The formation of disk galaxies in a cosmological context: Populations, metallicities and metallicity gradients
我们提出了有关在宇宙学模拟中形成的星系的金属丰度和恒星星族的第一个结果。计算包括暗物质、气体动力学、辐射过程、恒星形成、超新星反馈和金属富集。质量为$8\,10^{11}\,$ \Msol \的旋转过密球体作为初始模型。会聚区和金斯不稳定区可以形成恒星，恒星的金属量来自于它们形成的气体。通过超新星，富含金属的气体被送回星际介质。形成中的星系显示了螺旋星系的主要特征：一个富含金属的凸起，一个贫金属的恒星晕和一个接近太阳组成的盘。晕和核球主要由老恒星（$>10.5\,$陀螺）组成。圆盘的金属丰度梯度为$\dd(\log Z) / \dd r = - 0.05\,$ kpc $^{-1}$，而晕则没有。模型还显示了Pop~II星的金属丰度与小尺度涨落功率之间的相关性。膨胀区的恒星是由最初位于原始密度波动最大值的气体形成的，而晕星则是由积累在不太明显的最大值中的气体形成的。
1993-12-05 astro-ph
Feedback and metal enrichment in cosmological SPH simulations I. A model for chemical enrichment
我们讨论了一个模型来处理化学富集SNII和SNIa爆炸模拟宇宙学结构的形成。我们的模型包括金属依赖的辐射冷却和恒星形成致密的塌陷气体团。金属返回到弥漫的星际介质的恒星粒子使用本地SPH平滑内核。由于SNII和SNIa祖星的产率和寿命不同，在我们的治疗中出现了各种化学丰度模式的富集气体。在SNII化学品生产的情况下，我们采用金属依赖的产量。由于冷却速率对金属丰度的敏感依赖性，原则上，星系晕中金属的富集可以显着改变随后的气体注入和恒星成分的形成。事实上，在孤立星系的模拟中，我们发现，与原始冷却功能的模拟相比，金属依赖冷却的一致处理在中心区域之外产生了25%的恒星。然而，在高度富集的中心区域，重子的演化不受金属冷却的影响，因为这里的气体总是足够密集以冷却。在宇宙学模拟中也发现了类似的情况，因为我们没有考虑强反馈过程，这种过程可以将金属传播到很远的地方，并将它们混合到未富集的扩散气体中。我们证明了这一点明确的测试模拟，采用超太阳冷却功能，导致恒星质量和金属分布的巨大变化。我们还发现，金属丰度对星系恒星形成历史的影响可能取决于它们特定的演化历史。因此，我们的研究结果强调反馈过程的重要性，解释宇宙金属富集。
2006-07-10 astro-ph
Cosmological evolution of supermassive black holes and AGN: a synthesis model for accretion and feedback
超大质量黑洞（SMBH）通过吸积的增长伴随着大量能量的释放，这些能量可以像类星体那样被辐射出去，平流进入黑洞，或者像在射电星系中观察到的那样通过强大的喷流以动力学形式被处理掉。在这里，我将提出新的限制SMBH的质量函数和爱丁顿比分布的演变，从活动星系核光度函数的研究，旨在占辐射和动能输出的活动星系核在一个系统的方式。首先，我讨论了如何细化Soltan参数导致联合约束的质量加权平均自旋SMBH和总质量密度的高红移（z~5）和“流浪”黑洞。然后，我将展示如何描述的缩小趋势中观察到的活动星系核人口的宇宙学演化的物理量（黑洞质量，吸积率，辐射和动能输出）。最后，简要讨论了活动星系核动力学反馈的红移演化，并与演化中的SMBH种群的辐射输出进行了比较，从而为活动星系核结构形成中的反馈唯象模型提供了一个强有力的物理框架。
2008-08-01 astro-ph
Feedback and metal enrichment in cosmological SPH simulations - II. A multiphase model with supernova energy feedback
