Cosmo-Paleontology: Statistics of Fossil Groups in a Gravity-Only Simulation
我们提出了一个详细的研究化石组候选人确定的“最后的旅程”，一个重力宇宙学模拟覆盖的$(3.4\, h^{-1}\mathrm{Gpc})^3$体积与粒子质量分辨率为$m_p \approx 2.7 \times 10^9\, h^{-1}\mathrm{M}_\odot$。该模拟使我们能够同时捕获大量群体规模的光环并解析其内部结构。从历史上看，化石群的特征是X射线亮度高，最亮和第二亮的星系之间有很大的光度差距。为了确定候选晕宿主化石群，我们使用晕合并树信息引入两个参数：发光合并质量阈值（$M_\mathrm{LM}$）和最后一个发光合并红移截止值（$z_\mathrm{LLM}$）。最后的参数选择是由观测数据提供的，并允许我们从模拟中识别一个合理的化石组样本。候选晕的特点是减少子结构，因此不太可能主办明亮的星系以外的最明亮的中央星系。我们对这个样本进行了详细的研究，包括晕属性和聚类分析。我们发现，我们简单的假设导致化石组候选人形成早期，具有更高的浓度，并且与相同质量范围内的其他晕相比更轻松。
2022-05-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Properties of fossil groups in cosmological simulations and galaxy formation models
化石群是否只是普通群分布的尾部样本，或者它们是否是一个物理上不同的物体类别，以不寻常和特殊的形成历史为特征，这是一个长期存在的问题。为了研究这个问题，我们在这里调查的GIMIC项目，其中包括在千年模拟（MS）的特点是不同的大规模密度，从一个深空到原集群区域的五个区域的resimulations流体动力学模拟中确定的化石群。为了比较，我们还考虑了建立在MS之上的半解析模型，以及条件光度函数方法。我们在GIMIC模拟中确定星系为恒星群，并使用光谱合成代码来获得它们的光学特性。的X射线光度的群体估计的热韧致辐射的气体在主机晕，忽略金属丰度的影响。我们专注于比较理论模型和观测结果中化石群的属性，突出它们之间的差异，并试图确定对环境的可能依赖性，我们的方法特别适合这种环境。我们发现，在我们所有的理论模型中的光学化石分数下降与晕质量的增加，并没有明确的环境依赖。结合化石群的光学和X射线选择标准，在光学中看到的化石群的晕质量依赖消失。在GIMIC晕质量范围内，我们分辨得最好，9.0 \times 1012 \sim 4.0 \times 1013 h-1 M，化石群中的中央星系在年龄、金属丰度、颜色、浓度和质光比方面表现出与普通星系群相似的性质。[删节]
2011-06-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Properties of Long Gamma Ray Burst Progenitors in Cosmological Simulations
利用结构形成和星系演化的宇宙学模拟研究了长伽马射线暴（LGRB）的起源。LGRB是早期宇宙中恒星演化的潜在示踪剂。我们开发了一个蒙特卡罗数值代码，产生耦合到宇宙学模拟的LGRB。这些模拟使我们能够自洽地跟踪星系的运动。我们模拟的LGRB和它们的宿主星系的可探测性，以便与高能卫星获得的观测数据的结果进行比较。我们的代码还包括在观测到的LGRB率的随机效应。
2014-07-01 astro-ph.CO
Dependency of halo concentration on mass, redshift and fossilness in Magneticum hydrodynamic simulations
我们研究的依赖性的质量和红移的浓度使用三个大N体宇宙流体动力学模拟由Magneticum项目进行。我们约束的质量浓度的关系与一个前所未有的质量范围内的流体动力学模拟的斜率，并发现一个负面的趋势上的质量浓度平面和一个轻微的负红移的依赖关系，与观测和其他数值工作。我们还展示了浓度与化石参数的相关性，化石参数定义为中央星系与最大质量卫星之间的恒星质量比，与观测结果一致。我们发现，具有高化石参数的晕具有系统的高浓度，并从两个不同的方面探讨了其原因。首先，我们研究了长时间不受干扰的晕的演化，我们发现随着化石参数的增加和尺度半径的减小（这增加了浓度），内部区域不断增加卫星。我们还研究了浓度对维里比的依赖性和表面压力$E_s$的能量项。我们的结论是，化石物体具有较高的浓度，因为它们是动态放松的，没有输入/输出的材料，并有时间增生他们的卫星。
2019-05-07 astro-ph.CO
The First Galaxies and the Likely Discovery of their Fossils in the Local Group
在冷暗物质宇宙学中，在任何红移处，小质量晕的数量都超过大质量晕。然而，星系质量的下限是未知的，宇宙中最小星系的典型光度及其数量也是未知的。答案取决于在多大程度上，在第一人口的小质量晕恒星的形成可能会受到抑制的辐射反馈循环宇宙学的距离尺度。如果早期的矮星系群确实形成了大量的矮星系，那么它们的遗迹应该在今天的本星系群中找到。这些遗迹被称为“第一个星系的化石”。本文是一篇综述，总结了我们正在进行的模拟和识别银河系和仙女座周围这些化石的努力。人们普遍认为，星系际介质的再电离会阻止第一个星系化石中的恒星形成。因此，它们应该是宇宙中最古老的物体之一。然而，在这里，我们对这一观点提出异议，并讨论了一种物理机制，即相对较近的气体吸积和恒星形成事件将在第一个星系的一些化石中产生。我们认为，化石的特点可能是由一个单一的老人口的恒星或双峰恒星形成的历史。我们还提出，同样的机制可以把小质量的暗晕形成前再电离成气体丰富，但无恒星的“暗星系”。我们相信，目前的观测数据支持这一论点，即最近在本星系群中发现的一小部分新的超暗矮星实际上是第一个星系的化石。
