Towards a direct measure of the Galactic acceleration
高精度光谱仪不仅可以发现系外行星，还可以提供银河系动力学的基本测量。在大约10年的基线上，对于银河系中平面上方$\sim$ kpc尺度距离的恒星，由于银河系引力场的影响，视线速度的预期变化为$\sim$几- 10 cm/s，并且可能被当前一代的高精度摄谱仪检测到。在这里，我们提供了理论上的期望，这种测量的基础上的静态模型的银河系和孤立的银河系的模拟，以及从控制动态模拟的银河系与矮星系的相互作用。我们模拟了一个人口合成模型，分析了行星和双星对银河系加速度信号的贡献。我们发现，虽然低质量，长周期的行星同伴是银河系加速度信号的污染物，他们的贡献是非常小的。我们对LCES HIRES/Keck精密视向速度（RV）巡天的$\sim$ 10年数据的分析表明，标准RV星的RV曲线的斜率在误差范围内与太阳附近的局部银河系加速度的预期一致，斜率误差与观测次数的平方根成反比。因此，我们表明，调查的恒星与低内在恒星抖动在千秒差距以上的银河系中平面的实际样本大小可以直接确定的暗物质密度。
2020-09-22 astro-ph.GA
Charting galactic accelerations II: how to 'learn' accelerations in the solar neighbourhood
引力加速度场可以从无碰撞玻尔兹曼方程推导出来，一旦分布函数已知。这可以通过从恒星的位置和速度的数据集标准化流的方法来构建。在这里，我们考虑将这种技术应用到太阳邻域。我们构建模拟数据从多个“准等温”分布函数的线性叠加，代表恒星星族在平衡银河系盘。我们表明，给定一个模拟数据集，包括100万颗恒星在1千秒差距的太阳，底层的加速度场可以测量具有良好的，次百分比级的精度，即使在面对现实的错误和丢失的视线速度。不平衡的影响可能导致推断的加速度场的偏差。这可以通过相空间螺旋的存在来诊断，相空间螺旋可以简单而干净地从学习的分布函数中提取。我们进行了比较与其他两个流行的方法找到当地的加速度场（牛仔裤分析和一维分布函数拟合）。我们展示了我们的方法最准确地测量来自给定模拟数据集的加速度，特别是在存在不平衡的情况下。
2021-12-14 astro-ph.GA
Positron production scenarios and the angular profile of the galactic center 511-keV line
从银河系中心观察到的511 keV光子过剩的角分布可以让我们选择各种暗物质和其他正电子生产机制与各种模型的暗物质分布之间的组合。我们发现，遗迹衰变的情况下，给出了太平坦的角分布的任何暗物质分布在我们的调查，但一个暗物质-暗物质碰撞的情况下，或涉及粒子从一个本地化的中央源产生正电子的一些距离，可以匹配观察到的星系中心的角轮廓，如果暗物质分布既不太平坦也不太尖。此外，湮灭前的正电子迁移或扩散将角分布扩大到一个程度，即超过半千秒差距的平均迁移对于大多数暗物质分布是不可行的。所观察到的角度分布也是一致的，在过去的瞬态事件的发生，其次是各向同性正电子扩散。
2010-07-09 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
Stellar Accelerations and the Galactic Gravitational Field
银河系中的典型恒星的速度为每秒数百公里，并经历$\sim 10^{-10}$ m s $^{-2}$的重力加速度，导致十年内每秒几厘米的速度变化。这些加速度的测量将允许直接测试牛顿动力学在千秒差距长度尺度上的适用性，并可以揭示星系内显着的小尺度不均匀性，以及增加测量星系整体质量分布的灵敏度。注意到对系外行星狩猎光谱仪进展的合理推断表明，在未来十年内将达到每秒厘米级的精度，我们探讨了这种测量将创造的可能性。我们考虑可能的混淆效应，包括恒星运动引起的明显加速和行星系统的反射速度，以及可能的缓解策略。如果这些问题能够得到满意的解决，将有可能使用高精度的测量变化的恒星速度来执行一个“盲目的搜索”的暗物质，使非牛顿引力动力学理论的直接测试，检测局部的不均匀性在暗物质密度，并大大提高测量的星系的整体性能。
2018-12-18 astro-ph.EP astro-ph.GA hep-ph
Galactic Structure From Binary Pulsar Accelerations: Beyond Smooth Models
本研究通过26颗双星脉冲星的视向加速度测量绘制银河系三维加速度场，首次直接测得奥尔特常数等参数，发现加速度场不对称、太阳圈质量约为公认值两倍，更新的引力势模型与常用运动学模型不兼容。
2024-05-20 astro-ph.GA
Dependence of the WIMP Angular Kinetic-Energy Distribution on the Solar Galactic Orbital Velocity
在这篇文章中，我们研究的角度动能分布的晕弱相互作用大质量粒子（WIMP），并考虑两个简单的修改与太阳银河系的轨道速度在我们的蒙特卡罗模拟的三维WIMP速度作为第一次尝试，未来的调查区分模型的银河系结构的暗物质粒子通过使用定向直接检测数据。
2020-11-13 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Radial acceleration relation and dissipative dark matter
观测表明，普通物质，重子，影响星系尺度上的暗物质的结构特性。一个这样的迹象是径向加速度关系，这是一个紧密的相关性之间的测量引力加速度和预期的重子。我们在这里表明，暗物质的密度分布，已被激发的耗散暗物质模型，包括镜像暗物质，可以重现这种径向加速度关系。
2017-01-12 astro-ph.GA hep-ph
Axions and the Galactic Angular Momentum Distribution
