Gas Accretion via Condensation and Fountains
在它们生命的大部分时间里，星系都被巨大的热气体日冕所包围，这些日冕构成了巨大的气体吸积库。本章描述了一种机制，使恒星形成盘星系提取气体从他们的日冕。恒星的反馈使气体从盘状物进入晕状物的持续循环（星系喷泉），产生富含金属的盘状物物质和缺乏金属的日冕气体之间的混合。这种混合导致日冕的冷却时间急剧减少，使其冷凝并附着在圆盘上。这个喷泉驱动的吸积模型对盘星系中面外冷/暖气体的运动学做出了明确的预测，与一些独立的观测结果吻合得很好。该模型预测的气体吸积量是维持恒星形成所需的数量级。预计吸积将优先发生在盘的外部，其效率下降，更高的日冕温度。因此，星系能够聚集新的气体，只要它们不变得太大，也不落入大的晕，并保持其恒星形成的气体盘。
2016-12-01 astro-ph.GA
Fountain-driven gas accretion feeding star formation over the disc of NGC 2403
利用星系喷泉动力学模型研究了邻近旋涡星系NGC 2403中的中性面外气体。我们已经模拟的EPG作为一个组合的物质从光盘喷出的恒星反馈（即银河喷泉）和气体吸积从内环星系介质（CGM）。这种吸积预计会发生，因为喷泉触发的热CGM（日冕）的冷却/冷凝。我们的动力学模型再现了NGC 2403中EPG H $\mathrm{\scriptsize{I}}$发射的分布和运动学，并建议总EPG质量为$4.7^{+1.2}_{-0.9}\times10^8\mathrm{M}_\odot$，典型的尺度高度约为1 kpc，旋转速度的垂直梯度为$-10.0\pm2.7\,\mathrm{km\,s^{-1}\,kpc^{-1}}$。最佳拟合模型要求特征流出速度为$50\pm10\,\mathrm{km\,s^{-1}}$。流出的气体开始时大部分是电离的，只有在轨迹的后期才变成中性。由该模型推断的内部热CGM凝聚的吸积率为0.8 $\,\mathrm{M}_\odot\,\mathrm{yr}^{-1}$，近似等于该星系的恒星形成率（0.6 $\,\mathrm{M}_\odot\,\mathrm{yr}^{-1}$）。我们表明，吸积的配置文件，峰值在半径约4.5 $\,$千秒差距，预测光盘的增长率与观察值兼容。我们的研究结果表明，喷泉驱动的日冕凝聚是一个可能的机制，以维持恒星的形成，以及在本地盘星系的…
2023-01-09 astro-ph.GA
Gas circulation and galaxy evolution
星系团必须通过从星系际环境中获取气体来形成和演化，然而这种气体吸积发生的方式仍然知之甚少。恒星形成星系被多相晕所包围，这些晕似乎主要是由内部过程产生的，例如，银河喷泉然而，一小部分的晕气体显示出指向外部起源的特征。对局部宇宙中的晕气吸积速率的估计始终给出的值远低于以观测到的速率维持恒星形成所需的值。因此，大部分的气体吸积必须是“隐藏的”，不能直接看到。我讨论了可能的机制，可以导致星系际气体冷却，并加入恒星形成星系盘。一种可能性是，气体吸积是由银河喷泉过程通过喷泉气体与日冕低金属含量气体的湍流混合驱动的。
2010-01-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Magnetic fields in the Galactic halo restrict fountain-driven recycling and accretion
星系晕包含了一个复杂的生态系统，由多相的中速和高速气体云组成，其起源至今仍没有明确的解释。它们通常被认为参与了整个银河系的循环过程，要么通过吸积流，要么通过大规模的喷泉流，或者两者兼而有之。我们研究这些云的演变，根据最近的说法，他们可能会触发凝结的气体从银河日冕，因为他们通过it. We测量凝结沿云的尾流，有和没有环境磁场的存在下，使用两个（2D）和三维（3D），高分辨率的模拟。我们发现，3D模拟是必不可少的正确捕捉在所有情况下的冷凝。磁场显著地抑制了$t \gtrsim 25$ Myr云尾流中的凝结，防止了以前非磁性研究中看到的冷气团的急剧上升。磁场抑制了开尔文-亥姆霍兹不稳定性，该不稳定性导致云与晕气体的烧蚀和随后的混合，从而驱动冷凝。这种效应在不同的云属性（密度、金属丰度、速度）和磁场属性（强度和方向）之间是普遍存在的。简单的收敛测试表明，解决逐步缩小规模的气体导致更少的冷凝。虽然冷凝仍然发生在所有情况下，我们的研究结果表明，周围的磁场大大降低了效率的喷泉驱动的吸积，也可能吸积从冷凝周围的高速云。这些较低的特定吸积率与3D非磁性模拟相比与观测约束更好地一致。
2018-08-31 astro-ph.GA
Cosmological gas accretion history onto the stellar discs of Milky Way-like galaxies in the Auriga simulations -- (I) Temporal dependency
我们使用的30模拟御夫座项目估计的时间依赖性的流入，流出和净吸积率到银河系类星系盘。所有星系的净吸积率在早期都是相似的，迅速增加到$\sim 10~\mathrm{M}_\odot \, \mathrm{yr}^{-1}$。然而，经过$\sim 6~\mathrm{Gyr}$的演化之后，净吸积率是不同的：在大多数星系中，这些吸积率表现出类似指数的衰减，但有些系统反而呈现出增加或近似恒定的水平直到现在。一个指数拟合的净吸积率平均超过MW类似物产生典型的衰变时间尺度的$7.2~\mathrm{Gyr}$。对流入和流出速率的时间演化及其与盘中恒星形成速率（SFR）的关系的分析证实了这些量之间的密切联系。首先，流入$/$流出比保持近似恒定，具有$\dot{M}_\mathrm{out}/ \dot{M}_\mathrm{in} \sim 0.75$的典型值，表明流出中涉及的气体质量比流入中涉及的气体质量低25%的量级。对于SFR $/$流入速率比，发现了类似的行为，其典型值在0.1和0.3之间，并且对于流出速率$/$ SFR，其在范围$3.5$ - $5.5$内变化。我们的研究结果表明，连续流入是关键的SFR水平在盘星系，恒星形成活动和随后的反馈盘是能够产生质量加载的星系风在盘晕界面。
2022-10-06 astro-ph.GA
Cosmological gas accretion history onto the stellar discs of Milky Way-like galaxies in the Auriga simulations -- (II) The inside-out growth of discs
本研究利用Auriga项目的宇宙学磁流体模拟，分析类银河系恒星盘的气体吸积与恒星形成的关联，证实多数星系盘由内向外增长，且吸积率演化与化学演化模型的常用方案整体相似但存在局部差异。
2024-04-10 astro-ph.GA
Properties of HI discs in the Auriga cosmological simulations
