在等级形成模型中的银河系化学演化- I。局域宇宙中的早型星系

关于宇宙中退耦物质的化学势的注记

Note on the chemical potential of decoupled matter in the Universe

宇宙学的教科书展示了自由流动、解耦物质的热力学不一致性。它在这里与化学势有关，化学势偏离其平衡值$μ=αk_BT$，其中$α$是费米-狄拉克或玻色-爱因斯坦分布函数的常用参数。

在星系形成的分级模型中膨胀主导星系尺寸的环境依赖性。与本地宇宙的比较

Environmental dependence of bulge-dominated galaxy sizes in hierarchical models of galaxy formation. Comparison with the local Universe

我们比较了星系形成的最先进的半解析模型，以及先进的次晕丰度匹配模型与SDSS在z < 0.3的早期类型星系的大样本。我们的注意力集中在中央星系的中等大小的主机晕质量的依赖。这些数据并没有显示出任何差异的早期型星系的结构特性与环境，在固定的恒星质量。在这项工作中考虑的所有层次模型，而不是倾向于预测一个中度到强烈的环境依赖性，与中位值大小增加了约1.5-3的因素时，从低到高质量的主机晕。从表面上看，与数据的差异非常显著，特别是在集群规模上，对于log Mhalo > 14的晕。与（相关的）观测误差的卷积减少了一些紧张。尽管观测的不确定性，数据往往不赞成分层模型的特点是相关的贡献盘不稳定性形成的球状体，强大的气体耗散（主要）合并，短的动态摩擦时标，和非常短的淬火时标在坠落的卫星。我们还讨论了各种额外的相关问题，如斜率和散射的本地大小恒星质量的关系，气体在本地早型星系的分数，和卫星星系的一般预测。

分级宇宙中的超大质量黑洞：一般框架和观测检验

Supermassive Black Holes in the Hierarchical Universe: A General Framework and Observational Tests

我们提出了一个简单的框架，超大质量黑洞（SMBHs）的生长和演化的分级结构形成范式。在我们的模型中，黑洞吸积是在宿主暗物质晕之间的主要合并（质量比>~0.3）过程中触发的。类星体光度的连续演化遵循一个普遍的光变曲线形式：初始的指数增长，以恒定的爱丁顿比为单位，直到它达到峰值光度，其次是幂律衰减。假设峰值光度与合并后的晕质量相关，我们将光变曲线与类星体活动的触发率卷积，预测类星体的光度函数（LF）。我们的模型再现了在0.5 <z <4.5处观察到的LF，用于当前光学和X射线调查探测的全部光度范围。我们的模型再现了观测到的红移演化和光度依赖的线性偏置类星体/活动星系核集群。由于瞬时光度和晕质量之间的散射，类星体/活动星系核成团在低到中等光度时对光度的依赖很弱，但在高光度端和高红移时，线性偏差随光度迅速上升。在我们的模型中，爱丁顿比分布大致呈对数正态分布，从高光度类星体（L_bol>~10^46 erg s ^-1）到低光度活动星系核（L_bol <~10^45 erg s ^-1），这种分布会变宽并向较低的平均值移动，与观测结果吻合得很好。

早期宇宙的化学

The Chemistry of the Early Universe

早期宇宙的化学是一个迷人的研究领域。即使在没有任何比锂更重的元素的情况下，一个令人惊讶的化学复杂程度被证明是可能的，使这个话题本身就引起了相当大的兴趣。此外，分子氢在第一批恒星和星系的形成中起着关键作用，这意味着如果我们想了解这些物体的形成，我们必须首先对气体的化学演化有很好的了解。本文首先简要介绍了第一批恒星和星系形成前气体中发生的化学反应，然后详细讨论了气体从星系际密度到原恒星密度的引力坍缩过程中发生的主要化学过程，以及这些过程如何影响坍缩的最终结果。

