Gaseous Galaxy Halos
星系晕气体追踪流入的恒星形成燃料和来自星系盘的反馈，因此对于我们了解星系演化至关重要。本文综述了银河系和低红移旋涡星系晕气的多波长观测特性和起源模型。星系晕包含多相气体流，这些气体流在质量上主要由电离成分控制，并延伸到大半径。在中性氢（HI）中观察到的最冷的弥散性晕气体通常最接近盘（< 20 kpc），吸收线结果表明温暖和温热的弥散性晕气体存在于整个星系的晕中。探测到的热晕气体并不是星系重子的重要组成部分。盘-晕界面是多相流被整合到恒星形成盘中的地方，并且有证据表明，在这个界面上，气体和HI结构的温度和运动梯度都有反馈和燃料。晕气体的起源和命运被认为是在宇宙学和理想化的本地模拟的背景下。在模拟中，沿着宇宙细丝的吸积在热（> 10^5.5 K）和冷模式下都发生，靠近盘的压缩物质最冷，密度最大，与观测结果一致。有证据表明，在晕气体观测辐射和机械反馈机制，包括逃逸光子从磁盘，超新星驱动的风，和银河喷泉。卫星吸积也留下了丰富的晕气体。这些卫星气体与现有的晕介质相互作用，并且这些气体中的大部分将在到达盘之前成为扩散晕的一部分。冷晕和暖晕气体的吸积速率通常低于星系盘的恒星形成速率，但盘-晕界面的气体和恒星反馈可能是重要的额外燃料来源。
2012-07-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
The rates and modes of gas accretion on to galaxies and their gaseous haloes
我们研究气体在星系和晕上的吸积速率，并调查吸积气体在到达星系之前是否受到高温冲击。为此，我们使用一套大型宇宙学，流体动力学模拟从OWLS项目。我们改进以前的工作，考虑更广泛的晕质量和红移，通过区分吸积到晕和星系，包括重要的反馈过程，并通过比较模拟与不同的物理。气体吸积到晕上的比速率与暗物质的比速率一样，仅微弱地依赖于晕质量。当晕质量Mhalo>>10^11 Msun时，它对反馈过程相对不敏感。相反，星系的吸积速率是由辐射冷却和超新星和活动星系核驱动的外流决定的。星系风使中心星系增长最快的晕质量增加了大约两个数量级，达到Mhalo~10^12 Msun。气体吸积是双峰式的，过去的最高温度要么是维里温度，要么是<~10^5 K。在热模中，气体在晕上的吸积分数对反馈和金属线冷却不敏感。它随着红移的减小而增大，但主要由晕质量决定，从10^11兆太阳的小于10%逐渐增大到10^13兆太阳的大于90%。相反，对于星系上的吸积，冷模式总是显着的，两种吸积模式的相对贡献更敏感的反馈和金属线冷却。在任何红移的质量晕中，大多数恒星都是由冷模吸积的气体形成的，尽管热模对M晕>~10^11 M太阳的贡献通常超过10%。星系晕，但不一定是它们的气体晕，主要是由进入宿主晕时没有经历吸积激波的气体提供的。
2011-02-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gas accretion and Ram Pressure Stripping of Haloes in Void Walls
我们进行流体动力学宇宙学变焦模拟的14个空隙，研究在z = 0的空隙在不同位置的晕吸积气体的能力。测量晕相对于其周围气体的相对速度，我们发现，十分之一的晕预计无法吸积外部气体，由于其快速流动通过他们（所谓的“快速流动晕”）。这些通常位于空隙壁附近。我们确定，这些晕最近穿过空壁，并仍在远离它。他们的运动与周围气体落向空壁的运动相反，导致快速流动，使外部气体吸积非常具有挑战性，并经常导致部分气体损失通过合成冲压压力。使用的分析方法，我们模拟的影响，这种冲压压力的气体内晕的不同质量。晕的外部气体吸积通常被切断，部分剥离晕气体。对于质量低于几倍10 $^{9}$ M $_{\odot}$，它们的晕气体被严重截断，但不完全剥离。我们确定了许多晕的例子与一个明确的鱼一样的气体形态，表明他们周围的气体被冲走，切断他们从进一步的外部吸积。这些结果突出了即使在相对低密度的空隙壁中，一小部分星系也可以与大规模流动相互作用，从而对其气体含量和吸积气体的能力产生影响。
2022-10-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gas Accretion from a Neighbouring Galaxy Fuels the Low-luminosity AGN in NGC 4278
National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；Guizhou Radio Astronomical Observatory, Guizhou University（贵州大学贵州无线电天文观测站）
通过观测发现邻近星系的气体吸积为NGC 4278的低亮度AGN提供燃料，可能引发相对论喷流和TeV伽马射线发射。
2025-12-18 astro-ph.GA astro-ph.HE
The physical nature of the cosmic accretion of baryons and dark matter into halos and their galaxies
暗物质和重子的宇宙吸积成晕通常是用一些演化的维里关系来测量的，但最近的工作表明，大多数晕在宇宙晚期（z < 2）的增长不是物理的，而是维里半径演化的副产品（“伪演化”）。使用Omega 25，一套宇宙学模拟，将暗物质和气体动力学与不同的处理气体冷却，恒星形成，和热反馈，我们系统地探索物理学，管理宇宙吸积成晕和它们的星系。物理上有意义的暗物质和重子的宇宙吸积发生在z > 1的整个晕质量范围：M_200 m = 10^{11-14} M_sun。然而，暗物质，因为它是无耗散的，在> R_200 m（z）以壳状的方式沉积（在时间平均意义上），使得暗物质质量和密度在z < 1的晕内的任何半径处几乎没有物理增长。相比之下，气体，因为它能够辐射冷却，经验在所有半径的吸积显著，在一个速度，大致跟踪吸积率在R_200米，在所有的红移。进入的气体在~2 R_200 m处开始与暗物质分离，并继续吸积到更小的半径，直到在~ 0.1 R_200 m处出现强角动量支持。因此，虽然暗物质的增长是受伪演化，重子的增长不是。星系尺度上的气体吸积率跟踪R_200 m附近的吸积率，这一事实提供了深入了解星系的质量/大小和它们的宿主晕在宇宙时间之间的紧密关系。
2015-07-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
The maximum accretion rate of hot gas in dark matter halos
我们重新审视的问题，“热模式”与“冷模式”吸积到星系使用稳态冷却流的解决方案和理想化的三维流体动力学模拟。我们表明，热吸积模式的存在，冷却时间需要比自由落体时间附近的气体是旋转支持的半径，R_circ，即热模式的存在取决于在星系尺度的物理条件，而不是在晕尺度的物理条件。当考虑到相对于宇宙平均值的晕重子部分的耗尽时，较长的冷却时间意味着在低于重子完全晕的~10^12 M_sun阈值的晕质量中可能形成维里化的气体晕。我们发现，对于任何晕质量，都存在一个最大的吸积速率，在该速率下，气体在整个晕中被维里化，并且可以通过热模Mdot_crit ~ 0.7（v_c/100 km/s）^5.4（R_circ / 10 kpc）（Z/Z_sun）^-0.9 M_sun / yr吸积，其中Z和v_c是在R_circ测量的金属丰度和圆速度。对于吸积率>~Mdot_crit，充满体积的气相原则上可以是“跨音速”的--在外晕中维里化，但在星系附近冷却并自由下落。我们将Mdot_crit与恒星质量晕质量关系所暗示的0<z<10时晕中的平均恒星形成率（SFR）进行比较。对于一个合理的金属丰度随红移的演化，我们发现在大多数质量和红移下，SFR <~ Mdot_crit，这表明星系的SFR可能主要是由质量远低于~10^12 M_sun经典阈值的晕中的热模维持的。
2020-02-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
The HI Mass Density in Galactic Halos, Winds, and Cold Accretion as Traced by MgII Absorption