我们分析了轴子暗物质在落入星系引力势阱之前的行为。轴子热化足够快的重力自相互作用，几乎所有的最低能量状态与潮汐扭矩获得的总角动量一致。这种状态是在回转球体上的刚性旋转状态。它预测了暗物质的焦散环的发生和详细的性质，这些焦散环的观测证据已经在早期发现。我们证明了轴子玻色-爱因斯坦凝聚体（BEC）中的涡旋是吸引的，而不像超流$^4$ He和稀释气体中的涡旋。我们预计，在轴子BEC的大部分旋涡加入到一个单一的大旋涡沿星系的旋转轴。由此产生的焦散环的增强解释了银河系旋转曲线中归因于焦散环的典型上升尺寸。我们发现，重子和普通的冷暗物质粒子被轴子BEC夹带，并获得相同的速度分布。由此产生的重子角动量分布给出了一个很好的定性适合在矮星系中观察到的分布。我们估计的最小比例的暗物质是轴子。
2013-07-12 astro-ph.GA hep-ph
The connection between supernova remnants and the Galactic magnetic field: An analysis of quasi-parallel and quasi-perpendicular cosmic ray acceleration for the axisymmetric sample
超新星遗迹中宇宙射线的加速机制是该领域的一个悬而未决的问题。我们使用准垂直和准平行宇宙射线电子（CRE）加速的情况下，32个轴对称信噪比的样本模型。轴对称样本被定义为包括具有双侧、双边形态的SNR，以及具有单侧形态的SNR，其中一个分支比另一个更亮。使用坐标变换技术，我们插入一个泡沫状的模型SNR到银河系磁场的模型。由于SNR的无线电发射主要由同步辐射控制，并且由于这种发射取决于磁场和CRE分布，因此我们能够模拟SNR发射并将其与数据进行比较。我们发现，准垂直的CRE加速度的情况下是更符合数据比准平行的CRE加速度的情况下，与G327.6+14.6（SN 1006）是一个显着的例外。我们建议，SN1006可能是一种情况下，准平行和准垂直加速度同时在一个单一的SNR中发挥作用。
2016-09-09 astro-ph.GA astro-ph.HE
LISA double white dwarf binaries as Galactic accelerometers
University of Maryland（马里兰大学）；The Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）；West Virginia University（西弗吉尼亚大学）；Stanford University（斯坦福大学）
LISA通过双白矮星双星研究银河系加速度对引力波参数估计和物质分布的影响
2026-01-23 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Charting Galactic Accelerations with Stellar Streams and Machine Learning
我们提出了一个数据驱动的方法重建银河系加速度场从相空间测量的恒星流。我们的方法是基于一个灵活的和可微的适合流在相空间，使直接估计的加速度矢量沿流。局部加速度场的重建可以独立地应用于几个流中的每一个，使我们能够在一系列尺度上对由于潜在的银河系势而产生的加速度场进行采样。我们的方法是从以前的工作方法不同，因为模型的引力势不需要事先通过。相反，我们灵活的基于神经网络的模型将流视为具有局部相似能量混合物的轨道集合，而不是假设流描绘了单个恒星轨道。因此，我们的方法允许流的不同区域具有不同的平均能量，就像真实恒星流的情况一样。一旦沿着银河流对加速度矢量进行采样，银河势的标准分析模型就可以迅速得到约束。我们发现，我们的方法恢复正确的参数为地面真理三轴对数晕势时，应用到模拟恒星流。或者，我们证明了一个灵活的潜力，可以约束与神经网络，虽然标准的多极展开也可以受到约束。我们的方法是适用于简单和复杂的引力势一样，并使潜在的重建从一个完全数据驱动的角度来看，使用缓慢的相位混合潮汐碎片的测量。
2023-03-30 astro-ph.GA astro-ph.IM
Astrometry of Galactic Star-Forming Region Onsala 1 with VERA: Estimation of Angular Velocity of Galactic Rotation at Sun
利用VLBI射电天体测量探测（VERA）对银河系恒星形成区Onsala 1（ON 1）的H2O脉泽进行了天体测量。我们测得的三角视差为0.404+/-0.017 mas，对应的距离为2.47+/-0.11 kpc。ON 1似乎位于银河经度69.54度的切点附近。利用观测到的ON 1的距离和自行，我们估算了银河系在太阳的自转角速度，即太阳到银河系中心的距离与银河系在太阳的自转速度之比，为28.7+/-1.3 km/s/kpc。这一数值大于国际天文学联合会建议的25.9 km/s/kpc的数值，但与最近用VLBI技术获得的其他结果一致。
2010-12-28 astro-ph.GA
Charting Galactic Accelerations: When and How to Extract a Unique Potential from the Distribution Function
银河系中恒星的六维相空间信息的数据集的出现，使得有可能根据经验构造分布函数（DF）。在这里，我们表明，加速度可以唯一地确定从DF使用碰撞玻尔兹曼方程，提供相对于速度的DF的海森行列式是非零的。我们用一些分析实例说明了这一过程和要求。然后讨论了从离散的恒星位置和速度数据中提取势能的方法。继Green & Ting（arXiv：2011.04673）之后，我们提倡在观测到的相空间位置的样本上使用归一化流来获得DF的可微近似。然后推导引力加速度，我们概述了一个半解析方法，涉及直接解决方案的过度约束的线性方程组提供的碰撞玻尔兹曼方程。在来自各向同性和各向异性Hernquist模型的模拟数据集上测试我们的算法，即使有添加的噪音，我们也获得了出色的准确性。我们的方法代表了一种新的，灵活的和强大的手段，提取潜在的重力加速度从快照的六维恒星运动学的平衡系统。
2021-07-22 astro-ph.GA
A measurement of the Galactic plane mass density from binary pulsar accelerations
