The filling factor of intergalactic metals at redshift z=3
对类星体吸收线系统的观测表明，z=3的星系际介质（IGM）被重元素污染，污染深度达HI光学深度τ_HI<<10。然而，目前尚不清楚的是，需要用金属富集的体积的比例是多少，以及为了重现观测结果，仅富集靠近星系的区域是否足够。我们使用来自大型宇宙学模拟的气体密度场，与合成类星体光谱和强加的，模型金属分布，调查什么样的富集模式可以重现所观察到的中值光学深度的CIV作为tau_HI的函数。我们的模型只能满足观测约束，如果z=3 IGM主要由位于低质量（m_tot<10^10 M_sun）晕中的星系富集，这些晕可以将金属喷射到>10^2 kpc的距离。更大质量的晕中的Galerkin不可能解释这些观测结果，因为它们太罕见了，它们的流出物无法覆盖足够大的体积。星系团需要将气体富集到远大于其宿主晕维里半径的距离。假设金属在小尺度上很好地混合，我们的建模要求模拟的体积和重子质量中被金属污染的部分分别为>10%和>50%，以便与观测结果相匹配。
2011-10-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
The effects of galaxy shape and rotation on the X-ray haloes of early-type galaxies - II. Numerical simulations
通过高分辨率的二维流体动力学模拟，我们研究了热ISM的演化为一个大的早期型星系模型，其特征在于不同程度的扁平和内部旋转。星系是由最先进的轴对称双组分模型描述的，该模型是为再现真实系统而量身定制的;暗物质晕遵循Navarro-Frenk-White或Einasto轮廓。这些气体是由演化中的恒星产生的，并被Ia型超新星加热。我们发现，在一般情况下，旋转星系的ISM的旋转场是非常相似的恒星，从而可以忽略不计的热量贡献从热化的有序运动。在决定热晕最终的X射线光度$L_x$和温度$T_x$时，扁率和自转的相对重要性是星系质量的函数。低质量星系的扁平和旋转有利于全球风的建立，从而减少了$L_x$。在中高质量星系中，扁率和旋转不足以引起全球风，然而，在旋转模型中，气体流动的性质深受角动量守恒的影响，导致$L_x$和$T_x$的减少。
2014-09-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Do Hot Haloes Around Galaxies Contain the Missing Baryons?
星系中缺少大部分重子，许多模型预测这些重子位于星系周围的热晕中。我们建立观测动机的约束，这些晕的质量和半径使用各种独立的参数。首先，观测到的大麦云云中重子的色散测量使我们能够限制银河系周围的热晕：如果它遵守标准的NFW轮廓，它必须包含少于4-5%的银河系中缺失的重子。这与银河系热晕的其他上限相似，例如软X射线背景和高速云周围的压力。其次，我们注意到，在大型孤立星系周围具有NFW轮廓的热晕的X射线表面亮度足够高，应该观察到这样的发射，除非它们的晕包含少于10-25%的丢失重子。第三，我们使用沿活动星系核视线的OVII吸收的非检测热晕的柱密度的限制：在一般情况下，它们必须包含少于70%的失踪重子或延伸到不超过40千秒差距。星系热晕的密度剖面变平会削弱表面亮度约束，因此一个典型的L $_*$星系可能会在晕中保留一半的丢失重子，但OVII约束保持不变，在银河系周围，一个变平的剖面可能只保留银河系中丢失重子的$6-13%$（$2-4 \times 10^{10} M_{\odot}$）。我们还表明，活动星系核和超新星在低到中等的红移-风的理论来源负责驱逐失踪的重子-不产生预期的相关性与重子塔利-费舍尔关系，因此不足以解释失踪的重子从星系。我们的结论是，大多数失踪的重子从星系不在于热晕周围的星系，和失踪的重子从来没有落入潜在的原星系的井摆在首位。它们可能是作为星系形成过程的一部分被驱逐出星系的…
2010-03-16 astro-ph.CO
Haloes, other dark matter candidates and astrophysical implications
针对原初黑洞无法构成全部暗物质的情况，本文提出多组分暗物质模型，通过原初黑洞与第二暗物质组分的相互作用提供独特特征，从而提升探测前景并改进约束。
2024-05-30 astro-ph.CO
Suppression of accretion onto low-mass Population III stars
最近的理论工作表明，相当一部分的人口（流行）III星可能有足够低的质量，他们生存到今天，我们认为的作用，吸积的金属富集气体可能已经改变了他们的表面成分，从而伪装成流行II星。我们证明，如果弱，太阳风发射的低质量的Pop III星形成的银河系的暗物质晕的祖先，那么这样的恒星很可能避免显着富集通过吸积的物质从星际介质。我们发现，在早期吸积是很容易防止的，如果恒星从中央地区的晕，他们形成，无论是通过动态相互作用与更大的波普III星，或通过暴力松弛晕合并。虽然吸积仍然可能发生在通过足够密集的分子云在以后的时间，我们发现，这样的通道的概率一般很低（< 0.1），假设恒星的速度的顺序的最大圆周速度的主机晕和帐户的轨道衰变合并晕。反过来，由于吸积到速度更高的恒星上所需的气体密度更高，我们发现在z > 10时形成的Pop III恒星子集的吸积概率更低（~ 0.01），它们比在较低红移时形成的恒星更快地融入大质量晕。虽然没有先验的理由假设低质量的Pop III恒星没有类似太阳的风，但没有它们，通过吸积的表面富集可能是不可避免的。我们简要讨论了我们的研究结果对恒星考古学的影响。
2010-12-16 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
Damped Lyman-alpha systems in high-resolution hydrodynamical simulations