它是公认的，MgII吸收线检测到的背景类星体光谱产生的气体结构与前景星系。星系演化在多大程度上是由气体通过晕圈循环驱动的，这是非常不确定的，因为它们的气体质量密度受到很差的约束。用Schechter函数拟合MgII等效宽度（W）分布，并应用Menard和Chelouche的N（HI）-W相关性，我们计算出Omega（HI）_MgII ~ Omega（HI）_halo =（1.41 +0.75 -0.44 x10 ^-4，其中0.4<z<1.4。我们从我们的计算中排除DLAs，以便Omega（HI）_halo包括吸积和/或流出的晕气体，而不是锁定在冷中性云中。根据Mg Ⅱ的吸收，我们推断出星系晕中宇宙HI气体的质量密度分数为：Omega（HI）_halo/Omega（HI）_DLA=15%，Omega（HI）_halo/Omega_b= 0.3%。通过几条证据，我们提出了在W=1.23^{+0.15}-0.28} Ω时，流入/吸积物质的采样值为小W，而流出/风的采样值为大W，并发现Omega（HI）_infall与Omega（HI）_outflow在分叉处是一致的，冷吸积在总HI质量密度中所占比例不超过~7%.我们讨论的证据表明，（1）总HI质量循环通过晕保持相当恒定的宇宙时间和HI气体的吸积维持星系风，和（2）宇宙恒星形成率的演变主要取决于冷HI气体循环通过晕的速度。
2011-11-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy And Mass Assembly (GAMA): Gas Fuelling of Spiral Galaxies in the Local Universe II. -- Direct Measurement of the Dependencies on Redshift and Host Halo Mass of Stellar Mass Growth in Central Disk Galaxies
我们提出了一个详细的分析的特定的恒星形成率-恒星质量（$\mathrm{sSFR}-M_*$）的$z\le 0.13$盘中心星系使用形态选择的质量完整的样本（$M_* \ge 10^{9.5} M_{\odot}$）。考虑样品的分组和未分组的星系，我们发现的$\mathrm{sSFR}-M_*$关系的盘为主的中央星系有没有检测到的依赖主机暗物质晕（DMH）的质量，即使在弱透镜测量表明的差异晕质量的一个因素$\gtrsim5$。我们进一步检测到的$\mathrm{sSFR}-M_*$关系的非分组（场）中心盘星系的红移，即使在一个$Δz \approx 0.04$（$\approx5\cdot10^{8}\mathrm{yr}$）的间隔，而散射保持不变的逐渐演变。这种演变与以前文献中使用较大红移基线和较粗采样的“恒星形成星系主序星”外推一致。两者合计，我们的研究结果提出了新的约束的范式下，SFR的星系是由一个自我调节的气体流入和流出之间的平衡，并在磁盘中的恒星形成的气体消耗，与流入的宇宙吸积率和燃料效率- $\dot{M}_{\mathrm{b,halo}}ζ$的产品确定。特别地，维持范例需要$\dot{M}_{\mathrm{b,halo}}ζ$独立于宿主DMH的质量$M_{\mathrm{halo}}$。此外，它要求燃料效率$ζ$有很强的红移依赖性（$\propto (1+z)^{…
2018-03-13 astro-ph.GA
Chemo-dynamical substructure in the M31 inner halo globular clusters: Further evidence for a recent accretion event
基于金属丰度的选择，我们确定了一个显着的子人口的内晕球状星团在仙女座星系，我们命名为杜莱斯结构。它是一个由10-20个球状星团组成的同向旋转星团，在运动学上与大多数内晕星团不同，平均来说比大多数内晕星团更贫金属。有趣的是，这个杜莱斯结构的轨道轴与最近使用仙女座外晕中的球状星团子种群确定的年轻吸积事件的轨道轴紧密对齐，这强烈暗示了两者之间的因果关系。如果这种联系得到证实，那么对杜来结构中球状星团运动学的一个自然解释是，它们追踪到了在过去几十亿年中仙女座星系晕中大量祖先（~10^11 Msun）的吸积，这可能是作为一个更大的星系团陷落的一部分发生的。
2022-11-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Exploring the connection between stellar halo profiles and accretion histories in $L_*$ galaxies
我使用一个图书馆的控制次要合并N体模拟，粒子标记技术和蒙特卡罗产生的$Λ$ CDM吸积历史研究的高度随机过程中的恒星沉积到吸积恒星晕（ASHS）的$L_*$星系。我探索的主要物理机制，驱动之间的连接的吸积历史和密度分布的灰。我认为：i）通过动力学摩擦，质量越大的卫星越能有效地将其恒星送入宿主的更深处; ii）因此，在半径和局部质量加权维里卫星-宿主质量比之间，ASH具有负梯度; iii）在$L_*$星系中，大多数ASH的密度分布特征是随着半径的增加而向更尖锐的对数斜率倾斜，尽管具有显著的晕-晕散射; iv）具有最大总离地质量的ASH是这样的，因为少数大质量卫星（而不是大量低质量卫星）的偶然吸积。
2016-07-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evolution of the Milky Way halo by accretion of dwarf satellite galaxies
在冷暗物质方案中，等级合并范例是通过次级晕的微小合并形成大质量星系晕的自然结果，并且由此形成它们固有的恒星晕。虽然这也必须调用的银河系，晕星和矮球状星系的化学和运动学相干的背景下，尚未解决的一个重点，目前的研究。为了研究这个问题，我们模拟的化学动力学演化系统的卫星从宇宙学通过Lactea II模拟银河系环境相似，但在早期。
2011-03-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Contribution of Mergers and Accretion to Dark Matter Halo Assembly: An Excursion Set Theory Approach
Federal University of Paraíba（帕拉伊巴联邦大学）
该研究基于EST扩展并合树算法，明确并合比阈值影响吸积贡献比例，揭示吸积质量分布特征，为研究暗物质晕形成提供高效准确的框架。
2026-10-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Molecular Gas in the Halo Fuels the Growth of a Massive Cluster Galaxy at High Redshift
宇宙中最大的星系位于星系团中。利用对一氧化碳的敏感观测，我们发现蜘蛛网星系--一个遥远原星系团中的大质量星系--是由一个大的分子气体库形成的。这些分子气体大部分位于原星系团之间，并且具有低速色散，这表明它是富集的星系间介质的一部分。这可能构成了一个气体库，为蜘蛛网星系早期紫外线观测中看到的广泛的恒星形成提供了燃料。我们的研究结果支持了这样一种观点，即星系团中的巨型星系是由高红移的循环气体扩展区域形成的。
2016-12-01 astro-ph.GA
On the influence of halo mass accretion history on galaxy properties and assembly bias
晕组装偏差是暗物质晕在固定质量下的组装历史对暗物质晕成簇的次要依赖。这种既定的依赖性预计将体现在星系群的聚集上，这是一种通常被称为星系组装偏差的潜在效应。使用IllustrisTNG 300磁流体动力学模拟，我们分析了依赖的属性和集群的星系的形状上的特定质量吸积历史的托管晕（sMAH）。我们首先表明，几个晕和星系的性质强烈相关的sMAH（$β$）在固定的晕质量的斜率。也就是说，具有越来越陡峭的$β$的晕在早期更快地增加它们的晕质量，并且它们的宿主星系呈现出更大的恒星与晕质量比，更快地失去它们的气体，在更高的红移处达到它们的恒星形成历史的峰值，并且更早地熄灭。我们还表明，$β$是更直接地连接到这些关键的星系形成属性比其他广泛采用的晕代理，如形成时间。最后，我们测量了在固定晕质量下星系团对$β$的二次依赖性作为红移的函数。通过追溯单个晕的演化，我们发现，$z=0$星系的祖先星系组装偏置信号的振幅随红移而增加，对于$M_\mathrm{halo}=10^{11.5}-10^{12}$ $h^{-1}\mathrm{M}_\odot$的晕，在$z = 1$处达到2倍。对组装偏差沿合并树演化的度量为二次偏差的研究提供了一个新的理论视角。我们的研究结果表明，晕吸积和星系群的聚类和观测特性之间存在紧密的关系，对于即将到来的宇宙学调查的模拟目录的生成也有重要的影响。
2021-05-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Is Main Sequence Galaxy Star Formation Controlled by Halo Mass Accretion?