在星系形成的光滑粒子流体动力学模拟中，我们提出了一种新的处理多相星际介质的方案。该方案可以表示冷和热ISM分量的共空间混合，并且没有尺度相关参数。因此，它特别适合于宇宙学结构形成的研究，其中具有广泛质量的星系同时形成。我们还提出了新的算法的能量和重元素注入超新星，并表明，这些计划可以重现几个重要的观察到的星系演化的影响。在坍缩系统和静止星系中，我们的代码都可以再现气体表面密度和恒星形成表面密度之间的肯尼库特关系。在这两种情况下产生强烈的金属增强风的质量损失的比率，恒星形成这是类似的观察。这导致了恒星形成活动的自我调节周期。反馈的总体影响取决于星系质量。在大质量星系中，恒星的形成最多被抑制几个因素，但在低质量系统中，这种影响可能要大得多，使恒星的形成具有偶发性和突发性。假设反馈中可用的能量分数越大，流出的质量越大，最终恒星质量越低。来自形成盘的风垂直于盘平面准直，达到1000 km/s的速度，并有效地将金属运输出星系。在我们理想化的星系中，从最小质量到最大质量，渐近未束缚的重子比例从> 95%下降到~ 30%，但所有金属的比例都超过60%，无论质量如何。这样的风可能会使星系间介质浓缩到可观测的水平。
2006-08-23 astro-ph
Cosmological Implications of the Second Parameter of Type Ia Supernovae
理论模型预测，Ia型超新星（SN Ia）前身的初始金属丰度会影响超新星光变曲线的峰值。这可能会导致偏离标准的光变曲线校准时，使用超新星Ia作为可测量的距离蜡烛，如果有一个系统的演化的超新星Ia祖先的金属丰度，可能会影响宇宙学参数的测定。在这里，我们表明，这种金属丰度的影响可以大大大于已被估计以前，当在CO白矮星的直接爆炸前阶段的中子化被考虑在内，并定量评估的重要性，金属丰度的演变确定宇宙学参数。我们表明，在原则上，一个适度的和合理的量的金属丰度演化可以模仿一个开放的，没有宇宙中的宇宙，宇宙是由宇宙主导的，平坦的。然而，在没有宇宙学常数的情况下，金属丰度演化的影响似乎不足以解释平坦宇宙中的高z Ia超新星数据，对此有很强的独立证据。我们还估计了系统的不确定性引入的金属丰度演化在一个主导的，平坦的宇宙。我们发现，金属丰度演化可能会限制Omega_m和w的测量精度，并且很难将暗能量状态方程的演化与金属丰度演化区分开来，至少从SN Ia数据中是如此。
2006-08-15 astro-ph
The recycling of gas and metals in galaxy formation: predictions of a dynamical feedback model
我们提出了一个新的反馈计划实施的慕尼黑星系形成模型的结果。新方案包括在宇宙学背景下对由超新星爆炸和恒星风提供动力的星系风进行动力学处理。我们发现，这样一个计划是一个很好的替代品，以牺牲动机的食谱反馈星系形成。模型计算结果与观测到的宇宙中星系的光度函数和恒星质量函数符合得很好。特别是，新方案预测的矮星数量密度低于以前的模型。这是该模型的一个新特征的结果，该特征允许估计晕可以永久沉积到IGM中的质量和金属的量。这种物质的损失导致小晕中恒星形成的抑制，从而导致矮星系数量密度的减少。该模型能够再现观测到的质量-恒星金属丰度和光度-气体金属丰度关系。这表明我们的方案在处理矮星系反馈方面提供了显着的改进。尽管取得了这些成功，但我们的模型并没有再现所观察到的星系颜色的双峰性，并预测了比观察到的更多的明亮星系。最后，我们调查的金属注入风和星系际介质的效率。我们发现，存在于M_vir < 10^12 M_sun/h的晕中的星系可能将其大部分金属质量沉积到星系际介质中，而z=0的星系团和星系团在大部分晕质量被吸积之前最多损失了几个百分点的金属。
2007-05-29 astro-ph
