Density and metallicity of the Milky-Way circumgalactic gas
银河系环星系气体的晕延伸到银河系的维里半径，约250 kpc。晕的性质可以从X射线光谱观测和卫星矮星系的冲压压力剥离的研究中推断出来。前一种方法更精确，但其结果主要取决于环星系气体的金属丰度假设;后一种方法不需要这些假设。在这里，从这两种方法的信息相结合，以约束观测的气体金属丰度和密度的函数的银河中心距离。结果表明，在扩展晕的外围，金属丰度降低到Z~0.1Z_Sun时，两种数据是一致的。相应的气体密度分布是相当平坦的，下降为r^{-（0.45.. 0.75）}在大的银河系中心距离r。
2017-02-03 astro-ph.GA astro-ph.HE
Detection of the Milky Way reflex motion due to the Large Magellanic Cloud infall
大麦云云是银河系中质量最大的卫星星系，估计质量超过银河系质量的十分之一。大麦云云以每秒327公里的惊人速度掠过银河系，刚刚经过它最接近的地方约50千秒差距，它可以通过多种方式影响我们的银河系，包括将银河系圆盘从银河系质心上移开。在这里，我们报告的证据表明，银河系盘是移动相对于恒星示踪剂在外晕（$40<r<120$ kpc）在$v_{\rm travel}=32^{+4}_{-4}$公里/秒，在方向$(\ell,b)_{\rm apex}=(56^{+9}_{-9},-34^{+10}_{-9})$度，这在LMC轨迹上的一个较早的位置点。由此产生的反射运动检测外晕星和银河系卫星星系的运动学与准确的距离，自行和视线速度。我们的研究结果表明，我们的银河系的动力学模型不能忽略引力扰动引起的大麦云云的下降，也不能在一个参考系，不正确的光盘反射运动的恒星晕的观测处理。未来对恒星晕的光谱调查与盖亚天体测量相结合，将允许对横跨银河系的大麦云云轨迹进行复杂的建模，以前所未有的细节限制两个星系中的暗物质分布。
2020-11-20 astro-ph.GA
Constraints on cosmic rays in the Milky Way circumgalactic medium from OVIII observations
通过比较OVIII离子吸收谱线的观测结果与分析模型的预测结果，对银河系环星系介质（CGM）中的宇宙线（CR）粒子数进行了约束。对于处于流体静力平衡的CGM，CR的引入抑制了热压力，并且影响OVIII离子丰度。我们探讨的津贴CR压力的比例，热压力（$\rm{P}_{\rm{CR}}/\rm{P}_{\rm{th}}=η$），不同的边界条件，CGM质量含量，光电离河外紫外背景和温度波动。我们发现，$η$的允许最大值是：$η\lesssim10$在PP模型和$η\lesssim6$在IT模型。我们还探讨了$η$的空间变化：上升（$η=Ax$）或下降（$η=A/x$）与半径，其中A是规范化的配置文件。特别是，在适当的温度波动条件下（PP的$σ_{\rm ln T}$较大，IT的较低），CR/热压比下降的模型优于CR/热压比上升的模型。在IT和PP模型的情况下，下降的分布分别允许$A\lesssim8$和$A\lesssim10$，从而在中心区域中容纳大的$η\,(\simeq 200)$值，但不在外部区域中。这些限制，结合来自$γ$射线和射电背景的限制，可以是有用的银河系CGM包括CR人口的模型的建立。然而，更大量的CR可以在冷相中包装，这可能是规避这些限制的一种方式。
2022-04-29 astro-ph.GA
Super-virial Hot Phase in Milky Way Circumgalactic Medium: Further Evidences
本研究利用Chandra/HETG观测数据，在银河系CGM中探测到超维里热相与暖-热维里相共存，并发现超太阳金属丰度比，为超维里热相是CGM真实属性提供了进一步证据。
2023-11-13 astro-ph.GA
O~{\small VI} absorption in the Milky Way along the Large Magellanic Cloud lines of sight
我们利用对大麦云云（LMC）的\textit{Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer (FUSE)}观测，确定了银河系（MW）6个LMC视线方向O { \small VI}柱的密度。发现MW中O { \small VI}的平均柱密度为log N（O { \small VI}）=14.257 $_{-0.084}^{+0.096}$。结果证实了MW中O { \small VI}吸收的斑块性，并且柱密度高于LMC或与LMC相当。
2013-07-26 astro-ph.GA
Sampling the Faraday rotation sky of TNG50: Imprint of the magnetised circumgalactic medium around Milky Way-like galaxies
本文利用TNG50模拟采样类银河系的法拉第旋转天空，预测未来偏振巡天可探测低质量磁化云，并发现小于1度尺度的RM波动可能主要来自银河系CGM而非星系际磁场。
2023-09-16 astro-ph.GA
Reflex motion in the Milky Way stellar halo resulting from the Large Magellanic Cloud infall
本文给出了银河系和大麦云云系统的N体模型的结果，并研究了由于盘重心位移引起的星晕中的运动学反射运动。与以前的研究一致，我们发现，银河系盘可能是以40公里/秒的速度相对于质心之前，大麦云云的陷落。由此产生的反射运动是可见的切向速度的恒星晕作为一个简单的偶极子。的信号是最强的恒星与长的动态时间，可识别的位置-速度数据的恒星与大的远心点，其动态记忆仍然是很好的代表未扰动的银河系潜力。该信号在天空中根据恒星示踪剂的不同而变化，并且可能与盘质心的速度相同，这使得反射运动成为基于恒星流和/或平滑晕示踪剂（例如蓝色水平分支或天琴座RR星）建模的银河系势确定的偏差来源。
2020-02-27 astro-ph.GA
Widespread Detection of Two Components in the Hot Circumgalactic Medium of the Milky Way
环绕银河系（MW）的是环银河系介质（CGM），这是一个扩展的热气体储层，对MW的演化具有重要意义。我们使用HaloSat全天巡天研究CGM的软X射线发射，以便更好地确定其分布和结构。我们扩展了以前HaloSat对南方CGM（银河系纬度b < -30度）的研究，以包括北方CGM（b > 30度），并发现证据表明，至少需要两个不同温度的热气模型组件才能产生所观察到的排放。较冷的组分具有kT ~ 0.18 keV的典型温度，而较热的组分具有kT ~ 0.7 keV的典型温度。暖分量和热分量的发射量都有很大的变化范围（分别为~ 0.005 - 0.03和~ 0.0005 - 0.004cm-6pc），说明CGM是一个clustered的过程。在北部发现了一片相对一致的CGM，允许使用堆叠光谱更详细地研究CGM光谱。叠层光谱用一个包括两个热气体组分的模型很好地描述，温度分别为kT = 0.166 +/- 0.005 keV和kT = 0.69 + 0.04 - 0.05 keV。作为添加热组件的替代方案，还测试了CGM的增强型单温度模型，发现其拟合统计数据较差，残差较差。
2022-08-04 astro-ph.GA
Accretion History of the Milky Way Dark Matter Halo and the Origin of its Angular Momentum
在邻近星系的引力场模型中，进入银河系和大麦哲伦云的暗物质流产生了银河系暗物质晕的生长历史，最终的角动量大致在观测方向上，它在大麦云周围产生了类似于麦哲伦流的暗物质流。
2014-08-25 astro-ph.GA
Figuring Out Gas & Galaxies in Enzo (FOGGIE). IX: The Angular Momentum Evolution of Milky Way-like Galaxies and their Circumgalactic Gas
本研究基于 FOGGIE 模拟，揭示了类银河系星系、环星系气体及暗物质晕的角动量共同演化规律，发现中心星系与冷气体比角动量共同增长，而各组分角动量普遍不对齐且星系现今方向在晚期才稳定。
