How the First Stars Regulated Star Formation. II. Enrichment by Nearby Supernovae
来自第三星族（Pop III）超新星的金属导致了早期宇宙中质量较小的Pop II恒星的形成，改变了原始星系的演化过程和宇宙学的再电离。第一颗超新星的重元素被第二代恒星吸收的情况有很多种，但宇宙学模拟只在最大尺度上模拟它们。我们提出了小规模的，高分辨率的模拟化学富集的原始晕附近的超新星部分蒸发后的祖星。我们发现，从爆炸喷出物碰撞和混合激烈的烧蚀流赶走晕的恒星，创造密集，丰富的团块能够崩溃成流行II星。金属可能与部分暴露的晕核心混合效率较低，因此它可能形成Pop III或Pop II恒星。因此，如果喷出物没有从晕中剥离出所有的气体，那么波普II和III星都可能在碰撞后形成。爆炸前晕的部分蒸发对超新星后来的富集至关重要。
2017-06-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Weak lensing magnification of Type Ia Supernovae from the Pantheon sample
利用Pantheon SN Ia汇编和Sloan数字巡天（SDSS）的数据，我们提出了一个弱透镜收敛结合前景星系的位置和光度数据的估计。这与超新星的哈勃图残差之间的相关性具有$3.6σ$意义，并且与以星系为中心的暗物质晕导致的弱透镜放大率一致。我们还限制了星系晕的性质，如质量-光比$Γ$和晕物质密度$ρ(r)$的径向轮廓。我们推导出附加均方根的新关系式。由透镜效应引起的幅度散射，求出$σ_{\rm lens} = (0.06 \pm 0.017) (d_{\rm C}(z)/ d_{\rm C}(z=1))^{3/2}$，其中$d_{\rm C}(z)$是到红移$z$的共移动距离。因此，由透镜效应引起的视星等的散射将与由$z \sim 1.2$引起的Ia超新星的本征散射大小相同。我们提出了一个修改的距离模数估计的超新星Ia纳入透镜，这可以很容易地从观测数据计算。我们预计这将提高宇宙学参数估计的准确性高红移超新星Ia数据。
2022-06-21 astro-ph.CO
Unbound Particles in Dark Matter Halos
我们调查未绑定的暗物质粒子晕跟踪粒子轨迹模拟运行到遥远的未来（a = 100）。我们发现，传统的动能和势能的总和是一个非常差的预测暗物质粒子最终将成为从晕中解脱出来。我们还研究了未结合粒子的质量分数，这增加了强烈的边缘晕，并在较高的红移显着降低。我们讨论了暗物质探测实验的影响，晕质量函数的精确校准，使用重子分数来约束暗能量，并寻找星系际超新星。
2013-06-25 astro-ph.CO
Forecasts for warm dark matter from weakly lensed Type Ia supernovae
我们研究了在所有的暗物质都是暖的情况下，从宽视场红外巡天望远镜（WFIRST）观测的预期数据中对热暖暗物质（WDM）粒子的质量进行约束的可能性。为此，我们考虑基于暖暗物质的大尺度结构对超新星Ia视星等的透镜效应。我们使用HALOFIT作为非线性物质的功率谱和PDF的方差。我们进行了Fisher矩阵分析，得到了$m_{\rm WDM}>0.167$ keV的下界。
2019-05-18 astro-ph.CO
The origin of the mass scales for maximal star formation efficiency and quenching: the critical role of Supernovae
我们使用Henriques et al.（2015）版本的慕尼黑星系形成模型（L-GALAXIES）来研究为什么晕和恒星质量尺度在星系淬灭时随红移而恒定，并且与重子最有效地转化为恒星的尺度相一致。这个模型假设当热的晕气体吸积到一个超大质量黑洞上时，活动星系核的反馈会使中心星系熄灭。然而，我们发现超新星（SN）反馈设置两个质量尺度。当晕增长到阈值质量以上时，SNe不再能喷射物质，因此它们的热气含量增加，从而提高了中央星系的冷却速度，其冷气含量，恒星形成速度和中央黑洞的增长速度。强烈的活动星系核反馈通过抑制恒星形成的燃料供应来终止这个短暂的阶段。尽管强烈的演化的晕质量-温度关系，淬火发生在一个红移无关的晕和恒星的质量，这与重子已转换成恒星的质量与最大的效率相一致。这些巧合和巧合是由MCMC调整模型选择的特定参数的结果，以拟合在红移范围0<z<3内观测到的星系丰度和被动分数。因此，它们是观测到的星系群演化所必需的，至少在这类模型的背景下是如此。
