Modelling neutral hydrogen in galaxies using cosmological hydrodynamical simulations
高红移星系的原子和分子氢含量的表征是一个主要的观测挑战，将在未来几年内通过新一代射电望远镜来解决。我们研究这个重要的问题，考虑在高分辨率宇宙流体动力学模拟的结构范围内的氢的状态。此外，我们的模拟使我们能够调查我们的结果的灵敏度，数值分辨率和次网格重子物理（特别是从超新星和活动星系核的反馈）。我们发现，中性氢分布建模中最重要的不确定性来自于我们需要在中等密度区域建模自屏蔽校正。未来的模拟结合辐射转移计划将是至关重要的，以改善我们的经验自屏蔽阈值。无论阈值的确切性质，我们发现，虽然原子氢质量函数的演变只有温和的红移2到零，分子氢质量函数增加，特别是在高质量端的红移。有趣的是，中性氢质量函数的弱演化对所使用的反馈方案不敏感，但对于分子气体则相反，这与模拟中的恒星形成更密切相关。
2011-09-29 astro-ph.CO
Evolution of matter and galaxy clustering in cosmological hydrodynamical simulations
本研究利用TNG100和TNG300宇宙流体动力学模拟，通过相关函数与偏置函数分析$z=5$到$z=0$的物质及星系成团演化，验证了偏置参数演化规律，揭示了星系与成团暗物质相关函数反映宇宙网不同性质。
2023-06-04 astro-ph.CO
Gravitational recoils of supermassive black holes in hydrodynamical simulations of gas rich galaxies
我们通过高分辨率流体动力学模拟研究了大质量富气体星系中引力反冲的超大质量黑洞（BH）的演化。我们发现，存在一个巨大的气体盘允许反冲BH返回到中心的时间尺度比纯恒星盘短得多。此外，黑洞吸积和反馈可以强烈地改变反冲黑洞的轨道，从而改变它们的返回时间尺度，除了影响星系中心气体和恒星的分布。然而，踢BH与周围介质的动态相互作用一般是复杂的，可以促进快速返回到中心以及显着的延迟。在我们模拟的星系中，反冲黑洞的邦迪-霍伊尔-利特尔顿吸积率对于检测偏心活动星系核来说是有利的，如果在富含气体的盘内被踢的话--高达爱丁顿吸积率的百分之几--并且在几个10^7年的时间尺度上是高度可变的。在富含气体的星系的主要合并模拟中，我们发现，重力反冲增加了黑洞质量-宿主星系关系的散射，与没有反冲的模拟相比，黑洞质量对反冲反冲比凸起质量更敏感。我们的数值模型的一个通用的结果是，最近的高红移观测，以及富含气体的合并的残余建议cluerous大规模光盘，表现出的引力势急剧下降的中心区域，由于重子的耗散浓度。因此，超大质量黑洞应该很少能够在高红移时逃离大质量星系，这是大部分黑洞反冲预计发生的时期。[摘要]
2011-04-06 astro-ph.CO
Modelling the tightest relation between galaxy properties and dark matter halo properties from hydrodynamical simulations of galaxy formation
我们研究如何一个星系的属性与其宿主暗物质晕的属性密切相关，使用最先进的流体动力学模拟星系形成鹰，插图，和插图TNG。与以前的大多数工作不同，我们的分析集中在所有类型的星系，包括中央星系和卫星星系。我们发现，恒星质量的星系在时代的峰值圆速度与演化校正给出了最紧密的这种相关性的峰值圆速度$V_{\rm peak}$星系的底层暗物质晕。在这种关系中，星系恒星质量的演化减少而不是增加了散射。我们还发现，一个主要的散射源来自恒星剥离由于星系之间的强相互作用。即使如此，我们表明，流体动力学模拟预测的散射的大小有一个可以忽略不计的影响，密集的$V_{\rm peak}$ -选择subhalo从模拟，这表明，即使是最简单的subhalo丰度匹配（SHAM），没有散射和任何额外的自由参数，可以提供一个强大的预测星系聚类，可以同意令人印象深刻的SDSS的主要星系调查的意见。
2020-02-28 astro-ph.CO
Black hole evolution: III. Statistical properties of mass growth and spin evolution using large-scale hydrodynamical cosmological simulations
星系中心的超大质量黑洞（BH）可以通过气体吸积和合并迅速改变质量和自旋。使用流体动力学宇宙学模拟，BH增长和反馈的处方从活动星系核，我们研究了BH质量增长的演变是如何驱动的气体吸积和合并。使用半分析方法来演化自旋，我们还强调了负责驱动自旋的大小和方向作为宇宙时间的函数的机制。我们发现，在高红移宇宙星系保持大值的气体吸积到黑洞，因此是它们的质量和自旋演化的主要驱动力。在高红移下，冷气体的持续吸积倾向于使BH自旋与周围气体的角动量对齐，并使它们的大小最大化。相反，在低红移时，随着黑洞质量越来越大，星系的气体越来越少，双星合并对黑洞总质量增长的贡献也越来越大，特别是在高质量端，并且倾向于降低自旋的大小并改变它们的方向。
2014-02-25 astro-ph.CO
Isolated dark matter deprived galaxies in hydrodynamical simulations: real objects or artefacts?