对于$z < 4$，星系恒星-晕质量关系（SHMR）几乎与时间无关。因此，我们构建了一个独立于时间的SHMR模型的中心星系，其中的恒星形成率（SFR）是由晕质量吸积率（MAR），我们称之为恒星-晕吸积率协同演化（SHARC）。我们发现，$\sim0.3$ dex分散的晕MAR匹配观测到的分散的SFR的恒星形成的主序列（MS）。在“浴缸”型模型的星系形成的背景下，SHARC导致质量依赖的限制SFR和MAR之间的关系。尽管它的简单性和简化处理的质量增长从合并，SHARC模型很可能是一个很好的近似中央星系与$M_*=10^9- 10^{10.5}M_\odot$的MS，代表大部分的恒星形成在宇宙中。SHARC的预测与MS上星系在低红移下观测到的SFR一致，在$z\sim4$上相当一致，但超过了在$z>4$上的观测。假设每个星系的星际气体质量是恒定的（浴缸模型中的“平衡条件”），SHARC模型允许计算流入和流出气体的净质量负载因子。通过基于模拟的预防性反馈假设，SHARC允许计算星系金属丰度演化。如果星系SFR确实跟踪晕MAR，特别是在低红移，这可能有助于解释模型的成功连接星系属性晕（包括年龄匹配）和两晕星系一致性和晕质量吸积一致性之间的相似性。
2015-10-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Accretion-Driven Squeezing of Fuzzy Dark Matter Halo Cores in the Schrödinger-Newton Framework
本文在薛定谔-牛顿框架下研究超大质量黑洞吸积对模糊暗物质孤子核的挤压效应，发现其可减小核尺寸并提高中心密度，为解释星系核观测差异提供新见解。
2025-09-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
TOPSEM, TwO Parameters Semi Empirical Model: Galaxy Evolution and Bulge/Disk Dicothomy from Two-Stage Halo Accretion
本研究提出仅含两个自由参数的简洁半经验星系演化模型TOPSEM，通过晕吸积率与恒星形成率的丰度匹配重现高红移恒星质量函数，并验证了核球/盘形态二分性源于暗物质晕快慢两阶段吸积的假说。
2023-07-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Auriga Stellar Haloes: Connecting stellar population properties with accretion and merging history
我们研究恒星晕的御夫座模拟，一套30宇宙磁流体动力学高分辨率模拟银河系质量的星系与移动网格代码AREPO。我们研究晕的全球性和径向配置文件到$\sim 150$ kpc的每个星系。御夫座晕在质量和密度分布、平均金属丰度和金属丰度梯度、年龄和形状上各不相同，反映了其吸积和合并历史中固有的随机性。与附近的晚型星系的观测比较显示，大多数观测和模拟晕属性之间非常好的协议。然而，御夫座光环通常太大了。我们发现人口梯度和大规模组装的历史之间的连接：星系与几个显着的祖先有更多的大规模晕，拥有大的负晕金属丰度梯度和陡峭的密度分布。吸积星系的数量，无论是破裂或破裂，贡献90%的吸积晕质量范围从1到14，中位数为6.5，它们的恒星质量跨越三个数量级。观测到的晕质量-金属丰度关系很好地再现了御夫座，是由恒星质量和金属丰度的主要卫星贡献者。这种关系不仅被发现的吸积组件，但也为总（吸积+原位）恒星晕。我们的研究结果突出了可观测的晕属性来推断星系的组装历史的潜力。
2019-02-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Fuelling the central region of galaxies with misaligned gas accretion
University of Southampton（南安普顿大学）；Universidade Federal do Rio Grande do Sul（南里奥格兰德联邦大学）；University of Copenhagen（哥本哈根大学）；Steward Observatory, University of Arizona（亚利桑那大学斯图尔德天文台）
研究用特定星系样本探讨运动学未对齐气体吸积对星系恒星形成的影响，通过表征相关参数得出径向分布，发现该吸积在低质量星系能供能，中等质量星系影响最强，高质量星系中作用被稀释，且有无核活动的未对齐星系电离气体中心集中度相似。
2026-07-17 astro-ph.GA
Impact of cosmic filaments on the gas accretion rate of dark matter halos
基于宇宙流体动力学模拟，我们研究了宇宙暗条对暗条中暗物质晕的气体吸积率$\dot{M}_{\rm{gas}}$的影响。我们发现，对于质量小于$10^{12.0}\ \rm{M_{\odot}}$的晕，位于突出的细丝（宽度为$D_{\rm{fil}}>3\ \rm{Mpc}/h$）中的晕的$\dot{M}_{\rm{gas}}$低于位于纤细细丝中的晕（$D_{\rm{fil}}<3\ \rm{Mpc}/h$），$20-30\%$在$z=0.5$中，$z=0$中为2-3倍。然而，$\dot{M}_{\rm{gas}}$对从高红移到$z=0$的暗条中心到暗条中心的物理距离的依赖性很弱，仅在$z=0$的显著暗条中表现出明显的内外区差异。我们进一步探讨气体的热性质突出和纤细的细丝，出现在相对高度和中间的过密区域，分别。突出的丝状体中的气体温度更高。在$26\%$附近，显著暗条中气体的$38\%$和$45\%$分别比$z=1.0, 0.5$和$z=0.0$处的$10^6$ K热。在细纤维中相应的组分只有$\sim 6\%, 9\%$和$11\%$。在$z \lesssim 0.5$显著的丝状体中，低质量晕的气体吸积速率受到抑制，这可能是由于环境气体较热，这可能提供了一种物理处理机制，在晕进入星系团之前减少对它们的气体供应。这一过程部分满足了在一些星系形成的半解析模型中实施的预热机制的需要，但仅…
2022-01-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Effects of Accretion Luminosity upon Fragmentation in the Early Universe
将吸积原恒星的光度公式引入到光滑粒子流体动力学模拟中，并应用该方法对宇宙学初始条件下产生的5个原始微晕进行了模拟.我们发现吸积光度延迟了晕内的碎片化，但并不能阻止它。在缓慢形成少量原恒星的晕中，吸积光度可以减少在原恒星开始电离周围环境之前形成的碎片数量。然而，快速形成许多原恒星的晕被动力学过程所控制，吸积光度的影响变得可以忽略不计。一般来说，在晕中发现的碎裂在很大程度上取决于初始条件。吸积光度并不会对原恒星的吸积速率产生实质性的影响，并且远不如动力学相互作用重要，动力学相互作用可以导致有效终止吸积的喷射。我们发现，吸积率到内部区域的磁盘（20 AU）周围的原恒星是高度可变的，相反，目前使用的模型中的人口III恒星的主序前演化的吸积率恒定或平稳下降。
2011-03-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
How Accurately Can We Detect the Splashback Radius of Dark Matter Halos and its Correlation With Accretion Rate?
