A Monte Carlo based simulation of the galactic chemical evolution of the Milky Way galaxy
通过发展MonteCarlo方法，利用修正后的太阳丰度，对银河系的形成和化学演化进行了数值模拟，预测了元素丰度梯度和其他星系特征。星系是逐渐吸积使用两个或三个坠吸积方案。该星系的化学成分丰富的核合成的贡献，从一个不断发展的合奏世代的恒星。我们分析了恒星形成效率的作用。研究了径向气体流入和径向气体混合对星系演化的影响。通过基于分布函数使用随机数合成SN Ia群体来并入SN Ia延迟时间分布（DTD）。元素丰度的演化趋势证实了来自于超新星（<1亿年）的贡献分数约为0.1。该模型预测的内部区域的陡梯度和外部区域的不太陡的梯度，这与观测结果一致。梯度表明平均径向气体混合速度< 1 km/s。具有径向气体流入的模型再现了在大约20亿年的元素丰度梯度中观察到的反演。在解释星系晕、厚盘和薄盘的元素丰度分布方面，三次碰撞吸积模型比两次碰撞吸积模型表现得更好。在整个星系演化过程中，所有模型的准确性在质量平衡计算中的累积误差< 0.15 M。
2018-09-20 astro-ph.GA
Giant Molecular Filaments in the Milky Way
在整个银河系中，分子云通常表现为球状，越来越多的证据表明这种形态在恒星形成中起着重要作用。目前还不知道的是，与恒星形成最密切相关的致密细丝在多大程度上与周围的弥漫云相连，直到任意大的尺度。这些恒星形成的摇篮是如何与银河系的螺旋结构联系在一起的？使用档案银河平面调查数据，我们已经使用了多个数据集在寻找大规模的，速度相干的灯丝在银河平面。在本文中，我们提出了我们的方法，首先用于识别灭绝中的相干丝状结构，并使用银河环巡天数据进行了证实。我们提出了一个样品的七个巨分子丝（GMF），具有$\sim$ 100 pc的顺序的长度，10 $^4$ - 10 $^5$ M $_{\odot}$的总质量，并表现出在其全长速度相干。我们研究的GMF似乎是臂间云，可能是银河系类似于在附近的螺旋星系中观察到的马刺。我们发现，总质量的2%到12%之间（$\sim$ 10 $^{20}$ cm $^{-2}$以上）是“致密”的（$^{22}$ 10 cm $^{-2}$以上），在银河系中平面的螺旋臂附近的细丝往往比远离臂的细丝具有更高的致密气体质量分数。
2014-07-01 astro-ph.GA
Modeling Dense Star Clusters in the Milky Way and Beyond with the $\texttt{CMC}$ Cluster Catalog
我们提出了一套148个独立的$N$体模拟的球状星团（GC）计算使用的代码$\texttt{CMC}$（$\texttt{Cluster Monte Carlo}$）。在$\sim10-13\,$ Gyr的年龄，由此产生的模型几乎涵盖了银河系GC所表现出的星系团性质的全部范围，包括总质量，核心和半光半径，金属丰度和银河系距离。我们用我们的模型来研究恒星质量的黑洞在核心坍缩过程中所起的作用。此外，我们还研究了动力学相互作用如何影响GC中几种重要类型源的形成和演化，包括低质量X射线双星、毫秒双星、蓝离散星、激变变星、Ia型超新星、富钙瞬变和合并致密双星。虽然我们在这里的重点是旧的，低金属量的GC，我们的$\texttt{CMC}$模拟遵循哈勃时间的集群演化，它们包括广泛的金属量（太阳），因此我们的结果也可以用来研究年轻和高金属量的星团。
2020-03-08 astro-ph.GA astro-ph.HE
The rate and latency of star formation in dense, massive clumps in the Milky Way
新生恒星形成于分子云的局部高密度区域。恒星形成致密团块的顺序和速率以及对局部和全球环境的依赖性是发展星系中恒星产生描述的关键因素。我们试图从观测上限制恒星形成的速度和延迟在整个银河系分布的密集的大规模团块，并将这些结果与恒星生产的建议处方进行比较。从APEX望远镜大面积星系巡天中选取了24颗微米级的I类原恒星样本，它们与嵌入分子云中的尘埃团有关。我们确定的恒星形成的团块，f* 的分数，这对恒星形成的延迟在一个团块的寿命单位的约束。原恒星的质量估计从年轻恒星物体的星周环境模型，恒星形成率来自。由870微米粉尘连续谱和NH_3谱线计算了团簇的物理性质。线性相关性之间的恒星形成率表面密度，Sigma_{SFR}，和数量Sigma_{H2} / tau_{ff}和Sigma_{H2} / tau_{cross}，表明恒星形成的分子云的局部尺度调节。恒星形成团块的测量分数为23%。考虑到由于24微米的饱和度而被排除在我们的样本之外的团块内的恒星形成，这个分数可以高达31%。密集的大质量团块主要形成低质量（< 1-2 msun）恒星，其出射的24微米通量低于我们的灵敏度极限，或者在其生命的最初70%中无法形成任何恒星。银河系中心的恒星形成团块的比例较低，相对于那些位于银河系的磁盘被验证。
2016-01-26 astro-ph.GA
H2O Southern Galactic Plane Survey (HOPS): Paper III - Properties of Dense Molecular Gas across the Inner Milky Way
H2O南银道面巡天（HOPS）利用22米的Mopra望远镜绘制了100平方度的水脉泽和热分子线发射的银道面。我们描述了自动光谱线拟合管道用于确定HOPS数据管中检测到的排放特性，并使用这些来推导出气体的物理和运动学特性的调查。结合角分辨率、灵敏度、速度分辨率和高临界密度的目标线，HOPS数据立方体非常适合寻找银河系中最大质量和最密集的星团的前兆云。我们编制了一份清单，最大的HOPS氨地区，并调查是否有可能是年轻的大规模集群祖气云。HOPS也非常适合追踪银河系中心的致密气体流动。我们发现在银河系内部500 pc的气体的运动学结构是一致的，最近的预测在银河系中心的气体流动的动力学演化。我们证实了最近的一项发现，即在内部100 pc的致密气体具有振荡的运动学结构的特征长度尺度为~ 20 pc，也确定了类似的振荡运动学结构的气体半径大于100 pc。最后，我们将所有上述拟合和剩余的HOPS数据立方体分布在100平方度的调查范围内，供社区使用。
2017-04-11 astro-ph.GA
Variation of Dense Gas Mass-Luminosity conversion factor with metallicity in the Milky Way
本文通过分析银河系内外不同金属丰度云团，发现致密气体质量-光度转换因子α_Q随金属丰度变化并给出校正公式，其中HCN比HCO⁺更敏感，该效应可部分解释中央分子区恒星形成率偏低的现象。
2025-03-11 astro-ph.GA
Novel constraints on fermionic dark matter from galactic observables I: The Milky Way
最近，我们提出了一个新的模型，暗物质（DM）在星系中的分布的基础上的大质量费米子在有限温度下的自引力系统，Ruffini-Argüelles-Rueda（RAR）模型。我们表明，这个模型，在千电子伏范围内的费米子质量，解释了银河系的DM晕，并预测存在一个更密集的量子核心的中心。我们在这里证明，引入截断的费米子相空间分布，有必要占有限的银河系的大小，定义了一个新的解决方案，与一个中央核心，它代表了一种替代方案的黑洞（BH）的情况下SgrA*。对于质量在$mc^2 = 48$ -$345$ ~keV范围内的费米子，DM晕的分布与银河系自转曲线数据一致，而在S2恒星近心内有一个约为$4\times10^6 M_\odot$的致密量子核.