我们在几个最先进的流体动力学模拟中寻找孤立的暗物质剥夺星系：Illustris，IllustrisTNG，EAGLE和Horizon-AGN，并在除了Horizon-AGN之外的所有星系中发现了少数有希望的物体。虽然我们最初的目标是研究它们的属性和演化，但我们很快注意到它们都位于各自模拟框的边缘。在使用完整的粒子数据仔细研究了这些物体之后，我们得出结论，它们不仅仅是由识别绑定结构的算法问题引起的。我们提供了强有力的证据，证明这些古怪的星系是由规则星系产生的，这些星系在穿过模拟盒的边缘时由于非物理过程而被撕裂。我们表明，这些对象是吸烟枪表明在Illustris，IllustrisTNG和EAGLE中粒子数据的周期性边界条件的实施存在问题，最终被追溯到一组非常罕见的条件下发生的一个小错误。
2019-11-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Three Hundred Project: A fast semi-analytic model emulator of hydrodynamical galaxy cluster simulations
本研究基于SAGE和SAG半解析模型构建流体动力学星系团模拟仿真器，经中等分辨率流体模拟校准后应用于三百项目的纯暗物质模拟，其中SAG模型可解析更暗弱的矮星系，为致密环境星系研究提供高效工具。
2025-04-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Physical properties of galaxies: toward a consistent comparison between hydrodynamical simulations and SDSS
我们研究了应用观测技术来获得模拟星系的属性的影响，目的是在观测和模拟之间进行无偏的比较。在我们的研究中，我们使用了15个星系在宇宙学背景下使用三种不同的反馈和化学富集模型进行模拟，并将它们的z=0属性与斯隆数字巡天（SDSS）的数据进行了比较。我们表明，直接从模拟中获得的物理性质，而无需后处理，可以是非常不同的模仿观测技术。为了给模拟器提供一种方法来可靠地比较他们的星系与SDSS数据，对于我们研究的每个物理属性-颜色，星等，气体和恒星金属丰度，平均恒星年龄和恒星形成率-我们给出了尺度关系，可以很容易地应用于从模拟中提取的值。这些标度一般有很高的相关性，除了星系平均恒星年龄和气体氧金属丰度。我们模拟的星系在光度上与蓝云/绿谷中的星系相似，但一般来说，与SDSS中的大多数螺旋星系相比，它们看起来更老，更被动，金属含量更低。由于仔细评估与观测的一致性/不一致性是流体动力学代码中重子物理学的主要测试，我们的研究表明，在推导星系属性时考虑观测偏差对于决定星系形成模型的失败/成功至关重要。
2016-07-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Radiation Hydrodynamical Instabilities in Cosmological and Galactic Ionization Fronts
电离锋，即来自大质量恒星和星系的H/He电离光子在空间传播的尖锐辐射锋，从最早的时候起就在宇宙中无处不在。宇宙的黑暗时代随着大爆炸后几百万年第一批原始恒星和星系的形成而结束。数值模拟显示，这一时期的恒星质量非常大，质量为25 - 500个太阳，H II区的直径高达30，000光年。我们提出了三维辐射流体动力学计算，揭示了第一恒星和星系的I-前线容易发生剧烈的不稳定性，增强了早期星系际介质（IGM）中的紫外光子逃逸，并形成了超新星后来爆炸的clusional介质。第一颗超新星对这些团块的金属富集可能导致了第二代低质量恒星的迅速形成，深刻地改变了第一个原星系的性质。宇宙辐射流体动力学是独特的，因为电离光子在早期强烈地耦合到气体流动和原始化学，引入了不同特征时间尺度的层次结构，其相对大小在整个给定的计算中变化很大。我们描述了自适应多步集成方案，我们已经开发的自洽运输的宇宙学和银河系电离锋。
2010-12-09 astro-ph.CO
Bars in hydrodynamical cosmological simulations
我们研究了在完全宇宙学流体动力学模拟银河系质量的星系形成的两个酒吧的属性。在一种情况下，酒吧形成在一个系统中的光盘，凸起和晕组件，是相对强大和长，可以预期的系统中的球体强烈影响的演变。第二个棒不太强，较短，形成于一个没有明显凸起成分的星系中。我们研究了棒的强度和长度，沿棒和跨棒的恒星密度分布以及棒区的速度场。我们将它们与动态（理想化）模拟和观测结果进行比较，并发现，一般来说，一个很好的协议，虽然我们也发现了一些重要的差异。我们的研究结果表明，或多或少的现实酒吧可以自然形成的$Λ$ CDM宇宙学，并开辟了可能性，研究酒吧的形成过程中，一个更一致的方式比以前做的，因为主机星系生长，吸积物质和显着演变过程中的酒吧和演变。
2012-06-22 astro-ph.CO
Implications of hydrodynamical simulations for the interpretation of direct dark matter searches
近年来，像银河系这样的星系的真实流体动力学模拟已经成为可能，从而能够可靠地估计太阳附近的暗物质密度和速度分布。我们在这里回顾流体动力学模拟的状态和它们的影响，直接暗物质搜索的解释。我们特别关注：识别类银河系星系的标准;重子物理学对暗物质速度分布的影响;可能存在的子结构，如团块，流，或暗盘;以及对直接检测暗物质与标准和非标准相互作用的影响。
2017-07-19 astro-ph.CO hep-ph
Satellite galaxies in hydrodynamical simulations of Milky Way sized galaxies
CDM宇宙学的无碰撞模拟预测，在银河系大小的星系的晕中有过多的暗物质子结构，但已知的发光卫星星系的数量要少得多，这种差异被称为“卫星失踪问题”。最大质量的子结构被证明是最明亮的卫星的宿主，但仍然不清楚是什么过程阻止了许多其他纯粹黑暗的子结构中的恒星形成。我们使用高分辨率的流体动力学模拟银河系大小的星系的形成，以测试如何以及这种自洽模型的结构形成相匹配的银河系的卫星人口的观测特性。这是第一次，我们在这样的计算中包括超新星注入恒星形成气体的宇宙射线的反馈，以及在银河系中心及其祖先系统生长的超大质量黑洞的能量输入。我们发现，非热粒子的人口相当强烈地抑制最小的星系的恒星形成效率。事实上，我们的宇宙线模型能够再现观测到的卫星光度函数的模糊端，而只包括宇宙再电离或银河风影响的模型则要差得多。我们模拟的卫星群近似匹配卫星上的可用运动学数据及其观测到的空间分布。我们的结论是，一个适当的解决失踪的卫星问题可能需要包括非标准物理调节恒星形成的最小的晕，宇宙再电离可能是不够的。
2010-04-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Hydrodynamical simulations and semi-analytic models of galaxy formation: two sides of the same coin
在这项工作中，我们开发了一种新的方法，把一个国家的最先进的流体动力学宇宙学模拟的星系形成（HYD）到一个简单的半解析模型（SAM）。这是通过总结吸积，冷却，恒星形成的效率，和HYD给出的反馈，作为晕质量和红移的函数。令人惊讶的是，通过把HYD变成SAM，我们保存了单个星系的质量，在0.1德克斯的水平上，在一个对象一个对象的基础上。对于所有的红移，以及恒星和气体成分的质量都是如此，尽管对于低红移的卫星星系，协议达到0.2 dex。我们表明，即使SAM在每个星系中只使用一种气体，也可以获得相同的精度。此外，我们证明了一个大质量星系的形成历史提供了足够的信息，SAM再现整个宇宙学盒内的星系人口。HYD和SAM星系之间的小散射的原因是：a）效率匹配作为晕质量和红移的函数，这意味着合并树内的演化平均一致。b）对于一个给定的星系，效率在0.2-2 Gyr的时间尺度上围绕平均值波动。c）星系的各种质量分量是通过对效率随时间的变化进行积分，平均这些波动而获得的。我们将这里发现的效率与标准SAM配方进行比较，发现它们经常显著偏离。例如，这里的HYD显示了平滑的吸积作用，这对低质量的晕不太有效，并且总是由热的或稀释的气体组成;在高红移时冷却作用不太有效;恒星的形成只会随着宇宙时间的变化而轻微变化。这里开发的方法可以适用于一般的任何HYD，因此可以作为一个共同的语言HYDs和SAM（删节）。
