The Flow Around a Cosmic String, Part I: Hydrodynamic Solution
宇宙弦是一种线性拓扑缺陷，假设是在暴胀过程中产生的。大多数对弦的搜索都依赖于弦对背景星系或宇宙微波背景的透镜效应。本文给出了碰撞气体超声速绕流的解，该流具有两个平面激波，激波压缩比取决于弦的角度亏损和速度。冲击导致气体的压缩和加热，并且在有利的条件下，粒子加速。通过对高红移HI谱线的观测，可以发现气体加热和异常楔形的高密度现象。在现今的宇宙中，当弦穿过包含在星系团中的热气时，粒子加速就可能发生，而且由于这种碰撞的后果在宇宙学时间尺度上持续存在，因此可以通过观察位于单个空间平面上的不寻常的大尺度射电源来定位。
2015-01-15 astro-ph.CO
Modified Chaplygin Gas as a Unified Dark Matter and Dark Energy Model and Cosmic Constraints
利用现有的宇宙观测数据，包括Ia型超新星、重子声学振荡和WMAP第七年全谱数据，对修正的Chaobergin气体模型（MCG）$ρ_{MCG}/ρ_{MCG0}=[B_{s}+(1-B_{s})a^{-3(1+B)(1+α)}]^{1/(1+α)}$进行了约束，将其作为统一的暗物质模型和暗能量模型.与文献中的考虑不同，我们没有把MCG分成暗物质和暗能量两个分量，而是把它看作一个整体的能量分量--一个统一的暗扇区。利用马尔可夫链蒙特卡罗方法，得到了一个紧约束：$α= 0.000727_{- 0.00140- 0.00234}^{+ 0.00142+ 0.00391}$，$B=0.000777_{- 0.000302- 0.000697}^{+ 0.000201+ 0.000915}$和$B_s= 0.782_{- 0.0162- 0.0329}^{+ 0.0163+ 0.0307}$。
2012-04-25 astro-ph.CO
Lessons from cosmic history: The case for a linear star formation -- H2 relation
观测表明，星系中恒星的形成与分子氢的丰度密切相关。然而，从第一原理建模这种经验关系证明是具有挑战性的，并且关于其属性的许多问题仍然是开放的。例如，该关系的确切函数形式仍然存在争议，并且也不知道它是否适用于z>4，其中CO观测稀疏。在这里，我们分析了如何形成的恒星-气体关系的形状影响宇宙恒星形成的历史和全球星系的属性使用的分析模型，遵循星系的平均演化在整个宇宙时间的暗物质晕。我们发现，在附近星系的研究中发现的~2.5 Gyr的H2耗尽时间的线性关系，结果与目前的观测星系在低和高红移。这些观测包括宇宙星形成率密度的演化、z~4-9紫外光度函数、质量-金属丰度关系的演化、恒星质量与晕质量的关系以及星系的气体-恒星质量比。相比之下，采用高度超线性的恒星形成-气体关系导致的短耗尽时间导致了大的恒星形成率，大量的金属富集（~0.1太阳），以及z~10时的低气体-恒星质量比，与观测结果不符。这些结果可以理解的星系演化的气体流入，流出，和恒星形成的驱动器的金属丰度和气体分数向平衡值，这是由吸积时间的比率，气体耗尽时间的平衡图片。在这幅图中，宇宙对吸积速率的调制是驱动恒星质量、气体质量和星系金属丰度从高红移到今天演化的主要过程。
2013-05-13 astro-ph.CO
Intensity mapping of molecular gas during cosmic reionization
我提出了一个简单的计算预期的平均CO亮度温度从大尺度分布的星系在宇宙再电离。该计算是基于宇宙恒星形成率密度所需的reflection，并保持电离，星系际介质，并使用标准的恒星形成率，红外光度，和CO光度之间的关系得出的恒星形成星系在很宽的范围内的红移。我发现，在$z = 8$能使宇宙回复的星系所产生的平均CO亮温是$T_B \sim 1.1 (C/5) (f_{esc}/0.1)^{-1} μ$ K，其中$f_{esc}$是第一个星系电离光子的逃逸分数，$C$是IGM聚集因子。在宇宙再电离过程中，在$10^2$到10 $^3$ deg $^2$的尺度上，对恒星形成星系的大尺度结构的CO发射的强度绘图，结合中性IGM的HI 21 cm成像，将提供对星系形成的最早时期的全面研究。
2011-02-18 astro-ph.CO
Cosmic gas highways in C-EAGLE simulations
相当一部分宇宙重子被认为隐藏在弥漫的温暖-炽热星系际介质（WHIM）中，其中大部分存在于宇宙网的细丝中，并且由于其低密度而被证明非常难以检测。在接近星系团的地方，丝状气体受到星系团引力势的影响，并达到相当大的下落速度，最终经历了一个终止激波，这可能会增强其X射线信号。我们的目标是确定增强的X射线发射和吸收所产生的集群灯丝相互作用的最佳位置，以及提高我们对影响WHIM的各种物理过程的理解，因为它接近集群。我们将DisPerSE灯丝探测器应用于一个类似后发座（$M_{200} \sim 10^{15.4}~{\rm M}_{\odot}$）的C-EAGLE星系团周围的星系分布。我们的特点是气体的热力学性质，在这样的细丝，以及它们的依赖距离集群，并提供了一个物理解释的结果。所识别的细丝占簇附近热WHIM（$T > 10^{5.5}$ K）的$\sim 50$ %。灯丝气体从团簇一直到$\sim 2 \ r_{200}$近似自由下落，在该阶段由于环境气体的压力增加而开始减速。减速伴随着气体体动能转化为热能，以及密度和温度从一般宇宙网水平的$ρ\sim 10ρ_{\rm av}$和$T = 10^5-10^6$ K向靠近星系团边界的$ρ\sim 100ρ_{\rm av}$和$T = 10^7-10^8$ K方向的增加。我们的结论是，星系团周围的星系的宇宙细丝的检测可能提供一个实际的观测途径…
2023-03-06 astro-ph.CO
Total Molecular Gas Masses of z~3 Lyman-Break Galaxies: CO(1-0) Emission in MS1512-cB58 and the Cosmic Eye
本文报道了利用扩展甚大阵对LUV Lyman-break星系MS 1512-cB 58（z=2.73）和宇宙眼（z=3.07）的CO（1-0）辐射的观测结果。CO谱线发射的强度显示分子气藏的质量分别为（4.6+/-1.1）x 10^8（mu_L/32）^-1（alpha_CO/0.8）Msun和（9.3+/-1.6）x 10^8（mu_L/28）^-1（alpha_CO/0.8）Msun。这些观测结果表明，由于J=3线的亚热激发，气藏比先前基于CO（3-2）观测结果估计的大约30%-40%。这些观测结果还表明气体质量分数为0.46+/-0.17和0.16+/-0.06。宇宙之眼中的CO（1-0）发射在4.5”+/-1.5”的尺度上有轻微的分辨，与以前对星云发射线的研究一致。这表明分子气体与紫外线（UV）中看到的最强烈的恒星形成区域有关。我们没有在~2”分辨率下解析cB 58中的CO（1-0）发射，但发现CO（1-0）发射也与UV最亮发射峰的位置一致。这些星系的气体质量，气体分数，中等CO线激发，和恒星形成效率是一致的，在附近的亮红外星系中发现的。因此，这些观测结果目前代表了对“普通”分子气体含量的最佳限制（即，~L*_UV）z~3恒星形成星系。尽管恒星形成速率相当，但这些年轻的LBG的气体性质似乎与最近发现的光学/红外选择的高z质量，富含气体的恒星形成星系不同，后者更富含气体和质量…
2010-10-20 astro-ph.CO
Dissociation of dark matter and gas in cosmic large-scale structure
