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
On the weak lensing masses of a new sample of galaxy groups
星系群的质量对于将这些系统与暗物质晕宿主联系起来是很重要的。然而，获得准确的质量估计对于低质量星系群来说特别具有挑战性。此外，使用弱透镜估计的观测质量代理的校准主要集中在大规模集群。我们在这里提出了一个研究晕质量的星系群的样本确定根据光谱目录，跨越了很宽的质量范围。我们的分析的主要动机是评估质量估计所提供的星系群目录通过丰度匹配光度技术。我们得到总晕质量估计堆叠弱透镜分析。我们的研究允许测试的准确性，质量估计的基础上，这种技术作为一个代理的晕大集团样品的质量。透镜配置文件计算相结合的集团在不同的箱的丰度匹配的质量，丰富度和红移。拟合透镜质量与从丰度匹配获得的质量相关。然而，当考虑低质量和中等质量范围内的群体时，根据特征群体光度计算的质量往往预测比弱透镜分析确定的更高的值。如果所选的星系群有一个中心的早型星系，则在低质量范围内的一致性会提高。所提出的结果验证了使用的质量估计的基础上的丰度匹配技术，提供良好的代理晕主机质量在很宽的质量范围。
2021-04-21 astro-ph.CO
Measuring galaxy morphology at $z>1$. I - calibration of automated proxies
使用HST的新近红外巡天提供了一个前所未有的机会来研究z>1的静止框架光学星系形态，并校准自动形态参数，这些参数将在对未来的大规模数据集（如EUCLID或LSST）进行分类时发挥关键作用。我们研究了1<z<3的大质量星系的自动参数（例如CAS，Gini，M20），测量它们对波长的依赖性和红移的演化，并使用机器学习算法量化这些参数在区分视觉确定的形态方面的可靠性。我们发现，在低红移文献中观察到的形态类型之间的相对趋势在z>1时得到了保持：膨胀主导的系统具有系统性的更高的浓度和基尼系数，并且比盘主导的星系更不对称和更圆。然而，在z>1时，星系的不对称性平均增加50%，Gini和M20值分别增加10%和减少20%。在膨胀为主的星系，形态参数来自休息帧紫外线和光学波长的相关性很好，但晚型星系表现出更高的不对称性和块状时，在休息帧紫外线测量。我们发现，广泛的形态类别（如凸起与磁盘为主），可以区分使用高（80%）纯度和80%的完整性的参数。在类似的静脉中，不规则盘和合并也可以与污染低于20%的凸起和规则盘区分开来。然而，合并不能区分从不规则形态类使用这些参数，由于越来越不对称的非相互作用的晚型星系在z>1。我们的自动化程序被应用到CANDELS GOODS-S领域，并与最近发布的视觉分类在同一地区得到类似的结果。
2014-06-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
The 400d Galaxy Cluster Survey weak lensing programme: III: Evidence for consistent WL and X-ray masses at $z\approx 0.5$
星系团观测量与质量的标度性质提供了核心的见解塑造集群的过程。通过即将到来的eROSITA和Euclid等调查，校准星团质量的代理将对星团宇宙学至关重要。最近的普朗克实验结果表明，X射线质量可能会受到$\sim\!40$ %的偏置，比以前考虑的要多。我们扩展了直接校准的弱透镜-X射线质量缩放对较低的群众（低至$1\!\times\!10^{14}\,\mathrm{M}_{\odot}$）在一个样本代表的$z\!\sim\!0.4$ - $0.5$人口。我们调查的MMT/Megacam弱透镜（WL）群众的缩放$8$集群在$0.39\!\leq\!z\!\leq\!0.80$的\emph{400d} WL程序的一部分，流体静力学\textit{Chandra} X射线群众以及那些基于代理，例如$Y_{\mathrm{X}}\!=\!T_{\mathrm{X}}M_{\mathrm{gas}}$。总的来说，我们发现WL和X射线质量之间的一致性很好，不同的质量偏差估计值都与零一致。对样本进行细分，我们发现高质量子样本没有显示出显著的质量偏差，而对于低质量子样本，在$\sim\!2σ$水平上，对于某些质量代理，存在高估X射线质量的偏差。质量-质量比例关系的总体离散度令人惊讶地低。这两个观察结果都不能追溯到WL分析中的参数设置。我们没有发现证据的强烈（$\sim\!40$ %）低估的X射线的质…
2014-02-13 astro-ph.CO
Mass profiles of Galaxy Clusters from X-ray analysis
本文综述了重建X射线发光星系团质量分布的方法。我们讨论的局限性和影响这些测量的偏差，以及如何这些质量配置文件可以用作宇宙学代理。
2013-04-08 astro-ph.CO
Galaxy-halo alignments in the Horizon-AGN cosmological hydrodynamical simulation
星系内禀排列是影响弱引力透镜对宇宙学约束的重要天体物理系统。从预期勘测体积的流体动力学模拟获得数值预测是昂贵的，并且更便宜的替代方案依赖于用在较小流体动力学运行上校准的对准的精确模型填充大的仅暗物质模拟。这需要将星系的形状和方向与暗物质晕的形状和方向以及大尺度结构联系起来。本文讨论了Horizon-AGN宇宙流体动力学模拟中的星系晕排列。我们比较了星系的形状和方向的红移范围内的$0<z<3$，他们的嵌入暗物质晕，和一个双暗物质的匹配晕只运行相同的初始条件。我们发现，星系的椭圆率一般不能直接从晕椭圆率预测。星系的短轴和它的嵌入晕之间的平均错位角是晕质量的函数，与残差所产生的依赖星系类型的对齐，但不是环境。与星系相比，晕圈之间的排列更加紧密，而且它们的排列会随着红移的降低而减弱。星系排列与这种效应竞争，因为星系倾向于增加它们与低红移晕的排列。我们讨论了这些结果的影响，目前的晕模型的内在路线，并提出了几种改进的途径。
2017-08-30 astro-ph.CO
Connecting optical and X-ray tracers of galaxy cluster relaxation