2018-07-24 astro-ph.GA
The Circumgalactic Medium of Milky Way-like Galaxies in the TNG50 Simulation -- II: Cold, Dense Gas Clouds and High-Velocity Cloud Analogs
我们使用TNG 50模拟的IllustrisTNG项目研究冷，致密的气体云在环星系介质（CGM）的银河系类星系。我们发现，他们的CGM通常充满了一百（千）的顺序合理（边际）解决云，可能的类似物的高速云（HVC）。星系之间的云丰度有很大的差异，我们探索的云的物理性质-质量，大小，金属丰度，压力和运动学-也是不同的。我们量化的云属性和云背景对比度的分布，提供理想化的模拟宇宙学输入。云的特征是具有亚太阳的金属丰度，不同的形状，小的超密度（$χ= n_{\rm cold} / n_{\rm hot} \lesssim 10$），大部分是流入的，并具有亚维里旋转。在TNG 50分辨率下，解析云的中值质量为$\sim 10^6\,\rm{M_\odot}$，大小为$\sim 10$ kpc。较大的云在数值上收敛得很好，而最小的云的丰度随着分辨率的增加而增加，正如预期的那样。在TNG 50 MW类晕中，云相对于其周围环境的总（热）压力略微（严重）欠压，这意味着磁场可能很重要。云并不是均匀地分布在整个CGM中，而是聚集在其他云周围，通常靠近富含重子的卫星星系。这表明，至少有一些云来自卫星，通过直接冲压压力剥离或其他方式。最后，我们比较了从真正的银河系晕的中高速云的观测。TNG 50显示了与观测结果相似的云速度分布，并预测了目前难以检测的低速云的重要人口。
2023-03-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Star Formation Relations in the Milky Way
以银道面恒星形成区为例，研究了分子云性质与恒星形成的关系。通过放射性重组线来选择源，以提供相关分子云和致密团块的识别。射电连续谱和中红外辐射被用来确定恒星的形成率，而13 CO和亚毫米尘埃连续谱辐射被用来分别获得分子和致密气体的质量。我们测试是否总分子气体或致密气体提供了最好的恒星形成率的预测。我们还测试了两个特定的理论模型，一个依赖于分子质量除以自由落体时间，另一个使用自由落体时间除以交叉时间。数据也不支持。这些数据也与来自附近恒星形成区和河外星系的数据进行了比较。恒星形成的“效率”，定义为恒星形成率除以质量，当质量是指分子气体时，其分布范围很大;当使用相对致密的分子气体的质量而不是所有分子气体的质量时，效率的对数的标准偏差减少了三倍。
2016-07-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Supershells in the Multi-Phase Milky Way: Insights from HI Synthesis Imaging and CO Surveys
我们提出了新的秒差距尺度的分辨率数据，从多阶段的ISM研究在银河系超壳层的墙壁。HI合成图像和CO调查数据揭示了丰富的子结构，包括密集的尖端手指和扩展的分子云嵌入壳壁。我们简要地考虑这些功能的形成方案，并建议，既扩大壳与预先存在的致密云的相互作用，以及原位形成的CNM和分子气体，可能是相关的。未来的工作还将研究不稳定性在结构形成和破裂中的作用，并将研究与超级壳和烟囱有关的高空气体的存在。
2009-06-15 astro-ph.GA
The Magnetic Field in the Milky Way Filamentary Bone G47
恒星的形成主要发生在磁场被认为是动力学重要的细丝中。最大和密集的丝状物追踪星系内的螺旋结构。在银河系中已经发现了十几个这样的致密（$\sim$ 10 $^4$ \，cm $^{-3}$）和长（$>$ 10\，pc）纤维，它们通常被称为“骨头”。“到目前为止，这些骨头都没有完整地解决和映射它们的磁场。我们介绍SOFIA遗留项目FIELDMAPS，该项目已开始使用HAWC+仪器以214\、$μ$ m和18 $\farcs$ 2分辨率绘制这些银河系骨骼的$\sim$ 10。在这里，我们提出了第一个结果，从这项调查的$\sim$ 60\，pc长骨G47。与一些对银河平面中致密细丝的研究相反，我们发现磁场往往不垂直于脊柱（即，骨头的中心线）。在活跃恒星形成的密集区域，场往往是垂直的，而在其他区域，场则更加平行或随机。平均场既不平行于银河平面，也不垂直于骨骼。沿脊柱的磁场强度通常从$\sim$ 20变化到$\sim$ 100，$μ$ G。磁场往往足够强大，可以抑制大部分骨骼的坍缩，但对于恒星形成最活跃的区域，磁场抵抗引力坍缩的能力明显较弱。
2022-02-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Combined Dense Gas and Excitation Atlas of the Milky Way I. Mass Distribution and Ripples in the Molecular Layer
Space Science Institute（空间科学研究所）
通过整合五个巡天数据，构建银河系联合致密气体与激发巡天（CODEX），分析分子层波纹结构，提出新螺旋臂模型，并发现气体与尘埃波纹的不一致性。
2026-06-04 astro-ph.GA
Disruption of Dark Matter Minihaloes in the Milky Way environment: Implications for Axion Miniclusters and Early Matter Domination
本研究通过半解析模型和N体模拟调查了银河系环境中暗物质微型晕的恒星与潮汐瓦解效应，结合层级组装提出预测框架，发现致密微型晕存活比例约60%，为轴子微星团等局部观测提供理论约束。
2023-04-04 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Star-forming content of the giant molecular filaments in the Milky Way
观测已经在银河系中发现了许多巨大的分子丝（GMF）。然而，它们在银河系恒星形成和银河系尺度致密气体演化中的作用仍然是未知的。我们系统地研究了所有目前已知的GMF的恒星形成内容。这使我们能够估计GMF的恒星形成率（SFR），并建立SFR和GMF属性之间的关系。我们确定和分类的年轻恒星对象（YSO）人口的每个GMF使用多波长测光从近红外到远红外。我们估计总的SFR假设一个普遍的和完全采样的初始质量函数和光度函数。我们统一估计的物理性质的57 GMF。GMF显示13 CO线宽、质量和尺寸之间的相关性，类似于Larson的关系。我们确定了36 394个红外多余源在57个GMF和获得SFR的46个GMF。GMF的中位SFR面密度（Sigma_SFR）和恒星形成效率（SFE）分别为0.62 Msun Myr-1 pc-2和1%，与附近的恒星形成云相似。每自由落体时间的恒星形成率在0.002-0.05之间，中值为0.02。我们还发现SFR和致密气体质量之间存在很强的相关性，致密气体质量被定义为高于7 mag的可见消光的气体质量，这表明GMF的SFR与致密气体的尺度类似于附近分子云的SFR。我们还发现，每单位长度的平均SFR和每单位长度的致密气体质量之间的强相关性。这种缩放的起源仍然未知，需要进一步的研究，可以将GMF的结构与其SF活动联系起来，并探索GMF与其他分子云之间的差异