2018-09-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Metal Mixing in Minihalos: The Descendants of Pair-Instability Supernovae
缺乏对起源于对不稳定超新星的丰度模式的观测一直是与第一颗恒星有关的一个长期问题。这类超新星预计有一个具有强烈奇偶效应的丰度模式，使其与现在的超新星有很大的不同。在这项研究中，我们使用宇宙辐射流体动力学模拟这样的超新星和随后形成的第二代恒星。我们第一次加入了流动速度。在我们的$1\,\mathrm{Mpc}\,h^{-1}$盒中有14个恒星形成的迷你晕，导致14个超新星发生在红移$z=19.5$之前，我们开始降低模拟的复杂性。爆炸后，极度贫金属的恒星通过内部和外部富集形成10个晕，这使其成为最常见的结果。只有一个光环在模拟过程中没有消失。这一结果与目前（缺乏）对具有对不稳定超新星丰度模式的贫金属恒星的观测相矛盾，这表明这些非常巨大的恒星即使在早期宇宙中也可能是罕见的。这个模拟的结果也让我们深入了解了是什么驱动了不同模式的超新星爆发，以及是什么决定了高能超新星爆发后金属的混合行为。
2022-03-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmological Signatures of Dark Sector Physics: The Evolution of Haloes and Spin Alignment
目前标准的宇宙学范式缺乏对暗区物理学的详细描述，即主导宇宙演化的暗物质和能量。本文通过对宇宙结构形成的数值模拟，讨论了暖暗物质、精粹和耦合暗物质-能量模型与\lcdm{}的区别因素。关键的晕统计-晕自旋/速度之间的大尺度结构和相邻的晕，晕形成时间和迁移对齐-进行了比较宇宙学的红移范围内0 $\leq$ $z$ $\leq$ 2.98。我们发现，在所有宇宙学中，对于一系列红移，晕运动和自旋与大尺度结构和邻近晕的排列是相似的。搜索扩展到低密度区域，避免晕自旋的非线性干扰，但非常相似的宇宙学之间的排列趋势，这是很难表征和使用作为宇宙学的探针。我们发现，在精华宇宙学中的晕形成早于它们的\lcdm{}对应物。将这一点与这样的晕起源于高密度区域的事实联系起来，这样的发现可以提供线索，将精髓宇宙学的因素与标准模型区分开来。虽然一般来说，晕统计并不是对暗区物理的准确探测。
2019-12-23 astro-ph.CO
The cosmic history of the spin of dark matter haloes within the large scale structure
我们使用N体模拟来研究自z=3以来暗物质晕角动量在大尺度结构中的方向和大小的演化。我们看看的演变的对齐的晕自旋与细丝和彼此，以及自旋参数，这是一个衡量的大小的角动量。结果表明，在高红移下，暗物质晕的角动量矢量与暗条正交的趋势较弱，高质量暗物质晕的正交取向比低质量暗物质晕强。由于z=1，低质量晕的自旋变得弱平行于细丝排列，而高质量晕保持其正交排列。最近这种低质量晕的平行排列使人们对潮汐力矩理论作为角动量建立的唯一机制产生了怀疑。我们看到大量的流动和扩大的长丝随着时间的推移，在对齐的晕自旋和速度的证据。我们发现，只有在非常小的分离，$r<0.3$ Mpc/h，这是由子结构驱动的相邻的暗物质晕的自旋显着对齐。自旋参数与晕质量的相关性在高红移得到证实。
2012-12-18 astro-ph.CO
The Dark Energy Survey : Detection of weak lensing magnification of supernovae and constraints on dark matter haloes
本文通过交叉关联DES-SN5YR超新星距离模数残差与前景星系，首次以6.0σ显著性探测到Ia型超新星的弱引力透镜放大效应，并利用去透镜修正改进宇宙学参数约束，为研究物质非均匀性开辟了新途径。
2024-06-07 astro-ph.CO
Galactic winds - How to launch galactic outflows in typical Lyman-break galaxies
