Galactic Halos and rotating bosonic dark matter
本文研究旋转玻色子暗物质晕作为星系暗物质候选者，分析Einstein-Klein-Gordon星和Proca星模型对星系旋转曲线的影响，提出其可解释矮星系和旋涡星系中轨道速度平坦化及物质缺失问题。
2025-03-11 astro-ph.GA gr-qc hep-th
Stellar Bars in Counter-Rotating Dark Matter Halos: The Role of Halo Orbit Reversals
盘星系可以与其宿主暗物质（DM）晕交换角动量和重子。这些晕具有内部自旋，“旋”，这是微不足道的旋转，但影响重子和DM组件之间的相互作用。虽然目前还没有星系中逆时针和逆时针旋转晕的统计数据，但这种晕的存在对星系演化很重要。在以往的工作中，我们分析了在旋晕中恒星棒的动力学和长期演化以及DM对棒扰动的响应，发现棒和DM晕轨道之间的共振相互作用对它进行了修正。在目前的工作中，我们遵循恒星酒吧逆行晕的演变。我们发现，这种演变与文献中讨论的刚性无反应晕的演变有很大不同。首先，我们确认，酒吧不稳定性延迟逐步沿逆行的“λ”序列。第二，在逆行晕酒吧的演变也不同于在逆时针晕，在酒吧继续大幅增长超过10 Gyr的模拟时间。DM的反应也大大弱于这种反应的晕圈。第三，通过对DM轨道结构的轨道谱分析，我们发现了一种我们称之为轨道反转的现象-当逆行DM轨道与恒星棒相互作用时，它们的流动和岁差发生逆转，变成逆行DM轨道。这一过程控制了棒附近的内晕区域，并允许这些轨道被棒捕获，从而提高了由内林德布拉德共振传递角动量的效率。我们在一些例子中明确地证明了这种逆转过程。
2019-09-05 astro-ph.GA
Rotating baryonic dark halos
星系晕对于我们理解扰动谱中的暗物质性质和原始非高斯性具有重要意义，扰动谱是产生今天观测到的宇宙学波动的物理机制的有力判别。在本文中，我们分析了{ \it普朗克}的数据对星系M104（草帽），发现在微波温度的不对称性，从银河系中心延伸到约$1 \degr$。这种频率无关的不对称性是一致的，由于银河系旋转的多普勒效应引起的，我们发现一个概率小于约$0.2\%$，这是由于随机波动的微波背景。此外，{ \it Planck}数据表明M104星系晕的动力学相对复杂，这似乎与以前的研究一致。鉴于我们以前对附近星系暗晕的分析，这一发现证实了该方法在揭示和绘制相对邻近的边缘星系周围暗晕方面的效率。
2019-08-21 astro-ph.GA
The Rotating Bulge and Halo in the Milky Way: Evidence of Angular Momentum Transferred from the Decelerating Bar
本研究利用神经网络识别百万级旋转恒星，并通过含减速棒的试验粒子模拟证明其角动量来自中心棒转移。
2025-06-15 astro-ph.GA
An HI study of NGC 3521 - a galaxy with a slow-rotating halo
本文介绍了作为HI邻近星系巡天的一部分，用VLA对邻近旋涡星系NGC 3521的HI线观测的研究结果。在HI数据立方体中，明显可见的是存在扩散和缓慢旋转的异常HI分量。数据立方体被动态分解为规则和异常HI分量。据估计，异常HI的质量为M_HI=1.5 × 10^9 Msun，占HI总质量的20%。标准HI数据产品和旋转曲线为每个动态组件。在圆周旋转速度方面，发现异常HI滞后于规则HI约25 - 125 km/s。生成三维模型并用于确定异常HI的可能位置。结果强烈表明，它分布在一个厚盘的规模高度为几个千秒差距（~3.5千秒差距）。结论是NGC 3521中的异常HI构成了缓慢旋转的晕气体成分，与其他邻近星系的类似发现一致。对异常HI径向分布的研究表明，它在空间上与恒星形成率最高的恒星盘内部区域一致。它很可能是一个星系喷泉，将气体从星系盘沉积到晕中。
2013-12-09 astro-ph.GA
Evolution of subhalo orbits in a smoothly-growing host halo potential
暗物质（DM）的轨道参数在决定其质量损失率和宿主晕内的整体空间分布中起着至关重要的作用。在宇宙学模拟中，晕的增长是由相对平滑的吸积和更剧烈的合并共同作用的结果，这两个过程都会改变晕下的轨道。要隔离的影响，顺利增长的主机晕从其他相关机制，我们研究subhalo轨道演化的数值计算中，subhaloes被建模为无质量粒子轨道随时间变化的球势。我们发现，在前几个轨道的subhalo轨道的径向作用减少，表明在此阶段的主机晕的增长的响应是不绝热的。在这个阶段，次晕轨道可以缩小$\sim$ 1.5倍。随后，径向作用被很好地保持，轨道收缩减慢。我们提出了一个精确描述轨道演化的模型。鉴于这些结果，我们认为在高分辨率的宇宙学模拟中确定的subhaloes人口的空间分布。我们发现，这与在z < 3时吸积的人口是一致的，这表明任何早期吸积的subhaloes在模拟中都没有得到解决。我们还讨论了潮汐剥离作为NGC 1052-DF 2的形成方案，这是一个非常缺乏DM的超扩散星系，并发现如果它的祖先足够早地吸积，z > 1.5，它的预期DM质量可能与观测限制一致，尽管它仍然是一个相对罕见的物体。
2021-02-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Slowly rotating Bose Einstein Condensate galactic dark matter halos, and their rotation curves
如果暗物质是由大质量玻色子组成的，那么在宇宙演化过程中一定发生过玻色-爱因斯坦凝聚过程。因此，银河系的暗物质可能是一种凝聚体，其特征是强烈的自相互作用。我们考虑了旋转对玻色-爱因斯坦凝聚体暗物质晕的影响，并研究了旋转如何影响它们的天体物理性质。为了描述凝聚体，我们使用Gross-Pitaevskii方程，和Escheras-Fermi近似，预测多方指数$n=1$的多方状态方程。通过假设晕为刚体转动，利用Gross-Pitaevskii方程的流体力学表示，得到了描述转动凝聚体密度分布的基本方程。我们得到了凝聚态暗物质密度的一般解，并分别导出了质量分布、边界（半径）、势能、速度色散、切向速度以及对数密度和速度斜率的一般表达式。在一阶近似下，在慢旋转的假设下，得到了半径、质量和切向速度的显式表达式。为了将我们的结果与观测结果进行比较，我们分别用12个矮星系和银河系的数据拟合了在旋转的玻色-爱因斯坦凝聚体暗晕中运动的大质量测试粒子的切向速度的理论表达式。
2018-04-22 astro-ph.GA gr-qc hep-th
A two-phase model of galaxy formation: IV. Seeding and growing supermassive black holes in dark matter halos
Nanjing University（南京大学）；Key Laboratory of Modern Astronomy and Astrophysics, Nanjing University, Ministry of Education（南京大学现代天文与天体物理教育部重点实验室）；University of Science and Technology of China（中国科学技术大学）；Department of Astronomy, University of Massachusetts, Amherst（美国马萨诸塞大学阿默斯特分校天文学系）
