Galaxy Evolution in Cosmological Simulations with Outflows II: Metallicities and Gas Fractions
我们使用宇宙学流体动力学模拟来研究如何流入，恒星形成，和流出治理的气体和金属含量的星系。在我们的模拟中，星系金属丰度是由流入和流出之间的平衡所决定的质量流出率，这意味着质量-金属丰度关系反映了流出率如何随恒星质量（M*）而变化。气体含量由ISM内的流入量和气体消耗量之间的竞争确定，后者由SF定律支配，而前者受到风再循环和预防反馈的影响。流入率的随机变化使星系以与恒星形成率相关的方式偏离平衡的M*-Z和Z*-fgas关系，并且散射由时间尺度设置以重新平衡。这两个关系从z=3-0的演化是缓慢的，因为单个星系倾向于主要沿着关系演化。在一个给定的M* 下，气体分数随着时间的推移而缓慢下降，因为宇宙流入速率比消耗速率更快地减少，而金属丰度随着下落的气体变得更加富集而缓慢增加。从z~3-0的观测结果与采用动量驱动的风缩放而不是恒定风速的模拟结果更好地匹配，但所有模型都预测在低质量下气体分数过低，在高M* 下金属丰度过高。我们所有的模型再现观察到的质量金属丰度与恒星形成率和环境的关系的第二个参数的趋势，表明这些是平衡的结果，而不是反馈。总的来说，我们的平衡方案的分析框架广泛地捕获了相关的物理学建立星系气体和金属含量的模拟，这表明重子流入和流出的周期集中控制这些属性在典型的恒星形成星系的宇宙演化。
2011-06-17 astro-ph.CO
[The Impact of Nuclear Star Formation on Gas Inflow to AGN
我们的自适应光学观测附近的活动星系核的空间分辨率小至0.085角秒，显示了强有力的证据，最近，但不再活跃，核恒星的形成。我们首先描述的观察，突出两个对比的方法，气体可以流入中央几十秒差距。在这一地区的气体积累将不可避免地导致恒星爆发，我们将讨论这种事件的证据。然后，我们转向恒星演化的气体进一步流入的影响相结合的唯象方法与分析建模和流体动力学模拟。这些互补的观点描绘了一幅图景，其中所有的过程最终都受到进入中央百秒差距的质量吸积率的调节，以及随之而来的发生在那里的星爆。由此产生的超新星通过产生星暴风来延迟吸积，从而留下一种粘稠的星际介质。这提供了一个理想的环境，让较慢的恒星外流向内吸积，形成一个数秒差距尺度的致密湍流盘。这样的场景可以解决利用自适应光学看到的较大尺度结构与利用VLTI看到的小尺度结构之间的差异。
2009-11-23 astro-ph.CO
The Similar Signatures of Coplanar Gas Inflow and Disk Warps in Galactic Gas Kinematic Maps
流体动力学模拟表明，当共面气体螺旋进入盘的内部区域时，星系气体盘形成。最近，我们提出了一个简单的“修正的吸积盘“模型的粘性星系盘中，恒星的形成是由径向流动的气体。然而，很少有观测证据表明，这种流入，预计只有几公里的$^{-1}$在磁盘的中心区域，即在三个磁盘尺度长度，但可以达到50-100公里的顺序$^{-1}$在最外层磁盘。系统流入的2-D速度场的影响进行检查，它表明，这些是非常相似的磁盘的几何翘曲所产生的，与扭曲变形的运动学主轴和短轴。这使得在实践中很难区分它们。通过比较附近星系样本的运动学轴和旋臂的旋向，我们发现（假设旋臂通常是拖尾的），翘曲的影响实际上很可能超过径向流入的影响。然而，通常的做法是把运动学长轴和短轴的这些扭曲变形看作仅仅是由于扭曲，这会导致对于中低倾角的星系，大大低估任何系统性的流入。
2023-01-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
ALMA follows streaming of dense gas down to 40 pc from the supermassive black hole in NGC1097