本文利用LambdaCDM模型的高分辨率和大盒尺寸宇宙流体动力学模拟研究了阻尼莱曼α系统的性质。使用的数字代码是GADGET-2的修改版，采用了自洽的金属富集机制（Tornatore等人，2007年）。我们探讨了一些相关的物理量的数值收敛，我们改变参数描述的性质的星系风，初始恒星质量函数，线性暗物质功率谱和金属富集模式的IGM（星系际介质）周围DLAs。我们发现，强星系风的速度约为600公里/秒，在一个能量驱动的风的情况下，需要为了匹配所观察到的列密度分布函数的DLAs和中性氢含量的红移的演变。动量驱动的银河风模型的实施，涉及到风的速度和质量负荷的暗物质晕的属性，显示出一种行为，这是中间的能量驱动的银河风的小（100公里/秒）和大（600公里/秒）的速度。在z=3时，质量在10^9 ~ 10^10 h^-1 M_sun之间的晕，对于直径小于10^20.8 cm^-2的DLA，对柱密度分布函数的贡献是显著的。通过插值物理量沿视线通过大量的晕，我们定性地显示不同的星系风模型的影响IGM周围的DLAs。此外，我们分析了与DLAs相关的SiII的速度宽度相关的统计数据：风中的金属丰度似乎是相当cluerous，这产生了低估所观察到的速度宽度。我们概述了这个问题的可能解决方案。
2009-04-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
The impact of stellar feedback on hot gas in galaxy haloes: the Sunyaev-Zel'dovich effect and soft X-ray emission
热Sunyaev-Zel'dovich（SZ）效应和软X射线辐射在大质量星系周围、星系群和星系团中经常被观测到。我们研究了这些星系晕的观测诊断，用于“现实环境中的反馈”项目中的一套宇宙学“放大”模拟，该项目涵盖了晕质量的大范围（10^10-10^13 Msun）。我们探讨了恒星反馈对热气体观测值的影响。我们模拟的群的性质，如重子分数，SZ通量，和X射线光度（L_X），是广泛地与现有的观测，即使反馈的活动星系核是不包括在内。我们预测未来的观测低质量物体的SZ和弥漫X射线测量，发现他们不只是缩小版本的大质量星系，但更强烈的影响由恒星形成驱动的星系风。低质量晕（<~10^11 Msun）保留了少量的重子，这导致了SZ信号的强烈抑制。因此，我们的模拟预测，对于质量小于10^13 Msun的晕，晕质量的标度比自相似更陡。对于质量小于10^12 Msun的晕，L_X是随时间变化的，主要与恒星形成率（SFR）相关。对于这些天体来说，弥漫的X射线发射主要是由星系风提供动力的，而主导X射线发射的气体以接近于晕圈圆速度的径向速度流出。另一方面，对于质量大于~10^13 Msun的晕，L_X的变化要小得多，并且与SFR不相关，因为发射来自准流体静力学的维里化晕气体。
2016-09-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gas-regulation of galaxies: the evolution of the cosmic sSFR, the metallicity-mass-SFR relation and the stellar content of haloes
一个非常简单的星系物理模型，其中恒星的形成是由储存器中的气体质量瞬间调节的，它将演化中的星系种群的三个不同方面联系在一起：（a）相对于晕增长的特定恒星形成率sSFR的宇宙时间演化，（b）整个星系种群和宇宙时间内的气相金属丰度，以及（c）晕中恒星质量与暗物质质量的比率。如果SFR效率和风质量负载是恒定的，sSFR被设置为星系的特定吸积率：更现实的情况下导致sSFR从这个身份扰动。金属丰度由调节系统的瞬时操作而不是由系统的过去历史设定。调节器系统自然地产生Z（mstar，SFR）关系，其中SFR作为质量-金属丰度关系中的第二参数。这将是相同的，在所有的时代，除非效率和质量负载随时间变化，自然产生所谓的“基本金属丰度关系”。观测到的SDSS星系的Z（mstar）关系表明恒星质量对晕质量有很强的依赖性，这与标准ΛCDM中恒星和晕质量函数的不同暗端斜率相一致。它还提高了sSFR相对于特定的吸积速率，并产生不同的依赖于质量，这两个都被观察到。导出的调节器系统的Z（mstar，SFR）关系与已公布的Z（mstar，SFR）数据相拟合。拟合的效率与观测到的星系中分子气体耗尽的时间尺度是一致的，而拟合的质量负载也是合理的。该模型还成功地再现了z ~ 2处成星星系的质量-金属丰度关系。
2013-03-20 astro-ph.CO
A natural boundary of dark matter haloes revealed around the minimum bias and maximum infall locations
我们探索的暗物质晕的边界，通过他们的偏见和速度配置文件。使用宇宙学$N$体模拟，我们表明，偏见的配置文件表现出无处不在的槽，可以解释为创建晕吸积，耗尽材料的边界周围。活动耗尽区的内边缘由最大质量流入速率的位置标记，该最大质量流入速率将生长的晕与排水环境分开。这个内耗尽半径也可以解释为包围高度完整的溅回轨道群的半径，并且与大尺度结构的晕模型中的最佳排斥半径相匹配。偏置槽的最小值定义了一个特征耗尽半径，该半径位于由内部耗尽半径和转向半径界定的下落区域内，而在停止质量吸积的低质量晕中接近转向半径。特征耗尽半径主要取决于晕质量和环境。它近似为$2.5$乘以维里半径，包含$\sim 40$乘以宇宙背景密度的平均密度，与晕质量无关，但取决于晕的其他性质。内耗尽半径小$10-20\%$，并且包围$\sim 63$乘以背景密度的平均密度。这些半径为研究晕的性质打开了一个新的窗口。
2021-01-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
A high-resolution cosmological simulation of a strong gravitational lens