Brilliant星系团星系在等级宇宙中的演化

The evolution of Brightest Cluster Galaxies in a hierarchical universe

研究了布里渊星系团星系（BCGs）从红移z~1.6到z~0的演化.我们使用Croton等人（2006）的半解析模型，并基于Maraston（2005）的恒星星族和一个新的尘埃消光公式建立了一个新的分光光度模型。我们将K波段光度演化和J-K，V-I和I-K颜色演化的模型预测与一系列数据集进行了比较，包括Collins等人（Nature，2009），他们认为基于Millennium模拟的半解析模型不能再现z>1时BCGs的红色和高光度。相反，我们表明，该模型是在所观察到的光度范围内，并正确地再现了在整个红移范围内的BCGs的颜色演化z~1.6。我们认为，半解析模型的成功在很大程度上是由于一个更复杂的分光光度模型的实施。对模型BCGs的分析表明，自z~1以来，质量增加了~2倍，恒星形成活动下降到低红移。虽然关于BCGs的共识是，他们是被动的演变，我们认为，这一结论是受恒星形成历史和恒星星族模型SED拟合中使用的退化，和无效的玩具模型的被动演化捕捉真实星系的复杂性，特别是那些丰富的合并历史，如BCGs。根据这一论点，我们还表明，在半解析模型的BCG显示了一个现实的混合恒星星族，这些恒星星族大多是老的。此外，模型BCGs的年龄-红移关系遵循宇宙的关系，这意味着考虑到它们的合并历史和恒星形成历史，BCGs的年龄总是由它们的恒星星族的年龄决定。在LambdaCDM宇宙中，我们将这种进化定义为“层…

宇宙的动力学和化学平衡以及引力子的产生

Kinetic and chemical equilibrium of the Universe and gravitino production

一般超对称理论中的平坦方向可以改变宇宙的热历史。早先提出了一种新的方案，其中平坦方向的真空期望值导致所有规范玻色子和高吉诺的大质量。这延迟了宇宙膨胀后的热化，并解决了引力子问题。在这篇文章中，我们对上述场景进行了详细的计算。我们包括适当的初始状态的粒子分布函数，考虑的条件下的非热的情况下的可行性，并调查相空间抑制的重力子生产的背景下，重规范玻色子和gauginos在最终状态。我们发现产生的总引力子丰度与宇宙学约束是一致的。

早期宇宙中的LiHe $^+$：对其反应网络和最终丰度的全面评估

LiHe$^+$ in the early Universe: a full assessment of its reaction network and final abundances

我们提出了量子计算的结果完全从头计算方法的基础上的各种分子过程和化学反应涉及的锂He $^+$离子极性分子。借助于这些计算，我们得到准确的反应速率和拟合表达式有效的气体温度范围内的典型条件的银河系前气体的代表。在全化学网络的帮助下，我们计算了早期宇宙中LiHe $^+$丰度随红移的演化。最后，我们比较了LiHe $^+$与其他极性阳离子在相同红移区间内形成的相对丰度。

邻近宇宙中恒星形成历史和恒星形成星系的化学演化

The star formation history and chemical evolution of star forming galaxies in the nearby universe

我们测定了SDSS DR 7中122751个SFG样品的O/H和N/O。对于所有这些星系，我们也确定了它们的形态和SFH使用代码星光。化学丰度与SFH的比较使我们能够以与它们的恒星星族和形态的形成相一致的方式来描述附近宇宙（z < 0.25）的化学演化。在我们的样品中，45%的SFG显示出相对于其金属丰度的氮丰度过剩。我们还发现这种过剩伴随着氧气的缺乏，这表明这可能是有效的星暴风的结果。然而，我们没有发现富氮和贫氮SFG的恒星形成模式的差异。我们的分析表明，它们都是通过在几个Gyr周期内连续的恒星形成爆发来形成恒星的。因此，产生这些星系之间化学差异的似乎是爆发的强度：具有过量氮的星系是那些目前正在经历更强烈爆发的星系，或者在过去经历过更强烈爆发的星系。我们还发现了化学演化过程与星系形成相关的证据：氮过量的星系比没有过量的星系质量更大，有更多的大规模凸起和更早的形态。作为一种可能的解释，我们提出，与星暴风一致的金属损失发生在星系形成期间，当时它们的势阱仍在建立，因此比今天弱，使星暴风更有效，与星系的最终质量无关。与这种解释非常一致，我们也发现了与缩小一致的证据，根据这些证据，更大质量的SFG在质量较小的SFG之前形成。