2012-01-17 astro-ph.CO
I- A hydrodynamical CLONE of the Virgo cluster of galaxies to confirm observationally-driven formation scenarios
室女星系团距离我们约16- 17 Mpc，是研究团簇形成和丰富环境中星系演化的强大信息源。在过去的十年中出现了几个观测驱动的形成场景，以解释最近进入星系团的星系的性质以及星系团经历的最后一次重大合并的性质。模拟这些场景需要非常忠实的数值对应的集群。本文介绍了第一个CLONE，约束LOcal和嵌套环境，模拟室女星系团在一个半径为15 Mpc的球体。这个宇宙学流体动力学模拟，从超新星和活动星系核的反馈，与一个约3 × 10^7 Msun的暗物质粒子质量和一个最小的细胞大小为350 pc的变焦区域，再现室女座在其大尺度环境中不同于随机集群模拟。总的来说，模拟星系群的分布与观测到的星系群（包括M87）相匹配。模拟的团簇形成显示出与观测驱动的情景的完美一致：在过去的千兆年中，大约有300个小星系（M*> 10^7 Msun）进入了团簇，其中大多数是在过去的5亿年内。最后一次重大的合并事件发生在大约20亿年前：一个质量是今天星团十分之一的星系团从银河系的远端进入。这个室女座的优秀数字复制品将允许研究不同的星系类型的演变（水母，后浪等）。以及通过模拟和观察到的星系之间的无偏比较和热气体相位分布来了解这个伟大的物理实验室的星系团核心的反馈现象。
2021-04-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Connecting galaxy evolution in clusters with their radial profiles and phase space distribution: results from the IllustrisTNG hydrodynamical simulations
我们在流体动力学模拟软件IllustrisTNG 300-1中研究了星系团周围的星系种群，以研究它们演化历史对可观测性质的影响。我们测量了红移范围$z=0-1$内不同质量和颜色的星系的径向数密度分布、相空间分布和回溅半径。影响星系团内星系分布的三个主要物理效应是星系的猝灭、角动量分布和动力学摩擦。我们发现三个不同的人口的星系通过应用高斯混合模型，他们的颜色和质量分布。它们有着不同的演化历史，并在星系团晕周围的分布上留下了不同的特征。我们发现低质量红星系在星系团中的分布最集中，其回溅半径最大，而高质量红星系的分布不太集中，其回溅半径也较小。蓝色星系，大多数淬火成低质量的红色人口，有最浅的集群内的分布，与径向轨道上的迅速淬火之前到达近心。与暗能量巡天（DES）观测中来自阿塔卡玛宇宙望远镜（ACT）和南极望远镜（SPT）观测的Sunyaev-Zeldovich（SZ）星系团周围的星系分布进行比较，显示出模拟和数据之间星系演化差异的证据。
2021-11-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Distribution of Satellites Around Central Galaxies in a Cosmological Hydrodynamical Simulation
观测表明，卫星星系的空间分布不是随机的，而是与中央星系（CG）的主轴对齐。对齐的强度取决于卫星和中心的属性。使用无耗散N体模拟的理论研究受到其无法直接预测CG形状的限制。利用流体动力学模拟，包括气体冷却，恒星形成，和反馈，我们进行了星系的排列及其依赖于直接从模拟预测的星系属性的研究。我们发现，观测到的对齐信号是很好的产生，因为是颜色依赖：红色的卫星和红色的中心都显示出更强的对齐比他们的蓝色同行。红色卫星排列更紧密的原因是它们中的大多数停留在暗物质晕的内部区域，在那里CG的形状更好地跟踪了暗物质的分布。的颜色的CG上的对齐的依赖性来自晕质量的依赖性，因为中央恒星组件和内部晕的形状之间的对齐随着晕质量的增加。我们还发现，卫星的排列是最强烈地依赖于它们的金属丰度，这表明卫星的金属丰度，而不是颜色，是一个更好的示踪小尺度上的星系排列。这可以在未来的观察性研究中进行测试。
2014-08-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Moving mesh cosmology: characteristics of galaxies and haloes
我们讨论的宇宙学流体动力学模拟的星系形成与新的移动网格代码AREPO，这承诺更高的精度相比，传统的SPH技术，已被广泛用于这个问题。我们使用一套相同的物理在相应的模拟进行了测试良好的SPH代码GADGET，也采用相同的高分辨率重力求解器。因此，我们能够比较两个模拟集上的对象，对象的基础上，使我们能够干净地隔离不同的流体动力学方法对星系和晕属性的影响。在随附的论文中，我们重点分析了模拟代码预测的全局重子统计数据（Vogelsberger等人，2011）以及强调流体动力学方案之间差异的补充理想化模拟（Sijacki等人，2011）。在这里，我们研究它们对模拟星系及其周围晕的重子性质的影响。我们发现，AREPO导致显着更高的恒星形成率的星系在大规模的晕和更广泛的气体盘在星系中，这也具有更薄，更光滑的形态比他们的GADGET同行。因此，在AREPO中形成的星系比它们的SPH对应星系具有更大的尺寸和更高的比角动量。AREPO中更有效的冷却流在晕中心产生更高的密度和更低的熵（在晕外围则相反），导致大质量星系的恒星形成率更高。虽然这两个代码同意接受的准确度上的一些重子性质的宇宙结构，我们的研究结果清楚地表明，星系形成模拟大大受益于使用更准确的流体力学技术，如AREPO。
2012-07-23 astro-ph.CO
Intrinsic alignment of disks and ellipticals across hydrodynamical simulations
Utrecht University（乌得勒支大学）；Leiden University（莱顿大学）
本文通过不同模拟方法研究盘状和椭圆状星系在不同红移下的内在对齐，发现TNG300和EAGLE中信号为正且稳健，而Horizon-AGN中存在负相关。
2026-06-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxies in the EAGLE hydrodynamical simulation and in the Durham and Munich semi-analytical models
我们比较全球预测的鹰流体动力学模拟，和两个半解析（SA）模型的星系形成，L-GALAXIES和GALFORM。这三个模型都包含了星系形成和演化的关键物理过程，它们的参数都是根据$z\approx 0$上的少量观测值进行校准的。这两个SA模型已被应用到合并树构造的EAGLE暗物质只模拟。我们发现，在$z\leq 2$下，三个模型中的星系恒星质量函数$M_*<10^{10.5} M_{\odot}$和比恒星形成率（sSFR）都比$0.4$ ~dex好.这三个模型预测的sSFR的演化密切遵循暗物质晕的质量组装历史。在鹰星系和L星系中，具有$M_*<10^{9.5} M_{\odot}$的中心被动星系都比L星系多。这种差异与进入然后离开较大晕的星系有关，这些星系在GALFORM中被视为卫星星系。在$0<z<1$范围内，EAGLE中恒星形成率密度演化的斜率是$\approx 1.5$的一个因子，比两个SA模型更陡。具有$M_*>10^{9.5} M_{\odot}$的星系的中位尺寸在某些情况下相差一个数量级，而EAGLE中的恒星质量-尺寸关系比两个SA模型更紧$\approx 2$。我们的研究结果表明，需要修改SA模型如何处理重子自引力对底层暗物质的影响。模型中气体流动的处理需要根据与观测的详细比较进行修改，以特别了解恒星质量-金属丰度关系的演变。