利用弱引力透镜和与星系的互相关测量了暗物质晕的回溅半径（$R_{\rm sp}$）。然而，已使用不同的方法来测量$R_{\rm sp}$并评估其检测的意义。在本文中，我们使用模拟研究的精度和准确性，我们可以检测回溅半径与三维密度，三维subhalo，和弱透镜的配置文件。我们研究如何以及各种方法和示踪剂恢复$R_{\rm sp}$通过比较它与直接从粒子动力学测量的值。我们发现，估计的$R_{\rm sp}$从密度和subhalo配置文件对应于不同的基本$R_{\rm sp}$分布的粒子轨道。在低的吸积率，第二焦散出现，并可能偏差的结果。最后，我们表明，即将到来的透镜调查可能能够直接约束回溅吸积率的关系。
2019-11-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Multi-Filament Inflows Fueling Young Star Forming Galaxies
理论表明，有两种主要的吸积模式，通过这种模式，暗物质晕获得气体以形成星系并为星系提供燃料，热模式和冷模式吸积。在冷模吸积中，气体流沿着宇宙网的细丝到达光环的中心，允许有效地输送恒星形成燃料。最近，据报道，两个被类星体照亮的HI Lyman α（Lyα）发射物体具有冷旋转结构的特性（Martin等人，2015年; Martin等人，2016年）。然而，可用的空间和光谱分辨率不足以约束与连接细丝相关的径向流动。有了凯克宇宙网络成像仪（KCWI），我们现在有八倍的空间分辨率，可以检测到这些螺旋流动。为了检测这些流入，我们引入了一套模型，其中包括带状径向流，展示了它们的性能的数值模拟，表现出冷流吸积，并表明它们是一个很好的匹配KCWI速度图的两个Lyα发射体周围观察到的高红移类星体。这些多丝流入模型在运动学上隔离了对应于扩展的对流排放的径向流入区域。导出的气体流量和流入路径足以为推断的中央星系恒星形成速率和角动量提供燃料。因此，我们的运动学发射图提供了强有力的证据，表明在恒星形成的高峰期，宇宙网建筑星系的气体流入。
2019-04-26 astro-ph.GA
Evidence for an accretion origin for the outer halo globular cluster system of M31
我们使用一个新发现的球状星团的样本从泛仙女座考古调查（PAndAS）结合以前编目的对象映射的空间分布的球状星团在M31晕。在投影半径超过~30千秒差距的地方，大的相干恒星流很容易在现场区分，这些功能和球状星团的位置之间有一个惊人的相关性。采用一个简单的蒙特卡罗方法，我们测试的意义，这种关联的概率计算，它可能是由于机会对齐的球状星团顺利分布在M31晕。我们发现这种可能性的可能性很低，低于1%，并得出结论，观测到的空间重合之间的球状星团和多个潮汐碎片流的外晕的M31反映了一个真正的物理协会。我们的研究结果表明，大多数的远程球状星团系统的M31已组装作为一个结果的吸积星团轴承卫星星系。这构成了迄今为止最直接的证据，表明某些星系中的外晕球状星团种群在很大程度上是吸积的。
2010-05-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
The accretion history of dark matter halos I: The physical origin of the universal function
了解暗物质晕的普遍吸积历史是确定其结构起源的第一步。我们使用扩展的Press-Schechter形式主义，从初始密度扰动的增长率导出晕质量吸积历史。我们表明，晕质量的历史是很好地描述了指数函数的红移在高红移制度。然而，在低红移区域，质量历史遵循幂律，因为在暗能量主导的时代，由于宇宙的加速膨胀，密度扰动的增长停止了。我们提供了一个解析模型，遵循表达式$M(z) = M_{0}(1+z)^{af(M_{0})}e^{-f(M_{0})z}$，其中$M_{0} = M(z=0)$，$a$依赖于宇宙学和$f(M_{0})$只依赖于线性物质的功率谱。解析模型不依赖于数值模拟的校准，适用于任何宇宙学。我们比较了我们的模型与文献中的质量吸积历史的最新经验模型，发现非常好的协议。我们在线提供模型的数值例程。
2015-08-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Simulations of black hole fueling in isolated and merging galaxies with an explicit, multiphase ISM
我们研究气体流入到超大质量黑洞使用流体力学模拟孤立星系和理想化的星系合并与明确的，多相的星际介质（ISM）。我们的模拟使用最近发展的ISM和恒星演化模型称为恒星和多相气体在GaLaxiEs（SMUGGLE）。我们实现了一种新的超拉格朗日细化方案，增加了气体质量的分辨率在紧邻的黑洞（BH），以准确地解决气体吸积。在我们的模拟中，我们不包括黑洞反馈。我们发现，复杂和动荡的性质的SMUGGLE ISM导致高度可变的BH吸积。在SMUGGLE中BH的增长收敛于气体质量分辨率$\lesssim3\times10^3{\rm M_\odot}$。我们表明，低分辨率模拟结合超拉格朗日细化方案能够产生中心气体动力学和BH吸积率非常相似的均匀高分辨率模拟。我们进一步探索BH燃料模拟星系合并。星系之间的相互作用导致气体流入星系中心，并导致恒星的形成。黑洞附近的峰值气体密度增加了几个数量级，导致吸积增强。我们的结果支持星系合并可以触发活动星系核活动的想法，虽然瞬时吸积率强烈依赖于本地ISM。我们还表明，由SMUGGLE模型预测的BH燃料的合并引起的增强的水平是小得多的预测相比，通过模拟使用有效的状态方程模型的ISM。
2022-03-28 astro-ph.GA
The angular momentum of disc galaxies: implications for gas accretion, outflows, and dynamical friction
我们结合星系-暗物质的结构和动力学标度关系的约束条件来研究盘星系的角动量含量。对于质量在10^{11.3} < M_vir/M_sun < 10^{12.7}范围内的晕，我们发现星系的自旋参数与晕质量无关，<J '_gal> =（J_gal/M_gal）/（\sqrt{2} R_vir V_vir）= 0.019^{+0.004}_{-0.003}（1 σ）.这显著低于松弛的LCDM晕，松弛的LCDM晕具有平均自旋参数<Q '_halo> = 0.031。因此，盘状星系的比角动量与其宿主暗物质晕的比角动量之比的平均值为R_j = 0.61^{+0.13}_{-0.10}。这就对大多数（盘状）星系形成的（半解析）模型中的一个标准假设提出了质疑，即R_j=1。利用简单的盘形成模型，我们发现理解为什么Rj与晕质量无关是特别具有挑战性的，而星系形成效率（ε GF，正比于星系质量与晕质量之比）揭示了强烈的晕质量依赖性。我们认为，ε_GF，R_j和晕质量之间的经验标度关系需要两个反馈（即，星系流出）和从重子到暗物质的角动量转移（即，动态摩擦）。角动量损失效率随晕质量的增加而减小。这样的质量依赖性可能反映了对形成稳定的光盘在高质量，低自旋晕或从低质量晕冷模吸积过渡到热模吸积在大规模结束的偏见。然而，目前的流体动力学模拟的星系形成，其中应该包括这些过程，似乎无法重现的经验关系之间的ε_GF和R_j…
2012-01-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Zooming in on accretion - I. The structure of halo gas
我们使用一套高分辨率的宇宙学流体动力学“变焦”模拟研究了z=2时10^12太阳质量晕内及其周围气体的性质。我们量化的热量和动力学结构，这些气体水库的平均径向分布和角度变化沿不同的视线。随着每个晕模拟在三个级别的分辨率增加，最高达到重子质量分辨率~ 10，000太阳质量，我们研究的对流入流和准静态热晕大气的相互作用。我们强调的空间分辨率之间的差异，而不是在星系本身的晕气体，并发现流形态变得越来越复杂，在更高的分辨率，大的相干流揭示密度和温度结构在逐渐变小的尺度。此外，多种气体成分在晕内的同一半径处共存，使径向平均分析产生误导。当热的、准静态的、高熵的晕圈大气与冷的、快速流入的、低熵的吸积相互作用时，情况尤其如此。我们调查气体维里化的过程，并确定不同的制度加热的气体，因为它从星系际介质吸积。在这个质量的晕有一个明确的维里冲击，与温度和熵在~1.25 r_vir的急剧跳跃有关。然而，这个边界特征的存在、半径和径向宽度不仅在晕圈之间变化，而且还作为角方向的函数而变化，大约覆盖了4pi球体的85%。我们的研究结果是相关的，适当的解释有关的环星系介质的意见，包括大量的冷气体周围的大规模晕在中间红移的证据。