我们使用EAGLE星系形成模型对10^13 Msun星系群及其环境（维里半径的10倍）进行了宇宙流体动力学模拟。利用一种新的技术来提高暗物质计算的分辨率，而不依赖于气体的分辨率，模拟解决了质量为5 × 10^6 Msun的暗物质晕和亚晕。因此，它是有用的研究的丰度和性质的晕和subhaloes在强透镜测试的冷暗物质模型的目标。我们估计的晕和subhalo质量函数，并讨论它们是如何受到影响的模拟中的重子的列入和环境。我们发现，晕和次晕质量函数在流体动力学模拟比在其暗物质只有对应的振幅较低。这反映了在流体动力学模拟中由于再电离和星系风导致的气体早期损失而导致的晕增长减少，此外，在晕下，由于存在大规模中央星系而导致的宿主晕内潮汐效应增强而导致的中断。晕的分布是高度各向异性的，反映了质量吸积到星系团上的惯性特征。结果，结构的数量随着观察方向而显著变化。当在投影中观察时，当包括重子时，晕中心附近的结构的中值数量减少了两倍。
2021-02-03 astro-ph.CO
A model for cosmological simulations of galaxy formation physics
我们提出了一个新的全面的物理模型的星系形成设计的大规模流体动力学模拟的结构形成使用移动网格代码AREPO。我们的模型包括原始和金属线冷却与自屏蔽校正，恒星演化和反馈过程，气体再循环，化学富集，一个新的亚网格模型的金属负载流出，黑洞（BH）播种，BH的增长和合并程序，类星体和无线电模式反馈，和处方辐射电磁（EM）反馈活动星系核（AGN）。流出物的金属质量负载可以独立于风质量负载进行调整。这需要同时再现低质量晕的恒星质量含量和它们的气体氧丰度。辐射EM AGN的反馈实现假设的平均光谱能量分布和亮度相关的遮蔽效应的缩放。这种形式的反馈抑制恒星形成更有效地比连续热类星体模式反馈单独，但在调节恒星形成的质量晕比机械无线电模式反馈效率低。我们对比我们的星系形成模型与关键观测的不同变体的模拟预测。我们的最佳匹配模型再现，除其他外，宇宙恒星形成的历史，恒星质量函数，恒星质量晕质量关系，g-，r-，i-，z-波段SDSS星系光度函数，和塔利-费舍尔关系。只有当我们调用非常强的恒星和活动星系核反馈形式时，我们才能取得这一成功，从而在低质量和高质量系统中充分减少恒星的形成。特别是，与以前的研究相比，无线电模式反馈的强度需要显着增加，以抑制大规模的金属富集晕的有效冷却。
2013-12-20 astro-ph.CO
The intergalactic medium over the last 10 billion years II: Metal-line absorption and physical conditions
利用1.1亿粒子宇宙流体动力学模拟研究了z=2->0时星系际介质和星系晕气体的金属丰度演化和含量。我们专注于可探测性和物理性质的紫外共振金属线吸收观测哈勃的宇宙起源光谱仪（COS）。我们确认，银河系的超风外流需要丰富的IGM观测水平下降到z=0使用三个风处方对比无风模拟。由于其中等的能量输入，我们青睐的动量守恒风处方将金属沉积在更靠近星系的地方，而更有活力的恒定风模型将温暖的IGM丰富了6.4倍。尽管有这些显著的差异，所有的风模型产生的金属线统计的两个现有的观测的一个因素。这是因为OVI、CIV、SiIV和NeVIII吸收剂主要来自T<10^5 K的光电离气体，在三种反馈方案中，光电离气体富集到相似的水平。OVI吸收体追踪扩散相，δ <100，在z=0时富集到约1/50 Zsol，尽管吸收体本身通常超过0.3 Zsol，并且来自不均匀分布的未混合风。CIV和SiIV吸收体主要追踪晕内的T~10^4 K气体。我们预测COS将观测到一群NeVIII光电离吸收体，追踪T<10^5 K，δ ~10的气体。在COS S/N=30的模拟视线中，虽然探测到T=10^（6-7）K的晕气，但很少探测到MgX和SiXII。一般来说，IGM是以由外向内的方式富集的，其中在较高的红移下释放的风吹金属达到较低的超密度，导致较高的电离物质追踪较低密度，较老的金属。在z=0时，星系外90%的重子富集到0.096…
2011-11-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
The interplay between chemical and mechanical feedback from the first generation of stars
我们研究早期结构形成的宇宙学模拟，包括非平衡态分子化学，恒星演化的金属污染，从人口III（popIII）到人口II（popII）恒星形成的过渡，由给定的临界金属丰度调节，和反馈效应。我们研究了早期金属从不同恒星星族扩散的性质及其与原始分子气体的相互作用。我们发现，独立于有关popIII建模的细节，在恒星形成开始后，富集在临界水平以下的区域大多是在孤立的环境中发现的，而popII恒星形成区域则更加聚集。典型的恒星形成晕显示，在富集气体中，平均SN驱动的流出速率高达10^{-4} Msun/yr，最初使原始恒星形成区域几乎没有金属。这些被污染的物质，在10^7年的时间尺度上，通过引力作用被纳入过密环境中，大部分来自外部，附近的恒星形成地点（“引力富集”）。同时，原始气体流入速率在10^{-3} - 10^{-1} Msun/年之间。然而，来自SN的热反馈会产生湍流并破坏原始气体中的分子，只有通过重力浓缩合并的污染物质才能在足够短的时间尺度上通过原子金属精细结构跃迁继续冷却，从而在不到10^8年的时间内结束初始的popIII状态。
2011-02-04 astro-ph.CO
The rates and modes of gas accretion on to galaxies and their gaseous haloes
我们研究气体在星系和晕上的吸积速率，并调查吸积气体在到达星系之前是否受到高温冲击。为此，我们使用一套大型宇宙学，流体动力学模拟从OWLS项目。我们改进以前的工作，考虑更广泛的晕质量和红移，通过区分吸积到晕和星系，包括重要的反馈过程，并通过比较模拟与不同的物理。气体吸积到晕上的比速率与暗物质的比速率一样，仅微弱地依赖于晕质量。当晕质量Mhalo>>10^11 Msun时，它对反馈过程相对不敏感。相反，星系的吸积速率是由辐射冷却和超新星和活动星系核驱动的外流决定的。星系风使中心星系增长最快的晕质量增加了大约两个数量级，达到Mhalo~10^12 Msun。气体吸积是双峰式的，过去的最高温度要么是维里温度，要么是<~10^5 K。在热模中，气体在晕上的吸积分数对反馈和金属线冷却不敏感。它随着红移的减小而增大，但主要由晕质量决定，从10^11兆太阳的小于10%逐渐增大到10^13兆太阳的大于90%。相反，对于星系上的吸积，冷模式总是显着的，两种吸积模式的相对贡献更敏感的反馈和金属线冷却。在任何红移的质量晕中，大多数恒星都是由冷模吸积的气体形成的，尽管热模对M晕>~10^11 M太阳的贡献通常超过10%。星系晕，但不一定是它们的气体晕，主要是由进入宿主晕时没有经历吸积激波的气体提供的。