我们进行流体动力学模拟的一个年轻的星系盘嵌入在一个热的气体晕典型的莱曼break星系（LBG）的参数。我们考虑到由于暗物质晕，恒星隆起和恒星和气体盘的（静态）引力势。恒星的形成是由当地的肯尼库特-施密特定律。我们简化的星际介质的结构，限制计算域的25日的全方位角，有效地假设大规模的轴对称和忽略任何螺旋结构的影响，并专注于大规模的ISM驱动程序，超级气泡。超新星是随机触发的，并有几十到几百个预设的事件大小。我们进一步研究了不同的晕气体压力和能量注入方法。我们的许多模拟星系，但不是全部，发展双极外流。我们通过质量和能量流出率来描述流出的强度，并研究了模型细节变化的影响。我们发现，超新星如果包含在更大的超级气泡中会更有效。光环气体的重量和压力能够熄灭银河系的外流。在恒星形成密度超过临界值的区域，风从一系列超级气泡中出现。超气泡以略超音速的速度膨胀到气体晕中，产生与在LBG周围观察到的反射系统具有相似特征的辐射激波。
2013-06-13 astro-ph.CO
Downsizing of galaxies vs upsizing of dark-halos in a Lambda-CDM cosmology
利用$Λ$ -CDM宇宙学中的流体动力学模拟研究了整个亚银河系星系群的质量聚集。我们的研究结果表明，虽然黑暗的晕组装层次，在恒星质量的这种趋势是颠倒的意义上说，越小的星系，后者是它的平均恒星质量大会。我们在多相星际介质中的恒星形成和超新星反馈实施似乎在这个过程中发挥了关键作用。然而，所获得的缩编趋势并不像观察所显示的那样强劲。
2013-09-04 astro-ph.CO
Detection of Stacked Filament Lensing Between SDSS Luminous Red Galaxies
我们在斯隆数字巡天的135，000对发光红星系（LRGs）之间寻找大质量细丝的透镜信号。我们开发了一种新的估计，干净地删除了更大的剪切信号的相邻LRG晕，只依赖于假设的球对称。我们考虑两种模型：一个是由$Λ$ CDM模型的射线追踪模拟构造的粗灯丝模型，另一个是由沿两个LRG连线的一串晕线模拟灯丝的细灯丝模型。我们表明，灯丝透镜信号是在很好的协议与厚模拟灯丝，而强烈不利于薄模型。由灯丝引起的透镜剪切的大小低于$10^{-4}$。采用似然比检验，我们发现一个4.5 $σ$的灯丝透镜信号的检测意义，对应于一个零假设波动概率$3 \times 10^{-6}$。我们还进行了几个零测试，以验证来自邻近LRG和其他剪切系统的残余剪切信号被最小化。
2016-01-29 astro-ph.CO
A dark matter scaling relation from mirror dark matter
镜像暗物质和其他类似的耗散暗物质候选者需要一个能量源来稳定螺旋星系中的暗物质晕。以前曾有人提出，普通超新星可能提供所需的能量。通过将超新星提供给晕的能量与辐射冷却损失的能量相匹配，我们在这里导出了一个粗略的标度关系$R_{SN} \propto ρ_0 r_0^2$（$R_{SN}$是超新星速率，$ρ_0, \ r_0$是暗物质中心密度和核心半径）。这种关系与从晕质量大于$3\times 10^{11} M_\odot$的螺旋星系的研究中推断出的暗物质特性是一致的。我们推测，其他观测到的星系的星系团可能会解释这种耗散的暗物质的框架内。
2013-12-26 astro-ph.CO hep-ph
Heating the dark matter halo with dark radiation from supernovae
本文研究了超新星能量以暗辐射形式释放到暗物质晕中，将其从尖核转变为平坦核，并在四个基准模型中验证了该机制对矮星系暗物质晕的显著影响。
2025-06-25 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Radiative and Kinetic Feedback by Low-Mass Primordial Stars
电离紫外辐射和超新星在高红移的小晕中的流动控制了宇宙中第一批恒星星族的形成。以前的研究已经解决了非常巨大的原始恒星对附近晕坍缩成新恒星的影响，但是在古老的贫金属恒星中没有对不稳定超新星的奇偶核合成特征表明，第三星族恒星可能小于100 M $_{\odot}$。我们扩大我们的早期调查本地紫外线反馈恒星形成的25 - 80 M $_{\odot}$星，包括动力学反馈的超新星为25 - 40 M $_{\odot}$星。我们发现辐射反馈在这个质量范围内是相对均匀的，主要是因为质量更大的恒星的较大通量被它们较短的寿命所抵消。我们的模型表明，在全球紫外线背景上升之前，来自附近恒星的莱曼-沃纳光子不能阻止晕形成新的恒星。这些计算也揭示了剧烈的动力学不稳定性可以在包裹着原始晕的紫外辐射阵面中爆发，但它们最终对恒星的形成没有影响。最后，我们的模拟表明，遗迹H II地区周围的部分蒸发晕可能会驱逐莱曼-维尔纳背景在较低的红移，使恒星的形成，以前被抑制。我们提供适合辐射和动力学反馈恒星形成的半解析模型和数值模拟中使用。