大量的努力一直致力于确定理想的代理量化的星系团中的热团内介质的形态。这些基于X射线发射的代用指标通常需要昂贵的高质量X射线观测，这使得它们难以应用于对群体和集群的大规模调查。在这里，我们比较光学弛豫代理与X射线不对称性和质心位移的SDSS集群与高品质的，档案X射线数据从钱德拉和XMM-牛顿的样本。考虑的三个光学弛豫措施是：成员星系投影速度分布的形状-测量的安德森-达林（AD）统计，恒星质量之间的差距最大的和第二大质量的星系团星系，和最大质量的星系（MMG）的位置和光度加权的集群中心之间的偏移。AD统计量和恒星质量间隙与X射线弛豫代理显著相关，其中AD统计量的相关性更强。相反，我们没有发现X射线不对称性或质心偏移与MMG偏移之间相关性的证据。高质量的集群（$M_\mathrm{halo} > 10^{14.5}\,\mathrm{M_\odot}$）在这个样本中有X射线的不对称性，质心位移，和安德森-达林统计系统大于低质量的系统。最后，考虑到高斯和非高斯集群的二分法（AD测试测量），我们表明，是一个非高斯集群的概率与X射线不对称性显着相关，但只显示了边缘的相关性与质心位移。这些结果证实了径向速度分布的形状作为一个有用的代理集群松弛，然后可以应用于大红移调查缺乏广泛的X射线覆盖。
2018-01-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Validity of Hydrostatic Equilibrium in Galaxy Clusters from Cosmological Hydrodynamical Simulations
我们使用最高分辨率的宇宙学流体动力学模拟之一，检查流体静力平衡（HSE）假设的星系团的有效性。我们定义和评估了几个有效质量项对应的欧拉方程的气体动力学，并量化的HSE的有效性程度方面的质量估计。我们发现，根据HSE假设估计的质量（HSE质量）偏离真实质量高达~ 30%。这种偏离HSE的程度与之前的说法一致，但我们的物理解释却大不相同。我们证明了欧拉方程中的惯性项对总质量的贡献可以忽略不计，而星系团的总引力由热气体压力梯度和气体加速项平衡。实际上，几乎所有半径处的加速度项都很好地解释了与HSE质量的偏差。我们还澄清了以前的工作中的混乱，由于不适当的应用的Jeans方程在考虑HSE的有效性从宇宙流体动力学模拟提取的气体动力学。
2013-02-21 astro-ph.CO
Hydrodynamic simulations of correlation and scatter in galaxy cluster maps
星系团中热气体的二维结构包含着星系团流体动力学状态的信息，它可以用来理解气体热力学性质散射的起源，并有助于星系团在宇宙学研究中的应用。使用一组流体动力学模拟，我们提供了目前采用的各种地图之间的比较合并集群的X射线分析和那些集群地图预计从即将到来的观测热Sunyaev-Zel 'dovich效应。我们显示以下内容：1）X射线伪压力，定义为软带X射线图像乘以温度图的平方根，是SZ图的良好代理; 2）我们发现，团块是X射线伪压力和SZ图之间偏差的主要原因; 3）团块的水平可以很好地由X射线伪熵图表征。4)我们描述的频率的偏差在各种地图的集群作为偏差的幅度的函数。这使得既可以与观察结果进行比较，也可以与将复杂物理过程引入模拟的效果进行比较。
2009-12-10 astro-ph.CO
Probing dark energy with the next generation X-ray surveys of galaxy clusters
我们提出了预测的能力，未来的广域高灵敏度X射线调查的星系团产生限制的参数定义的暗能量（DE）的状态方程（EoS）。我们的分析是为未来的X射线巡天进行的，这些巡天具有足够的灵敏度，可以提供大约2 × 10^4个星系团的X射线质量代理和基于Fe线的红移的精确测量。我们的分析基础上的Fisher矩阵形式主义，通过结合信息的集群数量计数和功率谱，还包括，第一次在分析的大规模集群分布，线性红移空间失真（RSD）的影响。这项研究的主要目的是解剖几何和生长测试提供的宇宙学信息，这两者都包括在星系团的数量计数和聚类分析。我们比较宇宙学的限制，通过假设不同层次的先验知识的参数定义的观测质量X射线关系。这种比较进一步证明了具有良好校准的可观测质量关系的根本重要性，最重要的是，它的红移演化。这样的校准可以仅通过具有针对包括在勘测中的每个簇的至少$\sim 10^3$净光子计数来实现。我们发现，在功率谱分析中的RSD进行重要的宇宙学信息时，也与星系团和DE FoM增加了8倍。除了确认的潜力，大型集群调查在约束DE的性质，我们的分析强调，充分利用这些调查所携带的宇宙学信息，不仅需要一个大的统计，但也是一个强大的测量质量代理和红移的集群样本的一个重要组成部分，来自相同的X射线调查数据。
2012-07-09 astro-ph.CO
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
Numerical hydrodynamic simulations based on semi-analytic galaxy merger trees: method and Milky-Way like galaxies
我们提出了一种新的方法来研究星系演化的宇宙学背景下。我们结合宇宙学合并树和半解析模型的星系形成多合并流体动力学模拟提供的初始条件。通过这种方式，我们利用合并模拟（高分辨率和包含气体物理）和半解析模型（宇宙学背景和低计算成本）的优势，并将它们整合起来，创建一个新的工具。这种方法使我们能够研究各种星系性质的演变，包括热气体晕的处理，气体从该气体冷却并吸积到中心盘上，这在以前的许多研究中被忽视了。这种方法比其他方法有几个优点。由于只包括感兴趣区域的粒子，运行时间比传统的宇宙学模拟短得多，从而提高了计算效率。使用宇宙学模拟，我们表明，多个合并预计将比孤立的合并序列更常见，因此星系合并的研究应该考虑到这一点。在这项初步研究中，我们提出了我们的方法，并说明了模拟10个银河系的星系，因为z=1的结果。我们发现很好的协议与观测的总恒星质量，恒星形成率，冷气体分数和光盘尺度长度参数。我们希望这种新的数值方法将是非常有用的追求一些问题有关的星系内部结构的转变，通过宇宙时间。
2012-10-19 astro-ph.CO
Center-Excised X-ray Luminosity as an Efficient Mass Proxy for Future Galaxy Cluster Surveys
