Accurate Analytic Mass-Scale Relations for Dark Matter Haloes of all Masses and Redshifts
CUSP是一个强大的形式主义，恢复，从第一性原理和没有自由参数，所有的宏观性质的暗物质晕在宇宙学N体模拟中发现，并揭示其特征的起源。由于它不受模拟的限制，它涵盖了整个质量和红移范围。在本论文中，我们使用CUSP计算的质量尺度关系举行的晕密度分布拟合到通常的NFW和Einasto函数在最相关的宇宙学和最常见的质量定义。我们澄清了这些关系的起源，并提供准确的解析表达式举行的所有质量和红移。这些表达式的性能相比，以前的模型和质量浓度关系跨越20多个数量级的质量在$z=0$在最近的模拟中获得的100 GeV的WIMP宇宙。
2023-03-06 astro-ph.CO
An Accurate Comprehensive Approach to Substructure: III. Masses and Formation Times of the Host Haloes
本文对暗物质晕的亚结构进行了全面的研究。在第一篇论文中，我们导出了吸积子晕的径向分布和质量函数（MF）（与主晕的半径和质量成比例），并表明它们基本上是普适的。然而，对于剥离的次晕，情况并非如此，这取决于晕质量和组装历史。在论文II中，我们在纯粹吸积晕的最简单情况下导出了后一种性质。在这里，我们将研究扩展到遭受重大合并的普通晕。在显示子结构的所有属性编码的平均截断原始subhalo质量比配置文件后，我们证明了subhalo MF对晕质量的依赖性来自于它们的质量依赖性浓度，而subhalo径向分布的形状取决于主机晕的最后一次重大合并的时间。在这个意义上，后者比前者更能反映晕的形成时间。不幸的是，这是不是卫星的径向分布的情况下，因为这种配置文件基本上是断开从subhalo剥离和吸积subhaloes的属性是独立的晕形成时间。
2022-01-10 astro-ph.CO
The impact of reionization on the formation of supermassive black hole seeds
直接坍缩黑洞（DCBH）是由早期宇宙中原子冷却的原始气体坍缩形成的，是超大质量黑洞种子的有力候选者。DCBH被认为是在存在强分子解离的莱曼-沃纳（LW）辐射场的情况下在原子冷却晕中形成的。在这种情况下，恒星形成星系可能是LW辐射的来源，来自这些星系的电离辐射可能伴随着LW辐射。我们目前的宇宙学模拟解决的原始气体坍缩成一个原子冷却晕，包括LW和电离辐射的影响。我们发现，在气体没有自屏蔽电离辐射的情况下，坍缩可以延迟约2500万年。当电离的气体确实坍缩时，存在的自由电子催化H2的形成。反过来，H2冷却在晕的中心变得有效，并且防止了DCBH的形成。然而，我们强调，在许多情况下，气体坍缩成原子冷却晕在高红移是自屏蔽电离辐射。因此，只有在一小部分这样的晕中，DCBH的形成由于再电离而被阻止。
2015-10-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Typical density profile for warm dark matter haloes
利用Salvador-Solé等人（2012）最近提出的（自下而上）层次晕生长模型，我们推导出了具有两种不同质量的非热无菌中微子的和谐暖暗物质（ΛWDM）宇宙学中具有多个相关质量的晕的典型球平均密度分布。预测的密度分布在小半径处变得平坦，正如从光谱截止的影响所预期的那样。核心不能解决，但是，因为非零粒子速度产生的最小质量的原晕在小节点，这在相应的半径无效的模型的碎片。
2012-07-09 astro-ph.CO
Orbital parameters of infalling satellite haloes in the hierarchical $Λ$CDM model
本文给出了质量范围为$10^{12}-10^{14}$ M $_\odot$的$Λ$ CDM晕坠落卫星的轨道参数分布，它代表了宿主晕内部子结构随后演化的初始条件。我们使用合并树构造在一个高分辨率的宇宙学N体模拟跟踪卫星晕，并确定的时间。我们发现显着的趋势与主机晕质量和卫星的主机晕质量的比例的轨道参数的分布。对于所有的主机晕质量，卫星的落质量是一个较大的分数的主机晕质量有更多的偏心，径向偏置的轨道。在固定的卫星与宿主晕质量比，高质量的晕偏向于吸积卫星上稍微更径向轨道。为了充分表征轨道分布，需要拟合两个选定的轨道参数（例如径向和切向速度或能量和角动量）的相关二元分布。我们提供了简单的适合一个选择的二元分布，当忠实地转换，捕捉任何预测的一维分布的行为。
2015-01-27 astro-ph.CO
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
Breaking down the link between luminous and dark matter in massive galaxies
本文研究了帕洛玛天文台宽视场红外巡天中恒星质量M*>10^10Msol的星系在红移0.4<z<2.0时的成团情况。我们研究了这些恒星质量选定的样本的集群作为红移和恒星质量的函数的属性，并发现，具有高恒星质量的星系有一个渐进的更高的集群强度比星系具有较低的恒星质量。我们还发现，在一个固定的恒星质量范围内的星系有一个较高的集群强度在较高的红移。我们进一步估计这些恒星质量的选定星系的暗物质晕的平均总质量。对于我们样本中的所有星系，恒星质量与总质量的比值总是低于普适重子质量分数，恒星质量与总质量的比值与中心星系的晕质量密切相关，因此质量更大的晕以恒星的形式包含更低的质量分数。剩余的重子质量部分包含在这些晕中的卫星星系内的恒星中，并作为弥漫的热和温暖的气体。我们还发现，在一个固定的恒星质量，恒星的总质量比增加在较低的红移。这表明，恒星质量固定的星系形成较晚的低质量暗物质晕，而较早的大质量晕。我们将此解释为“光环缩小”效应。
2011-02-24 astro-ph.CO
The abundance of (not just) dark matter haloes
利用GIMIC计划的一对高分辨率宇宙学模拟，研究了Lambda CDM宇宙学中重子对结构和子结构丰度的影响。两个模拟都使用相同的初始条件，但是一个只包含暗物质，另一个也包含重子。我们发现，与纯暗物质模拟相比，气体压力、再电离、超新星反馈、剥离和截断吸积系统地降低了总质量和结构丰度，使其低于~10^12太阳质量。考虑到这一点，并采取适当的检测阈值降低了观测到的星系的丰度与最大圆周速度低于100公里/秒，显着减少报告之间的差异Lambda CDM和测量的HI速度函数的ALCAFA调查。我们还表明，恒星质量在10^5 ~ 10^7太阳质量之间的星系，其恒星质量与总质量的比值增加了约2倍，这是根据（次）晕质量函数与观测星系质量函数的丰度匹配推断出来的。此外，我们发现，低质量的subhaloes的一个重要部分是完全没有恒星。考虑到10^10太阳质量以下的暗晕的存在，进一步减少了可观测天体的丰度，并导致在10^9 - 10^10太阳质量的晕中星系的恒星与总质量比的推断增加了2 - 10倍。这在很大程度上调和的丰度匹配结果与个别矮星系的运动学在λ-CDM。我们提出了近似修正的对象的质量来自纯暗物质计算占重子效应。