我们使用编译的高精度脉冲星定时测量直接测量相对于太阳系重心的双星的银河系加速度。给定垂直加速度，我们使用泊松方程推导奥尔特极限，即，银河系中平面的总体积质量密度。我们的最佳拟合模型给出了$0.08^{0.05}_{-0.02} M_{\odot}/\rm pc^{3}$的Oort极限，这接近于最近Jeans分析的估计。考虑到McKee等人（2015）对重子预算的解释，我们得到了局部暗物质密度$-0.004^{0.05}_{-0.02}~M_{\odot}/\rm pc^{3}$，这略低于其他现代估计，但与我们方法的当前不确定性一致。虽然奥尔特极限（和其他银河系参数）的第一次测量的误差条目前比运动学估计大几倍，但它们应该在未来得到改善。我们还限制扁率的潜力，发现它与预期的磁盘和不一致的潜在主导的球形晕，这是适当的，我们的样本是在一个$\sim$千秒差距的太阳。我们发现，旋转曲线的斜率不受当前测量的脉冲双星加速度。给出了垂直加速度$a_{z}$的拟合函数：$a_{z} = -α_{1}z$ ; $\log_{10} (α_{1}/{\rm Gyr}^{-2})=3.69^{0.19}_{-0.12}$ .通过分析银河系的相互作用模拟，我们发现，大的不对称变化的$da_{z}/dz$作为垂直高度的函数可能是一个签名的子结构。最后，我们讨论的权力相结合的约束，从脉冲星定时和高精度径向速度（…
2021-01-02 astro-ph.GA
Entrainment in Trouble: Cool Cloud Acceleration and Destruction in Hot Supernova-Driven Galactic Winds
在恒星形成的星系中，重叠的超新星的有效热化可能会产生一种超新星加热的流体，这种流体驱动着星系风。对于从高分辨率模拟（忽略磁场）云粉碎的时间尺度的基准假设，我们表明，从$T_{c}\sim 10^{2}-10^{4}$ K的温度在银河风的发射和吸收看到的冷云不能被加速到观测速度的冲压压力的热风。考虑到径向结构的热流和重力，我们表明，这一结论适用于广泛的星系，云，和热风的属性。这一发现质疑了流行的图片，即在银河风中看到的冷原子气体被热流夹带和加速。考虑到冲压压力加速的这些困难，我们讨论了高速冷气体流出的起源的替代模型。另一种可能性是，冷云中的磁场非常重要，可以延长云的寿命。对于$T_{c}=10^{3}$ \，K和$10^{4}$ \，K云，我们表明，如果传导蒸发可以忽略不计，云粉碎的时间尺度必须分别为$\sim15$和5倍长，从流体动力学模拟的值，以冷云的速度，以达到观察到的。
2017-03-31 astro-ph.GA
Time-dependent galactic winds I. Structure and evolution of galactic outflows accompanied by cosmic ray acceleration
宇宙射线通过沿磁场线的扩散和平流以及自激磁流体动力学波的共振散射被传送出星系。因此，动量通过冻结的波传递到等离子体，作为一种媒介，帮助驱动银河风的热压。银河系的大部分CR都是由SNR中产生的冲击波加速的，其中很大一部分发生在OB星协中，时间尺度为$10^7$年。我们研究了由于连续SN爆炸流出的银河风的基础上改变边界条件的效果。因此，压力波将变陡为冲击波，导致GCR的原位后加速。我们进行了模拟的星系风的通量管几何形状适合盘星系，描述CR扩散平流运输的流体动力学的方式随着与自生MHD波的能量交换。我们的时间相关的CR流体动力学模拟确认存在的时间渐近流出的解决方案（恒定的边界条件）。它还发现，从银河系逃逸的高能粒子，并具有类似于银河系的能量（$\propto E^{-2.7}$）的幂律分布，在$\sim 10^{15}$ eV的上限能量截止受到有效和快速的SNR后加速在较低的星系晕的能量高达$10^{17} - 10^{18}$ eV的多个冲击波传播通过晕。粒子可以在距离银道面小于$3\,$ kpc的范围内获得能量，对应的流动时间小于$5\cdot 10^6\,$年。这里描述的机制提供了一个自然的解决方案来解释CR在“膝盖”和“脚踝”之间的幂律分布。这里描述的机制提供了一个自然和优雅的解决方案来解释CR在“膝盖”和“脚踝”之间的幂律分布。
2013-04-04 astro-ph.GA astro-ph.HE
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
The role of stochastic Fermi-type particle acceleration in the inner jets of Active Galactic Nuclei
本研究针对活动星系核内喷流粒子加速机制不明的问题，通过解析Fokker-Planck方法分析二阶费米与剪切加速，成功解释M87多波段观测特征，为多区辐射建模及宇宙线加速研究提供支持。
2024-04-12 astro-ph.GA astro-ph.HE
Imprint of the galactic acceleration scale on globular cluster systems: Galaxies in the Fornax Cluster
本文通过分析天炉座星系团中星系的球状星团分布，证实a0半径与球状星团系统断裂半径的一致性适用于所有质量的早型星系及其红蓝子族群，为银河系加速尺度提供新证据。
2023-04-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Radial acceleration relation from symmetron fifth forces
我们表明，旋转支持星系的径向加速度关系可以解释，在没有冷暗物质的情况下，由一个非最小耦合标量场，其第五力部分屏蔽在星系尺度上的玻色子机制。此外，我们表明，足够的能量存储在介子场来解释星系盘的动力学稳定性。
2017-05-17 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
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
Magnetized Gas Clouds can Survive Acceleration by a Hot Wind
