The HI Mass Density in Galactic Halos, Winds, and Cold Accretion as Traced by MgII Absorption
它是公认的，MgII吸收线检测到的背景类星体光谱产生的气体结构与前景星系。星系演化在多大程度上是由气体通过晕圈循环驱动的，这是非常不确定的，因为它们的气体质量密度受到很差的约束。用Schechter函数拟合MgII等效宽度（W）分布，并应用Menard和Chelouche的N（HI）-W相关性，我们计算出Omega（HI）_MgII ~ Omega（HI）_halo =（1.41 +0.75 -0.44 x10 ^-4，其中0.4<z<1.4。我们从我们的计算中排除DLAs，以便Omega（HI）_halo包括吸积和/或流出的晕气体，而不是锁定在冷中性云中。根据Mg Ⅱ的吸收，我们推断出星系晕中宇宙HI气体的质量密度分数为：Omega（HI）_halo/Omega（HI）_DLA=15%，Omega（HI）_halo/Omega_b= 0.3%。通过几条证据，我们提出了在W=1.23^{+0.15}-0.28} Ω时，流入/吸积物质的采样值为小W，而流出/风的采样值为大W，并发现Omega（HI）_infall与Omega（HI）_outflow在分叉处是一致的，冷吸积在总HI质量密度中所占比例不超过~7%.我们讨论的证据表明，（1）总HI质量循环通过晕保持相当恒定的宇宙时间和HI气体的吸积维持星系风，和（2）宇宙恒星形成率的演变主要取决于冷HI气体循环通过晕的速度。
2011-11-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
The self-regulated AGN feedback loop: the role of chaotic cold accretion
超大质量黑洞的吸积和反馈在星系、星系团和星系团的演化过程中起着重要的作用。我回顾活动星系核的反馈是如何紧密耦合的多相气体的形成和新探测的混沌冷吸积（CCA）。在湍流和加热的大气中，冷云和kpc尺度的细丝通过热不稳定性从等离子体中凝结出来，并朝着黑洞下雨。在原子核中，冷云、暗条和中央环面之间经常发生的混沌碰撞促进了角动量的抵消或混合，使吸积速率达到邦迪速率的100倍。快速的变化触发了强大的活动星系核外流，这熄灭了冷却流和恒星的形成，而不会破坏冷核心。活动星系核的加热抑制了多相气体和吸积的形成，反馈减弱，热晕再次冷却，重新开始新的循环。最终，CCA通过紧密的自我调节反馈在黑洞和整个宿主之间建立了一种共生联系，使气体晕在整个宇宙时间内保持全球热平衡。
2015-11-09 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Accretion Does Not Drive the Turbulence in Galactic Disks
冷气体的快速吸积在气体进入星系中起着至关重要的作用。有人认为，这种吸积沿着狭窄的气流进行，也可能直接驱动星系气体的湍流，动力学扰动和隆起的形成。然而，在宇宙学模拟中，不可能将吸积效应与内部不稳定性和合并分离开来。此外，在大多数宇宙学模拟中，由恒星反馈引起的ISM中的相结构和湍流被以亚网格方式处理，因此反馈不能产生ISM湍流。因此，在本文中，我们测试冷流的影响，否则孤立的星系盘使用详细的模型恒星形成和反馈的极高分辨率的模拟，然后我们包括或排除模拟冷流落在星系的吸积率，速度和几何设置，以最大限度地提高其对磁盘的影响。我们发现：（1）无论有无冷流，气体圆盘中的湍流速度弥散都是相同的;由冷流注入的能量在与圆盘相遇的地方耗散掉。(2)在没有恒星反馈的运行中，冷流的存在对失控的局部坍缩基本上没有影响，导致恒星形成率（SFR）太大。(3)带反馈的冷流运行，冷流具有更高的SFR，但仅在它们具有更多气体的情况下。(4)由于流动相对于盘是延伸的，它们不会触发强共振响应，因此引起弱形态扰动（通过不稳定性的凸起形成不会加速）。(5)然而，流动可以通过面外流的直接贡献来破坏盘。我们的结论是，虽然流入是至关重要的宇宙学时间尺度，以确定供应和角动量的气体盘，它们对星系的瞬时动力学效应弱。
2013-07-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Metallicity of the polar disk in NGC4650A: constraints for cold accretion scenario
我们使用光学和近红外波长范围内的高分辨率光谱来研究NGC 4650 A中与极盘相关的HII区域的丰度比和金属丰度，以便通过冷气体沿着细丝吸积来限制极盘的形成;这可能是星系获得气体的最现实的方式。我们比较了NGC 4650 A的极地结构与不同形态类型的测量金属丰度，我们发现它们与晚型星系相似：这样的结果与外部冷气体的宇宙网细丝吸积形成的极盘一致。
2009-12-10 astro-ph.CO
Extended Lyman-alpha emission from cold accretion streams
我们研究了红移3处冷吸积流通过Lyman-alpha（Lya）发射的可观测性以及冷吸积作为Lya斑点（LABs）主要驱动者的可行性。我们运行宇宙学变焦模拟，重点是3个质量跨越两个数量级的晕，大约从10^11到10^13太阳质量。我们使用一个版本的拉美西斯代码，其中包括紫外光子的辐射转移，我们采用了一种改进策略，使我们能够解决吸积流在其自然环境中的一个前所未有的水平。这是第一次，我们自洽模型自屏蔽的冷流从宇宙学的紫外背景，这使我们能够预测它们的温度，电离状态和Lya光度提高精度。我们发现，在太阳质量约为10^11的晕中，冷流的引力加热效率在晕的大部分区域约为10-20%，但在靠近中心的地方会达到更高的值。因此，大部分的Lya光度来自气体，这些气体集中在晕半径的20%中心，导致Lya发射没有扩展。在质量大于10^12太阳质量的更大质量晕中，冷吸积是复杂的和不连续的，引力加热不是一个稳定的过程。忽略Lya散射，局部紫外增强和SNe反馈的因素，在这些巨大的晕中单独的冷吸积可以产生在形态，范围和光度方面与观测基本一致的LAB。我们的模拟稍微和系统地过度预测LAB丰度，也许暗示这些被忽略的因素的相互作用可能对范围和光度产生负面的净影响。我们预测，从目前的观测极限的灵敏度增加几个因素，应该明确地揭示连续免费吸积流周围的大质量星系z=3。
2012-03-07 astro-ph.CO
Observing the End of Cold Flow Accretion using Halo Absorption Systems
我们使用宇宙学SPH模拟来研究两个银河系大小的星系中的冷吸积气体，通过宇宙时间z=0。我们发现，气体合并和冷流吸积的结果在星系晕中的冷气体的显着数量。一旦星系超过临界质量，形成稳定的激波，Mvir = Msh ~ 10^12 Msun，这种冷的环星系成分就会急剧下降。在达到Msh之前，星系经历冷模吸积（T<10^5 K），并在吸积气体中显示出中等程度的高覆盖率：当R为10^16 cm^-2时，f_c ~ 30-50%<50 co-moving kpc and N_HI>。这些值比观测到的覆盖分数要低得多，这表明外流气体（不包括在这里）在模拟具有真实气体晕的星系中很重要。在超过Msh阈值约500 Myr内，每个星系都会转变为热模式气体吸积，f_c下降到约5%。在覆盖分数的急剧转变主要是晕质量的函数，而不是红移。这个签名应该是可检测的吸收系统的研究，目标星系不同的主机质量，并可能提供一个直接的观测示踪剂的过渡，从冷流吸积到热模式吸积的星系。
2011-06-06 astro-ph.CO
Lyman Alpha Blobs as an Observational Signature of Cold Accretion Streams into Galaxies