2024-09-25 astro-ph.GA
Multiple temperature components of the hot circumgalactic medium of the Milky Way
我们提出了一个深XMM-牛顿观测的银河系晕发射的耀变体1 ES 1553+113的方向。为了从漫射软X射线发射光谱中提取银河晕成分，准确地建模前景成分是至关重要的。在这里，我们提出了复杂的建模前景与前所未有的细节。对光谱的仔细分析产生了晕气体的两个温度分量（T $^{em}_1$ = 10 $^{6.25-6.42}$ K，T $^{em}_2$ = 10 $^{6.68-6.92}$ K）。我们发现，这些温度从发射光谱得到的是不一致的，从吸收光谱（T $^{ab}_1$ = 10 $^{6.07-6.13}$ K，T $^{ab}_2$ = 10 $^{6.96-7.15}$ K），不像以前的研究，发现只有一个温度分量的银河系环星系介质。这使我们对发射和吸收系统的性质有了有趣的了解。我们客观地讨论了几种可能性，并得出结论，最有可能的是，我们正在观察多个（3至4）离散温度之间的10 $^{5.5}$ K和$\geqslant$ 10 $^7$ K在银河系环星系介质。
2020-07-22 astro-ph.GA astro-ph.HE
The morphology and kinematics of the gaseous circumgalactic medium of Milky Way mass galaxies -- II. comparison of IllustrisTNG and Illustris simulation results
我们已经进行了一个控制比较的结构和运动学性质的环星系介质（CGM）周围的银河系质量星系的Illustris和IllustrisTNG模拟。在z=0时，大半径（$\sim 100$ kpc）的气柱密度和温度分布与Illustris中的盘气体质量分数有很强的相关性，而与TNG中的盘气体质量分数无关。在大半径的中性气体优先在TNG的磁盘的平面上对齐，而它是更各向同性的在插图。在CGM的旋转支持的气体的垂直相干尺度与气体质量分数的星系在插图，但不是在TNG。示踪粒子分析使我们能够显示这些差异可以理解为两个模拟中不同的子网格反馈模型的结果。在两个模拟中对空间匹配星系的研究表明，在TNG中，超新星和AGN的反馈有助于在高红移时创造一个扩展的热气体平滑库，然后冷却形成一个薄的，旋转支撑的盘。在Illustris中，活动星系核以热气泡的形式释放热量，这些热气泡将大半径的扩散物质推出晕外。该盘是由较冷的再循环物质的吸积形成的，这导致了银河平面上方和下方的气体分布更加垂直延伸。我们的结论是，在银河系质量星系周围的气体结构的变化是一个敏感的探针的反馈物理模拟和值得更多的观测考虑在未来。
2019-04-15 astro-ph.GA
An HST/COS legacy survey of high-velocity ultraviolet absorption in the Milky Way's circumgalactic medium and the Local Group
为了表征这种环星系介质（CGM）的吸收特性及其与LG的关系，我们提出了迄今为止最大的调查银河系高速云（HVC）使用档案紫外（UV）光谱的河外背景源的金属吸收。紫外线数据是由哈勃太空望远镜（HST）上的宇宙起源光谱仪（COS）获得的，并由中性氢的21厘米射电观测补充。沿着270条视线，我们测量了速度范围为|v_LSR| =100-500 km·s^-1的HVC中Si II、Si III、CII和CIV谱线上的金属吸收以及相关的HI 21 cm发射。有了这个前所未有的大HVC样本，我们能够改进HVC的统计数据，包括分数、电离条件、小尺度结构、CGM质量和流入速率。首次稳健地确定了高速吸收体的角两点关联函数，系统地分析了天球上的对映视线，并与阻尼莱曼α吸收体（DLAs）和LG的约束宇宙学模拟的吸收特性进行了比较。我们的研究表明，银河系CGM包含足够的气态物质来维持银河系恒星-以目前的水平发展。我们表明，CGM是由离散的气体结构，表现出大规模的运动学与小规模的变化，在物理条件。在银河系的CGM中，麦哲伦流明显主导着高速气体的截面和质量流。可能存在的高速LG气体强调了当地宇宙学环境在银河系内和周围的大规模气体循环过程中的重要作用。
2017-06-21 astro-ph.GA
The survival of gas clouds in the Circumgalactic Medium of Milky Way-like galaxies
观测证据表明，低红移星系被多相气体的扩展晕所包围，即所谓的“环星系介质”（CGM）。为了研究CGM中相对较冷气体（T < 10^5 K）的生存，我们对穿过热（T = 2x 10^6 K）和低密度（n = 10^-4 cm^-3）日冕介质的冷（T = 10^4 K）中性气体云进行了一组流体动力学模拟，这种介质是大银河系距离（~ 50-150 kpc）的类银河系的典型。我们探讨了不同的相对速度和云半径的初始值的影响。我们的模拟是在一个二维网格上进行的，网格尺寸为2 pc，包括辐射冷却，光电离加热和热传导。我们发现，对于大的云（半径大于250 pc），冷气体存活了很长时间（大于2.5亿年）：尽管它们在轨道上部分被破坏并分裂成较小的云团，但冷气体的总质量以非常低的速率减少。我们发现，热传导起着重要的作用：它的作用是阻碍形成的流体动力学不稳定性的云日冕界面，保持云紧凑，因此更难以破坏。从我们的模拟中提取的柱密度分布与低温离子（例如SiII和SiIII）和高温离子（OVI）观察到的分布是相容的，一旦我们考虑到OVI覆盖的区域比冷气体更广泛，因此，它更有可能沿着通用视线被检测到。
2017-05-19 astro-ph.GA
A panoramic view of the circumgalactic medium in the photoionized precipitation model
我们考虑一个模型的环星系介质（CGM）中，反馈保持一个恒定的冷却时间比自由落体时间在整个晕，使整个CGM是稍微不稳定的多相冷凝。这个“沉淀模型”是由观测到的多相气体在核心的星系团和晕的大规模椭圆。我们来自模型的密度和温度分布的CGM周围的星系与银河系的质量相似。考虑到我们的太阳系在银河系的几何位置后，我们表明，CGM模型与观测到的OVI，OVII和OVIII柱密度一致，只有当温度波动与对数正态色散$σ_{\ln T} \sim 0.6$ - $1.0$包括在内。我们发现，OVI柱密度观察周围的恒星形成的星系需要系统的$σ_{\ln T}$比周围的被动星系更大的值，这意味着在磁盘中的恒星形成和CGM的状态之间的连接。银河系外紫外背景光电离不会显著改变像银河系这样的星系的CGM特征，但对低质量星系的CGM有更大和更显著的影响。
2021-08-18 astro-ph.GA
The diversity of the circumgalactic medium around z = 0 Milky Way-mass galaxies from the Auriga simulations
星系周围有大量的天然气储层（即环星系介质; CGM），这在它们的演化中起着关键作用。CGM的特性取决于各种内部和环境因素，通常从吸收线调查中推断出来，吸收线调查依赖于有限数量的单一视线。在这项工作中，我们提出了一个分析的28个星系晕从御夫座项目，宇宙学磁流体动力学放大模拟套件孤立的银河系质量的星系，了解CGM多样性的影响观测研究。虽然御夫座晕被选择来填充晕质量的狭窄范围，但我们的工作表明L* 星系的CGM是极其多样的：通常观察到的物种的柱密度跨度约为3-4 dex，其覆盖分数范围从约5%到90%。尽管这种多样性，我们确定了以下相关性：1）御夫座晕的氢和金属的覆盖率（CF）与恒星质量正相关，2）H I，C IV和Si II晕的CF与活动星系核的电离光度有关，3）H I，C IV，和硅II正相关的星系盘分数，由于流出人口的CGM冷和致密的气体。御夫座样本显示了L* 星系CGM的惊人多样性，这对从有限的样本中重建CGM特征的观测提出了挑战，也表明长期的合并组装历史和最近的恒星形成并不是CGM的主要雕刻者。
2019-07-09 astro-ph.GA
Discovery of a disrupting open cluster far into the Milky Way halo: a recent star formation event in the leading arm of the Magellanic stream?