冷暗物质（DM）和气体的部分空间分离是宇宙大尺度结构形成过程中普遍存在的特征。这种分离，被称为解离，在通过大质量祖先碰撞形成的星系团中非常突出，例如著名的“子弹”星系团。这种解离结构的发生率与理论预测的直接比较受到强烈解离系统的罕见性和量化解离的困难的挑战。本文介绍了一个定义良好的无量纲离解指数$S\in[-1,1]$，它编码的四极差DM和气体之间的自定义区域。在$Λ$ CDM宇宙学中，使用冷DM和理想非辐射气体对宇宙大尺度结构进行模拟，我们发现90%的晕是正解离的（$S>0$），这意味着它们的DM比它们的气体更长。高度解离的大质量结构的空间密度似乎与观测结果一致。通过理想化的$N$体+SPH模拟碰撞气体DM晕，我们进一步探索的细节，如何冲压压力导致解离的二进制碰撞。一套300个这样的模拟揭示了一个无标度的二元碰撞和由此产生的解离的轨道参数之间的关系。基于这种关系，我们得出结论，在非辐射宇宙学模拟的解离结构的频率几乎完全占主要（质量比$>1:10$）的二元碰撞预测这样的模拟。原则上，我们的研究结果使我们能够限制产生特定观察到的解离团簇的轨道参数。
2022-10-06 astro-ph.CO
Cosmic Ray Feedback
宇宙射线产生或沉积在热的星系团气体中，被认为提供了形成X射线腔的压力。虽然空洞对团簇气体有净冷却作用，但年轻的、膨胀的空洞会驱动激波，增加局部熵。空洞也会产生热气体的径向细丝，并且是通过空洞壁扩散的簇宇宙射线的来源，就像室女座中的射电瓣围绕着径向热细丝一样。宇宙射线也使热气体局部浮力，允许大量低熵气体被输送到冷却半径之外。连续的空腔保持浮力外流，保持集群气体温度和气体分数的轮廓，并显着降低到中央黑洞的冷却速率。
2009-10-05 astro-ph.CO astro-ph.HE
Chandra Measurements of a Complete Sample of X-ray Luminous Galaxy Clusters: the Gas Mass Fraction
我们目前的钱德拉X射线测量的气体质量分数出r500的一个完整的样品的35个最明亮的集群从Brilliant集群样品和扩展Brilliant集群样品在红移z=0.15-0.30。样品包括松弛和非松弛的簇，并且使用两个管道和两种不同的气体密度和温度模型独立地分析数据。我们测量到fgas的平均值（r500）= 0.163 +/- 0.032，这与加入恒星重子分数后的宇宙重子分数（Omega_b / Omega_M = 0.167 +/- 0.006）在1-sigma水平上是一致的。早期的研究报告气体的质量分数显着低于宇宙重子分数在r500，在某些情况下，更高的值是一致的宇宙重子分数朝向维里radiation.In本文中，我们表明，最X射线发光的红移范围z=0.15-0.30的集群有一个气体的质量分数，是一致的宇宙值在r500。
2012-11-19 astro-ph.CO
Stopping Cooling Flows with Cosmic Ray Feedback
多回旋二维计算描述了室女星系团中由宇宙射线形成的间歇性空洞引起的热气体的气体动力学演化。如果没有宇宙射线，气体会演变成一股冷却流，每年在星团核心沉积大约85个太阳质量的冷气体--这种无限制的冷却与X射线光谱和许多其他观测结果相冲突。当宇宙射线在距离星团中心10 kpc处产生或沉积，以大约10^{59}尔格的爆发持续2千万年，间隔2亿年，中心冷却速率大大降低到每年0.1 - 1个太阳质量，与观测结果一致。在宇宙射线扩散通过空腔壁后，周围的气体密度降低，并被以30-70千秒差距的速度输送到星系团中。宇宙射线并不直接加热气体，年轻空洞周围的适度冲击加热被星系团气体膨胀时的全球冷却所抵消。经过几个回旋后，热气体的密度和温度分布仍然与观测到的相似，只要时间平均的宇宙线光度约为10^{43} erg/s，大约等于辐射热X射线光度，只有56 kpc。如果相对论性宇宙射线中有相当一部分是质子，那么费米伽马射线望远镜就可以探测到非弹性p-p碰撞后π介子衰变产生的伽马射线。
2009-03-06 astro-ph.CO astro-ph.HE
Measuring the evolution of intergalactic gas from z=0 to 5 using the kinematic Sunyaev-Zel'dovich effect
由于大多数宇宙气体的中等温度和稀薄特性，在宇宙晚期对重子进行完整的普查是一个长期的挑战。为了深入了解这个问题，我们提取测量的运动学Sunyaev-Zel 'dovich（kSZ）效应的交叉相关角红移波动图，其中包含精确的信息，宇宙密度和速度场，CMB地图高通滤波使用孔径测光，我们称之为ARF-kSZ层析成像技术。值得注意的是，我们检测到显着的交叉相关的广泛的红移和过滤器孔径使用6dF星系，BOSS星系，SDSS类星体作为示踪剂，产生11西格玛检测的kSZ效应。然后，我们利用这些测量设置的位置，密度和丰富的气体诱导的kSZ效应的约束，发现这种气体驻留在暗物质晕外，提出密度范围从10到250倍的宇宙平均值，并包括一半的宇宙重子。总之，这些研究结果表明，ARF-kSZ断层扫描提供了一个几乎完整的普查星系际气体从z = 0至5。
2020-12-03 astro-ph.CO
Cosmic slowing down of acceleration using $f_{gas}$
我们利用最新的观测数据研究了宇宙最近的低红移膨胀历史.仅使用星团中$f_{gas}$的42次测量数据，我们发现宇宙加速可能已经达到峰值，我们现在正在目睹它的减速。Shafieloo，Sahni和Starobinsky在2010年使用超新星数据（当时的宪法SNIa样本）发现的这种效应再次出现在独立的观测探测器上。我们还讨论了使用最新的Union 2.1数据集的结果。
2013-06-04 astro-ph.CO gr-qc
$X+y$: insights on gas thermodynamics from the combination of X-ray and thermal Sunyaev-Zel'dovich data cross-correlated with cosmic shear
University of Oxford（牛津大学）；Utrecht University（乌得勒支大学）；Leiden University（莱顿大学）
通过结合X射线和热Sunyaev-Zel'dovich数据与宇宙shear的交叉相关，研究气体热力学性质并约束相关物理参数。
2026-03-04 astro-ph.CO
Cosmic walls and filaments formation in modified Chaplygin gas cosmology
本文研究了在修正的Chaubergin气体宇宙学中，结构形成的Top-Hat坍缩模型中椭球形初始种子的扰动增长。考虑到合理的值的常数和参数的模型研究中，它表明，一个非常小的偏离球形对称性（椭球几何）在初始种子导致最终的高度非球形结构，可以被认为是一个候选人的理由已经已知的宇宙学结构作为宇宙壁和细丝。
2016-04-03 astro-ph.CO gr-qc
The role of the cosmic web in the scatter of the galaxy stellar mass - gas metallicity relation
