Cosmic Pathways for Compact Groups in the Milli-Millennium Simulation
我们在Guo et al.（2011）的半解析星系表中的$z=0$上探测到了10个紧凑星系群（CGs），用于千年宇宙学模拟（mGuo 2010 a中的sCGs）。我们的目的是确定潜在的典型途径，紧凑的群体演化，从而照亮了历史上观察到的附近紧凑的群体。通过构造$z=0$ sCG星系的合并树，研究了sCG星系的主要性质的宇宙学演化，并与$z=0$ Hickson CG（HCGs）星系进行了比较.我们发现，一旦sCG星系进入其最大质量星系的1（0.5）Mpc范围内，它们将保持在该距离内，直到$z=0$，这表明sCG“出生红移”。在$z=0$恒星质量的sCG最大质量的星系是在$10^{10} \lesssim M_{\ast}/M_{\odot} \lesssim 10^{11}$。在某些情况下，特别是在四元和五元系统中，冷气体质量的数量与恒星质量反相关，而恒星质量又与热气体质量相关。我们定义了群成员的3D速度矢量之间的角差，$Δθ_{\rm vel}$，并注意到，许多群是长寿的，因为它们的小值$Δθ_{\rm vel}$表示一个重要的平行分量。特别是对于三重星系，$Δθ_{\rm vel}$的值介于$20^{\circ}$和$40^{\circ}$之间，因此星系沿着大致平行的路径聚集在一起，并且在近距离相遇后，成对的分离不会显示出大的明显变化。sCG和HCG物理性质之间的最佳协议是$M_…
2019-02-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Redshift-Space Cluster-Galaxy Cross-Correlation Function: I. Modeling Galaxy Infall onto Millennium Simulation Clusters and SDSS Groups
大质量星系团周围星系的大规模坍缩为结构增长、暗能量和宇宙学偏离广义相对论提供了一个潜在的强有力的诊断。本文提出并检验了一种从红移-空间团-星系交叉关联函数cg}（r_p，r_π）的测量值恢复星系坠落运动学（GIK）的方法。利用Millennium模拟中的星系和晕样本，我们校准了一个星系运动学剖面的解析模型，该模型包括一个具有各向同性高斯速度分布的维里化分量和一个由具有特征性下落速度v_r和单独的径向和切向色散的倾斜二维t分布描述的下落分量。我们表明，卷积的实空间交叉关联函数与此速度分布准确地预测红移空间的Δ_{cg}，我们表明，Δ_{cg}的测量可以被反转，恢复四个不同的元素的GIK配置文件。这些反过来又提供了星系团质量分布的诊断，我们期望特征的下落速度v_r（r）特别是对星系形成物理不敏感，这可能会影响晕内的速度分散。作为一个概念的证明，我们测量斯隆数字巡天丰富的星系群的GIK_{cg}和恢复GIK配置文件的两个箱中的中央星系恒星质量的群体。高质量仓的v_r（r）曲线与Millennium模拟中10^{14} Msun晕的曲线非常相似，恢复的运动学随质量的变化遵循预期的趋势。星系团-星系互相关的GIK建模可以是对叠加弱透镜分析的有价值的补充，允许对试图解释宇宙加速的修正引力理论进行新的测试。
2013-04-05 astro-ph.CO
Resolving the negative effective neutrino mass parameter with cosmic birefringence
University of Cambridge（剑桥大学）；The University of Tokyo（东京大学）
针对DESI与CMB观测在中微子质量上的张力，提出宇宙双折射（轴子类粒子，非零相位n）抑制再电离凸起，从而允许更高光学深度τ，同时解释低ℓ偏振谱和EB相关性，解决负有效中微子质量参数问题。
2025-10-23 astro-ph.CO
D-term inflation in braneworld models: Consistency with cosmic-string bounds and early-time Hubble tension resolving models
我们重新审视了D项暴胀与引力波观测的宇宙弦张力的界限，并考虑了光谱指数与$Λ$ CDM模型的哈勃张力的预复合分辨率相比可能存在的偏差。在这些约束条件下，D项暴胀需要非常小的耦合常数。我们表明，自然耦合常数（$g=λ=0.1$）可以实现的情况下，D-项膨胀膜。
2022-11-07 astro-ph.CO hep-ph hep-th
Genus statistics using the Delaunay tessellation field estimation method: (I) tests with the Millennium Simulation and the SDSS DR7
我们研究宇宙大尺度结构的拓扑结构，通过属统计，使用银河星表产生的千年模拟和观测数据，从最新的斯隆数字巡天数据发布（SDSS DR 7）。本文介绍了一种构造星系密度场和测量其等密度面亏格统计量的新方法。它是基于Delaunay曲面细分场估计（DTFE）技术，允许分段连续密度场的定义和精确计算其多边形等密度轮廓的拓扑结构，而不引入任何自由的数值参数。除了这种新的方法，我们还采用了传统的方法，平滑的星系分布与高斯的固定宽度，或自适应平滑的内核，包围了一个常数数量的相邻星系。我们的研究结果表明，基于Delaunay的方法提取的拓扑信息量最大。与传统的属统计方法不同，它能够区分不同的理论星系表分析在这里，无论是在真实空间和红移空间，即使它们是基于相同的基础模拟模型。特别是，DTFE方法检测与高置信度的半分析模型之一，在这里研究的SDSS数据相比，差异，而其他模型被发现是一致的。
2010-08-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Redshift-dependent Distance Duality Violation in Resolving Multidimensional Cosmic Tensions
School of Engineering Xi'an International University（西安外事学院工程学院）
本研究探讨了距离对偶性关系（DDR）的破坏是否能解决$H_0$和$S_8$多维宇宙张力，发现时变DDR结合类幽灵暗能量转变能显著改善全局拟合并降低数据集间不一致性。
2025-11-04 astro-ph.CO
The Tessellation-Level-Tree: characterising the nested hierarchy of density peaks and their spatial distribution in cosmological N-body simulations
我们使用千年和千年-II模拟来说明Tessellation-Level-Tree（TLT），一个层次树结构，连接密度峰值在一个宇宙学N体模拟中的粒子的Voronoi镶嵌构造的字段。TLT唯一地将模拟粒子划分为不相交的子集，每个子集与局部密度峰值相关联。每个峰是唯一较高峰的子峰。可以对TLT进行持续滤波以抑制由离散噪声产生的峰值。如果将峰的粒子列表保持在$\sim 80\left<ρ\right>$，则会产生类似于标准朋友光环及其子光环的结构。对于低于$\sim 7\left<ρ\right>$的阈值，最大的结构会膨胀，并且比其他物体大得多。它可以被认为是定义宇宙网络。对于$5\left<ρ\right>$的阈值，它包含了大约一半的宇宙质量，并占据了所有宇宙体积的$\sim 1\%$;一个典型的外部点是来自网络的$\sim 7h^{-1}\mathrm{Mpc}$。我们调查的内部结构和集群的TLT峰。将鞍点密度$ρ_{\mathrm{lim}}$定义为峰与其母峰结合处的密度，我们表明FoF样峰的$ρ_{\mathrm{lim}}$的中值与渗滤时的密度阈值相似。作为$ρ_{\mathrm{lim}}$的函数的组装偏差比任何已知的内部晕轮性质都强。对于基团质量峰及以下，$ρ_{\mathrm{lim}}$中最低的五分位数具有$b\approx 0$，因此与质量分布无关。