2016-05-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Numerical convergence of hydrodynamical simulations of galaxy formation: the abundance and internal structure of galaxies and their cold dark matter haloes
我们解决的问题，在宇宙学光滑粒子流体动力学模拟使用一套运行从EAGLE项目得出的数值收敛。我们的模拟采用亚网格模型，在基准质量和力分辨率下产生逼真的星系种群，但系统地改变后者，以研究它们对星系特性的影响。我们提供了几个分析标准，帮助指导选择重力软化流体动力学模拟，并从运行，既坚持和偏离他们目前的结果。不像只有暗物质的模拟，流体动力学模拟对引力软化表现出很强的敏感性，在选择数值参数时必须小心。我们的研究结果-主要集中在恒星形成的历史，星系恒星质量函数和大小-照亮三个主要考虑。首先，由于气体粒子之间的结合能，软化施加最小分辨逃逸速度$v_ε$。采用如此小的软化长度使得$v_ε\gt 10\,{\rm km s^{-1}}$（电离$\sim 10^4\,{\rm K}$气体中的声速）遭受光加热效应的降低的光加热。第二，来自恒星或活动星系核的反馈可能会遭受数值过冷，如果引力软化长度选择低于一个临界值，$ε_{\rm eFB}$。第三，我们注意到，小软化长度加剧了恒星和暗物质粒子在晕中心的分离，往往导致反直觉的结果，星系的大小{ \em增加}作为软化减少。流体动力学运行中的暗物质晕结构对软化的反应，反映了它们的星系种群对数值参数的敏感性。
2020-05-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
The role of environment and AGN feedback in quenching local galaxies: Comparing cosmological hydrodynamical simulations to the SDSS
本研究利用随机森林分类比较EAGLE、Illustris、IllustrisTNG与SDSS，揭示中央和大质量卫星星系熄灭主要由黑洞质量驱动，小质量卫星星系则由环境驱动。
2024-01-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark matter haloes from dwarf to massive galaxies: no systematic inner-density tension with ΛCDM hydrodynamical simulations
Leiden University（莱顿大学）；University of Surrey（萨里大学）；Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC)（加那利天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉帕鲁纳大学）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）
本研究分析48个富气星系和8个贫气卫星星系样本，发现其内暗物质密度与ΛCDM流体动力学模拟大体一致，无系统性张力，从而缓解了尖点-核球和旋转曲线多样性问题。
2026-10-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
DUSTiER (DUST in the Epoch of Reionization): dusty galaxies in cosmological radiation-hydrodynamical simulations of the Epoch of Reionization with RAMSES-CUDATON
近年来，星际尘埃已成为高红移宇宙和甚高红移宇宙研究中的一个重要课题。证据表明，在再电离时期，大质量恒星形成星系中已经存在高尘埃质量，可能影响电离光子逃逸到星系际介质中。此外，正确估计紫外波长处的尘埃消光对于精确的紫外光度函数（UVLF）预测和解释至关重要。本文研究了尘埃对高红移星系观测性质的影响，以及宇宙再电离。为此，我们耦合的物理模型尘埃生产的完全耦合的辐射流体动力学宇宙学模拟代码RAMSES-CUDATON，并执行$16^3$，$2048^3$，模拟，我们称之为DUSTiER的尘埃在再电离时代。它产生的星系与尘埃质量和紫外线斜率兼容的限制在z $\geq 5$。我们发现，消光对UVLF的亮端有着巨大的影响，甚至早在$\rm z=8$，我们的尘埃UVLF比无尘UVLF更符合观测。在$\rm z=5$中，被遮蔽的恒星形成的比例上升到45%，与ALMA的一些最新结果一致。最后，我们发现尘埃减少了质量比$10^{10} M_\odot$（比$\approx -18$ MAB 1600亮）大的星系的电离光子逃逸> 10%，对于我们最大的星系可能高达80-90%。然而，我们发现电离逃逸分数首先是由星系中的中性氢决定的，因为后者产生的传输比单独通过尘埃小100倍。
2023-01-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Radiation Hydrodynamical Simulations of the Birth of Intermediate-Mass Black Holes in the First Galaxies
$z > 6$类星体种子的主要竞争者是在$z \sim$ 20的原子冷却晕中形成的直接坍缩黑洞（DCBH）。然而，形成10 $^5$ \Ms \的DCBH所需的莱曼-沃纳（LW）紫外背景是极端的，大约为10 $^4$ J $_{21}$，并且在早期宇宙中可能是罕见的。在这里，我们研究了中等质量黑洞（IMBHs）的形成在100和500 J $_{21}$的中等LW背景下，这在早期更为常见。这些背景允许晕生长到几个10 $^6$ - 10 $^7$ \Ms \和接近10 $^4$ K的维里温度，但不能完全将它们从H $_2$中灭菌。然后，气体坍缩通过Ly $α$和H $_2$快速冷却进行，其速度是普通Pop III恒星形成晕的10 - 50倍，但低于纯原子冷却晕的速度。以这种速率吸积的Pop III恒星变得蓝色和热，我们发现它们的电离紫外线辐射将它们的最终质量限制在1800 - 2800 \Ms \，在此之后它们会坍缩为IMBH。因此，在早期宇宙中，中等LW背景产生的IMBH远多于DCBH。
2021-09-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
The evolution of galaxy metallicity scaling relations in cosmological hydrodynamical simulations
星系金属含量的演化及其与其他全局性质[如恒星总质量（M*）、圆速度、恒星形成率（SFR）、晕质量等]的关系为星系形成的模型提供了重要的限制。在这里，我们研究模拟星系的星系-星系际介质相互作用计算宇宙学模拟套件的金属丰度标度关系的演变。我们进行比较，以观察气相丰度与M*（质量金属丰度关系，MZR），以及与M* 和SFR或气体质量分数（所谓的三维基本金属丰度关系，FMR）的相关性。模拟的星系遵循观测到的局部MZR和FMR超过M* 的数量级，但过度预测了大质量星系的金属丰度（log M* > 10.5），这可能是由于这种机制中的反馈效率低下。我们讨论的背景下，银河系外流和气体吸积的MZR和FMR的起源。我们研究的质量，金属丰度关系的演变定义使用不同的元素，探测三个富集通道（SNII，SNIa和AGB星）。主要由SNII产生的元素的基础上的关系发展弱，而那些优先在SNIa/AGB产生的元素的基础上表现出较强的演变，由于与这些渠道的时间尺度较长。最后，我们比较了中央星系和卫星星系的关系，发现卫星星系的金属丰度较高。我们表明，这是由于去除了通常围绕星系的贫金属气体储层，并起到稀释其气相金属丰度的作用（通过冷却/吸积到磁盘上），但由于卫星的冲压压力剥离而丢失。