本文提出一个理论框架，研究在暗物质晕的组装历史中播种和生长超大质量黑洞的过程，通过核爆发和合并等机制，探讨黑洞与星系的共同演化。
2026-11-06 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Using Lithium and Beryllium to Study Structure and Evolution of Rotating Stars: Spite Plateau of Halo Stars
School of Physics and Astronomy, Beijing Normal University（北京师范大学物理与天文学院）；International Centre of Supernovae, Yunnan Key Laboratory of Supernova Research, Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院云南天文台超新星国际研究中心、云南省超新星研究重点实验室）；Key Laboratory of Optical Astronomy, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台光学天文重点实验室）
通过旋转模型解释晕星锂高原，揭示锂耗尽与恒星演化过程的关系。
2026-02-26 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
First resolved stellar halo kinematics of a MW-mass galaxy outside the Local Group: A flat counter-rotating halo in NGC 4945
本研究利用MUSE光谱与HST成像数据，首次对本星系群外银河系质量星系NGC 4945的恒星晕进行了分解析动力学测量，发现其沿主轴34.6 kpc处存在反向旋转且源于吸积的恒星晕，确立了测量近邻星系恒星晕速度场的新技术。
2024-06-25 astro-ph.GA
Accelerated phase-mixing in the stellar halo due to a rotating bar
在星系合并中，恒星潮汐地从卫星星系剥离并吸积到宿主星系上，经历相混合并在相空间中形成细粒结构。然而，这些脆弱的结构可能会在随后的星系演化中被破坏，特别是在合并完成后出现的旋转棒。在这项工作中，我们调查的生存性相空间结构中存在的酒吧。我们发现，一个酒吧的振幅和模式的速度类似的银河系将模糊和破坏大量的子结构，由粒子的近心半径可比的酒吧长度。虽然这似乎与最近在\textit{Gaia} DR 3数据中发现的相空间人字形有矛盾，但当应用与观测相同的分析程序时，我们模拟中最突出的人字形仍然可以恢复。此外，平滑效应在角动量与条形图速度符号相反的恒星群体中不太明显。
2023-03-03 astro-ph.GA
Inverse mass cascade in dark matter flow and effects on halo deformation, energy, size, and density profiles
反质量级联是自引力无碰撞暗物质流（SG-CFD）中间统计定态的一个重要特征。本文主要讨论质量级联对晕能量、动量、色散、尺寸和密度的影响。具有快速质量吸积的晕有一个膨胀的核心。质量级联形成一个新的质量层，使原始晕变形，并引起非零径向流（核心向外，外部向内）。向内/向外的流动导致等温轮廓中不存在的额外长度尺度（尺度半径）。对于快速生长的晕，可以推导出晕浓度c=3.5。对于尖点核心的争议，提出了一个双幂律密度作为非零径向流的结果。内/外密度分别由晕变形速率和晕生长控制。中心变形越慢，密度越陡。对于快速生长的晕，中心的径向流只是哈勃流，导致中心核的存在。质量级联导致非零晕表面能/张力和径向流动，增强了外部区域的色散。由于晕圈表面能的存在，获得了有效重力指数$n_e$ =-1.3（而不是-1）。晕圈大小服从几何布朗运动和对数正态分布。粒子的布朗运动在不断发展的晕导致福克-普朗克方程的粒子分布，这是依赖于径向和渗透流。基于一个简单的渗透流模型，给出了颗粒分布的完整解。所提出的模型同意N体模拟的各种晕群的大小。在中心定义参考压力/密度，可以建立相对压力/密度的状态方程。压力，密度，和分散在晕中心。核心大小$x_c$得到的哈勃流占主导地位。简单的封闭提出了自洽晕密度。
2022-06-17 astro-ph.CO astro-ph.GA physics.flu-dyn
Effects of Inner Halo Angular Momentum on the Peanut/X-shapes of Bars
宇宙学模拟表明，围绕重子盘的暗物质晕具有很宽的角动量范围，可以用自旋参数（$λ$）来测量。在这项研究中，我们带出的重要性，内角动量（$<$ 30千秒差距），测量的晕自旋参数，长期的演变酒吧使用N体模拟。我们已经改变了晕旋转参数$λ$从0到0.1的同向旋转（逆时针）旋转晕和一个反向旋转（逆行）晕旋转（$λ$ =-0.1）相对于磁盘。我们报告说，随着晕自旋的增加，屈曲也被触发更早，其次是第二个屈曲阶段在高自旋晕模型。第二次屈曲的时间尺度明显长于第一次屈曲。我们发现，在我们所有的模型，这提供了新的见解内晕角动量的作用，不像以前的研究屈曲后，酒吧的强度并没有显着降低。此外，在长期演化阶段，屈曲杆仍然可以传递显着的角动量给晕，但它减少增加晕自旋。在长期的演变阶段，酒吧的强度增加，饱和到几乎相等的值，所有的模型，无论晕旋转和旋转的意义上的磁盘。与非旋转晕相比，在内部区域具有更高角动量的高自旋晕中，最终的方形/花生形状更明显（$\sim$ 20 $\%$）。我们解释我们的结果与角动量之间的磁盘和晕交换。
2022-10-26 astro-ph.GA
The galaxy - halo connection in low mass halos
星系的性质随其母体暗物质晕的质量而系统地变化。这个基本的星系晕连接显示了相当数量的散射，其起源还没有完全了解。在这里，我们研究晕组装历史的差异如何影响中心星系在低质量（M_halo < 10^12 M_sun）晕z=2-6的帮助下的MassiveFIRE宇宙学模拟套件。在以前的作品，领带星系的性质晕的浓度和晕形成红移，我们专注于晕的增长率作为衡量组装历史。我们发现，在固定的晕质量，快速增长的晕往往有较低的恒星质量和较高的单位恒星质量的SFR，但类似的整体SFR。我们提供了一个简单的解释，这些发现的帮助下，分析模型，捕捉我们的流体动力学模拟的行为。具体来说，在给定当前质量的晕中，快速增长的晕具有较低的恒星质量（因此具有较高的sSFR），因为它们的质量较小，并且在过去比缓慢增长的晕具有更低的冷气质量和SFR。通过结合这些发现与估计的晕增长率的分散，我们表明，在固定的晕质量的增长率的变化可以在很大程度上解释恒星质量晕质量关系的分散。相比之下，晕生长的变化可能只扮演一个小角色，在低质量星系的恒星形成序列的分散。
2019-01-25 astro-ph.GA
Can A Kinematically Hot and Thick Disk Form A Bar? : Role of Highly Spinning Dark Matter Halos
Indian Institute of Technology Kanpur（坎普尔印度理工学院）
研究发现，在自转暗物质晕环境中，角动量高且厚的盘会形成棒，而传统标准无法预测此现象。
2025-12-25 astro-ph.GA
The s-process in the Galactic halo: the fifth signature of spinstars in the early Universe?