2020-02-27 astro-ph.CO
Gravitational lensing of the cosmic microwave background by nonlinear structures
弱引力透镜效应改变了宇宙微波背景（CMB）温度和偏振的角功率谱，这种特征性的改变为宇宙学参数估计和弱引力透镜效应重建提供了有价值的信息。到目前为止，透镜CMB功率谱的解析表达式假设透镜偏移角的概率密度函数（PDF）是高斯的。然而，在低红移的非线性结构的相干光偏转导致从纯高斯PDF的偏差。工作在平天极限，我们开发了一种方法来计算的透镜CMB功率谱，其中考虑到这些非高斯功能。我们的方法不假设任何特定的PDF，而是使用透镜偏移角的特征函数扩展到其时刻。测量这些在CMB透镜偏转场获得的千禧年模拟，我们表明，在透镜功率谱的变化只有在0.1% - 0.4%的水平上非常小的尺度（低于4弧分），并证明高斯透镜偏移角PDF的假设是很好的适用。
2010-07-08 astro-ph.CO
Dynamics of pairwise motions in the Cosmic Web
我们提出的暗物质（DM）成对的速度统计在不同的宇宙网络环境的分析结果。我们使用来自Millennium 2模拟的DM速度和密度场以及NEXUS+算法将模拟体积分割成唯一识别四种可能环境之一的体素：节点，细丝，墙壁或宇宙空隙。我们发现，PDF的平均下落速度$v_{12}$，以及它的空间依赖性与垂直和平行的速度色散承担了显着的大尺度结构环境中，DM粒子对嵌入的信号。成对的流动是显着冷，有较小的平均幅度在壁和空隙，相比，更密集的环境中的细丝和节点。我们对所得结果进行了讨论，表明它们与引力不稳定机制引起的成对运动的简单理论预言是一致的。我们的研究结果表明，宇宙网络元素是连贯的动力学实体，而不仅仅是时间的几何协会。此外，通过分割可用的特殊速度数据并研究由此产生的成对速度统计数据，
2014-12-30 astro-ph.CO
The alignment of satellite galaxies and cosmic filaments: observations and simulations
卫星沿着巨大的宇宙细丝吸积到中央星系上，这是我们宇宙结构各向异性坍缩的明显结果。数值工作（基于N体模拟的引力动力学）表明，卫星沿着由速度剪切场印记的优选方向向主机发射。在这里，我们使用斯隆数字巡天观测测试这一说法。我们构建了3D的细丝和薄片，并研究了卫星星系的相对位置。卫星星系的位置与暗条轴在观测中存在着统计上显著的一致性。我们发现一个定性的兼容的路线，通过检查卫星和灯丝同样确定千年模拟，半分析星系目录。我们还研究了星系属性，如颜色，大小和（相对）卫星星等的对齐强度的依赖关系，发现最红，最亮的中央和卫星星系的对齐是最强的。我们的研究结果证实了宇宙网在卫星吸积中的理论图景和作用。此外，我们的研究结果表明，在更大的尺度上确定的细丝可以反映在卫星星系的位置，非常接近他们的主机。
2015-04-22 astro-ph.CO
A bias in cosmic shear from galaxy selection: results from ray-tracing simulations
我们确定和研究一个以前未知的宇宙剪切测量系统的影响，所造成的选择用于形状测量的星系，特别是拒绝密切（混合）星系对。我们使用基于千禧年模拟和半解析模型的星系形成的射线跟踪模拟来创建逼真的星系目录。从这些，我们量化的剪切关联函数的偏差，通过比较测量从星系目录与不删除的密切对。似然分析被用来量化宇宙学参数估计的变化。对具有近邻的天体进行过滤，（a）改变了用于关联函数测量的星系的红移分布，（b）将背景中源的数量密度与前景中的密度场相关联。这导致了关联函数的尺度依赖性偏差达到百分之几，转化为类似幅度的宇宙学参数偏差。这使得这种新的系统效应对即将进行的和计划中的宇宙切变调查可能有害。作为补救措施，我们提出并测试了一种可以显着减少偏差的加权方案。
2011-01-17 astro-ph.CO
Ultra deep AKARI observations of Abell 2218: resolving the 15 um extragalactic background light
我们目前的河外星系数计数和下限估计宇宙红外背景在15微米从AKARI超深映射的引力透镜集群阿贝尔2218。这些数据是任何设施在这个波长下获得的最深的数据，并且对正常星系群进行了独特的采样。我们已经将我们的源进行了去混合，以解决光度学上的混乱，并将我们的光度学去透镜化，以探测AKARI的空白场灵敏度之外的东西。我们估计一个去混合5西格玛灵敏度为28.7 μ J。由此得到的15 μ m星系数计数比以前的结果要弱三倍，延伸到~ 0.01 mJy的深度，并提供了15 μ m处宇宙红外背景的更强下限约束，即1.9 +/- 0.5 nW m^-2 sr^-1。
2010-06-07 astro-ph.CO
BLAST: Resolving the Cosmic Submillimeter Background
运载火箭的大口径亚毫米波望远镜（BLAST）在三个不同的波段上制作了一个平方度的、深的、混乱有限的地图，以大天文台起源深巡天南部场为中心。通过计算这些图与来自远红外深河外遗留巡天（FIDEL）的24微米源星表的协方差，我们确定了在250、350和500微米处亚毫米波的总强度分别为8.60 +/- 0.59、4.93 +/- 0.34和2.27 +/- 0.20 nW m^2 sr^（-1）。这些数字比之前对宇宙红外背景（CIB）的估计更精确，并且与产生CIB全部强度的24个微米选择星系一致。我们发现，CIB的一部分，起源于源在z >= 1.2的波长增加，与60%的高红移源在500微米。在所有BLAST波长下，24微米微弱源的高z源的相对强度高于24微米明亮源的相对强度。通过红外线阵列照相机（IRAC）的颜色识别为活动星系核（AGN）的星系核比250-500微米的平均亮度高1.6-2.6倍，与X射线选择的AGN一致。BzK选择的星系被发现是中等亮度比典型的24微米选择的星系在BLAST波段。这些数据提供了高精度的约束模型的恒星形成星系的数量密度和强度在高红移的演变。
2009-09-25 astro-ph.CO
Cosmic Web Type Dependence of Halo Clustering
我们使用千禧年模拟表明，晕聚类显着不同的宇宙网络类型。根据速度剪切张量的特征值分解，将晕分为节晕、丝晕、片晕和空晕。速度场的采样由一个固定数量的相邻的晕和空间导数的特有的速度计算使用的内核借用平滑粒子流体动力学。的分类方案是用来检查作为网络类型的函数的晕与质量大于$10^{11}$的晕的聚类。我们发现，节点晕显示正偏置，丝晕显示可忽略的偏差，和空和片晕是反偏置的晕质量无关。我们的研究结果表明，质量依赖的晕聚类是植根于网络类型的组成作为晕质量的函数。晕质量$\gtrsim 2\times10^{13}\,h^{-1}\rm M_\odot$的节点型晕的相当大的部分导致正偏置。在中等质量$10^{12} - 10^{13}\,h^{-1}\rm M_\odot$上，丝状晕占优势，导致无偏聚类。在低晕质量$\lesssim 10^{12}\,h^{-1}\rm M_\odot$下，片状晕的大贡献产生反偏置。