2015-06-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy populations of ProtoClusters in cosmological hydrodynamical simulations
本文利用 DIANOGA 宇宙学流体动力学模拟研究 z=2.2 的原星系团星系族群，通过与观测及普通宇宙区域对比，揭示大质量晕和原星系团环境对恒星质量、SFR 抑制及淬灭比例的影响。
2025-03-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
The SAMI Galaxy Survey: comparing 3D spectroscopic observations with galaxies from cosmological hydrodynamical simulations
宇宙流体动力学模拟是理解星系中恒星质量和角动量积累的丰富工具，但需要对观测进行一定程度的校准。我们比较预测在$z\sim0$从鹰，绣球，地平线AGN和Magneticum模拟积分场光谱（IFS）数据从SAMI星系调查，ATLAS 3D，CALIFA和MASSIVE调查。这项工作的主要目标是同时比较结构，动力学和恒星星族的测量，以确定成功和紧张的关键领域。我们非常小心地确保我们的模拟测量方法尽可能与观测方法相匹配。我们发现，鹰和绣球模拟再现了许多星系的关系，但在高恒星质量的一些偏移。在$R_e$（+）、$ε$（-）、$σ_e$（-）和平均恒星年龄（+）中存在中等程度的不匹配，其中加号表示平均数量过高，减号表示平均数量过低。Horizon-AGN模拟定性地再现了几个星系的关系，但也有一些属性，我们发现一个定量的观测偏移。大质量星系比低质量和中等质量的星系更好地与观测相匹配。总的来说，我们在$R_e$（+）、$ε$（-）、$σ_e$（-）和$(V/σ)_e$（-）中发现了错配。Magneticum与观测结果吻合得很好：这是我们发现盘状星系典型椭圆率的唯一模拟，但$σ_e$（-），$(V/σ)_e$（-）和平均恒星年龄（+）有适度的差异。我们的模拟和观测数据之间的比较突出了几个需要改进的领域，例如需要改进模型，从而产生更好的垂直盘结构，但我们的结果表明近年来宇宙学模拟的巨大改进。
2019-07-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Virial scaling of galaxies in clusters: bright to faint is cool to hot
通过结合高分辨率的N体和流体动力学模拟的星系示踪剂，我们提出了一个一致的图片的大质量星系团的星系速度的行为。在10^14 Msun以上的晕中，最亮的卫星星系比暗物质稍冷，而较暗的卫星星系则较热。在星系团的维里半径内，基于100个最亮星系的平均速度色散比暗物质的高1.065 +/- 0.005（stat）+/- 0.027（sys（对应于动力学质量估计值的~10- 15%偏差），而仅基于五个最亮星系的估计值为0.868 +/- 0.039（统计）+/- 0.035（系统）。这些趋势几乎与红移无关。速度结构是敏感的星系团的建模，潮汐剥离，动力学摩擦和合并的复杂的相互作用的指示。来自瞬时subhalo属性的速度色散大于那些采用峰值subhalo属性或流体动力学星系示踪剂。后两种方法是一致的，这意味着集群样本的堆叠光谱分析，投影校正后，显示出一个趋势，略高的速度时，包括暗星系，无偏的测量暗物质速度色散来自每个集群约30个星系。我们的证据表明，明亮的星系团中心附近的速度分布函数有一个低速的尾巴，由于强大的动力学摩擦。
2013-09-19 astro-ph.CO
Chandra Survey of Nearby Highly Inclined Disc Galaxies - III: Comparison with Hydrodynamical Simulations of Circumgalactic Coronae
环星系冕的X射线观测为检验星系形成理论提供了一种有价值的手段。两个主要的机制被认为是负责建立这样的日冕：星系际气体（IGM）和/或星系反馈的吸积。在本文中，我们首先比较我们的钱德拉样本的星系冕附近的53个高倾斜盘星系的分析模型，只考虑吸积的IGM。我们证实了现有的结论，这种纯吸积模型大大高估了日冕发射。然后，我们选择30个场星系从我们的原始样本，并纠正他们的日冕光度均匀地比较深的X射线测量的几个大规模的盘星系从文献中，以及从银河系星系际介质相互作用计算（GIMIC）的模拟星系的可比样本。这些模拟明确模型吸积和SNe反馈和产量星系表现出广泛的协议与我们的观测样本的X射线特性。然而，在Lx-M200和Lx-SFR关系的斜率和分散度之间存在显著的和潜在的指导性差异，突出了GIMIC的一些已知缺点，例如，AGN反馈的缺乏，并可能采用恒定的恒星反馈参数。模拟的星系表现出紧密的Lx-M200相关性，几乎没有散射。通过Tully-Fisher关系为我们的观测样本推断出M200后，我们发现了更弱和更分散的相关性。在模拟和观测的样本中，典型过渡质量M ~*~ 2 e11 Msun或M200~ 1 e13 Msun以上的大质量非星暴星系比低质量星系具有更高的Lx/M ~* 和Lx/M200，表明随着星系质量的增加，IGM的吸积在建立可观测的热环星系介质中起着越来越重要的作用。
2014-02-18 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The Three Hundred Project: Substructure in hydrodynamical and dark matter simulations of galaxy groups around clusters
只有暗物质的模拟能够产生一个$Λ$ CDM宇宙的宇宙结构，在一个更低的计算成本比更多的物理动机流体动力学模拟。然而，目前还不清楚仅用暗物质模拟来再现较小的子结构有多好。为了研究这一点，我们直接比较了流体力学和暗物质模拟中星系团和周围星系群的子结构。我们利用ThreeHundred项目，一套324个星系团的模拟，这些星系团是用流体力学模拟的，并且只在暗物质中模拟。我们发现，暗物质的模拟低估了星系群和星系团的中心相对于流体动力学模拟的数量密度，这种影响是在更密集的地区更强。我们还研究了下落星系群的相空间，以表明仅使用暗物质的模拟将这些星系群中心星系的数量密度低估了约四倍。这意味着坠落群的结构和演化可能与仅用暗物质模拟预测的不同。最后，我们讨论了这种低估的潜在原因，同时考虑到物理效应和分析中的数值差异。
2021-01-08 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
A hydrodynamical CLONE of the Virgo cluster: II. Confronting observed and synthetic galaxy population twins in a dense environment
Univ. Lille, CNRS, Centrale Lille, UMR 9189 CRIStAL（里尔大学）；Université Paris-Saclay, CNRS, Institut d’Astrophysique Spatiale（巴黎萨克雷大学）；University of Birmingham School of Physics and Astronomy（伯明翰大学）；Institut d’Astrophysique de Paris, UMR 7095, Sorbonne Université, CNRS（索邦大学）；Univ Lyon, Univ Lyon1, Ens de Lyon, CNRS, Centre de Recherche Astrophysique de Lyon UMR5574（里昂大学）；Universidad Autónoma de Madrid（马德里自治大学）；International Centre for Radio Astronomy Research, University of Western Australia（西澳大利亚大学）