我们分析了御夫座项目中HI气体分布的性质，一组磁流体动力学宇宙学模拟与移动网格代码AREPO和物理模型星系形成，成功地形成现实的晚型星系在该项目中模拟的30个银河系大小的晕。我们使用一个简单的方法来估计中性氢分数在我们的模拟集，分别对待低密度和恒星形成气体，我们探索两种不同的处方，以减去分子氢的贡献，从总HI含量。HI气体在绝大多数系统中形成扩展盘，尽管存在更多的扰动形态。尽管与观测到的HI特性（如径向分布和质量直径关系）基本一致，但御夫座星系比典型的邻近星系系统性地更大，更富含气体。有趣的是，盘平面外的HI气体量与恒星形成率相关，这与大多数平面外HI气体起源于喷泉状流动的图片一致。我们的研究结果是强大的不同的假设采用计算分子氢分数，并没有显着变化，在很宽的数值分辨率。在本文中介绍的HI建模可用于在未来的工作中建立人工干涉HI数据立方体，允许更密切的比较模拟星系的气体动力学与观测。
2017-01-19 astro-ph.GA
Radiation-driven Fountain and Origin of Torus around Active Galactic Nuclei
我们提出了一个合理的机制来解释形成所谓的“模糊环面”周围的活动星系核（AGN）的三维流体动力学模拟的基础上，包括从中央源的辐射反馈。用射线追踪法计算了X射线对气体的加热和辐射压力。这种辐射反馈驱动着一个“喷泉”，也就是说，在中央几到几十秒差距的垂直气体循环。非定常流出和流入之间的相互作用导致形成具有内部湍流运动的几何厚环面。结果，活动星系核在很宽的立体角范围内被遮蔽。在准稳态下，对于爱丁顿光度为10%和1%的活动星系核，柱密度向小于10^23 cm^-2的黑洞的张开角分别约为+-30度和+-50度。通过环的质量流入与流出和内部湍流运动共存，到中心秒差距区域的平均质量吸积速率为2 × 10 ^-4 ~ 10^-3，M_sun/yr，这比维持活动星系核光度所需的吸积速率小约10倍。这意味着相对明亮的活动星系核活动本质上是间歇性的，或者有其他机制，如恒星能量反馈，增强了质量吸积到中心。
2012-08-27 astro-ph.GA
The circumstellar disk of AB Aurigae: evidence for envelope accretion at late stages of star formation?
御夫座AB的星周盘由于在相对年轻的阶段明显存在螺旋以及在热尘埃排放中追踪到的不对称盘而引起了强烈的关注。然而，螺旋的物理条件仍然没有得到很好的理解。不对称热发射的起源尚不清楚。我们用IRAM 30-m、Plateau de Bure干涉仪和亚毫米阵列在230 GHz（1.3 mm）的连续谱线和谱线^12 CO J=2-1上观察了圆盘，对从0.37”到大约50”的所有空间尺度进行了采样。为了将从这些望远镜获得的数据结合起来，对几种方法和校准问题进行了检查和讨论。1.3 mm连续谱（尘埃）发射被分解为内盘和外环。在恒星位置旁边检测到由CO线跟踪的高速分子气体。圆盘的倾斜角向中心减小。在更大的尺度上，基于强度加权色散和^12CO J=2-1的积分强度图，我们识别出了四个螺旋，其中两个在近红外波段也被探测到。4个螺旋的总气体质量（M_spiral）为10^-7 < M_spiral < 10^-5 M_sun，比气环的质量小3个数量级。令人惊讶的是，螺旋内的CO气体显然是相对于CO盘反向旋转，并且它只表现出很小的径向运动。宽的间隙、弯曲的盘和不对称的尘埃环表明，在45 AU的半径处存在一个质量为0.03 M_sun的未被发现的伴星。虽然不能排除一个假设的飞掠，但御夫座AB系统最可能的解释可能是来自残余包络的主盘平面上方或下方的不均匀吸积，这可以解释30米图像检测到的旋转和大尺度运动。
2012-09-26 astro-ph.GA
EAGLE-Auriga: effects of different subgrid models on the baryon cycle around Milky Way-mass galaxies
现代流体动力学模拟再现了真实宇宙的许多性质。这些模拟对各种物理过程进行建模，但由于分辨率的限制，其中许多都是使用“次网格模型”进行的。虽然不同的次网格模型已经成功地模拟了超新星（SNe）反馈对星系性质的影响，但仍然不清楚这些不同的实现方式是否以及在多大程度上影响了可观测的晕气体性质。在这项工作中，我们使用“放大”宇宙学初始条件的两个卷选择类似的本地集团（LG）演变的御夫座和鹰星系形成模型。虽然两个模拟中的次网格物理模型再现了$L^\star$星系的真实恒星成分，但它们表现出不同的气体性质。也就是说，御夫座预言银河系（MW）几乎是重子封闭的，而鹰则认为只有一半的重子存在于晕内。此外，EAGLE预言这种重子缺陷延伸到LG，（$r \leq 1 \mathrm{~Mpc}$）。EAGLE中的重子缺陷可能是由于在高红移时的SNe反馈，这会产生具有高覆盖分数和径向速度的晕宽外流，这两者都会喷射重子并显着阻碍宇宙气体吸积。相反，在御夫座，气体吸积几乎不受反馈的影响。这些差异似乎是从SNe到气体的不同能量注入方法的结果。我们的结果表明，类星体吸收线和快速射电暴色散措施可以约束这两个制度与未来的观测。
2021-06-16 astro-ph.GA
New Analytic Solutions for Galaxy Evolution II: Wind Recycling, Galactic Fountains and Late-Type Galaxies
我们推广了Pantoni等人（2019）提出的解析解，包括对风循环和星系喷泉的简单而有效的描述，目的是自洽地研究圆盘主导的晚型星系（LTG）中气体，恒星，金属和尘埃含量的空间平均时间演化。我们的解析解，当补充了参数设置的具体规定和来自$N-$体模拟的晕吸积率时，可以用来再现局部LTG所遵循的主要统计关系;这些包括，作为恒星质量的函数，恒星形成效率，气体质量分数，气体/恒星金属丰度，尘埃质量，恒星形成速率，比角动量，和总质量/金属预算。我们的分析解决方案可以很容易地解开统治星系形成的主要物理过程中的LTG的不同角色，特别是，我们强调风循环和星系喷泉的关键相关性，有效地重新装修的气体质量，延长恒星形成的时间尺度，并提高气体和恒星中的金属富集。总而言之，我们的分析解决方案构成了一个透明的，方便的，快速的工具，可以提供一个基础，为改善（亚网格）物理配方目前实施更复杂的半解析模型和数值模拟，并可以提供一个基准解释和预测当前和未来的空间平均观测本地和高红移LTG。
2020-05-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
The interplay of internal and external processes in the buildup of disk galaxies: thick-disk star formation histories in AURIGA simulations
本文通过分析AURIGA模拟中24个旋涡星系的恒星族群性质，研究了内外部过程对厚薄盘恒星形成史的调控，揭示了厚盘包含就地与外来恒星的复杂族群构成。