最近对星系形成的流体动力学模拟揭示了冷（T ~ 1 e4 K）气体流流入质量为1 e12 -1e13.5 M_sun的红移z~1-3的暗物质晕中心。在本文中，我们表明，如果> 20%的气体的引力结合能被辐射掉，那么模拟的冷流是空间扩展的莱曼α（Lya）源，其亮度，Lya线宽和数密度与观测到的Lya斑点相当。此外，冷流的对流结构可以解释所观察到的大范围的Lya团块形态。由于最大质量的晕形成于稠密的环境中，Lya斑点与过密区域的关联自然出现。我们认为，Lya斑点-即使是那些明显与星暴星系或类星体-提供直接的观测支持星系的冷吸积模式。我们讨论各种可检验的预测，这种关联。
2009-10-15 astro-ph.CO
The Small Covering Factor of Cold Accretion Streams
星系形成的理论模型预测星系通过冷模吸积获得大部分重子。对高红移星系的观测，虽然显示出无处不在的外流，但到目前为止还没有发现令人信服的预测冷流的痕迹，这被解释为对当前模型的挑战。使用高分辨率，放大光滑粒子流体动力学模拟莱曼break星系（LBG）晕结合电离辐射转移，我们量化的覆盖因子的冷流在z = 2 - 4。我们特别关注莱曼极限系统（LLS）和阻尼Ly-alpha吸收体（DLAs），它们可以通过使用背景星系或类星体视线的吸收光谱来探测，并且与低电离金属吸收体密切相关。我们发现，这些系统的覆盖因子是相对较小的，并随着时间的推移而减少。在z = 2时，模拟星系维里半径内的DLA覆盖因子约为3%（在两倍投影距离内约为1%），主要来自星系本身。LLS的相应值为~10%和~4%。由于它们的小覆盖因子相比，为了单位覆盖分数预期的星系风，冷流自然是占主导地位的流出堆叠光谱。我们的结论是，现有的观测结果与冷模吸积的预测是一致的，并概述了有前途的运动学和化学诊断分离出的银河系吸积和反馈的签名。
2011-01-19 astro-ph.CO
The Accretion of Fuel at the Disk-Halo Interface
我们讨论的支持直接在盘晕界面的气体冷却作为一种机制，不断燃料的星系。这可能是一个重要的储存库，因为在星系晕中没有足够的冷气，模拟表明现有的冷云在穿过周围的晕介质时会迅速被破坏。我们显示了可能的证据，在银河系中的WIM层的净下降，模拟结果显示在磁盘晕界面的热云的再冷却，和GALFA HI数据的小，冷HI云，可以代表这种再冷却。
2009-07-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Self-Similarity of the Circumgalactic Medium with Galaxy Virial Mass: Implications for Cold-Mode Accretion
本文应用晕丰度匹配方法计算了“MgII吸收星系表”（MAGIICAT，Nielsen et al.）中183个孤立星系的维里质量M_h和半径Rvir。所有星系都有光谱红移（0.1 < z < 1.1），它们的环星系介质（CGM）在投影的银河系中心距离D < 200 kpc的范围内被探测到MgII吸收。我们研究了等效宽度W（2796）和覆盖率f_c作为D、D/Rvir和M_h的函数的行为。我们发现：[1] M_h在W（2796）-D平面（4.0 sigma）上的系统偏析;与低质量晕相比，在较高D处发现高质量晕，具有较大的W（2796）。在W（2796）-D/Rvir平面上，质量偏析消失，我们发现W（2796）~（D/Rvir）^-2（8.9 sigma）; [2]在给定的D下，更高质量的晕具有更大的f_c，而在所有D/Rvir下，f_c与M_h无关; [3]在给定的D或D/Rvir内，f_c在10.7 < log（M_h/Msun）< 13.8的范围内与M_h保持恒定。综合结果表明，MgII吸收CGM与晕质量自相似，甚至在log（M_h/Msun）~12以上，理论上预测冷模吸积将被淬灭.如果理论是正确的，流出或子晕必须有助于吸收高质量的晕，低质量和高质量的晕是不可区分的，一旦碰撞参量的晕质量缩放使用镁II吸收强度。或者，数据可能表明，在大质量晕中普遍关闭冷模吸积的预测可能需要修改。
2013-06-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Self-regulated AGN feedback of light jets in cool-core galaxy clusters
来自活动星系核（AGN）的热量被认为是稳定冷核星团，限制恒星形成和冷却流。我们采用辐射磁流体动力学（MHD）模拟轻AGN喷流反馈不同的吸积模式（邦迪-霍伊尔-Lyttleton和冷吸积）在一个理想的英仙座星系团。独立的探测吸积模型，吸积效率，喷流密度和分辨率，集群自我调节与中央熵和冷却时间与观察到的冷核集群在这个非宇宙学的设置。我们发现，提高喷气效率导致更多的间歇性喷气功率和增强的恒星形成率。我们的基准低密度射流可以很容易地偏转轨道冷气体细丝，重新分配角动量，并导致更广泛的冷气体分布和各向同性气泡分布。与我们的基准低动量密度射流相比，高动量密度射流加热效率较低，并且能够形成垂直于中心受限射流的持久冷气盘。从我们的模拟测量腔光度一般反映冷却光度的团内介质（ICM），并对应于平均喷流功率，是相对不敏感的短时期的低光度喷注。在我们的MHD模拟低动量密度射流冷气结构一般表现出各种形态，从盘状非常扩展的非线性结构。特别是，磁场是至关重要的，以抑制形成不切实际的大量冷气盘之间的热，冷相位重新分配角动量，并通过促进形成细长的冷丝，由磁压力的支持。
2023-03-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Lyman-alpha blobs: polarization arising from cold accretion
莱曼- $α$星云通常存在于高红移（$z > 2$）的大质量环境中。其Lyman- $α$（Lya）发射的起源仍有争议。最近的偏振观测表明，至少有一些Lya源是偏振的。这通常被解释为光子是集中产生的证据，与Lya发射是在吸积到晕上的过程中被加热的气体发射的冷却辐射的情况相反。我们认为，这种情况是不符合偏振观测。为了验证这个想法，我们后处理的辐射流体动力学模拟的斑点与MCLya蒙特卡罗传输代码。我们计算径向轮廓的表面亮度和偏振度，并将它们与现有的观测结果进行比较。我们发现，这两个是一致的河外气体的Lya排放的显着贡献。大多数光子在中心发射，然后在灯丝内散射，产生观察到的高水平偏振。我们认为，河外气体对Lya发射的贡献并不能阻止偏振的出现。相反，我们发现，纯银河系的发射导致偏振轮廓过于陡峭，与观测结果不一致。
2016-04-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
The role of cold and hot gas flows in feeding early-type galaxy formation
我们研究了大规模模拟星系中气体成分的演化，并表明它们的早期形成是由冷的低熵气体流推动的。在z<3的较低红移下，模拟星系的质量足以支持稳定的维里冲击，导致从冷到热的气体吸积转变。早期型星系的气体吸积历史与其恒星成分的形成直接相关，在两个阶段的形成情景中，星系的中心部分通过原位恒星形成迅速聚集，而后期的聚集主要由次要的恒星合并所主导。
2014-10-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cold accretion flows and the nature of high column density HI absorption at redshift 3
