Short-lived star-forming giant clumps in cosmological simulations of z~2 disks
许多观测到的大质量恒星形成z \approx 2星系都是表现出不规则形态的大圆盘，\sim 1 kpc，\sim 10^（8-10）Msun团块。我们提出了迄今为止最大的高分辨率宇宙学SPH模拟样本，该模拟放大了z \approx 2处\sim 10 ^（12）Msun晕中单个M* \sim 10 ^（10.5）Msun星系的形成。我们的代码包括强烈的恒星反馈参数化为动量驱动的星系风。该模型再现了这类星系的许多特征，如星系团的形态、平滑而单调的速度梯度、高气体分数（\sim 50%）和高比恒星形成率（\gtrsim 1Gyr^（-1））。根据最近的模型，巨大的团块（Mclump \sim（5 × 10^8 -10^9）Msun）通过引力不稳定性就地形成。然而，星系风对它们随后的演化至关重要。我们获得的巨大团块是短暂的，并被风驱动的质量损失所破坏。它们并不像最近忽略强风的研究所建议的那样，形成或迁移到星系中心。通过从现象学上实现从高红移星系，特别是从个别星系团观察到的风，我们的模拟再现了很好的新观测约束的星系团运动学和星系团年龄。特别是，在我们的模拟中再现了较老的团块似乎更靠近星系中心的观察结果，这是由于盘的内部向外形成而不是向内的团块迁移。
2011-10-09 astro-ph.CO
High-redshift clumpy discs and bulges in cosmological simulations
我们分析了第一个宇宙学模拟，恢复由冷流驱动的高红移星系盘的碎片。由于AMR分辨率优于70 pc，冷却温度低于10^4 K，碎片得以恢复。我们研究了三个典型的恒星形成星系的晕约。[5]在z=2.3时，当它们没有发生大的合并时，Msun为10^11。由冷气流提供的稳定气体导致了引力不稳定的湍流盘，这些盘在动力学时间尺度上分裂成巨大的团块和瞬态特征。盘状团块与暗物质晕无关。在一个边缘不稳定的状态下，cluteplasticdiscs是自我调节的重力。在轨道时间尺度上的团块迁移和角动量转移有助于中心隆起的生长，其质量与圆盘相当。连续的气体输入使球盘-球丘系统在几个Gyr内保持在一个接近“稳态”的状态。平均恒星形成率，其中大部分发生在团块，遵循气体吸积率约。45兆孙/年模拟的星系在许多方面类似于观测到的恒星形成星系在高红移。它们的性质与Dekel，Sari & Ceverino（2009）中提出的简单理论框架一致。特别是，一个两个组件的分析表明，模拟光盘确实是轻微的不稳定，和时间的演变证实了在宇宙学稳定状态的cluronium配置的鲁棒性。当z=1时，模拟的系统被一个占主导地位的恒星椭球体所稳定，证明了恒星形成的“形态淬火”过程（Martig et al. 2009）。我们证明，光盘碎片是不是一个数字的文物，一旦牛仔裤长度保持大于7个分辨率的元素，即超出标准的Truelove标准。
2010-04-04 astro-ph.CO
Formation of Giant Clumps in High-$z$ Disc Galaxies by Compressive Turbulence
本研究通过宇宙学模拟发现高红移富气盘中的巨团块可由外部诱发的压缩湍流汇聚运动形成，该机制补充并可能先于 Toomre 引力不稳定性。
2024-06-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Shallowed cusp slope of dark matter in disc galaxy formation through clump clusters
尖核问题是银河系暗物质晕中一个有争议的问题。宇宙学的N体模拟已经证明银河系的暗物质晕在中心有一个尖形的密度分布。然而，重子物理学可能会影响暗物质的密度分布。例如，有人认为重子气体的绝热收缩使暗物质尖点更陡。然而，这仍然是一个悬而未决的问题，如果气体落入银河系中心的平滑绝热方式。最近的数值研究表明盘星系在盘形成的早期可能经历团簇阶段，这也可以解释在高红移宇宙中观测到的团簇和链星系。本文利用孤立模型的数值模拟，研究了盘状星系形成过程中，暗物质晕是如何通过团簇阶段对重子成分的团簇性质作出响应的。我们的模拟结果表明，这样的团块相导致一个较浅的密度轮廓的暗物质晕在中心区域，而团块落入中心，由于动力学摩擦。这种机制有助于使维里质量大到5.0*10^11太阳质量的星系的中心暗物质密度轮廓变浅。这种现象是由恒星团与暗物质晕之间的动力学摩擦反应引起的。光环将团块吸引到银河系中心，同时被团块运动学加热。我们还运行了一个暗物质模拟，不包括重子分量，并确认由此产生的较浅的密度分布不是由于模拟中的数值伪影，如两体弛豫。
2011-08-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Formation of the First Low-Mass Stars from Cosmological Initial Conditions