Feedback From the First Supernovae in Protogalaxies:The Fate of the Generated Metals
我们利用三维流体动力学模拟的非均匀星际介质下至秒差距尺度的原始星系中心区域的多个超新星爆炸的化学动力学效应。我们发现，最终的原星系结构和金属分布强烈依赖于SNe的数量。具体来说，1）恒星形成瞬间爆发后，1000 SN的能量足以将这些系统中的气体几乎完全吹走，而2）100 SN的爆炸会引发原星系云的坍缩，导致形成一个冷而致密的星团盘（n > 300 cm^-3），其金属丰度为Z = 4 10^-4 Z_sun。这些结果意味着“第二代”恒星的金属丰度可能为Z ~ 10^-4 Z_sun，并且在Z=0恒星形成的第一次爆发之后，原星系中形成无金属恒星的环境可能相对较快地消失（< 10^7年）。最近发现的超贫金属恒星（Christlieb et al. 2002）可能代表了这种第二代恒星形成的幸存成员。
2003-04-04 astro-ph
The impact of radio feedback from active galactic nuclei in cosmological simulations: Formation of disk galaxies
在本文中，我们提出了一种新的在星系形成的宇宙学模拟中实现活动星系核（AGN）反馈的方法。我们假设活动星系核产生的喷流能量的一部分作为热能传递给周围的气体。结合质量吸积到黑洞与恒星形成气体的多相描述的理论模型，我们自洽地遵循两个星系和它们的中央黑洞的演化。在我们的模型中的新颖之处是，我们考虑两种不同的吸积模式：标准的辐射有效的薄吸积盘和辐射效率低下的吸积流，我们将一般称为RIAF的理论模型的动机在吸积盘的喷气生产，我们假设只有RIAF是负责AGN的反馈。我们发现，爆炸恒星形成的初始插曲后，吸积率到中央黑洞下降，使吸积盘切换到RIAF结构。在这一点上，来自活动星系核的反馈变得有效，并稍微抑制了星系盘中的恒星形成，几乎完全停止了凸起中的恒星形成。因此，核心成为一个随机燃料的低光度活动星系（塞弗特星系）与周期性的短寿命发作后，恒星爆发。我们的模型预测了低光度活动星系核的一些性质，包括辐射光度、喷流功率、射电喷流对kpc尺度的影响以及活动星系核的寿命，这些结果与Seyfert星系及其射电活动的观测结果基本一致。我们还发现，无论超新星反馈或活动星系核反馈的强度如何，中心黑洞与宿主球体在z = 0处的质量比都约为10^{-3}。（节略）
2007-12-19 astro-ph
Metal Lines in Cosmological Models of Lyman-Alpha Absorbers
与中等到高HI柱密度的\lya吸收体相关的金属吸收线包含了关于吸收体内金属丰度和电离条件的有价值的信息，并提供了对\sim 3 $ than HI absorption lines alone. We have developed a method to predict the strengths of metal absorption lines within the framework of cosmological models for the \lya forest. The method consists of evaluating a quantity, the Line Observability Index, for a database of hundreds of candidate metal lines, allowing a comprehensive identification of the lines the model predicts to be detectable associated with a \lya absorber of a given HI column density and metallicity. Applying this technique to a particular class of models at \sim…