分级宇宙中球体的尺寸演化

Size Evolution of Spheroids in a Hierarchical Universe

我们提出了慕尼黑半解析层次星系形成模型的更新版本的基本预测，通过合并和磁盘的不稳定性增长膨胀。总的来说，我们发现，低于Ms ~ 10^11 Msun的球状体通过盘不稳定性和合并的混合作用来增大它们的尺寸，而高于Ms ~ 10^11 Msun的星系主要通过合并来演化。在主要合并中包括气体耗散，有效地缩小了星系，特别是那些最终质量Ms < 10^11 Msun的最富气体的星系，改善了与不同观测值的匹配。我们发现，在固定恒星质量下，预测的散射尺寸仍然比观测到的大40%以下。平均而言，在固定恒星质量的情况下，更高红移的球状体更紧凑，而在固定红移和恒星质量的情况下，更大的星系往往更容易形成恒星。更具体地说，虽然对于膨胀主导的星系，该模型设想了一个几乎与质量无关的尺寸减小，但预测的中等质量星系的尺寸演化更为复杂。z=2的大质量星系的祖先，质量在Ms附近，在z=0时B/T>0.7，被发现大多是盘状主导星系，中值B/T约为0.3，只有约20%的星系仍然是膨胀主导的。该模型还预测，生活在更大质量晕中的中心球状体在固定恒星质量下往往具有更大的尺寸。包括主机晕质量依赖计算速度色散，允许模型正确地再现与恒星质量的相关性。我们还讨论了基本面，与星系年龄的相关性，伪凸起的结构特性，以及与中心黑洞的相关性。

分级模型中本星系的化学演化

Chemical evolution of local galaxies in a hierarchical model

我们在星系形成的层次图中，在宇宙学的框架内研究了本星系的化学性质。为此，我们使用了一个分层的半解析模型，其中包括（i）低和中等质量的恒星，（ii）Ia型超新星（SNe）和（iii）大质量恒星的贡献。- 摘要-我们比较我们的预测与现有的观测银河系（MW），在本地矮星系和本地椭圆。对于类银河星系，我们可以成功地再现盘星中观测到的[O-Fe]与[Fe/H]关系以及恒星金属丰度分布（SMD）。对于矮星系，恒星的金属丰度与质量的关系是通过假设的重元素的相当大的一部分是通过金属增强的外流和Ia型SN实现概率低于MW类星系之一丢失再现。- 在椭圆星系中，观测表明较大星系中的[alpha/Fe]值较高。- 摘要-我们的结果计算与标准萨尔彼得初始质量函数（IMF）表明一个平坦的[α/Fe]-σ关系。然而，我们提出了一个可能的解决方案，这个问题，并显示如何，通过假设一个恒星形成依赖IMF的斜率x=1.35的系统与恒星形成率< 100 M_sun/yr和稍微平坦（即x=1）的对象与较强的恒星形成，观测到的相关性之间的[α/Fe]和σ可以占一个大的速度色散范围。相互作用触发的恒星爆发和活动星系核也扮演着重要角色。

用引力波探测早期宇宙中的夸克物质

Detecting quark matter in the early universe by gravitational waves

对于大的重化学势，强相互作用物质在T ~ 100-200 MeV可能发生一级相变.然而，在标准宇宙学中，化学势被假定为非常小，导致交叉。我们讨论了在高化学势下的一阶QCD跃迁与目前的观测结果相一致的意义。在这篇文章中，我们集中在引力波频谱的影响。还有其他有趣的宇宙学信号，如暗物质功率谱的修改，恒星黑洞的产生，以及我们简要讨论的河外磁场的种子。

分级宇宙中的亚毫米星系：计数、红移分布和对IMF的影响

Submillimetre galaxies in a hierarchical universe: number counts, redshift distribution, and implications for the IMF