2013-04-24 astro-ph.CO
Statistical properties of filaments in weak gravitational lensing
我们通过大宇宙学$N$体模拟研究了连接星系团的细丝的弱透镜性质。我们从模拟中选取了4639个质量大于$10^{14}h^{-1}\mathrm{M}_\odot$的晕对，并利用光线追迹模拟研究了两个晕之间的暗物质分布。为了对候选细丝进行分类，我们估计收敛曲线并进行曲线拟合。我们发现，晕之间的物质分布可以被分类在一个平面的拟合参数，这使我们能够选择直丝的光线跟踪模拟。我们还调查了这些细丝的统计特性，发现它们与以前的研究是一致的。我们发现晕对的$35\%$具有直丝结构，其$4\%$可以在弱透镜作用下直接在$S/N\geq2$上检测到。此外，我们还研究了暗条边缘晕的统计特性。我们发现，晕是优先延长沿冠状结构，并与增加的灯丝质量质量较小。然而，这些晕性质的直丝质量的依赖性是非常弱的。
2014-03-26 astro-ph.CO
Clustering properties of galaxies selected in stellar mass: Breaking down the link between luminous and dark matter in massive galaxies from z=0 to z=2
我们研究了从帕洛玛天文台宽视场红外巡天中选取的恒星质量M*> 10^10 M（太阳）的18,482个星系在红移0.4<z<2.0时的成团情况。我们研究这些恒星质量选择的样本作为红移和恒星质量的函数的聚类特性，并讨论了测量的聚类强度的影响，他们可能的晕质量。我们发现，具有高恒星质量的星系有一个逐步更高的集群强度，和振幅，比星系较低的恒星质量。我们还发现，在一个固定的恒星质量范围内的星系有一个较高的集群强度在较高的红移。我们进一步使用我们测量的聚集强度，结合Mo & White（2002）的模型，来确定这些星系的暗物质晕的平均总质量。我们的结论是，在我们的样本中的所有星系的恒星质量总质量比总是低于普遍重子质量分数。使用我们的研究结果，并从文献汇编，我们还表明，有一个很强的相关性之间的恒星质量总质量比和派生晕质量的中心星系，这样，更大的质量晕包含一个较低的分数，其质量的形式在我们的整个红移范围内的恒星。对于质量M（晕）> 10^13 M（太阳）的晕中的中心星系，我们发现这个比值<0.02，比普遍的重子质量分数低得多。我们表明，剩余的重子质量部分包括在这些晕中的卫星星系内的恒星，并作为弥漫的热和温暖的气体。我们还发现，在一个固定的恒星质量，恒星的总质量比增加在较低的红移。这表明，恒星质量固定的星系形成较晚的低质量暗物质晕，而较早的大质量晕。我们将其解释为“晕圈缩小”效应，然而，这种演变的一…
2010-03-14 astro-ph.CO
The formation of massive black holes in z~30 dark matter haloes with large baryonic streaming velocities
红移z > 6的~10^9 Msun类星体超大质量黑洞（BH）的起源仍然是一个理论难题。一种可能性是，它们是由原始的、原子冷却的（温度T ~ 8000 K; PAC）气体的“直接坍缩”中形成的~10^5兆太阳质量的黑洞形成的，由于缺乏分子氢和金属，这些气体没有碎裂形成普通的恒星。我们提出重子流-宇宙重组中气体相对于暗物质的残余相对运动-为建立直接坍缩的必要条件提供了一种自然的机制。这种效应通过抑制气体进入暗物质晕而延迟了第一批恒星的形成;超过均方根值两倍的流速可以阻止恒星的形成，直到晕维里温度Tvir ~ 8000 K。由此产生的PAC气体可以通过文献中提出的任何机制继续形成大量的BH，以在没有紫外背景的情况下诱导直接坍缩。这种情况下产生的晕包含PAC气体的特征红移z ~ 30。它可以解释z = 6时最明亮的类星体的丰度，无论直接坍缩是否发生在几乎所有或不到1%的PAC晕中。
2014-01-07 astro-ph.CO
Masses and Accretion Rates of Supermassive Black Holes in Active Galactic Nuclei from the INTEGRAL Survey
本文对INTEGRAL天文台在银道面外（|b| > 5度）硬X射线能带（17-60 keV）观测到的活动星系核（z<0.15）附近的68个超大质量黑洞（SMBH）的质量进行了估算。SMBH质量与（1）恒星核球的红外光度（来自2 MASS数据）和（2）宽发射线的特征（来自RTT-150数据）之间的众所周知的关系已经被使用。与更准确的SMBH质量估计的混响映射技术和直接的动态测量的比较也取得了几个对象。从与隆起光度的相关性中得到的SMBH质量比其他方法的估计要系统地高。对所有活动星系核，都发现了辐射光度与临界爱丁顿光度的比值。对于绝大多数对象，它的范围从1%到100%。
2012-10-23 astro-ph.CO
The enrichment history of cosmic metals
我们使用一套宇宙学，流体动力学模拟来研究宇宙的化学富集历史。具体来说，我们追溯了金属的起源，以调查各种气相何时富集以及晕质量。我们发现，金属的年龄随着它们最终所处气体的密度而急剧下降。至少有一半的金属存在于红移为零（2）的弥散星系际介质（IGM）中，是从红移为二（3）以上的星系中喷射出来的。最后含有金属的晕的质量随着气体密度的增加而迅速增加。超过一半的星系际金属是由总质量小于1e11太阳质量和恒星质量小于1e9太阳质量的晕喷出的。在IGM较热的部分，有助于富集的晕质量范围较宽。通过结合“何时”和“由什么”方面的富集历史，我们表明，金属居住在较低密度的气体通常喷出较早，质量较低的晕。
2010-07-06 astro-ph.CO
Merger rates of dark matter haloes: a comparison between EPS and N-body results
我们使用扩展的Press-Schechter近似（EPS）计算了球形坍缩（SC）和椭球坍缩（EC）模型下暗物质晕的合并率。合并率已计算质量范围在$10^{10}M_{\odot}\mathrm{h}^{-1}$到$10^{14}M_{\odot}\mathrm{h}^{-1}$和红移范围在0到3的$z$，并已与其他作者提出的合并率进行了比较，以适应N体模拟的结果。这里提出的详细比较表明，分析模型和N体模拟之间的协议取决于至关重要的后裔晕的质量。在一定的质量和红移范围内，SC和EC模型都能得到满意的N体模拟结果，但在其他情况下，两种模型都不能得到满意的结果，甚至是很差的近似结果。我们表明，通过研究参数的问题，一个分歧-如果它出现-并不取决于参数的值，但在一种特定的解决方案用于分配的祖先或EPS方法的性质。进一步的研究将有助于提高我们对暗物质晕形成过程的理解。
2012-08-02 astro-ph.CO
Do Nuclear Star Clusters and Supermassive Black Holes Follow the Same Host-Galaxy Correlations?