我们模拟了早期宇宙中最早形成的星系之一中贫金属（10^-2 Z太阳）星团的形成，特别是高红移原子冷却晕（z~14）。这是第一个从现实宇宙学初始条件开始的模拟中解决单个金属富集恒星形成的计算。我们跟踪了母晕中几个致密团块中的一个致密团块的演化。这个星团在7000年内形成了一个约40颗恒星和亚恒星天体的星团，并可能继续形成恒星约5倍。原恒星尘埃加热对恒星形成效率的影响可以忽略不计，至少在早期的演化阶段，但它适度抑制气体碎片和褐矮星的形成。我们观察到碎片在薄的气体细丝和持续吸积在较大的，旋转的结构，以及喷射的二元相互作用。经过约10^4年的碎裂和吸积后，对大于0.1兆太阳的恒星初始质量函数进行了评估，这似乎与Geha等人（2013）最近在超暗矮球状星系卫星中的测量结果一致。
2014-02-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Clumpy Disc and Bulge Formation
我们提出了一套流体动力学/Nbody控制的模拟孤立的富含气体的星系，自洽包括SN反馈和详细的化学演化模型，都在宇宙学模拟测试。初始条件是由观测到的z ~ 2-3处的恒星形成星系激发的。我们发现，在我们的模型中的多相星际介质的存在下，促进磁盘不稳定性的增长，有利于形成团块，在一般情况下，不容易被打乱的时间尺度相比，迁移时间。我们发现，恒星团迁移到中心区域，并有助于形成一个经典的类凸起的Sersic指数，n > 2。我们的物理动机的超新星反馈对团块的生存和演化有轻微的影响，部分限制了团块的质量增长，因为每个超新星事件释放的能量增加，随之而来的是隆起轮廓的平坦化。即使是在最强的反馈测试中，这种调节也不会阻止经典的凸起。我们的超新星反馈模型能够建立一个自我调节的恒星形成，产生质量负载的外流和恒星年龄的传播与观测相当。我们发现，由团块形成的凸起可能与其他凸起组装的通道共存，如酒吧和合并。我们的研究结果表明，星系凸起可以被解释为复合系统的结构组件和恒星星族存储考古信息的动力学历史的星系。
2013-08-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Giant Clumps in Simulated High-z Galaxies: Properties, Evolution and Dependence on Feedback
我们使用AMR宇宙学模拟在红移z=6-1的高z盘星系中的巨团块的演化。我们的样本由34个星系组成，晕质量在z=2时为10^{11}-10 ^$> 12}M_s，有和没有年轻恒星的辐射压力（RP）反馈。虽然RP对圆盘的大小和整体稳定性几乎没有影响，但它将恒星形成气体的数量减少了约2倍，导致恒星质量减少了约2倍。这两个样品都经历了剧烈的盘不稳定性（RP），并以相似的速率形成质量为10^7- 10^9 M_s的巨大团块，尽管RP显著减少了长寿命团块的数量。当包含（或不包含）RP时，圆速度<40（20）km/s、重子表面密度<200（100）M_s/pc ^2和重子质量<10^{8.2}（10^{7.3}）M_s的团簇是短暂的，在几个自由落体时间内被破坏。更大的和密集的团块存活下来，并在几个圆盘轨道时间内向圆盘中心迁移。在RP模拟中，在所有红移下，标准化到主盘的团块质量和恒星形成率（SFR）的分布非常相似。它们表现出截断幂律，斜率略小于-2。短寿命的团簇优先具有年轻的恒星年龄，低质量，高气体分数和特定的SFR（sSFR），并且它们倾向于居住在外盘。大规模的，长寿命的团块sSFR随着年龄的增长而下降，因为它们向盘中心迁移，产生质量，恒星年龄，气体分数，sSFR和金属丰度的梯度，将它们与短寿命的团块区分开来。异位合并占团块质量的37%，占SFR的29%。它们比原地团块质量更大，恒星年龄更老，特…
2016-09-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Stirred, not Clumped: Evolution of Temperature Profiles in the Outskirts of Galaxy Clusters
最近对团内介质（ICM）的统计X射线测量表明，星系团外围的气体温度分布偏离了自相似演化。使用质量有限的样本的星系团从宇宙流体动力学模拟，我们表明，偏离自相似性可以解释由非热气体运动驱动的合并和吸积。与以前的说法相反，气体亚结构在星系团外围的温度演化中只起很小的作用。在自相似标度中仔细选择晕圈过密度定义减轻了这些偏离。我们的工作突出了非热气体运动在ICM演化中的重要性，以及星系团作为宇宙学探测器的应用。
2019-08-27 astro-ph.CO
Primordial magnetic fields and modified recombination histories
本文针对原初磁场诱导的小尺度重子团块对宇宙复合历史的影响，提出一种线性化处理方法以自洽计算修正后的复合历史，发现团块因子不足以缓解哈勃张力等宇宙学矛盾，但该框架具有普适性并为完整理论描述奠定了基础。