高红移亚毫米星系（SMG）是宇宙中恒星形成最快的星系之一。从历史上看，星系形成模型很难解释观测到的SMG数量。我们结合半经验模型与三维流体动力学模拟和三维尘埃辐射转移来预测非透镜SMG的数量。由于恒星的质量函数，气体和尘埃的质量，以及我们的星系的大小受到限制，以配合观测，我们可以隔离有关的星系合并和尘埃辐射转移的动力学演化的不确定性。由我们的模型预测的数计数和红移分布与观测符合得很好。孤立的盘状星系在微弱的（S_1.1 < ~1 mJy，或S_850 < ~2 mJy）星群中占主导地位。较亮的源是合并引起的恒星爆发和星系对SMG的混合体;后一个亚群占所有S_1.1 > ~0.5 mJy（S_850 > ~1 mJy）的SMG的~30 - 50%。平均红移约为3.0 - 3.5，取决于通量切割，最亮的光源往往是在更高的红移。由于星系对SMG将被ALMA分解为多个较暗的源，因此明亮的ALMA计数应该比使用单碟望远镜观测到的少2倍。我们的模型，它使用了Kroupa IMF，和观察之间的协议表明，在高红移恒星爆发的IMF不需要头重脚轻;如果IMF头重脚轻，我们的模型将过度预测的数量计数。我们的结论是，一些模型再现观测到的SMG计数的困难可能表明更普遍的问题-例如对大质量星系丰度或恒星形成率的预测不足-恒星质量关系归一化低于观测到的-而不是SMG人口特有的问题。

Everything Everywhere All At Once: A Hierarchical Framework for Mapping Anisotropies in the Local Universe

We present a Bayesian hierarchical forward model for mapping the local luminosity-density field from heterogeneous redshift surveys. By dividing the survey volume into angular cells and redshift shells, we model the observed galaxy distribution directly in apparent-magnitude and redshift space. This allows us to infer cell-level luminosity functions and densities while preserving each survey's unique selection function. Simultaneously, the ensemble of cells constrains the cosmic-mean luminosity function, its redshift evolution, and the hyperparameters describing cell-to-cell variation. We appl…

再电离时期星族III星的形成速率和晕的化学富集

The Formation Rates of Population III Stars and Chemical Enrichment of Halos during the Reionization Era

宇宙中的第一颗恒星是由原始的原始气体云形成的，这些气体云通过分子或原子（莱曼-阿尔法）氢线辐射冷却到几百开氏度。一旦辐射和/或化学（金属富集）反馈标志着向第二星族恒星的过渡，这种恒星形成的原始模式最终会被淬灭。在本文中，我们提出了一个基于Press-Schechter模型的第三星族恒星的形成率模型，并结合了气体冷却和辐射反馈的分析方法。我们的模型还包括一种新的治疗金属污染的基础上，由于前一集的人口III恒星形成的祖晕自富集。有了这个模型，我们得到的恒星形成历史的第三族恒星，他们的贡献，宇宙的再电离和过渡的时间，从第三族恒星形成的小晕，在更大质量的晕，原子氢冷却也是可能的。我们考虑一个网格的模型，突出不同的自由参数的值，如恒星形成和反馈效率的影响。最关键的因素是假设只有一颗第三星族恒星形成于晕中。在这种情况下，不含金属的恒星只占宇宙重新形成所需光子总数的一小部分。此外，无金属恒星的形成主要位于微晕中，化学富集晕在宇宙生命的早期，在红移z~25处成为恒星形成的主要场所。如果允许多颗无金属恒星从一个光环中形成，那么第三星族恒星的形成就会全面增加，从而对再电离辐射预算做出重大贡献。

OGCOSMO：在结构形成的分级方案中研究宇宙的辅助工具

OGCOSMO: An auxiliary tool for the study of the Universe within hierarchical scenario of structure formation

在这项工作中，介绍了软件OGCOSMO。该程序采用高级设计方法（HLDM）编写，即基于使用非常高级（VHL）编程语言作为主要语言，并仅在关键处理时间使用中间级（IL）语言。使用的语言是PYTHON（VHL）和FORTRAN（IL）。OGCOSMO的核心是一个名为OGC{\_}lib的包。该软件包包含一组用于研究宇宙学和天体物理过程的模块，例如：同动距离，红移与时间的关系，宇宙恒星形成率，暗物质晕的数密度和超大质量黑洞的质量函数。该软件正在开发中，并将实现一些新的功能，用于研究由恒星坍缩形成黑洞，SMBH的二元系统产生的引力波（GW）的随机背景。此外，我们还表明，使用HLDM与PYTHON和FORTRAN是一个强大的工具，生产天体物理软件。

