UV and optical polarization modeling of thermal active galactic nuclei : impact of the narrow line region
在这篇研究报告中，我们开始探索窄线区（NLR）对活动星系核（AGN）的光学/紫外连续偏振的影响。我们升级了之前的热塞弗特核的三分量模型，该模型由赤道光学薄电子盘、环核尘埃环和一对准直光学薄电子风组成（Marin等人2012 b）。我们已经添加了一个尘埃扩展与低光学深度的外流占连续散射和吸收内的NLR。我们的活动星系核模型与NLR后处理的光谱偏振比较进行。结果表明，NLR可以改变甚至抑制所观察到的1型和2型活动星系核之间的极化二分法。对于2型活动星系核，它也显著降低了预期的偏振百分比，并改变了它的光谱形状。虽然NLR使得在1型物体中再现观测到的偏振变得更加困难，但它有助于解释2型物体的分光偏振观测。需要开展包括clupletimedia在内的进一步研究。
2012-10-10 astro-ph.GA astro-ph.HE
Photoionization modeling of the Galactic planetary nebulae Abell 39 and NGC 7027
我们估计距离的球形行星状星云阿贝尔39和双极行星状星云NGC 7027内插从一个广泛的网格的光电离模型使用的3-D代码，MOCASSIN。我们发现初步的距离分别为1.5千秒差距和0.9千秒差距，不确定性约为30%。
2011-12-14 astro-ph.GA
Improved Modeling of the Discrete Component of the Galactic Interstellar Gamma-ray Emission and Implications for the Fermi-LAT Galactic Center Excess
本文通过改进H2代理模型来更准确地建模银道面伽马射线离散辐射，发现其显著贡献于Fermi-LAT数据并与已知源关联，为区分银心超出信号的点状或平滑起源提供了新方法。
2022-06-06 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
Physics-Informed Neural Networks for Modeling Galactic Gravitational Potentials
Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；Case Western Reserve University（凯斯西储大学）
本文提出一种结合数据驱动学习与物理约束的神经网络框架，用于建模静态和时间依赖的银河引力势，实现高精度重建并提升动态一致性。
2026-04-01 astro-ph.GA
Modeling the Emission from Turbulent Relativistic Jets in Active Galactic Nuclei
我们提出了一个数值模型，用来计算观测到的活动星系核中的相对论喷流通量。每个湍流涡流的观测通量取决于其可变的多普勒增强因子，计算作为一个函数的相对论性总和的个别涡流和批量射流速度和我们的视角射流。通过对湍流谱上的涡旋辐射积分，得到了观测到的总通量。我们认为射流包含湍流涡，有标准的柯尔莫哥洛夫或最近推导出的相对论湍流谱。我们还考虑到由于它们在射流中的不同模拟位置以及由于它们翻转时的不同光束方向而导致的接收涡流发射的时间延迟。我们研究这些理论的光变曲线和计算功率谱密度（PSD）的视角范围内，批量的射流速度，和湍流速度。这些PSD斜率显著依赖于湍流速度，并且基本上与视角和体积速度无关。在模拟中所产生的通量变化的参数测试的现实值是一致的无线电响亮AGN中观察到的变化类型，例如，最近测量的开普勒卫星，只要湍流速度不是太高。
2015-01-12 astro-ph.GA astro-ph.HE
Modeling the Magnetic Field in the Galactic Disk using New Rotation Measure Observations from the Very Large Array