1997-09-09 astro-ph
Cosmological puzzle resolved by stellar feedback in high redshift galaxies
标准宇宙学模型，现在强烈地受到早期直接观测的限制，在描述大尺度和中等尺度的演化宇宙结构方面非常成功。不幸的是，严重的矛盾仍然存在于较小的星系尺度上。在主要的小尺度问题是一个显着的和持久的差异之间的观测附近的星系，这意味着银河暗物质（DM）晕有一个密度分布与一个平坦的核心，宇宙学模型，预测晕应该有发散的密度（尖点）在中心。在这里，我们使用数值N体模拟来表明，在小的原始星系中，气体的随机整体运动，在这些系统中预期的幅度，导致中央DM尖点在短时间尺度上（10^8年的数量级）变平。早期星系中的气体运动是由超新星爆炸驱动的，超新星爆炸是恒星形成过程中的结果。我们的机制是通用的，并将在所有恒星形成星系的红移z>~ 10。一旦被移除，尖点就不能在随后的合并过程中重新引入，这些合并过程涉及到更大星系的形成。因此，在目前的宇宙中，无论大小星系都将有平坦的DM核心密度分布，与观测结果一致。
2006-05-26 astro-ph
Including star formation and supernova feedback within cosmological simulations of galaxy formation
我们研究了N体/SPH模拟星系形成中恒星形成和超新星反馈的唯象模型。首先，我们比较了文献中忽略反馈效应将冷气体转化为恒星的不同处方。我们发现，大多数处方给出了大致相似的结果：在最终的星系中，冷气体与恒星的比例主要由气体密度范围控制，在该范围内，恒星形成被允许有效地进行。在没有反馈的情况下，冷却的气体比例太高，导致例如K波段光度函数比观察到的要亮得多。这个问题可以通过包括一个反馈模型来改善，该模型要么对银河系气体施加径向动力学扰动，要么直接重新加热这种物质，并防止它在一定时间内冷却。在这两个模型中，相当一部分冷气体被加热并从晕中排出，其效率与晕圆速度成反比。增加模拟的分辨率可以使质量的动态范围更宽，但解析星系群的平均特性基本上不受影响。然而，随着分辨率的提高，越来越多的气体被小星系重新加热;我们的研究结果表明，收敛需要解决星系的全部质量范围。
2001-10-23 astro-ph
Stellar Feedback in Dwarf Galaxy Formation
矮星系对宇宙学模型提出了重大挑战。特别是，目前的模型预测的暗物质密度是发散的中心，与观察表明一个近似恒定的中心密度的核心形成鲜明对比。来自超新星爆炸和恒星风的能量反馈被认为是形成矮星系演化的主要因素。我们提出了详细的宇宙学模拟，有足够的分辨率来模拟相关的物理过程，并直接评估恒星反馈对矮星系可观测性质的影响。我们表明，反馈驱动大规模的，大量的星际气体运动，导致显着的引力势波动和随之而来的减少中心物质密度，使理论预测与观测一致。
2007-11-29 astro-ph
The Fate of the First Galaxies. I. Self-Consistent Cosmological Simulations with Radiative Transfer
在冷暗物质（CDM）宇宙演化中，低质量天体在宇宙演化中扮演着重要角色。它们不仅是在先前黑暗的宇宙中第一个发光的天体，而且，如果它们的形成不受自身反馈的抑制，它们将主导星系质量函数，直到红移z \sim 5。在本文中，我们提出并讨论了一个3D宇宙学代码，其中包括大部分所需的物理模拟的形成和演化的第一个星系与辐射反馈的自洽治疗的实施。模拟包括采用“光学薄可变爱丁顿张量”（OTVET）近似的连续辐射转移和背景辐射的H_2 Lyman-Werner带的线辐射转移。我们包括详细的化学H_2的形成/破坏，分子和原子的冷却/加热过程，电离的次级电子，和加热的Lyα共振散射。我们发现，第一个星系（“小晕”）的特点是爆发的恒星形成，自我调节的反馈过程，作用于宇宙尺度。它们的形成不受反馈过程的抑制;因此，它们对宇宙演化的影响不容忽视。本文的主要重点是模拟的方法，我们只简要介绍了一些结果。一个广泛的讨论的结果和反馈机制的性质是一个配套文件的重点。