2011-02-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Birth of a Galaxy - III. Propelling reionisation with the faintest galaxies
来自星系的星光在整个宇宙再电离过程中起着关键作用。我们利用宇宙辐射流体力学模拟，从星族III祖先开始，对质量高达10^9太阳质量的晕中z > 7的矮星系的性质进行了统计。我们发现，富含金属的恒星的形成并不局限于原子冷却（$T_{\rm vir} \ge 10^4$ K）晕，而是可以发生在质量低至10^6太阳质量的晕中，特别是在中性区域。尽管这些最小的星系中只有10^4太阳质量的恒星，但它们提供了近30%的电离光子预算。我们发现星系光度函数在M_UV ~-12以上是稳定的，而在z < 10时数密度不变。逃逸到星系际介质中的电离辐射的比例与晕质量成反比，在质量范围$\log M/M_\odot = 7.0-8.5$内从50%下降到5%。使用我们的星系统计的半解析再电离模型，我们发现汤姆逊散射光学厚度与最新的普朗克结果相一致，同时仍然是一致的，在z = 4-6的Ly $α$森林观测提供的紫外线发射率的限制。
2014-05-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Bayesian inferences of galaxy formation from the K-band luminosity and HI mass functions of galaxies: constraining star formation and feedback
我们推断星系形成机制的一个广泛的家庭的半解析模型（SAM）的K波段光度函数和HI质量函数的本地星系使用贝叶斯分析工具的约束。即使在参数空间中进行广泛搜索，整个模型族也无法与约束数据匹配。在最佳拟合模型中，低质量晕中的恒星形成和反馈参数受到两个数据集的严格约束，分析揭示了类似适用于其他现有SAM的模型的几个通用故障。首先，基于重子吸积跟随暗物质吸积的假设，对于圆速度低于200 km/s的晕，需要大的质量加载因子，并且大部分风质量必须从晕中排出。第二，假设反馈是由II型超新星提供动力，具有Chabrier IMF，外流需要超过25%的可用SN动能。最后，恒星形成历史的后验预测分布与类似或小于银河质量的观测结果非常不一致。这些推论表明，目前的模型家族仍然缺少一些关键的物理过程，这些过程控制着质量低于银河系的星系中的气体吸积和恒星形成。
2014-07-04 astro-ph.CO
The mass loss process in dwarf galaxies from 3D hydrodynamical simulations: the role of dark matter and starbursts
理论$Λ$ CDM宇宙学模型预测的低质量暗物质晕的数量比在本星系群中观察到的要多得多。一个可能的解释是，如果大部分可见物质在早期进化阶段通过星系风丢失，那么探测这些晕的难度就会增加。本文研究了超新星在矮球状星系（dSph）中引发星系风的现有模型，并基于三维流体动力学数值模拟，研究了质量损失率与暗物质晕质量及其径向分布、恒星形成率等重要物理参数之间的相关性。我们发现，风的存在是无处不在的，独立于引力势。我们的模拟显示，瑞利-泰勒不稳定性（RTI）可能在将物质推出这些系统方面发挥重要作用，即使对于非常大的晕。这种不稳定性导致了银河系早期演化过程中5 - 40%的质量损失，在$t > 200$ Myrs时相关性较小。对于不同的暗物质配置文件研究（NFW和对数）获得的质量损失率没有显着差异。我们还发现了质量损失率与晕质量和超新星速率之间的相关性，正如以前的工作中已经报道的那样。此外，大部分重子星系物质从星系中被移除的时代取决于SN率和引力势。后者，结合RTI在每个模型中的重要性，可能会改变我们对矮星系化学演化的理解，以及在高红移星系际介质的重元素污染。
2012-11-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Metal-enriched halo gas across galaxy overdensities over the last 10 billion years
本文介绍了在MUSE星系周围气体分析巡天和类星体视线和星系演化巡天中，利用Mg Ⅱ和CIV吸收在z<2处示踪的富金属晕气体的研究。使用这些大型和完整的星系调查类星体领域，我们研究的金属分布对星系的属性和超密度的依赖性，物理投影分离750千秒差距。我们发现，冷，低电离气体是显着影响的环境在整个红移范围内探测，与~2-3倍更普遍和更强的MgII吸收在更高的过密度群环境和地区具有更大的整体恒星质量和恒星形成率。作为对这些结果的补充，我们进一步研究了通过CIV吸收追踪的更高度电离的气体，并发现它可能比MgII气体更长，在给定距离处具有约2倍的覆盖分数。我们发现，CIV吸收的强度和覆盖分数对星系性质和环境的依赖性比MgII吸收要小，但质量更大和恒星形成星系的CIV吸收发生率也要高出2倍。在维里半径内的Mg II和CIV吸收的发生率显示出随红移的试探性增加，在z>1时分别高出~1.5和~4倍。从我们的研究结果中可以清楚地看出，环境过程对星系周围金属的分布有显着影响，在分析气体晕和星系属性之间的相关性时需要充分考虑。
2021-09-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
THESAN-HR: How does reionization impact early galaxy evolution?