我们已经确定了194法拉第旋转措施（RM）的极化河外射电源使用新的，多通道的极化观测频率约1.4 GHz的甚大阵列（VLA）在银河平面的$17^\circ \leq l \leq 63^\circ$和$205^\circ \leq l \leq 253^\circ$。该星表填补了加拿大银道面巡天和南方银道面巡天之间在银道面RM覆盖范围上的空白。使用这个目录，我们已经测试了最近提出的大尺度（或规则）银河系磁场的轴对称和双对称模型的有效性，并发现我们测试的现有模型中，一个轴对称的螺旋模型与逆转发生在环（而不是沿着螺旋臂）最符合我们的观察。在此基础上，我们进行了自己的建模，使用来自河外源和星系的RM。通过建立银河系内外磁场的独立模型，我们得出结论：在内银河系中，磁场紧密地跟随着旋臂，而在外银河系中，磁场则与纯方位角磁场一致。此外，这些模型在外银河系中不包含反转，它们共同表明存在一个从银河系中心螺旋向外的反转区域。
2010-12-14 astro-ph.GA
Radiative transfer with POLARIS. II.: Modeling of synthetic Galactic synchrotron observations
我们提出了一个更新版本的POLARIS，一个完善的代码指定的尘埃偏振和线辐射转移（RT）在任意天体物理环境。我们通过同步加速器功能扩展了现有的偏振发射功能。在这里，我们结合国家的最先进的解决方案的同步加速器RT系数与数值方法求解完整的方程组的RT问题，包括法拉第旋转（FR）以及法拉第转换（FC）。我们验证代码对银河系和河外观测进行统计分析的合成全天空同步加速器地图的星系内的位置和河外观测。对于这些测试方案，我们应用一个基于复杂的磁流体动力学（MHD）模拟和人口合成后处理技术的银河系模型，我们探索不同的参数来模拟自由电子的分布和湍流磁场分量。我们发现，一个强烈的波动场是必要的模拟合成的同步辐射观测在小尺度上，我们认为，法拉第旋转单独可以占同步信号的去偏振，我们讨论了银河系内的观测位置的重要性。总而言之，我们得出的结论是，POLARIS是预测同步加速器发射和偏振（包括现实银河系背景下的法拉第旋转）的高度可靠的工具。因此，它可有助于更好地了解当前和未来观测任务的结果。
2019-07-29 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.IM
Modeling Formation of Globular Clusters: Beacons of Galactic Star Formation
星系形成的现代流体动力学模拟能够准确地预测早期星系中巨大分子云聚集的速率和位置。这些星云中可能存在质量和大小与真正的球状星团相当的星团。我描述了当前国家的最先进的模拟，旨在了解集群质量函数和金属丰度分布的起源。球状星团系统的金属丰度双峰性是星系中冷气体的等级形成和逐渐减少的自然结果。球状星团的形成在红移z>3时最为显著，此时大质量星团可能贡献了所有星系恒星形成的20%。
2010-10-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Modeling the Infrared Extinction toward the Galactic Center
我们用标准的硅酸盐-石墨星际尘埃模型模拟了~1- 19 $\mum$的红外消光曲线。颗粒具有幂律尺寸分布，在一定尺寸以上呈指数衰减。GC IR消光的最佳拟合模型将视觉消光限制为Av~38- 42 mag. The模型的局限性，即，讨论了同时再现陡的~1- 3 $\mum$近红外消光和平坦的~3- 8 $\mum$中红外消光的困难。我们认为，这一困难可以减轻归因于消光对GC的灰尘在不同的环境中的组合：灰尘在弥漫的区域（特征在于小Rv和陡峭的近红外消光），和灰尘在密集的区域（特征在于大Rv和平坦的UV消光）。
2013-06-24 astro-ph.GA
Dust polarization modeling at large-scale over the Northern Galactic cap using EBHIS and Planck data
在探索由原始引力波引入的宇宙微波背景（CMB）的B模偏振过程中，系统不确定性的主要来源是来自银河尘埃的偏振热辐射。因此，在区分这样一个微弱的CMB B模式信号的偏振热尘埃发射的准确表征和分离是一个必不可少的步骤。我们提供了一个建模框架来模拟基于Ghosh等人（2017）中描述的模型的极化热尘埃排放，利用普朗克尘埃和Effelsberg-Bonn HI对北银河系帽的调查。我们的七参数尘埃模型，将HI气体在三个不同的柱密度模板作为空间可变的尘埃强度和银河系磁场的现象学模型的代理，是能够再现1-和2-点的统计数据所观察到的尘埃极化图普朗克在353 GHz的选定的低柱密度区域在北银河系帽。这项工作具有重要的应用，在评估组件分离方法的准确性和量化的置信度分离偏振银河系发射和CMB B模式信号，因为需要为正在进行的和未来的CMB任务。
2020-06-17 astro-ph.GA