我们提出了一个稠密的分子气体在中央200秒差距附近的星系NGC 1097的运动学分析，根据周期0的观测与阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）。我们利用HCN（4-3）线追踪稠密的星际分子气体，并量化其运动学，估计分子气体的流入速率。我们发现一个惊人的相似之处ALMA运动学数据和分析的螺旋流入模型，我们以前构建的基础上电离气体速度场在较大的尺度。我们能够追踪到距离这个塞弗特1星系中的超大质量黑洞40 pc的致密气体流。为了实现边际稳定性，我们推断，致密气体被限制在一个非常薄的磁盘，我们推导出致密气体流入率为0.09兆太阳/年，在40 pc半径。结合以前的值从哈和CO气体，我们计算出一个合并的分子和电离气体的流入率为0.2兆太阳/年在40 pc的距离从中央超大质量黑洞的NGC 1097。
2013-04-29 astro-ph.CO
X-ray Isophotes in a Rapidly Rotating Elliptical Galaxy: Evidence of Inflowing Gas
我们描述了二维气体动力学计算的X射线发射气体在旋转的椭圆星系NGC 4649，表明流入约一个太阳质量，每年在每个半径。如此大的瞬时流入不可能持续超过哈勃时间。最近在最内层150秒差距观测到的中央恒熵温度峰值可以用气体流向中央大质量黑洞时的压缩加热来解释。由于这种气体的冷却时间只有几百万年，NGC 4649提供了已知的冷却流问题最集中的例子，其中流入银河系核心的时间积分表观质量超过了那里观测到的总质量。这个悖论可以通过黑洞附近释放的吸积能量驱动的能量或质量的间歇性外流来解决。流入的气体也需要在中间kpc半径，以解释椭圆率的X射线等照度线由于自旋的质量喷射的恒星旋转的星系，并解释当地的密度和温度分布。我们提供的证据表明，许多明亮的椭圆星系经历类似的流入自旋。在NGC 4649中需要小的湍流粘度，以避免形成无法观察到的大X射线发光盘，但湍流压力很小，不会干扰假设流体静力平衡的质量测定。
2009-10-06 astro-ph.CO astro-ph.HE
Inflows and outflows in nearby active galactic nuclei from integral field spectroscopy
我报告最近的运动学结果的内部几百秒差距（pc）附近的活动星系核（AGN）在几个pc到几十个pc的采样，使用光学和近红外（近红外）积分场光谱与双子座望远镜获得。恒星运动学的主机-主要由螺旋星系-是占主导地位的圆形旋转在平面的星系。在低光度活动星系核的（光学）电离气体发射和高光度活动星系核的（近红外）分子气体发射中，沿核旋臂观测到速度约为50 km/s的流入。我们还观察到气体在星系平面内旋转，有时是在致密的（几十pc）盘中，这可能是活动星系核的燃料。流出已被观察到的电离气体发射的窄线区域，其流量分布和运动学经常与无线电流量分布。沿发射线剖面的通道图显示，速度高达约600公里/秒。电离气体的质量流出率范围为每年0.01至0.001太阳质量，比活动星系核的质量吸积率大10-100倍，这支持了大部分气体流出星系平面的起源，这些气体是由核喷流或吸积盘风携带的。
2010-01-14 astro-ph.CO
Massive Black Hole binaries in gas-rich galaxy mergers; multiple regimes of orbital decay and interplay with gas inflows
我们重新审视的阶段的配对和下沉的黑洞在星系合并和circummunclear磁盘在最近的模拟结果与大规模的黑洞嵌入主要是气体背景。在一个一般性的概述，我们讨论了一个快速的轨道衰减制度的重要性，占主导地位的全球磁盘扭矩，而不是由当地的动态摩擦尾流。这种制度可以占主导地位的BH二元分离的几十秒差距和以下，轨道圆化的阶段，占主导地位的局部动力学摩擦。它类似于行星演化中的I型迁移。它可以使黑洞分离到足够小的距离，以便引力波在小于$\sim 10^7$年到$10^8$年的时间尺度上接管，这取决于星际介质是光滑的还是混浊的。最终的差距开放在次pc尺度分离减慢，但不中断的轨道decay. Accordingly，我们讨论了一个新的有趣的连接之间的条件所需的快速轨道衰变的大规模BH双星和那些需要突出的气体流入富含气体的星系。我们推导出一个条件的最大流入率，一个环核盘可以主机，同时仍然保持足够高的气体密度在大半径，以维持BH二进制的衰变。我们发现，气体流入率超过10 $M_{\odot}$ /年，假设形成大规模的BH种子在一些直接坍缩模型，将扼杀下沉的大规模BH双星气体为主的星系核。反之亦然，较低的流入率，低于太阳质量，每年需要饲料典型的活动星系核，是兼容的快速轨道衰变的BH双星在广泛的质量范围。