模拟预测，星系的增长主要是通过吸积气体，没有经过吸积激波附近的维里半径和这种冷气体流向中央星系沿着密集的细丝和流。然而，很少有观测证据表明这些冷流的存在。我们使用一个大的，宇宙学的，流体动力学模拟，已与辐射转移后处理，研究冷流的贡献，所观察到的z=3柱密度分布的中性氢，我们的模拟再现。我们发现，几乎所有的HI吸收都产生于温度低于10^5.5 K的气体中，至少在河外时是这样。此外，大多数HI正在迅速向附近的星系坠落，流出和静态气体的贡献不可忽略。在N_HI = 10^17 cm^-2的柱密度以上，大部分吸收体都存在于晕中，但只有当N_HI > 10^21 cm^-2时，星际介质才占主导地位。总质量低于10^10 Msun的晕在10^17<N_HI < 10^21 cm^-2的吸收中占主导地位，但平均晕质量随着柱密度的增加而急剧增加。尽管在N_HI <~ 10^20 cm^-2的吸收体中，只有很少的HI存在于星系内部，但N_HI > 10^17 cm^-2的系统与恒星形成密切相关：它们的HI大部分要么在z=2之前成为星际介质的一部分，要么在z>3时被从星系中抛射出来。冷吸积流是至关重要的成功，我们的模拟再现阻尼莱曼α，特别是莱曼极限系统的发病率观察。因此，我们得出结论，冷吸积流的存在，并已被检测到的高柱密度HI吸收剂的形式。
2012-01-04 astro-ph.CO
The drop in the cosmic star formation rate below redshift 2 is caused by a change in the mode of gas accretion and by AGN feedback
宇宙恒星的形成率在红移z=2之后急剧下降。我们使用一个大的，宇宙学的，平滑粒子流体动力学模拟，探讨如何这种下降是有关的气体吸积的演变和外流驱动的活动星系核（AGN）。我们发现，在恒星形成率的下降如下相应的下降，在全球冷模吸积率密度到晕，但延迟的顺序气体消耗时间尺度在星际介质。在这里，我们将冷模（热模）吸积定义为被吸积的气体，其温度从未超过（确实超过）10^5.5 K。与在z~3处达到峰值的冷模吸积相反，热模继续增加到z~1，并且此后保持大致恒定。到目前为止，热模强烈主导的全球吸积率到晕。恒星的形成并不遵循热模晕吸积，因为大多数热晕气体从来没有吸积到星系上。活动星系核的反馈起着至关重要的作用，它优先阻止以热模式进入晕的气体吸积到它们的中央星系上。因此，在没有活动星系核反馈的情况下，在热模式下吸积的气体将成为恒星形成的主要燃料来源，宇宙恒星形成率的下降将不会那么陡峭。
2011-04-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Black-hole masses, accretion rates and hot- and cold-mode accretion in radio galaxies at z~1
了解吸积活动的演化对于我们了解星系如何在宇宙历史中形成和演化至关重要。我们分析了27个射电星系的完整样本，其中包括高激发星系（HEGs）和低激发星系（LEGs），跨越0.9 < z < 1.1的窄红移范围，覆盖了~1000倍的射电光度。利用斯皮策太空望远镜的数据，结合地基光学和近红外成像，我们表明宿主星系的质量范围为10.7 < log（M /M_sun）< 12.0，HEGs和LEG的质量没有差异。分布。我们还发现，高能量气体的吸积率显着高于LEG，与高能量气体/LEG司躺在爱丁顿比~0.04，这是在良好的协议与理论预测的吸积率变得辐射效率低下，从而支持的想法，高能量气体和LEG被供电的不同模式的吸积。我们的研究还表明，至少在L_151MHz ~ 3 × 10^27 W /Hz /sr范围内，高能电子束和高能电子束的射电性质是不可区分的。从这个结果，我们推断，至少在较低的射电光度范围内，吸积率以外的另一个因素必须在触发喷流活动的过程中发挥重要作用。
2014-11-26 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Discovery of four apparently cold dusty galaxies at z=3.62-5.85 in the COSMOS field: direct evidence of CMB impact on high-redshift galaxy observables
我们报告阿塔卡马大型毫米阵列（ALMA）观测的四个高红移尘埃恒星形成星系的候选人从远红外（FIR）/亚毫米观测在COSMOS领域。我们安全地检测到所有的星系在连续和光谱确认它们在z=3.62- 5.85使用ALMA 3毫米线扫描，检测多个CO和/或[CI]跃迁。这包括目前在COSMOS领域已知的最遥远的尘埃星系，z=5.847的ID 85001929。这些红移比我们预期的要低，因为这些星系的尘埃温度要低得多（即，它们的SED峰值在更长的静止帧波长处）。观测到的冷尘埃温度最好理解为FIR中光学厚尘埃连续体的证据，而不是快速金属富集的低恒星形成效率的结果。我们提供的直接证据表明，鉴于其冷光谱能量分布，CMB起着重要的作用，使其观测到的瑞利-金斯（RJ）斜率不太可能陡峭的值，并可能减少其CO通量的两个因素。我们恢复标准RJ斜率时，中巴的贡献被考虑在内。高分辨率ALMA成像显示紧凑的形态和合并的证据。这项工作揭示了一个寒冷的尘埃恒星形成星系的人口，在目前的调查中代表不足，甚至比相同红移的典型主序星星系更冷。高远红外尘埃光学厚度可能是致密星爆在任何红移的普遍特征。
2019-11-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Baryonic Assembly of Dark Matter Halos
我们使用一套宇宙学流体动力学模拟来量化的吸积率的重子到暗物质晕和由此产生的重子质量分数，作为晕质量，红移和重子类型（包括冷，热气体）的函数。我们发现，通过维里半径的重子吸积率的净星系外流是敏感的，并探讨了一系列的外流参数来说明的效果。我们表明，冷气体吸积率一般不是一个简单的普遍因素的暗物质吸积率，星系风可以导致恒星形成率偏离显着的外部气体吸积率，无论是通过气体喷射和再吸积。此外，星系风可以在周围的介质中注入足够的能量和动量来减缓吸积，特别是在低质量的晕和低红移的情况下。通过求解吸积率与晕中心半径的关系，我们展示了冷流如何在z>2时穿透大质量晕的热大气，但在较低的红移时逐渐消失。总重子质量分数也强烈抑制流出低质量晕，但几乎是普遍的，在没有反馈的晕以上的UV背景抑制尺度。过渡晕的质量大致恒定在约10^11.5兆太阳，并且不敏感地依赖于风的规定。在过渡晕中，冷分量和热分量的气体质量相等。在无风条件下，给出了冷气体吸积成晕速率的简单拟合公式。最后，我们表明，冷吸积与驱动z~2观测到的大量恒星形成星系大致一致，但更强烈的恒星形成者可能采样吸积率分布的高端，并可能通过气体再循环，气体再吸积，热模冷却和合并的组合来额外提供燃料。
2011-08-10 astro-ph.CO
High redshift supermassive blackholes: accretion through cold flows
我们使用放大技术从~ Gpc体积MassiveBlack宇宙流体动力学模拟中重新模拟了三个高红移（z > 5.5）的晕，它们拥有10^9太阳质量的黑洞。在宇宙学模拟中，我们研究了一些可能影响高红移超大质量黑洞生长的因素。这些措施包括数值分辨率，反馈处方和制定光滑粒子流体动力学。我们发现，不同的反馈能量直接沉积的区域的大小，无论是固定数量的邻居或固定的体积使黑洞的吸积历史的差异很小。将质量分辨率改变64倍也不会显著改变黑洞的生长历史。我们发现，从光滑粒子流体动力学的密度熵公式切换到压力熵公式稍微增加了黑洞的吸积率。一般来说，数值细节似乎对这些高红移黑洞的主要燃料机制有很小的影响。我们研究了这种情况发生的方式，发现对模拟技术的不敏感似乎是这些高Z超大质量黑洞的冷流喂养图片的一个标志。我们发现，在这些质量大的物体中，在z > 6~7的临界吸积阶段，气体在所有情况下都比晕中的平均气体更冷、更密，并且形成更多的相干流。这也是大多数情况下，当黑洞吸积是反馈调节（z < 6），但区别是不太突出。对于我们重新模拟的晕，冷流似乎是形成早期宇宙中最大质量黑洞的可行机制，在结构形成的Lambda CDM模型中自然发生。不需要微调的数值参数，他们似乎是物理上不可避免的，在这些对象。