Forward modeling the multiwavelength properties of Active Galactic Nuclei: application to X-ray and WISE mid-infrared samples
一个经验的正演模拟框架的开发，以解释活动星系核（AGN）的多波长特性，并提供见解的重叠和不完整的样品选择在不同的部分的电磁波谱。该模型的核心是观测导出的X射线选择活动星系核占据星系的概率。这些都是用来种子模拟星系从恒星质量函数吸积事件，然后将它们与光谱能量分布，描述了恒星和活动星系核的发射组件。该方法被用来研究X射线和WISE中红外活动星系核选择方法之间的互补性。我们首先表明，X射线和WISE活动星系核（星等，红移分布）的基本观测性质是充分再现的模型。然后，我们推断的污染水平的WISE选择，并表明，这是占主导地位的非活动星系核的红移z < 0.5。这些是恒星形成星系，由于光度的不确定性影响了它们的颜色，它们分散到WISE AGN选择楔中。我们的基线模型显示，在WISE波段中，在康普顿厚度极限之上，严重遮蔽的活动星系核的数密度急剧下降。该模型还高估了1.5倍的X射线协会的WISE AGN选择框相比，观察的分数。这表明一个人口的X射线微弱的来源，是不能重现的模型。这种差异的背景下，无论是严重模糊或本质上X射线弱AGN进行了讨论。有证据支持后者。
2020-09-03 astro-ph.GA astro-ph.HE
Diffuse Galactic Backgrounds with SPHEREx: A Pilot Study of Background Modeling and Its Impact on Extinction
California Institute of Technology（加州理工学院）；Seoul National University（首尔大学）
本研究利用 SPHEREx 数据在银河系平面试点场进行光谱分析，通过大中值滤波构建背景图，评估背景模型差异，证明光谱测绘能有效控制漫射背景系统效应，改进尘埃消光约束。
2026-11-10 astro-ph.GA
Modeling Turbulence in Galactic Centers
湍流是星际介质中普遍存在的现象，特别是在星系中心的环境中。例如，对银河系中央分子区（CMZ）的详细观测显示，它具有复杂而动荡的结构。星系尺度上的湍流经常使用恒星形成和反馈来模拟。然而，这些影响似乎不足以解释在CMZ中观察到的高速分散，这表明可能正在进行额外的气体搅拌过程。在这里，我们介绍了一个概念验证的方法来驱动湍流的气体轨道的影响下，银河系的潜力。而不是依赖于一个特定的物理机制，我们已经通过了傅立叶强迫模块，并已应用它使用光滑粒子流体动力学代码。为了测试我们的方法，我们对CMZ的简化模型进行了模拟。我们的湍流注入方法能够平衡气体的自重，这使我们能够在长时间内运行模拟，从而跟踪CMZ的演变。我们的研究结果表明，在我们的模型中，湍流诱导絮状螺旋图案，类似于在银河系尺度的模拟中发现的。此外，我们发现，我们的湍流注入方法诱导向内迁移的气体，与以前的数值模拟结果一致。我们认为，这种注入方法是一个很有前途的新工具，模拟在银河系中心的湍流。
2021-05-05 astro-ph.GA
SYGMA: Stellar Yields for Galactic Modeling Applications
银河系建模应用程序的恒星产额（SYGMA）代码是一个开源模块，模拟简单恒星星族（SSP）的化学喷出物和反馈。它旨在用于流体动力学模拟和银河系化学演化的半分析模型。该模块包括来自渐近巨星分支（AGB）恒星，大质量恒星，SNIa和中子星合并的浓缩。一个广泛和可扩展的恒星产额库包括所有元素和许多同位素的NuGrid产额，最高可达Bi。基于NuGrid恒星模型及其合成光谱，计算了来自机械和频率相关辐射光度的恒星反馈。该模块还允许可定制的初始质量函数和超新星Ia（SNIa）延迟时间分布，以根据恒星产额输入计算随时间变化的喷出物。可以包括各种r-过程站点。将基于NuGrid的SSP喷出物与Portinari等人（1998）和Marigo（2001）的结果进行比较，发现AGB星在低金属丰度下的C和N富集度分别降低了3.5和4.8倍，我们将这一结果归因于NuGrid的热底燃烧模型。不同的核心坍缩超新星爆炸和回落处方可能会导致在$Z=0.001$的第一个$10^7\, \mathrm{yr}$的C，O和Si的积累喷出物的实质性变化。开源SYGMA模块的在线界面可以对简单恒星星族演化形成的所有物种的演化进行交互式模拟、分析和数据提取。
2018-09-17 astro-ph.GA