2023-01-25 astro-ph.GA
ALMA Observations of the Water Fountain Pre-Planetary Nebula IRAS 16342-3814: High-velocity bipolar jets and an Expanding Torus
我们绘制了“喷泉”双极行星前星云IRAS 16342-3814的~0.“35分辨率使用ALMA。我们发现：（i）两个高速的、多节的、类似喷流的分子外流;（ii）一个中心的高密度（>几个x 10 ^6 cm^{-3}）、直径为1300天文单位的膨胀环面;（iii）前身AGB的拱星包层，它是在过去的~455年里，由于质量损失率突然大幅增加到>3.5 x 10^{-4} Msun/yr而产生的。如果是由热辐射尘埃引起的，则在中心源（690 mJy）0.89 mm处的强连续辐射意味着大量（0.017 Msun）非常大（~ mm尺寸）的颗粒。测得的膨胀年龄的上述结构组件意味着环（年龄~160年）和年轻的高速流出（年龄~110年）后不久，在AGB的质量损失率急剧增加。假设IRAS 16342中的喷流是一个二元模型，IRAS 16342中占主导地位的喷流的高动量率意味着一个高的最小吸积率，排除了标准的邦迪-霍伊尔-利特尔顿风吸积和风洛希瓣溢出（RLOF）模型与白矮星或主序星。最有可能的是，需要从共同的包络演化内运行的主要或吸积模式增强RLOF。
2016-12-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Galaxy-Scale Fountain of Cold Molecular Gas Pumped by a Black Hole
我们介绍了ALMA和MUSE对Abell 2597中最亮星系团的观测，Abell 2597是附近（z=0.0821）的冷核心星系团。这些数据描绘了一个30亿太阳质量的星云的运动学，它跨越了星系核心最里面的30千秒差距。其温暖的电离和冷分子成分都是同空间和共动的，这与光学星云追踪许多冷分子云的温暖包络的假设一致，这些冷分子云在热X射线大气的速度场中漂移。这些云并不处于动力学平衡状态，相反，它们显示出有证据表明，有气流流入中心的超大质量黑洞，沿着它发射的喷流流出，并被这些喷流膨胀起来的浮力热泡抬升。因此，整个场景与跨越星系的“喷泉”一致，其中冷气云流入黑洞吸积水库，为喷射和气泡提供动力，提升低熵多相气体的冷却羽流，这可能会刺激额外的冷却和吸积，作为自我调节反馈回路的一部分。所有的速度都低于从星系逃逸的速度，所以这些云应该会像下雨一样回到它们来的星系中心，使喷泉长寿。这些数据与混沌冷吸积，沉淀和刺激反馈模型的主要预测是一致的，并可能在所有质量尺度上跟踪星系演化的基本过程。
2018-08-01 astro-ph.GA
Warps and waves in the stellar discs of the Auriga cosmological simulations
最近的研究揭示了银河系圆盘垂直结构的振荡不对称性。在这里，我们分析了16个高分辨率，完全宇宙学模拟的个别银河系大小的星系的演化，进行了MHD代码AREPO。在红移为零时，我们的星系盘中大约有$70\%$显示出强烈的垂直模式，振幅可以超过2千秒差距。其中一半是典型的“整数符号”扭曲。其余的是类似于银河系中观察到的振荡。因此，预计这种结构将是常见的。伴随的平均垂直运动可达30 km/s。冷盘气体通常遵循恒星中看到的垂直模式。这些微扰有各种各样的原因：与卫星的近距离相遇，大质量物体的远距离飞越，来自晕陷或合并的错位冷气体的吸积。潮汐引起的垂直模式可以在年轻和年老的恒星星族，而那些起源于冷气体吸积主要是在年轻的人口。具有规则或最多弱扰动圆盘的Galerkin通常（但不总是）不受最近与大质量同伴的相互作用的影响，尽管我们有一种情况，即平衡致密圆盘在合并后重新形成。
2016-11-15 astro-ph.GA
The origin of the high-velocity cloud complex C
高速云是由冷气体组成的，这些冷气体看起来像是从晕上雨点般落向银河系的圆盘。在过去的50年里，有两种相互竞争的观点认为它们的起源要么是来自银河系外的气体吸积，要么是来自超新星反馈驱动的银河系圆盘的气体循环（银河喷泉）。在这里，我们表明，这两种机制同时在工作。我们使用一个新的银河喷泉模型结合高分辨率流体动力学模拟。我们专注于原型云复合体C，并表明它是由大约1.5亿年前发生在天鹅座外旋臂的爆炸产生的。喷出的物质引发了大部分环星系介质的凝结，并导致其随后在圆盘上的吸积。这种喷泉驱动的低银河系日冕冷却提供了低金属含量的气体所需的化学演化模型的银河系的磁盘。
2014-11-14 astro-ph.GA
Observing the stellar halo of Andromeda in cosmological simulations: the Auriga2PAndAS pipeline
我们提出了一个直接比较的泛仙女座考古调查（PAndAS）观测的恒星晕的M31与恒星晕的御夫座模拟的6个星系。我们通过Auriga2PAndAS管道处理模拟晕，并创建类似PAndAS的模拟，这些模拟包含调查数据的所有观测限制（来自银河系恒星的前景污染，恒星目录的不完整性，光度不确定性等）。这使我们能够以相同的方式研究调查数据和模拟，并生成直接可比的密度图和径向密度剖面。我们表明，模拟是整体兼容的观察。然而，仍存在一些系统性的差异，例如富金属恒星在模拟中占优势。虽然这些差异可能表明M31与模拟系统相比有不同的吸积历史或质量，但更有可能是由于与御夫座模拟的分辨率有关的星系恒星形成历史的不足淬火的结果。通过我们的方法实现的直接比较提供了提高我们对星系形成的理解的途径，因为它们可以帮助确定观测和模拟之间的可观测差异。理想情况下，这种方法将进一步发展，通过应用到其他恒星晕模拟。为了方便这一步，我们发布了管道来生成模拟，以及本文中提供和使用的六个模拟。
2021-02-08 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
The Auriga Project: the properties and formation mechanisms of disc galaxies across cosmic time
我们介绍了一套30个宇宙学磁流体力学变焦模拟孤立的银河系质量暗晕星系的形成。这些都是用移动网格代码\textlcsc{AREPO}进行的，还有一个星系形成物理学的综合模型，包括AGN反馈和磁场，它在大型宇宙学模拟中产生了真实的星系群。我们表明，我们的模拟再现了广泛的现今观测，特别是，两个组件盘为主的星系与适当的恒星质量，大小，旋转曲线，恒星形成率和金属丰度。我们调查的驱动机制，设置当今光盘的大小/规模的长度，并发现它们与晕物质的角动量。我们发现，最大的光盘产生的静态合并，螺旋进入星系和存款到预先存在的光盘高角动量的材料，同时增加旋转的暗物质和气体的晕。更猛烈的合并和强烈的活动星系核反馈分别通过破坏预先存在的盘和抑制气体吸积到外盘上来限制盘的大小。然而，导致光盘的最重要因素只是晕的低角动量。在这些情况下，活动星系核的反馈在限制中心恒星的形成和大质量核球的形成方面起着重要的作用。