2010-01-15 astro-ph.CO
Scalar Field Dark Matter: Impact of Supernovae-driven blowouts on the soliton structure of low mass dark matter halos
本研究模拟超新星反馈导致的气体快速喷发对孤立孤子及 $10^{10}\mathrm{M_\odot}$ SFDM 矮晕的影响，发现单次喷发削弱中心密度更强，并使密度产生准周期或随机振荡；推断玻色子质量偏差通常小于20%，且与本星系群场矮星系观测质量吻合。
2023-08-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraining AGN feedback model with SZ profile
活动星系核的相对论喷流对星系群和星系团有着广泛的影响，是理解它们的形成和物理性质的关键。然而，这种非引力过程并没有得到很好的理解。具有浅引力势的星系群是研究和约束活动星系核反馈模型的理想实验室。我们使用普朗克tSZ图研究了约66，000个SDSS LRG晕中的热气体，平均晕质量为3 × 10^13 Msun。我们已经检测到它们的平均tSZ径向分布在~17 σ，并将其与cosmo-OWLS宇宙流体动力学模拟与不同的活动星系核反馈模型。在模拟中，AGN 8.0模型的模拟结果与实验结果符合得最好。我们还比较了我们的测量tSZ配置文件与预测的普遍的压力配置文件假设自相似的关系，并发现他们一致的，如果该模型占相邻晕通过两个晕项的聚类。
2021-12-21 astro-ph.CO
Metal-Free Gas Supply at the Edge of Reionization: Late-Epoch Population III Star Formation
While the average metallicity of the intergalactic medium rises above Z~10^{-3} Zsun by the end of the reionization, pockets of metal-free gas can still exist at later times. We quantify the presence of a long tail in the formation rate of metal-free halos during late stages of reionization (redshift z~6), which might offer the best window to detect Population III stars. Using cosmological simulations for the growth of dark matter halos, coupled with analytical recipes for the metal enrichment of their interstellar medium , we show that pockets of metal-free gas exist at z~6 even under the ass…
2009-06-05 astro-ph.CO astro-ph.SR
A Measurement of the Galaxy Group-Thermal Sunyaev-Zel'dovich Effect Cross-Correlation Function