我们提出了三维磁流体动力学模拟的磁化气体云加速热风。我们初始化的气体云与纠结的内部磁场，并表明，这个字段抑制云的破坏：而不是混合到热的风中发现在流体动力学模拟，云碎片最终共同移动，并与周围环境的压力平衡。我们还证明了热风中的磁场使云的阻力增加了1倍~（1+v_A^2/v_wind^2）$，其中v_A是风中的阿尔芬速度，v_wind 2测量云和风之间的相对速度。我们将这一结果应用于气体云在几个天体物理背景下，包括星系团，星系风，银河系中心，和郊区的星系晕。我们的结果可以解释冷气体在星系风和星系晕中的普遍存在，以及这些冷气体如何在与热的星系风/星系晕气体相互作用的情况下生存下来。我们还预测，阻力可以导致偏离开普勒轨道的G2云在银河系中心。
2014-09-23 astro-ph.GA
Angular Momentum Transport in Extended Galactic Disks
我们证明了银盘的角动量输运性质在星际介质为单相或两相的区域之间存在显著差异。我们的研究的动机是在扩展的星系盘，这表明速度色散的非热起源，表明在气体中的湍流可能是显着的色散的影响。为了解决这个问题，我们在FLASH代码中实现了一个剪切盒框架。新的代码被用来进行银河盘的局部模拟，其中包括差动旋转、自重、垂直分层、流体动力学和冷却。这些模拟探索合理的机制驱动湍流运动通过耦合到差分旋转的热和自引力不稳定性。在两相介质发展的地方，引力角动量传输应力要大得多，创造了一种可能的机制，将能量从星系旋转转移到湍流。在模拟的磁盘条件不触发形成的两相介质，它被发现，扰动的流动阻尼，而不会导致持续的驱动湍流的机制。不同的角动量输运特性的单相和两相制度的磁盘表明，一个显着的，动力学驱动的分工可以画在两者之间，即使这种分工发生在远离恒星形成截止星系盘。
2009-04-27 astro-ph.GA
The Starburst Acceleration of High-Velocity Clouds in the Galactic Center
本研究针对银河系中心高速云的观测特性难以解释的问题，通过纳入磁场和初始切向速度的三维磁流体动力学模拟，证实星暴过程可催生高速云，且约5%初始云质量能留存3.5Myr，提升后续恒星形成效率。
2025-02-24 astro-ph.GA
On the Angular Momentum History of Galactic Disks
从红移~2到现在，星系盘的恒星质量、大小和旋转速度都以观测导出的标度关系估算的量增长。这三个量的乘积，即恒星盘的角动量，估计会以一个非常大的因子增长，在~20和~50之间，而其他证据表明增长幅度要小得多。这就要求吸积气体的比角动量应该随着时间的推移而系统地增加，同时在最后10 Gyr的大部分时间里保持与盘的共转。因此，重子气体涡的环星系介质出现在星系演化的一个主要驱动力，本文的目的是吸引注意力的角动量增加的绝对大小和需要探索在何种程度上可以观察到的性质和/或在模拟。
2020-03-26 astro-ph.GA
On the efficient acceleration of clouds in active galactic nuclei
在活动星系核的宽线区，当云从热的约束介质中凝结出来时，由于云冷却时线不透明度增加，自然会发生加速。然而，当流量与时间无关时，辐射压力加速不是很有效，除非流动是一维的。在这里，我们将探讨如何加速度是由一个随时间变化的流量的影响，AGN是众所周知的是高度可变的。如果通量振荡的周期比热时间尺度长，我们预计气体在低通量状态下会冷却，因此线不透明度会迅速增加。由于辐射力的增加，云将受到一个小的反冲。我们使用雅典娜进行流体动力学模拟，以确认这种效果，并量化其重要性。我们发现，尽管在2D的流动变得湍流由于流体动力学的不稳定性，20%的调制的通量导致加速度的净增加-超过2倍-在1D和2D。我们表明，这是足以产生所观察到的线宽，虽然我们只考虑光学薄云。我们讨论了我们的研究结果的光电离建模和混响映射的影响。
2016-03-07 astro-ph.GA astro-ph.HE
The imprint of dark matter on the Galactic acceleration field
本文利用FIRE-2模拟比较CDM与SIDM在银河系质量暗晕中的垂直加速度剖面，发现SIDM具有更高局部密度和更陡梯度，并指出加速度不对称性可揭示星系并合历史。
2024-10-09 astro-ph.GA
Charting the Galactic acceleration field I. A search for stellar streams with Gaia DR2 and EDR3 with follow-up from ESPaDOnS and UVES
我们目前的地图中检测到的恒星流的盖亚数据版本2（DR 2）和早期数据版本3（EDR 3）目录使用STREAMFINDER算法。我们还报告了高分辨率CFHT/ESPaDOnS和VLT/UVES光谱仪以及中等分辨率NTT/EFOSC 2光谱仪获得的较亮DR 2流成员的光谱跟踪。在DR 2中发现了两个没有明确祖先的新恒星流（命名为Hrid和Gunnthra），在EDR 3中发现了七个（命名为Gaia-6至Gaia-12）。还识别了若干候选流。该软件还发现了与15个球状星团NGC 288、NGC 1261、NGC 1851、NGC 2298、NGC 2808、NGC 3201、M 68、$ω$ Cen、NGC 5466、Palomar 5、M 5、NGC 6101、M 92、NGC 6397和NGC 7089有关的非常长的潮汐尾。这些恒星流将在本系列的后续贡献中用于绘制$\sim$ 100 pc到$\sim$ 100 kpc尺度上银河系加速度场的特性。
2021-05-05 astro-ph.GA
On the VLBI measurement of the Solar System acceleration
我们提出了新的长期像差漂移的估计，主要是由于太阳系绕银河系中心的旋转，基于最新的VLBI观测和改进的离群值消除方法。我们拟合度2矢量球谐函数的河外射电源自行场来自大地VLBI观测跨越1979-2013年。我们特别注意的离群值消除程序，以消除离群值（i）无线电源坐标时间序列和（ii）自行样本。我们得到更准确的太阳系加速度值相比，在我们以前的文件。加速度矢量朝向银河系中心，误差在7度以内。垂直于银河平面的分量在统计上是不显著的。我们表明，不充分的清洁数据集可能会导致强烈的变化，偶极子的振幅和方向，统计偏差的结果。