2017-01-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Efficiency of gas cooling and accretion at the disc-corona interface
在恒星形成的星系中，恒星反馈对环星系介质有双重影响，既抑制又刺激气体吸积。气体吸积的触发可能是由盘物质以喷泉云的形式喷射到晕中以及与周围热日冕的相互作用引起的。事实上，在盘-日冕界面处，冷的/富含金属的盘气体（T <~ 10^4 K）和热的日冕气体（T >~ 10^6 K）之间的混合可以显著减少日冕部分的冷却时间，并产生其凝聚和吸积。我们通过秒差距尺度的流体动力学模拟研究了不同星系环境中喷泉云和日冕之间的相互作用，包括热传导的存在，这是影响气体凝结的关键机制。我们的模拟表明，日冕气体凝结强烈地依赖于星系环境，特别是它对于增加星系所在的晕的维里温度/质量的效率较低，并且对于维里质量大于10^13 Msun的物体完全无效。这一结果意味着，日冕气体在中低维里质量（Mvir <~ 3 x 10^12 Msun）的晕中迅速冷却，但从晚型到早型盘星系冷却日冕的能力降低，可能导致吸积关闭和大质量系统中恒星形成的淬灭。
2016-08-22 astro-ph.GA
Supernova-driven gas accretion in the Milky Way
我们使用银河喷泉模型来模拟银河系中性氢的发射。该模型的开发是为了考虑敏感的HI数据的外部星系的数据。对于适当的参数值，该模型再现以及在中速观测到的HI排放。最佳参数意味着冷气体被电离，因为它被炸出的磁盘，但成为中性时，其垂直速度已减少了~ 30%.The参数还意味着，冷却的喷泉云的尾流中的日冕气体转移气体从维里温度日冕盘在~2 Mo/yr。这个速率与维持银河系恒星形成所需的吸积速率的不确定性一致，而不会耗尽星际气体的供应。我们预测的径向轮廓的吸积，这是一个重要的输入模型的银河系化学演化。该模型所需的参数值，以适应银河系的HI数据与外部星系和云日冕相互作用的流体动力学研究的估计值非常一致。我们的模型没有再现所观察到的HI发射在高速，一致的高速云是河外起源。如果我们的模型是正确的，那么银河系外部HI盘的结构与以前用来推断银河系外围暗物质分布的结构有很大的不同。
2011-09-05 astro-ph.GA
Coupling between stellar and HI lopsidedness in Milky Way-type galaxies from the Auriga Superstars cosmological simulations
Universidad de La Serena（拉塞雷纳大学）；Universität Zürich（苏黎世大学）；Durham University（杜伦大学）；Liverpool John Moores University（利物浦约翰摩尔斯大学）；Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；Cardiff University（卡迪夫大学）
研究通过Auriga Superstars模拟分析银河系类星系中恒星与中性氢的不规则性耦合，揭示其与盘演化、气体吸积和环境相互作用的关系。
2026-04-29 astro-ph.GA
The impact of filaments on dwarf galaxy properties in the Auriga simulations
通过一个简单的不考虑反馈的星系形成模型的流体动力学模拟，我们以前的工作表明，在高红移的密集和大量的细丝可以提供潜在的阱来捕获和压缩气体，从而影响星系形成在其居住的低质量晕。在本文中，我们利用御夫座模拟，一套高分辨率的放大银河系类星系的流体动力学模拟，研究是否仍然成立的结论在模拟与复杂的星系形成模型。与我们以前的工作结果一致，我们发现，与具有相似晕质量的暗条星系相比，存在于暗条中的矮星系往往具有更高的重子和恒星分数。在固定的母晕质量下，暗条矮星的恒星形成率往往比场矮星略高。但总的来说，我们没有发现暗条和场的星系颜色有明显的差别。我们还表明，在高红移，在矮星系的气体成分往往有他们的自旋与他们居住的细丝对齐。我们的研究结果支持了这样一种观点，即在高红移的大质量暗条有助于气体吸积，并增强了其驻留的矮尺寸暗物质晕中的恒星形成。
2022-05-27 astro-ph.GA
Investigating Galactic Fountains in M101: Insights from Ionized, UV emissions and Neutral Gas
Observatoire de Paris, LUX, CNRS, PSL University, Sorbonne University（巴黎天文台、LUX、法国国家科学研究中心、巴黎文理研究大学、索邦大学）
本研究针对正向近邻星系M101，结合多波段高分辨率观测数据识别HI空洞，分析星系喷泉特征，量化了恒星反馈对星系气体盘的刻蚀作用与气体抛射的恒星形成抑制效应。
2025-07-14 astro-ph.GA
Cosmological gas accretion of Milky Way-type galaxies and the build-up of galactic discs
本研究利用Auriga模拟样本分析银河系型星系恒星盘的组装，通过研究气体净吸积随时间和半径的变化，证实了多数星系遵循由内而外的盘增长模式，且晚期无显著外部扰动时能形成稳定星系盘。
2025-04-03 astro-ph.GA
The mode of gas accretion onto star-forming galaxies
有人认为，像我们这样的星系通过将气体从广泛的日冕转移到恒星形成盘来维持恒星的形成。这种转移受到银河喷泉的影响--从飞机上喷射到飞机上方千秒差距高度的冷云。开尔文-亥姆霍兹不稳定性从这些云中剥离气体。如果日冕的压力和金属含量足够高，剥离的气体会导致类似质量的日冕气体在云的尾流中凝结。云-日冕相互作用的流体动力学模拟。这些证实了存在一个临界消融率，在此之上日冕被凝聚，并意味着，对于银河系日冕的可能参数，该速率接近云的实际消融率。在外部星系中，单个云后面的HI尾迹将无法检测到，尽管所有这些尾迹的综合发射应该是显着的。构成银河系喷泉的云的部分痕迹应该是可观测的，并且可以解释对单个高速云的21厘米观测和银河系HI发射的调查中的特征。考虑到已知的下降，在可用的冷下降与宇宙时间和晕质量的增加，提出的机制提供了一个有希望的解释之间的蓝色云的红色序列的颜色-光度平面的星系的分工。
2010-01-14 astro-ph.GA
Origin of chemically distinct discs in the Auriga cosmological simulations