我们报告发现了一个年轻的（${\rm age} \sim 130~{\rm Myr}$），低质量（$M \sim 1200~{\rm M}_\odot$），贫金属（$[{\rm Fe}/{\rm H}] \sim -1.1$）恒星协会在日心距离$D \approx 29~{\rm kpc}$，把它远远进入银河系晕。在它目前的银河系中心位置$(R, z) \sim (23, 15)~{\rm kpc}$，星协（在天空上）靠近麦哲伦星系发出的气流的前缘，但位于银河系盘另一侧的大麦云（LMC）中心的$\approx 60^\circ$。如果我们假设星系团与HI气体在流中处于同一位置，我们就直接测量到麦哲伦星系流前缘的距离。测得的距离是不一致的流预测从模型的LMC/SMC相互作用和落入银河系不占冲压压力和气体与银河系盘的相互作用。该星团的估计年龄与主臂气体最后一次通过银河系中平面的时间一致，因此我们推测这一恒星形成事件是由其最后一次通过中平面引发的。这个想法的大部分细节仍然是一个谜：麦哲伦流的柱密度很低，银河系盘在这个大半径处的气体密度很低，并且主导臂气体和银河系气体的相对速度很大。无论它是如何形成的，在银河系晕中发现一个年轻的星团为研究提供了一个有趣的机会。这个星系团是单独用盖亚天体测量和测光发现的，但后续的DECam测光对测量它的性质至关重要。
2020-02-05 astro-ph.GA
Exploring the Milky Way Circumgalactic Medium in a Cosmological Context with a Semi-Analytic Model
我们将星系形成和演化的Santa-Cruz半解析模型（SAM）与Faerman等人（2020）提出的环星系介质（CGM）模型相结合，探索了$L^{*}$星系的CGM性质。我们使用SAM产生的样本的星系晕质量类似于银河系（MW）晕，$M_{\rm vir} \approx 10^{12}~{\rm M_{sun}}$，并发现CGM质量和平均金属丰度的样本相关。我们使用CGM质量和SAM星系的金属丰度作为FSM 20模型的输入，并改变非热支持的量。在我们的模型中的密度分布可以近似的幂律函数的斜率范围内的$0.75 < a_n < 1.25$，更高的非热压力导致更平坦的分布。我们探讨了气体压力，分散措施，OVI-OVIII柱密度，和冷却速率的气体分布和总质量的行为。我们发现，CGM质量低于$\sim 3 \times 10^{10}~{\rm M_{sun}}$，光电离有显着的影响，柱密度的OVI和OVIII。不同MW CGM观测结果的组合有利于在热压、磁场/宇宙射线和湍流支持方面具有相似分数的模型，以及具有$M_{\rm gas} \sim 3-10 \times 10^{10}~{\rm M_{sun}}$的模型。MW OVI色谱柱需要$t_{\rm cool}/t_{\rm dyn} \sim 4$，与气体分布无关。SAM中AGN喷流驱动的加热速率足以抵消CGM冷却，尽管恒星形成星…
2021-07-05 astro-ph.GA
Comparison of Models for the Warm-Hot Circumgalactic Medium around Milky Way-like Galaxies
该研究系统比较了四种假设流体静力学平衡的热星系周介质解析模型，明确了类银河系星系CGM热力学剖面的尺度差异与模型区分指标，并给出了多波段观测量预测，为约束CGM物理过程提供参考。
2024-07-09 astro-ph.GA
A Genetic Approach to the History of the Magellanic Clouds
麦哲伦云的历史研究使用N体流体动力学模拟的初始条件由遗传算法设置。这种技术使我们能够通过直接比较模拟与观测约束来确定银河系周围麦哲伦云的可能轨道。我们探讨了麦哲伦云与银河系相互作用的参数空间，把麦哲伦云的自行、银河系暗物质晕的维里质量和浓度参数（$c$）作为自由参数。这里提出的最佳轨道方案被认为是两套不同的参数的银河系盘和凸起组件。太阳位置的总圆速度（$\rm{R_{\odot}}=8.5\,\rm {kpc}$）直接从相应的银河系质量模型的旋转曲线计算。我们的分析表明，麦哲伦云至少在$3\,\rm{Gyr}$内在银河系维里半径内轨道运行，即使是低质量的晕也是如此。然而，这仅在浓度参数（$c\ge20$）的高值时才有可能。在这里介绍的两个轨道模型中，麦哲伦云之间的相互作用能够再现麦哲伦系统的观测特征。
2014-07-31 astro-ph.GA
Life Cycle of Dust in the Magellanic Clouds and the Milky Way
在很大程度上，我们对尘埃生命周期的理解是基于对银河系和麦哲伦云的观测和理论研究，这将是本文的主题。在过去的几年里，已经积累了大量的观测与前所未有的空间分辨率的银河系。它允许调查尘埃生命周期的不同阶段，从恒星源的形成到恒星形成区的破坏和超新星冲击。观测尘埃排放，消光，光的偏振，和星际元素在太阳附近的耗尽提供了最准确的约束参考尘埃模型应用于研究河外星系。然而，由于高度消光、视线上的混乱和距离的巨大不确定性，银河系盘中星周尘埃和星际尘埃的全球空间研究变得复杂。相比之下，在天空中的有利位置和麦哲伦云的接近允许详细的多波长研究尘埃形成的恒星星族和调查的变化的星际颗粒性质的整个星系。它们使理论计算的全球星尘产生率与观测结果之间的第一次比较成为可能，这证实了累积星尘质量与观测到的星际尘埃质量之间的差异--“缺失的尘埃源”问题。对大麦云星云中尘埃生命周期的模拟表明，银河系中主要的尘埃来源ISM中的地幔吸积导致的尘埃增长可能是LMC中现有尘埃质量的原因。我们将比较来自不同来源的尘埃输入到银河系和麦哲伦云的尘埃预算，这揭示了这些尘埃来源的作用如何取决于金属丰度。
2014-07-31 astro-ph.GA
Gamma-ray and radio background constraints on cosmic rays in Milky Way circumgalactic medium
研究了宇宙射线（CR）与银河系弥散环星系气体相互作用产生的强子$γ-$射线辐射和射电同步辐射。我们的目标是约束我们的环银河系介质（CGM）的帮助下，所观察到的各向同性$γ$射线背景（IGRB），其各向异性和无线电连续的CR人口。我们修改了不同的模型CGM气体在流体静力平衡中讨论的文献中，包括宇宙线人口，参数化$η\equiv P_{\rm CR}/P_{\rm th}$。对于最简单的等温模型，虽然IGRB强度允许$η\lesssim 3$，但太阳系偏离中心位置（MW）导致的各向异性排除了所有$η$值。对于沉淀模型，其中CGM气体的冷却以冷却时间与自由下落时间的最佳比率进行调节，而观察到的IGRB强度允许$η\lesssim 230$，观察到的各向异性仅允许非常大的$η$值，为$\gtrsim 100$。射电连续谱限制了降水模型的$η\lesssim 400$，并且不约束等温模型，然而，这些约束通过与CR扩散时间尺度相当的同步辐射损失时间来减轻。这些界限是相关的，目前的数值模拟表明一个显着的CR人口CGM星系MW质量。