$Ab$ $initio$ modeling of Galactic dust polarized CMB foreground
Nanjing University（南京大学）；University of California, San Diego（加州大学圣迭戈分校）；Kavli Institute for Theoretical Physics, University of California, Santa Barbara（加州大学圣巴巴拉分校卡弗里理论物理研究所）；Los Alamos National Laboratory（洛斯阿拉莫斯国家实验室）
本文利用高分辨率合成尘埃极化地图分析银河尘埃极化CMB前景，揭示E/B不对称性和正TE信号的物理起源，为未来CMB实验提供先进模型。
2026-06-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Numerical Modeling of Multiphase, Turbulent Galactic Disks with Star Formation Feedback
恒星的形成是通过其反馈来自我调节的，反馈驱动湍流并加热气体。在平衡状态下，如果能量平衡和垂直动力学平衡同时保持的话，恒星形成率（SFR）应该直接与总的（热的加上湍流的）中面压力有关，因此也与扩散气体的总重量有关。为了定量地研究这一点，我们利用数值流体动力学模拟集中在外盘扩散原子气体占主导地位的区域。通过对饱和气体性质的分析，得到了湍流驱动率、湍流耗散率、湍流加热率、湍流冷却率、总中面压力与气体总质量、SFR与总中面压力之间的关系。我们发现SFR和中平面压力之间的近似线性关系与理论预测一致。
2012-11-21 astro-ph.GA
Numerical Modeling of Galactic Superwinds with Time-evolving Stellar Feedback
本研究通过流体动力学模拟结合时间相关恒星种群与辐射效率，探讨了星暴驱动超级风与气泡的形成条件，并预测了非平衡电离下的发射线轮廓，揭示了电离结构随时间的演化特征。
2024-06-25 astro-ph.GA
Modeling the Newtonian Dynamics for Rotation Curve Analysis of Thin-Disk Galaxies
我们提出了一个有效的，强大的计算方法建模的牛顿动力学旋转曲线分析薄盘星系。对于一个典型的平坦旋转曲线的盘星系，我们的模拟结果表明，表面质量密度从银河系中心向外围单调递减，根据牛顿动力学。在银河系的大部分区域，表面质量密度相对于银河径向坐标遵循近似指数衰减规律。然而，表面质量密度的径向尺度长度似乎普遍大于测量的亮度分布，这表明在盘状星系中随着径向距离的增加，质光比增加。在无量纲化的形式中，我们的数学系统包含一个无量纲参数，我们称之为“银河系自转数”，它代表离心力和引力的总比率。这个银河系旋转数的值是作为数值解的一部分确定的。通过一个系统的计算分析，我们已经表明，这个星系的旋转数保持在$\pm 10%$的1.70为各种各样的旋转曲线。这意味着盘状星系的总质量与$V_0^2\,R_g$成正比，其中$V_0$表示特征旋转速度，$R_g$表示银盘的半径。预测的银河系总质量与恒星计数数据吻合得很好。
2011-08-11 astro-ph.GA math-ph math.MP
The Impact of Modeling Assumptions in Galactic Chemical Evolution Models
我们使用欧米茄星系化学演化代码来研究如何用于处理银河系流入和流出的影响数值预测的假设。我们的目标是确定我们再现星系化学演化趋势的能力如何受到用于包括这些物理过程的实施选择的影响。为了实现这一目标，我们实验了三种不同的处方银河流入和流出，并使用欧米茄在马尔可夫链蒙特卡罗代码恢复输入参数，最好地再现了九个元素的化学演化的矮球状星系雕塑家。这为比较我们不同模型生成的最佳解决方案提供了一致的框架。尽管它们的物理真实性程度不同，但我们发现，这三个处方几乎可以以相同的方式再现在雕塑家中观察到的恒星丰度趋势。虽然这三个模型具有相同的能力来拟合数据，但控制Ia型超新星数量和银河系外流强度的参数的最佳值是完全不同的，实际上从一个模型到另一个模型是相互排斥的。为了理解星系如何演化，我们得出结论，仅再现有限数量元素的演化是不够的，可能导致误导性的结论。为了打破不同建模假设之间的简并性，需要更多的元素或额外的约束，如星系的恒星形成效率和气体分数。我们的研究结果表明，化学演化模型的成功和失败主要是由输入恒星产额驱动的，而不是由星系模型本身的复杂性。因此，像欧米茄这样的简单模型足以测试和验证恒星产额。