2013-12-05 astro-ph.CO
Impact of AGN feedback on galaxies and their multiphase ISM across cosmic time
我们提出了星系形成的模拟，GADGET-3代码的基础上，在其中的恒星形成和恒星反馈的亚分辨率模型与AGN反馈的新模型接口。我们的次分辨率模型描述了一个多相ISM，占热，冷气体在同一分辨率的元素：我们利用这一功能来研究耦合活动星系核反馈能量的不同阶段的ISM在宇宙时间的影响。我们的基准模型认为活动星系核的反馈能量耦合是由热相和冷相的覆盖因子驱动的。我们对盘星系进行了一套宇宙学流体动力学模拟（$M_{\rm halo, \, DM} \simeq 2 \cdot 10^{12}$ M $_{\odot}$，在$z=0$），研究：$(i)$将活动星系核反馈能量耦合到多相ISM的不同方式的影响; $(ii)$不同配方对气体增长的影响（即，仅冷气体，冷气体和热气体两者，具有限制来自具有高角动量的冷气体的气体吸积的额外可能性）; $(iii)$气体吸积和活动星系核反馈能量耦合的不同模型如何影响超大质量黑洞及其宿主星系的共同演化。我们发现，至少有一部分AGN的反馈能量与扩散气体耦合，以避免BH质量的过度增长。当黑洞只吸积冷气体时，它的增长速度比冷气体和热气体都吸积的情况要快。如果具有高角动量的冷气体的吸积减少，BH质量的增长被延迟，在$z=0$的BH质量减少了一个数量级，并且当星系盘形成时，BH被阻止吸积到低于$z \lesssim 2$。
2019-11-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Universal subhalo accretion in cold and warm dark matter cosmologies
通过观测暗晕的角入射模式，可以研究大尺度结构对主晕的影响。特别是，由于温暖和寒冷的暗物质宇宙学预测不同的丰度和内部性质的晕在质量函数的低质量端，这是有趣的，以检查是否有差异，这些低质量的晕是如何吸积。吸积事件被定义为晕成为子结构的时刻，即当它穿过其宿主的维里半径时。我们量化的剪切张量的宇宙网络在每个点和检查，相对于其本征向量，这样的吸积事件发生在冷（$Λ$ CDM）和温暖（1千电子伏无菌中微子WDM）暗物质宇宙模型。我们发现，CDM和WDM的subhalos优先吸积沿主轴的剪切张量对应的最弱的崩溃方向。光束强度受宿主和次晕质量以及吸积事件发生时的红移调制。尽管在高红移处，最大质量的主晕和次晕最强，但我们发现优先下降总是与最弱坍缩的轴对齐，因此我们说它具有普适性。我们比较了在WDM宇宙学中的光束强度与在$Λ$ CDM场景中发现的光束强度。虽然主要的发现保持不变，但在所有红移中，WDM模型中最大质量宿主晕的吸积似乎比$Λ$ CDM宇宙学中的吸积更多。
2017-09-04 astro-ph.CO
Galaxy formation with cold gas accretion and evolving stellar initial mass function
星系-恒星质量函数的演化对检验当前的星系形成模型特别有用。观测数据揭示了与$Λ{\rm CDM}$模型预测的一些不一致之处。例如，大多数大质量星系已经在非常高的红移下被观测到，并且从那时起它们只经历了温和的演化。与此相矛盾的是，星系形成的半解析模型预测高红移的大质量星系数量不足，并且在红移1和0之间快速演化。此外，对于恒星形成星系，恒星形成速率和恒星质量之间存在很强的相关性，这可以用模型粗略地再现，但在高红移下归一化太低。此外，从宇宙恒星形成历史的积分得到的恒星质量密度比测量值高2倍。在本文中，我们研究了这些问题，使用半解析模型，其中包括：1）冷气体吸积在大规模的晕在高红移; 2）恒星质量从卫星星系潮汐剥离;和3）不断变化的恒星初始质量函数（底光）与更高的气体再循环分数。结果表明，1）和2）的组合效应可以在高红移处预测足够大质量的星系，并在低红移处再现星系的温和演化;而1）和3）的组合效应可以在宽的红移范围内再现恒星形成星系的恒星形成速率与恒星质量之间的相关关系。底部轻/顶部重的恒星IMF可以部分解决恒星质量密度和宇宙恒星形成历史之间的矛盾。
2010-03-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cold Filamentary Accretion and the Formation of Metal Poor Globular Clusters and Halo Stars
我们认为，在没有暗物质子结构存在的情况下，在高红移的大质量星系中，冷吸积可以导致在这些星系的晕中形成恒星形成团块。在某些情况下，这些团块可能是贫金属球状星团（MP GC）的诞生地。使用宇宙学模拟，我们表明，从宇宙网供给大质量星系的致密气体的狭窄流可以破碎，产生恒星形成的团块。然后，我们推导出一个分析模型的流作为晕质量和红移的函数的属性，并评估当这些是引力不稳定的，当这可能导致崩溃和恒星形成的晕，当它可能导致形成MP GC。对于流金属度>~1%太阳能，这可能发生在z>4.5。在z~6处，坍缩云的质量为（5-10）× 10^7 M_{sun}，平均流压为~10^6 K cm^{-3}。GC形成的条件在约0.3 R_{vir}的极端湍流“眼壁”中得到满足，在该眼壁中，反向旋转的流可以碰撞，从而驱动非常大的密度。我们的方案可以解释所观察到的MP GC的运动学和空间分布，它们的质量和金属性之间的相关性，以及GC系统和宿主晕之间的质量比。对于MW质量晕，我们推断约30%的MP GC可能以这种方式形成，其余的可能在合并中增生。我们的预测GC形成沿环星系在高红移的细丝是可测试的JWST。
2019-01-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Observational signatures of a warped disk associated with cold-flow accretion
我们提出了类星体Q 0152 $-$ 020的磁场的MUSE观测，其光谱显示在红移$z_{\rm abs} = 0.38$处的莱曼极限系统（LLS），金属丰度Z $\gtrsim 0.06$ Z $_\odot$。与LLS相关的低电离金属线呈现两个狭窄的不同吸收分量，速度间隔为26 km ${\rm s}^{-1}$。我们发现六个星系在600公里${\rm s}^{-1}$的吸收红移，他们的投影距离从类星体视线范围从60到200千秒差距。其中5个星系的光谱显示出突出的星云发射线，由此我们推导出修正的恒星形成率在SFR = 0.06-1.3 M $_\odot$ ~ $^{-1}$范围内，金属丰度在0.2 Z $_\odot$和Z $_\odot$之间。第六个星系只在恒星连续体中被发现。通过结合我们的数据与档案凯克/HIRES光谱的类星体和HST/WFPC 2成像的领域，我们可以将吸收线和星系运动学，我们得出结论，LLS是最有可能与星系最接近的类星体视线（星系“a”）。我们的星系“a”的形态运动学分析结合吸收线运动学支持的解释，其中一个吸收组件起源于星系“a”的恒星盘的扩展，而另一个组件可能出现在吸积气体在一个扭曲的磁盘与特定的角动量$\sim 3$倍大于特定的角动量的星系晕。这种扭曲的磁盘是常见的功能，在流体动力学模拟的冷流吸积到星系，这里提供的数据提供了观测证据，有利于这种情况。