本文提出分辨率提高50倍的THESAN-HR辐射流体动力学模拟，自洽考察再电离对早期星系的反作用，并表明非均匀UV背景对准确预测低质量晕星系性质至关重要。
2023-08-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Metal line emission from galaxy haloes at z~1
本文通过MAGG和MUDF巡天叠加约600个星系，首次刻画了z~1处星系晕的MgII和[OII]平均金属线辐射，发现其延伸远超恒星连续谱，且随红移、恒星质量和群环境增强。
2023-03-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
Baseline Metal Enrichment from Population III Star Formation in Cosmological Volume Simulations
我们利用流体动力学和N体程序{ \small GIZMO}，结合我们新开发的子网格Population~III（Pop~III）Legacy模型，研究了在$z>7$的Pop~III星形成的基线金属富集。在这个理想化的数值实验中，我们只考虑Pop~III星的形成。我们发现我们的模型Pop~III恒星形成率密度（SFRD）在$z\sim10$附近的$\sim 10^{-3}\ {\rm M_\odot yr^{-1} Mpc^{-1}}$处达到峰值，与以前的数值研究结果吻合得很好，并且与观测到的Pop~II SFRD的估计值一致。Pop~III的平均金属丰度从$z=25-7$开始平稳上升，但直到$z\simeq7$才达到恒星形成模式中Pop~III向Pop~II转变所需的临界金属丰度值$Z_{\rm crit}=10^{-4}\ Z_\odot$。这表明，虽然个别晕可以抑制现场Pop~III星的形成，外部富集是不足以终止全球Pop~III星的形成。在恒星形成暗物质晕中，Pop~III恒星形成的最大富集量为$Z\sim10^{-2}\ Z_\odot$，而在外部富集晕中发现的最小富集量为$Z\gtrsim10^{-7}\ Z_\odot$。最后，我们模拟的富含Pop~III金属的IGM的模拟观测结果与$z=7.04$上的一个贫金属阻尼莱曼α（DLA）系统的观测结果相似，该系统被认为仅由P…
2018-01-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Mining the Galactic Halo for Very Metal-Poor Stars
利用N体模拟和半解析方法研究了银河系晕中贫金属星的年龄和金属丰度分布函数随银心半径的变化。我们发现最古老的恒星分布在最里面的区域，而极端贫金属的恒星则更集中在r < 60 kpc的区域。[Fe/H] < -2恒星的相对贡献在中心50 kpc内变化很小，而[Fe/H] < -2恒星的相对贡献随着r的增加而显著增加，在7 kpc内为16%< 20 kpc up to >，r > 20 kpc时为40%。这是由于更富裕的人口的空间分布（从地球上看）下降得更快。这意味着< 40 kpc的外晕是寻找贫金属恒星的最佳区域。在~ 60 kpc以上，[Fe/H] < -2的恒星密度在矮星系中最大。所有这些特征都是由（i）恒星形成晕的男性化时代和（ii）银河系环境的金属富集历史的组合所印记的。
2010-01-25 astro-ph.CO
The Metal-Enriched Outer Disk of NGC 2915
我们提出的光学发射线光谱外围HII地区的扩展中性气体盘周围的蓝色致密矮星系NGC 2915。使用强线R23和直接氧丰度测量的组合，我们报告了一个平坦的、可能不断增加的金属丰度梯度，直至霍姆伯格半径的1.2倍。我们发现NGC 2915外盘的金属丰度为0.4Z_solar。对NGC 2915的金属产额的分析表明，其外盘的气体成分过剩，而中央恒星形成核心的气体成分同样不足。恒星形成率来自非常深的~14 KS GALEX FUV曝光表明，在大半径观测到的低水平恒星形成不足以产生在这些银河系距离测量的氧丰度。我们认为3个合理的机制，可以解释富含金属的外气体盘的NGC 2915：径向重新分布的中央产生的金属，强大的星系风与随后的回落，星系吸积。我们的研究结果具有丰富的气体矮星系的质量金属丰度关系的物理起源的影响。
2010-04-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Effect of the cosmological transition to metal-enriched star-formation on the hydrogen 21-cm signal
用21厘米断层扫描技术绘制宇宙黎明，为了解原始恒星形成时代提供了一个令人兴奋的新窗口。然而，由于问题的多尺度性质，恒星形成过程和相关的21厘米信号的自洽实现是具有挑战性的。在这项研究中，我们开发了一个灵活的半分析模型，以遵循第一批恒星的形成和从原始恒星逐渐过渡到金属富集恒星形成的过程。对于这种过渡，我们使用不同的场景，在第一颗超新星和第二代恒星形成之间具有不同的时间延迟（或恢复时间）。我们使用的恢复时间在10到100万年之间，发现这些延迟对红移有很大的影响，在红移处发生向富含金属的恒星形成的转变。然后，我们探讨了这种转变对21厘米信号的影响，并发现恢复时间在信号中有一个独特的印记。随着对这一时间延迟与星族~III恒星性质关系的进一步理解，未来的21厘米观测可以对恒星形成的最早时期给出独立的约束。
2021-10-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Statistical properties of mass, star formation, chemical content and rotational patterns in early z > 9 structures