2015-03-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
The impact of feedback and the hot halo on the rates of gas accretion onto galaxies
我们调查的物理驱动气体吸积率到星系中心的暗物质晕使用EAGLE套件的流体动力学宇宙学模拟。我们发现，在红移$z{\le}2$的吸积率增加到星系的晕质量范围$10^{10}-10^{11.7}M_{\odot}$的晕质量，之间的晕质量$10^{11.7}-10^{12.7}M_{\odot}$，并再次增加更高质量的晕。然而，星系气体吸积不平坦的中间晕质量时，活动星系核反馈关闭。为了更好地理解这些趋势，我们开发了一个物理驱动的星系气体吸积的半解析模型。我们表明，扁平化是由热晕的气体冷却速率。冷却半径与维里半径之比并不像一般认为的那样随晕质量的增加而连续减小。虽然它减少到${\sim}10^{13}M_{\odot}$晕，它增加更高的晕质量，导致星系气体吸积率上升。这可能表明，在高质量晕AGN反馈是不够有效的。当没有活动星系核反馈时，热晕的密度较高，冷却半径与维里半径的比值减小幅度较小，冷却速率较高。恒星反馈效率的变化也可以增加或减少星系的吸积率。这种趋势可以用前体星系喷射出的气体的再吸积和恒星反馈对黑洞生长的抑制来解释。
2018-04-04 astro-ph.GA
One Halo, Two Boundaries: Relating Accretion Shocks and Splashback Radii in Galaxy Clusters
Indian Institute of Science Education and Research Pune（印度科学教育研究所浦那分校）；Yale University（耶鲁大学）；University of Maryland, College Park（马里兰大学帕克分校）
研究通过模拟发现星系团中溅射回边界与冲击波边界存在偏移，原因在于气体耗散能量而暗物质未受此影响。
2026-02-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Self-Similarity of the Circumgalactic Medium with Galaxy Virial Mass: Implications for Cold-Mode Accretion
本文应用晕丰度匹配方法计算了“MgII吸收星系表”（MAGIICAT，Nielsen et al.）中183个孤立星系的维里质量M_h和半径Rvir。所有星系都有光谱红移（0.1 < z < 1.1），它们的环星系介质（CGM）在投影的银河系中心距离D < 200 kpc的范围内被探测到MgII吸收。我们研究了等效宽度W（2796）和覆盖率f_c作为D、D/Rvir和M_h的函数的行为。我们发现：[1] M_h在W（2796）-D平面（4.0 sigma）上的系统偏析;与低质量晕相比，在较高D处发现高质量晕，具有较大的W（2796）。在W（2796）-D/Rvir平面上，质量偏析消失，我们发现W（2796）~（D/Rvir）^-2（8.9 sigma）; [2]在给定的D下，更高质量的晕具有更大的f_c，而在所有D/Rvir下，f_c与M_h无关; [3]在给定的D或D/Rvir内，f_c在10.7 < log（M_h/Msun）< 13.8的范围内与M_h保持恒定。综合结果表明，MgII吸收CGM与晕质量自相似，甚至在log（M_h/Msun）~12以上，理论上预测冷模吸积将被淬灭.如果理论是正确的，流出或子晕必须有助于吸收高质量的晕，低质量和高质量的晕是不可区分的，一旦碰撞参量的晕质量缩放使用镁II吸收强度。或者，数据可能表明，在大质量晕中普遍关闭冷模吸积的预测可能需要修改。
2013-06-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Hitting the Bull's-eye: The Radial Profile of Accretion and Star Formation in the Milky Way
银河系中正在进行的恒星形成需要来自吸积的持续气体燃料。先前的研究表明，矮星系的吸积可以为这一过程提供所需的气体。在这项工作中，我们调查矮星系吸积是否与在银河系中观察到的恒星形成的径向轮廓是一致的，这是强烈集中向银河系的气体盘的中心。使用现实的参数为银河系的潜力，气体晕，银河系盘，矮星系的速度，并在晕上剥离气体的阻力的影响，我们模型的半径分布在矮星系吸积到银河系盘。我们还模拟的径向分布的吸积气体冷却直接出晕通过检查最近的模拟结果。我们表明，矮星系不能复制的吸积向恒星形成所需的银河系中心的浓度。我们还表明，直接从晕冷却的云可以重现这种中心浓度，并得出结论，这种差异主要是由于两种机制之间的绝对比角动量的差异。
2009-04-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Subhalo accretion through filaments
在宇宙学模拟中，我们跟踪了星系和星系团大小的晕的亚晕轨道。我们确定周围的晕和我们用这些来定义一个样本的subhalos吸积从灯丝以及控制样本的subhalos吸积从其他方向。我们使用这些样本来研究由惯性吸积产生的卫星轨道的差异。我们的结果依赖于主机晕质量。我们发现，对于低质量，从灯丝吸积的subhalos显示$\sim10\%$较短的寿命相比，控制样品，他们表现出更径向轨道的趋势，到达晕中心区域更早，更有可能与主机合并。对于更高质量的晕，这种寿命差异消散，甚至逆转集群大小的晕。这种行为似乎与这样一个事实有关，即更多的质量主机连接到更强的细丝，具有更高的速度相干性和密度，具有稍微更多的径向次晕轨道。由于暗晕倾向于跟随暗丝的相干流，因此这种厚的暗丝可能足以保护暗晕至少在第一次下沉时不受动力摩擦的影响。我们还确定了subhalo对/团块的吸积后彼此合并。它们作为一个团只存在很短的时间，对于更高的次晕质量来说甚至更短，这表明麦哲伦云和其他本星系群卫星协会可能最近才进入MW维里半径，并且可能是第一次进入。花丝促进了附属组织的生长。
2016-05-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
The drop in the cosmic star formation rate below redshift 2 is caused by a change in the mode of gas accretion and by AGN feedback
宇宙恒星的形成率在红移z=2之后急剧下降。我们使用一个大的，宇宙学的，平滑粒子流体动力学模拟，探讨如何这种下降是有关的气体吸积的演变和外流驱动的活动星系核（AGN）。我们发现，在恒星形成率的下降如下相应的下降，在全球冷模吸积率密度到晕，但延迟的顺序气体消耗时间尺度在星际介质。在这里，我们将冷模（热模）吸积定义为被吸积的气体，其温度从未超过（确实超过）10^5.5 K。与在z~3处达到峰值的冷模吸积相反，热模继续增加到z~1，并且此后保持大致恒定。到目前为止，热模强烈主导的全球吸积率到晕。恒星的形成并不遵循热模晕吸积，因为大多数热晕气体从来没有吸积到星系上。活动星系核的反馈起着至关重要的作用，它优先阻止以热模式进入晕的气体吸积到它们的中央星系上。因此，在没有活动星系核反馈的情况下，在热模式下吸积的气体将成为恒星形成的主要燃料来源，宇宙恒星形成率的下降将不会那么陡峭。
2011-04-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
ZOMG II: Does the halo assembly history influence central galaxies and gas accretion?