现代星系团星表的宇宙学约束力可以通过获得即使是一小部分源的低散射质量代理测量来提高。在即将到来的大规模调查的背景下，将揭示集群人口下降到集团规模和高红移，有效的策略，获得这样的质量代理将是有价值的。在这项工作中，我们使用高质量的弱透镜和X射线质量估计的大规模集群在当前的X射线选定的目录重新审视的投影，中心切除X射线光度（$L_{ce}$），以前的工作表明与总质量密切相关的标度关系。我们的数据证实了这一点，$L_{ce}$在固定质量下具有与气体质量、温度或$Y_X$相当的固有散射。然而，与这些其他代理相比，由于背景建模，$L_{ce}$不太容易受到系统不确定性的影响，并且可以在较短的曝光时间内精确测量。这就有可能使用$L_{ce}$来估计新的X射线巡天（如eROSITA）直接从巡天数据发现的大量星团的质量，以及在其他波长发现的星团的质量，这些星团的后续观测时间相对较短。我们描述了一个简单的程序，使这样的估计从X射线表面亮度数据，并评论应用这种方法作为集群质量和红移的函数所需的空间分辨率。我们还探讨了钱德拉和XMM-牛顿后续观测的潜在影响，在未来十年的暗能量约束新的集群调查。
2017-10-26 astro-ph.CO
A low-scatter survey-based mass proxy for clusters of galaxies
用星系团估算宇宙学参数时，把在给定质量下观测到的散射作为一个基本参数。这项工作计算了散射的振幅为一个新引入的质量代理，产品的集群总光度倍的质光比，通常被称为恒星质量。对12个具有优良总质量的星系团的分析表明，在r500范围内，恒星质量或恒星分数与总质量之间存在紧密的相关性，其内在散射可以忽略不计：90%的上限为0.06 dex，后验平均值为0.027 dex。这种散射类似于最佳确定的质量代理之一，例如Yx，即X射线温度和气体质量的乘积。用于确定固有散射的集群样本的大小是小的，在以前的作品中提出低散射代理，因为需要非常准确的群众来推断非常小的固有散射值。四分之三的星系团的lgM <~14 Msol，从宇宙学的角度来看，这是有利的，因为这些星系团比更大质量的星系团要丰富得多。在其他质量代用指标（如Yx）的差异下，恒星质量可以通过使用即将到来的光学近红外巡天（如DES和Euclid）或甚至使用目前可用的巡天（覆盖更小的立体角）的巡天数据来确定，至少z=0.9。另一方面，预测的单个星系团的质量的不确定性很大，0.21至0.32 dex，这取决于星系团的丰富程度。这在很大程度上是因为代用品本身对于lgM<~ 14 Msol质量的星系团具有~0.10 dex误差。
2012-11-05 astro-ph.CO
Gas thermodynamics meets galaxy kinematics: Joint mass measurements for eROSITA galaxy clusters
本文利用 eRASS1 中 22 个星系团的热力学与运动学质量探针联合测量质量，发现两者一致且无系统偏差，并首次用三种独立探针证实了星系团内部缺失重子问题。
2024-11-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Hydrodynamic Simulations of Merging Galaxy Clusters: Non-Equilibrium Ionization State and Two-Temperature Structure
利用一系列N体和流体动力学模拟研究了合并星系团中团内介质的非平衡电离态和电子-离子双温结构。系统地研究了不同质量比和碰撞参量的并合，发现在大多数情况下，在团簇外围马赫数为~1.5-2.0的激波层和ICM核心前马赫数为~2-4的激波层处，ICM明显偏离电离平衡态。因此，Fe xxv和Fe xxvi K α线发射之间的强度比从电离平衡态中的强度比显著改变。如果考虑ICM双温结构的影响，在ICM外围和ICM核心前的激波层，电子温度分别比ICM平均温度低10- 20%和30- 50%，偏离电离平衡态的程度变大。我们还解决的强度比的依赖性的视角相对于合并平面。
2010-01-25 astro-ph.CO
Weak lensing mass bias and the alignment of center proxies
本研究利用流体动力学模拟检验了基于错定中心分布的弱引力透镜质量偏差预测，发现标准方法会高估星系团质量2%-6%，且正态和对数正态分布均不能可靠拟合质量偏差分布。
2023-06-22 astro-ph.CO
Temperature Structure and Mass-Temperature Scatter In Galaxy Clusters
基于对星系团宽视场观测的精确宇宙学研究受益于质量-可观测关系中内在散射的约束。原则上，结合直接测量星系团的结构变化与质量代理，如X射线光度和温度的双参数模型可以用来限制质量代理和集群的晕质量之间的关系的散射，并测量红移的散射演化。量化团簇子结构的一个候选者是从X射线光谱性质推断的ICM温度不均匀性，其中的一个例子是T_HBR，硬带与宽带光谱拟合温度的比率。在本文中，我们使用118个星系团的辐射冷却和反馈模拟测试的有效性T_HBR作为一个指标的散射的质量-温度关系。我们发现，虽然T_HBR与团簇偏离平均M-T_X关系的δlnT_X相关，但影响不大。
2012-01-26 astro-ph.CO
An analysis of galaxy cluster mis-centring using cosmological hydrodynamic simulations
星系团质心的位置通常是从星系团的星系和/或气体成分的观测中得出的，但这些通常会偏离真正的中心。这可能会在合并观测以研究平均聚类属性时产生偏差。利用BAHAMAS宇宙学流体动力学模拟的数据，我们研究了这种偏见在二维和三维的2000年集团在$10^{13} - 10^{15} ~\mathrm{M_{\odot}}$质量范围。我们量化和模型的观测动机的中心和“真正的”中心的集群，这被认为是最引力约束粒子在模拟中测量之间的偏移分布。我们用指数分布拟合偏移量的累积分布函数，Gamma分布与大多数质心定义拟合良好。可以看到，星系中心被分为一个非中心组和一个中心良好的组，中心良好的组约占所有星系团的$60\%$。以气体为基础的中心总体上比以星系为基础的中心分散得少。我们还发现了一个集群质量依赖的偏移分布的气体为基础的中心，一般较大的偏移较小的质量集群。然后，我们测量集群密度分布集中在每个选择的中心，并将它们与经验模型。叠加，偏心密度分布适合Navarro-Frenk-White暗物质分布和小松-Seljak气体分布显示，恢复的形状和尺寸参数可以显着偏离真实值。对于以星系为基础的中心来说，这可能导致星团质量被低估了$10\%$。
2020-01-28 astro-ph.CO
Hydrodynamical simulations of coupled and uncoupled quintessence models II: Galaxy clusters