2017-08-27 astro-ph.CO
The Shapes and Alignments of Dark Matter Halos
我们目前的测量三轴暗物质晕的形状和对齐关联函数的千年和千年-2暗物质N体模拟。这两个模拟使我们能够在6 E9 - 2 E14 Msun/h的晕质量范围内测量低至维里半径10%的晕形状分布。我们在很大程度上证实了以前的结果晕轴比的分布作为晕质量的函数，但我们发现，在不同的晕半径晕主轴之间的中位角可以变化的千年-1和2模拟之间的一个因素，因为不同的质量分辨率。因此，在有限的分辨率的形状确定的错误是潜在的退化与晕的内部和外部形状的不一致，用于约束Brilliant星团星系的路线在以前的作品。我们还提出了简化参数化的3-D晕-质量排列关联函数，这是必要的成分，三轴晕模型的大尺度结构和模型的星系固有的路线作为污染物的宇宙剪切调查。我们测量所有质量的晕和周围的暗物质overdensities到几十Mpc/h之间的强烈对齐，与观察到的剪切星系和集群形状的相关性。我们利用这些测量结果来预测沿视线方向的相关质量对星系团周围弱透镜信号的贡献。对于长轴与视线对准的长轴星系团，从质量外部到星系团的弱透镜信号的分数可以是预测的两倍，如果过量晕对准相关性假设为零。
2012-04-24 astro-ph.CO
Probing the cosmic web: inter-cluster filament detection using gravitational lensing
探测宇宙网络中的暗物质细丝的问题被认为是。弱透镜是暗物质的理想探测器，因此形成了特别有前途的探测方法的基础。我们认为，并开发了一些弱透镜技术，可用于检测细丝在个人或堆叠集群领域，并将其应用到合成透镜数据集的领域集群千年模拟。这些技术是多极矩的剪切和收敛，质量重建，并使用马尔可夫链蒙特卡罗方法参数化拟合细丝质量配置文件。特别是，两个新的灯丝检测技术进行了探讨（多极剪切滤波器和马尔可夫链蒙特卡罗质量配置文件适合），我们概述了能够识别和量化灯丝配置文件所需的数据的质量。我们还考虑了大尺度结构对灯丝检测的影响。我们的结论是，使用这些技术，将有现实的前景，从未来的天基任务的数据检测细丝。本文提出的方法将在未来的探测中对暗物质细丝的识别有很大的用处。
2009-10-14 astro-ph.CO
Resolving the Cosmic Far-Infrared Background at 450 and 850 Microns with SCUBA-2
我们使用安装在JCMT上的SCUBA-2亚毫米相机在450和850 μ m处获得极深的数计数。我们结合两个集群透镜领域，A1689和A370，和三个空白领域，CDF-N，CDF-S，和COSMOS的数据，测量在每个波长的宽通量范围内的计数。我们使用统计拟合打破幂律表示，以确定数量计数。这使我们能够探测到数据中尽可能深的层次。在这两个波长下，我们的结果与文献中测量的通量范围一致，除了CDF-S中的850 μ m计数，在那里我们没有观察到以前的单碟观测发现的计数赤字。在450微米，我们检测到显著计数下降到~ 1 mJy，在这个波长前所未有的深度。通过对超过这个通量极限的计数进行积分，我们测量到450 μ m的河外背景光（EBL）为113.9^{+49.7}_{-28.4} Jydegg ^{-2}。其中大部分贡献来自S_450 μ m在1- 10 mJy之间的源，这些源很可能是类似于本地亮红外星系（LIRGs）的源。在850 μ m处，我们测量了37.3^{+21.1}_{-12.9} Jydeg^{-2}的EBL。由于COBE测量的大系统不确定性，我们在450（850）μ m处解决的EBL百分比范围为48%-153%（44%-178%）。基于CDF-N中大约一半的4 σ 850 μ m样品的高分辨率SMA观测，我们发现12.5^{+12.1}_{-6.8}%的源是多个较暗源的混合。这…
2013-09-12 astro-ph.CO
Luminous Red Galaxies in Simulations: Cosmic Chronometers?
已经有一些尝试使用发光红星系（LRGs）作为“计时器”来测量宇宙在高红移时的膨胀率。该方法通常假设LRGs中的恒星都是同时形成的。在本文中，我们量化的H（z）的测量时出现的不确定性，考虑更现实的，扩展的恒星形成的历史。在本研究中，我们从千禧年模拟中选择星系，我们表明，使用静止框架标准显着提高了样品的均匀性和H（z）可以恢复到3%以内的z~0.42，即使扩展的恒星形成历史被认为是。我们明确地表明，使用单一的恒星星族年龄的日期从半解析模拟星系提供了不够的准确性，但准确的年龄是可以获得的，如果从模拟中提取的复杂的恒星形成的历史。然而，我们注意到，与SSP拟合的问题可能被高估，因为半分析模型往往过度预测LRGs的后期恒星形成。最后，我们优化了一个观测方案来进行这个实验。
2010-04-14 astro-ph.CO
Resolving 3 Exotic Hyperbolic-Umbilic Lensing Configurations in the "Cosmic Mantis": An Exploration of RXJ0437.1+0043 with JWST
University of Michigan（密歇根大学）；University of Hertfordshire（赫特福德大学）；Durham University（杜伦大学）；University of Washington（华盛顿大学）
本研究利用JWST数据更新了星系团RXJ0437.1+0043的强透镜模型，解析了三个双曲-脐点透镜构型，并加入275个位置约束，实现了0.23角秒的精度，为研究源星系和暗物质子结构提供了基础。
2026-09-17 astro-ph.CO
The MillenniumTNG Project: The hydrodynamical full physics simulation and a first look at its galaxy clusters
MillenniumTNG项目推出大体积高分辨率流体动力学模拟MTNG740，验证其星系与星系团属性符合观测，发现需修正普朗克SZ质量估计以同时匹配多观测约束，为研究重子及宇宙学巡天提供支撑。
2022-12-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Characterising cosmic inhomogeneity with anomalous diffusion
从分形的角度研究了现历元的暗物质（DM）成团，以确定DM晕分布的自相似标度性质向均匀性过渡的标度。方法的基础上建立的'计数在细胞'以及新的方法的基础上异常扩散和随机游走进行了研究。两者都适用于“暗天模拟"目录中最大的N体模拟的DM晕和一个等效的随机分布目录。根据较小的“千年运行”（MR）模拟的结果进行了重新审查和改进。据发现，MR模拟体积太小，容易产生偏差，以可靠地识别均匀性的开始。过渡到同质性的定义时，不能区分相关的不确定性内的聚类和随机分布的分形维数。应用于DS模拟的“细胞计数”方法然后产生与先前工作大致一致的均匀性尺度（$\sim 150$ $h^{-1}$ Mpc）。发现反常扩散均匀行为的特征长度尺度约为250 $h^{-1}$ Mpc。本文研究了具有相同两点函数但具有混洗傅立叶相位的晕星表的分维行为。基于异常扩散的方法被证明是敏感的相位信息，而'计数在细胞'的方法不。
2015-06-26 astro-ph.CO