2017-10-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Chaotic cold accretion onto black holes
使用3D AMR模拟，链接的50千秒差距的亚pc尺度超过40万年的过程中，我们系统地放松了经典的邦迪假设在一个典型的星系托管SMBH。在现实的情况下，热气体正在冷却，同时在大尺度上加热和搅拌，吸积速率与邦迪预测相比提高了两个数量级。其原因是热不稳定性的非线性增长，当t_cool/t_ff < 10时，冷云和冷丝凝结。即使在没有加热的情况下，略高于100 km/s（M > 0.2）的亚音速湍流也会引起热不稳定性的形成，而在跨音速区域，湍流耗散会抑制热不稳定性的增长（t_turb/t_cool < 1）。当加热恢复全球热力学平衡时，多相介质的形成是剧烈的，吸积模式是完全冷的和混沌的。云、暗条和中央星团之间的周期性碰撞和潮汐力促进角动量抵消，从而促进吸积。在次pc尺度上，云通过漏斗被引导到中心。吸积速率的一个很好的近似是冷却速率，它可以用作亚网格模型，物理上再现宇宙学模拟所需的100的助推因子，同时考虑波动。混乱的冷吸积可能在许多系统中很常见，例如热的星系晕、星系团和星系团，它们产生高速云和活动星系核光度和喷流方向的强烈变化。在这种模式下，黑洞可以迅速对整个宿主星系的状态做出反应，从而导致有效的自我调节AGN反馈和共生的Magorrian关系。在过热阶段，热模式成为吸积的单一通道（具有不同的尖点温度分布），尽管受到湍流的强烈抑制。
2013-04-22 astro-ph.CO astro-ph.HE
The Impact of cold gas accretion above a mass floor on galaxy scaling relations
使用宇宙学重子吸积率和正常的恒星形成效率，我们提出了一个非常简单的模型，恒星形成星系（SFG），占质量和红移的依赖性的SFR质量和塔利-费舍尔关系从z=2到现在。时间的演变如下的事实，每个模拟星系接近一个稳定的状态，其中SFR遵循（净）冷气体吸积率。该模型的关键特征是晕质量地板M_{min} ~10^{11}，在该地板以下的吸积被淬灭，以同时解释观测到的SFR-质量和塔利-费舍尔关系的斜率。同样的成功不能通过星形成阈值（或延迟）或通过改变SF效率或反馈效率来实现。结合由于维里冲击加热导致的冷吸积的质量上限，质量底M_{min}解释了星系的“缩小”，即更大质量的星系在更早和更短的时间内形成。结果表明，该模型还解释了观测到的星系重子和气体分数随质量和时间的变化，以及z~6到z=0的宇宙SFR密度，这些都是质量底M_{min}的结果。该模型有助于理解宇宙吸积率的下降导致了宇宙SFR密度在z~2和z=0之间的下降，而宇宙SFR密度的上升使我们能够对主要参数M_{min} ~10^{11}太阳质量施加约束。在可能导致质量底的物理机制中，我们认为光电离反馈（来自第一颗原位热恒星）降低冷却效率可能发挥很大作用。
2010-06-24 astro-ph.CO
Quenched Cold Accretion of a Large Scale Metal-Poor Filament due to Virial Shocking in the Halo of a Massive z=0.7 Galaxy
利用HST/COS/STIS和HIRES/Keck高分辨光谱，我们研究了类星体Q1317+277的一个显著的HI吸收复合体（z=0.672）。HI吸收具有1600 km/s的速度扩展，包括21个Voigt轮廓分量，并且位于来自明亮的高质量[log（M_vir/M_sun）~ 13.7]椭圆星系的D=58 kpc的碰撞参量处，该椭圆星系被推断为具有6 Gyr年龄的太阳金属丰度恒星星族。电离模型表明，该结构的大部分是冷气体周围的冲击加热的云，是运动学上相邻的多相组云检测CIII，CIV和OVI吸收，暗示附近的冲击导电界面。相对于在z ~ 3 Ly-alpha森林中观测到的水平，推断的金属丰度与中等原位富集一致。我们解释的HI复杂作为一个贫金属的外延结构被冲击加热，因为它吸积到星系的晕。这些数据支持星系早期形成时期（z > 4）的假设，在此期间，星系可能由冷模气体吸积提供，后来通过热晕的维里冲击淬灭，这样，通过中等红移，冷的吸积气体继续被冲击加热破坏。因此，持续的惯性吸积被混合到热晕中，这表明星系的恒星形成可能会保持熄灭。迄今为止，银河系和HI吸收复合体提供了一些最引人注目的观测数据，支持吸积是维里冲击在高质量星系的热日冕晕的理论图片。
2012-05-03 astro-ph.CO
Chemical abundances in the polar disk of NGC4650A: implications for cold accretion scenario
本研究的目的是测试气体通过“宇宙细丝”的冷吸积是否是极盘星系NGC 4650 A的可能形成场景。如果极盘是由气体的冷吸积形成的，那么HII区的丰度可能与非常晚型的旋涡星系相似，而不管是否存在一个明亮的中央恒星椭球体，其总光度只有几个10^9 Lsun。我们使用深长缝光谱获得的FORS 2摄谱仪在VLT在光学和近红外波长范围内的最明亮的HII地区的磁盘极盘的NGC 4650 A。最强的发射线（[OII] H β，[OIII]，H α）被用来推导出盘的氧丰度，金属丰度和全球恒星形成率。可用的深光谱使我们能够使用基于最强发射线强度的“经验方法”和基于从弱极光线的检测中确定电子温度的“直接方法”测量氧丰度（12 + log（O/H）），如在4363埃的[OIII]。然后将极盘的氧丰度测量值与具有相似总光度的不同星系类型的测量值进行比较，然后将其与不同极环形成情景的预测进行比较。NGC 4650 A极盘的平均金属丰度值为Z=0.2 Zsun，低于具有类似光度的普通螺旋的测量值。此外，金属丰度的梯度沿极盘长轴是平坦的，这意味着没有或可以忽略不计的金属富集从恒星在较老的中心球状体。NGC 4650 A极盘中的低金属丰度值和平坦的金属丰度梯度都与稍后的贫金属气体的下落一致，正如在冷吸积过程中所预期的那样。
2010-03-08 astro-ph.CO
VGS31b: a highly inclined ring along a filament in a void. Implication for the cold accretion
VGS 31 b是一个高度倾斜的环形星系，沿着空洞中的暗条被发现（Kreckel et al. 2012）。通过使用u，g，r，i，z SDSS图像进行的详细测光表明，VGS 31 b的整体形态非常棘手，这是由于（i）存在高度倾斜（72度）的环状结构，它到达星系中心跟踪“螺旋状”图案，（ii）朝向东北方向的单侧尾部以及（iii）中心区域的酒吧（Beygu等人，2013）。这样的结构合理地是该星系演化历史中的“第二事件”的结果，这可能是与同伴星系或环境的引力相互作用。目前的工作的主要目的是解决最可靠的形成方案，为这个对象，通过比较观察到的属性，即结构，重子质量，运动学和化学丰度，与理论预测。特别是，我们已经使用档案光谱数据，推导出环中的金属丰度：我们发现了一个非常低的，亚太阳的平均值Z = 0.3 Zsun，与其他极地环/盘星系，但低于普通的螺旋测量类似的光度。近年来，对极环/盘星系和相关天体的化学丰度的研究越来越受到重视，因为它已被揭示为解开这类天体形成假设的关键参数：主要合并，潮汐吸积或冷吸积。在目前的工作中，我们检查冷吸积气体通过“宇宙细丝”作为一个可能的方案，在VGS 31 b的环状结构的形成。
2013-07-16 astro-ph.CO