非常古老的晕星先前被发现显示出至少四种不同的丰度“异常”，快速旋转的大质量恒星（自旋星）模型可以成功地解释这些异常：N/O和C/O的上升，低12 C/13 C以及Be和B的原始演化。在这里，我们展示了这些恒星在早期宇宙中Sr和Ba富集的影响。我们研究了快速旋转大质量恒星的s过程产物是否可以解释金属丰度[Fe/H]<-2.5的晕星中[Sr/Ba]比值的扩展。利用化学非均匀模型计算了大质量恒星在星系晕中Sr和Ba的富集。我们的模型考虑到，第一次，spinstars的贡献。我们的模型（结合了快速旋转大质量恒星的r过程贡献和s过程）能够第一次再现在[Fe/H]<-2.5时观察到的[Sr/Ba]比散射。随着金属丰度的增加，恒星形成的随机性逐渐消失，这是由于爆炸和富集恒星的数量增加，因此预测的散射减小。我们的方案再次基于早期宇宙中自旋星的存在。非常古老的晕星以前被发现显示出至少四个其他丰度“异常”，大质量恒星的旋转模型可以成功地解释。我们的研究结果提供了快速旋转大质量恒星存在的第五个独立签名：宇宙在s过程元素中的早期富集。
2013-05-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Modeling the Accretion of High-Velocity Clouds from a Rotating Halo
Nagoya University（名古屋大学）；The University of Tokyo（东京大学）
本文通过简单测试粒子模拟研究高速云的运动学，发现低角动量和初始十千 parsec尺度模型能复现观测到的蓝移和红移成分趋势，表明中间晕动力学主导银河系演化，为未来磁流体动力学模拟提供关键约束。
2026-04-27 astro-ph.GA
Spiral Structure in Scale-free, Thin Discs: Rigid Rotation
本文提出在旋涡星系的中心区域存在无碰撞、无标度、刚性旋转、具有螺旋对称性的自引力盘。这样的圆盘必须在有限半径处被截断，并且它们必须被稳定，并通过合适的晕圈呈现自相似性。光环和旋转圆盘共享自相似类，并且必须一起形成以达到所建议的状态。我们做比较与著名的刚性旋转，Kalnajs光盘，其中之一是轴对称和有限的，而另一个是无限的，分解成螺旋模式。在一个刚性旋转的无碰撞系统中，我们发现了一维和二维的自洽、自相似分布函数。在二维情况下，我们推导出离散旋臂的自洽条件。我们给出了一个估计的干扰中创建的光环的存在的光盘，并认为光环本身应该接近自相似性。晕圈中的一个非常弱的尖点可能是必要的。晕的必要的空间重合导致了一种盘-晕“阴谋”。最后，圆盘方程在“螺旋”坐标系中被制定，并作为一个例子给出了一个近似离散的“线螺旋”的通道。虽然在二维空间中，无碰撞的粒子以非线性的周转圆进入和离开臂，但它们在螺旋线极限中近似平行于臂运动。然而，螺旋图案是刚性旋转的。非周期性的螺旋臂建议，其中不连续性可能是粗粒度的出现碰撞冲击。
2011-10-25 astro-ph.GA
Cooling in the X-ray halo of the rotating, massive early-type galaxy NGC 7049
物理过程的相对重要性，塑造热气体渗透旋转，大质量的早期型星系的热力学预计将不同于非旋转系统。在这里，我们报告了对大质量透镜状星系NGC 7049的XMM-Newton数据的分析结果。这个星系拥有一个由冷气体组成的尘埃盘，并被一个扩展的热X射线发射气体大气所包围，该气体大气具有异常高的中心熵。在冷尘埃盘的旋转平面中的热气体具有多温度结构，与正在进行的冷却一致。我们的结论是，旋转的热气体的支持是可能能够改变的多相冷凝的$t_{\rm cool}/t_{\rm ff}$比，这是在这里相对较高，$\sim 40$。然而，测得的冷却时间和涡流周转时间的比率（$C$ -比率$\approx 1$）约为1意味着显着的冷凝，在同一时间，旋转速度和速度色散（湍流泰勒数）的约束比率${\rm Ta_t} > 1$表明，冷凝气体应遵循非径向轨道形成一个磁盘，而不是长丝。这与流体动力学模拟的大规模旋转星系预测类似的扩展多相盘。
2019-01-13 astro-ph.GA astro-ph.HE
Dominant dark matter and a counter rotating disc: MUSE view of the low luminosity S0 galaxy NGC 5102
利用多单元光谱探测器（MUSE）的积分场谱研究了低质量近邻S 0星系NGC 5102的运动学和恒星星族。运动学图首次揭示了NGC 5102具有特征2 sigma峰，表明星系具有反向旋转盘。通过将两个运动学分量拟合到观测到的光谱，定量地证实了这种解释。通过恒星星族分析，我们确认了已知的年轻恒星星族在中心，并发现陡峭的年龄和金属丰度梯度。我们构造了恒星动力学的轴对称Jeans各向异性模型，研究了星系的初始质量函数（IMF）和暗物质晕。模型显示，这个星系与以前用类似方法研究的所有星系都有很大不同：即使在半光半径内，它也不能用自洽的质量跟随光假设来近似。考虑到NFW暗物质晕，我们需要一个重IMF和一个有效半径的球体内的暗物质分数为0.37 ± 0.04来描述恒星运动学。具有自由斜率的暗物质晕的更一般的模型显示斜率和IMF是退化的，但是表明具有更陡（收缩）晕的轻质IMF（Chabrier样）和更高的暗物质分数更好地拟合数据。不管关于晕轮廓的假设如何，我们测量总质量密度的斜率为-1.75+-0.04。这比等温晕的-2斜率要浅，也比已发表的大质量早期星系的斜率要浅。
2016-10-14 astro-ph.GA
Rotation of Halo Populations in the Milky Way and M31
我们搜索的旋转的迹象，在子系统的银河系和M31的卫星星系，他们的球状星团人口，他们的BHB恒星定义。引入一组简单的分布函数来描述嵌入在近似Navarro-Frenk-White形式的暗晕中的各向异性和旋转的恒星星族。在银河系晕中的BHB星表现出一种二分性，即顺时针旋转的相对富含金属的组分（[Fe/H] > -2）和逆时针旋转的相对贫金属的组分（[Fe/H] < -2）。富镁金属的星族可能与一颗大质量卫星（约10^9太阳质量）的吸积有关。贫金属星族可能掩盖了原始恒星晕，因此净逆行自转可能反映了我们采用的当地标准静止圆速度θ_0的低估。如果θ_0为~ 240 km/s，则贫金属组分没有旋转，并且在富金属组分中存在~45 km/s的净负旋转信号。有合理的证据表明，银河系球状星团和卫星星系系统分别以<v_phi>~50 km/s和<v_phi>~ 40 km/s的速度旋转。此外，当卫星星系的角动量矢量相对于盘的法线倾斜时，发现卫星星系的信号更强。M31的矮球状卫星相对于M31盘呈现出<v_phi>约40 km/s的近轴自转。我们假设这群矮椭球体可能有着共同的起源。我们还发现了M31的球状星团中系统自转的强有力证据，特别是对于最富金属的星团。
2010-09-30 astro-ph.GA
The Tully-Fisher and mass-size relations from halo abundance matching