银河系的恒星盘显示出复杂的空间和丰度结构，这对于理解塑造银河系的关键物理机制至关重要。在这项研究中，我们使用六个非常高分辨率的宇宙学变焦模拟银河系大小的晕研究的流行和形成的化学不同的磁盘组件。我们发现，我们的模拟开发一个明确的双峰分布在$[\rm α/Fe]$ - $[\rm Fe/H]$平面。我们发现两个主要途径，以创造这种二分法，在不同地区的星系运作：a）早期（$z>1$）和内部区域强烈的高$\rm[α/Fe]$恒星形成阶段（$R\lesssim 5$ kpc）由富气体合并引起，随后是更多的静止低$\rm[α/Fe]$星形成;以及b）在外盘中高$\rm[α/Fe]$星形成的早期阶段，随后由于暂时降低的气体吸积速率而导致气体盘收缩，之后盘生长恢复。在过程b）中，围绕着圆盘收缩的时间和半径的双峰恒星形成历史强调了这种二分法。如果早期的恒星形成阶段是延长的（而不是短暂和激烈的），化学演化在内部区域按照过程a）进行，但二分法不太清楚。在外围区域，只有当恒星形成的第一个强烈阶段在盘收缩发生之前覆盖了足够大的径向范围时，这种二分法才是明显的;否则，外围盘只由低$\rm[α/Fe]$序列恒星组成。我们讨论的含义，这两个过程发生在银河系。
2017-11-20 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
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
The multiplicity and anisotropy of galactic satellite accretion
我们研究的发病率组和附属矮星系吸积到银河系（MW）质量晕使用两种类型的流体动力学模拟：鹰，它解决了一个大的宇宙体积，和AURIGA套件，这是非常高的分辨率放大模拟个别MW大小的晕。当今11颗最大质量的卫星主要（75%）是在单个事件中吸积的，14%是成对的，6%是三胞胎，不太可能有更高的群多重性。在较暗的卫星中，群体吸积变得更为常见，前50颗卫星中有60%是单独吸积的，12%是成对吸积的，28%是较丰富的群体。一个恒星质量与大麦云（LMC）相似的星系群平均会有15个成员的恒星质量大于$10^4{~\rm M_\odot}$。前11颗卫星中有一半是沿着两个最丰富的细丝吸积的。矮星系的吸积是高度各向异性的，优先发生在垂直于晕短轴的方向，在这个平面内，优先沿着晕长轴。卫星进入点倾向于与现在的中央星系盘和卫星平面对齐，但程度低于晕的形状。成组或沿着最丰富的暗条增生的矮星，其进入点与主晕的对齐程度甚至比整个卫星群更大。我们还发现，大多数卫星作为一个单一的群体或沿着一个单一的灯丝吸积是不太可能解释卫星MW盘。
2018-02-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Local variations of the Stellar Velocity Ellipsoid-I: the disc of galaxies in the Auriga simulations
恒星速度椭球（SVE）和星系动力学演化之间的联系在过去几年一直是一个争论的问题，并且对于不同的加热剂（例如旋臂，巨大的分子云，酒吧和合并）是否在当今的运动学中留下清晰的可检测的签名没有明确的共识。大多数这些结果是基于一个单一的和全球的SVE，并没有考虑到这些代理商不一定同样影响所有地区的恒星discase.We研究的2D空间分布的SVE整个恒星盘御夫座星系，一组高分辨率的磁流体动力学宇宙放大模拟，揭示在光盘区域的本地和全球的运动学性质之间的连接。我们发现非常相似的，全球性的，$σ_{z}/σ_{r}$ = 0.80 $\pm$ 0.08值不同的哈勃类型的星系。这表明，在z=0时SVE的整体性质并不是星系经历的加热和冷却事件的良好指标。我们还发现，类似的$σ_{z}/σ_{r}$径向配置文件通过不同的组合$σ_{z}$和$σ_{r}$趋势：在局部水平上，垂直和径向分量可以演变不同，导致类似的$σ_{z}/σ_{r}$配置文件在z=0。相比之下，SVE的2D空间分布在星系之间变化更大。当今SVE空间分布的特征可能与特定的相互作用有关，例如飞越遭遇或低质量卫星的吸积，即使在全球SVE不受影响的情况下。恒星星族的分解表明，年轻的恒星星族呈现较冷和各向同性少的SVE和更复杂的二维分布比他们的老和热的同行。
2021-07-27 astro-ph.GA
Anomalous HI in NGC 2997
我们提出了深HI观测的中度倾斜的螺旋星系，NGC 2997。这些观测的目标是在NGC 2997附近寻找类似于银河系高速云的HI云，并深入了解它们的起源。我们发现的证据存在的星系喷泉以及星系内物质的吸积，但我们没有发现任何大型云HI远离星系盘。NGC 2997有一个厚而滞后的HI盘，其垂直速度梯度为18-31 km/s/kpc。质量为10^7兆太阳的反常速度HI云不能用银河喷泉模型来解释，因此我们可以估计河外气体吸积的下限为1.2兆太阳/年。这些云的数量和质量对大尺度结构的宇宙学模拟和暗物质晕的存在有影响。我们使用文献中的值来估计恒星形成率为5 +/- 1 Msun/yr，并使用已发表的Tully-Fisher关系推导出NGC 2997的新距离为12.2 +/- 0.9 Mpc。
2009-04-22 astro-ph.GA
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 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
Stellar populations and origin of thick disks in AURIGA simulations
基于AURIGA模拟分析24个银河系质量星系，揭示厚盘由早期原位形成、恒星吸积、并合触发的恒星形成及动力学加热共同塑造。
2024-04-02 astro-ph.GA
The angular momentum structure of cosmic ray driven galactic outflows triggered by stream accretion
我们调查的气体吸积流盘星系的演化的影响，使用磁流体动力学模拟，包括对流和各向异性扩散的宇宙射线产生的超新星作为唯一的反馈源。流吸积已被认为是宇宙学模拟中一个重要的星系生长机制，我们改变它们的方向和角动量在理想的设置。我们发现，吸积流触发银河系环的形成和增强恒星的形成。低角动量吸积流的恒星形成率和宇宙射线驱动的外流率更高，这也导致了更紧凑，更低的角动量盘。宇宙射线产生的外流显示出一种特征性的结构。在低流出速度（< 50 km/s）下，角动量分布类似于圆盘，并且气体处于喷泉流中。气体以高流出速度（> 200 km/s）穿透到晕的深处，角动量接近于零，并且来自星系的中心。由于宇宙射线驱动的外流的质量负载因子是为了统一和更高，我们得出结论，这一过程是重要的低角动量气体从发展中的盘星系和运输，潜在的金属富集，材料从银河系中心远到星系晕。
2021-09-25 astro-ph.GA
The Direct Detection of Cool, Metal-Enriched Gas Accretion onto Galaxies at z ~ 0.5