理解宇宙网和星系气体含量之间的关系是理解星系演化的关键一步。然而，宇宙网对星系和暗物质晕生长的影响还没有得到正确的理解。利用SDSS观测数据，研究了宇宙网对低红移恒星形成星系的恒星质量-气相金属丰度关系的影响。星系与节点的接近程度，与恒星质量和密度无关，会影响其气相金属丰度，靠近节点的星系比远离节点的星系显示出更高的化学富集度。我们发现一个类似的，但显着较弱的影响相对于灯丝。我们补充我们的观测分析与宇宙学流体动力学模拟的研究illustrisTNG（TNG 300），找到与我们的结果定性一致。使用IllustrisTNG，我们的研究结果可以解释为两个晕组件的偏见和气体供应结合在节点中的方式，显着调制的气体的金属丰度，有助于在星系演化的这种基本关系的分散。
2022-03-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
The ALMA Spectroscopic Survey in the HUDF: The Cosmic Dust and Gas Mass Densities in Galaxies up to $z\sim3$
使用最深的1.2毫米的连续映射到目前为止，在哈勃超深场获得的ALMA光谱调查（ASPECS）的大程序的一部分，我们测量宇宙的尘埃密度和隐含的气体（H $_{2}+$ H I）质量在星系作为一个函数的回望时间。我们通过将所有$H$波段选定星系的贡献叠加到不同的红移仓中，即$ρ_{\rm dust}(M_\ast>M,z)$和$ρ_{\rm gas}(M_\ast>M,z)$中，从而达到这个目的。在所有的红移中，当$M$降低到$10^{10}\,M_\odot$时，$ρ_{\rm dust}(M_\ast>M,z)$和$ρ_{\rm gas}(M_\ast>M,z)$迅速增长，但是这种增长在更低的恒星质量时减慢。这种平坦化意味着在我们的恒星质量完整性极限（$10^8\,M_\odot$和$10^{8.9}\,M_\odot$在$z\sim0.4$和PDMATHAMV），这两个量都收敛到星系中宇宙尘埃和气体的总质量密度。宇宙尘埃和气体的质量密度在宇宙早期增加，在$z\sim2$附近达到峰值，与当地宇宙中的尘埃和分子气体的密度相比，分别减少了一个因子$\sim4$和7。静止星系的贡献，几乎没有正在进行的恒星形成-宇宙尘埃和气体的质量密度是次要的（$\lesssim10\%$）。宇宙气体质量密度的红移演化类似于恒星形成速率密度，正如先前通过基于CO的测量所发现的那样。这证实了星系在整个宇宙时…
2020-02-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
A cosmic stream of atomic carbon gas connected to a massive radio galaxy at redshift 3.8
早期宇宙中星系的增长是由环星系和星系间气体的吸积驱动的。模拟预测，稳定的冷气体流穿透星系的暗物质晕，提供维持恒星形成所需的原材料。我们报告了一个延伸100千秒差距的气体流，连接到大质量射电星系4C 41.17。该流是使用原子碳的[CI]线的亚毫米观测来检测的，[CI]线是中性原子或分子氢气的示踪剂。银河系中央有一个天然气库，正在为一次剧烈的恒星暴增提供燃料。我们的研究结果表明，恒星形成的原材料可以存在于星系外的宇宙流中。
2023-03-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Interpreting the cosmic far-infrared background anisotropies using a gas regulator model
宇宙远红外背景辐射（CFIRB）是研究恒星形成速率（SFR）历史以及重子与暗物质之间联系的有力工具。在这项工作中，我们探讨在何种程度上CFIRB各向异性可以复制星系演化的一个简单的物理框架，气体调节器（浴缸）模型。这个模型基于气体、恒星和金属的连续性方程，考虑了宇宙气体吸积、恒星形成和气体喷射。我们的模型的大规模的星系偏差和小规模的散粒噪声自洽，我们约束我们的模型使用的CFIRB功率谱测量普朗克。由于物理模型的简单性，拟合的拟合优度有限。我们比较我们的模型预测与CFIRB和引力透镜，热红外光度函数，亚毫米源计数之间的相关性。CFIRB的强烈聚集表明了一个大的星系偏差，这对应于z=2时质量为$10^{12.5} M_\odot$的晕，高于与恒星形成效率峰值相关的质量。我们还发现$10^{12} M_\odot$以上晕的远红外光度比紫外和光学巡天观测到的SFR的预期值要高。
2018-01-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
ELUCID VII: Using Constrained Hydro Simulations to Explore the Gas Component of the Cosmic Web
使用重建的初始条件的SDSS调查量，我们进行约束流体动力学模拟在三个地区代表不同类型的宇宙网：后发座星系团; SDSS长城;和一个大的低密度区域在$z\sim 0.05$。这些模拟，其中包括恒星形成和恒星反馈，但没有AGN的形成和反馈，被用来研究星系际和星系团内的介质的性质和演化。大约一半的温暖的星系际气体与局部宇宙网中的细丝有关。气体在大量的细丝和晕的外围可以被加热显着的吸积冲击所产生的合并的细丝和晕，分别有一个紧密的相关性气体温度和当地的潮汐场的强度。模拟还预测了一些不连续性与冲击前和接触边缘，这可以使用热SZ效应和X射线的观察进行测试。大部分的天空被Ly $α$和OVI吸收系统所覆盖，而大多数OVI系统和低柱密度HI系统都与宇宙网中的细丝有关。受约束的模拟，遵循观测到的宇宙网的形成和加热的历史，提供了一个重要的途径来解释观测数据。有了关于宇宙气体的起源和位置的完整信息，这种模拟也可以用来制定观测策略。
2022-09-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Soft X-ray line emission from hot gas in intervening galaxy halos and diffuse gas in the cosmic web
Tsinghua University（清华大学）
本研究借助TNG100模拟评估介入热气体（星系晕束缚气体与宇宙网弥漫气体）的软X射线线发射，发现弥漫气体发射可媲美晕内气体，视线污染通量可达目标的20-200%。
2025-11-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
The influence of cosmic rays in the circumnuclear molecular gas of NGC1068
我们调查了塞弗特星系NGC1068的周核盘之间的频率86.2 GHz和115.6 GHz，并确定了17种不同的分子。使用依赖于时间和深度的化学模型，我们再现的观测结果，并表明，柱密度的大多数物种更好地再现，如果分子气体是由高的宇宙射线电离率约1000倍的银河系的高度弥漫。我们讨论了如何在NGC1068核分子可能会受到这种外部辐射，以及紫外线辐射场的影响。
2012-07-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmic metal density evolution in neutral gas: insights from observations and cosmological simulations