本文研究了在密集环境中，合成星系种群如何再现观测到的星系形成和淬熄趋势，探讨了不同质量星系的星形成密度、特定星形成率、金属licity和淬熄分数等关系。
2026-06-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Investigating cosmic strings using large-volume hydrodynamical simulations in the context of JWST's massive UV-bright galaxies
Goethe University（歌德大学）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian（天体物理中心 | 哈佛与史密森尼学会）；McGill University（麦吉尔大学）；Institute for Basic Science（基础科学研究院）；York University（约克大学）
利用大规模流体模拟研究宇宙弦对高红移星系形成的影响，发现其能解释JWST观测到的大量大质量紫外亮星系，同时与标准ΛCDM模型在低红移处保持一致。
2026-02-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Spatially adaptive radiation-hydrodynamical simulations of galaxy formation during cosmological reionization
我们提出了一套宇宙学辐射流体动力学模拟的星系组装驱动的星系际介质（IGM）在z >~ 6的再电离。模拟帐户的流体动力学反馈光电离加热和爆炸的大质量恒星超新星（SNe）。我们的参考模拟是在一个尺寸为25兆秒差距/小时的盒子中使用2 x 512 ^3个粒子进行的，产生了合理的再电离历史，并与观察到的星系紫外光度函数相匹配。不同的盒子大小和分辨率的模拟被用来研究数值收敛，和模拟中，无论是SNe或光电离加热或两者都被关闭，被用来研究从恒星形成的反馈的作用。电离辐射的处理使用精确的辐射转移在高空间自适应分辨率，在该流体动力学进行。SN反馈强烈地降低了恒星形成率（SFR）在几乎整个质量范围内的模拟星系，并需要产生SFR与观测一致。光加热有助于抑制低质量星系中的恒星形成，但它对宇宙SFR的影响很小。由于光热效应被强烈的SN反馈所掩盖，因此它不会在紫外星系光度函数上留下签名，尽管我们注意到我们的分辨率不足以模拟通过分子氢跃迁冷却的恒星形成迷你晕。光加热确实对再电离提供了强的正反馈，因为它平滑了IGM中的密度波动，这大大降低了IGM的复合率。我们的模拟表明，一个紧密的非线性耦合的星系形成和再电离，激发需要准确和同时列入的光加热和SN反馈模型的早期宇宙。
2015-05-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Distribution of Metals in Cosmological Hydrodynamical Simulations of Dwarf Disk Galaxies
我们研究的化学性质的5个宇宙学流体动力学模拟的M33类盘星系已被证明是一致的形态特征和批量标度关系预期的晚型螺旋。这些模拟是在宇宙学背景下制作星系（MaGICC）项目的一部分，在该项目中，恒星反馈被调整为与恒星质量-晕质量关系相匹配。每种实现都采用了相同的初始条件和组装历史，但在其基础重子物理学规定方面彼此不同，包括（a）每个超新星能量耦合到ISM的效率，（b）与大质量恒星辐射压力相关的反馈的影响，（c）II型SNe残留物辐射冷却的最小关闭时间的作用，（d）金属扩散的处理，以及（e）改变IMF。我们的分析集中在由此产生的恒星金属丰度分布函数（MDF）在每个模拟（类似）的“太阳邻域”和中央“凸起”区域。我们比较了模拟的MDF的偏度，峰度和分散（四分位数间，十分位数间，百分位数间和十分之一百分位数间区域）与经验太阳邻域和本地群矮星。我们发现，模拟光盘的MDFs更负偏态，具有较高的峰度，比当地观察到的。我们可以追踪这种差异的模拟的紧密和相关的年龄-金属丰度关系（与银河系相比），这表明这些关系内的“矮”盘可能比L* 盘和/或恒星轨道重新分布的程度更陡峭和迁移推断本地还没有被捕获在他们的整体，在我们的模拟的分辨率。强调了金属扩散在改善极贫金属恒星过度生产方面的重要作用。
2012-05-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
The effect of intrinsic alignments on weak lensing statistics in hydrodynamical simulations
本研究利用IllustrisTNG模拟探究内禀对齐对弱引力透镜非高斯统计的影响，通过对比含内禀形状与随机旋转星系的会聚度图，发现小尺度星系对齐及非高斯统计量的显著变化，强调需考虑内禀对齐以避免宇宙学推断偏差。
2025-04-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
MaGICC-WDM: the effects of warm dark matter in hydrodynamical simulations of disc galaxy formation
作为MaGICC项目的一部分，我们研究了暖暗物质（WDM）对星系形成的流体动力学模拟的影响。我们模拟三个不同的星系使用三个WDM候选人的1，2和5千电子伏，并与纯冷暗物质模拟结果进行比较。WDM稍微减少了恒星的形成，并产生较少的集中恒星轮廓。这些效应对于1 keV候选者最为明显，但对于$m_{\mathrm{WDM}}>2$ keV几乎消失。所有的模拟形式类似的恒星光盘独立的WDM粒子质量。特别地，当考虑WDM时，盘尺度长度不改变。在1 keV粒子的情况下，恒星形成量的减少是由于WDM对合并卫星的影响，这些卫星平均浓度较低，气体含量较低。在合并过程中，改变的卫星会导致星暴减少，因为它们会触发主星系中较弱的盘不稳定性。然而，我们发现，盘星系的演化是更敏感的恒星反馈比WDM候选质量。总体而言，我们发现WDM，特别是当限制到目前的观测约束（$m_{\mathrm{WDM}}>2$千电子伏），有一个轻微的影响盘星系形成。
2013-11-27 astro-ph.CO
The Accretion History of the Milky Way: III. Hydrodynamical Simulations of Galactic Dwarf Galaxies at First Infall
本文通过流体动力学模拟研究了首次落入银河系晕的矮星系，重现了Sculptor、Antlia II和Crater II的结构特征，揭示了冲压剥离、潮汐冲击及不同初始条件导致矮星系处于非平衡演化阶段。
2023-11-23 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
NIHAO project I: Reproducing the inefficiency of galaxy formation across cosmic time with a large sample of cosmological hydrodynamical simulations
我们介绍项目NIHAO（一百天体物理学对象的数值研究），一组100宇宙放大流体动力学模拟使用汽油代码，改进的SPH算法的实现。在我们的研究中的晕范围从矮银河系的质量，并代表合并的历史，浓度和自旋参数的无偏采样。粒子质量和力软化的选择，以解决质量分布在所有质量维里半径的1%以下，确保星系半光半径得到很好的解决。对每个天体采用相同的恒星形成和恒星反馈处理，模拟的星系再现了观测到的星系形成在宇宙时间内的低效率，表现为恒星质量与晕质量的关系，以及恒星形成速率与恒星质量的关系。因此，我们得出结论，恒星反馈是限制质量小于银河系的星系中恒星形成效率所需的主要物理学因素。
2015-08-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
What is the (Dark) Matter with Dwarf Galaxies?