我们使用一系列绝热SPH模拟，在相互作用和非相互作用的经典宇宙学模型的背景下研究星系团（和大星系团）的$z=0$性质。首先，我们研究了群体和集群的平均属性，量化它们在LCDM，非耦合暗能量（\ude）和耦合暗能量（\cde）宇宙学的差异。特别是，我们专注于径向分布的气体密度，温度和压力，我们还研究了如何标准的流体动力学平衡假设在精髓宇宙学。虽然我们能够确认以前的结果重子的分布，我们也发现，主要的差异（与差异高达$20\%$）可以看到在集群的压力分布。然后，我们将注意力转移到单个结构上，将精粹宇宙学中的每个光环映射到它的对应物\LCDM。我们能够确定一系列小的相关性之间的耦合在黑暗的部门和晕自旋，三轴性和维里化比。当看暗物质晕的自旋和维里化时，我们发现第五力场景与\LCDM有一个微弱的（$5\%$）但系统的偏差。
2014-01-21 astro-ph.CO
Exploring the Core-galaxy Connection
本文提出 Halo core tracking 方法，通过对比 gravity-only 与 hydrodynamics 模拟中的 cores 建立其与星系的一一匹配，从而为大规模模拟提供星系代理。
2025-06-25 astro-ph.CO
Moving mesh cosmology: the hydrodynamics of galaxy formation
我们提出了一个详细的比较著名的SPH代码GADGET和新的动网格代码AREPO的一些水动力试验问题。通过各种数值实验，我们建立了一个明确的联系，测试问题和系统的数值效应在宇宙学模拟的星系形成。我们的测试表明SPH方法在几个部门的缺陷。这些精度问题不仅在理想化的流体动力学测试中表现出来，而且还传播到更现实的星系形成模拟设置中，最终影响整个宇宙学框架中的气体性质，正如Vogelsberger等人（2011）和Keres等人（2011）的论文所强调的那样。我们发现，在GADGET流体不稳定性的治疗不足，抑制熵产生的混合，低估了涡产生弯曲的冲击，并防止有效的气体剥离下降的子结构。在由内而外盘形成的理想测试中，由于虚假的角动量传输，GADGET中气体盘尺寸的收敛速度要慢得多。在模拟中，我们遵循形成中心盘和轨道子结构之间的相互作用，在晕，最终盘形态是惊人的不同。在AREPO中，来自下落子结构的气体很容易被耗尽并被并入宿主晕大气中，促进了扩展中心盘的形成。相反，气体子块在GADGET模拟中更连贯，在形态上改变了磁盘，因为它们影响它。SPH求解器的数值伪影对于分辨率差的流特别严重，因此不可避免地影响宇宙学模拟，由于它们的分层性质。我们的数值实验清楚地表明，AREPO提供了一个物理上更可靠的解决方案。
2012-06-13 astro-ph.CO
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
Scaling relations and mass bias in hydrodynamical f(R) gravity simulations of galaxy clusters
我们研究了变色龙型f（R）引力模型对星系团和星系群性质的影响。我们的f（R）模拟也是第一次遵循团内和团内介质的流体动力学。这使我们能够评估f（R）引力如何改变星团的X射线标度关系，以及当引力的变化在确定时被忽略时，流体静力学和动力学质量的估计是如何有偏差的。我们发现，速度色散和集群内的介质温度都增加了1/3的f（R）的重力在低质量晕，而在大质量的物体的差异消失。转捩的质量尺度取决于标量自由度的背景值f_R0。温度和速度色散的这些变化改变了质量-温度和X射线光度-温度的标度关系，并使动力学和流体静力学质量的估计值发生偏差，而这些估计值并没有明确地解释更高的修正重力。最近，普朗克协作组（2013）发现X射线相对于弱透镜质量的相对增强。我们证明，这种偏移的解释可以提供修改后的重力和相关的偏置效应，有趣的是所需的大小。最后，我们发现在固定的星系团质量下，f（R）引力对暗晕丰度的影响很小。
2014-03-17 astro-ph.CO
Next Generation Virgo Cluster Survey. XXI. The weak lensing masses of the CFHTLS and NGVS RedGOLD galaxy clusters and calibration of the optical richness
我们测量了堆叠的弱透镜集群质量的1325个星系团的样本检测的RedGOLD算法在加拿大-法国-夏威夷望远镜遗产调查W1和下一代室女星系团调查在$0.2<z<0.5$，在光学丰富度范围$10<λ<70$。经过选择我们最好的丰富子样本（$20<λ<50$），这是最全面的透镜研究的$\sim 100\%$完整的$\sim 90\%$纯光学集群目录在这个红移范围内，共有346个集群在$\sim164~deg^2$。我们测试了三种不同的质量模型，我们最好的模型包括一个基本的晕模型，与纳瓦罗弗伦克和白色的配置文件，并考虑到集群偏心，非弱剪切，两个晕项，贡献的布里渊星系团星系，和后验修正的内在散射的质量丰富度关系的校正条款。利用该模型，我们获得了$\log{M_{\rm 200}/M_{\odot}}=(14.48\pm0.04)+(1.14\pm0.23)\log{(λ/40)}$的质量-丰度关系（统计不确定性）。这一结果与其他已发表的透镜质量丰富度关系是一致的。当比较X射线质量和质量代理，我们发现，平均弱透镜质量$\sim 10\%$高于那些在$2\times10^{13}M_{\rm \odot}<E(z) M^{X}_{\rm 200}<2\times10^{14}M_{\rm \odot}$范围内的X射线，在协议与大多数以前的结果和模拟。我们还给出了透镜质量和X射线质量代理之间的标度关…
2017-11-07 astro-ph.CO
On the reliability of photometric and spectroscopic tracers of halo relaxation
本研究通过半解析模型评估光度和光谱示踪剂对暗晕弛豫的可靠性，发现光度指标（特别是双变量组合）与动力学年龄相关性更强，且与X射线代理量相关性良好，提供了一种经济有效的弛豫量化方法。
2020-09-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Hydrodynamical Solution for the "Twin-Tailed" Colliding Galaxy Cluster "El Gordo"