2002-04-09 astro-ph
Cosmological Cosmic Rays and the observed Li6 plateau in metal poor halo stars
最近对晕星中Li6同位素的观测显示，Li6平台比预测的BBN丰度高出约1000倍。我们计算了从宇宙宇宙射线（CCR）的初始爆发到银河系形成的Li6随红移的演化。我们发现，银河系前生产的锂6同位素可以解释在贫金属晕星中观察到的锂6平台，而无需额外的过剩生产的锂7。CCR能谱的振幅和CCR初始产生的红移之间的关系限制了天体的物理和历史，例如对这些早期宇宙射线负责的流行III星。因此，我们考虑银河系中Li6的演化。由于Li6也产生于银河系宇宙射线核合成，我们认为，晕星的金属丰度之间[Fe/H]=-2和-1，必须在一定程度上耗尽Li6。
2005-04-18 astro-ph
Primordial Stellar Feedback and the Origin of Hyper Metal-Poor Stars
银河系晕中-5 ~< [Fe/H] ~< -4的恒星明显不存在，这表明在第一代无金属恒星（Pop III）照亮本宇宙后，产生晕星的气体经历了一个低或延迟的恒星形成时期。Pop III恒星的负反馈最初可能阻止了前星系晕的冷却，从而推迟了坍缩并抑制了进一步的恒星形成。然而，在此期间，第一颗超新星（SNe）的核合成产物有时间与晕气体混合。因此，在形成星系晕的时候，最初的原始气体已经微弱地富含重元素，特别是铁。很高的，在最近发现的两颗超贫金属恒星中观察到的C/Fe比率（[Fe/H]<-5）HE 0107-5240和HE 1327-2326的C/Fe比值以及极贫金属星的C/Fe比值多样性（[Fe/H]<-3），然后自然地解释了由Pop III星的预富集和随后几代大质量，旋转的恒星，最大质量的恒星以形成黑洞的SNe形式结束生命，只喷射出它们的外层（富碳）。讨论了可能存在的巨贫金属/无铁星（[Fe/H]<-6）的星族。
2006-02-27 astro-ph
A Cosmic Milestone: Constraints from Metal-Poor Halo Stars on the Cosmological Reionization Epoch
理论研究和目前对高红移星系际介质（IGM）的观测表明，当宇宙达到气体金属丰度约为太阳值的$10^{-3}$时，至少会发生两次宇宙跃迁。这些是IGM的宇宙学再电离，以及从原始到现在的恒星形成模式的转变。我们通过对银河系贫金属晕星中观察到的碳、氧和硅元素产生的电离辐射进行新的计算来量化这种关系，这些晕星可能是在原始超新星之后形成的第二代物体。我们证明了在贫金属晕星的环境中，[Fe/H]约为-3的富集水平产生了足够的每个重子电离光子，从而提供了$WMAP$探测到的宇宙微波背景中约0.1的光学厚度。我们表明，在一颗恒星的基础上，IGM电离和恒星形成模式的一个真正的宇宙里程碑发生在$10^{-4}$到$10^{-3}$太阳在这些晕星的金属丰度。这提供了一个重要的环节，在证据链中，无金属的第一颗恒星主导了红移6的再电离过程。我们的结论是，许多铁贫晕星形成接近年底或宇宙再电离后不久，使它们成为理想的探针的物理条件下，从第一代到第二代恒星形成的过渡发生在原始星系。
2006-04-12 astro-ph
The cosmological evolution of metal enrichment in quasar host galaxies