暗物质晕的分层形成和自由流标度

Hierarchical Formation of Dark Matter Halos and the Free Streaming Scale

最小的暗物质晕首先在早期宇宙中形成。根据最近的研究，这些晕的中心密度尖点比像$ρ\propto r^{-(1.5-1.3)}$这样的更大的晕和尺度要陡得多。我们目前的结果非常大的宇宙学$N$体模拟的层次形成和演化的晕在很宽的质量范围内，从最小的晕的形成。我们证实了早期的研究，即在自由流动尺度下，内密度尖点在晕中更陡峭。尖点斜率随着晕质量的增加而逐渐变浅。质量比最小晕大50倍的晕的斜率约为$-1.3$。内坡与崩塌期之间没有很强的相关性。在自由流尺度之上的晕的尖点斜率似乎主要由于主要的合并过程而减小。在目前的宇宙中，估计的浓度预计为$60-70$，与理论模型和早期的模拟一致，并排除了简单的幂律质量浓度关系。微晕可能仍然存在于目前的宇宙中，具有相同的陡峭密度分布。

模拟早期宇宙中巨大种子黑洞的形成。一、改进的化学模型

Simulating the formation of massive seed black holes in the early Universe. I: An improved chemical model

早期宇宙中大质量种子黑洞形成的直接坍缩模型试图解释在$z \sim 6$观测到的超大质量黑洞的数密度，假设它们是从质量M > 10000太阳质量的种子中生长出来的，这些种子是由原子冷却晕中的无金属气体直接坍缩形成的，其中H2冷却被强的河外辐射场抑制。该模型的可行性取决于抑制H2冷却所需的辐射场的强度，$J_{\rm crit}$：如果这太大，那么形成的种子太少，无法解释观测到的SMBH数密度。为了可靠地确定$J_{\rm crit}$，我们需要能够精确地模拟在极强辐射场照射下气体中H2的形成和破坏。在本文中，我们使用基于反应的还原技术来分析在这些条件下H2的化学性质，使我们能够确定负责确定$J_{\rm crit}$值的关键化学反应。我们构建了一个简化的26个反应的网络，使我们能够准确地确定$J_{\rm crit}$，并将其与文献中以前的治疗方法进行比较。我们发现，以前的研究往往忽略了一个或多个重要的化学反应，这些遗漏引入了高达三个因素的不确定性到以前的测定$J_{\rm crit}$。

等级宇宙中恒星形成星系的星云发射

The nebular emission of star-forming galaxies in a hierarchical universe

以发射线为目标的星系调查正在描述恒星形成星系的演变，但在模拟其物理性质方面仍然没有什么理论进展。我们在宇宙学星系形成模型中预测了恒星形成星系的星云辐射。通过结合半解析模型\sag \与光电离代码\mapp计算发射线。通过将星系中气体的电离参数与冷气体的金属丰度联系起来，对星系的星际介质（ISM）进行了研究，得到了与观测到的\ha、\oii、\oiii光度函数以及本星系的BPT图相一致的结果.平均电离参数被发现增加对低恒星形成率和高红移，与最近的观测结果一致。不同的发射线和它们相关的恒星形成率之间的预测联系进行了研究，提出了相关的标度关系。我们的模型预测，发射线星系有适度的集群偏差，因此居住在暗物质晕的质量低于$M_{\rm halo} \lesssim 10^{12} {[\rm h^{-1} M_{\odot}]}$。最后，我们利用我们的建模技术预测星系数计数高达$z\sim 10$的目标远红外（FIR）发射线可探测的亚毫米设施

Electron-Positron Annihilation Freeze-Out in the Early Universe

Electron-positron annihilation largely occurs in local thermal and chemical equilibrium after the neutrinos fall out of thermal equilibrium and during the Big Bang Nucleosynthesis (BBN) epoch. The effects of this process are evident in BBN yields as well as the relativistic degrees of freedom. We self-consistently calculate the collision integral for electron-positron creation and annihilation using the Klein-Nishina amplitude and appropriate statistical factors for Fermi-blocking and Bose-enhancement. Our calculations suggest that this annihilation freezes out when the photon-electron-positro…