最近发现的大质量星系团“El Gordo”（ACT-CT J 0102 -4915; z=0.87）的独特彗星X射线形态表明，两个大质量星系团之间正在发生异常高速的碰撞。一颗明亮的X射线“子弹”引导着一个“双尾”尾流，SZ的质心位于北尾的末端。我们展示了如何使用我们的基于FLASH的N体/流体动力学模型，通过详细的X射线，Sunyaev Zel 'dovich（SZ），哈勃透镜和动力学数据的约束，可以确定该系统的物理特性。两个暗物质成分和SZ峰的X射线形态和位置可以通过第一次地核穿越后约4.8亿年的简单双星碰撞来精确描述。假设初始总质量为2.15 × 10 ^（15）Msun，质量比为1.9，我们得到的碰撞参量约为300 kpc，相对初始坠落速度约为2250 km/sec。我们的模型表明，潮汐拉伸气体占沿质量峰之间的碰撞轴的北部X射线尾巴，和南部的尾巴位于偏离轴，包括压缩和冲击加热气体产生的大规模组件暴跌通过主集群。LCDM的挑战将是找出这种物理极端事件是否可以合理地容纳时，结合类似的大规模，高速度的情况下，“子弹集群”和其他这样的情况下正在发现的新的SZ为基础的调查。
2014-07-29 astro-ph.CO
Modeling projection effects in optically-selected cluster catalogues
星系团星表的宇宙学效用主要受限于我们校准晕质量和可观测质量代理（如星系团丰富度、X射线光度或Sunyaev-Zeldovich信号）之间关系的能力。投影效应是一种特别有害的系统效应，可以影响可观测的质量代理;沿视线的结构既可以偏置，也可以增加集群丰度研究中使用的可观测质量代理的分散性。在这项工作中，我们开发了一种经验方法来表征投影效应对redMapPer集群目录的影响。我们使用数值模拟来验证我们的方法，并说明其鲁棒性。我们证明，投影效应的建模是一个必要的组成部分，集群丰度研究能够达到$\approx 5\%$质量校准的不确定性（例如，暗能量调查年1样本）。具体而言，忽略可观察质量关系中投影效应的影响--即仅在对数正态模型上边缘化--使聚类归一化条件$S_8 \equiv σ_8 (Ω_{\rm m}/0.3)^{1/2}$的后验偏差为$ΔS_8 =0.05$，是此类分析后验不确定性的两倍以上。
2018-07-18 astro-ph.CO
Advances in Constraining Intrinsic Alignment Models with Hydrodynamic Simulations
我们使用星系的IllustrisTNG，MassiveBlack-II和Illustris流体动力学模拟，调查大尺度星系的内在排列的行为。我们的分析跨越了当代透镜巡天$z=0-1$的近似范围内的四个红移切片。我们从三个模拟中构建可比较的加权样本，然后使用包括线性和二次对齐贡献的对齐模型进行分析。我们的数据向量包括星系-星系，星系-形状和形状-形状投影相关性，联合协方差矩阵估计解析。在所有的模拟中，我们在几个$σ$的水平上报告非零IA。对于一个固定的较低的质量阈值，我们发现一个相对较强的红移依赖在所有三个模拟中，线性IA振幅增加了$\sim 2$之间的红移$z=0$和$z=1$的一个因素。我们报告没有显着的证据，非零值的潮汐扭矩振幅，$A_2$，在TNG，以上的统计不确定性，虽然MassiveBlack-II有利于适度负$A_2\sim-2$。检查的TATT模型的颜色，光度和星系类型（卫星或中央）的函数的属性，我们的研究结果是一致的，最新的测量实际数据。我们还概述了一种新的方法，用于约束TATT模型参数直接从像素化的潮汐场，以及使用TNG的概念验证练习。这种技术被证明是有前途的，虽然通过其他方法获得的结果与以前的比较是不平凡的。
2020-09-22 astro-ph.CO
Characterising galaxy clusters' completeness function in Planck with hydrodynamical simulations
本研究利用流体动力学模拟和蒙特卡洛注入法，表征普朗克星系团目录的完备性函数，发现轮廓陡峭度显著影响完备性，而形态影响较小，并指出完备性差异会导致宇宙学参数约束偏移。
2023-09-20 astro-ph.CO
Improved Constraints on Mergers with SZ, Hydrodynamical simulations, Optical, and X-ray (ICM-SHOX). Paper II: Galaxy cluster sample overview
本文介绍对形态与视线速度均敏感的八星系团ICM-SHOX多探针数据集及其质量，为研究任意取向并合和后续全样本分析奠定观测基础。
2024-04-05 astro-ph.CO
Hydrodynamic Simulation of Non-thermal Pressure Profiles of Galaxy Clusters
来自星系团的X射线和微波观测的宇宙学约束受到系统不确定性的影响。星系团内部气体运动引起的非热压力支持是天体物理不确定性的主要来源之一。使用质量有限的样本的星系团从高分辨率流体动力学宇宙学模拟，我们的非热的压力分数的配置文件的特点，并研究其依赖于红移，质量和质量吸积率。我们发现，当星系团半径定义为宇宙的平均物质密度而不是通常使用的临界密度时，非热压力分数分布在整个红移范围内是普适的。当星系团半径以宇宙平均物质密度定义时，气体速度各向异性分布具有很强的普适性.然而，我们发现，非热压力分数是强烈依赖于质量吸积率的星系团。我们提供了通用的非热压力分数和速度各向异性的星系团，这应该是有用的建模天体物理学的不确定性，使用星系团作为宇宙学探测器中的气体轮廓的拟合公式。
2014-08-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
High-Precision Galaxy Clustering Predictions from Small-Volume Hydrodynamical Simulations via Control Variates
本文提出利用控制变量法将小体积流体动力学模拟与匹配的仅引力模拟配对，学习星系-暗晕关联并结合大体积仅引力模拟，从而将星系聚类预测的有效体积提升约100倍，为下一代巡天提供高精度预测。
2024-10-18 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Implementing Molecular Hydrogen in Hydrodynamic Simulations of Galaxy Formation
