Probing the Fermi Bubbles in Ultraviolet Absorption: A Spectroscopic Signature of the Milky Way's Biconical Nuclear Outflow
巨大的等离子体瓣在银河系中心上下55度延伸，从伽马射线（费米气泡）到微波（WMAP薄雾）和偏振无线电波发出辉光。我们使用哈勃太空望远镜的紫外吸收线光谱来限制这些区域内流出气体的速度，目标是类星体PDS 456（银河系坐标l，b=10.4，+11.2度）。这条视线穿过一个清晰的双锥结构，在硬X射线和伽马射线发射中看到，靠近北部费米泡的底部。我们报告了两个高速金属吸收分量，在v_LSR=-235和+250 km/s，这不能用银河系盘或晕中的同向旋转气体来解释。它们的速度暗示着从银河系中心发出的膨胀双锥外流的正面和背面的起源。我们开发了简单的运动学双锥流出模型，可以解释这些观察到的配置文件的流出速度为~900公里/秒和一个完整的开放角度为~110度（匹配的X射线双锥）。这表明银河系中心在过去2.5-4.0百万年的活动，与费米泡的年龄估计一致。这些观测结果说明了使用紫外吸收线光谱来探测进入费米泡的扫掠气体的性质。
2014-12-19 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
Blowing in the Milky Way wind: neutral hydrogen clouds tracing the Galactic nuclear outflow
我们提出了一个新的敏感调查的中性氢以上和以下的银河系中心与绿银行望远镜的结果。观测范围一直延伸到银河系纬度|B| < 10度，有效角分辨率为9.5“，在1 km/s通道中的平均均方根亮度温度噪声为40 mK。调查显示，存在着一个人口的异常高速云延伸到约1.5千秒差距的高度，从银河系平面，并没有显示银河系旋转的签名。这些云有当地标准的静止速度|弗尔斯尔|< 360 km/s，假设起源于银河系中心，它们的大小为几十秒差距，中性氢质量跨越$10-10^5 \, M_\odot$。考虑到选择效应，云量在经度、纬度和Vlsr上是对称的。我们模拟的云运动学的外流从银河系中心扩大，并发现人口一致的物质移动径向速度Vw ~ 330公里/秒分布在整个双锥与开口角$α>140$度。这个简单的模型意味着在过去的1000万年里，外流光度$Lw > 3 \times 10^{40}$ erg/s，与银河系内部区域的恒星形成反馈一致，冷气体质量损失率为$\lesssim 0.1 \, M_\odot$ /年。这些云可能代表了我们银河系驱动的核风中加速的冷气体成分，尽管其中一些衍生性质挑战了当前的夹带过程理论模型。
2018-02-06 astro-ph.GA
A path towards constraining the evolution of the interstellar medium and outflows in the Milky Way using APOGEE
本文提出结合ISM模型与恒星盘模型的新化学演化模型，利用APOGEE红团簇星数据约束银河系过去60亿年的ISM与外流性质，发现外流需适度氧增丰且ISM湍流增强。
2024-05-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Nuclear Outflow of the Milky Way: Studying the Kinematics and Spatial Extent of the Northern Fermi Bubble
我们报告了一个系统的，光谱的，紫外线吸收线调查，映射在银河系中心区域的高速气体的空间和运动学特性的新观测。我们研究的假设，这种气体的痕迹双锥核外流。利用哈勃空间望远镜投射到北费米泡内外的47颗背景类星体和晕星的紫外光谱，研究了北费米泡周围高速吸收的发生率，并利用北费米泡内部的5条视线约束了O I、Al II、C II、C IV、Si II、Si III、Si IV等物质示踪的流出气体的速度和柱密度。在北费米泡内的所有五条视线都表现出蓝移的高速吸收分量，而在北费米泡外的42条视线中只有9条表现出蓝移的高速吸收分量。观测到的外流速度剖面随银河系纬度和距银心的径向距离（R）而减小。观察到的蓝移速度从R~2.3 kpc时的$v_{GSR}$ =-265 km/s变化到R~6.5 kpc时的$v_{GSR}$ =-91 km/s。我们推导出沿1H 1613 -097视线的夹带气体的金属丰度，该视线穿过北部费米泡的中心，发现[O/H] $\gtrsim -0.54 \pm 0.15$。一个简单的运动学模型调整，以匹配观测到的吸收组件的速度沿五条视线内的泡沫，约束流出速度约1000 $-$ 1300公里/秒，和流出的年龄约6 $-$ 9百万年。我们估计核流出的最小质量流出率为$\gtrsim$ 0.2 $\rm{ M_{\odot}\; yr^{-1}}$。结合年龄和质量流出率，我们确定了费米泡…
2016-12-05 astro-ph.GA
Metal-loaded outflows in sub-Milky Way galaxies in the CIELO simulations
Pontificia Universidad Católica de Chile（智利天主教 Pontificia 大学）；Instituto de Astrofísica, Pontificia Universidad Católica de Chile（智利天主教 Pontificia 大学天体物理研究所）；Centro de Astro-Ingeniería, Pontificia Universidad Católica de Chile（智利天主教 Pontificia 大学天文工程中心）；Instituto de Astronomía y Física del Espacio, CONICET-UBA（CONICET-UBA 天文与空间物理研究所）
研究子银河系中金属负载的出流，发现其比高质量星系更富含氧，且出流特征与观测结果一致。
2026-02-23 astro-ph.GA
The impact of AGN outflows on the surface habitability of terrestrial planets in the Milky Way
众所周知，活动星系核（AGN）伴随着风和外流，其中一些可能达到约为光速的$10$ %的弱相对论速度。然而，尽管它们无处不在，活动星系核外流在银河系尺度上调制类地行星表面可居住性的影响，使用银河系作为比较的基础，是很少调查和不充分的理解。在这项工作中，我们解决这个问题的重点是两个关键机制：活动星系核风可以加热大气和驱动大气逃逸，以及刺激形成的氮氧化合物，从而导致臭氧消耗。通过开发简单的模型，我们估计的最大距离，这些有害的影响是显着的类地行星在银河系中，从而表明，这个值可能会扩展到$\lesssim 1$千秒差距。在类星体拥有更大的超大质量黑洞的情况下，这种效应实际上会影响整个活动星系核的宿主星系。
2022-03-02 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.HE
Spatially Resolved Gas Flows Around the Milky Way
我们提出了空间分辨的测量流入和流出银河系（MW）的冷气体，使用档案紫外光谱的背景类星体从哈勃太空望远镜/宇宙起源光谱仪。我们共同添加光谱的不同背景源在密切的投影角分离的天空。这种新颖的叠加技术显著提高了光谱的信噪比，允许检测低柱密度气体（低至$EW$ > 2 mA）。我们确定吸收流入或流出，通过使用蓝/红移的高速云（HVC）的银河系中心静止框架中的吸收组件，分别。流入和流出气体的质量表面密度在天空中的变化都超过一个数量级，流入气体的平均值分别为$\langle Σ_{in}\rangle \gtrsim 10^{4.6\pm0.1}$ $M_{\odot}\,\mathrm{kpc}^{-2}$，流出气体的平均值分别为$\langle Σ_{out}\rangle \gtrsim 10^{3.5\pm 0.1}$ $M_{\odot}\,\mathrm{kpc}^{-2}$。质量流率表面密度（每单位面积的质量流率）也显示出很大的变化在天空中与$\langle \dotΣ(d)_{in}\rangle \gtrsim (10^{-3.6\pm0.1})(d/12 \mathrm{kpc})^{-1} M_{\odot}\,\mathrm{kpc}^{-2} \mathrm{yr}^{-1}$流入和$\langle \dotΣ(d)_{out}\rangle \gtrsim (10^{…