2013-08-02 astro-ph.CO astro-ph.HE
STIS Spectroscopy of the Central 14 pc of NGC 3998: Evidence for an Inflow
哈勃太空望远镜（HST）先前对透镜状星系NGC 3998的成像揭示了一个小的，高度倾斜的核电离气体盘，其运动学表明存在一个2.7亿太阳质量的黑洞。通过模拟H-alpha、H-beta和H-gamma宽谱线的形状，用合理的运动学模型来限制NGC 3998宽谱线区（BELR）的大小。分析表明，无论运动学模型是由一个吸积盘或一个球对称的流入，BELR是大的外半径约7 pc。BELR中的电子温度<28，800 K，与活动星系核的光电离一致。事实上，活动星系核能够维持贝尔辐射计的电离，尽管根据活动星系核采用的光谱能量分布，覆盖因子在20%到100%之间。高覆盖因子有利于气体的球形分布，而不是薄圆盘。如果气体密度大于7 x 10^3 cm^-3（由宽禁带[S II]发射线比率表示），那么，用稳态球对称入流解释宽的H-α发射线，得出的速率< 6.5 x 10^-2 Msun/yr，这比用辐射效率低的入流解释X射线光度的要求高出了<18.
2010-11-12 astro-ph.CO
Widespread Inflows Reveal Baryonic Cycling in Star-forming and Quiescent Galaxies
Chinese Academy of Sciences（中国科学院）；Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；Indian Institute of Astrophysics (IIA)（印度天体物理研究所）；Fudan University（复旦大学）；Peking University（北京大学）；Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics, Peking University（北京大学科维理天文与天体物理研究所）；Department of Physics, Fudan University（复旦大学物理系）；Department of Astronomy, School of Physics, Peking University（北京大学物理学院天文学系）；International Centre for Radio Astronomy Research, University of Western Australia（西澳大利亚大学国际无线电天文研究中心）；University of Western Australia（西澳大利亚大学）
研究人员利用DESI光谱对约3万个星系开展观测，发现恒星形成星系以流出为主、宁静星系存在流入，揭示了星系中广泛的气体吸积与循环规律，建立了气体流动与星系演化的观测关联框架。
2026-09-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cool circumgalactic gas of passive galaxies from cosmological inflow
星系的环星系介质（CGM）由多相气体组成，其组分的温度非常不同，从$10^ {4}$ K到$10^ {7}$ K。关于这种介质最大的谜团之一是在静止的早型星系（ETG）周围存在大量的低温（$T\sim10^4$ K）气体。使用半解析参数模型，我们描述了大规模的，低红移ETG周围的冷CGM作为宇宙学吸积的气体到他们的暗物质晕，导致云从晕的外部流入中央星系。我们将我们的预测与COS-LRG合作的观测结果进行了比较。我们发现，流入模型可以成功地再现所观察到的运动学，吸收器的数量和列密度的冷气体。我们的MCMC拟合返回了大约$10^5\ \rm{M}_{\odot}$的冷云的质量，并表明它们必须在其旅程中蒸发，由于与热气体的流体动力学相互作用。我们的结论是，ETG晕中存在的冷气体可能无法到达中心区域并为星系恒星的形成提供食物，从而解释了为什么这些被动物体不再形成恒星。