Numerical resolution limits on subhalo abundance matching
次晕丰度匹配（SHAM）将星系插入暗物质中，只模拟宇宙结构的生长，对星系形成的假设最少。一个星系被放置在每个不同的自约束子晕的潜在最小值处，其光度是子晕早期历史上达到的最大质量（或圆速度）的单调递增函数。星系和暗晕的性质是由匹配模型和观测光度函数联系起来的。然后，模拟的结构可以与观测进行详细的比较，例如，通过星系相关统计，群目录或星系-星系透镜。只有在不受模拟数值限制影响的尺度上，才能从这种比较中得出可靠的天体物理学结论。在这里，我们比较结果的千禧年模拟（MS）与subhalos定义使用SUBFIND的那些获得应用相同的分析，以更高的分辨率千禧-II。200千秒差距和2百万秒差距之间的规模上的相关统计收敛到20%以内的subhalos在落入对应于至少1000模拟粒子在MS的质量。数值收敛的结果可以得到更低的落入粒子数，如果星系被跟踪后，即使他们相关的subhalos已潮汐中断，在最近的半解析星系形成模拟。这使得强大的模拟和观测之间的比较，在更广泛的动态范围内的质量比假分析，忽略了这样的“孤儿”星系。
2013-10-12 astro-ph.CO
Galaxy size trends as a consequence of cosmology
我们表明，最近记录的星系大小与质量和红移的趋势，可以理解的基本宇宙演化的影响方面，一个整体的观点，这是互补的解释涉及到积累的谨慎的演化过程作用于个别对象。使用标准的宇宙学理论，从千年模拟的结果支持，我们得到预期的崩溃的宇宙结构的大小趋势，强调这些趋势和组装路径的个别地区之间的重要区别。然后，我们认为，所观察到的这些结构的恒星质量含量的变化可以理解为一阶的冷却和反馈的自然限制。但是，虽然这些相对质量的数量级不同，星系和主机半径已被发现线性相关。我们解释了这两个方面将如何导致星系的大小，密切关注观察到的趋势和它们的演变，直接与COSMOS和SDSS调查比较。因此，我们的结论是，所观察到的最小半径的星系，在大小的演变趋势作为质量的函数的中间系统，和所观察到的大质量星系的大小的增加，都可以被认为是宇宙膨胀的一个新兴的后果。
2014-05-08 astro-ph.CO
Two-phase galaxy evolution: the cosmic star-formation histories of spheroids and discs
从两个非常简单的公理：（1）活动星系核活动跟踪球状体的形成，（2）宇宙恒星的形成历史主要是在高红移处球状体的形成，我们导出了球状体和盘状体的恒星形成历史及其隐含的金属富集历史的简单表达式。采用Baldry-Glazebrook初始质量函数，我们使用这些关系，并应用PEGASE.2来预测z=0宇宙光谱能量分布（CSED）的球体和光盘。该模型的预测比较有利的尘埃校正CSED最近报告的银河和质量大会（GAMA）的团队从FUV通过K波段。该模型还提供了一个合理的拟合包含在球状体和光盘结构的总恒星质量最近报告的千年星系目录团队。根据我们的公理可以做出三个有趣的推论：（1）在z ~ 1.7处有一个跃迁红移，在这一点上宇宙从我们所说的“热模演化”（即，通过合并和/或坍缩的球状体形成/生长）到我们称之为“冷模演化”（即，（2）在恒星形成的主要阶段之前，几乎不需要或不需要任何预富集;（3）在目前的宇宙中，质量损失与恒星形成相当均衡，使恒星的综合质量密度接近恒定值。该模型提供了一个简单的预测的能量输出从球体和盘projenitors，球体和盘质量的积累，和宇宙的平均金属丰度富集。
2015-11-20 astro-ph.CO
A modified star formation law as a solution to open problems in galaxy evolution
为了重现恒星质量函数的低质量端，大多数当前的星系演化模型都调用了非常有效的超新星反馈。然而，这个解决方案似乎有几个缺点，比如在z=0的低质量星系中预测的恒星形成太少。在这项工作中，我们探讨修改恒星形成（SF）法律作为一种替代解决方案，以实现匹配的恒星质量函数。这是通过应用半分析模型的基础上，德露西亚和布莱佐，但不同的SF法律，千禧年和千禧年II的模拟，内的形式主义开发的Neistein和Weinmann。我们最好的模型包括较低的SF效率比预测的Kennicutt-Schmidt定律在低恒星质量，没有尖锐的阈值冷气体质量的SF，和SF法是独立的宇宙时间。这些简单的修改导致了一个模型，它比目前的标准模型更成功地再现了质量小于10^{10} M太阳的星系的各种性质。改进包括与观测到的星系自关联函数的良好匹配，恒星质量函数从z=3到z=0的演化与观测相似，以及与观测到的特定恒星形成率更好的一致性。然而，我们的修改也导致了对星系冷质量含量的戏剧性过度预测。这表明，找到一个成功的模型可能需要对恒星形成和超新星反馈进行微调，以及改进气体冷却，或者可能包括一个未知的过程，可以有效地加热或排出高红移的气体。
2012-01-20 astro-ph.CO
Simulation of the Cosmic Evolution of Atomic and Molecular Hydrogen in Galaxies
我们提出了一个模拟的宇宙演化的原子和分子阶段的冷氢气在约3e 7星系，通过后处理的虚拟星系目录产生的（De Lucia等。2007）上的千年模拟宇宙结构（Springel等。2005）。我们的方法使用一组物理处方来分配中性原子氢（HI）和分子氢（H2）的星系，根据它们的总冷气质量和一些额外的星系属性。这些处方是专门为大型宇宙学模拟而设计的，考虑到目前的计算限制，单个星系只能用具有一些全局性质的简单模型对象来表示。我们的配方使我们能够（i）在HI，H2和氦气之间分割总的冷气质量，（ii）为HI和H2盘分配现实的大小，以及（iii）评估相应的速度分布和特征无线电发射线的形状。本文给出的结果包括局域HI和H2质量函数、CO光度函数、冷气体质量-直径关系和Tully-Fisher关系（TFR），它们都与局域宇宙最近的观测数据相吻合。我们还提出了高红移的预测冷气体直径和TFR，这两个似乎发展显着的红移。
2009-07-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmic Ballet III: halo spin evolution in the cosmic web
我们使用$Λ$ CDM Planck-Millennium N体模拟中的暗物质晕的一个非常大的样本来探索晕自旋在宇宙网中的演化。我们使用NEXUS+多尺度形式主义，以确定在几个红移的丝和片的宇宙网络的层次结构。我们发现，在任何时候的晕自旋的幅度与网络环境，是最大的长丝，并且，第一次，我们表明，它也与长丝厚度以及自旋取向和脊柱之间的角度的主机长丝。例如，在厚细丝中的大质量晕比在薄细丝中的对应物旋转得更快，而对于低质量晕则相反。我们还研究了晕自旋取向与丝和片的择优轴之间的取向演化。排列随晕质量而变化，低质量晕的自旋主要沿着丝棘，而高质量晕的自旋主要垂直于丝棘。平均而言，对于所有晕质量，晕自旋在稍后的时间变得更加垂直于细丝脊柱。在所有的红移，自旋排列显示出相当大的变化与灯丝的厚度，与晕质量对应的过渡从平行到垂直排列变化超过一个数量级。对于$z\leq2$，晕自旋幅度的环境依赖性显示出很小的演化，并且可能是初始条件中的相关性或高红移效应的结果
2021-02-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
What Prevents Resolving the Hubble Tension through Late-Time Expansion Modifications?