2009-11-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Tracing the Gas to the Virial Radius (R100) in a Fossil Group
我们提出了一个钱德拉，朱雀和Rosat研究的热群内介质（IGRM）的放松化石组/穷人集群RXJ 1159 +5531。这组显示出平坦表面亮度轮廓，高光度和最佳距离的有利组合，允许在单个朱雀指向中检测到维里半径（Rvir=R108=1100 kpc）的气体，而互补的钱德拉数据揭示了圆形形态和宽松的IGrM图像，低至kpc尺度。我们测量了半径超过3个数量级的IGrM熵分布，包括3个方位角覆盖率超过0.5R200的数据箱（>30%）。我们没有发现任何证据表明，在大尺度（>R500）的配置文件的熵，并为封闭的气体分数校正时，熵的配置文件是非常接近的预测，从自相似结构的形成模拟，看到在大规模的集群。在Rvir中，我们测量到的重子分数为0.17+/-0.02，与宇宙学值一致。这些结果与最近在室女座和英仙座星系团中报道的大尺度气体行为形成鲜明对比，并表明大量气体聚集在Rvir附近不可能无处不在，至少在高度进化的（化石）群体中。
2012-01-12 astro-ph.CO
The Cheshire Cat Gravitational Lens: The Formation of a Massive Fossil Group
柴郡猫是一个相对较差的星系群，由两个明亮的椭圆星系主导，周围至少有四个来自引力透镜背景星系的弧，使系统看起来很幽默。我们对该系统的光学/X射线研究表明，它正在经历两个质量比大致相等的组之间的视线合并，相对速度为~1350 km/s。其中一组很可能是低质量的化石组，而另一组则几乎符合化石组的经典定义。碰撞表现在一个双峰星系速度分布，一个升高的中心X射线温度和光度指示的冲击，和引力弧中心，不符合任何一个大的椭圆星系。其中一个明亮的椭圆星系有一个嵌入恒星晕偏心的双核。明亮的椭圆星系应该在不到一个陀螺的时间内合并，之后观测者将看到一个巨大的1.2-1.5 x 10^14太阳质量的化石星系群，其中心有一个M_r = -24.0的最亮星系群。因此，柴郡猫为我们提供了第一个研究化石群祖先的机会。我们讨论了化石群成员星系之间的星等差距的经典定义的局限性。我们还认为，如果化石（或近化石）组的合并是创建当今化石组的常见途径，那么系统最终星系合并与冲击加热核心冷却开始之间的时间滞后可以解释在一些化石组中观察到的缺乏发育良好的冷核心。
2015-05-19 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Characterizing the nature of Fossil Groups with XMM
我们提出了一个X射线的后续行动，XMM加上钱德拉，六个化石组（FG）的候选人在我们以前的工作中使用SDSS和RASS数据确定。四个候选者（六个）表现出扩展的X射线发射，确认它们是真正的FG。对于其他两组，RASS发射的起源要么是光学暗/X射线亮活动星系核，要么是不同X射线源的混合。使用SDSS-DR 7数据，我们确认，对于所有的群体，种子椭圆和第二级星系之间的r-波段星等差距的存在。然而，在0.5等以下，间隙值取决于如何估算种子星系的总通量，而这在使用SDSS（相对于Sersic）星等时被大大低估了。这意味着在使用SDSS数据时，许多FG实际上可能会被遗漏，这是一个在将观测到的FG数密度与宇宙学模拟的预期进行比较时应该仔细考虑的事实。在我们以前的研究中发现，种子-FG和非化石椭圆星系的性质的相似性，延伸到X射线确认的FG样本，表明明亮的椭圆星系在FG不代表一个独特的人口星系。对于一个系统，我们还发现暗星系的速度分布是双峰的，可能表明该系统是由两个星系团合并而成的。这破坏了所有被选中的化石群形成一个真正的化石群的想法。
2012-02-22 astro-ph.CO
A statistical study of the luminosity gap in galaxy groups
星系群和星系团中最亮的两个成员之间的光度差被认为是对星系形成和演化模型的有力检验。本研究的重点是星系群，特别是化石星系群的光度差距的统计，例如大光度差距，在宇宙学模拟中的类比。我们使用SDSS第七次数据发布（DR 7）的光谱遗留数据，利用修改的朋友的朋友（mFoF）算法提取星系群的体积有限的样本。注意力集中在最亮的星系群（BGG）比\Mr =-22更亮的星系群。在620组的初始样本中，识别出109个光学化石组，其中光度差距超过2个星等。我们比较统计的光度差距在低质量范围内的星系群从SDSS与相同的千年模拟星系半解析建模。我们发现，BGG居住在星系群与大光度差距，即化石组，平均更明亮，生活在较低的质量晕相对于他们的对应部分在非化石系统。虽然低质量的星系群被认为是最近形成的，我们表明，在星系群中的15个星系比$M_r\ge -19.5$亮，演化过程是最有可能负责大的光度差距。同时也是寻找化石群的一种新探索。此外，我们扩展了最近推出的观测探测光度差距的基础上，蝴蝶图，星系群和研究作为晕质量的函数的探测。这个探测器可以与光度函数一起帮助微调宇宙学模拟中使用的星系半解析模型。
2010-12-21 astro-ph.CO
Measuring the total and baryonic mass profiles of the very massive CASSOWARY 31 strong lens. A fossil system at z ~ 0.7?