塔利-费舍尔关系（TFR）表达了旋转星系与它们所处的暗物质晕之间的联系，因此包含了大量关于星系形成的信息。我们构建了一个总体框架，以调查是否基于晕丰度匹配模型能够重现观测到的恒星质量TFR和质量大小关系（MSR），并使用数据来约束星系形成参数。我们的模型测试了一系列合理的情况下，不同的晕盘形成的反应，重子和暗物质的相对角动量，选择效应的影响，和丰度匹配参数。我们发现，与观察到的TFR协议提出了一个上限的星系和晕属性之间的散射，需要弱或反向晕收缩，并有利于选择效应，优先消除快速旋转的星系。MSR将盘与晕的比角动量的比率约束为大约在0.6-1.2的范围内。我们确定和量化两个问题，这种性质的模型面临的。(1)他们预测MSR的内在分散度太大，（2）他们预测TFR和MSR残差之间的相关性太强。我们认为，解决这些问题需要引入恒星表面密度和封闭的暗物质质量之间的相关性。最后，我们探讨了预期的中央和卫星星系的TFR之间的差异，发现在青睐的模型中，这种差异应该是在一个样本中检测到的~700星系。
2015-09-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Stellar Haloes of Massive Elliptical Galaxies III: Kinematics at Large Radius
本文对33个恒星速度色散大于150 km/s的大质量椭圆星系进行了有效半径约为2-5的二维运动学分析。我们的观测是使用米切尔摄谱仪（以前的VIRUS-P），一个大的107 × 107平方角秒的视野，使我们能够构建强大的，空间分辨的运动学地图的平均速度和速度分散的每个星系延伸到至少2 Re的摄谱仪。利用这些映射，我们研究了恒星角动量和其他运动学性质的径向依赖性。在我们的样本中，我们看到了慢旋子和快旋子之间熟悉的区分，这种区分一直持续到大半径。中心缓慢旋转的星系，几乎普遍具有某种形式的运动学解耦或错位的特征，仍然在它们的晕中缓慢旋转。大多数快速旋转的星系要么表现出比角动量向外增加，要么在$R_e$之外没有变化。慢旋转星系的三轴性质表明它们是通过合并形成的，这与椭圆星系形成的“两相”图相一致。然而，我们没有观察到急剧转变的运动学文献中提出的路标从中央耗散形成的组件外吸积为主的晕。
2014-03-18 astro-ph.GA
Living with Neighbors. III. Scrutinizing the Spin$-$Orbit Alignment of Interacting Dark Matter Halo Pairs
我们提出了自旋$-$轨道对准（SOA;即，晕的自旋矢量和它的邻居的轨道角动量矢量之间的角度对准）提供了银河系角动量如何发展的重要线索。特别是，我们确定维里半径明智的接触晕对质量比从1/3到3的宇宙学$N$体模拟，并将它们分为合并和飞越子样本根据其总（动能+势能）的能量。在自旋$-$轨道角分布中，我们发现了一个显著的SOA，其中$75.0\pm0.6$ %的合并邻居和$58.7\pm0.6$ %的飞越邻居在轨道上。我们的样本的整体SOA主要是由快速旋转的晕驱动的，证实了良好对齐的相互作用使晕旋转得更快。更有趣的是，我们第一次发现了一个强大的数量过剩的近垂直，但仍然相互作用（$\sim75^{\circ}$）的自旋$-$轨道角分布的合并和飞越的情况下。这种非极性相互作用在缓慢旋转的晕中占主导地位，证明了错位的相互作用会降低晕的旋转。双极相互作用的频率与晕质量有关，而双极相互作用的频率与大尺度密度有关。这立即引发了自旋翻转现象，这是有条件的质量和环境。极间的相互作用很快就会翻转一个慢旋转体的自旋，使之与它邻居的轨道角动量一致。最后，我们提出了一个场景，连接SOA的周围大尺度结构的基础上自旋翻转参数。
2020-06-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Exponentially growing bubbles around early super massive black holes
我们解决了迄今为止尚未探索的问题，由指数增长的电源引起的外流，专注于早期超大质量黑洞（BH）。我们假设这些物体通过爱丁顿有限吸积在z=6时增长到$10^9\;M_{\odot}$，并将其热辐射输出的5%转换为风。我们首先考虑能量驱动和动量驱动的外流在气体和总质量密度均匀且等于宇宙中$z>6$的平均值的区域中膨胀的情况。我们推导出解析解的流出的演变，发现，对于一个指数增长的权力与e-折叠时间$t_{Sal}$，流出半径的后期扩展也是指数，与e-折叠时间的$5t_{Sal}$和$4t_{Sal}$在能量驱动和动量驱动的限制，分别。然后，我们考虑了由不同质量的早期暗物质晕中心的类星体产生的能量驱动的外流，并由不同种子生长的BH提供动力。我们遵循的源功率和气体和暗物质的密度分布在晕从吸积开始，直到$z=6$的演变。最终的气泡半径和速度不依赖于种子BH质量，而是更大的晕质量较小。在z=6时，质量范围为$3\times10^{11}-10^{13}\;M_{\odot}$的晕所承载的类星体的气泡半径范围为50-180 kpc，速度范围为400-1000 km s $^{-1}$。当观测到类星体时，我们发现在能量驱动外流的情况下，注入气泡内的总热能为$E_{th}\sim5 \times 10^{60}$ erg。这与通过探测大量低红移发光类星体周围的热Sunyaev-Zeldovich效应测量…
2017-06-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
The formation of supermassive black holes in rapidly rotating disks
暴露在中等紫外线背景下的巨大原始晕是超大质量黑洞的潜在诞生地。在这样的晕中，最初会发生等温坍缩，导致$\sim0.1$ ~M $_\odot$ ~yr $^{-1}$的高吸积率。在坍缩过程中，由于角动量守恒，内部的气体将转变为分子状态，并形成一个吸积盘。本文研究了中心恒星$10$、$100$和$10^4$ ~M $_\odot$在高吸积率下的吸积盘结构和粘性加热的作用。我们的研究结果表明，在磁盘中的温度大大增加，由于粘性加热，导致从分子到原子冷却阶段的过渡。我们发现对于一颗$10^4$ ~M $_\odot$中心星，原子冷却机制可以扩展到几个$100$ ~AU，并为盘的稳定提供了实质性的支持。因此，它有利于形成一个巨大的中心物体。团块迁移和收缩时间尺度的比较表明，这些团块的恒星反馈可能发生在演化的后期阶段。总的来说，粘性加热提供了一个重要的途径，以获得在晕中心的原子气相，并有助于形成非常大质量的物体。后者可能坍缩形成一个质量约为$\geq 10^4$ ~M $_\odot$的大质量黑洞。
2015-04-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Idealized models for galactic disk formation and evolution in 'realistic' LambdaCDM haloes