2018-11-06 astro-ph.GA
Motivations for a Large Self-Interacting Dark Matter Cross Section from Milky Way Satellites
我们探索银河系subhalos在自相互作用的暗物质模型中的性能为1至5厘米$^2$ g $^{-1}$使用高分辨率放大N体模拟的中等横截面。我们包括重子盘的引力势和与银河系相匹配的凸起，这对于获得准确的预测至关重要。1 cm和5 cm $^2$ g $^{-1}$模型预测的主晕内暗晕的数量和分布是相似的，并且只有在所有时间内峰值圆速度> 4.5 km/s的暗晕能够形成星系时，它们才与银河系卫星星系的观测结果一致。我们没有发现独特的签名在近中心分布的subhalos，可以帮助区分的模型。使用一个分析模型来扩展模拟结果，我们能够表明，在模型中的subhalos与1和5厘米$^2$ g $^{-1}$之间的横截面是不够密集，以匹配致密的超微弱和经典的矮球状星系在银河系。这促使速度依赖的横截面的值大于5厘米$^2$ g $^{-1}$在相关的卫星的速度，使核心崩溃会发生在一些超微弱和经典的矮椭球。
2022-11-07 astro-ph.GA hep-ph
Dust SEDs in Milky Way-like galaxies in the IllustrisTNG simulations based on the evolution of grain size distribution
要了解如何在星系中的晶粒尺寸分布的演变影响观测到的尘埃属性，我们应用后处理尘埃演化模型星系合并树从IllustrisTNG宇宙流体动力学模拟。我们的尘埃模型包括恒星尘埃的产生，溅射在热气体中，尘埃增长的吸积和凝聚在致密的星际介质（ISM），并粉碎在弥漫的ISM。我们分解成不同的尘埃物种的粒度分布取决于元素丰度和密集的ISM分数的模拟。在我们以前的工作中，我们专注于银河系（MW）的类似物，并再现了所观察到的MW消光曲线。在这项研究中，我们计算尘埃光谱能量分布（SED）的MW类似物。我们的模拟SED广泛地再现其分散内观察到的MW SED，附近星系的观测数据也是如此，虽然他们往往低估MW SED在短波长的发射主要是多环芳烃（PAHs）。我们发现，金属丰度和致密气体分数是最关键的因素SED的形状，通过他们的影响凝聚和shaking.The整体成功，我们的模型在再现MW SED进一步证明了灰尘的演变过程包括在模型中，并预测分散在SED所造成的各种组装历史。我们还表明，最显着的增加，在尘埃SED之间发生的红移$z\sim 3$和2模拟MW类星系的祖先。
2022-04-07 astro-ph.GA
From the inner Milky Way to Local Volume galaxies: resolved stellar populations with ELT-HARMONI
我们讨论的预测性能的HARMONI摄谱仪和ELT的背景下，两个具体的科学案例：解决本地体积星系和银河系考古学在稠密的环境中的恒星星族。我们使用HSIM软件制作并分析了一组模拟数据立方体，模拟了巨大椭圆星系半人马座A和银河系核凸起的观测结果。我们使用我们的结果来证明仪器在大量恒星中执行恒星吸收线光谱的能力，这将使我们能够研究这些高密度区域的详细运动学和恒星星族特征
2018-10-10 astro-ph.GA
The stellar cusp around the Milky Way's central black hole
在大质量黑洞周围的密集星团中，恒星尖点的存在是几十年来理论恒星动力学的基本预测。然而，观测证据一直难以获得。通过对银河系中心秒差距的高角分辨率图像进行新的改进分析，我们终于能够为银河系大质量黑洞周围存在恒星尖点提供第一个确凿的证据。恒星尖点的存在对恒星潮汐破裂和极端质量比吸气等现象的预测事件率有重大影响。
2017-02-01 astro-ph.GA
The Milky Way as a Star Formation Engine
物质从星际介质（ISM）循环进入恒星，恒星喷出物返回到ISM是驱动正常螺旋中的“星系生态”的引擎，是宇宙时间中星系形成和演化的基石。主要的观测和理论挑战需要解决，在确定的过程中，负责转换成致密的分子云，形成致密的细丝和团块，将它们破碎成恒星，OB协会和绑定集群，并表征反馈，限制了恒星形成的速度和效率。这项艰巨的任务现在可以有效地攻击由于结合新的全球规模的调查银河系银道面从红外线到无线电波波长，提供了弥合本地和河外恒星形成研究之间的差距的可能性。Herschel、Spitzer和WISE中远红外连续巡天，再加上地面设施的毫米波和无线电波长的模拟巡天，使我们能够测量银河系尘埃的分布和物理性质，其尺度和构成ISM的所有组成部分从弥散云到尘埃复合体和成千上万的密集团块。各种原子和分子示踪剂的光谱测量的补充套件提供了致密团块和细丝的化学指纹，以及基本的运动学信息，以获得距离，从而将全景数据转换为3D表示。这些星系尺度的调查出现的最新结果进行审查。云的形成和演变，长丝和它们的关系，以引导气体到引力约束团块，这些团块的性质，密度阈值引力坍缩，恒星和团簇形成率的新见解进行了讨论。
2014-05-16 astro-ph.GA
Nuclear Star-Forming Ring of the Milky Way: Simulations
我们提出的流体动力学模拟的气体云在银河系的中央kpc区域的三维酒吧势建模。我们的模拟考虑了现实的气体冷却和加热，恒星形成和超新星反馈。由于X1-X2轨道转移，形成了一个致密的气体云环，我们的势模型得出的环半径约为200 pc，这与内部凸起中致密分子云的非凡储层-中央分子区（CMZ）相吻合。在CMZ中积累的气体云可以达到足够高的密度以形成恒星，并且通过适当地选择模拟参数，我们成功地再现了CMZ中观测到的气体质量和恒星形成率（SFR），约为2 × 10^7 Msun/yr和约0.1 Msun/yr。在我们的模拟中，恒星的形成主要发生在最外层的X2轨道上，CMZ外单位表面积的SFR要低得多。这些事实表明，银河系内部的核球可能有一个温和的版本，在一些外部盘状星系中看到的核恒星形成环。此外，从相对较小的银河系的核隆起，这被认为是一个持续的恒星形成的CMZ的结果，我们推断，银河系的内部隆起可能有一个较浅的密度轮廓或更强的酒吧在过去的伸长。
2011-06-02 astro-ph.GA
Unveiling the Milky Way dust extinction curve in 3D
本研究利用1.3亿颗恒星的低分辨率光谱，精确测量消光曲线，首次在三维空间以前所未有的细节揭示银河系和麦哲伦云中尘埃性质的分布与变化，并发现吸积与凝聚主导不同密度区域的颗粒生长，恒星形成区消光曲线平坦化可能源于大颗粒循环或超新星激波破坏小颗粒。
2024-07-19 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
The Milky Way Bulge
该综述从观测角度总结银河系中心约2 kpc内核球的三维结构、年龄、运动学与化学性质，并梳理相关历史、争议及局限。
2024-12-02 astro-ph.GA
The Milky Way Project and ATLASGAL: The distribution and physical properties of cold clumps near infrared bubbles