利用宇宙学流体动力学模拟的Lambda冷暗物质模型研究了类星体宿主的气体金属丰度。模拟中的星系形成与黑洞活动的处方相结合，使我们能够研究类星体宿主中金属富集的演化，从而探索恒星/球状体形成与黑洞生长/活动之间的关系。我们发现一个陡峭的径向金属丰度梯度类星体宿主星系，气体金属丰度接近太阳的值在外部，但成为超太阳的中心。z~5-6处的罕见明亮类星体的宿主恒星形成速率为每年几百个太阳质量，晕质量约为10^12个太阳质量。已经在这些红移，他们有超太阳（Z ~2-3太阳）的中心金属丰度，与光度的金属丰度的轻度依赖，与观察到的趋势一致。金属丰度的平均值对假设的类星体寿命很敏感，为这一参数提供了一个有用的新探针。我们发现，与观测数据相比，10^7- 4x10^7年的寿命更有利。在模型和观测中，类星体平均金属丰度随红移的演化速率一般在z ~ 4-5处趋于平缓。在观测到的红移范围之外，当我们接近第一个重要的恒星形成活动时期时，我们预测中心金属丰度的平均值将缓慢地向太阳和太阳下的值下降
2003-09-22 astro-ph
Origin and Destiny of Dark Matter Halos: Cosmological Matter Exchange and Metal Enrichment
[摘要]我们分析了暗物质之间的交流晕，subhalos，和他们的环境中的高分辨率宇宙学N体模拟的Lambda CDM宇宙学。在每一个分析的红移z，我们分为4个组成部分的暗物质粒子：（i）孤立的星系晕，（ii）subhalos，（iii）集团和集群晕的扩散介质，（iv）外的维里化晕的背景。我们遵循这些组件之间的质量分布和流量的时间演化，并提供拟合函数的汇率。我们使用我们推导出的交换率来衡量宇宙中金属重新分布的重要性，这仅仅是由于引力引起的相互作用。在z=0时，星系团中的弥散金属丰度预计为孤立星系（约55%的星系团）的40%，并且在z=1时仅略低，与观测结果一致。在z~2处，预期差组中扩散介质的金属性降低5倍，与阻尼Ly $α$系统的观察到的金属性一致。背景IGM的金属丰度预计为z=0星系团的（1-3）× 10 ^{-4}，也与观测结果一致。预测和观察到的趋势的协议表明，引力相互作用单独可能发挥重要作用，在金属富集的星系团内和星系际介质。
2000-10-11 astro-ph
Accretion, feedback and galaxy bimodality: a comparison of the GalICS semi-analytic model and cosmological SPH simulations
我们比较的星系人口的SPH模拟的GalICS半解析模型和剥离版本没有超新星和活动星系核反馈的预测。SPH模拟和无反馈GalICS模型对星系的重子质量函数以及这些质量函数对环境和红移的依赖性做出了类似的预测。这两种方法也作出类似的预测星系的暗物质晕作为晕质量的函数和星系的气体吸积历史的内容。SPH和无反馈GalICS模型都预测了z=0时的双峰星系群。“红色”序列的气体贫乏，老星系主要由卫星系统组成，而与观测相反，大质量晕的中央星系位于“蓝色”恒星形成序列上，这是由于后期持续的热气吸积。此外，这两个模型都高估了观测到的重子质量函数，特别是在高质量端。在完整的GalICS模型中，超新星驱动的外流使低质量和中等质量星系的质量减少了大约两倍。活动星系核的反馈作用抑制了大质量晕中的气体冷却，使重子质量函数急剧截止，并将这些大质量晕的中心星系移向红色序列。我们的结果意味着SPH模拟和无反馈GalICS模型的观测失败是缺少输入物理而不是计算不准确的结果，卫星星系截断气体吸积自动产生红色序列的双峰星系分布，但要解释大部分质量星系的红色，需要一种类似活动星系核反馈的机制来抑制中心星系的吸积，在巨大的光环中。
2006-06-01 astro-ph
The Radiative Feedback of the First Cosmological Objects