本文研究了剑桥和斯隆巡天（CASSOWARY）第31号偏转器中的总质量和重子质量分布。我们确认光谱的四个图像透镜系统在红移1.4870与VLT/X-射手的观察。这些透镜图像分布在一个红移为0.683的明亮早期星系周围，周围是几个光度红移相似的较小星系。我们使用现有的光学和X射线数据来约束偏转器总，恒星，和热气体质量，分别通过强透镜，恒星星族分析，等离子体建模。我们推导出在爱因斯坦半径R_Ein = 70 kpc内投影的总质量为（40 +/- 1）× 10^12 M_Sun，总质量密度的中心对数斜率为-1.7 +/- 0.2。尽管中心星系的恒星质量和速度色散非常高，为（3 +/- 1）x 10^12 M_Sun，（450 +/- 80）km/s，偏转器的累积恒星质量-总质量分布表明，在中心星系有效半径R_e = 25 kpc的投影中，恒星质量分数非常低，只有20%（3%-6%（R = 100千秒差距）。我们还发现，CSWA 31偏转器的属性表明它是迄今为止研究的最遥远和最大的化石系统之一。异常强大的中央暗物质优势和这个系统可能的化石性质使它成为详细测试宇宙学模型和结构形成情景的有趣目标。
2013-05-24 astro-ph.CO
Optically selected fossil groups; X-ray observations and galaxy properties
我们报告的X射线和光学观测的星系群从2dfGRS组目录中选择，探索的可能性，星系群托管一个巨大的椭圆星系和一个大的光学光度差距之间存在的两个最明亮的星系群，可以与扩展的X射线发射，类似于在化石星系群中观察到的。用曝光时间为10-20千秒的钱德拉望远镜对4个星系群进行了X射线观测。结合X射线和光学观测，我们发现了一个弥漫的扩展X射线发射的存在超出了最亮的星系团的光学尺寸的证据。采用X射线和光学标准，其中一组被确定为化石组，另一组由于早期光学选择中的污染而被排除。对于剩下的两个系统，X射线光度阈值接近已知的化石群的惯例。在所有情况下，X射线光度都低于所选化石的X射线对于该组给定光学光度的预期值。对化石群的共动数密度作了粗略估计，并与X射线观测和宇宙学模拟的结果基本一致。
2014-06-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
The head-tail radio galaxy and revived fossil plasma in Abell 1775
本文利用LOFAR和uGMRT低频观测研究Abell 1775星系团中的头尾射电星系及复活化石等离子体，揭示了尾部谱变陡、喷流复杂弯曲及超陡谱细丝结构，强调了低频高灵敏度观测对理解非热现象形成过程的重要性。
2025-02-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Stellar mass-gap as a probe of halo assembly history and concentration: youth hidden among old fossils
我们调查使用的晕质量差距统计-定义为主机晕和它的最大的卫星subhalo之间的质量的对数差-作为探针的晕年龄和浓度。用宇宙学N体模拟研究了N ~25，000个质量范围为10^12.5 < M_halo/M_sol < 10^14.5的团簇晕。与以前的工作一致，我们发现晕的质量间隙与晕的形成时间和浓度有关。平均而言，年龄较大和浓度较高的晕有较大的晕质量差距，这种趋势是强于在类似的动态范围内的质量浓度关系。然而，由于卫星晕下总体的短暂性质，存在大量的散射，这限制了在逐个物体的基础上使用晕质量间隙统计。例如，我们发现20%的非常大的晕质量间隙系统（类似于“化石群”）是年轻的，并且可能经历了一个巨大的卫星次晕和中央次晕之间的合并。我们通过丰度匹配将晕质量隙与可观测的恒星质量隙联系起来。利用Sloan数字巡天数据Release 7构建的星系群星表，我们发现固定质量星系的恒星形成和结构性质不随恒星质量差的变化而变化。这是尽管变化的晕年龄~2.5 Gyr超过~1.2 dex的恒星质量差距。因此，我们没有发现证据表明，晕形成的历史显着影响星系的性质。
2013-09-02 astro-ph.CO
Giant radio relics in galaxy clusters: reacceleration of fossil relativistic electrons?
在星系团外围的许多明亮的射电遗迹具有较低的推断马赫数，违背了激波加速理论和日光层观测的预期，即相对论粒子的注入效率在低马赫数时直线下降。通过一系列的宇宙学模拟，我们跟踪了星系团组装过程中宇宙线电子的扩散激波加速、辐射冷却和库仑冷却。我们发现了大量的化石电子。当在激波中再加速（通过扩散激波加速）时，它们在强激波中与直接注入竞争，在弱激波（马赫数< 3）中以多个数量级占压倒性优势，这在星团外围占绝大多数。它们的相对重要性取决于冷却物理学，并且对所使用的冲击加速模型是鲁棒的。虽然化石的丰度可以变化约10倍，但典型的再加速化石群具有与观测非常一致的射电亮度。1 < gamma < 100（10 < gamma < 10^4）的化石电子为强（弱）冲击下的再加速提供了主要的种子;我们的模拟表明，这些都很好地解决了。我们构建了一个简单的自相似分析模型，假设稳定的最近注入和冷却。它与我们的模拟吻合得很好，允许快速估计和物理洞察分布函数的形状。我们预测，LOFAR应该找到更多的明亮的陡谱射电遗迹，这是不一致的直接注入。不考虑化石宇宙射线电子将导致关于弱冲击下粒子加速性质的错误结论;它们来自于众所周知的物理过程，不能被忽视。
2013-09-02 astro-ph.CO astro-ph.HE
Testing homogeneity with the fossil record of galaxies
宇宙学的标准弗里德曼模型是基于哥白尼原理，即假设一个均匀的背景，结构通过微扰形成。均匀性是广义相对论和修正引力模型的基础，也是我们解释宇宙微波背景和星系分布观测的核心。因此，重要的是通过观察来探测均匀性。我们描述了一个测试的基础上遥远的星系的化石记录：如果我们可以重建星系的关键内在属性作为函数的适当的时间沿着他们的世界线，我们可以比较这样的属性在相同的适当的时间为我们的星系和其他星系。我们通过使用径向重子声学振荡计算回视时间，以及使用恒星物理学计算沿星系世界线的时间来实现这一点，使我们能够探测均匀性，原则上在过去光锥内的任何地方。结果的一致性将是一个重要的一致性检验-尽管它本身并不能证明同质性。然而，结果中的任何显著偏差都将标志着同质性的破坏。
2011-09-15 astro-ph.CO gr-qc
Still Accelerating: Type Ia supernova cosmology is robust to host galaxy age evolution
