On the origin of low escape fractions of ionizing radiation from massive star-forming galaxies at high redshift
在$z\sim3$ - $4$，来自大质量恒星形成星系的电离辐射的低逃逸分数的物理起源还没有得到很好的理解。我们进行理想化的盘星系模拟，以了解银河系的属性，如金属丰度和气体质量如何影响莱曼连续统（LyC）光子的逃逸使用辐射流体动力学模拟与强恒星反馈。我们发现嵌入质量为$M_h\simeq10^{11}\,M_\odot$的晕中的贫金属（$Z=0.002$）星系的亮度加权逃逸分数为$\left<f_{\rm esc}^{\rm 3D}\right>\simeq 10\,\%$。大约一半的LyC光子在100 pc的尺度内被吸收，另一半在ISM（$\lesssim 2\, {\rm kpc}$）中被吸收。当气体的金属丰度增加到$Z=0.02$时，逃逸分数显著降低到$\left<f_{\rm esc}^{\rm 3D}\right>\simeq1\%$，因为年轻的恒星被它们的诞生云遮蔽的时间更长。相比之下，将气体质量增加5倍会导致$\left<f_{\rm esc}^{\rm 3D}\right>\simeq 5\, \%$，因为LyC光子仅被较厚的圆盘适度吸收。我们的实验表明，高金属丰度可能更负责在大质量恒星形成星系中观察到的低逃逸分数，支持逃逸分数随晕质量增加而减少的情况。最后，可以忽略不计的逃逸分数和表面密度的恒星形成或星系外流率之间的相关性。
2020-10-14 astro-ph.GA
A high-resolution spectroscopic study of two new Na- and Al-rich field giants -- likely globular cluster escapees in the Galactic halo
恒星SDSS J064655.6+411620.5和SDSS J193712.01+502455.5是相对明亮的恒星，最初是作为SDSS/MARVELS预巡天的一部分被观测到的。根据它们的CH $G$ -带弱，它们与其他总共60个在晕球状星团金属丰度范围内的带一起被选中，作为HESP-GOMPA巡天（Hanle Echelle Spectrograph-银河系贫金属星巡天）的一部分，进行高分辨率光谱跟踪。这些恒星表现出典型的核合成特征，这些特征被认为是球状星团中所谓的第二代恒星的特征。轻元素反相关的Mg-Al的检测，随着Na的丰度升高。发现碳被耗尽，这与预期相符。在SDSS J064655.6+411620.5和SDSS J193712.01+502455.5中也发现了锂元素，其丰度与正常的晕巨星相似。这些明亮的逃逸者提供了一个独特的机会，可以详细研究球状星团的核合成事件，并揭示它们的化学富集历史。
2020-03-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
The escape speed curve of the Galaxy obtained from Gaia DR2 implies a heavy Milky Way
通过对Gaia DR 2星系中$\sim 2850$反旋晕星速度分布的分析，测量了银河系的逃逸速度曲线。这些距离是通过StarHorse代码估算的，研究中只使用了距离误差小于10%的恒星。逃逸速度曲线是在银心半径从$\sim 5$ kpc到$\sim 10.5$ kpc的范围内测量的。在太阳位置的局部银河逃逸估计是$v_\mathrm{e}(r_\odot)=580 \pm 63~\mathrm{km~s^{-1}}$，它向银河中心上升。定义为达到三个维里半径所需的最小速度，我们的逃逸速度作为半径的函数的估计意味着，对于Navarro-Frenk-White轮廓和$240~\mathrm{km~s^{-1}}$的局部圆速度，暗物质质量$M_{200}=1.28^{+0.68}_{-0.50} \times 10^{12}~M_\odot$和高浓度$c_{200}=11.09^{+2.94}_{-1.79}$。假设$Λ$ CDM的质量浓度关系，我们得到$M_{200}=1.55_{-0.51}^{+0.64}\times 10^{12}~M_\odot$，$c_{200}=7.93_{-0.27}^{+0.33}$，对于$228~\mathrm{km~s^{-1}}$的局部圆速度。
2018-08-27 astro-ph.GA
The connection between galactic outflows and the escape of ionizing photons
我们分析了一个引力透镜星系的光谱，被称为朝阳弧，这是泄漏电离光子，也被称为莱曼连续体（LyC）。由于引力透镜的放大作用，星系在空间上被分解为两个区域，一个区域泄漏电离光子，另一个区域不泄漏。来自麦哲伦的静止帧紫外和光学光谱沿着透镜弧瞄准十个不同的区域，包括六个LyC泄漏区域的多重图像，以及四个不显示LyC发射的区域。电离光子发射区的静止坐标系光谱揭示了蓝移（$ΔV$ =27 km s $^{-1}$）宽发射分量（FWHM=327 km s $^{-1}$），包括总[OIII]线通量的55%，除了一个窄分量（FWHM = 112 km s $^{-1}$），表明存在强的高度电离的气体流出。这是一致的高速电离流出推断从静止帧紫外光谱。相比之下，宽发射分量在非泄漏区域中不太突出，包括总[OIII]线通量的$\sim$ 26%。高电离吸收线在泄漏器和非泄漏器中都是突出的，但低电离吸收线在泄漏器中非常弱，这表明视线气体在泄漏器中是高度电离的。对恒星风特征的分析表明，LyC泄漏区域的恒星星族（$\sim$ 3百万年）比非泄漏区域（$\sim$ 12百万年）年轻得多，这突出表明年轻恒星的恒星反馈可能在电离光子逃逸中发挥重要作用。
2022-10-20 astro-ph.GA
The Great Escape III: Placing post-main-sequence evolution of planetary and binary systems in a Galactic context
我们对行星系生命周期的理解不断加深，这促使我们对渐近巨星分支（AGB）恒星演化之前、期间和之后银河系环境的作用进行研究。在这里，我们调查恒星质量损失，银河系潮汐扰动，恒星飞掠不断发展的恒星，主机一颗行星，较小的机构或恒星双星伴星和居住在银河系的凸起或光盘之间的相互作用。我们发现，从主序星（MS）到白矮星（WD）行星系的潜在演化路径是一个很强的函数的银心距离只相对于流行的恒星飞掠。行星抛射和与母星的碰撞应该更常见于隆起处。在银河系任何一个给定的位置，如果质量损失是绝热的，那么次级粒子很可能在AGB演化过程中避免近距离飞越，并且最终无法逃脱由此产生的WD，因为仅仅是银河系潮汐。部分原因是AGB质量损失会使行星系的希尔椭球轴缩小约20%至40%，因此绕WD运行的奥尔特云可能比MS上的更耗尽和动态激发。
2013-10-04 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar Escape from Globular Clusters. II. Clusters May Eat Their Own Tails
