒星形成活动与星际传输等未知量提供独特约束，并通过26Al、60Fe等同位素实例展示了其在理解星系演化与太阳系诞生环境中的重要作用。
2023-05-16 astro-ph.GA hep-th nucl-ex
Galactic synchrotron emission with cosmic ray propagation models
宇宙线轻子在星际磁场（B场）中回旋产生射电同步辐射。B场、CR电子分布和传播的细节仍然不确定。我们目前的发展，我们的银河系无线电发射的GALPROP代码建模。它现在包括无线电极化、吸收和自由-自由发射的计算。在CR传输物理模型的背景下，研究了同步辐射的总辐射和偏振辐射。预测与无线电数据从22 MHz到2.3 GHz，威尔金森微波各向异性探测器数据在23 GHz。介绍了不同CR分布、传播晕大小和CR传播模型对同步辐射模拟的空间和光谱效应。我们发现，所有的天空总强度和偏振地图合理地再现包括各向异性的B-场，具有可比的强度旋转措施所定义的定期。晕的大小为10千秒差距，这是大于通常假设，是有利的。这一工作为进一步利用普朗克卫星研究前景辐射和利用费米大天区望远镜研究星际γ射线辐射提供了基础。
2013-11-21 astro-ph.GA astro-ph.HE
Modelling chemical clocks -- Theoretical evidences of the space and time evolution of [s/alpha] in the Galactic disc with Gaia-ESO survey
本研究通过多区域化学演化模型，结合Gaia-ESO巡天数据，探讨[s/alpha]与年龄的关系，发现其非普适且随银盘位置变化，现有核合成方案难以完全再现内区演化复杂性。
2024-12-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