Xi'an International University（西安国际大学）；Liaoning Normal University（辽宁师范大学）
本文通过Fisher偏差优化和MCMC验证证明，晚期$w(z)$修正虽能调和CC、Planck、DESI BAO与SH0ES间的张力，但SNe Ia观测将$H_0$限制在69.09±0.30，从而阻碍哈勃张力的完全解决。
2025-06-30 astro-ph.CO
The Cosmic Ballet: spin and shape alignments of haloes in the cosmic web
我们研究了从P-Millennium $Λ$ CDM宇宙学N体模拟中获得的前所未有的大样本暗物质晕与宇宙网细丝的对齐。我们使用最先进的NEXUS形态形式主义，由于其多尺度的性质，同时确定在所有尺度的结构。我们发现强大的和非常重要的路线，与两个主轴的晕和他们特有的速度倾向于沿灯丝取向。然而，自旋-细丝排列显示出更复杂的趋势，从低质量时优先平行变为高质量时优先垂直。这种"自旋翻转"发生在平均质量为$5\times10^{11}~h^{-1}M_\odot$时。该质量随着长丝直径的增加而增加，在最细和最粗的长丝样品之间变化超过一个数量级。我们还发现，晕的内部部分有一个自旋翻转的质量，是几倍小的晕作为一个整体。这些结果证实，最近的吸积是负责的复杂行为的晕自旋丝排列。低质量晕主要沿垂直于其主灯丝的方向吸积质量，因此它们的自旋倾向于沿灯丝取向。相比之下，高质量的晕主要是沿着它们的宿主细丝增生，并且它们的自旋优先垂直于它们。此外，位于较薄的灯丝的晕更有可能沿其宿主灯丝比位于较厚的灯丝相同质量的晕吸积。
2018-09-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
The growth of dark matter halos: evidence for significant smooth accretion
我们研究的增长暗物质晕的和谐LCDM宇宙学使用几个N体模拟大宇宙体积。我们从Millennium和Millennium-II模拟中构建了合并树，覆盖晕质量范围为10^9-10^15 Msun，合并质量比范围为1-10^5。我们的算法需要特别照顾晕分裂，并确保每个合并晕增长的质量贡献只计算一次。通过这种方式，综合合并率收敛，我们可以一致地确定不同质量比的合并对晕增长的贡献。我们发现，所有解析的合并，直到质量比为10^5，只贡献了总晕质量增长的~60%，而主要的合并是次主导的，例如质量比小于3：1（10：1）的合并只贡献了~20%（~30%）。这一点通过对另外两个模拟箱的分析得到了验证，在那里我们在整个宇宙时间内单独跟踪所有粒子。我们的结果也是强大的，对使用几个晕定义。假设在大质量比的合并率的幂律行为可以外推到任意大的质量比，它被发现，独立的晕质量，约40%的质量晕来自真正的光滑吸积的暗物质，从来没有被束缚在较小的晕。我们讨论了我们的研究结果对星系形成的可能影响。假设原始的星系际介质被紫外光子加热并光致电离，这是一个标准的假设，其中的一个推论是，所有的晕都是在T>~10^4K的光滑“冷”气体中吸积了>40%的重子，而不是像恒星那样温暖、富集或clusified的气体。
2010-06-09 astro-ph.CO
The Cosmic Evolution of Halo Pairs: I. Global Trends
越来越多的证据表明，星系间的相互作用在塑造星系的性质方面发挥着重要作用。因此，对晕/次晕对演化的宇宙学研究至关重要。在本文中，我描述了一个大的目录中提取的晕对公开的千年模拟（Springel等。2005）。（在本书中，我使用术语“晕”来指代场中的单个晕和嵌入较大结构中的亚晕。）根据它们是否在给定的临界（共动）距离dcrit内来选择对，而没有它们必须合并的先决条件。此外，一个条件，要求晕超过临界质量Mcrit在他们的历史。通过设置dcrit=1 Mpc/h和Mcrit = 8.6 10^10 Msun/h（相当于100个模拟粒子）选择由502，705对粒子组成的主目录。本文的中心目标之一是评估修改这些标准的影响。为此目的，构建具有更严格的邻近度和质量条件的附加子目录（即，dcrit=200 kpc/h或/和Mcrit=8.6 10^11 Msun/h = 1，000模拟粒子）。我使用一个简单的五阶段图像来执行它们的分离，红移，质量，质量比和相关寿命的统计分析。从未合并的对的比例（因为其中一个成员被外部光环吸收或两个成员存活到今天）被占。这些结果提供了一个广泛的图片，捕捉背后的演变晕对的基本特征。这是一系列论文中的第一篇，旨在探索这个目录中编码的巨大信息财富。这些研究将在未来相互作用星系和二元（和多重）类星体的宇宙学研究中发挥重要作用。
2011-08-29 astro-ph.CO
Adaptive mesh refinement simulations of a galaxy cluster merger - I. Resolving and modelling the turbulent flow in the cluster outskirts
星系团外围的特征是气体吸积和动力学演化的相互作用，包括湍流、激波、磁场和弥散射电辐射。外围气体的密度和速度结构提供了有效的压力支持，并影响上述所有过程。因此，重要的是要解决和适当的模型湍流在这些轻度过密和相对较大的集群区域，这是一个具有挑战性的任务，流体动力学代码。在这项工作中，基于网格的模拟的星系团。模拟使用自适应网格细化（AMR）的基础上的区域变化的涡度，他们包括一个亚网格尺度模型（SGS）未解决的湍流。实施AMR策略是更有效地解决湍流在集群郊区比任何以前使用的标准的基础上过密度。我们研究了一个正在进行重大合并的集群，这会导致介质中的湍流。合并占主导地位的集群能量预算出几维里半径的中心。在这些地区的冲击内集群介质的解决和SGS湍流建模，并与诊断更大的长度尺度。大涡度流的体积填充因子在团外围的低红移处约为60%，因此小于团芯。在无线电遗迹建模的框架内，这一点表明，上游流的不均匀性可能会影响预先存在的宇宙射线人口和磁场，以及由此产生的无线电发射。
2017-04-10 astro-ph.CO
Prediction of the Cosmic Evolution of the CO-Luminosity Functions
我们预测了星系中CO在红移z=0到z=10的前10个转动跃迁的发射线光度函数。这一预测依赖于最近提出的模拟的分子冷气含量在~ 3e 7进化星系的基础上千年模拟。我们把这个模拟与一个分子质量和CO线强度之间的转换模型结合起来，这个模型包含了以下机制：（i）分子气体被CMB、星爆和活动星系核加热;（ii）致密或倾斜星系中的分子云可以重叠;（iii）致密气体可以在盘的致密部分获得平滑的分布;（iv）CO光度与星系间金属丰度变化成比例;（v）CO光度总是根据CMB检测。我们分析了这些效应的相对重要性，并预测了CO-LF的宇宙演化。最值得注意的结论是，（即没有活动星系核，没有大质量SB）在高z>7的CO排放将受到与CMB的弱对比度的极大阻碍，这与早期声称CMB加热将使高红移CO的检测变得容易相矛盾。需要事先登记}，它们应该对未来望远镜（如ALMA、LMT或SKA）的CO线测量建模有用。
2013-10-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Resolving the hydrostatic mass profiles of galaxy clusters at z~1 with XMM-Newton and Chandra