2025-09-19 astro-ph.CO
Dark matter cores in massive high-$z$ galaxies formed by baryonic clumps
一些恒星形成的大质量星系在红移2的旋转曲线下降的径向范围内的几倍的有效半径，表明一个显着的赤字暗物质（DM）的质量在星系中心。DM质量赤字被解释为DM密度核心的存在，而不是标准宇宙学模型预测的尖突结构。最近的一项研究提出，星系合并，其中较小的卫星星系被星系气体的耗散收缩显着压缩，可以加热宿主星系的中心，并有助于形成一个大的DM核心。通过使用一个$N$体模拟，我们发现，大量的DM质量进口到中心的合并卫星，使这种情况下不太可能解决DM质量赤字。在这项工作中，我们考虑在高红移星系中的巨重子团作为另一种热源来创造具有DM核的重子主导星系。由于动力学摩擦，团簇的轨道在几个Gyr中衰减，重子在银河系中心凝聚。作为一个反反应，晕中心被加热，密度尖被压平。重子凝聚和核心形成的结合使得星系重子主要集中在中心2-5 kpc，与观测星系的有效半径相当。因此，巨重子团的动力学加热是解释高红移星系中观测到的DM缺乏的可行机制。
2022-05-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Semi-analytical description of clumping factor and CMB free-free distortions from reionization
宇宙的密度对比，用物质功率谱及其方差来参数化，可以放大等离子体中自由-自由过程的信号。尺度小于DM粒子自由流尺度的波动阻尼对应于大波数k的总物质功率谱的抑制。我们推导出的时间演化的各种宇宙模型和参数的物质功率谱的方差通过数值计算的功率谱与玻尔兹曼代码CAMB的修改版本，对于不同的值的截止参数kmax。适当的解析近似的数值结果。然后，我们描述的CMB自由-自由光谱失真占来自聚集因子的放大效应。事实上，与星系际介质密度对比相关的块状物随着红移的减小而增加。选择天体物理学和唯象宇宙学再电离的历史，我们评估的自由自由失真的聚集因子的影响，并讨论预测信号的波长依赖性进行分析。最后，我们解决了与其他类别的不可避免的CMB光谱失真和未来的观测前景的比较。虽然再电离的康普顿化在高频下占主导地位，但在所考虑的模型中预测的自由-自由信号在低于约25 GHz（10 GHz）的频率下以几个（几十个）百分比的水平对失真做出贡献，并且代表低于约4 GHz的主要签名。从HI 21厘米背景的宇宙学信号被发现占上风的自由-自由失真在一个限制，模型依赖的频率窗口之间约0.1和0.2 GHz。
2013-10-23 astro-ph.CO
Diverse Structural Evolution at z > 1 in Cosmologically Simulated Galaxies
从模拟哈勃太空望远镜的图像，我们量化了星系形态的非参数统计，从而预测恒星质量，恒星形成和观察到的静止框架光学结构在1 < z < 3之间的关系的出现。我们在宇宙学模拟中测量了22个中心星系形成的星系形态的自动诊断，其中9.3 <log 10 M_*/M_sun < 10.7。这些高空间分辨率的放大计算使静止帧UV和光学形态的精确建模成为可能。即使星系数量很少，我们也发现结构演化既不是普遍的，也不是单调的：星系相互作用可以触发凸起或盘的形成，在这个质量下，光学凸起主导的星系可能不会永远保持这样。模拟的星系M_* > 10^10 M_sun比低质量的星系包含相对更多的盘主导光剖面，在1 < z < 2处的一些晕中反映出显著的盘增亮。到了这一时期，特定恒星形成速率低于10^-9.7年^-1的模拟星系比正常的恒星形成者更有可能具有更广泛的结构类型混合，特别是在M_* > 10^10 M_sun时。我们分析了z ~ 1.5的宇宙学大合并，发现新提出的MID形态诊断跟踪合并后的阶段，而G-M20跟踪早期的。MID也对形成星团的星盘敏感。在我们的模拟样本中，典型的MID增强事件的可观测时间小于1亿年。一个更大的宇宙学组装历史的样本可能需要校准这样的诊断，在面对他们的敏感性，视角，分割算法，和各种现象，如星团恒星的形成和小合并。
2015-07-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Small-scale clumps of dark matter
小尺度的暗物质团块是引力束缚的结构，其质量与恒星质量相当或低于恒星质量，由无相互作用或弱相互作用的暗物质粒子组成。本文回顾了目前关于这种结构的形成和演化的知识，考虑了各种类型的原始宇宙学扰动谱，并讨论了各种暗物质模型。根据特定的光谱类型，暗物质团块的形成过程和最终特征可能会有很大的不同。团簇的作用，间接探测暗物质粒子通过其湮灭产物的实验进行了讨论。研究了许多与暗物质团块相关的天体物理问题和现象。
2014-05-09 astro-ph.CO astro-ph.HE
CLUMPY v3: $γ$-ray and $ν$ signals from dark matter at all scales