本文首次用 Monte Carlo 星团模拟研究球状星团潮汐尾与恒星流，发现回归潮汐尾及混沌逃逸时标新规律，并将中位逃逸时标降至100 Myr以内。
2024-04-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Substructure at High Speed I: Inferring the Escape Velocity in the Presence of Kinematic Substructure
局部的逃逸速度为银河系的质量分布提供了有价值的信息，并且需要理解恒星速度分布的尾部。在Leonard $\&$ Tremaine（1990）之后，许多研究都将恒星速度分布的尾部建模为$\propto (v_{\rm{esc}} -v)^k$，其中$v_{\rm{esc}}$是逃逸速度，$k$是分布的斜率。然而，在这些研究中，发现这两个参数在很大程度上是退化的，并且通常对$k$施加窄的先验以约束$v_{\rm{esc}}$。此外，幂律形式的有效性很可能在多个运动学子结构的存在下被打破。在本文中，我们介绍了一种战略，第一次考虑到运动子结构的存在。我们将速度分布的尾部建模为多个幂律之和，而不施加强先验。使用模拟数据，我们显示了这种方法的鲁棒性，在运动学结构的存在下，这是类似于最近发现的盖亚香肠。在配套文件中，我们提出了新的测量的逃逸速度，并随后使用盖亚DR 2数据的银河系的质量。
2021-02-02 astro-ph.GA hep-ph
New candidate hypervelocity red clump stars in the inner Galactic bulge
本研究利用红团簇星样本结合VIRAC2和Gaia DR3数据，在银河系内部核球搜寻高速星，共发现69颗指向远离银河系中心且横向速度超过局部逃逸速度的超高速星候选体，为约束抛射机制模型提供了重要依据。
2024-01-11 astro-ph.GA
Dwarf Galaxies with Ionizing Radiation Feedback. I: Escape of Ionizing Photons
我们描述了一种新的方法来模拟电离辐射和超新星反馈的类似物的低红移星系盘。在这种方法中，我们称之为恒星形成分子云（SFMC）粒子，我们使用射线跟踪技术来解决辐射转移方程的紫外光子发射的数千个不同的粒子在飞行中。结合3.8pc的高数值分辨率，对恒星反馈的真实描述有助于自我调节恒星的形成。这种新的反馈方案也使我们能够研究电离光子从恒星形成团和星系中的逃逸，并研究恒星形成气体团的演化环境。通过模拟2.3e11Msun晕中的银盘，我们发现在2000万年的时间里，旋臂上所有辐射源（不包括中心2.5kpc）的平均逃逸分数在0.08%~ 5.9%之间波动，平均值为1.1%。从这些源逃逸的光子通量并不强烈，但表现出一个大的开角超过60度的银根极。此外，我们研究了每个SFMC粒子的逃逸分数f_esc（i），以及它如何随着粒子年龄的变化而演变。我们发现，平均逃逸分数f_esc由少数具有高f_esc（i）的SFMC粒子控制。平均而言，SFMC粒子的逃逸分数从其诞生时的0.27%上升到粒子寿命结束时的2.1%，6百万年。这是因为SFMC粒子从它们诞生的致密气体团中漂移出来，并且因为恒星形成团周围的气体被电离辐射和超新星反馈分散。在这项研究中建立的框架带来了更深入的了解光子逃逸分数的物理从一个单独的恒星形成的团块，从星系盘。
2018-03-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Great Escape: Discovery of a nearby 1700 km/s star ejected from the Milky Way by Sgr A*
我们介绍了南方星流光谱巡天（S5）偶然发现的最快的主序星超高速星（HVS）。恒星S5-HVS 1是一颗$\sim 2.35$ M $_\odot$ A型恒星，距离太阳为$\sim 9$ kpc，日心径向速度为$1017\pm 2.7$ km/s，没有任何速度变化的迹象。目前该恒星在银河系中的三维速度是$1755\pm50$ km/s。当我们把它的轨道倒推时，它的轨道毫不含糊地指向银河系中心，这意味着S5-HVS 1是以$\sim 1800$ km/s的速度被踢离Sgr A*，然后经过$4.8$ Myr到达它现在的位置。这是迄今为止唯一确信与银河系中心有关的HVS。S5-HVS 1也是第一颗对银河系的几何学和运动学提供限制的超高速恒星，例如太阳运动$V_{y,\odot}= 246.1\pm 5.3$ km/s或位置$R_0=8.12\pm 0.23$ kpc。S5-HVS 1的抛射轨迹和凌日时间与银河系中心年轻恒星的环形盘的轨道平面和年龄一致，因此可能与其形成有关。由于S5-HVS 1的喷射速度几乎是以前与银河系中心有关的其他超高速恒星速度的两倍，我们怀疑它们是否是由相同的机制产生的，或者喷射速度分布是否随时间而恒定。
2019-11-11 astro-ph.GA
Trapped and escaping orbits in an axially symmetric galactic-type potential
本文研究了与时间无关的轴对称星系型势中的轨道行为。这个动力学模型可以用来描述星系中心部分的运动，因为能量值大于逃逸能量。我们使用经典的截面曲面方法，以便可视化和解释动力系统相空间的结构。此外，李雅普诺夫特征指数（LCE），是用来在我们的银河系模型的轨道的混沌程度的估计。我们的数值计算表明，在这种星系型势中，存在两种轨道：（i）逃逸轨道和（ii）完全不逃逸的捕获轨道。此外，大量的动力系统的轨道，显示混沌运动。在混沌轨道中，有快速逃逸的轨道，也有在很长一段时间内被困的轨道。当测试粒子的能量值稍微超过逃逸能量时，捕获的规则轨道的数量随着角动量值的增加而增加。因此，在相平面中观察到的混沌区域的范围随着能量值的增加而减小。此外，我们计算的逃逸周期的混沌轨道的平均值，我们试图将它与能量的值，也与z分量的轨道的最大值。此外，我们发现，对应于每个混沌区域的LCE的值，对于不同的能量值，随着能量值的增加呈指数增长。一些理论参数，以支持数值得到的结果。
2012-06-12 astro-ph.GA nlin.CD
Head-Tail Clouds: Drops to Probe the Diffuse Galactic Halo
头-尾高速云（HVC）是一种中性氢晕云，它似乎与扩散晕介质相互作用，这一点可以从其压缩的头部和相对扩散的尾部看出。本文给出了来自HI-Parkes全巡天（HIPASS）HVC星表的116个南天（d < 2 deg）头尾型HVC样本，该星表的空间分辨率为15.5弧分（45 pc at 10 kpc），灵敏度为NHI =2 x 10^（18）cm^（-2）（5 sigma）。35%的HIPASS致密和半致密HVC（CHVC和：HVC）可以从它们的形态分类为头-尾云。这些云在10千秒差距时的典型质量为730 M_sun（60千秒差距时为26，000 M_sun），考虑到它们在空间和运动学上的接近性，大多数云可能与更大的HVC复合体有关。这种接近性，加上它们与CHVC和没有头尾结构的HVC相似的性质，表明头尾云的寿命很短，与模拟预测一致。大约有一半的头尾云可以与麦哲伦星系联系在一起，其中大部分位于主导臂的区域，位置角指向麦哲伦星系运动的大致方向。在引导臂区域的丰度是一致的，这一特点是更接近银河系盘比麦哲伦流和通过一个更密集的晕介质移动。头-尾云将直接供给多相晕介质，而不是银河系盘，并为扩散的星系晕介质至少延伸到麦哲伦云的距离提供额外的证据。