我们提出了一个统计研究的分布和物理性质的冷致密材料和周围的内银河平面近红外气泡编目的银河系项目公民科学家。使用ATLASGAL 870微米调查的数据，我们发现，在研究的调查区域（|l| <= 65度，|b| <= 1度）的所有冷团块中，有48 +/- 2%被发现靠近气泡，25 +/- 2%直接投射到气泡边缘。两点相关性分析证实了大量冷团与膨胀气泡的强相关性。它显示了沿着气泡边缘的高密度团块，这些团块随着气泡尺寸的增加而增加，这表明了星际介质物质是如何通过大质量恒星形成区域周围的气泡膨胀而在大尺度上重新排列的。最高柱密度的团块似乎抵抗膨胀，保持过密朝向气泡的内部，而不是被膨胀边缘扫起。对氨的光谱观测表明，气泡附近的冷尘埃团似乎比现场的尘埃团更密集、更热、更动荡，这为与气泡相关的尘埃团更有可能形成恒星提供了间接证据。这些观察到的物理条件的差异持续超出气泡边缘的区域。
2016-02-22 astro-ph.GA
ATLASGAL: The HCN-IR Star Formation Relation for the Milky Way
University of Kent（肯特大学）；Max-Planck-Institut für Radioastronomie (MPIfR)（马克斯·普朗克射电天文研究所）；Laboratoire d’astrophysique de Bordeaux, Univ. Bordeaux, CNRS（波尔多天体物理实验室，波尔多大学，法国国家科学研究中心）；Institute of Advanced Studies, Nicolaus Copernicus University in Toruń（尼古拉·哥白尼大学托伦高等研究院）；INAF - Istituto di Radioastronomia（意大利国家天体物理研究所射电天文分部）；Argelander-Institut für Astronomie, University of Bonn（波恩大学阿尔兰德天文学研究所）；Department of Physics, University of Bath（巴斯大学物理系）
本研究利用343个银河系团块样本，发现HCN-红外关系斜率比河外星系更陡，且致密团块仅贡献少量光度，表明近邻星系的线性关系源于平均恒星形成效率，而非SFR与致密气体的直接关联。
2026-09-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Modeling the 3D Milky Way using Machine Learning with Gaia and infrared surveys
由于我们的内部观点，对我们的家星系银河系（MW）的观测变得困难。包含约16亿恒星距离的盖亚调查是MW结构的新旗舰，可以与其他大规模红外（IR）调查相结合，以提供银河平面内前所未有的长距离测量。与此同时，在过去的二十年里，机器学习（ML）方法的使用出现了爆炸式增长，这些方法也越来越多地用于天文学。我将首先描述ML分类器的构造，以改进广泛采用的年轻恒星对象（YSO）候选者的分类方案。恒星诞生于稠密的星际环境中，最年轻的恒星没有时间离开它们的形成位置，这是对星际介质致密结构的探索。YSO识别和盖亚距离测量的组合，然后使密集的云结构的三维重建。我们的ML分类器是基于人工神经网络（ANN），并使用斯皮策太空望远镜的红外数据，从给定的例子自动重建YSO分类。在第二部分中，我将提出一种新的方法来重建的三维消光分布的MW基于卷积神经网络（CNN）。CNN使用大规模银河系模型贝桑松银河系模型进行训练，并通过将模型的结果与观测数据进行比较来学习推断灭绝距离分布。该方法能够以100 pc的正式分辨率解析高达10 kpc的远距离结构，并且被发现能够结合2MASS和Gaia数据集，而无需交叉匹配。这种组合预测的结果令人鼓舞，并为未来使用各种数据集的更大组合进行完整的银河系平面预测提供了可能性。
2020-12-13 astro-ph.GA
The Supershell-Molecular Cloud Connection in the Milky Way and Beyond
通过研究超壳层中HI与~（12）CO（J=1-0）的关系，从观测上研究了大尺度恒星反馈在分子云形成中的作用。对两个银河系超壳层的详细秒差距分辨率案例研究表明，这两个物体的分子化水平都有所提高，因此提供了第一个定量观测证据，表明受超壳层活动影响的空间体积中分子云的产生增加。最近对LMC中超巨星壳层的研究结果表明，虽然它们确实有助于将ISM组织成过密结构，但它们对分子云形成的全球贡献仅为~ 10%。
2012-09-30 astro-ph.GA
The Milky Way Nuclear Star Cluster in Context
核星团位于大多数星系的动力中心。它们通常是宿主星系中密度最大、质量最大的星团。在这篇文章中，我将简要介绍我们目前对核星团及其形成的认识。随后，我将介绍银河系中心的核星团，它围绕着巨大的黑洞人马座A*。这个星团是了解核星团的一个独特模板，因为它是我们唯一可以分解成单个恒星的星团。因此，我们可以详细地研究它的结构、动态和种群。我将总结我们目前对银河系核星团的了解，讨论它与其他星系核星团的关系，并指出需要进一步研究的地方。
2010-01-29 astro-ph.GA
The Galactic Center Molecular Cloud Survey. II. A Lack of Dense Gas & Cloud Evolution along Galactic Center Orbits
我们提出了第一个系统的研究中发现的云的密度结构，在一个完整的样本，覆盖所有主要的分子云在中央分子带（CMZ;内$\sim{}200~\rm{}pc$）的银河系。这是通过使用银河系中心分子云巡天（GCMS）的数据而实现的，GCMS是第一个以干涉仪角分辨率解析CMZ中所有主要分子云的研究。我们发现，许多CMZ分子云有异常浅的密度梯度相比，在银河系的其他地区。这可能是云的弱引力结合的结果。由此产生的相对缺乏致密气体的空间尺度$\sim{}0.1~\rm{}pc$可能是原因之一，为什么在致密气体的CMZ的恒星形成（SF）被抑制的一个因素$\sim{}10$相比，太阳附近的云。另一个抑制恒星形成的因素是高SF密度阈值，这可能是由观察到的气体运动学造成的。此外，恒星形成活动和云密度结构有可能在云围绕CMZ运行时系统地演变，但这一点并不确定。
2017-06-08 astro-ph.GA
The Milky Way's Halo and Subhalos in Self-Interacting Dark Matter
我们进行高分辨率的模拟MW类星系的自相互作用的冷暗物质模型的弹性截面超过质量的$1~\rm cm^2/g$（SIDM），并比较模型没有自相互作用（CDM）。我们运行我们的模拟与时间相关的嵌入势，捕捉重子盘和凸起的贡献的影响。嵌入重子势的CDM和SIDM模拟显示出非常相似的主晕轮廓，次晕丰度和径向分布的维里半径。SIDM主晕的中心密度比CDM主晕大，并且没有可辨别的核心，这与没有重子势的情况（核心大小$\sim 7 \, \rm kpc$）形成鲜明对比。在我们的SIDM模拟中，最大质量的subhalos（与$V_{\mathrm{peak}}> 20 \, \rm km/s$），预计将托管经典的卫星星系，具有密度分布，其密度小于半径小于500 pc的CDM类似物，但偏差减小为质量较小的subhalos。在CDM和SIDM模拟中包含重子势的情况下，最大质量的暗晕不会出现“太大而不能倒”的问题。然而，在这两个模拟中，大质量的暗晕中密度最小的暗晕往往具有最小的近心点值，这一趋势在明亮的MW卫星星系中并不明显。