我们目前的宇宙学流体动力学模拟的形成矮星系中的一个代表性的样本从千禧年-II模拟提取的晕。我们的六个晕的z = 0质量约为10^10太阳质量，并显示出不同的质量组装历史，这反映在不同的恒星形成历史中。我们发现恒星的最终质量在5 x 10^7 - 10^8太阳质量之间，这与其他发表的类似质量晕中星系形成的模拟结果一致。我们最后的天体具有与矮椭圆星系和矮不规则星系一致的结构和恒星星族。然而，在一个Lambda CDM宇宙中，10^10太阳质量晕通常必须包含恒星质量比我们模拟对象低得多的星系，如果它们要与观测到的星系丰度相匹配的话。在我们自己的和所有其他目前的流体动力学模拟中形成的矮星系比这种质量的晕预期的要亮一个数量级以上。我们讨论了这一结果的意义和可能的影响。
2010-12-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Inpainting Galaxy Counts onto N-Body Simulations over Multiple Cosmologies and Astrophysics
本文提出用条件得分模型从N体暗物质密度场直接生成星系分布，以极低计算成本实现与流体动力学模拟统计一致且更精确的星系场仿真。
2024-08-01 astro-ph.CO
Galaxy assembly bias in cosmological hydrodynamical simulations: a comparison between SIMBA and IllustrisTNG
Institute for Astronomy, University of Edinburgh（爱丁堡大学天体物理研究所）；Department of Physics and Astronomy, University of the Western Cape（西开普大学物理与天文系）
研究通过比较SIMBA与IllustrisTNG模拟，发现星系组装偏差受过密度影响显著，TNG中偏差随红移增加而增强，而SIMBA中偏差随红移减少
2026-02-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Progenitors of Supernovae Type Ia and Chemical Enrichment in Hydrodynamical Simulations -I. The Single Degenerate Scenario
Ia型超新星（SNIa）祖先的性质仍然不确定。这是星系演化模型的一个主要问题，因为化学和能量反馈在气体动力学、恒星形成以及整个恒星演化中都起着重要作用。在文献中可用的SNIa的祖先模型提出了不同的分布来调节这些事件的爆发时间。这些函数被称为延迟时间分布（DTD）。这项工作是第一个在一系列的文件，旨在研究五个不同的DTD SNIA。在这里，我们实现和分析的单一退化的情况下（SD）在星系中占主导地位的快速淬火的恒星形成，显示大部分的恒星集中在凸起组件。我们发现一个很好的适合目前观察到的SNIa率在球状为主的星系，和[O/Fe]比所示的银河系的凸起。此外，SD的情况下，发现重现特定SNIa率和特定的恒星形成率之间的相关性，这非常类似的观测趋势，与以前的作品。我们的研究结果表明，在具有非常低和非常高的特定恒星形成率的星系中，SNIa观测可以帮助对DTD施加更严格的约束，从而对SNIa祖先施加更严格的约束。
2015-06-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Hydrodynamical Simulations of Galaxy Clusters with Galcons
我们提出了我们最近开发的{ \em galcon}方法的流体动力学宇宙模拟的星系团-一个亚网格模型添加到{ \em恩佐}自适应网格细化代码-这是能够跟踪星系团内的潜力和以下的反馈，他们的主要重子过程。Galcons是物理上扩展的星系结构，其中重子过程是解析建模的。通过识别星系晕并在高红移（$z \sim 3$，早在大多数星系团维里化之前）初始化Galcons，我们能够跟踪恒星形成、银河风和星际介质冲压压力剥离的演变，以及它们的相关质量、金属和能量反馈到团内（IC）气体中，这些气体通过分辨率良好的球形界面层沉积。我们的方法进行了充分的描述和所有的结果，从初始模拟与增强的{ \em恩佐Galcon}代码。银河系恒星形成率来自观测到的宇宙恒星形成密度，我们的galcon模拟更好地再现了观测到的IC气体的性质，包括密度，温度，金属丰度和熵的配置文件。通过大量星系对IC气体的影响，我们明确证明了这种方法的优势，在产生较低的恒星分数，较大的气体核心半径，在中央集群区域的等温温度分布，和平坦的金属丰度梯度比在标准模拟。
2010-05-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Hydrodynamical simulations of the galaxy population: enduring successes and outstanding challenges
本文综述 Lambda-CDM 星系流体动力学模拟，比较主流套件与观测，指出其可再现星系统计性质，但 CGM 气体流可区分不同子网格反馈模型。
2023-09-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gravitational lenses in hydrodynamical simulations
研究流体动力学模拟中重子物理对引力透镜预测的影响，发现重子存在显著改变椭圆星系结构和子haloes内部密度斜率，强调未来模拟需建模重子与替代暗物质相互作用以修正现有约束。
2023-11-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Hydrodynamical simulations of galaxy formation with non-Gaussian initial conditions
本文通过{\sc RAMSES}代码在30 Mpc/$h$盒子中进行了星系形成的流体动力学模拟，发现小尺度负$f_{\rm NL}$参数能延缓星系组装并形成更具盘状运动学的星系，可能同时缓解宇宙学和星系形成中的张力。
2023-09-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Machine Learning and Cosmological Simulations II: Hydrodynamical Simulations