2011-09-30 astro-ph.GA
The RAVE survey: the Galactic escape speed and the mass of the Milky Way
我们构建新的估计在不同的银心半径的径向速度实验（RAVE DR 4）的最新数据发布的银河系逃逸速度。与以前的研究相比，我们有一个大10倍的数据库，以及几乎所有恒星的可靠距离估计。我们的分析是基于一个严格选择的样本的90个高速晕星从RAVE和以前公布的数据集的统计分析。我们使用一套银河系大小的星系形成的宇宙学模拟来校准和广泛测试我们的方法。我们对局部银河逃逸速度的最佳估计是$533^{+54}_{-41}$ km/s（90%置信度），我们将其定义为达到三个维里半径$R_{340}$所需的最小速度，并附加5%的系统不确定性，其中$R_{340}$是银河中心半径，包含平均过密度为宇宙闭合临界密度的340倍。从逃逸速度，我们进一步推导出银河系的质量估计使用一个简单的质量模型，有两个选项的质量分布的暗物质晕：一个不变的和一个压缩的Navarro，Frenk & White（NFW）球。如果我们固定当地的圆速度，后者的配置文件产生了显着更高的质量比未收缩的晕，但如果我们改为使用统计的晕浓度参数在大型宇宙学模拟作为约束，我们发现非常相似的质量为两个模型。我们对$M_{340}$，即$R_{340}$（暗物质和重子）内部的质量的最佳估计是$1.3^{+0.4}_{-0.3} \times 10^{12}$ M $_\odot$（对应于$M_{200} = 1.6^{+0.5}_{-0.4} \ti…
2013-11-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galactic core-tail structure in BEC dark matter with Kapitza potential
Universidade Federal do Espírito Santo (UFES)（圣埃斯皮里图联邦大学）；Universidade Federal de Ouro Preto (UFOP)（欧罗普雷托联邦大学）
本研究通过结合Kapitza势与BEC暗物质模型，探讨银河核心-尾结构的形成机制，并验证其与星系旋转曲线的吻合性。
2026-01-16 astro-ph.GA
Active galactic nucleus outflows accelerate when they escape the bulge
本文通过一维半解析模型证明，AGN驱动外流在逃逸星系核球后加速，并能解释十个本地AGN宿主外流的速度剖面，支持简单风反馈模型。
2025-10-16 astro-ph.GA
From cosmic ray source to the Galactic pool
银河宇宙射线谱是一个非常直的幂律。我们目前的理解是，宇宙射线加速到膝盖（$3 \times 10^{15}$ eV）甚至脚踝（$3 \times 10^{18}$ eV）的主要来源是年轻的银河系超新星遗迹。然而，在理论上，对于不同的源，频谱可能不同，并且如果在最有效的加速阶段应用非线性冲击加速，则可能甚至不是幂律，这有各种原因。我们展示了加速器的光谱是如何转换成组成逃逸宇宙射线的光谱的，逃逸宇宙射线补充了银河系的宇宙射线池。我们假设宇宙射线的约束和逃逸与磁场放大的水平有关，并且磁场被根据非共振混合或共振不稳定性流动的宇宙射线放大。当能量的固定部分转移到宇宙射线时，结果是比$E^{-2}$更平坦的源谱将导致$E^{-2}$逃逸谱，而更陡的源谱将导致具有相同陡度的逃逸谱。这说明了一些可能引起的关注，从预期的平坦或凹宇宙射线谱与非线性冲击修改。
2013-10-25 astro-ph.GA astro-ph.HE
Tidal Tails of Galactic Open Clusters: A Review of Methods, Evidence, and Sources of Disagreement
Masaryk University（马萨里克大学）；CESNET
综述银河系疏散星团潮汐尾当前观测与理论状态，比较密度聚类等探测方法，指出毕星团是潮汐尾有力例子，其他星团特征多样，结果差异源于天体物理变化与分析方法不同，还展望了未来调查对星团解体理解的作用。
2026-09-21 astro-ph.GA
On the Run: mapping the escape speed across the Galaxy with SDSS
我们测量了银河系在银心半径$\sim$ 40 kpc范围内逃逸速度的变化。局部逃逸速度为$521^{+46}_{-30}\,\mathrm{km\,s^{-1}}$，与其他研究结果一致。我们发现，在50千秒差距的半径处，这已经下降到$379^{+34}_{-28}\,\mathrm{km\,s^{-1}}$。通过测量逃逸速度及其变化，我们得到了对银河系整体势的约束。特别是，逃逸速度与半径的梯度表明，包含在50 kpc的总质量是$29^{+7}_{-5}\times10^{10}\mathrm{M}_\odot$，这意味着银河系有一个相对较亮的暗晕。我们的方法代表了一种新的方式来估计银河系的质量，并有非常不同的系统更常用的模型的示踪剂，这是更敏感的中心部分的晕速度分布。利用我们对逃逸速度的推断，我们研究了高速银河系矮星系的轨道。对于每一个矮星，我们认为，我们预测小近心半径和大轨道偏心率。这自然解释了观测到的两颗矮星的大椭圆度，这两颗矮星在通过近心时可能受到了严重的干扰。
2017-01-05 astro-ph.GA
An Enigmatic 380 kpc Long Linear Collimated Galactic Tail
本文报道了一个拥有380千秒差距超长准直尾的S0/a星系“风筝”，通过光谱确认其运动学关联，并讨论冲压剥离与潮汐作用均难以解释其成因，最终提出三体相互作用高速抛射假说。
2023-05-02 astro-ph.GA
Making sense of the local Galactic escape speed estimates in direct dark matter searches
在$\lesssim$ 10 GeV质量范围内直接探测（DD）暗物质（DM）候选者对它们速度分布的尾部非常敏感。重要的量是在观测者静止坐标系中的最大WIMP速度，也就是本地银河逃逸速度$v_{\rm esc}$和太阳圆周速度$v_c$的平均值。虽然后者一直受到持续关注，但前者更难以约束。RAVE协作刚刚发布了对$v_{\rm esc}$的新估计（Piffl { \em et al.}，2014 - P14）取代了前一个（Smith { \em et al.}，2007年），这是感兴趣的角度，减少天体物理的不确定性在DD。然而，这些新的估计不能盲目地使用，因为它们依赖于暗晕模型中的假设，这些假设引起逃逸速度和其他局部天体物理参数之间的紧密相关性。我们做了一个自洽的研究，假设各向同性DM的速度分布，麦克斯韦和遍历的影响的RAVE结果DD。以LUX、CRESST-Ⅱ和SuperCDMS目前获得的实验灵敏度为参考，我们表明：（i）与P14最佳拟合点相关的排除曲线相对于标准极限可能受到更大的约束，最大可达$\sim 40$ %，因为潜在的天体物理相关性诱导了更大的局部DM密度;（ii）在低WIMP质量区推断的相应相对不确定性可能是中等的，在10 GeV以下下降到10-15%。最后，我们讨论了这些结果与其他独立的天体物理约束的一致性水平。该分析是对基于旋转曲线的其他分析的补充。