在结构形成的分级模型中，早期宇宙紫外线背景（UVB）是由在再电离之前坍缩的小晕（T_vir < 10^4 K）产生的。能量低于13.6eV的UVB通过光分解它们唯一的冷却剂分子H2，抑制了小晕内恒星或黑洞的形成。我们自洽地计算建立的早期UVB的Press-Schechter模型，再加上H2光解离都在星系际介质（IGM），和维里化晕内。我们发现星系际H2对UVB的影响可以忽略不计，这既是因为它的初始光学深度很小（τ <0.1），也是因为它在早期阶段就被光离解了。如果第一个坍缩晕中的紫外线源是恒星，那么它们的紫外线通量会抑制小晕中恒星的进一步形成。这导致UVB的积累暂停，再电离被延迟，直到更大的晕（T_vir> 10^4 K）崩溃。如果小晕中有硬光谱扩展到大约1 keV的小型类星体，那么它们的X射线平衡了UVB的影响，不会发生负反馈，并且小晕可以引起再电离。
1999-03-23 astro-ph
The role of Stellar Feedback in the formation of galactic disks and bulges in a LCDM Universe
虽然超新星爆炸和恒星风发生在100 pc以下的尺度上，但它们会影响星际介质和星系形成。我们使用宇宙学N体+流体动力学模拟的星系形成，以及模拟的ISM研究星系尺度上的恒星反馈的影响。恒星反馈维持气体温度超过一百万度。这种气体充满了气泡、超级气泡和烟囱。我们的反馈模型，其中10%-30%的反馈能量来自逃逸恒星，只有当分辨率优于50 pc时才能再现这种热气体。这比星系形成的宇宙学模拟中的典型分辨率好10倍。只有在这样的分辨率下，才能解决恒星反馈在星系形成中的作用，而不需要对亚分辨率物理作任何假设。恒星反馈可以调节凸起的形成，并可以塑造旋转曲线的内部部分。
2007-10-09 astro-ph
Damped Lyman-alpha Absorbers in Cosmological SPH Simulations: the "metallicity problem"
利用宇宙学光滑粒子流体动力学（SPH）方法模拟Lambda冷暗物质模型，研究了阻尼莱曼α吸收体（DLAs）的恒星形成率（SFR）和金属丰度的分布.我们的模拟包括星系风反馈的唯象模型，这使我们能够研究星系外流对DLAs的SFR和金属丰度分布的影响。对于强星系风的模型，我们得到了很好的协议与最近的观测方面的总中性氢的质量密度，N_HI柱密度分布，丰富的DLAs，和SFR的分布DLAs。然而，我们也发现，模拟DLAs的中值金属丰度比通常观察到的值高出近一个数量级。这种与观测结果的差异可能是由于在我们目前的模拟中对超新星反馈或气体多相结构的处理存在缺陷。Wolfe等人（2003年a，b）最近的观测似乎指出了同样的问题;即观测到的DLA金属丰度远低于（观测到的或模拟的）DLA恒星形成率的预期值，这一难题被称为全球平均量的“缺失金属”问题。
2003-10-27 astro-ph
Cosmological Simulations of X-ray Clusters: The Quest for Higher Resolution and Essential Physics
我回顾宇宙学模拟的X射线集群。模拟的分辨率显著提高，辐射冷却、恒星形成反馈和化学富集对ICM的影响也在模拟之中。非辐射X射线团簇的结构和演化现在已经得到很好的表征。这些模型不能再现所观察到的L_x-T关系，这意味着需要额外的物理。增加辐射冷却的模拟会产生太多的冷气体和不合理的高X射线亮度。包括恒星形成和反馈的模拟似乎更有希望，但需要进一步完善。在这方面，新的意见应有所帮助。
2004-03-02 astro-ph
What Can the Distribution of Intergalactic Metals Tell us About the History of Cosmological Enrichment?