我们报告的发现冷气体流入到六个恒星形成星系的红移z ~ 0.35 - 1。在Keck/LRIS光谱中对该样品的MgII和FeII共振线吸收的分析显示，在六个物体中的五个中，速度变化为80 - 200 km/s，流入气体的等效宽度>~ 0.6 Ang。宿主星系的恒星形成率范围很广（SFR ~ 1 - 40 Msun/yr），恒星质量与银河系相近（log M */Msun ~ 9.6 - 10.5）。哈勃太空望远镜高级巡天照相机的图像显示，六个星系中有五个具有高度倾斜（i > 55度）的盘状形态。这些数据代表了第一次明确的检测流入孤立的，恒星形成星系在遥远的宇宙。我们认为，流入是由于从矮卫星和/或星系内的星系喷泉的富集材料的下落。假设物质已富集到0.1Z_sun，其物理范围近似等于星系的物理范围，我们推断其中四个系统的质量流入率为dM_in/dt >~ 0.2 - 3M_sun/yr。最后，从比较这些吸收线的Mg II和Fe II的吸收在一个更大的光谱样本的约100个对象的配置文件，我们测量的覆盖率至少为6%的冷流入，但不能排除存在的丰富的infall到这些星系多达40。
2011-10-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
HST/COS Observations of Ionized Gas Accretion at the Disk-halo Interface of M33
我们报告了在附近星系M33的盘晕界面处探测到吸积电离气体的结果。我们分析了均匀分布在M33盘面上的7颗紫外亮恒星的HST/COS吸收线光谱。我们发现硅IV吸收组件一致红移相对于散装M33的ISM吸收沿所有的视线。硅IV探测表明富集，盘宽，电离气体流入磁盘。这种流入很可能是多相的，因为红移分量也可以在具有较低电离状态的离子中观察到（例如，S II、P II、Fe II、Si II）。流入的运动学建模是一致的吸积层在磁盘晕界面的M33，它有一个吸积速度为110 $^{+15}_{-20}$公里秒$^{-1}$在距离为1.5 $^{+1.0}_{-1.0}$千秒差距以上的磁盘。模拟表明，在M33盘近侧的盘-晕界面处的吸积材料的总质量为$\sim3.9\times10^7$ M $_{\odot}$，吸积速率为$\sim2.9$ M $_{\odot}$/$^{-1}$。高的吸积率和金属富集水平表明，流入很可能是M33气体从银河喷泉中回落和/或在M31和M33之间的密切相互作用期间被拉松的气体。我们对M33的研究是第一个明确揭示银河系以外存在盘宽的电离气体流入的研究，从而更好地了解星系盘附近的气体吸积。
2016-11-29 astro-ph.GA
The origin of galactic metal-rich stellar halo components with highly eccentric orbits
利用欧空局盖亚任务的天体测量，以前的工作表明，银河系恒星晕主要由高偏心轨道上的富含金属的恒星组成。为了阐明这一突出的晕组成部分的性质，我们分析了御夫座宇宙流体动力学放大模拟套件中的28个星系类似物。大约四分之三的御夫座星系包含具有高径向速度各向异性的重要组成部分，β> 0.6。然而，只有在三分之一的宿主中，高β星对吸积恒星晕的整体贡献显着，类似于在银河系中观察到的。对于这个特殊的子集，我们揭示了具有高金属丰度[Fe/H]~-1和高轨道各向异性β>0.8的主要恒星晕组分的起源，通过追溯它们的恒星到吸积时代。通常情况下，这些恒星似乎来自一个恒星质量在10^9-10^10 Msol量级的矮星系，该星系在6-10 Gyr前合并，导致晕质量急剧增加。因此，我们的研究建立了银河系晕中过量的径向各向异性恒星碎片与年轻银河系和大质量矮星系之间的古老正面碰撞之间的联系
2020-10-07 astro-ph.GA
The effects of cosmic rays on the formation of Milky Way-mass galaxies in a cosmological context
我们研究的宇宙射线（CR）和不同模式的CR输运银河系质量的星系的性质在宇宙学磁流体动力学模拟的背景下的AURIGA项目的影响。我们系统地研究了平流、各向异性扩散和附加阿尔芬波冷却对银盘和环银道介质（CGM）的影响。全球性能，如恒星质量和恒星形成率之间的模拟变化不大，没有各种CR运输物理，而结构性能，如光盘的大小，CGM密度或温度可以强烈影响。在我们的模拟中，CRs通过修改CGM流结构来影响星系上气体的吸积。这改变了角动量分布，表现为恒星和气体盘大小的差异。这种影响的强度取决于CR传输模型：CR平流导致最紧凑的光盘，而阿尔文波模型更类似于AURIGA模型。平流和扩散模型表现出大（$r\sim50$千秒差距）CR压力占主导地位的气体晕，造成更平滑和部分冷却CGM。额外的CR压力平滑小规模密度峰值，并补偿在较低CGM温度下缺失的热压力支持。相反，阿尔文波模型只是在盘晕界面处的CR压力占主导地位，只有在这个模型中，强子相互作用的γ射线发射与观测一致。与以前的研究结果相比，我们得出结论，CR运输的细节是至关重要的准确预测CR反馈对星系形成的影响。
2020-07-02 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
GalICS 2.1: a new semianalytic model for cold accretion, cooling, feedback and their roles in galaxy formation
Dekel和Birnboim06提出，区分晚型和早型星系的质量尺度与稳定激波传播的临界晕质量有关，并表明他们可以重现所观察到的双峰尺度，以获得吸积气体金属丰度和激波半径的合理值。在这里，我们把他们的分析更进一步，提出了一个新的半解析模型，计算激波半径的第一原理。这一进步使我们能够单独计算每个光环的临界质量。分离冷模和热模吸积对最终星系质量的影响很小，如果反馈不优先耦合到热气体。我们还提出了一个改进的恒星反馈模型，其中70%的风质量是在一个寒冷的星系喷泉与较短的再吸积时间尺度在高质量。后者是使我们能够在整个红移范围0<z<2.5内再现星系质量函数的低质量端的关键机制。冷却必须缓和，以避免过度预测恒星质量大于1000亿太阳质量的星系的数量密度，但对于形成中等质量星系很重要。在维里质量大于3000亿太阳质量的情况下，冷吸积在高z时更为重要，气体从较小的立体角吸积，但在较低质量时情况并非如此，因为高z的细丝具有较低的金属丰度。我们的预测与观测到的星系际介质在0<z<5时的金属丰度演化是一致的。
2020-05-12 astro-ph.GA
The Chemo-Dynamical Groups of Galactic Globular Clusters