在已知星系团和星系群周围叠加宇宙微波背景（CMB）图，通过Sunyaev-Zel'dovich（SZ）效应提供了对这些系统中热气分布的强有力探测。叠加分析允许人们检测低质量晕周围的平均SZ信号，并将测量扩展到大尺度，这些尺度太微弱而无法在SZ或X射线发射中单独检测。此外，SZ地图和其他示踪剂的大尺度结构（与已知的红移）之间的交叉相关性可以用来提取的红移依赖的SZ背景。出于这些令人兴奋的前景，我们测量的两点交叉关联函数之间的目录$\sim 380,000$星系群（与红移跨越$z=0.01-0.2$）从斯隆数字巡天（SDSS）和康普顿-y参数图构建的普朗克合作。我们发现统计上显着的相关性组目录和康普顿-y地图在每个6个独立的质量箱，估计晕质量范围$10^{11.5-15.5} M_\odot/h$。我们将这些测量与SZ信号的晕模型进行比较，该模型描述了单晕和双晕术语的堆叠测量。单晕项量化了质量箱中各组周围的平均压力分布，而双晕项描述了相关相邻晕的贡献。对于更大的群体，我们发现明确的证据，为一个和两个晕制度，而集团与质量低于$10^{13} M_\odot/h$占主导地位的两个晕项的普朗克数据的分辨率。我们使用双晕机制中的信号来确定宇宙的偏置加权电子压：$\langle b P_e \rangle= 1.50 \pm 0.226 \times 10^{-7}$ keV cm $^{-3}…
2016-08-30 astro-ph.CO
The interaction between feedback from active galactic nuclei and supernovae
来自超新星（SNe）和活动星系核（AGN）的能量反馈都是重要的过程，被认为控制了多少气体能够凝聚成星系并形成恒星。我们发现，尽管活动星系核和超新星都抑制了恒星的形成，但在两种反馈过程都有效的质量范围内（10^11.25 M_sun < m_200 < 10^12.5 M_sun），它们在晕中相互削弱了彼此的影响，最高可达一个数量级。这些结果表明，在星系形成的模型中，这两个过程的同时，非独立的包含估计总的反馈强度的重要性。这些结果是特别相关的半解析模型，这隐含地假设两个反馈过程的影响是独立的，也是流体动力学模拟模型的反馈过程之一。
2013-04-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Supernovae and AGN driven galactic outflows
本文给出了具有NFW暗物质晕的星系风的解析解。我们认为风驱动的能量和质量注入从多个超新星，以及动量注入由于辐射从中央黑洞。我们发现风动力学依赖于三个速度尺度：（a）v_star \sim（\dot{E} / 2 \dot{M}）^{1/2}描述了星暴活动的影响，其中\dot{E}、\dot{M}为半径为R的中心区域的能量和质量注入率;（b）\vbh ~（G \mbh / 2 R）^{1/2}，用于质量为\mbh的中心黑洞对距离R处的气体的影响，以及（c）v_{s} =（GM_h/ 2Cr_s）^{1/2}与星系圆速度密切相关，C是晕浓度参数的函数。我们发现风的终端速度为2（v_star^2 + 1.5（Γ-1）\vbh^2 -v_s^2）^{1/2}，其中Γ是辐射压力与中心黑洞引力的比值。我们还发现：（a）来自静止的恒星形成星系的风不能从10^{11.5} \le M_h \le 10^{12.5}Msun星系逃逸，（b）在这个质量范围内的星系应该存在大距离的环星系气体，（c）对于逃逸风，低到中等质量星系的风速为~ 400- 1000 km/s，与观测到的X射线温度一致;（d）来自活动星系核的大质量星系的风的速度为\gtrsim 1000 km/s。我们还发现，[2 v_star ^2-（1 -Γ）\vbh^2 ]/v_c ^2的比值决定了气体的损失量。结合适当的\mbh和M_h之…
2012-12-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Supernova explosions in magnetized, primordial dark matter halos
第一次超新星爆炸可能是产生第一个大规模磁场的相关来源。出于这个原因，我们提出了一套高分辨率的模拟研究磁化，原始晕超新星爆炸的影响。我们专注于一个最初的小规模磁场的演变过程中形成的崩溃的晕。我们改变磁化的程度，晕质量，和爆炸能量的量，以占预期的变化，以及推断系统的依赖性的结果对初始条件。我们的模拟表明，爆炸能量为10^51尔格的核心坍缩超新星和10^53尔格的更猛烈的对不稳定超新星能够分别破坏质量高达10^6和10^7 M_sun的晕。磁场谱的峰值示出了随着时间的推移朝向较小的k值（即，较大的长度尺度）的连续移位，达到低至k = 4的值。在小尺度上，磁能以大尺度上的能量为代价而减小，从而产生一个有序的磁场，其强度可达~10 ^-8 G，具体取决于初始条件。从光谱推断的磁场的相干长度达到与从自相关函数获得的一致的值高达250 pc。我们发现相干长度与超新星泡半径的$50\%$一样大。将这种关系外推到后期，我们认为可以产生相干长度高达1.5千秒差距的显著强磁场。我们讨论了可能的影响，我们的研究结果的过程中，如晕，第一星系形成，和星系际介质的磁化消失。