宇宙结构分级模型中的化学演化II：Milky Way恒星晕的形成和最老恒星的分布

Chemical Evolution in Hierarchical Models of Cosmic Structure II: The Formation of the Milky Way Stellar Halo and the Distribution of the Oldest Stars

本文提出了理论恒星形成和化学富集历史的恒星晕的银河系的基础上新的化学动力学模型。本研究的目的是评估在何种程度上贫金属恒星的晕反映恒星形成的条件，发生在晕祖星系在高红移，再电离时代之前和期间。将暗物质晕质量转化为重子气体预算和恒星形成历史的简单处方产生的模型类似于观察到的银河系晕的总恒星质量，金属丰度分布，光度函数和矮卫星星系的化学富集。这些模型晕反过来又允许探测的再电离时代感兴趣的人口分布在物理和相空间，以及它们是如何与相同的金属丰度较低的红移人口的探索。在特定时间或红移之前的恒星比例强烈地依赖于星系内的半径，反映了冷暗物质晕的“由内而外”的增长，以及金属丰度，反映了后期更高的金属丰度的一般趋势。这些结果表明，在寻找z > 6 - 10的恒星时，应该选择[Fe/H] <~ -3的恒星，并优先选择在恒星晕中更紧密束缚轨道上的恒星，其中大多数来自z > 10，15 - 40%来自z > 15。最古老、最缺乏金属的恒星--那些最有可能揭示第一批恒星化学丰度的恒星--最常见于银河系晕的正中心：它们在核球中，但不在核球中。这些模型对于使用来自本地宇宙的数据来约束第一批恒星和星系的性质的更大项目有几个影响。

球状星团宇宙年龄 III：Gaia 距离与分层建模

The Age of the Universe with Globular Clusters III: Gaia distances and hierarchical modeling

本文利用Gaia距离和分层建模更新球状星团年龄估计，得到最老星团年龄13.39 Gyr，宇宙年龄13.57 Gyr，与CMB结果一致。

Athena X-IFU synthetic observations of galaxy clusters to probe the chemical enrichment of the Universe

Answers to the metal production of the Universe can be found in galaxy clusters, notably within their Intra-Cluster Medium (ICM). The X-ray Integral Field Unit (X-IFU) on board the next-generation European X-ray observatory Athena (2030s) will provide the necessary leap forward in spatially-resolved spectroscopy required to disentangle the intricate mechanisms responsible for this chemical enrichment. In this paper, we investigate the future capabilities of the X-IFU in probing the hot gas within galaxy clusters. From a test sample of four clusters extracted from cosmological hydrodynamical si…

宇宙微波背景中早期宇宙遗迹的分层贝叶斯检测算法

Hierarchical Bayesian Detection Algorithm for Early-Universe Relics in the Cosmic Microwave Background

一些理论上动机良好的补充标准宇宙学模型预测弱签名的形式嵌入在宇宙微波背景（CMB）波动的空间局域源。我们提出了一个分层贝叶斯统计形式主义和一个完整的数据分析管道测试这样的场景。我们推导出一个准确的近似定义任何理论，预测嵌入在CMB的源的参数的全后验概率分布，并进行了广泛的测试，以建立其有效性。该逼近是使用模块化算法实现的，旨在避免后验选择效应，该算法将候选检测阶段与完整的贝叶斯模型选择和参数估计分析相结合。我们将此管道应用于预测宇宙纹理和气泡碰撞的理论，通过使用以下技术扩展了先前的分析：（1）自适应分辨率技术，允许我们探测任意大小的特征，以及（2）最佳滤波器，为检测候选签名提供最佳灵敏度。我们的结论是，WMAP 7年的数据不赞成添加任何宇宙纹理或气泡碰撞的标准宇宙学模型，并放置强大的限制，预测数量的这样的来源。在我们的探测阈值内，CMB天空中的气泡碰撞和宇宙纹理的预期数量在95%的置信度下分别被限制为小于4.0和5.2。