我们研究了宇宙前5亿年中早期原星系的大量样本的重子、化学和动力学性质（红移z>9），从高分辨率数值，N体，流体动力学，化学模拟，包括原子和分子网络，气体冷却，恒星形成，根据适当的恒星产额和寿命，对第III族和第II-I族的恒星演化和金属扩散进行了研究。我们发现第一次恒星形成事件发生在暗物质质量M_{DM} > 2 \times 10 ^6 M_{sun}的晕中。早期的恒星形成天体的分子分数从静止结构的x_{mol} < 10^{-4}到活动区的x_{mol} > 0.1;恒星形成速率SFR约为10^{-8}-10 ^{-3} M_{sun} /年;金属丰度范围约为10^{-8}-10 ^{-2} Z_{sun}。大约有10%的高z晕承载着II-I星族恒星的形成，并主导着宇宙的SFR密度。它们通常是爆发型天体，在z~9处的平均比SFR约为10 Gyr^{-1}，并随着红移增加，最高可达10^2 Gyr^{-1}。恒星反馈效应改变了晕的重子含量，并局部影响它们的化学和热力学性质，这反映在各种物理关系的扩大上。气体旋转支撑核心的建立是相当罕见的，弱相关的大规模暗物质的行为和间歇性的方式演变。较冷的富含分子的相倾向于相对于较热的富含金属的组分保持任何既定的旋转运动更长时间，这对环境过程非常敏感。虽然具有大量同向旋转、富含分子的气体的晕的比例随着宇宙时间的增加而增加（从z~20的几个百分比增…
2013-09-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Accurate halo mass functions from the simplest excursion set theory
本研究利用数值采样方法在无近似条件下验证最简excursion set理论，发现球形顶帽窗函数加恒定δ=1.5阈值可精确预测多种宇宙学下的M₂₀₀暗晕质量函数，并给出适用参数范围广的拟合函数。
2024-01-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
The warm-hot circumgalactic medium around EAGLE-simulation galaxies and its detection prospects with X-ray line emission
利用EAGLE模拟方法，对大晕质量范围（$\mathrm{M}_{\mathrm{200c}} = 10^{11.5}$ - $10^{14.5}\,\mathrm{M}_{\odot}$）内星系环星系介质（CGM）的X射线金属线辐射的可探测性进行了估算.使用XRISM Resolve仪器，应可检测到来自$\mathrm{M}_{\mathrm{200c}} \gtrsim 10^{13}\,\mathrm{M}_{\odot}$晕圈的少量亮（K-$α$或Fe L-壳层）线。使用Athena X-IFU或Lynx主阵列，可检测到来自$\mathrm{M}_{\mathrm{200c}} \gtrsim10^{12.5}\,\mathrm{M}_{\odot}$晕内CGM的发射谱线（尤其是来自O VIII和O VII的发射谱线），并且可检测到维里半径外的组内和簇内气体。利用Lynx超高分辨率阵列，可以访问$\mathrm{L}_{*}$星系的晕的内部CGM。这些估计值确实假设了长暴露时间（$\sim 1 \,$ Ms）和大空间箱（$\sim1$ - $10\,\mathrm{arcmin}^{2}$）。这种发射主要是由碰撞电离（CI）气体，并往往来自晕中心。发射偏向于接近CI气体的最大发射率温度（$\mathrm{T}_\mathrm{peak}$）的温度以及高密度和金属丰度。然而，…
2022-07-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Impact of Star Formation Feedback on the Circumgalactic Medium
我们使用理想化的三维流体动力学模拟来研究环星系介质（CGM）的动力学和热结构。我们的模拟量化了冷却，恒星反馈驱动的星系风和宇宙学气体吸积的作用，在设置的性质CGM暗物质晕范围从$10^{11}$到$10^{12}$ M $_\odot$。我们的模拟支持一个概念性的图片中的CGM的属性，和关键的物理支配它，显着改变附近的临界晕质量M $_{\rm crit} \approx 10^{11.5}$ M $_\odot$。在没有恒星反馈的计算中，M以上的$_{\rm crit}$晕气体是由维里激波中产生的热压力支持的。当$t_{\rm cool}/t_{\rm ff}\lesssim10$在热气体中时，通过触发反馈来调节小半径处的热性质。然而，在M $_{\rm crit}$以下，没有热支持的晕，并且在$t_{\rm cool}/t_{\rm ff}\sim10$的自我调节不适用。相反，气体处于流体静力平衡之外，主要由宇宙气体流入和流出的星系风之间的相互作用产生的整体流动（湍流和相干流入/流出）来支撑重力。在这些较低质量的晕中，相结构敏感地依赖于流出的每单位质量的能量和质量负载，这可能允许测量CGM的热状态来约束星系风的性质。我们的模拟解释了从类星体吸收线观测推断的多相晕气体的一些性质，包括在很宽的温度范围内存在显著的质量，以及特征OVI和CIV柱密度和运动学。然而，我们低估了$z\si…
2017-02-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
The formation of disc galaxies in high resolution moving-mesh cosmological simulations
我们目前的宇宙学流体动力学模拟八个银河系大小的晕，以前研究的暗物质只有在宝瓶座项目。第一次，我们采用移动网格代码AREPO变焦模拟结合一个全面的模型为大0宇宙学模拟设计的星系形成物理。我们的模拟形式在大多数的八个晕强烈盘主导的系统与现实的旋转曲线，接近指数表面密度分布，恒星质量晕质量比，符合预期的丰度匹配技术，和星系的大小和年龄符合预期的大型星系调查在本地宇宙。在我们的模拟中，没有任何暗物质核心形成的证据，即使如此，它们包括由超新星驱动的风和黑洞类星体反馈的重复重子外流。对于我们的一个晕，即最近“Aquila”代码比较项目中研究的物体，我们用我们的技术进行了分辨率研究，涵盖质量分辨率为64的动态范围。在我们的反馈参数没有任何变化的情况下，最终的星系属性是令人放心的相似，与该领域中使用的其他建模技术相比，这些技术本质上取决于分辨率。在我们的星际介质处理的背景下，在生产现实的盘星系的成功达到，而不诉诸于一个高密度的恒星形成阈值，低恒星形成效率，或早期恒星反馈，其他最近的数值研究被认为是至关重要的因素盘形成。
2013-11-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