我们提出了第三版的CLUMPY代码计算$γ$ -射线和$ν$信号的湮灭或衰变的暗物质结构。这个版本包括平均河外信号与几个预定义的选项和关键字有关的宇宙学参数，质量函数的暗物质结构，和$γ$ -射线吸收高红移。为了更加灵活和一致，暗物质晕质量和浓度现在相对于用户定义的过密度$Δ$来定义。我们还为用户的利益进行了更改：通过\git{}分发和版本化代码，减少依赖性并简化安装，更好地处理运行命令行中的选项，一致的参数命名，以及http://lpsc.in2p3.fr/clumpy/上的新Sphinx文档。
2018-10-16 astro-ph.CO
Properties of clumps and filaments around galaxy clusters
我们报告的可能性，研究宇宙弥漫重子的特性，通过研究自引力团和细丝连接到星系团。虽然用X射线观测来检测暗丝具有挑战性，但更高密度的团块使它们变得可见，并且是一种可行的示踪剂，可以研究沿着宇宙网暗丝吸积到星系团上的重子的热力学性质。我们开发了新的算法来识别这些结构，并将其应用于一组高分辨率的星系团的非辐射宇宙学模拟。我们发现，在这些模拟集群中，团块的密度和温度是独立的集群的质量，他们居住。我们检测到的灯丝温度和主机集群质量之间的正相关关系。团簇和细丝的密度和温度也倾向于相关。温度和密度都随着向外移动而降低。我们观察到，如果靠近星系团中心，星系团会更热，质量更大，亮度更高。特别是在最外层的星系团区域（~3 * R500，c或更高），X射线观测可能已经有可能根据星系团的分布来定位宇宙细丝，并允许人们在扩散重子被星系团内介质处理之前研究它们的热力学。
2021-09-08 astro-ph.CO
Interaction of clumpy dark matter with interstellar medium in astrophysical systems
现代宇宙学概念认为，星系晕和星系团中的暗物质很可能具有团簇结构。如果一股气流穿过它，由团块产生的小规模引力场会干扰气流，导致气流和暗物质之间的动量交换。在这篇文章中，我们进行了分析的基础上，层次晕模型的暗物质结构和Navarro-Frenk-White密度分布。我们考虑各种质量的团块，从最小的到最大的$M\ge 10^{9} M_\odot$。已经发现，在任何情况下，该效应随着团块的质量而增大：不仅作用在团块上的拖曳力$\mathfrak F$增大，而且其加速度$w=\mathfrak F/M$也增大。我们讨论各种天体物理系统。该机制被证明是无效的星系或星系团碰撞的情况下。另一方面，它在星系形成过程中发挥了重要作用。因此，暗物质应该在我们银河系的晕中形成一个更紧凑、扁圆、旋转更快的亚结构。我们已经证明，这个厚盘应该比晕更致密。这一事实对于间接探测实验是非常重要的，因为正是团块对湮灭信号做出了主要贡献。我们的计算表明，在星系晕的外围，暗物质和重子物质之间的动量交换机制是无效的。这意味着来自那里的团块并没有被输送到厚盘，而且这个区域的平均聚集度应该比晕更高。
2011-11-01 astro-ph.CO
Unstable disks at high redshift: Evidence for smooth accretion in galaxy formation
红移大于1的星系可能是非常杂散的，其不规则的形态主要是由大到2 kpc的恒星复合体和几个10^8或10^9 Mo的质量。它们共同运动的密度和快速的进化表明，大多数现今的螺旋可能是通过一个星团阶段形成的。这些团块可能是由富含气体的湍流盘中的引力不稳定性形成的;它们似乎不是合并在一起的独立星系。我们在这里表明，所观察到的团块的形成需要气体和恒星的初始磁盘几乎没有稳定的隆起或恒星晕。这在盘状星系通过合并成长的模型中是无法实现的。合并倾向于形成恒星球状体，即使气体含量很高，然后盘太稳定而不能形成巨大的团块。高红移星系的形态因此表明，内盘主要是通过平滑的气体吸积来组装的，无论是来自宇宙流还是来自外盘的掠射相互作用。
2009-02-18 astro-ph.CO
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
Influence of Small-Scale Inhomogeneities on the Cosmological Consistency Tests
目前的宇宙学暗区（暗物质加上暗能量）正在挑战我们对宇宙中发生的物理过程的理解。最近，一些作者试图证伪这种暗物质-暗能量范式的基本假设。在这封信中，我们表明，过度简化的测量过程可能会产生假阳性的任何一致性测试的基础上，全球均匀和各向同性的LCDM模型和它的扩展历史的基础上的距离测量。特别是，当考虑到由于聚集物质或空隙引起的局部不均匀性效应时，似乎存在明显违反基本假设（“哥白尼原理”）的情况。相反，偏差的幅度也探测到的可靠性程度的现象学戴尔-罗德程序面临的预测与弱透镜的方法的准确性。最后，提出了一种新的方法来重建LCDM模型中的不均匀性效应，并讨论了如何区分不同宇宙学中的团簇效应（或空洞效应）的一些建议.