2019-03-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraining the high redshift formation of black hole seeds in nuclear star clusters with gas inflows
在本文中，我们探讨了黑洞种子形成的一种可能的途径，呼吁戴维斯，米勒和Bellovary谁认为的情况下，一个致密的恒星黑洞集群的动态崩溃的气体流入的模型。在这里，我们在广泛的宇宙学背景下探讨这个案例。工作假设是：（i）核星团在高红移下形成于暗物质晕中的前星系盘中，为恒星黑洞在其核心中的形成提供了合适的环境，（ii）由于生长盘中的不稳定性和/或与其他富含气体的晕合并，主要的中心气体流入这些星团，以及（iii）流入之后，由于势阱变陡，核心中的恒星黑洞避免了抛射，导致核心坍缩并形成$<~ 1000\, \rm M_\odot$的大质量种子。我们模拟了一个追踪暗物质晕和其中嵌入的重子的建立的宇宙学盒子，并用半解析模型探讨了星系团的演化。我们表明，这条路线是可行的，峰值在红移$z <~ 10$，并发生在伴随着形成的种子从其他渠道。该通道是竞争相对于其他的，是独立的母集群的金属含量。这种气体驱动核心坍缩的机制需要质量至少是母星团质量十倍的流入，发生的时间尺度要短于恒星黑洞从核心蒸发/喷出的时间。在这方面，结果提供了该过程的频率上限。
2014-06-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Black Hole growth and AGN obscuration by instability-driven inflows in high-redshift disk galaxies fed by cold streams
在高红移的盘星系被预测保持高的气体表面密度，由于持续的喂养由强烈的冷流导致暴力的引力不稳定性，瞬态功能和巨大的团块。扰动之间的引力矩将角动量向外驱动，质量向内驱动，而流入提供了保持强湍流的能量。我们使用的分析估计的流入一个自我调节的不稳定盘在Toomre稳定性参数Q~1，和孤立的星系模拟能够解决的核流入到中央秒差距。我们预测，在z~2流馈盘的典型条件下，通过10^11 Msun星系盘的平均流入速率约为10 Msun/年。流入速率与盘质量和（1+z）^{3/2}成比例。它包括块迁移和平滑组件的流入，即使块中断也有效。这种流入会使黑洞的核团增大，而其中只有约10^-3的一小部分需要吸积到中心的黑洞（BH）上，才能遵守观测到的BH-核团关系。一个z~2为10^11兆太阳的星系，其BH值预计为10^8兆太阳，平均吸积时的亚爱丁顿光度L_X为10^42-43 erg/s，当致密的团块合并时，伴随着较亮的插曲。我们注意到，在z~6的罕见大质量星系中，同样的过程可能以爱丁顿速率馈送10^9兆太阳BH。高的中心气柱密度会严重遮蔽高红移盘中的活动星系核，可能会阻碍它们在深X射线巡天中的探测。
2011-09-21 astro-ph.CO
The Broad Line Region in NGC 4051: An Inflow Illuminated by a 10^5 K Accretion Disk
采用球对称稳态弹道入流作为气体分布的运动学模型，该气体分布负责产生H α发射线和一个中心黑洞（BH）质量为1.7 × 10^6 M_sun（由先前的混响映射确定），导致NGC 4051中宽线区（BLR）的尺寸如下：内半径~3 lt-days，外半径的下限~475 lt-days。因此，先前确定的BLR的混响大小仅标记更大体积的电离气体的内半径。维持H α发射线亮度所需的电离光子数超过了活动星系核中心观测到的电离光子数的3 - 4倍。如果BLR被一个10^5 K的吸积盘电离，而这个吸积盘被中间的H气体的高度不透明性所掩盖，无法直接看到，那么这样大的电离亏损就可以得到调和。一个新的定义介绍了电离参数，承认的事实，H不透明显着衰减的大，部分电离，星云周围的活动星系核的电离光子通量。总的来说，这些结果有重要的影响BH群众估计使用混响半径和结构的BLR推断速度延迟地图。
2013-04-22 astro-ph.CO
The Direct Detection of Cool, Metal-Enriched Gas Accretion onto Galaxies at z ~ 0.5