2022-02-20 astro-ph.GA
The complementary roles of feedback and mergers in building the gaseous halo and the X-ray corona of Milky Way-sized galaxies
我们使用高分辨率的宇宙学流体动力学模拟银河系大小的星系不同的超新星反馈强度和合并的历史，调查其气体晕的形成，特别是他们的热（$>10^6$ ~K）X射线发光日冕。我们的模拟预测存在显着的热气体的晕早在$z=3-4$，以及之前的晕应该能够维持热模式吸积在传统的图片。初生的日冕由内向外生长，最初主要是由于合并引起的冲击加热和强烈的超新星反馈提供动力的中央星系流出，这两者都是今天成功的星系形成模型的基本特征。此外，外流和日冕的形成也加速了从冷模到热模吸积的转变，有助于维持稳定的吸积激波的条件。它们还破坏了向中央星系输送冷气体的对流，使它们的嘴磨损成一个宽阔的三角洲，从星系中分离出来，并被推向更大的半径。即使在早期，细丝会反复重新形成，但热气和外流会削弱细丝，并加速其最终的破坏。虽然银河系外流通常被认为是一种喷射反馈，但我们发现它们对暗条的作用也表明了一种预防作用。
2018-09-27 astro-ph.GA
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
Upper Limit on the Milky Way Mass from the Orbit of the Sagittarius Dwarf Satellite
人马座矮星系是银河系中质量最大的卫星星系之一，它对银河系盘和星晕的形成起着重要的作用。人马座在几个近距离通道上的分裂已经用大规模的潮汐流填充了我们银河系的光环，并为测量其引力势提供了一个独特的诊断工具。在这里，我们测试不同的祖质量模型的银河系和人马座的模拟充分的卫星。我们根据观测到的轨道参数和人马座的多个潮汐流来约束银河系的质量。我们的轨道动力学的半解析模型与全$N$ -体模拟一致，并且有利于银河系质量的低值，$\lesssim 10^{12}M_\odot$。这一结论缓和了$Λ$ CDM与银河系卫星观测参数之间的紧张关系。
2017-09-15 astro-ph.GA
Giant Magnetized Outflows from the Centre of the Milky Way
银河系的核心是众所周知的港口地区的激烈的恒星形成活动，以及一个超大质量的黑洞。最近的费米太空望远镜观测揭示了γ射线辐射的区域达到了银河系中心的上方和下方，即所谓的费米气泡。目前还不确定这些是由核恒星形成还是由中央黑洞的类星体爆发产生的，也没有关于结构磁场的报道。在这里，我们报告的检测两个巨大的，线性极化的无线电波瓣，包含三个脊状的子结构，从银河系中心发出。每个波瓣延伸约60度，与费米泡密切对应，位于银河系凸起，并被高达15 μG的强磁场渗透。我们的数据表明，射电波瓣起源于银河系中央200秒差距的双圆锥形恒星形成（而不是黑洞）驱动的外流，它将~10^55尔格的巨大磁能传输到星系晕中。我们认为，这些山脊围绕着外流，构成了至少超过1000万年的核恒星形成活动的“留声机”记录。
2013-01-03 astro-ph.GA astro-ph.HE
How Do Supernovae Impact the Circumgalactic Medium? I. Large-Scale Fountains Around a Milky Way-Like Galaxy
反馈在星系形成中是必不可少的。然而，由于缺乏分辨率，宇宙学模拟经常使用特设的反馈参数。相反，小盒子模拟，虽然更好地解决反馈，不能捕捉气体演变超出模拟域。我们的目标是通过将超新星驱动的外流的小盒子结果实施到暗物质晕尺度模拟中并研究它们在大尺度上的影响来弥合这一差距。银河系外流是多相的，但小盒子模拟表明，热相（T $\approx$ 10 $^{6-7}$ K）携带大部分能量和金属。我们实现热流出银河系晕的理想化模拟，并研究它们如何影响环星系介质（CGM）。在本文中，我们讨论的情况下，当恒星形成的表面密度低，因此新兴的热流出的引力约束的晕。我们发现，外流形成一个大规模的，富含金属的大气喷泉运动。随着热气体的积累，内部大气变得“饱和”。冷气体冷凝，其速率与热流出物的注入相平衡。这种平衡导致了热大气的普遍密度分布，与质量流出速率无关。大气层的温度径向下降，自然产生了观测到的X射线光度和O VI，O VII，O VIII的柱密度。自我调节的大气层中有一个重子和一个金属质量分别为$(0.5-1.2)\times 10^{10}M_\odot$和$(0.6-1.4)\times 10^8 M_\odot$，与晕中“失踪”的重子和金属相比，它们很小。我们推测，丢失的物质存在于更大的半径，在过去更强大的外流喷射。
2020-06-23 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Fermi/eROSITA Bubbles: A look into the nuclear outflow from the Milky Way
本文综述了费米/eROSITA气泡的多波长观测，探讨了银河系核外流的特征，指出其起源和本质仍待研究。
2024-03-14 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Galactic center chimneys: The base of the multiphase outflow of the Milky Way
外流和反馈是星系演化的关键成分。最近在不同的波长上发现了从银河系中心（GC）流出的证据。我们发现，X射线，无线电和红外辐射是深深地相互关联的，相互影响，并在数百秒差距的尺度上形成相干特征，因此表明与GC流出相关的共同物理联系。我们辩论的位置，北部的烟囱，并建议它可能位于前面的GC，因为一个显着倾斜的烟囱向我们。我们报告的烟囱和星际介质，这是由无线电和温暖的尘埃排放跟踪之间的界面处存在强烈的冲击。我们观察到夹带的分子气体流出的烟囱内，揭示了多相流出的性质。特别是，分子外流沿烟囱的西北壁产生一个长的、强的和结构性的激波。由于外流的各个组成部分的动力学时间不同，烟囱似乎是由在不同时期发射的定向大尺度风形成的。这些数据支持这样一种观点，即这些烟囱嵌入在一个（通常占主导地位的）垂直磁场中，该磁场可能随着纬度的增加而发散。我们观察到与热等离子体相关的热压力似乎小于分子流出的冲压压力和磁压力。这留下了一种可能性，要么外流的主要驱动力比观察到的热等离子体更强大，要么烟囱代表了过去和更强大活动的“遗迹”。这些多波长的观测结果证实了这样一种观点，即烟囱状结构代表了连接GC中准连续但间歇性的活动与费米泡底部的通道。
2021-01-13 astro-ph.GA astro-ph.HE
The impact of cosmic rays on the interstellar medium and galactic outflows of Milky Way analogues
本研究通过宇宙学放大模拟发现，宇宙射线可显著降低银河系类似星系的恒星质量，增强多相外流，并有望通过JWST观测加以验证。
2023-07-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gas Inflow and Outflow Histories in Disk Galaxies as Revealed from Observations of Distant Star-Forming Galaxies
本文研究了类银河系盘星系的气体流入和流出历史，以期对星系形成和演化中的重子过程有新的认识。为此，我们根据观测到的遥远成星星系的结构特征，包括星系质量分布的红移演化、重子组分质量与恒星形成率（SFR）和化学丰度之间的标度关系，以及它们的径向金属丰度梯度（RMG）的假定演化。我们发现，对于一个给定的SFR的气体流入的效率随时间的推移而下降，流入速率总是几乎成正比的SFR。对于气体流出，尽管其对于给定SFR的效率是时间的递减函数，但与气体流入类似，流出速率不一定与SFR成比例，并且流出速率与SFR之间的关系强烈依赖于所采用的RMG的演变。我们还发现，如果RMG随时间变陡（变平），则在动量驱动（能量驱动）风机制的框架下，流出率的结果可以重现。因此，如果从未来的观测中获得良好测量的RMG及其演化的银河系类星系，那么我们的结果将是有用的，以约束其星系外流的主要驱动机制。
2015-07-21 astro-ph.GA
The Milky Way's Fermi Bubbles: Echoes of the Last Quasar Outburst?