我们扩展了机器学习（ML）框架之前提出的模型星系形成和演化的层次宇宙中使用N体+流体动力学模拟。在这项工作中，我们表明，ML是一个很有前途的技术来研究星系形成的背景下的流体动力学模拟。我们使用Illustris Simulation来训练和测试各种复杂的机器学习算法。通过只使用必要的暗物质晕物理性质，没有合并的历史，我们的模型预测的气体质量，恒星质量，黑洞质量，恒星形成率，$g-r$颜色，恒星金属丰度相当强劲。我们的研究结果提供了一个独特的和强大的唯象框架，探索星系晕连接，是建立在固体流体动力学模拟。所列出的星系属性的有前途的再现证明了ML作为一个有前途的和一个显着更有效的计算工具来研究小尺度结构的形成。我们发现ML在短短几分钟的计算时间内惊人地模仿了一个完整的流体动力学模拟。ML模拟的星系人口，而不是数字相同的插图，是统计和物理鲁棒性，并遵循相同的基本观测约束。机器学习提供了一种有趣且有前途的技术，可以在未来创建快速的模拟星系目录。
2016-01-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Structure and Evolution of Regular Galaxies
该论文试图结合来自三个先前独立领域的数据-银河系恒星星族的结构和运动学，星系的光度和动力学模型，以及星系的动力学和物理演化模型。这种综合的目的是更好地理解星系结构和演化的广泛主题。研究的主要成果可分为方法论和天文学。方法上的结果是：（1）外推质量分布函数到太阳距离以外，确定了太阳距离银河系中心处的圆速度：（2）提出了模型物理正确的条件，建议了广义指数模型; 3）发展了一种方法，利用星族观测数据，和人口物理进化的数据。主要的天文学结果是：1）在几种近似下建立了银河系和仙女座星系M31的空间和流体动力学模型; 2）利用不同年龄的恒星星族的运动学特征重建了银河系的动力学演化; 3）在恒星演化轨迹和恒星形成函数的基础上建立了星系演化理论。研究的基本结论是：用已知的恒星星族再现观测到的星系自转曲线是不可能的。
2022-03-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Self-Consistent Modeling of Reionization in Cosmological Hydrodynamical Simulations
类星体和星系发出的紫外背景辐射（UVB）控制着星系际介质（IGM）的电离和热状态，调节着高红移星系的形成，因此是模拟宇宙再电离的关键量。绝大多数的宇宙学流体动力学模拟实现UVB通过一组空间均匀的光致电离和光热速率来自UVB合成模型。我们表明，模拟使用规范的UVB率reflection，也许更重要的是，虚假加热IGM，早得多的z ~ 15比他们应该。这个问题的出现是因为在z > 6时，不存在观测约束，UVB振幅太高。我们引入了一种新的方法来解决这个问题，我们产生自洽的光电离和光加热率模型任何选择的再电离的历史。按照这种方法，我们运行一套不同的再电离方案的流体动力学模拟，并探讨再电离的时间和随之而来的热注入对IGM的热状态的影响。我们提出了一个全面的研究IGM气体的压力平滑尺度，说明其依赖于氢和氦的再电离的细节，并认为它在解释莱曼α森林统计和热演化的IGM中起着基础性的作用。我们发现的过早的IGM加热意味着以前的工作可能大大高估了光电离反馈对星系形成的影响，这设置了能够形成高红移恒星的最小晕质量。我们公开了新的UVB光电离和光加热速率，以供未来的模拟使用。
2017-03-17 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Chemo-dynamical simulations of galaxies
我们用自洽的三维流体动力学模型模拟了星系的形成和演化，包括恒星形成、超新星反馈和化学富集。超新星反馈不仅在解决[Zn/Fe]问题中起着重要的作用，而且在再现宇宙恒星形成速率历史和质量-金属丰度关系中也起着重要的作用。在银河型星系中，由于不同的恒星形成历史和Ia型超新星的贡献，球、盘和厚盘的运动学和化学丰度是不同的。
2009-11-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
GalaxyGenius: Mock galaxy image generator for various telescopes from hydrodynamical simulations
GalaxyGenius是一个基于流体动力学模拟生成多望远镜合成星系图像的Python包，通过数据预处理、理想数据立方体生成和模拟观测三个模块，为大规模巡天时代的星系研究提供验证新方法和深度学习训练集的灵活框架。
2025-07-08 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
$\texttt{slick}$: Modeling a Universe of Molecular Line Luminosities in Hydrodynamical Simulations
提出软件包slick，结合辐射转移与随机森林机器学习，精准预测流体动力学模拟中星系的CO及碳元素谱线光度，并生成了首例从z=0到z=10的模型光锥。
2024-11-15 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Intrinsic correlations of galaxy sizes in a hydrodynamical cosmological simulation
测量的星系半径和那些预测的基本面（FP）之间的残差是弱透镜放大率的可能示踪剂。然而，观测表明，这些系统与大规模结构相关。我们利用Horizon-AGN流体动力学宇宙学模拟在$z=0.06$上分析了椭圆星系（早期型）和螺旋星系（晚期型）的这些内在尺寸相关（ISC）。我们将单独的FP拟合到每个样本，在每种情况下都找到类似分布的半径残差$λ$。在螺旋星系的情况下，我们发现持续的$λλ$相关性超过三维分离$0.5-17\,h^{-1}{\rm{Mpc}}$，在$>3σ$的意义。当放松质量选择，适用于更好的协议与星系聚类的限制，螺旋$λλ$检测加强$9σ$ ;我们检测到$5σ$密度$λ$相关性;我们观察到本质上大的螺旋集群更强烈地比小螺旋规模$\lesssim10\,h^{-1}{\rm{Mpc}}$，在$>5σ$的意义。相反，与文献一致，我们观察到质量较低，本质上小的椭圆星系集群更强烈地超过规模$0.5-17\,h^{-1}{\rm{Mpc}}$，在$>5σ$的意义比他们的大同行。我们模型$λλ$的相关性，使用唯象的非线性尺寸模型，并预测宇宙收敛分析的污染水平。我们发现系统的贡献是类似的顺序，或占主导地位的宇宙学信号。我们做了一个模拟测量的内在的，系统的投影表面质量密度$Σ(r)$的贡献，并发现统计上显着的，低振幅，积极（消极）的贡献，从低质量的螺旋（椭圆），这可能是大规模（$\gtrsi…
2023-01-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