我们研究了具有理想重子初始条件的“现实”Lambda CDM晕中星系盘形成和演化的动力学。我们在z=1.3的热气体旋转球体中加入了两个完全宇宙学的暗物质晕（再）模拟。气体根据人工和可调节的冷却功能冷却，形成旋转支撑的星系。模拟在完整的宇宙学背景下发展，直到z=0。我们改变初始气体球的角动量和密度分布，冷却时间和角动量矢量的方向来研究对盘演化的影响。最终的磁盘显示现实的结构和运动学特性。冷却/吸积过程越慢，所得到的系统的运动学盘-隆起比D/B越高。我们发现气体角动量相对于晕的初始取向对D/B有很大的影响。最稳定的系统来自平行于晕短轴的方向，但自旋的符号可能有很大的影响。尽管初始气体分布是球形的，并且是相干旋转的，但在数十亿年的时间里，中心盘和外部气体成分的方向以及这些成分之间的相对角度都可以改变90度以上。平行于主轴的初始条件可以形成平行于主轴的初始条件，但内部和外部材料之间通常存在强烈的不对准。在演化过程中重子角动量的方向变化越大，最终D/B越低。晕与晕之间的行为变化很大。即使是我们简单的初始条件也可以导致强棒，主要的凸起，巨大的，错位的环和反向旋转的组件。我们讨论了我们的结果可能涉及到完全宇宙盘形成模拟的失败或成功。（节略）
2012-09-27 astro-ph.GA
The Local Stellar Halo is Not Dominated by a Single Radial Merger Event
我们使用晕矮星光度测定确定的金属丰度，位于2千秒差距的太阳，以确定当地的晕子结构。这些恒星的运动学性质并不表明有一个单一的，占主导地位的径向合并事件（RME）。逆行室女座径向合并（VRM）分量具有[Fe/H] =-1.7。第二个非旋转的RME组件我们命名为Nereus，其[Fe/H] = -2.1，具有与VRM相似的能量。第三个可能的RME，我们命名为克罗诺斯，它与磁盘共同旋转，具有比VRM更低的能量，并且[Fe/H] =-1.2。我们在数据中识别出尼克斯流。除了这些子结构，我们观察到贫金属晕星（[Fe/H] ~ -2.0和$σ_v$ ~ 180 km s $^{-1}$）和磁盘/飞溅组件与较低的旋转速度比磁盘和较低的金属丰度比通常与飞溅。额外过量的低速度和金属丰度[Fe/H] = -1.5的晕星可能与较低能量的RME壳层有关，或者表明较低能量的晕星具有较高的金属丰度。组成“盖亚香肠”速度结构的恒星是这项工作中确定的组成部分的组合。
2022-06-16 astro-ph.GA
Mass Distribution and Bar Formation in Growing Disk Galaxy Models
我们报告理想化的模拟，模仿嵌入在响应晕和凸起的星系盘的增长。磁盘表现出几乎压倒性的形成强条的倾向，我们发现很难防止。我们发现，在我们摧毁了原始的盘之后，新的棒在生长的盘中形成，这表明棒的形成也影响了星系的持续演化，而不仅仅是盘形成的早期阶段。这一行为更加深刻地提出了以前未解决的问题，即一些星系如何避开酒吧。由于我们的模拟只包括无碰撞的恒星和晕粒子，我们的研究结果可能只适用于气体贫乏的星系;然而，对于这些星系中大量的无阻部分，这个难题仍然存在。我们最初的目标是研究内部动力学如何重新安排盘中的质量分布，作为我们早期研究刚性球形部件的推广。困难的是，我们能够构建一些模型，没有强烈的影响酒吧，并发现晕压缩，角动量交换与磁盘并没有改变我们早期的结论，螺旋活动是主要负责创建平滑的密度分布和旋转曲线。
2016-08-16 astro-ph.GA
Galactic angular momentum in the IllustrisTNG simulation -- I. Connection to morphology, halo spin, and black hole mass
我们使用TNG 100模拟的IllustrisTNG项目，以调查恒星比角动量（$j_{\ast}$）的$\sim$ 12,000中央星系在$z=0$在一个完整的宇宙学背景下，与恒星质量（$M_{\ast}$）范围从$10^{9}$到$10^{12} \, {\rm M}_{\odot}$。我们发现，$j_{\ast}$ - $M_{\ast}$关系的早期型和晚期型星系在IllustrisTNG是在良好的整体协议与观测，这些星系类型通常“保留”$\sim$ 10-20和$\sim$ 50- 60%的宿主晕的特定角动量，分别与一些依赖于用于测量星系形态的方法。我们目前的模拟星系的运动学以及视觉形态测量的结果。接下来，我们探讨了$j_{\ast}$ - $M_{\ast}$关系中的散射与暗物质晕的自旋和银河系中心超大质量黑洞（BH）的质量的关系。我们发现，星系居住在更快的旋转晕，以及那些托管质量较小的黑洞，往往有一个较高的特定角动量。我们还发现，在固定的星系或晕质量，晕自旋和BH质量是相互关联的，可能是由于更有效的气体流向星系中心在缓慢旋转的系统。最后，我们表明，晕旋转起着重要的作用，在确定星系的大小-更大的光盘形成在中心的快速旋转的晕-虽然趋势打破了大规模的星系与$M_{\ast} \gtrsim 10^{11} \, {\rm M}_{\odot}$，大致的质量尺度，星系的恒星质量成…
2022-04-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmological evolution of dark matter subhaloes under tidal stripping by growing Milky Way-like galaxies
本研究利用超高分辨率N体模拟分析了类似银河系宿主晕中暗物质子晕的动力学演化，发现超80%子晕经历潮汐剥离导致的质量损失，且模拟轨道与Gaia观测数据高度一致，有力支持了冷暗物质模型。
2024-11-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Rotation curves of ultralight BEC dark matter halos with rotation
我们研究了超轻BEC暗物质晕的转动曲线。这些晕是初始旋转BEC波动的长寿命解决方案。为了研究这些长寿命的配置，我们考虑的玻色子质量$m=10^{-23}\mathrm{eV/c}^2$的特殊情况下，没有自相互作用的旋转特征的影响。我们发现，这些晕成功地拟合样本的旋转曲线（RC）的LSB星系。
2015-01-26 astro-ph.GA gr-qc
Jeans instability and turbulent gravitational collapse of Bose-Einstein Condensate dark matter halos
我们考虑的Jeans不稳定性和引力坍缩的旋转玻色-爱因斯坦凝聚体暗物质晕，零温非相对论Gross-Pitaevskii方程，与排斥粒子间的相互作用。在波函数的Madelung表象中，星系晕的动力学演化由连续性方程和流体力学欧拉方程描述，凝聚态暗物质满足指数为$n=1$的多方状态方程.通过考虑小扰动的量子流体动力学方程，我们得到的色散关系和Jeans波数，其中包括涡（湍流）的影响，量子压力和量子势，分别。详细讨论了凝聚态暗物质坍缩的临界尺度（金斯半径和质量）。我们还研究了旋转凝聚暗物质晕的坍缩/膨胀，我们发现了一个家庭的精确的半解析解的流体动力学演化方程，通过使用分离变量的方法。流体流动方程的近似一阶解也得到了。用数值方法计算了坍缩/膨胀凝聚暗物质晕的质量、密度和速度分布。