我们将中性气体中宇宙金属密度（$ρ_{\rm met,neu}$）的最新观测结果与三个宇宙学星系演化模拟进行了对比：L-GALAXIES 2020，TNG 100和EAGLE。我们发现，在中性气体中的总金属的分数是$<40$ %在$3\lesssim{} z \lesssim{} 5$在这些模拟中，而阻尼莱曼-$α$（DLA）系统的观察建议$\gtrsim{}85$ %。在所有三个模拟中，热，低密度气体也是宇宙金属预算的主要贡献者，即使在高红移。通过考虑宇宙SFR密度的演化（$ρ_{\rm SFR}$），中性气体密度（$ρ_{\rm HI}$）和平均气相金属丰度（$[\langle{}{\rm M/H}\rangle{}]_{\rm neu}$），我们确定了两种可能的方式，其中在高红移的DLA中观察到的$ρ_{\rm met,neu}$可以通过模拟来匹配：（a）在$z\gtrsim{}3$的$ρ_{\rm SFR}$大于从当前FUV观测推断的，或（b）当前高红移DLA金属丰度样本的平均宿主质量高于整个星系群。如果第一个是正确的，TNG 100将最好地匹配集合数据，但是在当前观测到的$ρ_{\rm SFR}$和$ρ_{\rm met,neu}$之间将存在突出的张力。如果第二个是正确的，L-GALAXIES 2020将最好地匹配集合数据，但需要增加$z\sim{}2.5$以上的亚晕内的…
2021-11-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraining Cosmological Parameters with Viscous Modified Chaplygin Gas and Generalized Cosmic Chaplygin Gas Models in Horava-Lifshitz Gravity: Utilizing Late-time Datasets
本文在Hořava-Lifshitz引力下利用VMMG和GCCM模型，结合多种晚期观测数据约束哈勃常数和声视界等宇宙学参数，并通过多种诊断方法验证模型合理性。
2024-08-09 astro-ph.CO gr-qc
HI and H$_2$ gas evolution over cosmic times: ColdSIM
我们提出了通过一组最先进的数值模拟（ColdSIM）获得的冷宇宙气体演化的第一个结果。我们的模型与时间相关的原子和分子的非平衡化学耦合HI和H $_2$自屏蔽，各种紫外背景的建议，最近的文献，H $_2$尘埃颗粒催化，光电加热，宇宙射线加热，以及流体力学，恒星形成和反馈效应。通过这种非平衡计算，我们最终能够再现最新的HI和H $_2$观测资料。中性气体质量密度参数在$Ω_{\rm neutral} \!\sim\! 10^{-3}$附近产生，并且从较低的红移（$z$）到较高的红移（$z$）增加。分子气体质量密度参数显示了$ Ω_{\rm H_2} \! \sim \! 10^{-4}$的峰值，而预期的H $_2$分数可高达$ z\!\sim$ 4-8处冷气体质量的50%，与最新的高- $z$测量结果一致。我们的非平衡H $_2$为基础的恒星形成模型很好地再现了所观察到的HI和H $_2$的趋势。H $_2$耗尽时间保持低于哈勃时间，并与所有历元的动力学时间相当。这些发现表明，除了HI，非平衡H $_2$分析是评估冷气体和紫外背景辐射的作用的关键探针。节录。
2021-11-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Relative distribution of dark matter, gas, and stars around cosmic filaments in the IllustrisTNG simulation
我们提出了一个全面的研究，在z=0时使用IllustrisTNG模拟的大规模宇宙细丝的不同群体周围的物质分布。我们计算了暗物质（DM），气体和恒星的径向密度分布的细丝，我们在这些结构中的重子分数的分布。我们发现，重子严格遵循基本DM分布只有到r~7 Mpc的丝棘。在较短的距离（r<7 Mpc），丝的重子分数分布偏离宇宙值$Ω_\mathrm{b} / Ω_\mathrm{m}$。而在r~0.7-7 Mpc的径向区域，这种偏离是由于温热的星系际介质（WHIM）向暗条核的径向吸积（相对于宇宙分数产生了过量的重子），而暗条核（r<0.7 Mpc）则显示出明显的重子耗尽。对活动星系核（AGN）反馈事件在暗条中的效率的分析表明，它们具有足够的能量将气体喷射到暗条引力势阱之外。我们表明，大尺度环境（即密度与密度较低，较热与较冷的地区）有一个不可忽视的影响的DM，气体和恒星密度的绝对值周围的灯丝。然而，相对于底层DM密度场的重子的相对分布被发现是独立的细丝人口。最后，我们提供了不同种群的宇宙细丝的气体密度，温度和压力之间的标度关系。我们将这些关系与星系团的关系进行比较，发现这些宇宙结构占据了密度-温度平面和密度-压力平面的不同区域。
2022-03-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Testing X-ray Measurements of Galaxy Cluster Gas Mass Fraction Using the Cosmic Distance-Duality Relation
我们提出了一个一致性测试的一些最近的X射线气体质量分数（$f_{\rm{gas}}$）测量星系团，使用宇宙距离对偶关系，$η_{\rm{theory}}=\dl(1+z)^{-2}/\da$，光度距离（$\dl$）数据从联盟2汇编的Ia型超新星。我们设置$η_{\rm{theory}}\equiv1$，而不是分配任何红移参数化，并限制宇宙学信息首选的$f_{\rm{gas}}$数据以及超新星观测。为了减小统计误差，我们采用了一种新的合并方法对Union 2数据进行约简。由Allen等人（2个样品）、LaRoque等人和Ettori等人报道的四组X射线气体质量分数数据，针对$f_{\rm{gas}}$的两种理论模型进行了详细的分析。Allen等人的分析结果表明，的实例证明了该方法的可行性。据发现，首选的宇宙学LaRoque等人。的样本在1- $σ$置信水平内与其参考宇宙学一致。然而，对于Ettori et al.的$f_{\rm{gas}}$样本，不一致性可以达到超过3- $σ$置信水平，并且该数据集显示出对$\Ol=0$宇宙学的特殊偏好。
2013-05-09 astro-ph.CO astro-ph.HE
Properties of gas phases around cosmic filaments at z=0 in the Illustris-TNG simulation
我们提出了在红移z=0的TNG 300 -1流体动力学模拟中检测到的宇宙网细丝周围的气相的研究。我们根据温度和密度把气体分成五种不同的相。我们发现，在温暖的星系际介质（WHIM），占80%以上的重子预算在$r \sim 1$兆秒差距的气体基本上占主导地位的细丝。除了WHIM气体，核心的灯丝（$r<1$ Mpc）也主机其他更热，更密的气相，其分数取决于灯丝人口的大贡献。通过建立温度和压力分布，我们发现，在细丝气体是等温的$r \sim 1.5$ Mpc，与T_核心的平均温度= $4-13 \times 10^5$ K，取决于大尺度环境。细丝核心处的压力平均为P_core = $4-12 \times 10^{-7}$ keV/cm ^3，比观察到的团簇中测得的压力低约1000倍。我们还估计，所观察到的Sunyaev-Zel'dovich（SZ）信号从核心的灯丝应该介于$0.5 < y < 4.1 \times 10^{-8}$，这些结果与最近的观测结果进行了比较。我们的研究结果表明，在灯丝的气体状态取决于晕的存在，并在大尺度环境。