我们报告的发现冷气体流入到六个恒星形成星系的红移z ~ 0.35 - 1。在Keck/LRIS光谱中对该样品的MgII和FeII共振线吸收的分析显示，在六个物体中的五个中，速度变化为80 - 200 km/s，流入气体的等效宽度>~ 0.6 Ang。宿主星系的恒星形成率范围很广（SFR ~ 1 - 40 Msun/yr），恒星质量与银河系相近（log M */Msun ~ 9.6 - 10.5）。哈勃太空望远镜高级巡天照相机的图像显示，六个星系中有五个具有高度倾斜（i > 55度）的盘状形态。这些数据代表了第一次明确的检测流入孤立的，恒星形成星系在遥远的宇宙。我们认为，流入是由于从矮卫星和/或星系内的星系喷泉的富集材料的下落。假设物质已富集到0.1Z_sun，其物理范围近似等于星系的物理范围，我们推断其中四个系统的质量流入率为dM_in/dt >~ 0.2 - 3M_sun/yr。最后，从比较这些吸收线的Mg II和Fe II的吸收在一个更大的光谱样本的约100个对象的配置文件，我们测量的覆盖率至少为6%的冷流入，但不能排除存在的丰富的infall到这些星系多达40。
2011-10-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Chemical evolution during gas-rich galaxy interactions
我们分析了一组星系的相互作用，使用自洽的化学流体动力学模型，其中包括恒星形成，超新星反馈和化学演化。与以前的工作一致，我们发现，潮汐引起的低金属丰度气体流入稀释中心的氧丰度，并有助于平坦的金属丰度梯度。潮汐引起的流入触发星爆，这增加了SN II反馈的影响，注入新的化学元素和驱动银河风，调节金属丰度分布。虽然$α$ -增强的中心区域检测到的诱导星爆与以前的工作一致的结果，我们的模拟表明，这个参数只能提供一个时间的第一近心点主要是非逆行的遭遇。为了再现低和高红移下的湿主合并，我们分别用20%和50%的气体形式的圆盘进行了模拟。我们发现，更多的气体丰富的遭遇表现类似于不太丰富的，在第一和第二近心点之间的低金属含量的气体流入被触发。然而，在更富气体的相互作用中触发的更高强度的流入产生更大的金属稀释因子，这些因子随后被超新星的新化学产物调制。我们发现，更多的气体丰富的相互作用开发暴力和clusified恒星形成引发的本地不稳定性之前的第一个近心点，因此，如果这些星系被观察到在这些早期阶段，没有重要的潮汐诱导的流入已经能够发展，他们往往会表现出过剩的氧气。我们发现一个全球平均相关的中心丰度和梯度的强度的恒星形成活动。[删节]
2011-06-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Gas-phase Metallicity Profiles of Star-forming Galaxies in the Modified Accretion Disk Framework
模拟表明，恒星形成星系的气体流入几乎是共面的，并与气体盘共同旋转，恒星风和/或超新星爆炸驱动的气体流出优先垂直于磁盘。这表明银河系气体盘可以作为一个修正的吸积盘来处理。在这项工作中，我们专注于在这种情况下的气体吸积星系盘的金属增强。假设恒星形成率面密度（$Σ_{\rm SFR}$）为指数形式，我们得到了仅含$Σ_{\rm SFR}$标度长度（$h_{\rm R}$）、流入气体金属度和质量负载因子（定义为每$Σ_{\rm SFR}$的风驱动流出率面密度）的气相金属度的解析解.根据这个简单的模型，气相金属丰度的负梯度是冷气体径向流入的自然结果，当它向盘中心移动时，冷气体通过原位恒星形成而不断富集。我们适合的模型，以观察到的金属丰度配置文件附近的六个星系选择有良好的测量金属丰度配置文件延伸到非常大的半径。我们的模型可以很好地描述所观察到的金属丰度剖面的整体特征。观察到的配置文件通常显示在磁盘的外部区域的地板，对应于流入气体的金属丰度。此外，我们发现从这些拟合推断的$Σ_{\rm SFR}$的$h_{\rm R}$与从$Σ_{\rm SFR}$配置文件的独立估计值一致，支持基本模型。
2022-03-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
NGC 4245: one or two bars, and where does the gas inflow stop?