星系大小的暗物质晕的增长率和内部动力学取决于它们在宇宙网中的位置。位于节点处的光环直到现在都在质量上增长，并由径向轨道控制。相反，嵌入突出的丝状体中的晕在大小上变化不大，并且主要由切向轨道控制。使用变焦流体动力学模拟，包括恒星的形成和反馈，我们研究气体如何吸积到这些不同类别的对象，为简单起见，我们配音'吸积'和'停滞'晕。我们发现，所有的晕得到一个新的供应，新的吸积气体在其内部区域，虽然这慢慢减少随着时间的推移，特别是停滞的晕。新气体的流入量总是高于（但与之相当）回收材料的流入量。总的来说，冷气体部分增加（减少）随着时间的吸积（停滞）晕。在所有的情况下，一个恒星盘和一个凸起的形式在模拟晕的中心。恒星总质量与基于丰度匹配技术的预期非常一致。中央星系的许多性质似乎与晕所处的大尺度环境无关。然而，有两个明显的例外，相对于它们的吸积对应物，星系晕是不稳定的：i）星系盘包含更古老的恒星星族; ii）它的垂直尺度高度是两倍或更多。这种增厚很可能是由于合并和近距离飞越对长寿盘的加热。
2017-05-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
The multiplicity and anisotropy of galactic satellite accretion
我们研究的发病率组和附属矮星系吸积到银河系（MW）质量晕使用两种类型的流体动力学模拟：鹰，它解决了一个大的宇宙体积，和AURIGA套件，这是非常高的分辨率放大模拟个别MW大小的晕。当今11颗最大质量的卫星主要（75%）是在单个事件中吸积的，14%是成对的，6%是三胞胎，不太可能有更高的群多重性。在较暗的卫星中，群体吸积变得更为常见，前50颗卫星中有60%是单独吸积的，12%是成对吸积的，28%是较丰富的群体。一个恒星质量与大麦云（LMC）相似的星系群平均会有15个成员的恒星质量大于$10^4{~\rm M_\odot}$。前11颗卫星中有一半是沿着两个最丰富的细丝吸积的。矮星系的吸积是高度各向异性的，优先发生在垂直于晕短轴的方向，在这个平面内，优先沿着晕长轴。卫星进入点倾向于与现在的中央星系盘和卫星平面对齐，但程度低于晕的形状。成组或沿着最丰富的暗条增生的矮星，其进入点与主晕的对齐程度甚至比整个卫星群更大。我们还发现，大多数卫星作为一个单一的群体或沿着一个单一的灯丝吸积是不太可能解释卫星MW盘。
2018-02-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Disentangling the dark matter halo from the stellar halo
银河系和仙女座星系的外晕包含了关于它们的组装和形成历史的重要信息，就像它们中心的圆盘的属性一样。在本文中，我们已经使用了约束本地UniversE模拟项目解开恒星和DM组件的三个星系，类似的MW，M31和M33使用DM只有DM和DM +气体动力学模拟。在子结构中吸积然后剥离的恒星遵循与剥离DM完全不同的径向分布：恒星晕比DM更集中。为了理解相同的物理过程如何导致不同的z=0径向分布，我们研究了每个剥离粒子吸积时的电势。我们发现，恒星粒子比DM系统地处于更高的电势，使它们更难剥离。然后，我们寻找了一个阈值的潜力吸积粒子[th]，DM粒子的行为作为恒星粒子。我们发现这样一个阈值在>16 μ_{subhalo}，其中μ_{subhalo}是吸积时在subhalo边缘的电势。因此，一个简单的规则，如选择粒子根据其潜力吸积是能够重现的影响，复杂的物理恒星形成的恒星分布。这一数值模拟结果再现了恒星晕，精确度在2%以内。利用DM粒子作为恒星代表的研究无疑会错误地计算它们的径向分布和结构，除非根据它们在吸积时的势能来选择粒子。此外，我们还研究了吸积后剥离给定恒星或DM粒子所需的时间。我们发现，由于其较高的结合能，恒星需要更长的时间被剥离比DM。因此，被剥离的DM晕比被剥离的恒星晕要老得多。
2011-07-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Vast Polar Structure of the Milky Way and Filamentary Accretion of Sub-Halos
银河系（MW）被许多卫星天体所包围：矮星系、球状星团和破裂系统流。它们一起形成了一个巨大的极区结构（VPOS），一个薄的平面，扩展到银河系中心的距离高达250 kpc。卫星星系的轨道方向和流与VPOS的优先排列表明物体在结构内轨道。这种强的相空间相关性与基于冷暗物质宇宙学（LCDM）的结构形成模拟的预期不一致。沿着暗条的次晕的增生被认为是各向异性分布的起源。我们已经使用高分辨率宇宙学模拟的结果测试了这种情况，发现它无法解释MW卫星轨道的大程度相关性。因此，最好寻找其他解释。潮汐矮星系（TDGs）是由相互作用星系的碎片形成的，是VPOS的一种非常自然的形成过程。如果一些MW卫星确实是TDG，错误地解释它们来追踪MW晕的暗物质子结构将显着增强已经困扰LCDM模型的“小尺度”问题。
2012-11-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gas accretion from halos to disks: observations, curiosities, and problems
从宇宙网到星系晕，最终到星系盘的气体吸积是现代宇宙学模型的预测，但很少直接观察到，也很少以恒星形成的预期速度观察到。在这里，我们说明了可能的大规模宇宙HI吸积到附近的矮星暴星系IC 10，观察与VLA和GBT。我们还认为，宇宙吸积是其他矮星系的星爆区的金属丰度急剧下降的起源，与10米GTC观察。最后，我们对正常矮不规则星中宇宙吸积的重要性提出了质疑，最近对它们遥远的外部区域的研究认为没有必要或没有证据表明持续的气体积累。
2015-11-18 astro-ph.GA
Constraining the Milky Way Halo Accretion History With Simulated Stellar Halos: Designing the HALO7D-X Survey
本文设计了HALO7D-X巡天，结合HST、Gaia和Keck数据观测银河系恒星晕，并利用Bullock和Johnston模拟晕证明可通过可观测量相似性约束前身卫星的质量分布和吸积时间线，从而揭示银河系恒星晕形成历史。
2025-07-07 astro-ph.GA stat.AP
Accretion History of the Milky Way Dark Matter Halo and the Origin of its Angular Momentum
在邻近星系的引力场模型中，进入银河系和大麦哲伦云的暗物质流产生了银河系暗物质晕的生长历史，最终的角动量大致在观测方向上，它在大麦云周围产生了类似于麦哲伦流的暗物质流。
2014-08-25 astro-ph.GA
The information content of stellar halos: Stellar population gradients and accretion histories in early-type Illustris galaxies