Potential contributions of Pop III and intermediate-mass Pop II stars to cosmic chemical enrichment

We propose a semi-analytic model that is developed to understand the cosmological evolution of the mean metallicity in the Universe. In particular, we study the contributions of Population III (Pop III) and Population II (Pop II) stars to the production of $\mathrm{Fe,~Si,~Zn, ~Ni,~P, ~Mg, ~Al, ~S, ~C, ~N}$, and $\mathrm{~O}$. We aim to quantify the roles of two different models in the chemical enrichment of the Universe. The first model (A) considers both stars with Pop III and Pop II yields. For the second model (B), the yields involved are only for Pop II stars. We start by describing the c…

Theory of chemical evolution of molecule compositions in the universe, in the Miller-Urey experiment and the mass distribution of interstellar and intergalactic molecules

Chemical evolution is essential in understanding the origins of life. We present a theory for the evolution of molecule masses and show that small molecules grow by random diffusion and large molecules by a preferential attachment process leading eventually to life's molecules. It reproduces correctly the distribution of molecules found via mass spectroscopy for the Murchison meteorite and estimates the start of chemical evolution back to 12.8 billion years following the birth of stars and supernovae. From the Frontier mass between the random and preferential attachment dynamics the birth time…

Chemical evolution of the Universe and its consequences for gravitational-wave astrophysics

We are now routinely detecting gravitational waves (GW) emitted by merging black holes and neutron stars. Those are the afterlives of massive stars that formed all across the Universe - at different times and with different metallicities (abundances of elements heavier than helium). Birth metallicity plays an important role in the evolution of massive stars. Consequently, the population properties of mergers are sensitive to the metallicity dependent cosmic star formation history (f$_{\rm SFR}$(Z,z)). In particular, within the isolated formation scenarios (the focus of this paper), a strong lo…

贫金属星与宇宙的化学富集

Metal-Poor Stars and the Chemical Enrichment of the Universe

贫金属恒星是我们理解元素起源和宇宙化学演化的关键。本章描述了这些稀有恒星的发现过程，它们的表面丰度（产生于超新星和其他演化的恒星）是从光谱分析中确定的，并解释了它们的丰度模式，以阐明起源和演化的问题。更一般地说，对这些恒星的研究有助于其他基本领域，包括核天体物理学，最早期的条件，第一颗恒星的性质以及星系的形成和演化-包括我们自己的银河系。我们通过对大爆炸期间形成的锂的研究结果来说明这一点;在该事件的~1 Gyr内的恒星;最贫金属的恒星，其丰度特征与所有其他恒星非常不同;以及在前几个Gyr内元素的积累。丰度和运动学特征的结合限制了银河系的形成，而最近在银河系矮星系卫星中发现的极贫金属恒星限制了其恒星晕从小型暗物质主导系统的分层积累。[删节]

分级宇宙中环境的定义及其与z=1-2星系猝灭的关系

The definition of environment and its relation to the quenching of galaxies at z=1-2 in a hierarchical Universe

一个良好的校准方法来描述在所有红移星系的环境是必不可少的结构形成的研究。这样的校准应该包括与晕质量的良好理解的相关性，以及识别支配其势阱（中心）的星系及其卫星的可能性。专注于z = 1和2，我们提出了一种环境校准的方法，可应用于下一代的低到中等分辨率的光谱调查。利用最新的星系形成的半解析模型，我们测量了不同尺度下固定孔径中星系的局域密度。有一个明确的相关性的密度与晕质量的卫星星系，而一个显着的人口低质量的中心被发现在高密度的大规模晕附近。在这种情况下，密度只是追踪光圈内最大质量晕的质量。为了确定中央和卫星星系，我们应用一个观测动机恒星质量排名方法，这是非常纯粹和完整的，特别是在更大的质量晕，这样的分工是最有意义的。最后，我们研究了一个测试案例的恢复环境的趋势：被动部分的星系和恒星和晕质量的中心和卫星的依赖。通过仔细的校准，观测定义的量可以很好地恢复模型中的已知趋势。这个结果即使在红移精度降低的情况下也成立，只要样品足够深以保持宽的密度动态范围。