最近的研究表明，有核星团的质量与其宿主星系之间存在很强的相关性，这是超大质量黑洞（SMBH）与其宿主星系之间已知相关性的延伸。通过关注具有确定的黑洞和核星团质量的盘星系，我们认为，毕竟没有一个普遍的“中心大质量物体”的相关性：仔细的分析表明，虽然SMBH与凸起组件的恒星质量相关性更好，核星团显然与星系总恒星质量相关性更好。
2010-02-07 astro-ph.CO
On the algorithms of radiative cooling in semi-analytic models
我们研究了七个半解析模型（SAM）的星系形成，包括一个新的模型，我们在本文中提出的多辐射冷却算法的行为。我们使用没有反馈的模型版本，并将其应用于宇宙学背景下生长的暗物质晕，其最终质量范围从10^{11}Msun到10^{14}Msun。首先，使用简化的平滑增长的晕模型，我们证明了不同的算法预测的冷却速率和最终的冷气质量，相差约5倍的大质量晕（>10^{12}Msun）。该算法是在更好的协议，为质量较小的晕，因为他们有效地冷却，因此，他们的冷却速率在很大程度上是由晕吸积率的限制。然而，对于质量较小的晕，所有的SAM预测的冷却比相应的一维流体动力学模型。其次，我们利用并合树研究了暗物质晕中心星系的气体吸积历史。包含合并改变了冷却历史的晕锁定气体在星系内的小晕在早期。对于现实的晕模型，由算法预测的冷气体质量的色散是0.5德克斯为高质量的晕和0.1德克斯为低质量的晕，而吸积率的色散是大约两倍大。与宇宙学SPH模拟相比，我们发现大多数SAM系统地低估了低质量晕的气体吸积速率，但高估了大质量晕的气体吸积速率。虽然这些模型都包含了“快”和“慢”两种吸积模式，但两种吸积模式之间的转换在模型之间存在差异，并且与模拟结果也不同。最后，我们构建了一个新的模型，明确纳入冷晕气体来说明这样一类模型可以更好地匹配宇宙学流体动力学模拟的结果。
2011-09-28 astro-ph.CO
The Growth of the Stellar Seeds of Supermassive Black Holes
对于十亿太阳质量的黑洞（BH）的起源，最有希望的解释之一是，质量大于10，000太阳质量的超大质量恒星（SMS）坍缩形成种子黑洞，并从中生长。在这里，我们回顾了最近的理论进展，为这种情况提供了支持。首先，如果原始原星系的核心有足够高的气体吸积速率，那么无论是恒星表面发出的高能辐射还是恒星的有限寿命都不能阻止它们成长到超过100，000太阳质量的质量。其次，最近的宇宙学模拟表明，为了达到如此高的吸积率，可能需要高通量的分子解离辐射，这在早期宇宙中可能比以前认为的更常见。我们的结论是，大多数超大质量黑洞可能起源于高红移的SMSs。
2012-06-25 astro-ph.CO
The properties of warm dark matter haloes
暗物质的基本粒子候选者，如无菌中微子，表现为温暖的暗物质（WDM）。对于质量为keV的粒子，自由流在对应于矮星系的尺度上产生线性波动功率谱的截止。我们调查WDM晕和subhaloes在这些尺度上的丰度和结构，使用高分辨率的宇宙学N体模拟银河系晕的质量类似的银河系。在大于自由流截止的尺度上，初始条件与Springel等人先前模拟的冷暗物质（CDM）晕之一具有相同的功率谱和相位，作为Virgo财团Aquarius项目的一部分。我们已经模拟了四个晕WDM粒子质量在1.4-2.3keV的范围内，对于一种情况下，我们已经进行了进一步的模拟在不同的分辨率。在N体模拟中，功率谱截止被分辨出来，这是已知的，在细丝中进行人为的碎裂，产生虚假的团块，对于小质量（在我们的情况下小于10^7兆太阳），这些团块的数量超过了真正的晕。我们已经开发了一个强大的算法来识别这些虚假的对象，并将它们从我们的光环目录中删除。我们发现，当质量小于10^9 Msun时，相对于CDM情况，WDM次晕质量函数被抑制了一个数量级以上。要求至少有尽可能多的subhaloes有观测到的卫星在银河系中导致一个保守的下限（热当量）WDM粒子质量约1.5 \rmn{keV}。WDM晕和次晕具有尖点密度分布，可以用NFW或Einasto剖面很好地描述。它们的中心密度较低的WDM粒子质量和我们所考虑的模型都没有遭受的“太大而不能失败”的问题，…
2014-05-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark haloes as seen with gravitational lensing
暗物质是星系的一个重要组成部分，这一点早在早期就被肯·弗里曼自己认识到了！暗物质晕的证据仍然是间接的，基于对气体和恒星等示踪剂运动的分析。从某种意义上说，可见星系是我们研究暗物质的一个面具。光线对引力场也很敏感，暗晕会引起可观测到的引力透镜效应。有三种制度：微透镜（探测暗物质晕的团块）、强透镜（对内部质量分布敏感）和弱透镜（可以探测距离中心100千秒差距的晕）。这篇评论将集中在弱透镜，并描述了一个新的调查，千度调查（KiDS），旨在研究星系晕的质量，范围和形状作为环境，星系类型和红移的函数。
2010-09-17 astro-ph.CO
The growth of galactic bulges through mergers in LCDM haloes revisited. II. Morphological mix evolution
从宇宙学千禧年模拟I和II中选出的现今不同晕的质量聚集和合并历史，通过使用经验的恒星-晕和恒星-气体质量关系映射到中央星系的恒星质量聚集和星系合并历史。星系合并/相互作用驱动的膨胀的增长计算使用动力学处方。预测的红移z~0的膨胀人口统计与观测结果一致（Zavala+2012）。在这里，我们提出的演变的形态混合物（跟踪的膨胀总质量比，B/T）作为质量的函数z=3。这种混合在z~1之前保持定性相同：B/T<0.1的星系在低质量时占主导地位，0.1<B/T<0.45的星系在中等质量时占主导地位，而B/T>0.45的星系在大质量时占主导地位。当z>1时，盘控星系和无球星系的比例急剧增加，到z~2时，达到了纯盘星系的时代。膨胀主导的星系获得这样的形态，以及它们的大部分质量，遵循缩小的趋势。由于我们的结果是一致的，与最近的观测研究的形态混合在不同的红移，基于LCDM的方案合并驱动的隆起组装似乎并没有面临关键问题。然而，如果恒星与晕的质量关系随红移的变化太小，那么观测就会出现一些紧张。
2014-02-26 astro-ph.CO
Influence of baryons on the orbital structure of dark matter haloes
我们使用一套最先进的高分辨率宇宙学流体动力学模拟--超大规模模拟（OverWhelmingly Large Simulations，OWLS），研究了在形成过程中由重子在暗物质晕上留下的动力学特征.我们提出了一个详细的研究实施反馈处方的影响，轨道上的暗物质粒子，恒星粒子和subhaloes，分析运行没有反馈，与恒星的反馈和反馈从超大质量黑洞。我们关注的是在z = 0（2）时维里质量约为6 x 10^{13}（~ 7 x 10^{11}）Msun/h的晕的中心区域（0. 25 r_{200}）。我们还研究了这些晕的轨道内容（不同轨道类型的相对分数）如何取决于几个关键参数，如它们的质量，红移和动力学状态。这些模拟的轨道内容的频谱分析的结果进行了比较，并量化的盒，管和不规则轨道的分数的变化。在宇宙学模拟中发现盒形轨道支配着暗物质晕的轨道结构。盒子轨道的分数与中心重子分数之间有很强的相关性。虽然辐射冷却的作用，以减少部分的盒子轨道，强反馈的实施结果在一个类似的轨道分布的暗物质唯一的情况。恒星粒子所描述的轨道内容被发现是非常相似的，从暗物质粒子的轨道，这表明，要么他们已经忘记了自己的动力学历史，或者说，subhaloes带来的恒星是没有偏见的主要分布方面显着。的subhaloes的轨道内容是在广泛的协议，在粒子分布的外部区域看到的。