我研究星系际金属的空间分布与产生它们的源的质量和喷射能量之间的关系。在各种各样的模型中，金属富集由最小的有效源控制，因为富集体积的尺度大致为E^{3/5} ~ M^{3/5}，而源的数密度为1/M。在所有的情况下，最早的来源有最大的影响，因为固定的同动距离对应于更高红移的更小的物理距离。这意味着大部分的富集量都是在稀有峰附近发现的，星系间的金属自然是高度聚集的。此外，这种聚类是如此强烈，以至于导致单个气泡之间的大重叠。因此，富集z ~ 3区域的典型半径应被解释为对源分组的约束，而不是典型源的喷射半径。类似地，富集区的聚集应被视为源偏置而不是质量的度量。
2005-04-04 astro-ph
Metal Enrichment of the Intergalactic Medium in Cosmological Simulations
观测表明，在z = 3时，弥散星系际介质（IGM）的金属丰度约为0.1-1%，而在z=0时，大星系团（ICM）的热气体丰度约为太阳金属丰度的1/3-1/2。IGM中的金属可能是在星系间的动力学碰撞过程中，通过冲压压力剥离，超新星驱动的风或辐射压力驱动的尘埃流出而从星系中移除的（它们可能是在星系中形成的）。这项研究开发了一种利用已经完成的宇宙学模拟来研究IGM和星系化学富集的方法。在这些模拟中，我们添加了灰尘和（气态）金属，根据三个简单的参数化处方分配气体中的灰尘和金属，每个富集机制一个。这些规定制定捕捉基本的弹射物理，并校准时，可能的经验数据。我们的结果表明，从太阳质量大于3*10^8的星系中动态去除金属不能解释低柱密度Ly-alpha吸收体的金属丰度，从太阳质量大于3*10^10的星系中动态去除金属不能解释ICM金属丰度。动力学移除也无法在星系中产生足够强的质量-金属丰度关系。相比之下，来自相对较大星系的金属的风或辐射压喷射可以合理地解释所有三组观测结果（尽管目前还不清楚金属是否可以在低密度区域足够均匀地分布而不会过度干扰IGM，以及星系团是否可以像观测到的那样富集）。我们详细研究了我们的结果如何随着我们假设的参数的变化而变化，以及不同喷射过程的结果如何比较。（节录）
2001-07-17 astro-ph
Classical Cancellation of the Cosmological Constant Re-Considered
我们重新审视一个场景，其中宇宙学常数被缓慢演化的标量场或“宇宙子”的势能所抵消。宇宙子的演化通过反馈机制与宇宙学常数联系在一起。这种反馈是通过宇宙子场与里奇曲率标量的非常规耦合来实现的。结果表明，有效宇宙学常数近似地以$t^{-2}$的形式演化，并始终保持与普通物质和辐射密度相同的量级。牛顿常数在宇宙学时间尺度上变化，有$\dot{G}_N/G_N \ll 1/t$。$G_N$在大爆炸核合成时可能有些不同，可能更小。
2006-01-23 astro-ph gr-qc hep-ph
Gravity in the dynamical approach to the cosmological constant
在思考宇宙学常数时，最令人不安的困难之一是它在辐射修正下不稳定。在[hep-th/0306108]中提出的反馈机制是一种保护零或小宇宙学常数不受辐射修正的动力学方法。因此，虽然这本身并不能解决宇宙学常数的问题，但它可以帮助解决这个问题。在本文中，我们调查的稳定性和重力在这种方法，并表明，反馈机制是经典和量子力学稳定，并具有自洽的，稳定的动力学。
2004-07-14 astro-ph gr-qc hep-ph
On possible manifestation of feedback coupling between geometry and matter in a phenomenon of an accelerating expansion of the Universe
它表明，从观测到的Ia型超新星的光度提取的当今宇宙的加速膨胀可以解释的量子理论，它考虑到几何和物质之间的反馈耦合（如马赫原理）。同时，宇宙的加速膨胀被解释为小的负宇宙学常数的影响。与具有正宇宙学常数（暗能量）的模型进行了比较，后者也在发展的形式主义结构中获得了理论基础。计算了大量子数态的宇宙参数。
2005-10-27 astro-ph gr-qc quant-ph