{ \it Fermi}-LAT最近探测到两个相对于银河平面对称放置的伽马射线泡。这些气泡被认为是处于准稳定状态，在银河系的年龄中不断形成恒星而膨胀。在这里，我们提出了一个替代的图片中的气泡是一个大规模的广角流出的残余物，从\sgra，我们的银河系的SMBH。这样的外流可能是$\sim 6$\上一个短暂但明亮的吸积事件的自然结果，如果它与$\sim 6$ Myr前银河系内部0.5 pc的著名恒星形成事件同时发生的话。我们发现，假设的近球形流出集中成一对对称的叶沿银道面的较大的气体压力。外流冲击着银河系隆起中的星际气体。伽马射线发射可以由\sgra直接产生的宇宙射线提供动力，也可以由外部介质在冲击中加速产生的宇宙射线提供动力。银河系盘仍然不受影响，同意最近的观测证据，即超大质量黑洞与银河系盘属性无关。我们估计，吸积事件所需的吸积质量$\sim 2 \times 10^3\msun$的权力所观察到的{ \it费米}-LAT叶。在几个因素之内，这与在恒星形成事件中诞生的年轻恒星的质量一致。这一估计表明，大约50%的气体变成了恒星，而其余的则聚集在\sgra上。一种解释是由于恒星反馈导致\sgra \吸积盘内恒星形成效率降低，另一种解释是由于特殊的质量沉积几何形状导致大量气体直接落入银河系内部$\sim 0.03$ pc。
2011-04-28 astro-ph.GA
Cold gas outflows from the Small Magellanic Cloud traced with ASKAP
来自大质量恒星的反馈在宇宙的演化中起着至关重要的作用，它驱动着来自星系的强大外流，丰富了星系际介质并调节了恒星的形成。外流的一个重要来源可能是宇宙中数量最多的星系：矮星系。由于引力势阱很小，这些星系在强烈的恒星反馈存在下很容易失去它们的恒星形成物质。在这里，我们表明，附近的矮星系，小麦哲伦云（SMC），有原子氢流出延伸至少2千秒差距（kpc）从恒星形成酒吧的星系。流出物是冷的，$T<400~{\rm K}$，可能是在$25 - 60$百万年前的活跃恒星形成时期形成的。流出的原子气体的总质量是$\sim 10^7$太阳质量，${\rm M_{\odot}}$，或星系总原子气体的$\sim 3$ %。单是原子气体的质量流量$\dot{M}_{HI}\sim 0.2 - 1.0~{\rm M_{\odot}~yr^{-1}}$，就比恒星的形成率高出一个数量级。我们认为，大多数观察到的外流将剥离SMC通过其与它的同伴，大麦云（LMC），和银河系的相互作用，喂养麦哲伦流的氢环绕银河系。
2018-11-05 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
Fermi Bubbles in the Milky Way: the closest AGN feedback laboratory courtesy of Sgr A*?
人们普遍认为，在银河系内部秒差距内沉积了一个巨大的（$10^4$到$10^5 \msun$）巨分子云（GMC），可以解释$\sim 6$几百万年前在那里诞生的一百多颗异常巨大的年轻恒星的起源。这种气体的一个未知部分可能是由银河系的超大质量黑洞（SMBH）Sgr A* 吸积的。最近有人提出，两个观测到的从银河系中心发出的$γ$射线气泡，是由于Sgr A* 的这种假定活动而膨胀的。我们运行了一套数值模拟来测试所观察到的气泡形态是否可能是由于盘状中央分子区（CMZ）对Sgr A* 的广角流出的准直，CMZ是中央$\sim 200$ pc中众所周知的大量分子气体储存库。我们发现，一个爱丁顿限制爆发的Sgr A* 持久$\simeq 1$ Myr需要重现的{ \it费米}泡的形态，这表明GMC质量是$\sim 10^5 \msun$，它主要是吸积的Sgr A*，而不是用来制造恒星。我们还发现，从Sgr A* 的流出在CMZ盘中强制执行强角动量混合，将其有力地雕刻成一个更窄的结构-环-也许与最近报道的“赫歇尔环”同义。此外，我们发现，Sgr A* 外流很可能已诱导形成的大质量恒星形成的GMC中的CMZ。在这种情况下，拱门和五重星团，两个观察到的年轻星团在中央几十秒差距的银河系，以及GMC，如Sgr B2，欠他们的存在，以最近的Sgr A* 活动。
2012-03-14 astro-ph.GA
Sgr A$^*$ envelope explosion and the young stars in the centre of the Milky Way
Sgr A $^*$是位于银河系中心的超大质量黑洞。有大量的观测证据表明，$\sim 6$百万年前，一个巨大的气体云落入银河系的中央秒差距，引发了年轻恒星盘的形成，并激活了Sgr A $^*$。除了星盘之外，还有一群无法解释的年轻恒星在随机定向的轨道上运行。在这里，我们假设这些年轻的恒星是由一个巨大的准球形气体壳层的碎片驱动的Sgr A $^*$位阱的能量外流。为了解释观测到的恒星的性质，壳层必须比$10^5$太阳质量更大，从$\sim 0.01$ ~pc内部发射，并且反馈流出必须是高度超爱丁顿的，尽管时间很短，产生的动能至少为$10^{55}$ ~erg。银河系中央秒差距的年轻恒星可能是由原子而非分子氢形成的恒星的一个独特例子，并由黑洞流出的极端压力锻造而成。
2018-04-09 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Jet-lag in Sgr A*: What size and timing measurements tell us about the central black hole in the Milky Way
银河系中心的黑洞，Sgr A*，是处于非常低的活动水平的星系核的原型。它的无线电通过亚毫米波发射已知来自接近事件视界的区域，然而，发射源仍在争论中。一个成功的理论解释的排放是基于一个相对论性喷流模型缩小从强大的类星体。我们想测试这个建立的喷流模型的预测能力对新的可用测量波长依赖的时间滞后和Sgr A* 的尺寸-波长结构。利用所有可用的封闭振幅VLBI数据从不同的群体，我们再次推导出的固有波长依赖的大小的Sgr A*。这使我们能够计算出无线电耀斑的预期频率依赖的时间滞后，假设一系列的流入和流出速度。此外，我们计算了在以前发表的压力驱动射流模型中预期的时间滞后。然后将预测的滞后与22、43和350 GHz的无线电监测观测结果进行比较。时间滞后和尺寸测量的组合意味着一个温和的相对论外流与整体外流速度的伽玛 * β ~ 0.5-2。新测得的时间滞后再现射流模型没有任何重大的微调。结果进一步加强了Sgr A* 中厘米至毫米波射电辐射来自轻度相对论性喷流样外流的情况。射电时间滞后和VLBI闭合振幅测量的组合是评估Sgr A* 中的流速和方向的一种强有力的新工具。未来在一定波长范围内的VLBI和时间滞后测量将揭示更多关于Sgr A* 的信息，例如喷嘴的存在，并首次测量发射点附近相对论性喷流的详细速度结构。