2019-10-20 astro-ph.GA gr-qc hep-th
The Shape of Dark Matter Haloes IV. The Structure of Stellar Discs in Edge-on Galaxies
我们目前的光学和近红外档案观测的八个边缘星系。这些观测结果被用于使用FitSKIRT软件包模拟每个星系的恒星含量。使用FitSKIRT，我们可以在处理尘埃的同时，在每个波段中自洽地对星系进行建模。这使我们能够精确地测量恒星盘的尺度长度和高度，以及凸起的形状参数。通过将这些数据与之前报道的每个星系的积分星等相结合，我们可以推断出它们的真实光度。我们已经成功地模拟了样本中八个星系中的七个。我们发现，恒星盘可以正确地建模，但还没有能够可靠地模拟恒星膨胀。我们的样本大部分由缓慢旋转的星系组成，我们发现平均尘埃层比报道的快速旋转星系厚得多。
2016-08-19 astro-ph.GA
Slowly rotating Bose-Einstein Condensate confronted with the rotation curves of 12 dwarf galaxies
我们收集了一个数据库的12个矮星系，光学（R-波段）和近红外（$3.6μm$）的表面亮度密度连同光谱旋转曲线数据，以测试缓慢旋转的玻色-爱因斯坦凝聚体（srBEC）暗物质模型。我们的目标是建立与观测兼容的角速度范围，从上面的有限大小的晕的要求为界，检查与数据集的模型拟合，以及BEC晕参数$\mathcal{R}$的普遍性。我们根据矮星系的$3.6μm$和R-波段表面亮度轮廓，假设其重子质量分布为轴对称分布，构造了矮星系恒星成分的空间光度密度。我们建立的气体成分，采用截断盘模型。我们拟合了一个重子加暗物质的组合模型，参数化的重子组件的M/L比和参数的srBEC（中心密度$ρ_c$，静态BEC晕$\mathcal{R}$的大小，角速度$ω$）的旋转曲线。6个星系的$3.6μm$表面亮度表明存在一个凸起和一个盘组件。$3.6μm$和R-波段空间质量密度剖面的形状相似，这与新兴星系的恒星质量与波长无关是一致的。srBEC模型拟合了12个星系中11个星系的自转曲线，其平均值为$1σ$ 7.51 kpc，标准差为2.96 kpc。这代表了对静态BEC模型拟合的改进。对于拟合良好的11个星系，允许有限大小的srBEC晕的角速度是$<2.2\times 10^{-16}$ 1/s。对于BEC颗粒的散射长度为$a\approx 10^6$ fm，BEC颗粒的质量比静态情况下稍微更好地约束为$m\in…
2019-08-18 astro-ph.GA gr-qc
Anisotropic Secondary Bias of Dark Matter Haloes in a $Λ$CDM Universe
Tsinghua University（清华大学）
该研究利用模拟，以普通方向平均次级偏差为基线，探讨暗物质晕的各向异性次级偏差，比较其与晕 - 环境对齐等环境表现的关系，明确了相关聚类信号及对晕定义的敏感性。
2026-07-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Linear response of rotating and flattened stellar clusters: the oblate Kuzmin-Kutuzov Stäckel family
本文研究Kuzmin-Kutuzov Stäckel族椭球恒星团的线性响应，用矩阵方法量化旋转和扁率对不稳定性模的影响，识别出弯曲模和棒增长模，并公开代码。
2025-03-14 astro-ph.GA
Growing galaxies via superbubble-driven accretion flows
我们使用一套冷却晕模拟来研究热晕气体快速吸积到恒星形成星系上的新机制。相关的超新星事件在晕圈气体中产生了会聚的“超级气泡”。当它们碰撞时，密度增加，驱动低金属性气体的冷却细丝进入圆盘。在我们目前的数值分辨率（20 pc）下，我们只能解决最戏剧性的事件;这些事件可能是在最大规模的富含气体的合并完成后（z < 1）星系盘形成的原因。当我们增加数值分辨率时，我们发现细丝持续的时间更长，推动了持续的晚期恒星形成。这表明SNe驱动的吸积可以作为一种有效的机制，从热晕中提取冷气体，驱动盘星系中的晚期恒星形成。我们发现，这种灯丝喂养导致$\sim 3$ M $_{\rm sun}$年$^{-1}$的峰值恒星形成率（SFR），与银河系的估计一致。相比之下，直接冷却从热晕（“热模式”吸积，不存在于模拟显示灯丝喂养）下降到SNe驱动的SFR的3-4倍，并在较短的时间内持续。我们分辨的细丝延伸到$\sim$ 50 kpc，达到$\sim 10^{18}$ cm $^{-2}$的柱密度。我们发现，这样的结构可以解释广泛的分散在镁II吸收看到沿视线类星体。我们的研究结果表明，恒星反馈在星系形成的双重作用，抑制热模吸积，同时促进冷模吸积沿细丝。这最终导致更多的恒星形成，表明积极的反馈效应超过了消极的反馈效应。最后，由于附加气体具有更高的角动量比来自热模吸积，我们表明，这将导致形成大得多的气体盘。
2014-10-14 astro-ph.GA
Kinematic clues to bar evolution for galaxies in the local universe: why the fastest rotating bars are rotating most slowly
我们利用本机宇宙中68个棒旋星系的斯皮策图像对棒旋星系的长度和强度进行了系统的测量。我们结合这些与棒的共转半径的精确测定，从我们以前的研究，其中使用的相位变化从径向流入径向流出的气体在共转，基于高分辨率的二维速度场的Hα所采取的法布里-珀罗光谱仪。在给出导出的棒参数的直方图之后，我们研究了它们对星系形态类型和宿主星系的总恒星质量的依赖性，然后产生一组参数图。这些包括棒图案速度与棒长度的关系、用外盘的特征图案速度归一化的图案速度与棒强度的关系、以及归一化的图案速度与R（共转半径与棒长度的比率）的关系。为了给我们的解释提供指导，我们使用了最近发表的模拟，包括盘和暗物质晕成分。我们最引人注目的结论是，R < 1.4的值的酒吧，以前被认为是动态快速旋转，可以是最慢的旋转无论是在绝对值，当他们的模式速度归一化。模拟证实，这是因为当棒被制动时，它们可以比正转半径的向外漂移更快地增长。我们的结论是，暗物质晕确实减缓了Gyr时间尺度上棒的旋转。
2017-02-06 astro-ph.GA
Does the chemical signature of TYC 8442-1036-1 originate from a rotating massive star that died in a faint explosion?