2013-10-10 astro-ph.GA astro-ph.IM
Line-of-sight acceleration as a test of the Galactic Yukawa potential
本研究评估了直接径向加速度测量对约束银河系牛顿势Yukawa修正的潜力，发现使用1.3×10^5颗RR Lyrae星作为目标在~10 cm s$^{-1}$精度下可达到与旋转曲线相当的约束力。
2025-06-30 astro-ph.GA
Most open clusters follow the radial acceleration relation (RAR) and the baryonic Tully-Fisher relation (BTFR)
CSG De Goudse Waarden Lyceum（CSG德豪尔德斯瓦登中学）；Universidad Nacional Autónoma de México, Instituto de Astronomía（墨西哥国立自治大学天文学研究所）
研究发现银河系中大多数开放星团遵循径向加速度关系和重子Tully-Fisher关系，暗示低加速度动力学在Parsec尺度上起作用，可能影响银河系引力场结构。
2026-03-03 astro-ph.GA
The Galactic Center: Improved Relative Astrometry for Velocities, Accelerations, and Orbits near the Supermassive Black Hole
我们提出了改进的相对天体测量的基础上获得的数据与10米W的银河系中心的中央半秒差距内的恒星。M. 1995年至2017年的凯克天文台。用于提高天体测量精度和准确度的新方法包括校正局部天体测量失真，应用星等相关的附加误差，以及更仔细地消除恒星混淆的情况。此外，我们采用刀切法来计算速度和加速度的不确定性。由此产生的中位数自行不确定性是0.05 mas/年，我们的完整样本的1184颗恒星在中央10“（0.4 pc）。我们已经探测到24个加速源，比以前公布的加速源的数量多2.6倍，这些加速源从黑洞延伸到4“（0.16 pc）。基于S 0 -2的轨道，我们新的天体测量分析将超大质量黑洞（SMBH）的系统误差减小了2倍。我们的天体测量参考系中的线性漂移在南北方向上也减少了4倍。我们还发现了银河系中心的第一个潜在的天体测量双星候选者S 0 -27。这些天体测量的改进为今后研究SMBH周围年轻恒星的起源和动力学、老核星团的结构和动力学、SMBH的轨道性质以及强引力场中的广义相对论（GR）检验提供了基础。
2019-02-07 astro-ph.GA
Investigating the Role of Pre-supernova Massive Stars in the Acceleration of Galactic Cosmic Rays
本研究针对超新星遗迹能量转化效率存疑、可能不足以供给全部银河系宇宙线的问题，探究双星或多星系统中的超新星前身大质量恒星对银河系宇宙线加速的补充贡献。
2024-06-20 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Gas accretion and galactic fountain flows in the Auriga cosmological simulations: angular momentum and metal re-distribution
利用一组15个高分辨率的磁流体动力学宇宙学模拟银河系的形成，我们调查的起源重子物质中发现的恒星在红移为零。我们发现，大约一半的这种材料来自subhalo/卫星系统和一半是顺利地从星系间介质（IGM）吸积。在所有物质中，大约有$90 \%$至少有一次在星系风中被喷射和重新吸积。绝大多数顺利吸积的气体进入银河系喷泉，延伸到银河系中心距离中位数为$\sim 20$ kpc，再循环时间中位数为$\sim 500$ Myr。我们证明，在大多数情况下，银河喷泉获得角动量通过混合低角动量，风回收气体与高角动量气体在环银河介质（CGM）。顺行合并通过帮助调整圆盘和CGM旋转轴来促进这种活动，而逆行合并导致喷泉失去角动量。喷泉流，促进角动量的增长是有利于顺利的轨道上的演化准平行于光盘序列的恒星质量特定的角动量平面，而逆行的未成年人合并，主要合并和酒吧驱动的长期演化移动星系的膨胀序列。最后，我们证明了喷泉流的作用，扁平化和缩小的径向金属丰度梯度和金属丰度分散盘星，分别。因此，星系喷泉的演化强烈地依赖于宇宙学的合并历史，并且对于银河系大小的盘状星系的化学动力学演化至关重要。
2019-10-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Connecting Angular Momentum and Galactic Dynamics: The complex Interplay between Spin, Mass, and Morphology
在过去的几十年里，暗物质（DM）晕的角动量的演化和分布已经在一些研究中进行了讨论。特别是，角动量守恒应该允许从测量重子分量的角动量来推断整个DM晕的总角动量，重子分量占据了晕的中心，特别是对于盘星系。为了验证这个想法，并了解DM晕和它的星系的角动量之间的联系，我们使用Magneticum模拟。我们成功地产生人口的球状和盘星系自洽。因此，我们能够研究银河系的性质对它们的形态的依赖。我们发现：（1）盘状星系和球状星系中恒星的比角动量随恒星质量的变化与观测结果比较吻合：（2）盘状星系中恒星的比角动量略小于冷气体的比角动量，与观测结果比较吻合;（3）考虑重子分量的模拟结果表明，当按星系的形态类型进行分裂时，特定的恒星角动量分布呈现二分法（这种二分法也可以在自旋参数中看到，与球状星系相比，盘状星系以稍大的自旋填充晕）;（4）盘星系优先分布在中心部分DM分量角动量矢量与整个晕的角动量矢量较好对准的晕中;（5）盘星系中冷气的比角动量比DM晕的比角动量小40%左右，并表现出明显的散射。
2015-09-28 astro-ph.GA