2012-07-20 astro-ph.CO gr-qc
Can the dark matter annihilation signal be significantly boosted by substructures?
一个非常普遍的宇宙学考虑表明，随着银河系暗物质晕，可能存在更小的暗物质结构。这些结构通常被称为“团块”，其质量延伸至$10^{-6} M_\odot$或甚至更低。这些团块应该对暗物质湮灭的信号做出主要贡献，只要它们一直存活到现在。最近的观测有利于低质量天体物理晕的核心配置文件。我们认为核心丛生，并表明，他们是显着不坚定的标准NFW的。与标准情况相反，核心团块应该在距离银河系中心$\sim 20$ ~{kpc}的内部被完全摧毁。矮椭球体不应该包含任何暗物质团块。另一方面，即使在对团块结构最悲观的假设下，团块也应该在银河系中与中心的距离超过$50$ ~{kpc}的地方以及低密度宇宙结构中存活下来。在那里，它们显著地促进了暗物质湮灭。我们表明，至少$~70\%$的团块经受了原始结构的形成，应该仍然存在，在今天的宇宙中未受影响。
2015-12-23 astro-ph.CO astro-ph.HE
The formation of shell galaxies similar to NGC 7600 in the cold dark matter cosmogony
我们提出了新的深度观测的“壳”结构的晕附近的椭圆星系NGC 7600，旁边的电影星系形成在一个寒冷的暗物质宇宙（可在http：//www.virgo.dur.ac.uk/shell-galaxies）。这部电影基于从头宇宙学模拟，展示了暗物质和恒星的连续吸积是如何创造出一条弥漫的环星系结构。在近径向轨道上的大质量团块的破裂产生了一个由瞬变同心壳层组成的复杂系统，它与NGC 7600的壳层惊人地相似。借助于模拟结果，我们解释了NGC 7600的背景下的CDM模型。
2011-11-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Disk fragmentation and the formation of population III stars
我们对星族III恒星形成的理解仍处于起步阶段。它们形成于$z=20-30$的$\rm 10^5-10^6 M_{\odot}$的暗物质迷你晕中。最近的高分辨率宇宙学模拟表明，原恒星盘的形成是引力坍缩和碎片成多个团块的结果。然而，目前还不完全清楚这些团块是否能够生存下来形成多颗恒星，因为模拟无法跟踪更长时间的磁盘演化。在这项研究中，我们采用了一个简单的分析模型，推导出的性质，边际稳定的稳态磁盘。结果表明，圆盘的稳定性取决于粘性参数$α$的临界值。对于$α_{crit} = 1$，吸积率为$\rm \leq 10^{-3} M_{\odot}/yr$时盘是稳定的，当吸积率为$\rm 10^{-2} M_{\odot}/yr$时，盘在半径约为$\rm \geq 100 AU$时变得不稳定。对于$0.06 < α_{crit} < 1$，盘对于两种吸积速率都是不稳定的。的迁移和开尔文-亥姆霍兹时间尺度的比较表明，块预计向内迁移之前到达的主要序列。此外，在一个巨大的中央恒星的存在下，中央1 AU内的团块将被潮汐破坏。我们还发现，来自中央恒星的紫外线反馈无法破坏圆盘，只有当吸积率下降到$\rm 2 \times 10^{-4} M_{\odot}/yr$时，光蒸发才变得重要。因此，中心恒星的质量可能达到100 $\rm M_{\odot}$甚至更高。
2014-12-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evolution of primordial planets in relation to the cosmological origin of life
我们探讨的条件下，在原始行星的HGD宇宙学的框架内讨论吉布森和Schild。当环境温度> 1000 K时，等离子体不稳定性开始后的300，000年（0.3My），行星质量的H-4 He气体云凝结成万亿颗行星团块的初始阶段。行星云最终坍缩成固体结构的背景是宇宙膨胀，环境温度下降。恒星形成于团块内的行星合并，并在行星过度吞噬时死于超新星。对于由恒星产生的行星，等温自由降落坍缩最初通过准平衡多面体发生，直到由于分子和尘埃的形成而不透明。收缩的冷却云是分子形成和固体颗粒连续凝结的场所，从高温下的矿物颗粒到低温下的冰粒，水冰在最初的坍塌开始后在7到15 My之间变得稳定，此后不久开始收缩形成固体冰核。原始星团行星之间的距离约为1000 AU，反映了宇宙在30，000年时的高密度。物质、有机分子和进化模板的交换很容易发生，当被星尘充分施肥时，为热的原始气体行星水核心的生命最初起源提供了最佳条件。固态分子氢的凝聚形成一个扩展的外壳，发生在原行星坍缩历史的后期。当该物体缩小到木星半径的几倍时，氢分压超过环境温度下固体氢的饱和蒸汽压，并发生冷凝。
2011-04-07 astro-ph.CO
Pop. III stars from turbulent fragmentation at redshift ~ 11