2015-01-22 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Supernova Remnants as the Sources of Galactic Cosmic Rays
宇宙射线的起源在被发现几百年后仍有许多未解之谜。超新星遗迹一直是银河系宇宙射线最可能的来源。我在这里讨论一些最近的证据，表明超新星遗迹确实可以有效地加速宇宙射线。对于这次会议专门的天文研究所乌得勒支我把重点放在工作是在我的小组，但放在更广泛的背景下：有效的宇宙射线加速和宇宙射线逃逸的意义，同步辐射和磁场放大的证据，来自宇宙射线前体的潜在X射线同步辐射，最后，我总结了宇宙射线逃逸对像第谷这样的Ia型遗迹和像Cas A这样的核心坍缩遗迹的影响。
2012-06-11 astro-ph.GA astro-ph.HE
Modeling UV Radiation Feedback from Massive Stars: III. Escape of Radiation from Star-forming Giant Molecular Clouds
利用一套湍流云中恒星团簇形成的辐射流体动力学模拟，我们研究了电离（莱曼连续）和非电离（FUV）辐射的逃逸分数为广泛的云质量和大小。逃逸分数增加H II区域的发展，并在几个动力学时间内达到统一。在第一次超新星爆发前的累积逃逸分数在0.05-0.58之间;这在初始云表面密度较高时较低，而在质量较小和较致密的云中由于快速破坏而较高。一旦H II区域脱离了它们的局部环境，电离和非电离光子都会通过完全电离的低密度视线从云层中逃逸。因此，尘埃在后期成为电离辐射的主要吸收体，非电离辐射的逃逸分数仅略大于电离辐射的逃逸分数。逃逸分数主要由大尺度云的光学深度分布的平均值$\langle τ\rangle$和宽度$σ$决定，对于较小的$\langle τ\rangle$和/或较大的$σ$，逃逸分数增加。由于湍流引起的非零$σ$，逃逸分数超过原始估计值$e^{-\langle τ\rangle}$（有时超过三个数量级）。我们提出了两种简单的方法来估计，在$\sim20\%$，逃逸分数的非电离辐射使用观测到的尘埃光学厚度在云投影在天空的平面。我们讨论了我们的观测结果的影响，包括推断在个别分子云的恒星形成率，并占银河系尺度上的扩散电离气体。
2019-08-20 astro-ph.GA
Flipping of the tidal tails of the Ophiuchus stream due to the decelerating Galactic bar
本文通过S^5新光谱数据与建模证明，蛇夫座星流的异常形态（支脉、扇形展开及较短长度）源于其与减速银河系棒的相互作用导致潮汐尾翻转，揭示了银河系棒对近心星流轨道重塑的关键作用。
2025-03-24 astro-ph.GA
Unraveling the escape dynamics and the nature of the normally hyperbolic invariant manifolds in tidally limited star clusters
研究了在圆轨道上围绕母星系旋转的星团的逃逸机制。一个三自由度模型用于描述的动力学特性的哈密顿系统。星团的引力场用光滑的球对称Plummer势表示。我们区分有序和混乱的轨道，以及被困和逃逸轨道，只考虑无界运动的几个能级。小排列指数（SALI）方法用于确定轨道的规则或混沌性质。给出了逃逸盆的位置，并与相应的轨道逃逸时间进行了关联。有界规则或混乱的运动和逃逸盆地的地区被发现共存于$(x,z)$平面。研究了位于指数为1的Lagrange点$L_1$和$L_2$附近的正规双曲不变流形的性质.这些流形是至关重要的，因为它们控制着鞍点上恒星的流动，同时它们也触发了在星团中观察到的潮汐尾的形成。利用李雅普诺夫周期轨道的分岔图以及Poincaré映射对NHIM的约束，阐明了鞍点附近的动力学行为.观测到了由低速恒星通过拉格朗日点逃逸形成的延长的潮汐尾或潮汐臂。本文的数值结果也与前人的相关工作进行了比较。
2017-02-23 astro-ph.GA nlin.CD
Substructure at High Speed II: The Local Escape Velocity and Milky Way Mass with Gaia DR2
测量银河系的逃逸速度对于获得银河系的质量、了解暗物质的速度分布以及建立暗物质密度分布图至关重要。在Necib $\&$ Lin（2021）中，我们引入了一种稳健测量逃逸速度的策略。我们的方法考虑到运动学子结构的存在，通过模拟具有多个组件的恒星分布的尾部，包括恒星晕和称为盖亚香肠（土卫二）的碎片流。在这样做时，我们可以测试逃逸速度测量对于速度分布的“尾部”的不同定义的鲁棒性，以及数据与不同基础模型的一致性。在本文中，我们将这种方法应用到盖亚的第二次数据发布，发现至少有两个组件的模型是首选。基于与三个约束分量的拟合来解释盘、松弛晕和盖亚香肠，我们发现银河系在太阳位置的逃逸速度为$v_{\rm{esc}}= 484.6^{+17.8}_{-7.4}$ km/s。假设一个Navarro-Frenck-White暗物质剖面，并结合最近在太阳位置$v_c = 230 \pm 10$ km/s的圆速度测量，我们发现银河系的$c_{200} = 13.8^{+6.0}_{-4.3}$浓度和质量为$M_{200} = 7.0^{+1.9}_{-1.2} \times 10^{11} M_{\odot}$，这是相当轻比以前的测量。
2021-02-03 astro-ph.GA hep-ph
The Impact of Tidal Disruption Events on Galactic Habitability
潮汐破坏事件（TDEs）的特征是发射短脉冲的高能辐射。我们使用银河系作为代理分析TDEs对银河系可居住性的累积影响。我们表明，在TDE期间发射的X射线和极紫外（XUV）辐射可以引起流体动力学逃逸并引发生物损伤。通过考虑适当的变量，如大气逃逸的效率和银河系中心的距离，我们证明了TDE对银河系可居住性的影响与活动星系核的影响相当。特别是，我们表明，行星的距离$\sim 0.1$ - $1$千秒差距可能会失去地球一样的大气层，在地球的年龄，其中一些可能会受到生物损害，每隔$\gtrsim 10^4$ yrs. We总结突出潜在的影响TDEs，并认为他们应该考虑到未来的分析银河系内的可居住性。
2020-08-23 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.HE
Fugitive stars in active galaxies