2014-02-17 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Globular Clusters and Streaming Velocities: Testing the new formation channel in high-resolution cosmological simulations
球状星团的形成及其与暗物质分布的关系长期以来一直困扰着天文学家。最近提出的一个球状星团形成通道将古老的星团与早期宇宙中相对于暗物质的重子大规模流动速度联系起来。这些流动速度影响全球的重子进入暗物质晕，高红移晕质量函数，和最早的几代恒星。在某些情况下，流动速度可能会导致无暗物质气体的密集区域变得不稳定，可能导致致密星团的形成。我们调查这一假设使用宇宙学流体动力学模拟，包括一个完整的化学网络和H $_2$的形成和破坏，一个过程的第一批恒星的形成至关重要。我们发现，在具有显著流动速度的区域（约占宇宙的1%）中的高密度气体确实与暗物质晕的中心有一定的偏移，但这种偏移通常明显小于维里半径。在我们的模拟中，暗物质晕之外的气体永远不会达到琼斯不稳定的密度。我们假设，第三族超新星的低水平（$Z \approx 10^{-3}\,Z_{\odot}$）金属富集可能会使维里外区域冷却，使暗物质晕外的气体冷却到CMB温度，并变得不稳定。后续的模拟，包括流动速度和第三族超新星的金属富集，需要了解流动速度是否为早期宇宙中球状星团的形成提供了一条路径。
2021-08-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Tetrahedral collapse: a rotational toy model of simultaneous dark-matter halo, filament and wall formation
我们讨论了一个理想化的晕形成模型，其中一个崩溃的晕节点是四面体的，从它的四个面中的每一个突出的细丝，并与连接每对细丝的壁。在这个模型中，细丝在形成时通常是旋转的，当且仅当细丝中有一些旋转时，晕才会旋转。这是“折纸近似”中最简单的可能的全三维晕塌缩，其中空隙是无旋的，并且形成暗物质结构的暗物质片被允许在位置-速度相空间中折叠，但不拉伸（即，其密度不能沿溪流变化）。在整体尺度上，四个暗条方向，以及其他三个量，如暗条自旋，足以确定坍缩的所有性质：晕的形状、质量和自旋;每单位长度的密度和所有暗条的自旋;以及每单位面积的壁的质量。如果细丝是正四面体排列的，细丝的性质遵循简单的定律，让人想起角动量守恒。该模型可能是最有用的在理解相邻星系之间的自旋相关性加入细丝;这些相关性将给出星系之间的内在排列，理解精确的宇宙学弱透镜测量至关重要。
2016-04-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
The mass loss process in dwarf galaxies from 3D hydrodynamical simulations: the role of dark matter and starbursts
理论$Λ$ CDM宇宙学模型预测的低质量暗物质晕的数量比在本星系群中观察到的要多得多。一个可能的解释是，如果大部分可见物质在早期进化阶段通过星系风丢失，那么探测这些晕的难度就会增加。本文研究了超新星在矮球状星系（dSph）中引发星系风的现有模型，并基于三维流体动力学数值模拟，研究了质量损失率与暗物质晕质量及其径向分布、恒星形成率等重要物理参数之间的相关性。我们发现，风的存在是无处不在的，独立于引力势。我们的模拟显示，瑞利-泰勒不稳定性（RTI）可能在将物质推出这些系统方面发挥重要作用，即使对于非常大的晕。这种不稳定性导致了银河系早期演化过程中5 - 40%的质量损失，在$t > 200$ Myrs时相关性较小。对于不同的暗物质配置文件研究（NFW和对数）获得的质量损失率没有显着差异。我们还发现了质量损失率与晕质量和超新星速率之间的相关性，正如以前的工作中已经报道的那样。此外，大部分重子星系物质从星系中被移除的时代取决于SN率和引力势。后者，结合RTI在每个模型中的重要性，可能会改变我们对矮星系化学演化的理解，以及在高红移星系际介质的重元素污染。