我们报告的结果从宇宙学模拟与非平衡化学的21种，包括H2，HD，和LiH分子冷却。从宇宙学的初始条件出发，我们着重研究了3 × 10^7 Msun晕中心1.8 Kpc区域的演化。几个10^6兆太阳晕的交叉和通过更大尺度的细丝的气体吸积在这个区域内产生了湍流环境。由于H2的非平衡形成导致的短冷却时间，超音速湍流导致非常分散的质量分布，其中致密的、重力不稳定的团块从致密细丝的复杂网络中出现。在z=10.87处，我们发现了大约25个定义明确的引力不稳定团块，质量为4 x 10^3-9 x 10^5 Msun，温度约为300 K，冷却时间比自由落体时间短得多。在模拟中仅对单个块塌陷的初始阶段进行空间解析。根据坍缩时达到的密度，估计的平均Bonnor-Ebert质量在200-800 Msun之间。我们推测，每个星团可能进一步分裂成一个星团的特征质量在附近的50 Msun。z ~ 11处的这个过程可能代表了Pop. III恒星形成的主导模式，导致原星系环境的快速化学富集。
2011-01-26 astro-ph.CO astro-ph.SR
The Formation of Population III Binaries from Cosmological Initial Conditions
先前的高分辨率宇宙学模拟预测，早期宇宙中出现的第一批恒星质量非常大，并且是孤立形成的。在这里，我们讨论一个宇宙学模拟，其中中心50太阳质量团分裂成两个核心，质量比为2：1，其中一个碎片坍缩到密度为10^{-8} g/cc。第二个碎片，在800天文单位的距离，也是光学厚到它自己的冷却辐射从分子氢线，但仍然能够冷却通过碰撞诱导发射。这两个高密度的峰将在10^5年的时间内继续从周围的冷气体库中吸积，并可能形成一个双星系统。
2009-07-16 astro-ph.CO
DESI and the Hubble tension in light of modified recombination
本文提出用修正宇宙复合历史替代暗能量随时间演化，发现CMB与DESI数据偏好小尺度成团型早期复合，使H0在2σ内与SH0ES一致，并缓解中微子质量限制。
2024-06-14 astro-ph.CO
The Signature of Sub-galactic Dark Matter Clumping in the Global 21-cm Signal of Hydrogen
本研究结合流体动力学模拟与大规模网格，精确计算了非线性结构形成对全球21厘米射电强度的影响，揭示了在黑暗时代和宇宙黎明期间探测亚星系级暗物质团块化效应的潜力，为检验暗物质本质和非标准宇宙学模型开辟了新途径。
2025-09-14 astro-ph.CO
The Angular Momentum Problem in Cosmological Simulations of Disk Galaxy Formation
本文对盘状星系形成数值模拟中的角动量问题进行了系统的研究。我们调查的作用，数值分辨率使用半宇宙学的设置，它结合了一个有效的使用粒子的数量在一个孤立的晕，同时保留通过合并团块的磁盘的层次结构的建立。我们执行相同的模拟，在4个数量级上改变分辨率。与分辨率水平无关，角动量的损失保持不变，并且可以与建立阶段期间的动力学摩擦联系在一起。这在宇宙学模拟中得到了证实。我们还进行模拟，包括恒星形成和恒星形成和超新星反馈。虽然前者对角动量问题没有影响，但后者将损失降低到可能与观测一致的水平。这是通过抑制早期恒星的形成来实现的，因此形成了一个大的，缓慢旋转的凸起。我们的结论是，反馈是一个关键组成部分，以实现现实的盘星系在宇宙学模拟。数值分辨率是重要的，但它本身并不能解决角动量问题。
2009-09-23 astro-ph.CO
Formation of Compact Clusters from High Resolution Hybrid Cosmological Simulations
早期的宇宙中有大量的小暗物质“迷你晕”，它们太小了，无法自行冷却和形成恒星。这些天体在较大的星系周围以静态物体的形式存在，直到受到一些外部影响。在各种星系周围观察到的外流可以提供这种影响，使其崩溃，而不是分散微晕气体。Gray和Scannapieco进行了一项研究，其中理想化的球对称小晕受到富集流出的撞击。在这里，我们进行高分辨率的宇宙学模拟，形成现实的minihalos，然后我们提取执行一个大型套件的流出minihalo相互作用，包括非平衡化学反应的模拟。在所有模型中，受冲击的微晕通过非平衡反应形成分子，然后冷却形成致密的化学均匀的恒星形成气体团。这些高红移星系团的形成将被下一代望远镜观测到，其中最大的一个应该会保存到今天，具有类似于晕状球状星团的性质。
2013-10-09 astro-ph.CO
Simulating Atomic Dark Matter in Milky Way Analogues
研究利用GIZMO与FIRE-2开展含6%耗散性ADM的银河系类似星系宇宙学流体模拟，揭示其形成暗盘、团块、核球并影响恒星形成及物质分布。