我们详细研究了逃逸动力学的分析引力模型，描述了一个类星体星系的运动与磁盘和一个巨大的核。我们进行了彻底的数值分析区分规则和混乱的轨道，以及捕获和逃逸轨道之间，只考虑无界运动的几个能级。为了区分有序和混沌运动之间的安全和确定性，我们采用较小的对准指数（SALI）的方法。通过共线拉格朗日点$L_1$和$L_2$周围的开口定位逃逸盆地并将它们与轨道逃逸时间的相应空间分布联系起来是特别有意义的。我们的探索发生在配置$(x,y)$和相位$(x,\dot{x})$空间，以阐明逃逸过程以及银河系的整体轨道特性。我们的数值分析揭示了强烈的依赖性所考虑的逃逸盆地的总轨道能量的属性，具有显着存在的分形盆地边界沿所有的逃逸制度。我们希望我们的结果是有用的进一步了解逃逸机制的活动星系模型。
2016-04-12 astro-ph.GA
Searching for new Hypervelocity Stars with Gaia DR3 and VLT/FORS2 Spectroscopy
本研究利用 Gaia DR3 天体测量数据结合 VLT/FORS2 光谱后续观测，在银河系静止系中筛选并确认了 149 个超高速星候选体，发现近三分之一可能具有银河系外起源，为约束银河系引力势和中心黑洞性质提供了新依据。
2025-06-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Supernovae Driven Winds Impede Lyman Continuum Escape from Dwarf Galaxies in First 10 Myr
Institute for Advanced Study in Physics（高等研究院物理学院）；Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）；University of Minnesota（明尼苏达大学）；Williams College（威廉姆斯学院）；University of Edinburgh（爱丁堡大学）；University of Michigan（密歇根大学）；Instituto de Astrofísica de Andalucía (CSIC)（安达卢西亚天体物理学研究所（西班牙国家研究委员会））；Arizona State University（亚利桑那州立大学）
研究紫外线明亮紧凑恒星形成星系中LyC逃逸效率等相关问题，利用六个本地星系中分辨率光谱，直接追踪多相星风演化及测量LyC逃逸率，发现早期LyC逃逸峰值及超新星对其后期抑制，强调宇宙学模拟需纳入早期反馈。
2026-07-08 astro-ph.GA
Time-domain Radio-loudness of Active Galactic Nuclei: Intermittency, Memory, and Jet Escape
University of Science and Technology of China（中国科学技术大学）；Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）
提出时域射电响度（TDRL）描述，通过分离致密核与延展瓣成分，利用两态占空比和指数衰减模型，揭示经典射电响度谷值可由短射电记忆产生，无需两类引擎，并建立核-瓣失配指数和双屏障图像以区分喷流触发、持续和残余阶段。
2026-05-29 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Tidal Tails of 47 Tucanae
银河系球状星团47 Tuccott（47 Tuc）在大半径处的速度色散曲线显示出罕见的增加，这表明大半径处的高能但束缚的恒星主导了速度色散，并可能正在进行蒸发。逃逸的恒星会形成潮汐尾，就像在几个银河系的球状星团中看到的那样，然而，Tuc 47的潮汐尾还没有被发现。我们使用最准确的输入数据对47 Tuc的这些尾部进行建模，具体目的是确定它们的位置，以及尾部内的周转超密度密度。从我们的模型中得到的超密度比银河系背景高出3-4%，因此，使用匹配滤波技术应该很容易检测到。我们发现，最有影响力的参数方面的位置和密度的周转超度是日心距离的集群。因此，通过观测发现这些潮汐特征将极大地有助于确定47 Tuc的距离的持续问题，严格限制独立于其他方法的集群的距离。使用我们的条纹线的方法来确定潮汐尾的位置和它们的超密度，我们展示了如何，在原则上，任何银河系球状星团的潮汐尾的形状和范围可以确定，而不诉诸计算昂贵的N体模拟。
2012-07-03 astro-ph.GA
Physically motivated modeling of LyC escape fraction during reionization
本研究使用解析后处理方法分析高红移星系的LyC逃逸分数，发现其双峰性质与金属丰度和质量相关，并提出了基于恒星质量、气体质量和红移的逃逸分数解析拟合公式，为未来研究提供亚网格建模工具。
2024-12-05 astro-ph.GA
CLASSY XIII. Cutting through the Clouds - Comparing Indirect Tracers of Ionizing Photon Escape
研究通过比较间接示踪剂，揭示了邻近恒星形成星系中两种不同的LyC逃逸机制：早期逃逸由年轻恒星驱动，延迟逃逸与超新星喷流和星际介质清除相关。
2025-11-19 astro-ph.GA
Exposing Sgr tidal debris behind the Galactic disk with M giants selected in WISE$\cap$2MASS
我们表明，从WISE和2MASS调查的红外测光相结合，可以产生高纯度的M巨星样品。我们利用新的WISE $\cap$ 2 MASS M巨星选择跟踪人马座拖尾在银河系盘的反中心方向。通过宽波段测光选择的M巨星候选者在南银河半球Sgr拖尾尾末端周围的3个视场中使用AAOmega光谱进行确认。我们证明，在Sgr经度$\tilde Λ_{\odot} = 204^{\circ}$，拖尾尾部的视线速度开始偏离Law & Masterski（2010）模型的轨迹，证实了Belokurov等人的预测。这一发现证实了Sgr流的低微分轨道进动的测量，这反过来可能意味着100 kpc内的暗物质含量减少。
2014-10-23 astro-ph.GA
SDSS-IV MaNGA: What Shapes The Distribution Of Metals In Galaxies? Exploring The Roles Of The Local Gas Fraction And Escape Velocity
我们确定了超过$9.2\times 10^5$恒星形成区（spaxels）位于1023附近的星系包括在SDSS-IV MANGA IFU调查的电离气体的局部金属丰度。我们使用的尘埃消光来自巴尔末减量和恒星模板拟合在每个spectum估计本地气体和恒星的质量密度，分别。我们还使用测量的旋转曲线来确定局部逃逸速度（$\mathrm{V_{esc}}$）。然后，我们分析了局部金属丰度和局部气体分数（$μ$）和$\mathrm{V_{esc}}$之间的关系。我们发现，金属性降低增加$μ$和减少$\mathrm{V_{esc}}$。通过研究这些关系中的残差，我们发现，气体馏分在局部化学富集中起着比$\mathrm{V_{esc}}$更主要的作用。我们表明，气体调节器模型的化学演化提供了一个合理的解释局部尺度上的金属丰度。该模型的最佳拟合参数与动量驱动的星系外流造成的金属损失一致。我们还认为，气体分数和本地逃逸速度都与本地恒星表面密度有关，而本地恒星表面密度又是主导本地恒星星族形成时代的示踪剂