受分子氢（H2）和恒星形成之间所观察到的联系的启发，我们提出了一种方法来跟踪的非平衡丰度和冷却过程的H2和H2为基础的恒星形成平滑粒子流体动力学模拟。通过在氢化学网络上积分来计算H2的局部丰度。这个计算包括气相和尘埃颗粒形成的H2，屏蔽HI和H2，和光解的H2由莱曼-沃纳辐射附近的恒星星族。因为这个模型没有假设平衡丰度，它特别适合模拟低金属丰度环境，如矮星系和早期宇宙。我们进一步介绍了一个明确的恒星形成和本地H2丰度之间的联系。这种联系将恒星形成限制在“恒星形成区”，以富含H2的区域为代表。有了这个实现，我们确定的影响H2恒星形成的宇宙学模拟的矮星系。这个模拟是第一个宇宙学模拟与非平衡H2丰度被整合到一个红移为零或包括有效的SN反馈。我们发现，我们的模拟与观察到的Tully-Fisher，全球Kennicutt-Schmidt，并解决Kennicutt-Schmidt关系是一致的。我们发现，包括屏蔽的原子和分子的氢，并在较小程度上，额外的冷却从H2在200和5000 K之间的温度增加了星系中的冷气量。ISM的变化导致星系盘中冷而致密的气体数量增加，并形成了更块状的星际介质（ISM）。恒星形成与H2和更笨拙的ISM之间的明确联系导致红移为零时恒星形成的空间分布更大的蓝色星系。（节略）
2012-05-24 astro-ph.CO
Galaxy cluster mass estimation with deep learning and hydrodynamical simulations
在BAHAMAS流体动力学模拟中，我们评估了卷积神经网络（CNN）预测星系团质量的能力。我们训练四个独立的单通道网络使用：恒星质量，软X射线通量，辐射热X射线通量，和康普顿$y$参数作为观测示踪剂，分别。我们的训练集由从模拟生成的$\sim$ 4800个合成聚类图像组成，而另外的$\sim$ 3200个图像形成验证集和测试集，每个具有1600个图像。为了模拟真实观测，这些图像还包含位于星团前后50 Mpc范围内的不相关结构，以及投影中看到的仪器系统学，包括噪声和平滑。除了CNN的所有四个可观的，我们还训练一个“多通道”的CNN相结合的四个观测示踪剂。所有五个CNN的学习曲线都在1000个epoch内收敛。由此产生的预测是特别精确的晕质量范围内$10^{13.25}M_{\odot}<M<10^{14.5}M_{\odot}$，其中所有五个网络产生的平均质量偏差的顺序$\approx$ 1\%与分散的$\lesssim$ 20\%。用康普顿$y$参数图训练的网络产生最精确的预测。我们使用两个诊断测试来解释网络的行为，以确定哪些功能用于预测集群质量。用恒星质量图像训练的CNN检测星系（这并不奇怪），而用基于气体的示踪剂训练的CNN利用信号的形状来估计星系团的质量。
2020-09-28 astro-ph.CO
The shape of relaxed galaxy clusters and the public release of a HST shape measurement code, pyRRG
我们研究了八个动态松弛的星系团的形状与哈勃太空望远镜和钱德拉X射线天文台观测。利用强、弱引力透镜、布里渊星系团的形状和X射线等照度线，研究了四种不同半径的星系团晕的椭圆率。我们发现，代理探测的内部区域的集群是强烈耦合的BCG形状与预测的形状由强引力透镜和X射线等照度线。相反，我们发现没有这样的形状之间的相关性预测的弱透镜和其他三个探针之间的任何耦合的内部和外部区域是弱的。我们还在本文中公开发布了HST弱透镜形状测量代码pyRRG，可直接从PyPi（https：//pypi.org/project/pyRRG/）获得。这段基于Rhodes et al.（2000）的python3.7代码采用了一个基于随机森林的自动化恒星-星系分类器，并输出了科学上有用的产品，例如适用于质量映射算法Lentool的弱透镜星表。
2019-11-20 astro-ph.CO
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
Hydrodynamical simulations of galaxy clusters in dark energy cosmologies: I. general properties
我们研究了暗能量对结构形成的影响，在五个不同的宇宙学模型，即一个和谐的$Λ$ CDM模型，两个模型与动态暗能量，被视为一个精粹标量场（使用RP和SUGRA势的形式）和两个扩展的精粹模型（EQP和EQn），其中的精粹标量场与引力非最小相互作用（标量张量理论）。我们对所有模型采用了物质功率谱$σ_{8}$的归一化来匹配CMB数据。在含有动力学暗能量和精粹的模型中，我们用$w_0\approx-0.9$描述物态方程，仍在观测允许的范围内。对于每一个模型，我们进行了流体动力学模拟的宇宙学盒的$(300 \ {\rm{Mpc}} \ h^{-1})^{3}$，包括重子，并允许冷却和恒星形成。演化中的暗能量和重子物理学的当代存在使我们能够研究不同背景宇宙学和发光物质演化之间的相互作用。由于星系团重子分数可以用来约束其他宇宙学参数，如$Ω_{m}$，我们还分析了暗能量如何影响星系团的重子含量。我们发现，在动力学暗能量模型中，演化的宇宙学背景导致不同的恒星形成速率和不同的星系团形成历史，但重子物理并没有受到相应的影响。我们研究了几个代理的集群质量函数的基础上的X射线观测值，如温度，光度，$M_{gas}$，和$Y_{gas}$。我们的结论是，X射线温度和$M_{gas}$函数是更好的诊断解开不同的暗能量模型之间的结构的生长。[删节]
2012-03-23 astro-ph.CO
Hydrostatic mass estimates of massive galaxy clusters: a study with varying hydrodynamics flavours and non-thermal pressure support
我们使用了一组45个模拟集群具有广泛的质量范围（$8\times 10^{13} < M_{500}~[$ M $_{\odot}]~< 2\times 10^{15}$），研究不同的流体动力学风味集群质量估计的影响。星系团放大是使用与BAHAMAS和C-EAGLE项目相同的宇宙学模型模拟的，导致流体动力学求解器和次网格物理学的差异，但仍然产生与观测结果大致匹配的星系团。在与BAHAMAS相同的质量分辨率下，对于质量最大的星系团（$M_{500} > 10^{15}$ M $_{\odot}$），我们发现SPH方法的变化在最终晕中产生最大的差异，而次网格模型在较低的质量下占主导地位。通过计算质量的所有集群使用不同的排列的压力，温度和密度分布，创建与真实的模拟数据或模拟光谱数据，我们发现，光谱温度导致的偏差，在流体静力学质量的估计增加的集群的质量，无论使用的SPH味道。对于最大质量的集群，使用光谱密度和温度分布的集群的估计质量被认为是低至50%的真实质量相比，$\sim$ 90%的低质量集群。当包括对非热压力的校正时，光谱流体静力学质量估计平均偏差较小，并且偏差的质量依赖性降低，尽管测量中的散射确实增加。