2021-03-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Direct Images of the Cosmic Web of Intergalactic and Circumgalactic Gas in the Distant Universe
本研究利用专为宽视场极低面亮度观测建造的Condor Array Telescope，首次实现遥远宇宙星系际与星系周气体宇宙网的直接成像，探测到多种离子发射及尘埃吸收信号，为观测宇宙学研究提供新手段。
2024-12-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
The hydrodynamic stability of gaseous cosmic filaments
宇宙网络结构边缘的维里冲击是标准结构形成理论的明确预测。我们推导出一个准则的稳定性的冲击后气体和维里激波本身在球形，椭圆形和平面的下落几何形状。当气体冷却很重要时，我们发现激波变得不稳定，气体不间断地流向各自的晕、丝或片的中心。对于细丝，我们施加这个标准的自相似的下落解。我们发现，预计不稳定的细丝质量之间的$10^{11}-10^{13}M_\odot Mpc^{-1}.$使用一个简化的玩具模型，然后，我们表明，这些细丝将可能饲料晕与$10^{10}M_{\odot}\lesssim M_{halo}\lesssim 10^{13}M_{\odot}$在红移$z=3$，以及$10^{12}M_{\odot}\lesssim M_{halo}\lesssim 10^{15}M_{\odot}$在$z=0$。不稳定性将影响细丝的生存能力，因为它们以非平凡的方式穿透气体晕。此外，在不稳定的细丝上生长的较小的晕将不会受到细丝内部的冲压压力。流入的气体将继续向中心移动，一旦它的角动量平衡了引力，或者当它的密度变得如此之高以至于它对辐射形成了自我屏蔽时，就会停止。
2016-11-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Radiative feedback and cosmic molecular gas: numerical method
利用GADGET程序，采用多频辐射转移方案和非平衡态分子化学方法，对13种原初粒子（e-，H，H+，H-，He，He+，He++，H2，H2+，D，D+，HD，HeH+）的宇宙结构形成进行了自洽三维数值模拟.我们描述了我们的实现和显示测试电离球膨胀在一个静态和动态的密度场周围的一个中央辐射源，以及宇宙学的丰度演化加上宇宙微波背景辐射。作为辐射反馈在分子气体中的示范应用，我们还在~ 1 Mpc大小的盒子中进行了早期结构形成的宇宙学模拟。我们的测试与分析和数值预期一致。与其他工作一致，我们发现来自中心源的电离锋可以提高激波压缩气体中的H2分数。对H2的紧密依赖也导致HD分数的相应提高。我们看到典型的分子丰度强烈降低到几个数量级，这部分阻碍了原始中性气体的进一步气体崩溃，并清楚地表明需要再电离气体或金属冷却以形成下一代结构。
2012-02-27 astro-ph.CO math-ph math.MP
Impact of cosmic filaments on the gas accretion rate of dark matter halos
基于宇宙流体动力学模拟，我们研究了宇宙暗条对暗条中暗物质晕的气体吸积率$\dot{M}_{\rm{gas}}$的影响。我们发现，对于质量小于$10^{12.0}\ \rm{M_{\odot}}$的晕，位于突出的细丝（宽度为$D_{\rm{fil}}>3\ \rm{Mpc}/h$）中的晕的$\dot{M}_{\rm{gas}}$低于位于纤细细丝中的晕（$D_{\rm{fil}}<3\ \rm{Mpc}/h$），$20-30\%$在$z=0.5$中，$z=0$中为2-3倍。然而，$\dot{M}_{\rm{gas}}$对从高红移到$z=0$的暗条中心到暗条中心的物理距离的依赖性很弱，仅在$z=0$的显著暗条中表现出明显的内外区差异。我们进一步探讨气体的热性质突出和纤细的细丝，出现在相对高度和中间的过密区域，分别。突出的丝状体中的气体温度更高。在$26\%$附近，显著暗条中气体的$38\%$和$45\%$分别比$z=1.0, 0.5$和$z=0.0$处的$10^6$ K热。在细纤维中相应的组分只有$\sim 6\%, 9\%$和$11\%$。在$z \lesssim 0.5$显著的丝状体中，低质量晕的气体吸积速率受到抑制，这可能是由于环境气体较热，这可能提供了一种物理处理机制，在晕进入星系团之前减少对它们的气体供应。这一过程部分满足了在一些星系形成的半解析模型中实施的预热机制的需要，但仅…
2022-01-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmic gas accretion from filaments onto galaxy clusters using the IllustrisTNG simulation
Université Paris-Saclay（巴黎-萨克雷大学）；CNRS（法国国家科学研究中心）；Sorbonne Université（索邦大学）；Université de Lille（里尔大学）；Centrale Lille（里尔中央理工学院）
研究通过IllustrisTNG-300模拟分析415个星系团，探讨丝状结构在驱动各向异性吸积和热力学性质中的作用，发现不同距离范围内气体吸积特征差异显著。
2026-10-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Observational Constraints on Modified Chaplygin Gas from Cosmic Growth
我们研究了宇宙大尺度结构的线性增长函数，将修正的Chaubergin气体作为暗能量。考虑到观测增长数据的红移范围从Wiggle-Z测量和均方根质量波动从Ly- $α$测量，我们数值分析宇宙学模型，以约束MCG的参数。还考虑了哈勃参数随红移的观测数据（$Z$）。数值分析中考虑了增长指数$γ$和增长函数$f$（定义为$f=Ω_{m}^γ (a)$）的Wang-Steinhardt模型。利用得到的状态方程参数的最佳拟合值，研究了具有红移$z$的生长函数$(f)$、生长指数（$γ$）和状态参数（$ω$）.我们注意到，MCG令人满意地容纳了一个加速阶段，其次是一个物质主导的宇宙。
2013-06-20 astro-ph.CO gr-qc
Radiative feedback and cosmic molecular gas: the role of different radiative sources
我们目前的结果从多频辐射流体动力学化学模拟解决原始恒星的形成和相关的恒星反馈从不同的人口的恒星，恒星能量分布（SED）和初始质量函数。光谱的大质量恒星，中等质量的恒星和定期太阳类恒星采用了超过150个频率箱的网格，并始终与流体力学，重元素污染和非平衡物种的计算。强大的大质量第III星族恒星被发现能够大量地释放氢，随后释放氦和氦$^+$，导致早期星系际介质中状态方程的反转和金斯质量的增加。辐射对恒星形成率的影响在几倍到1倍之间，取决于SED。辐射过程负责气体加热和光蒸发，虽然软SED的排放影响较小。这些发现对宇宙气体预热、原始直接坍缩黑洞、低质量矮星系等“宇宙化石”的形成、AGNi在再电离过程中的作用、扩展盘的早期形成和角动量灾难都有意义。
2016-05-31 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Probing Cosmic Reionization and Molecular Gas Growth with TIME