2012-11-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Preheating of the Universe by cosmic rays from primordial supernovae at the beginning of cosmic reionization
来自宇宙再电离期的21厘米信号可以揭示z~30-10原始星系际介质（IGM）的加热历史。有人认为，来自第一个吸积黑洞的X射线可以在这些早期时期显著加热宇宙。在这里，我们提出了另一个IGM加热机制与第一批恒星。从先前的工作中得知，终结大质量第三星族恒星生命的强大超新星（SNe）的残余物可以很容易地从它们的宿主暗物质微晕中扩展到周围的IGM中，这得益于来自祖星的紫外线辐射对晕气体的光蒸发。我们认为，在这样的残余物的演化过程中，SN动能的一个显着的部分可以投入到低能量（E<30 MeV）的宇宙射线，最终将逃逸到IGM。这些次相对论性的宇宙射线可以在宇宙中传播，并在与第一批星系和类星体相关的更强大的再电离/加热机制发挥作用之前，将IGM加热约10-100 K。因此，未来的21厘米观测可以限制第一颗超新星的能量，并提供有关原始IGM中磁场的信息。
2015-09-28 astro-ph.CO astro-ph.HE
Learning the galaxy-environment connection with graph neural networks
本文提出用消息传递图神经网络从暗物质子晕属性推断星系恒星质量，整合环境信息，在Illustris TNG300-1模拟上验证，比孤立建模方法更准确。
2023-06-21 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
The Source Density and Observability of Pair-Instability Supernovae from the First Stars
理论模型预测，第一批恒星中的一些以极高能量的对不稳定超新星（PISNe）的形式结束了生命。由于能量接近10^53尔格，这些超新星预计将在即将到来的詹姆斯·韦伯太空望远镜（JWST）的探测范围内，从而允许对第一批恒星的性质进行观测限制。我们估计源密度的PISNe使用半解析晕质量函数为基础的方法，占反馈的影响，从恒星形成的PISN率使用宇宙学模拟。我们估计在任何给定时间每个JWST视场的上限为~0.2 PISNe。反馈可以显著降低该速率，例如，对于最悲观的爆炸模型，将其降低到每4000个JWST视场一个PISN。我们还发现，从第一批恒星观测PISNe的主要障碍是它们的稀缺性，而不是它们的微弱性;曝光时间超过10^4秒的几倍对增加发现的PISNe的数量几乎没有帮助。鉴于此，我们提出了一种马赛克式的搜索策略来探测来自第一批恒星的PISNe。即使是相当高的红移PISNe也不太可能被中等曝光错过，需要大量的点来确保检测。
2012-06-08 astro-ph.CO astro-ph.HE
The response of dark matter haloes to elliptical galaxy formation: a new test for quenching scenarios
我们使用SPH程序对四个质量为M_{200} \sim 10^{13} \Msun的晕进行了宇宙学流体动力学放大模拟，研究了暗物质对椭圆星系形成的响应。我们的模拟包括金属丰度依赖的气体冷却，恒星形成，和反馈的大质量恒星和超新星，但不活动星系核（AGN）。在z=2的祖先星系的恒星晕质量比符合晕丰度匹配，假设萨尔彼得初始质量函数。然而，当z=0时，标准运行会受到众所周知的过冷问题的影响，将恒星质量高估了4倍以上。为了模拟抑制性晕淬灭的场景，在我们的强制淬灭（FQ）模拟中，冷却和恒星形成在z=2时关闭。由此产生的z=0星系的恒星质量，大小和圆周速度接近观察到的。相对于控制模拟，FQ模拟中的暗物质晕已经收缩，中心暗物质密度斜率d \log ρ/d \log r \sim-1.5，表明单独的干合并不能完全逆转z>2时发生的收缩。然而，在文献中的模拟活动星系核反馈，发现膨胀或没有净变化的暗物质晕。因此，暗物质晕对星系形成的反应可能提供一个新的测试，以区分喷射和抑制淬火机制。
2015-07-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