2020-10-08 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Circumgalactic Medium of the Milky Way is Half Hidden
我们评估的银河系的环星系介质（CGM）逃避检测，由于它的速度是类似的气体在磁盘的分数。这是实现使用合成观测的CGM在一个模拟的MW质量星系，显示类似的CGM运动学的MW和外部L $\sim$ L $_*$星系。模拟观测者在类似太阳的位置观察到，在模拟的CGM中，只有50 $\%$（按质量计）的气体以高速（$|v_{\rm LSR}|\geq$ 100 km s $^{-1}$或$|v_{\rm DEV}|\geq$ 50 km s $^{-1}$）移动，并且可以观察到。低速气体与高速气体在热力学上相似，表明50 $\%$可观测分数适用于从射电到紫外线的谱线。我们将可观测到的质量分数（50 $\%$）应用于当前对MW的CGM的估计，并发现对于$\sim15$ kpc内低于10 $^6$ K的气体，校正后的总质量为2.8 $\times$ 10 $^{8} M_{\odot}$（这不包括麦哲伦系统）。这比其他L $\sim$ L $_*$星系中延伸到$\sim$ 150 kpc的CGM的总质量要小。然而，我们发现类似的OVI柱密度时，MW和外部星系之间的路径长度的差异被认为是。在模拟的CGM中低速气体的相干空间和运动学分布表明，目前对MW CGM的HI观测可能会错过大的低速HI复合体。此外，基于具有距离约束的高速线观测的MW的CGM的当前质量估计可能会错过外部晕中的气体的不可忽略的部分…
2015-04-21 astro-ph.GA
Low-column density HVC and IVC gas in the halo of the Milky Way
最近对银河系环星系气体环境的研究主要集中在大质量中性气体云和高电离晕吸收体的分布、化学组成和物理性质上。相对较少的努力已经投入到目前为止，在环银河中性和弱电离金属吸收低HI柱密度的探索。本文系统地研究了银河系晕中中性和电离低柱密度气体的分布和物理性质。我们结合CaII和NaI吸收线测量HI 21厘米发射线数据。对于一些视线，进行了高分辨率的射电合成观测，使我们能够研究单碟望远镜无法分辨的小尺度结构。总共观测到177条视线，为分析银河系环星系环境中的IVC和HVC气体提供了大量的吸收选择数据样本。这项研究使我们能够比较所观察到的银河系晕中气体的吸收柱密度分布（CDD）与类星体的干预吸收体的整体CDD。灵敏的吸收线分析使我们能够识别中性和电离气体结构，在低柱密度和小角度范围内，可能仍然看不见的大型21厘米全天调查。如果这种气体覆盖了天空的很大一部分，它可能对银河系的演化有很大的影响。
2009-09-15 astro-ph.GA
Not So Heavy Metals: Black Hole Feedback Enriches The Circumgalactic Medium
我们使用宇宙学流体动力学模拟\citep [{ \sc Romulus 25};][]{Tremmel 2017}和一组四个放大的“遗传修饰”银河系质量星系采样不同的演化路径来检查SMBH反馈对CGM的影响。通过对环星系介质中金属元素分布的追踪，我们发现\ion{O}{6}是超大质量黑洞反馈的灵敏指示器。首先，我们计算了模拟银河系质量星系中\ion{O}{6}的柱密度，并与COS-Halos巡天的观测结果进行了比较。我们的模拟结果表明，\ion{O}{6}的列密度在CGM一致的COS-Halos恒星形成和淬火星系。这些结果与来自先前模拟研究的那些结果形成对比，先前模拟研究通常产生不足的\ion{O}{6}的CGM柱密度。我们确定星系的恒星形成历史和组装记录对CGM中\ion{O}{6}的数量几乎没有影响。相反，\ion{O}{6}的柱密度与星系晕质量和BH生长历史密切相关。这组放大的、经过基因改造的银河系质量的星系表明，SMBH将高度富集金属的物质驱赶到其宿主星系的晕中，这反过来又提高了CGM中\ion{O}{6}的柱密度。
2021-05-25 astro-ph.GA
On the origin of the $10^7$ K hot emitting gas in the Circumgalactic medium of the Milky Way
本文通过理想化流体动力学模拟提出，银河系环星系介质中约 $10^7$ K 的超维里发射气体源于银盘附近的恒星反馈，并揭示其与维里温气体共同构成持续演化的金属增丰面外盘状结构。
2024-09-30 astro-ph.GA astro-ph.HE
A disk-dominated and clumpy circumgalactic medium of the Milky Way seen in X-ray emission
银河系被环星系介质（CGM）所包围，它可能在星系演化中扮演着关键角色，作为恒星形成的气体来源，以及恒星形成和核活动产生的金属和能量的储存库。CGM也可能是在早期宇宙中看到的重子的储存库，但在当地未被发现。在$2 \times 10^{6}$ ~K附近的温度下，CGM具有电离成分，主要在软X射线波段进行研究。在这里，我们报告的调查银河系南部的天空与软X射线光谱仪优化研究扩散软X射线发射。X射线的发射是最好的适合与盘状模型的基础上的径向轮廓的表面密度的分子氢，恒星形成的示踪剂，这表明X射线发射主要是从热等离子体产生的恒星反馈。X射线发射在$\sim10^{\circ}$角尺度上的强烈变化表明CGM是clusterous。此外，一个扩展的，可能是巨大的，晕组成部分是需要匹配的晕密度推断从其他观测。
2020-10-30 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Impact of Cosmic Rays on the Kinematics of the Circumgalactic Medium