2019-03-04 astro-ph.GA astro-ph.HE
Molecular gas in the inner 500pc of the MilkyWay: violating star formation relations and on the verge of forming extreme stellar clusters
通过HOPS、MALT 90和HiGAL银河系平面巡天，我们正在绘制银河系中致密、恒星形成、分子气体的重要部分。我目前的结果，从两个项目的基础上，这个组合的数据集，即（一）寻找在整个银河系的恒星形成（SF）率的变化作为环境的函数，及（ii）寻找分子云的祖先最极端的（大规模和密集的）星团。我们发现，在银河系内部500 pc的致密气体的每单位质量的SF率是至少一个数量级低于磁盘，直接挑战建议的通用柱/体积密度关系的预测。特别是，1度<1度< 3.5度，|b| < 0.5度的区域包含约1 E7 Msun的致密分子气体-足以形成1000个猎户座状星团-但目前这种气体中的恒星形成率仅相当于猎户座。我提出了一个分子云的后续研究，我们已经研究了项目（ii）的一部分，它也位于银河系内部的500 pc，与银河系的其他人口相比，它显然是极端的。它的质量为1 E5 Msun，半径只有3 pc，几乎没有恒星形成的迹象，似乎是一个类似拱门的星团的祖先。尽管进行了详细的观测跟踪搜索，但这个天体在银河系中似乎仍然是独一无二的，这使得它对于测试大规模团簇形成模型极其重要。
2012-11-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
A New Hybrid Technique for Modeling Dense Star Clusters
“引力百万体问题”是模拟一个自引力、碰撞N体系统在许多弛豫时间内的动力学演化，该系统含有~10^6个粒子，仍然是计算天体物理学的一个主要挑战。不幸的是，目前的技术来模拟这样的系统受到严重的限制。如果直接模拟超过10^5个粒子的N体，可能需要几个月甚至几年的时间才能完成，而轨道采样的蒙特卡罗方法无法充分模拟致密星系团核心的动力学，特别是在存在许多黑洞的情况下。我们已经开发出一种新的技术相结合的精度直接N体积分的速度的蒙特卡罗方法。我们的快速和精确集成动力学代码，快速代码，统计模型之间的相互作用相邻的恒星和恒星双星，同时直接集成的恒星或黑洞的轨道在集群核心。这使我们能够在一个真实的球状星团环境中精确地模拟黑洞的动力学，而不需要进行繁琐的N体积分的N^2标度。我们比较了RAPID模型的理想化球状星团相同的模型从直接N体和蒙特卡罗方法。我们的测试表明，RAPID可以再现半质量半径，核心半径，黑洞弹射率，和二进制属性的直接N体模型更准确地比标准的Monte Carlo积分，同时保持显着快于一个完整的N体积分。有了这项技术，将有可能创造出更真实的银河系球状星团模型，并有足够的速度来探索致密星团的全部参数空间。
2018-11-13 astro-ph.GA astro-ph.IM
The Dense Stellar Systems Around Galactic Massive Black Holes
星系的中心区域显示出大质量黑洞和/或致密恒星系统的存在。关于其形成方式的问题仍在争论中。对于螺旋星系和椭圆星系中中心致密恒星系统的形成，一个可能的解释是基于星系中心区域的大质量球状星团由于动力学摩擦引起的动能耗散而产生的轨道衰变。它们的合并导致了一个核星团的形成，就像银河系一样，那里也存在一个巨大的黑洞（Sgr A*）。实际上，高精度的N体模拟（Antonini，Capuzzo-Dolcetta et al. 2012，ApJ，750，111）显示出与银河系核团观测特征的良好拟合，为所引用的“迁移”模型提供了进一步的可靠性，用于在星系内部区域形成致密系统。
2013-02-11 astro-ph.CO 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
Seeding the formation of cold gaseous clouds in Milky Way size halos
我们使用一个最高分辨率的宇宙学SPH模拟到目前为止，证明冷气体云形成银河系大小的星系。我们进一步探索机制负责其形成，并表明，大部分的云起源于晚时间的“冷模式”吸积的结果。在这里，仍然比周围的晕气体更冷和更密集的细丝不能直接连接到星系，因为它们在高红移时可以直接连接到星系，而是容易受到冷却和瑞利-泰勒不稳定性的联合作用，在中间半径的晕内导致冷，致密的压力限制云的产生，没有相关的暗物质成分。这个过程是通过热的晕气体和晕形成期间的膨胀激波对进入的细丝的压缩来帮助的。与以前的模型不同，我们的机制直接从具有大量局部超密度的气体中播种云，并为云复合体的起源提供了一个通道。这些云稍后会“下雨”到星系上，为恒星的形成提供燃料。由于细丝的截面相对较大，气体携带的净角动量也较大，因此这些云将分布在星系周围的一个适度平坦的区域。
2009-07-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Linking Dense Gas from the Milky Way to External Galaxies
在对65个星系的观测中，Gao & Solomon（2004）发现红外光度（$L_{\rm{IR}}$，恒星形成速率的替代物）和HCN（1-0）光度（$L_{\rm{HCN}}$）之间存在紧密的线性关系。Wu et al.（2005，2010）发现，这种关系从这些星系延伸到亮度低得多的银河系分子高质量恒星形成团块（$\sim$ 1 pc尺度），并假设存在一个特征比率$L_{\rm{IR}}$ / $L_{\rm{HCN}}$的高质量恒星形成团块。星系的高-所罗门关系可以解释为大量高质量恒星形成团块的总和，导致星系的$L_{\rm{IR}}$ / $L_{\rm{HCN}}$比率相同。我们使用高密度示踪剂（包括HCN（1-0）、N $_2$ H $^+$（1- 0）、HCO $^+$（1-0）、HNC（1 - 0）、HC $_3$ N（1 - 0 -9）和C $_2$ H（1-0））对毫米天文遗产小组90 GHz（MALT 90）巡天的$\sim$ 300个银河系团块进行了测试，以验证这种解释和高-所罗门关系的其他可能起源。MALT 90数据表明，星系中的Gao-Solomon关系不能用望远镜光束中大量高质量团块的混合来满意地解释。这些团块不仅在$L_{\rm{IR}}$ / $L_{\rm{HCN}}$比率上有很大的散射，而且需要太多的高质量团块才能解释银河系的IR和HCN光度。我…
2016-06-01 astro-ph.GA
Anisotropy in the carbon monoxide (CO) line emission across the Milky Way's disk