上下文最近，我们研究了在星系晕星中观察到的化学特征的起源，通过一个随机的化学演化模型。我们发现，旋转的大质量恒星是一种很有希望的方法来解释在这些化石恒星中观察到的几个特征。目的。在本文中，我们讨论了如何极端贫金属晕星TYC 8442-1036-1，我们现在已经获得了详细的丰度从VLT-UVES光谱，适合我们以前的工作框架。方法.我们对这颗恒星的光谱进行了标准的1D LTE分析。我们测量14种化学元素的丰度;对于Na，Mg，Ca，Sc，Ti，V，Cr，Mn，Fe，Ni和Zn，我们使用等效宽度计算丰度;对于C，Sr和Ba，我们通过MOOG生成的合成光谱获得丰度。结果基于我们的高分辨率光谱，我们发现[Fe/H]= $-$ 3.5 $\pm$ 0.13 dex的丰度;这表明与通过低分辨率光谱获得的铁含量相比，铁含量低三倍（0.5 dex）。这颗恒星的[C/Fe] = 0.4 dex，它不像大多数恒星那样在这个金属丰度下有碳增强。此外，这颗恒星位于[Ba/Fe] vs. [Fe/H]平面中一个相对不寻常的位置，与其他几颗星系晕星相同，我们过去的结果只能勉强解释。结论.如果我们在我们的模型中考虑到与旋转的大质量恒星相结合的微弱超新星的存在，则可以改进模型结果与这组恒星的化学丰度特征的比较。这些结果似乎意味着旋转的大质量恒星和微弱的超新星场景是相互补充的，并且两者都是为了匹配宇宙化学富集的最早阶…
2016-08-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Magnetized galactic halos and velocity lags
我们提出了一个分析模型的磁化星系晕周围的Mestel引力盘。磁场与压力占优的旋转晕气体能量均分（{ \it not}与宇宙射线能量均分），整个系统处于稳态。还探讨了一种更灵活的“各向异性均分”模型。需要一个确定的压力定律来维持平衡，但晕的密度是恒定的。速度/磁系统是无标度的。我们的目标是找到这样的晕旋转速度滞后。磁场不是无力的，因此角动量可以从晕传递到星系际介质。我们发现，“X”形结构观察晕磁场可以得到一个简单的解析公式的速度下降率与高度$z$。该公式还预测了滞后随半径$r$的变化。
2016-03-09 astro-ph.GA
Galaxies Probing Galaxies at High Resolution: Co-Rotating Gas Associated with a Milky Way Analog at z=0.4
我们目前的结果气体流动的晕的银河系类星系在z=0.413的基础上的高分辨率光谱的背景星系。这是第一次以高光谱分辨率对扩展背景源（即，星系而不是类星体）。利用前景星系的长缝光谱，我们观测到了圆自转速度v=270 km/s的空间扩展H α辐射。使用阶梯光谱的背景星系，我们检测到Mg II和Fe II的吸收线在碰撞参量rho=27千秒差距的蓝移从系统的意义上的前景星系的旋转。最强的吸收体EW（2796）= 0.90 A的柱密度（NH>10^19 cm-2）和视向速度色散（σ =17 km/s）的估计值与局部宇宙中扩展的H I盘的观测特性一致。我们对自转曲线的分析还表明，这个r=30 kpc的气体盘相对于恒星盘是翘曲的。此外，我们检测到两个弱的Mg II吸收晕的速度分散小（西格玛<10公里/秒）。虽然确切的几何形状尚不清楚，但其中一个组成部分与盘-晕界面附近的面外气体云一致，与盘共同旋转，另一个组成部分与类似于麦哲伦流的潮汐特征一致。考虑到背景源的扩展性质，我们可以对这些吸收体的云大小设置较低的限制（l>0.4 kpc）。我们讨论了这些结果的影响模型的几何形状和运动学的气体在环星系介质。
2015-07-07 astro-ph.GA
Steady Galactic Dynamos and Observational Consequences I: Halo Magnetic Fields
我们研究的稳定，轴对称，平均场发电机的螺旋星系晕的全球后果。我们使用的经典理论，但添加的可能性，使用的速度场分量作为参数，除了螺旋度和扩散率。分析是基于最简单的版本的理论，并使用尺度不变的解决方案。速度场（受限制）是一个规模不变的领域在一个“模式”的框架，在一个完整的动力学理论的地方。参考的“模式框架”可以是系统框架，也可以是某种刚性旋转的螺旋模式框架。磁场的一种类型的解决方案产生离轴、绕线的磁场线。这些预测符号变化的法拉第屏幕旋转措施在每个象限的晕的边缘上的星系。在CHANGE-ES巡天中观测到了这种自转测量振荡。
2017-06-19 astro-ph.GA
The Coupling of Galactic Dark Matter Halos with Stellar Bars
共振力矩将恒星棒与暗物质晕耦合在一起。在这里，我们使用高分辨率的数值模拟，以证明长期的角动量之间的恒星酒吧和不同方向的暗物质轨道转移。我们表明，酒吧驱动的反转的暗物质轨道方向可以发挥令人惊讶的大作用的酒吧模式的速度的演变。在主要的共旋晕中，暗物质轨道被困在恒星棒中，形成一个平行的暗物质棒。这个暗物质棒的垂直高度是恒星棒的两倍多。在逆行轨道主导的晕中，形成了一个垂直于恒星棒方向的暗物质尾流。这些暗物质过密度为寻找暗物质湮灭或衰变信号提供了一个新的空间。我们预测银河系中有一个与恒星棒对齐的暗物质棒，以及一个暗物质尾流，其近端应该从银河系中心延伸到银河系经度$l \approx 323^\circ$。
2021-05-10 astro-ph.GA
Constraints on stellar rotation from the evolution of Sr and Ba in the Galactic halo
最近的研究表明，Sr和Ba在银河系中的化学演化可以解释，如果考虑到不同的生产地点，托管r-和s-过程。然而，明确识别这些网站的问题仍然没有解决。大质量的恒星被证明在生产的s-材料，如果旋转被认为是一个重要的作用。在这项工作中，我们详细研究了旋转的大质量恒星对Sr和Ba产生的贡献，以解释它们的化学演化，同时也限制了大质量恒星的旋转行为。采用随机化学演化模型再现了星系晕的富集过程。我们开发了新的模型数据比较的方法，这有助于客观地比较随机结果的观察。我们采用这些方法来估计的自由参数的值，描述了大质量恒星的旋转，假设是依赖于恒星的金属丰度。我们使用Sr和Ba的观测值来约束参数。在我们的随机模型中使用这些旋转大质量恒星的参数，我们能够正确地再现Sr和Ba的化学演化，而且Y，Zr和La。这些数据支持的平均旋转速度和它们的分散度与金属丰度的增加减少。我们的研究结果表明，一个金属度相关的旋转是一个必要的假设来解释的s-过程中的大质量恒星。我们的新方法的模型数据比较代表了一个很有前途的工具，为未来的银河系化学演化研究。