The Mass Profile and Accretion History of Cold Dark Matter Halos
利用千年模拟系列研究了冷暗物质晕的吸积历史与质量分布之间的关系。我们发现，在尺度半径内的平均密度，r_{-2}（其中的晕密度轮廓具有等温斜率），是直接成比例的临界密度的宇宙在主祖的维里质量等于质量封闭在r_{-2}。按照这些质量和密度的特征值，用宇宙临界密度M（ρ crit}（z））表示的平均MAH类似于z=0时的封闭密度分布M（<ρ>）。两者都密切遵循NFW配置文件，表明晕质量配置文件的相似性源于晕MAH的质量独立性。支持这种解释是由离群晕的吸积历史偏离NFW形状，其质量分布显示相关的偏差NFW和更好地近似Einasto配置文件。用NFW或Einasto剖面拟合M（<ρ>）和M（ρ_{crit}），得到了相关的浓度和形状参数，证实并扩展了早期将晕浓度与吸积历史联系起来的工作。这些相关性也证实，晕结构是不敏感的初始条件：只有晕的吸积历史有很大的不同，从NFW的形状显示出显着的偏差，从NFW在其质量分布。其结果是，NFW配置文件提供了可接受的适合热暗物质晕，不形成分层，波动功率谱以外的CDM。然而，我们的研究结果，预测一个微妙的，但系统的依赖质量剖面形状的吸积历史，如果得到证实，将提供强有力的支持吸积历史和晕结构之间的联系，我们建议在这里。
2013-12-03 astro-ph.CO
Hot versus Cold: the Dichotomy in Spherical Accretion of Cooling Flows onto Supermassive Black Holes in Elliptical Galaxies, Galaxy Groups and Clusters
在椭圆星系、星系群和星系团中，来自活动星系核的反馈加热通常被用来抑制热气体中的冷却流。以前的研究主要集中在活动星系核反馈是否以及如何加热气体，但很少关注其触发机制。使用球对称模拟，我们研究如何大规模的冷却流吸积的中央超大质量黑洞（SMBHs）在8个观测良好的系统，并发现一个有趣的二分法。在大质量星系团中，气体在大约1亿-3亿年的冷却时间内发生中心冷却灾难，导致冷模吸积到SMBH上。然而，在我们的四个模拟系统的集团和星系尺度上在低金属丰度Z=0.3 Z_{sun}，气体迅速解决到一个长期的状态，具有一个尖形的中心温度分布延伸到几十到约100 pc。在更真实的太阳金属丰度下，两个集团（R_{e} ~ 4 kpc）仍然存在长期热模吸积。这两种吸积模式自然出现在我们的理想化计算中，其中只考虑冷却，气体流入和压缩加热。长期的热模吸积是由这些过程的时间尺度之间的快速建立的接近性维持的，最好是在低气体密度，低气体金属丰度的系统中，重要的是，紧凑的中心星系，这导致在中间半径处的强引力加速度和压缩加热。我们的计算预测，中央尖点温度分布更经常出现在较小的系统比星系团，而不是往往主机显着的冷气体和恒星的形成。
2013-11-16 astro-ph.CO astro-ph.HE
Cold flows and the first quasars
对最遥远的明亮类星体的观测表明，在最初的8亿年内，必须聚集10亿个太阳质量的超大质量黑洞。在我们的标准星系形成的情况下，这种快速增长意味着大的气体密度提供了持续的吸积在临界或超临界速率到一个初始的黑洞种子。在早期星系的中心，是否以及如何能够达到和维持如此高的黑洞吸积率，一直是一个长期存在的问题。在这里，我们使用我们新的宇宙流体动力学模拟（MassiveBlack）覆盖体积（0.75 \Gpc）^[3]适用于研究稀有的第一类类星体，以表明稳定的高密度冷气体流负责聚集第一类星系，产生高气体密度，导致持续的临界吸积率，因此快速增长与早在z~ 1时就存在的~10^9个太阳质量的黑洞相当。7.我们发现，在这些条件下，类星体的反馈是不能有效地阻止冷气体穿透中心区域，因此不能淬火吸积，直到主机星系达到M_halo > 10^{12}太阳质量。这种冷流驱动的类星体形成方案意味着它们应该在早期宇宙的星系中无处不在，并且主要的（原）星系合并并不是有效燃料供应和增长的必要条件，特别是对于最早的SMBH。
2011-07-06 astro-ph.CO
Hoag's Object: Evidence for Cold Accretion onto an Elliptical Galaxy
（节略）我们提出了新的光度和光谱观测著名的霍格的对象，一个特殊的环形星系与中央圆形的核心。关于霍格客体的性质，至今仍有争议。先前的研究表明，至少发生在2-3 Gyr前的主要吸积事件可以解释观测证据。然而，内部非线性机制在形成外环中的作用尚未完全排除。这些新的数据，与HI和光学信息从文献中，被用来证明，霍格的对象是一个相对孤立系所包围的发光准螺旋图案和大量的，低密度HI光盘。主恒星体是一个古老的、温和的三轴椭圆星系，具有非常高的角动量。我们回顾了以前的形成方案Hoag的对象在新的数据，并得出结论，特殊的形态不能代表一个晚期阶段的酒吧早型星系的演化。此外，没有观测证据支持星系演化中的晚期合并事件，尽管在安全地驳回这一想法之前需要进一步的测试。我们提出了一个新的情况下，椭圆形的核心形成在早期宇宙与HI盘形成后不久，核心的长期“冷”吸积的原始气体从星系际介质。低密度的气体不允许在圆盘中的任何地方都发生强烈的恒星形成，而只能沿着由三轴引力势引起的密度增强的紧密缠绕的螺旋图案。
2011-10-24 astro-ph.CO
Cold accretion in early galaxy formation and its Lyman-alpha signatures
莱曼-α（Lya）辐射在探测高红移星系，包括最近遥远的红移z > 7的星系方面发挥了重要作用。它还可能包含关于这些星系起源的重要信息。在这里，我们研究了一个典型的L* 星系的形成和它在早期阶段的观测特征，通过宇宙流体动力学模拟和三维辐射转移计算相结合，使用新改进的ART ^2程序。我们的宇宙学模拟使用的天鹰座初始条件放大到一个银河系般的晕与高分辨率，和我们的辐射转移耦合多波长连续，Lya线，和电离的氢。我们发现模型星系在红移z ~ 24处通过有效的冷气体吸积开始形成，早在z ~ 14处就产生了亮度为L（Lya）~ 10^42 erg/s的强Lya线。Lya的辐射似乎追踪了冷而致密的气体。这些线呈现出不对称的单峰轮廓，并向蓝翼移动，这是气体流入的特征。此外，激发冷却对Lya总光度的贡献随着红移的增加而增加，并且在z >~ 6时占主导地位。我们预测，在合理的积分时间下，JWST和ALMA可以在z <~ 8处探测到L* 星系。然而，超过红移12，只有Lya线可以通过光谱测量观察到。我们的研究结果表明，Lya线是探测第一代星系，并破译其形成机制的最有力的工具之一。
2015-01-06 astro-ph.CO
Cold Accretion Disks and Lineless Quasars
类星体的光紫外连续谱与几何薄光学厚吸积盘（AD）的辐射基本一致。AD产生电离连续谱，为宽和窄发射线供电。最大AD有效温度由Teff=fmax（Mdot/M^2）^1/4给出，其中M是黑洞质量，Mdot是吸积率，fmax由黑洞自旋a_* 确定。对于足够低的Mdot/M^2值，AD可能变得太冷而不能产生电离光子。这样的天体将形成一个无线类星体。当a_*= 0时，对于亮度Lopt=10^46 erg/s的局部黑体（BB）AD，当a_*=0时，M>3.6E9 Msun;当a_*=0.998时，M>1.4E10 Msun。使用从M和Lopt导出的基于AD的Mdot和从Lopt导出的基于混响的M以及Hbeta FWHM，v，给出Teff \propto Lopt^-0.13v^-1.45。具有局部BB AD的类星体在v> 8，000 km/s时，当a_*=0时变成无线的，在v> 16，000 km/s时，当a_*=0.998时变成无线的。如果AD比局部BB热，则需要更高的v值。AD变成非电离的可以解释为什么v> 10，000 km/s的线发射类星体很罕见。如果X射线连续谱足够明亮，弱的低电离线可能仍然存在，这样的物体可能形成一群弱发射线类星体（WLQ）。如果正确，则该WLQ应在λ <1000 A时显示急剧下降的SED。Hryniewicz等人在SDSS J094533.99+100950.1中…