我们使用两个银河系质量的星系的流体动力学模拟，以证明宇宙射线压力的冷，暖环星系气体的运动学的影响。与以前的研究一致，我们发现宇宙射线压力可以在环星系介质（CGM）的内部50 kpc的热压力占主导地位，创造一个整体冷却CGM比类似的星系模拟运行没有宇宙射线。我们生成模拟星系的CGM合成视线，并使用Voigt轮廓拟合方法来提取离子柱密度，多普勒-b参数，和速度质心的个人吸收。我们直接比较这些合成谱线适合HST/COS CGM吸收线数据分析，这往往表明，具有广泛的电离势能的金属物种往往是运动学对齐。与没有宇宙射线的Milky-Way模拟运行相比，内部CGM中宇宙射线压力的存在产生了更窄的OVI吸收特征和更宽的SiIII吸收特征，这种质量与观测数据更一致。此外，由于非热宇宙射线压力的支持，冷气体是有浮力的，冷气体和热气体的速度质心往往在模拟的银河系中与来自宇宙射线的反馈对齐。我们的研究表明，模拟和观测之间的详细，直接的比较，侧重于气体运动学，有可能揭示主导的物理机制，形状的CGM。
2022-08-17 astro-ph.GA
Super-virial temperature or Neon overabundance?: Suzaku observations of the Milky Way circumgalactic Medium
我们分析了朱雀和钱德拉观测的软漫射X射线背景向四个视线的目标，从银河系环星系介质（CGM）的特征的X射线发射。我们确定了CGM的两个热分量，一个处于$\rm kT = 0.176\pm0.008 ~keV$的均匀温度，另一个处于$\rm kT = 0.65-0.90~ keV$之间的温度范围。均匀的低温成分与银河系的维里温度（$ \sim10^{6}~ K$）一致。较热组分的温度与最近发现的（$\rm \sim 10^{7}~ K$ ; Das等人）相似。在blazar 1 ES 1553 +113的视线中，靠近费米气泡。或者，光谱可以用一个具有超太阳氖丰度的低温成分来描述，再次类似于1 ES 1553 +113视线中发现的成分。在$>4σ$的意义上需要额外的热组分或过量的Ne，但我们不能区分这两种可能性。这些结果表明，超维里温度的气体或增强的Ne丰度的暖热气体在CGM中是普遍的，而这些并不一定与费米泡。
2021-01-12 astro-ph.GA astro-ph.HE
The COS/UVES Absorption Survey of the Magellanic Stream. III: Ionization, Total Mass, and Inflow Rate onto the Milky Way
两个麦哲伦云之间的动态相互作用将大量气体抛入银河系的晕中，形成了麦哲伦流、麦哲伦桥和引导臂（统称为麦哲伦系统）。在研究吸收中的麦哲伦气体的一系列的第三篇论文中，我们使用69个哈勃太空望远镜/宇宙起源光谱仪视线的样本分析了气体电离水平，这些视线通过或在21 cm发射区域的30度范围内。我们发现，81%（56/69）的视线显示麦哲伦速度的紫外线吸收，这表明麦哲伦系统的总截面约为11000平方度，或整个天空的四分之一左右。利用观测到的Si III/Si II比值和云光电离模型，我们计算出麦哲伦星系的总质量（原子加电离）约为20亿太阳质量，电离气体的质量是原子气体的两倍多。这比目前两个麦哲伦星云的星际H I质量加起来还要大，表明它们已经失去了大部分初始气体质量。如果麦哲伦星系中的气体在流入时间约为0.5-1.5 Gyr的情况下存活下来并到达银河系盘，那么它的平均流入速率将达到每年约3.7-6.7太阳质量，这可能会提高银河系恒星形成的速率。然而，与热的银河日冕相互作用的蒸发的多个迹象表明，该流可能无法在其完整无损的旅程中幸存下来，而是会向日冕添加材料（并冷却）。
2014-04-22 astro-ph.GA
The effect of local photoionization on the galaxy properties and the circumgalactic medium in simulations of Milky Way-sized galaxies
本文通过在Auriga类银河系星系缩放模拟中加入局部恒星辐射，研究其对星系性质与环星系介质的影响，发现该辐射会抑制恒星形成、降低旋转曲线峰值和核球质量，并在维里晕内主导辐射场，但对CGM总体密度和温度剖面影响较小。
2024-09-04 astro-ph.GA
The effect of the deforming dark matter haloes of the Milky Way and the Large Magellanic Cloud on the Orphan-Chenab stream
最近的研究表明，大麦云云（LMC）对银河系的恒星晕和恒星流有着重要的影响。在这里，我们探讨如何变形的银河系和LMC的暗物质晕影响恒星流，以及这些影响是否是可观察的。特别是，我们专注于孤儿Chenab（OC）流，特别接近LMC，并跨越了银河系的晕的很大一部分。我们代表银河系-LMC系统使用基函数展开，捕捉它们的演变在$N$体模拟。我们提出了这个系统的属性，如每个星系的密度和力场的演变。OC流是在这种随时间变化的变形势中发展起来的，我们研究了银河系和LMC的各种时刻的影响。我们发现，模拟的OC流的强烈影响的变形的银河系和LMC，这种影响是远远大于目前的观测误差。特别是，银河系偶极子对流的影响最大，其次是LMC的四极子和LMC的四极子。探测到这些效应将证实一个关于无碰撞冷暗物质的关键预测，并将是对替代暗物质和替代引力模型的有力检验。
2022-11-10 astro-ph.GA
The warm-hot circumgalactic medium of the Milky Way as seen by eROSITA
本研究利用eRASS1的O VIII全天图，结合三维物理辐射模型约束银河系温热CGM的几何与密度分布，发现盘状扁球气体主导局地辐射，而球形晕解释吸收柱密度与重子预算。
2023-10-16 astro-ph.GA
Mapping atomic and diffuse interstellar band absorption across the Magellanic Clouds and the Milky Way
弥漫星际带（DIB）跟踪温暖的中性和弱电离弥漫星际介质（ISM）。在这里，我们提出了一个专门的，高信号噪声光谱研究的两个最强的DIB，在5780和5797，在小和大麦云的666个早期型恒星的光谱，随着原子Na\，{ \sc i}\，D和Ca\，{ \sc ii}\，K线的测量。由此产生的地图首次显示了DIB载体在大片星系中的分布，以及前景银河系ISM。我们确认了5797 DIB与中性气体的关联，以及5780 DIB与更多半透明气体的关联，通常追踪麦哲伦星云内的恒星形成区域。同样地，Na I，{ \sc i} I，D线追踪较密集的ISM，而Ca I，{ \sc ii} I，K线追踪较扩散的较暖气体。Ca，{ \sc ii}，K线在$\sim200$处有一个额外的分量--从两个麦哲伦云的方向看，$^{-1}$为220 km s $^{-1}$;这可能与泛麦哲伦晕有关。在银河前景吸收中，原子线和DIB都显示出亚pc尺度的结构; 5780和5797的DIBs在这些小尺度上显示出非常小的相关性，Ca\，{ \sc ii}\，K和Na\，{ \sc i}\，D线也是如此。这表明，5780和5797个双斜DIBs之间，或Ca { \sc ii}\，K和Na { \sc i}\，D之间的良好相关性，来自于多个星际结构的叠加。在SMC、LMC和银河系中，DIB和Na I { \sc i}之间的行为相…