The properties of satellite galaxies in simulations of galaxy formation
我们研究了在银河系大小的晕中星系形成的宇宙学N-body/SPH模拟中卫星星系的性质。由于它们的浅势阱，卫星星系对影响其气体含量的加热过程非常敏感。因此，它们的性质可以用来限制调节星系形成的反馈过程的性质。在我们的模拟中，我们假设超新星产生的所有能量都被用作驱动星系风的动能。我们的几个模拟产生了明亮的盘状星系。我们发现，风速v_w与暗物质的局部速度色散σ成正比（从而风的质量负载eta_w \propto sigma^{-2}）的风模型具有幕式的恒星形成历史，能相当好地再现观测到的卫星光度函数（低至M_v=-7），并与在本星系群卫星中观测到的光度-金属丰度关系相匹配。相比之下，假设风速恒定的模型会产生过多的微弱卫星，并预测不正确的亮度-金属丰度关系。因此，我们的模拟表明，在卫星星系的规模上运作的反馈过程应该产生星系外流，其强度与潜在的深度成反比。
2010-04-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Soft X-ray and ultra-violet metal-line emission from the gas around galaxies
（节略）星系晕中大部分气体的温度在10^4.5到10^7 K之间。在这些温度下，如果金属丰度Z>~0.1 Zsun，则冷却由金属线发射主导。我们探讨了几条线使用大型宇宙学，流体动力学模拟的可探测性。我们堆叠表面亮度地图为中心的星系，以计算预期的平均表面亮度分布不同的晕质量。假设探测极限为10^-1光子/s^-1 cm^-2 sr^-1，那么我们提出的X射线望远镜可以探测到从z=0.125到80%维里半径（Rvir）的O VIII辐射，对于质量为Mhalo= 10 ^12 -13 Msun的晕，探测到0.4 Rvir。来自C VI、N VII、O VII和Ne X的发射线可以被检测到更小的半径，0.1-0.5Rvir。在10^-20 erg s^-1 cm^-2 arcsec^-2的探测极限下，未来的紫外望远镜可以在z=0.25时探测到0.2- 0.6 Rvir的C III辐射。对于Mhalo>10^12 Msun，可以看到C IV、O VI、Si III和Si IV达到0.1- 0.2 Rvir。光学HI H-α发射在强度上与C III发射相当。在z=3时，利用即将到来的光学仪器，可能观测到C III达到0.2-0.3Rvir，而其他静止坐标系UV谱线达到约0.1Rvir，其中Mhalo>10^11 Msun。金属线发射通常偏向于高密度和金属性，并偏向于相应金属线的发射率曲线达到峰…
2013-01-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Metal-enriched, sub-kiloparsec gas clumps in the circumgalactic medium of a faint z = 2.5 galaxy
本文报道了在一个明亮的类星体背景视线上偶然探测到一个红移为2.5、碰撞参数为50 kpc的0.2 L $^*$，Lyman-$α$发射星系。类星体的高解析度光谱显示出一个部分莱曼极限吸收系统（$N_\mathrm{HI}=10^{16.94\pm0.10}$ cm $^{-2}$），有许多与前景星系相同红移的相关金属吸收线。使用光电离模型，仔细对待测量误差和边缘化的电离辐射光谱的形状和归一化的不确定性，我们推导出的总氢柱密度$N_\mathrm{H}=10^{19.4\pm0.3}$厘米$^{-2}$，并表明，所有的吸收云金属富集，与$Z=0.1$ - $0.6 Z_\odot$。这些金属丰度和系统的大速度宽度（$436$ km $\,$ s $^{-1}$）表明气体是由外流风产生的。使用膨胀壳模型，我们估计质量流出率为$\sim5 M_\odot\,$年$^{-1}$。我们的光电离模型产生非常小的尺寸（$<$ 100-500 pc）的吸收云，我们认为这是典型的高柱密度吸收环星系介质（CGM）。考虑到这些小尺寸和极端的运动学，目前还不清楚这些团块如何在CGM中存活而不被流体动力学不稳定性破坏。小的云大小意味着，即使是最先进的宇宙学模拟需要超过$1000$倍的质量分辨率的改善，以解决相关的流体动力学冷气体在CGM。
2015-06-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galactic Winds in Cosmological Simulations of the Circumgalactic Medium
（摘要）我们探索新的观测约束的星系外流的亚分辨率模型，并调查其对环星系介质（CGM）的红移z = 2 - 4的影响。我们进行宇宙学流体动力学模拟，包括恒星形成，化学富集，和SNe驱动的外流的四种情况下：无风（NW），能量驱动的恒速风（CW），径向变化的风（RVWa），其中流出速度与银河系距离（r）呈正相关，RVW与晕质量（RVWb）的额外依赖。总的来说，我们发现流出物将富含金属的气体从星系中排出，显着淬灭恒星形成，并丰富CGM。在z = 2时，星系中心周围气体性质的径向分布对晕质量为（10^9 - 10^11）M_sun的风模型的选择最为敏感。我们推断RVWb模型与NW的情况类似，除了它显著地富集CGM：在r > R_200时，RVWb中的碳金属丰度（Z_C）比NW高10倍; 10^4 - 10^5 K和δ < 100的温暖气体比NW高50倍。我们还发现，CW和RVWa模型的影响是相似的，有以下差异。RVWa在z < 5时对恒星形成率造成更大的抑制，并且比CW有更高比例的低密度（δ < 10），温暖-热（10^4 - 10^6 K）气体。CW中的流出产生比RVWa更高和更早的某些IGM相的富集。通过目视检查，我们注意到RVWa模型显示了更明显的双极流出和星系盘。我们给出了[Z_C-delta]和[Z_C-r]的拟合公式，以及CIV丰度与r的函数关系。我们预测了观测诊断以区分不同的外…
2013-01-21 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Can pre-supernova winds from massive stars enrich the interstellar medium with nitrogen at high redshift?