University of Southampton（南安普顿大学）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）；Duke University（杜克大学）；Stanford University（斯坦福大学）；SLAC National Accelerator Laboratory（斯坦福直线加速器中心）；University of Queensland（昆士兰大学）；Institute of Space Sciences (ICE, CSIC)（空间科学研究所（欧洲空间研究中心，西班牙国家研究委员会））；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)（加泰罗尼亚空间研究学院）；Lancaster University（兰卡斯特大学）；Rutgers, the State University of New Jersey（新泽西州立罗格斯大学）
本文质疑Ia型超新星宇宙学中宿主星系年龄演化对宇宙学结论的影响，指出相关证据已被现代分析修正，且数据不支持显著的红移依赖性。
2026-05-08 astro-ph.CO
Cusp-core transformations induced by AGN feedback in the progenitors of cluster galaxies
在最近的一项研究（Martizzi et al. 2012）中，我们使用宇宙学模拟来表明，活动星系核（AGN）对星系团中气体分布的反馈对于确定这些系统中心区域的恒星和暗物质的空间分布非常重要。暗物质、重子和黑洞的分级组装掩盖了重组过程背后的物理机制。在这里，我们使用理想化的模拟来跟踪一个巨大的暗物质晕的反应，因为我们用受控的冷气体供给中央黑洞。这消除了宇宙学模拟中发生的大部分复杂性，这些复杂性可能会使我们以前的研究产生偏差。我们证实了我们以前的结果：气体加热和驱逐的中心区域的晕AGN反馈可以返回冷却后，重复的周期产生的引力势波动负责不可逆的修改的暗物质质量分布。主要结果是从晕的中心区域排出大量的重子和暗物质。根据这里提出的工作，外流引起的波动代表了唯一的机制，能够有效地创造星系团中的暗物质核心。
2013-05-10 astro-ph.CO
Old Universe, Young SNe Ia: A Statistical Analysis of Type Ia Supernova Progenitor Age from 6,983 TITAN Host Galaxies, and Implications for Cosmology
Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）；University of Oxford（牛津大学）；University of Southampton（南安普顿大学）；Rutgers, the State University of New Jersey（新泽西州立罗格斯大学）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；Boston University（波士顿大学）；University of Hawai’i（夏威夷大学）
研究通过分析6983个TITAN宿主星系的前身年龄，发现其平均年龄为3.5Gyr，显著低于强演化模型预测，且与宇宙学参数推断相关，但未发现未建模的系统性偏差。
2026-04-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
The ACS LCID project. III. The star formation history of the Cetus dSph galaxy: a post-reionization fossil
我们使用深HST/ACS观测计算鲸鱼座矮球状（dSph）星系的恒星形成历史（SFH）。我们的测光达到低于最古老的主序关闭，这使我们能够估计的年龄和持续时间的主要情节恒星形成的鲸鱼座。这可以很好地近似为一个单一的事件，在大约12+/-0.5 Gyr之前达到峰值，持续时间不超过1.9+/-0.5 Gyr（FWHM）。我们的解决方案还表明，在过去的8个Gyr期间，鲸鱼座基本上没有恒星形成。这使得鲸鱼座的SFH可以与最古老的银河系dSphs相媲美。考虑到鲸鱼座目前被隔离在本星系群的外围边缘，这意味着鲸鱼座在大多数银河系矮卫星的形态-银河系中心距离关系中是一个明显的异常值。我们的研究结果还表明，在宇宙被再电离很久之后，鲸鱼座在z ~ 1继续形成恒星，并且在鲸鱼座的SFH中没有再电离时代的明确标志。我们简要地讨论了这些结果的矮星系演化模型的影响。最后，我们提出了一个全面的帐户的数据减少和分析策略所采用的所有星系的LCID（本地宇宙学从孤立的矮）项目。我们采用两种不同的测光代码（DAOPHOT/ALLFRAME和DOLPHOT），三种不同的SFH重建代码（IAC-流行/MinnIAC，匹配，COLE），和两个恒星演化库（BaSTI和Padova/Girardi），允许详细评估的建模和观测的不确定性。
2010-02-23 astro-ph.CO
The progenitors of present-day massive red galaxies up to z ~ 0.7 - finding passive galaxies using SDSS-I/II and SDSS-III
我们提出了一个全面的研究250,000星系的重子振荡光谱调查（BOSS）的目标，z ~ 0.7的特定目标，识别和表征人口的星系，没有显着的合并。我们计算的可能性，每个BOSS星系是一个祖先的发光红星系（LRGs）样本，SDSS-I/II的目标z ~ 0.5，通过使用LRGs的化石记录和推断的恒星形成历史，金属丰度的历史和尘埃含量。我们确定合并率，光度增长率和两个调查之间的大规模集群的演变，我们调查使用不同的恒星星族合成模型在我们的结论的效果。我们证明了我们的样本是缓慢发展的（通过合并，每个Gyr的数量级为2 +/- 1.5%）。我们的结论指的是星系人口的明亮和大质量的末端，Mi 0.55 <-22，M* > 1E11.2 Msolar，分别对应于LRG和BOSS星系人口的95%和40%。我们的分析进一步表明，在BOSS星系中的任何可能的额外流量，当与LRG相比，从潜在的未解决的目标在z ~ 0.55必须小于1%的r0.55带（大约相当于g带在星系的休息框架在z=0.55）。当加权的BOSS星系的LRGs的预测属性的基础上，并限制分析的最红的BOSS星系，我们发现一个大规模的集群，是一致的动态被动演化的演变，假设一个标准的宇宙学。我们的结论是，我们的可能性给出了一个加权样本，尽可能干净和接近被动进化（在动力学方面，即没有或可忽略的合并），这是宇宙学研究的最佳选择。
2012-04-30 astro-ph.CO
Local Group progenitors: Lyman Alpha bright?