2017-11-28 astro-ph.GA
The effects of dynamical substructure on Milky Way mass estimates from the high velocity tail of the local stellar halo
我们调查的影响，动力流和子结构的估计本地逃逸速度和总质量的银河系质量的星系模拟本地晕星的高速尾巴。我们使用了一套高分辨率，磁流体力学宇宙放大模拟，解决了相空间子结构的局部体积周围的太阳一样的位置。我们表明，相空间结构显着不同的位置在个别星系和整个套件。子结构不均匀地填充高速尾部，并导致质量估计的差异。我们表明，流的组合，样本噪声和截断的高速尾部低于逃逸速度导致分布的质量估计值的中位数低于真实值的$\sim 20 \%$，并蔓延的一个因素2整个套件。修正这些偏差后，我们得到了Deason等人提出的银河系质量的修正值$1.29 ^{+0.37}_{-0.47} \times 10^{12}$ $\rm M_{\odot}$。
2019-06-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
A wide-field photometric survey for extratidal tails around five metal-poor globular clusters in the Galactic halo
利用加拿大-法国-夏威夷望远镜（CFHT）Megacam的宽视场深格里图像，研究了5个贫金属球状星团M15、M30、M53、NGC 5053和NGC 5466周围恒星在3 °视场内的空间位形。应用掩模滤波算法的观测恒星的颜色星等图，我们排序集群的成员恒星候选人，用于检查周围的目标集群的空间恒星分布的特点。平滑的表面密度图和叠加的等密度等值线表明，所有的五个贫金属球状星团表现出强有力的证据，在其潮汐半径的潮汐外高密度的功能，在延长的潮汐尾的形式在集群周围。观测到的潮外特征的方向显示了跟踪星团轨道的潮汐尾的签名，从它们的自行推断，以及与银河系动力学相互作用的影响。我们的发现包括在一对球状星团M53和NGC 5053周围探测到潮汐桥状特征和包络结构。观测到的靶团簇径向表面密度分布与King理论模型有一定的偏差，在0.5~0.7r_t处出现了一个突变，将超密度特征扩展到1.5~2r_t。不同角截面的径向面密度剖面和方位角数密度剖面都证实了这五个贫金属球状星团周围潮汐尾的高密度特征。我们的研究结果增加了进一步的观测证据，所观察到的贫金属晕球状星团起源于吸积卫星系统，表明合并的情况下形成的星系晕。
2009-12-17 astro-ph.GA
Misaligned tidal tails in open clusters: a signature of the local spiral arm resonance
Instituto Interdisciplinario de Ciencias Básicas (ICB), CONICET-UNCuyo（基础科学跨研究所）；Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas (CONICET)（国家科学技术研究委员会）
本研究通过分析155个邻近疏散星团的潮汐尾错位，发现新生潮汐尾在旋臂间隙内出现大角度错位，可作为共转共振区非轴对称银河系势的高分辨率示踪体。
2026-09-23 astro-ph.GA
The Importance Of Star Formation Intensity In LYα Escape From Green Pea Galaxies And Lyman Break Galaxy Analogs
我们研究了40个绿豌豆星系和15个本机Lyman Break星系类似物的紫外图像，以了解Ly $α$光子逃逸与中心紫外光度特性之间的关系。我们使用\textit{Hubble Space Telescope}的COS/NUV图像测量了中心250 pc区域（$S_{\rm 250pc}$）的恒星形成强度（SFI，单位面积的恒星形成率）。我们的样品绿豆的$S_{\rm 250pc}$的测量范围为2.3- 46 $M_{\odot} \ \rm{year}^{-1} \ \rm{kpc^{-2}}$，几何平均数为$15 M_{\odot} \ \rm{year}^{-1} \ \rm{kpc^{-2}}$，标准差为0.266 dex，形成相对窄的分布。Lyman Break星系类似物显示出类似的$S_{\rm 250pc}$窄分布（0.271 dex），尽管平均值较大，为28 $M_{\odot} \ \rm{year}^{-1} \ \rm{kpc^{-2}}$。我们表明，虽然Ly $α$等效宽度（EW（Ly $α$））和Ly $α$逃逸分数（$f^{Lyα}_{esc}$）与中枢SFI无显著相关性（$S_{\rm 250pc}$），两者都与表面亮度与星系恒星质量的比值呈正相关（$S_{\rm 250pc}/M_{\rm star}$），与EW（Ly $α$）和$f^{Lyα}_{es…
2020-02-20 astro-ph.GA
MUSE Illuminates Channels for Lyman Continuum Escape in the Halo of SBS 0335-52E
我们报告了用MUSE积分场摄谱仪积分1.5小时发现的极贫金属致密星暴SBS 0335- 052 E的环星系晕中的电离气体细丝。我们在H $α$和[OIII]发射中检测到这些特征，其表面亮度水平为$5 \times 10^{-19}$ erg s $^{-1}$ cm $^{-2}$ arcsec $^{-2}$。暗条的投影直径为2.1千秒差距，从主恒星向北和西北方向延伸超过9千秒差距。我们还检测到扩展的星云HeII $λ$ 4686发射，在恒星爆发驱动的超壳层边缘向西北方向变亮，暗示了由于冲击而局部增强的紫外辐射场。我们还提出了一个电离气体的速度场。在速度空间中，这些细丝似乎与由壳层引起的运动学扰动无缝连接。类似于高$z$恒星形成星系，这个星系中的电离气体是分散主导的。我们认为，通过反馈的星爆和这些电离结构的光环中创建的灯丝可能作为逃逸通道莱曼连续辐射在这个富含气体的系统。
2017-10-05 astro-ph.GA
The ejection and detectability of high- and hyper-velocity stars by compact object binaries in globular clusters
本研究结合模拟与观测，发现球状星团中恒星与致密天体双星相互作用可抛射大量高速恒星，其中少数超高速星可被探测，未来巡天将提供更好观测机会。