2019-10-22 astro-ph.CO
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 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
SHAM through the lens of a hydrodynamical simulation
我们使用IllustrisTNG 100流体动力学模拟研究了星系两点关联函数对次级晕和星系性质的依赖性。我们构建星系模拟星表采用一个标准的子晕丰度匹配方案，再加上星系颜色或特定的恒星形成率和以下子晕属性之间的二次分配：饥饿红移z $_{\rm starve}$，浓度在下降，过密度$δ_R^{\rm env}$，潮汐各向异性$α_R$，和潮汐过密度$δ_R$。最后两个量使我们能够完全模拟我们的subhaloes的潮汐场，作为它们的内部和大尺度属性之间的中介。由此产生的模拟目录总体返回与IllustrisTNG 100测量的良好一致性。每个模型的准确性强烈依赖于次级星系和subhalo属性之间的相关性。在所有的subhalo代理测试，我们发现，z $_{\rm starve}$和$c_{\rm infall}$是最好的跟踪大尺度结构，产生强大的聚类预测不同的红/蓝和淬火/恒星形成星系的样本。
2021-11-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmological hydrodynamical simulations of galaxy clusters: X-ray scaling relations and their evolution
我们分析了星系团的宇宙学流体动力学模拟，研究了总质量与可观测量之间的X射线标度关系，这些可观测量包括X射线光度、气体质量、X射线温度和$Y_{X}$。三组模拟进行了改进版本的光滑粒子流体动力学GADGET-3代码。这些考虑以下内容：非辐射气体，恒星形成和恒星反馈，以及活动星系核（AGN）的反馈。我们选择集群与$M_{500} > 10^{14} M_{\odot} E(z)^{-1}$，模仿典型的选择Sunyaev-Zeldovich样本。这允许具有足够大的质量范围，以使得即使在$z \sim 2$下也能够稳健地拟合关系。分析结果与观测结果基本一致。在$z=2$的质量-气体质量和质量-温度关系的斜率值比$z=0$低10%，这是由于在前一种情况下应用的质量选择，以及在后一种情况下早期合并的影响。我们调查的斜率变化的研究的演变的归一化的影响。我们的结论是，宇宙学的研究，通过标度关系应限于红移范围$z=0-1$，我们发现，在那里的斜率，散射，和协方差矩阵的关系是稳定的。质量和$Y_X$之间的标度被证实是最稳健的关系，几乎独立于气体物理。在较高的红移，标度关系是敏感的包含活动星系核的影响，低质量系统。对这些天体的详细研究将对评估活动星系核对ICM的影响至关重要。
2018-01-25 astro-ph.CO
The Three Hundred : contrasting clusters galaxy density in hydrodynamical and dark matter simulations
本研究利用 The Three Hundred 多体与流体模拟对比星系团成员分布，发现重子物理保留低质量子晕并使中心星系密度轮廓更尖峭，仅暗物质模拟会带来偏差。
2023-09-04 astro-ph.CO
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
Star formation and structure formation in galaxy collisions
回顾了星系相互作用和合并中恒星和结构形成的一些理论和模拟结果，并介绍了最近的流体动力学模拟。重力力矩和ISM湍流在星系相互作用中的作用，除了潮汐场，突出显示。相互作用可以驱动气体流入中央kpc，并触发一个中央星爆，其强度和统计特性进行了讨论。一个运动学解耦的核心和一个超大质量的中心黑洞可以被燃料。在中央kpc之外，潮汐尾、碰撞环、桥等内部可以形成许多结构，包括超星团和潮汐矮星系。星系合并中超级星团的形成现在可以在流体动力学模拟中直接解决。本文综述了它们的形成机制和长期演化，并讨论了它们与现今早型星系的关系。
2009-09-16 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 and distributed heating effects of a cD galaxy on the hydrodynamical structure of its host cluster
我们研究了一个cD星系的引力和活动星系核对宿主星系团加热的影响。我们考虑流体力学的标准处方，由球对称的质量连续性，动量和能量守恒方程确定的结构。该星系团由一个暗物质晕（DM）和电离的X射线发射星系团内气体（ICM）组成，它们共同决定了引力势。cD星系是一个附加的引力势分量。DM假设一个多方状态方程（由其微观物理决定），它可以是无辐射的自相互作用粒子或更多的外来相互作用粒子。活动星系核提供分布式加热，抵消辐射冷却。稳态密度和速度弥散分布通过数值积分的流体动力学方程与适当的边界条件。当存在cD星系时，星系团核心的最低气体温度高于不存在cD星系时。这些解还产生了一个超过最小质量的点状质量浓度：可能是活动星系核的超大质量黑洞（SMBH）。与观测到的SMBH质量的一致性约束可能的DM状态方程。当存在cD星系时，约束就比较宽松。分布式（AGN）加热改变集群的全球性的属性，也降低了中心点质量的下限，为首选的DM模型，其中暗粒子有更大的热容量比点粒子。排除这些约束将需要主要的非球形或各向异性效应（例如，体旋转、非径向流、不对称块或强磁场）。
2013-11-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy and Mass Assembly (GAMA): halo formation times and halo assembly bias on the cosmic web