2021-01-13 astro-ph.GA
Late Bloomer Galaxies: Growing Up in Cosmic Autumn
晚开花星系是位于$z<1$的大质量（$M_* >10^{10}\,M_\odot$）星系，它们的大部分恒星在观测时期的$\sim$ 2 Gyr内形成。我们改进的方法推导恒星形成历史（SFHS）的星系在红移$0.45 < z < 0.75$从Spitzer-IMACS调查包括置信区间，鲁棒区分晚开花的“老”星系。我们使用模拟的SFHS测试的“假阳性”和污染的老星系证明，大器晚成的人口是不是我们的模板建模技术的工件。我们发现，晚开花占$\sim$ 20%的$z\sim0.6$星系与现代银河系的质量，适度依赖于质量。我们利用我们的样本与HST（CANDELS）成像的1%重叠来构建一个74个星系的“金标准”目录，这些星系具有高置信度的SFH，SED，基本数据和HST图像，以便于与其他人未来的研究进行比较。这个小子集表明，具有古老和年轻SFH的星系涵盖了整个形态和环境（不包括丰富的星系团或星系团），尽管与局部环境存在轻微但暗示的相关性。我们开始调查是否有足够的质量和频率的大器晚成产生在当前一代$Λ$ CDM为基础的半解析模型的星系形成。在晕生长方面，我们发现一个晚组装晕分数内的因素，我们的大器晚成的分数。然而，在这样的晕中充分延迟恒星的形成可能对这种模型的重子部分是一个挑战。
2018-11-13 astro-ph.GA
Chemical evolution with rotating massive star yields: I. The solar neighbourhood and the s-process elements
本文对银河系晕和盘中从H到U的元素丰度演化进行了全面的研究。我们使用一个一致的化学演化模型，金属丰度依赖的同位素产量从低和中等质量的恒星和产量从大质量的恒星，其中包括，第一次，金属丰度，质量损失和旋转的综合效果为一个大网格的恒星质量和恒星演化的所有阶段。大质量恒星的收益率加权的金属丰度依赖函数的旋转速度，约束观测，以获得初级一样的$^{14}$ N的行为在低金属丰度，以避免过度生产的S-元素在中间金属丰度。我们表明，对于Fe峰以下的同位素，太阳系同位素组成可以复制到两倍以上，对于大多数纯s同位素，无论是轻同位素（由旋转大质量恒星中的弱s过程产生）还是重同位素（由低质量和中等质量恒星中的主s过程产生），都可以复制到10%的水平。我们的结论是，轻元素原生过程（LEPP），调用来解释明显的丰度不足的S-元素与A< 100，是不必要的。我们还重现了重轻s元素丰度比（[hs/ls]）的演变-最近在未进化的薄盘星中观察到-作为旋转的大质量恒星在太阳下金属丰度的贡献的结果。我们发现，这些恒星产生的主要F和主导其太阳丰度，我们证实了它们在观察到的主要行为的N的作用。相反，我们发现它们的作用不足以解释晕红巨星中C12/C13的小观测值，这是由于这些恒星的内部过程。
2018-02-08 astro-ph.GA
Long-term orbital evolution of Galactic satellites and the effects on their star formation histories
我们调查的轨道运动的矮球状星系（dSphs）的晕的银河系（MW），以了解他们可能的影响，在这些MW卫星的恒星形成历史的多样性。在这项工作中，我们明确地考虑了随时间变化的引力势由于MW的暗晕质量的增长，以计算长期的轨道演化的dSphs，指导{ \it盖亚} DR 2自行车，在过去的135亿年。我们发现，卫星的下落时间，定义在该星系第一次交叉内的MW的晕的维里半径的增长，正好与恒星形成率（SFR）的经典dSphs的样本达到峰值时的时间。另一方面，超微弱的dSphs已经完成了他们的SF活动之前，他们的下落时间已经在以前的作品中提出，但有一个签名，他们的早期SF的历史受到影响的相互作用与不断增长的MW的晕在一定程度上。我们还发现，对于经典的dSphs，恒星形成后的SFR的峰值到当前的恒星质量的相对分数是较小的星系在其第一次陷落的近心半径。这些结果表明，dSphs到MW和由此产生的环境效应，如冲压压力剥离和/或潮汐扰动MW的暗晕包含热气体的下落属性在其恒星形成的历史中发挥重要作用。
2020-10-23 astro-ph.GA
Constraining the Milky Way halo kinematics via its Linear Response to the Large Magellanic Cloud
利用线性响应理论的矩阵方法模拟了球形、非旋转的银河系暗物质和恒星晕对大麦云云的响应。我们的计算再现了模拟暗晕响应的主要特征。我们发现，这些功能可以很好地分离的谐波分解：大规模的过/欠密度的晕（与其反射运动）对应的$\ell=1$条款，和局部的密度过高的$\ell\geq2$多极。此外，暗晕的响应主要是由一阶“强迫”项，与自引力的影响很小。这使得它很难约束的暗晕使用所观察到的恒星晕的响应的基础速度分布，但它允许我们调查的各种速度各向异性的恒星晕模型的响应：一个切向（分别径向）晕产生一个浅（分别强）的响应。我们还表明，只有当地的唤醒是负责这些变化，反射运动是完全依赖于MW潜力。因此，我们确定的结构（取向和绕组）的平面内四极（$m=2$）的响应作为一个潜在的好探针的恒星晕各向异性。最后，我们的方法允许我们尝试性地将尾流强度和形状与共振效应联系起来：强径向响应可能与内部Lindblad共振有关，弱切向响应与共转有关。
2022-01-14 astro-ph.GA
How do scalar-field dark matter haloes react to orbiting bodies?
由薛定谔-泊松系统描述的与引力耦合的标量场的低能自引力解是现实天体物理结构的良好候选者，特别适合描述暗物质晕。在这项工作中，我们研究的情况下，这些结构之一是引力扰动的点状质量。我们分析了物体对标量场分布的影响以及它对物体运动的反作用。我们表明，一个最初的静态，球形结构可以开发旋转的非球形团块，其振幅和速度直接相关的轨道粒子的质量。我们还研究了耗散机制参与过境的点状粒子的整个标量场结构，我们观察到的力量负责的耗散规模的平方的粒子的质量。
2019-04-24 astro-ph.GA gr-qc