Observational signatures of particle acceleration in supernova remnants
我们评估了超新星遗迹作为银河系宇宙射线源的现状。我们总结了超新星遗迹的观测，涵盖了整个电磁波谱，并描述了这些观测告诉我们的高马赫数冲击波阵面的加速过程。我们讨论了超新星遗迹中的激波被宇宙射线修正，宇宙射线谱的形状和最大能量，以及超新星遗迹中和周围的宇宙射线的总能量收支。此外，我们还讨论了超新星遗迹作为银河系宇宙射线的主要来源以及替代来源的问题。
2012-06-07 astro-ph.GA astro-ph.HE
Galactic tide
本文在银河系引力势柱对称的假设下，导出了银河系潮汐的运动方程。本文考虑银道面$x-$和$y-$分量以及正常$z-$分量的银河潮。加速度的$x-$和$y-$分量不仅来自物体位置的$x-$和$y-$分量，而且来自位置矢量的$z-$分量。Oort常数的值为$A$ $=$（14.2 $\pm$ 0.5）$km s^{-1} kpc^{-1}$和$B$ $=$（$-$ 12.4 $\pm$ 0.5）$km s^{-1} kpc^{-1}$。%（该值适用于太阳的银河系中心距离）。在银河系赤道面上方30 $pc$的太阳附近，质量密度等于（0.117 $\pm$ 0.005）$M_{\odot} pc^{-3}$。加速度的结果以易于适用于太阳系研究的形式写成，适用于奥尔特云中彗星的演化。
2010-02-15 astro-ph.GA
Recent advances in the determination of some Galactic constants in the Milky Way
在这里，我们统计评估最近的进展，在确定太阳银河系中心距离（Rsun）以及最近的措施，围绕银河系中心的轨道速度（VLSR），和角旋转参数的各种对象。最近的统计结果指出，Rsun = 8.0 +- 0.2 kpc，Vlsr= 230 +- 3 km/s，在太阳的角旋转（ω）接近29 +- 1 km/s/kpc的气体和恒星在当地标准的休息，和接近23 +- 2 km/s/kpc的螺旋图案本身。这种角度差异与密度波模型预测的相似，同时观察到每个螺旋臂的每个螺旋臂示踪剂（尘埃，冷CO）的银河经度在银河子午线上反转（Vallee 2016 b）。
2017-03-16 astro-ph.GA
GALACTICNUCLEUS: A high angular resolution JHKs imaging survey of the Galactic centre. V. Toward the GNS Second Data Release: Methodology, Photometric and Astrometric Performance
Instituto de Astrofísica de Andalucía (CSIC)（安达卢西亚天体物理学研究所）；Laboratoire d’Astrophysique de Bordeaux (LAB), Université de Bordeaux（波尔多大学天体物理实验室）
GALACTICNUCLEUS巡天通过改进的成像技术，实现了银河系中心更深层的光度测量和更精确的天体测量，为研究核星盘、年轻恒星运动和新恒星团探测提供了高精度数据。
2025-12-03 astro-ph.GA
Multi-wavelength Emission from Galactic Jets: the Case of the Microquasar SS433
SS 433是一个银河系微类星体，具有强大的喷流，产生非常高能量的粒子。利用最近获得的从射电到TeV γ射线的多波长观测数据，研究了SS 433喷流中的粒子加速。首先，我们提出了一个相对论射流中粒子加速、冷却和输运的一般框架。然后，我们将其应用到SS 433喷流中的两个X射线结，重点是轻子发射。我们对粒子输运和演化的详细处理产生了与以前论文截然不同的预测。对于这两个区域，我们的模型可以解释的多波长的数据，除了GeV的数据。这表明，GeV的排放主要来自不同的区域和/或机制。我们发现，加速过程应该是有效的，这可以实现的扩散冲击加速接近玻姆极限。假设质子以与电子相同的效率加速，我们的结果意味着SS 433是PeVatron，即，可以将质子加速到超过一个PeV。未来的硬X射线和MeV伽马射线观测可以通过检测光谱转换或截止来严格测试我们的模型。
2020-01-17 astro-ph.GA astro-ph.HE
Using angular momentum maps to detect kinematically distinct galactic components
在这项工作中，我们介绍了一个物理动机的方法进行模拟星系，我们适用于鹰样本的光盘/球体分解。我们利用HEALPix软件包来创建每个星系的恒星粒子的角动量图的Mollweide投影。角动量空间上出现了许多特征，这使我们能够分解星系并将其分类为不同的形态类型。我们分配恒星粒子与小于/大于30度的角动量球上的致密网格细胞的磁盘/球体组件，分别。我们分析的空间分布的一个子样本的星系，并表明，表面密度分布的磁盘和球体密切遵循指数和Sersic的配置文件，分别。此外，圆盘旋转更快，速度分散更小，更年轻，比球体更富含金属。因此，我们的形态学分类再现了观察到的这些系统的特性。最后，我们证明了我们的方法是能够识别一个显着的人口与反旋转盘星系，并提供了一个更现实的分类，这样的系统相比，以前的方法。
2021-01-13 astro-ph.GA
Absence of a fundamental acceleration scale in galaxies
径向加速度关系证实了在星系的平均内部动力学中可以发现一个非平凡的加速度标度。就标准宇宙学模型而言，这种尺度的存在并不明显，它被解释为引力修正的可能标志。其意义可能是深远的：它可以在原则上解释星系动力学，而不需要大量尚未探测到的暗物质，并解决标准宇宙学模型在星系尺度上面临的问题。在这里，我们认为193盘星系的数据库和事物，使用贝叶斯推断，我们表明，存在的概率是共同的所有星系的基本加速度基本上是零：$p$ -值小于$10^{-20}$，或相当于，零假设被拒绝超过10 $σ$。我们的结论是，由径向加速度关系揭示的加速度标度是突现的性质，可能是由重子和暗物质之间复杂的相互作用引起的。特别是，MOND理论，或任何其他在星系尺度上表现类似的理论，都被排除作为超过10 $σ$的星系的基本理论。