2015-09-17 astro-ph.GA
Influence of the cosmic repulsion on the MOND model of the Magellanic Cloud motion in the field of Milky Way
在冷暗物质（CDM）晕模型的框架下，最近的研究表明，宇宙斥力对银河系引力场中麦哲伦云（MC）的运动有非常重要的影响.然而，有一个替代CDM晕解释的旋转曲线在旋涡星系的外围，基于修正牛顿动力学（MOND）。因此，我们在MOND理论的框架下研究了宇宙斥力在确定MC运动中的作用。我们的结果表明，在MOND框架中的宇宙斥力的影响，无论是小的和大的MC的运动也是非常显着的，但它是一个不同的字符比在CDM晕模型的框架。此外，我们表明，在CDM晕和MOND模型的框架中的MC运动是subtantially不同的，可以作为这些根本不同的方法来解释与星系和卫星星系的运动有关的现象的测试。
2013-12-03 astro-ph.GA
The All-Sky Impact of the LMC on the Milky Way Circumgalactic Medium
本研究通过流体动力学模拟发现，大麦哲伦云首次落入银河系产生的激波和反射运动显著增强并重塑了银河系晕周介质的密度、温度、压力及速度分布，其剥离气体形成高速流，影响全天观测信号。
2024-08-19 astro-ph.GA
A detection of H$_2$ in a high velocity cloud toward the Large Magellanic Cloud
这项工作提出了一个新的检测H $_2$吸收产生的高速云（HVC）与银河系或大麦云（LMC）。这种吸收剂是在大麦哲伦星系恒星Sk-70 $^\circ$ 32的远紫外光谱探测器档案中发现的。这是在银河系晕中发现的第五个被充分表征的H $_2$吸收体，也是在麦哲伦流和桥之外发现的第二个这样的吸收体。吸收体的静止中心速度为$+$ 140 km s $^{-1}$，H $_2$柱密度为$10^{17.5}$ cm $^{-2}$。它最有可能是在较温暖和较弥散的晕云中较冷和相对致密的包裹体（$T\approx 75$ K，$n_{\rm H}\sim 100$ cm $^{-3}$）的一部分。这个晕云可能是仍在上升的银河系喷泉流的一部分，也可能是大麦云云的外流。
2022-04-19 astro-ph.GA
Detection of a Super-Virial Hot Component in the Milky Way Circumgalactic Medium Along Multiple Sight-Lines by Using the Stacking Technique
本研究利用 Chandra 多条视线的高分辨率光谱叠加，在4–8 Å范围高显著性探测到银河系 CGM 的超维里热相，并表明其可能遍布整个银晕。
2023-04-19 astro-ph.GA
The Milky Way's rowdy neighbours: The effects of the Large Magellanic Cloud and Sagittarius Dwarf on the Milky Way Disc
本文通过四个10^9粒子的N-body模拟，研究大麦哲伦云和射手座矮星系对银河系星系盘的独立与综合影响，发现两者作用可分离且重现了观测到的大径向速度波，强调建模时需同时包含两者。
2024-11-14 astro-ph.GA
The effect of Large Magellanic Cloud on the satellite galaxy population in Milky Way analogous Galaxies
观测工作表明，银河系中最亮的两个卫星星系，大麦云（LMC）和小麦哲伦云（SMC），在银河系类似物中是罕见的。然后，有趣的是，知道是否存在大规模的卫星有任何影响的整个卫星人口MW类似物。在这篇文章中，我们研究这个问题，使用半分析模型结合千年II模拟。类MW星系被定义为具有与MW相似的恒星质量或暗物质晕质量。我们发现，在第一种情况下，晕质量更大，有，平均而言，在银河系类似物的卫星，如果有一个巨大的卫星星系在系统中的两倍。这主要来自于晕形成的偏差。如果使用晕质量选择MW类似物，则差异较小。我们还发现，卫星星系的分布稍有不对称性，主要集中在中央星系与大质量卫星星系的连线上。大麦哲伦星系在吸积时平均带来了14.7个具有$M_{r}<0$的卫星星系，其中4.5个卫星星系距离大麦哲伦星系仍在50kpc以内。考虑到其他卫星，我们预测LMC有7.8颗卫星具有50 kpc。通过将我们的模型与SAGA的早期数据进行比较，我们发现SAGA比我们的模型预测有更多的明亮卫星和更少的昏暗卫星。未来需要与最终SAGA数据进行比较。
2019-05-19 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
Proper motion separation of Be star candidates in the Magellanic Clouds and the Milky Way
我们提出了一个自行调查的样本是明星候选人对麦哲伦云，这导致了在识别不同的人群，在银河系的前景和麦哲伦背景。Be星是广义上的B型星，在它们的光谱中显示出发射线。在这项工作中，我们研究了一个样本的2446和1019被明星候选人分别对LMC和SMC，从文献中，并建议作为可能的被明星，由于他们的变化行为在OGLE-II I带。利用IRSF星表和SPM 4星表分别计算了1188颗和619颗LMC和SMC Be候选星的JHK星等和自行。颜色-颜色和矢量点图被用来确定不同的人口之间的恒星候选人。在LMC样本中，发现了两个具有不同红外颜色和运动学的种群，蓝色的样本与LMC一致，红色的样本属于银河系盘。这解决了在以前的出版物中被描述为可能是LMC中Be候选者中的未知恒星子类的红色样本的性质。在SMC样本中，获得了类似但不太明显的结果，因为在这个星系中没有看到这个明显的未知子类。我们确认，在选择的Be星的变化，虽然一般是成功的，有一个更高的风险污染的银河系物体对红B $-$ V和V $-$ I的颜色。
2017-04-27 astro-ph.GA