2012-04-23 astro-ph.CO
Galaxy cluster aperture masses are more robust to baryonic effects than 3D halo masses
星系团质量测量的系统不确定性限制了未来探测更多$10^5$星系团的宇宙学约束力。以前，我们认为，可以推断出光圈质量更准确，更精确地比3D质量，而不会损失宇宙学的约束力。在这里，我们使用重子和大质量系统（BAHAMAS）的宇宙学，流体动力学模拟表明，光圈质量也不太敏感的星系形成过程所造成的质量变化。对于具有$m_\mathrm{200m,dmo} > 10^{14} \, h^{-1} \, \mathrm{M}_\odot$的晕，通过其3D晕质量进行分组，重子物理学在类似于晕维里半径的孔径内测量时，同样地影响孔径质量和3D晕质量，达到最大减少$\approx 3 \, \%$。对于代表弱透镜观测的较低质量晕轮$10^{13.5} < m_\mathrm{200m,dmo} / (h^{-1} \, \mathrm{M}_\odot) < 10^{14}$和孔径尺寸$\sim 1 \, h^{-1} \, \mathrm{cMpc}$，孔径质量的减少（$\lesssim 5 \, \%$）始终小于3D晕轮质量（对于$m_\mathrm{200m}$，为$\lesssim 10 \, \%$）。晕质量的减少只是轻微的演变，由$2$百分点，红移0.25和1之间的光圈质量和$m_\mathrm{200m}$。改变强度的模拟反馈，使平均模拟热气体分数涵盖所观察到的散射推断从X射线观测，我们发…
2022-07-21 astro-ph.CO
Virialization of high redshift dark matter haloes
我们提出了一个研究结果的维里态的高红移暗物质晕的N体模拟。我们发现，大多数的崩溃，束缚晕在我们的研究（$z=15-6$）中的任何红移切片没有维里化，并有多余的动能。在这样的红移下，合并仍然很猖獗，而且这些晕不能严格地被当作孤立系。为了评估这种多余的动能是否来自环境，我们在维里方程中明确地包括了表面压力项，并放松了晕边界处密度为零的假设。在包含表面项后，我们发现晕更接近于维里化，然而，它们仍然有一些多余的动能。我们报告的维里比的趋势，包括额外的表面项与三个关键的晕属性：自旋，环境和浓度。我们发现，更接近邻居的晕离开更多的维里化，以及更大的自旋参数的晕。我们的结论是，除了在最低的质量（$M < 10^6 \Msun$），暗物质晕在高红移不完全维里化。这一发现对于在这些高红移下的星系形成具有有趣的意义，因为多余的动能将影响随后的重子坍缩以及第一个盘和/或重子结构的形成。
2011-06-03 astro-ph.CO
What does strong gravitational lensing? The mass and redshift distribution of high-magnification lenses
许多遥远的物体只有在被强大的引力透镜高度放大后才能被探测到，或者变得更有科学价值。我们使用EAGLE和BAHAMAS，最近的两个宇宙流体动力学模拟，预测的概率分布透镜质量和透镜红移时，点源高度放大的引力透镜。对于红移为2的光源，我们发现透镜红移的分布很宽，在z=0.6处达到峰值。不同透镜质量的贡献也相当广泛，大多数高放大率的透镜是由于晕质量在10^12和10^14太阳质量之间的透镜。质量较低的光晕是效率低下的透镜，而质量较大的光晕是罕见的。我们发现，一个简单的模型，其中所有的晕都有奇异的等温球密度分布可以近似地再现模拟预测，尽管这样的模型过度预测了质量小于10^12太阳质量的晕对透镜效应的重要性。我们还计算了不同红移的点源被强透镜化的概率。在低红移时，高放大率是极不可能的。每个z=0.5的光源平均产生5 × 10 ^-7的放大倍数大于10的图像;当z =2时，放大倍数增加到约2 × 10 ^-5。我们的研究结果意味着，搜索强透镜光学瞬变，包括光学对应的强透镜引力波，可以优化监测大规模的星系，集团和集群，而不是集中在一个单独的人口的镜头。
2020-06-01 astro-ph.CO
Light or heavy supermassive black hole seeds: the role of internal rotation in the fate of supermassive stars
超大质量黑洞是星系演化的关键因素。然而，其起源仍有很大争议。在一个主要的形成场景中，$\sim100$ M $_{\odot}$黑洞是由超大质量恒星（$\gtrsim 10^{4-5}$ M $_{\odot}$）的内核坍塌造成的，该恒星是由原始气体在$z\sim 15$新形成的星系中心快速积累（$\gtrsim 0.1 $ M $_{\odot}$ yr $^{-1}$）而产生的。随后的演化仍然是推测性的：超大质量恒星中剩余的气体可以直接进入新生的黑洞，或者它的一部分可以形成一个中央吸积盘，其光度维持周围的大质量和几乎流体静力学的包络（称为“准星”的系统）。为了解决这一点，我们考虑了旋转对准恒星的影响，因为角动量不可避免地被积累的气体输送到星系核。使用一个模型的内部重新分配的角动量，定性匹配的结果从模拟旋转对流恒星信封，我们表明，准恒星的信封质量大于几个$10^{5}$ M $_{\odot} \times (\rm black~hole~mass/100 M_{\odot})^{0.82}$有高度次开普勒气体运动在其核心，防止气体循环外的黑洞的视界。质量较小的类恒星可能会形成，但在吸积光度解开包层之前，它们只能持续$\lesssim 10^4$年，从而抑制黑洞的生长。我们推测，这可能最终导致一个双黑洞种子人口：（i）大规模（$>10^{4}$ M $_{\odot}$）种子形成…
2016-09-29 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
A non-parametric approach to the relation between the halo mass function and internal dark matter structure of haloes
本研究提出一种非参数形式体系，通过暗晕稀疏度分布实现不同过密度定义下暗晕质量函数的精确映射，复现Uchuu模拟结果并可关联暗晕密度轮廓，为星系团稀疏度测量约束宇宙学提供新途径。
2023-05-10 astro-ph.CO
Diverse Stellar Haloes in Nearby Milky Way-Mass Disc Galaxies
我们已经研究了解决恒星星族在大银河系中心的距离沿短轴（从10 kpc到40和75 kpc之间），有限的长轴覆盖范围内，附近的六个高度倾斜的银河系质量盘星系使用HST数据的GHOSTS调查。我们选择红巨星支星来获得恒星晕密度分布。投影的短轴密度分布可以近似为幂律，投影斜率介于$-2$和$-3.7$之间，恒星晕质量的多样性为$1-6\times 10^{9}M_{\odot}$，或总星系恒星质量的$2-14\%$。由于子结构，光滑幂律拟合周围的典型固有散射是$0.05-0.1$ dex。通过比较短轴和长轴轮廓，我们推断出在$0.4-0.75$之间的$\sim 25$ kpc处的投影轴比$c/a$。GHOSTS的恒星晕是多种多样的，介于银河系和M31的（相当非典型的）晕所描绘的极端之间。我们发现恒星晕金属丰度和恒星晕质量之间有很强的相关性。我们比较我们的结果与宇宙学模型，发现我们的观测和吸积模型之间的良好协议，恒星晕的矮卫星的破坏形成。特别是，恒星晕金属丰度和质量之间的强观测相关性是自然再现。低分辨率的流体动力学模型具有不切实际的高恒星晕质量。目前的高分辨率流体动力学模型似乎预测恒星晕质量略高于观察到的，但合理的金属丰度，金属丰度梯度和密度分布。