我们提出的证据晕组装偏差作为几何环境的函数。通过使用潮汐张量方法将GAMA星系群分类为居住在空隙，薄片，细丝或结中，我们发现居住在结中的低质量晕比居住在空隙中的相同质量的晕更老。这一结果提供了直接支持的理论，连接强晕潮汐相互作用与晕组装时间。几何环境的趋势在大晕质量时是相反的，在结中的晕比在空隙中的相同质量的晕年轻。我们发现了一个明显的光环缩小的信号--更大质量的光环承载着更早聚集恒星的星系。这种总体趋势独立于几何环境。我们支持我们的分析与L-Galerkin半解析模型的深入探索，在这里使用的相关的几个星系的性质与三种不同的定义晕形成时间。我们发现晕形成时间和星系属性之间的复杂关系，具有显着的散射。我们确认恒星质量与晕质量比、比恒星形成率和质量加权年龄是合理的晕形成时间的代用指标，特别是在低晕质量时。瞬时恒星形成率在所有晕质量下都是一个很差的指标。使用相同的半解析模型，我们创建模拟光谱观测使用复杂的恒星形成和化学富集的历史，近似模仿GAMA的典型的信噪比和波长范围。我们使用这些模拟断言如何以及潜在的代理的晕形成时间可以从伽马射线光谱数据恢复。
2017-06-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Investigating Galaxy-Filament Alignments in Hydrodynamic Simulations using Density Ridges
在本文中，我们研究了在质量布莱克-II模拟，一个国家的最先进的，高分辨率的流体动力学宇宙学模拟，其中包括恒星和活动星系核反馈的体积（100兆秒差距$/h$）$^3$在红移$z=0.06$沿细丝的星系结构和排列。使用子空间约束均值漂移构建细丝（SCMS; Ozertem & Erdogmus（2011）and Chen et al.（2015 a））。首先，我们表明，使用星系和暗物质粒子重建的细丝是彼此相似的，超过$50\%$的星系细丝上的点有一个相应的点在距离$0.13$ Mpc $/h$的暗物质细丝（反之亦然），这个距离在高密度区域甚至更小。其次，我们观察到一个星系的长主轴相对于其最近的灯丝的取向的对齐和检测$2.5$ Mpc $/h$的临界半径的灯丝的对齐的影响时，该星系的晕质量之间的$10^9M_\odot/h$和$10^{12}M_\odot/h$。此外，我们发现的对齐信号增加显着的subhalo质量。第三，当一个星系靠近暗条（小于$0.25$ Mpc $/h$）时，星系向最近星系群的排列取决于星系晕下的质量。最后，我们发现，星系靠近细丝或集团往往比那些远离细丝或集团更圆。
2015-08-17 astro-ph.CO stat.AP
Galaxy formation hydrodynamics: From cosmic flows to star-forming clouds
在过去的几年里，在理解宇宙尺度上的流体动力学过程方面取得了重大进展，特别是星系如何获得重子。越来越多的人认识到，大部分重子都是平滑地吸积到星系上的，内部演化过程在星系的形成中起着重要作用-合并不一定是主导过程。然而，各种组装机制的预测仍然与附近宇宙中星系的观测特性存在很大分歧。小尺度过程对哈勃时间内星系的全球演化有重大影响，通常的亚网格模型以一种非常不确定的方式解释它们。了解星系何时、何地以及以何种速度形成它们的恒星，对于理解星系群的形成至关重要。我讨论了最近的改进和目前的局限性，在“解决”恒星形成的建模，旨在明确捕捉恒星形成的不稳定性，在宇宙学和星系大小的模拟。这样的模型需要在ISM中发展三维湍流，这需要在红移为零时的秒差距尺度分辨率。
2010-09-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Intra-cluster Summed Galaxy Colors
虽然群集总和光度已作为质量代理，群集总和颜色已得到较少的关注。由于星系的颜色提供了有用的见解尘埃含量和特定的恒星形成率，本研究调查可能的相关性集群总结的颜色和各种可观察到的和内在的晕属性的集群在TNG，SDSS和Buzzard的子样本。星系团颜色-星等空间在红色和明亮的角落显示出一个峰值，由明亮的红色星系绘制。对聚类中的颜色求和可以减少颜色空间中的分散，因为幅度求和的作用有点像加权平均。在所有三个数据集中，这些求和颜色之间的相关性为$(73 \pm 24)\%$。颜色和聚类属性的总和通常具有低相关性，但范围高达$\sim 40\%$。TNG和Buzzard的颜色和质量之间的相关性随丰富度阈值的变化不显著，但SDSS的相关性随着丰富度的增加而显著下降，在丰富度阈值为10附近从正相关变为负相关。我们还研究了质量代理缩放关系与丰富度或幅度，并测量了添加群集颜色后质量散射的减少。这种减少通常是微不足道的，但在某些情况下发生了几个大的质量散射减少：高丰度Buzzard质量-大小关系看到了$(19 \pm 28)\%$的减少，而低丰度SDSS看到了类似的顺序减少$(16 \pm 8)\%$和$(14 \pm 8)\%$的质量-丰度和质量-大小关系。这第一次看总结集群颜色显示在某些情况下帮助质量代理的潜力，但需要更仔细和彻底的调查，以更好地表征和利用集群总结的颜色。
2021-12-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Precision cosmology with baryons: non-radiative hydrodynamics of galaxy groups
重子对物质功率谱的影响可能会对未来的星系调查产生可观察到的影响，如欧几里得或LSST。作为迈向完全预测理论的第一步，我们研究了非辐射流体动力学对星系群大小的晕结构的影响，这对弱透镜功率谱的贡献最大。我们进行高分辨率（超过一百万个粒子每晕和一千秒差距的分辨率）的非辐射流体动力学放大模拟的样本16晕，比较流行的分析模型的配置文件。我们发现，总的质量配置文件是很好地拟合纳瓦罗，弗伦克和怀特模型，与参数略有修改的暗物质唯一的模拟。我们还发现，小松和Seljak流体静力学解决方案提供了一个很好的适合的气体剖面，但显着的偏差，所产生的强大的湍流混合的核心和非热，湍流压力支持在郊区。湍流能量随半径呈浅的线性上升，并与晕形成时间相关。仅使用三个主要的结构晕参数作为变量（总质量，浓度参数和中心气体密度），我们可以预测精度优于20%的个别气体的密度和温度分布。对于与功率谱计算相关的平均总质量分布，我们甚至达到了1%的精度。这些预测的鲁棒性已被测试对分辨率的影响，不同类型的初始条件和流体动力学计划。
2017-03-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