2016-12-07 astro-ph.GA
Reconciling Galactic rotation curve constraints with stellar stream modeling
LIRA, Observatoire de Paris, Université PSL, CNRS（巴黎天文台，PSL大学，法国国家科学研究中心）
本研究针对盖亚旋转曲线与恒星流建模给出的银河系外部质量估计差异，通过模拟两条外区恒星流，发现现有数据无法区分低、高质量银河系模型，解决了二者的表观张力。
2026-09-07 astro-ph.GA
On the Variation of Fourier Parameters for Galactic and LMC Cepheids at Optical, Near-Infrared and Mid-Infrared Wavelengths
利用傅立叶分解技术对银河系和大麦云（LMC）造父变星的基模光变曲线进行了分析。我们从文献中收集了银河系和LMC造父变星在光学（{ \it VI}）、近红外（{ \it JHK} $_s$）和中红外（3.6 $\&$ 4.5- $μ$ m）波段的光变曲线数据，并确定了它们的傅里叶参数随周期和波长的变化。我们观察到傅里叶振幅参数的减少和傅里叶相位参数的增加，在一个给定的周期随着波长的增加。我们还发现，在一个固定的周期作为波长的函数的偏度和尖锐度参数的减少。我们应用了一个binning方法来分析的进展，平均傅里叶参数与周期和波长。我们发现，对于长于约20天的周期，傅立叶振幅参数的值急剧增加较短的波长相比，波长长于$J$ -带。我们观察到了Hertzsprung级数随波长的变化。在傅立叶振幅参数的情况下，赫兹波级数的中心周期随波长的增加而增加，在相位参数的情况下，中心周期随波长的增加而减小。我们还观察到银河系和LMC之间的进展的中心期的一个小的变化，大概与金属丰度的影响。这些结果将提供有用的约束恒星脉动代码，将恒星大气模型，以产生造父变星在各个波段的光变曲线。
2014-12-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Modeling the magnetized Local Bubble from dust data
太阳被嵌入所谓的局部气泡（LB）中-这是一个由超新星爆炸产生的热等离子体空腔，周围是冷的尘埃气体壳。了解与LB相关的银河系磁场的局部畸变对于在银河系高纬度建立星际极化数据模型至关重要。在这篇论文中，我们涉及的LB尺度上的银河磁场的结构的三维（3D）地图的本地星际介质（ISM）。首先，我们提取的LB壳的几何形状，它的内表面，特别是从3D尘埃消光图的本地ISM。我们扩大了壳内表面的球谐函数，到一个可变的最大多极度，这使我们能够控制复杂的建模表面的水平。接下来，我们将壳中有序磁场的分析模型应用于建模的壳表面。该磁场模型成功地拟合了银河系极冠上空\textit{Planck} 353~GHz尘埃偏振辐射图。对于每个极冠，来自尘埃极化的平均磁场的方向（连同之前的字段指向经度$90^\circ \pm 90^\circ$）被发现是一致的法拉第光谱附近的扩散同步辐射。我们的工作提出了一种新的方法来模拟银河系磁场的局部结构。我们希望我们的方法和我们的研究结果是有用的，在建模本地ISM跟踪其不同的组件和建模的尘埃偏振发射，这是一个期待已久的输入宇宙微波背景的偏振前景的研究。
2020-03-31 astro-ph.GA
Modeling Multiphase Galactic Outflows: A Multifluid Moving Mesh Approach
Leibniz Institute for Astrophysics Potsdam (AIP)（波茨坦莱布尼茨天体物理研究所）
本文提出一种多流体移动网格方法，用于高效模拟多相银河喷流，通过分析拖拽和混合项模拟冷相与热相的相互作用，揭示喷流形成机制及混合强度对喷流特性的影响。
2025-08-23 astro-ph.GA
Key questions about Galactic Center dynamics
我讨论了四个关键问题，银河系中心的动力学，它们的影响，了解环境的银河MBH和星系核一般，并在解决这些问题所取得的进展。问题是：（1）MBH周围的恒星系统是弛豫的吗？(2)MBH周围是否有一个“黑暗尖点”？(3)恒星盘的起源是什么？（4）S星的起源是什么？
2010-07-28 astro-ph.GA
Modeling Emission-Line Surface Brightness in a Multiphase Galactic Wind: An O VI Case Study