2016-11-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
The orbital PDF: the dynamical state of Milky Way sized haloes and the intrinsic uncertainty in the determination of their masses
利用真实的银河系大小的晕的宇宙学模拟，我们研究了它们的动力学状态和用动力学示踪剂的稳态模型推断它们的质量分布的准确性。我们使用一种新的方法，描述了相空间分布的稳态示踪剂人口在球势没有任何假设，关于他们的轨道分布。从水瓶座$Λ$ CDM N-体模拟的五个晕应用该方法，我们发现，暗物质粒子是一个准确的示踪剂，使晕质量和浓度参数恢复与$5\%$的准确性。假设NFW形式的电位分布在大多数情况下不会显著影响拟合，除了晕A，晕A的密度分布与NFW形式显著不同，导致动态拟合参数中的$30\%$偏差。暗物质示踪剂中子结构的存在只影响$\sim 1\%$的拟合。应用该方法模拟恒星晕产生的粒子标记技术，我们发现恒星比暗物质粒子更远离平衡，产生系统的偏差$\sim 20\%$推断的质量和浓度参数。从传统的分布函数拟合恒星获得的系统偏差的水平与我们的相当，而类似的适合DM示踪剂显着偏置，与我们的配合。与以前的研究一致，质量偏差在示踪剂半质量半径附近大大降低。
2015-11-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Assembly history of subhalo populations in galactic and cluster sized dark haloes
我们利用两套超高分辨率的N体模拟的个人暗物质晕从凤凰和宝瓶座项目调查系统的组装历史的暗物质晕不同的因素$1000$的晕质量。我们已经发现，真正的祖先，建立了今天的subhalo人口是相对更丰富的高质量的晕，在以前的研究声称一个普遍的形式独立的主机晕质量。这主要是因为在以前的研究中重复计算了“重新生长”（祖细胞通过并随后多次重新生长到宿主上）和包含“排出”祖细胞群体（祖细胞过去生长到宿主上，但现在不再是成员）。典型的吸积时间为所有的祖先强烈变化的主机晕质量，这是典型的约$z \sim 5$的银河宝瓶座和约$z \sim 3$的集群大小的凤凰晕。一旦这些祖先开始围绕其母晕运行，它们迅速失去其原始质量，但不会失去其标识符，其中超过$55$（$50$）的百分比存活到今天的凤凰（宝瓶座）晕。在给定的红移，吸积子晕的生存分数是独立的母晕质量，而质量损失的子晕是更有效的高质量晕。这些系统学特征导致了现今不同质量的暗物质晕中晕下粒子数的相似性和差异性。
2015-09-09 astro-ph.CO
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
The Secondary Spin Bias of Dark Matter Haloes
我们研究角动量在暗物质晕成簇中的作用。我们利用两个高分辨率的N体模拟跨越四个数量级的晕质量，从$10^{9.8}$到$10^{14}\ h^{-1}\ \text{M}_\odot$的数据。我们探讨的假设，即在大气环境中的质量吸积改变了晕的角动量，从而驱动的自旋参数$λ$和集群的强度之间的相关性。然而，我们并没有发现证据表明，在大尺度上的物质分布与晕的旋转。我们发现，晕的自旋与它的年龄，浓度，球度，和质量吸积率。去除这些相关性强烈影响在低晕质量的二次自旋偏置的强度。我们还发现，高自旋晕更有可能在另一个质量相当的晕附近被发现。这些晕，发现附近的一个可比的质量邻居-一个\textit{twin} -强烈的空间偏见。我们证明，这\textit{twin bias}，随着自旋和质量吸积率之间的关系，统计帐户晕自旋二次偏置。
2018-12-05 astro-ph.CO
The contribution of massive haloes to the matter power spectrum in the presence of AGN feedback
本文利用cosmo-OWLS和BAHAMAS模拟，研究了AGN反馈对不同质量晕物质功率谱的影响，发现反馈通过喷射物质抑制了各质量晕的功率，并提出一个无自由参数模型，将功率抑制预测精度提升至百分比水平。
2023-09-12 astro-ph.CO
Cold dark matter subhaloes at arbitrarily low masses
冷暗物质（CDM）宇宙学模型的一个定义性预测是存在一个非常大的低质量晕群，低至行星大小的质量。然而，当它们被吸积到更大数量级的晕上时，它们的命运仍然是根本不确定的。一些数值探索发现，subhaloes是非常有弹性的潮汐，但分辨率的限制，很难探索潮汐演变在任意低的质量。严重剥离的浅晕的结构特性是什么？潮汐效应是否会破坏低质量CDM亚晕？在这里，我们专注于宇宙动力的subhaloes轨道CDM主机，并表明，subhaloes的任何初始质量可以剥离到任意小的质量分数。我们表明，以前的数值结果可以复制一个简单的模型，描述潮汐演变为一个渐进的“剥离”的能量空间和随后的re-virialization。在所有质量下，潮汐加热都可以有效地被忽略，因为它的重要性i）对于吸积时质量减小的次晕不会增加，并且ii）随着剥离的进行，它会减少。这使我们能够预测分析的结构特性的subhaloes与任何初始质量和任意程度的质量损失。假设CDM晕有中心发散的密度分布和近似各向同性的相空间分布，我们的研究结果证明，非常低的质量的subhaloes是一个强大的预测的CDM模型：作为晕，CDM subhalo人口扩展和丰富的非常低的质量。
2021-11-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Universality of dark matter haloes shape over six decades in mass: Insights from the Millennium XXL and SBARBINE simulations
在过去的30年里，许多观测和理论证据表明，星系团不是球形物体，它们的形状更好地描述了三轴几何。随着多波长数据质量的不断提高，对星系团的三轴研究引起了人们越来越大的兴趣，特别是在“精确宇宙学”时代。在这项工作中，我们的目标是利用Millennium XXL模拟的两个红移（z=0和z=1）的晕，在3 × 10^14 Mo/h以上的未探测质量范围内提供第一个统计上有意义的预测。这个宇宙学上的暗物质模拟的大小（4.1 Gpc）允许形成统计上显著数量的大质量星系团规模晕（M>2x10^15 Mo/h时约为500个，M>10^14 Mo/h时约为780000个）。此外，我们的目标是将这项研究扩展到更低的质量，以便在质量上接近6个数量级（从10^10到几乎10^16 Mo/h）的范围内寻找普遍的预测。为此，我们使用SBARBINE模拟，允许从10^10 Mo/h开始模拟质量晕。我们使用一个椭圆的密度过大的方法来选择晕和计算单峰的形状（约50%），而我们放弃了非放松。小到长轴和中间长轴比被发现是很好地描述了简单的功能形式。对于一个给定的质量，我们可以完全描述晕的形状，并给出关于给定宇宙学和红移的轴比分布的预测。此外，这些结果与Jing & Suto（2002）的发现存在一些分歧，后者在社区中广泛使用，尽管它们必须远超出其原始质量范围。这个“配方”在本文和一个专门的网页中向社区提供。