2009-01-23 astro-ph.GA
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 panoramic view of the Milky Way analogue NGC 891
最近对本星系群中占主导地位的螺旋星系的全景观测彻底改变了我们对这些星系如何聚集质量的看法。然而，仍然完全不清楚本星系群大螺旋的外部区域的性质是否是典型的。在这里，我们提出了本星系群之外的螺旋星系的第一个全景图，基于迄今为止最大的，连续的，地面成像调查，解决了银河系最近的主要类似物NGC 891（D~10 Mpc）的恒星晕。这个星系的低表面亮度外围由多个，连贯的，巨大的子结构组成，覆盖了90 kpc * 90 kpc的调查范围。其中包括一个巨大的流，这是第一个使用地面设施被分解成本星系群以外的恒星的流，它围绕母星系循环，距离约为50 kpc。发现星系的凸起和盘被一个以前未被发现的大而平的厚茧状恒星结构所包围，其垂直和径向距离分别可达~ 15 kpc和~ 40 kpc。
2010-02-02 astro-ph.GA
Metallicity Distribution of Disk Stars and the Formation History of the Milky Way
我们研究的基础上，我们的新的化学演化模型的恒星盘组件在银河系（MW）的形成历史。我们的模型考虑了几个基本的重子过程，包括气体的注入，流出气体的再吸积，以及盘星的径向迁移。每个这些重子过程中的磁盘演化的特点是模型参数，这是通过拟合到各种观测数据的恒星盘在MW，包括径向依赖的金属丰度分布函数的磁盘恒星，这是最近在APOGEE调查得出的。我们成功地获得了最佳的一组模型参数，很好地再现了所观察到的径向依赖的平均值，标准差，偏度，和峰度的MDFs的盘星。我们详细地分析了我们模型结果的基本性质，以便对MW形成历史中重要的重子过程有新的认识。一个显着的发现是，流出的气体，含有大量的重元素，优先重新吸积到外盘部分，这种循环过程的金属富集的气体是一个关键因素，以重现所观察到的较窄的MDFs在较大的半径。此外，重要的影响，径向依赖的气体流入和径向迁移的影响的MDFs也推断从我们的模型计算。因此，盘星的演化是研究MW形成历史的有用线索。
2018-02-15 astro-ph.GA
Cold gas in the Milky Way's nuclear wind
银河系的中心是几个高能过程的所在地，这些过程强烈地影响了我们银河系的内部区域。来自超大质量黑洞Sgr A* 的活动和/或来自内部分子环的恒星反馈以星系风的形式将物质和能量从圆盘中排出。在这个流出物中观察到多相气体，从热的高度电离的，到温暖的电离和冷的原子气体。然而，到目前为止，还没有证据表明存在冷而致密的分子相。在这里，我们报告的分子气体流出我们的银河系中心的第一次检测。这种冷物质与在核风中移动的氢原子云有关。分子气体的形态和运动学，解决了约1 pc的规模，表明这些云与温暖的介质混合，并可能被打乱。这些数据还表明，被驱逐出的分子气体的质量是不可忽略的，可能会影响中心区域的恒星形成速率。这种寒冷、致密、高速气体的存在令人困惑，因为无论是Sgr A* 在目前的活动水平，还是银河系内部的恒星形成，似乎都不是这种物质的可行来源。
2020-08-20 astro-ph.GA
AGN-Driven Outflows in Dwarf Galaxies
我们提出了空间分辨的运动学测量活动星系核驱动的流出在恒星质量范围$\sim6\times10^8 - 9\times10^9 M_\odot$，从SDSS DR 7，8和后续的凯克/LRIS光谱。我们发现空间扩展（$\sim 1$半光半径），高速电离气体外流（$W_{80}$高达$\sim2000\,\rm{km\,s}^{-1}$）在13/50矮星系有和没有AGN。所有13个星系的外流速度都超过了它们晕的逃逸速度。这13个星系中的9个根据它们的窄线通量比被归类为活动星系核。其中，有六个流出成分的发射线比率与活动星系核电离一致。虽然黑洞已经知道，至少有几个矮星系的中心填充，并在矮星系中的恒星形成的活动星系核淬火的间接证据已经开始浮出水面，我们的测量构成了第一个直接检测和测量活动星系核的影响，在大尺度运动学和气体含量的矮星系。此外，我们发现的证据表明，正在进行的恒星形成抑制，可能受活动星系核。因此，星系形成模型不仅必须能够解释矮星系中心黑洞的形成和增长，而且还应该加以修订，以包括活动星系核作为低质量星系重要的--也许是主导的--反馈源
2019-09-01 astro-ph.GA
Imprints of radial migration on the Milky Way's metallicity distribution functions
最近对SDSS-III/APOGEE Data Release 12恒星目录的分析显示，银河系的金属丰度分布函数（metallicity distribution function，简写为EAF）的形状随着半径的变化而变化，从小银心半径处的负偏斜过渡到大银心半径处的正偏斜。使用高分辨率，N-体+SPH模拟，我们表明，变化的偏度产生的径向迁移-富含金属的恒星形成的内部磁盘，随后迁移到金属贫外盘。这些迁移的恒星占外盘恒星的很大一部分（> 50%）;它们位于MDF的高金属丰度尾部，通常比周围的外盘气体更富含金属。模拟还再现了另一个令人惊讶的APOGEE结果：空间不变的高[alpha/Fe] MDF。在模拟中，这是由于在半径（3.2+/-1.2 kpc）和时间（8.8+/-0.6 Gyr ago）的狭窄范围内形成的人口迁移，而不是早期在均匀介质中空间扩展的恒星形成。这些结果指出了径向迁移在塑造我们银河系中所起的关键作用。
2016-02-08 astro-ph.GA
Water emission tracing active star formation from the Milky Way to high-$z$ galaxies