我们提出了一种新的方法来识别银河系（MW）和仙女座（M31）的祖先，可以作为LAE在z~6可见：我们耦合的快照从约束本地UniversE模拟（CLUES）项目，成功地再现MW和M31星系位于正确的环境，莱曼阿尔法天体（LAE）模型。探索星系际介质（IGM）的电离状态范围从几乎中性的一个完全电离的，我们发现，包括（不包括）集群源的影响，第一个本地集团祖出现作为一个LAE中性氢分数为0.4（0.1）。对于完全电离的IGM，这个数量增加到5个祖细胞，MW和M31中的每一个都是可见的LAE;对于所考虑的所有电离状态，来自聚集源的贡献对于使许多祖细胞在Lyman Alpha中可见至关重要。我们还对这种祖细胞的物理性质进行了限制。最后，我们发现，当中性氢分数为10 ^-5（0.4）时，这些LAEs的数密度比一般场LAEs（在宇宙学体积中观测到的）的数密度高出约两（一）个数量级。在z~6处检测到如此高的LAE数密度将是过密区域的明确特征，该过密区域可以演变并类似于z = 0处的局部群体积。
2011-10-05 astro-ph.CO
Stellar population gradients from cosmological simulations: dependence on mass and environment in local galaxies
从星系恒星质量的角度分析了N体+流体动力学模拟中星系团和星系团的年龄和金属丰度梯度。矮星系的年龄梯度为零，在星系团和星系团外围的系统中，有一个高的正值的尾部。大质量系统的年龄梯度一般为零，对于最大质量的系统，年龄梯度变为正值。矮星系的金属丰度梯度分布在零附近，随着质量的增加，金属丰度梯度变得更负;大质量星系的金属丰度梯度更陡，但随着质量的增加，趋势变平。特别是，化石群的特点是年龄和金属丰度梯度分布更紧密。我们发现一个很好的协议与当地的观察和独立的模拟。还讨论了中心年龄和金属丰度，以及总的颜色，特定的恒星形成和速度色散的结果。
2010-09-13 astro-ph.CO
The Progenitors of Local Ultra-massive Galaxies Across Cosmic Time: from Dusty Star-bursting to Quiescent Stellar Populations
利用UltraVISTA星表，我们研究了自$z=3$以来11.4~Gyr的本地超大质量星系（$\log{(M_{\rm star}/M_{\odot})}\approx11.8$ ; UMG）的祖先的演化，提供了一个完整和一致的图片，最大质量的星系在$z=3$已经组装。通过使用丰度匹配的半经验方法选择祖先，我们推断恒星质量的增长为0.56 $^{+0.35}_{-0.25}$ dex，0.45 $^{+0.16}_{-0.20}$ dex和0.27 $^{+0.08}_{-0.12}$ dex分别从$z=3$，$z=2$和$z=1$到$z=0$。在$z<1$，UMG的祖先构成了一个均匀的人口，只有静止的星系与旧的恒星星族。在$z>1$，来自恒星形成星系的贡献逐渐增加，在$2<z<3$的祖先主要是大质量（$M_{\rm star} \approx 2 \times 10^{11}$ M $_{\odot}$）、尘埃（$A_{\rm V}\sim$ 1- 2.2等）、恒星形成（SFR $\sim$ 100- 400 ~M $_{\odot}$ yr $^{-1}$）星系，它们的恒星年龄范围很大。在$z=2.75$，$\sim$ 15\%的祖先是静止的，具有典型的星爆后星系的性质，几乎没有尘埃消光和强烈的巴耳末破裂，并显示出大的颜色散射。我们的研究结果表明，至少有一半的本地UMG的恒星内…
2014-08-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Entire Virial Radius of the Fossil Cluster RXJ1159+5531: I. Gas Properties
先前对化石群/星系团RXJ 1159 +5531的分析表明，与其他冷核星系团相比，在维里半径（$R_{\rm vir}$）处的径向星系团内介质（ICM）熵分布与纯重力宇宙学模拟的预测一致。为了研究这些结果的一般性，我们提出了三个新的朱雀观测，结合北指向，提供完整的方位角覆盖到$R_{\rm vir}$。两个新的钱德拉ACIS-I观测重叠北朱雀指向，我们已经解决了$\gtrsim$ 50%的宇宙X射线背景。我们提出的ICM的密度，温度，熵，和压力的径向轮廓获得的四个方向。我们在$R_{\rm 200}$测量到的ICM特性在朱雀点之间只有适度的方位角散射：温度为7.6%，密度为8.6%，而系统误差可能很大。特别是，对于朱雀观测到的少数其他星系团，温度散射低于在$R_{\rm 200}$研究的温度散射。这些方位角测量证实了RXJ 1159 +5531是一个规则的高度弛豫系统。我们对RXJ 1159 +5531测量的表现良好的熵分布不赞成吸积激波的减弱作为其他冷核星系团中熵平坦化的解释，但与其他解释一致，如气体聚集，电子-离子非平衡，非热压力支持和宇宙射线加速。最后，我们提到RXJ 1159 +5531的大尺度星系密度分布似乎对其在$R_{\rm vir}$附近的气体性质影响不大。
2015-03-11 astro-ph.CO astro-ph.HE
The Entire Virial Radius of the Fossil Cluster RXJ1159+5531: II. Dark Matter and Baryon Fraction
在第二篇论文中，我们对松弛化石星团RXJ 1159 +5531的整个维里区进行了热的团内介质（ICM）的流体静力学分析。对于ICM，恒星质量从中央星系（BCG），和NFW的暗物质（DM）晕组成的模型，我们得到了很好的描述ICM发射率和温度的投影径向轮廓。在M_star/L_K = 0.61 +/-0.11太阳能下，可以清楚地观测到BCG恒星质量，这与Milky-Way IMF的恒星星族合成模型相一致。我们得到晕的浓度为c_200 =8.4 +/- 1.0，维里质量为M_200 = 7.9 +/- 0.6 x 10^13 M_sun。对于它的质量，推断的浓度大于普朗克参数宇宙学模拟中产生的大多数弛豫晕，与RXJ 1159 +5531形成于一般晕群之前一致。在r_200，f_b，200 = 0.134 +/- 0.007处的重子分数略低于宇宙的普朗克值（0.155）。当我们考虑到与非中心星系相关的恒星重子和不确定的团内光时，f_b，200增加了~0.015，与宇宙值一致。在MOND的背景下进行我们的分析仍然需要一个大的DM分数（85.0% +/- 2.5%，r=100 kpc）类似于使用标准牛顿方法获得的。在总引力势中检测到一个与NFW DM晕不同的看似合理的恒星BCG质量分量，表明~10^14 M_sun代表了这样一个质量尺度，在该尺度以上，耗散对星系团中心区域的形成并不重要。（节录…
2016-06-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Universal Merger Histories of Dark-Matter Haloes