2018-06-18 astro-ph.GA gr-qc
Accelerations of stars in central 2-7 arcsec from Sgr A*
这项工作提出了从银河系中心内的恒星运动的长期监测计划，包括与紧凑的射电源，Sgr A* 的2 - 7角秒的分离的恒星的结果。与研究得很好的内2角秒相比，研究这些恒星需要更长的时间基线。有了17年的数据，现在可以测量这些外层恒星轨道上足够数量的位置。这是通过设计一个寻源器来跟踪2002年至2019年银河中心NACO/VLT自适应光学辅助图像中约2000颗恒星的位置来实现的。在被研究的恒星中，有54颗恒星表现出明显的向Sgr A* 的加速，其中大部分与黑洞的距离在2到3角秒之间。另外有20颗恒星的径向速度可以从SINFONI/VLT恒星光谱中测量，这使得可以计算这些恒星的轨道根数，从而使银河系中心的已知轨道数量增加了约40%。有了轨道，我们可以考虑这些恒星属于银河系中心核星团的哪些结构特征。大多数恒星的轨道解与已知的顺时针旋转盘特征一致。此外，通过采用Monte Carlo采样的恒星没有径向速度测量，我们表明，许多恒星有一个子集的可能的轨道是一致的已知的磁盘功能之一，在银河系中心。
2023-02-14 astro-ph.GA
Understanding active galactic nuclei using near-infrared high angular resolution polarimetry I : MontAGN - stokes comparison
在这第一个研究报告的一系列的两个，我们提出了两个蒙特卡罗辐射转移代码之间的比较：MontAGN和斯托克斯。两者都是为了更好地理解活动星系核（AGN）的观测偏振而开发的。我们的最终目标是使用这些辐射转移代码来模拟一个原型的2型射电宁静活动星系核的偏振图在很宽的波长范围内，从红外波段与MontAGN的X射线能量与STOKES。这样做，我们的目标是深入分析最近的SPHERE/IRDIS偏振观测NGC 1068。为了验证程序的有效性并获得初步结果，我们为两个程序设置了一个通用的简单活动星系核模型，并比较了它们的极化成像结果。
2016-10-17 astro-ph.GA
Understanding Active Galactic Nuclei using near-infrared high angular resolution polarimetry II: Preliminary results
在第二个研究报告中，我们提出了我们在模拟活动星系核（AGN）时获得的第一个近红外结果。我们的第一个程序显示了MontAGN和STOKES蒙特卡罗代码之间的比较。现在，我们使用我们的辐射转移程序来模拟一个原型的，类似NGC 1068的，2型射电宁静活动星系核的偏振图。我们制作了高角分辨率的红外（1微米）偏振图像，与最近在这个波长范围内的观测结果进行比较。我们的初步结果已经表明，模型和观测之间的良好协议，但不能解释的特殊的线偏振角的环面，如观察。Gratadour等人（2015）发现极化位置角垂直于双极流出轴。还需要进一步的工作，以改善模型，增加物理现象，如二向色性和结块。
2016-10-17 astro-ph.GA
GALACTICNUCLEUS: A high-angular-resolution JHKs imaging survey of the Galactic centre II. First data release of the catalogue and the most detailed CMDs of the GC
银河系中心区的高消光和极端的源拥挤是研究银河系中心（GC）结构和恒星种群的严重障碍。覆盖GC区域的现有勘测（2 MASS、UKIDSS、VVV、SIRIUS）没有必要的高角分辨率。因此，在近红外高角分辨率的调查是至关重要的，以提高国家的art. In这里，我们提出的GLACTICNUCLEUS目录，近红外$JHK_s$高角分辨率（$0.2''$）调查的银河系核隆起。我们详细解释的数据减少，数据分析，校准和不确定性估计的GALACTICNUCLEUS调查。我们将我们的结果与以前的调查进行比较，以评估数据质量。在GC中获得了$\sim 3.3\times10^6$星的精确$JHK_s$测光，探测到$J$约为20%，$H,$约为65%，$K_s$约为90%。调查覆盖$\sim0.3$平方度的总面积，相当于$\sim 6,000$ pc $^2$。银河核巡天的$σ$探测值达到5 μ m，在$J \sim 22$、$H \sim 21$和$K_s \sim 21$三个波段的不确定度均小于0.05 μ g，零点系统不确定度均为$\lesssim0.04$ μ g。我们目前的颜色星等图所涵盖的调查的不同地区。
2019-08-27 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Hierarchical formation of bulgeless galaxies II: Redistribution of angular momentum via galactic fountains
在一个完整的宇宙流体动力学模拟中，我们形成了一个以140公里/秒的速度旋转的星系，其特征是两个松散的旋臂和一个酒吧，这表明哈勃SBc/d型星系。我们表明，我们模拟的星系没有经典的凸起，在z=1的纯盘配置文件，以及后的主要合并活动已经结束。随后形成长寿命的条，导致形成世俗形成的“伪”凸起，最终凸起与总光的比率B/T=0.21。我们发现，在合并时期，大部分失去角动量并落在星系中心区域的气体被吹回热晕，其中大部分后来返回，在盘中形成恒星。我们建议，这种机制的角动量通过银河喷泉重新分配时，再加上我们以前的研究结果表明，为什么气体流出偏置有低角动量，可以解决冷暗物质范例的角动量/无凸起盘问题。
2011-09-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galactic Angular Momentum in the Illustris Simulation: Feedback and the Hubble Sequence