本文详细研究了在$z\sim1$通过Sunyaev-Zel'dovich效应选取的五个最大质量（$M^{\mathrm{SZ}}_{500} > 5 \times 10^{14}$ M $_{\odot}$）星系团的综合流体静力学质量分布。这些物体代表了一个理想的实验室来测试结构形成模型，其中主要驱动力是重力。最佳地利用XMM-牛顿和钱德拉观测的空间分辨光谱信息，我们使用参数（前向，后向）和非参数方法来恢复质量分布，发现当密度和温度测量都可用时，结果非常稳健。我们在$R_{500}$得到的X射线质量比哈勃太空望远镜（HST）得到的弱透镜质量高，平均比值为$1.39^{+0.47}_{-0.35}$。在流体静力学方法产生有偏差的、低估的质量的情况下，这种偏移的方向与预期的方向相反。我们研究了晕的形状参数，如稀疏度和浓度，并与当地的X射线选择集群，发现线索的演变在中心区域（或选择效应）。重子总含量与$R_{500}$的宇宙值一致。与数值模拟结果的比较表明，质量分布和浓度符合预期。这些结果说明了X射线观测的力量，以探测在这个高质量，高红移制度的气体和总质量分布的统计特性。
2018-06-25 astro-ph.CO
LARgE Survey -- II. The Dark Matter Halos and the Progenitors and Descendants of Ultra-Massive Passive Galaxies at Cosmic Noon
我们使用一个27.6度$^2$巡天来测量$gzK_s$选择的静止星系在$z\sim1.6$的聚集，重点是超大质量的静止星系。我们发现，$z\sim1.6$超大质量被动演化星系（UMPEGs），其中有$K_s(AB)<19.75$（恒星质量的$M_{stars}$ $>\sim 10^{11.4}M_{\odot}$和平均$<$ $M_{stars}$ $>$ = $10^{11.5}M_{\odot}$），集群比任何其他已知的星系人口在高红移。将它们的相关长度$r_0 = 29.77 \pm 2.75$ $ h^{-1}$ Mpc与Millennium XXL N体模拟中的暗物质晕集群进行比较，表明这些$z\sim1.6$ UMPEG存在于质量为$M_{h}\sim10^{14.1}h^{-1}M_{\odot}$的暗物质晕中。这种非常巨大的$z\sim1.6$晕与PDMATHAMY大质量星系团的祖先有关，如室女座和后发座星系团。考虑到它们极端的恒星质量和缺乏具有可比质量的同伴，我们推测这些UMPEG可能是它们（原）星系团的已经淬火的中心大质量星系。我们的结论是，只有少量的进一步增长，在他们的恒星质量，$z\sim1.6$ UMPEG可能是一些大质量的中央星系的祖先，今天的大质量星系团观察到已经非常巨大，静止的宇宙恒星形成的高峰期附近。
2020-02-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Ancient Light from Young Cosmic Cities: Physical and Observational Signatures of Galaxy Proto-Clusters
对于星系团簇形成的一个完整的图片，重要的是，我们开始探索的早期时代z~2-7期间，星系团和它们的星系第一次开始形成。由于这些所谓的“原团簇”的研究是目前有限的小数字统计，广泛变化的选择技术和假设，我们已经进行了系统的研究团簇形成利用宇宙学模拟。我们使用千禧年模拟来跟踪暗物质和星系在~3,000个星系团中从最早期到z=0的演化。定义了原团簇的有效半径Re，并描述了原团簇的大小和质量增长。我们发现，只要在足够大的尺度（R_e~5-10 cMpc）上测量星系的超密度delta_gal，那么至少在z~5处就可以识别出星系团（M>10^14 M_sun/h）的祖先区域。我们提出的overdensities的物质，DM晕，和星系的功能，现今的集群质量，红移，偏差，和窗口大小，可以用来解释在实际调查中发现的结构。我们推导出的概率，具有delta_gal的结构，定义了一组观测选择标准，确实是一个原集群，并显示如何z=0的质量已经可以估计很久之前维里化。星系过密度轮廓作为半径的函数。我们进一步展示了它们的投影表面超密度如何随着红移测量的不确定性增加而减少。我们提供了一个表的原簇候选人从文献中选择，并讨论了他们的性质，根据我们的模拟预测。这项工作提供了一个总体框架，使我们能够利用大量的原团簇将团簇形成的研究扩展到更高的红移，这些原团簇预计将在，例如，即将到来的HETDEX和HSC调查。
2013-12-18 astro-ph.CO
Cosmic Cartography: Bayesian reconstruction of the galaxy density informed by large-scale structure
针对星系目录不完备导致暗警报分析存在偏差的问题，本文提出一种利用大尺度结构知识的贝叶斯星系目录重建方法，量化体素星系数量不确定性并评估星等分布，经千禧年模拟验证，可提升暗警报分析信息量。
2024-12-06 astro-ph.CO gr-qc
Time Asymmetry of Cosmic Background Evolution in Loop Quantum Cosmology
本文讨论了圈量子宇宙学（LQC）中宇宙背景随时间演化相对于量子反弹的不对称性，利用反弹点$ϕ_{\rm B}$的标量场值。我们使用混沌势和$R^2$势来证明在反弹之前可能的紧缩可以抵消解决宇宙学难题所需的膨胀，因此LQC中的模型需要一定程度的时间不对称性。这个$ϕ_{\rm B}$依赖于模型，并且与通货紧缩和通货膨胀的量密切相关，因此我们可以使用观察来限制$ϕ_{\rm B}$，从而限制模型参数。随着进一步的研究，这种形式主义应该是有用的，在提供一个观测的LQC模型的测试平台。
2019-06-09 astro-ph.CO gr-qc
Dark matter halos in the multicomponent model. II. Density profiles of galactic halos
多组分暗物质模型与自散射和相互转换的物种到另一个是一个替代的暗物质范例，是能够解决长期存在的问题$Λ$ CDM宇宙学在小尺度上。本文详细研究了在最简单的二分量（2cDM）模型的$N$ -体宇宙学模拟中得到的含$M \sim 4-5 \times10^{11} M_{\odot}$的暗物质晕的性质。大量的弹性散射和质量转换，$σ_s(v)\propto v^{a_s}$和$σ_c(v)\propto v^{a_c}$，速度相关的截面处方，已被探索和观测数据的结果进行了比较。结果表明，自相互作用的横截面每粒子质量评价在$v=100$公里的$^{-1}$的范围内的$0.01\lesssim σ_0/m\lesssim 1$厘米$^2$ g $^{-1}$强烈抑制中央尖点，从而解决了核心尖点问题。核心半径由$σ_0/m$和DM截面的速度依赖的幂律指数$(a_s,a_c)$的值控制，但在很大程度上对物种的质量简并不敏感。这些值与解决子结构和大到不能倒问题的值完全一致。我们还研究了2cDM模型中晕随宇宙时间的演化。
2017-11-29 astro-ph.CO
Canonical Hubble-Tension-Resolving Early Dark Energy Cosmologies are Inconsistent with the Lyman-$α$ Forest
本研究利用莱曼-α森林数据首次约束轴子类早期暗能量，发现其与CMB和BAO数据结合时显著降低EDE贡献上限，并导致与SH0ES测量存在>4σ张力，表明典型EDE模型与观测不一致。
2023-10-17 astro-ph.CO hep-ph
Evolution of Cosmic Voids: Structure, Galaxies, and Dynamics
Department of Astronomy and High Energy Physics, Kharazmi University（卡拉兹米大学天文与高能物理系）
利用千禧年模拟和SDSS数据，研究宇宙空洞从z=2.09至今的结构、测光和动力学演化，发现空洞随红移降低逐渐变空，星系亮度减弱且聚集性下降，大空洞中星系更亮且演化更快，密度轮廓呈普适形状，模拟显示所有空洞存在向外流动，与SDSS比较发现观测空洞中存在非零中心星系群体，可能挑战ΛCDM模型。