了解氮的核合成起源和星际介质中N/O比的演化对于在高红移下全面了解星系化学演化至关重要，因为大多数观测金属丰度（O/H）估计都隐含地依赖于N/O比。观测到的N/O在高红移显示出与O/H的总体恒定性，尽管有很大的散射。我们发现，这些迄今无法解释的功能可以解释的超新星前风产额从旋转的大质量恒星（M $\gtrsim 10 \, \mathrm{M}_\odot$，$v/v_{\rm{crit}} \gtrsim 0.4$）。我们的模型自然地产生了观察到的N/O平台，以及在低O/H的散射。我们发现散射产生不同的恒星形成效率。然而，以超新星为主的模型在低O/H时产生的N/O与观测值的拟合较差。这种特殊的丰度模式在低O/H表明，矮星系是最有可能是缺乏SNe产量，主要是丰富的前超新星风丰度。
2022-12-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
The impact of Lyman-$α$ emission line heating and cooling on the cosmic dawn 21-cm signal
考虑到增强的Ly $α$光子线发射人口III占主导地位的恒星系统在第一个形成的星系，我们显示在$10<z<30$的21厘米宇宙黎明信号可能会大大不同于标准的情况。如果星系内的HII区域是复合束缚的，那么来自星系的Ly $α$光子的能量传递可能会加热星系际气体，或者如果被晕内部的风变红，那么气体的冷却速度会比绝热膨胀更快。在某些情况下，在$15<z<25$可能会达到接近$-500$ mK的21厘米天线温度差，类似于EDGES 21厘米宇宙黎明实验检测到的特征。
2020-06-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Using Velocity Dispersion to Estimate Halo Mass: Is the Local Group in Tension with $Λ$CDM?
卫星星系通常被用作示踪剂来测量与其中心星系相关的暗物质晕的视线速度色散（$σ_{\rm LOS}$），从而估计晕的质量。最近对包括银河系和M31在内的本星系群的观测色散估计表明PDMATHAMN为50 km/s，这与理论上对它们质量的系统的PDMATHAMN 100 km/s的预期相比是惊人的低。这是否会给$Λ$ CDM带来问题？我们探索这种紧张局势使用{ \small{SURFS} }套件的$N$体模拟，包含超过10000（子）晕轨道跟踪良好。我们测试如何以及中央星系的主机晕速度色散可以恢复采样$σ_{\rm LOS}$的subhaloes和周围的晕。我们的研究结果表明，$σ_{\rm LOS}$是有偏见的质量代理。我们在$v_{\rm LOS}$和投影距离（$D_p$）中定义了一个最佳窗口-- $0.5\lesssim D_p/R_{\rm vir}\lesssim1.0$和$v_{\rm LOS} \lesssim0.5V_{\rm esc}$，其中$R_{\rm vir}$是维里半径，$V_{\rm esc}$是逃逸速度--使得LOS中的散射与晕的散射最小化-- $σ_{\rm LOS}=(0.5\pm0.1)σ_{v,{\rm H}}$。我们认为，这个窗口应该用来测量视线分散作为代理质量，因为它最大限度地减少分散在$σ_{\rm LOS}-M_{\rm vir}$关系。这…
2018-03-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galactic winds driven by cosmic-ray streaming
在许多大小从矮星到银河系的螺旋星系中都可以观测到星系风，它们有时携带的质量超过新形成的恒星的质量高达十倍。已经提出了这种风的多种驱动过程，包括超新星加热引起的热压力，尘埃颗粒上的紫外线辐射压力或宇宙射线（CR）压力。在这里，我们研究风的形成，由于CR物理使用的数值模型，占CR加速超新星，CR热化，对流CR运输。此外，我们介绍了一种新的实现CR流相对于其余帧的气体。我们发现CR流在维里质量M_200 < 10^{11} Msun的星系中驱动强大而持续的风。在矮星系（M_200 ~ 10^9 Msun）中，星系风的质量加载因子达到~5，驱逐了包含在晕维里半径内的~ 60%的初始重子质量，并将恒星形成速率抑制了~5倍。在矮星系中，风是球对称的，而在较大的星系中，外流过渡到与盘的角动量轴对齐的双圆锥形态。我们表明，阻尼流CR激发的阿尔芬波提供了一种手段，加热流出的温度与逃逸速度的平方成比例。在较大的晕中（M_200 > 10^{11} Msun），CR流能够驱动激发湍流的喷泉流。对于晕质量M_200 > 10^{10} Msun，我们预测了加热的晕气体的H-α和X射线发射的可观测水平。我们的结论是，CR驱动的风应该是至关重要的抑制和调节的第一个时代的星系形成，驱逐了一大部分的重子，并-通过扩展-援助在塑造暗淡的结束星系光度函数。因此，它们也应该对星系际介质中的大部分金属富集负责。
2012-04-02 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Dynamics of the response of dark matter halo to galaxy evolution in IllustrisTNG
基于IllustrisTNG模拟分析暗物质晕弛豫与星系演化的因果关系，发现恒星形成反馈驱动内晕即时、外晕延迟2至3 Gyr的响应。
2025-01-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Origins of carbon-enhanced metal-poor stars
我们调查的性质，碳增强贫金属（CEMP）恒星在银河系（MW）类似物选择从EAGLE宇宙流体动力学模拟。EAGLE中的恒星演化模型包括渐近巨星分支（AGB）恒星、大质量恒星风以及I型和II型超新星（SNe）的富集物理。在模拟中，由于有效的恒星反馈，年轻MW祖星的恒星形成是突发性的，这导致了不良的金属混合，导致形成极端丰度模式的CEMP恒星。在这种情况下，出现了两类CEMP恒星：那些主要由低金属丰度II型SNe富集的低Fe产量驱动银河系外流，以及那些主要由AGB恒星富集的贫气体祖星吸积原始气体。第一类类似于CEMP-no星，具有高[C/Fe]和低[C/O]，第二类类似于CEMP-s星，具有丰富的s过程元素和高[C/O]。这种情况解释了数据中看到的几种趋势：（一）在低和降低[O/H]时[C/O]的分散度和中值增加，（二）具有非常低[Fe/H]或[C/H]的恒星趋向于CEMP-no类型，以及（三）在贫金属恒星中具有原子序数的[α/Fe]分散度减少。在这种解释中，CEMP-没有恒星被使星系能够重新电离宇宙的恒星所富集。
2017-12-15 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