线强度测绘（LIM）通过测量所有星系在红移范围内的聚集线辐射，为探索宇宙结构提供了一种独特而有力的手段。该方法是补充传统的星系红移调查是基于对象和要求精致的点源灵敏度。电离碳层析成像测绘实验（TIME）将通过观测LIM区红移的[CII] 158 $μ$ m线（$6 \lesssim z \lesssim 9$）来测量宇宙再电离期间的恒星形成率（SFR）。《时代》杂志将通过观测$0.5 \lesssim z \lesssim 2$星系发出的旋转CO谱线，同时研究恒星形成高峰时期分子气体的丰度。我们提出的建模框架，预测的约束力量的时间上的一些观测，包括线光度函数，和自相关和互相关功率谱，包括协同作用与外部星系示踪剂。基于一个优化的调查策略和基准模型参数的现有观测信息，我们预测的物理量有关的再电离和星系演化的约束条件，如逃逸的电离光子在再电离过程中的分数，在高红移星系光度函数的暗端斜率，和宇宙中午的宇宙分子气体密度。我们讨论了这些约束如何能够促进我们对宇宙学星系演化的理解，从2021年开始，在两个不同的宇宙时代，以及如何在未来的实验阶段中改进它们。
2021-05-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Computer Simulations of Cosmic Reionization
氢的宇宙再电离是宇宙演化中最后一次主要的相变，它彻底改变了宇宙气体的电离和热条件。据我们今天所知，这一过程是由来自年轻恒星形成星系和第一类星体的紫外线辐射驱动的。我们回顾了目前宇宙再电离的观测限制，以及控制星系际气体电离的主要物理效应。然后，我们专注于这个过程的计算机模拟的数值模拟。在过去十年中，在解决来自许多来源的电离光子通过膨胀宇宙中宇宙气体的高度不均匀分布的辐射转移方面取得了重大进展。通过现代模拟，我们终于对再电离过程有了一个大致的了解，但在这个年轻而令人兴奋的数值宇宙学领域，仍然存在许多未解决的问题。
2009-06-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
ALMACAL VI: Molecular gas mass density across cosmic time via a blind search for intervening molecular absorbers
我们才刚刚开始了解从$z\sim 2$到现在，宇宙恒星形成率发生巨大变化的物理过程。与恒星形成直接相关的一个量是分子气体密度，它应该通过独立的方法来测量，以探索由于宇宙变化和系统不确定性而导致的变化。我们使用毫米明亮背景源光谱中的CO吸收线来提供宇宙分子气体质量密度的普查。本工作中使用的数据来自ALMACAL，这是一项利用ALMA校准器存档的广泛而深入的调查。虽然我们报告了多条银河系吸收线和一个本征吸收体，但没有检测到河外介入分子吸收体。然而，由于大的红移路径调查（$Δz=182$），我们提供的限制分子柱密度分布函数超出$z\sim 0$。此外，我们探测了N（H $_2$）> 10 $^{16}$ atoms~cm $^{-2}$的柱密度，比以前的研究低5个数量级。我们使用宇宙学流体动力学模拟IllustrisTNG表明，我们的上限$ρ({\rm H}_2)\lesssim 10^{8.3} \text{M}_{\odot} \text{Mpc}^{-3}$在$0 < z \leq 1.7$已经提供了新的约束，目前的理论预测的冷分子阶段的气体。这些结果与最近的CO排放线调查是一致的，并补充这些研究。综合约束表明，目前宇宙恒星形成率的历史下降是一致的，在星系中的分子气体相比，$z\sim 2$的增加耗尽。
2019-09-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
A cosmic web filament revealed in Lyman-alpha emission around a luminous high-redshift quasar
对宇宙结构形成的模拟预测，星系嵌入在一个“宇宙网”中，其中大多数重子以稀薄和高度电离的气体形式存在。这种材料已经研究了几十年的吸收背景源，但这些固有的一维探针的稀疏性排除了对底层网络的三维形态的直接约束。在这里，我们报告观测到的宇宙网细丝莱曼α发射，发现在宇宙气体荧光“照明”明亮的类星体在z=2.3的调查。射电宁静类星体UM 287周围的莱曼-α辐射预计大小约为460千秒差距，远远超出了任何可能的相关暗物质晕的维里半径。从观测到的辐射估计星云的冷气质量至少是宇宙学模拟通常发现的质量的十倍，这表明在当前的数值模型中可能缺少一个亚千秒差距大小的星系际气体团。
2014-01-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Testing the cosmic distance duality with X-ray gas mass fraction and supernovae data
本文讨论了一种新的与宇宙学模型无关的检验宇宙距离对偶关系（CDDR）的方法：$η= D_{L}(L)(1+z)^{-2}/D_{A}(z)=1$，其中$D_{A}(z)$和$D_{L}(z)$分别是角距离和光度距离。利用星系团X射线气体质量分数（$f_{gas}$）的一般表达式$f_{gas} \propto D_L{D_A}^{1/2}$，我们证明了$f_{gas}$观测与Ia型超新星（SNe Ia）数据的结合为CDDR提供了有效性检验。为了进行我们的分析，我们使用38 $f_{gas}$测量最近研究的两组考虑不同的假设来描述集群（拉罗克{ \it{et al.} } 2006年和Ettori { \it{et al.} } 2009年）和两个子样本的SNe Ia距离光度从Union 2汇编提取。在我们的测试中，我们考虑的$η$参数作为一个函数的红移参数化两个不同的功能形式。发现La Roque { \it{et al.} }（2006）的样本与对偶关系（$η= 1$）完全一致，而Ettori { \it{et al.} }（2009）的样本呈现出显著的冲突。
2011-11-17 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
Gas filaments of the cosmic web located around active galaxies in a proto-cluster
宇宙学模拟预测宇宙包含一个星系间气体细丝网络，星系在其中形成和演化。然而，来自这些灯丝的任何发射的微弱性限制了对这种预测的检验。我们报告的检测静止帧紫外线莱曼α辐射从多个灯丝延伸超过1兆秒差距的星系之间的SSA 22原星系团在3.1的红移。密集的恒星形成和超大质量黑洞活动正在嵌入这些结构的星系内发生，这可能是观测到的莱曼α发射的电离辐射的来源。我们的观测绘制出了被认为是大质量原星系团中星系和黑洞生长的燃料类型的沉积结构中的气体。
2019-10-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
X-ray surface brightness observations of galaxy clusters, cosmic opacity and the limits on the matter density parameter
在这项工作中，我们使用两个气体质量分数的星系团的X射线表面亮度的观测，结合最近的$H(z)$数据在一个平坦的$Λ$ CDM框架施加限制宇宙不透明度。假设星系团处于流体静力平衡状态，气体质量分数测量值随红移保持不变。我们表明，目前的限制物质密度参数得到的X射线气体质量分数测试是强烈依赖于宇宙透明性假设，即使是一个平坦的场景。我们的结果与$1σ$ c. l.中的透明宇宙一致。与使用Ia型超新星、伽马射线暴和$H(z)$数据的其他分析完全一致。