2023-04-19 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
An analytic model for the sub-galactic matter power spectrum in fuzzy dark matter halos
模糊暗物质（FDM）是一种质量范围为$m \sim 10^{-24} - 10^{-20}\ \rm{eV}$的与引力场无自相互作用的标量粒子，是冷暗物质的最有希望的替代暗物质候选者之一。量子干涉图样是有限差分的一种独特结构，在宇宙学有限差分模拟中可以在晕中看到。本文首先给出了一个由FDM晕中的量子团簇产生的次银河系物质功率谱的解析模型，其中FDM的密度分布由其大小与FDM的德布罗意波长相对应的量子团簇的叠加表示。这些团块被假定为随机分布，使得系综平均密度遵循晕轮廓，诸如Navarro-Frenk-White轮廓。然后，我们比较的收敛功率谱投影沿视线周围的爱因斯坦半径，这是从亚银河系物质的功率谱转换，在强透镜系统SDSS J 0252 +0039中测量。虽然我们发现，目前的观测没有提供有用的约束FDM质量，我们表明，未来的深，强透镜系统的高空间分辨率的观测可以严格约束FDM周围的质量$10^{-22}\ \rm{eV}$。
2021-11-15 astro-ph.CO
Evolution and Possible Forms of Primordial Antimatter and Dark Matter celestial objects
分析了原初反物质畴和暗物质天体的结构和演化。描述了相对论性低密度反物质畴。相对论FRW理想流体解被发现用于表征i）超高密度反物质畴，ii）高密度反物质畴和iii）致密反物质畴。分析了可能的子域结构。概述了演化到星系形成时的结构。与其他原始天体进行了比较。概述了反星的特征。在WIMP暗物质团块的情况下，他们的生存到现在的时间的机制进行了讨论。研究了第五种力引起的中微子聚团的宇宙学特征。
2022-11-17 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
Primordial Planets Explain Interstellar Dust, the Formation of Life; and Falsify Dark Energy
Gibson/Schild 1996年的流体重力动力学（HGD）宇宙学预测了原球状星团中地球质量行星的PGC团块在约30万年前从等离子体中分裂出来。原星系保留了第一次粘性引力等离子体碎裂时的~0.03百万年重子密度。这些气体行星的合并迅速形成了恒星，这些气体行星被第一批恒星和它们的超新星在~ 0.33百万年时产生的化学物质C，N，O，Fe等播种。热的氢气行星在水临界温度647 K，约200万年时，将种子氧化物还原为金属岩石核上的热水海洋。合并的行星和卫星承载了第一个有机化学和第一个生命，通过（HGD）双星合并恒星形成机制（生物大爆炸）产生的彗星分布到宇宙大爆炸的10^80颗行星上。因此，由霍伊尔/维克拉马辛哈彗星-胚种论机制分布的生命在整个宇宙时空中的合并行星的宇宙学原始汤中进化。HGD宇宙学的行星为天体生物学提供了一个原始的天体物理学起源。对地球上复杂生命的观察，证伪了暗能量和冷暗物质的概念，使得和谐ΛCDMHC宇宙学变得过时。星系的暗物质主要是原球状星团中的原始行星，每颗恒星有30，000，000颗行星（不是8颗！）。在星际尘埃中观察到的复杂有机化学物质是由这些行星上的生命形成的，并由它们的彗星分布。
2011-12-15 astro-ph.CO
Tadpole Galaxies in the Hubble Ultra Deep Field
蝌蚪星系有一个头-尾的形状，在头部有一个大的恒星形成团，在一侧有一个弥散的尾巴或恒星条纹。我们测量了哈勃超深场（UDF）中66只蝌蚪的头部和尾部质量，年龄，表面亮度和大小，并研究了邻居密度和蝌蚪相对于邻居的方向分布。头部质量为10^7-10^8 Msun，z~2的光度年龄为~0.1 Gyr。尾巴的质量比头部稍大，年龄相当或稍大。最明显的解释是蝌蚪是年轻的合并残余物，但很难证实。它们与其他已分辨星系的接近度没有提高，而头部的直径通常小于0.2千秒差距，通常没有明显的双核结构。另一种可能性是富含气体的星系和弥漫的宇宙流之间的冲压压力相互作用。撞击压力可以在星系盘的一侧引发恒星形成，从侧面看，它会形成蝌蚪形状。撞击压力也可以从星系中剥离气体，将其放入尾巴中，然后形成新的恒星，并在引力作用下拖着老恒星一起。这种效应可能已经在室女星系团中观察到了。另一种可能性是，蝌蚪是边缘上的圆盘，上面有大的、偏离中心的团块。类似的不平衡的恒星形成在UDF星团显示。
2010-09-08 astro-ph.CO
Black Hole in a Radiation-Dominated Universe
我们研究了膨胀宇宙中辐射占优阶段的黑洞。在黑洞半径远小于宇宙学视界的情况下，我们给出了爱因斯坦方程的度规、物质密度和速度分布的解。在远小于宇宙视界的距离，该解决方案的特点是准稳态吸积，而在大距离的解决方案渐近均匀辐射为主FLRW。我们讨论我们的解决方案与McVittie解决方案的相关性。所得到的结果可以应用，特别是，形成的暗物质密度尖峰周围的原始黑洞，并为暗物质团块的演化过程中的辐射占主导地位的阶段。