2026-05-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
CFHTLenS: Weak lensing constraints on the ellipticity of galaxy-scale matter haloes and the galaxy-halo misalignment
我们提出了星系尺度物质晕椭圆率和星系晕错位的弱透镜约束。利用加拿大-法国-夏威夷望远镜透镜巡天（CFHTLenS）的数据，我们测量了星系物质晕及其嵌入星系$f_\mathrm{h}$按星系类型分裂的对准投影椭圆率分量的加权平均比。然后，我们将我们的观测结果与千禧年模拟的测量结果进行比较，假设不同的星系晕错位模型。使用千禧年模拟，我们验证了统计估计使用消除污染的宇宙剪切。我们还检测到一个额外的信号在模拟中，我们解释为内在的形状剪切对齐的影响之间的镜头和他们的大尺度结构环境。这些排列很可能导致以前对$f_\mathrm{h}$的一些观测约束偏高。从CFHTLenS我们发现$f_\mathrm{h}=-0.04 \pm 0.25$的早型星系，这是一致的，与当前的模型的星系晕错位预测$f_\mathrm{h}\simeq 0.20$。对于晚型星系，我们从CFHTLenS测量$f_\mathrm{h}=0.69_{-0.36}^{+0.37}$。这可以与产生未对准的晚型模型的$f_\mathrm{h}\simeq 0.02$的模拟结果进行比较。
2015-10-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galactic star formation and accretion histories from matching galaxies to dark matter haloes
本文提出了一种新的统计方法来确定从z~4到现在的整个宇宙历史中星系的恒星质量与其宿主暗物质晕质量之间的关系。这种多历元丰度匹配（MEAM）模型自洽地考虑到卫星星系在比它们被观测到的时间更早的时候首先成为卫星。我们采用红移依赖的恒星晕质量关系的参数化填充晕和subhaloes在千年模拟与星系，需要同时再现观测到的恒星质量函数在几个红移。使用合并树提取的暗物质模拟结合MEAM，我们预测的平均组装历史的星系，分离成恒星形成的星系内（原位）和吸积的恒星（非原位）。随着红移的增加，恒星形成效率的峰值从z=0时的23%下降到z=4时的9%，而相应的晕质量从10^11.8 M \odot增加到10^12.5 M \odot。中心星系的恒星形成率在红移处达到峰值，这取决于晕的质量;对于大质量的晕，这个峰值出现在宇宙早期，而对于低质量的星系，这个峰值还没有达到。在类似于银河的晕中，大约一半的中心恒星质量在z=0.7之后聚集。在低质量晕中，卫星星系的吸积对中心星系的聚集贡献很小，而在大质量晕中，超过一半的中心恒星质量是在z<2的地方形成的，卫星星系的吸积很大。我们发现，我们的方法意味着一个宇宙恒星形成的历史和特定的恒星形成率的演变是一致的直接推断。我们提出了方便的拟合函数恒星质量，恒星形成率，吸积率作为晕质量和红移的函数。
2012-05-25 astro-ph.CO
Resolving the Assembly of Disk Galaxies from the Epoch of Reionisation to Cosmic Noon
Research School of Astronomy and Astrophysics, Australian National University（澳大利亚国立大学天体物理与天文学研究学院）；Istituto Nazionale di Astrofisica (INAF)（意大利国家天体物理研究所）；Scuola Normale Superiore（比萨高等师范学院）；Kapteyn Astronomical Institute, University of Groningen（格罗宁根大学卡普坦天体物理研究所）；DARK, Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯玻尔研究所DARK中心）
本研究指出当前对z>2盘星系的高分辨率观测仅覆盖大质量高恒星形成率星系，提出下一代设施ALMA2040可将灵敏度提升10倍，实现对低质量盘星系前身的高分辨率统计研究，推动对星系盘形成演化的认知。
2026-10-16 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Cosmic Environment as the Primary Driver of Dwarf Satellite Statistics
Kharazmi University（卡拉兹米大学）；Shahid Beheshti University（沙希德·贝赫什提大学）
本文研究了宇宙环境对矮卫星数量和分布的影响，通过分析不同环境下的卫星统计特性，揭示了宿主星系质量、形态和恒星形成活动在不同宇宙时间尺度上的演化规律。
2026-05-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Atacama Large Aperture Submillimeter Telescope (AtLAST) Science: Resolving the Hot and Ionized Universe through the Sunyaev-Zeldovich effect
本文论证 AtLAST 宽视场宽带多色连续谱仪器的科学价值，利用 SZ 效应跨尺度观测高温电离气体，并通过理论预测提出关键仪器要求。
2025-06-07 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Protocluster detection in simulations of HSC-SSP and the 10-year LSST forecast, using PCcones
现代星系团的祖先为研究星系团的大尺度结构演化、宇宙质量聚集和星系演化提供了重要线索。模拟是这些研究的主要工具，因为它们被用来解释观测结果。在这项工作中，我们介绍了一组“原星团光锥”，被称为PCcones。它们是用L-GALAXIES半解析模型从千禧年模拟中产生的模拟星系目录。这些光锥是通过在光锥中心的感兴趣的红移处放置所需的结构来构建的。这种方法允许采用一组观测约束，如星等限制和星等和光度红移（photo-zs）的不确定性，以产生逼真的光度测量模拟。我们表明，与PCcones获得的photo-zs比直接与千年模拟获得的更准确，主要是由于在如何计算表观星等的差异。我们应用PCcones在确定使用photo-zs在$z=1-3$范围内的HSC-SSP和10年LSST预报的宽层的原星系团检测的预期精度。利用我们的技术，我们希望能分别回收所有大质量星系团祖先的$\sim38\%$和$\sim 43\%$，其纯度超过HSC SSP和LSST的70%.事实上，观测约束和照片的z不确定性的组合影响检测的结构至关重要的两个仿真，表明需要光谱红移，以提高检测。我们还比较了我们在$z<1.5$上模拟的深CFHTLS与观测到的星团目录，作为对光锥和方法的额外验证。
2021-04-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Snowmass 2021 Cosmic Frontier White Paper: Cosmology with Millimeter-Wave Line Intensity Mapping