我们介绍了一个多组分化学动力学方法分裂成三个不同的组成部分：凸起，光盘和恒星晕的银河系人口的球状星团（GC）。后者被进一步分解为形成银河系恒星晕的单个大型吸积事件：盖亚-土卫二-香肠结构，海怪和红杉结构，以及人马座和海尔米流。我们的建模进行了广泛的测试，使用模拟GC样品从银河系（MW）的星系的流体动力学模拟的AURIGA套件。我们发现，平均而言，一部分的增广GC不能与他们真正的下降组，并离开未分组，偏置我们恢复的人口数量约80%的真实价值。此外，所鉴定的基团的完整性和纯度仅为65%。这反映了这个问题的困难，因为过去吸积事件产生的碎片在能量作用空间中有很大程度的重叠。我们将该方法应用于银河系的数据推断，在统计上强大的和容易量化的方式，GC与每个MW吸积事件。由此产生的群体的GC的人口数量，校正偏差，然后用来推断现在已经不复存在的卫星，建立了光环的MW的光环和恒星质量。
2022-08-09 astro-ph.GA
Gaseous Galaxy Halos
星系晕气体追踪流入的恒星形成燃料和来自星系盘的反馈，因此对于我们了解星系演化至关重要。本文综述了银河系和低红移旋涡星系晕气的多波长观测特性和起源模型。星系晕包含多相气体流，这些气体流在质量上主要由电离成分控制，并延伸到大半径。在中性氢（HI）中观察到的最冷的弥散性晕气体通常最接近盘（< 20 kpc），吸收线结果表明温暖和温热的弥散性晕气体存在于整个星系的晕中。探测到的热晕气体并不是星系重子的重要组成部分。盘-晕界面是多相流被整合到恒星形成盘中的地方，并且有证据表明，在这个界面上，气体和HI结构的温度和运动梯度都有反馈和燃料。晕气体的起源和命运被认为是在宇宙学和理想化的本地模拟的背景下。在模拟中，沿着宇宙细丝的吸积在热（> 10^5.5 K）和冷模式下都发生，靠近盘的压缩物质最冷，密度最大，与观测结果一致。有证据表明，在晕气体观测辐射和机械反馈机制，包括逃逸光子从磁盘，超新星驱动的风，和银河喷泉。卫星吸积也留下了丰富的晕气体。这些卫星气体与现有的晕介质相互作用，并且这些气体中的大部分将在到达盘之前成为扩散晕的一部分。冷晕和暖晕气体的吸积速率通常低于星系盘的恒星形成速率，但盘-晕界面的气体和恒星反馈可能是重要的额外燃料来源。
2012-07-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
All-sky census of Galactic high-latitude molecular intermediate-velocity clouds
银河系的HI晕云，特别是中速云（IVC），被认为与银河系的喷泉过程有关。观测喷泉云对于理解物质循环和吸积到银河系盘上的作用以及随后的恒星形成非常重要。在这里，我们量化了星系晕中分子气体的数量。我们专注于罕见的一类分子IVC（MIVC）和寻找新的对象。HI-FIR相关性在银河系纬度$|b|>20^\circ$的整个银河系南北半球进行了研究，以确定IVC中分子气体的数量和分布。我们使用了最新的大规模HI和FIR数据，Effelsberg Bonn-HI巡天，Parkes银河系全天巡天和Planck FIR巡天。我们提出了一个目录的239个MIVC候选人在银河系的南北半球。在这些候选者中，除了一个单一的源之外，所有先前已知的MIVC都被恢复。候选者的频率在银河系南北半球之间以及负LSR速度和正LSR速度之间存在显着差异。在我们的方法中，我们分析了当地的银河系环境。将我们的结果外推到整个银河系，原子和分子IVC气体到银河系的全球流入可能占维持当前银河系恒星形成速率所需的气体质量的主要部分。
2016-10-27 astro-ph.GA
The impact of two massive early accretion events in a Milky Way-like galaxy: repercussions for the buildup of the stellar disc and halo
我们确定并验证了一个银河系般的实现从御夫座模拟与两个连续的大规模合并$\sim2\,$ Gyr除了在高红移，报告的海怪和盖亚香肠土卫二。类似克拉肯的合并体（$z=1.6$，$M_{\rm Tot} = 8\times10^{10}\,$ M $_{\odot}$）富含气体，大部分质量沉积在内部$10\,$ kpc，并且基本上是各向同性的。香肠状合并（$z=1.14$，$M_{\rm Tot} = 1\times10^{11}\,$ M $_{\odot}$）在更高的能量下留下更扩展的质量分布，并且具有径向各向异性分布。对于高红移合并，卫星星系与宿主星系的质量比为1：3。因此，残余物的化学性质与同时代的原地种群无法区分，因此难以通过化学丰度来识别这一成分。这自然解释了为什么到目前为止，所有归因于克拉肯的丰度模式实际上都与所谓的极光人口和厚圆盘的金属贫乏完全一致。然而，我们的模型做出了一个可证伪的预测：如果银河系在高红移时经历了一次富含气体的双合并，那么这应该会在其恒星形成历史上留下印记，爆发间隔约为$\sim2\,$ Gyrs。这可能会对红移最高的主要合并提供限制力量。
2022-11-07 astro-ph.GA
How well can we unravel the accreted constituents of the Milky Way stellar halo? A test on cosmological hydrodynamical simulations
Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉各拉纳大学）；Astrophysics Research Institute, Liverpool John Moores University（利物浦约翰摩尔斯大学天体物理研究所）
本文评估了检测银河系摄取碎片的方法有效性，发现其在识别近期摄取事件碎片方面有效，但对较早事件效果有限，并存在污染和人工检测问题。
2025-04-14 astro-ph.GA
Secular evolution of Milky Way-type galaxies
像银河系这样的盘状星系的内部演化是由非轴对称（棒）和物质的隐含角动量转移驱动的;重子本质上是向内驱动的，以建立一个更集中的盘。这种质量集中可能会导致二次棒的解耦，因为轨道进动频率会大大增强。垂直共振与酒吧将形成一个盒子/花生隆起在陀螺时间尺度。由于重力力矩的气体流动可以导致年轻的核盘形成恒星，这可以通过速度色散的sigma下降来揭示。这些气体流受到反馈的调节，产生了超大质量黑洞的间歇性吸积，以及活动星系核活动的周期。由于核恒星形成的喷泉效应可能导致倾斜的，甚至极性的核盘。
2017-07-27 astro-ph.GA
Optimized HDBSCAN clustering for reconstructing the merger history of the Milky Way: applications and limitations
Astrophysics Research Institute, Liverpool John Moores University（利物浦约翰摩尔斯大学天体物理研究所）；School of Computer Science and Mathematics, Liverpool John Moores University（利物浦约翰摩尔斯大学计算机科学与数学学院）