Radio Power from a Direct-Collapse Black Hole in CR7
第一类类星体种子的主要竞争者是直接坍缩黑洞（DCBH），它是在$z \sim$ 20的原子冷却晕中发生灾难性重子坍缩时形成的。在$z =$ 6.6发现Ly $α$发射体CR 7最初被认为是第一次探测到DCBH，尽管这种解释后来受到了斯皮策IRAC和甚大望远镜X-Shooter数据的挑战。在这里，我们确定是否可以检测到来自CR 7中的DCBH的无线电通量，并将其与晕中的无线电发射源（如年轻的超新星和H II区域）相区分。我们发现，DCBH将在1.0 GHz处发射10 - 200 nJy的通量，远远大于年轻超新星预期的sub-nJy信号，但与恒星形成区域的连续辐射相当。然而，CR 7中DCBH的无线电发射可以通过其随频率的频谱演变与H II区域的自由-自由发射区分开来，并且可以在未来十年内由平方公里阵列检测到。
2021-02-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galactic structure explained with dissipative mirror dark matter
耗散的暗物质，如镜像暗物质和相关的隐藏扇区暗物质候选者，需要一个能量源来稳定螺旋星系中的暗物质晕。以前有人提出，超新星可能是这种能量的来源。最近，有人认为，这一机制可能解释两个星系的尺度关系推断，从观察螺旋星系。其中之一是，$ρ_0 r_0$是大致恒定的，另一个与银河光度$r_0$。[ $ρ_0$是暗物质的中心密度，$r_0$是核心半径。]在这里，我们推导出方程的加热晕通过超新星的能量，和冷却的晕通过热韧致辐射。这些方程的数值求解，以获得适当的螺旋星系的$ρ_0, \ r_0$参数的约束。这些约束与上述标度关系非常一致。
2013-06-23 astro-ph.CO hep-ph
The impact of galaxy formation on the total mass, mass profile and abundance of haloes
我们使用宇宙流体动力学模拟研究如何纳入相关的物理过程星系形成（恒星形成，金属线冷却，恒星风，超新星和反馈活动星系核，AGN）改变的性质晕，超过四个数量级的质量。我们发现，气体排出和由超新星驱动的风引起的相关暗物质（DM）膨胀对于质量M200 < 10^13 Msun的晕很重要，相对于仅DM模型，它们的质量降低了20%。活动星系核反馈是防止过冷所必需的，它对晕质量的影响一直到星系团尺度（M200 ~ 10^15 Msun）。重子物理学将晕的总质量分布改变为维里半径的几倍，这种改变不能通过晕浓度的变化来捕获。总晕质量的减少导致晕质量函数减少约20%。这种效应对丰度匹配技术以及大多数星系形成的半解析模型都有重要的影响。我们提供了解析拟合公式，来自模拟，重现观察到的重子分数，以纠正晕质量和质量函数从DM-唯一的模拟。重子物理学（特别是活动星系核反馈）对星系团数计数的影响大约相当于将宇宙学从WMAP 7改为普朗克，即使采用M 500 ~ 10^14 Msun的中等高质量限制。因此，对于精确的宇宙学来说，重子的效应必须被考虑进去。
2014-07-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Stellar Archaeology -- Exploring the Universe with Metal-Poor Stars
星系晕和小矮星系中最贫金属恒星的丰度模式为我们提供了关于早期宇宙的丰富信息。特别是，这些古老的幸存者使我们能够研究第一颗恒星和超新星的性质，负责形成和演变的元素，早期恒星和星系形成过程的相关核合成过程，以及很久以前矮星系的恒星晕的组装过程。这篇综述介绍了“恒星考古学”领域的现状--利用贫金属恒星探索高红移宇宙及其组成的多样性。特别是，早期恒星形成的条件进行了讨论，这些最终如何导致化学演化，以及最贫铁的恒星的作用是什么，了解第三星族超新星的产量。在贫金属恒星中发现的快速中子捕获特征可以用来获得恒星年龄，但也可以通过观测测量来限制这种复杂的核合成过程。此外，不同类型矮星系中极贫金属恒星的化学丰度可以用来推断晕形成情景的细节。以及矮星系作为银河系基石的作用。最后，我展望了未来十年这一领域的发展方向。一个表的~1000贫金属星和他们的丰度收集的文献中提供的电子格式。
2010-06-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