2018-03-07 astro-ph.CO astro-ph.HE
First Results from the TNG50 Simulation: The evolution of stellar and gaseous disks across cosmic time
我们提出了一个新的宇宙学，磁流体动力学模拟星系形成：TNG 50，第三次也是最后一次安装的IllustrisTNG项目。TNG 50在50 Mpc的体积内演化出2 × 2160^3的暗物质粒子和气体细胞。因此，它达到了放大模拟的典型数值分辨率，重子元素质量为8.5 × 10^4 Msun，星系恒星形成区的平均细胞大小为70-140秒差距。与此同时，TNG 50对约700（6，500）个恒星质量在z=1时大于10^10（10^8）Msun的星系进行了采样。在这里，我们研究了恒星形成星系在宇宙时间（0 < z < 6）的结构和运动学演化。我们量化了它们的大小，盘的高度，3D形状，以及旋转与色散支持的运动的程度，这些运动由静止框架V波段光（即大致的恒星质量）和Halpha光（即恒星形成和致密气体）追踪。TNG 50前所未有的分辨率使我们能够模拟具有sub-kpc半光半径和<300-pc盘高度的星系。再加上大量的统计数据，我们描述了一个多样化的，红移和质量依赖的结构和运动学形态的星系混合所有的方式到早期时代。我们的模型预测，恒星形成星系的盘状形态的分数，基于三维恒星形状，宇宙时间和星系恒星质量增加。气体运动学显示，绝大多数10^9-11.5兆太阳质量的恒星形成星系在大多数宇宙时期（Vmax/sigma>2-3，z<5）都是旋转支撑的盘，在更早的时期（z>1.5）动力学上更热。尽管在高红移时…
2019-09-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Baryons in the CosmicWeb of IllustrisTNG - I: Gas in Knots, Filaments, Sheets and Voids
我们分析的IllustrisTNG模拟研究的质量，体积分数和相位分布的气体重子嵌入在结，丝，片和空隙的宇宙网络从红移$z=8$红移$z=0$。我们发现，长丝主机更多的恒星形成的气体比结，长丝也有较高的相对质量分数的气体在这一阶段比结。我们还证明了冷弥散星系际介质（IGM; $T<10^5 \, {\rm K}$，$ n_{\rm H}<10^{-4}(1+z) \, {\rm cm^{-3}}$）和温热星系际介质（WHIM; $ 10^5 \, {\rm K} <T<10^7 \, {\rm K}$，$ n_{\rm H} <10^{-4}(1+z)\, {\rm cm^{-3}}$）分别构成了红移为$z=0$的重子的$\sim 39\%$和$\sim 46\%$.我们的结果表明，WHIM可能构成了最大的水库{ \it失踪}重子在红移$z=0$。使用我们的宇宙网络分类，我们预测的WHIM是占主导地位的重子质量贡献的细丝和结在红移$z=0$，但不是在片和空洞的冷，弥漫IGM占主导地位。我们还研究了WHIM和IGM从红移$z=4$到红移$z=0$的演化过程，发现从红移$z=0$到$z=1$，WHIM在细丝和结中的质量分数仅以一个因子$\sim 2$演化，但在更高的红移处下降得更快。WHIM只占据红移为$0\leq z \leq 1$的体积的$4-11\%$。我们预测宇宙细丝中存在大量目…
2019-04-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
The First Stars: formation under cosmic ray feedback
我们探讨了宇宙射线（CR）的背景产生的超新星爆炸的第一颗恒星上的恒星形成的无金属气体在$z\sim25$的minihalo的影响。从宇宙学的初始条件，我们使用光滑粒子流体动力学代码GADGET-2遵循气体坍缩的影响下的CR背景密度的$n=10^{12}\,{\rm cm}^{-3}$，在这一点上，我们形成汇粒子。使用一套模拟与两套初始条件和采用一系列的CR背景模式，我们遵循每个模拟$5000\,$年后的第一个汇的形式。CR既加热又电离气体，促进${\rm H}_2$的形成。额外的${\rm H}_2$提高了气体的冷却效率，使其更快地满足Rees-Ostriker标准并加速坍塌，使得每个模拟在不同的时期达到高密度。当它退出游荡阶段，坍缩气体的热力学路径收敛到没有任何CR背景的情况下。当气体接近汇形成密度时，气体的热力学状态因此在所有模拟中非常相似。这导致了一个强大的特征质量，这是在很大程度上独立于CR背景，订单$\sim$几个$\times10\,{\rm M}_{\odot}$，即使CR背景强度变化了五个数量级。
2016-02-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
The ALMA REBELS Survey: The Cosmic HI Gas Mass Density in Galaxies at $z\approx 7$
直到最近，由于超精细HI 21-cm跃迁的弱点，在大宇宙学距离的单个星系的中性原子气体含量一直难以测量。在这里，我们估计HI气体质量的主序星形成星系的样本在$z\sim 6.5 - 7.8$调查[CII] $-158μ$ m发射的再电离时代明亮的发射线调查（REBELS）的一部分，使用最近校准的[CII]到HI转换因子。我们发现星系中HI气体的质量过剩随红移的增加而增加，平均值为$M_{\rm HI} / M_\star \approx 10$，对应于HI气体质量分数为$f_{\rm HI} = M_{\rm HI} / (M_\star + M_{\rm HI}) = 90\%$，在$z\approx 7$。基于从同一样本星系导出的[CII]- $158μ$ m光度函数（LF），我们进一步对该红移下星系中宇宙HI气体质量密度（$ρ_{\rm HI}$）进行了限制，并测量出其为$ρ_{\rm HI} = 7.1^{+6.4}_{-3.0} \times 10^{6}\,M_{\odot}\,{\rm Mpc^{-3}}$ .该估计值比从阻尼Lyman-$α$吸收体（DLA）测量值的外推推断的$\approx 10$的系数低得多，并且在很大程度上取决于所采用的精确[CII] LF。然而，我们发现$ρ_{\rm HI}$的这种减少与最近的模拟一致，并认为这种明显的差异可能是DLA视线主…
2022-07-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
The physical nature of the cosmic accretion of baryons and dark matter into halos and their galaxies
暗物质和重子的宇宙吸积成晕通常是用一些演化的维里关系来测量的，但最近的工作表明，大多数晕在宇宙晚期（z < 2）的增长不是物理的，而是维里半径演化的副产品（“伪演化”）。使用Omega 25，一套宇宙学模拟，将暗物质和气体动力学与不同的处理气体冷却，恒星形成，和热反馈，我们系统地探索物理学，管理宇宙吸积成晕和它们的星系。物理上有意义的暗物质和重子的宇宙吸积发生在z > 1的整个晕质量范围：M_200 m = 10^{11-14} M_sun。然而，暗物质，因为它是无耗散的，在> R_200 m（z）以壳状的方式沉积（在时间平均意义上），使得暗物质质量和密度在z < 1的晕内的任何半径处几乎没有物理增长。相比之下，气体，因为它能够辐射冷却，经验在所有半径的吸积显著，在一个速度，大致跟踪吸积率在R_200米，在所有的红移。进入的气体在~2 R_200 m处开始与暗物质分离，并继续吸积到更小的半径，直到在~ 0.1 R_200 m处出现强角动量支持。因此，虽然暗物质的增长是受伪演化，重子的增长不是。星系尺度上的气体吸积率跟踪R_200 m附近的吸积率，这一事实提供了深入了解星系的质量/大小和它们的宿主晕在宇宙时间之间的紧密关系。