宇宙中大多数恒星是如何形成的问题仍然悬而未决。虽然恒星形成主要发生在年轻的大质量星团中，但目前的框架侧重于孤立的恒星形成。要了解恒星形成星团中原恒星活动的大部分，一种方法是用分子外流的辐射来追踪活跃恒星形成的路标。这些流出物是明亮的水发射，提供了附近和遥远星系之间的直接观测联系。我们建议利用分子示踪剂所看到的局部恒星形成的知识来探索宇宙中恒星形成的性质。我们提出了一个大尺度的统计银河系模型的发射从银河系活跃的恒星形成区。我们的模型是建立在良好解决附近的集群的观察。通过模拟分子外流的发射，这是众所周知的规模与质量，我们创建了一个代理，可用于预测星系尺度的恒星形成集群的发射。我们评估了最重要的全球恒星形成参数（即，初始恒星质量函数（IMF），分子云质量分布，恒星形成效率（SFE）和自由落体时间效率）对模拟结果的影响。我们观察到，从para-H2O 202 - 111线的排放，IMF和分子云质量分布有一个可以忽略不计的影响，在本地和全球的排放，而相反的SFE和自由落体的时间效率。此外，这种水的转变被证明是恒星形成的低对比度示踪剂。模型的微调和对遥远星系形态的适应应该会导致对观测到的分子发射的现实预测，并使盒中星系模型成为分析和更好地理解整个宇宙学时代恒星形成的工具。
2022-06-03 astro-ph.GA
A link between feedback outflows and satellite galaxy suppression
我们提出了当代星系形成理论中两个“缺失”的重子问题之间的直接联系：（1）已知大星系包含的气体和恒星太少，（2）与宇宙学模拟相比，在大星系周围观察到的矮卫星星系太少。前者可以通过调用一些充满活力的过程来解释-最有可能是AGN或恒星形成反馈-这将原星系中最初存在的气体的很大一部分驱逐到无限远，而后者的问题通常是由矮星内部的恒星形成反馈或潮汐和冲压压力从卫星星系中剥离气体来解释的。在这里，我们指出，宿主星系“失踪”重子，如果确实以数百至一千公里秒$^{-1}$的速度喷出，也必须通过剥离或冲击那里的气体来影响较小的卫星星系。我们估计从卫星中去除的气体的分数作为卫星星系的属性的函数。将这些结果应用于像银河系一样的暗物质晕，我们发现，只要卫星足够接近，这种奇异的冲击冲压压力剥离事件可能非常有效地从卫星上去除气体。我们还使用8个银河矮椭球（dSPH）卫星的轨道和质量建模数据，并发现，很可能其中许多已受到银河外流的影响。我们指出，星系流出的主机也可能触发星暴的卫星星系的气体盘过压。这个过程可能是在银河系的一些dSphs（例如天炉座和人马座dSphs）中观察到的球状星团形成的原因。
2013-06-20 astro-ph.GA
VINTERGATAN III: how to reset the metallicity of the Milky Way
利用宇宙学变焦模拟VINTERGATAN，我们提出了一个新的情况下，恒星形成的开始在低-[ $α$ /Fe]序列的银河系类星系的金属贫端。在这种情况下，星系由两种不同的气体流提供燃料。其中一个被大质量星系的流出物所富集，而另一个则不然。前者供给银河系内部区域，后者则供给相对于主银道面倾斜的外部气体盘，其化学成分明显较差。最后一个主要合并星系的第一次通过引发了外盘的潮汐压缩，这增加了气体密度，最终导致恒星形成，金属丰度比内星系低0.75 dex。这是低[ $α$ /Fe]序列的第一颗恒星。这些原位恒星具有类似晕的运动学，类似于在银河系中观察到的，这是由于外盘的倾斜最终通过引力矩与内盘对齐。我们表明，这种倾斜盘的情况可能在Milky-Way类星系中很常见。这个过程意味着低-[ $α$ /Fe]序列是在原位填充，同时从两个形成通道，在内部和外部星系，具有不同的金属丰度。这与银河系盘组装的纯粹顺序情景形成对比，可以通过观测进行测试。
2021-03-29 astro-ph.GA
The Metallicity Mapping of the Ionized Diffuse Gas at the Milky Way Disk-halo Interface
针对银河系盘-晕界面电离弥散气体金属丰度测量难题，结合脉冲星色散量、紫外吸收谱联合拟合及光致电离模型开展测绘，发现金属丰度弥散大，估算了云的进出流时标，探测到超太阳丰度下落云与低金属外流云，为星系喷泉等模型提供观测约束。
2024-10-08 astro-ph.GA
The importance of preventive feedback: inference from observations of the stellar masses and metallicities of Milky Way dwarf galaxies
矮星系由于强烈的反馈而具有非常低的恒星形成效率。以银河系矮星系为实验室，探索一个灵活的半解析星系形成模型，以了解反馈过程如何塑造银河系卫星星系。使用马尔可夫链蒙特卡罗，我们详尽地搜索了一个大的参数空间的模型和严格的强流出作为主要的反馈机制的一般智慧不能同时解释恒星的质量函数和银河系卫星的质量-金属丰度关系。一个扩展的模型，假设一小部分重子被阻止坍缩成低质量的晕摆在首位，可以准确地限制，同时重现这些观察。这一推论表明，需要两种不同的物理机制来解释这两个不同的数据集。特别是，温和的流出弱晕质量依赖需要解释的质量-金属丰度的关系，并防止重子落入浅引力势的低质量晕（如“预热”）需要解释低恒星质量分数为一个给定的subhalo质量。
2017-08-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Feeding and Feedback in nearby AGN - Comparison with the Milky Way center
我讨论的饲料和反馈过程中观察到的内部几百秒差距附近的活动星系积分场光谱在几个到几十秒差距的空间分辨率。反馈的信号包括从核流出的速度从200到1000公里/秒，质量流出率在0.5到几个Msun/年之间。馈送的信号包括沿核螺旋和细丝的气体流入，速度范围从50到100 km/s，质量流率从0.1到1 Msun/yr。这些速率比超大质量黑洞的质量吸积速率大2- 3个数量级。因此，在不到一个活动周期的时间内，这些流入可以导致内部几百秒差距内积累足够的气体，引发新恒星的形成，导致星系膨胀的增长。年轻到中等年龄的恒星确实在一些活动星系核（AGN）周围的环核中被发现。其中一个环的半径约为100 pc，在塞弗特2星系NGC 1068中观测到，并且与一个偏离中心的分子环有关，非常类似于在银河系（MW）中观测到的。根据演化的情况，我们推测，在MW中，分子气体已经在内部~100 pc内积累，并且已经触发了新恒星的形成。该区域恒星形成率的可能增加将在未来几千万年内引发Sgr A* 的核活动。
2013-12-30 astro-ph.GA
Dust Evolution in Simulated Multiphase Galactic Outflows