我们研究合并历史的暗物质晕在一套N体模拟，跨越不同的宇宙学模型。模拟的情况包括最新的WMAP 5宇宙学和其他测试的情况下，基于Einstein-deSitter宇宙学与不同的功率谱。我们提供了一个强大的拟合函数的条件质量函数（CMF）的祖晕的一个给定的晕。这种拟合对于不同的宇宙学模型和不同的晕质量和红移都是有效的，并且比早期的估计有了显著的改进。基于这种拟合，我们发展了一种简单而精确的技术，用于将给定模拟晕的合并历史转换为不同质量、红移和宇宙学的晕。其他统计数据，如主要祖先的历史和合并率也被准确地转换。该方法可作为研究星系形成的有用工具。它对小时间步长下拟合的低精度不太敏感，因此可以取代更复杂的蒙特卡罗实现任务。作为一种替代方法，我们证实了Neistein和Dekel的早期发现，即主祖细胞遵循对数正态分布。合并树的这种性质使我们能够更好地捕捉它们的行为作为时间和后代质量的函数，但需要更广泛的模拟套件来评估对数正态参数对宇宙模型的依赖性。
2009-12-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
J1248+4826: A diffuse radio source consistent with re-energized fossil plasma in a galaxy group
INAF - Istituto di Astrofisica Spaziale e Fisica cosmica (IASF)（意大利国家天体物理研究所空间天体物理学与宇宙学研究所）；University of California, San Diego（加利福尼亚大学圣地亚哥分校）；University of Arizona（亚利桑那大学）；Université Paris-Saclay（巴黎萨克雷大学）
本研究利用LOFAR巡天发现弥散射电源J1248+4826，通过多波段分析揭示其为星系群中再能量化的残余瓣，展示了弥散射电现象的多样性及其研究挑战。
2026-09-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Statistical properties of substructures around Milky Way-sized haloes and their implications for the formation of stellar streams
在银河系和附近星系周围观测到起源于破裂的矮星系和星团的恒星流。这种亚结构是记录主晕如何吸积祖星系的重要示踪物。基于宇宙学的背景下，我们调查的子结构，如长度和薄度在$z=0$的结构特性之间的关系，和他们的祖先的轨道。我们模拟恒星组件的大样本的银河系大小的晕周围的子结构相结合的半解析模型与高分辨率的宇宙学$N$体模拟。使用粒子标记的方法，我们嵌入恒星组件的祖晕和跟踪相空间分布的子结构下降到$z=0$。我们发现，当宿主晕吸积它们的祖先时，亚结构的长度和厚度随红移的变化是平滑的。对于在$z=0$观测到的类似流的子结构，大部分的祖细胞是由它们的宿主晕在红移$0.5\lesssim z\lesssim 2.5$处吸积的。子结构的祖先在这个吸积红移范围之外，完全或较少地被$z=0$破坏，不能被观察到流。亚结构的长度和厚度随祖细胞的近心点和远心点的变化而变化。观察到的类似流的亚结构倾向于具有特定范围的$10\ {\rm kpc} \lesssim r_{\rm peri}\lesssim100\ {\rm kpc}$和$50\ {\rm kpc} \lesssim r_{\rm apo}\lesssim300\ {\rm kpc}$。
2019-05-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dwarf Spheroidal Satellite Formation in a Reionized Local Group
矮球状卫星星系已经成为小尺度暗物质聚集和宇宙再电离的有力探测器。它们与场中的矮不规则星系和高密度环境中的球状星系具有结构和化学连续性。通过结合经验的限制，在低的气体柱密度和金属丰度的恒星形成在本地宇宙与模型的暗物质和重子质量大会，我们提供了一个分析描述的矮椭球体如何获得其恒星的内容。它们的祖先形成恒星，直到气体含量，最初从宇宙平均水平减少了再电离星系际介质的热压，最终在祖先吸积到宿主星系的过程中被冲压压力剥离。不同光度的矮球状卫星似乎共享非常相似的最大规模的祖先的历史，达到阈值的气体冷却的原子线发射的时代，在该拉格朗日体积的本地集团应该已经再电离。我们假设矮椭球体形成的大部分恒星在部分旋转支持HI磁盘在再电离宇宙。该模型解释了“共同质量标度”关系，并再现了经验的光度-尺寸和光度-金属丰度关系。爆发性反馈现象，例如由超新星协同作用驱动的外流，在矮球状体的形成中并不重要。我们进一步推测，真正的再电离前化石应该表现出与矮椭球体不同的结构，例如，以密集的孤立星团或核星团的形式存在。
2014-02-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Formation Times and Building Blocks of Milky Way-mass Galaxies in the FIRE Simulations
对银河系（MW）和M31的巡天使得我们能够详细研究不同年龄和金属丰度的恒星星族，目的是重建整个宇宙时间的形成历史。这些调查激发了宇宙学背景下星系考古学的关键问题：MW/M31质量星系的主要祖先是什么时候形成的，以及形成它的星系构建块是什么？利用FIRE-2宇宙学模拟研究了MW/M31质量星系的形成时间和祖星系，包括6个孤立的MW/M31质量星系和6个z = 0的类本星系群星系对.我们研究主要的祖先“形成”的基础上两个指标：（1）过渡从主要的异地原位恒星质量增长和（2）质量优势相比，其他祖先。我们发现MW/M31质量星系的主要祖先通常在z ~ 3-4（11.6-12.2 Gyr ago）形成，而在z = 0的凸起区域（内部2 kpc）的恒星主要在z < 5（< 12.6 Gyr ago）形成一个单一的主要祖先。与孤立的宿主相比，类LG配对宿主的主要祖先出现得更早（Δz ~ 2，Δt ~ 1.6 Gyr），在所有z > 4时（> 12.2 Gyr前），其恒星质量高出约4倍。这突出了环境在MW/M31质量星系形成中的重要性，特别是在早期。总的来说，大约有100个M_star > 10^5 M_sun的星系形成了一个典型的MW/M31质量系统。因此，幸存的卫星代表了对祖先种群的高度不完整的普查（约5x）。
2020-07-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Ultimate age-dating method for galaxy groups; clues from the Millennium Simulations
有许多研究致力于鉴定化石星系群，可以说是形成时代相对较老的星系群。大多数这样的研究确定化石群，主要是基于一个大的光度差距，这是两个最明亮的星系之间的星等差距。在千禧年宇宙学模拟中对这些类型星系群的研究表明，虽然它们已经积累了相当大一部分质量，相对来说比光度差距小的星系群要早，但这个参数本身并不能有效地完全区分“老”和“年轻”星系群，这是一个基于晕质量积累历史的标签。我们研究了Guo et al.（2011）基于Millennium Simulation的半解析模型中的星系。我们建立了一组四个观测可测量的参数，可以结合使用，以确定一个子集的星系群是老的，具有很高的概率。因此，我们认为，基于光度差距选择的化石群样本将导致旧星系群样本的污染。通过对最亮星系的光度及其与星系群光度质心的偏移量进行限制，我们可以大大改善年龄测定。