Department of Astronomy, University of Massachusetts, Amherst（马萨诸塞大学阿默斯特分校天文学系）；Laboratoire AIM, Paris-Saclay, CEA/IRFU/SAp - CNRS - Université Paris Diderot（巴黎-萨克雷天文信息实验室 (CEA/CNRS/巴黎第七大学)）；Universität Heidelberg, Zentrum für Astronomie, Institut für Theoretische Astrophysik（海德堡大学天体物理中心理论天体物理研究所）；Universität Heidelberg, Interdiszipliäres Zentrum für Wissenschaftliches Rechnen（海德堡大学跨学科科学计算中心）；Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics（哈佛-史密森尼天体物理中心）；Radcliffe Institute for Advanced Studies at Harvard University（哈佛大学拉德克利夫高等研究院）；Dipartimento di Fisica, Università di Roma Tor Vergata（罗马托尔维加塔大学物理系）；SUPA, School of Physics and Astronomy, University of St Andrews（圣安德鲁斯大学物理与天文学学院 (SUPA)）；École Polytechnique Fédérale de Lausanne, Observatoire de Sauverny（洛桑联邦理工学院索弗尼天文台）
研究发现银河盘面内CO线发射呈现各向异性，与HI发射的取向相反，可能由中性面压力降低和超新星反馈作用导致。
2025-04-04 astro-ph.GA
Fast estimation of orbital parameters in Milky-Way-like potentials
银河系中恒星的轨道参数，如离心率和最大垂直偏移，是了解其动力学和演化的重要工具，但这些参数的计算通常依赖于计算昂贵的数值轨道积分。我们提出并测试了一个快速的方法来估计这些参数使用的Stäckel软糖的应用程序，以前用于估计的作用角变量。我们表明，该方法是高度准确的，在$<1\%$的水平偏心率，在大范围的相关轨道和不同的银河系的潜力，并证明其有效性，通过估计的偏心率分布的RAVE-TGAS数据集，并比较它从轨道积分。使用该方法，轨道特性的$\sim 7$百万$\textit{Gaia}$ DR 2星径向速度测量计算与Monte Carlo采样误差在$\sim 116$小时的并行CPU时间，在一个速度，我们估计是$\sim 3$到$4$数量级快于使用数值轨道积分。我们证明使用这个目录，$\textit{Gaia}$ DR 2样本在太阳附近的大范围的轨道，下至那些与$r_\mathrm{peri} \lesssim 2.5$千秒差距，并到$r_\mathrm{ap} \gtrsim 13$千秒差距。我们还表明，轨道参数空间中存在的许多功能有一个低的平均值$z_\mathrm{max}$，这表明它们可能导致磁盘动力学效应。
2018-08-29 astro-ph.GA astro-ph.IM
MOONS Surveys of the Milky Way and its Satellites
对银河系和其他本星系群中已解析的恒星星族的研究可以为我们提供数十亿年时间尺度上它们的化学动力学和恒星形成历史的化石记录。在银河系及其卫星的星系组成部分和恒星系统中，可以分辨出单个恒星。因此，它们代表了一个独特的实验室，在其中研究盘状和矮/不规则星系形成和演化背后的过程细节。VLT的MOONS代表了高效红外多目标摄谱仪和大口径8米级望远镜的独特组合，该望远镜将对银河系及其卫星密集中心区域的冷恒星星族进行采样，在其寿命期间为数百万颗恒星提供准确的径向速度，金属丰度和其他化学丰度（见Cirasuolo等人，本期）。MOONS将在光学和近红外（0.6-1.8微米）的25弧分视场内同时观察多达1000个目标。设计了H波段高分辨率（R~19700）装置，用于精确测定α、光、铁峰和中子俘获元素等恒星丰度。
2020-09-01 astro-ph.GA astro-ph.IM
Dense gas and star formation in the Outer Milky Way
本文利用德令哈望远镜观测外银河系9个分子云的HCN和HCO$^+$谱线，揭示其致密气体具有低密度、光学薄等特性，并发现该区域致密气体与恒星形成相关性较差。
2023-06-08 astro-ph.GA
Probing Dark Matter Spike with Gravitational Waves from Early EMRIs in the Milky Way Center
本文研究银河系中心早期极端质量比旋近中暗物质动力学摩擦对引力波谱的影响，发现其可能导致低频抑制、高频增强的可检测偏差，从而为LISA和Taiji等空间引力波探测器提供暗物质探测新途径。
2025-06-03 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Synthetic Gaia surveys from the FIRE cosmological simulations of Milky Way-mass galaxies
随着盖亚数据发布2，天文学界正在进入一个对银河系进行多维调查的新时代。我们银河系的这种新相空间观点需要新的工具来比较观测结果和宇宙学背景下银河系质量的模拟，以测试暗物质和星系形成的物理学。我们提出ananke，一个框架，用于生成合成相空间调查从高分辨率重子模拟，并使用它来生成一套合成调查类似盖亚DR 2的数据结构，震级限制，和观测误差。我们使用三个宇宙学模拟牛奶路质量星系从Latte套件的反馈在现实环境（火）项目，其功能自洽集群的恒星形成致密的分子云和薄恒星/气体盘在现场宇宙学晕卫星矮星系和恒星晕。我们从每个模拟中选择三个太阳视角来生成九个合成的类盖亚调查。我们通过假设每个恒星粒子（质量为7070 $M_{\odot}$）代表一个单一的恒星星族来对合成恒星进行采样。在每一个观点，我们计算尘埃消光模拟气体金属丰度分布和应用一个简单的误差模型，以产生一个合成的盖亚类调查，包括观测属性和指针生成的恒星粒子。我们在$z = 0$为每个模拟星系提供完整的模拟快照。我们描述了数据访问点、数据模型和未来升级的计划。这些综合调查为科学界测试分析方法和解释盖亚数据提供了工具。
2020-03-19 astro-ph.GA astro-ph.IM
Milky Way Subsystems from Globular Clusters Kinematics Using Gaia DR2 and HST Data
我们采用Vasiliev（2019）的151个银河系球状星团的Gaia DR 2自行，结合距离和视线速度来推导它们的运动学性质。为了将星系团分配给银河系厚盘，凸起和晕，我们遵循Posti等人（2018）的方法，他们使用恒星的轨道区分不同的银河系恒星成分。特别是，我们使用的比率$L_{z}/e$，的$Z$投影的角动量的偏心率，人口示踪剂，我们补充从文献和蒙特卡罗模拟中提取的化学丰度。我们发现20个球状星团属于银河系的棒/凸起，35个表现出盘的性质，96个是晕的成员。此外，我们还发现晕状球状星团的自转速度接近于零，平均值为$<Θ>$ =1 $\pm$ 4 km s $^{-1}$ .另一方面，样品的集群，属于厚盘具有显着的旋转与平均旋转速度179 $\pm$ 6公里s $^{-1}$。20个球状星团在银河系的棒/球区域内运行，平均自转速度为49 $\pm$ 11 km s $^{-1}$。