University of Pittsburgh（匹兹堡大学）
研究通过高分辨率模拟揭示多相银河喷流中尘埃的演化过程，发现环境屏蔽和颗粒大小显著影响尘埃运输，热相主导尘埃在星系际介质中的分布。
2026-03-06 astro-ph.GA
Extremely Energetic Outflow and Decelerated Expansion in W49N
W 49 N是银河系中的一个小型星暴，因此是研究大质量恒星形成的理想实验室。由于其大的距离（11.1 $_{-0.7}^{+0.9}$ kpc），在W 49 N中的致密分子团内部和之间的运动学远未被很好地理解。SMA观测将连续发射分解为两个团块。SO $_{2}$（28 $_{4,24}$ -28 $_{3,25}$）的分子线观测表明，两团簇的速度差为$\sim$ 7 km~s $^{-1}$ .东丛与两个射电源“G1”和“G2”非常接近，而西丛与射电源“B”重合。HCN（3-2）线揭示了一种极高能量的外流，这是银河系中能量最高的分子外流之一。这是第一次在W 49 N中探测到高速分子外流。外流射流可能是进动的，这可以解释水脉泽斑的分布、速度和旋转。在HCO $^{+}$（3-2）谱图中识别出三个吸收系统。吸收特征相对于SO $_{2}$（28 $_{4,24}$ -28 $_{3,25}$）线的发射发生蓝移，表明冷层在暖气体前面膨胀。进一步的分析表明，膨胀是从几何膨胀中心减速。
2015-08-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
A New Faint Milky Way Satellite Discovered in the Pan-STARRS1 3 pi Survey
我们提出了一个微弱的银河系卫星，Laevens 2/Triangulum II的发现，发现在全景巡天望远镜和快速反应系统（泛星1）3 π成像数据，并证实了后续的宽视场测光从大型双目相机。该恒星系统的绝对星等为M_V=-1.8 +/-0.5，日心距离为30 + 2/-2 kpc，半质量半径为34 + 9/-8 pc，与附近的微弱小卫星如Willman 1，Segue 1，Segue 2和Bootes II有着显著的相似性。Laevens 2/Triangulum II的发现进一步填充了矮星系和球状星团之间的边界变得脆弱的参数空间区域。后续的光谱学将最终确定这颗新卫星的性质，它的空间位置暗示了它与复杂的三角座-仙女座恒星结构的可能联系。
2015-03-18 astro-ph.GA
The Genesis of the Milky Way's Thick Disk via Stellar Migration
银河系盘分为薄和厚的组成部分是由它们的恒星在空间，运动学和金属丰度分布上的差异所支持的。这些差异导致了一种观点，即厚盘早期通过灾难性事件形成，并构成了银河系分层增长的化石证据。我们在这里展示，使用N体模拟，如何双指数垂直结构，与恒星星族显示类似的二分法可以出现纯粹通过内部演化。在这张照片中，恒星径向迁移，同时保持接近圆形的轨道，如Sellwood & Binney（2002）所描述的。当恒星向外移动时，它们聚集在一个增厚的部分。目前在太阳附近发现的这类恒星形成于盘的历史早期，半径较小，恒星更贫金属，α增强，导致观察到厚盘星的性质。根据速度或金属丰度将恒星分类为薄盘或厚盘的成员会导致观察到的其他属性明显分离。SDSS的观测结果支持了这一假设，即过渡区的恒星在自转速度和金属丰度之间没有任何相关性。我们的模拟与银河系观测之间的良好定性一致性暗示，厚盘可能是恒星迁移产生的普遍存在的星系特征。尽管如此，我们不能排除厚盘的一部分是过去更暴力历史的化石，也不能解释所有星系中的厚盘。
2010-09-29 astro-ph.GA
VINTERGATAN II: the history of the Milky Way told by its mergers
使用VINTERGATAN宇宙学变焦模拟，我们探讨了在原位和吸积物质的贡献，以及星系相互作用和合并在银河系类星系的组装的效果。我们发现，星系演化的初始增长阶段，主要是重复的主要合并，提供了必要的物理条件的组装厚，运动学热磁盘人口高-[ $α$ /Fe]恒星，形成原位和吸积卫星星系。我们发现，模拟星系及其祖先的进化轨迹的多样性，导致在原位和吸积人口的任何给定的化学成分很少重叠。在一定的年龄，[ $α$ /Fe]丰度比的分布是由VINTERGATAN及其卫星的物理条件的多样性造成的，在星暴事件期间形成的恒星中发现[ $α$ /Fe]的增强。后来，合并活动的停止促进了低[ $α$ /Fe]制度中恒星的原位形成，在一个径向延伸的，薄的和整体的运动学较冷的磁盘，从而建立化学双峰薄和厚磁盘，与观测一致。我们绘制显着的功能之间的联系[Fe/H] - [ $α$ /Fe]平面与它们的物理原因，并提出了一个全面的形成方案解释自洽，在宇宙学的背景下，银河系的主要观测属性。
2021-03-29 astro-ph.GA
Cosmic Ray Driven Outflows from the Large Magellanic Cloud: Contributions to the LMC Filament
在本文中，我们从以前的工作（Bustard et al. 2018）构建并模拟了最近（在过去的Gyr内），磁化，宇宙射线驱动的大麦云云（LMC）外流，包括我们首次尝试明确使用LMC的恒星形成历史来播种外流产生。我们对不同的LMC气体质量和宇宙射线传输处理运行了一组参数模拟，并与已发表的流出通量估计、中性和电离氢观测以及法拉第旋转测量图进行了初步比较。此外，我们报告的气体质量，成为从LMC磁盘和冲压压力扫到尾随麦哲伦流。我们发现，即使是我们最大的爆发，质量的贡献流仍然是相当小的，因为大部分的流出转向晕气体被屏蔽在LMC的远侧，由于LMC的主要面对通过银河系晕在过去的Gyr。在LMC的近侧，过去的外流与冲压压力进行了艰苦的斗争，近侧晕质量至少比远侧小几倍。吸收线研究只探测大麦哲伦星云的前景，那么，可能严重低估了由外流形成的大麦哲伦星云晕的总质量。
2020-04-27 astro-ph.GA
The Gaia-ESO Survey: the N/O abundance ratio in the Milky Way