2014-05-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Bigfoot: A footprint of a Coma cluster progenitor at z=3.98
本文发现了一个位于z=3.98、由JWST观测到的包含11个子群的三维原星系团结构“大脚”，其性质与最庞大星系团前身的模拟预测相符，并支持高σ8宇宙学。
2025-10-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Chemodynamics of a Simulated Disc Galaxy: Initial Mass Functions and SNIa Progenitors
我们跟踪的形成和平流的几个元素内的宇宙学自适应网格细化模拟的L* 星系。我们使用9个实现相同的初始条件与不同的恒星初始质量函数（IMF），质量限制的II型和Ia型超新星（SNII，SNIa）和恒星寿命来约束这些亚网格现象。我们的代码包括自引力，流体力学，恒星形成，辐射冷却和宇宙学框架内的多个来源的反馈。根据我们的核合成的假设，我们发现，SNII与祖质量高达100 Msun需要匹配低金属丰度气体氧丰度。延迟SNIa是必要的，以重现经典的化学演化膝[O/Fe]-[Fe/H]：更迅速的SNIa延迟时间分布不重现这一功能。在我们的框架内的流体动力学混合的金属和星系合并，我们发现，化学演化是敏感的IMF的形状，并存在着与SNII的质量范围的简并。我们看了丰度平面，并呈现了不同区域的特性，注意到卫星和一系列具有更大速度分散的嵌套圆盘的独特化学特性，随着年龄的增长，它们更富含α，金属更贫乏。
2014-08-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
The DORCHA suite: nature, nurture, and the phase space distribution of the Milky Way's high redshift progenitors today
Facultad de Físicas, Multidisciplinary Unit for Energy Science, Universidad de Sevilla（塞维利亚大学物理学院能源科学多学科单元）；School of Physics, University of Melbourne（墨尔本大学物理学院）；ARC Centre of Excellence for All Sky Astrophysics in 3 Dimensions (ASTRO 3D)（ARC三维全天体物理学卓越中心（ASTRO 3D））；Research School of Astronomy and Astrophysics, Australian National University（澳大利亚国立大学天文与天体物理研究学院）
通过DORCHA模拟研究银河系早期恒星遗迹的现代相空间分布，发现其高度集中于银河系核心区域，具有陡峭密度剖面和低速度分散，为银河考古观测提供物理基础。
2026-03-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
The chemical imprint of the bursty nature of Milky Way's progenitors
低中子俘获元素丰度的碳增强贫金属星（CEMP-无星）是银河系中普遍存在的贫金属星。最近的观测发现了它们的两个亚组，它们的碳/镁（[C/Mg]）丰度比不同。在这里，我们表明，类似的丰度模式也存在于银河系的星系中的EAGLE宇宙流体动力学模拟，这些模式起源于这样一个事实，即恒星可能形成的气体主要由渐近巨星分支（AGB）恒星或II型超新星富集。这发生在恒星形成于混合不良的星际介质中，这些星际物质是正在经历爆发性恒星形成的银河系祖先星系。具有较低[C/Mg]的CEMP-no恒星在星暴开始时由低金属丰度的II型超新星富集的气体形成，这些超新星提供了强大的外流，淬灭了进一步的恒星形成。当宇宙学气体吸积后恒星形成恢复时，具有较高[C/Mg]的CEMP-无恒星形成，AGB喷出物富集明显的钡丰度较高，镁丰度较低。这表明，银河系祖先中爆发性的恒星形成在CEMP恒星的丰度模式中留下了永久的印记。
2018-10-14 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
The ejected mass distribution of type Ia supernovae: A significant rate of non-Chandrasekhar-mass progenitors
Ia型超新星喷出的质量分布直接探测了其前身的演化历史和爆炸机制，并对它们作为宇宙学探测器的用途产生了影响。虽然克拉塞卡质量是白矮星作为Ia型超新星爆炸的自然质量尺度，但允许Ia型超新星以其他质量爆炸的模型最近引起了广泛关注。利用喷射质量与光变曲线宽度之间的经验关系，我们推导出了337颗具有红移的Ia型超新星样本的喷射质量$M_\mathrm{ej}$和$^{56}$ Ni质量$M_\mathrm{Ni}$，这些红移是最近宇宙学分析中使用的$z < 0.7$。我们使用分层贝叶斯推断来重建联合$M_\mathrm{ej}$ - $M_\mathrm{Ni}$分布，考虑测量误差。推断的$M_\mathrm{ej}$的边缘分布有一个长尾巴，朝向亚克拉塞卡质量，但在1.4 $M_\odot$以上急剧截断。我们的研究结果表明，25%~ 50%的正常Ia型超新星不符合克拉塞卡质量爆炸，几乎所有的超新星都是亚克拉塞卡质量爆炸，超克拉塞卡质量爆炸只占光谱正常Ia型超新星的1%。我们将Ia型超新星的宽度-光度关系解释为$M_\mathrm{ej}$和$M_\mathrm{Ni}$之间的潜在关系，并表明推断的关系不能自然地用任何单一的已知爆炸机制的预测来解释。
2014-08-28 astro-ph.CO astro-ph.HE
The infrared-luminous progenitors of high-z quasars
在这里，我们探讨的高Z类星体宿主星系的祖先的红外（IR）特性。采用宇宙学的、数据约束的半解析模型GAMETE/QSOdust，模拟了z ~ 6亮类星体随黑洞生长和其所有祖先星系的重子演化的几个独立的合并历史。我们发现，一小部分祖先星系（每个发光类星体大约有0.4个天体）在6.5 < z < 8 has an IR luminosity of L_IR >10^13 Lsun（超亮红外星系; HyLIRGs）。HyLIRGs的前身存在于质量最大的晕中，暗物质（DM）质量为M_DM ~ 10^12.5 - 10^13 Msun。这些系统可以很容易地观察到他们的~ 1毫米连续发射在几秒钟的集成时间与阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA），其中至少40%的主机核BH活动，是潜在的可观察到的软和硬X射线波段。我们的研究结果与最近观测到的z ~ 7处的HyLIRGs的异常大质量DM晕一致，表明z ~ 6发光类星体确实是高z宇宙密度场中这些观测到的罕见峰值的路标，并且z更高的大质量IR发光星系是它们的天然祖先。
2018-11-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Were progenitors of local L* galaxies Lyman-alpha emitters at high redshift?