2025-06-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Destruction of star clusters due to the radial migration in spiral galaxies
银河系盘中的大多数恒星被认为是作为星团或星协的成员而诞生的。由于潮汐剥离和星团本身的演化，在盘中形成的星团被破坏，结果是新的恒星被供应到星系盘。我们进行了$N$体模拟的星系盘，其中星团和星系盘被建模为$N$体（“活”）系统，因此磁盘形成瞬态和经常性的螺旋臂。在这种不稳定的旋臂中，星团由于与旋臂的相互作用而径向迁移。我们发现，迁移的时间尺度是几百万年，星团的角动量变化最多为$\sim 50$ %，在1 Gyr。星团向星系内部区域的径向迁移会导致星团的快速分裂，因为星系内部区域有更强的潮汐场。对于星系盘中星团的破裂时间尺度来说，这种影响是不可忽略的。从星团中剥离出来的恒星形成了潮汐尾，分布在1- 2千秒差距。虽然潮汐尾的空间分布的变化，在一个复杂的方式，由于非定常的螺旋臂，速度分布保持良好，即使潮汐尾位于几个千秒差距，从他们的母集群。星系盘中星系团的潮汐尾可以用速度图来探测。
2012-08-19 astro-ph.GA
A tangle of stellar streams in the north Galactic cap
恒星晕的子结构是利用统计光度视差的蓝色主序星关闭从斯隆数字巡天条纹在北银河帽。四个结构与先前对人马座矮潮汐流的测量结果一致：领先的尾巴，“分叉”流，尾随的尾巴和C流。室女座距离太阳约15千秒差距的恒星密度过高，可能是因为平行星流和一个新的候选星流（被称为恒周星流）的交叉。这些数据表明在NGC 5466附近存在一个宽流，距离为5至15 kpc。从14条条纹中测量到的平滑恒星晕的平坦度平均为q=0.58，色散为0.04。
2018-10-01 astro-ph.GA
The Ties that Bind? Galactic Magnetic Fields and Ram Pressure Stripping
一个影响富含气体的星系团的过程是冲压压力剥离，即通过与星系团内介质的直接相互作用去除星系气体。银河系磁场可能对剥离率和尾部结构有重要影响。我们运行的第一个磁流体动力学模拟冲压压力剥离，包括银河磁场，使用159 pc的分辨率在我们的整个域，以解决整个尾巴的混合。我们发现从未磁化和磁化星系中移除的气体总量几乎没有差异，尽管具有径向分量的磁场最初会更快地加速剥离的气体。一般来说，我们发现，在磁盘中的磁场导致在磁盘附近的剥离气体的速度较慢，更快的速度远离磁盘。我们还发现，星系气体中的磁场导致更大的非混合结构的尾巴。最后，我们讨论了冲压压力剥离尾部是否可以磁化ICM。我们发现，总的磁能密度增长的尾巴变长，可能通过湍流。在我们所有的MHD实验中，尾区都有微高斯强度的场，这些场从盘（我们模拟区域的边缘）存活到至少100 kpc，这表明星系团中磁化尾区的面积填充因子可能很大。
2014-08-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Tails and streams around the Galactic globular clusters NGC1851, NGC1904, NGC2298 and NGC2808
本文介绍了银河系特有的球状星团NGC 1851、NGC 1904（M79）、NGC 2298和NGC 2808的DECam成像。我们的深测光显示，所有的集群有一个重要的贡献，恒星超过他们的国王潮汐半径和目前的尾巴与不同的形态。我们还探索了星团的周围环境，在那里，大犬座的过密度和/或低银河纬度的麒麟座环在d~ 8 kpc是明显的。第二个恒星系统位于d~ 17 kpc，在天空中的跨度至少为18度x15度。作为解释这一特征的可能方案之一，我们提出，这个揭示的系统是麒麟座的一部分，被解释为一个向银河系外移动的密度波。另外，这个被揭开的系统可能与其他已知的晕子结构有关，或者与NGC 1851和NGC 1904的祖先矮星系有关，它们被广泛认为是吸积的球状星团。
2017-10-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Determining the escape fraction of ionizing photons during reionization with the GRB derived star-formation rate
在分析星系再电离时代和早期星系形成的过程中，逃逸出宿主星系并因此能够吸收星系间介质（IGM）中氢的电离光子的比例是一个关键参数。再电离历史的研究通常会受到高红移星系将质量转化为恒星的效率和电离光子逃逸分数之间的未知值的简并。最近的伽马射线暴（GRB）测量的恒星形成率密度在再电离提供了第一个机会，打破这种简并。我们面对一个半解析模型与GRB衍生的恒星形成率，以及观测的Ly-alpha森林和CMB的再电离。假设在恒星形成星系中产生的紫外光子主导再电离过程，我们证明了对于我们的基准模型，来自高红移星系的电离光子的逃逸分数为~5% [log（f_esc）=-1.35+/-0.15（68%）]。该值相对于建模中的不确定性是相当稳定的，包括辐射反馈的实施、演化逃逸分数的可能性以及IMF的未知形状，这些因素对逃逸分数值的额外系统不确定性的贡献总计约为0.2 dex。
2009-08-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Galactic Magnetic Field and UHECR Optics
一个好的银河系磁场模型是至关重要的估计银河系的贡献，在暗物质和CMB宇宙学研究，确定源的UHECR，也模拟银河系CR的运输，因为晕场提供了一个重要的逃生路线沿其场线扩散。我们简要回顾了Jansson-Farrar 2012模型对GMF大尺度结构的观测基础，强调了N-S方向螺旋晕场的有力证据。介绍了GMF对UHECRs的透镜效应的新结果，显示了多个图像和随源方向和CR刚度而变化的戏剧性放大和缩小。
2015-08-19 astro-ph.GA astro-ph.HE
More on the structure of tidal tails
我们研究了从星团中逃逸出来的恒星的周转运动。使用streaklines，我们可视化的逃逸恒星的路径，并显示如何周转运动导致过-和不足的潮汐尾星团的圆形和偏心轨道上移动的星系。此外，我们调查的集群质量上的潮汐尾巴的效果，通过显示，它们的结构是更好地匹配时，集群质量的扰动效应。通过调整streaklines的N体计算的结果，我们可以准确，快速地再现所有观察到的子结构，特别是条纹的功能，经常发现在模拟中可能会被解释为多个潮汐尾观测。因此，我们可以排除潮汐冲击作为这种子结构的起源。最后，由调整后的条纹线参数可以证实，对于我们所研究的星团，逃逸主要发生在星团的潮汐半径上，公式为x_L =（GM/（Ω^2- \partial^2 Φ/ \partial R^2））^{1/3}。然而，我们发现，还有另一个极限半径，即“边缘”半径，它给出了恒星在围绕星系的一个星团轨道上可以逃逸的最小半径。对于偏心集群轨道的边缘半径缩小与轨道偏心率的增加（固定的偏心距离），但总是显着大于各自的近银河潮汐半径。事实上，我们研究的扩展和潮汐填充的星系团的边缘半径与它们的（拟合）King半径很好地吻合，这可能表明这两个量之间的基本联系。