University of California at Santa Barbara（加州大学圣塔芭芭拉分校）；San Diego State University（圣地亚哥州立大学）；Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）；Arizona State University（亚利桑那州立大学）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）；University of Washington（华盛顿大学）；Tel Aviv University（特拉维夫大学）
本文提出一种快速稳健的分析框架，用于预测银河风中发射线表面亮度随半径的变化，揭示多相结构对O VI发射线特征的影响，为未来观测提供指导。
2026-03-27 astro-ph.GA
On Galactic density modeling in the presence of dust extinction
关于银河系中恒星星族的空间密度或相空间结构的推断需要精确确定有效测量体积。像盖亚或近红外光谱巡天这样的巡天观测到的体积非常复杂，因为在三维星际尘埃消光中有丰富的小尺度结构。我们引入了一个新的框架来分析小尺度结构在灭绝中的重要性。这种形式主义表明，空间复杂的消光效应的选择功能的一个光束或连续的天空调查是等效的低通滤波的消光影响的选择功能与平滑的密度场。我们发现，目前的三维消光图的角分辨率是足够的分析盖亚子样本的数百万颗恒星。然而，目前的距离分辨率是不够的，需要提高一个数量级，特别是在银河系内部。我们还提出了一个实用和有效的方法，适当考虑到灭绝的影响，通过一个有效的选择函数的银河系结构的分析。我们说明了它的使用与选择功能的红团星在APOGEE使用和比较各种当前的3D消光图。
2016-06-06 astro-ph.GA
Devouring the Milky Way Satellites: Modeling Dwarf Galaxies with Galacticus
本研究利用半解析模型Galacticus在N体模拟合并树上，通过匹配光度函数和光度-金属丰度关系，成功再现了银河系极暗弱矮卫星的观测属性，并验证了其恒星形成历史与本地群矮星系一致。
2022-09-27 astro-ph.GA
Modeling the Optical Colors of Galactic Cirrus Clouds in the Stripe 82 Region
本研究针对银河卷云与河外低表面亮度结构的光学颜色差异问题，构建基于分数布朗运动的湍流尘埃云辐射转移模型，通过与Stripe 82天区观测对比，验证了颜色-颜色图在天体识别及星际介质研究中的双重作用。
2025-10-21 astro-ph.GA
Modeling Evolution of Galactic Bars at Cosmic Dawn
我们利用一套z9 -2星系的高分辨率放大宇宙学模拟研究星系棒的演化。我们的模型被选择为在高和低过密度环境中，在z=6、4和2时，处于类似质量DM晕内，log（Mvir/Mo）~ 11.65 +- 0.05。我们应用两个星系风反馈机制为每个模型。所有的星系都发展出不同性质的亚千秒差距恒星棒。我们发现：（1）高Z棒是对各种扰动的响应：合并、近距离飞越、沿宇宙暗条的冷吸积流入等; (2)（3）通过测量它们的傅立叶振幅，发现它们的共转与棒的尺寸比很大，并且比低红移的棒更弱，而且富含气体;（4）它们的图案速度不像在低z时那样由于对DM的制动而随时间单调下降;（5）棒的性质，包括它们的恒星星族（SFR和金属富集）敏感地取决于普遍的反馈;（6）最后，我们发现，在宇宙演化过程中，棒可以大大减弱，变成弱的椭圆形畸变--因此，与它们的低Z对应物不同，条被多次破坏和重新形成。在所有情况下，我们模拟中的条形图都是由相互作用触发的。总之，恒星棒似乎不仅是当代的现象，而且基于合并频率的增加，飞越和高z下冷吸积流的强度，我们预计它们在红移> 2时无处不在-星系快速增长和更大的恒星色散速度的时代。
2022-06-08 astro-ph.GA
Modeling the anomaly of surface number densities of galaxies on the Galactic extinction map due to their FIR emission contamination