星系外围的长动力学时间尺度保存了它们吸积历史的信息内容，例如以恒星星族梯度的形式。我们提出了一个详细的分析的统计上有代表性的样本的早期类型的星系从Illustris模拟的恒星晕属性，并表明，恒星星族梯度在大半径确实可以用来推断星系吸积历史的基本属性。我们测量的金属丰度，年龄和表面亮度分布在静止的插图星系范围从$\mathrm{M}_\star = 10^{10} - 2\times 10^{12}\;\mathrm{M}_\odot$，并表明，他们是在合理的协议与观测。在固定的质量，星系吸积很少的恒星晕材料往往有陡峭的金属丰度和表面亮度轮廓之间的2 - 4有效半径（R $_e$）比那些吸积分数较大。从z = 1到现在，恒星晕中的金属丰度和表面亮度的轮廓通常变平。这表明，恒星吸积到恒星晕往往会使金属丰度和表面亮度轮廓变平，这是由恒星晕中两个梯度之间的紧密相关支持的。我们发现没有统计证据的附加信息内容有关的吸积历史恒星晕金属丰度轮廓以外的表面亮度配置文件。恒星晕中的年龄梯度似乎对星系吸积历史不敏感，并且所研究的恒星星族梯度都与平均合并质量比没有强相关性。未来的观测，达到星系外的大半径将有最好的潜力来约束星系吸积的历史。
2016-09-30 astro-ph.GA
The impact of stellar and AGN feedback on halo-scale baryonic and dark matter accretion in the EAGLE simulations
我们使用的EAGLE套件的流体动力学模拟分析吸积率（及其组成通道的故障）到晕在宇宙时间，比较重子和暗物质（DM）的行为。我们还研究了次网格重子物理对晕尺度流入的影响，特别是模拟辐射冷却的后果，以及来自恒星和活动星系核（AGN）的反馈。我们发现，在固定质量的晕重子分数的变化（特别是他们的环银河系中的气体含量）是非常好的相关性的重子分数的吸积物质的变化，我们表明，在低质量的晕，$M_{\rm halo}\lesssim10^{11.5}M_{\odot}$的恒星反馈严重抑制。分解成第一个入口，回收，转移和合并组件的吸积率，我们表明，重子是更有可能顺利吸积比合并时相比，DM，发现（平均跨晕质量）合并的贡献$\approx6\%$重子，和$\approx15\%$ DM在$z\approx0$。我们还表明，故障流入到不同的渠道是强烈依赖于次网格物理，特别是循环吸积（吸积物质，以前已从祖晕喷射）的贡献。我们的研究结果突出了重子反馈在调节星系和晕演化中的双重作用：（i）直接从晕中去除气体，（ii）抑制气体流入晕。
2020-08-05 astro-ph.GA
Quantifying the Smoothness of the Stellar Halo: A Link to Accretion History
我们调查的效用的三维两点关联函数（3D 2PCF）在量化的子结构在银河系的恒星晕，特别是作为一种手段，约束吸积历史的银河系。我们使用来自两次不同巡天的天琴座RR变星作为银河系恒星晕结构的示踪物。我们将这些数据集中的3D 2PCF测量结果与Bullock和Johnston（2005）的一套恒星晕形成模拟进行比较。虽然有一些解释的空间，但我们发现结构的数量与模拟大致一致，同时在内晕和小尺度下比平均水平更平滑。这表明了一个更好的吸积历史场景，在这个场景中，银河系的恒星晕在大约8千兆年前获得了大部分质量，并且从那以后一直处于静止状态。最后，我们讨论了统计工具的前景，如2PCF在盖亚时代的银河考古学。
2018-04-24 astro-ph.GA
Gas Accretion and Angular Momentum
在这一章中，我们回顾了气体吸积的角动量的收购，在星系和它们的气体晕的作用。我们首先讨论角动量在暗物质晕，潮汐扭矩理论和合并的重要性进行了简要的回顾，然后在这个框架内，假设晕气体冲击热的维里温度的晕，以下相同的自旋分布的暗物质晕冷却到晕的中心，形成一个星系有一个典型的图片星系形成的讨论。在最近的观测证据表明存在的高角动量气体的星系晕的背景下，我们回顾最近的宇宙学流体动力学模拟，已经开始强调的作用，“冷流”吸积-各向异性气体吸积沿宇宙细丝，不冲击热下沉到中央星系。我们讨论了这些模拟的影响，回顾了一些最近的发展在文献中，并建议修订的正则模型，因为它涉及到预期的角动量含量的气体晕星系周围。
2016-12-01 astro-ph.GA
Shrinking Galaxy Disks with Fountain-Driven Accretion from the Halo
大多数星系中的恒星形成需要宇宙气体吸积，因为与哈勃时间相比，气体消耗时间很短。这种吸积可能来自于卫星碎片、冷流和热晕气体在冷盘界面的凝结，也许还得到了星系喷泉的帮助。一般来说，吸积物的比角动量与接收它的盘的部分不同，即使气体来自附近的晕。然后，随着时间的推移，气盘会膨胀或收缩。在这里，我们表明，在喷泉模型中的恒星形成率成正比的速率的晕气体的冷凝将保持一个初始的形状，如指数，缩小规模的长度，留下一个恒星盘与稍陡的轮廓的年轻恒星附近的中心。对于大多数星系来说，这个过程是缓慢的，产生了难以察觉的径向速度，它可能由其他扭矩主导，但它对蓝色致密矮星来说可能很重要，因为它们的内部恒星盘往往具有大而不规则的气体储存和陡峭的蓝色轮廓。
2014-11-02 astro-ph.GA
Magnetically elevated accretion disks in active galactic nuclei: broad emission line regions and associated star formation
我们建议，吸积盘燃料的活动星系核的支持垂直对重力的强大的环形（$ϕ-$方向）磁场，自然发展的结果，吸积盘发电机。磁压将携带$R$吸积流的大部分气体提升到大高度$z > 0.1 R$和低密度，同时在赤道周围留下一个包含大部分质量的薄致密层--但贡献很少的吸积。我们表明，这样的磁盘模型自然会导致形成一个广泛的发射线区域，通过热不稳定性。外推到更大的半径，我们表明，当地的引力不稳定性和相关的恒星形成强烈抑制AGN的标准磁盘模型相比，虽然在赤道区的恒星形成预测足够高的质量供应率。因此，这类新的吸积盘模型似乎能够解决活动星系核燃料理论中两个长期存在的难题：宽发射线区域的形成和抑制碎裂，以抑制所需的吸积速率。我们表明，在银河系中心形成的恒星盘几百万年前可能是由于磁吸积事件在$> 0.1$的爱丁顿极限。
2016-09-29 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
A Deep Chandra View of Abell 2597: Bubbles, Shocks, Cold Fueling, and a Plasma Depletion Layer
University of Manitoba（曼尼托巴大学）；U.S. Naval Research Laboratory（美国海军研究实验室）；National Centre for Nuclear Research（国家核研究中心）；Institute of Astronomy, University of Cambridge（剑桥大学天文研究所）；Tata Institute for Fundamental Research（塔塔基础研究所）；NASA Goddard Space Flight Center（NASA戈达德太空飞行中心）；ICRAR, University of Western Australia（西澳大利亚大学星际计算与相对论天体物理研究中心）；Ashoka University（阿肖卡大学）