我们研究了数以千计的星系的恒星角动量的插图宇宙学模拟，捕捉星系内的引力和气体动力学，以及从恒星和黑洞的反馈。我们发现，模拟星系的角动量与观测结果相匹配，特别是晚型与早型星系有两种不同的关系。晚型星系的关系对应于宇宙学潮汐力矩产生的特定角动量完全守恒的预期值。早型星系的关系对应的保留只有~30%，但我们发现，这些早型星系与低角动量在z=0，但居住在高红移的晚型关系。其中一些在主要合并过程中突然失去角动量。为了获得进一步的了解，我们探索的缩放关系，在模拟中的星系形成物理修改相对于基准模型。我们发现，具有高质量负载因子的星系风是获得晚型星系典型的高角动量关系所必不可少的，而活动星系核的反馈主要是在相反的方向操作。因此，反馈控制星系的恒星角动量，似乎是建立哈勃序列的工具。
2015-04-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Angular-momentum pairs in spherical systems: applications to the Galactic centre
Rudolf Peierls Centre for Theoretical Physics（鲁道夫·皮尔斯理论物理中心）；Fesenkov Astrophysical Institute（费森科夫天体物理研究所）；New College（新学院）；St. Hugh’s College（圣休斯学院）
研究球形系统中角动量对的稳定性及其在银河系中心等天体物理情境中的应用。
2026-01-15 astro-ph.GA astro-ph.IM
New perspectives on galactic angular momentum, galaxy formation, and the Hubble Sequence
本文总结了我们最近在不同球核分数β * 的正常星系恒星部分的比角动量j * 与质量M * 之间的标度关系方面的工作。我们发现，观测结果与一个简单的模型是一致的，该模型基于圆盘和凸起的线性叠加，遵循形式为j_*d ~ M_*d^alpha和j_*b ~ M_*b^alpha的单独标度关系，其中alpha = 0.67 +/- 0.07，但在8.9 <= log的质量范围内，彼此偏移8 +/- 2倍。（M_*/M_Sun）<= 11.8。这个模型正确地预言了星系在log j_*、log M_* 和beta_* 的三维空间中沿着一个弯曲的二维表面运动。
2018-12-14 astro-ph.GA
3D Kinematics of Stellar SiO Masers in the Galactic Center
我们目前的3D速度测量和加速度限制的恒星在几个秒差距的银河系中心（GC）的黑洞，Sgr A*，43和86 GHz的拱星脉泽发射的观测的基础上。在2013年，2014年和2020年使用甚大阵列（VLA）进行观测，并在2015年和2017年使用阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）进行观测。我们总共探测到28个脉泽，其中4个是新探测到的。结合这些数据与现存的脉泽天体测量，我们计算恒星的自行和加速度的不确定性低至~10 $μ$作为年$^{-1}$和0.5 $μ$作为年$^{-2}$，分别对应于约0.5公里秒$^{-1}$和0.04公里秒$^{-1}$年$^{-1}$在8千秒差距。我们测量径向速度脉泽光谱与~0.5公里秒的$^{-1}$的不确定性，虽然这样的测量的精度和准确性推导的基础恒星速度是有限的一些脉泽的复杂的光谱轮廓。因此，我们测量的径向加速度限制与典型的不确定性约0.1公里秒$^{-1}$年$^{-1}$。我们分析了由此产生的3D速度和加速度相对于预期的运动产生的质量分布在GC模型。
2022-02-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Galactic Accelerations from the GD-1 Stream Suggest a Tilted Dark Matter Halo
本文通过直接微分GD-1星流在6维相空间中的轨迹测量银河系加速度场，发现其偏离轴对称，提出银河系暗物质晕为倾斜三轴结构，轴比约1:0.75:0.70，长轴相对银道面倾斜约18度。
2025-04-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Loops and spurs: The angular power spectrum of the Galactic synchrotron background
我们提出了一个新的扩散银河系同步辐射模型，集中在它的角各向异性。虽然以前的研究都集中在大（kpc）尺度上的发射率的变化，或波动由于磁流体湍流在星际介质，我们统一这些方法来匹配的角功率谱。我们注意到，通常的湍流级联计算忽略了注入尺度上的空间相关性，这是由于古老的超新星遗迹压缩了星际介质--“射电环路”，在射电图中只有四个是肉眼可见的。这个新的组件自然提供了408 MHz的全天空地图中的中小尺度上的其他缺失功率。我们的模型可以使更可靠的减法的同步前景的CMB各向异性的研究（无论是在温度和偏振）或搜索暗物质湮灭。最后，我们对极化前景建模的相关性发表了一些评论。
2013-06-17 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Particle acceleration and the origin of gamma-ray emission from Fermi Bubbles
费米LAT在银道面上方和下方发现了两个扩展的伽马射线泡。我们认为，它们的起源是由于在银河系中心（GC）的准周期恒星吸积到中央黑洞的能量释放。由这些过程产生的冲击传播到星系晕并加速那里的粒子。我们表明，加速到~10 TeV的电子可能是负责所观察到的伽马射线发射的气泡作为一个结果的逆康普顿（IC）散射的遗物光子。我们还认为，由于气泡中的激波比SNRs中的激波具有更大的长度尺度和更长的寿命，因此气泡可以产生能量> 10^15 eV的CR质子流。这可以解释膝关节以上的CR谱。
2011-09-12 astro-ph.GA astro-ph.HE