最广泛使用的银河系灭绝图（Schlegel，Finkbeiner，& Davis 1998，SFD）是假设观测到的远红外辐射通量完全来自银河系尘埃。根据Yahata等人（2007）的早期建议，我们考虑了星系的远红外（FIR）辐射如何影响SFD图。我们首先计算了SDSS DR 7星系的表面数密度作为$r$带消光的函数，$A_{r,\rm SFD}$。我们证实了这些星系的表面密度与$A_{r,\rm SFD}$正相关的$A_{r,\rm SFD}<0.1$，首先发现的Yahata等。（2007）SDSS DR 4星系。接下来，我们构建了一个分析模型，考虑到他们的远红外辐射污染的星系的表面密度计算。我们采用对数正态概率分布的比例$100μ{\rm m}$和$r$ -波段光度的每个星系，$y \equiv (νL)_{100μ{\rm m}}/(νL)_r$。然后，我们使用分析模型搜索拟合观测异常的$y$的平均值和均方根值。重现异常所需的值与SDSS星系堆叠分析中测量的值大致一致（Kashiwagi，Yahata和Suto 2013）。由于我们的统计模型的限制，我们还不能从灭绝图中删除FIR污染的星系。然而，与模型预测的一致性表明，星系的远红外辐射是观测到的异常的主要原因。虽然银河系消光图中相应的系统误差为0.1至1毫等，但它与星系团直接相关，因此需要在精密宇宙学中仔细研究。
2014-12-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Understanding of the role of magnetic fields: Galactic perspective
观测，理论，建模和实验室等离子体实验的结合提供了一个多方面的方法，以开发如何磁场在银河系的设置和如何这些磁场调解影响银河系等离子体的动力学，分布和组成的重要过程中产生更大的了解。下面的一个重要重点是将实验室实验与天体物理学联系起来的机会。这种方法对于银河系附近尤其引人注目，在那里，磁场的分布和特征可以比宇宙中其他地方更详细地观察到。生产实验室等离子体的能力具有无与伦比的可访问性，允许更高层次的细节进行评估和曝光。理论和建模提供了理解重要过程的基本方法，它们是连接实验验证和天文观测的桥梁。在许多情况下，利用这一方法的研究可以利用现有的实验室设施，其成本与专门空间飞行任务的测量成本相比相当小。
2009-02-20 astro-ph.GA
Modeling the Milky Way wind: Supernova-driven outflows accelerate HI clouds near the Galactic center
Università 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）；Research School of Astronomy and Astrophysics, The Australian National University（澳大利亚国立大学天文学与天体物理学研究学院）
研究通过半解析模型揭示超新星驱动喷流如何加速银河中心附近中性氢云，并解释云的加速机制及质量损失过程。
2026-01-08 astro-ph.GA
Modeling Galactic Conformity with the Color-Halo Age Relation in the Illustris Simulation
观测调查和星系形成模型之间的比较发现，暗物质晕的质量可以在很大程度上解释星系的恒星质量。然而，它仍然不确定是否额外的环境变量，通常被称为组装偏差，是必要的，以解释其他星系的属性。我们使用的Illustris模拟研究的作用，大会的偏见，在生产银河整合考虑18,000个星系与$M_{stellar}$ > $2 \times 10^9$ $M_{\odot}$。我们发现一个显着的信号，星系的一致性：到距离约10兆秒差距，平均红色部分的星系周围的红星系是高于周围的蓝星系在固定的恒星质量。暗物质晕表现出类似的一致性信号，在固定的晕质量下，早期形成的晕（老晕）的比例在老晕周围比在年轻晕周围高。一个合理的解释是星系晕的一致性信号与星系颜色-晕龄关系的结合：在固定的恒星质量下，特别是朝向低质量的一端，插图座星系的颜色与晕龄相关，最红的星系（通常是卫星星系）优先出现在最老的晕中。事实上，我们可以用一个简单的半经验模型来解释银河系的整合效应，通过基于晕质量（丰度匹配）和基于晕年龄（年龄匹配）分配星系颜色来分配恒星质量。我们调查其他解释的银河一致性，特别是它的依赖于隔离标准和中央卫星信息。关于观察比较，我们得出结论，所采用的选择/隔离标准，投影效应，叠加技术可以有显着的影响，所测得的振幅的一致性信号。
2015-10-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