本研究结合钱德拉深度X射线及多波段存档数据，分析冷核星系团阿贝尔2597的AGN反馈过程，发现反复射电爆发特征与等离子体耗尽层，证实混沌冷吸积支撑自调节反馈循环。
2025-11-17 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Gas Accretion History of Low Mass Halos within the Cosmic Web from Cosmological Simulations
利用高分辨率的流体动力学宇宙学模拟，我们研究了位于类场低密度环境中的低质量晕的气体吸积历史。我们跟踪他们的演变分别从早期，前再电离时代，通过再电离，并超越，直到$z=0$。在再电离之前，低质量的晕以非常快的速度吸积冷的宇宙网气体，通常达到它们所拥有的最高气体质量。但是当再电离发生时，我们看到几乎所有的晕都失去了大量的气体含量，尽管有些反应比其他反应慢。我们发现，响应率的影响晕质量的第一，其次是由其内部的气体密度在再电离的时代。再电离也使宇宙网气体完全电离z $\sim$ 6。因此，最低质量的晕（$\sim$ 10 $^6~h^{-1}$ M $_\odot$在$z=6$）再也不能从宇宙网中重新吸积气体，到了$z\sim5$，所有内部气体都被电离掉了，导致恒星形成在这个时期停止。然而，更大质量的晕可以从它们的气体质量损失中恢复过来，并重新吸积电离的宇宙网络气体。我们发现这种再吸积的效率是晕质量的函数，其次是当地周围的气体密度。更接近宇宙网络结构的晕可以更快地吸积密度更大的气体。我们发现，我们的低质量晕有一个快速，致密的气体吸积的甜蜜点，距离我们的样本中最大质量的晕（$>$ 10 $^8~h^{-1}$ M $_\odot$）大约1-5维里半径，因为这些往往深深地嵌入在宇宙网络中。
2019-12-10 astro-ph.GA
Tracing the cosmological origin of gas that fuels in situ star formation in TNG50 galaxies
本研究利用TNG50模拟及拉格朗日示踪粒子，追踪星系原位恒星形成气体的宇宙学起源，揭示了不同质量暗晕的原位恒星组装时序、拉格朗日区域演化及吸积模式差异。
2025-02-28 astro-ph.GA
Reconstructing the Accretion History of the Galactic Stellar Halo from Chemical Abundance Ratio Distributions
在过去的二十年中，晕星的观测研究已经对吸积矮星系对银河系恒星晕的贡献的数量和性质进行了一些限制，通常利用恒星相空间信息来识别最近的晕吸积事件。在这项研究中，我们测试的前景，使用2-D化学丰度比分布（CARDs）中发现的恒星晕的恒星，以确定其形成历史。首先，我们使用模拟数据从11个“MW样”晕生成卫星模板集的2-D CARD的吸积矮卫星，其中包括从各种质量制度和时代的吸积矮星。接下来，我们从这11个晕中随机抽取恒星化学丰度比（[ $α$ /Fe]，[Fe/H]）的$\sim10^{3-4}$模拟观测样本，为我们的CARD生成潜在密度样本，以便在我们的分析中与我们的模板进行比较。最后，我们使用的期望最大化算法来获得吸积的历史中使用的卫星模板集（STS）和样本大小。对于某些STS使用，我们通常可以确定所有吸积卫星的相对质量贡献在2倍之内。我们还发现，这种方法是特别敏感的老吸积事件涉及低亮度的矮星，如超暗矮星-正是那些事件太古老，被看到的恒星的相空间研究和太暗，被看到的早期宇宙的高z研究。由于我们的结果只利用两个化学维度和不久的将来的调查承诺提供$\sim6-9$尺寸，我们的结论是，这些新的高分辨率光谱调查的恒星晕将使我们能够恢复其吸积历史-和亮度功能的矮星系-整个宇宙的时间。
2015-01-28 astro-ph.GA
A 1-dimensional hydrodynamic model for accretion, cooling and heating of gas in dark matter halos from $z=6$ to $z=0$
本文研究了$z=[0,6]$红移下暗物质晕中热气体演化的理想一维模型。我们介绍了一个数值设置，将宇宙吸积气体，随着增长的晕，根据Van den Bosch模型的平均增长的晕作为宇宙时间的函数。我们发展一维拉格朗日壳与辐射冷却的气体和加热由于反馈气体冷却和移动的中心。一个简单的Bondi吸积模型的中心黑洞是用来包括反馈加热。该装置捕捉到了球对称吸积到晕上的一些关键特征：在$r_{200}$之外形成维里激波，以及以冷却和加热循环的形式存在的长期热平衡。在$z=6$初始晕外的气体密度，受到无辐射演化维里半径内重子分数几乎总是等于普适值的限制。在$40$ kpc范围内的冷相中的总质量（取为$\sim 10^4$ K）被追踪为晕质量和红移的函数。我们比较观察到的恒星质量与晕质量关系的冷气质量的演变，然后，我们可以约束不同的晕质量和红移所需的反馈能量。我们还比较和匹配的热气密度和温度分布，我们最大的质量晕观察到的红移$2$的集群。因此，我们的模型是一个改进的半解析模型，其中等温条件和$ρ\propto r^{-2}$假设。
2019-02-25 astro-ph.GA
The build-up of the cD halo of M87 - evidence for accretion in the last Gyr
我们提出的运动学和光度证据吸积事件的晕中的cD星系M87在最后的Gyr。利用M87晕中约300个行星状星云（PN）的速度，我们在PN相空间中发现了一个类似人字形的子结构。我们实现了一个概率高斯混合模型，以确定属于V形的PN。通过对M87深V波段图像的分析，我们发现与人字形相关的PN密度最高的区域是可见光下的冠状子结构。我们将N_（PN，sub）=54分配给亚结构，它沿长轴延伸超过~50 kpc，在那里我们还观察到椭圆度轮廓的径向变化和颜色梯度。亚结构在半径为70 kpc的20 kpc x 60 kpc区域具有最高的表面亮度。在该区域中，它导致表面亮度增加> 60%。吸积事件与一个V波段光度L=2.8 \pm 1.0 x 10^9 L_（太阳，V），颜色（B-V）=0.76 \pm 0.05，恒星质量M=6.4 \pm 2.3 x 10^9 M_太阳的祖先星系相一致。这个前身星系的吸积导致了M87在最后一个Gyr的外晕的重要修改。它本身就是强有力的证据，表明星系的cD晕是通过星系等级演化模型预测的较小星系的吸积而增长的。
2015-06-08 astro-ph.GA
Origin of the Galactic Halo: accretion vs. in situ formation
我们测试的假设，我们的银河系的经典和超微弱的矮球状卫星的星系晕的积木通过比较他们的[O/Fe]和[Ba/Fe]与[Fe/H]模式与观察到的星系晕恒星。当[Fe/H] > -2 dex时，[O/Fe]比与观测到的星系晕星丰度比有很大的偏差，而当金属丰度较低时，两者有重叠。另一方面，对于中子俘获元素，这种差异在所有金属丰度上都有所扩大，这表明晕中的大多数恒星可能是在原地形成的。我们提出了一个模型的结果，考虑到从矮卫星剥离的富集气体的化学演化的星系晕的影响。我们发现，由此产生的晕星的化学丰度取决于所采用的下降时间尺度，并在气体中存在一个阈值恒星形成。
2017-07-25 astro-ph.GA