Astraeus VI: Hierarchical assembly of AGN and their large-scale effect during the Epoch of Reionization

In this work, the sixth of a series, we use the ASTRAEUS (semi-numerical rAdiative tranSfer coupling of galaxy formaTion and Reionization in N-body dark matter simUlationS) framework to investigate the nature of the sources that reionized the Universe. We extend ASTRAEUS, which already couples a galaxy formation semi-analytical model with a detailed semi-numerical reionization scheme, to include a model for black hole formation, growth, and the production of ionizing radiation from associated AGN (active galactic nuclei). We calibrate our fiducial AGN model to reproduce the bolometric luminosi…

用CMB谱畸变探测早期宇宙相变

Probing early-universe phase transitions with CMB spectral distortions

早期宇宙中的全局破缺相变可以产生导致度规扰动的标度种子网络。这些度规扰动所产生的光子-重子等离子体中的声波，当被Silk阻尼时，会产生宇宙微波背景（CMB）的光谱畸变。在这项工作中，由于缩放种子网络的化学势失真（$μ$）的计算和伴随的康普顿$y$型失真估计。选择的特定模型是用于$N\gg 1$的$O(N)$非线性$σ$模型，但是对于其他缩放种子，结果保持相同的数量级。如果CMB对$O(N)$模型的各向异性约束饱和，则产生的化学势畸变为$μ\lesssim 2\times 10^{-9}$。

分层宇宙中的卫星矮星系：入射历史、群预处理和再电离

Satellite Dwarf Galaxies in a Hierarchical Universe: Infall Histories, Group Preprocessing, and Reionization

在本星系群（LG）中，几乎所有在银河系（MW）和仙女座星系（M31）维里半径内的卫星矮星系都表现出强烈的环境影响。这些卫星的轨道历史提供了理解MW/M31晕、低质量星系团和宇宙再电离对矮星系演化的作用的关键。我们使用ELVIS宇宙学放大无耗散模拟48 MW/M31类晕，研究了M_star = 10^{3-9} M_sun的卫星的维里下落历史。在z = 0时，土星在z = 0.5 - 1时通常在5 - 8 Gyr前落入MW/M31晕。然而，它们通常在7 - 10 Gyr之前在z = 0.7 - 1.5时首次落入任何宿主晕。这种差异的出现是因为许多卫星在落入MW/M31晕之前，在另一个主晕中经历了“群预处理”，通常是M_vir ~ 10^{10-12} M_sun。质量较低和/或接近MW/M31的卫星落在较早的位置，并且更有可能经历过成组预处理;所有M_star < 10^6 M_sun的卫星中有一半在一组中进行了预处理。内陷集团也推动了MW/M31晕内的大多数卫星-卫星合并。最后，在z = 0时，没有一个幸存的卫星在再电离过程中（z > 6）处于其MW/M31晕的维里半径内，只有< 4%的卫星在再电离过程中是任何其他宿主晕的卫星。因此，宇宙再电离与主晕环境对LG中幸存矮星系形成历史的影响发生在不同的时期，通常相隔2 - 4 Gyr，因此它们在理论上和原则上是可分离的。

宇宙学中的化学平衡与动力学平衡：事实与迷思

Chemical and Kinetic Equilibrium in Cosmology: Facts and Myths

本文厘清早期宇宙中化学平衡与动力学平衡的本质区别，通过中微子退耦、轻子生成及多种暗物质场景说明二者退耦顺序依赖具体模型，强调相空间演化是获得稳健宇宙学预言的关键。

Towards precise and accurate Cepheid chemical abundances for 1$\%$ $\mbox{H}_0$ measurement: temperature determination

One of the outstanding problems in modern physics is the origin is of accelerated expansion of the universe. High-precision determinations of the Hubble parameter $\mbox{H}_0$ at different redshifts provide direct insight into the Universe expansion: equation of state of the Dark Energy, geometry and curvature of space, sum of neutrino masses and isotropy of the Universe. We investigate the effect of chemical composition on the classical distance ladder based on Cepheids stars and Supernovae type Ia. Cepheids belonging to Magellanic Clouds represent a natural anchor for the ladder, due to thei…