2014-09-30 astro-ph.CO
Spin and structural halo properties at high redshift in a LCDM Universe
在这篇论文中，我们详细研究了高红移暗物质晕的关键结构特性随自旋参数的变化。我们执行和分析的LCDM宇宙中的结构的形成的高分辨率宇宙学模拟。我们研究了z = 15 - 6的大样本暗物质晕的质量函数、椭圆率、形状、密度分布、旋转曲线和维里化。我们还提出了详细的收敛测试个人晕。我们发现，高自旋晕有更强的集群强度（高达25%），在所有的质量和红移范围内，在这些早期的时代。高红移的球形晕也比非球形晕多50%的聚集。在这些红移的高自旋晕也优先在高密度环境中发现，并且比它们的低自旋对应物有更多的邻居。我们报告了一个系统的偏移量的峰值的圆速度曲线的高，低自旋晕相同的质量。因此，在没有自旋知识的情况下，仅使用圆速度估计晕质量会产生高达40%的误差。我们在这里报告的关键结构特性对自旋的强烈依赖可能对研究这些星系的恒星形成和反馈具有重要意义。
2010-05-06 astro-ph.CO
The Megamaser Cosmology Project. III. Accurate Masses of Seven Supermassive Black Holes in Active Galaxies with Circumnuclear Megamaser Disks
为巨脉泽宇宙学计划观测活动星系环核盘中的H $_2$ O脉泽，可以精确测量这些星系中超大质量黑洞的质量。本文给出了六个活动星系NGC~1194、NGC~2273、NGC ~2960（Mrk~1419）、NGC~4388、NGC~6264和NGC~6323的甚长基线干涉（VLBI）图像和水脉泽运动学特征。我们使用开普勒旋转曲线的这六个超脉泽星系，再加上第七个以前出版的，以确定准确的封闭质量内的中央$\sim0.3$ PC这些星系，小于半径的影响范围内的中心质量在所有情况下。我们还将中心质量密度的下限设定在0.12和60 $\times 10^{10} M_{\odot}$ ~pc $^{-3}$之间。对于七个圆盘中的六个，高中心密度排除了恒星或恒星残骸作为中心物体的可能性，这一结果进一步支持了我们的假设，即封闭的质量主要归因于超大质量黑洞。这七种BH的质量范围在0.76和6.5 $\times$ 10 $^7 M_{\odot}$之间。BH质量误差为$\approx11$ %，主要由哈勃常数的不确定性决定。我们比较了超脉泽BH质量测量与其他BH质量测量技术。基于维里的BH质量估计与最新经验值$\langle f \rangle$给出的超脉泽BH质量一致，但维里质量的不确定性要大得多。MCP观测仍在继续，我们希望在未来获得更多的微波激射BH质量。
2010-08-12 astro-ph.CO
Forecasting cosmological parameter constraints using multiple sparsity measurements as tracers of the mass profiles of dark matter haloes
暗物质晕的稀疏度，即包围两个不同的超密度的球形晕质量之间的比率，提供了一个非参数代理的晕质量分布已被证明是一个敏感的探测器的编码在质量分布的晕托管星系团的宇宙学印记。在几个超密度下的质量估计将允许多个稀疏测量，这可以潜在地检索印在晕轮廓上的全部宇宙学信息。在这里，我们调查的影响，多个稀疏测量的宇宙模型参数推断。为此，我们分析N体晕目录Raygal和M2 Csims模拟和评估六个不同的稀疏度之间的相关性从球形高密度晕群众在$Δ=200,500,1000$和$2500$（在单位的临界密度）。值得注意的是，与不同的晕质量壳相关的稀疏性并不高度相关。这是不是从纳瓦罗-弗伦克-怀特（NFW）的最佳拟合配置文件，人工相关的不同的稀疏度，以一阶估计使用晕质量获得的稀疏度的情况。这意味着，有额外的信息，在质量配置文件以外的NFW参数化，它可以利用多个稀疏。特别是，从合成的平均稀疏数据的似然分析，我们表明，宇宙学参数的约束显着改善时，稀疏组合的数量增加，虽然超过四个稀疏估计的约束饱和。我们预测的CHEX-MATE集群样本的限制，并发现系统的质量偏差误差温和地影响参数推断，但在这个方向上需要更多的研究。
2022-08-01 astro-ph.CO
Galaxy clustering in the CFHTLS-Wide: the changing relationship between galaxies and haloes since z ~ 1.2
我们提出了一个详细的调查之间的变化关系的星系和暗物质晕，他们居住从z~1.2到今天。我们这样做，通过比较精确的星系聚类测量超过133 deg 2的“宽”组成部分的CFHT遗产调查（CFHTLS）与预测的分析HOD模型，在每个晕中的星系数量只取决于晕质量。从i '_AB < 22.5的~ 3x10^6星系的母星表开始，我们使用~ 10^4光谱红移校准的精确光度红移来创建一系列覆盖0.2 < z < 1.2的类型选择的体积有限的样本。我们的主要结果，在这些样本中的聚类测量的基础上，是一个强大的测定光度晕质量比和它的依赖红移和星系类型。对于完整的样品，这在低红移Mh处达到一个峰值，峰值= 4.5x10^11 h^-1 M_sun，并在更高的红移处向更高的晕质量移动。对于更红的星系，峰值出现在更高的晕质量上，并且在我们调查的整个红移范围内不会显着演化。我们还考虑了偏差的演化，平均晕质量和卫星的分数作为红移和光度的函数。我们观测到的卫星比例在z~1和z~0之间增长了~ 2倍，这证明了星系合并在z<1时~ 10^12 h^-1 M_sun质量晕的星系演化中所起的作用是有限的。定性地说，我们的观测结果与这样一幅图像是一致的，即大质量晕中的红星系在z~1时已经积累了大部分恒星质量，随后直到今天都没有经历什么演化。观察到的移动的峰值位置的整个星系人口是一致的大部分恒星形成活动迁移从高质量的晕在高红移…
2012-04-16 astro-ph.CO
Concentration, Ellipsoidal Collapse, and the Densest Dark Matter haloes
最小的暗物质晕是冷暗物质（CDM）宇宙学中最早形成的层次结构，被认为是宇宙中CDM结构的最重要和最基本的组成部分。尽管如此，这些晕的物理特征仍然是虚幻的，因为它们仍然远远超出了目前N体模拟的分辨率（在红移为零时）。然而，它们在预期的暗物质湮灭信号的预测（和不确定性）中占主导地位，以及其他天体物理学观测值。利用总能量守恒和椭球坍缩框架，我们可以解析地求出不同维里质量$M_{200}$的晕的浓度$c$和一维速度色散$σ_{\rm 1d}$的平均值和离散度。$c$和$σ_{\rm 1d}/M_{200}^{1/3}$都与模拟探测的范围内的数值结果吻合良好--在大质量下，质量的函数缓慢下降，接近恒定值。特别是，预测的1-D的速度色散的集群质量晕是令人惊讶的强大的宇宙晕的逆热容量在$M_{200} \sim 10^{14} M_\odot$过零。然而，我们发现，目前从模拟到最小的CDM晕的外推极大地依赖于假设的配置文件（例如NFW与Einasto）和拟合函数，这就是为什么理论上的考虑，如这里提出的，可以显着约束可行的预测范围。
2016-01-04 astro-ph.CO
Supermassive Black Hole Mass Regulated by Host Galaxy Morphology