2018-11-17 astro-ph.CO gr-qc
Role of magnetic fields in the formation of direct collapse black holes
直接坍缩黑洞（DCBH）是第一个超大质量黑洞起源的主要候选者。然而，磁场在其形成过程中的作用仍然不清楚，因为以前的研究都没有足够长的时间来评估它们在吸积阶段的影响。在这里，我们报告的结果，从一套三维宇宙磁流体动力学（MHD）的模拟演变为1.6百万年的超大质量恒星（SMS）的预期寿命。我们的研究结果表明，磁场被迅速放大的强吸积冲击，无论初始磁场强度，并达到饱和状态。它们稳定了吸积盘，并通过与纯流体动力学运行相比增强了金斯质量而显著减少了碎片化。虽然最初的团块质量较大，在MHD运行，在非MHD的情况下，由于更高程度的破碎块的快速聚结的结果在类似的群众。总的来说，中央团块有大量的$\rm 10^5~M_{\odot}$，并且$\rm \sim 0.1 ~M_{\odot}/yr$的平均质量增长率在MHD和非MHD病例中相似。在MHD模拟中，SMS的多样性显着减少。这种强烈放大的磁场预计会发射出喷流和外流，这可能会被即将到来的射电望远镜探测到。
2023-02-16 astro-ph.CO astro-ph.HE
The Abell 3391/95 galaxy cluster system: A 15 Mpc intergalactic medium emission filament, a warm gas bridge, infalling matter clumps, and (re-) accelerated plasma discovered by combining SRG/eROSITA data with ASKAP/EMU and DECam data
我们利用SRG/eROSITA X射线、ASKAP/EMU射电和DECam光学观测系统对相互作用的星系团系统A3391/95周围15平方度区域进行了观测，研究了星系团外围和暗条中的温热气体、周围的大尺度结构及其形成过程。我们的意见，从宇宙流体动力学模拟的Magneticum套件的期望。我们追踪了主星系团的不规则形态，从它们的中心到远超过它们的特征半径$r_{200}$的暖热气体。在两个主要的星系团系统之间，我们观察到一个发射桥;由于eROSITA独特的软响应和大视场，我们发现了温暖气体的诱人线索。检测到物理上围绕系统的几个物质团块。对于“北丛”，我们提供的证据表明，它是下降到A3391的热气形态和射电瓣结构的中央活动星系核。eROSITA探测到的许多扩展源都是已知的星系团或背景中的新星系团，包括红移z=1的已知SZ星系团。在A3391的维里半径$r_{100}$以北发现了一条发射灯丝，它连接着北星系团，并在A3395以南向另一个星系团延伸。这条连续的暖-热发射灯丝的总投影长度为15 Mpc，在整个eROSITA观测中几乎达到4度。DECam星系密度图显示了相同区域的星系密度过高。新的数据集提供了令人印象深刻的确认理论上预期的结构形成过程在单个系统的水平上，包括周围的温暖-热星系际介质分布相比，Magneticum模拟。我们的空间分辨结果表明，重子确实居住在大尺度的温暖，热的气体细丝…
2020-12-15 astro-ph.CO astro-ph.HE
Dark Energy: is it `just' Einstein's Cosmological Constant Lambda?
宇宙学常数λ是爱因斯坦在1917年提出的一个概念，从那时起就以不同的变体和化身伴随着我们，包括更广泛的暗能量概念。目前的观测结果与λ值相一致，λ值相当于当前宇宙临界密度的70%。在过去的60亿年里，这导致了宇宙膨胀的加速，这一发现获得了2011年诺贝尔物理学奖。再加上宇宙的平坦性和30%的物质（5%重子物质和25%冷暗物质），这就形成了所谓的Lambda-CDM标准模型，它在大约30年的时间里经受住了许多观测测试。然而，目前有迹象表明，在λ清洁发展机制中，哈勃常数和块状因子的不同值存在不一致（“紧张”）。此外，暗能量的时间变化和与广义相对论的轻微偏差还没有被排除。几个大项目正在进行中，以进一步测试Lambda-CDM，并估计宇宙学参数到亚百分比水平。如果Lambda-CDM仍然是标准模型，那么球又回到了理论家的法庭上，解释Lambda的物理意义。拉姆达是宇宙几何的改变，还是真空的能量？又或者是某种不同的东西，体现了一种未知的更高层次的理论？
2020-09-21 astro-ph.CO physics.pop-ph
Apparent Dark-Energy Evolution from Cosmic Inhomogeneities
University of Oxford（牛津大学）
研究通过三种方法表明，宇宙不均质性可能使暗能量演变与观测数据一致，暗示宇宙常数主导的宇宙模型。
2026-01-28 astro-ph.CO gr-qc