使用大尺度结构的基础物理学和宇宙学的下一代测试需要对宇宙的大体积进行测量，包括目前调查无法达到的高红移。谱线强度测绘是一种新兴的技术，它可以探测原子和分子谱线的综合发射，而不需要分辨源，可以有效地绘制出大范围红移范围内的宇宙结构。在毫米波的观测探测远红外线发射线，如CO/[CII]，并利用CMB实验开发的观测和分析技术。这些测量可以提供前所未有的精确度的限制，在膨胀，中微子质量，轻相对论性物种，暗能量和修改的引力，和暗物质，以及许多其他科学目标的物理。在本白皮书中，我们预测了未来地基毫米波强度测绘实验的灵敏度要求，以实现变革宇宙学约束。我们概述了一个阶段性的实验计划，以稳步提高灵敏度，并描述了必要的投资，在开发检测器技术和分析技术。
2022-03-14 astro-ph.CO hep-ex
The relation of galaxies and dark matter haloes to the filamentary cosmic web
基于千禧年模拟，研究发现宇宙网中星系和暗物质晕比例随质量增加，且宇宙网星系因卫星比例高而具有较低比恒星形成率，差异主要源于暗物质晕质量分布不同。
2025-04-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
X-ray Binary Evolution Across Cosmic Time
高红移星系允许在宇宙学时间尺度上研究X射线双星种群的形成和演化，探测大范围的金属丰度和恒星形成率。在本文中，我们提出了一个大规模的人口综合研究的结果，从宇宙的第一个星系到今天的X射线二元人口模型。我们使用Millennium II宇宙模拟和Guo et al.（2011）更新的半解析星系表作为我们建模的输入，以自洽地解释宇宙的恒星形成历史和金属丰度演化。我们的模型，这是所观察到的本地星系的X射线属性的约束下，给出了预测的全球标度的发射从X射线二进制人口的属性，如恒星形成率和恒星质量，以及这些关系的红移的演变。我们的模拟结果表明，在我们今天的宇宙中，来自X射线双星的X射线光度密度（单位体积的X射线光度）主要是由低质量的X射线双星，只有在z>2.5，高质量的X射线双星成为主导。我们还发现低质量X射线双星的X射线发射率峰值（z~2.1）与恒星形成率密度峰值（z~3.1）之间存在约1.1 Gyr的延迟。高质量X射线双星的X射线亮度峰值（z~3.9）发生在恒星形成率密度峰值之前约0.8 Gyr，这是宇宙金属丰度演化的结果。
2012-11-20 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Resolving shocks and filaments in galaxy formation simulations: effects on gas properties and star formation in the circumgalactic medium
有一个正在形成的共识，即大量的气体不会在大质量星系的环星系介质（CGM）中冲击热量，而是通过细丝从宇宙网深入到晕中。为了更好地解决这个过程的数值，我们已经开发了一种新的“冲击细化”计划内的移动网格代码AREPO，自适应地提高分辨率周围的冲击在飞行中的星系形成模拟。我们将其应用到一个巨大的$\sim10^{12}$ M $_\odot$晕在$z=6$使用成功的FABLE模型，增加了512倍的质量分辨率。随着更好的细化，有显着更密集，金属贫乏和快速移动的细丝和团块流入晕，导致更多的多相CGM。我们发现一个$\sim50$增加了百分之一的冷密气体质量和25%的增加流入的质量通量。更好地解决吸积冲击造成湍流急剧增加，导致在晕的非热压力支持的两倍。尽管在分辨率更高的冲击波中热化作用更高，但冷却速率的增加抑制了晕的热能。相比之下，更快和更密集的细丝导致冷致密气体的体动能的显著跳跃，而在热相中湍流能量增加高达$\sim150$ %。在CGM中，HI覆盖率增加了60%。因此，恒星形成的范围更广，我们预测金属-JWST的深层观测可能能够探测到的原始细丝中形成的贫穷恒星。
2020-09-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxies-Intergalactic Medium Interaction Calculation --I. Galaxy formation as a function of large-scale environment
[摘要]我们提出了流体动力学模拟的第一个结果，这些结果是在千禧年模拟中绘制的半径约为20 Mpc/h的球形区域中，星系形成到z=0。这些区域的超密度偏离宇宙平均值（-2，-1，0，+1，+2）σ，其中σ是z=1.5时的均方根质量波动，尺度约为20 Mpc/h。模拟的质量分辨率高达10^6兆太阳/小时，涵盖了整个大尺度环境范围，并允许将统计数据外推到整个500兆秒差距/小时的千禧年体积。它们包括气体冷却、电离背景的光加热、SNe反馈和风，但没有活动星系核。我们发现，在z <~ 10的特定的SFR密度系统地从区域到区域的变化高达一个数量级，但全球值，平均在所有体积，再现观测数据。大质量的致密星系，类似于在GOODS场中观察到的星系，早在z=6时就在过密区域形成，但直到z~3才出现在欠密区域。这些环境变化不是由恒星形成性质对环境的依赖引起的，而是由晕质量函数从一个环境到另一个环境的强烈变化引起的，更大质量的晕优先在密度更大的区域形成。在所有时期，恒星在圆速度约为250 km/s的晕中形成的效率最高。然而，恒星的形成历史呈现出一种“缩小”的形式（即使没有活动星系核）：由z=0的大质量星系组成的恒星大多在z=1-2时形成，而由较小星系组成的恒星通常在较晚的时间形成。然而，需要额外的反馈来限制大质量星系后期的恒星形成。
2009-06-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Quantum Statistical Effects on Warm Dark Matter and the Mass Constraint from the Cosmic Structure at Small Scales
本文在统一框架中研究量子统计效应对暖暗物质质量约束的影响，发现高初始玻色-爱因斯坦凝聚比例可显著降低质量下限，并探讨了如何动力学产生高初始凝聚比例的问题。
2024-10-03 astro-ph.CO hep-ph
Cosmic Dawn II (CoDa II): a new radiation-hydrodynamics simulation of the self-consistent coupling of galaxy formation and reionization
Cosmic Dawn II（CoDa II）是一个新的、完全耦合的辐射流体动力学模拟宇宙再电离和星系形成以及它们之间的相互影响，以红移$z < 6$。$4096^3$粒子和细胞在一个94 Mpc的盒子，它是足够大的模型全球再电离和它的反馈星系形成，同时解决所有以上的$10^8$ M $_{\odot}$晕。使用与Ocvirk et al.（2016）中CoDa I相同的混合CPU-GPU代码RAMSES-CUDATON，CoDa II修改并重新校准了次网格恒星形成算法，使再电离结束更早，在$z \gtrsim 6$，从而更好地匹配来自类星体光谱的星系际莱曼α不透明度和来自宇宙微波背景波动的电子散射光学深度的观测。CoDa II预测的紫外连续光度函数与高z星系的观测结果非常一致，特别是在$z = 6$。与CoDa I一样，再电离反馈抑制了$\sim 2 \times 10^9$ M $_{\odot}$以下晕的恒星形成，尽管这里的抑制不太严重，这可能是修改恒星形成算法的结果。抑制是环境依赖性的，发生在过密（欠密）区域的早期（晚期），响应于它们的局部再电离时间。使用约束实现$Λ$ CDM构建从星系调查数据再现大尺度结构和主要对象的当今本地宇宙，CoDa II服务于模拟全球和本地再电离。在CoDa II中，银河系和M31看起来是单独的再电离岛，也就是说，它们既没有被室女座星系团的前身再…
2020-10-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