2011-06-24 astro-ph.CO
The co-planarity of satellite galaxies delivered by randomly aligned cold mode accretion streams
最近的观测表明，仙女座星系的大多数卫星都排列在一个薄平面上。在理论方面，有人提出星系通过冷流获得它们的气体。此外，数值模拟表明，同样的气流也会产生气体团，这些气体团可能会发展成卫星星系。假设冷流是星系周围卫星系统的主要来源，我们计算了在两种不同的模型中找到一定比例的卫星在一个薄平面内围绕主晕的中央星系的旋转和不具有相同的意义的概率。使用简单的几何考虑，并采用随机方向的流，我们证明了巨大的薄盘仙女座周围的卫星检测到自然可以解释在这个框架内。事实上，如果没有任何卫星散射，两个流将导致太多的卫星在薄平面上，与观测相比。有三条数据流很好地再现了观测结果。我们的模型的自然含义是，所有的大质量星系都应该有一个薄的卫星平面，卫星应该自然地分布在一个平面上，而不是在一个平面上，而是在几个倾斜的平面上。我们估计的效果，从随机方向的附加卫星吸积，并发现它是轻微的相关性，从随机方向的卫星轻微流入。
2015-05-28 astro-ph.CO
Gas accretion as the origin of chemical abundance gradients in distant galaxies
最近有人提出，早期宇宙中的星系可以通过冷气体的吸积而成长，这可能是恒星形成和恒星质量增长的主要驱动力。由于冷气体基本上是原始的，它具有非常低的丰度比氦重的元素（金属丰度）。当它以漏斗状流向星系中心时，它将导致中心气体的金属丰度比远离中心的气体低，因为更远的气体已经被超新星和恒星风富集，而不是被原始气体稀释。在这里，我们报告的化学丰度在三个旋转支持恒星形成星系在z~3，只有2 Gyr后大爆炸。我们发现一个“逆”的梯度，与中央，恒星形成区域具有较低的金属丰度比不太活跃的，相反的是在本地星系中看到的。我们的结论是，中心气体已被稀释的原始气体的吸积，预测的“冷流”模型。
2010-10-21 astro-ph.CO
Moving mesh cosmology: tracing cosmological gas accretion
我们调查的性质气体吸积到晕和星系在z=2使用宇宙流体动力学模拟运行与移动网格代码AREPO。实施蒙特卡罗示踪粒子计划，以确定吸积气体的起源和热力学历史，我们进行定量比较，否则相同的模拟运行的平滑粒子流体动力学（SPH）代码GADGET-3。对比这两种数值方法，我们发现在10^10.5太阳质量以上的晕中，吸积气体的热力学历史存在显著的物理差异。与以前的工作一致，GADGET模拟显示了一个冷分数接近团结的星系形成在大规模的晕，这意味着只有一小部分的吸积气体加热到一个可观的分数的维里温度吸积过程中。在AREPO中的相同星系显示出更低的冷分数，在10^11太阳质量以上的晕中<20%。这是由于热气体吸积率，在这个相同的晕质量，是一个数量级大于GADGET，而冷吸积率也较低。这些差异增加了更大规模的系统，我们解释这两个由于数值不准确的标准制定的SPH。我们还观察到，在晕质量约为10^11时，从冷模到热模的相对急剧的转变主导了吸积，这是将过去的气体温度与一个与维里温度无关的恒定阈值进行比较的结果。检查吸积气体的空间分布，我们发现，气体细丝在GADGET往往保持准直和流动相干到小半径，或人为的碎片，并形成大量的纯数字的“斑点”。在AREPO中，类似的气流在0.25-0.5维里半径处显示出增加的加热和破坏，并以不同于经典冷却流的方式对热气体吸积速率作出贡献。
2013-01-28 astro-ph.CO
Evidence for Cold Accretion: Primitive Gas Flowing onto a Galaxy at z~0.274
我们目前的紫外和光学观测从宇宙起源光谱仪的哈勃太空望远镜和凯克的z= 0.27395莱曼极限系统（LLS）的吸收对类星体PG 1630 +377。我们检测到H I吸收与log N（HI）=17.06 \pm 0.05以及Mg II，C III，Si III，和O VI在这个系统中。如果这是一个多相系统，那么柱密度很容易解释，其中中间和低离子出现在非常低的金属度（[Mg/ H] =-1.71 \pm 0.06）的光电离气体中。我们通过Keck光谱和大双筒望远镜的成像确认了一个0.3 L * 的恒星形成星系，它从类星体投射到37 kpc的位置，红移（z=0.27406，Δv = -26 \kms），金属丰度（[O/ H]=-0.20 \pm 0.15）接近太阳。在一个近太阳金属丰度的亚L * 星系附近存在着金属丰度很低的气体，这强烈地表明LLS探测的是落入该星系的气体。对文献的检索表明，这种低金属含量的LLS并不罕见。我们发现，在z < 1的LLS中，有50%（4/8）的LLS具有与本星系相似的金属丰度，并且在测量了红移的区域中，存在rho < 100 kpc的亚L_* 星系。我们认为，这些原始LLS和它们的宿主星系的属性是一致的冷模吸积流中看到的星系模拟。
2011-09-12 astro-ph.CO
Supermassive black hole formation by the cold accretion shocks in the first galaxies
我们提出了一个新的方案，超大质量恒星（SMS;> 10^5 Msun）形成于靠近第一星系中心的碰撞冷吸积流的激波区域。最近的数值模拟表明，维里温度（~10^4K）的典型第一星系的组装过程是通过冷而稠密的气流深入中心进行的，在那里超音速气流相互碰撞，形成热而稠密（~10^4K，~10^3/cc）的冲击气体。激波后层首先通过有效的Ly α发射冷却，并等压收缩直到8000 K。该层是否继续等压收缩取决于此时的密度：如果密度足够高，可以碰撞激发H2的振转能级（>10^4/cc），增强的H2碰撞解离会抑制气体进一步冷却。在这种情况下，该层碎裂成大质量（> 10^5 Msun）的云，这些云在Ly α冷却的作用下等温坍缩（~ 8000 K），而没有随后的碎裂。作为一个结果，SMS预计将形成和演化最终的种子超大质量黑洞（SMBH）。通过计算激波后气体的热演化，我们确定了SMS形成的激波后条件范围，可以表示为：当n<10^4/cc时，T> 6000 K/（n/10^4/cc）;当n> 10^4/cc时，T>5000- 6000 K，这在一定程度上取决于初始电离度。我们发现，如果金属处于气相状态，金属富集并不影响上述金属丰度低于10^-3 Zsun的条件，而几个百分点的金属凝结成尘埃会使金属丰度的临界值降低一个数量级。与之前提出的SMS形成的假设不同，该假设假设极强的紫外线辐射来淬灭H2冷却，我们的假…
2012-02-24 astro-ph.CO
A warm mode of gas accretion on forming galaxies
我们目前的结果从高分辨率的银河系大小的晕，旨在研究反馈的气体吸积的性质的影响宇宙学流体动力学模拟。模拟包括星际介质和恒星形成的模型，其中SN爆炸提供了有效的热反馈。我们区分气体吸积到晕，这发生在气体粒子穿过晕维里半径，和气体吸积到中央星系，这发生在气体粒子穿过维里半径的内十分之一。气体粒子可以通过三个不同的通道吸积，这取决于粒子过去演化过程中达到的最大温度值$T_{\rm max}$：$T_{\rm max}<2.5 \times 10^5$ K的冷通道，$T>10^6$ K的热通道，以及$T_{\rm max}$中间值的热通道。我们发现，温暖的通道是至少一样重要的冷的气体吸积到中央星系。这一结果与以前的研究结果不同，即冷模在高红移时主导气体吸积。我们将这种差异归因于我们的模拟中实施的不同超新星反馈方案。虽然到目前为止，在文献中提出的结果是基于无效的SN热反馈方案和/或存在的动力学反馈，我们的模拟只包括有效的热反馈。我们认为，观测探测到的一个温暖的吸积模式的高红移环星系介质将提供有用的约束性质的反馈，调节恒星形成的星系。