2011-12-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
The THESAN project: ionizing escape fractions of reionization-era galaxies
再电离宇宙的一个基本要求是，星系发射的电离光子中有足够的一部分成功地逃逸到星系际介质中。然而，由于高红移观测数据的缺乏，驱动再电离的来源仍然不确定。在这项工作中，我们计算电离逃逸分数（$f_{\rm esc}$）的再电离时代的星系从国家的最先进的THESAN模拟，它结合了一个准确的辐射流体动力学求解器AREPO-RT与久经考验的IllustrisTNG星系形成模型，以自洽地模拟小尺度的星系物理和大尺度的再电离在整个宇宙的大片（$L_{\rm box} = 95.5\,\rm cMpc$）。这使得许多大质量晕（$M_{\rm halo} \gtrsim 10^{10}\,{\rm M_{\odot}}$）的形成，这在以前的研究中往往是统计上代表性不足，但被认为是重要的，以实现快速再电离。我们发现，低质量星系（$M_{\rm stars} \lesssim 10^7\,{\rm M_{\odot}}$）是$z \gtrsim 7$以上的再电离的主要驱动力，而高质量星系（$M_{\rm stars} \gtrsim 10^8\,{\rm M_{\odot}}$）在较低的红移占主导地位的逃逸电离光子预算。晕逃逸分数的变化降低了更高质量的晕，这可以从更稳定的银河系结构，SFR稳定性，以及每个晕内的视线分数显着贡献逃逸通量来理解。我们表明，尘埃是能够减少逃逸分数的大质量星系，但对全球$f_{\…
2023-01-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
A catalogue of Galactic GEMS: Globular cluster Extra-tidal Mock Stars
本文构建了GEMS星表，通过Corespray模拟159个银河系球状星团中因三体作用逃逸的潮外恒星与双星，并利用作用量坐标实现场星与宿主星团的概率匹配，为研究星团动力学演化提供关键工具。
2024-01-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dark-ages reionization and galaxy formation simulation -- XXI. Constraining the evolution of the ionizing escape fraction
本研究利用Meraxes半解析模型与贝叶斯方法，联合高红移星系观测及再电离历史约束，得出电离光子逃逸率随晕和恒星质量转变，并确认低质量星系主导再电离。
2023-12-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Generalised Bondi Accretion Model for the Galactic Centre
我们开发了一个分析，稳态模型的气体环境在静止的星系核。我们假设质量是由一个球对称分布的恒星风不断提供的，而重力完全是由于一个中心的超大质量黑洞。我们表明，在一些有限的半径，开普勒速度是可比的风速，体积速度消失。在该半径以下产生的物质将被吸积到黑洞上，而在它之外的物质将逃离系统。在某些条件下，流动在两个区域都可能变成超音速.我们获得的流体动力学变量的径向轮廓，并验证它们使用随时间变化的流体动力学模拟。我们描绘的条件下，辐射冷却可以忽略不计，并预测从这样一个系统的自由自由X射线发射的光度和光谱。我们讨论我们的解决方案，我们自己的银河系中心和其他静止的星系核的应用。
2018-05-12 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Enrichment of the Intergalactic Medium with Adiabatic Feedback I: Metal Cooling and Metal Diffusion
采用金属冷却、金属湍流扩散和热能，利用一系列SPH模拟研究IGM金属富集。采用绝热反馈机制，防止气体冷却，产生没有明确的风粒子的星系风。模拟产生的宇宙恒星形成历史（SFH）与观测结果大致一致，直到z $\sim$ 0.5，以及通用中性氢分数（$Ω_{\rm H I}$）的稳定演变。在z=0时，大约40%的重子在温暖的星系际介质（WHIM）中，但大多数金属（80%-90%）被锁定在恒星中。在较高的z，IGM中的金属比例较高，这是由于星系更有效的损失。在整个宇宙历史中，IGM金属主要存在于WHIM。星系内部气体的金属丰度演化与观测结果基本一致，但弥散IGM在z $\sim$ 2.5处富集。银河风最有效地富集了中等质量范围$10^{10}$ M $_{\sun}$ - $10^{11}$ M $_{\sun}$的晕的IGM。在低质量端气体被阻止吸积到晕上，并且具有非常低的金属丰度。在高质量端，随着星系中恒星质量分数的降低，晕重子逃逸率也随之降低。这可能是因为恒星形成活动和逃逸效率的降低。金属增强冷却，使WHIM气体冷却到星系上，并增加恒星的形成。金属的扩散使得风在逃逸之前混合，减少了IGM的金属含量，有利于星系晕内的气体和恒星形成气体。扩散显著增加了低金属丰度气体的量，并改变了密度-金属丰度关系。
2010-06-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Evaporation and Survival of Cluster Galaxies' Coronae Part II: The Effectiveness of Anisotropic Thermal Conduction and Survival of Stripped Galactic Tails
模拟了团星系团内介质（ICM）与热日冕星际介质（ISM）气体之间的各向异性热传导。在早期的论文I（Vijayaraghavan & Sarazin 2017a）中，我们模拟了由于ISM和ICM之间的各向同性（可能饱和）传导导致的热ISM的蒸发。我们发现，热电晕蒸发$\sim 10^2$ Myr的时间尺度，显着短于$\sim 10^3$ Myr气体损失时间，由于冲压压力剥离。没有汽提气体的尾部形成。这与观察到的紧凑X射线日冕和剥离的ISM尾部的普遍存在和隐含的寿命相矛盾，并且需要抑制蒸发，这可能是由于磁场和各向异性传导。我们进行了一系列类似于论文I的风洞模拟，现在包括ISM和ICM磁场。我们模拟了一系列极端磁场配置的各向异性传导的效果：平行和垂直于ICM风，以及ISM和ICM之间的连续和完全不相交。我们发现，当传导是各向异性的，由于蒸发的气体损失是严重减少，整体气体损失率与各向异性的传导和没有不超过$10 - 20\%$不同。磁场还通过屏蔽防止被剥离的尾部在ICM中蒸发，并且为ICM和ISM之间的热传输提供很少的路径。星系尾流和尾流中的剥离尾和磁场形态对初始磁场位形很敏感。
2017-10-16 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