2020-04-28 astro-ph.GA
Search for Interstellar LiH in the Milky Way
我们报告的结果，灵敏的搜索443.952902 GHz的$J=1-0$过渡的LiH分子向两个星际云在银河系中，W49 N和Sgr B2（主），已进行了使用阿塔卡马探路者实验（APEX）望远镜。在W49 N方向获得的结果将LiH丰度的上限$1.9 \times 10^{-11}\, (3σ)$（$N({\rm LiH})/N({\rm H}_2)$）置于前景中，扩散分子云沿着视线到达W49 N，相当于太阳系锂丰度的0.5%。那些朝向Sgr B2（Main）获得的数据将$N({\rm LiH})/N({\rm H}_2) < 3.6 \times 10^{-13} \,(3σ)$的丰度限制在Sgr B2云本身内的致密气体中。这些限值远小于先前报告的$z=0.685$吸收剂对B0218+357的LiH试探性检测所暗示的限值。
2017-02-10 astro-ph.GA
Milky Way Kinematics. II. A uniform inner Galaxy HI terminal velocity curve
利用VLA银道面巡天的氢原子数据，我们测量了银河系第一象限氢原子终极速度随经度的变化。我们使用这些数据，加上我们以前的工作，银河系第四象限，产生一个密集的采样，均匀测量，南北银河系之间的旋转曲线$3~{\rm kpc} < R < 8~{\rm kpc}$。我们为第一和第四象限确定了一个新的关节旋转曲线拟合，这与我们在McClure-Griffiths \& Dickey（2007）中发表的拟合一致，并且可以用于估计太阳圈内部的运动学距离。旋转曲线中的结构现在被精确地定义，在$\sim 200$ pc的长度上显示出显著的速度结构，这比旋转曲线的空间分辨率大得多。此外，即使在减去圆形旋转拟合之后，第一和第四象限的旋转曲线的形状也显示出与$4.2 < R < 7$ kpc之间的大致正弦图案的惊人程度的相关性。
2016-08-12 astro-ph.GA
8 in 10 Stars in the Milky Way Bulge Experience Stellar Encounters Within 1000 AU in a Gigayear
银河系凸起是一个动荡的密集空间区域，挤满了恒星，它们之间的距离远小于太阳附近的恒星。在这种环境中，近距离恒星相遇的频率和接近程度的量化决定了物质的交换，行星轨道的破坏以及消毒能量事件的威胁。我们目前估计遇到率的恒星在银河系的隆起发现使用数值和分析方法相结合。通过对具有不同轨道能量和角动量的膨胀恒星的轨道进行积分，以找到它们随时间的位置，我们能够估计出恒星应该经历多少次近距离的恒星相遇，作为轨道形状的函数。我们确定，大约80%的膨胀恒星在1000 AU内遇到，一半的膨胀恒星将有超过35次这样的遭遇，都超过了10亿年。我们的工作对银河系凸起中行星的长期生存能力有着有趣的影响。
2020-04-30 astro-ph.GA
What does lie at the Milky Way centre? Insights from the S2 star orbit precession
最近已经证明，一个经典的史瓦西黑洞（BH）和一个位于银河系中心的自引力费米暗物质（DM）的密集聚集，可以解释围绕SgrA* 运行的S星的精确天体测量数据（位置和径向速度）。这一结果包含了17颗分辨率最好的S星，并包括了广义相对论效应的测试，例如S2星的引力红移。此外，DM模型还具有另一个显著的结果：费米子的致密核心是DM的连续密度分布的中心区域，其稀释晕解释了银河系的旋转曲线。在这封信中，我们通过分析两种模型中S2星轨道的相对论近心点进动来补充上述发现。虽然史瓦西BH方案预测了S2的独特进旋，但在DM方案中，它可以是逆行或进旋，具体取决于S2轨道内封闭的DM质量的量，而这又是DM费米子质量的函数。我们表明，所有目前和公开可用的数据S2不能区分这两个模型，但即将到来的S2天体测量接近下一个远心通道可能会建立，如果SgrA* 是由一个经典的BH或量子DM系统。
2021-09-22 astro-ph.GA
The ISM in distant star-forming galaxies: Turbulent pressure, fragmentation and cloud scaling relations in a dense gas disk at z=2.3
我们使用IRAM Plateau de Bure干涉仪和扩展甚大阵获得了z=2.32的透镜状恒星形成星系SMMJ 2135 -0102中CO（6-5）和CO（1-0）发射的高分辨率地图。气体的运动学可以用一个旋转支撑的圆盘模型很好地描述，该圆盘的倾斜校正旋转速度为v_rot = 320+/-25 km/s，旋转支撑与色散支撑之比为v/sigma=3.5+/-0.2，动力学质量为6.0+/-0.5x10^10Mo，半径为2.5kpc。该盘具有Toomre参数Q=0.50+/-0.15，表明气体将在LJ ~ 400 pc尺度上迅速碎裂成大质量团簇。我们确定在这些尺度上的恒星形成区域，并表明它们是10倍的密度比那些在静止的环境中在本地星系，并显着抵消当地的分子云尺度关系（拉森关系）。与局部分子云线宽-尺寸标度关系相比，大的偏移意味着超音速湍流应该在比银河系运动学静止ISM小100倍的尺度上保持主导地位，而SMMJ 2135中的分子气体预计在所有尺度上比银河系中的分子气体密度高50倍。这很可能是由于我们在星际介质（ISM）中测量到的高外部流体静压P_tot/kB ~（2+/-1 x10 ^7 K/cm 3）。在这样一个高度湍流的ISM中，引力坍缩（和恒星形成）的亚音速区域将具有高得多的临界密度，n_crit>=10^8/cm 3，比银河系静止的ISM高出约1000倍。
2011-10-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
The tilting rate of the Milky Way's disc
我们目前的倾斜率银河系（MW）在$Λ$冷暗物质宇宙流体动力学模拟，并比较这些与预测的倾斜率探测极限的{ \it盖亚}卫星$0.28\degrees$陀螺$^{-1}$。我们首先确定星系的质量相当于MW（$9 \times 10^{11} \le M_{200} \le 1.2 \times 10^{12} \Msun $），并考虑之间的倾斜率$z=0.3$和$0$。该样品产生$7.6\degrees \pm 4.5\degrees$ Gyr $^{-1}$的倾斜率。我们进一步限制我们的样本，以排除在同一时间内具有高恒星吸积的任何星系。我们仍然发现了显著的倾斜，平均倾斜率为$6.3\degrees$ Gyr $^{-1}$。两个子样本的倾斜率显著高于{ \it Gaia}的预测检测限。我们表明，我们的星系样本涵盖了广泛的环境，包括一些类似的MW的。我们发现，星系在密集的地区倾斜率较高，然后星系在较低密度的地区。我们还发现热气体日冕的角度失调之间的相关性，和倾斜率。{ \it Gaia}很可能能够直接测量MW中的倾斜。这样的探测将对MW的环境提供一个重要的约束，包括气体冷却到盘上的速度，其暗物质晕的形状和方向，以及大麦云云的质量。相反，未能检测到倾斜可能表明MW处于非常安静的配置。
2017-06-20 astro-ph.GA