研究了塞弗特星系和Palomar-Green类星体中的超大质量黑洞质量与宿主星暴亮度之间的关系，重点研究了宿主星系的形态。宿主星暴光度是从11.3微米的多环芳烃光度导出的。我们发现椭圆主导的宿主星系的SMBH质量在统计上比盘主导的宿主星系的质量大。我们还发现，SMBH质量的磁盘为主的宿主星系似乎被抑制，即使在增加星暴亮度。这些发现意味着最终SMBH的质量受到宿主星系形态的强烈调控。这可以通过考虑辐射拖曳模型作为SMBH生长机制来理解，并考虑到宿主星系的辐射效率。
2009-07-01 astro-ph.CO
The most luminous quasars do not live in the most massive dark matter haloes at any redshift
类星体代表着宇宙中最明亮的活动星系核（AGN），并被认为是亮度高达10^48 erg/sec的惊人增长的黑洞（BH）的位置。人们通常认为，这样一个极其高能的过程将发生在暗物质（DM）分布中质量最大的束缚结构中。我们发现，与这一预期相反，在包含活动星系核反馈的星系形成模型中，类星体被预测生活在平均DM晕环境中，典型质量为10^12 M太阳的几倍。这一基本预测源于类星体活动（即，在活动星系核反馈作用的DM晕中，亮度大于10^46 erg/sec的BH吸积被抑制。在我们的模拟中，类星体的星系宿主被确定为超大质量（气体和恒星）的球状星系，其中BH吸积是通过星系合并或长期过程触发的。我们进一步证明了z=0的高红移（z~6）类星体的后代跨越了广泛的形态、星系和晕质量。到目前为止，z~6 BH通常仅增长适度的因子。值得注意的是，高红移类星体从来没有居住在当时最大的DM晕中，它们的后代很少在z=0的最大质量晕中发现。我们还表明，在观测上，它是很有可能发现的类星体周围的星系在z~5的丰度增强。然而，与DM分布的极端峰值处预期的过密度相比，这些增强明显较弱。因此，在$z\gtrsim5$宇宙中探测到的类星体不太可能精确地指出超星系团祖先在本宇宙中的位置。
2013-05-09 astro-ph.CO
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
Cosmic backgrounds due to the formation of the first generation of supermassive black holes
黑洞及其质量的统计数据强烈地表明，它们的质量分布在$3 \times 10^{6}$ M $_{\odot}$附近有一个截止点，朝向较低的质量。这与宇宙中第一颗大质量恒星凝聚的经典形成机制一致。然而，当恒星的质量接近$10^{6}$ M $_{\odot}$时，恒星变得不稳定并坍缩，可能形成第一代宇宙学黑洞。在这里，我们推测，声称检测到的各向同性无线电背景可能构成这些第一个超大质量黑洞形成的证据，因为它们的数据在光谱和强度上与来自残余物的同步辐射兼容。提出的模型满足所有观测条件的背景，在单源强度，源的数量，远红外和伽马射线发射。观测到的高能中微子流在流率和谱上与我们的计算是一致的。本文所描述的建议也可以解释早期的大质量无膨胀盘星系的形成和增长，来自于大质量，气体壳形成在爆炸形成之前的超大质量黑洞。
2014-03-15 astro-ph.CO
The Growth of the Stellar Seeds of Supermassive Black Holes
在一小部分z > 10的原星系中，重子坍缩成质量超过10^4 M_Sun的超大质量恒星是超大质量黑洞起源的一个有希望的候选者，其中一些黑洞在z ~ 7时增长到10亿太阳质量。我们确定了这些恒星通过吸积原始气体所能达到的最大质量。我们发现，在相对较低的吸积速率下，这些恒星的强电离辐射将它们的质量限制在M_* ~ 10 ^-3 M_Sun（dM_acc/dt / 10^-3 M_Sun yr^-1）^[8/7]，其中dM_acc/dt是恒星获得质量的速率。然而，在原星系坍缩的数值模拟中通常会发现较高的中心坍缩速率（>~ 0.1 M_Sun/yr^-1），恒星的寿命反而将其最终质量限制在>~ 10^6 M_Sun。此外，由于恒星的球形吸积率可以增长，其电离辐射被限制在原星系的深处，因此恒星的演化与其宿主星系的演化是解耦的。来自周围H II区域的莱曼α辐射被困在这些重吸积流中，并可能被重新加工成强烈的巴耳末系辐射，这可能被詹姆斯·韦伯太空望远镜观测到。这一点，以及强烈的He II 1640埃和连续辐射，很可能是高红移超大质量黑洞祖先的关键观测特征。
2012-02-28 astro-ph.CO
Formation and Evolution of Early-Type Galaxies. III Star formation history as a function of mass and over-density
我们调查的初始原星系的过度密度和质量对它们的演化的影响，了解是否原星系晕的内部属性是足以说明银河系人口的不同属性。通过完全流体动力学N体模拟与代码EvoL进行，我们产生了12个自相似模型的早期类型的星系不同的初始质量和过密度，以下其从z \geq 20到z \leq 1的演变。模拟包括辐射冷却，恒星形成，恒星能量反馈，再电离光加热背景，和化学富集的ISM。我们发现一个很强的相关性之间的初始属性的原晕和他们的恒星形成的历史。大规模（10^13 M \odot）晕经历一次单一的、强烈的恒星形成爆发（\geq 10^3 M \odot /yr），与观测结果一致，对初始超密度的依赖性不太明显;中等质量（10 ^11 M \odot）晕的历史强烈地依赖于它们的初始超密度，而小的（10^9 M \odot）晕总是有着支离破碎的历史，由于“星系呼吸”现象，导致了多个恒星星族。星系模型具有与真实星系相当的形态、结构和光度特性，通常与观测数据密切匹配;尽管仍然存在一些分歧，可能是一些数值选择的结果。我们的结论是，内部属性基本上是足够的解释许多早期类型的星系，特别是复杂的和不同的恒星形成的历史所示的晕的质量非常不同的观察到的功能。在这幅图景中，先天似乎起着主导作用，而后天教育则是次要的。
2012-08-17 astro-ph.CO
The Peaks Formalism and the Formation of Cold Dark Matter Haloes
我们使用两个宇宙学模拟的结构形成研究的条件下，暗物质晕出现的线性密度场。我们的分析侧重于在模拟的初始条件下，晕崩溃的局部密度最大值，或“峰值”匹配的网站，并提供了一个至关重要的测试的峰值形式主义的中心ananadium。通过识别各种平滑，线性外推的密度场的峰值，我们证明，多达70%的良好分辨的暗物质晕优先形成附近的峰值，其特征质量是类似的晕，更大规模的晕显示出更强的倾向，最初居住在峰值附近。我们确定了一个小的，但显着的一部分晕，似乎从大大低于晕本身的质量的峰值演变。为了方便起见，我们将这些称为“无峰晕”。通过将这些天体的性质与原晕群的大部分直接对比，我们发现了两个明显的不同：1）它们的初始形状明显比占主导地位的三轴大多数更平坦和更细长，2）平均而言，它们受到与周围大尺度结构相关的潮汐力的更强烈压缩。使用两点关联函数，我们表明，无峰晕往往出现在初始密度场的高度聚集的区域，这意味着，在固定的质量，吸积几何形状和质量吸积历史的晕在高度聚集的环境中显着不同的领域。这可能对理解晕组装偏差的起源、致密环境中星系的性质以及环境如何影响星系团和富星系团附近星系的形态转变具有重要意义。
2011-03-17 astro-ph.CO
Massive black hole factories: Supermassive and quasi-star formation in primordial halos