利用积分场谱学方法研究了早型棒星系NGC 4245中心的恒星和气体运动学以及恒星星族性质。我们发现了一个化学性质独特的致密核心，其金属含量比凸出部分高出2.5倍，还有一个半径为300 pc的年轻恒星环。目前的恒星形成在这个环中进行;它的位置对应于大尺度棒的内部林德布拉德共振。化学性质不同的核心中恒星的平均年龄明显比Sarzi等人（2005年）根据HST光谱数据对中心的估计年轻，在R=0.25”范围内。我们的结论是，“化学独特的核心”实际上是一个古老的超紧凑的恒星形成环，半径小于100 pc，这标志着也许过去的位置内林德布拉德共振。在一般情况下，在这个早期型贫气体星系中心的恒星形成历史的模式证实了长期演化的恒星气体盘的影响下的酒吧的动力学模型的预测。
2010-02-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Virial shocks are suppressed in cosmic ray-dominated galaxy halos
我们研究了宇宙射线（CR）的维里冲击的结构上的影响，使用一个大的高分辨率宇宙学FIRE-2模拟占CR注入超新星。在大质量（$M_{\rm halo} \gtrsim 10^{11}\,M_{\odot}$），低红移（$z\lesssim 1-2$）晕，这是预期形成“热晕”与缓慢冷却的气体在准流体静力学平衡（与稳定的维里激波），我们的模拟没有CR表现出明确的维里激波。从流入冷凝出来的较冷的相变成压力受限于过密的团块，嵌入在低密度、体积填充的热气体中，其冷却时间比流入时间长得多。因此，气体从冷的自由下落的流入急剧过渡到大约维里半径（$\approx R_{\rm vir}$）处的热和热压力，并且激波是准球形的。与CR，我们以前认为，在这个特定的质量和红移范围内的晕建立CR压力主导的气体晕。在这里，我们表明，当CR压力占主导地位的热压，没有显着的维里冲击。相反，流入的气体被CR压力梯度逐渐减速，并且气体相对亚音速地流出并甚至超过$R_\mathrm{vir}$。快速冷却还保持了$\sim R_\mathrm{vir}$内流入气体的亚维里温度。
2020-11-09 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The Effects of radial inflow of gas and galactic fountains on the chemical evolution of M31
星系喷泉和径向气流是模拟星系盘化学演化的重要组成部分。我们的目标是研究星系喷泉和径向气流对M31盘化学演化的影响。我们采用弹道方法研究了星系喷泉对M31盘化学富集的影响。我们发现M31中喷泉的着陆坐标距离起始点不超过1kpc，因此对盘的化学演化的影响可以忽略不计。我们发现，在富集过程中，由于喷泉的延迟时间不超过1亿年，这个时标也产生可以忽略不计的影响的结果。然后，我们计算了M31盘的化学演化与径向气体流所产生的河外物质和喷泉的流入。我们发现，一个温和的内向外形成的磁盘加上径向流动的变速可以很好地再现所观察到的梯度。我们还讨论了其他参数的影响，如恒星形成的气体密度阈值和恒星形成的效率随银河系半径的变化。我们的结论是，在创建磁盘梯度的最重要的物理过程是由内而外的形成和径向气流。需要更多的本地和高红移丰度梯度数据来证实这一结论。
2013-01-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Star Formation and Metallicity Gradients in Semi-analytic Models of Disk Galaxy Formation