A Unified Microscopic-Macroscopic Monte Carlo Simulation of Gas-Grain Chemistry in Cold Dense Interstellar Clouds
首次报道了冷星际云中气体-颗粒化学的统一的微观-宏观蒙特卡罗模拟，其中气相和颗粒表面化学均采用随机技术模拟。表面化学模拟与微观蒙特卡罗方法，其中化学发生在一个最初的平面上。表面化学网络由29个反应所引发的吸积物种H，O，C，和CO。四种不同的模型运行不同的，但均匀的物理条件，包括温度，气体密度，和扩散势垒解吸能量比。随着时间的增加，冰冷的星际地幔开始生长。我们的方法使我们能够确定冰的形态，逐层，作为时间的函数，并确定单个分子的环境或环境。我们计算出的丰度可以与冰和气相物种的观测结果以及其他模型的结果进行比较。
2012-09-25 astro-ph.EP astro-ph.GA
Dense cloud cores revealed by CO in the low metallicity dwarf galaxy WLM
了解恒星的诞生需要观测它们形成的云。这些云是致密的，自引力的，在所有现有的观测中，它们是分子的，H_2是主要的物种，CO是最好的可用示踪剂。当碳和氧的丰度比氢低，尘埃的不透明度也低时，如在原始星系和本地矮不规则星系中，CO形成缓慢，容易被破坏，因此它很难在稠密的云中积累。在这里，我们报告的CO云的干涉观测的本地组矮不规则星系沃尔夫-Lundmark-Melotte（WLM），它的金属丰度是13%的太阳值和50%低于以前的CO检测阈值。与周围的原子包层和H_2包层相比，这些云很小，但它们具有典型的银河系CO云的密度和柱密度。正常的CO密度解释了为什么在矮不规则星系中形成的星团与在巨螺旋星系中形成的星团具有相似的密度。低质量的云表明，这些星团也将是低质量的，除非发生一些星系级的压缩，例如来自宇宙云或其他星系的撞击。如果银河系晕中的大质量贫金属球状星团像人们普遍认为的那样形成于矮星系中，那么它们很可能是由这样的撞击引发的。
2016-03-15 astro-ph.GA
Evolution of the grain size distribution in Milky Way-like galaxies in post-processed IllustrisTNG simulations
我们通过对IllustrisTNG宇宙学流体动力学模拟进行后处理，模拟了类银河系星系中的尘埃演化，以预测尘埃与气体的比例和粒度分布。我们对待颗粒大小依赖的尘埃生长和破坏过程中使用64箱离散粒度演化模型，没有空间解决每个星系。我们的模型广泛地再现了观测到的尘埃-金属丰度标度关系在附近的星系。在$z\gtrsim 3$，粒度分布以大颗粒为主，而在$z\lesssim 2$，小颗粒的丰度因破碎和堆积（尘埃生长）而迅速增加。在$z\sim 1$处，粒度分布接近所谓的MRN分布，但在$z<1$处出现大颗粒丰度的抑制。根据计算的颗粒大小分布和颗粒组成，我们还计算了每个银河系类似物的消光曲线的演变。在$z>2$的消光曲线最初是平坦的，并在$1/λ< 6~\rm μm^{-1}$的$z\lesssim 1$与银河系消光曲线一致。然而，我们的模型预测的典型消光曲线在短波长处的斜率比在银河系中观察到的要陡。这是由于我们的TNG银河系类似物中气相金属含量的低红移下降和致密气体部分抑制了通过凝聚形成大颗粒。
2020-11-27 astro-ph.GA
The Sheet of Giants: Unusual Properties of the Milky Way's Immediate Neighbourhood
我们量化的形状和过密的星系分布在“本地片”内的$R=8$ Mpc的球体，并比较这些属性与期望的$Λ$ CDM模型。我们测量椭球轴比的$c/a\approx0.16$和$b/a\approx0.79$，表明在本地体积的星系的分布可以近似由一个扁平的扁椭球体，与以前的研究中指出的“片”状配置一致。与以前的估计，本地片有一个密度接近平均值，我们发现，在本地体积的微弱和明亮的星系的数密度是$\approx1.7$和$\approx5.2$倍，分别比平均数密度相同的光度的星系。与模拟结果的比较表明，$8$ Mpc中亮星系和暗星系的数密度对比单独使局部体积成为$Λ$ CDM宇宙学中的一个$\approx 2.5σ$离群值。我们的研究结果表明，银河系的宇宙邻域可能是不寻常的类似光度的星系。我们附近的特殊性质对银河系和其他邻近星系性质的影响尚未被理解，需要进一步研究。
2020-03-28 astro-ph.GA
The connection between the host halo and the satellite galaxies of the Milky Way
银河系的暗物质晕的许多性质，包括其质量组装历史，浓度和晕下人口，仍然缺乏约束。我们探索这些属性的银河系和它的卫星星系人口之间的联系，特别是麦哲伦云的存在的银河系晕的属性的含义。利用一套高分辨率的$N$ -体模拟方法对最终Mvir ~ 10^{12.1}Msun的银河系质量晕进行了模拟，发现类麦哲伦云卫星的存在与宿主晕的组装历史、浓度和晕下的人口数密切相关，因此具有麦哲伦云的银河系质量晕系统具有较低的浓度，更快的近期吸积，比相同质量的典型光环质量更大。使用灵活的半解析星系形成模型，调整到重现银河系的经典矮星系与马尔可夫链蒙特卡罗的恒星质量函数，我们表明，采用主机晕不同的质量组装历史和浓度，可以导致不同的最佳拟合模型的星系形成物理，特别是反馈的强度。这些偏差的出现是因为麦哲伦云的存在增加了高质量暗晕的总体数量，因此需要不同的恒星质量与晕质量比来匹配数据。这些偏见也导致显着差异的质量-金属丰度关系，低质量卫星的运动学，与麦哲伦云相关的小卫星的数量计数，以及银河系本身的恒星质量。因此，对这些星系性质的观测可以对银河系晕的性质提供有用的约束。
2016-07-27 astro-ph.GA
Heating of Milky Way disc Stars by Dark Matter Fluctuations in Cold Dark Matter and Fuzzy Dark Matter Paradigms
虽然在宇宙学尺度上非常成功，但冷暗物质（CDM）模型预测了矮星系中未观测到的过密“尖点”，并高估了它们的形成速率。我们考虑一个超轻的轴子一样的标量玻色子，承诺在银河系尺度上减少这些观测的差异。该模型被称为模糊暗物质（FDM），通过宏观量子压力避免了尖点，抑制了小尺度能量，并延迟了星系形成。我们比较的超轻轴子组成的银河系暗物质晕的子结构和密度波动的传统CDM的结果。除了自引力子晕外，FDM还包括由量子干涉图案形成的非维里化过密小波，这是星系盘的有效热源。我们发现，在太阳附近，小波加热是足够的，以使最古老的磁盘恒星的速度色散$\sim 30 \: \mathrm{km} \: \mathrm{s}^{-1}$在哈勃时间内，如果能量不从光盘丢失，速度色散增加与恒星年龄为$σ_D \propto t^{0.4}$与观测。此外，我们计算的半径依赖的速度色散和相应的规模高度所造成的加热的动力学子结构在CDM和FDM的确定，这些影响将产生一个耀斑，终止银河系光盘在$15 - 20 \: \mathrm{kpc}$。虽然加厚盘的来源是未知的，加热由于扰动所造成的黑暗的子结构不能超过总盘速度色散。因此，这项工作提供了$m_a > 0.6 \times 10^{-22} \mathrm{eV}$的FDM颗粒质量的下限。此外，FDM小波与此颗粒质量应被认为是一个可行的机制，产生所观察到的光盘增厚随时间的…
2019-02-21 astro-ph.GA