超大质量恒星和类恒星（具有中心黑洞的大质量恒星）都被认为是形成超大质量黑洞的潜在祖先。它们预计是由大量原始晕中快速吸积的原恒星形成的。我们探讨如何快速吸积原恒星保持在Hayashi轨道，这意味着大的原恒星半径和弱吸积光度反馈。我们评估的潜在作用，能源生产的核心，并确定是什么调节这种原恒星的演化成准恒星或超大质量恒星。我们遵循收缩的特征质量尺度在快速吸积原恒星，并推断它们达到核密度的时间尺度。我们比较核燃烧的特征时间尺度与那些扩展的原恒星信封可以保持。我们发现扩展包层可以维持到3.6 × 10 ^8 \dot{m}^3太阳质量的原恒星质量，其中\dot{m}表示每年太阳质量的吸积率。我们预计核芯将在7 × 10^6年内耗尽其氢含量，如果此时吸积率\dot{m} >>0.14仍能保持，则在吸积包层内可能会形成一个黑洞，从而形成一颗准恒星。或者，吸积的物体会因引力收缩而成为主序星。由于质量为10^7太阳质量的暗物质晕中的气体储量有限，中心天体的吸积速率可能会在后期下降，这意味着超大质量恒星的形成是直接坍缩的典型结果。然而，如果维持高的吸积率，一个内部有黑洞的准恒星可能会形成。
2013-05-25 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
A look to the inside of haloes: a characterisation of the halo shape as a function of overdensity in the Planck cosmology
在本文中，我们研究了从一组宇宙学N体模拟中提取的大范围质量的暗物质晕的三轴性质。我们测量的形状在不同的距离晕中心（其特征在于不同的过密度阈值），在三维和二维。我们讨论了如何晕三轴度增加的质量，红移和距离晕中心。我们还研究了不同的椭球体的方向是如何相互对齐的，以及不同维里配置的晕的内部形状的梯度是什么。我们的研究结果强调，内部的晕保留暴力的形成过程的记忆，保持主轴朝向的优先方向的下落的材料，而外部变得更圆，由于连续的各向同性合并事件。这种效应在最近形成的高质量晕中非常明显，而在低质量晕中则更加模糊。我们提出了简单的分布，可用于各种质量重建算法的先验，在不同的波长下工作，以恢复一个更复杂和现实的暗物质分布的孤立和放松的系统。
2016-11-25 astro-ph.CO
Supermassive Black Holes in the Early Universe
在宇宙历史的第一个十亿年中，第一个黑洞的出现标志着宇宙学中的一个关键事件。它们的形成是宇宙黑暗时代结束的整个过程的一部分，当时第一批恒星在大爆炸后大约1亿年出现在低质量的暗物质晕中。第一批恒星、星系和黑洞将宇宙从简单的初始状态转变为日益复杂的状态。我们回顾了最近的进展，我们新兴的理论图片的第一个黑洞如何出现在宇宙的舞台上，以及它们如何影响随后的宇宙历史。我们的重点是超大质量黑洞，特别是评估可能的途径，以形成十亿太阳质量的黑洞推断权力的发光类星体在高红移。最后，我们讨论了即将到来的经验探测器，如詹姆斯韦伯太空望远镜（JWST）和激光干涉仪空间天线（LISA），进一步提前的时间。
2019-04-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
The journey of QSO haloes from z=6 to the present
我们将一种最近发展起来的定标技术应用于千禧XXL，这是迄今为止进行的最大的宇宙学N体模拟之一，在一个体积约为70 Gpc的立方体中有3 × 10^11个粒子^[3]。这使我们能够调查的质量和演化的晕在z=6分布的极端高质量尾部的宇宙学参数的依赖性。我们假设这些天体可能是斯隆数字巡天发现的稀有但超亮的高红移类星体的宿主。在目前流行的宇宙学中，丰度与这些类星体相似的晕的质量中值为9 × 10^12兆太阳，但在z=0时不会演化成同样极端的天体。相反，它们的后代跨越了传统上分配给今天星团的全部范围，在同一宇宙学中，从6 × 10^13到2.5 × 10^15 Msun。如果宇宙学参数被推到WMAP卫星公布的数据解释中讨论的范围的边界，那么z=6和z=0的质量都会上下移动超过2倍。决定z=6的高质量晕未来增长的主要因素是其环境在7至14 Mpc尺度上的平均过密度，如果这个密度是已知的，那么后代质量的预测精度可以提高6至8倍。所有这些特征都不是极端高Z晕所独有的，而是分层生长所共有的。最后，我们发现，在z=6的极端晕通常获得约一半的总质量在前1亿年，这意味着非常大的最近吸积率可能与大黑洞质量和高亮度的SDSS类星体。
2013-09-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
The mass accretion history of dark matter haloes down to Earth mass
本研究利用“Cosmic-Zoom”项目探讨了降至地球质量的暗物质晕质量吸积历史，发现扩展Press-Schechter理论在整个质量范围内能较好预测暗物质晕的层级构建。
2025-04-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Universal structure of dark matter haloes over a mass range of 20 orders of magnitude
宇宙学模型中，暗物质由冷的基本粒子组成，预测暗晕人口应该扩展到质量比星系形成的质量低许多数量级。在这里，我们报告了一个宇宙学模拟的形成今天的晕在整个范围内观察到的晕质量（20个数量级）时，暗物质被假定为在弱相互作用的质量约100千兆电子伏特的大质量粒子的形式。该模拟具有30个数量级的质量的完整动态范围，并解决了数百个地球质量晕的内部结构，其细节与数百个丰富的星系团一样。我们发现，晕密度分布是普遍的，在整个质量范围内，以及简单的两个参数拟合公式描述。晕的质量和浓度在某种程度上是紧密相关的，这取决于宇宙学和暗物质的性质。对于一个固定的质量，浓度是独立的本地环境的晕小于那些典型的星系。质量在10^3到10^11太阳质量范围内的晕对暗物质湮灭产生的光度的贡献大致相等（每对数间隔），我们发现它比以前所有的估计都要小1000倍。
2020-09-22 astro-ph.CO astro-ph.GA physics.comp-ph
Evolution of supermassive stars as a pathway to black hole formation
超大质量恒星的质量超过一百万个太阳质量，可能是星系核中超大质量黑洞的祖先。由于它们的核燃烧时间尺度很短，只有当物质能够以超过~ 1太阳质量/年的速度积累时，这些物体才能形成。在这里，我们重新审视旋转稳定的超大质量恒星的结构和演化，考虑到它们不断积累的质量和热弛豫。我们表明，超大质量恒星的外层在恒星的主序星寿命的大部分时间里都没有热松弛。因此，它们不像以前文献中假设的n=3多变体，而是由对流（多变）核心组成，周围是包含大部分质量的对流稳定包络。我们计算了这些包层的结构，其中比熵与包层质量M（R）的2/3次方成正比。通过匹配的信封解决方案对流核心，我们计算的核心质量作为时间的函数。我们估计了最初的黑洞质量形成的核心崩溃的结果，以及他们随后的增长，通过吸积从膨胀的信封（“准恒星”）的结果。以这种方式形成的种子黑洞的典型质量可能在10^4-10^5太阳质量之间，比第三星族恒星消亡后留下的残余物要大得多。因此，超大质量黑洞可能是在一个比Pop III恒星形成时期晚得多的快速坍缩时期形成的。
2009-10-22 astro-ph.CO astro-ph.HE