我们更新了星系形成的径向分辨SAM，它跟踪ISM的原子和分子气相。这些模型是从Guo等人的模型中改编而来的，使用了与Fu等人类似的方法，并在MS和MS II的晕合并树上运行，主要变化如下：（1）我们采用了一个简单的恒星形成定律，其中SFR \propto H_2（2）我们将超新星产生的重元素直接注入晕热气体中，而不是首先将它们与盘中的冷气体混合。(3)我们使用形式为v_influx = αr的模型来考虑圆盘中的径向气体流入。这些模型被用来研究恒星形成率和气相金属丰度的径向分布。L* 星系中的V_H_2剖面对流入速度有很强的限制，有利于在10 kpc的银河系中心半径处v_influx ~ 7 km/s的模型。径向气体流入对气相和恒星金属丰度梯度的影响很小，而直接注入到晕气体中的金属的比例对气相和恒星金属丰度梯度的影响要大得多，而不是与冷气体混合。早期从星系中喷射出的金属导致了早期富集气体的晚期流入和现今更平坦的气相金属丰度梯度。将80%的金属注入到晕气体中的计算结果与恒星质量大于10^10 Msun的星系中观测到的平坦金属丰度梯度以及星系盘外部气相金属丰度与sSFR之间的关系拟合良好。我们研究了气相金属丰度梯度和全球星系属性之间的相关性，发现它与星系的膨胀与总比率的相关性最强。这是因为在星系合并过程中，当隆起形成时，气体会被消耗，而气相金属丰度梯度则由新吸积的气体决定。
2013-06-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Metallicity Evolution of Interacting Galaxies
由星系相互作用引发的贫金属星际气体的核流入可以解释在局部相互作用星系中观察到的系统性较低的中心氧丰度。在这里，我们调查的金属丰度演化的碰撞星系的一个大型的模拟集。我们的模型包括冷却，恒星形成，反馈，和一个新的随机方法跟踪质量回收回星际介质从恒星风和超新星。我们研究合并引起的流入，富集，气体消耗和银河风在确定核金属丰度的影响。中心金属丰度主要是低金属丰度气体流入和恒星形成富集之间的竞争。平均抑郁症的核金属丰度~0.07被发现的气体贫乏盘-盘相互作用。另一方面，富含气体的盘-盘相互作用通常会增强中心金属丰度，这与气体含量呈正相关。与观测到的质量-金属丰度和分离-金属丰度关系相比，模拟结果相当不错，但需要进一步研究。
2011-06-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Magnetising galaxies with cold inflows
本文利用冷流模拟的质量流入率和饱和磁场值构建解析模型，证明高红移星系仅通过吸积磁化冷流即可产生超过μG量级的星系磁场，为星系磁场起源提供了可行机制。
2024-10-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
The impact of feedback on cosmological gas accretion
我们研究如何星系获得他们的气体在宇宙时间在宇宙流体动力学模拟的重子反馈过程的综合物理模型进行修改。要做到这一点，我们比较两个模拟-有和没有反馈-都与移动网格代码AREPO演变。反馈运行实现了Illustris模拟项目的完整物理模型，包括恒星形成驱动的星系风和超大质量黑洞的能量反馈。我们探索：（a）直接来自星系际介质的物质的吸积速率，发现反馈强烈抑制了所有红移处的这种“平滑模式”气体的原始流入和净流入，而不管新获得的气体的温度历史。(b)在维里半径处，流入气体的温度和径向通量在z=2时基本上不受影响。然而，在0.25 rvir的流入气体的球形覆盖分数大幅下降，从超过80%到小于50%，而流入和流出的速率增加，表明循环跨越这个边界。(c)在有反馈的模拟中，光滑吸积对总吸积率的贡献要低一些，在所有红移中大约是2倍。此外，具有冷温度历史的气体的平滑分量在z<1的反馈运行中被完全抑制。(d)气体从维里半径穿越到星系所需的时间--“晕渡越时间”--在反馈存在的情况下增加了2-3倍，并且明显与晕质量无关。我们讨论了热晕气体冷却的理论模型的不变性的可能影响。
2015-03-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