The e-TidalGCs Project: Modeling the extra-tidal features generated by Galactic globular clusters
e-TidalGCs项目针对159个银河系球状星团的潮汐外特征建模，揭示其多样形态，对比已知恒星流，探究银河系势的影响，预测近50亿年星团质量损失情况，模拟结果将公开供观测数据验证。
2023-01-12 astro-ph.GA
The Milky Way's Stellar Disk
一系列绘制银河系的大型恒星调查，最终以盖亚任务为高潮，正在彻底改变有关银河系恒星盘中恒星分布和性质的经验信息。我们回顾并列出了需要什么样的分析和建模机制来测试盘星系演化的机制，并严格限制银河系的引力势，使用这种银河系逐星测量。我们强调在任何这样的建模恒星调查选择功能的关键作用，我们主张查看银河系恒星盘的效用，从“单丰度人口”（地图），无论是动力学建模和约束银河系的演化过程。我们回顾了最近的工作的空间和运动学分布的地图，并制定了如何进一步研究地图在盖亚时代应该导致一个决定性的更清晰的图片银河系的暗物质分布和形成历史。
2013-01-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Modeling Star counts in the Monoceros stream and the Galactic anti-centre
关于银河系外盘的形式一直存在争论，这对它的形成有重要的影响。已知恒星存在于以银河系为中心的距离至少为20千秒差距。然而，对于这些恒星是否可以解释为圆盘的一部分，或者是否需要另一个额外的星系结构，即所谓的麒麟座环/流，有很多争论。检查朝向反中心的银河系外盘，以确定是否可以单独用薄盘和厚盘来解释恒星数。使用斯隆恒星计数和提取晚期F和早期G矮星，可以直接确定以银河系为中心的距离约为25 kpc的恒星密度。然后将这些与简单的扩口圆盘模型进行比较。如果厚圆盘没有锋利的截止线，则显示扩口圆盘模型以再现沿所检查的瞄准线的计数。耀斑开始于银河系中心半径16 kpc，尺度长度为4.5+/-1.5 kpc。虽然不能明确地对环/流方面的计数进行解释，但似乎没有必要，至少沿着朝向反中心的视线进行检查。
2010-11-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Modeling Asteroseismic Yields for the Roman Galactic Bulge Time-Domain Survey
本研究模拟罗曼银河系核球时域巡天对红巨星星震学探测能力，基线条件下探测概率超80%，预计核球产出13.5万至34.9万颗恒星，并评估Δν恢复率，为巡天策略提供参考。
2025-07-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
An extended theoretical scenario for Classical Cepheids. I. Modeling Galactic Cepheids in the Gaia photometric system
我们提出了一个新的扩展和详细的一套模型的经典造父变星在太阳化学成分（$Z=0.02$，$Y=0.28$）的基础上测试良好的非线性流体动力学方法。为了模拟可能依赖于关键的假设，如中央氦燃烧中等质量恒星的质量-亮度关系或超绝热对流的效率，模型集计算通过改变不仅脉动模式和恒星质量，但也质量-亮度关系和混合长度参数，用于关闭系统的非线性流体动力学和对流方程。的依赖性的预测边界的不稳定带以及光和径向速度曲线上的假设的质量-亮度和效率的超绝热对流进行了讨论。计算了非线性周期-质量-亮度-温度、周期-半径和周期-质量-半径关系。在Gaia滤波器$G$、$G_{BP}$和$G_{BR}$中转换了基波和第一泛音模的辐射热光变曲线的理论图谱，并导出了相应的平均星等。最后，第一个理论周期亮度颜色和周期Wesenlaxes的关系，在盖亚过滤器提供和由此产生的理论计算结果与盖亚数据发布2结果的基本和第一泛音银河造父变星进行比较。
2020-01-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Photoionization Modeling of Planetary Nebulae in the Galactic Bulge
本研究利用 CLOUDY 对银河系核球124个行星状星云进行光致电离建模，约束中心恒星、星云结构、元素丰度及前身星演化参数。
2025-10-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