2012-02-23 astro-ph.CO
Faint AGN in z>~6 Lyman-break Galaxies Powered by Cold Accretion and Rapid Angular Momentum Transport
我们发展了一个适用于高红移星系星际介质的辐射压力平衡模型，该模型描述了z>~6时星系形成的许多方面，包括恒星的形成速率和分布以及气体在中心黑洞上的吸积。我们首先证明了在这样一个模型的磁盘中的垂直引力是由磁盘的自引力支持的电离星光对气体的辐射压力。约束我们的模型再现的紫外光度函数的莱曼break星系（LBG），我们限制了可用的参数空间风质量负载因子1- 4倍的规范值动量驱动的风。然后，我们通过探索银盘中不同角动量传输机制的影响来集中研究，并发现由引力矩驱动的吸积，例如来自线性螺旋波或非线性轨道交叉，可以在z=6时建立黑洞质量，与占空比为1的正则M-sigma关系一致，而由局部粘性介导的吸积，例如在α盘中，导致可忽略的BH吸积。这两个引力矩模型产生的X射线辐射从活动星系核（AGN）在高红移LBG超过估计的贡献，从高质量的X射线双星。利用考伊等人最近对钱德拉深部观测的分析，我们已经可以开始排除参数空间中最极端的区域：气体通过圆盘的流入速度必须小于圆盘圆周速度的百分之一，或者活动星系核的X射线光度必须基本上被遮蔽。未来适度深入的观测或更大的样本量将能够探测角动量传输模型和遮蔽几何的更合理范围。
2012-08-03 astro-ph.CO
Cold gas accretion by high-velocity clouds and their connection to QSO absorption-line systems
我们结合HI 21厘米观测银河系，M31，和当地的星系人口与类星体吸收线测量几何模型的三维分布的落中性气体云（HVC）在扩展的晕的低红移星系。我们表明，所观察到的分布的HVC周围的银河系和M31可以模拟的径向指数下降的平均HI体积填充因子在他们的晕。我们的模型表明，对于M31/Milky Way型星系，HVC的特征径向范围为R_halo=50 kpc，HVC中的HI总质量约为10^8 M_sun，中性气体吸积速率约为0.7 M_sun/yr。使用Holmberg一样的光度标度的星系晕的大小，我们估计R_halo=110千秒差距的最大质量的星系。在z=0时，HVC的总吸收截面很可能是由HI总质量在10^8.5和10^10 M_sun之间的星系占主导地位。我们的模型表明，星系的HI盘及其周围的HVC人口可以解释30- 100%的干预类星体吸收线系统的log N（HI）>17.5在z=0。我们估计，低红移星系的中性气体吸积率密度为dM_HI/dt/dV=0.022 M_sun/yr/Mpc ^[3]，这接近于在局域宇宙中测得的恒星形成率密度。因此，HVC可能在星系的形成和演化过程中发挥重要作用。
2012-03-13 astro-ph.CO
The Hi Environment of Counter-rotating Gas Hosts: Gas Accretion from Cold Gas Blobs
本文研究了三个含有反旋电离气体的早型棒星系NGC 128、NGC 3203和NGC 7332的HI性质和气体环境。每个星系都有一个或多个光学识别的星系，在50千秒差距的投影半径内有相似或未知的红移。使用HI合成成像数据，我们调查的假设，这些星系中的反旋转气体已从他们的邻居吸积。在NGC 128和NGC 3203中，我们分别发现了9.6e7和2.3e8 Msun的HI，几乎覆盖了所有物理上相连的矮伴星。无论是HI形态和运动学的潮汐相互作用的暗示。在NGC 7332中，我们没有发现任何直接关联的HI。相反，NGC 7339，一个在10千秒差距大小相当的邻居，被发现有8.9e8 Msun的HI气体。然而，在最近的一次单碟观测中，另一个研究小组发现了一个巨大的HI结构，它似乎是NGC 7339 HI盘的延伸，也覆盖了NGC 7332。因此，所有这些观测结果表明，HI气体正在从它们的同伴中吸积到这三个星系中，这可能是它们中心区域存在动力学解耦气体成分的原因。考虑到现有的研究在光学和HI中的微弱矮星系人口的不完整性，从冷气体斑点，可能是富含气体的矮星，吸积预计发生的频率甚至比从迄今为止观察到的情况下推断的更频繁。
2012-02-21 astro-ph.CO
Metal-Poor, Cool Gas in the Circumgalactic Medium of a z = 2.4 Star-Forming Galaxy: Direct Evidence for Cold Accretion?
在我们目前的星系形成范例中，高红移星系主要是由来自星系际介质的冷的贫金属气体的吸积提供燃料的。流体动力学模拟预测，这种材料应该是可观察到的吸收对背景视线内的星系的维里半径，光学厚莱曼极限系统（LLS）与低金属。在这里，我们报告的发现，正是这样一个强大的贫金属吸收体在碰撞参量R_perp = 58千秒差距的恒星形成星系在z = 2.44。除了强中性氢[N（HI）= 10^（19.50 +/- 0.16）cm^-2]之外，我们还探测到中性氘和氧，从而可以精确测量金属丰度：log 10（Z /Z太阳能）= -2.0 +/- 0.17，即（7-15）x 10^-3太阳能。此外，窄的氘线宽度需要<20，000 K的冷温度。鉴于这个系统和模拟预测之间惊人的相似之处，我们认为，它代表了一个高红移冷吸积流的直接检测。低金属丰度气体云是一个单一的吸收系统，表现出复杂的速度，电离和富集结构的组成部分。其他两个组分的金属丰度> 0.1太阳能，比贫金属组分大10倍。我们的结论是，这个星系的光电离环星系介质（CGM）是高度不均匀的：大多数的气体是在一个冷，金属贫乏，主要是中性相，但大多数的金属是在一个高度电离的阶段表现出弱中性氢吸收，但强金属吸收。如果这种不均匀性是常见的，那么高分辨率的光谱和详细的电离建模是至关重要的，以准确地评估在高红移CGM的金属分布。
2013-08-22 astro-ph.CO
The observed $M - σ$ relations imply that SMBHs grow by cold chaotic accretion
我们认为，目前的观测$M - σ$关系的星系可以用来约束理论的超大质量黑洞（SMBH）喂养。特别是，假设SMBH质量仅受馈送它的气体上的反馈的限制，我们表明，SMBH通过平面星系尺度的气体流，如盘或酒吧，应该比他们的同行更大质量的准球形流入。这是由于活动星系核对扁平流入的反馈相对无效。我们发现，即使在最乐观的条件下，SMBH反馈扁平流入，质量SMBH驱逐的气体盘，并终止其自身的增长是一个因素的几个高于一个建立准球形流入。任何从光盘发出的反馈和光盘的自遮蔽都进一步加强了这一结果。与这个理论预期相反，最近的观测表明，在$σ$的固定值下，伪球星系（与棒星系相关）中的SMBH与经典球星系相比，通常质量不足，而不是过大。我们由此得出结论，SMBH不是由大（100 pc到许多kpc）尺度的气体盘或棒供给的，最有可能的是因为这种平面流太有效地变成了恒星，以至于不允许任何SMBH生长。基于这一点和其他相关的观测证据，我们认为，大多数SMBHs增长的混沌吸积的气体云与一个小的，几乎随机分布的角动量方向。
2012-03-15 astro-ph.CO