丰度比N/O是一个有用的工具来研究银河系过程的相互作用，例如恒星形成效率，时间尺度的流入和流出的负载因子。我们的目标是跟踪日志（N/O）与[Fe/H]在银河系中，并比较它与一组化学演化模型，以了解的作用，流入，流出和恒星形成效率在银河系盘的建设。利用Gaia-ESO巡天的idr 2 -3、idr 4、idr 5数据，计算了银河系场星和疏散星团的丰度，确定了疏散星团的成员和平均组成，分离了薄盘场星和厚盘场星，并考虑了巨星中N丰度的混合效应。我们计算了一个网格的化学演化模型，适合重现我们的银河系的主要特征，探索恒星形成效率，下降的时间尺度和差分流出的影响。利用我们的样品，我们绘制了金属丰度范围-0.6<[Fe/H]<0.3，相应的-1.2<log（N/O）<-0.2，其中N的次级生产占主导地位。由于我们的样本覆盖了广泛的银河系中心距离，我们可以区分log（N/O）在银河系不同部分的行为。我们的空间分辨结果使我们能够区分N/O与银河系中心半径的演化差异。将这些数据与我们的模型进行比较，我们可以计算出银河系的径向区域。内部区域需要较短的坠落时间尺度，而外部区域需要较长的坠落时间尺度，以及较高的恒星形成效率。我们比较我们的结果与星云丰度在MANGA星系，在我们的银河系中发现一个更广泛的范围内的日志（N/O）比类似的恒星质量的外部星系的综合观测，但类似的范围内发现在个别H二区域的研究。
2018-07-17 astro-ph.GA
On the origin of gaseous galaxy halos - Low-column density gas in the Milky Way halo
最近的观测表明，螺旋星系被扩展的气体晕所包围，正如等级结构形成方案所预测的那样。面外气体的起源和性质通常是不清楚的，因为作为星系正在进行的形成和演化的一部分，晕不断地被不同的环流过程所推动（例如，流出、星系合并和星系际介质的气体吸积）。我们使用银河系作为实验室来研究位于内外晕的中性和轻度电离气体。使用谱线吸收和发射测量在不同的波长范围内，我们获得的物理条件和气体的分布的详细信息。这些研究对于我们理解星系与其气体环境之间复杂的相互作用是至关重要的，这是星系形成和演化的一部分。我们的分析表明，在低和高红移的银河系晕的气体的柱密度分布和物理性质是非常相似的其他盘星系周围。
2011-02-25 astro-ph.GA
Systematically Measuring Ultra-Diffuse Galaxies (SMUDGes). IV. Ultra-Diffuse Satellites of Milky Way Analogs
为了更好地理解大型低表面亮度星系的形成，我们测量了超漫射星系（UDG）候选者和银河系类似物（MWA）之间的相关函数。我们发现：（1）UDG卫星的投影径向分布（投影面密度$\propto r^{-0.84\pm0.06}$）与正常卫星星系的投影面密度一致;（2）每个MWA的UDG卫星数（$S_{\rm UDG}$）是在20至250 kpc的投影半径上的$\sim 0.5\pm0.1$和$-17< M_r < -13.5$，（3）$S_{\rm UDG}$与星系团和星系团尺度上每个晕的UDG数与晕质量之间关系的线性外推一致，（4）红色UDG卫星占UDG卫星总数的主导地位（$\sim80$ %），（5）在所研究的卫星星等范围内，UDG卫星占MWA卫星星系总数的$\sim$ 10%，（6）这些卫星星系中的很大一部分（$\sim$ 13%）具有估计的总质量$>$ 10 $^{10.9}$ M $_\odot$，或者等效地，至少是LMC晕质量的一半，并且填充了大部分（$\sim$ 18%）的预期晕下至这些质量。所有这些结果表明，整体低质量星系人口和UDG之间的密切联系，我们解释为有利于模型，其中UDG的形成主要发生在低质量星系形成的一般背景下，在模型调用更奇特的物理过程，特别是调用形成UDG。
2023-03-01 astro-ph.GA
Down-the-barrel and transverse observations of the Large Magellanic Cloud: evidence for a symmetrical galactic wind on the near and far sides of the galaxy
我们比较了近和远侧的大麦云（LMC）磁盘使用哈勃太空望远镜紫外吸收线观测AGN后面（横向）和内（下桶）的LMC磁盘在碰撞参量为3.2千秒差距的恒星的气体流动的属性。我们发现，即使在这个相对静止的区域中，气体以高达$\sim$ 100 km/s的速度从盘中流出，在低离子和高离子中具有广泛而对称的吸收。对称的吸收剖面结合先前的调查显示，几乎没有证据表明喷出的气体返回到LMC，并提供了令人信服的证据，表明LMC驱动了全球性的，大规模的外流穿过其磁盘，这可能是最近爆发的结果在LMC的恒星形成。我们发现，流出的气体是多相的，电离的光电离（硅III和硅III）和碰撞电离（硅IV和CIV）。我们估计总质量和流出率为$>10^7$ Msun和$>0.4$ Msun/年。由于这种大规模外流的速度没有达到LMC的逃逸速度，气体的去除可能是由银河系晕的冲压压力剥离或与周围星系的潮汐相互作用，这意味着LMC或矮星系的环境在其最终的气体饥饿中起着重要的作用。最后，我们重新评估的质量和合理的起源的高速复杂的LMC鉴于其新确定的距离，将其放置在较低的银河系晕和天空覆盖，表明它远远超出了LMC磁盘。
2015-12-01 astro-ph.GA
Tracing Outflowing Metals in Simulations of Dwarf and Spiral Galaxies
我们分析了矮星系和旋涡星系中的金属积累，以下的金属富集和流出的历史，在一套20个高分辨率的模拟星系。这些模拟与观测到的恒星和气相质量-金属丰度关系一致，该关系依赖于大部分产生的金属逃逸到CGM中。例如，在Mvir ~ 1e9.5 - 1 e10太阳质量的星系中，我们发现大约85%的可用金属在z = 0的星系盘之外，尽管在银河系质量的星系中这一比例下降到不到一半。在许多情况下，这些金属的扩散远远超过维里半径。我们分析了金属赤字内的ISM和恒星的背景下，以前的工作跟踪流入和流出的重子。外流在整个质量范围内普遍存在，再吸积也是如此。我们发现，从银盘中移除的所有金属中有40%到80%后来被重新吸积。流出物本身是金属富集相对于ISM的0.2倍，因为金属富集和流出的网站之间的对应关系。因此，金属质量加载因子的比例为eta_metals \propto v_circ^-0.91，比总质量加载因子的比例稍浅。我们分析模拟星系的分析化学演化模型的背景下，通过确定其净金属驱逐效率，封装的金属损失和再吸积率。我们讨论了这些结果的流入和流出的性质，必要的再现质量金属丰度关系。
2018-08-23 astro-ph.GA
How do galaxies populate Dark Matter halos?