本文通过优化HDBSCAN算法，研究其在重建银河系合并历史中的应用，发现其在不同吸积历史中表现良好，但需优化以获得准确结果。
2026-03-12 astro-ph.GA
Thick-to-thin disc transition and gas disc shrinking induced by the Gaia-Sausage-Enceladus merger
该研究利用APOGEE DR17与Gaia DR3红巨星按年龄拟合银盘运动学，发现约100亿年前厚盘转薄盘及标长凹陷，并结合Auriga模拟提出GSE并合改变气体吸积模式并导致气体盘收缩。
2025-09-26 astro-ph.GA
Semi-Analytic Galaxy Evolution (SAGE): Model Calibration and Basic Results
本文介绍了一个新的公开可用的代码库，在宇宙学的背景下，“半解析星系演化”模型，或简称SAGE的星系形成建模。SAGE是Croton et al.（2006）中使用的SAGE的重要更新，并已重建为模块化和可定制的。该模型将在任何N体仿真上运行，其树以支持的格式组织，并包含最小的基本光环属性集。在这项工作中，我们提出了重子处方实施SAGE描述星系的形成和演化，和他们的校准三个N体模拟：千年，Bolshoi，和GiggleZ。更新的物理包括：气体吸积，由于反馈，并通过星系喷泉重新纳入;一个新的气体冷却-无线电模式活动星系核（AGN）加热循环; AGN反馈类星体模式;一个新的处理气体在卫星星系;星系合并，分裂，并建立在星团内的恒星。在整个过程中，我们显示了每个模拟的共同默认参数化的结果，重点是当地的星系人口。
2016-01-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
BlackHoleWeather -- Jet-regulated chaotic cold accretion across the meso scale: Variability and kinematics
University of Modena and Reggio Emilia（摩德纳和雷焦艾米利亚大学）；Universidad de Santiago de Chile（智利圣地亚哥大学）；CIRAS, Universidad de Santiago de Chile（智利圣地亚哥大学 CIRAS）；INAF – Astronomical Observatory of Rome（意大利国家天体物理研究所罗马天文台）；Universidad Diego Portales（迭戈帕托莱斯大学）；NASA Ames Research Center（美国宇航局艾姆斯研究中心）
通过模拟自洽动能喷流调控的混沌冷吸积，研究喷流如何改变冷气体的运动学、径向输运和变率，发现中尺度输运而非冷气体产生主导喷流调控的CCA过程。
2026-05-26 astro-ph.GA astro-ph.HE
Discovery of A Starburst in the Early Milky Way at [Fe/H] $< -2$
研究通过分析Gaia数据揭示银河盘内不同金属丰度分布函数，发现早期银河系经历快速恒星形成爆发并随后淬灭，此星暴可能由气体吸积触发，模拟显示其特征与银河系类比星系一致。
2026-03-22 astro-ph.GA
The Impact of Galactic Winds on the Angular Momentum of Disk Galaxies in the Illustris Simulation
观测到的星系盘具有特定的角动量，类似于$Λ$ CDM中典型暗物质晕的预期。宇宙流体动力学模拟最近通过纳入强银河风在大型星系样本中再现了这种相似性，但实现这一点的确切机制尚不清楚。在这里，我们提出了一个分析的关键方面，有助于这种关系：角动量的选择和拉格朗日质量元素的演变，因为它们吸积到暗物质晕，凝聚成银河系尺度的星系，并加入$z=0$恒星阶段。我们对比这种演变的Illustris模拟与模拟中没有银河风，其中的$z=0$角动量是$\approx0.6$德克斯低。我们发现，风诱导这些模拟之间的差异，在几个方面：增加角动量，防止角动量损失，并导致$z=0$明星采样的吸积时间重子的角动量分布在一个有偏见的方式。在这两个模拟中，气体在吸积到晕和第一次吸积到中央星系之间平均损失$\approx0.4$ dex。在Illustris中，这之后是$\approx0.2$ dex在“银河风喷泉”中的增益，并且没有进一步的净演化超过最终的星系吸积。没有反馈，$\approx0.2$ dex的进一步损失发生在星系内的气相中。另一个$\approx0.15$ dex差异来自于反馈，在吸积时通过排出排列不良的气体而优先选择较高角动量的气体。这些和其他类似的大小的影响进行了讨论，提出了一个复杂的起源之间的相似性的特定角动量的星系盘和典型的晕。
2017-04-18 astro-ph.GA
Chemical Evolution in Nuclear Stellar Discs
本文首次基于RAMICES II代码对核恒星盘进行多区域化学演化建模，揭示其独特恒星形成历史可打破参数简并，并预测不同气体吸积模式下的丰度分布特征。
2025-06-20 astro-ph.GA
The assembly and fate of a giant disc galaxy in a protocluster at $z = 3$
Kapteyn Astronomical Institute, University of Groningen（格罗宁根大学卡普坦天文研究所）；Leiden Observatory, Leiden University（莱顿大学莱登天文台）；Dipartimento di Fisica e Astronomia "Augusto Righi", Alma Mater Studiorum Università di Bologna（博洛尼亚大学物理与天文学系）；INAF-Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna（博洛尼亚空间科学与天体物理观测站）；INFN-Sezione di Bologna（博洛尼亚意大利国家核物理研究所）
研究发现z=3的ADF22.1星系具有平坦的外旋转曲线和高角动量比，表明AGN反馈效率低下，其可能演化为极端椭圆星系，冷流吸积无法解释其特性，而持续的热星系际介质吸积更合理。
2026-04-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
MISTRAL: a model for AGN winds from radiatively efficient accretion in cosmological simulations
本文提出在 Arepo 中实现的 Mistral AGN 风反馈模型，并用理想化与宇宙学缩放模拟表明随机双极版本可自洽调控大质量星系增长、气体比例及黑洞—恒星共同演化。
2025-10-21 astro-ph.GA