Revealing the Milky Way's Hidden Circumgalactic Medium with the Cosmic Origins Spectrograph Quasar Database for Galactic Absorption Lines
每个类星体（QSO）的光谱都包含来自星际介质、盘晕界面和银河系（MW）的环星系介质（CGM）的吸收线特征。通过对132个类星体的哈勃空间望远镜/宇宙起源摄谱仪（COS）光谱的分析，研究了银河系晕中$|v_{\rm LSR}|\leq100$ km/s处SiIV吸收的意义和起源。北部的天然气主要以$-50\lesssim v_{\rm LSR}\lesssim 0$ km/s的速度下降，而南部则没有观察到这种模式。SiIV柱密度的平均值和标准偏差为$\langle N_{\rm SiIV}\rangle=(3.8\pm1.4)\times10^{13}$ cm $^{-2}$。在$|b|\gtrsim 30$程度上，$N_{\rm SiIV}$与$b$没有显著相关性，这不能用通常采用的平板几何结构来解释。我们提出了一个两个组件的模型来重建$N_{\rm SiIV}$ - $b$分布：一个平面平行组件$N_{\rm DH}^{\perp}$占MW的磁盘晕界面和全球组件$N_{\rm G}$再现$b$的弱依赖。我们发现$N_{\rm DH}^{\perp}=1.3^{+4.7}_{-0.7}\times10^{12}$ cm $^{-2}$和$N_{\rm G}=(3.4\pm0.3)\times10^{13}$ cm $^{-2}$的贝叶斯分析和块引导的基础上。全球的组成部分最有可能有…
2019-02-14 astro-ph.GA
UGC 4703 interacting pair near to an isolated spiral galaxy NGC 2718: A Milky Way Magellanic Cloud analogue
本文分析了位于银河型螺旋星系NGC 2718附近的一对相互作用的矮星系UGC 4703的物理和形态学性质。通过与大、小麦哲伦云（LMC和SMC）的物理和形态特征的比较，我们认为UGC 4703对-NGC 2718系统可能是一个LMC-SMC-MW类似物。在距离NGC 2718 81 kpc的天空投影距离上，我们发现UGC 4703与它附近的质量较小的伴星UGC 4703 B明显地相互作用，在它们之间形成了一座恒星流的桥梁。UGC 4703及其伴星的B波段总光度分别为-17.75和-16.25等。利用GMRT获得了UGC 4703的HI 21-cm谱线数据，得到了中性氢（HI）发射的更详细的图像。HI图像显示了矮星系对之间相互作用的证据，但在NGC 2781和UGC 4703矮星系对之间没有检测到像麦哲伦流（MS）那样的扩展发射。我们还发现了沿着UGC 4703/4703 B桥的恒星形成区域，恒星质量超过10 $^{7}$ M $_{\odot}$。通过比较UGC 4703- 4703 B和LMC-SMC两个相互作用矮星对的光学和HI形貌，讨论了它们相互作用历史的可能差异。
2017-10-25 astro-ph.GA
A Dynamical Mass Estimate from the Magellanic Stream
通过冲压剥离模型模拟麦哲伦流形成，发现流长度与银河系质量直接相关，据此估算银河系质量为1.5±0.32×10^12太阳质量，与其他独立测量一致。
2023-05-09 astro-ph.GA
The total mass of the Large Magellanic Cloud from its perturbation on the Orphan stream
在Koposov等人的一篇配套论文中，来自\textit{Gaia}数据发布2的RR天琴座被用来证明孤儿星流中的恒星具有与流迹显著不对准的速度矢量，这表明它已经从银河系的卫星接收到了大的引力扰动。我们认为，这样的不匹配不会出现由于任何现实的静态银河系的潜力，然后探讨微扰效应的大麦云云（LMC）。我们发现，LMC可以精确地产生所观察到的运动轨迹失配，因此，我们使用孤儿流来测量云的质量。我们同时适合银河系和LMC的潜力，并推断，总LMC质量$1.38^{+0.27}_{-0.24} \times10^{11}\,\rm{M_\odot}$是弯曲的孤儿流所需的，第一次表明，LMC有一个大的和可测量的影响绕银河系的结构。这对任何假设示踪剂围绕静止的银河系运行的技术都有深远的影响。此外，我们测量银河系质量在50千秒差距为$3.80^{+0.14}_{-0.11}\times10^{11} M_\odot$。最后，我们用这些结果来预测，由于银河系的反射运动在响应大麦哲伦星系，银河系的恒星晕的郊区应该表现出大量的，向上的运动。
2019-05-14 astro-ph.GA
The warm Gaseous Disk and the Anisotropic Circumgalactic Medium of the Milky Way
暖（$\log~T\approx5$）气体是星系重子循环中的重要气体成分。利用Si IV和O VI的吸收谱线测量，建立了一个二维盘状CGM模型，研究了银河系暖气体的分布。在该模型中，两种离子的盘成分具有相同的密度分布（$n(r, z)=n_0\exp(-|z|/z_0)\exp(-r/r_0)$），其标度高度为$z_0=2.6\pm0.4\rm~kpc$，标度长度为$r_0=6.1\pm1.2\rm~kpc$。对于这个盘组件，我们计算了温暖的气体质量的$\log(M/M_\odot)=(7.6\pm0.2)-\log\frac{Z}{Z_\odot}$。类似的磁盘密度分布和总质量的Si IV和O VI轴承气体集的电离机制的限制。我们认为，暖气体盘可能是由银河系喷泉机制，它的膨胀和膨胀气体设置的尺度高度和尺度长度的暖气体盘。在我们的模型中的CGM组件有一个更高的柱密度沿垂直于银河系平面的方向（$b=90^\circ$）比沿径向方向（$b=0^\circ$）的柱密度的银河系纬度的依赖。对于两种离子，这两个方向之间的柱密度差为在$6.3σ$处的$0.82\pm0.32\rm~dex$。这种差异可能是由于整个CGM的银河反馈的富集，或者是温暖的气体盘和CGM之间的额外相互作用层;现有的数据无法区分这两种情况。如果整个CGM在$b=90^\circ$处的柱密度较高，则总热CGM质量为$\lo…
2019-06-28 astro-ph.GA
Could the Magellanic Clouds be tidal dwarves expelled from a past-merger event occurring in Andromeda?