在红移跨度z ~ 0 - 8.6的星系中观测到了Lya辐射。然而，高红移Lya发射体（LAEs）的演化，以及这些群体与本地星系之间的联系，仍然知之甚少。在这里，我们将宇宙学流体动力学模拟与三维辐射转移计算相结合，使用新的ART ^2程序，研究了一个局部L* 星系的祖先星系的Lya性质。我们发现，一个银河系的类星系的主要祖先（最大的一个）有一些Lya的性质接近的观测LAEs在z ~ 2 - 6，但大多数较暗的似乎低于目前的调查的检测限。Lya光子逃逸分数敏感地依赖于星系的许多物理性质，如质量，恒星形成率和金属丰度，以及星系的形态和方向。此外，我们发现高红移LAEs显示出蓝移的气体流入的Lya线轮廓的特征，和Lya的激发冷却发射随红移增加，并在z > 6成为主导。我们的结果表明，在z ~ 2-6处观测到的亮度为L_Lya ~ 10^{42-43} ergs/s的LAEs可能与银河系高红移的主要祖先相似，它们可能演化成今天的L* 星系。
2012-05-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Empirically determined dilution factors of stripped-envelope, core-collapse SNe: Paper I - Method & Progenitor constraints
本文给出了一个剥包核坍缩超新星（SE-SNe）样本的稀释/校正因子，其中包括5个SNe IIb型、4个SNe Ib型、6个SNe Ic型和2个相对论性宽线Ic型超新星（SNe IcBL）。该项目的最终目标是获得一个或多个伽马射线暴超新星（GRB-SN）到宿主星系的无模型距离，并利用它们作为宇宙学探测器来利用观测到的光度$-$下降关系。在第一部分的两篇论文的分析，我提出了我的方法来推导的SE-SN样本，这是选择的基础上，宇宙模型独立的距离存在于他们的宿主星系的稀释因子，每个有足够的数据集，允许主机减去，dereddened休息帧$BVI$ LC的构建，和时间序列光谱。用普朗克函数拟合数据，得到黑体半径和黑体温度作为时间的函数，而Si II $λ$ 6355或Fe II $λ$ 5169的蓝移速度被用作光球速度和光球半径的代表。将这些经验得出的半径的比率作为稀释/校正因子。然后，我比较了经验得出的稀释因子与合成值从辐射转移模型计算SE-SNe产生的二元系统。可以看出，SNe Ic和GRB-SNe的经验稀释因子非常相似，后者是基于从其光谱红移计算的光度距离推导出来的。结果发现，这两个相对论SN IcBL的稀释因子是非常不同的GRB-SNe，这意味着这些发动机驱动的事件可能产生从根本上不同的祖系统。
2018-05-17 astro-ph.CO astro-ph.HE
Properties of Long Gamma-Ray Burst Host Galaxies in Cosmological Simulation
利用高分辨率N体模拟和半解析星系形成模型相结合的星系星表研究了长伽马射线暴（LGRB）宿主星系的性质。我们假设LGRB起源于大质量年轻恒星的死亡，并分析了不同的金属丰度限制对祖星的影响。正如预期的那样，没有对祖星金属丰度限制的宿主样品提供了宇宙恒星形成历史的完美示踪剂。当LGRB需要由低金属量恒星产生时，它们在较低的红移处追踪宇宙恒星形成率的下降部分，这是金属量全球增加的结果。我们研究了高红移（~9）的宿主星系的性质，发现它们通常具有低金属丰度（Z<0.5 Z_sun），并且它们比平均星系群小（M<10^9 M_sun），更蓝，更年轻，与观测数据一致。它们也比宇宙中典型的L_* 星系更少聚集，它们的后代是巨大的，红色的，居住在星系群中，晕质量在10^{13} M_sun到10^{14} M_sun之间。
2009-08-19 astro-ph.CO astro-ph.HE
The Progenitors of Type Ia Supernovae: II. Are they Double-Degenerate Binaries? The Symbiotic Channel
为了使白矮星（WD）达到克拉塞卡质量M_C，并爆发为Ia型超新星（SNIa），它必须与另一颗恒星相互作用，要么吸积物质，要么与之合并。如果我们要利用SNeIa的全部潜力来阐明基本的宇宙学和物理学原理，就需要解决这个问题。在单简并模型中，WD以高速率吸积和燃烧物质。质量接近M_C的核燃烧WD（NBWD）是一种高温发光的超软X射线源（SSS）。在以前的工作中，我们表明，在质量增加的大部分关键阶段，> 90-99%的所需数量的祖细胞不会出现SSS。显然，双退化（DD）双星形成的主要类的祖先。然而，我们在本文中表明，许多二进制文件，后来成为DD必须通过一个长寿命的NBWD阶段，在此期间，他们有可能检测到的SSS。因此，SSSS的缺乏并不是支持DD模型的有力论据。那些作为DD双星祖先的NBWD很可能以共生双星的形式出现，其间隔大于10^6年。事实上，无论WD最终是否产生SNeIa，共生的前DD应该是常见的。解决祖细胞问题的关键在于理解NBWD的出现。大多数人在大多数时候不会出现SSS。因此，我们考虑NBWD的演变，以解决它们的外观可能是什么以及我们如何希望检测到它们的问题。
2010-04-07 astro-ph.CO astro-ph.SR
Type Ia supernova progenitors: a contemporary view of a long-standing puzzle
本综述从理论角度更新了Ia型超新星前身星的不同假说，涵盖双星配置与爆炸机制，结合观测工作探讨其作为宇宙学距离指示器的性质，解决这一长期谜题。
2024-12-02 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
A hot subdwarf-white dwarf super-Chandrasekhar candidate supernova Ia progenitor
超新星Ia是明亮的爆炸事件，可以用来估计宇宙学距离，使我们能够研究宇宙的膨胀。据了解，它们是由一颗质量比太阳大的恒星的耗尽的核心形成的白矮星的热核爆炸造成的。然而，可能导致爆炸的祖先通道是一个长期存在的争论，限制了超新星Ia作为距离指标的精确度和准确性。在这里，我们展示了HD 265435，这是一个轨道周期小于一百分钟的二元系统，由一颗白矮星和一颗热亚矮星组成--一颗剥离核心氦燃烧星。该系统的总质量为1.65+/-0.25太阳质量，超过了稳定的白矮星的最大质量。由于引力波发射，该系统将在7000万年后合并，可能引发超新星Ia事件。我们使用这种检测的地方热亚矮星-白矮星双星超新星Ia祖先的贡献的限制。
2021-07-19 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Testing the effect of progenitor's metallicity on $^{56}$Ni mass and constraining the progenitor scenarios in Type Ia supernovae
Yonsei University（延世大学）
本研究通过分析34颗正常Ia型超新星前身星金属丰度与镍-56质量的关系，结合爆炸模型与宿主星系数据，发现金属丰度相关的光度差异及α元素丰度的显著影响，为理解其物理机制以提升宇宙学精度提供整体方法。
2025-09-11 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