2015-07-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Vortical Motions of Baryonic Gas in the Cosmic Web: Growth History and Scaling Relation
利用宇宙学流体动力学模拟研究了大尺度结构中重子气体的涡旋运动。在宇宙网的形成过程中，重子物质的涡旋运动被斜压性分两个阶段抽升，形成薄片和细丝。在$z=0$处，空洞、片层、细丝和结的平均旋度速度分别约为$< 1$、1-10、10-150和5-50 km/s。采用She-Leveque分级湍流模型对25（100）$h^{-1}$ Mpc的箱形流场进行数值模拟，在$l<0.65(1.50) h^{-1}$ Mpc范围内，可以很好地描述气体旋涡速度的标度性。由速度结构函数揭示的涡旋运动的分形Hausdorff维数$d$为$\sim 2.1-2.3$（$\sim 1.8-2.1$）。它略大于细丝中质量分布的分形维数$\textit{D}^f \sim 1.9-2.2$，小于薄片的分形维数$\textit{D}^s \sim 2.4-2.7$。重子气体的涡旋动能主要由暗条输运。在$\sim 0.65(1.50) h^{-1}$ Mpc的转折尺度下，质量分布和涡度速度增量的标度都表现出明显的转变，这可能与密度丝的特征半径密切相关。
2015-08-27 astro-ph.CO physics.flu-dyn
Automated Mining of the ALMA Archive in the COSMOS Field (A3COSMOS): II. Cold Molecular Gas Evolution out to Redshift 6
我们提出了新的测量宇宙冷分子气体演化的红移6的基础上系统挖掘ALMA公共档案在宇宙深场（A3 COSMOS）。我们的A3 COSMOS数据集包含约700个星系（0.3 < z < 6），在（亚）毫米连续谱和多波长光谱能量分布（SED）中具有高置信度的ALMA检测。多种气体质量校准方法进行了比较，并在波段转换（从观察到的ALMA波长的休息帧瑞利-牛仔裤（RJ）尾部连续）的偏见进行了测试。结合我们的A3 COSMOS样本和大约1,000个0 < z < 4的CO观测星系（75%在z < 0.1），我们参数化星系的分子气体耗尽时间和分子气体与恒星质量比（气体分数），每个都是恒星质量的函数，偏离恒星形成的主序（Delta MS）和宇宙年龄（或红移）。我们提出的函数形式提供了统计学上更好的拟合当前数据（比文献中的函数形式），并暗示了“缩小”效应（即，质量较大的星系比质量较小的星系演化得更早）和“质量淬灭”（大质量星系的气体消耗随着宇宙时间的推移而减慢，但低质量星系的气体消耗则加快）。采用星系-恒星质量函数，并将其应用于气体质量计算，我们首次推断出宇宙冷分子气体密度演化到红移6，并与CO盲测和半解析模型相一致.这些共同提供了一个连贯的图片冷分子气体，SFR和恒星质量演化的星系在宇宙时间。
2019-10-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Simulation of the Cosmic Evolution of Atomic and Molecular Hydrogen in Galaxies
我们提出了一个模拟的宇宙演化的原子和分子阶段的冷氢气在约3e 7星系，通过后处理的虚拟星系目录产生的（De Lucia等。2007）上的千年模拟宇宙结构（Springel等。2005）。我们的方法使用一组物理处方来分配中性原子氢（HI）和分子氢（H2）的星系，根据它们的总冷气质量和一些额外的星系属性。这些处方是专门为大型宇宙学模拟而设计的，考虑到目前的计算限制，单个星系只能用具有一些全局性质的简单模型对象来表示。我们的配方使我们能够（i）在HI，H2和氦气之间分割总的冷气质量，（ii）为HI和H2盘分配现实的大小，以及（iii）评估相应的速度分布和特征无线电发射线的形状。本文给出的结果包括局域HI和H2质量函数、CO光度函数、冷气体质量-直径关系和Tully-Fisher关系（TFR），它们都与局域宇宙最近的观测数据相吻合。我们还提出了高红移的预测冷气体直径和TFR，这两个似乎发展显着的红移。
2009-07-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
The baryon census and the mass-density of stars, neutral gas, and hot gas as a function of halo mass
本研究整合多波段观测经验数据，建立不同暗晕质量下恒星、中性气体与热气体的重子质量-暗晕质量标度关系，测得各重子组分的宇宙密度，验证方法可靠性并给出热等离子体密度估算。
2024-11-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Entropy at the Outskirts of Galaxy Clusters as Implications for Cosmological Cosmic-Ray Acceleration
近年来，星系团外围的气体熵引起了人们的广泛关注。我们建议，熵配置文件可以用来研究宇宙射线（CR）的加速周围的集群。如果CRs在团簇形成时被有效地加速，则下落气体的动能被加速消耗，并且气体熵应该减小。结果，熵分布在外围变得平坦。如果加速度不是有效的，熵应该继续向外增加。通过比较模型预测与朱雀的X射线观测结果（显示出平坦的熵分布），我们发现CR携带了约<7%的气体动能远离星系团。此外，郊区的CR压力可能约<总压力的40%。另一方面，如果熵廓线在外围不是平坦的，如普朗克和ROSAT观测所示，携带的能量和CR压力应该比上述估计小得多。
2013-03-19 astro-ph.CO astro-ph.HE
The Relative Role of Galaxy Mergers and Cosmic Flows in Feeding Black Holes
利用一组放大的宇宙学模拟的高红移的大质量星系的祖先，我们隔离和跟踪的历史，是由中央超大质量黑洞吸积的气体。我们确定的吸积气体的起源，无论是在合并事件或顺利吸积进入星系。此外，我们指定是否顺利吸积气体通过冷流吸积或冲击进入晕。对于z ~ 4的中等质量（10^6 - 10^7 Msun）黑洞，与激波或合并起源的气体相比，更倾向于吸积冷流气体。然而，这一结果是整个星系具有更高比例的冷流气体的事实的结果。一般来说，每个黑洞都倾向于吸积与其宿主星系中所含的相同比例的平滑和合并吸积气体，这表明一旦气体进入晕，它就会变得混合良好，并且其起源被抹去。我们发现，气体的角动量晕入口时是一个更重要的因素;黑洞优先吸积气体，具有低的角动量时，它进入星系，无论它是吸积顺利或通过合并。
2013-12-09 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
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