对于任何假设的恒星初始质量函数，斯隆数字巡天（SDSS）给出了10^8 M_sun < M_* < 10^12 M_sun的星系的恒星质量函数的精确测定。在和谐LCDM宇宙学中，千禧年模拟给出了一个精确的晕质量函数，所有星系可以形成的晕。在一个合理的假设下，星系的恒星质量是其晕所达到的最大质量的递增函数，这些结合起来给出了晕质量作为恒星质量的函数。结果与观测估计的平均晕质量作为恒星质量的函数，从叠加分析的引力透镜信号和卫星动力学的SDSS星系。对于银河系通常假设的恒星质量M_* ~ 5.5 x 10^10 M_sun，隐含的晕质量为~ 2 x 10^12 M_sun，这与最近的直接估计和MW/M31计时论证的推论一致。与每个晕相关联的重子在其中心星系中以恒星形式存在的比例在质量略低于银河系的情况下达到最大值20%，并在更高和更低质量时迅速下降。这些转换效率低于几乎所有最近的星系形成的高分辨率模拟，表明这些还不是星系群典型成员形成的可行模型。当插入到千禧年-II模拟，我们推导出的恒星质量和晕质量之间的关系预测恒星质量的自相关函数与直接在SDSS测量的非常一致。Tully-Fisher关系也与观测结果一致，表明星系光度函数和Tully-Fisher关系可以在LCDM宇宙学中同时重现。
2010-01-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
How runaway stars boost galactic outflows
大约有10%的OB星在以超新星的形式结束生命之前被踢出了它们的出生星团。这些所谓的逃逸恒星可以以数百秒差距的速度进入低密度的星际介质，在那里，来自恒星反馈的动量和能量被有效地储存起来。在这项工作中，我们将探讨这种机制如何影响星系的大尺度特性，如外流。要做到这一点，我们使用一个新的模型，它对待OB星和他们相关的反馈过程上的一个明星的基础上。有了这个模型，我们比较两个流体动力学模拟银河系类星系，一个我们包括离家出走，和一个我们忽略它们。在气体密度为1 e-5 cm^-3至1 e-3 cm^-3的区域，如果将逃逸恒星包括在内，超新星爆炸的数量会增加一倍。这导致臂间区域更有效地加热，并驱动强烈的星系风，质量负载因子提高了一个数量级。这些外流产生了更大质量和更广泛的多相环星系介质，以及晕中的密集云。相反，由于在致密的恒星形成区释放的能量和动量较少，因此星际介质的冷相受到反馈效应的干扰较少。
2020-05-01 astro-ph.GA
SWAG: Distribution and Kinematics of an Obscured AGB Population toward the Galactic Center
从AGB恒星流出的物质丰富了银河系的金属环境，并将机械能注入ISM。无线电光谱学可以通过观察分子谱线来恢复这两种性质。我们目前的结果从SWAG：“调查的水和氨在银河系中心”。这次巡天覆盖了整个中央分子带（CMZ），即银河系内部3.35度x 0.9度（约480 x 130秒差距）的区域，其中含有约5x10^7 Mo的分子气体。虽然我们的调查主要针对CMZ，但我们通过银河系的整个视线进行观察。AGB星的双峰22 GHz水脉泽谱线特征揭示了它们的存在。它们的光谱特征和亮度可达10^-7 Lo，因此很容易区分。较高的光度通常与位于CMZ恒星形成区的年轻恒星天体有关。我们检测到一个人口约600个新的水脉泽，可能与AGB流出。
2018-11-13 astro-ph.GA
AGN activity and nuclear starbursts: Sgr A* activity shapes the Central Molecular Zone
银河系的中央分子带（CMZ）显示了几个特殊的性质：大的恒星形成率，银河系中一些最大质量的年轻星团和分子云，以及分子气体中的扭曲环形态。在本文中，我使用SPH模拟表明，这些属性中的大部分可以解释为由于最近爆发的活动星系核活动在银河系中央超大质量黑洞的Sgr A*。特别是，致密气体，大质量气体云，年轻星团和升高的SFR的狭窄环都可能是由AGN流出通过系统造成的，它压缩了气体并引发了碎片化。此外，我表明，在CMZ中观察到的气体的不对称分布，可以产生从一个最初的轴对称气体盘的流出诱导的不稳定性。圆盘中的角动量混合产生一些低角动量材料，其随后可以供给Sgr A*。这些过程可以发生在任何经历活动星系核事件的星系中，导致核恒星形成的爆发比纯粹的棒驱动质量流入预测的要强得多。
2015-05-20 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
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
How low does it go? Too few Galactic satellites with standard reionization quenching
星系形成理论的一个标准预测是，电离背景抑制了星系形成的晕，其峰值圆速度小于Vpeak ~ 20 km/s，使大多数低于这个尺度的晕完全黑暗。我们使用一套宇宙学变焦模拟银河系的晕，包括中央银河系盘星系的潜力，调查subhaloes和ultrafeak星系之间的关系。我们发现，在银河系50 kpc范围内，Vpeak > 20 km/s的次晕太少了，无法解释今天在该体积内已知的超暗星系的数量。为了与观测到的计数相匹配，我们必须用超暗矮星填充Vpeak ~ 6 km/s的次晕。所需的晕具有低至1，500 K的峰值维里温度，远低于10^4 K的原子氢冷却极限。考虑到大麦云贡献50 kpc范围内的几颗卫星的可能性，这一阈值可能会提高到10 km/s（4，000 K），但仍低于原子冷却极限，且远低于名义再电离阈值。
2018-08-10 astro-ph.GA
Damping of the Milky Way bar by manifold-driven spirals
我们描述了一个新的现象，“酒吧阻尼”，可能发挥了重要作用，塑造银河系酒吧和凸起，以及其螺旋结构。我们使用一个无碰撞的N体模拟银河系的星系最初由一个暗物质晕和指数盘与Toomre参数略高于统一。在这种配置中，由中心的圆盘主导，一个酒吧形成相对较快，经过1 Gyr的演变。紧接着形成两个流形驱动的旋臂和恒星外流，改变了杆附近的势，显然改变了L_1/L_2拉格朗日点的位置。这一修改导致了杆的缩短，并在更小的半径上创建了下一代歧管驱动的螺旋臂。这个过程在接下来的0.5 Gyr内重复几次，导致杆进一步显著弱化和缩短。阻尼结束的时间与杆的第一次屈曲事件相一致，该事件重建了轨道结构，从而不再形成新的螺旋臂。此时的棒状结构和螺旋结构的形态与银河系目前的性质非常相似。后来，棒又开始相当稳定地增长，只是后来在盘的更远的部分发生的屈曲事件才减弱。
2016-10-04 astro-ph.GA