麦哲伦云通常被认为是银河系卫星系统中的异常值，因为它们是不规则的和富含气体的星系。从它们大的相对运动来看，它们很可能是第一次经过银河系附近，可能来自本星系群的另一个区域或其外围。M31在过去可能处于合并阶段，我们调查大麦云云是否可能是在这次事件中被驱逐的潮汐矮星。这种假设是测试的框架下，目前的测量和不确定性的相对运动的LMC和M31。我们的方法是使用数千种不同的配置来跟踪LMC轨迹，这些配置对相应的参数空间进行采样。我们发现了几种配置，让LMC在50千秒差距从M31，4.3至8 Gyrs前，根据所采用的银河系晕的形状。对于所有的构型，在这样一个位置的LMC速度总是略大于在这样一个半径的逃逸速度。最好的解决方案对应于一个球形到扁长的银河系晕，预测M31的横向运动小于107公里/秒，并下降到接近零的值。我们的结论是，从目前的测量，麦哲伦云很可能是潮汐矮星驱逐前合并事件发生在M31。
2010-10-19 astro-ph.GA
And yet it moves: The dangers of artificially fixing the Milky Way center of mass in the presence of a massive Large Magellanic Cloud
最近的研究表明，大麦云云（LMC）的质量可能比以前认为的要大得多，我们探讨了惯性银心参考系的近似是否仍然有效，在这样一个大规模的LMC的存在。我们发现，以前的估计LMC的轨道周期和远心点距离推导出假设一个固定的银河系显着缩短模型，银河系被允许自由移动，以响应LMC的引力。保持其他参数不变，有利于第一次下降的模型的比例减少。由于这种相互作用，银河系内部50 kpc的质心可以在很短的时间内在相空间中发生显著的位移，范围从0.3到0.5 Gyr，位移量高达30 kpc和75 km/s。此外，我们表明，大麦哲伦星系的引力和银河系的响应可能会显着影响人马座矮星系（Sgr）的潮汐碎片的轨道和相空间分布。这种影响大于先前基于LMC单独扭矩的估计。因此，Sgr将碎片沉积在与现在的Sgr轨道平面不一致的天空区域。此外，我们发现，适当占银河系围绕其共同的质心与大麦哲伦星系的运动显着修改远心点之间的角距离和倾斜的轨道极点，减轻以前的模型和观测之间的紧张关系。虽然这些模型在性质上是初步的，但它们突出了在对银河系和本星系群中的物体进行运动学建模时，考虑MW和LMC之间的相互引力相互作用的重要性。
2015-02-13 astro-ph.GA
All-Sky Dynamical Response of the Galactic Halo to the Large Magellanic Cloud
大麦云云（LMC）与银河系的恒星晕和暗物质晕之间的引力相互作用将引起外银河系的不平衡现象。据预测，一个局部的尾流将跟踪LMC的轨道，而大规模的超密度预计将存在于银河系北半球的大面积区域。在这里，我们提出的检测本地尾流和北超密度（以下简称“集体响应”）的银河系的全天星图的基础上，1301颗恒星在60<R_gal<100 kpc。尾流的位置是在良好的协议与N体模拟，包括银河系晕上的LMC的动力学效应。尾流的密度对比度和集体响应在数据中都比在模拟中强。探测到强烈的局部尾流是麦哲伦云第一次绕银河系运行的独立证据。尾流跟踪LMC的路径，这将提供对LMC轨道的洞察，这反过来又是对LMC和银河系质量的敏感探测器。这些数据表明，外晕并不像人们通常认为的那样处于动力学平衡状态。尾流的形态和强度可以用来测试暗物质和重力的性质。
2021-04-19 astro-ph.GA
Deep Synoptic Array science: a 50 Mpc fast radio burst constrains the mass of the Milky Way circumgalactic medium
我们提出的深层天气阵列（DSA-110）的发现和干涉定位到目前为止，非重复FRB 20220319 D。FRB起源于一个年轻的、快速形成恒星的棒旋星系IRAS 02044 $+$ 7048，它的质量只有50 Mpc。虽然NE 2001和YMW 16模型的银河系星际介质（ISM）的DM的FRB 20220319 D的贡献超过其总观测DM，我们表明，在这些模型中的不确定性容纳的爆发河外起源。我们推导出一个保守的上限DM贡献的环银河系介质（CGM）的银河系：限制是28.7 pc cm $^{-3}$和47.3 pc cm $^{-3}$，这取决于两个恒星附近的天空FRB 20220319 D是用来估计ISM DM。这些极限都意味着银河系CGM的总质量是$<10^{11}M_{\odot}$，而银河系的重子质量是给定总晕质量的宇宙学平均值的$\lesssim60\%$。当遥远的球状星团M53中的双星DM被另外考虑时，可能会有更严格但不那么保守的约束。虽然我们的约束条件是敏感的CGM中可能的各向异性和假设的形式的径向密度分布，它们不受CGM的化学和热性质的不确定性。我们的研究结果强烈支持星系形成模拟通常预测的情况，其中反馈过程从像银河系这样的星系晕中驱逐重子物质。
2023-01-03 astro-ph.GA astro-ph.HE
METAL: The Metal Evolution, Transport, and Abundance in the Large Magellanic Cloud Hubble program. IV. Calibration of Dust Depletions vs Abundance Ratios in the Milky Way and Magellanic Clouds and Application to Damped Lyman-alpha Systems
通过阻尼Ly- $α$体系（DLAs）的静止框架紫外光谱，可以追踪宇宙中金属含量的演化。DLAs中的气相丰度必须根据尘埃贫化效应进行校正，这可以通过校准丰度比（如[Zn/Fe]）和贫化（气体中金属的分数，而不是尘埃）之间的关系来实现。利用银河系（MW），LMC和SMC中的气相丰度和贫化样品，我们证明了[Zn/Fe]和其他丰度比之间的关系在这些本地星系和DLAs之间没有显着变化，表明[Zn/Fe]应该跟踪这些系统中重元素的贫化。在年轻的大质量恒星，总（气体+尘埃）中性气体的金属丰度代理，在MW LMC和SMC的光球丰度的可用性，使我们能够校准[Zn/Fe]和这些附近的星系之间的关系耗尽。我们将损耗的局部校准应用于DLA系统。我们发现，灰尘中的金属，灰尘与气体的比例，总丰度的分数是2-5倍低于从以前的消耗校准MW测量和不同的形式主义的基础上推断。然而，尘埃丰度与金属丰度的趋势仍然只有轻微的次线性的所有现有的耗尽校准，相反的是推断从FIR，21厘米，CO排放在附近的星系和预测的化学演化模型。需要对远红外区尘埃不透明度和金属丰度低于20%太阳能时的消耗进行观测约束，以解决这种紧张关系。
2022-06-08 astro-ph.GA
On the baryon budget in the X-ray-emitting circumgalactic medium of Milky Way-mass galaxies
Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik (MPE)（马克斯·普朗克地外物理研究所）；INAF-Osservatorio Astronomico di Brera（意大利国家天体物理研究所布雷拉天文台）；Como Lake Center for Astrophysics (CLAP), DiSAT, Università degli Studi dell’Insubria（因苏布里亚大学DiSAT科莫湖天体物理学中心）；Department of Astronomy, Tsinghua University（清华大学天文系）；Purple Mountain Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院紫金山天文台）；Department of Astronomy, University of Michigan（密歇根大学天文系）；Department of Astronomy, Xiamen University（厦门大学天文系）
研究通过分析SRG/eROSITA观测数据，评估了银河系质量星系X射线发射circumgalactic medium的baryon质量估计中的关键不确定性来源。
2025-11-21 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Formation of Binary Star Clusters in the Milky Way and Large Magellanic Cloud
最近对年轻的嵌入星团的观测和双星星团的统计鉴定为星团的形成过程和随后的动力学演化提供了新的见解。早期星团结构的动力学演化为双星团的形成提供了条件。在这里，我们进行$N$体模拟，以调查在银河系和大麦云（LMC）的双星星团的形成。我们发现，双星星团可以形成从恒星聚集与各种初始条件。对于一个给定的初始维里比，较高程度的初始子结构的结果在一个较高的分数的双星星团。由于双星系统的合并或解体，双星星团的数量会随着时间的推移而减少。通常，聚集体的$\sim 45\%$在银河系环境中演化成$t=20$ ~Myr内的二元/多星系团，而只有$\sim30\%$在$t=50$ ~Myr之外存活，分离为$\lesssim 50$ ~pc。另一方面，在LMC中，二元/多元团簇的$\sim 90\%$存活超过$t=20$ ~Myr，并且在$t=50$ ~Myr时分数减少到$\sim 80\%$，分离为$\lesssim 35~$ pc。对于高度子结构化和扩展的集群，也快速形成多个集群。其他的组成部分倾向于分离，剩下的双星团合并。合并过程可以产生快速旋转的星团，其旋转曲线大多是平坦的，在外围加速。
2021-07-07 astro-ph.GA
